天文望远镜的光学系统
天文望远镜原理范文
天文望远镜原理范文天文望远镜是一种用于观察远处天体的光学仪器。
它基于天体发出或反射的光线，通过一系列光学元件将光线聚焦到观察者的眼睛或者探测器上，从而放大远处天体的细节。
天文望远镜的原理涉及到透镜系统和反射系统两种不同的设计。
透镜望远镜的原理如下：1.物镜：透镜望远镜的核心部分是物镜，它负责将光线聚焦到一个点上。
物镜一般为凸透镜，通过它可以使光线屈折，使来自远处天体的光线收敛到一个焦点上。
2.目镜：透镜望远镜的目镜是一个放大镜，负责放大物镜汇聚到的光线，增强观察者的视觉效果。
目镜一般为凸透镜，增加了入射光线的倾斜角度，使得视野更广。
3.焦点：物镜的焦点是一个点，该点是光线汇聚的位置。
目镜放置在焦点附近，通过调整目镜与焦点的距离，可以调整所观察到的景物的清晰度和放大倍率。
反射望远镜的原理如下：1.主镜：反射望远镜的核心部分是主镜，它由一个反射面构成。
该反射面具有特殊的形状，能够将光线聚焦到一个点上。
主镜一般为抛物面或者双曲面，通过反射光线使来自远处天体的光线聚焦到一个焦点上。
2.二次镜：反射望远镜中通常还会有一个放大镜，被称为二次镜。
二次镜放置在主镜的焦点处，用来接收主镜聚焦的光线，并将其反射到观察者的眼睛或者探测器上。
3.焦点：主镜的焦点是一个点，是光线的汇聚点。
二次镜被放置在主镜焦点附近，通过调整二次镜的位置可以调整所观察到的景物的清晰度和放大倍率。
透镜望远镜和反射望远镜的原理在很大程度上是相似的，都是通过光学元件将光线聚焦到一个点上，并通过放大镜增强观察者的视觉效果。
透镜望远镜适用于观察亮度较高的天体，而反射望远镜适用于观察细节更清晰但亮度较低的天体。
同时，反射望远镜由于没有折射放大器，可以避免一些透镜望远镜可能出现的色差问题。
现代的天文望远镜在原理上已经比较成熟，但是随着科学技术的发展，仍然有一些新的技术被应用于天文观测。
例如，自适应光学系统可以通过实时调整主镜形状来纠正大气湍流对光线的扭曲，从而提高图像的清晰度。
天文望远镜光学原理
天文望远镜光学原理天文望远镜是一种用来观察和研究天体的仪器，它通过光学原理收集、聚焦和放大远处的天体光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的各种天体现象。
下面将从反射式望远镜和折射式望远镜两个方面介绍天文望远镜的光学原理。
反射式望远镜采用反射原理，主要由主镜和目镜组成。
主镜是望远镜最重要的部分，它通常由一块曲面光学玻璃或金属制成，成为抛物面或拋物面。
当天体的光线进入望远镜时，首先被主镜反射，然后聚焦到焦点上。
目镜位于主镜焦点的位置，其作用是将焦点处的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
目镜通常由多组透镜组成，可以增加光线的放大倍数和改善图像的质量。
折射式望远镜则采用折射原理，主要由物镜和目镜组成。
物镜是望远镜的主要光学部件，通常由一块透明的凸透镜或凹透镜制成。
当天体的光线通过物镜时，会发生折射现象，光线将聚焦在物镜的焦点上。
目镜位于物镜焦点处，其作用和反射式望远镜的目镜类似，将焦点上的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
无论是反射式望远镜还是折射式望远镜，都需要配备一个支撑和调节系统，以确保天体在观测过程中能够保持稳定和准确的定位。
在反射式望远镜中，通常通过一个望远镜支架将主镜固定在合适的位置上，并使用一组驱动器和仪表来调节和控制望远镜的运动。
而在折射式望远镜中，通常通过一个高精度的赤道仪来支持和追踪天体运动，以确保望远镜可以准确地跟随天体的轨迹。
在光学设计上，望远镜的主要目标是尽可能提高图像的清晰度和分辨率。
为了达到这个目标，望远镜需要尽可能聚焦天体的光线到一个小的焦斑上，同时减少镜面和透镜的形状和表面误差对图像质量的影响。
此外，望远镜还需要具备良好的红外和紫外光线的透射特性，以便观测更广泛的光谱范围。
总之，天文望远镜实现天体观测和研究的关键在于光学原理的运用。
通过反射或折射原理，望远镜能够聚焦并放大天体的光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的奇妙景象。
同时，望远镜还需要具备稳定的支撑和调节系统，以确保观测的准确性和精确性。
天文望远镜的原理
天文望远镜的原理
天文望远镜是利用凸透镜或反射镜等光学元件，使天体像变得放大、明亮、清晰，从而能够观测天体的仪器。
常见的望远镜分为折射式和反射式两种。
1.折射式望远镜
折射式望远镜利用凸透镜将光线屈折，将目标光线聚焦在光阑处，再由次级光学元件（如目镜）将光线放大到观察者的眼睛中。
光阑是一个管形光学元件，它通过限制进入望远镜的光线来减少散射和干扰，并使光线沿着视轴的准确路径传输。
2. 反射式望远镜
反射式望远镜使用反射镜而非透镜来聚集并放大目标光线。
观测者从镜筒的侧面插入眼睛，在望远镜背面的平面或略微倾斜的掩盖原理上放置一个小的板片，称为二次镜。
光线从目标天体进入望远镜的主射线（光路）并被反射并聚焦在凹面的放大镜中，如Cassegrain、Newtonian或Ritchey-Chrétien等设计中。
次级镜将图像反转并拉伸，以便望远镜提供更大的视野。
总之，望远镜利用光学原理将远处的天体像放大，使人们能够观测到更远、更微小的天体，为天文学研究提供了有力的工具。
天文望远镜原理
天文望远镜原理天文望远镜的原理主要基于光学成像原理和望远镜的组成结构。
光学成像原理即光线在通过透镜或反射镜后，会发生折射或反射，使光线聚焦形成清晰的图像。
望远镜的结构包括目镜和物镜，它们共同作用来放大远处物体的图像。
物镜是望远镜的主要光学元件，通常由透镜或反射镜组成，用来收集并聚焦光线。
当光线通过物镜时，它们会被折射或反射，然后聚焦在焦点上。
透镜的聚焦效应是通过不同折射率的玻璃或透镜片内的精密曲率来实现的。
反射镜通过反射光线来实现聚焦效果。
目镜是望远镜的次要光学元件，通常由一个或多个透镜组成，它们用来放大物镜所聚焦的图像。
目镜一侧通常与人眼直接接触，使眼睛能够观看到聚焦的图像。
目镜的功能是将形成的像放大到足够的程度，以使人眼能够清晰地观看到。
目镜的增大倍数决定了望远镜的放大能力。
除了目镜和物镜之外，天文望远镜还包括一些附加装置，如支架、导星器、电动驱动系统等。
支架用于固定望远镜并保持其稳定性。
导星器是一种用来跟踪目标天体运动的装置，它可帮助望远镜保持对天体的准确定位。
电动驱动系统则通过电机来调整望远镜的位置，使其能追踪天体的运动。
通过以上组成，天文望远镜能够放大远处天体的图像。
当目标天体准确对焦到物镜上时，光线会被物镜聚焦在焦点上，形成一个倒立的实像。
之后，目镜会放大这个实像，并将它放置在人眼所能观看到的位置上。
最终，我们可以通过直接观察或使用相机等设备来观测、记录天体的图像。
在传统的折射望远镜中，它们直接使用透镜组来聚焦光线。
而新一代的天文望远镜，如赛德克斯望远镜、哈勃望远镜等，采用反射镜来聚焦光线。
反射望远镜通过反射光线使其聚焦，这样可以避免透镜内部的色差问题，从而能够更准确地观察天体。
总之，天文望远镜的原理基于光学成像原理和望远镜的结构。
它们结合了物镜和目镜，通过聚焦光线并放大图像，使我们能够更清晰地观察和研究天体。
随着技术的进步，望远镜的设计和功能在不断发展，为天文学家和科学家们提供了更多更准确的观测工具。
天文望远镜成像原理
天文望远镜成像原理天文望远镜是一种利用光学原理观察天体的仪器，它通过聚焦、放大、记录和分析天体的光信号来帮助人类更深入地了解宇宙。
而天文望远镜的成像原理则是其能够实现这一功能的核心。
本文将从光学原理和成像过程两个方面来介绍天文望远镜的成像原理。
光学原理。
天文望远镜的成像原理首先涉及到光学原理。
光学原理是指光在经过透镜或反射镜后的折射、反射和聚焦等现象。
在天文望远镜中，主要涉及到的光学原理包括折射、反射和焦距。
折射是光线在通过透镜时由于介质的折射率不同而产生的偏折现象，而反射则是光线在反射镜上的反射现象。
焦距则是透镜或反射镜的焦点到透镜或反射镜的距离，是决定光线聚焦程度的重要参数。
成像过程。
天文望远镜的成像过程是指光线经过望远镜后形成清晰的像的过程。
在天文望远镜中，成像过程主要包括光线的收集、聚焦和记录。
首先，望远镜通过透镜或反射镜收集来自天体的光信号，然后通过光学原理将这些光信号聚焦在焦平面上，最后通过记录设备记录下这些光信号的分布情况。
天文望远镜的成像原理可以通过以下几个步骤来简单描述，首先，天体发出的光信号经过望远镜的物镜（或反射镜）收集，然后通过物镜（或反射镜）的折射（或反射）作用，光线聚焦在焦平面上，最后，焦平面上的光信号被记录下来，形成清晰的图像。
总结。
综上所述，天文望远镜的成像原理是基于光学原理和成像过程的。
光学原理涉及到光线在望远镜中的折射、反射和聚焦等现象，而成像过程则是指光线经过望远镜后形成清晰的像的过程。
通过对天文望远镜成像原理的深入了解，我们可以更好地理解和利用天文望远镜来观测和研究天体，从而更深入地了解宇宙的奥秘。
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。
天文望远镜原理
天文望远镜原理
天文望远镜是一种用于观察和研究天体的仪器。
它利用光学原理将远处天体的光线收集和聚焦，使人们能够更加清晰地观测到远离地球的天体。
天文望远镜的工作原理可以概括为以下几个步骤：
1. 收集光线：天文望远镜通过一个望远镜筒来收集和聚焦天体的光线。
望远镜筒中通常有一个主镜，它是一个大而曲率较高的镜面，可以将光线收集到一个焦点上。
2. 聚焦光线：光线经过望远镜筒后，被主镜聚焦到焦点上。
焦点是一个特定的位置，被人们称为焦平面。
在焦平面上，光线被聚焦成一个非常小的点，以便进行更加精确地观测。
3. 探测和记录：为了在焦平面上记录到天体的图像，天文望远镜通常会使用一种特殊的探测器，比如CCD（电荷耦合器件）或CMOS（互补金属氧化物半导体）芯片。
这些探测器可以
将光线转化为电信号，然后通过电子设备进行记录和处理。
4. 图像增强：在必要的情况下，天文望远镜还可以通过一些特殊的技术来增强图像的质量。
例如，使用自适应光学技术可以对镜面进行微调，以纠正大气湍流对观测造成的影响。
此外，还可以使用滤光器来选取特定波长的光线，以便更好地观测特定类型的天体或特定物质。
总的来说，天文望远镜通过光学原理来收集、聚焦和记录来自
远处天体的光线。
这些仪器给予我们更深入地了解宇宙的机会，并对天体物理学做出重要贡献。
天文望远镜原理
天文望远镜原理
天文望远镜是一种用于观测天体的光学仪器，它能够帮助我们观测到远在地球
之外的星球、星系、星云等天体。
天文望远镜的原理是基于光学成像原理和望远镜的光学设计，下面我们将详细介绍天文望远镜的原理。
首先，天文望远镜的光学成像原理是基于光线的折射和反射。
当光线通过透镜
或反射镜时，会发生折射或反射，从而形成一个清晰的像。
天文望远镜通常采用的是反射式望远镜，利用凹面镜和平面镜将远处的光线聚焦到焦点上，形成清晰的像。
这样就能够观测到远处的天体，而不受大气湍流的影响。
其次，天文望远镜的光学设计是非常重要的。
天文望远镜通常包括物镜和目镜
两部分。
物镜负责将远处的光线聚焦到焦点上，而目镜则负责将焦点上的像放大，使观测者能够看清楚。
物镜的直径决定了望远镜的分辨率，直径越大，分辨率越高，能够看得更清楚。
而焦距则决定了望远镜的放大倍数，焦距越长，放大倍数越大。
另外，天文望远镜还需要配备一定的支撑结构和控制系统。
由于天文望远镜需
要长时间稳定地观测天体，因此需要有稳定的支撑结构来支撑望远镜本身，以及精密的控制系统来控制望远镜的方向和焦距。
这样才能够确保观测的准确性和稳定性。
总的来说，天文望远镜的原理是基于光学成像原理和光学设计的，通过合理的
光学系统和稳定的支撑结构和控制系统，才能够实现对远处天体的观测。
天文望远镜的发展历程和技术含量都是非常丰富的，它不仅帮助我们更好地了解宇宙，也推动了光学技术和精密加工技术的发展。
希望通过对天文望远镜原理的介绍，能够让大家对天文观测有更深入的了解，并对天文科学产生更大的兴趣。
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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。
)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量被观测的两个物体之间角距离的大小)。
消色差折射镜消色差的折射镜是在1733年由一位英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的约翰Dollond。
这项设计使用两片玻璃(有不同色散度的"冕牌玻璃"和"火石玻璃")做物镜，降低了色差和球面像差。
两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起。
消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
高度消色差折射镜高度消色差折射镜使用特别的材料，特别低色散度的材料，来制造物镜。
他的设计能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同的焦平面上，颜色的残差错误(二级光谱)比消色差透镜少了一个数量级。
这种望远镜的主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜，产生非常清晰没有色差的影像。
这种望远镜在业余天文望远镜的市场中是非常高价值的产品。
高度消色差折光镜的口径已经可以做到553毫米的直径，但多数仍在80～152毫米之间。
技术的考量折射望远镜曾经因为高度残余的色差和球面像差而饱受责难，短焦的情况比长焦的更为严重。
一架4英吋F/6的消色差折光镜，仍可能出现不能忽视的彩色的散述现象(通常会有紫色的光晕在明亮的天体附近)，而4英吋F/16的就只会有少许的色散。
在非常大口径的折光镜，还有镜片沉陷的问题，这是重力使玻璃变形的结果。
玻璃的瑕疵是更进一步的问题，被困在玻璃内的空气气泡或条纹。
另外，玻璃对某些波长是不透明的，即使是可见光也会在进出接口与穿透时因吸收和折射而黯淡。
这些问题大多数都可以因为改用反射镜而消除或降低，而且还可以制造更大的口径.值得推崇的折射望远镜叶凯士天文台(100cm)叶凯士天文台（Yerkes Observatory）座落于美国威斯康辛州威廉斯湾，附属在芝加哥大学，于1897年由乔治·埃勒里·海耳创立，并获当时大企业家查尔斯·耶基斯（Charles T. Yerkes）资助。
该天文台圆顶内有一枝40英吋口径的折射望远镜，由光学大师克拉克（Alvan Clark）建造，与天文台一起落成启用，直到现时为止仍是世界上口径最大的折射望远镜，该天文台还有两枝40英吋和24英吋口径的反射望远镜。
叶凯士天文台的研究课题包括星际物质、球状星团的形成、红外线天文学和近地天体。
该处同时存在一个大小相当的工程中心，专门研制和修理科学仪器。
许多声名显赫的天文学家，如爱德华·爱默生·巴纳德、爱德温·哈伯和苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡等，几乎都是终身在此尽其职业。
不过由于天文台位置近海、经常多云而的不好观测条件，再加上附近越趋严重的光害，天文台已失去其原有作用。
面对研究产率低，以及每年30万美元的维护经费，芝加哥大学虽多年提供经费，但因美国每年的科研补助款逐年减少，芝加哥大学须自筹经费，否则需被迫放弃天文台。
瑞典太阳望远镜(100cm)瑞典太阳望远镜 ( SST)是口径1 米的望远镜，座落在加那利群岛的拉帕玛岛Roque de los Muchachos 天文台，由瑞典皇家科学院的太阳物理学会来管理。
它的主要元件是一片透镜，并且是全球第二大的折射镜。
SST是一架真空望远镜，意思是它的镜筒是真空的以避免来自内部空气的扰动破坏了影像。
这是太阳望远镜所特有的问题，因为收集的光线所汇聚的热会对经过的气体造成影响而破坏了影像。
从2005年起，它启用了调适光学系统，使它的影像是所有的太阳望远镜中最好的。
SST接替了SVST－瑞典真空太阳望远镜－的工作，那是一架口径47.5厘米的望远镜，在2000年8月28日除役。
利克天文台(91cm)利克天文台是世界上首个建于山顶的永久性台址，使用美国富豪詹姆斯·利克的遗产，建造于1876年至1887年间。
1887年，利克的遗体安葬在口径36英寸（91厘米）的折射式望远镜的基座下面，这台望远镜被命名为詹姆斯·利克望远镜。
1888年1月3日，利克望远镜开光，是当时世界上最大的折射望远镜。
直到1897年这一纪录才被叶凯士天文台打破。
1888年4月，利克天文台移交给加利福尼亚大学董事会管辖，成为世界上首个建于山顶的永久天文台。
首任台长是爱德华·霍顿。
1898年，詹姆斯·基勒担任天文台的第二任台长。
随着圣荷西的日益繁华，光污染逐渐开始对天文台的观测工作造成影响。
1980年代，圣荷西的路灯全部改用低压钠灯，这种灯的灯光容易用望远镜上的滤光片去除。
为了感谢圣荷西在降低光害方面所做的努力，利克天文台发现的第6216号小行星命名为“圣荷西”。
巴黎天文台巴黎天文台（ObservatoiredeParis）位于法国首都巴黎，是法国的国立天文台，在巴黎、墨东、Nanay等地建有观测基地。
巴黎天文台是法国国王路易十四根据海军国务大臣让-巴普蒂斯特·柯尔贝尔的建议于1667年开始建立的，1671年完工，首任台长是法国著名天文学家卡西尼，他曾在这里发现了土星的四个卫星（土卫八、土卫五、土卫四、土卫三）、卡西尼环缝、木星的较差自转、大红斑，解释了黄道光的成因。
1679年，巴黎天文台出版了世界上第一部天文年历，利用木星卫星的掩食帮助船舶测定经度。
1863年，天文台出版了第一份现代意义上的气象图。
1913年9月，巴黎天文台用埃菲尔铁塔做天线，接收美国海军天文台发出的无线电信号，精确测定了两地的经度差。
巴黎天文台还是国际时间局的所在地，直到国际时间局于1987年解散。
尼斯天文台 (76cm)罗威尔天文台 (24 in)塞波特天文和科学中心 (20 in, 8 in)反射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。
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。
反射式望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。
通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。
因而大口径，强光力的反射式望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。
由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。
但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。
反射望远镜的基本分类反射望远镜由于工作焦点的不同分为主焦点系统、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。
大型光学反射望远镜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。
牛顿式反射望远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。
优点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。
缺点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。
由于这种结构的物镜比较容易破裂，所以使用的时候需要倍加小心。
对于偏轴的光线，牛顿式望远镜会产生彗差。
这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。
通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大，因此价格也比较昂贵。
由于加了一个二级平面反射镜，所以会损失一些光线。
反射望远镜的发展史折射望远镜产生的像差，主要是因为光线通过透镜以后再聚焦而产生的，那么能不能不通过透镜折射后聚焦而通过镜面的反射而聚焦成像呢?为此英国的物理学家、天文学家牛顿首先提出用一定形状的反射镜，也可以把平行光线会聚在一起而聚焦成像。