反射望遠鏡（Reflecting telescope），是使用曲面和平面的面鏡組合來反射光線，并使之形成影像的光學望遠鏡。反射望遠鏡主要由主鏡（Primary mirror）、副鏡（secondary mirror）、天文望遠鏡目鏡（Telescope eyepiece）組成。反射望遠鏡通過主鏡收集光線并反射到副鏡上，副鏡則將主鏡反射的光線聚焦到目鏡的位置上。
1632年，意大利數學家伽利略·伽利萊的學生博納文圖拉·卡瓦列里（Bonaventura Cavalieri）在《燃燒鏡》一書中為建造反射望遠鏡作了理論闡述。另一位意大利僧侶尼科洛·祖奇（Niccolo Zucchi）在1652年出版的一部著作中聲稱，自己在1616年就用凹面鏡作物鏡，制作了世界第一架反射望遠鏡。1663年，英國數學家和天文學家詹姆斯·格里高里（James Gregory）出版了《光學的進程》一書，其中首度提出使用兩個凹面鏡制造反射鏡的實用設計。而第一臺反射望遠鏡則在五年后被艾薩克·牛頓爵士（Sir Isaac Newton）制作出來。在這之后，歷代科學家不斷對反射望遠鏡進行改良，直到1996年，美國建成了口徑達10米的凱克望遠鏡（Keck Observatory），主鏡面由36塊口徑為1.8 米的六邊形小鏡片組成，厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統，使口徑10米的鏡面一直保持理想狀態。從隨著技術的不斷發展，反射望遠鏡還在向著大口徑化、輕量化、自動化和智能化的方向發展。
反射望遠鏡由于工作焦點的不同分為主焦點系統、牛頓系統、卡塞格林系統、格里高里系統、折軸系統等。反射望遠鏡的優點很多，例如沒有色差、觀測范圍廣、與折射望遠鏡相比更容易制造等。但它的不足之處也不少：口徑越大視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。現代許多大口徑的望遠鏡大都是反射望遠鏡，通常應用于天文學觀測。
發展簡史
早期探索
1632年，意大利科學家尊納文圖拉·卡瓦列里（Bonaventura Cavalieri）在《燃燒鏡》一書中為能建造反射望遠鏡作了理論闡述。另一位意大利僧侶尼科洛·祖奇（Niccolo Zucchi）在1652年出版的一部著作中聲稱，自己用凹面鏡作物鏡制作了第一架反射望遠鏡。1663年，英國數學家和天文學家詹姆斯·格里高里（James Gregory）出版了《光學的進程》一書，其中首度提出使用兩個凹面鏡制造反射鏡的實用設計。格里高里將主鏡設計成一個拋物面，副鏡設計成一個橢圓球面，這樣既能消除球差，同時又能消除色差。然而當時的工藝技術水平完全達不到他的要求，很多年以后，人們按照格里高里的設計才制造出“格里高里式望遠鏡”。英國另一位大科學家羅伯特·胡克(Robert Hooke，1635~1703)也在一根管子里安放幾面反射鏡，光線反復彎折，使鏡簡大大縮短。他的設計思路在事實上卻無法實現，按照當時的工藝水平，平面鏡的反射率不及50%，幾經反射，原來較亮的天體也會變得暗淡無光。
問世
1668年，牛頓發明了第一架小型反射望遠鏡，它的主鏡是用青銅磨制的凸面反射鏡，直徑只有2.54厘米，鏡筒長15厘米，放大倍率達40倍，1672年，牛頓又做好了第二架反射望遠鏡，長僅16厘米。牛頓在物鏡的前面裝上一塊傾斜45°放置的平面反射鏡，當光線射到物鏡上以后，先被反射到平面鏡上，又被平面鏡反射到鏡筒一側的天文望遠鏡目鏡前聚焦，通過目鏡就可以看到放大的像。從此以后，反射望遠鏡很快發展起來，成為光學望遠鏡的主流。
發展
牛頓發明反射望遠鏡不久，法國物理學家勞倫特·卡塞格林（Laurent Cassegrain）提出了另一種反射望遠鏡設計方案:結構和格里高里的望遠鏡類似，不同的是卡塞格林將副鏡設計成凸面鏡并將副鏡提前到主鏡的焦點之前。這樣的設計使經副鏡反射的光線稍有些發散，放大率有所下降，但是其優點是不僅消除了球差，而且可以使望遠鏡的焦距很短。另外，主鏡中間有一小孔讓光線通過，天文望遠鏡目鏡裝在望遠鏡的尾部，當望遠鏡大口徑時，這樣的光路設計就越來越顯示出它的優越性。
1789年，英國天文學家弗里德里希·威廉·赫歇爾爵士（Sir Friedrich Wilhelm Herschel）制作了口徑1.22米，長度為12.2米的牛頓式反射望遠鏡，他改變了牛頓的設計，使主鏡傾斜。這樣，主鏡直接將會聚的光束送到靠近前方鏡筒口的焦點處，從而省去了牛頓式的平面副鏡。這樣做可以大大減少磨鏡的工作量，然而也使得觀測者必須站在高處，有一定的危險性。
1845年，詹姆斯·納史密斯 （James Nasmyth）制造出造出直徑51厘米的反射鏡，并將其安裝到一架卡塞格林式和牛頓式相結合的光路系統中，這種望遠鏡被稱為內氏望遠鏡。
1857年，隨著鍍銀技術的發展，法國物理學家雷昂·傅科（Jean Bernard Leon 米歇爾·福柯）將一面10.16厘米的拋物鏡鍍上銀層并在都柏林向英國天文學界宣讀他的論文《銀質玻璃望遠鏡鏡片》。從此反射鏡變得又輕便又廉價，以至于可以制作更多大口徑反射望遠鏡。
1917年，美國天文學家喬治·埃勒里·海爾 （George Ellery Hale）在商人約翰·胡克（John DHooker）的贊助下制作出了口徑達到2.54米的胡克望遠鏡。哈勃空間望遠鏡利用胡克望遠鏡計算出當時宇宙的極限距離在10億光年以上，并且發現了數以百萬計的恒星系。1948年，喬治·埃勒里·海爾通過大量試驗制作出海爾望遠鏡，海爾望遠鏡直徑達到5米，聚光能力為胡克望遠鏡的四倍。
現代
進入現代之后，世界各大強國都建立了自己天文觀測設備，大口徑反射望遠鏡層出不窮，近年在這些設施上裝備了現代的光學設備和自適應光學系統。隨著科學技術水平的不斷提高，人們在制作大口徑反射望遠鏡方面也不斷有所提高。蘇聯科學院磨制的口徑6米的反射望遠鏡，1976年安裝在高加索犬山上澤連丘克斯卡亞。進入90年代美國又在夏威夷英納克亞建成了10米口徑大型反射望遠鏡。中國口徑最大的2.16米反射望遠鏡是1988年在北京天文臺河北興隆觀測站落成的。這個觀測站地處長城北側、海拔960米的燕山主峰南麓，這也是一個天體物理光學觀測的基地。
結構組成
主鏡
牛頓式反射望遠鏡中對入射光而言的第一塊反射鏡，一般是望遠鏡中最大的鏡面，大多為凹面鏡（球面或拋物面），主鏡的直徑越大反射望遠鏡倍率越高。主鏡的制作材料主要有微晶玻璃、熔石英、碳化硅、硼硅酸鹽、金屬鈹等。
副鏡
副鏡一般指反射望遠鏡中直接接受來自主鏡反射光線較小的反射鏡，將聚焦的光線反射到一個位置，這個位置稱為焦點。卡塞格林系統中的副鏡為雙曲面凸鏡；格雷果里系統中的副鏡為橢球面凹鏡；牛頓系統中的副鏡為平面副鏡。
目鏡
目鏡是接近使用者眼睛的透鏡，主鏡收集光線并通過副鏡引導至焦點生成影像；目鏡被安置在焦點，主要的功能在放大影像，牛頓式反射望遠鏡以及部分其他類型反射望遠鏡會使用目鏡。
分類
反射望遠鏡通過工作焦點不同，被分為主焦點系統（prime focus system）、牛頓式系統、格里高利系統。
主焦點系統
主鏡的焦點在鏡筒口，這種設計在專業望遠鏡上使用比較多，可以在焦點位置上安裝觀測設備，主焦點系統的相對口徑通常由1/5到1/2.5，相對口徑 1/5以下鏡筒太長造價昂貴，超過1/2.5的主鏡加工困難且軸外像差大。主焦點系統只能消除軸上球差，因而視場很小，適用于CCD照相等強光力、小比例尺工作，另外存在接收器擋光的問題。
卡塞格林系統
卡塞格林系統是勞倫特·卡塞格林于1672年發明的一種反射式光學系統。它由兩塊反射鏡組成，主鏡是凹面鏡。副鏡是凸面鏡，兩個鏡片對稱排列在光軸上。卡塞格林望遠鏡是拋物面主鏡，光線匯聚上來后被焦點位置的雙曲面副鏡180反射并穿過主鏡中心的孔洞，到達天文望遠鏡目鏡。這樣的話就跟折射望遠鏡類似，可以站在后面看了。折疊光學的設計等于增加了焦距，使鏡筒的長度可以縮短，更加緊湊。
牛頓式系統
牛頓式系統使用凹面主鏡進行反射，并在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45°角的反射鏡，使經過主鏡反射后的匯聚光經反射鏡以90°角反射出鏡筒后到達目鏡。
格里高利系統
格里高利系統將卡塞格林系統的副鏡由凸面鏡改為凹面鏡，使光線多次反射，格雷戈里望遠鏡的結構和性能與卡塞格林望遠鏡類似，但有實主焦點，可在此設置視場光闌或可切換的主焦點接收器。這一點對于只觀測太陽局部像的望遠鏡特別重要，因為可用一塊中間開有小孔的45度反射鏡（小孔尺寸與觀測有效視場一致），將大部分不需要的太陽光反射到鏡筒之外，以改善成像質量。因焦面附近的結構溫度很高，所造成的氣流和空氣折射率不均會嚴重影響像質，所以要加以冷卻。為此，45度反射鏡可用金屬制造，后面焊接一個圓柱形密封容器，加上進水管和出水管，用流動的冷水進行冷卻。
特點及應用
特點
牛頓式反射望遠鏡采用的是反射原理，利用凸面反射鏡反射光線，避免了折射丟失等問題，這是其最大的優勢。凸面反射鏡常用的有拱面、球面和拋物面等多種形式。拋物面反射鏡是性能最好的一種，其光學畸變比較小，對色散問題解決得也比較理想。反射式望遠鏡在光路上只有一個鏡片，因此在相同的物鏡口徑下，能以更大的光學焦距來放大物體，從而提高成像的清晰度。同時成像的清晰度受到金屬凹面反光鏡光學誤差的影響較小，適合高精度觀測。
應用
反射望遠鏡在天文觀測中的應用十分廣泛，磨好的反射鏡一般在表面鍍一層鋁膜，鋁膜在2000-9000埃波段范圍的反射率都大于80%，因此反射望遠鏡適合觀測光學波段，除光學波段外，反射望遠鏡還適于對近紅外和近紫外波段進行研究，還適合于進行恒星的測光與分光。
發展趨勢
隨著材料學和制作工藝的逐步發展，反射望遠鏡開始朝著大口徑化、輕量化、自動化和智能化的方向發展，法國當地時間12月25日13時15分（北京時間25日20時15分），美國航空航天局的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡在法屬圭亞那庫魯基地成功發射升空，這也屬于反射望遠鏡的一種。
參數
口徑
望遠鏡的口徑指：物鏡直徑，也就是望遠鏡的鏡片直徑。望遠鏡的型號一般會明確標示出望遠鏡的口徑與焦距，例如：102/1000 折射式望遠鏡，102表示望遠鏡的口徑（毫米），后組數字則是焦距為1000mm（毫米）。望遠鏡的口徑越大，能看到的極限星等就越大。
極限倍率
極限倍率影響望遠鏡能得到最大的有效放大倍率。
倍率
望遠鏡的倍率計算方法：物鏡焦距÷天文望遠鏡目鏡焦距，例如：102/1000型號的望遠鏡，主鏡焦距為1000mm（毫米），在采用10mm（毫米）焦距目鏡時，其倍率為1000÷10=100倍。
視場
指望遠鏡所能看到的天空范圍，視場代表著望遠鏡能夠觀察到的最大范圍，通常以角度來表示，視場越大， 觀測范圍越大。
參考資料 >
天文望遠鏡的起源.今日頭條.2024-01-26
探訪世界首臺中紅外波段太陽磁場望遠鏡建設現場.今日頭條.2024-01-26
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡成功發射.央視新聞.2024-02-16