折反射望远镜
[1]由折射和反射元件组成的天文望远镜。其中单独的折射或反射元件都不能很好成像。哈密顿在1814年曾提出在透镜组中间加入反射面﹐以增加光焦度。采用这种办法就能用一般的玻璃得到色差改正比消色差物镜更好的望远镜。这是最早的一种折反射望远镜。由于不能改进其他像差﹐它没有得到进一步发展。目前﹐折反射望远镜主要指应用最广泛的施密特望远镜﹑马克苏托夫望远镜以及由它们衍生的望远镜﹐如超施密特望远镜﹑贝克－努恩照相机等。这类望远镜具有光力强(相对口径可达1﹐甚至更大)﹑视场大(可达30°～50°)﹑像差小等优点﹐通常用于巡天摄影和观测弥漫星云﹑流星和人造卫星等。结构紧凑的小型目视天文望远镜也常采用卡塞格林式折反射系统。
反射望远镜在光学性能上最大的特点是没有色差﹐在折反射望远镜中﹐一般就是由反射元件担负主要的光焦度﹐而其中折射元件总的光焦度很小﹐它的主要作用是校正像差。
目前世界上常见的折反射式望远镜类型有两种，施密特式和马克苏托夫式。
一架150mm 口径的 折反射望远镜(马克苏托夫式)。
折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近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，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个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。
由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
自七十年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
从八十年代开始，国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中，欧洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。
优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下，可以将80%的几何光能集中在0″.6范围内，而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80％的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。
