什么是折反射式望远镜

什么是折反射式望远镜
折反射式望远镜，顾名思义是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统，光线先透一片透镜产生曲折，再经一面反射镜将光反射聚焦，这种结合折射与反射的光学系统就称为折反射式望远镜。

它的物镜既包含透镜又包含反射镜，天体的光线要同时受到折射和反射。

这种系统的特点是便于校正轴外像差。

以球面镜为基础，加入适当的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光学质量。

概况介绍
折反射式望远镜最早出现于。

，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。

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。

折反射式望远镜的发展
由于折反射式望远镜能兼顾折射望远镜和反射望远镜两种的优点，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。

应用最广泛的有施密特望远镜（美国Mea de 12”LX200SC），施密特—卡塞格林系统（南京天仪中心的KP300S），马克斯
托夫与马克斯托夫——卡塞格林望远镜（南京御夫天文科教仪器厂生产的Φ160mm等系列）四种类型。

由于折反射望远镜具有视场大、光力强等特点，适合于观测延伸（彗星、星系、弥散星云等）天体，并可进行巡天观测，较适合天文爱好者使用。

施密特-卡塞格林式的主要好处是它的光路经过摺叠之后使镜筒可以缩成很短而矮胖，因而增加了可携带性，在观察行星和深空天体时的光学性能也都很好。

马克斯托夫—卡塞格林望远镜结构图
马克苏托夫式的视野比施密特-卡塞格林式的狭窄，一般也比较重；但是较小的次镜使他的解析力比施密特-卡塞格林式好。

望远镜口径越磨制越大，但是随着口径的增大，制作起来也越来越困难，近年来随着计算机在望远镜上的应用，人们又产生了多面镜组合成反射望远镜的新思路。

目前，第一架组合式望远镜，它是由6台口径为1．8米卡塞格林式望远镜组合成的，它们由计算机控制镜面姿态，组合成光力相当于单面主镜口径为4．5米的反射望远镜。

这架新一代望远镜安装在美国麻省威廉斯敦麦迪逊霍普金斯天文台。

施密特折反射式望远镜
首先发明这种型式望远镜的是德国人施密特。

，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，他首先于制作了第一部折反射式望远镜。

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。

施密特研磨了一片中央凸、周边凹、形状复杂的波浪状修正透镜，将这片修正透镜置于镜筒最前端，让光线进入后不是收缩聚焦，而是向外产生曲折，然后经后方的球面主镜反射聚焦。

如果在焦点处放上底片，就是天文摄影专用的史密特照相机。

若用第二面反射镜（副镜）将光线再反射到主镜后方的开孔，就称为施密特—卡塞格林式望远镜。

美国的Celestron公司首先量产了施密特—卡塞格林式望远镜，在大量生产下，价格非常便宜，而为眼视观测者最爱用的望远镜。

马克斯托夫反射式望远镜
，俄罗斯的马克斯托夫也发明了另一种折反射式望远镜。

他用一片两面同曲率并同向主镜方向内凹的透镜做为修正镜，光线穿过修正透镜后产生曲折，然后经反射镜反射聚焦，再经第二反射镜（副镜）反射回主镜中央开孔处聚焦成像，所以称为马克斯托夫－盖赛格林式望远镜。

大部份的马克斯托夫－盖赛格林系统的副镜，都是直接在修正透镜后方中央部份镀上铝成为曲率同修正镜的副镜。

如果改变上述副镜曲率，就称为RUMAK 型，把副镜独立出来制作并向主镜靠近的就是SIMAK型，像差程度也照这顺序减少，性能也就愈来愈好。

世界上生产马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的厂商以美国的Questar及德国的Zeiss最出名，但价格高昂，一般同好不容易买得起。

折反射式望远镜的构造
镜筒
为了减轻重量，史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的镜筒都采用轻量的铝合金材料，然后在修正透镜及主镜的位置再予以补强。

在同口径的镜筒中，折反射镜的镜筒可以比其它种望远镜的镜筒轻上一半以上。

镜筒内没有
遮光环的设计，如果要增强影像反差，可以在镜筒内壁贴上绒毛纸来消除内反射。

修正透镜
折反射镜的修正透镜位于整部望远镜的最前端，最主要的作用是用来修正球面主镜的球面像差。

市面上的折反射式望远镜的修正透镜上并没有光轴调整装置，并非修正透镜不用调整光轴，而是厂商把修正透镜直接固定在镜筒上，省略调整光轴的问题。

而且若是修正透镜的光轴有轻微不准，对星点的成像质量影响并不大。

主镜
史密特式和马克斯托夫式望远镜的主镜都是焦距很短的球面主镜，大约在F2～F3之间。

主镜直接固定在主镜座上，然后与镜筒是分离的，没有任何可调整光轴的装置。

主镜中央有一段中空细长的金属管，这截圆管除了是让副镜反射回来的光通过之外，也有防止非指向方向来的杂光，直接从修正透镜射到焦点部的作用。

副镜
折反射镜的副镜都直接固定在修正透镜的中央部，不像纯反射镜的副镜需要用支撑架来固定。

史密特－盖赛格林式望远镜的副镜为凸的球面镜，可将主镜的焦距做4～5倍的扩大。

副镜有三支光轴调整螺丝以修正副镜的光轴，这是史密特－盖赛格林式望远镜上唯一的光轴调整装置。

史密特－盖赛格林式望远镜的副镜光轴正确与否对星点成像影响非常大，必须精确地对正。

马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的副镜，除了SIMAK型外，其余都是直接在修正镜的中央部镀上高反射率的铝来做为副镜，所以并不需要调整光轴。

遮光罩
由于折反射镜的修正透镜在镜筒的最前端，所以非常需要遮光罩来挡掉非望远镜指向方向的杂光。

但是折反射镜的镜筒都很短，相对的遮光罩就不能太重，以免前后重量相差太大而无法平衡。

对焦
史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜大都是用主镜的前后移动来对焦而没有对焦座，这跟其它种望远镜完全不同。

这种对焦法的好处是主镜的移动量小，可对焦范围却非常大，从近距离地面的景物到天上的星体，都可轻易地看清。

但是这种方法稳定性较差，容易有主镜位移的问题。

目镜座
与任何一种折射式或反射式望远镜一样，有2吋、1.25吋及0.965吋等各种规格可以选择，只要目镜与目镜座规格一样就可以使用了。

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。