1、天文望遠鏡由物鏡和目鏡組成，接近景物的凸形透鏡或凹形反射鏡叫做物鏡，靠近眼睛那塊叫做目鏡。遠景物的光源視作平行光，按照光學原理，平行光通過透鏡或球面凹形反射鏡便集聚焦在一點上，這就是核心。核心與物鏡距離就是焦距。再利用一塊比物鏡焦距短的凸面鏡或目鏡就可以夠把成像放大，這時觀察者感覺遠處景物被拉近，看得特別清楚。9祈matanO二物鏡=目鏡f=核心fo二物鏡焦距0=目鏡焦距D二物鏡口徑d二斜鏡折射鏡是由一組透鏡組成，反射式則包括一塊鍍了反光金屬面的凹形球面鏡和把光源作90度反射的平面鏡。二者的吸光率大致相同。折射和反射鏡各有長處，現分別討論：折射望遠鏡的長處.影像穩固折射式望遠鏡鏡筒密封，避免了

2、空氣對流現象。.彗像差矯正利用不同的透鏡組合來矯正彗像差(Coma)。.保養主鏡密封，不會被污垢空氣侵蝕，基本上不用保養。折射望遠鏡的缺點1.色差不同波長光波成像在核心周圍，所以望遠鏡出現彩色光環圍繞成像。矯正色差時要增加一塊不同折射率的透鏡，但矯正大口徑鏡就不容易了。2.鏡筒長。為了消除色差，設計望遠鏡時就要把焦距盡可能增加，約主鏡口徑的十五倍，以六口寸口徑計算，即是七1R半長，而且用起來又不方便，業余制鏡者要造一座如此長而穩固度高的腳架很是困難的一回事。3.價錢貴光線要穿過透鏡關系，所以要采用清楚度高，質地優良的玻璃，如此價錢就貴許多。全數完成后的價錢也比同一口徑的反射鏡貴數倍至十數倍！反

3、射望遠鏡的長處.消色差。任何可見光均聚焦于一點。.鏡筒短通常鏡筒長度只有主鏡直徑八倍，所以比折射鏡筒約短兩倍。短的鏡筒操作力便，又容易制造穩固性高的腳架。.價錢便宜光線只在主鏡表面反射，制鏡者可以購買較經濟的普通玻璃去制造反射鏡的主要部份。反射望遠鏡的缺點.遮光。對角鏡放置在主鏡前，把部份入射光線遮掉，而對角鏡支架又產生繞射，三支架或四支架的便形成六條或四條由光星發射出來的光線。能夠利用焦比八至十的設計減低遮光率。.影像不穩固開放式的鏡筒往往產生對流現象，很難完滿地解決問題。所以在高倍看行星表面精細部份時便不容易了。.主鏡便形溫度轉變和機械因素，使主鏡變形，核心也隨著改變，形成球面差，球面差就

4、是主鏡隔壁線和近光軸的平行光線聚焦于不同地方，但小口徑鏡不成問題。.保養鍍上主鏡表面的驢或銀，受空氣污染影響，要半年再鍍一次。不過一塊良好的真空電鍍鏡面可維持數年之久。折射望遠鏡由二塊透鏡組成，總共要磨四邊光學面，反射望遠鏡只需要磨一邊光學面，所以制造反射式望遠鏡花費較少時刻。技術精巧的話，一副自制的六口寸口徑反射望遠鏡質量隨時超過市面出售的三口寸折射望遠鏡。至于選擇何種類型的望遠鏡則是按照天文愛好者的需要和喜愛而定。通常一枝四口寸以下的折射望遠鏡已足別作普通觀測研究的用途。若是興趣是觀察行星或雙星，便應該設計八時口徑而放大倍數高的反射望遠鏡，因為如此大口徑的折射鏡十分難制造，價錢超級昂貴，而

5、且又超級笨重。從經濟和難度考慮，初學者最適宜自制反射式望遠鏡。反射望遠鏡的設計反射望遠鏡有數種設計，此刻只談談結構簡單的牛頓式。牛頓式望遠鏡最主要的結構是一塊鍍上反射物質的球面或拋物面玻璃。球面鏡作用是把星星來的平行光反射聚焦一點，然后靠一塊細小光學平面鏡放置于核心前，把光作90度角的反射至望遠鏡筒的邊緣，再由一塊凸面鏡將形像放大，便取得普通望遠鏡應有的效果。不過球面鏡中心和隔壁的反射角不同，故此成像并非完全聚焦于同一點上，而形成球面差；但拋物面卻可矯正這缺點，使離開光軸較遠的光線也能夠同時聚于核心上，因此實際上牛頓式望遠鏡主鏡乃拋物線面。球面鏡成像拋物面成像設計望遠鏡時要考慮到它的實際用途，

6、咱們是用來觀察或是攝影的，咱們要求的放大倍數等等，這便要介紹一下影響望遠鏡用途的各類因素。放大倍數1口寸=25.4毫米（mm）直彳監（口寸）直彳監（mm）最低有效倍數最高有效倍數1255025171006391253761015041001420061502130082002840010250355001230042600望遠鏡的放大倍數是物鏡和目鏡焦距之比。即物鏡焦距越長，放大倍率越高；目鏡焦距越短，放大倍率越高。放大率亦能夠量度入射瞳孔和出射瞳孔的直徑求得，入射瞳孔通常即望遠鏡物鏡直徑。放大倍數越低，影像越清楚，最宜觀測暗星云。放大率高則可用來看行星表面的細微結構，但光度很弱。每枝望遠鏡的

7、最高有效放大倍數是物鏡直徑的50倍。例如六口寸口徑望遠鏡即可放大到300倍。雖然天文望遠鏡的物鏡焦距是不能改變的，但望遠鏡放大倍數則不是固定的，它能夠通過變換目鏡焦距的方式而取得不同的倍率。但目鏡制造困難，多數購自光學商店，業余制鏡者只自制主鏡部份。即：放大倍數=物鏡焦距/目鏡口徑=入射瞳孔直徑/出射瞳孔直徑焦比（FocalRatio）望遠鏡放大倍數不能無窮制的增加，即目鏡不能太短；最短約四毫米，主鏡焦距亦不能太長，究竟焦距長度如何決定呢？通常焦距和物鏡直徑的比例不能超過一個數值，它們的比值稱為焦比，焦比是用來表示望遠鏡的特性的指標，焦比即照相機上的光圈，焦比值多數定于和11之間。例如六時望遠

8、鏡焦距最長可達66口寸，最短是15口寸。焦比的限制是和望遠鏡的曲率有關，焦比大，球面和拋物面值相差不遠，主鏡磨成球面便行。但焦比太大，鏡筒便會很長，搬運不方便，腳架制作也不容易。焦比短，球面主鏡便不能把平行光聚于一黠，形成球面差，那時要將球面修改成拋物面就頗費功夫。另一方面，照相曝光時刻和焦比的平方成正比，所以焦比值越小曝光時刻越短，拍照暗星體時便很有效，故多用作觀測或拍照星云、星團。焦比大，焦距長度增加，放大倍率高，故此多用作觀測行星。即：焦比二焦距/物鏡直徑（通常會寫成F/或F值）焦比f/5焦比戰集光本領(LightGatheringPower)直徑直徑集光本領極限星等口寸毫米倍星等638

9、1376118410020461504598200820102501300123001800143502500164003300184504100205005100望遠鏡口徑越大，集光力愈強，能夠看見星星的數量亦增加，集光力是收音機搜集光線比眼睛強多少倍的意思。集光本領乃望遠鏡物鏡直徑平方和瞳孔直徑平方之比。人的瞳孔，日間受光影響，故收縮，晚上則盡可能擴大，直徑伸縮由四毫米至八毫米，平均值是七毫米。望遠鏡比肉眼大上許多倍，以一枝150毫米即六時口徑反射鏡來記算，就比肉眼看東西敞亮495倍。固然望遠鏡口徑大還能夠觀察到加倍暗的星星，口徑和星等的關系如右。人的瞳孔是固定的，所以要增加集光本領就唯有

10、向物鏡直徑打主意，造一枝大口徑望遠鏡。但大口徑鏡的球面和拋物面值相差頗大，必然要磨成拋物面，初學者未掌握好磨鏡技術的話，因該以小口徑開始。另外大口徑望遠鏡又必需做一座重型精密、穩固性高的腳架，不然在調校光軸，對準星體時就會出現困難。而機械制作所花的時刻可能還比磨鏡還多，如何可令至初學者興趣慢慢減低。而搬運如此重的裝備往郊外觀測也很成問題。經歷數次辛勞后，望遠鏡可能被放置在屋角去渡其晚年。即:集光本領二物鏡直徑(mm)平方/49極限星等=+5xlog物鏡直徑(mm)=+5xlog物鏡直徑(口寸)分辨本領(ResolvingPower)直徑直徑分辨本領口寸毫米弧秒63376410061508200102501230014350164001845020500集光本領，放大倍數并非能表達望遠鏡的質量，望遠鏡質地取決于它的分辨本領，它就是分開兩顆很相近的雙星的最高能力。分辨力高，星像清楚的六口寸鏡會遠比只得集光力強的大口徑十時鏡實用得多。天文觀察要求光學質量最高，若大口徑鏡只看見模糊的星像，用途就不大，只可用來看看風光吧！英國業余天文學家杜氏（Dawes）按照觀測雙星的經驗，記算出望遠鏡口徑的最高分辨能力，這就是著名的杜氏極限（DawesLimit）。六口寸口徑望遠鏡，分辨本領最高是弧秒，雖然因星空觀察受大氣流動影響，而會使分辨本領降至一弧秒，但已經比肉眼只可分辨兩顆距離一弧分以上