请问天文望远镜有什么参数和观星有什么关系

望远镜通常是由一个长焦距物镜主镜将天体的影像聚焦，再在焦点附近用一个短焦距目镜把这个影像放大。一般来说，望远镜可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类。 折射望远镜与赤道仪 一般折射望远镜的物镜，是由两块不同折光率的玻璃镜片组成，以减少色差，使红蓝两色的影像聚在同一焦点上，这类镜头称为消色差镜头Achromatic lens。严格来说，这类镜头影像外围仍有一个很淡紫色的光晕。了减少镜头的球面差Spherical aberration，彗形像差Coma及像散Astigmatism，一般可将焦比值增大，因此一般折射望远镜的口径与焦距比焦比起码在f10至f16之间。 较高级的镜头，是由三块不同折光率的玻璃镜片组成或采用较低色散的玻璃ED或甚至采用萤石晶体来制造，可消除红、绿、蓝三色的色差。这些镜头称为复消色差镜头Apochromat。它们的口径与焦距比可以达到f5。使到望远镜的长度缩短及重量较轻，使用较为方便，但售价十分昂贵。由于折射望远镜筒可以密封，所以维修保养方面较为方便，更适宜于搬往野外使用，同时亦不受镜筒内气流的影响。由于镜头起码由两块玻璃组成，所以成本要磨制四块镜面较同口径的反射望远镜昂贵。市面上一般售卖的小型天文望远镜，多属折射望远镜。反射望远镜是利用一块镀了金属通常是铝的凹面玻璃聚焦，由于焦点在镜前，所以必须在物镜焦点之前用另一块镜将影像反射出镜筒外，再用目镜放大。反射望远镜没有色差因不用透过玻璃故无色散，但有其它各类的像差。如将反射凹面磨成抛物线形Parabolic，则可消除球面差，但受彗形像差的影响严重，故边缘部份仍觉松散。牛顿式 Newtonian利用一块与光轴成45度平面镜Flat or diagonal作为副镜Secondary将影像反射至镜筒前侧。这种结构最为简单，影像反差较高，亦最多人选用，通常焦比在f4至f8之间。卡赛格林式或简称卡式 Cassegrain卡赛格林式反射望远镜 利用一块双曲面凸镜Convex hyperboloid作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射，所以镜筒可以缩短，但视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲Curvature of field。于反射式望远镜只要磨制一个光学面，所以以同一口径而论，价钱较折射镜为廉。普通天文爱好者，拥有150mm、200mm口径的为数不少，反射式望远镜同时可以自己磨制。因为镜筒不可能密封，所以主镜很易受烟尘影响，故难于保养，同时受气温与镜筒内气流的影响较大，搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置，而校正光轴亦相当繁复，带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹，亦使影像反差降低。折反射望远镜 Catadioptric telescope施密特卡式折反射望远镜与赤道仪这是一类同时利用折射与反射原理的望远镜，是1930 年由施密特Schmidt发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差，同时利用一非球面透镜Aspheric Iens放于主镜前适当位置作为矫正镜Corrector以矫正主镜的球面差。这样可以得出一个阔角可达40一50度的视场而没有一般反射镜常有的球面差与彗形像差，只有矫正镜做成的轻微色差而已。摄影用的施密特望远镜，焦比方面可以做到很小通常在f1至f3间，最小可达〃0.6，因此很适宜于星野及星云摄影。不过唯一的缺点是有一定的场曲，因此底片必须同样变曲来适应用特别的底片座承接，同时底片是放在望远镜筒内，故此只能逐张放入。一般天文爱好者用的是施密特卡式折反射望远镜Schmidt- cassegrain，利用一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射，所以镜筒可以缩短，通常焦比在f6.4至f10之间。除了施密特卡式Schmidt- cassegrain外及还有马克苏托夫Maksutov设计都是利用矫正镜及利用一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。近年十分流行的折反射望远镜如"Celestron”及“Meade”都是利用施密特卡式Schmidt-cassegrain原理构成，而"Questar"、“Meade”的ETX 系列及"Intes"则利用马克苏托夫式原理。折反射望远镜的镜身短、焦距长、焦点在主镜后，视场亦相当平坦，镜前由矫正镜密封，故不论使用或保养都十分方便，质素方面不错但不及牛顿式，尤以反差方面。 倍率望远镜的放大倍率是望远镜的焦距及目镜焦距用以下的方程式求出来的:放大倍率 = 望远镜的焦距 / 目镜焦距 例: 1000mm焦距的望远镜及20mm的目镜放大倍率 = 1000mm / 20mm =50 倍 虽然理论上望远镜的放大倍率是可以随意改变的只耍换上不同的目镜更甚至将放大倍率提升到千倍或以上。但在实际观测是有极限的。每一支望远镜都是有它的可用最高倍率。超越这个倍率所得来的部只会无济于事甚至严重影响观测效果。可用最高倍率 可用最高倍率除决定于望远镜的口径外还耍视乎当观测时的大气稳定度SEEING及被观测的物体的特性。通常星云星团等都不需要作最高倍率来观测。至于不同口径的可用最高倍率则凭经验镜经指出有下列参考数值:折射望远镜: 口径mm的1.5 至 2倍；反射/折反射望远镜: 口径mm的1.0 至 1.5倍当然望远镜的质素是会改变以上的倍值。优质望远镜的可用最高倍在十分之理想的大气稳定度下可以达到口径mm的3倍。分辨力分辨力又称为解像力是指望远镜能够分辨两个接近星点的能力。当两个星点的分隔小于分辨力则望远镜便不能将两颗星分辨为两个星点。人眼的分辨力约为1‘。望远镜的分辨力可用以下的公式求得:分辨力 = 120" / 望远镜口径mm 例: 60mm口径望远镜分辨力 = 120" / 60mm = 2〃，即可分辨2"角距的双星。 集光力集光力是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示，与望遂镜焦距，放大倍无关。人眼的瞳孔口径在黑暗的环境能够扩大至7mm，所以计算望远镜的集光力是用以下的方程式:集光力 = 望远镜口径mm的平方 / 72 例: 5 0mm约2口径的望远镜， 它的集光力 = 502 / 72= 51倍 极限星等透过望远镜可以看到人眼不能看见的暗弱星体。这是因为望远镜的集光力较人眼强能够看到较暗的星，但这是有限度的。极限星等是指该台望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星最暗为6等而50mm口径的望远镜则为10.3等。当然口径愈大所能见的极限星等愈暗。望远镜口径 mm 极限星等 分辨力 角秒 50 10.3 2.28 100 11.8 1.14 150 12.7 0.76 200 13.3 0.57 250 13.8 0.46 300 14.2 0.38 500 15.3 0.23 视野 从天文望远镜观察星空，可见圆形的视野中有星星。视野变成圆形的原因，是目镜的焦点面装有视野圈。目镜内可见的视野范围称为「目视界」，在目视界中，实际星空的范围称为「实视界」。单位各以角度表示，若目镜的目视界和望远镜的信率为已知数，依下式可计算实视界:实视界=目镜目视界÷倍率由此可知倍率愈高，实视界会变得狭小。 在未购置一支望远镜前，必须先考虑以下因素，才能作出最合乎自己条件与要求的选择。1 经济预算;2 望远镜的未来应用范围及要求的口径、放大倍率及解像力，必须适合自己的主要观察对象; 3 望远镜的机动性问题，如重量、大小、稳定性、装嵌或调校的困难等; 4 望远镜的附件多少; 5 如无现货时订购交货的期限向外国订购通常起码要几个月以上。 一般没有固定观察地 点的天文爱好者，为了方便野外观星摄影起见，多以机动性为前提。很多都选用80-100mm口径的折射镜，或150mm6英寸以下的反射，或200mm8英寸以下的折反射镜。如用汽车搬运，可考虑购置较大的仪器，但若以一个人搬运，则100mm的折射镜或150mm的反射镜或200mm的折反射镜似乎已是体力的极限了。