一颗恒星如何坍缩成白矮星，观察其性质的方法有哪些？

在宇宙之中，白矮星是最暗的恒星之一。但即便如此，自19世纪中期科学家们通过光学望远镜观测到第一颗白矮星以来，这种恒星类别一直吸引着天文学家们的注意力。之所以会引起这种兴趣，不外乎两个原因。其一，白矮星代表了一种有趣的物质状态； 其二，它是大多数恒星、包括我们的太阳的最终命运。当它们到达生命周期的最后阶段，核心以外的物质都抛离了恒星本体，并向外扩散成为星云，而残留下来的内核就是成为了白矮星。当一颗恒星坍缩成白矮星，引发了白矮星的悖论，我们应该如何通过 “停车场”了解其工作原理，而观察新形成的白矮星的性质又有哪些方法？

恒星如何坍缩成一颗白矮星

一颗恒星经历了能源危机的时候，就是当这颗恒星基本不可再生的能源氢气用完时，此时它的核心开始崩溃，在塌缩的芯的边缘上的“氢壳”也将被压缩和加热。在氢聚变反应之后，将在核心进行氦聚变，氦燃烧成碳和氧的三氦聚变过程，被科学家们称为恒星所存在的“ 红巨星 ”阶段。在红巨星阶段之后的大约一亿年，所有恒星的可用能源资源都将耗尽，氦开始聚变成碳，但随着中心附近的温度继续上升，使得碳也转变为了其他元素，并且，红巨星外部也开始发生不稳定的脉动振荡。当恒星的不稳定状态达到极限后，红巨星便会进行爆发，疲惫不堪的红巨星将从外层喷出，留下一个热芯。

当天文学家首次发现这些天体之时，这个热核被称为Wolf-Rayet型恒星，这颗恒星的表面温度约为50000摄氏度，存在于每小时600万公里的“快速”风中，它的外层猛烈地沸腾。来自该星球的辐射，加热缓慢移动的红色巨大气氛，并形成一个复杂而优雅的细丝形状的壳，被称为行星状星云，当我们用小型望远镜观察时，它看起来就像行星的圆盘。科学家们通过X射线图像，显示了由快速恒星风压缩和加热的数百万度气体云。而最终，恒星中心将坍缩形成一颗新的白矮星。

白矮星的悖论和“停车场”原理

白矮星具有低光度、高密度、高温度的特点，处于恒星演化的末期阶段，外部覆盖一层氢气与氦气，主要由碳构成。虽然根据观测资料统计数据来看，宇宙中大约有3%的恒星是白矮星，但理论分析与推算则认为，白矮星的数量应该会占全部恒星的10%左右。至于白矮星的冷却速率，则基本上依赖于两个方面，首先，其内部储存了多少热能；其次，能量从热的内核以多快的速率经过稀薄而不透明的外层损失掉。一颗与地球体积相当的白矮星的表面重力，约等于地球表面的18万倍，处于如此高压力下的白矮星，任何物体都已不复存在，就连原子都会被压碎了，电子脱离了原子轨道变为自由电子。

在白矮星状态下，恒星中包含的所有物质，减去在红巨星阶段中被吹走的数量，都将被填充到原始恒星大小的百万分之一的体积中。而用这种材料能制成橄榄大小的物体，大约与汽车的质量相同！在恒星坍缩形成白矮星之后的十亿年左右，它是“白色”的高温球体，其表面温度约为2万摄氏度。当它们第一次被发现时，白矮星给天文学家带来了悖论。如果白矮星不能通过核聚变产生能量，它怎么能产生防止其进一步坍缩所需的压力？

用莎士比亚的话来说，它似乎不可能，但它们在哪里模糊地发光，并提醒科学家他们的理论是错误的。直到物质量子理论在20世纪20年代发展出来之前，这个悖论才得以解决。该理论表明，在极高密度的所谓“退化”状态下，物质会产生一种在地面实验室中从未观察到的新型压力，这是因为量子理论禁止一个以上的电子占据相同的能量状态。要直观的了解其工作原理，我们可以从停车场这个场景出发：每个空间只允许一辆车，当有很多空地时，停车场的运动很少。

随着汽车偶尔的进入停车场，它会很快停了下来，但是，当停车场已满时，会发生变化。当驾驶员寻找空间时，汽车从一排移动到另一排，持续不断。无论何时打开空间，压力都会建立起来，而极其密集的物质就像一个拥挤的停车场。所有的低能量“停车位”都被采用，因此电子被迫进入更高的能量状态，不是因为它们很热，而是因为没有其他地方可以去。这便产生了“退化”电子压力，这是电子的特征，而不是所有低能态被占据的事实，正是这种压力防止了白矮星在自身重量下坍塌。

白矮星的性质有哪些观察方式

通过使用相对论和量子力学来证明退化电子压力，科学家们目前能做的只有这些。但如果白矮星的质量大于太阳质量的1.4倍，也就是所谓的Chandrasekhar极限，那么它将会继续崩溃。在双星系统中，如果附近的一颗伴星将足够的物质倾倒在白矮星上，并已将其推过钱德拉塞卡极限时，就会发生这种情况。而由此产生的白矮星坍塌和爆炸，则被认为是造成所谓的Ia型超新星的原因。因为它们很快就会变冷并变暗，所以要对白矮星进行观察是很困难的一件事。

当它们非常年轻和炎热时，它们的表面会产生X射线，在极少数情况下，X射线望远镜会提供有关新形成的白矮星性质的宝贵信息。幸运的是，还有其他可能的条件允许天文学家观察白矮星的X射线。比如，当白矮星从附近的伴星中捕获物质时，就会发生这些机会，当捕获的物质落到白矮星的表面时，它会加速并获得能量。当这种能量进入白矮星表面、或正好在白矮星表面上方的加热气体达到几百万度的温度，热气体就会在X射线中发出明亮的光芒。科学家们可以通过仔细分析这个过程，以揭示白矮星的质、旋转速度，以及物质落到它上面的速度。

在某些特殊情况下，积聚在表面上的物质会变得特别热和致密，从而导致核反应的发生。当发生这种情况时，白矮星会突然变得明亮10000倍，因为所谓的新星爆发爆炸性的将其外层吹走了。一个月左右后，这样的兴奋会结束，周期又重新开始。将白矮星视为“烧毁”或“死亡”的恒星，可能会产生一些误导，它更像是从一个阶段到另一个阶段的转变或变形。正如X射线观察证明的那样，在适当的条件下，一颗古老的恒星确实表现得非常活泼。

天文望远镜的基本知识

天文望远镜是现在天文学最基本的仪器，也是广大天文普及工作者和天文爱好者必备的观测工具。

天文望远镜的光学系统

根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射天文望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射天文望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射天文望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。

反射天文望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射天文望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。

天文望远镜的光学性能

在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的天文望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。

天文望远镜口径--指物镜的有效直径，常用D来表示；

相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。

一般说来，折射天文望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射天文望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。

放大率--指目视天文望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。

不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。

分辨角--指天文望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，天文望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。

视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。

贯穿本领--指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。

例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"一2"，目视极限星等为12等，视场小于10。它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。

天文望远镜的目镜

当人们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备之一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。

天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：惠更斯目镜，用字母H表示，MH或HM表示惠更斯目镜的改进型，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测。冉斯登目镜，以字母R表示，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测。凯尔纳目镜，以字母K表示，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜，视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体。斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。

一架天文望远镜应备有多种目镜，这样才能便于不同的观测，也才能最大限度地发。挥它应有的作用。曾见到这样一个情况：某部门从国外订购一架较好的天文望远镜，但是只有两个目镜。可是说明书中介绍它有多种目镜。为什么只有两个呢?卖方说，买方订货时设写明。这是一个教训。因此，订购天文望远镜时，事前一定要充分做好调研，有完整可靠的信息，有比较内行的人把关，认真审核好订货程序才行。

寻星镜和导星镜

天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。

为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般在5～10厘米左右，视场在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。

主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望起镜，它就叫导星镜。天文普及用的望远镜也就用寻星镜代替了导星镜。

天文望远镜的装置与跟踪

一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。比如说，镜筒如何架起来呢?为了能观测到地平上任意天体，根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的装置分为两大类：地平装置和赤道装置。在地平装置中，镜的是天体的地平经度，沿水平轴变化时，表示的是天体的地平纬度。由于天球的周日视运动，天体在地平坐标中，两个量都随时而变，表示的只是瞬时位置。因此，一般说来，地平装置不便于做较长时间的连续观测。

赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，这是对角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每4分钟10的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每4分公10的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟，其动力靠链条式的重锤或发条提供，转仪钟的速度靠离心调速器来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动，速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误差问题。

可见，对于天文普及工作来说，天文望远镜最好是能跟踪天体的赤道装置。

天文望远镜注意事项

完整的天文望远镜是由光机电组成的精密的光学仪器，要遵守使用规则：加强维护；赤道装置的，极轴应调到观测地的纬度，并在子午面内；天文望远镜的调焦是十分重要的，注意人差和方法差；观测环境引起的小气候不容忽视；应使望远镜总处在各向平衡的状态。

一般天文望远镜以构造来分类,可分为折射天文望远镜、反射天文望远镜及折反射天文望远镜三大类。

一、 折射天文望远镜

所谓折射天文望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使从远方来的光折射集中在焦点,折射天文望远镜的好处就是使用方便,稍微忽略了保养也不会看不清楚,因为镜筒内部由物镜和目镜封着,空气不会流动,所以比较安定,此外,由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好,而口径不大透镜皆为球面,所以可以机械研磨大量生产,故价格较便宜。

(1)伽利略型天文望远镜：

人类第一只天文望远镜,使用凹透镜当目镜,透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像,地表观物很方便但不能扩大视野,目前天文观测已不再使用此型设计。

(2)开普勒型天文望远镜：

使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型,成像上下左右巅倒,但这样对我们天体观测是没有影响的,因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。

二、 反射式天文望远镜：

反射天文望远镜不用物镜而用叫主镜的凹面的反射镜。另外有一面叫做次要镜的小镜将主镜所收集的光反射出镜筒外面,由次要镜反射出来的光像再用目镜放大来看,反射式最大的长处是由于主镜是镜子,光不需通过玻璃内,所以完全不会有色差,也不太会吸收紫外光或红光,因此非常适合分光等物理观测,虽无色差但有其它各类的像差。如将反射凹面磨成抛物线形(Parabolic),则可消除球面差。因为镜筒不能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低,另外像的稳定度也不及折射式望远镜。

目前知名反射天文望远镜的设计大致分为五种，我们只列举两种市售一般中小型的反射望远镜。

(1)牛顿式 (Newtonian)天文望远镜：

一六六八年由牛顿发明设计,由抛物面的主镜和平面次要镜所构成,以对着光轴45度的角度将平面次要镜装在从主镜反射过来的光的焦点的稍微前方(如上图)这种结构最为简单,影像反差较高,亦最多人选用,通常焦比在f4至f8之间。

(2)卡赛格林式或简称卡式 (Cassegrain)天文望远镜：

利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜,在主竞焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射,所以镜筒可以缩短,但视场较窄,像散较牛顿式严重,同时有少许场曲(Curvature of field)。

三、 折反射天文望远镜(Catadioptric telescope)：

采反射和折射的长处之型式,基本上和反射一样,也有反射式天文望远镜的缺点,为了消除偏离光轴的视野的慧星像差使用着透镜,且主镜为球面镜,比反射型容易研磨..只介绍其中一种最广泛运用的折反射天文望远镜。

施密特卡式天文望远镜

1930 年由施密特(Schmidt)发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差，同时利用一非球面透镜(Aspheric Iens)放于主镜前适当位置作为矫正镜Corrector)以矫正主镜的球面差。这样可以得出一个阔角(可达40一50度)的视场而没有一般反射镜常有的球面差与彗形像差，只有矫正镜做成的轻微色差而已。摄影用的施密特望远镜，焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3间,最小可达〃0.6)，因此很适宜于星野及星云摄影

编辑于 2007-09-07

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57 2020-06-29

天文望远镜结构图及原理

1、天文望远镜外部结构图如下： 2、天文望远镜内部结构图如下： 3、天文望远镜的成像原理 物体通过物镜，距离大于两倍焦距，成倒立缩小的实像。成的实像透过目镜，在目镜的一倍焦距内，成一个正立、放大的虚像。 因为进入光源的光线进入物镜后拉近了距离，使视角变大，所以成放大的像。即能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。 扩展资料 注意事项 1、绝对不能直接用望远镜观看太阳，观看太阳必须通过投影法或有专门滤光措施，否则会烧坏视网膜，而且会对主镜造成一定损害。 2、不要把望远镜当做玩具，望远镜是精密光学仪器，要细心使用和维护 3、不要认为用望远镜什么都能看到，通过望远镜确实能观看到肉眼不能分辨的天体和天体上的细节，但观看效果越好，价格也越高，没有十全十美的望远镜，选择适合自己的最重要； 4、对于每一台望远镜，都有它合适的放大倍数。超过这个倍数并不能增强分辨能力，反而会使物体变得很暗，难以看清。60mm～80mm口径的望远镜，合适的放大倍数应小于100倍，200倍的放大倍率几乎什么都看不到。 5、如果无法在夜空中识别五个以上的星座，就不要着急使用望远镜，因为无法寻找可观测的星星，就只能看月亮； 6、天文望远镜通常也可以观看风景或动植物，可以很容易得到比双筒望远镜更高的放大倍率。不过使用倍率应在100倍以下，20-50倍最合适。 百度百科--天文望远镜 百度百科--望远镜

39 浏览10000 2019-07-29

求一个高倍光学望远镜的工作原理并附图

开普勒式望远镜，折射式望远镜的一种。物镜组也为凸透镜形式，但目镜组是凸透镜形式。这种望远镜成像是上下左右颠倒的，但视场可以设计的较大，最早由德国科学家开普勒（Johannes Kepler）于1611年发明。为了成正立的像，采用这种设计的某些折射式望远镜，特别是多数双筒望远镜在光路中增加了转像稜镜系统。此外，几乎所有的折射式天文望远镜的光学系统为开普勒式。

　开普勒式原理由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板（安装在目镜焦平面处），并且性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。

　正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高，但俄罗斯20×50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透镜正像系统。

　开普勒式望远镜看到的是虚像, 物镜相当于一个投影仪,目镜相当于一个放大镜.

5 浏览1421 2017-12-16

天文望远镜是什么原理？

一般成像是上下正像，左右倒像。因为目镜接口有个90度天顶镜，使上下正过来，一般都是这样。复杂点的也有上下左右都正的，造价会高一点点。如果你说的简易天文望远镜没有天顶镜的话，就完全是左右反，上下倒，观测月亮的话问题也不是很大。天文望远镜当然是放大了，怎么会缩小。为了用长焦的望远镜拍摄星云的话，也许会使用减焦镜加在物镜前方，故意“缩小”一点画面，但那是另外一回事了。天文望远镜肯定是放大，谁会买缩小镜。

1 浏览65 2018-07-26

天文望远镜是怎样看到那么远的,制作原理!

首先“望远镜能看多远”这个观念是错误的。我们的肉眼就是一台光学仪器，肉眼可以看到254万光年以外的仙女座大星云，但是看不见距离地球最近的太阳系外恒星比邻星（4.2光年）。说一个光学仪器能看多远是没有意义的，只能说看多清。 制作原理：天文望远镜上一般有两只镜筒，大的是主镜，是观测目标所用的；小的叫寻星镜，是寻找目标所用的，也叫瞄准镜。目镜是单独的个体，是决定放大倍率的物品，目镜上都会有F值，这是目镜的焦距，用主镜的F值除以当前使用的目镜的F值，就是当前的放大倍率，记住，放大倍率是标准，6厘米口径的望远镜的极限放大倍率是120倍左右，8厘米的倍率最大160倍左右。 ： 天文望远镜因为其口径大于肉眼瞳孔直径，所以能汇集更多的光，看到更暗的天体。显然，同样亮度的天体越远其亮度就越暗，所以望远镜就能看到相对来说更远的天体。不过，并不是说明在这个范围内所有的天体多能看见，比如使用了一天天文望远镜看到了M87，几千万光年，但是并不说明看看到比他近的矮星系，恒星的天体。 口井越大望远镜的分辨率的却越高，但是，望远镜能看到多安的物体和分辨率毫无关系。望远镜的分辨率=波长/口径，所以对同一望远镜来说紫光的分辨率小于红光的分辨率。所以，望远镜能看到多暗的物体与分辨率无关。

参考资料：

27 浏览12638 2019-08-29

天文望远镜的工作原理

天文望远镜的工作原理是物镜（凸透镜）聚光成像，经过目镜（凸透镜）放大。由物镜聚光，然后经过目镜放大，物镜目镜都是都是双分离结构，以便使成像质量有所提高。增大单位面积上的光强，从而使得人们可以发现更暗弱的天体和更多的细节。射入你眼睛的就是几乎平行光，而你看到的是被目镜放大了的虚像。是把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。一般分三种： 一、折射望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。 二、反射望远镜，是用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜等几种类型。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。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。 三、折反射望远镜，是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。

16 浏览809 2019-11-15

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