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望远镜的种类
望远镜通常是由一个长焦距物镜(主镜)将天体的影像聚焦,再在焦点附近用一个(短焦距)目镜把这个影像放大。一般来说,望远镜可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类。
折射式望远镜 (Refractor)
一般折射望远镜的物镜,是由两块不同折光率的玻璃镜片组成,以减少色差,使红蓝两色的 影像聚在同一焦点上,这类镜头称为消色差镜头(Achromatic lens)。严格来说,这类镜头影像外围仍有一个很淡紫色的光晕。
a. 蓝光焦点
b.黄光焦点
c.红光焦点
折射望远镜的红、绿、蓝三色的色差
折射望远镜与赤道仪
为了减少镜头的球面差(Spherical aberration),彗形像差(Coma)及像散(Astigmatism),一般可将焦比值增大,因此一般折射望远镜的口径与焦距比(焦比)起码在f10至f16之间。
折射望远镜的结构
较高级的镜头,是由三块不同折光率的玻璃镜片组成或采用较低色散的玻璃(ED)或甚至采用萤石晶体来制造,可消除红、绿、蓝三色的色差。这些镜头称为复消色差镜头(Apochromat)。它们的口径与焦距比可以达到f5。使到望远镜的长度缩短及重量较轻,使用较为方便,但售价十分昂贵。
由于折射望远镜筒可以密封,所以维修保养方面较为方便,更适宜于搬往野外使用,同时亦不受镜筒内气流的影响。
由于镜头起码由两块玻璃组成,所以成本(要磨制四块镜面)较同口径的反射望远镜昂贵。市面上一般售卖的小型天文望远镜,多属折射望远镜。
反射望远镜 (Reflector)
反射望远镜是利用一块镀了金属(通常是铝)的凹面玻璃聚焦,由于焦点在镜前,所以必须在物镜焦点之前用另一块镜将影像反射出镜筒外,再用目镜放大。
反射望远镜没有色差(因不用透过玻璃故无色散),但有其它各类的像差。如将反射凹面磨成拋物线形(Parabolic),则可消除球面差,但受彗形像差的影响严重,故边缘部份仍觉松散。
现时一般中小型的反射望远镜有下列二种型式:
牛顿式 (Newtonian)
利用一块与光轴成45度平面镜(Flat or diagonal)作为副镜(Secondary)将影像反射至镜筒前侧。这种结构最为简单,影像反差较高,亦最多人选用,通常焦比在f4至f8之间。
牛顿式反射望远镜与赤道仪
卡赛格林式反望远镜的结构
牛顿式反射望远镜的结构
卡赛格林式或简称卡式 (Cassegrain)
利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜,在主镜焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射,所以镜筒可以缩短,但视场较窄,像散较牛顿式严重,同时有少许场曲(Curvature of field)。
由于反射式望远镜只要磨制一个光学面,所以以同一口径而论,价钱较折射镜为廉。普通天文爱好者,拥有150mm、200mm口径的为数不少,反射式望远镜同时可以自己磨制。
卡赛格林式反射望远镜
因为镜筒不可能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低。
折反射望远镜(Catadioptric telescope)
这是一类同时利用折射与反射原理的望远镜，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 Iens)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。不过唯一的缺点是有一定的场曲，因此底片必须同样变曲来适应(用特别的底片座承接)，同时底片是放在望远镜筒内，故此只能逐张放入。
一般天文爱好者用的是施密特卡式折反射望远镜(Schmidt- cassegrain)，利用一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射，所以镜筒可以缩短，通常焦比在f6.4至f10之间。
施密特卡式折反射望远镜与赤道仪
施密特卡式折反射望远镜的结构
除了施密特卡式(Schmidt- cassegrain)外及还有马克苏托夫(Maksutov)设计都是利用矫正镜及利用一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。近年十分流行的折反射望远镜如 "Celestron”及“Meade”都是利用施密特卡式(Schmidt-cassegrain)原理构成，而"Questar"、“Meade”的ETX 系列及"Intes"则利用马克苏托夫式原理。
折反射望远镜的镜身短、焦距长、焦点在主镜后,视场亦相当平坦,镜前由矫正镜密封,故不论使用或保养都十分方便,质素方面不错(但不及牛顿式,尤以反差方面)。
望远镜的性能
倍率
望远镜的放大倍率是望远镜的焦距及目镜焦距用以下的方程式求出来的:
放大倍率 =望远镜焦距
目镜焦距
例: 1000mm焦距的望远镜及20mm的目镜
放大倍率 =1000mm=5 0倍
20mm
虽然理论上望远镜的放大倍率是可以随意改变的(只耍换上不同的目镜)更甚至将放大倍率提升到千倍或以上。但在实际观测是有极限的。每一支望远镜都是有它的可用最高倍率。超越这个倍率所得来的部只会无济于事甚至严重影响观测效果。
可用最高倍率
可用最高倍率除决定于望远镜的口径外还耍视乎当观测时的大气稳定度(SEEING)及被观测的物体的特性。通常星云星团等都不需要作最高倍率来观测。至于不同口径的可用最高倍率则凭经验镜经指出有下列参考数值:
折射望远镜: 口径(mm)的1.5 至 2倍；
反射/折反射望远镜: 口径(mm)的1.0 至 1.5倍
当然望远镜的质素是会改变以上的倍值。优质望远镜的可用最高倍在十分之理想的大气稳定度下可以达到口径(mm)的3倍。
分辨力
分辨力(又称为解像力)是指望远镜能够分辨两个接近星点的能力。当两个星点的分隔小于分辨力则望远镜便不能将两颗星分辨为两个星点。人眼的分辨力约为1'。望远镜的分辨力可用以下的公式求得:
分辨力= 120"
望远镜口径(mm)
例: 60mm口径望远镜
分辨力 = 120〞=2〞,即可分辨2"角距的双星。
6 0
小口径望远镜不能将两颗接近星点分辨
大口径望远镜能将两颗接近星点分辨
集光力
集光力是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示,与望遂镜焦距,放大倍无关。人眼的瞳孔口径在黑暗的环境能够扩大至7mm,所以计算望远镜的集光力是用以下的方程式:
集光力 =望远镜口径(mm)的平方
72
例: 5 0mm(约2吋)口径的望远镜,
它的集光力 =502= 51倍
72
极限星等
透过望远镜可以看到人眼不能看见的暗弱星体。这是因为望远镜的集光力较人眼强能够看到较暗的星,但这是有限度的。极限星等是指该台望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星最暗为6等而50mm口径的望远镜则为10.3等。当然口径愈大所能见的极限星等愈暗。
望远镜口径 (mm)
极限星等
分辨力(角秒)
50
10.3
2.28
100
11.8
1.14
150
12.7
0.76
200
13.3
0.57
250
13.8
0.46
300
14.2
0.38
500
15.3
0.23
视野
从天文望远镜观察星空,可见圆形的视野中有星星。视野变成圆形的原因,是目镜的焦点面装有视野圈。目镜内可见的视野范围称为「目视界」,在目视界中,实际星空的范围称为「实视界」。单位各以角度表示,若目镜的目视界和望远镜的信率为已知数,依下式可计算实视界:
实视界=目镜目视界÷倍率
由此可知倍率愈高,实视界会变得狭小。
