卡塞格林望遠(yuǎn)鏡發(fā)明和設(shè)計(jì)

卡塞格林望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)是以伯恩哈德·施密特的攝星儀基礎(chǔ)，一如施密特?cái)z星儀使用球面鏡做主鏡，并以修正板來(lái)改正球面像差;承襲卡塞格林的設(shè)計(jì)，以凸面鏡做次鏡，將光線反射穿過(guò)主鏡 中心的孔洞，匯聚在主鏡后方的焦平面上。有些設(shè)計(jì)會(huì)在焦平面的附近增加其他的光學(xué)元件，例如平場(chǎng)鏡。

美國(guó)制Celestron星特朗C9.25卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡它有許多的變形(雙球面鏡、雙非球面鏡、或球面鏡與非球面鏡各一)，可以被區(qū)分為兩種主要的設(shè)計(jì)形式:緊密的和非緊密的。

在緊密的設(shè)計(jì)中，修正板靠近或就在主鏡的焦點(diǎn)上;非緊密的修正板則靠近或就在主鏡的曲率中心上(焦距的兩倍距離)。

緊密設(shè)計(jì)的典型例子就是Celestron和Meade的產(chǎn)品，結(jié)合一個(gè)堅(jiān)固的主鏡和小而曲率大的次鏡。這樣雖然犧牲了視野的廣度，但可以讓鏡筒縮成很短。多數(shù)緊密設(shè)計(jì)的Celestron和Meade的主鏡焦比是f/2，而次鏡是負(fù)f/5，產(chǎn)生的系統(tǒng)焦比是f/10。須要提出的例外是Celestron的C-9.25，主鏡的焦比是f/2.3，次鏡的焦比是f/4.3，結(jié)果是鏡筒比一般緊密型的要長(zhǎng)，而視野比較平坦。

非緊密的設(shè)計(jì)讓修正板靠近或就在主鏡的曲率中心上，一種非常好的施密特-卡塞格林設(shè)計(jì)例子是同心，就是讓所有鏡面的曲率中心都在一個(gè)點(diǎn)上:主鏡的曲率中心。在光學(xué)上，非緊密型的設(shè)計(jì)比緊密形的能產(chǎn)生較好的平場(chǎng)和變型的修正，但鏡筒在長(zhǎng)度上卻有所增加。

(經(jīng)典的卡塞格林系統(tǒng)):

"傳統(tǒng)的"卡塞格林望遠(yuǎn)鏡有拋物面鏡的主鏡，和雙曲面的次鏡將光線反射并穿過(guò)主 鏡中心的孔洞，折疊光學(xué)的設(shè)計(jì)使鏡筒的長(zhǎng)度緊縮。在小望遠(yuǎn)鏡和照相機(jī)的鏡頭，次鏡通常安裝在封閉望遠(yuǎn)鏡鏡筒的透明光學(xué)玻璃板上的光學(xué)平臺(tái)。這樣的裝置可以消除蜘蛛型支撐架造成的"星狀"散射效應(yīng)。封閉鏡筒雖然會(huì)造成集光量的損失，但鏡筒可以保持干凈，主鏡也能得到保護(hù)。

它利用雙曲面和拋物面反射的一些特性，凹面的拋物面反射鏡可以將平行于光軸入射的所有光線匯聚在單一的點(diǎn)上-焦點(diǎn);凸面的雙曲面反射鏡有兩個(gè)焦點(diǎn)，會(huì)將所有通過(guò)其中一個(gè)焦點(diǎn)的光線反射至另一個(gè)焦點(diǎn)上。這一類型望遠(yuǎn)鏡的鏡片在設(shè)計(jì)上會(huì)安放在共享一個(gè)焦點(diǎn)的位置上，以便光線能在雙曲面鏡的另一個(gè)焦點(diǎn)上成像以便觀測(cè)，通常外部的目鏡也會(huì)在這個(gè)點(diǎn)上。拋物面的主鏡將進(jìn)入望遠(yuǎn)鏡的平行光線反射并匯聚在焦點(diǎn)上，這個(gè)點(diǎn)也是雙曲線面鏡的一個(gè)焦點(diǎn)。然后雙曲面鏡將這些光線反射至另一個(gè)焦點(diǎn)，就可以在那兒觀察影像.

(R-C系統(tǒng)，里奇克列基昂):

平行于光軸的光﹐滿足等光程和正弦條件的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡。它是由克列基昂(H.Chretien)提出﹑里奇(G.W.Ritch)制成的﹐按他們兩人姓氏的第一個(gè)字母得名為R-C望遠(yuǎn)鏡。它的焦點(diǎn)稱為R-C 焦點(diǎn)。這種望遠(yuǎn)鏡的主﹑副鏡形狀很接近旋轉(zhuǎn)雙曲面﹐在實(shí)用上可把這種系統(tǒng)近似地視為消除三級(jí)球差和彗差的﹑由旋轉(zhuǎn)雙曲面組成的系統(tǒng)。由于消除了彗差﹐可用視場(chǎng)比其他形式的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡更大一些﹐并且像斑呈對(duì)稱的橢圓形。如果采用彎曲底片﹐視場(chǎng)會(huì)更明顯地增大﹐像斑則呈圓形。一個(gè)主鏡相對(duì)口徑為1/3﹑系統(tǒng)相對(duì)口徑為1/8﹑且像成在主鏡后面不遠(yuǎn)處的這種望遠(yuǎn)鏡﹐其主鏡偏心率接近于1.06的雙曲面﹐副鏡偏心率接近于2.56的雙曲面。在理想像平面(近軸光的像平面)上﹐如要求像斑的彌散不超過(guò)1﹐可用視場(chǎng)直徑約為19'﹔如用彎曲底片﹐仍要求像斑的彌散不超過(guò)1﹐則視場(chǎng)直徑可達(dá)37'。如要獲得更大的視場(chǎng)﹐則需加入像場(chǎng)改正透鏡。加入像場(chǎng)改正的R-C望遠(yuǎn)鏡比主鏡為拋物面的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡的效果也更好。但在R-C望遠(yuǎn)鏡中使用主焦點(diǎn)時(shí)﹐所成的像是有球差的。因此﹐使用它的主焦點(diǎn)時(shí)通常至少需加入一塊改正透鏡或反射鏡。

典型的卡塞格林系統(tǒng)主鏡為拋物面，次鏡為雙曲面，這樣只能校正球差，如果將主鏡也改為雙曲面則可以校正兩種像差，球差和慧差，視場(chǎng)也可適當(dāng)增大，但為了進(jìn)一步增大視場(chǎng)則還需校正場(chǎng)曲、象散和畸變，這就還需要在像方加一組至少由兩片透鏡組成的校正透鏡組，可稱之為場(chǎng)鏡。

(達(dá)--客 卡塞格林)

達(dá)爾-奇克漢卡塞格林望遠(yuǎn)鏡是霍勒斯達(dá)爾在1928年設(shè)計(jì)出來(lái)的，并在1930年由 當(dāng)時(shí)的科學(xué)美國(guó)人編輯，也是業(yè)余天文學(xué)家的艾倫奇克漢和艾伯特G.英格爾寫成論文發(fā)表在該雜志上。這種設(shè)計(jì)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(tǒng)比卡塞格林或里奇-克萊琴的系統(tǒng)都容易磨制，但是沒(méi)有修正離軸的彗形像差和視場(chǎng)畸變，所以離開軸心的影像品質(zhì)便會(huì)很快的變差。但是對(duì)長(zhǎng)焦比的影響較小，所以焦比在f/15以上的反射鏡仍會(huì)采用此種形式的設(shè)計(jì)。

(H-C系統(tǒng)，霍頓卡塞格林):兩個(gè)球面反射鏡

Hougton的改正鏡由一塊雙凸透鏡和一塊雙凹鏡組成，能很好的修正球差，彗差，畸變，可 用視場(chǎng)很大，色差也極小，可以忽略不計(jì).像差主要是離軸像散，所有面都是球面，曲率半徑較大(不象馬克蘇托夫的改正鏡曲率半徑很小)容易加工.對(duì)材料要求也較低. 安裝方面，改正鏡兩透鏡之間的間隔，以及和主鏡間的距離的容差很大，主要是對(duì)正光軸.

Hougton用于目視和攝影都有很好的表現(xiàn). 個(gè)人感覺(jué)Hougton做成大焦比(快速)用于攝影更能體現(xiàn)它的優(yōu)勢(shì). 如果小焦比目視的話，和拋物面牛反相比基本沒(méi)明顯的優(yōu)勢(shì)，已有一些國(guó)外DIYer做出Hougton-牛望遠(yuǎn)鏡. 這種形式可以說(shuō)是目前DIYer唯一能自制的折反鏡了. 另外，在oslo里測(cè)試過(guò)，當(dāng)口徑較小時(shí)(比如100mm,120mm)，將改正鏡的雙凸透鏡改為凸平鏡，雙凹鏡改為凹平鏡，雖然會(huì)引入一些像差，但是非常小(按攝影要求).只要要求不是相當(dāng)?shù)母?，完全在可以接受的范圍?nèi).。施密特-卡塞格林式

施密特-卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡是一種折反射望遠(yuǎn)鏡，以折疊的光路與修正板結(jié)合，做成一 個(gè)緊密的天文學(xué)儀器。施密特-卡塞格林的設(shè)計(jì)是以伯恩哈德·施密特的施密特?cái)z星儀為基礎(chǔ)，一如施密特?cái)z星儀使用 球面鏡做主鏡，并以施密特修正板來(lái)改正球面像差;承襲卡塞格林的設(shè)計(jì)，以凸面鏡做次鏡，將光線反射穿過(guò)主鏡中心的孔洞，匯聚在主鏡后方的焦平面上。有些設(shè)計(jì)會(huì)在焦平面的附近增加其他的光學(xué)元件，例如平場(chǎng)鏡。

它有許多的變形(雙球面鏡、雙非球面鏡、或球面鏡與非球面鏡各一)，可以被區(qū)分為兩種主要的設(shè)計(jì)形式:緊密的和非緊密的。在緊密的設(shè)計(jì)中，修正板靠近或就在主鏡的焦點(diǎn)上;非緊密的修正板則靠近或就在主鏡的曲率中心上(焦距的兩倍距離)。緊密設(shè)計(jì)的典型例子就是Celestron和Meade的產(chǎn)品，結(jié)合一個(gè)堅(jiān)固的主鏡和小而曲率大的次鏡。這樣雖然犧牲了視野的廣度，但可以讓鏡筒縮成很短。多數(shù)緊密設(shè)計(jì)的Celestron和Meade的主鏡焦比是f/2，而次鏡是負(fù)f/5，產(chǎn)生的系統(tǒng)焦比是f/10。須要提出的例外是Celestron的C-9.25，主鏡的焦比是f/2.3，次鏡的焦比是f/4.3，結(jié)果是鏡筒比一般緊密型的要長(zhǎng)，而視野比較平坦。非緊密的設(shè)計(jì)讓修正板靠近或就在主鏡的曲率中心上，一種非常好的施密特-卡塞格林設(shè)計(jì)例子是同心，就是讓所有鏡面的曲率中心都在一個(gè)點(diǎn)上:主鏡的曲率中心。在光學(xué)上，非緊密型的設(shè)計(jì)比緊密形的能產(chǎn)生較好的平場(chǎng)和變型的修正，但鏡筒在長(zhǎng)度上卻有所增加。

馬克蘇托夫-卡塞格林式:

馬克蘇托夫是折射反射(面鏡-透鏡)望遠(yuǎn)鏡，被設(shè)計(jì)來(lái)減少離軸的像差，例如彗形像差。在1944年，蘇聯(lián)光學(xué)家德密特利·馬克蘇托夫發(fā)明此型望遠(yuǎn)鏡，在設(shè)計(jì)上以球面鏡作主鏡并結(jié)合 在入射光孔的彎月形的修正殼以改正球面像差，這是在反射望遠(yuǎn)鏡和其他類型上的重大問(wèn)題。馬克蘇托夫式的最大缺點(diǎn)是不能制作大口徑的(>250毫米/10 英吋)，因?yàn)槭艿叫拚宓囊种?，重量和制作成本都?huì)上揚(yáng)。

馬克蘇托夫物鏡不能校正整個(gè)光束的球差，只能校正邊緣球差，因此存在剩余球差，對(duì)軸外像差來(lái)說(shuō)，只能校正慧差，不能校正象散。在他發(fā)明之際，馬克蘇托夫自己暗示有可能取代卡塞格林式的"折疊"光學(xué)的構(gòu)造。珀金埃爾默的設(shè)計(jì)師約翰·葛利格里由馬克蘇托夫的想法發(fā)展出了馬克蘇托夫-卡塞格林望遠(yuǎn)鏡。稍后，葛利格里在1957年的天空和望遠(yuǎn)鏡雜志上發(fā)表了劃時(shí)代的f/15和f/23的馬克蘇托夫-卡塞格林望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)，為珀金埃爾默明確的預(yù)告了這項(xiàng)設(shè)計(jì)在商業(yè)上的用途。

許多被制造的馬克蘇托夫式都采用了"卡塞格林"的設(shè)計(jì)(有時(shí)稱為斑點(diǎn)馬克蘇托夫 )，原本的次鏡被在修正板內(nèi)側(cè)的一小片鋁制的斑點(diǎn)所取代。好處是已經(jīng)固定住無(wú)須再對(duì)正與校準(zhǔn)，也消除了蜘蛛型支撐架所產(chǎn)生的衍射條紋。缺點(diǎn)則是損失了一定量的自由度(次鏡的曲率半徑)，因?yàn)榇午R的曲率半徑必須與彎月形修正板的內(nèi)側(cè)一致。葛利格里自己，第二次，再設(shè)計(jì)的速度較快的(f/15)時(shí)，就改采修正板的前面或主鏡為非球面鏡來(lái)減少像差。

施密特彎月形卡塞格林

這種類型的望遠(yuǎn)鏡可謂是集合了施密特和馬克蘇托夫的優(yōu)點(diǎn)，相當(dāng)于是叫了兩種校正器，施密特用于校正球差，彎月用于校正慧差，不過(guò)這種類型的卡塞格林長(zhǎng)度顯得有些過(guò)長(zhǎng)，不適合大口徑的使用。

阿古諾夫-卡塞格林

阿古諾夫-卡塞格林望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)是在1972年由P.P. 阿古諾夫首度介紹給世人的。他所有的光學(xué)元件都是球面鏡，并將傳統(tǒng)卡塞格林式的次鏡換成三個(gè)有空氣隙的透鏡元件。距離主鏡最遠(yuǎn)的透鏡是曼京鏡，它的作用如同第二個(gè)鏡子的表面，在對(duì)向天空的一面有反射用的涂層。阿古諾夫的系統(tǒng)只使用球狀的表面，避免了非球面的制造和測(cè)試。然而，獲得的好處似乎很少，因?yàn)檫@套系統(tǒng)實(shí)際上非常難以制做，它需要精確的自由區(qū)域球的曲率半徑以取代等效的非球面鏡。

普雷斯曼-卡米歇爾卡塞格林

相比上述幾種類型卡塞格林來(lái)說(shuō)，Pressmann-Camichel Type最容易制造，但品質(zhì) 較差，需加施密特校正器才能使用。

"離軸"或"斜反射"反射鏡卡塞格林:

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

三反卡塞格林

三反射鏡系統(tǒng)由三片反射鏡組成，有兩個(gè)間距、三個(gè)半徑和三個(gè)圓錐系數(shù)共八 個(gè)變量，除了滿足系統(tǒng)焦距、球差、彗差、像散、場(chǎng)曲等系統(tǒng)性能和像質(zhì)要求外，還有足夠的變量進(jìn)行系統(tǒng)布局和結(jié)構(gòu)的優(yōu)化設(shè)計(jì)。三反射鏡系統(tǒng)比兩反射鏡系統(tǒng)的視場(chǎng)大，且易于控制光學(xué)系統(tǒng)的雜散輻射，增加了軸外視場(chǎng)的光通量，使得像面照度更加均勻。隨著空間技術(shù)的發(fā)展，全反射式光學(xué)系統(tǒng)，尤其是三反射式光學(xué)系統(tǒng)正在逐漸成為空間光學(xué)系統(tǒng)的主要形式。

在卡塞格林望遠(yuǎn)鏡焦點(diǎn)處可以安置較大的終端設(shè)備，并不擋光，且觀測(cè)操作也較 方便。對(duì)于一個(gè)兼具有主焦點(diǎn)系統(tǒng)、卡塞格林系統(tǒng)和折軸系統(tǒng)的望遠(yuǎn)鏡，卡塞格林望遠(yuǎn)鏡的相對(duì)口徑是中等的，它適用于作中等光力、較大比例尺的照相和其他工作，一般在這里進(jìn)行的主要工作有較大光譜儀的分光觀測(cè)、直接照相和像增強(qiáng)器照相、光電測(cè)光和紅外觀測(cè)等。

這種設(shè)計(jì)在制造商提供給消費(fèi)者的望遠(yuǎn)鏡上非常普遍，因?yàn)榍蛎娴墓鈱W(xué)表面不僅比長(zhǎng)焦距的折射式望遠(yuǎn)鏡容易制做。雖然這類望遠(yuǎn)鏡比同口徑的反射式望遠(yuǎn)鏡價(jià)格要更昂貴，但是由于緊密的光學(xué)設(shè)計(jì)使它在依訂設(shè)計(jì)的口徑之內(nèi)很容易攜帶，使它在嚴(yán)謹(jǐn)細(xì)致的天文愛(ài)好者中更受青睞，已經(jīng)成為目前主流的業(yè)余高端天象觀測(cè)儀器。高的焦比意味著它不同於前身的施密特?cái)z星儀，不是一架廣角的望遠(yuǎn)鏡，但是它狹窄的視野很適合觀測(cè)行星和深空天體。

1971年美國(guó)開始研制第一架多鏡面望遠(yuǎn)鏡(MMT),安裝在霍普金斯山，1979年運(yùn)轉(zhuǎn)，主要用作天體的紅外輻射觀測(cè)。這架望遠(yuǎn)鏡由六個(gè)口徑各為 1.8米的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡組成。六個(gè)望遠(yuǎn)鏡繞中心軸排成六角形，六束會(huì)聚光各經(jīng)一塊平面鏡射向一個(gè)六面光束合成器，后者把六束光聚在一個(gè)共同焦點(diǎn)上。組合后的口徑相當(dāng)于 4.5米。光軸上有76厘米卡塞格林望遠(yuǎn)鏡。它除用于導(dǎo)星外，主要用來(lái)發(fā)出檢測(cè)六個(gè)鏡筒的光學(xué)系統(tǒng)的激光。每個(gè)鏡筒內(nèi)的副鏡可受控而作微小的轉(zhuǎn)動(dòng)和伸縮，以校正被激光及其硅檢測(cè)器檢出的失調(diào)量。這種能隨時(shí)對(duì)光束進(jìn)行校正的光學(xué)技術(shù)稱為"主動(dòng)光學(xué)"。六個(gè)鏡筒的星像既可以互相重合，也可以沿恒星攝譜儀狹縫排成一行以提高星光的利用率。VLT采用了更為先進(jìn)的光學(xué)干涉技術(shù)，組成它的4個(gè)8.2米單鏡既能單獨(dú)使用，又能組合起來(lái)，達(dá)到一個(gè)16米口鏡望遠(yuǎn)鏡的集光力和分辨力。

另一種多鏡面方案，則是把很多圓形或六角形的鏡面直接排列起來(lái)， 利用精度極高的定位系統(tǒng)使它們的鏡面處于一個(gè)共同的大拋物面上，每個(gè)鏡面成為拋物面主鏡的一部分。例如美國(guó)霍比-埃伯利望遠(yuǎn)鏡(Hobby-Eberly Telescope，HET)位于美國(guó)得克薩斯州的麥克唐納天文臺(tái)，口徑為9.2米，是一臺(tái)固定機(jī)架的球面望遠(yuǎn)鏡。HET主鏡由91塊八邊形的子鏡面拼接而成，等效口徑9.2米，焦距13.08米。每個(gè)子鏡面直徑1米，厚5厘米，用超低膨脹的微晶玻璃制成。位于美國(guó)夏威夷的莫納克亞山上的兩臺(tái)凱克望遠(yuǎn)鏡(口徑10米)也采用了這種技術(shù)。

正在建造和研制中的巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡(GMT,口徑25米)和 歐洲極大望遠(yuǎn)鏡(E-ELT，口徑39米)也是采用了多鏡面主動(dòng)光學(xué)技術(shù)。

對(duì)某些工作，施密特望遠(yuǎn)鏡可作不同的改變，如增加平場(chǎng)透鏡把焦面改成平面;增加一個(gè)凸面副鏡把焦點(diǎn)引到主鏡的背面或附近，形成卡塞格林系統(tǒng)(見(jiàn)卡塞格林望遠(yuǎn)鏡)。

美國(guó)光學(xué)家貝克首先對(duì)這種系統(tǒng)進(jìn)行了研究，經(jīng)他改進(jìn)的這種望遠(yuǎn)鏡，稱為貝克-施密特望遠(yuǎn)鏡。