天文望遠鏡為什麼要一隻眼睛看

『壹』 天文望遠鏡為什麼不能用肉眼直接看太陽

因為眼球的晶狀體相當於一個凸透鏡，眼睛直視太陽時，強光經過晶狀體折射後成為一個能量很強的小光點落在眼球後的視網膜上，極易灼傷視網膜，造成對眼睛的嚴重傷害。即使戴了墨鏡也不能直視，因為太陽光是十分強烈的。

『貳』 天文望遠鏡的使用方法

天文望遠鏡是人類觀測和認識宇宙的「眼睛」，是使用Z多、Z具標志性的天文觀測器材;用來幫助使用者觀察星空中肉眼難以分辨的細節、尋找更遠、更暗淡的天體。
天文望遠鏡使用步驟
一、安裝
選一個平台，按照安裝說明書，依次安裝三腳架，(赤道儀)，主鏡筒，尋星鏡，天頂鏡，目鏡(先安裝低倍目鏡)。
二、調試尋星鏡
1、白天，先將主鏡筒對准遠處的一個目標(約500米遠)，如煙囪、空調室外機等。裝上低倍率目鏡(如20mm目鏡)尋找目標。將鏡筒大致對准目標後，調節焦距系統直到目標清晰，並使之處於主鏡中心點，然後將腳架全部鎖緊。
2、小心調整尋星鏡上的三個螺絲，將主鏡看到的目標調到尋星鏡的十字架中心。
3、更換高倍率目鏡(如10mm目鏡)，重復上述的步驟。調試時，主鏡里的目標始終控制在尋星鏡的十字架中心。

三、調試赤道儀
赤道儀有三個軸：
1、地平軸：垂直於地平面，下端與三腳架台連接，上端與極軸連接，有地平高度刻度盤。繞地平軸旋轉可調整天文望遠鏡的地平方位角。
2、極軸(赤經軸)：一端與地平軸相連，上下扳動極軸可調整地平高度角。另一端與赤緯軸成90°角連接，裝有時角度盤，用於天文望遠鏡指向的時角(赤經)調整。
3、赤緯軸：與極軸成90°相連，上端與主鏡筒成90°相連，以保證鏡筒與極軸平行。下端連接平衡錘，裝有赤緯度盤，用於天文望遠鏡指向的赤緯度調整。
赤道儀的調整：
極軸調整。使天文望遠鏡極軸和地球自轉軸平行，指向北天極。
1、主鏡與赤道儀、三角架連接好，把將有「N」標志的一條腿擺在正北方。調整三角架高度，使三角架台水平。
2、松開極軸(赤經軸)螺釘，把主鏡旋轉到左邊或右邊。松開平衡錘螺釘，移動平衡錘，使望遠鏡與錘平衡。把天文望遠鏡旋迴上方，制緊螺釘。
3、松開地平螺釘，轉動赤道儀，使極軸(望遠鏡)指向北方(指南針定向)，制緊螺釘。
4、松開極軸與地平軸連接螺釘，上下扳動極軸，使指針對准觀測地點的地理緯度，制緊螺釘。
5、松開赤緯軸螺釘，轉動天文望遠鏡使其與極軸平行(亦即與當地經線圈平行)，制緊螺釘。
6、從天文望遠鏡(或調好光軸的尋星鏡)中觀看北極星是否在視場中央，如有偏差，則需對極軸的地平方位角，地平高度角作精細調整，直至北極星在視場中央不再移動。
7、擰動時角刻度盤，零時(0h)對准指針;擰動赤緯刻度盤，90°對准指針。
至此，天文望遠鏡就與地球自轉軸、觀測點子午面完全平行。任憑地球轉動，天文望遠鏡始終都對著北極星。極軸調整好後，三腳架、極軸方位角、高度角都不能有絲毫移動，否則要重新調整。北天極與北極星不完全重合，而是向小熊座β星偏1°。
赤道儀調光軸：
1、取掉目鏡，將調焦座旋到Z裡面，然後將眼睛放在目鏡孔上看自己的眼睛是不是在居中位置，如果不是就輕輕的調整副鏡的螺絲使其居中，副鏡中心的那顆螺絲千萬別動。
2、裝上低倍率目鏡，將天文望遠鏡對准一顆2到3等的恆星，然後在焦內和焦外看這個恆星形成的衍射環是不是非常對稱的同心圓，如果不是就微微調整主鏡上的螺絲，直到衍射環為純正的同心圓。
四、觀測
先用目視法對准觀測的目標，然後眼睛觀察尋星鏡，調節天文望遠鏡赤道儀的旋鈕，直到目標處在尋星鏡十字架中心。眼睛觀測目鏡，如果尋星鏡調得比較精確，此時目鏡中應當有成像。通過各旋鈕將被觀測目標調節到視野中央，調節調焦旋鈕，使成像清晰。天文望遠鏡觀測期間，假如赤道儀沒有電跟蹤，則隔一段時間調節赤道儀個別旋鈕，保證目標不離開視野。

『叄』 天文望遠鏡的原理是什麼請附圖片說明！

天文望遠鏡的基本知識
天文望遠鏡是現在天文學最基本的儀器，也是廣大天文普及工作者和天文愛好者必備的觀測工具。
天文望遠鏡的光學系統
根據物鏡的結構不同，天文望遠鏡大致可以分為三大類：以透鏡作為物鏡的，稱為折射天文望遠鏡；用反射鏡作為物鏡的，稱為反射天文望遠鏡；既包含透鏡，又有反射鏡的，稱為折反射天文望遠鏡。往往有的天文愛好者買了一塊透鏡，以為這就解決瞭望遠鏡的物鏡問題。其實，一塊透鏡成像會產生象差，現在，正規的折射天文望遠鏡的物鏡大都由2～4塊透鏡組成。相比之下，折射天文望遠鏡用途較廣，使用方便，比較適合做天文普及工作。
反射天文望遠鏡的光路可分為牛頓系統和卡塞格林系統等。一般說來，對天文普及工作，特別是對觀測經驗不足的愛好者來說，牛頓式反射望遠鏡使用起來不太方便，其物鏡又需經常鍍膜，維護起來也麻煩。折反射天文望遠鏡是由透鏡和反射鏡組成。天體的光線要受到折射和反射。這類望遠鏡具有光力強，視場大和能消除幾種主要像差的優點。這類望遠鏡又分施密特系統、馬克蘇托夫系統和施密特卡塞格林系統等。根據我們多年實踐的經驗，中國科學院南京天文儀器廠生產的120折射天文望遠鏡對於天文普及工作和廣大天文愛好者來說，是一種既方便又實用的儀器。
天文望遠鏡的光學性能
在天文觀測的對象中，有的天體有視面，有的沒有可分辨的視面；有的天體光極強，有的又特微弱；有的是自己發光，有的是反射光。觀測者應根據觀測目的，選用不同的天文望遠鏡，或採用不同的方法進行觀測；一般說來，普及性的天文觀測多屬於綜合性的，要考慮「一鏡多用」。選擇天文望遠鏡時，一定要充分了解它的基本光學性能。
天文望遠鏡口徑--指物鏡的有效直徑，常用D來表示；
相對口徑--指物鏡的有效口徑和它的焦距之比，也稱為焦比，常用A表示；即A＝D/F。
一般說來，折射天文望遠鏡的相對口徑都比較小，通常在1/15～1/20，而反射天文望遠鏡的相對口徑都比較大，通常在1/3.5～1/5。觀測有一定視面的天體時，其視面的線大小和F成正比，其面積與F2成正比。象的光度與收集到的光量成正比，即與D2成正比，和象的面積成反比，即與F2成反比。
放大率--指目視天文望遠鏡的物理量，即角度的放大率。它等於物鏡焦距和目鏡焦距之比。
不少人提到天文望遠鏡時，首先考慮的就是放大倍率。其實，天文望遠鏡和顯微鏡不一樣，地面天文觀測的效果如何，除儀器的優劣外，還受地球大氣的明晰度和寧靜度的影響，受觀測地的環境等諸因素的制約。而且，一架天文望遠鏡有幾個不同焦距的目鏡，也就是有幾個不同的放大倍率可用。觀測時，絕不是以最大倍率為最佳，而應以觀測目標最清晰為准。
分辨角--指天文望遠鏡能夠分辨出的最小角距。目視觀測時，天文望遠鏡的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D為物鏡的有效口徑。
視場--指天文望遠鏡所見的星空范圍的角直徑。
貫穿本領--指在晴朗的夜晚，望遠鏡在天頂方向能看到最暗弱的恆星星等。貫穿本領主要和望遠鏡的有效口徑有關。
例如，南京天文儀器廣生產的120折反射天文望遠鏡的光學性能為：主鏡的有效口徑為120mm，焦距為1500mm，相對口徑為1/12.5，目鏡放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理論分辨角為1"一2"，目視極限星等為12等，視場小於10。它的尋星鏡物鏡有效口徑為35mm，焦距為175mm，放大率為7倍，視場為500。
天文望遠鏡的目鏡
當人們了解了天文望遠鏡的基本光學性能以後，有人往往只注意物鏡，而忽視了做為望遠鏡終端設備之一的目鏡。其結果常常使再好的望遠鏡也不能充分發揮應有的本領，只能望天興嘆。
天文望遠鏡的目鏡主要有兩個作用：其一，將物鏡所成的像放大，這對於觀測有視面的天體和近距雙星是十分重要的；其二，使出射光束為平行光，使觀測者觀測起來舒適省力。目鏡的種類很多，比較常用的有：惠更斯目鏡，用字母H表示，MH或HM表示惠更斯目鏡的改進型，這類目鏡適用於低倍率或中倍率的觀測。冉斯登目鏡，以字母R表示，適於用作裝有十字絲或標尺的目鏡，用在低倍率或中倍率的測量性觀測。凱爾納目鏡，以字母K表示，是冉斯登目鏡的改進型，消除了冉斯登目鏡的色差，這種目鏡，視場大，常用在低倍率觀測上，如彗星或大面積的天體。斯坦海爾的單心目鏡，蔡斯的無畸變目鏡，阿貝無畸變目鏡，希克無畸變目鏡都用在高放大率的觀測上，如對行星或月球表面細節的觀測等。
一架天文望遠鏡應備有多種目鏡，這樣才能便於不同的觀測，也才能最大限度地發。揮它應有的作用。曾見到這樣一個情況：某部門從國外訂購一架較好的天文望遠鏡，但是只有兩個目鏡。可是說明書中介紹它有多種目鏡。為什麼只有兩個呢?賣方說，買方訂貨時設寫明。這是一個教訓。因此，訂購天文望遠鏡時，事前一定要充分做好調研，有完整可靠的信息，有比較內行的人把關，認真審核好訂貨程序才行。
尋星鏡和導星鏡
天文望遠鏡的主鏡擔負著觀測的主角。但是，許多天文觀測不是光靠主鏡就能全部順利完成的。它也需要有助手，這就是尋星鏡或導星鏡。
為了能迅速地搜尋到待觀測的天體，常常在主鏡旁附設一個小型天文望遠鏡，它就是尋星鏡。尋星鏡一股都採用折射式的天文望遠鏡。它的光軸與主鏡光軸平行，這樣才能保持與主鏡的目標一致。尋星鏡物鏡的口徑一般在5～10厘米左右，視場在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面處裝有供定標用的分劃板。觀測時，先用尋星鏡找到待觀測的天體，將該天體調到，視場中央。這時，該天體自然也就在主鏡視場中央。
主鏡在進行較長時間的觀測時，為了及時糾正跟蹤中的誤差，在主鏡旁設一個起監視作用的望起鏡，它就叫導星鏡。天文普及用的望遠鏡也就用尋星鏡代替了導星鏡。
天文望遠鏡的裝置與跟蹤
一架理想的天文望遠鏡不僅應有優良的光學系統，還必須解決好一系列機械結構問題。比如說，鏡筒如何架起來呢?為了能觀測到地平上任意天體，根據對軸線方向的選擇不同，通常天文望遠鏡的裝置分為兩大類：地平裝置和赤道裝置。在地平裝置中，鏡的是天體的地平經度，沿水平軸變化時，表示的是天體的地平緯度。由於天球的周日視運動，天體在地平坐標中，兩個量都隨時而變，表示的只是瞬時位置。因此，一般說來，地平裝置不便於做較長時間的連續觀測。
赤道裝置就解決了這個問題。它的一條軸和天軸平行，叫極軸。另一條軸和極軸垂直，叫赤緯軸。當鏡筒繞極軸旋轉時，這是對角的變化，繞赤緯軸旋轉時，是赤緯的變化。天體的赤緯不隨周日運動而變化，是常量。因此，只要使鏡筒跟隨著天體繞極助運動即可達到使天體保持在視場內的目的。這就是跟蹤天體的基本原理。顯然，這就是克服由地球自轉引起的相對位置變化。地球以每4分鍾10的速度由西往東自轉著，跟蹤天體也應以每4分公10的勻速從東往西繞極軸運動。如何使鏡筒這樣轉動呢?驅動跟蹤裝置的機械繫統叫轉儀鍾。本世紀以前的轉儀鍾，其動力靠鏈條式的重錘或發條提供，轉儀鍾的速度靠離心調速器來控制。現在轉儀鍾的動力靠馬達帶動，速度由天文鍾或無線電振盪器來控制。導星就是彌補跟蹤中的誤差問題。
可見，對於天文普及工作來說，天文望遠鏡最好是能跟蹤天體的赤道裝置。
天文望遠鏡注意事項
完整的天文望遠鏡是由光機電組成的精密的光學儀器，要遵守使用規則：加強維護；赤道裝置的，極軸應調到觀測地的緯度，並在子午面內；天文望遠鏡的調焦是十分重要的，注意人差和方法差；觀測環境引起的小氣候不容忽視；應使望遠鏡總處在各向平衡的狀態。
一般天文望遠鏡以構造來分類,可分為折射天文望遠鏡、反射天文望遠鏡及折反射天文望遠鏡三大類。
一、 折射天文望遠鏡
所謂折射天文望遠鏡是以會聚遠方物體的光而現出實象的透鏡為物鏡的望遠鏡它會使從遠方來的光折射集中在焦點,折射天文望遠鏡的好處就是使用方便,稍微忽略了保養也不會看不清楚,因為鏡筒內部由物鏡和目鏡封著,空氣不會流動,所以比較安定,此外,由於光軸的錯開所引起的像惡化的情形也比反射望遠鏡好,而口徑不大透鏡皆為球面,所以可以機械研磨大量生產,故價格較便宜。
(1)伽利略型天文望遠鏡：
人類第一隻天文望遠鏡,使用凹透鏡當目鏡,透過望遠鏡所看到的像與實際用眼睛直接看的一樣是正立像,地表觀物很方便但不能擴大視野,目前天文觀測已不再使用此型設計。
(2)開普勒型天文望遠鏡：
使用凸透鏡當目鏡,現今所有的折射式望遠鏡皆為此型,成像上下左右巔倒,但這樣對我們天體觀測是沒有影響的,因為目鏡是凸透鏡可以把兩枚以上的透鏡放在一起成一組而擴大視野,並且能改善像差除卻色差。
二、 反射式天文望遠鏡：
反射天文望遠鏡不用物鏡而用叫主鏡的凹面的反射鏡。另外有一面叫做次要鏡的小鏡將主鏡所收集的光反射出鏡筒外面,由次要鏡反射出來的光像再用目鏡放大來看,反射式最大的長處是由於主鏡是鏡子,光不需通過玻璃內,所以完全不會有色差,也不太會吸收紫外光或紅光,因此非常適合分光等物理觀測,雖無色差但有其它各類的像差。如將反射凹面磨成拋物線形(Parabolic),則可消除球面差。因為鏡筒不能密封,所以主鏡很易受煙塵影響,故難於保養,同時受氣溫與鏡筒內氣流的影響較大,搬運時又很易移動了主鏡與副鏡的位置,而校正光軸亦相當繁復,帶起來不甚方便。此外副鏡座的衍射作用會使較光恆星的星像出現十字或星形的衍射紋,亦使影像反差降低,另外像的穩定度也不及折射式望遠鏡。
目前知名反射天文望遠鏡的設計大致分為五種，我們只列舉兩種市售一般中小型的反射望遠鏡。
(1)牛頓式 (Newtonian)天文望遠鏡：
一六六八年由牛頓發明設計,由拋物面的主鏡和平面次要鏡所構成,以對著光軸45度的角度將平面次要鏡裝在從主鏡反射過來的光的焦點的稍微前方(如上圖)這種結構最為簡單,影像反差較高,亦最多人選用,通常焦比在f4至f8之間。
(2)卡賽格林式或簡稱卡式 (Cassegrain)天文望遠鏡：
利用一塊雙曲面凸鏡(Convex hyperboloid)作為副鏡,在主競焦點前將光線聚集,穿過主鏡一個圓孔而聚焦在主鏡之後。因為經過一次反射,所以鏡筒可以縮短,但視場較窄,像散較牛頓式嚴重,同時有少許場曲(Curvature of field)。
三、 折反射天文望遠鏡(Catadioptric telescope)：
采反射和折射的長處之型式,基本上和反射一樣,也有反射式天文望遠鏡的缺點,為了消除偏離光軸的視野的慧星像差使用著透鏡,且主鏡為球面鏡,比反射型容易研磨..只介紹其中一種最廣泛運用的折反射天文望遠鏡。
施密特卡式天文望遠鏡
1930 年由施密特(Schmidt)發明用作天文攝影。主要是利用一球面凹鏡作為主鏡以消除彗形像差，同時利用一非球面透鏡(Aspheric Iens)放於主鏡前適當位置作為矯正鏡Corrector)以矯正主鏡的球面差。這樣可以得出一個闊角(可達40一50度)的視場而沒有一般反射鏡常有的球面差與彗形像差，只有矯正鏡做成的輕微色差而已。攝影用的施密特望遠鏡，焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3間,最小可達〃0.6)，因此很適宜於星野及星雲攝影
編輯於 2007-09-07
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57 2020-06-29
天文望遠鏡結構圖及原理
1、天文望遠鏡外部結構圖如下： 2、天文望遠鏡內部結構圖如下： 3、天文望遠鏡的成像原理 物體通過物鏡，距離大於兩倍焦距，成倒立縮小的實像。成的實像透過目鏡，在目鏡的一倍焦距內，成一個正立、放大的虛像。 因為進入光源的光線進入物鏡後拉近了距離，使視角變大，所以成放大的像。即能把遠物很小的張角按一定倍率放大，使之在像空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體變清晰可辨。 (3)天文望遠鏡為什麼要一隻眼睛看擴展閱讀 注意事項 1、絕對不能直接用望遠鏡觀看太陽，觀看太陽必須通過投影法或有專門濾光措施，否則會燒壞視網膜，而且會對主鏡造成一定損害。 2、不要把望遠鏡當做玩具，望遠鏡是精密光學儀器，要細心使用和維護 3、不要認為用望遠鏡什麼都能看到，通過望遠鏡確實能觀看到肉眼不能分辨的天體和天體上的細節，但觀看效果越好，價格也越高，沒有十全十美的望遠鏡，選擇適合自己的最重要； 4、對於每一台望遠鏡，都有它合適的放大倍數。超過這個倍數並不能增強分辨能力，反而會使物體變得很暗，難以看清。60mm～80mm口徑的望遠鏡，合適的放大倍數應小於100倍，200倍的放大倍率幾乎什麼都看不到。 5、如果無法在夜空中識別五個以上的星座，就不要著急使用望遠鏡，因為無法尋找可觀測的星星，就只能看月亮； 6、天文望遠鏡通常也可以觀看風景或動植物，可以很容易得到比雙筒望遠鏡更高的放大倍率。不過使用倍率應在100倍以下，20-50倍最合適。 參考資料來源：網路--天文望遠鏡 參考資料來源：網路--望遠鏡
39 瀏覽10000 2019-07-29
求一個高倍光學望遠鏡的工作原理並附圖
開普勒式望遠鏡，折射式望遠鏡的一種。物鏡組也為凸透鏡形式，但目鏡組是凸透鏡形式。這種望遠鏡成像是上下左右顛倒的，但視場可以設計的較大，最早由德國科學家開普勒（Johannes Kepler）於1611年發明。為了成正立的像，採用這種設計的某些折射式望遠鏡，特別是多數雙筒望遠鏡在光路中增加了轉像稜鏡系統。此外，幾乎所有的折射式天文望遠鏡的光學系統為開普勒式。

開普勒式原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有一個實像，可方便的安裝分劃板（安裝在目鏡焦平面處），並且性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都採用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像系統。

正像系統分為兩類：棱鏡正像系統和透鏡正像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既採用了雙直角棱鏡正像系統。這種系統的優點是在正像的同時將光軸兩次折疊，從而大大減小瞭望遠鏡的體積和重量。透鏡正像系統採用一組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既採用設計精良的透鏡正像系統。

開普勒式望遠鏡看到的是虛像, 物鏡相當於一個投影儀,目鏡相當於一個放大鏡.
5 瀏覽1421 2017-12-16
天文望遠鏡是什麼原理？
一般成像是上下正像，左右倒像。因為目鏡介面有個90度天頂鏡，使上下正過來，一般都是這樣。復雜點的也有上下左右都正的，造價會高一點點。如果你說的簡易天文望遠鏡沒有天頂鏡的話，就完全是左右反，上下倒，觀測月亮的話問題也不是很大。天文望遠鏡當然是放大了，怎麼會縮小。為了用長焦的望遠鏡拍攝星雲的話，也許會使用減焦鏡加在物鏡前方，故意「縮小」一點畫面，但那是另外一回事了。天文望遠鏡肯定是放大，誰會買縮小鏡。
1 瀏覽65 2018-07-26
天文望遠鏡是怎樣看到那麼遠的,製作原理!
首先「望遠鏡能看多遠」這個觀念是錯誤的。我們的肉眼就是一台光學儀器，肉眼可以看到254萬光年以外的仙女座大星雲，但是看不見距離地球最近的太陽系外恆星比鄰星（4.2光年）。說一個光學儀器能看多遠是沒有意義的，只能說看多清。 製作原理：天文望遠鏡上一般有兩只鏡筒，大的是主鏡，是觀測目標所用的；小的叫尋星鏡，是尋找目標所用的，也叫瞄準鏡。目鏡是單獨的個體，是決定放大倍率的物品，目鏡上都會有F值，這是目鏡的焦距，用主鏡的F值除以當前使用的目鏡的F值，就是當前的放大倍率，記住，放大倍率是標准，6厘米口徑的望遠鏡的極限放大倍率是120倍左右，8厘米的倍率最大160倍左右。 拓展資料： 天文望遠鏡因為其口徑大於肉眼瞳孔直徑，所以能匯集更多的光，看到更暗的天體。顯然，同樣亮度的天體越遠其亮度就越暗，所以望遠鏡就能看到相對來說更遠的天體。不過，並不是說明在這個范圍內所有的天體多能看見，比如使用了一天天文望遠鏡看到了M87，幾千萬光年，但是並不說明看看到比他近的矮星系，恆星的天體。 口井越大望遠鏡的解析度的卻越高，但是，望遠鏡能看到多安的物體和解析度毫無關系。望遠鏡的解析度=波長/口徑，所以對同一望遠鏡來說紫光的解析度小於紅光的解析度。所以，望遠鏡能看到多暗的物體與解析度無關。參考資料：天文望遠鏡 網路
27 瀏覽12638 2019-08-29
天文望遠鏡的工作原理
天文望遠鏡的工作原理是物鏡（凸透鏡）聚光成像，經過目鏡（凸透鏡）放大。由物鏡聚光，然後經過目鏡放大，物鏡目鏡都是都是雙分離結構，以便使成像質量有所提高。增大單位面積上的光強，從而使得人們可以發現更暗弱的天體和更多的細節。射入你眼睛的就是幾乎平行光，而你看到的是被目鏡放大了的虛像。是把遠物很小的張角按一定倍率放大，使之在像空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體變清晰可辨。它是一種通過物鏡和目鏡使入射的平行光束仍保持平行射出的光學系統。一般分三種： 一、折射望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略望遠鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒望遠鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。 二、反射望遠鏡，是用凹面反射鏡作物鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡等幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡採用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其它像差的影響，可用視場較小。對製造反射鏡的材料只要求膨脹系數較小、應力小和便於磨製。 三、折反射望遠鏡，是在球面反射鏡的基礎上，再加入用於校正像差的折射元件，可以避免困難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。比較著名的有施密特望遠鏡它在球面反射鏡的球心位置處放置一施密特校正板。它是一個面是平面，另一個面是輕度變形的非球面，使光束的中心部分略有會聚，而外圍部分略有發散，正好矯正球差和彗差。
16 瀏覽809 2019-11-15

『肆』 為什麼天文望遠鏡看的時候白茫茫一片，而且都是我的睫毛

兩種可能
1、眼睛靠的太近了，每個目鏡都有自己的出瞳距離，也就是說，需要你得眼睛離開目鏡幾厘米的位置觀測，才能夠看到正常圖像。因為樓主說你能夠看到自己的睫毛，所以我想很可能就是沒有考慮出瞳距離所致。
2、沒有看到一個清晰的像。可能原因是你沒有調整好焦距，或者是你的望遠鏡倍數過高。這時即使你得望遠鏡已經捕捉到了觀測目標，也不能得到清晰的成像，只有模糊的霧狀像。

解決方法：
逐一排除可能存在的干擾因素：
因為鏡子的型號是鳳凰F70076，發現它的目鏡組是SR4MM(SR5MM)12.5MM,20MM，並且配有增倍鏡 1.5X,2X 。
1、確定摘掉了物鏡的鏡蓋，如果你使用了增倍鏡，先把它拆掉。
2、現在選用20mm的那個目鏡，換掉現在鏡子上的那個目鏡（如果現在已經是20mm的，那這一步可以跳過。）
通過上面兩步，可以排除掉倍數過大，視場過小兩個干擾因素。
3、選擇一個白天，將鏡桶對著幾千米外的樓房或者山頂（千萬千萬不要對著太陽），然後找到你的調焦座，前後慢慢轉動，直到能夠通過目鏡看到（注意出瞳距離）一個最小的清晰的像。