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天文望远镜是现在天文学最基本的仪器，也是广大天文普及工作者和天文爱好者必备的观测工具。
天文望远镜的光学系统
根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。
反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。
望远镜的光学性能
在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。
口径--指物镜的有效直径，常用D来表示；
相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。
放大率--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。
不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。
分辨角--指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。
视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。
贯穿本领--指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。
例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"一2"，目视极限星等为12等，视场小于10。它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。
天文望远镜的目镜
当人们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备之一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。
天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：惠更斯目镜，用字母H表示，MH或HM表示惠更斯目镜的改进型，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测。冉斯登目镜，以字母R表示，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测。凯尔纳目镜，以字母K表示，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜，视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体。斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。
一架天文望远镜应备有多种目镜，这样才能便于不同的观测，也才能最大限度地发。挥它应有的作用。曾见到这样一个情况：某部门从国外订购一架较好的天文望远镜，但是只有两个目镜。可是说明书中介绍它有多种目镜。为什么只有两个呢?卖方说，买方订货时设写明。这是一个教训。因此，订购天文望远镜时，事前一定要充分做好调研，有完整可靠的信息，有比较内行的人把关，认真审核好订货程序才行。
寻星镜和导星镜
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。天文普及用的望远镜也就用寻星镜代替了导星镜。
望远镜的装置与跟踪
一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。比如说，镜筒如何架起来呢?为了能观测到地平上任意天体，根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的装置分为两大类：地平装置和赤道装置。在地平装置中，镜的是天体的地平经度，沿水平轴变化时，表示的是天体的地平纬度。由于天球的周日视运动，天体在地平坐标中，两个量都随时而变，表示的只是瞬时位置。因此，一般说来，地平装置不便于做较长时间的连续观测。
赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，这是对角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每4分钟10的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每4分公10的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟，其动力靠链条式的重锤或发条提供，转仪钟的速度靠离心调速器来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动，速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误差问题。
可见，对于天文普及工作来说，天文望远镜最好是能跟踪天体的赤道装置。
注意事项
完整的天文望远镜是由光机电组成的精密的光学仪器，要遵守使用规则：加强维护；赤道装置的，极轴应调到观测地的纬度，并在子午面内；天文望远镜的调焦是十分重要的，注意人差和方法差；观测环境引起的小气候不容忽视；应使望远镜总处在各向平衡的状态。
天文望远镜的基本光学性能参数
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项：
1、物镜的口径（D）
望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。
2、焦距（f）
望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。
3、相对口径（A）与焦比（1/A）
望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。
4、分辨角（它的倒数称分辨本领）
刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得
δ=1.22λ/D
式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有
δ”=140”/D (D以mm为单位)
对于照相望远镜，δ取下式：
δ”=(3100A+113)/D (D以mm为单位)
此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α”来表示：
α”=206265/f
例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α”＝206265/2400＝86”/mm
5、放大率（G）
对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f’，则放大率为
G=f/f’
由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。
6、视场角（ω）
能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（ω）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t秒，星体的赤纬为δ，则视场角为
ω=15ts cosδ
7、极限星等或贯穿本领
在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为
mb=6.9+5lgD
式中D用cm为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：
mb=4+5lgD+2.15lgt
式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等（见下图），或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。
附：北极星序图和北极星序的照相星等，仿视星等，色指数和光谱型表。
望远镜的装置
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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望远镜的装置一般可分为地平式装置和赤道式装置二大类。
一、地平式装置
地平式装置是望远镜装置中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴系，一根在铅垂方向，叫垂直轴，也即是方位轴，另一根位于水平面内，叫水平轴，也即是高度轴。高度一般有0～±90。度盘，而方位则往往有0～360。度盘。如果跟踪天体周日运动（天体的方位与高度都随时在变化），必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。因此，在普及望远镜中地平式装置多不采用，仅在以下情况下采用：
第一种情况是观测彗星及人造卫星的专用望远镜。为了方便地目视搜寻彗星，彗星搜寻者习惯于使用地平式装置，有的甚至将观测椅和寻彗镜设计成一体以减少观测者的疲劳。在专业或业余拦截观测人造卫星的仪器中，由于人造卫星运动速度快而大部分采用地平式装置。其中为全国各人造卫星观测站配备的广角望远镜和人卫打印经纬仪都采用地平式装置。此外一些流星雨观测者，也有将流星雨的拍摄装置设计成地平式的。
第二种情况是为了降低成本，也为了能兼顾地面观测方便而设计成地平式。此类往往用于价廉的天文望远镜，特别是采用一些木制脚架。爱好者自制望远镜时，为了方便制作而大都采用地平式，且高度及方位二根轴往往仅能手动。
地平式望远镜的优点是结构简单，基架稳定，圆顶随动控制较易，且价格也在同等口径时较低。随着电子计算机的普及，地平坐标与赤道坐标换算的软件精度越来越高，因此，地平式装置日益被天文工作者所接受。大型望远镜中也有采用。
二、赤道式装置
赤道式装置有二根互相垂直的轴系，一根轴和地球自转轴平行，也即它和地平面的交角等于当地的地理纬度。此轴是"赤经轴"或称"极轴"。它是跟踪轴，望远镜在跟踪天体周日运动时，回绕其转动。对于普及型天文望远镜中，往往设计有电动跟踪装置，此跟踪轴的转速是24h一转，也即150/h，或15'/min。另一根轴叫"赤纬轴"。对于某一特定天体观测，望远镜可同时旋转赤经和赤纬两根轴系，而对于恒星等天体观测，往往只要赤经轴跟踪即可（赤纬仅在找星时旋转）。因此，在普及型望远镜中，很多将赤纬轴转动设计成手动的。由于跟踪天体仅要赤经轴以相同的方向和速度旋转，十分方便。这也就是在普及型天文望远镜中，绝大部分采用赤道式装置的原因。
赤道式装置有德国式、英国式、摇篮式、马蹄式及叉式等许多种。在普及望远镜中，对于赤道式装置，应用最多的是德国式与叉式。
1、德国式装置
德国式装置是在普及型天文望远镜中应用最广泛，也是在赤道式装置中最早被采用的型式。它外形美观，结构稳定，而且没有观测盲区它使用方便，可加接不同的附属设备而较易调整赤经和赤纬平衡，因而它往往被采用于镜筒较长的折射望远镜及牛顿式望远镜中，也用于其它反射或折反射望远镜中。它既用于固定式望远镜，也用于便携式望远镜。但由于"平衡座"给安装和携带增加了一定的困难，限制了它在便携式望远镜中的应用。
2、叉式装置
叉式装置也叫"美国式装置"。始用于19世纪。它的极轴上端连接一个叉形架，而赤纬轴系连接在叉架上。它不需要平衡锤，结构紧凑，对称性好，在镜筒不长的折反射望远镜中多采用这种装置。对于便携式望远镜，轻便、稳定的优点特别明显。在我国各地使用的120望远镜就是叉式装置。但它不易调平衡，不易换接不同的接收器，更不能随意换镜筒，再加上有观测盲区而在镜筒较长的望远镜中不宜采用。
望远镜的转仪钟
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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望远镜的"转仪钟"是驱动望远镜，以天体周日运动的速度绕极轴旋转的机械转动装置。19世纪时，仪器转动的动力由重锤或发条给出，仪器速度的恒定也是靠机械离心调速来达到。现代的专业大型望远镜或普及型望远镜一般都采用不同的电机驱动，经过变速而达到恒动的目的。为了取得一张理想的天体摄影作品，高精度的望远镜驱动系统一-转仪钟是必不可少的。因为对于一个暗弱天体的拍摄往往需要数分钟，数十分种乃至几小时的跟踪，再加上极轴调整误差，蒙气差……等因素，赤经和赤纬的微调也有较高的要求。对于较高级的天文望远镜，还包括赤经和赤纬的快动、慢动及微动。
望远镜的赤经传动和赤纬传动指标一般是：
赤经赤纬
快动900或手动同左
恒动15'/min
慢动±（10～30）或手动同左
微动±（1'～3'）同左
在普及型望远镜中，为了简化电控系统，常常把电动快动设计成200／min～450／min。这样的设计往往被采用于步进电机单电机的驱动中。
望远镜的跟踪精度一般取决于电机的转动精度以及末级蜗轮体（或齿轮体）的精度。对于普及型望远镜，蜗轮直径的大小是关键。对于同样口径的望远镜，制造商提供的转仪钟的末级蜗轮直径越大，精度往往也就越高。对于正规的设计，末级蜗轮的直径应等于或大于望远镜主径口径。例如：KP400K反射望远镜，其蜗轮直径是Φ405mm。而KP200R折射望远镜的末级蜗轮尺寸是Φ270mm。必须指出的是，对于口径大而蜗轮小的望远镜，一般不适宜拍摄暗弱的天体照片。
在普及型望远镜中，直流电机、同步电机以及步进电机为经常采用的动力源。而在大型望远镜中多采用力矩机，电控系统相当复杂。
下面介绍转仪钟的驱动系统：
1、直流电机驱动方式
由于小型直流电机可以直接用干电池及蓄电池作为电源供给，且以十分简单的方法可以达到速度的改变，对于精度要求不高的小型天文望远镜十分合用，而且可以采用市场上很容易买到的录音机电机经过一些处理就能应用。此类驱动方式总是把快动做成手动。直流电机驱动的转仪钟仅作为恒动，也有做成可电动微调，很方便。但小型直流电机的转速会随着转速力矩改变或电源电压波动而改变，且用简单的电控稳速不易，往往使跟踪精度不高。对于中型望远镜采用直流电机作为动力源，输出力矩较大，传动平稳，稳速线路采用测速发电机或光栅编码器等作为反馈元件来稳速，再加上直流电机较易调速的特性，在要求较高的普及型望远镜中也有采用。相对来讲，这种系统的造价较高，控制系统也比较复杂。
2、交流同步电机驱动方式
交流同步电机驱动系统是一种可以用较简单的电控系统，提供稳定的工作频率而使稳速精度十分高的一种望远镜驱动系统，不必附加任何反馈元件。对于要求不十分高的望远镜转仪钟，可以直接用交流50Hz市电驱动。对于要求较高的系统，采用高精度的石英振荡器，经过多次分频成电机的驱动频率，再进行功放后驱动电机。也可以微量变化频率而改变电机转速。例如对于50Hz电机，可以用40Hz或60Hz频率来驱动以达到望远镜微动的目的（即±（1'～3'）/min）。
但是交流同步电机因频率变化值十分有限，而不能使望远镜达到慢动和快动，给观测带来不便。多速同步电机较方便地解决了望远镜的慢动问题，因此，同步电机驱动系统仅能完成慢动、恒动及微动。至于快动只能用手动或其它差分电机传动而达到。同步电机驱动平稳，噪音小，电控系统较可靠、方便。但由于其不能大幅度变速而影响扩大使用度。
3、步进电机驱动方式
步进电机以其高稳速，大变速范围而越来越广泛地用于望远镜驱动系统，特别在计算机（或单片机）控制系统中，步进电机的优越性更能广泛体现。在特殊设计后，步进电机的变速范围可达5400倍，且没有直流电机变速后力矩改变的缺点，可以用一只电机来完成望远镜的快动、恒动、慢动及微动。
步进电机驱动方式也是依靠晶体分频（或计算机软件分频）加功放后驱动电机。分频的精度及步进电机的"步"，直接决定了精度。随着电子技术的不断发展，原来受到因步进电机驱动电控系统复杂，功放部分功率需要较大，制作成本较高等，在部分硬件改由软件处理，再加上单片机的应用，大大降低了成本，提高了可靠性，步进电机应用得越来越广。但步进电机由于是"一步一步"地走，而不是像其它电机那样连续转动，因此噪声较大，而且在分频不够的情况下望远镜会有震动。现在用步矩角细分的方法使步进电机跟踪趋于平稳。小型步进电机还可以采用十分简单的线路来达到跟踪要求及变速要求，在KPl50M马克苏托夫折反射望远镜中成功地采用步进电机驱动而且在户外可以用蓄电池驱动。
当然，还有其它驱动方式可以用于天文望远镜的驱动，特别在赤纬传动中，交直流伺服电机系统，交流变频调速异步电机系统等都可以被采用。
望远镜的目视系统
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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没有终端接收设备的望远镜不能组成一个完整的望远镜。望远镜的物镜将无穷远的天体成像在焦平面上，而后由各个不同的终端设备来接收所需要的信号。
物镜和目镜系统一起组成目视望远镜系统，此为没有焦点的光学系统。每颗星的光线由于是无穷远而作为平行光束射入物镜，成焦在物镜的焦平面上，此亦为目镜焦平面，光束仍成为平行光束而离开目镜。此平行光束通过人眼成像于人眼视网膜被接收。值得指出的是，目镜的像质直接影响目视系统的质量，特别在分辨天体的细节时，目镜的质量尤为重要。
目镜有各种不同的类型，在普及型望远镜中，目镜的设计几乎和专业望远镜相同。
1、惠更斯目镜（H或HW）
由二片分离的同种牌号玻璃的平凸透镜组成，两凸面皆朝向物镜（图2.12）。较大透镜的焦距近似于较小透镜的三倍。此类目镜消除了彗差，倍率色差，像散也很小，但球差和位置色差还较大。像场非常弯曲，向眼睛这一边突出，因此视场角较小，仅为250～400。由于目镜的第一主焦点在二块透镜之间，故不能安装十字或分划板，不能作为测微目镜。此类目镜容易制造，价格低廉，但眼睛必须很靠近接目镜而不方便，在望远镜中不常用。
将惠更斯目镜的场镜不用平凸透镜而改成弯月形透镜，不仅使场曲有所改善，有效视场可增至50*，这种目镜常用于一般折射望远镜中。
2、冉斯登目镜（R或SR）
此类系统目镜特别适用于小型望远镜使用。由于它仅由二片同种光学材料制成，且有一面是平面，二凸面相对而置（图2.12），价格则比较便宜，也容易制造。此目镜没有畸变，但有色差。因为球差小，且视场光栏在目镜的场境前，因此可以作为测微目镜和导引目镜。此目镜的场镜平面离视场光栏甚近，场镜平面上的小点及灰尘都能在接目镜上看到。视场的视尺寸约250～400。
业余爱好者在自制望远镜时往往采用此类目视系统。自制者可按下法计算：
两镜片可取完全相同的材料及尺寸，每片的焦距为f'=4/3×f（f为目镜焦距），镜片的一面是平面，另一面的曲率半径R＝(n-1)×f'。此式中n为所选取光学玻璃的折射率，一般采用K9玻璃，可取np＝1.5163（nD是波长为5893A时的折射率）。而二片镜片之间的间隔d＝2/3×f'（d为二球面顶点间的距离）。
3、凯涅尔目镜（K）
一种改进型的冉斯登目镜，二片组成的接目镜及双凸透镜作为场镜。它能校正倍率色差，同时也减小了位置色差、像散和畸变。视场角大于400，可达500。此目镜系统在天文望远镜中普遍采用，特别适用于低、中倍率。
4、阿贝无畸变目镜（OR）
由一组负透镜在中间的三胶合透镜和一块简单的平凸透镜组成。它很好地消除了球差和色差，特别是校正了畸变；在要求放大率的场合和观测行星的细节时最适宜。视场角400～450，适用于高倍率。
5、普罗斯尔目镜（PL）
成像质量甚佳，镜目距大，可达3/45'。由二组相同或略有不同的消色差胶合透镜组成。畸变小，视场角可达42*～45*，适用于高倍率目镜及投影目镜。一般配备较高级的天文望远镜中。
6、广角目镜
视场角大于500的目镜称为广角目镜。但视场大时轴外非对称像差（畸变、倍率色差、彗差）很大，往往采用较复杂的结构型式来减小这些像差。图中表示的二种目镜是配套于广角望远镜及寻彗镜等大视场角的目视望远镜中目镜视场角可达700以上，适用于低倍率。
除上述比较常用的目镜系统外，在天文望远镜中还采用了一些其它型式的目镜系统，例如斯坦海尔单心目镜，厄弗尔广角目镜等。其它还有一些特殊用途的目镜，如导引目镜，太阳目镜等不再一一介绍。
天文摄影的附件及使用方法
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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天文摄影所拍摄的对象除了月球和太阳之外，一般天体的光度都是暗弱的，由此决定了天文摄影一般需要较大口径的望远镜，此外由于天体远离地球，视角一般较小，决定了望远镜的焦距较长，且几乎都要长时间曝光。天文摄影所需的附件也与此相关。
一、干板盒
对于中型望远镜，为了能获得较大尺寸的底片，以利于获得大比例尺（望远镜焦距长一些，比例尺就大一些）且拍摄视场也可较大的天文底片，往往配备干板盒。干板盒尺寸应根据望远镜有效观测视场而定。专业拍摄底片有的甚至达到300mm×300mm，而对于业余观测者而言，可装干板6×6或6×9的干板盒已经是十分满意的了，这样可拍摄到远远大于135底片的视场的天体照片了。
二、摄影相机
天文摄影除了用于板盒（大多是自制的）外，就是用相机的机身了。相机，大多是135单镜头反光照相机，少数用-120相机。
对于不同的相机需用不同的专用相机"接圈"（或"接口"）与望远镜相接。例如海鸥相机和美能达相机采用MD接口。潘太克斯、理光、企侬用PK接口，尼康用Ni，其他有C／Y等，这些接口只在专营望远镜的商店才有出售，在国内也仅有天文望远镜专业厂家才有此配件。
南京天文仪器厂（今改名"研制中心"）生产的望远镜都带有照相用的"接圈"。拍摄时将135相机镜头去掉，装上接圈，然后接到已去掉目镜的望远镜上，操作很是方便。
观测较大视场的，可用120相机（能拍60mm×60mm底片）。但应是单眼相机，不仅要求能卸掉镜头，而且要求是焦前快门而不是镜间快门。例如哈苏2000C120相机即是。但国产相机此类产品可供选择的，只有早期生产的长城牌相机可以使用。长城120相机虽然是抽斗式的焦前快门，但由于相机镜头卸下后，有一个小于20-30mm的约束框，而不可能使望远镜射入的光成像在60mm×60mm底片上而不能导闭，因此在使用前要注意设法改进。
三、快门线或快门遥控器
由于天体摄影除太阳和月亮以外都不够明亮，几乎都是使用T门，常需几十分钟以上的曝光时间，利用快门线来控制快门开启及关闭，可减少震动。
目前市售的相机中，往往没有T门而仅有B门，B门是按钮按下打开快门而松开后快门关闭，因此在选择快门线时一定要采用有锁定的快门线，在快门打开时快门线会锁定，等曝光结束时松开快门线锁定即可。有的相机可配红外遥控或线拉快门线，但要注意最长可供曝光的时间。遥控或线拉一般都不能超过99s，请慎用。
四、滤光片及滤光器
1、中性滤光片
在太阳白光拍摄中，中性滤光片被广泛采用。太阳摄影时采用的中性滤光片必须是物端中性滤光片，而且有一定光学要求，镜片磨制精度不得低于物镜的精度。对于较高要求的太阳拍摄，为了不降低望远镜的分辨本领，中性滤光片的尺寸一般应接近于物镜口径。但由于价格原因，大部分都采用小口径的中性滤光体来解决。
2、滤光器
为了拍摄太阳日洱、太阳色球像等，一般要用太阳滤光器，通常可采用双折射滤光器或法布里-珀罗干涉仪。美国生产的一种滤光器已在一些地方使用。但由于滤光器的价格十分昂贵，一般观测者无法购买。
3、颜色滤光片
为了更好地拍摄天体，往往会采用一些有色滤光片，例如在拍摄星星时，为了减少背景光对拍摄的影响，采用红色滤光片将会起到一定的作用。这些滤光片也应加在物镜端，口径是越大越好，当然也要看经济承受能力。
五、三角架
有些天体摄影，例如太阳拍摄，星迹拍摄、黄道光拍摄等，都可以采用稳定的三角架直接用照相机即可。三角架的要求只是比较稳固即行，当然有地平、高度微调的三角架将会是十分方便的。
需要指出的是，在天体摄影时，由于长时间曝光，应注意以下几点：
1、盖好照相机取景目镜的盖子，以防杂散光从目镜射入而使底片变灰。
2、注意长时间曝光时照相机的电池状况，一旦电池耗尽，相机会自动关闭。一经发现，应立即更换电池，并重新打开快门。
3、在寒冷地区的冬天，由于电子器件及机械的性能限制，一般的相机已无法工作，最好是采用干板盒。
天文望远镜的选择
摘自《天文摄影与望远镜使用》 作者：卢保罗 蓝松竹 张元东 扫描整理 覃 育
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