卡塞格林望遠(yuǎn)鏡（英文名：Cassegrain telescope），又稱(chēng)為卡塞格林系統(tǒng)（英文名：Cassegrain configuration），是1672年法國(guó)的天主教神父卡塞格林發(fā)明的反射式望遠(yuǎn)鏡，由一片主反射鏡和一片副反射鏡組成。
經(jīng)典卡塞格林系統(tǒng)中,主鏡為凹的拋物面,副鏡為凸的雙曲面,拋物面的焦點(diǎn)和雙曲面的虛焦點(diǎn)重合,經(jīng)雙曲面后成像在其實(shí)焦點(diǎn)處，其所成像為倒像。卡塞格林望遠(yuǎn)鏡的焦點(diǎn)可以在主鏡外或主鏡與副鏡之間。經(jīng)典卡塞格林系統(tǒng)的變形結(jié)構(gòu)多達(dá)十幾種，不同類(lèi)型的卡塞格林系統(tǒng)均有其獨(dú)到的優(yōu)勢(shì)。比如使用雙曲面的主鏡以獲得更高性能，這種設(shè)計(jì)較為典型的是主鏡和副鏡都為雙曲面的R-C系統(tǒng)，球差和彗差同時(shí)得到校正，廣泛應(yīng)用于天文望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)中；再如基于經(jīng)典卡塞格林系統(tǒng)衍生的折返式望遠(yuǎn)鏡施密特系統(tǒng)，其球面主鏡接收穿過(guò)一塊薄而非球面的透鏡（稱(chēng)改正透鏡）的光形成復(fù)合圖像，能消除主鏡的球面像差，是中國(guó)空間站工程巡天望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)的理想工具。還有一些卡塞格林系統(tǒng)的現(xiàn)代變種將反射鏡的其中一個(gè)或全部?jī)蓚€(gè)設(shè)計(jì)為球面或橢圓形，以便于制造，如達(dá)爾-奇克漢式或馬克蘇托夫式。
卡塞格林望遠(yuǎn)鏡將雙曲線(xiàn)和拋物線(xiàn)組合的模式，能夠讓進(jìn)入鏡筒的光線(xiàn)在聚焦過(guò)程中往返，使鏡筒的長(zhǎng)度比光線(xiàn)實(shí)際走過(guò)的路程短，縮小了儀器的體積，減輕了儀器重量，有利于擴(kuò)大視場(chǎng)（FOV）。因具有前述的結(jié)構(gòu)緊湊，成像優(yōu)良，焦距長(zhǎng)而鏡身短等優(yōu)勢(shì)，第一代互聯(lián)通信中應(yīng)用過(guò)卡塞格林系統(tǒng)，現(xiàn)代激光雷達(dá)和無(wú)線(xiàn)電接收裝置中也較多地應(yīng)用了卡塞格林系統(tǒng)。但卡塞格林望遠(yuǎn)鏡由于主鏡口徑大，主鏡面容易受到外界環(huán)境因素的影響。
發(fā)明簡(jiǎn)史
自1608年荷蘭眼鏡商人利普賽申請(qǐng)了一種“可以將遠(yuǎn)方的物體看成仿佛就在近處”的儀器的專(zhuān)利開(kāi)始直到牛頓制作出第一個(gè)反射望遠(yuǎn)鏡為止，這期間人們觀察宇宙所使用的望遠(yuǎn)鏡是折射望遠(yuǎn)鏡。折射望遠(yuǎn)鏡中，無(wú)論是伽利略望遠(yuǎn)鏡還是開(kāi)普勒式望遠(yuǎn)鏡，都無(wú)法避免光在通過(guò)透鏡發(fā)生折射的同時(shí)發(fā)生色散現(xiàn)象，這就造成了不同顏色的光不能匯聚到同一個(gè)焦點(diǎn)上，從而產(chǎn)生色差。
牛頓認(rèn)為制成消色差折射望遠(yuǎn)鏡是不可能的，于是畫(huà)出了他自己的反射望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)圖，并在1668年制造出了第一臺(tái)反射望遠(yuǎn)鏡，后又于1672年制作了一個(gè)更大的反射望遠(yuǎn)鏡贈(zèng)送給倫敦皇家自然知識(shí)促進(jìn)學(xué)會(huì)。
同在1672年，勞倫特·卡塞格林（Laurent Cassegrain，約1629-1693）發(fā)明了一種通過(guò)凸面副鏡將光線(xiàn)反射到主鏡中心的孔中抵達(dá)天文望遠(yuǎn)鏡目鏡的牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡，1672年也成為卡塞格林望遠(yuǎn)鏡誕生之年。關(guān)于卡塞格林本人，可查的書(shū)面材料中顯示他是法國(guó)人，天主教神父，物理學(xué)家，出生于1628年至1630年之間，并于1693年8月31日在Chaudon去世。卡塞格林望遠(yuǎn)鏡在天文望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展史上有承前啟后的作用，有人認(rèn)為卡塞格林的方案是牛頓反射望遠(yuǎn)鏡的演變。
卡塞格林系統(tǒng)的光學(xué)設(shè)計(jì)
經(jīng)典卡塞格林望遠(yuǎn)鏡
經(jīng)典卡塞格林望遠(yuǎn)鏡內(nèi)的副鏡為比主鏡小的凸面鏡，安裝在主鏡和主焦點(diǎn)之間，副鏡把匯聚的光反射回主鏡，從主鏡中央的小開(kāi)口里穿過(guò)，在其后方形成焦點(diǎn)，目鏡就安裝在焦點(diǎn)處。在小望遠(yuǎn)鏡和照相機(jī)的鏡頭，次鏡通常安裝在封閉望遠(yuǎn)鏡鏡筒的透明光學(xué)玻璃板上的光學(xué)平臺(tái)。這樣的裝置可以消除蜘蛛型支撐架造成的“星狀”散射效應(yīng)。封閉鏡筒雖然會(huì)造成集光量的損失，但鏡筒可以保持干凈，主鏡也能得到保護(hù)。觀測(cè)者在使用卡塞格林望遠(yuǎn)鏡時(shí)，可以直接面對(duì)所觀測(cè)的對(duì)象。
經(jīng)典的卡塞格林系統(tǒng)副鏡的一個(gè)焦點(diǎn)與主鏡的一個(gè)焦點(diǎn)重合，副鏡另一個(gè)焦點(diǎn)即為卡塞格林焦點(diǎn)，位于主鏡后方，易于接近，觀測(cè)方便，能放置較大的觀測(cè)設(shè)備。副鏡將成像從2012年世界一級(jí)方程式錦標(biāo)賽移至F2，而且能將成像放大（如下圖）。基于副鏡的放大作用，卡塞格林系統(tǒng)的焦比一般為F/15 -F/17左右，特殊情況也可以超出這個(gè)范圍。
經(jīng)典卡塞格林望遠(yuǎn)鏡所成像可以消球差，但依然存在彗差、像散和場(chǎng)曲。但由于卡塞格林望遠(yuǎn)鏡副鏡已將焦比放大，因此卡塞格林系統(tǒng)實(shí)際的彗差值往往比主焦點(diǎn)系統(tǒng)小很多。
R-C望遠(yuǎn)鏡（R-C telescope）
R-C望遠(yuǎn)鏡的嚴(yán)格定義是對(duì)平行于光軸的所有光線(xiàn)滿(mǎn)足等光程（消球差）和阿貝正弦條件的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡（系統(tǒng)），其主、副鏡的截面形狀是復(fù)雜的曲線(xiàn)。這種設(shè)計(jì)方案球差和彗差都可以為零。最早的卡塞格林系統(tǒng)和格里高里系統(tǒng)因?yàn)檩S外像差沒(méi)有校正，使用上受到某些限制，為此克雷蒂安（Henri Jacques Chrétien，1879-1956）提出了改進(jìn)卡塞格林系統(tǒng)的方案，即將主鏡和次鏡都設(shè)置為雙曲面，以能同時(shí)矯正球差和彗差。克雷蒂安提出的這個(gè)設(shè)計(jì)方案最終由里奇（George Wilis Ritchey，1864-1945）首先制作成功，故根據(jù)這一方案設(shè)計(jì)的望遠(yuǎn)鏡稱(chēng)為R-C 望遠(yuǎn)鏡（系統(tǒng)）。
這種望遠(yuǎn)鏡的主、副鏡形狀很接近旋轉(zhuǎn)雙曲面，在實(shí)用上可把這種系統(tǒng)近似地視為消除三級(jí)球差和彗差的、由旋轉(zhuǎn)雙曲面組成的系統(tǒng)，可用視場(chǎng)比其他形式的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡更大一些，并且像斑呈對(duì)稱(chēng)的橢圓形，如果采用最佳彎曲像面，則像斑呈圓形。如要獲得更大的視場(chǎng)，需加入像場(chǎng)改正器，加入像場(chǎng)改正器后，R-C望遠(yuǎn)鏡比主鏡為拋物面的經(jīng)典卡塞格林望遠(yuǎn)鏡效果更好。 R-C系統(tǒng)在經(jīng)典卡塞格林系統(tǒng)基礎(chǔ)上對(duì)制作成本和成像效果等進(jìn)行了改進(jìn)，目前有較多大型天文望遠(yuǎn)鏡選擇使用R-C系統(tǒng)。
達(dá)爾-奇克漢式卡塞格林望遠(yuǎn)鏡（Dall-Kirkham cassegrain telescope）
達(dá)爾-奇克漢式卡塞格林望遠(yuǎn)鏡是主鏡采用凹橢圓面鏡，副鏡采用凸的球面鏡的望遠(yuǎn)鏡。達(dá)爾在1928年設(shè)計(jì)了這種望遠(yuǎn)鏡方案，科學(xué)美國(guó)人編輯、業(yè)余天文學(xué)家奇克漢和英格爾于1930年將該方案寫(xiě)成論文發(fā)表在科學(xué)美國(guó)人雜志上。
達(dá)爾-奇克漢式系統(tǒng)的優(yōu)點(diǎn)是比卡塞格林或里奇-克萊琴的系統(tǒng)都容易磨制，缺點(diǎn)是沒(méi)有修正離軸的彗差和畸變離開(kāi)軸心的影像品質(zhì)會(huì)很快變差。但前述缺陷對(duì)長(zhǎng)焦比的影響較小，所以焦比在F/15以上的反射望遠(yuǎn)鏡仍會(huì)采用此種形式的設(shè)計(jì)。如果采用彎曲底片﹐視場(chǎng)會(huì)更明顯地增大。
離軸系統(tǒng)（Schiefspiegler telescope）
離軸系統(tǒng)是較為特殊的卡塞格林系統(tǒng)，這種模式將主反射鏡傾斜以避免第二反射鏡在主鏡上造成陰影，能夠消除衍射的圖形，但會(huì)導(dǎo)致其他不同的像差。
其他卡塞格林的光學(xué)設(shè)計(jì)
副鏡是球面、主鏡近似于旋轉(zhuǎn)橢球面的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡。主鏡設(shè)置為近似于旋轉(zhuǎn)橢球面是為了消除球差。這種系統(tǒng)的優(yōu)點(diǎn)是較容易制造，副鏡的調(diào)整簡(jiǎn)單，其彗差大小介于拋物面主鏡和球面主鏡兩系統(tǒng)之間。
主鏡和副鏡的表面曲率半徑相等的平焦面卡塞格林望遠(yuǎn)鏡。這種系統(tǒng)副鏡的放大率只有1.6倍左右，副鏡體積較大。
卡塞格林系統(tǒng)的衍生設(shè)計(jì)
附加透鏡式卡塞格林系統(tǒng)
在原有的卡塞格林望遠(yuǎn)系統(tǒng)基礎(chǔ)上附加透鏡，視場(chǎng)較大，像質(zhì)較好，這種類(lèi)型的望遠(yuǎn)系統(tǒng)稱(chēng)為折反射系統(tǒng)，應(yīng)用中可以根據(jù)需要使用2個(gè)或3個(gè)透鏡。
施密特望遠(yuǎn)鏡（Schmidt telescope）
施密特望遠(yuǎn)鏡是由兩塊球面反射鏡和一塊非球面球差校正板構(gòu)成的望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)（如下圖），該望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)的球面反射鏡作為聚光元件，將通過(guò)校正板的光線(xiàn)作為入射光。在不大的角度范圍內(nèi)，通過(guò)校正板中心的光線(xiàn)都可看作光軸，因而這個(gè)系統(tǒng)可得到一般光學(xué)系統(tǒng)難以達(dá)到的視場(chǎng)角。?
位于興隆觀測(cè)站的我國(guó)最大巡天望遠(yuǎn)鏡LAMOST望遠(yuǎn)鏡LAMOST（Large SkyArea Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡）便是采用施密特望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)。?
施密特望遠(yuǎn)鏡有兩種較為主要的設(shè)計(jì)形式，即緊湊型與非緊湊型。緊湊型施密特望遠(yuǎn)鏡的校正板靠近或者就處于主鏡的焦點(diǎn)上，而非緊湊型的校正板則靠近或處于主鏡的曲率中心處（焦距的兩倍距離），非緊湊型的鏡筒長(zhǎng)度比緊湊型更長(zhǎng)。兩種設(shè)計(jì)在像場(chǎng)改正透鏡作用下，理想像平面視場(chǎng)直徑約19'，使用彎曲底片時(shí)可達(dá)37'。施密特系統(tǒng)的主鏡與副鏡的組合也有多種變形情況，如雙球面鏡、雙非球面鏡或者由球面鏡與非球面鏡組合等。
馬克蘇托夫系統(tǒng)（Maksutov telescope）
馬克蘇托夫系統(tǒng)是一種折反射望遠(yuǎn)鏡，1940年初為蘇聯(lián)光學(xué)家馬克蘇托夫（Dmitry Dmitrievich Maksutov，1896-1964）所發(fā)明，因此得名。荷蘭光學(xué)家A. 包沃爾斯也幾乎于同時(shí)獨(dú)立地發(fā)明了類(lèi)似的系統(tǒng)，所以有時(shí)又稱(chēng)馬克蘇托夫-包沃爾斯系統(tǒng)。在這種系統(tǒng)中改正透鏡是較厚的彎月形自消色差透鏡，透鏡厚度一般為口徑的 1/10，對(duì)光學(xué)玻璃有較高的要求。馬克蘇托夫望遠(yuǎn)鏡能夠消球差,彗差和色差，像散也很小，但是場(chǎng)曲較大，并且由于透鏡厚度大望遠(yuǎn)鏡口徑大小也受到了限制。 馬克蘇托夫系統(tǒng)的主鏡和副鏡均為橢球面，主鏡橢球面的一個(gè)焦點(diǎn)與次鏡橢球面的一個(gè)焦點(diǎn)重合。
阿古諾夫-卡塞格林系統(tǒng)（Argunov Cassegrain）
阿古諾夫卡塞格林望遠(yuǎn)鏡是1972年由阿古諾夫首度介紹給世人的。該系統(tǒng)所有的光學(xué)元件都是球面鏡，并將傳統(tǒng)卡塞格林式的次鏡換成三個(gè)有空氣隙的透鏡元件。距離主鏡最遠(yuǎn)的透鏡是曼京鏡，它的作用如同第二個(gè)鏡子的表面，在對(duì)向天空的一面有反射用的涂層。阿古諾夫的系統(tǒng)只使用球狀的表面，避免了非球面的制造和測(cè)試。然而這套系統(tǒng)實(shí)際上非常難以制做，它需要精確的自由區(qū)域球的曲率半徑以取代等效的非球面鏡。 ?
克萊夫佐夫-卡塞格林系統(tǒng)（Klevtsov Cassegrain?）
克萊夫佐夫-卡塞格林系統(tǒng)在Man-gin型次鏡前加一塊近似無(wú)光焦度的彎月形透鏡，光線(xiàn)兩次通過(guò)彎月形校正鏡，可得到接近衍射極限的成像質(zhì)量。
Man-gin鏡是1876年法國(guó)工程師A. Mangin發(fā)明的設(shè)備，是一個(gè)凹面玻璃反射器，反射器的兩個(gè)表面具有不同的半徑，以校正球面鏡的像差。光線(xiàn)通過(guò)玻璃兩次，使整個(gè)系統(tǒng)的作用類(lèi)似于三片式透鏡。Man-gin鏡被用于聚光燈中，它們能產(chǎn)生幾乎真正的平行光束。
三面反射系統(tǒng)
主鏡是一面凹拋物面，副鏡是一面共焦的凸拋物面，而第三鏡是一個(gè)曲率中心位于副鏡頂點(diǎn)的球面鏡。這種系統(tǒng)和沒(méi)有改正鏡的施密特望遠(yuǎn)鏡十分相似。維爾斯特羅普將第三鏡向主鏡背后移動(dòng)，使望遠(yuǎn)鏡的焦面落在主鏡平面上。為了實(shí)現(xiàn)更大的視場(chǎng)，對(duì)主鏡形狀也進(jìn)行了優(yōu)化，但保留了部分場(chǎng)曲。
射電望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林系統(tǒng)
卡塞格林設(shè)計(jì)也用于衛(wèi)星通信地面站天線(xiàn)和射電望遠(yuǎn)鏡，大小從 2.4 米到 70 米不等。中央位置的次反射鏡用類(lèi)似于光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的方式聚焦射電頻率信號(hào)。射電望遠(yuǎn)鏡（Radio telescope）是指能收集來(lái)自宇宙射電源或空間探測(cè)器波長(zhǎng)從0.03毫米到30米射電輻射，具有指向和測(cè)定射電源位置，對(duì)它們進(jìn)行跟蹤觀測(cè)的天文儀器。
可跟蹤拋物面射電望遠(yuǎn)鏡
可跟蹤拋物面射電望遠(yuǎn)鏡是主反射面為旋轉(zhuǎn)拋物面，能在方位和仰角兩個(gè)方向自由轉(zhuǎn)動(dòng)，觀測(cè)天空中任意位置天體的射電望遠(yuǎn)鏡。如果反射天線(xiàn)由兩個(gè)反射面組成，其中主反射面是拋物面，它反射來(lái)自射電源的一束平行干光軸的射線(xiàn)，并把它們匯聚起來(lái)，在沒(méi)有到達(dá)主拋物反射面焦點(diǎn)以前，這束射線(xiàn)被一個(gè)旋轉(zhuǎn)雙曲面反射而交于它的另一個(gè)焦點(diǎn)，這個(gè)由拋物面和雙曲面組成的雙反射面天線(xiàn)系統(tǒng)就是經(jīng)典的卡塞格林系統(tǒng)。
上海天文臺(tái)的65米射電望遠(yuǎn)鏡，它的主反射面口徑為65米，光學(xué)系統(tǒng)為卡塞格林式，副面口徑為6米。
昆明40米口徑射電望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林型天線(xiàn)
中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)位于昆明市東郊鳳凰山上，有40米口徑射電望遠(yuǎn)鏡。該40米口徑望遠(yuǎn)鏡采用卡塞格林型天線(xiàn)，在拋物面鏡天線(xiàn)的焦點(diǎn)附近安放一面雙曲面反射鏡，來(lái)自天體的射電波拋物面鏡反射后，再經(jīng)雙曲面鏡反射到拋物面中心處。因此在拋物面天線(xiàn)中心開(kāi)一個(gè)孔，放置饋源屋。這種方式的優(yōu)點(diǎn)是饋源，饋源網(wǎng)絡(luò)可以放置在拋物面天線(xiàn)表面中心處，無(wú)需用堅(jiān)固的鋼架把它們安置在天線(xiàn)的上空。
青海德令哈13.7米毫米波射電望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林系統(tǒng)
青海德令哈13.7米毫米波射電望遠(yuǎn)鏡的天線(xiàn)口徑為13.7米，焦比為0.37，拋物面主面的精度為0.13毫米，使用卡塞格林系統(tǒng)，工作頻段85 ～115 GHz，最短工作波長(zhǎng)2.6毫米。該望遠(yuǎn)鏡安置于直徑為17米的天線(xiàn)罩內(nèi)。
優(yōu)勢(shì)與缺點(diǎn)
優(yōu)勢(shì)
天文學(xué)研究對(duì)望遠(yuǎn)鏡的需求越來(lái)越精細(xì)，各種望遠(yuǎn)鏡都有自己的優(yōu)缺點(diǎn)。卡塞格林望遠(yuǎn)鏡具備反射望遠(yuǎn)鏡的一般優(yōu)點(diǎn)，比如：反射鏡基體可實(shí)現(xiàn)輕量化；大口徑鏡坯如石英、微晶玻璃、碳化硅等易于獲取；對(duì)于長(zhǎng)焦距系統(tǒng)而言，反射式光學(xué)系統(tǒng)的鏡筒較之透射系統(tǒng)更加短；反射鏡無(wú)色差，其使用波段很寬，可從紫外、紅外一直覆蓋到毫米波等。除前述優(yōu)勢(shì)外，卡塞格林望遠(yuǎn)鏡可避免大型望遠(yuǎn)鏡在觀測(cè)天頂附近天體時(shí)需要?jiǎng)佑幂^高移動(dòng)式樓梯才能達(dá)到目鏡所在高度的問(wèn)題，更安全、更方便。而且作為最常用的天文望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)，卡塞格林系統(tǒng)焦距較長(zhǎng)，底片比例尺較大，可以放置較大的接收器且不擋光，同時(shí)做到?jīng)]有色差，滿(mǎn)足齊明條件。
缺點(diǎn)
卡塞格林系統(tǒng)只適用于小視場(chǎng)，一般視場(chǎng)不超過(guò) 2°。若視場(chǎng)進(jìn)一步增大，則還需校正彗差、場(chǎng)曲、像散和畸變，這就要求至少增加兩片透鏡組成的校正透鏡組。
應(yīng)用
卡塞格林系統(tǒng)在天文研究中的應(yīng)用
地基天文望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林系統(tǒng)
多鏡面望遠(yuǎn)鏡（MMT）是在20世紀(jì)60年代由史密松天體物理天文臺(tái)和亞利桑那大學(xué)的天文學(xué)家提出并聯(lián)合建造的一架新概念的望遠(yuǎn)鏡。多鏡面望遠(yuǎn)鏡由6個(gè)1.8米口徑的準(zhǔn)卡塞格林望遠(yuǎn)鏡組成，觀測(cè)同一天空區(qū)域。
口徑6米的地平式大口徑天文望遠(yuǎn)鏡，位于俄羅斯，于1976年建成，使用R-C系統(tǒng)。雖然該六米鏡在天文學(xué)研究上，受到結(jié)構(gòu)因素、臺(tái)址自然環(huán)境的影響（溫差、強(qiáng)風(fēng)）與經(jīng)濟(jì)條件的限制而未能有重大的發(fā)現(xiàn)，但是仍無(wú)損其大望遠(yuǎn)鏡的地位。
大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡（又稱(chēng)：LAMOST望遠(yuǎn)鏡）是位于我國(guó)興隆的一架主鏡6.67米x6.05米的反射施密特望遠(yuǎn)鏡，具有5度視場(chǎng)，一次觀測(cè)可同時(shí)獲得4000個(gè)天體的光譜，建成時(shí)是世界上最大口徑的大視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡，也是世界上光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡。望遠(yuǎn)鏡本體由反射施密特改正鏡MA、球面主鏡MB和焦面三大部分組成。
空間望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林系統(tǒng)
1990年4月24日，航天飛機(jī)“發(fā)現(xiàn)號(hào)航天飛機(jī)”將哈勃望遠(yuǎn)鏡發(fā)射升空，進(jìn)入610千米高的地球軌道。哈勃望遠(yuǎn)鏡主體結(jié)構(gòu)呈圓柱形，長(zhǎng)13米，寬4.27米，總重12.5噸。哈勃望遠(yuǎn)鏡由三大部件系統(tǒng)組成：光學(xué)部件、科學(xué)儀器、保障系統(tǒng)。光學(xué)部件是一架卡塞格林式光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。據(jù)估計(jì)，哈勃望遠(yuǎn)鏡能觀測(cè)到27等星那樣微弱亮度的恒星，比地面上5米口徑望遠(yuǎn)鏡觀察到的星光暗50倍。
詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡空間望遠(yuǎn)鏡的“接班人”，它以美國(guó)航空航天局第二任局長(zhǎng)詹姆斯·韋伯的名字命名，部署在距地球150萬(wàn)千米、地球與太陽(yáng)之間的約瑟夫·拉格朗日2點(diǎn)軌道上，它雖然不會(huì)像“哈勃”那樣獲得航天員的維修服務(wù)，但能夠與無(wú)人飛船實(shí)現(xiàn)對(duì)接，進(jìn)而實(shí)現(xiàn)一些簡(jiǎn)單和常見(jiàn)問(wèn)題的處理。詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡的鏡面系統(tǒng)由主鏡、次鏡和三級(jí)鏡組成。主反射鏡由鈹制成、口徑6.5米，面積為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的5倍以上。
赫歇爾空間天文臺(tái)
赫歇爾空間天文臺(tái)是歐洲航天局的一顆空間天文衛(wèi)星，已在2009年5月14日和普郎克巡天者一起升空，發(fā)射到拉格朗日2點(diǎn)。赫歇爾空間天文臺(tái)是迄今為止最大的紅外空間望遠(yuǎn)鏡，也是第一個(gè)覆蓋整個(gè)遠(yuǎn)紅外譜段和亞毫米譜段的航天器。它裝備了可在空間展開(kāi)的最大的平面鏡——直徑3.5米的卡塞格林式主望遠(yuǎn)鏡。它主要用于研究宇宙早期星系的形成及演化；研究恒星的產(chǎn)生及它們與星際介質(zhì)的相互作用；觀測(cè)彗星、行星及其衛(wèi)星的大氣化學(xué)成分；研究宇宙中的分子化學(xué)。
卡塞格林系統(tǒng)在航天探測(cè)器和遙感領(lǐng)域中的應(yīng)用
過(guò)渡區(qū)與日冕探測(cè)器
過(guò)渡區(qū)與日冕探測(cè)器是美國(guó)發(fā)射的太陽(yáng)觀測(cè)衛(wèi)星，旨在借助日冕、光球層以及過(guò)渡區(qū)的高分辨率成像，來(lái)考察小尺度磁場(chǎng)與太陽(yáng)等離子體結(jié)構(gòu)之間的關(guān)聯(lián)，并與太陽(yáng)和日球?qū)犹綔y(cè)器（SOHO）一道探討日冕加熱和太陽(yáng)耀斑發(fā)生的機(jī)制，簡(jiǎn)稱(chēng)TRACE。TRACE衛(wèi)星的主要觀測(cè)儀器是一架口徑30厘米的卡塞格林式反射望遠(yuǎn)鏡，它主要在紫外/極紫外波段工作，可以提供5倍于SOHO衛(wèi)星極紫外成像望遠(yuǎn)鏡的分辨率，由此能夠獲取更為精細(xì)的日面影像。
UBV測(cè)光系統(tǒng)
UBV測(cè)光系統(tǒng)是約翰遜和摩根在1953年提出的，基于對(duì)許多標(biāo)準(zhǔn)星的觀測(cè)而建立起來(lái)的一種寬帶測(cè)光系統(tǒng)。他們用光電方法精確測(cè)量了分布于全天的約400顆恒星。這些恒星的光譜型和光度級(jí)各不相同，但基本上未受星際紅化的影響。他們列出大氣外的星等V、色指數(shù)U-B和B-V，其中U為紫外星等，B和照相星等相近，V類(lèi)似目視星等。為了實(shí)現(xiàn)UBV系統(tǒng)，約翰遜等人使用了鍍鋁的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡和RCA1P2光電倍增管，對(duì)應(yīng)U、B、V星等分別使用了相應(yīng)型號(hào)的濾光片。
天文愛(ài)好者小型望遠(yuǎn)鏡中的卡塞格林系統(tǒng)
天文愛(ài)好者所用的望遠(yuǎn)鏡直徑常在10厘米到30厘米之間，由卡塞格林系統(tǒng)衍生的施密特望遠(yuǎn)鏡就是天文愛(ài)好者在觀察過(guò)程中常用的一種小型望遠(yuǎn)鏡。這種望遠(yuǎn)鏡體積大大減縮但像質(zhì)依然優(yōu)良，其施密特薄片放在球面鏡的焦點(diǎn)附近且背向小凸面鏡，如果是直徑為10厘米的儀器，則望遠(yuǎn)鏡筒長(zhǎng)度約為30厘米。施密特望遠(yuǎn)鏡也是市面上小口徑天文望遠(yuǎn)鏡最常采用的形式，適合初學(xué)者進(jìn)行星云、星團(tuán)等攝影。
參考資料 >
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天文觀測(cè)實(shí)踐中心-科研專(zhuān)用望遠(yuǎn)鏡 - 空間天文望遠(yuǎn)鏡.中國(guó)科普博覽.2024-06-16
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