1.25" 适用于校准牛反和马克斯托夫、卡塞格林镜的光轴

送操作指南// 校准牛反,马卡、施卡光轴 /牛反光轴校准器/校正器

什么是光轴校准 ?

校准就是调节望远镜的光学器件使之光轴对齐. 光学书上讲的那些望远镜的设计原理及性能，都有一个默认的前提,那就是光轴是完美对齐的 . 尽管很多书上没有讲光轴没有对齐带来像质的损害，但我们必须知道一台牛反光轴没有对齐会让它的性能大打折扣。另外，没有任何一台望远镜可以让它的光轴对齐很长一段时间，即使它是已经在工厂校准过的。

校准是一种值得考虑的提供镜子性能的方法。通常，设备变形了，在高分辨率下的像质你肯定不能接受; 图像的后期处理也无法补偿光轴不正带来的像质的损失. 校准并不是镜商和纯理论主义者的多余技巧. 它实际上和音乐器材的音律一样重要，光轴不正的图像就像走调钢琴产生的声音一样可怕. 很多不愿意去校准的爱好者最后放弃了牛反而选择一台合适口径的折射，就是这个原因。

校准是牛反的很麻烦的地方; 它是SCT声誉平庸的一个主要原因. 这些望远镜对光轴非常敏感; 校准螺丝的稍微一动就能让整个光轴偏离. 正是这个原因，所以小口径的折射镜看起来衍射条纹更完美，拍出比大口径牛反更清晰的行星照.好的光学性能在微小的光轴误差面前就会瓦解.

这些被建议的校准方法，精度到底怎么样呢?

因为信息的缺少，很多牛反爱好者都不敢去动他们的镜子. 即使敢, 在调整副镜到中心时就停止了. 而对一部光轴非常歪的镜子来说，这一步非常重要, 但还远远不够.即使调整好了副镜，行星的图像仍然能丢失50%的对比度。

下面讲的校准的方法是最精确的;它可以让光轴矫正到只有非常小，几乎可以忽略的误差. 这种方法就是在高倍下通过散焦和聚焦来看恒星的衍射图，衍射图案会告诉我们光轴是否歪了. 只要有一个好的目镜和巴罗镜就可以实现. 在高倍下观察恒星也是最好的方法去了解当前的环境条件是否适合观星或者拍照。因为这种方法不仅可以知道设备是否正常工作(气流平衡，没有振动等等），而且比通过观察行星来测试大气的扰动更加精确.

什么时候检查光轴正不正 ?

那些认为SCT不需要经常校准的人们，肯定没有认识到这一类设备所要求的精度。它的精度是如此之高，以至于放在车子里出去一趟，光轴就会有小的偏离，有时候是完全歪掉。 甚至把镜筒指向不同，光轴偏离也会不一样（一个有趣的实验是通过赤道仪指向同一个颗恒星，然后移动赤道仪的赤经轴使之从左到右经过视野，观察光轴的偏移）.这就是为什么要选一颗恒星去校准，而不是感兴趣的目标（木星或者月亮）.如果在深空观测时，觉得微小的偏离可以容忍，然后转向行星观察时就不校准了，这样做其实风险很大。好的方法是每次观测之前，都检查一下光轴，就像开车出远门前检查邮箱和轮胎一样!

校准光轴很难或者说有风险吗?

对SCT来说, 唯一可以调节的就是它的副镜. 由三个螺丝(推或拉)去调节它的位置, 有些镜子三组螺纹(推和拉). 校准的过程就是不断的重复（检查-调整-检查-调整....)，除了需要注意下面这几条，整个过程是没有难度和风险的:

- 中间那个大的固定住副镜的螺丝，永远都不要碰

- 那三个微调螺丝旋进旋出都要非常温和, 不能哪个太松也不能太急

- 如果把其中一个螺丝旋出，另外两个则要旋进

- 旋转的时候一定要动作小: 一个很不正的镜子可以一次旋半圈，但最后调节的时候还是要非常小的动作.

- 每次旋转，恒星会因为这个调整而有所移动，必须再次把它拉到中央.

对牛反来说，校准通常分两步走: 先把副镜调整到合适的位置(用校准目镜), 然后再来调主镜. 下面来具体说说如何调主镜.

当设备已经气流平衡了才开始校准. 因为如果没有气流平衡，在镜筒里头的空气就会干扰到衍射图案，最终使得校准过程变得困难，甚至失败.

如果没有带来光学像差的话，天顶镜可以派上用场.这种附件通常会移动设备成的像: 成像中心不再是同一个地方. 如果是通过目视来校准，就最好加上天顶镜。这样恒星就会精确的在目镜的中心。如果是准备通过摄影或者CCD来校准，就要让恒星的成像在底片或者CCD芯片的中央, 而不管它是否在天顶镜的中央.此外，天顶镜的加入，会颠倒图像，你必须重新考虑如何调节微调螺丝去修正衍射图像。

下面的图是电脑生成的，但它是一副典型的衍射图案。施密特卡式折反，卡塞格林式或者Dall-Kirkham折反和牛反（消慧差的）都适用。其他光轴不正的镜子（折射或者Ritchey-Chrétien 折反）会有不同的衍射图案（会有散光和慧差，甚至散光会覆盖掉慧差了）。然而，不管是什么设备，对齐光轴后都会得到一个均匀的同心圆的衍射图案.