反射式望遠鏡的資料

反射式望遠鏡

歷史：

在1616年，意大利的僧侶Niccolo Zucchi是第一位創造出反射鏡的人，但是他未能準確的塑造出面鏡的形狀和用於攔阻影像的鏡子，也就是缺乏觀看影像的方法，導致他對此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格裡出版了光學的進程(Optica Promota)，其中首度提出使用兩個凹面鏡製造反射鏡的實用設計，但在十年之後才由羅伯特·虎克製造出一個樣品。而大約在1670年，艾薩克·牛頓就已經依照自己的構想製造出第一架實用的反射望遠鏡。他設計的望遠鏡使用一個凹面的物鏡和一個小的斜鏡，解決了色差的問題。在完美無缺的消色差透鏡發明以前，色差是所有的折射望遠鏡都要面對的嚴重問題。


技術的考量
一個彎曲的主鏡是反射望遠鏡基本的光學元件，並且在焦平面上造成影像。從面鏡到焦平面的距離稱為焦長(焦距)，底片或數碼感應器可以在此處記錄影像，或是安置目鏡以便眼睛能觀看。 反射鏡雖然能夠消除色差，但是仍然有其他的像差：

當使用非拋物面鏡時會有球面像差(成像不在平面上)。
彗形像差
畸變(視野)
在反射器的設計和修正上會使用折反射器來消除其中的一些像差。

幾乎所有用於研究的大型天文望遠鏡都是反射鏡，有下列的原因：

在採用透鏡之下，必須整塊鏡片材料皆為沒有缺點和均勻而沒有多相性，而反射鏡只需要將一個表面完美的磨光，磨製相對簡易。
不同顏色的光在穿透介質時會有不同的播速度。對未做修正的透鏡，這會造成折射鏡特有的色差。製作大的消色差透鏡所費不貸，面鏡則完全沒有這個問題。
反射鏡可以在更廣闊的範圍內研究光譜，但有些波長在穿過折射鏡或折反射鏡的透鏡時會被吸收掉。
大口徑透鏡在製造和操作上都有技術上的困難。其一是所有的材料都會因為重力而下垂，觀測舉得最高而且也是相對較重的透鏡只能在鏡片周圍加以支撐，另一方面，面鏡除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的側邊進行支撐。
當業餘天文學還在使用牛頓焦點的設計時，專業天文學已經傾向於使用主焦點、卡塞焦點和庫德焦點的設計。在2001年，至少已經有49架口徑2公尺或更大的反射望遠鏡採用主焦點的設計。


反射望遠鏡的設計

[牛頓式

牛頓式望遠鏡牛頓反射鏡通常使用拋物面鏡作為主鏡，但是小口徑(12公分以下)而且是長焦比(f/8或更大)的，使用球面鏡作主鏡也可以獲致足夠高的目視解析力。第二面平面鏡在鏡筒的前端，將光線反射至側邊鏡的焦平面。對任何尺寸的望遠鏡，這都是最簡單和最便宜的設計，因此被自製望遠鏡的人士廣泛在家中自製。



卡塞格林式

卡塞格林式的光路圖卡塞格林反射鏡(通常稱為傳統的"卡塞格林式反射望遠鏡")以拋物面鏡作主鏡，第二反射鏡是雙曲面鏡，將光線反射回後方，並穿過主鏡中心的洞孔，這種摺疊光學的設計縮短了鏡筒的長度。在小型的望遠鏡上，第二反射鏡會安置在光學的平面鏡上。這是在前端用來封閉鏡筒的光學玻璃，可以有效的消除使用支撐架產生繞射星芒的現象。封閉的鏡桶可以保持乾淨，主鏡也得到了保護，代價是損失了一些集光力。


里奇-克萊琴式
主條目：里奇-克萊琴式望遠鏡
里奇-克萊琴式望遠鏡是一種特殊的卡塞格林式反射鏡，它的兩個鏡片都是雙曲面鏡(取代了拋物面的主鏡)，有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有較廣的視野可以用於攝影的觀測。幾乎所有研究級的反射鏡都是里奇-克萊琴式的設計。他是由喬治·威利斯·里奇和亨利·克萊琴在1910年代發明的。


達爾-奇克漢式
達爾-奇克漢式反射鏡是霍勒斯達爾在1928年設計出來的卡塞格林式反射鏡，並在1930年由當時的科學美國人編輯、也是業餘天文學家的艾倫奇克漢和艾伯特G.英格爾寫成論文發表在該雜誌上。這種設計使用凹的橢圓面鏡做主鏡，凸的球面鏡做第二反射鏡。這樣的系統比卡塞格林或里奇-克萊琴的系統都容易磨製，但是沒有修正離軸的彗形象差和視場畸變，所以離開軸心的影像品質便會很快的變差。但是對長焦比的影響較小，所以焦比在f/15以上的反射鏡仍會採用此種形式的設計。


Schiefspiegler
Schiefspiegler("離軸"或"斜反射")反射鏡是一種非常奇特的卡塞格林式反射鏡，他將主反射鏡傾斜以避免第二反射鏡在主鏡上造成陰影。雖然消除了繞射的圖形，卻又導致了其他不同的像差必須要修正。


葛利格裡式

葛利格裡式反射望遠鏡的光路圖葛利格裡式反射鏡是詹姆斯·葛利格裡發明的，第二反射鏡也使用凹面鏡，不是凸面鏡，因此產生的是正立的影像，很適合用於地面上的觀測。此種設計已經失寵而少被採用，只有少數的運動型望遠鏡還在使用這種設計。