天文觀測基礎(chǔ)知識ppt課件(參考版)
2025-05-15 02:59本頁面
【正文】 。 天文學(xué) ?下標(biāo)是按照馬拉松觀測順序的梅西耶天體表。 ? 實(shí)際觀測過程中，一定要抓緊時(shí)間，平均每個(gè)天體不能超過 5分鐘。隨著地球自轉(zhuǎn)，新的觀測目標(biāo)會不斷進(jìn)入視線。通常是從明亮的昴星團(tuán)的（ M45）和獵戶座大星云（ M42）開始，緊接著是 仙女座大星云（ M31）。 天文學(xué) ?觀測之前應(yīng)該制定一個(gè)科學(xué)的觀測計(jì)劃。 ?這種觀測每年只能舉行一次，即在每年 3月的下半月，這時(shí)太陽運(yùn)行到缺少梅西耶天體的地區(qū)，因此日落到日出的整個(gè)夜晚有可能觀測到所有的梅西耶天體。 天文學(xué) 梅西葉馬拉松觀測 天文學(xué) ?梅西葉 Messier， Charles() ， 法國天文學(xué)家，他率先編制了系統(tǒng)的星云 星團(tuán) 表。 （ 2）望遠(yuǎn)鏡的極軸應(yīng)安裝在當(dāng)?shù)氐淖游缑娣轿?，高度角等于地理緯度。磨好的反射鏡一般在表面鍍一層鋁膜，鋁膜在 200900nm波段范圍的反射率都大于 80%，因而除光學(xué)波段外，反射望遠(yuǎn)鏡還適于對近紅外和近紫外波段進(jìn)行研究。反射望遠(yuǎn)鏡主要用于天體物理方面的工作。 一架較大口徑的反射望遠(yuǎn)鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點(diǎn)系統(tǒng)、卡塞格林系統(tǒng)和折軸系統(tǒng)。這種系統(tǒng)有較好的像質(zhì)和較大的視場。這可以方便在其后附加大型的終端設(shè)備，例如大型攝譜儀等。 天文學(xué) (E) 折軸 (coud233。 天文學(xué) (C)卡塞格林系統(tǒng)： 主鏡為拋物面鏡 ,副 鏡為 一塊雙曲面凸鏡 , 在主鏡焦點(diǎn)前將光線聚集 ,穿過主鏡一個(gè)圓孔而聚焦在主鏡之后。 利用一塊與光軸成 45度平面鏡作為副鏡將影像反射至鏡筒前側(cè)。 （ A）主焦點(diǎn)系統(tǒng) :在物鏡的主焦點(diǎn)進(jìn)行觀測叫主焦點(diǎn)系統(tǒng)。但為了減小其它像差的影響，可用的視場較小。 天文學(xué) Yerkes天文臺 40英寸折射鏡 天文學(xué) 2. 反射望遠(yuǎn)鏡 用凹面反射鏡作物鏡的望遠(yuǎn)鏡。 目前由于大口徑的光學(xué)玻璃易受溫度、壓力影響而變形，而且玻璃對紫外光吸收很嚴(yán)重，因此， 19世紀(jì)制造的葉凱士(Yerkes)天文臺口徑 1016毫米的折射望遠(yuǎn)鏡（ A=1/）成了最大的絕代折射望遠(yuǎn)鏡。 天文學(xué) 折射望遠(yuǎn)鏡的成像質(zhì)量比反射望遠(yuǎn)鏡好，視場較大，使用方便，易于維護(hù)，中小型天文望遠(yuǎn)鏡及許多專用儀器多采用折射系統(tǒng)。我系原蔡司折射望遠(yuǎn)鏡為三透鏡物鏡系統(tǒng)，相對口徑 130/1950=1/15。 )。由于像散等像差未得到改正，雙透鏡物鏡的相對口徑 (光力 )較小，一般為 1/151/20，可用視場也不大 (2176。 一、天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡 天文學(xué) 伽利略望遠(yuǎn)鏡光路圖 開普勒望遠(yuǎn)鏡光路圖 天文學(xué) 因單透鏡物鏡色差和球差都相當(dāng)嚴(yán)重，現(xiàn)代的折射望遠(yuǎn)鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。 天文學(xué) ?物鏡是物鏡是透鏡的叫 折射望遠(yuǎn)鏡 ； ?反射鏡的叫 反射望遠(yuǎn)鏡 ； ?物鏡是反射鏡，它前面再加一塊改正像差的透鏡組成的望遠(yuǎn)鏡叫 折反射望遠(yuǎn)鏡 。物鏡是最核心器件，它的光學(xué)性能好壞對于天文觀測來講是致關(guān)重要的。, (c) 5, and (d) 1. 天文學(xué) 右圖為東北師大物理樓望遠(yuǎn)鏡（ 31CM）拍攝的圖像 左圖是 10CM尋星鏡拍攝的圖象 天文學(xué) 二、天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的類型 光學(xué)望遠(yuǎn)鏡可按光學(xué)部分和機(jī)械裝置來分類。 天文學(xué) ? Two parably bright light sources bee progressively clearer when viewed at finer and finer angular resolution. Detail bees clearer in the Andromeda Galaxy(M31) as the angular resolution is improved some 600 times, from (a) 1039。 根據(jù)光的衍射原理，分辨角由如下公式確定， δ = /D 或 δ ″= λ (μ m)/D(m) 式中 D為望遠(yuǎn)鏡的口徑； λ 為入射光的波長。 分辨角：兩天體的像剛剛能被分開時(shí)，它們所對應(yīng)的天球上兩點(diǎn)的角距離。 天文學(xué) (6) 分辨本領(lǐng)： 望遠(yuǎn)鏡的分辨本領(lǐng)是望遠(yuǎn)鏡能分辨天體細(xì)節(jié)的能力，是望遠(yuǎn)鏡很重要的性能指標(biāo)。 它反映了望遠(yuǎn)鏡觀測天體的能力 。 不同的目鏡有不同的 ω ’ M?? ??ω’為目鏡對應(yīng)的角直徑，稱為目鏡視場， M為放大率。 )表示 。 若用探測器代替目鏡直接成像，則放大率將沒有意義，取而代之的是底片比例尺。若目鏡的焦距為 4毫米 ,用它配在焦距 800 mm 的物鏡后，就可獲得 200倍的放大率。 相反，對于恒星的研究，望遠(yuǎn)鏡的口徑大、光力?。哟蠼咕啵瑴p弱背景光的亮度），才能觀測到更暗弱的星。 A的倒數(shù)叫焦比 (F/D)。 天文學(xué) 光學(xué)望遠(yuǎn)鏡口徑加大的歷史進(jìn)程 Keck 天文學(xué) 此兩幅照片曝光時(shí)間相同，但下面的照片所用望遠(yuǎn)鏡的口徑大兩倍。在大氣寧靜度、透明度好的天文臺，星像的視寧度直徑就越小?？趶皆酱?，其接受到的光流
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