1、顯微鏡和望遠鏡的基本原理-教學設計【教學參考】顯微鏡和望遠鏡的基本原理望遠鏡的基本原理望遠鏡是一種用于觀察遠距離物體的目視光學儀器，能把遠物很小的張角按一 定倍率放大，使之在像空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體 變清晰可辨。所以，望遠鏡是天文和地面觀測中不可缺少的工具。它是一種通過物 鏡和目鏡使入射的平行光束仍保持平行射出的光學系統。根據望遠鏡原理一般分 為三種。一、折射望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡 的稱伽利略望遠鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒望遠鏡。因單透鏡物鏡色差和球差 都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。其中以雙透

2、 鏡物鏡應用最普遍。它由相距很近的一塊冕牌玻璃制成的凸透鏡和一塊火石玻璃制 成的凹透鏡組成，對兩個特定的波長完全消除位置色差，對其余波長的位置色差也 可相應減弱在滿足一定設計條件時，還可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影 響，雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般為1/15T/20,很少大于1/7,可用視場也 不大。口徑小于8厘米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起，稱雙膠合物鏡， 留有一定間隙未膠合的稱雙別離物鏡。為了增大相對口徑和視場，可采用多透鏡 物鏡組。對于伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失少。鏡筒短，很輕便。 而且成正像，但倍數小視野窄，一般用于觀劇鏡和玩具望遠鏡。對于開普勒望遠

3、鏡 來說，需要在物鏡后面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的是正像。一般 的折射望遠鏡都是采用開普勒結構。由于折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好， 視場大，使用方便，易于維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多采用折射系統，但大型折射望遠鏡制造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都采用反射式二、反射望遠鏡，是用凹面反射鏡作物鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡卡塞格林望遠鏡等幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡采用拋物面時，還 可消去球差。但為了減小其它像差的影響，可用視場較小。對制造反射鏡的材料只 要求膨脹系數較小、

4、應力小和便于磨制。磨好的反射鏡一般在外表鍍一層鋁膜，鋁 膜在2000-9000埃波段范圍的反射率都大于80%,因而除光學波段外，反射望遠鏡 還適于對近紅外和近紫外波段進行研究。反射望遠鏡的相對口徑可以做得較大，主 焦點式反射望遠鏡的相對口徑約為1/5T/2.5,甚至更大，而且除牛頓望遠鏡外， 鏡筒的長度比系統的焦距要短得多，加上主鏡只有一個外表需要加工，這就大大降 低了造價和制造的困難，因此目前口徑大于1.34米的光學望遠鏡全部是反射望遠 鏡。一架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點系統（或牛 頓系統）、卡塞格林系統和折軸系統。這樣，一架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對 口徑和視

5、場。反射望遠鏡主要用于天體物理方面的工作。三、折反射望遠鏡，是在球面反射鏡的基礎上，再加入用于校正像差的折射元 件，可以防止困難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。比擬著名的有施密 特望遠鏡它在球面反射鏡的球心位置處放置一施密特校正板。它是一個面是平面，另一 個面是輕度變形的非球面，使光束的中心局部略有會聚，而外圍局部略有發散，正 好矯正球差和彗差。還有一種馬克蘇托夫望遠鏡在球面反射鏡前面加一個彎月型透鏡，選擇合適的彎月透鏡的參數和位置，可 以同時校正球差和彗差。在折反射望遠鏡中，由反射鏡成像，折射鏡用于校正像 差。它的特點是相對口徑很大（甚至可大于1）,光力強，視場廣闊，像質優良。適于巡

6、天攝影和觀測星云、彗星、流星等天體。小型目視望遠鏡假設采用折反射卡塞格 林系統，鏡筒可非常短小。顯微鏡的基本原理在日常生活中，室內飛揚的微粒灰塵是不易被看見的，但在暗的房間中 假設有一束光線從門縫斜射進來，灰塵便粒粒可見了，這是光學上的丁達爾現 象。暗視野顯微鏡就是利用此原理設計的。它的結構特點主要是使用中央遮 光板或暗視野聚光器，常用的是拋物面聚光器，使光源的中央光束被阻 擋（不能由下而上地通過標本進入物鏡。從而使光線改變途徑，傾斜地照射 在觀察的標本上，標本遇光發生反射或散射，散射的光線投入物鏡內，因而 整個視野是黑暗的。在暗視野中所觀察到的是被檢物體的衍射光圖像（并非 物體的本身，所以只能看到物體的存在和運動，不能辨清物體的細微結構。 但被檢物體為非均質時一，并大于1,2波長，那么各級衍射光線同時進入物鏡， 在某種程度上可觀察物體的構造。一