光学天文望远镜的基础知识
光学天文望远镜是现代天文领域中最基本的仪器，也是广大天文爱好者必备的观测工具。通过这样的"慧眼"，我们才可以看清璀璨的星空和浩瀚的宇宙。天文望远镜有光学和射电之分，下文谈及的天文望远镜均为光学望远镜。
天文望远镜的光学系统
与其它光学仪器相比，望远镜是专门用来观察无限远目标的仪器。作为目视仪器，望远镜应当符合所有目视仪器的两个共同要求：一、扩大视角；二、出射平行光。望远镜形式有许多种，但基本光学结构都是物镜＋目镜结构。物镜的作用是使无穷远的目标成像于焦平面；目镜相当于放大镜，使物镜所成的像成像于人眼的远点，即无穷远。
1． 物镜
根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。
A.折射望远镜
折射望远镜是最早出现的望远镜形式。根据成像特点和目镜形式又可以分为伽利略式和开普勒式。折射望远镜的缺点是有球差和色差。
（1） 伽利略式
十七世纪初伽利略制出世界上第一架望远镜，伽利略利用它看到了月球上的环形山、木星的大红斑和四颗卫星等。光学结构是由正透镜的物镜和位于物镜焦点前方的负透镜的目镜组成，所成像为正立的虚像。
（2 ）开普勒式
开普勒式是由正透镜的物镜和正透镜的目镜组成，所成像为倒立的实像。人们利用它后来发现了土星光环和火星斑纹等。
常用的物镜类型可以分为双胶合镜、双分离镜、双单镜、单双镜、三分离镜和双胶合镜。
B.反射望远镜
反射望远镜用反射镜作为物镜，优点是无色差，材料制造相对简单，工作范围可跨越紫外到远红外波段。缺点是镜面需定期镀膜，加工精度较高，表面变形影响大，有彗差和像散。反射望远镜根据光路可分为牛顿式、格里高利式和卡塞格林式。
（1） 牛顿式
牛顿系统由一个抛物面和一块与光轴成45 的平面反射镜构成。由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。
（2） 格里高利式
格里高利系统由一个抛物面主镜和一个椭球面副镜构成。
（3） 卡塞格林式
卡塞格林系统由一个抛物面主镜和一个双曲面副镜构成。该系统长度短，有利于扩大视场，目前被国际上广泛应用于大型光学天文望远镜中。
C.折反射望远镜
折反射望远镜由校正透镜和反射镜组成,天体发出的光线要经过折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要象差的优点。根据校正透镜形式的不同，这类望远镜又分为施密特式、马克苏托夫式和施密特－卡塞格林式、马克苏托夫－卡塞格林式等。
（1） 施密特式
在球面反射镜的球心上放置一块非球面改正板，用以校正球差和消除彗差和像散。优点是视场大，可达20 ，缺点是系统长度较长。
（2） 马克苏托夫式
透镜呈弯月形，由两个球面构成，能校正球面反射镜产生的球差和彗差。该透镜表面曲率半径相差不大，但有相当大曲率和厚度。
（3） 施密特-卡塞格林式
其特点是在离球面主镜1.4倍焦距处放一块施密特改正板。主镜的口径比较大。筒长比施密特形式短，但比卡塞格林形式长。优点是能获得较大的相对孔径和视场。
（4） 马克苏托夫－卡塞格林式
在马克苏托夫月牙透镜面上加球形反射镜，使像成于卡焦上。此系统像质优良，且光学零件表面均为球面，容易加工、安装和校正，在小型天文望远镜中时有应用。
2． 目镜
天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：（1）惠更斯目镜，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测；（2）冉斯登目镜，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测；（3）凯涅尔目镜，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体等。另外还有斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。
望远镜的光学性能和光学质量
望远镜的光学设计是根据观测对象的要求而进行的。在设计时必须要同时充分考虑到光学性能和光学质量两方面的因素，有时候两者是相互制约的。
1． 光学性能
（1） 口径D-指物镜的有效通光直径，一般来说，D越大，集光能力越强。
（2） 相对口径A-指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，即A＝D/F。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，成像照度与相对口径的平方成正比。
（3） 放大率Γ-指同一目标用仪器观察时的视角和用眼观察时的视角二者正切之比，反映了望远镜的角放大倍率，数值上等于物镜焦距和目镜焦距之比，也等于物镜放大率与目镜放大率的乘积。只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。
（4） 分辨角δ-指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。 考虑到人眼60角秒分辨率,望远镜的分辨角应大于等于60（角秒）/Γ有效，即Γ有效大于等于
。为了使人们长时间使用仪器不致疲劳，实际视角放大率取有效放大率的2～4倍。
（5） 视场角2ω-指天文望远镜所见的星空范围的角直径，用以表示望远镜观测空间角度的最大范围。通常目镜是选用的，即为已知值。若要增大仪器的视场角，就必须减小系统的视角放大率。
望远镜并非以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。 在目镜一定的情况下，如果增大放大率，则必然增大物镜焦距，从而引起仪器体积和重量的增加，如果通光口径一定，还会使望远镜光力减小，同时星象抖动会被放大，使系统分辨率降低。所以仪器的放大率不宜过大。理论上通光口径越大越好，但一味增大会造成象差增大，降低成像质量，并且给制造带来更大的复杂性。
2．光学质量
望远镜的光学质量主要取决于象差。象差是指由于实际光路与理想光路存在差异而引起的成像缺陷。一般的象差有球差、彗差、色差、畸变、像散等。
球差：光轴上的点发出的同心光束经过光学系统的球面折射后不再是同心光束，而是交光轴于不同的位置，相对于理想象点有不同偏离。球差越大则像越模糊不清。
彗差：不在主光轴上的一物点所发出的光线通过透镜中心和边缘部分，不能成于同一象点，形成彗星状弥散斑。
色差：由于透镜的光学介质对不同颜色光的折射率各不相同，从而使不同颜色的光线成像位置和放大率也不同。
畸变：一个垂直与主光轴上的较大物体，经光学系统成像后，各部分像很清晰，但垂轴放大率各不相同。
以上的这些象差可以通过一定的光学设计加以补偿，从而提高成像质量。
寻星镜和导星镜
天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。
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。寻星镜物镜的口径一般较小，视场较大，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。
主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望远镜，它就叫导星镜。现在普遍采用CCD成像的光电导星系统，精度很高。
天文望远镜的机架
一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。其中机架形式的选择尤为重要。根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的机架装置分为两大类：地平装置和赤道装置。
地平式装置是望远镜装置中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴，一根在铅垂方向，称为方位轴，另一根位于水平面内，称为高度轴。高度一般有0～±90o度盘，而方位则往往有0～360o度盘。由于天体的周日视运动，天体的方位与高度都随时在变化，必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。因此，地平装置不便于做较长时间的连续观测，普及型的望远镜中大多不采用此结构，仅在以下情况下采用：1、观测彗星、流星雨及人造卫星；2、为了降低成本，兼顾地面观测方便。地平式望远镜的优点是结构简单，基架稳定，圆顶随动控制较容易。缺点是两轴转动速度随时而变，地平坐标与赤道坐标换算也要实时进行，精度不易保证。但现在由于计算机的应用，这项工作已不成问题，目前世界上的大型光学天文望远镜都采用地平装置。
赤道装置的一根轴和天极轴平行，称为赤经轴，另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，是时角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极轴运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每秒15角秒的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每秒15角秒的匀速从东往西绕极轴运动。对于天文普及而言，赤道装置是一种较好的选择。
根据结构样式的不同，机架又可以分为德国式、双柱式、轭式、马蹄式及叉式等许多种。在普及望远镜中，应用最多的是德国式与叉式。
（1） 德国式
德国式装置是在普及型天文望远镜中应用最广泛，也是在赤道式装置中最早被采用的形式。它外形美观，结构稳定，而且没有观测盲区。它使用方便，可加接不同的附属设备而较易调整赤经和赤纬平衡，因而它往往被采用于镜筒较长的折射望远镜及牛顿式望远镜中，也用于其它反射或折反射望远镜中。它既用于固定式望远镜，也用于便携式望远镜。但由于"平衡座"给安装和携带增加了一定的困难，限制了它在便携式望远镜中的应用。
（2） 叉式
叉式也叫"美国式"，始用于19世纪。它的极轴上端连接一个叉形架，而赤纬轴连接在叉架上。它不需要平衡重，结构紧凑，对称性好，在镜筒不长的折反射望远镜中多采用这种装置。对于便携式望远镜而言，轻便、稳定的优点特别明显。但它不易调平衡，不易换接不同的接收器，更不能随意换镜筒，再加上有观测盲区而在镜筒较长的望远镜中不宜采用。