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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。
目录
简介
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。
在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林反射望远镜。
基本认识
用反射镜作物镜的望远镜。反射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，实用的反射望远镜为了避免像差，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。反射望远镜的镜筒一般比较短，便于支撑。现代高科技反射望远镜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，耗资一亿三千万美元，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。
技术考量
一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长（焦距），底片或数位感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差：
- 当使用非抛物面镜时会有球面像差（成像不在平面上）。
- 彗形像差
- 畸变（视野）
- 在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。
- 几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因：
- 在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。
- 不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不贷，面镜则完全没有这个问题。
- 反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。
- 大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。
当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2米或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。
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。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。
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。
卡塞格林望远镜
卡塞格林望远镜是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。
折轴望远镜
折轴望远镜是光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置型式（赤道式﹑地平式等）的折射望远镜﹑反射望远镜﹑折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。
优缺点
反射式望远镜有许多优点，比如：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。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
对于反射镜的材料，只要求它的膨胀系数较小、应力较小和便于磨制。磨制好的反射镜表面通常镀有一层铝膜，它对红外区和紫外区都有较好的反射律，适于在较宽的波段范围研究天体的光谱和光度。另外，反射望远镜的镜筒一般较短。大型的反射望远镜主要用于天体物理的研究工作，特别是暗弱天体的分光、测光和直接照相等。
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差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物象将会变得模糊。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。
应用
反射望远镜在天文观测中的应用已十分广泛，由于镜面材料在光学性能上没有特殊的要求，且没有色差问题，因此，它与折射系统相比，可以使用大口径材料，也可以使用多镜面拼镶技术等；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；因此较适合于进行恒星物理方面的工作（恒星的测光与分光），目前设计和建造的大口径望远镜都是采用的反射系统，遗憾的是反射望远镜的反射镜面需要定期镀膜，故它在科普望远镜中的应用受到了限制。
发展史
詹姆斯·格雷果里
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。 [1]
卡塞格林
1672年法国人]N·卡塞格林提出新的反望镜远镜设计方案。他对格里式望远镜进行改进，主镜仍是中心有孔的凹抛物面镜，只是把副镜磨制成凸双曲面镜。当来自天体平行主轴的光线，投射到主镜上，再经过主镜反射，在镜前聚焦，在光束尚未完全汇聚时，又受到在主焦点前的副镜再一次反射，使光线发散，然后穿过主镜中心孔后再聚焦，此焦点又称卡塞格林焦点。同样在此焦点处用目镜观看，则可看到再放大的像。这种反射望远镜称为卡塞格林望远镜，简称卡式望远镜。卡式望远镜焦距长而镜筒短，得到倍率大、星像大的好效果。拍摄天体也可得到大而清晰的像。若将卡式的副镜换成平面镜，安放在与光轴成 45°角的位置，这样可改成牛顿式望远镜，在侧面成像。因为这种望远镜有两种光路成像系统，所以又称为耐司姆斯望远镜。
罗斯伯爵
19世纪中叶，制作反射望远镜口径最大的是英国天文学家罗斯伯爵，他出身贵族喜好天文，在1842年他开始筹措制造口径184厘米的大反射望远镜，历经三年的磨制，从四次失败目前在天文观测中，反射望远镜已成为现代天文观测的常用工具。世界上已建造口径在2米以上的反射望远镜有15台之多，超过5米口径以上的反射望远镜，已有三台。最著名的是安装在美国帕洛马山的天文台内的508厘米反射望远镜。制造这架望远镜，曾经历了许多风风雨雨。
海尔
1928年美国天文学家海尔已近晚年，当时洛杉矶城市已很繁荣，城市灯光很亮，离此城不远的威尔逊山天文台受到干扰，为避免城市灯光干扰，并且提高观测能力，海尔决定在距离威尔逊东南145千米的帕洛马山上，建造了一个508厘米的大反射望远镜。他首先经过严格挑选光学玻璃，磨制前在玻璃背面钻100多个孔洞，使镜后成为蜂窝状，中心钻孔为1．1米。经过漫长的时间磨制，总共磨掉4500千克的玻璃，研磨过程中，消耗掉了28吨金刚砂，最后镜重为 1．45吨，直到1948年才建成。可惜的是1938年海尔与世长辞了，没能看到这架大望远镜的建成，为纪念他的卓越贡献，将此架望远镜命名为“海尔望远镜”。这是全世界望远镜的佼佼者。这架望远镜的建成，为天文学的发展起到了推波助澜的作用。它能探测到宇宙中远达12亿光年的暗弱天体，探测人们所不知道的恒星和星系的秘密，极大地开扩了人类的眼界，扩大了人类认识宇宙的范围，取得的一系列新成果，使天文学向前迈进了一大步。
现在
随着科学技术水平的不断提高，人们在制作大口径反射望远镜方面也不断有所提高。前苏联科学院磨制的口径6米的反射望远镜，1976年安装在俄罗斯高加索山上泽连丘克斯卡亚。进入90年代美国又在夏威夷英纳克亚建成了10米口径大型反射望远镜。我国口径最大的2．16米反射望远镜是1988年在北京天文台河北兴隆观测站落成的。这个观测站地处长城北侧、海拔960米的燕山主峰南麓，这也是一个天体物理光学观测的基地。
牛顿
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。
1668年牛顿亲自动手磨制了一块凹球面镜。镜子材料选用合金(铜、锡、砷)，颜色为白色，镜面直径为2．5厘米，镜筒为15厘米长的金属筒，在镜筒末端安装了物镜。当来自天体的平行光束，投射到物镜上，经过反射后会聚到焦点处，然后可以看到天体的像。此焦点又称主焦点，在主焦点前安放一个小平面镜，使它与主轴光线之间夹角为45°。把光线转向90°，然后在镜筒一侧聚焦成像，此焦点称为牛顿焦点。在牛顿焦点后安放目镜便可以进行观测了，这是牛顿制作的第一架反射望远镜。这种望远镜外形上短粗矮胖，产生的物像可以被放大40倍。
牛顿制造第一架反射望远镜虽然不想公开宣传，但引起了人们的关注。后来牛顿又制作了第二架反射望远镜，物镜口径为5厘米。他于1672年1月11日送给皇家学会，目前这架反射望远镜，仍在英国得以很好地保存。
反射望远镜细分起来，又有许多种类，最常见的就是牛顿式反射望远镜。它是由英国物理学家牛顿在1671年发明的。它的物镜是一片凹面镜，而不是凸透镜，它装在望远镜筒的后边，而不是前边。它的表面镀银，可以把光线汇聚到前边，在焦点处固定有一面镜子，这个镜子把物镜的图像掉转90度，射在望远镜的筒壁上，在筒壁上，设置有一个目镜，严格说来，它是一个目镜组，是由好几个镜片组成的，相当于一个目镜，这样可以提高图像质量。用这种望远镜观测天体的时候，观测者不是在望远镜的后边，而是在望远镜的侧面。由于它的反射平面镜固定起来很复杂，所以它的镜筒也并不是标准的圆形，而是中部有段鼓起，就像葫芦一样，所以又叫宝葫芦望远镜。[2]
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