二.天文望远镜综述：
天文望远镜的内部结构实际上没有你想象的那么复杂。说白了，天文望远镜只是一个收集光线的仪器。
天文望远镜的结构，跟我们的显微镜是一样的，基本上就是由物镜和目镜组成。
下面我们以最普遍的折射式天文望远镜为例，说一下天文望远镜的结构。

在维基百科上找到了一张比较清晰的示意图
红色的1，这个部分就是物镜，收集光线用的
红色的2，这个部分是望远镜的目镜，用眼睛往里瞅的。
英文写的意思，是开普勒式望远镜的结构。
实际上，现在我们早已经不作此称呼了。这是因为现代爱好者手中的望远镜，目镜都是可以拆卸的，开普勒望远镜跟伽利略望远镜的区别就在于目镜。
天文望远镜看到的像是5.是一个倒立缩小的实像。我们之所以认为望远镜把物体拉近了，那是因为这个实像离我们的眼睛很近，所以视角很大，如图中虚线所示。这样看起来就像放大了一样。
但是，光学理论告诉我们，没有一种变换能够把物还原为跟物完全相似的像。因为光学系统不可避免地会有各种各样的像差。
何谓像差？像差(Aberation)，就是成像的误差。我们的望远镜都有一定的成像误差。像差控制的水准，是衡量一架天文望远镜光学质量最重要的因素。我们平时所说的“成像模糊”，其实就是像差太大被人眼察觉了。
下面，我们介绍几种简单的像差。
1 球面像差。
如果天文望远镜中使用了球面镜片，那就不可避免地会有球面像差，也称对称像差。
为什么使用球面镜就会有球差？在这里简单地说两句：想让单色平行光折射后在中心汇聚到一个点，镜片必须做成双曲面，而要想让成像在中心和非中心都汇聚成一个点，那么我们需要笛卡尔六次曲面的镜片。这些曲面极难加工，成本非常高昂，所以我们经常用曲率比较小的球面来替代。球面与球面的组合，按照光学设计的理论，是可以消除一些球面像差的，但我们知道，要想拟合出一个完美的抛物面或者双曲面，理论上需要无数个曲率不等的球面进行组合（有点像泰勒展开或者傅里叶展开）。所以使用有限个球面镜片的望远镜，是不可能完全消除球差的。

有球面像差的望远镜的成像是什么样子的？
请看下图。

解释一下这张图；
横着看，分别表示望远镜焦点以 离焦--合焦--离焦的变化。三行图片，表示三种望远镜的成像：有球差，无球差，球差修正过度。
有球差的望远镜，如果观察焦内的星点，你会发现边缘是亮的。剩下的以此类推。
2色差：

色差就比较好解释了。
天文望远镜的成像方式有透射和反射。而透射式成像会有色差。这是因为同样介质对于不同频率的光，折射率是不同的，所以光的弯曲也是不一样的。失之毫厘谬以千里，最终在成像上就造成了色散。
色差也分种类。像图示的这种色差，叫做轴向色差。除此之外，还有非对称色差，在大光圈镜头上比较常见。

如图高反差边缘的这些紫边，就是色差的表现

3彗差
彗差，顾名思义，彗星形状的成像误差。
这种像差仅限于于轴外成像。
给个比较明显的示意图：

彗差的特点是轴外星点呈发射状，且焦比越短【就是光圈越大】的时候，彗差就越明显。
当你拿着200 f/4的牛反去观测星空的时候，你会发现无数彗星向你飞来，这时候可千万别以为你是张大庆。
实际上彗差的成因，源于镜片的球面不对称性。这一点，我们在牛顿-反射式望远镜的介绍中要提到
4其他像差
场曲：任何光学系统的成像面，不可能是个平面，都是一个弧面。这个弧面的曲率，就成为衡量像场玩去的标准。一般的感光元件，例如CCD，以目前的工艺不可能做成曲面，所以我们要尽可能地修正像场的弯曲。像场弯曲的典型表现不是成像的畸变，而是无法以整个像场对焦：假如中心合焦，周围的星点就是弥散的，假如周围的星点合焦，中心就虚了。
象散：
象散我想用一个示意图来解释：

这种成像误差，有自己的特殊性。
请注意蓝色标记的光线，通过透镜的一个轴，汇聚为焦点s1，红色标记的光线通过透镜垂直的另外一个轴，汇聚于焦点t1。一个透镜竟然出现了多个焦点。如果焦平面在t1、s1之间移动的时候，你会发现星点始终是一个小小的圆面，而看不到锐利的成像。这就是象散。
而实际上，横轴的焦点位于t1，纵轴的焦点位于s1，跟这两个轴成一定角度的轴的焦点，就位于s1和t1之间。使得看上去哪里都不像是焦点。
我们人眼的散光，也是同样的道理，是由于晶状体的横向不对称性造成的
·好了下面开始正式讲解天文望远镜的知识：
天文望远镜，根据光学成像的原理不同，可以分为【折射式】【反射式】【折射反射式】
这三中系统各有优缺点。所以在选择天文望远镜的时候，千万不要问的一个问题就是：折射好，反射好，还是折反射好呢？
我会告诉你：贵的好。
先解释几个天文望远镜中常用的术语：
1 焦距：这个大家应该都明白，就是主镜焦点到主镜的距离。
2 口径：这个大家也应该明白，望远镜的主镜有多粗，口径就有多大。口径是一个很重要的参数，同等精度的望远镜，口径越大分辨率越高。
3 精度：这个参数，厂家一般是不会公布的，除非是顶级望远镜。精度没有统一的标准，但精度却是衡量一架望远镜【最最最最最最最最最最最最最】重要的标准。
4 焦比: 其实就是光圈的意思，主镜的焦距除以口径的值，表征【主焦点】成像亮度的量
5 倍率：倍率跟精度恰恰相反，是一架望远镜最最最最最最次要的参数。爱好者们很少大谈特谈倍率。放大倍率=物镜焦距/目镜焦距
6 视场 ：简单地说，视场就是你透过目镜能够看到的范围。有的目镜能看到的范围非常窄，有的则特别宽，像透过太空舱的窗户往外看一样。一般来讲视场大小是衡量目镜成像的一个标准。

卡塞格林式望远镜:
卡塞格林望远镜采用了与牛顿式望远镜完全不同的设计思路：副镜水平摆放，而焦点在镜筒后面。
请注意，卡塞格林望远镜的镜筒，仍然是开放式的。气流可以流动。由于这种光线往返的独特设计，卡塞格林望远镜的镜筒可以设计得很短但焦距可以很长。至于如何确定一个光学系统的焦距，只需将成像光锥的反向延长线与入射平行光线相交就可以了。
我们可以发现，副镜做得越小，这种卡塞格林望远镜的焦距就会越长，焦比也会越长（实际上这对于牛顿镜同样成立）。

跟牛顿镜不一样的是，卡塞格林望远镜根据主镜副镜不同的面型，可以分为下列几种
1、Classical Cassegrain 抛物面 双曲面
　　2、Ritchey-Chretien 双曲面双曲面
　　3、Dall-Kirkham 椭圆面 球面
　　4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜 球面 球面
　　5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器面型任意
　　6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面球面
　　7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜 球面 球面
　　8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜球面 球面
　　9、Pressmann-Camichel 球面椭圆面
　　10、Schiefspiegler 斜反射离轴
这些都属于卡塞格林望远镜，但不都属于反射望远镜。经典卡塞格林和李奇-克莱琴望远镜属于【反射系统】，而施密特-卡塞格林和马克斯托夫卡塞格林望远镜，则属于折反射系统。
卡塞格林望远镜的类型比较乱，我们在反射镜里面主要介绍下面两种：
1 经典卡塞格林
这种结构的天文望远镜，是由抛物面的主镜和双曲面的副镜组成的。按照圆锥曲线的几何光学规律，如果抛物面的焦点跟跟双曲面的第一焦点重合的话，在第二焦点上就可以无像差成像.

箭头代表光路。由于成像光锥比较窄，这种结构的望远镜可以把焦距做得很长（对不起我把副镜画得太大了）。
2 李奇克莱琴式望远镜。
跟经典卡塞格林一样，李奇克莱琴即R-C望远镜也没有经过任何折射原件。所不同的是，RC的主镜和副镜都采用双曲面。
关于反射式望远镜，有一个规律：焦比越短，遮挡越大，成像越肉。
r-c的遮挡是所有反射望远镜里面最大的。但是，R-C具有无敌的像场和严格等于0的色差，这一点使得R-C成为许多天文台的首选。天文台要进行光谱分析，所以望远镜必定不能有色差。APO虽然对三种光消色差，但在不可见光波段色差却非常明显（这是APO设计的规律）。对于普通爱好者来讲，不可见光波段一般用不上，但对于天文台来说，红外波段却非常重要。这就是天文台从来不选择折射系统的原因。
关于各种卡塞格林望远镜的像差，威信的广告中有一张表，可以看看几种卡塞格林镜的像差类型。

圈圈表示无，横线表示有。
可以看到，成像最优的，是威信的VISAC,他们又叫做修正版卡塞格林。
VC200L真的这么无敌吗？错了。VC200L的镜面不是磨制出来的，而是在一个球面上控制不同位置镀膜的厚度制造出来的高精度6次曲面。这是VC200L的软肋。这种修正卡塞格林系统，用了5-6年要镀膜时就要返厂重新镀膜。
如果想购买卡塞格林望远镜，还是考虑一下下面的常规施卡/马卡比较好。经典卡塞格林望远镜现在市面上比较少。

折反射望远镜:
请注意，我们所讲天文望远镜的顺序，一般是按照科技史发展的顺序进行的。
伽利略首先研制了折射望远镜,
人们发现折射望远镜有色差,
牛顿研制了反射望远镜,
嫌牛反焦距长了需要梯子才能观测,
卡塞格林望远镜诞生,
........
那么，折反射望远镜又是怎么诞生的？
这要从望远镜的磨制开始说起。当年牛顿就是被抛物面的磨制难倒了----抛物面主镜的磨制是一个不太容易的工程，而球面的磨制就非常容易。这里需要科普一个小知识：同等精度下，球面镜最好磨制，抛物面镜其次，最难磨制的是平面镜。
牛顿的想法是绞尽脑汁磨制一个精度比较理想的抛物面（能完美成像的条件是波前误差<1/4波长），而施密特则另辟蹊径，试图通过一块折射原件来消除球差。这样做出来的望远镜同等造价下精度会比牛顿镜更高。
于是，SCT诞生了。中文名叫施密特-卡塞格林望远镜，Schmidt cassegrain telescope

这种望远镜前面用一块施密特修正版来修正求面镜的球差，副镜用双曲面以达到延焦的目的。焦距相同时，这种望远镜就比牛顿镜短很多。有人会问“短有什么好处”？
实际上，短的好处非常多。除了小施卡的便携外，大型的施卡由于镜筒比较短，机械变形也比牛顿镜和折射镜轻微。这在摄影中是非常重要的。1000mm焦距以上的摄影，你会看到镜筒重力变形对拍摄效果有毁灭性的影响。
现在市面上卖的施卡，主要有这两家：celestron星特朗和 meade米德。据说这两家施卡的竞争激烈程度，不亚于佳能跟尼康的较劲。
星特朗的施卡我摸过C8HD C14HD这两只。星特朗用HD来标记带有ED彗差改正镜的高精版施卡。
如果购买星特朗的施卡，我建议非HD版不买。原因很简单，HD版是个全能的镜子，长长的焦距可以对付行星，而拆掉副镜加装f/2系统了以后，变成工作在卡塞给林焦点的施密特照相机，可以拍视面积很大的星云。并且由于极其变态的f/2光圈，提高了摄影速度，基本可以告别导星了。
常规镜种最后一篇：马卡
马卡，简称马克斯托夫-卡塞格林式天文望远镜，英文缩写MCT.
是由前苏联砖家马克斯托夫设计完成的。
马卡是一种像质极其优良的折反射望远镜。

折反射系统既有折射又有反射，设计的基本思想是：以折射原件修正像差，以反射原件摆平像场。
马卡的典型设计有两种：三片式和两片式
三片式马卡，由Primary Mirror ，Corrector Plate，Secondary Mirror组成。
而两片式马卡，由Primary Mirror ，Corrector Plate，Secondary Spot组成
看出来差别了吗？
两片式的马卡，是在弯月形修正镜的中间镀了一层高反射铝膜，修正镜是球面的，铝膜也是球面的。
三片式马卡则是直接在修正镜的中心加了一个副镜，这个副镜也是球面的。
图中的这个家伙，是个两片式马卡。
三片式和两片式很难说哪个成像更加优异，但理论上三片式马卡的场曲更小。
为什么马卡全部使用球面镜？前面说过了，是凡使用非球面镜的，周边彗差（coma）都不好控制。而使用球面镜可以避免彗差的问题。多组不同曲率的球面镜（包括透镜和反射镜），可以有效地降低一级球差二级球差，三级球差就不去管它了----因为他已经小于艾里斑（Airy Disc）了
马卡的焦比一般非常长，在有限的体积内，焦比可以达到f/15甚至更高。折反射镜，焦比越高副镜就越小，副镜小就意味着可以获得很锐利的画质。所以马卡式望远镜常常用来作为长焦的目视观测镜。例如VMC200L等型号。
(马卡镜的选购：如果你真的想买马卡镜，信达有两片式马卡，博冠有三片式马卡。其他品牌的我不熟悉，周围没人用我就不敢瞎说。150/1800这种规格的马卡镜，属于比较常规的类型，长长的焦距非常适合打行星和目视观测星系。（别以为深空观测就要短焦，马卡镜看星系秒杀APO）)
(补充一点：副镜和锐利度的关系不是唯一的，同等精度下，副镜越小锐度越高。)
天文望远镜的成像特征：
在成像特征里，我主要想给大家介绍一个“分辨率”的概念。没有入门的新手，常常会问这架望远镜能看多远。
我喜欢这样回答他们“想看多远看多远”。
作为一个细致的阐述，我想先说明一个事实：你的肉眼，能看见几百万光年外的仙女座大星系，却永远看不到200米外的一个硬币上的图案。仙女座大星系虽然距离我们很远，但它的直径大得惊人，而硬币虽然离我们很近，直径却很小。
聪明的你，告诉我，在这些观测里，哪个量决定了你能看清多少【细节】？
答案是：视角。
以你的眼睛骨碌一转能够看到的角度为180度，把180度细分，这就得到了视角的概念。望远镜能够放大远处的物体，实际上是因为你在望远镜里看到的物体，视角变大了，细节才觉得更多。通常来讲，月球与太阳的视角（也称视直径）在30分左右，仙女座大星云的视角3度左右，猎户座M42是1度，礁湖星云1度30分。
通过望远镜，你到底能看清多少细节？这取决于望远镜的分辨率。分辨率是衡量一个望远镜最重要的指标之一。
波动光学告诉我们，任何望远镜的成像，即使没有任何像差，在理论上都不可能把平行光汇聚成一个几何上的点。这是因为望远镜的口径限制了高频部分的进入（这属于傅里叶光学的内容，不理解可以不用记，此高频非彼高频）。
一架望远镜会把平行光汇聚成什么样子呢？
是这个样子滴

中心是一个圆盘，外面是一圈一圈的衍射环。我们把这个东西，称为艾里斑
换一个角度看，看一下光强的分布

我们把中间汇聚了85%的能量的部分，叫做艾里斑的主峰。这个主峰的角宽度的一半，就是这个望远镜的分辨率（想问为啥的，自行搜索【瑞利判据】）。
艾里斑的存在，限制了望远镜能看到的最小角宽度，这就是所谓的分辨率。
给一个表达式：分辨率的计算，大家以后可以很方便地计算自己的望远镜能够看得多清晰

λ表示入射光的波长，D表示口径。请记住，这个分辨率仅对于【高精度牛反】【APO】【马卡施卡】有效。其他的如球面牛反，短焦普消等等等等，分辨率都要远低于这个值。

望远镜的成像特征----反差和斯太尔率
关于反差，我想给大家一个直观的感受和一个严格的定义。
反差是一个没有量纲的量，表示一片成像区域内，最亮的部分跟最暗的部分亮度差异的大小
如果以 I来表示照射到像面上的光强
反差γ=(I_max-I_min)/(I_max+I_min)
这实际上是光学中衬比度的概念。
望远镜的中心遮挡，会降低反差，望远镜的球差和彗差也会降低反差。但注意，中心遮挡是不会破坏细节的，而球差彗差色差这三种像差，会严重地破坏细节。
具体的公式，非常复杂，如果没有学过波动光学的话，根本看不懂，这在里我不进行讲解。
但我们记住一个公式；

这个公式看起来比较复杂，听我慢慢解释
R代表光学系统的有效半径（口径的一半）
A代表入射星光的光强
λ是入射光的波长
f为光学系统的焦距
J[1，α]这个是贝塞尔函数族里面的函数
ε代表光学系统的遮挡比，是直径遮挡比
theta代表的是参考点P到中心的角距
α和β是两个宗量

β=ε*α
好了，听我说了这么一堆，你也不知道是怎么回事。简单地说，遮挡这个变量，影响了艾里斑周围光强的分布。
如果没有遮挡，一对双星在望远镜中应该是这样的：

如果有20%的遮挡，相当于一个长焦的高精牛反，那么星点会是这样的

如果是一个完美的施密特-卡塞格林系统，有35%的遮挡，那么星点是这样的

你会发现，随着遮挡比例的增加，周围的衍射环会变亮，而中间的区域分配的能量会比理想艾里斑的85%更低。
周围更大的衍射环，会使得这两个星点附近比较暗的星点变得难以辨认（但不是不能辨认）
而衍射环交织在一起，就形成了今天我们所说的【xx望远镜成像比较肉】
一个光学系统的艾里斑，理论上应该占有整个入射光强85%的能量，可是实际的光学系统达不到，会比85%低一些。我们定义（中心极大所占有的能量值）/（理论上艾里斑中心极大占有的能量值）=斯太尔率
斯太尔率是表示系统的反差的量。在这里说“锐度”不是很科学，因为锐度没有严格的定义，而反差有。
反差越大的望远镜，斯太尔率越接近100%。现在的APO主镜，在可见光范围内的斯太尔率通常为90%左右，而单色光的斯太尔率可以达到96%。
单色斯太尔率在80%以下的折射镜，基本上可以认为是不合格产品。
下面讲讲大家最关心的话题：
三 怎样选购天文望远镜？
上面我们讲了那么多的器材知识，目的就是让大家更方便地选择适合自己的器材。
其实选择镜子，总是离不开预算。预算比较少的，比如1000以下的这种，我可以很负责任地说，所有1000以下的器材观星效果都差不多。1000以下的网远近，多是给那些想入门但不知道自己能走多远的爱好者观测的。
打个比方，我想学钢琴。但我不知道这个兴趣能走多远。所以先买一台二手电钢琴学着试试，如果真的有兴趣就换台钢琴。（毕竟钢琴现在依然很贵）
好了，言归正传。折射、反射、折反射这三种类型的镜子，哪种比较好呢？

可以看出投入了不少精力