折反射望远镜（Catadioptric telescope），也称双射望远镜，是一种物镜由反射和透射元件相组合的光学望远镜。折反射望远镜在球面反射镜的基础之上，增加用于校正像差的折射元件，具有视场大，焦比大，像质比较好的特点。

1608年，荷兰人利伯希（Lippershey）发明第一架望远镜，意大利学者伽利略·伽利莱（Galileo）在1609年制作出4架望远镜，并用它观察天空。1668年牛顿（艾萨克·牛顿）制成了第一架反射望远镜。随着技术的发展，1931年德国人施密特（Bernhard Schmidt）在球面反射镜前置一非球面薄透镜，发明望远镜光学系统，称之为施密特望远镜。此后出现以施密特的施密特摄星仪为基础，以施密特修正板来改正球面像差的施密特-卡塞格林式望远镜。苏联学者马克苏托夫（Maksutov）用一个弯月形状透镜作为改正透镜，创造新的一类折反射望远镜。2008年，由小行星3789国家天文台制造的LAMOST望远镜望远镜落成，该望远镜是世界上最大的中星仪式主动反射施密特望远镜。该望远镜打破用投射镜作改正镜的传统，改用反射镜作定天镜兼改正镜，利用主动光学对镜面的形状进行主动控制和变化。

折反射望远镜是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统，它的物镜既包含透镜又包含反射镜，观察物体的光线要同时受到折射和反射。折反射望远镜主要是由镜筒、镜片、遮光罩、底座等组成，可分为施密特望远镜、施密特-卡塞格林式望远镜、马克苏托夫-卡塞格林式望远镜等类型。折反射望远镜应用范围广泛，主要可运用于天文观测和摄影等领域。例如照相机中的折反射式镜头。1984年，尼康株式会社设计的500mm f/8镜头，作为较高端的折反射镜头生产多年。

1608年，荷兰的一位眼镜商利伯希（Lippershey）偶然发现通过两片透镜可以清楚地看到远处的景物，他做出了第一架望远镜。意大利科学家伽利略·伽利莱（Galileo）听到这个消息后，也开始制造望远镜，到1609年年底，他制造出放大率分别为3倍、8倍、20倍和30倍的4架望远镜，最大的口径4.2cm，长约1.2m，并首先用望远镜观测天空。1611年，约翰尼斯·开普勒（Kepler）提出用两片凸透镜作望远镜，物镜和天文望远镜目镜都是凸透镜，目镜在物镜焦点的后面，称为开普望远镜。1668年牛顿（Newton）制成第一架反射望远镜，物镜口径2.5cm，焦距16cm，放大率31倍。1733年，由于消色差物镜的发明，折射望远镜又开始复苏，从此，折射望远镜和反射望远镜平行地发展着。由于光学玻璃熔炼技术及透光性能等的限制，折射望远镜最大只能做到100cm左右。

19世纪初曾有多人提出过在透镜组中间置入反射镜，以达到比消色差透镜更好的成像效果的设想。1931年，德国光学家施密特（Schmidt）发明了在球面反射镜前置一非球面薄透镜的望远镜光学系统，不仅光力强、视场大，而且像差小，成为世界上第一个折反射望远镜，后人称之为施密特望远镜。此后又出现施密特-卡塞格林式望远镜，该折反射望远镜是以伯恩哈德·施密特的施密特摄星仪为基础，以施密特修正板来改正球面像差。1941年，苏联学者马克苏托夫（Maksutov），用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种折反射望远镜，它的表面是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，对玻璃的要求也高一些。

1979年，人们又产生了多面镜组合成反射望远镜的新思路。第一架组合式望远镜安装在美国麻省威廉斯敦麦迪逊霍普金斯天文台。随着计算机技术被广泛运用在望远镜上，新一代的望远镜性能更加先进。欧洲南方天文台的科学家们在智利安第斯山脉中的锡拉天文台安装了一台新技术天文望远镜（简称NTT）。1987年，欧洲南方天文台为方便观测，在锡拉与总部慕尼黑附近的加琛之间设置了一条卫星通信线路，以实现远距离遥控观测。

2008年，由中国国家天文台制造的LAMOST望远镜落成，该望远镜是世界上最大的中星仪式主动反射施密特望远镜，也是全球光谱获取率最高的望远镜。该望远镜打破用投射镜作改正镜的传统，改用反射镜作定天镜兼改正镜，利用主动光学对镜面的形状进行主动控制和变化。

望远镜的工作原理：将物体上射出的平行光束经物镜成像于点，点在物镜的焦平面上，同时这也是天文望远镜目镜的物方焦平面。故从点发出的光线经目镜后又成为平行光束。

折反射望远镜的原理：折反射望远镜是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统，它的物镜既包含透镜又包含反射镜，观察物体的光线要同时受到折射和反射。 这种系统的特点是便于校正轴外像差。以球面镜为基础，加入适当的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光学质量。由于折反射望远镜具有视场大、焦比大、像质比较好等特点，适合于观测延伸天体（彗星、星系、弥散星云等），并可进行中国空间站工程巡天望远镜观测。

折反射望远镜的镜筒是密封的，可以使主镜反射膜的镀铝或镀银层不易氧化，不容易积存灰尘。

1.施密特望远镜

施密特式望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。虽然凹球面反射镜具有球差，但它有一个重要特性--镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同转轴倾角单射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。

2.施密特-卡塞格林式

该折反射望远镜以施密特摄星仪为基础，通过施密特修正板来改正球面像差。承袭卡塞格林的设计，以凸面镜作次镜，将光线反射穿过主镜中心的孔洞，汇聚在主镜后方的焦平面上。有些设计会在焦平面的附近增加其他的光学元件，例如平场镜。它有许多的变形(双球面镜、双非球面镜或球面镜与非球面镜各一)，可以被区分为两种主要的设计形式：紧密的和非紧密的。非紧密的设计让修正板靠近或就在主镜的曲率中心上，一种非常好的施密特-卡塞格林设计例子是同心，就是让所有镜面的曲率中心都在一个点上：主镜的曲率中心。在光学上，非紧密型的设计比紧密形的能产生较好的平场和变型的修正，但镜筒在长度上却有所增加。

3.马克苏托夫-卡塞格林式

马克苏托夫望远镜的光学系统和施密特望远镜相似，都是由一个凹球面反射镜和在前的一块改正球差的透镜组成。改正透镜是球面的，它的两个表面的曲率半径相差不大，但有相当大的曲率和厚度，透镜呈弯月形，所以，这种系统有时也称为弯月镜系统。适当选择透镜两面的曲率半径和厚度，可以使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差，同时又满足消色差条件。适当调节弯月透镜与球面镜的距离，就能对彗差进行校正，马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小，但场曲比较大，所以必须采用和焦面相符合的曲面底片。弯月透镜第二面的中央部分可磨成曲率半径更长的球面(也可以是一个胶合上去的镜片)，构成具有所需相对口径的马克苏托夫-卡塞格林系统，也可直接将弯月镜中央部分镀铝构成马克苏托夫-卡塞格林系统。

为了减少光散射，一般会使用遮光罩，其大小取决于光学元件的外形和尺寸。为消除遮光罩的光斑，一般会对其涂抹无光泽的黑色涂料。

1.赤道仪底座

该类型底座有许多不同的型号，但都有一个相同点，即其中的一条轴线与地球的转轴平行，这条轴线被称为极轴，因为沿着这条轴线你可以看到天极。使望远镜绕着这条轴线沿地球旋转的反方向旋转，这样可以保持目标一直位于望远镜的视野之中。赤道仪底座的第二条轴线垂直于第一条，称作赤纬轴，绕极轴的运动仅仅会改变所观察星空的时角和赤经度，绕赤纬轴运动只会改变所观察天空的赤纬度。位置指示器(标定环)附着在轴上，这样就可以直接地读出时角、赤经度和赤纬度。

2.地平经纬仪底座

该类型有一个垂直方向的轴和一个水平方向的轴。望远镜沿其中一个轴转动会改变高度，沿另一个轴转动会改变水平方向，底座的名称也因此而来。该类型底座有两类，一类相较简单，诸如多布林底座。一类特别复杂地多应用于大型专业仪器上，近些年才应用于小型望远镜中。

有几种望远镜的设计利用了在球面主镜前面放置一个或多个全直径透镜（通常称为“校正板”）的优势，辅助望远镜的观测优势。

1.施密特校正板

施密特校正板是施密特于1931年提出的，主要用于天文望远镜中。其球面反射镜作主镜，系统没有色差，把光阑放在反射镜曲率中心处，也就没有彗差和象散，仅仅产生球差和场曲。校正板的作用是要校正球面反射镜的球差，为了避免引起附加象差，这块校正板做得很薄，并且放在反射镜的曲率中心即光阑位置处，这样的系统允许有较大的相对孔径（可达1:0.65）。该系统已在大屏幕投影电视、彩色电视显象管校正电子轨迹偏离等方面得到了应用。

2.半月板矫正器外壳

在20世纪40年代初，欧洲至少有四位光学设计师想到用易于制造的全孔径球面弯月透镜（半月板矫正器外壳）取代复杂的施密特校正板来制造宽视场望远镜的想法。1940年，阿尔伯特·鲍尔斯（Albert Bouwers）设计了一台弯月面望远镜原型，并于次年2月获得专利。它使用球形同心弯月面，仅适合作为单色天文相机，后他添加胶合双合透镜以校正色差。德米特里·马克苏托夫 （Dmitri Maksutov）于10月设计了类似弯月面望远镜的原型，即马克苏托夫望远镜，并于11月获得专利。

3.霍顿校正镜片

霍顿望远镜或卢里-霍顿望远镜是一种在整个前孔径上使用宽复合正负透镜来校正主镜球面像差的设计。两个校正器元件可以用相同类型的玻璃制成，因为霍顿校正镜片的色差很小。该校正器比施密特-卡塞格林的前校正器厚，但比马克苏托夫弯月形校正器薄得多。所有透镜表面和镜面均为球面，方便操作。

在子孔径校正器设计中，校正器元件通常位于更大物镜的焦点处。这些元件可以是透镜和镜子，但由于涉及多个方面，因此在这些系统中实现良好的像差校正较为复杂。子孔径校正折反射望远镜的例子有阿尔古诺夫-卡塞格伦望远镜、克莱夫佐夫-卡塞格林望远镜和子孔径校正器马克苏托夫望远镜，这些望远镜使用由透镜元件和镜子组成的光学组作为“次镜”校正像差。此外，还有琼斯伯德牛顿望远镜，它则使用球面主镜和安装在焦点附近的小型校正透镜。

1931年，德国光学家施密特发明施密特望远镜，该望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成，星光在望远镜里先通过折射，再经过反射，然后才成像。施密特式望远镜光力强，可见范围大，成像的质量也比较好，因而特别适用于进行流星、彗星、人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积造相和天文科普活动。截止2023年，现存最大的施密特望远镜位于德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为2米，焦距为4米，视场为3.4°x3.4°。

在卡塞格林式反射望远镜的前端安装一平面镜，另一面安装中央和外部区域凸的非球面薄透镜，即所谓的施密特修正板，则制成施密特-卡塞格林式折反射望远镜。该系统可有效地改正或消除主镜的球差。施密特-卡塞格林式望远镜的另一个优点是可将较大口径的镜筒大幅缩短，增加了可携带性。

1940年，苏联光学家马克苏托夫将一个凹球面反射镜和加在前面的一块改正球差的透镜组成新望远镜，被称为马克苏托夫-卡塞格林式望远镜，其设计目的是出于减少离轴的像差。而荷兰光学家A.包沃尔斯也几乎于同时独立地发明了类似的系统，所以有时又称马克苏托夫-包沃尔斯系统。

折反射望远镜的性能参数有口径、相对口径、最小分辨角、视场、放大本领、贯穿本领六个方面，因折反射望远镜种类繁多，故简略介绍。

望远镜的口径是表征其聚光能力的物理量，它指的是物镜的有效口径(通光口径)，即没有被镜框遮蔽的物镜部分的直径，通常用表示。用肉眼或用望远镜观测，恒星虽只是一个光点，但所收集的光量却不同。因此望远镜的口径越大，就能看到很多暗弱的恒星。

望远镜的相对口径是表征其观测能力的物理量，它指的是物镜的有效口径与其焦距的比值，通常用表示，即

根据光的波动理论，恒星的像不是一个光点，而是由明亮的光斑（爱里斑）和周围有明暗交替的衍射光环组成，衍射的第一个亮环角直径与物镜的通光口径成反比。望远镜的最小分辨角是表征其分辨能力的物理量，它指的是其像点刚刚能够被分辨开的两颗恒星（或天体上两个发光点）的角距离，表示为

望远镜的视场是表征其观测范围的物理量。目视望远镜的视场是指通过望远镜观测时，在天文望远镜目镜中所能看到天体部分的角直径，用表示，它与目镜的焦距成正比，与物镜的焦距成反比，通常目镜的工作视场为则有，则有

放大本领（放大率）是表征目视望远镜放大能力的物理量，常用表示，它和物镜的焦距成正比，和目镜的焦距成反比，

望远镜的贯穿本领是表征其穿透能力的物理量，用表示，它是在晴朗无月的夜晚，望远镜所能见到恒星的极限星等（目视极限星等），可由下式计算。

折反射望远镜可应用于天文观测领域，施密特式望远镜因其光力强，可见范围大，成像的质量好的特点，适用于进行流星、彗星、人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积照相和天文科普活动。例如：中国紫金山天文台新安装的折反射望远鏡观测到了仙女座大星云并拍摄了照片。折反射望远镜因其焦距较长，故视野受到一定程度的限制，只能用于观测月球和行星，不适合对大型的疏散星团或银河系的观测。

折牛顿式反射望远镜结合折射望远镜和反射望远镜的特点，在此二者之上发展，除适用于天文观测还适用于天文摄影，在世界各地的天文台都有普遍的使用。例如中国湖北武汉市武昌水果湖街二小的刘晋斌利用折反射望远镜拍摄到“百武”彗星的照片。

因折反射式望远镜的很多优点，现代光学技术把它们应用在镜头上。这些镜头都是长焦镜头，这类镜头的光学构造像是马克苏托夫镜头的改进型，在主镜和副镜上都作了改进。其中，尼康株式会社的500mm f/8是一款比较好的镜头。该镜头1984年面世，一直作为较高端的折反射镜头生产多年。该镜头的光学结构为6组6片，长109mm，直径89mm，重840克。它的最近调焦距离为1.5米，最大摄影倍率为1:2.5。此外，还有适马的1000mm f/13.5、肯高的500mm f/6.3DX等镜头都是折反射式镜头。

LAMOST望远镜由中国科学院国家天文台承担建设，投资2.35亿元，坐落于中国天文台兴隆观测站。郭守敬望远镜有效口径相当于4米，是世界上最大的中星仪式主动反射施密特望远镜。其光学系统包括三个部分：(1)反射施密特改正镜MA，5.72米x4.4米，蜂窝状，由24块六角形平面子镜拼接而成，每块子镜长1.1米，厚25毫米；(2)球面主镜MB，6.67米x6.05米，由37块球面子镜拼接而成，厚度为75毫米；(3)焦面，其中改正镜MA在观测天体的过程中可实时变化，根据需要改变非球面面形，因天区的不同等效通光口径为3.6~4.9米，视场约5度。在焦面上安装可自动定位的4000根光纤，连接着16台光谱仪，理论上可同时观测多至4000个天体的光谱，波长范围在370~900纳米之间，分辨率为R=1000、2000、5000。

美国制Celestron星特朗C9.25施密特-卡塞格林式望远镜它有许多的变形（双球面镜、双非球面镜、或球面镜与非球面镜各一）。典型例子就是Celestron和米德仪器的产品，结合一个坚固的主镜和小而曲率大的次镜。这样虽然牺牲了视野的广度，但可以让镜筒缩成很短。多数紧密设计的Celestron和Meade的主镜焦比是f/2，而次镜是负f/5，产生的系统焦比是f/10。须要提出的例外是Celestron的C-9.25，主镜的焦比是f/2.3，次镜的焦比是f/4.3，结果是镜筒比一般紧密型的要长，而视野比较平坦。施密特-卡塞格林式望远镜有优秀的深空天文观测性能、最佳全能望远镜设计以及在所有望远镜类型中近焦能力最好等优点。但同时也有比同等口径的牛顿反射镜更昂贵以及相对折射望远镜略有光线损失等缺点。

俄罗斯科学院普尔科沃天文台曾装备有马克苏托夫望远镜，最大的马克苏托夫望远镜在格鲁吉亚阿巴斯图马尼天体物理天文台，弯月透镜口径为70厘米，球面镜直径为98厘米，焦距为210厘米。2000年，北京大学的樊军辉在讨论耀变体天体的光变性质时，于10月利用格鲁吉亚的阿巴斯图玛尼天文台的70cm望远镜对伽玛噪blazar进行了观测。