天文望远镜参数怎么看

Question

如题所述

Answer 1

摘要：您知道天文望远镜光学参数吗？物镜的口径是望远镜最重要的参数，一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径。焦距（f）就是从透镜(或者主反射镜)到焦点的距离，通常单位是毫米(mm)。下面懂视网小编就教您怎么看天文望远镜参数。【望远镜参数】天文望远镜光学参数说明天文望远镜参数怎么看
物镜的口径（D）
物镜的口径是望远镜最重要的参数，一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。一般用英寸(in)或者毫米(mm)来表示,口径越大，它收集的光越多，成像的亮度和清晰度就越好。
（注：1in=25.4mm）
聚光本领(集光力)
这是理论上望远镜与眼睛相比收集光的能力。它直接与口径的面积成正比。先把望远镜的口径(单位：mm)除以7mm(年轻人眼睛瞳口的大小)，然后将得到的商平方，此结果即是集光力。比如，8英寸的望远镜的集光力是843((203.2/7)?=843)。
焦距（f）
就是从透镜(或者主反射镜)到焦点的距离，通常单位是毫米(mm)。一般来说，望远镜的焦距越长，它的放大率就越大，成像的尺寸就越大，但是视场范围就越小。比如，与焦距为1000mm的望远镜相比，2000mm焦距望远镜的放大率和视场范围分别是前者的2倍和1/2。如果你不知道焦距，只知道焦比(focalratio)，你可以通过这样计算的得到焦距：口径(单位是mm)乘以焦比就是焦距。比如，口径为8英寸(203.2mm)，焦比为f/10的透镜，其焦距为203.2x10=2032mm。
相对口径（A）与焦比（1/A）
望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。
分辨角
对于望远镜来说，就是指杜氏极限(Daweslimit)。也就是能够分开两个距离很近的两颗星的能力，单位是角秒1′(secondsofarc)。分辨能力与口径大小有直接关系，即口径越大，分辨能力越好。望远镜的理论分辨能力是4.56除以望远镜的口径(单位：英寸)。比如，口径为8英寸的望远镜的分辨能力是0.6′(4.56/8=0.6)。然而，分辨能力还与大气状况以及观察者的视觉敏锐度有关。
对比度
观察低对比度的物体，比如月亮和行星时，我们期望有最高的成像对比度。牛顿望远镜和反射折射望远镜都有一个次级反射镜(或称副镜)，它们阻挡了一部分主反射镜的发射光。除非25%以上的主反射镜被阻挡，否则成像的对比度并不会因此受到很大影响。为了计算二级阻挡率，可以用公式(pi)r?来计算得到初级和次级的反射镜面积。然后相除得到。比如，8英寸的望远镜的次级反射镜直径如果是2?英寸，则阻挡率是11.8%：
8英寸的主面积=(pi)r?=(pi)4?=50.27
2?英寸的次级面积=(pi)r?=(pi)1.375=5.94
阻挡率=5.94是50.27的11.8%
观察的条件(大气扰动)是影响对比度和行星细节的最重要的因素。
艾里斑亮度参数(AIRYDISKBRILLIANCEFACTOR)
当你用聚焦良好的望远镜观察星星时，并不会看到变大的图像。这是因为星星到我们的距离实在是太远了(以至于发出的光都是平行光，直接在焦平面聚成一点)，所以即使放大很多倍，星星也应该看起来是光点，而不是光斑或者光球。但是，如果将望远镜放大到60乘口径尺寸(单位：英寸)的倍数，这时仔细观察的话，你会发现在星星周围有光环，这不是星星自身的光环，而是由于望远镜的圆形口径光阑以及光的物理特性造成的。进一步观察的话，当星星位于望远镜视野正中间的时候，放大的星图会出现两个现象：一个中间的亮区域，称作艾里斑，和一个或一系列环绕的微弱的圆环，称作衍射环。
当你增加口径的尺寸时，艾里斑会变小。艾里斑的亮度(点光源恒星的图像亮度)正比于口径尺寸的四次方。理论上，当你将望远镜的口径放大一倍，它的分辨能力就会增加1倍，它的集光力就会增加为原来的4倍。但是更重要的是，你还可以将艾里斑的面积变成原来的1/4倍，从而将星象的亮度变为原来的16倍。
出射光_
望远镜的出射光瞳是指射出目镜的圆形光束的直径，单位是mm。为了计算出射光瞳，可将口径(单位mm)除以目镜的放大倍数。比如，带有20mm目镜的口径为8英寸(203.2mm)的望远镜的放大倍数如果为102，那么它的出瞳则为2mm(203.2/102=2mm)。或者，你还可以将目镜的焦距除以望远镜的焦比来得到出瞳尺寸。
放大倍数
放大倍数是望远镜最不重要的参数之一。望远镜的放大倍数其实就是两个独立的光学系统焦距的比值——望远镜物镜以及所使用的目镜。
将望远镜物镜的焦距(单位:mm)除以目镜的焦距(单位:mm)，就可以得到望远镜的放大率。比如，型号为C8的望远镜的焦距为2032mm，如果配备30mm的目镜，放大率就为68x(2032/30=68)，如果换用10mm的目镜，放大率就变为203x(2032/10=203)。由于目镜是可更换的，望远镜根据需要可以有不同的放大率。
在实际使用中，望远镜有上限和下限放大率。这是由光学定律和眼睛的特性决定的。在理想状态下，望远镜可用的最大放大率是其口径尺寸(单位：英寸)的60倍左右。如果放大率超过这个上限，图像往往会变得昏暗，对比度降低等。比如，口径为60mm(即2.4英寸口径)的望远镜最大放大率为142x。当放大率继续增加时，图像的锐利度和细节表现力就会下降。更高的放大率通常用于月亮，行星和双子星的观察。那些号称60mm口径望远镜的放大率可以达到375甚至750的生产厂家，其实是在误导消费者。晚上时望远镜放大率的下限是其口径的3到4倍。白天时的下限是口径的8到10倍。如果放大率低于此下限，由于次级反射镜或者斜反射镜的投影，在反射折射望远镜或者牛顿望远镜的视野中央会出现一个黑点。
极限星等或贯穿本领
在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等不仅与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种客观因素有关，还与观察者的视觉灵敏度有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为mb=6.9+5lgD式中D用cm为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：mb=4+5lgD+2.15lgt式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等，或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。
衍射极限(瑞利判据)
在焦点附近，衍射受限的望远镜的残余波像差远远小于1/4的入射光波长。这样的望远镜才适合做天文望远镜。在组合光学系统焦点附近，单独的光学组件的波像差必须小于1/4波长。当波前像差值减小(1/8或者1/10波长)时，光学质量就会大大提升。
近焦
这是指在近陆观测任务中，你能用望远镜所能看清的最近的距离。
视场角（ω）
能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（ω）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t秒，星体的赤纬为δ，则视场角为ω=15tcosδ
光学像差
像差是造成不完善像的所有因素。在望远镜设计中都存在着几种像差，没有所谓的完美的光学系统。光学设计工程师必须能够平衡控制各种像差来得到想要的设计结果。下面是一些不同望远镜中存在的像差：
色差：经常在折射望远镜的物镜上出现，是因为透镜不能把不同波长(颜色)的光聚焦到一点而形成的。结果是明亮物体周围有一圈光晕。当感光度和口径增加的时候，这种现象往往会加重。
球差：使以不同口径角穿过透镜(或从镜面上发射)的光线不能聚焦在轴上的同一点。它会使星星的图像看起来不是锐利的点，而是一个模糊的光斑。
彗差：主要跟抛物面反射望远镜有关，影响轴外点成像，在视场的边缘往往更明显。星星的图像看起来像V字型的图案。对于优质的仪器，焦比越小，边缘的彗差就会越明显，但视场中心不会出现彗差。
像散：该像差在最佳对焦点两面从水平位置到垂直位置拉长图像。这经常是由于生产不良或者装配失误造成的。
场曲：是指光线精确聚焦形成的面不是一个平面，而是一个曲面。像面的中心可能成像犀利并且对焦准确，但是边缘却没有对准焦点，或者相反。