Идея создания зеркального телескопа, или рефлектора была высказана при жизни Галилея Н. Цукки (1616 г.) и М. Мерсеном (1638 г.). Однако они, как позже Д. Грегори(1663 г.) и Г. Кассегрен (1672 г.) предложили лишь теоретические схемы этих телескопов, но ни один образец изготовлен не был. В 1664 году Роберт Гук изготовил рефлектор по схеме Грегори, но качество телескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец, построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала (рис. 3а) отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.

В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор, чуть больше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется до сих пор.

Рефлектор по схеме Грегори (рис 3 б) имеет несколько другое устройство. Лучи от главного зеркала падают на небольшое вогнутое эллипсоидальное зеркало, отражающее их в окуляр, который укреплен в центральном отверстии главного зеркала. Эта система имеет некоторые преимущества перед системой Ньютона. Так как эллипсоидальное зеркало находится дальше главного фокуса телескопа, изображения в рефлекторе Грегори прямые (как в театральном бинокле). При рассматривании земных предметов это удобно, а при наблюдении небесных тел – безразлично. Так как эллипсоидальное зеркало как бы удлиняет фокусное расстояние телескопа, в рефлекторах Грегори при прочих равных условиях можно применять большие увеличения, чем в рефлекторах Ньютона. Кроме того, наблюдатель смотрит на небесный объект прямо, что при наведении на светило представляет некоторое неудобство.

Если вогнутое эллипсоидальное зеркало заменить выпуклым гиперболическим, получаем систему Кассенгрена (рис. 3в). Так как гиперболическое зеркало встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса, кассенгреновские рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторых астрофизических наблюдений.

Главное преимущество рефлекторов – отсутствие у зеркал хроматической аберрации. Если же главному зеркалу придать форму параболоида вращения, то можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию (во всяком случае, для лучей, падающих на главное зеркало параллельно его оптической оси). Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.

Есть, конечно, недостатки и у зеркальных телескопов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.

Зеркально-линзовые системы телескопов

Стремление свести к минимуму всевозможные аберрации телескопов рефлекторов и рефракторов привело к созданию комбинированных зеркально-линзовых телескопов. В этих инструментах функции зеркал и линз разделены таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляют аберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан жившим в 1930 году в германии оптиком Б. Шмидтом (эстонцем по происхождению). В телескопе Шмидта главное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, а значит, тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал. Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьма заметными аберрациями, в первую очередь сферической. Для того чтобы максимально уменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны главного зеркала тонкую стеклянную коррекционную линзу (рис 4а). На глаз она кажется обыкновенным плоским стеклом, но на самом деле поверхность ее очень сложная (хотя отклонения от плоскости не превышают нескольких сотых долей мм.). Она рассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому и астигматизм главного зеркала. При этом происходит как бы взаимная компенсация аберраций зеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются неисправленными второстепенные аберрации (например, дисторсия), телескопы такого вида заслуженно считаются лучшими для фотографирования небесных тел. В отличии от рефлекторов, тубус камеры Шмидта наглухо закрыт коррекционной пластинкой и это исключает возникновение токов воздуха в трубе, которые портят изображение. Одно из главных достоинств телескопов Шмидта – огромное поле зрения и светосила. У большинства таких телескопов диаметр поля зрения доходит до 250, а в некоторых и того больше. Но есть недостатки и у таких телескопов. Так как коррекционная линза укреплена на двойном фокусном расстоянии от зеркала, тубус шмидтовских камер получается сравнительно длинным. Главная же беда заключается в том: из-за сложной формы коррекционной пластинки изготовление её сопряжено с огромными трудностями. Поэтому создание крупных камер Шмидта – редкое событие в астрономической технике.