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卡塞格林系统

1.卡塞格林望远镜(Cassegraintelescope)

由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为

主镜，小的称为副镜。通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。它的焦点称为卡塞格林焦点。

有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐

司姆斯望远镜。

卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F移至F，而且将它放大，副镜的放大率通常为

2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为

1/7～1/15，但也可以超出这个范围。例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜

的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。此

外，反射望远镜中的折轴望远镜，从光学系统来说，也是一种卡塞格林望远镜，由于要将像

成到很远处，副镜的放大率常达到10倍以上。

卡塞格林望远镜的主、副镜面，可以有种种不同的形式，光学性能也随之而不同。主要

的形式有：主镜是旋转抛物面的，常称为经典的卡塞格林望远镜。根据圆锥曲线的光学性质，

副镜只要是以F、F为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F点的光线，经过这

种副镜反射后，将无球差地会聚到F点。但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲。

一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统，在理

想像平面(近轴光的像平面)上，若要求像的弥散不超过1，可用视场直径约为9。平行于光轴

的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜，近似地说，也就是消除了三级球差和彗差的

卡塞格林望远镜，称为里奇-克列基昂望远镜，简称R-C望远镜。主镜是球面的，为了消除

球差，副镜近似于旋转扁球面。这种望远镜的优点是主镜加工比较容易，使用上的特点是可

以去掉副镜，在主镜球心处加上改正透镜，转换成施密特望远镜。德意志民主共和国陶登堡

史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜，就是这种类型的。这种望远镜的彗差很大，可用视

场很小。主镜相对口径为1/3、卡塞格林望远镜相对口径为1/8、像成在主镜后面不远处的

这种望远镜，若要求像在理想像平面上的弥散不超过1，则可用视场直径约为13。副镜是球

面的，为了消除球差，主镜近似于旋转椭球面。这种系统的优闶侨菀字圃飑o副镜的调整

简单。其像差大小介于抛物面主镜和球面主镜之间(较接近抛物面主镜)。各种卡塞格林望远

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镜需要较大的视场的工作时，常在焦点前加入像场改正透镜。

在卡塞格林望远镜焦点处可以安置较大的终端设备，并不挡光，且观测操作也较方便。

对于一个兼具有主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的望远镜，卡塞格林望远镜的相对口

径是中等的，它适用于作中等光力、较大比例尺的照相和其他工作，一般在这里进行的主要

工作有较大光谱仪的分光观测、直接照相和像增强器照相、光电测光和红外观测等。

2.天文望远镜的光学系统

天文光学望远镜是观测天体的重要仪器之一。望远镜的作用就是放大远处物体的张角，

使人眼能看清角距更小的细节。望远镜的另一个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大约

8mm）粗得多的光束，送入人眼。使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。

望远镜由物镜和目镜两组镜头及其他配件组成。通常按照物镜的种类，将望远镜的光学

系统分为三类：折射系统、反射系统及折反射系统。

一、折射系统

用透镜将光线会聚的系统就是折射系统。早期的折射系统用一块单透镜制作，由于玻璃

对不同颜色的光的折射率不同，会产生严重的