金相顯微鏡像差參數有：畸變、像差、彗差、球差。金相顯微鏡像差各參數代表著什么呢？

1.金相顯微鏡像差參數之畸變。畸變是物體上的直線經過透鏡成像后變成彎曲的現象?；兪怯捎谕哥R的放大率隨光束和主軸間所成角度改變而引起的。光線離主軸越遠，畸變越大，但是若與主軸正交并通過主軸，則不發生畸變。放大率隨入射角度增加而增大時稱正畸變；放大率隨入射角度增加而減小時稱負畸變。換句話說，若物點離開光軸越遠，放大率越大，就產生畸變，如果物點離開光軸越遠，放大率越小則產生負畸變。特別是鏡片屈光度大時，像的畸變現象嚴重。由于畸變，看物體，像市區了原來的正確形狀。減小畸變的方法是，對單一透鏡改變鏡片的外形，采用zui佳的外形可以使畸變減小到zui小程度。2.像差。光學顯微鏡中，像散是顯微鏡透鏡的一種缺陷，是由于光線會聚不相等，引起成像不完美。由于發光物點不在透鏡光軸上，它所發出的光束與光軸有一傾斜較大的角。該光束經透鏡折射后，不能聚焦于一點，成像不清晰。故產生像散。像散也是影響清晰度的軸外點單色像差。當視場很大時，邊緣上的物點離開光軸遠，光束傾斜大，經透鏡后則引起像散。像散使原來的物點在成像后變成兩個分離并且相互垂直的短線，在理想像平面上綜合后，形成一個橢圓形的斑點。像散是通過復雜的透鏡組合來消 除。從原理上來說，就是子午像點和弧氏像點不重合。造成不同軸向位置成像不同。

3.彗差。金相顯微鏡像軸外物點發出的寬闊光束，經透鏡成像后，不再交于一點，而是形成一種狀如彗星的亮斑，稱為彗形像差，簡稱彗差?；蛘呖梢哉f光軸外的某一物點向鏡頭發出一束平行光線，經光學系統后，在像平面上會形成不對稱的彌散光斑，這種彌散光斑的形狀呈彗星形，即由中心到邊緣拖著一個由細到粗的尾巴，其首端明亮、清晰，尾端寬大、暗淡、模糊。這種軸外光束引起的像差稱之為彗差。彗差的大小是以它所形成的彌散光斑的不對稱程度來表示。彗差的大小既與孔徑有關，也與視場有關。在顯微鏡拍攝時與球差一樣，可采取適當收小光孔的辦法來減少彗差對成像的影響。彗差和球差往往混在一起，只有當軸上物點消 除時，才能明顯地觀察軸外物點的彗差。彗差描述的是某視場、某尺寸的光線對主光線的偏離情況，即描述光束失對稱的情況。光線對彗差與視場喝孔徑均有關系，是兩者的函數，因此全 面描述系統的彗差情況需要選擇若干個不同視場喝不同孔徑。4.球差。金相顯微鏡像差是由于電磁透鏡中心區域和邊緣區域對電子匯聚能力不同而造成的。遠軸電子通過透鏡時被折射的比近軸電子厲害得多，因而有一物點散射的電子經過透鏡后不交在一點上，而是在透鏡相平面上變成一個漫射圓斑。球差亦稱球面像差，軸上物點發出的光束，經光學系統以后，與光軸夾不同角度的光線交光軸于不同位置，因此，在像面上形成一個圓形彌散斑，這就是球差。一般是以實際光線在像方與光軸的交點相對于近軸光線與光軸交點（即高斯像點）的軸向距離來度量它。對于單色光來說，球差是軸上點成像時唯 一存在的像差。軸外成像時，存在許多種像差，球差只是其中一種。除特殊情況外，一般而言，單個球面透鏡不能校正球差，正透鏡產生負球差，負透鏡產生正球差。對一定位置的物點而言，當保持透鏡孔徑和焦距不變時，球差的大小隨透鏡的形狀而異。因此，以適當形狀的正、負透鏡組合成的雙透鏡組成或雙交合鏡組是可能消球差的一種簡單結構。保持透鏡的焦距不變而改變透鏡形狀，猶如把柔軟的物體彎來彎去。故被稱為透鏡的整體彎曲，它是光學設計時校正像差的一種重要技巧。

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