天文望远镜制作图文精.docx

1、天文望远镜制作图文精天文望远镜制作图文精 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=

2、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

3、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

4、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

5、远镜。至于选择何种类形的望远镜则视乎个别天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以 下的折射望远镜已足够作普通观测研究的用途。若果兴趣是观察行星或双星,便应该设计八 吋口径而放大倍数高的反射望远镜,因为如此大口径的折射镜十分难制造,价钱非常昂贵,而且又非常笨重。从经济和难度考虑,初学者最适宜自制反射式望远镜。1.3 反射望远镜的设计 反射望远镜有数种设计,现在只谈谈结构简单的牛顿式。牛顿式望远镜最主要的结构是一块镀上反射物质的球面或拋物面玻璃。球面镜作用是把 星星来的平行光反射聚焦一点,然后靠一块细小光学平面镜放置于焦点前,把光作 90 度角 的反射至望远镜筒的边缘,再由一块凸透镜将形像放大,

6、便获得普通望远镜应有之效果。不 过球面镜中心和旁边的反射角不同,故此成像并不完全聚焦于同一点上,而形成 球面差;但 拋物面 郄可矫正这缺点,使离开光轴较远的光线也可以同时聚于焦点上,因此实际上牛顿 式望远镜主镜乃拋物线面。放 大 倍 数 望远镜的放大倍数是物镜和目镜焦距之比。即物镜焦距愈长,放大倍率愈高;目镜焦距 愈短,放大倍率愈高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直径求得,入射瞳孔通常即 望远镜物镜直径。放大倍数愈低,影像愈清晰,最宜观测暗星云。放大率高则可用来看行星表面的微细结 构,但光度很弱。每枝望远镜的最高有效放大倍数是物镜直径的 50 倍。例如六吋口径望远 镜便可放大到 300倍

7、。虽然天文望远镜的物镜焦距是不能改变的,但望远镜放大倍数则不是固定的,它可以通 过变换目镜焦距的方式而获得不同的倍率。但目镜制造困难,多数购自光学商店,业余制镜 者只自制主镜部份。1 吋=25.4 毫米(mm 焦比(Focal Ratio 望远镜放大倍数不能无限制的增加,即目镜不能太短;最短约四毫米,主镜焦距亦不能 太长,究竟焦距长度如何决定呢?通常焦距和物镜直径的比例不能超过一个数值,它们的比 值称为焦比,焦比是用来表示望远镜的特性的指针,焦比即照相机上的光圈,焦比值多数定 于 2.5 和 1 1 之间。例如六吋望远镜焦距最长可达 66 吋,最短是 15 吋。焦比的限制是和望远镜的曲率有关,

8、焦比大,球面和拋物面值相差不远,主镜磨成球面 便行。但焦比太大,镜筒便会很长,搬运不方便,脚架制作也不容易。焦比短,球面主镜便 不能把平行光聚于一点,形成球面差,那时要将球面修改成拋物面就颇费功夫。另一方面,照相曝光时间和焦比的平方成正比,所以焦比值越小曝光时间越短,拍摄暗 星体时便很有用,故多用作观测或拍摄星云、星团。焦比大,焦距长度增加,放大倍率高,故此多用作观测行星。集光本领(Light Gathering Power 望远镜口径愈大,集光力愈强,可以看见星星的数目亦增加,集光力是望远镜收集光线比眼 睛强多少倍的意思。集光本领乃望远镜物镜直径平方和瞳孔直径平方之比。人的瞳孔,日间 受光影

9、响,故收缩,晚上则尽量扩大,直径伸缩由四毫米至八毫米,平均值是七毫米。望远镜比肉眼大上许多倍,以一枝 150 毫米即六吋口径反射镜来计算,就比肉眼看东 西明亮 495 倍。当然望远镜口径大还可以观察到更加暗的星星,口径和星等的关系如右。人的瞳孔是固定的,所以要增加集光本领就唯有向物镜直径打主意,造一枝大口径望 远镜。但大口径镜的球面和拋物面值相差颇大,一定要磨成拋物面,初学者未掌握好磨镜技 术的话,应该以小口径开始。另外大口径望远镜又必须做一座重型精密、稳定性高的脚架,否则在调校光轴,对准星体时就会出现困难。而机械制作所花的时间可能远比磨镜还多,这 样可令至初学者兴趣慢慢减低。而搬运如此重的装

10、备往郊外观测也很成问题。经历数次辛劳 后,望远镜可能被放置在屋角去渡其晚年。分 辨 本 领(ResolvingPower 集光本领,放大倍数并不能表达望远镜的质素,望远镜质地取决于它的分辨本领,它就是分 开两颗很相近的双星的最高能力。分辨力高,星像清晰的六吋镜会远比只得集光力强的大口 径十吋镜实用得多。天文观察要求光学质素最高,若大口径镜只看见模糊的星像,用处就不 大,只可用来看看风景吧!英国业余天文学家杜氏(Dawes 根据观测双星的经验,计算出望远镜口径的最高分辨能 力,这就是著名的杜氏极限(Dawes Limit。六吋口径望远镜,分辨本领最高是 0.76 弧秒,虽然因星空观察受大气流动影

11、响,而会 使分辨本领降至一弧秒,但已经比肉眼只可分辨两颗距离一弧分以上双星的能力要大上六十 倍。以天文爱好者的需要和能力来决定,初学者最适宜自制一枝六吋口径,48 吋焦距,焦 比是八的牛顿式望远镜,因为主镜只需要磨成一个球面,镜筒短,脚架制造比较容易。若喜 欢轻巧和方便携带的可造一枝 120 毫米口径,720 毫米焦距,即 f/6的望远镜。第二章 磨镜材料与工具 2.1 应用材料 a.厚玻璃两块 主镜和工具板厚玻璃板两块。标准主镜厚度大约是直径的六分一,工具板比较薄,约八分一。但为了经济原因和容易购买,主镜厚度会减低至直径之八分一。以六吋主镜来说,我只用 3/4 吋厚的玻璃,而工具板则用半吋厚

12、便算了。厚身玻璃可以防止主镜镜面因温度改变而影响曲 率半径。主镜最好选用优质而膨胀系数少的派勒斯(Pyrex 玻璃,膨胀系数就是物质因温度 改变而影响其长度的数值。系数愈小,温度变化对玻璃影响则愈细。派勒斯玻璃另一优点就 是已经过热软化而令其内部应力减少,避免了玻璃因温度改变而变形。派勒斯玻璃要向外国 订购,价钱昂贵,普通天文爱好者多采购自拆旧船窗门的玻璃,虽然膨胀系数大一些,但郄 已受热软化处理。最方便的就是往玻璃店购买,普通未经热软化处理的蓝色玻璃。一块 8 吋直径六分厚的普通蓝玻璃约港币 100 元(2000年。b.磨砂 磨砂主要有两种,黑色的碳化硅(Silicon Carbide 和白

13、色的氧化铝(Aluminum Oxide。碳 化硅即常用的金钢砂(Carborundum,体积大小依编号排列,号数小颗粒粗,编号表示每一 吋可排列金钢砂粒之数目,例如 80 号即一吋内可并排 80 颗金钢砂。不过 220 号以上的 已成粉末状,要利用其浮在水中时间长短的方法分辨。普通多选用六种金钢砂,80、120、220、320、600 和 1200 号等。当金钢砂缺少某一编号存货时,可以用别一号代替。c.拋光粉 拋光粉有红色的氧化铁,俗称光学红粉,和白色的氧化锶(CeriumOxide。磨砂和拋光粉可 往专出售光学磨料的商店采购,份量约六安士。(一磅=16 安士或 454 克 d.沥青 沥青

14、一磅,五金店有售。沥青有两种类,一种是水沥青,室温下呈液体状,是用来修补屋顶,另一种在室温下呈固态,这种沥青才合用。e.松节油 松节油和松香少量,约四安土。五金店或化工原料行有售。以上材料,美国天文仪器公司有 套装出售,六吋直径玻璃连磨镜材料约港币三百元(1982年。2.2 工具 a.工作台 工作台是用来固定玻璃,要找一张结实而高度适合磨镜者的台或高椅子,或用万能角铁自制,工作台下半部还要加上重物避免大力工作时产生震荡而摇摆不定。b.面盆一只。c.磨刀石。f.放大镜 普通短焦距的小型放大镜,或望远镜目镜,例如篮斯登(Ramsden 和凯尔纳式(Kellner 才合用。2.3 测焦距工具 佛科试

15、镜器结构很简单,包括一个灯箱和一个可以作两个方向移动的刀片座。灯箱由一颗电 灯泡供应光源,光线从灯箱中间小孔透射出来。刀片架附设有一块刀片,该架设计至可前后 移动,并且可以微调至 1/100 吋。再说回来,光源箱的孔宽 1/250 吋,可利用针刺孔于簿 铝纸上,随后用胶纸贴在已开了 1/8 吋孔的灯箱前。除点光源外,还有裂隙光源,光度比 较强。制造裂隙方法是用两片刀片并列于灯箱孔前,孔的直径阔 3/8 吋,裂隙相距 1/50 吋。若果光源用光身灯泡的便要用一块磨砂腊纸盖者灯箱孔,以便产生均匀的散射光线。第二章 磨镜材料与工具 简单的灯箱电源,由两颗 1.5V 干电池,配上 2.2V 的小电灯泡

16、组成,再加上按钮式开关掣。精密的佛科试镜器可以参考其它书籍。简单佛科试镜器 第三章 磨鏡基本方法 3.1 磨鏡手法 主鏡在工具板上移動的方式有數種,各有不同的用途,最常用的有下列四款。弦線手法(Chordal Stroke 方法:主鏡中心以弦線軌跡在工具板邊移動。用途:粗磨時用。優點:很容易把主鏡中心玻璃磨去。適合有經驗的磨鏡者用於要磨去大量玻璃的粗磨階段。缺點:弦線太短時,磨去的位置會產生一個又小又深的洞,主鏡會產生雙曲面現象,主鏡和工具 板都互不吻合。所以在粗磨成形後階段必需逐步把弦線移向工具板中心,主鏡的洞才漸漸擴散至 邊緣。初學者應避免用弦線手法,免得日後又要花時間修正鏡面。正心手法(

17、Diametral Stroke 方法:主鏡中心在工具板直徑上成直線運動。用途:粗磨或幼磨時用。優點:較平均地磨去表面的玻璃,磨製出比較可靠的球面形鏡。最適合初學者,因為正心手法是 最安全的磨鏡方法,並不會造成嚴重的錯誤。延長或縮短主鏡運動的距離,可分別達至加深或減 少彎曲率的功效。缺點:長時間採用正心磨法,鏡面會產生環形區(Zones 現象。磨去玻璃的速度比弦線手法慢很 多。3.2 磨 程 磨程就是主鏡中心在工具板上移動的總距離和主鏡直徑之比。主鏡中心移動距離 磨程=-主鏡直徑=L/D a.全磨 主鏡走的距離是主鏡的直徑。用途:粗磨時用。能把主鏡迅速磨成所需的曲率。L/D=1 b.半磨 主鏡

18、走的距離是主鏡的半徑。用途:幼磨時用。L/D=1/2 c.1/3 磨 主鏡走的距離是主鏡直徑的三分之一。L/D=1/3 用途:幼磨後階段用。祇有限度地改變曲面深度,但鏡面非常接近球面。是最理想的磨程。例如:六吋鏡 1/3 磨程:這樣磨鏡時,主鏡便是向前推 動一吋,跟 再向後推動一吋。離心手法(W Stroke 方法:主鏡中心不常常經過工具版中心,而以 W 字形移動。用途:幼磨和拋光時用。優點:比正心手法更快的磨鏡方法,磨出更良好而沒有散光的球面。改變 W 形在中央和邊緣部份 的頻率便可改變鏡面曲率。圓形手法(Elliptical Stroke 磨程(L=1/3 x 6 吋=2 吋 方法:主鏡以

19、 圓形或蛋形軌跡移動。用途:拋光矯正時用。優點:磨去不規則的玻璃面,環形區等。缺點:不容易學習和掌握的技術。若在粗磨或幼磨階段用,則容易產生不規則形鏡面,初學者最 好不採用。六吋鏡 1/3 磨程 正心 離心 磨程和鏡面彎度關係:短磨程:以正常磨法,主鏡在上,工具板在下,主鏡邊緣磨去的玻璃便快些,但鏡面曲率變更郤很少。長磨程:主鏡中心部份磨蝕力強,加深鏡面彎曲度。3.3 基本磨鏡動作 鏡面能磨成球面形狀完全繫於 平均定理 即鏡面每一部份都有機會磨去同等份量的玻璃。為了 要保持鏡面的對稱以避免散光現象,主鏡要經常轉動,工具板或磨鏡者亦要作相對的運動。基本磨鏡動作三步驟 磨鏡運動週期 主鏡轉動八次(

20、45度,磨鏡者行走六次(60度 磨鏡 移動方向 主鏡和磨鏡者轉動 方向是相反的,即主鏡逆時針方向轉動一角度,磨鏡者朝順時針方向繞行一定 角度。兩者移動的角度是不相同的。主鏡約前後磨動十次便轉動一下。通常主鏡轉動六次(60度,磨鏡者行走八次(45度。那麼鏡板和轉動者要經過 24 次才會重新和原來起點會合。經過數次 會合後可轉動工具板至另一方向,以滿足平均原則。工作檯繪上等距線 主鏡起點地方可用膠布或塗改液畫一粗線作記號。等距線可繪在工作檯上,分別代表主鏡和磨鏡 者移動角度。工作檯畫上等距線只是輔助初學者而已,一旦工作展開,每人便有自己的工作習慣,磨鏡形式,墨守成法者磨出的鏡面可能有散光現象。磨程

21、略有長短,角度稍有大細,主鏡和工具板相隔一定 時間上下更換位置,根據平均原理,經過數百次的磨動後,磨成的鏡面更近似球面。3.4 玻璃曲面是怎樣形成的 為什麼兩塊玻璃互相摩擦一段時間後,便變成一塊凹一塊凸的呢?這是基於兩個因素,壓力和接 觸時間。a.壓力 在磨製時,主鏡放在上面,工具板放在下面,中間放置金鋼砂。這樣金鋼砂又硬又尖銳的角就 可以磨去接觸面的玻璃。在每一個磨程的盡頭,金鋼砂的磨蝕力便增加,因為在上面的主鏡部份 離開工具板邊成懸空狀態,主鏡中央部份和工具板邊旁的壓力便相應增加。所以經過一段時間,主鏡中心玻璃和工具板邊玻璃磨蝕較快,上面的主鏡便形成凹面形,下面的工具板則成凸面形。b.接觸

22、時間 其次就是主鏡中央部份(C 經常和工具板接觸,因此中心磨去玻璃的量較邊緣多。向前移動時,C 和 B 經常接觸工具板 向後移動時,C 和 A 經常接觸工具板 3.5 磨鏡前的準備工作 a.磨邊 未正式動工前,先用磨刀石把 主鏡和工具板邊緣磨成闊約 1/8 吋(3mm 的 45 度斜角,避免磨 鏡時玻璃屑脫落而磨花主鏡,而且尖銳的玻璃邊更會把手指割損。b.固定工具板 利用三角形木栓把工具板固定在工作 上。固定玻璃的三塊小木各相距 120 度,木塊要比玻璃 塊矮。d.磨鏡計劃 磨製望遠鏡分粗磨幼磨和拋光等三個階段,每種步驟所採用的金鋼砂份量,主鏡推動頻率,磨鏡 手法和磨程長短亦有很大分別,現列表

23、說明。此表祇為初學者而設,在掌握到技術後,便應該創 立自己的一套。e.磨量 未開始動手磨鏡時先計算好每一號砂應該要磨至的焦距,列表後,這樣在磨製過程中可省郤很多 時間,養成一種好習慣,就是每逢做一件事都有計劃。焦距和鏡面深度(Sagitta可由下列公式 求得。鏡面深度 預計磨量表*程式由廖俊偉設計 磨量表 A(6吋主鏡,48 吋焦距 磨量表 B(12cm 主鏡 ,72cm 焦距 磨量表 B 由謝育群計算 第四章 主鏡的磨製:粗磨 4.1 磨製凹面 粗磨分兩個工作程序:1.主鏡磨至預計深度(成形;2.主鏡磨成球面(均勻。粗磨目的就是儘可能以最快的力法把不要的玻璃磨掉,要把平面玻璃很快磨成凹形,首

24、先要掌握 磨蝕鏡面幾個因素:1.壓力要大。2.磨程要長。3.推動頻率要快。4.換砂頻率要密。5.磨鏡手法。跟 前後推動主鏡,前後來回作一次計,頻 率每分鐘 60次,每十次左右,磨鏡者和主 鏡便要作相反方向轉動一次。開始時,會聽見金鋼砂和玻璃互相摩擦而發出刺耳聲音,約 1 至 2分鐘後,那些聲音便漸漸沉靜 下來,這時便要更換一批新的砂了。現在只要輕輕的把主鏡推於一旁,便很容易的使兩者分離,將主鏡和工具板舊而又磨成很碎的砂粒洗理掉,用手輕輕的抹掉舊砂便可,大量碎砂便要用水洗 清了。舊的砂會減弱新砂的磨蝕力,所以 每次都要清理乾淨。清潔完後,工具板放回原處,用 木栓重新固定,再重覆加新砂。落足夠份量

25、的砂便可,如此才可以令每粒砂都可以在工具板和主 鏡間移動;太多砂時,砂與砂之間便會互相摩擦至泥漿狀而直接減低磨鏡速度。每次加砂,最好 先把工具板抹乾才落金鋼砂。加水不可太多,也不能過少,工具板太乾,金鋼砂分佈便不均勻,容易形成泥漿狀而減低磨鏡效率。磨鏡者只要留心傾聽磨鏡時所發出的聲音便可判斷鏡面濕度是 否適中。粗磨開始時,多數的砂會被推至工具板邊而浪費掉,不過一旦中央有凹陷,大部份的砂粒就會保 存 而令到磨玻璃速度增快起來。通常經過約半小時的辛勤工作,主鏡就呈現淺淺的凹形,這時 可用樣片對 光來量度。4.3 磨製球面 經過二小時後當主鏡和樣片吻合,磨程便要縮短至半磨或三分一磨,直至主鏡和工具板

26、吻合為止。現階段要做的工作就是要將鏡磨成一個球面,主鏡是否磨成球面,可量度兩塊玻璃是否吻合。現介紹兩種測試鏡面吻合度的方法 a.氣泡方法 吻合度可觀察在兩者之間加水後的氣泡 而鑑定。若果鏡面彎度太深,主鏡中間 和工具板可見一大個的氣泡停留在中心 位置。如果沒有氣泡,或 氣泡大小一致,而 經幾次磨動後能均勻地散佈在工具板面,這兩塊玻璃便算是吻合。因為只有平 面和球面才容許氣泡在兩者之自由移動,所以主鏡應該是一個球面。用這方法 試鏡時,玻璃面不能加多水,稀薄的一 層已足夠,否則很難分辨實際的均勻氣 泡形狀。4.2 測度鏡面彎度的方法 主鏡彎曲面只是圓球的一部份,圓球半徑愈 大主鏡彎度愈小,圓球半徑

27、愈小主鏡面彎度 愈深。圓球半徑距離 MO 在光學上叫曲率半 徑(Radius of Curvature R,若果在球面 中心放置一點光源,光線將會被弦線形鏡面(Arc MN 反射回曲率中心(Centre of Curvature O 位置,即球面的圓心。如果光源移離主鏡很遠的地方而變成像星光一樣的平行光 線,光線便聚於鏡前一點,光學上稱為焦點(Focus F,其距離是曲率半徑的一半,這就是焦 距。主鏡要磨成一個弧面形,就要 把平面至弧面 MANB 的玻璃磨 掉,彎曲面的中心深度 AB 稱 為鏡面深度,它們的關係由第 三章 鏡面 深度公式(S 中已清 楚表達出來,很明顯,主鏡彎 度和曲率半徑成反

28、比。粗磨正式開始,先落半茶匙 80號金鋼砂,加幾滴水在工具板上,再用手指撥均勻,金鋼砂不能 加太多,否則會在開始數次磨動便把金鋼砂帶去工具板邊浪費掉。隨後慢慢地把主鏡放在工具板 上作圓圈形轉動數週,作用是把金鋼砂平均帶動至工具板表面。跟看雙手放在主鏡上,用正心磨法,磨程用全磨,距離是鏡的直徑,六吋直徑計算,便是推動主 鏡離工具板前三吋後三吋。施加 15 至 40 磅的壓力。壓力大小以鏡面不至於在工具板上滑走為 準。粗磨時,太過長的磨程和太大的壓力很容易把邊緣玻璃磨崩而割花主鏡,切忌心急。但壓力 也不能太小,否則要花費較長時間才完成。磨鏡者和工作檯 工作檯要比磨鏡者的腰部矮,磨鏡者傾斜一定角度,

29、磨鏡時便可借助上身的重量以增加壓力。而 且手臂和上肢是一齊前後移動的。彎度不足夠,樣片兩邊透光,應繼續用長磨程;樣片中心透光便是彎度太深,可把主鏡和工具板的上下位置倒放,即主鏡固定在工作 上,以工 具板用三分一磨程繼續粗磨,原理可參考 3.4 章玻璃曲面是怎樣形成的。當彎度減淺到預定的曲率半徑後,便再轉用主鏡在上的正常磨鏡力法。正心磨法用較長的時間才磨至預計彎度,但可獲得一個平均的圓球面。當製鏡者第二次造鏡時候,粗磨階段可採用效率較高之三分一 弦線磨法,主鏡中心離工具板邊約一吋,所經過軌跡是二吋。磨平邊 雖然弦線手法磨得很快,但主鏡會呈現和工具板不吻合現象,主鏡邊緣可能會完全未磨到,留下 1/

30、8 至 1/16 吋的平邊;工 具板中心則因磨不到而會形成平頂現象。不過這是正常的,在幼磨時便會逐漸磨到。若果彎度和樣片差不多吻合,便可以逐漸把主鏡中心移向工具板中心。主鏡和磨鏡者一樣要相隔一定時間互相移動。a.深度測度法 粗磨時除了用樣片直接測彎度,更可以間接用量度深度方法求出鏡面的曲率半徑。工具就是兩把 尺。一把平放於主鏡面上,另一把垂直量度主鏡中心至平放尺邊的距離,代入 深度公式(S 中便可求得鏡面的曲率半徑,這種方法可省郤製造樣片工作,不過要預先計算粗磨時鏡面的深度,當深度不夠時便只需要繼續磨便可。最適用於正心手法,因為凹面半徑約等於主鏡半徑,那麼便 不用每次都要代入公式。粗磨時要磨到

31、 b.洋燭測距法 這是量度鏡面曲率半徑方法,選擇在黑暗的地方測試。首先把鏡洗乾淨,用噴水壺噴水在鏡面上,而鏡則垂直的放在地面或試鏡台上,手持洋燭,先移近鏡面直至能用眼睛清楚的看見鏡裏面洋燭 的影像,隨後慢慢地把洋燭移離鏡面,同時手中洋燭亦不斷左右緩緩移動,雙眼要留意鏡面反射 影像運動方向,若洋燭在曲率中心 C 之前,位置 A 近鏡那邊,影像會順 洋燭運動方向移動,即洋燭移向左,洋燭像亦跟隨 向左方,如圖中的 I A。若洋燭在曲率中心之後,位置 B 時,影 像便會作相反方向運動,如圖中的 I B。當洋燭在兩者之間位置 C 時便幾乎看不見洋燭移動,洋 燭的影像也看不見,只見鏡面完全被一層強而又耀眼

32、的光佔據,看來像一個滿月,這就是曲率 中心。量度洋燭與鏡面的距離便可求得此鏡的曲率半徑,即焦距兩倍。c.陽光測距法 這是測量鏡面焦距的方法。粗磨初期可用尺量度法,但深度差不多時,就要改用比較準確之陽光 或洋燭法測度。作者極力推荐用陽光,因陽光方法非常容易。只需要把鏡沖洗乾淨,用水壺不斷 噴水在鏡面上或塗上甘油做成一層較佳的反光面,油質可以保持鏡面反射陽光時間數分鐘。鏡面對 陽光,然後把反射光源聚焦於黑暗而淺色的牆上,前後移動主鏡找尋最光亮最圓的一點,跟 量度光點和鏡面的距離便求得主鏡的焦距。粗磨時,光點只呈現出一團鬆散形像,直至幼磨 時光點便又光亮又細又圓,幼磨 600 號至 1200 號時,

33、光 點上還可看見太陽表面雲層經過呢!粗磨時,鏡面的反射率極低,試鏡時,鏡面反射率降低了便要再噴水。除了用水,更可以用油質,例如用甘油去增加反射率。另外還可以在試鏡前把主鏡用 320 號金鋼砂,用三分一磨程研磨五 分鐘以加強反射強度。點光源除洋燭外,現在大多數的磨鏡 都選用手電筒代替洋燭。但電筒呈 圓形,不易觀察影像在鏡面上移動方向,洋燭呈長形,由鏡面反射回來的像較清楚,較易於辨認 方向,不過電筒光源郤 得多,亦不像洋燭般那麼容易被風弄熄。b.鉛筆線條方法 用鉛筆在已抹得完全乾的主鏡面上沿直徑畫上數條粗的直線,然後把主鏡放在乾的工具板上乾磨 十數次,看看線條在主鏡邊和中心被磨去的速度是否一致。若果鉛筆線留在中心,表示鏡面彎度 太深,要耐心地繼續用正心 80 號,1/3 或更短磨程修正,或間中掉換工具板和主鏡位置,直 至二者吻合為止。雖然第一次磨鏡可能花比預定時間多,但能夠在開始便做到吻合的鏡