光学教程(姚启钧)第4章光学仪器的基本原理w.ppt

第四章 光学仪器的基本原理 课程目标: 了解人眼的结构及非正常眼的形成原因和矫正措施。 领悟视角的物理意义。 ★ 领悟助视仪器的放大本领、聚光本领和分辨本领的物理意义。 ★ 掌握放大镜、目镜、显微镜和望远镜的放大本领的计算。★ ★ 了解光阑的作用和地位。 领悟瑞利判据、分辨极限的概念。 ★ 掌握成像仪器的像分辨本领的计算。 ★ ★ 学会分光仪器色分辨本领的计算。 ★ **§4-1 人 眼 §4-2 助视仪器的放大本领 *§4-3 目 镜 §4-4 显微镜的放大本领 §4-5 望远镜的放大本领 五、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45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o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像差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。 　　詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。 1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜面反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。 折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、像差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。 由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。 §4-6 光阑 光瞳 *§4-7 光度学概要--光能量的传播 §4-８　物镜的聚光本领 物镜的聚光本领是描述物镜聚集光通量能力的物理量可以用像面的照度来量度。 一、光源在较近距离时的聚光本领 　数值孔径 二、显微镜的聚光本领 三、光源距离较远时的聚光本领 相对孔径 四、照相机的聚光本领 一、光源在较近距离时的聚光本领 数值孔径 光源在较近时的聚光本领也就是对具有一定大小的入射光瞳的光具组来计算像的照度。 如果发光体遵从朗伯定律，即L不随u1而变， 则 其中：u1 是入射光瞳对ds所张的孔径角，也就是从面元ds的位置上看入射光瞳所张的角半径。 是物空间里的光通量。 同理，可求出像空间里的光通量 为 其中：L为像的亮度。 是和ds共轭的像的面元， 为从 的位置上看出射光瞳所张的孔径角。 假定光通量在通过整个光具组时完全不被吸收，出射光通量等于入射光通量。 即： 则： 设系统满足正弦定理： 则有： or : 或者： ——成像的物放置在真空时的亮度 可见，像的亮度 L? 与光学系统的焦距、物像位置和像的放大率无关，只是取决于物面的亮度B和物方与像方折射率平方之比，若 ，则 。所以，光学系统无助于亮度的增加，在研究照相机、放映机和幻灯机这一类光学仪器时，重要的不在于像的亮度，而是像面的照度。 在系统完全没有吸收且满足正弦定理的条件下，则像面的照度 为： 光学仪器的聚光本领就是其像面的照度 。 可见：对于横向放大率β和Ｌ0已确定的光具组，其聚光本领 。若要提高聚光本领 ，不但要求有大的孔径角u，而且物所在的空间内应充满折射率较大的透明物质。 —— 称为光具组的数值孔径。 ∴ 对于在光具