望远镜知识贴(第9页以后)

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行星观测天文滤镜使用技巧


天文滤镜使用技巧

木 星 的 观 测 与 摄 影
木星是一个相当明亮的行星，它的独特迷人之处便在於其细致多变的条纹，要详细观察这些条纹，则必须使用某些特殊的滤镜。因为木星的表面亮度太高，通常我们得设法降低其表面亮度，我的建议是使用两片偏光镜，而不是一般的 ND 镜。
木星条纹的颜色大致从红色至棕紫色，他们的色调变化虽不像火星的海与沙漠那麽强烈，但其亮度却足以让我们用各种滤镜去观察它，事实上，正因为它的颜色并不强烈，所以滤镜的使用是有其必要的。透过系数高的黄或橘色滤镜适合观测木星的云带与那些纤细的蓝色丝状纹 (fsetoon)，这些滤镜使云带中的蓝色成份变暗，而不影响红、黄部份，使用蓝色的滤镜则可得到相反的效果，使偏红色的云系变得较暗。淡蓝色的滤镜在使用十字丝测量云系经纬度时特别有用，因为蓝光能加强暗云系边缘的反差与锐利度，而使得测量工作便利许多。
Cassini 於 1865 年第一次记录了木星神秘的大红斑，它的颜色变化之大，从深橘红色到灰黄色都有，甚至一度变成　大白斑　。无论是观测或摄影，蓝色及绿色的滤镜都能使大红斑的颜色加深而明显，当大红斑变成淡黄色的时候，绿色绿镜就不太管用了，您最好采用蓝色滤镜以提高其反差，这也就是何以蓝色滤镜有　木星滤镜　之称的原因，若大红斑呈稍绿的白色时，观测可就困难了，这时暗红色的滤镜反而或许有用。在拍摄木星的卫星时，您应该选择能使天空背景变暗的滤镜。当发生凌的现象时，有许多种滤镜可供选择，通常，卫星的亮度与木星表面亮度十分接近，使我们无法在木星本体上分辨出卫星来，此时唯有采用木星本体补色的滤镜方能达到减低本体亮度、提高两者反差的效果，卫影凌木星的现象恰与前者相反，但选取滤镜的原则相同，尽量使用与木星本体颜色接近的滤镜，以提高阴影对比。

水 星 与 金 星 的 观 测 与 摄 影
对大部份的同好来说， 水星可能是一个只闻其名，未见其人的行星，因为她总是如此地接近太阳。事实上，几乎所有的水星观测者都是在白天进行观测工作， 清晨与傍晚时虽然阳光强度减弱，但此时水星的高度太低， 大气扰动也最强烈，要想看到表面细节是极困难的，无怪乎水星观测被视为行星观测之一大挑战。由於在白天进行观测， 滤镜成为观测必备的工具。选用适当的滤镜将可加强视稳定度、对比与降低天光散射； 例如， 红色的 KadakWratten 25 能改善不稳定的大气扰动现象，橘红色的 Wratten 21 可降低背景的耀眼强光， 而蓝色的Wratten 38A 、80A 则对加强水星表面模糊特徵的反差有极显著的功效， 这些呈灰色或淡棕色的斑纹在略带粉红色的表面上几乎无法直接观测到， 必须借重红、橘、黄、绿等不同颜色的滤镜才能加以分辨，尤其是绿色滤镜，对水星临边增亮的效果特别显著。
虽然金星的离日度比水星大得多， 但大部份的观测仍无法避免高度与大气扰动的问题， 白昼观测是唯一解决的办法，因此，能降低蓝天散射光的红色滤镜是必要的， 甚至再加上一片偏光镜，对表面细节的辨认似乎更有效。

蓝色和紫色滤镜， 如 Wratten 47 ，对观测金星上大气的阴影，也就是指云面上不定形的斑点及那些反差甚低的纹带， 相当有帮助，其实红、黄、绿等滤镜对小细节的观测都很有效， 但我无法明确地指出哪一种最有效，因为表面特徵的颜色从红至蓝都有，而且不时地变化著。

金星上最著名的Ｙ型暗带很模糊，应以紫色滤镜观察为宜，经由对其连续的观测，可以粗略估计金星的自转周期。

红色的 Wratten 25 除了能降低天空强光外，偶尔对金星表面明暗交界处的特徵观测也很有效。
不少同好对降低木星表面亮度应使用偏光镜而非 ND 镜感到不解，在此做一解说。 偏光镜减光原理是仅让单一方向的偏极光透过，所以我们使用两片偏光镜， 以不同的角度搭配，便可达到不同程度的减光效果。在不同天候、不同亮度、不同高度、使用不同滤镜观测不同行星的细节时，此点的确优於 ND 镜的单一固定倍率减光。 使用两片偏光镜的缺点则是两次反射所造成的双影问题， 特别是偏光镜并不注重其表面的抗反射处理，但总归各方面来说，偏光镜仍是较理想的选择。

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行星目镜分析


由于用途的不同，天文的目镜一般也分成几类。
     1。深空观察目镜。
     2。行星观察目镜。
     3。摄星用目镜。

     虽然有以上的分类，但不是说这几种目镜之间在实际使用中是不可替代，划分只是按照通常的各种题材观察的特点而言。

     这里要分析的是行星观察目镜的特点和目前市场的几类代表产品。

     一般来说，行星观察要求高反差，锐利和准确的色调传递，要具备这些特点，目镜一般要
    1。构成经可能的简单。
         这可以最大限度的减少光线传递的损失，降低目镜内部各镜片单元之间的光线反射，从来提高反差。
        简单的结构以蔡司的Monocentric 为最，光学结构上3片透镜构成一组，只有2个空气面，但是这种结构视角狭窄，只有30度左右，透过它们观察就好像透过一根管子去看。
        目前这种结构，据我所知似乎只有两种产品销售，一种是大名鼎鼎的TMB super mono,还有一种是俄罗斯制造的，两种产品最大的区别就是前者视角较宽阔，约为32度左右，后者视角狭窄，只有28度，但是后者的eyeref等于两倍的目镜焦距，比前者的0.85目镜焦距的eyeref强不少。
        没有Monocentric 结构这么“变态“是蔡司的ortho目镜，这种目镜结构上比Monocentric 多了一片接眼玻璃单元，整个结构是2组4片，4个空气面，42度左右的表现视场，Ortho结构是相对折衷一种结构，光学素质非常高，表现视场也比Monocentric 大不少，eyeref大致等于目镜焦距的0.8X左右。
        但是Ortho目镜和Monocentric 一样制造困难，特别是中短焦点目镜透镜的研磨和胶合（3片胶合）按照日本人说法完全是“名人技”，由于这种结构目镜的中短焦距镜片单元直径都很小，这在过去需要熟练的工人去控制透镜的研磨精度，在过去采用热熔胶粘合的年代，3片胶合完全要考校工人的素质，并且还要保证最后3片玻璃的完全同芯，所以一般来说中长焦距的这类目镜，过去各个厂家的差距不大，但是短焦距的这类目镜，名厂和普通厂的素质相差明显。
        目前世界上能够保证质量的，还在生产Ortho结构目镜的厂家只有日本了，日本的谷光学为美国UO公司的OEM的此类目镜，以低廉的价格和极高的素质获得行星观察者的喜爱。

         lossls目镜也是一种2组4片的结构，是奥地利人发明的，它和Ortho不同，是两片胶合镜片分成两组，降低了组装的要求，同时降低的成本，由于结构简单，如果能采用较为优质的光学玻璃和镀膜，以及组装技术，PL目镜也可以在行星观察上获得不逊色于ortho目镜的素质，PL的表现视场比Ortho要大一点，达到50度，但是eyeref短一点，通常只有目镜焦距的0.7X左右。
         目前较好的PL生产厂家有美国的Televue和Meade,Televue的PL系列和Meade的4000 SP系列都是很好的PL结构目镜。

         此外还有诸如pentax 的XO系列，这是种改良的Ortho结构，结构中已经没有3片胶合结构，取而代之的是3组单元的，包含2片胶合透镜的结构。
         

       2。 要保证优质的镀膜技术

          镀膜技术的好坏不言而喻，像目前pentax的XO系列连胶合面都采用特种镀膜的厂家似乎没有。

       3。光学玻璃的厚度和纯净度
           好的行星目镜要尽可能的采用较薄的镜片单元，这从设计上来说就需要多采用高折射率的玻璃，但是高折射玻璃的光学结构，似乎在保持色彩还原上较为困难，这当然可以后期靠镀膜校正一部分。
          实际和坊间的说法是:
         1. 高折射玻璃的多采用，容易造成偏黄色色彩表现。
         2。靠镀膜校正，容易造成光线透过率的下降。
         3。德国的肖特光学玻璃和日本诸如pentax等名厂采用的光学玻璃可以保证很“纯白”特性。

       4。组装工艺
            一般来说，日本制造或者德国制造较能保证这点，其他地区的制造的产品，需要厂家严格的品控来管理了。

       最后是几种产品的点评。
       1。TMB super mono
            比较担心的是短焦点镜片单元的研磨和组装精度，还有就是这类目镜不封边（似乎是德国光学的特点，我的几个老蔡司镜头都这样），另外TMB的胶合面也不镀膜，理论上认为胶合面也有可能产生玄光，当然也许TMB肚子的改良设计可以避免这点。
            一些日本的用户认为，super mono似乎不比pentax XO有可见的光学优势，并且背景还没有XO黑。

       2。Pentax XO
           产品种类太少，只有两个规格，eyeref也短。
          当然光学素质极高。

       3。UO FMC ortho系列
           C/P最好的行星目镜。

       4。Televue PL系列
     
           优点是做工精细，边缘素质高，缺点是镀膜不算完美。

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顶峰的行星目镜pentax XO-2.5初体验


等denebman 的TMB super mono的体会老不来，昨天下午休息，忽然觉得应该去买个XO了。  
   
   上个XO目镜以前就有打算，不过由于我的主镜都是短焦点的，买XO-5吧，倍数嫌低，上XO-2.5吧，感觉又高了点，其实我最希望有个XO-3,当然这不现实，考虑到XO-2.5用在TV101上，大概也就2X/口径每毫米多点，以101的实力来看还不算过剩，加上连续几天观察火星，感觉就是到大冲，212X的火星也没多大，礼拜天晚上又观看了快要“下市“的木星，感觉2.5毫米的目镜还是合用的,并且木星虽然偏西，但是最近大气比较稳定，买了XO还能搭乘看木星的最后一班车。
   于是乘着夏休请回了XO-2.5, 先简单介绍一下XO2.5。
   XO2.5有6片玻璃构成，一共三组，每组都是两片胶合，看结构图感觉很像一个加了内置巴罗的PL目镜，表现视场44度，eyeref 3.9毫米，数值上看很短，但是实际看起来不算难受。XO系列应该是pentax SMC Ortho系列的后继产品，但是整个产品线只有2个规格，和SMC Ortho一样，都采用了新种的镧系高折射玻璃，保证对于短焦点主镜也有很好的效果，从厂家的广告来看，XO有值得注意的两个地方。
   1.是镀膜，空气面是著名的SMC镀膜，胶合面采用了特殊镀膜，而在SMC Ortho的说明中，没有提到胶合面采用了特殊镀膜，但SMC Ortho已经有了非常出色效果，从空气面的角度看，XO不算多惊人，6个空气面，比经典的mono,PL,ortho都要多4面到2面。
   2。厂家广告中还提到，设计中极力抑制玻璃单元的厚度，减少光亮的损失。
   另外还非常注重内部的设计，极力消除玄光，保证极高的反差。

   XO2.5的体积算是比较大的，大概有一个20毫米的PL大小，做工极为精美，充分体现了pentax这种大厂的风范，pentax显然对XO的素质也极为有信心，说这是珍宝级别的行星目镜。

   好，废话少说，回家之后好容易挨到太阳下山，虽然天空还是深蓝色的，但是木星已经开始放光了，角度比较低，估计能有40度上下，先换上NZ 2-4把木星导入视野，Zoom一下，确定一下seeing,感觉212X的seeing属于可看的范畴.
   透过NZ看，2.5毫米下的背景已经比较黑了，和肉眼看到的深蓝不同，但从紧贴木星的周边的向外，可以感到背景是渐渐加深的，说明还是有点玄光的，木星略微偏黄。
   换上pentax OX-2.5,调整了一下才重新导入木星，视角感觉是比NZ要窄一点，第一眼并没有什么一下子清晰了许多的戏剧性的不同，但稍微定睛观看，发现XO的玄光的确小，木星边缘开始背景一下子暗了下来，从后来的观察看，玄光一项XO几乎做到了完美的矫正，随着天空的变暗，XO的背景极黑，木星的颜色，XO要比NZ白一些，但是差距不算大。
   细节上，XO的确比NZ要明显一些，考虑到seeing的因素，也没有戏剧性的提升，但是从一些现象上能感觉，XO如果在seeing好的情况下，应该有比NZ更加出色的表现。
   由于seeing的原因，透过XO你能感到木星的变形好像拉扯状的，边缘还是很锐利，相对来说NZ有点混沌。
   后来亮星的测试，也表明XO的反差之高和玄光之小。
   最后我感觉，这只XO由于在我的主镜上倍率较高，所以不能作为通常使用的目镜，但在好的seeing低下，它可以使只极限挖掘主镜实力的目镜。
    而NZ依然是我最常用的高倍目镜。

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几个行星目镜的比较


看了一篇文章，觉得主要的目镜说得挺全的，因为是PDF格式的，所以没法弄来，只能翻译过来，下面是作者观点，可不关我的事儿阿。说得不对，别打我。



1、TV ZOOM3-6：尽管这个目镜被TV标称为很有竞争力的行星目镜，但是和这次测试的其他目镜相比，毫无疑问的差了一截。尽管它的光学表现不错，但是在高倍的月球与行星的观测中，会有较大的光学损失。不推荐。镜片和镀膜偏暖性。
2、UO  OR：尽管被许多爱好者认为是很好的目镜，但是在高倍测试中，行星边缘有很轻微的色差。在一般用途的月亮与行星的观测中，OR目镜表现很好，但是在特殊的目标的观测上和其他目镜相比，表现得不是很好。推荐。镜片和镀膜中性。
3、TV  PO：高倍上任何指标都不如测试中的其他目镜，不推荐，颜色最暖。
4、CELESTRON ULTIMA：非常适合行星的一般性观测，光学素质很好，但是对月亮和行星的特殊目的的观测表现不如其他的好，推荐，颜色中性。
5、TV  RA：尽管目镜有很好的光学质量，但是在对月亮和行星的更高倍测试中，和本次测试中最好的目镜比，表现一般，不推荐，颜色最暖。
6、TAK  LE：这个目镜在各方面非常接近CELESTRON ULTIMA，适合一般的月面和行星观测，不适合特殊用途，因为他的颜色是中性的，推荐。
7、PENTAX  OR：提供了非常好的光学质量，但是和这里面最好的目镜相比，在特殊用途上表现略差。在一般的观测中，算是非常好的了。推荐，颜色中性。
8、TV  PL：在木星的云带、土星以及火星的表面细节方面，迄今为止很少有目镜能够超过他，但是不适合用小口径望远镜以高倍的月面观测和土星环的观测研究，主要是因为这些天体都是暖色调的。高度推荐，颜色暖色。
9、EDMUND RKE：三片的KELLNER 结构设计，在以高倍对土星环分解和月面细节方面，是最好的，但是对木星云带、土星本体以及火星的颜色上，不如TV 的PL目镜。在测试的目镜中，光通率是最高的，非常明亮。高度推荐，颜色冷色。
10、ZEISS OR：不可超越的光学质量，实现与EDMUND RKE有同样的最大光通率，月面和土星环可以使用更大的倍率进行观测。缺点就是对木星云带的表现偏白。高度推荐，颜色冷色。

    前面和后面都还有一些，不翻译了，笔者测试主要是在高倍下通过对不同目标（如土星本体或者土星环）观测来分辨各个目镜的特点。总的来说，不同的镀膜和颜色，适合不同的天体观测，这主要也与天体的颜色特点有关。笔者在文章的最后对TV的RA目镜评价很低，大概的意思是：TV就会搞些噱头，其实RA就是用了比PL用了更多的镜片，你花了更多的钱得到的只是好于其他的出瞳距离。不要被企业的市场策略所蒙骗，相比那些所谓的现代结构的目镜，用传统简单结构目镜会给你带来更大的视觉冲击。

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天文望远镜的目镜种类与结构

　　1，惠更斯目镜
荷兰科学家惠更斯于1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍，镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。

2，冉斯登目镜
于1783年设计成功，也是两片两组结构，由凸面相对，焦距相同的两个平凸透镜组成。间距为两者焦距和的2/3-3/4，其色差略大，场曲显著减小，视场约为30-45度，目前已很少采用。

　

3,凯尔纳目镜
是在冉斯登目镜的基础上发展而来，出现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有着舒适的出瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。

4，阿贝无畸变目镜(简称OR目镜)
1880年由德国蔡司公司创始人之一的阿贝设计，为四片两组结构，其中场镜为三胶合透镜，接目镜为平凸透镜，该目镜成功的控制了色差和球差，并把鬼像和场曲降低到难以察觉的程度，它还具有40-50度的平坦视场和足够的出瞳距离，在各倍率都有良好表现，一直被广泛采用。

　

5，爱勒弗广角目镜
1917年研制成功，是专门为需要大视场的军用望远镜设计，是其后所有广角目镜的鼻祖，结构为5片三组，视场高达60-75度。非常适合观测深空天体，由于边缘存在像散，所以不太适合高倍设计，其在低倍时的表现是非常出色的。

　

6，普罗素目镜
又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OL目镜相当，但具有更大的出瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率， 是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。

　

7，Nagler目镜
一种于1979年由美国人设计的高档目镜，有着82度的惊人视场，优质的边缘像质和舒适的出瞳距离，以及复杂的结构和高昂的价格，和超过一公斤的重量。

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各式各样的望远镜配件


　覃育

  1.目镜

　　原理--从望远镜主镜来的光线在焦点处成像，但是这个像很小，必须再用一组透镜置于主镜的焦点处，将物体的影像放大，以利肉眼观看，这一组透镜称为目镜。望远镜制造商所生产的目镜种类繁多，用途、功能皆有所不同，而且目镜品质的高低对眼视观测的品质影响很大，不可不慎重地选择。
　　选择一颗目镜除了要配合自己望远镜的目镜座规格及考量望远镜的焦长外，目镜的色差修正程度、解像力、像场平坦的程度及可见视野角度等都是必须注意的重点。
　　焦距--目镜成像的焦点距离长度。目镜焦距的大小都直接刻在目镜上，目镜焦距决定了望远镜的倍数，短焦距有高倍率，长焦距有低倍率。
　　规格--这是指目镜接上目镜座的部份的直径大小。有2吋(50.8mm)、1.25吋(31.7mm)及0.965吋(24.5mm)等三种。另外有一些特殊规格的目镜如43mm、36.4mm等则不予讨论。目镜可直接插入同规格的目镜座内，然后用目镜座上的螺丝或垫片来固定目镜。
　　德国及日本的望远镜厂商在较早时期采用的是24.5mm的规格，外形轻巧。但受限于体型，焦距超过25mm的长焦距目镜，视野会变得很窄，很难观测。为了克服这个问题，日本厂商采用36.4mm螺牙式这种奇怪的规格，在使用上非常不方便，在市场上也渐渐被淘汰了。
　　美国厂商采用的是31.7mm及50.8mm的规格，最近日本厂商也大力推出这种规格的目镜。由于体形较大，31.7mm规格的目镜，焦距可以从数mm做到40mm，而且视野较广，有利于眼视观测。
　　更大的50.8mm规格的目镜适合更长焦距的目镜，而且可以加大目镜的可视视野，对极低倍的观测来说，使用50.8mm的目镜，彷佛有如乘坐宇宙飞船在外层空间看星星般舒服。


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　2.寻星镜

　　如果望远镜的倍数低，看到的视野会较广；相反的，如果望远镜的倍数高，看到的视野就会较窄。使用望远镜做天文观测时，通常倍数都不低，在狭窄的视野内要找到那么小的天体，是相当不容易的事。另外像牛顿式反射望远镜，目镜座的位置是在镜筒的前侧方，眼睛观看的位置与望远镜的筒口指向呈90度垂直，要把欲观测天体导入视野内也是不容易的。为了让望远镜能快速地找到要观测的天体，利用另一支低倍数的望远镜来辅助，以方便找到要观测的天体，这一支低倍数望远镜就叫寻星镜。寻星镜虽然倍数低，但它仍是一支天文望远镜，看到的仍然是上下左右相反的影像，在操作上会有些许不便。因此有少数几款较高价的寻星镜，为方便使用，在光路中加入了正像棱镜，使得影像是正立的，在操作上就方便多了。
　　在寻星镜的视野中央，有一个十字线，当主镜与寻星镜完全平行时，寻星镜的十字线中央就是主镜视野的正中央，所以只要把欲观测天体放入寻星镜十字线中央，主镜在低倍数下就可轻易地看到这个天体。
　　绝大多数望远镜的寻星镜都是折射式的。但也有极少数厂商的望远镜采用折反射镜当寻星镜，至于孰优孰劣就见仁见智了。
　　型式--除了大型天文台级的望远镜之外，业余同好使用的望远镜的寻星镜口径都很小，倍数通常是固定的，最常见的型式有：5×25、6×30、7×35、7×50、 8×50、11×70等几型。事实上，拿一部小口径的望远镜配上低倍数目镜，也是可以当做寻星镜来用的。
　　表示寻星镜的方法跟双眼望远镜一样，前面的数字是表示倍数；后面的数字是这一支寻星镜的口径，单位是mm。"×"是倍的意思，不是把这二个数字相乘，可不要告诉别人说，您的寻星镜或双眼望远镜有350倍(7×50=350)。
　　照明--虽说利用寻星镜的十字线，可以方便、快速地找到欲观测的天体，但在黑暗的夜里，肉眼无法看见这个黑色的十字线，也就无法知道寻星镜的正中央在那儿了，所以需要一个照明装置来照亮这个十字线。照明装置有二种型式：一种是把整个视野都照亮，所以就可看见十字线了；另一种是只照亮这十字线，其余视野仍然是黑暗的。很显然地，只照亮十字线的方式好多了。只照亮十字线的照明装置，让整个视野仍然是黑暗的，微弱暗淡的天体仍然可在寻星镜内看见，而整个视野都照亮的方式就看不见暗淡的天体了。
　　调整--为了能让寻星镜的视野中央与主镜视野中央完全平行，寻星镜的调整是不可或缺的。寻星镜的支撑座前后各有三支调整螺丝，前方三支螺丝较小，是固定用的；后方的三支螺丝较大，是用来调整寻星镜指向用的，在这三支螺丝上还套有一个螺丝帽，以咬住螺丝避免松动。要调整寻星镜与主镜平行，以白天的时候较适合。望远镜架在赤道仪（或经纬仪）上，不要打开马达，并固定住架台的转动轴。先将主镜以低倍率看到数百公尺距离以上的远方景物（以尖塔或树梢较好），再来主镜换上高倍率目镜，将目标景物调整到视野正中央，然后看寻星镜，利用寻星镜支撑座后方的三支调整螺丝，以转松一支螺丝的同时转紧另一支螺丝的方式，慢慢将寻星镜的十字线中央对到主镜视野中央看到的目标景物，这样主镜与寻星镜就完全平行了。如果需在夜间调整，过程同白天的调整法，但赤道仪必须打开马达，让赤道仪保持在追踪的状态，然后将望远镜对到北极星，以北极星为目标星来调整主镜与寻星镜的平行。


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　3.观测用辅助配件

　　目镜规格转换头--前面在叙述目镜座时有提到，目镜座有2吋(50.8mm)、1.25(31.7mm)吋及0.965(24.5mm)吋等各种规格。如果望远镜只有一种规格的目镜座，但偏偏有二种或三种不同规格的目镜，这时只要有各种目镜规格转换头就可以让不同规格的目镜都使用同一种目镜座了。当然，购买望远镜时，可以同时购买数个不同规格大小的目镜座，但目镜规格转换头的价格显然便宜多了，所以比较划得来。
　　目镜规格转换头是一个二端有不同规格大小的中空金属筒，其中一端是插入望远镜的目镜座，而另一端则用来插入目镜。例如目镜座是1.25吋的大小，目镜是0.965吋的大小，这时只要利用一个插入目镜座这端是1.25吋、用来插入目镜的这一端是0.965吋的转换头，就可以让小目镜放入大目镜座中了。反之大目镜要放入小目镜座中，也是利用同样的方法。
　　直角棱镜--当使用折射望远镜来观察天顶附近高仰角的天体时，由于折射镜的镜筒较长，目镜位置又是位于镜筒的下端，使得观测的姿势变得很不方便。如果可以把望远镜的光路转个弯，让目镜不是朝下方而是朝侧面，就可以用比较舒服的姿势观察天体，这种将光路转90°的装置，就叫做直角棱镜。
　　直角棱镜是利用一个直角棱镜或一面平面反射镜将光路以90°反射到另一侧，以方便观察高仰角附近天体的辅助配件。使用直角棱镜的方法与目镜一样，只要将直角棱镜的一端插入目镜座内，再将目镜插入直角棱镜的另一端就可以观看了。直角棱镜与目镜的规格一样，有2吋(50.8mm)、1.25吋(31.7mm)及0.965吋(24.5mm)三种，必须同规格大小的直角棱镜与目镜座才能使用。
　　直角棱镜有棱镜型及反光镜型两种。棱镜型的直角棱镜是在直角棱镜内加入一个直角三角形的透明玻璃，光线进入棱镜后，被斜面全反射出另一侧，所以光路转了90°。平面反射镜型的就类似牛顿式反射镜，利用一面椭圆形平面反射镜将光路以90°反射到另一侧。使用直角棱镜看到的影像是上下正立但左右相反的影像，因此利用直角棱镜观察天体时，要特别注意方向的问题。另外，使用直角棱镜时，对焦筒只要伸出少许的量就可对到焦，对于对焦筒伸缩量较少的望远镜，使用直角棱镜时要特别注意能否对到焦。
　　正像棱镜--正像棱镜是在光路中使用二个棱镜，让影像转成正立像，因此透过棱镜看到的是正立的影像，就如同肉眼直接看到的样子。这种方式的棱镜也会使对焦的伸出量缩小，所以也要注意望远镜能否对到焦的问题。


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　4.光学配件

　　像场修正镜--像场修正镜（Field Flattener）是一组用来修正折射式望远镜视野不平坦现象的透镜组。望远镜形成的影像平面不是平坦的，而有弯曲的现象，如果接上相机做直接焦点摄影，会发现在相片四周边缘的星点呈放射状，这就是像场弯曲。加上像场修正镜后，能把影像平面修正成平坦的，做直接焦点摄影时就不会有星点呈放射状的问题。像场修正镜只修正像场弯曲的问题，并不改变望远镜的焦距长度。
　　另外在如牛顿式反射望远镜上，在视野四周边缘的星点会有呈三角形扩大的现象，有如小彗星般，这个称为彗像差。修正这种彗像差、并使视野平坦的修正透镜称为彗像差修正镜（coma correct）。彗像差修正镜也不会改变望远镜的焦距长度。
　　减焦镜--天文望远镜的焦距是固定的，焦比也是固定的。在天文摄影时，有时望远镜原始的焦距会太长或焦比太暗而不利于星云星团的摄影。利用一组透镜把望远镜的焦距缩短、减少，让焦比亮一点，影像范围扩大并修正像场及像差，这种光学配件称为减焦镜(Reducer)。减焦镜大约可把望远镜焦距缩短到原始焦距的0.6~0.8倍，但减焦程度不可太大，否则视野四周的影像品质会下降。
　　减焦镜大部份是用在天文摄影的时候，但是眼视观测也是可以使用的。比如说，望远镜的焦距太长，无法用低倍数来观察大面积的天体时（如月面），就可以把望远镜先接上减焦镜，先缩短焦距长度，再用低倍数目镜来观察。
　　延焦镜--与减焦镜刚好相反的光学配件是延焦镜（Extender）。延焦镜的目的是把望远镜的焦距再延长，让天体的影像或望远镜的倍数能再放大、提高。近年来，使用新型超低色散玻璃材料或莹石的天文望远镜焦距都不长，所以望远镜制造商生产了很多专为天文摄影设计的延焦镜。天文摄影用的延焦镜，大约可把焦距延长1.4~2倍，除了保持原望远镜的光学品质外，并可修正像场及像差。眼视用的延焦镜又称巴洛镜（Barlow），焦距可延长2~3倍，甚至有高达5倍的巴洛镜。


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　5.太阳观测配件

　　投影板--当我们使用望远镜做太阳的观测时，其实是非常危险的。太阳是一个高温且极亮的天体，如果以肉眼直接观察太阳，很容易对肉眼造成无法弥补的伤害。使用投影板是最安全且方便的观察方法。
　　一套太阳投影板包含一片黑色遮光板、一片白色投影板和用来连接投影板及望远镜的固定杆。黑色遮光板放在靠近目镜的位置，目的是要产生影子，让光线不会直接照射到后方的白色投影板。在黑色遮光板中央有一个开孔，可让目镜穿过，目镜所投射出的太阳影像就落在离目镜较远的白色投影板上。白色投影板离目镜的距离与投影成像的大小成正比，离愈远成像就愈大。在白色投影板上放上描绘用纸，可将太阳光球面上的黑子描绘下来。
　　投影板的位置有二种：一种是直接接在望远镜的正后方，目镜投射出的影像直接落在后方的投影板上，得到的是一个上下左右相反的倒立像。另一种是使用直角棱镜，将光路转90°再投射到投影板上，得到的是一个正立的像。
　　太阳滤镜--当不使用太阳投影板而要直接观察太阳时，必须在目镜上装上太阳滤镜来减弱光线，而且望远镜的口径不能太大，以免太阳滤镜烧破造成危险，必要时可以装上二片太阳滤镜。不过这种光路中减光的观测法并不是理想的方法，比较好的方法是先缩小望远镜的口径（缩到大约3~5公分的口径），然后在这口径上装上减光的滤镜，让光线先减弱再进入望远镜内，使得光到达目镜及眼睛时，已没有高热和强光，避免对肉眼及目镜造成伤害。
　　太阳棱镜--和直角棱镜一样，都可以把光路转到另一侧来观察，但太阳棱镜只反射了大约4~5%的光，其余95~96%的强光和高热都从棱镜斜面处的后方散出，所以在观察太阳时，危险性就降低了许多。不过使用太阳棱镜时，仍然要配合使用其它的减光措施，如主镜前减光或目镜装上太阳滤镜减光，不减光的话，仍然是不可以直接观察太阳的。


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　6.摄影配件

　　相机接环--望远镜的目镜座，是用来放置目镜以观察天体之用，并不能直接接上相机摄影。当需要用望远镜来拍摄天体时，必须把目镜座拆卸下来，并装上相机接环后，才能接上相机。也就是说，相机接环是衔接望远镜与相机的配件，各相机厂牌的插刀座都不一样，所以要注意相机接环与相机必须同一厂牌，不能接错。
　　扩大摄影接筒--当要拍摄像行星这种视直径很小的天体时，望远镜的焦距绝对是不够的。必须先利用目镜把行星放大，再把这个放大的影像拍下来。这个衔接望远镜及相机，并可以装上目镜的配件叫做扩大摄影接筒。扩大摄影接筒是一个空心金属筒，中间可放置目镜，并且可以任意更变目镜以改变放大倍率。并不是只要扩大摄影接筒就可以直接接上相机，必须再接上相机接环才能接上相机，所以可以用各厂牌的相机来做扩大摄影。
　　自由云台--如果只要用相机镜头来拍照，如拍星座或大彗星等，这时会把相机架在自由云台上。自由云台又称球型云台，其实就是一般摄影用三脚架上的那个云台，只是一般摄影会用三向云台，而在天文摄影上大都使用自由云台。自由云台只要松动一个扳手就可以自由调整相机的取景，在天文摄影上比较便利。
　　云台板--正常状态下，一部赤道仪上只能架上一部望远镜，但在追踪摄影时，必须要有第二部望远镜来导星，所以必须同时在赤道仪上架上二部望远镜。因此在赤道仪架望远镜的位置处，先装上一块金属板，在这块金属板上就可以架上多部望远镜了。这块金属板称为云台板，绝大多数的云台板采用铝合金材料，不仅加工容易，而且强度足、重量也较轻。
　　云台板是最能自行设计、加工的望远镜配件，我们可以根据赤道仪的大小、望远镜的长度、重量及螺丝孔径、位置等因素，决定一块云台板的大小，然后去金属材料店切一块适合的铝合金，再委托铁工厂加工。这样的云台板不仅实用，而且比买原厂的云台板便宜非常多。
　　导星望远镜--当望远镜接上相机做天文摄影时，相机的反光镜会弹起，让天体的影像直接到达底片而不是到达相机的窗口，因此在相机窗口内看不见任何影像。同理，如果赤道仪的追踪出现误差，也无法透过相机窗口来发觉。导星镜（Guidescope）就是用来发现追踪误差的辅助望远镜。也就是说，在天文摄影时，在同一部赤道仪上架设二部望远镜，一部做摄影用，另一部接上导星监视目镜做导星用。导星用的望远镜几乎都是折射式望远镜，受限于中小型赤道仪的载重限制，导星镜的口径都不能太大，大约在5~8公分左右。在大型天文台的望远镜系统上，甚至有口径15公分以上的导星镜。
　　导星可动云台--基本上，在天文摄影时，导星镜与主镜对准同一个天体最好，但这个天体附近不见得有足够明亮的恒星适合让导星镜导星。因此，导星镜如果能独立做上下左右的转动、并有够大的转动范围，以方便在主镜拍摄的天体附近，找到适合的被导星。这种专门用来承载导星镜、并可独立转动导星镜指向的配件，称为导星云台（Guide Mount）。
　　导星云台就如同一个小型的经纬仪，可以上下左右转动，不过可转动的程度并不如经纬仪那么大。各厂商生产的导星云台各有不同的方向调整方法，有些高级品还可微动，使用上很方便。选择导星云台最要注意的是锁紧的程度。如果导星云台锁紧程度不足，在长时间曝光下，就容易有松动的情形发生，这对天文摄影的导星是很不利的。
　　离轴导星装置--离轴导星装置（off-axis guider）是一种装在望远镜与相机之间，可将望远镜形成的影像，取相机底片用不到的部份来导星的导星配件。望远镜形成的影像是一个圆形的视野，而底片却是方形的画面，所以在这圆形视野的四周影像是不能被底片利用的，而离轴导星装置就是利用这四周的星点来导星。离轴导星装置可以在光轴上做360°的旋转，以找寻够亮的恒星来导星。这种直接使用主镜来摄影并同时导星的方法，其实才是正确的做法。因为这种方式的导星，在导星监视目镜内，不但可以观察到赤道仪的追踪误差并修正之，连主镜的任何变形也能发觉并同时修正，比起使用导星镜导星的方法来说，不但省下昂贵的导星望远镜，导星成功率也要好得多。但是离轴导星有一个极大的不便，就是在这个视野四周，不见得有足够明亮的星可让肉眼看到并用来导星。这也就是为什么除了使用CCD导星的人以外，没有人用离轴导星装置来导星的原因了。
　　导星监视目镜--不管是使用导星镜还是离轴导星装置，在导星时都必须加上导星监视目镜才能导星。导星监视目镜是一颗高倍率的目镜，在视野内除了星像外，还可看到一个红色的瞄准线。把被导星放在瞄准在线，利用被导星在瞄准在线的移动情形，就可知赤道仪的追踪正确与否，并可修正误差。
　　导星监视目镜内的瞄准线样式繁多，最常见的有　型、　型及　型等，有些厂牌的导星监视目镜可以调整瞄准线的位置，甚至有的还可以更换目镜，导星时可以自由决定导星的倍率，十分便利。照亮瞄准线的照明方式也有明视野照明及暗视野照明等两种，选择上如同寻星镜的照明一样，以暗视野照明的方式比较理想。


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　7.赤道仪配件

　　极轴望远镜照明灯--在前面的赤道仪部分有提到，极轴望远镜是最方便快速对正极轴的辅助工具。但在黑暗的背景天空内，是无法看到极轴望远镜内的刻度的，就如同寻星镜那样，所以必须要使用极轴望远镜照明灯来将刻度照亮。在较旧型的赤道仪上，极轴望远镜照明灯是外挂的；而现今较新型的赤道仪，都把极轴望远镜照明灯内藏在赤道仪内了。
　　照亮极轴刻度的方法，也如同寻星镜的照明一般，有二种方式：一种是暗视野照明，一种是明视野照明。暗视野照明是比较好的方式，但这种照明方式价格都很贵，且不容易制造，所以只有少数的赤道仪采用；而明视野的照明方式则是几乎所有的赤道仪都用这种方式。
　　水平器--判断赤道仪的脚架架台是否水平的小工具，位于赤道仪与三脚架衔接的座上，而不是在脚架上。赤道仪要对到正确的北极点，必须先将赤道仪架台水平。赤道仪架台水平后，极轴望远镜才能水平，这时极轴望远镜内的刻度才会在正确的位置，这样子用极轴时刻盘所得到的北极星位置也才能正确地导入。也就是说，如果架台没有水平，则极轴望远镜就无法水平，这时虽然用极轴时刻盘得到正确的北极星位置，但因为极轴望远镜内的刻度不在正确的位置，那北极星导入也就不在正确的位置上了。
　　不过后来较新型的赤道仪，都把水平器设在极轴望远镜上。事实上，这是比较方便的方法。因为要对正极轴，只要极轴望远镜水平就可以对正了，脚架不平是无所谓的。但是对于没有极轴望远镜的大型赤道仪而言，架台水平是非常重要的一个动作，所以在没有极轴望远镜的大型赤道仪上都一定有水平器。


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　8.脚架架台配件

　　高度调整座--安装在三脚架（或直柱脚架）上的移动用赤道仪，必须要在赤道仪架台水平的状态下，才能对出准确的极轴。可是观测地点的地面不见得够平坦，如果赤道仪又刚好是用固定式的三脚架（或直柱脚），不能调整伸出的长度，这时就无法让架台处于水平的状态，极轴就可能无法快速准确地对准。
　　解决这个问题的方法就是在三脚架的各脚下（或直柱脚下方的三支爪子下）垫上一个可调整高度的高度调整座。高度调整座是由二片圆形的金属板组成，二片金属板互相连接住，可以张开而不能分离。上方的金属板有一支大型螺丝，旋转这支螺丝可以调整二片金属板张开的距离，这样就可以调整三脚架的高度，也就能调整赤道仪的水平了。
　　这种高度调整座除了可调整高度以保持赤道仪水平之外，还可应付松软的地面。不管是三脚架或是直柱脚，末端都是削尖的，在较松软的地面上架设赤道仪时，可能会发生下陷的问题。所以高度调整座不但可调整赤道仪水平，而且还可避免因地面松软而造成整组望远镜下陷甚而倒塌。

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光学玻璃科普



提纲
1、定义
玻璃是一个非常广泛的概念，在实际生活中，玻璃是一类有着类似物理特性的物质。但是从化学上讲，什么是玻璃，却困绕了现代科学很久，但是还是没有一个完全统一的认识。
了解什么是玻璃，就需要了解玻璃的结构。目前比较流行的和得到大家认同的玻璃结构学说有2种：无规则网络学说、晶子学说。2个学说从不同的玻璃性质研究中发现的现象，从不同的角度解释玻璃的性质，但是谁也说服不了谁。具体这些学说研究的什么内容，我们不去考虑，概括的说：
无规则网络学说认为：玻璃是由硅氧骨架组成，但是是无规则的，加入某些金属离子后，骨架被无规则断裂，在骨架的空间里无规则的排列着金属离子。示意图如下：

晶子学说认为：玻璃由有序排列的晶子分散在无定形介质中构成，晶子和介质之间没有明显的界限。这个学说的一个很重要的现象就是未经过淬火的玻璃和经过淬火的玻璃在温度变化时的折射率变化的不同。
上面2个学说，都有不同的实验基础做依托，谁也说服不了谁。我读书的时候也被弄糊涂了，问老师，老师说：2个学说都只能解释部分现象，所以说，2个都是对的。而且在一次国际大会的时候，这2个学说从某一程度上已经统一了。
经过统一后的说法概括如下：玻璃是一种具有近程有序（晶子）区域的无定形物质。
我们通过一个示意图说明一下：

上图是石英晶体的结构示意，可以看到从小范围到大范围，它都是有序的。

上图是熔石英玻璃的结构示意，从小范围看，还可以看到是有规律的（有序），但是从总体看，它是无规律的（无序）。
从上面的论述里，我们可以看到光的波粒二象性的影子，就是你中有我，我中有你。科学看来是相通的。
上面谈的是玻璃的内在结构，实际中我们是无法观察到的，如何从宏观上界定玻璃呢？一般情况下，玻璃需要有以下特性：比较高的硬度/比较大的脆性/对可见光有一定的透明度/裂开时具有蜡状的折断面/各向同性/从熔融状态到固体状态的性质变化过程是连续的并且是可逆的/比晶体有比较高的内能，在一定条件下可自动析出晶体/
那，什么是光学玻璃呢？光学玻璃除了有以上的特性外，还需要一些特性：相对稳定的光学参数、化学特性和机械性能，非常小的内应力，非常少的条纹，非常好的光学均匀性等等。

2、分类
玻璃的分类是按玻璃的折射率和色散系数（阿贝数）在nd-νd领域图里的位置和玻璃组成划分的，无色光学玻璃在成都光明分为16类。PS：不是所有玻璃他们都有现货的。玻璃类别名称
代号
玻璃类别名称
代号

轻冕玻璃
QK
轻火石玻璃
QF

冕玻璃
K
火石玻璃
F

磷冕玻璃
PK
钡火石玻璃
BaF

钡冕玻璃
BaK
重钡火石玻璃
ZBaF

重冕玻璃
ZK
重火石玻璃
ZF

镧冕玻璃
LaK
镧火石玻璃
LaF

冕火石玻璃
KF
重镧火石玻璃
ZLaF



钛火石玻璃
TiF



特种火石玻璃
TF


表格中的编号是比较简单的，从玻璃领域图上可以看到，还有些其他的字母，我们解释一下：
以H-K9L为例，H-表示此玻璃是环保玻璃，不含铅，砷，镉及放射性元素的玻璃，K表示此玻璃是冕玻璃，9表示在冕玻璃的排序中排在第9位（这个排序仅仅做区分用的，无实际意义），L表示此玻璃是低熔点玻璃。

3、编码
光学玻璃是一个关系到国计民生的产品。一个国家没有光学玻璃，可以说没有现代化的国防。所以各个国家和地区都在尽力发展自己的玻璃产业，这样就出现了一个现象：各家做的玻璃有很多是一样的，很多不一样，而且命名规则还不一样。伴随着经济国际化，这个现象就形成了一个问题：大家各说各的，交流起来非常不方便，而且生产中容易出问题。于是大家就制定了一个标准的玻璃代码。
这个代码由6个阿拉伯数字组成，前三位是该牌号玻璃的折射率小数点后3位数，后三位是该牌号玻璃的阿贝数的前3位数字（忽略小数点）。玻璃折射率和阿贝数取完了3位后，如果后面还有数字，就四舍五入。
举例如下：K9玻璃的nd=1.51680，νd=64.20，其代码就是517642。
我们用这个代码517642去查其他公司的玻璃，会发现很多光学指标一致，但是叫法不一样的玻璃。比如：SCHOTT和PILKINTON的BK7，OHARA的BSL7，HOYA的BSC7。

4、特性
A：机械特性（包含热学特性）
   a 热膨胀系数α
   b 转变温度Tg
   c 驰垂温度Ts
   d 应变点T10^14.5
   e 退火点T10^13
   f 杨氏模量E，剪切模量G，泊松比μ
   g Knoop硬度Hk
   h 相对研磨硬度Fa
   i 密度ρ
上面的特性中，大部分和使用者无关系，我就将和我们有关系的一些说说。

热膨胀系数：光学玻璃的热膨胀系数是指一定温度范围内，温度升高1℃时，玻璃每单位长度的升长量。一般检测的温度范围是+20~+120℃和+20~+300℃，再给出平均膨胀系数。
除非考虑到光学制品在极端环境内的稳定性，一般不用考虑。望远镜里偶尔也要考虑考虑，因为反射镜的曲率比较大，如果热膨胀系数太大了，曲率就不大稳定。

Knoop硬度：这个指标是采用对称棱角172°30′和130°的四角锥金刚石压头，施加一定负荷垂直压在试验样品上，保持一定时间后，撤去负荷，用显微镜观测并测量压痕长对角线的长度，再按公式计算出Knoop硬度。
这个指标我个人的看法是：这个硬度越大，万一镜片碰到硬东西，它的损伤就越小。

密度：单位体积的重量，检测环境是20℃和1个标准大气压下。
为什么这个指标和我们有关呢？我举个例子：曾经一家公司制作一个镜片，这个镜片有2种，一种是环保的，一种是非环保的。价格大概是1.2:1的样子，该公司的采购没和其他人商量就采购了非环保的，结果等技术人员知道了一计算，发现吃亏大了。因为非环保的玻璃密度是4.8左右，而环保玻璃的密度是2.8。一比较，我想大家就清楚了。

B：化学特性
   a 抗潮湿大气作用稳定性RC（S）（表面法）
   b 抗酸作用稳定性RA（S）（表面法）
   c 耐水作用稳定性Dw（粉末法）
   d 耐酸作用稳定性DA（粉末法）
所谓的稳定性，我们可以简单的理解成玻璃在加工中是否容易发霉。表面法和粉末法只是测试方法不一样而已，对大家来说，是稳定性越高越好。
玻璃的化学特性和光学仪器也是非常紧密的。因为如果玻璃的化学稳定性越差，加工的成本就越高，报废就越高，反正羊毛出在羊身上，这些升高的成本最后还是要转移到消费者的头上的。但是一旦产品到了消费者的手上，基本就没什么关系了，因为现在的光学制品一般都镀膜了，只要膜层不损坏，玻璃就不会发霉。因为膜层一般是性质比较稳定的物质构成的。

C：光学特性
   a 折射率
玻璃的折射率是表示玻璃对通过其光线的曲折程度的：


从上面2个图我们可以看看不同折射率玻璃对光线的曲折程度的对比。上面是755276玻璃，下面是518642玻璃。镜片的2个面曲率都是4mm，镜片中心厚度1mm。很明显，折射率高的玻璃光线的改变多。

   b 色散和阿贝数
色散就是玻璃对不同波长光线的折射率不一致，一般使用的是中部色散，就是F光（486.13nm）和C光（656.27nm）的折射率之差。
阿贝数νd=（nd-1）/（nF-nC），nd：d光（587.56nm）的折射率，nF和nC分别是F光和C光的折射率。

这个图片是d，F，C光线经过一个镜片后的分别聚焦的位置。

   c 色散公式
色散公式的存在是因为我们一般只检测了部分光线的折射率，如果想了解任意波长的折射率的话，就需要使用某些参数进行内插计算了。通过一个特定的公式和厂家提供的参数，就可以计算任意波长（给定波长范围）的折射率，而且精度还可以保持在一个比较高的水平。

   d 相对部分色散
对于波长X和Y的相对部分色散Px,y=（nx-ny）/(nF-nC)
下面我们介绍一个公式，阿贝公式Px,y=mx,y*νd+bx,y。
如果以Px,y为纵坐标，νd为横坐标来表示，公式中mx,y为斜率，bx,y为截距，可以得到下面的坐标系统。


如果以玻璃的相关参数作为坐标，就可以得到玻璃在这个图里的位置。从光学设计上讲，如果想消除光学设计里的二级光谱，就是说对2个以上波长消色差，就至少需要一种在上面图中远离直线的玻璃。

   e 应力光学系数B
玻璃虽然很硬，但是在机械应力下（直观的说就是受到挤压），光线会在玻璃中产生双折射。如果玻璃的双折射大了，就会对光学系统的成像产生严重的影响。

   f 内透射比τ
内透射比就是试样在表面不存在光反射损失时的透射比。说白了，1份强度光线经过玻璃后，玻璃肯定会吸收一点的，它透出来多少，就是内透射比。这个值恒小于1。

   g 着色度（λ80/λ5）
光学玻璃虽然说是无色透明的，但是也存在光吸收的，尤其在紫外波段。很多玻璃对紫外线基本是截止的。这样在做玻璃的透射曲线的时候，基本出现的是类似如下的曲线。

在曲线里，我们可以看到一个从零开始爬升的过程，当曲线爬升到5%的透过时，与之对应的就有一个波长λ1，爬升到80%时，也有一个波长λ2与之对应。玻璃的着色度就用[λ2/10]/[ λ1/10]。着色度使用2个2位整数。
比如：某玻璃透射比达到5%时对应的波长为313nm，达到80%时对应的波长是368nm，那么此玻璃的着色度是37/31。

5、玻璃质量指标
   a 折射率nd和阿贝数νd允许偏差
我们可以从产品目录里查到玻璃的折射率，但是实际生产过程中，不可能一模一样的，所以，都是要给公差的。折射率和阿贝数的允许误差光明分3级，1/2/3级，折射率允许误差分别为±30/±50/±100×10^-5，与之对应的阿贝数允许误差为±0.5%/±0.8%/±1.0%。

   b 光学均匀性
同样，玻璃内部总有些不一致的地方，光线通过玻璃后，由于这些不一致，会造成成像质量的变坏。关于均匀性的检查，有专门的国标规定。但是，如果玻璃块超过150mm的话，一般使用同一块玻璃的折射率偏差最大值来表示了。

   c 应力双折射（中部应力/边缘应力）
由于玻璃内部不可能没有应力，而应力会造成通过玻璃的光线改变方向，造成双折射现象，就是一条光线分开了，这样，若干光线在玻璃走的路线不一样，就有了路程上的差异，简称光程差。
这个解释不够专业，但是比较通俗。

   d 条纹度
玻璃的条纹，其实是里面的玻璃材料和附近的玻璃不一样。不过这部分的材料是连续的带状的。检测条纹度，需要专门的条纹检查仪。

   e 气泡度
玻璃的气泡，是一个笼统的概念，还包括了里面的结晶和其他杂质。玻璃的气泡等级规定是：100cm^3的玻璃中所含的气泡截面积来确定的。如果气泡是扁长的，就去最长轴和最短轴的算术平均值计算面积。

   f 光吸收系数
光吸收系数就是1cm光路上，被玻璃吸收的白光光通量与开始进入该光路前入射光通量之比。这个值是越小越好。
这里多说几句。有些望远镜厂家宣传，他的镜子总体透过率可以达到98%什么的，可以说纯粹是瞎说。我暂且不说那么多面的反射了，就是那么多的镜片，棱镜什么的，光吸收恐怕要超过2%。

6、望远镜里的玻璃：ED（SD、LD）、高色散、特殊色散、低（零）膨胀玻璃
说了一些理论的东西，我们说说接近望远镜的东西。
   ED玻璃：类似的说法还有SD，LD。其实这3个东西只是不同厂家的说法，东西还是一样的。这些玻璃都有一个特征，就是阿贝数都比较大。我们分析一下阿贝数的计算公式νd=（nd-1）/（nF-nC），可以看到nF-nC的值越小，阿贝数就越大。nF-nC的值越小，就是说玻璃对F光和C光的曲折能力接近，我们再回去看这个图

就是F光和C光的焦点更接近，直观的效果就是，色差小了些。
下面是几个专利里的ED玻璃的某些参数，大家可以看看。

   高色散玻璃：这个玻璃在一般观测中是个大问题，它和ED正好相反。但是在某些特殊场合，需要把一束白光分解成色光的时候，就能派大用场了。牛顿最早的把阳光分成7色光的实验中，如果用高色散玻璃的话，效果更好。

   特殊色散玻璃：所谓的特殊色散玻璃，在前面的相对部分色散里有描述了。

   低（零）膨胀玻璃：这个玻璃也有叫微晶玻璃的。所谓的零膨胀，其实就是在一个温度范围内，玻璃的膨胀率为零。以新沪玻璃厂的V-02为例，在0~50℃范围内，一级品的平均线膨胀系数为0±1.0×10^-7/℃。（石英玻璃是5.4左右）
    因为这类玻璃极好的尺寸稳定性，所以在做标准具时经常用到。天文中最常用的地方就是反光镜。因为膨胀超低，反光镜的表面面形极为稳定，对提高观测效果有所提升。
微晶玻璃和普通玻璃的内部结构不一样，一般的玻璃基本是均匀的无定形物质。但是微晶玻璃里面，通过特殊工艺，是玻璃析出一些微小的晶体。而这些晶体在某个范围内，膨胀率是负值，也就是说收缩。但是微型晶体的外面是普通的玻璃，它的膨胀率是正的。这样，通过控制微型晶体的数量和大小，整个的玻璃就呈现出零膨胀了。
    目前在公司产品目录里写到有超低膨胀微晶玻璃提供的，我了解到的只有上海新沪和德国肖特SCHOTT。德国肖特还不是在常用的产品目录手册上看到。在上海新沪的手册上看到，他们可以提供的最大尺寸是直径2300，厚度360。不过，价格肯定是天价。目前正常的微晶玻璃价格基本和925银差不多。

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光学玻璃的分类


玻璃的分类
玻璃是指由熔融物采用一定的冷却方法而获得的一种非晶形无机非金属固体材料。
玻璃的特性是具有良好的光学效果、透光、透视、硬度高、脆性大、热稳定性差、化学稳定性优良。特制玻璃还具有吸热耐热、防爆、防弹、导电、激光、防辐射等一系列特殊性能。加之，原料来源丰富、生产工艺简单，所以，玻璃在日用器皿和建筑工程中被广泛采用，而且已逐步发展成为仪表、光学、化工、机电、电气电信、交通运输、国防等工业部门中不可缺少的一种工程材料。
这里主要介绍无色光学玻璃的分类：（参考文献：GB903-87 无色光学玻璃）
系列
无色光学玻璃分为两个系列：
A 普通光学玻璃系列（P系列），其牌号如下表；
FK1 FK2              
QK1 QK2 QK3            
K1 K2 K3 K4 K5 K6 K7 K8 K9 K10 K11 K12 K16   
PK1 PK2              
BaK1 BaK2 BaK3 BaK4 BaK5 BaK6 BaK7 BaK8 BaK9 BaK10 BaK11     
ZK1 ZK2 ZK3 ZK4 ZK5 ZK6 ZK7 ZK8 ZK9 ZK10 ZK11 ZK14 ZK15 ZK19 ZK20
LaK1 LaK2 LaK3 LaK4 LaK5 LaK6 LaK7 LaK8 LaK10 LaK11 LaK12     
TK1               
KF1 KF2 KF3            
QF1 QF2 QF3 QF5 QF6 QF9 QF11 QF14        
F1 F2 F3 F4 F5 F6 F7 F12 F13      
BaF1 BaF2 BaF3 BaF4 BaF5 BaF6 BaF7 BaF8        
ZBaF1 ZBaF2 ZBaF3 ZBaF4 ZBaF8 ZBaF11 ZBaF13 ZBaF15 ZBaF16 ZBaF17 ZBaF18 ZBaF20 ZBaF21   
ZF1 ZF2 ZF3 ZF4 ZF5 ZF6 ZF7 ZF8 ZF9 ZF10 ZF11 ZF12 ZF13 ZF14  
LaF1 LaF2 LaF3 LaF4 LaF5 LaF6 LaF7 LaF8 LaF9 LaF10      
ZLaF1 ZLaF2 ZLaF3 ZLaF4            
TiF1 TiF2 TiF3 TiF4            
TF1 TF3 TF4 TF5 TF6           

B 耐辐射光学剥离系列（N系列），其牌号如下表：
K502 K505 K507 K509 K510     
BaK503 BaK502 BaK501 BaK506 BaK507 BaK508   
ZK501 ZK503 ZK505 ZK506 ZK507 ZK508 ZK509 ZK510 ZK511
KF501 KF502        
QF502 QF503        
F502 F503 F504 F505 F506     
BaF502 BaF503 BaF504 BaF506 BaF508     
ZBaF501 ZBaF502 ZBaF503 ZBaF504 ZBaF505     
ZF501 ZF502 ZF503 ZF504 ZF505 ZF506   

类型
根据折射率nd和色散系数vd领域中的位置，无色光学玻璃分为18种类型。
玻璃类型
代号 名称 代号 名称
FK 氟冕玻璃 QF 轻火石玻璃
QK 轻冕玻璃 F 火石玻璃
K 冕玻璃 BaF 钡火石玻璃
PK 磷冕玻璃 ZBaF 重钡火石玻璃
BaK 钡冕玻璃 ZF 重火石玻璃
ZK 重冕玻璃 LaF 镧火石玻璃
LaK 镧冕玻璃 ZLaF 重镧火石玻璃
TK 特冕玻璃 TiF 钛火石玻璃
KF 冕火石玻璃 TF 特种火石玻璃

玻璃按什么质量指标分类别和级别
玻璃按下列各项质量指标分类和级别：
A 折射率、色散系数与标准数值的允许差值；
B 同一批玻璃中，折射率及色散系数的一致性
C 光学均匀性；
D 应力双折射；
E 条纹度；
F 气泡度；
G 光吸收系数
H 耐辐射性能（N系列玻璃）

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望远镜与光学测试


测试光学


We all know that various errors are likely to be present in mass-produced telescopes from Synta, Meade, and Celestron. Higher end scope makers do not have as many problems. The good APOs and some of the better SCTs, MAKs, and DOBs have good quality control. They test their optics, and only very slight errors are allowed in production (less than 1/8 wave and most of the time 1/10 wave or better). Don't think that a $10,000 scope is perfect. No scope is perfect because the nature of light will not allow for perfection. There are many variables, and when one part is made perfect the cost is at the loss of another part. It's give and take. You gain here but lose there. But we can get very close with exotic materials and complex design, at a high cost in man-hours and materials. Wonder why those good APOs cost so much? Now you know.
我们都知道，各种像差在望远镜规模生产中都有可能出现，包括信达，米德还有CELESTROM。更高端的望远镜生产厂家就没有那么多问题。好的APO，一些更好的SCT，马卡，DOB等，都有好的质量控制。他们测试他们的光学产品，只允许有很小的误差（小于八分之一波长，大多数时间小于1／10波长甚至更低）。不要认为10000美元的望远镜就是完美的，因为光线物理性质的原因，没有什么望远镜是完美的。有很多的变量，当一部分被做得完美时，代价就是损失了另一部分的质量。这些变量是互换的，顾此失彼。但是我们可以使用一些特殊的材料和复杂的设计，用高成本的人工和材料进行生产，这就是为何好的APO价格那么昂贵的原因了。
Let's start with the most common aberrations of low to mid-range scopes. COMA is caused by misaligned optics, and good collimation will cure it. It will make images look like comets or meteors, with a little tail to one side. ASTIGMATISM, which is common in the human eye, will cause the image to look asymmetrical in out-of-focus images. A good test is to defocus just a bit and see if the image is nice and round or egg-shaped. If it is egg-shaped, it will look the same on both sides of defocus, just turned around. If the inside focus is vertical, then outside will be horizontal. If it's at an angle, like 8 o'clock and 2 o'clock, then the other side of focus will be 10 o'clock and 4 o'clock. It just depends on the figure of the lens or mirror and where the astigmatism is. Poor collimation or using wide angle EPs and poor seeing can give a false result which might look like astigmatism, so use narrow field EPs and make sure your optics are collimated perfectly and the seeing is good. The amount of astigmatism can be calculated by how long the image is stretched or elongated before snapping to a symmetrical image. If it snaps into a symmetrical circle in the first 0.26mm of defocus, you have about 1 wave astigmatism. Defocus of 0.14mm is 1/2 wave or very close. (This is based on a 150mm at F8. As the F ratio gets faster, the defocus to one wave gets smaller. Slower F ratios get longer. If the scope was F10, then 1/2 wave would be 0.22mm defocus, and F6 would be 0.10mm.)
现在让我们来讨论一下从低端到中段镜子的最常见的像差问题。慧差是由于光学不同轴引起的，因此好好的较准可以对其进行修正。慧差会令图像看起来像慧星或者流星，在一边出现一条小小的尾巴。像散，普遍存在于人眼中，虚焦后（焦外）令图像变得不对称。一个好的测试方法是虚焦一点点，看图像是不是圆形或者是蛋型的。如果是蛋型的，那么焦内焦外看起来是一样的。如果焦内是平行的，那么焦外就是垂直的。如果是一定的角度，如8点和2点的夹角，那么另一面就是10点和4点的方向。这个现象是由像散造成的，主要与镜头或者反射镜片有关。光轴不准，或者使用大广角目镜，或者天气不好，出现的问题非常像像散，因此你应该选用窄视场的目镜，确保光轴准确，选择一个好的天气进行测试。像散的程度可以根据图像到对称前被拉长的程度来计算。拉伸0.26毫米说明你的像散是一个波长，0.14毫米是1／2波长（这个是在150F8的镜子上作出的测试。如果镜子焦比是10，那么0.22毫米相当于1／2波长，而在F6的镜子上，0.1毫米相当于1/2波长）
SPHERICAL errors. Lower spherical aberration (LSA) is more common and unfortunately worse. LSA will cause the image to shift light energy to one side of defocus, and the other side will be dimmer. Higher spherical aberration (HSA) will do the same but on the other side of focus from LSA. LSA is known as undercorrected and HSA is overcorrected. LSA is more damaging to images, and not much can be done to fix this problem except a corrector like the CHROMACOR, which will be corrected to compensate for LSA or HSA. If your scope is undercorrected the corrector will be overcorrected, resulting in a very well-corrected scope. TUBE CURRENTS are no big deal. It's the same as turbulence in the atmosphere, just in the scope tube. Let the scope cool down to the same temperature as the outside and they will be gone. TURNED DOWN EDGE refers to an area where the primary mirror slopes at the edge and is not figured true with the rest of the mirror. A small mask at the edge will fix this at a slight loss of aperture. A turned edge shows a defocused star image with a cloudy or smeared edge, along with a loss of crispness at the edge of image. ZONES, imperfections in the glass or figure of the lens or mirror, can make a scope useless. Zones can take on many forms: blobs, rings, or blurry spots that just won't go away. Slight zones can seem to clear up a bit as the scope cools down, but sometimes they may get worse, depending on the nature of the zone. Both mirrors and refractors lenses can suffer from this.
球差。较低的球差存在非常普遍。球差导致像点的能量不能集中，一边亮一边暗。较高程度的球差也有同样的特征，但是只有一般不合焦。通常认为，低程度的球差是校准不够造成的，高程度球差是校准过度造成的。低程度的球差对像质的损害更大，而且不容易校正，除了一种专门的校正装置。如果你的球差是因为校准不够，这个校正装置可以提高校准，是你的镜子被校正的非常好。镜筒内的气流不是一个大问题，就和空气的气流是一样的。使用前先放在室外进行热平衡。边缘曲率（TURNED DOWN EDGE）是指主镜的边缘和镜子的其他部分表现不一样。加一个小的光澜，稍微牺牲一点口径可以校正。边缘变形会使星点衍射圈边缘像云或者油污的样子，失去清晰度。（ ZONES？）,质量不好的玻璃，镜头和反射镜的形状，都会让镜子不好用。ZONES有很多表现形式：斑点，环状物，模糊等等，这些都挥之不去。
Take the time to get the collimation DEAD ON -- not close but RIGHT ON. I can't help but drill you about getting the collimation perfect. I MEAN PERFECT. It makes a big difference in the scope's use of every mm of aperture. A slight turn of a screw can make an image at high power go from a fuzzy blur or smear to a very shiny pinpoint with detail. For example, I was looking at the Ring Nebula and the central star was in and out and faint at that. After tweaking the collimation to "absolute dead on," which was just a touch from "good," the star was very plain to see and the rings and color were impressive.
花一些时间去调焦你的镜子精确，希望你调教得尽量完美。用好每一毫米口径，效果会非常的不同。轻轻转动一个螺丝，可以让你的画面消除斑点或者云雾状，更加锐利和充满细节。比如，我看环状星云，中心星点有变形和闪烁。当调整螺丝进行精确的校准后，星点特别平整清晰，环状和颜色令人记忆深刻。
Here's how I collimate a scope. First, I use a steel ball (around 2 to 4mm) set up outside in the sun about 80 feet from the scope. Use the sun's reflection on the ball as a star. A green filter will help with the image of the ball dancing around. Take a high power EP and start collimating on both sides of defocus.
下面是我如何调教光轴。首先，我用一个钢株，大约2－4毫米，放在80英尺远的户外太阳底下，用太阳反射光作星点。绿色的滤镜可以帮助你更清楚的识别这个星点。用高倍的目镜，焦内焦外的调整光轴。
If you think it is perfect, it's not -- when you get outside under real skies, bright stars at high power will be a new task to make your ultra fine adjustments. I use a star like Deneb or Altair as they are not too bright (like Vega). I defocus around 1 to 1-1/2 wave and look for where the circle or disk wants to start out from. It is hard to see, but the image always wants to start out at one side or the other.
如果你觉得已经完美了，其实不是。当你在户外看星空，亮星在高倍下调整后，还需要作进一步的校正。我用像天津四这样不是太亮的星作调教。我散焦1－1／2波长，然后看圆盘或者圆环哪一边不规则。看出来有些困难，但是图像通常会在某一边出现不规则。
We want to get the scope to go right to a circle from the smallest defocused point without pinching or squishing out one side. Then I make a micro adjustment and go to the other side of focus and see if it has gotten better or worse for that side. Remember what I said about variables and no free rides? Well, split the difference for the figure of your optics. Sometimes you get a perfect image on one side but just a tad off on the other, so find the best compromise to get all the scope can give for the errors that might be present in the optics.
我们希望散焦最小的程度下，衍射圆都是规则的，那么望远镜调教就不错了。然后我们再做微小的调整，到焦点的另一边轻微散焦后，看衍射圈质量是否有明显的提高。有时，你在一边获得了高质量的图像，在另一边却有一点不良，所以请寻找最好的一个程度，使各种误差都缩小到最小，达到一个折衷的方案。
Favor the inside focus if possible; it is the preferred side and HSA is better than LSA. I adjust inside and check outside and repeat until I have the best pinpoint image I can get out, regardless of what the out-of-focus image might look like on one or both sides of focus. The key is to get a nice image at focus. That is what we use the scope for -- not to dial in a defocused image for collimating and have a less-than-optimum final image.
有可能的话，先让焦点内作到最好。我一般都是调教焦内，然后焦外进行验证，反复这个过程，直到图像质量最佳。这个关键就是得到焦点内完美的图像，这也是我们不断调教焦内焦外获得一个最适当的图像的目的。
Scopes with very good optics will almost always have near perfect out-of-focus image patterns on both sides, but those with less-than-very-good optics or multiple errors need to be adjusted to make the best of what they have. That might mean a very nice inside focus image and a slightly skewed outside focus image if that's what gives the best focused image. Always go for final image at focus, not the perfect defocused image for collimating.
光学良好的望远镜，焦外的图像也近乎完美。一般来说，比较好的调教都是焦内图像完美，焦外有很轻微的云雾状。我们追求的还是焦点上的图像质量，而不是散焦后的图像质量。

器材知识：光学衍射极限

Diffraction Limited Optics

I continually see statements of 揹iffraction limited optics?in the industry and this generates an astounding amount of discussion to exactly what this is and what it means. Therefore, I write this paper to try to explain what this is and what it means to you ?the telescope user.
我不断的看到有关光学衍射极限的评述。光学衍射极限是什么？有什么意义？我写这篇文章就是尝试对望远镜爱好者解释是光学衍射极限是什么以及有何意义的问题。
In order to first understand what the statement 揹iffraction limited?means, we need to understand what diffraction is and how it effects image formation in a telescope.
要理解衍射极限的意思，首先我们要搞明白衍射的定义以及衍射如何影响望远镜的成像。
From Wikipedia, the free encyclopedia

Diffraction is the bending, spreading and interference of waves when they pass by an obstruction or through a gap. It occurs with any type of wave, including sound waves, water waves, electromagnetic waves such as light and radio waves, and matter displaying wave-like properties according to the wave杙article duality.
衍射就是指当波通过一个小孔，或者一个障碍物体，发生的波的弯曲、扩散和干涉的现象。衍射发生在任何形式的波上，包括声波，水波，电波以及光波，表现出来的波浪形的特性都遵从波粒二象性。

From this definition we can see that as light waves pass by an obstruction or EDGE of an optic, they are bent. This process is diffraction. Since our telescope mirror has an edge (round) the impinging starlight gets diffracted at this edge of our telescope mirror (refractors do this to!). Therefore, instead of incoming light being focused to a perfect geometric point, the diffraction effect spreads the light into a disc with rings surrounding it. This disk is known as the Airy disc.
从概念中可以看出，光波通过障碍物体时或视觉边缘，会发生弯曲，这个过程就是衍射。同理，我们镜子的反射镜也有一个边，在这里也会造成衍射（折射也同样）。因此，由于衍射存在，我们很难把入射光线集中在一点上，衍射使最终形成一个圆盘或者在外圈形成一个圆环。这个圆盘就叫做爱里克斑。

If we examine 12 inch f/4 parabolic optics with ray tracing software we can explore this diffraction effect. Below is a ray trace of the system layout.
如果我们用12英寸F4的抛物线镜子，使用光线跟踪软件，就可以揭示衍射的效果。下面就是光线跟踪的示意图：




You抣l note that you will find a small spot centered in a larger circle. Along side is a scale bar of 10 microns (10/1000ths of a millimeter). The small spot represents the size of a star image as if it were perfectly geometrically focused without the effects of diffraction. The outer circle represents the Airy disk of the REAL star image. So even though the geometric focus is smaller than the diffraction disc, the star image 揵lows?up to the size of the outer circle. In this case, one could say that the performance of this optic is limited by the diffraction effects, hence the term 揹iffraction limited? However, AS USUAL, there is more to the story. The first question that arises is what does it take in terms of surface error, to obtain diffraction limited performance. The second part of the story is over how much field of view is the performance considered diffraction limited?
你会注意到，在大的圆环中有一个很小的点。旁边的刻度是10微米。这个小点代表星像，好像光都聚集到了一个点上，没有收到衍射的影响，但是外圈的大圆其实就是爱里克斑。因此，尽管光点比爱里克斑小很多，但是真正的星像仍然应该是外圈的大环。因此我们可以说，这样的结果就是受了衍射的影响，也就是衍射极限。这个实验还说明其他的问题。问题就提出来了：根据镜子表面的误差，衍射如何起作用？对视场的影响上，起多大的作用？

Before we get too deeply into thiese subjects, I have to stress that we are talking about only the extreme center of our parabolic mirror and once we start examining the field of view (which we will) things change.
在我们深入研究这个问题前，我们要强调我们讨论的仅限于抛物面镜子的正中央部分，来看有关的变化。
So how much surface deviation can we tolerate before our optic is no longer diffraction limited? Below you will find a repeat of our spot diagram showing the geometric focus as well as the diffraction disc (the circle). This time the geometric focus is a bit of a blur. This is due to the application of tolerance calculations in the ray trace software. I allowed the resulting wavefront to vary by ?wave and applied a Monte Carlo algorithm. The resulting geometric focus blur still just falls within the diffraction disc and again the performance is 揹iffraction limited?
那么多大的镜面误差是是我们能够容忍的呢？下图你可以看到一个焦点处的点状图。这一次焦点显得有些模糊，这是由于光线跟踪软件的误差造成的，这个误差是允许的。这个模糊的焦点仍然落在了大的衍射环内，这也是衍射极限限制的结果。

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《折射天文镜光学知识简明阐述》关于APO、超级ED


《折射天文镜光学知识简明阐述》
    一年多没来论坛了，最近时间稍空，看到论坛的朋友又多了很多，这反映了我国的业余天文爱好者队伍越来越壮大，同时也看到其中有不少的大侠级人物，这有助于我们（器材、观测）水平的提高。但是也看到大多数的人不具有基础的光学知识，缺乏根据自身的实际情况选择器材的参考。也有些凭主观的经验对器材的评论，还有美化或者批评某些器材的议论。我认为具有较高知识（各方面）的大侠们有责任义务将正确的知识传输给需要的爱好者。

   作为厂家，要得到大家的信赖，在宣传上要实事求是，不扬长避短或夸大事实，在技术指标上尽量详细（比如标注的分辨率是在在什么波长范围内），这样有助于用户了解产品的性能。

   很多人对折射镜中的好些概念不很清楚，有的还混为一谈，下面对有关折射镜的一些问题做简要说明，光学中很多比较难懂，用大致像近的叙述有助于理解。
大家知道，光波经过透镜折射后，不同波长的光的焦点位置也不同，长波长的红光将比短波长的紫光焦点位置要远一些，这就是我们通常意义上说的色差（色差实际上有很多种，这里只笼统的讲对我们影响比较大的一类）。消色差系统（双胶合、双分离结构的都是）是把肉眼敏感波长的两端C（红色）、F（兰色）校正到同一位置，（校正色差通常是在入瞳的0.707环带，在0.707环带将色球差校正为0后，+/- 差值将大体上相互抵消掉）。虽然校正了C、F=0，但是他们与其他波长的光还是有一定的距离，通常是与D（黄光）或E（绿色）比较，他们之间的距离就是二级光谱，二级光谱是影响我们观测的主要因数之一，我们看到的色差也实际上基本是它造成的。二级光谱又所选用的光学玻璃决定，也就是说，一旦选定所使用的光学玻璃后，二级光谱的大小也就被决定了，选用低色散冕玻璃（ED或萤石）与合适的火石玻璃配合可大大减小二级光谱。如果采用三片结构的设计，在选用合适的玻璃组合后可以做到复消色差，也就是把C、D、F或C、E、F三个波长的二级光谱校正到相当小的程度或完全消除，能大大提高系统的光学性能，但是其他波长的光还有不太小的差距。系统的性能还不能满足APO（高度消色差）的要求。
    看到这里，大家多少该有些概念了吧？可能还有点难懂，没关系，再来看看设计实例。我在这里做了4个设计的例子，分别是：双分离普通消色差结构、使用了超级ED玻璃的两片结构、三片普通复消色差、使用了性能不太好的ED玻璃的三片高度消色差。参见付图，图中分为图一、图二、图三、图四4个部分，每个部分又分为色球差曲线图与点阵图两部分。虽然用调制传递函数来表示更为合理，但是大家理解起来比较困难。
    为了方便对比，4个设计都是口径102焦距816（焦比F8），色球差图的纵坐标表示入瞳半径，校正色差要在0.707位置。横坐标为焦距，中心0刻度代表系统的焦点位置（816MM）最大刻度为 -/+ 2MM（图一）。后三个图的最大刻度为 -/+ 1MM，如果也用图一的-/+2MM刻度将一点细节也看不清楚了。点阵图可以理解为恒星在焦点位置上成像的斑点大小，横列表示不同波长的光的斑点直径，纵列表示轴心、偏轴0.25度、偏轴0.5度视场的斑点直径。斑点位置的黑色圆圈表示设定条件下（口径、焦比）的衍射极限刻度。在0度视场的位置还有个标尺，表示40UM的刻度。
    图一是最普通的双分离设计，使用最通用的K9玻璃与重火石玻璃，在0.707环带对C、F校正色差后，可以在图上部的色球差图中可以看到，它们与参考波长E（绿光）之间的距离还有约0.45MM左右，0.45/816= 1/1813F，至于可见光两端的R（深红）、G（深紫）就相差更大了。再来看下部的点阵图，可以看到，从530波长至610波长之间的区域（也是肉眼最敏感的区域），斑点直径基本达到或接近衍射极限，如果把这个范围以外的光滤掉，那么她能够达到或接近理论分辨率极限。但是要损失掉相当的能量。偏离这个区域外，斑点直径迅速扩大，到C、F波长时，斑点达到了衍射极限的5--7倍，由于肉眼对这些波长还比较敏感，最直接的结果就是我们看亮恒星的时候在恒星周围有大面积的紫色光晕（红+蓝=紫）。在看行星或月球的时候，在明暗边缘也有紫色光晕。由于色差的影响，会掩盖很多细节。实际上看到的光晕不一定是紫色，调焦不精确或像场不平可能看到的是红色/兰色或其他色。选用玻璃组合的不同可得到不同的二级光谱值，但是只要没有使用特殊性能的玻璃，他们的差距不是很大的，不可能做得很好。但是不要以为二级光谱大就性能很差，实际上，通过合理的优化设计，F8的中焦比的色差是基本可以接受的，焦比大于F6大概只适合深空观测了，焦比小于F10就应该说对观测影响相当小。还有一点，在相同的焦比下，口径越大，色差越明显。

     图二是使用了超级ED（性能基本接近萤石）玻璃与特殊色散玻璃配合设计的双分离结构，C、E、F二级光谱只有0.04MM（1/20400），最远的G（紫光）为0.23MM
二级光谱的减小带来的最直接好处就是斑点更小，参看图二下半部，可看到大部分波长的光形成的斑点都小于衍射极限，蓝光和紫光虽然比衍射极限大，但是主要能量（大于70%）都在衍射极限内，实际我们能看到的色差非常微弱。高桥的FS102指标与这个图像近。这样的效果一般都表注APO（高度消色差），严格的说与APO多少还是有点差距。

     图三是使用不太常用的普通玻璃设计的三片复消色差结构，就C、E、F而言，完全校正了二级光谱，大家可看到C、E、F在0.707环带附近完全相交。但是相对于别的波长光，还有一定的二级光谱，特别是两端的R、G距离系统焦点还比较远。从点阵图看，斑点都小到一定程度，除G波长外，能量都主要集中在衍射极限内，比较有效的消除了色差。

     图四是使用低档的ED低色散玻璃与特殊色散玻璃配合的三片结构，从色球差图可看到，在0.707环带位置，从R到G的全部可见光的二级光谱都校正到0.04以内。点阵图上C---F都小于衍射极限、R与G也小于3倍衍射极限，完全满足现代APO的要求。如果使用更好的ED玻璃或萤石，可得到更好的结果。

     优秀的APO镜不仅仅满足高度消色差，还具有大的视场范围，平直的像场，优异的成像质量与细节分辨能力是同口径的反射镜、折反射镜远不能相比，这就是高级爱好者追求APO镜的主要原因，当然优异的光学材料、高精密的光学/机械加工都是需要付出高额的代价。

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观天双筒支架汇集

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中国最毒的几大光学望远镜

首先出场的是云南天文台1米蔡司望远镜
1米望远镜圆顶
地点：云南省昆明市凤凰山顶

采用RCC光学系统
自由口径                  1016mm 口径比（相对口径）       F/4 中心孔                    215mm

CCD：
Priceton Instruments公司制造的1024CCD系统
Coude摄谱仪采用1024x1024CCD为其数字照相终端记录设备。

上海天文台1.56米望远镜
地点：上海佘山山腰

望远镜采用RC光学系统和卡塞格林焦点系统
美国Photometrics公司的1024CCD系统

补充：兴隆还有一个1.26米的镜子，据说有军事用途，一般人不让参观……
国家天文台兴隆观测站2.16米望远镜
地点：河北省承德市兴隆县

镜口径：       216cm    焦    比：       f/3    卡焦焦比：       f/9    焦面比例尺：     10.61"/mm    折轴焦比：       f/45    焦面比例尺：     2.12"/mm


主镜箱

BFOSC终端系统


云南天文台丽江观测站2.4米望远镜
地点：云南省丽江市高美古

英国TTL公司制造
口径：2400mm；系统焦比：F/8，具有一流的光学质量；配备有卡塞格林焦点和耐斯密思焦点；具有3个角秒的指向精度，及良好的跟踪精度
CCD：不详


最后一个  
LAMOST4米大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜
地点：河北省承德市兴隆县

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关于光学系统的分辨率及相关问题
赵玉春
前言：
最近，在很多天文网络论坛相关版面上的天体摄影作品是“精华”如潮，但我觉得其中的绝大部分作品并没有达到“精华”的程度。这就是一个评价作品的基本标准的问题，我觉得这个标准应该是一个很专业的标准。在评价用跟踪法拍摄的天文摄影作品中，有一条铁的标准就是真实。比如评价一幅拍摄星云的作品，虽然用不同的拍摄方法或后期处理方法能得到最终不同的效果，但拍摄的真实性是评价的基本依据。所谓拍摄的真实性主要是指在拍摄过程中没有使被拍摄的星云等内容的像有“意外”的变形。由于星云等本身并没有明确的边界，那么检验星云等的像是否真实的基本依据就是检验天空背景上恒星的像是否真实。所谓恒星的像的真实是指恒星的像既圆又小而且边缘锐利，没有任何变形等。这主要与拍摄时的调焦精度、跟踪精度和光学系统的质量有关，对于后者，可以归纳为与光学系统的分辨率相关的问题（由电脑合成处理以后的照片的真实性问题不在此讨论范围之内）。下面我就从理论与实例两个方面讲讲有关光学系统的分辨率以及与天文摄影和目视观测相关的一些问题。
*关于理想光学系统的分辨率：
在几何光学理论中，我们可以把光看作是“能够传递能量的具有方向性的几何线”。对于一个“理想光学系统”，应该能使一个物点所发出的所有能通过该光学系统的光线重新聚焦于一点，在“理想成像”时，像点是一个“理想几何点”，这个“理想几何点”即没有面积也没有体积。如果成像不“理想”，则形成有一定大小的“体积”，在焦平面上则形成有一定面积的弥散斑，如果弥散斑较大，则主要是由于各种像差造成的。
球差属于单色像差，它会使从主光轴上物点发出的各条光线通过光学系统后不交于一点，使点像的边缘模糊。球差的大小一般与透镜的折射率、形状（两表面的曲率半径）以及通光孔径有关。
彗差属单色像差，它会使离主光轴较近的轴外物点发出的宽光束通过光学系统后，在像面上不再形成同心光束，而是形成圆心在一条直线上的，按直径大小依次排列的圆形光束的重叠，形成状如彗星（圆头尖尾）的像（尖端离主光轴近的称正彗差，尖端离主光轴远的称负彗差）。彗差与球差常常混在一起，只有当轴上物点的球差已消除时，才能明显地观察到傍轴物点的彗差。彗差的大小与孔径及视场都有关系，且由于消彗差与消球差的条件不一致，两者一般不容易同时消除。
像散属于单色像差，光学系统的透镜表面在不同方向上有不同的连续曲率，其子午截面与弧矢截面上的曲率相差最大，离主光轴较远物点发出的光束在通过光学系统后，我们可以把它分解成“极端”的子午光束和弧矢光束。因为子午面内的入射光线比弧矢面的入射光线更为倾斜，透镜对子午面内的光线具有更强的聚光能力，使其焦距更短。因此它们各自汇聚于一点，并不重合。这会使得点像失真的形象更为复杂。像散只与人射光束的倾斜度有关。
场曲属于单色像差，它是球面光学系统所固有的像差，使得平面物体反射的光线通过光学系统后，像面变成一弯曲的面。这样，平面物体的中心与边缘的像不能同时聚焦于同一个平直的像面上。对于天文摄影来讲，场曲属于比较严重的像差，因为天空背景上的天体距离我们都是无限远，这对于整个画面来讲，就相当于拍摄平面物体。如果我们的对焦点在视场中心位置，那么边缘特别是四角的恒星会变长（点像的长轴在像场的直径方向上）、变大和变虚。
畸变亦属于单色像差，其产生的原因在于入射光线的球差随视场角的变化而改变，因而在一对共轭物像平面上，放大率随视场位置而变化，从而使物体像的形状变形。畸变虽然不影响点像的清晰度，但视场内的点像会是越靠近边缘（特别是“四角”）越大，形象虽类似于前者，但边缘的点像并不虚。
位置（轴向）色差和倍率（横向）色差属于复色像差，前者的表现为：轴上一物点发出的复色光（白光）通过光学系统后，由于光学系统对不同波长的光有不同的折射率，各色光不交于光轴上的同一点，这会使得某一像面上的点像的周围形成“色边”；当校正了位置色差的光学系统，轴外物点发出的复色光通过光学系统后只能使其点像的像面重合在一起，但各个单色光的放大率不相同（因为波长不同），因而各具有不同的像高，这种因为放大率的差异而引起的色差称为培率色差。倍率色差会使得点像的某一边或对称的两边形成“色边”，其大小受光阑位置影响。另外，倍率色差经常与彗差混合在一起，形成“色彗差”。
实际上，由于光的波动性，即便是没有任何像差的“理想成像”，像点也不是一个几何点，而是形成一个如射击靶子的图形，中心的“靶心”聚集了大部分光的能量，其余的光能量则形成了一圈圈如靶环一样但不等距也不等宽的光环（从中心往外，亮的“靶环”越来越窄，间隔也越来越大）。这是因为电磁波通过光学系统中限制光束口径的孔径光阑（如，天文望远镜中限制光线通过的光阑，或是天文望远镜的镜筒本身）时发生了衍射。在实际的光束聚焦点（像点）附近，用几何光学理论计算的误差较大，因此，必须是用把光看作为电磁波的物理学方法来研究最基本的分辨率问题。
在“理想光学系统”中，衍射像中心亮斑（“靶心”）的直径为：
2R=1.22λ/n/sinU/max                            （公式一）
式中，R为衍射像中心亮斑的半径；λ为光的波长；n/为像空间介质的折射率（由于像的空间介质一般是空气，所以n/取1）；U/为成像光束的会聚角（通过光学系统的出射光线与主光轴的夹角）。这个公式适用于任何光学系统的分辨率的计算，如，望远镜、显微镜、枪械的瞄准镜、工程测量仪器和动物的眼睛等等。
实验证明，两个点像间能够被分辨开的最短距离大约等于点像中央亮斑的半径，那么：
R=0.61λ/n/sinU/max即为“理想光学系统”的衍射分辨率（公式二）。根据此时的光度分布曲线，可以把K=(Emax—Emin)/( Emax+ Emin)定义为“对比”，即是我们常说的反差概念（公式三），式中E为光强度。两个点像距离为R时，K=0.15。实际上，当K=0.02时，人眼就能够分辨出两个像点，这时相应的两点间的距离约为0.85R。
*望远镜系统的分辨率
无限远物体理想像高的公式为y/= f.tgα           （公式四）
式中，f为物镜的物方焦距（这个物理概念就不描述了）；α为物高对望远镜的张角，也可以理解为对应两个物点对望远镜的张角。如果此时的像高y/取像平面上刚刚能被分辨开的两个衍射光斑的距离R，经推导（从略）得出：
α=1.22λ/D。                                 （公式五）
式中，D为物镜的有效口径，单位为毫米。在天文观测中，公式五的物理意义也可以理解为刚刚能够被望远镜分辨开的天球上两个发光点之间的角距，称为分辨角。当λ取人眼最敏感的波长0.000555mm（555nm）时：
α″=140″/D（单位是角秒）                    （公式六）
照相系统的分辨率（注）
普通照相系统的分辨率一般以像平面上每毫米能够分辨开的线对数（黑白相间的短线条）N来表示，显然，N等于R的倒数。当λ同样取0.000555mm时，经推导（从略）得出：                                         
N=1477D/f                                    （公式七）
式中，f为物镜的物方焦距；D为物镜的有效口径。D/f 即为相对孔径。   
    公式六和公式七可以视为同一光学系统分辨率的不同表示，但由于系统像差的存在，还不能作为实际评价某个光学系统的依据。比如，“理想的摄影物镜”的分辨率与相对孔径成正比，此公式只决定了视场中心的分辨率，但由于视场边缘成像光束的孔径角比轴上点小，分辨率就必然有所降低，而且在子午和弧矢方向上也有差别；实际的摄影物镜也总会残留一些像差，这就造成其实际分辨率要比“理想分辨率”低得多；视场边缘受轴外像差和光束渐晕的影响，分辨率还要低得更多。另外，上述的摄影分辨率还是属于“目视分辨率”，实际能得到的“照相分辨率”可用如下公式表示：
     1/NP=1/NL+1/NF                                              （公式八）
    式中，NP为照相分辨率；NF为底片分辨率；NL为目视分辨率。
目前普通胶片的分辨率大约为1/60—1/90线对/毫米，像的大小或两个点之间的距离在小于0.017mm 时就无法分辨了，这只相当于“理想光学系统”在相对孔径为1/25时的分辨率。因此，以前一般认为摄影镜头的相对孔径小到1/10时就接近“理想”了，并且以前一般摄影定焦镜头在F8和F11光圈时的分辨率也确实都差不多，属于最佳分辨率光圈，普通变焦镜头的最佳分辨率时的光圈还要更小些。近几十年来，某些国家的摄影镜头的综合设计和制造工艺有了本质的提高，最佳分辨率的相对孔径值也有不同程度的提高，如，Leitz Summilux-R 50/1.4（128）、Minolta AF 50/1.4（126）、Minolta AF 50/1.7（120）、Nikon MF 50/1.8（120）、Pentax A 50/1.2（123）镜头高对比度的最佳光圈值可以达到在F5.6附近，而且是中心与边缘的分辨率一样（括弧中的数字是分辨率数值）。
*关于对光学系统的评价问题
如上所述，如果我们根本无法得到一个真正的“理想光学系统”，那么我们所使用的光学系统距“理想”有多大的差距呢？这就引出了对光学系统的评价问题。对光学系统成像质量评价的方法分为两大类，第一类用于成品的实际检测，第二类用于设计阶段的评价。
第一类主要有“分辨率检验”和“星点检验|”法。这两种检验方法依然是光学界目前最广泛使用的像质检验方法。
对于“星点检验|”方法的理论依据如上所述，我们可以把光看作是“能够传递能量的具有方向性的几何线”（几何光学的理论基础），一个“理想光学系统”应该能使一个物点所发出的所有能通过该光学系统的光线重新聚焦于一点。在“理想成像”时，像点是一个“理想几何点”，它即没有面积也没有体积。如果成像不符合“理想”，则形成有一定大小的“体积”，在焦平面上则形成有一定大小的弥散斑。所以，根据弥散斑的大小和能量分布情况（直观的为像的形状），就可以评定系统成像质量的优劣（可以分解为不同的像差）。“分辨率”检验是拍摄画满了不同粗细的黑白相间短线条的测试板。“星点检验|”与“分辨率检验”的结果是一至的，假如甲与乙的焦距一样，如果甲比乙的弥散斑的表现得好，那么说明甲比乙的分辨率就一定高；假如甲的焦距比乙的更长，那么说明甲比乙的分辨率更高......
“星点检验”并不是跑到野外去拍恒星，可以直接在实验室模拟拍摄。实际拍摄天文内容的要求比在实验室的模拟拍摄要复杂得多，也不是每一次拍摄的结果都很客观，比如，天气情况的影响、跟踪精度的影响、“接受器”选择的影响，近年来又出现了普通数码相机“接收器”前面滤镜的影响等问题。因此，“星点检验”方法是直接在实验室中模拟拍摄。
第二类又可分为“几何光学方法”和“物理光学方法”两类，前者包括“几何像差”、“波像差（瑞利判断）”、“点列图”和“几何光学传递函数”等；后者包括“点扩散函数”、“相对中心光强”和“物理光学传递函数”等。
我们经常能够在某些摄影镜头或望远镜的介绍资料中看到有关在设计中修正几何像差的曲线表示。也有人据此来向大家来推荐某款摄影镜头或望远镜。但要特别注意，这只是设计阶段的“成果”，不是最终产品的“成果”。我们购买的是最终的产品，不是购买相关设计图纸的内容说明。
现在比较流行的“光学传递函数”方法既可以作为设计阶段的评价，又可以作为成品的实际检验，还可以作为复合光学系统的评价，如，对用底片拍摄后结果的最终评价等。这是20世纪40年代以后，特别是计算机出现以后才逐渐成熟的综合检验与评价方法。
“光学传递函数”所依据的理论是可以把物面图形的亮度分布函数展开为傅里叶级数（对周期性物函数）或傅里叶积分（对非周期性物函数，可以看作周期趋于无限大的周期函数），即无论是周期函数还是非周期函数，都可以把它们分解成频率、振幅、和相位不同的余弦函数。这样，光学系统的特性就表现为它对各种频率的余弦函数的传递和反映能力。比如，我们就可以把分辨率测试板的某黑白相间线条图案看作是亮度呈周期分布的余弦函数。假定光学系统符合线性和空间不变性，物平面上光强度按余弦函数分布的“余弦基元”，通过光学系统后，在像面上也是一个余弦分布（但后者的初相位和对比都将发生变化）。两个余弦函数的空间频率之比等于光学系统的垂轴放大率。光学系统的光学传递函数MTF的特征曲线是最大值小于１的曲线，有多种评价或检验不同“特性”的不同的绘制方式，绘制时所依据的数据就是前面所讲的像与物的两组“对比”之比，即MTFμ＝K//K（公式九），称为光学系统对指定空间频率的对比因子，也称为振幅传递因子。其数值越大表示“信息”的传递能力越好。
拍摄测试板高分辨率区（黑白相间的细线条区域）的“高频传递函数”能够反映被摄物体细节的传递能力，拍摄测试板低分辨率区（黑白相间的粗线条区域）的“低频传递函数”能够反映被摄物体轮廓的传递能力，而拍摄测试板中分辨率区（黑白相间的中粗线条区域）的“中频传递函数”能够反映被摄物体层次的传递能力。
由于高对比（黑白差别大）分辨率检测图案与平时物镜所拍摄的一般景物有很大差别，测试结果并不足以判断物镜的成像质量，只有对低对比（黑白差别相对小）分辨率图案的测试结果与像质的好坏才是比较一致的。那么，在实际天文摄影的“星点检验”时，星空相当于高对比分辨率检测图案还是低对比的分辨率图案呢？应该说星空是相当于高、中、低对比都涵盖了的“图案”，更倾向于后者。道理很简单，我们拍摄星空背景的曝光时间要远远长于拍摄分辨率检测板的曝光时间（虽然有些亮恒星的像却又是可以瞬间拍摄到的），这说明“图案”整体的亮度和对比度都很低，即，不同恒星的亮度与天空背景亮度的对比关系之间也就构成了不同对比的“图案”。当然，利用实际天文摄影的“星点检验”法判断物镜的成像质量的情况非常复杂，需要长时间的经验积累。
反过来讲，光学系统的成像质量的优劣，就非常直接地决定了前面所提到的恒星点像的真实性问题。
*光学系统的像差容限
我们希望得到最大程度地接近于“理想”的光学系统，那么，这样的光学系统就必须最大程度地控制像差的容限。由于波像差与几何像差之间有着较为方便和直接的联系，因此，以最大波像差为评价依据的瑞利判断也是在设计阶段方便而实用的像质评价方法。在几何光学系统中，几何光线相当于波阵面的法线，由物点发出的同心光束与球面波相对应，此球面波经过光学系统后，会改变曲率，如果光学系统是“理想”的，则形成一个新的球面波，其球心即为物点的“理想像点”。但实际光学系统的像差将使得通过光学系统的出射波面或多或少地变形，这一变了形的波面相对于“理想球面波”的偏离即为波像差。评价方法是可由波像差的容许值得出几何像差的容限，再据此来修正设计中对应的像差值。波像差只适合于望远镜和显微镜等小像差光学系统的评价。这类光学系统的特性是视场小而孔径较大，只需保证近轴点有很好的像质（这一特性在后面还要提到），即只要最大波像差不大于１／４波长，符合瑞利判断的要求便可。它的局限是不能反映光学系统局部的缺陷对像质的影响，如，镜面上微小的局部凹凸、划痕和气泡等缺陷对像质的影响等。
摄影镜头是大孔径大视场光学系统，应该校正全部视场内的像差，但由于接收器分辨率的限制，镜头本身并不需要达到很高的分辨率要求，特别是我们平时所看的照片也不需要达到在放大镜下观看物体时的效果。因此，摄影镜头基本上可以认为是属于大像差系统，它所具有的各种像差的剩余值要超出瑞利极限的好多倍。对于这种系统，在设计阶段一般可以用点列图的方法评价。其方法是把物镜“分割”成一定数量的等面积的方格或两端是圆弧的放射形格子，然后计算某物点所发射出的光线在通过每个格子中心之后的像的位置，只要像点的弥散斑直径在０.０３－０.１mm以内就可以认为是合格的（有人认为，集中３０％以上的点的圆形区域是实际有效的弥散班，它的直径的倒数既是能分辨的线对数）。在光学设计中，摄影镜头的视场平均像差容限大约是望远镜的10—40倍左右，因此，我们在天文摄影中没有必要特别迷信那些高价的摄影镜头，特别是慎用“人像镜头”。
我们再回到实际天文望远镜成品的一般检测上，可以把一般的星点检验法与点列图的方法结合起来，也就是 “哈特曼检验法”，即把镜面“分割”成多个等面积的“区域”，然后实际拍摄一个点光源，在焦点前后各拍摄一张照片，是虚像。经过测量虚像的位置后便可计算出通过每一个“区域”的光线在焦平面上的光能量分布情况，进而判断成品的质量。即，光能量的分布越集中，分辨率越接近于“理想”。这可以看成是把主观的星点检验法量化了。比如，国家天文台的“216”望远镜的设计要求是在焦点上能集中80%以上的光能量分布，但实际的光能量分布并没有这么高。在当时条件下的检验时，是在镜片前面放了一块均匀分布了几百个孔洞的遮挡板，就相当一个点列图的模板。现在已经有了专业的哈特曼检验仪，可以把它放在焦平面前的光路中……
*望远镜与摄影镜头在校正像差设计上的区别
光学系统校正像差的原则为：在所用光波两端消色差，中间波段消球差等像差。
可见光波长从长到短的排序为：
红色光——A/(768.20)、ｂ(706.52)、C(656.28)
黄色光——D(589.29)、d(587.57)
绿色光——e(546.07)
青色光——F(486.13)、g(435.83)
蓝色光——G/(434.05)
紫色光——h(404.66)
括弧中的数字为波长，单位为纳米。人眼最敏感的波长（555nm）介于D光与e光之间，属于黄绿色光。
对于目视光学系统的校正：
对C光和F光消色差，对D光（国际通行）或e光（德国、前苏联）消球差等像差，因为D光是接近于C光和F光中间，e光更接近于人眼最敏感的波长，而对C光和F光接近于人眼最敏感波长的两端。
对于使用传统胶片的普通摄影系统的校正：
对d光和g光消色差，对F光消球差等像差。
对于天文与航空摄影系统的校正：
对F光和h光消色差，对G/光消球差等像差。
*光学系统的实际选择问题
不可能有“通用型”的光学系统，为目视设计的光学系统改用于摄影时，或为摄影设计的光学系统改用于目视时，都会在改用后出现色差增大的问题。我尝试过用不同的尼康中长焦定焦镜头接天文望远镜目镜观察物体，它们的色差程度与普通的国产普及型天文望远镜或双筒镜相当，甚至是好于上述很多的望远镜，但其色差非常明显地大于某些三片结构并采用ED玻璃制造的折射式普及型天文望远镜，白天观察某些物体时会出现“黄边”和“紫边”。这也说明很多国产望远镜的质量有待于进一步地提高。
在普通摄影中，目前光学系统中最被关注的的像差是色差和畸变，因为其它的像差很难在拍摄普通内容的照片中被发现，甚至我们会有意地利用某些像差而达到使照片有特殊效果的目的。如，在拍摄年轻女性人像时，往往喜欢利用球差而达到“柔焦”的效果，很多高价的“人像镜头”就是有意保留了较多的球差（还应用了其它方法）。
在天文摄影中，目前一般“可用”的光学系统（即排除了质量较差的光学系统）最明显的像差是色差、畸变、场曲和像散。
普及型反射式天文望远镜一般采用牛顿系统，其优点是没有色差，因为光线始终是在同一种介质中传播。其缺点是轴外像差很大，其像点在整体上就显得不是很锐利。在天文摄影时必须加像场改正镜以校正像差。
普及型折反射天文望远镜一般采用马克苏托夫－卡塞格林系统，其优点是没有色差，因为光线大部分是在同一种介质中传播。其缺点是像的对比（反差）比较低，这是由于其弥散斑接近于环形，相对较大。也正是因此，其像点也显得不是很锐利。
三片及三片以上结构并采用ED或萤石玻璃制造的折射式普及型天文望远镜的像质最好，色差在可接受的范围之内，特别是对比（反差）和色彩传递（还原）能力都很好，但有些望远镜会有明显的畸变或像散存在。
望远型中长焦摄影镜头中镜片的曲率较小，因此球差较小（相对而言），比较适合于天文摄影。但由于其光学结构的不对称性，往往色差比较难校正。在选择镜头时，一定要先找镜头的光学结构图作为基本参考。
天体相对于我们地面上的观察者而言都处于“无限远”，因此在天文摄影时，天体像的大小只取决于摄影物镜的焦距（不论接收器的画幅多大）。当用焦距小于200mm的望远型摄影镜头拍摄天体时，由于恒星的像不是很大，即使摄影镜头残留一定的色差（一般是轴向色差）也不会过多地影响画面质量，恒星的点像依然是圆形且相对锐利的。但如果镜头有其它的像差存在，往往会很明显地影响画面质量，恒星的点像变形较大或模糊；当用焦距长于300mm并采用特殊色散玻璃制造的摄影镜头的最大光圈状况下拍摄天体时，像质一般会比较平均（与望远镜相比），但不一定是很好，有些镜头还会有严重的像散存在；当用较高级的普及型天文望远镜拍摄天体时，往往是中心像质会很好，但边缘像质就有可能不理想了，即便是使用三片或三片以上结构并采用特殊色散玻璃制造的折射式望远镜拍摄。一般是畸变较大，个别的会是像散较明显。如前所述，这主要是因为望远镜校正像差的重点在视场的中心位置，而目镜所框定的视场范围要明显小于底片接受器所框定的视场范围（也要看目镜的焦距）；另外，镜片的镀膜和镜筒内的消杂散光处理的质量缺陷（虽然不属于像差）对天文摄影的影响也非常大，会使光学系统的对比（反差）和色彩传递（还原）能力降低。最常用的日本和德国生产的摄影镜头的镀膜和消杂散光处理都比较好。
不论是从过滤紫外线（对着天空长时间曝光），还是出于在夜晚潮湿环境中保护镜头的考虑，在天文摄影时都应该在摄影镜头前加装UV镜，但目前市场上进口UV镜的假货很多，在选择时应该特别注意。在镜头后面加装望远镜目镜观察不太远处的物体时，就能看出加装劣质UV镜对像质的影响，那么，对摄影的影响就可想而知了。
下面通过一些摄影作品的实例来具体分析一下摄影镜头的像差等因素对像质的影响。首先需要说明的是，由于各张照片拍摄时的条件不同，生成最后图像的条件更不同，照片间不能作横向比较。
照片1使用的是尼康MF85 mm /1.4镜头在F2时拍摄的，胶片是普通柯达负片，直接扫描底片。虽然拍摄时镜头的光圈较大，但作品本身应该说还是比较成功的，画面柔和、层次分明、色彩丰富，符合人们一般的审美欣赏习惯，并且谁也不会怀疑“此时”的镜头会有什么缺陷。
照片2使用的是尼康MF55 mm /1.2镜头在F1.2时拍摄的，直接扫描底片，效果同前。
照片3使用的是尼康MF50 mm /1.4镜头在F1.4时拍摄的，照片直接扫描。这只镜头与前两者都是双高斯对称结构。从照片3中可以明显地看出，虽然色彩很丰富，但“此时”的镜头有严重的球差、彗差、轴向色差和渐晕。假如用它拍摄人像，效果与照片1、2应该是很相近的，也就是说用它拍摄一般的内容时，我们是不会去在意甚至是发现镜头会有什么像差存在的。
照片4是用尼康MF135 mm /2.8镜头在F4时拍摄的，照片直接扫描。照片的画面柔和细腻、色彩丰富、虚与实的对比也相得益彰。
照片5是用与前者相同的镜头在F4时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”的成像很锐利、对比（反差）较高、色彩也同样表现为相当的丰富。这只镜头是经典的望远型结构，尼康的MF180 mm /2.8ED、MF200 mm /4和MF300 mm /4.5ED等镜头都采用的是这一结构。
照片6是用尼康MF180 mm /2.8ED镜头在F2.8时拍摄的，直接扫描底片。照片的画面柔和细腻、色彩丰富、虚与实的对比也相得益彰。
从对照片1、2、3、4、5、6的描述可以说明一个问题：
用于普通摄影中的“好镜头”，在用于天文摄影时，就不一定是“好镜头”。用于天文摄影中的“好镜头”，在用于普通摄影时，就也一定是“好镜头”。
照片7是用俄产300/ mm 4.5镜头在最大光圈时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”的成像还比较锐利、对比（反差）尚可，但色彩不够丰富。这是因为俄产镜头在镜片镀膜和镜筒内部的消光技术方面还很欠缺。值得一提的是，这只镜头几乎是最简单的望远型镜头，并且没有使用任何特殊色散玻璃镜片，但其色差却是微乎其微的。
照片8是用尼康AF—S  80—200 mm /2.8ED镜头的200毫米端在F2.8时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”有球差、彗差并伴有微弱的倍率色差，对比（反差）一般、色彩也不够丰富，并有渐晕，这说明变焦镜头在大光圈时的像质很不理想（此镜头当初的售价在一万元以上）。
照片9是用俄产35/ mm 2镜头拍摄的1997年月全食的全过程，照片直接扫描。拍摄程序很复杂，月亮在中间位置时使用的光圈大，曝光时间也长，而月亮在边缘位置时的曝光组合正相反，但恰恰是月亮在中间位置时的像小，在边缘位置时的像大，这说明镜头有严重的畸变。
照片10是用FSQ106（D=106 mm ，F=530 mm ）望远镜拍摄，直接扫描底片并拼接合成而成，网上直接下载。照片的层次细腻、色彩丰富，中心与边缘的像质也比较平均，但从亮恒星状如蝴蝶一般像来看，望远镜存在着色散。由于子午方向与弧矢方向的像不在同一个焦平面上且相距较远，所以亮恒星的像在某一方向上有所缺失，便形成了状如蝴蝶的像。
照片11是用佳能AF500 mm /4 EF镜头在最大光圈时是拍摄的，接收器为CCD，所以与前面的照片不能进行色彩方面的比较。从照片中昴星团状如蝴蝶一般的像可以看出，镜头“此时”存在着严重的色散。
照片12是照片11的局部放大图。
照片13是用蔡司15 mm /3.5镜头在最大光圈时拍摄的，网上直接下载。放大照片的四角可以看出，镜头“此时”也存在着严重的色散。由于子午与弧矢方向的像不在同一个焦平面上且相距较近，所以视场边缘恒星的像就成为了相交叉的十字形了，落在焦平面上的某个方向的像亮，没落在焦平面上的另一个方向的像就相对暗一些。
照片14是用蔡司60 mm /2.8镜头在最大光圈时拍摄的，网上直接下载。放大照片的四角可以看出，镜头“此时”几乎没有像差。
照片15是用尼康MF200/4镜头在最大光圈时拍摄的，接收器为CCD。从照片中可以看出，镜头“此时”几乎仅有轴向色差，但由于恒星像的放大率不大，那么色差对画面效果的不利影响也就不算大了。
照片16为几款标准镜头的MTF图。
照片10由陈一平拍摄；照片13、14 Copyright©REBONT All rights reserved；其余照片由巡天会拍摄。

注：在传统的天文摄影中，分辨率依然用刚刚能分辨开天球上两个发光点之间的角距表示。天文摄影系统的分辨率的经验值为：
α″=(3100D/f+113)/D                        （公式十）  
此时“接收器”考虑使用的是传统的天文干版底片（色盲片），λ取值为0.00043405mm。

schiff

高素质的目镜的新选择


今天去买了只新出的Vixen NPL,顺便也研究了下NLV系列，感觉Vixen New系列的素质比老产品提高很多。

         NPL虽然是中国造的，但是做工和镀膜都比过去台湾造的好，且价格低廉，是所有有品牌的PL中最低的，只有TVPL的1/4。

         NLV倒是没注意哪里造的，但是镀膜做工相当不错，且镜片单元比老款大。

我当初曾经买过4个Vixen的目镜，一对PL 9，一只PL 7.3,一只LV１０，ＰＬ９是台湾造的，后两个是日本制造的。
　　　　四个目镜的共同点是做工还不错，但是光学素质不行。
　　　　特别是ＰＬ９，绿油油反光的镀膜，还号称ＦＭＣ，感觉不是增透，而是反射膜了，从来么见过那种镀膜，像质是软，反差低，不过ＲＥＦ倒是很长，奇怪。
　　　　那个７．３毫米是正宗日本制造的，可惜ＲＥＦ短，素质也很平，但是ＭＣ镀膜比ＰＬ９好太多。
　　　　ＬＶ１０素质也很一般，锐利程度一般，炫光大。
　　　　但老实说，Ｖｉｘｅｎ的目镜价格还很便宜的，日本这里ＬＶ比ＴＶ　ＰＬ还便宜好几千日元。
　　　　听说Ｖｉｘｅｎ该款后，就打算搞个Ｎｅｗ版来用用。

　　　　今天去店里看到ｎｅｗ款出来后，就拿了一个ＮＰＬ和一个ＮＬＶ出来看，ＮＰＬ给我第一感觉就是镀膜不错，外观完全该款了，于是很快掏钱买下一个，ＮＬＶ１０毫米呢，也比旧款好多了，接目玻璃明显大出一圈，镀膜很不错，显得透彻，不像老款浑浊，用店里的天望看看地面，效果不错，很舒服。

　　　　回来后，比较了一下ＮＰＬ　１０和ＴＶ　ＰＬ　１１，先从外观看，ＮＰＬ比较新潮，头大，重量也重，虽然焦距比ＴＶ短，但是接目玻璃貌似还大点（从照片看不出来），而接物端的玻璃，ＴＶ明显比ＮＰＬ大些。
　　　　镀膜上看，接目端比较，ＴＶ还是强点，灯光下转动目镜，ＮＰＬ会出现轻微正面玻璃镀膜反射的现象，而ＴＶ不会，而接物端比较，貌似ＮＰＬ的反射更小点。
　　　　透过目镜看亮处，似乎ＴＶ更加透彻，ＮＰＬ比较白。
　　　　和老款ＰＬ比，ＮＰＬ做工不错，内部封边，消光都不错。
　　　　和ＴＶ比较，貌似ＮＰＬ两端玻璃都比较平，ＴＶ相对凹进去。

以下结论经过观察修正。

　　　　地面观测比较，两者用在ＳＴＦ　７寸马卡上倍率差不多，ＮＰＬ微微高一点点，但视场基本一样。
　　　　看远处的广告霓虹灯，ＴＶ色彩上浓重，反差强点，ＮＰＬ比较平淡些，两者的中心像都非常锐利，边缘素质都差不多。

　　　　虽然还没天体测试，但基本可以断定ＮＰＬ依然无法完全和ＴＶＰＬ在光学上媲美，主要还是输在反差上，不过差距很小，但是考虑到两者的价格在我这里相差５倍，还能说什么呢？
　　　　所以我感觉ＮＰＬ的优点在于：
　　　　１。便宜，非常便宜，是最便宜的大厂PL.
　　　　２。这个价位下，质量却很优秀，比什么国激光器，笠井的　ＰＬ强（都是台湾ＯＥＭ），但是价格便宜．
　　　　３．比较适合双目用，便宜质量不错啊。
         4。中心非常锐利，媲美TV PL，反差略微弱点。

         如果在NPL和谷光学的OR之间推荐，那么肯定是NPL，因为NPL视野较大，价格便宜，但素质丝毫不让，中心素质貌似小又超出。
         NPL镀膜水平好于FMC OR。
      
　　　
　　　　如果ＴＶ　ＰＬ能有１００分的话，ＮＰＬ的光学素质能有９5。

schiff

天文滤镜使用技巧

木 星 的 观 测 与 摄 影
木星是一个相当明亮的行星，它的独特迷人之处便在於其细致多变的条纹，要详细观察这些条纹，则必须使用某些特殊的滤镜。因为木星的表面亮度太高，通常我们得设法降低其表面亮度，我的建议是使用两片偏光镜，而不是一般的 ND 镜。
木星条纹的颜色大致从红色至棕紫色，他们的色调变化虽不像火星的海与沙漠那麽强烈，但其亮度却足以让我们用各种滤镜去观察它，事实上，正因为它的颜色并不强烈，所以滤镜的使用是有其必要的。透过系数高的黄或橘色滤镜适合观测木星的云带与那些纤细的蓝色丝状纹 (fsetoon)，这些滤镜使云带中的蓝色成份变暗，而不影响红、黄部份，使用蓝色的滤镜则可得到相反的效果，使偏红色的云系变得较暗。淡蓝色的滤镜在使用十字丝测量云系经纬度时特别有用，因为蓝光能加强暗云系边缘的反差与锐利度，而使得测量工作便利许多。
Cassini 於 1865 年第一次记录了木星神秘的大红斑，它的颜色变化之大，从深橘红色到灰黄色都有，甚至一度变成　大白斑　。无论是观测或摄影，蓝色及绿色的滤镜都能使大红斑的颜色加深而明显，当大红斑变成淡黄色的时候，绿色绿镜就不太管用了，您最好采用蓝色滤镜以提高其反差，这也就是何以蓝色滤镜有　木星滤镜　之称的原因，若大红斑呈稍绿的白色时，观测可就困难了，这时暗红色的滤镜反而或许有用。在拍摄木星的卫星时，您应该选择能使天空背景变暗的滤镜。当发生凌的现象时，有许多种滤镜可供选择，通常，卫星的亮度与木星表面亮度十分接近，使我们无法在木星本体上分辨出卫星来，此时唯有采用木星本体补色的滤镜方能达到减低本体亮度、提高两者反差的效果，卫影凌木星的现象恰与前者相反，但选取滤镜的原则相同，尽量使用与木星本体颜色接近的滤镜，以提高阴影对比。

水 星 与 金 星 的 观 测 与 摄 影
对大部份的同好来说， 水星可能是一个只闻其名，未见其人的行星，因为她总是如此地接近太阳。事实上，几乎所有的水星观测者都是在白天进行观测工作， 清晨与傍晚时虽然阳光强度减弱，但此时水星的高度太低， 大气扰动也最强烈，要想看到表面细节是极困难的，无怪乎水星观测被视为行星观测之一大挑战。由於在白天进行观测， 滤镜成为观测必备的工具。选用适当的滤镜将可加强视稳定度、对比与降低天光散射； 例如， 红色的 KadakWratten 25 能改善不稳定的大气扰动现象，橘红色的 Wratten 21 可降低背景的耀眼强光， 而蓝色的Wratten 38A 、80A 则对加强水星表面模糊特徵的反差有极显著的功效， 这些呈灰色或淡棕色的斑纹在略带粉红色的表面上几乎无法直接观测到， 必须借重红、橘、黄、绿等不同颜色的滤镜才能加以分辨，尤其是绿色滤镜，对水星临边增亮的效果特别显著。
虽然金星的离日度比水星大得多， 但大部份的观测仍无法避免高度与大气扰动的问题， 白昼观测是唯一解决的办法，因此，能降低蓝天散射光的红色滤镜是必要的， 甚至再加上一片偏光镜，对表面细节的辨认似乎更有效。

蓝色和紫色滤镜， 如 Wratten 47 ，对观测金星上大气的阴影，也就是指云面上不定形的斑点及那些反差甚低的纹带， 相当有帮助，其实红、黄、绿等滤镜对小细节的观测都很有效， 但我无法明确地指出哪一种最有效，因为表面特徵的颜色从红至蓝都有，而且不时地变化著。

金星上最著名的Ｙ型暗带很模糊，应以紫色滤镜观察为宜，经由对其连续的观测，可以粗略估计金星的自转周期。

红色的 Wratten 25 除了能降低天空强光外，偶尔对金星表面明暗交界处的特徵观测也很有效。
不少同好对降低木星表面亮度应使用偏光镜而非 ND 镜感到不解，在此做一解说。 偏光镜减光原理是仅让单一方向的偏极光透过，所以我们使用两片偏光镜， 以不同的角度搭配，便可达到不同程度的减光效果。在不同天候、不同亮度、不同高度、使用不同滤镜观测不同行星的细节时，此点的确优於 ND 镜的单一固定倍率减光。 使用两片偏光镜的缺点则是两次反射所造成的双影问题， 特别是偏光镜并不注重其表面的抗反射处理，但总归各方面来说，偏光镜仍是较理想的选择。