包头师范学院

2012 -2013学年第一学期期末考试课试卷

考试科目 光学信息技术原理及应用 成绩

院系物理科学与技术学院专业 物理 级 10 姓名 张艳有

任课教师签名： 院系负责人签名：

全息摄影的介绍及其应用前景

物理科学与技术学院 10级物理系1班 张艳有 1009320036

摘要 本文通过对全息摄影的介绍，来展现这种特殊照相技术与其他传统照相方式相比的优势和相关的应用，以及在特殊场合的应用。

关键字 全息摄影；激光光源；三维立体

一、全息摄影的百科名片

全息摄影亦称：“全息照相”，一种利用波的干涉记录被摄物体反射（或透射）光波中信息（振幅、相位）的照相技术。全息摄影是通过一束参考光和被摄物体上反射的光叠加在感光片上产生干涉条纹而成。全息摄影不仅记录被摄物体反射光波的振幅（强度），而且还记录反射光波的相对相位。 二．原理

其第一步是利用干涉原理记录物体光波信息，此即拍摄过程：被摄物体在激光辐照下形成漫射式的物光束；另一部分激光作为参考光束射到全息底片上，和物光束叠加产生干涉，把物体光波上各点的位相和振幅转换成在空间上变化的强度，从而利用干涉条纹间的反差和间隔将物体光波的全部信息记录下来。记录着干涉条纹的底片经过显影、定影等处理程序后，便成为一张全息图，或称全息照片；其第二步是利用衍射原理再现物体光波信息，这是成象过程：全息图犹如一个复杂的光栅，在相干激光照射下，一张线性记录的正弦型全息图的衍射光波一般可给出两个象，即原始象（又称初始象）和共轭象。再现的图像立体感强，具有真实的视觉效应。全息图的每一部分都记录了物体上各点的光信息，故原则上它的每一部分都能再现原物的整个图像，通过多次曝光还可以在同一张底片上记录多个不同的图像，而且能互不干扰地分别显示出来。

全息原理是“一个系统原则上可以由它的边界上的一些自由度完全描述”，是基于黑洞的量子性质提出的一个新的基本原理。其实这个基本原理是联系量子元和量子位结合的量子论的。其数学证明是，时空有多少维，就有多少量子元；有多少量子元，就有多少量子位。它们一起组成类似矩阵的时空有限集，即它们的排列组合集。全息不全，是说选排列数，选空集与选全排列，有对偶性。即一定维数时空的全息性完全等价于少一个量子位的排列数全息性；这类似“量子避错编码原理”，从根本上解决了量子计算中的编码错误造成的系统计算误差问题。而时空的量子计算，类似生物DNA的双螺旋结构的双共轭编码，它是把实与虚、正与负双共轭编码组织在一起的量子计算机。这可叫做“生物时空学”，这其中的“熵”，也类似“宏观的熵”，不但指混乱程度，也指一个范围。从“源于生活”来说，应该指。因此，所有的位置和时间都是范围。位置“熵”为面积“熵”，时间“熵”为热力学箭头“熵”。其次，类似N数量子元和N数量子位的二元排列，与N数行和N数列的行列式或矩阵类似的二元排列，其中有一个不相同，是行列式或矩阵比N数量子元和N数量子位的二元排

列少了一个量子位，这是否类似全息原理，N数量子元和N数量子位的二元排列是一个可积系统，它的任何动力学都可以用低一个量子位类似N数行和N数列的行列式或矩阵的场论来描述呢？数学上也许是可以证明或探究的。

1、反德西特空间，即为点、线、面内空间，是可积的。因为点、线、面内空间与点、线、面外空间交接处趋于“超零”或“零点能”零，到这里是一个可积系统，它的任何动力学都可以有一个低一维的场论来实现。也就是说，由于反德西特空间的对称性，点、线、面内空间场论中的对称性，要大于原来点、线、面外空间的洛仑兹对称性，这个比较大一些的对称群叫做共形对称群。当然这能通过改变反德西特空间内部的几何来消除这个对称性，从而使得等价的场论没有共形对称性，这可叫新共形共形。如果把马德西纳空间看作“点外空间”，一般“点外空间”或“点内空间”也可看作类似球体空间。反德西特空间，即“点内空间”是场论中的一种特殊的极限。“点内空间”的经典引力与量子涨落效应，其弦论的计算很复杂，计算只能在一个极限下作出。例如上面类似反德西特空间的宇宙质量轨道圆的暴涨速率，是光速的8.88倍，就是在一个极限下作出的。在这类极限下，“点内空间”过渡到一个新的时空，或叫做pp波背景。可精确地计算宇宙弦的多个态的谱，反映到对偶的场论中，我们可获得物质族质量谱计算中一些算子的反常标度指数。

2、这个技巧是，弦并不是由有限个球量子微单元组成的。要得到通常意义下的弦，必须取环量子弦论极限，在这个极限下，长度不趋于零，每条由线旋耦合成环量子的弦可分到微单元10的-33次方厘米，而使微单元的数目不是趋于无限大，从而使得弦本身对应的物理量如能量动量是有限的。在场论的算子构造中，如果要得到pp波背景下的弦态，我们恰好需要取这个极限。这样，微单元模型是一个普适的构造，也清楚了。在pp波这个特殊的背景之下，对应的场论描述也是一个可积系统。

三．全息摄影和普通摄影的区别和特点

1.区别

在普通摄影中,照相机拍摄的景物，只记录了景物的反射光的强弱，也就是反射光的振幅信息，而不能记录景物的立体信息。而全息摄影技术，能够记录景物反射光的振幅和相位。在全息影像拍摄时，记录下光波本身以及二束光相对的位相，位相是由实物与参考光线之间位置差异造成的。

从全息照片上的干涉条纹上我们看不到物体的成像，必须使用具有凝聚力的激光来准确瞄准目标照射全息片，从而再现出物光的全部信息。一个叫班顿的人后来又发现了更为简便使用白光还原影像的方法，从而使这项技术逐渐走向实用阶段。

2.显著的特点

a、 再造出来的立体影像有利于保存珍贵的艺术品资料进行收藏。

b、 拍摄时每一点都记录在全息片的任何一点上，一旦照片损坏也关系不大。

c、 全息照片的景物立体感强，形象逼真，借助激光器可以在各种展览会上

进行展示，会得到非常好的效果。

四．全息照相的拍摄要求

为了拍出一张满意的全息照片，拍摄系统必须具备以下要求：

⑴ 光源必须是相干光源

通过前面分析知道，全息照相是根据光的干涉原理，所以要求光源必须具有很好的相干性。激光的出现，为全息照相提供了一个理想的光源。这是因为激光具有很好的空间相干性和时间相干性，实验中采用He-Ne激光器，用其拍摄较小的漫散物体，可获得良好的全息图。

⑵ 全息照相系统要具有稳定性

由于全息底片上记录的是干涉条纹，而且是又细又密的干涉条纹，所以在照相过程中极小的干扰都会引起干涉条纹的模糊，甚至使干涉条纹无法记录。比如，拍摄过程中若底片位移一个微米，则条纹就分辨不清，为此，要求全息实验台是防震的。全息台上的所有光学器件都用磁性材料牢固地吸在工作台面钢板上。另外，气流通过光路，声波干扰以及温度变化都会引起周围空气密度的变化。因此，在曝光时应该禁止大声喧哗，不能随意走动，保证整个实验室绝对安静。我们的经验是，各组都调好光路后，同学们离开实验台，稳定一分钟后，再在同一时间内爆光，得到较好的效果。

⑶ 物光与参考光应满足

物光和参考光的光程差应尽量小，两束光的光程相等最好，最多不能超过2cm，调光路时用细绳量好；两束光之间的夹角要在30°～60°之间，最好在45°左右，因为夹角小，干涉条纹就稀，这样对系统的稳定性和感光材料分辨率的要求较低；两束光的光强比要适当，一般要求在1∶1～1∶10之间都可以，光强比用硅光电池测出。

⑷ 使用高分辨率的全息底片

因为全息照相底片上记录的是又细又密的干涉条纹，所以需要高分辨率的感光材料。普通照相用的感光底片由于银化物的颗粒较粗，每毫米只能记录50～100个条纹，天津感光胶片厂生产的I型全息干板，其分辨率可达每毫米3?000条，能满足全息照相的要求。

⑸ 全息照片的冲洗过程

冲洗过程也是很关键的。我们按照配方要求配药，配出显影液、停影液、定影液和漂白液。上述几种药方都要求用蒸馏水配制，但实验证明，用纯净的自来水配制，也获得成功。冲洗过程要在暗室进行，药液千万不能见光，保持在室温20℃在右进行冲洗，配制一次药液保管得当可使用一个月左右。

五 特点和优势

其显著的特点和优势有如下几点

1． 再造出来的立体影像有利于保存珍贵的艺术品资料进行收藏。

2． 拍摄时每一点都记录在全息片的任何一点上，一旦照片损坏也关系不大。

3． 全息照片的景物立体感强，形象逼真，借助激光器可以在各种展览会上进行展示，会得到非常好的效果。

六．全息摄影的日常生活和特殊场合的应用

在生活中，也常常能看到全息摄影技术的运用。比如，在一些信用卡和纸币上，就有运用了俄国物理学家尤里?丹尼苏克在20世纪60年代发明的全彩全息图像技术制作出的聚酯软胶片上的“彩虹”全息图像。但这些全息图像更多只是作为一种复杂的印刷技术来实现防伪目的，它们的感光度低，色彩也不够逼真，

远不到乱真的境界。研究人员还试着使用重铬酸盐胶作为感光乳剂，用来制作全息识别设备。在一些战斗机上配备有此种设备，它们可以使驾驶员将注意力集中在敌人身上。把一些珍贵的文物用这项技术拍摄下来，展出时可以真实地立体再现文物，供参观者欣赏，而原物妥善保存，防失窃，大型全息图既可展示轿车、卫星以及各种三维广告，亦可采用脉冲全息术再现人物肖像、结婚纪念照。小型全息图可以戴在颈项上形成美丽装饰，它可再现人们喜爱的动物，多彩的花朵与蝴蝶。迅猛发展的模压彩虹全息图，既可成为生动的卡通片、贺卡、立体邮票，也可以作为防伪标识出现在商标、证件卡、银行信用卡，甚至钞票上。装饰在书籍中的全息立体照片，以及礼品包装上闪耀的全息彩虹，使人们体会到21世纪印刷技术与包装技术的新飞跃。模压全息标识，由于它的三维层次感，并随观察角度而变化的彩虹效应，以及千变万化的防伪标记，再加上与其他高科技防伪手段的紧密结合，把新世纪的防伪技术推向了新的辉煌顶点。

早在激光出现以前，19xx年伽伯为了提高电子显微镜的分辨本领而提出了全息的概念，并开始全息照相的研究工作。19xx年以后出现了激光，为全息照相提供了一个高亮度高度相干的光源，从此以后全息照相技术进入一个崭新的阶段。相继出现了多种全息的方法，不断开辟全息应用的新领域。伽伯也因全息照相的研究获得19xx年的诺贝尔物理学奖金。

最早的全息摄影作品转机出现在一位美国合伙人的加入之后。他所拥有的机器能将“终极”母版上的全息图像复制到杜邦公司制造的某种聚合体材料上。尽管这些图像还达不到“终极”胶片上的图像水准，但却远比从前的聚合体材料上的全息图像好多了。伴随着这种杜邦材料上的全息图像的大规模生产，使用“终极”胶片的工业化生产也是指日可待。

参考文献和相关网址

[1]/view/700107.htm

[2] /view/2600827.htm

[3] /view/4744346.html

[4] /view/5139721aa8114431b90dd833.html

第二篇：物理光学论文

论光学在天文观测方面的应用

李云天 1091850107

航天工程系空间科学与技术

一、      序言

天文观测中重要手段就是天文望远镜，光学的发展则大大推动了天文望远镜的改进与发展，大大提高了人们对恒星和宇宙的研究和认识，对观测气象和准确预报天气提供了更有利的技术支持。

1609年伽利略将第一台天文望远镜指向太空，从此天文观测由肉眼观测进入到了望远镜时代，几百年来人们致力于提高望远镜的贯穿本领和分辨本领，早年犹豫折射式望远镜结构简单得到较快的发展，1897年，美国叶凯土天文台简称一架口径1.02m的折射式望远镜，是迄今为止世界上最大的折射式天文望远镜。以后由于折射望远镜对材料要求高且透镜会严重吸收紫外线光等原因，人们开始致力于发展反射式望远镜的发展。当代5m以上口径的大天文望远镜已经有十多个，且目前正在建造的望远镜，主要有欧洲南方天文台的大双筒望远镜（LBT），以及南非大望远镜（SALT）。除了传统的光学望远镜（观测波段300nm-900nm）外，还有红外望远镜（观测波段1.25um-28um）和射电望远镜（sub、 mm、cm和m波）；在空间，原则上不受波段的限制，目前已经发射的有γ射线望远镜，X射线望远镜、紫外望远镜、光学望远镜（如哈勃空间望远镜）、中红外望远镜和远红外望远镜。

二、      光学天文望远镜

2.1折射式望远镜

传统的折射式望远镜大致分为两种：伽利略式和开普勒式。

l  伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。成正像，制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。

l  开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做目镜。是将物镜所成的实像用凸透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测中多采用此种类型的望远镜。

2.2反射式望远镜

反射式望远镜的物镜是反射镜，为了消除镜子的像差，一般物镜做成抛物面镜或双曲面镜。反射望远镜与折射望远镜相比不会造成像的色差，可以使用大口径的玻璃材料，也可以采用多镜面拼镶技术，镜面镀铝或毒瘾后，从紫外到红外都具有良好的反射率，所以目前发展和设计的新型望远镜都是采用反射望远镜系统。

反射望远镜可以工作在不同的焦点，由于工作焦点的不同，反射望远镜可分为以下几种系统：

1）主焦点式：反射镜为抛物面

2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜

3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的双曲面镜

4）R—C系统：凹双曲+凸双曲（改进型）

5）折轴式：加入几块平面镜使光束从极轴方向射出      

2.3 天文望远镜的光学参数

1）口径 D 

物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。

口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr²）成正比。

2）相对口径 A

望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F 。

光力A的倒数叫焦比(1/A= F/D)。  师大科技楼望远镜的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力 A=1/10。

3）分辨角 δ ″ 

分辨角：两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的是天球上两点的角距离。

4）放大率 G

目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦距F2之比，即 G=  F1/F2

一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗， 像变得模糊。

常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距800 mm 的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。

5）视场  ω

望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比 。

tanω =  tanω^’ / G   （目镜望远镜）

ω^’为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。

6）极限星等（贯穿本领）m

理想条件下，通过望远镜能看的最暗的星等为望远镜的贯穿本领(极限星等)。它反映了望远镜观测天体的能力。

对于目视望远镜,它的极限星等可以用经验公式计算：

m = 2.1 + 5log D

三、      结束语

当近时代，天文观测已经进入了全波段观测的新时代，而在天文望远镜的发展过程中，光学所起的作用是至关重要的，我们相信，随着光学的发展，天文观测毕竟取得更加辉煌的成就。