天文望远镜有折射式、反射式和折反射式3种: 1.折射式使用起来比较方便,视野较大,星像明亮,但是有色差,从而降低了分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过,消色差或复消色差并不能完全消除色差。 2.反射镜的优点是没有色差,但是,反射镜的彗差和像散较大,使得视野边缘像质变差。常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式两种。前者光学系统简单、价格便宜,球面反射镜在后端,目镜在前端侧面;后者光学系统的主、副镜为非球面,主镜和目镜都在后面,成像质量较好,价格也较贵。 3.折反射镜兼顾了折射镜和反射镜的优点:视野大、像质好、镜筒短、携带方便。与等焦距和同等口径的折射望远镜相比,价格还不及三分之一。折反射镜有施密特?D卡塞格林式和马克苏托夫?D卡塞格林式两种,后者又称马?D卡镜。马?D卡镜有两片式和三片式两种。譬如:博冠BOSMA1800150和BOSMA2400200都是三片式,因像质比两片式更好,倍受国内外天文爱好者的欢迎。 二)合理选择望远镜的焦距 选择望远镜的焦距,与你想要观测的天体有关。如果你想观测星云、寻找彗星,要选择短焦距镜;如果你想观测月亮和行星,要选择长焦望远镜;如果你想观双星、聚星、变星和星团,最好选择中焦距镜。中焦距镜可以两头兼顾,比较受欢迎。通常短镜是指焦距与口径之比小于或等于6,长镜是指焦距与口径之比大于15,介于两者之间称之为中焦距镜。 三)放大倍数并非越大越好 跟据天文学家长期观测的经验,最大放大倍数不得大于1.5倍物镜的口径(以毫米数表示),用口径100毫米的望远镜,在大气条件为中等宁静度的情况下观测,不得大于125倍。最佳宁静度时可达190倍;口径200毫米时,在大气宁静度为中等的情况下观测,不得大于170倍。最佳宁静度时,可达340倍;实际上对于天文爱好者观测明亮的天体,最大倍率可达两倍,甚至2.5倍物镜的口径(以毫米数表示)。不过,过大的倍数使影像更大、更暗,同时大气的抖动也放大了,使影像更模糊。 四)跟据个人的经济能力,尽可能选择口径大的望远镜 1.口径大,接收到的光能量就多,可以观测更暗的天体; 2.口径大,最大有效放大倍数V就大,因为V=主镜口径D(以毫米数表示); 3.口径大,分辨率高,可以观测到行星更多的细节,可以分辨双星,还有可能发现更暗的小行星和彗星。分辨率理论上讲,只是与口径有关,实际上与光学设计、加工和装、校都有关系。一般科普望远镜的分辨率能达到2倍理论分辨角,就算是优质望远镜,而博冠BOSMA1800150,经进口计量仪器检验,分辨率优于1〃,已接近理论值。 五)如何辨别科普天文望远镜的光学质量? 白天购买时,你可用望远镜观测远处一幢大楼,将大楼的轮廓线移到视野的1/4处,如果轮廓线橙黄色或蓝紫色特别明显,或轮廓线弯曲得特别厉害,不要买;再看一看远处的树叶,一般来说,60毫米口径的望远镜,能看清40米远处的叶筋,看不清的别买。当然,口径越大,看得越远。博冠BOSMA70060(口径60毫米)能看清85米外的叶筋。晚上你可以看星星,如果看到的星星是带颜色的而且特别明显,或是视野边缘的星星拖着尾巴,其长度达到星星大小的2倍,这种望远镜不适合用于天文观测。 六)对望远镜的分辨率本领(即分辨率)的检测 最好的方法是观测双星。譬如:天鹰座π星是双星(牛郎星附近),角距为1〃.4;白羊座ε星是双星,角距1〃.5;天鹅座δ星是双星,角距2〃.1;御夫座星是双星,角距3〃.0;狮子座的γ星是双星,角距4〃.3。 七)关于行星的观测 观测金、木、水、火、土星时所需的放大倍数便是望远镜视场内的行星小圆面与肉眼看到的满月有同样视场大小(31角分)。所以用口径50mm的物镜就可观测木星,用80mm的物镜就可观测金星和火星,而观测水星则要用280mm的物镜。 八)关于太阳黑子的观测 大的黑子用小望远镜就能看到,而一些很小的黑子则要用大望远镜才能看清楚。业余观测黑子一般采用投影观测。观测太阳和月球要用口径比(D/F)小的望远镜,最好是1:15~1:20。也可以在镜前加一只光栏,用以减小口径比。不过,这样做会降低望远镜的分辨本领。 九)关于月球的观测 月球有环形山、链状山脉、月海、月谷、沟纹(干涸的河流)和亮辐射条纹,好的望远镜可看到月球上非常细微的细节。观测月球最好的放大倍率是(1~1.5)×主镜口径(mm)。 十)关于天文望远镜的支架 望远镜的支架有地平式和赤道式2种,都有2个互相垂直的转轴。天文望远镜的视野一般都比较小,而且放大倍率越大,视野就越小。所以,要选择一个不会因风吹而抖动的支架。 
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大爆炸宇宙论
宇宙并非永恒存在而是从虚无创生的思想在西方文化中可以说是根深蒂固。虽然希腊哲学家曾经考虑过永恒宇宙的可能性,但是,所有西方主要的宗教一直坚持认为宇宙是上帝在过去某个特定时刻创造的。

    象历史学家一样,宇宙学家意识到开启未来的钥匙在于过去。

    早在1929年,埃德温?哈勃作出了一个具有里程碑意义的发现,即不管你往哪个方向看,远处的星系正急速地远离我们而去。换言之,宇宙正在不断膨胀。这意味着,在早先星体相互之间更加靠近。事实上,似乎在大约100亿至200亿年之前的某一时刻,它们刚好在同一地方,所以哈勃的发现暗示存在一个叫做大爆炸的时刻,当时宇宙无限紧密。

    1950年前后,伽莫夫第一个建立了热大爆炸的观念。这个创生宇宙的大爆炸不是习见于地球上发生在一个确定的点,然后向四周的空气传播开去的那种爆炸,而是一种在各处同时发生,从一开时就充满整个空间的那种爆炸,爆炸中每一个粒子都离开其它每一个粒子飞奔。事实上应该理解为空间的急剧膨胀。"整个空间"可以指的是整个无限的宇宙,或者指的是一个就象球面一样能弯曲地回到原来位置的有限宇宙。

    根据大爆炸宇宙论,甚早期的宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体,温度极高,密度极大,且以很大的速率膨胀着。这些气体在热平衡下有均匀的温度。这统一的温度是当时宇宙状态的重要标志,因而称宇宙温度。气体的绝热膨胀将使温度降低,使得原子核、原子乃至恒星系统得以相继出现。

    从1948年伽莫夫建立热大爆炸的观念以来,通过几十年的努力,宇宙学家们为我们勾画出这样一部宇宙历史:

大爆炸开始时 150-200亿年前,极小体积,极高密度,极高温度。 
大爆炸后10-43秒 宇宙从量子背景出现。 
大爆炸后10-35秒 同一场分解为强力、电弱力和引力。 
大爆炸后10-5秒 10万亿度,质子和中子形成。 
大爆炸后0.01秒 1000亿度,光子、电子、中微子为主,质子中子仅占10亿分之一,热平衡态,体系急剧膨胀,温度和密度不断下降。 
大爆炸后0.1秒后 300亿度,中子质子比从1.0下降到0.61。 
大爆炸后1秒后 100亿度,中微子向外逃逸,正负电子湮没反应出现,核力尚不足束缚中子和质子。 
大爆炸后13.8秒后 30亿度,氘、氦类稳定原子核(化学元素)形成。 
大爆炸后35分钟后 3亿度,核过程停止,尚不能形成中性原子。 
大爆炸后30万年后 3000度,化学结合作用使中性原子形成,宇宙主要成分为气态物质,并逐步在自引力作用下凝聚成密度较高的气体云块,直至恒星和恒星系统。 


    大爆炸理论模型得到若干重要观测事实的支持:

    (1)星系距离越远退行速度越大

    大爆炸理论的科学性令人不得不信服。最直接的证据来自对遥远星系光线特征的研究。20年代,天文学家埃德温?哈勃(Edwin Hubble)研究了维斯托?斯里弗(Vesto Slipher)所作的观测。他注意到,远星系的颜色比近星系的要稍红些。哈勃仔细测量了这种红化,并作了一张图。他发现,这种红化是系统性的,星系离我们越远,它就显得越红。

    光的颜色与它的波长有关。在白光光谱中蓝光位于短波端,红光位于长波端。遥远星系的红化意味着它们的光波波长已稍微变长了。在仔细测定许多星系光谱中特征谱线的位置后,哈勃证实了这个效应。他认为,光波变长是由于宇宙正在膨胀的结果。哈勃的这个重大发现奠定了现代宇宙学的基础。

    膨胀中宇宙的性质使许多人困惑不解。从地球的角度来看,好象遥远的星系都正飞快地远离我们而去。但是,这并不意味着地球就是宇宙的中心。平均而言,宇宙不同地方的膨胀图像都是相同的。可以说每一点都是中心,又没有一点是中心。我们最好把它想象成星系间的空间在伸长或膨胀,而不是星系在空间中运动。这一点与我们日常生活中见到的源于一点的爆炸不同。

    空间可以伸长这一事实看上去似乎离奇古怪,不过这却是1915年爱因斯坦广义相对论发表以来科学家们早就熟知的概念。广义相对论认为,引力实际上是空间(严格地说是时空)弯曲或变形的一种表现。从某种意义上来说空间是有弹性的,可以按某种方式弯曲或伸长,具体情况取决于物质的排列。这个思想已为观测所充分证实。

    膨胀空间的基本概念可通过一项简单的模拟来加以理解。想象在一条松紧带上缝有一排钮扣。现在假定从松紧带的两端把它拉长,结果所有的钮扣都彼此远离。不论我们选择从哪个钮扣来看,它邻侧的钮扣似乎都在远离,而且这种膨胀是处处相同的,不存在特殊的中心。当然,我们在画这排钮扣时,它有一个中心钮扣,但这与系统的膨胀方式毫不相干。只要把这条带钮扣的松紧带无限加长,或环成一个圆圈,这个中心便不再存在了。

    从任意一个钮扣来看,离它最近的钮扣以某种速度退行,再下一个钮扣则以两倍数度退行,依此类推。在你看来,钮扣离得越远,它退行得越快。因此这种膨胀意味着退行速度与距离成正比-这是一个极为重要的关系。借助这个图像,我们现在就可想象出光波是如何在膨胀空间中或星系间传播的。当空间伸长时,光波波长也跟着变长,这就解释了宇宙学红移现象。哈勃发现,红移量与距离成正比,同这个简单的图像模拟结果完全一致。

    (2)3K宇宙微波背景辐射(1978年诺贝尔物理奖)

    早在四十年代末,大爆炸宇宙论的鼻祖伽莫夫认为,我们的宇宙正沐浴在早期高温宇宙的残余辐射中,其温度约为6K。正如一个火炉虽然不再有火了,还可以冒一点热气。

    1964年,美国贝尔电话公司年轻的工程师-彭齐亚斯和威尔逊,在调试他们那巨大的喇叭形天线时,出乎意料地接收到一种无线电干扰噪声,各个方向上信号的强度都一样,而且历时数月而无边化。

    难道是仪器本生有毛病吗?或者是栖息在天线上的鸽子引起的?他们把天线拆开重新组装,依然接收到那种无法解释的噪声。这种噪声的波长在微波波段,对应于有效温度为3.5K的黑体辐射出的电磁波(它的谱与达到某种热平衡态的熔炉内的发光情况精确相符,这种辐射就是物理学家说熟知的"黑体辐射")。他们分析后认为,这种噪声肯定不是来自人造卫星,也不可能来自太阳、银河系或某个河外星系射电源,因为在转动天线时,噪声强度始终不变。

    后来,经过进一步测量和计算。得出辐射温度是2.7K,一般称之为3K宇宙微波背景辐射。这一发现,使许多从事大爆炸宇宙论研究的科学家们获得了极大的鼓舞。因为彭齐亚斯和威尔逊等人的观测竟与理论预言的温度如此接近,正是对宇宙大爆炸论的一个非常有力的支持!这是继1929年哈勃发现星系谱线红移后的又一个重大的天文发现。

    宇宙微波背景辐射的发现,为观测宇宙开辟了一个新领域,也为各种宇宙模型提供了一个新的观测约束,它因此被列为20世纪60年代天文学四大发现之一。彭齐亚斯和威尔逊于1978年获得了诺贝尔物理学奖。瑞典科学院在颁奖决定中指出:这一发现,使我们能够获得很久以前宇宙创生时期所发生的宇宙过程的信息。

    (3)宇宙氦丰度

    最后还有一个证实炽热高密度宇宙起源理论的证据。只要知道今天热辐射的温度,由热大爆炸理论很容易计算出宇宙诞生后约1秒时各处的温度约为100亿度,这对现有的原子核的合成来说也是太高了。那时物质必定被撕裂成最基本的成分,形成一锅基本粒子汤,诸如质子、中子和电子。但是,随着这锅汤变冷,核反应就可能出现了。特别是,中子和质子就很容易成对聚合在一起。接下来,这些粒子所产生的核聚变反应将产生人类所难以想象的巨大能量。

 
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