電子射野影像裝置作用

❶ CT機設備中準直器的作用

CT機設備中的準直器屬於光纖通信光器件的用於輸入輸出的一個光學元件，其結構很簡單——光纖傳出的發散光通過前置的類似凸透鏡變成平行光（高斯光束）。

準直器是醫用加速器的輻射頭組成部件。產生一定形狀輪廓輻射野的部件稱為準直系統，產生規則形狀輪廓輻射野的部件稱為規則野準直系統，規則野是指輪廓為大小可變的方形、矩形或圓形輻射野。

準直器的作用是使光最大效率的耦合進入所需的器件中或易如接受光信號最大效率的接受。所以它有一個重要的參數：插損，現在的工藝技術可達到0.15dB以下。

(1)電子射野影像裝置作用擴展閱讀：

準直器屬於光纖通信光器件的用於輸入輸出的一個光學元件，其結構很簡單——光纖傳出的發散光通過前置的類似凸透鏡變成平行光（高斯光束）。它的作用是使光最大效率的耦合進入所需的器件中或易如接受光信號最大效率的接受。所以它有一個重要的參數：插損，工藝技術可達到0.15dB以下。

對電子輻射的準直除利用初級和次級準直器外，在輻射頭下方配備電子限束器 (Aplicator)，它的主要的功能是限定電子輻射的范圍，以便保護靶區外的正常組織和使要害器官免受照射。

參考資料來源：網路準直器

❷ 模擬定位機的CT模擬定位機

嚴格來說，只要能進行模擬定位工作的影像設備，都可以叫做模擬定位機，包括但不限於：X線模擬定位機（X-sim）、CT模擬定位機（CT-sim）、MR模擬定位機（MR-sim），甚至包括PET-CT/PET-MR模擬定位（PET-CT/MR-sim）。

作為放療科的技師、物理師或者醫生理解，模擬掃描主要就是指模擬定位掃描，第一點是它的作用是用來治療前獲取圖像，模擬定位及驗證位置信息的；第二點是因為相對於治療狀態下，模擬掃描是指沒有在治療過程中實施的掃描。

(2)電子射野影像裝置作用擴展閱讀：

X線模擬定位機的作用不光是為了顯示腫瘤位置和影像圖像，還有其他一些功能，比如：模擬確定機架、機頭角度，照射范圍等治療參數；拍攝照射野定位片及驗證片。

由於這個原因，X線模擬定位機的機架、診斷床等機械部件在物理幾何參數及精準度的要求上要與治療設備是一致的。這里特別是精度，是放療科最關心的問題，可以說是keypoint核心點。

特別是診斷床，和放射科X線設備不同的是，X線模擬定位機對診斷床的運動范圍，精度要求非常的高。

❸ 醫用X射線機上的「影像增強器，限束器，濾線柵」的作用和原理

影像增強器用途:主要用在低劑量X光機的圖像增強上,使得很低的X射線穿過被測物體通過影像增強器的電子倍增作用形成有價值的圖像,從而減少X射線對使用人的傷害.
使用安全，輕便，分辯率高，不需要暗室即可看到清晰圖像。漏射線劑量低，無需任何防護，是醫院必備的檢測設備。同時也可作為運動員及軍事戰地人員在遇到傷害時的現場診斷，工業部門的無損檢測，保安部門，海關，郵電部門的安全檢查。

❹ 雙焦點X線管需要的燈絲變壓器個數是

雙焦點X線管需要的燈絲變壓器個數是？線管的基本知識

一、結構

固定陽極X線管是診斷用X線管中最簡單的一種，如圖3-1所示，其結構主要由陽極、陰極和玻璃殼三部分組成。

（一）陽極

陽極的主要作用是阻擋高速運動的電子流而產生X線，同時將曝光時產生的熱量輻射或傳導出去；其次是吸收二次電子和散亂射線。

固定陽極X線管的陽極結構由陽極頭、陽極帽、玻璃圈和陽極柄四部分組成。

固定陽極X線管的陽極結構

1．陽極頭 它由靶面和陽極體組成。靶面的作用是承受高速運動的電子流轟擊，產生X線（曝光）。但由於曝光時，只有不到1%的電子流動能轉換為X線能，其餘均轉化為熱能，所以曝光時，靶面將產生大量的熱量而使其工作溫度很高。又由於輻射的X線強度與靶面材料的原子序數成正比，所以X線管的靶面材料一般都選用鎢（Z=74），故稱為鎢靶。鎢的特點是熔點高（3370℃），蒸發率低，原子序數大，又有一定的機械強度。但鎢的導熱率小，受電子轟擊後產生的熱量不能很快地傳導出去，故常把厚度為1.5～3mm的鎢靶面用真空熔焊的方法焊接到導熱率較大的無氧銅製成的陽極體上。這樣製成的陽極頭不但輻射X線的效率高，而且具有良好的散熱性能。

固定陽極X線管的靶面靜止不動，電子流總是轟擊在靶面固定的同一位置上。由於單位面積上所承受的最大功率是一定的，所以固定陽極X線管的功率是有限的。

2．陽極帽 它又稱陽極罩或反跳罩，由含鎢粉的無氧銅製成，依靠螺紋固定到陽極頭上，其主要作用是吸收二次電子和散亂射線。陽極帽上有兩個圓口：頭部圓口面對陰極，是高速運動的電子流轟擊靶面的通道；側下部圓口向外，是X線的輻射通道，有的X線管在此圓口處加上了一層金屬鈹片，以吸收軟X線，降低病人皮膚劑量。

高速運動的電子流轟擊靶面時，會有少量的電子從靶面反射和釋放出來，這部分電子稱為二次電子。二次電子有害無益，其能量較大（約為原來的99%），轟擊到玻璃殼壁上，將使玻璃殼溫度升高而釋放氣體，降低管真空度或使玻璃殼擊穿；二次電子再次被陽極吸引轟擊到靶面上時，由於沒有經過聚焦，將輻射出非焦點散射X線，使X線影像質量降低；二次電子還會附著在玻璃壁上，造成整個管壁電位分布極不均勻，產生縱向應力，易致玻璃壁損壞。

陽極帽罩在靶面的四周，與陽極同電位，故它可以吸收50%～60%的二次電子，並可吸收一部分散 亂X線，從而保護X線管和提高影像質量。

3．玻璃圈 它是陽極和玻璃殼的過渡連接部分，由4J29膨脹合金（鎳29%，鈷17%，余為鐵）圈與玻璃喇叭兩部分封焊而成。其中，玻璃端與玻璃殼封接，膨脹合金端與陽極頭焊接在一起。

4．陽極柄 它由無氧銅製成，呈圓柱體狀且橫截面較大，與陽極頭的銅體相連，是陽極引出管外的部分。它的管外部分浸在變壓器油中，通過與油之間的熱傳導，將靶面的熱量傳導出去，從而提高了陽極的散熱速率。

（二）陰極

陰極的作用是發射電子並使電子流聚焦，使轟擊在靶面上的電子流具有一定的大小、形狀。其結構主要由燈絲、陰極頭、陰極套和玻璃芯柱等四部分組成，

固定陽極X線管的陰極結構

1．燈絲 它的作用是發射電子。燈絲由鎢製成，因為鎢在高溫下有一定的電子發射能力、熔點較高、延展性好、便於拉絲成形、抗力性好、且在強電場下不易變形等特點。診斷用X線管的燈絲都繞成小螺線管狀。

燈絲電壓一般為交流5～10V、50Hz，燈絲電流一般為2～9A，3～6A的佔多數。燈絲通電後，溫度逐漸上升，到一定溫度（約2100K）後開始發射電子。燈絲發射電子與溫度之間的關系（燈絲電子發射特性曲線），如圖3-4所示。對於給定的燈絲，在一定圍，燈絲電壓越高，燈絲溫度也越高，發射電子的數量就越大。從圖中可以看出：①調節燈絲的加熱電壓即可改變燈絲發射的電子數量；②燈絲溫度與發射電子的數量關系是呈指數的非線性關系。因此，調試X線機的管電流（mA）值時，要當心，特別是在調整大mA檔時要小幅調整，以免燈絲燒斷而損壞X線管；另外，更換X線管時，必須按照新換X線管的燈絲加熱參數、仔細調整燈絲加熱電路，使各mA檔數值准確。

燈絲電子發射特性曲線

一般情況下，燈絲點燃時間越長，工作溫度越高，鎢的蒸發越快，燈絲壽命越短。如果燈絲電流比額定值升高5%，燈絲壽命則縮短一倍，如圖3-5所示。實際工作中是按照管電流需要來確定燈絲加熱溫度的，因此只能靠縮短燈絲的點燃時間來延長燈絲的壽命。

X線管燈絲加熱和壽命關系曲線

另外，功率較大的X線管為了協調不同功率與焦點的關系，陰極裝有兩根長短和粗細都不同的燈絲，長的燈絲加熱電壓高，發射電流大，形成大焦點；短的燈絲加熱電壓低，發射電流小，形成小焦點，這種X線管稱為雙焦點X線管，其陰極一般有三根引線，一根為公用線，其餘兩根分別為大、小焦點燈絲的引線。

雙焦點陰極結構

2．陰極頭 它又稱聚焦槽、聚焦罩或集射罩。它由純鎳或鐵鎳合金製成長方形槽，其作用是對燈絲發射的電子進行聚焦。燈絲發射的大量電子，在電場的作用下，高速飛向陽極，但由於電子之間相互排斥，致使電子流呈散射狀。為使電子聚焦成束狀飛向陽極，將燈絲裝入被加工成圓弧直槽或階梯直槽的陰極頭，燈絲的一端與其相聯，兩者獲得相同的負電位，借其幾何形狀，形成一定的電位分布曲線，迫使電子呈一定形狀和尺寸飛向陽極，達到聚焦的目的。在自整流X線機中，負半周時，聚焦罩還可以吸收二次電子，以保護燈絲和玻璃殼的安全。

（三）玻璃殼

玻璃殼又稱管殼，用來固定，支撐陰、陽兩極並保持管的真空度，通常採用熔點高、絕緣強度大、膨脹系數小的鉬組硬質玻璃（如國產DM-305）製成。由於鉬組玻璃殼與陰、陽兩極的金屬膨脹系數不同，兩者不宜直接焊接，故在銅體上鑲有含54%鐵、29%鎳、17%鈷的合金圈作為中間過渡體，再將玻璃殼焊接在合金圈上，使合金圈與硬質玻璃膨脹系數相近，以避免因溫度變化而造成結合部的玻璃出現裂縫或碎裂。有的X線管還將X線射出口處的玻璃加以研磨，使其略薄，以減少玻璃對X線的吸收。

為防止X線管管氣體放電，保證陰極發射的電子能暢通無阻擋地高速飛向陽極，管的真空度應保持在133.3?/span>10-7Pa(10-7mmHg)以下；另外，裝入管的所有零件都必須經過嚴格清洗去油和徹底除氣（通常採用高頻真空加熱抽氣）。

固定陽極X線管的主要缺點是：焦點尺寸大、瞬時負載功率小。目前，在醫用診斷X線機中，固定陽極X線管已多被旋轉陽極X線管取代。但固定陽極X線管結構簡單、價格低，在小型X線機、治療X線機（陽極循環冷卻）等裝置中仍被採用。

第一節（二） 固定陽極X線管焦點

二、X線管的焦點

在X線成像系統中，對X線成像質量影響最大的因素之一就是X線管的焦點。因此，實際工作中對X線管的焦點要求比較嚴格。

（一）實際焦點

實際焦點是指燈絲發射的電子經聚焦後在靶面上的瞬間轟擊面積。目前，醫學診斷用X線管的燈絲均繞成螺管狀，燈絲發射的電子經聚焦後，以細長方形轟擊在靶面上，形成細長方形的焦點，故稱為線焦點。

實際焦點的大小（一般指寬度），主要取決於聚焦罩的形狀、寬度和深度。實際焦點越大（受轟擊的靶面積越大，可承受的功率值相應增加），X線管的容量就越大，曝光時間就可以縮短。我國生產的X線管大多數採用單槽或階梯槽結構，聚焦罩及其電位分布，

電子軌跡

在電場作用下，實際焦點面上的電子密度分布不同，其X線輻射強度的分布呈單峰、雙峰甚至多峰型。在同樣焦點尺寸的情況下，焦點中央輻射強度越強（呈高斯分布），其影像分辨力越高；其次為矩形分布；最差為雙峰分布。醫學診斷用X線管的焦點一般是雙峰分布。

X線輻射強度分布

（二）有效焦點

有效焦點亦稱為作用焦點，是指實際焦點在X線投照方向上的投影。實際焦點在垂直於X線管長軸方向的投影，稱為標稱焦點。有效焦點的標稱值為一無量綱的數值，但目前，有效焦點的標注方法仍用習慣標注法，如：2.0mm?/span>2.0mm、1.0mm?/span>1.0mm或0.3mm?/span>0.3mm等。但X線管特性參數表中標注的焦點為標稱焦點。

實際焦點與有效焦點

有效焦點與實際焦點之間的關系。設實際焦點寬度為a，長度為b，則投影後的長度為b ，寬度不變，即：

有效焦點=實際焦點?/span>

式中：θ表示陽極靶面與X線投照方向的夾角。

當投照方向與X線管長軸垂直時，θ角稱為靶角或陽極傾角，一般為7o～20o。靶角是一個與容量和X線輻射強度的分布密切相關的重要參數。例如，有一個靶角為19o的固定陽極X線管，實際焦點長為5.5mm，寬為1.8mm。根據上式可以計算出有效焦點的長是：5.5?/span> ≈5.5?/span>0.33=1.8mm，其寬度不變，即有效焦點近似為1.8mm?/span>1.8mm的正方形。

X線成像時，為減小幾何模糊而獲得清晰的影像，要求有效焦點越小越好。減小有效焦點面積可通過減小靶角來實現，但靶角太小，由於X線輻射強度分布的變化，投照方向的X線量將大量減少，所以靶角要合適，一般固定陽極X線管的靶角為15啊?/span>20啊R部梢醞ü 跣∈導式溝忝婊 約跣∮行Ы溝忝婊 導式溝忝婊 跣『螅 ?/span>200W/mm2的限制，X線管的容量也將隨之減小。

（三）有效焦點與成像質量

有效焦點尺寸越小，影像清晰度就越高。

焦點與影像清晰度的關系

當有效焦點為點光源時，圖像的邊界分明，幾何模糊小，影像清晰度高；有效焦點越大，圖像邊界上的半影也越大，幾何模糊大，影像清晰度降低。減小有效焦點，勢必減小實際焦點，X線管的功率隨之減小，曝光時間需增加，這將會引起運動模糊。由此可見，減小焦點面積以減小幾何模糊、改善影像清晰度和增大X線管的功率以縮短曝光時間、減小運動模糊是一對矛盾。固定陽極X線管常採用雙焦點的辦法來折中幾何模糊和運動模糊之間的矛盾；另一更有效的方法是採用旋轉陽極X線管。

（四）焦點的方位性

由於X線呈錐形輻射，所以在照射野不同方向上投影的有效焦點不同。由圖可見，投影方位愈靠近陽極，有效焦點尺寸愈小；愈靠近陰極，則有效焦點尺寸愈大（寬度不變）。而且，若投影方向偏離管軸線和電子入射方向組成的平面，有效焦點的形狀還會出現失真。因此，使用時應注意保持實際焦點中心、X線輸出窗中心與投影中心三點一線，即X線中心線應對准影像中心。

焦點方位特性

（五）焦點增漲

當管電流增大時，電子數量增多，由於電子之間庫侖力斥力的作用，使焦點尺寸出現增大的現象，稱為焦點增漲。用針孔照相法拍攝的焦點像。由圖可見，管電壓（kV）一定時，隨著管電流的增大、焦點增漲的程度變大。管電壓的變化對焦點增漲大小的影響遠較管電流的變化影響小，但管電壓的變化將改變電位分布曲線，使主、副焦點的形成發生變化，一般情況下，對小焦點增漲影響較大。

❺ 天文望遠鏡的各部位名稱，和用途。

天文望遠鏡目錄[隱藏]

概況
折射式望遠鏡
折反射式望遠鏡
現代大型光學望遠鏡
射電望遠鏡
空間望遠鏡
其它波段的望遠鏡
望遠鏡的表示方法

[編輯本段]概況

Astronomical Telescope
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。
[編輯本段]折射式望遠鏡
1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
[編輯本段]折反射式望遠鏡
折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
[編輯本段]現代大型光學望遠鏡
望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。
但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從製造方面看，傳統方法製造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另闢新徑。
自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的局限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。
從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的KeckI、KeckII和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。
優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6范圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。
下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：
凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）
KeckI和KeckII分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（KeckWM）捐贈（KeckI為9400萬美元，KeckII為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。
它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。
"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生 的時刻"。
歐洲南方天文台甚大望遠鏡（VLT）
歐洲南方天文台自1986年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1〃，跟蹤精度為0.05〃，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。
現在已完成了其中的兩台，預計於2000年可全部完成。
雙子望遠鏡（GEMINI）
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國佔50％，英國佔25％，加拿大佔15％，智利佔5％，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適 應光學系統使紅外區接近衍射極限。
該工程於1993年9月開始啟動，第一台在1998年7月在夏威夷開光，第二台於2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光，整個系統預計在2001年驗收後正式投入使用。
昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）
這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1〃的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。
大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）
這是中國正在興建中的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：
1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。
2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。
3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。
LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。
[編輯本段]射電望遠鏡
1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標志著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。
第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。
英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。
1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。
七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。
八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。
中國科學院上海天文台和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。
另外，美國國立四大天文台（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。
國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。
在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文台和中國台灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合並成為一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合並順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。
在提高射電觀測的角解析度方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角解析度和靈敏度，第二代空間VLBI計劃――ARISE（25米口徑）已經提出。
相信這些設備的建成並投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，並會為天文學發展帶來難以預料的機會。
[編輯本段]空間望遠鏡
我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Spacetelescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。
哈勃空間望遠鏡[2]（HST）
這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文台中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。
1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測范圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。
1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。
HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。
二十一世紀初的空間天文望遠鏡
"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。
"天體物理的全天球天體測量干涉儀"（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。
月基天文台
由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。"阿波羅16號"登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文台具有以下優點：
1．月球上為高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。
2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平台，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。
3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文台的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。
美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地後，建立月基天文台是必然的。
對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。
[編輯本段]其它波段的望遠鏡
我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。
光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。
紅外窗口：紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。
射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。
大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天後才實現這些波段的天文觀測。
紅外望遠鏡
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。
1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文台（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽繫到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。
紫外望遠鏡
紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。
紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。
1968年美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。
1978年發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。
1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文台作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文台完成了為期16天的紫外天文觀測。
1992年美國宇航局發射了一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。
1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。
X射線望遠鏡
X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天後，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。
1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文台1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：
1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；
1987年日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；
1989年前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；
1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現在它已基本完成預定的觀測任務；
1990年12月"哥倫比亞"號太空梭將美國的"寬頻X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測；
1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道；
1996年美國發射了"X射線光度探測衛星"（XTE），
1999年7月23日美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射；
1999年12月13日歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。
2000年日本也將發射一顆X射線的觀測設備。
以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
γ射線望遠鏡
γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。
1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文台（ComptonGRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。
CGRO配備了4台儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著γ射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四台儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。
受到康普頓空間天文台成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，准備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文台之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。

❻ 限光筒的作用

電子限光筒的作用確定治療用照射野大小（幾何尺寸） 限光筒的安裝位置 電子線治療的個體鉛擋塊 一般用附加鉛塊改變限光筒的標准照射野為不規則野，以適合靶區的形狀，並保護周圍的正常組織。

非接觸式限束器與接觸式限束器重要的區別在於極大地降低了限束器壁散射電子的貢獻，在此基礎上發展了盤型（plate）或光闌型（diaphragm）限束器。

採用復合散射過濾器或採用散射補償箔（compensating foil）措施，已可保證均勻的劑量分布，無需依靠限束器壁散射電子，所需輻射野面積由光闌控制，限束器底部與皮膚保持一定距離，患者受擠壓的危險大為降低。

為提高準直效果，通常就用輻射頭中上下兩對次級準直器作初步準直使用。由於限束器底部與皮膚保持一定距離，半影比完全接觸皮膚要略大一下，但在靶區所在深度，側散射的影響遠大於限束器底部間距的影響。

一般來講，由於電子在空氣中的多次散射和不可避免的限束器壁的散射，電子束的準直不能簡單的作為射線幾何學問題來處理。由限束器出來的電子輻射束橫截面一般顯著地大於幾何學電子束橫截面，其橫截面大小取決於在電子束邊緣部分散射入和散射出電子的動態平衡。

在非接觸式限束器底部亦需安裝防碰撞保護裝置，一旦發生意外的碰撞，保護開關將切斷機器運動電源同時終止輻照。

❼ 測繪人員常用的儀器有哪些主要的用途又是什麼

常用的工程測量儀器有：

1、水準儀，它是為水準測量提供水平視線和對水準標尺進行讀數，主要功能是測量兩點間的高差,測高程，利用視距測量原理，還可測量兩點間的水平距離。

2、全站儀，全站儀在側站上一經觀測，必要的觀測數據如斜距、豎直角、水平角均能自動顯示，而且可在同一時間內得到平距、高差、點的坐標和高程。

如果通過傳輸介面把全站儀野外採集的數據終端與計算機、繪圖機連接起來，配以數據處理軟體和繪圖軟體，即可實現測圖自動化。全站儀一般用於大型工程的場地坐標測設和復雜工程的定位和細部測設。

3、經緯儀，是對水平角和豎直角進行測量，主要功能是測量兩個方向之間的水平夾角和豎直角，藉助水準尺，利用視距測量原理，還可測量兩點的水平距離和高差。

(7)電子射野影像裝置作用擴展閱讀：

在工程建設中規劃設計、施工及經營管理階段進行測量工作所需用的各種定向、測距、測角、測高、測圖以及攝影測量等方面的儀器。

1、長度測量工具；

2、溫度測量工具；

3、時間測量工具；

4、質量測量工具；

5、力的測量工具；

6、電流、電壓、電阻測量工具；

7、聲音測量儀器；

8、無線電測量儀器；

9、折射率和平均色散測量儀器。

最早在機械製造中使用的是一些機械式測量工具，例如角尺、卡鉗等。16世紀，在火炮製造中已開始使用光滑量規。

1772年和1805年，英國的J.瓦特和H.莫茲利等先後製造出利用螺紋副原理測長的瓦特千分尺和校準用測長機。

❽ 如何控制照射野，提高影像質量

應用DR圖像切割技術,探討降低患者吸收劑量、節省存儲空間、提高影像質量的途徑。方法：選用不同大小的FPD照射野進行曝光,對診斷區外的影像切割後進行存儲,在患者劑量、存儲空間、影像質量等方面比較其與最大射野時的差異。結果：FPD受照面積分別為8×10英寸、10×12英寸、14×17英寸時,對應的與射野等大的存儲文件大小分別為3.96MB、8.58MB、15MB,切割後存儲文件最佳

❾ 模擬定位室是干什麼的

常規模擬定位室放療體位固定器的製作 根據醫囑和病人自身條件的不同製作個體化的體位固定器,包括五種熱塑體膜和個體化的體部真空袋；
模擬定位機是模擬放射治療機(如醫用加速器、鈷一60治 療機)治療的幾何條件而定出照射部位的放射治療輔助設備， 實際上是一台特殊的X線機。
當病人被診斷患有腫瘤並決 定施行放射治療時，在放射治療前要制定周密的放療計劃，然後在定位機上定出要照射的部位，並做好標記後才能到醫用加速器或鈷一60治療機上去執行放療。模擬定位機的作用正在於此。
作用
模擬機的機架旋轉、機頭轉動、限束器開閉、距離 指示、照射野指示、治療床各部分運動，都與醫用加速器、鈷機 一樣，因此它能准確地模擬加速器、鈷機的一切機械運動。並 通過模擬定位機的X線影像系統准確定出腫瘤的照射位置、 照射面積、腫瘤深度、等中心位置等幾何參數，以及機架旋轉、 機頭旋轉角度、源瘤距、源皮距、限束器開度、升床高度等機械 參數，為治療擺位提供了有力的依據，確保放射治療的正確實 施。這就是模擬定位機的作用。因為加速器的X線、電子線和 鈷一60治療機的X線能量很高，對組織密度和人體組織原子序數的解析度很低，因此不能對人體骨、肺、肌肉等不同解剖 部位起到透視作用．普通X線機又不具備加速器的機械功能 和幾何參數，所以加速器和普通X線機都不能代替模擬定位 機。
模擬定位機在整個放射治療計劃設計過程中有著重要作用：
1）靶區及重要器官的定位
2）確定靶區（或危及器官）的運動范圍
3）治療方案的確認
4）勾畫射野和定位、擺位參考標記
5）拍射野定位片和證實片
6）檢查射野擋塊的形狀及位置
組成
主機、支臂、機櫃、診斷床、操作台、X射線高頻高壓發生裝置、X射線球管影像增強系統、專用圖像處理系統、多功能數字化工作站