望远镜工作坊.doc

天 文 望 遠 鏡 入 門 望遠鏡是一種用以觀測遠方物體的儀器。一般來說，望遠鏡所指的都是光學望遠鏡。而另外那些接收其他波段的望遠鏡，如接收無線電波的射電望遠鏡等，亦各有用途。望遠鏡的起源至今仍難以稽考，普遍認為是一位荷蘭的造鏡技師李伯舒(Hans Lippershey)於1608年發明的。而首位使用望遠鏡觀測天體的是意大利天文學家伽利略(Galileo Galilei)。透過望遠鏡，伽利略發現了木星四大衛星、金星的盈虧，觀測到太陽黑子以及月球的環形山等。望遠鏡的出現大大擴闊了人類的眼界。 望遠鏡的結構 一台完整的望遠鏡可分為三部分﹕ 鏡筒—望遠鏡的光學部分； 基座(Mount)—負載鏡筒並可各方靈活轉動的部分； 腳架—支撐並穩定整台望遠鏡的部分。 望遠鏡的光學原理 鏡筒內的鏡片構成望遠鏡最重要的光學部分，就光學結構一般可分為三類： a. 折射式望遠鏡（Refractor） 折射式望遠鏡的物鏡(objective)是由一組透鏡(lens)置於鏡筒前端所構成的，其原理是利用凸透鏡組合把光線收集聚焦，再利用目鏡造出放大的影像。伽利略使用的就是折射鏡。 ?折射鏡成像尖銳，密封的鏡筒能避免氣流影響及減少塵埃進入。為了避免色差問題，優質的折射鏡片會由兩至三塊透鏡複合而成，因此價錢亦較貴。 b. 反射式望遠鏡（Reflector） 反射式望遠鏡的物鏡置於鏡筒末端，由一塊凹面的反射鏡所構成的。原理是利用這塊呈拋物凹面的反射鏡把光線聚集，然後再用一塊放在鏡筒前端的「副鏡」把光反射到鏡筒外，再利用目鏡造出放大的影像。反射鏡普遍可分為牛頓式（Newtonian）及卡塞格林式（Cassegrain）。 ? ? 牛頓式反射鏡 卡式反射鏡 由於光線經過反射，反射鏡焦距較長，而主鏡位於底部的設計能得到較大承托，適合製造大口徑的望遠鏡。反射鏡片製作比較簡單，價錢亦較廉宜。不過沒有封閉的鏡筒會令影像受氣流影響，亦容易讓塵埃進入。 c. 折反射式望遠鏡（Catadioptric Telescope） 折反射式望遠鏡是種結合折射與反射的光學系統光線透一片修正透鏡Corrector)產生曲折，折反射鏡的修正透鏡位於鏡的最前端，最主要的作用是用來修正球面主鏡的球面像差。Schmidt-Cassegrain）及馬克蘇托夫式（Maksutov）。 施密特-卡式望遠鏡 由於光線經過反射屈折，折反射望遠鏡可以短鏡身擁有長焦距。另外亦有鏡前由修正鏡密封的好處。不過因為其設計比較複雜，價錢會比反射鏡高。 望遠鏡基座的運作原理 望遠鏡基座是運轉鏡筒的關鍵。基座大致可分為兩類： 經緯儀(Altazimuth mount) 可以自由控制望遠鏡作水平和上下方向移動的基座，設計簡單，攜帶輕便。除了一般架在腳架上的經緯儀，另外有適合大型望遠鏡的杜蘇式(Dobsonian)經緯儀。杜蘇式製作簡單，能負載大型望遠鏡，很多喜歡自製望遠鏡的天文愛好者都會選用這種基座。不過經緯儀的設計沒有對極的特點，在追蹤天體時需要同時轉動兩支微調，對於長時間觀測和拍攝非常不便。 赤道儀(Equatorial mount) 赤道儀的轉動以天球的赤經(R.A)和赤緯(Dec)兩個方向為基礎。只要首先把赤道儀的極軸對準天球北極的方向，運作時便可自由跟從赤經或赤緯兩軸移動。此基座最大的好處是只需轉動赤經軸(R.A)，便可抵消地球的自轉從而追蹤天體。赤道儀結構比經緯儀複雜和笨重得多，所以價錢亦較高。 常用的赤道儀有德式和叉式。德式比叉式更笨重，不過亦更穩定。 望遠鏡的性能 望遠鏡有三大主要功能： 集光能力(Light collection) 望遠鏡的威力取決於它的集光力。愈大口徑的望遠鏡便有愈大的集光力，便能收集更多光線，觀測到更暗的天體。計算集光力即是比較人眼瞳孔面積與望遠鏡口徑(D)的面積。人眼瞳孔於漆黑環境中可以擴張至7mm左右，所以集光力的計算如下： 集光力 = D2 72 例如60mm口徑的望遠鏡集光力比人眼強約73.5倍。 小口徑望遠鏡不能將兩顆接近星點分辨 大口徑望遠鏡能將兩顆接近星點分辨 分辨能力(Resolution) 分辨力是指望遠鏡能把兩個靠近的星點分開的能力。當兩顆星的視角距離小於望遠鏡的分辨力，便不能把星光分為兩個獨立的源。人眼的分辨力約為1角分。分辨力的公式如下： 分辨力 = ????? 120? ?? D(mm) 放大能力(Magnification) 望遠鏡的放大倍率即是比較物鏡焦距(F)與目鏡焦距(f)的計算： 放大倍率 = F f 例如物鏡焦距為1000mm的望遠鏡配合40mm目鏡，放大倍率為25倍。 只要更換不