想清楚地觀測月全食嗎？那你離不了它

1月31日晚間， 「超級藍月月全食」在天空中上演。我國各地都能看到。月全食是辨識度最高也是最容易觀測的天文現象之一，因為光線較弱，所以肉眼也可以觀測。但很多其他天文現象就沒這麼容易觀測了。例如日全食，如果用肉眼觀測，可能直接就瞎了；再如很多其他星系，用肉眼可能就看不清楚。人類為了觀測肉眼無法觀測的天文現象，就發明了天文望遠鏡。

天文望遠鏡

天文望遠鏡是觀測天體的重要工具之一，正是有了天文望遠鏡，很多肉眼無法觀測的天文現象才被觀測出來，很多天文學的研究才得以進行。天文望遠鏡在對現代天文學的發展起到了至關重要的作用的同時，自身性能也在不斷地改進和提高。

天文愛好者正在用天文望遠鏡觀測天空

天文望遠鏡有以下3大種類：

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折射式天文望遠鏡

折射式天文望遠鏡是天文望遠鏡的最早形式。它是一種使用透鏡做物鏡，利用屈光成像的望遠鏡。折射天文望遠鏡具有寬廣的視野，高對比度和良好的清晰度。第一架實用的普通折射望遠鏡大約在1608年出現在荷蘭，由密德堡的眼鏡製造者漢斯·李普希和楊森、阿克馬的雅各·梅提斯，各自獨立發明的。

折射天文望遠鏡工作原理圖

1609年，義大利天文學家伽利略依據自己對摺射作用的理解，用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡，史稱「伽利略望遠鏡」。這種望遠鏡讓天文學正式進入瞭望遠鏡的時代。

伽利略望遠鏡

但伽利略望遠鏡的視野有限制，而且會出現色差。1611年，德國天文學家開普勒改進了伽利略的設計，他用一個凸透鏡作為目鏡，這樣目鏡射出的光線是匯聚的，可以有較大的視野。但是色差的問題並未得到解決。

開普勒望遠鏡原理圖

直到1757年，來自英國倫敦的杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕類玻璃和火石玻璃兩種光學玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨製出10厘米的透鏡。

光學玻璃鏡片

19世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能。世界上現有的8架70厘米口徑以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年在美國葉凱士天文台建成的口徑102厘米望遠鏡和1886年在德國里克天文台建成的口徑91厘米望遠鏡。

美國葉凱士天文台

但因為技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，而且由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點，此後100多年再也沒有更大的折射天文望遠鏡出現。

2

反射式天文望遠鏡

反射式天文望遠鏡這種望遠鏡通常利用一個凹的拋物面反射鏡將進入鏡頭的光線匯聚後反射到位於鏡筒前端的一個平面鏡上，然後再由這個平面鏡將光線反射到鏡筒外的目鏡里，不是使用透鏡折射或彎曲光線形成圖像的屈光鏡，這樣我們便可以觀測到星空的影像。反射式天文望遠鏡所用物鏡為凹面鏡，有球面和非球面之分。該種望遠鏡的性能很大程度上取決於所使用的物鏡。

反射式天文望遠鏡原理圖

第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5cm直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45度角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90度角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統的望遠鏡稱為牛頓式反射望遠鏡。

牛頓式反射望遠鏡極其原理圖

除了牛頓式反射望遠鏡系統，還有2種系統：

（1）格雷戈里系統

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。

格雷戈里系統望遠鏡原理圖

（2）卡塞格林和R-C系統

1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。

卡塞格林式望遠鏡

卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡有經典的卡塞格林系統和R-C系統；前者的主鏡為拋物面，副鏡為雙曲面，而後者的主鏡為雙曲面，副鏡也是雙曲面。此二類系統在大型望遠鏡製作中經常使用。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰。但由於其主副鏡均為非球面，加工難度甚大，製作成本高昂，再加上視場角較小，所以科普天文望遠鏡中不常用。

R-C系統望遠鏡

在反射望遠鏡中，有時會設計成多個焦點，用以產生不同的相對孔徑、視場角及焦距。如內史密斯天文望遠鏡。它是卡塞格林天文望遠鏡的一種變種；系統在望遠鏡筒內，主鏡和目鏡之間設有一面反射鏡，這一點跟牛頓系統望遠鏡類似。

內史密斯系統望遠鏡原理圖

反射式天文望遠鏡有許多優點：沒有色差，能在廣泛的可見光範圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等等。著名的反射式天文望遠鏡有夏威夷島上的世界最大的凱克望遠鏡以及坐落於俄羅斯北高加索山區的大型經緯天文望遠鏡。

凱克望遠鏡Ⅰ與凱克望遠鏡Ⅱ

3

折反射式天文望遠鏡

折反射式天文望遠鏡是將折射系統與反射系統相結合的一種光學系統，光線先透一片透鏡產生曲折，再經一面反射鏡將光反射聚焦。它的物鏡既包含透鏡又包含反射鏡，天體的光線要同時受到折射和反射。這種系統的特點是便於校正軸外像差。以球面鏡為基礎，加入適當的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光學質量。

折反射式天文望遠鏡結構圖

折反射式天文望遠鏡主要有2大種類：

（1）施密特式折反射望遠鏡

1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，他首先於1938年製作了第一部折反射式望遠鏡。這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特式折反射望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

施密特式折反射望遠鏡原理圖

（2）馬克斯托夫反射式望遠鏡

1943年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。

馬克斯托夫反射式望遠鏡原理圖

由於折反射式天文望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

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