伽利略望远镜设计原理
光电技术学院
——望远镜系统结构设计专业：电子科学与技术
班级：光电子082班
姓名：张毅
学号：2008031161
指导老师：张翔
2010年5月28日
目录
第一章引言......................................................................................... . (3)
第二章概述 (3)
2.1 课程设计的目的及意义 (3)
2.2 课程设计的内容 (3)
2.3 望远镜的介绍 (3)
2.4 望远镜的分类 (4)
第三章伽利略望镜工作原理及发展简史 (5)
3.1 望远镜的工作原理 (5)
3.2 望远镜发展简史 (5)
第四章望远镜的主要特性分析 (6)
4.1 望远镜的主要特性分析 (6)
4.2 开普勒望远镜的参数计算 (8)
第五章物镜和目镜的选择 (9)
5.1 物镜的选择 (9)
5.2 物镜实例 (10)
5.3 目镜的选择 (12)
5.4 目镜实例 (13)
第六章测微准直望远镜 (15)
6.1 测微准直望远镜概述 (15)
6.2 测微准直望远镜计量特性 (15)
第七章棱镜转向系统 (16)
7.1 Porro棱镜结构及其点 (16)
7.2 Roof棱镜结构及其特点 (16)
7.3 折转形式望远镜系统分 (17)
7.4 类似棱镜结构晶体分析 (17)
第八章光学系统初始结构参数计算方法 (17)
第九章光栅 (19)
第十章心得体会 (19)
第十一章参考文献 (20)
第一章引言
本课程的任务是在学习工程光学基础、光学测试技术等技术基础课程的基础上，进行光学仪器的设计，目的是让学生了解光学设计中主要的环节，掌握光学仪器设计、开发的基本方法，以便今后能从事光学仪器的设计、研发工作。本课程主要研究光学仪器设计中的基本部分，如：光源、目镜、物镜、分化板等，以及光学仪器设计中考虑的基本问题，如：物象位置关系、系统放大倍数、系统分辨率、相差等。课程涉光学基础、光学测试技术、误差理论及数据处理、精密仪器设计等多方面。光学设计过程分为四个阶段：外形尺寸计算、初始结构计算、象差校正和平衡以及像质评价。了解光学系统的光学特性、光学系统的设计过程。初级像差理论与像差的校正和平衡方法，像质评价与像差公差，光学系统结构参数的求解方法。望远物镜设计的特点、双胶合物镜结构参数的求解和光学特性。目镜设计的特点、常用目镜的型式和像差分析。
关键词：光学系统成像质量像差像距望远镜
第二章概述
2.1 课程设计的目的及意义
运用应用光学的知识，了解望远镜工作原理的基础上，完成望远镜的外形尺寸，物镜组，目镜组及转向系统的简易设计原理。了解光学系统中pw法的基本原理。
2.2 课程设计的内容
初级像差理论与像差的校正和平衡方法，像质评价与像差公差，光学系统结构参数的求解方法。望远物镜设计的特点、双胶合物镜结构参数的求解和光学特性。
目镜设计的特点、常用目镜的型式和像差分析。
2.3 望远镜的介绍
1．望远镜系统：望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼,使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。
2．望远镜的一般特性
望远镜的光学系统简称望远系统，是由物镜和目镜组成。当用在观测无限远物体
时，
物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合，光学间隔d＝o。当月在观测有限距离的物体时，
两系统的光学问隔是一个不为零的小数量。作为一般的研究，可以认为望远镜是由光学问
隔为零的物镜和目镜组成的无焦系统。这样平行光射入望远系统后，仍以平行光射出。图
9—9表示了一种常见的望远系统的光路图。为了方便，图中的物镜和目镜均用单透镜表
示。这种望远系统没有专门设置孔径光阑，物镜框就是孔径光阑，也是入射光瞳，出射光
瞳位于目镜像方焦点之外，观察者就在此处观察物体的成伤情况。系统的视场光阑设在物
镜的像平面处，入射窗和出射窗分别位于系统的物方和像方的无限远处，各与物平面和像平面合。
2.4 望远镜的分类
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γ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（伽利略望远镜，开普勒望远镜）
用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称[伽利略望远镜]；由凸透镜作目镜的称[开普勒望远镜]。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。
2.反射望远镜(牛顿望远镜，卡塞格林式望远镜)
用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为[牛顿望远镜].[卡塞格林望远镜]等几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。
3.折反射望远镜(施密特望远镜，马克苏托夫望远镜)
在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。比较著名的有[施密特望远镜] 它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。还有一种马克苏托夫望远镜
第三章伽利略望远镜工作原理及发展简史
3.1工作原理
物镜是会聚透镜而目镜是发散透镜的望远镜。光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。把两个放大倍数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。它由一个凹透镜（目镜）和一个凸透镜（物镜）构成。其优点是结构简单，能直接成正像。
伽利略望远镜的工作原理图
你可以用很低的费用制作一架伽利略式望远镜。从文化用品商店买一块直径、焦距大一些的眼镜片作为物镜和一块焦距、直径较小的透镜作为目镜。用胶水和小槽把两块镜片装在硬纸筒内，再做一个简单的台座，于是一架能够看到月亮上的群山、银河中的繁星和木星的卫星的望远镜便制成了。想想看，伽利略就是用
这人发现的。但是切记，不要通过望远镜直接观察太阳，以免高温灼伤眼睛！伽利略的折射望远镜有一个令人讨厌的缺点，就是在明亮物体周围产生“假色”。“假色”产生的症结在于通常所谓的“白光”根本不是白颜色的光，而是由组成彩虹的从红到紫的所有色光混合而成的。当光束进入物镜并被折射时，各种色光的折射程度不同，因此成像的焦点也不同，模糊就产生了。
3.2发展简史
1609年5月，正在威尼斯作学术访问的伽利略偶然间听到一则消息：荷兰有人发明了一种能望见远景的“幻镜”，这使他怦然心动，他很快找了个借口匆匆结束行程，不到3个月的时间，这位45岁的教授已经仿造出了两架仪器，
伽利略手绘的月面图
8月，他首先用它观察了月球。不想，人们眼中的那个千娇百媚、美轮美奂的银盘，在他的望远镜中却成了一张千疮百孔、丑陋不堪的“大麻脸”！于是他把那些四周边缘高耸突出的圆状命名为“环形山”，而管较平坦的暗黑区域称之为“海”。更重要的是，他由此知道，月球并非是上帝创造的尤物，天堂中的东西也不一定是尽善尽美的，他相信月球和地球一样，是个有着实地的世界，说不定，在那些山洞内还可能栖息着神秘的“月球人”呢。接着，伽利略又把目标指向了灿烂的星星，尽管在望远镜内“星星还是那个星星”，但明显地变得更加明亮了，而且还出现了众多原先肉眼无法见到的小星，由此他也成为世界上最早识破漫漫银河奥秘的人——这不是“牛奶路”，而是无数星体交织在一起的光辉！这一切也使他相信，哥白尼所说的“恒星离我们极其遥远”可能是句至理名言，不然为什么望远镜无法把它们放大呢。
随后，伽利略将他的发现写成24页的《星座信使》(Sidereus Nuncius)，并公之于众，但当时并未被迅速接受，因为当时望远镜的原理尚未明确，伽利略也无法详细说明自己的科研成果。一部分学者和教会人士认为望远镜里的景象不过是光影上的幻觉，是望远镜的瑕疵造成的。到了1611年，德国天文学家开普勒出版了《天文光学》，阐述了望远镜的原理，“幻觉说”才渐渐消失。
第四章望远镜的主要特性分析
4.1 望远镜外形尺寸设计
首先介绍一下目视光学系统中一些机构及放大率的表达式：
1.视场光阑:限制物空间多大范围能被成像;一般设在实象平面或中间实象平面上。
2.渐晕光阑:限制轴外成像光束的宽度。
3.入射光瞳:孔径光阑经它前面的光学系统在物空间所成的像。
4.出射光瞳:孔径光阑经它后面的光学系统在像空间所成的像。
5.入射窗:视场光阑经它前面的光学系统在所成的像。
6.出射窗: 视场光阑被其后面的光学系统在所成的像。
7.垂轴放大率：l n nl y y '''==
β （1） 8.轴向放大率：2'βαn n =
（2） 9.角放大率：β
γ'n n = （3） 10.望远镜系统视放大率：''''D D f f tg tg ==-==Γγωω目
物 （4） 然后设计一个开普勒式望远镜，其主要要求如下：
1.物镜与目镜之间的距离 L=315mm ，
2.望远镜的视放大倍数?=Γ20，
3.物方视场角'2032
=ω。 首先确定设计需要的参数,主要有：目镜视场角，望远镜分辨率，入瞳直径，出瞳直径，物镜与目镜的焦距，视场光阑直径，目镜口径，出瞳距离和目镜视度调节量。
开普勒（Kepler Telescope ）望远镜光路示意图
计算中可以用到的公式如下：
1.如果要求仪器的视角分辨率和衍射分辨率相等，则：
3
.2''140''60D D =Γ?=Γ (5) 2.视放大率：
目
物
''''1f f tg tg D D -===Γωω (6) 3.望远镜分辨率：Γ
=''60α (7) 则可以计算出开普勒望远镜的一些主要参数，如下：
4.2开普勒望远镜主要参数计算
1.目镜视场角：
由ωωtg tg Γ=' 得 40.602,20.30'==ω
ω 2.望远镜分辨率：
''320
''60''60==Γ=
α 3.入瞳直径D: 根据视放大率得mm
463.2=Γ=D 4.出瞳直径'D ：
mm 3.2'=Γ
=D D
5.物镜焦距与目镜焦距： 由20''315
''2121=-=+f f f f 得mm 15'mm 300'21==f f
6.视场光阑直径视D ：
mm 45.17'21==ωtg f D 视
7.出瞳距离'z l ：
mm 75.15''''21
22=Γ-=+-=L f f f f l z 8.目镜口径目D ：
mm 63.20''2'=+=ωtg l D D z 目
9.目镜视度调节量x ： 设调节5屈光度，则：mm 125.11000
'2
2=±=Nf x 由以上的参数我们就可以设计一个简单的望远镜，由光路
图我们还可以看出开普勒望远镜由两个凸透镜构成。由于两者之
间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加转像系统。
第五章 物镜和目镜的选择
5.1 . 物镜的选择
物镜的光学待性主要有三个：相对孔径D ／f ’物, 和视场2w 。 焦距f ‘物、 。
(1)：相对孔径: 根据公式(3—l o)
Γ=γ=1/β=D/D ’ (3-10)
在望远镜的光学性能中，对仪器的出瞳直径和视放大率提出了一定要求。根据上式即可求得入瞳直径o 。
入瞳直径D 和物镜焦距f ’物之比D ／f ’物称为物镜的相对孔径。当f ’物和D 确
定之后，物镜的相对孔径也就确定了。
（2）：视场
系统所要求的视场，也就是物镜的视场。由公式（3-8）
得 tgw=taw ’/Γ
w’即目镜的视场角。一般望远镜物镜的视场都不大，通常不超过10。一15。。
由于物镜视场不大，并且视场边缘的成像质量允许适当降低，因此只须校正球差、普差和铀向色差。
5.2 物镜实例:
1.双交物镜
双胶物镜是一种最常用最简单的望远镜物镜，有一个正透镜和一个负透镜胶合而成，如下图3-1所示。这种物镜的优点是：结构简单，安装方便，光能损失小，合适的选择玻璃可以校正球差、彗差和轴向色差三种像差，满足望远镜物镜的像差要求。
由于这种物镜不能校正像散和场曲，所以视场一般不能超过8度-10度。如果物镜后面有很长光路的棱镜，由于棱镜的像散和物镜的像散符号相反，可以抵销一部分物镜的像散，视场可达15-20度。一般双胶物镜的最大口径不能超过100mm，这是因为当透镜直径过大时，由于透镜的重量过大，胶合不牢固。
2.双分离物镜
双分离物镜同样是由一块正透镜和一块负透镜组成，但两透镜中间有一个空气间隔，如图3-2所示，它的优点包括：物镜口径不受限制，因此，一些大口径的物镜都用双分离物镜；能够利用空气间隔校正剩余球差，增大相对孔径。一般焦距（100—150mm）时，相对孔径可达1：2.5—1：3.
3.双单和单双物镜
如果武警的相对孔径大于1：3时，一般采用一个双透合透镜和一个单透镜进行组合，根据它们前后位置排列不同，分双单和单双两种物镜，如图3-3所示。这种形式的物镜，如果双胶透镜和单透镜物镜之间的光焦度分配适当，双胶合透镜玻璃选择恰当，孔径高级球差和色球差都比较小，相对孔径可达1：2，这是
目前采用较多的大相对孔径望远物镜。
4.三分离物镜
将双分离物镜中的正透镜分裂成二片时，即获得三分离物簇。如图3-4所示的二种形式。这种物镜能改善对色球差的校正，苦选用持种玻璃，并与其他玻璃适当配组，还可校正或改善二级光谱。但要在此同时控制好带球差，相对孔径只能是相当小的。目前实际应用的复消色差物镜(多半用作平行光管物镜)都采用这种型式。
5.摄远物镜
摄远物镜有一个正透镜组和一个负透镜组构成，如图3-5所示。其优点：使系统的总长度L小于物镜的总焦距f’。因此，可以缩短仪器的外形尺寸；能增加视场。因为具有正透镜组和负透镜组，除了校正球差和彗差而外，还能校正场曲和像散。
5.3目镜的选择
目镜的光学特性主要有三个：像方视场角2w’、相对出瞳距离l z’和工作距离s 下面分别加以说明。
(1) ：像方视场角2w’
根据里远镜的视放大率公式(3—8)可以看到，如果望远镜的视放大宰相视场角一定，兢要求一定的目镜视场。无论是提高望远镜的视放大率Γ或者视场角w，都需要相应地提高目镜的视场。
一般目镜的视场为40.一50。，广角目镜的视场为60。一80。，90。以上的目镜称为持广角目镜。双眼仪器的目镜视场不超过75。。
当目镜的视场一定时，增大望远镜的视放大率Γ必然要减小整个系统的视场2w。例如，当目镜的视场为45。时，不同视放大率对应的视场角如3-6所示。
3-6
如果要设计大视场和高视放大率的望远镜，必须采用广角和特广角目镜。
增大目镜视场的主要矛盾是轴外像差不易校正。尽管广角和特广角目镜的光学结构都比
较复杂，但像质仍不理想，使用受到限制。
（2）：相对出瞳距离lz’/f’B
目镜的出瞳距离lz’和目镜焦距f’
目之比lz’/f’
目
称为相对出瞳距离。
出瞳乃是望远镜的孔径光阑在望远镜像空间所成的像，它与入瞳对整个系统互为物像关系
（3）：工作距离S
目镜第一面顶点到物方焦平面的距离称为目镜的工作距离。为了适应远视服和近视限使用，视度是可以调节的。极度的调节范围一般为土5视度。有些仪
器的视度是固定的，约在一o．5一一l视度之间。由此可见，当要求负视度时，2为正值，目镜必须移近物镜的像平面。为了保证在调负视度时目镜的第一面不致与装在物镜像平面上的分划板相碰，要求目镜的工作距离3大于目镜调极度所需要的最大轴向移动量(如果没有分划板，则上述要求就不必要了)
5.4目镜实例
1.惠更斯目镜
这是观察用生物显微镜中普遍应用的目镜，由二块平面朝向眼睛的平凸透镜相隔一定距离组成，朝向物镜的那块透镜叫场镜，朝向眼睛的那块透镜叫接目镜。场镜的作用是使由物镜射来的轴外光束折向接目镜，以减小接目镜的口径，也有利于铀外像差的校正。
通常惠更斯目镜的二块透镜采用同种玻璃．按校正倍车色差的要求，有d＝(f′十f′)／2．其中场镜的焦距总大于间隔d．因此其物方焦点恢于二透镜之间、应在此位置设置视场光闹。由I：此视闹只通过接日镜被眼睛所观察．不能在其上设置分划板，故此种目镜不宜在量澜显微镜中应用。患更斯目镜镜日距约为焦距的1／3因此其焦距不能小于15毫米。
2.冉斯登目镜*
这种目镜由二块凸面相对的平凸透镜组成．其间隔小于场镜相接目镜的焦距、且这两个焦距也不相等。这样使目镜的物方焦点位于场镜之外，可设置分划板；镜目距也可有所增大．使之能用于量测显微镜中。
与惠更斯目镜相比．冉斯登目镜的物方焦面到接目镜的距离要长一些．应用时显微镜的镜筒长度要明显增长、故不宜用于只作观察的生物显微镜中。在像差校正方面，由于这种结构对替差相像散的校正条件比惠更斯目镜有利得多．因此除了倍串色差外．所有其他的惊差都要比惠更斯目镜小。
3.凯涅尔目镜
这种目镜可认为是在冉斯登目镜的基础上，将接目镜改变为双胶合镜组而成，它具有比冉斯登目镜更好的像质，工作距离、镜目距和视场均有所增大。视场可达40°一50°，镜目距约为焦距的50％，工作距离约为焦距的三分之一。
4.对称目镜
有两个双胶透镜构成，如图3-10所示。光学特性为
像质优于凯涅尔目镜。由于结构对称，加工方便，相对出瞳距离大，它在军用观察和瞄准仪器中应用广大
第六章测微准直望远镜
6.1 概述
测微准直望远镜(以下简称望远镜)是测量直线度、平行度的一种光学仪器。它能够建立一条基准直线，用来测量与此直线垂直面的位移。
测微准直望远镜外形见图1
测微准直望远镜的光学原理见图2
6.2,计量特性
一：光学系统分辨力
角度分划板中心分辨力《=4.7"
二：测微器方向正确性
光学测微器两个测量方向应互相垂直，并分别与角度分划板十字线方向平行。当在整个范围内转动一个测微器时，引起另一坐标方向位移应小于0.02mmo 三：测微鼓轮零位正确性
光学测微器两个测量方向与望远镜视线无目力可见的偏离。
四：测微器示值误差
示值误差续(0.0025+2ni/100)m m
式中: i—格值;
n—格数。
五：位移分划板正确性
望远镜位移分划板相对于机械轴的垂直度-2';
望远镜位移分划板中心与机械轴重合性0.02m m.
六：望远镜光轴正确性
望远镜光轴与机械轴的偏离，在300m m处不大于0.005m m.
望远镜光轴与机械轴的平行度要求见表1
七：望远镜调焦直线度
望远镜调焦直线度要求见表2
第七章棱镜转向系统
由开普勒望远镜原理我们知道，通过开普勒望远镜所看到的图像是上下左右颠倒的倒立的像。为了满足观察的需要，必须在物镜（将远处的目标成一倒立的实像）后面加入转像系统，即加入一组棱镜，将倒立的实像转为正立的实像。实现转像有两种结构不同的棱镜，Porro棱镜和Roof棱镜。
7.1 Porro棱镜结构及其特点
Porro棱镜的优点是结构简单，透光率高，成像质量好，但望远镜体积偏大。为了克服这个缺点，可以采用反向Porro棱镜转像。不过又带来了新的问题，物镜的口径偏小，不适合低照度环境下使用。
7.2 Roof棱镜结构及其特点
Roof棱镜的最大优点是采用它之后望远镜的体积可以做得最小，望远镜的重量也随之下降，但是这种棱镜结构复杂，而且透光率比Porro棱镜低5%，需要镀
相位膜，所以要做个优质Poof棱镜望远镜，成本是非常高的。所以，实际中所用的转像系统一般采用Porro棱镜系统作为转像系统。
7.3 折转形式望远镜系统分析（以Porro棱镜为例）
7.4 类似棱镜结构晶体分析
类似棱镜结构晶体如下图7-2所示
7-2 第八章光学系统初始结构参数计算方法
为使由P,W值求解光组结构参数方便，须将P,W中与内部参量有关的量和与物体位置有关的量分离开来。具体的作法是以某一特定位置，即物在无穷远时的P,W值来作为薄透镜组的基本像差参量.
首先，我们要了解像差的运算公式，这样才能采取对应的措施去消除它。
像差的运算公式如下：
P=ni（i-i’）（i’-u）
W=（i-i’）（i’-u）
P={△u/△（1/n）}2△u/n={（u’-u）/(1/n’-1/n)} 2{u’/n’-u/n} W= -△u/{△（1/n）}*△u/n= -（u’-u）/(1/n’-1/n)*{u’/n’-u/n} 一薄透镜的初级位置色差：
1．单薄透镜：
C1=h2ψ/υ, δl’ch= -1/n’u’C1= -l’ 2ψ/υ物无穷远：δl’ch= -f’/υ
2.薄透镜系统
δl’ch= -1/n’u’*ΣC1
双胶合或小间隙双分离系统消色差条件公式：
ψ1/υ1+ψ2/υ2=0 ①
ψ1+ψ2=ψ②
由①②可推出
ψ1={υ1/(υ1-υ2)}* ψ
ψ2= -{υ2/(υ1-υ2)} * ψ
二薄透镜的初级球差：
1．单薄透镜：
2．双胶合透镜初级球差：
3．微小间隙双分离：正负四个面
考虑无穷远处的P’,W’.无穷远处与有限远物距离镜组的相对孔径是不变的。所以
P=P’- u1（2+π）*h ψ
W=W’- u1*(4 W’+h 2ψ2)+u1 2（3+2π）* h ψ
实际应用中，需要在归一化条件下把P’,W’的值作为基本参量。
对于无穷远物距，归一化条件：
h=1，f’=1，uk=1
对于有限远物距：
h=1，f’=1，uk-u1= h ψ=1
第九章 光栅
当光栅完全透明时，振幅调制可以忽略不计。但光栅上的光学厚度有规则变化的周期性相位调制，即透射相位光栅。其复振幅透过率可表示为：
)rect()rect()]2sin(2exp[),(000000L y L x x f m j y x t π
= 其中m/2是相位呈正弦变化的幅度；f 是变化频率（L
f /2>>） 若用单位振幅的单色平面光波垂直照射光栅，则Fraunhofer 衍射图样的光强分布为：
z y f z x f y x y x f f T y x z k j z j y x U λλλ
==?+=,22),()](2exp[1),( 其中)},(FT{),(0
0y x t f f T y x =。 第十章 心得体会
通过本次光学课程设计，让我对望远镜的系统结构有所了解，增加的自己的百科知识和对光学的热爱兴趣，不仅如此，还加深了我对光学理论知识的认识，从而加深了对课本知识的巩固。
在望远镜的设计过程中，不仅需要运用了课内知识还需要大量的课外收集的知识，并且查阅大量的参考文献。在多次反复和同学交流中我也总结了一些经验
和教训，是自己在总结中有了一定的提高。同时也使自己学会了一些创新的思维。
第十一章参考文献
《物理光学与应用光学》西安电子科技大学出版社
《应用光学》北京理工大学出版社
《光学教程》清华大学出版社
《光学设计》袁旭沧
《工程光学设计》（第二版）肖泽新
望远镜系统结构设计
光学课程设计 望远镜结构系统设计 姓名:曾茂桃 班级:光通信082 学号:2008031126 指导老师:张翔
摘要 该报告运用应用光学知识，了解望远镜的历史,在工作原理的基础上，完成望远镜的外形尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易或原理设计。了解光学设计中的PW 法基本原理。并应用光学设计软件对系统误差、成像质量进行理论分析。初级像差理论与像差的校正和平衡方法，像质评价与像差公差，光学系统结构参数的求解方法。望远物镜设计的特点、双胶合物镜结构参数的求解和光学特性。目镜设计的特点、常用目镜的型式和像差分析等都有了一个明确的简要的介绍。 关键字：望远镜物镜目镜放大率分辨率内调焦望远镜 PW法光栅
目录 一概述…………………………………………………………页二望远镜尺寸设计与分析…………………………………页2.1 望远镜的简述…………………………………………………………页2.2 望远镜的主要特性分析………………………………………………页三分物镜组与目镜组的选………………………………………………页 3.1望远镜物镜需要消除的像差类型及主要结构形式…………………页3.2双胶物镜和双分离物镜………………………………………………页 3.3内调焦望远镜…………………………………………………………页 四.目镜组的主要种类及其结构：………………………….. 页 4.1惠更斯目镜……………………………………………………………页4.2冉斯登目镜……………………………………………………………页 4.3Porro、Roof棱镜结构及其特点…………………………………页 五.望远镜像差设计PW法………………………………….. 页 5.2物体在有限距离时的P,W的规化……………………………………页5.5用C ,表示的初级像差系数………………………………………页 P, W 六.光学系统中的光栅分析……………………………………页
双筒棱镜望远镜设计
汉口学院 《应用光学》 课程设计报告 报告题目：双筒棱镜望远镜设计$ 学生姓名： 学号： 专业班级： 授课老师： | 二O一四年十一月
双筒棱镜望远镜设计 设计任务与要求 双筒棱镜望远镜设计，采用普罗I型棱镜转像，系统要求为： 1、望远镜的放大率Γ＝6倍； 2、物镜的相对孔径D/f′＝1：4（D为入瞳直径，D＝ 30mm）； · 3、望远镜的视场角2ω＝8°； 4、仪器总长度在110mm左右，视场边缘允许50%的渐晕； 5、棱镜最后一面到分划板的距离>＝14mm，棱镜采用K9玻璃，两棱镜间隔为2～5mm。 6、lz ′>8～10mm 目录 一、外形尺寸计算 ） 二、初始结构的选型 三、物镜初始结构参数的计算 四、物镜zemax的初始上机数据及像差图示 五、物镜zemax的校正数据及像差图示
设计步骤 一、 — 二、 外形尺寸计算 已知望远镜参数： Γ＝6，入瞳直径30D mm =，相对孔径 ' 1:4D f =，2ω＝8°，L=110mm ； 视场边缘允许50%的渐晕； 棱镜最后一面到分划板的距离>＝14mm 1、求1'f ，2'f 物镜焦距'14120f D mm =?= 目镜焦距''12 120 206 f f mm == =Γ ~ 2、求' D 出瞳直径'5D D mm = =Γ 3、求视场直径 16.7824mm =tan4f 2=D '1 ??视 4、求目镜视场 5.452tan =tan ''=?Γωωω 该望远系统采用普罗I 型棱镜转像，普罗I 型棱镜如下图： 2ω
》 将普罗I型棱镜展开，等效为两块平板，如下图： 无渐晕时候，，现在有25%的渐目镜口径D 目 晕，所以 由设计要求：视场边缘允许50%的渐晕，可利用分划板拦去透镜下部25%的光，利用平板拦去透镜上部的25%的光，这样仅有透镜中间的50%的光能通过望远系统，使像质较好。
望远镜的原理及发展历史
望远镜的原理及发展历史 望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。1608年荷兰人汉斯·利伯希发明了第一部望远镜。1609年意大利佛罗伦萨人伽利略·伽利雷发明了40倍双镜望远镜，这是第一部投入科学应用的实用望远镜。 17世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希（Hans Lippershey），为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好象变大拉近了，于是在无意中发现了望远镜的秘密。1608年他为自己制作的望远镜申请专利，并遵从当局的要求，造了一个双筒望远镜。据说小镇好几十个眼镜匠都声称发明了望远镜。 望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。根据望远镜原理一般分为三种。BOSMA博冠望远镜. 一种通过收集电磁波来观察遥远物体的仪器。在日常生活中，望远镜主要指光学望远镜。但是在现代天文学中，天文望远镜包括了射电望远镜，红外望远镜，X射线和伽马射线望远镜。近年来天文望远镜的概念又进一步地延伸到了引力波，宇宙射线和暗物质的领域。或者再经过一个放大目镜进行观察。日常生活中的光学望远镜又称“千里镜”。它主要包括业余天文望远镜，观剧望远镜和军用双筒望远镜。 常用的双筒望远镜还为减小体积和翻转倒像的目的，需要增加棱镜系统，棱镜系统按形式不同可分为别汉棱镜系统(RoofPrism）（也就是斯密特。别汉屋脊棱镜系统）和保罗棱镜系统(PorroPrism）(也称普罗棱镜系统)，两种系统的原理及应用是相似的。个人使用的小型手持式望远镜不宜使用过大放大倍率，一般以3～12倍为宜，倍数过大时，成像清晰度就会变差，同时抖动严重，超过12倍的望远镜一般使用三角架等方式加以固定。 与此同时，德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜，他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野宽阔。但开普勒没有制造他所介绍的望远镜。沙伊纳于1613年─1617年间首次制作出了这种望远镜，他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜，把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像。沙伊纳做了8台望远镜，一台一台地观察太阳，无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子。因此，他打消了不少人认为黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在。在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有
望远镜的工作原理
望远镜的工作原理 望远镜是如何工作的 1.1 光线的聚集和图像的形成 光学望远镜是利用了两种现象： 光线的反射，由镜面产生（图1）和光线的折射，由透镜产生（图2） 图1：光线通过平面反射 折射是光线从一种介质传播到另一种介质时产生的光线弯曲。它遵守Snell定律： n1sinθi=n2sinθr (1) 这里的n是折射率，是光线所穿过的材料的特征属性： n=1.0000 理想的真空 n=1.0002 空气 n=1.5 玻璃 n实际上是光线在真空中的速度与光线在介质中的速度的比值。图2是一个n2> n1的例子。 图2：光线在两种介质的边界发生折射 图3将告诉你如何制作一个透镜。标定的距离 f 是透镜的焦距，一个位于“无限远”处的物体将成像在透镜后面距离为 f 的地方。我们在第2节中将会知道，望远镜是一些光学元件的组合。许多设计都包含折射和反射光学元件，但是为了简化后面的介绍，我们举例的望远镜只包含透镜。实际上，就我们的目的而言，反射和折射是等效的，从某种意义上说，一个人在原则上可以建造一个只使用透
镜的系统或是只使用反射镜的系统，而这两者在光学上来说是不可分辨的。当我们拿一个透镜收集来自遥远天体的光线从而得到图像的时候，就已经建造了基本的天文折射望远镜。 图3：透镜的折射 1.2 成像的大小依赖焦距的长短 注意我们到现在为止描述的折射望远镜是没有目镜的，因此它将不允许一个人直接看到它已经产生的图像，因为人类的视觉系统不适用于已经汇聚了的光线。虽然如此，我们简单的仪器实际上是个望远镜。如果想看到像是如何形成和在哪里形成的，你可以拿一片白色的纸或者一张照相底片放在焦点上。图4显示的就是两颗在天空中角距为θ的星，和它们正在被观察的样子。 图4：焦平面 由于相似三角形中θ是不改变的，所以星在图像上的分离大小与它们在天空中角距是成正比的。 图5：角距离转化为线距离 同时，从图5中可以看出： tanθ=d/fobj (2) 这里d是所成图像中星星们之间的线距离，fobj是透镜的焦距。现在，（物理学家们总爱耍一些这样的小把戏），因为这些星必然都很远，θ是如此之小， tan θ≈θ。这样， θ=d/fobj ＝＝》1/fobj＝θ/d
透镜,通过伽利略望远镜观察到的是
透镜，通过伽利略望远镜观察到的是 各位读友大家好，此文档由网络收集而来，欢迎您下载，谢谢 开普勒望远镜是由物镜和目镜两组凸透镜组成的，不同的是物镜的焦距长，而目镜的焦距短，如下图甲所示。利用这一结构，先通过物镜使物体成一倒立、缩小的实像，然后用目镜把这个实像再放大(正立、放大的虚像)，就能看清很远处的物体了，这就是望远镜的原理(见下图乙)。伽利略望远镜通过望远镜看远处的物体时，并不是成放大的像，而是使视角变大了，所以才看清远处的物体用开普勒望远镜观察较远的物体，物镜使远处的物体所成的像在物镜的焦点处附近。伽利略望远镜这一实像又要仵目镜中成放大的虚像，实像就必须落在目镜的焦距以内。凶此，望远镜的物镜与目镜的距离应不大于两凸透镜的焦距之和。实际望远镜物镜的前焦点和目
镜的后焦点重合存一起 物镜成倒立的实像，目镜成正立的虚像。因此，眼睛看到的像相对于原物是倒着的。当从望远镜中看到物体偏下时，应将物镜镜头上移，才能使被观察的物体处于视野的中央。 显微镜和望远镜看到的像都是放大的吗？ 用显微镜观察物体时，要将被观察物体放在物镜一倍焦距和二倍焦距之间，经过物镜得到一个倒立、放大的实像，实像的位置存日镜一倍焦距内，再经其放大，最后得到比原物体放大许多倍的虚像。该虚像和物体比较是倒立的，为便于观察，需将物体倒放。而天文望远镜距离被观察物体(如天体)很远，物体和物镜的距离远大于物镜的二倍焦距，经过物镜成一倒立、缩进小的实像，其作用相当于将被观察物体移近，再经目镜将得到的实像放大，最后得到的虚像比原物体小得多，该虚像和物体比较是倒立的。
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光学望远镜系统的设计
光学望远镜系统的设计 【摘要】运用光学知识，在了解望远镜工作原理的基础上，根据开普勒望远镜的主要参数，完成望远镜的外形尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易设计。 【关键词】望远镜设计；视放大率；凸透镜；焦距 1引言
上图中物镜框为孔径光阑，也是入射光瞳，出射光瞳目镜像方焦点外，观察者再次观察成像情况，望远镜系统的视场光阑设在物镜的像平面处。 下面介绍望远镜系统中的光学参数。 （1）望远镜系统的放大率分别为： 轴向放大率α= f2f1 2 垂轴放大率β=?f2f1 角放大率γ=?f1f2 且这三种放大率之间的关系为αγ=β，可见它们仅仅取决于望远镜系统的结构参数。 （2）望远镜系统的视放大率 对于目视光学仪器来说，更有意义的特性是它的视放大率。由于物体位于无限远。物体对人眼所成张角θ眼和对仪器的张角θ是相等的，即θ眼=θ，物体通过望远镜对人眼的张角θ眼‘ 等于仪器像方视场角θ′，即θ眼’ =θ‘。望眼镜的作用是把 视角从原来的θ放大到θ’。设视场光阑的孔径为D 0。则： tan θ=?D 02 f 1=?D 02f 1 tan θ′=?D 02 f 2=?D 02f 2 所以望远镜的视放大率为：Γ= tan θ′ tan θ=?f 1f 2 于此可见欲增大视放大率，必增大物镜的焦距或减小目镜的焦距。 （3）望远镜的极限分辨角 表示观测仪器精度的指标是极限分辨角。若以60''作为人眼的分辨极限，为使望远镜所能分辨的细节也能被人眼分辨，则望远镜的视放大率和它的极限分辨角Φ应满足 ΦΓ=60'' 所以，若要求分辨角减小，视放大率应该增大。或者说望远镜视放大率越大，它的分辨角即精度越高，人眼极限分辨角为 α=1.22λ/D （4）望远镜的结构尺寸 当光学间隔?=0时，目镜观察中间实像应是实像位于目镜的焦平面上，因此从物镜到目镜为望远镜的筒长L =f 1+f 2。 3设计内容 （1）望远镜外形尺寸设计 设计一个开普勒式望远镜，其主要要求如下：
望远镜光路设计
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。最后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 由于白光经过透镜会有色散的现象（Dipersion），因此使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，最后为红光，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况越小。 V＝(ne－1) / ( nF－nC) 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
显微镜和望远镜的工作原理
xx 光学显微镜是为了使肉眼看不清楚的标本影像，人们设想经过一种装置，使肉眼能够观察到该标本组织形态和其间的结构。这种设想的装置就被后人创造问世了。当前广泛应用在各种微小物体的观察、测定、分析、分类、鉴定等。在波长范围上也不限於可见光波段(4000~7000)而且(＞2000)到红外(1~2u)以及用眼睛观察、显微、摄影和一般辐射检测器放大。 显微镜的分类是根据照明方法，有透射型与反射(落射)型二种。透射型显微镜是应用透射照明通过透明物体的打光方法。反射型显微镜是以物镜上方打光到(落射照明)不透明的物体上。另一种分类方法，系根据观察方法的差异，分为明视野显微镜、暗视野显微镜、相位差显微镜、偏光显微镜、干涉相位差显微镜、萤光显微镜等。每种显微镜一般又各有透射型和反射型二种。在这些显微镜中，特别是明视野显微镜是构成所有显微镜中组成最基本的基础。通过这种显微镜观察的物体，穿过透过(吸收)率、反射率，因场所不同而各不相同，这种物体被称为随照明光强度(振幅)变化振幅物体，无色透明物体只有在照明相位改变时，才能被肉眼观察到，由於明视野显微镜不能改变相位，所以对透明不染色标本不能被观察到。 倍率、数值孔径与视场数 显微镜的综合倍率是物镜倍率G1与目镜倍率G2的乘积，G＝G1×G2。G1是1~100倍，G2是5~20的范围。 数值孔径(NumericalAperture)N. A.是决定物镜的分辨率、焦深、图像亮度的基本数据，如图所示，当物镜焦点对好后，物镜前透镜最边缘处的倾斜光线与显微镜光轴所交角成α，此即该物镜的半孔径角设标本数据空间的折射率为n，则N. A.＝n×sinα。 n通常在空气中为1，在物镜与标本间浸入水、甘油、油脂时，该标本折射率，即随浸液不同而异。这种物镜称为浸液系物镜；如是空气时，称为乾燥系物镜。
伽利略望远镜设计说明书
伽利略望远镜设计报告 1. 总体设计要求及方法 课题要求设计一个伽利略望远系统，要求：放大倍率为5X ，筒长为250mm ，物镜最大直径不大于25mm ，接受器为人眼。 伽利略望远镜是由正光焦度的物镜和负光焦度的目镜组成，其放大倍率大于 1。光路图如下： 图 1 伽利略望远镜光路图 为对光学系统进行迭代设计和优化，采用光学设计软件Zemax 对望远镜的物镜、目镜分别进行建模和优化，以取代繁琐复杂的光路计算。之后再将二者组合建模，并对最后的成像质量进行详细的评价。 2. 光学系统设计 2.1 初步参数设计 根据系统设计要求，镜筒长度250mm ，而物镜到目镜的间距为： 'o e l f f =- 视觉放大率要求为5x ，故有： '/5o e f f = l 应当略小于筒长，因此将l 设计为240mm ，计算得出物镜焦距f o ’为300mm ，目镜焦距f e 为60mm 。伽利略望远镜一般以人眼作为视场光阑，物镜框为视场光阑，同时为望远系统的入射窗。由于视场光阑不与物面重合，因此伽利略望远镜
一般存在渐晕现象。出瞳应位于人眼观察处，为方便观察，设定出瞳距离目镜15mm 处，物镜的直径为25mm ，因此出瞳据物镜距离为： ''2z o e z l f f l =-+ 当视场为50%渐晕时，望远镜的视场角为： tan Z D l ω= 计算得出望远镜的视场角ω为2.8°，可见伽利略望远镜的视场非常小。 2.1 物镜设计 2.1.1 结构选择 一般有三种结构形式：折射式、反射式和折返式。而一般军用光学仪器和计量仪器中使用的望远镜物镜为折射式物镜。单透镜的色差和球差都相当严重，现代望远镜一般都采用两块或多块透镜组成的镜组。其中又可分为双胶合物镜、双分离物镜、三分离物镜、摄远物镜，如下图所示。 图 2 常见的物镜结构 双胶合物镜是最简单和常用的望远物镜，由一个正透镜和一个负透镜胶合而成。双胶合物镜的优点为结构简单，制造和装配方便。通过选择材料以及弯曲镜面可以矫正透镜组的球差、彗差和轴向色差。 2.1.2 优化设计 根据前面的计算，物镜焦距f o ’设计为300mm ，最大口径为25mm 。目视光学系统，波段选取为可见光波段0.4μm -0.75μm，并将人眼敏感的绿光0.55μm 设为主要计算波段，如下图所示：
望远镜的基本原理
望远镜的基本原理 望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。一般分为三种。 一、折射望远镜 折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。两种望远镜的成像原理如图1所示。 图1 伽利略望远镜是物镜是凸透镜而目镜是凹透镜的望远镜。光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。把两个放大倍
数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。其优点是结构简单，能直接成正像。 开普勒望远镜由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高。 因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱，如图2所示。 图2
带你认识望远镜的结构与原理
带你认识望远镜的结构与原理 望远镜基本构造 一般来说，常规的双筒望远镜有以下几个部分组成：目镜，物镜，中间的棱镜，两个镜筒的连接部分，以及聚焦系统。根据不同的尺寸大小，放大倍率，和用途以及个人喜好，双筒望远镜又可细分为好几种类型（详见双筒望远镜类型一表）。下图是常规双筒望远镜的基本构造图：
望远镜常见问题解答 1.望远镜上的两个数字代表什么？
望远镜上的两个数字分别代表望远镜的放大倍率和物镜口径。例如10x42的双筒望远镜，代表该望远镜的放大倍率是10x，物镜口径是42mm。10x的倍率表示透过望远镜看到的物体被放大了10倍，即100米处的物体看起来是在10米处。 2.望远镜的放大倍率越大越好吗？ 不是，放大倍数越大，表示远处的目标在视场中显得更大，但同时意味着实际的视场会变得更小，也就是说进入望远镜的光通量会减少，也就是说你看到的目标会变得黯淡审视模糊。同时，放大倍率过大，会造成晃动不易于手持，也会引起眼睛疲劳，不利于观察。 3.双筒望远镜能否选择变倍的？ 可以选择，但最好可变倍数不要太大。变倍望远镜很方便、适合多种用途，是牺牲如下指标为代价的：价格稍高；结构复杂，容易损坏；视角一般偏小；镜片多，分辨能力稍差；逆光表现不如固定倍数，反差会低一点。 4.双筒望远镜和单筒望远镜到底哪一个好？ 如同字面所示，双筒望远镜有左右对称的镜头，便于人用双眼观察。而单筒望远镜是用单眼观察。不过，我们并不能武断地认为双筒望远镜更好。一般来讲单筒望远镜的倍率比双筒望远镜高，可以将远处的物体放得更大。而双筒望远镜虽然比单筒望远镜的倍率低，但由于可以用双眼观察，可以得到立体感。同时由于倍率较低，可以用手
自制天文望远镜(天文爱好者必看)
*自制天文望远镜* 第一章望远镜基本原理 黄隆 1.1 天文望远镜光学原理 望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光，根据光学原埋，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。 折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90 度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。 O=物镜 E=目镜 f =焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d =斜镜 1.2 折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1.影像稳定
折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。 2.彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3.保养 主镜密封，不会被污浊空气侵蚀，基本上不用保养。 折射望远镜的缺点 1.色差 不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。 2.镜筒长 为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六吋口径计算，便是七呎半长，而且用起来又不方便，业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3.价钱贵 光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的 玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的 反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点
1.消色差 任何可见光均聚焦于一点。 2.镜筒短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。 3.价钱便宜 光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通 玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1.遮光 对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜 支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光 星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光 率。 2.影像不稳定 开放式的镜筒往往产生对流现象，很难完满地解决问 题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。 3.主镜变形 温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方，但小口径镜不成问题。 4.保养 镀上主镜表面的铝或银，受空气污染影响，要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。 折射望远镜由二块透镜组成，总共要磨四边光学面，反射望远镜只需要磨一边光学面，所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话，一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。
Φ200道布森反射式望远镜的设计与制作
Φ200道布森反射式望远镜的设计与制作 20CM反射望远镜可以说是目视天文观测的一种标准配置，国内外很多知名的爱好者都拥有这种望远镜，他们用这种望远镜进行了许多卓有成效的观测。多年以前河南开封的张大庆先生就给我磨制了一块Φ200抛物面反射镜（焦距107CM），但由于种种原因我一直没能动手制作。 同好会的寇文也有同样口径和焦距的一面反射镜，他的望远镜已经快完工了。北京另一位天文同好何景阳先生还热情地帮我做了一个铝质镜筒，我想现在该是动手的时候了。 我计划99年上半年制作一个道布森式的反射望远镜，下半年逐步完善它，同时作为一种尝试，为它加装两个步进电机，实现计算机自动控制。 我将把我的每一个设想、每一步实践放在这个网页上，如果你有兴趣，可以与我分享制镜的快乐，如果你有更好的方法，欢迎与我联系。 现在我手头的主要配件如下：
?抛物面反射镜（主镜）：焦距1075mm，直径198mm，厚20mm ?小平面反射镜（副镜）：短边直径35mm，厚12mm ?铝质镜筒：内直径229mm，长度1000mm，壁厚1.5mm ?目镜：接口31.7mm 各种类型的牛顿式反射望远镜，其光学结构都是一样的（见上图），这里就不再罗嗦了。装配望远镜的镜身首先要解决三大问题： ?物镜的安装 ?目镜调焦座的安装 ?副镜的安装 在牛顿式反射望远镜中，镜筒的内径一般比物镜直径大20～30mm，以方便物镜的安装和调节；另外镜筒的长度一般至少应等于物镜的焦距长度，这样目镜开口离镜筒端面有一定距离，可以避免杂散光的干扰，而且主镜焦点伸出镜筒不会太长，否则除非副镜尺寸足够大，当用广角目镜观测时，视场边缘肯定会有光线损失。（然而我的物镜焦距和主镜筒长度并不能满足这个要求。改变物镜焦距显然是不可能的，而加长镜筒长度难度也很大，外观也不好看。所以设计时要着重考虑这个问题，必要时得在某方面作出牺牲。） 只有当主镜的光轴和目镜的光轴完全重合时，望远镜才能达到最好的成像效果。然而即使在家仔细调整好光轴，经过长时间使用或长途运输后，光轴仍可能会歪，所以装配镜身时，主镜的指向、副镜的位置和指向以及目镜的指最好都是可以调节的。这一点在整个望远镜的设计和制作过程中不能忘记。
天文望远镜基础知识介绍
天文望远镜基础知识介绍
天文望远镜基础知识科普 一、望远镜基本原理与天文望远镜 望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器，是通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。 天文望远镜是望远镜的一种，是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。 二、天文望远镜的结构 下面是天文望远镜的结构图，不是说每一款望远镜都是这样的。有的天文望远镜没有寻星镜，有的在镜筒上还安装了中垂来调节平衡。还有会赠送很多其他的天文配件，比如太阳滤镜、增倍镜（巴洛镜）、更多倍数的目镜。 天文望远镜重要部位的作用： 1.主镜筒：观测星星的主要部件。 2. 寻星镜：快速寻找星星。主镜筒通常都以数十倍以上的倍率观测 星体。在找星星时，如果使用数十倍来找，因为视野小，要用主镜筒将星星找出来，可没那麼简单，因此我们就使用一支只有放大数倍的小望远镜，利用它具有较大视野的功能，先将要观测的星星位置找出来，如此就可以在主镜筒，以中低倍率直接观测到该星星。 3. 目镜：人肉眼直接观看的必要部件。目镜起放大作用。通常一部 望远镜都要配备低、中和高倍率三种目镜。 4.天顶镜：把光线全反射成90°的角，便于观察。 5. 三脚架：固定望远镜观察时保持稳定。
三、天文望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先看它的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学性能主要有以下几个指标： 1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。 2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。70mm口径的望远镜，集光力是70/7=10倍。 3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。分辨率主要和口径有关。 4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。 5．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。放大倍数越大，视场越小。 6．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。 因此，衡量望远镜的重要参量是口径。 四、天文望远镜的分类 （一）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：物镜为凸透镜，位于镜筒的前端，来自天体的光线经物镜折射后成像在焦面上，故称为折射望远镜。优点---使用方便，镜体轻巧，便于
第一章 望远镜基本原理
望遠鏡基本原理 1.1望遠鏡光學原理 望遠鏡由物鏡和目鏡組成，接近景物的凸形透鏡或凹形反射鏡叫做物鏡，靠近眼睛那塊叫做目鏡。遠景物的光源視作平行光，根據光學原埋，平行光經過透鏡或球面凹形反射鏡便會聚焦在一點上，這就是焦點。焦點與物鏡距離就是焦距。再利用一塊比物鏡焦距短的凸透鏡或目鏡就可以把成像放大，這時觀察者覺得遠處景物被拉近，看得特別清楚。 折射鏡是由一組透鏡組成，反射式則包括一塊鍍了反光金屬面的凹形球面鏡和把光源作 90 度反射的平面鏡。兩者的吸光率大致相同。折射和反射鏡各有優點，現分別討論。 1.2 折射和反射望遠鏡的選擇 折射望遠鏡的優點 1.影像穩定 折射式望遠鏡鏡筒密封，避免了空氣對流現象。 2.彗像差矯正 利用不同的透鏡組合來矯正彗像差(Coma)。 3.保養
主鏡密封，不會被污濁空氣侵蝕，基本上不用保養。 折射望遠鏡的缺點 1.色差 不同波長光波成像在焦點附近，所以望遠鏡出現彩色光環圍繞成像。矯正色差時要增加一塊不同折射率的透鏡，但矯正大口徑鏡就不容易。 2.鏡筒長 為了消除色差，設計望遠鏡時就要把焦距儘量增長，約主鏡口徑的十五倍，以六吋口徑計算，便是七呎半長，而且用起來又不方便，業餘製鏡者要造一座這樣長而穩定度高的腳架很是困難的一回事。 3.價錢貴 光線要穿過透鏡關係，所以要採用清晰度高，質地優良的玻璃，這樣價錢就貴許多。全部完成後的價錢也比同一口徑的反射鏡貴數倍至十數倍。 反射望遠鏡的優點 1.消色差 任何可見光均聚焦於一點。 2.鏡筒短 通常鏡筒長度只有主鏡直徑八倍，所以比折射鏡筒約短兩倍。短的鏡筒操作力便，又容易製造穩定性高的腳架。 3.價錢便宜 光線只在主鏡表面反射，製鏡者可以購買較經濟的普通玻璃去製造反射鏡的主要部份。
天文望远镜各种类目镜的详细介绍与图解
目鏡的作用是把望遠鏡主鏡的影像放大，雖然一塊透鏡也可以造成目鏡，但為了達至最佳效果，大多數的目鏡都是由二塊或者多至七塊透鏡組成。 目鏡主要由兩組透鏡合成，對著主鏡，接收著主鏡光束的透鏡稱為視場透鏡(field lens)，接近眼睛的
透鏡是目透鏡(eye lens)。 正目鏡和負目鏡 目鏡可分為正目鏡和負目鏡，正目鏡表示望遠鏡成形的實像 ( real image ) 在目鏡之外；負目鏡則表示望遠鏡的的虛像 ( virtual image ) 出現於目鏡內。所以正目鏡可當普通放大鏡用，把擺放在目鏡前的物體放大，負目鏡則不可以。 a.出射瞳孔 ( Exit pupil )
由主鏡射進來目鏡的光束，再離開目鏡的目透鏡成為細小光束的橫切直徑，就是出射瞳孔，或稱作藍斯登環 ( Ramsden disk ) 。出射瞳孔愈大，影像愈光亮。 出射瞳孔最好能夠配合人的瞳孔在晚間的寬度，約 5mm 至 9mm，這樣在黑夜觀看暗星体最恰當。應該要說清楚一點，出射瞳孔是要比我們的瞳孔細一些，否則進入不到眼睛的多餘光，便給浪費了. 出射瞳孔
出射瞳孔的直徑由入射瞳孔光束的大小所限制，入射瞳孔即望遠鏡的口徑，它們的關係在第一章中己列出。至於量度出射瞳孔的直徑，我們可以用一張白紙或磨砂玻璃放在目鏡後，量度最清晰的光環。得到它的直徑後，我們還可以用下列公式求出不知目鏡焦距的值。 例: 望遠鏡直徑 8 吋，焦距 56 吋，由望遠鏡系統量度到的出射瞳孔直徑是 1/14 吋，求自製目鏡的焦距。
出射瞳孔直徑和觀察用途 倍率出射瞳孔直徑每吋放大倍數觀察對象 十分低倍4~7 mm3~6 x寬視野深空星體。 低倍2~4 mm6~12 x常用倍率，找尋星星和觀看深空星體。 中倍1~2 mm12~25 x 月亮，行星，細小深空星體，寬視角雙星。 高倍0.7~1.0 mm25~35 x 月亮，在大氣穩定下觀看行星，雙星，星團。 十分高倍0.5~0.7 mm35~50 x大氣穩定下觀看行星和窄視角雙星。 b.目視距離 ( Eye relief )
光学设计实验(一)望远镜系统设计实验
光学设计实验（一） 望远镜系统设计实验 1 实验目的 （1）通过设计实验，加深对已学几何光学、像差理论及光学设计基本知识、一般手段的理解，并能初步运用； （2）介绍光学设计ZEMAX 的基本使用方法，设计实验通过ZEMAX 来实现 2 设计要求 (1) 设计一个8倍开普勒望远镜的目镜，焦距f’=25mm ，出瞳直径D ’=4mm ，出瞳距>22mm ，视场角2ω’=25?；考虑与物镜的像差补偿，目镜承担轴外像差的校正，物镜承担轴上像差的校正。（总分：30分） （2）设计一个8倍开普勒望远镜的物镜，其焦距、相对孔径D/f ’、视场角、像差补偿要求根据设计（1）的要求来确定，要求给出计算过程。（总分：30分） （3）将上述物镜与目镜组合成开普勒望远镜，要求望远镜的出射光束角像差小约3’左右。如不符合要求，可结合ZEMAX 中paraxial 理想光学面，通过控制视觉放大倍率和组合焦距为无限大（如f ’>100000）等手段。（总分：30分） （4）回答和分析设计中的相关问题（总分：10分） 所有设计中采用可见光（F ，d ，C ）波段。 问题1：望远光学系统和开普勒望远镜的特点 问题2：目镜的光学特性和像差特点 问题3：常用的目镜有哪些？常用的折射式望远物镜有哪些？ 问题4：望远镜系统所需要校正的主要像差有那些？ 提示：目镜采用反向光路设计，目镜包括视场光阑，注意目镜孔径光阑的设置。 判定出射光束角像差小约3’左右的方法：在像面前插入一个paraxial 类型的面，若该面焦距（即与像面之间的距离）为1000mm ，则Spot diagram 的Geo Radius 则应小1mm 。 m 91512.5 COS 343831000COS 34383 22'μω=??=??≤f R 3 设计流程
光学课程设计--双筒棱镜望远镜设计
《光路设计》 课程设计报告 题目：双筒棱镜望远镜设计 院（系）：信息科学与工程学院 专业班级：光电1202班 学生姓名： 学号：20101182117 指导教师： 20 14 年 12 月 29 日至20 15 年 1 月 9 日
目录 设计任务与要求 (3) 设计步骤 (4) 一、外形尺寸计算 (4) 二、光学系统选型 (6) 三、物镜的设计 (7) 1、用PW法计算双胶合物镜初始结构： (7) （1）求h，z h，J (7) （2）求平板像差 (7) （3）求物镜像差 (7) （４）计算Ｐ，Ｗ (8) （５）归一化处理 (8) （６）选玻璃 (8) （７）求形状系数Ｑ (9) （８）求归一化条件下透镜各面的曲率 (9) （９）求薄透镜各面的球面半径 (9) （１０）求厚透镜各面的球面半径 (9) 2、物镜像差容限的计算 (10) 3、物镜像差校正 (11) 4、物镜像差曲线 (13) 四、目镜的设计 (14) 1、用PW法计算凯涅尔目镜初始结构 (14) （１）接目镜的相关参数计算 (14) （2）场镜的相关参数计算 (15) 2、目镜像差容限的计算 (16) 3、目镜像差校正 (17) 4、目镜像差曲线 (20) 五、光瞳衔接与像质评价 (20) 1、光瞳衔接 (20) 2、像质评价 (21) 3、总体设计评价 (21) 学习体会 (22)
设计任务与要求 设计题目：双筒棱镜望远镜设计 设计技术要求：双筒棱镜望远镜设计，采用普罗I型棱镜转像，系统要求为： 1、望远镜的放大率Γ＝6倍； 2、物镜的相对孔径D/f′＝1：4（D为入瞳直径，D＝30mm）； 3、望远镜的视场角2ω＝8°； 4、仪器总长度在110mm左右，视场边缘允许50%的渐晕； 5、棱镜最后一面到分划板的距离>＝14mm，棱镜采用K9玻璃，两棱镜间隔为2～5mm。 6、lz ′>8～10mm
伽利略望远镜设计原理
光电技术学院 ——望远镜系统结构设计专业：电子科学与技术 班级：光电子082班 姓名：张毅 学号：2008031161 指导老师：张翔
2010年5月28日 目录 第一章引言......................................................................................... . (3) 第二章概述 (3) 2.1 课程设计的目的及意义 (3) 2.2 课程设计的内容 (3) 2.3 望远镜的介绍 (3) 2.4 望远镜的分类 (4) 第三章伽利略望镜工作原理及发展简史 (5) 3.1 望远镜的工作原理 (5) 3.2 望远镜发展简史 (5) 第四章望远镜的主要特性分析 (6) 4.1 望远镜的主要特性分析 (6) 4.2 开普勒望远镜的参数计算 (8) 第五章物镜和目镜的选择 (9) 5.1 物镜的选择 (9) 5.2 物镜实例 (10) 5.3 目镜的选择 (12) 5.4 目镜实例 (13) 第六章测微准直望远镜 (15) 6.1 测微准直望远镜概述 (15) 6.2 测微准直望远镜计量特性 (15) 第七章棱镜转向系统 (16) 7.1 Porro棱镜结构及其点 (16) 7.2 Roof棱镜结构及其特点 (16) 7.3 折转形式望远镜系统分 (17) 7.4 类似棱镜结构晶体分析 (17) 第八章光学系统初始结构参数计算方法 (17) 第九章光栅 (19) 第十章心得体会 (19)
第十一章参考文献 (20) 第一章引言 本课程的任务是在学习工程光学基础、光学测试技术等技术基础课程的基础上，进行光学仪器的设计，目的是让学生了解光学设计中主要的环节，掌握光学仪器设计、开发的基本方法，以便今后能从事光学仪器的设计、研发工作。本课程主要研究光学仪器设计中的基本部分，如：光源、目镜、物镜、分化板等，以及光学仪器设计中考虑的基本问题，如：物象位置关系、系统放大倍数、系统分辨率、相差等。课程涉光学基础、光学测试技术、误差理论及数据处理、精密仪器设计等多方面。光学设计过程分为四个阶段：外形尺寸计算、初始结构计算、象差校正和平衡以及像质评价。了解光学系统的光学特性、光学系统的设计过程。初级像差理论与像差的校正和平衡方法，像质评价与像差公差，光学系统结构参数的求解方法。望远物镜设计的特点、双胶合物镜结构参数的求解和光学特性。目镜设计的特点、常用目镜的型式和像差分析。 关键词：光学系统成像质量像差像距望远镜 第二章概述 2.1 课程设计的目的及意义 运用应用光学的知识，了解望远镜工作原理的基础上，完成望远镜的外形尺寸，物镜组，目镜组及转向系统的简易设计原理。了解光学系统中pw法的基本原理。 2.2 课程设计的内容 初级像差理论与像差的校正和平衡方法，像质评价与像差公差，光学系统结构参数的求解方法。望远物镜设计的特点、双胶合物镜结构参数的求解和光学特性。 目镜设计的特点、常用目镜的型式和像差分析。 2.3 望远镜的介绍 1．望远镜系统：望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼,使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。 2．望远镜的一般特性 望远镜的光学系统简称望远系统，是由物镜和目镜组成。当用在观测无限远物体
伽利略望远镜和开普勒望远镜的区别
伽利略望远镜和开普勒望远镜的区别 开普勒式望远镜，折射式望远镜的一种。 物镜组也为凸透镜形式，但目镜组是凸透镜形式。 这种望远镜成像是上下左右颠倒的，但视场可以设计的较大，最早由德国科学家开普勒（Johannes Kepler）于1611年发明。 为了成正立的像，采用这种设计的某些折射式望远镜，特别是多数双筒望远镜[1]在光路中增加了转像稜镜系统。 此外，几乎所有的折射式天文望远镜的光学系统为开普勒式。 开普勒式原理由两个凸透镜构成。 由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板（安装在目镜焦平面处），并且性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。 但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。 正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。 我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。 这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。 透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高，但俄罗斯20×50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透镜正像系统。开普勒式望远镜看到的是虚像,物镜相当于一个投影仪,目镜相当于一个放大镜.伽利略望远镜：物镜是会聚透镜而目镜是发散透镜的望远镜。 光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。 伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。
其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。 把两个放大倍数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为观剧镜；因携带方便，常用以观看表演等。 伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。 它由一个凹透镜（目镜）和一个凸透镜（物镜）构成。 其优点是结构简单，能直接成正像。 你可以用很低的费用制作一架伽利略式望远镜。 伽利略望远镜从文化用品商店买一块直径、焦距大一些的眼镜片作为物镜和一块焦距、直径较小的透镜作为目镜。 伽利略望远镜用胶水和小槽把两块镜片装在硬纸筒内，再做一个简单的台座，于是一架能够看到月亮上的群山、银河中的繁星和木星的卫星的望远镜便制成了。 想想看，伽利略就是用这人发现的。但是切记，不要通过望远镜直接观察太阳，以免高温灼伤眼睛！伽利略的折射望远镜有一个令人讨厌的缺点，就是在明亮物体周围产生假色。 假色产生的症结在于通常所谓的白光根本不是白颜色的光，而是由组成彩虹的从红到紫的所有色光混合而成的。 当光束进入物镜并被折射时，各种色光的折射程度不同，因此成像的焦点也不同，模糊就产生了。