系统的基本类型

6.3.3　望远（镜）系统的基本类型

根据望远（镜）系统成像物镜是基于折射原理的透镜系统还是基于反射原理的反射镜系统，可将望远（镜）系统分为折射型望远（镜）系统、反射型望远（镜）系统以及两者相结合的反射折射型望远（镜）系统。在折射型望远（镜）系统中，根据目镜组焦距的正负，又可区分为开普勒望远（镜）系统和伽里略望远（镜）系统。

1）拆射型望远镜

（1）开普勒望远镜

若组成望远系统的物镜与目镜同为正焦距光组（即f₁＇＞0，f₂＇＞0），则由式（6.29）可知，其视角放大率Γ＜0，系统生成倒像，该望远系统称为开普勒式望远镜。其成像原理与光路如图6.23所示。

开普勒望远镜是开普勒于1615年首先制成并用于天文观察的。仅由物镜和目镜组成的开普勒望远镜由于成倒像，因而只适于进行天文观察或大地测量，故此又称之为天文望远镜。这种望远镜的重要优点是有中间实像面，可在物镜与目镜的共焦面处安置分划板以供瞄准测量用，因而绝大多数军用观测瞄准望远系统都是以开普勒望远镜为基础构成的；其主要缺点是成倒像。为此，在军用观测瞄准仪器中均要加入棱镜或透镜转像系统，以实现观察到正像的要求。在实用的军用与民用望远镜中，加入转像系统的开普勒望远镜具有最广泛的应用。

（2）伽里略望远镜

图6.23　开普勒望远镜

若组成望远系统的物镜为正光组（f₁＇＞0），而目镜为负光组（f₂＇＜0），则有Γ＞0，系统成正像，则称这种望远系统为伽里略望远镜，其成像原理与光路如图6.24所示。其名称的由来是由于1609年伽里略制成了一个由平凸透镜与平凹透镜组成的3×望远镜，进行天文观察并获得伟大发现，故称之为伽里略望远镜。

图6.24　伽里略望远镜

伽里略望远镜的优点是Γ＞0，不需加入转像系统即可得到正像，因而其结构简单，重量轻，光能损失小；伽里略望远镜还具有的另一个特别重要优点是，由于物镜与目镜共焦面，因而负目镜至物镜的距离即实际筒长L，在给定相同的Γ（即相同的f₁＇和|f₂＇|）值的条件下，伽利略望远镜比开普勒望远镜的筒长L大为减小。

伽利略望远镜的缺点是，由于物镜和目镜之间没有实像面，不能安装分划板，因此仅能用于观察而不能用做瞄准或测量望远镜，限制了其用途；另外视场小。

这种望远镜常采用放大倍率低于六倍的双筒望远镜形式，主要用于夜晚观剧，也可用于天文观察（如六分仪中的望远镜）；此外，还可用作激光扩束器（由于它没有内部焦点，否则高功率光束会使内部焦点周围的空气电离）。

2）反射型望远镜

大型的天文望远镜多数为采用反射型物镜的反射望远镜。这是由于它较折射型望远镜具有如下优点：

（1）为提高分辨率，接收更多的光能量，天文望远镜需采用大的孔径，例如物镜直径需要达到几米。这样大的物镜若采用折射型透镜将给制造工艺带来很大的困难，主要是：大块光学玻璃的均匀一致性与应力要求等难以保证；透镜的重量很重且只能用边缘支承，难以克服由于自身重量作用而引起的下陷，因而难以保证所要求的面型精度；而反射式望远镜可以用金属制造，即使用玻璃，对材料的要求也很低。另外，其支承可以用边缘与背面相配合。

（2）反射型望远镜由于没有折射，因此折射率对波长的依赖关系对其焦距没有影响所以反射型望远镜没有色差，可以得到大照度的无色差像，这对观察亮度微弱的星体和星云非常有利。另外，反射型望远镜适于进行天文照相。

（3）在直径相同的条件下，反射型望远镜较折射型望远镜的长度和重量小，其装置结构较简单，造价较低廉。

当然，反射式望远镜也有其缺点，如存在较严重的彗差和像散，因而视场不大，只有几十分；其成像质量较低，且像质易受温度不均匀等影响，不宜进行天文的精密测量。

图6.25是自17世纪以来先后出现的具有代表性的几种主要类型反射型望远镜。

（a）牛顿望远镜：是牛顿于1672年首先创造的型式，与光轴成45°的平面镜（或全反射直角棱镜）将光束在与望远镜轴线成直角的方向引出，以进行观察、拍照或光谱分析、光电处理。在威尔逊天文台里，一个供天文照像用的牛顿型望远镜，其反射镜的直径为1.52m，焦距7.6m。牛顿望远镜的反射面可以用球面镜，也可以采用抛物面镜（没有球差）。

图6.25　具有代表性的几种反射型望远镜

（b）格利高里望远镜：苏格兰人J·Gregory在1611年设计成的反射式望远镜，采用了一个大的抛物面镜（主镜）和一个小的凹椭球面镜（副镜）组成物镜，在主镜中央开口的附近得到物体的正立实象，可通过目镜观察。这种类型的反射式望远镜其镜筒较长。

（c）卡塞格林望远镜：它是由卡塞格林于1661年创造的，物镜也是由二个反射面组成，主镜亦为抛物面，付镜为凸的双曲面镜，其作用是增大有效焦距；所成的像为倒像。这种望远镜的筒长较短。位于美国帕洛马山天文台的海尔望远镜即为此种类型，其物镜直径约5m（200in），焦距16.9m，具有很高的知名度和代表性。

3）反射折射型望远镜

由于反射型望远镜对轴外像差的校正困难，因此，自20世纪30年代初开始，出现了反射折射型望远镜或称折反射系统，以克服反射型望远镜在像质方面的缺陷。这种系统是由反射元件和折射元件组合而成，其中最著名的是施密特的等晕折反系统（由球面反射镜和施密特校正板组成）和马克苏托夫物镜。鉴于这些结构形式的演变都是出于校正像差的考虑，因此本章不作具体讨论。我国紫金山天文台采用施密特等晕折反系统制成口径0.6m的大型天文望远镜，用于拍摄我国人造卫星的飞行轨迹。