折反射望遠鏡（Catadioptric telescope），也稱雙射望遠鏡，是一種物鏡由反射和透射元件相組合的光學望遠鏡。折反射望遠鏡在球面反射鏡的基礎之上，增加用于校正像差的折射元件，具有視場大，焦比大，像質比較好的特點。
1608年，荷蘭人利伯希（Lippershey）發明第一架望遠鏡，意大利學者伽利略·伽利萊（Galileo）在1609年制作出4架望遠鏡，并用它觀察天空。1668年牛頓（艾薩克·牛頓）制成了第一架反射望遠鏡。隨著技術的發展，1931年德國人施密特（Bernhard Schmidt）在球面反射鏡前置一非球面薄透鏡，發明望遠鏡光學系統，稱之為施密特望遠鏡。此后出現以施密特的施密特攝星儀為基礎，以施密特修正板來改正球面像差的施密特-卡塞格林式望遠鏡。蘇聯學者馬克蘇托夫（Maksutov）用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，創造新的一類折反射望遠鏡。2008年，由小行星3789國家天文臺制造的LAMOST望遠鏡望遠鏡落成，該望遠鏡是世界上最大的中星儀式主動反射施密特望遠鏡。該望遠鏡打破用投射鏡作改正鏡的傳統，改用反射鏡作定天鏡兼改正鏡，利用主動光學對鏡面的形狀進行主動控制和變化。
折反射望遠鏡是將折射系統與反射系統相結合的一種光學系統，它的物鏡既包含透鏡又包含反射鏡，觀察物體的光線要同時受到折射和反射。折反射望遠鏡主要是由鏡筒、鏡片、遮光罩、底座等組成，可分為施密特望遠鏡、施密特-卡塞格林式望遠鏡、馬克蘇托夫-卡塞格林式望遠鏡等類型。折反射望遠鏡應用范圍廣泛，主要可運用于天文觀測和攝影等領域。例如照相機中的折反射式鏡頭。1984年，尼康株式會社設計的500mm f/8鏡頭，作為較高端的折反射鏡頭生產多年。
簡史
早期發展
1608年，荷蘭的一位眼鏡商利伯希（Lippershey）偶然發現通過兩片透鏡可以清楚地看到遠處的景物，他做出了第一架望遠鏡。意大利科學家伽利略·伽利萊（Galileo）聽到這個消息后，也開始制造望遠鏡，到1609年年底，他制造出放大率分別為3倍、8倍、20倍和30倍的4架望遠鏡，最大的口徑4.2cm，長約1.2m，并首先用望遠鏡觀測天空。1611年，約翰尼斯·開普勒（Kepler）提出用兩片凸透鏡作望遠鏡，物鏡和天文望遠鏡目鏡都是凸透鏡，目鏡在物鏡焦點的后面，稱為開普望遠鏡。1668年牛頓（Newton）制成第一架反射望遠鏡，物鏡口徑2.5cm，焦距16cm，放大率31倍。1733年，由于消色差物鏡的發明，折射望遠鏡又開始復蘇，從此，折射望遠鏡和反射望遠鏡平行地發展著。由于光學玻璃熔煉技術及透光性能等的限制，折射望遠鏡最大只能做到100cm左右。
現代發展
19世紀初曾有多人提出過在透鏡組中間置入反射鏡，以達到比消色差透鏡更好的成像效果的設想。1931年，德國光學家施密特（Bernhard Schmidt）發明了在球面反射鏡前置一非球面薄透鏡的望遠鏡光學系統，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出，成為世界上第一個折反射望遠鏡，后人稱之為施密特望遠鏡。此后出現以施密特的施密特攝星儀為基礎，以施密特修正板來改正球面像差的施密特-卡塞格林式望遠鏡。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。1941年，蘇聯學者馬克蘇托夫（Maksutov），用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種折反射望遠鏡，它的表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
1979年，人們又產生了多面鏡組合成反射望遠鏡的新思路。第一架組合式望遠鏡安裝在美國麻省威廉斯敦麥迪遜霍普金斯天文臺。隨著計算機技術被廣泛運用在望遠鏡上，新一代的望遠鏡性能更加先進。歐洲南方天文臺的科學家們在智利安第斯山脈中的錫拉天文臺安裝了一臺新技術天文望遠鏡（簡稱NTT）。1987年，歐洲南方天文臺為方便觀測，在錫拉與總部慕尼黑附近的加琛之間設置了一條衛星通信線路，以實現遠距離遙控觀測。
新世紀發展
2008年，由中國國家天文臺制造的LAMOST望遠鏡落成，該望遠鏡是世界上最大的中星儀式主動反射施密特望遠鏡，也是全球光譜獲取率最高的望遠鏡。該望遠鏡打破用投射鏡作改正鏡的傳統，改用反射鏡作定天鏡兼改正鏡，利用主動光學對鏡面的形狀進行主動控制和變化。
工作原理
望遠鏡的工作原理：將物體上射出的平行光束經物鏡成像于點，點在物鏡的焦平面上，同時這也是天文望遠鏡目鏡的物方焦平面。故從點發出的光線經目鏡后又成為平行光束。
折反射望遠鏡的原理：折反射望遠鏡是將折射系統與反射系統相結合的一種光學系統，它的物鏡既包含透鏡又包含反射鏡，觀察物體的光線要同時受到折射和反射。 這種系統的特點是便于校正軸外像差。以球面鏡為基礎，加入適當的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光學質量。由于折反射望遠鏡具有視場大、焦比大、像質比較好等特點，適合于觀測延伸天體（彗星、星系、彌散星云等），并可進行中國空間站工程巡天望遠鏡觀測。
基本構造
鏡筒
折反射望遠鏡的鏡筒是密封的，可以使主鏡反射膜的鍍鋁或鍍銀層不易氧化，不容易積存灰塵。
鏡片
1.施密特望遠鏡
施密特式望遠鏡由一塊接近平行平板的非球面改正透鏡和一個凹球面反射鏡組成。雖然凹球面反射鏡具有球差，但它有一個重要特性--鏡面對于球心是對稱的。如果在球心處設置一個限制光束的光闌，那么對于不同轉軸傾角單射的光束，除了光闌在斜光束方向的投影與正方向不同外，成像條件都完全相同，不存在光軸上和光軸外的差異。因而，在球面鏡的焦面上各處的像點都是對稱的，具有相同球差造成的小圓斑。在口徑和焦比相同的情況下，施密特望遠鏡比其他望遠鏡有更大的清晰視場。
2.施密特-卡塞格林式
該折反射望遠鏡以施密特攝星儀為基礎，通過施密特修正板來改正球面像差。承襲卡塞格林的設計，以凸面鏡作次鏡，將光線反射穿過主鏡中心的孔洞，匯聚在主鏡后方的焦平面上。有些設計會在焦平面的附近增加其他的光學元件，例如平場鏡。它有許多的變形(雙球面鏡、雙非球面鏡或球面鏡與非球面鏡各一)，可以被區分為兩種主要的設計形式：緊密的和非緊密的。非緊密的設計讓修正板靠近或就在主鏡的曲率中心上，一種非常好的施密特-卡塞格林設計例子是同心，就是讓所有鏡面的曲率中心都在一個點上：主鏡的曲率中心。在光學上，非緊密型的設計比緊密形的能產生較好的平場和變型的修正，但鏡筒在長度上卻有所增加。
3.馬克蘇托夫-卡塞格林式
馬克蘇托夫望遠鏡的光學系統和施密特望遠鏡相似，都是由一個凹球面反射鏡和在前的一塊改正球差的透鏡組成。改正透鏡是球面的，它的兩個表面的曲率半徑相差不大，但有相當大的曲率和厚度，透鏡呈彎月形，所以，這種系統有時也稱為彎月鏡系統。適當選擇透鏡兩面的曲率半徑和厚度，可以使彎月透鏡產生足以補償凹球面鏡的球差，同時又滿足消色差條件。適當調節彎月透鏡與球面鏡的距離，就能對彗差進行校正，馬克蘇托夫望遠鏡光學系統的像散很小，但場曲比較大，所以必須采用和焦面相符合的曲面底片。彎月透鏡第二面的中央部分可磨成曲率半徑更長的球面(也可以是一個膠合上去的鏡片)，構成具有所需相對口徑的馬克蘇托夫-卡塞格林系統，也可直接將彎月鏡中央部分鍍鋁構成馬克蘇托夫-卡塞格林系統。
遮光罩
為了減少光散射，一般會使用遮光罩，其大小取決于光學元件的外形和尺寸。為消除遮光罩的光斑，一般會對其涂抹無光澤的黑色涂料。
底座
1.赤道儀底座
該類型底座有許多不同的型號，但都有一個相同點，即其中的一條軸線與地球的轉軸平行，這條軸線被稱為極軸，因為沿著這條軸線你可以看到天極。使望遠鏡繞著這條軸線沿地球旋轉的反方向旋轉，這樣可以保持目標一直位于望遠鏡的視野之中。赤道儀底座的第二條軸線垂直于第一條，稱作赤緯軸，繞極軸的運動僅僅會改變所觀察星空的時角和赤經度，繞赤緯軸運動只會改變所觀察天空的赤緯度。位置指示器(標定環)附著在軸上，這樣就可以直接地讀出時角、赤經度和赤緯度。
2.地平經緯儀底座
該類型有一個垂直方向的軸和一個水平方向的軸。望遠鏡沿其中一個軸轉動會改變高度，沿另一個軸轉動會改變水平方向，底座的名稱也因此而來。該類型底座有兩類，一類相較簡單，諸如多布林底座。一類特別復雜地多應用于大型專業儀器上，近些年才應用于小型望遠鏡中。
全光圈校正器
有幾種望遠鏡的設計利用了在球面主鏡前面放置一個或多個全直徑透鏡（通常稱為“校正板”）的優勢，輔助望遠鏡的觀測優勢。
1.施密特校正板
施密特校正板是施密特于1931年提出的，主要用于天文望遠鏡中。其球面反射鏡作主鏡，系統沒有色差，把光闌放在反射鏡曲率中心處，也就沒有彗差和象散，僅僅產生球差和場曲。校正板的作用是要校正球面反射鏡的球差，為了避免引起附加象差，這塊校正板做得很薄，并且放在反射鏡的曲率中心即光闌位置處，這樣的系統允許有較大的相對孔徑（可達1:0.65）。該系統已在大屏幕投影電視、彩色電視顯象管校正電子軌跡偏離等方面得到了應用。
2.半月板矯正器外殼
在20世紀40年代初，歐洲至少有四位光學設計師想到用易于制造的全孔徑球面彎月透鏡（半月板矯正器外殼）取代復雜的施密特校正板來制造寬視場望遠鏡的想法。1940年，阿爾伯特·鮑爾斯（Albert Bouwers）設計了一臺彎月面望遠鏡原型，并于次年2月獲得專利。它使用球形同心彎月面，僅適合作為單色天文相機，后他添加膠合雙合透鏡以校正色差。德米特里·馬克蘇托夫 （Dmitri Maksutov）于10月設計了類似彎月面望遠鏡的原型，即馬克蘇托夫望遠鏡，并于11月獲得專利。
3.霍頓校正鏡片
霍頓望遠鏡或盧里-霍頓望遠鏡是一種在整個前孔徑上使用寬復合正負透鏡來校正主鏡球面像差的設計。兩個校正器元件可以用相同類型的玻璃制成，因為霍頓校正鏡片的色差很小。該校正器比施密特-卡塞格林的前校正器厚，但比馬克蘇托夫彎月形校正器薄得多。所有透鏡表面和鏡面均為球面，方便操作。
子孔徑校正器
在子孔徑校正器設計中，校正器元件通常位于更大物鏡的焦點處。這些元件可以是透鏡和鏡子，但由于涉及多個方面，因此在這些系統中實現良好的像差校正較為復雜。子孔徑校正折反射望遠鏡的例子有阿爾古諾夫-卡塞格倫望遠鏡、克萊夫佐夫-卡塞格林望遠鏡和子孔徑校正器馬克蘇托夫望遠鏡，這些望遠鏡使用由透鏡元件和鏡子組成的光學組作為“次鏡”校正像差。此外，還有瓊斯伯德牛頓望遠鏡，它則使用球面主鏡和安裝在焦點附近的小型校正透鏡。
基本分類
施密特望遠鏡
1931年，德國光學家施密特發明施密特望遠鏡，該望遠鏡由一塊接近平行平板的非球面改正透鏡和一個凹球面反射鏡組成，星光在望遠鏡里先通過折射，再經過反射，然后才成像。施密特式望遠鏡光力強，可見范圍大，成像的質量也比較好，因而特別適用于進行流星、彗星、人造衛星等的巡視觀測，也常用于大面積造相和天文科普活動。截止2023年，現存最大的施密特望遠鏡位于德國陶登堡史瓦西天文臺，是1960年制造的，改正透鏡口徑為1.34米，球面鏡直徑為2米，焦距為4米，視場為3.4°x3.4°。
施密特-卡塞格林式望遠鏡
在卡塞格林式反射望遠鏡的前端安裝一平面鏡，另一面安裝中央和外部區域凸的非球面薄透鏡，即所謂的施密特修正板，則制成施密特-卡塞格林式折反射望遠鏡。該系統可有效地改正或消除主鏡的球差。施密特-卡塞格林式望遠鏡的另一個優點是可將較大口徑的鏡筒大幅縮短，增加了可攜帶性。
馬克蘇托夫-卡塞格林式望遠鏡
1940年，蘇聯光學家馬克蘇托夫將一個凹球面反射鏡和加在前面的一塊改正球差的透鏡組成新望遠鏡，被稱為馬克蘇托夫-卡塞格林式望遠鏡，其設計目的是出于減少離軸的像差。而荷蘭光學家A.包沃爾斯也幾乎于同時獨立地發明了類似的系統，所以有時又稱馬克蘇托夫-包沃爾斯系統。
性能參數
折反射望遠鏡的性能參數有口徑、相對口徑、最小分辨角、視場、放大本領、貫穿本領六個方面，因折反射望遠鏡種類繁多，故簡略介紹。
口徑
望遠鏡的口徑是表征其聚光能力的物理量，它指的是物鏡的有效口徑(通光口徑)，即沒有被鏡框遮蔽的物鏡部分的直徑，通常用表示。用肉眼或用望遠鏡觀測，恒星雖只是一個光點，但所收集的光量卻不同。因此望遠鏡的口徑越大，就能看到很多暗弱的恒星。
相對口徑
望遠鏡的相對口徑是表征其觀測能力的物理量，它指的是物鏡的有效口徑與其焦距的比值，通常用表示，即
最小分辨角
根據光的波動理論，恒星的像不是一個光點，而是由明亮的光斑（愛里斑）和周圍有明暗交替的衍射光環組成，衍射的第一個亮環角直徑與物鏡的通光口徑成反比。望遠鏡的最小分辨角是表征其分辨能力的物理量，它指的是其像點剛剛能夠被分辨開的兩顆恒星（或天體上兩個發光點）的角距離，表示為
視場
望遠鏡的視場是表征其觀測范圍的物理量。目視望遠鏡的視場是指通過望遠鏡觀測時，在天文望遠鏡目鏡中所能看到天體部分的角直徑，用表示，它與目鏡的焦距成正比，與物鏡的焦距成反比，通常目鏡的工作視場為則有，則有
放大本領
放大本領（放大率）是表征目視望遠鏡放大能力的物理量，常用表示，它和物鏡的焦距成正比，和目鏡的焦距成反比，
貫穿本領
望遠鏡的貫穿本領是表征其穿透能力的物理量，用表示，它是在晴朗無月的夜晚，望遠鏡所能見到恒星的極限星等（目視極限星等），可由下式計算。
應用領域
天文觀測
折反射望遠鏡可應用于天文觀測領域，施密特式望遠鏡因其光力強，可見范圍大，成像的質量好的特點，適用于進行流星、彗星、人造衛星等的巡視觀測，也常用于大面積照相和天文科普活動。例如：中國紫金山天文臺新安裝的折反射望遠鏡觀測到了仙女座大星云并拍攝了照片。折反射望遠鏡因其焦距較長，故視野受到一定程度的限制，只能用于觀測月球和行星，不適合對大型的疏散星團或銀河系的觀測。
攝影
天文攝影
折牛頓式反射望遠鏡結合折射望遠鏡和反射望遠鏡的特點，在此二者之上發展，除適用于天文觀測還適用于天文攝影，在世界各地的天文臺都有普遍的使用。例如中國湖北武漢市武昌水果湖街二小的劉晉斌利用折反射望遠鏡拍攝到“百武”彗星的照片。
照相機
因折反射式望遠鏡的很多優點，現代光學技術把它們應用在鏡頭上。這些鏡頭都是長焦鏡頭，這類鏡頭的光學構造像是馬克蘇托夫鏡頭的改進型，在主鏡和副鏡上都作了改進。其中，尼康株式會社的500mm f/8是一款比較好的鏡頭。該鏡頭1984年面世，一直作為較高端的折反射鏡頭生產多年。該鏡頭的光學結構為6組6片，長109mm，直徑89mm，重840克。它的最近調焦距離為1.5米，最大攝影倍率為1:2.5。此外，還有適馬的1000mm f/13.5、肯高的500mm f/6.3DX等鏡頭都是折反射式鏡頭。
典型型號
施密特望遠鏡
LAMOST望遠鏡由中國科學院國家天文臺承擔建設，投資2.35億元，坐落于中國天文臺興隆觀測站。郭守敬望遠鏡有效口徑相當于4米，是世界上最大的中星儀式主動反射施密特望遠鏡。其光學系統包括三個部分：(1)反射施密特改正鏡MA，5.72米x4.4米，蜂窩狀，由24塊六角形平面子鏡拼接而成，每塊子鏡長1.1米，厚25毫米；(2)球面主鏡MB，6.67米x6.05米，由37塊球面子鏡拼接而成，厚度為75毫米；(3)焦面，其中改正鏡MA在觀測天體的過程中可實時變化，根據需要改變非球面面形，因天區的不同等效通光口徑為3.6~4.9米，視場約5度。在焦面上安裝可自動定位的4000根光纖，連接著16臺光譜儀，理論上可同時觀測多至4000個天體的光譜，波長范圍在370~900納米之間，分辨率為R=1000、2000、5000。
施密特-卡塞格林式望遠鏡
美國制Celestron星特朗C9.25施密特-卡塞格林式望遠鏡它有許多的變形（雙球面鏡、雙非球面鏡、或球面鏡與非球面鏡各一）。典型例子就是Celestron和米德儀器的產品，結合一個堅固的主鏡和小而曲率大的次鏡。這樣雖然犧牲了視野的廣度，但可以讓鏡筒縮成很短。多數緊密設計的Celestron和Meade的主鏡焦比是f/2，而次鏡是負f/5，產生的系統焦比是f/10。須要提出的例外是Celestron的C-9.25，主鏡的焦比是f/2.3，次鏡的焦比是f/4.3，結果是鏡筒比一般緊密型的要長，而視野比較平坦。施密特-卡塞格林式望遠鏡有優秀的深空天文觀測性能、最佳全能望遠鏡設計以及在所有望遠鏡類型中近焦能力最好等優點。但同時也有比同等口徑的牛頓反射鏡更昂貴以及相對折射望遠鏡略有光線損失等缺點。
馬克蘇托夫-卡塞格林式望遠鏡
俄羅斯科學院普爾科沃天文臺曾裝備有馬克蘇托夫望遠鏡，最大的馬克蘇托夫望遠鏡在格魯吉亞阿巴斯圖馬尼天體物理天文臺，彎月透鏡口徑為70厘米，球面鏡直徑為98厘米，焦距為210厘米。2000年，北京大學的樊軍輝在討論耀變體天體的光變性質時，于10月利用格魯吉亞的阿巴斯圖瑪尼天文臺的70cm望遠鏡對伽瑪噪blazar進行了觀測。
參考資料 >
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Miscellaneous Musings.quadibloc.2024-03-01
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10.2.4. Full-aperture Houghton corrector.telescope-optics.2024-03-01
10.2. CATADIOPTRIC TELESCOPES WITH FULL-APERTURE CORRECTORS.telescope-optics.2024-03-01
10.1.2. Sub-aperture lens correctors for single-mirror telescopes.telescope-optics.2024-03-01
施密特望遠鏡.中國大百科全書.2024-02-23
Schmidt-Cassegrain(施密特-卡塞格林望遠鏡，簡稱S-C望遠鏡).lcsky.2024-02-24
北大天文.北京大學.2024-02-24