神马作文网天文望远镜的各部位名称,和用途.
来源：学生作业帮 编辑：神马作文网作业帮 分类：物理作业 时间：2024/11/18 18:07:59
天文望远镜的各部位名称,和用途.
天文望远镜的各部位名称,和用途/用法.最好是开普勒式折射天文望远镜,最好有图!现在急需要,
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百度好像没办法把很多图都放进来,下面的空白处是图片,给楼主一个参考链接楼主可以详细看看哦,里面还有很多天文望远镜的介绍,就不一一粘贴了O(∩_∩)O~
望远镜按光学结构主要分三大类型：折射式、反射式、及折反射式.
折射镜 外貌及内部 光学构造
折射式望远镜{十七世纪初由科学家伽利略发明,是最早出现的望远镜.当时的折射镜十分简单,镜筒上端是单片凸透镜片,另一端焦点位置则用一片凹透镜片作为目镜把成像放大,所以成像出现很大色差,极影响成像的清晰度,直至后期消色差物镜被发明,望远的质素才大为改善.消色差物镜基本上由两片不同折射率的玻璃透镜组成?z见右上图?{,达到消除色差效果.现代的折射镜都是采用消色差物镜组合低品质或玩具的例外,更高要求的则采用三镜片物镜,或使用低色散玻璃,如萤石玻璃等来制造物镜,但这类望远镜售价十分高昂.目前,技术水平较高的厂家以传统标准光学玻璃制造的消色差物镜己达到颇理想效果,近年由于技术提高和产量增加,供应业余爱好者的商品售价更较多年前便宜.
反射镜 外貌及内部 光学构造
反射式望远镜折射镜出现后约半个世纪 1668年, 科学家牛顿发明了反射镜,所以这类 望远镜一直以 牛顿式反射镜 Newtonian 称呼.当时牛顿认为折射镜的透镜做成色差,影响成像的清晰度,所以发明了反射镜,因为反射镜不会做成色差现象.牛顿式反射镜是由一块凹反射主镜及一块平面副镜组成,平面副镜放置在镜筒前端成 45 度角,光线进入镜筒后,经主镜反射回前端的副镜再屈折 90 度至镜筒外侧聚焦成像,再经目镜放大.所以牛顿式反射镜是在镜筒上端外侧观看见上图.牛顿当年的反射镜采用铜材料制成主镜,后来才发展至采用玻璃并披上金属银作反射膜,现今的主镜和副镜都是镀上铝金属膜和加上保护膜,望远镜可使用很长时间而无须重镀反射膜.牛顿式反射镜是三类型望远镜中最易制造的一种,所以业余者自制天文镜也造反这款型式,对于家生产来说,牛顿式反射镜自然是售价最便宜,所以亦较多入门者选用.
折反射镜 外貌及内部光学构造
折反射式望远镜是二十世纪才发明的望远镜,这类望远镜有两类开式,一类是施密特卡式?zSchmidt Cassegrain?{,另一类是马克苏托夫式?zMaksutov?{,但大多数厂制望远镜都以施密特式为主,原因是施密特式的矫正透镜较易生产大口径,所以这类望远镜在口径上有很多选择,而大口径的马克苏托夫望远镜生产困难及售价非常昂贵,所以商品 都以小口径为多.施密特卡式望远镜由反射主镜副镜,及矫正透镜三部份组成.镜筒前端的矫正透镜?zCorrector?{看似平面镜,但实际是高技术磨制的一片呈波浪型微凹透镜,反射主镜中心则开有一圈孔,以便光线经副镜反射后穿过主镜在镜后聚焦,由于光线在折反身镜内来回反射及由副镜延长焦距的作用,所以折反身镜的镜筒设计可以很短,即使口径较大,望远镜仍可以便于携带,这是折反射镜的最大优点.
望远镜的结构
天文望远镜
口径: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.
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.
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.
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.
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.
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.
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
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.
极轴望远镜:天球北极与南极的连线称为极轴,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.
赤经轴:赤道仪中与极轴平行的旋转轴称为赤经轴.
赤纬轴:赤道仪中与极轴垂直的旋转轴称为赤纬轴.
重锤: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.
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.
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.
自动导入:某些高阶赤道仪中内藏小型电脑,并储存许多天体位置资料,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.
附录:
常见的光学名词
口 径:意指主镜片之直径.而口径是越大,成像品质越佳,分解能越高,因为集光力越强.
焦 距:意指光线经由主镜片至成像焦点的距离.
焦 比:就如相机的光圈值同意.数字越小,亮度越亮,为短焦;数字越大,亮度越暗,为长焦.焦比的计算方式:焦距÷主镜口径=F(焦比).F小于5的适合用于直焦摄影;F大于9以上的较适合做观测或扩大摄影.另介于5和9之间的,则是可摄影,观测及扩大摄影用.
倍 率:倍率的计算方式:物镜焦距÷目镜焦距.但望远镜在提升倍率时也有一定的限度,不能过分的提高倍率,否则所见的影像会变得模糊,黑暗,并且视野变的狭窄而看不清影像.适当的高倍应为主镜口径的十倍,最高以十五倍为限.譬如口径六公分的望远镜,以六十倍为适当的倍率,最高不得超过九十倍.
集光力:依肉眼瞳孔在夜间开到最大(瞳孔最大时为6mm 7mm)时所集到的光亮为1.在望远镜来说,与主镜的口径大小有关,口径越大,相对的集光力就越佳.而集光力越佳,其成像品质也就越好.
分解能:简单的说就是将两个相当接近的物体,能将其解测出最小的角度(角距离);而角度最小是以秒(")为表示单位.主镜的有效口径越大,其分解能就越好,看到的影像就越细致;但这数值必须依视野状态及镜片品质好坏,也有着很大的差异.
色 差:即在影像的周边出现如彩虹般的色彩,通常为蓝色,红色或紫色等.这是因为光线在透过镜片时,因镜片的材质的关系,而光线的光波有不同的频率,也会有着不同的折射率.在过去的望远镜是由一片凸透镜所构成,但色差的情形是非常的严重,于是后来加了一片凹透镜来达成消除色差,但这也只消除了红色的色差,于是就在镜片的材质上做了研究.目前可完全消除色差的材质为『萤石』,但其成本较高,所以也另有其它的材质研发出来,如市面上所常听见的ED,SD等.
像 差:一般普通的望远镜在观赏物体时,或许是视野中央的部份很清楚,很清晰,但在视野的周围会模糊或是影像歪曲,变形,这种性质就是像差.几乎所有的望远镜都有像差,而像差的大小会影响到望远镜的价值.
视 野:指所见到范围大小,以角度表示其大小.而肉眼的视野大小约上下六十度,左右九十度的程度.但透过望远镜观看时,因倍率提升,视野相对会变窄.而在低倍率时的视野,一定会比高倍率的视野为大.现在已有广角视野的目镜上市,最大视野已提升到八十四度,让在观看时,舒适度提升了不少.
极限星等:当在无云,无月光及其它人工光害的夜晚,使用望远镜所能看见的最暗星等.肉眼直接所能见的最暗星等约为六等星,但因望远镜能有集光的效果,所以能看见肉眼所直接看不到的为暗光线.相对在望远镜的主镜口径大小,也决定了所能看见的极限星等.
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北京中关村大厦403有售,有机会楼主可以去了解一下O(∩_∩)O~
望远镜按光学结构主要分三大类型：折射式、反射式、及折反射式.
折射镜 外貌及内部 光学构造
折射式望远镜{十七世纪初由科学家伽利略发明,是最早出现的望远镜.当时的折射镜十分简单,镜筒上端是单片凸透镜片,另一端焦点位置则用一片凹透镜片作为目镜把成像放大,所以成像出现很大色差,极影响成像的清晰度,直至后期消色差物镜被发明,望远的质素才大为改善.消色差物镜基本上由两片不同折射率的玻璃透镜组成?z见右上图?{,达到消除色差效果.现代的折射镜都是采用消色差物镜组合低品质或玩具的例外,更高要求的则采用三镜片物镜,或使用低色散玻璃,如萤石玻璃等来制造物镜,但这类望远镜售价十分高昂.目前,技术水平较高的厂家以传统标准光学玻璃制造的消色差物镜己达到颇理想效果,近年由于技术提高和产量增加,供应业余爱好者的商品售价更较多年前便宜.
反射镜 外貌及内部 光学构造
反射式望远镜折射镜出现后约半个世纪 1668年, 科学家牛顿发明了反射镜,所以这类 望远镜一直以 牛顿式反射镜 Newtonian 称呼.当时牛顿认为折射镜的透镜做成色差,影响成像的清晰度,所以发明了反射镜,因为反射镜不会做成色差现象.牛顿式反射镜是由一块凹反射主镜及一块平面副镜组成,平面副镜放置在镜筒前端成 45 度角,光线进入镜筒后,经主镜反射回前端的副镜再屈折 90 度至镜筒外侧聚焦成像,再经目镜放大.所以牛顿式反射镜是在镜筒上端外侧观看见上图.牛顿当年的反射镜采用铜材料制成主镜,后来才发展至采用玻璃并披上金属银作反射膜,现今的主镜和副镜都是镀上铝金属膜和加上保护膜,望远镜可使用很长时间而无须重镀反射膜.牛顿式反射镜是三类型望远镜中最易制造的一种,所以业余者自制天文镜也造反这款型式,对于家生产来说,牛顿式反射镜自然是售价最便宜,所以亦较多入门者选用.
折反射镜 外貌及内部光学构造
折反射式望远镜是二十世纪才发明的望远镜,这类望远镜有两类开式,一类是施密特卡式?zSchmidt Cassegrain?{,另一类是马克苏托夫式?zMaksutov?{,但大多数厂制望远镜都以施密特式为主,原因是施密特式的矫正透镜较易生产大口径,所以这类望远镜在口径上有很多选择,而大口径的马克苏托夫望远镜生产困难及售价非常昂贵,所以商品 都以小口径为多.施密特卡式望远镜由反射主镜副镜,及矫正透镜三部份组成.镜筒前端的矫正透镜?zCorrector?{看似平面镜,但实际是高技术磨制的一片呈波浪型微凹透镜,反射主镜中心则开有一圈孔,以便光线经副镜反射后穿过主镜在镜后聚焦,由于光线在折反身镜内来回反射及由副镜延长焦距的作用,所以折反身镜的镜筒设计可以很短,即使口径较大,望远镜仍可以便于携带,这是折反射镜的最大优点.
望远镜的结构
天文望远镜
口径: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.
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.
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.
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.
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.
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.
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
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.
极轴望远镜:天球北极与南极的连线称为极轴,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.
赤经轴:赤道仪中与极轴平行的旋转轴称为赤经轴.
赤纬轴:赤道仪中与极轴垂直的旋转轴称为赤纬轴.
重锤: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.
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.
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.
自动导入:某些高阶赤道仪中内藏小型电脑,并储存许多天体位置资料,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.
附录:
常见的光学名词
口 径:意指主镜片之直径.而口径是越大,成像品质越佳,分解能越高,因为集光力越强.
焦 距:意指光线经由主镜片至成像焦点的距离.
焦 比:就如相机的光圈值同意.数字越小,亮度越亮,为短焦;数字越大,亮度越暗,为长焦.焦比的计算方式:焦距÷主镜口径=F(焦比).F小于5的适合用于直焦摄影;F大于9以上的较适合做观测或扩大摄影.另介于5和9之间的,则是可摄影,观测及扩大摄影用.
倍 率:倍率的计算方式:物镜焦距÷目镜焦距.但望远镜在提升倍率时也有一定的限度,不能过分的提高倍率,否则所见的影像会变得模糊,黑暗,并且视野变的狭窄而看不清影像.适当的高倍应为主镜口径的十倍,最高以十五倍为限.譬如口径六公分的望远镜,以六十倍为适当的倍率,最高不得超过九十倍.
集光力:依肉眼瞳孔在夜间开到最大(瞳孔最大时为6mm 7mm)时所集到的光亮为1.在望远镜来说,与主镜的口径大小有关,口径越大,相对的集光力就越佳.而集光力越佳,其成像品质也就越好.
分解能:简单的说就是将两个相当接近的物体,能将其解测出最小的角度(角距离);而角度最小是以秒(")为表示单位.主镜的有效口径越大,其分解能就越好,看到的影像就越细致;但这数值必须依视野状态及镜片品质好坏,也有着很大的差异.
色 差:即在影像的周边出现如彩虹般的色彩,通常为蓝色,红色或紫色等.这是因为光线在透过镜片时,因镜片的材质的关系,而光线的光波有不同的频率,也会有着不同的折射率.在过去的望远镜是由一片凸透镜所构成,但色差的情形是非常的严重,于是后来加了一片凹透镜来达成消除色差,但这也只消除了红色的色差,于是就在镜片的材质上做了研究.目前可完全消除色差的材质为『萤石』,但其成本较高,所以也另有其它的材质研发出来,如市面上所常听见的ED,SD等.
像 差:一般普通的望远镜在观赏物体时,或许是视野中央的部份很清楚,很清晰,但在视野的周围会模糊或是影像歪曲,变形,这种性质就是像差.几乎所有的望远镜都有像差,而像差的大小会影响到望远镜的价值.
视 野:指所见到范围大小,以角度表示其大小.而肉眼的视野大小约上下六十度,左右九十度的程度.但透过望远镜观看时,因倍率提升,视野相对会变窄.而在低倍率时的视野,一定会比高倍率的视野为大.现在已有广角视野的目镜上市,最大视野已提升到八十四度,让在观看时,舒适度提升了不少.
极限星等:当在无云,无月光及其它人工光害的夜晚,使用望远镜所能看见的最暗星等.肉眼直接所能见的最暗星等约为六等星,但因望远镜能有集光的效果,所以能看见肉眼所直接看不到的为暗光线.相对在望远镜的主镜口径大小,也决定了所能看见的极限星等.
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