+光学望远镜设计基础
自制望远镜的焦距计算公式
自制望远镜的焦距计算公式望远镜是一种利用透镜或反射镜来观察远处物体的光学仪器。
望远镜的性能好坏与其焦距有着密切的关系，焦距的大小直接影响到望远镜的放大倍数和清晰度。
因此，了解自制望远镜的焦距计算公式对于望远镜的设计和制作非常重要。
在光学中，焦距是指透镜或反射镜将平行光线聚焦到的距离。
对于凸透镜和凹透镜来说，焦距的计算公式分别为：1. 凸透镜的焦距计算公式：1/f = (n-1) (1/R1 1/R2)。
其中，f表示焦距，n表示透镜的折射率，R1和R2分别表示透镜的两个曲率半径。
2. 凹透镜的焦距计算公式：1/f = (n-1) (1/R1 + 1/R2)。
同样，f表示焦距，n表示透镜的折射率，R1和R2分别表示透镜的两个曲率半径。
而对于反射镜来说，焦距的计算公式为：1. 凸面镜的焦距计算公式：1/f = 2/R。
其中，f表示焦距，R表示镜面的曲率半径。
2. 凹面镜的焦距计算公式：1/f = -2/R。
同样，f表示焦距，R表示镜面的曲率半径。
在自制望远镜时，我们可以根据以上的焦距计算公式来选择合适的透镜或反射镜，以满足我们对于望远镜性能的需求。
通常情况下，我们希望望远镜的焦距越大越好，这样可以获得更高的放大倍数和更清晰的观测效果。
除了透镜或反射镜的选择外，望远镜的焦距还与其物镜和目镜的焦距有关。
物镜是用来接收远处物体的光线并聚焦到焦平面上的镜头，而目镜则是用来放大焦平面上的像。
望远镜的总焦距可以通过物镜焦距和目镜焦距的乘积来计算。
总焦距 = 物镜焦距目镜焦距 / (物镜焦距 + 目镜焦距)。
通过以上的公式，我们可以根据自己的需求来设计和制作望远镜，以获得最佳的观测效果。
当然，在实际制作过程中，还需要考虑到光学材料的选择、镜片的加工工艺等因素，以确保望远镜的性能达到预期的效果。
除了焦距的计算，望远镜的设计和制作还涉及到许多其他方面的知识，如光学成像原理、镜头的对焦调整、镜筒的设计等。
因此，对于想要自制望远镜的人来说，需要有一定的光学知识和技术基础。
天文光学望远镜报告
天文光学望远镜报告一、引言光学望远镜是天文学的重要工具，通过聚焦和放大天体上的光线，使得天文学家能够观测到较远的天体，并研究它们的性质和行为。
本报告将重点介绍光学望远镜的原理、结构以及应用。
二、光学望远镜的原理光学望远镜基于光线的反射和折射原理。
反射望远镜利用镜面的反射性质，通过反射光线的聚焦来形成图像。
常见的反射望远镜有开普勒望远镜和斯密特望远镜。
折射望远镜则利用镜片或透镜的折射性质，通过折射光线的聚焦来形成图像。
常见的折射望远镜有折射望远镜和开曼望远镜。
三、光学望远镜的结构光学望远镜一般由几个重要部分构成，包括目镜、物镜、焦平面和支架。
目镜是用于观测天体的装置，一般由放大倍数较小的透镜或镜面组成。
物镜是用于聚焦光线的光学元件，可以是镜面或者镜片。
焦平面是形成图像的区域，光学仪器一般安置在焦平面上。
支架是望远镜的基础结构，用于支撑和稳定望远镜的组件。
四、光学望远镜的应用光学望远镜广泛应用于天文学的观测和研究。
它可以用于观测星系、行星、恒星、星云等天体，研究它们的颜色、亮度、位置和运动等性质。
光学望远镜还可以用于探测宇宙中的暗物质和黑洞等神秘现象，以及研究宇宙的起源和演化。
此外，光学望远镜还可以用于地球观测，如测量地球的形状、地震活动等。
近年来，光学望远镜的应用还扩展到了其他领域，如航天、军事和医疗等。
五、光学望远镜的发展与展望光学望远镜的发展历程可以追溯到古代，但真正的科学应用始于近代。
随着科学技术的进步，光学望远镜的性能和精度得到了大幅提升。
现代光学望远镜在设计上越来越注重减小光学镜头的失真和加强光学镜头的透视效果，以获得更高的分辨率和清晰度。
未来，光学望远镜在观测方式、探测器和数据处理等方面将继续创新，以提高观测效率和精度。
六、结论光学望远镜作为天文学研究中的重要工具，通过聚焦和放大天体的光线，为天文学家提供了丰富的观测数据和研究手段。
随着科学技术的进步，光学望远镜的性能和精度得到了显著提高，为研究宇宙的奥秘提供了强有力的支持。
望远镜成像原理及焦距关系
望远镜成像原理及焦距关系1. 介绍望远镜是一种用来观察远处物体的光学仪器。
它通过光学成像原理将远处物体的光线聚焦到人眼或探测器上，使我们能够清晰地观察到细节。
望远镜的成像原理和焦距关系是望远镜设计和使用的基础，下面将详细解释这些原理。
2. 光学成像原理光学成像原理是望远镜实现成像的基本原理。
当光线从远处物体上射入望远镜时，它会经过一系列光学元件的折射和反射，最终形成一个清晰的像。
这个过程可以分为两个阶段：物方光学系统和像方光学系统。
2.1 物方光学系统物方光学系统由望远镜的物镜组成。
物镜是望远镜的主要光学元件，它的作用是将光线聚焦到一个点上。
这个点叫做物方焦点。
物方光学系统的成像原理可以通过以下步骤来理解：1.光线从远处物体上射入物镜，经过折射后会聚焦到物方焦点上。
2.物方焦点是一个实像，它与物体位置相反，且放大了一定倍数。
3.物方光学系统的焦距决定了物方焦点的位置，焦距越短，物方焦点越靠近物镜。
2.2 像方光学系统像方光学系统由望远镜的目镜组成。
目镜是望远镜的第二个光学元件，它的作用是放大物方焦点，使我们能够清晰地观察到像。
像方光学系统的成像原理可以通过以下步骤来理解：1.物方焦点成为像方光学系统的物体，它发出的光线经过目镜的折射后，会形成一个放大的虚像。
2.虚像的位置取决于目镜的焦距，焦距越短，虚像越远离目镜。
3.虚像经过目镜后，再经过人眼或探测器的接收，形成我们能够观察到的像。
3. 焦距关系焦距是望远镜设计中一个重要的参数，它决定了望远镜的成像能力和观察距离。
焦距的大小与物镜和目镜的设计有关。
3.1 物镜焦距物镜的焦距决定了物方焦点的位置。
物镜的焦距越短，物方焦点越靠近物镜。
物镜的焦距可以通过以下公式计算：1/f = 1/u + 1/v其中，f是物镜的焦距，u是物体距离物镜的距离，v是物方焦点距离物镜的距离。
根据这个公式，我们可以得出以下结论：•当物体距离物镜越远时，物方焦点距离物镜越近，物镜的焦距越短。
光学课程设计望远镜系统结构设计
光学课程设计——望远镜系统结构设计姓名：学号：班级：指导老师：一、设计题目：光学课程设计二、设计目的：运用应用光学知识，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。
三、设计原理：光学望远镜是最常用的助视光学仪器，常被组合在其它光学仪器中。
为了观察远处的物体,所用的光学仪器就是望远镜,望远镜的光学系统简称望远系统. 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.其系统由物镜和目镜组成,当观察远处物体时,物镜的像方焦距和目镜的物方焦距重合,光学间距为零.在观察有限远的物体时,其光学间距是一个不为零的小数量,一般情况下,可以认为望远镜是由光学间距为零的物镜和目镜组成的无焦系统.常见望远镜按结构可简单分为伽利略望远镜，开普勒望远镜，和牛顿式望远镜。
常见的望远镜大多是开普勒结构，既目镜和物镜都是凸透镜（组），这种望远镜结构导致成像是倒立的，所以在中间还有正像系统。
物镜组（入瞳）目镜组视场光阑出瞳1'1ω2'2'ω3 'f物—f目'l z'3上图为开普勒式望远镜，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。
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。
伽利略望远镜是以会聚透镜作为物镜、发散透镜作为目镜的望远镜（会聚透镜的焦距要大于发散透镜的焦距），当远处的物体通远物镜(u>2f ）在物镜后面成一个倒立缩小的实像，而这个象一个要让它成现在发散透镜（目镜）的后面即靠近眼睛这一边，当光线通过发散透镜时，人就能看到一个正立缩小的虚象。
光学课程设计望远镜系统结构参数设计
光学课程设计——望远镜系统结构参数设计一设计背景：在现在科学技术中，以典型精密仪器透镜、反射镜、棱镜等及其组合为关键部分的大口径光电系统的应用越来越广泛。
如：天文、空间望远镜；地基空间目标探测及识别；激光大气传输、惯性约束聚变装置等等……二设计目的及意义（1）、熟悉光学系统的设计原理及方法；（2）、综合应用所学的光学知识，对基本外形尺寸计算，主要考虑像质或相差；（3）、了解和熟悉开普勒望远镜和伽利略望远镜的基本结构及原理，根据所学的光学知识（高斯公式、牛顿公式等）对望远镜的外型尺寸进行基本计算；（4）、通过本次光学课程设计，认识和学习各种光学仪器（显微镜、潜望镜等）的基本测试步骤；三设计任务在运用光学知识，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、目镜组及转像系统的简易或原理设计。
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。
2024-2025学年物理人教版八年级上册 5.5 跨学科实践制作望远镜 课件
填“放大”“等大”或“缩小”)的像。
“不同”)焦距的凸透镜。
11.如图为某望远镜内部的部分光路图,物镜是凸透
镜,O为光心,F为物镜焦点,焦距为500 m。
(1)在图中画出光线a、b经物镜折射前的入射光线。
如答案图所示
(2)目镜是
凹
(选填“凹”或“凸”)透镜。
(3)用此望远镜观测月球时,月球经物镜成一个
倒立 (选填“倒立”或“正立”)、 缩小 (选
什么望远镜看不到很远处的任何物体呢?难道是……”请你替
小明完成这句话:难道是 因为这两个凸透镜规格相同 ?带着
猜想,小明在课堂上与同学们经过了激烈的讨论,针对猜想进行
了科学探究中的 设计实验与制定计划、进行实验与收集证据、
分析与论证、评估、交流与合作
几个环节,
最终确定了制作望远镜时,应选两个 不同 (选填“相同”或
)
A.远处的物体经过物镜成像在物镜的焦点附近
B.眼睛看到的是远处物体的倒立的实像
C.此时物镜和目镜之间的距离约为25 cm
D.物镜的作用相当于照相机,使远处的物体成像
在距离眼睛很近的位置
(
B
)
5.如图所示,小高找到两个焦距不同的放大镜模拟望
远镜观察远处的景物,其中较远的物镜的作用是使
物体成倒立、 缩小 (选填“放大”或“缩小”)
第5节
跨学科实践:制作望远镜
【项目提出】
根据透镜成像的知识,制作一个望远镜。
【项目分析】
要制作望远镜,需要完成以下任务:
1.了解望远镜的基本原理。
2.设计一个望远镜,能够用它观察校园内远处的物体。
3目实施】
1.了解望远镜的基本原理
(1)望远镜
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 91512.5COS 343831000COS 3438322'μω=⨯⨯=⨯⨯≤f R 3 设计流程所谓光学系统设计就是根据使用要求，来决定满足使用要求的各种数据，即决定光学系统的性能参数、外形尺寸和各光组的结构等。
因此我们可以把光学设计过程分为4个阶段：外形尺寸计算、初始结构的计算和选择、象差校正和平衡以及象质评价。
双筒望远镜的基础知识
放大倍率每一架双筒望远镜都有标有两个数字，第一个数字是指放大倍率。
它告诉我们通过望远镜观测时，被观测物能被拉近多少，例如使用8倍放大倍率的望远镜，可以让一只距离100米的鸟，看上去只有12.5米。
物镜直径双筒望远镜第二个特性数字指的是物镜直径（双筒望远镜入射通光孔径），是毫米做单位。
一架设计标准为10X50 的双筒望远镜的物镜直径为50毫米。
物镜直径越大，双筒望远镜采集光线的能力越强。
如果在弱光条件下观测，那么理想的选择是物镜直径为42或者50毫米的望远镜，物镜直径为20或者32毫米的双筒望远镜比较合适在日光条件下观测。
出瞳直径计算 : 物镜口径 (mm) / 倍率当你距离双筒望远镜目镜 30厘米左右观察目镜时，可以看到两个形如瞳孔的亮点，它的直径就是出瞳直径，出瞳直径等于以毫米为单位的物镜直径除以放大倍率。
出射光瞳首先告诉我们望远镜的质素 . 质素上乘者出射光瞳为一个完美清晰的圆形光点 , 位处中央 , 周围呈黑色 . 对普罗棱镜机型而言光点内有棱镜影子代表棱镜是次级玻璃 (BK7). 周围漏光则代表钟镜身防反光不佳 . 出射光瞳偏向一方或成榄核型则代表内部光轴变歪 . 出射光瞳越大 , 代表影像较光及较清晰锐利 ( 倍率低 ) 而且眼球较易看到影像 , 适合海事、环境不断晃动场合下使用 . 出射光瞳太细会使影像难于对准观测 . 但过了 7mm即超越人眼瞳孔极限大少 , 一部份光线便散失掉 , 造成浪费 . 而且人越老瞳孔越细 , 如 50 岁的人瞳孔夜间中扩到最大亦只有 5mm! 故此 7mm 机型如 7x50, 8x56,10x70 开始乏人问津 . 出射光瞳 5mm 机型如 10x50,8x40 反而最为适中 . 在日间我们眼睛瞳孔直径约 2-3mm, 故此出射光瞳少于 3mm 的如 Leica 8x20 BC 于日间观景没有问题 , 但夜间使用就不适合 .人眼的瞳孔可以随光线的强弱而变化，光线明亮则瞳孔缩小，光线微弱则瞳孔增大。
伽利略望远镜的光学结构？
伽利略望远镜是由意大利天文学家伽利略·伽利莱在17世纪初期发明的一种光学望远镜。
它的光学结构相对简单，主要包括以下几个部分：
1. 物镜（Objective）：物镜是望远镜的主要光学部件，通常由凸透镜组成。
它的作用是收集并聚焦光线，形成真实的倒立的实像。
2. 目镜（Eyepiece）：目镜通常也由凸透镜组成，负责观察者的眼睛所看到的图像。
目镜会进一步放大并矫正物镜成像出的倒立图像，使其变成正立的放大图像。
3. 支架：伽利略望远镜通常的支架是两个管状结构，物镜和目镜分别安装在两端，形成一个固定的光学路径。
支架上还会有焦距调节装置来调整物镜和目镜之间的距离，以实现焦点的准确调整。
总的来说，伽利略望远镜的光学结构主要包括物镜、目镜和支架。
物镜负责收集光线并形成倒立的实像，目镜则放大并矫正实像，使其成为正立的放大图像。
这几个部分的结构相对简单，是伽利略望远镜早期光学设计的基础。
教您天文望远镜基础知识入门
教您天文望远镜基础知识入门一、望远镜种类（一）折射式望远镜折射式望远镜的构造如下图：折射式望远镜由两个透镜组成：固定在镜筒前端的是物镜（其口径大小直接决定望远镜的性能）；在镜筒尾端可以调换的是目镜。
上图为星特朗AstroMaster系列 90EQ优点：视野较大、星像明亮，使用和维护比较方便，反差及锐利度较同口径的反射镜佳，摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。
缺点：有色像差(色差)问题，会降低分辨率。
（二）反射式望远镜反射式望远镜的构造如下图：上图为牛顿式反射式望远镜。
上图为星特朗AstroMaster系列130EQ优点：无色差、强光力和大视场，非常适合深空天体的目视观测。
缺点：彗差和像散较大，视野边缘像质变差，操作不太容易, 维护相对复杂。
（三）折反射式望远镜折反射式望远镜的构造如下图：上图为星特朗Omni XLT 127综合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。
有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林2种。
三种类型望远镜优缺点对比：（1）折射式：通常小型（口径80毫米以下）折射望远镜具有便携优势，结构简单可靠性高，可以在旅行时随身携带。
在拍摄要求不高的情况完全可以满足摄影需求，而且与相机连接简单可以作为长焦镜头使用。
（2）反射式：大口径反射虽然不便携，但比其他类型望远镜有很多优势。
首先，造价低廉，很多爱好者可以自己磨制。
其次，大口径成像效果更好，利于高倍观测，而且焦比较小，适合观测和拍摄深空天体。
（3）折反式：折反同时具备折射式望远镜的便携和反射式望远镜的成像优势，但价格较贵。
三种望远镜优缺点对比：折射式优点：结构简单，便携，成像锐度好，缺点：镜筒封闭维护保养容易有色差、球差，口径大的价格相对较贵光学结构：物镜——目镜结构反射式优点：口径大，成像亮度高，无色差，价格相对便宜缺点：不便携，有球差，镜筒开放维护保养相对困难光学结构：反射镜——副镜——目镜结构折反式优点：便携，成像质量较好，镜筒封闭维护保养容易，缺点：口径相对较大结构复杂，在同口径其他类型望远镜中价格最贵光学结构：改正镜——反射镜——副镜——目镜结构二、常见的天文望远镜光学名词口径：指望远镜物镜的有效直径，口径大小直接决定望远镜性能。
光学课程设计-——望远镜系统
光学课程设计望远镜系统结构设计指导教师：张翔专业：光信息科学与技术班级：光信息08级1班姓名：学号： 20080320目录第一部分设计背景 (1)第二部分设计目的及意义 (1)第三部分望远镜介绍 (1)3.1望远镜定义 (1)3.2望远镜分类及相应工作原理 (2)第四部分望远镜系统设计 (3)4.1开普勒望远镜 (3)4.2望远镜系统常用参数 (4)4.3外形尺寸计算 (6)4.4伽利略望远镜 (8)4.5物镜组的选取 (9)4.6望远镜像差类型及主要结构 (10)4.7双胶物镜与双分离物镜分析 (12)4.8内调焦望远物镜分析 (14)4.9目镜组的选取 (14)4.10目镜主要像差及分析 (17)4.11棱镜转像系统 (17)4.12转折形式望远镜系统 (18)4.13光学系统初始结构参数计算方法 (18)4.14应用光学系统中的光栅 (20)第五部分设计总结 (21)第六部分参考文献 (21)一．设计背景在现在科学技术中，以典型精密仪器透镜、反射镜、棱镜等及其组合为关键部分的大口径光电系统的应用越来越广泛。
如：天文、空间望远镜；地基空间目标探测与识别；激光大气传输、惯性约束聚变装置等等。
其中我国以高功率激光科研和激光核聚变研究为目的的光电系统——“神光二号”，颇具代表。
“神光二号”对于未来的能源危机和我国的军事领域有着重要意义。
二．设计目的及意义运用应用光学知识，了解望远镜工作原理的基础上，完成望远镜外形尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易或远离设计。
了解光学设计中的PW法基本原理。
三．望远镜介绍3.1 望远镜定义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。
光学设计基础
Fiber_CAD 是为设计或使用光纤、光器件和光通信系统的工程师、 科学家和学生们推出的，此软件包通用、强大，通过融合光纤色散、损 耗和偏振模色散（PMD）各个模型计算所得的数值解来解决光纤模式传 输问题。
HS_DESIGN
一个动态的计算机辅助工程程序，通过基于物理层对异质结结构电 学光学的特性仿真来协助半导体光器件的设计。HS_Design 利用对各个 半导体层的精微仿真来分析生长时晶体外延结构的光学特性，包括缓 冲、分隔、蚀刻、接触、覆膜和金属化层。客户只需定义材料系统（例
TRACEPRO
TracePro 是一套普遍用于照明系统、光学分析、辐射分析及光度分 析的光线仿真软件。它是第一套以 ACIS Solid Modeling Kernel 为基 本的光学软件。也是第一套结合真实固体模型、强大光学分析功能、数 据转换能力强及易上手的使用接口的仿真软件。 TracePro 多变化的应 用领域包括： 照明（Illumination）；导光管（Light Pipes）；薄膜
FDTD_CAD
FDTD_CAD 是用于高级有源和无源光器件的计算机辅助设计的强大 而界面友好的软件。FDTD_CAD 的理论基础是时域有限元（FDTD）的方 法，这种方法可以直接在时域中计算 Maxwell 方程。与其他必须假定传 播场类型或特定的传播方向的方法不同，FDTD 方法不对光的传播行为 简单的作任何事先假定。结果是，FDTD 的计算能够提供任意时间点上 整个计算窗内全部或离散的时域信息。如果还需要频域的信息，用离散 傅里叶变换（DFT）就可以得到相应的数据。FDTD_CAD 软件使用的 FDTD 方法的强大功能在于它把动态特性整合于一体，可高效率地用于以下模 型：光传输，散射，折射，反射，极化效应，材料各向异性，色散和非 线性，媒介损耗和增益。
第一讲+光学望远镜设计基础
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耐施密斯系统
1839年，英国工程师耐施密斯发明。在卡塞格林系
统中增加45°平面镜，将焦点移到镜筒外的赤纬轴或 高度轴。 这类系统通常用于地平式望远镜，这时焦点位置不 随镜筒的转动而变化，这样可以放置大型焦面仪器。
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耐施密斯系统
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折轴焦点系统
耐施密斯系统的进一步发展，焦点相对于望远镜完全不 动，适合于放置大型终端仪器，如光谱仪等。
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天文学对光学望远镜的基本要求
分辨率：能分开两个相邻天体位置 的能力。影响望远镜空间分辨率的主 要因素是望远镜的几何像差、望远镜 口径的衍射极限和地球的大气扰动。
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国际天文学年
2009年，是伽利略将望远镜指向星空 400周年，因此，2009年被定为国际天 文学年。 “望远镜的使用，无疑是一场天文学的 革命，天文学的意义因此而改变。”
国际天文年的LOGO
大气窗口：可见光、射电、部分红外
可见光：0.4 ～0.7μm ； 射电：1 mm～10m； 红外： 8 ～13μm 、17 ～22μm 、24.5 ～42μm；9
光学望远镜种类： 折射式望远镜：伽利略、开普勒。 反射式望远镜：主焦点系统、牛顿系统、 卡塞格林系统、耐施密斯系统等。 折反射望远镜：施密特式望远镜。
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伽利略望远镜
1609年秋天 ，身兼帕多瓦大学数学、科学和天文学 教授，意大利天文学家、物理学家伽利略发明，人类 历史上第一台天文望远镜。 物镜是凸透镜，目镜是凹透镜。
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格雷戈里反射望远镜
1663年，英国数学家格雷戈里（J.Gregory）发明。
主镜抛物面，副镜面型为椭球面。 能够避免折射望远镜的不足。 通过副镜放大，以及折叠光路，较短的镜筒能够获得较长的 系统焦距。 焦点在主镜后面，便于观测。 但由于当时工艺水平的限制，该系统没有做出。现在有些太阳望 31 远镜采用该系统。
光学
符合上式的视放大率称为望远镜的"有效放大率"。一般要求仪器的实际视放大率是有效放大率的2-3倍。
(5)、极限分辨角
表示观测仪器精度的指标是它的最小分辨角。人眼的极限分辨角为：
(3-9)
若以作为人眼的分辨极限，则望远镜的极限分辨角由式（3-7）可得：
(3-10)
1.Yb:YGG晶体激光器——光路分析实例
光路图如图2.1所示：
铱镓石榴石（YGG）是铱铝石榴石（YAG）的同行体，和YAG一样具有硬度高、稳定性强和热导率高等特点。但是Yb：YGG晶体的熔点很高，采用传统方式生长的晶体并不能满足激光实验的要求。如图2.1所示的Z型折叠腔结构。其中M1为双色输入镜，M2、M3为凹面反射镜，OC为输出镜，GTI1、GTI2镜片作为色散补偿器件，半导体可饱和吸收镜(SESAM)作为锁模元件。 Yb:YGG晶体长度为3mm，所用泵浦源为970nm半导体激光器，输出功率7W。
.光学课程设计 望远镜系统结构设计 2011-06-12 14:16:18| 分类： 原创推荐 | 标签： |字号大中小 订阅 .
成都信息工程学院光电技术学院 光学课程设计
望远镜系统结构设计
姓 名： 裴明亮
5. 棱镜转像系统 Porro prism erecting system 24
5.1 棱镜结构及特点 24
5.2 折转形式望远镜系统 24
5.3 类似棱镜结构晶体 25
6. 光学系统初始结构参数计算方法 25
于是有：
当望远镜的实际视放大率大于有效放大率时，虽然仪器视角分辨率提高了，但由于受衍射分辨率的限制，并不能看清更多的物体细节，对于实验室或者车间使用的建议仪器，为了保证检验精度和减轻操作人员的疲劳，一般取,即有：
光学设计第17章目镜设计概要
光学设计第17章目镜设计概要
目镜设计是光学系统设计的重要组成部分，它被广泛用于望远镜，机载成像仪，投影机，显微镜，扫描仪等光学系统中，用来设计目镜的基本原理是利用光栅的反射和折射原理来改变光束的方向和组成，以满足被设计系统的要求。
本文将简要介绍目镜设计的基本原理，能量传输分析，目镜设计方法，以及目镜设计中的常见问题。
一、目镜设计的基本原理
目镜，也称作聚光镜或非球面镜，它是一种能够改变光束入射方向和成像物质素质的透镜，它由若干个透镜元件构成，其中大多数是透镜或反射镜。
目镜的设计包括：选择可满足功能要求的镜片组合，根据成像物质属性来设计最优的光路，考虑不同光机参数对光束的影响，以及选择合适的非球面曲面来消除折射畸变和反射畸变。
二、能量传输分析
能量传输分析是目镜设计中的关键，必须清楚知道哪些镜片以及组合会使目镜设计的最终效果达到最佳。
能量传输分析可以用一个简单的光学模型来模拟，模拟结果可以用来评估不同的镜片组合在能量传输方面的表现，以确定最佳的组合。
三、目镜设计方法
1.光面系统计：光面系统计是目镜计的基础。
教您天文望远镜基础知识入门基础
教您天文望远镜基础知识入门一、望远镜种类（一）折射式望远镜折射式望远镜的构造如下图：折射式望远镜由两个透镜组成：固定在镜筒前端的是物镜（其口径大小直接决定望远镜的性能）；在镜筒尾端可以调换的是目镜。
上图为星特朗AstroMaster系列 90EQ优点：视野较大、星像明亮，使用和维护比较方便，反差及锐利度较同口径的反射镜佳，摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。
缺点：有色像差(色差)问题，会降低分辨率。
（二）反射式望远镜反射式望远镜的构造如下图：上图为牛顿式反射式望远镜。
上图为星特朗AstroMaster系列130EQ优点：无色差、强光力和大视场，非常适合深空天体的目视观测。
缺点：彗差和像散较大，视野边缘像质变差，操作不太容易, 维护相对复杂。
（三）折反射式望远镜折反射式望远镜的构造如下图：上图为星特朗Omni XLT 127综合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。
有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林2种。
三种类型望远镜优缺点对比：（1）折射式：通常小型（口径80毫米以下）折射望远镜具有便携优势，结构简单可靠性高，可以在旅行时随身携带。
在拍摄要求不高的情况完全可以满足摄影需求，而且与相机连接简单可以作为长焦镜头使用。
（2）反射式：大口径反射虽然不便携，但比其他类型望远镜有很多优势。
首先，造价低廉，很多爱好者可以自己磨制。
其次，大口径成像效果更好，利于高倍观测，而且焦比较小，适合观测和拍摄深空天体。
（3）折反式：折反同时具备折射式望远镜的便携和反射式望远镜的成像优势，但价格较贵。
三种望远镜优缺点对比：折射式优点：结构简单，便携，成像锐度好，缺点：镜筒封闭维护保养容易有色差、球差，口径大的价格相对较贵光学结构：物镜——目镜结构反射式优点：口径大，成像亮度高，无色差，价格相对便宜缺点：不便携，有球差，镜筒开放维护保养相对困难光学结构：反射镜——副镜——目镜结构折反式优点：便携，成像质量较好，镜筒封闭维护保养容易，缺点：口径相对较大结构复杂，在同口径其他类型望远镜中价格最贵光学结构：改正镜——反射镜——副镜——目镜结构二、常见的天文望远镜光学名词口径：指望远镜物镜的有效直径，口径大小直接决定望远镜性能。
(完整word版)光学课程设计望远镜系统结构设计
光学课程设计——望远镜系统结构设计姓名：学号：班级：指导老师：一、设计题目：光学课程设计二、设计目的：运用应用光学知识，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。
三、设计原理：光学望远镜是最常用的助视光学仪器，常被组合在其它光学仪器中。
为了观察远处的物体,所用的光学仪器就是望远镜,望远镜的光学系统简称望远系统. 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.其系统由物镜和目镜组成,当观察远处物体时,物镜的像方焦距和目镜的物方焦距重合,光学间距为零.在观察有限远的物体时,其光学间距是一个不为零的小数量,一般情况下,可以认为望远镜是由光学间距为零的物镜和目镜组成的无焦系统.常见望远镜按结构可简单分为伽利略望远镜，开普勒望远镜，和牛顿式望远镜。
常见的望远镜大多是开普勒结构，既目镜和物镜都是凸透镜（组），这种望远镜结构导致成像是倒立的，所以在中间还有正像系统。
物镜组（入瞳）目镜组视场光阑出瞳1'1ω2'2'ω3 'f物—f目'l z'3上图为开普勒式望远镜，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。
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。
伽利略望远镜是以会聚透镜作为物镜、发散透镜作为目镜的望远镜（会聚透镜的焦距要大于发散透镜的焦距），当远处的物体通远物镜(u>2f ）在物镜后面成一个倒立缩小的实像，而这个象一个要让它成现在发散透镜（目镜）的后面即靠近眼睛这一边，当光线通过发散透镜时，人就能看到一个正立缩小的虚象。
精品文档-光学设计(刘钧)-第6章
(4) 系统的外形尺寸计算。 ① ● 主反射镜曲率半径的计算。 主镜的初始结构尺寸由下式确定：
R3 D
2.107
D f
第6章 望远镜物镜设计
伽利略望远镜的成像关系如图6-3所示。
图6-3 伽利略望远镜的成像关系图
第6章 望远镜物镜设计
刻普勒望远镜是1611年在刻普勒所著的光学书上首先介 绍的，于1615年建造而成。早期的刻普勒望远镜并没有考虑 消色差的问题，它的物镜和目镜都是用单块正透镜构成的。设 物镜和目镜所用的玻璃都是ν值小于60的，则单透镜产生的色 差为
第6章 望远镜物镜设计
(2) 根据焦距计算缩放比K:
K f设 计焦距 f现 有焦距
最好K>1
(3) 将现有结构中的所有线量(r，d，D，l，lz，y， δL，…)放大K倍，角量(如ω，sinu)和相对量(如δy′、
z/y′)不变。
第6章 望远镜物镜设计
(4) 估计使用条件下的像差和瞳孔位置的变化。 所选结构被放大后，所有线量像差进而也随之被放大，原 有结构的使用条件不可能与现在的使用条件完全相同，但可根 据原来使用的孔径和视场及像差曲线的趋势，推算出新的使用
1 1 1 L d l1 ' d f2 '
第6章 望远镜物镜设计
2. 反射式物镜 1) 它由一个抛物面主镜和一块与光轴成45°的平面反射镜构 成，如图6-10所示。抛物面能把无限远的轴上点在它的焦点 F′成一个理想的像点。第二个平面反射镜同样能理想成像。
第6章 望远镜物镜设计
图6-10 牛顿反射式物镜
2y′=2f′ tanω (6-12)
在刻普勒望远镜中，目镜的口径足够大时，光束没有渐晕 现象，这是因为视场光阑与实像平面重合的缘故，则系统的入 射窗与物平面重合。但是，在大视场和大孔径望远镜中，目镜 的口径可以适当地减小，使边缘视场的成像光束直径小于中心 点成像光束的直径，渐晕系数可达50％。这样一来，有利于结 构尺寸的减小，也有利于轴外成像质量的提高。有渐晕现象的 望远镜如图6-4
应用光学课程设计---双筒棱镜望远镜设计
应用光学课程设计一、设计题目双筒棱镜望远镜设计（望远镜的物镜和目镜的选型和设计）二、本课程设计的目的和要求1、综合运用课程的基本理论知识，进一步培养理论联系实际的能力和独立工作的能力。
2、初步掌握简单的、典型的、与新型系统设计的基本技能，熟练掌握光线光路计算技能，了解并熟悉光学设计中所有例行工作，如数据结果处理、像差曲线绘制、光学零件技术要求等。
3、巩固和消化课程中所学的知识，初步了解新型光学系统的特点，为学习专业课与进行毕业设计打下好的基础。
三、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r= 6倍；2、物镜的相对孔径D/f丄1: 4（D为入瞳直径，D = 30mm）;3、望远镜的视场角2宀=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。
& lz '〜810mm四、设计报告撰写内容本课程设计要求以设计报告形式完成以下工作：1 、认真学习相关像差理论和光学设计知识，做好笔记，完成例题作业并上交；2、根据所讲内容进行本设计具体参数以及结构形式的选择，说明选择理论依据；3、进行本设计的外形尺寸计算，要求写明计算过程；4、使用PW 法进行初始结构参数r、d、n 的求解，要求写明计算过程；5、计算本设计的像差容限，使用Tcos软件完成设计的模拟和计算，手工修改结构参数进行像差的校正；6、绘制相应的像差曲线图和计算数据报表；7、写出本次课程设计的心得体会。
第5章望远系统设计范例题目：双筒棱镜望远镜设计（望远镜的物镜和目镜的选型和设计）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6倍；2、物镜的相对孔径D/f丄1: 4 （D为入瞳直径，D = 30mm）;3、望远镜的视场角2宀=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。
望远镜的主要部件及各部件的作用
望远镜的主要部件及各部件的作用望远镜是人类用来观测远处天体的重要工具之一，它能够扩大视野，揭示宇宙深处的奥秘。
作为一个伟大的发明，望远镜的设计和制造过程是非常复杂和精密的。
本文将介绍望远镜的主要部件以及各部件的作用，以帮助读者全面了解望远镜的组成和原理。
一、主镜主镜是望远镜最基本的部件之一，也是最重要的部件之一。
它通常由一个曲面反射镜构成，用来收集和聚集来自天体的光线，然后将其反射到目镜或探测器上。
主镜的直径越大，它所能收集到的光线就越多，图像也就越明亮。
主镜的质量和精度对于望远镜的性能至关重要。
二、目镜目镜是望远镜的另一个重要部件，它负责将经过主镜反射的光线再次聚焦到观察者的眼睛上。
目镜常常由多个透镜组成，这些透镜可以对光线进行折射和放大，以使图像变得更加清晰和放大。
通过目镜，观察者可以直接观察到天体，并更好地了解它们的特征和性质。
三、焦距调节装置焦距调节装置是望远镜上的一个重要调节装置，它可以帮助观察者调整镜筒与目镜之间的距离，以使目镜能够对焦。
通过调节焦距，观察者可以获得清晰的图像，并将望远镜适应不同的观测需求。
四、光学支架和望远镜底座光学支架和望远镜底座是望远镜的支撑结构和基础，它们负责固定和支持主镜、目镜和其他部件。
它们的稳固性和精度对于保证望远镜的观测精度和稳定性非常重要。
常见的光学支架和望远镜底座包括云台、赤道仪等。
五、滤光器滤光器是望远镜中常用的附件之一，它能够过滤掉特定波长的光线，使观察者能够更好地观察到一些特定的天体或现象。
太阳滤光器可以过滤掉太阳过强的光线，使观察者安全地观测太阳。
六、遮光罩遮光罩是望远镜中的一个重要部件，它能够防止来自灯光和其他干扰源的光线进入望远镜，从而保证观测的清晰度和精度。
遮光罩常常是望远镜上一个可伸缩的结构，可以根据观测环境和需求来调整。
望远镜是一个复杂而精密的仪器，它由多个部件组成，每个部件都起着不可或缺的作用。
主镜负责收集光线，目镜负责放大图像，焦距调节装置用于调整焦距，光学支架和望远镜底座用于支撑和固定，滤光器用于过滤特定的光线，遮光罩用于避免干扰光线的进入。
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测 10
人眼: 最早的光学望远镜
瞳孔: 可变2—8mm 细胞: 光探测器 响应波长: 4000—7000Å 极限探测率:5×10-17W
(10个光子/秒) 极限分辨率: 1角分 人脑: 电脑
11
光学望远镜： 工作波段：0.4～0.7微米。
光学望远镜种类： 折射式望远镜：伽利略、开普勒。 反射式望远镜：主焦点系统、牛顿系统、
配备CCD相机成像观测，有效视场取决于CCD的尺寸。
配备光栅做光谱观测，有效视场与光栅尺寸相关。
44
首次拍摄的船底座大星云 2.6米VST望远镜，视场1°×1°，宽度达到满月的2倍。 45
天文学对光学望远镜的基本要求
聚光本领：反映望远镜能够探测暗弱天体的能力，通常用望 远镜能观测的极限星等来表示。
39
天文 望远镜
发展 历程
40
41
光学望远镜主要性能参数
有效口径 有效视场 聚光本领 分辨本领
42
天文学对光学望远镜的基本要求
有效口径：物镜起集光 作用的直径，常用D表 示。 口径越大能收集的光量 越多，即聚光本领就越 强，口径越大越能观测 到更暗弱的天体。
43
天文学对光学望远镜的基本要求
m是星等，f是星的辐射能强度。星等越大，到达地球表面的光 辐射能量密度就越小。聚光本领越大的望远镜才能获得微弱辐 射信息。 光学望远镜聚光本领表达式：
A：望远镜口径面积；t：观测积分时间；△λ：频谱宽度；
np：到达地球表面的光子数。Q：综合量子效率。
46
极限星等计算
极限星等是指望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星
最暗为6等，而50mm口径的望远镜则为10.3等。口径愈大所能
见的极限星等愈暗。
望远镜口径(mm) 50 100 150 200 250 300 500
极限星等 10.3 11.8 12.7 13.3 13.8 14.2 15.3
分辨力(角秒) 2.28 1.14 0.76 0.57 0.46 0.38 0.23
常由于观测信息的不足，天文学家经常会提出许多假说来解释一
些天文现象。然后再根据新的观测结果，对原来的理论进行修改
或者用新的理论来代替。这也是天文学不同于其他许多自然科学
的地方。
现象 初步模型
观测 实测数据
修正 改进模型
4
天文学分类：
按类型来分：
理论天文学 观察天文学
按研究方法分：
天体测量学 天体力学 天体物理学
有效视场：是指能够被望远镜良好成像，并进行观测的天
空区域对观测点所成的角度。
有效视场越大，信息量越大，使用效率越高。
不同科学目标，有效视场不同。
常规系统（球面、抛物面、双曲面等），有效视场在
1°左右。
可采用非二次曲面像场改正器增大有效视场。
增大焦比可增大有效视场，但不利于结构设计。
的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
17
复消色差系统
望远镜主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜。
能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同 的焦平面上。 颜色的残差（二级光谱）比消色差透镜低一个数量级。
18
1米（40〞）折射望远镜
最大的折射望远镜，1897年建成，叶凯士天文台（海
多波段天文望远镜
γ射线望远镜（致密天体碰撞、中子星并合）
空
X 射线望远镜（黑洞、中子星、脉冲星）
间
观
紫外望远镜（高温星、类星体）
测
光学望远镜（恒星）
近红外望远镜（红巨星、尘埃、星系核）
地 面
远红外望远镜（尘埃，原恒星，行星）
、 空
毫米波望远镜（冷尘埃，分子云）
间 观
射电望远镜（ 21cm氢谱线，脉冲星）
一架投入科学应用的、放大倍率40的双筒天文望远镜，
并作出一系列重要的发现。
伽利略首次证实：夜晚天空中的银河，实际上是由无数
肉眼无法分辩的恒星所形成的图案。
400年前伽利略第一次用自制的天文望远镜指向天空。这
个小小的动作成就了天文学历史上的一个重大创举。从
此，人们的宇宙观发生了巨大的变化。
7
国际天文学年
施密特 折反射望远镜
ESO施密特望远镜 （1000/1620）
36
帕洛马天文台 1.22米 施密特望远镜50年代对 北天进行了照像巡天， 对亮于21m的天体全部 拍了照片，每张照片是 6.°6×6.°6。
著名的“帕洛马天图” ，对天体物理和天体测 量工作都有极大的推动 作用。
37
LAMOST式反射施1663年，英国数学家格雷戈里（J.Gregory）发明。
主镜抛物面，副镜面型为椭球面。
能够避免折射望远镜的不足。
通过副镜放大，以及折叠光路，较短的镜筒能够获得较长的
系统焦距。
焦点在主镜后面，便于观测。
但由于当时工艺水平的限制，该系统没有做出。现在有些太阳望
天文望远镜作用：
看得清：能够放大遥远天体的张角，能够看清角距更 小的细节。 看得远：能够收集到比瞳孔（最大8毫米直径）大得 多的光束，并能进行长时间累积曝光，看到更暗的天体。
6
望远镜的发明
1608年，荷兰眼镜商人李波尔塞在偶然的机会中发明望
远镜。
1609年，意大利佛罗伦萨人伽利略发明并制成世界上第
21
折射望远镜不足点
有色差。
对红外、紫外光线吸收。 镜面（双面）磨制，加工困难。 随着镜子直径增大，很难保证材质的一致性。 大尺度的玻璃在熔铸过程中，很难保证没有气 泡等问题。 镜子支撑困难。
22
反射式天文望远镜
23
主焦点系统
最基本的光学系统，系统简单。 只有一个反射镜，光能量损失小。 旋转抛物面镜面系统，没有球差。 配像场改正镜后，可获得较大的视场。 焦比小，过大焦比增加镜筒长度，增加造价。 焦面仪器在光路中，操作不方便，且不宜放置大型仪器。 24
但牛顿焦点不适合放大型终端设备。
25
卡塞格林系统
1672年，法国科学家卡塞格林发明。
凹抛物面主镜，凸双曲面副镜。
主镜有中心孔，光线经副镜后成像中心孔后，便于观测。
由于副镜的放大作用，且采用折叠光路，这样较短的镜筒
就可以获得较长的系统焦距，简化了结构。
视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲。
系统由球面主镜和一块接近平行平板的非球面改正镜组成 。改正镜一面是平面，另一面是非球面，用于消除球面镜的球 差，改正镜位于球面镜的球心附近。 克服反射望远镜视场小的问题，能获得较大的视场，通常 在5°×5°左右，特别适合于天文巡天。 世界上最大的施密特望远镜是卡尔·施瓦茨希尔德天文台
35
1340/2000望远镜 。
1610年1月7日，发现了木星的4颗卫星，成为哥白尼日心说 的第一个观测依据。为了纪念伽利略，4颗卫星称为“伽利略 卫星”。 借助于望远镜，伽利略还先后发现了土星光环、太阳黑子、 太阳的自转、金星和水星的盈亏现象、月球的周日和周月天平 动，以及银河是由无数恒星组成等等。这些发现开辟了天文学 的新时代，近代天文学的大门被打开了。
26
卡塞格林系统
27
耐施密斯系统
1839年，英国工程师耐施密斯发明。在卡塞格林系
统中增加45°平面镜，将焦点移到镜筒外的赤纬轴或 高度轴。 这类系统通常用于地平式望远镜，这时焦点位置不 随镜筒的转动而变化，这样可以放置大型焦面仪器。
28
耐施密斯系统
29
折轴焦点系统
耐施密斯系统的进一步发展，焦点相对于望远镜完全不 动，适合于放置大型终端仪器，如光谱仪等。
2009年，是伽利略将望远镜指向星空 400周年，因此，2009年被定为国际天 文学年。 “望远镜的使用，无疑是一场天文学的 革命，天文学的意义因此而改变。”
国际天文年的LOGO
大气窗口：可见光、射电、部分红外
可见光：0.4 ～0.7μm ； 射电：1 mm～10m； 红外： 8 ～13μm 、17 ～22μm 、24.5 ～42μm；9
按观测手段分：
光学天文学 射电天文学 红外天文学 空间天文学
其他更细分的学科：
天文学史
宇宙学
星系天文学
高能天体天文学
太阳系天文学
远红外天文学
伽马射线天文学
无线电天文学
紫外天文学
X射线天文学
天体地质学
等离子天体物理学
中微子天体物理学
行星物理学
5
……
天文望远镜：是一种利用透镜或反射镜以及其他光学
器件观测天体，探索宇宙奥秘的重要光学仪器。没有望 远镜，就没有现代天文学。没有先进的望远镜，就没有 天文学的进步。
缺点：视场小。
14
开普勒望远镜
1611年，德国科学家开普勒发明。
物镜是凸透镜，目镜是凸透镜，视场大，但像上下左右颠倒，
光路中需增加转像棱镜。
大多数折射望远镜都采用开普勒系统。
视场大。
目镜设置在物镜焦点之后，可在物镜焦点处放置十字丝，作
为调试参考。
缺点：系统有色像差。
15
开普勒类型的望远镜可以得到很大的放大倍率，但需要很大的 焦比才能消除物镜引起的像场。
光学望远镜设计
第一讲：望远镜设计基础
本讲提纲
天文学概述 望远镜类型及其特点 望远镜的主要性能指标 望远镜研发过程和常用软件 望远镜通常的验收方法和指标
2
天文学：研究宇宙空间天体、宇宙结构和发展
的学科。与数学、物理、化学、地球科学、生命 科学等同为基础学科，具有6千多年历史。
3
牛顿系统
1668年，英国物理学家牛顿发明，避免了主焦点系统的
缺点，45°平面镜将焦点移出镜筒，能量损失略多于主焦点