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双筒望远镜结构图-千里眼望远镜夜视仪商城

时间:2017-12-10 23:49来源:未知 作者:admin 点击:
最常见的双筒望远镜的大小正好适合双手托拿,它包括内部的反射系统,这个系统可以缩短望远镜的长度,使它短于透镜的焦距。此外它还可以增高物镜之间的距离来改善深度感。所有常见的双筒望远镜是伽利略式的,或者使用棱镜来呈现一个正像。与单筒望远镜相比,双筒望远镜可给使用者一种立体感:它在使用者的每只眼睛里产生一个稍许不同的图像,这两个图像在使用者的脑中合成一个有深度知觉的总图,使用者可以以此来估计距离。在使用时双筒望远镜用起来也更舒服,使用者不必合上一只眼睛或者使用一个挡板来避免视觉上的混淆。此外稳定地持和平稳地移动双筒望远镜比起持单筒望远镜更容易,因为双手和头部这三个点的可以形成一个稳定的平面,持单筒望远镜时这三点位于一线上。几乎在望远镜刚发明的17世纪,就已经开始探索如何将两只望远镜平稳的架设在一起了 。早期的双筒镜都是伽利略式的光学设计,使用一个凸面镜和凹面镜来制做。伽利略式的好处是影像是正像,但是视野狭窄,放大倍数也不高。这种型系的结构目前依然使用在便宜的模型望远镜和观剧镜上。这是以意大利的光学工程师伊纳济欧普罗为名的,他在1854年获得了这项正立影像设计的专利权,稍后在1890年代卡尔蔡司的光学公司使用两个普罗棱镜以Z字型的排列制造出高品质的双筒镜。这型的特征是有宽广的视野,而物镜端产生的分离在目镜端予以良好的抵销掉。普罗棱镜的设计有摺叠光路的好处,使得有形的长度比实际的焦距长度短,而物镜之间更宽广的空间,产生了更好的景深感。使用屋顶棱镜设计的双筒镜也许早在1880年代就已经由阿基里维克托埃米尔设计出来了[2][3]。多数以屋顶棱镜制做的双筒镜不是使用阿贝-柯尼棱镜(以恩斯特阿贝和艾伯特柯尼为名,卡尔蔡司在1905年取得专利)[4],就是施密特-别汉棱镜(在1899年发明)来摺叠光路和使影像正立。与普罗棱镜比较,他们的视野较狭窄,结构较复杂,价格也较昂贵,物镜和目镜几乎就在一条轴线上。倍率计算公式: 物镜焦距 / 目镜焦距 倍率是物镜的焦距除以目镜焦距的商,这是线性的放大倍率(有时会以直径来表示)。例如,倍率为7的,好像将物体拉近7倍距离的影像。倍率的数值取决于双筒镜在设计时的用途,手持的双筒镜倍率较低,以减少可能的震动。提高放大率会使视野相对应的减小。倍率越高手持抖动造成的影响也越大,因此对于观景来说放大率小(7~10倍以下)的双筒镜效果有时甚至更好,因为它们更稳定。一般来说10倍乃是一般人之极限。手持的双筒望远镜最小的是310的伽利略观剧镜,一般户外最大的放大率在7至12倍之间,口径在30至50毫米之间。更大的双筒望远镜一般需要一个支柱,比如天文爱好者使用的约150毫米的双筒望远镜。有一些天文爱好者也制造过更大的反射或者折射的双筒望远镜,其效果有好有坏。当你手持双筒镜使目镜离双眼一段距离时,你会见目镜中央有一个圆型光点,其余地方为黑色,这光点就是出射光瞳。双筒镜经由物镜收集的入射光会集中在目镜,也就是由出射光瞳射出,射出的直径就是出射瞳的孔径,其大小及极为物镜与倍数相除的商值。出射光瞳越小,代表影像较光亮,较易看到影像。若出射光瞳太细,会使影像难于观测。要最有效率的使用收集到的光线并有效的提高亮度,出射瞳的直径应该与充分张开的虹膜直径一样大。人眼的虹膜最大直径大约是7 mm,但会随着年龄的增加而减小。如50岁的人瞳孔夜间中扩到最大亦只有5mm。因此,比这个值高的出射光瞳会浪费部分的光。出射瞳太大会是浪费掉收集的光量,而且在观察小天体时,出射光瞳太大会降低反差,尤其在观察暗弱天体时十分不利,所以在白天使用出射瞳约3mm的就足够了。目前较普遍的出射光瞳为5 毫米,比如1050或者840。但是,较大的出射瞳能使眼睛更容易对准光束,并且能避免突然进入黑暗边缘的晕边现象。适眼距 是从真实的目镜到后方仍能清晰看见影像的距离,在这个距离之内观测者看见的影像没有晕散开的现象。通常目镜的焦距越长,适眼距也会越长。双筒镜的适眼距一般都在几毫米至2.5厘米的范围内,这个距离对戴眼镜的观测者非常重要。通常,需要较长的适眼距才能让戴着眼镜的观测者依然能看见完整的视野,而不是只看见片段的范围。在使用时,适眼距太短的双筒镜也很难让观测者维持平稳的进行观测。由于双筒镜可以有多达16个空气与玻璃交界的表面,而每个表面都会造成光线的损失,因此镀膜的品质对影像的质量影响极大。光线在不同物质内有不同的折射率,因此在穿过不同物质的交界面时,会有部分被反射和部分透射并被折射(此处是玻璃和空气的交界面)。任何一种需要呈现影像的光学仪器(望远镜、照相机、显微镜等),在理想上是不要反射任何光线;取而代之的是应该以所有的光线来成像。经过反射之后抵达的光会散布在观测者的视野内,降低影像与背景环境间的对比。经由在界面上的光学镀膜处理,虽然无法完全消除,但可以减少光线的反射。光线在进入或离开玻璃时,每次大约都会有5%被反射回去。这些迷途的光线会在双筒镜的内部到处乱闯,使影像模糊而难以观看。在透镜上镀膜可以有效降低反射的损失,最后可以获得一个更加明亮和清晰的影像。例如,经过良好镀膜处理之后的8x40双筒镜的影像,可以比未曾镀膜的8x50双筒镜更为明亮与清晰。虽然光线一样在仪器的内部被反射,但是在比例上已经降低到微不足道得可以忽略的程度。对比也因为绝大部分的内部反射都被消除而获得改善。传统的透镜镀膜材料是镁氟化物,可以使反射率由5%降低至1%。现代的透镜镀膜,包含复杂的多层镀膜,不尽可以使反射率降低至0.25%,还能让影像有最大的亮度和原本的自然颜色。在屋顶棱镜,抗相位转移的镀膜技术,在对比的改善上非常有效。目前使用在灀筒镜上的镀膜处理,有下列几种层级:使用双筒镜观看的物体,距离不是固定不变的,所以必须有聚焦的功能。传统上,有两种不同的方法来调整焦点:独立调焦(IF)和中央调焦(CF)。独立调焦的双筒镜在个别镜筒的目镜上都可以改变与物镜的距离。被设计在恶劣环境下使用的双统镜,如军用的,都会使用独立调焦。另一种类型为中央调焦,由一个中央调焦的轮轴同步改变两个目镜与物镜的距离,之后可以进一步对二个目镜中的一个进行调整,以校正两眼之间的差异(通常在目镜的基座上调整),也就是屈光度的差异。因为可以一次对两眼近型调整,所以一般的使用者偏好此一类型,特别是个人专用的情况下,因为一旦作过屈光度的调整之后,在重新对不同距离的物体聚焦时,只要透过中央的调整轮就可以一起移动两个镜筒的焦距,而不用在调整目镜了。利用影像稳定的技术可以减少双筒镜的震动,对高倍率的使用者大有帮助。改变影像呈现的位置,或借助于安装在内部的陀螺仪或惯性回转仪和驱动器所提供的动力,可以消除突然的震动或移动的影响。稳定仪是否需要工作可以由使用者来决定,这些技术只需要很少量的动力就可以使影象稳定,因此可以让手持的倍数高达20X。但还是有些不便之处:经过良好调校的双筒镜,当影像经由观测者的双眼传送至脑部时,应该是唯一的一个三度空间的影像,而不是两幅有稍许不同的相似的影像。如果不是理想的情况,最常见的,将导致眼睛的不舒适与视力的疲劳,但可察觉的视野无论如何都还是一个圆形的区域。在电影的场景中,当通双筒镜观看时,常常会用两个有部分重叠的圆组成的8字型来代表所见到的视野,在实际生活中是不对的。特殊的低亮度和物镜直径与放大率的比率是天文观测者最在意的。虽然大的出射光瞳意味着有些光线被浪费掉了,但低的放大倍数能使视野更为广阔,适合观赏大的深空天体,像是银河、星云和星系等目标。大的出射光瞳也使背景的星空呈现在视野之中,使有效的对比降低,不利于侦查暗弱与远距离的目标,但与周遭的光污染比较,又显得是微不足道了。天文学上对双筒镜的使用是倾向于大口径的,因为口径越大,越能收集更多的光线,才能看见更微弱的天体。如1996年1月底,百武彗星的发现者所使用的双筒望远镜口径高达150mm。观鸟爱好者和猎人也是双筒望远镜的主要市场。最常见的双筒望远镜为830。750和1050较适合夜间使用。所有的双筒望远镜至少应调节良好,两幅图像应该相配(重合没有重影),此外使用时舒适,还有一定的牢固性。屋脊棱镜的双筒望远镜较轻,较小巧,但与相应的普罗棱镜的双筒望远镜相比也比较贵。以双筒镜观测深空天体比以单筒镜轻便与明亮,故受天文爱好者欢迎,使用的望远镜物镜口径一般较大(如50mm或以上)与可以三脚架支承,用以提供一个稳定、舒适而清晰的观测环境,而专业寻彗使用的双筒镜则口径则更大。假如双筒望远镜的两个筒产生的图像不适当相应(光轴不一致),那么使用这样的双筒望远镜会很不舒服,其效果也不好。其原因可能是因为生产质量不好,或者望远镜被碰撞过,或者望远镜老化变形(此情形很少出现)。使用外部的螺丝可以调节内部棱镜光轴来解决,这样也不需把望远镜拆开,但这是检修师傅修理的专业程序,这操作会直接改变成像,非一般人能维修。又称接目镜,通常是一个透镜组,可以连接在各种不同光学设备,像是望远镜和显微镜,的后端。所以如此命名,是因为当设备被使用时,它常是最接近使用者眼睛的透镜。物镜的透镜和面镜收集光线并引导至焦点生成影像;目镜被安置在焦点,主要的功能在放大影像,放大的倍率则与目镜的焦距有关。目镜通常会包含几个组装在一起的透镜元件,装在一个筒状物的后端。这个筒状物则会塑造成适合仪器的特别开口,影像可以经由移动目镜和物镜焦点的位置而聚焦成像。多数仪器都会有一个聚焦的装置,允许目镜在轴上移动,而不需要直接去操作目镜。双筒望远镜的目镜通常是永久固定在镜筒上,因此它们的视野和放大倍率都是预先就被设定好的。望远镜和显微镜,目镜通常都可更换,而通过目镜的更换,使用者可以调整视野和倍率。例如,望远镜就经常以更换目镜来增加或减少倍率;目镜也为使用者提供提供不同视野和适眼距的调整。目镜的入射光瞳永远不变的被设计在目镜的光学系统之外,它们必须被设计在特定的距离上有优异的性能(即在这个距离上的变形极小)。在折射式的天文望远镜,入射瞳通常很靠近物镜的位置,与目镜通常有数英呎的距离;在显微镜,入射瞳通常紧靠著物镜的后焦平面,与目镜只有几英吋的距离。因此显微镜的目镜与望远镜的目镜性质不同,不是互换就能获得适当的表现。第一个目镜只是单片的透镜元素,得到的影像有高度的变形。二或三个元素的设计发明之后,由于改进了影像的品质,很快就成了标准的设计。今天,工程师在计算机协助规划下的设计,以七或八个元素提供了绝佳的影像。内部反射有时也称为散射,导致穿过目镜的光线不仅分散还降低了目镜产生影像的对比。当影像的效果很差时就会出现鬼影,称为幻像。多年以来,设计时玻璃与玻璃之间制造很小的空气隙,就能有效的改善这个问题。色差的产生是因为不同的颜色(波长)由一种介质到另一种介质时,有不同的折射率。对目镜而言,色差来自穿越空气和玻璃之间的界面。蓝光和红光在经过目径的元素之后不能距焦在同一个焦点上,这种现象对点光源 的结果是可能产生一个围绕着焦点的模糊色环,通常的结果是造成影像模糊不清。焦长是平行的光经过目镜后汇距的点与目镜主平面的距离。在使用时,目镜焦长和物镜焦长的结合,确定了附属的放大倍率。当单独提到目镜时,他的单位通常是毫米(mm);而当在一架可以更换目镜的仪器上使用时,有些用户喜欢使用经过目镜后所能得到的放大倍数做为单位。因此,要提高放大倍率,可以将目镜的焦长减短,或是将仪器本身的焦长加长。例如,焦长25mm的目镜用在焦长1200mm的望远镜上,放大倍率是48倍;焦长4mm的目镜用在相同的望远镜上,放大倍率是300倍。但是当描述观测现象时,天文学家对于目镜的标示,却又惯用放大倍率,而不是标示目镜的焦长。在观测报告上使用放大倍率是比较方便的,因为它更直接的提示了观测者实际上看到的是什么的看法。由于放大倍率是依赖所使用的望远镜决定,因此单独只提放大倍率对望远镜的目镜是毫无意义的。有一些目镜,像是冉斯登目镜 (在下面有详细的说明) ,焦平面的位置在目镜之外的场透镜前方,因此很适宜做为标线或测微表等十字线安置的位置。在惠更斯目镜,焦平面的位置在眼睛和在目镜内的场透镜之间,是不容易接近的位置。视野,经常会使用缩写FOV,描述的是经由目镜能看见的目标 (从观测者所在地测量得到的角度) 。目镜的视野范围会根据各自所结合的望远镜或显微镜的放大率而有所变化,也和目镜本身的性质有关。目镜由他们的视野阑做区分,这是进入目镜的光线抵达场透镜前所经过的最狭窄孔径。* 视视野是被测量的目镜所有的一个恒定值,范围从35度至80度以上。它本身,明显的是一个抽象的数值,但是可以经由望远镜与目镜结合所得到的的放大率测量出实视野。目镜的视视野通常都会作为目镜的特性标示出来,为用户提供一个方便的方法,计算在自己的望远镜上使用时的实视野。* 大部分的目镜筒径都是1英吋 (31.75mm),这种筒径的目镜在实用上的焦距上限大约是32mm。焦距更长的目镜,焦距比32mm更长的目镜,筒径的边缘限制了视视野的大小不能超过50,而多数的业余者认为这是可以接受的最小视野。这种筒径的螺旋可以置入30mm的滤镜。眼睛需要在目镜后方的一段距离内观看经过目镜形成的影像,这段适当的距离称为适眼距。有着较大的适眼距,意味着目镜的品质越佳,也越容易观看到影像。但是如果适眼距太大,要让眼睛长期处在正确的位置上,它会造成眼睛的不舒适。基于这个原因,有些有着长适眼距的目镜,在目镜透镜的后方有眼罩杯的设计,可以帮助观测者能长时间的在正确的距离上观测目标。出射瞳的大小应该与拉姆斯登盘的大小相符。在天文望远镜的情况下,入射光瞳的影像对应于物镜的大小。适眼距的典型范围在2mm至20mm之间,依据目镜的构造来决定。长焦距的目镜通常都有较宽裕的适眼距,但短焦距目镜的适眼距就有问题了。直到最近,这仍然是相当普遍与共通的,短焦点目镜的适眼距就较短。好的设计指南建议适眼距至少要有5-6mm,以避免睫毛造成的不舒适。现代的设计可以增加许多透镜元件,不仅在这方面获得改善,还可以在高倍率的观测上变得更加舒适。特别是对于带眼镜的观测者,他们至少需要20mm的距离才能容纳德下它们的眼镜。技术随着时间而进步,目前有许多不同设计的目镜,可以供给光学望远镜使用。它们改变了内部透镜的位置,而且不同的设计有时更加适合两种以上不同类型的观察,和不同类型的望远镜来使用。这些目镜的设计有惠更斯目镜、冉斯登目镜、凯尔纳目镜、无畸变目镜、爱佛目镜、康尼目镜、普罗索目镜、RKE目镜和尼格勒目镜大双筒望远镜的主镜由硼硅玻璃制成,焦比为1.142,是在亚利桑那大学史都华天文台的镜面实验室浇铸的。两个主镜的焦点合成为一个焦点,等效口径为11.8米,并且安装了主动光学和自适应光学系统。如果作为光学干涉仪,大双筒望远镜的最大角分辨率相当于一台口径为22.8米的望远镜。望远镜的观测室为方形,架设在直径23米的圆形轨道上,观测室四面都有可开合的通风口。1998年3月2日,原来的多镜面望远镜开始拆卸,1999年3月25日由亚利桑那大学史都华天文台镜面实验室浇筑成形的6.5米口径硼硅玻璃主镜运抵现场,在同年5月17日进行了第一次观测,并在2000年5月20日正式投入使用。光学这个领域所讨论的范围包括红外线、紫外线及可见光。但因为光具有电磁波的特性,所以类似现象如X光、微波、电磁辐射及无线电波也可能产生此特性。所以光学被认为是电磁学的附属领域。 一些光学现象及行为的产生是与光的量子特性所关联的,而这些特性包含在光学及量子力学范畴。在实践中,大部分的光学现象可以用光的电磁特征来描述,例如麦克斯韦方程组。光学领域有它自己的分类特征,协会以及学术会议。光的纯科学领域通常被称为光学或光学物理。应用光学通常被称为光学工程。光学工程中涉及到照明系统的部分被特别称为照明工程。每一个分支在应用,工艺技术,焦点以及专业关联方面都有很大不同。在光学工程中比较新的发现通常被归类为光子学或者光电工程. 而区分这些定义的界限并不明显,经常因在世界的不同地区以及工业的不同领域而异。因为光的科学在实际中的广泛的应用,光科学和工程光学在领域上有很大程度的互相交叉。 光学也与电子工程、物理学、心理学、医学(尤其是眼科学与验光术)等许多学科密切相关。此外,物理学可以非常完整描述地光学现象,但对大部分问题显得过于繁复,因此在光学领域中引入了一些特定的简化模型。这些模型可以很好地描述光学现象,而无需考虑那些不相关及(或)无法观测到的现象。全称为光学频谱,是复色光通过色散系统(如光栅、棱镜)进行分光后,依照光的波长(或频率)的大小顺次排列形成的图案。光谱中最大的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的一部分,在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人类大脑视觉所能区别的所有颜色,譬如褐色和粉红色。条目颜色解释了这种现象的原因。复色光中有着各种波长(或频率)的光,这些光在介质中有着不同的折射率。因此,当复色光通过具有一定几何外形的介质(如三棱镜)之后,波长不同的光线会因出射角的不同而发生色散现象,投映出连续的或不连续的彩色光带。这个原理亦被应用于著名的太阳光的色散实验。太阳光呈现白色,当它通过三棱镜折射后,将形成由红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫顺次连续分布的彩色光谱,覆盖了大约在390到770纳米的可见光区。历史上,这一实验由英国科学家艾萨克牛顿爵士于1665年完成,使得人们第一次接触到了光的客观的和定量的特征。电磁波(又称:电磁辐射、电子烟雾)是能量的一种,只要是本身温度大于绝对零度的物体,都会放出电磁辐射。虽然大部分的电磁波不能被人看见,但就像人生活在空气中也看不见空气一样,人们也看不见可见光以外的电磁波。电磁波不需要依靠介质传送,各种电磁波在真空中速率固定,速度为光速。 (责任编辑:admin)
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