光学课程设计 望远镜系统结构参数设计Word文档下载推荐.docx

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并介绍光学设计中的PW法基本原理。

同时对光学系统中存在的像差进行分析。

四望远镜的介绍

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。

三望远镜的分类

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

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2——4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。

2，反射望远镜

该类镜最早由牛顿发明，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。

四开普勒望远镜和伽利略望远镜

1.开普勒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（JohannesKepler）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。

以下是开普勒（Keplertelescrope）望远镜光路图：

　　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,物镜相当于一个照相机,目镜相当于一个放大镜.。

开普勒望远镜结构特点：

1、开普勒望远镜是世界是第一个真正能发现类地行星的太空任务，它将发现宜居住区围绕像我们太阳似的恒星运转的行星。

水是生命之本，此宜居住区得是恒星周围适合于水存在的一片温度适宜的区域，在这种温度下的行星表面可能会有水池存在。

　　2、在开普勒望远镜三年半多的任务结束之前，它将让我们更好地了解其它类地行星在人类银河系到底是多还是少。

这将是回答一个长久问题的关键一步。

　　3、开普勒望远镜通过发现恒星亮度周期性变暗来探测太阳系外行星。

当人类从地球上某个位置来观察天空时，如果有行星经过其母恒星的前面，就能发现此行星会导致其母恒星亮度稍微变暗。

开普勒望远镜更能洞悉这一情况。

　　4、开普勒望远具有太空最大的照相机，有一个95兆像素的电荷偶合器（CCD）阵列，这就像日常使用的数码相机中的CCD一样。

　　5、开普勒望远镜如此强大，以至于它从太空观察地球时，能发现居住在小镇上的人在夜里关掉他家的门廊

1．开普勒望远镜放大原理和光路图

图1开普勒望远镜的光路图

图2

图1所示为开普勒望远镜的光路示意图，图中L0为物镜，Le为目镜。

远处物体经物镜后在物镜的像方焦距上成一倒立的实像，像的大小决定于物镜焦距及物体与物镜间的距离，此像一般是缩小的，近乎位于目镜的物方焦平面上，经目镜放大后成一虚像于观察者眼睛的明视距离于无穷远之间。

物镜的作用是将远处物体发出的光经会聚后在目镜物方焦平面上生成一倒立的实像，而目镜起一放大镜作用，把其物方焦平面上的倒立实像再放大成一虚像，供人眼观察。

用望远镜观察不同位置的物体时，只需调节物镜和目镜的相对位置，使物镜成的实像落在目镜物方焦平面上，这就是望远镜的“调焦”。

望远镜可分为两类：

若物镜和目镜的像方焦距均为正（既两个都为会聚透镜），则为开普勒望远镜，此系统成倒立的像；

若物镜的像方焦距为正（会聚透镜），目镜的像方焦距为负（发散透镜），则为伽利略望远镜，此系统成正立的像。

2伽利略望远镜

伽利略望远镜的物镜由正透镜构成，目镜由负透镜构成，如图10-14所示。

该系统最早是在1608年由荷兰人发明的，伽利略首先将它用于天文观察，并发现了木星的卫星，故称为伽利略望远镜。

图10-14伽利略望远镜光路图

伽利略望远镜结构紧凑，筒长短，系统成正像。

但是该系统的目镜是负透镜，当物镜为孔径光阑时，出瞳位于目镜前，很难和眼睛重合。

因此，该系统作为助视光学仪器时，眼睛常为

孔径光阑，物镜为视场光阑，导致该系统存在渐晕现象。

同时，因为它不存在中间的实像，不可以设置分划板进行物体线度的测量等原因，逐渐被开普勒望远镜所代替。

五望远镜外形尺寸设计

设计一个光学系统，一般可以分为两个阶段：

第一阶段为初步设计阶段，通常叫做外

形尺寸计算；

第二阶段为像差设计阶段。

光学系统外形尺寸计算的任务是根据对仪器提出的要求，如光学特性，外形，重量以

及有关技术条件等，确定系统的组成，各组元的焦距，各组元的相对位置和横向尺寸等。

外形尺寸计算的主要依据是高斯光学理论，为了保证设计顺利进行，用像差理论对计算结

果作一些粗略地估计和分析也是必要的。

像差计算的任务是按照第一阶段设计计算结果，确定各组元的结构参数

径，厚度以及所用材料等等，并保证满足成像质量的要求。

本节仅以简单望远镜系统为例，说明光学系统外形尺寸设计计算的一般方法。

计算一个简单开普勒望远系统的外形尺寸。

该系统只包括物镜和目镜，要求镜简长度

L=315nm,Γ=20*,2ω=3°

20′

以下是开普勒望远镜的光路示意图

1．目镜的视场角

根据可见光系统对目镜的要求。

先求目镜的视场角。

将视放大率Γ=20*，视场角

ω=1°

40′带入公式tgω’=Γ*tgω，可求出ω’=33°

20’。

2ω’=66°

40’.

2．求物镜和目镜的焦距

由上面给出的已知条件，联立方程组可得：

L=f物’+f目’

Γ=-f物’/f目’

所以，f物’=300mmf目’=15mm

1．求物镜的通光口径

物镜的的通光口径取决于分辨率的要求。

若要是物镜的分辨率与放大率相适应，可根据望远镜的口径与放大率关系式Γ>

=D1/2.3求出D1。

为了减轻眼睛的负担，可取Γ=（0.5——1）D1关系。

如此，D1=（1——2）Γ。

取系数为1.5，则

D1=1.5Γ=30mm

2．求出瞳直径

D1’=D1/Γ=1.5mm

3．求视场光阑的直径D2

D2=2*f物’*tanω=2*300*0.029=17.4

7．求出瞳距Lz’

利用牛顿公式可求得出瞳距Lz’为

Lz’=f目’+f目*f目’/-f物’=-L/Γ

所以Lz’=-L/Γ=300/20=15mm

8．求目镜的口径D目

D目=D1’+2Lz’tanω’

=1.5+2*15*0.658=21.229

六望远镜的工作原理

1望远镜系统的垂轴放大率、角放大率、、视放大率

望远镜是用来观察无限远目标的仪器，根据上节讨论的对目视光学仪器的共问要求，仪器应出射平行光，成像在无限远，这样望远镜应该是一个将无限远目标成像在无限远的无焦系统：

刘于无限远目标，通过一定焦距的透镜组，将成像在透镜组的像方焦平面上，而不是无限远，不可能构成望远系统，联系上节讨论的放大镜和显微镜的构成，可以想到，再加一目镜，使透镜组的像方焦平面与目镜物方焦平面重合，这种组合就实现了把无限远目标成像到

无限远的目的，如图3—9（a）所示、

望远镜是扩人人眼对远距离目标观察的视觉能力的。

它必须要起到扩大视角的作用