望遠鏡史和消色差透鏡

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望遠鏡史和消色差透鏡之间的区别

望遠鏡史 vs. 消色差透鏡

已知最早的望遠鏡出現在1608年的荷蘭，當地的製造商漢斯·利普塞（Hans Lippershey）試圖獲得一項專利之際。或許是因為還有許多其他人，像是米德爾堡的眼鏡製造商，和阿爾克馬爾的，都自稱是發明者，所以漢斯•李普希沒有得到他的專利，但新發明的消息很傳遍了歐洲。這些早期折射望遠鏡的設計包括一個凸透鏡的物鏡和一個凹透鏡的目鏡。伽利略在第二年改進了設計，並將其應用於天文學。克卜勒在1611年描述了如何用凸透鏡的物鏡和目鏡製作出更有用的望遠鏡；而克里斯蒂安·惠更斯配合複合目鏡製造出倍數高但視野不廣的克卜勒望遠鏡。 艾薩克·牛頓在1668年結合斜置對角的小平面鏡將光線反射至望遠鏡側邊的目鏡，製造出第一架"實用"的反射鏡。洛朗·卡塞格林在1672年描述使用一個小凸透鏡作為第二反射鏡，將光線反射穿過主鏡中心洞孔的設計。 消色差透鏡在1733年出現在製做的望遠鏡，大大的降低了物鏡的色差，使望遠鏡可以製做得更短並且有更多的功能，但是它沒有公佈。學到了霍爾的發明，並且在1758年製作出望遠鏡，開始商業的量產。 反射鏡望遠鏡發展上的重要事件是在1721年製造出大的拋物面鏡；萊昂·傅科在1857年引入了在玻璃鏡面上的程序，和在1932年採用可以持久的滲鋁塗層反射鏡。大約在1910年，卡塞格林反射鏡的變體里奇-克萊琴望遠鏡被發明，但直到1950年之後才被廣泛地採用；許多現代的望遠鏡，包括哈伯太空望遠鏡，都使用這種比傳統的卡塞格林反射鏡有更關廣視野的設計。 在1850–1900年間，反射鏡遭受了金屬鏡面材料的問題，因而造就了許多"偉大的折射望遠鏡"，口徑從60公分到1米的折射望遠鏡，例如葉凱士天文台在1897年建造的；然而從1900年代初期開始，一系列口徑越來越大的，以玻璃做為鏡面的反射鏡陸續建造出來，包括威爾遜山的60英寸、100英寸（2.5公尺）的虎克望遠鏡（1917年），和200英寸的海爾望遠鏡（1948年）；基本上，從1900年以來所有主要的研究望遠鏡一直都是粉射望遠鏡。在1975–1985年代，一些4公尺級（160英寸）的望遠鏡在夏威夷的火山島和智利沙漠中的高海拔地點被建造起來。在1970年代，發展出由電腦控制的經緯儀架台，和1980年代的主動光學，使新一代更巨大的望遠鏡誕生，從在1993年和1996年完成的兩架10公尺的凱克望遠鏡，以及一些8公尺的望遠鏡，包括ESA的甚大望遠鏡、雙子望遠鏡和昴星團望遠鏡。 在1931年，卡爾·央斯基偶然意外發現一個電波源，開啟了電波望遠鏡（連同電波天文學）的紀元。許多類型的望遠鏡，從無線電到伽瑪射線的廣闊波長範圍，都是在20世紀發展起來的。在1960年以後發展的太空望遠鏡，可以觀測在地面上觀測不到的幾個波段，包括X射線和波長更長的紅外線波段。. 消色差透鏡或複消色差透鏡（achromat）是被設計用來將色差和球面像差減至最小的透鏡，属于消色差透镜组。 最普通的消色差透鏡的形式是雙合透鏡，這兩片透鏡分別用兩種色散能力不相同的玻璃製成。兩個透鏡元素被組合在一起，以便一片的色差由另一片來抵消。當冕牌玻璃正透鏡的光學倍率不會被燧石玻璃的負透鏡抵消時，它們的組合能將不同波長的光一起聚焦在焦長更長的一個焦點上。消色差透鏡能讓兩種不同波長的光聚焦在相同的平面上。 可以相信的是，消色差透鏡大約是在1733年由一位名為的英國律師發明的。 第一片消色差透鏡確實的發明日期並不清楚，也不清楚第一位發明人是誰。依據牛頓在18世紀時對系統可行性理論上的探討，認為這樣的修正是不可能達成的（參見望遠鏡的歷史）。有些概念展示了由水和玻璃製成的透鏡，但第一個實用的透鏡不知是何時製成的，直到18世紀初期，才在霍爾的指導下，由一位製成。第一個消色透鏡的專利權大約是在1758年授予了獨力進行理論和實驗的（John Dollond）。 能再次消除色差的三合透鏡在1763年由（Peter Dollond）發明。.

透镜

本条目介绍的是光學設備，其他領域的透鏡不在此處討論。 透鏡是一種將光線聚合或分散的設備，通常是由一片玻璃構成，但用於其他電磁輻射的類似設備通常也稱為透鏡，例如：由石蠟製成的微波透鏡，用玻璃、树脂或水晶等透明材料制成的放大镜、眼镜等，也都是透镜。 透镜有两类，中间厚边缘薄的叫凸透镜，中间薄边缘厚的叫凹透镜，比球面半径小许多的透镜叫薄透镜，薄透镜的几何中心叫透镜的鏡心。 透镜并不一定是固定形状,使用满足要求的材料来制作可以改变形状的透镜可以提高清晰度,景深,不过通过使用镜头组也能达到相同的效果,就如澳大利亚摄影师吉姆·弗雷泽(Jim Frazier)做的那样,这样做是等效的。如果你有适合形状的壳来封存洁净的可增减的水,那就能做到。.

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