电子射野影像装置作用

❶ CT机设备中准直器的作用

CT机设备中的准直器属于光纤通信光器件的用于输入输出的一个光学元件，其结构很简单——光纤传出的发散光通过前置的类似凸透镜变成平行光（高斯光束）。

准直器是医用加速器的辐射头组成部件。产生一定形状轮廓辐射野的部件称为准直系统，产生规则形状轮廓辐射野的部件称为规则野准直系统，规则野是指轮廓为大小可变的方形、矩形或圆形辐射野。

准直器的作用是使光最大效率的耦合进入所需的器件中或易如接受光信号最大效率的接受。所以它有一个重要的参数：插损，现在的工艺技术可达到0.15dB以下。

(1)电子射野影像装置作用扩展阅读：

准直器属于光纤通信光器件的用于输入输出的一个光学元件，其结构很简单——光纤传出的发散光通过前置的类似凸透镜变成平行光（高斯光束）。它的作用是使光最大效率的耦合进入所需的器件中或易如接受光信号最大效率的接受。所以它有一个重要的参数：插损，工艺技术可达到0.15dB以下。

对电子辐射的准直除利用初级和次级准直器外，在辐射头下方配备电子限束器 (Aplicator)，它的主要的功能是限定电子辐射的范围，以便保护靶区外的正常组织和使要害器官免受照射。

参考资料来源：网络准直器

❷ 模拟定位机的CT模拟定位机

严格来说，只要能进行模拟定位工作的影像设备，都可以叫做模拟定位机，包括但不限于：X线模拟定位机（X-sim）、CT模拟定位机（CT-sim）、MR模拟定位机（MR-sim），甚至包括PET-CT/PET-MR模拟定位（PET-CT/MR-sim）。

作为放疗科的技师、物理师或者医生理解，模拟扫描主要就是指模拟定位扫描，第一点是它的作用是用来治疗前获取图像，模拟定位及验证位置信息的；第二点是因为相对于治疗状态下，模拟扫描是指没有在治疗过程中实施的扫描。

(2)电子射野影像装置作用扩展阅读：

X线模拟定位机的作用不光是为了显示肿瘤位置和影像图像，还有其他一些功能，比如：模拟确定机架、机头角度，照射范围等治疗参数；拍摄照射野定位片及验证片。

由于这个原因，X线模拟定位机的机架、诊断床等机械部件在物理几何参数及精准度的要求上要与治疗设备是一致的。这里特别是精度，是放疗科最关心的问题，可以说是keypoint核心点。

特别是诊断床，和放射科X线设备不同的是，X线模拟定位机对诊断床的运动范围，精度要求非常的高。

❸ 医用X射线机上的“影像增强器，限束器，滤线栅”的作用和原理

影像增强器用途:主要用在低剂量X光机的图像增强上,使得很低的X射线穿过被测物体通过影像增强器的电子倍增作用形成有价值的图像,从而减少X射线对使用人的伤害.
使用安全，轻便，分辩率高，不需要暗室即可看到清晰图像。漏射线剂量低，无需任何防护，是医院必备的检测设备。同时也可作为运动员及军事战地人员在遇到伤害时的现场诊断，工业部门的无损检测，保安部门，海关，邮电部门的安全检查。

❹ 双焦点X线管需要的灯丝变压器个数是

双焦点X线管需要的灯丝变压器个数是？线管的基本知识

一、结构

固定阳极X线管是诊断用X线管中最简单的一种，如图3-1所示，其结构主要由阳极、阴极和玻璃壳三部分组成。

（一）阳极

阳极的主要作用是阻挡高速运动的电子流而产生X线，同时将曝光时产生的热量辐射或传导出去；其次是吸收二次电子和散乱射线。

固定阳极X线管的阳极结构由阳极头、阳极帽、玻璃圈和阳极柄四部分组成。

固定阳极X线管的阳极结构

1．阳极头 它由靶面和阳极体组成。靶面的作用是承受高速运动的电子流轰击，产生X线（曝光）。但由于曝光时，只有不到1%的电子流动能转换为X线能，其余均转化为热能，所以曝光时，靶面将产生大量的热量而使其工作温度很高。又由于辐射的X线强度与靶面材料的原子序数成正比，所以X线管的靶面材料一般都选用钨（Z=74），故称为钨靶。钨的特点是熔点高（3370℃），蒸发率低，原子序数大，又有一定的机械强度。但钨的导热率小，受电子轰击后产生的热量不能很快地传导出去，故常把厚度为1.5～3mm的钨靶面用真空熔焊的方法焊接到导热率较大的无氧铜制成的阳极体上。这样制成的阳极头不但辐射X线的效率高，而且具有良好的散热性能。

固定阳极X线管的靶面静止不动，电子流总是轰击在靶面固定的同一位置上。由于单位面积上所承受的最大功率是一定的，所以固定阳极X线管的功率是有限的。

2．阳极帽 它又称阳极罩或反跳罩，由含钨粉的无氧铜制成，依靠螺纹固定到阳极头上，其主要作用是吸收二次电子和散乱射线。阳极帽上有两个圆口：头部圆口面对阴极，是高速运动的电子流轰击靶面的通道；侧下部圆口向外，是X线的辐射通道，有的X线管在此圆口处加上了一层金属铍片，以吸收软X线，降低病人皮肤剂量。

高速运动的电子流轰击靶面时，会有少量的电子从靶面反射和释放出来，这部分电子称为二次电子。二次电子有害无益，其能量较大（约为原来的99%），轰击到玻璃壳壁上，将使玻璃壳温度升高而释放气体，降低管真空度或使玻璃壳击穿；二次电子再次被阳极吸引轰击到靶面上时，由于没有经过聚焦，将辐射出非焦点散射X线，使X线影像质量降低；二次电子还会附着在玻璃壁上，造成整个管壁电位分布极不均匀，产生纵向应力，易致玻璃壁损坏。

阳极帽罩在靶面的四周，与阳极同电位，故它可以吸收50%～60%的二次电子，并可吸收一部分散 乱X线，从而保护X线管和提高影像质量。

3．玻璃圈 它是阳极和玻璃壳的过渡连接部分，由4J29膨胀合金（镍29%，钴17%，余为铁）圈与玻璃喇叭两部分封焊而成。其中，玻璃端与玻璃壳封接，膨胀合金端与阳极头焊接在一起。

4．阳极柄 它由无氧铜制成，呈圆柱体状且横截面较大，与阳极头的铜体相连，是阳极引出管外的部分。它的管外部分浸在变压器油中，通过与油之间的热传导，将靶面的热量传导出去，从而提高了阳极的散热速率。

（二）阴极

阴极的作用是发射电子并使电子流聚焦，使轰击在靶面上的电子流具有一定的大小、形状。其结构主要由灯丝、阴极头、阴极套和玻璃芯柱等四部分组成，

固定阳极X线管的阴极结构

1．灯丝 它的作用是发射电子。灯丝由钨制成，因为钨在高温下有一定的电子发射能力、熔点较高、延展性好、便于拉丝成形、抗力性好、且在强电场下不易变形等特点。诊断用X线管的灯丝都绕成小螺线管状。

灯丝电压一般为交流5～10V、50Hz，灯丝电流一般为2～9A，3～6A的占多数。灯丝通电后，温度逐渐上升，到一定温度（约2100K）后开始发射电子。灯丝发射电子与温度之间的关系（灯丝电子发射特性曲线），如图3-4所示。对于给定的灯丝，在一定围，灯丝电压越高，灯丝温度也越高，发射电子的数量就越大。从图中可以看出：①调节灯丝的加热电压即可改变灯丝发射的电子数量；②灯丝温度与发射电子的数量关系是呈指数的非线性关系。因此，调试X线机的管电流（mA）值时，要当心，特别是在调整大mA档时要小幅调整，以免灯丝烧断而损坏X线管；另外，更换X线管时，必须按照新换X线管的灯丝加热参数、仔细调整灯丝加热电路，使各mA档数值准确。

灯丝电子发射特性曲线

一般情况下，灯丝点燃时间越长，工作温度越高，钨的蒸发越快，灯丝寿命越短。如果灯丝电流比额定值升高5%，灯丝寿命则缩短一倍，如图3-5所示。实际工作中是按照管电流需要来确定灯丝加热温度的，因此只能靠缩短灯丝的点燃时间来延长灯丝的寿命。

X线管灯丝加热和寿命关系曲线

另外，功率较大的X线管为了协调不同功率与焦点的关系，阴极装有两根长短和粗细都不同的灯丝，长的灯丝加热电压高，发射电流大，形成大焦点；短的灯丝加热电压低，发射电流小，形成小焦点，这种X线管称为双焦点X线管，其阴极一般有三根引线，一根为公用线，其余两根分别为大、小焦点灯丝的引线。

双焦点阴极结构

2．阴极头 它又称聚焦槽、聚焦罩或集射罩。它由纯镍或铁镍合金制成长方形槽，其作用是对灯丝发射的电子进行聚焦。灯丝发射的大量电子，在电场的作用下，高速飞向阳极，但由于电子之间相互排斥，致使电子流呈散射状。为使电子聚焦成束状飞向阳极，将灯丝装入被加工成圆弧直槽或阶梯直槽的阴极头，灯丝的一端与其相联，两者获得相同的负电位，借其几何形状，形成一定的电位分布曲线，迫使电子呈一定形状和尺寸飞向阳极，达到聚焦的目的。在自整流X线机中，负半周时，聚焦罩还可以吸收二次电子，以保护灯丝和玻璃壳的安全。

（三）玻璃壳

玻璃壳又称管壳，用来固定，支撑阴、阳两极并保持管的真空度，通常采用熔点高、绝缘强度大、膨胀系数小的钼组硬质玻璃（如国产DM-305）制成。由于钼组玻璃壳与阴、阳两极的金属膨胀系数不同，两者不宜直接焊接，故在铜体上镶有含54%铁、29%镍、17%钴的合金圈作为中间过渡体，再将玻璃壳焊接在合金圈上，使合金圈与硬质玻璃膨胀系数相近，以避免因温度变化而造成结合部的玻璃出现裂缝或碎裂。有的X线管还将X线射出口处的玻璃加以研磨，使其略薄，以减少玻璃对X线的吸收。

为防止X线管管气体放电，保证阴极发射的电子能畅通无阻挡地高速飞向阳极，管的真空度应保持在133.3?/span>10-7Pa(10-7mmHg)以下；另外，装入管的所有零件都必须经过严格清洗去油和彻底除气（通常采用高频真空加热抽气）。

固定阳极X线管的主要缺点是：焦点尺寸大、瞬时负载功率小。目前，在医用诊断X线机中，固定阳极X线管已多被旋转阳极X线管取代。但固定阳极X线管结构简单、价格低，在小型X线机、治疗X线机（阳极循环冷却）等装置中仍被采用。

第一节（二） 固定阳极X线管焦点

二、X线管的焦点

在X线成像系统中，对X线成像质量影响最大的因素之一就是X线管的焦点。因此，实际工作中对X线管的焦点要求比较严格。

（一）实际焦点

实际焦点是指灯丝发射的电子经聚焦后在靶面上的瞬间轰击面积。目前，医学诊断用X线管的灯丝均绕成螺管状，灯丝发射的电子经聚焦后，以细长方形轰击在靶面上，形成细长方形的焦点，故称为线焦点。

实际焦点的大小（一般指宽度），主要取决于聚焦罩的形状、宽度和深度。实际焦点越大（受轰击的靶面积越大，可承受的功率值相应增加），X线管的容量就越大，曝光时间就可以缩短。我国生产的X线管大多数采用单槽或阶梯槽结构，聚焦罩及其电位分布，

电子轨迹

在电场作用下，实际焦点面上的电子密度分布不同，其X线辐射强度的分布呈单峰、双峰甚至多峰型。在同样焦点尺寸的情况下，焦点中央辐射强度越强（呈高斯分布），其影像分辨力越高；其次为矩形分布；最差为双峰分布。医学诊断用X线管的焦点一般是双峰分布。

X线辐射强度分布

（二）有效焦点

有效焦点亦称为作用焦点，是指实际焦点在X线投照方向上的投影。实际焦点在垂直于X线管长轴方向的投影，称为标称焦点。有效焦点的标称值为一无量纲的数值，但目前，有效焦点的标注方法仍用习惯标注法，如：2.0mm?/span>2.0mm、1.0mm?/span>1.0mm或0.3mm?/span>0.3mm等。但X线管特性参数表中标注的焦点为标称焦点。

实际焦点与有效焦点

有效焦点与实际焦点之间的关系。设实际焦点宽度为a，长度为b，则投影后的长度为b ，宽度不变，即：

有效焦点=实际焦点?/span>

式中：θ表示阳极靶面与X线投照方向的夹角。

当投照方向与X线管长轴垂直时，θ角称为靶角或阳极倾角，一般为7o～20o。靶角是一个与容量和X线辐射强度的分布密切相关的重要参数。例如，有一个靶角为19o的固定阳极X线管，实际焦点长为5.5mm，宽为1.8mm。根据上式可以计算出有效焦点的长是：5.5?/span> ≈5.5?/span>0.33=1.8mm，其宽度不变，即有效焦点近似为1.8mm?/span>1.8mm的正方形。

X线成像时，为减小几何模糊而获得清晰的影像，要求有效焦点越小越好。减小有效焦点面积可通过减小靶角来实现，但靶角太小，由于X线辐射强度分布的变化，投照方向的X线量将大量减少，所以靶角要合适，一般固定阳极X线管的靶角为15啊?/span>20啊R部梢酝ü 跣∈导式沟忝婊 约跣∮行Ы沟忝婊 导式沟忝婊 跣『螅 ?/span>200W/mm2的限制，X线管的容量也将随之减小。

（三）有效焦点与成像质量

有效焦点尺寸越小，影像清晰度就越高。

焦点与影像清晰度的关系

当有效焦点为点光源时，图像的边界分明，几何模糊小，影像清晰度高；有效焦点越大，图像边界上的半影也越大，几何模糊大，影像清晰度降低。减小有效焦点，势必减小实际焦点，X线管的功率随之减小，曝光时间需增加，这将会引起运动模糊。由此可见，减小焦点面积以减小几何模糊、改善影像清晰度和增大X线管的功率以缩短曝光时间、减小运动模糊是一对矛盾。固定阳极X线管常采用双焦点的办法来折中几何模糊和运动模糊之间的矛盾；另一更有效的方法是采用旋转阳极X线管。

（四）焦点的方位性

由于X线呈锥形辐射，所以在照射野不同方向上投影的有效焦点不同。由图可见，投影方位愈靠近阳极，有效焦点尺寸愈小；愈靠近阴极，则有效焦点尺寸愈大（宽度不变）。而且，若投影方向偏离管轴线和电子入射方向组成的平面，有效焦点的形状还会出现失真。因此，使用时应注意保持实际焦点中心、X线输出窗中心与投影中心三点一线，即X线中心线应对准影像中心。

焦点方位特性

（五）焦点增涨

当管电流增大时，电子数量增多，由于电子之间库仑力斥力的作用，使焦点尺寸出现增大的现象，称为焦点增涨。用针孔照相法拍摄的焦点像。由图可见，管电压（kV）一定时，随着管电流的增大、焦点增涨的程度变大。管电压的变化对焦点增涨大小的影响远较管电流的变化影响小，但管电压的变化将改变电位分布曲线，使主、副焦点的形成发生变化，一般情况下，对小焦点增涨影响较大。

❺ 天文望远镜的各部位名称，和用途。

天文望远镜目录[隐藏]

概况
折射式望远镜
折反射式望远镜
现代大型光学望远镜
射电望远镜
空间望远镜
其它波段的望远镜
望远镜的表示方法

[编辑本段]概况

Astronomical Telescope
天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
[编辑本段]折射式望远镜
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。
[编辑本段]折反射式望远镜
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。
[编辑本段]现代大型光学望远镜
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
自七十年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
从八十年代开始，国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中，欧洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的KeckI、KeckII和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。
优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下，可以将80%的几何光能集中在0〃.6范围内，而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。
下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍：
凯克望远镜（KeckI，KeckII）
KeckI和KeckII分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克（KeckWM）捐赠（KeckI为9400万美元，KeckII为7460万美元）而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测。
它们的口径都是10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。
"象Keck这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生 的时刻"。
欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）
欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1〃，跟踪精度为0.05〃，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。
现在已完成了其中的两台，预计于2000年可全部完成。
双子望远镜（GEMINI）
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。
该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。
昴星团（日本）8米望远镜（SUBARU）
这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1〃的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）
这是中国正在兴建中的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：
1．把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。
2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
3．多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。
LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m，比SDSS计划高2等左右，实现107个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级。
[编辑本段]射电望远镜
1932年央斯基（Jansky.K.G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。
第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。
英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜；六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。
七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。
另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。
国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。
在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。
相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。
[编辑本段]空间望远镜
我们知道，地球大气对电磁波有严重的吸收，我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展，在大气外进行观测已成为可能，所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Spacetelescope）。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势：以光学望远镜为例，望远镜可以接收到宽得多的波段，短波甚至可以延伸到100纳米。没有大气抖动后，分辨本领可以得到很大的提高，空间没有重力，仪器就不会因自重而变形。前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。
哈勃空间望远镜[2]（HST）
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。
1997年的维修中，为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪，把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率。
1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机，并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪，这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能。
HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响。
二十一世纪初的空间天文望远镜
"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA"起源计划"的关键项目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团。其中，NGST是大孔径被动制冷望远镜，口径在4～8米之间，是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面。将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案，提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量，同时由于具有综合成图能力，能产生高分辨率的图象，所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的。
"天体物理的全天球天体测量干涉仪"（GAIA）将会在对银河系的总体几何结构及其运动学做全面和彻底的普查，在此基础上开辟广阔的天体物理研究领域。GAIA采用Fizeau干涉方案，视场为1°。GAIA和SIM的任务在很大程度上是互补的。
月基天文台
由于无人的空间天文观测只能依靠事先设计的观测模式自动进行，非常被动，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被动为主动，大大提高观测精度。"阿波罗16号"登月时宇航员在月面上拍摄的大麦哲伦星云照片表明，月面是理想的天文观测场所。建立月基天文台具有以下优点：
1．月球上为高度真空状态，比空间天文观测设备所处还要低百万倍。
2．月球为天文望远镜提供了一个稳定、坚固和巨大的观测平台，在月球上观测只需极简单的跟踪系统。
3．月震活动只相当于地震活动的10-8，这一点对于在月面上建立几十至数百公里的长基线射电、光学和红外干涉系统是很有利的。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，这会给天文台的建造带来方便。另外，在地球上所有影响天文观测的因素，比如大气折射、散射和吸收，无线电干扰等，在月球上均不存在。
美国、欧洲和日本都计划在未来的几年内再次登月并在月球上建立永久居住区，可以预料，人类在月球上建立永久性基地后，建立月基天文台是必然的。
对于天文和天体物理的科研领域来讲，空间观测项目无论从人员规模上还是经费上都是相当可观的，如世界上最大的地面光学望远镜象Keck的建设费用（7000~9000万美元）只相当于一颗普通的空间探测卫星的研制和发射费用。并且，空间天文观测的难度高，仪器的接收面积小，运行寿命短，难于维修，所以它并不能取代地面天文观测。在二十一世纪，空间观测与地面观测将是天文观测相辅相成的两翼。
[编辑本段]其它波段的望远镜
我们知道，在地球表面有一层浓厚的大气，由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为"大气窗口"，这种"窗口"有三个。
光学窗口：这是最重要的一个窗口，波长在300～700纳米之间，包括了可见光波段（400～700纳米），光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。
红外窗口：红外波段的范围在0.7～1000微米之间，由于地球大气中不同分子吸收红外线波长不一致，造成红外波段的情况比较复杂。对于天文研究常用的有七个红外窗口。
射电窗口：射电波段是指波长大于1毫米的电磁波。大气对射电波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范围内大气几乎是完全透明的，我们一般把1毫米～30米的范围称为射电窗口。
大气对于其它波段，比如紫外线、X射线、γ射线等均为不透明的，在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。
红外望远镜
最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代，当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。
1983年1月23日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。
1995年11月17日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台（ISO）发射升空并进入预定轨道。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜，它的功能和性能均比IRAS有许多提高，它携带了四台观测仪器，分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F－P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比，ISO从近红外到远红外，更宽的波段范围；有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测（IRAS的观测是巡天观测），这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。
从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处，因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。
紫外望远镜
紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100～100埃。紫外观测要放在150公里的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空，以后用了火箭，航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。
紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为3100～100埃，和X射线相接，这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。
1968年美国发射了OAO-2，之后欧洲也发射了TD-1A，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空，它携带了一架0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测了天体的950～3500埃的紫外谱。
1978年发射了国际紫外探测者（IUE），虽然其望远镜的口径比哥白尼号小，但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。
1990年12月2～11日，哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测；1995年3月2日开始，Astro-2天文台完成了为期16天的紫外天文观测。
1992年美国宇航局发射了一颗观测卫星――极远紫外探索卫星（EUVE），是在极远紫外波段作巡天观测。
1999年6月24日FUSE卫星发射升空，这是NASA的"起源计划"项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。
紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分，自哥白尼号升空至今的30年中，已经发展了紫外波段的EUV（极端紫外）、FUV（远紫外）、UV（紫外）等多种探测卫星，覆盖了全部紫外波段。
X射线望远镜
X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的，因此只有在六十年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线进行观测。
1962年6月，美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源，这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代，高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段的巡天观测，使X射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来，各国相继发射卫星，对X射线波段进行研究：
1987年4月，由前苏联的火箭将德国、英国、前苏联、及荷兰等国家研制的X射线探测器送入太空；
1987年日本的X射线探测卫星GINGA发射升空；
1989年前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星――GRANAT，它载有前苏联、法国、保加利亚和丹麦等国研制的7台探测仪器，主要工作为成象、光谱和对爆发现象的观测与监测；
1990年6月，伦琴X射线天文卫星（简称ROSAT）进入地球轨道，为研究工作取得大批重要的观测资料，到现在它已基本完成预定的观测任务；
1990年12月"哥伦比亚"号航天飞机将美国的"宽带X射线望远镜"带入太空进行了为期9天的观测；
1993年2月，日本的"飞鸟"X射线探测卫星由火箭送入轨道；
1996年美国发射了"X射线光度探测卫星"（XTE），
1999年7月23日美国成功发射了高等X射线天体物理设备（CHANDRA）中的一颗卫星，另一颗将在2000年发射；
1999年12月13日欧洲共同体宇航局发射了一颗名为XMM的卫星。
2000年日本也将发射一颗X射线的观测设备。
以上这些项目和计划表明，未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮。
γ射线望远镜
γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高，由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。
1991年，美国的康普顿（γ射线）空间天文台（ComptonGRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的结果。
CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE），可变向闪烁光谱仪实验（OSSE），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）。
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL，准备在2001年送入太空，它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。

❻ 限光筒的作用

电子限光筒的作用确定治疗用照射野大小（几何尺寸） 限光筒的安装位置 电子线治疗的个体铅挡块 一般用附加铅块改变限光筒的标准照射野为不规则野，以适合靶区的形状，并保护周围的正常组织。

非接触式限束器与接触式限束器重要的区别在于极大地降低了限束器壁散射电子的贡献，在此基础上发展了盘型（plate）或光阑型（diaphragm）限束器。

采用复合散射过滤器或采用散射补偿箔（compensating foil）措施，已可保证均匀的剂量分布，无需依靠限束器壁散射电子，所需辐射野面积由光阑控制，限束器底部与皮肤保持一定距离，患者受挤压的危险大为降低。

为提高准直效果，通常就用辐射头中上下两对次级准直器作初步准直使用。由于限束器底部与皮肤保持一定距离，半影比完全接触皮肤要略大一下，但在靶区所在深度，侧散射的影响远大于限束器底部间距的影响。

一般来讲，由于电子在空气中的多次散射和不可避免的限束器壁的散射，电子束的准直不能简单的作为射线几何学问题来处理。由限束器出来的电子辐射束横截面一般显著地大于几何学电子束横截面，其横截面大小取决于在电子束边缘部分散射入和散射出电子的动态平衡。

在非接触式限束器底部亦需安装防碰撞保护装置，一旦发生意外的碰撞，保护开关将切断机器运动电源同时终止辐照。

❼ 测绘人员常用的仪器有哪些主要的用途又是什么

常用的工程测量仪器有：

1、水准仪，它是为水准测量提供水平视线和对水准标尺进行读数，主要功能是测量两点间的高差,测高程，利用视距测量原理，还可测量两点间的水平距离。

2、全站仪，全站仪在侧站上一经观测，必要的观测数据如斜距、竖直角、水平角均能自动显示，而且可在同一时间内得到平距、高差、点的坐标和高程。

如果通过传输接口把全站仪野外采集的数据终端与计算机、绘图机连接起来，配以数据处理软件和绘图软件，即可实现测图自动化。全站仪一般用于大型工程的场地坐标测设和复杂工程的定位和细部测设。

3、经纬仪，是对水平角和竖直角进行测量，主要功能是测量两个方向之间的水平夹角和竖直角，借助水准尺，利用视距测量原理，还可测量两点的水平距离和高差。

(7)电子射野影像装置作用扩展阅读：

在工程建设中规划设计、施工及经营管理阶段进行测量工作所需用的各种定向、测距、测角、测高、测图以及摄影测量等方面的仪器。

1、长度测量工具；

2、温度测量工具；

3、时间测量工具；

4、质量测量工具；

5、力的测量工具；

6、电流、电压、电阻测量工具；

7、声音测量仪器；

8、无线电测量仪器；

9、折射率和平均色散测量仪器。

最早在机械制造中使用的是一些机械式测量工具，例如角尺、卡钳等。16世纪，在火炮制造中已开始使用光滑量规。

1772年和1805年，英国的J.瓦特和H.莫兹利等先后制造出利用螺纹副原理测长的瓦特千分尺和校准用测长机。

❽ 如何控制照射野，提高影像质量

应用DR图像切割技术,探讨降低患者吸收剂量、节省存储空间、提高影像质量的途径。方法：选用不同大小的FPD照射野进行曝光,对诊断区外的影像切割后进行存储,在患者剂量、存储空间、影像质量等方面比较其与最大射野时的差异。结果：FPD受照面积分别为8×10英寸、10×12英寸、14×17英寸时,对应的与射野等大的存储文件大小分别为3.96MB、8.58MB、15MB,切割后存储文件最佳

❾ 模拟定位室是干什么的

常规模拟定位室放疗体位固定器的制作 根据医嘱和病人自身条件的不同制作个体化的体位固定器,包括五种热塑体膜和个体化的体部真空袋；
模拟定位机是模拟放射治疗机(如医用加速器、钴一60治 疗机)治疗的几何条件而定出照射部位的放射治疗辅助设备， 实际上是一台特殊的X线机。
当病人被诊断患有肿瘤并决 定施行放射治疗时，在放射治疗前要制定周密的放疗计划，然后在定位机上定出要照射的部位，并做好标记后才能到医用加速器或钴一60治疗机上去执行放疗。模拟定位机的作用正在于此。
作用
模拟机的机架旋转、机头转动、限束器开闭、距离 指示、照射野指示、治疗床各部分运动，都与医用加速器、钴机 一样，因此它能准确地模拟加速器、钴机的一切机械运动。并 通过模拟定位机的X线影像系统准确定出肿瘤的照射位置、 照射面积、肿瘤深度、等中心位置等几何参数，以及机架旋转、 机头旋转角度、源瘤距、源皮距、限束器开度、升床高度等机械 参数，为治疗摆位提供了有力的依据，确保放射治疗的正确实 施。这就是模拟定位机的作用。因为加速器的X线、电子线和 钴一60治疗机的X线能量很高，对组织密度和人体组织原子序数的分辨率很低，因此不能对人体骨、肺、肌肉等不同解剖 部位起到透视作用．普通X线机又不具备加速器的机械功能 和几何参数，所以加速器和普通X线机都不能代替模拟定位 机。
模拟定位机在整个放射治疗计划设计过程中有着重要作用：
1）靶区及重要器官的定位
2）确定靶区（或危及器官）的运动范围
3）治疗方案的确认
4）勾画射野和定位、摆位参考标记
5）拍射野定位片和证实片
6）检查射野挡块的形状及位置
组成
主机、支臂、机柜、诊断床、操作台、X射线高频高压发生装置、X射线球管影像增强系统、专用图像处理系统、多功能数字化工作站