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38 关系: 卡塞格林反射鏡，反射，口徑，大光學反射鏡列表，威廉·赫歇爾，射电望远镜，主鏡，彗形像差，光，光學頻譜，光學望遠鏡，光轴 (光学)，球面像差，科学美国人，罗伯特·胡克，環形面鏡，無線電波，焦距，焦點，焦比，牛顿望远镜，馬克蘇托夫望遠鏡，詹姆斯·葛利格里，麦克唐纳天文台，赤纬，里奇-克萊琴望遠鏡，色差，艾萨克·牛顿，離軸光學系統，透镜，抛物面，格里望遠鏡，業餘天文學，消色差透鏡，海爾望遠鏡，施密特-卡塞格林望遠鏡，施密特-牛頓望遠鏡，施密特攝星儀。
卡塞格林反射鏡
卡塞格林反射鏡是一種使用二個鏡片組合的望遠鏡，像是卡塞格林望遠鏡，他也用在高增益的天線。 在1672年，洛冉·卡塞格林首先發展出這型望遠鏡，主鏡是凹面鏡，次鏡是凸面鏡，兩個鏡片對稱的排列在光軸上，主鏡的中心通常會穿孔以讓光線通過而到達目鏡、照相機或感光器材。主鏡的型式是拋物面鏡，次鏡則是雙曲面鏡。 望遠鏡有三種基本的形式：折射式、反射式和折反射式，卡塞格林反射鏡屬於反射式的類別，但有些也會採用折反射式的設計。.
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反射
反射可以有以下含义：.
口徑
口徑常用在表示管狀火器與彈藥，或者是其他圓柱形武器，譬如火箭或者是飛彈的直徑大小上。口徑大小的差異往往也代表武器或者是彈藥的重量與能夠產生的威力。.
大光學反射鏡列表
大光學反射鏡列表將主鏡口徑超過1.8米的反射鏡依照口徑排序：光學的直徑決定反射望遠鏡集光力的光學設計和解像力。 反射鏡本身可以大於口徑，並且新的望遠鏡可以利用孔徑合成成為干涉儀。望遠鏡被設計成光學天文干涉儀的有凱克I和凱克II組合成的凱克干涉儀（合成孔徑85米），雖然能觀測的範圍很窄，但有著非常高的解像力。將兩個反射鏡安放在一個架台上，就結合成特別的大雙筒望遠鏡可以使用更大的孔徑合成（合成孔徑22.8米）。 最大的望遠鏡不一定就是最好的望遠鏡，這要看光學的集光系統應用在測量上的績效。以太空為基地的望遠鏡，像是哈伯太空望遠鏡，利用在地球大氣層上方可以達到更高的解析度，也可以更長時間的曝光收集更多的光量。.
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威廉·赫歇爾
弗里德里希·威廉·赫歇爾爵士，FRS，KH（Friedrich Wilhelm Herschel，Frederick William Herschel，），出生於德國漢諾威，英國天文學家及音樂家，曾作出多項天文發現，包括天王星等。被譽為「恆星天文學之父」。.
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射电望远镜
射电望远镜（Radio telescope）是一个专门的天线和无线电接收机，在射电天文学用来接收天空中从天文射电源的无线电波。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。 1931年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人格羅特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。 20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。 天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。 1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。.
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主鏡
主鏡是反射或折射望遠鏡收集主要的光線的鏡片。 在大多數的天文學歷史上，主鏡曾經是被彎曲成特定的形狀，和在反射層上鍍膜的一整塊玻璃或是其他的材料。 這樣做很好，但是隨著望遠鏡口徑的增加，主鏡的大小卻成了最大的限制：鏡片必需承受自己的重量，並不在重力下扭曲或變形。很快的，帕羅馬天文台的5公尺主鏡和USSR的6公尺主鏡都達到了這個極限。數十年來，望遠鏡在口徑的大小上都沒有進展。 然後，先是一些新的技術被引進：從MMT開始，主鏡可以用小的鏡片製造，再組合（由實體的結合或以後用光學來處理）成大的主鏡。當時的MMT是4.5公尺（新的是6.5公尺），凱克望遠鏡是組合成的10公尺主鏡，亞利桑那大學所屬的Steward天文台還研發出許多不同的形式。 其次，薄透鏡的製造技術和主動光學一起被引進：非常薄的鏡片（厚度只有幾公分），以促動器與重力對抗，以維持光學的形狀，這樣就可以做出更大的非組合式鏡片。這種技術已經運用在VLT（非常巨大望遠鏡）和LBT（大雙筒望遠鏡），和其他已經在運作或計畫中的望遠鏡。 Category:望遠鏡.
彗形像差
彗形像差，又稱彗星像差，指的是類似彗星形狀的變形，為光學系統中的一種像差，這是一些透鏡固有的或是光學設計造成的缺點，導致離開光軸的點光源，例如恆星，產生變形。特別是彗形像差被定義為偏離入射光孔的放大變異。在折射或繞射的光學系統，特別是在寬光譜範圍的影像中，彗形像差是波長的函數。.
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光
光通常指的是人類眼睛可以見的電磁波（可見光），視知覺就是對於可見光的知覺。可見光只是電磁波譜上的某一段頻譜，一般是定義為波長介於400至700奈（纳）米（nm）之間的電磁波，也就是波長比紫外線長，比紅外線短的電磁波。有些資料來源定義的可見光的波長範圍也有不同，較窄的有介於420至680nm，較寬的有介於380至800nm。 而有些非可見光也可以被稱為光，如紫外光、紅外光、x光。 光既是一种高频的电磁波，又是一種由称為光子的基本粒子組成的粒子流。因此光同时具有粒子性与波动性，或者说光具有“波粒二象性”。.
光學頻譜
光学频谱，简称光谱，是复色光通过色散系统（如光栅、棱镜）进行分光后，依照光的波长（或频率）的大小顺次排列形成的图案。光谱中的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的唯一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人類大脑視覺所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色，其原因是粉红色并不是由单色组成，而是由多种色彩组成的。参见颜色。.
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光學望遠鏡
光學望遠鏡是用於收集可見光的一種望遠鏡，並且經由聚焦光線，可以直接放大影像、進行目視觀測或者攝影等等，特別是指用於觀察夜空，固定在架台上的單筒望遠鏡，也包括手持的雙筒鏡和其他用途的望遠鏡。 光是由光子構成，而專業的望遠鏡會由電子探測器來收集光子。光學望遠鏡有三種主要的形式：折射望遠鏡（使用凸透鏡折射聚焦）、反射望遠鏡（以鏡片反射光線並聚焦）和使用透鏡和反射鏡片組合的折反射望遠鏡（複合式望遠鏡），如馬克蘇托夫望遠鏡和史密特攝星鏡。.
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光轴 (光学)
光轴是光學系統中，一條假想的線，定義（在一次近似下）光學系統如何傳導光線。光線若和光轴重合，在光學系統中光將沿光轴傳遞。 若此光學系統有一定程度的（像相機鏡頭或是顯微鏡），光轴一般會是光學系統的旋轉中心，若光學系統是由簡單的透鏡和反射鏡組成，光轴會通過各平面的曲率中心（如焦點），和軸重合。光轴一般會和系統的機械中心重合，但也有例外，例如離軸光學系統。 若光線和光轴角度很小，而光線接近光學系統的軸，可以用幾何光學中的近軸近似來處理，可以簡化數學的運算。 在光纖中，光轴會和重合，也稱為光纖軸。.
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球面像差
在光學中，球面像差是發生在經過透鏡折射或面鏡反射的光線，接近中心與靠近邊緣的光線不能將影像聚集在一個點上的現象。這在望遠鏡和其他的光學儀器上都是一個缺點。這是因為透镜和面鏡必须满足所需的形狀，否则不能聚焦在一個點上造成的。 球面像差與鏡面直徑的四次方成正比，與焦長的三次方成反比，所以他在低焦比的鏡子，也就是所謂的「快鏡」上就比較明顯。 對使用球面鏡的小望遠鏡，當焦比低於f/10時，來自遠處的點光源（例如恆星）就不能聚集在一個點上。特別是來自鏡面邊緣的光線比來自鏡面中心的光線更不易聚焦，這造成影像因為球面像差的存在而不能很尖銳的成象。所以焦比低於f/10的望遠鏡通常都使用非球面鏡或加上修正鏡。 在透鏡系統中，可以使用凸透鏡和凹透鏡的組合來減少球面像差，就如同使用非球面透鏡一樣。 File:Spherical_aberration_2.svg|球面像差。一個理想的鏡面(頂端)，能經所有入射的光線匯聚在光軸上的一個點，但一個真實的鏡面(底端)會有球面像差：靠近光軸的光線會比離光軸較遠的光線較為緊密的匯聚在一個點上，因此光線不能匯聚在一個理想的焦點上(圖較為誇張) File:spherical-aberration-disk.jpg|一個 點光源 在負球面像差(上) 、無球面像差(中)、和正球面像差(下)的系統中的成像情形。左面的影像是在焦點內成像，右邊是在焦點外的成像 File:spherical-aberration-slice.jpg|平行光束通過透鏡後聚焦像的縱切面，上：負球面像差，中：無球面像差，下：正球面像差。鏡子位於圖的左側 File:Circle caustic.png|thumb|來自球面鏡的球面像差.
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科学美国人
《科学美国人》（英文原名：Scientific American，缩写：SciAm）是一本美国的科普杂志。 自1845年創刊以來，許多具聲譽的科學家都曾投稿發表於該刊物。該刊物亦是美國境內最古老的連續出版月刊雜誌。 《科学美国人》在2005年12月時每個月約有555,000份美國國內發行量，以及90,000份的國際發行量。雖然被認為是高水準的期刊，但這本雜誌並不採用類似《自然》杂志同行評審的方式審查稿件，而是提供一個論壇来呈现科學理論和科学新發現，並以更大的讀者群為其目標。.
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罗伯特·胡克
罗伯特·胡克（Robert Hooke，又譯虎克，），英国博物学家、发明家。在物理学研究方面，他提出了描述材料弹性的基本定律——胡克定律，且提出了万有引力的平方反比关系。在机械制造方面，他设计制造了真空泵、显微镜和望远镜，并将自己用显微镜观察所得写成《显微术》一书；“细胞”的英文：cell，即由他命名。中文翻譯後即稱為細胞。在新技术发明方面，他发明的很多设备至今仍然在使用。除去科学技术，胡克还在城市设计和建筑方面有着重要的贡献。但由于与牛顿的论争导致他去世后鲜为人知，近来对胡克的研究逐渐兴起。胡克也因其兴趣广泛、贡献重要而被某些科学史家称为“伦敦的莱奥纳多（达芬奇）”。.
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環形面鏡
形面鏡是一種拋物面鏡，取決於鏡像的角度而有不同的焦距。曲率實際上就是a \ne b的橢圓。如形狀是環形，鏡像就會表現出球面像差。 環形面鏡使用在Yolo 望遠鏡和單色器 (圖上的C和E)。在這些設備中，光線的來源和探測器不位於面鏡的光軸上，所以使用真實旋轉拋物面會導致圖像的扭曲。.
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無線電波
#重定向 无线电波.
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焦距
距，也稱為焦長，是光學系統中衡量光的聚集或發散的度量方式，指從透鏡中心到光聚集之焦點的距離。亦是照相機中，從鏡片光學中心到底片、CCD或CMOS等成像平面的距離。具有短焦距的光學系統比長焦距的光學系統有更佳聚集光的能力。.
焦點
點，在幾何光學中有時也稱為像點，是源頭的光線經過物鏡後匯聚的點。然而，焦點只是概念上的點，實際上在空間上有一個範圍，稱為朦朧圈。這種非理想的焦點也許會導致光學影像的像差，在沒有明顯的像差下，最小的朦朧圈是艾里盤，是因為光學系統的開口產生繞射造成的。當口徑加大時，像差也會變得更為嚴重，而艾里圈是在大口徑下最小的。 一個影像，點像或區域如果能很好的被收歛就是對焦，如果未能良好的匯聚就是失焦。兩者之間的邊界有時被用來作為模糊圈的定義。 主焦點或焦點是球面的焦點：.
焦比
在光學中，一個光學系統中的焦比（f-number，或稱F值、F比例、相對孔徑、光圈值等，习惯上也简称「光圈」）表達鏡頭的焦距和光圈直徑大小的關係。簡單來說，焦比等於焦距數除以孔徑數。焦比是無因次量的，它代表了攝影學中的一個重要概念：鏡速（Lens speed）的量。.
牛顿望远镜
牛頓望遠鏡是英國天文學家伊萨克·牛顿（1643-1727）發明的反射望遠鏡，主鏡使用拋物面鏡，第二反射鏡是平面的對角反射鏡。.
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馬克蘇托夫望遠鏡
克蘇托夫望遠鏡（Maksutov telescope）是折反射望远镜（面鏡-透鏡），設計目的為減少離軸的像差，例如彗形像差。.
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詹姆斯·葛利格里
#重定向 詹姆斯·格雷果里.
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麦克唐纳天文台
麦克唐纳天文台（McDonald Observatory）位于美国德克萨斯州戴维斯堡附近，隶属于德克萨斯大学奥斯汀分校，主要设备是位于海拔2030米的福尔基斯山上的9.2米口径霍比-埃伯利望远镜（HET）、位于海拔2,070米的洛克山上的2.7米（107英寸）口径哈兰·史密斯望远镜和2.1米（82英寸）口径奥托·斯特鲁维望远镜。.
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赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
里奇-克萊琴望遠鏡
里奇-克萊琴望遠鏡（RCT, Ritchey-Chrétien telescope）是專業的卡塞格林望遠鏡（Cassegrain），被設計用來消除彗形像差，與常規的配置比較，相對地能提供更大的視野。RCT的主鏡和次鏡都是雙曲面鏡，是在1910年代早期由美國天文學家喬治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey）和法國天文學家亨利·克萊琴（Henri Chrétien）發明的。里奇在1927年率先建造出一架口徑0.5米的RCT，第二架也是里奇在美國海軍天文臺（United States Naval Observatory）製造的一米RCT。.
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色差
色差是指光学上透镜无法将各种波长的色光都聚焦在同一点上的现象。它的产生是因为透镜对不同波长的色光有不同的折射率（色散现象）。对於波长较长的色光，透镜的折射率较低。在成像上，色差表现为高光区与低光区交界上呈现出带有颜色的“边缘”，这是由于透镜的焦距与折射率有关，从而光谱上的每一种颜色无法聚焦在光轴上的同一点。色差可以是纵向的，由于不同波长的色光的焦距各不相同，从而它们各自聚焦在距离透镜远近不同的点上；色差也可以是横向或平行排列的，由于透镜的放大倍数也与折射率有关，此时它们会各自聚焦在焦平面上不同的位置。.
艾萨克·牛顿
艾萨克·牛顿爵士，（Sir Isaac Newton，，英語發音）是一位英格兰物理学家、数学家、天文学家、自然哲学家和煉金術士。1687年他发表《自然哲学的数学原理》，阐述了万有引力和三大运动定律，奠定了此后三个世纪--力学和天文学的基础，成为了现代工程学的基础。他通过论证开普勒行星运动定律与他的引力理论间的一致性，展示了地面物体与天体的运动都遵循着相同的自然定律；为太阳中心学说提供了强而有力的理论支持，并推动了科学革命。 在力学上，牛顿阐明了动量和角动量守恒的原理。在光学上，他发明了反射望远镜，并基于对三棱镜将白光发散成可见光谱的观察，发展出了颜色理论。他还系统地表述了冷却定律，并研究了音速。 在数学上，牛顿与戈特弗里德·莱布尼茨分享了发展出微积分学的荣誉。他也证明了广义二项式定理，提出了“牛顿法”以趋近函数的零点，并为幂级数的研究作出了贡献。 在2005年，英国皇家学会进行了一场“谁是科学史上最有影响力的人”的民意调查，在被调查的皇家学会院士和网民投票中，牛顿被认为比阿尔伯特·爱因斯坦更具影响力。.
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離軸光學系統
離軸光學系統 是一種光圈的光軸與光圈的機械中心並不重合的光學系統。這種光圈的光學軸與光圈的機械中心不重合的光學系統。注意：離軸光學系統使用的原則是避免二次光學元件、儀器包裹或感測器遮蔽到主光圈，並且提供儀器套裝軟體或感測器隨時進入焦點。離軸光學系統的工程考量是影像畸變的增量。.
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透镜
本条目介绍的是光學設備，其他領域的透鏡不在此處討論。 透鏡是一種將光線聚合或分散的設備，通常是由一片玻璃構成，但用於其他電磁輻射的類似設備通常也稱為透鏡，例如：由石蠟製成的微波透鏡，用玻璃、树脂或水晶等透明材料制成的放大镜、眼镜等，也都是透镜。 透镜有两类，中间厚边缘薄的叫凸透镜，中间薄边缘厚的叫凹透镜，比球面半径小许多的透镜叫薄透镜，薄透镜的几何中心叫透镜的鏡心。 透镜并不一定是固定形状,使用满足要求的材料来制作可以改变形状的透镜可以提高清晰度,景深,不过通过使用镜头组也能达到相同的效果,就如澳大利亚摄影师吉姆·弗雷泽(Jim Frazier)做的那样,这样做是等效的。如果你有适合形状的壳来封存洁净的可增减的水,那就能做到。.
抛物面
抛物面是二次曲面的一种。抛物面有两种：椭圆抛物面和双曲抛物面。椭圆抛物面在笛卡儿坐标系中的方程为： z.
格里望遠鏡
格里望遠鏡是蘇格蘭數學家兼天文學家詹姆斯·葛列格里在17世紀設計的一種反射望遠鏡，並於1673年由羅伯特·虎克首度製成。設計的日期早於艾薩克·牛頓在1668年製造出第一架實用的牛頓望遠鏡，但是直到牛頓的第一架反射望遠鏡完成之後五年才製造成功。.
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業餘天文學
業餘天文學，是對觀察天體有興趣且樂在其中的人所從事的行為。也就是通常意義上的天文愛好者所從事的夜空或白天觀測目標或攝影活動，通常使用可移動式望遠鏡、雙筒望遠鏡和肉眼進行觀察。 一些天文愛好者常進行大型的集體觀星活動（連續數天），借此互相觀摩經驗和聚會，使用望遠鏡心得等；這樣的集體活動被稱爲交流會（star party），尤以美、日較流行，中國亦已興起此活動。.
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消色差透鏡
消色差透鏡或複消色差透鏡（achromat）是被設計用來將色差和球面像差減至最小的透鏡，属于消色差透镜组。 最普通的消色差透鏡的形式是雙合透鏡，這兩片透鏡分別用兩種色散能力不相同的玻璃製成。兩個透鏡元素被組合在一起，以便一片的色差由另一片來抵消。當冕牌玻璃正透鏡的光學倍率不會被燧石玻璃的負透鏡抵消時，它們的組合能將不同波長的光一起聚焦在焦長更長的一個焦點上。消色差透鏡能讓兩種不同波長的光聚焦在相同的平面上。 可以相信的是，消色差透鏡大約是在1733年由一位名為的英國律師發明的。 第一片消色差透鏡確實的發明日期並不清楚，也不清楚第一位發明人是誰。依據牛頓在18世紀時對系統可行性理論上的探討，認為這樣的修正是不可能達成的（參見望遠鏡的歷史）。有些概念展示了由水和玻璃製成的透鏡，但第一個實用的透鏡不知是何時製成的，直到18世紀初期，才在霍爾的指導下，由一位製成。第一個消色透鏡的專利權大約是在1758年授予了獨力進行理論和實驗的（John Dollond）。 能再次消除色差的三合透鏡在1763年由（Peter Dollond）發明。.
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海爾望遠鏡
海爾望遠鏡是帕洛馬山天文台最大的望遠鏡，這架200吋（5米）的望遠鏡以喬治·海爾來命名。這架望遠鏡在1948年完成之後，直到1975年BTA-6開始運作之前，一直都是世界最大的望遠鏡。然而BTA-6有很大的缺陷，它的解析力比不上海爾的0.0025角秒 ，直到1993年凱克1號望遠鏡完成，才被超越。.
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施密特-卡塞格林望遠鏡
施密特-卡塞格林式望遠鏡是一種折反射望遠鏡，以折疊的光路與修正板結合，做成一個緊密的天文學儀器。.
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施密特-牛頓望遠鏡
施密特-牛頓望遠鏡的光學設計結合了施密特攝星儀和牛頓望遠鏡的元素。這個系統將牛頓望遠鏡的拋物面鏡換成球面鏡，因而產生了球面像差。但就像施密特-卡塞格林望遠鏡一樣，使用施密特修正板予以修正。次鏡則承襲牛頓望遠鏡採用橢圓形的平面斜鏡。.
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施密特攝星儀
施密特攝星儀是一種設計用於廣視野但像差很小的天文照相機。其他相似的設計有賴特攝星儀和Lurie-Houghton望遠鏡。.
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