折射式望远镜

　　1609年，意大利物理学家伽利略自制了世界上第一架观测天体用的折射式天文望远镜，其原理如图1所示。这架望远镜的物镜使用凸透镜，目镜使用凹透镜，观测者通过望远镜看到的物体是正像。

　　后来，德国天文学家开普勒对伽利略式望远镜做了一些改进，目镜也改用凸透镜，不仅提高了精度而且减小了误差，但观测者看到的物体是倒像。这对地面普通观景用的望远镜而言不太方便， 但天体一般都是一个圆面或者一个点，倒像并不会影响天文观测的效果。所以，后来开普勒式折射望远镜（其原理见图2）一直沿用到今天。现在一般学校做科普用的小望远镜大都是开普勒折射式的。

　　折射望远镜的优点：焦距长，焦平面比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但因为它的工作原理是透镜折射光线，所以也有以下缺点：
　　1） 可见光有不同颜色（红、橙、黄、绿、青、蓝、紫），通过透镜会在焦点上分散开来，产生色差，后来人们利用不同形状、不同材料的多块凸凹透镜，结合制作出了消色差透镜，但口径难以做大;
　　2） 透镜的质量要求很高，且需整块玻璃磨制而成，口径增大后，浇制毛坯、磨制成型、加工检验等工序都十分困难;
　　3） 折射式望远镜的光路相对较长，镜筒也需要很长，安装望远镜的圆顶室就需要很大，建筑的费用也随之上升。
　　世界上现存最大口径的折射望远镜，是1897年在美国叶凯士天文台建成的102厘米口径折射望远镜（见图3）。

　　由于折射式望遠镜的诸多限制，到叶凯士望远镜建成为止，折射望远镜的发展也达到了顶点，迄今为止，世界上再也没有建造更大的折射望远镜。

反射式望远镜

　　为了消除前人发明的折射望远镜的色差问题，牛顿开始尝试改变望远镜的结构。他不用透镜折射聚光，并在后端焦点观察物体的像，而改用凹面镜反射聚光，将光线从焦点转出，在侧面观察物体的像。这种结构的望远镜既解决了色差问题，也缩短了光路，虽然会产生一定的象差（畸变），但用反射镜代替折射镜却是一次巨大的成功。

　　1668年，牛顿最早尝试用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面（类球面）反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的平面反射镜，使照射到主镜的光线反射后会聚到平面镜，再由平面镜反射出镜筒，还在镜筒上装了一个目镜，从侧面进行观察。牛顿的望远镜虽然镜筒长度很短，但可以放大40倍，能够清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等（见图4、图5）。