求天文望远镜的相关知识

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折射式望远镜
1608年,荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物,受此启发,他制造了人类历史第一架望远镜.
1609年,伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的望远镜.他是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.
1611年,德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜,使放大倍数有了明显的提高,以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜.现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式,天文望远镜是采用开普勒式.
需要指出的是,由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜,存在严重的色差,为了获得好的观测效果,需要用曲率非常小的透镜,这势必会造成镜身的加长.所以在很长的一段时间内,天文学家一直在梦想制作更长的望远镜,许多尝试均以失败告终.
1757年,杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散,建立了消色差透镜的理论基础,并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜.从此,消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜.但是,由于技术方面的限制,很难铸造较大的火石玻璃,在消色差望远镜的初期,最多只能磨制出10厘米的透镜.
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1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜.
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.而巨大的光学玻璃浇制也十分困难,到1897年叶凯士望远镜建成,折射望远镜的发展达到了顶点,此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现.这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.
反射式望远镜：
第一架反射式望远镜诞生于1668年.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2.5厘米直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜.这种系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.
反射式望远镜有许多优点,比如：没有色差,能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息,且相对于折射望远镜比较容易制作.但由于它也存在固有的不足：如口径越大,视场越小,物镜需要定期镀膜等.
折反射式望远镜：
折反射式望远镜最早出现于1814年.1931年,德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜,与球面反射镜配合,制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜,这种望远镜光力强、视场大、象差小,适合于拍摄大面积的天区照片,尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出.施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具.
由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点,非常适合业余的天文观测和天文摄影,并且得到了广大天文爱好者的喜爱.
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙.天体物理的发展需要更大口径的望远镜.
从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮.其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术.
优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下,可以将80%的几何光能集中在0〃.6范围内,而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4,甚至更好.
凯克望远镜（Keck I,Keck II）
Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成,这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜,因其经费主要由企业家凯克（Keck W M）捐赠（Keck I 为9400万美元,Keck II为7460万美元）而命名.这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚,将它们放在一起是为了做干涉观测.
它们的口径都是10米,由36块六角镜面拼接组成,每块镜面口径均为1.8米,而厚度仅为10厘米,通过主动光学支撑系统,使镜面保持极高的精度.焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪.
双子望远镜（GEMINI）
双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中,美国占50％,英国占25％,加拿大占15％,智利占5％,阿根廷占2.5%,巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施.它由两个8米望远镜组成,一个放在北半球,一个放在南半球,以进行全天系统观测.其主镜采用主动光学控制,副镜作倾斜镜快速改正,还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限.
昴星团（日本）8米望远镜（SUBARU）
这是一台8米口径的光学/红外望远镜.它有三个特点：一是镜面薄,通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1〃的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室,自动控制通风和空气过滤器,使热湍流的排除达到最佳条件.此望远镜采用Serrurier桁架,可使主镜框与副镜框在移动中保持平行.
红外望远镜：
最早的红外观测可以追溯到十八世纪末.但是,由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口,要获得更多红外波段的信息,就必须进行空间红外观测.现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代,当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测.
紫外望远镜：
紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围,观测波段为3100～100埃.紫外观测要放在150公里的高度才能进行,以避开臭氧层和大气的吸收.第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空,以后用了火箭,航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展.
紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义.紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围,在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃,当时的划分标准是肉眼能否看到.现代紫外天文学的观测波段为3100～100埃,和X射线相接,这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里.
X射线望远镜：
X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米,其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线,波长较长的称为软X射线.天体的X射线是根本无法到达地面的,因此只有在六十年代人造地球卫星上天后,天文学家才获得了重要的观测成果,X射线天文学才发展起来.早期主要是对太阳的X射线进行观测.
γ射线望远镜：
γ射线比硬X射线的波长更短,能量更高,由于地球大气的吸收,γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行.
哈勃空间望远镜（HST）：
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座,也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项.它筹建于1978年,设计历时7年,1989年完成,并于1990年4月25日由航天飞机运载升空,耗资30亿美元.但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差,不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作.成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标,观测结果表明,它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍.

这个问题问的太大了，楼主究竟想知道些什么可不可以明说
我想讲讲最基础的东西
一个望远镜最主要的参数是口径，一台望远镜口径越大，其聚光能力就越强，分辨率越高，能看到更暗的天体。
如果要我说的话我能说很多很多，但可能不是楼主需要的，所以还是请楼著名说要详细知道哪一方面得知识。...

全部展开

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要说清楚才要回答！

这个问题问得范围太大了，不好说啊，我只能告诉你是用来观察太空的，呵呵。

笼统地问题，我们回答起来也很茫然阿，建议你将问题细化，或者你可以baidu网页搜索里面输入“望远镜知识”，就能够找到专门介绍望远镜知识的网站和网页，你也可以去小Q哥的网站"谈天"看看，我记得上面有这方面的介绍，或者去牧夫天文论坛里面的器材等板块找找，我记得上面有一个置顶帖子，里面罗列了天文望远镜的相关知识，从原理到使用再到选购等等，都有，而且很详细，信息也很准确的。...

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