1608年荷兰商人发现将一块凹透镜与一块凸透镜放在一块，可以实现将远处物体拉近的效果后，次年8月，意大利科学家伽利略据此发明了30倍的望远镜，这就是现在最常提到的伽利略式望远镜，属于早期的折射式望远镜，这使得人们第一次看清了表面凹凸不平的月球。由于望远镜的聚光能力（光力）由其口径直接决定，物镜口径越大的望远镜光力越大，为了提高望远镜的性能，科学家们需要更大口径的透镜，但是透镜的加工难度随着口径增大而迅速增大，同时因为材料色散的关系，折射式系统的色差也是限制其性能的一个重要因素，渐渐的折射式望远镜退出了天文观察的舞台。

折射式望远镜设计实例可参见《【小麓讲堂】快速设计一个扩束/缩束器》。

目前设计的天文望远镜大都采用反射式结构，相较于折射式望远镜，反射式望远镜加工难度与成本都有所降低，并且很好的解决了折射式结构由材料色散引入的色差问题，是一种较为理想的望远镜结构，反射式结构有很多种，下面我们将用设计实例介绍一种基础的反射式望远镜—牛顿望远镜。

牛顿望远镜由一块抛物面反射镜和一块平面反射镜组成，其中抛物面反射镜用于聚焦，平面反射镜用于转向，使其成像在侧面。牛顿望远镜很好地解决了轴上像差的问题，而对于轴外像差，一般会加镜头校正，但随之也会引入其它像差，此外，牛顿望远镜成倒立像，在应用时需考虑这一点。

本文接下来以设计实例讲解牛顿望远镜基础结构设计。

1. 设置系统的通光孔径。根据焦距和F数，计算系统的通光孔径

   D=f/F#=100 mm

   

2. 可见光波长范围通常选择F、d、C三线。

   

3. 视场角选择0、0.7和1视场。

从原理图可知，牛顿望远镜核心部件为一个抛物面反射镜，光束聚焦后通过一个平面反射镜将焦点引出，所以我们先设计焦距为800 mm的抛物面反射镜。

1. 输入材质为“MIRROR”，双击STO面“Radius”栏，将求解类型选为F Number，并在F/＃栏输入8。
   
2. 插入面2，双击“Thickness”栏，选择边缘光线高度求解。
   
3. 输入圆锥系数为-1。

观察系统的3D图、SPT图和Ray Fan图可以看出，在0°视场角的时候，抛物面反射镜可以很好的聚焦，没有像差，但是当视场角增大时会有明显的像散和慧差。

在第二面插入反射镜，可手动插入坐标断点也可利用工具中快捷添加反射镜的功能插入反射镜。为减小此反射镜对入射光的遮挡量，同时引出焦点便于观察，我们选取距离像面100 mm处插入反射镜，所以第二面距离第一面的距离为-700 mm，距离像面-100 mm。

插入反射镜后透镜编辑器如下，可以看到，系统的结构已初步完成，但是在序列模式下，光线会根据顺序而忽略反射镜的影响，但实际入射光束会被反射镜遮挡，造成像面接收的光线要比我们此时看到的少。此时的反射镜的作用就相当于一个遮光光阑。我们在STO面之前插入一个标准面，用于观察反射镜在入射平面的投影，从而设置其遮光区域。

e. 根据上图，可以估算出椭圆遮光区域的大小约为（X=44.5，Y=32.5），所以我们在面1上设置一个椭圆遮光区域，双击第一面类型栏，在弹窗中设置孔径类型和大小。

b. 将光线追迹图中选择面4，修改设置，查看光线追迹图。

c. 通过上图可以观察到，边缘视场是一个椭圆的区域，所以我们先要修改反射镜的遮光区域，上图可以看出椭圆区域的X半长和Y半场约为29和38，将这两个参数替换椭圆通光孔径参数，修改后此面的光线追迹如下图所示。

d. 重新查看平面反射镜在面1的投影，修改面1的遮光区域，通过切换视角后的3D图，可以查看反射镜在入射面的投影约为一个半径为28的圆，所以设置面1的遮光孔径类型与尺寸为圆形孔径，最小半径为28。

一个系统的结构很大程度上决定了优化能达到的上限，我们可以通过改善结构来来提高系统的性能，如卡塞格林望远镜的结构便能很好的校正轴外像差。后续我们会推出卡塞格林望远物镜的设计教程，敬请期待。