反射望遠鏡 (Reflecting telescope)

是使用曲面和平面的面鏡組合來反射光線，並形成影像的光學望遠鏡，而不是使用透鏡折射或彎曲光線形成圖像的曲光鏡。

反射望遠鏡所用物鏡為凹面鏡，有球面和非球面之分；比較常見的反射望遠鏡的光學系統有牛頓望遠鏡與卡塞格林望遠鏡。

反射望遠鏡的性能很大程度上取決於所使用的物鏡。通常使用的球面物鏡具有容易加工的特點，但是如果所設計的望遠鏡焦比比較小，則會出現比較嚴重的光學球面像差；這時，由於平行光線不能精確的聚焦於一點，所以物像將會變得模糊。因而大口徑，強光力的反射望遠鏡的物鏡通常採用非球面設計，最常見的非球面物鏡是拋物面物鏡。由於拋物面的幾何特性，平行於物鏡光軸的光線將被精確的匯聚在焦點上，因而能大大改善像質。但即使是拋物面物鏡的望遠鏡仍然會存在軸外像差。



歷史

在 1616 年，義大利的僧侶 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・葛利格里出版了_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），底片或數位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貲，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

牛頓望遠鏡通常使用球面鏡作為主鏡，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。

參考條目


* 施密特 - 牛頓望遠鏡

卡塞格林式

卡塞格林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

里奇 - 克萊琴望遠鏡是一種特殊的卡塞格林望遠鏡，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 - 奇克漢望遠鏡是霍勒斯達爾在 1928 年設計出來的卡塞格林望遠鏡，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像差和視場畸變，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。

參考條目


* 施密特 - 卡塞格林望遠鏡

* 馬克蘇托夫望遠鏡（卡塞格林式）

格里望遠鏡

格里望遠鏡是詹姆斯・葛利格里發明的，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。

離軸設計

有幾種通過消除次鏡或移動任何的輔助元件避開主鏡光軸，以盡量避免阻礙入射光的設計，通常稱為離軸光學系統。

赫歇爾式

赫歇爾望遠鏡是以威廉・赫歇爾命名的的，他使用這種設計建造出非常大的望遠鏡，包括 1789 年建造，口徑 49.5 英吋（126 公分）的望遠鏡。赫歇爾望遠鏡的主鏡是傾斜的，使觀測者的頭不會阻擋入射的光線。雖然這會帶來幾何畸變，但可以避免當時使用金屬反射鏡的牛頓第二反射鏡很快就會喪失光澤，而只有 60% 的反射率。

Schiefspiegler

Schiefspiegler（"離軸" 或 "斜反射"）望遠鏡是一種非常奇特的卡塞格林望遠鏡，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。這些缺點在長焦比的望遠鏡上很容易處理－多數 Schiefspiegler 的焦比是 f/15 或更大，往往限制了只適用於月球和行星的觀測。

使用不同數量的鏡面就是不同的類型，導致經常有大量不同的變化。庫特爾式（Kutter style）使用單凹的主鏡和凸面的次鏡；一種 multi-schiefspiegler 使用凹面的主鏡，凸面的次鏡和拋物面的第三反射鏡。一些有趣的 schiefspiegler，鏡面可以在光路中參與兩次－ 每一次反射的光路都使光線沿著不同的子午路徑。

Yolo

Yol o 是 1960 年代中期由亞瑟 S 倫納得開發的，與 Schiefspiegler 一樣，它是無遮擋、傾斜的反射望遠鏡。Yolo 的主鏡和次鏡都是凹面鏡，並且有相同的曲率和與相同的軸傾斜。多數的 Yolo 使用環形面鏡。Yolo 的設計消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某種形式的線性翹曲變形，就是在次鏡產生拋光的環形圖。

液體鏡面望遠鏡

一種使用托盤盛載液體金屬，以均勻度轉動構成鏡面的望遠鏡設計。由於轉動以形成拋物面的托盤基本上沒有大小的限制，因此可以製成很大的望遠鏡（超過 6 米），但不幸的是它們只能永遠垂直的指向天頂，而不能加以控制。



焦平面

主焦點

主焦點的設計使用在天文台的大望遠鏡上，觀測者置身於鏡筒_內_反射光線匯聚的焦點上。在過去都是由天文學家自己置身其中，如今都由 CCD 取代了。

無線電望遠鏡也經常使用主焦點的設計。主鏡由金屬的表面取代，反射的是無線電波，觀測者則是天線。

參考條目


* 施密特攝星儀

內史密斯和庫德焦點

內史密斯式

內氏望遠鏡的設計與卡塞格林望遠鏡相似，只是主鏡上無需穿洞，取代的是用第三反射鏡將光線反射到側面

庫德式

在內史密斯式望遠鏡上再增加光學元件，將光線導出（通常利用赤緯軸）至固定的焦點，稱為庫德焦點，當望遠鏡轉動時觀測者不必隨著移動觀測位置。這種設計經常使用在大型的望遠鏡上，特別是需要使用較重的觀測設備的，像是分光攝譜儀，可以很方便的運用。

在 20 世紀建造的大望遠鏡，特別是有大型準直面鏡的（理想的是與望遠鏡主鏡有相同的孔徑），在光學設計和製造上廣泛的使用庫德焦點的光學設計，以獲得高解析的光譜和很長的焦長。這些儀器無法承受移動，在光路上增加面鏡將光線引導至儀器室或觀測所的地板下固定的點，像是（通常與天文台的建築完整的結合）是唯一的選擇。1.5m 海爾望遠鏡、虎克望遠鏡、200 吋海爾望遠鏡、夏恩望遠鏡、和哈蘭・史密斯望遠鏡都是建有庫德焦點儀器的望遠鏡。中階梯光柵攝譜儀的發展允許高解析的光譜儀有更加緊密的組合，其中有些已經成功的安裝在蓋塞格林焦點上。而且，在 1980 年代發展出裝上電腦的經緯儀架台，能夠便宜又充分穩定的控制，內史密斯式焦點的設計已經取代大型望遠鏡上的庫德焦點。



相關條目


* 大光學反射鏡列表

* 液體鏡面望遠鏡

* 折反射望遠鏡

* 光學望遠鏡

* 折射望遠鏡