非消色差透鏡

非消色差透鏡是未經過色差矯正的望遠鏡物鏡，這也許可以歸咎於下列的原因之一：1.一架早期望遠鏡的物鏡，像是赫維留和惠更斯製造的，只使用了很小的正透鏡（2"-3"）單鏡，而且有很長的焦距和管子（100英尺或更長）來掩飾在焦點處未經修正的色差和衍射圖型。2.在視場內對特定波長的球面像差和離軸像差，像是彗形像差和像散做過良好改正的物鏡。單色校正的物鏡主要套用在特殊的窄頻上，例如觀測太陽使用的波長為0.6562725微米的Hα譜線。其它的套用還包括單頻雷射的使用，像是準直儀、光束擴展器，和精確的校正瞳孔影像以及用於調適光學上以導正波前的檢測器等。

基本介紹

• 中文名：非消色差透鏡
• 外文名：Non-achromatic objective
• 領域：光學

簡介

非消色差透鏡是未經過色差矯正的望遠鏡物鏡，這也許可以歸咎於下列的原因之一：

1. 一架早期望遠鏡的物鏡，像是赫維留和惠更斯製造的，只使用了很小的正透鏡（2"-3"）單鏡，而且有很長的焦距和管子（100英尺或更長）來掩飾在焦點處未經修正的色差和衍射圖型。
   
2. 在視場內對特定波長的球面像差和離軸像差，像是彗形像差和像散做過良好改正的物鏡。單色校正的物鏡主要套用在特殊的窄頻上，例如觀測太陽使用的波長為0.6562725微米的Hα譜線。其它的套用還包括單頻雷射的使用，像是準直儀、光束擴展器，和精確的校正瞳孔影像以及用於調適光學上以導正波前的檢測器等。
   

一個初學者常犯的共同錯誤是認為單色光物鏡適用於視場接近於零的場合，像是準直儀，就是設計在僅用於零視場。透鏡設計程式的最佳化只能改正它所知道的所有特定透鏡。這樣的透鏡在光軸上可能有絕佳的明銳度，但是可能有很大的彗形像差，實際上是不能使用和產制的。一個零視場透鏡總是被攝際成非零視場透鏡，以便製造業能容忍它的品質和進行實際上的品質管理，並且讓最後的系統準直度是合理的。

望遠鏡

望遠鏡是一種可以透過遙控方式收集電磁波（例如可見光）以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被套用在陸地和天文學。

在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。

英文的“telescope”（來自希臘的τῆλε，tele"far"和σκοπεῖν，skopein"to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos"far-seeing"）。這個字是希臘數學家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年於伽利略出席的義大利猞猁之眼國家科學院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

物鏡

物鏡是使用在顯微鏡、望遠鏡、照相機或其他的光學儀器前端，第一個接收到被觀測物體光線的透鏡或面鏡。物鏡也稱為接物鏡或接物玻璃。

顯微鏡物鏡的典型設計是等焦距的，這意味著當你將樣品由一個物鏡換至另一個物鏡時，樣品的位置仍然會在新物鏡的焦點上。顯微鏡的物鏡有兩個參數，即放大率和焦比。前者典型的範圍從5 X 至 100 X；後者從0.14至0.7，相當於焦距從40mm至2mm。對於更高倍數的套用，必須使用油浸物鏡。這種物鏡經過特別的設計，使用時必須浸沒在折射率匹配的油脂（一種折射率相符合的材料）內。

攝影用的變焦鏡有些也是等焦距，所以也能變更放大率而無須重新調整焦距。

望遠鏡的物鏡有各種不同的設計，請參考光學望遠鏡。

色差

色差是指光學上透鏡無法將各種波長的色光都聚焦在同一點上的現象。它的產生是因為透鏡對不同波長的色光有不同的折射率（色散現象）。對於波長較長的色光，透鏡的折射率較低。在成像上，色差表現為高光區與低光區交界上呈現出帶有顏色的“邊緣”，這是由於透鏡的焦距與折射率有關，從而光譜上的每一種顏色無法聚焦在光軸上的同一點。色差可以是縱向的，由於不同波長的色光的焦距各不相同，從而它們各自聚焦在距離透鏡遠近不同的點上；色差也可以是橫向或平行排列的，由於透鏡的放大倍數也與折射率有關，此時它們會各自聚焦在焦平面上不同的位置。

球面像差

在光學中，球面像差是發生在經過透鏡折射或面鏡反射的光線，接近中心與靠近邊緣的光線不能將影像聚集在一個點上的現象。這在望遠鏡和其他的光學儀器上都是一個缺點。這是因為透鏡和面鏡必須滿足所需的形狀，否則不能聚焦在一個點上造成的。 球面像差與鏡面直徑的四次方成正比，與焦長的三次方成反比，所以他在低焦比的鏡子，也就是所謂的“快鏡”上就比較明顯。

對使用球面鏡的小望遠鏡，當焦比低於f/10時，來自遠處的點光源（例如恆星）就不能聚集在一個點上。特別是來自鏡面邊緣的光線比來自鏡面中心的光線更不易聚焦，這造成影像因為球面像差的存在而不能很尖銳的成象。所以焦比低於f/10的望遠鏡通常都使用非球面鏡或加上修正鏡。

在透鏡系統中，可以使用凸透鏡和凹透鏡的組合來減少球面像差，就如同使用非球面透鏡一樣。

自適應光學

自適應光學（英語：Adaptive optics,AO）是一項使用可變形鏡面矯正因大氣抖動造成光波波前發生畸變，從而改進光學系統性能的技術。自適應光學的概念和原理最早是在1953年由海爾天文台的胡瑞斯·拜勃庫克（Horace Babcock）提出的，但是超越了當時的技術水平所能達到的極限，只有美國軍方在星球大戰計畫中秘密研發這項技術。冷戰結束後，1991年5月，美國軍方將自適應光學的研究資料解密，計算機和光學技術也足夠發達，自適應光學技術才得以廣泛套用。配備自適應光學系統的望遠鏡能夠克服大氣抖動對成像帶來的影響，將空間解析度顯著提高大約一個數量級，達到或接近其理論上的衍射極限。第一台安裝自適應光學系統的大型天文望遠鏡是歐洲南方天文台在智利建造的3.6米口徑的新技術望遠鏡。目前越來越多的大型地面光學/紅外望遠鏡都安裝了這一系統，比如位於夏威夷莫納克亞山的8米口徑雙子望遠鏡、3.6米口徑的加拿大-法國-夏威夷望遠鏡、10米口徑的凱克望遠鏡、8米口徑的日本昴星團望遠鏡等等。自適應光學已經逐步成為各大天文台所廣泛使用的技術，並為下一代更大口徑的望遠鏡的建造開闢了道路。

參見

• 主動光學