折射望遠鏡

折射鏡是光學望遠鏡最早的形式，第一架實用的折射望遠鏡大約在1608年出現在荷蘭，由三個不同的人，密德堡的眼鏡製造者漢斯·李普希和楊森、阿克馬的雅各·梅提斯，各自獨立發明的。伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然聽說了這個發明，就依據自己對摺射作用的理解，改進並做出了自己的望遠鏡。然後伽利略將他的發明細節公諸於世，並且在全體的議會中將儀器向當時的威尼斯大公多納托展示。伽利略也許聲稱獨立地發明了折射望遠鏡，而沒有聽到別人也做了相同的儀器。

但這種望遠鏡成的是正像，出射光瞳在目鏡與物鏡之間，視場較小，且不便安置瞄準叉絲，因而在天文上用得不多。以後開普勒提出用凸透鏡作目鏡的望遠鏡稱為開普勒望遠鏡。由於開普勒望遠鏡中出射光瞳在目鏡外面，能獲得較大的視場，此外有可安置瞄準叉絲，像的正倒對天文觀測並無影響，因此，從十七世紀中葉起，天文學家普遍採用開普勒望遠鏡。

不徠幸的是，折射望遠鏡設計方面的其他缺陷成為其致命傷。為了縮短透鏡的焦距，人們不得不增大鏡片的厚度，但這時就發現了色散與相差兩個問題。

要保證遠處的物體在望遠鏡中形成有清晰的圖像，關鍵是物鏡一定要把從該物體上任何一點來的光集中到一個焦點上來。如果這一點辦不到，不同處來的光將略微分散到不同的焦點上去，那麼，此物體看起來就會很模糊。可是，單片透鏡不管是用什麼玻璃製造的，都是不能把所有的光集中於同一焦點的。大家都知道，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光波的混合，每種光波的波長不同，而不同波長的光波通過一個單片透鏡時，會被聚集到略微不同的焦點上去。三百年前的天文學家都以為絕無辦法避免透鏡的色散作用，只有通過加長望遠鏡的長度，來減小色散作用的影響。

早期折射望遠鏡的另一個問題是相差。與現代技術相比，當時磨製透鏡的技術還很粗糙。只要在磨製的時候稍有偏差，光線透過透鏡時，就不會正確的彙集於一點；同時，由於透鏡的自身重量，當它安裝到鏡筒上之後，也會產生變形，更別提磨製透鏡所需的純凈玻璃也很難製造了。

直到大約1750年，倫敦的多龍德發明了一個方法避免色散作用，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。這種方法的原理很簡單的。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，前面一部分是一片冕牌玻璃的凸鏡，與它連在一起的是一片火石玻璃的凹鏡。既然這兩透鏡的曲度相反，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，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。

人常說的“差不多集中於一個焦點”，是因為這兩層玻璃組合起來還不能把所有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。如果人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。

從那時起，直到今天，折射望遠鏡的基本設計幾乎沒有什麼改變了，只是製造透鏡的玻璃質量改進了很多，已經可以很好的糾正色散與相差等問題。唯一無法克服的是在重力作用下，透鏡自身產生的變形，因為這個原因，還無法製造巨大的折射望遠鏡。

一架折射望遠鏡有兩個基本的元件，做為物鏡的凸透鏡和目鏡，折射望遠鏡中的物鏡，將光線折射或偏折到鏡子的後端。折射可以將平行的光線匯聚在焦點上，不是平行的光線則匯聚到焦平面上。這樣可以使遠方的物體看得更亮、更清晰和更大。折射望遠鏡有許多不同的像差和變形需要進行不同類型的修正。

根據光路的不同，折射望遠鏡分為伽利略望遠鏡和開普勒望遠鏡兩種。通常折射望遠鏡的相對口徑較小，即焦距長，底片比例尺大，從而解析度高，比較適合於做天體測量方面的工作（如測量恆星的位置、雙星的角距等）。折射望遠鏡最初的設計是用於偵查和天文觀測，但也用於其他設備上，例如雙筒望遠鏡、長焦距的遠距照相攝影機鏡頭。較常用的折射式望遠鏡的光學系統有兩種形式：即伽利略式望遠鏡和開普勒式望遠鏡，其優點是成像比較鮮明、銳利；缺點是有色差。

折射望遠鏡，是利用光的折射原理所產生的望遠鏡。本視頻將系統地簡介折射望遠鏡的基本原理：光來自於人所見到的物體，然後，它通過瞭望遠鏡的鏡片后，集中於焦點上，然後再向望遠鏡目鏡射去，產生影像重生。

折射望遠鏡的缺點就在於：它會改變光的顏色，由於光是由光譜組的，而光譜各自都有自己的特定波長，以至於各種顏色的光並不是都會產生相同的折射，折射望遠鏡的鏡片通過焦聚來改變了光的走向路徑，但是，並不是所有顏色的光波會完全地落在望遠鏡的焦之上的，而是散向別的地方，形成色像差。當然，可以採用折射鏡頭組全來改變這種現象。

與伽利略設計出來的原始形式相同的望遠鏡都稱為伽利略望遠鏡。他使用凸透鏡做物鏡，和使用凹透鏡的目鏡。伽利略望遠鏡的影像是正立的，但視野受到限制，有球面像差和色差，適眼距(eye relief)也不佳。

開普勒式望遠鏡

開普勒式望遠鏡是開普勒改善了伽利略的設計，在1611年發明的。他改使用一個凸透鏡作為目鏡而不是伽利略原來用的一個凹透鏡。這樣安排的好處是從目鏡射出的光線是匯聚的，可以有較大的視野和更大的適眼距，但是看見的影像是倒轉的。這種設計可以達到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服單純由物鏡造成的畸變。(約翰·赫維留建造焦長45米的折射鏡。)這種設計也使用在顯微鏡在焦平面上(用於測量被觀測的兩個物體之間角距離的大小)。

消色差折射鏡

消色差的折射鏡是在1733年由一位英國律師切斯特·穆爾·霍爾發明的，雖然專利權給了另一位獨立發明的約翰Dollond。這項設計使用兩片玻璃(有不同色散度的"冕牌玻璃"和"火石玻璃")做物鏡，降低了色差和球面像差。兩兩片玻璃的每一個面都要拋光，然後組合在一起。消色差透鏡可以讓兩種不同波長(通常是紅色和藍色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。

高度消色差折射鏡

高度消色差折射鏡使用特別的材料，特別低色散度的材料，來製造物鏡。他的設計能讓三種不同的顏色(通常是紅色、綠色和藍色)匯聚在相同的焦平面上，顏色的殘差錯誤(二級光譜)比消色差透鏡少了一個數量級。這種望遠鏡的主鏡是螢石或超低色散(ED)玻璃的透鏡，產生非常清晰沒有色差的影像。這種望遠鏡在業餘天文望遠鏡的市場中是非常高價值的產品。高度消色差折光鏡的口徑已經可以做到553毫米的直徑，但多數仍在80～152毫米之間。

使用方便、製造簡單。

適合觀測月亮、行星、雙星，特別是對於大口徑的望遠鏡。

結構小巧、不需要額外的維護費用。

封閉的鏡筒減弱了空氣流動對成像質量的破壞，同時保護了光學鏡頭。

易於搬運，適合遠距離的室外觀測。

可以避免二次成像，形成高反差的像質。

通過消色差設計，可以很好的避免色差的出現。

同口徑下價格比牛頓式或卡賽格林式昂貴。

同樣口徑下，折射式望遠鏡較牛頓式或卡賽格林式更重、更長、體積更大。

由於口徑的限制，不適合於觀測深空天體比如河外星系、星雲等等。

焦比較大的缺點造成利用折射望遠鏡來拍攝深空天體顯得比較困難。

在消色差設計中，所得影像的色彩或多或少也會有一點的畸變。

折射望遠鏡曾經因為高度殘餘的色差和球面像差而飽受責難，短焦的情況比長焦的更為嚴重。一架4英吋F/6的消色差折光鏡，仍可能出現不能忽視的彩色的散述現象(通常會有紫色的光暈在明亮的天體附近)，而4英吋F/16的就只會有少許的色散。

在非常大口徑的折光鏡，還有鏡片沉陷的問題，這是重力使玻璃變形的結果。玻璃的瑕疵是更進一步的問題，被困在玻璃內的空氣氣泡或條紋。另外，玻璃對某些波長是不透明的，即使是可見光也會在進出介面與穿透時因吸收和折射而黯淡。這些問題大多數都可以因為改用反射鏡而消除或降低，而且還可以製造更大的口徑。

與其他望遠鏡一樣，用於收集光線的物鏡的尺寸是折射望遠鏡的關鍵。物鏡越大，看遠處的物體越清晰。然而，由於技術問題，折射望遠鏡的物鏡不可能做的非常大。

由於折射望遠鏡的鏡筒是密封的，減小了空氣對流等環境因素的影響，人可以看到清晰穩定的圖像，使得折射望遠鏡很適合觀測行星與較近的雙星。此外，使用時也很少需要去調整折射望遠鏡的光學組件，使用起來比較方便。

折射望遠鏡的另一個優勢是它同時適合進行天文觀測與地面觀測。在折射望遠鏡的目鏡端加裝一組矯正透鏡之後，觀測地面物體時，人可以看到正常的圖像。

體積小巧的折射望遠鏡非常適合遊人隨身攜帶，例如人們普遍使用的雙筒望遠鏡就是兩個折射望遠鏡組合在一起罷了。