天文望远镜课件.ppt

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1、大学物理10.天文望远镜介绍大学物理折射望远镜1.光学望远镜大学物理折射望远镜的缺点色散对红外、紫外光线吸收镜面形变镜面（双面）磨制大学物理最大的（1米）折射望远镜(叶凯士望远镜）大学物理反射望远镜大学物理反射望远镜的类型牛顿式卡塞格林式折轴式大学物理Palomar天文台的5米Hale望远镜大学物理Keck双望远镜之一（口径10米）折反望远镜1）施密特式：球面反射镜+复杂的折射改正透镜。2）马克苏托夫式：球面反射镜+弯月形折射改正透镜。为了使视场边缘的星象没有渐晕，一般反射镜为改正镜口径的1.5倍。施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为一个球面反射镜，在球心处，物镜的

2、前面还配置了一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密特望远镜有效视场可达5度。它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，同样口径下，比其它望远镜的视场大，像质优良，一般施米特望远镜有效视场可达5度。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。世界上几乎所有的全天照像星图都是施密特望远镜完成的。世界上最大的施密特望远镜是卡尔·施瓦茨希尔德天文台1340/2000望远镜。施密特望远镜帕洛马天文台1.22米施密特望远镜50年代对北天进行了照像巡天，对亮于21m的天体全部

3、拍了照片，每张照片是6.°6×6.°6，这就是著名的“帕洛马天图”，它对天体物理和天体测量工作都有极大的推动作用。大学物理望远镜的性能指标聚光能力天体成像亮度∝有效镜面面积∝有效口径2不同口径望远镜中的仙女星系大学物理角分辨本领主要取决于光的衍射角分辨率（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)仙女星系相对口径A：A=D／F望远镜的光力也叫相对口径，即口径D和焦距F之比，A=D/F。光力A的倒数叫焦比(1/A=F/D)。放大率G：目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦距F2之比，即G=F1/F2一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获

4、得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，像变得模糊。常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距800mm的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。视场ω：望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比tanω=tanω’/G（目镜望远镜）ω’为目镜对应的角直径，称为目镜视场，G为放大率。不同的目镜有不同的ω’,若采用常用ω’为52°,f=20mm的目镜，则G=4000/20=200ω=arctan(tan52/200)=0.37°=22.0’若采用ω’为67°的目镜，f=9mm,ω=

5、?若采用ω’为84°的目镜，f=4.7mm,ω=?望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差，成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。施米特望远镜的焦距比较短，更主要的是它的光学系统的像差消得比较好，故它的视场ω可达十几度。一般反射望远镜的视场ω小于1度。衡量望远镜性能的重要参量使用望远镜的主要目的：1、聚光本领：I∝πD22、分辨本领：θ＝1.22λ／D因此，衡量望远镜的重要参量是口径。大学物理大气扰动影响Seeing大学物理欧洲南方天文台大学物理望远镜接收设备电荷耦合器件(CCD)特点量子效

6、率达75%照相：<5%大学物理2.射电望远镜全天候。受地球大气和星际物质影响较小。射电波的长波限制了望远镜的角分辨率。大学物理The100-MeterGreenBankRadioTelescope大学物理Arecibo射电望远镜大学物理射电干涉仪利用电磁波的干涉原理，将两个或多个天线按一定方式排列，用传输线或其他方式连到接收机上进行相加或相关处理。其空间分辨率取决于天线基线的总长度。有效面积由各个天线的大小决定。甚大阵（VLA）大学物理星系M51的射电与光学像大学物理哈勃空间望远镜1990年发射，位于距地面600千米、周期95分钟的轨道上2.4米口径镜片，可以在光学、紫

7、外和红外波段进行观测2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)大学物理HST在1993年修复前后拍摄的星系M100像比较大学物理3.红外望远镜名称组织时间口径波长范围角分辨率IRASNASA,Netherlands1983-840.6m8-120mm3-30"ISOEuropeanSpaceAgency1995-980.6m2.4-240mm1-60"SOFIANASA,Germany2003-2.5m1-300mm1-20"SIRTFNASA2002-0.85m2-160mm0.5-40"NGST