光学望远镜

光学望远镜是望远镜的一种，它主要在焦点上收集电磁波谱可见光部分的光，以创建用于直接目视检查的放大图像，制作照片，或通过电子感光元件收集数据。

光学望远镜有三种主要类型：

- 折射望远镜：使用透镜，也有少数是使用棱镜（屈光学）。
- 反射望远镜：使用面镜（反射光学）。
- 折反射望远镜：结合透镜和面镜。

光学望远镜分辨小细节的能力与其物镜（收集和聚焦光的主透镜或镜子）的直径（或孔径）直接相关，其聚光能力与物镜的面积相关。物镜越大，望远镜收集的光线越多，解析的细节就越精细。

人们使用光学望远镜（包括单筒望远镜和双筒望远镜）进行户外活动，如观测天文学、鸟类学、领航、狩猎和侦察，以及室内/半户外活动，如观看表演艺术和观众体育。

## 历史

望远镜与其说是科学家的发明，不如说是光学工匠的发现。透镜以及光的折射和反射性质自古以来就已为人所知，并且关于它们如何工作的理论是由古希腊哲学家发展起来，在中世纪伊斯兰世界保存和扩展，到望远镜发明时，已经达到显著先进的近代早期欧洲状态。但是，在望远镜的发明中，引用的最重要步骤是开发眼镜的透镜制造。第一次在十三世纪的威尼斯和佛罗伦斯，后来在荷兰和德国的眼镜制作中心。1608年在荷兰，第一批描述折射光学望远镜的文件以眼镜制造商汉斯·李普希申请的专利的形式浮出台面，几周后，雅各·梅修斯和第三个未知的申请人提出索赔，说他们也知道这种"艺术"。

这项发明的消息迅速传播开来，伽利略·伽利莱在听说该设备后，在一年内就做出了自己的改进设计，并且是第一个使用望远镜发表天文结果的人。伽利略的望远镜使用了凸面目标透镜和凹面目镜，这种设计现在被称为伽利略望远镜。约翰内斯·开普勒提出了改进的设计，使用凸面目镜，通常被称为开普勒望远镜。

折射镜发展的下一个重要步骤是18世纪初消色差透镜的出现，它校正了当时开普勒望远镜中的色差，允许使用更短的仪器和更大的物镜。

对于使用曲面镜做为物镜的反射望远镜来说，理论先于实践。曲面镜的行为类似于透镜的理论基础可能是由海什木建立的，他的理论在他作品的拉丁语翻译中得到了广泛的传播。在折射望远镜发明后不久，伽利略、乔瓦尼·法兰切斯科·萨格雷多和其他人，由于他们知道曲面镜具有与透镜相似的性质，就曾讨论过使用镜子作为成像物镜来建造望远镜的想法。使用抛物面镜的潜在优势（主要是减少了球面像差，消除了色差）导致了几种反射望远镜的设计，其中最著名的是1663年由詹姆斯·格雷果里设计出版，但是没有建立任何工作模型，后来被称为格里望远镜。人们普遍认为艾萨克·牛顿在1668年建造了第一批实用的反射望远镜，即牛顿望远镜，但由于建造困难和使用的效能差，反射镜耗时100多年的时间才能普及。反射望远镜的许多进步，包括18世纪抛物面镜制造的完善、19世纪的镀银玻璃镜面、20世纪的持久铝镀膜。拼合镜面允许更大的直径，主动光学补偿重力变形。20世纪中期的一项创新是折反射望远镜，例如施密特摄星仪，它使用透镜（校正板）和镜子作为主要光学元件，主要用于无球面像差的广视场成像。

20世纪末，自适应光学和太空望远镜的发展克服了视宁度的问题。

21世纪初的电子革命导致了2010年代电脑连接望远镜的发展，非专业天文观测者可以利用专业天文学家过去几十年开发的数位天文摄影科技，使用相对低成本的设备观测恒星和人造卫星。电子设备通过电脑（智能手机、平板电脑或笔记型电脑）与望远镜连结，实现无焦点摄影的天文观测。数字技术允许黑片相减让多个图像堆叠在一起，同时减去观测的噪声分量，产生梅西耶天体和暗恒星的图像，让消费型设备一样能获得视星等15等的暗天体淡。

## 工作原理

设计图中最基本的元素是收集光线的物镜（透镜（1））、在一段距离外的物体（4）在焦平面上形成一个实像（5）。这个影像可以被记录或经过作用如同放大镜的目镜（2），让眼睛（3）可以看见远处被放大的虚像（6）。

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使用两个凸透镜成像的望远镜产生的影像是倒置的，观赏地面景物的望远镜和双筒望远镜使用棱镜（一般为普罗棱镜）或是在物镜和目镜之间再安装一个或更多的透镜将影像转正，这样就能看见正立像。

许多形式的望远镜会使用次镜（副镜）甚至第三个镜片来折叠光路，这些也许是光学设计的整体部分（卡塞格林反射镜和其他类似），但也有望远镜以更简洁的方法和在更方便的位置上安置目镜或探测器使用。在大型望远镜上，这些附加的镜片通常是为了提供更大的视野或是改善影像的品质。

## 角分辨率

忽略大气扰动（视宁度或称视象度）对影像品质的影响和光学望远镜的缺点，一架光学望远镜的角分辨率取决于物镜，也就是望远镜口径大小。雷利准则提供分辨力的极限值$\alpha_R$（径度量）：

$\alpha_R = 1.22 \lambda / D$,

此处$\lambda$是光的波长，$D$是望远镜的口径（直径）。对可见光绿光（$\lambda$ = 550 nm），公式可写成：

$\alpha_R = 138 / D$.

此处，$\alpha_R$以角秒为单位的极限值，口径$D$单位是毫米。在理想情况下，一对联星的距离即使略小于这个极限值$\alpha_R$也还能被分辨出来，这就是戴维斯极限：

$\alpha_D = 116 / D$.

实际上，口径越大，角分辨率就越好。

此处要特别强调的是，角分辨率不是为望远镜的最大放大率（或倍率）所提供的，经销商所提供的最大倍数是望远镜倍率的上限值，由于超越了物镜能力范围的最大倍率与角分辨率，不能把影像变得更清楚，通常得到的影像品质也是最差的。

对大型的固定地基望远镜，角分辨率的极限是由视象度决定，现今发展之望远镜安置在大气层之上，来消除空气对影像扰动影响角分辨率，也就是太空望远镜、气球望远镜和安装在飞机上的望远镜（古柏机载天文台、同温层红外线天文台（SOFIA）或将地基望远镜加装调适光学和斑点成像。）

近来，光学望远镜的综合口径阵列变得更实用，经由空间中一组小口径望远镜组合，在小心操控的光学平面连结下，可以获得更高的分辨率。但是这些干涉仪仍只能用于观测恒星或是活动星系核等明亮天体。

## 焦长和焦比

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焦距决定了望远镜在配上目镜、一定大小的CCD或普通底片后可能观看的视野大小。望远镜的焦比（焦距比或f数，即摄影术语之“光圈”）是焦长和物镜口径（直径）比值。因此当口径（集光力）不变时，焦比低的视野较大。广角望远镜（像是摄星镜）用来追踪卫星和小行星，或是从事宇宙射线的研究和巡天观测。低焦比望远镜的像差比高焦比的更难以消除。

## 集光力

一架望远镜的集光力直接与物镜（透镜或镜片）的直径（即口径）有关。要注意圆面积与半径的平方成正比，因此当望远镜的镜片直径增加三倍时，集光力会增加九倍，口径越大收集的光线越多；另外灵敏度高的影像设备（如CCD）能在较少的光量下获得比较好的影像品质。

## 研究用望远镜

几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，其原因是：

- 在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。
- 除真空环境下，不同颜色的光在穿透介质时会有不同的波速度，导致红光偏移的角度大且蓝紫光偏移的角度小，这些偏移会造成折射镜特有的色差。
- 大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。

光学望远镜大小在20世纪稳定的增加，在1910至1940年增加一倍，在1940至1990年又增加一倍。现在最大的望远镜是11米的南非大望远镜和霍比-埃伯利望远镜，以及10.4米的加那利大型望远镜。

在1980年代，在技术上作出改进的新一代望远镜有了长足的进步，这些进步包括多镜片望远镜，可以控制镜片的个人电脑，另一个主要的进展是旋转的熔炉，可以用离心力让望远镜的镜片在融炉中就接近要磨制的形状（曲率半径）。

## 其他形式

- 双筒望远镜是将两架单筒望远镜肩并肩的组合在一起，而能同时使用的望远镜。这种望远镜最主要的实用优点不是放大，而是在黎明或薄暮时有明亮的视场。与指南针结合在一起的单筒或双筒望远镜，在军队的炮兵单位和船舰会用于三角测量与地形（海岸）特征的导航上。手持的望远镜不会受到手震影响的极限是七倍，因此要有明亮的视场和最佳倍数的双筒望远镜是7×50的规格。

由于双筒望远镜有视场较广，较明亮且容易操作、较专业望远镜便宜等原因，成为天文爱好者平时学习观测的常用器材，而较大口径的双筒望远镜更成为了一些天文爱好者成功寻得新彗星的重要器材；另外亦有天文爱好者尝试把两具同一口径的反射望远镜组装成双筒望远镜。

## 外部链接

- Basic Telescope Optics
- Online Telescope Math Calculator
- MMS - Australian Advanced Telescope Users