天文望远镜光学性能ＡＢＣ

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天文望远镜光学性能ＡＢＣ作者：覃　育飞碟探索 年4期 字数：1731 字体： 【大 中 小】
$ o8 ^1 Z* }  z, d% J　　天文观测的过程是充满乐趣的，相对的，关于光学望远镜有这么几个颇为枯燥的性能参数则是需要您了然于胸的：
. s4 j# Z8 }0 i( O8 Q4 E% V( p　　●物镜的口径(D)
0 _, a5 f, s  C# _　　望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径。它是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头玻璃的直径大小。
5 O7 `% H/ A5 H$ z9 g* |　　●焦距(f)
. V  M7 @4 j+ F" c　　望远镜光学系统往往由两个有限焦距的系统组成，其中第一个系统(物镜)的像方焦点与第二个系统(目镜)的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f，表示。物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像就越大。
　　●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的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，进行天体摄影时。要注意选择合适的A或焦比1／A。
　　●分辨角(δ。它的倒数称为分辨本领)
　　刚刚能被望远镜分辨开的天体上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得：
　　δ=1．22λ／D
1 G# I. }9 A: H8 x4 Q　　式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长(λ=5．55×10-4毫米)时，δ用弧度表示，有：δ”=140’／D (D以毫米为单位)
　　对于照相望远镜，δ取下式：δ”=(3100A+113)／D(D以毫米为单位)
　　此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想数值。针对照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长，在焦平面上天体影像就越大。此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α”来表示：
; d/ Q+ z2 X; {) z* x4 t　　α”=206265／f
2 E  I5 N' a4 [# {6 }& v　　例如：对于KP200R的主镜筒，f=2400毫米，则比例尺α”=206 265／2400=86”毫米
　　●放大率(G)
& k  i8 ], y$ @1 z9 Z+ w& G　　对目视望远镜，物镜焦距为f，目镜焦距为f，则放大率为：
3 t' h: M9 P; B6 S7 M6 t$ z! J! c　　G=f／f，
　　由式可知．只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领、大气视宁度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意放大的。根据观测目标及大气视宁度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的一两倍。●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的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。
2 a0 @7 {  G0 V# O0 u, z　　对未知视场的数值，可以自行测量：将望远镜对准赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星体在视场中央通过；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=15ts COS δ。
: x4 b' Y: A' q1 Q# h/ F, u　　●极限星等(mb)
　　在晴朗无月的夜间，用望远镜观察到的天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等(mb)。极限星等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因素有关，较简单的估计式为：
　　mb=6．9+51gD
* e1 b+ F2 D# }8 D" X' }　　式中D以厘米为单位。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：
) t' ~! q% F; x" B7 ~# t　　mb=4+51gD+2．151gt
　　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)的标准星等来估计或推算。