望远镜的发展史

为庆祝“2009国际天文年”，英国《新科学家》评选出了人类历史上最著名的望远镜。以下是这1、伽利略折射望远镜

伽利略是第一个认识到望远镜将可能用于天文研究的人。虽然伽利略没有发明望远镜，但他改进了前人的设计方案，并逐步增强其放大功能。图中的情景发生于

1609年8月，伽利略正在向当时的威尼斯统治者演示他

4.2厘米，长约

1.2米的望远镜。他是

的望远镜。伽利略制作了一架口径

14架最著名的望远镜：

400年的的发展，

用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害2、牛顿反射式望远镜

牛顿反射式望远镜的原理并不是采用玻璃透镜使光线折射或弯曲，而是使用一个弯曲的镜面将光线反射到一个焦点之上。这种方法比使用透镜将物体放大的倍数要高数倍。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用经主镜反射后的会聚光经反射镜以

2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹

45o角的反射镜，使

90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系

面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成

统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。图中显

哈勃太空望远镜

示的是牛顿首个反射式望远镜的复制品。3、赫歇尔望远镜

18世纪晚期，德国音乐师和天文学家威廉

-赫歇尔开始制造大型反射式

1.2米。

望远镜。图中显示的是赫歇尔所制造的最大望远镜，镜面口径为该望远镜非常笨重，需要四个人来操作。赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从

1773年开始磨制望远镜，一生中

制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。在反射式望远镜发明后，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。

4、耶基斯折射望远镜

耶基斯折射望远镜坐落于美国威斯康星州的耶基斯天文台，主透镜建成于1895年，是当时世界上最大望远镜。十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的102厘米的叶凯士望远镜和

8架70厘米以上的折射望远镜有

7架是

在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是

1886年建成的口径

1897年建成的口径

91厘米的里克望远镜。但折

射望远镜后来在发展上受到限制，主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。5、威尔逊山

60英寸望远镜

1946年，夜间操作员吉因

-汉考克正在手动操控望远

60英寸的反

-埃勒里-海耳主持建成了口径

这幅图片拍摄于

镜。1908年，美国天文学家乔治

射望远镜，安装于威尔逊山。这是当时世界上最大的望远镜，光谱分析、视差测量、星云观测和测光等天文学领域成为世界领先的设备。虽然数年后胡克望远镜的口径超过了它，但在此后的数年中它依然是世界上最大的望远镜之一。1992年海耳望远镜上安装了一台早期的自适应光学设施，使它的分辨本领从

0.5-1.0

角秒提高到

0.07角秒。

6、胡克100英寸望远镜

在富商约翰-胡克的赞助下，口径为在威尔逊山天文台建成。

100英寸的反射望远镜于

1917年1919年

在此后的30年间，它一直是世界上最大的望远镜。

为了提供平稳的运行，这架望远镜的液压系统中使用液态的水银。

阿尔伯特-迈克尔逊为这架望远镜装了一个特殊装置：一架干涉仪，这是光学干涉装置首次在天文学上得到应用。迈克尔逊可以用这台仪器精确地测量恒星的大小和距离。亨利对恒星的分类。埃德温

-诺里斯-罗素使用胡克望远镜的数据制定了他

100英寸望远镜完成了他的关键的计

-赫马

-哈勃使用这架

算。他确定许多所谓的“星云”实际上是银河系外的星系。在米尔顿森的帮助下他认识到星系的7、海耳200英寸望远镜

海耳对胡克

100英寸望远镜并不十分满意。

红移说明宇宙在膨胀。

1928年，他决定在帕洛马

新望远镜于19481892年任芝加1904年筹建

1899年当选为新成

山天文台再架设了一台口径为年完工并投入使用。海耳威尔逊山太阳观象台，

200英寸的巨型反射望远镜。

1890年毕业于美国麻省理工学院。即后来的威尔逊山天文台。

哥大学天体物理学副教授，开始组织叶凯士天文台，任台长。年因病退休。1895年，海耳创办《天体物理学杂志》。

他任首任台长，直到1923

立的美国天文学与天体物理学会副会长。海耳一生最主要的贡献体现在两个方面：对太阳的观测研究和制造巨型望远镜。8、喇叭天线

喇叭天线位于美国新泽西州的贝尔电话实验研究所，曾用来探测和发现宇宙微波背景辐射。喇叭天线建造于

1959年。当喇叭长度一定时，若使

喇叭张角逐渐增大，则口面尺寸与二次方相位差也同时加大，但增益并不和口面尺寸同步增加，而有一个其增益为最大值的口面尺寸，具有这样尺寸的喇叭就叫作最佳喇叭。喇叭天线的辐射场可利用惠更斯原理由口面场来计算。口面场则由喇叭的口面尺寸与传播波型所决定。可用几何绕射理论计算喇叭壁对辐射的影响，从而使计算方向图与实测值在直到远旁瓣处都能较好地吻合。9、甚大阵射电望远镜

甚大阵射电望远镜座落于美国新墨西哥州索科洛，于入使用。甚大阵由

27面直径25米的抛物面天线组成，呈

学家可以利用甚大阵来研究组光学望远镜阵列。它包括了

1980年建成并投Y型排列。天文

黑洞、星云等宇宙各种现象。甚大望远镜是一4个8.2米的望远镜，阵列中每个都是一个

大型望远镜，而且每一个都能独立工作，并具有捕获比人类肉眼观测到的光线弱40亿倍的光线，这比南非大望远镜能捕获的最弱光线还弱四倍。甚大阵望远镜能够把最多望远镜分辨率高

3个望远镜集中在一起形成独立单元，通过地下的

镜片将光线组合成一个统一的光束，这使得望远镜系统能够观测到比单个

25倍的图像。

10、哈勃太空望远镜

哈勃太空望远镜发射于

1990年4月。它位于地球大气层之上，因此它

取得了其他所有地基望远镜从来没有取得的革命性突破。天文学家们利用它来测量宇宙的膨胀比率以及发生产生这种膨胀的暗能量和神秘力量。哈勃太空望远镜已到“晚年”。它在太空的十几年中，经历过数次大修。尽管每次大修以后，“哈勃”都面貌一新，特别是池板，更换已工作外照相机和多目标

2001年科学家利用哥伦比

亚航天飞机对它进行的第四次大修，为它安装测绘照相机，更换太阳能电

11年的电力控制装置，并激活处于“休眠”状态的近红分光计，然而，大修仍掩盖不住它的老态，因为“哈勃”

状态。

从上太空起就处于“带病坚持工作”11、凯克系列望远镜

凯克望远镜位于夏威夷莫纳克亚山，口径为能实现单片望远镜镜面口径超过

10米。由于当今技术不可

36块六

8.4米，因此凯克望远镜的镜面由

边形分片组合而成。凯内望远镜巨大的镜面使它使用起来非同一般，不只

是因为它的大尺寸，还因为它是由36个直径为1.8米的六边形小镜片组成

的。凯克望远镜开创了基于地面的望远镜的新时代。它的规模是美国加利富尼亚州帕落马山上的海耳望远镜的两倍，后者在前几十年内是世界上最大的望远镜。有人曾认为制造如此之大的望远镜是不可能的，但新科学技术把不可能变为了现实。12、斯隆2.5米望远镜

“斯隆数字天空勘测计划

”的2.5米望远镜位于美国新墨西哥州阿柏

30个电

2.5米的宽视场望远镜，

角天文台。该望远镜拥有一个相当复杂的数字相机，望远镜内部是荷耦合器件(CCD)探测器。斯隆望远镜使用口径为测光系统配以分别位于

u、g、r、i、z波段的五个滤镜对天体进行拍摄。

这些照片经过处理之后生成天体的列表，包含被观测天体的各种参数，比如它们是点状的还是延展的，如果是后者，则该天体有可能是一个星系，以及它们在

CCD上的亮度，这与其在不同波段的星等有关。另外，天文学

家们还选出一些目标来进行光谱观测。13、威尔金森宇宙微波各向异性探测卫星

美国宇航局于

2001年7月发射了威尔金森宇宙微波各向异性探测卫星

宇宙大爆炸遗留物的辐射问题。从而可以精确地测定宇宙的年龄为

COBE的继承者，是中级探索者卫星

-威尔金森命名。

WMAP137

(WMAP)，用来研究宇宙微波背景以及绘制了首张清晰的宇宙微波背景图，助测试有关宇宙产生的各种理论。它是

亿年。WMAP的目标是找出宇宙微波背景辐射的温度之间的微小差异，以帮系列之一。WMAP以宇宙背景辐射的先躯研究者大卫14、雨燕观测卫星

“雨燕”(Swift)观测卫星发射于2004年，主要是用来研究伽玛暴现

象。“雨燕”可在短短的一分钟内自动观测到伽玛暴现象。到目前为止，它已经发现了数百次伽玛暴现象。“雨燕”卫星实际上是一颗专门用于确定伽马射线暴起源、探索早期宇宙的国际多波段天文台。它主要由三部分

组成，分别从伽马射线、X射线、紫外线和光波四个方面研究伽马射线暴和它的耀斑。在多年的运行中，“雨燕”卫星先后共10次捕捉到以极快角速度运行的伽马射线暴，其中，最短的伽马射线暴只持续了50毫秒。目前，“雨燕”卫星可以检测到120亿光年以外单独的恒星参数。反射望远镜的机械结构 - 正文

对大望远镜结构的要求是：①支承巨大而精密的光学主镜，

应在λ/8甚至λ/20以内；②保持光学元件间的正确位置；

主镜支承承受镜子重量的

对任何指向,镜面变形

③有足够的刚度；④望远镜整体

,只

平稳并能准确“跟星”；⑤便于在各个焦点上操作相应的接收器；⑥制造成本低等。

设计的原则是把定位和承重分离，径向和轴向分离。轴向定位的三点3％左右，其余重量可用各种方式托起。早期的大望远镜多用机械杠杆在背

近代大望远镜多采用气垫，

这是一些压

面将镜子托起，点的多少取决于主镜的直径和厚度。

力随天顶距而变化的气枕。径向支承的结构要考虑镜室与主镜的膨胀系数不同所造成的影响，即必须的温差补偿措施。

镜筒桁架

口径2米以上的大望远镜

,其镜筒绝大多数为平移桁架结构。因为薄壁结

导致主副镜光轴失调。

平移桁架结构是

构的镜筒在倾斜时，巨大的镜室重量会使镜筒弯曲，在1938年提出的,首先用于美国口径的平行下沉，使光轴仍保持正确状态。

油垫轴承

为使大望远镜平稳而准确地跟踪天体，

其转动轴的摩擦系数必须很小。

0.1

在毫米

望远镜的巨大重量下，普通的滑动轴承结构不可能保持油膜。滚动轴承的摩擦系数也过大。所以望远镜多采用油垫轴承。它是在轴和轴承之间，注入高压油形成一层厚度约的油膜，以承受负荷，其动摩擦系数极小，约为

驱动

力矩电机直接驱动蜗杆。高。

主焦点笼

在口径3米以上的大望远镜主焦点处

,安置有观测者能进出的小笼，观测

装置一般附在笼内。在整个观测过程中，观测者可以在笼里进行操作。

10量级。

,用高速电机经变速箱减速或用直流

近年来出现直齿轮传动，

用电子传动效率

这种传动的优点是加工较易，

-6

5米望远镜上获得成功。这种结构可使镜筒两端有相等

在过去,大望远镜都采用精密蜗轮副传动

这种方式要求蜗轮有极高的精度。

计算机根据精密编码器测出的传动误差作自动校正。