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望遠鏡基礎知識——天文望遠鏡
（2007年06月12日 20:44:49）
來源︰北大青年天文學會
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□作者:
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望遠鏡的種類
望遠鏡通常是由一個長焦距物鏡(主鏡)將天體的影像聚焦,再在焦點附近用一個(短焦距)目鏡把這個影像放大。一般來說,望遠鏡可分為折射望遠鏡、反射望遠鏡及折反射望遠鏡三大類。
折射式望遠鏡 (Refractor)
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一般折射望遠鏡的物鏡,是由兩塊不同折光率的玻璃鏡片組成,以減少色差,使紅藍兩色的 影像聚在同一焦點上,這類鏡頭稱為消色差鏡頭(Achromatic lens)。嚴格來說,這類鏡頭影像外圍仍有一個很淡紫色的光暈。
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a. 藍光焦點 |
| b.黃光焦點 |
| c.紅光焦點 |
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折射望遠鏡的紅、綠、藍三色的色差 |
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折射望遠鏡與赤道儀
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為了減少鏡頭的球面差(Spherical aberration),彗形像差(Coma)及像散(Astigmatism),一般可將焦比值增大,因此一般折射望遠鏡的口徑與焦距比(焦比)起碼在f10至f16之間。 |
折射望遠鏡的結構 |
較高級的鏡頭,是由三塊不同折光率的玻璃鏡片組成或采用較低色散的玻璃(ED)或甚至采用螢石晶體來制造,可消除紅、綠、藍三色的色差。這些鏡頭稱為復消色差鏡頭(Apochromat)。它們的口徑與焦距比可以達到f5。使到望遠鏡的長度縮短及重量較輕,使用較為方便,但售價十分昂貴。
由于折射望遠鏡筒可以密封,所以維修保養方面較為方便,更適宜于搬往野外使用,同時亦不受鏡筒內氣流的影響。
由于鏡頭起碼由兩塊玻璃組成,所以成本(要磨制四塊鏡面)較同口徑的反射望遠鏡昂貴。市面上一般售賣的小型天文望遠鏡,多屬折射望遠鏡。
反射望遠鏡 (Reflector)
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反射望遠鏡是利用一塊鍍了金屬(通常是鋁)的凹面玻璃聚焦,由于焦點在鏡前,所以必須在物鏡焦點之前用另一塊鏡將影像反射出鏡筒外,再用目鏡放大。
反射望遠鏡沒有色差(因不用透過玻璃故無色散),但有其它各類的像差。如將反射凹面磨成覓物線形(Parabolic),則可消除球面差,但受彗形像差的影響嚴重,故邊緣部份仍覺松散。
現時一般中小型的反射望遠鏡有下列二種型式:
牛頓式 (Newtonian)
利用一塊與光軸成45度平面鏡(Flat or diagonal)作為副鏡(Secondary)將影像反射至鏡筒前側。這種結構最為簡單,影像反差較高,亦最多人選用,通常焦比在f4至f8之間。
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牛頓式反射望遠鏡與赤道儀
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卡賽格林式反望遠鏡的結構 |
牛頓式反射望遠鏡的結構 |
卡賽格林式或簡稱卡式 (Cassegrain)
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利用一塊雙曲面凸鏡(Convex hyperboloid)作為副鏡,在主鏡焦點前將光線聚集,穿過主鏡一個圓孔而聚焦在主鏡之後。因為經過一次反射,所以鏡筒可以縮短,但視場較窄,像散較牛頓式嚴重,同時有少許場曲(Curvature of field)。
由于反射式望遠鏡只要磨制一個光學面,所以以同一口徑而論,價錢較折射鏡為廉。普通天文愛好者,擁有150mm、200mm口徑的為數不少,反射式望遠鏡同時可以自己磨制。
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卡賽格林式反射望遠鏡
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因為鏡筒不可能密封,所以主鏡很易受煙塵影響,故難于保養,同時受氣溫與鏡筒內氣流的影響較大,搬運時又很易移動了主鏡與副鏡的位置,而校正光軸亦相當繁復,帶起來不甚方便。此外副鏡座的衍射作用會使較光恆星的星像出現十字或星形的衍射紋,亦使影像反差降低。 |
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折反射望遠鏡(Catadioptric telescope)
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這是一類同時利用折射與反射原理的望遠鏡，是1930 年由施密特(Schmidt)發明用作天文攝影。主要是利用一球面凹鏡作為主鏡以消除彗形像差，同時利用一非球面透鏡(Aspheric Iens)放于主鏡前適當位置作為矯正鏡(Corrector)以矯正主鏡的球面差。這樣可以得出一個闊角(可達40一50度)的視場而沒有一般反射鏡常有的球面差與彗形像差，只有矯正鏡做成的輕微色差而已。攝影用的施密特望遠鏡，焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3間,最小可達 0.6)，因此很適宜于星野及星雲攝影。不過唯一的缺點是有一定的場曲，因此底片必須同樣變曲來適應(用特別的底片座承接)，同時底片是放在望遠鏡筒內，故此只能逐張放入。
一般天文愛好者用的是施密特卡式折反射望遠鏡(Schmidt- cassegrain)，利用一塊凸鏡作為副鏡，在主鏡焦點前將光線聚集，穿過主鏡一個圓孔而聚焦在主鏡之後。因為經過一次反射，所以鏡筒可以縮短，通常焦比在f6.4至f10之間。 |
施密特卡式折反射望遠鏡與赤道儀
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施密特卡式折反射望遠鏡的結構
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除了施密特卡式(Schmidt- cassegrain)外及還有馬克甦托夫(Maksutov)設計都是利用矯正鏡及利用一塊凸鏡作為副鏡，在主鏡焦點前將光線聚集，穿過主鏡一個圓孔而聚焦在主鏡之後。近年十分流行的折反射望遠鏡如 "Celestron”及“Meade”都是利用施密特卡式(Schmidt-cassegrain)原理構成，而"Questar"、“Meade”的ETX 系列及"Intes"則利用馬克甦托夫式原理。
折反射望遠鏡的鏡身短、焦距長、焦點在主鏡後,視場亦相當平坦,鏡前由矯正鏡密封,故不論使用或保養都十分方便,質素方面不錯(但不及牛頓式,尤以反差方面)。
望遠鏡的性能
倍率
望遠鏡的放大倍率是望遠鏡的焦距及目鏡焦距用以下的方程式求出來的:
例: 1000mm焦距的望遠鏡及20mm的目鏡
雖然理論上望遠鏡的放大倍率是可以隨意改變的(只耍換上不同的目鏡)更甚至將放大倍率提升到千倍或以上。但在實際觀測是有極限的。每一支望遠鏡都是有它的可用最高倍率。超越這個倍率所得來的部只會無濟于事甚至嚴重影響觀測效果。
可用最高倍率
可用最高倍率除決定于望遠鏡的口徑外還耍視乎當觀測時的大氣穩定度(SEEING)及被觀測的物體的特性。通常星雲星團等都不需要作最高倍率來觀測。至于不同口徑的可用最高倍率則憑經驗鏡經指出有下列參考數值:
折射望遠鏡: 口徑(mm)的1.5 至 2倍；
反射/折反射望遠鏡: 口徑(mm)的1.0 至 1.5倍
當然望遠鏡的質素是會改變以上的倍值。優質望遠鏡的可用最高倍在十分之理想的大氣穩定度下可以達到口徑(mm)的3倍。
分辨力
分辨力(又稱為解像力)是指望遠鏡能夠分辨兩個接近星點的能力。當兩個星點的分隔小于分辨力則望遠鏡便不能將兩顆星分辨為兩個星點。人眼的分辨力約為1'。望遠鏡的分辨力可用以下的公式求得:
例: 60mm口徑望遠鏡
| 分辨力 = |
120 |
=2 ,即可分辨2"角距的雙星。 |
| 6 0 |
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小口徑望遠鏡不能將兩顆接近星點分辨 |
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大口徑望遠鏡能將兩顆接近星點分辨 |
集光力
集光力是指望遠鏡較人眼聚集多少倍光來表示,與望遂鏡焦距,放大倍無關。人眼的瞳孔口徑在黑暗的環境能夠擴大至7mm,所以計算望遠鏡的集光力是用以下的方程式:
| 集光力 = |
望遠鏡口徑(mm)的平方 |
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72 |
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| 例: 5 0mm(約2涮)口徑的望遠鏡, |
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| 它的集光力 = |
502 |
= 51倍 |
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| 72 |
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極限星等
透過望遠鏡可以看到人眼不能看見的暗弱星體。這是因為望遠鏡的集光力較人眼強能夠看到較暗的星,但這是有限度的。極限星等是指該台望遠鏡所能見到最暗的星的星等。人眼所見的星最暗為6等而50mm口徑的望遠鏡則為10.3等。當然口徑愈大所能見的極限星等愈暗。
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望遠鏡口徑 (mm) |
極限星等 |
分辨力(角秒) |
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50 |
10.3 |
2.28 |
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100 |
11.8 |
1.14 |
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150 |
12.7 |
0.76 |
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200 |
13.3 |
0.57 |
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250 |
13.8 |
0.46 |
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300 |
14.2 |
0.38 |
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500 |
15.3 |
0.23 |
視野
從天文望遠鏡觀察星空,可見圓形的視野中有星星。視野變成圓形的原因,是目鏡的焦點面裝有視野圈。目鏡內可見的視野範圍稱為「目視界」,在目視界中,實際星空的範圍稱為「實視界」。單位各以角度表示,若目鏡的目視界和望遠鏡的信率為已知數,依下式可計算實視界:
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實視界=目鏡目視界÷倍率
由此可知倍率愈高,實視界會變得狹小。 |
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責任編輯:skylook
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