什么是反射式天文望遠(yuǎn)鏡？

反射式天文望遠(yuǎn)鏡這種望遠(yuǎn)鏡通常利用一個(gè)凹的拋物面反射鏡將進(jìn)入鏡頭的光線匯聚后反射到位于鏡筒前端的一個(gè)平面鏡上，然后再由這個(gè)平面鏡將光線反射到鏡筒外的目鏡里，不是使用透鏡折射或彎曲光線形成圖像的屈光鏡，這樣我們便可以觀測(cè)到星空的影像。反射式天文望遠(yuǎn)鏡所用物鏡為凹面鏡，有球面和非球面之分。該種望遠(yuǎn)鏡的性能很大程度上取決于所使用的物鏡。

第一架反射式望遠(yuǎn)鏡誕生于1668年。牛頓經(jīng)過(guò)多次磨制非球面的透鏡均告失敗后，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5cm直徑的金屬，磨制成一塊凹面反射鏡，并在主鏡的焦點(diǎn)前面放置了一個(gè)與主鏡成45度角的反射鏡，使經(jīng)主鏡反射后的會(huì)聚光經(jīng)反射鏡以90度角反射出鏡筒后到達(dá)目鏡。這種系統(tǒng)的望遠(yuǎn)鏡稱(chēng)為牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡。

除了牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，還有2種系統(tǒng)：

（1）格雷戈里系統(tǒng)

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置于主鏡的焦點(diǎn)之外，并在主鏡的中央留有小孔，使光線經(jīng)主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達(dá)目鏡。這種設(shè)計(jì)的目的是要同時(shí)消除球差和色差，這就需要一個(gè)拋物面的主鏡和一個(gè)橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當(dāng)時(shí)的制造水平卻無(wú)法達(dá)到這種要求，所以格雷戈里無(wú)法得到對(duì)他有用的鏡子。

（2）卡塞格林和R-C系統(tǒng)

1672年，法國(guó)人卡塞格林提出了反射式望遠(yuǎn)鏡的第三種設(shè)計(jì)方案，結(jié)構(gòu)與格雷戈里望遠(yuǎn)鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點(diǎn)之前，并為凸面鏡。這樣使經(jīng)副鏡鏡反射的光稍有些發(fā)散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠(yuǎn)鏡還可以使焦距很短。

卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡的主鏡和副鏡有經(jīng)典的卡塞格林系統(tǒng)和R-C系統(tǒng)；前者的主鏡為拋物面，副鏡為雙曲面，而后者的主鏡為雙曲面，副鏡也是雙曲面。此二類(lèi)系統(tǒng)在大型望遠(yuǎn)鏡制作中經(jīng)常使用。由于卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡焦距長(zhǎng)而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰。但由于其主副鏡均為非球面，加工難度甚大，制作成本高昂，再加上視場(chǎng)角較小，所以科普天文望遠(yuǎn)鏡中不常用。

在反射望遠(yuǎn)鏡中，有時(shí)會(huì)設(shè)計(jì)成多個(gè)焦點(diǎn)，用以產(chǎn)生不同的相對(duì)孔徑、視場(chǎng)角及焦距。如內(nèi)史密斯天文望遠(yuǎn)鏡。它是卡塞格林天文望遠(yuǎn)鏡的一種變種；系統(tǒng)在望遠(yuǎn)鏡筒內(nèi)，主鏡和目鏡之間設(shè)有一面反射鏡，這一點(diǎn)跟牛頓系統(tǒng)望遠(yuǎn)鏡類(lèi)似。

淮安天文望遠(yuǎn)鏡廠家介紹，反射式天文望遠(yuǎn)鏡有許多優(yōu)點(diǎn)：沒(méi)有色差，能在廣泛的可見(jiàn)光范圍內(nèi)記錄天體發(fā)出的信息，且相對(duì)于折射望遠(yuǎn)鏡比較容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口徑越大，視場(chǎng)越小，物鏡需要定期鍍膜等等。著名的反射式天文望遠(yuǎn)鏡有夏威夷島上的世界最大的凱克望遠(yuǎn)鏡以及坐落于俄羅斯北高加索山區(qū)的大型經(jīng)緯天文望遠(yuǎn)鏡。