天文望远镜的发展

望远镜的发展赤道经纬仪黄道经纬仪纪限仪地平经纬仪玑衡抚辰仪天体仪地平经仪象限仪数百年来，科学家们为了观察天体而不断更新完善天文仪器。他们使用的有折射式望眼镜、反射式望眼镜和射电望眼镜来检测照射到地球上的星光。他们还使用航空器、气球、探空火箭和人造卫星来收集那些能被大气层过滤掉的射线。1608年荷兰的眼镜商汉斯.里帕席根据学徒的偶然发现，制成了第一架望远镜。1609年，伽利略制成了两架最早的天文望远镜，发现了望远镜具有“增加聚光本领和放大视角”的作用。伽利略把自制的口径4.5厘米，放大倍率33倍的望远镜指向天空，很快发现了月球上的环形山、围绕木星运转的四颗卫星、金星的盈亏现象、日面上的黑子、银河由无数暗弱恒星构成等现象。德国的开普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望远镜后两年，出版了《光学》一书，首次提出了“像差”的概念。并提出了一种新型的望远镜，这种望远镜被称为开普勒式望远镜。伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。成正像，制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做目镜。是将物镜所成的实像用凹透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测中多采用此种类型的望远镜。17世纪望远镜刚出现时，不仅口径较小，而且成像质量相当差。因为当时的物镜都是单透镜，像差，特别是其中的色差非常严重，它使观测到的天体不能呈现出清晰的像，而是带五颜六色光圈的像斑。这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现，当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。1673年，波兰的赫维留（1611-1687）制成了一架长达46米的望远镜，吊在30米高的桅杆上，要许多人用绳子拉着它起落升降。1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种颜色的光混合而成。望远镜的色差是由于透镜对不同颜色的光具有不同的折射率而造成。为了根本消除色差，牛顿干脆不用光的折射特性，而用反射特性。1668年，他制成了第一架反射望远镜，物镜是凹球面金属镜，物镜焦点前装一块和光轴成45°的平面反光镜，将星光反射到镜筒一边，用目镜观察。在牛顿之前，英国数学家格里果里（1638-1675）在1663年提出一种反射望远镜的设计方案，以抛物面为主镜，椭球镜面镜为副镜，主镜中央开有圆孔，F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（1625-1712）在1672年提出了又一种反射望远镜的设计方案，主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有圆孔，F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。这种反射镜目前还经常采用。1781年3月13日，英国天文学家威廉.赫歇尔（1738-1822）用他自制的口径15厘米的反射镜发现了天王星，把太阳系的尺度扩大了一倍。发现了天王星后，赫歇尔磨制的望远镜口径越来越大，他是使反射镜大型化的始祖。1789年赫歇尔制成当时世界上最大的望远镜。口径1.22米，焦距12.2米。19世纪下半叶是大型折射望远镜的时代，美国的光学制造家克拉克父子在1870年以后陆续磨制了口径66厘米、76厘米、91厘米、102厘米的折射镜。20世纪的上半叶巨型反射镜又占了上风。由于磨制材料的改进，用玻璃代替了金属，并发明了玻璃镀银技术，许多大口径反射镜相继建成。1948年口径508厘米的海尔反射望远镜交付使用。牛顿从理论上弄清了色差的成因，但错误的做出折射物镜色差无法消除的结论。由于牛顿极高的威望，不少人盲从了他的观点。直到18世纪30年代，英国数学家C.M.霍尔发现，用冕牌玻璃作凸透镜，用火石玻璃作凹透镜，所制成的复合透镜能消除色差。由于消色差折射物镜的制成，人们再也不用为减少色差而拼命加长物镜的焦距了。从此后，折射望远镜的镜筒便大大缩短了。1930年德国的施密特制造出第一架折反射望远镜。同时使用反射镜和折射镜。反射镜是球面镜，放在球面曲率中心的形状奇特的透镜做“改正镜”，可以补偿反射镜引起的球差，又不会产生明显的色差。1940年苏联光学家马克苏托夫发明马克苏托夫望远镜，和施密特望远镜类似，它的改正镜是弯月形，两个表面都是球面。制作容易。和反射镜相比，折反射镜的视场可以做的较大，有利于拍摄。1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在研究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线，接收到来自银河中心的电磁辐射，开创了射电天文学。宇宙中的各类天体发射着从波长106米-10-14米范围内的电磁辐射,地面上只能通过两个窗口光学和射电去观察星象。射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。甚大天线阵望远镜的口径：指望远镜物镜所能收到的最大光束的直径。通常将经过镜框限制后所能接收到的最大光束的直径称为有效口径D或入射光瞳。焦点：平行于望远镜光轴的入射光束，通过理想光学系统后汇聚在光轴上的那一点称为焦点。位于主轴上的焦点称为主焦点。焦距：从望远镜光学系统主点到主焦点的距离称为焦距F。相对口径：望远镜有效口径D与焦距F之比。通常将相对口径A称为相对孔径、光力或口径比。记为A=D/F焦比：将相对口径的倒数1/A称为焦比或相对焦距。照相机镜头上称为光圈。出射光瞳：指物镜通过目镜系统所成的像。一般出射光瞳d的直径不能很大，最大值最好小于人眼瞳孔的直径，否则从望远镜射出的光将不能全部进入人眼。聚光本领：望远镜收集的光能与人眼瞳孔所接收的光能力之比称为望远镜的聚光本领P。望远镜的聚光本领可以用公式P=D2/d眼2表示。人眼瞳孔直径d眼在白天约为2.5毫米，夜晚约为5毫米，在完全适应黑暗环境的条件下，瞳孔最大直径不超过8毫米。在理想条件下，有效口径80毫米望远镜的聚光本领P=(80/8)2=100，可见望远镜发挥了增加聚光本领的作用。放大率：放大率=F物/F目望远镜的有效放大倍数与望远镜物镜的有效口径有关，口径越大有效放大倍数越大，如果硬将小口径望远镜的倍数调大，星像的细节部分还是看不到，反而会使观测天体变得很暗，而且由于光的衍射效应，星像会变得模糊。分辨角：把望远镜能分清为两个物点的最小角距离称为分辨角，也叫分辨率。视场：用目视望远镜观测星空时所能见到的天空部分的角直径叫视场。当目镜的工作视场一定时，望远镜的视场与放大率成反比。望远镜主要解决“看得见”和“看得清”两方面的问题。前者指接收到光子的数量有多少，后者指光子在视网膜上集合成像的清晰度。望远镜的口径越大，接收到的光子数越多，“看得见”的本领就越高。“看得清”的问题和光学系统的质量，如玻璃的品质、加工精度、装配精度、保养状况有关，但即使是理想的光学系统，仍有一个不可逾越的限制，即光的衍射效应。重点为了使望远镜能够观测天球上任意位置的天体，它必须能够绕两条互相垂直的轴线旋转。根据轴线方向选择的不同，望远镜的装置分为两类：地平式装置和赤道式装置。一条轴线沿铅垂线方向，称为竖直轴；另一条轴线沿水平方向，称为水平轴。当绕竖直轴旋转时，望远镜的地平纬度不变，地平经度改变；当绕水平轴旋转时，望远镜的地平经度不变，地平纬度改变。天体观测一般都需要较长的时间，由于天体的周日视运动，望远镜最好能跟踪，最方便的办法是把一条旋转轴沿平行于天轴的方向放置，这就是“极轴”，这种装置称为赤道式装置，另一条轴线位于天球的赤道面内，就是“赤纬轴”。当绕极轴旋转时，望远镜的赤纬不变，赤经改变；当绕赤纬轴旋转时，望远镜的赤经不变，赤纬改变。现在常见的是开普勒式双筒镜，它的视场比伽利略式的大，而且成像更加清晰，但开普勒式双筒镜成的是倒立的像，为了得到正像，在它的光路中加有转像棱镜或转像透镜，这些转像装置在地面观测中是必不可少的。但像的倒正对天文观测来说无关紧要，不过正像望远镜可以给初学者找星带来方便。双筒镜采用的是折射系统，可分为伽利略式和开普勒式两种。伽利略式双筒镜结构简单，光能损失小、镜筒较短、价格也较低，但是，它的放大率一般不能超过6倍，放大率再增加，视场就会迅速减小，视场边缘变暗。成像质量也会下降，所以这种双筒镜用得较少。双筒镜的口径、放大率和视场一般都标在镜身上。口径和放大率用两组数字表示，例如“10×50”表示这架双筒镜的放大率为10倍。口径是50毫米；再如“15×～40×60”表示放大率在15倍至40倍之间可调，口径是60毫米。视场是反映望远镜性能的另一个重要参数。与天文望远镜不同，双筒镜的视场经常不以“度”作单位给出，而是给出在1000米(码）处能看到的景物的最大宽度。如“131m/1000m”或“393Ft./1000Yd.”表示用这架双筒镜能看到1000米(码)处的景物的最大宽度为131米(393英尺)。1、最早把望远镜用于天文观测人是谁？2、天文望远镜有哪几种类型？3、可以测量天体射电的强度、频谱及偏振的望远镜？（伽利略）（折射、反射、折反射）（射电望远镜）