天文奥赛竞赛小常识.pdfVIP

4 观测天文学家和理论天文学家的工作经常是互相补充的。有时，观测天文学家会发 现宇宙中无法解释的现象而理论天文学家会试着用数学和已知物理规律来解释观察到的东 西。还有时，理论天文学家会发展一种理论预示了宇宙中某种现象或某种物理条件存在而观 测天文学家会试着通过观察验证这种理论对不对。第一个例子是脉冲星的发现和后来的中子 星理论。第二个例子是黑洞存在的理论假设和接着黑洞被真正发现。 7 光学望远镜是一件通过聚光使我们可以看到比我们只用肉眼看到的更弱物体的设 备。望远镜的原理本质上是相同的。进入望远镜的光被一系列的透镜、面镜不断聚焦成更细 的光柱。因为光和辐射是天文学家研究宇宙的 ，所以越多的辐射被收集，能了解的信息 就越多。 9 折射望远镜用透镜系统聚光。小的时候大部分人有这样的经验，在晴天我们用放大 镜点燃一片树叶或纸。这个实验的原理就是放大镜把表面的光聚焦成一点，使这一点的温度 特别高，即光度特别大。一架折射望远镜用透镜组完成同样的事情。在折射望远镜大的一端 有两片大小相等但不同类型的镜片。当光通过它们，它们共同工作把光聚焦在望远镜筒另一 端。在这一点，不管望远镜指向哪里都会成像。 10 反射望远镜用一面或多面反射镜完成相同的事情。在一架简单的反射望远镜中，遥 远光束落在反射镜上。这面反射镜不是平的，它是凹面的。结果就会产生聚焦的效果。一种 具体的形状是抛物面，可以使平行光轴的入射光聚焦在同一点。像折射望远镜一样，遥远物 体在这一点成像。 11 一种简单的普通的被广大天 好者喜爱的反射望远镜是牛顿发明的。这一款今天被称 为牛顿式反射望远镜的设计，在镜筒一端用凹抛物面集光聚焦。为了观测者方便，在镜筒里 面另一端放置一块平面镜把光反射到镜筒侧面安装目镜的地方。许多天 好者都有这种设 计的望远镜。 13 对于需要便携性的 者来说，折射望远镜和牛顿反射式都是笨重的。一个典型的 10 英寸的牛顿反射式大约6 到7 英尺长 100 多磅重，而一个6 英寸的折射望远镜就有这 样大。很清楚，除非你有固定的场所安装这些设备，否则你要 运输的 。 14 另一种被称为施米特—卡塞格林的望远镜设计提供了一个有趣的优点。它是用反射 镜和透镜的结合。口径几到几十厘米大小的施米特—卡塞格林式远比牛顿式昂贵但比纯折射 的便宜，并且有着当牛顿式性能相近镜筒只有其三分之一长的优点。这样，施米特—卡塞格 林式更便携且可以放在一个小的因而便宜的地方。因为它短，在有风的时候晃动的就很少。 这是很重要的，因为望远镜的放大作用，即使很小的微风引起的 在望远镜的像上也会产 生很大的晃动。 15 我们看到最暗物体的下限取决于有多少光进入我们的眼睛而被聚焦。我们能看到东 西因为光通过瞳孔被眼内的透镜系统聚焦在视网膜上成像，信号再被送到大脑。越多的光进 入眼睛，越多的光落到视网膜上，越强的信号被送到大脑，就感到物体越亮。当我们刚进入 一个黑屋子或刚从明亮的环境走到户外，我们感觉到什么都看不见。但当眼睛“适应”后，就 可以看的更清楚了。适应是指瞳孔逐渐变大允许 的光通过。尽管如此，还是有一个极限， 能看多暗取决于瞳孔最大能变多大。 16 望远镜能让我们看到更暗物体是因为它们让 的光进入我们的眼睛。即使在最暗 的条件下，平均来说，认得瞳孔不能扩张大于8 毫米。所以我们只能看到最暗和通过8 毫 米见方的光通量呈正比亮度。但是望远镜可以使我们 大自然而把 的光聚焦成适合瞳 孔大小的光柱。用你的 眼去看星空，你只能用瞳孔的8 毫米见方集光。用望远镜看星空 相当于用250 毫米见方的透镜或面镜集光，这样相当于有了直径250 毫米的瞳孔。这就怪 不得望远镜能让我们看到宇宙中远比用 眼看的暗的多的东西。理解这一基本原理你就明白 能给我们揭示迄今为止都为尽知的宇宙的望远镜的神奇魔力了。 要看到，专业天文学 家并不用眼睛而是用远比眼睛客观的仪器接受信号。但是位置是一样的。 17 天文学家倾向用主镜的口径称呼一架望远镜。天文学家倾向用“36 英寸”或“2.4 米” 称呼一架望远镜。这样做的时候，他们使用英尺或米作 指出望远镜主镜的直径。主镜通 常被称为物镜。 18 望远镜能够给我们看更远更暗天体的能力取决于主镜的面积。虽然天文学家用目镜 的直径称呼望远镜，但望远镜聚光的能力正比于目镜的面积而不是起直径。根据圆面积公式， 10 英尺的望远镜实际上比5 英尺的望远镜多聚4 倍的光。望远镜 光