牛顿式天文望远镜可以说是业余天文望远镜之王，在廉价的施密特卡塞格林（施卡镜）产品充斥市场前，是最受业余天文爱好者欢迎的望远镜。它的价格不高，口径往往远大于同价格的折射式望远镜，而且很容易自制。好的牛顿镜可以有相当好的光学品质，大口径牛顿镜仍是业余观测的霸主。当然，它也可以用于星野摄影。牛顿式望远镜，又称牛顿反射式望远镜，简称牛反。图1展示了国内天文爱好者保有量较高的牛反，即性价比较高的“星达小黑”或称“信达小黑”。图2为牛顿1672年使用的6寸牛顿反射式望远镜。
图1 信达小黑
图2 牛顿1672年使用的6寸牛顿反射式望远镜
牛顿镜主镜是抛物面镜，完全没有球面像差（球差）的问题，也没有色差（所以适于高倍率的行星观测），其最主要影响星野摄影的像差是彗形像差（coma，简称彗差）。牛顿镜在光轴上的成像是完美且无任何像差的，星光会被准确地汇聚在一点上。但一离开光轴（简称离轴），也就是当入射光与光轴不平行时，只具有轴对称的抛物面镜便不能准确的汇聚星光，而产生所谓的彗差，成像将不再是点状，而呈三角型的小彗星形状。因此，牛顿镜只有像场中心一个极小范围内的成像是锐利的，使得单纯的牛顿镜难以用作广视场的星野摄影。
关于抛物面镜的彗差，大家应该知道的是，越远离光轴越严重，焦比越小也越严重。图3绘出焦比从4到8，像高0mm（像场中心）到20mm的各种不同抛物镜的彗差。可以看出，在像场中心的成像是极锐利的，但一离开像场中心，彗差便急剧恶化。
图3 各种焦比的牛顿镜的星点图（spot diagram）。从左至右分别是像场中心，以及距像场中心不同距成像状况
抛物面镜的彗差可以用C=3h/(16F^2)来估算，其中h是像高，F是焦比，C与h有同样单位。如果我们要求星像直径C在10μm以下，则我们可以换算得到，可用像场直径（也就是最大像高的两倍）约是0.11F^2，单位为mm。以常见的的焦比6为例，其可用像场直径仅4mm，这一点从图3中也多少看得出来。而若要达到可涵盖全画幅的40mm的像场直径，焦比约要在19以上。另一方面，因为彗差是反比于F的平方增加，焦距却只正比于F的一次方，所以其可用像场直径所代表的宽视野也就正比于F增加。换句话说，越是高F值的牛顿镜，就有越大的有效视角。
除了彗差以外，牛顿镜也有轻微的像面弯曲（曲率半径约等于主镜焦距），但影响比彗差小很多，也远不及折射镜的像面弯曲严重（图3画的虽然是弯曲像面的成像，但与平坦像面的结果相差无几）。它在较大的离轴距离时，也会有可观的像散。但不论如何，彗差是最严重的一项。而从前面的计算及图示我们可以看出来，对牛顿镜来说，因为存在彗差，要同时具有广大的视场以及低焦比是不可能的，除非是使用彗差修正境（coma corrector）修正彗差。在过去，因为抛物镜面研磨不易、且焦比越低就越难研磨，F6前后的牛顿镜是主流，所以过去市场上有不少彗差修正镜同时具有减焦功能，以进一步提供低焦比以及宽视场（如图4）。现在F5以下的低焦比牛顿镜非常普遍，数码天文摄影也不一定非要低焦比不可，所以可减焦的彗差修正镜已不再是主流，目前反而可以看到具有延焦功能的彗差修正镜（Vixen制）。
图4 减焦后的牛顿镜所摄得影像一例
图4参数：望远镜是高桥生产的口径20cm、焦比F6牛顿镜，使用0.8倍减焦镜兼彗差修正镜，减焦后的焦距是960mm，使用135片幅的富士G400负片，曝光20分钟。照片中可以看出这样的光学系统有中等大小的像场，全像场的影像锐利度都在水准之上。
目前市面上大部分的彗差修正镜属于两片透镜式的Ross设计，最广为人知的是Baader Planetarium公司生产的MPCC彗差修正镜，Vixen公司也有针对旗下牛顿镜推出的两片式彗差修正镜。Ross修正镜用于焦比6以上的抛物镜时，可修正彗差使像场扩大到足以涵盖135片幅。图5所绘的即是两片式Ross修正镜在焦比6的牛顿镜上的修正结果。可以看出，从红光到蓝光，其修正效果非常好，可用像场直径在40mm以上，只有紫色光（436nm）因为透镜的色差而成像稍不理想。如果是用于焦比4的系统，修正后的像场虽无法完美涵盖整个135片幅，对不是斤斤计较的人来说也足够了。
图5 F6的牛顿镜配上Ross修正镜后的星点图
近年来因为数码感光元件的解析力逐渐提高，两片式的Ross修正镜已无法满足少数最挑剔的用家。现在有数家公司（如ASA、Vixen、Televue、TS Optics等）推出更优秀的三片或四片式彗差修正镜，这些都属于Wynne设计或其衍生型。在Wynne设计下，透镜彼此间的距离相当大，而且越好的修正效果常需要越大的间距，因此修正镜的体积也就十分庞大，需要大型且极为强健的对焦座才能支撑，连带也就对镜筒的强度有很高的要求。再加上Wynne修正镜也比Ross修正镜昂贵，要建构出一个基于Wynne修正镜的牛顿式天文摄影系统，花费会比较高。但以性能来说，配备Wynne修正镜的牛顿镜是非常值得推荐的。图6展示了一款四片式彗差修正镜，其价格约一千以上。
图6 彗差修正镜
在选购彗差修正镜时，有两件事要注意。一是，既然抛物镜的彗差与其焦比有关，不同焦比的牛顿镜就适用不同的彗差修正镜，这一点不论对Ross型还是Wynne型的修正镜都成立。所以，在采购修正镜前，便应了解该修正镜是针对哪种焦比的牛顿镜所设计的，只要相同或类似焦比牛顿镜的修正镜可以通用。第二是，对任何修正镜来说，修正镜到感光元件表面的距离（常称为“镜后距”，back focus）是固定的，选购修正镜时应该好好研究该修正镜对镜后对焦距离的要求，这对对焦行程往往很短的牛顿镜来说格外重要。
最后让我谈谈牛顿镜的副镜大小，这受几个因素影响：主镜焦比越小、像面突出于镜筒外的距离越大、需要像面上的照明圈越大，副镜则需要越大。从星野摄影的角度来看，我们喜欢低焦比的主镜；我们也希望像面突出于镜筒越远越好，这样才有空间在相机与镜筒间装置合适的对焦座以及各种配件，如彗差修正镜等；我们也希望像面上的照明圈尽可能地大，以减少出现在画面上的暗角。这些要求，都指向较大的副镜，但过大的副镜却会降低望远镜的性能。
太大的副镜第一个问题是，它会遮断部分的入射光，降低望远镜的集光力。譬如，如果副镜短径是主镜的1/2，它的光损量是1/4，这将使集光力降低为没有副镜时的75%，或相当于使有效口径成为原来的87%。另一个问题是，副镜的衍射效应会降低衍射圆盘中心的亮度，而增加外围衍射环的亮度（见本教程第3节），其结果便是降低高解析力观测时的反差，这也是为什么行星观测专用的牛顿镜一般要有较小的副镜（主镜直径的1/4以下）。大体上，以星野摄影的标准来看，只要副镜短径在主镜的1/3以下，其所造成的光损或反差下降才可以忽略。
牛顿镜在星野摄影上的先天缺点有二：一是相机并不直接面对天空，相机直接面对的除了副镜，也直接面对副镜座以及主镜筒壁。这使得牛顿镜筒内的消光远比折射镜困难，拍摄环境中的杂光极易经过少数几次反射后进入相机，降低影像反差、增加影像中的不均匀背景。另一个牛顿镜的缺点是，主镜与副镜的固定方式难以比照折射镜，导致光轴无法在出厂后一直维持在固定的正确位置。其结果就是，牛顿镜需要经常校准光轴，尤其是移动式观测更是如此。这会增加使用者不少负担，要么要时常花时间小心调整光轴，要么拍出照片角落的星点可能因为光轴歪斜而变形。牛顿镜的大口径与低焦比这两个优势，某种程度上是以需要经常调光轴这个代价换取的。
让我下个结论，牛顿镜的优点是，像场中心的影像品质是完美的，且价格低廉，口径可以很大，它极其适用于高解析力且小视场的摄影。通过彗差修正镜，它可以用于135片幅的摄影，除了影像品质较优外，还可提供F6甚至F4的低焦比，可以说是星野摄影最经济实惠的选择。而高价但高性能的Wynne修正镜，甚至可以让牛顿境拥有极优秀的影像品质。
此外，一种更大口径的牛反如图7所示。它是采用道布森装置（由出生于北京的美国天文学家约翰道布森发明的一种经纬仪式、便携式望远镜支架）支撑的牛顿反射式望远镜，图中的口径可达到惊人的16英寸（406mm），简称“DOB16”。它是目视的神器（注意，一般不用于天文摄影，因为有“场旋”的现象），价格不菲，图中所示的信达DOB16价格在三万五以上。
图7 16寸Dobson望远镜