折反射望远镜德国光学专家施米特等研制了折反射望远镜，图4-10给出了施米特折反射望远镜的光路图。它的特点是：物镜由两个镜片组成，主镜为球面反射镜，在主镜前2倍焦距处还有一块改正镜，入射光线先通过改正镜再到达反射镜，以改正反射镜的像差。它具有视场大、光力强的特点，适合于观测彗星、星系、弥漫星云等延伸天体，并可进行巡天观测。世界上最大的施米特望远镜架设在德国史瓦西天文台，口径为1 340/2 000(改正镜/主镜；毫米)。我国北京天文台的600/900施米特望远镜的终端有先进的CCD多色测光设备。由于施米特系统的视场大，所以多用于天文上特殊天体的巡天工作。
施米特-卡塞格林望远镜是一种施米特系统与卡塞格林系统相结合的新型系统，其特点是把施米特改正透镜里面中心区镀铝作为副镜用，会聚的光束通过主镜中心孔成像于主镜后的焦面。
评价望远镜的好坏首先要看其光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学望远镜的光学性能指标主要有六个参量，即望远镜有效口径、相对口径(光力)、视场、目视望远镜的放大率(照相望远镜为底片比例尺)、贯穿本领(能观测的极限星等)和分辨本领。
三、天文辐射探测器
天文辐射探测器是天文观测系统的终端设备，它的功能是直接或通过望远镜接收来自天体的电磁辐射信息。人眼就是天然的辐射探测器。照相底片、光电倍增管、电荷耦合器件(CCD)等都是天文学家常用的辐射探测器。
（一）辐射探测器的性能指标
评价一个探测器的好坏主要有四个参量：
①灵敏度：表征探测器接收辐射信息的灵敏程度，定义为输出信号和输入信号之比。
②量子效率(QE)：探测器所能记录的光子数与同样条件下一个理想探测器所能记录的光子数之比，以百分数表示；它是表征探测器潜在灵敏度的一个通用指标。
③可探量子效率(DQE)：考虑到接受系统中所有被探测光子的损失和系统各级的量子效率，用输入信号和输出信号的信噪比来表示，即DQE=（S/N）2输出/（S/N）2输入式中，S为信号，N为噪音。DQE反映了信号通过探测器后损失或变坏的程度，通常也用百分数表示，DQE值越小，表明信号的损失越大。
④空间分辨率：探测器能分辨信号位置的最小单元尺寸；它能分开的两条邻近线的间隔越小，空间分辨率越高。
（二）照相底片
天体照相观测在天文观测中起过重要的作用，现代由于先进电子探测器件的广泛应用，有逐渐被CCD替代之势，但是由于它可以包容巨大的信息容量，因而在大视场的天文观测方面仍有其优越性和价值。如里克天文台的双筒天体照相仪有世界上最大的底片，其尺寸是500毫米×500毫米，一张底片可以拍摄到成千上万颗星。
照相底片的探测原理照相底片是利用光化效应进行探测。照相底片表面涂有能感光的乳胶层，其光敏元素是银的卤化物，如AgBr。当光信号作用于照相底片后，底片上的卤化物分子吸收光子形成潜像中心，显影和定影后潜像中心呈现为黑颗粒。单位面积内黑颗粒的数目取决于天体的亮度，即像的黑度(也称底片密度)反映了所吸收的光量。
照相底片的最大缺点是，底片上像的黑度不总是随着光信号亮度的增强而线性增强，这从底片特性曲线上可明显看出。在天文观测中，常常需要对照相底片定标，即求出底片特性曲线。照相底片的性能指标和底片定标方法等内容，天文摄影中要依据观测天体的不同特点如大小、明暗等，选取不同灵敏度和适当的分光响应的底片。
天体摄影天体摄影应根据天体的不同特点选取不同的照相方法与相应的器材。下面介绍几种天文爱好者常使用的方法。
①直接照相和通过望远镜照相：
直接照相。不用望远镜，直接用照相机对天体进行照相。这是最简便易行的照相方法，只要有照相机和三角架就可进行拍摄。如对流星、彗星等均可采用这种照相方法。
通过望远镜照相。通过接口将照相机或其底片盒与望远镜相连，便可通过望远镜进行天体摄影，可采用拍摄焦面像和投影像两种方法。
②固定摄影和跟踪摄影：
固定摄影。拍摄时相机镜头始终不动，称为固定摄影。显然，当单独使用照相机直接照相时，即为固定摄影。
跟踪摄影。将相机固定在望远镜的跟踪装置上，使相机跟踪天体的周日视动，称为跟踪摄影。显然，当通过带有跟踪装置(如转仪钟)的望远镜照相时，即可进行跟踪摄影。
③焦面像与投影像的拍摄：（图4-11）
焦面像的拍摄。将照相机的底片盒置于望远镜物镜的焦平面上进行拍摄，即可得到天体的焦面像。
投影像的拍摄。在望远镜目镜后面成像处加一照相机底片盒(去掉照相机的镜头)进行拍摄，即可得到天体的投影像。它是对天体放大了的二次成像，因此这种方法也叫做放大摄影。
对于太阳、月亮等亮天体，适于拍摄投影像；而对于恒星及星系等暗弱天体则适于拍摄焦面像。
图4-11焦面像与投影像。
d为焦面像(一次成像，倒像)，s为投影像(二次成像，正像)；f1为物镜焦距，f2为目镜焦距；χ为目镜的聚焦度，即目镜前焦点与焦面像的距离。
（三）光电倍增管
光电倍增管是利用金属或半导体的光电发射效应制作的具有很高内部增益的光敏器件，常用以测定暗弱天体的亮度。
光电倍增管的工作原理光电倍增管的结构（图4-12）。它是一个真空封闭管，管内由三种电极构成：涂有光电发射材料的阴极，一系列倍增电极，以及最终收集电子的阳极。阴极接受光照射后出射光电子到倍增电极；倍增电极上涂有二次电子发射材料，当它接受到一个光电子轰击时能产生多个二次电子，由于有多个倍增极且每个倍增极之间施有一定电位差用以加速二次电子，故逐次增殖可产生愈来愈多的光电子，最终可形成一个包含106或更多光电子的脉冲信号并到达阳极。所以光电倍增管具有很高的内部增益G，它的定义为：G=AVn式中，A为常数，它取决于光电倍增管的材料、结构等因素；V为倍增管的阴极电压(伏特)；n为倍增管倍增极的数目。
光电倍增管的结构与原理示意图
光电倍增管可以有两种信号读出方式：一种是脉冲计数，即光子计数读出方式；另一种是记录平均光电流。光子脉冲数与平均光电流均与入射的光辐射强度成正比。利用光电倍增管做成的光电光度计，可对天体进行光电测光观测。
光电倍增管的性能指标光电倍增管的性能主要取决于光电阴极材料，也与倍增电极二次电子发射的放大特性及其他因素有关，其主要性能指标为：
①放大倍率：输出光电流与入射光子流之比，一般可达105以上。但它不是常数，还与阴极电压有关。
②分光灵敏度：不同阴极材料的光电倍增管对不同波长的光灵敏度不同，称为分光灵敏度或光谱响应。根据观测目的和测光系统的需要，可选用不同光谱响应的光电倍增管。
③响应线性：只有当光辐射在一定能量范围内时光电倍增管才是线性元件，即输出电流与入射光子流呈线性关系，辐射流过大时光电倍增管将偏离线性特征。
④阴极的量子效率：光电倍增管的量子效率比照相底片高，峰值可达30％。
⑤暗流：光电倍增管加上工作电压后，即使在没有光照的情况下其电流值也不为零，称为暗流，它主要来源于管内的热电子发射或漏电电流等。为了减小暗流，常将光电倍增管冷却到-20℃～30℃。
⑥噪声：光电倍增管的输出噪声主要来自光信号噪声、暗流噪声和热噪声等，它用信噪比来定量描述。
（四）电荷耦合器件(CCD)
电荷耦合器件(CCD)是20世纪60年代中期以来出现的最引人注目的辐射探测器，它兼具照相底片和光电倍增管的优点，在现代天文观测中得到越来越广泛的应用，已成为天文光谱和成像观测的主要接受器件，它的发展正方兴未艾。
CCD成像的基本原理：CCD成像的基本原理与照相底片类似，也可以得到天体的像，不过它得到的是一个电子潜像，而不是乳胶颗粒的光化学潜像。它的基本原理是：将一种称为电荷贮存电容器的光敏元件，以面阵的形式集合在一起，组成二维分布的集成器件，用以同时摄取对象的各个像元(也称像素)的光信息，并将它们转化为电信号，经过读出和放大，使我们获得具有空间二维分辨率的天体像或它们的光谱。
用于天文观测的CCD系统：由于CCD具有量子效率高、噪声低、动态范围宽和线性度好等一系列优点，可以观测很暗弱的天体，特别是能对星系、星云等延伸天体成像，并能进行实时的图像处理，所以在现代天文观测中的作用越来越大。虽然它目前还不能完全取代大视场的照相底片，但已可制造2 048×2 048像素的CCD，拼接的CCD可达4 096×4 096像素。
天文CCD观测系统框图
CCD成像系统与普通照相仪光学结构相同，只是在焦面上用CCD取代了照相底片。图4-13给出了CCD天文观测系统的框图，可见它必须与计算机系统联机，并具有复杂的软件环境，用以控制CCD的工作程序和每幅CCD图像的读出与存储。
它的工作过程大体如下：将CCD放在望远镜的焦平面上接收信号，根据观测对象的亮度选取合适的积分时间(即累积曝光或露光时间，从几秒到几小时等)；积分结束后计算机启动驱动电路产生相应的脉冲，使CCD的模拟信号输出；每一个像素所产生的信号经过放大和消除部分噪声后送入模数转换器转换成数字信号，再经过接口送入计算机内存(磁盘、磁带或光盘)；对存储器进行扫描可将图像显示在高分辨率的电视屏上，也可将图像拷贝下来予以保存，另有终端设备供人机对话。系统中还有一路数模转换系统，将数字信号变回模拟信号，供实时系统进行监测和对望远镜调焦等使用。整个系统工作中所需电源，以及CCD和模数转换所需的脉冲，由工作和控制电路控制。
CCD只是用于将望远镜焦平面上的光信号转换为电信号，至于是观测月面、行星，还是用于寻彗或观测星系、星云，这主要取决于望远镜的光学性能，特别是它的口径和光学质量。CCD原则上可适用于观测一切天体目标，如用小口径的望远镜（如150毫米)附加CCD对月球和木星的实际观测，都是比较成功的。若有口径40~60厘米的望远镜，就可利用CCD拍摄到河外星系乃至特别受到关注的活动星系。
