折反射望远镜是什么样的？

折反射望远镜中的球面反射镜用来成像，而折射镜则能用来校正像差，同时，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。用的比较广泛的有施密特望远镜。它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它的一个面是平面而另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。

还有一种马克苏托夫望远镜，在球面反射镜前面加一个弯月形透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。折反射望远镜的特点是相对口径很大，甚至能大于1，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体，折反射望远镜的反射镜有副镜的保护，不易被灰尘等污染物侵袭。

世界上第一台折反射式望远镜的出现于1814年。

1931年，德国光学家施密特用一块类似于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，对暗弱星云的拍照效果非常突出。如今施密特望远镜是天文观测的重要工具。

1940年马克苏托夫又制作出了一种新型的折发射望远镜。马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，使它的两个表面变成两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，清晰度和亮度比较小，但放大的倍数比较大，同时对玻璃的要求也高一些。

折发射式望远镜分别吸收了折射和反射望远镜的优点，因此很适合业余天文观测，也是广大天文爱好者最佳的选择。

瞄准标记是红点还是圈圈,顾客根据个人爱好让厂家定做就是了可以做成任何形状的,只要窗口容得下,跟红点镜还是全息镜没有直接关系

两者的区别主要在于成像原理

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红点镜是用大曲率半径的曲面反射镜投影红点光斑,形成准直光路

全息镜是用激光全息技术在屏幕上显示光斑,据说还是3D的不过在使用上,两种镜子的功能几乎是重叠的

红点镜比较有名的是Aimpoint,确实有2X的型号;另外还有一种3X的"放大镜",安装在红点镜的后面,这样红点镜就有了3X的放大倍率

http://wwwaimpointcom/products

全息镜主要是EOTech下面是官网

全息原理http://wwweotech-inccom/howtophp

这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。

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反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷戈里系统等。现代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项目。下面分别介绍常用的几种系统。

牛顿系统：

牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统（见图）。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下，主镜可制作为球面。它的结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。但由于需要频繁校正光轴及保养镜面，在科普活动中引用较少，多用于深空天体摄影。

牛顿式反射望远镜

优点：

由于反射镜的造价要比透镜低的多，因此对于大口径的望远镜来说，经常做成反射式的，而不是笨重的折射式。

便携式设计的反射望远镜，虽然镜筒只有500mm，但焦距却可以达到1000mm。

牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8，非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。

有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。

如果要进行拍照，使用牛顿式望远镜时非常好的。但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。

牛顿式结构可以很好的会聚光线，在焦点处得到一个非常明亮的像。

缺点：

开放的镜筒式的空气可以流通，这样不仅会影响到成像的稳定度，而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上，长此以往会破坏物镜表面的镀膜，使其反射力下降。

由于这种结构的物镜比较容易破裂，所以使用的时候需要倍加小心。

对于偏轴的光线，牛顿式望远镜会产生彗差。

这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。

通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大，因此价格也比较昂贵。

由于加了一个二级平面反射镜，所以会损失一些光线。

格雷戈里系统：

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置

格雷戈里系统

格雷戈里系统

于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。

卡塞格林和R-C系统：

1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。

卡塞格林系统

卡塞格林系统

卡塞格林式望远镜的主镜和副镜有经典卡塞格林系统和R-C系统；前者的主镜为抛物面，副镜为双曲面，而后者的主镜为双曲面，副镜也是双曲面。此二类系统在大型望远镜制作中经常使用。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；因此得到了非常广泛的应用；但由于其主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂；再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。

在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生不同的相对孔径、视场角及焦距。如内史密斯天文望远镜。它是卡塞格林天文望远镜的一种变种；系统在望远镜筒内，主镜和目镜之间设有一面反射镜（如牛顿系统）。它既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可应用牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。

内史密斯系统

内史密斯系统

南京天文仪器研制中心的KP400K采用卡塞格林系统。

反射式天文望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。