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望远镜基础知识
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球差、彗差、像散、场曲、畸变以及色差
1。球差：由主轴上某一物点向光学系统发出的单色圆锥形光束，经该光学系列折射后，若原光束不同孔径角的各光线，不能交于主轴上的同一位置，以至在主轴上的理想像平面处，形成一弥散光斑（俗称模糊圈），则此光学系统的成像误差称为球差。
2。慧差：由位于主轴外的某一轴外物点，向光学系统发出的单色圆锥形光束，经该光学系列折射后，若在理想像平面处不能结成清晰点，而是结成拖着明亮尾巴的慧星形光斑，则此光学系统的成像误差称为慧差。
3。像散：由位于主轴外的某一轴外物点，向光学系统发出的斜射单色圆锥形光束，经该光学系列折射后，不能结成一个清晰像点，而只能结成一弥散光斑，则此光学系统的成像误差称为像散。
4。场曲：垂直于主轴的平面物体经光学系统所结成的清晰影像，若不在一垂直于主轴的像平面内，而在一以主轴为对称的弯曲表面上，即最佳像面为一曲面，则此光学系统的成像误差称为场曲。
5。畸变：被摄物平面内的主轴外直线，经光学系统成像后变为曲线，则此光学系统的成像误差称为畸变。
6。色差：由白色物点向光学系统发出一束白光，经该光学系列折射后，组成该束白光的红、橙、黄、绿、青、蓝、紫等各色光，不能会聚于同一点，即白色物点不能结成白色像点，而结成一彩色像斑的成像误差，称为色差。
球差、慧差所引起的成像模糊现象称为光晕。
球差[1]（Spherical aberration）
　　qiucha
　　亦称球面像差。轴上物点发出的光束，经光学系统以后，与光轴夹不同角度的光线交光轴于不同位置，因此，在像面上形成一个圆形弥散斑，这就是球差。一般是以实际光线在像方与光轴的交点相对于近轴光线与光轴交点（即高斯像点）的轴向距离来度量它。
　　对于单色光而言，球差是轴上点成像时唯一存在的像差。轴外点成像时，存在许多种像差，球差只是其中的一种。
　　除特殊情况外，一般而言，单个球面透镜不能校正球差，正透镜产生负球差，负透镜产生正球差。对一定位置的物点而言,当保持透镜的孔径和焦距不变时,球差的大小随透镜的形状而异。因此，以适当形状的正、负透镜组合成的双透镜组或双胶合镜组是可能消球差的一种简单结构。保持透镜的焦距不变而改变透镜形状，犹如把柔软的物体弯来弯去,故被称为透镜的整体弯曲,它是光学设计时校正像差的一种重要技巧。
　　设单个折射球面的曲率半径为r,两边媒质的折射率为n1和n2,则当物点处于三个位置,即球面顶点(物距u=0)、球心和由l=r+r*n2/n1所决定的点时,不产生球差，后二种情况有重要的应用。球面反射镜仅当物点位于顶点和球心时无球差。
　　所有的回转二次非球面反射镜，都有一对不产生球差的共轭点.其中,抛物面镜是无穷远轴上点和焦点；椭球面镜和双曲面镜是它们的一对焦点。它们都有实际的应用。
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ZEMAX建模和像差分析.ppt 37页
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ZEMAX建模及像差分析
1.根据不同系统规格选取
2.视场选取（采点选取）
3.设计光波长的选取
4.镜片的输入
5.建模后的2D图
ZEMAX像差分析
球差、彗差
像散、场曲、畸变
色差：位置色差、倍率色差
像差的容忍极限
几种像差的相互关系
像散和场曲 子午光线和弧矢光线不会聚在离透镜相同的距离处，子午焦点和弧矢焦点之间的距离就是像散。
像散和场曲的表现： 4.4
场曲 某个视场的子午像点和弧矢像点相对于高斯像面的距离称为子午场曲（xt‘）和弧矢场曲xs’）。球面光学系统的像面弯曲是球面本身所决定的，如果没有像散，子午像面和弧矢像面重合，但仍然存在像面弯曲。 4.5
畸变 理想光学系统的一对共轭平面上的放大率相同，但实际系统中，当视场较大时，放大倍率随着视场而改变，即产生畸变。 大畸变系统的应用
门镜系统 一般系统的畸变要求 目视光学系统<3％
数码相机镜头<2％
位置色差 由透镜焦距公式 1/f′＝（n-1）（1/r1-1/r2）可知，同一薄透镜对不同色光，对应着不同焦距。由高斯公式1/S′＝1/f′+1/S可知，当透镜对一物体成像时，由于各种色光对应的焦f′值不同，所以各色光所成的像位置就不同。按色光的波长由短到长，它们的像点离开透镜由近到远地排列在光轴上，这种现象就是位置色差。即使在光学系统的近轴区，也同样存在着位置色差。
我们知道放大率与焦距有关，而透镜焦距与折射率有关，折射率n的大小又与光的颜色有关。可见，透镜对不同色光有不同的放大率，因此，白光通过透镜可形成一系列的与各色光对应的高度不同，位置也不一致的像，而在其中任一色光所成的像面上只能得到一个有彩边的“像”。这种色差，称为放大率色差。由于它表现在垂轴方向，因而也叫垂轴色差，或叫倍率色差。
* ◆ZEMAX建模◆ZEMAX像差分析 常规选择： Object Space NA:显微物镜系统
Image SspaceF/#：照相系统
Eetrance Pupil Diameter：望远系统
Object Cone Aangel：照相系统、监控、目镜等 根据系统要求进行视场选取。 通常选用F、D、C模式及蓝、绿、红；根据特殊需要选取其他波长。 镜片半径 蓝色镜片厚度 白色空气厚度 镜片材料
三、显微镜最小分辨率及最高空间频率 2. 镜头极限分辨的最大空间频率（MTF数） 1.显微镜最小分辨率 即MSP=1/（2δ）= 227 lines/mm 如镜头最小分辨距离为δ= 2.2 μm 取当物面被照明时的最小分辨距为
，A为显微物镜的数字孔径
3.横向色差 小于1个δ大小 对应227线对MTF值≧0.3能被分辨 子午面与弧矢面 4.
相关感念及ZEMAX对应分析 4.1
球差 什么是球差？
轴上点发出的同心光束，经过光学系统折射后，不同孔径的光线交于轴上不同点，这些点相对于理想像点的偏差称为球差。 球差的表示法：球差曲线 轴向球差
轴向球差曲线 垂轴球差曲线 垂直球差所产生的弥散斑： 4.2
彗差 彗差和正弦差本质上是一样的。 正弦差
小视场系统 彗差
任何视场系统 子午彗差 孔径和视场的函数 彗星状点列图 彗差所造成的光斑
弧矢彗差和子午彗差的关系：
初级的子子午彗差是弧矢彗差的3倍 慧差的校正方法 1.移动光阑的位置控制慧差（使通过镜头的束相对于光阑具有较大的对称性，来减少慧差） 2.弯曲透镜 （可以用P、W方法来分析） 3.采用非球面。 两点的连线与EY的交点代表彗差 彗差很大 彗差很小，此时的主要像差是像散 主光线的失对称性 彗差 像散 宽光束 细光束 当系统存在像散时，不同的像面位置会得到不同的形状的物点的像 球差产生圆形弥散斑
彗差产生彗星形状弥散斑
如果系统存在场曲，用平的接收平面或者探测器就无法接收到完全清晰的图像
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【长期科普】天文器材常用术语解释+各类光学系统介绍
前言：本贴为长期科普，不定期更新。内容主要是介绍天文器材中的常用术语，以及天文望远镜常见+冷门的各类光学系统，各类别的优势劣势及实践中的器材选购。资料来源为百度【天文】吧，牧夫天文论坛，由本人作了一些修改和整理。小黑镇楼！
提供天文望远镜等一系列天文设备.天文望远镜尽在成都金都超星.凡所求,必所应.金都超星各类天文望远镜教学仪器指定生产厂.
焦距F和口径D：这两个大家应该都明白。焦距F就是主镜焦点到主镜的距离，口径D就是望远镜的主镜的粗细。这两项参数一般直接附加在望远镜型号后面，以天狼画师80DS为例（借用了tb的图……）又称80600，可以看到物镜前端有F=600mm的字样，即口径80mm，焦距600mm。口径是一个很重要的参数，同等精度的望远镜，口径越大，集光力越强，分辨率越高。精度：这个参数，厂家一般是不会公布的，除非是顶级望远镜。精度没有统一的标准，但精度却是衡量一架望远镜最重要的标准。焦比f：其实就是光圈的意思，主镜的焦距除以口径的值，表示主焦点成像亮度的量。f7是个分水岭，以上为长焦，以下为短焦。还是以天狼画师80DS为例，物镜前端有一个f=1：7.5的字样，即其焦比为600/80=7.5。一般折射镜焦比在f6~f12，牛反f4~f8，折反f10~f15。（P.S.“短焦深空，长焦行星”这句话是片面的，下文具体说明。）倍率：倍率跟精度恰恰相反，是一架望远镜最次要的参数。放大倍率=物镜焦距/目镜焦距。如信达小黑150750配上PL25观测，倍率为750/25=30倍。很多低端望远镜的广告都打着高倍率的广告，实际上爱好者们很少大谈特谈倍率。一般来说，一台望远镜的理论最高倍率为其实际口径（mm）×2。但实际操作中因为环境和望远镜自身的影响，很少用到这个极限倍率。话又说回来，APO是可以上到3倍口径的，高精度保证了高倍率。视场ω：简单地说，视场就是你透过目镜能够看到的范围。有的目镜能看到的范围非常窄，有的则特别宽，像透过太空舱的窗户往外看一样。一般来讲视场大小是衡量目镜成像的一个标准。实际视场=目镜视场/放大倍率。如上面提到的天狼画师80DS配PL25mm观测，倍率为600/25=24倍，实际视场为50°/24=2.1°。目镜视场由低到高分别有30°（supermono）、45°(OR)、50°(PL)、60°(WA一般广角)、68°(SWA广角)、84°(UWA超广角)、100°(极广角)等。一般广角目镜比普通结构的K/PL/OR目镜视场要更大，体积重量价格也更高。
【常见像差介绍】何谓像差？像差(Abberation)，就是成像的误差。我们的望远镜都有一定的成像误差。像差控制的水准，是衡量一架天文望远镜光学质量最重要的因素。我们平时所说的“成像模糊”，其实就是像差太大被人眼察觉了。像差分为球差、色差、慧差、象散、场曲、畸变等等。
一、球差。如果天文望远镜中使用了球面镜片，那就不可避免地会有球面像差，也称对称像差。为什么使用球面镜就会有球差？在这里简单地说两句：单个薄透镜不可能完全消除球差。所以我们经常用曲率比较小的球面来替代。球面与球面的组合，按照光学设计的理论，是可以消除一些球面像差的。但我们知道，要想拟合出一个完美的抛物面或者双曲面，理论上需要无数个曲率不等的球面进行组合（有点像泰勒展开或者傅里叶展开）。所以使用有限个球面镜片的望远镜，是不可能完全消除球差的。有球面像差的望远镜的成像是什么样子的？请看下图。解释一下这张图；横着看，分别表示望远镜焦点以 离焦--合焦--离焦 的变化。三行图片，表示三种望远镜的成像：有球差，无球差，球差修正过度。有球差的望远镜，如果观察焦内的星点，你会发现边缘是亮的。剩下的以此类推。一般牛反镜的主镜面有球面和抛物面两种。球面镜更容易制作，价格也更低，但是有球差，在此十分不推荐购买。抛物面的主镜则没有球差，但要保证精度还是要到大厂（振旺光电除外）。博冠凤凰等的牛反几乎都是球面镜，信达的牛反如小黑则是抛物面。对于球面镜牛反来说，焦比越小，球差越明显。“牛反的球面像差，f/9时球差小于艾里斑，是个高精度球面，f/7时有球差，但不影响日常观测，f/6时球差高倍可察觉，f/5时球差尚可忍受，星点已经不锐利。再往下的f/4.4的球差已经忍无可忍，f/4就逆天了，不是成像很差，而是根本不能成像。”这段话同时也指出，长焦相比起短焦更能减少像差的干扰，不论是色差还是球差。
二、色差。色差就比较好解释了。天文望远镜的成像方式有透射和反射。而透射式成像会有色差。这是因为同样介质对于不同频率的光，折射率是不同的，所以光的弯曲也是不一样的。失之毫厘谬以千里，最终在成像上就造成了色散。色差也分种类。像图示的这种色差，叫做轴向色差。除此之外，还有非对称色差，在大光圈镜头上比较常见。折射式望远镜无可避免的都有色差，具体看素质不同色差明显程度也不同。为控制色差需要采用低色散率的玻璃材料做主镜，如ED镜有一片53或51玻璃，控制色差就很好了，适合目视使用。一般国产3片式APO有一片53玻璃，消色差就非常好，适合天文摄影。折射式的镜子，一般焦比越长色差越小。当然也有例外，如天狼画师80ds就比很多长焦镜子消色差更出色，这源于它出色的做工。
三、彗差。彗差，顾名思义，彗星形状的成像误差。这种像差仅限于于轴外成像。给个比较明显的示意图：彗差的特点是轴外星点呈发射状，且焦比越短【就是光圈越大】的时候，彗差就越明显。当你拿着200 f/4的牛反去观测星空的时候，你会发现无数彗星向你飞来，这时候可千万别以为你是张大庆。实际上彗差的成因，源于镜片的球面不对称性。总而言之，用牛反摄影的时候，边缘的星点会飞起来，这就是慧差。所以牛反摄影都要搭配慧差改正镜（MPCC），这玩意也不便宜，几千块钱一个……
四、象散。象散我想用一个示意图来解释：这种成像误差，有自己的特殊性。请注意蓝色标记的光线，通过透镜的一个轴，汇聚为焦点s1，红色标记的光线通过透镜垂直的另外一个轴，汇聚于焦点t1。一个透镜竟然出现了多个焦点。如果焦平面在t1、s1之间移动的时候，你会发现星点始终是一个小小的圆面，而看不到锐利的成像。这就是象散。而实际上，横轴的焦点位于t1，纵轴的焦点位于s1，跟这两个轴成一定角度的轴的焦点，就位于s1和t1之间。使得看上去哪里都不像是焦点。 我们人眼的散光，也是同样的道理，是由于晶状体的横向不对称性造成的。
五、场曲。任何光学系统的成像面，不可能是个平面，都是一个弧面。这个弧面的曲率，就成为衡量像场玩去的标准。一般的感光元件，例如CCD，以目前的工艺不可能做成曲面，所以我们要尽可能地修正像场的弯曲。像场弯曲的典型表现不是成像的畸变，而是无法以整个像场对焦：假如中心合焦，周围的星点就是弥散的，假如周围的星点合焦，中心就虚了。 六、畸变。简单地说，畸变就是视场边缘的像发生了弯曲，白天看砖墙能十分明显地看出来，失去了原来的正确形状。但这种像差一般不影响天文观测。 场曲和畸变，一般是目镜带来的。设计目镜时，场曲和畸变是那种按下葫芦浮起瓢的关系，要么控制畸变就有场曲，要么控制场曲就有畸变。如PLANO目镜是控制畸变不错但有边缘场曲的，而TeleVue的Nagler则是很好地控制了场曲，但畸变就很严重，以至于不能用来观景。在天文观测中，我们是宁有畸变不要场曲（如果可以选择的话）。一般来说场曲对于天文观测的影响要大于畸变。当然这话说的都是高价位目镜了，还在使用PL的同学们了解一下即可，不用在这里纠结。
一、折射式天文望远镜。以往的资料说折射望远镜分伽利略式和开普勒式。两种光学系统的主镜都采用了凸透镜，但伽利略式的目镜是凹透镜，优点是可以直接成正像；开普勒式的目镜是凸透镜，优点是视场较大。以上的知识了解一下即可，因为这种分类方法早已过时。在那个年代，天文望远镜的主镜和目镜是一体的，所以他们把凹透镜目镜和凸透镜目镜的望远镜分开。伽利略式望远镜因为视场太小被淘汰，现在的折射式望远镜都是开普勒式结构。1、消色差折射式，又称普通消色差望远镜，简称普消。最早的时候，人们用一片凸透镜做物镜。但后来发现色差的问题很难处理。所以折射望远镜一开始便没发展起来。直到有一天，人类发现色差这东西是可以一定程度地消除的。如图所示，用火石玻璃和冕牌玻璃组成的镜头，就可以把色差减小。但是我们要注意一下，如果对红光和蓝光消色差，那么绿光势必会溢出，如果对红光和绿光消色差，蓝光则会溢出。不过，当焦比比较长的时候，溢出量很小，就是可以接受的。所以，记住一句话买普消，选长焦。短焦比的普消望远镜，色差的溢出是比较严重的，不建议选购。一般市面上的普通消色差望远镜，80mm口径的价格在1300左右。普消不建议购买超过110mm的大口径。普消折射镜素质比较平庸，论深空不如牛反，论行星不如马卡，更别提拿来天文摄影了。但普消价值所在，正是在于其方便、廉价、易操作，适合入门使用。对于普消折射的选购，目前天狼画师系列获得同好们的认可，原因是优秀的做工和成像素质，尤其是80DS型号。
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2、复消色差折射式，又称复消、APO。复消色差望远镜的成像原理大致如图：中间的一片，是低色散镜片，两边的仍然是冕牌玻璃和火石玻璃。复消色差望远镜可以把三种颜色的光线汇聚到同一点，成像非常锐利。光学上，Apochromat(复消色差望远镜)，几乎是无懈可击的，放大倍数3倍毫米口径没有问题。不过APO的价格仍然是高高在上。典型的80mm口径f/6的APO，单主镜筒就要5000RMB。由于APO需要磨制6个高精度的光学表面，随着口径的增加，APO的价格几乎是个天文数字。现在国内质量过硬的APO主镜，80mm的要5000，90mm的要6mm的就要mm的直奔20000。有的时候，厂家也把2片式的望远镜，其中的一片换为低色散的ED镜片。这样的镜子叫做ED。这样是一个比较折中的选择，不需要三片式APO那么高的加工难度，降低了成本，像质跟普消相比也非常很优秀。80口径的ED镜，价格在3000出头；102口径4000左右，相比于APO要廉价许多。低色散镜片一般采用51玻璃和53玻璃两种。一般来说53玻璃强于51玻璃。所以三片式含一片51玻璃（如老晶华ED），和两片式含一片53玻璃（如天狼ED），两片式含一片51玻璃（如裕众ED），都只能叫ED，不能算是APO。
APO的光学系统是三片玻璃，但有时我们也会听到4片式、5片式的APO，例如裕众新出的70SA就是五片式的平场APO。这种叫匹兹伐尔结构的平场摄星镜。例如高桥的FSQ85ED FSQ106ED等，使用四片式的光学设计，可以在对三种颜色的光消色差的同时，让APO原本弯曲的像场变得平坦。 上图说明，即使在f/1.4的大光圈下，匹兹伐尔结构仍然具有非常优良的像质。而高桥的petzval摄星镜，焦比通常在f/5。这就不难解释高桥的FSQ系列为什么能有如此变态的像场了（支持88mm中画幅成像圈）然而这种摄星镜，价格也是天文数字了，FSQ85ED在淘宝上查到的价格是26000。总之，大光圈+好画质=高价格。这是铁的定律。
二、反射式天文望远镜。反射式望远镜，跟折射镜有几个非常大的区别：1 反射式望远镜的物镜，除了主镜之外还有一片副镜。2 反射式望远镜的副镜，一般都会遮挡光路。3 反射式望远镜的成像对光轴和精度非常之敏感。4 反射式望远镜的镜筒是开放的。5 反射式望远镜永远不用担心色差的问题。这5个特点，使得反射镜的优点和缺点都非常明显。以牛顿镜为例，优点是造价低，而口径可以做得很大，所以在同样的人民币下，得到的中心分辨率最高。反射式望远镜分经典牛顿反射式，施密特-牛顿式，马克斯托夫-牛顿式等等。下面我们来介绍爱好者手中用的最多的一种反射式望远镜Newtonian reflect，即经典牛顿-反射式望远镜，简称牛反（一开始我还以为牛反是很牛逼的单反 Orz=3）
这就是牛反的光路图。牛反的主镜，是一块抛物面的反射镜，副镜是平面镜，45度放置，让光线反射到另一端的观察口。这个设计看起来无懈可击，这也是当年牛顿爷爷为之骄傲的地方：中心成像无色差，无球面像差，适合高倍率的观测。但是实际制作中，还是出现了问题。牛顿爷爷当年磨制主镜的时候，表面反射率比较低。并且牛爷爷手艺有限，只能磨制球面镜。他以长焦比的球面镜代替抛物面镜，因为长焦比的球面镜，表面曲率很小，接近抛物面镜。【看到了吧，长焦比是缩小像差的很好途径，这也是摄影镜头中收几档光圈会提高像质的原因，但天体摄影中，长焦比就意味着很糟糕的效率】现代的牛反，精度越来越高了。主镜的表面精度可达到1/20个波长以内，有的镜子甚至达到了1/60个波长。但是牛反的缺点仍然存在：抛物面的短焦牛反，像场实在太小了。因为抛物面是非球对称的，它对于斜入射的光线不能很好的成像，会有一定的彗差【Coma】后来人们又设计了彗差修正镜（MPCC），使得牛反也可以胜任天体摄影的项目。
说到牛反就不得不提到它的支架系统。赤道仪，代表是小黑；经纬仪，代表是DOB。首先是小黑（镇楼图）已经成为天吧入门利器的小黑，以其几近全能的光学素质和优异的性价比赢得了同好们的喜爱。精度合格的抛物面主镜秒杀了一堆滥竽充数的球面牛反，150mm的口径相比于一堆60-100mm的折射有着不可比拟的优势，深空行星目视摄影的全能也让同好们有了更多的发展选择，2000出头的价格更是让本有着同等竞争优势的小口径ED镜和127马卡自愧不如。当然了，不足之处也还是有的。选择小黑也是要考虑清楚的。便携性——不少同好选择天狼画师80ds或者裕众80ED的理由。小黑主镜6kg左右，加上赤道仪重锤一堆乱七八糟东西一套有近20kg，一个人要出外观测是十分不容易的，当然你练过铁手功那另说。光轴问题——说起来是个不小的麻烦，不过也成为了一个合格的天文爱好者所必须经历的耐心一关。另外，有不少过时的资料说牛反难以保养需要镀膜云云。现在的牛反镀膜大可不必担心，一直用到你更新器材是完全没有问题的。看看《夜观星空》，似乎DOB成为了新人入门的不二选择。DOB口径可以做的更大，多普森式的经纬仪也非常适合新人直观地进行操纵，价格更不用说，2000口径的3000出头就可以拿下。DOB用来目视非常好，有足够的口径保证，行星深空可以说通吃了。但怎么说中美国情有不同，入门器材的选择也不太一样。DOB也并非万能，其中一个最大的缺点就是他比小黑还要不便携，市面上最小口径的DOB 8总重20+kg，没有车子基本不要想着出门观测了。采用多普森式的经纬仪虽然方便，但也减少了使用者对于赤道仪的了解。其中对深空摄影影响最大的，也是普通经纬仪的通病——场旋。说白了，即使你在经纬仪上装了电跟，可以自动跟踪深空天体，但一段时间后你看到的目标会在视场中旋转一个角度，这是玩深空摄影万万不可取的。如果你家有车方便运输，或者是准备在环境条件较好的例如农村放上一台，DOB的确是不错的选择。
三、卡塞格林式望远镜。卡塞格林望远镜采用了与牛顿式望远镜完全不同的设计思路：副镜水平摆放，而焦点在镜筒后面。请注意，卡塞格林望远镜的镜筒，仍然是开放式的。气流可以流动。由于这种光线往返的独特设计，卡塞格林望远镜的镜筒可以设计得很短但焦距可以很长。至于如何确定一个光学系统的焦距，只需将成像光锥的反向延长线与入射平行光线相交就可以了。我们可以发现，副镜做得越小，这种卡塞格林望远镜的焦距就会越长，焦比也会越长（实际上这对于牛顿镜同样成立）。跟牛顿镜不一样的是，卡塞格林望远镜根据主镜副镜不同的面型，可以分为下列几种1、Classical Cassegrain 抛物面 双曲面2、Ritchey-Chretien 双曲面 双曲面 3、Dall-Kirkham 椭圆面 球面 4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜 球面 球面 5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器 面型任意 6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面 球面7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜 球面 球面 8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜 球面 球面 9、Pressmann-Camichel 球面 椭圆面 10、Schiefspiegler 斜反射离轴这些都属于卡塞格林望远镜，但不都属于反射望远镜。经典卡塞格林和李奇-克莱琴望远镜属于【反射系统】，而施密特-卡塞格林和马克斯托夫卡塞格林望远镜，则属于折反射系统。
卡塞格林望远镜的类型比较乱，我们在反射镜里面主要介绍下面两种：经典卡塞格林这种结构的天文望远镜，是由抛物面的主镜和双曲面的副镜组成的。按照圆锥曲线的几何光学规律，如果抛物面的焦点跟跟双曲面的第一焦点重合的话，在第二焦点上就可以无像差成像 箭头代表光路。由于成像光锥比较窄，这种结构的望远镜可以把焦距做得很长（对不起我把副镜画得太大了）。
李奇克莱琴式望远镜。跟经典卡塞格林一样，李奇克莱琴即R-C望远镜也没有经过任何折射原件。所不同的是，RC的主镜和副镜都采用双曲面。关于反射式望远镜，有一个规律：焦比越短，遮挡越大，成像越肉。r-c的遮挡是所有反射望远镜里面最大的。但是，R-C具有无敌的像场和严格等于0的色差，这一点使得R-C成为许多天文台的首选。天文台要进行光谱分析，所以望远镜必定不能有色差。APO虽然对三种光消色差，但在不可见光波段色差却非常明显（这是APO设计的规律）。对于普通爱好者来讲，不可见光波段一般用不上，但对于天文台来说，红外波段却非常重要。这就是天文台从来不选择折射系统的原因。关于各种卡塞格林望远镜的像差，威信的广告中有一张表，可以看看几种卡塞格林镜的像差类型。 圈圈表示无，横线表示有。可以看到，成像最优的，是威信的VISAC,他们又叫做修正版卡塞格林。VC200L真的这么无敌吗？错了。VC200L的镜面不是磨制出来的，而是在一个球面上控制不同位置镀膜的厚度制造出来的高精度6次曲面。这是VC200L的软肋。这种修正卡塞格林系统，用了5-6年要镀膜时就要返厂重新镀膜。
楼主，还有吗？继续更新，很好呀！这麽好的学习贴，要顶。
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