光学望远镜的文章分析

1、光学望远镜的文章分析望远镜的分类望远镜 _II折射斐远镜反射望远镜|I-III开普勒姑拘成利略姑枸 牛顿结皆力塞格怆姑构成像原理简介广义上的望远镜不仅仅包括工作在可见光波段的光学望远镜， 还包括射电，红外，紫外，X射线，甚至Y射线望远镜。我们探讨 的只限于光学望远镜。1609年，伽利略制造出第一架望远镜，至今已有近四百年的历 史，其间经历了重大的飞跃，根据物镜的种类可以分为三种：1，折射望远镜折射望远镜的物镜由透镜或透镜组组成。早期物镜 为单片结构，色差和球差严重，使得观看到的天体带有彩色的光斑。 为了减少色差，人们拼命增大物镜的焦距，1673年，J.Hevelius 制造了一架长达46米的望

2、远镜，整个镜筒被吊装在一根30米高的 桅杆上，需要多人用绳子拉着转动升降。惠更斯干脆将物镜和目镜 分开，将物镜吊在百尺高杆上。直到19世纪末，人们发明了由两块 折射率不同的玻璃分别制成凸透镜和凹透镜，再组合起来的复合消 色差物镜，才使得这场长度竞赛得到终止。折射望远镜分为伽利略结构和开普勒结构两类。其中，伽利略 结构历史最悠久，其目镜为凹透镜，能直接成正立的像，但是视场 小，一般为民用 的24倍的儿童玩具采用。而绝大多数常见的 望远镜都是开普勒结构，其目镜一般是凸透镜或透镜组，由于其光 路中有实象，可以安装测距或瞄准分划板用来测量距离。但是简单 的开普勒结构所成的像是倒立的，需要在光路内加上正

3、像系统使其 正过来，常见的正像系统为普罗棱镜或屋脊棱镜，既起到正像的作 用，又使光路折回，缩短整机长度。（见图）PfitmPW。Pfwn2,反射望远镜该类镜最早由牛顿发明（见插图），其物镜是凹面反射镜，没有 色差，而且将凹面制成旋转抛物面即可消除球差。凹面上镀有反光 膜，通常是铝。反射望远镜镜筒较短，而且易于制造更大的口径， 所以现代大型天文望远镜几乎无一例外都是反射结构。反射望远镜的结构里，除了主物镜外，还装有一或几个小的反 射镜，用来改变光线方向便于安装目镜。由于反射式望远镜的入射 光线仅在物镜表面反射，所以对光学玻璃的内部品质比折射镜要求 低。1990年，美国在夏威夷建成当时口径最大的凯

4、克望远镜，该镜 采用了一些前所未有的新技术：1，主物镜由36面六边形薄镜片拼 和而成，厚度仅为10厘米。2,有计算机控制背面直撑点，补偿重 力引起的形变。3,能通过改变镜面曲率补偿大气扰动。这些新技术 的采用使得人类发射太空望远镜的要求不再迫切。3,折反射望远镜。折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组合而成。主镜是球 面反射镜，副镜是一个透镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视 场大，光力强，适合观测流星，彗星，以及巡天寻找新天体。根据 副镜的形状，折反射镜又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构， 前者视场大，像差小；后者易于制造至今没有一个光学系统是完美的。为了平坦且 清晰的成像，往往必须把光学

5、系统设计的十分复杂。如此一来，不 但透光度变差，还得付出很高的制造成本。因此简单的镜片组而且 能保有高品质成像的光学系统是光学设计的努力目标。一个好的光学系统都出自设计者的巧思。它能在最 简单的镜片组合下产生最佳的成像品质。不过在许多设计中，往往 会遇到球面像差与彗形像差难以取舍的窘境（天文望远镜光学与机 械）。当你能同时处理这些像差的时候，系统却又发生严重的色差。 最彳爰好不容易解决了所有的色像差，却又发生成像的变形。因此光 学系统的设计在在考验设计者的经验与智力。希望透过以下的天文望远镜的演进，让你了解前人的成果。折射式望远镜系统由於白光经过透镜会有色散的现象(Dipersion)，因此使

6、得光学系 统除了球面像差与彗形像差之外又多了影像不清晰的光源。由上图 可知，蓝光的折射率较大，其次为绿光，最彳爰为红光，因此不同颜 色的入射光产生，却有不同的聚焦点。好的光学系统除了成像品质 之外，还必须考虑消色差的效果。基本上，我们在处理可见光的光路分析时，是?用蓝色的F line(486.13nm)、红色的 C line(656.27nm)与绿色的 e line(546.07nm) ?作为分析的主要光源。要查看镜片的色差情形， 可以用色散数值 V( Dispersion Number or Abbe number )。V 越 大表示镜片的色散的情?越小。V=( ne 1 ) / ( nFn

7、C )对於一个D=5公分，f=20公分 的两片镜片组合，我们可以由下 图的光路分析了解他们各自聚焦的一致性。其实这就是球面像差的 检测工作！D = 5公分f=20公分第一片镜片R1 = 18公分R2 = 19公分 中心厚度=0.84公分 间隙0.1公分第二片镜片R3 = 19公分R4=22公分 中心厚度=0.98公分 为了更清楚的说明，我们藉由（上右图）了解不同三种色光随著入 射的高度（离中心的光轴），误差越越大。换句话说，越靠近镜片 边缘的球面像差越严重。至於在镜片的任何位置，色差都是一样的 糟糕。（上左图）是我们彗形像差的分析图，或称为OSC图，一般 而言OSC0.001才能算是好的镜片组

8、。可见这组镜片的组成是不合 格的！因此我们必须透过几何光学的技术，重新调整并全面评估镜片组的 效能。经过分析彳爰，得到以下的光路图。我们可以很清楚地发现球面像差与色差在镜片的边缘有了很大的改 善（请注意x轴的刻度是之前的1/10）。此外彗形像差在边缘区域 也获得的极大的改善。两片式的镜片组我们称为Achromatic Objective。（问题一:这个叫普消?）若是我们希望能够获得更好的成像结果，必须加入第三片不同材质 的镜片来改善色差的问题。经过光路分析彳爰，我们依旧是以D = 5公分f=20公分来做为范例。第一片镜片R1 = 11.6公分R2 = 32.565公分 中心厚度= 0.876公

9、 分间隙0.1公分第二片镜片R3 = 41.684公分R4 = 5.703公分 中心厚度= 0.498公 分间隙0.1公分第三片镜片R5 = 5.931公分R6 = 24.524公分 中心厚度= 0.88 公分由右下图，我们发现色差与球面像差有极大的改善，在镜片边缘处 几乎没有色差与球面像差。但是对於彗形像差的控制却是普通，虽 然它可以满足(OSC0.001 )容忍误差。三片式镜片组我们称为 Apochromatic Objective，或者简称 APO。选择镜片材质首先，我们必须选择合适的材料。通常第一片的折射率会较低、此 外色散的情况也比较少，像萤石(Fluorite)就是一个很好的材质。

10、 第二片镜片的折射率要比较高，而且要选择高色散的材质。消色差(chromatic)利用几何光学的技巧，在镜片组的合焦上，要求蓝光与红光的焦距 相同。有了这个条件后，两片镜片的曲度必须维持一定的比例关系。 我们透过这个比例关系，与建构好的光路程式来回验证，最后找到 可以消除球面像差与彗形像差的最佳曲面。这其中的尝试错误必须 藉由经验与耐心。最彳爰的确认没有完美的镜片组合。常常为了消除像差而牺牲了色差！两片镜片 组原则上是无法消去紫色光，而且蓝光的矫正往往过多、红光却是 不足，所以第三片镜片的修正是需要的。一般而言，三片镜片组算 是一个不错的组合，不过设计起?可是十分繁琐，必须有很多的经验 才能胜

11、任。目前坊间有许多光学设计的软体，虽然我们可以透过他? 达到光路设计的目的，但是自己写程式来计算，可以更深入了解光 路运作的物理观念。D = 5公分f=20公分第一片镜片R1 = 16公分R2 = 6.89公分 中心厚度= 0.77公分间隙0.14公分第二片镜片R3 = 6.6公分R4= 15.02公分 中心厚度= 1.12公m7Primary Mirrorm VQblique Mirrar牛顿式望远镜系统球面镜：全域球面像差。弯曲的成像场。由於是对称的镜面，因此 没有彗形像差。抛物面镜：中心处完美成像，边缘有球面像差与彗形像差。弯曲的 成像场。说明：球面镜的对称光轴是它的最大优点，这是抛物面

12、镜远远不及 的。不过因为抛物面镜中心处的成像品质完美，因此目前是 Newtonian Type的主流。其实选用抛物面镜或球面镜，谁好谁?？ 完全是见仁见智的问题。此外，不管用何种形式，它们的成像场都 在弧面上，因此还有严重的弯曲的成像场。观点：对于来自无穷远目标的轴上光线,经抛物面反射镜反射后均交 于一点，形成一个没有球差的衍射极限像。然而，抛物面反射镜只对 轴上无限远目标无球差，对于轴外点目标不但有轴外球差,而且慧 差、像散等也很严重。因此，牛顿式反射镜系统的视场是十分有限的。Primary Mirror2nd Mirror卡塞格林系统（修正弯曲的成像场）Classic Cassegrain利用2nd Mirror ?矫正弯曲的像场以改进Newtonian Type的部分缺点。但是这种设计基本上还是无法克服彗 形像差。由於2nd Mirror是凸面镜，因此光学系统很难设计成短焦 比。为了进一步矫正像差，还有其它的设计形式。