卡塞格林望远镜的结构形式
LX90手册_中文
指导手册8’’ LX90施密特-卡塞格林望远镜(带Autostar手控器)Meade施密特-卡塞格林光学系统在Meade LX90的施密特-卡塞格林设计中，光线从右边进入，通过一个两面都是非球面的薄透镜(改正透镜)到达球面主镜，再反射到一个凸面副镜。
这个凸面副镜使主镜的有效焦距加倍，然后光线通过主镜中心的通孔在焦平面上会聚。
Meade的LX90施密特-卡塞格林系统包括了一个8.25’’的大型主镜，可以比标准尺寸的主镜产生更大的可见视野。
要注意的是如果采用的不是大型主镜，上图的光线2会完全消失。
在相同口径的情况下，Meade的施密特-卡塞格林系统对偏轴光线的集光率比其他的同类系统高出10%。
主镜导光管内侧表面的光阑可以显著提高月球、行星和深空天体的对比度。
这些光阑可以有效地去除离轴的杂散光线。
说明：Meade的名称和图标是在美国和世界主要国家专利局注册的商标，LX90是Meade仪器公司的商标。
2000 Meade仪器公司英文版本：LX-90_manual.pdf如何创建自己的导向观测 (32)路标 (35)识别 (36)先进的高度/方位角对准 (37)浏览 (37)用LX90摄影 (38)可选的配件 (39)日常维护 (41)校准 (41)检查光学部件 (43)测量望远镜的运动 (43)Meade客户服务 (43)望远镜的规格 (44)附录A：极轴对准 (45)附录B：有用的图表 (48)附录C：训练马达 (49)天文学基础 (50)恒星的路标 (52)快速上手指南建议你将提供的三脚架安装到LX90之后再进行观测。
在室内将望远镜和Autostar安装好，借此熟悉各个组成部分及其操作，然后再将望远镜搬到室外的夜空下进行观测。
1、将三脚架从包装纸箱中取出，使之垂直放置，三脚架的腿部朝下，且处于折叠状态。
用手握住其中一条腿，使三脚架的全部重量落在另外两条腿上，然后轻轻地将它们完全拉开。
2、在三脚架每条腿的底部安装两个固定螺钉(一共是6个)，使用这些螺钉来调节三脚架内部可伸缩部分的高度，然后将它们锁紧，但是不要用力过大。
一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法[发明专利]
![一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法[发明专利]](https://img.taocdn.com/s3/m/d013feedcc175527062208d1.png)
专利名称：一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法
专利类型：发明专利
发明人：钱俊宏,吴小龑,张蓉竹,刘国栋,杨晓敏,胡流森,刘婷,刘何伟
申请号：CN202011050503.1
申请日：20200929
公开号：CN112230440A
公开日：
20210115
专利内容由知识产权出版社提供
摘要：本发明公开了一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法，所述卡塞格林望远镜装调机构包括用于向卡塞格林望远镜的主镜出射光束的激光器、用于驱动所述激光器绕主镜的光轴转动的回转机构以及垂直设置于主镜的光轴上的受光件，所述激光器的出射光光轴平行于主镜的光轴，所述受光件可沿主镜的光轴方向移动；在对卡塞格林望远镜进行装调时，先使激光发射器发出的激光光轴平行于主镜的光轴，在主镜的背面一端设置一组受光件，旋转激光器和移动受光件，通过比对不同位置下受光件上由若干投射点组成圆形的圆心和直径的变化，来调整主镜与次镜之间的间距及倾角，减少球差、慧差和离焦等像差的影响，测量设备结构简单，无需使用干涉仪，操作方便。
申请人：四川大学,中国工程物理研究院流体物理研究所
地址：610000 四川省成都市一环路南一段24号
国籍：CN
代理机构：成都睿道专利代理事务所(普通合伙)
代理人：潘育敏
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密特—卡塞格林望远镜系统
实验四施密特—卡塞格林望远镜系统（Schmidt-Cassegrain）一、实验目的1．掌握Zemax中非球面镜面的定义与输入方法2．掌握Zemax中利用非球面镜的优化像差；3．熟悉Zemax中MTF的使用。
二、实验内容1．设计一个带多项式非球面矫正器施密特—卡塞格林系统；2．优化该系统的色球差。
三、实验器材1．p c机一台2．Z emax软件3．Z emax Manual一册（英文版）四、实验过程施密特-卡塞格林望远镜是在1931年由德国光学家施密特发明的优秀广视野望远镜。
在镜筒最前端的光学元件是施密特修正板，这块板是经过研磨接近平行的非球面薄透镜，可以确实的改正与消除主镜造成的球面像差。
自从1960年代，星特朗(Celestron)公司介绍了这一型的望远镜之后，数以万计的业余天文学家已经购买和使用过施密特-卡塞格林望远镜，直径从20厘米(8英寸)到48厘米(16英寸)都有。
本次实验是设计一个带多项式非球面矫正器施密特—卡塞格林系统 (Schmidt-Cassegrain) 。
设计的使用范围为可见光谱。
我们将采用10英寸的孔径，10英寸的后焦距（从主镜的后面到焦点）。
输入数据：由于只有矫正板和主反射面，进行这个设计是比较简单的，因此我们开始时先在光阑后插入两个面。
选择“SYSTEM”，“GENERAL”，输入10作为孔径值。
在同一个屏幕上，将单位“毫米（Millimeters）”改为“英寸（Inches）”。
选择“SYSTEM”，“WAVELENGTHS”，得到“波长数据”屏幕，设置3个波长：486，587，和656，其中587为主波长。
现在，我们将使用缺省的视场角0度，在Lens Data Editor中输入数据，如下表。
光阑被放在主面曲率半径的中心，这是为了排除视场像差（如彗差），它是Schmidt设计的特点。
我们可以选择2D Layout演示一下图形以验证一切是否就绪。
现在我们将加入辅助镜面，并安放像平面。
卡塞格林望远镜的结构形式
卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的,以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。
1、ClassicalCassegrain抛物面双曲面2、Ritchey-Chretien双曲面双曲面3、Dall-Kirkham椭圆面球面4、Houghton-Cassegrain双凸透镜+双凹透镜球面球面5、Schmit-Cassegrain施密特校正器面型任意6、Maksutov-Cassegrain弯月透镜球面球面7、Schmidt-meniscusCassegrain施密特校正器+弯月透镜球面球面8、Mangin-Cassegrain多个球面透镜球面球面9、Pressmann-Camichel球面椭圆面10、Schiefspiegler斜反射离轴11、Three-mirrorCassegrain三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、ClassicalCassegrain（经典的卡塞格林系统）：传统的卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。
在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。
这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的星状散射效应。
封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。
它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上一焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。
这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。
抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。
然后双曲面镜将这些光线反射至另一个焦点，就可以在那儿观察影像.2、Ritchey-chretien（R-C系统，里奇克列基昂）：平行于光轴的光，满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。
实验4：施密特-卡塞格林式望远镜
条件： 设計一个施密特-卡塞格林式望远镜
结构设计
10inches，aperture 10inches，back focus
一、启动ZEMAX 菜单、工具条、状态栏、工作区。
二、输入孔径
三、输入波长
点击Select按扭
四、输入透镜结构参数
五、查看Layout
七、在LEDS EDITER中加入第二个反射镜
八、再次查看Layout
十、使用merit function
十一、优化结果
十二、改变第一个面为非球面
十三、改变第一个面的曲率半径
十四、 调整field angle
十五、 MTF
十六、 加孔
江汉大学物理与信息工程学院物理学系
光学设计
作者：柯璇 E-MAIL: kexuanwh@
实验四 施密特-卡塞格林式望远镜 Schmidt-Cassegrain和aspheric corrector
实验目的：
学会使用 非球面，polynomial aspheric surface； 渐晕，obscurations； apertures, solves, optimization, layouts, MTF plots.
四种天文望远镜原理图
四种天文望远镜原理图文章目录[隐藏]•折射式天文望远镜•施密特-卡塞格林式天文望远镜•马克苏托夫-卡塞格林式天文望远镜突然找到个不错的东西，天文望远镜的原理图，GIF动图更能加深理解。
折射式天文望远镜折射望远镜，是利用光的折射原理所产生的望远镜。
本视频将系统地简介折射望远镜的基本原理：光来自于我们所见到的物体，然后，它通过了望远镜的镜片后，集中于焦点上，然后再向望远镜目镜射去，产生影像重生。
折射望远镜的缺点就在于：它会改变光的颜色，由于光是由光谱组的，而光谱各自都有自己的特定波长，以至于各种颜色的光并不是都会产生相同的折射，折射望远镜的镜片通过焦聚来改变了光的走向路径，但是，并不是所有颜色的光波会完全地落在望远镜的焦之上的，而是散向别的地方，形成色像差。
当然，可以采用折射镜头组全来改变这种现象。
反射式天文望远镜反射望远镜是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的屈光镜。
由于反射镜的造价要比透镜低的多，因此对于大口径的望远镜来说，经常做成反射式的，而不是笨重的折射式。
便携式设计的反射望远镜，虽然镜筒只有500mm，但焦距却可以达到1000mm。
牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8，非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。
有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。
如果要进行拍照，使用牛顿式望远镜时非常好的。
但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。
牛顿式结构可以很好的会聚光线，在焦点处得到一个非常明亮的像。
牛顿式反射式望远镜结构相对简单，造价低性能优越制作容易的特点，成为业余爱好者自制的首选。
施密特-卡塞格林式天文望远镜施密特望远镜（Schmidt telescope）是一种由折射和反射元件组成的天文望远镜。
1931年为德国光学家施密特﹐B.V.所发明﹐因此得名。
这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成，星光在望远镜里先通过折射，再经过反射，然后才成像。
卡塞格林望远镜
卡塞格林系统1.卡塞格林望远镜(Cassegrain telescope)由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。
反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。
通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。
它的焦点称为卡塞格林焦点。
有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。
卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F 移至F ，而且将它放大，副镜的放大率通常为2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为1/7～1/15，但也可以超出这个范围。
例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。
此外，反射望远镜中的折轴望远镜，从光学系统来说，也是一种卡塞格林望远镜，由于要将像成到很远处，副镜的放大率常达到10倍以上。
卡塞格林望远镜的主、副镜面，可以有种种不同的形式，光学性能也随之而不同。
主要的形式有：主镜是旋转抛物面的，常称为经典的卡塞格林望远镜。
根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F 、F 为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F 点的光线，经过这种副镜反射后，将无球差地会聚到F 点。
但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲。
一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统，在理想像平面(近轴光的像平面)上，若要求像的弥散不超过1，可用视场直径约为9。
平行于光轴的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜，近似地说，也就是消除了三级球差和彗差的卡塞格林望远镜，称为里奇-克列基昂望远镜，简称R-C望远镜。
主镜是球面的，为了消除球差，副镜近似于旋转扁球面。
这种望远镜的优点是主镜加工比较容易，使用上的特点是可以去掉副镜，在主镜球心处加上改正透镜，转换成施密特望远镜。
德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜，就是这种类型的。
卡塞格林望远物镜设计报告
卡塞格林望远物镜设计报告1. 引言卡塞格林望远物镜是一种常用于天文观测的光学系统。
本报告旨在介绍卡塞格林望远物镜的设计原理和关键参数，并给出一个实际设计案例。
2. 设计原理卡塞格林望远物镜是一种反射式望远镜，其基本原理是通过反射光学，将被观测的光线从主镜反射至副镜，再通过副镜反射至焦平面。
主要由主镜和副镜组成。
- 主镜：是卡塞格林望远物镜的核心元件，一般采用抛物面形状，其作用是将光线反射至副镜。
- 副镜：位于主镜焦点处，用于反射光线至焦平面。
副镜一般采用凹球面或椭球面形状。
3. 关键参数卡塞格林望远物镜的性能与以下关键参数密切相关：- 主镜直径：直径越大，光收集能力越强，分辨率越高。
- 主镜焦距：焦距决定物镜的放大倍数和视场大小。
- 副镜曲率半径：副镜曲率半径与主镜焦距、视场大小等参数相互关联。
- 副镜直径：副镜直径要足够大，以保证充分接收主镜反射的光线。
4. 设计案例我们以设计口径为200mm的卡塞格林望远物镜为例进行设计。
4.1 主镜设计根据经验公式，我们选择主镜直径为200mm，焦距为1000mm。
接着，我们根据主镜直径和焦距计算主镜的曲率半径。
根据抛物面公式，我们得到主镜曲率半径为2000mm。
进一步，我们可以绘制光线追迹图，校验主镜的设计是否能将光线反射到副镜。
4.2 副镜设计根据主镜焦距和视场要求，我们选择副镜焦距为200mm。
根据凹球面公式，我们可以计算出副镜的曲率半径为400mm。
我们还需要确定副镜直径，保证副镜能够接收到主镜反射的光线。
根据实际经验，我们可以将副镜直径设定为主镜直径的一半，即100mm。
4.3 光学系统检查在设计完成后，我们需要对整个卡塞格林望远物镜的光学系统进行检查。
可以通过光路追迹和MTF（调制传递函数）等方法，评估物镜的成像能力、分辨率、畸变等性能指标。
5. 结论本报告介绍了卡塞格林望远物镜的设计原理和关键参数，并给出了一个实际的设计案例。
卡塞格林望远物镜以其紧凑、高分辨率的特点，在天文观测领域得到了广泛应用。
最新整理卡塞格林望远镜的结构形式资料讲解
卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的，以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。
1、Classical Cassegrain 抛物面双曲面2、Ritchey-Chretien 双曲面双曲面3、Dall-Kirkham 椭圆面球面4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜球面球面5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器面型任意6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面球面7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜球面球面8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜球面球面9、Pressmann-Camichel 球面椭圆面10、Schiefspiegler 斜反射离轴11、Three-mirror Cassegrain 三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、Classical Cassegrain （经典的卡塞格林系统)："传统的"卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。
在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。
这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。
封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。
它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。
这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。
抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。
卡塞格林望远镜的结构形式
卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的，以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。
1、Classical Cassegrain 抛物面双曲面2、Ritchey-Chretien 双曲面双曲面3、Dall-Kirkham 椭圆面球面4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜球面球面5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器面型任意6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面球面7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜球面球面8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜球面球面9、Pressmann-Camichel 球面椭圆面10、Schiefspiegler 斜反射离轴11、Three-mirror Cassegrain 三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、Classical Cassegrain （经典的卡塞格林系统)："传统的"卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。
在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。
这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。
封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。
它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。
这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。
抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。
第6章-坎萨格林望远镜
第 六 章 凯萨格林望远镜CASSEGRAIN TELESCOPE MODEL在这章中，我们将暂时离开上一章的Cooke 三片组，开始建立传统而著名的凯萨格林望远镜。
我们可以仅使用三个表面仿真这设计的主要结构设计，如图6.1 所示。
在图中主反射镜的形状为抛物面，其次反射镜为双曲线面。
图6.1一个古典凯萨格林望远镜。
光线来自左边，碰到凹面的主反射镜，反射到凸面的次反射镜后，光线再反射穿出主反射镜中心的一个开口孔径。
这个设计能够给予几乎完美的近轴影像，虽然像差随着离轴的角度会快速的增加，这个设计的其它资料可以在第112 页的补充附录“什么是凯萨格林望远镜”中讨论。
什么是凯萨格林望远镜？What is a Cassegrain Telescop e?大多数的大口径望远镜是使用反射镜，而非透镜来收集光线。
因为光线必须穿透透镜，它只能够利用透镜的边缘来固定。
这个原因限制了折射式望远镜的直径最大为一公尺，因为再大的透镜将被他自己的重量压垮。
重力将使他们的形状变形，（因此影响其成像质量），其变形的量与方式依望远镜所指向的天空角度而定。
反射式望远镜能够被制构来支撑。
唯一的问题是由凹面镜所形成的影像在凹面镜之前。
这个是非常不便及不实用的成像位置，因为成像位置的高度高于地面，及其位置为入射光的中途。
解决这个问题的一个方法是由凯萨造成非常大，因为主反射镜可以由背后稳固的结格林在1672 年提出，他增加一片凸面镜，称为次镜，放在主镜的焦点之前。
光线因此穿出主镜中央圆孔而离开系统如图中所示。
然而次镜是放在入射光的中途，唯一的影响是阻挡了小部分的入射光，同时增加了(通常是小量)部分绕射效应。
凯萨格林望远镜是一个紧凑的设计，一个简单的单一反射镜系统，若具有与凯萨格林组态相同的有效焦距时，其全长将四倍于凯萨格林组态，现在长焦距望远镜可以建造于一个简单的单一反射镜系统，若具有与凯萨格林组态相同的有效焦距时，其全长将四倍于这个凯萨格林望远镜组态。
施密特 - 卡塞格林镜筒组件 Edge HD 型施密特 - 卡塞格林镜筒组件 使用手册说明书
施密特-卡塞格林镜筒组件Edge HD型施密特-卡塞格林镜筒组件使用手册•禁止使用裸眼和未妥善滤光的望远镜直接观测太阳，这将导致永久性的视力损伤。
•不要用望远镜来将太阳直接投影到任何平面上，聚焦的光束可能损坏望远镜内的光学元件。
•不要使用置于目镜前端的太阳滤光片，不要使用未经安全认证的赫歇尔棱镜天顶来观测太阳。
望远镜的聚焦作用将可能导致这些元件剧烈吸热和爆裂。
爆裂之后日光将毫无过滤的射入人眼导致损伤。
•望远镜不要疏于管理。
在操作时要有熟悉操作的成人在现场，尤其是在有小孩在场的情况下。
警告目 录安装安装目视后背 ………………………………………………… 01安装天顶镜 …………………………………………………… 01安装目镜 ……………………………………………………… 01计算放大倍率 ………………………………………………… 02安装光学寻星镜 ……………………………………………… 02基本使用校准寻星镜 …………………………………………………… 03调焦 …………………………………………………………… 03成像方向 ……………………………………………………… 03观测窍门 ……………………………………………………… 04望远镜维护光学器件护理和清洁 ............................................. 05光轴准直 (05)01安装安装目视后背目视后背是把其他附件连接到望远镜上的附件。
部分镜筒出厂时已经安装好目视后背，部分镜筒后面安装了一个防尘盖。
如果用户收到的镜筒未安装目视后背，请按下面的说明安装：1.移除镜筒后面的防尘盖。
2.把目视后背上的滚花压环顺时针拧到镜筒后面的外螺纹上。
3.把目视后背上的固定螺丝转到一个舒适的位置，继续顺时针转动滚花压环，直到目视后背固定在镜筒后面。
目视后背固定后，用户可以安装其他附件，比如目镜，天顶镜等。
移除目视后背，只需要简单的逆时针转动滚花压环，直到从镜筒后面完全脱离。
卡塞格林望远镜数值构建
t p'
yp us '
得到 tp’=500/0.11835=4224.5370mm; 我们把光阑设置在主镜上，则主镜也是系统的入瞳，则系统的 f 数为： f/#=F/D=4224.5370/1000=4.224537. 一阶系数我们还剩下出瞳的位置与尺寸。我们使用高斯公式：
n n' ' l l
us ' us yss ys y p ust ps
得到 us’=0.11835616438356164383561643835616； Φs=-0.00208625； 则次镜的半径为：-0.00208625/135=958.65758754863mm;
反向追迹像空间的边缘光线直到与物空间的的边缘光线相交的位置即为主点的位置： 使用 PRTE 转移公式：
其中：
Us=0.4 ys=135 Cs=-0.001043 us’=-0.118356 As=(-1)[ 0.4+135*（-0.001043）]= -0.259178082；
0.4 u s [0.118356 ] 0.281644 1 n
s(n) 1 (1) 2
-y p * n'
计算得到 up’=-500*2/2500=-0.4 下一步，我们我们计算边缘光线打到次镜的边缘上的距离，我们使用 PRTE 转换公式：
ys y p ust ps
计算可以得到 tps=912.5mm; 由此可以得到系统的后焦距为：BFD=912.5*1.25=1140.625, 再次使用 PRTE 弯曲公式和 PETE 转换公式计算次反射镜的光曲度。
次镜和系统的一阶系数计算
现在，我们开始次镜的设计。对于本例，我们设计上使次镜的全孔径大小等于主镜的带孔的 孔径，也就是 270nm。现在我们需要找出次镜距离主镜有多远，及其曲率半径值是多大较为 合适。我们将采用展开的近轴望远镜来计算，使用 PRTE 弯曲公式,我们可以找到边缘光线脱 离主镜的角度。
走进科学王国·空中奇景上-第6章
第6章天文望远镜折射式望远镜1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
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。
50公分望远镜机械结构设计
50公分望远镜机械结构设计郑锋华一. 望远镜的技术指标：1. 光学系统：（1）主光路：光学类型：卡塞格林系统有效口径：50mm卡焦焦比：1/10视场：2ω=40′（80%能量集中在1〞内）面形精度：λ/16（rms）（3）寻星镜：光学类型：折射双分离有效口径：100mm焦比：1/7视场：2ω=1°2. 机械系统：（1）结构形式：赤道叉式（2）极轴调整范围：±1º（3）赤经、赤纬轴转速：快动：±60º/分慢动：±3º/分恒动：15′/分微动：±5′/分（4）跟踪精度：2‰（5）指向精度（重复精度）：±30″二. 望远镜的结构设计：（一）望远镜的基座设计：图1 基座外形该类型常用于科研仪器，以往我公司出厂的赤道叉式望远镜基本是这种类型。
此基座有一明显优点，极轴可做的较长，能够明显地提高运转的稳定性。
并且从外观上看，外形美观、全封闭，防尘性能良好，基座整体刚性、强度及稳定性都非常出色。
（二）望远镜的传动设计：1. 驱动电机：赤经赤纬均选用BSHB3910-H三相混合式步进电机驱动（峰值力矩4.0Nm），工作在4000步/转的细分状态，步进电机对应的望远镜步进当量为0.1”/步。
负责快、慢、微、恒的运动。
2. 传动系统：采用蜗轮副传动，总传动比i=3240。
赤经赤纬均采用两级蜗轮蜗杆传动、初级蜗轮蜗杆参数相同，而末级参数略有不相同，末级大蜗轮均采用剖分蜗轮消隙。
3. 传动参数：蜗轮模数蜗杆系数齿数赤经末级蜗轮：M=2 Z=270赤经末级蜗杆：M=2 Q=25.5 Z=1赤纬末级蜗轮：M=1.5 Z=270赤纬末级蜗杆：M=1.5 Q=34 Z=1初级蜗轮：M=1.75 Z=24初级蜗杆：M=1.75 Q=14 Z=24. 位置检测元件：在赤经赤纬大蜗杆上装有一个YGN-612-1200的增量式光栅码盘，其最终分辨率为1"，以作为自动找星时的位置检测装置。
卡塞格林望远镜
卡塞格林系统1.卡塞格林望远镜(Cassegrain telescope)由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。
反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。
通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。
它的焦点称为卡塞格林焦点。
有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。
卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F 移至F ，而且将它放大，副镜的放大率通常为2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为1/7～1/15，但也可以超出这个范围。
例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。
此外，反射望远镜中的折轴望远镜，从光学系统来说，也是一种卡塞格林望远镜，由于要将像成到很远处，副镜的放大率常达到10倍以上。
卡塞格林望远镜的主、副镜面，可以有种种不同的形式，光学性能也随之而不同。
主要的形式有：主镜是旋转抛物面的，常称为经典的卡塞格林望远镜。
根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F 、F 为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F 点的光线，经过这种副镜反射后，将无球差地会聚到F 点。
但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲。
一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统，在理想像平面(近轴光的像平面)上，若要求像的弥散不超过1，可用视场直径约为9。
平行于光轴的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜，近似地说，也就是消除了三级球差和彗差的卡塞格林望远镜，称为里奇-克列基昂望远镜，简称R-C望远镜。
主镜是球面的，为了消除球差，副镜近似于旋转扁球面。
这种望远镜的优点是主镜加工比较容易，使用上的特点是可以去掉副镜，在主镜球心处加上改正透镜，转换成施密特望远镜。
德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜，就是这种类型的。
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卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的，以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。
1、Classical Cassegrain 抛物面双曲面2、Ritchey-Chretien 双曲面双曲面3、Dall-Kirkham 椭圆面球面4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜球面球面5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器面型任意6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面球面7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜球面球面8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜球面球面9、Pressmann-Camichel 球面椭圆面10、Schiefspiegler 斜反射离轴11、Three-mirror Cassegrain 三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、Classical Cassegrain （经典的卡塞格林系统)："传统的"卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。
在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。
这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。
封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。
它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。
这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。
抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。
然后双曲面镜将这些光线反射至另一个焦点，就可以在那儿观察影像.2、Ritchey- chretien（R-C系统，里奇克列基昂）:平行于光轴的光﹐满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。
它是由克列基昂(H.Chretien)提出﹑里奇(G.W.Ritch)制成的﹐按他们两人姓氏的第一个字母得名为R-C望远镜。
它的焦点称为R-C焦点。
这种望远镜的主﹑副镜形状很接近旋转双曲面﹐在实用上可把这种系统近似地视为消除三级球差和彗差的﹑由旋转双曲面组成的系统。
由于消除了彗差﹐可用视场比其他形式的卡塞格林望远镜更大一些﹐并且像斑呈对称的椭圆形。
如果采用弯曲底片﹐视场会更明显地增大﹐像斑则呈圆形。
一个主镜相对口径为1/3﹑系统相对口径为1/8﹑且像成在主镜后面不远处的这种望远镜﹐其主镜偏心率接近于1.06的双曲面﹐副镜偏心率接近于2.56的双曲面。
在理想像平面(近轴光的像平面)上﹐如要求像斑的弥散不超过1﹐可用视场直径约为19'﹔如用弯曲底片﹐仍要求像斑的弥散不超过1﹐则视场直径可达37'。
如要获得更大的视场﹐则需加入像场改正透镜。
加入像场改正的R-C望远镜比主镜为抛物面的卡塞格林望远镜的效果也更好。
但在R-C望远镜中使用主焦点时﹐所成的像是有球差的。
因此﹐使用它的主焦点时通常至少需加入一块改正透镜或反射镜。
典型的卡塞格林系统主镜为抛物面，次镜为双曲面，这样只能校正球差，如果将主镜也改为双曲面则可以校正两种像差，球差和慧差，视场也可适当增大，但为了进一步增大视场则还需校正场曲、象散和畸变，这就还需要在像方加一组至少由两片透镜组成的校正透镜组，可称之为场镜。
3、Dall-Kirkham cassegrain（达--客卡塞格林）达尔-奇克汉卡塞格林望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的，并在1930年由当时的科学美国人编辑，也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。
这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做第二反射镜。
这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。
但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。
4、Houghton-cassegrain (H-C系统，霍顿卡塞格林)：两个球面反射镜Hougton的改正镜由一块双凸透镜和一块双凹镜组成,能很好的修正球差,彗差,畸变,可用视场很大,色差也极小,可以忽略不计.像差主要是离轴像散.所有面都是球面,曲率半径较大(不象马克苏托夫的改正镜曲率半径很小)容易加工.对材料要求也较低. 安装方面,改正镜两透镜之间的间隔,以及和主镜间的距离的容差很大,主要是对正光轴.Hougton用于目视和摄影都有很好的表现. 个人感觉Hougton做成大焦比(快速)用于摄影更能体现它的优势. 如果小焦比目视的话,和抛物面牛反相比基本没明显的优势.已有一些国外DIYer做出Hougton-牛望远镜. 这种形式可以说是目前DIYer唯一能自制的折反镜了. 另外,我在oslo里测试过,当口径较小时(比如100mm,120mm),将改正镜的双凸透镜改为凸平镜,双凹镜改为凹平镜,虽然会引入一些像差,但是非常小(按摄影要求).只要要求不是相当的高,完全在可以接受的范围内.5、schmit-cassegrain 施密特-卡塞格林式：施密特-卡塞格林式望远镜是一种折反射望远镜，以折叠的光路与修正板结合，做成一个紧密的天文学仪器。
施密特-卡塞格林的设计是以伯恩哈德·施密特的施密特摄星仪为基础，一如施密特摄星仪使用球面镜做主镜，并以施密特修正板来改正球面像差；承袭卡塞格林的设计，以凸面镜做次镜，将光线反射穿过主镜中心的孔洞，汇聚在主镜后方的焦平面上。
有些设计会在焦平面的附近增加其他的光学元件，例如平场镜。
它有许多的变形（双球面镜、双非球面镜、或球面镜与非球面镜各一），可以被区分为两种主要的设计形式：紧密的和非紧密的。
在紧密的设计中，修正板靠近或就在主镜的焦点上；非紧密的修正板则靠近或就在主镜的曲率中心上（焦距的两倍距离）。
紧密设计的典型例子就是Celestron和Meade的产品，结合一个坚固的主镜和小而曲率大的次镜。
这样虽然牺牲了视野的广度，但可以让镜筒缩成很短。
多数紧密设计的Celestron和Meade的主镜焦比是f/2，而次镜是负f/5，产生的系统焦比是f/10。
须要提出的例外是Celestron的C-9.25，主镜的焦比是f/2.3，次镜的焦比是f/4.3，结果是镜筒比一般紧密型的要长，而视野比较平坦。
非紧密的设计让修正板靠近或就在主镜的曲率中心上，一种非常好的施密特-卡塞格林设计例子是同心，就是让所有镜面的曲率中心都在一个点上：主镜的曲率中心。
在光学上，非紧密型的设计比紧密形的能产生较好的平场和变型的修正，但镜筒在长度上却有所增加。
【联想】施密特摄星仪是一种设计用于广视野但像差很小的天文照相机。
其他相似的设计有赖特摄星仪和Lurie-Houghton（卢利-霍顿）望远镜。
施密特摄星仪是伯恩哈德·施密特在1930年发明的。
他的光学构造是以易于磨制的球面镜做主镜，和位于主镜曲线前方的非球面镜的修正透镜，也就是熟知的修正板，底片或其他的检测设备安置在摄星仪内部的焦点上。
在设计上都允许快速的焦比和控制住彗形像差和球面像差。
施密特摄星仪的焦平面有很明显的弧度(曲率)，因此使用的底片、干版、或其他的检测器都必须有相对应的弧度。
在某些情况下，检测器被制作出湾曲的弧度，在其他平面的媒介上则依据交平面的形状使用螺栓或固定夹来调整，或是应用真空牵引。
有时也会使用平场，-以他最简单的形式，以一个平凸透镜直接紧贴著底片。
使用这种透镜的称为施密特-Väisälä摄星仪。
6、Maksutov-cassegrain马克苏托夫-卡塞格林式：马克苏托夫是折射反射(面镜-透镜)望远镜，被设计来减少离轴的像差，例如彗形像差。
在1944年，苏联光学家德密特利·马克苏托夫发明此型望远镜，在设计上以球面镜作主镜并结合在入射光孔的弯月形的修正壳以改正球面像差，这是在反射望远镜和其他类型上的重大问题。
马克苏托夫式的最大缺点是不能制作大口径的(>250毫米/10 英吋)，因为受到修正板的抑制，重量和制作成本都会上扬。
马克苏托夫物镜不能校正整个光束的球差，只能校正边缘球差，因此存在剩余球差，对轴外像差来说，只能校正慧差，不能校正象散。
在他发明之际，马克苏托夫自己暗示有可能取代卡塞格林式的“折叠”光学的构造。
珀金埃尔默的设计师约翰·葛利格里由马克苏托夫的想法发展出了马克苏托夫-卡塞格林望远镜。
稍后，葛利格里在1957年的天空和望远镜杂志上发表了划时代的f/15和f/23的马克苏托夫-卡塞格林望远镜设计，为珀金埃尔默明确的预告了这项设计在商业上的用途。
今天，许多被制造的马克苏托夫式都采用了'卡塞格林式'的设计(有时称为斑点马克苏托夫)，原本的次镜被在修正板内侧的一小片铝制的斑点所取代。
好处是已经固定住无须再对正与校准，也消除了蜘蛛型支撑架所产生的衍射条纹。
缺点则是损失了一定量的自由度(次镜的曲率半径)，因为次镜的曲率半径必须与弯月形修正板的内侧一致。
葛利格里自己，第二次，再设计的速度较快的(f/15)时，就改采修正板的前面或主镜为非球面镜来减少像差。
7、Schmidt-meniscus Cassegrain 施密特弯月形卡塞格林这种类型的望远镜可谓是集合了施密特和马克苏托夫的优点，相当于是叫了两种校正器，施密特用于校正球差，弯月用于校正慧差，不过这种类型的卡塞格林长度显得有些过长，不适合大口径的使用。
8、Mangin-Cassegrain阿古诺夫-卡塞格林阿古诺夫-卡塞格林望远镜的设计是在1972年由P.P. 阿古诺夫首度介绍给世人的。
他所有的光学元件都是球面镜，并将传统卡塞格林式的次镜换成三个有空气隙的透镜元件。
距离主镜最远的透镜是曼京镜，它的作用如同第二个镜子的表面，在对向天空的一面有反射用的涂层。
阿古诺夫的系统只使用球状的表面，避免了非球面的制造和测试。
然而，获得的好处似乎很少，因为这套系统实际上非常难以制做，它需要精确的自由区域球的曲率半径以取代等效的非球面镜。
9、Pressmann-Camichel 普雷斯曼-卡米歇尔卡塞格林相比上述几种类型卡塞格林来说，Pressmann-Camichel Type最容易制造，但品质较差，需加施密特校正器才能使用。
10、Schiefspiegler "离轴"或"斜反射"反射镜卡塞格林：Schiefspiegler("离轴"或"斜反射")反射镜是一种非常奇特的卡塞格林反射镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。