反射式望远镜简介

第一架反射式望远镜诞生于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。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。

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。但是反射物镜表面精度对光程的影响是双倍的，如果仅由一个反射表面来成像，则此表面所需的精确度(垂直入射光)比单个折射表面的精确度要高四倍。可见反射表面磨制的要求是很高的。再加上需经常重新镀反射面及部件组装、校正的困难，反射系统在科普望远镜中应用受到限制。

艾萨克·牛顿爵士是人类历史上出现过的最伟大、最有影响的科学家之一，同时也是物理学家、数学家和哲学家，晚年醉心于炼金术和神学。他在1687年7月5日发表的不朽著作《自然哲学的数学原理》里用数学方法阐明了宇宙中最基本的法则--万有引力定律和三大运动定律。这四条定律构成了一个统一的体系，被认为是"人类智慧史上最伟大的一个成就"，由此奠定了之后三个世纪中物理界的科学观点，并成为现代工程学的基础。牛顿为人类建立起"理性主义"的旗帜，开启工业革命的大门。牛顿逝世后被安葬于威斯敏斯特大教堂，成为在此长眠的第一个科学家。

反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷戈里系统等。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。下面分别介绍常用的几种系统。

牛顿系统:

牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统(见图)。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下，主镜可制作为球面。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。但由于需要频繁校正光轴及保养镜面，在科普活动中引用较少，多用于深空天体摄影。

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。

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。

1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。 卡塞格林式望远镜的主镜和副镜有经典卡塞格林系统和R-C系统;前者的主镜为抛物面，副镜为双曲面，而后者的主镜为双曲面，副镜也是双曲面。此二类系统在大型望远镜制作中经常使用。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰;因此得到了非常广泛的应用;但由于其主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂;再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。

在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生不同的相对孔径、视场角及焦距。如内史密斯天文望远镜。它是卡塞格林天文望远镜的一种变种;系统在望远镜筒内，主镜和目镜之间设有一面反射镜(如牛顿系统)。它既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可应用牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。 南京天文仪器研制中心的KP400K采用卡塞格林系统。

反射式天文望远镜有许多优点，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。

凯克望远镜Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克(Keck W M)捐赠(Keck I 为9400万美元，Keck II为7460万美元)而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测，所获得的分辨率相当于直径85m的镜面。它们的口径都是10m，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8m，而厚度仅为10cm，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个:近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。

"像Keck这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻"。

迈向世界上最大的天文望远镜行列的还有位于加那里群岛(大西洋东北部)的的大型加那里天文望远镜，镜面直径10.4m以及位于南非的南非大型天文望远镜，镜面直径11m。

大型经纬天文望远镜(БТА)现是欧洲最大的天文望远镜，坐落在俄罗斯北高加索山区，海拔2700m。它是一种反射型天文望远镜;主镜(接受天体光的光学镜面)直径6.05m，具有旋转抛物面外形。其光学系统可利用主镜焦点和两个内史密斯焦点来对天体进行观察。通过彼此之间的差异来进行误差校正。望远镜的可移动部分重量约650t.，总重量约850t.。它于1975年建成，1976年投入使用。

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。

反射望远镜由于工作焦点的不同又分为牛顿系统和R-C系统(如我国最大的2.16米望远镜)、折轴系统等。

水银反射式望远镜的最大弱点是只能垂直观测上方的一小块天空，不能倾斜，否则水银就会溢出，因此观测的天空区域狭窄，就像"坐井观天"。后来，天文学家又制造出了可以旋转的水银反射式望远镜，这样不仅能观测正上方非常狭小的天空，而且在天体经过水银反射式望远镜上方时望远镜还可以通过旋转跟踪天体半小时。对水银反射式望远镜而言，这是一个不小的进展。现在，天文学家甚至能通过改变水银盘的旋转速度，改变水银反射式望远镜的焦距。

水银反射式望远镜的另外一个缺点就是会挥发出有毒的水银蒸气。在镜面开始形成时，水银蒸气量较大，操作人员应戴上防护面罩。但几小时后，在表面形成一层氧化膜，水银的蒸发量就会大大减少。

水银反射式望远镜还有一个缺点是怕振动和风吹。由于水银形成的是凹面，望远镜微小的振动都会影响其凹面的精度，因此，水银反射式望远镜需要安装在混凝土底座上，并和周围的建筑物隔离。

--与任何一种折射式或反射式望远镜一样，有2吋、1.25吋及0.965吋等各种规格可以选择，只要目镜与目镜座规格一样就可以使用了。

制作水银反射式望远镜特别简单，水银反射式望远镜的凹面用45秒的时间就可以成形。技术人员先把水银注入一个抛物面形的盘子中，使其覆盖盘子的大部分表面。然后旋转盘子，使水银在离心力的作用下散开，形成一层1~2毫米厚的抛物面薄膜。

由于水银有较大的表面张力，制作完成的水银表面上有时会出一些小孔。当出现这种情况时，可以重复操作一次。一般的操作人员经过几天的实际练习，都能"旋转"出完全没有小孔的光洁如镜的水银薄膜凹面镜。

这种水银反射式望远镜的价格比玻璃反射式望远镜便宜得多。