天文光学望远镜

第二节　天文光学望远镜

自1609年伽利略第一次用光学望远镜观测天体以来，性能越来越精良的各种天文观测仪器不断地为探测研究天体作出新贡献。光学望远镜是科学普及和一些天文观测研究的最基本仪器工具，熟练地掌握望远镜的结构、性能和使用，可以更好地发挥望远镜的作用，取得良好的观测效果。

一、天文光学望远镜的性能指标

评价一架望远镜的好坏首先要看它的光学性能是否良好，然后看它的机械性能如指向精度和跟踪精度是否优良。天文光学望远镜的性能指标主要有以下六项：

1．有效口径（D）和流量密度增益（G）

有效口径即望远镜的通光直径。望远镜的口径愈大，愈能收集更多的辐射，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，因此它反映了望远镜观测天体的能力。口径越大，其接收到的光流量越多，望远镜的流量密度增益（G）也越大。G的定义如下：

G=ηD²/（df）²

式中，η为通光（反射或透射）的效率（％）；D为望远镜的口径；f为望远镜的焦距；d为星像视影直径。由于地球大气湍流的影响及望远镜对光有衍射作用，天体的像不是点而是一个小圆斑，星像的视影直径d反映了圆斑的大小。大气宁静度、透明度越好，星像的视影直径就越小。可见望远镜的口径和优良的天文台址同等重要。

2．光力（A）

望远镜的光力也叫相对口径，它等于口径D和焦距f之比，即

A=D/f

A的倒数叫焦比（f/D）。大光力望远镜用于观测有一定视面的天体，如太阳、月亮、行星、彗星、星系和星云等，因为观测到的这类天体的亮度与光力A²成正比。

3．视场（ω）

望远镜成像良好区域所对应天空范围的角直径叫做望远镜的视场，用角度ω表示。望远镜的视场要受到像差的影响。施密特望远镜消像差效果较好，故它的视场可达十几度。一般反射望远镜的视场小于1°。

4．放大率与底片比例尺

目视望远镜是对天体视角的放大。设天体对人眼的张角为θ，通过望远镜后被放大为θ′，则望远镜的放大率（图3.2.1）为：

M=tanθ′/tanθ=f₁/f₂

式中，f₁为物镜的焦距，f₂为目镜的焦距；可见望远镜的放大率也等于物镜焦距与目镜焦距之比。一个望远镜配不同的目镜，就可以获得不同的放大率；显然，采用短焦距的目镜就可以获得较大的放大率。常用的目镜的焦距为4毫米，用它配在焦距800毫米的物镜后就可获得200倍的放大率。有的天文爱好者用显微目镜，此时虽可获得上千倍的放大率，但效果并不好，因为小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，而且由于光的衍射效应像会变得模糊。

图3.2.1　望远镜的放大率

图3.2.2　底片比例尺

去掉望远镜的目镜换上底片盒便可构成一架照相望远镜，它可在焦平面获得天体的像，这时就用底片比例尺来表示放大率，它定义为像平面上线距离1毫米所对应天空的角直径，以角秒/毫米为单位。在图3.2.2中，f为物镜焦距，l为像的长度，f、l均以毫米为单位；α为像所对应天空的角直径，以角秒为单位；从而有tanα=l/f。当α很小时，tanα≈α，即α≈l/f，此时α的单位为弧度。由于底片比例尺的定义为l等于1毫米时α的角秒数，且1弧度=206265角秒，故底片比例尺为：

α=1/f（弧度/毫米）=206265/f（角秒/毫米）

式中，f为望远镜物镜的焦距，以毫米为单位。例如一架f=1200毫米的望远镜，其底片比例尺α≈171.9角秒/毫米，若拍摄满月（角直径为31角分），可得到直径为10.85毫米的月像。

5．贯穿本领

通过望远镜能看到的最暗的星等即为望远镜的贯穿本领，它反映了望远镜观测恒星的威力。对于照相观测或用电荷耦合器件CCD观测，由于有累积效应，在一定的时间范围内露光时间越长，就能观测到越暗的星，望远镜的贯穿本领也越高。但不能任意延长露光时间，因为时间长到一定程度后会由于夜天光的作用导致贯穿本领降低。所以配有照相机、光电倍增管、光电成像器件和CCD等探测器的天文望远镜，其贯穿本领必须根据望远镜和探测器的特性进行实测而定。

6．分辨本领

望远镜的分辨本领是望远镜能分辨天体细节的能力，这也是望远镜很重要的性能指标；如果望远镜分辨本领低，放大率再大像也是模糊的。望远镜的分辨本领的衡量标准是：天体上两个点像刚刚能分开时，它们之间的角距离，这个角度叫做分辨角。显然，分辨角越小，望远镜的分辨本领越高。根据光的衍射原理，分辨角δ以弧度为单位时由如下公式确定：

δ=1.22λ/D

式中：D为望远镜的口径；λ为入射光的波长。若分辨角δ以角秒为单位，目视望远镜最敏感的波长λ=555纳米，望远镜的物镜口径D以毫米来计算，则有：

δ=140/D

例如，口径为200毫米的望远镜的理论分辨角δ为0.7角秒。由于地球大气存在湍流影响，加上望远镜的光学镜面会有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。

在良好的天文台址条件下，望远镜的口径愈大，分辨本领愈高，愈能分辨天体的更细结构，越能观测更暗、更多的天体，这就是百年来天文学家们不遗余力地建造愈来愈大望远镜的原因。

天文望远镜光学性能的总评价，可以用一个叫品质因子Q的参量来度量，它的定义是：

Q=Gω²V_λ

式中：G为流量密度的增益，ω为望远镜的视场，V_λ为望远镜观测波段范围。显然，流量密度增益G愈大，获得信息质量会更高；望远镜的视场ω愈大，自然可以观测到更多的天体；可观测的工作波段V_λ的范围越大，应用范围也就越广；所以，新一代的大型天文光学望远镜设计均是以高品质因子Q为目标。

二、天文光学望远镜光学系统的像差

实际制作的望远镜的光学性能往往不能满足理想条件，光束经过光学系统后都不能得到良好的像，如恒星呈现为一个弥散的圆斑等。像差不可能做到完全消除，只要镜面光学磨制的误差小于或等于入射波长的1/4，就是一个良好的光学系统。优质望远镜的光学系统应克服或减小的像差主要包括：

1．球差：平行于光轴的光束入射到望远镜的物镜上时，离光轴近的光束比离光轴远的光束聚焦在较远的地方，此差称为球差。反射物镜一般不用球面镜面而采用抛物面镜或双曲面镜，其目的就是减小球差的影响。由于正透镜的球差为负值，负透镜的球差为正值，所以天文折射望远镜的物镜一般都采用两块（正透镜和负透镜）以上的复合透镜，以达到减小球差的目的。

2．彗差：与光轴倾角比较大的平行光束入射到物镜，在焦平面上得不到点源像，而是呈一个彗星状的斑点，称为彗差。反射镜做成旋转双曲面可以减小彗差。

3．像散：窄细的倾斜平行光束通过光学系统后不汇聚于一点，而是分散几处，其中在光轴的焦面处也不是一点而是一个弥散的圆，这种现象称为像散。

4．场曲：光学系统成像的焦面不是平面而是一个曲面，这种现象称为场曲。

5．畸变：由于望远镜光学系统各个方向放大率不同所造成的像的变形称为畸变。

6．色差：光束通过望远镜用透镜做成的物镜时，由于折射率随波长变化而造成不同波长的光聚焦在光轴的不同处，使像呈现颜色，故称为色差。单透镜不能消除色差，因此折射望远镜常采用多块透镜组合的复合透镜以减少色差。

三、主动光学和自适应光学技术

望远镜的口径是探测天体威力的象征，然而制作镜面必须要有一定的径厚比（即一定的口径和厚度之比），才能不受重力弯沉和温度变化的影响。据计算，物镜的径厚比起码要达到10∶1，比如10米的口径就要求玻璃厚1米，这样大而厚的玻璃镜很难制造。然而应用主动光学和自适应光学技术（也可同时采用拼接镜面）就可以用薄的玻璃制作超大望远镜。

这项现代技术把矫正望远镜的形变和克服大气湍流的影响分开来处理。前者属于矫正镜子形变的技术称为主动光学技术；后者属于控制和补偿由于大气湍流引入的像畸变的技术称为自适应光学技术。它们的原理是：一方面，通过在主镜下面附加可调节的支撑结构，用以矫正镜子由于温度和压力弯沉造成的变形；另一方面，利用光路中安置一组小成像镜，将畸变的光波传到物镜的支撑结构，利用压电效应矫正反射镜的形变来补偿大气湍流的影响。主动光学和自适应光学技术的应用大大加速了超大望远镜的发展。

四、天文光学望远镜的机械装置

望远镜的机械装置要满足望远镜有一定的指向精度和跟踪精度。现代望远镜的操纵和跟踪装置都由计算机的软件来控制。天文爱好者的小型望远镜最好也要有跟踪装置即转仪钟。望远镜的机械装置主要有两种：赤道装置（图3.2.3）和地平装置（图3.2.4）。

1.赤道装置

这种装置有两个相互垂直的轴，即赤纬轴和赤经轴（后者也称为极轴）。极轴指向天极，与地球自转轴平行，极轴的指向高度应当等于当地的地理纬度。镜筒可以绕着赤纬轴转动，并可以固定在使用的赤纬方向上；通常有赤纬盘及时角盘（赤经）显示望远镜的指向。跟踪天体时，望远镜自东向西绕极轴运动（与地球自转方向相反），速度为15角秒/秒，以此来补偿地球自转，使望远镜保持指向被测的天体。利用赤道装置实现跟踪天体的周日视运动是很方便的。赤道式装置又有双柱式（用两个柱子支撑极轴）和叉式（叉式的两臂固定镜筒）两种。高纬度地区用双柱式不很方便，因为若重力平衡不够好的话，会增加望远镜的重力弯沉影响，可改用叉式。

图3.2.3　望远镜的赤道装置

图3.2.4　望远镜的地平装置

2.地平装置

这种装置的两个相互垂直的主轴，一个是水平轴，一个是垂直轴，望远镜镜筒与水平轴相连。跟踪天体时必须两个轴同时转动，运动虽复杂，但由计算机软件来控制不难满足所要求的指向精度和跟踪精度。这种装置的优点是重力对称，结构简单，造价较低；缺点是在天顶处有一个不能跟踪的盲区，其大小一般不超过1°。现代新建的5米以上的大望远镜的机械装置，一般多采用地平装置。

五、望远镜使用前的初步调试

望远镜如果安装不妥或不够准确会对观测带来很大影响，因此使用前要认真调试。首先要检查望远镜的基座是否调到水平，使水平仪的气泡完全居中即可。其次是调整望远镜的极轴，使之与天轴（即地球自转轴）平行，即使极轴的地平倾角等于观测地点的地理纬度，且位于天子午面内。调整可按以下步骤进行：

1．初调极轴的高度：将望远镜设在赤纬90°、时角12时的位置上使望远镜指向北极星，然后根据天文年历加约1°的改正，此时应当是对向了天极。然后对极轴再作极轴高度的精度调整。

2．精调望远镜极轴的方位：先将望远镜对向天子午面（时角0时）内，锁定极轴；望远镜指向南方天赤道附近一颗亮星。此时关掉转仪钟，从望远镜带有十字丝的目镜里看此星的视运动。如果是沿着中间的十字丝的横线而过，则极轴的方向正确；如果向下走则极轴偏东，应当将极轴的北端向西稍转；如果向上走则极轴偏西，应当将极轴的北端向东稍转；反复调整至星像沿着横丝走为止。

3．精调望远镜极轴的高度：让望远镜朝向卯酋圈（过东、西两点的经圈）望远镜指向东，对准一亮星，关掉转仪钟，从带有十字丝的目镜里看星。如果星像沿着横丝而过，则极轴的高度正确；如果向下走则极轴稍低，应当升高极轴的倾角；如果星像向上走则极轴偏高，应当降低极轴的倾角；反复调整至星像沿着横丝走为止（图3.2.5）。

图3.2.5　望远镜极轴方位和极轴高度的调节

调整好极轴后，应当进一步检验望远镜的光学质量与实际的分辨本领。这可以通过目视、分析照相或CCD所成的像来检验。利用较亮的目视双星，看看望远镜能分辨出双星的最小角距离是多少，即可检验其分辨本领。检验望远镜的极限星等，可以在天气良好无月的夜晚观测暗星，检验目视能观测到的最暗的星等是多少；再用天体照相仪或用CCD拍摄，尽可能长时间露光，看所能拍摄的最暗星是几等星，这就是它的极限星等。