望远镜

望远镜（telescope）是一种用于观察、瞄准、测量远处物体的光学仪器，其角放大率一般大于1。^[11]广义上讲，也可指对人眼看不见的电磁波进行观测的天文仪器。^[12][13]其多运用于地面观测、天文观测、天文摄影、太空探测等领域。^{[14][15][16][17]}

1608年，荷兰眼镜商人汉斯·李波尔（Hans Lippershey）偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，制出了世界上第一架双筒望远镜。1609年，意大利物理学家伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）以此为灵感制成了第一架折射望远镜，望远镜开始在天文学领域适用。此后，科学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler）、艾萨克·牛顿（Sir Isaac Newton）、卡塞格林（Cassegrain）、伯恩哈德·福尔多马尔·施密特（Bern-hard Voldomar Schmidt）等先后对望远镜进行了优化改进，并产生了多种折射式、反射式、折反射式的望远镜。经过400多年的发展，望远镜的功能越来越强大，观测的距离也越来越远。进入近代以后，随着科技的发展，望远镜不再局限于地面观测，开始进入太空，接收微波等电磁辐射信号，进而出现了射电望远镜、空间望远镜等新型望远镜。^[18][2]

望远镜主要光学系统^[5]、机械结构^[6]、指向系统^[7]、图像采集系统^[8]、电子系统^[9]等组成，通过放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节，并可以把物镜收集到的比瞳孔直径（约7毫米）粗的光束送入人眼，使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。^[5][11]典型型号有甚大望远镜、中国天眼、哈勃太空望远镜、大熊湖太阳望远镜等。^[19]

1611年4月14日，伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）为了展示自己使用仪器获得的诸多发现，在罗马参加了由猞shē猁学院创办者、蒙蒂塞洛侯爵费德里科·塞西（Federico Cesi）主办的宴会。在宴会上，希腊诗人兼神学家约翰·德米西亚尼（John Demisiani）将伽利略使用的仪器首次命名为“望远镜”（telesocope），该词在希腊语中表示“有远见”。^[1][10]

17世纪初，荷兰的眼镜匠发明了察谍镜（spyglass），这是一种将一枚凸透镜放在眼前的一枚凹透镜前方，从而获得远处景物放大图像的仪器。^[20]1608年秋，荷兰眼镜匠汉斯·李波尔（Hans Lippershey）向荷兰共和国的实际统治者奥伦治亲王毛里斯（Maurice of Orange）赠送了一台察谍镜，并申请专利。但海牙议会审议后决定授予利佩希一笔奖金，并没有授予其专利，因为荷兰眼镜匠詹森（Zacharias Jansen）、梅提乌斯（Jacob Metius）等人都声称自己是察谍镜的发明者，并能制造察谍镜。^[20]

1609年，意大利物理学家伽利略（Galileo Galilei）得到了关于察谍镜的消息，通过对其学习并进行改进，制作了一架口径 4.2 厘米，长约1.2米的折射望远镜。这个望远镜用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，被称为伽利略式望远镜。^[20]该望远镜的观测距离可达到肉眼能见的20倍之远，伽利略开始用它观测星空、天体、例如月球、土星等。^[2]

伽利略式望远镜的发明，对天文观测产生积极作用，但其可以放大的倍数和视场^[注1]较小。^[20]德国天文学家开普勒在接触到伽利略式望远镜后，主张在伽利略式望远镜基础上对镜筒进行加长，并将目镜换作凸透镜，使视野更加宽阔，但这种望远镜成像时为倒像。^[21]1613年─1617年间，德国学者、耶稣会教士克里斯托夫·沙伊纳（Christoph Scheiner）根据开普勒提供的理论，首次制作出了这种望远镜，而后这种望远镜被称为开普勒式望远镜。^[2][21]

但此时的望远镜在观看恒星或行星等发亮物体时，在它们周围会出现一个彩色的环，以致很难看清观测目标。^[2]1655年，荷兰物理学家克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）为减少折射望远镜色差的影响，制造出一架物镜直径5厘米多、镜身长约 3.6米的望远镜。该望远镜能放大五十倍。为更加清晰地观测土星，惠更斯进而制作一架镜筒长达37米的望远镜，并在土星观测方面取得了一定成就。^[22]

此时，人们认为是焦距的长短决定了望远镜能放大多少倍，所以望远镜越造越长，使用起来愈来愈困难，天文学家们也开始想方设法改进望远镜，想要在缩短望远镜镜身的同时仍能获得清晰的星象。^[2][22][23]英国科学家罗伯特·胡克（Robert Hooke）曾提出利用反射镜使光线反复弯折，从而减短镜身。1663年，英国数学家、天文学家詹姆斯·格雷高里（James Gregory）提出利用两面镜子来解决镜身过长的问题，即在主镜中央设一小孔，使反射光线会聚至焦点后重新发散，射到镜筒中央的凹面副镜上，而光线经过第二次反射后会聚进入主镜的小孔。然后，光再通过目镜产生一个放大象。但当时的工艺水平无法造出与他们的理论相匹配的镜子。1666年，物理学家艾萨克·牛顿想通过磨制非球形的镜面来消除危害透镜的象差，但多次实验后没有成功。^[24][2]

1668年，牛顿决定采用球面反射镜作为主镜，另在主镜的焦点前面放置一个与主镜成45°的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90°反射出镜简后到达目镜，并于同年制造出了一架长约15厘米的反射望远镜。该望远镜在镜身减小的同时，可以将物像放大40倍，此后这种望远镜便被称作牛顿式反射远镜。^[24][2]

1672年，法国天文学家卡塞格林（Cassegrain）提出了反射望远镜的第三种设计方案，其结构与格雷高里望远镜相似，但将凸面镜作为副镜并提前到主镜焦点之前。这种望远镜降低了放大率，但消除了球差，降低了焦距，所得图象清晰，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式反射望远镜得到了较广泛的应用。^[2][5]

反射望远镜解决了折射望远镜镜身过长的不足，但同样大小的反射望远镜产生的物象要比折射望远镜产生的物象暗淡，致使其无法满足专业性研究工作如恒星观测等的需要，也无法完全替代长镜身望远镜。^[24]1721年，英国数学家约翰·哈德利（John Hadley）在无意中磨制出球差更小的镜子，制造出第一架可与当时使用的折射望远镜媲美的反射望远镜，并在此后发明了一种光学检验法，用以判断反射镜的聚焦精度。^[25]

1733年，英国律师兼数学家切斯特·穆尔·霍尔（Chester Moore Hall）想到利用色散程度更高的火石玻璃做凹透镜，而色散程度低的冕牌玻璃做凸透镜，使之组合成一块块双凸透镜，达到消色差的目的。^[25]1757年，光学仪器商约翰·多洛德（John Dollond）在采纳其创意基础上，建立了消色差透镜的理论基础，并制造出了一个消色差透镜。1765年，约翰与儿子彼得·多洛德（John Dollond）一起制造出消色差的折射望远镜。而后，消色差折射望远镜取代了长镜身望远镜，和反射望远镜一起成为天文学家们研究天体的望远仪器。^[25][5]

1789年，天文爱好者威廉·赫歇尔（William Herschel）在牛顿式反射望远镜的基础上制作出一种新的反射望远镜，即把主镜斜放在镜筒中，使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧，焦点在靠近前方镜筒口的地方，可以倚在筒口边俯视物像。这种望远镜被称作“赫歇尔式反射望远镜”或“前视反射望远镜”。^[26]

受材料所限，赫歇尔式反射望远镜的金属镜面维持困难，且为达到更高的精度，反射望远镜的口径越制越宽。1789年，瑞士手艺匠皮埃尔·路易斯·吉南德（Pierre Louis Guinand）实验出制造更大更均匀玻璃的手工艺。1807年，吉南德在德国光学家约瑟夫·冯·夫琅和费（Joseph von Fraunhofer）帮助下，制成了一块24厘米优质透镜，并将它装入一架折射望远镜。镜面改进后，反射望远镜与折射望远镜相比体型优势已不再明显。^[26]

1908年，天文学家乔治·埃勒里·海耳（George Ellery Hale）建成一架口径1.53 米的反射望远镜，其镜子为玻璃制品。1917年，由海耳筹建、商人胡克出资的口径为2.54米的胡克反射望远镜投入使用，而后，天文学家哈勃（Hubble）借助该望远镜发现了宇宙正在膨胀的事实。在大型反射望远镜取得天文研究成果的同时，其抛物面反射镜所具有先天性的缺陷日渐明显，在观测远离中心的天体时，常出现“彗差”，即使恒星的象看上去活象极小的彗星，拖着一条背离中心的尾巴。^[5][27]

1930年，为满足天文观测的更高需求，德籍俄国光学家伯恩哈德·福尔多马尔·施密特（Bern-hard Voldomar Schmidt）将折射望远镜和反射望远镜的优点相结合，用一块接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制造出第一台折反射望远镜。这种望远镜可以消球差和轴外象差，可以作宽视场的巡天工作，在相对气候较恶劣的地方也能有效地使用，用它拍摄的天体照片质量也较高，其被称作“施密特望远镜”，又称为“施密特照相机”。^[2][27]

1940年，苏联光学家马克苏托夫（Maksutov）用一个弯月形伏透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜。马克苏托夫望远镜相比施密特望远镜的改正板镜面更容易磨制，镜筒也比较短，视场更广阔，但对玻璃的要求也高一些。由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，得到了广大天文爱好者的喜爱。^[2][28]

其实早在20世纪30年代，随着射电天文学的发展，研究者对接收微波回波的需求增强，用于接收无线信号的射电望远镜也开始出现。1936年，美国天文学家KG·杨斯基（Karl Guthe Jansky）建成了第一个可以收集30°宽的“扇形”方向束的射电望远镜。

1960年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。1961年，用以探测伽玛射线的“伽玛射线望远镜”跟随探险者XI号进入太空投入使用。与此同时，用以检测X射线的“X射线望远镜”也发射使用，望远镜开始进入太空。^[29]1963年，一架口径305米、占地73000平方米的盘状天线组成的固定式射电望远镜在波多黎各竣工。^[30]20世纪的70年代末，美国在新墨西哥州建成了规模巨大的呈“Y”形状的甚大天线阵（Very Large Array），成为当时世界上最大的天文望远镜。^[19]

1990年，美国航空航天局NASA发射了二十世纪人类最大的空间光学望远镜，也是大型轨道天文台计划的第一颗卫星，即哈勃太空望远镜。^[31]由于可以不受地球大气的干扰，哈勃望远镜可以获得通常被大气层吸收的红外光谱的图像，图像清晰度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍。^[19]

进入21世纪后，望远镜技术继续发展。2000年，美国建成了世界上最大的可动偏轴式的100米直径的射电望远镜。2001年，设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“甚大望远镜”（VLT），它由4架口径8米的望远镜组成，聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。^[30]2008年，美、法、意大利、日本、瑞典等国联合发射了近地低空轨道费米伽玛射线空间望远镜，用以探测宇宙中最强大的射线、研究黑洞和暗物质。^[29][19]

2014年6月18日，智利将夷平赛罗亚马逊（Cerro Amazones）山的山顶，用以安置世界上功率最大的望远镜“欧洲特大天文望远镜”（英文缩写E-ELT）的“30米大望远镜”（Thirty Meter Telescope，简称TMT），20米口径的大麦哲伦望远镜（Giant Magellan Telescope，简称GMT）和100米口径的绝大望远镜（Overwhelming Large Telescope，简称OWL）以及空间望远镜詹姆斯·韦布空间望远镜（James Webb Space Telescope， 简称JWST）。2016年，中国建成了世界上最大的射电望远镜中国天眼，其反射面相当于30个足球场的射电望远镜，灵敏度达到世界第二大望远镜的2.5倍以上。^[4][32]

20世纪80年代以前，反射望远镜的导星镜和寻星镜一般也是折射镜。折射望远镜典型的焦比在15左右。折射望远镜的主要优点是，视场较大，焦距比较长，比例尺大，适合测量恒星的精确位置。同时，折射望远镜对温度的变化不敏感，光学调整好后可以维持很多年不需重调，且折射望远镜的视场可以达几度，适合进行天体自行等方面的研究。^[33]

折射望远镜也有一定缺点。由于不同波长的折射率不同，导致折射望远镜存在一定色差。同时折射镜的支撑在边上，而最厚的中间部分没有支撑，其自身重力容易使镜面产生变形。并且折射镜的镜片较大，难以保证中间没有气泡杂质。加之折射镜想增加焦距只能增大体积，导致制造困难。同时折射镜对短波吸收严重，导致紫外几乎无法观测。^[33]

反射望远镜的主镜是反射镜。这种设计使反射望远镜没有色差，并且可以在近紫外工作。同时因为有背支撑，可以很薄，容易做成大口径。光路短，因而镜简短，观测室小，降低造价，并且可以有几个可用焦点。反射望远镜的缺点在于，其镜面形状对温度敏感，镜面需要定期重新镀膜，视场比较小，一般不超过1°。^[33]

折反射望远镜，也称双射望远镜。是指其在光学系统中，既有折射，也有反射。它的主镜是球面镜，改正镜是一个E字形透镜。一般主镜的口径是改正镜的1.5倍左右，并用改正镜的大小表示其有效口径。折反射望远镜焦距短，光力强，能观测到很暗的天体。同时视场大，可以达到10°。但它的焦点在镜简内部，给操作带来不便。并且它需要一个改正透镜，加工难度大。^[33]

太阳、恒星和宇宙空间的物质能发出无线电波，这种无线电波叫做射电辐射，射电望远镜就是用来观测宇宙中射电辐射的仪器。射电望远镜有各式各样的结构，常见的抛物面天线射电望远镜有一个很大的金属抛物面状天线，从宇宙空间射来的平行于抛物面轴的无线电波，被反射后集中到位于抛物面焦点处的小天线上，小天线接收到的无线电波能量通过传输线输送给接收机，接收机对电波能量进行测量，确定射电波的强度。射电望远镜可以不分晴雨昼夜连续进行观测，适用于那些难以用光学望远镜观测的天体和宇宙空间。^[34]

空间望远镜是指以哈勃望远镜为代表的，在地球大气外进行天文观测的望远镜。空间望远镜主要用以外太空的天文探测，其优点在于避开了大气的影响，并且不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。^[17][35]

红外望远镜是用来接收天体红外辐射的望远镜，外形结构与光学镜大同小异，有的可兼作红外观测和光学观测。绝大部分红外区域的观测必须用飞机、气球、火箭及空间望远镜来进行。地面望远镜高度应在5km，机载达25km，球载不超过50km，火箭可达100km，而空间红外望远镜，则可完全排除大气的影响。^[36]

紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100~100埃。紫外望远镜是专门用来接收紫外辐射的望远镜。紫外观测要放在150公里的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。^[36]

硬X射线调制望远镜（Hard X-ray Modulation Telescope，简称HXMT）是一种空间X射线天文观测设备，它包括高能X射线望远镜（HighEnergyXrayTelescope，简称HE）、中能X射线望远镜（Medium EnergyX-ray Telescope，简称ME）、低能X射线望远镜（LowEnergyXray Telescope，简称LE）三个主要科学载荷。HXMT将完成宽波段X射线成像巡天，其中在硬X射线波段具有世界最高的灵敏度和空间分辨率，从而可以绘制高精度硬X射线天图，使硬X射线活动星系核（超大质量黑洞）的数量提高数倍并可能发现新的天体类型，提高人类对高能宇宙的认识。^[36]

γ射线代表着宇宙中光线的最强能量形式，它通常产生于以很快的速度抛出物质的来源，如巨大的黑洞。短期的γ射线爆发特别的一点在于它证实了爱因斯坦的一个观点，也就是无线电波、红外线、可见光、X射线和γ射线在太空中均以相同的速度传播。费米γ射线望远镜是专门用来观测γ射线的望远镜。^[36]

太阳望远镜是专门用于太阳观测的光学望远镜，有日冕仪、色球望远镜、太阳塔、组合太阳望远镜和真空太阳望远镜等。双折射滤光器是太阳望远镜中的常见结构，其基本光学原理如下：让观测波长单色光通过按特定方向磨制和具有一定厚度的双折射晶体（水晶或冰洲石等），分成振动方向互相垂直的、具有一定光程差的两种偏振光（寻常光和异常光），光程差等于双折射率（寻常光和异常光的折射率之差）和厚度的乘积。然后再经过一块按一定角度放置的偏振片便发生干涉，出射光是亮还是暗由光程差决定。

如用以观测波长为中心的、有一定带宽的光入射，则透过率成为波长的周期函数，而周期大小与光程差成反比，光程差大一倍，则周期小一半。这样由一块晶体和一片偏振片组成了滤光器的一个“级次”。根据上述原理，采用周期成等比级数的几组级次叠加起来，可使得最高级次的透过率只保留少数几个波峰，最后再用一般滤光片将旁边的滤去，只剩下中间一个。双折射滤光器的透过带可以窄到 0.1。^[37]位于加利福尼亚州圣伯纳迪诺山大熊湖北岸的大熊湖太阳天文台（BBSO）就安装着一个专为研究太阳的活动和现象而设计的太阳望远镜，其建立于1969年，由新泽西理工学院管理与运作。^[38]

数码望远镜是将数码相机与望远镜相结合，使数码相机能够用较小的机身长度实现超长焦的效果，再加上先进的数码功能，可以实现较为清晰拍照录像功能。对望远镜的应用领域进行拓展，主要应用在侦查、观鸟、电力、野生动物保护等领域。^[36]

光学系统是望远镜的核心部分，大体上分为折射系统、反射系统和折反射系统三类，通常由主镜、次镜、反射镜、透镜等组成，用于引导和聚集外界光线，以便形成光学图像。 一般来讲，折射系统不需要经常镀膜，一次性使用的寿命较长。但由于透射材料体量的限制，一般折射系统的物镜直径不超过500mm。反射系统除了可以尺寸较大以外，还有不存在色差的优点，其缺点是需要定期镀膜。^[5]

望远镜的光学系统与机械结构两部分是密切联系、互相影响的。一定的光学系统要求一定的机械结构来保证，光学系统的有关参数往往就是机械结构设计的重要起始数据之一。机械结构通常包含支架和支撑结构，包括底座、支架、轴承等部件，机械结构要可靠、稳定，在容许的振动条件下和规定的温度变化范围内，所固定的零部件应保持不变。要保证光学零件在固定后受力均匀，不引起象质的变坏及光学零件本身被损坏。并且使结构紧凑，保证制造装调擦拭的方便。^[6]

天文望远镜通常会包含指向系统，指向系统通过对方向、角度和位置的调整来重定位望远镜，以确保它能够按要求进行观测。望远镜的自动指向系统经常会和全球定位系统及电子罗盘结合起来，望远镜能够接收GPS卫星的信号，获得望远镜的位置信息，包括经度、纬度和海拔高度。接着，指向系统会引导望远镜找到正北方向，并修正电子罗盘的磁偏角获得真正的北极，在对准1~2颗亮星校准后，便可以直接观测。^[7]

望远镜获取到的图像除了可以用人眼直接观察以外，也可以用图像采集系统进行处理。望远镜的图像采集系统通常包含摄像头、相机、电视监视器等设备。图像采集后由相位恢复算法进行处理实现实时计算，相位恢复算法通过迭代的方式，使用多幅离焦图像，得到每个分块镜的平移误差和面形误差，合成一幅高分辨率图像。^[8]

望远镜的电子系统为望远镜的控制系统、通信系统、指向系统、图像采集系统提供各种保障条件，通常会包含电源、仪器控制、信号处理和数据存储等部件，确保望远镜的准确性、稳定性和可靠性，并记录和处理所产生的图像和数据。例如詹姆斯·韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope，简称为JWST）为了满足望远镜观测时的稳像要求，采用了被动隔振和初级、精密两级复合稳像系统方案，采用了惯性姿控系统ACS，星敏感器、陀螺组成的惯导系统和反作用轮，还包括微角度调整机构和精密导星测量系统等。^[9]

当两个物点的距离刚好能被分辨时，这两个物点的中心对透镜光心的连线的夹角为。其他两个物点的中心与透镜光心连线的夹角小于时，则两个物点不能被分辨。当其他两个物点的中心与透镜光心连线的夹角大于于时，两个物点才能被分辨。就被称为光学仪器的最小分辨角，其倒数被称为望远镜的分辨率。^[39]

有些天文望远镜需要对某一天区进行逐点扫描，扫描的方式可以是逐行扫描，也可以是从中心呈螺旋线逐圈向外扫描，扫描速度通常用望远镜每秒内扫描的角度来衡量。^[40]

口径是望远镜光学系统中决定其收集光能量多少的光学元件的直径，多数情况是指光学系统的物镜的直径。物镜的直径中没有被框子和光阑挡住的部分叫做有效口径，望远镜收集光能量的能力与有效口径的大小成正比。望远镜的有效口径和它的焦距的比值为相对口径，望远镜的相对口径越大，它观测延伸天体的性能越强。但望远镜的相对口径受到物镜像差的限制，不能取任意数值。而望远镜物镜的有效口径相对于瞳孔面积的倍数即为集光力，同时由于在暗处时，人眼的瞳孔直径一般约为7毫米，集光力数值通常用望远镜口径和瞳孔7毫米的平方比来计算。^[41][42]

望远镜放大倍数大的是视场，并不能将物体拉进而观察到更多细节，一般用目镜视角与物镜入射角之比作为标示，且通常用物镜焦距与目镜焦距之比表示望远镜视角的放大程度。例如，放大倍数为10倍的望远镜，指的是能将1度视角的目标放大为10度。^[43]

光学望远镜的技术规格通常用放大倍数×物镜口径（单位：mm）来表示，例如7x30，7x35.8等。国际上提出两种指标来衡量望远镜的效能，一种是可见度系数，一种是黄昏系数。可见度系数反映了望远镜特别是在暗光条件下的观察效能。使用可见度系数大的望远镜能比使用小可见度系数的望远镜在黎明、黄昏等不良照度下获得更多的景物细节。可见度系数的计算方法为放大倍数×物镜口径，例如7x30规格的望远镜可见度系数为210。^[44]

黄昏系数能更准确地描述不同望远镜之间性能上的差异，它的计算方法为放大倍数×物镜口径后开平方。例如可见度系数为900的15x60规格望远镜的黄昏系数为30，可见度系数为400的10x40规格望远镜的黄昏系数为20，所以15x60规格望远镜比10x40规格望远镜的观察效能强约1.5倍。^[44]

望远镜的视场是指能被望远镜良好成像^[注2]的天空区域的角直径。望远镜的视场范围常用1000米处产品可视景物范围标示，如126M/1000M，表示距观察者1000米处，望远镜可观察到126米范围的视场。此外，视场半径通常用ω表示，入射光束与光轴之间的夹角称为视场角。一般说来，视场大的望远镜比较适合巡天和普查工作，视场小的望远镜如反射望远镜适合个别天体的精细观测研究。^[41][17]

物镜中心到焦点的距离叫做物镜的焦距，用符号表示。焦距决定焦面的线直径，焦距与口径之比称为焦比，其倒数称为相对口径。对有视面的天体，焦比越大，像越暗。^[41][45]

焦面比例尺是指焦面上单位长度对应的天空中的角距离。目视望远镜放大率的定义是通过望远镜后看到的天体张角和没有望远镜时看到的张角之比，通常用物镜焦距与目镜焦距之比计算，也等于入射光瞳与出射光瞳直径之比。^[41]

出瞳直径是粗略描述成像亮度的参数，指通过光学系统光线透射至眼睛的光束直径。越大的出瞳直径，可以带来更清晰的图像，越适宜在颠簸地环境下使用。^[46]

由于不同波长的光线经透镜折射后，焦面位置会有不同，焦距也不同，会影响像的清晰度，称为色差。故反射望远镜、折射望远镜等只能在一定的波长范围内有好的像质，工作波段即望远镜能正常工作的波段。^[41]

伽利略望远镜由目镜、物镜和镜筒组成，物镜是凸透镜，目镜是凹透镜。^[47]目镜和物镜分别固定在镜筒两端，镜筒可以随意增加并用螺丝固定，筒筒相套，可以伸缩，可以调节目镜和物镜之间的距离，便于观看远近不同处的物体。^[48][49]伽利略望远镜的优点在于结构简单，桶长短，因此既轻便，光能损失也小，成正像，不必加倒像系统。^[47][50][51]缺点在于视场很小，并且不具有一个可置以叉丝或标线的实像，因此不可能瞄准和测量，不适于军用。同时其视放大率受物镜口径的限制，也不可能很大。^[52][50][51]伽利略望远镜多用于天文观测与地面观测，现代常见的双筒望远镜就是由两个伽利略望远镜构成。^[53]

开普勒望远镜与伽利略望远镜同属于折射望远镜，但开普勒望远镜的物镜和目镜都是凸透镜。开普勒望远镜的优点在于孔径光阑为物镜，出瞳在目镜后，便于人眼观察。同时远处物体通过物镜所成像通过目镜后成像在无穷远处，人眼可以在放松状态下观察所成像。并且在物镜和目镜之间有一个实像面，可以放置分划板作为视场光阑，也可以将分划板作为测量仪器。开普勒望远镜的缺点在于成像是上下颠倒的，但可以通过增加转像棱镜系统的方式成正像。大部分折射式天文望远镜均采用开普勒式。^[54]

牛顿望远镜由一个装有主镜和副镜的镜筒组成。主镜表面呈抛物线形状，放置在管子的底部。主镜接收入射光之后将其反射到焦点上，在焦点处放置一个小型辅助镜，将光线反射到目镜中。^[17]牛顿望远镜的优点在于消除了色差，相对于折射望远镜更容易制作，相对口径较大。其缺点在于成像是倒置的，但可以通过增加透镜的方式来解决。牛顿望远镜在天文观测中的应用较为广泛。^[55][7]

卡塞格林望远镜由法国天文学家卡塞格林于1672年发明，这种类型的望远镜是牛顿望远镜的改进，优点在于可以消除光学系统的一些已知像差，例如畸变，所以更利于对天文学观察。平行光线进入卡塞格林望远镜后，在底部的大型凹面镜处发生发射，反射光线的汇聚点为望远镜的主焦点。在光线到达主焦点之前会被一个小的凸面镜再次反射，该凸面镜将光线汇聚到主镜中心的一个小孔附近。^[7]卡塞格林系统是最常用的天文望远镜光学系统，其特点是焦距较长，底片比例尺较大。另外，可以放置较大的接收器，而且不挡光。^[5]

施密特望远镜是最常用的大视场系统，最大视场可达。其结构特点是前端采用一块非球面改正镜，主镜为球面镜，球心位置设置孔径光阑。这种特殊结构使得焦面上各处像点具有成像对称性，因而轴外像差很小。施密特望远镜缺点是镜筒较长，焦面接收器须置于镜筒内部，操作比较麻烦。

施密特系统有如下改进办法：一是像卡塞格林系统那样在主焦点之前加一块凸反射镜，将焦点转移到主镜后面同时主镜中间开孔，相当于卡塞格林焦点。二是加“平场透镜”，使焦面变得平坦。但镜筒长的问题则无法解决。^[5]施密特式望远镜因其光力强，可见范围大，成像的质量好的特点，适用于进行流星、彗星、人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积照相和天文科普活动。^[17]

马克苏托夫望远镜是另一种折反射大视场系统。其结构特点是前端采用一块较厚的双球面改正镜，称为“弯月镜”，主镜仍为球面镜，可消除球差、色差和彗差。马克苏托夫望远镜同施密特望远镜有类似的特点：焦面弯曲，且处于镜筒内部。与施密特望远镜相比，马克苏托夫望远镜优点是镜筒短，弯月镜为球面，容易加工。缺点是弯月镜较厚，较重，视场稍小。^[5]马克苏托夫望远镜因视野受到一定程度的限制，只能用于观测月球和行星，不适合对大型的疏散星团或银河系的观测。^[17]

甚大望远镜（Very Large Telescope，VLT）是欧洲南方天文台成员国建造的大型光学天文望远镜，被安装在并安装在智利帕瑞纳天文台。其主要应用于探索太阳系的结构和组成，搜索太阳系旁邻近恒星的行星，研究低质量恒星、棕矮星和行星的质量分布，研究星云内恒星的诞生，观察活跃星系核内可能隐藏的黑洞以及探索宇宙的边缘等。^[56]1986年，甚大望远镜开始研制，1998年建成第一架望远镜，1999年4月正式使用。^[57]甚大望远镜使人类对猎户座星云的中心展开了更为深入的观测，发现了宇宙中第一批恒星爆炸后留下的“灰烬”。^[58][56]

500米口径球面射电望远镜（英文：Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope，简称：FAST，别名：“中国天眼”），是中国的一项大型科学项目，位于中国贵州省黔南州大窝凼，用于探索宇宙的单口径球面射电望远镜。^[59][60]FAST属于射电望远镜，于2011年开始建设，2016年9月竣工。^[61]FAST采用轻型索驱动控制系统，可以改变角度和位置，更有效地收集、跟踪、监测宇宙电磁波。^[62][63]至2023年9月，FAST已经发现了800余颗脉冲星，并首次在射电波段观测到黑洞“脉搏”。^[64][65][66]

哈勃空间望远镜（英语：Hubble Space Telescope，缩写：HST），又名哈勃太空望远镜，是美国宇航局于1990年4月25日发射的20世纪最大的空间光学望远镜，也是大型轨道天文台计划的第一颗卫星。^[31]哈勃空间望远镜长13.2 米，直径4.3米，重11.11吨，携带有广角行星照相机、高解析摄谱仪、高速光度计等科学仪器。哈勃望远镜位于地球大气层之上，因此影像不受大气湍流的扰动。到2015年4月，哈勃望远镜在地球轨道上运行了接近13万7千圈，累计54亿公里，执行了120多万次观测任务，观察了超过38000个天体。^[13][67]

双子望远镜是以美国为主的一项国际设备，由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，南北各一台，一台在夏威夷，另一台装在智利塞拉帕琼台，以进行南北全天系统观测。该望远镜按红外优先设计，要求发射率低于4%，光学部件设计要求在0.2~2mm波长范围内，50%的能量集中在0.1"内（包括跟踪和测量效应在内）。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使在红外区接近衍射极限。^[68]

极远紫外探索卫星（Extreme Ultraviolet Explorer，简称EUVE）是美国加州大学研制，于1992年6月由美国宇航局发射的一颗观测卫星。EUVE是探索卫星系列的中大型项目，由“德耳塔”型运载火箭发射，预期工作寿命为3年。它的主要任务是在极远紫外波段（8~80纳米）作巡天观测，以在这个尚未开垦的波段取得较为详尽的全天资料。在完成了扫描成像观测之后，EUVE卫星较多的时间将用在光谱观测方面。这颗卫星虽然只有一台光谱仪，但其光路设计合理，分辨率高。EUVE项目自1993年下半年开始接收客座观测计划，并由设在加州大学伯克利分校的EUVE研究中心协助科研人员分析处理已有的数据。^[69]

2017年6月15日，中国在酒泉卫星发射中心用长征四号乙运载火箭，成功发射硬X射线调制望远镜卫星（Hard X-ray Modulation Telescope，HXMT），又称“慧眼”卫星。“慧眼”是中国自主设计的首颗大型X射线天文卫星，设计寿命4年，卫星总重量2500kg，将运行在550km的近地圆轨道上，具有大天区巡天扫描观测和高精度的定点观测能力，可观测天体1～250keV能量范围的X射线/硬X射线，并监测200keV～3MeV的硬X射线/软伽马射线爆发现象。“慧眼”卫星研究的对象主要是黑洞、中子星和伽马射线暴等致密天体和爆发现象。2017年8月17日，“慧眼”卫星在双中子星并合引力波事件发生时成功监测了引力波源所在天区，对其伽马射线电磁对应体在高能区的辐射性质给出了严格限制。^[70]

费米伽玛射线太空望远镜（英语：Fermi Gamma-ray Space Telescope，原名Gamma-ray Large Area Space Telescope，简称GLAST）是在地球低轨道运行的的伽马射线天文学空间望远镜。此望远镜主要用来进行大面积巡天以研究天文物理或宇宙论现象，同时用来研究伽玛射线暴。费米伽玛射线空间望远镜找到了CTA 1 超新星遗迹内的中子星，并且发现该中子星只发射伽玛射线。2008年9月，费米伽玛射线空间望远镜又记录到在船底座发生的伽玛射线爆。^[71]