天文望远镜的种类和原理
一般天文望远镜以构造来分类,可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类....
折射望远镜
所谓折射望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使从远方来的光折射集中在焦点,折射望远镜的好处就是使用方便,稍微忽略了保养也不会看不清楚,因为镜筒内部由物镜和目镜封着,空气不会流动,所以比较安定,此外,由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好,而口径不大透镜皆为球面,所以可以机械研磨大量生产,故价格较便宜。
(1)伽利略型望远镜
人类第一只望远镜,使用凹透镜当目镜,透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像,地表观物很方便但不能扩大视野,目前天文观测已不再使用此型设计。
(2)开普勒型望远镜
使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型,成像上下左右巅倒,但这样对我们天体观测是没有影响的,因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。反射式望远镜
反射望远镜不用物镜而用叫主镜的凹面的反射镜。另外有一面叫做次要镜的小镜将主镜所收集的光反射出镜筒外面,由次要镜反射出来的光像再用目镜放大来看,反射式最大的长处是由于主镜是镜子,光不需通过玻璃内,所以完全不会有色差,也不太会吸收紫外光或红光,因此非常适合分光等物理观测,虽无色差但有其它各类的像差。如将反射凹面磨成拋物线形(Parabolic),则可消除球面差。因为镜筒不能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低,另外像的稳定度也不及折射式望远镜。
目前知名反射望远镜的设计大致分为五种..我只列举两种市售一般中小型的反射望远镜
(1)牛顿式 (Newtonian)
一六六八年由牛顿发明设计,由抛物面的主镜和平面次要镜所构成,以对着光轴45度的角度将平面次要镜
装在从主镜反射过来的光的焦点的稍微前方(如上图)这种结构最为简单,影像反差较高,亦最多人选用,通
常焦比在f4至f8之间。
(2)卡赛格林式或简称卡式 (Cassegrain)
利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜,在主竞焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射,所以镜筒可以缩短,但视场较窄,像散较牛顿式严重,同时有少许场曲(Curvature of field)。
折反射望远镜 (Catadioptric telescope)
采反射和折射的长处之型式,基本上和反射一样,也有反射式望远镜的缺点,为了消除偏离光轴的视野的慧
星像差使用着透镜,且主镜为球面镜,比反射型容易研磨..只介绍其中一种最为被广泛运用的折反射望远镜施密特卡式
是1930 年由施密特(Schmidt)发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差，同时利用一非球面透镜(Aspheric Iens)放于主镜前适当位置作为矫正镜(Corrector)以矫正主镜的球面差。这样可以得出一个阔角(可达40一50度)的视场而没有一般反射镜常有的球面差与彗形像差，只有矫正镜做成的轻微色差而已。摄影用的施密特望远镜，焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3间,最小可达〞0.6)，因此很适宜于星野及星云摄影。
天文光学望远镜的基本性能参数
1、物镜的口径（D）
望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。
2、焦距（f）
望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。物镜焦距f是
天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。
3、相对口径（A）与焦比（1/A）
望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。
4、分辨角（它的倒数称分辨本领）
刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得
δ=1.22λ/D
式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有
δ″=140″/D (D以mm为单位)对于照相望远镜，δ取下式：δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位) 此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α″来表示：α″=206265/f
例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm
5、放大率（G）
对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f′，则放大率为
G=f/f′
由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。
6、视场角（ω）
能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（ω）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t秒，星体的赤纬为δ，则视场角为ω=15ts cosδ
7、极限星等或贯穿本领
在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为mb=6.9+5lgD
式中D用cm为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：
mb=4+5lgD+2.15lgt
式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等（见右图），或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。
望远镜的工作原理 望远镜是如何工作的 1.1 光线的聚集和图像的形成 光学望远镜是利用了两种现象： 光线的反射，由镜面产生（图1）和光线的折射，由透镜产生（图2） 图1：光线通过平面反射 折射是光线从一种介质传播到另一种介质时产生的光线弯曲。它遵守Snell定律： n1sinθi=n2sinθr (1) 这里的n是折射率，是光线所穿过的材料的特征属性： n=1.0000 理想的真空 n=1.0002 空气 n=1.5 玻璃 n实际上是光线在真空中的速度与光线在介质中的速度的比值。图2是一个n2> n1的例子。 图2：光线在两种介质的边界发生折射 图3将告诉你如何制作一个透镜。标定的距离 f 是透镜的焦距，一个位于“无限远”处的物体将成像在透镜后面距离为 f 的地方。我们在第2节中将会知道，望远镜是一些光学元件的组合。许多设计都包含折射和反射光学元件，但是为了简化后面的介绍，我们举例的望远镜只包含透镜。实际上，就我们的目的而言，反射和折射是等效的，从某种意义上说，一个人在原则上可以建造一个只使用透
镜的系统或是只使用反射镜的系统，而这两者在光学上来说是不可分辨的。当我们拿一个透镜收集来自遥远天体的光线从而得到图像的时候，就已经建造了基本的天文折射望远镜。 图3：透镜的折射 1.2 成像的大小依赖焦距的长短 注意我们到现在为止描述的折射望远镜是没有目镜的，因此它将不允许一个人直接看到它已经产生的图像，因为人类的视觉系统不适用于已经汇聚了的光线。虽然如此，我们简单的仪器实际上是个望远镜。如果想看到像是如何形成和在哪里形成的，你可以拿一片白色的纸或者一张照相底片放在焦点上。图4显示的就是两颗在天空中角距为θ的星，和它们正在被观察的样子。 图4：焦平面 由于相似三角形中θ是不改变的，所以星在图像上的分离大小与它们在天空中角距是成正比的。 图5：角距离转化为线距离 同时，从图5中可以看出： tanθ=d/fobj (2) 这里d是所成图像中星星们之间的线距离，fobj是透镜的焦距。现在，（物理学家们总爱耍一些这样的小把戏），因为这些星必然都很远，θ是如此之小， tan θ≈θ。这样， θ=d/fobj ＝＝》1/fobj＝θ/d
电机知识学习总结 1基本知识介绍 1.1直流、单相交流、三相交流 1.2交流下有“同步和异步”的区别 同步异步指的是转子转速与定子旋转磁场转速是同步（相同）还是异步（滞后），因而只有交流能产生旋转磁场，只有交流电机有同步异步的概念。 同步电机——原理：靠“磁场总是沿着磁路最短的方向上走”实现转子磁极与定子旋转磁场磁极逐一对应，转子磁极转速与旋转磁场转速相同。特点：同步电机无论作为电动机还是发电机使用，其转速与交流电频率之间将严格不变。同步电机转速恒定，不受负载变化影响。 异步电机——原理：靠感应来实现运动，定子旋转磁场切割鼠笼，使鼠笼产生感应电流，感应电流受力使转子旋转。转子转速与定子旋转磁场转速必须有转速差才能形成磁场切割鼠笼，产生感应电流。 区别：（1）同步电机可以发出无功功率，也可以吸收；异步电机只能吸收无功。（2）同步电机的转速与交流工频50Hz电源同步，即2极电机3000转、4极1500、6极1000等。异步电机的转速则稍微滞后，即2极2880、4极1440、6极960等。（3）同步电动机的电流在相位上是超前于电压的，即同步电动机是一个容性负载。同步电动机可以用以改进供电系统的功率因素。 同步电机无法直接启动：刚通电一瞬间，通入直流电的转子励磁绕组是静止的，转子磁极静止；定子磁场立即具有高速。假设此瞬间正好定子磁极与转子磁极一一对应吸引，在定子磁极在极短的时间内旋转半周的时间之内，会对转子产生吸引力，半周之后将会产生排斥力。由于转子有转动惯量，转子不会转动起来，而是在接近于0的速度下左右震动。因此同步电机需要鼠笼绕组启动。转速差使其产生感应电流，而感应电流具有减小转速差的特性（四根金属棒搭成井形，内部磁场变密会减小面积，变疏会增加面积，阻止其变化趋势），因而会使转子转动起来，直到感应电流与转速差平衡（没有电流就不会有力，因而不会消除转速差，猜测与旋转阻力有关）。 1.3永磁、电磁、感磁（构成定子、转子） 永磁——永磁铁 电磁——通电线圈 感磁——无电闭合绕组、鼠笼 永磁和电磁大多数情况下可以互换，感磁需要有旋转磁场的场合才能用，在三相同步电机中经常作为启动与电磁/永磁共用于转子。 1.4有刷无刷 电机有刷和无刷对电机结构影响很大，刷指的是转子通电时的电刷换向器、或者滑环。
无刷直流电机工作原理详解 日期: 2014-05-28 / 作者: admin / 分类: 技术文章 1. 简介 本文要介绍电机种类中发展快速且应用广泛的无刷直流电机（以下简称BLDC）。BLDC被广泛的用于日常生活用具、汽车工业、航空、消费电子、医学电子、工业自动化等装置和仪表。顾名思义，BLDC不使用机械结构的换向电刷而直接使用电子换向器，在使用中BLDC相比有刷电机有许多的优点，比如： 能获得更好的扭矩转速特性； 高速动态响应； 高效率； 长寿命； 低噪声； 高转速。 另外，BLDC更优的扭矩和外形尺寸比使得它更适合用于对电机自身重量和大小比较敏感的场合。 2. BLDC结构和基本工作原理 BLDC属于同步电机的一种，这就意味着它的定子产生的磁场和转子产生的磁场是同频率的，所以BLDC并不会产生普通感应电机的频差现象。BLDC中又有单相、2相和3相电机的区别，相类型的不同决定其定子线圈绕组的多少。在这里我们将集中讨论的是应用最为 广泛的3相BLDC。 2.1 定子 BLDC定子是由许多硅钢片经过叠压和轴向冲压而成，每个冲槽内都有一定的线圈组成了绕组，可以参见图2.1.1。从传统意义上讲，BLDC的定子和感应电机的定子有点类似，不过在定子绕组的分布上有一定的差别。大多数的BLDC定子有3个呈星行排列的绕组，每 个绕组又由许多内部结合的钢片按照一定的方式组成，偶数个绕组分布在定子的周围组成了偶数个磁极。
BLDC的定子绕组可以分为梯形和正弦两种绕组，它们的根本区别在于由于绕组的不同连接方式使它们产生的反电动势（反电动势的相关介绍请参加EMF一节）不同，分别呈现梯形和正弦波形，故用此命名了。梯形和正弦绕组产生的反电动势的波形图如图2.1.2和图 2.1.3所示。
*自制天文望远镜* 第一章望远镜基本原理 黄隆 1.1 天文望远镜光学原理 望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光，根据光学原埋，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。 折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90 度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。 O=物镜 E=目镜 f =焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d =斜镜 1.2 折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1.影像稳定
折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。 2.彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3.保养 主镜密封，不会被污浊空气侵蚀，基本上不用保养。 折射望远镜的缺点 1.色差 不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。 2.镜筒长 为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六吋口径计算，便是七呎半长，而且用起来又不方便，业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3.价钱贵 光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的 玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的 反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点
1.消色差 任何可见光均聚焦于一点。 2.镜筒短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。 3.价钱便宜 光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通 玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1.遮光 对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜 支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光 星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光 率。 2.影像不稳定 开放式的镜筒往往产生对流现象，很难完满地解决问 题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。 3.主镜变形 温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方，但小口径镜不成问题。 4.保养 镀上主镜表面的铝或银，受空气污染影响，要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。 折射望远镜由二块透镜组成，总共要磨四边光学面，反射望远镜只需要磨一边光学面，所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话，一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。
望远镜的基本原理 望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。一般分为三种。 一、折射望远镜 折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。两种望远镜的成像原理如图1所示。 图1 伽利略望远镜是物镜是凸透镜而目镜是凹透镜的望远镜。光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。把两个放大倍
数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。其优点是结构简单，能直接成正像。 开普勒望远镜由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，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。透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高。 因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱，如图2所示。 图2
贴片机结构（硬件知识） 06-10-2212:50发表于：《SMT技术交流》分类：未分类 贴片技术与贴片机 SMT生产中的贴片技术通常是指用一定的方式将片式元器件准确地贴放到PCB指定的位置,这个过程英文称之为“Pick and Place”，显然它是指吸取/拾取与放置两个动作。在SMT 初期，由于片式元器件尺寸相对较大，人们用镊子等简单的工具就可以实现上述动作，至今尚有少数工厂仍采用或部分采用人工放置元件的方法。但为了满足大生产的需要，特别是随着SMC/SMD的精细化，人们越来越重视采用自动化的机器--贴片机来实现高速高精度的贴放元器件。 近30年来，贴片机已由早期的低速度（1-1.5秒/片）和低精度（机械对中）发展到高速（0.08秒/片）和高精度（光学对中，贴片精度+-60um/4δ）。高精度全自动贴片机是由计算机、光学、精密机械、滚珠丝杆、直线导轨、线性马达、谐波驱动器以及真空系统和各种传感器构成的机电一体化的高科技装备。从某种意义上来说，贴片机技术已经成为SMT的支柱和深入发展的重要标志，贴片机是整个SMT生产中最关键、最复杂的设备，也是人们初次建立SMT生产线时最难选择的设备。 本章将着重讨论贴片机的主要结构，工作原理，各类贴片机的主要特点以及IPC最新推出的贴片机验收标准，为选购及组织验收贴片机提供依据。 9.1贴片机的结构与特性 目前，世界上生产贴片机的厂家有几十家，贴片机的品种达几百个之多，但无论是全自动贴片机还是手动贴片机，无论是高速贴片机还是中低速贴片机，它的总体结构均有类似之处。贴片机的结构可分为:机架，PCB传送机构及支撑台X，Y与Z/θ伺服，定位系统，光学识别系统，贴片头，供料器，传感器和计算机操作软件。现将上述各种结构的特征及原理简介如下。 9.1.1机架 机架是机器的基础，所有的传动、定位、传送机构均牢固地固定在它上面，大部分型号的贴片机及其各种送料器也安置在上面，因此机架应有足够的机械强度和刚性。目前贴片机有各种形式的机架，大致可分为两类。 1.整体铸造式 整体铸造的机架的特点是整体性强，刚性好，整个机架铸造后采用时效处理，机架的变形微小，工作时稳固。高档机多采用此类结构。 2.钢板烧焊式 这类机架由各种规格的钢板等烧焊而成,再经时效处理以减少应力变形.它的整体性比整体铸造低一点,但具有加工简单,成本较低的特点.在外观上(去掉机器外壳)可见到焊缝. 机器采用那种结构的机架,取决于机器的整体设计和承重.通常机器在运行过程中应平稳,轻松,无震动感(用金属币立于机器上不会出现翻倒),从某种意义上来讲机架起着关键作用. 9.1.2传送机构与支撑台 传送机构的作用是将需要贴片的PCB送到预定位置,贴片完成后再将SMA送至下道工序。传送机构是安放在轨道上的超薄型皮带传送系统。通常皮带安置在轨道边缘，皮带分为A，B，C三段，并在B区传送部位设有PCB夹紧机构，在A，C区装有红外传感器，更先进的机器还带有条形码阅读器，它能识别PCB的进入和送出，记录PCB的数量。 传送机构根据贴片机的类型又分为两种。 （1）整体式导轨 在这种方式贴片机中，PCB的进入、贴片、送出始终在导轨上，当PCB送到导轨上并前进到B区时，PCB会有一个后退动作并遇到后制限位块，于是PCB停止运行，与此同时，PCB
目鏡的作用是把望遠鏡主鏡的影像放大，雖然一塊透鏡也可以造成目鏡，但為了達至最佳效果，大多數的目鏡都是由二塊或者多至七塊透鏡組成。 目鏡主要由兩組透鏡合成，對著主鏡，接收著主鏡光束的透鏡稱為視場透鏡(field lens)，接近眼睛的
透鏡是目透鏡(eye lens)。 正目鏡和負目鏡 目鏡可分為正目鏡和負目鏡，正目鏡表示望遠鏡成形的實像 ( real image ) 在目鏡之外；負目鏡則表示望遠鏡的的虛像 ( virtual image ) 出現於目鏡內。所以正目鏡可當普通放大鏡用，把擺放在目鏡前的物體放大，負目鏡則不可以。 a.出射瞳孔 ( Exit pupil )
由主鏡射進來目鏡的光束，再離開目鏡的目透鏡成為細小光束的橫切直徑，就是出射瞳孔，或稱作藍斯登環 ( Ramsden disk ) 。出射瞳孔愈大，影像愈光亮。 出射瞳孔最好能夠配合人的瞳孔在晚間的寬度，約 5mm 至 9mm，這樣在黑夜觀看暗星体最恰當。應該要說清楚一點，出射瞳孔是要比我們的瞳孔細一些，否則進入不到眼睛的多餘光，便給浪費了. 出射瞳孔
出射瞳孔的直徑由入射瞳孔光束的大小所限制，入射瞳孔即望遠鏡的口徑，它們的關係在第一章中己列出。至於量度出射瞳孔的直徑，我們可以用一張白紙或磨砂玻璃放在目鏡後，量度最清晰的光環。得到它的直徑後，我們還可以用下列公式求出不知目鏡焦距的值。 例: 望遠鏡直徑 8 吋，焦距 56 吋，由望遠鏡系統量度到的出射瞳孔直徑是 1/14 吋，求自製目鏡的焦距。
出射瞳孔直徑和觀察用途 倍率出射瞳孔直徑每吋放大倍數觀察對象 十分低倍4~7 mm3~6 x寬視野深空星體。 低倍2~4 mm6~12 x常用倍率，找尋星星和觀看深空星體。 中倍1~2 mm12~25 x 月亮，行星，細小深空星體，寬視角雙星。 高倍0.7~1.0 mm25~35 x 月亮，在大氣穩定下觀看行星，雙星，星團。 十分高倍0.5~0.7 mm35~50 x大氣穩定下觀看行星和窄視角雙星。 b.目視距離 ( Eye relief )
一、原理 1、基本原理：通电导线在磁场中会受到力的作用。 2、方向判定：力左电右：左手定则，摊开左手，使大拇指与其余四指垂直且在同一平面内，让磁感线垂直穿过手心，四指指向电流方向，则大拇指所指为导体受力方向；右手定则，摊开右手，使大拇指与其余四指垂直且在同一平面内，让大拇指指向导体运动方向，则其余四指所指为感应电流方向。 二、分类 1、按工作电源分类：直流电动机 交流电动机：单相交流电动机、三相交流电动机 2、按结构原理分类：异步电动机 同步电动机（转子转速与磁场转速是否同步） 3、按用途分类：驱动用电动机 控制用电动机：步进电动机（开环控制）、伺服电动机（闭环控制，更精确） 4、按转子结构分类：鼠笼型电动机 绕线型电动机 三、直流电动机 1、分类 A、按励磁方式（主磁场）：永磁励磁电动机 电磁励磁电动机：他励，主绕组与电枢绕组分别供电 自励：并励，串励，复励 B、按有无电刷：有刷直流电动机 无刷直流电动机：永磁体转动，不同于有刷的机械换向，无刷采用电子换向，控制器件通过控制输入定子线圈中的电流来产生旋转磁场。 2、原理： 有刷直流电动机产品转子结构图
四、单相交流电动机 1、分类：分类口诀：单相电机分三种，分类方式看起动 分相起动第一种，分相又分电阻和电容 电容裂相分三类，起动、运行、双电容 罩极起动第二种，凸极隐极两类型 串励起动第三种，交流直流都可用 2、电容分相起动单相电机：定子中有主副两根绕组，主绕组较粗，电阻一般为几欧，副绕组较细，电阻一般十几欧到几十欧。主绕组与副绕组在空间上呈九十度，且因为负绕组支路
中电容的作用，两绕组上的电流在相位上相差九十度，以此来产生一个旋转磁场起动电机。转子为鼠笼式。 结构图 电路图 不断开是为了提高功率因数，增加转矩，但最佳运行电容往往不是最佳起动电容，所以有下面的双电容形式。
自制天文望远镜 第一章望远镜基本原理 黄隆 1.1天文望远镜光学原理 望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光，根据光学原埋，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。 折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。 O=物镜 E=目镜 f=焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d=斜镜 1.2折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1.影像稳定
折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。 2.彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3.保养 主镜密封，不会被污浊空气侵蚀，基本上不用保养。 折射望远镜的缺点 1.色差 不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。 2.镜筒长 为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六吋口径计算，便是七呎半长，而且用起来又不方便，业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3.价钱贵 光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的 玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的 反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点 1.消色差
任何可见光均聚焦于一点。 2.镜筒短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。 3.价钱便宜 光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通 玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1.遮光 对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜 支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光 星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光 率。 2.影像不稳定 开放式的镜筒往往产生对流现象，很难完满地解决问 题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。 3.主镜变形 温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟 改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方，但小口径镜不成问题。 4.保养 镀上主镜表面的铝或银，受空气污染影响，要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。 折射望远镜由二块透镜组成，总共要磨四边光学面，反射望远镜只需要磨一边光学面，所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话，一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。 至于选择何种类形的望远镜则视乎个别天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以下的折射望远镜已足够作普通观测研究的用途。若果兴趣是观察行星或双星，便应该设计八
【自制天文望远镜】自己如何制作望远镜图解天文望远镜DIY步骤 如何自制望远镜 望远镜实际上就是一个使远处的物体看起来变近的工具。为了实现这个功能，望远镜上有一个装置（物镜，也叫作主镜）可以收集远处物体发出的光，并将光线（图像）传到另一个装置（目镜透镜）的焦点处，后者会将图像放大并传到您的眼里。按照以下的步骤，您就能自己在家里制作出一个简单的望远镜：两片放大镜——直径大约在2.5——3厘米之间（如果其中一片放大镜比另一片大些，效果会更好）一个纸筒——用纸巾或者礼品包装纸卷成筒状（长一些会比较好） 胶带 剪刀 一把直尺、码尺或者卷尺 印有内容的纸——报纸或者杂志都可以 按照以下步骤来组装望远镜： 拿出两片放大镜和一篇打印好的文章。 将一片放大镜（大的那一片）放在您和纸之间。文章上的影像看起来会很模糊。 将另一个放大镜放在您的眼睛和第一个放大镜之间。 前后移动第二片玻璃，直到印刷内容看起来非常清晰。您将注意到文章看起来变大了，并且是倒立的。 请一个朋友帮助测量两片放大镜之间的距离，并记录下来。 在纸筒靠近前端开口处大约2.5厘米的地方剪一个槽。不要将卷筒剪穿。这个槽应能够容纳较大的那片放大镜。 在纸筒上再剪一个槽，这个槽与第一个槽之间的距离等于您的朋友所记录的距离。这是放置第二片放大镜的地方。 将两片放大镜放在相应的槽上（大的放在前面，小的放在后面），并用胶带将它们固定好。 在较小的放大镜后面留大约1——2厘米的卷筒，将多余的卷筒剪掉。 用这个望远镜来看印有内容的纸张，以检查它是否制作成功了。您也许要花点精力来确定两个镜片之间的准确距离，从而使图像能够聚焦。 您已经制作成了一个简单的折射望远镜！有了这个望远镜，您就可以用它来观察月亮、一些星团和地球上的东西（比如鸟）。 以上就是普通望远镜的制作方法，接下来让我们一起看看如何制作更专业的天然望远镜。 【图解教程】自制天文望远镜
天文望远镜基础知识介绍
天文望远镜基础知识科普 一、望远镜基本原理与天文望远镜 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，是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使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。 天文望远镜是望远镜的一种，是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。 二、天文望远镜的结构 下面是天文望远镜的结构图，不是说每一款望远镜都是这样的。有的天文望远镜没有寻星镜，有的在镜筒上还安装了中垂来调节平衡。还有会赠送很多其他的天文配件，比如太阳滤镜、增倍镜（巴洛镜）、更多倍数的目镜。 天文望远镜重要部位的作用： 1.主镜筒：观测星星的主要部件。 2. 寻星镜：快速寻找星星。主镜筒通常都以数十倍以上的倍率观测 星体。在找星星时，如果使用数十倍来找，因为视野小，要用主镜筒将星星找出来，可没那麼简单，因此我们就使用一支只有放大数倍的小望远镜，利用它具有较大视野的功能，先将要观测的星星位置找出来，如此就可以在主镜筒，以中低倍率直接观测到该星星。 3. 目镜：人肉眼直接观看的必要部件。目镜起放大作用。通常一部 望远镜都要配备低、中和高倍率三种目镜。 4.天顶镜：把光线全反射成90°的角，便于观察。 5. 三脚架：固定望远镜观察时保持稳定。
三、天文望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先看它的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学性能主要有以下几个指标： 1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。 2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。70mm口径的望远镜，集光力是70/7=10倍。 3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。分辨率主要和口径有关。 4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。 5．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。放大倍数越大，视场越小。 6．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。 因此，衡量望远镜的重要参量是口径。 四、天文望远镜的分类 （一）光学望远镜 1609年，伽利略制造出第一架望远镜，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：物镜为凸透镜，位于镜筒的前端，来自天体的光线经物镜折射后成像在焦面上，故称为折射望远镜。优点---使用方便，镜体轻巧，便于
第一讲SMT贴片机介绍 一、贴片机类型 1、按速度分类 中速贴片机高速贴片机超高速贴片机 2、按功能分类 高速/超高速贴片机(主要贴一些规则元件) 多功能机(主要贴一些不规则元件) 3、按贴装方式分类 顺序式同时式同时在线式 4、按工作原理分类 动臂式贴片机复合式贴片机转塔式贴片机大型平行系统1）、.动臂式贴片机具有较好的灵活性和精度，适用于大部分元件，高精度机器一般都是这种类型，但其速度无法与复合式、转盘式和大型平行系统相比。又可分为单臂式和多臂式。 2）、复合式机器是从动臂式机器发展而来，它集合了转盘式和动臂式的特点，在动臂上安装有转盘,如Siemens最新推出的HS50机器就安装有4个这样的旋转头，贴装速度可达每小时5万片 3）、转塔式机器由于拾取元件和贴片动作同时进行，使得贴片速度大幅度提高,如松下公司的MSH3机器贴装速度可达到0.075秒/片 4）、大型平行系统由一系列的小型独立组装机组成。各自有丝杠定位系统机械手，机械手带有摄象机和安装头。如PHILIPS公司的FCM机器有16个安装头，实现了0.0375秒/片的贴装速度，但就每个安装头而言，贴装速度在0.6秒/片左右
二、贴片机的组成 1、贴装头 贴装头也叫做吸/放头，它的工作由移动/定位、拾取/释放两种模式组成: 第一，贴装头通过程序控制完成三维的往复运动，实现从供料系统取料后移动到SMB的指定位置上。 第二，贴装头的端部有一个用真空泵控制的吸盘，当换向阀打开时，吸盘上的负压把元器件从供料系统中吸上来；当换向阀门关闭时吸盘把元器件释放到SMB上 2、视觉系统 它也是以计算机为主体的图像观察、识别和分析系统。 视觉检测系统的主要功能通常有： ●SMB的精确定位、 ●元器件定心和对准、 ●元器件有/无检测、 ●机械性能及电器性能的检测等。 随着SMT技术的发展，全自动贴片机的功能、效率、精度及灵活性越来越强，全视觉、多功能、模块式、高速度的贴片机不断推出，能适应从片状元件直至BGA、CSP及0.3mm 细间隙QPF等精密器件的贴放；精度达到0.03mm；贴片速度达到0.04s/片甚至更高。 所以，SMA的装联效率之高是通孔插装组件所无法比拟的。 贴片机的摄像机可分为以下几类： 1)俯视摄像机(CCD) 2)仰视摄像机(CCD) 3)头部摄像机(Line-sensor) 4)激光对齐
步进电机的种类、结构及工作原理 步进式伺服驱动系统是典型的开环控制系统。在此系统中，执行元件是步进电机。它受驱动控制线路的控制，将代表进给脉冲的电平信号直接变换为具有一定方向、大小和速度的机械转角位移，并通过齿轮和丝杠带动工作台移动。由于该系统没有反馈检测环节，它的精度较差，速度也受到步进电机性能的限制。但它的结构和控制简单、容易调整，故在速度和精度要求不太高的场合具有一定的使用价值。 1.步进电机的种类 步进电机的分类方式很多，常见的分类方式有按产生力矩的原理、按输出力矩的大小以及按定子和转子的数量进行分类等。根据不同的分类方式，可将步进电机分为多种类型，如表5-1所示。 表5-1 步进电机的分类 2.步进电机的结构
目前，我国使用的步进电机多为反应式步进电机。在反应式步进电机中，有轴向分相和径向分相两种，如表5--1所述。 图5--2是一典型的单定子、径向分相、反应式伺服步进电机的结构原理图。它与普通电机一样，分为定子和转子两部分，其中定子又分为定子铁心和定子绕组。定子铁心由电工钢片叠压而成，其形状如图中所示。定子绕组是绕置在定子铁心6个均匀分布的齿上的线圈，在直径方向上相对的两个齿上的线圈串联在一起，构成一相控制绕组。图5--2所示的步进电机可构成三相控制绕组，故也称三相步进电机。若任一相绕组通电，便形成一组定子磁极，其方向即图中所示的NS极。在定子的每个磁极上，即定子铁心上的每个齿上又开了5个小齿，齿槽等宽，齿间夹角为9°，转子上没有绕组，只有均匀分布的40个小齿，齿槽也是等宽的，齿间夹角也是9°，与磁极上的小齿一致。此外，三相定子磁极上的小齿在空间位置上依次错开1/3齿距，如图5--3所示。当A相磁极上的小齿与转子上的小齿对齐时，B相磁极上的齿刚好超前(或滞后)转子齿1/3齿距角，C相磁极齿超前(或滞后)转子齿2/3齿距角。 图5-2 单定子径向分相反应式伺服步进电机结构原理图
探究天文望远镜原理与制作 深圳中学高二（4）班研究性学习论文报告组长：刘锦泰组员：吴学阳王腾翔吴耀宏宋昊刘洪元余伟航
内容摘要：小组成员通过收集学习探讨研究总结，深入了解天文望远镜的内外结构及光学成像原理，并利用学习得到的知识进行自主设计及制作天文望远镜，并由此提高了研究性学习探究能力及动手能力。这是从意识到实践的一次重要尝试，对我们日后的学习生活将会起到积极的作用。 关键词：中学生天文望远镜自制DIY 光学
前言 天文望远镜，通过光学成像的方法使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。借此，我们以一个高中生的角度，深入的探究天文望远镜的结构、性能、历史、发展……以期从中学习到许多光学知识，同时制作的经验能为广大的天文爱好者作为借鉴。 天文望远镜的发展历程十分的漫长，1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。 1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。 1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。 需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。 1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。 十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。 ………… 以上皆为众多实验的缩影，此后，对于天文望远镜的制作和研究进入了近现代的历程。天文望远镜的知识不断得到补充和扩展，望远镜的发展更加的迅猛。同时，众多睿智的科学家对于天文望远镜的细微的巧妙的改造使得望远镜更加的
一、折射式望远镜 上图为开普勒望远镜原理光路图。从天体射来的平行光线，经物镜后，在焦点以外距焦点很近处成一倒立缩小实像a′b′。目镜的前焦点和物镜的焦点是重合的，所以实像a′b′位于目镜和它的焦点之间距焦点很近的地方，目镜以a′b′为物形成放大的虚像ab。当我们对着目镜观察时，进入眼睛的光线就好像是从ab射来的。显然，图中ab的视角β远大于直接用眼睛观察天体的视角a，所以，从望远镜中看到的天体使人觉得离自己近看得更清楚。 开普勒望远镜系统是目前应用最广泛的望远镜光学系统，实际应用中还需要增加正像系统，作为双筒望远镜，一般是通过棱镜来实现，根据棱镜种类的不同，分为保罗式和屋脊式，棱镜的作用是在获得正像的同时，使光线在有限长度的镜筒内反复迂回，从而大大缩短光路，这一点对于手持式望远镜是非常重要的，早期的望远镜的物镜甚至需要吊在桅杆上，人们不可能把这样的望远镜随身携带，随意观测的。 下图为伽利略望远镜原理光路图。作为目镜的凸透镜改为凹透镜，从而使人眼睛接收到一个正立的虚像。伽利略望远镜是一种古老的观剧望远镜，能直接成立正像，但视场较小，现在一般应用于玩具望远镜，以及外观精美的观剧望远镜，高倍单筒望远镜等更倾向于作为工艺礼品的望远镜产品。 二、反射式望远镜
使用凹面主镜采集光线反射形成图像，上图是典型的牛顿反射式天文望远镜，光线被反射到镜筒内一块小的平板反射副镜到目镜成像观测。 反射式望远镜能以较低的成本获得较大的口径，从而获得较好的集光力，同时能很好的控制色差，因此至今仍被广泛应用于天文望远镜系统。 三、折反式望远镜 施密特结构 马克苏托夫结构 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。
天文望远镜基础知识 天文望远镜的光学系统 根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。 反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。 望远镜的光学性能 在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。 口径--指物镜的有效直径，常用D来表示； 相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。 一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。 放大率--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。 不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。 分辨角--指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D （毫米），D为物镜的有效口径。 视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。
目前贴片机结构大致可分为四种结构：拱架式贴片机、复合式贴片机、转塔式贴片机和大型平行系统贴片机。 (1)拱架式贴片机。拱架式（又称动臂式）机器是最传统的贴片机，具有较好的灵活性和精度，适用于大部分元件，高精度机器一般都是这种类型，但其速度无法与复合式、转塔式和大型平行系统相比。不过元件排列越来越集中在有源部件上，比如有引线的QFP（Quad flat package，四边扁平封装器件）和BGA（Ball grid array，球栅阵列器件），安装精度对高产量有至关重要的作用。复合式、转塔式和大型平行系统一般不适用于这种类型的元件安装。 拱架式机器分为单臂式和多臂式，单臂式是最早先发展起来的现在仍然使用的多功能贴片机。在单臂式基础上发展起来的多臂式贴片机可将工作效率成倍提高，如美国Universal公司的GSM2贴片机就有2个动臂安装头，可分别交替对两块PCB（Print Circuit Board，印刷线路板）同时进行安装。绝大多数贴片机厂商均推出了采用这一结构的高精度贴片机和中速贴片机，例如美国Universal公司的AC72、荷兰Assembleon公司的AQ-1、日本Hitachi公司的TIM-X、日本Fuji 公司的QP-341E和XP系列、日本Panasonic公司的BM221、韩国Samsung公司的CP60系列、日本Yamaha公司的YV系列、日本Juki 公司的KE系列 （2）复合式贴片机。复合式机器是从拱架式机器发展而来，它集合了转塔式和拱架式的特点，在动臂上安装有转盘，像Siemens 的
Siplace80S25贴片机，有两个带有12个吸嘴的旋转头。Universal 公司也推出了带有30个吸嘴的旋转头，称之为“闪电头”，两个这样的旋转头安装在Genesis贴片平台上，可实现每小时60,000片贴片速度。从严格意义上来说，复合式机器仍属于动臂式结构。由于复合式机器可通过增加动臂数量来提高速度，具有较大灵活性，因此它的发展前景被看好，例如Siemens推出的HS60机器就安装有4个旋转头，贴装速度高达每小时60,000片。 （3）转塔式贴片机。转塔的概念是使用一组移动的送料器，转塔从这里吸取元件，然后把元件贴放在位于移动的工作台上的电路板上面。转塔式机器由于拾取元件和贴片动作同时进行，使得贴片速度大幅度提高。这种结构的高速贴片机在我国的应用也很普遍，不但速度快，而且历经十余年的发展技术已非常成熟，如Fuji公司的CP842E 机器贴装速度可达到0.068秒/片。但是这种机器由于机械结构所限，其贴装速度已达到一个极限值，不可能再大幅度提高。该机型的不足之处是只能处理带状料。 转塔式机器主要应用于大规模的计算机板卡、移动电话、家电等产品的生产上，这是因为在这些产品当中，阻容元件特别多、装配密度大，很适合采用这一机型进行生产。相当多的台资、港资电子组装企业以及国内电器生产商都采用这一机型，以满足高速组装的要求。生产转塔式机器的厂商主要有Panasonic、Hitachi、Fuji。
怎样制作一个简易的天文望远镜? 2009-12-14 00:19 制作材料：100度老花镜（100度的老花镜焦距是100CM、200度的老花镜焦距是50CM，到眼镜店就可以买到）、纸筒（如果要有塑料或者金属的也行）、目镜（可以用放大镜代替，目镜的直径要小点，找眼镜店的打磨一下） 将所有镜片都搞定了，制作一个100CM长的纸筒，在一端放上主镜100度的老花镜，再在另一端放上目镜，自己找东西固定住。 使用时只要来回伸缩目镜就行了。 主镜的直径愈大，收集的光就愈多，就是可以看到暗暗的星星。 其它方法： 材料：大凸透镜（物镜）、小凸透镜（目镜）、手电筒、厚纸板、胶水、尺等步骤一：将大凸透镜（物镜）固定，在透镜后方放置一纸片，以手电筒照射透镜，移动纸片观测透镜焦点。 步骤二：重复步骤一，将大凸透镜（物镜）换成小凸透镜（目镜），观测透镜焦点。 步骤三：设计一可变焦之望远镜。 步骤四：以自制之望远镜观看尺之最小格线(0.1 cm)，移动尺与望远镜间之距离，观察最远可辨识尺之格线的距离。
----------------------------------------------------------------------------- 普物实验－望远镜制作 原理回顾 1. 折射式望远镜 折射式望远镜的光学系统，实质上与显微镜一样。二者都是由目镜观看物镜所造成的像。它们的差别是：望远镜是用来看长距离的大物体，而显微镜是用以观看眼前的小物体。 下图说明天文望远镜的构造和原理。物镜使物体O行成缩小的实像I。I’是I 经由目镜所造成的虚像。与显微镜的情况相同，I’可以呈现於眼睛之近点与远点间的任一位置上。实际上，望远镜所观看的物体离仪器非常远，所以它造成的像I之位置几乎就在物镜的第二焦点上。此外，若I’这个像在无穷远处，则I 位於目镜的第一焦点。因此，目镜与物镜间的距离（亦即望远镜的镜筒长度）便等於物镜与目镜的焦距之和。 望远镜的角放大率之定义为：最后的像I’对眼睛所张之角与物体对裸眼所张的角之比值。这比值可表为物镜与目镜的焦距之比，其推理方式如下。上图中，通过物镜第一焦点F1，并通过目镜第二焦点F2’的光线，用粗线画出以示强调。物体（未画出）对物镜所张的角是u，他对裸眼所张的角度也是这个值。此外，由於观察者的眼睛在焦点F2’右侧不远处，所以最后的像对眼睛所张的角等於u’。ab与cd这两段距离显然相等，并等於像I的高度y’。由於u与u’ 都很小，可以用它们的正切值代替它们（u=tanu）。由F1ab与F2’cd两个直角三角形可得 因此， 於是，望远镜角放大率等於物镜焦距除以目镜焦距之商。负号显示所成的像是倒像。 2. 双筒望远镜 若这望远镜是用来做天文观测的，那麼倒像并非缺点；可是我们希望望远镜能形成正立的像。稜镜双筒望远镜(prism binocular)可以达成这目的，下图显示其剖视图，其中的物镜与目镜之间，有一对45°-45°-90°全反射稜镜。在稜镜斜面上发生的四次反射，把像倒过来，而成为正立像。 3. 反射式望远镜 反射式望远镜里，一凹面镜代替透镜作为物镜，如下图所示。这种装置在大型望远镜方面，有许多理论上及实际上的优点。反射面镜根本不会有色像差，而且消除它的球面像差比消除透镜的要容易多。镜面不须采用透明材料，而且反射镜可以做的比透镜坚固，因为透镜只能由边缘支持。世界上最大的反射式望远镜之镜面直径超过5公尺。由於像形成於入射光线所经区域的一部份，所以只有把