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基于Zemax的牛顿望远镜的设计

基于Zemax的牛顿望远镜的设计
基于Zemax的牛顿望远镜的设计

基于Zemax的牛顿望远镜的设计

基于Zemax的牛顿望远镜的设计 (1)

1、简介 (1)

2、优缺点 (3)

2.1优点: (3)

2.2不足: (3)

3、Zemax设计 (4)

3.1 设计要求 (4)

3.2 设计过程 (4)

4、参考与鸣谢 (8)

5、附录:望远镜的性能简介 (9)

5.1 物镜的光学特性: (9)

5.2 物镜的结构样式: (10)

5.3 系统的整体性能: (11)

1、简介

1670年,牛顿制备了第一个反射式望远镜。他使用凹面镜(球面)将光线反射到一个焦点,如图1,2。这种方法比当时望远镜的放大倍数高出数倍。

图1,2

老牛本准备用非球面(抛物面),研磨工艺所限,迫使其采用球面反射镜做主镜:将直径2.5厘米的金属磨制成一个凹面反射镜,并在主镜的焦点前放了一个与主镜成45°的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜后以90°反射出镜筒后到达目镜。如图3,4。

球面镜虽然会产生一定的象差,但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。所有的巨型望远镜大多属于反射望远镜,牛顿望远镜为反射望远镜的发展辅平了道路。从牛顿制作出第一架反射望远镜到今天,300多年过去了,人们在其中加入了其他的设计,产生了许多的变形。例如,在牛顿式望远镜中加入一组透镜,就产生了施密特-牛顿式,除此之外,还有许多的变形,但他们的基本结构都是牛顿式的。

图3,4

在今天,世界上一些最为著名的望远镜都是采用牛顿式的结构。例如,位于巴乐马山天文台的Hale天文望远镜,其主镜的尺寸为5米;W.M. 凯克天文台的Keck天文望远镜,其主镜由36块六角形的镜面拼接,组合成直径10米的主镜;还有哈勃太空望远镜,也是牛顿式望远镜。

牛顿反射望远镜采用抛物面镜作为主镜,光进入镜筒的底端,然后折回开口处的第二反射镜(平面的对角反射镜),再次改变方向进入目镜焦平面。目镜为便于观察,被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。

牛顿反射望远镜用平面镜替换昂贵笨重的透镜收集和聚焦光线,结构较简单。另外,焦距可长达1000mm而仍然保持相对紧凑,可以便携使用。不过,由于主镜被暴露在空气和尘土中,需要更多维护与保养。

然而,这个小缺点不阻碍这个类型望远镜的大众化,对于那些想要一台价格经济,但仍然可以解决观测微弱,遥远的目标的用户来说,牛顿反射望远镜是一个理想的选择。

2、优缺点

2.1优点:

1、同折射和折反望远镜相比,同样口径成本最低。因为大口径的反射镜比透镜的生产成本低很多。

2、紧凑合理,便携性好,焦距可达1000mm以上。

3、由于F数普遍较短(f/4到f/8),更容易的获得较大的视野,具有较好的微弱深空天体观测性能,例如遥远的星系、星云和星团(但不是很方便,难度大于折反望远镜)。

4、长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观,具有较好的月球和行星的观测性能。

5、由于采用反射镜作为主镜,无色差。

6、由于光线无须穿透物镜(它只从镜子的表面反射),所以不需要特别的玻璃材料,只需要能掌握住正确的反射面形状,且只需要处理一个表面(折射镜通常需要处理四个表面),因此非常适合非专业人士自制DIY。

7、目镜的位置在望远镜筒前端,与短F数结合可以使用短而紧凑的架台系统,减少费用和增加便利性。

2.2不足:

1、一般不适合地面应用。

2、容易产生彗差,造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零,随着镜子的视域呈线性的增加,也与焦距除以口径的商(焦比)的平方反比来扩散。

通常在焦比大于f/6的系统,彗差已经可以忽略掉,不会影响目视或摄影的结果。

焦比小于f/4的系统,虽然不能忽视彗差,但可以借由广视野和低倍率成像来避免。

透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗差上,让影像恢复原有的明锐(所谓的“施密特-牛顿式”)。

3、副镜在光路的中间,会遮挡部分光线,反射镜的支撑结构还会使星像形成衍射星芒,并且降低锐度和反差。使用二或三个支架的支撑结构可以减少视觉上的星芒,减少衍射的峰值强度提高星像的反差。弥散斑状的星像通常是由于支撑结构的不稳定和镜筒内不规则流动的空气使星光不能汇聚形成尖锐的星点。虽然十字支撑结构能比三支架支撑结构更有效的消除衍射星芒,但三支架结构形成的六线星芒会给人一种审美上的良好观感。

4、牛顿反射望远镜的校准是个问题。主镜和副镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离,这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。

3、Zemax设计

牛顿望远镜的主镜是一个抛物面,光线由无限远处的物点发出,在焦点处形成完美的几何像点。抛物面无球差,只有轴上的高阶像差。

3.1 设计要求

焦距F=1000 mm,F/5。

3.2 设计过程

可知曲率半径R=2F=2000 mm,口径D=200 mm。使用轴向视场角和默认波长。反射式不产生色差,无需设置多波长。

(1)键入:入瞳200,默认视场角,默认波长。

对比球面和抛物面时点列图:区别在于二次项(-1)。

球面时:

抛物面时:

(2)增加折转面:

欲新增转折面镜,首先需定义折转面的置放位置。面镜尺寸应尽可能地小型化,并将光束完全导离光轴。

由于入瞳直径为200 mm,成像面至少要在光轴上方100 mm。现在,设罝为150 mm,因此折转面距离抛物面850 mm(1000 mm –150 mm)。于是,改变抛物面的厚度为-850 mm。在抛物面与成像面之间插入一个新的表面,键入该表面厚度为-150 mm。这个新增的哑面将会被指定为使用「Add Fold Mirror」工具的旋转面镜。如此从面镜到成像面的总厚度依旧是1000 mm。

另外,为了观察到入射光,在stop前加入一面,距离为1000 mm。

(3)折转:Tools-Coordinate-Add fold Mirror ;镜面45°放置

折转面对望远镜系统的性能并无影响。Spd,PSF保持原样。

(4)设置挡板:

光线从对象发出经过旋转面镜到达第一面镜,然后反射回到成像面。在实际系统中,负责引导成像离开光轴的旋转面镜将会遮蔽部分的入射光束。由于ZEMAX在序列模式中,后面的表面并不会影响前面光线追迹。为了定义遮蔽效应以接近真实状况,必须置入一遮蔽平面。

双击表面1的Surf:Type——Aperture——(Aperture Type)--Circular Obscuration--最大半径设为16.7。

(6)效果图:

4、参考与鸣谢

1.百度百科——牛顿望远镜,牛顿反射式望远镜

2.https://www.wendangku.net/doc/2b5099532.html,/newtonian-telescope-and-zemax-design/#comments

3.工程光学设计-萧泽新

5、附录:望远镜的性能简介

望远镜一般由物镜、目镜和棱镜(或透镜)转向系统构成。

望远光学系统所成的像对眼睛的张角大于物体本身对眼睛的直观张角,因此给人一种“物体被拉近了”的感觉。

作用一:放大远处物体的张角,使人眼能看清角距更小的细节。

作用二:把物镜收集到的比瞳孔直径粗得多的光束,送入人眼,使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。

5.1 物镜的光学特性:

物镜最重要的三个光学特性分别是相对孔径D f '物

、焦距f '物和视场2ω。 1. 入瞳直径(或物镜孔径)D 决定物镜的分辨本领。

2. 物镜成像大小正比于物镜的焦距f '物

。 3. D 和f '物决定系统的外形尺寸,D f '物(相对孔径)决定物镜的复杂程度和像面照度。

4. 视场2ω决定了观察范围。

具体如下:

A. 相对孔径不大 望远镜是无焦系统,物镜的D f '物等于目镜的D f ''目。 目镜的相对孔径主要由出瞳直径D '和出瞳距z l '决定。目前,望远镜的出瞳直径D '一般为4 mm ,出瞳距z l '要求为20 mm 。为保证出瞳距,目镜的焦距一般不能小于25 mm 。则:

42516D f ''≤≈目

故:相对孔径一般小于15。

B. 视场较小

物镜视场角ω,目镜视场角ω'与系统的视觉放大率Γ有关系,下:

tan tan ωω'=Γ

目前,目镜视场2ω'大多在70°下,这就限制了物镜的视场,通常物镜视场在10°以下。 望远物镜一般主要校正轴向边缘球差、轴向色差和边缘孔径的正弦差。

设计物镜时,需考虑与目镜、棱镜的组合:

1. 棱镜的像差由物镜来补偿。

2. 目镜中少量球差和轴向色差也由物镜来补偿。

故:物镜的轴向边缘球差,边缘孔径的正弦差,FC

L '?通常不是校正到0,而是指定数值。

5.2 物镜的结构样式:

望远镜分折射式、反射式和折反射式三类。

A.反射式和折反射式:

(1)反射:用凹面反射镜作物镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜等几种类型。

(2)折反:在球面反射镜的基础上,再加入用于校正像差的折射元件,可以避免困难的大型非球面加工,又能获得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜。

在大孔径、长焦距中采用。因为:

1.反射镜不产生色差。

2.光路折转可以缩短轴向长度。

双反射镜应用较多,以后会专门介绍两镜系统。主要有两种:

1.卡塞格林:主镜为抛物面,次镜为双曲面;成倒像,镜筒短。检测较难

2.格里高利:主镜为抛物面,次镜为椭球面;成正像,镜筒长。

由于非球面加工、检测困难,轴外像差不能校正,出现折反射式。

一种是卡塞格林的改进:球面主镜+校正透镜。主镜的像差可以得到校正版的补偿,能提高像质,增大视场和孔径。著名的有:施密特,马克舒托夫和同心球壳校正版式。

B.折射式:

用透镜作物镜。分为两种:由凹透镜作目镜的伽利略望远镜;由凸透镜作目镜的开普勒望远镜。

折射式物镜有:

1.双胶合:视场2ω<10°;不同焦距适用的最大相对孔径

D

f

f'

1

50

3

1

150

4

1

300

6

1 1000

10

2.双胶合+单:视场2ω<5°;相对孔径D

f'

11

32

,D100

3.单+双胶合:视场2ω<5°;相对孔径D

f'

11

3 2.5

,D100

≤mm。

4.三分离:视场2ω<4°;相对孔径D

f'

11

2 1.5

5.对称:短焦距,大视场,小相对孔径;2ω<30°,2f'<50,D

f'

<

1

5

6.摄远:系统长度小于焦距。分两种:一正透镜组+一远离的负透镜;双胶合物镜+厚弯月镜。

5.3 系统的整体性能:

望远镜的整体性能主要由以下参数反映:

A. 倍率

倍率M = 物镜焦距f '物

/目镜焦距f '目 。 一架天文望远镜通常配有好几个不同焦距的目镜,从而可得到几种不同的放大倍率。比如当望远镜的物镜焦距为840 mm ,目镜的焦距是10 mm ,那么放大率就是84倍,若另一目镜的焦距为20 mm ,则望远镜的放大率就是42倍了。

虽然理论上望远镜的放大倍率是可以随意改变的(只要换上不同的目镜),甚至将放大倍率提升到千倍或以上。望远镜倍率的提高是有一定限度的,这就是望远镜的有效倍率。如果选用过高的倍率,成像就会变暗,观测效果反而不好。

对普通天文望远镜来说,最高有效倍率约是口径(D )的2倍。例如,望远镜的口径是80mm 时,最高有效倍率是160倍左右;口径是100mm 时,最高有效倍率为200倍左右。每一支望远镜都是有它的可用最高倍率。超越这个倍率所得来的不仅无济于事甚至严重影响观测效果。

可用最高倍率除决定于望远镜的口径外,还视乎当观测时的大气稳定度(SEEING)及被观测的物体的特性。可用最高倍率凭经验有下列参考数值:

折射望远镜: 口径(mm)的1.5 至 2倍;

反射/折反射望远镜: 口径(mm)的1.0 至 1.5倍

优质望远镜的可用最高倍率在十分理想的大气稳定度下可以达到口径(mm)的3倍。 望远镜的有效放大率应为 2.3D Γ=,其放大率应按照0.20.75D D ≤Γ≤选取。

B. 有效口径,相对口径和分辨力:

物镜的有效口径D :物镜的直径没有被框子和光阑挡住的部分。

相对口径:有效口径与焦距的比。即:A =D/F ,其中D 、F 单位为mm 。

天文望远镜的相对口径越大,聚光能力就越强,通过望远镜看到的天体就越明亮。另外,在物镜焦距不变的情况下,有效口径越大.相对口径也就越大。显然,有效口径越大,望远镜的性能就越好。也就是说,天文望远镜的性能好坏,主要由口径来决定。

分辨力(又称为解像力)是指望远镜能够分辨两个接近星点的能力。当两个星点的间隔小于分辨力时,望远镜不能将两颗星分辨为两个星点。人眼的分辨力约为1'。望远镜的分辨力:

分辨力 = 120"/望远镜口径(mm)

例: 60mm 口径望远镜

分辨力=120〞/60 =2〞,即可分辨2"角距的双星。%或140

对于天文观测来说,分辨率往往比放大率更重要。

图解:小口径望远镜不能将两颗接近星点分辨,大口径望远镜能将两颗接近星点分辨。

C.集光力

光线是通过瞳孔进入人眼的,人眼只能收集到相当于瞳孔面积范围的光。在暗处时,人眼的瞳孔直径一般约为7mm。因此,就把望远镜物镜的有效面积相对于瞳孔面积的倍数叫做集光力。

即:集光力=(D*D)/(7*7),D单位依然为毫米。

例: 50mm口径的望远镜,集光力= 50^2 /7^2= 51倍。

D.视场

-在望远镜中能够看到的天空区域的角直径叫做视场,用符号ω表示。对于一架望远镜来说,视场同目镜的焦距有关,目镜的焦距越短,望远镜的现场越小,望远镜的放大率越大,视场就越小。

E.极限星

在晴朗无月的夜晚,用望远镜能够看到的最暗的星等,叫做这架望远镜的极限星等,用符号Me表示。Me的数值主要决定于物镜的有效口径,有一个经验公式可供参考:Me=7.1+51gD,D用厘米作单位。当然这是理论数值,由于大气层及观测者视力等因素的影响,实际数值和计算值不一定一致。

施密特-卡塞格林系统的优化设计

施密特-卡塞格林系统的优化设计 本次实验将使用到:polynomial aspheric surface, obscurations,apertures, solves, optimization, layouts, MTF plots。 本次实验是完成Schmidt-Cassegrain 及polynomial aspheric corrector plate。 这个设计是要在可见光谱中使用,需要一个10 inches的aperture 和10 inches 的back focus。 开始,先把primary corrector, System, General, 在aperture value 中键入10。

同在一个screen 把unit “Millimeters”改为“Inches”。 再把Wavelength 设为3个,分别为0.486,0.587,0.656,且0.587定为主波长。

也可以在wavelength 的screen 中按底部的select 键,选默认波长。默认的field angle value,其值为0。

依序键入如下LED 表的相关数据,此时the primary corrector为MIRROR 球镜片。 2D图如下:

现在加入第二个corrector,并且决定imagine plane 的位置。 输入如下的LDE,注意到primary corrector 的thickness 变为-18,比原先的-30小,这是因为要放second corrector 并考虑到其size 大小的因素。 在surface4 的radius 设定为variable,通过optimization, Zemax

牛顿式反射望远镜光轴的校准(精选.)

牛顿式反射望远镜光轴的校准 很多爱好者在使用反射式望远镜,特别是近年来越来越多的爱好者开始使用大口径、短焦距的抛物面牛顿式反射望远镜。说到望远镜的光学质量,人们比较关心的是主镜的口径及表面精度,而对于是否将反射镜的整个光学系统调整到最佳状态,似乎并没有给予足够的重视。我根据最近的一些实践经验,参考了网上的一些相关文章,把自己的体会写成此文。 反射望远镜光轴校准的重要性: 如果你拥有了一架反射望远镜,并且主镜是抛物面的,当你满怀希望投入观测,却发现像质平平,甚至恒星都不能聚成一个点,这个时候先别急着换镜子,你拥有的可能是一架很不错的望远镜,问题仅仅出在镜片装配上,经过对光轴的重新调整,望远镜里展现出的可能是完全不同的景象。 抛物面反射镜的成像有个特点,在光轴上成像很完美,没有像差,但离开光轴就会有明显的彗差(星点带了小尾巴)。在光轴上,使用一般视场的目镜,视场中心的星点是很锐利的,实际上视场边缘的像差也不易察觉。而如果在光轴外,整个视场中的星点可能都不实,而且离光轴越远这一点越严重。 怎样才算调好光轴了? 反射镜的光学系统中有两个光轴:主镜(物镜)光轴平行于主镜筒的轴线,经过副镜(小平面镜);目镜光轴垂直于主镜筒轴线,也经过副镜。当两个光轴都经过副镜上的同一点,且被副镜反射后二者完全重合,也就是成了一个光轴,那么光轴就算调好了。 在缺乏检验手段时,可以通过实际观测来判断光轴是否调好。找一个大气宁静度较好的晴夜,用望远镜的最高倍率(用毫米表示的主镜的直径数)看一颗恒星(如果没有赤道仪则可以看北极星)。把星点放在目镜视场中心(以减少目镜带来的像差),仔细调整焦距,从焦点外调到焦点,然后调到焦点内。如果光轴调整没有问题,可以看到如下图所示的从左到右一系列图象(图中的圆环是光的衍射引起的,散焦后实际上还会看到副镜及其支架的影子,图中没有画出)。 在焦点上星像是否凝结得很实、很细、很锐利,散焦后衍射环是否是同心圆,这些都反映了望远镜的像质。如果散焦后可以看到几圈衍射环,但不象上图中那样完美,四周均匀地带有一些“毛刺”,这说明反射镜面的精度稍差,但光轴调整的还是好的。如果散焦后星点变成了一个小的扇形,而且在目镜视场中移动星象,扇形的发散方向不变,这说明望远镜的光轴需要调整了。 光轴调整步骤及辅助工具 光轴调整可按如下步骤进行: 调节目镜调焦筒使之垂直于主镜筒轴线

基于Zemax的牛顿望远镜的设计

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球面镜虽然会产生一定的象差,但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。所有的巨型望远镜大多属于反射望远镜,牛顿望远镜为反射望远镜的发展辅平了道路。从牛顿制作出第一架反射望远镜到今天,300多年过去了,人们在其中加入了其他的设计,产生了许多的变形。例如,在牛顿式望远镜中加入一组透镜,就产生了施密特-牛顿式,除此之外,还有许多的变形,但他们的基本结构都是牛顿式的。 图3,4 在今天,世界上一些最为著名的望远镜都是采用牛顿式的结构。例如,位于巴乐马山天文台的Hale天文望远镜,其主镜的尺寸为5米;W.M. 凯克天文台的Keck天文望远镜,其主镜由36块六角形的镜面拼接,组合成直径10米的主镜;还有哈勃太空望远镜,也是牛顿式望远镜。 牛顿反射望远镜采用抛物面镜作为主镜,光进入镜筒的底端,然后折回开口处的第二反射镜(平面的对角反射镜),再次改变方向进入目镜焦平面。目镜为便于观察,被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。 牛顿反射望远镜用平面镜替换昂贵笨重的透镜收集和聚焦光线,结构较简单。另外,焦距可长达1000mm而仍然保持相对紧凑,可以便携使用。不过,由于主镜被暴露在空气和尘土中,需要更多维护与保养。

牛顿望远镜实验报告

实验一、牛顿望远镜 1.实验目的 学习运用ZEMAX综合性的光学仿真软件,将实际光学系统的设计概念、优化、分析、公差以及报表整合在一起。 通过ZEMAX软件的仿真应用,对牛顿望远镜的原理进行深层次的了解,并加深对牛顿望远镜使用的熟练度。 2.基本原理 ZEMAX光学设计程序是一个完整的光学设计软件,是将实际光学系统的设计概念,优化,分析,公差以及报表集成在一起的一套综合性的光学设计仿真软件。包括光学设计需要的所有功能,可以在实践中对所有光学系统进行设计,优化,分析,并具有容差能力,所有这些强大的功能都直观的呈现于用户界面中。ZEMAX功能强大,速度快,灵活方便,是一个很好的综合性程序。ZEMAX能够模拟连续和非连续成像系统及非成像系统。 牛顿反射望远镜采用抛物面镜作为主镜,光进入镜筒的底端,然后折回开口处的第二反射镜(平面的对角反射镜),再次改变方向进入目镜焦平面。目镜为便于观察,被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。

由于光学系统的原理,牛顿望远镜的成像是一个倒像,倒像并不影响天文观测,因此牛顿反射望远镜是天文学使用的最佳选择。通过正像镜等附加镜头,可以将图像校正过来,但会降低成像质量。 3.系统结构 一个1000mm F/5的望远镜,这暗指需要一个曲率半径为2000mm的镜面,和一个200mm的孔径。光阑面的曲率半径列Radius,输入

-2000.0,负号表示为凹面。现在在同一个面上输入厚度值Thickness-1000,这个负号表示通过镜面折射后,光线将往“后方”传递.“Glass”列输入“MIRROR”,输入一个200的孔径值. ZEMAX使用的缺省值是波长550,视场角0.光源为无穷远处。

牛顿对光学的研究

牛顿对光学的研究 英国物理学家牛顿(I.Newton,1642-1727) 1.色散现象的早期研究 色散也是一个古老的课题,最引人注目的是彩虹现象。早在13世纪,科学家就对彩虹的成因进行了探讨。 德国有一位传教士叫西奥多里克(Theodoric),曾在实验中模仿天上的彩虹。他利用阳光照射装满水的大玻璃球壳,观察到了和空中一样的彩虹,以此说明彩虹是由于空气中水珠反射和折射阳光造成的现象。不过,他进一步解释没有摆脱亚里斯多德的教义,继续认为各种颜色的产生是由于光受到不同阻滞所引起。光的四种颜色:红、黄、绿、蓝,处于白与黑之间,红色接近白色,比较明亮,蓝色接近黑色,比较昏暗。阳光进入媒质(例如水),从表面区域折射回来的是红色或黄色,从深部折射回来的是绿色或蓝色。雨后天空中充满水珠,阳光进入水珠再折射回来,人们就看到色彩缤纷的景象。 笛卡儿对彩虹现象也有兴趣,他用实验检验西奥多里克的认述。 在他的《方法论》(1637)中还有一篇附录,专门讨论彩虹,并且介绍了他自己做过的棱镜实验,如图所示。他用三棱镜将阳光折射后投在屏上,发现彩色的产生并不是由于进入媒质深浅不同所造成。因为不论光照在棱镜的那一部位,折射后屏上的图象都是一样的。遗憾的是,笛卡儿的屏离棱镜太近(大概只有几厘米),他没有看到色散后的整个光谱,只注意到光带的两侧分别呈现蓝色和红色。 1648年,布拉格的马尔西用三棱镜演示色散成功。不过他解释错了。他认为红色是浓缩了的光,蓝色是稀释了的光;之所以会出现五颜六色,是由于光受物质的不同作用,因而呈现各种不同的颜色。 17世纪正当望远镜、显微镜问世,伽利略运用望远镜观察天体星辰,胡克用显微镜观察小物体,激起了广大科学界的兴趣。然而,当放大倍数增大时,这些仪器不可避免地都会出现象差和色差,使人们深感迷惑。 人们不理解,为什么在图象的边缘总会出现颜色?这和彩虹有没有共同之处?这类现象有什么规律性?怎样才能消除? 这时,牛顿正在英国剑桥大学学习。他的老师中有一位数学教授名叫巴罗(Isaac Barrow,1630-1677),对光学很有研究。牛顿听过他讲光学,还邦他写《光学讲义》。牛顿很喜欢做光学实验,还亲自动手磨制透镜,想按自己的设计装配出差的显微镜和望远镜。这个愿望激励他对光的颜色的本性进行深入的探讨。 2.牛顿对色散现象的思考 牛顿从笛卡儿等人的著作中得到许多启示。例如笛卡儿说过:“运动慢的光线比运动快的光线折射得更厉害,”胡克描述过肥皂泡的颜色变化,认为不同的颜色是光脉冲对视网膜留下的不同印象。红色和蓝色是原色,其它颜色都是由这两种颜色合成和冲淡而成。牛顿注意到这些说法的合理成分,同时也提出许多疑问。 在牛顿留下的手稿中,记录了许多当年的疑问微压测高计思考, 例如,他问道:如果光是脉冲,为什么不像声音那样在传播中偏离直线? 为什么弱的脉冲比强的脉冲运动快? 为什么水比水蒸汽更清晰? 为什么煤是黑的,煤烧成的灰反而是白的? 牛顿不满意前人(包括他的老师)对光现象的解释,就自己动手做起了一系列的实验。 3.牛顿的色散实验 牛顿从笛卡儿的棱镜实验得到启发,又借鉴于胡克和玻意耳的分光实验。胡克用了一只充满水的烧瓶代替棱镜,屏距折射位置大约60厘米,玻意耳把棱镜散射的光投到1米多高的天花板上,而牛顿则将距离扩展为6-7米,从室外由洞口进入的阳光经过三棱镜后直接投射到对面的墙上。这样,他就获得了展开的光谱,而前面的几位实验者只看到两侧带颜色的光斑。

实验四 基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计

实验四 基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计 一.实验目的 学会使用ZEMAX软件对典型牛顿望远镜进行优化设计。 二.实验要求 1.掌握设立反射镜、使坐标中断的方法; 2.学会使用圆锥系数来优化成像质量; 3.学习点列图和3D图形分析像质的简单方法。 三.实验原理 1.牛顿望远镜基本结构:抛物面主反射镜+与光轴成45度的平面反射镜构成,是一种 全反射式的望远镜物镜; 2.对于球面凹面镜成像,有F=R/2的关系; 3.圆锥系数(conic系数):见于LDE窗口中每一行的第7列(Conic),这个系数是描 述该行所代表的面的曲面函数中的非球面二次曲面系数,决定了该行代表的面的形状,典型值对应的面形状如下: Conic=0 球面; -1

关于望远镜的牛顿反射系统

关于望远镜的牛顿反射系统 通俗理解,望远镜的工作原理是利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上,然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里,这样我们便可以观测到星空的影像。全球第一架望远镜诞生于1668年,名为牛顿反射望远镜。相信,有部分天文爱好者对它不是很了解,下面,中国望远镜交易网小编陪同大家一起来认识下牛顿反射望远镜。 首先,牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。牛顿反射望远镜由牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后,决定采用球面反射镜作为主镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求,光线不需透过材料本身,而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点,因此大口径的望远镜都采用反射式。 另外,它的结构简单,磨制比较容易,成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大,视场不宜做得过大,且眼望方向与镜筒指向方向不一致,使观测者寻星较为困难。但是,相对孔径较大的抛物面牛顿系统,往往被采用作为口径较大的物镜系统,其像质优良,光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。反射式天文望远镜有许多优点,牛顿系统是反射

系统望远镜的优点如下: 1.由于反射镜的造价要比透镜低的多,因此对于大口径的望远镜来说,经常做成反射式的,而不是笨重的折射式。便携式设计的反射望远镜,虽然镜筒只有500mm,但焦距却可以达到1000mm。牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8,非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。 2.有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。如果要进行拍照,使用牛顿式望远镜时非常好的。但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。牛顿式结构可以很好的会聚光线,在焦点处得到一个非常明亮的像。 中国望远镜交易网调查发现,现代的大型反射望远镜,大都通过镜面的变换,在同一个望远镜上得到不同的系统,以用于不同的观测项目。更多望远镜知识可查阅中国望远镜交易网。

牛顿式反射望远镜光轴的校准

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实验三 基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计

实验三基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计 一.实验目的 学会使用ZEMAX软件对典型牛顿望远镜进行优化设计。 二.实验要求 1.掌握设立反射镜、使坐标中断的方法; 2.学会使用圆锥系数来优化成像质量; 3.学习点列图和3D图形分析像质的简单方法。 三.实验原理 1.牛顿望远镜基本结构:见理论课课本图6-10,抛物面主反射镜+与光轴成45度的平 面反射镜构成,是一种全反射式的望远镜物镜; 2.对于球面凹面镜成像,有F=R/2的关系; 3.圆锥系数(conic系数):见于LDE窗口中每一行的第7列(Conic),这个系数是描 述该行所代表的面的曲面函数中的非球面二次曲面系数,决定了该行代表的面的形状,典型值对应的面形状如下: Conic=0 球面; -1

光学设计实验指导书2012完整版

实验一光学设计软件ZEMAX的安装和基本操作 一.实验目的 学习ZEMAX软件的安装过程,熟悉ZEMAX软件界面的组成及基本使用方法。二.实验要求 a)掌握ZEMAX软件的安装、启动与退出的方法。 b)掌握ZEMAX软件的用户界面。 c)掌握ZEMAX软件的基本使用方法。 d)学会使用ZEMAX的帮助系统。 e)学会使用ZEMAX初步仿真光路图。 三.实验内容 (一)界面及基本操作 1.通过桌面快捷图标或“开始—程序”菜单运行ZEMAX,熟悉ZEMAX的初始用户界面,如下图所示: 图1.1 ZEMAX用户界面 2.浏览各个菜单项的内容,熟悉各常用功能、操作所在菜单,了解各常用菜单的作用。 3. 熟悉使用各个常用的快捷按钮。

4.学会从主菜单的编辑菜单下调出各种常见编辑窗口(镜头数据编辑、优化函数、多重数据结构)。 5.调用ZEMAX 自带的例子(例如根目录下samples\tutorial\tutorial zoom2.zmx 文件),学会打开常用的分析功能项:草图(2D 草图、3D 草图、渲染模型等)、特性曲线(像差曲线、光程差曲线)、点列图、调制传递函数等,学会由这些图进行简单的成像质量分析。 6.从主菜单中调用优化工具,简单掌握优化工具界面中的参量。 7.掌握镜头数据编辑(LDE )窗口的作用以及窗口中各个行列代表的意思。 8.从主菜单-报告下形成各种形式的报告。 9.通过主菜单-帮助下的操作手册调用帮助文件,学会查找相关帮助信息。 (二) 仿真光路图 根据已拟好的设计草图,在ZEMAX 中实现光路仿真,包括光路系统整体设置、创建光学元件、透镜(组),元件间大致间距等。 1.光路系统的整体设置,包括此光学系统所适用的波长、入瞳直径、视场等,在主菜单-系统里有相应的各个设置。 2.创建光学元件、透镜(组),就是将设计草图中的各种光学元件用ZEMAX 的方式去仿真实现。ZEMAX 仿真的基本元素是面和面间距,仿真创建各种元件基本都以具体设置每个面和面间距的参数来实现。 (1)面:面的基本参数包括面型(Surf:type )、 曲率半径(Radius)、厚度(Thickness)、材料(玻璃)(Glass),半口径(Semi-Diameter)等,每一个面对应于LDE 窗口里的一个行,每一个参数对应LDE 窗口里的一列,如下图: ZEMAX 的默认面型是透明标准(Standard )球面,曲率半径和半口径为无穷(Infinity )。面的厚度和材料的定义都是以指定面起向后算到下一个面之间的这一段的厚度和材料。 (2)面间距:指的是该面在光轴上的交点到下一个面在光轴上的交点之间的距离,向右为正,向左为负。常用于标识透镜厚度、元件与元件的间距等。 例如:一个透镜的厚度,可以用透镜的前表面的面厚度值Thickness 来完成仿真;前一个元件与后一个元件的间距,可以用前一个元件的后表面到后一个元件的前表面之间的面间距来完成仿真。 3.根据设计要求和设计草图,估算各个元件之间的大致间距,通过面间距的设置,实现整个光学系统的初步仿真。 4.仿真一个轴上点光源(m μλ587.0=)在物距为u=30mm 时,由焦距为20mm ,材料为BK7,口径为10mm 的单正透镜成像的光路。 四.报告要求: 1. 打开安装目录下的samples\tutorial\tutorial zoom 2.zmx 文件,生成其2D 图、渲染(转角)、像差特征曲线、OPD 曲线、曲面数据报告(第7面)和图解报告4。截屏后打印出来。 2. 试在打印出来的2D 图上标出各个面的位置以及相应面厚度值的具体指向(方向、

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