牛顿式反射望远镜_百度百科
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牛顿式反射望远镜
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牛顿式望远镜为反射式望远镜的一种，也为迄今为止用的最广泛的反射式望远镜，第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜，使经过主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
牛顿式反射望远镜简介
从牛顿制作出第一架反射望远镜到今天，300多年过去了，人们在其中加入了其他的设计，产生了许多的变形。例如，在牛顿式望远镜中加入一组透镜，就产生了施密特-牛顿式，除此之外，还有许多的变形，但他们的基本结构都是牛顿式的。
在今天，世界上一些最为著名的望远镜都是采用牛顿式的结构。例如，位于巴乐马山天文台的Hale天文望远镜，其主镜的尺寸为5米；W.M. 凯克天文台的Keck天文望远镜，其主镜由36块六角形的镜面拼接，组合成直径10米的主镜；还有哈勃太空望远镜，也是牛顿式望远镜。
牛顿式反射望远镜使用
牛顿式反射望远镜光轴的校准 反射镜的光学系统中有两个光轴：物镜光轴和目镜光轴。主镜（物镜）光轴平行于主镜筒的轴线，经过副镜（小平面镜）；目镜光轴垂直于主镜筒轴线，也经过副镜。当两个光轴都经过副镜上的同一点，且被副镜反射后两条轴线完全重合，也就是成了一个光轴，那么光轴就算调好了。
牛顿式反射望远镜牛顿式反射望远镜光轴的校准
在缺乏检验仪器时，可以通过实际观测来判断光轴是否调好。找一个大气宁静度较好的晴夜，用望远镜的最高倍率（用毫米表示的主镜的直径数）看一颗恒星（如果没有赤道仪则可以看北极星）。把星点放在目镜视场中心（以减少目镜带来的像差），仔细调整焦距，从焦点外调到焦点，然后调到焦点内。
在焦点上星像是否凝结得很实、很细、很锐利，散焦后衍射环是否是同心圆，这些都反映了望远镜的像质。如果散焦后可以看到几圈衍射环，但完美，四周均匀地带有一些“毛刺”，这说明反射镜面的精度稍差，但光轴调整的还是好的。如果散焦后星点变成了一个小的扇形，而且在目镜视场中移动星象，扇形的发散方向不变，这说明望远镜的光轴需要调整了。
光轴调整步骤及辅助工具 光轴调整可按如下步骤进行：
牛顿式反射望远镜光轴调整步骤及辅助工具
调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒轴线
调节副镜，使之位于主镜筒轴线上
调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方
调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合
以上只是调光轴的大致方法，具体操作的过程中会有一些问题，有时很难控制精确度。这里首先介绍几个辅助工具：
带双十字线的窥管：
管的外直径同目镜接口直径，管的一端加盖，盖的正中心挖2mm直径的圆孔，管的另一端用白色棉线对称地拉上双十字线，两线间距3～4mm。管长用如下方法确定：从目镜调焦筒中放入窥管（窥孔在外），窥孔一端与目镜调焦筒外端口平齐，双十字线一端大约距副镜20～30mm即可。
做窥管的材料不限（如果你使用的是31.7mm目镜接口，可以考虑用柯达胶卷的黑色包装盒来制作做），关键是插入目镜调焦筒后要稳固，不能晃动太大。双十字线要拉正，相交处的小正方形与窥孔的连线应该是目镜调焦筒的轴线。
主镜中心定位点 ：剪一片直径5mm的黑纸，用两面胶准确地粘在物镜的正中心。（因为主镜的中心区域并不参与成像，所以这个黑点不会有负面影响）
主镜筒开口处十字线
在主镜筒开口处用粗线拉十字线，要求两线相互垂直，交点过主镜筒轴线。（在主镜开口处拉上十字线可能会影响对副镜的操作，所以最好标记出十字线与镜筒的四个交点的位置，觉得十字线碍事时可以先把它拆下来，必要时再重新拉上。）
这三个工具制作并不复杂，但你很快会发现它们很有用。借助它们，现在我们可以开始一步一步地调整望远镜光轴了。
0.预调主镜指向
取下副镜，调节主镜后面的螺栓，直到从镜筒开口前看过去，十字线交点、物镜中心黑点、十字线交点在物镜中所成的像三者成一条直线时，表明主镜指向基本正确。（下面专门有一步是调主镜的，预先加这一步操作可以使下面的操作更容易。）
调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒
将窥管装入目镜调焦筒中，从窥孔中观察，可以看到从窥孔到双十字线的连线（实际就是目镜调焦筒轴线）再延长，会与主镜筒壁交于某一点，标记出这一点，用尺子测量其位置，再参考目镜调焦筒在镜筒的位置，我们就可以判断出目镜调焦筒是否与主镜筒垂直。
调节副镜，使之位于主镜筒轴线上
取下窥管，装上副镜，大致调节副镜指向，使眼睛从目镜调焦筒中可以看到经副镜反射所成的主镜的像，同时也应该可以看到副镜和主镜筒开口处的十字线经两次反射后所成的像。从这些像中我们可以看出副镜和十字线的相对位置，如果副镜的圆心和十字线交点重合，说明副镜位于主镜筒轴线上，否则就需要做相应的调节。
调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方
从目镜调焦筒方向看进去，副镜显然已经位于调焦筒的下方，但经过这样看精度无法保证。此时，装入窥管，眼睛从窥孔看到的，最外圈是窥管的内壁（双十字线现在不起作用，可以不管），中间是副镜。副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓如果是同心圆，说明满足要求，否则要在主镜轴线方向调节副镜。（如果因窥孔太小、光线太暗而看不清楚，可以在与窥管正对的主镜筒内壁垫上一张白纸；如果窥管太细，看不到副镜的外圆轮廓，可以把窥管往外抽或缩短其长度。）
调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心 ：在上一步的基础上，一面用眼睛从窥孔中观察，一面调节副镜指向，直到主镜在副镜中所成的像的外圆轮廓、副镜的外圆轮廓二者同心。
调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合
用手电筒照亮窥管的双十字线，眼睛从窥孔看进去，可以看到双十字线、主镜的中心点所成的像以及双十字线经两次反射所成的像。调节主镜背后的螺栓，使上述三者同心。 至此，反射镜光轴调节完毕。
上述各个调节步骤中，根据副镜支架的不同设计，下一步操作会对前一步的结果带来或多或少的影响，所以必要时可以返回前面的操作，可能要有几次反复，最后才能得到满意的结果。第一次调节会费一些工夫，一旦调好后，只要副镜支架稳固，以后的工作就轻松得多，即使为了运输而将主镜重装，一般只需调节主镜后的螺栓就行了，借助于窥管，可以很快将望远镜调整至最佳状态。
一般认为光轴与副镜的交点在副镜的中心。在长焦距的望远镜中可以认为如此，但在大口径、短焦距的牛顿式反射望远镜中，副镜的尺寸也较大，副镜长边的两端到目镜的距离已经不能再近似认为是一样的了， 光轴相交于副镜的B点，而不是副镜中心所在的A点。这相当于副镜从中心位置向主镜方向和远离目镜的方向都有一个位移。这两个方向的位移量可以用如下公式计算：
位移量=副镜短边长/（4*主镜焦比）
例如望远镜副镜短边长35mm，主镜焦比为5，则两个方向的位移量都是1.75mm。
如果有此类短焦距的望远镜，需要把这种情况考虑进去。计算出位移量，在上述第2步调节中，应让副镜稍稍远离目镜方向；在第3步调节中，当我们看到副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓是同心圆时，实际上副镜已经向主镜方向有了位移，不需再额外做调节了。
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望远镜怎么调节？
先调整左（右）眼的焦距，这时应该闭上右（左）眼，一只眼睛看清楚后再调整主焦距（中间）的那一个螺旋，直到清晰为止。
基本步骤如下：1.调节两筒间距，观测时两园合并成一圆为准；2.闭右眼，用左眼单独观测进行调节中调手轮（中调焦镜）或左目镜拨环（双目调焦镜）直至最清晰；3.闭左眼，右眼再单独进行微调右目镜拨环或（中微调手环）直至最清晰；4.最终双眼同时进行观测。第3步调节主要目的是解决左，右眼视力误差问题。希望对你有所帮助！
使用望远镜不是几句话能说清楚的，不过你要是只看月亮，那我给你几条经验。1.先不要安装目镜，将望远镜搭好，放开固定螺钮，使望远镜处于完全放松、自由运动状态。2.人站在望远镜后面，眼睛和镜筒一条线，让镜筒瞄准月亮。3.把着镜筒不放松，注意不要让镜筒移动，站起来，对着目镜接口看，晃动镜筒，直到视野中一片明亮，这说明你找到月亮了，注意要多晃动一下，找那个最明亮的位置。4.固定镜筒，安装目镜，调龚焦距，直到清晰位置，注意如果这一阶段镜筒下滑，往上搬动镜筒直到视野明亮。5.如果中间有失误，从头开始再来一次。这是我总结出来的最快入门法，新手最容易掌握的方法。如果完全没经验的话白天对着镜子研究研究，起码知道哪里控制什么。
说明书。。。拧拧所有的扭。。。找厂家中间应该有螺丝啥的，拆下来重安
确实有这种望远镜，倍数不是固定的，能变化倍数，也叫变倍望远镜。不过这种望远镜，要想做好，技术要求很高，手持的变倍的，千万不要碰！手持的变倍望远镜，至少截至目前（2014年7月），市面上这类的变倍手持望远镜，99.9%效果都非常糟糕，视野极端狭窄不说，清晰度也低的惊人。------变倍的手持望远镜，特别是这种成本很低的产品，为什么不建议你选，如果你拆过一个变倍的产品结构，你就会发现——我看的是一只变倍瞄准镜，里面的变倍部分，如果复合镜片算两片，光镜片就有7片左右——而且在变倍过程中，这7片三组式的目镜，全部由金属镜片座固定，这三个组之间，是按照严格的铝合金的轨道来分布的，非常复杂，而如果低档的产品——特别是市场上现在流行的手持变倍望远镜，目镜里面都是塑料结构啊，根本没有精度可言，而镜片间的位置变化如果不能严格保持一定的精度，那么会严重影响清晰度。而且，容易损坏。所以，那清晰度的差异，不是一点半点。
我也是近视，跟你一样，我是无意中发现我怎么不用目镜就用个物镜，能够通过肉眼直接看清前方很远的物体了，以储不近视的时候从没发现过。。。。。真是奇怪
主镜倒像的问题：原配90°正像系统，上下正像，左右颠倒。解决：配45°正像镜，完全正像孔很小的问题：可以换另外一只孔稍微大的目镜，那只比这个倍数小，试试看校准寻星镜：用主镜找一明显参照物，调至目镜的中心位置同时固定主镜，再利用寻星镜上的3颗螺丝调整寻星镜，使寻星镜中心也对准同一参照物（调寻星镜时主镜不可移动），然后用寻星镜寻找别的参照物，用主镜验证准度即可，如果看到的景物不一致，重新调整
用已经聚焦与无穷远处的望远镜为准，从望远镜中能看到物象与分划板无视查就是了。调节望远镜聚焦无穷远是要有耐心，一个小时能完成就是好的。
光的折射反射，即几何光学
光线经过光学系统后，会发生偏离。当光学系统（望远镜是光学系统的一类）按照特定的要求进行设计时，它会使得入射的光线聚焦到一点。
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反射式望远镜课题设计流程日期：
设计一个1000 mm焦距 F/5的牛顿望远镜物镜 1000/D=5，所以物镜孔径D=200mm。球面反射镜焦距近似是半径的一半，所以设计球面物镜的半径应该是2000mm1. 使用Lens data editor定义球面物镜。注意球面物镜的半径和厚度的符号。对凹面物镜，圆心在镜面左边，所以Radius是-2000，由于像面在物镜左边，所以thickness是-1000。详细表格如下图： 2. 定义孔径D：选择zemax主菜单?系统?通用配置?aperture，在入瞳直径栏键入200，如下图： 3. 查看光路图：从zemax主界面，分析?草图?2D草图可以看到下图的光路图： 4. 如果想更加形象化的看光路，也可从主菜单选择：分析?草图?渲染模型。可以使用键盘上下左右键来调整三维合适的观测角度，如下图： 我们来看性能分析曲线：5. 先看点列图。从主菜单选择分析?点列图?标准选项，可以看到下图： 从图中我们可以看到像差均方根（RMS）值为77.604。弥散斑直径约400微米。球差较大。这里我们只观测了550nm的波长。我们选择多波长，看是否有色差。6. 选择zemax主界面，系统?光波长菜单，可以看到下图： 7. 如果我们要选择可见光的RGB三原色波长，我们可以按上图红圈所示的选择键，出现下图： 这样我们观测波长就选择三个。正好是三原色波长。再点击确定，如上图圈所示键。8. 重复步骤5，可以看到下图： 和步骤5图相比较，可以发现数值一样。证明反射镜没有引入色差。 9.看MTF曲线。在主界面里选择分析?调制传递函数（MTF）?快速傅里叶变换(FFT MTF)。可以看到下图， 10. 如果我们想和没有像差，只存在衍射时的MTF曲线做比较，可点击上图红圈按键，设置，如下图， 在上图所示红圈选项打钩。再点下面的确定，就会看到在9步骤MTF曲线里出现一条黑线，如下图所示： 黑色曲线就是没有像差影响，只存在凹面镜孔径引起的衍射作用时的MTF曲线。11. 注意，现在的结果是没有经过优化的，即使用几何光学中的公式R=2f来定义凹面镜曲率半径和焦距的关系。下面我们将半径改设为变量，使用优化功能做的最佳的表面曲率半径，并和原结果做对比。回到透镜编辑表里： 鼠标左键双击图中圆圈所示部位，跳出如下对话框 将图中菜单下拉，将求解类型由默认的“Fixed”改为第二项“variable”，如下图所示，并点击确定。
回到透镜编辑表里，可以看到在半径后面列中出现一个“V”符号，如下图所示，代表当前已经将半径设为变量。 12. 系统优化，自动搜寻最佳的变量Radius。过程为，回到主菜单，点击“编辑”菜单下的“优化函数”选项，跳出如下所示评价函数编辑表格： 选择“工具”下“默认评价函数”，将跳出如下对话框 该对话框用于对默认评价函数，即像差最小的搜索方法做编辑，这里我们先什么都不用改动，直接点击确定。回到评价函数编辑表里，可以看到表格变为下图： 这就是系统根据“像差最小”的默认目标需求，自动生成的源代码。我们可以最小化或者直接关闭该表格，并回到主菜单： 点击图中“工具”菜单下“优化”下第一个选项“优化”，跳出如下对话框： 我们选择“自动”优化，运行后，再点击上图“退出”选项。此时系统已经根据像差最小原则搜索出了我们设置的变量参数的最佳值，回到透镜编辑表格，我们可以看到表格变为 可见半径数值已由原来的“-2000”变为现在的“-”。13. 下面我们检验优化后性能是否改进，按照步骤5，查看点列图，如下图所示 可以看到，RMS77左右变为现在的35左右。降低了很多，类似步骤9和10，还可以查看MTF曲线。 14.将球面改为抛物面。注意类似步骤11将表面半径值重新改为“-2000”，并将类型由“variable”重新改回“fixed”。并直接从透镜编辑里，在凹面镜conic的值置为-1（即将表面类型由球面改为抛物面）。 15. 重复步骤3和4，可以看到如下光路图 16. 重复步骤5，可以看到如下点列图： 可以看到RMS值为0，没有球差、色差。17. 重复步骤9和10，可以看到如下MTF曲线， 可以看到实际MTF曲线和没有像差只存在衍射时的MTF曲线完全重合。达到最佳值。 18. 观察轴外成像情况，在主界面选择，系统?视场，跳出如下图所示对话框， 键入0.75和1.5度两个轴外视场。再重复步骤5和9/10，可以看到下面的图， 从点列图中可以看到，虽然抛物线凹面镜没有球差、色差，但是还是有轴外高阶像差的，如彗差、像散等。 可以看到虽然轴上MTF曲线非常完美，但是轴外信息传递能力快速恶化。19. 为了方便观察，必须加转镜，以便人观察时能不把物方光挡住。注意因为进来的光束为200mm宽，因此成像平面至少在离光轴100mm的上方，如此”看”像的时候才不会挡住入射光。我们决定用200mm，而fold mirror离先前的反射镜面为800mm，因为200+800=1000等于原先在STO上的thickness，即成像”距离”不变。操作如下，先把STO的thickness改为-800。再在STO面后新插入一个平面，作为我们的反射镜，如下图所示， 注意在Zemax里，如果出现多个反射镜时，一般出现奇数个反射面，当前面thichkness值为负，如果出现偶数个反射面时，当前面thickness为正。20. 现在我们将编号为“2”的表面设置为让光线转折90度的转镜。回到主界面，选择工具?折叠反射镜?添加折叠反射镜选项，弹出下图所示对话框，并编辑数据， 我们想将“2”号表面定为转镜，所以我们就将上图圈内选项选为“2”即可。点确定。21. 看光路图，注意，一旦系统里有了转镜，就无法用2D草图显示。应从zemax主界面，分析?草图?3D草图 或按照步骤4，看渲染图，如下 注意到，镜头数据编辑变成下图， 图中红色行只是用来坐标变换，为虚拟平面，不会在光路图里显示出来。22. 目前的系统还有一个重要问题，由于转镜与光轴呈45度夹角，因此入射光如果直接照射到转镜背面，可能会与镜筒多次反射干扰最终成像，引起大的照射。既然入射的光会被转镜挡住，无法参与成像。那么不如干脆在望远镜入口处设置障碍物把这部分光挡住。我们在STO面前插入一个平面，该面到凹面镜的距离为900mm。则镜头数据编辑表变为下图： 23. 下面我们再学习将该表面设置为障碍物，双击上图红圈内容，在弹出的对话框里点击Aperture选项，如下图所示， 如上图，将光圈类型下拉菜单选为“圆形挡光”，设置参数时选择Max Radius，即最大挡光半径为“63”。之所以这里值置为63，是因为步骤19中表格绿圈所示，转光镜最大半径为62.71。圆形挡光板应完全覆盖转光镜。最后点击确定，设置完毕。 24. 现在来看光路渲染效果图，如下图所示， 25. 可以看到，轴上无变化，轴外性能略有恶化。这是因为加入的挡光板本身引入新的衍射效应，它的影响被累计在最后结果里面了。 MTF曲线如下， 如图所示，MTF曲线相比先前也有恶化。但是我们注意到轴上曲线仍和衍射极限曲线重合。这也证明了由于新引入的挡光板的衍射作用，而引起性能的变化。本文由(www.wenku1.com)首发，转载请保留网址和出处！
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什么可以作为反射望远镜的凹面镜?
玻璃、陶瓷、还有水银一般街上可以买到的反射镜都是玻璃的,因为玻璃易加工,成本低、热膨胀系数小等优点有一些天文台的反射镜使用的是陶瓷材料,是因为它有更小的热膨胀系数.当镜面的直径达到两三米甚至更大之后热膨胀引起的误差就无法忽略了.我国的216反射镜就是使用陶瓷材料制作的.还有用一大盘水银作镜面,当液体旋转时可以形成标准的抛物面,用来汇聚光线.不过这种镜子只是实验性质的,因为它只能观察天顶一小片区域（想看低一点的区域水银就会从盘子里流出来）
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成套的主镜、副镜、目镜还有其他的配件都可以在掏宝买到,各个口径的都有卖.
反射望远镜 由凹面镜作为物镜,一块小型平面镜在镜筒前方作为副镜,以便转折光线的望远镜设计.最早由英国科学家 牛顿 所发明.这种设计的望远镜结构简单,因此成本低廉.很多天文爱好者的望远镜都采用这种结构
1、不是望远镜应该成倒像,而是凸透镜应该成倒像；2、伽利略望远镜即折射望远镜,物镜和目镜都是凸透镜,物镜所成倒像被目镜倒过来,所以就是正像.3、牛顿望远镜即反射望远镜,利用凹面镜和平面镜,但由于物体、望远镜和观察者不在一条直线上,没有正倒像的影响,可以自行调整；4、以上是主要的目测用光学望远镜,其他用于拍照的光学望远镜
光学仪器的衍射极限与口径成正比,也就是说口径（入瞳）越大,所能分辨的东西越小.无论是反射还是透射式望远镜都力求加大口径.
折反式望远镜不是你想象的那个样子的.折反式主要有施密特式和马克苏托夫式两种,不管其中的哪种,透镜的形状都很复杂,不是简单意义上的凸透镜.当然,按你的想法也能做出望远镜来,不过这种望远镜效果一定不好.自己做的话建议你就做简单的折射或者牛顿式反射.那个比较简单,也没什么公式.补充问题回答：施密特式透镜为中间凸两边凹的波浪形
反射式望远镜的物镜是凹面镜,注意不是凹透镜.就是长得象手电筒小灯泡后那反光镜差不多摸样.是块反光镜.所以不象折射式望远镜物镜在镜筒头里.它物镜在镜筒底部.
凹面镜是反射望远镜的主镜,与折射望远镜的物镜作用相同,就是聚光凹面镜是抛物面型的,这样的主要优势是可以良好的消除色差.反射望远镜系牛顿发明,牛顿当时认为折射式望远镜的色差已达到无可救药的地步,所以为了消除色差,他使用了抛物面的反射镜作为主镜,确实,他的目标达到了.但事实证明,折射式望远镜的色差远未到" 无可救药"的程度
商店里做装饰用的望远镜是做不了望远镜的,因为它是热成型的薄玻璃镀膜做成的没如何精度和热稳定性.做望远镜用的玻璃是很厚的退火玻璃经过精密研磨后镀膜才可以,如果你想做实验拿来玩玩道也可以但是它不会有好的成像锐度也很可能成像是变性很严重的甚至还不如用眼镜店里的老花镜DIY 的望远镜效果好.反射望远镜的原理图就是你发的这个.
光通过透镜后称为折射,物镜一般是由两片或两片以上的光学玻璃组成的透镜组,可以消除一部分色差,目镜是焦距短很多的透镜组合,反射镜的物镜是凹面镜,其上镀有反射膜,光线没有折射而是直接反射出去,没有色差,牛顿发明,又称牛反.目镜和折射一样的.
反射望远镜：望远镜用凹面镜和反射镜来聚光成像.光通过主聚光反射镜,反射到小的第二反射镜再反射到目镜.折射望远镜：只由凸透镜制成.光透过主聚光透镜直接透过目镜.
因为凹面镜成缩小实像.追问：缩小了有什么用?回答：好成像呀
简单的说,就是用凹面镜对准被观测物体,由于凹面镜性质被观测物体发出的微弱的光会被汇聚在一点上,那点就是焦点,在焦点处放上一面呈45°的平面镜将位于焦点的光反射入调焦镜筒,通过调焦使像呈在成像平面上就可以看见了.这是牛顿是反射望远镜成像原理.另一种是卡式反射望远镜,原理和这差不多.只是将平面镜换为与凹面镜（主反射镜）呈1
反射望远镜的物镜由大口径的凹面镜做成,目镜是凸面镜,光由物镜到目镜是由其中间的平面镜反射来的.视野也就是视角,大概可以理解成是物体的两端到眼睛所成的角.视角越大,所见物体越大.
结构和功能 探照灯由光源和反射器构成,在其前段一般还包含一个或多个光学透镜.光线先通过反射器（曲面镜或球面镜）聚集成束,再利用光学透镜位置和组合的不同来进行控制,最后投射出去. 探照灯主要应用在车辆、电影拍摄、影剧院以及建筑物或展览的灯光照明方面. 探照灯searchlight 借助反射 镜或 透镜使出射光束 集中在很
1.凸面镜对光有发散作用,应用:倒车镜,广角镜,哈哈镜等.凹面镜面镜对光有会聚作用,应用:反射望远镜的物镜,太阳灶等.2.红外线可以用于取暖,信号传输,遥感等,紫外线用于消毒杀菌,还可以促进人体内维生素D生成.3.光的折射规律:光从空气斜射入水或其他介抽中时,折射光线与入射光线、法线在同一平面上.折射光线和入射光线分居
1、现有如下光学元件：A、平面镜 B、凹面镜 C、凸面镜 D、凸透镜 E、凹透镜 F、三棱镜（1）对光有发散作用的元件有（ CE ）（2）有两个焦点的有（ DE ）（3）只有一个焦点的有（ BC ） （4）利用光的反射定律工作的有（ABC ）（5）利用光的折射定律工作的有（ DEF ）（6）能把太阳光分解成各种色光的有
设会聚透镜焦距为u,凹球面镜焦距为v,物距为x汇聚透镜使得光线更加集中,像距更小50的像是凹面镜的1/x + 1/50 = 1/v ... (1)考虑另一个像,首先第一次通过汇聚透镜1/x + 1/x1 = 1/u 之后 -1/x1 + 1/x2 = 1/v之后 -1/x2 + 1/10 = 1/u=》1/x + 1/
1．有以下五种光学镜子：A.平面镜、B.凸面镜、C.凹面镜、D.凸透镜、E 凹透镜.其中对光线发生反射的有 【ABC】对光线发生折射的有【DE】对光线有发散作用的有 【BE】对光线有会聚作用的有 【CD】2.把一张透明的塑料纸铺在桌面上,用筷子在 塑料纸上滴一水珠(直径为5mm),双手平拿塑料纸 透过水珠看报纸上的字,
凸透镜 再答： 我也初二