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折射望远镜（refracting telescope）是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。折射望远镜具有宽广的视野，高对比度和良好的清晰度。折射望远镜采用透镜作为主镜，光线通过镜头和镜筒折射汇聚于一点，称为”焦平面”。折射望远镜的薄壁长管结构外观，和百年前伽利略时代无太大区别，但现代的优质光学玻璃、多层镀膜技术使您可以体会伽利略从未梦想过的精彩天空。对于希望简便的机械设计、高可靠性、方便使用的人来说，折射式望远镜是很受欢迎的设计。因为焦距由镜管的长度决定，通常超过4英寸口径的折射望远镜将变的非常笨重和昂贵。
- 中文名:折射望远镜
- 外文名:refracting telescope
- 成像特点:鲜明、锐利
- 设计目的:用于侦查和天文观测
- 缺 点:有色差
- 应用领域:天文学
发展历史
折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯·李普希和杨森、阿克马的雅各·梅提斯，各自独立发明的。伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改进并做出了自己的望远镜。然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示。伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了相同的仪器。
但这种望远镜成的是正像，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。 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，能获得较大的视场，此外有可安置瞄准叉丝，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。
不幸的是，折射望远镜设计方面的其他缺陷成为其致命伤。为了缩短透镜的焦距，人们不得不增大镜片的厚度，但这时就发现了色散与相差两个问题。
要保证远处的物体在望远镜中形成有清晰的图像，关键是物镜一定要把从该物体上任何一点来的光集中到一个焦点上来。如果这一点办不到，不同处来的光将略微分散到不同的焦点上去，那么，此物体看起来就会很模糊。可是，单片透镜不管是用什么玻璃制造的，都是不能把所有的光集中于同一焦点的。大家都知道，平常的光，不论是从太阳或是从星上来的，都是无数不同的颜色光波的混合，每种光波的波长不同，而不同波长的光波通过一个单片透镜时，会被聚集到略微不同的焦点上去。三百年前的天文学家都以为绝无办法避免透镜的色散作用，只有通过加长望远镜的长度，来减小色散作用的影响。
早期折射望远镜的另一个问题是相差。与现代技术相比，当时磨制透镜的技术还很粗糙。只要在磨制的时候稍有偏差，光线透过透镜时，就不会正确的汇集于一点；同时，由于透镜的自身重量，当它安装到镜筒上之后，也会产生变形，更别提磨制透镜所需的纯净玻璃也很难制造了。
直到大约1750年，伦敦的多龙德发明了一个方法避免色散作用，那就是利用两种不同的玻璃，一种是冕牌玻璃，一种是火石玻璃。这种方法的原理很简单的。冕牌玻璃的折光能力差不多跟火石玻璃一样，可是色散能力却差不多加大了一倍。于是多龙德用两块透镜做成了一副物镜，前面一部分是一片冕牌玻璃的凸镜，与它连在一起的是一片火石玻璃的凹镜。既然这两透镜的曲度相反，便会使光向不同的方向射去。冕牌玻璃要把光集中于一点，火石玻璃的凹镜却要把光线分散。如果单用火石玻璃，我们便会看到光线通过它，不但不向一点集中，反要从一点向各方向渐渐散开。这片火石玻璃的聚焦能力制作得恰好比冕牌玻璃的聚焦能力的一半大一点。这一巧妙的设计已足可消去冕牌玻璃的色散了；却还不能消去它的折光能力的一半以上。联合的结果便是所有的光线通过，其中都差不多集中于一个焦点，但这焦点却要比单用冕牌玻璃时远了约一倍。
我们说的“差不多集中于一个焦点”，是因为这两层玻璃组合起来还不能把所有颜色的光线绝对集中于同一焦点上。望远镜口径愈大，这种弊病愈严重。如果你从一架大折射望远镜中去看月亮或一颗亮星，一定会看到它们周围有一圈蓝色或紫色的晕痕。这两重透镜不能把蓝色或紫色光线也集中到和其他颜色相同的焦点去，由此而产生了称为“二级光谱”的像差。这是由一般光学玻璃的性质决定的，科学家们也没办法。
从那时起，直到今天，折射望远镜的基本设计几乎没有什么改变了，只是制造透镜的玻璃质量改进了很多，已经可以很好的纠正色散与相差等问题。唯一无法克服的是在重力作用下，透镜自身产生的变形，因为这个原因，我们还无法制造巨大的折射望远镜。
设计分类
综述
一架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。 根据光路的不同，折射望远镜分为伽利略望远镜和开普勒望远镜两种。通常折射望远镜的相对口径较小，即焦距长，底片比例尺大，从而分辨率高，比较适合于做天体测量方面的工作（如测量恒星的位置、双星的角距等）。折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照相摄影机镜头。较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。
折射望远镜工作原理
折射望远镜，是利用光的折射原理所产生的望远镜。本视频将系统地简介折射望远镜的基本原理：光来自于我们所见到的物体，然后，它通过了望远镜的镜片后，集中于焦点上，然后再向望远镜目镜射去，产生影像重生。
折射望远镜的缺点就在于：它会改变光的颜色，由于光是由光谱组的，而光谱各自都有自己的特定波长，以至于各种颜色的光并不是都会产生相同的折射，折射望远镜的镜片通过焦聚来改变了光的走向路径，但是，并不是所有颜色的光波会完全地落在望远镜的焦之上的，而是散向别的地方，形成色像差。当然，可以采用折射镜头组全来改变这种现象。
伽利略式望远镜
与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距(eye relief)也不佳。
开普勒式望远镜 开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的。他改使用一个凸透镜作为目镜而 不是伽利略原来用的一个凹透镜。这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。(约翰·赫维留建造焦长45米的折射镜。)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量被观测的两个物体之间角距离的大小)。
消色差折射镜
消色差的折射镜是在1733年由一位英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的约翰Dollond。这项设计使用两片玻璃(有不同色散度的"冕牌玻璃"和"火石玻璃")做物镜，降低了色差和球面像差。两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起。消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
高度消色差折射镜 高度消色差折射镜使用特别的材料，特别低色散度的材料，来制造物镜。他的设计能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同的焦平面上，颜色的残差错误(二级光谱)比消色差透镜少了一个数量级。这种望远镜的主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜，产生非常清晰没有色差的影像。这种望远镜在业余天文望远镜的市场中是非常高价值的产品。高度消色差折光镜的口径已经可以做到553毫米的直径，但多数仍在80～152毫米之间。
特点介绍
优点
使用方便、制造简单。
适合观测月亮、行星、双星，特别是对于大口径的望远镜。
结构小巧、不需要额外的维护费用。
封闭的镜筒减弱了空气流动对成像质量的破坏，同时保护了光学镜头。
易于搬运，适合远距离的室外观测。
可以避免二次成像，形成高反差的像质。
通过消色差设计，可以很好的避免色差的出现。
缺点
同口径下价格比牛顿式或卡赛格林式昂贵。
同样口径下，折射式望远镜较牛顿式或卡赛格林式更重、更长、体积更大。
由于口径的限制，不适合于观测深空天体比如河外星系、星云等等。
焦比较大的缺点造成利用折射望远镜来拍摄深空天体显得比较困难。
在消色差设计中，所得影像的色彩或多或少也会有一点的畸变。
技术
折射望远镜曾经因为高度残余的色差和球面像差而饱受责难，短焦的情况比长焦的更为严重。一架4英吋F/6的消色差折光镜，仍可能出现不能忽视的彩色的散述现象(通常会有紫色的光晕在明亮的天体附近)，而4英吋F/16的就只会有少许的色散。
在非常大口径的折光镜，还有镜片沉陷的问题，这是重力使玻璃变形的结果。玻璃的瑕疵是更进一步的问题，被困在玻璃内的空气气泡或条纹。另外，玻璃对某些波长是不透明的，即使是可见光也会在进出接口与穿透时因吸收和折射而黯淡。这些问题大多数都可以因为改用反射镜而消除或降低，而且还可以制造更大的口径。
适用领域
与其他望远镜一样，用于收集光线的物镜的尺寸是折射望远镜的关键。物镜越大，看远处的物体越清晰。然而，由于技术问题，折射望远镜的物镜不可能做的非常大。
由于折射望远镜的镜筒是密封的，减小了空气对流等环境因素的影响，我们可以看到清晰稳定的图像，使得折射望远镜很适合观测行星与较近的双星。此外，我们也很少需要去调整折射望远镜的光学组件，使用起来比较方便。
折射望远镜的另一个优势是它同时适合进行天文观测与地面观测。在折射望远镜的目镜端加装一组矫正透镜之后，观测地面物体时，我们可以看到正常的图像。
体积小巧的折射望远镜非常适合游人随身携带，例如人们普遍使用的双筒望远镜就是两个折射望远镜组合在一起罢了。