天文知識普及講座3

天文知識普及第三講天文望遠鏡觀天千里眼光學(xué)望遠鏡：折射式、反射式、折反射式射電望遠鏡紅外望遠鏡紫外、X射線、伽瑪射線望遠鏡望遠鏡的性能指標評價一架望遠鏡的好壞首先要看望遠鏡的光學(xué)性能，然后看它的機械性能的指向精度和跟蹤精度是否優(yōu)良。望遠鏡的光學(xué)性能指標，主要有六個參量:

有效口徑相對口徑(光力)

放大率貫穿本領(lǐng)(極限星等)

分辨本領(lǐng)視場

1）口徑D

I∝πD2

物鏡起集光作用的直徑，口徑越大收集的輻射越多越能觀測到暗弱的天體。

口徑愈大能收集的光量愈多，即聚光本領(lǐng)就愈強，口徑愈大愈能觀測到更暗弱的天體。因而，大口徑顯示著探測暗弱天體的威力大，這是因為望遠鏡接收到天體的光流量與物鏡的有效面積（πr2）成正比。望遠鏡的作用（聚光、提高解析力）

望遠鏡功能與口徑關(guān)系

望遠鏡口徑極限星等可見一燭光距離分辨角分辨10厘米的距離

6毫米(人眼)6.512公里23秒0.9公里

2.16米22.52萬公里0.5秒40公里

5米2610萬公里0.2秒100公里

10米2825萬公里0.1秒200公里*分辨率=14/D(厘米)角秒(D為望遠鏡口徑)

望遠鏡口徑越大,分辨率越高

2）相對口徑A：

A=D／F

望遠鏡的光力也叫相對口徑，即口徑D和焦距F之比，A=D/F。光力的倒數(shù)叫焦比(1/A=F/D)。A的倒數(shù)叫焦比(F/D)。某望遠鏡的口徑D=40cm,焦距F=4m,焦比為：F/10,則其光力A=1/10。

3）分辨角δ″：

δ

″＝1.22λ／D；

δ

″＝140／Dmm（λ=550nm）

分辨角：兩天體的像剛剛能被分開時，它們所對應(yīng)的天球上兩點的角距離。

根據(jù)光的衍射原理，在望遠鏡通光孔徑為圓孔的情況下，分辨角由如下公式確定δ″=1.22λ/D

目視望遠鏡最敏感的波長λ=550nm，望遠鏡的物鏡口徑D（mm）來計算，則有如下簡化公式：

δ″=140″/D(mm)

某望遠鏡D=400mm,

δ″=140″/400=0.35″(理論值)

興隆2.16m望遠鏡D=2160mm,

δ″=140″/2160=0.06″(理論值)

由于地球大氣存在湍流影響加上望遠鏡的光學(xué)鏡面會有像差，所以實際的分辨本領(lǐng)遠低于理論值。

望遠鏡的口徑越大,分辨本領(lǐng)越高,越能分辨天體的更細結(jié)構(gòu)，則能觀測更暗、更多的天體。Twocomparablybrightlightsourcesbecomeprogressivelyclearerwhenviewedatfinerandfinerangularresolution.DetailbecomesclearerintheAndromedaGalaxy(M31)astheangularresolutionisimprovedsome600times,from(a)10',to(b)1',(c)5",and(d)1".

4）放大倍率G：

目視望遠鏡的放大率等于物鏡的焦距F1與目鏡的焦距F2之比，即G=F1/F2

一架望遠鏡配備多個目鏡，就可以獲得不同的放大率。顯然目鏡的焦距越短可以獲得越大的放大率。但這樣并不好，小望遠鏡用過大的放大率，會使觀測天體變得很暗，像變得模糊。常用的目鏡的焦距為10mm左右，用它配在焦距800mm的望遠鏡物鏡后面，就可獲得80倍的放大率。5）視場ω：

tan(ω/2)=D/F

望遠鏡的成像良好區(qū)域所對應(yīng)的天空角直徑的范圍叫望遠鏡的視場，用角度（ω°）表示，與放大率G成反比。

tanω=tanω’/G

（目鏡望遠鏡）

ω’為目鏡對應(yīng)的角直徑，稱為目鏡視場，G為放大率。不同的目鏡有不同的ω’，如某望遠鏡配有三種目鏡：

ω’為52°、ω’為67°、ω’為84°若采用常用ω’為52°,f=20mm的目鏡，則G=4000/20=200ω=arctan(tan52/200)=22’若采用ω’為67°的目鏡，f=9mm,ω=?若采用ω’為84°的目鏡，f=4.7mm,ω=?

視場ω

望遠鏡若存在大的像差，視場邊上的像很差，成像的良好區(qū)小，自然視場就小。對于星系或特殊天體的巡天觀測必須要有大視場的望遠鏡，這樣，一次觀測就可以覆蓋比較大的天區(qū)。施米特望遠鏡的焦距比較短，更主要的是它的光學(xué)系統(tǒng)的像差消得比較好，故它的視場ω可達十幾度。一般反射望遠鏡的視場ω小于1度。6）極限星等（貫穿本領(lǐng)）m：

m=2.1+5logD

理想條件下，望遠鏡指向天頂能看到的最暗弱星的星等值。它反映了望遠鏡觀測恒星方面的能力。當然，望遠鏡的口徑越大，能觀測越暗的天體。此外也與望遠鏡后接的探測器有關(guān)。對于照相觀測或用電荷藕合器件CCD觀測，由于有累積效應(yīng)，在一定的時間范圍內(nèi)露光時間越長就能觀測到越暗的星，望遠鏡的貫穿本領(lǐng)也越高。當然不能任意延長露光時間，因為延長到一定程度后，由于夜天光的作用也會導(dǎo)致貫穿本領(lǐng)的降低。所以配有照相機，光電倍增管，光電成像器件和CCD等探測器的天文望遠鏡，其貫穿本領(lǐng)不僅決定于天文望遠鏡本身，而且也和這些探測器的靈敏度有關(guān)。其貫穿本領(lǐng)必須根據(jù)望遠鏡和探測器的特性進行具體實測而定。對于目視望遠鏡,它的極限星等可以經(jīng)驗地用如下公式計算：

m=6.5+5logD/d+2.5logkd=6mm,k=0.6

則有,m=2.1+5logD世界第一臺天文望遠鏡1609年伽利略發(fā)明天文望遠鏡,口徑4厘米多，折射式。發(fā)現(xiàn)：月面環(huán)形山；木星4衛(wèi)星；金星位相變化；太陽黑子及太陽自轉(zhuǎn)；銀河中的恒星。折射望遠鏡：用透鏡作物鏡的望遠鏡

1）伽利略式：正像，視場小。

2）開普勒式：視場大，反像。

物鏡、目鏡由不同折射率的光學(xué)玻璃復(fù)合成的。

1897年制造的1.02米（美國葉凱士天文臺）的折射鏡仍是世界之最。

評價優(yōu)點：寬廣的視野，高對比度和良好的清晰度，成像比較鮮明、銳利；簡單的機械設(shè)計、高可靠性、使用方便。封閉的鏡筒減弱了空氣流動對成像質(zhì)量的破壞，同時保護了光學(xué)鏡頭。缺點：有色差、價格昂貴、口徑有限制。適用范圍：適合巡天、觀測行星、雙星反射望遠鏡：用反射鏡作物鏡1）主焦點式：反射鏡為拋物面2）牛頓式：反射鏡為球面鏡，加上平面鏡3）卡賽格林式：主鏡為拋物面鏡，副鏡為凸的雙曲面鏡4）R—C系統(tǒng)：凹雙曲+凸雙曲（主鏡副鏡都為雙曲面）5）折軸式：加入幾塊平面鏡使光束從極軸方向射出主焦點式反射鏡為拋物面

牛頓式反射鏡為球面鏡卡塞格林式拋物面、凸的雙曲面鏡。折軸式評價優(yōu)點：沒有色差；能在廣泛的可見光范圍內(nèi)記錄天體發(fā)出的信息；且相對于折射望遠鏡比較容易制作；價格便宜；可以使用大口徑材料，也可以使用多鏡面拼鑲技術(shù)。缺點：有彗差；視場??；有遮擋，反差??；物鏡需要定期鍍膜；開放式的鏡筒產(chǎn)生空氣對流現(xiàn)象，影像不穩(wěn)定。適用范圍：觀測深空天體、行星。目前設(shè)計和建造的大口徑望遠鏡都是采用的反射系統(tǒng)。赫歇爾的“大炮”1786年完成口徑122厘米反射望遠鏡羅斯伯爵的“城堡”（1845年）

反射望遠鏡，口徑184厘米，鏡筒17米海爾5m望遠鏡夏威夷山頂上的凱克望遠鏡凱克望遠鏡

主鏡由36塊小鏡面拼接而成，每塊小鏡面都為六角形，口徑1.8米，厚7.6厘米，重400千克。這樣，整個主鏡重不到18噸?？ㄈ窳质絼P克望遠鏡I和II分別安裝在這兩個大油罐形的圓頂里日本的8.3m昴星團(Subaru)望遠鏡

單鏡面

折反射望遠鏡：在反射鏡的基礎(chǔ)上在入口處加一塊稱為修正鏡的透鏡。1）施密特式：球面反射鏡+復(fù)雜的折射改正透鏡。2）馬克蘇托夫式：

球面反射鏡+彎月形折射改正透鏡。

折反射望遠鏡施密特望遠鏡施密特-卡塞格林望遠鏡馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡

施密特望遠鏡是折反射系統(tǒng)，系統(tǒng)中的主鏡為一個球面反射鏡，在球心處，物鏡的前面還配置了一個改正透鏡，用以改正反射鏡的像差。這種系統(tǒng)是一個可以得到大視場的優(yōu)質(zhì)成像系統(tǒng)。一般施密特望遠鏡有效視場可達5度。

MeadeLX200望遠鏡即為施密特-卡塞格林望遠鏡評價優(yōu)點：折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優(yōu)點。光力強、視場大、象差??；容易保養(yǎng)。缺點：有場曲；鏡筒封閉，熱平衡時間長；遮擋率較高，反差小。適用范圍：適于巡天、深空、行星的業(yè)余天文觀測和攝影。像差

一般折射鏡

ED折射鏡

反射鏡

折反射鏡

色差 顯著 輕微 沒有 沒有 球面像差*輕微 輕微 輕微 輕微 彗形像差輕微 輕微 顯著 輕微 場曲 輕微 輕微 輕微 顯著 面臨的技術(shù)難題1，鏡面加工精度：1/20波長2，反射鏡自重、溫度變化和風(fēng)力引起的變形3，地球大氣擾動引起星光的抖動

從1929年海爾5米望遠鏡建成后，獨霸半個世紀。什么原因？口徑大于5米的望遠鏡（8－40米）將面臨如下技術(shù)瓶頸！現(xiàn)代的觀測技術(shù)孔徑合成(aperturesynthesis)

多臺小型望遠鏡擺成好似一巨型望遠鏡的形狀→干涉儀(interferometer)成破碎的像θ～λ/d

此處d

為望遠鏡陣列的最大距離好處：小望遠鏡製造容易；較經(jīng)濟個別望遠鏡位置可以改變→較完整的像可以（逐次）添加望遠鏡個數(shù)→較完整的像可以拉長d，增加解像力主動式光學(xué)(activeoptics)

修正如溫差、機械造成的變形自適應(yīng)光學(xué)(adaptiveoptics)

即時調(diào)整光學(xué)系統(tǒng)（例如讓主鏡變形）以抵銷大氣擾動造成的影像變形解決途徑被動光學(xué)：光學(xué)玻璃的冷加工以及磨光技術(shù)的改進；堅實的結(jié)構(gòu)和玻璃被用來消除由于重力造成的透鏡變形；低膨脹系數(shù)的玻璃來消除溫度所造成的影響；為了消除當?shù)販囟鹊挠绊?，發(fā)動機和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最小；同時用來保護望遠鏡免受風(fēng)吹造成震動的圓頂在白天得到冷卻。主動光學(xué)：在觀測過程中實時自動地用內(nèi)置光學(xué)修正部件調(diào)整像質(zhì)的方法：在望遠鏡的主鏡背后安裝上百個促動器，在觀測過程中不斷地檢測鏡面因為重力、風(fēng)力、溫度等因素而發(fā)生的形變，然后通過促動器來矯正鏡子的形狀從而彌補非期望的形變，將鏡面的形狀保持在最佳狀態(tài)上。這些修正部件工作在相對較低的頻率（≤0.05Hz）。昴星團望遠鏡背面的促動器陣列

自適應(yīng)光學(xué)：自適應(yīng)光學(xué)是依照大氣湍動情況調(diào)整反射鏡面形，以改正出射波前，而非將面形保持在最佳狀態(tài)上。使用自適應(yīng)光學(xué)后，望遠鏡的分辨率可以提高10倍以上。自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)必須通過分析有限的數(shù)據(jù)在每一短暫的毫秒內(nèi)做出新的修正，修正部件工作在相對主動光學(xué)更高的頻率。地面觀測的限制地球大氣擾動造成星光晃動，所以解析度有限制。地球大氣將一些光給散射掉，造成星光亮度減弱。天氣的限制人類都市化造成的光害地球大氣吸收了一些電磁波的波段解決地面觀測限制的方法在高山上建立天文臺發(fā)射太空望遠鏡到大氣層以外進行觀測世界光害圖臺灣都市鄉(xiāng)村大氣擾動的效應(yīng)地面望遠鏡的影像哈勃望遠鏡的影像哈勃太空望遠鏡不受大氣擾動影響，可以有較好的解析度位於夏威夷山頂上的天文臺群位於夏威夷莫拉基亞山山頂?shù)拇魏撩撞嚵校ㄆ渲袃杉苁桥_灣中研院的）各類電磁波段什麼是大氣窗口?不同波段下的太陽影像以各種波段拍攝的NGC1515星系的中央核心區(qū)SpaceObservatoriesHubbleChandraWMAPSpitzerGalexCompton觀測紅外線（左）及紫外線（右）波段的太空望遠鏡觀測X射線的太空望遠鏡觀測伽瑪射線的太空望遠鏡最大空間望遠鏡

哈勃太空望遠鏡口徑=2.4米下一代太空望遠鏡NGST

口徑=10米

能探測到的宇宙空間是海爾望遠鏡的350倍。海爾鏡23等星，哈勃鏡29等星?？捎^測到140億光年之遠的天體。哈勃鏡的分辨率可達0.1角秒，而地面上的觀測最高只有1角秒，空間望遠鏡所提供的圖象清晰度是地面觀測的10倍。

哈勃空間望遠鏡的特性HubbleTechnologySpacecraftSystems

Hubble’sSpacecraftSystems–theOTA

HubbleTechnologyMirrorandBaffles

KECKCourtesy:L.SromovskyHUBBLESPACETELESCOPETheScienceofHubble

ItisnotevenremotelypossibletocoverallthesciencethatHubblehasdoneinasinglepresentation.TensofthousandsofpapersandhundredsofbookshavebeenwrittenbasedonHSTdata,andeverydaygenerates20GBofdata.Astronomerswillbeminingthisresourceforgenerationstocome.

射電望遠鏡成像原理圖片來源：龍騰版基礎(chǔ)地球科學(xué)第十章RadioObservatoriesAricebo中國天眼——FAST美國VLA(VeryLargeArray)望遠鏡陣列最大光學(xué)望遠鏡望遠鏡名稱口徑國家天文臺VLT(VeryLargeTelescope)4x8.2m歐歐南臺2001KeckIandII2x8.4m美凱克1991/6LBT(largeBinocularTelescope)2x8.4m意阿策特利2004GTC(GranTelescopioCanaries)10.4m西穆薩可斯2002HET(Hobby-EberlyTelescope)9.1m美德麥唐納1997SALT(SouthernAfricanLargeTelescope)9.1m南非2003SubaruTelescope8.2m日國立1999GeminiTelescope2x8.1m美雙子1999/2001

未來世界大望遠鏡CELT加州超大望遠鏡30米美里克天文臺GSMT巨型拼嵌望遠鏡30米美麥克唐納ELT超大望遠鏡50米瑞典倫德天文臺MAXAT極大口徑望遠鏡50米美國立天文臺OWL超凡望遠鏡100米歐南臺

VLT(ESO1986-2000)4X8.2米,F/1.8徑厚比46RCF/13.6指向精度1”，跟蹤精度0.05”干涉基線202米LBT（意、美、德）8.4米

11.8米

22.8米熔石英輕量化主鏡F/1.142系統(tǒng)焦比F/15TMT目前處于初步設(shè)計的最后階段（2009.3完成），2010年開始建設(shè)，2018年開光大視場的R-C系統(tǒng)，地平式支架，主鏡口徑30米，F(xiàn)/1,由492塊1.45米子鏡組成系統(tǒng)焦比F/15,FOV20'臺址：Chile'sAtacamaDesertDistantGalaxies–TMT+AOCredit:M.BolteM.BolteHubbleDeepFieldHubbleResolutionTMTResolutionwithAdaptiveOpticsE-ELT口徑42米，約1000塊直徑1.4米的子鏡組成，副鏡6米視場10’，五鏡系統(tǒng)智利中國光學(xué)望遠鏡

名稱與口徑天文臺地點2.16米望遠鏡國家天文臺(總