天文望远镜原理口径、焦距、焦比口径(D)是物镜的直径，口径大小决定了光学系统的分辨力

根据瑞利判据，望远镜的分辨力和口径相关

口径越大，分辨力越强

焦距(f)是望远镜物镜到焦点的距离，决定了光学系统在像平面上成像的大小

对于天文摄影来说，物距（被观测天体的距离）可以认为是无穷远，因此像距就等于焦距，所以像平面也被称为焦平面

望远镜焦距越长，焦平面上成的像越大；反之则越小

焦比(F)是望远镜的焦距除以望远镜的通光口径，即F=f/D，它决定焦平面上单位时间内单位面积接收到的光子数量

也被作为曝光效率的重要指标

焦比越小，焦平面上单位面积接收到的光子就越多；反之则越少

也就是说焦比越小的镜子曝光效率越高

具体有球差、色差、彗差、像散、场曲、畸变等

球差存在于球面反射镜的光学系统中，平行于光轴入射的光线经球面透镜或反射镜后不严格地汇聚于一点，远离光轴的光线汇聚的位置会更加靠近镜子

利用组合透镜和把球面改为抛物面可以改善球差

色差是折射光学系统最明显的像差，它形成于光的色散，这使得星光会出现多种颜色，影响观测

利用多片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，它是因为倾斜于光轴的入射光无法汇聚一点导致的，这会使得星光看起来像一颗彗星

使用彗差修正镜组可以消除彗差

像散是倾斜于光轴的光出现垂直振动的光波和水平振动的光波不交汇于一点的现象

越远离视场边缘，像散越严重

安装平场修正镜组可以修正像散

场曲指远离光轴的光线汇聚于一个弯曲的球面上的现象，这会使得成像时出现失焦

畸变指轴上物点与视场边缘具有不同的放大率，物和像因此不完全相似的现象

分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略式折射镜；由凸透镜作目镜的称开普勒式折射镜

因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用复消色差系统

一般的折射望远镜都是采用开普勒结构

由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且大透镜质量巨大，不便操作

主要有格里高利式，牛顿式，卡塞格林式三种

牛顿式用平面镜作副镜，卡塞格林式用凸双曲面镜作副镜，格里高利式用凹椭球面镜作副镜

反射镜存在轴外像差，因而视场受到限制，但是由于反射镜不要求镜片内部质量，所以造价低廉

现代很多望远镜用的都是反射式望远镜

1931年，德国光学家施密特以卡塞格林式为基础，用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正透镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外像差的施密特式望远镜，这种望远镜光力强、视场大、像差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出

如果把施密特式望远镜的焦点前加一块反射镜，把焦面引到外面，就形成施密特-牛顿式望远镜

如果在焦面前加一块凸面副镜把光线引入主镜的小孔，成像于主镜后，就形成了施密特-卡塞格林式望远镜

施密特-卡塞格林式望远镜镜筒短，成像质量好，已经成了天文观测的重要工具

1941年苏俄天文学家马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反式望远镜——马克苏托夫-卡塞格林式折返镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大

它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些

这种望远镜便于携带，常用于中小型望远镜，深受天文爱好者喜爱

电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的

来自宇宙的电磁波穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了

这种大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁

但是这对于天文学来说却是一种阻碍

幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道

光学窗口是波长在0.35-22微米的波段，包含可见光和一部分红外线

其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是间断性窗口，即有若干小缝能通过辐射

无线电窗口是波长在1毫米至30米的无线电波段

1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口

因此，地面望远镜通常是光学望远镜和射电望远镜

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