光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的文章分析

1、光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的文章分析望遠(yuǎn)鏡的分類望遠(yuǎn)鏡 _II折射斐遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡|I-III開普勒姑拘成利略姑枸 牛頓結(jié)皆力塞格愴姑構(gòu)成像原理簡介廣義上的望遠(yuǎn)鏡不僅僅包括工作在可見光波段的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡， 還包括射電，紅外，紫外，X射線，甚至Y射線望遠(yuǎn)鏡。我們探討 的只限于光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。1609年，伽利略制造出第一架望遠(yuǎn)鏡，至今已有近四百年的歷 史，其間經(jīng)歷了重大的飛躍，根據(jù)物鏡的種類可以分為三種：1，折射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡的物鏡由透鏡或透鏡組組成。早期物鏡 為單片結(jié)構(gòu)，色差和球差嚴(yán)重，使得觀看到的天體帶有彩色的光斑。 為了減少色差，人們拼命增大物鏡的焦距，1673年，J.Hevelius 制造了一架長達(dá)46米的望

2、遠(yuǎn)鏡，整個(gè)鏡筒被吊裝在一根30米高的 桅桿上，需要多人用繩子拉著轉(zhuǎn)動(dòng)升降?；莞垢纱鄬⑽镧R和目鏡 分開，將物鏡吊在百尺高桿上。直到19世紀(jì)末，人們發(fā)明了由兩塊 折射率不同的玻璃分別制成凸透鏡和凹透鏡，再組合起來的復(fù)合消 色差物鏡，才使得這場長度競賽得到終止。折射望遠(yuǎn)鏡分為伽利略結(jié)構(gòu)和開普勒結(jié)構(gòu)兩類。其中，伽利略 結(jié)構(gòu)歷史最悠久，其目鏡為凹透鏡，能直接成正立的像，但是視場 小，一般為民用 的24倍的兒童玩具采用。而絕大多數(shù)常見的 望遠(yuǎn)鏡都是開普勒結(jié)構(gòu)，其目鏡一般是凸透鏡或透鏡組，由于其光 路中有實(shí)象，可以安裝測距或瞄準(zhǔn)分劃板用來測量距離。但是簡單 的開普勒結(jié)構(gòu)所成的像是倒立的，需要在光路內(nèi)加上正

3、像系統(tǒng)使其 正過來，常見的正像系統(tǒng)為普羅棱鏡或屋脊棱鏡，既起到正像的作 用，又使光路折回，縮短整機(jī)長度。（見圖）PfitmPW。Pfwn2,反射望遠(yuǎn)鏡該類鏡最早由牛頓發(fā)明（見插圖），其物鏡是凹面反射鏡，沒有 色差，而且將凹面制成旋轉(zhuǎn)拋物面即可消除球差。凹面上鍍有反光 膜，通常是鋁。反射望遠(yuǎn)鏡鏡筒較短，而且易于制造更大的口徑， 所以現(xiàn)代大型天文望遠(yuǎn)鏡幾乎無一例外都是反射結(jié)構(gòu)。反射望遠(yuǎn)鏡的結(jié)構(gòu)里，除了主物鏡外，還裝有一或幾個(gè)小的反 射鏡，用來改變光線方向便于安裝目鏡。由于反射式望遠(yuǎn)鏡的入射 光線僅在物鏡表面反射，所以對(duì)光學(xué)玻璃的內(nèi)部品質(zhì)比折射鏡要求 低。1990年，美國在夏威夷建成當(dāng)時(shí)口徑最大的凱

4、克望遠(yuǎn)鏡，該鏡 采用了一些前所未有的新技術(shù)：1，主物鏡由36面六邊形薄鏡片拼 和而成，厚度僅為10厘米。2,有計(jì)算機(jī)控制背面直撐點(diǎn)，補(bǔ)償重 力引起的形變。3,能通過改變鏡面曲率補(bǔ)償大氣擾動(dòng)。這些新技術(shù) 的采用使得人類發(fā)射太空望遠(yuǎn)鏡的要求不再迫切。3,折反射望遠(yuǎn)鏡。折反射望遠(yuǎn)鏡的物鏡是由折射鏡和反射鏡組合而成。主鏡是球 面反射鏡，副鏡是一個(gè)透鏡，用來矯正主鏡的像差。此類望遠(yuǎn)鏡視 場大，光力強(qiáng)，適合觀測流星，彗星，以及巡天尋找新天體。根據(jù) 副鏡的形狀，折反射鏡又可以分為施密特結(jié)構(gòu)和馬克蘇托夫結(jié)構(gòu)， 前者視場大，像差?。缓笳咭子谥圃熘两駴]有一個(gè)光學(xué)系統(tǒng)是完美的。為了平坦且 清晰的成像，往往必須把光學(xué)

5、系統(tǒng)設(shè)計(jì)的十分復(fù)雜。如此一來，不 但透光度變差，還得付出很高的制造成本。因此簡單的鏡片組而且 能保有高品質(zhì)成像的光學(xué)系統(tǒng)是光學(xué)設(shè)計(jì)的努力目標(biāo)。一個(gè)好的光學(xué)系統(tǒng)都出自設(shè)計(jì)者的巧思。它能在最 簡單的鏡片組合下產(chǎn)生最佳的成像品質(zhì)。不過在許多設(shè)計(jì)中，往往 會(huì)遇到球面像差與彗形像差難以取舍的窘境（天文望遠(yuǎn)鏡光學(xué)與機(jī) 械）。當(dāng)你能同時(shí)處理這些像差的時(shí)候，系統(tǒng)卻又發(fā)生嚴(yán)重的色差。 最彳爰好不容易解決了所有的色像差，卻又發(fā)生成像的變形。因此光 學(xué)系統(tǒng)的設(shè)計(jì)在在考驗(yàn)設(shè)計(jì)者的經(jīng)驗(yàn)與智力。希望透過以下的天文望遠(yuǎn)鏡的演進(jìn)，讓你了解前人的成果。折射式望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)由於白光經(jīng)過透鏡會(huì)有色散的現(xiàn)象(Dipersion)，因此使

6、得光學(xué)系 統(tǒng)除了球面像差與彗形像差之外又多了影像不清晰的光源。由上圖 可知，藍(lán)光的折射率較大，其次為綠光，最彳爰為紅光，因此不同顏 色的入射光產(chǎn)生，卻有不同的聚焦點(diǎn)。好的光學(xué)系統(tǒng)除了成像品質(zhì) 之外，還必須考慮消色差的效果。基本上，我們在處理可見光的光路分析時(shí)，是?用藍(lán)色的F line(486.13nm)、紅色的 C line(656.27nm)與綠色的 e line(546.07nm) ?作為分析的主要光源。要查看鏡片的色差情形， 可以用色散數(shù)值 V( Dispersion Number or Abbe number )。V 越 大表示鏡片的色散的情?越小。V=( ne 1 ) / ( nFn

7、C )對(duì)於一個(gè)D=5公分，f=20公分 的兩片鏡片組合，我們可以由下 圖的光路分析了解他們各自聚焦的一致性。其實(shí)這就是球面像差的 檢測工作！D = 5公分f=20公分第一片鏡片R1 = 18公分R2 = 19公分 中心厚度=0.84公分 間隙0.1公分第二片鏡片R3 = 19公分R4=22公分 中心厚度=0.98公分 為了更清楚的說明，我們藉由（上右圖）了解不同三種色光隨著入 射的高度（離中心的光軸），誤差越越大。換句話說，越靠近鏡片 邊緣的球面像差越嚴(yán)重。至於在鏡片的任何位置，色差都是一樣的 糟糕。（上左圖）是我們彗形像差的分析圖，或稱為OSC圖，一般 而言O(shè)SC0.001才能算是好的鏡片組

8、?？梢娺@組鏡片的組成是不合 格的！因此我們必須透過幾何光學(xué)的技術(shù)，重新調(diào)整并全面評(píng)估鏡片組的 效能。經(jīng)過分析彳爰，得到以下的光路圖。我們可以很清楚地發(fā)現(xiàn)球面像差與色差在鏡片的邊緣有了很大的改 善（請(qǐng)注意x軸的刻度是之前的1/10）。此外彗形像差在邊緣區(qū)域 也獲得的極大的改善。兩片式的鏡片組我們稱為Achromatic Objective。（問題一:這個(gè)叫普消?）若是我們希望能夠獲得更好的成像結(jié)果，必須加入第三片不同材質(zhì) 的鏡片來改善色差的問題。經(jīng)過光路分析彳爰，我們依舊是以D = 5公分f=20公分來做為范例。第一片鏡片R1 = 11.6公分R2 = 32.565公分 中心厚度= 0.876公

9、 分間隙0.1公分第二片鏡片R3 = 41.684公分R4 = 5.703公分 中心厚度= 0.498公 分間隙0.1公分第三片鏡片R5 = 5.931公分R6 = 24.524公分 中心厚度= 0.88 公分由右下圖，我們發(fā)現(xiàn)色差與球面像差有極大的改善，在鏡片邊緣處 幾乎沒有色差與球面像差。但是對(duì)於彗形像差的控制卻是普通，雖 然它可以滿足(OSC0.001 )容忍誤差。三片式鏡片組我們稱為 Apochromatic Objective，或者簡稱 APO。選擇鏡片材質(zhì)首先，我們必須選擇合適的材料。通常第一片的折射率會(huì)較低、此 外色散的情況也比較少，像螢石(Fluorite)就是一個(gè)很好的材質(zhì)。

10、 第二片鏡片的折射率要比較高，而且要選擇高色散的材質(zhì)。消色差(chromatic)利用幾何光學(xué)的技巧，在鏡片組的合焦上，要求藍(lán)光與紅光的焦距 相同。有了這個(gè)條件后，兩片鏡片的曲度必須維持一定的比例關(guān)系。 我們透過這個(gè)比例關(guān)系，與建構(gòu)好的光路程式來回驗(yàn)證，最后找到 可以消除球面像差與彗形像差的最佳曲面。這其中的嘗試錯(cuò)誤必須 藉由經(jīng)驗(yàn)與耐心。最彳爰的確認(rèn)沒有完美的鏡片組合。常常為了消除像差而犧牲了色差！兩片鏡片 組原則上是無法消去紫色光，而且藍(lán)光的矯正往往過多、紅光卻是 不足，所以第三片鏡片的修正是需要的。一般而言，三片鏡片組算 是一個(gè)不錯(cuò)的組合，不過設(shè)計(jì)起?可是十分繁瑣，必須有很多的經(jīng)驗(yàn) 才能勝

11、任。目前坊間有許多光學(xué)設(shè)計(jì)的軟體，雖然我們可以透過他? 達(dá)到光路設(shè)計(jì)的目的，但是自己寫程式來計(jì)算，可以更深入了解光 路運(yùn)作的物理觀念。D = 5公分f=20公分第一片鏡片R1 = 16公分R2 = 6.89公分 中心厚度= 0.77公分間隙0.14公分第二片鏡片R3 = 6.6公分R4= 15.02公分 中心厚度= 1.12公m7Primary Mirrorm VQblique Mirrar牛頓式望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)球面鏡：全域球面像差。彎曲的成像場。由於是對(duì)稱的鏡面，因此 沒有彗形像差。拋物面鏡：中心處完美成像，邊緣有球面像差與彗形像差。彎曲的 成像場。說明：球面鏡的對(duì)稱光軸是它的最大優(yōu)點(diǎn)，這是拋物面

12、鏡遠(yuǎn)遠(yuǎn)不及 的。不過因?yàn)閽佄锩骁R中心處的成像品質(zhì)完美，因此目前是 Newtonian Type的主流。其實(shí)選用拋物面鏡或球面鏡，誰好誰?？ 完全是見仁見智的問題。此外，不管用何種形式，它們的成像場都 在弧面上，因此還有嚴(yán)重的彎曲的成像場。觀點(diǎn)：對(duì)于來自無窮遠(yuǎn)目標(biāo)的軸上光線,經(jīng)拋物面反射鏡反射后均交 于一點(diǎn)，形成一個(gè)沒有球差的衍射極限像。然而，拋物面反射鏡只對(duì) 軸上無限遠(yuǎn)目標(biāo)無球差，對(duì)于軸外點(diǎn)目標(biāo)不但有軸外球差,而且慧 差、像散等也很嚴(yán)重。因此，牛頓式反射鏡系統(tǒng)的視場是十分有限的。Primary Mirror2nd Mirror卡塞格林系統(tǒng)（修正彎曲的成像場）Classic Cassegrain利用2nd Mirror ?矯正彎曲的像場以改進(jìn)Newtonian Type的部分缺點(diǎn)。但是這種設(shè)計(jì)基本上還是無法克服彗 形像差。由於2nd Mirror是凸面鏡，因此光學(xué)系統(tǒng)很難設(shè)計(jì)成短焦 比。為了進(jìn)一步矯正像差，還有其它的設(shè)計(jì)形式。