【望遠(yuǎn)鏡參數(shù)】天文望遠(yuǎn)鏡光學(xué)參數(shù)詳細(xì)說(shuō)明 天文望遠(yuǎn)鏡參數(shù)怎么看

物鏡的口徑（D）

物鏡的口徑是望遠(yuǎn)鏡最重要的參數(shù)，一般是指有效口徑，也就是通光直徑，即望遠(yuǎn)鏡的入射光瞳直徑，是望遠(yuǎn)鏡聚光本領(lǐng)的主要標(biāo)志，而不是指鏡頭的玻璃的直徑大小。一般用英寸(in)或者毫米(mm)來(lái)表示,口徑越大，它收集的光越多，成像的亮度和清晰度就越好。

（注：1 in=25.4 mm）

聚光本領(lǐng)(集光力)

這是理論上望遠(yuǎn)鏡與眼睛相比收集光的能力。它直接與口徑的面積成正比。先把望遠(yuǎn)鏡的口徑(單位：mm)除以7mm(年輕人眼睛瞳口的大小)，然后將得到的商平方，此結(jié)果即是集光力。比如，8英寸的望遠(yuǎn)鏡的集光力是843((203.2/7)2 = 843)。

焦距（f）

就是從透鏡(或者主反射鏡)到焦點(diǎn)的距離，通常單位是毫米(mm)。一般來(lái)說(shuō)，望遠(yuǎn)鏡的焦距越長(zhǎng)，它的放大率就越大，成像的尺寸就越大，但是視場(chǎng)范圍就越小。比如，與焦距為1000mm的望遠(yuǎn)鏡相比，2000mm焦距望遠(yuǎn)鏡的放大率和視場(chǎng)范圍分別是前者的2倍和1/2。如果你不知道焦距，只知道焦比(focal ratio)，你可以通過(guò)這樣計(jì)算的得到焦距：口徑(單位是mm)乘以焦比就是焦距。比如，口徑為8英寸(203.2mm)，焦比為f/10的透鏡，其焦距為203.2 x 10 = 2032mm。

相對(duì)口徑（A）與焦比（1/A）

望遠(yuǎn)鏡有效口徑D與焦距f之比，稱為相對(duì)口徑或相對(duì)孔徑A，即A＝D/f。這是望遠(yuǎn)鏡光力的標(biāo)志，故有時(shí)也稱A為光力。彗星、星云或星系等有視面天體的成像照度與相對(duì)口徑的平方（A2）成正比；流星或人造衛(wèi)星等所謂線性天體成像照度與相對(duì)口徑A和有效口徑D之積（D2/f）成正比。因此，作天體攝影時(shí)，要注意選擇合適的A或焦比1/A（即f/D。照相機(jī)上稱為光圈號(hào)數(shù)或系數(shù)）。

分辨角

對(duì)于望遠(yuǎn)鏡來(lái)說(shuō)，就是指杜氏極限(Dawes limit)。也就是能夠分開(kāi)兩個(gè)距離很近的兩顆星的能力，單位是角秒1′(seconds of arc)。分辨能力與口徑大小有直接關(guān)系，即口徑越大，分辨能力越好。望遠(yuǎn)鏡的理論分辨能力是4.56除以望遠(yuǎn)鏡的口徑(單位：英寸)。比如，口徑為８英寸的望遠(yuǎn)鏡的分辨能力是0.6′(4.56/8 = 0.6)。然而，分辨能力還與大氣狀況以及觀察者的視覺(jué)敏銳度有關(guān)。

對(duì)比度

觀察低對(duì)比度的物體，比如月亮和行星時(shí)，我們期望有最高的成像對(duì)比度。牛頓望遠(yuǎn)鏡和反射折射望遠(yuǎn)鏡都有一個(gè)次級(jí)反射鏡(或稱副鏡)，它們阻擋了一部分主反射鏡的發(fā)射光。除非25% 以上的主反射鏡被阻擋，否則成像的對(duì)比度并不會(huì)因此受到很大影響。為了計(jì)算二級(jí)阻擋率，可以用公式(pi)r2來(lái)計(jì)算得到初級(jí)和次級(jí)的反射鏡面積。然后相除得到。比如，８英寸的望遠(yuǎn)鏡的次級(jí)反射鏡直徑如果是2?英寸，則阻擋率是11.8%：

８英寸的主面積= (pi)r2 = (pi)42 = 50.27

2?英寸的次級(jí)面積= (pi)r2 = (pi)1.375 = 5.94

阻擋率= 5.94是50.27的11.8%

觀察的條件(大氣擾動(dòng))是影響對(duì)比度和行星細(xì)節(jié)的最重要的因素。

艾里斑亮度參數(shù)(AIRY DISK BRILLIANCE FACTOR)

當(dāng)你用聚焦良好的望遠(yuǎn)鏡觀察星星時(shí)，并不會(huì)看到變大的圖像。這是因?yàn)樾切堑轿覀兊木嚯x實(shí)在是太遠(yuǎn)了(以至于發(fā)出的光都是平行光，直接在焦平面聚成一點(diǎn))，所以即使放大很多倍，星星也應(yīng)該看起來(lái)是光點(diǎn)，而不是光斑或者光球。但是，如果將望遠(yuǎn)鏡放大到60乘口徑尺寸(單位：英寸)的倍數(shù)，這時(shí)仔細(xì)觀察的話，你會(huì)發(fā)現(xiàn)在星星周圍有光環(huán)，這不是星星自身的光環(huán)，而是由于望遠(yuǎn)鏡的圓形口徑光闌以及光的物理特性造成的。進(jìn)一步觀察的話，當(dāng)星星位于望遠(yuǎn)鏡視野正中間的時(shí)候，放大的星圖會(huì)出現(xiàn)兩個(gè)現(xiàn)象：一個(gè)中間的亮區(qū)域，稱作艾里斑，和一個(gè)或一系列環(huán)繞的微弱的圓環(huán)，稱作衍射環(huán)。

當(dāng)你增加口徑的尺寸時(shí)，艾里斑會(huì)變小。艾里斑的亮度(點(diǎn)光源恒星的圖像亮度)正比于口徑尺寸的四次方。理論上，當(dāng)你將望遠(yuǎn)鏡的口徑放大一倍，它的分辨能力就會(huì)增加1倍，它的集光力就會(huì)增加為原來(lái)的4倍。但是更重要的是，你還可以將艾里斑的面積變成原來(lái)的1/4倍，從而將星象的亮度變?yōu)樵瓉?lái)的16倍。

出射光曈

望遠(yuǎn)鏡的出射光瞳是指射出目鏡的圓形光束的直徑，單位是mm。為了計(jì)算出射光瞳，可將口徑(單位mm)除以目鏡的放大倍數(shù)。比如，帶有20mm目鏡的口徑為８英寸(203.2mm)的望遠(yuǎn)鏡的放大倍數(shù)如果為102，那么它的出瞳則為2mm(203.2/102 = 2mm)。或者，你還可以將目鏡的焦距除以望遠(yuǎn)鏡的焦比來(lái)得到出瞳尺寸。

放大倍數(shù)

放大倍數(shù)是望遠(yuǎn)鏡最不重要的參數(shù)之一。望遠(yuǎn)鏡的放大倍數(shù)其實(shí)就是兩個(gè)獨(dú)立的光學(xué)系統(tǒng)焦距的比值——望遠(yuǎn)鏡物鏡以及所使用的目鏡。

將望遠(yuǎn)鏡物鏡的焦距(單位:mm)除以目鏡的焦距(單位:mm)，就可以得到望遠(yuǎn)鏡的放大率。比如，型號(hào)為C8的望遠(yuǎn)鏡的焦距為2032mm，如果配備30mm的目鏡，放大率就為68x(2032/30 = 68)，如果換用10mm的目鏡，放大率就變?yōu)?03x(2032/10 = 203)。由于目鏡是可更換的，望遠(yuǎn)鏡根據(jù)需要可以有不同的放大率。

在實(shí)際使用中，望遠(yuǎn)鏡有上限和下限放大率。這是由光學(xué)定律和眼睛的特性決定的。在理想狀態(tài)下，望遠(yuǎn)鏡可用的最大放大率是其口徑尺寸(單位：英寸)的60倍左右。如果放大率超過(guò)這個(gè)上限，圖像往往會(huì)變得昏暗，對(duì)比度降低等。比如，口徑為60mm(即2.4英寸口徑)的望遠(yuǎn)鏡最大放大率為142x。當(dāng)放大率繼續(xù)增加時(shí)，圖像的銳利度和細(xì)節(jié)表現(xiàn)力就會(huì)下降。更高的放大率通常用于月亮，行星和雙子星的觀察。那些號(hào)稱60mm口徑望遠(yuǎn)鏡的放大率可以達(dá)到375甚至750的生產(chǎn)廠家，其實(shí)是在誤導(dǎo)消費(fèi)者。晚上時(shí)望遠(yuǎn)鏡放大率的下限是其口徑的3到4倍。白天時(shí)的下限是口徑的8到10倍。如果放大率低于此下限，由于次級(jí)反射鏡或者斜反射鏡的投影，在反射折射望遠(yuǎn)鏡或者牛頓望遠(yuǎn)鏡的視野中央會(huì)出現(xiàn)一個(gè)黑點(diǎn)。

極限星等或貫穿本領(lǐng)

在晴朗無(wú)月的夜間，用望遠(yuǎn)鏡觀察天頂附近的最暗星的星等，稱為極限星等（mb），極限星等不僅與望遠(yuǎn)鏡的有效口徑、相對(duì)口徑、物鏡的吸收系數(shù)、大氣吸收系統(tǒng)和天空背景亮度等多種客觀因素有關(guān)，還與觀察者的視覺(jué)靈敏度有關(guān)。不同作者給出的經(jīng)驗(yàn)表達(dá)式，略有差異。較簡(jiǎn)單的估計(jì)式為mb=6.9 5lgD式中D用cm為單位，對(duì)于照相觀測(cè)，極限星等還跟露光時(shí)間及底片特性等有關(guān)。有一個(gè)常用的經(jīng)驗(yàn)公式：mb=4 5lgD 2.15lgt式中t為極限露光時(shí)間，不考慮底片的互易律失效，也沒(méi)有考慮城市燈光的影響。檢驗(yàn)望遠(yuǎn)鏡極限星等的方便方法，是利用昴星團(tuán)中央處選標(biāo)星的標(biāo)準(zhǔn)星等，或者用北極星（NPS）的標(biāo)準(zhǔn)星等（照相星等，仿視星等）來(lái)估計(jì)或推算。

衍射極限(瑞利判據(jù))

在焦點(diǎn)附近，衍射受限的望遠(yuǎn)鏡的殘余波像差遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于1/4的入射光波長(zhǎng)。這樣的望遠(yuǎn)鏡才適合做天文望遠(yuǎn)鏡。在組合光學(xué)系統(tǒng)焦點(diǎn)附近，單獨(dú)的光學(xué)組件的波像差必須小于1/4波長(zhǎng)。當(dāng)波前像差值減小(1/8或者1/10波長(zhǎng))時(shí)，光學(xué)質(zhì)量就會(huì)大大提升。

近焦

這是指在近陸觀測(cè)任務(wù)中，你能用望遠(yuǎn)鏡所能看清的最近的距離。

視場(chǎng)角（ω）

能夠被望遠(yuǎn)鏡良好成像的天空區(qū)域，直接在觀測(cè)者眼中所張的角度，稱為視場(chǎng)或視場(chǎng)角（ω）。望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng)往往在設(shè)計(jì)時(shí)已被確定。折射望遠(yuǎn)鏡受像質(zhì)的限制而約束了視場(chǎng)角，反射望遠(yuǎn)鏡或折反射望遠(yuǎn)鏡往往受副鏡尺寸影響而約束了視場(chǎng)角。但對(duì)于天體攝影，視場(chǎng)還可能受接收器像素尺寸大小的約束。望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng)與放大率成反比，放大率越大，視場(chǎng)越小。

在未知視場(chǎng)的數(shù)值時(shí)，可以自行測(cè)量。以望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)天赤道附近某一顆恒星，調(diào)好儀器，使星像在視場(chǎng)中央通過(guò)。儀器不動(dòng)（不開(kāi)轉(zhuǎn)儀鐘），記錄該星經(jīng)過(guò)視場(chǎng)的時(shí)間間隔，設(shè)為t秒，星體的赤緯為δ，則視場(chǎng)角為ω=15tcosδ

光學(xué)像差

像差是造成不完善像的所有因素。在望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)中都存在著幾種像差，沒(méi)有所謂的完美的光學(xué)系統(tǒng)。光學(xué)設(shè)計(jì)工程師必須能夠平衡控制各種像差來(lái)得到想要的設(shè)計(jì)結(jié)果。下面是一些不同望遠(yuǎn)鏡中存在的像差：

色差：經(jīng)常在折射望遠(yuǎn)鏡的物鏡上出現(xiàn)，是因?yàn)橥哥R不能把不同波長(zhǎng)(顏色)的光聚焦到一點(diǎn)而形成的。結(jié)果是明亮物體周圍有一圈光暈。當(dāng)感光度和口徑增加的時(shí)候，這種現(xiàn)象往往會(huì)加重。

球差：使以不同口徑角穿過(guò)透鏡(或從鏡面上發(fā)射)的光線不能聚焦在軸上的同一點(diǎn)。它會(huì)使星星的圖像看起來(lái)不是銳利的點(diǎn)，而是一個(gè)模糊的光斑。

彗差：主要跟拋物面反射望遠(yuǎn)鏡有關(guān)，影響軸外點(diǎn)成像，在視場(chǎng)的邊緣往往更明顯。星星的圖像看起來(lái)像V字型的圖案。對(duì)于優(yōu)質(zhì)的儀器，焦比越小，邊緣的彗差就會(huì)越明顯，但視場(chǎng)中心不會(huì)出現(xiàn)彗差。

像散：該像差在最佳對(duì)焦點(diǎn)兩面從水平位置到垂直位置拉長(zhǎng)圖像。這經(jīng)常是由于生產(chǎn)不良或者裝配失誤造成的。

場(chǎng)曲：是指光線精確聚焦形成的面不是一個(gè)平面，而是一個(gè)曲面。像面的中心可能成像犀利并且對(duì)焦準(zhǔn)確，但是邊緣卻沒(méi)有對(duì)準(zhǔn)焦點(diǎn)，或者相反。