天文望远镜使用手册.docVIP

用 户 手 册 很多天文爱好者在购买天文望远镜的时候都是很惘然，到底哪一款天文望远镜最适合自己，能否看到星星，能看清楚到什么程度，等等疑问，而且对于一些天文望远镜的型号，参数，光学系统也不了解。在购买天文望远镜之前，让我们大家一起来了解一下。首先来说说天文望远镜的光学系统吧。 天文望远镜有折射式天文望远镜、反射式天文望远镜和折反射式天文望远镜 ? 1以透镜作为物镜的，称为折射望远镜折射望远镜用透镜系统聚光。小的时候大部分人有这样的经验，在晴天我们用放大镜点燃一片树叶或纸。这个实验的原理就是放大镜把表面的光聚焦成一点，使这一点的温度特别高，即光度特别大。一架折射望远镜用透镜组完成同样的事情。在折射望远镜大的一端有两片大小相等但不同类型的镜片。当光通过它们，它们共同工作把光聚焦在望远镜筒另一端。在这一点，不管望远镜指向哪里都会成像。用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦既包含透镜，又有反射镜的称为折反射望远镜。,基本上和反射一样,也有反射式望远镜的缺点,为了消除偏离光轴的视野的慧星像差使用着透镜,且主镜为球面镜,比反射型容易研磨.. 是1930 年由施密特(Schmidt)发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消 除彗形像差，同时利用一非球面透镜(Aspheric Lens)放于主镜前适当位置作为矫正镜 Corrector)以矫正主镜的球面差。这样可以得出一个阔角(可达40一50度)的视场而没有 一 般反射镜常有的球面差与彗形像差，只有矫正镜做成的轻微色差而已。摄影用的施 密特望远镜，焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3间,最小可达〞0.6)，因此很适宜于 星野及星云摄影。 马克苏托夫式 马卡苏托夫与施密特式最大的区别在于矫正镜，施密特式优点在于像差小，视场大，但是难于加工，于是马卡苏托夫把前面的矫正镜改为球面，利用与主镜和付镜的配合来校正像差，马卡苏托夫最大的优势在于易于加工。 因为加工难度的问题，虽然斯卡在理论上占据优势，但往往在实际使用时无明显优势。 大家看过这些是不是又会有新的疑问，比如什么是色差，什么是彗差等等问题，下面我通俗的讲一下。 色差就是观测目标的边缘镶上紫色或者蓝色的边儿。 彗差是星点不成点状，而呈现彗星状，有个小尾巴拖着。呵呵顾名思想义，就很容易理解。 接下来介绍一下天文望远镜的一些基本的参数和对其观测的一些影响。 举例说明一下会比较易懂简单 BOSMA博冠折反射式天文望远镜马卡 150/1800 SCT版当了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜:H20/ H12.5mm /SR4mm /K25 /K10 .PL25 /PL20 /PL12.5 /PL10 /PL6.5 /PL4目镜是天文望远镜终端,最后的成像配件,供观察者直接观察.一般常用的有:惠更斯目镜(H)冉斯登目镜(SR)凯涅尔目镜(K)普罗斯尔目镜(PL)字母代表目镜的类型,数字代表目镜的焦距,在物镜焦距不变的情况下,其焦距和放大倍数是反比关系.望远镜放大倍数=物镜的焦距/目镜的焦距.惠更斯目镜（H）荷兰科学家惠更斯于1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍，镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。凯尔纳目镜（K、RK）是在冉斯登目镜的基础上发展而来，出现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有着舒适的出瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。普罗素目镜（PL）又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OL目镜相当，但具有更大的出瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率， 是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。广角目镜视场角大于500的目镜称为