天文望遠(yuǎn)鏡簡(jiǎn)介(1)-資料下載頁(yè)
2025-05-14 23:43本頁(yè)面
【正文】 4 176。 的目鏡， f=, ω= ? 視場(chǎng) ω 望遠(yuǎn)鏡若存在大的像差，視場(chǎng)邊上的像很差，成像的良好區(qū)小，自然視場(chǎng)就小。對(duì)于星系或特殊天體的巡天觀測(cè)必須要有大視場(chǎng)的望遠(yuǎn)鏡，這樣，一次觀測(cè)就可以覆蓋比較大的天區(qū)。 施米特望遠(yuǎn)鏡的焦距比較短 ， 更主要的是它的光學(xué)系統(tǒng)的像差消得比較好 ， 故它的視場(chǎng)ω 可達(dá)十幾度 。 一般反射望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng) ω 小于1度 。 The Keck Telescopes拍攝的圖像 6）極限星等 （ 貫穿本領(lǐng)） m： m = + 5log D 理想條件下，望遠(yuǎn)鏡指向天頂能看到的最暗弱星的星等值 。 它反映了望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)恒星方面的能力。當(dāng)然，望遠(yuǎn)鏡的口徑越大，能觀測(cè)越暗的天體。此外也與望遠(yuǎn)鏡后接的探測(cè)器有關(guān)。 對(duì)于照相觀測(cè)或用電荷藕合器件 CCD觀測(cè)，由于有累積效應(yīng)，在一定的時(shí)間范圍內(nèi)露光時(shí)間越長(zhǎng)就能觀測(cè)到越暗的星，望遠(yuǎn)鏡的貫穿本領(lǐng)也越高。當(dāng)然不能任意延長(zhǎng)露光時(shí)間，因?yàn)檠娱L(zhǎng)到一定程度后，由于夜天光的作用也會(huì)導(dǎo)致貫穿本領(lǐng)的降低。所以配有照相機(jī)，光電倍增管，光電成像器件和 CCD 等探測(cè)器的天文望遠(yuǎn)鏡，其貫穿本領(lǐng)不僅決定于天文望遠(yuǎn)鏡本身，而且也和這些探測(cè)器的靈敏度有關(guān)。其貫穿本領(lǐng)必須根據(jù)望遠(yuǎn)鏡和探測(cè)器的特性進(jìn)行具體實(shí)測(cè)而定。 對(duì)于目視望遠(yuǎn)鏡 ,它的極限星等可以經(jīng)驗(yàn)地用如下公式計(jì)算： m = + 5 log D/d + k d= 6mm , k= 則有 , m = + 5log D 衡量望遠(yuǎn)鏡性能的重要參量 使用望遠(yuǎn)鏡的主要目的： 聚光本領(lǐng)： I∝ πD2 分辨本領(lǐng)： θ＝ ／ D 因此，衡量望遠(yuǎn)鏡的重要參量是口徑。
環(huán)評(píng)公示相關(guān)推薦
鄂ICP備17016276號(hào)-1