[科普中国]-非消色差透镜

非消色差透镜是未经过色差矫正的望远镜物镜，这也许可以归咎于下列的原因之一：1.一架早期望远镜的物镜，像是赫维留和惠更斯制造的，只使用了很小的正透镜（2"-3"）单镜，而且有很长的焦距和管子（100英尺或更长）来掩饰在焦点处未经修正的色差和衍射图型。2.在视场内对特定波长的球面像差和离轴像差，像是彗形像差和像散做过良好改正的物镜。单色校正的物镜主要应用在特殊的窄频上，例如观测太阳使用的波长为0.6562725微米的Hα谱线。其它的应用还包括单频激光的使用，像是准直仪、光束扩展器，和精确的校正瞳孔影像以及用于调适光学上以导正波前的检测器等。

简介非消色差透镜是未经过色差矫正的望远镜物镜，这也许可以归咎于下列的原因之一：

一架早期望远镜的物镜，像是赫维留和惠更斯制造的，只使用了很小的正透镜（2"-3"）单镜，而且有很长的焦距和管子（100英尺或更长）来掩饰在焦点处未经修正的色差和衍射图型。

在视场内对特定波长的球面像差和离轴像差，像是彗形像差和像散做过良好改正的物镜。单色校正的物镜主要应用在特殊的窄频上，例如观测太阳使用的波长为0.6562725微米的Hα谱线。其它的应用还包括单频激光的使用，像是准直仪、光束扩展器，和精确的校正瞳孔影像以及用于调适光学上以导正波前的检测器等。

一个初学者常犯的共同错误是认为单色光物镜适用于视场接近于零的场合，像是准直仪，就是设计在仅用于零视场。透镜设计程式的最佳化只能改正它所知道的所有特定透镜。这样的透镜在光轴上可能有绝佳的明锐度，但是可能有很大的彗形像差，实际上是不能使用和产制的。一个零视场透镜总是被摄际成非零视场透镜，以便制造业能容忍它的品质和进行实际上的品质管理，并且让最后的系统准直度是合理的。1

望远镜望远镜是一种可以透过遥控方式收集电磁波（例如可见光）以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。

在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。望远镜这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。

英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele"far"和σκοπεῖν，skopein"to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos"far-seeing"）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。1

物镜物镜是使用在显微镜、望远镜、照相机或其他的光学仪器前端，第一个接收到被观测物体光线的透镜或面镜。物镜也称为接物镜或接物玻璃。

显微镜物镜的典型设计是等焦距的，这意味着当你将样品由一个物镜换至另一个物镜时，样品的位置仍然会在新物镜的焦点上。显微镜的物镜有两个参数，即放大率和焦比。前者典型的范围从5 X 至 100 X；后者从0.14至0.7，相当于焦距从40mm至2mm。对于更高倍数的应用，必须使用油浸物镜。这种物镜经过特别的设计，使用时必须浸没在折射率匹配的油脂（一种折射率相符合的材料）内。

摄影用的变焦镜有些也是等焦距，所以也能变更放大率而无须重新调整焦距。

望远镜的物镜有各种不同的设计，请参考光学望远镜。1

色差色差是指光学上透镜无法将各种波长的色光都聚焦在同一点上的现象。它的产生是因为透镜对不同波长的色光有不同的折射率（色散现象）。对于波长较长的色光，透镜的折射率较低。在成像上，色差表现为高光区与低光区交界上呈现出带有颜色的“边缘”，这是由于透镜的焦距与折射率有关，从而光谱上的每一种颜色无法聚焦在光轴上的同一点。色差可以是纵向的，由于不同波长的色光的焦距各不相同，从而它们各自聚焦在距离透镜远近不同的点上；色差也可以是横向或平行排列的，由于透镜的放大倍数也与折射率有关，此时它们会各自聚焦在焦平面上不同的位置。1

球面像差在光学中，球面像差是发生在经过透镜折射或面镜反射的光线，接近中心与靠近边缘的光线不能将影像聚集在一个点上的现象。这在望远镜和其他的光学仪器上都是一个缺点。这是因为透镜和面镜必须满足所需的形状，否则不能聚焦在一个点上造成的。 球面像差与镜面直径的四次方成正比，与焦长的三次方成反比，所以他在低焦比的镜子，也就是所谓的“快镜”上就比较明显。

对使用球面镜的小望远镜，当焦比低于f/10时，来自远处的点光源（例如恒星）就不能聚集在一个点上。特别是来自镜面边缘的光线比来自镜面中心的光线更不易聚焦，这造成影像因为球面像差的存在而不能很尖锐的成象。所以焦比低于f/10的望远镜通常都使用非球面镜或加上修正镜。

在透镜系统中，可以使用凸透镜和凹透镜的组合来减少球面像差，就如同使用非球面透镜一样。2

自适应光学自适应光学（英语：Adaptive optics,AO）是一项使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改进光学系统性能的技术。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。目前越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。3

参见主动光学

本词条内容贡献者为:

刘军 - 副研究员 - 中国科学院工程热物理研究所