彗形像差

维基百科,自由的百科全书
跳转至: 导航搜索
像差
Barrel distortion.svg 畸變

Spherical aberration 3.svg 球面像差
Lens coma.svg 彗形像差
Astigmatism.svg 像散
Field curvature.svg 佩兹瓦尔像场弯曲‎
Lens6a.svg 色差
散焦
活塞
歪斜

單一透鏡的彗形像差。

彗形像差,又稱彗星像差,指的是類似彗星形狀的變形,為光學系統中的一種像差,這是一些透鏡固有的或是光學設計造成的缺點,導致離開光軸的點光源,例如恆星,產生變形。特別是,彗形像差被定義為偏離入射光孔放大變異。在折射繞射的光學系統,特別是在寬光譜範圍的影像中,彗形像差是波長的函數。

描述[编辑]

彗形像差是拋物鏡望遠鏡與生俱來的特質,來自於視野中心區域的點光源(像是恆星)可以很好的匯聚在面鏡的焦點上(不同於球面鏡,來自於鏡子周圍部分的光線只是接近焦點—球面像差。)。但是,來自於偏離光軸(離軸)方向的光線,自鏡子的不同區域反射的光卻不能匯聚在相同的焦點上。這樣的結果導致不在視野中心的光看起來是楔形的問題,而且離軸越遠,這個現象越明顯。這使得星點看起來有著彗星的形狀,因而得名。在設計上能降低球面像差且沒有彗形像差的光學系統有施密特(Schmidt)、馬克蘇托夫(Maksutov)、和里奇-克萊琴式Ritchey-Chrétien)。

單一透鏡或透鏡系統的彗形像差,可以經由選擇適當的透鏡表面曲率有效的降低(某些情況下可以被消除)以合於應用。在單一的波長下,球面像差和彗型像差都最小的透鏡稱為"最佳形式"或齊明透鏡。而目前削减彗形像差最普遍的方法就是使用非球面镜

薄透镜的彗形像差[编辑]

薄透镜的彗形像差由下式表示:

彗形像差= h'*y^2*(-G_5*c*c_1+G_7*c*v_1+G_8*c^2)[1]

其中

c=\frac{1}{f*(n-1)}
c=\frac{1}{r_1}

v_1 为物距之倒数。

G_5=\frac{1}{2*n}*(n^2-1)
G_7=\frac{G_2}{n}
G_8=\frac{G_1}{n}
G_1=\frac{n^2*(n-1)}{2}
G_2=\frac{1}{2}*(2*n+1)(n-1)

相關條目[编辑]

参考文献[编辑]

  1. ^ Rudolf Kingslake, Lens Design Fundamentals p164-165