折射望远镜(卷名：天文学)
refracting telescope
用透镜作物镜的望远镜。1609年，伽利略所制第一架天文望远镜，就是折射望远镜。它由一块凸透镜作物镜和一块凹透镜作目镜组成。这种用负透镜作目镜的望远镜称为伽利略望远镜。它成的像是正像，出射光瞳在目镜与物镜之间，视场较小，且不便安置瞄准叉丝，因而在天文上用得不多。但由于成正像，且结构简单，至今观剧用的望远镜还有采用这种型式的。以后开普勒提出用凸透镜作目镜的望远镜称为开普勒望远镜。由于开普勒望远镜中出射光瞳在目镜外面，能获得较大视场，此外又可安置瞄准叉丝，像的正倒对天文观测并无影响，因此，从十七世纪中叶起，天文学家普遍采用开普勒望远镜。
早期折射望远镜的物镜是单透镜，色差和球差(见像差）都很严重，把透镜的焦距延长，可以减少它们的不利影响。1722年布拉得雷测定金星直径的望远镜，其物镜焦距长达65米。1729～1733年第一个消色差物镜诞生，但这种物镜一直到十九世纪才得到广泛应用。此后折射望远镜的物镜一般就由两片或更多片组成。其中用得最多的是两片型物镜，只是在需要较大的视场、相对口径或复消色差时，才用更多片组成的物镜。在两片型物镜中图2a所示的称为双分离物镜，由一块冕牌玻璃的凸透镜和一块火石玻璃的凹透镜组成，两块透镜相隔一个不大距离(从不到0.1毫米到物镜口径的几分之一)，广泛地应用在口径较大的折射望远镜中。这种物镜可以消去色差、球差和彗差。所谓消色差，只是使两种特定波长的光焦点重合，而其他波长的光仍不能和这个焦点完全重合。通常目视用的折射望远镜物镜，是使波长4861埃(F线)和6563埃(C线)的光焦点重合。这时中间波长 5876埃(D线)的光的焦点和它的差约为f/1500～f/2000。这是由一般光学玻璃的性质决定的。这个像差量称为二级光谱，其中f是物镜的焦距。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，这种物镜的相对口径常为1/15～1/20。双分离物镜的折射望远镜用作照相时，除了二级光谱对整个视场有影响外，限制视场大小的主要像差是像散和场曲，通常它的相对口径不大于1/7，视场不超过3°。1897年建成的美国叶凯士天文台口径1.02米的折射望远镜，至今仍然是世界上最大的折射望远镜。大型折射望远镜有下述弱点：它要求大块的透光性能优良的光学玻璃，这在制造上是相当困难的；它在紫外和红外波段的透光量比反射望远镜少，而且存在残余色差，不适合天体物理工作的需要；它不能支承得象反射望远镜那样好，制造这种望远镜比制造同样相对口径的其他望远镜费用要大得多。这些都限制了它向更大的口径发展。
口径小于5厘米的折射望远镜，常采用如图2b所示的两块透镜胶合在一起的物镜，称为双胶合物镜。适当选择玻璃的种类，仍可以消去色差、球差和彗差，其他光学性能与双分离物镜类似。
折射望远镜整组物镜靠得较近，容易保持稳定，且透镜的变化对成像的影响比反射镜小，同时在使用上，折射望远镜也很方便，在中小型天文望远镜和许多专用仪器上，常采用折射望远镜系统。