【论文】基于离焦星点图的RC式望远镜装调技术_百度文库
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基于离焦星点图的RC式望远镜装调技术为​了​实​现​大​口​径​望​远​镜​的​装​调​,​基​于​离​焦​星​点​图​的​图​像​处​理​和​分​析​,​研​究​了​R​C​式​望​远​镜​的​装​调​技​术​。​首​先​,​根​据​横​向​几​何​像​差​分​析​离​焦​像​点​图​像​和​系​统​装​调​误​差​之​间​的​关​系​,​重​点​讨​论​了​横​向​误​差​中​离​心​和​倾​斜​导​致​的​偏​心​彗​差​和​内​外​轮​廓​圆​的​圆​心​位​置​偏​离​距​离​的​关​系​,​以​及​彗​差​消​除​后​残​余​的​像​散​导​致​外​轮​廓​椭​圆​的​偏​心​率​随​长​轴​增​大​而​逐​渐​减​小​的​特​点​。​然​后​,​分​析​了​主​次​镜​之​间​纵​向​误​差​导​致​的​球​差​和​最​小​圆
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由两个凸透镜组成的天文望远镜，其物镜到目镜间的距离是（　　）A．物镜与目镜的焦距之和B．物镜的焦距与目镜的焦距之差C．任意距离都可以D．以上都有可能
题型：单选题难度：偏易来源：不详
由两个凸透镜组成的天文望远镜的物镜相当于照相机的镜头，来自遥远天体的光经物镜后成一个倒立、缩小的实像，像在物镜的焦点以外紧靠焦点的位置；望远镜的目镜相当于放大镜，目镜的“物”点也就是物镜的像点应在目镜的焦点以内紧靠焦点的位置，由此要求，物镜与目镜的焦点重合且在二者之间．物镜到目镜的距离应为物镜的焦距与目镜的焦距之和．故选A．
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据魔方格专家权威分析，试题“由两个凸透镜组成的天文望远镜，其物镜到目镜间的距离是（）A．物镜..”主要考查你对&&望远镜&&等考点的理解。关于这些考点的“档案”如下：
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显微镜和望远镜看到的像都是放大的吗？用显微镜观察物体时，要将被观察物体放在物镜一倍焦距和二倍焦距之间，经过物镜得到一个倒立、放大的实像，实像的位置存日镜一倍焦距内，再经其放大，最后得到比原物体放大许多倍的虚像。该虚像和物体比较是倒立的，为便于观察，需将物体倒放。而天文望远镜距离被观察物体(如天体)很远，物体和物镜的距离远大于物镜的二倍焦距，经过物镜成一倒立、缩进小的实像，其作用相当于将被观察物体移近，再经目镜将得到的实像放大，最后得到的虚像比原物体小得多，该虚像和物体比较是倒立的。
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与“由两个凸透镜组成的天文望远镜，其物镜到目镜间的距离是（）A．物镜..”考查相似的试题有：
282128187402284481843227009270390恒星摄谱仪 _百度百科
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将来自恒星的光线展开成﹐并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成﹑物理性质和运动规律﹐是天体物理学的重要研究工具之一。类&&&&型类&&&&型无缝摄谱仪等
恒星摄谱仪将来自恒星的光线展开成光谱，并将光谱拍摄在上的。它可用来研究的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。在平面光栅摄谱仪的光学系统图中：狭缝置于焦面上。穿过狭缝的光，经准直镜变成射到上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向，经照相镜会聚成，再由焦面处的照相底片拍摄下来。
摄谱仪的色散度，视天体亮度和研究目的而定。亮星可用高分辨率摄谱仪高色散（可达1埃/毫米）作详细研究。暗星或星系一般只能用低色散（如200埃/毫米）。高色散摄谱仪大而重，通常固定在折轴焦点位置，光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的水泥基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻，置于卡塞格林焦点或主焦点位置，随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固，将自身的重力变形减小到最低程度。六十年代以来，有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为色散元件，获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响，摄谱仪应采取隔热保温措施（见、、）。
现代摄谱仪还采用单级或多级像增强器或其他光电成像器件作为光谱探测器，这就成为像管摄谱仪。它能以比照片高得多的速度或色散度（每毫米几埃甚至零点几埃）记录暗弱天体光谱。除有缝摄谱仪外，还经常采用无缝摄谱仪、物端棱镜和非物端光栅来拍摄低色散恒星光谱。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统:狭缝置于望远镜上。穿过狭缝的光,经准直镜变成平行光射到光栅上。不同的光被衍射到不同方向，经照相镜会聚成光谱，再由焦面处的恒星摄谱仪照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片（约0.02毫米）。狭缝后面安置滤光片，用来隔离级次重叠的光谱。准直镜和照相镜大多采用或折、反射系统。在小型摄谱仪中，也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体（如恒星）时，光谱成沿色散方向的一条线，难于分辨和测量，须借助适当机构，使星像沿狭缝长度方向来回移动，从而将光谱展成带状。天体光线通常照亮狭缝中部，狭缝两端被比较光源照亮。在天体光谱两侧拍摄出比较光谱，借以精确测定天体谱线的波长。恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱，所以需要大口径收集足够的光，并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力，例如尽可能减少光学元件数目，采用多层膜技术,以提高光学透射和反射率，设计强光力照相机,使用底片敏化技术等。此外，应采用大面积闪耀(定向)光栅。目前已能刻划出面积达400×600毫米2的大光栅。在色散度较高的光谱观测中，狭缝宽度比星像直径小得多，使用像切分器可将星像切成若干窄条送入摄谱仪，从而提高仪器的集光能力。
摄谱仪的色散度，视天体亮度和研究目的而定。一台大型恒星摄谱仪亮星可用高色散（可达1埃/毫米）作详细研究。或星系一般只能用低色散（如200埃/毫米）。高色散摄谱仪大而重，通常固定在折轴焦点位置，光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻,置于卡塞格林焦点或主位置,随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固，将自身的变形减小到最低程度。二十世纪六十年代以来，有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为元件，获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响，摄谱仪应采取隔热保温措施。把光依散开以形成光谱的仪器。
将分解为光谱并且能拍摄光谱照片的仪器，其部件与分光镜相同，即平行光管A、望远镜B和标度管C．区别仅在透镜L的焦平面MN处置放底板，就能把光谱的照片拍摄下来供反复仔SD1024F摄谱仪细地比较和研究．恒星摄谱仪的一种。为了发挥大望远镜的能力，使能同时拍摄若干恒星的光谱，又因为100厘米以上的大口径物端棱镜很难制造，二十世纪四十年代设计出无缝摄谱仪。它和有缝摄谱仪的差别在于，望远镜会聚的星光不受狭缝限制，而直接经准直镜变为平行光，再被棱镜（或光栅）色散。通常用一块负透镜放在望远镜物镜的主焦点前作准直镜，用另一块焦距和材料都跟负透镜相同的正透镜作照相机物镜。这样，两块透镜的球差和色差的大部分可互相补偿，只要光束以最小偏向角通过棱镜，像散也几乎可以消除。在“一种较好的无缝摄谱仪的光路图”中，准直镜c是抛物面镜，它的焦点和望远镜物镜（也是抛物面镜）在棱镜侧面重合。这里有一小块镀铝反射面a，它把星光到c，a也起着视场光阑的作用。被色散后的光束由施密特照相机在b处形成光谱。准直镜可以设计成同物镜的彗差完全抵消，施密特照相机也几乎没有像差，因而得到的光谱像质较好。无缝摄谱仪的视场接近望远镜的工作视场，但光谱分辨率受到天文宁静度的限制。它适用于大量暗弱恒星、和彗星的光谱研究工作。附在天体照相仪物镜前的棱镜。一般是小顶角的,与望远镜共同组成一种常用的天文摄谱仪器。星光先由棱镜色散，再由望远镜聚焦成光谱。其优点是光量损失少，能同时将视场中出现的亮星光谱都拍摄下来，适于研究大量恒星的低色散光谱；缺点是不能拍摄比较光谱。物端棱镜广泛用于恒星光谱分类，也用于对特定类型天体（如Hα发射线星、行星状星云、、高光度星等）平面光栅摄谱仪的普查。物端棱镜最初是夫琅和费设计的。费伦巴赫为测量恒星视向速度设计了一种直视物端棱镜，它由两块冕玻璃棱镜和一块火石玻璃棱镜组成。这种物端棱镜对特定波长不产生偏折，但有足够的剩余色散，能克服一般棱镜的畸变，用它测量恒星的视向速度，精度达3公里/秒。物端棱镜光谱色散度通常在100～1000埃/毫米之间；有时为了观测暗星可达10000埃/毫米。多数物端棱镜与施密特望远镜组合，可获得大视场的高质量光谱。物端光栅是置于望远镜入射光瞳处的一种﹐作用同物端棱镜相似﹐装在小口径望远镜物镜前端。非物端光栅是指大望远镜中被置于离焦面不远的会聚光束中的定向光栅﹐这种光栅产生正彗差﹐而棱镜则产生负彗差﹐所以将光栅刻制在棱镜面上﹐以便适当地互相抵消﹔同时把彗差为零的位置移到所需波段的中点﹐以便尽量减小彗差的影响。非物端光栅尺寸小﹐重量轻﹐使用直接照相的底片盒﹐操作简单﹐而且具有定标用的零级光谱。
新手上路我有疑问投诉建议参考资料 查看组装望远镜时,目镜和物镜的距离和它们的焦距的关系以及与整个望远镜放大倍数的关系?_百度知道
组装望远镜时,目镜和物镜的距离和它们的焦距的关系以及与整个望远镜放大倍数的关系?
我主要是想问2镜的距离和它们的焦距的关系,都没有说2镜的距离啊?难道放大率只和2镜的焦距有关系,目镜和物镜随便相距离多远对放大率没有影响吗?
对于一台天文望远镜，其放大倍率=望远镜的焦距÷目镜焦距可知，配用不同焦距的目镜，可得不同的放大倍率。但是为了保证观测质量，二焦距的关系需要符合两个式子。进行一般的操作时，楼主用原配的目镜，就没问题啦。 组装时，目镜可直接安装在镜筒末端。如果配有天顶镜，可以将目镜置于天顶镜后，再将天顶镜安装到镜筒后边。 祝好。 对于某一个望远镜，这个距离基本可以说是固定的，不然不能构成光路。
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放大倍数 = 物镜焦距 / 目镜焦距组装望远镜时,目镜和物镜的距离约等于它们的焦距之和。
放大倍率=望远镜的焦距÷目镜焦距
除了这个还要考虑到目镜的角度，一个角度更大的目镜效果会更好
望远镜的相关知识
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