－盖赛格林式望远镜。1970年美国的Celestron公司首先量产了史密特－盖赛格林式望远镜，在大量生产下，价格非常便宜，而为眼视观测者最爱用的望远镜。
1943年，俄罗斯的马克斯托夫也发明了另一种折反射式望远镜。他用一片两面同曲率并同向主镜方向内凹的透镜做为修正镜，光线穿过修正透镜后产生曲折，然后经反射镜反射聚焦，再经第二反射镜（副镜）反射回主镜中央开孔处聚焦成像，所以称为马克斯托夫－盖赛格林式望远镜。大部份的马克斯托夫－盖赛格林系统的副镜，都是直接在修正透镜后方中央部份镀上铝成为曲率同修正镜的副镜。如果改变上述副镜曲率，就称为RUMAK型，把副镜独立出来制作并向主镜靠近的就是SIMAK型，像差程度也照这顺序减少，性能也就愈来愈好。世界上生产马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的厂商以美国的Questar及德国的Zeiss最出名，但价格高昂，一般同好不容易买得起。
折反射式望远镜的构造及各部解说
镜筒--为了减轻重量，史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的镜筒都采用轻量的铝合金材料，然后在修正透镜及主镜的位置再予以补强。在同口径的镜筒中，折反射镜的镜筒可以比其它种望远镜的镜筒轻上一半以上。镜筒内没有遮光环的设计，如果要增强影像反差，可以在镜筒内壁贴上绒毛纸来消除内反射。
修正透镜--折反射镜的修正透镜位于整部望远镜的最前端，最主要的作用是用来修正球面主镜的球面像差。市面上的折反射式望远镜的修正透镜上并没有光轴调整装置，并非修正透镜不用调整光轴，而是厂商把修正透镜直接固定在镜筒上，省略调整光轴的问题。而且若是修正透镜的光轴有轻微不准，对星点的成像质量影响并不大。
主镜--史密特式和马克斯托夫式望远镜的主镜都是焦距很短的球面主镜，大约在F2～F3之间。主镜直接固定在主镜座上，然后与镜筒是分离的，没有任何可调整光轴的装置。主镜中央有一段中空细长的金属管，这截圆管除了是让副镜反射回来的光通过之外，也有防止非指向方向来的杂光，直接从修正透镜射到焦点部的作用。
副镜--折反射镜的副镜都直接固定在修正透镜的中央部，不像纯反射镜的副镜需要用支撑架来固定。史密特－盖赛格林式望远镜的副镜为凸的球面镜，可将主镜的焦距做4～5倍的扩大。副镜有三支光轴调整
螺丝以修正副镜的光轴，这是史密特－盖赛格林式望远镜上唯一的光轴调整装置。史密特－盖赛格林式望远镜的副镜光轴正确与否对星点成像影响非常大，必须精确地对正。马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的副镜，除了SIMAK型外，其余都是直接在修正镜的中央部镀上高反射率的铝来做为副镜，所以并不需要调整光轴。
遮光罩--由于折反射镜的修正透镜在镜筒的最前端，所以非常需要遮光罩来挡掉非望远镜指向方向的杂光。但是折反射镜的镜筒都很短，相对的遮光罩就不能太重，以免前后重量相差太大而无法平衡。
对焦--史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜大都是用主镜的前后移动来对焦而没有对焦座，这跟其它种望远镜完全不同。这种对焦法的好处是主镜的移动量小，可对焦范围却非常大，从近距离地面的景物到天上的星体，都可轻易地看清。但是这种方法稳定性较差，容易有主镜位移的问题。
目镜座--与任何一种折射式或反射式望远镜一样，有2吋、1.25吋及0.965吋等各种规格可以选择，只要目镜与目镜座规格一样就可以使用了。
月球观测指南
对广大天文爱好者来说，掌握月球的光学观测，实为一技之本。 由
于月球的视面大，表面清晰可辨，可观测的项目多，而且通过认真的观测，比较容易获得观测成果，因此，月球观测是进行天文普及教育的最生动最真实的活动。 380 年前，枷里略发明了望远镜后首先把望远镜指向了月球，就获得了惊人的发现。过去，许多月面观测都是由素质极高的天文爱好者来承担的，其中不少人以此方面的成就跃居月面学家。
观测仪器的选择
这里所说的光学观测，指的是通过天文望远镜的观测。那么，用什么类型的天文望远镜观测月球最理想呢?
首先谈谈对光学系统的要求；因为月球属于有延伸面的天体，主要是观测月面的细节。所以天文望远镜的分辨本领要强才行。
分辨和望远镜的有效口径有如下的关系：6＝140/D、D为有效口径，以毫米表示。若要分辨月面1角秒的细节，则望远镜的有效口径起码得140毫米才行。当然，这也绝不只是一味追求望远镜的口径大，聚光多。而前题是要求望远镜光学系统消除色差、球差和彗差。一般来说，较优良的折射望远镜物镜都是由两块透镜组成，目的就是为了消除这三种差。同时，折射望远镜的相对口径通常在1/15～1/20。它们的焦距长，底片比例尺(也就是底片上天体的线大小)较大。而反射望远镜的相对口径往往在1/3.5～1/5，比折射望远镜大。反射望远镜产生的仪器散射光也比折射望远镜大。因此，一般说来，折射望远镜比反射望远镜更适合月球观测。施米特一卡塞格林式和马克苏托夫一卡塞格林式望远镜也适宜观测月球。诚然，质量好，
并且视场较小的反射望远镜也可以观测月球。折射望远镜物镜口径不要小于5厘米，反射望远镜物镜口径不要小于10厘米。
其次，对机械系统的要求，最好是有跟踪的赤道装置。只有这样，才能进行上述各项系统观测。第三，对目镜系统的要求是应备有多种目镜。目视观测要定位绘图，有十字丝装置的目镜较理想。如果有动丝测微器就更好了。
观测地和天气的选择
为了尽量获得高清晰度的月面细节，最大限度地发挥天文望远镜的本领，观测地点和天气状况的选择是很关键的。
1、观测地点：望远镜不要直接架在水泥地面上。尤其是夏季，水泥地面的气流变化大。冬季也不要架在有雪水的地面上。观测地要尽量减小外界的震动和烟尘的污染。最理想的是望远镜处在居高临下，周围或观测方向上是草地、或水域、或泥土地的开阔区域。
2、天气：一般说来，雨雪过后的晴天，大气的透明度极佳，然而，宁静度往往极差，这时拍下的月球照片，远不如目视清楚。这就要观测者根据本地小气候的规律，掌握观测时机。 观测方法
从前面所述观测项目可以看出，我们主要观测的是月面形态。为此，只介绍目视观测和照相观测。
目视观测目的就是认识月面环境，了解特殊结构，'进而绘制月面图。什么样的月相最适宜目视观测呢?人们往往迷恋于满月的多姿，陶醉于它柔和的光辉。其实，这时通过天文望远镜观测，它光强刺眼，细节完全不清，月视观测最好的日于是弦月前后。这时月光抚媚，立体感很强，月面就像石膏艺术品一样，呈现在观测者面前。
目视观测用多大的放大倍率月镜呢?选择目镜主要考虑两点：其一，选择适当的放大倍率，而不是越大越好。我们知道，眼睛对目镜视场内细节的分辨本领约为2角分。如果你要观测月面1角秒的细节，必须把它放大到2角分以上才行。也就是要选用放大120倍以上的目镜。从衍射理论看，只要能看清天体望远镜就算发挥了最大本领。要想再追求高倍率也无济于事。而且，由于大气抖动，要想看清0．2角秒以下的细节，那是根本不可能的。观测月球最好的放大率为有效口径的1．5-3倍的数值。显然，望远镜的有效口径越小，选用的放大率也相应的要低。其二，放大率越高，视场越小，视场越暗。一位月面学家说得好：-对月球的观测，清晰比大小更有价值。-因此，每次观测前，根据观测目的，选用几种目镜试一试，然后从中再定。
如果要绘图，首先应定比例尺，画出预定的月轮，绘出月面中央子午线和东西线。有条件的还要算出(或查出)、月球的球面位置：月球自转轴的方位角P，通过视面中央于午线的经度L0，视面中心的纬度B0。绘制时，要从靠近月轮中心区的特征开始。对一些重要细节结构，应用测微器测出位置和大小。
目前天文学家已编制出几种月面详图。天文爱好者们通过自己的观测对月面的认识会更深刻，更有意义。
照相观测只要有一般摄影常识，通过天文望远镜进行照相观测是不成问题的；照相观测可分为两类：全
月面照相和局部放大照相。
关键是要弄清月亮在底片上成象的尺寸。这与所用望远镜的焦距有关。即有关系式：d＝3F?tg(Θ/2)，d为底片比例尺，F为物镜焦距；以毫米表示，为月亮在天球上的角直径，大约为30角分。若你的望远镜物镜焦距为1000毫米，则在焦平面处的月亮直径约9毫米。南京天文仪器厂生产的120折反射望远镜的物镜焦距为1500毫米，则月亮在底片上的直径约13毫米。
不同月相的露光时间是不一样的。往往有人以为满月的面积是弦月的两倍，亮度自然也是两倍。实际上决不是这样简单的比例关系。测量表明，满月亮度是弦月亮度的12倍左右。若以满月的亮度为100计算，将月亮在几种位相角时的亮度列于下表：
位相角（度） 亮度（满月前/ 满月后） 0 100(满月) /100(满月) 30 46.6 /46.3 60 21.1 /21.1 90 8.3 /7.8 120 2.5 /2.6 150 0.4/ 0.4 180 0.0(朔) /0.0(朔)
这里讲了一般的情况，关键还得通过自己的实践，多练习，多总结，逐步摸索经验，提高水平，不断集聚成果。
赤道仪的用处
一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、赤道仪、脚架等部件组成，而望远镜、脚架相信大家都见过。没接触过天文望远镜的朋友，恐怕对赤道仪是最陌生的，因为它也是天文中特有的一个东东。这里我就给大家简单介绍一下。
要说赤道仪，应该先说一下地平式的装置。
地平式的装置很常见，是一种具有两根轴的支架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方向和高度。初学者使用地平式装置找星应该没什么问题：想看哪儿就指向哪儿好了！不知道要找的星的位置？看星图好了，按图索骥嘛。通过星图找星是不是很困难？其实不难。当然，前提就是你应该熟悉全天的一些亮星较多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鹅、人马、天蝎、天鹰、天琴、猎户、飞马、仙女、天狼、狮子（顺便透露一下，其实我也只认识那么多了，再问我就去查星图了）。反正我就是这样找到c/2001 A2彗星的。通过已认识的星座再去认别的星座，难度会小很多。所以我建议，初学者在开始认星时最好找一个已经认识星座的朋友指导。
但用地平式的望远镜看星的时候，有一个明显的缺点：本来对准了一颗星，可一会以后，这颗星就跑到了视场外了，并且使用的放大倍率越高，这种现象越明显。这是因为每天星星都在做东升西落的运动。在地平坐标中，描述每颗星位置的两个值?D?D方位角和地平高度都是随时间变化的。如果望远镜要一直指向
某颗星，就必需同时调整望远镜的仰角和方位角。由于两个方向变化的量完全不一样，用这样的装置跟踪一颗星会相当困难（当然，现在用计算机导星的系统是可以做到在地平式装置下精确导星的）。 于是赤道仪就应运而生。赤道仪是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转，星星才产生东升西落的现象。
知道了原因，要解决这个问题就不难了，地球不断由西向东自转，24小时转360度，我们只要设计一个装置，让望远镜转动的速度和地球一样，而方向正好相反（由东向西），就可以消除地球自转的影响了。 从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。
赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。（理想的情况下）完全对准后，望远镜对向任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天360度（因为地球每天转一圈嘛）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，你就得每隔一定时间调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准，还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因。
很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星，而根据我的经验，真正做业余观测时使用时角并不方便，因为得先算出恒星时，还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题，这样找星远不如用星图直接找星方便。
所以，只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜，以及对星座很不熟悉的人，它才有优势（我在南京大学天文系的时候就是这么玩法，老师从不教怎么看星座。要看星？先算恒星时，再算时角??哈哈，烦！所以天文系毕业的学生在天上找不到星座一点也不奇怪呀??）。
另外，直接用天文望远镜找星的确是有点困难的，因为主镜的视场往往很小。所以天文望远镜通常都有一个寻星镜，它的视场比较大，用于辅助找星。当然，如果有一架双筒镜帮忙，会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故。
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