反射式望远镜
高反射式望远镜光机系统简介及设计
班号：0936203 学号：6090120331 姓名：蔡海蛟
摘要：反射式望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分。比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜与卡塞格林式反射望远镜，另外还有里奇-克莱琴式、达尔-奇克汉式望远镜，这些系统都是沿轴的光学系统。离轴设计有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统，包括赫歇尔式，Schiefspiegler，Yolo望远镜等。
关键词：反射式望远镜; 牛顿; 凹面镜; 光线
按照光学结构的不同天文望远镜可分为许多不同的种类，但比较常用有：折射式天文望远镜和反射式天文望远镜以及折反式式望远镜。折射式天文望远镜用光学透镜做物镜，而反射式天文望远镜用曲面反光镜做物镜。尽管两者可以达到一样的效果，但它们的光学结构是完全不同的。折射式天文望远镜通常采用两片或多片镀膜透镜组合而成的消色差物镜。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。一般来讲，制作大口径（100mm以上）的组合透镜是非常困难的，所以常见的折射式天文望远镜的口径都不超过100mm。反射式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。这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。
以下重点介绍反射式望远镜。
在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，即缺乏观看影像的方法。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程(Optica Promota)，其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计。1668年，牛顿制造出了第一架反射式望远镜（实物图见图一（a），结构图见图一（b））。
a 第一台反射式望远镜
b 内部结构图
图一
反射式望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分。比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜与卡塞格林式反射望远镜，另外还有里奇-克莱琴式、达尔-奇克汉式望远镜，这些系统都是沿轴的光学系统。离轴设计有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统，包括赫歇尔式，Schiefspiegler，Yolo望远镜等。下面详细介绍一下沿轴的光学系统的各种望远镜，及离轴的赫歇尔式望远镜。
a)牛顿式反射望远镜
。
图二牛顿式反射望远镜原理图
1668年，牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5cm直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜（见图2）。它的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。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。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。但是这种望远镜也存在许多缺陷，除了像差较大外，开放的镜筒式的空气可以流通，这样不仅会影响到成像的稳定度，而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上，长此以往会破坏物镜表面的镀膜，使其反射力下降。
b）卡塞格林反射镜
卡塞格林反射镜(通常称为传统的"卡塞格林反射镜")以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
卡塞格林反射镜
c）里奇-克莱琴式
1910年代,乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴发明了里奇-克莱琴望远镜。里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林式反射镜，它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜)，有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的/设计。
d)里奇-克莱琴望远镜
1910年代,乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴发明了里奇-克莱琴望远镜。里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林式反射镜，它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜)，有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。
e)赫歇尔式反射镜
赫歇尔式反射镜是以威廉·赫歇尔命名的的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋(126厘米) 的望远镜。赫歇尔反射镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽，而只有60%的反射率。
图四赫歇尔式反射镜
e)schiefspiegler反射镜
Schiefspiegler("离轴"或"斜反射")反射镜是一种非常奇特的卡塞格林式反射镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了衍射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式( Kutter style)使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multischiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次－每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。
空间对地观测光学系统经历了从折射式到反射式,从同轴光学系统到离轴光学系统的发展阶段.折射式光学系统由于受光学材料的限制,很难做到大口径和轻量化设计。反射系统受材料限制较小便于轻量化设计，完全没有色差，系统透过率高，同轴反射系统视场小，但是中心遮拦的存在严重影响了成像的像质。
离轴三反射系统不存在中心遮拦，而且可优化变量多，提高光学系统视场大小的同时极大的改善了系统成像质量。下面简单介绍一下离轴三反射系统及其优化（详见参考文献2）。
图五同轴三反射系统结构图
（S1为初级像差）
（d1,d2,d3分别为面间距）
设计一系统满足：瞳孔径320mm，系统焦距1800mm，视场角(±0.3o)×(±0.6o)，相对孔径5.6，无中心遮拦。根据式(1) 式(6)求出一系列的系统初始结构参数，选择结构合理的代入Zemax 并优化，为实现无中心遮拦，将入射光瞳离轴150mm，同时将视场倾斜3o。优化后得到的离轴三反射光学系统结构参数如表1。选择表2 中所示的视场点对该系统的成像质量进行评价。
图六离轴三反射系统点列图图7 离轴三反射系统的MTF曲线选用点列图和光学传递函数来评价该系统的成像质量。从点列图中可以看到，各视场点的成像光斑大小都小于7.5μm 均方根小于3.5μm，该系统衍射极限的大小(即图中的圆)为7.536μm，基本达到衍射极限所有视场点的光学传递函数曲线都接近衍射极限50 线对/mm处的传递函数值基本达到0.80，该系统的成像质量良好。
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。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。
参考文献：
1. 反射(折反)式望远镜物镜的形式及其像差丁延卫，王立国《光机电信息》2002年11期
2. 离轴反射式光学系统设计伍和云，王培纲《光电工程》2006年1月
3. 22m焦距太空望远镜光学设计韩丽辉《激光与红外》2008年6月
4.光学天文望远镜400年卞毓麟《科学（上海）》2009年1期
5.小型反射/折反射式望远镜的研究袁颖华苏州大学2011
望远镜的主要分类
望远镜的主要分类 文章来源：网站管理员发布时间：2010-6-24 7:26:10 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 伽利略制作的折射望远镜 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。 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。 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。 市面上一般售卖的小型天文望远镜，多属折射望远镜。 反射望远镜 牛顿制作的反射望远镜 反射望远镜是利用一块镀了金属(通常是铝)的凹面玻璃聚焦，由于焦点在镜前，所以必须在物镜焦点之前用另一块镜将影像反射出镜筒外，再用目镜放大。 反射望远镜没有色差(因不用透过玻璃故无色散)，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，但受彗形像差的影响严重，故边缘部份仍觉松散。 现时一般中小型的反射望远镜有下列二种型式： 牛顿式(Newtonian) 利用一块与光轴成45度平面镜(Flat or diagonal)作为副镜(Secondary)将影像反射至镜筒前侧。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。 卡赛格林式或简称卡式(Cassegrain) 利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射，所以镜筒可以缩短，但视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲(Curvature of field)。 由于反射式望远镜只要磨制一个光学面，所以以同一口径而论，价钱较折射镜为廉。普通天文爱好者，拥有150mm、200mm口径的为数不少，反射式望远镜同时可以自己磨制。 折反射望远镜 反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。 折反射望远镜 折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组合而成。主镜是球面反射镜，副镜是一个透镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视场大，光力强，适合观测流星，彗星，以及巡天寻找新天体。根据副镜的形状，折反射镜又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构，前者视场大，像差小；后者易于制造。
折射式望远镜
折射式望远镜 望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。1608年荷兰人汉斯·利伯希发明了第一部望远镜。1609年意大利佛罗伦萨人伽利略·伽利雷发明了40倍双镜望远镜，这是第一部投入科学应用的实用望远镜。 折射式望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。 伽利略之折射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。对于伽利略
望远镜来说，结构非常简单，光能损失少。镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于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，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式。
牛顿式反射望远镜光轴的校准(精选.)
牛顿式反射望远镜光轴的校准 很多爱好者在使用反射式望远镜，特别是近年来越来越多的爱好者开始使用大口径、短焦距的抛物面牛顿式反射望远镜。说到望远镜的光学质量，人们比较关心的是主镜的口径及表面精度，而对于是否将反射镜的整个光学系统调整到最佳状态，似乎并没有给予足够的重视。我根据最近的一些实践经验，参考了网上的一些相关文章，把自己的体会写成此文。 反射望远镜光轴校准的重要性： 如果你拥有了一架反射望远镜，并且主镜是抛物面的，当你满怀希望投入观测，却发现像质平平，甚至恒星都不能聚成一个点，这个时候先别急着换镜子，你拥有的可能是一架很不错的望远镜，问题仅仅出在镜片装配上，经过对光轴的重新调整，望远镜里展现出的可能是完全不同的景象。 抛物面反射镜的成像有个特点，在光轴上成像很完美，没有像差，但离开光轴就会有明显的彗差（星点带了小尾巴）。在光轴上，使用一般视场的目镜，视场中心的星点是很锐利的，实际上视场边缘的像差也不易察觉。而如果在光轴外，整个视场中的星点可能都不实，而且离光轴越远这一点越严重。 怎样才算调好光轴了？ 反射镜的光学系统中有两个光轴：主镜（物镜）光轴平行于主镜筒的轴线，经过副镜（小平面镜）；目镜光轴垂直于主镜筒轴线，也经过副镜。当两个光轴都经过副镜上的同一点，且被副镜反射后二者完全重合，也就是成了一个光轴，那么光轴就算调好了。 在缺乏检验手段时，可以通过实际观测来判断光轴是否调好。找一个大气宁静度较好的晴夜，用望远镜的最高倍率（用毫米表示的主镜的直径数）看一颗恒星（如果没有赤道仪则可以看北极星）。把星点放在目镜视场中心（以减少目镜带来的像差），仔细调整焦距，从焦点外调到焦点，然后调到焦点内。如果光轴调整没有问题，可以看到如下图所示的从左到右一系列图象（图中的圆环是光的衍射引起的，散焦后实际上还会看到副镜及其支架的影子，图中没有画出）。 在焦点上星像是否凝结得很实、很细、很锐利，散焦后衍射环是否是同心圆，这些都反映了望远镜的像质。如果散焦后可以看到几圈衍射环，但不象上图中那样完美，四周均匀地带有一些“毛刺”，这说明反射镜面的精度稍差，但光轴调整的还是好的。如果散焦后星点变成了一个小的扇形，而且在目镜视场中移动星象，扇形的发散方向不变，这说明望远镜的光轴需要调整了。 光轴调整步骤及辅助工具 光轴调整可按如下步骤进行： 调节目镜调焦筒使之垂直于主镜筒轴线
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。 图2
天文望远镜的光学形式与优缺点简介
望远镜的光学形式与优缺点简介 望远镜的光学形式分为折射式、反射式、折反射式等三种。 折射望远镜 折射镜的镜片结构是由二片到三片所组合的消色差设计。 优点：焦距长、视野较大、解析力强、拍摄出的星点锐利，星像明亮，最适合于做天体测量方面的工作、观测月球、行星、双星表现出色，较大口径的产品易于地面观景、非常适合做月面及行星的扩大摄影。影像清晰锐利，高对比度、较好的消色差设计、极好的APO高消色差、好的镜片几乎无色差、使用寿命很长，但须注意不要让镜片发霉、易于设置和使用、保养容易，很少或不需要维护、底片比例尺大、对镜筒弯曲不敏感、简单和可靠的设计、密封的镜筒避免了空气扰动图像并保护光学镜片、物镜永久固定式安装，无需校正。 缺点：价格高昂。大口径规格比较昂贵、较重、长度和体积比同等口径和焦距的牛顿反射或折反望远镜更大、存在一些色彩畸变(消色差双胶合透镜)、有残余的色差，从而降低了分辨率、优质折射镜的物镜是2片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差，所谓消色差物镜只是对白光中7种色光的2种色光（红和兰光）消除色差，而复消色差物镜除了对2种色光
消色差之外，还对第3种色光（黄光）消除了剩余色差。短焦的折射镜有周边像差的现象，但这些缺点现已可解决。口径无法做太大，增大口径的成本因素限制了商业产品的最大尺寸，经济的设计大多为中小口径产品、巨大的光学玻璃浇制也十分困难，对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害、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。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。反射式望远镜： 优点：口径较大，影像明亮。成本低，没有色差，可做较大的口径，适合做星云、星团的摄影。没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。 缺点：口径越大，视场越小，光轴需常调整，反射镜面镀膜易氧化，物镜需要定期镀膜（三至五年），否则星星愈看愈暗，保养较为繁复。反射镜的慧差和像散较大，使得视野边缘像质变差，周边像差使星象肥大。彗形像差，这已被克服。 常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式2种。 牛顿反射望远镜 光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；牛顿反射望远镜采用一面凹面镜作为主要物镜，光进入镜筒的底端，然后折回开口处的第二反射镜，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
20CM反射望远镜可以说是目视天文观测的一种标准配置国
20CM反射望远镜可以说是目视天文观测的一种标准配置，国内外很多知名的爱好者都拥有这种望远镜，他们用这种望远镜进行了许多卓有成效的观测。多年以前河南开封的张大庆先生就给我磨制了一块Φ200抛物面反射镜（焦距107CM），但由于种种原因我一直没能动手制作。 同好会的寇文也有同样口径和焦距的一面反射镜，他的望远镜已经快完工了。北京另一位天文同好何景阳先生还热情地帮我做了一个铝质镜筒，我想现在该是动手的时候了。 我计划99年上半年制作一个道布森式的反射望远镜，下半年逐步完善它，同时作为一种尝试，为它加装两个步进电机，实现计算机自动控制。 我将把我的每一个设想、每一步实践记录下来，如果你有兴趣，可以与我分享制镜的快乐，如果你有更好的方法，欢迎与我联系。 （1999-1-22） 现在我手头的主要配件如下： 抛物面反射镜（主镜）：焦距1075mm，直径198mm，厚20mm 小平面反射镜（副镜）：短边直径35mm，厚12mm 铝质镜筒：内直径229mm，长度1000mm，壁厚1.5mm 目镜：接口31.7mm 各种类型的牛顿式反射望远镜，其光学结构都是一样的（见上图），这里就不再罗嗦了。装配望远镜的镜身首先要解决三大问题： 物镜的安装 目镜调焦座的安装 副镜的安装 在牛顿式反射望远镜中，镜筒的内径一般比物镜直径大20～30mm，以方便物镜的安装和调节；另外镜筒的长度一般至少应等于物镜的焦距长度，这样目镜开口离镜筒端面有一定距
离，可以避免杂散光的干扰，而且主镜焦点伸出镜筒不会太长，否则除非副镜尺寸足够大，当用广角目镜观测时，视场边缘肯定会有光线损失。（然而我的物镜焦距和主镜筒长度并不能满足这个要求。改变物镜焦距显然是不可能的，而加长镜筒长度难度也很大，外观也不好看。所以设计时要着重考虑这个问题，必要时得在某方面作出牺牲。） 只有当主镜的光轴和目镜的光轴完全重合时，望远镜才能达到最好的成像效果。然而即使在家仔细调整好光轴，经过长时间使用或长途运输后，光轴仍可能会歪，所以装配镜身时，主镜的指向、副镜的位置和指向以及目镜的指最好都是可以调节的。这一点在整个望远镜的设计和制作过程中不能忘记。 (1999-2-7) 首先设计物镜座。《天文爱好者》杂志曾两次连载杨世杰先生的文章《怎样自制天文望远镜》，其中介绍了两种物镜的固定方法。第一种是最简单的方法（下图A）：找一个与镜筒内径相同的木板（底板），先用三个金属片弯成的小钩将物镜固定在底板上，然后用三个角铁把底板固定在镜筒上即可。这种方法制作简单，镜片固定稳固，但物镜的指向调节很困难。对于强光力的望远镜，校准光轴是很重要而且时常需要做的事，所以这种方法不太合适。第二种方法（下图B）首先将物镜固定在一个小板上，小板通过三个螺栓与底板相连，螺栓中间加上弹簧，通过调节底板背后的螺母可以很方便地调节物镜的方向。这种方法制作相对复杂些，但使用效果却非常好，也是现在国际上很流行并且使用最多的一种方法。 而随着物镜口径的增大，其重量也在增加，上述第二种方法中所用的螺栓和弹簧的强度必须增加，这最终会导致物镜座的重量随物镜口径的变大而急剧增加。因此对于较大口径的物镜（我理解应是大于30cm的）又有了一种新的固定方法。这种方法使用一块底板，没有小板，没有弹簧，但底板上却保留三个螺栓，螺母嵌入底板中，物镜片是直接放在螺栓的三个顶点上的，调节螺栓可以调节物镜的指向（螺栓顶点要打磨光滑，与镜片之间要垫上薄的皮革，以防止划伤镜片）；为防止镜片滑动，要在底板上钉三个小木块挡在镜片边上，为防止运输
Φ200道布森反射式望远镜的设计与制作
Φ200道布森反射式望远镜的设计与制作 20CM反射望远镜可以说是目视天文观测的一种标准配置，国内外很多知名的爱好者都拥有这种望远镜，他们用这种望远镜进行了许多卓有成效的观测。多年以前河南开封的张大庆先生就给我磨制了一块Φ200抛物面反射镜（焦距107CM），但由于种种原因我一直没能动手制作。 同好会的寇文也有同样口径和焦距的一面反射镜，他的望远镜已经快完工了。北京另一位天文同好何景阳先生还热情地帮我做了一个铝质镜筒，我想现在该是动手的时候了。 我计划99年上半年制作一个道布森式的反射望远镜，下半年逐步完善它，同时作为一种尝试，为它加装两个步进电机，实现计算机自动控制。 我将把我的每一个设想、每一步实践放在这个网页上，如果你有兴趣，可以与我分享制镜的快乐，如果你有更好的方法，欢迎与我联系。 现在我手头的主要配件如下：
?抛物面反射镜（主镜）：焦距1075mm，直径198mm，厚20mm ?小平面反射镜（副镜）：短边直径35mm，厚12mm ?铝质镜筒：内直径229mm，长度1000mm，壁厚1.5mm ?目镜：接口31.7mm 各种类型的牛顿式反射望远镜，其光学结构都是一样的（见上图），这里就不再罗嗦了。装配望远镜的镜身首先要解决三大问题： ?物镜的安装 ?目镜调焦座的安装 ?副镜的安装 在牛顿式反射望远镜中，镜筒的内径一般比物镜直径大20～30mm，以方便物镜的安装和调节；另外镜筒的长度一般至少应等于物镜的焦距长度，这样目镜开口离镜筒端面有一定距离，可以避免杂散光的干扰，而且主镜焦点伸出镜筒不会太长，否则除非副镜尺寸足够大，当用广角目镜观测时，视场边缘肯定会有光线损失。（然而我的物镜焦距和主镜筒长度并不能满足这个要求。改变物镜焦距显然是不可能的，而加长镜筒长度难度也很大，外观也不好看。所以设计时要着重考虑这个问题，必要时得在某方面作出牺牲。） 只有当主镜的光轴和目镜的光轴完全重合时，望远镜才能达到最好的成像效果。然而即使在家仔细调整好光轴，经过长时间使用或长途运输后，光轴仍可能会歪，所以装配镜身时，主镜的指向、副镜的位置和指向以及目镜的指最好都是可以调节的。这一点在整个望远镜的设计和制作过程中不能忘记。
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)
望远镜的光学系统分类及常见类型
望远镜的光学系统分类及常见类型 望远镜的光学系统，广义上基本上分为折射式，反射式，折反射式，运动望远镜几乎都是折射式，天文望远镜则各种系统都很常见。 在实际应用中，由于运动望远镜几乎都是折射式望远镜，并且为了有效降低系统长度和便于携带，大多数运动望远镜都有棱镜系统，按照国际流行的分类方法，运动望远镜的实际分类是按照棱镜系统划分，而天文望远镜，观察镜则按照广义的光学系统分类。 本站望远镜的光学系统沿用目前国际流行的分类方法，共分为六种典型结构： 折射式 普罗棱镜式 屋脊棱镜式 复合棱镜式 牛顿反射式 折反射式 以下是各种光学系统原理及特点的简单解释： 一、运动望远镜的光学系统 运动望远镜几乎都是折射式，除了某些特殊产品，为了有效降低系统长度和便于携带，大多数运动望远镜都有棱镜系统，较常见的有屋脊，普罗棱镜。 屋脊望远镜
采用屋脊棱镜，优点是体积紧凑，便于日常携带使用，缺点是棱镜形状复杂，成本较高。屋脊望远镜优点: ●重量轻，体积紧凑，便于日常携带使用 ●外形美观 屋脊望远镜缺点 ●棱镜复杂，加工成本高，同等口径价格高 ●大口径规格体积优势不再明显 ----------------------------------------------------- 普罗望远镜 采用直角棱镜，优点是棱镜简单，较低成本即可达到较佳效果，缺点是体积相对比较大。普罗望远镜优点: ●结构简单，成本低 ●同等价格一般光学性能较好 普罗望远镜缺点 ●同等口径产品体积重量相对屋脊大 ●体积不能做得很小 二、天文望远镜的光学系统 折射望远镜
折射望远镜采用透镜作为主镜，光线通过镜头和镜筒折射汇聚于一点，称为"焦平面"。 长期以来，折射望远镜的薄壁长管结构外观，和百年前伽利略时代无太大区别，但现代的优质光学玻璃、多层镀膜技术使您可以体会伽利略从未梦想过的精彩天空。 对于希望简便的机械设计、高可靠性、方便使用的人来说，折射式望远镜是很受欢迎的设计。因为焦距由镜管的长度决定，通常超过4英寸口径的折射望远镜将变的非常笨重和昂贵，这在一定程度上限制了折射望远镜的经济口径，但对于更喜欢操作的易用性和通用性的初学者，折射望远镜仍然是是一个很好的选择。 因为具有宽广的视野，高对比度和良好的清晰度，折射望远镜同时也是受欢迎的热门选择。折射望远镜优点: ●易于设置和使用 ●简单和可靠的设计 ●很少或不需要维护 ●观测月球、行星、双星表现出色，尤其是较大口径的产品 ●易于地面观景 ●不需要第二反射镜或中心遮挡，具有高对比度 ●具有较好的消色差设计，和极好的APO高消色差、萤石设计规格 ●密封的镜筒避免了空气扰动图像并保护光学镜片 ●物镜永久固定式安装，无需校正 折射望远镜缺点 ●大口径规格比较昂贵 ●较重，长度和体积比同等口径和焦距的牛顿反射或折反望远镜更大 ●增大口径的成本因素限制了商业产品的最大尺寸，经济的设计大多为中小口径产品 ●存在一些色彩畸变(消色差双胶合透镜) ----------------------------------------------------- 牛顿反射望远镜
望远镜的常见参数介绍
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特性一览 屋脊式棱镜结构 肯高New SG 7*18 DH FF WP 双筒望远镜采用了屋脊式棱镜结构，轻便紧凑的设计，更适合户外携带。多层镀膜(Multi-Coated) 肯高New SG 7*18 DH FF WP 双筒望远镜使用多层镀膜和高精度的棱镜，提高了光的透射率和反射率，因而可以获得更锐利明亮的图象。 防水抗冲击设计 肯高New SG 7*18 DH FF WP 双筒望远镜采用防水抗冲击的设计，不必担心因湿气入侵或是不经意的泼溅而对其造成的损害，让你的望远镜适应各种恶劣环境。内附望远镜包 肯高New SG 7*18 DH FF WP 双筒望远镜附带的便携包装袋能让您方便的收纳望远镜，同时可以避免随意放置带来的意外损害，让您的望远镜亮丽如新。
关于望远镜的牛顿反射系统
关于望远镜的牛顿反射系统 通俗理解，望远镜的工作原理是利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。全球第一架望远镜诞生于1668年，名为牛顿反射望远镜。相信，有部分天文爱好者对它不是很了解，下面，中国望远镜交易网小编陪同大家一起来认识下牛顿反射望远镜。 首先，牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。牛顿反射望远镜由牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求，光线不需透过材料本身，而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点，因此大口径的望远镜都采用反射式。 另外，它的结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。反射式天文望远镜有许多优点，牛顿系统是反射
系统望远镜的优点如下： 1.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。 2.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。 中国望远镜交易网调查发现，现代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项目。更多望远镜知识可查阅中国望远镜交易网。
反射望远镜
反射望远镜 我们已经知道，在折射望远镜中，物镜是一具透镜，或许多透镜的组合，安置在镜筒的上端。它将星光折射到接近镜筒下端的焦点上去，在那儿形成一个影像，这影像可以用目镜来看，可以摄影，也可以用其他方法研究。伽利略（Galileo）所用的最早的望远镜以及那个时代所用的望远镜都是折射望远镜。这种望远镜经过了消色方法改良后的形式仍有最普遍的用途。 在反射望远镜中，物镜是一凹镜，安置在镜筒最下端。它将星光反射到接近镜筒上端的焦点上去。现在发生了必须解决的困难：要看焦点上的像，观测者必须从上面向镜中望去。如果他俯在镜筒上看，他便要看到他自己的影子在镜中了。他的头和肩都会遮去大部分射来的星光。因此必须想出方法来使焦点到筒外去，才能充分测得星的像。不同的方法结果造成不同形式的反射望远镜。现在应用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统等。本章介绍其中两种：一是牛顿式（Newtonian），一是卡塞格林式（Gassegrainian）。 牛顿式反射望远镜将一面小镜斜放在镜筒中接近筒顶的焦点之内。这面镜的反光面正好和望远镜的主轴成45度角，从大镜射来会聚的光柱再向旁边反射到镜筒边上去。在那儿可以用平常的目镜来看，或者摄影。 因此，用牛顿式反射望远镜的观测口便在镜筒上端左边附近。观测者用目镜看去的方向正与他所观测的星星成直角。大型反射望远镜的观测台连在旋转圆顶上，正对着缝隙，很容易起落，使观测者能在适当的位置上去看望远镜所指向的任何方向。 卡塞格林式则有一较小的略显凸型的反射镜片放在主镜与其焦点之间。小镜把会聚的光柱再反射回去射向大镜，从大镜中央一小开口处通过，在镜后形成焦点，就在这儿安放目镜。用这种望远镜的观测者朝向他所观测的物体望去，正如同用折射望远镜一样。有许多反射望远镜是既可用成牛顿式，又可用成卡塞格林式的。 4
牛顿式反射望远镜光轴的校准
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反射望远镜
反射望远镜 〖你正在浏览《老百晓在线》提供的文章〗用反射镜作物镜的望远镜。光学性能的重要特点是没有色差。 其他像差在理论上虽然可以得到消除，但工艺复杂，实 用的为了避免像差，视场一般比较小，可以通过像场改 正透镜扩大视场。反射镜的材料要求膨胀系数小，应力 较小和便于磨制。镜面通常镀铝，在红外区及紫外区都 能得到较好的反射率。的镜筒一般比较短，便于支撑。 现代高科技还具有镜面自适应光学系统和主动光学系统，可以补偿大气扰动干扰和镜面应力及风力引起的变形抖动。中常用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格里高里系统、折轴系统等，通过镜面的变换，在同一 个望远镜上可以分别获得主焦点系统（或牛顿系统）、卡塞格林系统和折轴系统。这些系统的焦点，分别称为主 焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、格里高里焦点和折轴 焦点等。单独用上述一个系统作望远镜时，分别称为牛 顿望远镜、卡塞格林望远镜、格里高里望远镜、折轴望 远镜。大型光学主要用于天体物理研究，特别是暗弱天 体的分光、测光以及照相工作。 中国目前最大的光学望远镜是2。16米。目前世界上最大的望远镜是位于夏威夷的凯克望远镜，直径10米，
由36面1。8米的六角型镜面拼合而成，耗资一亿三千万美圆，主要是由美国的一个企业家凯克捐助修建的，第 一面凯克望远镜建造成功后，凯克基金会又投资修建了 凯克二号望远镜，两座挨在一起，威力无比；另外的大 型望远镜有美国国立天文台位于南北两半球的两个八米 望远镜，一座位于夏威夷，一座位于智利，合称双子座 望远镜；日本人在夏威夷建造了一座八米的称为昴星团 望远镜；下世纪欧洲南方天文台将建成四座八米望远镜，组合口径相当于15米!
反射式望远镜
高反射式望远镜光机系统简介及设计 班号：0936203 学号：6090120331 姓名：蔡海蛟 摘要：反射式望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分。比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜与卡塞格林式反射望远镜，另外还有里奇-克莱琴式、达尔-奇克汉式望远镜，这些系统都是沿轴的光学系统。离轴设计有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统，包括赫歇尔式，Schiefspiegler，Yolo望远镜等。 关键词：反射式望远镜; 牛顿; 凹面镜; 光线 按照光学结构的不同天文望远镜可分为许多不同的种类，但比较常用有：折射式天文望远镜和反射式天文望远镜以及折反式式望远镜。折射式天文望远镜用光学透镜做物镜，而反射式天文望远镜用曲面反光镜做物镜。尽管两者可以达到一样的效果，但它们的光学结构是完全不同的。折射式天文望远镜通常采用两片或多片镀膜透镜组合而成的消色差物镜。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。一般来讲，制作大口径（100mm以上）的组合透镜是非常困难的，所以常见的折射式天文望远镜的口径都不超过100mm。反射式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。这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。 以下重点介绍反射式望远镜。 在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，即缺乏观看影像的方法。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程(Optica Promota)，其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计。1668年，牛顿制造出了第一架反射式望远镜（实物图见图一（a），结构图见图一（b））。 a 第一台反射式望远镜 b 内部结构图 图一
反射式望远镜设计
On-Axis Reflective Telescopes Dall-Kirkham (TDK-9) z Cassegrain Dall-Kirkham (TDK-9) Telescope Focusing Dall-Kirkham Telescope (TDK-9) ? Primary Diameter: 22" (560 mm) ? Focal Length: 10 meters ? Obscuration: 5% area ? Outline Dimensions: 26" φ X 58.5" length (66 mm φ X 149 mm length) ? System Wavefront: 1 λ at 0.63 μ ? High Quality black body calibration collimator system design, for 3 to 15 micron region ? Aluminum Housing Dall-Kirkham (TDK-9) Outline Drawing Afocal Dall-Kirkham Telescope (TDKA-10) ? 10 X magnification ? Primary (Output) Mirror Aperture: 10.5" (267 mm) ? System Wavefront:λ / 6 Peak-to-Peak (λ = 0.6328 μ) ? Central Obscuration: <4% Area ? Outline Dimensions Diameter: 13" (330 mm) Length: 28" (710 mm) ? Weight: 75 lbs. (34 kg) Cassegrain Telescope (TC-5.6) Narrow field of view, all-reflective, IR telescope designed for low scatter and diffraction limited performance @ 3.5 microns. ? Primary Diameter: 6.8" (172 mm) ? EFL Telescope: 37.8" (960 mm) ? BFL from Primary: 5.1" (129 mm) ? f/5.6 central obscuration < 15% area ? 40/20 mirror surface finish ? Mirror Surface Accuracy:λ / 2 @ 0.63 μ ? Temperature Range: 25o ± 10o C ? Coatings: 99% reflectivity, enhanced silver ? Outline Dimensions: 9.1" φ X 12.32" length (230 mm φ X 310 mm length) ? Blur Circle Diameter @ 0.63 μ (80% energy) 1) On-Axis: 40 μ 2) ? field (4 minutes): 40 μ 3) Full Field (8 minutes): 60 μ ? Baffled Housing to reduce scattering for entrance angles up to 10° off-axis Space Optics Research Labs 7 Stuart Road Chelmsford, MA 01824 https://www.360docs.net/doc/aa14334130.html, Phone: 978-250-8640 Fax: 978-256-5605
折射反射望远镜的优缺点
折射反射望远镜的优缺点 作者：佚名文章来源：本站原创点击数：1267 更新时间：2006-11-15 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，根据光学原埋，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 度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。 折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1.影像稳定 折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。 2.彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3.保养 折射望远镜的缺点
1.色差 不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。 2.镜筒长 为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六?伎诰都扑悖?便是七?瞻氤ぃ?而且用起来又不方便，业?N?u镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3.价钱贵 光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点 1.消色差 任何可见光均聚焦于一点。 2.镜筒短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。 3.价钱便宜 光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1.遮光 对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光率。
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.