天文望远镜的原理是什么(天文望远镜的原理和光路图)

天文望远镜的原理是什么

天文望远镜：利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射，使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到，是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。观测天体的重要工具，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。

写给孩子看的天文王望远镜原理（一）

本文以开普勒式天文望远镜为例讲解天文望远镜的原理。

1300年前，还是孩童的李白，在一个晴朗的夜晚，看向了月亮，这是一个白色且光滑的圆盘。

儿时不识月，呼作白玉盘

400年前，伽利略使用自制的天文望远镜望向了月亮，发现了月亮上的环形山、盆地，她的表面坑坑洼洼，一点都不像人眼所看到的那样光滑。

为什么人眼直接看到的月亮与通过天文望远镜看到的月亮差别如此大呢？

眼睛之所以能够看到物体，是因为物体发射或反射的光进入了人眼。既然人眼通过天文望远镜看到了环形山，说明环形山反射的光线达到了观测者，为什么人眼无法直接看到这些环形山呢？

这可以从两个方面去解释：亮度和张角。

首先，说一下亮度。看室内灯时，会觉得其非常亮，甚至刺眼；而看路灯时，却觉得其非常暗。是路灯比室内灯更亮吗？单从照明面积去分析，便可得出否定的结论，因为路灯的照明面积比室内灯大得多，需要的亮度自然也就大得多。

那是什么使室内灯看起来比路灯看起来更亮呢？答案是距离。灯发出的光线形成一个发散的光线球，人眼的大小却是固定的，离灯泡越远，进入人眼的光线越少，看起来也就越暗。

物体离人越远，看起来越暗，当亮度低到一定程度时，人眼就无法看清该物体了。环形山就是这样，离我们太远了，反射的光线只有很少的部分进入人眼，自然也就无法看清它了。

然后，说一下张角。近距离观察鸟时，它的双眼反射的光线进入人眼，形成一个张角，当这个张角小到一定程度时，人眼就无法区分这是两个眼睛了，而将其看成是一体的。

远距离观察鸟时，由于距离增大，张角变小，因此，只能看清鸟的轮廓，无法看清哪里是眼镜，哪里是嘴巴了。

环形山上下两点反射的光线进入人眼，由于张角太小，人眼是无法识别出环形山的。

天文望远镜具备两个能力：

将凸透镜放在阳光下，会形成一个亮斑，这是因为凸透镜有聚光作用。这个亮斑叫做焦点，焦点距凸透镜的距离叫做焦距，而太阳距离凸透镜的距离叫做物距。

科学家发现，当物体离凸透镜非常远时，会在凸透镜另一侧，成一个倒立、缩小的实像。如果在此处放一个胶片，胶片就会记录下该实像，照相机就利用了此原理。

当物体离凸透镜非常近时，光发散地厉害，经凸透镜聚光后，仍然是发散的。此时，会在凸透镜同一侧成一个正立放大的虚像，放大镜就利用了此原理。

天文望远镜采用了两片凸透镜来制作，第一片透镜用于观察天体，称作物镜，天体离物镜非常远，用于给物体成倒立、缩小的实像；第二片透镜用于观察该实像，称作目镜，目镜离物像非常近，用于放大观察该像。

通过天文望远镜观察月亮时，物镜收集的光，全部进入人眼。人瞳孔直径约为3mm，根据圆的面积公式，一个150mm的物镜，可将亮度提升2500倍。

通过天文望远镜观察月亮时，人眼观测的是月亮通过物镜所成的倒立、缩小的实像，这个像离人眼很近，大大提高了张角。

科学家经过计算，天文望远镜的放大率约等于物镜焦距÷目镜焦距。

天文望远镜的物镜通常是固定的，而目镜可以更换，以此来得到不同的放大率。理论上，只要目镜焦距足够小，放大率就可以无限大。

但是，物体放大后，会出现一系列问题，如：视场变小、变暗、变形等，这就限制了天文望远镜的有效放大率。一般来说，天文望远镜的有效极限放大率为Dx2，D为物镜直径，单位为mm，一个150mm的物镜的天文望远镜最高放大倍率为300，超过这个就看不清了。

天文望远镜的起源

原标题：天文望远镜的起源

图为西班牙加那利大型望远镜。

关于望远镜的记载，最早出现在1608年荷兰眼镜制造商向政府提交的专利报告中。

1609年，在听到有关望远镜这个新发明的消息后，天文学家伽利略马上将望远镜应用到了天文观测上。

当伽利略透过望远镜瞄向天空中的星体时，他看到了前所未见的景象：月球上存在环形山，木星周围有4颗卫星……

自此，天文学观测进入一个新阶段，天文学家不再只依靠肉眼来洞察宇宙的奥秘了。

人眼瞳孔的直径只有6毫米，能通过瞳孔进入人眼的光有限。望远镜镜片的口径大于人的瞳孔，能将更大面积的光线收集起来，从而让天文学家看清更暗弱的天体和天体上更丰富的细节。

天文望远镜的性能取决于诸多指标，观测效果也和观测环境有很大关系。但望远镜的口径，始终是一项重要指标。这也是天文望远镜发展过程中，人们一直致力于提高的一项指标。伽利略使用的天文望远镜口径只有4.2厘米。目前已投入使用的单台口径最大的光学望远镜，是西班牙的加那利大型望远镜，口径已达10.4米。

伽利略使用的望远镜和我们常见的望远镜构造类似：光线在透过镜筒一端的主镜片后，通过镜筒另一端的目镜进入人眼。这种望远镜被称为折射式望远镜，结构简单、制作方便。

随着望远镜口径的不断增大，折射式望远镜的缺点也显现出来：镜片中心会在重力或温度变化的作用下变形，影响成像质量。不同颜色的光线在穿过镜片后会发生色散现象，难以准确聚焦于一点，使观测到的图像出现色差。光在透过镜片时，紫外波段的信号会被严重吸收，无法准确观察到。

因此，在19世纪末，人们停止了增大折射式天文望远镜口径的尝试。1897年，美国叶凯士天文台建成口径为1.02米的折射式望远镜，直到今天依然是折射式望远镜家族中口径最大的一个。

1666年，物理学先驱牛顿通过色散现象，发现我们日常所见的白光，实际是由不同波长和颜色的光组成的。牛顿随即意识到，折射式望远镜会不可避免地出现色差，并通过实验证明了自己的想法。

为了克服这一问题，牛顿设计了一种全新的望远镜：它将一片呈球面状的镜片置于镜筒底部，可反射光线。进入镜筒的光经过球面镜反射后，聚焦在镜筒前部的一点。牛顿通过另一块平面反射镜，将光线导入镜筒一侧，供观测者观看。拥有这一原理的望远镜被称为反射式望远镜，有效解决了折射式望远镜的色散问题。

之后，天文学家又在反射式望远镜基础上，对其镜片形状与光路结构进行了改进，发展了卡塞格林系统、R-C系统、折轴系统等反射式望远镜系统，进一步提高了反射式望远镜的性能，使用者可根据不同观测需要进行选择。反射式望远镜镜片能较好地被望远镜机械结构支撑，在一定程度上解决了镜片变形问题。

当然，本文所指的望远镜均为光学望远镜，也是应用最广泛和人们最熟悉的望远镜。对于其他天文望远镜，我们会在今后的内容中加以介绍。（■李会超）

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