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來源：互聯網

望遠鏡（telescope）是一種用于觀察、瞄準、測量遠處物體的光學儀器，其角放大率一般大于1。廣義上講，也可指對人眼看不見的電磁波進行觀測的天文儀器。其多運用于地面觀測、天文觀測、天文攝影、太空探測等領域。

1608年，荷蘭眼鏡商人漢斯·李波爾（Hans Lippershey）偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，制出了世界上第一架雙目望遠鏡。1609年，意大利物理學家伽利略·伽利萊（Galileo Galilei）以此為靈感制成了第一架折射望遠鏡，望遠鏡開始在天文學領域適用。此后，科學家約翰尼斯·開普勒（Johannes Kepler）、艾薩克·牛頓（Sir Isaac Newton）、卡塞格林（Cassegrain）、伯恩哈德·福爾多馬爾·施密特（Bern-hard Voldomar Schmidt）等先后對望遠鏡進行了優化改進，并產生了多種折射式、反射式、折反射式的望遠鏡。經過400多年的發展，望遠鏡的功能越來越強大，觀測的距離也越來越遠。進入近代以后，隨著科技的發展，望遠鏡不再局限于地面觀測，開始進入太空，接收微波等電磁輻射信號，進而出現了射電望遠鏡、空間望遠鏡等新型望遠鏡。

望遠鏡主要光學系統、機械結構、指向系統、圖像采集系統、電子系統等組成，通過放大遠處物體的張角，使人眼能看清角距更小的細節，并可以把物鏡收集到的比瞳孔直徑（約7毫米）粗的光束送入人眼，使觀測者能看到原來看不到的暗弱物體。典型型號有甚大望遠鏡、500米口徑球面射電望遠鏡、哈勃空間望遠鏡、大熊湖太陽望遠鏡等。

名稱由來

1611年4月14日，伽利略·伽利萊·伽利萊（Galileo Galilei）為了展示自己使用儀器獲得的諸多發現，在羅馬參加了由猁學院創辦者、蒙蒂塞洛侯爵費德里科·塞西（Federico Cesi）主辦的宴會。在宴會上，希臘詩人兼神學家約翰·德米西亞尼（John Demisiani）將伽利略使用的儀器首次命名為“望遠鏡”（telesocope），該詞在希臘語中表示“有遠見”。

發展歷程

早期誕生

17世紀初，荷蘭的眼鏡匠發明了察諜鏡（spyglass），這是一種將一枚凸透鏡放在眼前的一枚凹透鏡前方，從而獲得遠處景物放大圖像的儀器。1608年秋，荷蘭眼鏡匠漢斯·李波爾（Hans Lippershey）向尼德蘭聯省共和國的實際統治者奧倫治親王毛里斯（Maurice of Orange）贈送了一臺察諜鏡，并申請專利。但海牙議會審議后決定授予利佩希一筆獎金，并沒有授予其專利，因為荷蘭眼鏡匠詹森（Zacharias Jansen）、梅提烏斯（Jacob Metius）等人都聲稱自己是察諜鏡的發明者，并能制造察諜鏡。

近現代發展

1609年，意大利物理學家伽利略·伽利萊（Galileo Galilei）得到了關于察諜鏡的消息，通過對其學習并進行改進，制作了一架口徑 4.2 厘米，長約1.2米的折射望遠鏡。這個望遠鏡用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為天文望遠鏡目鏡，被稱為伽利略望遠鏡。該望遠鏡的觀測距離可達到肉眼能見的20倍之遠，伽利略開始用它觀測星空、天體、例如月球、土星等。

伽利略式望遠鏡的發明，對天文觀測產生積極作用，但其可以放大的倍數和視場較小。德國天文學家約翰尼斯·開普勒在接觸到伽利略式望遠鏡后，主張在伽利略式望遠鏡基礎上對鏡筒進行加長，并將目鏡換作凸透鏡，使視野更加寬闊，但這種望遠鏡成像時為倒像。1613年─1617年間，德國學者、耶穌會教士克里斯托夫·沙伊納（Christoph Scheiner）根據開普勒提供的理論，首次制作出了這種望遠鏡，而后這種望遠鏡被稱為開普勒式望遠鏡。

但此時的望遠鏡在觀看恒星或行星等發亮物體時，在它們周圍會出現一個彩色的環，以致很難看清觀測目標。1655年，荷蘭物理學家克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）為減少折射望遠鏡色差的影響，制造出一架物鏡直徑5厘米多、鏡身長約 3.6米的望遠鏡。該望遠鏡能放大五十倍。為更加清晰地觀測土星，惠更斯進而制作一架鏡筒長達37米的望遠鏡，并在土星觀測方面取得了一定成就。

此時，人們認為是焦距的長短決定了望遠鏡能放大多少倍，所以望遠鏡越造越長，使用起來愈來愈困難，天文學家們也開始想方設法改進望遠鏡，想要在縮短望遠鏡鏡身的同時仍能獲得清晰的星象。英國科學家羅伯特·胡克（Robert Hooke）曾提出利用反射鏡使光線反復彎折，從而減短鏡身。1663年，英國數學家、天文學家詹姆斯·格雷高里（James Gregory）提出利用兩面鏡子來解決鏡身過長的問題，即在主鏡中央設一小孔，使反射光線會聚至焦點后重新發散，射到鏡筒中央的凹面副鏡上，而光線經過第二次反射后會聚進入主鏡的小孔。然后，光再通過目鏡產生一個放大象。但當時的工藝水平無法造出與他們的理論相匹配的鏡子。1666年，物理學家艾薩克·牛頓想通過磨制非球形的鏡面來消除危害透鏡的象差，但多次實驗后沒有成功。

1668年，牛頓決定采用球面反射鏡作為主鏡，另在主鏡的焦點前面放置一個與主鏡成45°的反射鏡，使經主鏡反射后的會聚光經反射鏡以90°反射出鏡簡后到達目鏡，并于同年制造出了一架長約15厘米的反射望遠鏡。該望遠鏡在鏡身減小的同時，可以將物像放大40倍，此后這種望遠鏡便被稱作牛頓式反射遠鏡。

1672年，法國天文學家卡塞格林（Cassegrain）提出了反射望遠鏡的第三種設計方案，其結構與格雷高里望遠鏡相似，但將凸面鏡作為副鏡并提前到主鏡焦點之前。這種望遠鏡降低了放大率，但消除了球差，降低了焦距，所得圖象清晰，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，卡塞格林式反射望遠鏡得到了較廣泛的應用。

反射望遠鏡解決了折射望遠鏡鏡身過長的不足，但同樣大小的反射望遠鏡產生的物象要比折射望遠鏡產生的物象暗淡，致使其無法滿足專業性研究工作如恒星觀測等的需要，也無法完全替代長鏡身望遠鏡。1721年，英國數學家約翰·哈德利（John Hadley）在無意中磨制出球差更小的鏡子，制造出第一架可與當時使用的折射望遠鏡媲美的反射望遠鏡，并在此后發明了一種光學檢驗法，用以判斷反射鏡的聚焦精度。

1733年，英國律師兼數學家切斯特·穆爾·霍爾（Chester Moore Hall）想到利用色散程度更高的火石玻璃做凹透鏡，而色散程度低的冕牌玻璃做凸透鏡，使之組合成一塊塊雙凸透鏡，達到消色差的目的。1757年，光學儀器商約翰·多洛德（John Dollond）在采納其創意基礎上，建立了消色差透鏡的理論基礎，并制造出了一個消色差透鏡。1765年，約翰與兒子彼得·多洛德（John Dollond）一起制造出消色差的折射望遠鏡。而后，消色差折射望遠鏡取代了長鏡身望遠鏡，和反射望遠鏡一起成為天文學家們研究天體的望遠儀器。

1789年，天文愛好者威廉·赫歇爾（William Herschel）在牛頓式反射望遠鏡的基礎上制作出一種新的反射望遠鏡，即把主鏡斜放在鏡筒中，使平行光經反射后匯聚于鏡筒的一側，焦點在靠近前方鏡筒口的地方，可以倚在筒口邊俯視物像。這種望遠鏡被稱作“赫歇爾式反射望遠鏡”或“前視反射望遠鏡”。

受材料所限，赫歇爾式反射望遠鏡的金屬鏡面維持困難，且為達到更高的精度，反射望遠鏡的口徑越制越寬。1789年，瑞士手藝匠皮埃爾·路易斯·吉南德（Pierre Louis Guinand）實驗出制造更大更均勻玻璃的手工藝。1807年，吉南德在德國光學家約瑟夫·馮·夫瑯和費（Joseph von Fraunhofer）幫助下，制成了一塊24厘米優質透鏡，并將它裝入一架折射望遠鏡。鏡面改進后，反射望遠鏡與折射望遠鏡相比體型優勢已不再明顯。

1908年，天文學家喬治·海爾（George Ellery Hale）建成一架口徑1.53 米的反射望遠鏡，其鏡子為玻璃制品。1917年，由海耳籌建、商人胡克出資的口徑為2.54米的胡克反射望遠鏡投入使用，而后，天文學家哈勃空間望遠鏡（Hubble）借助該望遠鏡發現了宇宙正在膨脹的事實。在大型反射望遠鏡取得天文研究成果的同時，其拋物面反射鏡所具有先天性的缺陷日漸明顯，在觀測遠離中心的天體時，常出現“彗差”，即使恒星的象看上去活象極小的彗星，拖著一條背離中心的尾巴。

1930年，為滿足天文觀測的更高需求，德籍俄國光學家伯恩哈德·福爾多馬爾·施密特（Bern-hard Voldomar Schmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點相結合，用一塊接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制造出第一臺折反射望遠鏡。這種望遠鏡可以消球差和軸外象差，可以作寬視場的巡天工作，在相對氣候較惡劣的地方也能有效地使用，用它拍攝的天體照片質量也較高，其被稱作“施密特望遠鏡”，又稱為“施密特照相機”。

1940年，蘇聯光學家馬克蘇托夫（Maksutov）用一個彎月形伏透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠鏡。馬克蘇托夫望遠鏡相比施密特望遠鏡的改正板鏡面更容易磨制，鏡筒也比較短，視場更廣闊，但對玻璃的要求也高一些。由于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，得到了廣大天文愛好者的喜愛。

其實早在20世紀30年代，隨著射電天文學的發展，研究者對接收微波回波的需求增強，用于接收無線信號的射電望遠鏡也開始出現。1936年，美國天文學家KG·楊斯基（Karl Guthe Jansky）建成了第一個可以收集30°寬的“扇形”方向束的射電望遠鏡。

1960年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用干涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。1961年，用以探測伽瑪射線的“伽瑪射線望遠鏡”跟隨探險者XI號進入太空投入使用。與此同時，用以檢測X射線的“X射線望遠鏡”也發射使用，望遠鏡開始進入太空。1963年，一架口徑305米、占地73000平方米的盤狀天線組成的固定式射電望遠鏡在波多黎各竣工。20世紀的70年代末，美國在新墨西哥州建成了規模巨大的呈“Y”形狀的甚大天線陣（Very Large Array），成為當時世界上最大的天文望遠鏡。

1990年，美國航空航天局美國航空航天局發射了二十世紀人類最大的空間光學望遠鏡，也是大型軌道天文臺計劃的第一顆衛星，即哈勃空間望遠鏡。由于可以不受地球大氣的干擾，哈勃望遠鏡可以獲得通常被大氣層吸收的紅外光譜的圖像，圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。

新世紀發展

進入21世紀后，望遠鏡技術繼續發展。2000年，美國建成了世界上最大的可動偏軸式的100米直徑的射電望遠鏡。2001年，設在智利的歐洲南方天文臺研制完成了“甚大望遠鏡”（VLT），它由4架口徑8米的望遠鏡組成，聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。2008年，美、法、意大利、日本、瑞典等國聯合發射了近地低空軌道費米伽瑪射線太空望遠鏡，用以探測宇宙中最強大的射線、研究黑洞和暗物質。

2014年6月18日，智利將夷平賽羅亞馬遜（Cerro Amazones）山的山頂，用以安置世界上功率最大的望遠鏡“歐洲特大天文望遠鏡”（英文縮寫歐洲極大望遠鏡）的“30米大望遠鏡”（Thirty Meter Telescope，簡稱TMT），20米口徑的巨型麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）以及空間望遠鏡詹姆斯·韋布空間望遠鏡（James Webb Space Telescope，簡稱詹姆斯·韋伯空間望遠鏡）。2016年，中國建成了世界上最大的射電望遠鏡 500米口徑球面射電望遠鏡，其反射面相當于30個足球場的射電望遠鏡，靈敏度達到世界第二大望遠鏡的2.5倍以上。

分類

折射望遠鏡

20世紀80年代以前，反射望遠鏡的導星鏡和尋星鏡一般也是折射鏡。折射望遠鏡典型的焦比在15左右。折射望遠鏡的主要優點是，視場較大，焦距比較長，比例尺大，適合測量恒星的精確位置。同時，折射望遠鏡對溫度的變化不敏感，光學調整好后可以維持很多年不需重調，且折射望遠鏡的視場可以達幾度，適合進行天體自行等方面的研究。

折射望遠鏡也有一定缺點。由于不同波長的折射率不同，導致折射望遠鏡存在一定色差。同時折射鏡的支撐在邊上，而最厚的中間部分沒有支撐，其自身重力容易使鏡面產生變形。并且折射鏡的鏡片較大，難以保證中間沒有氣泡雜質。加之折射鏡想增加焦距只能增大體積，導致制造困難。同時折射鏡對短波吸收嚴重，導致紫外幾乎無法觀測。

反射望遠鏡

反射望遠鏡的主鏡是反射鏡。這種設計使反射望遠鏡沒有色差，并且可以在近紫外工作。同時因為有背支撐，可以很薄，容易做成大口徑。光路短，因而鏡簡短，觀測室小，降低造價，并且可以有幾個可用焦點。反射望遠鏡的缺點在于，其鏡面形狀對溫度敏感，鏡面需要定期重新鍍膜，視場比較小，一般不超過1°。

折反射望遠鏡

折反射望遠鏡，也稱雙射望遠鏡。是指其在光學系統中，既有折射，也有反射。它的主鏡是球面鏡，改正鏡是一個E字形透鏡。一般主鏡的口徑是改正鏡的1.5倍左右，并用改正鏡的大小表示其有效口徑。折反射望遠鏡焦距短，光力強，能觀測到很暗的天體。同時視場大，可以達到10°。但它的焦點在鏡簡內部，給操作帶來不便。并且它需要一個改正透鏡，加工難度大。

射電望遠鏡

太陽、恒星和宇宙空間的物質能發出無線電，這種無線電波叫做射電輻射，射電望遠鏡就是用來觀測宇宙中射電輻射的儀器。射電望遠鏡有各式各樣的結構，常見的拋物面天線射電望遠鏡有一個很大的金屬拋物面狀天線，從宇宙空間射來的平行于拋物面軸的無線電波，被反射后集中到位于拋物面焦點處的小天線上，小天線接收到的無線電波能量通過傳輸線輸送給無線電接收機，接收機對電波能量進行測量，確定射電波的強度。射電望遠鏡可以不分晴雨晝夜連續進行觀測，適用于那些難以用光學望遠鏡觀測的天體和宇宙空間。

空間望遠鏡

空間望遠鏡是指以哈勃空間望遠鏡為代表的，在地球大氣外進行天文觀測的望遠鏡?？臻g望遠鏡主要用以外太空的天文探測，其優點在于避開了大氣的影響，并且不會因重力而產生畸變，因而可以大大提高觀測能力及分辨本領，還可使一些光學望遠鏡兼作近紅外、近紫外觀測。

紅外望遠鏡

紅外望遠鏡是用來接收天體紅外輻射的望遠鏡，外形結構與光學鏡大同小異，有的可兼作紅外觀測和光學觀測。絕大部分紅外區域的觀測必須用飛機、氣球、火箭及空間望遠鏡來進行。地面望遠鏡高度應在5km，機載達25km，球載不超過50km，火箭可達100km，而空間紅外望遠鏡，則可完全排除大氣的影響。

紫外望遠鏡

紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100~100埃。紫外望遠鏡是專門用來接收紫外輻射的望遠鏡。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。

硬X射線調制望遠鏡

硬X射線調制望遠鏡（Hard X-ray Modulation Telescope，簡稱HXMT）是一種空間X射線天文觀測設備，它包括高能X射線望遠鏡（HighEnergyXrayTelescope，簡稱HE）、中能X射線望遠鏡（Medium EnergyX-ray Telescope，簡稱ME）、低能X射線望遠鏡（LowEnergyXray Telescope，簡稱LE）三個主要科學載荷。HXMT將完成寬波段X射線成像巡天，其中在硬X射線波段具有世界最高的靈敏度和空間分辨率，從而可以繪制高精度硬X射線天圖，使硬X射線活動星系核（超大質量黑洞）的數量提高數倍并可能發現新的天體類型，提高人類對高能宇宙的認識。

γ射線望遠鏡

γ射線代表著宇宙中光線的最強能量形式，它通常產生于以很快的速度拋出物質的來源，如巨大的黑洞。短期的γ射線爆發特別的一點在于它證實了阿爾伯特·愛因斯坦的一個觀點，也就是無線電、紅外線、可見光、X射線和γ射線在太空中均以相同的速度傳播。費米γ射線望遠鏡是專門用來觀測γ射線的望遠鏡。

太陽望遠鏡

太陽望遠鏡是專門用于太陽觀測的光學望遠鏡，有日冕儀、色球望遠鏡、太陽塔、組合太陽望遠鏡和真空太陽望遠鏡等。雙折射濾光器是太陽望遠鏡中的常見結構，其基本光學原理如下：讓觀測波長單色光通過按特定方向磨制和具有一定厚度的雙折射晶體（水晶或方解石晶體等），分成振動方向互相垂直的、具有一定光程差的兩種偏振光（尋常光和異常光），光程差等于雙折射率（尋常光和異常光的折射率之差）和厚度的乘積。然后再經過一塊按一定角度放置的偏振片便發生干涉，出射光是亮還是暗由光程差決定。

如用以觀測波長為中心的、有一定帶寬的光入射，則透過率成為波長的周期函數，而周期大小與光程差成反比，光程差大一倍，則周期小一半。這樣由一塊晶體和一片偏振片組成了濾光器的一個“級次”。根據上述原理，采用周期成等比級數的幾組級次疊加起來，可使得最高級次的透過率只保留少數幾個波峰，最后再用一般濾光片將旁邊的濾去，只剩下中間一個。雙折射濾光器的透過帶可以窄到 0.1。位于加利福尼亞州圣伯納迪諾山大熊湖北岸的大熊湖太陽天文臺（BBSO）就安裝著一個專為研究太陽的活動和現象而設計的太陽望遠鏡，其建立于1969年，由新澤西理工學院管理與運作。

數碼望遠鏡

數碼望遠鏡是將數碼相機與望遠鏡相結合，使數碼相機能夠用較小的機身長度實現超長焦的效果，再加上先進的數碼功能，可以實現較為清晰拍照錄像功能。對望遠鏡的應用領域進行拓展，主要應用在偵查、觀鳥、電力、野生動物保護等領域。

主要結構

光學系統

光學系統是望遠鏡的核心部分，大體上分為折射系統、反射系統和折反射系統三類，通常由主鏡、次鏡、反射鏡、透鏡等組成，用于引導和聚集外界光線，以便形成光學圖像。一般來講，折射系統不需要經常鍍膜，一次性使用的壽命較長。但由于透射材料體量的限制，一般折射系統的物鏡直徑不超過500mm。反射系統除了可以尺寸較大以外，還有不存在色差的優點，其缺點是需要定期鍍膜。

機械結構

望遠鏡的光學系統與機械結構兩部分是密切聯系、互相影響的。一定的光學系統要求一定的機械結構來保證，光學系統的有關參數往往就是機械結構設計的重要起始數據之一。機械結構通常包含支架和支撐結構，包括底座、支架、軸承等部件，機械結構要可靠、穩定，在容許的振動條件下和規定的溫度變化范圍內，所固定的零部件應保持不變。要保證光學零件在固定后受力均勻，不引起象質的變壞及光學零件本身被損壞。并且使結構緊湊，保證制造裝調擦拭的方便。

指向系統

天文望遠鏡通常會包含指向系統，指向系統通過對方向、角度和位置的調整來重定位望遠鏡，以確保它能夠按要求進行觀測。望遠鏡的自動指向系統經常會和全球定位系統及電子羅盤結合起來，望遠鏡能夠接收GPS衛星的信號，獲得望遠鏡的位置信息，包括經度、緯度和平均海拔。接著，指向系統會引導望遠鏡找到正北方向，并修正電子羅盤的磁偏角獲得真正的北極，在對準1~2顆亮星校準后，便可以直接觀測。

圖像采集系統

望遠鏡獲取到的圖像除了可以用人眼直接觀察以外，也可以用圖像采集系統進行處理。望遠鏡的圖像采集系統通常包含攝像頭、相機、電視監視器等設備。圖像采集后由相位恢復算法進行處理實現實時計算，相位恢復算法通過迭代的方式，使用多幅離焦圖像，得到每個分塊鏡的平移誤差和面形誤差，合成一幅高分辨率圖像。

電子系統

望遠鏡的電子系統為望遠鏡的控制系統、通信系統、指向系統、圖像采集系統提供各種保障條件，通常會包含電源、儀器控制、信號處理和數據存儲等部件，確保望遠鏡的準確性、穩定性和可靠性，并記錄和處理所產生的圖像和數據。例如詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（James Webb Space Telescope，簡稱為JWST）為了滿足望遠鏡觀測時的穩像要求，采用了被動隔振和初級、精密兩級復合穩像系統方案，采用了慣性姿控系統ACS，星敏感器、陀螺組成的慣導系統和反作用輪，還包括微角度調整機構和精密導星測量系統等。

常見參數

分辨率

當兩個物點的距離剛好能被分辨時，這兩個物點的中心對透鏡光心的連線的夾角為。其他兩個物點的中心與透鏡光心連線的夾角小于時，則兩個物點不能被分辨。當其他兩個物點的中心與透鏡光心連線的夾角大于于時，兩個物點才能被分辨。就被稱為光學儀器的最小分辨角，其倒數被稱為望遠鏡的分辨率。

掃視速度

有些天文望遠鏡需要對某一天區進行逐點掃描，掃描的方式可以是逐行掃描，也可以是從中心呈螺旋線逐圈向外掃描，掃描速度通常用望遠鏡每秒內掃描的角度來衡量。

口徑、集光力

口徑是望遠鏡光學系統中決定其收集光能量多少的光學元件的直徑，多數情況是指光學系統的物鏡的直徑。物鏡的直徑中沒有被框子和光闌擋住的部分叫做有效口徑，望遠鏡收集光能量的能力與有效口徑的大小成正比。望遠鏡的有效口徑和它的焦距的比值為相對口徑，望遠鏡的相對口徑越大，它觀測延伸天體的性能越強。但望遠鏡的相對口徑受到物鏡像差的限制，不能取任意數值。而望遠鏡物鏡的有效口徑相對于瞳孔面積的倍數即為集光力，同時由于在暗處時，人眼的瞳孔直徑一般約為7毫米，集光力數值通常用望遠鏡口徑和瞳孔7毫米的平方比來計算。

放大倍數

望遠鏡放大倍數大的是視場，并不能將物體拉進而觀察到更多細節，一般用天文望遠鏡目鏡視角與物鏡入射角之比作為標示，且通常用物鏡焦距與目鏡焦距之比表示望遠鏡視角的放大程度。例如，放大倍數為10倍的望遠鏡，指的是能將1度視角的目標放大為10度。

視場、視場角

望遠鏡的視場是指能被望遠鏡良好成像的天空區域的角直徑。望遠鏡的視場范圍常用1000米處產品可視景物范圍標示，如126M/1000M，表示距觀察者1000米處，望遠鏡可觀察到126米范圍的視場。此外，視場半徑通常用ω表示，入射光束與光軸之間的夾角稱為視場角。一般說來，視場大的望遠鏡比較適合巡天和普查工作，視場小的望遠鏡如反射望遠鏡適合個別天體的精細觀測研究。

焦距

物鏡中心到焦點的距離叫做物鏡的焦距，用符號表示。焦距決定焦面的線直徑，焦距與口徑之比稱為焦比，其倒數稱為相對口徑。對有視面的天體，焦比越大，像越暗。

焦面比例尺、放大率

焦面比例尺是指焦面上單位長度對應的天空中的角距離。目視望遠鏡放大率的定義是通過望遠鏡后看到的天體張角和沒有望遠鏡時看到的張角之比，通常用物鏡焦距與天文望遠鏡目鏡焦距之比計算，也等于入射光瞳與出射光瞳直徑之比。

出瞳直徑

出瞳直徑是粗略描述成像亮度的參數，指通過光學系統光線透射至眼睛的光束直徑。越大的出瞳直徑，可以帶來更清晰的圖像，越適宜在顛簸地環境下使用。

工作波段

由于不同波長的光線經透鏡折射后，焦面位置會有不同，焦距也不同，會影響像的清晰度，稱為色差。故反射望遠鏡、折射望遠鏡等只能在一定的波長范圍內有好的像質，工作波段即望遠鏡能正常工作的波段。

典型型號

伽利略望遠鏡

伽利略望遠鏡由目鏡、物鏡和鏡筒組成，物鏡是凸透鏡，目鏡是凹透鏡。天文望遠鏡目鏡和物鏡分別固定在鏡筒兩端，鏡筒可以隨意增加并用螺絲固定，筒筒相套，可以伸縮，可以調節目鏡和物鏡之間的距離，便于觀看遠近不同處的物體。伽利略望遠鏡的優點在于結構簡單，桶長短，因此既輕便，光能損失也小，成正像，不必加倒像系統。缺點在于視場很小，并且不具有一個可置以叉絲或標線的實像，因此不可能瞄準和測量，不適于軍用。同時其視放大率受物鏡口徑的限制，也不可能很大。伽利略望遠鏡多用于天文觀測與地面觀測，現代常見的雙目望遠鏡就是由兩個伽利略望遠鏡構成。

開普勒望遠鏡

開普勒望遠鏡與伽利略望遠鏡同屬于折射望遠鏡，但開普勒望遠鏡的物鏡和目鏡都是凸透鏡。開普勒望遠鏡的優點在于光瞳為物鏡，出瞳在目鏡后，便于人眼觀察。同時遠處物體通過物鏡所成像通過天文望遠鏡目鏡后成像在無窮遠處，人眼可以在放松狀態下觀察所成像。并且在物鏡和目鏡之間有一個實像面，可以放置分劃板作為視場光闌，也可以將分劃板作為測量儀器。開普勒望遠鏡的缺點在于成像是上下顛倒的，但可以通過增加轉像棱鏡系統的方式成正像。大部分折射式天文望遠鏡均采用開普勒式。

牛頓望遠鏡

牛頓望遠鏡由一個裝有主鏡和副鏡的鏡筒組成。主鏡表面呈拋物線形狀，放置在管子的底部。主鏡接收入射光之后將其反射到焦點上，在焦點處放置一個小型輔助鏡，將光線反射到目鏡中。牛頓望遠鏡的優點在于消除了色差，相對于折射望遠鏡更容易制作，相對口徑較大。其缺點在于成像是倒置的，但可以通過增加透鏡的方式來解決。牛頓望遠鏡在天文觀測中的應用較為廣泛。

卡塞格林望遠鏡

卡塞格林望遠鏡由法國天文學家卡塞格林于1672年發明，這種類型的望遠鏡是牛頓望遠鏡的改進，優點在于可以消除光學系統的一些已知像差，例如畸變，所以更利于對天文學觀察。平行光線進入卡塞格林望遠鏡后，在底部的大型凹面鏡處發生發射，反射光線的匯聚點為望遠鏡的主焦點。在光線到達主焦點之前會被一個小的凸面鏡再次反射，該凸面鏡將光線匯聚到主鏡中心的一個小孔附近?？ㄈ窳窒到y是最常用的天文望遠鏡光學系統，其特點是焦距較長，底片比例尺較大。另外，可以放置較大的接收器，而且不擋光。

施密特望遠鏡

施密特望遠鏡是最常用的大視場系統，最大視場可達。其結構特點是前端采用一塊非球面改正鏡，主鏡為球面鏡，球心位置設置光瞳。這種特殊結構使得焦面上各處像點具有成像對稱性，因而軸外像差很小。施密特望遠鏡缺點是鏡筒較長，焦面接收器須置于鏡筒內部，操作比較麻煩。

施密特系統有如下改進辦法：一是像卡塞格林系統那樣在主焦點之前加一塊凸反射鏡，將焦點轉移到主鏡后面同時主鏡中間開孔，相當于卡塞格林焦點。二是加“平場透鏡”，使焦面變得平坦。但鏡筒長的問題則無法解決。施密特式望遠鏡因其光力強，可見范圍大，成像的質量好的特點，適用于進行流星、彗星、人造衛星等的巡視觀測，也常用于大面積照相和天文科普活動。

馬克蘇托夫望遠鏡

馬克蘇托夫望遠鏡是另一種折反射大視場系統。其結構特點是前端采用一塊較厚的雙球面改正鏡，稱為“彎月鏡”，主鏡仍為球面鏡，可消除球差、色差和彗差。馬克蘇托夫望遠鏡同施密特望遠鏡有類似的特點：焦面彎曲，且處于鏡筒內部。與施密特望遠鏡相比，馬克蘇托夫望遠鏡優點是鏡筒短，彎月鏡為球面，容易加工。缺點是彎月鏡較厚，較重，視場稍小。馬克蘇托夫望遠鏡因視野受到一定程度的限制，只能用于觀測月球和行星，不適合對大型的疏散星團或銀河系的觀測。

甚大望遠鏡

甚大望遠鏡（Very Large Telescope，VLT）是歐洲南方天文臺成員國建造的大型光學天文望遠鏡，被安裝在并安裝在智利帕瑞納天文臺。其主要應用于探索太陽系的結構和組成，搜索太陽系旁鄰近恒星的行星，研究低質量恒星、棕矮星和行星的質量分布，研究星云內恒星的誕生，觀察活躍星系核內可能隱藏的黑洞以及探索宇宙的邊緣等。1986年，甚大望遠鏡開始研制，1998年建成第一架望遠鏡，1999年4月正式使用。甚大望遠鏡使人類對獵戶座大星云的中心展開了更為深入的觀測，發現了宇宙中第一批恒星爆炸后留下的“灰燼”。

中國天眼

500米口徑球面射電望遠鏡（英文：Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope，簡稱：FAST，別名：“中國天眼”），是中國的一項大型科學項目，位于中國貴州省黔南布依族苗族自治州大窩凼洼地，用于探索宇宙的單口徑球面射電望遠鏡。FAST屬于射電望遠鏡，于2011年開始建設，2016年9月竣工。FAST采用輕型索驅動控制系統，可以改變角度和位置，更有效地收集、跟蹤、監測宇宙電磁波。至2023年9月，FAST已經發現了800余顆脈沖星，并首次在射電波段觀測到黑洞“脈搏”。

哈勃空間望遠鏡

哈勃空間望遠鏡（英語：Hubble Space Telescope，縮寫：HST），又名哈勃太空望遠鏡，是美國航空航天局于1990年4月25日發射的20世紀最大的空間光學望遠鏡，也是大型軌道天文臺計劃的第一顆衛星。哈勃空間望遠鏡長13.2 米，直徑4.3米，重11.11噸，攜帶有廣角行星照相機、高解析攝譜儀、高速光度計等科學儀器。哈勃望遠鏡位于地球大氣層之上，因此影像不受大氣湍流的擾動。到2015年4月，哈勃望遠鏡在地球軌道上運行了接近13萬7千圈，累計54億公里，執行了120多萬次觀測任務，觀察了超過38000個天體。

雙子望遠鏡

雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備，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，南北各一臺，一臺在夏威夷，另一臺裝在智利塞拉帕瓊臺，以進行南北全天系統觀測。該望遠鏡按紅外優先設計，要求發射率低于4%，光學部件設計要求在0.2~2mm波長范圍內，50%的能量集中在0.1"內（包括跟蹤和測量效應在內）。其主鏡采用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統使在紅外區接近衍射極限。

極遠紫外探索衛星

極遠紫外探索衛星（Extreme Ultraviolet Explorer，簡稱EUVE）是加利福尼亞大學研制，于1992年6月由美國航空航天局發射的一顆觀測衛星。EUVE是探索衛星系列的中大型項目，由“德耳塔”型運載火箭發射，預期工作壽命為3年。它的主要任務是在極遠紫外波段（8~80納米）作巡天觀測，以在這個尚未開墾的波段取得較為詳盡的全天資料。在完成了掃描成像觀測之后，EUVE衛星較多的時間將用在光譜觀測方面。這顆衛星雖然只有一臺分光光度計，但其光路設計合理，分辨率高。EUVE項目自1993年下半年開始接收客座觀測計劃，并由設在加州大學伯克利分校的EUVE研究中心協助科研人員分析處理已有的數據。

慧眼衛星

2017年6月15日，中國在酒泉衛星發射中心用長征四號乙，成功發射“慧眼”硬X射線調制望遠鏡衛星（Hard X-ray Modulation Telescope，HXMT），又稱“慧眼”衛星?！盎垩邸笔侵袊灾髟O計的首顆大型X射線天文衛星，設計壽命4年，衛星總重量2500kg，將運行在550km的近地圓軌道上，具有大天區中國空間站工程巡天望遠鏡掃描觀測和高精度的定點觀測能力，可觀測天體1～250keV能量范圍的X射線/硬X射線，并監測200keV～3MeV的硬X射線/軟γ射線爆發現象?！盎垩邸毙l星研究的對象主要是黑洞、中子星和伽馬射線暴等致密天體和爆發現象。2017年8月17日，“慧眼”衛星在雙中子星并合引力波事件發生時成功監測了引力波源所在天區，對其伽馬射線電磁對應體在高能區的輻射性質給出了嚴格限制。

費米伽瑪射線空間望遠鏡

費米伽瑪射線太空望遠鏡（英語：Fermi Gamma-ray Space Telescope，原名Gamma-ray Large Area Space Telescope，簡稱伽馬射線廣域空間望遠鏡）是在地球低軌道運行的的伽馬射線天文學空間望遠鏡。此望遠鏡主要用來進行大面積巡天以研究天文物理或宇宙論現象，同時用來研究伽瑪射線暴。費米伽瑪射線空間望遠鏡找到了CTA 1 超新星遺跡內的中子星，并且發現該中子星只發射伽瑪射線。2008年9月，費米伽瑪射線空間望遠鏡又記錄到在船底座Ⅹ發生的伽瑪射線爆。