天文望远镜

天文望远镜(天文 望远镜)是观测天体的重要工具毫不夸张地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜各方面性能的提升，天文学也在经历着巨大的飞跃，迅速推动着人类对宇宙的认识。

天文望远镜

1609年，伽利略制造了口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜这个光学系统被称为伽利略望远镜。伽利略用这台望远镜指向天空，取得了一系列重要发现天文学从此进入了望远镜时代。

一般天文望远镜上有两个镜筒，大的是主镜，用来观察目标；小的那个叫寻像器，用来寻找目标也叫一景。

目镜是个体，决定放大倍数目镜上会有一个F值，就是目镜的焦距用主镜的F值除以当前使用的目镜的F值，就是当前的放大倍数。

1609年，意大利科学家伽利略听说了这一发明后，立即制作了自己的望远镜，并用它来观测星空。从此，第一台天文望远镜诞生了。伽利略用望远镜观察太阳黑子、月球环形山、木星的卫星（伽利略卫星）维纳斯 盈亏和其他现象强烈支持哥白尼 日心说。伽利略和望远镜是根据光的折射原理制成的，所以它被称为折射镜。

1663年，苏格兰天文学家格里高利利用光线反射的原理制作了格里高利镜，但由于制作工艺不成熟，并未普及。1667年，英国科学家牛顿对格雷戈里 并制作了一个口径仅为2的牛顿型反射镜.5 cm，但放大倍数超过30倍，消除了折射望远镜的色差，非常实用。  1672年，法国人卡塞格林利用凹面镜和凸面镜设计了最常用的卡塞格林反射镜。这种望远镜焦距长，机身短，放大倍数大，成像清晰；它不仅可以用来研究小视场的天体，还可以用来拍摄大面积的天体。哈勃望远镜使用的就是这种反射式望远镜。

1781年，英国天文学家赫歇尔和他的妹妹(W.赫歇尔和C.赫歇尔)天王星是用自制的15厘米口径镜子发现的。从那以后，天文学家给望远镜增加了许多功能，使它能够进行光谱分析。1862年，美国天文学家克拉克和他的儿子(A.Clark和A.G.Clark)制作了一个直径47厘米的折射镜，拍摄了天狼星伴侣的照片。1908年，美国天文学家海尔领导建造了1.直径53米的镜子捕捉到了天狼星伴侣的光谱。1948年，海尔望远镜建成，其5.08米的口径足以观测和分析遥远天体的距离和视速度。

1931年，德国光学家施密特制造了施密特望远镜，1941年，苏联天文学家马克苏托夫制造了马克苏托夫-塞格林式折叠镜丰富了望远镜的种类。

近代和现代，天文望远镜不再局限于光学波段。1932年，美国无线电工程师探测到来自银河系中心的无线电发射，标志着射电天文学的诞生。1957年人造卫星升空后，太空天文望远镜蓬勃发展。新世纪以来，中微子、暗物质、引力波等新型望远镜方兴未艾。现在，大量来自天体的信息成为天文学家的眼睛，人类的视野越来越宽广。

天文望远镜

地基光学观测仍然是大多数凝聚态天体的主要手段（恒星等

它的温度从几千度到几万度不等，辐射集中在光学波段。

携带大量天体物理信息的谱线主要集中在可见光区；

大气在可见光区具有良好的透射性；

历史悠久，经验丰富。

为什么说问“望远镜能看多远”是错误的？

我们的肉眼是一种光学仪器肉眼可以看到220万光年外的仙女座星云，但我们可以 看不到最近的太阳系外恒星比邻星（4.2光年）相信大家都意识到了，说光学仪器能看多远是没有意义的，只说能看得更清楚。

口径焦距焦比

口径(D)是物镜的直径，光圈大小决定了光学系统的分辨率。根据瑞利判据，望远镜的分辨率与孔径有关。光圈越大，分辨率越强。焦距(f)从望远镜物镜到焦点的距离决定了光学系统在像平面上的成像尺寸。对于天体摄影，物距（被观测天体的距离）可以看作无穷远，所以像距等于焦距，所以像面也叫焦面。望远镜的焦距越长，在焦平面上形成的图像就越大；反之则越小。焦比(F)是望远镜的焦距除以望远镜的口径，即f=f/d，决定了焦平面上单位面积单位时间接收的光子数。也被视为曝光效率的重要指标。焦距比越小，焦平面上单位面积接收的光子越多；反之则越少。也就是说，焦比越小，反射镜的曝光效率越高。

像差

像差是对光学系统不完美成像的描述。具体有球差、色差、彗差、像散、场曲、畸变等。球面镜光学系统中存在球差平行于光轴入射的光经过球面透镜或反射镜后并不严格会聚在一点，远离光轴的光会会聚到更靠近反射镜的地方。目前可以采用组合透镜，将球面改为抛物面来改善球差。色差是折射光学系统最明显的像差，它是由光的色散形成的，使星光呈现多种颜色，影响观察。使用多透镜组合的复消色差系统可以降低色差的程度。彗差是抛物面反射式光学系统中最明显的像差，是由于倾斜于光轴的入射光不能稍微会聚，会使星光看起来像彗星。使用彗差校正透镜组可以消除彗差。像散是倾斜于光轴的光出现垂直振动光波和水平振动光波不交汇于一点的现象。离视野边缘越远，散光越严重。散光可以通过安装平场校正镜头组来校正。场曲是指远离光轴的光线会聚在弯曲的球面上，成像时会造成散焦的现象。畸变是指轴上的物点和视场边缘的放大倍数不同，所以物体和图像不完全相似的现象。

伽利略式望远镜（第一台天文望远镜）

望远镜起源于眼镜。大约700年前，人类开始使用眼镜。公元1300年左右，意大利人开始制作带有凸透镜的老花镜。公元1450年左右，近视眼镜也出现了。1608年，荷兰眼镜制造商汉斯，·里帕希（H.Lippershey）他的一个徒弟偶然发现，把两个镜片叠在一起，就能看清远处的东西。

1609年，意大利科学家伽利略听说了这项发明后，制作了口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他用一个平凸透镜作为物镜，一个凹透镜作为目镜，马上就自制了望远镜，用它来观测星空。从此，第一台天文望远镜诞生了。伽利略用望远镜观察太阳黑子、月球环形山、木星的卫星（伽利略卫星）维纳斯 盈亏和其他现象强烈支持哥白尼 日心说。伽利略和望远镜是根据光的折射原理制成的，所以它被称为折射镜。这个光学系统被称为伽利略望远镜。

开普勒式望远镜

1611年，德国天文学家开普勒用两个双凸透镜分别作为物镜和目镜，显著提高了放大倍数后来，人们把这个光学系统叫做开普勒望远镜。这两种形式仍然使用折射望远镜，天文望远镜使用开普勒望远镜。

折射望远镜

需要指出的是，由于当时的望远镜采用单镜头作为物镜，存在严重的色差为了获得良好的观察效果，需要曲率非常小的透镜

必然会导致镜体变长。所以长期以来，天文学家一直梦想着制造更长的望远镜，很多尝试都以失败告终。

折射式发展

1757年，独龙通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜望远镜。然而，由于技术限制，很难铸造大型燧石玻璃消色差望远镜初期，最多只能磨10厘米的镜片。

天文望远镜

19世纪末，随着制造技术的提高，制造大口径折射望远镜成为可能，出现了制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现存的8台70厘米以上的折射望远镜中，有7台建于1885年至1897年，其中最具代表性的是1897年美国耶基斯天文台建造的102厘米望远镜和1886年德国里克天文台建造的91厘米望远镜。

折射式望远镜具有焦距长负标度大对镜筒弯曲不敏感等优点，最适用于天体测量。但总会有残留色差，同时对紫外线也比较敏感、红外波段的辐射吸收很强。巨大光学玻璃的铸造也非常困难到1897年叶克石望远镜建成，折射望远镜的发展达到顶峰，此后的百年间没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为技术上无法铸造一大块完美的玻璃作为镜头，大尺寸的镜头由于重力的作用变形会非常明显，从而失去明锐的对焦。 

1.伽利略式望远镜

1609年，伽利略制造了口径4.2厘米长，约12厘米长的望远镜。

2.开普勒式望远镜

现在人们仍然使用这两种形式的折射望远镜，天文望远镜采用开普勒式。

3.施密特折叠反射望远镜

反折射望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特利用独特的紧贴平行板的非球面薄透镜作为校正镜，配合球面反射镜，制成了可以消除球差和离轴像差的施密特型折叠反射望远镜这台望远镜有很强的光学能力、视场大、像差小，适合拍摄天空的大面积照片，尤其适合拍摄暗淡的星云。施密特望远镜已经成为天文观测的重要工具。

4.马克苏托夫式

1940年，马克苏托夫用弯月透镜作为校正透镜，制造了另一种折叠式反射望远镜它的两个面是两个曲率不同的球面，差别不大，但曲率和厚度很大。它的所有表面都是球面，比施密特望远镜的校正板更容易磨削，镜筒更短，但视场比施密特望远镜小，对玻璃的要求更高。

由于折反射望远镜可以兼顾折射式和反射式望远镜的优点，非常适合业余天文观测和天文摄影，一直受到天文爱好者的喜爱。

5.欧洲甚大望远镜

自1986年以来，欧洲南方天文台一直在开发一种等效孔径为16米的光学望远镜，由四台8米望远镜组成（VLT)这四台8米望远镜排成一条直线都是RC光学系统，焦距比为f/2采用地平仪，主镜由主动光学系统支撑，指向精度1″，跟踪精度为0.05″镜筒重100吨，叉臂不到120吨。这四台望远镜可以组成干涉阵列，成对做干涉观测，也可以每台望远镜独立使用。

6.双子望远镜

双子望远镜（GEMINI)是以美国为

主要国际设备之一（其中，美国占50%，英国占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%美国大学天文学联合会（AURA）负责实施。它由两台8米望远镜组成，一台在北半球，一台在南半球，进行全天时系统观测。主镜由主动光学控制，副镜通过倾斜镜面快速校正通过自适应光学系统，红外区将接近衍射极限。

7.日本的昴宿星望远镜

这是一个8米长的光学系统/红外望远镜(SUBARU)它有三个特点：一是反射镜薄，通过主动光学和自适应光学可以获得高成像质量；二是可实现0.1″的高精度跟踪；第三，采用圆柱形观察室，自动控制通风和空气过滤器，使消除热湍流达到最佳状态。这种望远镜采用Serrurier桁架，可以在移动时保持主框架和副框架平行。大天区多目标光纤光谱望远镜LAMOST（郭守敬）这是中国已经造好的飞机，有效透光孔径4米、焦距为20米、反射式施密特望远镜，视场为20平方度，在卫星仪式中期。

它的技术特色是：

1．将主动光学技术应用于反射式施密特系统，在跟踪天体运动时进行实时球差校正，实现大口径大视场的功能。

2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。

3．多目标光纤（能达到4000，一般只有600的望远镜）光谱技术将是一个重要的突破。

LAMOST将星系的极限星等推到了20.这大约是SDSS计划的2倍实现了107个星系的光谱巡天，观测目标数量增加了一个数量级。

8.射电望远镜

1932年的扬斯基（Jansky.K.G）由银河系中心的无线电天线探测到（人马座方向）无线电发射，它标志着人类在传统光学波段之外的第一个观测窗口。

二战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜对射电天文学的发展起到了关键作用，如：20世纪60年代天文学的四大发现，类星体脉冲星星际分子和宇宙微波背景辐射，都是通过射电望远镜观测到的。射电望远镜的每一次重大进步，无一例外都会为射电天文学的发展树立一个里程碑。

1946年，英国曼彻斯特大学建造了一座直径为66的大楼.5米固定抛物面射电望远镜，1955年，世界 建造了美国最大的可旋转抛物面射电望远镜；20世纪60年代，美国在波多黎各阿雷西博建造了直径305米的抛物面射电望远镜它沿着山坡被固定在地面上，不能旋转它是世界上最大的单孔径射电望远镜。

1962年，赖尔发明了合成孔径射电望远镜，并因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。合成孔径射电望远镜达到了相当于一个大口径单天线加多个较小天线结构的效果。

1967年，Broten等人首次记录到VLBI干涉条纹。

上世纪70年代，联邦德国在玻恩附近建造了直径100米的全向旋转抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可旋转单天线射电望远镜。

自20世纪80年代以来，欧洲的VLBI网络发展迅速（EVN），美国的VLBA阵列，日本的太空VLBI（VSOP）已经投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度方面、分辨率和观测波段远高于以前的望远镜。

来自上海天文台和中国科学院乌鲁木齐天文站的两台25米射电望远镜参加了地球与大气连续观测计划作为正式成员在美国轮换（CORE）欧洲和中国的甚长基线干扰网络（EVN）这两个程序分别用于地球自转和高精度天体测量的研究（CORE）和天体物理研究（EVN）这种各国射电望远镜长基线干涉观测的方式，达到了任何一个国家单独使用大型望远镜都无法达到的效果。

9.哈勃空间望远镜

哈勃空间望远镜（HST)这是美国国家航空航天局赞助建造的四个巨型太空天文台中的第一个，也是所有天文观测项目中最大的一个、投资最多、最吸引公众注意力的一个。它建于1978年，设计了7年，1989年完工，1990年4月25日由航天飞机发射，耗资30亿美元。但由于人为因素造成的主镜光学系统球面像差，不得不在1993年12月2日进行了大规模的修复工作。修复的成功使HST的性能达到甚至超过了原设计目标观测结果表明，其分辨率比地面大型望远镜高几十倍。

在1997年的维修期间，为HST安装了第二代仪器：带太空望远镜的成像光谱仪、近红外相机和多目标光谱仪将HST的观测范围扩展到近红外，提高了紫外光谱的效率。

1999年12月的维护为HST更换了陀螺仪和新计算机，并安装了第三代仪器―先进的普查相机，这将提高紫外线HST－光学－近红外灵敏度和绘图性能。

HST对国际天文学的发展有着非常重要的影响。

10.空间天文望远镜

下一代大型太空望远镜'NGST）和'空间干涉测量任务'SIM）是NASA'起源计划'重点项目是探索最早宇宙中形成的第一批星系和星系团。其中NGST是大口径被动制冷望远镜，口径4 ~ 8米，分别是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。其强大的观察能力尤其体现在光学上、近红外和中红外大视场、衍射限成图方面。运行在近地轨道上的SIM采用迈克尔干涉方案，提供精确的恒星绝对定位测量，精度为毫角秒，同时由于其具有合成地图和产生高分辨率图像的能力，可用于搜索其他行星等科学目的。

光学

欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)，由4台口径8.2米望远镜，光学系统丰富-克莱顿反射望远镜（R-c型，赛格林型的变种），位于智利北部的帕里纳天文台。四台望远镜可以独立观测，也可以组成光学干涉阵列。在沙漠中，天文台拥有极佳的大气能见度，近年来进行了多次观测。

凯克望远镜(Keck)由两台10米长的望远镜组成，位于夏威夷的莫纳克亚山山顶。光学系统为R-C式反射望远镜。两台望远镜采用薄镜拼接技术，大大降低了主镜的质量它还有一个自适应光学系统。这些技术使它成为最成功的望远镜之一。

双子星望远镜(GEMINI)它由两台直径为8米的望远镜组成，一台位于夏威夷的莫纳克亚山，另一台位于智利拉西里亚北部的沙漠中，进行全天时系统观测。光学系统为R-c型反射望远镜，其主镜采用主动光学技术。

霍比-埃伯利望远镜(HET)，由91块直径1米的六边形玻璃制成，总直径11米，当量直径9.2米，位于美国德克萨斯州麦克唐纳天文台。光学系统是反射性的。HET望远镜是用于光谱测量的望远镜．光轴的天顶角固定在35°，即主镜不能上下移动；方位可以360度旋转，但只是用来改变观测天空面积，一次观测时望远镜是固定的。焦平面装置装有球差校正器，每次观察只使用主镜的一部分。可观测的天空面积是赤纬-10到75，但不同倾角的恒星观测周期不同，跟踪时间可能也不同，从45分钟到2.5小时。

日本国家天文台昴宿星望远镜(SUBARU)，由一台口径8.2米望远镜，位于夏威夷莫纳克山上。观测波段可以达到中红外。

加那利大望远镜(GTC)口径10毫米.4米望远镜，位于加那利群岛的拉帕尔马岛上。群岛上的ORM天文台和OT天文台与加那利天体物理研究所一起组成了欧洲北方天文台。

大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST，又称郭守敬望远镜）它由有效孔径为4米的望远镜组成，光学系统为施密特型，位于中国科学院国家天文台兴隆观测站。它采用主动光学技术，使其成为世界上最先进的光学仪器美国最大的大口径大视场光学望远镜。在曝光1.可以观察到5小时内黑暗高达20.5等的天体。因为它的视场达到5，4000根光纤可以放置在焦平面上，将遥远天体的光线传输到几个光谱仪上，同时获得它们的光谱，是世界上光谱获取率最高的望远镜。

射电

超长基线阵列(VLBA)它由十个直径为25米的射电望远镜组成，跨度从美国东部的维京岛到西部的夏威夷最长基线8600公里，最短基线200公里其精度是哈勃太空望远镜的500倍，人眼的60万倍。

绿湾射电天文望远镜(GBT)，世界上最大的可移动射电望远镜之一。它的抛物面天线尺寸为100 m x110 m，不对称的形状可以防止支撑结构遮挡嵌在2000多块铝板中的镜子。绿岸望远镜重7300吨，高148米，但非常灵活，可以实时跟踪目标，可以快速变焦，适应不同的观测对象。

国际低频射电望远镜阵列(LOFAR)它是目前最大的低频射电望远镜阵列，由大量分散在欧洲多个国家的望远镜组成（约20000个）由单个天线组成的望远镜阵列。这些天线依靠高速网络和欧洲最强大的超级计算机之一“COBALT”相关器形成一个覆盖30万平方米面积的射电望远镜

阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列(ALMA)它由54台直径为12米的射电望远镜和12台直径为7米的射电望远镜组成它位于智利北部的阿塔卡马沙漠。66根天线可以一起工作，也可以分开观察。所有天线获得的信号都由特殊的超级计算机处理。这些天线可以以不同的配置排列成阵列，天线之间的距离从150米到16公里不等。

日本国家天文台野边山天文台(NRO)由一台45米毫米波望远镜和6台10米毫米波望远镜组成，位于日本长野县野边山。

五百米口径球面望远镜(FAST)，由一个直径500米的球面射电望远镜组成，位于贵州省南部由中国科学院国家天文台牵头，拥有我国自主知识产权、世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜。截至2019年7月19日，世界 美国最大的射电望远镜已经发现了125颗高质量的脉冲星候选体，并确认了86颗。  FAST不仅推动了中国天文学的发展，也研究了世界天文学、高科技领域的研究带来了巨大的推动力。

阿雷西博天文台(ART)由直径为300米的球面射电望远镜组成，位于美国波多黎各自由州。它曾经是世界上最大的单孔径射电望远镜，不仅可以接收无线电波，还可以发射无线电波。在过去的57年里，世界各地的科学家一直在使用阿雷西博望远镜研究遥远的行星，寻找具有潜在危险的小行星，寻找可能的地外生命。从太阳系的小天体到遥远太空深处的脉冲星，阿雷西博望远镜见证了很多东西“人类第一次发现” 3  2020年12月1日，阿雷西博射电望远镜坍塌阿雷西博望远镜倒塌是因为三个支撑塔都坏了，重达900吨的接收平台直接倒在了望远镜的反射板上。天线受损，望远镜无法修复。

中微子

中微子是构成自然界最基本的粒子之一。它个头小、不带电，可以在地球中自由穿行，质量很轻，接近光速运动，与其他物质的相互作用很弱，因此被称为宇宙“隐身人”科学界用了20多年才预测到它的存在并发现它。中微子包含了很多关于天体的信息。由于它与物质的相互作用很弱，中微子天文台通常很大，建在地下。

冰立方中微子天文台(IceCube)由数千个中微子探测器和切伦科夫探测器组成，位于大约2.4公里，分布范围在一立方公里以上。中微子与原子碰撞产生的粒子叫做μ介子，产生的蓝色光束叫做μ介子“切伦科夫辐射”由于南极冰的高透明度，位于冰中的光学传感器可以发现这种蓝光。目前，艾斯库伯天文台已经取得了许多科学成就。

由大约10000个中微子探测器组成的超级神冈Superkamiokande位于日本神冈的一个废弃砷矿。主体结构——高41米、直径39米的水箱——在地下1000米，装有5万吨超纯水内壁上安装了上万个光电倍增管，用来观测切伦科夫辐射。它可以接受太阳中微子，解决中微子缺乏问题，取得许多科学成就。

江门地下中微子观测站(JUNO)是广东省江门市正在建设的多物理目标综合实验观测站。江门中微子实验不仅可以利用反应堆中微子确定中微子的质量级和精确测量中微子混合参数，还可以探测太阳中微子、来自银河系及其邻近星系的超新星爆发产生的中微子和背景中微子，对于研究恒星的演化和超新星爆发的机制具有重要意义。另一方面，超新星爆发与天体物理学和宇宙学中的许多基本问题密切相关，比如大质量恒星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽玛射线暴和高能宇宙线的起源等。

引力波

引力波是指时空曲率中的波纹，以波的形式从辐射源向外传播，以引力辐射的形式传递能量。1916年，爱因斯坦基于广义相对论预言了引力波的存在。引力波的存在是广义相对论洛伦兹不变性的结果，因为它引入了相互作用传播速度有限的概念。相比之下，引力波在牛顿 的经典引力理论，因为牛顿 的经典理论假设物质的相互作用和传播是无限的。科学家用更灵敏的探测器证实了引力波的存在。最灵敏的探测器是LIGO，更多的空间引力波观测站(中国科学院太极项目和中山大学秦天项目)正在筹划当中。

激光干涉仪引力波天文台(LIGO)，由两个干涉仪组成，每个干涉仪有两个4公里长的臂，形成L形，位于美国华盛顿和路易斯安那州，相距3000公里。每个臂的直径为1.2米的真空钢管，一旦引力波闯入地球，引起时空振荡，干涉臂的距离就会发生变化，从而改变干涉条纹，决定引力波强度。2017年8月17日，首次发现两颗中子星合并的引力波事件。

宇宙射线

宇宙射线是来自外太空的高能带电亚原子粒子。它们可能产生穿透地球的次级粒子美国的大气和地表。主要初级宇宙射线（来自深空的粒子与大气相撞）地球上的成分一般都是稳定的粒子，比如质子、原子核、或电子。但是稳定的反物质粒子很少，比如正电子或者反质子，剩下的一小部分是活跃的研究领域。

大约89%宇宙射线是纯质子，10%是氦原子核（即α粒子），还有1%是重元素。这些原子核构成了99的宇宙射线%孤独的电子（像β粒子，虽然来源还不清楚），构成其余1%的绝大部分；伽马射线和超高能中微子只占极小一部分。这些粒子的来源可能是太阳（或其它恒星）或者来自遥远的可见宇宙，由某种未知的物理机制产生。宇宙射线的能量可以超过10eV，远远超过地球上粒子加速器所能达到的10到10 eV。

LHAASO完成子木探测器阵列。

高空宇宙线天文台(LHAASO)这是世界上海拔最高的在建建筑（4410米）规模最大（2040亩）最灵敏的宇宙线探测装置位于中国四川省稻城县海子山。天文台分为四个部分：电磁粒子检测阵列、缪子探测器阵列、水切伦科夫探测器阵列和广角切伦科夫探测器阵列。基础设施建设于2016年7月开始，子木探测器阵列于2020年12月6日完成

众所周知，地球上有厚厚的大气层由于地球上各种粒子和天体的辐射的气氛

的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段的天体辐射无法到达地面。人们把能够形象地到达地面的乐队称为'大气窗口'，这种'窗口'有三个。光学窗口：这是最重要的窗口，波长在300到700纳米之间，包括可见光波段（400 ~ 700纳米）光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。

红外窗口：红外波段的范围是0.在7 ~ 1000微米之间，红外波段更复杂，因为地球上不同分子吸收的红外波长不同美国的气氛不同。天文研究通常使用七个红外窗口。

射电窗口：无线电波段是指波长大于1毫米的电磁波。大气也会吸收少量的无线电波，但大气在40毫米到30米的范围内几乎是完全透明的，我们一般把1毫米到30米的范围称为射电窗。

大气对其他波长很敏感，比如紫外线、X射线、伽马射线是不透明的，这些波段的天文观测只能在卫星后几天才能实现。

红外

最早的红外观测可以追溯到18世纪末。然而，由于地球的吸收和散射 在美国的大气层中，地面上的红外观测仅限于几个近红外窗口为了获得更多的红外波段信息，空间红外观测是必要的。现代红外天文观测在六世纪非常繁荣、20世纪70年代，高空气球和飞机携带的红外望远镜或探测器被用于观测。

1983年1月23日，第一颗红外天文卫星IRAS由美国英国和荷兰联合发射。它的主体是一架直径57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文学在各个层面的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热门目标。

1995年11月17日由欧洲、美国和日本的红外空间天文台（ISO）发射到太空并进入预定轨道。ISO的主体是一个直径为60 cm的R-c型望远镜，功能和性能都比IRAS好很多它携带四个观测仪器分别实现成像、偏振、分光、光栅分光、F－P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比，ISO的波段范围更宽，从近红外到远红外；具有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）以及更多的功能。

ISO实际工作寿命30个月，定点观察目标（IRAS观测是巡天观测）这样可以有针对性的解决天文学家提出的问题。据预测，未来几年，基于ISO数据的研究将成为天文学的热点之一。

从太阳系到宇宙的大型红外望远镜与光学望远镜有很多相似或相似之处，所以可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使其也能从事红外观测。这样，这些望远镜就可以在月夜或白天进行红外观测，充分发挥观测设备的效率。

紫外

紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100 ~ 100埃。紫外线观测应在150公里的高度进行，以避免臭氧层和大气的吸收。第一次紫外线观测是用气球携带望远镜上天后来利用火箭航天飞机卫星等航天技术，才使紫外观测有了真正的发展。

紫外波段的观测在天体物理学中具有重要意义。紫外线波段是介于X射线和可见光之间的频率范围历史上，紫外线和可见光的分界线是3900埃当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段是3100 ~ 100埃，与X射线相连这是因为臭氧层对电磁波的吸收极限在这里。

1968年，美国推出了OAO-2，然后欧洲也推出了TD-1A，他们的任务是对天空中的紫外线辐射进行普查。OAO取名哥白尼-1972年推出，搭载0.8米紫外望远镜已正常运行9年，观测到950至3500埃的天体紫外光谱。

1978年，发射了国际紫外线探测器（IUE）虽然它的望远镜口径比哥白尼的小，但探测灵敏度却大大提高了。IUE的观测数据已经成为一个重要的天体物理研究资源。

1990年12月2日至11日，哥伦比亚号航天飞机搭载了阿斯特罗-天文台在空间实验室进行了第一次紫外线光谱天文观测；自1995年3月2日起，阿童木-天文台完成了为期16天的紫外天文观测。

1992年，美国宇航局发射了一颗观测卫星―极紫外探测卫星（EUVE），是在极紫外波段进行天空观测。

1999年6月24日，FUSE卫星发射升空，该卫星归NASA所有'起源计划'其中一个项目，其任务是回答天文学关于宇宙演化的基本问题。

紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分在哥白尼发射后的30年里，EUV在紫外波段得到了发展（极端紫外）FUV（远紫外）UV（紫外）以此类推，覆盖所有紫外波段。

X射线

X射线辐射的波段范围是0.01-10 nm，其中波长更短（能量较高）有些被称为硬X射线，那些波长更长的被称为软X射线。来自天体的x射线可以 根本达不到地面因此，直到20世纪60年代人造地球卫星发射后，天文学家才进行了重要的观测，X射线天文学才得以发展。在早期，太阳 主要观察x光片。

1962年6月，美国麻省理工学院的研究团队首次发现了来自天蝎座的强大X射线源，使非太阳X射线天文学进入了一个相对快速的发展阶段。20世纪70年代，高能天文台1号、嫦娥二号两颗卫星发射成功，首次开展X射线巡天，使X射线观测研究向前迈进了一大步，形成了X射线观测热潮。自20世纪80年代以来，许多国家发射了卫星来研究X射线波段：

1987年4月，前苏联的一枚火箭将德国送入太空、英国、前苏联、荷兰和其他国家开发的x射线探测器被送入太空

1987年，日本 X射线探测卫星GINGA发射升空

1989年，前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星―格兰纳特，包含前苏联、法国、保加利亚和丹麦研制的7种探测仪器主要用于成像、光谱与爆炸现象的观察和监测

1990年6月，伦琴X射线天文卫星（简称ROSAT）进入地球轨道，获得了大量用于研究工作的重要观测数据，基本完成了预定的观测任务

1990年12月'哥伦比亚'航天飞机航天飞机将是美国'宽带x射线望远镜'带到太空进行为期九天的观察

1993年2月，日本'飞鸟'x射线探测卫星由火箭送入轨道

1996年，美国启动了'x射线光度探测卫星'XTE）

1999年7月23日，美国成功发射了先进的X射线天体物理设备（CHANDRA）其中一颗卫星将于2000年发射

1999年12月13日，欧洲共同体航天局发射了一颗名为XMM的卫星。

2000年，日本还将发射一个X射线观测装置。

这些项目和计划表明，未来几年将是X射线观测和研究的高潮。

y射线

伽马射线比硬X射线波长更短，能量更高因为地球的吸收美国大气层，伽马射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星携带的仪器进行。

美国康普顿，1991年（γ射线）空间天文台（孔通格罗或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是在γ波段进行首次巡天，同时对强宇宙γ射线源也高度敏感、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量取得了许多具有重大科学价值的成果。

受康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构制定了一个新的伽马射线望远镜计划－INTEGRAL将于2001年送入太空，它将为康普顿空间天文台之后伽马射线天文学的进一步发展奠定基础。

图注：这是美国亚利桑那州格雷厄姆希尔大学国际天文台拍摄的第一张宇宙天体照片这是1的距离.2亿光年的螺旋星系。它是目前世界上最大的双目光学天文望远镜。

倍率x物镜口径（直径，mm）不同类型的望远镜在规格表示上只有一些小的差距，但并没有脱离这种模式，下面一一解释：

固定放大率望远镜（也是最普通的望远镜）的表示方法：倍率x物镜口径（直径，mm）比如7x35，就是说这个望远镜的放大倍数是7倍，物镜口径是35 mm；10×50意味着这台望远镜的放大倍数是10倍，物镜的口径是50 mm。

连续变焦望远镜规格的表示：连续变焦望远镜是由“最低倍率-最大放大倍数x物镜光圈（直径mm）来表示，如8-25x25意味着这台望远镜的最低放大倍数是8倍、最大放大倍数为25倍、可以在8次到25次之间连续变化、口径是25毫米。

固定变焦望远镜的图示：低倍率/高倍率（更高倍率）x物镜口径（直径mm）有时使用 的最低放大倍数-最大放大倍数x物镜光圈（直径mm）例如，15的表示/30*80是指15倍和30倍的固定放大倍数、直径为80毫米的望远镜。

防水望远镜的表示：一般在望远镜模型后面加WP（防水 ）比如8X30WP指的是防水望远镜，放大8倍，物镜直径30mm。

广角望远镜的表示：一般在望远镜模型后面加WA(Wide Angle角度角度）比如7X35WA指的是放大倍数为7倍，物镜直径为35mm的广角望远镜。

有些经销商把前后数相乘的乘积作为望远镜的放大倍数来欺骗消费者，这是不道德的有些经销商甚至随意扩大两个数字来欺骗消费者曾经看到过一个规格为990x99990的10x25 DCF望远镜，天啊！990倍的、直径99990mm的望远镜是什么概念？

倍率

望远镜的倍率：望远镜的放大率指的是望远镜和望远镜之间的距离放大对象的能力比如用7倍的望远镜观察一个物体，700米外观察到的物体效果和100米外用肉眼观察到的物体效果差不多（当然，由于环境的影响，效果更差）很多人总觉得放大倍数越高越好，一些经销商和厂家也用虚假的高放大倍数来吸引、欺骗消费者，市面上的一些望远镜，比如直径80mm，焦距900mm的，其实标注的是990倍！其实望远镜的合理放大倍数与望远镜的口径和观测方式有关：大口径，倍数可以适当高一些，支架可以比手持的高一些。放大倍数越大，稳定性越差，观察视野越小、越暗带来的抖动越多，呼吸气流和空气波动的影响也越大。用于观察的手持双筒望远镜，7-10次最合适，最好不要超过12次如果望远镜的放大倍数超过12倍，用手观察会很不方便。世界上大多数军用望远镜使用6-10倍，如中国 美国的军用望远镜主要是7倍和8倍，因为清晰稳定的成像很重要。

视场

视场（字段 中的 查看）指在一定距离内观察到的范围大小。视场越大，观察范围越宽越舒适，视场一般是千米处的视场（可观测的宽度）和换算成角度（角度 中的 查看）为了表示，有三种常见的表示法：一种是直接用角度，比如 视图:9的角度 ；二是在一千米的可视范围，如Field of view:158m/1000m；第三种是千码尺，其实和第二种差不多，比如 的字段  vies :288 ft/1000y.一般来说，光圈越大，放大率越低，视野越大，但目镜组的设计也很重要。

出瞳直径

出瞳直径是图像通过望远镜后在目镜上形成的光斑大小出射光瞳直径可以通过以下公式获得：物镜口径/倍率=出瞳直径。由此可见，物镜越大、倍数越低，出瞳直径越大。从理论上讲，出瞳直径越大，观察到的景物越亮，有利于在昏暗光线下观察。所以在选择望远镜的时候，要尽量选择出瞳直径较大的望远镜，那么是不是越大越好呢？不会，因为我们一般在白天使用望远镜，那时人眼的瞳孔很小，只有2-此时，如果出射光瞳的直径大于4 mm，则大多数有用的光不会被人眼吸收，而是被浪费掉。人眼的瞳孔在黄昏或黑暗中只能达到7 mm左右。所以一般来说，选择直径不小于3 mm的出瞳就足够了。所以出瞳直径也叫黄昏因子。

镀膜作用

天文望远镜

如果你注意观察，你会发现望远镜的物镜外面有不同的颜色，红色、蓝色

的，还有绿色的、黄色的、紫色之类的，这就是通常所说的涂层。那么镜片镀膜的作用是什么呢？镜片镀膜的作用是防止光线在镜片上反射的漫射光造成的雾白，馈入反射，增加透光率，增加色彩对比度、亮度，提高观察效果。一般镀膜层越多、越深、越厚，观看效果越好，亮度越高。涂层的颜色取决于光学材料和设计要求，涂层越薄、反射越小越好常用的有蓝膜和红膜蓝膜是传统的镀膜，红膜出现在上世纪前半叶。很多人觉得红膜比蓝膜好，市面上也有很多反光膜、闪亮的红色薄膜望远镜，一些经销商称之为涂层“红外线”次红外线”红宝石镀膜”等等，我 我最后会告诉你它是全天候的、可以在夜间观察的红外夜视望远镜，请不要 不要被广大镜友忽悠了。真正的红外夜视仪是光电管成像，在结构和原理上与望远镜完全不同它可以 不能在白天使用，需要电源才能观察。事实上，当光线穿透玻璃时，必然会引起一些反射，降低亮度镀了红膜后，因为反光严重，亮度会降低的更厉害这种望远镜通常用于在雪地里阳光强烈时降低亮度一般情况下，蓝膜更好，绿膜更优秀（很多著名的相机和相机镜头都镀了蓝膜，就是这个原因）

名词解释

DCF、UCF、PCF是人和望远镜型号的习惯名称，DCF指的是带有贝汉棱镜的直筒望远镜，UCF指的是带有保罗棱镜的小望远镜，也就是常说的小保罗，PCF指的是带有保罗棱镜的大望远镜，也就是常说的大保罗。

每次我们把望远镜从盒子里拿出来安装或者大幅度移动，都要重新调整两个反射镜的光轴，创造一个方便观察的环境。首先，让我们 下面说说简单的操作方法：

结构

天文望远镜结构

1，主镜由物镜（最前面的镜片组）调焦系统和目镜（末端的镜组）组成，在

镜筒上会标注主镜焦距，用f表示，F600表示主镜焦距为600 mm，主镜口径会标注，80 mm表示口径为80mm，请注意，口径是决定望远镜性能的第一标准，口径越大越好。另外天文望远镜的视野也不会像双筒望远镜那么广如果想看更广的区域，可以选择F值大的目镜（如20毫米25毫米40毫米）另一方面，看到的范围会缩小（如8毫米12毫米4毫米）一般家用天文望远镜的目镜视场是1度（直径两个满月，也就是说你的视野可以装下两个满月）聚焦系统是一种调节清晰度的装置。

2寻星器是一个很重要的配件，尤其是对于初学者来说，因为它的作用是找到目标。那么它为什么能找到目标呢这是相对的上面我们说了，一般望远镜的视野是1度，而寻星器的视野可以达到6度-10度，所以比主镜更容易发现视野大的目标。从取景器的目镜中，我们可以看到在视野中有一个十字丝这是定位装置如何使用将在下面讨论。取景器的另一个设备是它有三个螺丝，用来调整取景器的方向，下面会提到。

3手控装置，大大方便了我们认识和寻找星星，输入当地经纬度，让望远镜筒指向北方和水平。然后定位一颗两颗或多颗恒星后，就可以根据内置的恒星名称找到恒星行星星云星团星座等等．并能在找到星星后随星星移动。

操作流程

如果望远镜配备了赤纬仪器，则必须调整赤经轴和赤纬轴之间的平衡。具体步骤省略。

1．将主镜和取景器的光轴调整到平行

安装望远镜后，我们首先选择一个比较大的建筑目标，比如烟囱空调室外机等。不考虑取景器，先选择望远镜配备的F值最大的目镜，安装在主镜上（一般20mm或者8 mm）用主镜慢慢找到你正在看的物体这里以某空调室外机上的一个标志为例我们选择大的物体，这样主镜可以很容易的找到它们。大型物体很容易找到我们调整焦距系统使图像清晰，并保持图像在主镜的中心的视野找到后，锁定所有三脚架。注意，仔细观察主镜中的影像，在脑海中画一个主镜视野的十字平均值，看看影像的哪一部分是中心点。

2．调节寻星镜

主镜已经修复了图像让 让我们调整一下取景器。慢慢转动取景器上的三个螺丝缓慢调整，把刚好在主镜中心的图像尽可能调整到取景器十字丝的中心，要有耐心这可能是最焦虑的时候。这里需要注意的是，有时候我们确实会把图像调整到中心，但是观察三个螺丝，有可能其中一个没有对接取景器，说明调整不成功，只是偶然，所以一定要观察三个螺丝要对接镜筒，哪怕只是稍微接触一下，这也是因为以后移动镜子不会影响取景器。当图像调整到中心时，光轴的调整完成。

3．以上两个环节的目的是让两个镜筒的光轴平行，而不是观察一个个体必须理解。

4．嗯，当两个镜子的光轴平行时，我们可以观察到所有的物体。

具体操作如下：

松开刚刚锁定的三脚架，慢慢移动到观察对象的大致方位，要轻，否则取景器可能会晃动，之前的工作就白费了。移动到大致位置后，先通过取景器观察瞄准，将被观察物体放在取景器十字中间（It 这是旋转三脚架，不是取景器）到了中央，观察主镜你会发现被观察的物体老老实实地出现在主镜的视野里，调整焦距就变得清晰了。这是因为光轴是平行的。如果你能 t看不到，还是说明光轴没调好，或者你移动的时候不小心移动了取景器，只能耐心调整。

光学类型

1． 折射型：使用方便，视野大，星像亮，但有色差，会降低分辨率，使用维护方便。

2． 反光：没有色差，但是彗差和散光较大，使得视野边缘图像变差；常用牛顿反射镜，其光学系统简单在同样的价格下，可用的反射镜孔径最大，集光能力最强。但由于需要调整光轴，初级天文爱好者很难使用；主镜筒敞开，与外界空气接触，气流干扰观察，容易腐蚀主镜镀膜。

3． 反射折射型(马卡)结合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。有施密特-塞格林和马克苏托夫-卡塞格林2种。但是次镜阻挡了部分入射光，影响了入射光。

性能参数

1． 口径：物镜的有效孔径理论上决定了望远镜的性能。光圈越大，聚光能力越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。

2． 集光能力：望远镜接收到的光量与肉眼接收到的光量之比。当人的瞳孔完全张开时，其直径约为7毫米。直径70mm的望远镜，集光能力为70/7=10倍。

3． 号决议：望远镜 分辨图像细节的能力。分辨率主要和光圈有关。

4．放大 倍：物镜的焦距与目镜的焦距之比，如先锋60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大率=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数越大，你看到的图像就越大。

放大倍数越大越好通常，最大可用放大率不大于1毫米直径.5倍，超过最大有效放大倍数后，图像变大，但清晰度不会增加。

5． 焦比：物镜的焦距与光圈的比值相当于相机镜头上的光圈。如果光圈不变，物镜焦距越长，焦比越大，容易获得更高的放大倍数；物镜焦距越短，焦比越小，不容易得到更高的放大倍数，但图像更亮，视场更大。

短焦距镜（小焦距比，焦距比=6）适合观测星云、寻找彗星；

长焦距镜（大焦距比，焦距比15）适合观察月球和行星

中焦距镜（中等焦距比， 6；焦比=15）适合观测双星、聚星、变星和星团，

两者都可以，非常适合新手。

6． 视场：观测者望远镜成像的天空区域的角度眼睛，也称为视野角。放大倍数越大，视野越小。

7．极限星等：是望远镜能观测到的最暗的星等专业和口径、焦比有关。视力正常的人，在黑暗中、当空气透明时，你可以在最暗的地方看到一颗6星等的恒星，而70mm望远镜的集光能力是肉眼的100倍，你可以看到一颗比6星等的恒星暗5个星等的11星等的恒星。

支架机构

赤道仪

1． 地平线类型：结构和使用简单，调节精度低，无法跟踪天体，适合初学者

2．赤道仪式：赤道望远镜是用来抵消地球的s自转，并在观测过程中跟踪天体的运动；结构和使用复

杂，调节精度高；赤道仪有手动和电动两种，手动跟踪赤道仪适用于特殊的天文观测

高档电跟踪赤道仪多用于特种天文跟踪摄影和观测研究

3，经纬式；它基于赤道平面；此外，精密电机由手控器控制以找出

发现天体目标，发现后自动跟踪．爱好者经常用它进行天文跟踪摄影和观测研究

几大国际品牌都在中国代工．

初学者在熟悉水平支撑后，可以选择手动赤纬仪；第一次调整可能会比较复杂，但是熟悉之后观察星空就会容易很多；业余爱好者研究天体摄影时，经常使用电跟踪赤道仪（电导），但价格较贵。

光学质量

白天可以用双筒望远镜观察远处的建筑，将建筑的轮廓移动到视野的1/4如果轮廓线上的橘黄色黄色或蓝紫色特别明显，或者轮廓线极度弯曲，光学质量就会很差；看远处的树叶一般直径60mm的望远镜可以看到40米外的叶片叶筋如果不清晰，光学质量很差（博冠开拓者60/700 ，你可以看到60米外的梧桐叶的筋）夜间观测恒星时，如果看到颜色明显的恒星，或者视野边缘的恒星拖着尾巴，其长度是恒星的两倍，说明光学质量很差，不适合天文观测

选择31.7mm（1.25英寸）大目镜接口可以获得更好的光学质量。

1．望远镜一分钱一分货，一定不要贪图便宜，小作坊的产品。中国一些著名的望远镜品牌（如杏林MIDE和管波、爱牧夫、天狼、晶华，星特朗等）望远镜质量和口碑都不错，有正规的销售点，可以现场自己挑选对于100mm以下的望远镜，国产品牌的性价比还是相当不错的。

2．根据个人和的经济能力，尽量选择大口径的望远镜；

对于初学者来说，普通观星可以选择7X50的双筒望远镜，携带方便。条件较好的建议选择60mm、70mm、80毫米孔径折射镜：

首先是携带、易于使用和维护，并能经常进行观察（超过100mm的相对来说太重了，无法携带；看多少取决于观测次数而不是望远镜口径）

其次，即使在光害严重的城市也可以观看太阳黑子、月面和木星、土星等明亮天体

另外价格低，以后买更大更好的望远镜，可以升级当导星镜，充分利用

3．天文望远镜品牌很多，各有优劣。但这些都是我们能负担得起或者不影响入门学习的观察。记住，没有完美的镜子选择适合自己的最重要。你要花一年的时间来选择买什么样的镜子，所以你观察和研究的时间比别人少，你对镜子本身的使用和认识也是落后的。我的意思是，不管你听别人说了多少，你都可以 不要拿自己和拿着镜子的好处相比。

1．千万不要用望远镜直接看太阳必须通过投影或者特殊的过滤措施观看太阳，否则会灼伤视网膜，对主镜造成一定的损伤。

2．唐 不要把望远镜当成玩具望远镜是精密的光学仪器小心使用和维护它们

3．唐 我不认为用望远镜可以看到一切你真的可以看到天体和天体上的细节t通过望远镜肉眼分辨不出来，但是观看效果越好，价格越高没有完美的望远镜，选择适合自己的最重要；

4．每个望远镜都有合适的放大倍数。超过这个倍数不会增强分辨率，反而会使物体变得非常暗，难以看清。对于直径60 mm到80 mm的望远镜，合适的放大倍数应该在100倍以下，放大200倍几乎什么都看不到。

5．如果你能 不要在夜空中辨认超过五个星座不要匆忙使用望远镜，因为你可能会如果你找不到可以观察到的星星，你只能看月亮；

6．天文望远镜通常可以观看风景或者动植物，可以轻松获得比双筒望远镜更高的放大倍数。然而，使用比率应低于100倍，20-50倍最合适。

天文望远镜

1．倍率

通过天文望远镜看地面或月球上的景物，物体似乎越来越近，同时可以看到月球表面的许多坑坑洼洼，因为望远镜有放大的功能。

望远镜的放大倍数是怎么算出来的？放大率是物镜的焦距除以目镜的焦距。

目镜的焦距

在放大倍数的计算中，物镜的焦距通常是固定的，通过更换不同的目镜，我们可以用许多不同的放大倍数来观察星季。放大倍数越大，可视范围越小。

2．集光力

望远镜的另一个重要性能是它的聚光能力。聚光能力是望远镜收集光线的能力。聚光能力是由天文望远镜的孔径决定的嘴越大，聚光能力越强，能看到的星星越暗。

3． 号决议

分辨率是能刚好区分两点的最短距离。望远镜的分辨率由极限分辨率角来表征。分辨率角度越小，分辨率越好。根据物理光学理论，入瞳为D的理想光学系统的极限分辨角为φ=1°.22λ/d，所以望远镜的入瞳直径（一般是物镜口径）越大，分辨率越好。除了考虑望远镜本身的极限分辨角，还要注意人眼的极限分辨角（约1度）望远镜的角放大率应该足够大，以防止人眼限制其分辨率。

4． 极限震级

星等越大，恒星越暗天文望远镜能看到的恒星有多暗是有一定限度的，所以每一台天文望远镜都有自然界中望远镜的极限星等。例如，一架望远镜只能看到13颗星星，但它可以 我看不到15颗星星。

5．物镜

物镜的直径越大，能看到的星等就越暗小口径的物镜适合观测行星，不同的恒星需要不同口径的天文望远镜。

(6 ) 出瞳直径

望远镜的直径的出瞳应该与人眼的出瞳相匹配。人与自然人的瞳孔可以在2毫米到8毫米的范围内变化s的眼瞳为2mm，出瞳直径为d'=D/Γ+1），其中γ是视觉放大倍数，d是入瞳直径（物镜口径）盲目增大放大率时，出瞳直径减小，像面抖动明显当瞳孔小于眼瞳时，视野会变暗。

结构

主镜筒

主镜筒是观测恒星的主要部件。

寻星镜

主镜筒通常以几十倍甚至更高的放大倍数观测恒星。在找星星的时候，如果用几十倍的时间去找，上海天文台用主镜筒找就没那么简单了，因为视场小所以我们用一个只有几倍放大倍数的小望远镜，利用它大视场的功能，先找出被观测恒星的位置，这样就可以在主镜筒中直接观测到中低倍放大的恒星。

目镜

如果天文望远镜缺少目镜，就没有办法看到星星。目镜的作用是放大。通常一架望远镜要配备三种目镜低中高倍奇观。

赤道望远镜是一种可以长期跟踪和观察恒星的装置。赤道仪的形式有很多种，我们经常看到德国的赤道仪。赤经仪分为赤经轴和赤经轴，其中赤经轴最为重要。在使用中，赤经轴的轴线必须与天球的北极对齐找到星星后，跟踪电机打开，离合器锁紧，就可以跟踪星星了。为了使赤经轴与北极星对准，北京天文馆在赤经轴中心安装了一台小型望远镜，称为极轴望远镜。在赤经轴和赤纬轴上，有大有小的微调，它们的作用是寻找辅助找星。

经纬台

经纬度台电机可以驱动赤经轴，以与地球相同的角速度反向寻找和旋转的旋转，跟踪恒星，并长时间保持恒星在视野中。另外还可以用更快的速度找到要观测的星星，增减上海天气做天体摄影的功能。赤纬跟踪电机的作用是在观测到的恒星偏离视觉中心时进行调整和修正，寻找恒星和天文摄影。一般来说，赤经仪要有赤经电机如果需要长时间拍摄天文图像，既需要赤经，也需要赤经电机。

三脚架台和脚架

三脚架台用于接纳赤道望远镜和镜筒连接三脚架，作为承载望远镜和赤道望远镜的支撑。小型赤道冰川期3仪器一般用三脚架，较重的赤道仪器用单柱脚。

磁偏角仪的控制箱和电源

如果赤道望远镜能运行，就必须用电源驱动跟踪电机工作。一般便携式红梅雨歌乐器需要购买干电池或蓄电池，适合在野外山区使用。赤道望远镜的控制盒设计有很多功能，可以观测恒星寻找恒星和从事天体摄影等需求。