APO望远镜

超长焦镜头中,APO镜头几乎是高档镜头的代名词。APO,是英文Apochromatic的缩写,意为"复消色差的"。所谓萤石镜片、AD玻璃、UD玻璃、ED玻璃,说到底,都是为了实现APO技术所用的特殊光学材料。 复消色差镜头,是指能对多种色光(超过两种)消除色差的镜头。 消色差镜头(Achromatic)只能对两种色光消色差。

APO望远镜基本信息

中文名称 APO望远镜 外文名称 Apochromatic
定义 超长焦镜头 特点 实现APO技术所用的特殊光学材料

从几何光学原理讲,镜头等效于一个单片凸透镜。凸透镜的焦距,与镜面两边曲率和玻璃的折射率有关。如果镜片形状固定,那就只与制造镜片材料的折射率有关了!由于光学材料都有色散,因此,同一个镜片,对于红光来说,焦距略微长一点;对于蓝光来说,焦距略为短一点。这就叫做"色差"。

有了色差的镜头,具体讲有这么几个缺点:

1.由于不同色光焦距不同,物点不能很好的聚焦成一个完美的像点,所以成像模糊;

2.同样,由于不同色光焦距不同,所以放大率不同,画面边缘部分明暗交界处会有彩虹的边缘。

消色差:利用不同折射率、不同色差的玻璃组合,可以消除色差。例如,利用低折射率、低色散玻璃做凸透镜,利用高折射率、高色散玻璃做凹透镜,然后将两者胶合在一起。为了使两者胶合后仍然等效于一个凸透镜,前者(凸透镜)屈光度要大一些,后者(凹透镜)屈光度要小一些。我们分析这样的双胶合镜对不同波长光线的作用:对于较长波长的光线,由于凹透镜材料色散大、也就是折射率随着波长变化大,所以折射率比中间波长较小,凸透镜起的作用大,双胶合镜长波端焦距偏长。对于较长波短的光线,由于凹透镜色散大、也就是折射率随着波长变化大,所以折射率较大,凹透镜起的发散作用大,双胶合镜短波端焦距也偏长。最后的结论是:这样的双胶合镜中间波长焦距较短、长波和短波光线焦距较长。很明显,中间波长是一个谷,它的周围焦距变化小多了!设计时合理的选择镜片球面曲率、双胶合镜的材料,可以使蓝光、红光焦距恰好相等,这就基本消除了色差。剩余色差对于广角到中焦镜头来说,已经很小了,因此,也就满足了镜头消色差的要求。

二级光谱:未消色差的镜头随着光线波长增加,焦距单调上升,色差很大。而消色差镜头焦距随波长先减小后增加,色差很小。消色差镜头的剩余色差就叫做"二级光谱"! 二级光谱引起的不同色光焦距变化不可能小于焦距的千分之二,也就是说,镜头焦距越长,消色差越不能满足要求。对镜头质量要求较高时,超长焦消色差镜头的二级光谱已经不可忽视!为了进一步消除二级光谱对镜头质量的影响,引进了复消色差技术。

复消色差:可以想象,如果某种材料随波长变化折射率的数值可以任意控制,那么我们一定能够设计出色差处处完全补偿、因而完全没有色差的镜头!可惜,材料的色散是不能任意控制的,而且可用的光学材料也就那么有限的若干种!我们退一步设想,如果能够将可见光波段分为蓝-绿、绿-红两个区间,而这两个区间能够分别施用消色差技术,二级光谱就能够基本消除!但是,不幸的是,经过计算证明:如果对绿光与红光消色差,那么蓝光色差就会变得很大;如果对蓝光与绿光消色差,那么红光色差就会变得很大!看起来似乎走进了一个死胡同,顽固的二级光谱好像没有办法消除!

幸好理论计算为复消色差找到了途径。人们发现,如果制造凸透镜的低折射率材料蓝光对绿光的部分相对色差恰好与制造凹透镜的高折射率材料的部分相对色差相同,那么实现蓝光与红光的消色差之后,绿光的色差恰好消除!这个理论指出了实现复消色差的正确途径,就是寻找一种特殊的光学材料,它的蓝光对红光的相对色散应当很低、而蓝光对绿光的部分相对色散应当很高且与某种高色散材料相同!萤石就是这样一种特殊材料,它的色散非常低(阿贝数高达95.3),而部分相对色散与许多光学玻璃接近! 荧石(即氟化钙,分子式CaF2)折射率比较低(ND=1.4339),微溶于水(0.0016g/100g水),可加工性与化学稳定性较差,但是由于它优异的消色差性能,使它成为一种珍贵的光学材料!自然界能用于光学材料的纯净大块萤石非常少,因而萤石最早仅用于显微镜中。显微镜物镜虽然焦距很短,但由于像距很大、分辨率要求很高,二级光谱仍是个头痛问题。自从萤石人工结晶工艺实现以后,高级超长焦镜头中萤石几乎是不可或缺的材料,萤石镜片几乎成为高档镜头的代名词! 由于萤石价格昂贵、加工困难,各光学公司一直不遗余力的寻找萤石的代用品。氟冕玻璃就是其中一种。各公司所谓AD玻璃、ED玻璃、UD玻璃,往往就是这一类代用品。

很明显,由于复消色差材料价格昂贵、加工困难,成本非常高,所以只能用在高档镜头上。相应的,这些镜头其它方面的设计也一定与其价格匹配,都是精益求精的。但是,如果有价格相对低廉的复消色差材料,即使性能差一些,也使它们能够用在中档镜头上,改善这些镜头的性能。但是,中档镜头是不可能使用萤石做消色差材料的!

低色散玻璃:低色散玻璃产生的色差很小、因而消色差之后剩余色差也比较小,对镜头质量改善非常有益。同时,近些年来,一系列高折射率低色散玻璃(主要是镧系稀土玻璃)的采用,镜头质量进一步提高。高折射率玻璃实现同样的屈光度镜片球面曲率较小,因而带来的各种像差尤其是球面像差减小,使得镜头体积减小、结构简化、质量提高。但是,它毕竟不能实现复消色差,无法消除二级光谱,不能与APO技术相提并

APO望远镜造价信息

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光学材料的折射率不但与材料本身的物理性质有关,还与光线的波长有关。同一种光学材料,波长越短、折射率越高。具体讲,同一种光学玻璃,绿光比红光折射率高,而蓝光比绿光折射率高。不同光学材料往往有不同的色散。如果一种材料随着波长变化引起折射率变化很大,我们就说这种材料是"高色散"的。反之,则称为"低色散"。一般用ne(材料对绿色的e光的折射率)表示材料的折射率,用阿贝数ve=(ne-1)/(nF-nc)表示材料的相对色散。阿贝数越高,色散越小。式中,第二个字母是下标,表示夫朗和费对应谱线的波长。F是红光,e是绿光,c是蓝光。每一条夫朗和费谱线都有固定不变的波长,因而成了光学设计中的标准波长。

APO望远镜常见问题

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APO望远镜文献

地基望远镜主镜支撑性能分析 地基望远镜主镜支撑性能分析

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评分: 4.6

主镜面型精度是地基大口径望远镜最关键的技术指标之一。为了研究主镜室以及主镜底支撑和侧支撑系统的重力变形造成的主镜面型误差,介绍了一地基光电望远镜的主镜室及详细的主镜支撑结构,借助于有限元法,建立了主镜,主镜室和支撑结构的详细有限元模型,分析计算了主镜在支撑状态下的镜面变形情况,并通过ZYGO干涉仪进行了面型检测。计算结果和实测结果对比,说明了主镜室及其支撑结构引入的主镜面型误差大小,同时也验证了有限元模型的正确性。

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望远镜专用PVC外装饰皮的开发应用 望远镜专用PVC外装饰皮的开发应用

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从生产用原材料、配方、生产工艺及影响因素等方面介绍了软质PVC在望远镜用外装饰皮中的应用,并进行了分析、探讨,提出了软质PVC在望远镜用外装饰皮中研制开发的看法与建议。

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在第一架望远镜被制造出来几十年内,用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪,许多新型式的望远镜被发明,包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。望远镜这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器,在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。

英文的“telescope”(来自希腊的τῆλε,tele"far"和σκοπεῖν,skopein"to look or see";τηλεσκόπος,teleskopos"far-seeing")。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中,推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中,伽利略使用的字是"perspicillum"。

绘图望远镜简史

主条目:望远镜史

关于望远镜,现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定,它的发展要归功于三个人:汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森(Zacharias Janssen)和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了,就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。

在折射望远镜发明之后不久,将物镜,也就是收集光的元件,用面镜来取代透镜的想法,就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 -减少球面像差和无色差,导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年,艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜,现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。

在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差,并且使折射镜的结构变得较短,但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题,但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题,使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 -在1857年发展出在玻璃上镀银的技术,才解决了这个困境,进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料,折射望远镜的极限大约是一米(40英寸),因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前,最大的反射望远镜已经超过10米(33英尺),正在建造和设计的有30-40米。

20世纪也在更关广的频率,从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜,自此之后,已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。

绘图望远镜类型

望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射,但对天文学家而言,主要的区别在收集的光(电磁辐射)波长不同。

望远镜可以依照它们所收集的波长来分类:

  • X射线望远镜:使用在波长比紫外线更短的电磁波。

  • 紫外线望远镜:使用于波长比可见光短的电磁波。

  • 光学望远镜:使用在可见光的波长。

  • 红外线望远镜:使用在比可见光长的电磁波。

  • 次毫米波望远镜:使用在比红外线更长的电磁波。

  • 非涅耳成像仪:一种光学透镜技术。

  • X射线光学:某些X射线波长的光学。

随着波长的增加,可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用(虽然它可能需要制作很小的天线)。近红外线可以像可见光一样的处理,而在远红外线和次毫米波的范围内,望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如,观测波长从3微米(0.003mm)到2000微米(2毫米)的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜(JCMT),就使用铝制的抛物面天线。另一方面,观察从3μm(0.003毫米)到180微米(0.18 毫米) 的史匹哲太空望远镜就可以使用面镜成像(反射光学)。同样使用反射光学的,还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm(0.0002 毫米)到1.7微米(0.0017 毫米),从红外线到紫外线的第三代广域照相机。

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伽利略望远镜望远镜

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。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"。

伽利略望远镜:人类历史上第一台天文望远镜,由意大利天文学家、物理学家伽利略1609年发明

伽利略望远镜

牛顿望远镜:诞生于1668年,用2.5cm直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜,这种系统称为牛顿式反射望远镜。

牛顿望远镜

赫歇尔望远镜:诞生于18世纪晚期,由德国音乐师和天文学家威廉-赫歇尔制造。

赫歇尔望远镜

耶基斯折射望远镜:坐落于美国威斯康星州的耶基斯天文台,主透镜建成于1895年,是当时世界上最大望远镜。

耶基斯折射望远镜

威尔逊山望远镜:1908年,美国天文学家乔治-埃勒里-海耳主持建成了口径60英寸的反射望远镜,安装于威尔逊山。

威尔逊山望远镜

胡克望远镜:在富商约翰-胡克的赞助下,口径为100英寸的反射望远镜于1917年在威尔逊山天文台建成。

胡克望远镜

海尔望远镜:望远镜在1948年完成,直到1980年代初期,BTA-6望远镜能够运作之前,海尔望远镜一直是世界最大的望远镜。

海尔望远镜

甚大阵射电望远镜:甚大阵射电望远镜坐落于美国新墨西哥州索科洛,于1980年建成并投入使用。

甚大阵射电望远镜

哈勃太空望远镜:是以天文学家哈勃为名,在轨道上环绕著地 球的望远镜,于1990年发射。

哈勃太空望远镜

凯克望远镜:凯克望远镜有两台,分别建造于1991年和1996年,像足球那样的圆顶有11层楼高,凯克是以它的出资建造者来命名的。

凯克望远镜

斯隆望远镜:"斯隆数字天空勘测计划"的2.5米望远镜位于美国新墨西哥州阿柏角天文台。该望远镜拥有一个相当复杂的数字相机,望远镜内部是30个电荷耦合器件(CCD)探测器。

斯隆望远镜

开普勒望远镜:由德国科学家约翰内斯·开普勒(Johannes Kepler)于1611年发明。

开普勒望远镜

阿雷西博望远镜:世界上最大的单面口径射电望远镜,直径达305米,后扩建为350米,由康奈尔大学管理。

阿雷西博望远镜

卡塞格林望远镜:由两块反射镜组成的一种反射望远镜,1672年为卡塞格林所发明。

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