光学课程设计望远镜系统结构参数设计

1、光学课程设计望远镜系统结构参数设计光学课程设计望远镜系统结构参数设计9 / 29一设计背景：在现在科学技术中，以典型精密仪器透镜、反射镜、 棱镜等及其组合为关键部分的大口径光电系统的应用越来越广泛。如：天文、空间望远镜；地基空间目标探测及识别；激光大气传输、惯性约束聚变装置等等二设计目的及意义(1)、熟悉光学系统的设计原理及方法；(2)、综合应用所学的光学知识，对基本外形尺寸计算，主要考虑像 质或相差；（3）、了解和熟悉开普勒望远镜和伽利略望远镜的基本结构及原理, 根据所学的光学知识（高斯公式、牛顿公式等）对望远镜的外型尺寸 进行基本计算；（4）、通过本次光学课程设计，认识和学习各种光学仪器（

2、显微镜、潜望镜等）的基本测试步骤；三设计任务 在运用光学知识，了解望远镜工作原理的基础上，完成望远镜的外形 尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易或原理设计。并介绍光学设计中的PW法基本原理。同时对光学系统中存在的像差进行分析。四望远镜的介绍1 .望远镜系统：望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔 并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远 镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细 节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8亳米） 粗得多的光束，送入人眼,使观测者能看到原来看不到的

3、暗弱物体。2 .望远镜的一般特性望远镜的光学系统简称望远系统，是由物镜和目镜组成。当用在观测无限远物体时，物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合，光学间隔d = o。当月在观测有限距离的物体时，两系统的光学问隔是一个不为零的小数量。作为一般的研究，可以认为望远镜是由光学问隔为零的物镜和目镜组成的无焦系统。这样平行光射入望远系统后，仍以平行光射出。图99表示了一种常见的望远系统的光路图。为了方便，图中的物镜 和目镜均用单透镜表示。这种望远系统没有专门设置孔径光阑，物镜框就是孔径光阑，也是入射光瞳，出射光瞳位于目镜像方焦点之外，观察者就在此处观察物体的成伤情况。系统的视场光阑设在物镜的像平面处，入射窗

4、和出射窗分别位于系统的物方和像方的无限远 处，各及物平面和像平面合。三望远镜的分类广义上的望远镜不仅仅包括工作在可见光波段的光学望远镜，还包括 射电，红外，紫外，x射线，甚至Y射线望远镜。我们探讨的只限于 光学望远镜。1609年，伽利略制造出第一架5g远镜，至今已有近四百年的历史, 其间经历了重大的飞跃，根据物镜的种类可以分为三种：1,折射望远镜折射望远镜的物镜由透镜或透镜组组成。早期物镜为单片结构，色差 和球差严重，使得观看到的天体带有彩色的光斑。为了减少色差，人 们拼命增大物镜的焦距，1673年，J.Hevelius制造了一架长达46 米的望远镜，整个镜筒被吊装在一根3。米高的桅杆上，需要

5、多人用 绳子拉着转动升降。惠更斯干脆将物镜和目镜分开，将物镜吊在百尺 高杆上。直到19世纪末，人们发明了由两块折射率不同的玻璃分别 制成凸透镜和凹透镜，再组合起来的复合消色差物镜，才使得这场长 度竞赛得到终止。折射望远镜分为伽利略结构和开普勒结构两类。其中，伽利略结构 历史最悠久，其目镜为凹透镜，能直接成正立的像，但是视场小，一 般为民用的24倍的儿童玩具采用。而绝大多数常见的望远镜 都是开普勒结构，其目镜一般是凸透镜或透镜组，由于其光路中有实 象，可以安装测距或瞄准分划板用来测量距离。但是简单的开普勒结 构所成的像是倒立的，需要在光路内加上正像系统使其正过来，常见 的正像系统为普罗棱镜或屋脊

6、棱镜，既起到正像的作用，又使光路折 回，缩短整机长度。2,反射望远镜该类镜最早由牛顿发明，其物镜是凹面反射镜，没有色差，而且将 凹面制成旋转抛物面即可消除球差。凹面上镀有反光膜，通常是铝。 反射里远镜镜筒较短，而且易于制造更大的口径，所以现代大型天文 望远镜几乎无一例外都是反射结构。反射望远镜的结构里，除了主物镜外，还装有一或几个小的反射镜, 用来改变光线方向便于安装目镜。由于反射式望远镜的入射光线仅在 物镜表面反射，所以对光学玻璃的内部品质比折射镜要求低。1990 年，美国在夏威夷建成当时口径最大的凯克望远镜，该镜采用了一些 前所未有的新技术：1,主物镜由36面六边形薄镜片拼和而成，厚 度仅

7、为1。厘米。2,有计算机控制背面直撑点，补偿重力引起的形 变。3,能通过改变镜面曲率补偿大气扰动。这些新技术的采用使得 人类发射太空望远镜的要求不再迫切。3,折反射望远镜。折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组合而成。主镜是球面反 射镜，副镜是一个透镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视场大， 光力强，适合观测流星，彗星，以及巡天寻找新天体。根据副镜的形 状，折反射镜又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构，前者视场大, 像差小；后者易于制造。四开普勒望远镜和伽利略望远镜1.开普勒望远镜折射式望远镜的一种。物镜组也为凸透镜形式，但 目镜组是凸透镜形式。这种望远镜成像是上下左右颠倒的，但视场可 以设计

8、的较大，最早由德国科学家开普勒(Johannes Kepler)于 1611年发明。为了成正立的像，采用这种设计的某些折射式望远镜, 特别是多数双筒望远镜在光路中增加了转像棱镜系统。此外，几 乎所有的折射式天文望远镜的光学系统为开普勒式。以下是开普勒(Kepler telescrope)望远镜光路图:开普勒式原理由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可 方便的安装分划板(安装在目镜焦平面处)，并且性能优良，所以目 前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。 但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。我们常见的 前宽后窄

9、的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统 的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体 积和重量O透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转,成本较高, 但俄罗斯20X50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透 镜正像系统。开普勒式望远镜看到的是虚像，物镜相当于一个照相机,目镜相当 于一个放大镜开普勒望远镜结构特点：1、开普勒望远镜是世界是第一个真正能 发现类地行星的太空任务，它将发现宜居住区围绕像我们太阳似的恒 星运转的行星。水是生命之本，此宜居住区得是恒星周围适合于水存 在的一片温度适宜的区域，在这种温度下的行星表面可能会有水池存 在。2、在开普勒望远镜三年半

10、多的任务结束之前，它将让我们更 好地了解其它类地行星在人类银河系到底是多还是少。这将是回答一 个长久问题的关键一步。3、开普勒望远镜通过发现恒星亮度周期性变暗来探测太阳系 外行星。当人类从地球上某个位置来观察天空时，如果有行星经过 其母恒星的前面，就能发现此行星会导致其母恒星亮度稍微变暗。开 普勒望远镜更能洞悉这一情况。4、开普勒望远具有太空最大的照相机，有一个95兆像素的 电荷偶合器（CCD）阵列，这就像日常使用的数码相机中的CCD 一 样。5、开普勒望远镜如此强大，以至于它从太空观察地球时，能发现居住在小镇上的人在夜里关掉他家的门廊1.开普勒望远镜放大原理和光路图图1开普勒望远镜的光路图图

11、2图1所示为开普勒望远镜的光路示意图，图中L。为物镜，Le为 目镜。远处物体经物镜后在物镜的像方焦距上成一倒立的实像，像的 大小决定于物镜焦距及物体及物镜间的距离，此像一般是缩小的，近光学课程设计望远镜系统结构参数设计乎位于目镜的物方焦平面上，经目镜放大后成一虚像于观察者眼睛的 明视距离于无穷远之间。物镜的作用是将远处物体发出的光经会聚后在目镜物方焦平面上 生成一倒立的实像，而目镜起一放大镜作用，把其物方焦平面上的倒 立实像再放大成一虚像，供人眼观察。用望远镜观察不同位置的物体 时，只需调节物镜和目镜的相对位置，使物镜成的实像落在目镜物方 焦平面上，这就是望远镜的“调焦”。望远镜可分为两类：若

12、物镜和目镜的像方焦距均为正（既两个都 为会聚透镜），则为开普勒望远镜，此系统成倒立的像；若物镜的像 方焦距为正（会聚透镜），目镜的像方焦距为负（发散透镜），则为伽 利略望远镜，此系统成正立的像。2伽利略望远镜伽利略望远镜的物镜由正透镜构成，目镜由负透镜构成，如图 10-14所示。该系统最早是在1608年由荷兰人发明的，伽利略首先 将它用于天文观察，并发现了木星的卫星，故称为伽利略望远镜。10 / 29光学课程设计望远镜系统结构参数设计图10-14 伽利略望远镜光路图伽利略望远镜结构紧凑，筒长短，系统成正像。但是该系统的目镜是 负透镜，当物镜为孔径光阑时，出瞳位于目镜前，很难和眼睛重合。 因此，

13、该系统作为助视光学仪器时，眼睛常为孔径光阑，物镜为视场光阑，导致该系统存在渐晕现象。同时，因为 它不存在中间的实像，不可以设置分划板进行物体线度的测量等原 因，逐渐被开普勒望远镜所代替。五望远镜外形尺寸设计设计一个光学系统，一般可以分为两个阶段：第一阶段为初步设计阶段，通常叫做外形尺寸计算；第二阶段为像差设计阶段。光学系统外形尺寸计算的任务是根据对仪器提出的要求，如光学特性，外形，重量以及有关技术条件等，确定系统的组成，各组元的焦距，各组元的相对 位置和横向尺寸等。外形尺寸计算的主要依据是高斯光学理论，为了保证设计顺利进行, 用像差理论对计算结果作一些粗略地估计和分析也是必要的。像差计算的任务

14、是按照第一阶段设计计算结果，确定各组元的结 构参数径，厚度以及所用材料等等，并保证满足成像质量的要求。本节仅以简单望远镜系统为例，说明光学系统外形尺寸设计计算 的一般方法。计算一个简单开普勒望远系统的外形尺寸。该系统只包括物镜和 目镜，要求镜简长度L=315nm, r=2O*,2co=3° 20'以下是开普勒望远镜的光路示意图1 .目镜的视场角根据可见光系统对目镜的要求。先求目镜的视场角。将视放大率=20*,视场角3=1° 40'带入公式 tgco, =r*tgco,可求出 co' =33° 20'。2q, =66° 40

15、'.2 .求物镜和目镜的焦距由上面给出的已知条件，联立方程组可得：L=f物'+f 目'r=-f物'/f 目'所以，f物'=300mm f 目'=15mm1.求物镜的通光口径物镜的的通光口径取决于分辨率的要求。若要是物镜的分辨率 及放大率相适应，可根据望远镜的口径及放大率关系式 =Dl/2.3求出D1。为了减轻眼睛的负担，可取=(0.51) D1关系。如此，Dl= (12) T。取系数为1.5,则Dl = 1.5r=30mm2.求出瞳直径DI' =Dl/r=1.5mm3.求视场光阑的直径D2D2=2*f物'*tano=2*3

16、00*0.029=17.47 .求出瞳距Lz'利用牛顿公式可求得出瞳距Lz'为Lz' =f 目'+f 目* f 目'/-f物'=-L/r所以 Lz, = - L/r=300/20=15mm8 .求目镜的口径D目D 目=D1' +2 Lz' tans'= 1.5+2*15*0.658=21.229六望远镜的工作原理图3-91望远镜系统的垂轴放大率、角放大率、视放大率望远镜是用来观察无限远目标的仪器，根据上节讨论的对目视光学 仪器的共问要求，仪器应出射平行光，成像在无限远，这样望远镜应 该是一个将无限远目标成像在无限远的无焦系

17、统：刘于无限远目标， 通过一定焦距的透镜组，将成像在透镜组的像方焦平面上，而不是无 限远，不可能构成望远系统，联系上节讨论的放大镜和显微镜的构成, 可以想到，再加一目镜，使透镜组的像方焦平面及目镜物方焦平面重 合，这种组合就实现了把无限远目标成像到无限远的目的，如图39(a)所示、望远镜是扩人人眼对远距离目标观察的视觉能力的o它必须要起到扩大视角的作用：由于物体位在无限远.同一门标对人眼的张角W眼 和对仪器的张角。望远镜的物方视场角)完全可以认为是相等的，即 W=w眼，从图3- (b)可以看到，物体通过整个系统成像后，对人 眼的张角就等丁仪器的像方视场角w',即w'=卬仪按照视

18、放大率 的定义，对望远镜系统可以写出r=tgw 仪/tgw 眼Y四'/tgw (3-8);我们关心的是视角是否扩大，符合什么关系才能扩大视角，冈此需要 把tgw'利tgw。用系统内部的光学参数表示出来。由图39(b), 并根据无限远物的理想像高公式和无限远像的物高公式，对于物镜和 目镜分别有y，物=-尸物tgw或tgw=-y,物/f'物并考虑到y'物=丫目，得到r=tgw, /tgw=-f,物/f'目 (3-9)式(39)即为里远系统的视放大率公式、从式(39)可以看到，视放 大率在数值上等于物镜焦距及目镜焦距之比，只要物镜焦距大于日镜 焦距，就扩大了视

19、角，起到了望远的作用：要提高视放大率，就必须 加大物镜的焦距或减小目镜的焦距。从(39)式还可以看出，正可 负，它及物镜、目镜焦距的符号有关，为负时，w,及w反号，通 过望远系统观察的是倒立的像。从以上讨论可知、一个望过系统应该由物镜和目镜两组构成，物 镜的像方焦平面应及懒目镜的物方焦平面重合，且物镜焦距在数值上 应大于目镜焦距 这样，就把无限远物成像在无限远，并扩大了现角 C正是由于望远系统的这种构成方式，使望远系统具有一般光学系 统并不具备的特点。从图39(b)看到，W是入射光束和光轴的夹角， w'是出射光束和光轴的夹角.二者正切之比是的放大率Y，显然， 望远系统的视放大率r及角放

20、大率Y相等、即 r=tgw, /tgw=y按照角放大率的定义，它是一对共根面的成像性质，但在望远系统中， 人射光和出射光都是平行光束，倾斜入射的平行光束中任意一条人射 光线的出射光线和光轴的夹角是相同的.即大率为定值，及共扼面的位置无关；可以把不同的人射光线看作是由 轴上不同点发出的，及相应的出射光线和光轴的交点看作是一对共 物点,各对共轲面角放大率皆相同,所以角放大率及共轲面位置无关, 这是望远系统特有的性质，一般光学系统角放大率是随共物面位置的 改变而变化的。由此可以得出:望远系统的视放大率等于角放大率.及 共机面位值无关，只及物镜和目镜的焦距有关C根据放人率之间的关系.还可以知道，望还系

21、统的垂轴放大率、轴向放大率都及共轲面的位置无关：从间3-10可以看到，和光轴下行高度为y的入射光线可以看作是出任意一物平面物高为y的物点发出的，其出射光线平行光轴射出*当然又通过像点，所 以像高y'处处相等，即垂轴放大率处处相等。利用这一特点，又可 以写出望远系统视放大率的另一种形式，经过系统前方任意位置放一大小为D的物体，通过系统后像高为D', 垂釉放大率为p=D, /D所以r=y=l/P=D/D, (3-10)利用这个道理，可以测量望远镜的视放大率，在望远镜前垂直放置一 有刻板的物体，在望远镜后测量像高的大小，二者之比即为望远系统 的视放大率。前面说过视放大率可正可负，完全

22、取决于物镜和目镜焦距的符号。 r为负，W'及W反号，通过望远系统观察的像是倒立的，反之，r 为正，像正立。经远物镜只能是正透镜，否则不能满足扩大视角的要求，所以r的正负取决于目镜采用正透镜还是负 透镜。图 3 - IC2望远镜的轴向放大率对于有一定体积的物体，除垂轴放大率外，其轴向也有尺寸，故 还有一个轴向放大率。轴向放大率是指光轴上一对共枢点沿轴移动量 之间的关系。如果物体和沿轴移动一微小量dl,相应的像移动dl', 轴向放大率用希腊字母ci表示，定义为：a=dl/dr(3-1)则单个折射球面的轴向放大率a由微分可得：(n, df ) /1J A2+ndl/lA2=0于是有a

23、=dl' /dl=nl' A2/n, 1A2(3-2)也即a=(n, /n)PA2(3-3)由此可见，如果物体是一个沿轴向放置的正方形，因垂轴放大率 和轴向放大率不一致，则其像不再是正方形。还可以看出，折射球面的轴向放大率恒为正值，这表示沿轴移动，其像点以同样的方向沿轴 移动。公式(3-3)只有当dl很小时才适用。如果物点沿轴移动有限距 离，如图4所示，此距离显然可以用物点移动的始末两点A1和A2 的截距12-11来表示，相应于像点移动的距离应为1' 2-11,这时的轴 向放大率以a表示，有图4对A1和A2点由图可得：n, /T 2-n/12= (n, -n) /r=n

24、, /T 1-n/ll即a= (n, /n) 01(32其中，01和02分别为物体在Al和A2的垂轴放大率。4.望远镜的角放大率在近轴区以内，通过物点的光线经过光学系统后，必然通过相应 的像点，这样一对共根光线及光轴夹角u'和u的比值，称为角 放大率，用希腊字母丫表示：Y=u' /u(4-1)利用lu=l' u,上式可表示为Y=l/1'(4-2)由式(2-3)可得y=n/n,1/P(4-3)利用上面式子可得三个放大率之间的关系：ay邛3望远镜的极限分辨角通常，我们把望远镜刚能分辨的两物点在望远镜系统上成的两像点之间的夹角叫做望远镜的极限分辨角。它的大小及望远镜的

25、视放大率以及垂轴，轴向放大率有关。cd=1.22X/D其中，入为入射波长，D为入瞳直径。望远镜的最灵敏波长为555纳米，当入瞳单位取mm,极限分辨角取秒时,co' =140/Do七物镜组和目镜组的选取望远镜由物镜和目镜组合面成。对望远镜的光学性能和技术条件的 要求，决定了对物镜和目镜的要求。例如，望远镜的物方视场角 2wo就是物镜的视场角，而像方视场2w'就等于目镜的视场角。 因此，当我们根据望远镜的要求来拟定光学系统的结构时，就要预先考虑到对物镜和目镜的要求C下面分别介绍一些常用的望远镜物镜和目镜的结构型式，以及它们可能达到的光学性能，作为拟定光学系统结构的参考。物镜的光学待

26、性主要有三个：焦距f '物、相对孔径D/f'物 和视场2w。1物镜相对孔径：根据公式(31 o)r=y=l/p=D/D, (3-10)在里远镜的光学性能中，对仪器的出瞳直径和视放大率提出了一定要求。根据上式即可求得入瞳直径。入瞳直径D和物镜焦距f'物之比D/f'物称为物镜的相对孔 径。当f'物和D确定之后，物镜的相对孔径也就确定了。这里不直 接用光束口径，而采用相对孔径来代表物镜的光学特性，是因为相对孔径近似等于光束的孔径角2U' maxo相对孔径越大，光束和光轴的夹角Umax越大，像差也就越大。为了校正像差，必须使物镜的 结构复杂化。换句话说，

27、相对孔径代表物镜复杂化的程度。例如，一 个物镜的焦距为200 mm,光束口径为40 mm;另一个物镜的焦距 为100mm,光束口径为35mm,前者相对孔径为1, 5;而后者为1: 2.85。尽管前者光束口径比后者大，但是后者必须采用比前者更为 复杂的物镜结构。2、视场系统所要求的视场，也就是物镜的视场。由公式（3-8）得tgw=taw' /Tw'即目镜的视场角。一般望远镜物镜的视场都不大，通常不超 过 10o 15o O由于物镜视场不大，并且视场边缘的成像质量允许适当降低，因 此只须校正球差、普差和铀向色差。下面介绍几种常用的望远镜物镜的结构和光学待性。（一）折射式望远物使&#

28、39;1 .双胶物镜。双胶物镜是一种最常用最简单的望远镜物镜，由 一个正透镜和一个负透镜胶合而成，如图92所示。这种物镜的优 点是；结构简单，安装方便，光能损失小，合适的选择玻璃可以校正 球差、惠差和轴向色差三种像差，满足望远镜物镜的像差要求。不同焦距时，双胶物镜可得到满意的成像质量的相对孔径，如表9-1所示，焦距(mm)50100 .1502003005001 000相对孔径1 » 3- 3,51 « 41 « 51 1 61 81 t 10由于这种物镜不能校正像散和场曲，所以视场一般不能超过8。一 10oo如果物镜后面有很长光路的棱镜，由于棱镜的像散和物镜的

29、像散符号相反，可以抵销一部分物镜的像散，视场可达到15。一 20o 一般双胶物镜的最大口径不能超过100 mm,这是因为当透 镜直径过大时，由于透镜的重量过大，胶合不牢固。同时，当温度 改变时，胶合面上可能产生应力，使成像质量变坏，严重时可能脱 胶。2 .双不胶物镜。双不胶镜同样由一块正透镜和一块负透镜组 成空气间隔，如图93所示。它和双胶物镜比较，具有下列优点：(1)物镜的口径不受限制。因此，一些大口径的物镜都用双不 胶物镜，而不用双胶物镜。(2)能够利用空气间隔校正剩余球差，增大相对孔径。在一般 焦距(100 150 mm)时，相对孔径可达1: 2. 51: 3。它的缺点是：光能损失增加，

30、加工安装比较困难，特别是两透 镜的共铀性不易保证。3 .双单和单双物镜。如果物镜的相对孔径大子1 : 3时，一 般采用一个双胶合透镜和一个单透镜进行组合,根据它们前后位置 排列不同，分双单和单双两种物镜，如图94(a)、(b)所示。这种型式的物镜，如果双胶透镜和单透镜之间的光焦度分配适当，双胶合透镜玻璃选择恰当，孔径高级球差和色球差都比较小， 相对孔径可达1： 2,这是目前采用较多的大相对孔径望远物镜。4三分离物镜。这种型式的物镜由三个单透镜构成，如图9-5所 示。他们能很好的控制孔径高级球差和色球差，相对孔径可达 l：2,o缺点是装配调整困难，光能损失和杂光都比较大。图孰5图9-429 /

31、295摄远物镜。摄元物镜由一个正透镜和一个负透镜组构成，如图9-6所示。图9-6它的优点是：(1)使系统的总长度上小于物镜的总焦距广。因此，可以缩短 仪器的外形尺寸。(2)能增加视场。因为具有正透镜组和负透镜组，除了校正球差和惠差而外，还能校正场曲和像散。它的缺点是：相对孔径比较小。因为前组的相对孔径比整个物 镜的相对孔径高得多，如前所述，双胶物镜的相对孔径不能太大, 因而整个物镑的相对孔径受到前组相对孔径的限制。前组用双胶透 镜，相对孔径不超过1, 4,整个物镜的相对孔径不超过1： 7o若 前组用相对孔径为1： 3的双不胶透镜，则整个物镜的相对孔径可 达到1： 5左右。6.由两个双胶合组构成

32、的物镜。如图97所示，随着两透 镜组相对位置的不同，可以分为图中和(b)所表示的两类。图形式的物镜可以增大相对孔径达 到 1: 2. 5 1: 3,图(b)形式的物镜可以增加视场。例如，相对孔径为1： 5时，视场可以 达到30。图9-71W加二d工从2目镜里远镜目镜的作用相当于放大镜。它把物镜所成的像放大后成像在人眼的远点，以便进行观察。对于正常人眼睛，远点在无限远。因此，一般要求物镜所成的像平面应及目镜的物方焦平面重合。目镜的光学特性主要有三个：像方视场角2w'、相对出瞳距离lz'和工作距离s下面分别加以说明。(1)像方视场角2w'根据里远镜的视放大率公式(38)可以

33、看到，如果望远镜的视放 大宰相视场角一定，兢要求一定的目镜视场。无论是提高望远镜的 视放大率T或者视场角w,都需要相应地提高目镜的视场。目前, 提高望远镜视放大率和视场主要是受到目镜视场的限制。一般目镜的视场为40. 50。,广角目镜的视场为60。 80。, 90。以上的目镜称为持广角目镜。双眼仪器的目镜视场不超过75oo当目镜的视场一定时，增大望远镜的视放大率必然要减小整 个系统的视场2wo例如，当目镜的视场为45O时，不同视放大 率对应的视场角如表92所示。表92投放大率4X *6X8 乂10x2bx -视场的12°8"6。4. 8。2.4。如果要设计大视场和高视放大率的望远镜，必须采用广角和特广角目镜。增大目镜视场的主要矛盾是轴外像差不易校正。尽管广角和特广角目镜的光学结构都比 较复杂，但像质仍不理想，使用受到限制。二、相对出瞳距离lz' /f' B目镜的出瞳距离lz'和目镜焦距f'目之比lz' /f'目称为相对出瞳距离。出瞳乃是望远镜的孔径光阑在望远镜像空间所成的像，它及入 对整个系统互为物像关在一般情形，望远镜的孔径光阑和物镜框重合，如图914所示。应用牛顿公式xx' =f 目 f 目'=-f' 2 目将=_f