1、简易天文望远镜的制作【器材】 黄板纸、凸透镜【制作】（1）选择焦距是 3050 毫米的凸透镜做目镜，这可以用修理钟表的放大镜代替。用焦距为 1 米左右的凸透镜做物镜，这可以用 100 度的老光眼镜片代替。（2）测定凸透镜的焦距才能决定镜筒的长度。分别把物镜和目镜对着太阳，在镜片的另一侧放张白卡纸，调整纸与镜片之间的距离，使太阳在白卡纸上成像清晰，用尺测量镜片与纸之间的距离就是镜片的焦距。（3）镜筒是用黄板纸制作的。整个镜筒分成两节：物镜镜筒和目镜镜筒。物镜镜筒的直径约等于物镜镜片的直径，长度约等于物镜的焦距。目镜镜筒的外径略小于物镜镜筒的内径，使目镜镜筒能插入物镜镜筒，并能前后调节焦距。目镜镜
2、筒的内径约等于目镜镜片的直径，长度要比目镜焦距长 100 毫米。镜筒的制作是把黄板纸切成宽 7080 毫米长的纸条。找一根直径等于镜片星图直径的圆管做芯子。用黄板纸条绕在芯子上，要一圈挨一圈不能重叠或有间隙，纸条的两端和接头处可以用涂上胶水的牛皮纸连接。第一层卷好以后，在黄板纸外面涂上胶水，然后卷绕第二层，卷绕的方向和第一层的方向相反（图 19-3）。卷好后再涂上胶水卷绕第三层，卷绕方向和第二层相反，一般卷绕三层就可以了，最外面糊一层牛皮纸，抽去芯子，竖直放在室内晾干。干透以后，用黑墨将镜筒的内层涂黑，消除杂散光影响观察。（4）在镜筒内安装镜片，要使物镜和目镜的主光轴都在镜筒的中心线上。安装镜
3、片要根据镜片的大小决定，镜片直径小于镜筒内径可照图 194A 安装，镜片直径等于镜筒内径可照图中 B 的方式。镜片装好以后，可将目镜镜筒插入物镜镜筒内，对准远处灯光用眼观察，调节目镜和物镜的前后位置，使远处灯光落在望远镜看到的视场中央，这表明目镜的主光轴落在镜筒的中心线上，否则需要适当调整目镜的位置，到符合要求为止。（5）在镜筒上安装支架，支架可以是活动的三脚架，也可以是别种形式，但是必使镜筒转动时很稳定。支架要安装在望远镜筒的重心处。连接的地方要有足够的摩擦力，使望远镜能停留在任何位置上都很稳定。牛顿式反射式天文望远镜制作讲义(文字部分) 讲义编写:台大物理 吴俊辉,王绍权,陈宣槐, 黄郁升
4、 网址:http:/www. phys.ntu.edu.tw/lclab 一,主镜的研磨 研磨的的磨粉大小从 46,80,120,240,500,1000 到 2500,材料是氧化铝.因为镜子的材料BVC 较软的缘故, 所以磨粉号数可以两倍的速度更换(例:120-240).若是较用较硬的玻璃材料,一次就只能变 1.5 倍(例:120-180). A. 工作平台 : 因为磨程中多余的水和磨粉会流到桌上,故在桌子一角铺上报纸后再垫上橡皮垫, 保护镜子与工具. B. 研磨方式 : 双手掌心的连线通过镜心,四指靠在镜边缘 ,握太外面或太里面 (太上或太下)都不好施力,磨的时候掌心不能超过底下的工具.范
5、围约前后 1/61/4 个直径,不能超过 1/3,两手的力量最好一样,边磨边向下施力.前后磨的路径要直,不要左右晃. C. 一个程序: 先进行一个小程序:前后来回磨 46 次,逆时针旋转镜子约 45 度,握着镜子人顺时针转约 30度.重复小程序至人顺时针走到底 ,再继续小程序,唯换成握着镜子逆时针转 30 度.重复至人逆时针走到底,即完成一个程序 . D. 程序与程序间: 工具逆时针转约 45 度.若感觉已无摩擦力 ,则要加磨粉和1水.把镜子拿离工具时,要注意不能让工具边缘磨到镜子中心 ,要注意:致命的刮痕都是在拿镜子的时候造成的. E. 加磨粉 : 磨粉一汤匙,用水将粉充分喷湿 ,喷散.镜子
6、放上工具后, 镜子的圆心绕工具的圆心绕几圈,使磨粉均匀后在开始磨.用奶粉的汤匙舀磨粉有异常的妙用 ,汤匙底部有小洞 ,可以慢慢的让磨粉流出来,这样便可以均匀且少量的洒在镜面上 .当工具和镜面接触良好时 ,磨粉便要慢慢减少,因为颗粒越小的磨粉越容易粘成大的团块,易刮伤镜面 F. 要注意干的磨粉: 干的磨粉颗粒会凝结变大,会严重刮伤镜子 ,磨镜时不能使手上和镜子边缘干的磨粉掉到工作范围内.手脏不应搓手,而用水桶洗手的方式. G. 测试曲率的方法: 三角仪的半径是 2 公分, 测的时候要稍微移动位置, 测到当地最高的值才是正确的( 因三角仪的圆周一定是靠在镜面突起的部分).磨到 2500 的磨粉后,
7、要用 Ronchi test(做法见上学期报告)才能看出差别,因三角仪的精确度只有 0.01 公分. 表面的均匀程度可用肉眼或辅以手电筒即可观察出来,换另一号磨粉前需要将表面都磨制均匀 . H. 修正曲率方式: 磨镜时的位移若小一点(1/6 以下)是均匀的磨到整个镜面,同时改变整个镜子的曲率; 大一点时(1/61/3)则是重点磨深,局部影响曲率. 镜子在上工具在下时研磨到镜子中央 ,相反则研磨到边缘.例如镜子在上时用大的位移则会让中央部份磨深 .依 2 照三角仪或 Ronchi test 测定的镜子曲率,来作不同的修正 . I. 环境的清洁: 换磨粉之前,或是前一次工作相隔时间长 ,就必须作清
8、洁的工作 .地板,磨镜的桌子,柜子都用抹布和除尘拖把仔细清过一遍,不能有前次的大磨粉残留, 会刮伤镜片 .镜子,工具和垫子也都用牙刷,牙膏仔细刷洗过. 用空罐子把磨粉分装,从小的开始再装大的 ,因为大磨粉里参有小磨粉也不会刮伤镜片 .分装好的磨粉不要全放在一起,分开放置不同的柜子较不易污染. 柜子还需要一个塑胶布来挡住,以免有外来颗粒入侵.使用时要用更小的药罐先分装 ,不要重复接触大罐子 ,使表面有磨粉的机率增加. 厨房纸巾和静电布要收藏在箱子里,要用时一次拿一张,以免沾上磨粉.换磨粉时最好也换一卷纸巾. J. 防止镜边缘破碎: 用炒菜锅乘水和 46 号磨粉把镜子的边缘磨掉约 4mm,用完后磨
9、粉和剩下的水都不须清干净 ,这样湿润的磨粉较不易飞散,再直接放到测试桌下面的纸箱内收妥. 要随时注意边缘会不会太尖,以防碰撞而破碎. K. 若工具和镜子吸住推不开: 研磨时要随时注意水是否太少,不然工具和镜子间的摩擦力和吸附例会太大以致于分不开.解决办法有很多种.若从透明的工具看进去 ,中间的水还没有干掉 ,表示转不开是由于周围干掉,可从上面对工具中间加压 ,把中央有水的部分压开,分散附着力,同时在用手转(不能用扳开的方式,以防危险),就可以转开.若还不行, 就表示整个水分都快干掉的 ,可以把镜子和工具一起放到约五十度热水中,利用两者膨胀系数的不同 (BVC 几乎膨胀系 3 数为零),即可拆开
10、. L. 刮痕: 通常是干掉的磨粉或是前一程序的残留磨粉造成的.当磨粉很细时, 会飘散到空中,所以清洁工作要很彻底,甚至连身上都需要先用除尘纸擦过 .若有刮痕 ,可用手电筒观察其深度,通常可以在下一个阶段的磨粉可以被淡化,但无法消除. 只要不是太严重 ,事实上对光学表现不会影响太大.所以通常不会为了一条刮痕再增加该磨粉的磨程时间. 二,主镜的抛光 抛光通常和研磨一样需要很多个磨粉的流程,但这次我们只有用一种大小的氧化铯, 所以花的时间会较长.此外,原来工具的玻璃材料对抛光来说太粗糙 ,所以要在原来工具的表面在铺上一层沥青. A. 氧化铯磨粉: 因氧化铯比奶粉还要细,会粘着任何容器 ,所以不易用
11、汤匙拿取 .因此把它和水 1 比 4 溶在装西红柿酱的瓶子里,直接用磨粉水的形式代替分别加磨粉和水, 使用时要先摇晃均匀,使瓶子底部没有磨粉沉淀. B. 沥青工具的制作: 我们用有把柄的锅子和高山瓦斯炉将沥青融化.融化的沥青很像麦芽糖(这次用的是比较高级的沥青,外表是黄色的.沥青是混合物,其中成分的比例会影响他的软硬度和色泽),加热要用非常小的火,一来因为沥青的熔点很低 ,二来加温太高会产生非常多气泡 ,使液体成分蒸散而改变成分比例.表面的一层泡沫可4以用汤匙挑掉,一边加热一边要用筷子将底部融化的跟上层未熔的搅拌. 工具的边缘用厚胶带贴一圈,高出表面 3 公分左右, 再把沥青倒入,量约 1 公
12、分厚才足够,用筷子把气泡挑掉.约五分钟后(是沥青干的程度),用铁棍将表面压成格子状,把镜子表面涂满氧化铯溶液(镜子要稍微用吹风机加热 ,以免镜子和工具的温度相差太多让沥青瞬间凝固),压到工具上,人再压上去约 15 分钟,将沥青压成和镜子曲率一样.镜子拿开后用磨粉的附着状况判断曲率(通常是中央没被压到,所以中间会没有粉红色的磨粉黏着),曲率未到可放到热水中加热工具,然后再压一次. 压好后工具的边缘用榔头敲掉, 使沥青的面积小于镜子,压的时候才不会有大于镜面的部份压不到而突起.沥青碎片可稍微清一下, 但因质地很细,就算有残留也不会磨伤镜子. C. 工作平台: 防滑垫因为有弹性会抵销力量,所以要换成
13、用厚木板垫底,上面作四个木块刚好夹住工具,再用两个 C 型夹把木板固定在桌角 .木块的高度要小于工具的,这样工具上的镜子才能有位移.工具和木块间的空隙用小的锲型木块塞住,磨的时候才不会前后动或是转动. D. 抛光方式: 用氧化铯抛光时,附着力明显大于以前任何一种磨粉 ,非常难移动镜子 .磨粉水很不容易流失,因为有沟槽的关系,所以就算磨一整圈也不用加磨粉水 .最好都以镜子在上的方式抛光 ,这样若有大颗粒的东西才容易从工具的勾槽流掉,镜子在下容易刮伤. 此时的位移只需要 1/6,因为是整体抛光的关系,不用大位移来加强局部 .因为镜子在上 ,所以边缘会比较难磨到,用直线来回磨几次后可改为 W 行的磨
14、法, 增加边缘磨的机会. 5E. 沥青工具的校准: 隔一两天以上重新要磨之前都需要再校准工具的曲率,把工具放到热水加热, 再用人的重量压 20 分钟.但施压的人不可左右晃动 ,否则工具的边缘曲率会太大超过预期,这样抛光的时候,边缘会接触不到,只有镜子中央被抛光 . F. 测试曲率的方法: 一开始可用 Ronchi test 测镜面和目标球面相差多少, 再改变工具和镜子的位置,或是位移的大小来修正.最后用 W 型磨法抛物面化后( 抛物面化只要约半小时,因球面和抛物面相差甚少),可用 Foucault test 测其抛物面化的程度. 三,一般预期工作成果 以口径 32cm 的镜片为例 ,主镜研磨和
15、抛光的过程, 研磨需约 27 个程序(46 磨粉-3 次,80 磨粉-9 次,120-7,240-2,500-2,1000-2,2500-2),抛光约 20 个程序,各需 18 到 20 个小时, 因此实际的磨镜时数近 40 个小时可完成(不包含所有准备与清洁时间).镜面可能会有几处刮痕,但应不影响未来的整体表现.整体镜面的误差可用 Foucault test 的软体来计算,一般若控制在1/8 个可见光波长以下,已算是非常优良的表现, 本实验室的技术可达到 1/20 个可见光波长的准确度约为 25 奈米.之后主镜镜面蒸镀时 ,镀铝约 100 200nm 两层,和一层二氧化硅作为保护. 望远镜本
16、体: 大部分采用铝门窗的铝制材料,座台使用 Dobsonian 的设计,目镜座则用 Crayford 的设计,斜镜架,目镜架,主镜架都有三点微调 6 机制,可以调整斜镜目镜与主镜的平面倾斜度,以调整光轴. 望远镜能力 D(口径 ) = 31.1cm F(焦距) = 146.75cm F-ratio(焦比)= 4.72 P(集光力)= 1974 M(极限星等)= 14.7 FOV(视场)= 0.35 度 解析力 = 0.41 角秒 极限倍率 = 约 44 倍 550 倍 适合搭配的目镜约 33mm-3mm自制天文望远镜 （2005 年 09 月 10 日 12:09:50） 来源： QQ 糖作坊
17、作者: QQ 糖 1 一、问题的提出 对于每一个喜爱科学，尤其是喜爱天文学的人，望远镜自是一种最令人向往的科学仪器。每逢晴朗的夜晚，面对着浩瀚的宇宙，那千姿百态、五颜六色的天体是多么令人神往啊！在这个时候，谁都希望自己有一架小型的天文望远镜，用来看看月亮上的环行山、金星的盈亏、土星的光环、木星的卫星、火星上的极冠以及仙女座大星云、猎户座大星云等等。这样的望远镜最好是自己动手做。在科学技术高等发达的今天，无论是从理论方面，或是从技术方面看，每一个有志于天文观测的爱好者，自己制作天文望远镜是完全可以做得到的。 二、研究目的 通过自制天文望远镜，了解并掌握望远镜的基本光学知识，学会自制简单小型的开普
18、勒式折射望远镜。培养自己的动手动手能力。而且当掌握了这门技术之后，就能更主动的在天文科学领域中发挥自己的特长。 三、研究内容 天文望远镜有许多种类。可是，从制作技术、经济条件和使用特点等方面考虑，对于业余天文爱好者比较合适的，要算是简单小型伽利略式折射望远镜、简单小型开普勒式折射望远镜等。我们所研究、制作的望远镜是开普勒氏折射望远镜。 自制望远镜的基本光学知识 1）光学元件的成像原理 开普勒氏折射望远镜所采用的光学元件，主要是凸透镜。为了讨论方便，首先需掌握几条定义： 顶点：镜面的中心，叫做镜面的顶点。 曲率中心：球面法线的交点 C，叫做镜面的曲率中心。 曲率半径：由镜面曲率中心 C 到镜面上
19、的距离，叫做曲率半径。 主平面和主点：有时为了简化光学系统成像的作图方法，在光学系统中另设立两个特殊的垂直于主光轴的平面，即如果光线进入到光学系统内，与第一平面 MN 相交于距离主光轴h 点 M，那么，在光线从光学系统出来时，与第二个平面 MN 相交的点 M，仍然与主光轴具有的距离。这两个平面，称为第一主平面和第二主平面。第一主平面和主光轴的交点，称为第一主点；第二主平面和主光轴的交点，称为第二主点。如图 1 的 N 和 N两点。这样，从主点到光学系统的第一、第二焦点 F 和 F点的距离，就是光学系统的第一焦距和第二焦距。对于薄透镜来说，两个主平面是重合的。 节点：当与主光轴成一定倾角 u 的
20、一组平行光束入射时，出射光束将集中交于像方焦平面上一点 B；而从光学系统射出的光束中，必须能够找到一条光线 PB，与入射的某一条光线 PB 平行。同时，PB 和 PB光线必定分别交于第一主平面和第二主平面上与主光轴距离相等的 P 点和 P点上。PB 和 PB光线与主光轴的交点 K 和 K，便称为节点，如图 2。同理，凡过节点 K 的任何入射光线，都必定有一条与之平行的共轭出射光线通过 K点。对于两面共轭的薄透镜来说，如果透镜两面介质相同，那么两主点和两节点都与透镜中心重合。这就是透镜的光心。故而一般作图分析薄透镜成像时，为了方便，可用透镜主平面代表薄透镜。过光心光线，射出透镜之后，其前进的方向
21、不变。 当一束平行于主光轴的入射光线穿过透镜，并经过凸透镜折射之后，一般都会聚在第二焦点 F（实焦点）。而经过光心 O 的光线，穿过透镜后，其前进方向不变，两条光线会聚的地方 B，便是物体成像的位置，如图 3。 在天文爱好者的望远镜中，用薄透镜制作普及型小望远镜，既简单，又能初步满足天文爱好者对望远镜质量的要求。因此，用薄透镜的光学成像图解方法，帮助解决天文望远镜的设计问题，是十分方便的。 在实际应用中，由于每个透镜都是放置在空气中的，而空气的折射率为 l，如果透镜所用的玻璃折射率以 n 表示，那么透镜的两个折射表面曲率半径 r1 和 r2 与透镜的焦距 f 之间的关系，可用下面公式表示，即：
22、 1/f=(n-1)*(1/ r1+1/ r2) （1） 这就是薄透镜的焦距公式。 对于由同一发光点发出的无数条光线中，根据光的折射定律和透镜的光学性质，我们可以知道必然有如下三条特殊光线通过透镜后的方向是可以确定的。 a)平行于主光轴的近轴光线经过凸透镜后必然通过实焦点。 b)通过凸透镜实焦点的光线，由于光的可逆性，光通过透镜后必定与主光轴平行。 c)薄透镜的主点、节点都与透镜中心重合时，这中心可近似地作为透镜的光心。通过光心的光线其前进方向可当作无折射通过。 物像实际上是物体上无数发光点元被透镜折射后重新会聚成点元像的集合体。根据这个原理，物体上任一点元发出的光线中，任何两条确定光线被透镜
23、会聚成点元像的位置，如图4，便是物像所在的位置。当位于焦点外物体 AN 在 A 点发出的光，经透镜后，平行于主光轴的光线必定通过实焦点 F；而过光心的光线，经过透镜后传播方向不变，从而得到物体成像的位置 AN。 设透镜的焦距为 f，垂直于光轴的物体与透镜的距离为 u，成像位置与透镜的距离为 v，从图 4 中知道，因为NAO 和ANO 中，AON=AON所以两直角三角形是相似的，有： AN:AN=NO:NO(2) 设 B 为入射光线和通过透镜后出射光线的交点，对于薄透镜来说，BO 可以看作为垂直与光轴 NN的线段（见图 4）。因此BOF 和ANF 也是相似三角形，有： BO/AN=OF/FN(3
24、) 因为 BO=AN，所以 AN:AN=OF:FN，代入（2）式得： NO:NO=OF:FN (4) 因为 NO=u，NO=v ，OF=f ，FN=v-f，代入（2）式得： u:v=f:(v-f)，即 u(v-f)=vf，两边同时除以 uvf，得： 1/u+1/v=1/f(5) 这就是透镜成像公式。与公式(1)联系在一起，就得到薄透镜的物像公式： 1/f=1/u+1/v=(n-1)*(1/r1+1/r2) (6) 从此式知道，只要事先获得透镜的焦距 f 或者物距 u 和像距 v，以及设计透镜前确定的任何一个曲率半径 r1（或 r2），我们就可以非常方便的求出透镜的另一个曲率半径 r2（或r1）
25、。 2）透镜的各种像差 光学元件或光学系统本身常常由于这样那样的物理原因，或者材料的、工艺的种种缺陷，使得实际的光学系统在成像上存在着种种误差，这种误差被称为像差。 根据产生的原因，像差大致可以分为单色光像差和多色光像差（简称色像差或色差）两种。单色光像差： a)球面像差 来自主光轴上物点 S 的一束单色光线，经透镜折射之后，交于主光轴上不同的位置。距离透镜中心 O 点越远的光线 a，折射后交于主光轴上的点 S离透镜中心 O 点就越进；反之，即越远，如图 5。而 S和 S之间的距离，叫透镜产生的球差。可用：LA=S-S表示，式中 LA 为光学透镜的球差值。当 LA=0 时，球差完全消除。一般说
26、，一个单透镜只要满足条件：r1:r2=(4+n+2n2):n(1+2n)时，对于无限远处的物点成像，将可以获得最小的球差。式中 r1 和 r2 为透镜的两个曲率半径，n 为透镜镜玻璃的折射率。 b)慧形像差 不在主光轴上的一物点所发出的光线通过透镜的中央部分和边缘部分，不能同时造成同一像点，而是越近透镜中心的光线，所成的像也越近光轴，弥散率比较小，而离透镜中心较远的光线，所成的像离主光轴也较远，弥散率也越大，从而使物点的像成为一个慧形形状的图形，叫慧形像差，如图 6。这种像差，对于望远镜来说影响较大。为减少它的影响，往往使望远镜的可用视场变小。 c)像散 对于离主光轴较远的物点发出的光线，经透
27、镜所造的像，在主光轴外距透镜远近不同的两个位置上，不是成一个点像，而是形成两条互相垂直的线段，线段之间成像模糊，这种现象，叫像散。如图，由于望远镜的视场（视场是指在望远镜里看到的天空范围）不大，因此一般影响较小。 d)畸变 当一个垂直于主光轴上较大的物体，经光学系统成像以后，虽然物体各部分的像都很清晰，但物体像的各部分垂轴放大率（即垂直于主光轴上的像和垂直于主光轴上的物体长度的比）都不同，有的地方的放大率高一点，有的地方的放大率小一点，这种现象叫畸变 多色光造成的像差，主要是由于透镜光学介质对不同颜色光的折射率各不相同，从而使不同颜色的光线成像的位置也不同这种现象叫做位置色差，见图。如果透镜对
28、于不同颜色光线所成的像的放大率各不相同，这种现象，叫做放大率色差（或叫垂轴色差）。 在制作天文望远镜时，必须注意对望远镜光学质量影响最大的像差。 制作望远镜 ）结构和光路 简易天文望远镜由物镜、物镜镜筒、目镜、目镜镜筒等组成，如图 9 所示。它的物镜和目镜都是凸透镜。 这种望远镜的光路如图 10 所示，假设用这个望远镜观测天体 AB，由于天体非常远，天体射来的光线都可以看作是平行光。天体的光线通过物镜后会聚到物镜的后焦点上，形成一个倒立的天体实像 AB。目镜的前焦点刚好同物镜的后焦点重合。天体的实像 AB的光线经过目镜变成平行光，射到观测者的眼睛里，观测者看到的是成像在无限放大了的天体AB。
29、设计简易天文望远镜，有三个指标是需要认真考虑的。 a）放大率。由光路图可以看到，用眼睛直接观看天体 AB，视角只有 ,通过望远镜观看这个天体，视角就变成 ，显然，天体的视角放大了。只要经过简单的推算就可以证明，望远镜的放大率 M 等于物镜焦距 F 同目镜焦距 f 的比：M=F/f。从这个式子可以看到，物镜的焦距越长，目镜的焦距越短，望远镜的放大率就会越大。一般来说，目镜的焦距不能太短，否则会产生严重的像差。物镜的焦距也不能太长，否则在望远镜里看到的天空范围太窄小。 b）相对口径。相对口径是反映望远镜聚光本领的指标。相对口径 A 等于口径 D 同物镜的焦距 F 的比：A=D/F。相对口径大，在望
30、远镜里看到的天体就明亮；相对口径小，在望远镜里看到的天体就灰暗。从上面的式子可以看到，如果物镜的焦距不变，物镜的口径越大，相对口径就越大。因此，为了在望远镜里看到的天体更明亮一些，需要找口径较大的凸透镜做物镜。 C）视场。视场是指在望远镜里看到的天空范围。一般来说，物镜的焦距越长，放大率就越大，但视场会越小，看到的天空范围就会越窄小。视场太小，在望远镜里寻找要观测的天体会很困难。 2）制作方法 a）选择物镜和目镜。买来的物镜测定焦距，把物镜对着太阳，在镜片的另一侧放张白纸板，前后移动白纸板，使太阳在白纸板上成像清晰。用直尺量出镜片到白纸板的距离，这个距离就是镜片的焦距，为 17.8 厘米。目镜
31、的焦距已测得，是 2 厘米。 b）设计镜筒。为了便于调节焦距，以适应视力不同的人观测，整个镜筒做成两节，一节是物镜镜筒，一节是目镜镜筒。它们都用黄纸板（马粪纸）制作。物镜镜筒的直径约等于物镜的直径，物镜镜筒的长度约等于物镜的焦距。目精镜筒的直径约等于目镜的直径，目镜镜筒的长度比目镜焦距长 5080 毫米。目镜镜筒的外径等于物镜镜筒的内径，使得目镜镜筒既能插入物镜镜筒，又能贴得比较紧，便于前后调节焦距。 c）物镜镜筒的制作。先找一根长度稍长于物镜焦距、直径约等于物镜直径的圆管做芯柱。 物镜镜筒用黄板纸条卷绕两三层制作。先把黄板纸切成 7080 毫米宽的纸条。其中准备做第一层的黄板纸条，一面涂上墨
32、，等墨干透后就可以卷镜筒了。注意墨面朝里，以消除杂散光。 在芯柱上卷绕黄板纸条的时候，纸条一圈紧挨一圈，不能有间隙，也不能重叠。在镜筒的两端和纸条的接头处，要用涂有浆糊或胶水的牛皮纸固定好。第一层卷好后，在第一层外面涂上浆糊或胶水，然后卷绕第二层。为了粘得更牢，第二层的黄板纸条里面也涂上浆糊或胶水。第二层的卷绕方向和第一层相反。第三层的卷绕方向和第二层相反，和第一层相同。一般卷三层黄板纸就足够了。镜筒的最外面糊上一层牛皮纸。镜筒卷好后稍晾一会就要把芯柱抽出，然后竖直放在室内彻底晾干。 镜筒卷得比需要稍长一些，卷好晾干后再用锋利的刀截成需要的长度。 d）目镜镜筒的制作。找一根直径约等于目镜的圆管
33、做芯柱。目镜镜筒的卷绕方法同物镜镜筒基本相同，但目镜镜筒的外径等于物镜镜筒的内径。当目镜镜筒外径卷绕到已经接近物镜镜筒内径的时候，通过糊牛皮纸来逐渐达到要求。 e）镜片的安装。这一程序较麻烦。根据镜片和镜筒的具体情况采用不同的方法。如图11，我们所制作的望远镜镜片直径小于镜筒内径。，为了把镜片固定在镜筒中，我们分不同情况附加镜片套筒。另外，在目镜镜筒的末端，加一段卷纸，以免整个目镜镜筒滑进物镜镜筒。 安装镜片的关键就在于使物镜和目镜的主光轴都落在镜筒的中心线上。这是我们制作望远镜的又一个难点。为此，在镜片没有完全固定好之前，进行了简单的调整。对于物镜，把初步装上物镜的物镜镜筒对着远处的灯光，在
34、物镜镜筒上没有物镜的一端蒙上一层半透明纸，使远处灯光通过物镜成像在半透明的纸中央。然后不改变物镜镜筒的放置方向，转动镜筒，如果远处灯光的像始终落在半透明纸的中央，说明物镜的主光轴落在镜筒的中心线上。就可以把物镜固定下来。否则就需要适当调整物镜位置，直到符合要求为止。 物镜调整好之后，就把物镜镜筒的半透明纸撕掉，把初步装上目镜的目镜镜筒插入物镜镜筒内。整架望远镜仍然对准远处灯光，并用眼睛观测。前后调节目镜镜筒的位置，使远处灯光落在望远镜看到的视场中央。然后使物镜镜筒不动，单转动目镜镜筒，如果远处灯光始终在视场中央，说明目镜的主光轴落在镜筒的中心线上，至此可以把目镜固定下来。 一架简单的小型开普勒式折射望远镜就做成了。 四、资料来源 怎样自制天文望远镜，北京科学技术出版社 中国社会出版社 五、鸣谢 在研究过程中，得到了许多人士的帮助，特此鸣谢：
