卡塞格林望遠鏡結構形式

(經(jīng)典的卡塞格林系統(tǒng)):

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

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上-焦點;凸面的雙曲面反射鏡有兩個焦點，會將所有通過其中一個焦點的光線反射至另一個焦點上。這一類型望遠鏡的鏡片在設計上會安放在共享一個焦點的位置上，以便光線能在雙曲面鏡的另一個焦點上成像以便觀測，通常外部的目鏡也會在這個點上。拋物面的主鏡將進入望遠鏡的平行光線反射并匯聚在焦點上，這個點也是雙曲線面鏡的一個焦點。然后雙曲面鏡將這些光線反射至另一個焦點，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字母得名為R-C望遠鏡。它的焦點稱為R-C 焦點。這種望遠鏡的主﹑副鏡形狀很接近旋轉雙曲面﹐在實用上可把這種系統(tǒng)近似地視為消除三級球差和彗差的﹑由旋轉雙曲面組成的系統(tǒng)。由于消除了彗差﹐可用視場比其他形式的卡塞格林望遠鏡更大一些﹐并且像斑呈對稱的橢圓形。如果采用彎曲底片﹐視場會更明顯地增大﹐像斑則呈圓形。一個主鏡相對口徑為1/3﹑系統(tǒng)相對口徑為1/8﹑且像成在主鏡后面不遠處的這種望遠鏡﹐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1﹐可用視場直徑約為19'﹔如用彎曲底片﹐仍要求像斑的彌散不超過1﹐則視場直徑可達37'。如要獲得更大的視場﹐則需加入像場改正透鏡。加入像場改正的R-C望遠鏡比主鏡為拋物面的卡塞格林望遠鏡的效果也更好。但在R-C望遠鏡中使用主焦點時﹐所成的像是有球差的。因此﹐使用它的主焦點時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，視場也可適當增大，但為了進一步增大視場則還需校正場曲、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，可稱之為場鏡。

(達--客 卡塞格林)

達爾-奇克漢卡塞格林望遠鏡是霍勒斯達爾在1928年設計出來的，并在1930年由 當時的科學美國人編輯，也是業(yè)余天文學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(tǒng)比卡塞格林或里奇-克萊琴的系統(tǒng)都容易磨制，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(zhì)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以上的反射鏡仍會采用此種形式的設計。

(H-C系統(tǒng)，霍頓卡塞格林):兩個球面反射鏡

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 用視場很大，色差也極小，可以忽略不計.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，主要是對正光軸.

Hougton用于目視和攝影都有很好的表現(xiàn). 個人感覺Hougton做成大焦比(快速)用于攝影更能體現(xiàn)它的優(yōu)勢. 如果小焦比目視的話，和拋物面牛反相比基本沒明顯的優(yōu)勢，已有一些國外DIYer做出Hougton-牛望遠鏡. 這種形式可以說是目前DIYer唯一能自制的折反鏡了. 另外，在oslo里測試過，當口徑較小時(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，雖然會引入一些像差，但是非常小(按攝影要求).只要要求不是相當?shù)母?，完全在可以接受的范圍?nèi).。施密特-卡塞格林式

施密特-卡塞格林式望遠鏡是一種折反射望遠鏡，以折疊的光路與修正板結合，做成一 個緊密的天文學儀器。施密特-卡塞格林的設計是以伯恩哈德·施密特的施密特攝星儀為基礎，一如施密特攝星儀使用 球面鏡做主鏡，并以施密特修正板來改正球面像差;承襲卡塞格林的設計，以凸面鏡做次鏡，將光線反射穿過主鏡中心的孔洞，匯聚在主鏡后方的焦平面上。有些設計會在焦平面的附近增加其他的光學元件，例如平場鏡。

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)分為兩種主要的設計形式:緊密的和非緊密的。在緊密的設計中，修正板靠近或就在主鏡的焦點上;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)。緊密設計的典型例子就是Celestron和Meade的產(chǎn)品，結合一個堅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)緊密設計的Celestron和Meade的主鏡焦比是f/2，而次鏡是負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，結果是鏡筒比一般緊密型的要長，而視野比較平坦。非緊密的設計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-卡塞格林設計例子是同心，就是讓所有鏡面的曲率中心都在一個點上:主鏡的曲率中心。在光學上，非緊密型的設計比緊密形的能產(chǎn)生較好的平場和變型的修正，但鏡筒在長度上卻有所增加。

馬克蘇托夫-卡塞格林式:

馬克蘇托夫是折射反射(面鏡-透鏡)望遠鏡，被設計來減少離軸的像差，例如彗形像差。在1944年，蘇聯(lián)光學家德密特利·馬克蘇托夫發(fā)明此型望遠鏡，在設計上以球面鏡作主鏡并結合 在入射光孔的彎月形的修正殼以改正球面像差，這是在反射望遠鏡和其他類型上的重大問題。馬克蘇托夫式的最大缺點是不能制作大口徑的(>250毫米/10 英吋)，因為受到修正板的抑制，重量和制作成本都會上揚。

馬克蘇托夫物鏡不能校正整個光束的球差，只能校正邊緣球差，因此存在剩余球差，對軸外像差來說，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"光學的構造。珀金埃爾默的設計師約翰·葛利格里由馬克蘇托夫的想法發(fā)展出了馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡。稍后，葛利格里在1957年的天空和望遠鏡雜志上發(fā)表了劃時代的f/15和f/23的馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡設計，為珀金埃爾默明確的預告了這項設計在商業(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"的設計(有時稱為斑點馬克蘇托夫 )，原本的次鏡被在修正板內(nèi)側的一小片鋁制的斑點所取代。好處是已經(jīng)固定住無須再對正與校準，也消除了蜘蛛型支撐架所產(chǎn)生的衍射條紋。缺點則是損失了一定量的自由度(次鏡的曲率半徑)，因為次鏡的曲率半徑必須與彎月形修正板的內(nèi)側一致。葛利格里自己，第二次，再設計的速度較快的(f/15)時，就改采修正板的前面或主鏡為非球面鏡來減少像差。

施密特彎月形卡塞格林

這種類型的望遠鏡可謂是集合了施密特和馬克蘇托夫的優(yōu)點，相當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，不過這種類型的卡塞格林長度顯得有些過長，不適合大口徑的使用。

阿古諾夫-卡塞格林

阿古諾夫-卡塞格林望遠鏡的設計是在1972年由P.P. 阿古諾夫首度介紹給世人的。他所有的光學元件都是球面鏡，并將傳統(tǒng)卡塞格林式的次鏡換成三個有空氣隙的透鏡元件。距離主鏡最遠的透鏡是曼京鏡，它的作用如同第二個鏡子的表面，在對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試。然而，獲得的好處似乎很少，因為這套系統(tǒng)實際上非常難以制做，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說，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，有兩個間距、三個半徑和三個圓錐系數(shù)共八 個變量，除了滿足系統(tǒng)焦距、球差、彗差、像散、場曲等系統(tǒng)性能和像質(zhì)要求外，還有足夠的變量進行系統(tǒng)布局和結構的優(yōu)化設計。三反射鏡系統(tǒng)比兩反射鏡系統(tǒng)的視場大，且易于控制光學系統(tǒng)的雜散輻射，增加了軸外視場的光通量，使得像面照度更加均勻。隨著空間技術的發(fā)展，全反射式光學系統(tǒng)，尤其是三反射式光學系統(tǒng)正在逐漸成為空間光學系統(tǒng)的主要形式。

卡塞格林望遠鏡的設計是以伯恩哈德·施密特的攝星儀基礎，一如施密特攝星儀使用球面鏡做主鏡，并以修正板來改正球面像差;承襲卡塞格林的設計，以凸面鏡做次鏡，將光線反射穿過主鏡 中心的孔洞，匯聚在主鏡后方的焦平面上。有些設計會在焦平面的附近增加其他的光學元件，例如平場鏡。

美國制Celestron星特朗C9.25卡塞格林式望遠鏡它有許多的變形(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)分為兩種主要的設計形式:緊密的和非緊密的。

在緊密的設計中，修正板靠近或就在主鏡的焦點上;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)。

緊密設計的典型例子就是Celestron和Meade的產(chǎn)品，結合一個堅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)緊密設計的Celestron和Meade的主鏡焦比是f/2，而次鏡是負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，結果是鏡筒比一般緊密型的要長，而視野比較平坦。

非緊密的設計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-卡塞格林設計例子是同心，就是讓所有鏡面的曲率中心都在一個點上:主鏡的曲率中心。在光學上，非緊密型的設計比緊密形的能產(chǎn)生較好的平場和變型的修正，但鏡筒在長度上卻有所增加。

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

這種設計在制造商提供給消費者的望遠鏡上非常普遍，因為球面的光學表面不僅比長焦距的折射式望遠鏡容易制做。雖然這類望遠鏡比同口徑的反射式望遠鏡價格要更昂貴，但是由于緊密的光學設計使它在依訂設計的口徑之內(nèi)很容易攜帶，使它在嚴謹細致的天文愛好者中更受青睞，已經(jīng)成為目前主流的業(yè)余高端天象觀測儀器。高的焦比意味著它不同於前身的施密特攝星儀，不是一架廣角的望遠鏡，但是它狹窄的視野很適合觀測行星和深空天體。

1971年美國開始研制第一架多鏡面望遠鏡(MMT),安裝在霍普金斯山，1979年運轉，主要用作天體的紅外輻射觀測。這架望遠鏡由六個口徑各為 1.8米的卡塞格林望遠鏡組成。六個望遠鏡繞中心軸排成六角形，六束會聚光各經(jīng)一塊平面鏡射向一個六面光束合成器，后者把六束光聚在一個共同焦點上。組合后的口徑相當于 4.5米。光軸上有76厘米卡塞格林望遠鏡。它除用于導星外，主要用來發(fā)出檢測六個鏡筒的光學系統(tǒng)的激光。每個鏡筒內(nèi)的副鏡可受控而作微小的轉動和伸縮，以校正被激光及其硅檢測器檢出的失調(diào)量。這種能隨時對光束進行校正的光學技術稱為"主動光學"。六個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采用了更為先進的光學干涉技術，組成它的4個8.2米單鏡既能單獨使用，又能組合起來，達到一個16米口鏡望遠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， 利用精度極高的定位系統(tǒng)使它們的鏡面處于一個共同的大拋物面上，每個鏡面成為拋物面主鏡的一部分。例如美國霍比-埃伯利望遠鏡(Hobby-Eberly Telescope，HET)位于美國得克薩斯州的麥克唐納天文臺，口徑為9.2米，是一臺固定機架的球面望遠鏡。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。位于美國夏威夷的莫納克亞山上的兩臺凱克望遠鏡(口徑10米)也采用了這種技術。

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

對某些工作，施密特望遠鏡可作不同的改變，如增加平場透鏡把焦面改成平面;增加一個凸面副鏡把焦點引到主鏡的背面或附近，形成卡塞格林系統(tǒng)(見卡塞格林望遠鏡)。

美國光學家貝克首先對這種系統(tǒng)進行了研究，經(jīng)他改進的這種望遠鏡，稱為貝克-施密特望遠鏡。