『壹』 天文望遠鏡計算公式
放大倍數=物鏡焦距除目鏡焦距
『貳』 2019-09-18
單個折射球面的無球差點
一般情況下，單個折射球面成像存在球差，但存在三個無球差點，物體位於這三個點時，不產生球差。
當L=0時，L』=0，S1=0這表明：物點與球面頂點重合時不產生球差；
當sinI - sinI1 = 0，即I =I1 = 0時，S1=0。表明物點位於球面球心時，不產生球差。這時L = L』 = r。
不管孔徑角U多大，sinU1/sinU和L/L1始終為常數，故不產生球差。
這一對共軛點稱為不暈點，或齊明點。
利用不暈點的無球差特性，可以設計特殊的不暈透鏡。
慧差
彗差是軸外點以寬光束成像時所產生的像差之一，它是由軸外球差引起的。
子午彗差：軸外球差使上下光線相對於主光線失去對稱
弧矢慧差
弧矢彗差：具有同一孔徑角的前後光線經折射後，交點也不交在主光線上。前後光線的交點到主光線的垂軸距離即為弧矢彗差
彗差是軸外垂軸像差。一般上下或前後光線的交點不交於主光線上，存在彗差，也不交於高斯像面上。
上下(前後)光線的交點到高斯像面的軸向距離為子午(弧矢)場曲
二者之差稱為寬光束像散
彗差是視場和孔徑的函數：
同一孔徑不同視場的彗差大小不同；
同一視場不同孔徑的彗差也不同；
因此，為全面了解彗差的情況，必須計算不同視場不同孔徑的光線的光路。
上面的分析表明：光闌在球面前時產生負的彗差。
如果將孔闌移至球心，則主光線與輔軸重合，上下光線對稱於主光線，則不產生彗差。
光闌位於球心之後，同樣由於軸外負球差，使軸外光束失對稱，這時上下光線的交點交於主光線之上，產生正彗差。
由此可見：彗差與光闌位置有關。因此，合理選擇光闌位置可以減小彗差的影響，改善光學系統的成像質量。
像散
將入瞳縮得很小，只讓沿主光線的細光束通過光學系統。
根據軸外細光束的光路計算可知：軸外細光束也不能成完善像，而是形成兩條相互垂直的短焦線----子午焦線和弧矢焦線----軸外點的子午像和弧矢像。
子午像和弧矢像之間沿光束軸(主光線)方向的距離定義為像散。像散是用沿光軸方向度量的。
像散產生的原因
通過光學系統後的細光束所對應的波面變成非球面波，在兩主截面內的曲率中心不同，而聚焦成子午像和弧矢像。
軸外點波面到達球面後，上、下、前後發生折射有時間差。
像散使得軸外物點的像變成在空間相距一定距離的、相互垂直的兩條短焦線，而在其它截面上形成橢圓或圓形彌散斑。
像散嚴重時，會嚴重影響軸外物點的成像清晰度，因此，大視場光學系統不管相對孔徑多大，都必須校正像散。
像散與光闌位置有關，光闌位於球心時，像散為零。
由於子午像面和弧矢像面是對稱於光軸的回轉曲面，當光學系統有較大視場時，將使平面物體上各點不能同時成像清晰。
中間清晰，則邊緣模糊，反之亦然。
畸變是由於主光線的球差引起：主光線通過系統後不能與第二近軸光線重合，實際像與理想像的大小不一致。
畸變雖不影響成像清晰度，但使像變形。
正弦差
大視場和大孔徑的光學系統: 上述五種單色像差同時存在
小視場光學系統：像散、場曲與畸變很小, 只需考慮球差、彗差（和位置色差）。
小視場光學系統的彗差比較簡單, 一般用正弦差表示即可
正弦差表示小視場光學系統以寬光束成像時的不對稱性。
色差
光學系統通常都是對白光或復色光物體成像，由於材料的色散
軸上點白光成像，形成按色光波長由短到長、像點離透鏡由近及遠地排列在光軸上，這種現象就是位置色差。
軸上點成像為一彩色彌散斑，影響成像清晰度，因此，一般成像系統都必須校正位置色差。
位置色差的計算
要計算位置色差，必須首先確定消色差譜線，即對哪兩個波長消色差。對於目視系統，一般對F光和C光校正色差，對D（或d或e）光校正單色像差。
倍率色差
系統校正位置色差後，兩色光像點重合，可認為兩色光像面也重合。對於軸外點而言，因為,則因不同色光焦距不同，放大率也不同，故軸外物體有不同像高。
光學系統對不同色光的放大率差異，稱為倍率色差。
倍率色差的存在，使軸外點各色光的像不重合，嚴重時，使邊緣像形成彩色彌散斑，直接影響軸外物體的成像清晰度。
倍率色差隨視場的增大而嚴重，大視場光學系統必須校正倍率色差。
通常只對兩種色光在某一視場校正倍率色差。
波色差
物體以白光成像，經系統後，由於各色光的像差不同，對應的波面變形程度也不同。用兩種色光(如F光和C光)實際波面之間的偏差來度量。
『叄』 幾個關於攝影的疑問
尼康50mm，85mm鏡頭
http://dc.itnow.com.cn/articles/bench/20050302/2005030209460535920-1.html
光是一種電磁波，在電磁波譜中，能被人眼所感受的波長范圍為：400－760nm（1nm=0.000001mm）。無色光學玻璃的透光波段為：350－2500nm。
可見光波長從長到短排序為：A/（768.20）、b(706.52)、C(656.28)、D(589.29)、d(587.57)、e (546.07)、F(486.13)、g(435.83)、G/(434.05)、h(404.66)。括弧中數字為波長，單位為納米。人眼最敏感的波長為555納米，介於D光與d光之間，屬黃綠色光。
一般把波長為589.29nm的D譜線的折射率nD取為基本折射率，F譜線（藍）與C譜線（紅）波長分別為486.13nm、656.28nm，它們接近人眼光譜敏感界限的兩端，而D譜線接近其中間、接近人眼最敏感的波長。德國和前蘇聯等國家取波長為546.07nm的e譜線的折射率ne為基本折射率，因為該譜線更接近人眼最敏感的波長。
一定波長的折射率差稱為平均色散，nF－nc是光學玻璃的主要性能參數，此外還有平均色散系數即阿貝常數vD＝（nD－1）／（nF－nc），部分色散系數等被作為光學玻璃的一般參數。依據nD和vD值的大小，光學玻璃可分為冕牌玻璃和火石玻璃（含有大量氧化鉛）兩大類，冕牌玻璃屬於低折射率、低色散玻璃，火石玻璃屬於高折射率、高色散玻璃。冕牌玻璃折射率低，對消除色差有利，但其低折射率往往又需增大鏡片的曲率，對消除單色像差（如球差）不利，且增加了加工難度；火石玻璃折射率高，可以相對地減小鏡片的曲率，但其高色散性對於消除色差不利。一般需兩種光學玻璃配合使用，以便消除各種像差；高折射率、低色散玻璃是較理想的光學玻璃，目前這種玻璃已被用於攝影鏡頭的製造中。當前世界上光學儀器生產大國能生產三百多種光學玻璃，如前蘇聯。
攝影鏡頭的成像質量與其構造有著最直接的關系，鏡頭構造特點（光學玻璃折射率、色散性質、鏡片曲率與鏡片組合方式等）除決定視場與焦距外，主要考慮的是校正各種像差。校正像差的基本原則為：在有效成像波段內對「接收器」最敏感的波長的色光校正單色像差，對有效波段的兩邊緣色光校正復色像差。可見，對像差的校正主要取決於「接收器」的性質。相對於攝影鏡頭來講，傳統的「接收器」是感光膠片。攝影鏡頭屬於大孔徑、大視場光學系統，必須校正各種像差，有些像差與孔徑和視場都有關；有些像差僅與孔徑或視場有關；個別像差與孔徑和視場均無關，僅與光學系統構造有關。
球差是一種單色像差，它使軸上同心光束通過光學系統後不交於一點，使像的邊緣模糊，一般與孔徑有關。通常光學系統是對邊緣光線校正球差，可採用配曲法減少單個透鏡球差，由於正透鏡產生負球差、負透鏡產生正球差，簡單的校正球差的方法是採用正負透鏡雙膠合或雙分離方式的組合（普通的折射式天文望遠鏡的物鏡便是採用這種構造），另外，採用高折射率玻璃，減小透鏡表面曲率，也可減小單個透鏡球差。
彗差屬單色像差，它使軸外寬光束通過光學系統後在像面上不再形成同心光束，而是形成圓心在一直線上的，按直徑大小依次排列的圓形光束的重疊，形成狀如彗星（圓頭尖尾）的像。尖端離主光軸近的稱正彗差，尖端離主光軸遠的稱負彗差，它們與孔徑及視場都有關系。與消除球差一樣，採用配曲法可部分地消除單個透鏡彗差，也可利用組合透鏡或膠合透鏡消除彗差。消彗差與消球差的條件不一致，不易同時消除。
像散屬於單色像差，光學系統的透鏡表面在不同方向上有不同的連續曲率，其子午截面與弧矢截面上的曲率相差最大，因此子午光束和弧矢光束能各自匯聚於主光線上一點，並不重合。它會使放射形同心圓的物體圖案在於午像面和弧矢像面上得到不同的影像，像散只與人射光束的傾斜度有關。
場曲屬於單色像差，它是球面光學系統所固有的像差，使得平面物體反射的光線通過光學系統後，像面變成一彎曲的面。這樣，照相時平面物體中心與邊緣的像不能同時聚焦。
畸變亦屬於單色像差，其產生的原因在於主光線的球差隨視場角的變化而改變，因而在一對共軛物象平面上，放大率隨視場而變化，從而使物體像的形狀變形（不影響像的清晰度）。消除畸變的方法是採用相對於孔徑光闌的完全對稱結構。
位置（軸向）色差和倍率（橫向）色差屬於復色像差，前者表現為，軸上一點發出的復色光（白光）通過光學系統後，由於光學系統對不同波長的光有不同的折射率，各色光不交於光軸的同一點上。1、2、3分別為藍光（F）、綠光（D）、紅光（C）的像點。在1和2的位置，物體（如恆星）的點像均有紅邊，在3的位置則有藍邊。由於單個正透鏡產生負色差，單個負透鏡產生正色差，所以只有當正負透鏡以適當的曲率組合起來才能校正色差，這一點類似於對球差的校正。如果某光學系統使軸上復色光線1與3的像位在光軸上某一點重合，該系統便是消色差系統。但相重合的位置並不一定能與2的像位重合，這種現象稱為該系統還存在著二級光譜色差。只有當1、2、3像位重合於光軸上的某一點的情況下，即對三種色光消色差的系統稱為復消色差系統（APO）。目前國外大多數中長焦鏡頭都採用了這一系統。
當校正了位置色差的光學系統，軸外點發出的復色光通過光學系統後只能使其像點的像面重合在一起，但單色光的焦距並不相同，放大率不相同，因而各具有不同的像高，這種因為放大率的差異而引起的色差稱為培率色差。倍率色差值受光闌位置影響，對於放大率=-1的對稱式光學系統，光闌前後分別產生數值相等，符號相反的倍率色差，系統的倍率色差自動消除。
目視光學系統的校正：對C光和F光消色差，對D光（通行）或e光（德國、前蘇聯）消球差等。
對於普通攝影系統的校正：對d光和g光消色差，對F光消球差等。
對於天文與航空攝影系統的校正：對F光和h光消色差，對G/光消球差等。可以看出這種校正的選擇，考慮到了大氣中漫散射藍紫光偏多的特點。
以上所述只是說明了在設計鏡頭時所要考慮的一些最基本的問題。焦距、相對孔徑、角視場是攝影鏡頭的基本性能參數；解析度、調制傳遞函數（MTF）、像場照度分布、光譜透光特性、積分透光系數和光散射等是攝影鏡頭的質量標准。而鏡頭構造形式的演變與發展正是不斷地力求消除或減少各種像差及增大相對孔徑，從而提高攝影鏡頭的質量指標。
攝影鏡頭的分類有多種方法，其中有一種是按照鏡片的組合形式分類，了解這一分類方法正是了解鏡頭性能的基礎。
最簡單的鏡頭是3片型的柯克鏡頭，這種鏡頭由「正、負、正」三個單透鏡以分離形式組成，其中凹透鏡由高色散的火石玻璃製成，凸透鏡由低色散的冕牌玻璃製成。柯克型鏡頭利用三個單透鏡的焦距，三個單透鏡的表面形狀、兩個空氣間隔及光學玻璃的色散性等為調整變數，用來校正各種像差。這種鏡頭是最簡單的消像散鏡頭，理論上講其主要缺點是高級像散、軸外高級球差和彗差較大，解析度不太高。但其結構也較為簡單，早期的航空鏡頭大多採用這種結構。筆者手中有一隻原東德產500mm/4.8這種結構的航空鏡頭，1986年北京市東城區科技館天文組用它在海南拍攝過哈雷慧星，效果還是非常好的。
4片型的天塞鏡頭是柯克鏡頭的改進型，於1902年由德國人發明。天塞鏡頭可認為是將柯克鏡頭的後組鏡片改為膠合透鏡，其膠合面可以校正軸外彗差，且膠合透鏡中負透鏡的折射率低於正透鏡的折射率，可對軸外寬光束中的上光線起收斂作用。前蘇聯產茵度斯塔爾 61／L 50mm/2.8「小微距」鏡頭便是採用了超重冕牌潤玻璃的天塞鏡頭，這款鏡頭較高的成像質量得到了普遍的公認（尼康手動55mm/2.8s微距鏡頭5組 6片，自動60mm/2.8D微距鏡頭7組8片，前蘇聯產沃爾納—9 50mm/2.8「大微距」鏡頭4組6片，均不是這種構造）。
5片型的海利亞鏡頭亦可認為是柯克鏡頭的改進型，它的前後鏡片組均為膠合透鏡，利用膠合面可分別控制軸外寬光束的上、下光線的發散度，以控制軸外負球差和光束匯聚的對稱性，使軸外點像質量有所改進。
松納鏡頭基本也是5片型，也可認為是由柯克鏡頭發展而成，也有第2組鏡片採用3片透鏡膠合等形式的新松納型。尼康105/2.5手動鏡頭（新款）的光學結構也可以看作是松納型的「變種」。傳統的松納結構對稱性較差，軸外彗差和色差較為嚴重。這種鏡頭曾被作為經典的中長焦鏡頭且一直沿用至今，許多德國鏡頭，前蘇聯鏡頭都採用了這一結構。筆者曾用兩只原東德潘太康120相視的配套鏡頭（用在尼康機身上）拍攝星體，兩只鏡頭皆為多層鍍膜的松納鏡頭；一隻為 180mm/2.8，另一隻為300mm /4。後者在調焦不實的情況下，從照片中能非常明顯地看出星體呈「梨」狀（一頭大一頭小），說明彗差嚴重，另外色差也較嚴重；在焦點調實的情況下，彗差不再明顯，但觀察明亮星體，在向心（畫面中心）的方向上皆有多半圈的藍邊。需要說明的是，在日常拍攝時（使用120正片），其解析度與銳度均感覺很高，色彩還原性能明顯優於獨聯體鏡頭。這說明某些鏡頭存在的像差並不影響一般內容的拍攝。兩只東德松納鏡頭我都拆過，光學結構也稍有不同。
6片4組的對稱結構是高斯鏡頭的基本結構，常用來製作標准鏡頭。由於其對稱結構，垂軸像差可以自行校正（如，無畸變），其缺陷是軸外高級負球差和高級正像散較為嚴重，在收縮光圈情況下可減弱球差。大孔徑高斯鏡頭（光圈在l．4以上）缺陷尤其明顯，盡管鏡頭的鏡片數有所增加，所以標准鏡頭並不一定是像質最好的鏡頭。筆者曾用某名牌標准鏡頭在全開光圈的情況下拍攝星體，發現畫面中部星體銳度非常小，象個小棉花團，而邊緣部位星體已嚴重變形，這說明球差和像散等非常嚴重。
望遠型鏡頭是根據望遠鏡的成像原理發展而成的，由正負兩種透鏡組組成，其光學系統從第一折射表面到後焦面的距離L小於物鏡焦距f，L／f稱為望遠比。望遠鏡頭的非對稱結構和追求小的望遠比，會使像差校正較為困難，尤其是色差和畸變較大，但由於其單個透鏡的曲率都不大，球差與像散等不太嚴重。如果採用特殊方法復消色差，像質可大為改觀，解析度和銳度等甚至可以高於高斯型鏡頭（但畸變仍不易消除）。俄產鏡頭中有一種槍式組合相機的鏡頭：300mm/4.5，4 片3組結構，屬於結構簡單的望遠鏡頭，其長度達255mm，望遠比較大。從三隻這種鏡頭拍攝的天文照片來看，畫面中間部位星體色差非常輕微，幾乎觀察不到，邊緣部位亮星有向心（畫面中心）的半圈藍色色差，但比前述松納鏡頭色差要小得多，也比某些日本產ED鏡頭的色差要小得多，且看不出彗差，只是色彩還原不夠飽和。從性價比來看，這款鏡頭已相當不錯了。
傳統的用於校正色差的鏡片的光學玻璃多採用螢石玻璃（主要成分是CaF2），嚴格地說它屬於光學晶體，常作正透鏡。與其性質相近的異常色散玻璃有ED、 UD、SD玻璃等，常作正透鏡。日本產的CaFK95光學玻璃的光學常數與螢石幾乎相同，只是不知ED、UD、SD玻璃等是不是就是採用的這種玻璃。德國產的FK類和KZFS類光學玻璃屬於異常色散玻璃，亦可減少二級光譜色差。但校正二級光譜的條件是各塊透鏡的玻璃有相同的相對色散，由於現在還沒有製造出相對色散相同而阿貝常數又相差較大的光學玻璃，所以完全消除二級光譜是不可能的。
由於望遠鏡頭由正、負透鏡組組成，可以利用移動負透鏡組中部分鏡片進行調焦，在調焦過程中鏡筒長度不發生變化，鏡筒密封性比較好。現在大部分名牌中長焦鏡頭都採用了這種內調焦結構。
幾年前市場上有一款適馬手動APO望遠鏡頭，400mm/5.6。這款鏡頭望遠比小且採用了內調焦結構，非常小巧，帶三腳架固定支架（包裝內無說明書），市場售價僅三千餘元。筆者使用這只鏡頭拍攝星體，效果非常好，星體成像非常銳利，只在畫面邊緣部位亮星的向心邊緣上存在幾乎不易觀察到的極其微弱的藍色色差。看來復消色差技術是非常可信的，其實物實拍效果與理論是非常一致的。
名牌相同焦距、相同光圈的自動與手動中長焦鏡頭（同一廠家生產的）鏡片組數往往不一樣，自動鏡頭的鏡片數相對多一些，如，尼康AF ED180mm/2.8D鏡頭6組8片，尼康MF ED180mm/2.8S鏡頭5組5片，這是由於自動鏡頭調焦時行程需要相對短一些，因而鏡片組構造需要復雜些。
折反射鏡頭是另一類型的望遠鏡頭，現市場上有多種獨聯體產的折反射鏡頭。這類鏡頭即便與螢石鏡片加異常色散鏡片的折射鏡頭相比，在低色差方面也有絕對的優勢，但從拍攝恆星的效果來看，綜合優勢並不如折射鏡頭，其邊緣像質較差，因為球面反射鏡存在光行差，加改正鏡後也不能完全消除，且與收縮到相同光圈的折射鏡頭相比其彌散圓（是個環形）直徑也較大。
請參考!!
『肆』 使用天文望遠鏡要怎麼入門
天文望遠鏡分為折射望遠鏡和反射望遠鏡兩大類.它們各具特點,要靈活運用.其使用方法和步驟如下：①調節指導鏡（為了捕捉目標天體,確定目標所在視域的附屬裝置）的光軸和望遠鏡的光軸,使其平行.（由於望遠鏡的倍率很高、視野很窄,為了捕捉到目標天體,必須有一個視野寬的指導鏡.在白天找一個遠景先把指導鏡和望遠鏡的光軸調節到平行）.②調節支架平台保持水平（調節三支腳的長度）.③調節望遠鏡的極軸,使其指向天北極（只有帶有赤道儀的,當拍攝照片或長時間跟蹤時進行此項調節）.④安裝目鏡.倍率=物鏡焦距÷目鏡焦距.倍率在口徑（厘米）的10倍以內為宜.⑤窺視指導鏡,使被觀察的星星位於十字線的交點.⑥調節目鏡鏡筒,使其聚焦（調節目鏡筒以看到清晰的星星的像為宜.如果像偏斜時修正光軸）
『伍』 關於天文望遠鏡 100分！
望遠鏡的基本原理
望遠鏡是一種用於觀察遠距離物體的目視光學儀器，能把遠物很小的張角按一定倍率放大，使之在像空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體變清晰可辨。所以，望遠鏡是天文和地面觀測中不可缺少的工具。它是一種通過物鏡和目鏡使入射的平行光束仍保持平行射出的光學系統。根據望遠鏡原理一般分為三種。
一種通過收集電磁波來觀察遙遠物體的儀器。在日常生活中，望遠鏡主要指光學望遠鏡。但是在現代天文學中，天文望遠鏡包括了射電望遠鏡，紅外望遠鏡，X射線和伽嗎射線望遠鏡。近年來天文望遠鏡的概念又進一步地延伸到了引力波，宇宙射線和暗物質的領域。
在日常生活中，光學望遠鏡通常是呈筒狀的一種光學儀器，它通過透鏡的折射，或者通過凹反射鏡的反射使光線聚焦直接成像，或者再經過一個放大目鏡進行觀察。日常生活中的光學望遠鏡又稱「千里鏡」。它主要包括業余天文望遠鏡，觀劇望遠鏡和軍用雙筒望遠鏡。
[編輯本段]【簡介】
常用的雙筒望遠鏡還為減小體積和翻轉倒像的目的，需要增加棱鏡系統，棱鏡系統按形式不同可分為別漢棱鏡系統和保羅棱鏡系統，兩種系統的原理及應用是相似的。
個人使用的小型手持式望遠鏡不宜使用過大放大倍率，一般以3～12倍為宜，倍數過大時，成像清晰度就會變差，同時抖動嚴重，超過12倍的望遠鏡一般使用三角架等方式加以固定。
[ 使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救葯的，後來證明是過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第一台反射式望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還保存在皇家學會的圖書館里。1733年英國人哈爾製成第一台消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他採用了折射率不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要製造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文台。1793年英國赫瑟爾（William Herschel），製做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金製成，重達1噸。1845年英國的帕森（William Parsons）製造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文台建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。1930年，德國人施密特（BernhardSchmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。
歷史
哈勃太空望遠鏡的構想可追溯到1946年。該望遠鏡於1970年代設計，建造及發射共耗資20億美元。NASA馬歇爾空間飛行中心負責設計，開發和建造哈勃空間望遠鏡。NASA高達德空間飛行中心負責科學設備和地面控制。珀金埃爾默負責製造鏡片。洛克希德負責建造望遠鏡鏡體。
一、折射望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略望遠鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒望遠鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。其中以雙透鏡物鏡應用最普遍。它由相距很近的一塊冕牌玻璃製成的凸透鏡和一塊火石玻璃製成的凹透鏡組成，對兩個特定的波長完全消除位置色差，對其餘波長的位置色差也可相應減弱
在滿足一定設計條件時，還可消去球差和彗差。由於剩餘色差和其他像差的影響，雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場也不大。口徑小於8厘米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起，稱雙膠合物鏡 ，留有一定間隙未膠合的稱雙分離物鏡 。為了增大相對口徑和視場，可採用多透鏡物鏡組。對於伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失少。鏡筒短，很輕便。而且成正像，但倍數小視野窄，一般用於觀劇鏡和玩具望遠鏡。對於開普勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的是正像。一般的折射望遠鏡都是採用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用方便，易於維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多採用折射系統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都採用反射式
（ 以下為詳細介紹）
伽利略望遠鏡
物鏡是會聚透鏡而目鏡是發散透鏡的望遠鏡。光線經過物鏡折射所成的實像在目鏡的後方（靠近人目的後方）焦點上，這像對目鏡是一個虛像，因此經它折射後成一放大的正立虛像。伽利略望遠鏡的放大率等於物鏡焦距與目鏡焦距的比值。其優點是鏡筒短而能成正像，但它的視野比較小。把兩個放大倍數不高的伽利略望遠鏡並列一起、中間用一個螺栓鈕可以同時調節其清晰程度的裝置，稱為「觀劇鏡」；因攜帶方便，常用以觀看錶演等。伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史中佔有重要地位。它由一個凹透鏡（目鏡）和一個凸透鏡（物鏡）構成。其優點是結構簡單，能直接成正像。
開普勒望遠鏡
原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有一個實像，可方便的安裝分劃板，並且各種性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都採用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像系統。
正像系統分為兩類：棱鏡正像系統和透鏡正像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既採用了雙直角棱鏡正像系統。這種系統的優點是在正像的同時將光軸兩次折疊，從而大大減小瞭望遠鏡的體積和重量。透鏡正像系統採用一組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既採用設計精良的透鏡正像系統。
在地球大氣外進行天文觀測的大望遠鏡。由於避開了大氣的影響和不會因重力而產生畸變，因而可以大大提高觀測能力及分辨本領，甚至還可使一些光學望遠鏡兼作近紅外 、近紫外觀測。但在製造上也有許多新的嚴格要求，如對鏡面加工精度要在0.01微米之內，各部件和機械結構要能承受發射時的振動、超重，但本身又要求盡量輕巧，以降低發射成本。第一架空間望遠鏡又稱哈勃望遠鏡 ，於1990年4月24日由美國發現號太空梭送上離地面600千米的軌道 。其整體呈圓柱型，長13米，直徑4米 ，前端是望遠鏡部分 ，後半是輔助器械，總重約11噸。該望遠鏡的有效口徑為2.4米 ，焦距57.6米 ，觀測波長從紫外的120納米到紅外的1200納米 ，造價15億美元 。原設計的解析度為0.005 ，為地面大望遠鏡的100倍 。但由於製造中的一個小疏忽 ，直至上天後才發現該儀器有較大的球差，以致嚴重影響了觀測的質量。1993年12月2～13日，美國奮進號太空梭載著7名宇航員成功地為「哈勃」更換了11個部件，完成了修復工作，開創了人類在太空修復大型航天器的歷史。修復成功的哈勃望遠鏡在10年內將不斷提供有關宇宙深處的信息 。1991 年4月美國又發射了第二架空間望遠鏡，這是一個觀測γ射線的裝置，總重17噸，功耗1.52瓦，信號傳輸率為17000比特／秒 ，上面載有4組探測器，角解析度為5′～10′。其壽命2年左右。
雙子望遠鏡
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國佔50％，英國佔25％，加拿大佔15％，智利佔5％，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統使紅外區接近衍射極限。
太陽望遠鏡
日冕是太陽周圍一圈薄薄的、暗弱的外層大氣，它的結構復雜，只有在日全食發生的短暫時間內，才能欣賞到，因為 天空的光總是從四面八方散射或漫射到望遠鏡內。
1930年第一架由法國天文學家李奧研製的日冕儀誕生了，這種儀器能夠有效地遮掉太陽，散射光極小，因此可以在太陽光普照的任何日子裡，成功地拍攝日冕照片。從此以後，世界觀測日冕逐漸興起。
日冕儀只是太陽望遠鏡的一種，20世紀以來，由於實際觀測的需要，出現了各種太陽望遠鏡，如色球望遠鏡、太陽塔、組合太陽望遠鏡和真空太陽望遠鏡等。
紅外望遠鏡
紅外望遠鏡（infrared telescope）接收天體的紅外輻射的望遠鏡。外形結構與光學鏡大同小異，有的可兼作紅外觀測和光學觀測。但作紅外觀測時其終端設備與光學觀測截然不同，需採用調制技術來抑制背景干擾，並要用干涉法來提高其分辨本領。紅外觀測成像也與光學圖像大相徑庭。由於地球大氣對紅外線僅有7個狹窄的「窗口」，所以紅外望遠鏡常置於高山區域。世界上較好的地面紅外望遠鏡大多集中安裝在美國夏威夷的莫納克亞，是世界紅外天文的研究中心。1991年建成的凱克望遠鏡是最大的紅外望遠鏡，它的口徑為10米，可兼作光學、紅外兩用。此外還可把紅外望遠鏡裝於高空氣球上，氣球上的紅外望遠鏡的最大口徑為1米，但效果卻可與地面一些口徑更大的紅外望遠鏡相當。
數碼望遠鏡
數碼望遠鏡（Instant Replay）——高性能數碼成像望遠鏡。
被主流科技媒體評為「百項科技創新」之一，由於結構簡單，成像清晰，能夠用較小的機身長度實現超長焦的效果，在加上先進的數碼功能，可以實現較為清晰拍照錄像功能，在大大拓寬瞭望遠鏡的應用領域，可以廣泛的應用在偵查、觀鳥、電力、野生動物保護等等。
數碼望遠鏡還具備拍照、錄像、圖像傳輸等功能，傳統望遠鏡長時間的觀察，可導致眼睛不適，但是數碼望遠鏡的使用者可以很方便地通過LCD液晶顯示屏觀看放大，如果覺得顯示屏較小不能滿足要求，可以直接通過tv介面連接到電視或者是mp4上，甚至可以直接通過usb連接線連到電腦上，實現在線錄制或者圖像傳輸，當然視頻的流暢程度和顏色遠不及自然顏色，即使如此，數碼望遠鏡做為一種高端的望遠鏡，同樣提供舒適的直接觀測功能！
數碼望遠鏡具備的拍照功能，可以保存人生歷程中經歷的眾多難忘瞬間，在美國，此款產品廣受體育運動教練員、球探、獵鳥人、野生動物觀察員、狩獵愛好者以及任何一個攝影、攝像愛好者的青睞。在中國，這一領域的佼佼者，當屬watchto系列的遠程拍攝設備，尤其是WT-20A系列和30B系列，目前國內很多公安、軍警、野生動物保護已經利用數碼望遠鏡的優勢，應用到工作中了，尤其是公安部門，他們可以輕松的遠程拍照取證。
高達5.1百萬像素coms感測器的內置數碼照相機結合在一起的。可以快速並簡單的從靜態高解析度照片(2594*1786)拍照轉換到可30秒連續攝相。這能確保使您捕捉到最佳效果。照片和錄象存儲在內存中，或sd卡中，並可以通過可折疊的液晶顯示屏查看、刪除、通過電視機查看，或不需安裝其他軟體將照片下載到計算機中。光學部分目前主要流行的倍率是35倍和60倍，並且可以進行高低倍的切換！( Windows 2000, XP或Mac無需驅動。Windows 98/98SE需要安裝驅動)。
馬克蘇托夫望遠鏡
【中文詞條】馬克蘇托夫望遠鏡
【外文詞條】Maksutov telescope
【作��者】楊世傑
一種折反射望遠鏡，1940年初為蘇聯光學家馬克蘇托夫所發明，因此得名。荷蘭光學家包沃爾斯也幾乎於同時獨立地發明了類似的系統，所以有時也稱為馬克蘇托夫-包沃爾斯系統。
馬克蘇托夫望遠鏡的光學系統和施密特望遠鏡類似，是由一個凹球面反射鏡和加在前面的一塊改正球差的透鏡組成的。改正透鏡是球面的，它的兩個表面的曲率半徑相差不大，但有相當大的曲率和厚度，透鏡呈彎月形，所以，這種系統有時也稱為彎月鏡系統。適當選擇透鏡兩面的曲率半徑和厚度，可以使彎月透鏡產生足以補償凹球面鏡的球差，同時又滿足消色差條件。在整個系統中適當調節彎月透鏡與球面鏡之間的距離，就能夠對彗差進行校正：馬克蘇托夫望遠鏡光學系統的像散很小，但場曲比較大，所以必須採用和焦面相符合的曲面底片。彎月透鏡第二面的中央部分可磨成曲率半徑更長的球面(也可以是一個膠合上去的鏡片)，構成具有所需相對口徑的馬克蘇托夫-卡塞格林系統，也可直接將彎月鏡中央部分鍍鋁構成馬克蘇托夫-卡塞格林系統。馬克蘇托夫望遠鏡的主要優點：系統中的所有表面都是球面的，容易製造；在同樣的口徑和焦距的情況下，鏡筒的長度比施密特望遠鏡的短。缺點是：和相同的施密特望遠鏡比較，視場稍小；彎月形透鏡的厚度較大，一般約為口徑的1/10，對使用的光學玻璃有較高的要求，因此，限制了口徑的增大。
目前，最大的馬克蘇托夫望遠鏡在蘇聯阿巴斯圖馬尼天文台，彎月透鏡口徑為70厘米，球面鏡直徑為98厘米，焦距為210厘米
[編輯本段]【常見參數】
1、放大倍數：一般用目鏡視角與物鏡入射角之比作為望遠鏡放大倍數的標示，但通常用物鏡焦距與目鏡焦距之比計算，表示景物被望遠鏡拉近的程度，比如一具10倍放大倍數的望遠鏡表示用此望遠鏡觀察距觀察者1000米處的景物的效果，距觀察者不使用望遠鏡而直接在100米處肉眼觀察該景物的效果是一樣的。
2、視場角（視場范圍）用1000米處產品可視景物范圍標示，如126M/1000M，表示距觀察者1000米處，望遠鏡可觀察到126米范圍的視場。
3、入瞳直徑
4、出瞳直徑
5、解析度
6、黃昏系數 由德國蔡司光學公司發表。反映了不同口徑和放大倍率的望遠鏡在暗光條件下的觀察效能。計算方法：望遠鏡的倍率和口徑的乘積求開平方。
7、視度范圍
8、光軸平行度
9、像傾斜
[編輯本段]【望遠鏡之最】
最大的望遠鏡
望遠鏡的大小，主要是用望遠鏡的口徑來衡量的。為了對天體作更仔細的研究和觀測，為了發現更暗弱的天體，多年來人們一直在增大望遠鏡的口徑上下功夫。但是，對不同的望遠鏡在口徑上有不同的要求。現在世界上最大的反射望遠鏡，是1975年蘇聯建成的一台6米望遠鏡。它超過了30年來一直稱為「世界之最」的美國帕洛馬山天文台的5米反射望遠鏡。它的轉動部分總重達800噸，也比美國的重200噸。1978年，美國一台組合後口徑相當於4.5米的多鏡面望遠鏡試運轉。這台望遠鏡由6個相同的、口徑各為1.8米的卡塞格林望遠鏡組成。6個望遠鏡繞中心軸排成六角形，六束會聚光各經一塊平面鏡射向一個六面光束合成器，再把六束光聚在一個共同焦點上，多鏡面望遠鏡的優點是：口徑大，鏡筒短，佔地小，造價低。目前口徑最大的光學望遠鏡是10米口徑的凱克望遠鏡。
現在世界上最大的折射望遠鏡，是在德國陶登堡天文台安裝的施密特望遠鏡，改正口徑1.35米，主鏡口徑2米。德國這台折射鏡也超過了美國最大的施米特望遠鏡。美國在望遠鏡上的兩個「世界之最」被人相繼奪走了。
最早的望遠鏡
世界上最早的望遠鏡是1609年義大利科學家伽利略製造出來的。因此，又稱伽利略望遠鏡。這是一台折射望遠鏡。他用一塊凸透鏡作物鏡，一塊凹鏡作目鏡，因此觀測到的是正像。伽利略在談到這架世界上第一台望遠鏡時說：「現在多謝有瞭望遠鏡，我們已經能夠使天體離我們比離亞里斯多德近三四十倍，因此能夠辨別出天體上許多事情來，都是亞里士多德所沒有看見的；別的不談，單是這些太陽系黑子就是他絕對看不到的。所以我們要比亞里士多德更有把握對待天體和太陽。」
[編輯本段]【望遠鏡相關英文簡稱】
英文字母的型號，有時候在不同的望遠鏡廠牌里有不同的意義，大致上容易辨識的是以下這些：
(1) CF：中央調焦
(2) ZCF：傳統波羅棱鏡左右展開型、中央調焦
(3) ZWCF：比第（2）項多一個「超廣角」（W）
(4) CR：迷彩色橡膠外殼
(5) BR：黑色橡膠防震外殼
(6) BCF：黑色、中央調焦
(7) BCR：偏黑色迷彩橡膠外殼
(8) IR：鋁合金輕巧外殼
(9) IF：左右眼個別調焦
(10) WP：內充氮氣防水型
(11) RA：外附橡膠防震保護
(12) D：德式棱鏡、屋頂棱鏡（直筒式）
(13) HP：高眼點
(14) SP：超高解析度
(15) ED：超低色差鏡片
(16) AS：非球面鏡片
(17) ZOOM：可變倍率伸縮鏡頭
(18) WF：廣角視野
[編輯本段]【如何選購望遠鏡】
目前，國內市場上出售的望遠鏡種類繁多，令人目不暇接。但總的來說可按以下幾個方面來劃分：按產地不同來劃分，有國外的（日本、美國、德國等），國內的（廣東、浙江、四川等）；按牌子不同來劃分，有仙力夫、寶龍、德寶、櫻花、肯高、金三角等，按用途不同來劃分，有變倍數鏡、防水鏡、夜視鏡；按放大倍數不同來劃分，有低倍數（2-5倍，多見於玩具產品）、中倍數（7-10倍）、高倍數（15-70倍）。
人們在選購望遠鏡時，常見其價目表上有幾個阿拉伯數字，那麼這幾個數字說明了什麼技術參數呢？下面試舉一例子說明一下。例如標有10×50mm5°，即表示其放大倍數為10倍，物鏡的直徑為50毫米，視野為5度（即在1000處視野寬度為87.4米）。可能有人會認為技術參數的數字越大越好，其實不然。放大倍數與視野寬度成反比，即放大倍數越大，視野寬度越小，這就不利於搜索。物鏡直徑與進光量越多，在光線不足時分辯能力就越強，但這必然導致到望遠鏡的體積增大不利於攜帶。經這么一說，您興許感覺無所適從，但只要能取長補短，同樣可以購得一架合意的望遠鏡。在此我想給大家提幾點建議以供大家在選購望遠鏡時作為參考：
第一，如想到海上或海濱旅遊，請不要忘記購一架防水望遠鏡（特別攜薦美國產的德寶offshore系列7×50mm防水望遠鏡）。
第二，如想外出旅遊觀光，可購一架體積小具備變倍功能的望遠鏡。
第三，如打算到那些「可遠觀而不可近探之」的危險地帶狩獵，那就應該購一架高倍數的望遠鏡。
第四，如要進行狩獵或長時間在外旅行，則最好購一架變倍數望遠鏡，現說明一下它的使用方法。因為變倍數望遠鏡可從低倍數逐漸調到高倍數，所以在使用時應先用低倍數、大視野進行粗略搜索，然後再用高倍數、小視野進行仔細觀察。
[編輯本段]望遠鏡的保養
1、保證望遠鏡存放在通風、乾燥、潔凈的地方，以防生霉，有條件的話可在望遠鏡周邊放入乾燥劑，並經常更換。
2、鏡片上殘留的臟點或污跡，要用專業擦鏡布輕輕擦拭，以免刮花鏡面，如需清洗鏡面，應當用脫脂棉占上少許酒精，從鏡面的中心順著一個方向向鏡面的邊緣擦試，並不斷更換脫脂棉球直到擦試干凈為止。
3、望遠鏡屬於精密儀器，切勿對望遠鏡重摔、重壓或做其他劇烈動作。
4、非專業人員不要試圖自行拆卸望遠鏡及對望遠鏡內部進行清潔。
高檔的望遠鏡
『陸』 水平彗差垂直彗差怎麼計算總和
彗差
光軸外的某一物點向鏡頭發出一束平行光線，經光學系統後，在象平面上會形成不對稱的彌散光斑，這種彌散光斑的形狀呈彗星形，即由中心到邊緣拖著一個由細到粗的尾巴，其首端明亮、清晰，尾端寬大、暗淡、模糊。這種軸外光束引起的像差稱為彗差。彗差的大小是以它所形成的彌散光斑的不對稱程度來表示。彗差的大小既與孔徑有關，也與視場有關。在拍攝時與球差一樣，可採取適當收小光孔的辦法來減少彗差對成像的影響。
球差
球差是軸上點的單色相差，是由於透鏡的球形表面造成的。球差造成的結果是，一個點成像後，不在是個亮點，而是一個中間亮邊緣逐漸模糊的亮斑，從而影響成像質量。
球差的矯正常利用透鏡組合來消除，由於凸、凹透鏡的球差是相反的，可選配不同材料的凸凹透鏡膠合起來給予消除。舊型號顯微鏡，物鏡的球差沒有完全矯正，應與相應的補償目鏡配合，才能達到糾正效果。一般新型顯微鏡的球差完全由物鏡消除。
軸上物點發出的寬光束通過透鏡成像，能產生球差。這種像差主要是由於透鏡表面為球面而產生的像差故而稱為球差。