㈠ 望遠鏡的發展史
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。 從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作一個簡單的介紹。 折射式望遠鏡 1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。 1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。 1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。 需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。 1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。 十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。 折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
㈡ 天文望遠鏡歷史
http://ke..com/view/6486.htm
㈢ 簡要說說天文望遠鏡的的發展史
先是義大利科學家伽利略發明的折射式望遠鏡，同時德國的天文學家開普勒也開始研究折射式望遠鏡，後來由牛頓進行了改進。
還有一種是1793年英國赫瑟爾，製做了反射式望遠鏡
這是兩中基本的望遠鏡
最後，一位閑的蛋疼的科學家德國人施密特於1930年將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。（這個事例告訴我們閑的蛋疼時做的事也可能引起大影響，說真的他也不算閑的蛋疼的一娃了，呵呵~~）
最後又有了哈勃太空望遠鏡
你可以自己歸納一下
㈣ 誰是發明了第一台真正意義上的天文望遠鏡
1608年荷蘭米德爾堡一位不出名的眼鏡師漢斯`李波爾賽造出了世界上第一架望遠鏡.
最初的想法並非伽利略,是受人啟發才自製並改進的,但基於他的貢獻,大家都認為他是發明者.
17世紀初的一天,荷蘭密特爾堡鎮一家眼鏡店的主人科比斯赫,他為檢查磨製出來的透鏡質量,把一塊凸透鏡和一塊凹鏡排成一條線,通過透鏡看過去,發現遠處的教堂的塔好象變大而且拉近了,於是在無意中發現瞭望遠鏡原理.1608年他為自己製作的望遠鏡申請專利,並遵從當局的要求,造了一個雙筒望遠鏡.據說密特爾堡鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明瞭望遠鏡,不過一般都認為利比赫是望遠鏡的發明者.
望遠鏡發明的消息很快在歐洲各國流傳開了,義大利科學家伽利略得知這個消息之後,就自製了一個.第一架望遠鏡只能把物體放大3倍.一個月之後,他製作的第二架望遠鏡可以放大8倍,第三架望遠鏡可以放大到20倍.1609年10月他作出了能放大30倍的望遠鏡.
伽里略用自製的望遠鏡觀察夜空,第一次發現了月球表面高低不平,覆蓋著山脈並有火山口的裂痕.此後又發現了木星的4個衛星、太陽的黑子運動,並作出了太陽在轉動的結論.
幾乎同時,德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡,他在《屈光學》里提出了另一種天文望遠鏡,這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成,與伽利略的望遠鏡不同,比伽利略望遠鏡視野寬闊.但開普勒沒有製造他所介紹的望遠鏡.沙伊納於1613年—1617年間首次製作出了這種望遠鏡,他還遵照開普勒的建議製造了有第三個凸透鏡的望遠鏡,把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像.沙伊納做了8台望遠鏡,一台一台地雲觀察太陽,無論哪一台都能看到相同形狀的太陽黑子.因此,他打消了不少人認為 黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺,證明了黑子確實是觀察到的真實存在.在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃,伽利略則沒有加此保護裝置,結果傷了眼睛,最後幾乎失明.
荷蘭的惠更斯為了提高望遠鏡的精度在1665年做了一台筒長近6米的望遠鏡,來探查土星的光環,後來又做了一台將近41米長的望遠鏡.
使用物鏡和目鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡,即使加長鏡筒,精密加工透鏡,也不能消除色象差,1668年英國科學家反射式望遠鏡,斛決了色象差的問題.第一台反望遠鏡非常小,望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米,但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等.1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡,送給了英國皇家學會,至今還俁存在皇家學會的圖書館里.
牛頓曾認為折色象差不可救葯,後來,證明過分悲觀.1733年英國人哈爾製成一台消色差折射望遠鏡.1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡,他採用了折光原則不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡,把各自形成的有色邊緣相互抵消.
但是要製造很大透鏡不容易,目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米,安裝在雅弟斯天文台.
反射式望遠鏡存在天文觀測中發展很快,1793年英國赫瑟爾製做了反射式望遠鏡,反射鏡直徑為130米,用銅錫合金製成,重達1噸.1845年英國的洛斯製造的反射望遠鏡,反射鏡直徑為1.82米.1913年在威爾遜山天文台反望遠鏡,直徑為254米.1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米反射鏡的反射式望遠鏡.1969年在蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山 上裝設了直徑為6米的反射鏡,它是當時世界上最大的反射式望遠鏡,現在大型天文台大都使用反射式望遠鏡.
㈤ 天文望遠鏡對天文發展的影響
折射式望遠鏡
1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。
1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
反射式望遠鏡
第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說："海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。
反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
折反射式望遠鏡
折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。
但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從製造方面看，傳統方法製造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另闢新徑。
自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的局限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。
從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的Keck I、Keck II和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。
優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6范圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。
下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：
凱克望遠鏡（Keck I，Keck II）
Keck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（Keck W M）捐贈（Keck I 為9400萬美元，Keck II為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。
它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。
"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻"。
歐洲南方天文台甚大望遠鏡（VLT）
歐洲南方天文台自1986 年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1〃，跟蹤精度為0.05〃，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。
現在已完成了其中的兩台，預計於2000年可全部完成。
雙子望遠鏡（GEMINI）
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國佔50％，英國佔25％，加拿大佔15％，智利佔5％，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統使紅外區接近衍射極限。
該工程於1993年9月開始啟動，第一台在1998年7月在夏威夷開光，第二台於2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光，整個系統預計在2001年驗收後正式投入使用。
昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）
這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1〃的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。
此望遠鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞，從1991年開始，預計9年完成。
大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）
這是我國於1996年開始啟動，並於2008年底完成研製並試運行的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：
1． 把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。
2． 球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。
3． 多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。
LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。
1932年央斯基（Jansky. K. G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標志著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。
第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。
英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；
六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。
1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。
七十年代，聯邦德國在波恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。
八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。
中國科學院上海天文台和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。
另外，美國國立四大天文台（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。
國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。
在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文台和中國台灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合並成為一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合並順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。
在提高射電觀測的角解析度方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角解析度和靈敏度，第二代空間VLBI計劃――ARISE（25米口徑）已經提出。
相信這些設備的建成並投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，並會為天文學發展帶來難以預料的機會。
我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。
光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。
紅外窗口：紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。
射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。
大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天後才實現這些波段的天文觀測。
紅外望遠鏡
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。
1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文台（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比， ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽繫到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。
紫外望遠鏡
紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。
紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。
1968年美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。
1978年發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。
1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文台作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文台完成了為期16天的紫外天文觀測。
1992年美國宇航局發射了一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。
1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。
X射線望遠鏡：
X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天後，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。
1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文台1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：
1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；
1987年日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；
1989年前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；
1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現在它已基本完成預定的觀測任務；
1990年12月"哥倫比亞"號太空梭將美國的"寬頻X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測；
1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道；
1996年美國發射了"X射線光度探測衛星"（XTE），
1999年7月23日美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射；
1999年12月13日歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。
2000年日本也將發射一顆X射線的觀測設備。
以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
γ射線望遠鏡：
γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。
1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文台（Compton GRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。
CGRO配備了4台儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著γ 射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四台儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE）， 1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。
受到康普頓空間天文台成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，准備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文台之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。
我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Space telescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。
哈勃空間望遠鏡（HST）：
這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文台中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993 年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。
HST最初升空時攜帶了5台科學儀器：廣角/行星照相機，暗弱天體照相機，暗弱天體光譜儀，高解析度光譜儀和高速光度計。
1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測范圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。
1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。
HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。
二十一世紀初的空間天文望遠鏡：
"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。
"天體物理的全天球天體測量干涉儀"（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。
㈥ 天文望遠鏡的歷史意義是什麼
在望遠鏡發明之前，人們只能用肉眼或依靠簡單的工具進行天文觀測，因而觀測視野受到很大的限制。1609年，義大利科學家伽利略用自製的可以放大30倍的望遠鏡，第一次看到了月球上奇特的環形山，發現了木星的4顆大衛星，觀察到了太陽黑子、金星的盈虧變化以及銀河中密布的點點繁星等過去從未見到過的奇妙現象。從此，專門用於天文觀測的望遠鏡就很快發展起來。
像普通望遠鏡一樣，天文望遠鏡能把遠處的景物拉到觀測者的眼前。天文望遠鏡比一般望遠鏡不僅要大得多，而且也精良得多。現代的天文（光學）望遠鏡折反射望遠鏡
品種很多，根據設計原理，大致可以分為三大類：
第一類是折射望遠鏡。這種望遠鏡是使用最早的望遠鏡。它的前端是以一個或一組凸透鏡作為物鏡，後面是一個目鏡。光線從前面進來，從後端出去。這種單遠鏡焦距較長，最適宜於天體測量工作。第一架天文望遠鏡——伽利略望遠鏡就是折射式望遠鏡。現在世界上最大的折射望遠鏡，是美國葉凱士天文台的口徑為102厘米的望遠鏡。
第二類是反射望遠鏡。由於早期的折射單遠鏡有許多缺陷，看到的景物往往變形，並且在景物周圍總有一圈五彩繽紛的色暈，影響觀測精度，為了克服這些缺陷，牛頓發明了反射式望遠鏡。這種望遠鏡利用反射原理，用凹面鏡作為物鏡，把來自天體的光線反射、聚集起來，不僅成像質量較高，而且還有鏡筒較短、工藝製作較易等優點。因此，現代大型天文望遠鏡大多屬這種類型。目前世界上最大的天文望遠鏡，要數高加索山上那台口徑6米和美國帕洛瑪山天文台的口徑5?08米的反射望遠鏡了。後者的鏡頭玻璃就有20噸重，利用它可以窺見21等的暗星。
第三類是折反射望遠鏡，它是由德國光學家施密特設計出來的。這種望遠鏡綜合了前兩類望遠鏡的優點，視野寬，光力強，像差小，因而最適合用來研究月球、行星、彗星、星雲等有視面的天體。
1990年4月24日，美國太空梭「發現」號從卡納維拉爾角順利升空，25日把目前世界上最復雜的太空望遠鏡送入離地球610千米高的圓形軌道（1967年10月10日美國曾發射了繞太陽運轉的空間觀察站）。這架太空望遠鏡是由美國國家航空航天局和歐洲空間局聯合研製的一台大型太空天文望遠鏡，原來計劃於80年代中期升空服役，後來因為1986年1月28日「挑戰」號太空梭爆炸而推遲。
這架太空望遠鏡以美國天文學家埃德溫·皮·哈勃的名字命名，以紀念他在星系天文學、宇宙結構和膨脹理論方面創造性的工作和傑出貢獻。
「哈勃」太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡是有史以來最大、最先進的天基天文望遠鏡（一般天文望遠鏡多設在陸地天文台，以陸地為基地，稱為地基天文望遠鏡），其外形呈圓柱狀，長13米，直徑4?5米，總重量為12噸，兩側各有一塊長12米的大面積太陽能電池板。從遠處看去，哈勃太空望遠鏡猶如一隻滯留太空的巨大天鷹。哈勃太空望遠鏡主要由光學望遠鏡裝置、保障系統和科學儀器三部分組成。
光學望遠鏡裝置是太空望遠鏡的心臟，主要包括直徑2?4米的主反射鏡，直徑0?3米的副反射鏡和支撐結構，主反射鏡和副反射鏡的精密度是決定太空望遠鏡性能的重要部件。
光由艙門進入太空望遠鏡後，首先射到主反射鏡，再反射到相距4?5米處的副反射鏡；而後，副反射鏡又把光從主反射鏡中心的一個孔中反射到科研儀器上記錄成像。
保障系統是哈勃太空望遠鏡的主要設備，包括有信息傳輸、溫度監控、位置調解和電力供應等部分。信息傳輸通過鏡上的無線電系統和地球同步通信衛星完成。位置調解由鏡上的精密制導感測器感受望遠鏡的俯仰和偏航信息，送給位置控制裝置實現，能保證望遠鏡的位置穩定在0?007弧秒內，使其方向飄移不超過0?007弧秒，以保障科學儀器的觀測工作。望遠鏡兩側有大面積矩形太陽能電池板，它把太陽能直接轉變成電能，供望遠鏡使用。科學儀器是哈勃太空望遠鏡一系列新成果的創造者，主要有五個。其中暗弱天體攝影機、暗弱天體分光攝譜儀、高解析度分光攝譜儀以及高速光度計四個儀器，其尺寸有一個電話間那樣大。均被安置在望遠鏡後部主反射鏡後面，在副反射鏡聚焦面附近，接收從副反射鏡反射來的光。第五個是廣角行星攝影機，它被安置在望遠鏡後部的圓周壁上。它們共同使用一個光學反射鏡系統。
暗弱天體攝影機是望遠鏡中最重要的科學儀器，顧名思義，它可以捕捉到一些不清晰、光線暗淡而微弱的遙遠天體，並把觀測到的情況記錄下來。它通過攝影機的光學轉換器把像素點放大，提高其解析度。轉換器先把像素的探測器視場角縮小，再用圖像增強儀探測出來，後經放大送到終端熒光屏，形成一個相應的亮點；再用電影攝影機把熒屏上的掃描光點記錄下來，並儲存在電子計算機里，最後構成圖像。
暗弱天體分光攝譜儀主要用來測量暗弱天體的化學成分。它通過特殊的光柵和濾光片，可以製成光譜底片。
分析這些光譜底片，不僅可得到光源的化學成分數據，還能獲得光源的溫度、運動情況以及物理特性等信息。
高解析度分光攝譜儀用於測量星際和星體周圍的紫外線輻射，以便研究爆炸星系的物理組成、星際中的氣體雲和星體物質的逸散等問題。
高速光度計是太空望遠鏡中最簡單的科學儀器。它可以測量從天體發來的極亮的光；還可以廣泛進行顯微水平的精密測量；能通過測量接收到目標天體發來的光的總和，而得出目標天體的距離。這個光度計將在精確測量銀河系及其他附近星系方面發揮更大作用。
廣角行星攝影機是由裝在一個儀器箱中的兩個獨立攝像機所組成，主要用於對行星進行觀測。由於其視野廣闊，所以能觀測到更大的宇宙空間，並能提供更精美的星體圖像，所得到的行星圖像，如同近距攝得的一樣清晰。由哈勃望遠鏡拍攝的太空哈勃太空望遠鏡的結構設備，絕大部分由以美國洛克希德導彈與航天公司為首的多家廠商、大學和科研單位承包製造，而歐洲航天局承包了太陽能電池板和暗弱天體攝影機的研製工作。這架望遠鏡耗資15億美元，每年的維護費2億美元，可以在太空工作15年。
由哈勃太空望遠鏡拍攝的太空
哈勃太空望遠鏡實質上就是一顆大型天文衛星，猶如一座空間天文台。由於它在地球大氣層外的宇宙中工作，從而消除了地面天文觀測的障礙；避開了大氣層對天體光譜的吸收和大氣層湍流對天體觀測的影響。這樣的環境優勢，使得哈勃太空望遠鏡的性能大大地提高了。
在美國哥達德太空中心，科學家們檢測了哈勃望遠鏡敏感的探測力，它的能力等於從華盛頓觀察到1?6萬千米外的悉尼的一隻螢火蟲。哈勃太空望遠鏡能夠探測出比地面望遠鏡可測光微弱數十倍的光線，相當於在地球上看清月球上2節手電筒的閃光。它的清晰度比目前地面望遠鏡高10倍。
美國宇航局的愛德華·韋勒說，一個地面望遠鏡能看清一顆10億光年的恆星，而哈勃太空望遠鏡能看到100億光年的恆星，可讓科學家們看清宇宙間還未成熟的恆星，因為它們的年齡也在100億到200億年之間。更令人吃驚的發現是，由於這個望遠鏡能看到從億萬千米遠天體上發光時的情況，因此它能讓科學家們知道光在到達地球前是什麼樣子。例如光從太陽到地球約需8分鍾，有了哈勃太空望遠鏡，科學家們就會知道光剛從太陽發射的情況。
科學家認為，這是自400年前伽利略用自製的望遠鏡觀察天體以來，天文學上又一令人驚奇的望遠裝置，它將揭開人類探索宇宙的新篇章，使人類認識一系列鮮為人知的奧秘。科學家希望它將幫助回答宇宙的形成和演變，地球以外是否有智慧生物等一系列科學難題。
為了確保太空望遠鏡在空間正常而有效地工作，必須有地面和空中的多方配合。為此而組成了包括太空梭、太空望遠鏡、跟蹤和數據中繼衛星以及地球站在內的大系統，所有這些方面缺一不可。
太空梭是太空望遠鏡的唯一運載工具，它主要承擔望遠鏡的發射入軌、在軌更換儀器設備與檢修以及回收等任務。跟蹤和數據中繼衛星是位居地球靜止軌道的通信衛星，由美國的「挑戰」號太空梭發射入軌，它在太空望遠鏡系統中承擔著信息的中轉傳輸任務，即把望遠鏡觀測得到的數據轉發給地面，並把地球站對望遠鏡的跟蹤和遙控信息轉發給太空望遠鏡。太空望遠鏡系統所需的兩顆跟蹤和數據中繼衛星已由美國的太空梭於20世紀80年代中、後期發射入軌，分別定位在西經41度和170度赤道上空。這兩顆衛星與一個地球測控站組網，能使哈勃太空望遠鏡在其運行的85％時間與地面保持聯系。
美國宇航局哥達德太空飛行中心內的太空望遠鏡操作控制中心，控制著哈勃太空望遠鏡環繞地球運行、觀測准備和探索宇宙的具體工作。首先要打開望遠鏡的太陽能電池板，以便為鏡上各系統正常工作提供必要的能源。倘若太陽能電池遙控展開失敗，則可由太空梭上的宇航員去用手動搖桿將其打開；如果望遠鏡由於某種原因不能使用，還可把它重新放回太空梭貨艙，帶回地面檢修。如果望遠鏡的各部分工作正常，整個太空望遠鏡系統就可開始聯網運轉，太空望遠鏡可將其觀測到的大量信息，源源不斷地通過一個跟蹤和數據中繼衛星適時傳輸給地球站。
5月20日，哈勃太空望遠鏡首次睜開它的電子眼觀察宇宙，拍攝了具有歷史意義的第一張太空照片。
在當天的格林尼治時間15時12分，哈勃太空望遠鏡運行到新幾內亞查亞普拉上空時，廣角行星攝像機啟動1秒鍾，拍攝了首張黑白照片。隨後攝像機快門再次啟動，曝光30秒，拍攝了第二張照片；第一張照片拍攝的是銀河系中的NG3532星團，它距離地球約1260光年，是一個很難區別的星群；第二張拍攝的是太陽，這兩張照片先是存儲在磁帶上，兩個多小時後轉發到地面。
哈勃太空望遠鏡的第一批圖像經過計算機處理，比原來預料的清晰度高2～3倍；雖然顯示有幾十個太陽的第二張照片，圖像稍微拉長了，但在沒有完成望遠鏡光學系統調焦的情況下，得到這樣的照片，其質量比原來預料的還要好。
哈勃太空望遠鏡的軌運行周期為97分鍾，即每隔97分鍾繞地球運行一圈，一天之內日出日沒達15次，進出地球陰影區15次。
知識點
地球靜止軌道
地球靜止軌道又叫地球靜止同步軌道、地球同步轉移軌道，是指衛星或人造衛星垂直於地球赤道上方的正圓形地球同步軌道。由於在這個軌道上進行地球環繞運動的衛星或人造衛星始終位於地球表面的同一位置，所以地表上的觀察者在任意時刻始終可以在天空的同一個位置觀察到它們，並會發現它們在天空中靜止不動。
㈦ 天文觀察望遠鏡的發展經歷了什麼過程
望遠鏡是一種利用凹透鏡和凸透鏡製作而成的光學儀器，主要用於觀察遠距離目標物體的特徵和情況。望遠鏡是利用光線透過凹透鏡形成的小孔成像原理製成的，它可以將距離很遠的物體景象放大，然人們清楚的觀察到它的具體形態，對物體更小的細節和陰影都觀察的更加清楚和仔細，所以在古代人們也將其成為「千里眼」。1609年義大利的佛羅倫薩人伽利略?伽利雷在望遠鏡原有的基礎上，發明出了功能增強40倍的雙鏡望遠鏡，並將其投用於天文科學研究，這是歷史上第一部應用於科學研究的實用望遠鏡。由於這種望遠鏡功效的大大增加，使人們可以觀測到天空中人體肉眼無法看清和分辨的事物體，所以這種望遠鏡慢慢地就演變成為天文觀測工作中必不可少的工具。
隨著時代的變遷，望遠鏡的功效和應用途徑也發生了很大的變化，人們根據這些天文望遠鏡不同的使用功效，將其分為折射望遠鏡、反射望遠鏡和折反射望遠鏡。望遠鏡的用途也由單一變成多樣的使用性，廣泛應用於軍事、高科技生物研究等方面。
用透鏡作物鏡的望遠鏡被稱為折射望遠鏡，在歷史的演變中，用凹透鏡作目鏡製成的望遠鏡被稱為伽利略望遠鏡；用凸透鏡作目鏡製成的望遠鏡則被稱為開普勒望遠鏡。因為單透鏡物的鏡色差和球差都相當嚴重，所以現代的折射望遠鏡都是用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡製成的。其中以雙透鏡物製成的望遠鏡應用的最普遍和廣泛，這種望遠鏡是由相距很近的一塊冕牌玻璃製成的凸透鏡和一塊火石玻璃製成的凹透鏡相疊在一起組成，這兩種透物鏡相結合後，可以完全消除透出的景物波長，對得出的景物位置色差也可以相對的減弱。
雙透物鏡的體積和視野范圍都比較小。雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般都在1/15～1/20之間，很少大於1/7，可用視場也不大。人們將口徑小於8厘米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起的望遠鏡稱為雙膠合物鏡；要增加相對口徑和視場的使用，可以採用多透鏡物鏡組。
伽利略望遠鏡具有結構簡單、光能損失少、鏡筒短、攜帶輕便、視野成像比較正的良好特點，但是它的事物擴展倍數小，觀察視野面小，一般都是充當觀看近距離的觀劇鏡和玩具望遠鏡。在使用開普勒望遠鏡時，需要在物鏡後面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的景物是正像。但是開普勒望遠鏡採用的是前寬後窄的雙筒結構，這種結構可以組成雙直角棱鏡正像系統，這套系統可以在糾正原有望遠鏡結構中，形成的倒立成像系統；同時還可以將望遠鏡的體積和重量，在很大限度上減小。其缺點就是透鏡正像系統需要採用一組復雜的透鏡來將成像像倒轉，這樣做成本比較的高。但是由俄羅斯人發明的20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡就大大的避免了這項情況的出現，它是採用精良的透鏡正像設計系統來進行事物成像的。
現代人們用的折射望遠鏡一般都是採用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用方便，易於維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多採用折射系統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都採用反射式。
歷史
1611年，德國天文學家開普勒首次用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，因此後人將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得更好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。此後，天文學家一直想研製出更長的望遠鏡，但最後幾乎都以失敗而告終。
1757年，杜隆經過對玻璃和水的折射與色散現象的研究，為消色差理論奠定了基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但由於當時科技發展的局限性，很難鑄造出較大的火石玻璃。最初研究消色差望遠鏡時，人們能磨製成的最大的透鏡只有10厘米。
19世紀末，由於製造技術有了很大的進步，隨之出現的就是製造大口徑的折射望遠鏡的科學熱潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡最適合用來做測量天體方面的工作，因為其焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡。同時，在重力作用下，大尺寸的透鏡變形會很嚴重，因而喪失敏銳的焦點。
用凹面反射鏡作為物鏡的望遠鏡就就是反射望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡等幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡採用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其他像差的影響，可用視場較小。對製造反射鏡的材料只要求膨脹系數較小、應力小和便於磨製。磨好的反射鏡一般在表面鍍一層鋁膜，鋁膜在2000～9000埃波段范圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，紅外和紫外等不可見光波段也可以用反射望遠鏡來研究。反射望遠鏡的相對口徑可以做得較大，主焦點式反射望遠鏡的相對口徑約為1/5～1/2.5，甚至更大，而且除牛頓望遠鏡外，鏡筒的長度比系統的焦距要短得多，而且主鏡只有一個表面需要加工，從而大大降低望遠鏡造價和製造的困難。一架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點系統(或牛頓系統)、卡塞格林系統和折軸系統。這樣，一架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對口徑和視場。目前口徑在1.34米之上的光學望遠鏡除了有反射望遠鏡外就再也找不到其他的了。發射望遠鏡的主要科研使命就是研究天體的物理特徵。
歷史
1668年誕生了世界上第一架反射式望遠鏡。牛頓曾經好幾次磨製非球面透鏡，但屢遭失敗，因此他改用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。雖然球面鏡會產生一定的象差，但反射鏡代替折射鏡卻是科學上一個成功的轉折。
1663年，詹姆斯?格雷戈里在提出一種方案：分別用凹面鏡作為一面主鏡和副鏡，把副鏡放在主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡。他提出的這個建議在理論上是正確的，但是，由於當時製造水平的局限性，它所提到的一些要求是無法實現的，因此，格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯?馮?利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，海爾主持建造的胡克望遠鏡投入使用，它的口徑是254厘米。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，值得驕傲的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
20世紀，20～30年底，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米的望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說：「海爾望遠鏡就像半個世紀以前的葉凱士望遠鏡一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了」。後來，1976年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，而他所發揮的作用還不如海爾望遠鏡，再次使阿西摩夫的話得到了驗證。
反射式望遠鏡有許多優點，例如它沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體情況的各種信息，與折射望遠鏡相比，更容易製作。但同時它本身也有很多不足之處，口徑大的話，視場會比較小，得到的圖像資料的清晰度和亮度不是很高，而且折射鏡的物鏡需要定期鍍膜等。
第二次世界大戰後，反射式望遠鏡在天文觀測中得到很快的發展，1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米的海爾反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，美國航空航天局（NASA）將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。哈勃望遠鏡拍攝圖片時不受地球大氣層的影響，因此它拍出來的圖片要比地球上同類望遠鏡的清晰度高10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的「凱克望遠鏡」，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文台研製完成了「超大望遠鏡」(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。現在，一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的「加利福尼亞極大望遠鏡」（California?ExtremelyLarge?Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant?Magellan?Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming?Large?Telescope，簡稱OWL）。科學家們指出，研製的這批新的望遠鏡，不僅能拍出比哈勃太空圖片像質更好的圖片資料，還能收集更多的光。更加清晰可靠的太空圖像資料能使人更了解100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況，並觀測清楚遙遠恆星周圍的行星。
折反射望遠鏡中的球面反射鏡用來成像，而折射鏡則能用來校正像差，同時，可以避免困難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。用的比較廣泛的有施密特望遠鏡。它在球面反射鏡的球心位置處放置一施密特校正板。它的一個面是平面而另一個面是輕度變形的非球面，使光束的中心部分略有會聚，而外圍部分略有發散，正好矯正球差和彗差。
還有一種馬克蘇托夫望遠鏡，在球面反射鏡前面加一個彎月形透鏡，選擇合適的彎月透鏡的參數和位置，可以同時校正球差和彗差。及這兩種望遠鏡的衍生型，如超施密特望遠鏡，貝克―努恩照相機等。折反射望遠鏡的特點是相對口徑很大，甚至能大於1，光力強，視場廣闊，像質優良。適於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體，折反射望遠鏡的反射鏡有副鏡的保護，不易被灰塵等污染物侵襲。
歷史
世界上第一台折反射式望遠鏡的出現於1814年。
1931年，德國光學家施密特用一塊類似於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，對暗弱星雲的拍照效果非常突出。如今施密特望遠鏡是天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫又製作出了一種新型的折發射望遠鏡。馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，使它的兩個表面變成兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，清晰度和亮度比較小，但放大的倍數比較大，同時對玻璃的要求也高一些。
折發射式望遠鏡分別吸收了折射和反射望遠鏡的優點，因此很適合業余天文觀測，也是廣大天文愛好者最佳的選擇。
㈧ 天文望遠鏡有什麼作用
概述
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。
從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作一個簡單的介紹。
折射式望遠鏡
1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。
1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
反射式望遠鏡
第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說："海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。
反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
㈨ 望遠鏡的發展歷史
17世紀初的一天，荷蘭小鎮的一家眼鏡店的主人利伯希（Hans Lippershey），為檢查磨製出來的透鏡質量，把一塊凸透鏡和一塊凹鏡排成一條線，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好象變大拉近了，於是在無意中發現瞭望遠鏡的秘密。1608年他為自己製作的望遠鏡申請專利，並遵從當局的要求，造了一個雙筒望遠鏡。據說小鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明瞭望遠鏡，不過一般都認為利伯希是望遠鏡的發明者。
望遠鏡發明的消息很快在歐洲各國流傳開了，義大利科學家伽利略得知這個消息之後，就自製了一個。第一架望遠鏡只能把物體放大3倍。一個月之後，他製作的第二架望遠鏡可以放大8倍，第三架望遠鏡可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望遠鏡。伽里略用自製的望遠鏡觀察夜空，第一次發現了月球表面高低不平，覆蓋著山脈並有火山口的裂痕。此後又發現了木星的4個衛星、太陽的黑子運動，並作出了太陽在轉動的結論。幾乎同時，德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》里提出了另一種天文望遠鏡，這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成，與伽利略的望遠鏡不同，比伽利略望遠鏡視野寬闊。但開普勒沒有製造他所介紹的望遠鏡。沙伊納於1613年—1617年間首次製作出了這種望遠鏡，他還遵照開普勒的建議製造了有第三個凸透鏡的望遠鏡，把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像。沙伊納做了8台望遠鏡，一台一台地雲觀察太陽，無論哪一台都能看到相同形狀的太陽黑子。因此，他打消了不少人認為黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺，證明了黑子確實是觀察到的真實存在。在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃，伽利略則沒有加此保護裝置，結果傷了眼睛，最後幾乎失明。荷蘭的惠更斯為了減少折射望遠鏡的色差在1665年做了一台筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了一台將近41米長的望遠鏡。
使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救葯，後來證明過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第一台反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等（見附圖1）。
1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還俁存在皇家學會的圖書館里。1733年英國人哈爾製成第一台消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他採用了折射率不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要製造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文台。1793年英國赫瑟爾（William Herschel），製做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金製成，重達1噸。1845年英國的帕森（William Parsons）製造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文台建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。1930年，德國人施密特（Bernhard Schmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。
戰後反射式望遠鏡在天文觀測中發展很快，1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米的海爾（Hale）反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，NASA將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的干擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的「凱克望遠鏡」，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文台研製完成了「超大望遠鏡」(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。現在，一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的「加利福尼亞極大望遠鏡」（California Extremely Large Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。它們的倡議者指出，這些新的望遠鏡不僅可以提供像質遠勝於哈勃望遠鏡照片的太空圖片，而且能收集到更多的光，對100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恆星周圍的行星。
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。
從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作一個簡單的介紹。
折射式望遠鏡
1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。
1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
反射式望遠鏡：
第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說："海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。
反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
折反射式望遠鏡：
折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
㈩ 天文望遠鏡發展史。
先是伽利略製作了第一架折射天文望遠鏡，但存在色散問題，後來牛頓發明了反射式望遠鏡，但有球差的問題，再後來出現了折反式望遠鏡，兩個問題都得到了解決。