天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的基本性能參數(shù)主要有下列幾項(xiàng)： 5IG-~jzCLb
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1、物鏡的口徑（D） dF2RH)Ud
望遠(yuǎn)鏡的物鏡口徑一般是指有效口徑，也就是通光直徑，即望遠(yuǎn)鏡的入射光瞳直徑，是望遠(yuǎn)鏡聚光本領(lǐng)的主要標(biāo)志，而不是指鏡頭的玻璃的直徑大小。 ")25
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2、焦距（f） C9;kpqNG#u
望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)往往有二個(gè)有限焦距的系統(tǒng)組成，其中第一個(gè)系統(tǒng)（物鏡）的像方焦點(diǎn)與第二個(gè)系統(tǒng)（目鏡）的物方焦點(diǎn)相重合。物鏡焦距常用f表示，而目鏡焦距用f’表示。物鏡焦距f是天體攝影時(shí)底片比例尺的主要標(biāo)志。對(duì)于同一天體，焦距越長(zhǎng)，天體在焦平面上的影像尺寸就越大。 t`QENXA}
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3、相對(duì)口徑（A）與焦比（1/A） *lb<$E]="!
望遠(yuǎn)鏡有效口徑D與焦距f之比，稱為相對(duì)口徑或相對(duì)孔徑A，即A＝D/f。這是望遠(yuǎn)鏡光力的標(biāo)志，故有時(shí)也稱A為光力。彗星、星云或星系等有視面天體的成像照度與相對(duì)口徑的平方（A2）成正比；流星或人造衛(wèi)星等所謂線性天體成像照度與相對(duì)口徑A和有效口徑D之積（D2/f）成正比。因此，作天體攝影時(shí)，要注意選擇合適的A或焦比1/A（即f/D。照相機(jī)上稱為光圈號(hào)數(shù)或系數(shù)）。 =BrRYA
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4、分辨角（它的倒數(shù)稱分辨本領(lǐng)） &c #N)U
剛剛能被望遠(yuǎn)鏡分辨開(kāi)的天球上兩發(fā)光點(diǎn)之間的角距，稱為分辨角，以δ表示。理論上根據(jù)光的衍射原理可得 fXB0j;A
δ=1.22λ/D g\A Y|;T
式中λ為入射光波長(zhǎng)。在取人眼敏感波長(zhǎng)（λ＝5.55×10-4mm）時(shí)，δ用弧度表示，有 ?h2}#wg
δ″=140″/D (D以mm為單位) 13 wE"-
對(duì)于照相望遠(yuǎn)鏡，δ取下式： FgO)DQm
δ″=(3100A+113)/D (D以mm為單位) A2Tw<&Tw(
此為理論的分辨角，實(shí)際上因光學(xué)鏡頭的加工質(zhì)量及觀測(cè)條件的影響，很難達(dá)到此理想的數(shù)值。而對(duì)于照相觀測(cè)，對(duì)于同一天體，物鏡焦距越長(zhǎng)在焦平面上天體影像就越大，此為比例尺，以每毫米對(duì)應(yīng)天體上的張角α″來(lái)表示： ;wD)hNLAvR
α″=206265/f wA.\i
例如對(duì)于KP200R的主鏡筒，f＝2400mm，則比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm E\$W_Lmr
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5、放大率（G） }~q5w{_n
對(duì)目視望遠(yuǎn)鏡而言，物鏡焦距為f，目鏡焦距為f′，則放大率為 -{A<.a3P}=
G=f/f′ D`AsRd
由式可知，只要變換目鏡，對(duì)同一物鏡就可以改變望遠(yuǎn)鏡的放大倍數(shù)。由于受物鏡分辨本領(lǐng)，大氣視寧?kù)o度及望遠(yuǎn)鏡出瞳直徑不能過(guò)小等因素的影響，一臺(tái)望遠(yuǎn)鏡的放大倍數(shù)不是可以任意過(guò)大的配備的。根據(jù)觀測(cè)目標(biāo)及大氣視寧?kù)o度的實(shí)際情況，放大率一般控制在物鏡口徑毫米數(shù)的1～2倍。 .|=\z9_7S8
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6、視場(chǎng)角（ω） :Q q#Z
能夠被望遠(yuǎn)鏡良好成像的天空區(qū)域，直接在觀測(cè)者眼中所張的角度，稱為視場(chǎng)或視場(chǎng)角（ω）。望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng)往往在設(shè)計(jì)時(shí)已被確定。折射望遠(yuǎn)鏡受像質(zhì)的限制而約束了視場(chǎng)角，反射望遠(yuǎn)鏡或折反射望遠(yuǎn)鏡往往受副鏡尺寸影響而約束了視場(chǎng)角。但對(duì)于天體攝影，視場(chǎng)還可能受接收器像素尺寸大小的約束。 w#J2 wS
望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng)與放大率成反比，放大率越大，視場(chǎng)越小。 O
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在未知視場(chǎng)的數(shù)值時(shí)，可以自行測(cè)量。以望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)天赤道附近某一顆恒星，調(diào)好儀器，使星像在視場(chǎng)中央通過(guò)。儀器不動(dòng)（不開(kāi)轉(zhuǎn)儀鐘），記錄該星經(jīng)過(guò)視場(chǎng)的時(shí)間間隔，設(shè)為t秒，星體的赤緯為δ，則視場(chǎng)角為 g
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ω=15ts cosδ QCJM&
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7、極限星等或貫穿本領(lǐng) 9>$p
在晴朗無(wú)月的夜間，用望遠(yuǎn)鏡觀察天頂附近的最暗星的星等，稱為極限星等（mb），極限星等與望遠(yuǎn)鏡的有效口徑、相對(duì)口徑、物鏡的吸收系數(shù)、大氣吸收系統(tǒng)和天空背景亮度等多種因素有關(guān)。不同作者給出的經(jīng)驗(yàn)表達(dá)式，略有差異。較簡(jiǎn)單的估計(jì)式為 L rPkxmR
mb=6.9+5lgD B1Oq!k
式中D用cm為單位，對(duì)于照相觀測(cè)，極限星等還跟露光時(shí)間及底片特性等有關(guān)。有一個(gè)常用的經(jīng)驗(yàn)公式： O'~+_ykTl
mb=4+5lgD+2.15lgt :H[6Lg\*
式中t為極限露光時(shí)間，不考慮底片的互易律失效，也沒(méi)有考慮城市燈光的影響。檢驗(yàn)望遠(yuǎn)鏡極限星等的方便方法，是利用昴星團(tuán)中央處選標(biāo)星的標(biāo)準(zhǔn)星等（見(jiàn)下圖），或者用北極星（NPS）的標(biāo)準(zhǔn)星等（照相星等，仿視星等）來(lái)估計(jì)或推算。
