1樓：
1，有三塊的、有五塊的，玻璃數不重要，都是光學原理，只要把光透過來焦距夠就ok。
2，通常在鏡頭內。不知道。無法畫出，涉及到很精確的遲寸，這個其實沒必要太深瞭解，你只要知道它們的關係就好。
3，拉遠與拉近進光量是一樣的。之所以auto設定為光圈自動變化，很好理解。你想想：
拉得越近，遠處的物體就越近，這樣近與近的概念就越淡!如果光圈還是大的話，那稍稍有一點對焦不準確就模糊了，這樣設定是為了拍攝高質量的**，對於搞攝影，你完全可以扔掉auto，用m模式自己找感覺。這樣才鍛鍊人。
4，焦聚就是望遠鏡!!!對焦是清晰度。兩回事，但都是光學原理。對焦是讓鏡頭前後移動找到精確的點，焦聚是望遠鏡的設定。這樣理解就懂了。
我和樓上的不同，不懂的我向來不張口。可以給我分了。
2樓：清世濁流
真是累死人不犯法哦！你要系統學習還是去買本攝影教科書看看比較好。
好學是好事，但方法要對頭，這樣問答效率不會高的，還容易被誤導！
3樓：匿名使用者
還是自己看書，再實踐比較好
4樓：
尼康50mm，85mm鏡頭
光是一種電磁波，在電磁波譜中，能被人眼所感受的波長範圍為：400－760nm（1nm=0.000001mm）。無色光學玻璃的透光波段為：350－2500nm。
可見光波長從長到短排序為：a/（768.20）、b(706.
52)、c(656.28)、d(589.29)、d(587.
57)、e (546.07)、f(486.13)、g(435.
83)、g/(434.05)、h(404.66)。
括弧中數字為波長，單位為奈米。人眼最敏感的波長為555奈米，介於d光與d光之間，屬黃綠色光。
一般把波長為589.29nm的d譜線的折射率nd取為基本折射率，f譜線（藍）與c譜線（紅）波長分別為486.13nm、656.
28nm，它們接近人眼光譜敏感界限的兩端，而d譜線接近其中間、接近人眼最敏感的波長。德國和前蘇聯等國家取波長為546.07nm的e譜線的折射率ne為基本折射率，因為該譜線更接近人眼最敏感的波長。
一定波長的折射率差稱為平均色散，nf－nc是光學玻璃的主要效能引數，此外還有平均色散係數即阿貝常數vd＝（nd－1）／（nf－nc），部分色散係數等被作為光學玻璃的一般引數。依據nd和vd值的大小，光學玻璃可分為冕牌玻璃和火石玻璃（含有大量氧化鉛）兩大類，冕牌玻璃屬於低折射率、低色散玻璃，火石玻璃屬於高折射率、高色散玻璃。冕牌玻璃折射率低，對消除色差有利，但其低折射率往往又需增大鏡片的曲率，對消除單色像差（如球差）不利，且增加了加工難度；火石玻璃折射率高，可以相對地減小鏡片的曲率，但其高色散性對於消除色差不利。
一般需兩種光學玻璃配合使用，以便消除各種像差；高折射率、低色散玻璃是較理想的光學玻璃，目前這種玻璃已被用於攝影鏡頭的製造中。當前世界上光學儀器生產大國能生產三百多種光學玻璃，如前蘇聯。
攝影鏡頭的成像質量與其構造有著最直接的關係，鏡頭構造特點（光學玻璃折射率、色散性質、鏡片曲率與鏡片組合方式等）除決定視場與焦距外，主要考慮的是校正各種像差。校正像差的基本原則為：在有效成像波段內對「接收器」最敏感的波長的色光校正單色像差，對有效波段的兩邊緣色光校正複色像差。
可見，對像差的校正主要取決於「接收器」的性質。相對於攝影鏡頭來講，傳統的「接收器」是感光膠片。攝影鏡頭屬於大孔徑、大視場光學系統，必須校正各種像差，有些像差與孔徑和視場都有關；有些像差僅與孔徑或視場有關；個別像差與孔徑和視場均無關，僅與光學系統構造有關。
球差是一種單色像差，它使軸上同心光束通過光學系統後不交於一點，使像的邊緣模糊，一般與孔徑有關。通常光學系統是對邊緣光線校正球差，可採用配曲法減少單個透鏡球差，由於正透鏡產生負球差、負透鏡產生正球差，簡單的校正球差的方法是採用正負透鏡雙膠合或雙分離方式的組合（普通的折射式天文望遠鏡的物鏡便是採用這種構造），另外，採用高折射率玻璃，減小透鏡表面曲率，也可減小單個透鏡球差。
彗差屬單色像差，它使軸外寬光束通過光學系統後在像面上不再形成同心光束，而是形成圓心在一直線上的，按直徑大小依次排列的圓形光束的重疊，形成狀如彗星（圓頭尖尾）的像。尖端離主光軸近的稱正彗差，尖端離主光軸遠的稱負彗差，它們與孔徑及視場都有關係。與消除球差一樣，採用配曲法可部分地消除單個透鏡彗差，也可利用組合透鏡或膠合透鏡消除彗差。
消彗差與消球差的條件不一致，不易同時消除。
像散屬於單色像差，光學系統的透鏡表面在不同方向上有不同的連續曲率，其子午截面與弧矢截面上的曲率相差最大，因此子午光束和弧矢光束能各自匯聚於主光線上一點，並不重合。它會使放射形同心圓的物體圖案在於午像面和弧矢像面上得到不同的影像，像散只與人射光束的傾斜度有關。
場曲屬於單色像差，它是球面光學系統所固有的像差，使得平面物體反射的光線通過光學系統後，像面變成一彎曲的面。這樣，照相時平面物體中心與邊緣的像不能同時聚焦。
畸變亦屬於單色像差，其產生的原因在於主光線的球差隨視場角的變化而改變，因而在一對共軛物象平面上，放大率隨視場而變化，從而使物體像的形狀變形（不影響像的清晰度）。消除畸變的方法是採用相對於孔徑光闌的完全對稱結構。
位置（軸向）色差和倍率（橫向）色差屬於複色像差，前者表現為，軸上一點發出的複色光（白光）通過光學系統後，由於光學系統對不同波長的光有不同的折射率，各色光不交於光軸的同一點上。1、2、3分別為藍光（f）、綠光（d）、紅光（c）的像點。在1和2的位置，物體（如恆星）的點像均有紅邊，在3的位置則有藍邊。
由於單個正透鏡產生負色差，單個負透鏡產生正色差，所以只有當正負透鏡以適當的曲率組合起來才能校正色差，這一點類似於對球差的校正。如果某光學系統使軸上複色光線1與3的像位在光軸上某一點重合，該系統便是消色差系統。但相重合的位置並不一定能與2的像位重合，這種現象稱為該系統還存在著二級光譜色差。
只有當1、2、3像位重合於光軸上的某一點的情況下，即對三種色光消色差的系統稱為復消色差系統（apo）。目前國外大多數中長焦鏡頭都採用了這一系統。
當校正了位置色差的光學系統，軸外點發出的複色光通過光學系統後只能使其像點的像面重合在一起，但單色光的焦距並不相同，放大率不相同，因而各具有不同的像高，這種因為放大率的差異而引起的色差稱為培率色差。倍率色差值受光闌位置影響，對於放大率=-1的對稱式光學系統，光闌前後分別產生數值相等，符號相反的倍率色差，系統的倍率色差自動消除。
目視光學系統的校正：對c光和f光消色差，對d光（通行）或e光（德國、前蘇聯）消球差等。
對於普通攝影系統的校正：對d光和g光消色差，對f光消球差等。
對於天文與航空攝影系統的校正：對f光和h光消色差，對g/光消球差等。可以看出這種校正的選擇，考慮到了大氣中漫散射藍紫光偏多的特點。
以上所述只是說明了在設計鏡頭時所要考慮的一些最基本的問題。焦距、相對孔徑、角視場是攝影鏡頭的基本效能引數；解析度、調製傳遞函式（mtf）、像場照度分佈、光譜透光特性、積分透光係數和光散射等是攝影鏡頭的質量標準。而鏡頭構造形式的演變與發展正是不斷地力求消除或減少各種像差及增大相對孔徑，從而提高攝影鏡頭的質量指標。
攝影鏡頭的分類有多種方法，其中有一種是按照鏡片的組合形式分類，瞭解這一分類方法正是瞭解鏡頭效能的基礎。
最簡單的鏡頭是3片型的柯克鏡頭，這種鏡頭由「正、負、正」三個單透鏡以分離形式組成，其中凹透鏡由高色散的火石玻璃製成，凸透鏡由低色散的冕牌玻璃製成。柯克型鏡頭利用三個單透鏡的焦距，三個單透鏡的表面形狀、兩個空氣間隔及光學玻璃的色散性等為調整變數，用來校正各種像差。這種鏡頭是最簡單的消像散鏡頭，理論上講其主要缺點是高階像散、軸外高階球差和彗差較大，解析度不太高。
但其結構也較為簡單，早期的航空鏡頭大多采用這種結構。筆者手中有一隻原東德產500mm/4.8這種結構的航空鏡頭，2023年北京市東城區科技館天文組用它在海南拍攝過哈雷慧星，效果還是非常好的。
4片型的天塞鏡頭是柯克鏡頭的改進型，於2023年由德國人發明。天塞鏡頭可認為是將柯克鏡頭的後組鏡片改為膠合透鏡，其膠合面可以校正軸外彗差，且膠合透鏡中負透鏡的折射率低於正透鏡的折射率，可對軸外寬光束中的上光線起收斂作用。前蘇聯產茵度斯塔爾 61／l 50mm/2.
8「小微距」鏡頭便是採用了超重冕牌潤玻璃的天塞鏡頭，這款鏡頭較高的成像質量得到了普遍的公認（尼康手動55mm/2.8s微距鏡頭5組 6片，自動60mm/2.8d微距鏡頭7組8片，前蘇聯產沃爾納—9 50mm/2.
8「大微距」鏡頭4組6片，均不是這種構造）。
5片型的海利亞鏡頭亦可認為是柯克鏡頭的改進型，它的前後鏡片組均為膠合透鏡，利用膠合面可分別控制軸外寬光束的上、下光線的發散度，以控制軸外負球差和光束匯聚的對稱性，使軸外點像質量有所改進。
鬆納鏡頭基本也是5片型，也可認為是由柯克鏡頭髮展而成，也有第2組鏡片採用3片透鏡膠合等形式的新鬆納型。尼康105/2.5手動鏡頭（**）的光學結構也可以看作是鬆納型的「變種」。
傳統的鬆納結構對稱性較差，軸外彗差和色差較為嚴重。這種鏡頭曾被作為經典的中長焦鏡頭且一直沿用至今，許多德國鏡頭，前蘇聯鏡頭都採用了這一結構。筆者曾用兩隻原東德潘太康120相視的配套鏡頭（用在尼康機身上）拍攝星體，兩隻鏡頭皆為多層鍍膜的鬆納鏡頭；一隻為 180mm/2.
8，另一隻為300mm /4。後者在調焦不實的情況下，從**中能非常明顯地看出星體呈「梨」狀（一頭大一頭小），說明彗差嚴重，另外色差也較嚴重；在焦點調實的情況下，彗差不再明顯，但觀察明亮星體，在向心（畫面中心）的方向上皆有多半圈的藍邊。需要說明的是，在日常拍攝時（使用120正片），其解析度與銳度均感覺很高，色彩還原效能明顯優於獨聯體鏡頭。
這說明某些鏡頭存在的像差並不影響一般內容的拍攝。兩隻東德鬆納鏡頭我都拆過，光學結構也稍有不同。
6片4組的對稱結構是高斯鏡頭的基本結構，常用來製作標準鏡頭。由於其對稱結構，垂軸像差可以自行校正（如，無畸變），其缺陷是軸外高階負球差和高階正像散較為嚴重，在收縮光圈情況下可減弱球差。大孔徑高斯鏡頭（光圈在l．4以上）缺陷尤其明顯，儘管鏡頭的鏡片數有所增加，所以標準鏡頭並不一定是像質最好的鏡頭。
筆者曾用某名牌標準鏡頭在全開光圈的情況下拍攝星體，發現畫面中部星體銳度非常小，象個小棉花團，而邊緣部位星體已嚴重變形，這說明球差和像散等非常嚴重。
望遠型鏡頭是根據望遠鏡的成像原理髮展而成的，由正負兩種透鏡組組成，其光學系統從第一折射表面到後焦面的距離l小於物鏡焦距f，l／f稱為望遠比。望遠鏡頭的非對稱結構和追求小的望遠比，會使像差校正較為困難，尤其是色差和畸變較大，但由於其單個透鏡的曲率都不大，球差與像散等不太嚴重。如果採用特殊方法復消色差，像質可大為改觀，解析度和銳度等甚至可以高於高斯型鏡頭（但畸變仍不易消除）。
俄產鏡頭中有一種槍式組合相機的鏡頭：300mm/4.5，4 片3組結構，屬於結構簡單的望遠鏡頭，其長度達255mm，望遠比較大。
從三隻這種鏡頭拍攝的天文**來看，畫面中間部位星體色差非常輕微，幾乎觀察不到，邊緣部位亮星有向心（畫面中心）的半圈藍色色差，但比前述鬆納鏡頭色差要小得多，也比某些日本產ed鏡頭的色差要小得多，且看不出彗差，只是色彩還原不夠飽和。從價效比來看，這款鏡頭已相當不錯了。
傳統的用於校正色差的鏡片的光學玻璃多采用螢石玻璃（主要成分是caf2），嚴格地說它屬於光學晶體，常作正透鏡。與其性質相近的異常色散玻璃有ed、 ud、sd玻璃等，常作正透鏡。日本產的cafk95光學玻璃的光學常數與螢石几乎相同，只是不知ed、ud、sd玻璃等是不是就是採用的這種玻璃。
德國產的fk類和kzfs類光學玻璃屬於異常色散玻璃，亦可減少二級光譜色差。但校正二級光譜的條件是各塊透鏡的玻璃有相同的相對色散，由於現在還沒有製造出相對色散相同而阿貝常數又相差較大的光學玻璃，所以完全消除二級光譜是不可能的。
由於望遠鏡頭由正、負透鏡組組成，可以利用移動負透鏡組中部分鏡片進行調焦，在調焦過程中鏡筒長度不發生變化，鏡筒密封性比較好。現在大部分名牌中長焦鏡頭都採用了這種內調焦結構。
幾年前市場上有一款適馬手動apo望遠鏡頭，400mm/5.6。這款鏡頭望遠比小且採用了內調焦結構，非常小巧，帶三腳架固定支架（包裝內無說明書），市場售價僅三千餘元。
筆者使用這隻鏡頭拍攝星體，效果非常好，星體成像非常銳利，只在畫面邊緣部位亮星的向心邊緣上存在幾乎不易觀察到的極其微弱的藍色色差。看來複消色差技術是非常可信的，其實物實拍效果與理論是非常一致的。
名牌相同焦距、相同光圈的自動與手動中長焦鏡頭（同一廠家生產的）鏡片組數往往不一樣，自動鏡頭的鏡片數相對多一些，如，尼康af ed180mm/2.8d鏡頭6組8片，尼康mf ed180mm/2.8s鏡頭5組5片，這是由於自動鏡頭調焦時行程需要相對短一些，因而鏡片組構造需要複雜些。
折反射鏡頭是另一型別的望遠鏡頭，現市場上有多種獨聯體產的折反射鏡頭。這類鏡頭即便與螢石鏡片加異常色散鏡片的折射鏡頭相比，在低色差方面也有絕對的優勢，但從拍攝恆星的效果來看，綜合優勢並不如折射鏡頭，其邊緣像質較差，因為球面反射鏡存在光行差，加改正鏡後也不能完全消除，且與收縮到相同光圈的折射鏡頭相比其彌散圓（是個環形）直徑也較大。
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