棱镜系统定位_棱镜介绍页

文章导读:

• 1、望远镜的有效观测距离怎么定位的？
• 2、征集大厦定位方案（GPS除外）
• 3、全站仪棱镜活动。是否影响坐标定位？
• 4、摄影中三角棱镜怎样使用？
• 5、关于全站仪用的单棱镜工作原理

望远镜的有效观测距离怎么定位的？

一、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。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

在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜 ，留有一定间隙未胶合的称双分离物镜 。为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失少。镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式

（ 以下为详细介绍）

开普勒望远镜

原理由两个凸透镜构成。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，但俄罗斯20×50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透镜正像系统。

历史

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。

折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。

二、反射望远镜，是用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜.卡塞格林望远镜等几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。

历史

第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。

1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。

卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。

赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。

在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。

1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。

二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。

反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。

三、折反射望远镜，是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜

它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。还有一种马克苏托夫望远镜

在球面反射镜前面加一个弯月型透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射镜用于校正像差。它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。

历史

折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。

1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。

由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。

射电望远镜

探测天体射电辐射的基本设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常，由天线、接收机和终端设备3部分构成。天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。

1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。

自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。

射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。

射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

空间望远镜

在地球大气外进行天文观测的大望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外 、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。第一架空间望远镜又称哈勃望远镜 ，于1990年4月24日由美国发现号航天飞机送上离地面600千米的轨道 。其整体呈圆柱型，长13米，直径4米 ，前端是望远镜部分 ，后半是辅助器械，总重约11吨。该望远镜的有效口径为2.4米 ，焦距57.6米 ，观测波长从紫外的120纳米到红外的1200纳米 ，造价15亿美元 。原设计的分辨率为0.005 ，为地面大望远镜的100倍 。但由于制造中的一个小疏忽 ，直至上天后才发现该仪器有较大的球差，以致严重影响了观测的质量。1993年12月2～13日，美国奋进号航天飞机载着7名宇航员成功地为“哈勃”更换了11个部件，完成了修复工作，开创了人类在太空修复大型航天器的历史。修复成功的哈勃望远镜在10年内将不断提供有关宇宙深处的信息 。1991 年4月美国又发射了第二架空间望远镜，这是一个观测γ射线的装置，总重17吨，功耗1.52瓦，信号传输率为17000比特／秒 ，上面载有4组探测器，角分辨率为5′～10′。其寿命2年左右。

双子望远镜

双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。

太阳望远镜

日冕是太阳周围一圈薄薄的、暗弱的外层大气，它的结构复杂，只有在日全食发生的短暂时间内，才能欣赏到，因为 天空的光总是从四面八方散射或漫射到望远镜内。

1930年第一架由法国天文学家李奥研制的日冕仪诞生了，这种仪器能够有效地遮掉太阳，散射光极小，因此可以在太阳光普照的任何日子里，成功地拍摄日冕照片。从此以后，世界观测日冕逐渐兴起。

日冕仪只是太阳望远镜的一种，20世纪以来，由于实际观测的需要，出现了各种太阳望远镜，如色球望远镜、太阳塔、组合太阳望远镜和真空太阳望远镜等。

红外望远镜

红外望远镜（infrared telescope）接收天体的红外辐射的望远镜。外形结构与光学镜大同小异，有的可兼作红外观测和光学观测。但作红外观测时其终端设备与光学观测截然不同，需采用调制技术来抑制背景干扰，并要用干涉法来提高其分辨本领。红外观测成像也与光学图像大相径庭。由于地球大气对红外线仅有7个狭窄的“窗口”，所以红外望远镜常置于高山区域。世界上较好的地面红外望远镜大多集中安装在美国夏威夷的莫纳克亚，是世界红外天文的研究中心。1991年建成的凯克望远镜是最大的红外望远镜，它的口径为10米，可兼作光学、红外两用。此外还可把红外望远镜装于高空气球上，气球上的红外望远镜的最大口径为1米，但效果却可与地面一些口径更大的红外望远镜相当。

数码望远镜

数码望远镜（Instant Replay） ——高性能数码成像望远镜被主流科技媒体评为“百项科技创新”之一

Bushnell数码望远镜是一款具有双重功能，同时兼具最新技术和出色性能的望远镜产品。此款产品可以记录30秒的视频影像，使用者可以很方便地通过LCD液晶显示屏记录并在回味生活中的精彩片断。当然，用户也可以选择拍摄高画质的数码照片来保存人生历程中经历的众多难忘瞬间。在美国，此款产品广受体育运动教练员、球探、猎鸟人、野生动物观察员、狩猎爱好者以及任何一个摄影、摄像爱好者的青睐。有了Bushnell数码望远镜，您还可以轻松地预览、下载、编辑和保存您最爱的影视片段及剧照。强大的功能、简单易学的操作方法、未来的可扩展性，Bushnell数码望远镜树立了同类产品中卓越性能的标杆。

马克苏托夫望远镜

【中文词条】马克苏托夫望远镜

【外文词条】Maksutov telescope

【作者】杨世杰

一种折反射望远镜，1940年初为苏联光学家马克苏托夫所发明，因此得名。荷兰光学家包沃尔斯也几乎于同时独立地发明了类似的系统，所以有时也称为马克苏托夫-包沃尔斯系统。

马克苏托夫望远镜的光学系统和施密特望远镜类似，是由一个凹球面反射镜和加在前面的一块改正球差的透镜组成的。改正透镜是球面的，它的两个表面的曲率半径相差不大，但有相当大的曲率和厚度，透镜呈弯月形，所以，这种系统有时也称为弯月镜系统。适当选择透镜两面的曲率半径和厚度，可以使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差，同时又满足消色差条件。在整个系统中适当调节弯月透镜与球面镜之间的距离，就能够对彗差进行校正：马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小，但场曲比较大，所以必须采用和焦面相符合的曲面底片。弯月透镜第二面的中央部分可磨成曲率半径更长的球面(也可以是一个胶合上去的镜片)，构成具有所需相对口径的马克苏托夫-卡塞格林系统，也可直接将弯月镜中央部分镀铝构成马克苏托夫-卡塞格林系统。马克苏托夫望远镜的主要优点：系统中的所有表面都是球面的，容易制造；在同样的口径和焦距的情况下，镜筒的长度比施密特望远镜的短。缺点是：和相同的施密特望远镜比较，视场稍小；弯月形透镜的厚度较大，一般约为口径的1/10，对使用的光学玻璃有较高的要求，因此，限制了口径的增大。

目前，最大的马克苏托夫望远镜在苏联阿巴斯图马尼天文台，弯月透镜口径为70厘米，球面镜直径为98厘米，焦距为210厘米

征集大厦定位方案（GPS除外）

那就用全站仪 他可以精确的定位

【简介】

全站仪，即全站型电子速测仪（Electronic Total Station）。是一种集光、机、电为一体的高技术测量仪器，是集水平角、垂直角、距离(斜距、平距)、高差测量功能于一体的测绘仪器系统。因其一次安置仪器就可完成该测站上全部测量工作，所以称之为全站仪。广泛用于地上大型建筑和地下隧道施工等精密工程测量或变形监测领域。

【原理】

全站仪是一种集光、机、电为一体的新型测角仪器，与光学经纬仪比较电子经纬仪将光学度盘换为光电扫描度盘，将人工光学测微读数代之以自动记录和显示读数，使测角操作简单化，且可避免读数误差的产生。电子经纬仪的自动记录、储存、计算功能，以及数据通讯功能，进一步提高了测量作业的自动化程度。

全站仪与光学经纬仪区别在于度盘读数及显示系统，电子经纬仪的水平度盘和竖直度盘及其读数装置是分别采用两个相同的光栅度盘（或编码盘）和读数传感器进行角度测量的。 根据测角精度可分为0。5〃，1〃，2〃，3〃，5〃，10〃等几个等级，

【结构】

全站仪几乎可以用在所有的测量领域。电子全站仪由电源部分、测角系统、测距系统、数据处理部分、通讯接口、及显示屏、键盘等组成。 同电子经纬仪、光学经纬仪相比，全站仪增加了许多特殊部件，因此而使得全站仪具有比其它测角、测距仪器更多的功能，使用也更方便。这些特殊部件构成了全站仪在结构方面独树一帜的特点。

1．同轴望远镜

全站仪的望远镜实现了视准轴、测距光波的发射、接收光轴同轴化。同轴化的基本原理是：在望远物镜与调焦透镜间设置分光棱镜系统，通过该系统实现望远镜的多功能，即既可瞄准目标，使之成像于十字丝分划板，进行角度测量。同时其测距部分的外光路系统又能使测距部分的光敏二极管发射的调制红外光在经物镜射向反光棱镜后，经同一路径反射回来，再经分光棱镜作用使回光被光电二极管接收；为测距需要在仪器内部另设一内光路系统，通过分光棱镜系统中的光导纤维将由光敏二极管发射的调制红外光传也送给光电二极管接收 ，进行而由内、外光路调制光的相位差间接计算光的传播时间，计算实测距离。

同轴性使得望远镜一次瞄准即可实现同时测定水平角、垂直角和斜距等全部基本测量要素的测定功能。加之全站仪强大、便捷的数据处理功能，使全站仪使用极其方便。

2．双轴自动补偿

在仪器的检验校正中已介绍了双轴自动补偿原理，作业时若全站仪纵轴倾斜，会引起角度观测的误差，盘左、盘右观测值取中不能使之抵消。而全站仪特有的双轴（或单轴）倾斜自动补偿系统，可对纵轴的倾斜进行监测，并在度盘读数中对因纵轴倾斜造成的测角误差自动加以改正(某些全站仪纵轴最大倾斜可允许至±6′）。，也可通过将由竖轴倾斜引起的角度误差，由微处理器自动按竖轴倾斜改正计算式计算，并加入度盘读数中加以改正，使度盘显示读数为正确值，即所谓纵轴倾斜自动补偿。

3．键盘

键盘是全站仪在测量时输入操作指令或数据的硬件，全站型仪器的键盘和显示屏均为双面式，便于正、倒镜作业时操作。

4．存储器

全站仪存储器的作用是将实时采集的测量数据存储起来，再根据需要传送到其它设备如计算机等中，供进一步的处理或利用，全站仪的存储器有内存储器和存储卡两种。

全站仪内存储器相当于计算机的内存(RAM)，存储卡是一种外存储媒体，又称PC卡，作用相当于计算机的磁盘。

5．通讯接口

全站仪可以通过BS—232C通讯接口和通讯电缆将内存中存储的数据输入计算机，或将计算机中的数据和信息经通讯电缆传输给全站仪，实现双向信息传输。

【使用】

全站仪具有角度测量、距离(斜距、平距、高差)测量、三维坐标测量、导线测量、交会定点测量和放样测量等多种用途。内置专用软件后，功能还可进一步拓展。

全站仪的基本操作与使用方法 ：

1）水平角测量

（1）按角度测量键，使全站仪处于角度测量模式，照准第一个目标A。

（2）设置A方向的水平度盘读数为0°00′00〃。

（3）照准第二个目标B，此时显示的水平度盘读数即为两方向间的水平夹角。

2）距离测量

（1）设置棱镜常数

测距前须将棱镜常数输入仪器中，仪器会自动对所测距离进行改正。

（2）设置大气改正值或气温、气压值

光在大气中的传播速度会随大气的温度和气压而变化，15℃和760mmHg是仪器设置的一个标准值，此时的大气改正为0ppm。实测时，可输入温度和气压值，全站仪会自动计算大气改正值（也可直接输入大气改正值），并对测距结果进行改正。

（3）量仪器高、棱镜高并输入全站仪。

（4）距离测量

照准目标棱镜中心，按测距键，距离测量开始，测距完成时显示斜距、平距、高差。

全站仪的测距模式有精测模式、跟踪模式、粗测模式三种。精测模式是最常用的测距模式，测量时间约2.5S，最小显示单位1mm；跟踪模式，常用于跟踪移动目标或放样时连续测距，最小显示一般为1cm，每次测距时间约0.3S；粗测模式，测量时间约0.7S，最小显示单位1cm或1mm。在距离测量或坐标测量时，可按测距模式（MODE）键选择不同的测距模式。

应注意，有些型号的全站仪在距离测量时不能设定仪器高和棱镜高，显示的高差值是全站仪横轴中心与棱镜中心的高差。

3）坐标测量

（1）设定测站点的三维坐标。

（2）设定后视点的坐标或设定后视方向的水平度盘读数为其方位角。当设定后视点的坐标时，全站仪会自动计算后视方向的方位角，并设定后视方向的水平度盘读数为其方位角。

（3）设置棱镜常数。

（4）设置大气改正值或气温、气压值。

（5）量仪器高、棱镜高并输入全站仪。

（6）照准目标棱镜，按坐标测量键，全站仪开始测距并计算显示测点的三维坐标。

全站仪的数据通讯

全站仪的的数据通讯是指全站仪与电子计算机之间进行的双向数据交换。全站仪与计算机之间的数据通讯的方式主要有两种，一种是利用全站仪配置的PCMCIA（personal computer memory card internation association,个人计算机存储卡国际协会，简称PC卡，也称存储卡）卡进行数字通讯，特点是通用性强，各种电子产品间均可互换使用；另一种是利用全站仪的通讯接口，通过电缆进行数据传输。

【检验】

(1)照准部水准轴应垂直于竖轴的检验和校正检验时先将仪器大致整平,转动照准部使其水准管与任意两个脚螺旋的连线平行,调整脚螺旋使气泡居中,然后将照准部旋转180度,若气泡仍然居中则说明条件满足,否则应进行校正。

校正的目的是使水准管轴垂直于竖轴．即用校正针拨动水准管一端的校正螺钉，使气泡向正中间位置退回一半．为使竖轴竖直，再用脚螺旋使气泡居中即可．此项检验与校正必须反复进行，直到满足条件为止。

（2）十字丝竖丝应垂直于横轴的检验和校正

检验时用十字丝竖丝瞄准一清晰小点，使望远镜绕横轴上下转动，如果小点始终在竖丝上移动则条件满足．否则需要进行校正．

校正时松开四个压环螺钉（装有十字丝环的目镜用压环和四个压环螺钉与望远镜筒相连接。转动目镜筒使小点始终在十字丝竖丝上移动，校好后将压环螺钉旋紧。

（3）视准轴应垂直于横轴的检验和校正选择一水平位置的目标，盘左盘右观测之，取它们的读数（顾及常数180度）即得两倍的c（c=1／2（ɑ左－ɑ右）

（4）横轴应垂直于竖轴的检验和校正选择较高墙壁近处安置仪器。以盘左位置瞄准墙壁高处一点p(仰角最好大于30度)，放平望远镜在墙上定出一点m1。倒转望远镜，盘右再瞄准p点，又放平望远镜在墙上定出另一点m2。如果m1与m2重合，则条件满足，否则需要校正。校正时，瞄准m1、 m2 的中点m,固定照准部，向上转动望远镜，此时十字丝交点将不对准p点。抬高或降低横轴的一端，使十字丝的交点对准p点。此项检验也要反复进行，直到条件满足为止。以上四项检验校正，以一、三、四项最为重要，在观测期间最好经常进行。每项检验完毕后必须旋紧有关的校正螺钉。

全站仪棱镜活动。是否影响坐标定位？

能站一临近活动的话，肯定会影响那个坐标定位的，因为本身的话就存在那样影响

摄影中三角棱镜怎样使用？

棱镜折射光的能力在摄影中非常出色，可以删除不必要的元素并添加创意效果，从彩虹色到反射色。另外，棱镜价格低廉，几乎可以装在任何袋子中。棱镜摄影需要什么?我们提供详细的拍摄指南。

24mm，35mm和50mm镜头提供平滑效果，可以使用任何尺寸的棱镜。例如，最简单的是15厘米棱镜，可以随时拿到，需要随身携带超细纤维布清洁指纹。

1、棱镜的工作原理

当光从一种介质移动到另一种介质(在我们的情况下，是从空气到棱镜的玻璃)时，会发生折射，即，光会弯曲或改变方向。

光束由许多波长的光组成。每个波长产生不同的颜色，并且每个波长通过棱镜的阻力都比其他光波大或小。因此，通常会一起“传播”的各种波长被散射，我们分开看到它们，就像彩虹一样。这种现象称为方差。

2、如何在摄影中使用棱镜

有许多变化的因素会影响最终结果。其中包括特定棱镜的尺寸和形状，光的入射角，固定棱镜的角度等。

每次要使用棱镜时，都需要在想要效果的镜架区域中将其靠近镜头放置。然后慢慢移动并旋转棱镜，以探索其可能性以及如何获得效果。

为了使自己更容易同时使用棱镜和相机，请尝试使用三脚架。这样，可以轻松地更改棱镜的位置，而无需同时操纵手中的所有设备。

3、切换到手动模式以找到对焦点

你是否曾经尝试过使用自动对焦在玻璃上拍照?相机找不到对焦点。这导致连续重新聚焦，最终失去清晰度。

自动对焦使用基于光线对比度的视觉提示来确定要对焦的对象。通过玻璃拍摄时，除了拍摄对象外，相机还会看到许多其他元素。反射，指纹和其他瑕疵出现在前景中，并且相机会尝试将其聚焦。

即使没有用棱镜覆盖整个镜头，相机也可能找不到对焦点。这就是在这种情况下必须切换到手动对焦的原因。也可以先使用没有棱镜的自动对焦。在保持焦点的同时，切换到手动。将棱镜放在相机前面，然后拍照。

4、设置较小的光圈值可使效果更平滑

在f / 1.8和f / 3.5之间的小孔径将使镜头的棱镜覆盖部分和未镀膜部分之间的过渡更加平滑。但这是一个品味问题。

如果要在两个部分之间形成更强的对比度，可以使用更大的f值。这也会影响景深。

如果使用较高的f值，则景深会更大，因此背景会更清晰。这取决于想要获得什么效果。

5、使用实时取景保护眼睛

使用棱镜时，很容易忘记我们将光线直接重定向到透镜中，并且强度很高。透过目镜看就像直接看着太阳一样，因此切换到实时显示更加安全。

6、如何创建彩虹棱镜效果

需要将棱镜的边缘之一朝向相机放置，移动并旋转它以检查变形，直到出现彩虹。

你可以通过棱镜拍摄照片，然后彩虹会沿着图像中对象的边界出现。

另外，可以使用棱镜将彩虹直接“投射”到你的对象上。结果是更加梦幻，超现实的拍摄或更微妙的风格。

添加彩虹的另一种方法是将其投影到平坦的表面上。运用灯光，阴影和颜色创建的形状可以创建有趣的抽象图像。

棱镜可以很好地处理肖像照片，例如人脸或皮肤上的彩虹。该棱镜越大，彩虹越大。另外，尺寸还取决于棱镜与反射彩虹的表面之间的距离。棱镜越远，彩虹越大。但是请记住，这也会降低其强度，使其变暗。

7、如何创建镜像

将棱镜放在相机镜头的前面，然后将其移动直到出现反射。尝试将其放在镜头的不同部分或更改方向和倾斜角度。

在拍摄儿童时，此功能非常有用，也可以尝试创建局部反射，看起来像是水或玻璃的倒影反射。

8、添加更多光线以获得创意效果

用棱镜拍摄的问题是图像容易过度和过度曝光，确保不要用棱镜遮盖过多的镜头。

不使用棱镜

如果使用棱镜添加一点光，则同一对象的外观可能会完全不同。

9、如何使用棱镜在背景中隐藏杂波

取一个棱镜并将其放在你的镜头旁边。移动它，直到反射，彩虹或多余的光可以隐藏不需要的元素。因此，事实证明，不仅“隐藏”了背景中不需要的所有内容，而且还增加了有趣的效果，例如，对肖像的添加。

棱镜可帮助你聚焦于主要物体。这在拍摄人像时特别有用。将棱镜水平放置并使用它在主要被摄体下方创建一条水平线，可以将观看者的注意力引向它。

10、添加幽灵般的效果

失真，光斑和彩虹效果可以帮助你的照片增添独特的氛围。尝试定位棱镜，使其与镜头的中心而不是侧面相交。就像在梦中一样，这会使照片看起来模糊而奇怪。

尝试试验不同类型的光源。

11、如何覆盖对象

你可以直接在棱镜中使用元素的叠加层，即在拍摄过程中-这是一种非常好的做法，它使你能够理解可以组合的内容和不能组合的内容。

对于混合，需要执行与创建镜面反射相同的操作。只是不要捕捉主题的反射，而是尝试捕捉框架中其他元素的反射。

棱镜用来反射树枝，并增加额外的光线

12、如何创建万花筒效果

要创建有趣的万花筒效果，需要调整棱镜的位置，使其棱镜的一个面向镜头。

这种效果还给静态图像带来了运动的错觉。确保棱镜尽可能多地遮盖镜头。

结论

关于棱镜摄影获得具有失真，反射甚至彩虹的图像，还可以向深色图像添加一些光线，或者消除背景中不需要的元素。

关于全站仪用的单棱镜工作原理

你把棱镜外壳拆开一看就能明白，全站仪反射的棱镜是正面是一个平面，背面是三个相互垂直的平面，画一下光路图就能看得出来，不管光从什么方向照过来，反射出来的光都会平行入射光返回，当然不会是从棱镜中心返回，但是全站站的测距光不是一条光线，而是一束光，不管你照在棱镜表面那个地方，测出来的平距、斜距应该会差不多，如果测坐标的话，照的地方不能，那角度也就变了，那样测出来的坐标就不一样了。