[转帖]光学望远镜结构特点大集合！
光学望远镜结构特点大集合最近对折反镜着迷，在学习的过程中得到一些非常实用的知识。便于大家一起学习，我整理了部分资料，与大家共享。
至今没有一个光学系统是完美的。为了平坦且清晰的成像，往往必须把光学系统设计的十分复杂。如此一来，不但透光度变差，还得付出很高的制造成本。因此简单的镜片组而且能保有高品质成像的光学系统是光学设计的努力目标。
一个好的光学系统都出自设计者的巧思。它能在最简单的镜片组合下产生最佳的成像品质。不过在许多设计中，往往会遇到球面像差与彗形像差难以取舍的窘境（天文望远镜光学与机械）。当你能同时处理这些像差的时候，系统却又发生严重的色差。最後好不容易解决了所有的色像差，却又发生成像的变形。因此光学系统的设计在在考验设计者的经验与智力。希望透过以下的天文望远镜的演进，让你了解前人的成果。
折射式望远镜系统
由於白光经过透镜会有色散的现象（Dipersion），因此使得光学系统除了球面像差与彗形像差之外又多了影像不清晰的光源。由上图可知，蓝光的折射率较大，其次为绿光，最後为红光，因此不同颜色的入射光产生，却有不同的聚焦点。好的光学系统除了成像品质之外，还必须考虑消色差的效果。
基本上，我们在处理可见光的光路分析时，是?用蓝色的F line(486.13nm)、红色的C line(656.27nm)与绿色的 e line(546.07nm) ?作为分析的主要光源。要查看镜片的色差情形，可以用色散数值 V( Dispersion Number or Abbe number )。V越大表示镜片的色散的情?越小。
V＝( ne－1 ) / ( nF－nC )
对於一个 D= 5公分 ， f=20公分 的两片镜片组合，我们可以由下图的光路分析了解他们各自聚焦的一致性。其实这就是球面像差的检测工作！
D＝5公分 f=20公分
第一片镜片 R1＝18公分 R2＝－19公分 中心厚度＝0.84公分
间隙 0.1公分
第二片镜片 R3＝－19公分 R4＝－22公分 中心厚度＝0.98公分
为了更清楚的说明，我们藉由（上右图）了解不同三种色光随著入射的高度（离中心的光轴），误差越?越大。换句话说，越靠近镜片边缘的球面像差越严重。至於在镜片的任何位置，色差都是一样的糟糕。（上左图）是我们彗形像差的分析图，或称为OSC图，一般而言OSC<0.001才能算是好的镜片组。可见这组镜片的组成是不合格的！ 因此我们必须透过几何光学的技术，重新调整并全面评估镜片组的效能。经过分析後，得到以下的光路图。
D＝5公分 f=20公分
第一片镜片 R1＝16公分 R2＝－6.89公分 中心厚度＝0.77公分
间隙 0.14公分
第二片镜片 R3＝－6.6公分 R4＝－15.02公分 中心厚度＝1.12公分 因此我们必须透过几何光学的技术，重新调整并全面评估镜片组的效能。经过分析後，得到以下的光路图。
D＝5公分 f=20公分
第一片镜片 R1＝16公分 R2＝－6.89公分 中心厚度＝0.77公分
间隙 0.14公分
第二片镜片 R3＝－6.6公分 R4＝－15.02公分 中心厚度＝1.12公分 牛顿式望远镜系统 球面镜：全域球面像差。弯曲的成像场。由於是对称的镜面，因此没有彗形像差。
抛物面镜：中心处完美成像，边缘有球面像差与彗形像差。弯曲的成像场。
说明：球面镜的对称光轴是它的最大优点，这是抛物面镜远远不及的。不过因为抛物面镜中心处的成像品质完美，因此目前是Newtonian Type的主流。其实选用抛物面镜或球面镜，谁好谁?？完全是见仁见智的问题。此外，不管用何种形式，它们的成像场都在弧面上，因此还有严重的弯曲的成像场。
观点：
对于来自无穷远目标的轴上光线,经抛物面反射镜反射后均交于一点,形成一个没有球差的衍射极限像。然而,抛物面反射镜只对轴上无限远目标无球差,对于轴外点目标不但有轴外球差,而且慧差、像散等也很严重。因此,牛顿式反射镜系统的视场是十分有限的。 卡塞格林 系统 （修正弯曲的成像场）
Classic Cassegrain 利用 2nd Mirror ?矫正弯曲的像场以改进Newtonian Type的部分缺点。但是这种设计基本上还是无法克服彗形像差。由於2nd Mirror是凸面镜，因此光学系统很难设计成短焦比。
为了进一步矫正像差，还有其它的设计形式。其中又以 Ritchey-Chretien Type最好。Pressmann-Camichel Type最容易制造，但品质较差。
系统 Primary Mirror 2nd Mirror
Classical Cassegrain 抛物面 双曲面
Dall-Kirkham 椭圆面 球面
Ritchey-Chretien 双曲面 双曲面
Pressmann-Camichel 球面 椭圆面
观点：
在该系统中,抛物面主镜的焦点与双曲面次镜的虚焦点重合。这样一来,由无限远轴上点目标来的光线汇聚于双曲面反射镜的实焦点上,形成衍射极限像。该系统较为严重的慧差和场曲限制了它的视场,尽管主镜与次镜的场曲异号,对整个场曲有一定的校正作用。该系统由于在主镜和次镜之间没有中间像,具有结构紧凑,尺寸小,筒长短(可实现有效的长焦距),轴上点分辨率高等特点。 施密特 光学系统 （消除彗形像差）
Primary Mirror 是球面镜，因此可利用对称的光轴解决彗形像差。为了克服衍生的球面像差，於主镜前方放入Corrector。但是仍有弯曲的像场。若想再进一步消除弯曲的像场，则必须用Schmidt-Cassegrain Type。
观点：
在球面反射镜的球心处,放置一块非球面校正板,校正板的光焦度近似为零,用它来校正球面反射镜的球差,这就是施米特校正板。把该系统的光阑放在校正板上。这样一来,轴外主光线正入射到球面上,不产生慧差和像散,也没有轴向色差和垂直色差,但该系统的场曲是无法校正的,像面的弯曲半径为r/2。
施米特校正板虽然是非球面,但它要比抛物面反射镜容易制作。因为光线穿过玻璃时玻璃与空气的折射率差为0.5～0.7,而光线经过抛物面反射镜前后的有效折射率差为2。按等光程计算,加工校正板的精度可以比加工抛物面反射镜的精度降低3～4倍。 施密特－卡塞格林
Corrector 是球面像差的矫正透镜，Primary Mirror 则是球面镜，主镜之後置入2nd Mirror修正弯曲的像场。Corrector可以算是折射镜，但是近乎一面平面镜。所以通常会把它制造的很薄，?避免色差。目前它的色差仍不及像差?的严重，因此色差几乎都被忽略。这是目前最普及的高品质望远镜。因为Corrector小面积的制造不易控制品质，所以产品几乎都是 8"以上。
不过由於Corrector 是属於非球面构造，不易制造与检测。同时2nd Mirror常用双曲面镜，也面临同样情形。因此为了克服大量制造的问题，最著名的就是 Maksutov Type 。 马克苏托夫式 Maksutov Type的最大优点就是，所有的镜片都是球面镜。因为球面镜的组合有最佳的光轴对称性，因此可以减低彗形像差。初期的Maksutov Type还把整个系统的曲面中心放在同一位置，透过 Corrector 的厚度还可调整球面像差。这的确是一个巧妙的设计！
不过因为 Corrector 都有一定的厚度， 因此衍生的色差非常严重。 後来发现，利用两种折射率相同，但是散色率不同的玻璃材质加工Corrector，的确可以有效控制色差。不过因为制造成本，很少制造者?用这样的作法。此种设计算是Maksutov Type的精神所在！简单的光学系统却有高品质的成像。 最后Maksutov改良成初始的设计，但是系统的镜片曲面却无法共圆心。因此破坏了系统的对称性，所以就有较明显的彗形像差，但是制造成本低了许多。因此失去了它的对称性的最佳优点。 马克苏托夫-卡塞格林 光学系统 如前面所言，系统加入Cassegrain Type只是为了获得较为平坦的像场，对於其它的像差并无多少改进。该型望远镜若把它制造成较大的口?，成本也十分高昂。尽管球面镜容易研磨，但是12"以上的球面镜研磨成本仍很高。因此 Maksutov Cassrgrain Type很少做的很大。恰好 Schmidt Cassegrain Type大型的望远镜反而容易制造。
观点：
前苏联天文光学家马克苏托夫(Maksutov)1944年发现,利用一块由两个球面构成的弯月形透镜,也可以校正球面反射镜的球差和慧差,这个弯月透镜称之为马克苏托夫弯月镜。如果该弯月镜与球面反射镜构成共心系统(我对这里的理解是弯月镜的前后两个球面的球心与主镜的球心重合),而且光阑处在公共球心处,那么该系统不但没有球差,而且也没有慧差和像散。但有比较严重的场曲,像面是与光阑共心的球面,另外还残存轴向色差和带球差。此外,适当的偏离共心可以降低色差和带球差,但这样一来,会引起一定量的慧差和像散。 帖子出处
http://www.astron.sh.cn/cgi-bin/topic.cgi?forum=2&topic=3398&show=180 喜欢，收藏了！ 值得一读。谢谢啦！
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