折射望遠鏡和反射望遠鏡有什麼區別

對於天文愛好者來說，特別是剛接觸天文望遠鏡，關於折射望遠鏡和反射望遠鏡的區別搞不是很明白，也不知道如何選擇，各有什麼優缺點，本文將會詳細介紹折射望遠鏡和反射望遠鏡的區別和發展簡史。

折射望遠鏡和反射望遠鏡的區別

折射望遠鏡的特點是：鏡筒長，有色差，部署安裝容易，適合入門，重量一般不太重

反射望遠鏡的特點是：鏡筒短，有球差，部署調試、校正較麻煩，適合專業觀測，重量和體積一般都較大

所以，如果過去完全沒有用過望遠鏡，建議先入手摺射式望遠鏡，有基礎以後再考慮反射式的，一般來說反射式的望遠鏡都要有私家車才能方便運輸。反射望遠鏡的比較難的是校正球差，對於初學者來說是很困難的。

90EQ對於初學者來說足夠用了，我自己用的是80EQ，觀測一般的天體(月亮、木星、土星)已經足夠了。

天文觀測，最燒錢的不是器材，而是觀測地點，好的觀測地點都在郊區，怎麼帶著幾十斤的設備大半夜跑到觀測地點才是最困難也是最燒錢的。

反射望遠鏡原理圖：

折射望遠鏡原理圖：

折射望遠鏡

在科學研究中沒有比使用望遠鏡的工作更能吸引大眾興趣的了。我想讀者也一定很想明確地知道望遠鏡究竟是什麼，以及用望遠鏡又能看到些什麼。這種工具的最完整的形式，例如天文學家在天文台上用的，是非常複雜的。可是其中有幾個要點卻只需細心一點加以注意便可大致體會。明白了這些要點以後，再去參觀天文台，審視這些儀器時，便能比一個毫無所知的人得到更多的滿足和知識。

我們都知道，望遠鏡的重要用途是使我們能把遠處的東西看得近些;看一件若干千米以外的東西竟能彷彿是在幾米之內。造成這種結果的光學工具就是用的一些很大的磨得很好的透鏡——這種透鏡跟我們所用的眼鏡是一類的東西，只不過更大更精美罷了。收集從物體來的光至少有兩種方法：一是讓光通過許多透鏡，二是用一凹面鏡把光反射出來。因此我們有多種望遠鏡：一種叫做折射望遠鏡，一種叫反射望遠鏡，還有一種叫折反射望遠鏡。我們先從折射望遠鏡講起。

望遠鏡中的透鏡

一架折射望遠鏡中的透鏡由兩個系統組合而成：一個是「物鏡」，用來在望遠鏡的焦點上形成遠處物體的像;另一個是「目鏡」，用來在人眼看得最清晰的地方形成新的像。

物鏡才是望遠鏡中真正困難而且精巧的一部分。製造這一部分比其他所有部分加在一起都需要更多精巧的工藝。其中需要怎樣大的天賦才能，我們只需舉出一件事實來：100多年以前，任何地方的天文學家都相信，全世界只有一個人有能力製造巨大而精美的物鏡，這人名叫阿爾凡·克拉克(Alvan Clark)，不久我們就要提到他。

通常製成的物鏡由兩大透鏡構成。望遠鏡的能力便完全依賴於這些透鏡的直徑，這便叫做望遠鏡的「口徑」(aperture)。口徑的大小不等，可以從家用小望遠鏡的10厘米左右，一直到葉凱士天文台(Yerkes Observatory)大型折射望遠鏡的1.02米。

要保證在望遠鏡中遠處的物體有清楚的影像，最要緊的一件事便是物鏡一定要把從該物體上任何一點來的光都集中到一個焦點上來。如果這一點辦不到，不同處來的光也略微分散到不同的焦點上去，那麼，那物體看起來就會很模糊，就好像從一副不合光的眼鏡里去看東西一樣。可是，單片透鏡不管是用什麼玻璃製造的，是不能把所有的光集中於同一焦點的。讀者當然知道平常的光，不論是從太陽或是從星上來的，都是無數不同的顏色的混合，只要將它通過三稜鏡便可分開來。這些顏色從紅色的一頭起一直排下去是橙、黃、綠、藍、靛、紫。一個單片透鏡會把不同顏色的光聚集到不同的焦點上去;紅的離物鏡最遠而紫的最近。這種光線的分開叫做「色散」(dispersion)。

300年前的天文學家都以為絕無辦法避免透鏡的色散作用。約在1750年，倫敦的多龍德(Dollond)發明了一個方法避免這種弊病，那就是利用兩種不同的玻璃，一種是冕牌玻璃，一種是火石玻璃。這種方法的原理是非常簡單的。冕牌玻璃的折光能力差不多跟火石玻璃一樣，可是色散能力卻差不多加大了一倍。於是多龍德用兩塊透鏡做成了一副物鏡，其中的一部分見圖10。前面是一片冕牌玻璃的凸鏡，這是普通的做法。與它連在一起的是一片火石玻璃的凹鏡。既然這兩個透鏡的曲度相反，便會使光向不同的方向射去。冕牌玻璃要把光集中於一點，火石玻璃的凹鏡卻要把光線分散。如果單用火石玻璃，我們便會看到光線通過它，不但不向一點集中，反要從一點向各方向漸漸散開。這片火石玻璃的聚焦能力製作得恰好比冕牌玻璃的聚焦能力的一半大一點。這一巧妙的設計已足可消去冕牌玻璃的色散了，卻還不能消去它的折光能力的一半以上。聯合的結果便是所有的光線通過，其中都差不多集中於一個焦點，但這焦點卻要比單用冕牌玻璃時遠了約一倍。

剛才說的「差不多集中於一個焦點」，是因為比較不幸：這兩層玻璃組合起來還不能把所有各種顏色的光線絕對集中於同一焦點上。望遠鏡口徑愈大，這種弊病癒嚴重。如果你從一架大折射望遠鏡中去看月亮或一顆亮星，一定會看到它們周圍有一圈藍色或紫色的暈痕。這兩重透鏡不能把藍色或紫色光線也集中到和其他顏色相同的焦點去，由此而產生了被稱為「二級光譜」的像差。這是由一般光學玻璃的性質決定的，科學家們也沒辦法。目視用的折射望遠鏡所需的視場一般不大，二級光譜是它的主要像差，縮小相對口徑可以減少它的不利影響。

大型折射望遠鏡要求採用大塊的透光性能優良的光學玻璃，這給製造帶來困難。同時，大型折射望遠鏡在紫外和紅外波段的透光量比反射望遠鏡少，存在殘餘色差。另外，它的架構的支持力也不如反射望遠鏡那麼好，因此製造這種望遠鏡的花費要更大。這些都限制了它向更大的口徑發展。當今世界上最大的折射望遠鏡的口徑只有1.02米。

由於物鏡的這種聚光於焦點的作用，遠處物體的像便在焦平面上形成了。焦平面是通過焦點與望遠鏡的主軸或視線成直角的平面。

望遠鏡中所成的像是怎樣的情形，你可以在照相師準備照相時去瞧一瞧他的照相機中的毛玻璃。你在那兒可以見到一副面孔或一張遠景畫在毛玻璃上。從各方面來說，照相機就是一架小望遠鏡，而毛玻璃，或者放感光片的地方，便是焦平面。我們還可以反轉過來敘述這種情形，說望遠鏡是長焦距的大照相機，我們可以用它照天空的相片，正如同照相師用照相機照平常的相片一樣。

有時候，我們可以通過明白一件東西不是什麼而更充分地明白它是什麼。100多年前的著名的月亮大騙案中，有一點正好能這樣幫助我們。那個作家用這樣一個荒唐的故事欺騙了很多輕信的讀者：赫歇耳爵士(Sir John Herschel)用極大放大倍率的望遠鏡觀測月亮，竟然感覺沒有充分的光足以看出那影像來了。於是有人向他建議用人工光來照明那影像。結果非常驚人——連月亮上的動物都在望遠鏡中看出來了。如果大多數的人——甚至連聰明絕頂的也算上——並沒有被騙的話，我也就用不著說下面的話了：望遠鏡所成的像在本質上是外來的光線幫助不了的。原因在於它並非一幅真像(實像)，而是由於遠處物體的任何一點上的光線都相交在影像上相當的點上，再從該點散開，正像有一幅物體的圖畫在焦平面上一樣而已。事實上圖畫這詞也許比影像這詞要略好一點來表示物體的顯現情形，但這幅圖畫卻只是由光聚焦而畫成的，其間毫無他物——對於這樣的像，我們稱為虛像。

假若物體的影像(或說圖畫)恰好形成在我們眼前，那麼大家也許要問：為什麼看它還需要目鏡?為什麼觀測者不能站在圖畫後面，向物鏡望去，望見影像懸在空中?他實在可以這樣做，只要他把一片毛玻璃放在焦平面上，像照相師對待照相機一樣。他可以這麼樣去看影像顯在毛玻璃上。他再向物鏡望去，也就用不著目鏡便可以看見物體了。可是在任何點上都只看得見一小部分，因此直接看物鏡的好處也實在很少。要好好看還是得用目鏡。目鏡不過是一個小眼鏡，從根本上說與鐘錶匠使用的眼鏡是同類的。目鏡的焦距愈短，觀察愈精確。

常有人問：著名望遠鏡的放大倍率有多麼大?答案是：望遠鏡的放大率不僅依賴物鏡，也還要看目鏡的。目鏡的焦距愈短，放大率愈大。天文望遠鏡都有許多不同的目鏡的，依觀測者的需要而用。

在幾何光學原理允許的範圍之內，我們可以在任何望遠鏡(不論大小)上得到任何放大率。用一個平常的顯微鏡來看影像，我們可以使一個10厘米小望遠鏡擁有與赫歇耳的大反射望遠鏡同等的放大率。可是要使任何望遠鏡的倍率超過一定程度是有許多實際困難的：首先是物體表面發出的光很弱。假設我們用一個8厘米望遠鏡望土星，使它有數百倍的放大率，土星便顯得暗淡不清楚了。但這還不是使小望遠鏡有高放大率的唯一困難。按照光學的一般定律，是不允許我們把每2.5厘米口徑的放大率提高到50倍以上，或者說最多也不能超過100倍的。這就是說，用一架2.5厘米口徑的望遠鏡我們不能得到150倍以上放大率，更不用說超過300倍了。

可是還有一類困難特別使天文學家覺得不好辦的：這就是由地球大氣而產生的模糊，就是平常所說的看不清楚。

我們看天體是要透過一層厚厚的大氣的。大氣如果壓縮到和我們周圍的空氣一樣密，就會有10千米左右的厚度。我們知道，看一件10千米外的東西，會看到它的輪廓是模糊的。主要的原因就是光線所必須透過的大氣永不停息地攪動，引起不規則的折射，使物體顯得波狀顫抖著。這樣產生的輪廓柔化與模糊在望遠鏡中還要加上許多倍。結果，我們加大了放大率，同時也依同等比例加大了影像中的模糊。這種模糊程度的深淺大半隻依賴於空氣的情形如何。天文學家考慮到這個問題，於是為大望遠鏡尋找空氣寧靜的地方，以便觀測的天體輪廓盡量清晰。

我們常見到一些計算說用高倍率大望遠鏡可以把月亮搬得多麼逼近。譬如說，用一架1000倍放大率的，我們看它似乎在400千米以外;用一架約5000倍的，就似乎只在80千米之外了。這種計算倒是不錯的，但如果單從月亮上的任何東西的目視大小來說，望遠鏡的缺點以及大氣擾動而帶來影響，足以把這一切變得模糊不清。這兩層毛病的結果使上述的計算不能切合實際。我很懷疑任何天文學家使用現有的任何望遠鏡來觀測月亮或行星一類的東西時，把放大率加到千倍以上還能得到多大的好處，除非遇上了一個大氣異常平靜的機會。

望遠鏡的裝置

那些根本未見過望遠鏡的人大概會以為使用望遠鏡觀測天體是極其簡單的事情，只需把望遠鏡對著某一天體，然後觀測就是了。可是我們不妨試驗一下這種辦法，把望遠鏡指著一顆星，一件也許出乎我們意料的事立刻就會引起我們的注意。那顆星並沒有靜靜地守在望遠鏡的視野(或者說望遠鏡中的小圓形的天空)中等我們去觀測，卻很快地逃了出去。這是因為地球繞自己的軸旋轉，星辰便彷彿向相反的方向轉了。這種運動的速度與望遠鏡的放大率同比例地加大。若用高倍率的望遠鏡，我們還未來得及觀測時，星早已逃出我們觀測的範圍了。

現在我們必須記得我們從望遠鏡中所見的視野也是同樣因為望遠鏡的放大作用而被縮小了的，因此它實際的觀測範圍比看起來要小得多，縮小的倍率正等於望遠鏡的放大倍率。舉例說，如果用的是千倍的，那麼普通望遠鏡的視野便會是約2分的角度，這一小塊天空在肉眼看起來不過是一點罷了。這簡直就像我們從一座6米高的屋頂上一個直徑3.5厘米的小洞中去看星星一樣。如果我們想像一下從這樣的小洞中望星，便不難明白要找到一顆星並追隨它的運動是多麼難辦的事了。

解決這問題的方法就是適當地裝置望遠鏡，使它在互成直角的兩軸上旋轉。「裝置」的意思是指整套儀器，借它的幫助我們可以使望遠鏡指定一顆星，並追隨它的周日運動。我們不想一開始就講述這種儀器的詳細機理，以免分散讀者的注意力。我們先來一個大綱，說明轉動望遠鏡的兩軸間的關係。主要的一根軸叫做「極軸」(polar axis)，裝得恰好與地球的軸平行，因此正對著天極。因為地球每天從西向東旋轉，便有個裝置連著這根軸，使它以同等的速度從東向西旋轉。於是地球的旋轉似乎被望遠鏡的相當的逆旋轉抵消了。當望遠鏡指著一顆星而裝置開始運動時，這顆星找著了以後就不會逃出視野去了。

為了使望遠鏡可以自由隨意地指著天上任何一點，就必須有另一根與極軸成直角的軸。這便叫做「赤緯軸」(declination axis)。它上面有一鞘剛好安在極軸的前端，兩者合成一個T字形。使望遠鏡在這兩根軸上轉動，我們可以使它指著任何我們要看的方向。

值得一提的是，中國漢代著名科學家張衡發明的渾天儀早就採用了類似的結構。渾天儀為球體模型，由一個軸貫穿球心，軸和球有兩個支點，作為南極和北極。在球的外面套有兩個圓圈，一個叫地平圈，另一個叫子午圈，交叉環套。天球半露在地平圈上，半隱在地平圈下。天軸支架在子午圈的上邊。另外，在球體上還有黃道和天球赤道，互成24度交角。天球赤道和黃道上各刻有二十四節氣，並且從冬至點起，刻分成365.25度，每度分4格，太陽每天輻射在黃道上移動1度。

既然極軸是與地軸平行的，它對地平的傾斜度就正好等於當地的緯度。在北緯較南部，它便幾乎偏於水平而不垂直了;但在北方卻又是偏於垂直的。

很明顯，上述的裝置還不足以解決將一顆星移入視野(或照通常說法，找到一顆星)的問題。我們也許會摸索尋覓幾分鐘甚至幾小時而不能成功。但是不要緊，找出星的方法還有如下兩種：

每台天文望遠鏡都有另一小望遠鏡附在望遠鏡長筒的下端，這叫做「尋星鏡」(finder)。尋星鏡的放大率較低，因此視野較大。如果觀測者能看見那顆星，便可從鏡筒外找到目標再使尋星鏡對著它，使它進入尋星鏡的視野。在尋星鏡中找到該星後再把星移到視野的中央。按照這個步驟做完之後，星也就在主鏡的視野之中了。

但是天文學家所要觀測的星大都是肉眼完全看不見的，因此他必須再有方法使望遠鏡對著肉眼所不能看見的星。這就要憑藉分裝在兩軸上的劃分度數的圓圈了。其中之一上面刻著度數及分秒，這便表示望遠鏡所指的那一點的赤緯。另一個裝在極軸上，叫做時圈，分成24小時，每1小時又分成60分，以表示赤經。當天文學家要尋找一顆位置已知的星的時候，他只要先望一望恆星時鐘，從恆星時中減去該星的赤經，便得到它的當時的「時角」(hour angle)，或者說在子午圈偏東或偏西的距離。他再使赤緯圈對準該星的赤緯，這就是說，他轉動望遠鏡使圈上的度數正等於該星的赤緯度;於是他在極軸上轉動儀器，使時圈上也正好是該星的時角。然後開動導星器自動追蹤星星，再向望遠鏡中望去，他所要找的星星便赫然在目了。

如果讀者覺得這種辦法太複雜，他只要到天文台去參觀一下便可看出手續是多麼簡單了。那樣一來，他就可以在幾分鐘內明白什麼是恆星時、時角、赤緯以及這一類的其他名詞了。這些實際的知識是要比任何紙上的描寫更容易使人明白的。

望遠鏡的製造

現在我們來談談與望遠鏡製造有關的有趣的事，其中大半都是歷史事實.

我們已經說過，最大的困難、最需要天生的奇才的，便是製造物鏡那一方面。只要對於正確的形式有一點極細微的差錯——這毛病在物鏡中只有0.00003厘米薄的一部分上——便會把像毀壞了的。

製成鏡片(也就是說把鏡片磨得準確)的磨鏡師的本領還絕不是所需要的全部。將大玻璃盤造得足夠均勻與純凈也是同樣困難的實際問題。玻璃的均勻程度稍差一點，就既不能用又不好看了。

在19世紀開始時，要把火石玻璃加工得足夠均勻是個大困難。這種物質中含有大量的鉛，在熔化玻璃的時候會沉下鍋底，因此使下半面的折光能力比上半面大。結果，在當時，一架口徑十幾厘米的望遠鏡便要算是大望遠鏡了。就在當時，瑞士人奇南(Guinand)發明了一種方法製成大片的火石玻璃。也許他的成功只是由於在玻璃熔化時不停地加以有力的攪動而已。

要利用這些玻璃盤，還需一位有相當才能的磨鏡師來把它磨光，使它恰好合用。慕尼黑(Munich)的夫琅和費(Fraunhofer)便是這樣一個技師，他在1820年曾造過25厘米口徑的望遠鏡。他並不止於此，在1840年又造了兩架直徑38厘米口徑的望遠鏡。這些都是空前的產品，在當時曾被認為是奇蹟。其中之一為俄國普爾柯沃天文台所得;另一架為哈佛天文台(Harvard Observatory)所得，直到五六十年後還可使用。

夫琅和費死後，在一個不知名的地方出現了一位傑出的後繼者，麻省劍橋港(Cambridgeport，Mass)的肖像畫家克拉克。這個人幾乎未受初步的專門技術教育，又未受運用光學器具的訓練，卻成就了偉業，這也足可證明天賦才能的重要了。他好像對於這問題的本質有天生的完整概念，又加以超人的銳利眼力，遂得以解決了問題。那種不可抗拒的思想(這恰好是天才的標誌)驅使著他，從歐洲買來一些做小望遠鏡所必需的粗玻璃盤，造成了一副很令人滿意的10厘米口徑的望遠鏡。

當他的透鏡的卓越使他出名了以後，克拉克又開始製造一架空前巨大的折射望遠鏡。這便是在1860年左右完成的為密西西比大學而造的46厘米口徑的大望遠鏡。這架望遠鏡完工尚待試驗的時候，他的兒子喬治·克拉克(George B.Clark)曾用它在他的工廠中觀測天狼星的伴星(因為這顆伴星對天狼星有引力，人們早知其存在，卻還從未看見過它)。美國內戰爆發後，密西西比大學未能得到這架望遠鏡，遂被芝加哥人買去。它曾經是埃文斯通(Evanston)的迪爾波恩天文台(Dearborn Observatory)的主要工具。

上圖為入門級星特朗

大型折射望遠鏡

19世紀末，隨著工藝水平的提高，各國關於光學玻璃的製造大加改良，隨之出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。有不少的專家顯現他們的才能，製成精美巨大的透鏡。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡，其中7架是在1885年到1897年期間建成的。它們中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。

英國陸續製造出越來越大的玻璃片，製造者是奇南的女婿費爾。克拉克用這些玻璃片製成更大的望遠鏡：第一個是為華盛頓的海軍天文台造的66厘米口徑的望遠鏡，還有一個大小相當的為弗吉尼亞大學而造;以後便是為俄國普爾柯沃天文台造的76厘米口徑的望遠鏡;又為加利福尼亞的里克天文台(Lick Observatory)造了91厘米口徑的望遠鏡。

費爾死後，玻璃製造的職務又由曼陀伊斯(Mantois)來繼承，他所制的玻璃的純凈與均勻是此前無人能及的。他供給克拉克玻璃片，使克拉克得以為威斯康星(Wisconsin)的葉凱士天文台造成最大望遠鏡的物鏡。這架望遠鏡直徑有102厘米，現在仍是全世界最大的折射望遠鏡。

在機械方面也有了很大的改善。一個參觀現代天文台的人是既要驚異於觀測天象有那麼便利，同時也要佩服觀測的高明的。大望遠鏡安置得那麼平穩，竟可以很容易用手推動，其迅速的運動也同樣是由電機來控制的。當要移動望遠鏡到新的位置時，天文學家只需按一按電鈕，望遠鏡便移動到新的位置上去了。圓頂也轉過去使縫隙對著新的方向。觀測者所站的地板也可隨意起落，使觀測者得以貼近目鏡的新位置。而現代的光學望遠鏡則充分利用了電腦自動控制的便利，可以完全由電腦來自動控制，大大提高了大型望遠鏡的操作性和觀察性。

有許多用大型望遠鏡的研究都要把目鏡卸去，換上一套其他工具：有時是放一件裝置底片的東西以便天象攝影研究，有時是一座分光鏡以便分析天體的光，有時是一種特殊的裝置來記錄天體輻射的強度。望遠鏡的重要作用便是收集光，把光集中在一個焦點上，使人可以用上述或其他種種方法來研究。有的望遠鏡，例如威爾遜山天文台(Mount Wilson Observatory)的塔式望遠鏡是固定的。活動的鏡子將天體的光一直引到望遠鏡上，再由望遠鏡將光集中於下面焦點上以便於實驗室中的研究。

反射望遠鏡

我們已經知道，在折射望遠鏡中，物鏡是一具透鏡，或許多透鏡的組合，安置在鏡筒的上端。它將星光折射到接近鏡筒下端的焦點上去，在那兒形成一個影像，這影像可以用目鏡來看，可以攝影，也可以用其他方法研究。伽利略(Galileo)所用的最早的望遠鏡以及那個時代所用的望遠鏡都是折射望遠鏡。這種望遠鏡經過了消色方法改良後的形式仍有最普遍的用途。

在反射望遠鏡中，物鏡是一凹鏡，安置在鏡筒最下端。它將星光反射到接近鏡筒上端的焦點上去。現在發生了必須解決的困難：要看焦點上的像，觀測者必須從上面向鏡中望去。如果他俯在鏡筒上看，他便要看到他自己的影子在鏡中了。他的頭和肩都會遮去大部分射來的星光。因此必須想出方法來使焦點到筒外去，才能充分測得星的像。不同的方法結果造成不同形式的反射望遠鏡。現在應用的有主焦點系統、牛頓系統、卡塞格林系統、格雷果里系統、折軸系統等。本章介紹其中兩種：一是牛頓式(Newtonian)，一是卡塞格林式(Gassegrainian)。

牛頓式反射望遠鏡將一面小鏡斜放在鏡筒中接近筒頂的焦點之內。這面鏡的反光面正好和望遠鏡的主軸成45度角，從大鏡射來會聚的光柱再向旁邊反射到鏡筒邊上去。在那兒可以用平常的目鏡來看，或者攝影。

因此，用牛頓式反射望遠鏡的觀測口便在鏡筒上端左邊附近。觀測者用目鏡看去的方向正與他所觀測的星星成直角。大型反射望遠鏡的觀測台連在旋轉圓頂上，正對著縫隙，很容易起落，使觀測者能在適當的位置上去看望遠鏡所指向的任何方向。

卡塞格林式則有一較小的略顯凸型的反射鏡片放在主鏡與其焦點之間。小鏡把會聚的光柱再反射回去射向大鏡，從大鏡中央一小開口處通過，在鏡後形成焦點，就在這兒安放目鏡。用這種望遠鏡的觀測者朝向他所觀測的物體望去，正如同用折射望遠鏡一樣。有許多反射望遠鏡是既可用成牛頓式，又可用成卡塞格林式的。

反射望遠鏡有許多優點，例如沒有色差、觀測波段寬、比折射望遠鏡更易製造等。但它也存在固有的不足：如口徑越大視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。現代的大口徑光學望遠鏡大都是反射式的。

牛反和卡反：

反射鏡在300多年前才廣為採用，雖然其中的不同形式的原理已在更早50年就由牛頓(Newton)、卡塞格林(Gassegirain)及其他人說明過了。威廉·赫歇耳爵士(Sir William Herschel)製造了不少的反射望遠鏡，還用了幾架來考察天象。100多年前，愛爾蘭業餘天文學家羅斯爵士(Lord Rosse)有一架直徑1.8米的大反射望遠鏡，在當時已是巨無霸了。這架大望遠鏡為人們所知，尤其是因為它第一次看到了有些遙遠天體的旋渦結構，那些天體後來就叫做旋渦星雲。

早期反射望遠鏡的鏡子是用金屬盤(speculum meta)做成的。當鏡面暗了的時候還須再磨光。赫歇耳、羅斯等人的大望遠鏡的機械部分相比現代的來說是非常粗糙的。它們並不能忠實地追隨天體的西移運動，這對於攝影是十分關鍵的，或者說，其實在幾乎所有現代天文觀測中都是很重要的。

約在200年前金屬才被玻璃代替。將圓玻璃的一面磨成所需要的形狀是鏡片的基礎——它的曲面上則需鍍一層極薄的銀膜或鋁膜。它對紅外區和紫外區都有較好的反射率，適於在較寬的波段範圍研究天體的光譜和光度。鍍銀(鋁)面暗淡不明時，可以很容易換上新的。實用的反射望遠鏡，為了避免像差，視場一般比較小，為了擴大視場，常常增加像場改正透鏡。對於反射鏡的材料，只要求它的膨脹係數較小、應力較小和便於磨製。

1918年底，海爾主持建造的口徑254厘米的胡克望遠鏡投入使用。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置。而且，哈勃就是通過用這台望遠鏡觀察並提出了宇宙膨脹理論。

20世紀30年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射望遠鏡的熱情。1948年美國帕洛馬山天文台建造了口徑508厘米望遠鏡，命名為海爾望遠鏡，以此紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾。這架望遠鏡從設計到完工經歷了20多年，儘管比胡克望遠鏡分辨能力更強，但它並沒有使我們對宇宙有更新的認識。正如阿西摩夫所說：「海爾望遠鏡就像半個世紀以前的葉凱士望遠鏡一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了。」1976年蘇聯在高加索建成了一架600厘米的望遠鏡，但它也沒發揮多大作用，更加印證了阿西摩夫所說的話。折射望遠鏡和反射望遠鏡有什麼區別完結。

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