基本簡介
折反射望遠鏡折反射望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
這種望遠鏡的特點是：光力強和可見天空區域大。因而可以看到很暗的天體，特別適合於對流星，慧星，星雲的觀測和大範圍的巡天照相。經常使用的折反射望遠鏡有：施密特望遠鏡，馬克蘇托夫望遠鏡。
由於折反射望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
構造原理
折反射望遠鏡的基本結構一、折反射望遠鏡與遮光系統。
外鏡筒可提供望遠鏡組適當的遮蔽，隔絕光線直接照射主反射鏡與次反射鏡，使得雜散光的來源主要限制於來自小角度的光源直射與散射雜光，因為光學系統仍然存在著設計視角值之外光源直射的問題。如前所述，這些視角外的光線並未受到主、次反射鏡之作用，便直接由主反射鏡中央缺孔穿插而過，而直接抵達焦平面。此時消除光源直射效應最有效的方法便是增加擋光板，直接阻擋這些直射的光線，在此擋光舵板可充分發揮其抑制雜散光的功能，特別是對於光源在較大離軸角度所產生的散射雜光，在增加擋光舵板後可降低一到三個級數的雜散光能量。
二、特徵光束之光束覓跡圖。
擋光板的尺寸與位置除了要考慮其抑制雜散光的效能外，也要考慮其系統成像品質的影響，過多的遮蔽會使得系統入光量降低而減低成像對比度，若系統視角受到阻隔則會有成像平面能量分布不均勻的情況。一般而言，主反射鏡中央缺孔延伸而出的稱之為主擋光板、環繞於次反射鏡周邊的則稱 為次擋光板。值得注意的是設計時主擋光板不可阻擋到由主反射鏡反射至次反射鏡的光線，或者是由次反射鏡反射的成像光線；而次擋光板是不可阻擋到主反射鏡反 射至次反射鏡的光線，並且要能確定其中央遮蔽率足夠大，以避免次擋光板之邊緣在焦平面成像。
擋光板的位置、形狀尺寸、開口大小關係到光學設計及感測器，在做法上可以先行利用軸上入射光束的初階計算出擋光板需要的預留長度，並當成初始設計值。接著再根據光學系統的視角與感測器規格，配合特徵光線的光束追蹤，如主反射鏡最邊緣所入射的光線與恰好通過次擋光板邊緣的入射 光線來檢視次擋光板與主擋光板的輪廓，，並估計組裝與製作公差以決定正確尺寸。
折反射望遠鏡基本結構三、增加擋光板前後系統 PST 的比較。
決定擋光板之後即可利用 PST (point source transmittance) 來評估擋光板的效能。PST 是一般最常被使用來評估光機系統雜散光特性的方法。
簡單來說，是討論光源在進入系統時之能量以及最後落於焦平面上之能量比例，這可以將整個光機系統的雜散 光資訊匯整成一個單一的數據，以利系統間的相互比較。
藉由PST 曲線可以清楚的比較裝置擋光板前後的雜散光比例差異，與內部擋光板阻擋直射光源的功用。紅色曲線為未增加主次擋光板時所獲得的雜散光比例，很明顯 的在原本會有光源直射現象的角度區間內，雜散光的比例可獲得有效的抑制，以10度入射時的峰值為例，PST 由原先的1.8% 被抑制至5.19 × 10−3%。
因此主次擋光板可如預期的阻擋直射光源進入望遠鏡組之後端組件。另外，值得注意的是在4°–5° 區間內，PST 值卻不如預期，不降反升。清各個雜散光路徑後，發現此時主擋光板反而是誘發雜散光的關鍵機構，這表示在製造檔光板以及結構表面黑化處理時必須更加注重其表面之散射特性 (BSDF)，以防止光線經由主擋光板被反射至焦平面。
外鏡筒與主次鏡擋光板是最典型的望遠鏡系統遮光系統，提供了增加遮光系統前後的比較，希望能給光學或是光機設計者一個參考，以了解遮光系統的重要性。
主要功能
一、必須能排除光源直射效應，防止望遠鏡組中的主反射鏡、次反射鏡與後端的修 正鏡組受到視角外光源，如日光的直接照射。
二、阻隔視角外或是未遵循設計光路徑，直接由主反射鏡中央缺孔穿插而過的光線。
三、減少系統內的散射雜光 (scatter stray light)，或是主反射鏡與次反射鏡之間的二次反射 (double pass) 光線焦平面成像。
四、規範望遠鏡組的可視範圍。依據上述條件，遮光系統可分類為外鏡筒 (sun-shield)、位於主反射鏡中央缺孔的主擋光板 (primary baffle)、環繞於次反射鏡周邊的次擋光板 (secondary baffle)，另有位於各遮光元件與機構上防止結構表面散射雜光的次結構，稱之為擋光舵板。
基本特點
折反射望遠鏡折反射望遠鏡的優點：
1、視角更寬廣，看到的圖像更清晰。
2、適合遠距離觀測，同時也適合地面觀測。
3、密封鏡筒減少了空氣對圖像的干擾。
4、體積小，易於攜帶，使用也很方便。
5、維護簡單，幾乎不需要維護。
折反射望遠鏡的缺點：
1、與同等口徑的反射望遠鏡相比，價格高一些。
2、因為使用第二塊鏡片來反射光線，所以會損失一部分光線。
3、外形看起來或許和你想像中的望遠鏡不一樣。
研究發展
折反射望遠鏡大口徑反射望遠鏡在觀測天空時，總免不了出現較大像差，只有中心很小的部分能取得較好的觀測效果。也就是所觀測到高清晰度的天區範圍變小了。為解決這個缺陷，德籍俄國光學家施密特(1879-1935年)發明了新型望遠鏡以克服這個缺點。人們稱之為施密特望遠鏡。
施密特早年為做實驗，曾將火藥塞在一根鋼管里點燃，不小心炸掉了他的右手和前臂。所以，他在磨製鏡面時只能用一隻胳膊頑強地工作。1930年他製作了一台折反射望遠鏡，這種望遠鏡的製作是介乎反射望遠鏡和折射望遠鏡兩者之間的折衷方案，取二者之長，克服二者之短。施密特選用凹球面作主鏡，為克服主鏡成像時產生的球差，它加了一塊“改正透鏡”，外形奇特，中間厚兩邊薄。改正透鏡的作用是當光線透過後，光線折射恰好能補償射鏡產生的各種像差，使望遠鏡獲得更大、更清晰的視場。用這種望遠鏡進行天體攝影，可獲得大面積天區照片，被人們譽為“巡天警察”。目前，世界上最大的施密特望遠鏡，是安放在德國圖林根陶登堡史瓦西天文台內，它的主鏡為200厘米，改正鏡口徑為134厘米，視場3．4°×3．4°。
由於施密特望遠鏡中改正鏡形狀奇特，磨製過程非常困難。為了簡化改正鏡形狀，1940年初，前蘇聯光學家馬克蘇托夫發明了一種新型折反射望遠鏡，被稱為馬克蘇托夫望遠鏡。這種望遠鏡與施密特望遠鏡原理一樣，只是副鏡是由一個特殊的月牙狀透鏡代替，又稱彎月形改正透鏡。改正鏡是磨製球面的，只要適當地選擇透鏡兩面的曲率和厚度，可以使彎月鏡產生足以補償凹面鏡的像差。目前，世界上最大的馬克蘇托夫望遠鏡，安裝在俄羅斯阿巴斯圖曼尼天文台，它的主鏡口徑為98厘米，焦距210厘米，改正鏡口經為70厘米。
望遠鏡口徑越磨製越大，但是隨著口徑的增大，製作起來也越來越困難，近年來隨著計算機在望遠鏡上的套用，1979年人們又產生了多面鏡組合成反射望遠鏡的新思路。目前，第一架組合式望遠鏡，它是由6台口徑為1．8米卡塞格林式望遠鏡組合成的，它們由計算機控制鏡面姿態，組合成光力相當於單面主鏡口徑為4．5米的反射望遠鏡。這架新一代望遠鏡安裝在美國麻省威廉斯敦麥迪遜霍普金斯天文台。
歐洲南方天文台的科學家們最近在智利安第斯山脈中的錫拉天文台成功地安裝了一台新一代望遠鏡——新技術天文望遠鏡 (簡稱NIT)，因為它具有簡易、輕便、造價低及高效等優點，所以受到人們的青睞。 NTT成功的關鍵是套用了主動光學部件，在觀測中，由敏感元件和計算機控制馬達組成的系統能自動分析、調節主鏡形狀以及副鏡位置。它還能連續地自我監測，以便將整個鏡面放在最佳狀態。NIT還採用了一種新系統，該系統可把望遠鏡像差在來自參考源點的像中譯成可測位移，這樣，計算機圖像分析器就可跟蹤錯誤光路，再返回主鏡，計算出需要的改正量，並將其加到正確的光路上。
NIT使用了焦比為f/2．2的R-C主鏡。投在主鏡上的光先被反射到一個88厘米的R-C副鏡上，再反射到可動的45°平面反射鏡上，此平面鏡將光偏轉到位於赤緯軸兩端的兩個第二卡焦之一上。與其他同類大小的望遠鏡不同，NIT沒有卡塞格林焦點，其主鏡為3.56米，可以將恆星百分之八十的星光會聚到大小僅 0．096弧秒的點內。NIT的120噸地平裝置和250噸建築一起繞一個直徑7米的轉子軸承轉動。為確保望遠鏡及其外殼產生的熱不降低視寧度，觀測室是被冷卻的，空調機也在不斷將望遠鏡及觀測室調至觀測夜的環境溫度。
為方便觀測，歐洲南方天文台還於1987年在錫拉與總部慕尼黑附近的加琛之間設定了一條衛星通信線路，以實現遠距離遙控觀測。只要30秒就可傳輸一個未處理的電視圖像，以便天文學家們能迅速從事分析研究。NIT自1997試用以來，打破了所有天文觀測記錄，已獲得了幾百個圖像，解析度達0.7弧秒到0.3弧秒。可以想像其發展前途將是可觀的。
分類及用途
折反射鏡分為（1）純施密特（2）施密特·蓋賽林式（3）馬克斯托夫式三種：1.純施密特鏡--天文攝影專用
2.施密特·蓋賽林式
3.馬克斯托夫式都具備反射鏡的特長，而且將像差的毛病減少了。
因此對行星，月面觀察有興趣的朋友，請選擇折射鏡與折反射鏡，對星雲、星團有興趣的朋友，請選擇反射鏡。如果您的經濟能力許可，請儘可能地購買大口徑的望遠鏡，因望遠鏡口徑愈大，集光力也就愈強。不過也要注意品牌，因為品牌與光學品質常成正比。如Nikon、ZEISS、高橋VIXEN（折射鏡）。
