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  • 牛顿式反射望远镜

    牛顿式望远镜又称反射式望远镜,第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后,决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜,使经过主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差,但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。

    编辑摘要

    目录

    简介/牛顿式反射望远镜 编辑

    牛顿式反射望远镜牛顿式反射望远镜

    反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷戈里系统等。现代的大型反射望远镜,大都通过镜面的变换,在同一个望远镜上得到不同的系统,以用于不同的观测项目。牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。为了消去球差,主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下,主镜可制作为球面。它的结构简单,磨制比较容易,成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大,视场不宜做得过大,且眼望方向与镜筒指向方向不一致,使观测者寻星较为困难。但是,相对孔径较大的抛物面牛顿系统,往往被采用作为口径较大的物镜系统,其像质优良,光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。 

    发明历史/牛顿式反射望远镜 编辑

    牛顿发明的天文望远镜牛顿发明的天文望远镜

     第一架反射式望远镜诞生于1668年。最初牛顿遇到了一个难题:当入射光线凹面镜会聚之后,会在焦点出形成图像,此时要如何看到这个图像呢?牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后,决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5cm直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差,但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。当牛顿制作出第一个可以实际使用的反射望远镜之后,大约在1689年就成为产品,开始批量的生产了。[1]

    牛顿式望远镜的设计简单而优雅,直到今天其基本结构也没有改变反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求,光线不需透过材料本身,而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点,因此大口径的望远镜都采用反射式。但是反射物镜表面精度对光程的影响是双倍的,如果仅由一个反射表面来成像,则此表面所需的精确度(垂直入射光)比单个折射表面的精确度要高四倍。可见反射表面磨制的要求是很高的。再加上需经常重新镀反射面及部件组装、校正的困难,反射系统在科普望远镜中应用受到限制。 [1]

    原理及作用/牛顿式反射望远镜 编辑

    这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上,然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里,这样我们便可以观测到星空的影像。

    优缺点/牛顿式反射望远镜 编辑

    优点

    牛顿牛顿

    由于反射镜的造价要比透镜低的多,因此对于大口径的望远镜来说,经常做成反射式的,而不是笨重的折射式。

    便携式设计的反射望远镜,虽然镜筒只有500mm,但焦距却可以达到1000mm。

    牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8,非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。

    有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。

    如果要进行拍照,使用牛顿式望远镜时非常好的。但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。

    牛顿式结构可以很好的会聚光线,在焦点处得到一个非常明亮的像。  

    缺点

    开放的镜筒式的空气可以流通,这样不仅会影响到成像的稳定度,而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上,长此以往会破坏物镜表面的镀膜,使其反射力下降。

    由于这种结构的物镜比较容易破裂,所以使用的时候需要倍加小心。

    对于偏轴的光线,牛顿式望远镜会产生彗差。

    这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。

    通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大,因此价格也比较昂贵。

    由于加了一个二级平面反射镜,所以会损失一些光线。

    牛顿式望远镜的发展/牛顿式反射望远镜 编辑

    牛顿式天文望远镜牛顿式天文望远镜

    从牛顿制作出第一架反射望远镜到今天,300多年过去了,人们在其中加入了其他的设计,产生了许多的变形。例如,在牛顿式望远镜中加入一组透镜,就产生了施密特-牛顿式,除此之外,还有许多的变形,但他们的基本结构都是牛顿式的。

    在今天,世界上一些最为著名的望远镜都是采用牛顿式的结构。例如,位于巴乐马山天文台的Hale天文望远镜,其主镜的尺寸为5米;W.M. 凯克天文台的Keck天文望远镜,其主镜由36块六角形的镜面拼接,组合成直径10米的主镜;还有哈勃太空望远镜,也是牛顿式望远镜。

    使用/牛顿式反射望远镜 编辑

    牛顿式反射望远镜光轴的校准

    反射镜的光学系统中有两个光轴:物镜光轴和目镜光轴。主镜(物镜)光轴平行于主镜筒的轴线,经过副镜(小平面镜);目镜光轴垂直于主镜筒轴线,也经过副镜。当两个光轴都经过副镜上的同一点,且被副镜反射后两条轴线完全重合,也就是成了一个光轴,那么光轴就算调好了。

    在缺乏检验仪器时,可以通过实际观测来判断光轴是否调好。找一个大气宁静度较好的晴夜,用望远镜的最高倍率(用毫米表示的主镜的直径数)看一颗恒星(如果没有赤道仪则可以看北极星)。把星点放在目镜视场中心(以减少目镜带来的像差),仔细调整焦距,从焦点外调到焦点,然后调到焦点内。

    在焦点上星像是否凝结得很实、很细、很锐利,散焦后衍射环是否是同心圆,这些都反映了望远镜的像质。如果散焦后可以看到几圈衍射环,但完美,四周均匀地带有一些“毛刺”,这说明反射镜面的精度稍差,但光轴调整的还是好的。如果散焦后星点变成了一个小的扇形,而且在目镜视场中移动星象,扇形的发散方向不变,这说明望远镜的光轴需要调整了。

    光轴调整步骤及辅助工具

    光轴调整可按如下步骤进行

    调节目镜调焦筒,使之垂直于主镜筒轴线
    调节副镜,使之位于主镜筒轴线上
    调节副镜,使之位于目镜调焦筒正下方
    调节副镜指向,使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
    调节主镜指向,使其光轴与目镜光轴重合
    以上只是调光轴的大致方法,具体操作的过程中会有一些问题,有时很难控制精确度。这里首先介绍几个辅助工具:

    带双十字线的窥管

    管的外直径同目镜接口直径,管的一端加盖,盖的正中心挖2mm直径的圆孔,管的另一端用白色棉线对称地拉上双十字线,两线间距3~4mm。管长用如下方法确定:从目镜调焦筒中放入窥管(窥孔在外),窥孔一端与目镜调焦筒外端口平齐,双十字线一端大约距副镜20~30mm即可。

    做窥管的材料不限(如果你使用的是31.7mm目镜接口,可以考虑用柯达胶卷的黑色包装盒来制作做),关键是插入目镜调焦筒后要稳固,不能晃动太大。双十字线要拉正,相交处的小正方形与窥孔的连线应该是目镜调焦筒的轴线。

    主镜中心定位点 :剪一片直径5mm的黑纸,用两面胶准确地粘在物镜的正中心。(因为主镜的中心区域并不参与成像,所以这个黑点不会有负面影响)

    主镜筒开口处十字线

    在主镜筒开口处用粗线拉十字线,要求两线相互垂直,交点过主镜筒轴线。(在主镜开口处拉上十字线可能会影响对副镜的操作,所以最好标记出十字线与镜筒的四个交点的位置,觉得十字线碍事时可以先把它拆下来,必要时再重新拉上。)

    这三个工具制作并不复杂,但你很快会发现它们很有用。借助它们,现在我们可以开始一步一步地调整望远镜光轴了。

    0.预调主镜指向

    取下副镜,调节主镜后面的螺栓,直到从镜筒开口前看过去,十字线交点、物镜中心黑点、十字线交点在物镜中所成的像三者成一条直线时,表明主镜指向基本正确。(下面专门有一步是调主镜的,预先加这一步操作可以使下面的操作更容易。)

    调节目镜调焦筒,使之垂直于主镜筒

    将窥管装入目镜调焦筒中,从窥孔中观察,可以看到从窥孔到双十字线的连线(实际就是目镜调焦筒轴线)再延长,会与主镜筒壁交于某一点,标记出这一点,用尺子测量其位置,再参考目镜调焦筒在镜筒的位置,我们就可以判断出目镜调焦筒是否与主镜筒垂直。

    调节副镜,使之位于主镜筒轴线上

    取下窥管,装上副镜,大致调节副镜指向,使眼睛从目镜调焦筒中可以看到经副镜反射所成的主镜的像,同时也应该可以看到副镜和主镜筒开口处的十字线经两次反射后所成的像。从这些像中我们可以看出副镜和十字线的相对位置,如果副镜的圆心和十字线交点重合,说明副镜位于主镜筒轴线上,否则就需要做相应的调节。

    调节副镜,使之位于目镜调焦筒正下方

    从目镜调焦筒方向看进去,副镜显然已经位于调焦筒的下方,但经过这样看精度无法保证。此时,装入窥管,眼睛从窥孔看到的,最外圈是窥管的内壁(双十字线现在不起作用,可以不管),中间是副镜。副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓如果是同心圆,说明满足要求,否则要在主镜轴线方向调节副镜。(如果因窥孔太小、光线太暗而看不清楚,可以在与窥管正对的主镜筒内壁垫上一张白纸;如果窥管太细,看不到副镜的外圆轮廓,可以把窥管往外抽或缩短其长度。)

    调节副镜指向,使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心 :在上一步的基础上,一面用眼睛从窥孔中观察,一面调节副镜指向,直到主镜在副镜中所成的像的外圆轮廓、副镜的外圆轮廓二者同心。

    调节主镜指向,使其光轴与目镜光轴重合

    用手电筒照亮窥管的双十字线,眼睛从窥孔看进去,可以看到双十字线、主镜的中心点所成的像以及双十字线经两次反射所成的像。调节主镜背后的螺栓,使上述三者同心。 至此,反射镜光轴调节完毕。

    上述各个调节步骤中,根据副镜支架的不同设计,下一步操作会对前一步的结果带来或多或少的影响,所以必要时可以返回前面的操作,可能要有几次反复,最后才能得到满意的结果。第一次调节会费一些工夫,一旦调好后,只要副镜支架稳固,以后的工作就轻松得多,即使为了运输而将主镜重装,一般只需调节主镜后的螺栓就行了,借助于窥管,可以很快将望远镜调整至最佳状态。

    补充说明

    一般认为光轴与副镜的交点在副镜的中心。在长焦距的望远镜中可以认为如此,但在大口径、短焦距的牛顿式反射望远镜中,副镜的尺寸也较大,副镜长边的两端到目镜的距离已经不能再近似认为是一样的了, 光轴相交于副镜的B点,而不是副镜中心所在的A点。这相当于副镜从中心位置向主镜方向和远离目镜的方向都有一个位移。这两个方向的位移量可以用如下公式计算:

    位移量=副镜短边长/(4*主镜焦比)

    例如望远镜副镜短边长35mm,主镜焦比为5,则两个方向的位移量都是1.75mm。

    如果有此类短焦距的望远镜,需要把这种情况考虑进去。计算出位移量,在上述第2步调节中,应让副镜稍稍远离目镜方向;在第3步调节中,当我们看到副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓是同心圆时,实际上副镜已经向主镜方向有了位移,不需再额外做调节了。[2]

     

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    参考资料
    [1]^引用日期:2010-01-13
    [2]^引用日期:2010-01-13

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