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望遠鏡原理 感謝 魏榮君老師
資料來源 ： http://mybigeye.myweb.hinet.net/big5/tele2.htm
望遠鏡基本原理
關鍵字：自製天文望遠鏡、組裝天文望遠鏡、物鏡、目鏡、DIY
望遠鏡的基本原理就是用一個放大鏡來觀看凸透鏡或者凹面鏡所呈現的遠方物體影像，此時凸透鏡或是凹面鏡就稱為物鏡或是對物鏡（對著物體的鏡片），放大鏡就稱為目鏡或接目鏡。
有一種最簡單的望遠鏡，稱為伽利略式，是由一片凸透鏡與一片凹透鏡組成，一般倍數較低，高倍率時視野較小，較不實用。有一種市售的簡單望遠鏡，可以收起為方盒子，打開時透鏡彈出的形式即屬此型。因為這一種型式在作為天文望遠鏡時不是很實際，所以不再介紹。不過這種型式伽利略使用過，而且發現許多天文現象。
常見天文望遠鏡的型式
折射式 (refractor)
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圖 1 折射式 |
折射式望遠鏡是最基本的型式，前方有一物鏡，後方有目鏡，如圖 1。
牛頓式 (newtonian reflector)
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圖 2 牛頓式 |
牛頓式是由一面鏡作為物鏡，但因焦點在光軸上，眼睛無法看，所以要用一反射鏡將影像反射至與光軸垂直的位置，如圖 2。
卡賽格林式 (cassegrain)
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圖 3 卡賽格林式 |
卡賽格林式是較複雜的望遠鏡型式，要自己製造很不容易，由一凹面鏡為主鏡，另一凸面鏡或凹面鏡為副鏡，凸面鏡則為雙曲面，凹面鏡則為橢圓面。此種機型可做到焦點長而鏡筒短，如圖 3。
施密特卡賽格林式 (schmidt-cassegrain)
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圖 4 施密特卡賽格林式 |
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圖 5施密特照相機 |
此種鏡基本上是卡賽格林式，但前方加上一片修正透鏡，如圖 4，此種望遠鏡實際上多用於天文攝影，因焦點面是圓弧面，所以要用特殊盤式底片，放在筒內的焦點處曝光，如圖 5。
馬克斯多夫式 (maksutov-cassegrain)
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圖 6 馬克斯多夫式 |
與施密特式類似，但修正透鏡形狀不同，如圖 6 。
各型望遠鏡比較
折射式成像像場平坦，解析度好，但鏡片至少有四個弧面要磨製，製造較困難，加工複雜，且太大口徑的鏡片會因本身重量而變形，有其限制，鏡筒很長，需要空間大，不過自己裝配小口徑折光鏡不會有這些問題，但要找夠長夠直的鏡筒材料比較不好找。
牛頓式反光鏡構造簡單，主鏡只有一個弧面要磨，製造簡單，鏡片背面可以加強支撐結構，以免變形，但鏡筒也長，自製的稍大口徑望遠鏡多為此型。
其他的反射式望遠鏡因為反射好幾次所以鏡筒縮短，以同樣口徑比較時，體積較小，好操作，好搬移，機動性較好。美國製售的 8 英吋以上口徑有許多是屬於此類。
由以上的介紹中可以對望遠鏡有一基本的認識，雖然其中還有很多學問，但是那不是本網頁的重點，介紹各種望遠鏡只是告訴各位，自己能做的大概只有兩種，就是折射式與牛頓式，其他的你看看結構就知道，要自己做？！省省吧！不必了。光是在主鏡的中心開個圓洞就不是很容易的。
望遠鏡倍率
望遠鏡物鏡焦距除以目鏡焦距所得之商就是望遠鏡的倍率，很簡單吧！不過一般天文望遠鏡比較重視口徑，因為目鏡可以換，所以倍率是會變的。如果聽到別人有天文望遠鏡，一開口就先問倍率的，肯定是外行！所以下次問別人天文望遠鏡的性能要先問口徑，再問有哪些倍率才不會被暗笑。
集光力
望遠鏡集光力的意義是收到比人眼多幾倍的光線，因為人瞳孔最大直徑約 7 mm，所以集光力計算如下：
集光力 = 口徑2(以 mm 計)／49
望遠鏡最高倍率
既然目鏡可以換，是不是換成焦距最短的就可以達到高倍率，答案是肯定的，但是如果口徑不夠大，倍率太高會因繞射現象而使影像的清晰度受到限制，繞射原理請自己找高中物理教科書參考，在此只告訴你天文望遠鏡的最高倍率建議如下：
最高倍率 = 物鏡口徑(以 mm 計)
因為所用的物鏡品質不一定都是那麼理想，有些比較專業的建議則是以上算出來的倍率還要再除以 2，所以越大口徑的望遠鏡，鑑別能力越佳，觀測潛力越佳，所以玩望遠鏡的人都追求大口徑。
最小有效倍率
用長焦距望遠鏡觀測星雲星團、月球等，有時需要用到低倍率，但是高倍率有限制，低倍率有沒有限制？其實也有，最低倍率如下：
最低倍率 = 物鏡口徑(以 mm 計) ／ 7
以上式子的意義是射出光瞳直徑要小於 7mm，射出光瞳的直徑是物鏡口徑除以倍率。
有最低倍率限制的原因是人的瞳孔在黑暗處最大開口為 7mm，此時望遠鏡射出光瞳如果大於 7mm，就會有部份光線沒有進入眼睛，就浪費了大口徑的集光力。
本頁最後修改日期：2007/6/5
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資料來源 ： http://www.starworks.idv.tw/2/2-7.htm
第一章 天文望遠鏡是什麼？
１－１ 天文望遠鏡的發明
幾千年來，人類憑著上天賦予的雙眼，觀看這亙古不變的星空，創造了許多不朽的神話及故事。肉眼雖然迷你，不過品質顯然不錯，人類也得以發現了許多宇宙運行的規則。
可惜肉眼終究太小，所能觀察到的現象及精確度有限，這是古代天文學無法大幅度前進的主要原因之一。1608年，一位荷蘭的眼鏡師傅發現利用二片透鏡並調整透鏡位置可以看清遠方的景物，彷彿是把遠方的景物拉到眼前來看一般，因而發明了望遠鏡。
後來，義大利的科學家伽利略聽到了這個消息，並於1609年製作了一部口徑42mm的望遠鏡。這部望遠鏡讓他"大開眼界"，因為他驚訝地發現，月球表面有高山和無數的坑洞；金星也如月球般，有著盈虧的變化；而木星旁邊竟然還有四顆小星星繞著木星公轉！這些發現徹底的顛覆了傳統的天文學觀念。伽利略是有史以來使用望遠鏡觀察天空的第一人，這部望遠鏡同時也開創了天文學的另一個新紀元。之後的1611年，德國科學家刻卜勒也設計了一部望遠鏡，並改良了目鏡，擴大了望遠鏡的視野，成為今日望遠鏡的主流。
伽利略製作的望遠鏡是折射式望遠鏡。1668年，牛頓利用光線反射的方式，發明了反射式望遠鏡。這是天文望遠鏡的一大突破，因為反射式望遠鏡在製造上遠比折射式望遠鏡容易的多，並且沒有折射式望遠鏡的色差現象，能讓觀測品質大幅提昇。1672年，法國人蓋賽格林變更了牛頓式反射鏡的焦點位置，發明了蓋賽格林式反射望遠鏡，讓反射式望遠鏡更容易操作。這幾位同是十七世紀的偉大科學家，分別留下了以自己名字命名的光學系統，讓十七世紀在望遠鏡史上發出耀眼的光芒。自此以後，世界各地的天文台愈來愈多，望遠鏡也愈來愈大，天文學的進展也愈來愈快了。
1938年德國人史密特把折射式望遠鏡及反射式望遠鏡合而為一，發明了折反射式望遠鏡，也就是史密特式望遠鏡（史密特照相機），開創了望遠鏡的另一個新紀元，也讓俄國人馬克斯托夫發明了另一種折反射式望遠鏡－馬克斯托夫望遠鏡。19xx年無線電波望遠鏡把天文望遠鏡所能看到的延伸到所有的電磁波長，讓我們觀看宇宙的視野不會只局限於可見光，進而造成了天文望遠鏡的另一次革命，也讓天文學能在最近極短的數十年中，得到超越數千年來的成就。
一套完整的天文望遠鏡組合是由鏡筒部、架台部和腳架部等三部份所組成的。鏡筒是收集天體的光、讓我們可以觀測天體的部份，有折射鏡、反射鏡和折反射鏡三種；架台是用來承載鏡筒部，可以靈活轉動，讓鏡筒可以自由自在地觀察各個方向的天體，有經緯台和赤道儀二種；腳部是承載整組設備，讓整組望遠鏡有一個穩定的支撐，有容易移動的三腳架、穩定性較佳的直柱腳架和固定式的基座腳架等三種。
鏡筒--望遠鏡鏡筒從業餘的五公分級到天文台的數公尺級，種類繁多、不勝枚舉。而依其原理不同可以分成：折射式望遠鏡（簡稱折射鏡）、反射式望遠鏡（簡稱反射鏡）及將這二種合而為一的折反射式望遠鏡（簡稱折反射鏡）等三大種。
折射式的望遠鏡，光線是直接穿透透鏡玻璃後，產生曲折而聚焦成像。反射式的望遠鏡，光線是被一面凹面的反射鏡反射後，產生曲折而聚焦成像。折反射式的望遠鏡則是光線先穿透鏡筒前的透鏡，產生曲折後，再被鏡筒後的凹面反射鏡反射，而曲折聚焦成像。
架台--架台分為經緯儀及赤道儀兩種。經緯儀式的架台，有水平及垂直兩個可轉動軸。望遠鏡架在經緯儀上，可以在水平及垂直方向自由轉動，所以可以看到各個位置的天體。赤道儀式的架台還可分成：德式赤道儀、叉臂式赤道儀、英式（框架式）赤道儀及馬蹄式赤道儀等。赤道儀共同的特徵是：有一個傾斜角度同觀測地緯度的極軸，在極軸上有赤經及赤緯兩個可轉動的轉軸，望遠鏡架在赤道儀上，利用赤經赤緯的轉動，可以看到各個位置的天體。
腳架--腳架的用途是承載整組望遠鏡及赤道儀。在中小型望遠鏡中，通常是搬到戶外去使用的，所以大都使用容易移動的三腳架。而在中大型望遠鏡中，因為重量限制、無法方便移動及對穩定性的要求，大都採用金屬直柱腳架。至於大型天文台級的望遠鏡中，全都採用基座式的支撐腳架，以求得最佳的穩定性。
一組天文望遠鏡的性能取決於望遠鏡口徑、赤道儀精度及腳架的穩定性三者身上。望遠鏡的口徑愈大，就能收集更多的光線、看到更細微的結構。赤道儀的精度愈高，觀測會愈穩定、也就愈能提高望遠鏡的性能。腳架的穩定性好，是整組天文望遠鏡能發揮出最大性能的關鍵。
伽利略和刻卜勒所製作、設計的望遠鏡就是折射式望遠鏡。這種方式的望遠鏡，光線是穿透鏡筒前端的一組凸透鏡（稱為主鏡），產生曲折而聚焦。在聚焦處放置一個目鏡來放大並得到影像。目鏡可以分成伽利略式和刻卜勒式。伽利略式的目鏡是一個（組）凹透鏡，它形成一個正立的影像，但是這種望遠鏡的視野狹小、觀察不易，現在只剩下一小部分觀賞歌劇用的低倍率雙眼望遠鏡還用這種方式的目鏡。而刻卜勒式的目鏡是一個（組）凸透鏡，它形成一個上下左右顛倒的影像，在觀看地面風景時，雖然不如正立像來得方便，但是它有視野寬廣的優點，所以現在市面上看得到的天文望遠鏡都是用刻卜勒式的目鏡。
在早期的折射鏡中，主鏡都只是單一片透鏡，有著嚴重的色差現象，大大地影響觀測的品質。到了18世紀時，利用二片折射率不同的凸透鏡和凹透鏡組合成一組主鏡，發明了單消色差透鏡（Achromat），對折射鏡的色差現象有了大幅度的改善，讓剩餘色差大約只有焦距的1/2000以下。到了本世紀，拜玻璃材料科技的進步，利用一些特殊的超低色散玻璃材料（如瑩石、ED玻璃等）開發了複消色差透鏡（Apochromat），把折射鏡的色差現象再進一步地減少，大約只剩焦距的1/10000以下，甚而更低。
折射鏡有成像鮮銳的優點，而且保養容易，很適合成為初學者的第一部天文望遠鏡。現今業餘用的中小口徑折射鏡種類繁多，且大都採用複消色差的設計，品質都有相當高的水準。可惜的是價格高昂，不容易普及到一般大眾。其實如果只是眼視觀測，一部好的單消色差折射鏡已足夠，不見得非用昂貴的複消色差折射鏡不可。
主鏡--折射鏡的主鏡是由二片或三片透鏡組合而成，這二片或三片透鏡的材料都不同，折射率也不同。單消色差的主鏡是由前方的凸透鏡和後方的凹透鏡組成；使用超低色散玻璃的複消色差透鏡則是凹透鏡在前方，凸的超低色散玻璃在後方。不過近幾年來，有部份廠家將凸的超低色散玻璃設計在前方，以降低製造成本。
主鏡的這二片或三片透鏡有貼合式與分離式等不同設計。貼合式設計是前方透鏡與後方透鏡相接觸；分離式的設計是用小小的薄鋁箔片隔開透鏡，製造出所謂的空氣透鏡。這些透鏡再用環形壓板固定在物鏡座上，物鏡座再固定在鏡筒上。物鏡座上會有三支調整螺絲，可以調整主鏡的光軸，以保持主鏡光軸的正確。
為了避免光線在穿透主鏡時，被透鏡吸收或反射，現今的折射望遠鏡都在透鏡上鍍上非常薄的金屬膜，以提高光線透過的程度，這種方法稱為鍍膜(Coating)。鍍膜有單層膜、多層膜之分，在高級望遠鏡上，主鏡都膜上多層膜(multi-coating)，讓最大程度的光線能穿透。
遮光罩--由於折射鏡的主鏡在整部望遠鏡的最前方，非望遠鏡指向方向來的光線有可能會射入望遠鏡內，干擾了欲觀測天體的影像品質，所以需要一個遮光罩來擋掉非指向方向來的雜光，以提高影像的反差。折射鏡的遮光罩會比望遠鏡口徑來得大，材質與鏡筒一樣，大都是金屬製的。一般的遮光罩只是單純的一個圓筒，比較高級或大口徑的折射鏡，遮光罩內還會有數個凸起的遮光環來消除內反射，對提高影像反差有相當的幫助。
鏡筒--鏡筒前端接主鏡組、後方接對焦座，是讓光線通過的中空金屬筒，大都採用鋁合金製造以降低重量。大多數的鏡筒直徑會比望遠鏡口徑還大，而且長度通常比主鏡焦距長度短少20～30公分。在鏡筒內部會有數個遮光環，用以消除鏡筒內有害的內反射，提高影像的反差。
對焦座--鏡筒長度短少的部份就是留給對焦座用的。對焦座是一組可伸縮的中空金屬圓筒，用齒輪帶動對焦管上的齒條來調整伸縮量。某些高級機種則採用螺旋伸縮式對焦座，可以做很精細的對焦調整。在直焦點的天文攝影中，對焦座的強度及對焦座內徑的大小很重要，強度不足可能會有對焦座變形或鬆脫的情形；而對焦座內徑如果太小，會擋掉周圍的光線，拍出來的照片會有周邊減光的現象。
目鏡座--在對焦座後面是放目鏡的目鏡座，目鏡座是可以放入目鏡以觀察天體的裝置。目鏡座有2吋(50.8mm)、1.25(31.7mm)吋及0.965(24.5mm)吋等不同的規格大小，只有同一種規格的目鏡及目鏡座，目鏡才能放進目鏡座內，也才能透過目鏡來觀看天體。
目鏡座的規格大小是可以換的，通常廠商會有數種規格的目鏡座以供選擇，只要選擇與自己目鏡同一規格的目鏡座就可以使用了。
最早的一部反射式望遠鏡就是牛頓發明的牛頓式反射鏡。牛頓式反射望遠鏡是使用一面凹的拋物面鏡，將光線反射回鏡筒前方並曲折聚焦，然後在鏡筒前方用另一面橢圓形平面鏡（副鏡，又稱斜鏡），將光線以90°角反射出鏡筒外，在這個光路射出的位置上放置對焦座及目鏡座以方便觀看。這種焦點位置在鏡筒前方開口側邊的反射鏡就稱為牛頓式反射望遠鏡。牛頓式反射望遠鏡製造容易、重量輕、成本低，因而成為業餘天文望遠鏡的主流商品。
另一種反射式望遠鏡是法國人蓋賽格林於1672年發明的蓋賽格林式反射望遠鏡。它的基本原理同牛頓式反射鏡，都是用一面凹的拋物面主鏡將光線反射回鏡筒前，不同於牛頓式反射鏡的是，蓋賽格林式反射鏡在鏡筒前用一面凸的雙曲面副鏡將光線反射回主鏡中央的開孔並聚焦成像，這種焦點位置在主鏡後方的就稱為蓋賽格林式反射望遠鏡。蓋賽格林式反射望遠鏡的光路是在鏡筒內來回反射二次，並經過副鏡的再放大，所以鏡筒可以很短，焦距卻可以很長，對高倍率的觀察有很大的好處。反射式望遠鏡除了這二種焦點位置外，尚有庫德式焦點等，不過並不常見，大都是大型天文台才採用。
由於反射式望遠鏡是將光反射而不是穿透，所以對玻璃材料的要求是熱膨脹率要低，不像折射鏡要求的純淨透明，而且反射鏡沒有折射鏡特有的色差問題，再加上反射鏡只需研磨一面，相對於折射鏡，製造上就容易得多，現今全世界的大型天文台全是使用反射望遠鏡，就是這個緣故。
主鏡--主鏡位於整部望遠鏡的最後方，是一面凹面鏡，表面以真空蒸鍍法鍍上高反射率的鋁膜，並再鍍上一層保護膜以防止鋁膜氧化。不同的光學系統，會有不同的主鏡型式，標準的牛頓式反射鏡及古典蓋賽格林式反射鏡都是拋物面的主鏡，其他如ＲＣ式反射鏡的雙曲面主鏡等。
主鏡的材料種類很多，但以熱膨脹率低者為佳，例如現今很多廠商會採用零膨脹玻璃。鏡片的厚度也是需要考慮的地方，因為愈厚的鏡片愈重，愈會有主鏡變形的問題，對架台也是一個非常大的負擔。以前的主鏡設計是厚度／直徑比大約在１／６左右，現在某些廠商推出的薄型主鏡設計，在厚度／直徑比上甚至可達１／１５，實在是非常薄。
主鏡固定在主鏡座上，小型反射鏡的主鏡都直接固定在主鏡座上，但大型反射鏡的主鏡則會用數支支撐桿支撐住，以免因主鏡本身的重量而產生變形；主鏡座接在鏡筒後部，通常會有三支主鏡座固定螺絲及三支光軸調整螺絲，以固定主鏡座並保持主鏡光軸的正確。
副鏡--副鏡就是第二反射鏡，位於反射望遠鏡的開口處，表面也如同主鏡般，鍍上鋁膜及保護膜，以提高反射率及防止氧化。副鏡的型式也有許多種類：牛頓式反射鏡採用平面鏡，單純地把光線導出鏡筒外；古典蓋賽格林式反射鏡則是用凸的雙曲面做副鏡，可以把主鏡的焦距延長2～3倍；其他也有凸的球面鏡、複雜的多次非球面鏡等多種型式。
副鏡會用一組支撐架固定住，並且也有三支光軸調整螺絲來保持副鏡光軸的正確。支撐架大都是四支呈十字型，但也有少部份的反射鏡用三支或只有一支來固定副鏡。
鏡筒--反射式望遠鏡的主鏡位於後方，所以利用整個鏡筒來當遮光罩用，但因為副鏡就在鏡筒開口處，所以最好仍有一個短的遮光罩來遮蔽雜光。反射鏡的鏡筒只是單純一個圓筒，並不像折射鏡般內部有遮光環的設計。在大型的反射鏡中，甚至連這個圓筒都沒有，只用數支骨架來做為鏡筒，支撐住主鏡與副鏡，這種方法最大的目的是要降低重量，減輕架台的負擔。
對焦座--反射鏡的對焦座大都採用齒輪帶動齒條的方法來控制伸縮量，可伸縮調整的伸縮量比折射鏡少得多，尺寸大小也比折射鏡小。牛頓式反射鏡的對焦座在鏡筒的側邊，會造成這一邊比較重而不能平衡，這時會在對焦座的對面邊加上重錘來平衡重量，蓋賽格林式反射鏡就沒有這個問題。另有一些廠商出產的反射鏡沒有對焦座，而是用主鏡或副鏡的前後移動來對焦。
目鏡座--反射鏡的目鏡座跟折射鏡是一樣的，都是用來放入目鏡以觀察天體的裝置。反射鏡的目鏡座也有2吋、1.25吋及0.965吋等各種規格，必須是同一種規格的目鏡及目鏡座才能配合，只要選擇與自己的目鏡同一種規格的目鏡座就可以了。
光線先透一片透鏡產生曲折，再經一面反射鏡將光反射聚焦，這種結合折射與反射的光學系統就稱為折反射式望遠鏡。
首先發明這種型式望遠鏡的是德國人史密特。他首先於1938年製作了第一部折反射式望遠鏡。史密特研磨了一片中央凸、周邊凹、形狀複雜的波浪狀修正透鏡，將這片修正透鏡置於鏡筒最前端，讓光線進入後不是收縮聚焦，而是向外產生曲折，然後經後方的球面主鏡反射聚焦。如果在焦點處放上底片，就是天文攝影專用的史密特照相機。若用第二面反射鏡（副鏡）將光線再反射到主鏡後方的開孔，就稱為史密特－蓋賽格林式望遠鏡。1970年美國的Celestron公司首先量產了史密特－蓋賽格林式望遠鏡，在大量生產下，價格非常便宜，而為眼視觀測者最愛用的望遠鏡。
1943年，俄羅斯的馬克斯托夫也發明了另一種折反射式望遠鏡。他用一片兩面同曲率並同向主鏡方向內凹的透鏡做為修正鏡，光線穿過修正透鏡後產生曲折，然後經反射鏡反射聚焦，再經第二反射鏡（副鏡）反射回主鏡中央開孔處聚焦成像，所以稱為馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡。大部份的馬克斯托夫－蓋賽格林系統的副鏡，都是直接在修正透鏡後方中央部份鍍上鋁成為曲率同修正鏡的副鏡。如果改變上述副鏡曲率，就稱為RUMAK型，把副鏡獨立出來製作並向主鏡靠近的就是SIMAK型，像差程度也照這順序減少，性能也就愈來愈好。世界上生產馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡的廠商以美國的Questar及德國的Zeiss最出名，但價格高昂，一般同好不容易買得起。
鏡筒--為了減輕重量，史密特－蓋賽格林式望遠鏡和馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡的鏡筒都採用輕量的鋁合金材料，然後在修正透鏡及主鏡的位置再予以補強。在同口徑的鏡筒中，折反射鏡的鏡筒可以比其他種望遠鏡的鏡筒輕上一半以上。鏡筒內沒有遮光環的設計，如果要增強影像反差，可以在鏡筒內壁貼上絨毛紙來消除內反射。
修正透鏡--折反射鏡的修正透鏡位於整部望遠鏡的最前端，最主要的作用是用來修正球面主鏡的球面像差。市面上的折反射式望遠鏡的修正透鏡上並沒有光軸調整裝置，並非修正透鏡不用調整光軸，而是廠商把修正透鏡直接固定在鏡筒上，省略調整光軸的問題。而且若是修正透鏡的光軸有輕微不準，對星點的成像品質影響並不大。
主鏡--史密特式和馬克斯托夫式望遠鏡的主鏡都是焦距很短的球面主鏡，大約在F2～F3之間。主鏡直接固定在主鏡座上，然後與鏡筒是分離的，沒有任何可調整光軸的裝置。主鏡中央有一段中空細長的金屬管，這截圓管除了是讓副鏡反射回來的光通過之外，也有防止非指向方向來的雜光，直接從修正透鏡射到焦點部的作用。
副鏡--折反射鏡的副鏡都直接固定在修正透鏡的中央部，不像純反射鏡的副鏡需要用支撐架來固定。史密特－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡為凸的球面鏡，可將主鏡的焦距做4～5倍的擴大。副鏡有三支光軸調整螺絲以修正副鏡的光軸，這是史密特－蓋賽格林式望遠鏡上唯一的光軸調整裝置。史密特－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡光軸正確與否對星點成像影響非常大，必須精確地對正。馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡，除了SIMAK型外，其餘都是直接在修正鏡的中央部鍍上高反射率的鋁來做為副鏡，所以並不需要調整光軸。
遮光罩--由於折反射鏡的修正透鏡在鏡筒的最前端，所以非常需要遮光罩來擋掉非望遠鏡指向方向的雜光。但是折反射鏡的鏡筒都很短，相對的遮光罩就不能太重，以免前後重量相差太大而無法平衡。
對焦--史密特－蓋賽格林式望遠鏡和馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡大都是用主鏡的前後移動來對焦而沒有對焦座，這跟其他種望遠鏡完全不同。這種對焦法的好處是主鏡的移動量小，可對焦範圍卻非常大，從近距離地面的景物到天上的星體，都可輕易地看清。但是這種方法穩定性較差，容易有主鏡位移的問題。
目鏡座--與任何一種折射式或反射式望遠鏡一樣，有2吋、1.25吋及0.965吋等各種規格可以選擇，只要目鏡與目鏡座規格一樣就可以使用了。
折反射望遠鏡
反射折射這個名詞在光學系統中的意思就是既有透鏡也有面鏡的系統。反射折射的光學系統常用在望遠鏡和照相機使用的質輕、長焦透鏡。 通常的設計是利用特殊形狀的透鏡來修正反射鏡的像差。反射式望遠鏡鏡系統的物鏡雖然沒有色差，但球面反射鏡存在球面像差，而且焦距越長的球面反射鏡對加工精度要求越高。非球面的拋物面反射鏡雖然在光軸中心不存在像差，但在光軸以外存在球差和彗差，而且加工難度大，成本也高。折反射式望遠鏡就是針對反射式系統的這些缺點，而試圖利用透鏡折射系統的優點來補償。
目前世界上常見的折反射式望遠鏡類型有兩種，施密特式和馬克蘇托夫式。
折反射式望遠鏡
折反射式望遠鏡的設計結合了形狀特別的面鏡和透鏡，允許非常快速的焦比(當使用主焦點時)，並且有效抑制了彗形像差和散像性(astigmatism)。
望遠鏡製造者基於下列的任何一個或所有的原因，會使用反射折射的設計：
- 她們使用更加容易製造的球面。
- 當配置長焦距的卡格林式裝置時，需要摺疊光路以收納入較小的包裝內。
- 反射折射的設計能降低維護成本和提高堅固性，因為一些或所有的元件都能被固定和校準(準直)妥當。
- 配合可以移動的主鏡和允許有大移動量的卡塞格林焦平面，以裝載照相機和CCD。
- 修正板並封閉鏡筒以隔絕塵埃和沙土，也可以攔阻鏡筒內部的氣流，進而增加影像的穩定性。
這種設計的缺點是次鏡(第二反射鏡)會阻攔部分進入鏡筒的光線。
施密特-卡塞格林式
施密特-卡塞格林望遠鏡是在1931年由德國光學家施密特發明的優秀廣視野望遠鏡。在鏡筒最前端的光學元件是施密特修正板，這塊板是經過研磨接近平行的非球面薄透鏡，可以確實的改正與消除主鏡造成的球面像差。
自從1960年代，Celestron介紹了這一型的望遠鏡之後，數以萬計的業餘天文學家已經購買和使用過施密特-卡塞格林望遠鏡，直徑從20公分(8英吋)到48公分(16英吋)都有。現在許多公司大量生產這一型的望遠鏡，使價格下降至一般業餘天文學家都付擔得起。施密特-卡塞格林式的主要好處是它的光路經過摺疊之後使鏡筒可以縮成很短而矮胖，因而增加了可攜帶性，在觀察行星和深空天體時的光學性能也都很好。
馬克蘇托夫-卡塞格林式
馬克蘇托夫-卡塞格林式是在1940年由蘇聯光學家德密特利·馬克蘇托夫發明的馬克蘇托夫望遠鏡的改良型。馬克蘇托夫式的機械部分比卡塞格林式簡單，並且有封閉的鏡筒和全部都是球面鏡的光學系統。與相似的施密式最關鍵的不同的是彎月型的修正板也設計成容易磨製的球面透鏡，而不是施密特式的非球面透鏡設計。因為焦距比較長，因此馬克蘇托夫式的視野比施密特-卡塞格林式的狹窄，一般也比較重；但是較小的次鏡使他的解析力比施密特-卡塞格林式好。
攝影的反射折射鏡頭
攝影的反射折射鏡頭在設計上類似天文用的，使用的原因也相同(修改以容納攝影新增的用途)。為了避免折射反射"面鏡透鏡"因內外的溫差導致內部的氣流擾動，內部的空間充滿了玻璃(也稱為"固化")。
資料來源 ：http://www.sunoptical.com.tw/eyp/front/bin/ptlist.phtml?Category=200009867
鏡筒--為了減輕重量，史密特－蓋賽格林式望遠鏡和馬克斯托夫－蓋
賽格林式望遠鏡的鏡筒都採用輕量的鋁合金材料，然後在修正透鏡及主鏡的位置再予以補強。在同口徑的鏡筒中，折反射鏡的鏡筒可以比其他種望遠鏡的鏡筒輕上一半以上。鏡筒內沒有遮光環的設計，如果要增強影像反差，可以在鏡筒內壁貼上絨毛紙來消除內反射。
修正透鏡--折反射鏡的修正透鏡位於整部望遠鏡的最前端，最主要的
作用是用來修正球面主鏡的球面像差。市面上的折反射式望遠鏡的修正透鏡上並沒有光軸調整裝置，並非修正透鏡不用調整光軸，而是廠商把修正透鏡直接固定在鏡筒上，省略調整光軸的問題。而且若是修正透鏡的光軸有輕微不準，對星點的成像品質影響並不大。
主鏡--史密特式和馬克斯托夫式望遠鏡的主鏡都是焦距很短的球面主鏡，大約在F2～F3之間。主鏡直接固定在主鏡座上，然後與鏡筒是分離的，沒有任何可調整光軸的裝置。主鏡中央有一段中空細長的金屬管，這截圓管除了是讓副鏡反射回來的光通過之外，也有防止非指向方向來的雜光，直接從修正透鏡射到焦點部的作用。
副鏡--折反射鏡的副鏡都直接固定在修正透鏡的中央部，不像純反射
鏡的副鏡需要用支撐架來固定。史密特－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡為凸的球面鏡，可將主鏡的焦距做4～5倍的擴大。副鏡有三支光軸調整螺絲以修正副鏡的光軸，這是史密特－蓋賽格林式望遠鏡上唯一的光軸調整裝置。史密特－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡光軸正確與否對星點成像影響非常大，必須精確地對正。馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡的副鏡，除了SIMAK型外，其餘都是直接在修正鏡的中央部鍍上高反射率的鋁來做
為副鏡，所以並不需要調整光軸。
遮光罩--由於折反射鏡的修正透鏡在鏡筒的最前端，所以非常需要遮
光罩來擋掉非望遠鏡指向方向的雜光。但是折反射鏡的鏡筒都很短，相對的遮光罩就不能太重，以免前後重量相差太大而無法平衡。
對焦--史密特－蓋賽格林式望遠鏡和馬克斯托夫－蓋賽格林式望遠鏡大都是用主鏡的前後移動來對焦而沒有對焦座，這跟其他種望遠鏡完全不同。這種對焦法的好處是主鏡的移動量小，可對焦範圍卻非常大，從近距離地面的景物到天上的星體，都可輕易地看清。但是這種方法穩定性較差，容易有主鏡位移的問題。
目鏡座 -- 與任何一種折射式或反射式望遠鏡一樣，有 2 吋、 1.25 吋及 0.965 吋等各種規格可以選擇，只要目鏡與目鏡座規格一樣就可
以使用了。
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