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反射望远镜

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反射望远镜是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线,并形成影像的光学望远镜,而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的屈光镜。反射式望远镜所用物镜为凹面镜,有球面和非球面之分;比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜卡塞格林式反射望远镜。反射式望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点,但是如果所设计的望远镜焦比比较小,则会出现比较严重的光学球面像差;这时,由于平行光线不能精确的聚焦于一点,所以物像将会变得模糊。因而大口径,强光力的反射式望远镜的物镜通常采用非球面设计,最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性,平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上,因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。

反射望远镜

目录

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反射望远镜的基本分类编辑本段回目录

反射望远镜由于工作焦点的不同分为主焦点系统牛顿系统卡塞格林系统格里高里系统折轴系统等,通过镜面的变换,在同一个望远镜上可以分别获得主焦点系统( 或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这些系统的焦点,分别称为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、格里高里焦点和折轴焦点等。单独用上述一个系统作望远镜时,分别称为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格里高里望远镜、折轴望远镜。 大型光学反射望远镜主要用于天体物理研究,特别是暗弱天体的分光、测光以及照相工作。

牛顿式反射望远镜

这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上,然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里,这样我们便可以观测到星空的影像。

优点
由于反射镜的造价要比透镜低的多,因此对于大口径的望远镜来说,经常做成反射式的,而不是笨重的折射式。便携式设计的反射望远镜,虽然镜筒只有500mm,但焦距却可以达到1000mm。牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8,非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。如果要进行拍照,使用牛顿式望远镜时非常好的。但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。牛顿式结构可以很好的会聚光线,在焦点处得到一个非常明亮的像。

缺点
开放的镜筒式的空气可以流通,这样不仅会影响到成像的稳定度,而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上,长此以往会破坏物镜表面的镀膜,使其反射力下降。由于这种结构的物镜比较容易破裂,所以使用的时候需要倍加小心。对于偏轴的光线,牛顿式望远镜会产生彗差。这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大,因此价格也比较昂贵。由于加了一个二级平面反射镜,所以会损失一些光线。

反射望远镜的发展史编辑本段回目录

折射望远镜产生的像差,主要是因为光线通过透镜以后再聚焦而产生的,那么能不能不通过透镜折射后聚焦而通过镜面的反射而聚焦成像呢?为此英国的物理学家、天文学家牛顿首先提出用一定形状的反射镜,也可以把平行光线会聚在一起而聚焦成像。1868年牛顿亲自动手磨制了一块凹球面镜。镜子材料选用合金(铜、锡、砷),颜色为白色,镜面直径为2.5厘米,镜筒为15厘米长的金属筒,在镜筒末端安装了物镜。当来自天体的平行光束,投射到物镜上,经过反射后会聚到焦点处,然后可以看到天体的像。此焦点又称主焦点,在主焦点前安放一个小平面镜,使它与主轴光线之间夹角为45°。把光线转向90°,然后在镜筒一侧聚焦成像,此焦点称为牛顿焦点。在牛顿焦点后安放目镜便可以进行观测了,这是牛顿制作的第一架反射望远镜。这种望远镜外形上短粗矮胖,产生的物像可以被放大40倍。牛顿制造第一架反射望远镜虽然不想公开宣传,但引起了人们的关注。后来牛顿又制作了第二架反反射望远镜射望远镜,物镜口径为5厘米。他于1672年1月11日送给皇家学会,目前这架反射望远镜,仍在英国得以很好地保存。反射望远镜的发明,为望远镜家族增加了新的活力,人们以极大的热情研究不同类型的的反射望远镜。最早提出制作新型反射望远镜的人是英国天文学家詹姆斯·格雷果里。1663年,他提出一个方案:利用两面镜子,一面主镜,一面副镜;口径较大的凹抛物面镜作为主镜,镜中心钻个圆孔,把此镜放在望远镜的一端,让光线从另一端进入镜筒射在主镜上,经过主镜的反射光线会聚至焦点处,再选口径较小的凹椭球面镜作副镜,将它放置在镜筒内的主镜焦点后,经副镜重新反射发散,使光线进入主镜的中心,然后再重新聚焦(P2)成像。在主镜后焦点处再通过目镜产生一个放大像。用这种望远镜观看时,如同折射望远镜一样,观测者直接对着物体的方向观测。但是这种反射镜的镜面要求较高,磨制起来比较困难,并且镜筒长场曲较大。所以格雷果里始终没能造出一架可以用来工作的反射望远镜。但是,他的理论丝毫没有错,后来有人据此制作的“格里式望远镜”一直工作得很好。

1672年法国人N·卡塞格林提出新的反望镜远镜设计方案。他对格里式望远镜进行改进,主镜仍是中心有孔的凹抛物面镜,只是把副镜磨制成凸双曲面镜。当来自天体平行主轴的光线,投射到主镜上,再经过主镜反射,在镜前聚焦,在光束尚未完全汇聚时,又受到在主焦点前的副镜再一次反射,使光线发散,然后穿过主镜中心孔后再聚焦,此焦点又称卡塞格林焦点。同样在此焦点处用目镜观看,则可看到再放大的像。这种反射望远镜称为卡塞格林望远镜,简称卡式望远镜。卡式望远镜焦距长而镜筒短,得到倍率大、星像大的好效果。拍摄天体也可得到大而清晰的像。若将卡式的副镜换成平面镜,安放在与光轴成 45°角的位置,这样可改成牛顿式望远镜,在侧面成像。因为这种望远镜有两种光路成像系统,所以又称为耐司姆斯望远镜。在反射望远镜加工制造者中,最为突出的是英国天文学家威廉·赫歇尔(1738—1822年)。赫歇尔生于德国的汉诺威,1757年迁居英国。起初在英国生活时,由于能吹一手好号,先是担任音乐教师,但他的兴趣很广泛,特别渴望观测浩翰的宇宙、观测美丽的行星和神奇的恒星。他曾租了一架长60厘米的格雷果里式望远镜,对星空进行观测,但效果不好。若要购置较好的望远镜,因为经济条件窘困又难以实现。于是赫歇尔下决心自己磨制望远镜了。1772年,他把妹妹卡罗琳从汉诺威接到英国,照料他的生活,自己则专心投入磨镜子的工作。他磨制第一块镜子时非常刻苦顽强,一天连续磨制好几个小时,有一次竟达16小时,连吃饭都顾不上,只好让妹妹给他喂饭吃。凭着这种坚韧不拔的精神,终于磨制出了第一块直径为15厘米的反射镜,并制作了一架长2.1米,可放大40倍的牛顿式反射望远镜。他用这架望远镜观看了猎户座大星云,并且清楚地观测到了土星光环。特别是在1781年3月13日,赫歇尔在观测天体时,偶然在望远镜中看到的天体不是个光点而呈现出一个圆面。开始他认为发现了新彗星,但进一步观测,发现这个天体像行星那样环绕太阳运动,以后证实这是一颗远离太阳28亿千米的新行星,被命名为天王星。天王星的发现轰动了英国,赫歇尔立即被选为英国皇家学会会员,被授于显赫的荣誉,获得了科普利奖。赫歇尔一生中磨制了数百架天文望远镜,其中在1786年磨制了最大的一架望远镜,口径为122厘米,镜筒长为12.2米。这个庞然大物在巨大的构架中竖立起来,看上去活像一尊指向天空的大炮,人们进行观测时需要爬到镜筒内寻找焦点。它所设计的光路称为赫式望远镜,望远镜将主镜斜放镜筒一端,将会聚光束的焦点靠近前方,去掉副镜直接用目镜进焦点处进行观测。当他使用这个庞然大物在观测的第一夜,就发现了土星的两颗新卫星。以后观测银河系也取得很大成功。赫歇尔不愧为在天文学发展史上立下丰功伟绩的全能天文学家。19世纪中叶,制作反射望远镜口径最大的是英国天文学家罗斯伯爵,他出身贵族喜好天文,在1842年他开始筹措制造口径184厘米的大反射望远镜,历经三年的磨制,从四次失败目前在天文观测中,反射望远镜已成为现代天文观测的常用工具。世界上已建造口径在2米以上的反射望远镜有15台之多,超过5米口径以上的反射望远镜,已有三台。最著名的是安装在美国帕洛马山的天文台内的508厘米反射望远镜。制造这架望远镜,曾经历了许多风风雨雨。1928年美国天文学家海尔已近晚年,当时洛杉矶城市已很繁荣,城市灯光很亮,离此城不远的威尔逊山天文台受到干扰,为避免城市灯光干扰,并且提高观测能力,海尔决定在距离威尔逊东南145千米的帕洛马山上,建造了一个508厘米的大反射望远镜。他首先经过严格挑选光学玻璃,磨制前在玻璃背面钻100多个孔洞,使镜后成为蜂窝状,中心钻孔为1.1米。经过漫长的时间磨制,总共磨掉4500千克的玻璃,研磨过程中,消耗掉了28吨金刚砂,最后镜重为 1.45吨,直到1948年才建成。可惜的是1938年海尔与世长辞了,没能看到这架大望远镜的建成,为纪念他的卓越贡献,将此架望远镜命名为“海尔望远镜”。这是全世界望远镜的佼佼者。这架望远镜的建成,为天文学的发展起到了推波助澜的作用。它能探测到宇宙中远达12亿光年的暗弱天体,探测人们所不知道的恒星和星系的秘密,极大地开扩了人类的眼界,扩大了人类认识宇宙的范围,取得的一系列新成果,使天文学向前迈进了一大步。着科学技术水平的不断提高,人们在制作大口径反射望远镜方面也不断有所提高。前苏联科学院磨制的口径6米的反射望远镜,1976年安装在俄罗斯高加索山上泽连丘克斯卡亚。进入90年代美国又在夏威夷英纳克亚建成了10米口径大型反射望远镜。我国口径最大的2.16米反射望远镜是1988年在北京天文台河北兴隆观测站落成的。这个观测站地处长城北侧、海拔960米的燕山主峰南麓,这也是一个天体物理光学观测的基地。

技术的考量编辑本段回目录

一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件,并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长(焦距),底片或数位感应器可以在此处记录影像,或是安置目镜以便眼睛能观看。 反射镜虽然能够消除色差,但是仍然有其他的像差:

当使用非抛物面镜时会有球面像差(成像不在平面上)。
彗形像差
畸变(视野)
在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。

几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜,有下列的原因:

在采用透镜之下,必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性,而反射镜只需要将一个表面完美的磨光,磨制相对简易。
不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜,这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不贷,面镜则完全没有这个问题。
反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱,但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。
大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂,观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑,另一方面,面镜除了反射面以外,可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。
业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时,专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年,至少已经有49架口径2米或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。

反射望远镜的设计编辑本段回目录

牛顿式

(图)牛顿式望远镜牛顿式望远镜

牛顿反射镜通常使用抛物面镜作为主镜,但是小口径(12厘米以下)而且是长焦比(f/8或更大)的,使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端,将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜,这都是最简单和最便宜的设计,因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。

卡塞格林式

卡塞格林反射镜(通常称为传统的"卡塞格林反射镜")以抛物面镜作主镜,第二反射镜是双曲面镜,将光线反射回后方,并穿过主镜中心的洞孔,这种摺叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上,第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光

(图)卡塞格林式的光路图卡塞格林式的光路图

学玻璃,可以有效的消除使用支撑架产生衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净,主镜也得到了保护,代价是损失了一些集光力。

里奇-克莱琴式

里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林式反射镜,它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜),有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差,使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇亨利·克莱琴在1910年代发明的。

达尔-奇克汉式

达尔-奇克汉式反射镜霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林式反射镜,并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜,凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制,但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变,所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小,所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。

Schiefspiegler

Schiefspiegler("离轴"或"斜反射")反射镜是一种非常奇特的卡塞格林式反射镜,他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了衍射的图形,却又导致了其他不同的像差必须要修正。

葛利格里式

(图)葛利格里式反射望远镜的光路图葛利格里式反射望远镜的光路图

葛利格里式反射镜詹姆斯·葛利格里发明的,第二反射镜也使用凹面镜,不是凸面镜,因此产生的是正立的影像,很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用,只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。

焦平面编辑本段回目录

主焦点
主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上,观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中,如今都由CCD取代了。无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代,反射的是无线电波,观测者则是天线。

内史密斯和库德焦点

(图)内史密斯/库德的光路图。内史密斯/库德的光路图。

内史密斯式
内史密斯式望远镜的设计与卡塞格林式相似,只是主镜上无需穿洞,取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面

库德式
在内史密斯式上再增加光学元件,将光线导出(通常利用赤纬轴)至固定的焦点,称为库德焦点,当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上,特别是需要使用较重的观测设备的,可以很方便的运用。

反射望远镜的优缺点编辑本段回目录

反射式望远镜有许多优点,比如:没有色差,能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息,且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足:如口径越大,视场越小,物镜需要定期镀膜等。

对于反射镜的材料,只要求它的膨胀系数较小、应力较小和便于磨制。磨制好的反射镜表面通常镀有一层铝膜,它对红外区和紫外区都有较好的反射律,适于在较宽的波段范围研究天体的光谱和光度。另外,反射望远镜的镜筒一般较短。大型的反射望远镜主要用于天体物理的研究工作,特别是暗弱天体的分光、测光和直接照相等。

反射式望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点,但是如果所设计的望远镜焦比比较小,则会出现比较严重的光学球差;这时,由于平行光线不能精确的聚焦于一点,所以物象将会变得模糊。因而大口径,强光力的反射式望远镜的物镜通常采用非球面设计,最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性,平行于物反射望远镜镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上,因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。

反射望远镜的应用编辑本段回目录

反射望远镜在天文观测中的应用已十分广泛,由于镜面材料在光学性能上没有特殊的要求,且没有色差问题,因此,它与折射系统相比,可以使用大口径材料,也可以使用多镜面拼镶技术等;磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜,铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%,因而除光学波段外,反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究;因此较适合于进行恒星物理方面的工作(恒星的测光与分光),目前设计和建造的大口径望远镜都是采用的反射系统,遗憾的是反射望远镜的反射镜面需要定期镀膜,故它在科普望远镜中的应用受到了限制。 

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