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接目镜，又称接眼镜、目镜，通常是一个透镜组，可以连接在各种不同光学设备，像是望远镜或显微镜的后端。所以如此命名，是因为当设备被使用时，它常是最接近使用者眼睛的透镜。物镜的透镜和面镜收集光线并引导至焦点生成影像；目镜被安置在焦点，主要的功能在放大影像，放大的倍率则与目镜的焦距有关。
目镜通常会包含几个组装在一起的“透镜元件”，装在一个筒状物的后端。这个筒状物则会塑造成适合仪器的特别开口，影像可以经由移动目镜和物镜焦点的位置而聚焦成像。多数仪器都会有一个聚焦的装置，允许目镜在轴上移动，而不需要直接去操作目镜。
双筒望远镜的目镜通常是永久固定在镜筒上，因此它们的视野和放大倍率都是预先就被设定好的。望远镜和显微镜，目镜通常都可更换，而通过目镜的更换，使用者可以调整视野和倍率。例如，望远镜就经常以更换目镜来增加或减少倍率；目镜也为使用者提供提供不同视野和适眼距的调整。
现在用于研究的望远镜已不再使用目镜，取而代之的是装置在焦点上的高品质CCD感测器，而影像就可以直接在电脑的显示器上观察。有些业馀天文学家也在个人的望远镜上安装了相似的设备，但普遍的仍然是直接使用目镜来观察影像。
除了伽利略式望远镜的目镜采用凹透镜以外，大多数望远镜的目镜都可以等效为凸透镜。一个好的目镜应该尽可能消除色差、像差、提供优良的像质，提供较大的表观视场，较长的适眼距以方便人们使用，提供较好的目镜罩以减少杂光干扰。设计优秀的目镜还考虑了戴眼镜的人使用，使用了橡皮可翻目镜罩或者可调升降目镜罩。目镜的光学系统的设计有多种形式，如：惠更斯目镜（H式或HW式）、拉姆斯登目镜（R式或SR式），这些属于第一代目镜。第二代目镜具有代表性的有四种：凯尔纳目镜（K式）、普罗素目镜（PL式）、阿贝无畸变目镜（OR式目镜）、爱尔弗广角目镜。第三代目镜最著名的目镜是Nagler目镜，它拥有更加出色的表现，特别是在视场修正技术方面。在小型天文望远镜中，大部分目镜的接口遵循三个标准，即外径为0.965英寸（24.5毫米）、1.25英寸（31.7毫米）和2英寸（50.8毫米），具有相同接口标准的目镜可以互相替换使用。
目镜的一些性质对光学产品的功能非常重要，需要比较以决定最适合需求的目镜。
目镜的入射光瞳永远不变的被设计在目镜的光学系统之外，它们必须被设计在特定的距离上有优异的性能（即在这个距离上的变形极小）。在折射式的天文望远镜，入射瞳通常很靠近物镜的位置，与目镜通常有数英呎的距离；在显微镜，入射瞳通常紧靠著物镜的后焦平面，与目镜只有几英吋的距离。因此显微镜的目镜与望远镜的目镜性质不同，不是互换就能获得适当的表现。
每一个独立镜片称为元件，通常是简单的透镜，可以组合成单镜、胶合的双镜或是三合镜。当这些元件被两个或三个黏合在一起时，这种组合就成为群。
第一个目镜只是单片的透镜元件，得到的影像有高度的变形。二或三个元件的设计发明之后，由于改进了影像的品质，很快就成了标准的设计。今天，工程师在计算机协助规划下的设计，以七或八个元件提供了绝佳的影像。
内部反射有时也称为散射，导致穿过目镜的光线不仅分散还降低了目镜产生影像的对比。当影像的效果很差时就会出现"鬼影"，称为幻像。多年以来，设计时玻璃与玻璃之间制造很小的空气隙，就能有效的改善这个问题。
对薄透镜可以采用在元件表面镀膜的方法来解决这个问题。这一层厚度只有一或两个波长的膜，可以改变通过元件的光线折射来减少反射和散射。有些镀膜可经由全反射的过程吸收这些光线以低浅角度射入的光线，使它们不会穿过透镜。
色差的产生是因为不同的颜色（波长）由一种介质到另一种介质时，有不同的折射率。对目镜而言，色差来自穿越空气和玻璃之间的界面。蓝光和红光在经过目径的元素之后不能距焦在同一个焦点上，这种现象对点光源 的结果是可能产生一个围绕著焦点的模糊色环，通常的结果是造成影像模糊不清。
较为传统的方法是利用多个不同玻璃和曲度的组合来消除色差。
位置色差在光学望远镜中，因为焦距很长而成为很显著的效应；显微镜，因为一般的焦距都很短，就不受这种效应的影响。
通常，目镜在改善色差时，这两种都需要做修正。
焦长是平行的光经过目镜后汇距的点与目镜主平面的距离。在使用时，目镜焦长和物镜焦长的结合，确定了附属的放大倍率。当单独提到目镜时，他的单位通常是毫米（mm）；而当在一架可以更换目镜的仪器上使用时，有些用户喜欢使用经过目镜后所能得到的放大倍数做为单位。
对望远镜，一些特殊的目镜可以产生不同的角放大率，并且望远镜和显微镜的组合倍率可以用下面的惯例式来计算：
此处：
对一个复合式显微镜的惯用式是：
此处：
因此，要提高放大倍率，可以将目镜的焦长减短，或是将仪器本身的焦长加长。例如，焦长25mm的目镜用在焦长1200mm的望远镜上，放大倍率是48倍；焦长4mm的目镜用在相同的望远镜上，放大倍率是300倍。
业馀天文学家使用的望远镜的目镜倾向于将焦长标示出来。在天文学，焦长的表示单位通常是毫米（mm），范围则在3至50毫米之间。实际的放大倍率则依使用的望远镜的焦长来决定。
但是当描述观测现象时，天文学家对于目镜的标示，却又惯用放大倍率，而不是标示目镜的焦长。在观测报告上使用放大倍率是比较方便的，因为它更直接的提示了观测者实际上看到的是甚么的看法。由于放大倍率是依赖所使用的望远镜决定，因此单独只提放大倍率对望远镜的目镜是毫无意义的。
依据协议，显微镜的目镜通常标示具体的倍率来取代焦长。显微镜的目镜倍率 和物镜的倍率的关系如下：
因而对一个复合式的显微镜前端角放大率的表示是：
倍率的定义是依据仪器对任易分离角度在目镜和物镜之间被放大的能力。不同于历史上对显微镜目镜的分析，是依据目镜对角度的放大倍率，和物镜原本的放大能力。这对光学设计师是很方便，但从显微镜学实用的观点上看却缺乏便利性，因此便被摒弃了。 一般目镜的放大倍率是8X、10X、15X、和20X。这些倍数是与正常人的能看清楚的最短明视距离，250mm，比较得到的，所以目镜的焦距可以用250mm除以放大倍率而计算出来。虽然被接受的标准距离是250mm，但现在的显微镜会设计成只有160mm的焦距，使得仪器变得非常的紧凑。现在的仪器也许还会被设计成管子实际上是无限长的(在镜筒内使用一个辅助透镜)。 显微镜影像整体的角放大率是目镜放大率与物镜放大率的乘积。例如，10X的目镜与40X的物镜组合就会得到400X的放大倍数。
有一些目镜，像是拉姆斯登目镜 (在下面有详细的说明) ，焦平面的位置在目镜之外的场透镜前方，因此很适宜做为标线或测微表等十字线安置的位置。在惠更斯目镜，焦平面的位置在眼睛和在目镜内的场透镜之间，是不容易接近的位置。
视场，经常会使用缩写FOV，描述的是经由目镜能看见的目标 (从观测者所在地测量得到的角度) 。目镜的视野范围会根据各自所结合的望远镜或显微镜的放大率而有所变化，也和目镜本身的性质有关。目镜由他们的视野阑做区分，这是进入目镜的光线抵达场透镜前所经过的最狭窄孔径。
由于这些可变的因素，"视野"这个名词通常有两种意义，并且总是只表示其中之一。
目镜的使用者通常都需要计算实视野，因为这表示出目镜与望远镜结合时，实际上能看见的天空大小。计算实视野最方便的方法取决于是否知道视视野。
如果已经知道视视野，实视野可以经由下面的近似公式计算：
此处：
望远镜物镜的焦长是物镜的口径乘上焦比的值，他代表镜子或透镜将光线聚集在一个点上的距离。
这种形式的精确度可以在4%以内，或视视野达到40°都是良好的，而在60° 时的误差为10%。
如果不知道视视野，实视野可以使用下面的方法来概估：
此处：
第二个公式比第一个来得精确，但是多数厂家通常都不会告知视野阑的大小。如果视场不是平坦的，或是对设计的角度大于60°的超广角目镜，第一个公式就会不准确。
望远镜有三种不同标准的筒径，而筒径的大小习惯用英吋标示。
显微镜的目镜使用mm为单位，标准筒径为23.5mm和30mm，都比望远镜的筒径小一些。
眼睛需要在目镜后方的一段距离内观看经过目镜形成的影像，这段适当的距离称为适眼距。有著较大的适眼距，意味著目镜的品质越佳，也越容易观看到影像。但是如果适眼距太大，要让眼睛长期处在正确的位置上，它会造成眼睛的不舒适。基于这个原因，有些有著长适眼距的目镜，在目镜透镜的后方有眼罩杯的设计，可以帮助观测者能长时间的在正确的距离上观测目标。出射瞳的大小应该与拉姆斯登盘的大小相符。在天文望远镜的情况下，入射光瞳的影像对应于物镜的大小。
适眼距的典型范围在2mm至20mm之间，依据目镜的构造来决定。长焦距的目镜通常都有较宽裕的适眼距，但短焦距目镜的适眼距就有问题了。直到最近，这仍然是相当普遍与共通的，短焦点目镜的适眼距就较短。好的设计指南建议适眼距至少要有5-6mm，以避免睫毛造成的不舒适。现代的设计可以增加许多透镜元件，不仅在这方面获得改善，还可以在高倍率的观测上变得更加舒适。特别是对于带眼镜的观测者，他们至少需要20mm的距离才能容纳德下它们的眼镜。
技术随著时间而进步，目前有许多不同设计的目镜，可以供给望远镜、显微镜、瞄准器或其他的设备使用。它们改变了内部透镜的位置，而且不同的设计有时更加适合两种以上不同类型的观察，和不同类型的设备来使用。这些目镜的设计有惠更斯目镜、拉姆斯登目镜、克耳纳目镜、无畸变目镜、爱佛目镜、康尼目镜、普罗索目镜、RKE目镜和尼格勒目镜。下面将对其中的一些做较详细的说明：
将简单凸透镜放置在物镜后焦点的位置可以提供放大的倒像供检视。这种构造在1590年被撒迦利亚詹森使用在早期的撒迦利亚显微镜上[1]，克卜勒在1611年著作的Dioptrice本书中并建议使用在广视野和高放大倍率的望远镜上。因为目镜是放置在物镜焦平面的后方，因此也可以使用在测微仪的焦平面上 (用于测量角度的大小/或观察物件之间的距离)。
简单的负透镜是放置在物镜焦点的前方，可以生成正像但有限度放大的影像。这种型式的目镜大约是在1608年第一次使用在荷兰的一架折射望远镜上。它也被使用在伽利略于1609年设计的望远镜上，因此被称为伽利略目镜。这种型式的目镜迄今仍然在许多廉价的望远镜、双筒望远镜和观剧镜上使用。
惠更斯目镜由两个平面朝向眼睛并以空气隙分隔的平凸透镜组合而成，这两个透镜分别称为眼透镜和场透镜，焦平面位于两个透镜之间。 这种透镜是克里斯蒂安·惠更斯在1660年代晚期发明的，并且是第一种复合目镜[2]。惠更斯发现以空气隙分隔两个透镜可以使目镜的横向色差为零。如果这两个透镜是以相同折光系数的玻璃制成，则当两个透镜的距离是下式所给定的值时，眼睛可以透过望远镜很轻松的看见无穷远距离上的物体：
此处和是两个透镜元件的焦距。
这种目镜在长焦距的望远镜上非常好用 (在惠更斯的时代，使用的是单一元件非消色差的长焦距折射望远镜)。这种光学设计在现在被认为是过时了，因为现在最常使用的短焦距望远镜，会使这种目镜的缺点：短适眼距、高失真影像、色差和窄视野都呈现出来。但是因为这种目镜制造的成本很低，使得他们仍被使用在廉价的望远镜和显微镜上[3]。
因为惠更斯目镜不需要使用黏剂来固定透镜元件，望远镜的使用者经常会使用这种目镜作太阳投影，也就是将太阳的影像投射到萤幕上。其它使用了黏剂的目镜可能会因为强烈和集中的阳光而损坏。
拉姆斯登目镜由两个具有相同玻璃和相似焦距的平凸透镜组成，两个透镜相距不到一个焦长，这是天文和科学仪器制造商杰西·拉姆斯登于1782年设计发明的。镜头分离因设计而异，但通常在目镜眼部镜头焦距的7/10到7/8之间，选择是在残馀横向色差（低值时）和高值之间进行权衡，当观察者使用近距离虚拟图像（如近视观察者）时，场透镜有接触焦平面的风险，或者一个年轻人，其调焦能够应对近距离的虚拟图像（当与千分尺一起使用时，这是一个严重的问题，因为它可能导致仪器损坏）。
恰好1焦距的分离是非常不明智的，因为它会使场透镜上的灰尘也聚焦而令人不安。两个曲面朝内。因此，焦平面位于目镜外部，所以可以作为放置刻度或微米十字准线的位置以进行量测。由于校正横向色差需要精确分离一个焦距，因此不可能完全校正拉姆斯登设计的横向色差。这种设计略好于惠更斯，但仍达不到今天的标准。
它仍然非常适合与使用近单色光源（例如偏振计）操作的仪器一起使用。
凯尔纳目镜使用成对消色差透镜取代拉姆斯登目镜设计中简单的平凸透镜，藉以校正残留的横向色差。卡尔·凯尔纳在1849年设计了第一个现代的消色差目镜[4]，也称为消色差拉姆斯登目镜。凯尔纳目镜是一种3透镜设计。它的价格低廉，从低到中倍率都有相当好的成像品质，远优于惠更斯和拉姆斯登的设计。适瞳距比惠更斯目镜好，但不如拉姆斯登目镜[5]。凯尔纳目镜最大的问题是内部反射，但现代的防反射涂层为焦比f/6或更长的中小型孔径望远镜提供了可用且经济的选择。典型的视视野在40–50°。
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