像差是什么意思啊

怎样挑选清晰的望远镜？相信很多人都想知道吧？以下是我为您整理的怎样挑选清晰的望远镜相关资料，欢迎阅读！

怎样挑选清晰的望远镜1

1.不要过分追求高倍率：7-10倍是最佳选择，超过10倍，手无法那稳。我们部队采购时多是采购7-10倍的。

2.口径适中：作为军人使用，我们一般都选择40-50mm口径，但我自己外出旅行等，我使用的是一款美国博士能精英7X26的超高清镜子，这是我2010年去参观美国拉斯维加斯SHOTSHOW展会上买的，这款镜子非常好。反正旅游用建议选择25-32mm口径的，这样体积小很多。

3.目镜一定要大：目镜大观看起来舒服很多，另外从光学的角度说，目镜大的镜子，进入瞳孔光线会多，通光率高，清晰度也高。在市面上，中低端镜子多为小目镜，高端及顶级镜子都是打目镜。

4.视野一定要大：视野小的镜子看起来很不舒服。视野在1000米处，尽量达到110米以上，最好能够在130米以上。视野给倍数成反比，给口径成正比。但是更为主要的是双面筒望远镜的内部结构设计决定的。同样倍数，同样口径的镜子，视野相差也会很大。

5.清晰度，亮度高：这需要自己去感受，或者看看别人的经验。参数指标是很难看出来的。

6.尽量购买国外大品牌的双面筒望远镜：参观过不少国内品牌的工厂，多为作坊式生产，全手工生产。双面筒望远镜出厂前的光柱调整，对焦调整全部通过师傅手工调整。这样的手工操作，会让每一台镜子的效果都不一直，运气好会效果好，运气不好就会差很多。国外大品牌的工厂，都为工业式机器化生产，性能稳定。所以我们部队都是采购国外品牌的双面筒望远镜，有时让国外品牌的生产工厂为我们定制一些产品。我们采购比较多是博士能和TASCO，另外还有蔡司的一些工厂为我们定制过一些。

7.尽量购买千元及以上的双面筒望远镜：如果经济条件允许，尽量购买这个价位以上的产品，双面筒望远镜是可以用一辈子的东西，好的双面筒望远镜才能有好的感官感受。次的双面筒望远镜，建议就不用买了，还不如用肉眼看着舒服。

8.双面筒望远镜的光学结构选择:双面筒双面筒望远镜分为保罗式和屋脊式。保罗式是一种传统的结构，优点是光学结构简单，男人味更足，但是体积偏大，另外一点如果是非大品牌产品，返修率会偏高。屋脊式，结构复杂，体积偏小，缺点是会损失通光率，所以同样的清晰度，屋脊式需要更好的镜片和镀膜才能与保罗式亮度相当。市面上高档镜子，多以屋脊式为主。高清级别的保罗式双面筒望远镜，市面上不多。

9.尽量不要购买变倍双面筒望远镜：变倍双面筒望远镜比如10-22X50看起来可以从10倍到22倍变化，应用范围广。但是变倍的代价是清晰度的降低。同一品牌同一系列变倍的双面筒望远镜至少比不变倍的双面筒望远镜清晰度降低一个档次。原因是变倍，内部设计需要增加棱镜，加长光路，大幅度损失通光率。另外一点是变倍结构无法对双面筒望远镜进行密封，所以无法充氮防水。这两个方面的原因导致清晰度和亮度大幅度下降。

怎样挑选清晰的望远镜2

一、视野你通过望远镜观测天空的时候可以看见的范围就是视野，它是用圆弧的角度来表示的。视野越大你能看见的观测范围就越大，视野角度的计算公式是，所使用的目镜的视野角度除以望远镜的放大倍率所得到的指。例如：如果你使用的目镜视野是50度的，并且使用的望远镜加上目镜的放大倍率是100x，那么望远镜的视野是0.5度(50/100 = 0.5)。 生厂商通常会指定他们的目镜的视场角，总的来说，视场角越大，看到的视野范围也就越大，因次在观测星空的时候看到的也就越多，另外，使用低倍率的天文望远镜比使用高倍率的看到的视野更加广阔。

二、口径这是选择天文望远镜时最重要的因素，望远镜的首要的功能就是收集光线，不论多大的放大倍率口径越大成像越好。望远镜的口径是指望远镜物镜的玻璃直径或者是主要的镜片大小，用毫米或者是英寸来表示。口径越大对于光线的收集的能力就越强，成像就越好。口径越大呈现出的画面细节也就越清晰，比如：在观测一个M13的球状星云的时候，用4英寸的口径的望远镜需要用150的电源，但是用8英寸的口径的望远镜也用同样的电源，但是星云图像比用4英寸的清晰16倍。即使是微弱光线下的星星也能看得清楚。考虑到使用者需要的是一个物美价廉并且便于携带的望远镜，尽可能选择大口径的望远镜。大口径的望远镜拍下的照片，对比度更高，分辨率更好，并且更加清晰。塞莱斯特望远镜有“5英寸口径”“8英寸口径”“14英寸口径”。怎么选购望远镜，选择望远镜有哪些技巧?

三、分辨率这是望远镜呈现图像细节的能力，分辨率越高细节呈现就越好，口径越大，的望远镜，如果光学质量好那么分辨率就越高。

四、分辨能力这个涉及到“道斯限制”。区分出两颗挨得很紧的双子星，理论上望远镜的分辨能力是由4.56除以望远镜的口径决定的。例如：一个口径为8英寸的分辨能力就是0.6（4.56/8=0.6）直接影响望远镜的分辨能力的因素就是望远镜的口径，因此口径越大的望远镜，分辨能力越好。然而分辨能力也取决于大气流的影响和人们观察物体的敏锐程度。

五、对比度理想的图像最大对比度需要被观测的物体的对比度较低，比如：月球和行星。牛顿式望远镜和折反射式望远镜由于平面镜的二次反射，因此阻碍的一小部分从主镜进入望远镜的光线。有一些关于业余天文爱好者的相关文献会指导你去认识牛顿式天文望远镜和折反射式天文望远镜由于二次反射而损失的光能会严重影响到望远镜的对比度，但是并没有什么关系。（只有损失超过25%透过主镜光时才会严重影响到望远镜的对比度）。计算二次损失光线的公式是(pi)r2，需要指导主镜和平面反射镜的表面积，然后在计算出损失的光能的百分比。例如：一个主镜的直径是8"，有一个直径为2?"的平面反射镜，二次阻碍的光能为11.8%：主镜8" = (pi)r2 = (pi)42 = 50.27 二次阻碍2?" = (pi)r2 = (pi)1.375 = 5.94 百分比5.94/50.27=11.8% 看看周围的环境（或者是镜管里的空气）这对于通过望远镜看行星的时候对比度的影响是一个最重要的因素，望远镜器材的问题对于望远镜的对比度影响是很大的：光学特性，光学元件的粗糙程度，中央略有增加的一些阻碍。注意增加中央的阻碍只是作为影响对比度的一个很小的因素。

六、集光能力这个是望远镜相比较与你的眼睛来说能够收集光线多少的一个理论值，它与口径的大小成正比，一个望远镜的集光能力的计算公式是：口径（以毫米为单位）除以7mm，这样所得到结果的平方。例如：一个口径是8"的天文望远镜的集光能力是843((203.2/7)2 = 843)。

七、出瞳直径出瞳直径是望远镜不要目镜的情况下出现的一个圆形光束，用mm（毫米）表示。计算出瞳直径，例如：一个口径为8英寸（203mm）的望远镜，使用一个焦距为20mm的目镜放大102倍，，出瞳直径为2mm(203/102 = 2mm)。或者你也可以用望远镜的焦比来除以目镜的焦距就得到出瞳直径。

八、焦比这是望远镜的焦距的比率，计算公式是,焦距除以望远镜的口径（单位是mm）。例如：一个天文望远镜的焦距是2032mm并且它的口径是8英寸（203.2mm），它的焦比就是10（2032/203.2=10）。很多人认为成像的质量和焦比有关，但是严格的来说它只是针对使用望远镜拍摄那些大个的物体比如说像月球或者是星云。但是望远镜用来拍照或者是观星，成像的清晰程度主要是看望远镜的口径，口径越大成像就越清晰，当你在看那些大个的物体的时候，在目镜中呈现出清晰的图像，仅仅是由于望远镜的口径和放大的倍率足够大，而不是根据望远镜的焦比来定的。大个的物体用低倍率的望远镜观看的时候总是会很清晰，然而望远镜拥有小焦比(通常称为“快”)来拍摄大的物体的时候需要清晰的图像，因此需要很短的曝光时间，。总的来说，使用一个小焦比望远镜的主要优点就是可以用来观看一些宽阔的视野。小焦比望远镜是f/3.5到f/6，中间的为f/7到f/11，大焦比为f/12或者更大的。

九、最近调焦距离就是在陆地上观察物体或者拍照时的最短调焦距离。

十、焦距焦距是指在光学系统中从透镜（或者主平面镜）到望远镜焦点的距离（用毫米来表示）。总的来说，望远镜的焦距越长那么它的吸收光线的能里也就越大，图像成像也越大，视野范围也越小。例如，一个望远镜的焦距是2000mm，放大倍率是焦距1000mm的两倍，视野范围是它的一半，大多数的望远镜的焦距都是指定的，如果你不知道这个焦距但是你知道焦比，你也可以通过一下公式计算出来：焦距=口径（mm）x焦比，例如：一个8英寸（203.2mm）口径的'望远镜，焦比是f/10，则它的焦距就是203.2x10=2032mm。

十一、 光学设计像差这里指出几点关于天文望远镜的光学设计，记住，一个天文望远镜设计出来是用来收集光线并且成像的，在设计光学系统的时候，光学设计工程师必须权衡各种因素才能更好的设计出色的光学系统，最终到达满意的效果。像差会导致图像失真。任何出现像差的可能也许是因为光学设计，也许是因为结构设计和加工，或者两者都有。设计出一套完美的光学系统是不可能的，各种不同的像差的出现归咎于各种望远镜的独特设计。下面我们将大致介绍一下望远镜的各类像差：色相相差 -- 通常会与折射式望远镜的物镜有关。它是由于物镜在收集光线的时候不能使各种不同的波长（颜色）的光汇集到一个正常的焦点。这样会导致在所观测的星星、月亮、行星周围会出现淡淡的光环（通常是紫色的），这会降低所观测的物体的对比度，这会随着望远镜的口径的增大而增大。复消色差的折射式望远镜能很好的降低色差并且价钱也很贵，这种望远镜中设计精密的消色差球差的玻璃能降低色差。球面相差 -- 光线穿过玻璃透镜（或者是在平面镜反射）的时候，在同一条轴上从光学中心到焦点不同的光线会产生不同的距离。这就是会使所看到的物体模糊不清，大多数的望远镜设计都是降低色差的。昏暗 -- 主要会出现于抛面反射镜，主要影响成像物体偏离轴线，尤其是视野边缘的物体，成像看上起就会呈现V形，对于焦比越小的望远镜，看到的昏暗程度越严重。散光 -- 调焦合适的情况下会出现图像在垂直或者使水平的方向尚被拉长的情况，总的来说是玻璃的质量低劣有关或者是出现准直误差。场曲 -- 所收集的光线不是集中在同一个面上，中央的视野可能会很清晰，因为是在焦点上面了，但是边缘的图像就不在焦点上。

十二、准直程度（Collimation ）适当的调整一个望远镜的光学元件，准直程度对于望远镜达到光学的上的优良至关重要。准直度不高将会导致光学像差并且成像扭曲。不仅仅调整一个望远镜的光学元件，更重要的是对于望远镜的结构上的调整也是至关重要的，也就是对于望远镜的镜管和各种结构的准直程度作调整。

首先跟你说下慧差是咋产生的，彗差属轴外点的单色像差。轴外物点以大孔径光束成像时，发出的光束通过透镜后，不再相交一点，则一光点的像便会得到一逗点状，型如彗星，故称“彗差”。1：通过它的产生原因，你能知道 慧差首先是与孔径有关，根据慧差的公式，慧差的与光束口径的平方成正比，目镜光束口径小，慧差就越小，所以在设计中适当减少目镜光束口径可以减少慧差。第二个：物体如果在齐明点上是不产生球差和慧差的，这也可以考虑到设计当中。第三个，可以设计双胶合透镜，通过改变双胶合透镜的各个面的曲率半径可以减少慧差，这个可以通过ZEMAX软件来调试。第四个，是光阑的位置不影响球差，但是影响慧差，所以这个也是考虑之一，当然如果球差为0的时候，慧差是不受光阑影响的需要注意。。我暂时就想到这些~希望对你有帮助

问题中的#称为F数，F数的计算公式为f/d,f为焦距，d为入射光瞳直径，为相对孔径的倒数，决定了像面照度，决定了设计的难度，光学设计中还有：1像空间F数：计算无穷远共轭点时的轴上有效焦距与近轴入瞳孔径的比值。2近轴F数：就是忽略了像差的有效f数。3工作F数：此F数比像空间F数有用，由于它基于镜头的实际共轭面的真实光线。例如F/10，就代表了f/d=10，即焦距与入射光瞳直径的比值为10

解答：

基于把物体看做是发光点的集合，并以一点成像时的能量几种程度来表征光学系统的成像质量的评价方法有：

瑞利判断、中心点亮度判断、分辨率、点列图

基于把物体看做是由各种频率的谱组成的，也就是把物体都的光场分布函数展开成傅立叶级数或傅立叶积分的形式的评价方法有：

光学传递函数等

以上常用的像质评价方法中，瑞利判断和中心点亮度方法，由于要求严格，因此仅适用于小像差系统；分辨率和点列图方法，由于主要考虑成像质量的影响，因此仅适用于大像差系统，不适用于像差校正到衍射极限的小像差系统；光学传递函数法虽然同时适用于大像差系统和小像差系统，但它仅仅考虑光学系统对物体不同频率成分的传递能力，也不能全面评价一个成像系统的所有性能。所以要综合使用多种评价方法来评价。

基于几何光学的评价方法有：

光程差曲线、像差特征曲线

基于衍射理论的评价方法有：

除了瑞利判断、光学传递函数等方法外，还有点扩散函数、线扩散函数

三个方面

1、几何光学，像差，光学系统

2、物理光学

3、相关软件使用

现在的光学设计越来越不好做了，因为需要的理论知识的门槛越来越高了，多看书是王道！

光学镜面有的面凸有的凹。。这是在光学设计中所决定的因为我们如果要设计一个光学镜头那么如果单纯的让他成个像是很容易的，，或许就没有一个面凸一个面凹下去的各种形状。。（想想初中学的放大镜，就两面都是凸的起个汇聚左右就得了）但是为了让所成的像得到更好的还原（就是让像和真实的一样）就没那么简单了，普通成像会产生各种像差（球差慧差象散场佢畸变位置色差倍率色差等）这些像差会改变像的形状如变的圆颜色不对大小有偏差等等。。为了把这些像差减小甚至降为0这就要真对镜片的各个表面进行一些计算了（这个很复杂了不是一下子就能说清楚的）计算之后我们就得出了各种曲率的透镜~所以镜片是要有凸凹，总的目的就是要减少像差。。让像变得和原物体更符合

色差(Chromatic aberration) JhWVdgAj{

从 上述简介色差是十分重要的像差，因为包括显微镜在内的绝大多数光学仪器都在复色光条件下使用，这里介绍一下复色光形成的两种色差就显得十分必要。不同色光 在同一种光学玻璃传播速度各不相同，即不同色光（波长不同）具有不同的折射率，或不同的焦距，象的位置及大小也随之而异。 X~:troA$g

轴向色差：又称位置色差或纵向色差沿着光轴度量不同色光光线。 :C3.,LC6

与光轴交点间距离：LC-LF=?C-F. qLLetE

垂轴色差：又称放大率色差，倍率色差，沿垂轴方向度量不同色光所成的像大小之差异。YC-YF=?YC-F. lrow$~!}L

消色差与CF物镜及光学系统 K 5nR?l9

几 乎所有显微镜及其他光学仪器的消色差物镜都是只校正二种色光或称为两条谱线的轴向色差（一般为C光和F光）而垂轴色差是消不掉的，原因是没有合适牌号的玻 璃，几乎各光学仪器厂商解决消除垂轴色差方法都用补偿法-----物镜的残留垂轴色差是正向的，用负向垂轴色差目镜去补偿，这种方法已经应用了近百年，这 是一种简便经济的设计方法，但是这种方法有很大局限性，尤其是光学事业飞速发展，光学仪器越来越复杂，绝不是能用一种物镜对一种目镜固定搭配来补偿垂轴色 差，形色多样，变化多端的光学系统使垂轴色差的消除变成捉模不定，而且不能消到规定的容限内。 k<A%2FV

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场曲只和系统中假定厚度为零的各个薄透镜的光焦度以及介质的折射率有关，而和透镜的厚度；形状；相互间隔以及物体和光闸的位置无关。

*能校正场曲的结构：

1.正负光焦度分离的薄透镜；

2.另一种能够消除场曲的结构是厚透镜；

※望远系统像差的估计：

对于一个理想的望远系统，平行光入射，仍然为平行光出射。如果存在像差，则出射光束不再保持平行。因此可以用光束的平行度误差来表示望远系统像差的大小。一定的平行度误差对应目镜焦平面上一定的垂轴像差。

对于一个质量要求较高的望远系统，彗差和垂轴像差对应的角像差绝对值之和应小于5分。这个要求也是比较严的，一般允许在视场边缘适当降低。

※用光学传第函数评价系统的像质：

光学传第函数能全面反映光学系统的成像性质。由两个系统构成的组合系统，它的光学传第函数等于该两个分系统的光学传第函数的乘积。但是，如果知道了每个分系统独立成像的弥散图形，要想得到组合系统的弥散图形，则几乎是不可能的。

*FFT MTF *Huygens MTF *Geometric MTF

这三种光学传递函数实际上是采用不同的算法，从而具有不同的应用重点。

* FFT MTF即(Fast Fourier Transform MTF)用快速傅立叶变换算法计算的MTF，它是一种物理传递函数，即考虑光学系统的衍射效应。一般的成像光学系统都可用它来评价。

*Huygens MTF也是一种物理传递函数，它是先求出光学系统的波像差和光瞳函数，然后根据惠更斯原理用衍射积分的方法计算像面的点扩散函数，再对点扩散函数进行傅立叶变换，得到MTF。它主要用于一些出瞳不规则、变形以及非连续光学系统等的评价。这时它的精度可能比FFT方法高。

*Geometric MTF即几何传递函数，它是根据点列图（垂轴像差）计算点扩散函数，再进行傅立叶变换。它不考虑衍射效应。它主要用于大像差光学系统或低空间分辨率光学系统，这时几何MTF具有足够的精度。如果光学系统像差很小（这种情况经常遇到），则有可能出现几何MTF比衍射极限的理论MTF还大的情况，这时用几何MTF来评价就不准确了。

※好的望远镜系统应该有比较小的像差，但是像差是不可能完全消除的，看你的要求了。首先检查色差，观察物体时看物体边界有无明显色条；然后再看呈像轮廓是否清晰，这是慧差；最后看成像有无明显变形。另外，孔径越大越好，孔径大一般表示物像比越大，但是孔径越大加工越困难，价格自然也就越贵。简而言之一句话，成的像看着舒服就行

※选择成像光束的要点：

在光学系统中，不论是限制成像光束的口径，还是限制成像范围的孔或者框，都统称为“光阑”，总共三种，分别是：孔径光阑；视场光阑；消杂光光阑。

为了缩小光学零件的外行尺寸，实际光学系统中视场边缘一般都有一定的渐晕。视场边缘的渐晕系数有的达0.5。

1、首先确定轴向光束在系统中的光路，以及他们在每个光学零件或者光阑上的口径。因此在系统光学特性确定的情况下，轴向光束的位置便完全确定了。

2、所谓选择成像光束的位置，实际上就是选择轴外像点的成像光束位置。由于轴外光束的位置在光学特性不变的条件下，可以改变，这就产生了选择什么样的成像光束最为有利的问题。成像光束位置不同主要是影响各个光学零件的口径。为了使系统中各个光学零件的口径比较均匀，一般都使轴外光束的主光线通过轴向光束口径最大的光学零件或者光阑中心，即把他们作为孔径光阑，这个光学零件或者光阑的口径就等于轴向光束的口径。。在有些仪器中，根据具体使用要求也可能对系统中成像光束的位置提出一定的要求，例如后面将要讲到的远心光路。因此如何确定轴外像点的成像光束位置，必须进行具体的分析。。在成像光束位置确定以后，系统中各个系统零件的口径也就完全决定了，同时也可以找到相应的入瞳、出瞳、孔径光阑和眼点的位置。用他们来概略的表示系统中成像光束的位置。在设计光学系统的时候，我们的注意力应该集中在如何根据具体的情况，选择最有利的轴外光束位置，而决不能离开光束的位置抽象的讨论如何寻找入瞳、出瞳、孔径光阑，这样做实际上是舍本求末。在成像光束位置确定的情况下，实际上并不一定需要找出他们对应的入瞳、出瞳、孔径光阑的位置。

2009-04-20 19:30回复

光孤子 披头士5号

22楼

3、实际光学系统中，对成像光束的限制情况是十分复杂的。例如有的有渐晕；有的没有渐晕；有的中心视场没有渐晕，而边缘视场有渐晕；有的虽有渐晕，但主光线和光轴交点位置不变；有的随着渐晕改变主光线和光轴交点的位置改变。因此入瞳、出瞳、孔径光阑这些名词在不同的情况下实际含义就有差别，不必过分注意这些名词的不同含义。因此我们所关心的本质问题是系统中成像光束的位置和大小。

下面再就各种不同情况下这些名词的含义作些说明：

（1）光学系统没有渐晕时，孔径光阑既确定了轴向光束的口径，也确定了轴外光束的口径，因此孔径光阑就是限制光束口径的光阑。孔径光阑在物空间的共轭像称为入瞳，在像空间的共轭像称为出瞳。通过孔径光阑中心的光线就是光束的对称轴线，称为主光线；入射主光线和光轴的交点，就是孔径光阑在物空间的共轭点，也就代表了入瞳的位置。同理，出射主光线和光轴的交点的位置就是出瞳位置。因此也可以通过确定主光线的位置来确定入瞳、出瞳或者孔径光阑的位置。

（2）如果中心视场没有渐晕，而边缘视场有渐晕，一般按没有渐晕的那部分视场来确定孔径光阑、入瞳或者出瞳位置。这时孔径光阑只决定没有渐晕的这一部分视场的光束口径，而有渐晕的边缘视场的光束口径，不仅和孔径光阑有关，而且和其他光阑也有关。

（3）当系统中有两个或者两个以上光阑的口径和轴向光束的口径相同时，除了轴上点而外，其他像点都有渐晕，并随着视场角的加大渐晕逐渐增加。这时可根据轴外斜光束的主光线位置来确定入瞳、出瞳和孔径光阑的位置。例如前面所讲的周视瞄准镜中道威棱镜的两个端面，就是和轴向光束口径相同的两个光阑。根据主光线的位置，相当于孔径光阑位在道威棱镜的中点，而实际上那里并没有限制光束的光阑。

（4）随着视场角的增加，由于渐晕使主光线和光轴交点的位置发生变化，一般则按近轴区内的主光线和光轴交点的位置来确定入瞳、出瞳和孔径光阑。如果边缘视场出射光束的主光线和光轴交点的位置与近轴区内出射光束的主光线和光轴交点的位置相差很远，必要时，则把边缘视场出射主光线和光轴的交点，称为“眼点”，眼点倒系统最后一面的距离，称为“眼点距离”，用Lz’表示，他和出瞳距离lz’一起作为光学系统的一个特性指标。如果二者相差不大，一般就不必区分。

（5）在有些目视光学仪器中，系统的后面不存在实际出瞳，例如珈里略望远镜、低倍单片放大镜。当与人眼配合使用时，人眼瞳孔也起限制光束作用。在这种情况下，人眼瞳孔可认为是孔径光阑，也是出瞳，他在物空间的像就是入瞳。

限制光学系统成像范围的光阑称为视场光阑，视场光阑必须和系统的实象平面重合，或者和实象平面接近，才能使系统具有一个清晰的视场边界。例如照相机的底片框，开卜勒望远镜中的分划镜框。在有的光学系统中，不存在实象平面。例如珈里略望远镜，在这种系统中无法设置视场光阑，因此也就没有视场光阑。随着视场角的加大，渐晕增加，光束口径逐渐减小，最后消失。视场边缘存在一个由亮到暗的过度区域，但是没有清晰的视场边界

※

简要的说一下校正象差的几种方法：

1、球差和彗差：可以用适当形式的接触型双合透镜校正。

2、象散和场曲：需要几个分开的透镜来校正。

3、畸变：在适当的位置放置一光阑，可以使畸变减到最小。