图1
图2
此处的盖赛格林家族，不只指古典盖赛格林，而泛指所有以次镜（secondary mirror）将焦点反射至主镜后方的系统（这种焦点位置统称盖赛格林焦点）。
盖赛格林系统的主镜都是凹面镜，用以汇聚星光，次镜理论上可以是凸面镜也可以是凹面镜。具凹面次镜的盖赛格林是Gregory式(Gregorian)，
这种型式的盖赛格林镜筒过长，几乎只能在书上看到，以下我们只讨论市面上可以找到的，具有凸面次镜的盖赛格林。具有凸面次镜的盖赛格林家族有四名主要成员
（见表一），其共同特性是像场中心的成像是完美的，与牛顿镜一样，没有任何像差。但在像场中心以外的地方，他们有各种程度不同的像差，如图一所绘，也有相
当严重的像面弯曲。这些像差特性以及制作难易度，使他们各适用于不同的天文观测，以下我简单介绍他们的特性。
| 盖赛格林系统 | 主镜形状（皆为凹面） | 次镜形状（皆为凸面） | | Classic Cassegrain | 抛物面 | 双曲面 | | Ritchey-Chretien | 双曲面 | 双曲面 | | Dall-Kirkham | 椭球面（prolate，注一） | 球面 | | Pressman-Camichel | 球面 | 椭球面（oblate，注一） |
表一：四种主要盖赛格林系统 古典盖赛格林
（Classic Cassegrain）
古典盖赛格林是业余市场上最常见的盖赛格林家族成员，因为高度非球面的次镜，其价格高于同口径的牛顿式，焦比一般在8甚至12以
上，最常用于行星等高倍率观测，或是小型天体如系外银河之类的直焦摄影。古典盖赛格林最大的离轴像差是彗形像差，其程度与同焦比的牛顿镜相近。古典盖赛格
林也有相当可观的像面弯曲，较牛顿镜严重许多（例如图一中所示）。大体上，如果可以购得专用的彗差与像场修正镜，古典盖赛格林在星野摄影上的适用性是与牛
顿镜类似的。但在实用上，因为古典盖赛格林的焦比太大，将其应用于星野摄影的人并不多。
Dall-Kirkham D-K式的离轴像差是比古典盖赛格林更严重的彗形像差（见图一），即使是大焦比的D-K式，可用像场依然极小。它最大的好处是，次镜是极易制作的球面镜，椭球面的主镜虽是非球面，制作难度还是比其它非球面低。虽然它有严重的彗差，但在像场中心的成像仍是完美的，再加上易于以较低成本制成大口径，它很适合不需要大像场的行星观测。如果各位真要以D-K式进行星野摄影，千万别忘了同时购置彗差修正镜，以得到较大的可用像场。目前市面上唯一（就我所知）的D-K式产品是高桥制作所的Mewlon系列。 Pressman-Camichel P-C式的彗差极严重（见图一），完全不可能用于星野摄影。其唯一好处是主镜为球面，制作非常容易，椭球面的次镜制作难度也不似其它非球面困难。不过，这些制作上的好处全都被其严重的彗差给打败，别说市场上看不到P-C式的产品，连文献上也不常讨论。 Ritchey-Chretien R-C式是盖赛格林家族中的“贵”公子，它的主镜与次镜都是制作难度最高、高度非球面的双曲面。与其它盖赛格林家族成员一样，它在光轴上的成像是完美的，不只如此，R-C在离轴成像上也完全没有彗差，唯一的像差只有像散与像面弯曲（其像面弯曲却是盖赛格林家族中最严重的）。R-C没有彗差，离轴星像因像散而呈圆形（见图一），至少不是恶形恶状的三角型。这几个优点加起来，使得R-C式尽管制作难度最高，却极受专业天文学家的欢迎，很多近代大型天文望远镜（包括太空望远镜），都是R-C式设计，以对天文学的贡献来看，R-C的地位可以超越古典盖赛格林。就这个角度来说，R-C才是盖赛格林家族的代表成员。
因为R-C的
离轴星像是良好的圆形，而不是丑陋的怪三角型，加上没有彗差，可用像场比其它家族成员还大，这使它也极适于业余天文摄影。它的圆形离轴星像及像面弯曲，很
容易透过单一透镜的像场修正镜得到很大的改善，若是使用两枚以上的像场修正镜，甚至可使其像场大到足以涵盖中型底片。目前市面上不管是在美国、日本、还是
欧洲都有厂商生产R-C式望远镜（或其衍伸型）供业余爱好者使用，其焦比在5到10不等，有的有配备多枚式像场修正镜以供中型底片的摄影使用，专供135相机或CCD使用的则没有像场修正镜。这些市售的R-C式因为制作难度高，相对的售价也就极高，此外，R-C也不似牛顿式那样易于自制，这些都使得使用R-C的业余摄星者并不多。
R-C可说是最适于星野摄影的望远镜，其成像之锐利、像场之大，完全可以与折射镜相提并论。但R-C可以用较低价格达到的20cm甚至30cm以上的口径，却不是折射镜能达到的。我认为，除去使用困难的施密特相机，最适于星野摄影的主流天文望远镜非折射镜与R-C莫属，口径15cm以下是折射镜的擅场，20cm以上则是R-C镜的天下。
图一：四种主要盖赛格林系统的像差比较，图中所绘皆为口径20cm、焦比8的系统，且次镜放大率为8/3倍（换句话说，主镜焦比皆为3）。图中的成像都是取弯曲像面上的成像，因此像面弯区的效应在此图中并看不到。四种设计的像面曲率半径（RF）都标在图中，可以看出R-C式的曲率半径最小，意即像面弯曲最严重。图片取自“Telescope Optics － A Comprehensive Manual for Amateur Astronomers”一书。
次镜及像面弯曲
盖赛格林系统的次镜大小会影响望远镜的光学性能，其原理与我在“牛顿式望远镜”一节中介绍的是一样的，过大的次镜会造成可观的光损以及反差下降。不同的是，在牛顿系统上，斜镜的大小一般都不会大到使这些问题过于明显，盖赛格林系统则否。
所有的盖赛格林家族成员都有可观的像面弯曲，其中以R-C最严重，古典盖赛格林次之。而同口径、同焦比（主镜与次镜的总合焦比）、同设计（譬如同是R-C式）的盖赛格林，其像面弯曲程度却又与次镜的配置有关。譬如，主镜焦比3、次镜放大率10/3，以及主镜焦比5、次镜放大率2的系统，同样都有10的
总合焦比，但前者与后者相较，镜筒较短、次镜较小、像面弯曲却较大。较短的镜筒是优点，它利于移动；较小的次镜也是优点，如我前面说的，它减少光损，同时
维持成像的高反差；但较大的像面弯曲却是缺点，微量的像面弯曲或许可藉像场修正镜来消除，过大的像面弯曲却不是我们乐见的。
因此，所有的盖赛格林系统在设计时，都会在次镜的大小与像面弯曲之间做出难以两全的取舍。针对行星观测设计的古典盖赛格林与D-K系统，因为不受像面弯曲的影响（只取像场中极小的一部份），可以尽量使用高放大率的次镜，以缩短镜筒长度同时缩小次镜直径，这有助于得到最高反差的行星影像。
相反的，如果是针对星野摄影设计的R-C系统，因为它是盖赛格林家族中像面弯曲最严重的，为了求取较平坦的像面，又要使总合焦比不要太大以利摄影，种种要求加起来，相当大而低放大率的次镜就是必要之恶了。市面上不少口径30cm以下的小口径R-C，为了能做中型底片的摄影，其次径直镜可以在主径的一半以上。这不只造成相当可观的光损，更会造成反差的下降，使其非但不适于高倍率的行星观测，即使是做星野摄影也可以查觉这样的反差下降。这一点，是考虑使用R-C镜做星野摄影前要铭记于心的。R-C的这个毛病，要到口径在30cm以上才会变得较小。 结论
如果你希望做大口径的星野摄影，买个R-C镜，除了施密特相机外，没有其它主流机种可以与它抗衡。
注一：Dall-Kirkham的主镜与Press-Camichel的次镜都是椭球面，差别在于D-K式的是椭球面光轴恰通过两焦点（此称prolateellipsoid），而P-C式的光轴则自两焦点中央通过而未通过焦点（此称oblateellipsoid）
[ 本帖最后由 xuanyuan14.leo 于 2007-5-25 23:27 编辑 ] | 
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