天文望远镜的分类

　　天文望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。天文望远镜可分为：折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜、射电望远镜和空间望远镜。

折射望远镜

　　折射天文望远镜是望远镜Z早的形式。折射望远镜的物镜端为凸透镜，目镜端为凹透镜(伽利略式)或凸透镜(开普勒式)。相对伽利略式望远镜，开普勒式望远镜的视场更大，光学性能优良，成像效果更好，因此自发明以后成为折射望远镜主要采用的光路系统。开普勒折射望远镜的主要缺点是成像为倒像，因此有些便携式望远镜需要加装正像光路系统。

　　折射望远镜主要有两个制约其发展的问题：

　　1、折射光路存在色差问题

　　不同波长的光(不同颜色)通过同样材质的透镜时折射率是不同的，因此通过折射天文望远镜后不同颜色光的焦点位置是不同的。这就导致在实际的观测中，星体的像周围会存在一圈彩色的光晕，影响观测质量。尽管后来工程师利用不同材质透镜作为消除色差的消色差镜片，但是仍然无法完全消除折射望远镜的色差问题。

　　2、折射望远镜的物镜受成本和制造工艺的限制，无法造出大口径望远镜

　　由于透镜的口径与厚度成比例，大口径的镜片制作成本与难度会急剧增加。而且随着折射望远镜口径的增大，镜筒长度也会大大增加望远镜的支撑强度。目前世界上Zda的折射天文望远镜为1897年在美国叶凯士天文台建的40英寸(1016毫米)折射望远镜，该望远镜至今仍在使用。

反射望远镜

　　相较于折射天文望远镜，反射天文望远镜主要采用一块抛物面反射镜作为主镜，望远镜的焦点位于主镜前方。牛顿采用反射镜来替代透镜作为望远镜的主镜，并使用一个平面镜将光线从侧面引出镜筒，发明了牛顿式反射望远镜。卡塞格林则修改了牛顿式反射望远镜的光路，将镜筒中的平面镜改为双曲面镜，并从主镜后方将光路引出镜筒。卡塞格林式反射望远镜提高了主镜的焦长，进而提升了望远镜的放大倍率。

　　天文望远镜的放大倍率指望远镜对于物体视张角的放大能力，计算方法为：放大倍率=物镜焦长/目镜焦长。

　　相较于折射天文望远镜，反射望远镜有三个主要的优点，使它成为现代天文学研究Z主要使用的大口径望远镜类型：

　　1、反射望远镜不需要光线透过介质进行折射，因此有效避免了色差问题

　　反射天文望远镜的主镜与二次反射镜均没有光线透过，但是使光线反射的镀膜精度较高并且暴露于空气中，所以需要定期维护。目镜是一个凸面镜，为什么说反射镜避免了色差呢?现代天文台使用望远镜进行观察时，主要使用电子感光元件(早年为底片)对观测区域进行长时间曝光，获得照片进行科学研究，因此并没有目镜结构。

　　2、反射望远镜的主镜可以采用拼接的方法建造出更大的口径

　　现代大口径天文望远镜主要采用多块反射镜拼接的方法，将多块直径为1米左右的六边形反射镜拼接出直径数米甚至数十米的主镜而不影响观测效果，使用拼接主镜可以大大降低望远镜的造价，使得建造更强大的望远镜成为可能。

　　3、反射镜背后可以采用主动调节系统，应对重力对镜面造成的弯沉，提高观测精度

　　目前世界上口径Zda的单片反射天文望远镜镜面为位于美国亚利桑那州的LBT望远镜，它的主镜面直径为8.4米。其背后有数千个微型液压作动装置，以微米级别的精度调整镜面的形状，使之保持Z佳形状。

折反射望远镜

　　折反射天文望远镜是在卡塞格林式反射望远镜的前方加装折射镜(矫正镜)建造的天文望远镜。施密特-卡塞格林式折反射望远镜与马克苏托夫-卡塞格林式折反射望远镜的主要区别在于矫正镜。

　　天文台也会使用大型施密特-卡塞格林式折反射天文望远镜进行天文研究。例如，目前我国Zda口径的光学望远镜——位于国家天文台兴隆观测站的郭守敬望远镜(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)。这台望远镜采用反射式施密特光学系统。主镜口径为6.5米，施密特改正镜的口径为4米，Zda观测视角为5°。望远镜焦点处采用光导纤维收集来自不同星体的光线，可以Z多同时测定4000颗星的光谱。

射电望远镜

　　按照电磁波的波长排列，可以将电磁波绘制成一个连续的波谱。射电天文望远镜主要对天体发出的无线电波(射电波段)进行观测。由于大气层对无线电波波段的屏蔽效果较弱，射电望远镜的观测基本不受天气影响，加之无线电波对射电望远镜主镜的材质要求较低，因此大口径射电望远镜的设计建造相对于光学望远镜的难度要小。

　　射电天文望远镜在观测时，会受到许多不同射电波段信号的干扰，这些干扰会给射电望远镜带来噪声信号——人类活动、太阳活动或来自卫星的通信。因此，提高射电望远镜观测能力的主要方法是提高信号灵敏度，以便在噪声信号中找到需要观测研究的天体射电信号。提高射电望远镜灵敏度的主要方法是提高射电望远镜接收器的口径;使用多个射电望远镜组成射电望远镜阵列可以提高射电望远镜的等效口径，有助于提高射电望远镜的分辨率。

　　单个射电天文望远镜的口径越大，意味着望远镜的接收面积越大，则望远镜的灵敏度越高，可以接收到更加暗弱的射电信号。多个小口径射电望远镜组成的射电望远镜阵列中，Z远的两台望远镜距离相当于这个望远镜阵列的“等效口径”。使用望远镜阵列可以提高信号的分辨率，但是由于其接收面积较小，并不能提升天文望远镜接收更暗弱信号的能力。

空间望远镜

　　大气层将太阳的紫外线和其他宇宙高能辐射与地面隔绝，给了生命稳定的生存、进化条件。但是对于天文观测而言，大气层则像是给天文望远镜戴上了一副厚厚的“眼镜”，将许多特定波长的电磁波吸收，严重影响观测效果。为了获得更加良好的观测效果，避免大气层对天文望远镜观测的影响，科学家与工程师向太空发射了空间望远镜。Z具盛名的便是1990年升空、至今仍在服役的哈勃空间望远镜。

　　哈勃空间望远镜的主镜口径为2.4米，可以对红外波段、可见光和紫外波段进行观测。哈勃空间望远镜堪称天文学史上Z重要的仪器。在轨29年来，它记录了海量的高精度观测数据。这些数据解决了许多悬而未决的天文学问题，使人类对宇宙的认识产生了深远的进步。

　　除哈勃空间望远镜以外，科学家、工程师还向太空发射了许多针对不同波段的太空望远镜或实验平台，如斯皮策太空望远镜、钱德拉X射线太空望远镜、康普顿伽马射线天文台卫星等，这些空间望远镜所观测的波段大多在地面无法实现。还有即将发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜，计划中将取代哈勃空间望远镜成为新一代主力太空天文望远镜。