反射式天文望远镜反射镜

反射望远镜用凹面反射镜作为物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜等几种类型。不存在色差是反射望远镜的主要优点，当采用抛物面物镜时，还可消去球差。但为了减小其他像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。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，红外和紫外等不可见光波段也可以用反射望远镜来研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径为1/5～1/2.5，而且还能更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，而且主镜只有一个表面需要加工，从而大大降低望远镜造价和制造的困难。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统（或牛顿系统）、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。目前口径在1.34米之上的光学望远镜除了有反射望远镜外就再也找不到其他的了。研究天体的物理特征是发射望远镜的主要科研使命。

世界上第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿也曾经好几次磨制非球面透镜，但屡遭失败，因此他改用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，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呈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。虽然球面镜会产生一定的像差，但反射镜代替折射镜却是科学上一个成功的转折。

1663年，詹姆斯·格雷戈里提出一种方案：分别用凹面镜作为一面主镜和副镜，把副镜放在主镜的焦点之外，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。他提出的这个建议在理论上是正确的，但是，由于当时制造水平的局限性，它所提到的一些要求是无法实现的，因此，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差不多，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这便是现在最常用的卡塞格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，并且它消除了球差，这样制作望远镜还能使焦距很短。

卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也不尽相同。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图像清晰；既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜用得非常广泛。

赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。

在反射式望远镜发明后的近200年中，其发展的障碍一直是反射材料的选择问题：铸镜用的青铜很容易腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻地抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。

1918年末，由海尔主持建造的胡克望远镜投入使用，它的口径是254厘米。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，值得骄傲的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。

20世纪20～30年代末，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米的望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了20多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海尔望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了。”后来，1976年苏联建造了一架600厘米的望远镜，可它所发挥的作用还不如海尔望远镜，而这再次验证了阿西摩夫的话。

反射式望远镜有许多优点，例如它没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体情况的各种信息，与折射望远镜相比，更容易制作。但同时它本身也有很多不足之处，口径大的话，视场会比较小，得到的图像资料的清晰度和亮度不是很高，而且折射镜的物镜需要定期镀膜等。

第二次世界大战后，反射式望远镜在天文观测中得到很快发展，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米的海尔反射式望远镜。1969年在苏联高加索北部的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，美国航空航天局（NASA）将哈勃太空望远镜送入轨道，可是，因为镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并更换了透镜后，哈勃望远镜才开始全面发挥作用。由于哈勃望远镜拍摄图片时不受地球大气层的影响，所以它拍出来的图片要比地球上同类望远镜的清晰度提高10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了口径10米的“凯克望远镜”，其镜面是由36块1.8米的反射镜拼合而成。2001年设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”（VLT），它由4架口径8米的望远镜组成，和一架16米的反射望远镜的聚光能力差不多。现在，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的白色巨人兄弟发起了挑战。这些新的竞争参与者包括30米口径的“加利福尼亚极大望远镜”（简称CELT），20米口径的大麦哲伦望远镜（简称GMT）和100米口径的绝大望远镜（简称OWL）。科学家们指出，这批新研制的望远镜，不仅能拍出比哈勃太空图片像质更好的图片资料，还能收集更多的光。更加清晰可靠的太空图像资料能使人更了解100亿年前星系形成时初态恒星和宇宙气体的情况，并观测清楚遥远恒星周围的行星。