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望远镜基础知识
光学望远镜大致分三类：折射式，反射式，折反射式。（折反射式望远镜以后再
做介绍）
折射式望远镜：
优点：成像非常地锐利、鲜明、对比度高。接上“正像镜”就可以使成像不颠倒，有利于对地面景物的观测。维护方便，使用寿命很长，但须注意不要让镜片发霉。 缺点：价格高昂，同样价格可以买到口径更大的反射式望远镜。普通消色差望远镜仍有稍许残余的色差。而残余色差小到可以忽略不计的“复消色差望远镜”价
格及其昂贵。
反射式望远镜： 宇宙
主宰 优点：价格低廉（与折射镜相比），同样价格口径更大、可以看到更多更暗的天
体。成像无色差。性价比高。专业天文台的大口径望远镜绝大多数都是采用反射
式结构。
缺点：日常维护保养相对麻烦一点。
口径：
口径是指物镜的有效通光直径，常以符号“D”表示。物镜收集星光的能力跟它口径的平方成正比。因此，物镜口径越大，就越容易观测到更暗的天体。
分辨角和分辨本领：
分辨角通常以角秒为单位，是指刚刚能被望远镜分辩开的天上两发光点之间的角距。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。望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量，所以：望远镜口径越
大，分辨本领越好。
放大率：
放大率是目视望远镜的物理量，即角度的放大率。目视望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距之比，因此，只要变换不同的目镜就能改变望远镜的放大倍率。但由于受物镜分辨本领的限制，望远镜的放大倍率也不可以无限制的增大，一般而言放大倍率大致以2D（2×物镜口径的数值，口径数值以毫米为单位）为上限。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。如果放大倍率远远超过其放大倍率上限，那么星像虽然看起来变大了，但是并不能增加其清晰
度，相反会使星像变得模糊、变得暗淡，而且有效视场也会变得非常狭小。
视场：
能够被望远镜良好成像的区域所对应的天空角直径称望远镜的视场。视场越大，看出去的视野就越开阔。望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场反而越小。不同的口径、不同的焦距、不同的光学系统（包含物镜、目镜在内）与质量，决定了望远镜的视场的大小。看星空时，如果使用大视场的望远镜再加上广
角目镜，就会有如在星空中漫步的感觉。
极限星等：
“星等”是天体亮度的指标，常以符号“m”表示。星等的数值越小，星星就越亮；星等的数值越大，星星就越暗。星等相差一等，亮度相差2.512倍。极限星等是指用望远镜可以观测到最暗天体的星等。望远镜的目视极限星等可以用以下
公式来粗略的估计：
m=2.1+5logD 公式中D（口径）以毫米为单位。
注意：大城市里的光污染会严重的影响到极限星等的大小，所以最好的观测地点
是远离都市光污染的郊外。
目镜：
1、惠更斯目镜（H）
是惠更斯在1703年研制的。它由2片凸透镜组成，视场较小，约为25-40度，它出瞳距离（目镜到眼睛的距离）相对比较短，所以在使用短焦距的惠更斯目镜观测时，眼睛需要紧贴目镜。由于惠更斯目镜容易制造，价格低廉，所以常被用
于小型入门级望远镜上。
2、冉斯登目镜（R或SR）
是冉斯登于1783年设计成功，也是两片凸透镜结构，由凸面相对，焦距相同的两个平凸透镜组成。视场约为30-45度。冉斯登目镜的球差、轴向色差和畸变等
均小于惠更斯目镜，场曲也显著减小。但是出瞳距离同样较短。
冉斯登和惠更斯都属于第一代目镜。
3、凯尔纳目镜（K）
出现于1849年，由三片透镜构成。是在冉斯登目镜的基础上发展而来，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，能够消除倍率色差，同时也能有效地降低位置色差、像散和畸变，大大改善边缘的像质，有效视场达到40-50度。在中、低倍率时，凯尔纳目镜的成像质量要比惠更斯和冉斯登目镜好。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。
4、阿贝无畸变目镜（OR）
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。但价格相对较高。
5、普罗素目镜（PL或Plossl）
又称为“对称目镜”。它为四片两组结构，由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OR目镜相当，但PL目镜具有更大的出瞳距离和视场。由于PL目镜中的两个消色差胶合透镜可以完全相同，因此造价比OR低， 是目前应用
最为广泛的目镜。