卡塞格林望远镜的结构形式
基于zemax的反射式系统的结构设计
基于zemax的反射式系统的结构设计基于zemax的反射式系统的结构设计11。
球面和非球面22。
典型的反射系统32。
1 牛顿望远镜（抛物面镜）42.2 经典卡塞格林系统52。
3 里奇—克列基昂(R—C系统）62。
4 格里高里系统92。
5 马克苏托夫—卡塞格林式102。
6 施密特-卡塞格林系统142。
7 施密特弯月形卡塞格林162。
8 达尔—奇克汉卡塞格林162.9 霍顿—卡塞格林（H—C系统)172.10 阿古诺夫—卡塞格林182。
11 普雷斯曼-卡米歇尔卡塞格林192。
12 ”离轴”或”斜反射”反射镜卡塞格林202。
13 三反-卡塞格林（Three-mirror Cassegrain)203. 反射式的特点214. 参考与鸣谢215。
附录221。
球面和非球面球面只用一个参数即表面半径(或曲率）来定义。
球面折射强烈，球差明显。
若使表面形状自光轴向外越来越平坦，则可以逐渐减小折射角,最终使所有光线会聚到同一焦点。
对比：球面边缘较陡,非球面平坦,可校正球差（主要应用）.非球面不能只用一个曲率来定义，因其局部曲率在其表面范围内变化，常用解析公式描述，有时也用表面内坐标点的矢高表示。
最普遍形式是旋转对称的非球面，矢高为：22i i z a r =+∑，其中，c 为顶点处基本曲率，k 为圆锥曲线常数，r 为垂直光轴方向的径向坐标；2i i a r 为非球面的高次项。
圆锥曲线常数k表面类型 0 球面 K 〈—1 双曲面 K=—1 抛物面 —1〈k<0 椭球面 k>0扁椭球面当非球面非旋转对称时，将其表示成双锥形表面形式或变形非球面形式.双锥形表面有沿正交方向的两个基本曲率和两个圆锥曲线常数；变形非球面在两个正交方向上还附加高次项。
非球面的另一个形式是超环面（即复曲面),超环面具有环形面包圈的形状。
当非球面的高次项为0，非球面采用旋转对称的圆锥曲面横截面形式，其性质:A.不论反射面还是折射面,圆锥曲面对于一组特定的共轭点无球差。
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。
基于Zemax的牛顿望远镜的设计
基于Zemax的牛顿望远镜的设计基于Zemax的牛顿望远镜的设计 (1)1、简介 (1)2、优缺点 (3)2.1优点： (3)2.2不足： (3)3、Zemax设计 (4)3.1 设计要求 (4)3.2 设计过程 (4)4、参考与鸣谢 (8)5、附录：望远镜的性能简介 (9)5.1 物镜的光学特性： (9)5.2 物镜的结构样式： (10)5.3 系统的整体性能： (11)1、简介1670年，牛顿制备了第一个反射式望远镜。
他使用凹面镜（球面）将光线反射到一个焦点，如图1，2。
这种方法比当时望远镜的放大倍数高出数倍。
图1，2老牛本准备用非球面（抛物面），研磨工艺所限，迫使其采用球面反射镜做主镜：将直径2.5厘米的金属磨制成一个凹面反射镜，并在主镜的焦点前放了一个与主镜成45°的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜后以90°反射出镜筒后到达目镜。
如图3，4。
球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
所有的巨型望远镜大多属于反射望远镜，牛顿望远镜为反射望远镜的发展辅平了道路。
从牛顿制作出第一架反射望远镜到今天，300多年过去了，人们在其中加入了其他的设计，产生了许多的变形。
例如，在牛顿式望远镜中加入一组透镜，就产生了施密特-牛顿式，除此之外，还有许多的变形，但他们的基本结构都是牛顿式的。
图3，4在今天，世界上一些最为著名的望远镜都是采用牛顿式的结构。
例如，位于巴乐马山天文台的Hale天文望远镜，其主镜的尺寸为5米；W.M. 凯克天文台的Keck天文望远镜，其主镜由36块六角形的镜面拼接，组合成直径10米的主镜；还有哈勃太空望远镜，也是牛顿式望远镜。
牛顿反射望远镜采用抛物面镜作为主镜，光进入镜筒的底端，然后折回开口处的第二反射镜（平面的对角反射镜），再次改变方向进入目镜焦平面。
目镜为便于观察，被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。
牛顿反射望远镜用平面镜替换昂贵笨重的透镜收集和聚焦光线，结构较简单。
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。
基于卡塞格林系统的望远物镜设计(ZEMAX)
工程光学课程设计报告班级：姓名：学号：成绩：指导教师：报告日期：南通大学课程设计论文目录摘要 (i)第一章绪论 (1)1.1课程设计题目 (1)1.2 设计要求 (1)第二章望远物镜的设计与相关参数 (2)2.1 望远物镜的主要参数 (2)2.2 望远物镜结构类型 (3)2.3 物镜的光学特性 (5)2.3 卡塞格林光学系统 (5)2.4 ZEMAX中的像质评价方法 (6)第三章设计与优化 (10)3.1设计过程 (10)3.2优化过程 (14)第四章运用Solid works对镜片进行绘制 (19)第五章新得与体会 (23)主要参考文献 (24)摘要由薄透镜组的初级像差理论入手，根据初级像差参量PW与透镜折射率n、孔径半径r、厚度d等关系，求出了满足初始设计的结构参数的透镜折射率n、孔径半径r、厚度d、形状系数Q、曲率p。
用光学设计软件ZEMAX对所求的结构参数进行了优化。
光学设计要完成的工作包括光学系统设计和光学结构设计。
所谓光学设计就是根据系统所提出的使用要求，来决定满足各种使用要求的数据，即设计出光学系统的性能参数、外形尺寸、各光组的结构等。
大体可以分为两个阶段。
第一阶段根据仪器总体的要求，从仪器的总体出发，拟定出光学系统原理图，并初步计算系统的外形尺寸，以及系统中各部分要求的光学特性等。
第二阶段是根据初步计算结果，确定每个透镜组的具体结构参数，以保证满足系统光学特性和成像要求。
这一阶段的设计成为“相差设计”，一般简称光学设计。
评价一个光学系统的好坏，一方面要看它的性能和成像质量，另一方面要系统的复杂度。
一个系统设计的好坏应该是在满足使用要求的情况下，结构设计最简单的系统。
第一章绪论1.1课程设计题目基于卡塞格林的望远物镜设计1.2 设计要求（1）入瞳直径：D=20mm；（2）相对孔径D/f’=1/6.15;（3）视场角2ω=7°；（4）在可见光波段设计（取d、F、C三种色光。
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。
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。
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。
基于卡塞格林系统的望远物镜设计
基于卡塞格林系统的望远物镜设计在望远镜的设计中，物镜是非常重要的一个组成部分。
物镜的设计好坏直接影响到望远镜的成像质量。
而卡塞格林系统是一种常见且广泛应用的望远镜设计系统，由于它能够有效减少色差和减小像差，因此被广泛应用于天文望远镜的设计中。
在进行望远物镜设计时，我们可以借助ZEMAX这个光学设计软件来进行仿真和优化。
下面介绍一下基于卡塞格林系统的望远物镜设计的一般流程。
1.确定设计目标：首先，我们需要明确望远物镜的设计目标，例如视场角、放大倍数、像差控制要求等。
这些目标将指导我们在后续的设计优化中进行权衡。
2.设定初始参数：根据设计目标，我们需要设定一些初始参数，例如物镜焦距、透镜数量、透镜曲率等。
这些参数将作为优化的初始值，通过反复迭代进行微调和优化。
3.光学系统设置：在ZEMAX中，我们可以建立光学系统模型，添加透镜元件，并设置透镜的表面特性和材料属性。
同时，还需要设定入射光源和接收面的位置和特性，以便进行成像仿真。
4.成像分析：通过ZEMAX提供的成像仿真功能，我们可以对光线经过透镜系统后的成像质量进行评估。
这包括检查像差情况、确定像散和色差等指标，以及评估成像质量。
5.优化设计：根据实际仿真结果，我们可以通过调整透镜的参数和几何形状来优化设计。
在ZEMAX中，可以通过参数化的方式对透镜的曲率、厚度等参数进行微调。
通过多次迭代优化，逐步改善成像质量。
6.结果分析：优化设计完成后，我们需要重新进行光学仿真，并对结果进行分析。
这包括观察成像质量是否满足设计要求，如视场平直度、成像质量等。
同时，还要对颜色像差进行分析，确保色差控制得到满足。
7.性能评估：在设计完成后，我们可以通过ZEMAX提供的光学分析工具对望远物镜的性能进行评估。
如成像分辨率、MTF曲线等。
通过这些评估结果，我们可以确定设计的优劣，并进行必要的改进和调整。
总结来说，基于卡塞格林系统的望远物镜设计是一个复杂而繁琐的过程。
ZEMAX作为光学设计软件，提供了强大的工具和功能，可以帮助我们进行光学仿真、优化和结果分析。
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。
中心孔的卡塞格林系统结构
中心孔的卡塞格林系统结构说到“中心孔的卡塞格林系统结构”，嘿，这个名字听起来就有点儿像某种高科技的宇宙武器，对吧？但别担心，实际上它并不像你想象的那么神秘。
卡塞格林系统，简单来说，就是一种天文望远镜的设计。
你知道，我们通常看到的望远镜，要么是长长的一根管子，要么就是那种看起来像巨大的照相机。
可卡塞格林系统呢，它特别聪明，巧妙地利用了反射镜和透镜的组合，能让你在看天体的时候，不用费劲地调整角度，反而能看到更清晰、更详细的图像，简直是科学家和天文爱好者的福音。
这个“中心孔”是怎么回事呢？其实也不复杂。
卡塞格林系统的设计里，最有趣的地方就是它的“反射镜加透镜”组合。
它使用两个主要的反射镜，一个大一个小。
大反射镜就像望远镜的“眼睛”，负责把远处的光收集起来。
而那个小反射镜，则位于大反射镜的中心，负责把光线反射到望远镜的侧面——也就是那个我们说的“中心孔”位置。
你可能会问，为什么要弄个孔呢？这个孔有啥用呢？这个孔的作用可大了。
它就像是卡塞格林系统的“秘密武器”，能大大减少光的损失，还能让系统变得更紧凑、更高效。
为什么这么说呢？想象一下，如果没有这个孔，光线通过反射镜时可能会被浪费掉，或者受到不必要的干扰。
而有了中心孔，光线能直接通过反射镜的中间，不会被那些不必要的部分阻挡掉，效果自然就好得多。
巧妙的是，这个中心孔还让望远镜变得更加小巧和精致，不像传统的那种大而笨重的设计，放在天文台里，占地方不说，还不好搬动。
而卡塞格林系统，正好解决了这个问题，既能提供高质量的图像，又不至于让你的天文探索变得笨重难移。
这种设计的优势可能不太容易被察觉，毕竟大部分天文爱好者或普通人，最关注的可能还是望远镜能不能看到星星、能不能看到月亮上的坑坑洼洼，能不能让人拍出超级震撼的宇宙照片。
但仔细想想，卡塞格林系统的独特设计让这些一切变得更加简单、清晰，而且更高效。
你就可以想象，在使用这种望远镜的时候，你甚至不用担心那些繁琐的调试和调整，轻松对焦，清晰见远。
望远镜的基本原理
望远镜的基本原理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。
所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。
它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。
一般分为三种。
一、折射望远镜折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜。
分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。
两种望远镜的成像原理如图1所示。
图1伽利略望远镜是物镜是凸透镜而目镜是凹透镜的望远镜。
光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。
伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。
其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。
把两个放大倍数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。
伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。
其优点是结构简单，能直接成正像。
开普勒望远镜由两个凸透镜构成。
由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。
但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。
正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。
我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。
这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。
透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高。
因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。
其中以双透镜物镜应用最普遍。
它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱，如图2所示。
望远镜的发展简史
天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。
随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。
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。
基于zemax的新型折返式卡塞格林望远镜系统设计
基于zemax的新型折返式卡塞格林望远镜系统设计钱超;张金业【摘要】利用光学软件zemax优化并设计了折返式卡塞格林望远镜系统.新型卡塞格林系统主次镜采用球面反射镜,避免了使用加工困难和成本较高的非球面镜.给出了利用zemax优化设计的整个过程,并通过评价函数、点列图、光线扇面图以及光学传递函数的评价手段对设计的系统进行评价和再优化,最终得到最好成像质量的望远镜系统.【期刊名称】《湖北工业大学学报》【年(卷),期】2013(028)005【总页数】5页(P18-22)【关键词】卡塞格林;zemax;折反射系统;优化【作者】钱超;张金业【作者单位】湖北工业大学理学院,湖北武汉430068;湖北工业大学理学院,湖北武汉430068【正文语种】中文【中图分类】TN202;O43计算机技术的发展不仅使光学设计工作从繁杂性和庞大的计算工作中解放出来，而且给光学设计带来了新的活力．光学设计问题从数学角度看，就是建立和求解像差方程组[1]．卡塞格林望远镜因其能在较小的结构尺寸内获得较长的焦距，所以其在天文观测以及激光雷达回波的接收领域有着广泛应用．但是由于非球面镜的加工难度及成本问题，制造一台口径大的卡塞格林式望远镜的工艺要求极其严苛，加工工艺以及非球面镜的质量将直接影响望远镜的成像质量．相比较而言球面镜的加工则相对容易得多，再加上校正透镜来校正球面镜在非傍轴区产生的像差，则可大大降低卡式系统的加工难度和加工成本．1 卡塞格林望远镜基本结构和工作原理反射式望远镜通常由主镜和次镜构成，卡塞格林望远镜也不例外．其主镜为抛物面的凹面反射镜，次镜为双曲面的凸面反射镜．主镜抛物面的焦点与次镜双曲面的左焦点重合，这样入射的平行光将汇聚在双曲面的另一焦点处．这种类型的望远镜系统在后来的许多领域都有过广泛的应用[2]．随着科技的发展，卡式系统的结构不断得到改进，随之出现加施密特校正板的卡塞格林望远镜、Maksutov卡塞格林望远镜等带有折射元件的卡塞格林望远镜，以增大视场．这种类型的望远镜后来被定义为折反射光学系统望远镜．2 基于Zemax的设计2.1 初始结构在设计之初只要给出系统的筒长和像面位置，主次面的曲率半径只需给出大致的值，系统最前面的平板玻璃是折射元件的雏形．在需要加入透镜时，只要改变平板玻璃两个面的曲率半径即可，由几何光学的知识可知，它不会影响系统的像差及色差．这块平板玻璃还有另一个作用：在设计之初，它并不产生像差，所有的像差均由主次镜的球面镜产生；在改变其两个面的曲率半径即加入校正透镜后，通过观察评价图表可以看出其像差的明显变化，这些变化就是由于透镜校正了部分像差．所以通过加入这块平板玻璃可方便对比系统前后的成像质量变化．系统的初始结构如图1所示．图 1 系统的结构示意图,cm2.2 默认评价函数的创建将主次镜的曲率半径设为变量后，创建默认评价函数(图2)．图 2 镜头编辑器在上述镜头编辑器中，Radius表示曲面的曲率半径；thickness表示此面与下一面的距离；glass表示玻璃的类型，玻璃平板采用BK7(nf=1.52238，nd=1.51680，nc=1.51432)玻璃，图3的Default Merit Function(默认评价函数)对话框由四组选项构成:Optimization Function and Reference(优化函数和参考点)、PupilIntergration Method(人瞳积分式),Thickness Boundary Values(厚度间隔边界条件)和评价函数其它辅助选项．默认评价函数通过使用4个基本选择：优化类型、像差类型、像差计算参考点和入瞳积分方式来构建．图 3 创建默认评价函数在Optimization Function Reference(优化函数和参考点)一项中，RMS为默认的优化类型，表示评价函数由像差的均方根偏差组成；wavefront表示采用的像差类型为波像差，其单位为λ；Centroid表示像差计算的参考点为弥散斑的质心．ZEMAX中像差值计算是追迹视场中代表物点发出若干条光线实现的，ZEMAX提供了两种光线通过人瞳的分布形式:高斯积分(Gaussian Quadrature)法和矩阵(Rectangular Array)法．GQ法中通过设定轴对称入瞳面上划分的环带数(Rings)以及沿每个环上的半径臂数 (Arms ),确定每个视场和每种波长将被追迹的光线; RA 法中则通过设定入瞳面上的网格(Grid )，对轴对称的入瞳按照正方形进行各种密度的抽样，确定每个视场和每种波长将被追迹的光线．如果网格上的光线落在入瞳之外，那么这条光线将被自动省略，因此实际使用的光线要比Grid的乘积少(图4)．在上面的两种算法中，GQ算法在所有实际意义的算法中具有很大的优势，它比其他方法精确并且所需要追迹的光线较少，计算速度较快，并且具有中心对称的特性，有利于减少所需要追迹的光线[1]．图 4 两种光线的入瞳分布方式第三栏为厚度边界值设定，用于设定评价函数中对空气间隔和(或)玻璃厚度的边界约束．第四栏为其他辅助选项，通常勾选中其中的Assume Axial Symmetry(假设轴对称)一项，这样在构造和计算评价函数时，默认评价函数将认为光学系统是左右对称和旋转对称的，此时更少的光线将被追迹，优化速度快而不降低精度．若在设计非旋转对称系统时，此项可不选．Ignore Lateral Color(忽略垂轴色差)复选框默认条件下不予选择．Start At(起始为序)用来设定Merit FunctionEditor(默认函数编辑器)中加入默认评价函数的操作符的起始行序．Overall Weight(全部权重)文本框:默认值为1，表示构建默认评价函数时，操作符原默认权重和权重．设置好所有的约束条件后，点击OK生成图5的MFE(默认评价函数编辑器)．第一列为操作数序号．第二列为操作数类型：MNCG、MXCG、MNEG、MXEG操作符用来约束玻璃的边界条件；OPDX用来指定Wave,(Hx,Hy)，(Px,Py)光线相对于一个移动和倾斜的球面的光程差．该球面可以使RMS波前差最小化，ZEMAX 用质心作为参考．默认评价函数创建后调用优化，优化后系统的评价函数的值为0.0746．此值越小表示系统的性能越好(图6)．图6中：“Automatic”表示自动执行优化循环，直到系统优化不再有明显改善为止；“1 Cycle、5Cycle、10 Cycle、50 Cycle”分别表示执行1、5、10和50次优化循环；“Inf. Cycle”表示执行无限次循环，直到按下“Terminate”按钮为止；“Terminate”表示终止循环；“#CPU’s”表示分配运算的cpu核心数；“Algorithm”表示在下拉菜单中可选择合适的优化算法；“Variable”表示“设定的变量个数”．图 5 默认评价函数图 6 优化操作图优化完成之后，可以通过点列图来查看初步优化后系统的成像质量如何．在理想光学系统中，经入瞳的平行光线会汇聚在像面的某点处，但在实际的成像过程中，由于球差、色差等因素的存在，经入瞳的平行光线并不能严格汇聚在像面的某点处，而是在此点处形成一个弥散斑，理论上该弥散斑的半径越小越好．在zemax中有两种对弥散斑半径的描述，它们分别是RMS Radius(均方根半径)、GEORadius(几何半径)．前者是追迹每条光线到达像面后的坐标平方和然后再除以点的数量后再开方的值，这个值能近似反映弥散斑的质量；后者则表示弥散斑的最大半径．光线经球面镜反射后形成的弥散斑，主要还和球面镜几何性质有关．抛物线、椭圆以及双曲线都是有焦点一说的：从抛物线凹的一面入射的平行光经抛物面反射后会汇聚在其焦点处；从椭圆一焦点发出的发散光镜椭圆面反射后会汇聚在另一焦点处；汇聚到双曲线一焦点处的光线经双曲面反射后会汇聚到另一焦点处．虽然圆却没有这种性质，但是在几何光学中可近似地认为：在傍轴条件下，其焦点在圆心与曲面顶点的中心处．这可以由物像公式[3]得出1l'+ 1l= 2f,l'=∞，所以l=r2．但这仅仅在傍轴条件下才成立，对于望远镜这种大孔径系统来说很难做到．由于系统主要采用反射镜设计，而且平板玻璃不产生任何单色像差和色差，所以此时的系统是没有色差的，这在图7中得到了充分的体现，因为 F、D、C三种颜色的弥散斑是严格重合的．但是点列图的中心结构是放射状的，这说明此时系统存在着离焦，这样较大的弥散斑直径就不可避免了．图 7 点列图在实际的成像过程中，无穷远处的光线并不是严格的汇聚在某一点的，所以对整个入瞳而言，球面镜的球差是不可消除的．在点列图中RMS Radius 为13.76 μm；GEO Radius 为24.131 μm，这两个半径均可以通过引入校正透镜来降低．2.3 优化后成像质量评价初步的优化完成后，为了使系统的性能得到更大的提升，还需要对其进行更进一步的优化．在初步的优化中只引入了两个变量，即主次镜的曲率半径，这一步仅仅通过控制这两个量来减小像面上球差．现在要将透镜引入，并同时控制主次面的曲率半径，透镜的引入只要将之前的平板玻璃的两个面设为变量即可．按照上面的步骤创建默认评价函数并运行优化之后的LDE(镜头数据编辑器)如图8所示.图 8 镜头编辑器从图9中可以看到，此时系统的评价函数下降到0.000 34．评价函数的下降表示透镜的引入对成像质量有了较为明显的改善．图 9 优化操作图系统的2D结构图如图10所示.图10 系统的2D模型2.4 系统的图表分析系统的结构设计及优化已经基本完成，接下来要用zemax给出的分析图表判断所设计系统的成像优劣．主要通过点列图(SPOT DIAGRAM)、光线扇面图(RAY FAN)、光程差图(OPD)以及MTF函数来分析．图11 点列图与图7相比，因为引入了透射元件，所以色差被引入，点列图的半径有所下降．RMS RADIUS从0.436下降到0.256；GEO RADIUS从0.977下降到0.549．这两个半径都不超过1 μm ，所以此时的色差相对而言也是很小的．点列图中心的放射状结构消失，大部分光线都集中在点列图中央，可以认为此时离焦的情况已基本消除．图12给出了视场角为0°时的横向球差曲线．横坐标表示系统的入瞳，纵坐标为横向球差的值．从图中可以得出系统横向球差与入瞳半径的关系，原点附近曲线的斜率还可以反映系统的离焦情况．此时纵坐标的最大横向球差为1 μm，总体球差都控制在0.5 μm之内；代表F、D、C三种色光的曲线彼此之间离得很近，这说明色差是很小的；原点附近的曲率也可以证实上面点列图的判断结果．图12 光线扇面图图13 光程差图图13给出了系统的光程差曲线，它表示不同入瞳高度的光线经过系统后到达像面时的光程与主光线的光程之差．根据瑞利判据，当最大光程差小于波长的1/4可以认为是理想成像[4]．此时图中纵坐标的最大光程差下降到0.01个波长，远小于瑞利判据的0.25个波长．3 最终系统设计结构最后为了模拟次镜对光线的遮挡，在系统第一面与主镜之间加入一个半径与次镜相同的辅助镜面，并在主镜中心开一个半径为0.5 cm的圆孔以便让光线通过并与后方的目视系统衔接．最终的系统结构如图14所示．图14 最终系统的2D及3D模型由于遮拦面的加入，MTF曲线在中频部分有所下降．图15中，当MTF的值为0.1时，最大分辨率为229线对/mm．MTF曲线的低频反映轮廓，中频反映层次，高频反映细节．在60线对/mm处，MTF的值为0.4，此时系统能准确的反映出物体的轮廓，但是细节反映较差．图15 MTF曲线上面的各项图表都是在视场角为0°的情况下得出的．从图16中可以看出系统的视场角非常小的，虽然视场角的变化不大，但是MTF曲线的下降非常明显，成像质量也随之下降．这说明，系统的视场角依然非常小．小视场是卡塞格林望远镜的缺点之一，虽然本设计中的卡式望远镜的主次镜都采用球面镜，并且通过透镜校正了球面镜的球差，这虽然降低了成本和加工难度，但是系统的视场并没有因此而变大．图16 视场角分别为0°、0.3°、0.5°时的MTF曲线4 结束语采用球面镜的卡塞格林系统，降低了系统镜面的加工难度和加工成本，并且利用透射元件校正了两球面镜的固有球差．在视场角为0°时，从各项分析图表来看，该系统具有较好的成像质量，但是当视场角变化很小时，成像质量便有了较严重的恶化，该缺点可以通过增加更复杂的前置透镜组和后置透镜组来解决，这是以后工作中所要解决的问题．[ 参考文献 ][1] 迟泽英，陈文建.应用光学与光学设计基础[M].南京：东南大学出版社，2008：467-501.[2] 潘君骅.一个新的泛卡塞格林望远镜系统[D].江苏：苏州大学图书馆，2007.[3] 张以谟.应用光学[M].北京：电子工业出版社，2008：345-360.[4] 刘钧，高明.光学设计[M].北京：国防工业出版社，2012：10-95.。
各种光学望远镜示意图
望远镜基本原理一、折射望远镜用透镜作物镜的望远镜。
分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。
因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。
其中以双透镜物镜应用最普遍。
它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱。
在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。
由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。
口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜，留有一定间隙未胶合的称双分离物镜。
为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。
折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多。
伽利略望远镜光路图开普勒望远镜光路图二、反射望远镜用凹面反射镜作物镜的望远镜。
可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格雷果里望远镜、折轴望远镜几种类型。
反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。
但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。
对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。
磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。
反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。
一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。
天文望远镜的种类和原理
天文望远镜的种类和原理一般天文望远镜以构造来分类,可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类....折射望远镜所谓折射望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使从远方来的光折射集中在焦点,折射望远镜的好处就是使用方便,稍微忽略了保养也不会看不清楚,因为镜筒内部由物镜和目镜封着,空气不会流动,所以比较安定,此外,由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好,而口径不大透镜皆为球面,所以可以机械研磨大量生产,故价格较便宜。
(1)伽利略型望远镜人类第一只望远镜,使用凹透镜当目镜,透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像,地表观物很方便但不能扩大视野,目前天文观测已不再使用此型设计。
(2)开普勒型望远镜使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型,成像上下左右巅倒,但这样对我们天体观测是没有影响的,因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。
反射式望远镜反射望远镜不用物镜而用叫主镜的凹面的反射镜。
另外有一面叫做次要镜的小镜将主镜所收集的光反射出镜筒外面,由次要镜反射出来的光像再用目镜放大来看,反射式最大的长处是由于主镜是镜子,光不需通过玻璃内,所以完全不会有色差,也不太会吸收紫外光或红光,因此非常适合分光等物理观测,虽无色差但有其它各类的像差。
如将反射凹面磨成拋物线形(Parabolic),则可消除球面差。
因为镜筒不能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。
此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低,另外像的稳定度也不及折射式望远镜。
目前知名反射望远镜的设计大致分为五种..我只列举两种市售一般中小型的反射望远镜(1)牛顿式 (Newtonian)一六六八年由牛顿发明设计,由抛物面的主镜和平面次要镜所构成,以对着光轴45度的角度将平面次要镜装在从主镜反射过来的光的焦点的稍微前方(如上图)这种结构最为简单,影像反差较高,亦最多人选用,通常焦比在f4至f8之间。
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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 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。
﹐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。
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。
﹐在实用上可 由于消除了彗差 如果 采用弯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 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。
他的检测设备安置在摄星仪内部的焦点上。
球面像差。
施密特摄星仪的焦平面有很明显的弧度器都必须有相对应的弧度。
在某些情况在设计上都允许快速的焦比和控制住彗形像差和 （曲率 ），因此使用的底片、干版、或其他的检测 检测器被制作出湾曲的弧度， 在其他平面-V?is?l?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 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， 适合大口径的使用。
(次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。