天文望遠(yuǎn)鏡注意事項

1．絕對不能直接用望遠(yuǎn)鏡觀看太陽，觀看太陽必須通過投影法或有專門濾光措施，否則會燒壞視網(wǎng)膜，而且會對主鏡造成一定損害。

2．不要把望遠(yuǎn)鏡當(dāng)做玩具，望遠(yuǎn)鏡是精密光學(xué)儀器，要細(xì)心使用和維護(hù)

3．不要認(rèn)為用望遠(yuǎn)鏡什么都能看到，通過望遠(yuǎn)鏡確實能觀看到肉眼不能分辨的天體和天體上的細(xì)節(jié)，但觀看效果越好，價格也越高，沒有十全十美的望遠(yuǎn)鏡，選擇適合自己的最重要；

4．對于每一臺望遠(yuǎn)鏡，都有它合適的放大倍數(shù)。超過這個倍數(shù)并不能增強(qiáng)分辨能力，反而會使物體變得很暗，難以看清。60mm～80mm口徑的望遠(yuǎn)鏡，合適的放大倍數(shù)應(yīng)小于100倍，200倍的放大倍率幾乎什么都看不到。

5．如果無法在夜空中識別五個以上的星座，就不要著急使用望遠(yuǎn)鏡，因為無法尋找可觀測的星星，就只能看月亮；

6．天文望遠(yuǎn)鏡通常也可以觀看風(fēng)景或動植物，可以很容易得到比雙筒望遠(yuǎn)鏡更高的放大倍率。不過使用倍率應(yīng)在100倍以下，20-50倍最合適。

主鏡筒

主鏡筒是觀測星星的主要部件。

尋星鏡

主鏡筒通常都以數(shù)十倍以上的倍率觀測星體。在找星星時，如果使用數(shù)十倍來找， 因為視野小，上海天文臺要用主鏡筒將星星找出來， 可沒那麼簡單，因此我們就使用一支只有放大數(shù)倍的小望遠(yuǎn)鏡， 利用它具有較大視野的功能，先將要觀測的星星位置找出來， 如此就可以在主鏡筒，以中低倍率直接觀測到該星星。

目鏡

如果一部天文望遠(yuǎn)鏡缺少了目鏡， 就沒有辦法看星星。目鏡的功用在于

放大之用。通常一部望遠(yuǎn)鏡都要配備低，中和高倍率奇觀三種目鏡。

赤道儀赤道儀是一種可以跟蹤星星， 長時間觀測星星的裝置。赤道儀有許多種形式，我們經(jīng)?？吹降氖堑聡降某嗟纼x.赤道儀分成赤經(jīng)軸和赤緯軸， 其中重要的是赤經(jīng)軸。在使用上，必須先將赤經(jīng)軸軸心對準(zhǔn)天球北極點， 當(dāng)找到星星之后，開啟追蹤馬達(dá)， 鎖住離合器，即可追蹤星星。為了方便赤經(jīng)軸對準(zhǔn)北極星，北京天文館在赤經(jīng)軸中心裝置了一支小望遠(yuǎn)鏡，叫做極軸望遠(yuǎn)鏡。在赤經(jīng)和赤緯軸上， 有大和小微調(diào)，它們的功用是在於找輔助找星星之用。

經(jīng)緯臺

經(jīng)緯臺馬達(dá)可以驅(qū)動赤經(jīng)軸，尋找并以跟地球自轉(zhuǎn)相同的角速度逆向轉(zhuǎn)動，跟蹤星星， 將星體長時間保持在視野中觀測。此外，也可以利用較快的速度尋找欲觀測的星星，以及增減速上海氣象來做天文攝影的功能。赤緯追蹤馬達(dá)的功用是當(dāng)觀測中的星體偏離視野中心，尋找星體和天文攝影時， 做調(diào)整及修正之用。一般赤道儀應(yīng)有赤經(jīng)馬達(dá)，若需要長時間的攝天文影， 就同時需要赤經(jīng)和赤緯馬達(dá)。

三腳架臺和腳架

三腳架臺是承接赤道儀和鏡筒，以連接腳架用的， 腳架是承載望遠(yuǎn)鏡和赤道儀，并且做為一種使用的支柱。小型赤道冰河時代3儀通常使用三腳架， 較重的赤道儀，則為單柱腳。

赤道儀控制盒和電源

赤道儀要能運轉(zhuǎn)， 就必須要使用電源，驅(qū)動追蹤馬達(dá)工作。一般可攜帶型式的赤梅雨歌道儀， 都要購置乾電池或蓄電池，適合野外山區(qū)的使用。赤道儀的控制盒設(shè)計有許多種功能， 如此才能觀測星體，尋找星體和從事天文攝影等的需求。

1.伽利略式望遠(yuǎn)鏡

1609年，伽利略制作了一架口徑4.2厘米，長約12厘米的望遠(yuǎn)鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡， 這種光學(xué)系統(tǒng)稱為伽利略式望遠(yuǎn)鏡。伽利略用這架望遠(yuǎn)鏡指向天空，得到了一系列的重要發(fā)現(xiàn)，天文學(xué)從此進(jìn)入了望遠(yuǎn)鏡時代。

2.開普勒式望遠(yuǎn)鏡

1611年，德國天文學(xué)家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數(shù)有了明顯的提高，以后人們將這種光學(xué)系統(tǒng)稱為開普勒式望遠(yuǎn)鏡?，F(xiàn)在人們用的折射式望遠(yuǎn)鏡還是這兩種形式，天文望遠(yuǎn)鏡是采用開普勒式。

3.施密特式折反射望遠(yuǎn)鏡

折反射式望遠(yuǎn)鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國光學(xué)家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠(yuǎn)鏡，這種望遠(yuǎn)鏡光力強(qiáng)、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)成了天文觀測的重要工具。

4.馬克蘇托夫式

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠(yuǎn)鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠(yuǎn)鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠(yuǎn)鏡小，對玻璃的要求也高一些。

由于折反射式望遠(yuǎn)鏡能兼顧折射和反射兩種望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點，非常適合業(yè)余的天文觀測和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

5.歐洲甚大望遠(yuǎn)鏡

歐洲南方天文臺自1986年開始研制由4臺8米口徑望遠(yuǎn)鏡組成一臺等效口徑為16米的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡（VLT)。這4臺8米望遠(yuǎn)鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學(xué)系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動光學(xué)系統(tǒng)支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠(yuǎn)鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一臺望遠(yuǎn)鏡。

6.雙子望遠(yuǎn)鏡

雙子望遠(yuǎn)鏡（GEMINI)是以美國為主的一項國際設(shè)備（其中，美國占50%，英國占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%），由美國大學(xué)天文聯(lián)盟（AURA）負(fù)責(zé)實施。它由兩個8米望遠(yuǎn)鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進(jìn)行全天系統(tǒng)觀測。其主鏡采用主動光學(xué)控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)使紅外區(qū)接近衍射極限。

7.日本昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡

這是一臺8米口徑的光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡(SUBARU)。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)獲得較高的成象質(zhì)量；二是可實現(xiàn)0.1″的高精度跟蹤；三是采用圓柱形觀測室，自動控制通風(fēng)和空氣過濾器，使熱湍流的排除達(dá)到最佳條件。此望遠(yuǎn)鏡采用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。大天區(qū)多目標(biāo)光纖光譜望遠(yuǎn)鏡LAMOST（郭守敬）　這是中國已建成的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達(dá)20平方度的中星儀式的反射施密特望遠(yuǎn)鏡。

它的技術(shù)特色是：

1．把主動光學(xué)技術(shù)應(yīng)用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現(xiàn)大口徑和大視場兼?zhèn)涞墓δ堋?/p>

2．球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術(shù)。

3．多目標(biāo)光纖（可達(dá)4000根，一般望遠(yuǎn)鏡只有600根）的光譜技術(shù)將是一個重要突破。

LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現(xiàn)107個星系的光譜普測，把觀測目標(biāo)的數(shù)量提高1個量級 。

8.射電望遠(yuǎn)鏡

1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標(biāo)志著人類打開了在傳統(tǒng)光學(xué)波段之外進(jìn)行觀測的第一個窗口。

第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束后，射電天文學(xué)脫穎而出，射電望遠(yuǎn)鏡為射電天文學(xué)的發(fā)展起了關(guān)鍵的作用，比如：六十年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠(yuǎn)鏡觀測得到的。射電望遠(yuǎn)鏡的每一次長足的進(jìn)步都會毫無例外地為射電天文學(xué)的發(fā)展樹立一個里程碑。

英國曼徹斯特大學(xué)于1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，1955年又建成了當(dāng)時世界上最大的可轉(zhuǎn)動拋物面射電望遠(yuǎn)鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建造了直徑達(dá)305米的拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉(zhuǎn)動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠(yuǎn)鏡。

1962年，Ryle發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學(xué)獎。綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡實現(xiàn)了由多個較小天線結(jié)構(gòu)獲得相當(dāng)于大口徑單天線所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。

七十年代，聯(lián)邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉(zhuǎn)動拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，這是世界上最大的可轉(zhuǎn)動單天線射電望遠(yuǎn)鏡。

八十年代以來，歐洲的VLBI網(wǎng)（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠(yuǎn)鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠(yuǎn)鏡。

中國科學(xué)院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠(yuǎn)鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉(zhuǎn)連續(xù)觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網(wǎng)（EVN），這兩個計劃分別用于地球自轉(zhuǎn)和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合進(jìn)行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠(yuǎn)鏡都不能達(dá)到的效果。

9.哈勃空間望遠(yuǎn)鏡

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST)，這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測項目中規(guī)模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建于1978年，設(shè)計歷時7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飛機(jī)運載升空，耗資30億美元。但是由于人為原因造成的主鏡光學(xué)系統(tǒng)的球差，不得不在1993年12月2日進(jìn)行了規(guī)模浩大的修復(fù)工作。成功的修復(fù)使HST性能達(dá)到甚至超過了原先設(shè)計的目標(biāo)，觀測結(jié)果表明，它的分辨率比地面的大型望遠(yuǎn)鏡高出幾十倍。

1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠(yuǎn)鏡成象光譜儀、近紅外照相機(jī)和多目標(biāo)攝譜儀，把HST的觀測范圍擴(kuò)展到了近紅外并提高了紫外光譜上的效率。

1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機(jī)，并安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學(xué)－近紅外的靈敏度和成圖的性能。

HST對國際天文學(xué)界的發(fā)展有非常重要的影響。

10.空間天文望遠(yuǎn)鏡

"下一代大型空間望遠(yuǎn)鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務(wù)"（SIM）是NASA"起源計劃"的關(guān)鍵項目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團(tuán)。其中，NGST是大孔徑被動制冷望遠(yuǎn)鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠(yuǎn)鏡）的后續(xù)項目。它強(qiáng)大的觀測能力特別體現(xiàn)在光學(xué)、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行于近地軌道的SIM采用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恒星的精密絕對定位測量，同時由于具有綜合成圖能力，能產(chǎn)生高分辨率的圖象，所以可以用于實現(xiàn)搜索其它行星等科學(xué)目的。

望遠(yuǎn)鏡，通過光學(xué)成像的方法使人看到遠(yuǎn)處的物體，并且顯得大而近的一種儀器。望遠(yuǎn)距離、放大倍率、清析度為望遠(yuǎn)鏡重要因素。

OWL天文望遠(yuǎn)鏡

銅鍍金天文望遠(yuǎn)鏡，19世紀(jì)，英國倫敦制造，長160cm，筒徑12cm，物鏡徑9.5cm，目鏡徑4cm，目鏡孔徑1cm。清宮舊藏。

由于探測技術(shù)的提高，人們可以觀測到來自天體的中微子，導(dǎo)致了一種新的天文觀測手段的產(chǎn)生。美國正在南極洲冰層中建造一個立方公里大的中微子天文望遠(yuǎn)鏡--冰立方。法國、意大利、俄羅斯也分別在地中海和貝加爾湖中建造中微子天文望遠(yuǎn)鏡。KamLAND觀測到了來自地心的中微子，可以用來研究地球構(gòu)造。