彗形像差

彗形像差，又称彗星像差，指的是类似彗星形状的变形，为光学系统中的一种像差，这是一些透镜固有的或是光学设计造成的缺点，导致离开光轴的点光源，例如恒星，产生变形。特别是彗形像差被定义为偏离入射光孔的放大变异。在折射或衍射的光学系统，特别是在宽光谱范围的影像中，彗形像差是波长的函数。

彗形像差是抛物镜望远镜与生俱来的特质，来自于视野中心区域的点光源（像是恒星）可以很好的汇聚在面镜的焦点上（不同于球面镜，来自于镜子周围部分的光线只是接近焦点—球面像差。）。但是，来自于偏离光轴（离轴）方向的光线，自镜子的不同区域反射的光却不能汇聚在相同的焦点上。这样的结果导致不在视野中心的光看起来是楔形的问题，而且离轴越远，这个现象越明显。这使得星点看起来有着彗星的形状，因而得名。在设计上能降低球面像差且没有彗形像差的光学系统有施密特（Schmidt）、马克苏托夫（Maksutov）、和里奇-克莱琴式（Ritchey-Chrétien）。

单一透镜或透镜系统的彗形像差，可以经由选择适当的透镜表面曲率有效的降低（某些情况下可以被消除）以合于应用。在单一的波长下，球面像差和彗型像差都最小的透镜称为"最佳形式"或齐明透镜。而目前削减彗形像差最普遍的方法就是使用非球面镜。

薄透镜的彗形像差由下式表示：

彗形像差=${\displaystyle h^{\prime }\ast <!--\; \ast \; -->y^2\ast <!--\; \ast \; -->(-<!--\; -\; -->G_5\ast <!--\; \ast \; -->c\ast <!--\; \ast \; -->c_1+G_7\ast <!--\; \ast \; -->c\ast <!--\; \ast \; -->v_1+G_8\ast <!--\; \ast \; -->c^2)}$

其中

${\displaystyle v_1}$为物距之倒数。