主焦點

根據透鏡(或曲面鏡)種類、入射光方向和發散程度，將焦點分成實焦點、虛焦點、主焦點、副焦點等等。平行光線經凸透鏡折射(或凹面鏡反射)後各折射線(或反射線)會聚之點叫做實焦點；經凹透鏡折射(或凸面鏡反射)後各折射線(或反射線)發散而不會聚於一點，這時朝反方向延長的交點叫做虛焦點。平行於主軸的平行光線經摺射(或反射)後的相交點必在主軸上，而在主軸上的焦點叫做主焦點。

當望遠鏡主鏡為旋轉拋物面時，天體發出的平行於拋物面軸線的光線將會聚於拋物面的焦點上而形成完整的點像，這個系統稱主焦系統，主鏡直接會聚成的像點，稱為主焦點。

主焦點離主鏡的焦距為：f=F·D。

對大口徑的望遠鏡來説，焦比F增大，將使焦距增大，從而使鏡筒加長。所以，焦比一般在0．5～5之間。主焦點位於入射光路中，此處不易接近，也不能放置較大的終端設備。其優點是隻經過一個反射面，光能損失較小 ^[1]  。

為克服主焦點位於鏡筒內不易接近的缺點，牛頓在會聚光路中增加了一塊斜放的平面鏡，使成像焦點位於鏡筒的側面，而不會處在入射光路中，這就是牛頓系統。由於多了塊反射鏡，光損失略微增加了，比主焦點來説便於觀測和放置較大的終端設備 ^[1]  。

在主焦系統中，在主焦點前放置一塊雙曲面反射副鏡，將焦點通過主鏡中孑L引到主鏡後方，就成了卡塞格林系統。卡塞格林系統焦點位於主鏡後方，易於接近，觀測方便，能放置較大的觀測設備，在天文望遠鏡中常被採用。

經典的卡塞格林系統主鏡是旋轉拋物面，副鏡為旋轉雙曲面，雙曲面的一個焦點與拋物面焦點重合，另一個焦點就是卡塞格林焦點。其像為消球差的，但有彗差、像散和場曲。如果將卡塞格林系統主鏡也採用旋轉雙曲面，並設計使平行於光軸的光滿足等光程和正弦條件，這時球差和彗差都可以為零。此係統稱為R—C系統。當主鏡為拋物面，副鏡為橢球面時就是格利高裏系統 ^[1]  。

主鏡8．2米的日本昴星團望遠鏡，已經在夏威夷天文台運行了10年，獲得了許多有價值的宇宙觀測資料，日本正在研製新一代主焦點天文望遠鏡，稱為Hyper Suprime-Cam，它的視場比昴星團望遠鏡寬10倍。能夠觀測到更多星系的形態，其主要目標是瞭解暗物質的分佈情況 ^[2]  。