望远镜知识续

天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。

从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。

1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。

1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。

1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。

需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。

1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。

十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。

折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。

第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45^o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90^o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。

1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。

卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。

赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。

在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。

1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。

二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976 年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。

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。

折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。

1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。

由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。

1.倍率与实际视野（Magnification&Field of View）

　　双筒望远镜的倍率都会标明在望远镜的机身上，同时也会注明望远镜的实际视野角度。

　　例如8×20，6.5度的双筒望远镜，可以将1000米远的目标，拉近来看在您125米用肉眼看的感觉（1000\8），或者是7倍的双筒望远镜，可将700米远的物体，拉近到距离100米看来的感觉，这个8的意思就是放大8倍，口经20代表者这具双筒镜的镜片的口径有2厘米。

　　而以8×20规格的而言，当目标距离1000米时，它的有效观察视野（Field of View at 1000m）是114米，实际观测角度（Apparent field of View）在125米远时是52度，实际视野是6.5度。

　　当您在选择其他规格双筒望远镜时，您就会发现上述的视野与角度都改变了，依下表读者可作一比较：
　　

双筒望远镜规格	8×20（倍率8，口径2厘米）	8×35（倍率8，口径3.5厘米）	8×40（倍率8，口径4厘米）
实视野	6.5度	8.2度	7度
可见观察角度	52度	65.6度	56度
1000米有效视野	114米	143米	122米

　　由上表得知虽然都是8倍的放大性能，但是依不同的光学设计而有广角（如8×35）与标准角度之分（如8×20，8×40），两者并无优劣之分，要以读者的用途来决定；例如赏鸟者，或是探险家，可能就会选择广角双筒望远镜。

　　2. 物镜直径（Object Diameter）

　　双筒望远镜的口径愈大，它的集光力与实际瞳孔成像（Exit Pupil）也就愈大：换句话说看得也就愈过瘾，效果愈好这个道理，就好像您看18英寸与36英感觉是一样的。话虽如此，愈大口径的双筒镜，它的价格与重量也随之水涨船高了。

　　3. 实际瞳孔成像（Exit Pupil）

　　人类的肉眼，白天瞳孔放大直径约2-3毫米，到了夜间观测时，可以放大到7毫米。双筒望远镜的实际瞳孔成像愈大时观测起来也就愈舒服，特别是在晚上的时候，更是效果显著。

　　4. 亮度（Brightness）

　　亮度愈高的双筒镜在观察的微暗的星体，与晨昏之间藏在草丛的鸟类特别有利。

　　5. 眼视目镜距离（Eye Relief or High eyepoint简称HP）

　　如果您的双筒镜眼视目镜距离愈长，表示您可以戴着眼镜，或用橡皮遮光罩观察目标，使观察目标更轻松简单且清晰。

　　6. 镀膜（Coating）与镜片材质（EO or Fluorite）

　一具好的双筒镜，它的玻璃镀膜都经过特殊处理，透光率大增，而使观察效果改善。同样的道理ED与萤石这两种特殊的玻璃材质，也是使透光率增加的一种选择，当然它的价格也就非比寻常。

　　使用CF对焦双筒镜，请读者先用中间的调节轮对焦清楚后，再将右眼闭起来，用左手大拇指与食指微微调整左眼的目镜焦距使它更清晰。IF个别对焦顾名思义，就是要您分别用左右眼闭起来调焦。（请不要两只眼睛都闭起来调焦！）一般来说CF操作便利，而IF适合精密的观测，IF双筒镜结构也比较坚固。

　　8. 棱镜式（Porro）与直筒式(Dach)光学设计棱镜式双筒镜体积较大，构造较简单，价格合宜。直筒式双筒镜体积小且重量轻，价格较贵，光学性能也比较好，但是由于结构精密复杂，因此，几乎没有厂家制造大型的直筒式双筒镜。

望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。

但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。

自七十年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。

从八十年代开始，国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中，欧洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。

优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下，可以将80%的几何光能集中在0″.6范围内，而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80％的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。

Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克（Keck W M）捐赠（Keck I 为9400万美元，Keck II为7460万美元）而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测。

它们的口径都是10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。

"象Keck这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻"。

欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1″，跟踪精度为0.05″，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。

双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。

该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。

这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1″的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。

此望远镜将安装在夏威夷的莫纳克亚，从1991年开始，预计9年完成。

这是我国正在兴建中的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：

    1．把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。
    2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
    3．多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。

LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5^m，比SDSS计划高2等左右，实现10⁷个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级。

1932年央斯基（Jansky. K. G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。

第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。

英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜。

六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。

1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。

七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。

八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。

中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。

另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。

国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。

在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。

在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。

相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。

最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代，当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。

1983年1月23日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。

1995年11月17日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台（ISO）发射升空并进入预定轨道。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜，它的功能和性能均比IRAS有许多提高，它携带了四台观测仪器，分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F－P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比，ISO从近红外到远红外，更宽的波段范围；有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）；以及更多的功能。

ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测（IRAS的观测是巡天观测），这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。

从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处，因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。

紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100～100埃。紫外观测要放在150公里的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空，以后用了火箭，航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。

紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为3100～100埃，和X射线相接，这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。

1968年美国发射了OAO-2，之后欧洲也发射了TD-1A，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空，它携带了一架0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测了天体的950～3500埃的紫外谱。

1978年发射了国际紫外探测者（IUE），虽然其望远镜的口径比哥白尼号小，但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。

1990年12月2～11日，哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测；1995年3月2日开始，Astro-2天文台完成了为期16天的紫外天文观测。

1992年美国宇航局发射了一颗观测卫星――极远紫外探索卫星（EUVE），是在极远紫外波段作巡天观测。

1999年6月24日FUSE卫星发射升空，这是NASA的"起源计划"项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。

紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分，自哥白尼号升空至今的30年中，已经发展了紫外波段的EUV（极端紫外）、FUV（远紫外）、UV（紫外）等多种探测卫星，覆盖了全部紫外波段。

X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的，因此只有在六十年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线进行观测。

1962年6月，美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源，这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代，高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段的巡天观测，使X射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来，各国相继发射卫星，对X射线波段进行研究：

1987年4月，由前苏联的火箭将德国、英国、前苏联、及荷兰等国家研制的X射线探测器送入太空；

1989年前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星――GRANAT，它载有前苏联、法国、保加利亚和丹麦等国研制的7台探测仪器，主要工作为成象、光谱和对爆发现象的观测与监测；

1990年6月，伦琴X射线天文卫星（简称ROSAT）进入地球轨道，为研究工作取得大批重要的观测资料，到现在它已基本完成预定的观测任务；

1990年12月"哥伦比亚"号航天飞机将美国的"宽带X射线望远镜"带入太空进行了为期9天的观测；

1999年7月23日美国成功发射了高等X射线天体物理设备（CHANDRA）中的一颗卫星，另一颗将在2000年发射；

以上这些项目和计划表明，未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮。

γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高，由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。

1991年，美国的康普顿（γ射线）空间天文台（Compton GRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的结果。

CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE），可变向闪烁光谱仪实验（OSSE），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）。

受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL，准备在2001年送入太空，它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。

我们知道，地球大气对电磁波有严重的吸收，我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展，在大气外进行观测已成为可能，所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Space telescope）。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势：以光学望远镜为例，望远镜可以接收到宽得多的波段，短波甚至可以延伸到100纳米。没有大气抖动后，分辨本领可以得到很大的提高，空间没有重力，仪器就不会因自重而变形。前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。

这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。

HST最初升空时携带了5台科学仪器：广角/行星照相机，暗弱天体照相机，暗弱天体光谱仪，高分辨率光谱仪和高速光度计。

1997年的维修中，为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪，把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率。

1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机，并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪，这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能。

"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA"起源计划"的关键项目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团。其中，NGST是大孔径被动制冷望远镜，口径在4～8米之间，是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面。将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案，提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量，同时由于具有综合成图能力，能产生高分辨率的图象，所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的。

"天体物理的全天球天体测量干涉仪"（GAIA）将会在对银河系的总体几何结构及其运动学做全面和彻底的普查，在此基础上开辟广阔的天体物理研究领域。GAIA采用Fizeau干涉方案，视场为1°。GAIA和SIM的任务在很大程度上是互补的。

由于无人的空间天文观测只能依靠事先设计的观测模式自动进行，非常被动，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被动为主动，大大提高观测精度。"阿波罗16号"登月时宇航员在月面上拍摄的大麦哲伦星云照片表明，月面是理想的天文观测场所。建立月基天文台具有以下优点：

    1．月球上为高度真空状态，比空间天文观测设备所处还要低百万倍。
    2．月球为天文望远镜提供了一个稳定、坚固和巨大的观测平台，在月球上观测只需极简单的跟踪系统。
    3．月震活动只相当于地震活动的10-8，这一点对于在月面上建立几十至数百公里的长基线射电、光学和红外干涉系统是很有利的。
    4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，这会给天文台的建造带来方便。另外，在地球上所有影响天文观测的因素，比如大气折射、散射和吸收，无线电干扰等，在月球上均不存在。

美国、欧洲和日本都计划在未来的几年内再次登月并在月球上建立永久居住区，可以预料，人类在月球上建立永久性基地后，建立月基天文台是必然的。

对于天文和天体物理的科研领域来讲，空间观测项目无论从人员规模上还是经费上都是相当可观的，如世界上最大的地面光学望远镜象Keck的建设费用（7000~9000万美元）只相当于一颗普通的空间探测卫星的研制和发射费用。并且，空间天文观测的难度高，仪器的接收面积小，运行寿命短，难于维修，所以它并不能取代地面天文观测。在二十一世纪，空间观测与地面观测将是天文观测相辅相成的两翼。

物镜的直径，以7X50双筒镜为例，50代表口径50mm，一般手持双筒镜适合5cm以下，5cm以上可用三脚架支撑。

二、倍率：

以7X50双筒镜为例，7X代表倍率7倍。

三、射出瞳径(Exit pupil)：

公式：口径/倍率，因人眼瞳孔夜间最大可放大到7mm，故射出瞳径越接近7mm亮度越高，越适合天文使用，但人眼白天瞳孔只有2至3mm，所以白天赏鸟观景就不须选用射出瞳径太大以免浪费。

四、良视距(Eye relief)：

目镜到焦点距离，良视距越高，较适合带眼镜使用。

五、视野：

透过望远镜所看见的范围，又分为实际视野与眼视视野两种，常以角度°表示。

物镜的直径，口径大小决定望远镜的集光力与解像力，口径愈大愈亮，解像力愈高。

二、焦距：

从物镜到焦点距离，一般以”f”表示，单位为mm。如f=600mm表示焦距600mm。

三、焦比：

口径(mm)=焦比。相当于镜头的光圈，以”F”表示；F值越低，亮度越高。

四、倍率：

物镜焦距(mm)÷目镜焦距(mm)，物镜焦距越长，或更换越短焦的目镜，倍率越大。

五、光轴：

望远镜中光路的轴心，若光轴偏斜，望远镜便不能发挥最佳性能，严重时可能无法成像。

六、镀膜：

在镜片表面镀上一层特殊的金属化合物，目的是减少反光，增加光线透射率。

七、寻星镜：

是一支低倍的小望远镜同架在主镜上，利用其视野较广的特性，方便搜索天体。

赤道仪的功能除了承载望远镜之外，最重要的是藉由步进马达带动赤经本体，使望远镜能跟随星体移动，常见的有德式与叉式两种，其中又以德式最普遍，以下就以德式赤道仪做简单介绍。

一、极轴望远镜：

天球北极与南极的联机称为极轴，极轴望远镜的功能就是校正赤道仪赤经轴，使其与极轴平行，一般都是内藏在赤经本体之中。

二、赤经轴：

安装在赤纬轴底部，可上下调整，用来平衡望远镜的重量，平衡的步骤在德式赤道仪中是非常重要的，关系到赤道仪的寿命。

五、马达：

带动赤经轴旋转使赤道仪转速与地球自转同步，需要配合控制器使用。

六、刻度盘：

赤经轴与赤纬轴上都有刻度盘，受限于精度，刻度盘都仅供参考用。

七、自动导入：

某些高阶赤道仪中内藏小型计算机，并储存许多天体位置数据，只要由控制面板输入天体名称，赤道仪就会自动搜寻天体，并导入望远镜视野中。

使用普通脚架与相机镜头拍摄，由于没有赤道仪追踪，长时间曝光后，会使星点拉成线状，此为最简易的天文摄影，只需含有B快门的相机，无须昂贵笨重的望远镜设备。

二、追踪摄影：

利用赤道仪追踪所拍摄的天文照片，拍出的星点应为点状，但极有可能因赤道仪机械误差、极轴校正误差等，使拍出的星点非预期的点状，这需要技术来克服。

三、直焦点摄影：

将相机机身透过接环，直接连结在望远镜的对焦埠，将望远镜当成相机镜头，通常配合赤道仪作追踪摄影。

四、导星摄影：

长时间曝光时，为了减少赤道仪误差，在主镜旁边同架一支导星镜，设定导引星高倍监视，一有偏差发生，立即以控制器修正，此种技术可增加曝光时间，提升照片品质。

五、扩大摄影：

透过目镜将影像放大的拍摄法称为扩大摄影，一般适用于行星、太阳及月亮摄影。

六、CCD摄影：

利用电子耦合装置(CCD) 直接连结在望远镜接目部的拍摄法，可大幅缩减曝光时间，可配合影像处理，为未来趋势。

天文望远镜基础知识-天文知识

天文望远镜是现在天文学最基本的仪器，也是广大天文普及工作者和天文爱好者必备的观测工具。

　　天文望远镜的光学系统

　　根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。

　　反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。

　　望远镜的光学性能

　　在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。

　　口径--指物镜的有效直径，常用D来表示；

　　相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。

　　一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。

　　放大率--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。

　　不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。

　　分辨角--指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。

　　视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。

　　贯穿本领--指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。

　　例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"一2"，目视极限星等为12等，视场小于10。它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。

　　天文望远镜的目镜

　　当人们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备之一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。

　　天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：惠更斯目镜，用字母H表示，MH或HM表示惠更斯目镜的改进型，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测。冉斯登目镜，以字母R表示，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测。凯尔纳目镜，以字母K表示，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜，视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体。斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。

　　一架天文望远镜应备有多种目镜，这样才能便于不同的观测，也才能最大限度地发。挥它应有的作用。曾见到这样一个情况：某部门从国外订购一架较好的天文望远镜，但是只有两个目镜。可是说明书中介绍它有多种目镜。为什么只有两个呢?卖方说，买方订货时设写明。这是一个教训。因此，订购天文望远镜时，事前一定要充分做好调研，有完整可靠的信息，有比较内行的人把关，认真审核好订货程序才行。

　　寻星镜和导星镜

　　天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。

　　为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般在5～10厘米左右，视场在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。

　　主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望起镜，它就叫导星镜。天文普及用的望远镜也就用导星镜代替了导星镜。望远镜的装置与跟踪一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。比如说，镜筒如何架起来呢?为了能观测到地平上任意天体，根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的装置分为两大类：地平装置和赤道装置。在地平装置中，镜的是天体的地平经度，沿水平轴变化时，表示的是天体的地平纬度。由于天球的周日视运动，天体在地平坐标中，两个量都随时而变，表示的只是瞬时位置。因此，一般说来，地平装置不便于做较长时间的连续观测。

　　赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，这是对角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每4分钟10的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每4分公10的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟，其动力靠链条式的重锤或发条提供，转仪钟的速度靠离心调速器来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动，速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误差问题。

　　可见，对于天文普及工作来说，天文望远镜最好是能跟踪天体的赤道装置。

根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。

反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。牛顿系统由凹面镜作为物镜，一块小型平面镜在镜筒前方作为副镜，以便转折光线的望远镜设计。最早由英国科学家伊萨克?牛顿爵士所发明。这种设计的望远镜结构简单，因此成本低廉。很多天文爱好者的望远镜都采用这种结构。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。

一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。

折射式望远镜镜筒长,重量大,随着望远镜口径的增大焦距增长镜筒太长并发生弯曲，制作难度加大，出现了反射望远镜
反射式天文望远镜镜筒短,重量轻.缺点是多用了反光镜和光线方向没有改变.使观察者的位置受到限制.折射式天文望远镜优点是光线改变方向,观察者有了更大的自由空间,但镜筒长,重量大,现在一般是二者的结合,名为折反射望远镜.

如果刚入门,建议用折射式,便宜
有点基础的天文爱好者还是用反射式的好

1．美国威尔逊山天文台
　　1.5米反射望远镜　　完成年代：1908年
　　历史意义：验证大型反射光学望远镜在天文观测研究的实用价值。
　　2.5米反射望远镜　　完成年代：1917年
　　历史意义：确认了宇宙的基本结构概念，得到膨胀理论的证据。

2．美国帕罗玛山天文台
　　海尔望远镜：5米反射望远镜　　完成年代：1949年
　　历史意义：深入探测宇宙，成功的摄影到非常暗弱的星系和遥远的天体，验证宇宙论的学说，为新型望远镜提供光学及工程技术上的模范。

3．英澳天文台
　　3.9米望远镜完成年代：1975年.
　　历史意义：红外线光学观测技术独树一帜，另外该台的Dr.David Malin在科学普及的天摄影上获得全球的肯定。
　　
4．基特峰与赛拉托洛洛天文台
　　4米望远镜完成年代：1974年
　　历史意义：运用成本与投资报酬率的经济观念，在南北半球
　　 3.9米反射镜英国天文学界并未参与欧南台，但在澳洲、南非合作了多次天文仪器的建设计划
　　UKST英国1.5米施密特望远镜是世界第一具消色差双片胶合C.P的大型施密特镜
　　Dr.David Malin成功地使用暗房技术显露了许多本来不为人知的星象细节，展示了宇宙之美，为现代天文学做了许多“公关”工作，欧美各国的天文科学节目都可看见他的作品
　　观测站中，使用相同设计的望远镜，用以节省制造工期与经费。另有国家力量引入天文学研究的领域，使天文学的成就，成为国力的表现。

5．CFHTY
　　3.6米望远镜（加拿大、法国、美国合作）
　　完成年代：1979年
　　历史意义：安装在夏威夷海拔4200米的玛纳基亚山上，在绝佳的视相度下成为世界解像力最佳的天文望远镜，因此被称为地面上的太空望远镜。

6．苏俄特殊物理天文台
　　6米望远镜5^
　　完成年代：1976年
　　历史意义：全世界首先使用电脑操控经纬仪式的大型天文望远镜。特殊的水平式焦点光学设计,为未来超大型、新式天文望远镜的先驱。　　
7．卡拉阿托天文台
　　3.5米反射望远镜（西班牙、德国合作）
　　完成年代：1985年
　　历史意义：赤道仪式架台的最后代表望远镜。精密的光学设计及模组化的更换侦测仪器概念及资料汇流排的使用，开启数位化自动控制天文台的潮流。
　前苏联特殊物理天文台的6米反射镜在完成时的70年代，超越西方一个世代地使用了经纬仪架台与水平式焦点的设计，树立了天文仪器发展史上的新里程碑。
　　
8．美国WIYN天文台
　　3.5米反射望远镜（威斯康辛、印地安纳、耶鲁、国家光学天文台）
　　完成年代：1994年
　　历史意义：全电脑即时操控的镜片支持系统，是美国第一个全新概念的、新技术望远镜。
　
9．欧洲南方天文台（ESO）
　　3.5米新技术望远镜NTT（法国、意大利、德国、荷兰、瑞典、瑞士、比利时、丹麦合作）
　　完成年代：1989年
　　历史意义：电脑控制的影像分析系统，使望远镜光学系统随时处于最佳状态，并为将来的16米VLT望远镜作技术可行性的验证。

10．NOT
　　2.5米北欧光学望远镜（瑞典、丹麦、挪威、芬兰合作）
　　完成年代：1989年N
　　历史意义：首创环境控制概念的天文台设计，使望远镜清晰度大为增加，创下世界最小口径能看到冥王星卫星及重力透镜现象的爱因斯坦十架星象。

11．WHT
　　4.2米望远镜（西班牙、英国合作）
　　完成年代：1990年
　　历史意义：当年排名世界第三的“超巨炮”，使欧洲天文学一跃为与美国并驾齐驱之势。
　
12．美国
　　哈伯太空2.4米口径望远镜　　完成年代：1990年
　　历史意义：超世代的望远镜概念，为21世纪太空天文学观测的开路先锋，其高昂的造价及多灾多难的仪器问题（如散光镜片），亦列入了世界金氏笑话纪录。

13．凯克望远镜
　　完成年代：1992年
　　历史意义：10米直径望远镜，以36块多角形镜片组合成的新世代望远镜，虽然仪器性能仍不尽理想，但未来可望突破。目前正以凯克I号与II号两具同型望远镜，试验光学干涉仪的技术。

天文望远镜的发明
1608年，荷兰有一位眼镜制造商叫汉斯"李波儿赛，他的两个孩子很调皮，也很聪明。一天，偶然一个机会，两个孩子从店铺里拿来两片透镜，一前一后摆弄着，用眼睛张望着。孩子们惊讶了，他们发现远处教堂上的风标又大又近。李波儿赛得知此事也很高兴，他就用一个简易的筒，把两块透镜装好。这就是世界上第一台望远镜。

意大利的科学家伽利略听到了这个消息，并于1609年制作了一部口径42mm的望远镜。这部望远镜让他"大开眼界"，因为他惊讶地发现，月球表面有高山和无数的坑洞；金星也如月球般，有着盈亏的变化；而木星旁边竟然还有四颗小星星绕着木星公转！这些发现彻底的颠覆了传统的天文学观念。伽利略是有史以来使用望远镜观察天空的第一人，这部望远镜同时也开创了天文学的另一个新纪元。

之后的1611年，德国科学家刻卜勒也设计了一部望远镜，并改良了目镜，扩大了望远镜的视野，成为今日望远镜的主流。

户外运动望远镜的选择

个人认为：一只理想的户外运动用望远镜应该具有如下几个特征：充氮防水，外包橡胶，拥有合适的倍数和口径，便携性和易用性，当然优秀的光学素质是最起码的。这里所指的户外运动，一般指徒步背包野营，对望远镜的要求相对一般的旅游要复杂的多。为了防止雨水的渗入或寒冷天气中的镜片起雾甚至长时间恶劣使用导致的灰尘的进入，充氮防水可以根本的解决这个问题，甚至把它丢进水里也无所谓，还有一些不充氮的军用望远镜密封性实际也很好，只要不泡进水里，一般的雨雪风沙还是可以对付的。长期在野外使用，无意的磕磕碰碰是不可避免的，设计结构或做工用料不理想的望远镜，很容易导致轴偏重影等光学损坏，所以，在镜体外包上一层厚厚的橡胶是非常好的保护措施，除了减震外还可以改善手感和握持性。在户外，望远镜的用途大体是观察地形，欣赏风景，观鸟观兽，考虑到手震和光学要求，使用的倍数在6-8倍是很适宜的。至于口径，根据使用的侧重和要求不同，20-40mm是比较理想的。户外运动本身就需要个人携带大量的器材装备和补给，在每一克重量都影响到体力的情况下，片面的追求光学性能而忽视体积和重量是不现实的，某种意义上可以说，重量和光学性能的矛盾是不可调和的，大口径高亮度的镜子，必然导致整体重量的急剧增加，所以，只能根据个人的要求和爱好，在重量和光学要求之间做出自己满意的妥协。屋脊棱镜的望远镜具有相对较小的体积和重量，便于携带，缺点是制造复杂带来的价格相对较高。

关于望远镜的一些基本光学指标，对户外运动来说有其单独的定义，分辨率：这是首要的指标，分辨率差的镜子可以帮助你把鳄鱼看成树干。出瞳：可以简单的用口径除以倍数来算，这个数字越大，越适合在暗光线下捕捉你的猎物。色彩还原：偏色存在于很多望远镜上，一般的观察可能要求不那么严格，但如果是用来野外观鸟，你就无法正确描述鸟类羽毛的颜色。镀膜：使用街头亮闪闪红膜的假俄罗斯望远镜真是对眼睛的强奸，它使光线急剧损失，色彩还原出问题，还容易招致难受的眩光，而最好的镀膜可以让你几乎看不见镜片的存在。

下面我就国内目前比较常见的适合户外的望远镜做一个简单的购买推荐，基本按照两个分类标准，重量：它直接说明了户外望远镜的一个最重要指标便携性，分500g以下，500-1000g，1000g以上。价格：它从侧面说明了望远镜的制造质量和性能优劣，更重要的是，价格是你选购望远镜的一个决定性因素。分500元以下，500-1000元，1000元以上。
1：500g以下，500元以下
它适合追求绝对轻便的驴友，对光学性能要求不是很高。
西安爱光公司的航海家2305-01 8X25值得推荐，作为500元以下唯一充氮防水的品种，小巧轻量是它的最大优势，金属壳体而且采用了多层镀膜，整体光学质量和制造质量也相当不错。缺点是这个规格无法避免的出瞳较小，长时间观察不大舒适，亮度也较低。

2：500g以下，500-1000元之间
基本上这个级别的望远镜有着比较合理的光学性能和相对轻便的重量。
推荐退役的军用蔡司6X30和8X30，两者都拥有着很不错的光学质量和机械质量，轻便，色彩还原不错，握持感好，经久耐用，不愧军镜本色，尽管没有充氮但密封性足以对付野外的恶劣天气，没有外表包胶，但整体还是相当坚固的。8X30的出瞳略嫌小，6X30这点很不错，但唯一遗憾是目镜片较小。还有，由于是早期的单层镀膜，逆光效果不是很好。

3：500g以下，1000元以上
这个级别有着一架户外望远镜所应该有的所有素质，当然代价是不扉的。
德国视得乐的8X30系列充氮防水包胶，工程塑料镜体既轻便结构也相当坚固，光学素质也蛮不错，是一具理想的轻便型户外用望远镜，缺点是国内目前的视得乐代理可能是穷疯了，导致国内市场价格是国际市场的好几倍，而且很多哄骗外行的不实宣传颇让人反感。

4：500-1000g，500元以下
这个级别的坚固性有所增强
推荐退役国产62军用望远镜，基本设计结构和蔡司8X30类似，但密封性和坚固性更胜一筹，尤其重要的是采用了多层镀膜，改善了逆光性能，遗憾的是没有包胶，而且色彩有少许偏黄。

5：500-1000g，500-1000元
这个级别有点不上不下，鸡肋的感觉，推荐退役蔡司7X50军镜，大部分经过军工厂重新翻新过，重新镀膜，光学质量相当可观，密封性也不错，色彩还原良好，观察舒适，暗光线下极具优势，用这么少的钱获得这么一件大口径大威力武器还是很划算的，缺点是体积有点大，带起来不很方便。
6：500-1000g，1000元以上
个人认为最好的户外望远镜是这个级别里的，这之中经典的好镜子也相当多，个人推荐刚进入中国市场的leica Trinovid 7x42 BN,防水充氮包胶，最好的光学玻璃和最好的光学设计加上最严格的加工工艺造就了顶级的光学质量，屋脊棱镜设计使体积更小巧，大口径高亮度和合理的倍数，一流的工艺和手感，防刮伤超硬多层镀膜，一旦拥有，别无所求。缺点？就是贵。

7：1000g以上，500元以下
这个级别的光学素质都是相当高的，都是大口径，毫无疑问大口径方便暗光线的观察，比如想在月光下观察在河边喝水的动物，大口径就成为必须的条件了，但500元以下的要求似乎只有民用的俄罗司望远镜可以达到，可是我个人认为它们的密封性都不足以满足苛刻的野外的要求，所以暂不推荐
8：1000g以上，500-1000元
看来看去只有俄7X30全天候入选，这个镜子的军用背景造就了坚固的壳体和包胶的外壳和高密封性，光学素质也有很高水平，可惜严重偏黄的色彩个人感觉很不舒服，而且1200g的重量却只有30的口径感觉有点尴尬。同类的10X42口径是大了，可体积之硕大让人无法接受。

9：1000g以上，1000元以上
国产95军镜7X40，充氮防水，光学素质非常优秀，价格也不错，外观有点粗糙，最失败的是没有包胶。

东德退役军镜7X40 DF和7X40EDF倒是个不错的选择，光学一流，防水包胶充氮，后者是屋脊棱镜设计，体积更小，几乎无可挑剔，缺点是国内不好买到。
总之，对不同的人来说，由于要求的侧重不同，对户外望远镜的选择也会迥异，并没有一个统一适用的法则，根据你的要求和喜好选择一具合适的户外用望远镜，将会对你的野外生活带来极大乐趣。
最后，对我个人来说，我希望不久的将来可以有这样一只望远镜存在，规格6X36，屋脊棱镜设计，充氮防水包胶，超硬多层镀膜，视场1000m/150m，双目调焦，重量控制在500g以内,金属原木皮革帆布

在未购置一支望远镜前，必须先考虑以下因素，才能作出最合乎自己条件与要求的选择。

　　1) 经济预算;

　　2) 望远镜的未来应用范围及要求的口径、放大倍率及解像力，必须适合自己的主要观察对象;

　　3) 望远镜的机动性问题，如重量、大小、稳定性、装嵌或调校的困难等;

　　4) 望远镜的附件多少;

　　5) 如无现货时订购交货的期限(向外国订购通常起码要几个月以上)。

　　一般没有固定观察地点的天文爱好者,为了方便野外观星摄影起见,多以机动性为前提。很多都选用80-100mm口径的折射镜,或150mm(6英寸)以下的反射,或200mm(8英寸)以下的折反射镜。如用汽车搬运,可考虑购置较大的仪器,但若以一个人搬运,则100mm的折射镜或150mm的反射镜或200mm的折反射镜似乎已是体力的极限了。

　　
天文光学望远镜是观测天体的重要仪器之一。望远镜的作用就是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜的另一个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大约8mm）粗得多的光束，送入人眼。使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。
望远镜由物镜和目镜两组镜头及其他配件组成。通常按照物镜的种类，将望远镜的光学系统分为三类：折射系统、反射系统及折反射系统。
一、折射系统
用透镜将光线会聚的系统就是折射系统。早期的折射系统用一块单透镜制作，由于玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会产生严重的色差。为了克服色差引起的成像模糊，用不同折射率的玻璃可搭配成各种消色差的折射系统。常见的有双胶合物镜、双分离物镜、三分离物镜等，分述于下：
1、双胶合物镜
这是一种常用的消色差望远物镜，用不同折射率的冕牌玻璃和火石玻璃搭配而成，当合理选配时可同时校正球差，色差及正弦差。但由于热胶合会产生玻璃变形而影响精度，一般口径不宜超过80mm。自从有了紫外固化冷胶后，胶合透镜的口径大大增大。南京天文仪器研制中心的KP150SR，口径为150mm，为冷胶双胶合透镜，成像质量颇为理想。但由于这种物镜不能校正轴外像差，视场角不宜太大，相对孔径也不宜过大。双胶合物镜不能校正二级光谱，其值与焦距成正比，是个定值。只有用特种火石玻璃做负透镜时，二级光谱可减少三分之一（例如ED镜头）。如果莹石玻璃作正透镜，二级光谱可以再降低六分之一。
2、双分离物镜
用于口径较大的望远镜物镜。由于可以利用正负透镜之间的间隙设计，使带球差有所降低，但色球差依然不能校正，二级光谱反而有所增大，其他像差校正与双胶合透镜雷同。但装备稍困难一些，对物镜框的要求高一些。南京天文仪器研制中心的KP200R物镜即为双分离物镜。

3、三分离物镜
由于可以任意选择镜面的曲率半径、透镜材料、透镜厚度及相互间隙，可以有利地校正色球差。在相对孔径很小时，如果玻璃选择合适，是可以消除二级光谱的，我们将此类物镜称之为复消色差物镜。三合透镜也可设计成天体照相物镜。
4、四片以上的物镜
为了获得大口径、大相对孔径的透镜系统，满足拍摄和观测大视场天体的需要，可以设计不同组合的折射式天体照相物镜系统。南京天文仪器研制中心的KPl50P及KP80P分别是口径为150mm及80mm的照相物镜。特别是KPl50P，为了消除残余球差将第五面修成非球面，60视场像质优良（相对孔径1/4.5）

但是，由于天体照相物镜的材料及制作费用都十分高，因此价格也十分可观。
以上折射系统仅是几种例子，根据使用者不同要求，还可有多种设计，像质也可十分优良
二、反射系统
反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求，光线不需透过材料本身，而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点，因此大口径的望远镜都采用反射式。但是反射物镜表面精度对光程的影响是双倍的，如果仅由一个反射表面来成像，则此表面所需的精确度（垂直入射光）比单个折射表面的精确度要高四倍。可见反射表面磨制的要求是很高的。再加上需经常重新镀反射面及部件组装、校正的困难，反射系统在科普望远镜中应用受到限制。
反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统，等等。现代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项B。下面分别介绍常用的几种系统。
1、牛顿系统
牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下，主镜可制作为球面。它的结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。

2、经典卡塞格林系统及R-C系统
经典卡塞格林系统的主镜为抛物面，副镜为双曲面，而R-C系统主镜为双曲面，副镜也是双曲面。此二类系统在大望远镜制作中经常使用，光学质量甚佳。由于主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂，再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。南京天文仪器研制中心的KP400K采用卡塞格林系统。

3、格雷高里系统
这个系统也是由二个反射面组成，主镜仍为抛物面；而副镜为椭球面。此系统形成正立像，其镜筒比卡塞格林及R-C系统的长一些。

在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生不同的相对孔径、视场角及焦距。在大型望远镜设计中，在一个镜筒中分别留有主焦点、卡焦及折轴焦点。而在科普仪器中将卡焦与牛顿焦点并存，对使用者大有益处。例如南京天文仪器研制中心的KP350KⅣ型反射望远镜中，巧妙地用装插45。反射镜来切换卡焦和牛顿焦点，从而使相对孔径分别为1/12和1/4.2，拓宽了望远镜的应用范围。
三、折反射望远镜
此系统便于校正轴外像差，以球面镜为基础，加入适当的折射元件，用来校正球差，得以取得良好的光学质量。应用最广泛的有施密特望远镜与马克苏托夫望远镜两类。
1、施密特系统及施密特-卡塞格林系统
施密特系统由球面反射镜和施密特正镜组成，改正镜是一个透射元件（也有反射式施密特），其中一面是平面，另一面是非球面。非球面的面形能够使中央的光束略有会聚，而边缘的光束略有发散，这样能使整个系统的球差得到很好的校正，且主镜不产生彗差、像散和畸变，而仅有场曲。专业望远镜往往把接收器制成球面而得以消除场曲，它的大视场、优像质，在专业天文望远镜中得以青睐。

但是，施密特系统不能用于目视，在科普天文望远镜中甚少应用。
将施密特系统稍加改型，加一球面反射镜使成像在卡焦上，此系统即为施密特-卡塞格林系统。这种系统在科普望远镜中应用很多。南京天文仪器研制中心的KP300S即为此类型。由于此系统除反射面外仅有一薄改正镜，因此色差很小，再加上改正镜封住镜筒。克服了卡塞格林系统主镜裸露而易积尘的缺点。特别需要指出的是，目前有些国外商家将仅有一平面封口玻璃的反射系统称之为"施-卡系统"是不正确的。
2、马克苏托夫系统和马克苏托夫-卡塞格林系统
马克苏托夫望远镜系统由球面反射主镜和负弯月形透镜组成。在一定条件下，弯月形副镜可不产生色差，且能补偿球面主镜所产生的球差。此外，光阑和厚透镜的位置接近于主镜的球心，产生的轴外像差很小。由于全部光学表面均为球面，加工比较容易。但口径增大时，厚透镜大而重很不利，且此系统与施密特系统一样而无法目视。

科普望远镜中用的马克苏托夫望远镜一般是指马克苏托夫-卡塞格林式望远镜。加一球面反射镜使成像在卡焦。此系统像质优良，且光学零件表面均为球面，容易加工，较易装、校，在小型天文望远镜中时有应用。南京天文仪器研制中心的KPl20M（120望远镜）及KPl60M均采用此系统。除上述较著名的折反射望远镜的物镜光学系统外，尚有一些多种结构型式，成像质量也很好，不一一赘述。

天文望远镜基础知识
　　　
天文望远镜是现在天文学最基本的仪器，也是广大天文普及工作者和天文爱好者必备的观测工具。
天文望远镜的光学系统
根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。
反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。
望远镜的光学性能
在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。
口径--指物镜的有效直径，常用D来表示；
相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。
放大率--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。
不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。
分辨角--指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。
视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。
贯穿本领--指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。
例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"一2"，目视极限星等为12等，视场小于10。它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。

天文望远镜的目镜
当人们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备之一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。
天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：惠更斯目镜，用字母H表示，MH或HM表示惠更斯目镜的改进型，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测。冉斯登目镜，以字母R表示，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测。凯尔纳目镜，以字母K表示，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜，视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体。斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。
一架天文望远镜应备有多种目镜，这样才能便于不同的观测，也才能最大限度地发。挥它应有的作用。曾见到这样一个情况：某部门从国外订购一架较好的天文望远镜，但是只有两个目镜。可是说明书中介绍它有多种目镜。为什么只有两个呢?卖方说，买方订货时设写明。这是一个教训。因此，订购天文望远镜时，事前一定要充分做好调研，有完整可靠的信息，有比较内行的人把关，认真审核好订货程序才行。
寻星镜和导星镜
天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。
为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般在5～10厘米左右，视场在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。
主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望起镜，它就叫导星镜。天文普及用的望远镜也就用寻星镜代替了导星镜。
望远镜的装置与跟踪
一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。比如说，镜筒如何架起来呢?为了能观测到地平上任意天体，根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的装置分为两大类：地平装置和赤道装置。在地平装置中，镜的是天体的地平经度，沿水平轴变化时，表示的是天体的地平纬度。由于天球的周日视运动，天体在地平坐标中，两个量都随时而变，表示的只是瞬时位置。因此，一般说来，地平装置不便于做较长时间的连续观测。
赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，这是对角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每4分钟10的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每4分公10的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟，其动力靠链条式的重锤或发条提供，转仪钟的速度靠离心调速器来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动，速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误差问题。
可见，对于天文普及工作来说，天文望远镜最好是能跟踪天体的赤道装置。
注意事项
完整的天文望远镜是由光机电组成的精密的光学仪器，要遵守使用规则：加强维护；赤道装置的，极轴应调到观测地的纬度，并在子午面内；天文望远镜的调焦是十分重要的，注意人差和方法差；观测环境引起的小气候不容忽视；应使望远镜总处在各向平衡的状态。

　　开始操作天文望远镜之前应先了解视野,倍率,射出瞳,光亮度,分变能力...等
视野
所谓视野指的是一眼看过去能看到的范围,以角度表示其大小,我们的眼睛的视野大概有左右90度,上下六十度,但透过望远镜后,视野会变的很窄..
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。

倍率

能扩大目视界中实际星空的范围的能力就叫倍率,如倍率为m那就是 m=表面视野(目视界)
实际视野(实视界)m=tan w'/tan w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 / 20mm =5 0倍
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。

出射光瞳
就是目镜所造出来的物镜的像,将目镜装上,望远镜指向天空,从离目镜20公分左右的地方望去可看出圆形的亮像...
倍率越大,射出瞳会越小,我们的瞳孔大约是七厘,所以即使靶出射瞳弄大,对我们来说超过七厘的部分是没有用的..

明亮度
从望远镜看对象时我们网膜所感到光的强度,出射光瞳越大就会越亮,只是星星只是一个点,所以不需太在意明亮度.

分辨能力
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)
但公式只是理论,实际并不用公式判断,最好的方法就是找一个双重星来分辨,用望远镜的最高倍率去看双重星,看能不能分辨出是两颗星就行了

聚光力
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 / 7的平方

天文望远镜的选择最重要的一条是价格，根据需要购置天文望远镜的单位及个人可提供的经费而定。本书中无法议论价格事宜，仅从观测者的角度进行一些比较。
天文望远镜对于科普观测一般可分固定式及便携式二种，而固定便携二用式兼有以上两种的特点。在选用时，请

固定式天文望远镜一般都装在天文圆顶室或其它观测室内，当按装调试完毕后，一般不再轻易搬动。

1、固定式装置
固定式天文望远镜的装置稳定、可靠，结构比较复杂，有完整的调整极轴指北的结构，且有良好的、较高精度的调整及锁定结构，以保证望远镜极轴稳定地、精确地指向北天极。
固定式装置的形式是最丰富的，无论是赤道式中的德国式，或叉式，或者是地平式都被广泛应用。但是一般以德国式比较常用，德国式装置的稳定，镜筒及接收器的换用方便等优点在固定式装置中得以充分发挥。
当然，对于一些反射望远镜及折反射望远镜，特别是口径大于500mm的时，叉式结构还是很有利的。

2、固定式望远镜的转仪钟
固定式望远镜的转仪钟一般都以精度高、自动化程度高作为基础。它的传动系统必须稳定、可靠，末级蜗轮(或齿轮)的直径一定要与望远镜的口径相当，且一般要求模数较大、精度较高。选择时应充分注意这一点。跟踪系统一定有自动跟踪系统，并且赤经、赤纬传动一定有慢动及微动。从可靠角度来考虑，快动采用手动比较有利。但随着计算机技术的普及，应用计算机寻星及演示时，则要求望远镜的快动必须是电动。由于固定式望远镜的驱动装置不必为电源负荷担忧，因此无论是同步电机驱动系统，直流电机驱动系统以及步进电机驱动系统都被广泛应用。例如南京天文仪器研制中心为全国配备的几十台KPl50R，KP200R，KP300SC以及KP400K(的固定式天文望远镜中广泛地采用了多速同步电机或步进电机，有快动是手动的，也有全部是电动的。

3、固定式望远镜的光学系统
原则上讲，所有的天文望远镜光学系统都可以用于固定式望远镜中。但是，固定式望远镜的稳定性要求高，对于折射望远镜来讲则优点最多。如：
(1)光轴稳定。折射镜镜头装在1个稳定的镜框内，长时间使用不会变动。
(2)透光性不易改变，使用寿命特别长。
(3)维护、装修比较简单。
(4)比较壮观。通俗地讲就足看起来像个大型望远镜。
(5)同等口径下，因为其没有中间反射的元件而通光量大于反射或折反射望远镜。
但是，同等口径条件下，折射镜的价格将是最高的，因为镜筒长，其它的所有构件都要加大，成本就高。此外，镜简长，观测室就得大，增加建设费用。
此外，普通单位采用的折射望远镜的口径不宜太大，一般不超过200mm。6m的圆顶室内可容纳的折射望远镜的最大口径约为250mm。若要求更大口径，建议采用反射望远镜或折反射望远镜。

绝大部分的天文爱好者都希望拥有一台轻便结实，各项性能好，拆装调方便，而且价格不太高的便携式天文望远镜。由于城市光污染过于严重，要得到一张高质量的天文照片，必须携带仪器到农村或山上去。当然有条件在光污染少的地区建立天文台安装较大的望远镜不在此例。
星迹，黄道光等的拍摄，需要有一座稳固的且携带方便的照相机三角架或摄像机三角架，一般购买国产的三角架即可。使用任何品牌的135相机或120相机均可，照相机焦距一般选用2880mm。

1、便携式装置
便携式装置一般采用德国式或叉式二种，脚架采用伸缩式或拆装式。一般以伸缩式较为方便。由于便携式要求轻便而不失稳定，三角架一般用铝合金制成。为了较为稳定，三角架的截面要宽而大，但管壁则不必太厚，三角架的横撑对稳定度起着重大的作用
(1)德国式装置不仅广泛用于小型折射望远镜中，同时也应用于折反射和反射望远镜中。相对口径较小的折射望远镜在同样口径的望远镜中焦距过长，因而在便携式望远镜中一般口径不能太大，相对口径在1/12左右的折射镜一般不宜超过100mm的口径。而对于反射或折反射望远镜则当别论，对于短镜筒的折反射望远镜，甚至将便携式望远镜的口径做到300mm。当然300mm口径的便携式望远镜一般都必须有二人以上装拆才行。德国式装置对于业余观测者来讲，最大的好处在于可以根据拍摄天体对象的不同“随心所欲”地更换不同的镜筒和接收器。
(2)叉式装置一般仅用于折反射望远镜。由于这种装置没有笨重的平衡锤，因此在同等口径的望远镜中自重较轻，再加上赤纬系统有二个固定点，赤经传动系统的末级也可做得较大而十分稳定，精度也比较容易做得高，因此叉式装置在便携式望远镜中十分重要，为很多业余观测者所青睐。
当然，叉式结构最大的缺点是不能任意调换镜筒及接收器，平衡问题较难解决。KPl20M马克苏托夫望远镜即是此例。

2．便携式望远镜的转仪钟
便携式望远镜的转仪钟设计中一般考虑重量与精度的相匹配，有时为了重量原因而降低一些精度。一般来讲，便携式望远镜的跟踪精度不及固定式的精度，末级蜗轮(或齿轮)也小于固定式。便携式望远镜的拍摄过程，靠不停地导星来提高拍摄精度。
对于电机选用，小功率的直流电机，步进电机及同步电机都在可选范围。其相互比较在前面已有论及，不再赘述！但有一点，由于便携式望远镜安放在不一定有市电供应的地方观测，可用电池或蓄电池供电的将为首选。
便携式望远镜的转仪钟一般仅有“恒动”为电动，其余快、慢、微动均为手动。但具备慢、微电动的转仪钟，将会对拍摄导星带来很多方便之处。近来，单片机控制的小型转仪钟控制器已问世，这对于寻星及导星更带来方便。例如用笔记本式计算机控制，可以输入几千颗星的数据。

天文望远镜基础知识-天文知识

应用光学原理，天文望远镜最基本的形式有三种：折射（光）式望远镜：利用光线通过凸透镜，把光线聚集在一个焦点上，於焦点後放入一个目镜，把物体的像放大，此为最基本的折射式望远镜。反射（光）式望远镜：利用光线照到凹面镜，再把光线聚集在一个焦点上，同样地在焦点後，放入一个目镜，把物体的像放大，即为反射式望远镜。复合式望远镜：综合折射镜和反射镜的原理而成的望远镜称之

2005年中对于我国的观测者来说，尽管没有十分罕见的天象出现，不过还是有一些重要的天象值得我们关注。
一、日、月食
　　在2005年中将有两次日食和两次月食。
　　4月9日将发生一次日全环食。此次日全环食从太平洋西南部开始，经过巴拿马、哥伦比亚北部，在委内瑞拉结束。在这些地方中，只有在南太平洋上的一条很窄的海域上能够看到日全食，在其他地方是只能看到日环食。而大洋洲的东部、太平洋上的大部分地区、北美洲的南部、南美洲西北部可以看到日偏食。如果有机会在那个时候到中美洲地区，也许有机会欣赏到这次日食天象。
　　4月24日傍晚将发生一次半影月食。我们知道，月食的发生是因为月球从地球的影子里通过，而月食又可分为本影月食和半影月食。当月球从地球的本影中经过时发生的是本影月食，此时月球的亮度比较暗，而当月球从地球的半影中经过时发生的就是半影月食，此时月亮的亮度只是比平时稍暗一些。4月24日发生的半影月食开始于北京时间15:50，食甚为17:55，而在20:00食终，月食过程结束。对于北京地区来说，月亮从东方升起的时间是19:02，因此，我们只能看到月食的后半部分，也就是说当天傍晚的月亮是带食而出，刚刚升起不到一个小时的时候，月食就结束了。对于全球来说，10月3日的日环食是全年中最为壮观的天象了。这次日环食从大西洋的北部开始，经过人口比较稠密的欧洲西南部的葡萄牙、西班牙，还有地中海，横跨非洲的东北部，在印度洋上结束。在欧洲、非洲、亚洲的部分地区可以看到日偏食，而在我国，只有西藏西南部的一小部分地区能够看到日偏食，其他地方则与此次天象无缘。如果要欣赏这次日环食，有条件的朋友届时可以到地中海附近观看。
　　自从2004年5月的月全食之后，最近几年中都没有月全食发生。不过10月17日我们能够看到一次月偏食天象，聊作补偿。此次月偏食19:34开始，20:03食甚，20:32结束。食甚时最大食分仅为0.068，也就是说月球最多只有很小一部分能够进入地影中，需要仔细观察才能发现月食现象。
二、大行星
　　天空中的大行星比较明亮，往往成为夜空中人们关注的焦点。
　　对于位于地球轨道之外的大行星，从地球上观察，当它们正好位于与太阳相对的天空的另一侧时，就称为“冲日”。大行星在冲日的前后数日内，往往是最亮的时候。冲日时的大行星，日落时从东方升起，非常惹人注目。

　　2005年中，土星冲日发生在1 月 14 日，届时土星位于双子座中，日落时从东方天空升起，亮度达到-0.4等，整夜可见。此时，土星与双子座的两颗亮星――北河二、北河三几乎排成一条直线，非常醒目。
　　4 月3日是木星冲日，太阳落山后，木星就从东南方的地平线升起，亮度达到-2.5等，成为当时整个夜空中最亮的明星。

　　10月至11月火星从金牛座运行到白羊座，11月7日火星冲日，太阳落山时这颗红色的大行星位于东北方地平线上，亮度达到了-2.3等，与同时位于西方天空中的白色的金星交相辉映，十分漂亮。
　　水星，这颗离太阳很近的大行星，平时淹没在太阳的光辉中，不易被人们观察到。一年中适宜观察水星的机会并不多。2005年中，观察水星最好的机会至少有这样两次：7 月9 日，水星东大距，当天日落时，水星位于西方暮色中，地平高度至少15度，在它右上方很近的地方就是明亮的金星，而此时一弯新月正好位于它们二者的左上方，这双星伴月的景象值得欣赏。
　　如果错过了这次寻找水星的机会，也不要紧，12 月 12 日水星西大距，凌晨时分只要您早起，也能在日出前的东方天空中看到水星。
　　诚然，作为天空中的明星，大行星总是吸引人们的目光，而在一年中，当这些明亮的大行星同位于天空中很小的一片范围内的时候，就更加有趣了。2005年就有这样的一次大行星聚会。
　　6月27日傍晚日落以后，西方的天空中很是“热闹”，水星和明亮的金星相距很近，二者的距离只有满月张角的1/6，而土星正好位于二者的下方不远处，三颗大行星聚集在大小为四个满月张角的天区范围内，这无疑是摄影爱好者拍摄的一个难得的好机会。

更有趣的是，随着大行星的运动，水星和金星距离更近，到了6月28日凌晨一点左右，二者间距最终达到创纪录的近距――4.2角分，也就是月亮张角1/7左右，如果视力不好的人，恐怕很难分辨二者。这现在前后的20年中，水星和金星从来没有过这样的近距离。不过，此时在北京的人们无法欣赏到这个最近的创纪录时刻，因为此时它们已经位于地平线以下了。尽管如此，6月27日傍晚水星和金星的近距离演出也是十分值得期待的。
三、其他天象
　　月亮在星空中运动的速度比较快，往往会将天空中的星星遮挡住，这种天象叫做“月掩星”。尽管天上的星星很多，不过对于同一地方的人们来说，能够观察到月掩明亮星星的机会并不是十分多见。
　　2005年6月21日将出现月掩心宿二的天象。心宿二是天蝎座的主星，中国星名为心宿二，由于颜色发红且明亮，又被称作“大火”。6月21日凌晨，在西南方的低空中，一轮明月低垂在天蝎座中，在它的上方很近的地方就是红色的心宿二，2:35分左右，月亮用自己的“脸庞”慢慢掩住了心宿二，而它在凌晨3:15左右就从西南方落下了，可惜我们无法看到心宿二从月亮后面出来的景象。伴着美好的传说，流星雨总是能够引起人们的好奇。在一般人们心目中，流星雨似乎是那种星陨如雨的场面。不过科学的来说，那种“下雨”的场景往往是百年难遇，并且是很短暂的。而天文上所说的比较大的流星雨，也不过是每个小时能够看到几十颗流星飞过天空而已，因此，我们欣赏流星雨时，一定要抱着平和的心态才好。
　　2005年的流星雨主要有：1月3日的象限仪流星雨，每小时最多大约几十颗，届时是下弦月，对于观测流星雨比较有利。8 月12日的英仙座流星雨，上弦月使得观测条件依然不错。传统峰值的预测时间是13日1时~3时30分，观测条件也不错。由于天龙座流星雨的母彗星――贾克比尼-津纳彗星将在2005年7月过近日点，所以2005年10月9日的天龙座流星雨可能成为一匹“黑马”。1933年和1946年，天龙座流星雨曾经分别达到每小时3000颗和7000颗的数量。当然平常的年份里却往往表现平平。著名的狮子座流星雨预测在11月17日22时30分极大，不过今年的满月一定会影响观测，并且流星数量也预计不会壮观的。
　　除此之外，2004年美国的天文爱好者麦克霍尔兹发现的C/2004 Q2彗星，将于2005年1月24日过近日点，预计届时能够达到肉眼可见的亮度，天黑后位于天顶附近，十分有利于我们观察。也许届时它还会拖着一条“尾巴”，飘曳在夜空中，等待我们去欣赏呢。

首先我还是要问：您现在有没有双筒望远镜？如果没有的话，一定要先买一个口径在50MM左右的双筒望远镜。它能使你尽快的适应望远镜的性能，并且使用很方便，在适当的条件下，短短的几分钟就能使你感受到天文观测的乐趣，这是其他望远镜很难做到的。如果您已经有了双筒望远镜，觉得这不够用，想买一个好一些的、能看清天体更多细节的单筒镜，折射镜还是最好的选择。虽然相同口径下，反射镜要比折射镜便宜不止一半，但反射镜需要经常校正光轴，而且，每隔两到三年就必须重新镀膜一次，否则星星会愈看愈暗。而折射镜只须保持镜筒内洁净干燥即可，维护很是方便。折反镜由于价格较高，对初学者这里就不推荐了。至于口径，对初学者来说50-80MM最为合适，也是当前市场中质量较为稳定的，绝大部分品牌质量都不错，这里就不多说，具体还要上网搜索一下了。
　除了看光学质量，选择支架也非常重要，因为它关系着望远镜的稳定性，影响着观测效果，如果台架太不稳定，很多本应能看到的细节就不会看到。简单的地平式支架结构比较简单，价格也很实惠，只不过在观测过程中需要上下左右移动镜筒以保证，目标天体不运动出视场，有些不方便。而赤道式支架能通过只调整一个微动螺栓达到跟踪天体的目的，如果安装上了步进马达和转仪钟就可以使望远镜自动跟踪目标天体，更为方便，但对初学者这里不推荐，因为这里需要更多的专业知识。
　　至于到哪里买，这里还是要说明，最好不要到百货商场里买那些做工粗糙的“商场望远镜”，即使是双筒也最好到天文馆、科技馆或者专卖店去选购，虽然价格可能会稍贵些，但质量一般还是有保证的。

1，惠更斯目镜
荷兰科学家惠更斯于1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍，镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。

2，冉斯登目镜
于1783年设计成功，也是两片两组结构，由凸面相对，焦距相同的两个平凸透镜组成。间距为两者焦距和的2/3-3/4，其色差略大，场曲显著减小，视场约为30-45度，目前已很少采用。

3,凯尔纳目镜
是在冉斯登目镜的基础上发展而来，出现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有着舒适的出瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。

4，阿贝无畸变目镜(简称OR目镜)
1880年由德国蔡司公司创始人之一的阿贝设计，为四片两组结构，其中场镜为三胶合透镜，接目镜为平凸透镜，该目镜成功的控制了色差和球差，并把鬼像和场曲降低到难以察觉的程度，它还具有40-50度的平坦视场和足够的出瞳距离，在各倍率都有良好表现，一直被广泛采用。

5，爱勒弗广角目镜
1917年研制成功，是专门为需要大视场的军用望远镜设计，是其后所有广角目镜的鼻祖，结构为5片三组，视场高达60-75度。非常适合观测深空天体，由于边缘存在像散，所以不太适合高倍设计，其在低倍时的表现是非常出色的。

6，普罗素目镜
又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OL目镜相当，但具有更大的出瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率，是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。

7，Nagler目镜
一种于1979年由美国人设计的高档目镜，有着82度的惊人视场，优质的边缘像质和舒适的出瞳距离，以及复杂的结构和高昂的价格，和超过一公斤的重量。