折射望远镜和反射望远镜有什么区别（天文望远镜发展简史）

伤我心太深

　　对于天文爱好者来说，特别是刚接触天文望远镜，关于折射望远镜和反射望远镜的区别搞不是很明白，也不知道如何选择，各有什么优缺点，本文将会详细介绍折射望远镜和反射望远镜的区别和发展简史。

　　折射望远镜和反射望远镜的区别

　　折射望远镜的特点是：镜筒长，有色差，部署安装容易，适合入门，重量一般不太重


　　反射望远镜的特点是：镜筒短，有球差，部署调试、校正较麻烦，适合专业观测，重量和体积一般都较大


　　所以，如果过去完全没有用过望远镜，建议先入手折射式望远镜，有基础以后再考虑反射式的，一般来说反射式的望远镜都要有私家车才能方便运输。反射望远镜的比较难的是校正球差，对于初学者来说是很困难的。

　　90EQ对于初学者来说足够用了，我自己用的是80EQ，观测一般的天体(月亮、木星、土星)已经足够了。
　　天文观测，最烧钱的不是器材，而是观测地点，好的观测地点都在郊区，怎么带着几十斤的设备大半夜跑到观测地点才是最困难也是最烧钱的。

　　反射望远镜原理图：





　　折射望远镜原理图：







　　折射望远镜





　　在科学研究中没有比使用望远镜的工作更能吸引大众兴趣的了。我想读者也一定很想明确地知道望远镜究竟是什么，以及用望远镜又能看到些什么。这种工具的最完整的形式，例如天文学家在天文台上用的，是非常复杂的。可是其中有几个要点却只需细心一点加以注意便可大致体会。明白了这些要点以后，再去参观天文台，审视这些仪器时，便能比一个毫无所知的人得到更多的满足和知识。

　　我们都知道，望远镜的重要用途是使我们能把远处的东西看得近些;看一件若干千米以外的东西竟能仿佛是在几米之内。造成这种结果的光学工具就是用的一些很大的磨得很好的透镜——这种透镜跟我们所用的眼镜是一类的东西，只不过更大更精美罢了。收集从物体来的光至少有两种方法：一是让光通过许多透镜，二是用一凹面镜把光反射出来。因此我们有多种望远镜：一种叫做折射望远镜，一种叫反射望远镜，还有一种叫折反射望远镜。我们先从折射望远镜讲起。






　　望远镜中的透镜

　　一架折射望远镜中的透镜由两个系统组合而成：一个是“物镜”，用来在望远镜的焦点上形成远处物体的像;另一个是“目镜”，用来在人眼看得最清晰的地方形成新的像。

　　物镜才是望远镜中真正困难而且精巧的一部分。制造这一部分比其他所有部分加在一起都需要更多精巧的工艺。其中需要怎样大的天赋才能，我们只需举出一件事实来：100多年以前，任何地方的天文学家都相信，全世界只有一个人有能力制造巨大而精美的物镜，这人名叫阿尔凡·克拉克(Alvan Clark)，不久我们就要提到他。
　　通常制成的物镜由两大透镜构成。望远镜的能力便完全依赖于这些透镜的直径，这便叫做望远镜的“口径”(aperture)。口径的大小不等，可以从家用小望远镜的10厘米左右，一直到叶凯士天文台(Yerkes Observatory)大型折射望远镜的1.02米。

　　要保证在望远镜中远处的物体有清楚的影像，最要紧的一件事便是物镜一定要把从该物体上任何一点来的光都集中到一个焦点上来。如果这一点办不到，不同处来的光也略微分散到不同的焦点上去，那么，那物体看起来就会很模糊，就好像从一副不合光的眼镜里去看东西一样。可是，单片透镜不管是用什么玻璃制造的，是不能把所有的光集中于同一焦点的。读者当然知道平常的光，不论是从太阳或是从星上来的，都是无数不同的颜色的混合，只要将它通过三棱镜便可分开来。这些颜色从红色的一头起一直排下去是橙、黄、绿、蓝、靛、紫。一个单片透镜会把不同颜色的光聚集到不同的焦点上去;红的离物镜最远而紫的最近。这种光线的分开叫做“色散”(dispersion)。

　　300年前的天文学家都以为绝无办法避免透镜的色散作用。约在1750年，伦敦的多龙德(Dollond)发明了一个方法避免这种弊病，那就是利用两种不同的玻璃，一种是冕牌玻璃，一种是火石玻璃。这种方法的原理是非常简单的。冕牌玻璃的折光能力差不多跟火石玻璃一样，可是色散能力却差不多加大了一倍。于是多龙德用两块透镜做成了一副物镜，其中的一部分见图10。前面是一片冕牌玻璃的凸镜，这是普通的做法。与它连在一起的是一片火石玻璃的凹镜。既然这两个透镜的曲度相反，便会使光向不同的方向射去。冕牌玻璃要把光集中于一点，火石玻璃的凹镜却要把光线分散。如果单用火石玻璃，我们便会看到光线通过它，不但不向一点集中，反要从一点向各方向渐渐散开。这片火石玻璃的聚焦能力制作得恰好比冕牌玻璃的聚焦能力的一半大一点。这一巧妙的设计已足可消去冕牌玻璃的色散了，却还不能消去它的折光能力的一半以上。联合的结果便是所有的光线通过，其中都差不多集中于一个焦点，但这焦点却要比单用冕牌玻璃时远了约一倍。

　　刚才说的“差不多集中于一个焦点”，是因为比较不幸：这两层玻璃组合起来还不能把所有各种颜色的光线绝对集中于同一焦点上。望远镜口径愈大，这种弊病愈严重。如果你从一架大折射望远镜中去看月亮或一颗亮星，一定会看到它们周围有一圈蓝色或紫色的晕痕。这两重透镜不能把蓝色或紫色光线也集中到和其他颜色相同的焦点去，由此而产生了被称为“二级光谱”的像差。这是由一般光学玻璃的性质决定的，科学家们也没办法。目视用的折射望远镜所需的视场一般不大，二级光谱是它的主要像差，缩小相对口径可以减少它的不利影响。

　　大型折射望远镜要求采用大块的透光性能优良的光学玻璃，这给制造带来困难。同时，大型折射望远镜在紫外和红外波段的透光量比反射望远镜少，存在残余色差。另外，它的架构的支持力也不如反射望远镜那么好，因此制造这种望远镜的花费要更大。这些都限制了它向更大的口径发展。当今世界上最大的折射望远镜的口径只有1.02米。

　　由于物镜的这种聚光于焦点的作用，远处物体的像便在焦平面上形成了。焦平面是通过焦点与望远镜的主轴或视线成直角的平面。

　　望远镜中所成的像是怎样的情形，你可以在照相师准备照相时去瞧一瞧他的照相机中的毛玻璃。你在那儿可以见到一副面孔或一张远景画在毛玻璃上。从各方面来说，照相机就是一架小望远镜，而毛玻璃，或者放感光片的地方，便是焦平面。我们还可以反转过来叙述这种情形，说望远镜是长焦距的大照相机，我们可以用它照天空的相片，正如同照相师用照相机照平常的相片一样。





　　有时候，我们可以通过明白一件东西不是什么而更充分地明白它是什么。100多年前的著名的月亮大骗案中，有一点正好能这样帮助我们。那个作家用这样一个荒唐的故事欺骗了很多轻信的读者：赫歇耳爵士(Sir John Herschel)用极大放大倍率的望远镜观测月亮，竟然感觉没有充分的光足以看出那影像来了。于是有人向他建议用人工光来照明那影像。结果非常惊人——连月亮上的动物都在望远镜中看出来了。如果大多数的人——甚至连聪明绝顶的也算上——并没有被骗的话，我也就用不着说下面的话了：望远镜所成的像在本质上是外来的光线帮助不了的。原因在于它并非一幅真像(实像)，而是由于远处物体的任何一点上的光线都相交在影像上相当的点上，再从该点散开，正像有一幅物体的图画在焦平面上一样而已。事实上图画这词也许比影像这词要略好一点来表示物体的显现情形，但这幅图画却只是由光聚焦而画成的，其间毫无他物——对于这样的像，我们称为虚像。

　　假若物体的影像(或说图画)恰好形成在我们眼前，那么大家也许要问：为什么看它还需要目镜?为什么观测者不能站在图画后面，向物镜望去，望见影像悬在空中?他实在可以这样做，只要他把一片毛玻璃放在焦平面上，像照相师对待照相机一样。他可以这么样去看影像显在毛玻璃上。他再向物镜望去，也就用不着目镜便可以看见物体了。可是在任何点上都只看得见一小部分，因此直接看物镜的好处也实在很少。要好好看还是得用目镜。目镜不过是一个小眼镜，从根本上说与钟表匠使用的眼镜是同类的。目镜的焦距愈短，观察愈精确。

　　常有人问：著名望远镜的放大倍率有多么大?答案是：望远镜的放大率不仅依赖物镜，也还要看目镜的。目镜的焦距愈短，放大率愈大。天文望远镜都有许多不同的目镜的，依观测者的需要而用。

　　在几何光学原理允许的范围之内，我们可以在任何望远镜(不论大小)上得到任何放大率。用一个平常的显微镜来看影像，我们可以使一个10厘米小望远镜拥有与赫歇耳的大反射望远镜同等的放大率。可是要使任何望远镜的倍率超过一定程度是有许多实际困难的：首先是物体表面发出的光很弱。假设我们用一个8厘米望远镜望土星，使它有数百倍的放大率，土星便显得暗淡不清楚了。但这还不是使小望远镜有高放大率的唯一困难。按照光学的一般定律，是不允许我们把每2.5厘米口径的放大率提高到50倍以上，或者说最多也不能超过100倍的。这就是说，用一架2.5厘米口径的望远镜我们不能得到150倍以上放大率，更不用说超过300倍了。

　　可是还有一类困难特别使天文学家觉得不好办的：这就是由地球大气而产生的模糊，就是平常所说的看不清楚。

　　我们看天体是要透过一层厚厚的大气的。大气如果压缩到和我们周围的空气一样密，就会有10千米左右的厚度。我们知道，看一件10千米外的东西，会看到它的轮廓是模糊的。主要的原因就是光线所必须透过的大气永不停息地搅动，引起不规则的折射，使物体显得波状颤抖着。这样产生的轮廓柔化与模糊在望远镜中还要加上许多倍。结果，我们加大了放大率，同时也依同等比例加大了影像中的模糊。这种模糊程度的深浅大半只依赖于空气的情形如何。天文学家考虑到这个问题，于是为大望远镜寻找空气宁静的地方，以便观测的天体轮廓尽量清晰。

　　我们常见到一些计算说用高倍率大望远镜可以把月亮搬得多么逼近。譬如说，用一架1000倍放大率的，我们看它似乎在400千米以外;用一架约5000倍的，就似乎只在80千米之外了。这种计算倒是不错的，但如果单从月亮上的任何东西的目视大小来说，望远镜的缺点以及大气扰动而带来影响，足以把这一切变得模糊不清。这两层毛病的结果使上述的计算不能切合实际。我很怀疑任何天文学家使用现有的任何望远镜来观测月亮或行星一类的东西时，把放大率加到千倍以上还能得到多大的好处，除非遇上了一个大气异常平静的机会。

　　望远镜的装置

　　那些根本未见过望远镜的人大概会以为使用望远镜观测天体是极其简单的事情，只需把望远镜对着某一天体，然后观测就是了。可是我们不妨试验一下这种办法，把望远镜指着一颗星，一件也许出乎我们意料的事立刻就会引起我们的注意。那颗星并没有静静地守在望远镜的视野(或者说望远镜中的小圆形的天空)中等我们去观测，却很快地逃了出去。这是因为地球绕自己的轴旋转，星辰便仿佛向相反的方向转了。这种运动的速度与望远镜的放大率同比例地加大。若用高倍率的望远镜，我们还未来得及观测时，星早已逃出我们观测的范围了。

　　现在我们必须记得我们从望远镜中所见的视野也是同样因为望远镜的放大作用而被缩小了的，因此它实际的观测范围比看起来要小得多，缩小的倍率正等于望远镜的放大倍率。举例说，如果用的是千倍的，那么普通望远镜的视野便会是约2分的角度，这一小块天空在肉眼看起来不过是一点罢了。这简直就像我们从一座6米高的屋顶上一个直径3.5厘米的小洞中去看星星一样。如果我们想象一下从这样的小洞中望星，便不难明白要找到一颗星并追随它的运动是多么难办的事了。

　　解决这问题的方法就是适当地装置望远镜，使它在互成直角的两轴上旋转。“装置”的意思是指整套仪器，借它的帮助我们可以使望远镜指定一颗星，并追随它的周日运动。我们不想一开始就讲述这种仪器的详细机理，以免分散读者的注意力。我们先来一个大纲，说明转动望远镜的两轴间的关系。主要的一根轴叫做“极轴”(polar axis)，装得恰好与地球的轴平行，因此正对着天极。因为地球每天从西向东旋转，便有个装置连着这根轴，使它以同等的速度从东向西旋转。于是地球的旋转似乎被望远镜的相当的逆旋转抵消了。当望远镜指着一颗星而装置开始运动时，这颗星找着了以后就不会逃出视野去了。

　　为了使望远镜可以自由随意地指着天上任何一点，就必须有另一根与极轴成直角的轴。这便叫做“赤纬轴”(declination axis)。它上面有一鞘刚好安在极轴的前端，两者合成一个T字形。使望远镜在这两根轴上转动，我们可以使它指着任何我们要看的方向。

　　值得一提的是，中国汉代著名科学家张衡发明的浑天仪早就采用了类似的结构。浑天仪为球体模型，由一个轴贯穿球心，轴和球有两个支点，作为南极和北极。在球的外面套有两个圆圈，一个叫地平圈，另一个叫子午圈，交叉环套。天球半露在地平圈上，半隐在地平圈下。天轴支架在子午圈的上边。另外，在球体上还有黄道和天球赤道，互成24度交角。天球赤道和黄道上各刻有二十四节气，并且从冬至点起，刻分成365.25度，每度分4格，太阳每天辐射在黄道上移动1度。
　　既然极轴是与地轴平行的，它对地平的倾斜度就正好等于当地的纬度。在北纬较南部，它便几乎偏于水平而不垂直了;但在北方却又是偏于垂直的。

　　很明显，上述的装置还不足以解决将一颗星移入视野(或照通常说法，找到一颗星)的问题。我们也许会摸索寻觅几分钟甚至几小时而不能成功。但是不要紧，找出星的方法还有如下两种：

　　每台天文望远镜都有另一小望远镜附在望远镜长筒的下端，这叫做“寻星镜”(finder)。寻星镜的放大率较低，因此视野较大。如果观测者能看见那颗星，便可从镜筒外找到目标再使寻星镜对着它，使它进入寻星镜的视野。在寻星镜中找到该星后再把星移到视野的中央。按照这个步骤做完之后，星也就在主镜的视野之中了。

　　但是天文学家所要观测的星大都是肉眼完全看不见的，因此他必须再有方法使望远镜对着肉眼所不能看见的星。这就要凭借分装在两轴上的划分度数的圆圈了。其中之一上面刻着度数及分秒，这便表示望远镜所指的那一点的赤纬。另一个装在极轴上，叫做时圈，分成24小时，每1小时又分成60分，以表示赤经。当天文学家要寻找一颗位置已知的星的时候，他只要先望一望恒星时钟，从恒星时中减去该星的赤经，便得到它的当时的“时角”(hour angle)，或者说在子午圈偏东或偏西的距离。他再使赤纬圈对准该星的赤纬，这就是说，他转动望远镜使圈上的度数正等于该星的赤纬度;于是他在极轴上转动仪器，使时圈上也正好是该星的时角。然后开动导星器自动追踪星星，再向望远镜中望去，他所要找的星星便赫然在目了。

　　如果读者觉得这种办法太复杂，他只要到天文台去参观一下便可看出手续是多么简单了。那样一来，他就可以在几分钟内明白什么是恒星时、时角、赤纬以及这一类的其他名词了。这些实际的知识是要比任何纸上的描写更容易使人明白的。

　　望远镜的制造

　　现在我们来谈谈与望远镜制造有关的有趣的事，其中大半都是历史事实.

　　我们已经说过，最大的困难、最需要天生的奇才的，便是制造物镜那一方面。只要对于正确的形式有一点极细微的差错——这毛病在物镜中只有0.00003厘米薄的一部分上——便会把像毁坏了的。

　　制成镜片(也就是说把镜片磨得准确)的磨镜师的本领还绝不是所需要的全部。将大玻璃盘造得足够均匀与纯净也是同样困难的实际问题。玻璃的均匀程度稍差一点，就既不能用又不好看了。
　　在19世纪开始时，要把火石玻璃加工得足够均匀是个大困难。这种物质中含有大量的铅，在熔化玻璃的时候会沉下锅底，因此使下半面的折光能力比上半面大。结果，在当时，一架口径十几厘米的望远镜便要算是大望远镜了。就在当时，瑞士人奇南(Guinand)发明了一种方法制成大片的火石玻璃。也许他的成功只是由于在玻璃熔化时不停地加以有力的搅动而已。

　　要利用这些玻璃盘，还需一位有相当才能的磨镜师来把它磨光，使它恰好合用。慕尼黑(Munich)的夫琅和费(Fraunhofer)便是这样一个技师，他在1820年曾造过25厘米口径的望远镜。他并不止于此，在1840年又造了两架直径38厘米口径的望远镜。这些都是空前的产品，在当时曾被认为是奇迹。其中之一为俄国普尔柯沃天文台所得;另一架为哈佛天文台(Harvard Observatory)所得，直到五六十年后还可使用。
　　夫琅和费死后，在一个不知名的地方出现了一位杰出的后继者，麻省剑桥港(Cambridgeport，Mass)的肖像画家克拉克。这个人几乎未受初步的专门技术教育，又未受运用光学器具的训练，却成就了伟业，这也足可证明天赋才能的重要了。他好像对于这问题的本质有天生的完整概念，又加以超人的锐利眼力，遂得以解决了问题。那种不可抗拒的思想(这恰好是天才的标志)驱使着他，从欧洲买来一些做小望远镜所必需的粗玻璃盘，造成了一副很令人满意的10厘米口径的望远镜。

　　当他的透镜的卓越使他出名了以后，克拉克又开始制造一架空前巨大的折射望远镜。这便是在1860年左右完成的为密西西比大学而造的46厘米口径的大望远镜。这架望远镜完工尚待试验的时候，他的儿子乔治·克拉克(George B.Clark)曾用它在他的工厂中观测天狼星的伴星(因为这颗伴星对天狼星有引力，人们早知其存在，却还从未看见过它)。美国内战爆发后，密西西比大学未能得到这架望远镜，遂被芝加哥人买去。它曾经是埃文斯通(Evanston)的迪尔波恩天文台(Dearborn Observatory)的主要工具。




上图为入门级星特朗


　　大型折射望远镜

　　19世纪末，随着工艺水平的提高，各国关于光学玻璃的制造大加改良，随之出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。有不少的专家显现他们的才能，制成精美巨大的透镜。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜，其中7架是在1885年到1897年期间建成的。它们中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。

　　英国陆续制造出越来越大的玻璃片，制造者是奇南的女婿费尔。克拉克用这些玻璃片制成更大的望远镜：第一个是为华盛顿的海军天文台造的66厘米口径的望远镜，还有一个大小相当的为弗吉尼亚大学而造;以后便是为俄国普尔柯沃天文台造的76厘米口径的望远镜;又为加利福尼亚的里克天文台(Lick Observatory)造了91厘米口径的望远镜。

　　费尔死后，玻璃制造的职务又由曼陀伊斯(Mantois)来继承，他所制的玻璃的纯净与均匀是此前无人能及的。他供给克拉克玻璃片，使克拉克得以为威斯康星(Wisconsin)的叶凯士天文台造成最大望远镜的物镜。这架望远镜直径有102厘米，现在仍是全世界最大的折射望远镜。
　　在机械方面也有了很大的改善。一个参观现代天文台的人是既要惊异于观测天象有那么便利，同时也要佩服观测的高明的。大望远镜安置得那么平稳，竟可以很容易用手推动，其迅速的运动也同样是由电机来控制的。当要移动望远镜到新的位置时，天文学家只需按一按电钮，望远镜便移动到新的位置上去了。圆顶也转过去使缝隙对着新的方向。观测者所站的地板也可随意起落，使观测者得以贴近目镜的新位置。而现代的光学望远镜则充分利用了电脑自动控制的便利，可以完全由电脑来自动控制，大大提高了大型望远镜的操作性和观察性。


　　有许多用大型望远镜的研究都要把目镜卸去，换上一套其他工具：有时是放一件装置底片的东西以便天象摄影研究，有时是一座分光镜以便分析天体的光，有时是一种特殊的装置来记录天体辐射的强度。望远镜的重要作用便是收集光，把光集中在一个焦点上，使人可以用上述或其他种种方法来研究。有的望远镜，例如威尔逊山天文台(Mount Wilson Observatory)的塔式望远镜是固定的。活动的镜子将天体的光一直引到望远镜上，再由望远镜将光集中于下面焦点上以便于实验室中的研究。




　　反射望远镜


　　我们已经知道，在折射望远镜中，物镜是一具透镜，或许多透镜的组合，安置在镜筒的上端。它将星光折射到接近镜筒下端的焦点上去，在那儿形成一个影像，这影像可以用目镜来看，可以摄影，也可以用其他方法研究。伽利略(Galileo)所用的最早的望远镜以及那个时代所用的望远镜都是折射望远镜。这种望远镜经过了消色方法改良后的形式仍有最普遍的用途。


　　在反射望远镜中，物镜是一凹镜，安置在镜筒最下端。它将星光反射到接近镜筒上端的焦点上去。现在发生了必须解决的困难：要看焦点上的像，观测者必须从上面向镜中望去。如果他俯在镜筒上看，他便要看到他自己的影子在镜中了。他的头和肩都会遮去大部分射来的星光。因此必须想出方法来使焦点到筒外去，才能充分测得星的像。不同的方法结果造成不同形式的反射望远镜。现在应用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统等。本章介绍其中两种：一是牛顿式(Newtonian)，一是卡塞格林式(Gassegrainian)。


　　牛顿式反射望远镜将一面小镜斜放在镜筒中接近筒顶的焦点之内。这面镜的反光面正好和望远镜的主轴成45度角，从大镜射来会聚的光柱再向旁边反射到镜筒边上去。在那儿可以用平常的目镜来看，或者摄影。

　　因此，用牛顿式反射望远镜的观测口便在镜筒上端左边附近。观测者用目镜看去的方向正与他所观测的星星成直角。大型反射望远镜的观测台连在旋转圆顶上，正对着缝隙，很容易起落，使观测者能在适当的位置上去看望远镜所指向的任何方向。

　　卡塞格林式则有一较小的略显凸型的反射镜片放在主镜与其焦点之间。小镜把会聚的光柱再反射回去射向大镜，从大镜中央一小开口处通过，在镜后形成焦点，就在这儿安放目镜。用这种望远镜的观测者朝向他所观测的物体望去，正如同用折射望远镜一样。有许多反射望远镜是既可用成牛顿式，又可用成卡塞格林式的。

　　反射望远镜有许多优点，例如没有色差、观测波段宽、比折射望远镜更易制造等。但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。现代的大口径光学望远镜大都是反射式的。



牛反和卡反：








　　反射镜在300多年前才广为采用，虽然其中的不同形式的原理已在更早50年就由牛顿(Newton)、卡塞格林(Gassegirain)及其他人说明过了。威廉·赫歇耳爵士(Sir William Herschel)制造了不少的反射望远镜，还用了几架来考察天象。100多年前，爱尔兰业余天文学家罗斯爵士(Lord Rosse)有一架直径1.8米的大反射望远镜，在当时已是巨无霸了。这架大望远镜为人们所知，尤其是因为它第一次看到了有些遥远天体的旋涡结构，那些天体后来就叫做旋涡星云。


　　早期反射望远镜的镜子是用金属盘(speculum meta)做成的。当镜面暗了的时候还须再磨光。赫歇耳、罗斯等人的大望远镜的机械部分相比现代的来说是非常粗糙的。它们并不能忠实地追随天体的西移运动，这对于摄影是十分关键的，或者说，其实在几乎所有现代天文观测中都是很重要的。


　　约在200年前金属才被玻璃代替。将圆玻璃的一面磨成所需要的形状是镜片的基础——它的曲面上则需镀一层极薄的银膜或铝膜。它对红外区和紫外区都有较好的反射率，适于在较宽的波段范围研究天体的光谱和光度。镀银(铝)面暗淡不明时，可以很容易换上新的。实用的反射望远镜，为了避免像差，视场一般比较小，为了扩大视场，常常增加像场改正透镜。对于反射镜的材料，只要求它的膨胀系数较小、应力较小和便于磨制。



　　1918年底，海尔主持建造的口径254厘米的胡克望远镜投入使用。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置。而且，哈勃就是通过用这台望远镜观察并提出了宇宙膨胀理论。






　　20世纪30年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射望远镜的热情。1948年美国帕洛马山天文台建造了口径508厘米望远镜，命名为海尔望远镜，以此纪念卓越的望远镜制造大师海尔。这架望远镜从设计到完工经历了20多年，尽管比胡克望远镜分辨能力更强，但它并没有使我们对宇宙有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海尔望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了。”1976年苏联在高加索建成了一架600厘米的望远镜，但它也没发挥多大作用，更加印证了阿西摩夫所说的话。折射望远镜和反射望远镜有什么区别完结。