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折反射望远镜
便于校正轴外像差的望远镜
基本信息
| 中文名 | 折反射望远镜 |
| 性质 | 光学系统 |
| 应用 | 施密特望远镜等 |
| 最早出现 | 1814年 |
| 特点 | 便于校正轴外像差 |
产品简介
折反射望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
折反射望远镜
1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。
由于折反射望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
构造原理
一、折反射望远镜与遮光系统。
外镜筒可提供望远镜组适当的遮蔽，隔绝光线直接照射主反射镜与次反射镜，使得杂散光的来源主要限制于来自小角度的光源直射与散射杂光，因为光学系统仍然存在著设计视角值之外光源直射的问题。如前所述，这些视角外的光线并未受到主、次反射镜之作用，便直接由主反射镜中央缺孔穿插而过，而直接抵达焦平面。此时消除光源直射效应最有效的方法便是增加挡光板，直接阻挡这些直射的光线，在此挡光舵板可充分发挥其抑制杂散光的功能，特别是对于光源在较大离轴角度所产生的散射杂光，在增加挡光舵板后可降低一到三个级数的杂散光能量。
折反射望远镜
二、特征光束之光束觅迹图。
挡光板的尺寸与位置除了要考虑其抑制杂散光的效能外，也要考虑其系统成像品质的影响，过多的遮蔽会使得系统入光量降低而减低成像对比度，若系统视角受到阻隔则会有成像平面能量分布不均匀的情况。一般而言，主反射镜中央缺孔延伸而出的称之为主挡光板、环绕于次反射镜周边的则称为次挡光板。值得注意的是设计时主挡光板不可阻挡到由主反射镜反射至次反射镜的光线，或者是由次反射镜反射的成像光线；而次挡光板是不可阻挡到主反射镜反射至次反射镜的光线，并且要能确定其中央遮蔽率足够大，以避免次挡光板之边缘在焦平面成像。
挡光板的位置、形状尺寸、开口大小关系到光学设计及感测器，在做法上可以先行利用轴上入射光束的初阶计算出挡光板需要的预留长度，并当成初始设计值。接著再根据光学系统的视角与感测器规格，配合特徵光线的光束追踪，如主反射镜最边缘所入射的光线与恰好通过次挡光板边缘的入射光线来检视次挡光板与主挡光板的轮廓，，并估计组装与制作公差以决定正确尺寸。
折反射望远镜基本结构
三、增加挡光板前后系统PST的比较。
决定挡光板之后即可利用PST(point source transmittance)来评估挡光板的效能。PST是一般最常被使用来评估光机系统杂散光特性的方法。
简单来说，是讨论光源在进入系统时之能量以及最后落于焦平面上之能量比例，这可以将整个光机系统的杂散光资讯汇整成一个单一的数据，以利系统间的相互比较。
藉由PST曲线可以清楚的比较装置挡光板前后的杂散光比例差异，与内部挡光板阻挡直射光源的功用。红色曲线为未增加主次挡光板时所获得的杂散光比例，很明显的在原本会有光源直射现象的角度区间内，杂散光的比例可获得有效的抑制，以10度入射时的峰值为例，PST由原先的1.8%被抑制至5.19×10−3%。
因此主次挡光板可如预期的阻挡直射光源进入望远镜组之后端组件。另外，值得注意的是在4°–5°区间内，PST值却不如预期，不降反升。清各个杂散光路径后，发现此时主挡光板反而是诱发杂散光的关键机构，这表示在制造档光板以及结构表面黑化处理时必须更加注重其表面之散射特性(BSDF)，以防止光线经由主挡光板被反射至焦平面。
外镜筒与主次镜挡光板是最典型的望远镜系统遮光系统，提供了增加遮光系统前后的比较，希望能给光学或是光机设计者一个参考，以了解遮光系统的重要性。
主要功能
一、必须能排除光源直射效应，防止望远镜组中的主反射镜、次反射镜与后端的修正镜组受到视角外光源，如日光的直接照射。
二、阻隔视角外或是未遵循设计光路径，直接由主反射镜中央缺孔穿插而过的光线。
三、减少系统内的散射杂光(scatter stray light)，或是主反射镜与次反射镜之间的二次反射(double pass)光线焦平面成像。
四、规范望远镜组的可视范围。依据上述条件，遮光系统可分类为外镜筒(sun-shield)、位于主反射镜中央缺孔的主挡光板(primary baffle)、环绕于次反射镜周边的次挡光板(secondary baffle)，另有位于各遮光元件与机构上防止结构表面散射杂光的次结构，称之为挡光舵板。
优缺点
研究发展
大口径反射望远镜在观测天空时，总免不了出现较大像差，只有中心很小的部分能取得较好的观测效果。也就是所观测到高清晰度的天区范围变小了。为解决这个缺陷，德籍俄国光学家施密特(1879-1935年)发明了新型望远镜以克服这个缺点。人们称之为施密特望远镜。
施密特早年为做实验，曾将火药塞在一根钢管里点燃，不小心炸掉了他的右手和前臂。所以，他在磨制镜面时只能用一只胳膊顽强地工作。1930年他制作了一台折反射望远镜，这种望远镜的制作是介乎反射望远镜和折射望远镜两者之间的折衷方案，取二者之长，克服二者之短。施密特选用凹球面作主镜，为克服主镜成像时产生的球差，它加了一块“改正透镜”，外形奇特，中间厚两边薄。改正透镜的作用是当光线透过后，光线折射恰好能补偿射镜产生的各种像差，使望远镜获得更大、更清晰的视场。用这种望远镜进行天体摄影，可获得大面积天区照片，被人们誉为“巡天警察”。目前，世界上最大的施密特望远镜，是安放在德国图林根陶登堡史瓦西天文台内，它的主镜为200厘米，改正镜口径为134厘米，视场3．4°×3．4°。
由于施密特望远镜中改正镜形状奇特，磨制过程非常困难。为了简化改正镜形状，1940年初，前苏联光学家马克苏托夫发明了一种新型折反射望远镜，被称为马克苏托夫望远镜。这种望远镜与施密特望远镜原理一样，只是副镜是由一个特殊的月牙状透镜代替，又称弯月形改正透镜。改正镜是磨制球面的，只要适当地选择透镜两面的曲率和厚度，可以使弯月镜产生足以补偿凹面镜的像差。目前，世界上最大的马克苏托夫望远镜，安装在俄罗斯阿巴斯图曼尼天文台，它的主镜口径为98厘米，焦距210厘米，改正镜口经为70厘米。
望远镜口径越磨制越大，但是随着口径的增大，制作起来也越来越困难，近年来随着计算机在望远镜上的应用，1979年人们又产生了多面镜组合成反射望远镜的新思路。目前，第一架组合式望远镜，它是由6台口径为1．8米卡塞格林式望远镜组合成的，它们由计算机控制镜面姿态，组合成光力相当于单面主镜口径为4．5米的反射望远镜。这架新一代望远镜安装在美国麻省威廉斯敦麦迪逊霍普金斯天文台。欧洲南方天文台的科学家们最近在智利安第斯山脉中的锡拉天文台成功地安装了一台新一代望远镜——新技术天文望远镜(简称NIT)，因为它具有简易、轻便、造价低及高效等优点，所以受到人们的青睐。NTT成功的关键是应用了主动光学部件，在观测中，由敏感元件和计算机控制马达组成的系统能自动分析、调节主镜形状以及副镜位置。它还能连续地自我监测，以便将整个镜面放在最佳状态。NIT还采用了一种新系统，该系统可把望远镜像差在来自参考源点的像中译成可测位移，这样，计算机图像分析器就可跟踪错误光路，再返回主镜，计算出需要的改正量，并将其加到正确的光路上。
NIT使用了焦比为f/2．2的R-C主镜。投在主镜上的光先被反射到一个88厘米的R-C副镜上，再反射到可动的45°平面反射镜上，此平面镜将光偏转到位于赤纬轴两端的两个第二卡焦之一上。与其他同类大小的望远镜不同，NIT没有卡塞格林焦点，其主镜为3.56米，可以将恒星百分之八十的星光会聚到大小仅0.096弧秒的点内。NIT的120吨地平装置和250吨建筑一起绕一个直径7米的转子轴承转动。为确保望远镜及其外壳产生的热不降低视宁度，观测室是被冷却的，空调机也在不断将望远镜及观测室调至观测夜的环境温度。
为方便观测，欧洲南方天文台还于1987年在锡拉与总部慕尼黑附近的加琛之间设置了一条卫星通信线路，以实现远距离遥控观测。只要30秒就可传输一个未处理的电视图像，以便天文学家们能迅速从事分析研究。NIT自1997试用以来，打破了所有天文观测记录，已获得了几百个图像，分辨率达0.7弧秒到0.3弧秒。可以想象其发展前途将是可观的。
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