㈠ 望远镜的发展史
天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。 从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。 折射式望远镜 1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。 1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。 1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。 需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。 1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。 十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。 折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
㈡ 天文望远镜历史
http://ke..com/view/6486.htm
㈢ 简要说说天文望远镜的的发展史
先是意大利科学家伽利略发明的折射式望远镜，同时德国的天文学家开普勒也开始研究折射式望远镜，后来由牛顿进行了改进。
还有一种是1793年英国赫瑟尔，制做了反射式望远镜
这是两中基本的望远镜
最后，一位闲的蛋疼的科学家德国人施密特于1930年将折射望远镜和反射望远镜的优点结合起来，制成了第一台折反射望远镜。（这个事例告诉我们闲的蛋疼时做的事也可能引起大影响，说真的他也不算闲的蛋疼的一娃了，呵呵~~）
最后又有了哈勃太空望远镜
你可以自己归纳一下
㈣ 谁是发明了第一台真正意义上的天文望远镜
1608年荷兰米德尔堡一位不出名的眼镜师汉斯`李波尔赛造出了世界上第一架望远镜.
最初的想法并非伽利略,是受人启发才自制并改进的,但基于他的贡献,大家都认为他是发明者.
17世纪初的一天,荷兰密特尔堡镇一家眼镜店的主人科比斯赫,他为检查磨制出来的透镜质量,把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线,通过透镜看过去,发现远处的教堂的塔好象变大而且拉近了,于是在无意中发现了望远镜原理.1608年他为自己制作的望远镜申请专利,并遵从当局的要求,造了一个双筒望远镜.据说密特尔堡镇好几十个眼镜匠都声称发明了望远镜,不过一般都认为利比赫是望远镜的发明者.
望远镜发明的消息很快在欧洲各国流传开了,意大利科学家伽利略得知这个消息之后,就自制了一个.第一架望远镜只能把物体放大3倍.一个月之后,他制作的第二架望远镜可以放大8倍,第三架望远镜可以放大到20倍.1609年10月他作出了能放大30倍的望远镜.
伽里略用自制的望远镜观察夜空,第一次发现了月球表面高低不平,覆盖着山脉并有火山口的裂痕.此后又发现了木星的4个卫星、太阳的黑子运动,并作出了太阳在转动的结论.
几乎同时,德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜,他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜,这种望远镜由两个凸透镜组成,与伽利略的望远镜不同,比伽利略望远镜视野宽阔.但开普勒没有制造他所介绍的望远镜.沙伊纳于1613年—1617年间首次制作出了这种望远镜,他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜,把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像.沙伊纳做了8台望远镜,一台一台地云观察太阳,无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子.因此,他打消了不少人认为 黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉,证明了黑子确实是观察到的真实存在.在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃,伽利略则没有加此保护装置,结果伤了眼睛,最后几乎失明.
荷兰的惠更斯为了提高望远镜的精度在1665年做了一台筒长近6米的望远镜,来探查土星的光环,后来又做了一台将近41米长的望远镜.
使用物镜和目镜的望远镜称为折射望远镜,即使加长镜筒,精密加工透镜,也不能消除色象差,1668年英国科学家反射式望远镜,斛决了色象差的问题.第一台反望远镜非常小,望远镜内的反射镜口径只有2.5厘米,但是已经能清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等.1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜,送给了英国皇家学会,至今还俣存在皇家学会的图书馆里.
牛顿曾认为折色象差不可救药,后来,证明过分悲观.1733年英国人哈尔制成一台消色差折射望远镜.1758年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜,他采用了折光原则不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜,把各自形成的有色边缘相互抵消.
但是要制造很大透镜不容易,目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102厘米,安装在雅弟斯天文台.
反射式望远镜存在天文观测中发展很快,1793年英国赫瑟尔制做了反射式望远镜,反射镜直径为130米,用铜锡合金制成,重达1吨.1845年英国的洛斯制造的反射望远镜,反射镜直径为1.82米.1913年在威尔逊山天文台反望远镜,直径为254米.1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米反射镜的反射式望远镜.1969年在苏联高加索北部的帕斯土霍夫山 上装设了直径为6米的反射镜,它是当时世界上最大的反射式望远镜,现在大型天文台大都使用反射式望远镜.
㈤ 天文望远镜对天文发展的影响
折射式望远镜
1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。
需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。
1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
反射式望远镜
第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，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，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。
赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。
1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976 年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。
反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
折反射式望远镜
折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的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，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，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，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
自七十年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
从八十年代开始，国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中，欧洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。
优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下，可以将80%的几何光能集中在0〃.6范围内，而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。
下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍：
凯克望远镜（Keck I，Keck II）
Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克（Keck W M）捐赠（Keck I 为9400万美元，Keck II为7460万美元）而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测。
它们的口径都是10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。
"象Keck这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻"。
欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）
欧洲南方天文台自1986 年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1〃，跟踪精度为0.05〃，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。
现在已完成了其中的两台，预计于2000年可全部完成。
双子望远镜（GEMINI）
双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,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，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。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红外区接近衍射极限。
该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。
昴星团（日本）8米望远镜（SUBARU）
这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1〃的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。
此望远镜将安装在夏威夷的莫纳克亚，从1991年开始，预计9年完成。
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）
这是我国于1996年开始启动，并于2008年底完成研制并试运行的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：
1． 把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。
2． 球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
3． 多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。
LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m，比SDSS计划高2等左右，实现107个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级。
1932年央斯基（Jansky. K. G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。
第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。
英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜；
六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。
七十年代，联邦德国在波恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。
另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。
国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。
在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。
相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。
我们知道，在地球表面有一层浓厚的大气，由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为"大气窗口"，这种"窗口"有三个。
光学窗口：这是最重要的一个窗口，波长在300～700纳米之间，包括了可见光波段（400～700纳米），光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。
红外窗口：红外波段的范围在0.7～1000微米之间，由于地球大气中不同分子吸收红外线波长不一致，造成红外波段的情况比较复杂。对于天文研究常用的有七个红外窗口。
射电窗口：射电波段是指波长大于1毫米的电磁波。大气对射电波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范围内大气几乎是完全透明的，我们一般把1毫米～30米的范围称为射电窗口。
大气对于其它波段，比如紫外线、X射线、γ射线等均为不透明的，在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。
红外望远镜
最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代，当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。
1983年1月23日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。
1995年11月17日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台（ISO）发射升空并进入预定轨道。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜，它的功能和性能均比IRAS有许多提高，它携带了四台观测仪器，分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F－P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比， ISO从近红外到远红外，更宽的波段范围；有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测（IRAS的观测是巡天观测），这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。
从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处，因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。
紫外望远镜
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。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空，以后用了火箭，航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。
紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为3100～100埃，和X射线相接，这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。
1968年美国发射了OAO-2，之后欧洲也发射了TD-1A，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空，它携带了一架0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测了天体的950～3500埃的紫外谱。
1978年发射了国际紫外探测者（IUE），虽然其望远镜的口径比哥白尼号小，但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。
1990年12月2～11日，哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测；1995年3月2日开始，Astro-2天文台完成了为期16天的紫外天文观测。
1992年美国宇航局发射了一颗观测卫星――极远紫外探索卫星（EUVE），是在极远紫外波段作巡天观测。
1999年6月24日FUSE卫星发射升空，这是NASA的"起源计划"项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。
紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分，自哥白尼号升空至今的30年中，已经发展了紫外波段的EUV（极端紫外）、FUV（远紫外）、UV（紫外）等多种探测卫星，覆盖了全部紫外波段。
X射线望远镜：
X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的，因此只有在六十年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线进行观测。
1962年6月，美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源，这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代，高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段的巡天观测，使X射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来，各国相继发射卫星，对X射线波段进行研究：
1987年4月，由前苏联的火箭将德国、英国、前苏联、及荷兰等国家研制的X射线探测器送入太空；
1987年日本的X射线探测卫星GINGA发射升空；
1989年前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星――GRANAT，它载有前苏联、法国、保加利亚和丹麦等国研制的7台探测仪器，主要工作为成象、光谱和对爆发现象的观测与监测；
1990年6月，伦琴X射线天文卫星（简称ROSAT）进入地球轨道，为研究工作取得大批重要的观测资料，到现在它已基本完成预定的观测任务；
1990年12月"哥伦比亚"号航天飞机将美国的"宽带X射线望远镜"带入太空进行了为期9天的观测；
1993年2月，日本的"飞鸟"X射线探测卫星由火箭送入轨道；
1996年美国发射了"X射线光度探测卫星"（XTE），
1999年7月23日美国成功发射了高等X射线天体物理设备（CHANDRA）中的一颗卫星，另一颗将在2000年发射；
1999年12月13日欧洲共同体宇航局发射了一颗名为XMM的卫星。
2000年日本也将发射一颗X射线的观测设备。
以上这些项目和计划表明，未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮。
γ射线望远镜：
γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高，由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。
1991年，美国的康普顿（γ射线）空间天文台（Compton GRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的结果。
CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ 射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE），可变向闪烁光谱仪实验（OSSE）， 1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）。
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL，准备在2001年送入太空，它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。
我们知道，地球大气对电磁波有严重的吸收，我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展，在大气外进行观测已成为可能，所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Space telescope）。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势：以光学望远镜为例，望远镜可以接收到宽得多的波段，短波甚至可以延伸到100纳米。没有大气抖动后，分辨本领可以得到很大的提高，空间没有重力，仪器就不会因自重而变形。前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。
哈勃空间望远镜（HST）：
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993 年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。
HST最初升空时携带了5台科学仪器：广角/行星照相机，暗弱天体照相机，暗弱天体光谱仪，高分辨率光谱仪和高速光度计。
1997年的维修中，为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪，把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率。
1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机，并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪，这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能。
HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响。
二十一世纪初的空间天文望远镜：
"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA"起源计划"的关键项目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团。其中，NGST是大孔径被动制冷望远镜，口径在4～8米之间，是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面。将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案，提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量，同时由于具有综合成图能力，能产生高分辨率的图象，所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的。
"天体物理的全天球天体测量干涉仪"（GAIA）将会在对银河系的总体几何结构及其运动学做全面和彻底的普查，在此基础上开辟广阔的天体物理研究领域。GAIA采用Fizeau干涉方案，视场为1°。GAIA和SIM的任务在很大程度上是互补的。
㈥ 天文望远镜的历史意义是什么
在望远镜发明之前，人们只能用肉眼或依靠简单的工具进行天文观测，因而观测视野受到很大的限制。1609年，意大利科学家伽利略用自制的可以放大30倍的望远镜，第一次看到了月球上奇特的环形山，发现了木星的4颗大卫星，观察到了太阳黑子、金星的盈亏变化以及银河中密布的点点繁星等过去从未见到过的奇妙现象。从此，专门用于天文观测的望远镜就很快发展起来。
像普通望远镜一样，天文望远镜能把远处的景物拉到观测者的眼前。天文望远镜比一般望远镜不仅要大得多，而且也精良得多。现代的天文（光学）望远镜折反射望远镜
品种很多，根据设计原理，大致可以分为三大类：
第一类是折射望远镜。这种望远镜是使用最早的望远镜。它的前端是以一个或一组凸透镜作为物镜，后面是一个目镜。光线从前面进来，从后端出去。这种单远镜焦距较长，最适宜于天体测量工作。第一架天文望远镜——伽利略望远镜就是折射式望远镜。现在世界上最大的折射望远镜，是美国叶凯士天文台的口径为102厘米的望远镜。
第二类是反射望远镜。由于早期的折射单远镜有许多缺陷，看到的景物往往变形，并且在景物周围总有一圈五彩缤纷的色晕，影响观测精度，为了克服这些缺陷，牛顿发明了反射式望远镜。这种望远镜利用反射原理，用凹面镜作为物镜，把来自天体的光线反射、聚集起来，不仅成像质量较高，而且还有镜筒较短、工艺制作较易等优点。因此，现代大型天文望远镜大多属这种类型。目前世界上最大的天文望远镜，要数高加索山上那台口径6米和美国帕洛玛山天文台的口径5?08米的反射望远镜了。后者的镜头玻璃就有20吨重，利用它可以窥见21等的暗星。
第三类是折反射望远镜，它是由德国光学家施密特设计出来的。这种望远镜综合了前两类望远镜的优点，视野宽，光力强，像差小，因而最适合用来研究月球、行星、彗星、星云等有视面的天体。
1990年4月24日，美国航天飞机“发现”号从卡纳维拉尔角顺利升空，25日把目前世界上最复杂的太空望远镜送入离地球610千米高的圆形轨道（1967年10月10日美国曾发射了绕太阳运转的空间观察站）。这架太空望远镜是由美国国家航空航天局和欧洲空间局联合研制的一台大型太空天文望远镜，原来计划于80年代中期升空服役，后来因为1986年1月28日“挑战”号航天飞机爆炸而推迟。
这架太空望远镜以美国天文学家埃德温·皮·哈勃的名字命名，以纪念他在星系天文学、宇宙结构和膨胀理论方面创造性的工作和杰出贡献。
“哈勃”太空望远镜
哈勃太空望远镜是有史以来最大、最先进的天基天文望远镜（一般天文望远镜多设在陆地天文台，以陆地为基地，称为地基天文望远镜），其外形呈圆柱状，长13米，直径4?5米，总重量为12吨，两侧各有一块长12米的大面积太阳能电池板。从远处看去，哈勃太空望远镜犹如一只滞留太空的巨大天鹰。哈勃太空望远镜主要由光学望远镜装置、保障系统和科学仪器三部分组成。
光学望远镜装置是太空望远镜的心脏，主要包括直径2?4米的主反射镜，直径0?3米的副反射镜和支撑结构，主反射镜和副反射镜的精密度是决定太空望远镜性能的重要部件。
光由舱门进入太空望远镜后，首先射到主反射镜，再反射到相距4?5米处的副反射镜；而后，副反射镜又把光从主反射镜中心的一个孔中反射到科研仪器上记录成像。
保障系统是哈勃太空望远镜的主要设备，包括有信息传输、温度监控、位置调解和电力供应等部分。信息传输通过镜上的无线电系统和地球同步通信卫星完成。位置调解由镜上的精密制导传感器感受望远镜的俯仰和偏航信息，送给位置控制装置实现，能保证望远镜的位置稳定在0?007弧秒内，使其方向飘移不超过0?007弧秒，以保障科学仪器的观测工作。望远镜两侧有大面积矩形太阳能电池板，它把太阳能直接转变成电能，供望远镜使用。科学仪器是哈勃太空望远镜一系列新成果的创造者，主要有五个。其中暗弱天体摄影机、暗弱天体分光摄谱仪、高分辨率分光摄谱仪以及高速光度计四个仪器，其尺寸有一个电话间那样大。均被安置在望远镜后部主反射镜后面，在副反射镜聚焦面附近，接收从副反射镜反射来的光。第五个是广角行星摄影机，它被安置在望远镜后部的圆周壁上。它们共同使用一个光学反射镜系统。
暗弱天体摄影机是望远镜中最重要的科学仪器，顾名思义，它可以捕捉到一些不清晰、光线暗淡而微弱的遥远天体，并把观测到的情况记录下来。它通过摄影机的光学转换器把像素点放大，提高其分辨率。转换器先把像素的探测器视场角缩小，再用图像增强仪探测出来，后经放大送到终端荧光屏，形成一个相应的亮点；再用电影摄影机把荧屏上的扫描光点记录下来，并储存在电子计算机里，最后构成图像。
暗弱天体分光摄谱仪主要用来测量暗弱天体的化学成分。它通过特殊的光栅和滤光片，可以制成光谱底片。
分析这些光谱底片，不仅可得到光源的化学成分数据，还能获得光源的温度、运动情况以及物理特性等信息。
高分辨率分光摄谱仪用于测量星际和星体周围的紫外线辐射，以便研究爆炸星系的物理组成、星际中的气体云和星体物质的逸散等问题。
高速光度计是太空望远镜中最简单的科学仪器。它可以测量从天体发来的极亮的光；还可以广泛进行显微水平的精密测量；能通过测量接收到目标天体发来的光的总和，而得出目标天体的距离。这个光度计将在精确测量银河系及其他附近星系方面发挥更大作用。
广角行星摄影机是由装在一个仪器箱中的两个独立摄像机所组成，主要用于对行星进行观测。由于其视野广阔，所以能观测到更大的宇宙空间，并能提供更精美的星体图像，所得到的行星图像，如同近距摄得的一样清晰。由哈勃望远镜拍摄的太空哈勃太空望远镜的结构设备，绝大部分由以美国洛克希德导弹与航天公司为首的多家厂商、大学和科研单位承包制造，而欧洲航天局承包了太阳能电池板和暗弱天体摄影机的研制工作。这架望远镜耗资15亿美元，每年的维护费2亿美元，可以在太空工作15年。
由哈勃太空望远镜拍摄的太空
哈勃太空望远镜实质上就是一颗大型天文卫星，犹如一座空间天文台。由于它在地球大气层外的宇宙中工作，从而消除了地面天文观测的障碍；避开了大气层对天体光谱的吸收和大气层湍流对天体观测的影响。这样的环境优势，使得哈勃太空望远镜的性能大大地提高了。
在美国哥达德太空中心，科学家们检测了哈勃望远镜敏感的探测力，它的能力等于从华盛顿观察到1?6万千米外的悉尼的一只萤火虫。哈勃太空望远镜能够探测出比地面望远镜可测光微弱数十倍的光线，相当于在地球上看清月球上2节手电筒的闪光。它的清晰度比目前地面望远镜高10倍。
美国宇航局的爱德华·韦勒说，一个地面望远镜能看清一颗10亿光年的恒星，而哈勃太空望远镜能看到100亿光年的恒星，可让科学家们看清宇宙间还未成熟的恒星，因为它们的年龄也在100亿到200亿年之间。更令人吃惊的发现是，由于这个望远镜能看到从亿万千米远天体上发光时的情况，因此它能让科学家们知道光在到达地球前是什么样子。例如光从太阳到地球约需8分钟，有了哈勃太空望远镜，科学家们就会知道光刚从太阳发射的情况。
科学家认为，这是自400年前伽利略用自制的望远镜观察天体以来，天文学上又一令人惊奇的望远装置，它将揭开人类探索宇宙的新篇章，使人类认识一系列鲜为人知的奥秘。科学家希望它将帮助回答宇宙的形成和演变，地球以外是否有智慧生物等一系列科学难题。
为了确保太空望远镜在空间正常而有效地工作，必须有地面和空中的多方配合。为此而组成了包括航天飞机、太空望远镜、跟踪和数据中继卫星以及地球站在内的大系统，所有这些方面缺一不可。
航天飞机是太空望远镜的唯一运载工具，它主要承担望远镜的发射入轨、在轨更换仪器设备与检修以及回收等任务。跟踪和数据中继卫星是位居地球静止轨道的通信卫星，由美国的“挑战”号航天飞机发射入轨，它在太空望远镜系统中承担着信息的中转传输任务，即把望远镜观测得到的数据转发给地面，并把地球站对望远镜的跟踪和遥控信息转发给太空望远镜。太空望远镜系统所需的两颗跟踪和数据中继卫星已由美国的航天飞机于20世纪80年代中、后期发射入轨，分别定位在西经41度和170度赤道上空。这两颗卫星与一个地球测控站组网，能使哈勃太空望远镜在其运行的85％时间与地面保持联系。
美国宇航局哥达德太空飞行中心内的太空望远镜操作控制中心，控制着哈勃太空望远镜环绕地球运行、观测准备和探索宇宙的具体工作。首先要打开望远镜的太阳能电池板，以便为镜上各系统正常工作提供必要的能源。倘若太阳能电池遥控展开失败，则可由航天飞机上的宇航员去用手动摇杆将其打开；如果望远镜由于某种原因不能使用，还可把它重新放回航天飞机货舱，带回地面检修。如果望远镜的各部分工作正常，整个太空望远镜系统就可开始联网运转，太空望远镜可将其观测到的大量信息，源源不断地通过一个跟踪和数据中继卫星适时传输给地球站。
5月20日，哈勃太空望远镜首次睁开它的电子眼观察宇宙，拍摄了具有历史意义的第一张太空照片。
在当天的格林尼治时间15时12分，哈勃太空望远镜运行到新几内亚查亚普拉上空时，广角行星摄像机启动1秒钟，拍摄了首张黑白照片。随后摄像机快门再次启动，曝光30秒，拍摄了第二张照片；第一张照片拍摄的是银河系中的NG3532星团，它距离地球约1260光年，是一个很难区别的星群；第二张拍摄的是太阳，这两张照片先是存储在磁带上，两个多小时后转发到地面。
哈勃太空望远镜的第一批图像经过计算机处理，比原来预料的清晰度高2～3倍；虽然显示有几十个太阳的第二张照片，图像稍微拉长了，但在没有完成望远镜光学系统调焦的情况下，得到这样的照片，其质量比原来预料的还要好。
哈勃太空望远镜的轨运行周期为97分钟，即每隔97分钟绕地球运行一圈，一天之内日出日没达15次，进出地球阴影区15次。
知识点
地球静止轨道
地球静止轨道又叫地球静止同步轨道、地球同步转移轨道，是指卫星或人造卫星垂直于地球赤道上方的正圆形地球同步轨道。由于在这个轨道上进行地球环绕运动的卫星或人造卫星始终位于地球表面的同一位置，所以地表上的观察者在任意时刻始终可以在天空的同一个位置观察到它们，并会发现它们在天空中静止不动。
㈦ 天文观察望远镜的发展经历了什么过程
望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜制作而成的光学仪器，主要用于观察远距离目标物体的特征和情况。望远镜是利用光线透过凹透镜形成的小孔成像原理制成的，它可以将距离很远的物体景象放大，然人们清楚的观察到它的具体形态，对物体更小的细节和阴影都观察的更加清楚和仔细，所以在古代人们也将其成为“千里眼”。1609年意大利的佛罗伦萨人伽利略?伽利雷在望远镜原有的基础上，发明出了功能增强40倍的双镜望远镜，并将其投用于天文科学研究，这是历史上第一部应用于科学研究的实用望远镜。由于这种望远镜功效的大大增加，使人们可以观测到天空中人体肉眼无法看清和分辨的事物体，所以这种望远镜慢慢地就演变成为天文观测工作中必不可少的工具。
随着时代的变迁，望远镜的功效和应用途径也发生了很大的变化，人们根据这些天文望远镜不同的使用功效，将其分为折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。望远镜的用途也由单一变成多样的使用性，广泛应用于军事、高科技生物研究等方面。
用透镜作物镜的望远镜被称为折射望远镜，在历史的演变中，用凹透镜作目镜制成的望远镜被称为伽利略望远镜；用凸透镜作目镜制成的望远镜则被称为开普勒望远镜。因为单透镜物的镜色差和球差都相当严重，所以现代的折射望远镜都是用两块或两块以上的透镜组作物镜制成的。其中以双透镜物制成的望远镜应用的最普遍和广泛，这种望远镜是由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜相叠在一起组成，这两种透物镜相结合后，可以完全消除透出的景物波长，对得出的景物位置色差也可以相对的减弱。
双透物镜的体积和视野范围都比较小。双透镜物镜的相对口径较小，一般都在1/15～1/20之间，很少大于1/7，可用视场也不大。人们将口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起的望远镜称为双胶合物镜；要增加相对口径和视场的使用，可以采用多透镜物镜组。
伽利略望远镜具有结构简单、光能损失少、镜筒短、携带轻便、视野成像比较正的良好特点，但是它的事物扩展倍数小，观察视野面小，一般都是充当观看近距离的观剧镜和玩具望远镜。在使用开普勒望远镜时，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的景物是正像。但是开普勒望远镜采用的是前宽后窄的双筒结构，这种结构可以组成双直角棱镜正像系统，这套系统可以在纠正原有望远镜结构中，形成的倒立成像系统；同时还可以将望远镜的体积和重量，在很大限度上减小。其缺点就是透镜正像系统需要采用一组复杂的透镜来将成像像倒转，这样做成本比较的高。但是由俄罗斯人发明的20×50三节伸缩古典型单筒望远镜就大大的避免了这项情况的出现，它是采用精良的透镜正像设计系统来进行事物成像的。
现代人们用的折射望远镜一般都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式。
历史
1611年，德国天文学家开普勒首次用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，因此后人将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得更好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。此后，天文学家一直想研制出更长的望远镜，但最后几乎都以失败而告终。
1757年，杜隆经过对玻璃和水的折射与色散现象的研究，为消色差理论奠定了基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但由于当时科技发展的局限性，很难铸造出较大的火石玻璃。最初研究消色差望远镜时，人们能磨制成的最大的透镜只有10厘米。
19世纪末，由于制造技术有了很大的进步，随之出现的就是制造大口径的折射望远镜的科学热潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
折射望远镜最适合用来做测量天体方面的工作，因为其焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜。同时，在重力作用下，大尺寸的透镜变形会很严重，因而丧失敏锐的焦点。
用凹面反射镜作为物镜的望远镜就就是反射望远镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜等几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其他像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000～9000埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，红外和紫外等不可见光波段也可以用反射望远镜来研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5～1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，而且主镜只有一个表面需要加工，从而大大降低望远镜造价和制造的困难。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。目前口径在1.34米之上的光学望远镜除了有反射望远镜外就再也找不到其他的了。发射望远镜的主要科研使命就是研究天体的物理特征。
历史
1668年诞生了世界上第一架反射式望远镜。牛顿曾经好几次磨制非球面透镜，但屡遭失败，因此他改用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。虽然球面镜会产生一定的象差，但反射镜代替折射镜却是科学上一个成功的转折。
1663年，詹姆斯?格雷戈里在提出一种方案：分别用凹面镜作为一面主镜和副镜，把副镜放在主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜。他提出的这个建议在理论上是正确的，但是，由于当时制造水平的局限性，它所提到的一些要求是无法实现的，因此，格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，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，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。
赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯?冯?利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。
1918年末，海尔主持建造的胡克望远镜投入使用，它的口径是254厘米。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，值得骄傲的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
20世纪，20～30年底，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米的望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海尔望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了”。后来，1976年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，而他所发挥的作用还不如海尔望远镜，再次使阿西摩夫的话得到了验证。
反射式望远镜有许多优点，例如它没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体情况的各种信息，与折射望远镜相比，更容易制作。但同时它本身也有很多不足之处，口径大的话，视场会比较小，得到的图像资料的清晰度和亮度不是很高，而且折射镜的物镜需要定期镀膜等。
第二次世界大战后，反射式望远镜在天文观测中得到很快的发展，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米的海尔反射式望远镜。1969年在前苏联高加索北部的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，美国航空航天局（NASA）将哈勃太空望远镜送入轨道，然而，由于镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并更换了透镜后，哈勃望远镜才开始全面发挥作用。哈勃望远镜拍摄图片时不受地球大气层的影响，因此它拍出来的图片要比地球上同类望远镜的清晰度高10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成。2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”(VLT)，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。现在，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的白色巨人兄弟发起了冲击。这些新的竞争参与者包括30米口径的“加利福尼亚极大望远镜”（California?ExtremelyLarge?Telescope，简称CELT），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）。科学家们指出，研制的这批新的望远镜，不仅能拍出比哈勃太空图片像质更好的图片资料，还能收集更多的光。更加清晰可靠的太空图像资料能使人更了解100亿年前星系形成时初态恒星和宇宙气体的情况，并观测清楚遥远恒星周围的行星。
折反射望远镜中的球面反射镜用来成像，而折射镜则能用来校正像差，同时，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。用的比较广泛的有施密特望远镜。它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它的一个面是平面而另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。
还有一种马克苏托夫望远镜，在球面反射镜前面加一个弯月形透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。折反射望远镜的特点是相对口径很大，甚至能大于1，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体，折反射望远镜的反射镜有副镜的保护，不易被灰尘等污染物侵袭。
历史
世界上第一台折反射式望远镜的出现于1814年。
1931年，德国光学家施密特用一块类似于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，对暗弱星云的拍照效果非常突出。如今施密特望远镜是天文观测的重要工具。
1940年马克苏托夫又制作出了一种新型的折发射望远镜。马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，使它的两个表面变成两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，清晰度和亮度比较小，但放大的倍数比较大，同时对玻璃的要求也高一些。
折发射式望远镜分别吸收了折射和反射望远镜的优点，因此很适合业余天文观测，也是广大天文爱好者最佳的选择。
㈧ 天文望远镜有什么作用
概述
天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。
折射式望远镜
1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。
需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。
1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
反射式望远镜
第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，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，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。
赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。
1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976 年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。
反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
㈨ 望远镜的发展历史
17世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希（Hans Lippershey），为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好象变大拉近了，于是在无意中发现了望远镜的秘密。1608年他为自己制作的望远镜申请专利，并遵从当局的要求，造了一个双筒望远镜。据说小镇好几十个眼镜匠都声称发明了望远镜，不过一般都认为利伯希是望远镜的发明者。
望远镜发明的消息很快在欧洲各国流传开了，意大利科学家伽利略得知这个消息之后，就自制了一个。第一架望远镜只能把物体放大3倍。一个月之后，他制作的第二架望远镜可以放大8倍，第三架望远镜可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望远镜。伽里略用自制的望远镜观察夜空，第一次发现了月球表面高低不平，覆盖着山脉并有火山口的裂痕。此后又发现了木星的4个卫星、太阳的黑子运动，并作出了太阳在转动的结论。几乎同时，德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜，他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野宽阔。但开普勒没有制造他所介绍的望远镜。沙伊纳于1613年—1617年间首次制作出了这种望远镜，他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜，把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像。沙伊纳做了8台望远镜，一台一台地云观察太阳，无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子。因此，他打消了不少人认为黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在。在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有加此保护装置，结果伤了眼睛，最后几乎失明。荷兰的惠更斯为了减少折射望远镜的色差在1665年做了一台筒长近6米的望远镜，来探查土星的光环，后来又做了一台将近41米长的望远镜。
使用透镜作物镜的望远镜称为折射望远镜，即使加长镜筒，精密加工透镜，也不能消除色象差，牛顿曾认为折射望远镜的色差是不可救药，后来证明过分悲观的。1668年他发明了反射式望远镜，斛决了色差的问题。第一台反望远镜非常小，望远镜内的反射镜口径只有2.5厘米，但是已经能清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等（见附图1）。
1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送给了英国皇家学会，至今还俣存在皇家学会的图书馆里。1733年英国人哈尔制成第一台消色差折射望远镜。1758年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜，把各自形成的有色边缘相互抵消。但是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102厘米，安装在雅弟斯天文台。1793年英国赫瑟尔（William Herschel），制做了反射式望远镜，反射镜直径为130厘米，用铜锡合金制成，重达1吨。1845年英国的帕森（William Parsons）制造的反射望远镜，反射镜直径为1.82米。1917年，胡克望远镜（Hooker Telescope）在美国加利福尼亚的威尔逊山天文台建成。它的主反射镜口径为100英寸。正是使用这座望远镜，哈勃（Edwin Hubble）发现了宇宙正在膨胀的惊人事实。1930年，德国人施密特（Bernhard Schmidt）将折射望远镜和反射望远镜的优点（折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差）结合起来，制成了第一台折反射望远镜。
战后反射式望远镜在天文观测中发展很快，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米的海尔（Hale）反射式望远镜。1969年在前苏联高加索北部的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，NASA将哈勃太空望远镜送入轨道，然而，由于镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并更换了透镜后，哈勃望远镜才开始全面发挥作用。由于可以不受地球大气的干扰，哈勃望远镜的图像清晰度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成。2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”(VLT)，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。现在，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的白色巨人兄弟发起了冲击。这些新的竞争参与者包括30米口径的“加利福尼亚极大望远镜”（California Extremely Large Telescope，简称CELT），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）。它们的倡议者指出，这些新的望远镜不仅可以提供像质远胜于哈勃望远镜照片的太空图片，而且能收集到更多的光，对100亿年前星系形成时初态恒星和宇宙气体的情况有更多的了解，并看清楚遥远恒星周围的行星。
天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。
折射式望远镜
1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。
需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。
1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
反射式望远镜：
第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，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，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。
赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。
1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976 年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。
反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
折反射式望远镜：
折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的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，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，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，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
㈩ 天文望远镜发展史。
先是伽利略制作了第一架折射天文望远镜，但存在色散问题，后来牛顿发明了反射式望远镜，但有球差的问题，再后来出现了折反式望远镜，两个问题都得到了解决。