卡塞格林望远镜

专利名称：一种卡塞格林式的天文望远镜专利类型：发明专利
发明人：房勇
申请号：CN202010858373.8
申请日：20200824
公开号：CN111897123A
公开日：
20201106
专利内容由知识产权出版社提供
摘要：本发明适用于天文望远镜技术领域，提供了一种卡塞格林式的天文望远镜，包括主镜筒组件，主镜筒组件内设有共光轴的主反射镜、次反射镜和纠正镜组；拉杆调节组件，用于调节次反射镜相对主反射镜的距离和角度；调节螺丝组件，用于调节主反射镜相对次反射镜的距离和角度；六点支撑组件；六点支撑组件转动设置在调节螺丝组件上；用于支撑主反射镜。

本发明采用了两片反射镜，有效的利用了空间，缩短光学系统的长度，结构也更为紧凑；通过采用独特的三点扩六点的方式，保证了镜片安装时各点受力均匀不会产生塌陷；通过拉杆调节组件和调节螺丝组件可以方便地改变主反射镜和次反射镜的位置、角度，进而达到调节光轴的目的。

申请人：嘉兴锐星光学仪器有限公司
地址：314000 浙江省嘉兴市经济技术开发区金穗路79号5幢3层
国籍：CN
代理机构：北京专赢专利代理有限公司
代理人：刘梅
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1848年建成的辛辛那提天文台折射望远镜影像。

折射望远镜折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。

折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头。

较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。

发展历史折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯•李普希和杨森、阿克马的雅各•梅提斯，各自独立发明的。

伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改进并做出了自己的望远镜。

然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示。

伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了相同的仪器。

折射望远镜的设计架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。

折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。

这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。

折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。

伽利略式望远镜与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。

他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。

伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距（eye relief）也不佳。

开普勒式望远镜开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611 年发明的。

他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜。

这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。

这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。

（约翰•赫维留建造焦长45米的折射镜。

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。

Zemax光学设计：一个带校正器的卡塞格林望远镜的设计实例引言：折反射系统相比于折射系统的主要优点有：1.由于光路折叠而更紧凑；2.可以做到很大口径；3.可以很好校正色差，因为大多数的光焦度在反射镜而不是在透镜上。

4.可以做到从紫外到红外非常宽的波段。

5.反射镜与透镜的佩兹瓦尔曲面的曲率相反，可以实现较平的视场。

在两反射镜系统中，次镜构成的孔径的中心拦光（Central Obscuration），这不仅会造成能量的损失，也会使MTF的低频至中频部分随着中心拦光面积的增大而显著减小。

同时，因为两反射镜系统像的位置很接近于主镜位置，所以几乎所有的主镜都需要挖一个洞。

这个洞的大小限制了最大的像面尺寸，而且洞的大小必须远小于主镜的口径。

例如，通常中心拦光或洞的大小是主镜直径的30%，即线性拦光比为0.3，有效口径减小了0.09（0.32），此时MTF的中低频端变化不明显。

一般拦光比不要大于0.3。

典型的牛顿望远物镜仅用一个抛物凹面作为主反射镜，它可以形成一个直接用眼睛看的像。

在此基础上，添加一个凸双曲面的次反射镜，就成了卡塞格林望远镜（Cassegrain Telescope）。

由于主镜和次镜都是圆锥曲面，每个面上都没有球差，但是每个面都有彗差和像散，而这限制了可用的视场角。

另外，由于两个反射镜的半径不一样，还存在场曲。

设计仿真：.1.建立一个简单的卡塞格林望远镜系统.首先输入系统特性参数，如下：在系统通用对话框中设置孔径。

在孔径类型中选择“Entrance Pupil Diameter”，并根据设计要求输入“3800”；在视场设定对话框中设置3个视场，要选择“Angle”，如下图：在波长设定对话框中，设定0.365um、0.5876um和0.850um共3个波长，如下图：查看LDE：2D Layout：查看点列图：查看Ray Fan：从点列图和Ray Fan可以看出，这个系统有明显的彗差和像散。

.2.在卡塞格林望远镜中加入像面校正器.临近焦面的双片式透镜可以校正彗差和像散。

专利名称：一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法
专利类型：发明专利
发明人：钱俊宏,吴小龑,张蓉竹,刘国栋,杨晓敏,胡流森,刘婷,刘何伟
申请号：CN202011050503.1
申请日：20200929
公开号：CN112230440A
公开日：
20210115
专利内容由知识产权出版社提供
摘要：本发明公开了一种卡塞格林望远镜装调机构及装调方法，所述卡塞格林望远镜装调机构包括用于向卡塞格林望远镜的主镜出射光束的激光器、用于驱动所述激光器绕主镜的光轴转动的回转机构以及垂直设置于主镜的光轴上的受光件，所述激光器的出射光光轴平行于主镜的光轴，所述受光件可沿主镜的光轴方向移动；在对卡塞格林望远镜进行装调时，先使激光发射器发出的激光光轴平行于主镜的光轴，在主镜的背面一端设置一组受光件，旋转激光器和移动受光件，通过比对不同位置下受光件上由若干投射点组成圆形的圆心和直径的变化，来调整主镜与次镜之间的间距及倾角，减少球差、慧差和离焦等像差的影响，测量设备结构简单，无需使用干涉仪，操作方便。

申请人：四川大学,中国工程物理研究院流体物理研究所
地址：610000 四川省成都市一环路南一段24号
国籍：CN
代理机构：成都睿道专利代理事务所(普通合伙)
代理人：潘育敏
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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。

一种校准rc和其他卡塞格林家族望远镜的
方法
校准RC（斜向圆柱镜）和其他卡塞格林家族望远镜的方法主要涉及以下几个步骤：
1. 确定光路：首先，需要确定望远镜的光路结构。

RC望远镜和其他卡塞格林家族望远镜具有复杂的光学结构，包括主镜、次镜以及其他组件。

对于
精确的校准，需要了解每个镜片的位置和角度。

2. 镜片调整：校准过程中，需要调整主镜和次镜的位置和角度。

确保主
镜的中心对准次镜，使之完美匹配。

可通过微调螺丝来调整镜片的位置。

3. 准直器校准：准直器是望远镜中的一个重要组件，用于校准光路。

通
过调整准直器的位置和角度，确保望远镜的光线准直。

可以使用目镜或者衍
射格等工具进行准直器的校准。

4. 减少光学偏差：为了减少光学偏差，可以使用校准器件，如波前传感器、自动反射器等，进行镜面修正。

这些校准器件可以有效检测并纠正光学
系统中的误差，提高望远镜的成像质量。

5. 反复测试和调整：校准过程需要经过多次测试和调整。

可以使用星图、天体观测和其他测试手段来检验望远镜的成像效果。

根据测试结果，反复调
整望远镜的各个参数，直到达到期望的校准效果。

总结起来，校准RC和其他卡塞格林家族望远镜的方法主要包括确定光路、镜片调整、准直器校准、减少光学偏差和反复测试和调整。

通过这些步骤，可以实现望远镜的精确校准，提高其成像质量和准确度。

条件： 设計一个施密特-卡塞格林式望远镜
结构设计
10inches，aperture 10inches，back focus
一、启动ZEMAX 菜单、工具条、状态栏、工作区。
二、输入孔径
三、输入波长
点击Select按扭
四、输入透镜结构参数
五、查看Layout
七、在LEDS EDITER中加入第二个反射镜
八、再次查看Layout
十、使用merit function
十一、优化结果
十二、改变第一个面为非球面
十三、改变第一个面的曲率半径
十四、 调整field angle
十五、 MTF
十六、 加孔
江汉大学物理与信息工程学院物理学系
光学设计
作者：柯璇 E-MAIL: kexuanwh@
实验四 施密特-卡塞格林式望远镜 Schmidt-Cassegrain和aspheric corrector
实验目的：
学会使用 非球面，polynomial aspheric surface； 渐晕，obscurations； apertures, solves, optimization, layouts, MTF plots.

卡塞格林望远物镜设计报告1. 引言卡塞格林望远物镜是一种常用于天文观测的光学系统。

本报告旨在介绍卡塞格林望远物镜的设计原理和关键参数，并给出一个实际设计案例。

2. 设计原理卡塞格林望远物镜是一种反射式望远镜，其基本原理是通过反射光学，将被观测的光线从主镜反射至副镜，再通过副镜反射至焦平面。

主要由主镜和副镜组成。

- 主镜：是卡塞格林望远物镜的核心元件，一般采用抛物面形状，其作用是将光线反射至副镜。

- 副镜：位于主镜焦点处，用于反射光线至焦平面。

副镜一般采用凹球面或椭球面形状。

3. 关键参数卡塞格林望远物镜的性能与以下关键参数密切相关：- 主镜直径：直径越大，光收集能力越强，分辨率越高。

- 主镜焦距：焦距决定物镜的放大倍数和视场大小。

- 副镜曲率半径：副镜曲率半径与主镜焦距、视场大小等参数相互关联。

- 副镜直径：副镜直径要足够大，以保证充分接收主镜反射的光线。

4. 设计案例我们以设计口径为200mm的卡塞格林望远物镜为例进行设计。

4.1 主镜设计根据经验公式，我们选择主镜直径为200mm，焦距为1000mm。

接着，我们根据主镜直径和焦距计算主镜的曲率半径。

根据抛物面公式，我们得到主镜曲率半径为2000mm。

进一步，我们可以绘制光线追迹图，校验主镜的设计是否能将光线反射到副镜。

4.2 副镜设计根据主镜焦距和视场要求，我们选择副镜焦距为200mm。

根据凹球面公式，我们可以计算出副镜的曲率半径为400mm。

我们还需要确定副镜直径，保证副镜能够接收到主镜反射的光线。

根据实际经验，我们可以将副镜直径设定为主镜直径的一半，即100mm。

4.3 光学系统检查在设计完成后，我们需要对整个卡塞格林望远物镜的光学系统进行检查。

可以通过光路追迹和MTF（调制传递函数）等方法，评估物镜的成像能力、分辨率、畸变等性能指标。

5. 结论本报告介绍了卡塞格林望远物镜的设计原理和关键参数，并给出了一个实际的设计案例。

卡塞格林望远物镜以其紧凑、高分辨率的特点，在天文观测领域得到了广泛应用。

卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的，以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。

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11、Three-mirror Cassegrain 三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、Classical Cassegrain （经典的卡塞格林系统)："传统的"卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。

在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。

这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。

封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。

它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。

这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。

抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。

卡塞格林望远镜的结构形式11种，主要是根据主镜和次镜面型及有无校正器来分的，以下就是这11种的类型及结构形式（主镜面型在前，次镜在后）。

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11、Three-mirror Cassegrain 三片反射镜面型任意以下详细介绍这几种卡塞格林结构形式：1、Classical Cassegrain （经典的卡塞格林系统)："传统的"卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。

在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。

这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。

封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。

它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。

这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。

抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。

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。

基于卡塞格林系统的望远物镜设计在望远镜的设计中，物镜是非常重要的一个组成部分。

物镜的设计好坏直接影响到望远镜的成像质量。

而卡塞格林系统是一种常见且广泛应用的望远镜设计系统，由于它能够有效减少色差和减小像差，因此被广泛应用于天文望远镜的设计中。

在进行望远物镜设计时，我们可以借助ZEMAX这个光学设计软件来进行仿真和优化。

下面介绍一下基于卡塞格林系统的望远物镜设计的一般流程。

1.确定设计目标：首先，我们需要明确望远物镜的设计目标，例如视场角、放大倍数、像差控制要求等。

这些目标将指导我们在后续的设计优化中进行权衡。

2.设定初始参数：根据设计目标，我们需要设定一些初始参数，例如物镜焦距、透镜数量、透镜曲率等。

这些参数将作为优化的初始值，通过反复迭代进行微调和优化。

3.光学系统设置：在ZEMAX中，我们可以建立光学系统模型，添加透镜元件，并设置透镜的表面特性和材料属性。

同时，还需要设定入射光源和接收面的位置和特性，以便进行成像仿真。

4.成像分析：通过ZEMAX提供的成像仿真功能，我们可以对光线经过透镜系统后的成像质量进行评估。

这包括检查像差情况、确定像散和色差等指标，以及评估成像质量。

5.优化设计：根据实际仿真结果，我们可以通过调整透镜的参数和几何形状来优化设计。

在ZEMAX中，可以通过参数化的方式对透镜的曲率、厚度等参数进行微调。

通过多次迭代优化，逐步改善成像质量。

6.结果分析：优化设计完成后，我们需要重新进行光学仿真，并对结果进行分析。

这包括观察成像质量是否满足设计要求，如视场平直度、成像质量等。

同时，还要对颜色像差进行分析，确保色差控制得到满足。

7.性能评估：在设计完成后，我们可以通过ZEMAX提供的光学分析工具对望远物镜的性能进行评估。

如成像分辨率、MTF曲线等。

通过这些评估结果，我们可以确定设计的优劣，并进行必要的改进和调整。

总结来说，基于卡塞格林系统的望远物镜设计是一个复杂而繁琐的过程。

ZEMAX作为光学设计软件，提供了强大的工具和功能，可以帮助我们进行光学仿真、优化和结果分析。

t p'
yp us '
得到 tp’=500/0.11835=4224.5370mm; 我们把光阑设置在主镜上，则主镜也是系统的入瞳，则系统的 f 数为： f/#=F/D=4224.5370/1000=4.224537. 一阶系数我们还剩下出瞳的位置与尺寸。我们使用高斯公式：
n n' ' l l
us ' us yss ys y p ust ps
得到 us’=0.11835616438356164383561643835616； Φs=-0.00208625； 则次镜的半径为：-0.00208625/135=958.65758754863mm;
反向追迹像空间的边缘光线直到与物空间的的边缘光线相交的位置即为主点的位置： 使用 PRTE 转移公式：
其中：
Us=0.4 ys=135 Cs=-0.001043 us’=-0.118356 As=(-1)[ 0.4+135*（-0.001043）]= -0.259178082；
0.4 u s [0.118356 ] 0.281644 1 n
s(n) 1 (1) 2
-y p * n'
计算得到 up’=-500*2/2500=-0.4 下一步，我们我们计算边缘光线打到次镜的边缘上的距离，我们使用 PRTE 转换公式：
ys y p ust ps
计算可以得到 tps=912.5mm; 由此可以得到系统的后焦距为：BFD=912.5*1.25=1140.625, 再次使用 PRTE 弯曲公式和 PETE 转换公式计算次反射镜的光曲度。
次镜和系统的一阶系数计算
现在，我们开始次镜的设计。对于本例，我们设计上使次镜的全孔径大小等于主镜的带孔的 孔径，也就是 270nm。现在我们需要找出次镜距离主镜有多远，及其曲率半径值是多大较为 合适。我们将采用展开的近轴望远镜来计算，使用 PRTE 弯曲公式,我们可以找到边缘光线脱 离主镜的角度。

中心孔的卡塞格林系统结构说到“中心孔的卡塞格林系统结构”，嘿，这个名字听起来就有点儿像某种高科技的宇宙武器，对吧？但别担心，实际上它并不像你想象的那么神秘。

卡塞格林系统，简单来说，就是一种天文望远镜的设计。

你知道，我们通常看到的望远镜，要么是长长的一根管子，要么就是那种看起来像巨大的照相机。

可卡塞格林系统呢，它特别聪明，巧妙地利用了反射镜和透镜的组合，能让你在看天体的时候，不用费劲地调整角度，反而能看到更清晰、更详细的图像，简直是科学家和天文爱好者的福音。

这个“中心孔”是怎么回事呢？其实也不复杂。

卡塞格林系统的设计里，最有趣的地方就是它的“反射镜加透镜”组合。

它使用两个主要的反射镜，一个大一个小。

大反射镜就像望远镜的“眼睛”，负责把远处的光收集起来。

而那个小反射镜，则位于大反射镜的中心，负责把光线反射到望远镜的侧面——也就是那个我们说的“中心孔”位置。

你可能会问，为什么要弄个孔呢？这个孔有啥用呢？这个孔的作用可大了。

它就像是卡塞格林系统的“秘密武器”，能大大减少光的损失，还能让系统变得更紧凑、更高效。

为什么这么说呢？想象一下，如果没有这个孔，光线通过反射镜时可能会被浪费掉，或者受到不必要的干扰。

而有了中心孔，光线能直接通过反射镜的中间，不会被那些不必要的部分阻挡掉，效果自然就好得多。

巧妙的是，这个中心孔还让望远镜变得更加小巧和精致，不像传统的那种大而笨重的设计，放在天文台里，占地方不说，还不好搬动。

而卡塞格林系统，正好解决了这个问题，既能提供高质量的图像，又不至于让你的天文探索变得笨重难移。

这种设计的优势可能不太容易被察觉，毕竟大部分天文爱好者或普通人，最关注的可能还是望远镜能不能看到星星、能不能看到月亮上的坑坑洼洼，能不能让人拍出超级震撼的宇宙照片。

但仔细想想，卡塞格林系统的独特设计让这些一切变得更加简单、清晰，而且更高效。

你就可以想象，在使用这种望远镜的时候，你甚至不用担心那些繁琐的调试和调整，轻松对焦，清晰见远。

折反射望远镜是目前国外业余天文界最流行的望远镜，在国内南京天仪中心（原南京天文仪器厂）生产的120望远镜也曾是科普望远镜保有量冠军。这类望远镜最大的特点是镜筒很短，有着很好的便携性，因而受到大家的欢迎，需求量大又导致大规模生产而降低了成本，低售价又进一步刺激了消费，如此良性循环受益的自然是我们的爱好者。在美国市场上口径200mm，F/10的施密特－卡塞格林望远镜加自动跟踪的叉式赤道仪的售价还不到1000美元，可以说是物超所值了。折反射望远镜质量明显的个体差异可能主要是由于其装配和调整的复杂性造成的，一个品质管理严格的厂家应该不允许质量不合格的产品出厂，但要买到最好的，还应亲自挑选，最好通过看星检测其像质。
对于天文摄影而言，赤道仪有时比望远镜本身还要重要，因为望远镜有时仅仅用于导星，而赤道仪跟踪的好坏及稳定程度却直接关系到照片的质量。
一、天文望远镜的基本知识：
天文望远镜有折射式天文望远镜、反射式天文望远镜和折反射式天文望远镜3种。
1、折射式天文望远镜使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差。
观测金、木、水、火、土星时所需的放大倍数便是天文望远镜视场内的行星小圆面与肉眼看到的满月有同样视场大小（31角分）。所以用口径50mm的物镜就可观测木星，用80mm的物镜就可观测金星和火星，而观测水星则要用280mm的物镜。
八、 关于太阳黑子的观测
大的黑子用小天文望远镜就能看到，而一些很小的黑子则要用大天文望远镜才能看清楚。业余观测黑子一般采用投影观测。观测太阳和月球要用口径比（D／F）小的望远镜，最好是1：15～1：20。也可以在镜前加一只光栏，用以减小口径比。不过，这样做会降低望远镜的分辨本领。

天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。

随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。

从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。

折射式望远镜：1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。

1609年，伽利略制作了一架口径4。

2厘米，长约1。

2米的望远镜。

他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。

伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。

1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。

现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。

需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。

所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。

1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。

从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。

但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。

十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。

世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。