Рефлектор (від латів.(латинський) reflecto — обертаю назад, відображаю), телескоп, забезпечений дзеркальним об'єктивом . Р. використовуються переважно для фотографування піднебіння, фотоелектричних і спектральних досліджень, рідше — для візуальних спостережень. У одиндзеркальному Р. об'єктив — одиночне, зазвичай параболічне дзеркало; зображення виходить в його головному фокусі ( мал. , а) . В Р. діаметром дзеркала понад 2,5 м-коди в головному фокусі інколи встановлюють кабіну для спостерігача. У невеликих і середніх Р. для зручності спостереження світло відбивається додатковим плоским дзеркалом до стінки труби (Ньютона система рефлектора, мал.(малюнок) , би) . В двохдзеркальному Р. використовується два неплоскі дзеркала (головне і вторинне) і довільне число плоских дзеркал, що направляють світло в місце, зручне для спостережень. Вторинне дзеркало може розташовуватися перед головним фокусом головного дзеркала (передфокальні системи) або за ним (зафокальниє системи). Кожна з цих систем може зменшувати збіжність пучка, збільшуючи фокусну відстань і масштаб зображення в порівнянні з фокусною відстанню і масштабом зображення в головному фокусі (подовжуючі системи), або збільшувати збіжність пучка, зменшуючи фокусну відстань і масштаб (системи, що укорочують). У класичних двохдзеркальних Р. головне дзеркало — параболоїд (вторинне дзеркало в них має форму тієї або іншої поверхні обертання другого порядку); у тій, що передфокальній подовжує Кассегрена системі рефлектора ( мал. , би) — це опуклий гіперболоїд; у зафокальной що укорочує Грегорі системі рефлектора ( мал. , г) — увігнутий еліпсоїд; у афокальній Мерсенна системі рефлектора ( мал. , д) вторинне дзеркало — параболоїд.
У всіх класичних типах Р. сферична аберація виправлена повністю, але помітна кома обмежує поле зору ; вона дорівнює комі еквівалентного одиночного параболічного дзеркала. Довжина плями коми рівна 2 / 16 A 2 w f; тут f — фокусна відстань, А — відносний отвір ( А = D/f, де D — діаметр дзеркала), w — кутова відстань зірки від оптичної осі Р. (у радіанах). Астигматизм може бути виправлений лише в передфокальних системах, що укорочують, незручних для роботи. Можливі безаберрационниє системи Р. В системах Шварцшильда і Річи — Кретьена використовується головне дзеркало, що має форму гіперболоїда, в системах Максутова — форму еліпсоїда, сфери і сплюснутого сфероїда (див. Максутова телескоп, Меніскові системи ) . У всіх безаберрационних системах Р. виправлені сферична аберація і кома. Найбільшого поширення через конструктивні зручності набули передфокальні подовжуючі системи Річи — Кретьена. У схемах Кассегрена і Річи — Кретьена світло проходіт до фокусу через центральний отвір в головному дзеркалі. Для виправлення залишкової аберації в Р. часто використовують лінзові коректори. Вони дозволяють значно збільшити корисне поле зору Р. Строго кажучи, лінзовий коректор переводить Р. в клас дзеркально-лінзових телескопів, але зважаючи на відносно невеликий розмір коректора і можливість роботи Р. без нього така зміна термінології не прийнята.
Для забезпечення зручності спостережень плоскі дзеркала направляють світло до стінки труби телескопа (Несміту система рефлектора ; мал.(малюнок) , е) або через порожнистих вісь відмін і полярну вісь в нерухому лабораторію (система куде). Тут можна стаціонарно розмістити крупні спектрографи і інші прецизійні прилади, які неможливо повісити на рухливі частини телескопа із-за їх великої ваги або габаритів. Сучасні великі Р. можна перебудовувати від однієї оптичної схеми до іншої, міняючи вторинні і плоскі дзеркала.
В порівнянні з рефрактором Р. має ряд достоїнств: повна відсутність хроматичній аберації і значно менша залишкова аберація. Це дозволяє застосовувати системи з відносним отвором, що досягає 1: 3,3. Вимоги до точності поверхні дзеркал в Р. значно вище, ніж до поверхні лінз в рефракторі. У великих Р. доводиться застосовувати спеціальні системи розвантаження дзеркал, деформації, що виключають їх, із-за власної ваги, приймати заходи для запобігання їх температурним деформаціям. Для цього дзеркала Р. виготовляють з матеріалів з малим коефіцієнтом лінійного розширення (пірекс, плавлений кварц, ситал). Відлита заготівка проходіт відпал (для зняття внутрішньої напруги) що продовжується декілька місяців, після чого грубо обробляється до потрібних розмірів діамантовими фрезами, різцями, корундом, шліфується наждакамі до здобуття необхідної кривизни і полірується мікропорошками до здобуття потрібного профілю поверхні з точністю до доль мікрона. В процесі поліровки поверхня дзеркала постійно контролюється (тіньовим методом Максутова, Ронки або за допомогою неравноплечного лазерного інтерферометра ) . При цьому для контролю параболічних дзеркал застосовуються схеми (див. Автоколімація ) автоколімацій , а для вторинних дзеркал — компенсаційні схеми з додатковими оптичними елементами, компенсуючими аберацію досліджуваного дзеркала (компенсатори Максутова, Оффнера і ін.). Дослідження за зірками виконуються методом Гартмана діафрагми .
той, що Найбільший діє Р. (початок 70-х рр. 20 ст) має головне дзеркало діаметром 5 м-коду (Маунт-Паломарськая астрономічна обсерваторія, США; виготовлений в 1943). У СРСР той, що найбільший діє Р. має дзеркало діаметром 2,6 м-коду (Кримська астрофізична обсерваторія АН(Академія наук) СРСР; виготовлений в 1960); закінчується (1975) спорудження другого такого ж Р. на Бюраканськой астрофізичної обсерваторії АН(Академія наук) Вірменською РСР і будується (1975) Р. з дзеркалом діаметром 6 м-коду для Спеціальної астрофізичної обсерваторії АН(Академія наук) СРСР на Північному Кавказі. Останній Р. має дві основні змінні оптичні схеми: головний фокус і фокус Несміту. На відміну від останніх великих Р., він буде встановлений на азимутному монтуванню . Споруда великі Р. (з діаметром 4—6 м-коду ) зв'язано з великими труднощами. Тим часом вирішення ряду астрономічних завдань вимагає крупніших інструментів. Тому розробляються (1975) системи із складеними мозаїчними дзеркалами, окремі елементи яких повинні юстируватися стежачими сервосистемами, і установки, що містять декілька паралельних телескопів, що зводять зображення в одну крапку.
Літ.: Максутов Д. Д., Астрономічна оптика, М. — Л., 1946; його ж, Виготовлення і дослідження астрономічної оптики, Л. — М., 1948; Телескопи, під ред. Дж. Койпера і Б. Міддлхерст, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1963; Сучасний телескоп, М., 1968.
