|
1.天文望远镜的目镜种类与结构 惠更斯目镜（H式或HW式） 荷兰科学家惠更斯于1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍，镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。 冉斯登目镜（R式或SR式） 于1783年设计成功，也是两片两组结构，由凸面相对，焦距相同的两个平凸透镜组成。间距为两者焦距和的2/3-3/4，其色差略大，场曲显著减小，视场约为30-45度，目前已很少采用。 凯尔纳目镜（K式） 是在冉斯登目镜的基础上发展而来，出现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有 [/url] 目镜 着舒适的[url=http://baike.baidu.com/view/2373401.htm]出瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。 阿贝无畸变目镜(OR式) 1880年由德国蔡司公司创始人之一的阿贝设计，为四片两组结构，其中场镜为三胶合透镜，接目镜为平凸透镜，该目镜成功的控制了色差和球差，并把鬼像和场曲降低到难以察觉的程度，它还具有40-50度的平坦视场和足够的出瞳距离，在各倍率都有良好表现，一直被广泛采用。 爱勒弗广角目镜 1917年研制成功，是专门为需要大视场的军用望远镜设计，是其后所有广角目镜的鼻祖，结构为5片三组，视场高达60-75度。非常适合观测深空天体，由于边缘存在像散，所以不太适合高倍设计，其在低倍时的表现是非常出色的。 普罗素目镜（PL式） 又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OL目镜相当，但具有更大的出瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率， 是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。 Nagler目镜 一种于1979年由美国人设计的高档目镜，有着82度的惊人视场，优质的边缘像质和舒适的出瞳距离，以及复杂的结构和高昂的价格，和超过一公斤 2.天顶镜 因为使用折射望远镜（或其他目镜光轴和物镜光轴平行的望远镜），看天顶附近或地平角度较高的天体时会感觉很费劲。此时人要近可能降低头部的高度，还要靠近目镜垂直望上看， 天顶镜 那是多么痛苦的事情。 为了能方便观测，我们就使用一块90度棱镜（全反射原理）或平面反射镜使光线折90度方向，这样就可以接近水平观测了。因为折了90度，再加上你观测的方向和目标方向垂直又是个90度这样共180度，所以如果水平看地面目标的话，会感觉观测物体上下被颠倒了，但是左右没有颠倒。反射镜因为本身目镜的光轴和镜筒的光轴成90度垂直状态，所以用不上天顶镜。 另外，天顶镜和天文摄影没有什么必然的联系，它只是个方便观测的附件。对于摄影其实最好省掉它，因为加工粗糙的天顶镜很影响成像质量。 3.寻星镜寻星镜inder scope，大型望远镜附有的小型、小光力的望远镜，用以帮助观测者寻找天体位置。寻星镜是专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米，焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜，其放大率约10～20倍。 寻星镜是用来方便观测者找寻所要观测天体时用的低倍小型望远镜，首先当然须要将望远镜与寻星镜的光轴调较到互相平行,而寻星镜目镜均付有十字线方便瞄准之用。通常的寻星镜都是6x30(即放大倍率为6倍,而物镜口径为30mm),8x40,10x50不等。也有些寻星镜是没有倍数的 寻星镜 ，如 Telrad，看起来像个瞄准器，使用十分方便。 寻星镜是专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米，焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜，其放大率约10～20倍。 为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径一般在2～5厘米左右，视场在3°左右，放大率在6～10倍左右，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。 4.增倍镜 增倍镜能够增大摄录机的光学变焦倍数。如果光学变焦倍数不够，我们可以在镜头前 增倍镜 一增倍镜，其计算方法是这样的，一个2倍的增距镜，套在一个原来有4倍光学变焦的数码相机上，那么这台数码相机的光学变焦倍数由原来的1倍、2倍、3倍、4倍变为2倍、4倍、6倍和8倍，即以增距镜的倍数和光学变焦倍数相乘所得。 增倍镜（也有叫增距镜，也有称远摄变距镜的），它是一个安装在镜头和照相机机身之间的光学附件。它可以放大影像。 增倍镜具有不同的放大量。一只2×增倍镜能够使影像的大小加倍，也就是说，安装它以后可以使镜头的焦距有效地加倍。如果把增倍镜附加在50mm镜头上，得到的影像会和100mm镜头所拍摄影像大小一样；如果把它装在200mm镜头上，就会得到400mm镜头产生的影像大小等等。 增倍镜能够增大相机的光学变焦倍数。如果光学变焦倍数不够，我们可以在镜头前加一增倍镜，其计算方法是这样的，一个2倍的增距镜，套在一个原来有4倍光学变焦的镜头上，那么这台相机的光学变焦倍数由原来的1倍、2倍、3倍、4倍变为2倍、4倍、6倍和8倍，即以增距镜的倍数和光学变焦倍数相乘所得。 5.望远镜分辨率 分辨率resolution，港台称之为解析度 就是屏幕图像的精密度，是指显示器所能显示的像素的多少。由于屏幕上的点、线和面都是由像素组成的，显示器可显示的像素越多，画面就越精细，同样的屏幕区域内能显示的信息也越多，所以分辨率是个非常重要的性能指标之一。可以把整个图像想象成是一个大型的棋盘，而分辨率的表示方式就是所有经线和纬线交叉点的数目。 望远镜的分辨率，也可以说是光学透镜的分辨率。光具有波动性和粒子性，所以通过透镜汇聚的光线投射到感光元件上，如果两个像点距离很小，就会发生干涉，如左图。角度这个参数就是望远镜或者透镜的理论分辨率，一般用弧度表示。 分辨力示意 这个数值越小，也就是可以分辨的物体越细小，那么透镜的分辨率越高，这个角度与透镜的口径和所使用波长有关，理论计算可得最小分辨角：r=1.22λ/D，其中λ为观测波长，D为望远镜的口径，二者取同一单位时r的单位为弧度。对于目视观测，通常取λ为肉眼最敏感的550nm。这个数值是一个理论结果，实际上地面观测，受到气流，污染物，杂光等的影响也就达不到这个最好的效果，也就是分辨率要下降。对于人眼来讲，平均瞳孔直径7mm，有60角秒的分辨率，而对于口径116mm口径的小型望远镜，具有1角秒的分辨率。 6.望远镜焦比简单来说，焦比是指望远镜焦距长度与口径的比值，F=f/d。望远镜的焦比是指望远镜物镜的焦距和其有效口径之比。比如物镜焦距是100厘米，有效口径是10厘米，焦比就是10。一般来说，焦比小的望远镜球差和色差都比较大，所以焦比大有利于成像质量则望远镜口径愈大，焦比就愈小，影像就愈亮，但也不是越大越好，因为太大了，镜筒就会很长，制造和使用都不方便。 7.集光力集光力，它是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示，数值是望远镜口径和人眼「口径」﹙瞳孔直径﹚的面积比﹙平方比﹚。 集光力，它是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示，与望远镜的焦距，放大倍无关。 集光本领 望远镜口径越大，集光力愈强，可以看见星星的数目亦增加，集光力是收音机收集光线比眼睛强多少倍的意思。集光本领乃望远镜物镜直径平方和瞳孔直径平方之比。人的瞳孔，日间受光影响，故收缩，晚上则尽量扩大，直径伸缩由四毫米至八毫米，平均值是七毫米。 望远镜比肉眼大上许多倍，以一枝150 毫米即六吋口径反射镜来记算，就比肉眼看东西明亮 495 倍。当然望远镜口径大还可以观察到更加暗的星星，口径和星等的关系如右。 人的瞳孔是固定的，所以要增加集光本领就唯有向物镜直径打主意，造一枝大口径望远镜。但大口径镜的球面和抛物面值相差颇大，一定要磨成抛物面，初学者未掌握好磨镜技术的话，因该以小口径开始。另外大口径望远镜又必须做一座重型精密、稳定性高的脚架，否则在调校光轴，对准星体时就会出现困难。而机械制作所花的时间可能还比磨镜还多，怎样可令至初学者兴趣慢慢减低。而搬运如此重的装备往郊外观测也很成问题。经历数次辛劳后，望远镜可能被放置在屋角去渡其晚年 。 即：集光本领=物镜直径（mm)平方/49 极限星等=1.77+5xlog物镜直径（mm)=8.8+5xlog物镜直径（吋） 分 辨 本 领 (ResolvingPower) 直径 直径 分 辨 本 领 吋 毫米 弧秒 2.5 63 1.82 3 76 1.52 4 100 1.14 6 150 0.76 8 200 0.57 10 250 0.46 12 300 0.38 14 350 0.33 16 400 0.29 18 450 0.25 20 500 0.23 集光本领，放大倍数并不能表达望远镜的质量，望远镜质地取决于它的分辨本领，它就是分开两颗很相近的双星的最高能力。分辨力高，星像清晰的六吋镜会远比只得集光力强的大口径十吋镜实用得多。天文观察要求光学质量最高，若大口径镜只看见模糊的星像，用处就不大，只可用来看看风景吧! 英国业余天文学家杜氏(Dawes)根据观测双星的经验，记算出望远镜口径的最高分辨能力，这就是著名的杜氏极限(Dawes\' Limit)。 六吋口径望远镜，分辨本领最高是0.76 弧秒，虽然因星空观察受大气流动影响，而会使分辨本领降至一弧秒，但已经比肉眼只可分辨两颗距离一弧分以上双星的能力要大上六十倍。 以天文爱好者的需要和能力来决定定，初学者最适宜自制一枝六吋口径，48 吋焦距，焦比是八的牛顿式望远镜，因为主镜只需要磨成一个球面，镜筒短，脚架制造比较容易。若喜欢轻巧和方便携带的可造一枝120 毫米口径，720 毫米焦距，即 f/6 的望远镜。 计算方法：分辨本领=116/物镜直径（mm) (单位：弧秒） =4.56/物镜直径(吋) (单位：弧秒) 计算公式 望远镜像漏斗般为我们收集光线 人眼的瞳孔直径在黑暗的环境能够扩大至7mm，所以计算望远镜的集光力是用以下的公式： 集光力 = 望远镜口径(mm)的平方÷7的平方 例如：50mm(约2吋)口径的望远镜，它的集光力 = 2500÷49 = 51倍。 8.极限星等望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。 极限星等(M)：望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可以看到六等星，而口径70mm的望远镜的集光力是肉眼的100倍，它就能看到比六等星再暗五个星等的11等星。望远镜的口径远大於肉眼，自然能看到更暗的星等。极限星等的计算公式是M=1.77+5 例如：口径70mm的望远镜，极限星等是M=1.77+5㏒70=11.0（等）。 决定因素 它主要由下列三个因素决定。 ①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量,这和望远镜的口径D、焦距f 以及大气吸收有关。 ②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率 q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t 等因素有关。 ③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。 估算式 当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算： m0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk +1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R) [式中M为单位面积夜天背景的星等，d为恒星视影圆面直径，R为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来,望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长，极限星等也愈高，但最高极限星等受夜天背景和探测器本身性能的限制] 目视观测的极限星等较简单的估计式 ： mb=6.9+5lgD [式中D用cm作单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关] 有一个常用的经验公式： mb=4+5lgD+2.15lgt [式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等，或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算] 极限星等的计算公式 ： mb=1.77+5 ㏒D [式中D用mm作单位] 照相望远镜的极限星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比，当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时，就不能继续延长曝光时间来提高极限星等。所以，口径相同时，相对口径大的照相望远镜极限星等反而低。现代地面观测能达到的最高极限星等约为25等。 极限星等愈高，说明观测的到的天体越暗，也就是望远镜的聚光本领愈高。 极限星等比较科学的测定方法是先确定一块天区[1]（比如三号天区，北斗七星的玉衡，摇光星河北冕座a星——贯索四三个构成了一个三角形），然后在数其中可以看到星星的数目（包括边界上的星星）。然后再查看到的星星数目和极限星等的对应表就可以知道极限星等了。 9.色差 色差（Chromatic aberration；chromatic aberration）： 色差又称色像差，是透镜成像的一个严重缺陷，色差简单来说就是颜色的差别，发生在多色光为光源的情况下，单色光不产生色差。可见光的波长范围大约400至700纳米，不同波长的光，颜色各不相同。在通过透镜时的折射率也不同。这样物方一个点，在像方则可能形成一个色斑。色差一般有位置色差，放大率色差。位置色差使像在任何位置观察，都带有色斑或晕环，使像模糊不清。而放大率色差使像带有彩色边缘。光学系统最主要的功能就是消色差 。 （一）各种波长的光将以不同的程度而色散。白光被色散为紫外波段、可见波段的和红外波段范围的各种波长的光，通过透镜时所成的像便带有彩色边缘，即为色差。光学系统的实际成像与理想成像的差别，统称为像差。色差是像差中的一种，是因透射材料的透射率随波长不同而不同造成的，故只有对多色光才显现出来。用不同的玻璃材料制成的凹凸镜组合可以消除色差。 （二）定量表示的色知觉差异。从明度、色调和彩度这三种颜色属性的差异来表示。明度差表示深浅的差异，色调差表示色相的差异（即偏红或偏蓝等），彩度差表示鲜艳度的差异。色差的评定在工业和商业中非常重要，主要应用于生产中的配色和产品的颜色质量控制。现代色差评定根据国际照明协会（CIE）推荐的标准色差公式并采用仪器和电脑测量计算，用精确的数字来表示。常用如CIE 1976L*a*b*和CIE 1976L*u*v*色差公式等。 （三）染同一颜色的革，其批与批之间出现颜色不一致，或者同一转鼓、同一次染色的革出现几种颜色差别的现象称为色差。特别是绒面革更易出现色差。可指同一张皮革不同部位的色泽差别，也可指同一批加工皮革之间存在的颜色差异，还可指原定染同一颜色之不同批次皮革间的颜色差别。 色差，"辞海"的解释是指两种颜色的差异，即色调、饱和度和亮度这三者综合的差异。 以折射镜起步 望远镜不外乎三大类——折射式、反射式、折反射式。其中最基础，也是最容易上手的，非折射镜莫属。折射镜的制造成本不是三类中最低的，但它的光路结构是最简单的，也最符合普通人对于望远镜的认识和使用习惯。入门级的折射镜价格便宜，成像清晰锐利，比较明显的缺陷可能只是会有一些色差（什么叫色差我们后面的文章会谈到）。折射镜适用的观测范围非常之大，日常维护却比较省心。这种种优点决定了折射镜是入门级爱好者最适合使用的天文望远镜。 在经济条件允许的情况下，我建议大家购买这么一套装备（第一遍看可能很多名词和参数看不懂，没关系，后面我们会详细解释）： 1、购买知名品牌的产品。国内品牌在价格上有一些优势，国际品牌在质量上可能会略胜一筹 2、主镜口径80mm-102mm，焦距600mm-1000mm。 3、支架部分随主镜成套购买，这样最省心。这里所说的支架，除了最下面的三脚架以外，还有连接三脚架和主镜，并使主镜能够自由转动的装置。这个装置又分为两种——普通的地平式支架和赤道仪。 4、其余附件一般会包含在主镜和支架的套装里，比较典型的附件包括寻星镜及其支架、90度或45度天顶镜、2至3个焦距不同的目镜、载物盘等，如果有赤道仪，那么还有平衡重锤及其连接金属杆、微调螺杆等部件，另外有些产品还会赠送太阳滤光镜、摄影接口等其他附件。 这样，根据你购买的望远镜参数不同和配件不同，总共的花费应该在1500元-3500元之间。明显低于这个价位的望远镜就有些玩具的味道了，而更好的暂时也用不到。 两个经典的问题 下面进入“名词解释”时间。关于折射镜的基本成像原理如图1所示，其实就是两片凸透镜形成的一个简单光路，其中位于被成像物那端的凸透镜叫做物镜，位于人眼那端的凸透镜叫做目镜。 接下来，我希望大家想一想：如果你看到别人正在使用一台望远镜，你肯定会询问这台望远镜的有关情况。那么，你脱口而出的第一个问题是什么呢（“这台望远镜多少钱？”这个问题不算在内）？ 就我所遇到的情况而言，被问得最多的问题是这样的两个——“这台望远镜能看多远？”和“这台望远镜能放大多少倍？”你是不是正好想到了其中一个？ － － 但我要告诉你，这两个问题的问法都是错误的，别人一听就知道提问的人肯定是个门外汉。 首先说第一个经典问题，我一般会这样反问：“你认为人的肉眼能看多远？”提问者往往会说：“我也不知道。”但我相信他心里肯定认为人的肉眼最多看几公里了不起了。这时我会告诉他：“你看天上的月亮，那是在38万公里以外；你看天上的太阳，那是在1.5亿公里以外；你看到的满天恒星最近的都在几光年以外，而你能看到的最远的天体——”在这里我会停顿一下，让提问者能够重新整理一下思绪，“是著名的仙女座大星系，它远在220万光年之外！人眼尚且如此，你说望远镜能看多远呢？” 那么，正确的问法是什么呢？想一想？ 一个比较正确的问法是：“这台望远镜能看到多暗的天体？” 望远镜看到暗天体的能力叫做“光力”，望远镜光力的大小与其口径有关，口径越大光力越强。所谓口径，顾名思义就是这台望远镜进光口的直径，对于折射镜而言就是物镜的直径，用字母D表示。不过，衡量光力大小如果直接用口径的话不够直观，因此我们又定义了一个概念，叫做“极限星等”，简单理解就是这台望远镜在最理想的条件下能看到多暗的星，这样就非常直观了。显然，极限星等也是取决于望远镜口径的，口径越大，极限星等也就越大。 下面让我们来进一步理解什么叫做“看到”了一个物体。想必大家都曾经听说过，当年外国的宇航员飞上太空后号称能从太空中看到中国的长城，这很让我们骄傲了一阵子，但后来就有人指出，人的肉眼分辨率有限，不可能在那么远的地方分辨出长城这种宽度只有几米的物体，因此在太空中看不到长城。最近，中科院的一个科研团队正式确认了这一结论。 这里有一个“分辨率”的概念。分辨率是指一个观测设备（比如人眼或者望远镜）分清目标细节的能力，当给定一个观测设备以后，它的分辨率就固定了，这时它能不能分辨出一个物体，就取决于这个物体本身的大小和它离观测设备的距离。我们可以这样来直观的理解：你从很远的地方向我走来，一开始我只能看到天边出现了一个人影，慢慢的能分清你的四肢，再近一点才能看清你的五官，等你走到我身边时，我才能看清你眼角的鱼尾纹。而对于天文望远镜，由于它观测的目标都是天体，因此其分辨率被定义为能分清天球上最近的两个点之间的角距离。望远镜的分辨率也是与口径有关，口径越大分辨率越高。 那么，能否看到一个物体是不是取决于分辨率呢？人的肉眼在太空中确实无法分辨长城这种宽度的物体，但我们不妨这样假设：如果能够给长城涂上一层强力荧光粉，到了晚上，周围都黑了，但长城还在发出强光，这时人的肉眼在太空是不是也有可能看到长城呢？ 因此，我们要搞清楚“看到一个物体”和“分辨出一个物体”的区别，前者只需要观测设备能接收并感知到这个物体发出来的光就可以了，这取决于该物体本身的亮度以及其相对于周围环境的反差，而后者才取决于观测设备的分辨率。能看到一个物体而不能分辨出一个物体的一个典型例子就是肉眼能看到恒星，而恒星是点光源，角直径近似无穷小，肉眼是不可能分辨的。所以，关于在太空中肉眼看不到长城的结论是对的，但他们的理由却不太正确。 说到这里，相信大家已经意识到，光力和分辨率是望远镜最重要的两个指标——光力决定了你能看到多暗的星，分辨率则决定了你能看清月球上最小的环形山的大小。而这两个指标都和口径有关，因此，口径是望远镜最重要的物理参数。那么，对于第一个经典问题，最准确的问法就是：“这台望远镜的口径多大？” 再说第二个经典问题。造成这个问题的原因是很多人以为给定了一台望远镜之后，其放大率就是固定的，殊不知，根据后端的目镜不同，这台望远镜的放大率是可以变化的。放大率取决于望远镜的第二个重要参数——焦距（用字母F表示，有的厂商也可能用f表示），其具体值等于物镜的焦距除以目镜的焦距。物镜的焦距数值一般会标在物镜端或镜筒上（如图2所示），目镜的焦距数值一般会标在目镜侧面（如图3所示），计算起来非常方便。比如，一台焦距800mm的望远镜，使用20mm目镜时放大率是40倍，使用8mm目镜时放大率就是100倍。那么，对于第二个经典问题，正确的问法应该是：“这台望远镜的焦距是多少？” 到这里你可能会说：“既然这样，那我可以用焦距很短的目镜来得到更高的放大率，看到更清晰的图像。”其实这个想法也是不太对的。短焦目镜确实可以得到更高的放大率，但一台望远镜并不能一味的追求高放大率。首先，由于口径定了，光力就定了，目标在望远镜中的总亮度也就定了。放大率越高，成的像越大，其单位面积的亮度就会越低，成像就会变得越暗。其次，还是由于口径定了，分辨率就定了，更高的放大率并不能获得更高的分辨率（可以这样理解：两颗靠得很近的星看起来就像一颗，提高放大率以后，它们看起来还是一颗，只不过象变得更大了而已）。再次，过高的放大率会放大大气抖动的影响，增加调焦的难度（关于调焦我们会在后面的文章中详细谈到）。最后，放大率越大视场一般而言会越小。这些因素都并不利于观测。在这里有一个“视场”的概念，简单理解就是我们在目镜里所能看到的天空范围。 但是，显而易见的，如果放大率过小，我们又无法充分发挥这台望远镜的性能。那么怎样的放大率能够最大限度的发挥一台望远镜的性能又不至于过分呢？经验告诉我们，这个放大率一般是望远镜口径以毫米为单位时的数值，叫做有效放大率。比如，一台口径80mm的望远镜，其有效放大率就是80倍。当然，根据不同的对象，我们选用的放大率也会不同，对于月球、大行星这种比较亮的天体，选用的放大率比有效放大率更大一些也没什么关系，但对于那些比较暗又有一定大小的星云、星系等，选用的放大率就最好比有效放大率低一些。 表1 口径（mm） 分辨率（角秒） 极限星等（等） 60 2.33 11.0 70 2.00 11.3 80 1.75 11.6 90 1.56 11.9 100 1.40 12.1 不同口径的望远镜对应的分辨率和极限星等列表 望远镜的支架部分 对于支架部分，三脚架没什么好说的，关键就是地平式支架和赤道仪要重点谈一谈。 地平式支架，也被称为经纬支架，是最简单的一种支架形式。如图4所示，望远镜通过两个轴分别在水平和竖直方向转动，从而达到指向任意方向的目的。这种支架形式操控起来是最方便最直观的，如果两个轴都设置有微调旋钮的话，对于比较精确的定位天体的位置也是很方便的。有一些厂商直接将地平式支架做成了类似摄影用云台的那种形式，一个大手柄同时进行两个轴的锁紧、松开和转动，这样控制起来更加方便，而且其接口还是标准的相机接口，可以和摄影三脚架通用。 但是，稍微深入想一想就会发现，因为地球的自转，天体有周日视运动，我们的望远镜指向一个天体后如果保持静止不动，你就会看到这个天体在望远镜视场中向一个方向移动，很快就会移出视场。如果我们想长时间跟踪一个天体的话，最好的办法就是让望远镜和天体同步转动，以抵消地球自转的影响。实现这个想法的最好的装置就是赤道仪。如图5所示就是一台典型的赤道式望远镜，其赤道仪虽然也是由互相垂直的两个轴组成的，但所不同的是这两个轴并不在水平方向和竖直方向，而是一个指向天极（与地球的自转轴平行），一个与之垂直。指向天极的轴叫做赤经轴，望远镜围绕赤经轴转动，即可追踪天体的东升西落。与赤经轴垂直的轴叫做赤纬轴，理论上如果你的赤经轴方向比较精确的指向了北天极，那么当找到一个天体后，赤纬轴就可以锁死了，因为跟踪天体不需要在赤纬方向有任何转动。 中高端的赤道仪一般都会配备有电动跟踪装置，一个马达以一定的速率转动，通过传动装置带动赤道仪的赤经轴以天体的周日视运动速度自西向东转动，这样当我们找到一个天体时，只需要打开马达，这个天体就会一直保持在视场的中央。当然，电跟装置需要额外的花费，如果你一时没那么多钱，又主要是目视观测不怎么照相的话，那么电跟装置可以先不配，等时机成熟时再加一套电跟装置或者买一台新的带电跟的更好的赤道仪。 说到这里你可能会问：“地平式支架难道就不能跟踪天体的运动了吗？”当然也能，只不过需要水平和竖直两个方向同时转动才能跟踪，这样比较麻烦。比如，在没有电动跟踪的情况下，当一个天体移出了视场较长时间，如果是赤道式望远镜，那么我们只需要持之以恒的转动赤经轴就一定能把这个天体找回来，但地平式的话，我们就无法知道两个轴该各转动多少才能将其找回来，这个时候就只能对照星图重新找一遍。地平式支架也可以做成电动跟踪的，但这就不是一个简单的恒定速率单轴转动了，而需要电脑（可以是支架内置的小电脑也可以是外接的控制电脑）根据当前目标的位置实时计算两个轴分别需要怎样转动。如果要进行长时间跟踪曝光的天体摄影，那么采用赤道仪会非常方便，如果是地平式，就算能电动跟踪，视场里的象也会产生场旋，还需要后端的相机或者CCD进行相应的同步旋转才能抵消，非常麻烦。关于天体摄影的相关问题，我们后面的文章会详细介绍。 说了这么多赤道仪的优点，也该说说它的缺点了。首先，赤道仪使用起来上手比较麻烦，因为它和我们平时的一些思维惯性不同，一开始你可能会发现你根本无法将赤道仪指向想指的位置。当然，用熟了以后就好了。第二，同档次的支架系统，赤道仪会比地平式支架贵一些。第三，一般而言，赤道仪会比经纬支架体积大不少，也要笨重不少，这样它的便携性就会差一些。比如有些经纬支架小到可以集成到三脚架顶部，一个三脚架包就都背走了，而再小的赤道仪恐怕也无法和三脚架放到同一个三脚架包里。如果你在自己家里观测还好，要是需要外出去别的地方观测，你就会意识到便携性是多么的重要。第四，如果你极轴对得不准（就是赤道仪赤经轴的指向距离天极有一定的误差），那么你跟踪一个天体时就会发现也需要两个轴都转才能跟踪，只不过赤纬轴需要转的量比较小而已。最后，赤道仪即使能电动跟踪，但要是电机和赤道仪的跟踪精度不够，同样会出现跟踪误差，要用这样的赤道仪进行天体摄影也不会太轻松，而高精度的赤道仪价格则一般非常昂贵。因此，赤道仪虽然好用，但在好用性提升比较有限的情况下牺牲掉一定的经济优势和便携优势究竟值不值得，还需要你根据经济情况和观测目的做出自己的选择。如果非要我给一个建议，那我只能说：“你看好的那一台望远镜套装里的是什么装置就要什么装置吧，这样最省心！”不过，无论是地平支架还是赤道仪，一定要有微调装置才好用（已经实现了完全电动控制的中高端支架系统又另当别论，这种系统往往没有手动的微调装置），这一点购买时务必要问清楚。 关于反射式和折反射式望远镜和双筒望远镜 在这里我们只对这两种望远镜的特点进行一个简单说明，以后有机会再详细介绍，其中有些概念看不懂也没关系，知道结论就行了。 反射式望远镜是制造成本最低的，但由于光路关系它的目镜在镜筒进光口的那一侧，不太符合普通人对望远镜的使用习惯。入门级的反射镜价格非常便宜，但成像的清晰锐利程度不如同级别的折射镜，虽然没有色差，但一般会有球差和彗差，由于其副镜的存在还需要经常调较光轴，维护起来相对麻烦。不过由于其价格有优势，在手头比较紧的情况下还是可以考虑的。 折反射式望远镜集合了折射和反射这两种形式的优点，又比较好的克服了两者的缺点，不过其制造难度更大，价格相对较贵。另外折反射式望远镜的焦距都比较长，观测一些暗淡而面积较大的天体时效果可能不会太好，用于天文摄影的难度也相应较大，不过对于观测和拍摄月球、大行星等亮天体效果却非常好。 还有一点值得一提，就是在你的器材和观测水平升级后，原来的折射镜往往可以很容易的作为导星镜继续发挥作用，而反射镜和折反射镜要想作为导星镜，其难度会更大一些。 到这里，你基本上已经可以着手调查自己应该买一台什么样的望远镜了。关于望远镜的其他附件我们会在后面的文章中具体介绍，反正你只要购买正规公司的产品这些附件一个都不会少。如果想买望远镜的同好在本文的帮助下购买了自己的第一台望远镜，并且在使用了一段时间后觉得还比较满意的话，那就是笔者莫大的荣幸了。 | 
置顶卡
变色卡
千斤顶
显身卡
