望远镜知识贴(第9页以后)

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偏光显微镜基础知识
反光偏振光显微镜的原理及其在材料研究中的应用
　
1 偏振光的基础知识
一、自然光和偏振光
光是一种电磁波，属于横波(振动方向与传播方向垂直)。一切实际的光源，如日光、烛光、日光灯及钨丝灯发出的光都叫自然光。这些光都是大量原子、分子发光的总和。虽然某一个原子或分子在某一瞬间发出的电磁波振动方向一致，但各个原子和分子发出的振动方向也不同，这种变化频率极快，因此，自然光是各个原子或分子发光的总和，可认为其电磁波的振动在各个方向上的几率相等。
自然光在窗过某些物质，经过反射、折射、吸收后，电磁波的振动哥以被限制在一个方向上，其他方向振动的电磁波被大大削弱或消除。这种在某个确定方向上振动的光称为偏振光。偏振光的振动方向与光波传播方向所构成的平面称为振动面。
二、直线偏振光、圆偏振光及椭圆偏振光
1．直线偏振光
直线偏振光由于光线的振动方向都在同一个平面内，所以这偏振光又叫作平面偏振光。正对光的传播方向看去，这种光的振动方向是一条直线，因此又叫直线偏振光或线偏振光。如图1所示。
  
图1 自然光与偏振光
图1







2．圆偏振光和椭圆偏振光
(1) 光的双折射现象和晶体的光轴
当一束光线射入各向异性的晶体中时要分裂为两束沿不同方向传播的挑线，这种现象叫双折射现象。发生双折射的两束光线都是偏振光。这两束光线之一恒遵守光的折射定律，在改变入射方向时传播速度不发生变化，这条光线称为寻常光线，用o表示；另一束光线不遵守折射定律，当入射光线方向变化时，它的传播速度也随之变化，光的折射率不同，这束光称为非常光线，用e来表示。
在各向异性晶体中，存在有某些特殊方向，在这些方向上不发生双折射，寻常光线和非常光线传播方向和传播速度相同，这些方向称为晶体的光轴，有一个光轴的晶体叫一轴晶，有两个光轴的晶体叫二轴晶。对于二轴晶，双折射后的两束光线均为非常为光线。
(2) 波晶片
波晶片简称波片，可用来改变或检验光的偏振情况。当自然光沿一轴晶光轴入射时，不发生双折射现象。如果垂直于晶体光轴入射时产生的o光和e光仍沿原入射方向传播，但传播速度和折射率不同，且传播速度相差最大。如果在平行于一轴晶光轴方向上切下一薄片，这时晶片表面与光轴平持，这样制得的晶片叫波晶片。当偏振光垂直于波片光轴入射时，在波片内形成传播方向相同但传播速度不同的o光和e光。如果波片越厚，o光和e光线波波长的整数倍，这种波片叫全波片。依此类推，还有半波片和1/4波片等等。
(3) 圆偏振光和椭圆偏振光的形成
一束自然光以垂直于一轴晶的光轴方向入射所产生的振动面互相垂直的两束偏振光是不相干的。因为自然光是由光源中的不同分子和原子产生的，没有固定的位相差，所以不发生干涉。但是当一束单色偏振光通过双折射物质后，所产生的两束偏振光是可以相干的。相当于两个互相垂直的同周期的振动的合成。
当一束偏振光垂直于一轴晶光轴入射时产生两束偏振光(o光和e光)。由于o光和e光的相位差不同而合成为直线偏振光、圆偏振光、椭圆偏振光。O光和e光的相位差由两束光在晶片中折射率和晶片的厚度决定。设No、Ne分别为o光和e光的折射率，d为晶片的厚度，所产生的相位差为Δφ。则 。改变晶片的厚度可得不同相位差的o光和e光。当Δφ为π/2的偶数倍时可产生直线偏振光；当Δφ为π/2的奇数倍时，可产生圆偏振光；当Δφ不是π/2的整数倍时均可产生椭圆偏振光。圆偏振光的振动端点在光的传播方向上投影为一个圆，椭圆偏振光的振动端点在光的传播方向上投影为一个椭圆。圆偏振光和椭圆偏振光在每一瞬间只有一个振动方向，所以仍属偏振光。如图2所示。

图2

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几种特殊光学显微镜的观察和使用！！


一、暗视野显微镜
(一)  原理和结构特点
在日常生活中，室内飞扬的微粒灰尘是不易被看见的，但在暗的房间中若有一束光线从门缝斜射进来，灰尘便粒粒可见了，这是光学上的丁达尔现象。暗视野显微镜就是利用此原理设计的。它的结构特点主要是使用中央遮光板或暗视野聚光器，常用的是抛物面聚光器，使光源的中央光束被阻挡．不能由下而上地通过标本进入物镜。从而使光线改变途径，倾斜地照射在观察的标本上，标本遇光发生反射或散射，散射的光线投入物镜内，因而整个视野是黑暗的。在暗视野中所观察到的是被检物体的衍射光图像．并非物体的本身，所以只能看到物体的存在和运动，不能辨清物体的细微结构。但被检物体为非均质时，并大于1／2波长，则各级衍射光线同时进入物镜，在某种程度上可观察物体的构造。一般暗视野显微镜虽看不清物体的细微结构，但却可分辨0.004um以上的微粒的存在和运动，这是普通显微镜(最大的分辨力为0.2um)所不具有的特性，可用以观察活细胞的结构和细胞内微粒的运动等。
(二)  制作中央遮光板
普通显微镜只要聚光器是可以拆卸的，支架的口径适于安装暗视野聚光器，即可改装成暗视野显微镜。在无暗视野聚光器时，可用厚黑纸片制作一个中央遮光板，放在普通显微镜的聚光器下方的滤光片框上，也能得到暗视野效果。
1．将显微镜聚光器调到最高位置，用低倍镜对好焦距。
2．取下目镜，从镜筒中观察并调节光阑的大小，使其与镜筒中所见物镜的视野相等。  
3．用厚黑纸剪制中央挡光板。外圈直径与滤光片框架相同，中央部分的大小与调节好的光阑孔径一样(可用半透明的小纸片，放在通光孔处聚光镜镜面上，纸上显示的光斑即为光阑的孔径，再用圆规量取大小)。
4．将中央挡光板放在滤光片框架上，开大光阑进行样品观察。
如需使用高倍镜作暗视野观察，应按高倍镜对焦后的视野大小重新制作中央挡光板。  
保存好各自制作的中央遮光板，以便在后面的实验中使用。  
（三）使用方法  
1．把暗视野聚光器装在显微镜的聚光器支架上。  
2．选用强的光源，但又要防止直射光线进入物镜，所以一般用显微镜灯照明。  
3．在聚光器和标本片之间要加一滴香柏油，目的是不使照明光线于聚光镜上面进行全反射，达不到被检物体，而得不到暗视野照明。  
4．升降集光器，将集光镜的焦点对准被检物体，即以圆锥光束的顶点照射被检物。如果聚光器能水平移动并附有中心调节装置，则应首先进行中心调节，使聚光器的光轴与显微镜的光轴严格位于一直线上。  
5．选用与聚光器相应的物镜，调节焦距＜操作方法与普通显微镜相同＝，找到所需观察的物像。  
（四）观察 观察示教台上暗视野显微镜下的活细胞。在黑暗的背景里，可见细胞、细胞核和细胞器的衍射光图像。



二、相差显微镜  
(一) 原理和结构特点
光波有振幅（亮度）、波长（颜色）及相位(指在某一时间上光的波动所能达到的位置)的不同。当光通过物体时，如波长和振幅发生变化，人们的眼睛才能观察到，这就是普通显微镜下能够观察到染色标本的道理。而活细胞和未经染色的生物标本，因细胞各部微细结构的折射率和厚度略有不同，光波通过时，波长和振幅并不发生变化，仅相位有变化(相应发生的差异即相差)，而这种微小的变化，人眼是无法加以鉴别的，故在普通显微镜下难以观察到。相差显微镜能够改变直射光或衍射光的相位，并且利用光的衍射和干涉现象，把相差变成振幅差(明暗差)，同时它还吸收部分直射光线，以增大其明暗的反差。因此可用以观察活细胞或未染色标本。 相差显微镜(图2—3)与普通显微镜的主要不同之处是：用环状光阑代替可变光阑，用带相板的物镜(通常标有PH的标记)代替普通物镜，并带有一个合轴用的望远镜。环状光阑是由大小不同的环状孔形成的光阑，它们的直径和孔宽是与不同的物镜相匹配的。其作用是将直射光所形成的像从一些衍射旁像中分出来。相板安装在物镜的后焦面处，相板装有吸收光线的吸收膜和推迟相位的相位膜。它除能推迟直射光线或衍射光的相位以外，还有吸收光使亮度发生变化的作用。调轴望远镜是用来进行合铀调节的。相差显微镜在使用时，聚光镜下面环f状光阑的中心与物镜光轴要完全在一直线上，必需调节光阑的亮环和相板的环状圈重合对齐，才能发挥相差显微镜的效能。否则直射光或衍射光的光路紊乱，应被吸收的光不能吸收，该推迟相位的光波不能推迟，就失去了相差显微镜的作用。  
(二)使用方法 相差装置为多功能系列显微镜中的附属装置．与普通显微镜配合使用。
1．相差装置的调换安装 卸下普通显微镜使用的聚光器，将环状光阑装在聚光器支架上，把绿色滤光片放在上面，它可吸收红色和蓝色光，使波长范围小的单色光线进行照明，并有吸热作用，能使相差观察获得良好的效果。再从转换器上旋下普通物镜，换上相差物镜。
2．调焦 打开光源，旋转集光器转盘，将“o”对准标示孔，使普通聚光器部分进入光路。先使用低倍相差物镜，按普通显微镜操作方法进行对光和调焦。 旋转环状光阑，使光阑的直径和孔宽与所使用的相差物镜相适应，如相差物镜为40 x时应用x40标示孔的光阑。  
3．合铀调整 拔出目镜，插入合铀望远镜，一边从望远镜内内观察，并用左手固定其外筒；一边用右手转动望远镜内筒使其下降，当对准焦点就能看到环状光阑的亮环和相板的黑环，此时可将望远镜固定住。再升降集光器并调节其下的螺旋使亮环的大小与黑环一致，然后左右前后调节环状光阑聚光器上的调节钮，使两环完全重合＜图2—4，如亮环比黑环小而位于内侧时，应降低集光器使亮环放大；反之，则应升高聚光器，使亮环缩小。如若升到最高限度仍不能完全重合，则可能是载玻片过厚之故，应更换。合抽调整完毕，抽出望远镜，换回目镜，按常规要领进行观察。在更换不同倍率的相差物镜时，每一次都要使用相匹配的环状光阑和重新合抽调整。使用油镜时，集光器上透镜表面与载玻片之间要同时加上香伯泊。  
(三)观察 在相差显微镜下观察活细胞，可清楚地分辨细胞的形态，细胞核、核仁以及胞质中存在的颗粒状结构。



三、荧光显微镜  
(一)原理和结构特点 荧光显微镜是利用一个高发光效率的点光源，经过滤色系统发出一定波长的光(如紫外光3650入或紫蓝光4200入)作为激发光、激发标本内的荧光物质发射出各种不同颜色的荧光后，再通过物镜和目镜的放大进行观察。这样在强烈的对衬背景下，即使荧光很微弱也易辨认，敏感性高，主要用于细胞结构和功能以及化学成分等的研究。 荧光显微镜的基本构造是由普通光学显微镜加上一些附件(如荧光光源、激发滤片、双色束分离器和阻断滤片等)的基础上组成的。荧光光源——般采用超高压汞灯(50一200W)，它可发出各种波长的光，但每种荧光物质都有一个产生最强荧光的激发光波长，所以需加用激发滤片（一般有紫外、紫色、蓝色和绿色激发滤片），仅使一定波长的激发光透过照射到标本上，而将其他光都吸收掉。每种物质被激发光照射后，在极短时间内发射出较照射波长更长的可见荧光。荧光具有专一性，一般都比激发光弱，为能观察到专一的荧光，在物镜后面需加阻断(或压制)滤光片。它的作用有二：一是吸收和阻挡激发光进入目镜、以免于扰荧光和损伤眼睛?二是选择并让特异的荧光透过，表现出专一的荧光色彩。两种滤光片必须选择配合使用。
荧光显微镜就其光路来分有两种：
1．透射式荧光显微镜 激发光源是通过聚光镜穿过标本材料来激发荧光的(图2—5)。常用暗视野集光器，也可用普通集光器，调节反光镜使激发光转射和旁射到标本上．这是比较旧式的荧光显微镜。其优点是低倍镜时荧光强，而缺点是随放大倍数增加其荧光减弱．所以对观察较大的标本材料较好。
2．落射式荧光显微镜 这是近代发展起来的新式荧光显微镜，与上不同处是激发光从物镜向下落射到标本表面，即用同一物镜作为照明聚光器和收集荧光的物镜(图2—6)。光路中需加上一个双色束分离器，它与光铀呈45。角，激发光被反射到物镜中，并聚集在样品上，样品所产生的荧光以及由物镜透镜表面、盖玻片表面反射的激发光同时进入物镜，反回到双色束分离器，使激发光和荧光分开，残余激发光再被阻断滤片吸收。如换用不同的激发滤片／双色束分离器／阻断滤片的组合插块，可满足不同荧光反应产物的需要。此种荧光显微镜的优点是视野照明均匀，成像清晰，放大倍数愈大荧光愈强。


（二）使用方法．

1．打开灯源，超高压汞灯要预热几分钟才能达到最亮点。  
2．透射式荧光显微镜需在灯源与聚光器之间装上所要求的激发滤片，在物镜的后面装上相应的阻断滤片。落射式荧光显微镜需在光路的插槽中插入所要求的激发滤片／双色束分离器／阻断滤片的插块。  
3．用低倍镜观察，根据不同型号荧光显微镜的调节装置，调整光源中心，使其位于整个照明光斑的中央。  
4．放置标本片，调焦后即可观察。 使用中应注意：末装滤光片不要用眼直接观察，以免引起眼的损伤；用油镜观察标本时，必须用无荧光的特殊油镜；高压汞灯关闭后不能立即重新打开，需经5分钟后才能再启动，否则会不稳定，影响汞灯寿命。
(三)观察 在示教台上的荧光显微镜下＜用蓝紫光滤光片＝，可见经o．01％的丫啶橙荧光染料染色的细胞，细胞核和细胞质被激发产生两种不同颜色的荧光(暗绿色和橙红色)。














今日光学金相技术

摘  要:现代金相显微镜已普遍采用无限远光学系统设计，并广泛使用平场消色差物镜、广视场目镜、高倍干物镜；一般均装备有明视场、暗视场、偏振光、DIC等常用的照明方式。显微照相也走进了数字化时代，部分取代了传统的暗室操作。对金相试样制备的要求，传统的观点强调获得无磨痕的光亮表面，而现代观点则强调试样表面变形损伤层的有效去除。多种新型制备表面和多晶金刚石、立方氮化硼、非晶态胶体状二氧化硅等新型磨料的使用，大大减少了试样制备工序的数目，不仅提高了试样制备的质量和效率，而且还能降低试样制备的成本。

关键词:光学金相技术；无限远光学系统；数字化图象；损伤层；新型制备表面；微差干涉衬度



众所周知，热处理是机械产品生产过程中的重要一环，在热处理过程中，零件的相组成或显微组织会发生一定的变化。因此，零件原材料和热处理后的显微组织检验是质量控制的重要手段。本文简要介绍金相显微镜和金相试样制备技术和设备的最新进展。

1 金相显微镜

金相显微镜由于易于操作、视场较大、价格相对低廉，直到现在仍然是常规检验和研究工作中最常使用的仪器。近年来金相显微镜的改进主要有以下几点：

1.1普遍采用无限远光学系统

物镜按照无限远象距进行设计而不是象常规物镜那样按照有限象距进行设计，这种光学系统称为无限远色差和象差校正的光学系统或简称无限远光学系统。使用这种光学系统时，当入射光从试样表面反射再次进入物镜后，并不收敛而是保持为平行光束，直到通过镜筒透镜后才收敛并形成中间象，即一次放大实象，然后才供目镜再次放大。无限远光学系统的优点是显微镜中的各种光学附件（如暗视场光束分离器、偏振光分离器、用于DIC（微差干涉衬度）的Wollaston棱镜、检偏振镜，以及其它附加滤色镜等）都可以放置在物镜凸缘与镜简透镜之间平行光束的空间，由于成象光束没有受到上述光学附件的干扰，物象的质量不会受到损害，从而简化了物镜设计中色差和象差的校正。此外，在无限远光学系统中，镜筒长度系数保持为一，无论物镜与目镜之间的距离有多远，也不需要一个固定的中转透镜系统。目前，德国的CarlZeiss公司和Leica公司、日本的Nikon公司和Olympus公司生产的金相显微镜均已先后采用无限远光学系统设计。



1.2同焦面性设计

在新型显微镜中，更换物镜及目镜后不须重新调焦，一般只需略微调节微调旋钮，就可以使物象准确聚焦。为此，物镜和目镜的光学机械尺寸应满足同焦面性的要求，即：①所有物镜的共轭距离（即从试样表面到物镜初次放大实象象面之间的距离）相等：②所有物镜初次放大实象到目镜镜筒口的距离不变；③所有目镜的焦面与物镜初次放大实象的象面重合。同焦面性并不是物镜或目镜的一个固有特性，而是在新型显微镜的设计中为了便于使用者的操作而采取的一种措施。

1.3对显微镜有效放大倍数的再认识

显微镜的有效放大倍数（M）与物镜数值孔径（NA）的关系可以表示为：550NA＜M＜1100NA，长期以来，显微镜使用者一直遵循这一关系式。但是，VanderVoort在其所著《金相学——原理与实践》一书中指出，上式是在用理想的眼睛观察具有理想反差物象的条件下推导出的，因此不要当做教条来遵循。实际上，分辨率不仅与物镜的分辨率有关，而且还与物象的反差有关。此外，照明条件、放大倍数、物镜质量，以及观察条件都会影响物象的反差，因而也会影响分辨率。他指出，为了获得最高分辨率，最低有效放大倍数应当是最佳条件下的4倍左右，即M≈2200NA；同时，使用4000×或更高放大倍数的显微照片也是完全合理的。

1.4平场消色差物镜

现今新型显微镜已经普遍使用平场消色差物镜，甚至还可以配置更高级的平场复消色差物镜。老式物镜初次放大实象的直径只有18mm～20mm，而平场消色差物镜则规定高度校正的初次放大平面象的直径为28mm，即象场面积增大了一倍，并使象场弯曲得到了很好的校正。

1.5高倍干物镜

为了便于观察高倍显微组织，现今显微镜一般均备有高倍干物镜。例如Nikon公司生产的EPIPHOT300型金相显微镜（图1）配置有放大100×、150×、200×的CFPlanApoEPI型干物镜，其NA值均为0.95。尽管干物镜的分辨率明显低于油浸物镜（100×油浸物镜的NA值一般可达1.40），但由于简化了操作并使试样免于被油污染，现今已获得更为广泛的使用。近年来，Olympus公司生产的GX系列显微镜甚至还配置有更高倍数（250×）的干物镜，尽管其NA值只有0.90，但是用它来进行观察或拍照，已经很容易使其放大倍数远超过传统上使用的数值（1100NA），这进一步证实了以上第1.3小节介绍的观点是正确的。图2为Olympus公司生产的GX71型金相显微镜。



1.6广视场目镜

广视场目镜的结构特点是场光阑显著增大，一般为22mm～26.5mm（老式目镜的场光阑直径只有16mm），充分利用了平场物镜扩大了的象场面积。

此外，有的显微镜还配置有高眼点目镜，使眼睛有缺陷（如散光）的人可以戴着眼镜进行观察，物象的质量可以免受眼睛缺陷的影响。由于平场消色差物镜和广视场目镜的推广使用，使显微组织观察的视域扩大了许多，这也相应提高了对显微镜载物台加工精度和试样制备质量的要求。

1.7长工作距离物镜

有些显微镜生产厂商还推出一些工作距离较长的物镜，这是为了适应生产检验或特殊需要（例如高温台）而设计的。通常情况下，物镜的放大倍数越高，工作距离（即物象聚焦时，物镜接物透镜与试样之间的距离）越短，为了避免物镜因工作中不慎触及试样或受热而损坏，于是就设计了这种特殊物镜。例如NikonEPIPHOT300型金相显微镜的物镜系列中就有50×和100×两个工作距离分别为8.7mm和2.0mm的长工作距离物镜，其NA值分别为0.55和0.8；又如OlympusGX系列显微镜也可配50×和100×工作距离分别为10.6mm和3.4mm的长工作距离物镜，其NA值分别为0.55和0.8，而50×和100×普通物镜的工作距离则分别只有0.54mm和0.3mm，但是其NA值则分别为0.8和0.95。可以看出，长工作距离物镜的数值孔径即分辨率有所下降，不过成像质量仍然不错。



1.8多功能紧凑设计

在人们的印象中，只有大型卧式显微镜才是功能齐全的高级设备。但是，现今生产的显微镜（包括高级研究型）基本上都采用紧凑的台式设计并使用先进的平场消色差物镜或平场复消色差物镜以及广视场目镜。有的显微镜还配有电动控制的物镜回转头，只需按下按钮，所需的物镜就会自动旋入光程，孔径光阑和视场光阑的大小也能随着物镜的更换自动进行调整。照明方式则有明视场、暗视场、偏振光、微差干涉衬度（DIC）等四种最常用的照明方式，而且照明方式的变换也极为简便。此外，观察到的物象也是正置而不是反置，使物象的移动方向与载物台的移动方向一致，大大便利了操作。

图1所示的台式显微镜具有低载物台设计，载物台的万向节操纵手柄使载物台能非常方便地沿x轴和y轴方向来回移动。当照明方式在明视场与暗视场之间变换时，孔径光阑的调整由内置的连动装置自动完成。有40种以上放大倍数从1.5×到200×的物镜可供选用，无限远光学系统的每一个光学元件都单独地进行了色差校正，从而保证获得清晰的物象。各种测量标尺均放置在初次放大实象位置，因此，始终保持聚焦，不受试样表面形貌的影响。2.5×连续变倍装置（从0.8×到2.0×，物象始终保持清晰）可用于观察和显微照相，当旋钮调到1.0×，1.25×，1.5×处时，还可以听到喀哒停顿声。图2所示的显微镜是一种先进的研究型显微镜，1×～2×连续变倍装置不仅可用于观察，而且可用于所有的接口。

图3为CarlZeiss公司生产的Axiovert40MAT型倒置式金相显微镜，适用于繁忙的材料实验室的质量检验、材料分析、金属加工工艺分析、材料研制等项工作，以及玻璃和塑料工业、研究机构和学校教学使用。该显微镜坚固的载物台可以放置比较重的大零件，并备有长工作距离物镜。

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什么样的双筒适合观天？我个人的观点是，没有绝对不变的指导标准，在不同环境、不同观测对象的前提下，对望远镜的要求、对各个元素重要性的要求是不同的。
举个例子，手持状态下看星云、星团，佳能18×50IS肯定最佳；如果上架，则18×50IS不如尼康18×70SP或者富士龙16×70FMT或者高桥/蔡司20×60，因为口径小，分辨率和亮度不及；如果巡天，则佳能18×50IS不及尼康8×30E2，因为视场太小，没有临场感。
因此，跳出实际场合和目标的需求来谈选择没有太大的价值。这篇帖子致力于把影响双筒镜观天性能的各种因素分析到位，以期给不同要求、不同用途、不同环境下的观测者们足够的挑选依据。
一、关于系数、指数
双筒望远镜最重要的指标是口径和倍率，因此，长久以来人们都在寻找一种简便的方法，使用口径和倍率为变量，通过函数运算，来确认望远镜的性能，这样的方法大概有3种。
1、可见度系数“ Visibility factor” ，由加拿大天文学家 Roy L Bishop 提出，加拿大皇家天文学会的观察者手册 Observer' s Handbook 发表，算法是口径和倍率的乘积；
2、黄昏系数“Twilight Factor”，由德国蔡司光学公司发表，算法口径和倍率的乘积的平方根；
3、天文指数“Astro Index”，由Alan Adler根据多年使用双筒的经验提出，并在天文和望远镜上发表 Sky & Telescope，算法是口径的平方根乘以倍率。天文指数被俄罗斯人采用，并标注在贝戈士望远镜的宣传网页上，但使用了twilight“黄昏”一词。
实际上，我认为以上说的只有2种方法，因为可见度系数和黄昏系数其实是一套系统，它们只有数字的区别而没有指向性差异——倍率和口径等同重要；天文指数则认为，倍率比口径重要。
对传统天文爱好者来说，天文指数简直大逆不道，明明“望远镜的分辨率由物镜口径决定”的嘛，你倒好，还要开平方根？“望远镜的分辨率由物镜口径决定”这话其实是有前提的“在放大倍率足够和稳持性可以保障的情况下”，单筒天望基本上可以满足条件，但对手持双筒来说这个前提就成大问题了。
所以，倍率变量是该加的，关键是取哪个函数的问题。以我个人的经验看，天文指数相对准确，但是也有适用范围，在不同观测环境下需要修正。比如说施华洛世奇HABICHT 10×40W的指数是63.25、SLC 8×56是59.87，在市区仔细进行比较，确实是HABICHT小胜；而到了观测环境很好（6等以上）的郊外，则是SLC胜（当然也并非完胜）。而在可见度系数和黄昏系数下，结论是完全相反的。
我做了张表，引入了25种常用规格，计算出3种系数。大家比较关注的7×50规格在可见度系数和黄昏系数系统里面排第16位，但是在天文系数下，它只排到18位。有意思的是，不管怎么算，10×40排名都比7×50靠前，不瞒大家说，我当年在选HABICHT规格的时候算过这个数。

二、观测者的眼睛
1、瞳孔。说到眼睛，我先强烈建议观测者去测量一下瞳孔最大孔径，因为人的瞳孔直径随着年龄的增长而缩小，成年人一般最大是7mm，30岁以后会逐渐下降到5mm上下，这也是为什么常见双筒最大出瞳只有7mm的缘故，当然这个规律不是绝对的。如果瞳孔最大只有5mm，那么7×50就不能给你带来比10×50更大的亮度，只是舒适度好一些。所以，对观测者来说，先要根据自己的瞳孔大小选择规格，出瞳大过自己瞳孔大小的规格就不要考虑了。
2、散光。近视、弱视只要不超过补偿极限，对观天一般没有什么影响。散光就不一样，散光影响到星点的收敛，导致找不到“焦点”的情况。2004年北京镜友聚会的时候，我和姜晓军博士聊到眼睛问题，他就有散光，要戴着眼镜观测，好惨！据我所知，本坛镜友也出现过因为散光眼，对望远镜表现不能正确评价的先例。
3、观测经验/眼力。对目视观测来说，观测经验至关重要。训练有素的观测者的眼力大大超过常人的水准，同在一个场合看彗星，有人一抬眼就看到了，有的人操着望远镜半天都找不到在哪，这种差距不可以里计！据我所知，观测眼力真正很好的观测者其实凤毛麟角，人眼实际观测的灵敏度还会受到情绪的影响，情绪不佳时注意力就容易涣散，观测到的极限星等比最好状态下要低1到1.5个星等。观测经验除了辨识目标外，还对寻找、比对目标的能力有重大影响。遗憾的是，观测经验没有什么捷径可循，只有常年不断观测进行累积。
4、分辨率。人眼的分辨率有限，只有放大到60″以上的目标才能分辨，而且还受亮度的影响。作为器材而言，没有别的选择，只能适应眼睛的这个“缺陷”。望远镜物镜的分辨率有现成公式：116/D（角秒），D采用物镜的直径，以mm计。双筒镜的物镜采用短焦比设计，加上棱镜系统，难以达到衍射极限，而要得到高倍率则要求目镜焦距更短，这样做会立即带来设计、装配困难和像质下降。因此，双筒镜本身就是个矛盾体。
举个例子，40mm的双筒，物镜分辨率是116/40=2.9″，但是人眼分辨不出来2.9″的目标，至少需要放大60/2.9=20.7X人眼才可以分辨，所以对于双筒来说，大多数情况下肉眼观测的分辨率并不取决于物镜直径，而是取决于放大倍数。从这个角度上说，天文指数用于衡量双筒观星而言更为合理，因为影响双筒分辨率的“短板”是放大倍率，而不是物镜直径。

三、观测环境
康德的墓碑上写道：“世界上有两件东西能够深深地震撼人们的心灵，一件是我们心中崇高的道德准则，另一件是我们头顶上灿烂的星空。”可惜，对现代居住在城市里的人来说，这两件东西都似乎消逝殆尽了。
如果小时候不是因为在自家楼顶上就能看到满天繁星和银河，我不可能成为一名天文爱好者。反过来说，如何让现在大城市里的小孩喜欢天文是个严肃的课题。
12岁的时候，我拣了一个月废铁，攒了40来块钱，通过《天文爱好者》刊登的地址从河北邮寄买了一架哈雷HP1型天文望远镜。从此，一有时间我就在自家楼顶用望远镜扫射，累了就躺下来看看银河。那年暑假回了老家，吃完晚饭在半山腰观测，只看到山下星星点点的稀疏烛火，慢慢地全部熄灭了。我蓦地感受到一种前所未有的黑，这种黑是难以形容的，它仿佛把周边的一切抽离，你最倚赖的视觉感官完全失灵后完全失去了空间感，刚开始的时候你会感到一丝——恐惧！抬起头，满天繁星数不胜数，天上的星星是你唯一的视觉寄托，它们亮得耀眼，近得好像伸出手就可以抓到。在那样的星空之下，不用任何器材，你也能体验到来自星空的震撼！
对天文观测来说，观测地的好坏比器材更重要，找到一个合适的观测地点是一件值得庆祝的大事！所以，尽管很多时候可以搞搞庭院天文，但是真正想领略星空之美，还是寻觅一个合适的观测地点吧！
1、天空明亮度等级
第1级：
完全黑暗的天空。黄道光，黄道带，以及对日照都能看到。黄道光达到醒目的程度，而且黄道带延伸到整个天空。甚至仅使用肉眼，M33也是一个极为清晰的天体。天蝎座和人马座中的银河区域可以在地面上投下淡淡的影子。裸眼的极限星等可达到7.6至8.0等；天空中的木星或金星甚至会影响肉眼对黑暗的适应程度。气辉（一种一般出现在地平线上15°的天然辉光）也稳定可见。使用32cm的望远镜，经过努力可以看到暗至17.5等的恒星，使用50cm的望远镜在中等倍率下可以达到19等。如果你在由树木围绕的草地上观测，那你几乎无法看到你的望远镜、同伴和你的汽车。这里是观测者的天堂。
第2级：
典型的真正黑暗观测地。沿着地平线气辉微弱可见。M33可以被很容易的看到。夏季银河具有丰富的细节，在普通的双筒镜中其最亮的部分看起来接像有着纹路的大理石。在黎明前或黄昏后的黄道光仍很明亮，可以投下暗弱的影子，与蓝白色的银河比较它呈现很明显的黄色。任何在天空中出现的云就好像是星空中的一个空洞。除非在星空的照耀下，你仅能模糊的看到你的望远镜和周围的事物。梅西耶天体中许多球状星团都是用肉眼就能直接看到的目标。裸眼的极限星等可达到7.1至7.5等，32cm望远镜则可达到16至17等。
第3级：
乡村的星空。在地平线方向有一些光污染的迹象。云在地平线处会被微微的照亮，但在头顶方向则是暗的。银河仍然富有结构，M4、M5、M15和M22等球状星团仍是肉眼明显可见的目标。M33也很容易被看到。黄道光在春季和秋季很明显，但它的颜色已难以辨别。距离你6到9米的望远镜已变得模糊。裸眼的极限星等可达到6.6至7.0等，32cm反射望远镜则可达到16等。
第4级：
乡村/郊区的过渡。在人口聚集区的方向光污染可见。黄道光较清晰，但延伸的范围很小。银河仍能给人留下深刻的印象，但是缺少大部分的细节。M33已难以看到，只有在地平高度大于50°时才勉强可见。云在光污染的方向被轻度照亮，在头顶方向仍是暗的。你能在一距离内辨认出你的望远镜。肉眼的极限星等可达到5.5等，32cm望远镜在中等放大倍率下可以达到15.5等。
第5级：
郊区的天空。仅在春秋季节最好的晚上才能看到黄道光。银河非常的暗弱，在地平向方向不可见。光源在大部分方向都比较明显，在大部分天空，云比天空背景要亮。肉眼的极限星等为5.5至6.0等，32cm反射望远镜则为14.5至15等。
第6级：
明亮郊区的天空。甚至在最好的夜晚，黄道光也无法被看到。仅在天顶方向的银河才能看见。天空中的地平高度35°以下的范围都发出灰白的光。天空中的云在任何地方都比较亮。你可以毫不费力的看到桌上的目镜和一旁的望远镜。没有双筒镜M33已不可能看到，对于肉眼来说M31也仅仅是比较清晰的目标。肉眼极限星等5.5等，32cm望远镜在中等放大倍率下可以看到暗至14.0至14.5等的恒星。
第7级：
郊区/城市过渡。整个天空呈现模糊的灰白色。在各个方向强光源都很清晰。银河已完全不可见。M44或M31肉眼勉强可见且不十分明显。云比较亮。甚至使用中等大小的望远镜，最亮的梅西耶天体仍显得苍白。在真正的尝试之后，肉眼极限星等为5.0等，32cm反射望远镜勉强可以达到14.0等。
第8级：
城市天空。天空发出白色、灰色或橙色的光，你能毫不困难的阅读报纸。M31和M44只有在最好的夜晚才能被有经验的观测者用肉眼看到。用中等大小的望远镜仅能找到最亮的梅西耶天体。一些熟悉的星座已无法辨认或是整个消失。在最佳情况下，肉眼极限星等为4.5等，32cm反射望远镜则为13等。
第9级：
市中心的天空。整个天空被照的通亮，甚至在天顶方向也是如此。许多熟悉的星座已无法看见，巨蟹座、双子座等暗弱的星座根本看不到。也许除了昴星团，肉眼看不到任何的梅西耶天体。只有月亮、行星和一些明亮的星团才能给观星者带来一些乐趣（如果能观测到的话）。肉眼极限星等为4.0等或更小。
以我的经验看，北京的市区的星空比第9级还要差，一年里面少数几天可以达到8级。驱车80公里到山里面，可以得到第5级星空，再远一些到野鸭湖、坝上，可以达到第4级到第3级。我小时候在广西百色地区的一个县城，在自家楼顶上可以看到第4级，在乡下老家可以看到第3级到第2级。
2、优秀观测点的几个特征
（1）海拔高，最好3000以上；
（2）远离非自然光源；
（3）远离大面积水域（江、湖、海、沼泽）
（4）晴天多、干燥、风力适中、无风沙
3、优秀的星空好在哪里？
如果天文普及材料告诉你，全天的星星大概有5000颗上下，不要相信这个！随着星空等级的变化，你肉眼能看到的星星会好几倍的增长。如果到了4级以上的星空下，你就会感受到和城市里的星空那种巨大的差异，天上的星星多得让你一下子找不着北，这时候掏出望远镜，你会有很多新奇的“发现”。记得当年从家里来北京上学，天上的星星少得我无法辨识星座，后来熟悉了北京的天空，回去又要花时间适应。
当然，有了好的天空，你的眼睛也需要一定的时间去适应黑暗，通常的说法是30分钟，实质上，要两个小时左右。这时候，如果有足够高等级的星空和黑暗适应度，你的眼睛会比白天敏感上百万倍，掏出望远镜，你能看到的目标又多了许多。我个人觉得当人眼的敏感度达到极限以后，由于有视觉残留，可认为也具有一定的光线累积的作用。2001年看狮子座流星雨的时候，有颗火流星的余迹历时20多分钟仍能清楚看到，如果没有足够黑的天空和灵敏的眼睛是不可想象的。
我们知道，人眼需要一定的反差才能辨识目标，这就是为什么在白天用高倍天文镜也能看到星星的缘故。等级越高的天空，“本底亮度”越黑，能显示出来的星等就越暗；等级越低的天空，“本底亮度”越亮，“淹没”的星等就越高。像北京的天空，基本上只能看到1等以上的亮星。对摄影来说，本底亮度高非常致命，它决定了你的曝光时间，而不是被摄对象决定曝光时间，而且拍出来的照片发灰、反差小，背景星星的数量也很少，和高等级星空下拍摄的照片比起来是“见光死”。如果运用望远镜，情况会比裸眼好一点，视野里的星星大幅度增加，但是仍然不能达到令人满意的结果，本底亮度对望远镜的极限星等有明显影响，这个在星空分级表里面已经说得很清楚。
我最后附了3张尼特彗星在不同等级（根据照片估计）星空下的摄影作品，供大家参考。

四、关于稳持性能
双筒镜的设计初衷就是便携和利于手持观测，一旦体积、重量上升，“出勤率”就会大大下降。
试想一下本来就对望远镜、赤道仪、附件、相机头痛不已天文爱好者们，带上一副必须上架的双筒镜会有多郁闷！因此，本文暂把目标集中在手持双筒镜。当然，在条件允许的情况下，任何规格的双筒镜在支架上都能得到最佳表现。
1、哪些规格可以手持
观星对稳持性的要求比日常场合要严苛得多，因为星点是比较完美的点光源，所以只要有一点抖动，都会在视场里面反映出来。我个人觉得10X基本上是手持观星的极限，所以我把表中10X以上的镜子删除；口径方面，大于56mm的镜子重量太大，删除；小于30mm的镜子根本抓不稳，删除；剩下来的就只有12种规格，最后按照天文指数排序，得到一张新表。
2、关于防抖双筒
在手持状态下，同规格10X以上的防抖双筒能得到比非防抖双筒高得多的分辨率和稳定的观测画面，因此只要不是太重，防抖双筒都是观星利器。感谢防抖技术，使18×50这样规格的双筒镜也可以运用在手持天文观测上，在梅西尔马拉松比赛上，它是终极利器。
3、稳持性能的决定因素
（1）倍率
从8倍开始，手持双筒观星的抖动就比较明显了，10X基本上可认为是极限。当然，我也见过手持科诺斯20×60观星大声叫好的高倍党，可惜他也不能持久。
（2）重量
观天和观景不同，观天需要仰着头，双臂疲劳的速度比正常情况下快得多，因此，重量超过1公斤，就很难持久。一些时候观测者可以因地制宜，采用仰卧姿势或者寻找望远镜支撑物，抵消重量带来的影响，但是大多数时候你还是要靠双手解决问题的。
（3）镜体设计
良好的外形和重量分布如果与观测者的手型配合得当，会带来明显的稳持性改善。用得最多的HABICHT对我来说就细了点，导致很长一段时间我认为10x是手持观景的最高倍率，直到有一次我用附图的苏联DIOPTEX 15×50观察雪景，才发现镜体设计和手型配合的重要性。

赛拉猫咪

[s:49]

☆蚊子

靠，我估计要1年才看得完
老子坐这里看谁有本事看完它[s:14]

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交易区新帖推荐

『转帖』浅谈赤道仪

一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、赤道仪、脚架等部件组成，而望远镜、脚架相信大家都见过。没接触过天文望远镜的朋友，恐怕对赤道仪是最陌生的，因为它也是天文中特有的一个东东。这里我就给大家简单介绍一下。
    要说赤道仪，应该先说一下地平式的装置 。
    地平式的装置很常见，是一种具有两根轴的支架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方向和高度。初学者使用地平式装置找星应该没什么问题：想看哪儿就指向哪儿好了！不知道要找的星的位置？看星图好了，按图索骥嘛。通过星图找星是不是很困难？其实不难。当然，前提就是你应该熟悉全天的一些亮星较多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鹅、人马、天蝎、天鹰、天琴、猎户、飞马、仙女、天狼、狮子。通过已认识的星座再去认别的星座，难度会小很多。所以我建议，初学者在开始认星时最好找一个已经认识星座的朋友指导。
但用地平式的望远镜看星的时候，有一个明显的缺点：本来对准了一颗星，可一会以后，这颗星就跑到了视场外了，并且使用的放大倍率越高，这种现象越明显。这是因为每天星星都在做东升西落的运动。在地平坐标中，描述每颗星位置的两个值——方位角和地平高度都是随时间变化的。如果望远镜要一直指向某颗星，就必需同时调整望远镜的仰角和方位角。由于两个方向变化的量完全不一样，用这样的装置跟踪一颗星会相当困难（当然，现在用计算机导星的系统是可以做到在地平式装置下精确导星的）。
于是赤道仪就应运而生。赤道仪是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转，星星才产生东升西落的现象。
知道了原因，要解决这个问题就不难了，地球不断由西向东自转，24小时转360度，我们只要设计一个装置，让望远镜转动的速度和地球一样，而方向正好相反（由东向西），就可以消除地球自转的影响了。
    从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值——赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。

赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。（理想的情况下）完全对准后，望远镜对向任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天360度（因为地球每天转一圈）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，你就得每隔一定时间调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准，还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因。很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星，而根据我的经验，真正做业余观测时使用时角并不方便，因为得先算出恒星时，还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题，这样找星远不如用星图直接找星方便。所以，只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜，以及对星座很不熟悉的人，它才有优势 。
    另外，直接用天文望远镜找星的确是有点困难的，因为主镜的视场往往很小。所以天文望远镜通常都有一个寻星镜，它的视场比较大，用于辅助找星。当然，如果有一架双筒镜帮忙，会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故。 （覃育）

schiff

ZEISS 820小记
兴之所致拍到这个小镜.今天傍晚才看了几眼.

记得上次在上海看了几眼的NIKON 820HG比这个重多了.尺寸也要大一些.
成色还可以,尤其光路很干净.镜片也不错.


先说缺点:
不是很亮,但晚上随便看看也没有太多怨言.规格在这里.
边缘成像一般.
有点偏黄.这不怎么能算缺点.


再说优点:
极为轻小便携的尺寸,家里人对我的望远镜从不感兴趣.看到这镜,一定要下周去西安开会时带过去用.令人惊讶!
光轴很正,加上我不带眼镜.使用舒适度很不错.实际成像和品像很好的820B应无差异.
中央成像和锐度都相当不俗(大概直径的一半).有一种清澈的感觉.
消光很不错.
造型及黑色很经典,颇为不俗.
可能亮度不是很突出及一些偏黄,色彩较浓郁.是我喜欢的色调.用了它,感觉有时过于追求亮度也是有点偏颇的.

第一次买这种袖珍镜,印象不错.虽然有些缺点.但它的独特优点令人产生好感.

永恒的流星

记得以前有卖苏联货，可惜当时没下手，现在看不到了

schiff

又好好的看了下这镜子,并和NIKON E2及MS750比较了下.[s:14]
差异极大的体积对比(性价比三兄弟[s:14] ). 不比不知道.820便携性极佳.


光学在亮度,边缘成像和E2及MS还是有不少差距.
虽然是左右调焦,但操作很方便.
其150克的重量(比HGL要轻很多),经典的外形令人难忘.

现在想的是要不要破费买LEICA 820BL.[s:18]

donger810

收藏了
以后看
[s:44]

schiff

NIKON HGL 820小记
因小ZEISS喜欢上820.小莱卡BL实在太贵.心理上接受不了.

本想卖掉ZEISS,但又犹豫了.看了些贴子,兴之所致,买了新的NIKON HGL 820.价格ZEISS+NIKON=LEICA BL.


顺丰很不错,昨天发到单位以为没人,我一查到了,打电话改发到家里,晚上7:30送过来,真的意外

拿到手一看就知道这不是真正的口袋机.270克.连小包想塞到衬衫口袋里几乎不可能.ZEISS才150克不到,SW820也只有215克.重了些.

打开看,做工很好,超过E2.沉甸甸的质感,手感也很好.如果说ZEISS是女人的袖珍镜,HGL应算是男人的袖珍镜.以后出去粗用ZEISS,细用就它了.



昨晚及今天试了下,像质相当优秀.锐度,亮度,边缘,消光,视场等,不再赘述.调焦适应后我一般用无名指.比小拇指方便.

这两天还买了个90升的防潮箱.望远镜,照相机,镜头,胶片,显微及新仿宫的目镜一古脑全放进去,剩余空间也不多了.防潮而且整洁有序.

说一下毛病:镜盖只有两个,松了些.CASE MADE IN CHINA,不知这两盖是中国还是日本产的. E2也这毛病.NIKON好像有点弄些明显的小毛病挤兑中国人.



现代镜都在努力提高锐度,亮度,边缘,消光,视场等方面的水准.另类的产品少了.或者说有缺陷但可爱的产品少了.
人生没有完美,从镜中去体验完美是弥补还是执着?玩镜观就是人生观.

wzh68710

[s:20] 强

schiff

HGL820和ZEISS的尺寸像两个规格.

晚上比对了下.HGL边缘是清晰圆,ZEISS没那么清晰.

HGL目镜及视场大整整1号.ZEISS比HGL略偏黄些.

BUT WHO CARE?
ZEISS仍值得保留.如果玩镜玩到最后还是谈那些指标,岂不是很无趣?


HGL比起E2也没感觉小很多.虽然一个270克,一个570克.

防潮箱放东西还是很整洁.一个月也就耗4度电.

schiff

http://v.youku.com/v_show/id_XNDkyMzg1NTY=.html

BBC仰望夜空：秋季星空

很不错的短片

schiff

全球十大最大望远镜据美国《连线》杂志报道，在1608年10月2日，荷兰官员在认真地思考一项专利申请，这是眼镜店老板汉斯·利伯谢(Hans Lippershey)提交的一项发明，他声称这种装置能够将一定距离的物体看起来如同就在身边，通过它能够放大物体和景象。这就是最早纪录的望远镜概念。几个月之后，意大利物理、天文学家伽利略手中便拿着望远镜进行天文观测。
    最初的望远镜非常简单，是由非常小的镜片组成，放在一个手臂长的内空木管中。然而，400年之后的今天，世界上最大的望远镜则要求建造在高耸的山脉上，数吨的钢铁用于支撑巨大的镜面，从而使科学家能够观测太空中广袤的区域。2008年6月，在召开的一次天文学家讨论发言会议上，戴卫·索贝尔(Dava Sobel)宣称，通过望远镜观测太空是人类作为一种生命体形式完成最杰出的成就之一。

    以下是全球十大最大天文望远镜，其中的照片是这些地面上最大的光学/红外线望远镜拍摄完成的。

    1、加那列大型望远镜(Gran Telescopio Canarias)

   目前，世界上最大的地面基础望远镜就是加那列大型望远镜，它位于西班牙帕尔马加那列岛屿中的一个小岛上，据称，加那列岛屿安置了多个大型望远镜。该望远镜的镜面直径为10.4米，是由36个定制的镜面六角形组件构成，安装需要精确至1毫米范围。它共投资1.75亿美元，是由西班牙政府、两所墨西哥研究机构和美国佛罗里达州大学共同合作建造的。

    在将望远镜组件安装之前，每个组件都被命名为本地群岛中民间传说中的神灵名字，或以岛上动植物名称命名。

    加那列大型望远镜拍摄的图片

加那列大型望远镜拍摄的图片

    今年8月，加那列大型望远镜的36个镜面组件最后一批安装完成，然而它的第一次亮相是在2007年7月，当时仅安装了12个镜面组件。它观测的第一颗恒星是非常接近于北极星的“第谷1205081”(Tycho 1205081)，之后这个大型望远镜更多捕捉的天文图片是拍摄一组交互式影响的星系——UGC 10923。每次拍摄结果都显示恒星形成区域出现了膨胀，拍摄曝光时间为50秒。

  2、凯克望远镜(Keck I & II)

凯克望远镜

    W. M.凯克望远镜坐落于夏威夷莫纳克亚山顶，海拔4200米，凯克I & II是两个完全一样的望远镜，它们分别是由36块镜面六角形组件构成，整体镜面直径为10米，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。该望远镜主要设备有三个：近红外摄像仪、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。

    每台望远镜有8层楼高，重300吨，目前天文观测精度可达到毫微米程度。1993年，凯克I望远镜投入科学观测使用，1996年凯克II望远镜投入使用。天文学家要使用该望远镜1-5个晚上，必须预先得到委员会的审批，并在委员会的协助下操作望远镜，通常天文学家在夏威夷瓦梅亚(Waimea)天文观测总部远程收集数据。

    凯克望远镜拍摄的图片

通过取消大气中的扭曲变形，近期适应性光学系统调整提高了凯克望远镜的地面基础天文观测能力，观测图片比之前清晰了10倍。举个例子，由凯克激光引导恒星适应光学系统拍摄的蛋云翳(Egg Nebula)近红外波长的合成图片，这是一个原行星云翳，在其生命的最后阶段，云翳最外部有垂死恒星正在脱落，当恒星表面越来越多的物质开始脱离，其表面变得更加炽热，使得紫外光线电离成为气体，从而在望远镜观测下呈现出美丽的色彩。该区域几千年之后可以形成行星。

3、非洲南部大型望远镜

  非洲南部大型望远镜，简称为SALT，位于非洲南部的一个小山顶上，它是南半球最大的单光学望远镜。它是由91块镜面六角形组件构成，整体镜面实际有效直径为10米。望远镜能够探测到月球距离如同烛光的微弱光线，该望远镜于2005年首次投入使用。来自南非、美国、德国、波兰、英国和新西兰等国家的天文学家均使用过非洲南部大型望远镜。

    非洲南部大型望远镜拍摄的图片

这张图片显示的是“宇宙涅磐凤凰”吗？实际上，这是三个星系碰撞合并的情景，之前天文学家们称这张图片为“大鸟”，并鉴别这仅是两个星系碰撞合并，之后通过非洲南部大型望远镜的最新观测表明，这是三个星系的碰撞结果，在“大鸟”头部有很清晰的分离物质区域。为了建立这张图片，非洲南部大型望远镜使用它的光谱摄制仪向望远镜协会提供宝贵的观测资料，光谱摄制仪能够将光分解成构造颜色。这可能用于研究星系的物理状况和三个星系碰撞过程中移动路径的详细情况。“大鸟”部分区域中星际物质的分离速度超过了400公里/秒。能够在合并星系中观测到这样高速率运行的星际物质是非常罕见的。

4、霍比-埃伯利望远镜

霍比-埃伯利望远镜位于美国德克萨斯州福瓦克斯山，简称为HET，它与非洲南部大型望远镜十分相似。它是由91块镜面六角形组件构成，每块镜面直径为1米，由小型计算机控制电动机进行持续性排序。整体镜面直径可达到11米，实际可用的仅有9.2米。该望远镜能够探测到比人体肉眼可观测光线暗1亿倍的宇宙光线。其设计和建造采用了一个独特的方式，使它能够吸收大型的光线，尤其是光谱仪，其成本非常低廉。

    霍比-埃伯利望远镜拍摄的图片

  霍比-埃伯利望远镜能够观测到太阳系外行星和伽马射线爆，目前它用于观测人类无法看到的宇宙神秘物质——暗能量。在为期3年的特殊计划“HETDEX”(霍比-埃伯利望远镜暗能量实验)中，该望远镜能够观测到距离90-110亿光年之遥的100万多个星系，从而可以绘制迄今最大的宇宙地图。这张宇宙地图可使天文学家测量宇宙在不同时期的膨胀速度，希望能够揭示不同宇宙纪元暗能量的作用，目前，该望远镜将搜寻观测与大北斗星体交迭的宇宙区域。

  5、大型双筒望远镜

   大型双筒望远镜简称LBT，它是由两个紧紧相邻的8.4直径望远镜构成，它们可以分离工作，当合并工作时就像一个单一、更大型的望远镜。第一个望远镜是于2004年在美国亚利桑那州格雷厄姆山顶上架设，第二个望远镜是从2005年开始安装，直到今年初，两个望远镜才实现合并式观测。

    大型双筒望远镜拍摄的图片


  今年1月份，大型双筒望远镜拍摄到第一张图片，显示的是NGC 2770星系，距离地球1.02亿光年。这实际上是一张合成图片：相同的场景分别以紫外线和绿光线进行拍摄，从而显示出该区域恒星形成的活动性，同时红色光区域显示的是更老、更冷的恒星。这样的三张图片合并之后便形成一张美丽的图片，能在同一时刻展现该星体的不同特征。


6、昴宿星团望远镜

  如图所示，这是在将昴宿星团望远镜运送到夏威夷莫纳克亚山的半山腰，该望远镜的直径为8.2米，这是一台光学/视觉红外线望远镜，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像质量；二是可实现高精度跟踪；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。此望远镜采用密排式(Serrurier)桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。

    它能够和凯克天文台共同分享其他望远镜的观测数据。它拥有当今世界上最大的望远镜单镜片，使用权归日本国家天文台，但是来自世界各地的天文学家均可使用。该望远镜的命名来自于一个年轻的恒星群——“昴宿星团”(Pleiades)。首次科学观测于1999年进行。

    昴宿星团望远镜拍摄的图片

  这是昴宿星团望远镜拍摄到的S106恒星形成区域的绚丽、清晰的红外线图片，S106距离地球2000光年。该区域中心最大质量的恒星叫做IRS4，它有1万年的历史，其质量是太阳的20倍。此外，天文学家发现许多星体的质量都低于该区域的双子星体，很可能它们是褐矮星。

  7、欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪

它是由4个8.2米直径望远镜构成，坐落于智利塞罗-帕拉纳山上，它们可以单独操作，或者形成一个甚大望远镜干涉仪。甚大望远镜所装配的仪器可提供详细的观测资料，捕捉十亿分之一秒的星体运动变化。这种联合式天文学观测能探测到比人体肉眼可见光暗40亿倍的宇宙光线。

    欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪拍摄的图片

  甚大望远镜帮助天文学家深入观测如图所示的宇宙“油炸圈饼”结构，这被认为是许多星系中心处的一个超大质量黑洞，通常，在黑洞附近的区域非常明亮，要比星系其他区域亮度高几个数量级。间接性证据告诉天文学家这是一个厚油炸圈饼外形的气体和灰尘结构，该结构包裹着黑洞。之前没有任何一位天文学家对该星体结构进行直接观测。2003年，天文学家使用甚大望远镜，能够揭示NGC 1068星系中心这个油炸圈饼结构的神秘面纱。

    8、双子望远镜

双子望远镜并不是紧紧相邻的两个望远镜，这是两个8米直径光学/红外线望远镜，分别位于东西半球上两个最佳天文学观测点。位于北半球的望远镜与夏威夷莫纳克亚山的其他望远镜协同操作，位于南半球的望远镜坐落于智利塞罗-帕拉纳山上。将望远镜分别放置在两个半球，便于进行全天候系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作为倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外线区域接近衍射极限。

    双子望远镜拍摄的图片

这张图片是于今年9月15日拍摄的，它给天文学家们留下了深刻印象。这很可能是行星环绕另一颗恒星的第一张图片，天文学家并未最终确定该星体是否实际环绕着一颗年轻的类太阳恒星。如果它是一颗行星，那么它将是行星家族中的庞然大物，其质量是木星的8倍。它与恒星之间的距离是地球-太阳距离的330倍，与之相比，太阳系中与太阳距离最远的海王星距离太阳仅是地球-太阳距离的30倍。

9、多镜面望远镜

多镜面望远镜简称MMT，在当前安装主镜面之前使用6个小型镜面，这个6.5米直径的主镜面具有特殊轻重量蜂巢设计。多镜面望远镜堪称是一个艺术级建筑，它并不具备传统天文台的圆顶结构。这种独特外形使得天文台的墙壁、顶部与望远镜有机地结合在一起，能够很快地将望远镜冷却下来，进而提高了观测效率。目前，多镜面望远镜位于美国亚利桑那州图森市霍普金斯山上。

    多镜面望远镜拍摄的图片

  由于置身于银河系之中，便很难观测银河系的结构，但是多镜面望远镜(简称MMT)能够帮助我们更好地观测银河系的“孪生兄弟”——三角星系(简称M33)。虽然这个星系看上去非常像银河系，但它实际上更小一些。银河系内有2000亿颗恒星，而三角星系中仅有100-400亿颗恒星。天文学家使用多镜面望远镜建立了星系三维地图，有利于在当前宇宙仅处于十分之一寿命时期，搜寻太阳系外行星和探测远古类星体。

  10、麦哲伦I & II望远镜

麦哲伦望远镜是目前最新建造的双体望远镜，两个望远镜相隔200英尺，坐落于智利阿塔卡马沙漠的高处。望远镜的6.5米直径镜面漂浮在高压油薄膜上，其摩擦力很小，小孩便能够推动这个150吨的望远镜。但是没有天文学家想让镜面滑动，因此驱动汽缸和驱动平面可形成1万磅的压力，使镜面保持平稳。

    麦哲伦望远镜拍摄的图片

  8张麦哲伦望远镜高清晰图片结合在一起，才形成这张耀眼的图片，该图片被称为“托尔的头盔”(Thor's Helmet)。这是2003年使用“伊娜莫瑞”(Inamori)麦哲伦区域摄像仪和装配8个8兆象素CCD探测器的光谱摄制仪拍摄的，该云翳的形成是进化的大质量恒星质量严重损失的结果，作为一颗沃尔夫-拉叶星(Wolf-Rayet stars)，其表面温度可达到25000-50000开氏温度。