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指导手册8’’ LX90施密特-卡塞格林望远镜(带Autostar手控器)Meade施密特-卡塞格林光学系统在Meade LX90的施密特-卡塞格林设计中，光线从右边进入，通过一个两面都是非球面的薄透镜(改正透镜)到达球面主镜，再反射到一个凸面副镜。
这个凸面副镜使主镜的有效焦距加倍，然后光线通过主镜中心的通孔在焦平面上会聚。
Meade的LX90施密特-卡塞格林系统包括了一个8.25’’的大型主镜，可以比标准尺寸的主镜产生更大的可见视野。
要注意的是如果采用的不是大型主镜，上图的光线2会完全消失。
在相同口径的情况下，Meade的施密特-卡塞格林系统对偏轴光线的集光率比其他的同类系统高出10%。
主镜导光管内侧表面的光阑可以显著提高月球、行星和深空天体的对比度。
这些光阑可以有效地去除离轴的杂散光线。
说明：Meade的名称和图标是在美国和世界主要国家专利局注册的商标，LX90是Meade仪器公司的商标。
2000 Meade仪器公司英文版本：LX-90_manual.pdf如何创建自己的导向观测 (32)路标 (35)识别 (36)先进的高度/方位角对准 (37)浏览 (37)用LX90摄影 (38)可选的配件 (39)日常维护 (41)校准 (41)检查光学部件 (43)测量望远镜的运动 (43)Meade客户服务 (43)望远镜的规格 (44)附录A：极轴对准 (45)附录B：有用的图表 (48)附录C：训练马达 (49)天文学基础 (50)恒星的路标 (52)快速上手指南建议你将提供的三脚架安装到LX90之后再进行观测。
在室内将望远镜和Autostar安装好，借此熟悉各个组成部分及其操作，然后再将望远镜搬到室外的夜空下进行观测。
1、将三脚架从包装纸箱中取出，使之垂直放置，三脚架的腿部朝下，且处于折叠状态。
用手握住其中一条腿，使三脚架的全部重量落在另外两条腿上，然后轻轻地将它们完全拉开。
2、在三脚架每条腿的底部安装两个固定螺钉(一共是6个)，使用这些螺钉来调节三脚架内部可伸缩部分的高度，然后将它们锁紧，但是不要用力过大。
注：此版本ZEMAX中文说明由光学在线网友elf提供！目录第1章引第2章用户界面第3章约定和定义第4章教程教程1：单透镜教程2：双透镜教程3：牛顿望远镜教程4：带有非球面矫正器的施密特—卡塞格林系统教程5：多重结构配置的激光束扩大器教程6：折叠反射镜面和坐标断点教程7：消色差单透镜第5章文件菜单 (7)第6章编辑菜单 (14)第7章系统菜单 (31)第8章分析菜单 (44)§8.1 导言 (44)§8.2 外形图 (44)§8.3 特性曲线 (51)§8.4 点列图 (54)§8.5 调制传递函数MTF (58)§8.5.1 调制传递函数 (58)§8.5.2 离焦的MTF (60)§8.5.3 MTF曲面 (60)§8.5.4 MTF和视场的关系 (61)§8.5.5 几何传递函数 (62)§8.5.6 离焦的MTF (63)§8.6 点扩散函数（PSF） (64)§8.6.1 FFT点扩散函数 (64)§8.6.2 惠更斯点扩散函数 (67)§8.6.3 用FFT计算PSF横截面 (69)§8.7 波前 (70)§8.7.1 波前图 (70)§8.7.2 干涉图 (71)§8.8 均方根 (72)§8.8.1 作为视场函数的均方根 (72)§8.8.2 作为波长函数的RMS (73)§8.8.3 作为离焦量函数的均方根 (74)§8.9 包围圆能量 (75)§8.9.1 衍射法 (75)§8.9.2 几何法 (76)§8.9.3 线性/边缘响应 (77)§8.10 照度 (78)§8.10.1 相对照度 (78)§8.10.2 渐晕图 (79)§8.10.3 XY方向照度分布 (80)§8.10.4 二维面照度 (82)§8.11 像分析 (82)§8.11.1 几何像分析 (82)§8.11.2 衍射像分析 (87)§8.12 其他 (91)§8.12.1 场曲和畸变 (91)§8.12.2 网格畸变 (94)§8.12.3 光线痕迹图 (96)§8.12.4 万用图表 (97)§8.12.5 纵向像差 (98)§8.12.6 横向色差 (99)§8.12.7 Y-Y bar图 (99)§8.12.8 焦点色位移 (100)§8.12.9 色散图 (100)§8.12.10 波长和内透过率的关系 (101)§8.12.11 玻璃图 (101)§8.12.10 系统总结图 (101)§8.13 计算 (103)§8.13.1 光线追迹 (103)§8.13.2 塞得系数 (104)第九章工具菜单 (108)§9.1 优化 (108)§9.2 全局优化 (108)§9.3 锤形优化 (108)§9.4 消除所有变量 (108)§9.5 评价函数列表 (109)§9.6 公差 (109)§9.7 公差列表 (109)§9.8 公差汇总表 (109)§9.9 套样板 (109)§9.10 样板列表 (111)§9.11 玻璃库 (112)§9.12 镜头库 (112)§9.13 编辑镀膜文件 (114)§9.14 给所有的面添加膜层参数 (115)§9.15 镀膜列表 (115)§9.16 变换半口径为环形口径 (115)§9.17 变换半口径为浮动口径 (116)§9.18 将零件反向排列 (116)§9.19 镜头缩放 (116)§9.20 生成焦距 (117)§9.21 快速调焦 (117)§9.22 添另折叠反射镜 (117)§9.23 幻像发生器 (118)§9.24 系统复杂性测试 (120)§9.25 输出IGES文件 (120)第十章报告菜单 (124)§10.1 介绍 (124)§10.2 表面数据 (124)§10.3 系统数据 (125)§10.4 规格数据 (125)§10.5 Report Graphics 4/6 (126)第十一章宏指令菜单 (127)§11.1 编辑运行ZPL宏指令 (127)§11.2 更新宏指令列表 (127)§11.3 宏指令名 (127)第十二章扩展命令菜单 (128)§12.1 扩展命令 (128)§12.2 更新扩展命令列表 (128)§12.3 扩展命令名 (128)第十三章表面类型 (130)§13.1 简介 (130)§13.2 参数数据 (130)§13.3 特别数据 (131)§13.4 表面类型概要 (131)§13.4.1 用户自定义表面 (131)§13.4.2 内含表面 (132)§13.5 标准面 (136)§13.6 偶次非球面 (136)§13.7 奇次非球面 (137)§13.8 近轴表面 (138)§13.9 近轴X-Y表面 (138)§13.10 环形表面 (139)§13.11 双圆锥表面 (139)§13.12 环形光栅面 (140)§13.13 立方样条表面 (141)§13.14 Ⅰ型全息表面 (142)§13.15 Ⅱ型全息表面 (143)§13.16 坐标断点表面 (143)§13.17 多项式表面 (145)§13.18 菲涅耳表面 (145)§13.19 ABCD矩阵 (146)§13.20 另类面 (146)§13.21 衍射光栅表面 (147)§13.22 共轭面 (148)§13.23 倾斜表面 (149)§13.24 不规则表面 (149)§13.25 梯度折射率1表面 (150)§13.26 梯度折射率2表面 (152)§13.27 梯度折射率3表面 (152)§13.28 梯度折射率4表面 (153)§13.29 梯度折射率5表面 (154)§13.30 梯度折射率6表面 (155)§13.31 梯度折射率7表面 (156)§13.32 梯度折射率表面Gradium TM (157)§13.33 梯度折射率9表面 (160)§13.34 梯度折射率10表面 (161)§13.35泽尼克边缘矢高表面 (162)第十五章非序列元件 (162)第十七章优化 (228)第十八章全局优化 (290)第十九章公差规定 (298)第二十章多重结构 (338)第二十一章玻璃目录的使用 (345)第二十二章热分析 (363)第二十三章偏振分析 (373)第二十四章ZEMAX程序设计语言 (390)第二十五章ZEMAX扩展 (478)第五章文件菜单新建（New）目的：清除当前的镜头数据。
实验四施密特—卡塞格林望远镜系统（Schmidt-Cassegrain）一、实验目的1．掌握Zemax中非球面镜面的定义与输入方法2．掌握Zemax中利用非球面镜的优化像差；3．熟悉Zemax中MTF的使用。
二、实验内容1．设计一个带多项式非球面矫正器施密特—卡塞格林系统；2．优化该系统的色球差。
三、实验器材1．p c机一台2．Z emax软件3．Z emax Manual一册（英文版）四、实验过程施密特-卡塞格林望远镜是在1931年由德国光学家施密特发明的优秀广视野望远镜。
在镜筒最前端的光学元件是施密特修正板，这块板是经过研磨接近平行的非球面薄透镜，可以确实的改正与消除主镜造成的球面像差。
自从1960年代，星特朗(Celestron)公司介绍了这一型的望远镜之后，数以万计的业余天文学家已经购买和使用过施密特-卡塞格林望远镜，直径从20厘米(8英寸)到48厘米(16英寸)都有。
本次实验是设计一个带多项式非球面矫正器施密特—卡塞格林系统 (Schmidt-Cassegrain) 。
设计的使用范围为可见光谱。
我们将采用10英寸的孔径，10英寸的后焦距（从主镜的后面到焦点）。
输入数据：由于只有矫正板和主反射面，进行这个设计是比较简单的，因此我们开始时先在光阑后插入两个面。
选择“SYSTEM”，“GENERAL”，输入10作为孔径值。
在同一个屏幕上，将单位“毫米（Millimeters）”改为“英寸（Inches）”。
选择“SYSTEM”，“WAVELENGTHS”，得到“波长数据”屏幕，设置3个波长：486，587，和656，其中587为主波长。
现在，我们将使用缺省的视场角0度，在Lens Data Editor中输入数据，如下表。
光阑被放在主面曲率半径的中心，这是为了排除视场像差（如彗差），它是Schmidt设计的特点。
我们可以选择2D Layout演示一下图形以验证一切是否就绪。
现在我们将加入辅助镜面，并安放像平面。
单透镜设计我们先为我们的系统输入波长,选择“系统（System）”菜单下的“波长（Wavelengths）”。
486，这是氢（Hydrogen）F谱线的波长，单位为微米。
波长用来计算近轴参数，如焦距，放大率等等。
“权重（Weight）”这一列用在优化上，以及计算波长权重数据如RMS点尺寸和STREHL率。
定义一个孔径。
这可以使ZEMAX在处理其他的事情上，知道每一个镜片该被定为多大。
由于我们需要一个F/4镜头，我们需要一个25mm的孔径（100mm的焦距除F/4）。
设置这个孔径值，选择“系统”中的“通常（General）”菜单项，出现“通常数据（General Data）”对话框，单击“孔径值（Aper Value）”一格，输入一个值：25。
注意孔径类型缺省时为“入瞳直径（Entrance Pupil Diameter）”，也可选择其他类型的孔径设置。
在LDE中显示的有三个面。
物平面，在左边以OBJ表示；光阑面，以STO 表示；还有像平面，以IMA表示。
对于我们的单透镜来说，我们共需要四个面：物平面，前镜面（同时也是光阑面），后镜面，和像平面。
要插入第四个面，只需移动光标到像平面（最后一个面）的“无穷（Infinity）”之上，按INSERT键。
这将会在那一行插入一个新的面，并将像平面往下移。
新的面被标为第2面。
注意物体所在面为第0面，然后才是第1（标上STO是因为它是光阑面），第2和第3面（标作IMA）。
如果曲率中心在镜片的右边为正，在左边为负。
这些符号（+100，-100）会产生一个等凸的镜片。
我们还需要在镜片焦点处设置像平面的位置，所以要输入一个100的值，作为第2面的厚度。
“光线像差（Ray Aberration）”,图形以光瞳坐标的函数形式表示了横向的光线像差（指的是以主光线为基准）。
左边的图形中以“EY”代替εY。
这是Y 方向的像差，有时也叫做子午的，或YZ面的。
右图以“EX”代替εX，有时也叫做弧矢的，或XZ面的。
施密特-卡塞格林镜筒组件Edge HD型施密特-卡塞格林镜筒组件使用手册•禁止使用裸眼和未妥善滤光的望远镜直接观测太阳，这将导致永久性的视力损伤。
•不要用望远镜来将太阳直接投影到任何平面上，聚焦的光束可能损坏望远镜内的光学元件。
•不要使用置于目镜前端的太阳滤光片，不要使用未经安全认证的赫歇尔棱镜天顶来观测太阳。
望远镜的聚焦作用将可能导致这些元件剧烈吸热和爆裂。
爆裂之后日光将毫无过滤的射入人眼导致损伤。
•望远镜不要疏于管理。
在操作时要有熟悉操作的成人在现场，尤其是在有小孩在场的情况下。
警告目 录安装安装目视后背 ………………………………………………… 01安装天顶镜 …………………………………………………… 01安装目镜 ……………………………………………………… 01计算放大倍率 ………………………………………………… 02安装光学寻星镜 ……………………………………………… 02基本使用校准寻星镜 …………………………………………………… 03调焦 …………………………………………………………… 03成像方向 ……………………………………………………… 03观测窍门 ……………………………………………………… 04望远镜维护光学器件护理和清洁 ............................................. 05光轴准直 (05)01安装安装目视后背目视后背是把其他附件连接到望远镜上的附件。
部分镜筒出厂时已经安装好目视后背，部分镜筒后面安装了一个防尘盖。
如果用户收到的镜筒未安装目视后背，请按下面的说明安装：1.移除镜筒后面的防尘盖。
2.把目视后背上的滚花压环顺时针拧到镜筒后面的外螺纹上。
3.把目视后背上的固定螺丝转到一个舒适的位置，继续顺时针转动滚花压环，直到目视后背固定在镜筒后面。
目视后背固定后，用户可以安装其他附件，比如目镜，天顶镜等。
移除目视后背，只需要简单的逆时针转动滚花压环，直到从镜筒后面完全脱离。
一、实验室基本信息（一）教学实验室基本信息本表以校级及以上实验教学中心或室为单位进行填写，如无，直接填写实验分室部分。
（二）科研实验室基本信息二、实验室的现状1。
专业设置理学院设有“数学与应用数学”、“信息与计算科学"和“光信息科学与技术”三个本科专业,其中“数学与应用数学"专业设有“经济数学”和“金融工程”两个方向,“光信息科学与技术”专业设有“光电技术”和“太阳能利用”两个方向.目前理学院共有在校生401人。
2。
实验室设置我校于2003年5月批准建立数学实验中心,下辖2个正式建制实验分室：数学建模室(基础实验室）、信息与计算科学实验室（专业实验室）。
目前专业实验室还没有独立的实验场地，设备也是临时与基础实验室共同一套。
3。
实验室现有条件设备拥有量92件，总资产40万，现有实验用房面积133㎡，2名兼职管理人员，10名兼职实验老师。
4. 实验开出情况理学院数学实验室实验开出情况一览表理学院数学实验室综合性、设计性实验统计表统计结果：有实验的课程门数：15 门；有综合性、设计性实验的课程门数：13 门；综合性、设计性实验所占课程的比例为：86.6 ％。
5。
存在问题●实验室建设比较落后,实验教学的客观条件有待加强。
实验室当时建设时，主要面对2个专业：信息与计算科学,数学与应用数学，承担2个班级80人的实验教学以及数学建模竞赛培训，数学实验室2个建制的分室共用一个场地：数学建模室（基础实验室)与信息与计算实验室(专业实验室）没有独立的实验场地和设备，专业实验课和公共基础实验室混杂在一起,另外数学与应用数学专业至今没有实验分室，专业实验课都是暂时在公共基础实验室完成,新专业光信息科学与技术专业至今还没有配套的软件实验室，近2年的实验教学也是借用同一个公共基础实验室，目前理学院在校生达到401人，实验教学所必需的软件比较缺乏，数十种大型专业软件混杂造成软件冲突现象时有发生，以上状况造成实验室超负荷运转，现有的设备已不能满足基本实验教学需要,不利于实验室建设和管理，不利于专业的建设和发展.●实验教学人员严重不足.目前，数学实验课都是由任课老师亲自教学。
[模具]施密特-卡塞格林望远镜的设计摘要ZEMAX光学设计程序是一个完整的光学设计软件，包括光学设计需要的所有功能，可以在实践中对所有光学系统进行设计，优化，分析，并具有容差能力，所有这些强大的功能都直观的呈现于用户界面中。
ZEMAX功能强大，速度快，灵活方便，是一个很好的综合性程序。
ZEMAX能够模拟连续和非连续成像系统及非成像系统。
关键字：光学，模拟1．Zmax软件的介绍ZEMAX 是一套综合性的光学设计仿真软件，它将实际光学系统的设计概念、优化、分析、公差以及报表集成在一起。
ZEMAX 不只是透镜设计软件而已，更是全功能的光学设计分析软件，具有直观、功能强大、灵活、快速、容易使用等优点，与其他软件不同的是 ZEMAX 的 CAD 转档程序都是双向的，如IGES 、 STEP 、 SAT 等格式都可转入及转出。
而且 ZEMAX可仿真Sequential 和 Non-Sequential 的成像系统和非成像系统， ZEMAX 当前有：SE 及 EE 两种版本。
序列性（ Sequential ）光线追迹大多数的成像系统都可由一组的光学表面来描述，光线按照表面的顺序进行追迹。
如相机镜头、望远镜镜头、显微镜镜头等。
ZEMAX 拥有很多优点，如光线追迹速度快、可以直接优化并进行公差计算。
ZEMAX 中的光学表面可以是反射面、折射面或绕射面，也可以创建因光学薄膜造成不同穿透率的光学面特性；表面之间的介质可以是等向性的，如玻璃或空气，也可以是任意的渐变折射率分布，折射率可以是位置、波长、温度或其它特性参数的函数。
同时也支持双折射材料，其折射率是偏振态和光线角度的函数。
在 ZEMAX 中所有描述表面的特性参数包括形状、折射、反射、折射率、渐变折射率、温度系数、穿透率和绕射阶数都可以自行定义。
非序列性（ Non-Sequential ）光线追迹很多重要的光学系统不能用Sequential 光线追迹的模式描述，例如复杂的棱镜、光机、照明系统、微表面反射镜、非成像系统或任意形状的对象等，此外散射和杂散光也不能用序列性分析模式。
卡塞格林系统1.卡塞格林望远镜(Cassegrain telescope)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。
目录摘要 (I)Abstract ........................................................................................................................................................ I I 1绪论. (1)2 光学设计软件ZEMAX介绍 (2)3卡塞格林望远镜的结构及工作原理 (4)3.1卡塞格林望远镜的基本组成 (4)2.2经典的卡塞格林系统工作原理 (5)3施密特-卡塞格林系统 (6)4带有非球面矫正器的施密特-卡塞格林系统的设计 (8)5 施密特-卡塞格林系统的仿真分析 (20)5.1 系统的波像均方差(OPD)分析 (20)5.2 系统的光学传递函数(MTF)分析 (20)6心得体会 (22)参考文献 (23)摘要望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。
利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。
又称“千里镜”。
望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。
望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）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。
1608年荷兰人汉斯·利伯希发明了第一部望远镜。
1609年意大利佛罗伦萨人伽利略·伽利雷发明了40倍双镜望远镜，这是第一部投入科学应用的实用望远镜。
卡塞格林望远镜的设计是以伯恩哈德·施密特的摄星仪基础，一如施密特摄星仪使用球面镜做主镜，并以修正板来改正球面像差；承袭卡塞格林的设计，以凸面镜做次镜，将光线反射穿过主镜中心的孔洞，汇聚在主镜后方的焦平面上。
有些设计会在焦平面的附近增加其他的光学元件，例如平场镜。
关键词：望远镜卡塞格林望远镜AbstractThe use of light refraction through the lens or concave mirror is reflecting light so that convergence of imaging into the hole and then through a magnifying eyepiece and be seen. Also known as "Trinidad mirror." The first role is to telescope magnification of distant objects inclination, the angular distance the human eye can see smaller details. The second role is to telescope the objective lens to collect than the pupil diameter (up to 8 mm) thick much beam into the eye, the observer can see the original can not see the fainter objects. In 1608 the Dutch Hans • Li Boxi invented the first telescope. Galileo 1609 Florence, Italy, were 40 times • Galileo Leifa Ming dual mirror telescope, which is the first practical application of science into the telescope.Cassegrain tel escope design is based on Bernhard Schmidt camera • Star instrument basis, as the star meter Schmidt camera lens using a spherical mirror shots, and to amend the board to correct the spherical aberration; inherited the Cassegrain designed to do the second convex mirror, the reflection of light through the holes in the center of the primary mirror, gathered in the focal plane behind the primary mirror. Some designs will increase in the focal plane near the other optical components, such as flat-field lens.Keywords: telescope, Cassegrain telescope1绪论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F1移至F2，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F1、F2为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F1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。
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。
这种系统的优化使副镜的调整简单。
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。
2 光学设计软件ZEMAX介绍ZEMAX 是一套综合性的光学设计仿真软件，它将实际光学系统的设计概念、优化、分析、公差以及报表整合在一起。
ZEMAX 不只是透镜设计软件而已，更是全功能的光学设计分析软件，具有直观、功能强大、灵活、快速、容易使用等优点，与其它软件不同的是ZEMAX 的CAD 转文件程序都是双向的，如IGES 、STEP 、SAT 等格式都可转入及转出。
而且ZEMAX可仿真Sequential 和Non-Sequential 的成像系统和非成像系统，ZEMAX光学设计程序是一个完整的光学设计软件，是将实际光学系统的设计概念，优化，分析，公差以及报表集成在一起的一套综合性的光学设计仿真软件。
包括光学设计需要的所有功能，可以在实践中对所有光学系统进行设计，优化，分析，并具有容差能力，所有这些强大的功能都直观的呈现于用户界面中。
ZEMAX功能强大，速度快，灵活方便，是一个很好的综合性程序。
ZEMAX能够模拟连续和非连续成像系统及非成像系统。
ZEMAX 能够在光学系统设计中实现建模、分析和其他的辅助功能。
ZEMAX 的界面简单易用，只需稍加练习，就能够实现互动设计。
ZEMAX 中有很多功能能够通过选择对话框和下拉菜单来实现。
同时，也提供快捷键以便快速使用菜单命令。
手册中对使ZEMAX 时的一些惯用方法进行了解释，对设计过程和各种功能进行了描述。
ZEMAX目前已经是被光电子领域熟知的光学设计的首选软件。
该软件拥有两大特点，就是可以实现序列和非序列分析。
在全球范围内，这款软件已经被广大的应用在设计显示系统，照明，成像的使用系统，激光系统以及漫射光的设计应用方面。
ZEMAX有三种不同的版本：ZEMAX-SE（标准版）；ZEMAX-XE（扩展版）；ZEMAX-EE （工程版）。
ZEMAX主要特色：(1)分析提供多功能的分析图形，对话窗式的参数选择，方便分析，且可将分析图形存成图文件，例如：*.BMP，*.JPG．．．等，也可存成文字文件*.txt。
(2)优化表栏式merit function参数输入，对话窗式预设merit function参数，方便使用者定义，且多种优化方式供使用者使用，诸如Local Optimization可以快速找到佳值，Global/Hammer Optimization可找到最好的参数。
(3)公差分析表栏式Tolerance参数输入和对话窗式预设Tolerance参数，方便使用者定义。
(4)报表输出多种图形报表输出，可将结果存成图文件及文字文件。
ZEMAX应用领域：含括Projector，Camera，Scanner，Telescope，光纤耦合，照明系统．．．等。
图2.1 ZEMAX界面3卡塞格林望远镜的结构及工作原理3.1卡塞格林望远镜的基本组成卡塞格林望远镜的设计是以伯恩哈德·施密特的摄星仪基础，一如施密特摄星仪使用球面镜做主镜，并以修正板来改正球面像差；承袭卡塞格林的设计，以凸面镜做次镜，将光线反射穿过主镜中心的孔洞，汇聚在主镜后方的焦平面上。
有些设计会在焦平面的附近增加其他的光学元件，例如平场镜。
美国制Celestron星特朗C9.25卡塞格林式望远镜它有许多的变形（双球面镜、双非球面镜、或球面镜与非球面镜各一），可以被区分为两种主要的设计形式：紧密的和非紧密的。
在紧密的设计中，修正板靠近或就在主镜的焦点上；非紧密的修正板则靠近或就在主镜的曲率中心上（焦距的两倍距离）。
