施密特-卡塞格林望远镜的设计(一)
施密特望远镜
施密特望远镜科技名词定义中文名称：施密特望远镜英文名称：Schmidt telescope定义：由一块凹球面镜和一块置于球面镜曲率中心处的薄板状非球面改正透镜所组成的一种折反射望远镜。
因发明者而得名。
所属学科：天文学(一级学科) ；天文仪器(二级学科)本内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片施密特望远镜（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。
施密特望远镜光力强，可见范围大，成像的质量也比较好，因而特别适用于进行流星，慧星，人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积造相和天文科普活动。
改进组成原理优点缺点历史LAMOST改进对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统(见卡塞格林望远镜)。
贝克-施密特望远镜光路图美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜。
组成施密特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。
原理虽然凹球面反射镜具有球差，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。
如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。
因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。
施密特望远镜光学系统在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。
为改正球差，施密特，B.V.不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜(常称施密特改正透镜)。
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。
施密特-卡塞格林系统的优化设计
施密特-卡塞格林系统的优化设计本次实验将使用到：polynomial aspheric surface, obscurations,apertures, solves, optimization, layouts, MTF plots。
本次实验是完成Schmidt-Cassegrain 及polynomial aspheric corrector plate。
这个设计是要在可见光谱中使用，需要一个10 inches的aperture 和10 inches 的back focus。
开始，先把primary corrector， System, General, 在aperture value 中键入10。
同在一个screen 把unit “Millimeters”改为“Inches”。
再把Wavelength 设为3个，分别为0.486，0.587，0.656，且0.587定为主波长。
也可以在wavelength 的screen 中按底部的select 键，选默认波长。
默认的field angle value，其值为0。
依序键入如下LED 表的相关数据，此时the primary corrector为MIRROR 球镜片。
2D图如下：现在加入第二个corrector，并且决定imagine plane 的位置。
输入如下的LDE，注意到primary corrector 的thickness 变为-18，比原先的-30小，这是因为要放second corrector 并考虑到其size 大小的因素。
在surface4 的radius 设定为variable，通过optimization, Zemax可以定下他的值。
先看看他的layout，应如下图所示。
调出merit function, reset 后，改变“Rings” option 到5。
The rings option 决定光线的sampling density（采样密度）, default value 为3，此实验要求为5。
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。
施密特-卡塞格林望远镜的设计(一)
施密特-卡塞格林望远镜的设计(一)摘要 ZEMAX光学设计程序是一个完整的光学设计软件，包括光学设计需要的所有功能，可以在实践中对所有光学系统进行设计，优化，分析，并具有容差能力，所有这些强大的功能都直观的呈现于用户界面中。
ZEMAX功能强大，速度快，灵活方便，是一个很好的综合性程序。
ZEMAX能够模拟连续和非连续成像系统及非成像系统。
关键字：光学，模拟1．Zmax软件的介绍 ZEMAX 是一套综合性的光学设计仿真软件，它将实际光学系统的设计概念、优化、分析、公差以及报表集成在一起。
ZEMAX 不只是透镜设计软件而已，更是全功能的光学设计分析软件，具有直观、功能强大、灵活、快速、容易使用等优点，与其他软件不同的是 ZEMAX 的 CAD 转档程序都是双向的，如 IGES 、 STEP 、 SAT 等格式都可转入及转出。
而且 ZEMAX可仿真 Sequential 和 Non-Sequential 的成像系统和非成像系统， ZEMAX 当前有： SE 及 EE 两种版本。
序列性（ Sequential ）光线追迹大多数的成像系统都可由一组的光学表面来描述，光线按照表面的顺序进行追迹。
如相机镜头、望远镜镜头、显微镜镜头等。
ZEMAX 拥有很多优点，如光线追迹速度快、可以直接优化并进行公差计算。
ZEMAX 中的光学表面可以是反射面、折射面或绕射面，也可以创建因光学薄膜造成不同穿透率的光学面特性；表面之间的介质可以是等向性的，如玻璃或空气，也可以是任意的渐变折射率分布，折射率可以是位置、波长、温度或其它特性参数的函数。
同时也支持双折射材料，其折射率是偏振态和光线角度的函数。
在 ZEMAX 中所有描述表面的特性参数包括形状、折射、反射、折射率、渐变折射率、温度系数、穿透率和绕射阶数都可以自行定义。
非序列性（ Non-Sequential ）光线追迹很多重要的光学系统不能用 Sequential 光线追迹的模式描述，例如复杂的棱镜、光机、照明系统、微表面反射镜、非成像系统或任意形状的对象等，此外散射和杂散光也不能用序列性分析模式。
天文望远镜的光学系统
1848年建成的辛辛那提天文台折射望远镜影像。
折射望远镜折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。
折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头。
较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。
发展历史折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯·李普希和杨森、阿克马的雅各·梅提斯，各自独立发明的。
伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改进并做出了自己的望远镜。
然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示。
伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了相同的仪器。
折射望远镜的设计架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。
折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。
这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。
折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。
伽利略式望远镜与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。
他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。
伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距(eye relief)也不佳。
开普勒式望远镜开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的。
他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜。
这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。
这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。
(约翰·赫维留建造焦长45米的折射镜。
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。
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。
第一讲+光学望远镜设计基础
27
耐施密斯系统
1839年，英国工程师耐施密斯发明。在卡塞格林系
统中增加45°平面镜，将焦点移到镜筒外的赤纬轴或 高度轴。 这类系统通常用于地平式望远镜，这时焦点位置不 随镜筒的转动而变化，这样可以放置大型焦面仪器。
28
耐施密斯系统
29
折轴焦点系统
耐施密斯系统的进一步发展，焦点相对于望远镜完全不 动，适合于放置大型终端仪器，如光谱仪等。
47
天文学对光学望远镜的基本要求
分辨率：能分开两个相邻天体位置 的能力。影响望远镜空间分辨率的主 要因素是望远镜的几何像差、望远镜 口径的衍射极限和地球的大气扰动。
7
国际天文学年
2009年，是伽利略将望远镜指向星空 400周年，因此，2009年被定为国际天 文学年。 “望远镜的使用，无疑是一场天文学的 革命，天文学的意义因此而改变。”
国际天文年的LOGO
大气窗口：可见光、射电、部分红外
可见光：0.4 ～0.7μm ； 射电：1 mm～10m； 红外： 8 ～13μm 、17 ～22μm 、24.5 ～42μm；9
光学望远镜种类： 折射式望远镜：伽利略、开普勒。 反射式望远镜：主焦点系统、牛顿系统、 卡塞格林系统、耐施密斯系统等。 折反射望远镜：施密特式望远镜。
12
伽利略望远镜
1609年秋天 ，身兼帕多瓦大学数学、科学和天文学 教授，意大利天文学家、物理学家伽利略发明，人类 历史上第一台天文望远镜。 物镜是凸透镜，目镜是凹透镜。
30
格雷戈里反射望远镜
1663年，英国数学家格雷戈里（J.Gregory）发明。
主镜抛物面，副镜面型为椭球面。 能够避免折射望远镜的不足。 通过副镜放大，以及折叠光路，较短的镜筒能够获得较长的 系统焦距。 焦点在主镜后面，便于观测。 但由于当时工艺水平的限制，该系统没有做出。现在有些太阳望 31 远镜采用该系统。
zemax实验
第三章 ZEMAX设计实例
例8 折叠反射镜面和坐标断点
注意近轴镜片的厚度为30，位于第一个坐标断点的旋 转顶点。坐标断点的厚度是0，表示反射镜面是在同一 点上。但是，坐标断点已将坐标系统旋转了45度。镜 面本身是不旋转的，只有它所在的坐标系统，才被旋 转。镜面的厚度为0，因为我们在移到下一个面前，要 旋转另一个45度。第二个坐标断点先旋转另一个45度， 然后向焦点移动-70个单位。注意所有的倾斜和偏心处 理应在厚度改变之前。
第三章 ZEMAX设计实例
例8 折叠反射镜面和坐标断点
加入单个反射镜面使会聚光束方向向上。反射镜面的初始位置的方向为45度。假设我 们需要反射镜面离开近轴透镜30mm的距离，就要求有3个新的镜面：一个坐标断点使坐 标系统转45度，一个反射镜面，还有另外一个使反射光旋转45度。关键的一点是：这三 个面都要求使用一个单反射镜面来实现。要加入三个表面，在像面行上任何一处单击， 使光标重新定位，按Insert键3次，将第1面（STO面）的厚度改为30，在第3面的玻璃列 输入MIRROR，再将第4面（IMA前一面）的厚度改为-70。注意70是负的，因为经过奇 数面的镜面后厚度符号改变。
第三章 ZEMAX设计实例
例9 扫面镜（Scanning Mirror）
要求：设计一个扫面系统，扫描一个直径为50mm的氦氖激光光束，扫描角度10°，后面 有一个F/3的聚焦透镜系统。 分析：需要设计一个F/3的双胶合透镜，EPD为50mm，留5mm的边缘冗余量，波长为氦氖 激光的红色波长，使用N-BK7和F2玻璃材料。 菜单system/general…..设置EPD为50mm，5mm的边缘冗余量，菜单system/wavelengths…. 波长为氦氖激光的红色波长0.6328，一个FIELD.如图建立各面,如图设置各面的Thickness 、Glass。双击面5的radius，设置F number为3，其Radius自动变为-92.483261.
光学论文--折反射望远镜
折反射望远镜构造望远镜的发展经历了约400年的时间，现在它已在科学研究和生活的方方面面发挥着重要的作用。
1608年荷兰人汉斯·利伯希发明了第一部望远镜。
随之而来的是折射望远镜、反射望远镜和折反射式望远镜的相继产生。
德国人史密特首先于1938年制作了第一部折反射式望远镜。
折反射望远镜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。
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。
本文通过探究折反射式望远镜的构造、阐明其光学结构原理从而加强折反射望远镜在啊日常生活的中应用，为今后的技术创新提供助力。
关键词：望远镜；凸透镜；凹透镜；折射式；反射式；折反射式0. 引言望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。
望远镜可大致分为折射望远镜、反射望远镜和折反射式望远镜三种.应用最广泛的有施密特望远镜（美国Meade 12”LX200SC），施密特—卡塞格林系统（南京天仪中心的KP300S），马克苏托夫与马克苏托夫—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。
1.折反射式望远镜1.1.折、反射式望远镜的基本光学原理天文望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。
远景物的光源视作平行光，根据光学原理，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。
焦点与物镜距离就是焦距。
再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。
O=物镜 E=目镜 f =焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d =斜镜折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90 °反射的平面镜。
ZEMAX光学设计软件应用训练实验报告
东莞理工学院
ZEMAX光学设计软件应用训练实验报告
选择“analysis”，“miscellaneous”，“field curv/dist”场曲线如图所示。
牛顿式反射望远镜结构示意图
．输入数据：第一面，光阑面的曲率半径列输入-2000.0，负号表示为凹面，
列输入“MIRROR”。
选择“System”，“General”，然后在“通用数据对话框（
Box）”中输入一个200的孔径值，并单击“OK”。
ZEMAX使用的缺省值是波长
现在打开一个图层窗口，光线显示了从第一面到像平面的轨迹，此时像平面在镜面的左边。
如下图：
2．构造转折面：第一面的厚度改为-800mm。
像平面，按Insert在主面与像平面之间插入一个虚构
思考题与实践题：
1、牛顿反射式望远镜属于我们《应用光学》书本上所介绍的那种望远镜系统？
注意我们已将主反射面的距离减小到-18，第四面的半径已经被加入了一个变量标记。
新图层，检查一切是否正常。
如下图：
注意大约有4个波长的像差仍然有待改正。
现在单击第一面（光阑面）的“
设置第一面的半径为变量，再次优化（Tools，Optimization，Automatic
从主菜单，选SYSTEM，FIELDS，并将视场角的个数设置为3，输入y-
在评价函数编辑时，选Tools，Default Merit Function，并将RINGS
在遮挡器和辅助镜面之间的小缝隙纯粹是很小的一点。
这里是为了更容易让大家看到。
MTF现在已被主要是辅助镜面产生的遮挡所改变。
更新MTF窗口，看一下新的MTF，如下图：。
施密特与望远镜的故事
施密特与望远镜的故事作者：郭红锋来源：《军事文摘·科学少年》2021年第01期在天文望远镜发明的早期，不论是折射式的还是反射式的，口径都比较小，结构也比较简单。
望远镜从发明以后就经历了不断改进和创新，从伽利略式到开普勒式;从牛顿式到卡塞格林式;从赤道式到地平式;从手动式到电动式，等等。
时间进入20世纪，各种口径、模式、系列的望远镜不断出现，承担着观测和了解宇宙的重要任务，同时人类在望远镜的光学理论研究和技术制造等方面都达到了非常高的水平。
天文学研究对望远镜的需求也越来越精细，但各种望远镜都有自己的优缺点。
例如，折射望远镜视场大，每次可以观测较大范围的天区;反射望远镜的清晰度高而视场小，每次只能看见很小的天区。
怎样才能把这两者的优点集于一身呢？德国光学家施密特改进了折射望远镜的透镜形状，制成了集折射、反射望远镜优点于一身的折反射望远镜，为天文望远镜的发展做出了重大贡献。
出生于俄属爱沙尼亚，工作于德国的施密特只读完高中二年级就开始做报务员、摄影师、绘图员等工作。
1901年，在德国学习工程的施密特在一次火药实验中炸掉了右臂，从此改攻光学，凭着超人的智慧和毅力，很快成为光学专家。
1926年，施密特来到欧洲最著名的天文台之一——汉堡天文台工作。
汉堡天文台当时拥有口径60厘米的折射望远镜、口径1米的反射望远镜等一大批先进仪器，正在进行一项工作量浩大的全天恒星总表编制工作，需要视场更大、效率更高的望远镜，以便短期内获取更多的巡天观测数据。
施密特在这里接受了一项革命性的研究项目，即制造一种全新的、性能超过折射和反射望远镜的新型望远镜。
他在天文台的地下室里建立了简单的工作室，几年时间全身心地投入到研究新型望远镜的工作中。
经过一次次的计算、推敲和反复试验，施密特终于在1930年交出一份令天文学家们十分满意的结果：一架主镜口径为48厘米、改正镜口径为36厘米、主镜口径与焦距之比为2：1的折反射式望远镜，创造了天文学家多年以来梦寐以求的奇迹。
一种卡塞格林式的天文望远镜[发明专利]
![一种卡塞格林式的天文望远镜[发明专利]](https://img.taocdn.com/s3/m/75b09fd2eefdc8d377ee3278.png)
专利名称：一种卡塞格林式的天文望远镜专利类型：发明专利
发明人：房勇
申请号：CN202010858373.8
申请日：20200824
公开号：CN111897123A
公开日：
20201106
专利内容由知识产权出版社提供
摘要：本发明适用于天文望远镜技术领域，提供了一种卡塞格林式的天文望远镜，包括主镜筒组件，主镜筒组件内设有共光轴的主反射镜、次反射镜和纠正镜组；拉杆调节组件，用于调节次反射镜相对主反射镜的距离和角度；调节螺丝组件，用于调节主反射镜相对次反射镜的距离和角度；六点支撑组件；六点支撑组件转动设置在调节螺丝组件上；用于支撑主反射镜。
本发明采用了两片反射镜，有效的利用了空间，缩短光学系统的长度，结构也更为紧凑；通过采用独特的三点扩六点的方式，保证了镜片安装时各点受力均匀不会产生塌陷；通过拉杆调节组件和调节螺丝组件可以方便地改变主反射镜和次反射镜的位置、角度，进而达到调节光轴的目的。
申请人：嘉兴锐星光学仪器有限公司
地址：314000 浙江省嘉兴市经济技术开发区金穗路79号5幢3层
国籍：CN
代理机构：北京专赢专利代理有限公司
代理人：刘梅
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施密特望远镜的组成、原理及其优缺点
施密特望远镜的组成、原理及其优缺点施密特望远镜（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。
施密特望远镜光力强，可见范围大，成像的质量也比较好，因而特别适用于进行流星，慧星，人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积造相和天文科普活动。
施密特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。
施密特望远镜光学系统虽然凹球面反射镜具有球差，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。
如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。
因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。
在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。
为改正球差，施密特，B.V.不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜(常称施密特改正透镜)。
它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小[1] 。
所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。
施密特望远镜的优点：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。
施密特望远镜的缺点：①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；美国帕洛马山天文台 1.2米施密特望远镜美国帕洛马山天文台 1.2米施密特望远镜②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加,而且底片装卸也不方便；④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。
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施密特-卡塞格林望远镜的设计(一)
摘要 ZEMAX光学设计程序是一个完整的光学设计软件，包括光学设计需要的所有功能，
可以在实践中对所有光学系统进行设计，优化，分析，并具有容差能力，所有这些强大的功能都直观的呈现于用户界面中。
ZEMAX功能强大，速度快，灵活方便，是一个很好的
综合性程序。
ZEMAX能够模拟连续和非连续成像系统及非成像系统。
关键字：光学，模拟
1．Zmax软件的介绍 ZEMAX 是一套综合性的光学设计仿真软件，它将实际光学系统的
设计概念、优化、分析、公差以及报表集成在一起。
ZEMAX 不只是透镜设计软件而已，更是全功能的光学设计分析软件，具有直观、功能强大、灵活、快速、容易使用等优点，与其他软件不同的是 ZEMAX 的 CAD 转档程序都是双向的，如 IGES 、 STEP 、 SAT 等格
式都可转入及转出。
而且 ZEMAX可仿真 Sequential 和 Non-Sequential 的成像系统和非
成像系统， ZEMAX 当前有： SE 及 EE 两种版本。
序列性（ Sequential ）光线追迹大
多数的成像系统都可由一组的光学表面来描述，光线按照表面的顺序进行追迹。
如相机镜头、望远镜镜头、显微镜镜头等。
ZEMAX 拥有很多优点，如光线追迹速度快、可以直接
优化并进行公差计算。
ZEMAX 中的光学表面可以是反射面、折射面或绕射面，也可以创
建因光学薄膜造成不同穿透率的光学面特性；表面之间的介质可以是等向性的，如玻璃或空气，也可以是任意的渐变折射率分布，折射率可以是位置、波长、温度或其它特性参数的函数。
同时也支持双折射材料，其折射率是偏振态和光线角度的函数。
在 ZEMAX 中所
有描述表面的特性参数包括形状、折射、反射、折射率、渐变折射率、温度系数、穿透率和绕射阶数都可以自行定义。
非序列性（ Non-Sequential ）光线追迹很多重要的光学
系统不能用 Sequential 光线追迹的模式描述，例如复杂的棱镜、光机、照明系统、微表面反射镜、非成像系统或任意形状的对象等，此外散射和杂散光也不能用序列性分析模式。
这些系统要求用 Non-Sequential 模式，光线是以任意的顺序打到对象上， Non-Sequential 模式可以对光线传播进行更细节的分析，包括散射光或部分反射光。
在进行 Non-Sequential 追迹时，用 ZEMAX 做的 3D 固体模型的光学组件，可以是任意形状且支持散射、绕射、渐变折射率、偏振和薄膜，可用亮度学和辐射度学的单位。
Sequential 的光源
在 Sequential追迹中，光源由物面上的视场或Bitmap扩展光源定义。
有常规的点光源，
视场点可由角度、物高、实际像高或近轴像高来定义；点光源可以用不同权重定义，还可以分别指定每个光源的渐晕，进而调整不同视场的相对照度或F/＃。
ZEMAX也支持像散
或椭圆形状的二极体光源及扩展光源，这些光源允许使用者用ASCII码自行定义的，它类似于Bitmap图形，或用标准的Windows BMP或JPG格式而且各个象素上的光强度可以
是不同的。
Non-Sequential 光源 Non-Sequential 光源比 Sequential 光源复杂得多。
Non-Sequential 光源一般是三维的，可以定义其输出的照度（单位为瓦或流明），它可用
光源发出的光线数控制光源取样，还可分开控制显示的光线数及用于分析的光线数。
它可以同时使用多个光源，它们可以是相干的（需定义相干长度）或非相干的，也可以是单色的或复色的。
支持的光源有：点光源（ uniform, cosine, or Gaussian）、椭圆面或实体、
矩形面或实体、圆柱面或实体、半导体激光或数组、灯丝、自行定义(可以是任意的) 、以Radiant Imaging的Radiant SourceTM读取。
玻璃、镜头和样板目录 ZEMAX提供的玻璃包括有Schott, Hoya, Ohara, Corning, 和Sumita（当前不包括中国玻璃），和红外材料、塑胶和自然材料（如硅）及双折射材料。
目录里包括色散、温度分析、力度/酸、成本因
子和其它数据，所有数据都可以看到或是进行更改，另外可很方便地增加数据。
当前存放的镜头数据厂家有: Coherent, CVI, Edmund Industrial Optics, Esco, Geltech, JML, LightPath Technologies, Linos, Melles Griot, Newport, NSG America, Optics for Research, OptoSigma, Philips, Quantum, Rolyn Optics, Ross Optical, and Spindler和Hoyer等，ZEMAX支持自动
进行样板比对，使用者还可以自行创建玻璃和样板库或是针对已有的数据库中添加数据。
优化 ZEMAX使用最小阻尼二乘法，可使用默认或自定义的优化函数，也可同时对任意
数量的变量优化。
在ZEMAX中有20个默认优化函数，包括使光点半径或波像差的peak-to-valley或RMS最小，可以预先定义控制目标数，包括像差系数等。
ZEMAX可以优化系统中任何参数，包括曲率半径、厚度、玻璃、二次项系数和非球面系数、光机周期、孔径、波长、视场等。
Non-Sequential的位置和参数也可以进行优化。
ZEMAX拥有全域优化的
功能，可以给出一系列满足目标和限制的设计，ZEMAX支持2种全域优化：(1)search：
寻找新的设计形式，进行优化，然后找寻最佳的10个设计形式，直到使用者中断计算为止。
(2)hammer optimization：完全寻找当前设计形式中较好的形式，Hammer优化用在
设计的最后阶段，以确定最佳可能设计形式，此二种算法使用相同的优化函数。
公差分
析 ZEMAX默认的公差分析项目包括：曲率半径、厚度、条纹、位置、倾斜、离轴、局
部误差、折射率、Abbe数等，还可以自行定义公差，包括非球面系数、离心/倾斜、solve和参数公差等。
定义的补偿器包括：焦距、倾斜、任意组件或表面或组的位置，还
可以选择公差评价标准，有RMS spot radius、RMS wavefront error、MTF、 boresight error或是更复杂的自定义标准。
Sensitivity 分析可单独考虑每个定义的公差，可将
参数调整到公差范围的极限，然后确定每补偿器的最佳值，最后可将每个公差的贡献列表输出。
Inverse Sensitivity 分析在定义系统最低效能后， inverse sensitivity分析叠代
计算每个参数的公差容限。
Monte Carlo 分析 Monte Carlo分析非常有用，功能也非常
强大，因为它同时考虑所有公差的影响。
透过定义的公差生成一些随机系统，取用适当的统计模型，调整所有的补偿器，使每个参数随机扰动，然后评估整个系统性能的影响。
变焦和多重结构 ZEMAX支持变焦镜头分析和设计，可设计变焦镜头、扫描镜头、多光
路系统、透镜数组、干涉仪、分光镜等，可对多重结构同时进行优化，各结构是可有相同或不同的优化函数、变化和约束条件也可是相同或不同的。
物理光学传播 Physical Optics Propagation (POP)不是用光线追迹而是用绕射计算的方法计算光线在光学系统中的
传播，并考虑透镜孔径的绕射和光束在透镜之间的传播情况，它可用单位面积的能量来定义光束，输出。