爱华网天文望远镜基础知识
天文望远镜的分类
望远镜不外乎三大类——折射式、反射式、折反射式。其中最基础，也是最容易上手的，非折射镜莫属。折射镜的制造成本不是三类中最低的，但它的光路结构是最简单的，也最符合普通人对于望远镜的认识和使用习惯。入门级的折射镜价格便宜，成像清晰锐利，比较明显的缺陷可能只是会有一些色差（什么叫色差我们后面的文章会谈到）。折射镜适用的观测范围非常之大，日常维护却比较省心。这种种优点决定了折射镜是入门级爱好者最适合使用的天文望远镜。
折射望远镜
伽利略式望远镜
由伽利略最早应用于天文观测，故得名，是形式最原始的望远镜。伽利略望远镜使用凸透镜做物镜，凹透镜做目镜，其影像是正立的，但视野很小，并且有严重的球面像差和色差，出瞳距也很短。这种望远镜在天文观测上早已淘汰，现只见于一些玩具望远镜。
开普勒式望远镜
由开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的。他改用一个凸透镜作为目镜，这样就使望远镜的视场大大的增加，而且出瞳距也有显著的增加，但看见的影像是倒立的。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，后来有人发明了消色差的望远镜来消除这种畸变。
消色差折射镜
第一块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。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。两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起，其组合形式根据口径的大小可有胶合式及分离式。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。但这种望远镜的焦比也不能过小，否则会色差会显著增大。
复消色差折射镜
复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。它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。复消色差折射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。
反射望远镜
牛顿式
第一架实用的牛顿反射镜是由牛顿于1668年制成，主镜是由直径为一英寸金属研磨而成的球面镜。现代牛顿反射镜通常使用抛物面镜作为主镜，但是小口径(12厘米以下)而且是长焦比(f/8或更大)的，使用球面镜作主镜也可以获得足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧面的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此大多数自制望远镜都是采用这种设计。
卡塞格林式
卡塞格林反射镜(通常称为经典“卡塞格林反射镜”)以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种光学设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上，这是一块在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
R-C式
R-C望远镜是一种特殊的卡塞格林式反射镜，它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜)，有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使它有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是R-C的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。
格雷高里式
格雷高里式反射镜是詹姆斯·格雷高里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。
折反射望远镜
施密特式摄星仪
施密特摄星仪是伯恩哈德·施密特在1930年发明的。他的光学构造是以易于磨制的球面镜做主镜，和位于主镜曲线前方的非球面镜的修正透镜，也就是熟知的修正板，底片或其它的检测设备安置在摄星仪内部的焦点上。在设计上都允许快速的焦比和控制住彗形像差和球面像差。
施密特摄星仪的焦平面有很明显的弧度(曲率)，因此使用的底片、干版、或其它的检测器都必须有相对应的弧度。在某些情况下，检测器被制作出弯曲的弧度，在其它平面的媒介上则依据交平面的形状使用螺栓或固定夹来调整，或是应用真空牵引。
施密特-卡塞格林式
施密特-卡塞格林式是在1960年代发明的优秀广视野望远镜，是施密特摄星仪的改进版。在镜筒最前端的光学元件是施密特修正板，这块板是经过研磨接近平行的非球面薄透镜，可以确实的改正与消除主镜造成的球面像差。
施密特-卡塞格林式的主要好处是它的光路经过折叠之后使镜筒可以缩成很短而矮胖，因而增加了可携带性，在观察行星和深空天体时的光学性能也都很好。
马克苏托夫-卡塞格林式
马克苏托夫-卡塞格林式是在1940年由苏联光学家德官密特利·马克苏托夫发明的马克苏托夫望远镜的改良型。马克苏托夫式的机械部分比卡塞格林式简单，并且有封闭的镜筒和全部都是球面镜的光学系统。与相似的施密式最关键的不同的是弯月型的修正板也设计成容易磨制的球面透镜，而不是施密特式的非球面透镜设计。因为焦距比较长，因此马克苏托夫式的视野比施密特-卡塞格林式的狭窄，一般也比较重；但是较小的附镜使他的解析力比施密特-卡塞格林式好。
使用方式分类：
极轴式（赤道式）和地平式
FSQ106-赤道式
赤道式望远镜，其赤道仪虽然也是由互相垂直的两个轴组成的，但所不同的是这两个轴并不在水平方向和竖直方向，而是一个指向天极（与地球的自转轴平行），一个与之垂直。指向天极的轴叫做赤经轴，望远镜围绕赤经轴转动，即可追踪天体的东升西落。与赤经轴垂直的轴叫做赤纬轴，理论上如果你的赤经轴方向比较精确的指向了北天极，那么当找到一个天体后，赤纬轴就可以锁死了，因为跟踪天体不需要在赤纬方向有任何转动。
中高端的赤道仪一般都会配备有电动跟踪装置，一个马达以一定的速率转动，通过传动装置带动赤道仪的赤经轴以天体的周日视运动速度自西向东转动，这样当我们找到一个天体时，只需要打开马达，这个天体就会一直保持在视场的中央。
Meade203-地平式
地平式支架，也被称为经纬支架，是最简单的一种支架形式。如图所示，望远镜通过两个轴分别在水平和竖直方向转动，从而达到指向任意方向的目的。这种支架形式操控起来是最方便最直观的，如果两个轴都设置有微调旋钮的话，对于比较精确的定位天体的位置也是很方便的。如果要进行长时间跟踪曝光的天体摄影，那么采用赤道仪会非常方便，如果是地平式，就算能电动跟踪，视场里的象也会产生场旋，还需要后端的相机或者CCD进行相应的同步旋转才能抵消，非常麻烦
天文名词
光力
望远镜看到暗天体的能力叫做“光力”，望远镜光力的大小与其口径有关，口径越大光力越强。
口径
顾名思义就是这台望远镜进光口的直径，对于折射镜而言就是物镜的直径，用字母D表示。不过，衡量光力大小如果直接用口径的话不够直观，因此我们又定义了一个概念，叫做“极限星等”，简单理解就是这台望远镜在最理想的条件下能看到多暗的星，这样就非常直观了。显然，极限星等也是取决于望远镜口径的，口径越大，极限星等也就越大。
分辨率
分辨率是指一个观测设备（比如人眼或者望远镜）分清目标细节的能力，当给定一个观测设备以后，它的分辨率就固定了，这时它能不能分辨出一个物体，就取决于这个物体本身的大小和它离观测设备的距离。而对于天文望远镜，由于它观测的目标都是天体，因此其分辨率被定义为能分清天球上最近的两个点之间的角距离。望远镜的分辨率也是与口径有关，口径越大分辨率越高。
倍率
倍率
倍率取决于望远镜的第二个重要参数——焦距（用字母F表示，有的厂商也可能用f表示，是光学系统中衡量光的聚集或发散的度量方式，指从透镜的光心到光聚集之焦点的距离。亦是照相机中，从镜片中心到底片或CCD等成像平面的距离。具有短焦距的光学系统比长焦距的光学系统有更佳聚集光的能力。简单的说焦距是焦点到面镜的顶点之间的距离。），倍率具体值等于物镜的焦距除以目镜的焦距。物镜的焦距数值一般会标在物镜端或镜筒上，目镜的焦距数值一般会标在目镜侧面，计算起来非常方便。比如，一台焦距800mm的望远镜，使用20mm目镜时放大率是40倍，使用8mm目镜时放大率就是100倍。
很多人总认为倍率越高越好，市场上有些望远镜竟然虚假地标为990倍！实际上，一架望远镜的合理倍率是与望远镜的口径和观测方式相关的：口径大的，倍数可以适当高些，带支架的的可以比手持的高些。
倍率越大，稳定性也就越差，观察视场就越小、越暗，其带来的抖动也大增加，呼吸的气流和空气的波动对其影响也就越大。
到这里你可能会说：“既然这样，那我可以用焦距很短的目镜来得到更高的放大率，看到更清晰的图像。”其实这个想法也是不太对的。短焦目镜确实可以得到更高的放大率，但一台望远镜并不能一味的追求高放大率。首先，由于口径定了，光力就定了，目标在望远镜中的总亮度也就定了。放大率越高，成的像越大，其单位面积的亮度就会越低，成像就会变得越暗。其次，还是由于口径定了，分辨率就定了，更高的放大率并不能获得更高的分辨率（可以这样理解：两颗靠得很近的星看起来就像一颗，提高放大率以后，它们看起来还是一颗，只不过象变得更大了而已）。再次，过高的放大率会放大大气抖动的影响，增加调焦的难度（关于调焦我们会在后面的文章中详细谈到）。最后，放大率越大视场一般而言会越小。这些因素都并不利于观测。在这里有一个“视场”的概念，简单理解就是我们在目镜里所能看到的天空范围。
但是，显而易见的，如果放大率过小，我们又无法充分发挥这台望远镜的性能。那么怎样的放大率能够最大限度的发挥一台望远镜的性能又不至于过分呢？经验告诉我们，这个放大率一般是望远镜口径以毫米为单位时的数值，叫做有效放大率。比如，一台口径80mm的望远镜，其有效放大率就是80倍。当然，根据不同的对象，我们选用的放大率也会不同，对于月球、大行星这种比较亮的天体，选用的放大率比有效放大率更大一些也没什么关系，但对于那些比较暗又有一定大小的星云、星系等，选用的放大率就最好比有效放大率低一些。
表1
口径（mm）分辨率（角秒）极限星等（等）
602.3311.0
702.0011.3
801.7511.6
901.5611.9
1001.4012.1
不同口径的望远镜对应的分辨率和极限星等列表
手持观测的双筒望远镜，7-10倍之间是最合适的，最好不要超过12倍，如果望远镜的倍率超过12倍，那么手持观察将会很不方便。世界各国军用的望远镜也大多以6-10倍为主，如我国的军用望远镜主要是7倍和8倍的，这是因为清晰稳定的成像是非常重要的。
1、放大倍数太大，不宜稳定。双筒望远镜一般用手持，超过10倍左右晃动厉害，不利于观察，眼睛容易疲劳，甚至引起恶心。固定望远镜倍数太大也会因为风吹草动引起震动。对于自己，12倍为手持极限，而且观察时最好肘部有依托，身体或望远镜依附某些固定物体。
2、放大倍数大，则实际视野相应减少。一般来讲，倍数越大，可同时观察的区域就越小。这不仅仅是因为目镜的原因，即便目镜在焦距变化时能够保持视在视角不变（例如60度），也会因观察区域的减小使得视野与放大倍数成反比变小。这样，就不利于发现和寻找目标，对于经常变换目标的观察观测尤其不利。即便是找好了目标，架子稍有晃动就容易失去目标。对于没有自动跟踪装置的，要经常手动调节才能使目标保持在视野之内。
3、在相同物镜口径的情况下，倍数越大，亮度成平方反比越低。例如口径50mm，7倍时亮度（指数）为50，10倍为25、15倍为11、25倍为4，而物体的亮度的减小会直接影响人眼的观察效果（人眼的分辨能力、色彩能力均随着亮度的减小而变得越来越差）。一般来讲，白天亮度小于5、夜间亮度小于20时，观察暗弱物体就很难。大口径的望远镜在这一点上就具备优势，例如，口径300mm的反射镜，放大50倍时，亮度仍为36（非常亮）。另外，观察太阳系亮天体时，由于亮度高，基本不受此限制。
4、大倍数的取得一般通过短焦距的目镜来进行的。目镜焦距短，会造成镜目距离（即出瞳距离）小、视在角度小等遗憾，造成观察不舒服、不适合戴眼镜者等问题。
5、大气本身等观测条件的不理想也限制了最高的放大率。大气有个宁静度，好者可以达到1角秒以下，尽管这样，对于人眼最好1角分的分辨能力，放大倍数超过100就会受影响，例如看月面会产生“蒸汽”上升的抖动效果，角度越低现象越严重。如果观察时大气宁静度很好，就可以相应选择更高一点的放大倍数。
6、倍数选择的太大，超过了理论分辨极限，会造成无效放大。理论上，望远镜的分辨能力有个极限，为140/口径毫米数，单位是角秒（是以观察人眼最敏感的黄绿光为基础计算的）。再好的望远镜也超不出这个极限，只能是接近。由于望远镜的功能之一是观察细节。倍数选择太大以后，由于这个理论极限，再放大已经不会有更多的细节出现，因此也失去意义了。但放大倍数到底选择多大，不仅与望远镜的理论分辨能力有关，而且还与当时的观测条件，尤其是与观测者本身的眼力有关。选择倍数是物镜口径的毫米数乘1.5的说法（也有乘2的说法），是对于普通条件下的一种参考值。眼力不好、望远镜质量好就可以把倍数选择大点；相反，眼力很好（或观测时不想看到太多的不理想成像）、望远镜质量一般，就可以把倍数选择的低一点。例如，口径80mm的折射镜，最大可以选择120倍至160倍。
出射瞳孔
简介
入射瞳孔在目镜后面的像叫做出射瞳孔
出射瞳孔(exitpupil）－由轴上像点发出的光线，经过孔径阑后面的组件而形成的孔径阑之像，亦即由像平面轴上的位置看孔径阑所成的的像。[1]
这个词一般用于望远镜的性能：入射瞳孔在目镜后面的像叫做出射瞳孔。出射瞳孔位于目镜后，只有当眼睛与出射瞳孔相重合时才能观察到望远镜的全视场。
出射瞳孔直径越大，用望远镜观察物体的主观亮度就越高。据此，在傍晚及光线较弱的条件下观察需要用大出射瞳孔直径的望远镜。
望远镜的出射瞳孔直径等于入射瞳孔直径D除以望远镜的放大率r：d=D/r。
用途
出射瞳孔：物镜口除以放大倍数。如“35／7”或“50／10”，那么你就可以得到以毫米为单位的通过望远镜射到眼睛处的光束的直径。这个数值越大，你眼睛接收到的光或天体信息就越多，这个数值就称为望远镜的出射瞳孔。它有什么意义呢？
让我们假设你准备购买一个用于观察鸟类的双筒望远镜，你希望用它在黎明或傍晚观察鸟，；而那时的鸟常常落在树丛中，藏在暗影里。如果你买一个10x25的双筒望远镜，那么出射瞳孔直径为25／10=2．5（mm）。而我们眼睛的瞳孔直径的范围为2mm至7mm，依光的暗弱不问而变化。光越暗，瞳孔直径越大。如果你准备用双筒望远镜在暗处观察，则应选择出射瞳孔与你的眼睛在暗处时的瞳孔相近的双筒望远镜，这样才能最有效地利用望远镜所接到的信息。那么“7X50”的双筒望远镜如何呢？它的出射瞳孔为50/7=7．14mm几乎与人眼在最暗处的瞳孔直径相等，在黑暗中使用，它收集到的光能被你的眼睛高效率接收到。所以也是理想的选择。不过由于人眼瞳孔直径的变化范围因人而异（比如四十多岁人的瞳孔直径就只能扩张到4～5mm），而且正常使用望远镜大都在白天，所以出射瞳孔一般选择在3-7mm就可以了。
极轴镜
因为地球的自转，天体有周日视运动，我们的望远镜指向一个天体后如果保持静止不动，你就会看到这个天体在望远镜视场中向一个方向移动，很快就会移出视场。如果我们想长时间跟踪一个天体的话，最好的办法就是让望远镜和天体同步转动，以抵消地球自转的影响。实现这个想法的最好的装置就是赤道仪。赤道仪虽然也是由互相垂直的两个轴组成的，但所不同的是这两个轴并不在水平方向和竖直方向，而是一个指向天极（与地球的自转轴平行），一个与之垂直。指向天极的轴叫做赤经轴，望远镜围绕赤经轴转动，即可追踪天体的东升西落。与赤经轴垂直的轴叫做赤纬轴，理论上如果你的赤经轴方向比较精确的指向了北天极，那么当找到一个天体后，赤纬轴就可以锁死了，因为跟踪天体不需要在赤纬方向有任何转动。
校准极轴
在某些赤道仪的赤经轴上有一个小望远镜，就是极轴镜。将北天极置于极轴镜视场中央。北天极就在北极星附近微微偏差0.8度左右。校准极轴完全是事半功倍的事。发烧级天文爱好者绝对会花1~2小时精确对极轴，这样即使长时间观测摄影星点也不会产生周旋。但要注意不要碰望远镜三脚架，（一碰就前功尽弃了） 最好使用5×以上的极轴镜，要可以调焦的，这样对极轴对的精确。市场价300以上的蛮不错的。要注意某些低级赤道仪或带有自动跟踪的赤道仪是没极轴镜的。
天顶镜
天顶镜是为了方便观测靠近天顶附近的天体所设计的望远镜附件。因为使用折射望远镜（或其他目镜光轴和物镜光轴平行的望远镜），看天顶附近或地平角度较高的天体时会感觉很费劲。此时人要近可能降低头部的高度，还要靠近目镜垂直望上看，那是多么痛苦的事情。为了能方便观测，我们就使用一块90度棱镜（全反射原理）或平面反射镜使光线折90度方向，这样就可以接近水平观测了。因为折了90度，再加上你观测的方向和目标方向垂直又是个90度这样共180度，所以如果水平看地面目标的话，会感觉观测物体上下被颠倒了，但是左右没有颠倒。反射镜因为本身目镜的光轴和镜筒的光轴成90度垂直状态，所以用不上天顶镜。
赤道仪
赤道仪是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转，星星才产生东升西落的现象。
地球不断由西向东自转，24小时转360度，我们只要设计一个装置，让望远镜转动的速度和地球一样，而方向正好相反（由东向西），就可以消除地球自转的影响了。
从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值——赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。
设计
赤道仪
按照不同需要，赤道仪有多种设计，每种设计皆有其优缺点。
英式赤道仪
英式赤道仪的系统像一个十字架。赤经轴（极轴）的两端由支架支撑著，“赤纬轴”被安装在接近中央的位置。望远镜就安装在赤纬轴的一个末端上，而另外一端则装上适当的配重来维持平衡。
德式赤道仪
德式赤道仪原始型态像一个巨大的T字型，赤经轴架在垂直于地面的基座上，并依据地理纬度的倾斜，以内置之极轴望远镜对准天极。在T字的结合处有轴承使赤经轴与基座结合并转动。赤纬轴则被垂直安置在赤经轴接近中心的位置上。改良的德式赤道仪则将赤纬轴由接近中心的位置移至赤纬轴另一端。
望远镜固定在赤纬轴的一个末端上，另一端则装上适当重量的平衡锤（或其他东西如沙包等）来保持平衡，防止追踪装置的损坏。德式赤道仪是天文爱好者最常用之望远镜（观测或天文摄影用）赤道仪，从6厘米（2.4吋）的折射镜到35厘米（14吋）史密特-卡赛格林式折反射望远镜都多采用这类赤道仪。
轭式赤道仪
轭式赤道仪将赤经轴做成一个框架的形式，在两端以支架支撑住，赤纬轴就安装在框架内接近中心的位置。望远镜完全被安置在框架内，并且包覆住赤纬轴（有些没有，例如威尔逊山天文台2.5米反射望远镜）。跟德式赤道仪不同，轭式赤道仪不需额外配件平衡。
由于原始的“轭式赤道仪”其望远镜被安置在框架内，不利于观测天极附近天体。例如，海尔望远镜的叉式赤道仪就将北端改成巨大的马蹄形，以便能观察北天极附近的天体。
运转
赤道仪
赤道仪
功能
赤道仪最大特点在于其中一条转轴（赤经轴）与地球自转轴平行，当赤道仪令望远镜沿此轴以一恒星日一周的速度自东向西转动时，便可抵销地球自转的影响，令目标天体的影像固定于视场内，以方便观测及拍摄。由于赤经轴在使用前一定要对准北天极（以北极星为指标），所以赤经轴亦称为极轴。
由于以赤道仪追踪恒星，望远镜亦跟着星空“绕目标天体转动”，视场与视场内的天体不会有相对运动（包括转动），而利用经纬仪追踪时，只有单纯把目标天体固定，视场中其他恒星会以目标星旋转，对拍摄造成影响；这也是赤道仪不能被经纬仪取代的一个重要功能。
推动装置
在电力发明前，赤道仪通常人手操作、利用水力转钟或发条转钟等机械装置推动。在电力发明后则采用马达。由于太阳、月球、彗星皆相对于背景恒星运动，故此现代的赤道仪能调校马达转速，使赤道仪能调校速度（加速或减速）以锁定这些天体。
使用
赤道仪
赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。完全对准后，望远镜对向任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天360度（因为地球每天转一圈嘛）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，就得每隔一定时间调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准，还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因
很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星，真正做业余观测时使用时角并不方便，因为得先算出恒星时，还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题，这样找星远不如用星图直接找星方便。
所以，只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜，以及对星座很不熟悉的人，它才有优势。
另外，直接用天文望远镜找星的确是有点困难的，因为主镜的视场往往很小。所以天文望远镜通常都有一个寻星镜，它的视场比较大，用于辅助找星。当然，如果有一架双筒镜帮忙，会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故。
追踪速度
一般的赤道仪摩打均只利用恒星速来进行追踪；一些较高档的赤道仪会包括月球速、太阳速及甚至帝王速来达更理想的追踪效果。
恒星速：根据地球自转速度（每日1,436.5分钟）来追踪，是一般赤道仪的标准追踪速度。
月球速：根据月球的公转及地球自转、配合月球在天空上移动的速度作追踪。
太阳速：根据地球的公转及自转、配合太阳在天空上移动的速度作追踪。
帝王速：根据一位叫King的天文学家的发现，把地球大气所造成的视觉追踪误差引入的追踪速度；适合长时间追踪及拍摄深空天体。
APO
APO
APO，是英文Apochromatic的缩写，意为“复消色差的”。复消色差镜头，是指能对多种色光（超过两种）消除色差的镜头。用于望远镜等精密光学仪器制造.多采用石镜片、AD玻璃、UD玻璃、ED玻璃做材料.
APO复消色差是利用3片或更多镜片设计成3种色光能会聚到同一点。2片镜片是无法达到APO设计目的的。Super-APO，也就是超消色差，是设计成4种色光会聚到同一点。Semi-APO，是半复消色差，在普通消色差会聚两种色光的基础上，采用特殊的低色散光学材料例如人造萤石或ED玻璃等以降低其它色光的色散。
最高等级:
这个级别的APO镜子，多数以3片玻璃甚至更多片数构成的高级APO为主，对于这种镜子厂家一般是不吝高级材料的投入的
从视觉表现上来看，这种镜子高倍目视下，不光焦点内侧见不到色差，就是焦点外侧的色散也极为微弱。
标准型:
这个级别的APO镜子，多数以2片玻璃构成，但是都含有萤石或者SD玻璃等高级低色散玻璃素材。
视觉表现，高倍率下，焦点内侧色散没有，或者极高（过剩，至少3X/每毫米口径以上）倍率下非常微弱，焦点外侧色散可以见到。
这种镜子的代表型是FS102,Televue102,85等等。
准APO型
这个型号不是通常的说的Semi-APO型号，而是Borg77ED,101ED等着个档次的APO镜子，多数具备2X/每毫米口径下的焦点内色散极小（等同于没有）光学性能。
象差
简介
象差（aberration），透镜或反射镜所呈的像与原物面貌并非完全相同的现象。造成球面象差的原因是由于一点光源发散的光线被分聚在不同的点上的缘故。色彩象差的原因是透镜的折光指数随光波的长短而变化，从而引起象的边缘呈现色彩。
光学中，实际象与根据单透镜理论确定的理想象的偏离。这些偏离是折射定律造成的。“象差”是由透镜对色光的不同弯曲能力所致，并造成带有色晕的象。与色无关的象差（“单色象差”）包括使象变形的象差（“畸变”、“场曲”）和使象模糊的象差（“球差”、“慧差”、“散光”）。象差在照相机、望远镜和其他光学仪器中可以通过透镜的组合减小到最低限度。镜面也有与透镜一样的单色象差，但没有象差。[1]
一色差（Chromaticaberration）
色差
发生在多色光为光源的情况下，单色光不产生色差。
白光由红橙黄绿青蓝紫七种组成，各种光的波长不同，所以在通过透镜时的折射率也不同，这样物方一个点，在像方则可能形成一个色斑。
消除方法：
使用单色光（加入滤光片）,光学设计消除
二球差(Sphericalaberration)
球差
球差是轴上点的单色相差，是由于透镜的球形表面造成的。球差造成的结果是，一个点成像后，不在是个亮点，而是一个中间亮边缘逐渐模糊的亮斑。从而影响成像质量。
消除方法：
使用凸、凹透镜组合
三慧差(Coma)
慧差属轴外点的单色相差。轴外物点以大孔径光束成像时，发出的光束通过透镜后，不再相交一点，则一光点的像便会得到一逗点壮，型如慧星，故称"慧差"。
彗差
消除方法：
使用轴向平行光
四象散（Astigmatism）
象散也是影响清晰度的轴外点单色相差。当视场很大时，边缘上的物点离光轴远，光束倾斜大，经透镜后则引起象散。象散使原来的物点在成像后变成两个分离并且相互垂直的短线，在理想象平面上综合后，形成一个椭圆形的斑点。
消除方法：
通过复杂的透镜组合来消除。
五场曲（Curvatureoffield）
场曲
“象场弯曲”。当透镜存在场曲时，整个光束的交点不与理想象点重合，虽然在每个特定点都能得到清晰的象点，但整个象平面则是一个曲面。这样在镜检时不能同时看清整个相面，给观察和照相造成困难。
研究用显微镜的物镜一般都是平场物镜，这种物镜已经矫正了场曲。
六畸变（Distortion）
前面所说各种相差除场曲外，都影响象的清晰度。畸变是另一种性质的相差，光束的同心性不受到破坏。因此，不影响象的清晰度，但使象与原物体比，在形状上造成失真。
畸变
导星镜寻星镜
背景资料
导星镜
天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。
为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般在5～10厘米左右，视场在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。
主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望起镜，它就叫导星镜。
系统
导星镜一般采用折射光学系统﹐也有采用反射或折反射卡塞格林系统的(见卡塞格林望远镜)。口径大小视所用导星的星等而定。为了能在较大的天区内找到足够亮的导星﹐应有适当大小的视场﹐一般为1°左右。为了能觉察导星的微小偏离﹐目镜须有足够高的放大率。但这样一来﹐通过目镜观测到的视场便达不到1°。
装置
导星镜
一般是采用适当机械装置，使目镜镜头在垂直于光轴的平面内移动。这样就能看到物镜视场的不同区域。目镜焦面上装有十字亮丝﹐用以照准导星。当导星很亮时﹐也可采用亮背景暗丝的照准方式。在导星镜的目镜端可用光电导星装置来代替人工目视导星。
作用
导星镜就是负责导星的镜子，由于为了提高赤道仪的精度，导星镜作用就是使赤道仪更好的跟踪（类似于人眼），把成像传至电脑（类似于人脑），电脑计算后纠正赤道仪的偏移，使主镜始终跟踪星体。
导星镜要求比主镜焦距长（通常600-1000mm），这样导星镜造成的误差在主镜中就可以减小。[1]
与寻星镜的区别
寻星镜
为了能快速的找到目标，寻星镜要求有很大的视野，为了能得到大的视野，倍率就不能高，一般寻星镜也倍率就是几倍。而且寻星镜要求与主镜同轴。也就是说寻星镜看到的正中央应该就是主镜看到的。寻星镜中心对准了一颗星，换到主镜上也应该能看到这颗星，而且越在主镜的中央越好。寻星镜不同。
寻星镜是为了跟踪目标而设的，为了能有高的精度，一般导星镜的倍率应该比主镜大。越大导的精度就越高。
有时候甚至要求导星镜的焦距是主镜的2倍以上。为了方便导星一般要找比较亮的星进行跟踪，而我们拍摄的目标却不一定是这个亮星，有时候甚至可能是肉眼看不见的星云。也就是说，导星镜可以不与主镜同轴，导星镜看的目标可以不是主镜的目标，如果拍摄北极星附近的目标时甚至可能把导星镜调到天赤道附近。相差几十度。
选择方法
寻星镜
实际上，你不需要一个太长焦距的导星镜，特别是如果你用的是自动导星。太大的放大率时，你的自动导星器就会追逐seeing、风与赤道仪的误差。因此，用8公分的短筒或是wo66，不失为一个好的导星镜。长筒版本就稍嫌过度些。有同好是使用C90的马克斯拖夫镜+减焦镜，他也获得蛮好的导星效果。
旧的经验法则是当用底拍来摄影时，导星镜至少要主镜系统的1/2，且当手动导星时，你需要它等於或是优於你的主镜系统。你也不要导星误差高於导星的宽度，以免星点拖线。但当CCD在业余天文同好中流行时，这个法则就如底片般快速的消失。
大多的天文摄影者会买两倍主镜焦距长的导星镜。可以摄得不同焦距与影像量度的能力，会给与很大的versality，意谓著你可以订做你的行程为两个状况，及/或天体。因此，通常建议就买一支高品质、短焦的apo来作导星镜，它也可以用来拍像m31、银河那样的大物体，或是也可以用在风大影响长焦影像太多的夜晚。
只是也发生一个现象：用良好赤道仪的话，即使用到像pecialborg这样的小导星镜也可以导星成功，所以记住：导星的第一个基本，就是赤道仪的本质要良好，赤道仪本质良好，几乎随便导都准确。
寻星镜
然而没有良好赤道仪的同好也不必气馁！就是多学一下如何调整赤道仪和导星参数而已。照以上的文来说，经济上不许可的，就买8公分短焦的来导就可以，口径大就很容易找得到导星，不必再动到粗微调。
而导星镜的架设，还是以双环为最稳固！但也是较难调整的一种方式。不过这种其实也不会多难调，就是有时候要用手小扶一下镜筒，多练习一下，就会觉得也是蛮好用的。
用微调的微动云台，特别是有弹簧式的要小心弹簧支撑会有微量的移位。有的久而久之，要多检验一下是否有鬆驰的现象。
主要还是要看导星时跳的数值而定，通常无论使用怎样的焦距，最好都能控制到可以稳定的定住不动而没有修正是最理想的，这就端看个人对对极轴、调整平衡、调整马达与齿轮的咬合，还有一点我之前发现的：齿轮间上点润滑油，还真的是有差！导星时noise也比较少，也平较平顺些，可能它的黏稠性多少抵消一些震动，齿轮金属间的摩擦力而更为平顺吧！
R-C望远镜
R-C望远镜
平行于光轴的光，满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。它是由克列基昂（H.Chretien）提出、里奇（G.W.Ritch）制成的,按他们两人姓氏的第一个字母得名为R-C望远镜。它的焦点称为R-C焦点。这种望远镜的主、副镜形状很接近旋转双曲面，在实用上可把这种系统近似地视为消除三级球差和彗差的、由旋转双曲面组成的系统。由于消除了彗差，可用视场比其他形式的卡塞格林望远镜更大一些，并且像斑呈对称的椭圆形。如果采用弯曲底片，视场会更明显地增大，像斑则呈圆形。一个主镜相对口径为1/3、系统相对口径为1/8、且像成在主镜后面不远处的这种望远镜，其主镜偏心率接近于1.06的双曲面，副镜偏心率接近于2.56的双曲面。在理想像平面（近轴光的像平面）上，如要求像斑的弥散不超过1″，可用视场直径约为19'；如用弯曲底片,仍要求像斑的弥散不超过1″,则视场直径可达37'。如要获得更大的视场，则需加入像场改正透镜。加入像场改正透镜后,R-C望远镜比主镜为抛物面的卡塞格林望远镜的效果也更好。但在R-C望远镜中使用主焦点时,所成的像是有球差的。因此，使用它的主焦点时通常至少需加入一块改正透镜或反射镜。
R-C望远镜看起来和折反射望远镜很像，看起来就像一个没有斯密特改正镜的斯-卡望远镜，可是它是纯粹的反射望远镜，光学系统中主镜、副镜都是反射镜。可以认为R-C望远镜是专业的卡塞格林望远镜，被设计用来消除彗形像差，与常规的卡塞格林望远镜相比较，相对地能提供更大的视野。
R-C望远镜的设计可以消除第三阶的彗形像差和球面像差，但是他仍有第五阶的彗形像差，一些大角度的像散和比较严重的视场弯曲。当在对焦的中途，在纵分和正切的对焦面上星点会成为圆圈，使R-C望远镜非常适合从事广视野和摄影的观测。和使用其他卡塞格林装置的反射镜比较，在给定的焦长下，R-C望远镜有非常短的镜筒组合和紧密的设计。R-C望远镜也提供良好的离轴光学性能，但由于其主镜和副镜都是双曲面镜，存在加工精度和难度的问题，因此成本普遍很高。
著名的哈勃太空望远镜就是R-C结构的，不过为了矫正主镜的球面像差这一制造缺陷，而增加的“太空望远镜光轴补偿校正光学”（COSTAR）使得整个光学系统中存在了折射镜片。
若干年后的2004年，MEADE推出AdvancedComa-Free（ACF）结构的望远镜时，将其称之为R-C系统，并引发了一场到底ACF是不是R-C的争论。支持MEADE的一方将哈勃望远镜作为证据，而反对MEADE的一方认为它纯粹是为了借R-C的光做商业促销而已。
对MEADE望远镜的使用者们来说，用只要R-C望远镜一半甚至不到的价格，购买到素质与R-C望远镜相当的ACF望远镜，这不能不说是一件好事。
巴洛镜
巴罗透镜（增倍镜）
望远镜增倍镜，能够将望远镜的有效倍数增加2倍，得到更高的放大倍数。镜体为金属结构，31.7mm接口，镜片为双复合消色差镜组，全镀膜。适用于所有的天文望远镜。
基本原理
巴洛镜原理图
加Barlow镜后，整套光学组合的有效焦距(又称合成焦距)是F'(B/A)。B/A又称Barlow镜的放大率。
Barlow镜的放大率是随它的摆位(距离A)改变的，例子︰
设Barlow的焦距f=50mm，A=25mm。
成像距离必定是B=f'A/(f-A)=50'25/(50-25)=50mm
放大率=B/A=50mm/25mm=2倍
设f仍然是50mm，但A增加至34mm。
成像距离B=50'34/(50-34)=106mm
放大率=B/A=106mm/34mm=3.1倍
若物镜的焦距是1000mm，加此barlow后的有效焦距增至3100mm。
有一Barlow镜，焦距f=2蜕，成像距离B规定要6。
Barlow镜的位置必须使A=f'B/(f+B)=2'6/(2+6)=1.5笨
放大率=B/A=6/1.5=4倍[2]
光轴
天文上常常所说的光轴指的是望远镜镜片的中央光路。为了使城乡清晰，天文望远镜需要经常调节光轴。
折射镜
需盖上镜盖，保持镜内黑暗，眼睛距目镜口一小段距离约3~5公分左右，但要求能自调焦座伸缩管的筒内端内缘圆圈看得到主镜外缘圆圈，让这两个圈成同心圆或叠合（如果达不到此要求，可将伸缩管向后再退出一些到符合要求）。用灯光照明脸部，须能看到镜筒内主镜反射的眼瞳影像，但光线不要太强而影响视觉，此时如能看见镜面的反射影像如（图1.）
图二
图一
的同心圆时，表示光轴正确；反之如果所见如（图2.）
，反射影像无法成同心圆时则表示镜面倾斜、光轴偏位。对折射镜而言此法比牛顿镜简单，不过焦距越长难度会提高。
牛反
光轴调整可按如下步骤进行：调节目镜调焦筒使之垂直于主镜筒轴线
调节副镜使之位于主镜筒轴线上
调节副镜使之位于目镜调焦筒正下方
调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合
以上只是调光轴的大致方法，具体操作的过程中会有一些问题，有时很难控制精确度。这里首先介绍几个辅助工具：
带双十字线的窥管：
管的外直径同目镜接口直径，管的一端加盖，盖的正中心挖2mm直径的圆孔，管的另一端用白色棉线对称地拉上双十字线，两线间距3～4mm。管长用如下方法确定：从目镜调焦筒中放入窥管（窥孔在外），窥孔一端与目镜调焦筒外端口平齐，双十字线一端距副镜20～30mm。
做窥管的材料不限（如果你使用的是31.7mm目镜接口，可以考虑用柯达胶卷的黑色包装盒来做窥管），关键是插入目镜调焦筒后要稳固，不能晃动太大。双十字线要拉正，相交处的小正方形与窥孔的连线应该是目镜调焦筒的轴线。
主镜中心定位点
剪一片直径5mm的黑纸，用两面胶准确地粘在物镜的正中心。（因为主镜的中心区域并不参与成像，所以这个黑点不会有负面影响）
主镜筒开口处十字线
在主镜筒开口处用粗线拉十字线，要求两线相互垂直，交点过主镜筒轴线。（在主镜开口处拉上十字线可能会影响对副镜的操作，所以最好标记出十字线与镜筒的四个交点的位置，觉得十字线碍事时可以先把它拆下来，必要时再重新拉上。）
这三个工具制作并不复杂，但你很快会发现它们很有用。借助它们，现在我们可以开始一步一步地调整望远镜光轴了。
预调主镜指向
取下副镜，调节主镜后面的螺栓，直到从镜筒开口前看过去，十字线交点、物镜中心黑点、十字线交点在物镜中所成的像三者成一条直线时，表明主镜指向基本正确。（下面专门有一步是调主镜的，预先加这一步操作可以使下面的操作更容易。）
调节目镜调焦筒使之垂直于主镜筒
将窥管装入目镜调焦筒中，从窥孔中观察，可以看到从窥孔到双十字线的连线（实际就是目镜调焦筒轴线）再延长，会与主镜筒壁交于某一点，标记出这一点，用尺子测量其位置，再参考目镜调焦筒在镜筒的位置，我们就可以判断出目镜调焦筒是否与主镜筒垂直。
调节副镜使之位于主镜筒轴线上
取下窥管，装上副镜，大致调节副镜指向，使眼睛从目镜调焦筒中可以看到经副镜反射所成的主镜的像，同时也应该可以看到副镜和十字线经两次反射后所成的像。从这些像中我们可以看出副镜和十字线的相对位置，如果副镜的圆心和十字线交点重合，说明副镜位于主镜筒轴线上，否则就需要做相应的调节。
调节副镜使之位于目镜调焦筒正下方
从目镜调焦筒方向看进去，副镜显然已经位于调焦筒的下方，但经过这样看精度无法保证。此时，装入窥管，眼睛从窥孔看到的，最外圈是窥管的内壁（双十字线现在不起作用，可以不管），中间是副镜。副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓如果是同心圆，说明满足要求，否则要在主镜轴线方向调节副镜。（如果因窥孔太小、光线太暗而看不清楚，可以在窥管正对的主镜筒壁垫上一张白纸，如果窥管太细，看不到副镜的外圆轮廓，可以把窥管往外抽或缩短其长度。）
调节副镜指向
，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
在上一步的基础上，一面用眼睛从窥孔中观察，一面调节副镜指向，直到主镜在副镜中所成的像的外圆轮廓、副镜的外圆轮廓二者同心。
调节主镜指向
，使其光轴与目镜光轴重合
用手电筒照亮窥管的双十字线，眼睛从窥孔看进去，可以看到双十字线、主镜的中心点所成的像以及双十字线经两次反射所成的像。调节主镜背后的螺栓，使上述三者同心。
至此，反射镜光轴调节完毕。下面给出从窥孔中所能看到的图象，以供参考。
上述各个调节步骤中，根据副镜支架的不同设计，下一步操作会对前一步的结果带来或多或少的影响，所以必要时可以返回前面的操作，可能要有几次反复，最后才能得到满意的结果。第一次调节会费一些工夫，一旦调好后，只要副镜支架稳固，以后的工作就轻松得多，即使为了运输而将主镜重装，一般只需调节主镜后的螺栓就行了，借助于窥管，可以很快将望远镜调整至最佳状态。
补充说明
一般认为光轴与副镜的交点在副镜的中心。在长焦距的望远镜中可以认为如此，但在大口径、短焦距的牛顿式反射望远镜中，副镜的尺寸也较大，副镜长边的两端到目镜的距离已经不能再近似认为是一样的了
折返
1)先从低倍开始，找天空中比较亮的恒星，焦点不要对实，这样就会出现下图所示的衍射环;
2)调整副镜的三个螺丝，主要要先松开其中的一个螺丝，然后再旋紧另外的2个螺丝，直到衍射环成为同心圆。注意调整的幅度不要太大，一般每次旋螺丝大概45度就可以了。
3)然后再换上高倍继续调整。
4)最后再固定好。
白天的时候可以采用CCD＋人造星点，做更精确的调整，不过通过上述4步的调整，目视基本上没啥问题了，一般的摄影也可以，精度稍微差些，一般可以满足需求。
