卡塞格林望远镜

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：①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F2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′。②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。③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。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1ḷ3。④副镜是球面的，为了消除球差，主镜近似于旋转椭球面。这种系统的优点是容易制造，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。

在卡塞格林望远镜焦点处可以安置较大的终端设备，并不挡光，且观测操作也较方便。对于一个兼具有主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的望远镜，卡塞格林望远镜的相对口径是中等的，它适用于作中等光力、较大比例尺的照相和其他工作，一般在这里进行的主要工作有较大光谱仪的分光观测、直接照相和像增强器照相、光电测光和红外观测等。