薄透鏡糾正板的作用是什麼

薄透鏡糾正板的作用是穩定性高，可獲得重複準確數據；高穩定性、高準確性；具有的朗伯特性；在波長250-2500nm反射率可達百分之98.5。薄透鏡，在光學中，是指透鏡的厚度與焦距的長度比較時，可以被忽略不計的透鏡。厚度不能被忽略的透鏡有時會稱爲厚透鏡。薄透鏡的主要參數有焦距、色差、球差、折射率、口徑等。早期的眼鏡片，視做薄透鏡。透鏡的厚度被忽視，鏡片的兩個主點、兩個節點被簡化爲一個光學中心點，通過這一點的光線不發生曲折。

薄透鏡糾正板的作用是穩定性高，可獲得重複準確數據；高穩定性、高準確性；具有的朗伯特性；在波長250-2500nm反射率可達百分之98.5。薄透鏡，在光學中，是指透鏡的厚度與焦距的長度比較時，可以被忽略不計的透鏡。厚度不能被忽略的透鏡有時會稱爲厚透鏡。薄透鏡的主要參數有焦距、色差、球差、折射率、口徑等。早期的眼鏡片，視做薄透鏡。透鏡的厚度被忽視，鏡片的兩個主點、兩個節點被簡化爲一個光學中心點，通過這一點的光線不發生曲折。

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薄正透鏡和薄負透鏡區別

正透鏡對光束有會聚作用，故又稱爲會聚透鏡。負透鏡起發散作用，故又稱爲發散透鏡。透鏡的光焦度焦距F的倒數爲正的稱爲正透鏡，光焦度爲負的透鏡稱爲負透鏡。

正透鏡，是中間厚，周邊薄的一種透鏡，即凸透鏡。負透鏡爲中間薄周邊厚的透鏡，即凹透鏡，它有發散光的能力，又稱發散透鏡。

透鏡是用透明物質製成的表面爲球面一部分的光學元件，鏡頭是由幾片透鏡組成的，有塑膠透鏡和玻璃透鏡兩種，玻璃透鏡比塑膠貴。

透鏡可廣泛應用於安防，車載，數碼相機，激光，光學儀器等各個領域，隨着市場不斷的發展，透鏡技術也越來越應用廣泛。透鏡是根據光的折射規律製成的。

什麼透鏡，有什麼作用，和薄透鏡有什麼區別

還有厚透鏡,薄透鏡在光學中是指透鏡的厚度與焦距的長度比較時,

可以忽略不計的透鏡.它的厚度可以在計算物距、像距、放大率等時可以忽略不計.

厚透鏡則與之相反.

什麼是薄透鏡？

光線在均勻介質內行進時，會沿直線前進。當光線遇到兩不同介質的接口時，部份光線會反射，也有部份會折射。光線反射時，滿足 反射定律：入射角θ = 反射角。光線折射時，滿足 折射定律：而且 入射線 、法線、反射線與折射線 都在同一平面上。以下動畫 讓（你）你體會 光線穿過 厚透鏡時的 物理情境。當光線與對稱軸線的距離遠小於透鏡直徑時，且透鏡厚度遠小於曲率半徑時，則可以用近軸近似，形成薄透鏡-有固定 焦距。

http://220.164.18.227/mdv-kj/wl/html/phy_2_17/2/thicklens.htm

天文望遠鏡的各部位名稱，和用途。

天文望遠鏡目錄[隱藏]

概況

折射式望遠鏡

折反射式望遠鏡

現代大型光學望遠鏡

射電望遠鏡

空間望遠鏡

其它波段的望遠鏡

望遠鏡的表示方法

[編輯本段]概況

Astronomical Telescope

天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨着望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷着巨大的飛躍，迅速推進着人類對宇宙的認識。

[編輯本段]折射式望遠鏡

1609年，伽利略製作了一架口徑4.2釐米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作爲物鏡，凹透鏡作爲目鏡，這種光學系統稱爲伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。

1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作爲物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱爲開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作爲物鏡，存在嚴重的色差，爲了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。

1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10釐米的透鏡。

十九世紀末，隨着製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成爲可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的。世界上現有的8架70釐米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102釐米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91釐米的裏克望遠鏡。

折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆製也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因爲從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

[編輯本段]折反射式望遠鏡

折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作爲改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對闇弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作爲改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均爲球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。

由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

[編輯本段]現代大型光學望遠鏡

望遠鏡的集光能力隨着口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。

但是，隨着望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量爲530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從製造方面看，傳統方法制造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另闢新徑。

自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的侷限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。

從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的KeckI、KeckII和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。

優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6範圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。

下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：

凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）

KeckI和KeckII分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（KeckWM）捐贈（KeckI爲9400萬美元，KeckII爲7460萬美元）而命名。這兩臺完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是爲了做干涉觀測。

它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均爲1.8米，而厚度僅爲10釐米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高分辨率CCD探測器和高色散光譜儀。

"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿着時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生 的時刻"。

歐洲南方天文臺甚大望遠鏡（VLT）

歐洲南方天文臺自1986年開始研製由4臺8米口徑望遠鏡組成一臺等效口徑爲16米的光學望遠鏡。這4臺8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均爲RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度爲1〃，跟蹤精度爲0.05〃，鏡筒重量爲100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一臺望遠鏡。

現在已完成了其中的兩臺，預計於2000年可全部完成。

雙子望遠鏡（GEMINI）

雙子望遠鏡是以美國爲主的一項國際設備（其中，美國佔50％，英國佔25％，加拿大佔15％，智利佔5％，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適 應光學系統使紅外區接近衍射極限。

該工程於1993年9月開始啓動，第一臺在1998年7月在夏威夷開光，第二臺於2000年9月在智利賽拉帕瓊臺址開光，整個系統預計在2001年驗收後正式投入使用。

昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）

這是一臺8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1〃的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。

大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）

這是中國正在興建中的一架有效通光口徑爲4米、焦距爲20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：

1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。

2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。

3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。

LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。

[編輯本段]射電望遠鏡

1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標誌着人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。

第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡爲射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈衝星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地爲射電天文學的發展樹立一個里程碑。

英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑爲66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順着山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。

1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。

七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。

八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。

中國科學院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作爲正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。

另外，美國國立四大天文臺（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。

國際上將聯合發展接收面積爲1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。

在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密鬆天體物理天文臺和中國臺灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合併成爲一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合併順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。

在提高射電觀測的角分辨率方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；爲了進一步提高空間VLBI觀測的角分辨率和靈敏度，第二代空間VLBI計劃――ARISE（25米口徑）已經提出。

相信這些設備的建成並投入使用將會使射電天文成爲天文學的重要研究手段，並會爲天文學發展帶來難以預料的機會。

[編輯本段]空間望遠鏡

我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨着空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成爲可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Spacetelescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡爲例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。

哈勃空間望遠鏡[2]（HST）

這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公衆注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由航天飛機運載升空，耗資30億美元。但是由於人爲原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的分辨率比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。

1997年的維修中，爲HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測範圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。

1999年12月的維修爲HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。

HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。

二十一世紀初的空間天文望遠鏡

"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高分辨率的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。

"天體物理的全天球天體測量干涉儀"（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開闢廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場爲1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。

月基天文臺

由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文臺，就能化被動爲主動，大大提高觀測精度。"阿波羅16號"登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文臺具有以下優點：

1．月球上爲高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。

2．月球爲天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平臺，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。

3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。

4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文臺的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。

美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地後，建立月基天文臺是必然的。

對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。

[編輯本段]其它波段的望遠鏡

我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段範圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱爲"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。

光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。

紅外窗口：紅外波段的範圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較複雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。

射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的範圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的範圍稱爲射電窗口。

大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均爲不透明的，在人造衛星上天后才實現這些波段的天文觀測。

紅外望遠鏡

最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只侷限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。

1983年1月23日由美英荷聯合發第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑爲57釐米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。

1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文臺（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑爲60釐米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四臺觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段範圍；有更高的空間分辨率；更高的靈敏度（約爲IRAS的100倍）；以及更多的功能。

ISO的實際工作壽命爲30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據爲基礎的研究將會成爲天文學的熱點之一。

從太陽系到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。

紫外望遠鏡

紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段爲3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，航天飛機和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。

紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段爲3100～100埃，和X射線相接，這是因爲臭氧層對電磁波的吸收界限在這裏。

1968年美國發OAO-2，之後歐洲也發TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名爲哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。

1978年發國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成爲重要的天體物理研究資源。

1990年12月2～11日，哥倫比亞號航天飛機搭載Astro-1天文臺作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文臺完成了爲期16天的紫外天文觀測。

1992年美國宇航局發一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。

1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。

紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。

X射線望遠鏡

X射線輻射的波段範圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱爲硬X射線，波長較長的稱爲軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。

1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文臺1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：

1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；

1987年日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；

1989年前蘇聯發一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7臺探測儀器，主要工作爲成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；

1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，爲研究工作取得大批重要的觀測資料，到現在它已基本完成預定的觀測任務；

1990年12月"哥倫比亞"號航天飛機將美國的"寬帶X射線望遠鏡"帶入太空進行了爲期9天的觀測；

1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道；

1996年美國發"X射線光度探測衛星"（XTE），

1999年7月23日美國成功發高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射；

1999年12月13日歐洲共同體宇航局發一顆名爲XMM的衛星。

2000年日本也將發射一顆X射線的觀測設備。

以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的。

γ射線望遠鏡

γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。

1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文臺（ComptonGRO或CGRO）由航天飛機送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高分辨率的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。

CGRO配備了4臺儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功爲高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標誌着γ射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四臺儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），1Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。

受到康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將爲康普頓空間天文臺之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。

薄透鏡是什麼？沒看懂，求詳解劃線的兩句話

顧名思義：透鏡的中間部分很薄，這樣，光線穿過光心，方向基本上不變

視力矯正的板層手術和表層手術有什麼區別

目前近視手術的類型主要有：1.準分子激光手術使用角膜板層刀製作角膜瓣，在角膜瓣下利用準分子激光氣化消除屈光度數，達到矯正視力的作用。2.飛秒全激光手術全程無刀，完全依靠激光完成角膜瓣製作與氣化。手術通過電腦精準計算，使近視矯正更加精準，手術過程更加舒適。手術根據個人定製角膜瓣，精確度是角膜板層刀製作的10倍以上。3.全飛秒激光手術用飛秒激光在角膜基質內不同深度掃描兩次，製作與近視度數相匹配的一個薄透鏡，並從透鏡邊緣的微型切口取出。手術時間3~5分鐘，切口僅2mm，無需製作角膜瓣，避免了製作角膜瓣造成的所有影響（角膜移位、乾眼症等）。4.ICL人工晶體植入ICL可適用於角膜過薄或高度近視等不適合一般近視矯正手術的患者。不同於一般的近視激光手術，ICL無需切削角膜，而是將微型晶體植入眼睛，即可獲得清晰視野。手術微創無痛，當天即可見效。目前ICL經歐洲CE、美國FDA和中國國食藥監認證，已廣泛用於近視矯正的臨牀治療。關於近視手術的價格，取決於醫院資質、醫生資質以及所用設備等因素，不能一概而論。

凹透鏡有什麼作用（不是成像規律，是幹什麼用）

發散光線，可以做近視鏡 兩側面均爲球面或一側是球面另一側是平面的透明體，中間部分較薄，稱爲凹透鏡。在光疏介質中使用時，能對入射光束起發散作用，故又稱發散透鏡。又因其焦距爲負，又稱負透鏡。對薄的凹透鏡，成像公式、橫向放大率公式和符號法則均與凸透鏡同。 分爲雙凹、平凹及凸凹透鏡三種。其兩面曲率中心之連線稱爲主軸，其之點O稱爲光心。通過光心的光線，無論來自何方均不折射。平行主軸之光束，照於凹透鏡上折射後向四方發散，逆其發散方向的延長線，則均會於與光源同側之一點F，其折射光線恰如從F點發出，此點稱爲虛焦點。在透鏡兩側各有一個。凹透鏡又稱爲發散透鏡。凹透鏡的焦距，是指由焦點到透鏡中心的距離。透鏡的球面曲率半徑越大其焦距越長，如爲薄透鏡，則其兩側之焦距相等。 凹透鏡所成的像總是小於物體的、直立的虛像，凹透鏡主要用於矯正近視眼。 我們戴的近視眼鏡就是凹透鏡，它的度數可以用以下公式計算 d＝1/f*100

薄透鏡名詞解釋

薄透鏡的解釋 [thin lens] 一種很薄的透鏡,它的厚度可以在 計算 物距、像距、放大率等時 忽略 不計 詞語分解 薄的解釋 薄 á 厚度小的：薄片。薄餅。 冷淡，不 熱情 ：薄待。 味道 淡：薄酒。 土地不 肥沃 ：薄田。 肥濃厚深 薄 ó 義同（一）， 用於 合成詞或成語，如“厚薄”，“ 淺薄 ”，“尖嘴薄舌”等。 輕微，少：薄禮。薄產 透鏡的解釋 兩個 相對 表面均爲 規則 表面的一塊玻璃或其他透明 物質 ,這兩個表面可以都是曲面,也可以是一個曲面一個平面,通常在光學儀器如照相機、顯微鏡、目鏡中用來使光 聚焦 成像 用來使除光以外的其他輻射如聲波、無線電微

厚透鏡與薄透鏡之間有什麼區別？

凸透鏡是中間比邊緣厚的透鏡

凹透鏡是中間比邊緣薄的透鏡

薄透鏡，在光學中，是指透鏡的厚度（穿過光軸的兩個鏡子表面的距離）與焦距的長度比較時，可以被忽略不計的透鏡。薄透鏡有凸透鏡、凹透鏡。

初二物理第二章光現象和第三章透鏡及其應用的複習資料

第二章《光現象》複習提綱

一、光的直線傳播

1、光源：定義：能夠發光的物體叫光源。

分類：自然光源，如 太陽、螢火蟲；人造光源，如 篝火、蠟燭、油燈、電燈。月亮 本身不會發光，它不是光源。

2、規律：光在同一種均勻介質中是沿直線傳播的。

3、光線是由一小束光抽象而建立的理想物理模型，建立理想物理模型是研究物理的常用方法之一。

練習：☆爲什麼在有霧的天氣裏，可以看到從汽車頭燈射出的光束是直的？

答：光在空氣中是沿直線傳播的。光在傳播過程中，部分光遇到霧發生漫反射，射入人眼，人能看到光的直線傳播。

☆早晨，看到剛從地平線升起的太陽的位置比實際位置 高 ，該現象說明：光在非均勻介質中不是沿直線傳播的。

4、應用及現象：

① 激光準直。

②影子的形成：光在傳播過程中，遇到不透明的物體，在物體的後面形成黑色區域即影子。

③日食月食的形成：當地球 在中間時可形成月食。

如圖：在月球后

1的位置可看

到日全食，在2的

位置看到日偏食，在3的位置看

到日環食。

④ 小孔成像：小孔成像實驗早在《墨經》中就有記載小孔成像成倒立的實像，其像的形狀與孔的形狀無 關。

5、光速：

光在真空中速度C=3×108m/s=3×105km/s；光在空氣中速度約爲3×108m/s。光在水中速度爲真空中光速的3/4，在玻璃中速度爲真空中速度的2/3 。

二、光的反射

1、定義：光從一種介質射向另一種介質表面時，一部分光被反射回原來介質的現象叫光的反射。

2、反射定律：三線同面,法線居中,兩角相等,光路可逆.即:反射光線與入射光線、法線在同一平面上，反射光線和入射光線分居於法線的兩側，反射角等於入射角。光的反射過程中光路是可逆的。

3、分類：

⑴ 鏡面反射：

定義：射到物面上的平行光反射後仍然平行

條件：反射面 平滑。

應用：迎着太陽看平靜的水面，特別亮。黑板“反光”等，都是因爲發生了鏡面反射

⑵ 漫反射：

定義：射到物面上的平行光反射後向着不同的方向 ，每條光線遵守光的反射定律。

條件：反射面凹凸不平。

應用：能從各個方向看到本身不發光的物體，是由於光射到物體上發生漫反射的緣故。

練習：☆請各舉一例說明光的反射作用對人們生活、生產的利與弊。

⑴有利：生活中用平面鏡觀察面容；我們能看到的大多數物體是由於物體反射光進入我們眼睛。

⑵有弊：黑板反光；城市高大的樓房的玻璃幕牆、釉面磚牆反光造成光污染。

☆把桌子放在教室中間，我們從各個方向能看到它原因是：光在桌子上發生了漫反射。

4、面鏡：

⑴平面鏡：

成像特點：等大,等距,垂直,虛像

①像、物大小相等

②像、物到鏡面的距離相等。

③像、物的連線與鏡面垂直

④物體在平面鏡裏所成的像是虛像。

成像原理：光的反射定理

作 用：成像、 改變光路

實像和虛像：實像：實際光線會聚點所成的像

虛像：反射光線反向延長線的會聚點所成的像

⑵球面鏡：

定義：用球面的 內 表面作反射面。

性質：凹鏡能把射向它的平行光線 會聚在一點；從焦點射向凹鏡的反射光是平行光

應 用：太陽竈、手電筒、汽車頭燈

定義：用球面的 外 表面做反射面。

性質：凸鏡對光線起發散作用。凸鏡所成的象是縮小的虛像

應用：汽車後視鏡

練習：☆在研究平面鏡成像特點時，我們常用平板玻璃、直尺、蠟燭進行實驗，其中選用兩根相同蠟燭的目的是：便於確定成像的位置和比較像和物的大小。

☆ 汽車司機前的玻璃不是豎直的，而是上方向內傾斜，除了可以減小前進時受到的阻力外，從光學角度考慮這樣做的好處是：使車內的物體的像成在司機視線上方，不影響司機看路面。汽車頭燈安裝在車頭下部：可以使車前障礙物在路面形成較長的影子，便於司機及早發現。

三、顏色及看不見的光

1、白光的組成:紅,橙,黃,綠,藍,靛,紫.

色光的三原色:紅,綠,藍. 顏料的三原色:品紅,黃,青

2、看不見的光:紅外線, 紫外線

第三章《透鏡及其應用》複習提綱

一、光的折射

1、定義：光從一種介質斜射入另一種介質時，傳播方向一般會發生變化；這種現象叫光的折射現象。

2、光的折射定律：三線同面,法線居中,空氣中角大,光路可逆

⑴折射光線，入射光線和法線在同一平面內。

⑵折射光線和入射光線分居與法線兩側。

⑶ 光從空氣斜射入水或其他介質中時，折射角小於入射角，屬於近法線折射。

光從水中或其他介質斜射入空氣中時，折射角大於入射角，屬於遠法線折射。

光從空氣垂直射入（或其他介質射出），折射角=入射角= 0 度。

3、應用：從空氣看水中的物體，或從水中看空氣中的物體看到的是物體的虛像，看到的位置比實際位置 高

練習：☆池水看起來比實際的 淺 是因爲光從 水中斜射向 空氣中時發生折射，折射角大於入射角。

☆藍天白雲在湖中形成倒影，水中魚兒在“雲中”自由穿行。這裏我們看到的水中的白雲是由 光的反射 而形成的 虛像 ，看到的魚兒是由是由光的折射而形成的 虛像 。

二、透鏡

1、 名詞：薄透鏡：透鏡的厚度遠小於球面的半徑。

主光軸：通過兩個球面球心的直線。

光心：（O）即薄透鏡的中心。性質：通過光心的光線傳播方向不改變。

焦點（F）：凸透鏡能使跟主光軸平行的光線會聚在主光軸上的一點，這個點叫焦點。

焦距（f）：焦點到凸透鏡光心的距離。

2、 典型光路

名稱 又名 眼鏡 實物

形狀 光學

符號 性質

凸透鏡 會聚透鏡 老化鏡

對光線有會聚作用

凹透鏡 發散透鏡 近視鏡

對光線有發散作用

3、填表：

三、凸透鏡成像規律及其應用

1、實驗：實驗時點燃蠟燭，使燭焰、凸透鏡、光屏的中心大致在同一高度，目的是：使燭焰的像成在光屏。

若在實驗時，無論怎樣移動光屏，在光屏都得不到像，可能得原因有：①蠟燭在焦點以內；②燭焰在焦點上③燭焰、凸透鏡、光屏的中心不在同一高度；④蠟燭到凸透鏡的距離稍大於焦距，成像在很遠的地方，光具座的光屏無法移到該位置。

2、實驗結論：（凸透鏡成像規律）

F分虛實,2f大小,實倒虛正,

具體見下表:

物距 像的性質 像距 應用

倒、正 放、縮 虛、實

u>2f 倒立 縮小 實像 f<v<2f 照相機

f<u<2f 倒立 放大 實像 v>2f 幻燈機

u<f 正立 放大 虛象 |v|>u 放大鏡

3、對規律的進一步認識：

⑴u＝f是成實像和虛象，正立像和倒立像，像物同側和異側的分界點。

⑵u＝2f是像放大和縮小的分界點

⑶當像距大於物距時成放大的實像（或虛像），當像距小於物距時成倒立縮小的實像。

⑷成實像時：

⑸成虛像時：

四、眼睛和眼鏡

1、成像原理: 從物體發出的光線經過晶狀體等一個綜合的凸透鏡在視網膜上行成倒立，縮小的實像，分佈在視網膜上的視神經細胞受到光的刺激，把這個信號傳輸給大腦，人就可以看到這個物體了。

2、近視及遠視的矯正:近視眼要戴凹透鏡,遠視眼要戴凸透鏡.

五、顯微鏡和望遠鏡

1、顯微鏡: 顯微鏡鏡筒的兩端各有一組透鏡，每組透鏡的作用都相當於一個凸透鏡，靠近眼睛的凸透鏡叫做目鏡，靠近被觀察物體的凸透鏡叫做物鏡。來自被觀察物體的光經過物鏡後成一個放大的實像，道理就像投影儀的鏡頭成像一樣；目鏡的作用則像一個普通的放大鏡，把這個像再放大一次。經過這兩次放大作用，我們就可以看到肉眼看不見的小物體了。

2、望遠鏡:有一種望遠鏡也是由兩組凸透鏡組成的。靠近眼睛的凸透鏡叫做目鏡，靠近被觀察物體的凸透鏡叫做物鏡。我們能不能看清一個物體，它對我們的眼睛所成“視角”的大小十分重要。望遠鏡的物鏡所成的像雖然比原來的物體小，但它離我們的眼睛很近，再加上目鏡的放大作用，視角就可以變得很大。