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詩人: 歌麯作者 Ge Quzuozhe
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| 用來增大視角以觀察遠處物體的光學儀器。由共軸裝置的物鏡和目鏡構成。有兩大類一類望遠鏡的物鏡和目鏡都是凸透鏡，物鏡焦距較長，目鏡焦距較短。觀察到的虛像是倒立的。如天文望遠鏡；另一類望遠鏡的物鏡是長焦距的凸透鏡，目鏡是短焦距的凹透鏡，觀察到的虛像是正立的。如伽利略望遠鏡。 |
wàng yuǎn jìng wàng yuǎn jìng |
| 一種觀察遠處物體通常呈筒狀的光學儀器,利用通過透鏡的光綫折射或光綫被凹鏡反射使之進入小孔並會聚成像,再經過一個放大目鏡而被看到 |
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| 用以觀察遠距離物體的光學儀器，由透鏡、凹面鏡、棱鏡等構成。 清 納蘭性德 《淥水亭雜識》捲二：“西人云望遠鏡窺金星亦有弦望。” 郭小川 《廈門風姿》詩之三：“望遠鏡整日在海上搜索，雷達時時在空中尋覓。” |
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| 望遠鏡（a telescope/binoculars） |
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| 一種觀察遠處物體通常呈筒狀的光學儀器，利用通過透鏡的光綫折射或光綫被凹鏡反射使之進入小孔並會聚成像，再經過一個放大目鏡而被看到。又稱“千裏鏡”。 |
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牛仔狂想麯
環球熱力兄弟《牛仔狂想麯》
作詞：熱力兄弟（boss光）
作麯：熱力兄弟（boss光）熱力兄弟（趙晨浩）
編麯：環球熱力兄弟音樂工作室
演唱：環球熱力兄弟
旋律在空中飄蕩，牛仔有牛仔的感覺，
美女你給我聽好，牛仔有牛仔的感覺
拿着我的吉他，跟着我美妙旋律
我要發狂的唱歌，啤酒給我倒滿
哇╠╠╠
牛仔的生活，自由自在
我的世界裏有美女和啤酒
我的心，覺着美 i like
i like i like baby girl
牛仔也有牛仔的生活
大雨過後總會變成彩虹
美女美女你跟我跳舞
牛仔伴着那美妙的音樂
沙漠中我在遨遊時空，
牛仔在唱歌美妙旋律
baby girl baby girl
跳起自由自在的舞蹈
周傑倫牛仔很忙和環球熱力兄弟牛仔狂想麯精彩視頻視頻地址：
http://blog.sina.com.cn/relixiongdi
http://www.ku6.com/show/x_ientaxi7guhuvsl
http://www.tudou.com/programs/view/bhyyr_v5q30/
http://www.coolboke.com/post/niuzaihenmangl
http://v.9you.com/watch/fr8e41wqml
http://www.56.com/u42/v_mjm4mje2mzel
http://v.youku.com/v_show/id_xmtizodg1oty=l
http://dv.ouou.com/play/v_38d7f2206eb0dl
http://www.56.com/u42/v_mjm4mje2mzel
http://www.tudou.com/programs/view/bhyyr_v5q30/ |
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常見的手持式望遠鏡還為減小體積和倒像需要增加有棱鏡係統，棱鏡係統按形式不同可分為別漢棱鏡係統和保羅棱鏡係統，兩種係統的原理及應用是相似的。
個人使用的小型手持式望遠鏡不宜使用過大放大倍率，一般以3～12倍為宜，倍數過大時，成像清晰度就會變差，同時抖動嚴重，超過12倍的望遠鏡一般使用三角架等方式加以固定。 |
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17世紀初的一天，荷蘭小鎮的一傢眼鏡店的主人利伯希（hanslippershey），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綫，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好像變大拉近了，於是在無意中發現了望遠鏡的秘密。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了望遠鏡，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，意大利科學家伽利略得知這個消息之後，就自製了一個。第一架望遠鏡衹能把物體放大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。伽裏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，覆蓋着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》裏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臺望遠鏡，一臺一臺地觀察太陽，無論哪一臺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年做了一臺筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了一臺將近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藥的，後來證明是過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛决了色差的問題。第一臺反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑衹有2.5釐米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。1672年牛頓做了一臺更大的反射望遠鏡，送給了英國皇傢學會，至今還保存在皇傢學會的圖書館裏。1733年英國人哈爾製成第一臺消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他采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臺折射式望遠鏡直徑為102釐米，安裝在雅弟斯天文臺。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釐米，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，鬍剋望遠鏡（hooker telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文臺建成。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（bernhardschmidt）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，製成了第一臺折反射望遠鏡。
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臺直徑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，哈勃望遠鏡纔開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的幹擾，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，美國在夏威夷莫納剋亞山上建成了口徑10米的“凱剋望遠鏡”，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臺研製完成了“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剋亞山上的白色巨人兄弟發起了衝擊。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米口徑的絶大望遠鏡（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100億年前星係形成時初態恆星和宇宙氣體的情況有更多的瞭解，並看清楚遙遠恆星周圍的行星。 |
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哈勃空間望遠鏡（hubble space telescope，hst），是人類第一座太空望遠鏡，總長度超過13米，質量為11噸多，運行在地球大氣層外緣離地面約600公裏的軌道上。它大約每100分鐘環繞地球一周。哈勃望遠鏡是由美國國傢航空航天局和歐洲航天局合作，於1990年發射入軌的。哈勃望遠鏡是以天文學家愛德文·哈勃的名字命名的。按計劃，它將在2009年被詹姆斯韋伯太空望遠鏡所取代。哈勃望遠鏡的角分辨率達到小於0.1秒，每天可以獲取3到5g字節的數據。
由於運行在外層空間，哈勃望遠鏡獲得的圖像不受大氣層擾動折射的影響，並且可以獲得通常被大氣層吸收的紅外光譜的圖像。
哈勃望遠鏡的數據由太空望遠鏡研究所的天文學家和科學家分析處理。該研究所屬於位於美國馬裏蘭州巴爾第摩市的約翰霍普金斯大學。
歷史
哈勃太空望遠鏡的構想可追溯到1946年。該望遠鏡於1970年代設計，建造及發射共耗資20億美元。nasa馬歇爾空間飛行中心負責設計，開發和建造哈勃空間望遠鏡。nasa高達德空間飛行中心負責科學設備和地面控製。珀金埃爾默負責製造鏡片。洛剋希德負責建造望遠鏡鏡體。
升空
該望遠鏡隨發現號航天飛機，於1990年4月24日發射升空。原定於1986年升空，但自從該年一月發生的挑戰者號爆炸事件後，升空的日期被押後。
首批傳回地球的影像令天文學家等不少人大為失望，由於珀金埃爾默製造的鏡片的厚度有誤，産生了嚴重的球差，因此影像比較朦朧。
維護任務（1）
更換設備後所拍攝的清晰影像，遠比更換前清楚許多。第一個任務名為sts-61，它於1993年12月增添了不少新儀器，包括:
以costar取代高速光度計(hsp)。
以wfpc2相機取代wfpc相機。
更換太陽能集光板。
更換兩個rsu，包括四個陀蠃儀。
改變軌道
該任務於1994年1月13日宣告完成，拍得首批清晰影像並傳回地球。
維護任務（2）
第二個任務名為sts-81，於1997年2月開始，望遠鏡有兩個儀器和多個硬件被更換。
維護任務（3）a
任務3a名為sts-103，於1999年12月開始。
維護任務（3）b
任務3b名為sts-109，於2002年3月開始。 |
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常見望遠鏡可簡單分為伽利略望遠鏡，開普勒望遠鏡和牛頓式望遠鏡。
伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史中占有重要地位。它由一個凹透鏡（目鏡）和一個凸透鏡（物鏡）構成。其優點是結構簡單，能直接成正像。但自從開普勒望遠鏡發明後此種結構已不被專業級的望遠鏡采用，而多被玩具級的望遠鏡采用，所以又被稱做觀劇鏡。
開普勒望遠鏡：原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有一個實像，可方便的安裝分劃板，並且各種性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都采用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像係統。
正像係統分為兩類：棱鏡正像係統和透鏡正像係統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既采用了雙直角棱鏡正像係統。這種係統的優點是在正像的同時將光軸兩次摺叠，從而大大減小了望遠鏡的體積和重量。透鏡正像係統采用一組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既采用設計精良的透鏡正像係統。
牛頓發明的反射式望遠鏡，多為大型座鏡采用。
（ 以下為詳細介紹）
開普勒望遠鏡
原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有一個實像，可方便的安裝分劃板，並且各種性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都采用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像係統。
正像係統分為兩類：棱鏡正像係統和透鏡正像係統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既采用了雙直角棱鏡正像係統。這種係統的優點是在正像的同時將光軸兩次摺叠，從而大大減小了望遠鏡的體積和重量。透鏡正像係統采用一組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既采用設計精良的透鏡正像係統。
折射式望遠鏡
性能
用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略望遠鏡 ；由凸透鏡作目鏡的稱開 普勒望遠鏡 。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。其中以雙透鏡物鏡應用最普遍。它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組成，對兩個特定的波長完全消除位置色差，對其餘波長的位置色差也可相應減弱。在滿足一定設計條件時，還可消去球差和彗差。由於剩餘色差和其他像差的影響，雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場也不大。口徑小於8釐米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起，稱雙膠合物鏡 ，留有一定間隙未膠合的稱 雙分離物鏡 。為了增大相對口徑和視場，可采用多透鏡物鏡組。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采用折射係統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡睏難得多。
歷史
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，受此啓發，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釐米，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，這種光學係統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指嚮天空，得到了一係列的重要發現，天文學從此進入了望遠鏡時代。
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係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，天文望遠鏡是采用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡采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，需要用麯率非常小的透鏡，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，由於技術方面的限製，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多衹能磨製出10釐米的透鏡。
十九世紀末，隨着製造技術的提高，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釐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釐米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91釐米的裏剋望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎麯不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，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製也十分睏難，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
性能
用凹面反射鏡作物鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡、格雷果裏望遠鏡、折軸望遠鏡幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡采用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其它像差的影響，可用視場較小。對製造反射鏡的材料衹要求膨脹係數較小、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埃波段範圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，反射望遠鏡還適於對近紅外和近紫外波段進行研究。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1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛頓望遠鏡外，鏡筒的長度比係統的焦距要短得多，加上主鏡衹有一個表面需要加工，這就大大降低了造價和製造的睏難，因此目前口徑大於1.34米的光學望遠鏡全部是反射望遠鏡。一架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點係統(或牛頓係統)、卡塞格林係統和折軸係統。這樣，一架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對口徑和視場。反射望遠鏡主要用於天體物理方面的工作。
歷史
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，决定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5釐米直徑的金屬，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。這種係統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會産生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈裏在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，使光綫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，所以格雷戈裏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，結構與格雷戈裏望遠鏡相似，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彙聚於鏡筒的一側。
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釐米的鬍剋望遠鏡投入使用，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係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鬍剋望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，鬍剋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釐米望遠鏡，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，儘管它比鬍剋望遠鏡看得更遠，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，似乎預兆着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釐米的望遠鏡，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，能在廣泛的可見光範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
性能
由折射元件和反射元件組合而成的望遠鏡。包括施密特望遠鏡和馬剋蘇托夫望遠鏡及它們的衍生型，如超施密特望遠鏡，貝剋-努恩照相機等。在折反射望遠鏡中，由反射鏡成像，折射鏡用於校正像差。它的特點是相對口徑很大(甚至可大於1)，光力強，視場廣阔，像質優良。適於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體。小型目視望遠鏡若采用折反射卡塞格林係統，鏡筒可非常短小。
歷史
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年馬剋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麯率不同的球面，相差不大，但麯率和厚度都很大。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，非常適合業餘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。
射電望遠鏡
探測天體射電輻射的基本設備。可以測量天體射電的強度、頻譜及偏振等量。通常，由天綫、接收機和終端設備3部分構成。天綫收集天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄、顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特定的要求進行某些處理然後顯示出來。表徵射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度，前者反映區分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。根據天綫總體結構的不同，射電望遠鏡可分為連續孔徑和非連續孔徑兩大類，前者的主要代表是采用單盤拋物面天綫的經典式射電望遠鏡，後者是以干涉技術為基礎的各種組合天綫係統。20世紀60年代産生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基綫干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間分辨率，後者能獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可跟蹤型經典式射電望遠鏡其拋物面天綫直徑長達100米，安裝在德國馬剋斯·普朗剋射電天文研究所；世界上最大的非連續孔徑射電望遠鏡是甚大天綫陣，安裝在美國國立射電天文臺。
1931年，在美國新澤西州的貝爾實驗室裏，負責專門搜索和鑒別電話幹擾信號的美國人kg·楊斯基發現：有一種每隔23小時56分04秒出現最大值的無綫電幹擾。經過仔細分析，他在1932年發表的文章中斷言：這是來自銀河中射電輻射。由此，楊斯基開創了用射電波研究天體的新紀元。當時他使用的是長30.5米、高3.66米的旋轉天綫陣，在14.6米波長取得了30度寬的“扇形”方向束。此後，射電望遠鏡的歷史便是不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。
自從楊斯基宣佈接收到銀河的射電信號後，美國人g·雷伯潛心試製射電望遠鏡，終於在1937年製造成功。這是一架在第二次世界大戰以前全世界獨一無二的拋物面型射電望遠鏡。它的拋物面天綫直徑為9.45米，在1.87米波長取得了12度的“鉛筆形”方向束，並測到了太陽以及其它一些天體發出的無綫電波。因此，雷伯被稱為是拋物面型射電望遠鏡的首創者。
射電望遠鏡是觀測和研究來自天體的射電波的基本設備，它包括：收集射電波的定嚮天綫，放大射電信號的高靈敏度接收機，信息記錄，處理和顯示係統等等。射電望遠鏡的基本原理和光學反射望遠鏡相信，投射來的電磁波被一精確鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚集。因此，射電望遠鏡的天綫大多是拋物面。
射電觀測是在很寬的頻率範圍內進行，檢測和信息處理的射電技術又較光學波希靈活多樣，所以，射電望遠鏡種類更多，分類方法多種多樣。例如按接收天綫的形狀可分為拋物面、拋物柱面、球面、拋物面截帶、喇、蠃旋、行波、天綫等射電望遠鏡；按方向束形狀可分為鉛筆束、扇束、多束等射電望遠鏡；按觀測目的可分為測繪、定位、定標、偏振、頻譜、日象等射電望遠鏡；按工作類型又可分為全功率、掃頻、快速成像等類型的射電望遠鏡。
空間望遠鏡
在地球大氣外進行天文觀測的大望遠鏡。由於避開了大氣的影響和不會因重力而産生畸變，因而可以大大提高觀測能力及分辨本領，甚至還可使一些光學望遠鏡兼作近紅外 、近紫外觀測。但在製造上也有許多新的嚴格要求，如對鏡面加工精度要在0.01微米之內，各部件和機械結構要能承受發射時的振動、超重，但本身又要求盡量輕巧，以降低發射成本。第一架空間望遠鏡又稱哈勃望遠鏡 ，於1990年4月24日由美國發現號航天飛機送上離地面600千米的軌道 。其整體呈圓柱型，長13米，直徑4米 ，前端是望遠鏡部分 ，後半是輔助器械，總重約11噸。該望遠鏡的有效口徑為2.4米 ，焦距57.6米 ，觀測波長從紫外的120納米到紅外的1200納米 ，造價15億美元 。原設計的分辨率為0.005 ，為地面大望遠鏡的100倍 。但由於製造中的一個小疏忽 ，直至上天後纔發現該儀器有較大的球差，以致嚴重影響了觀測的質量。1993年12月2～13日，美國奮進號航天飛機載着7名宇航員成功地為“哈勃”更換了11個部件，完成了修復工作，開創了人類在太空修復大型航天器的歷史。修復成功的哈勃望遠鏡在10年內將不斷提供有關宇宙深處的信息 。1991 年4月美國又發射了第二架空間望遠鏡，這是一個觀測γ射綫的裝置，總重17噸，功耗1.52瓦，信號傳輸率為17000比特／秒 ，上面載有4組探測器，角分辨率為5′～10′。其壽命2年左右。
雙子望遠鏡
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占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，以進行全天係統觀測。其主鏡采用主動光學控製，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學係統使紅外區接近衍射極限。
太陽望遠鏡
日冕是太陽周圍一圈薄薄的、暗弱的外層大氣，它的結構復雜，衹有在日全食發生的短暫時間內，才能欣賞到，因為 天空的光總是從四面八方散射或漫射到望遠鏡內。
1930年第一架由法國天文學家李奧研製的日冕儀誕生了，這種儀器能夠有效地遮掉太陽，散射光極小，因此可以在太陽光普照的任何日子裏，成功地拍攝日冕照片。從此以後，世界觀測日冕逐漸興起。
日冕儀衹是太陽望遠鏡的一種，20世紀以來，由於實際觀測的需要，出現了各種太陽望遠鏡，如色球望遠鏡、太陽塔、組合太陽望遠鏡和真空太陽望遠鏡等。
紅外望遠鏡
紅外望遠鏡（infrared telescope）接收天體的紅外輻射的望遠鏡。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。但作紅外觀測時其終端設備與光學觀測截然不同，需采用調製技術來抑製背景幹擾，並要用干涉法來提高其分辨本領。紅外觀測成像也與光學圖像大相徑庭。由於地球大氣對紅外綫僅有7個狹窄的“窗口”，所以紅外望遠鏡常置於高山區域。世界上較好的地面紅外望遠鏡大多集中安裝在美國夏威夷的莫納剋亞，是世界紅外天文的研究中心。1991年建成的凱剋望遠鏡是最大的紅外望遠鏡，它的口徑為10米，可兼作光學、紅外兩用。此外還可把紅外望遠鏡裝於高空氣球上，氣球上的紅外望遠鏡的最大口徑為1米，但效果卻可與地面一些口徑更大的紅外望遠鏡相當。
數碼望遠鏡
數碼望遠鏡（instant replay） ——高性能數碼成像望遠鏡被主流科技媒體評為“百項科技創新”之一
bushnell數碼望遠鏡是一款具有雙重功能，同時兼具最新技術和出色性能的望遠鏡産品。此款産品可以記錄30秒的視頻影像，使用者可以很方便地通過lcd液晶顯示屏記錄並在回味生活中的精彩片斷。當然，用戶也可以選擇拍攝高畫質的數碼照片來保存人生歷程中經歷的衆多難忘瞬間。在美國，此款産品廣受體育運動教練員、球探、獵鳥人、野生動物觀察員、狩獵愛好者以及任何一個攝影、攝像愛好者的青睞。有了bushnell數碼望遠鏡，您還可以輕鬆地預覽、下載、編輯和保存您最愛的影視片段及劇照。強大的功能、簡單易學的操作方法、未來的可擴展性，bushnell數碼望遠鏡樹立了同類産品中卓越性能的標桿。
馬剋蘇托夫望遠鏡
【中文詞條】馬剋蘇托夫望遠鏡
【外文詞條】maksutov telescope
【作者】楊世傑
一種折反射望遠鏡﹐1940年初為蘇聯光學家馬剋蘇托夫所發明﹐因此得名。荷蘭光學家包沃爾斯也幾乎於同時獨立地發明了類似的係統﹐所以有時也稱為馬剋蘇托夫-包沃爾斯係統。
馬剋蘇托夫望遠鏡的光學係統和施密特望遠鏡類似﹐是由一個凹球面反射鏡和加在前面的一塊改正球差的透鏡組成的。改正透鏡是球面的﹐它的兩個表面的麯率半徑相差不大﹐但有相當大的麯率和厚度﹐透鏡呈彎月形﹐所以﹐這種係統有時也稱為彎月鏡係統。適當選擇透鏡兩面的麯率半徑和厚度﹐可以使彎月透鏡産生足以補償凹球面鏡的球差﹐同時又滿足消色差條件。在整個係統中適當調節彎月透鏡與球面鏡之間的距離﹐就能夠對彗差進行校正：馬剋蘇托夫望遠鏡光學係統的像散很小﹐但場麯比較大﹐所以必須采用和焦面相符合的麯面底片。彎月透鏡第二面的中央部分可磨成麯率半徑更長的球面(也可以是一個膠合上去的鏡片)﹐構成具有所需相對口徑的馬剋蘇托夫-卡塞格林係統﹐也可直接將彎月鏡中央部分鍍鋁構成馬剋蘇托夫-卡塞格林係統。馬剋蘇托夫望遠鏡的主要優點﹕係統中的所有表面都是球面的﹐容易製造﹔在同樣的口徑和焦距的情況下﹐鏡筒的長度比施密特望遠鏡的短。缺點是﹕和相同的施密特望遠鏡比較﹐視場稍小﹔彎月形透鏡的厚度較大﹐一般約為口徑的1/10﹐對使用的光學玻璃有較高的要求﹐因此﹐限製了口徑的增大。
目前﹐最大的馬剋蘇托夫望遠鏡在蘇聯阿巴斯圖馬尼天文臺﹐彎月透鏡口徑為70釐米﹐球面鏡直徑為98釐米﹐焦距為210釐米 |
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1、放大倍數：一般用目鏡視角與物鏡入射角之比作為望遠鏡放大倍數的標示，但通常用物鏡焦距與目鏡焦距之比計算，表示景物被望遠鏡拉近的程度，比如一具10倍放大倍數的望遠鏡表示用此望遠鏡觀察距觀察者1000米處的景物的效果，距觀察者不使用望遠鏡而直接在100米處肉眼觀察該景物的效果是一樣的。
2、視場角（視場範圍）用1000米處産品可視景物範圍標示，如126m/1000m，表示距觀察者1000米處，望遠鏡可觀察到126米範圍的視場。
3、入瞳直徑
4、出瞳直徑
5、分辨率
6、黃昏係數
7、視度範圍
8、光軸平行度
9、像傾斜 |
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最大的望遠鏡
望遠鏡的大小，主要是用望遠鏡的口徑來衡量的。為了對天體作更仔細的研究和觀測，為了發現更暗弱的天體，多年來人們一直在增大望遠鏡的口徑上下功夫。但是，對不同的望遠鏡在口徑上有不同的要求。現在世界上最大的反射望遠鏡，是1975年蘇聯建成的一臺6米望遠鏡。它超過了30年來一直稱為“世界之最”的美國帕洛馬山天文臺的5米反射望遠鏡。它的轉動部分總重達800噸，也比美國的重200噸。
現在世界上最大的折射望遠鏡，是在德國陶登堡天文臺安裝的施密特望遠鏡，改正口徑1.35米，主鏡口徑2米。德國這臺折射鏡也超過了美國最大的施米特望遠鏡。美國在望遠鏡上的兩個“世界之最”被人相繼奪走了。1978年，美國一臺組合後口徑相當於4.5米的多鏡面望遠鏡試運轉。這臺望遠鏡由6個相同的、口徑各為1.8米的卡塞格林望遠鏡組成。6個望遠鏡繞中心軸排成六角形，六束會聚光各經一塊平面鏡射嚮一個六面光束合成器，再把六束光聚在一個共同焦點上，多鏡面望遠鏡的優點是：口徑大，鏡筒短，占地小，造價低。
最早的望遠鏡
世界上最早的望遠鏡是1609年意大利科學家伽利略製造出來的。因此，又稱伽利略望遠鏡。這是一臺折射望遠鏡。他用一塊凸透鏡作物鏡，一塊凹鏡作目鏡，因此觀測到的是正像。伽利略在談到這架世界上第一臺望遠鏡時說：“現在多謝有了望遠鏡，我們已經能夠使天體離我們比離亞裏斯多德近三四十倍，因此能夠辨別出天體上許多事情來，都是亞裏士多德所沒有看見的；別的不談，單是這些太陽係黑子就是他絶對看不到的。所以我們要比亞裏士多德更有把握對待天體和太陽。” |
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英文字母的型號，有時候在不同的望遠鏡廠牌裏有不同的意義，大致上容易辨識的是以下這些：
(1) cf：中央調焦
(2) zcf：傳統波羅棱鏡左右展開型、中央調焦
(3) zwcf：比第（2）項多一個「超廣角」（w）
(4) cr：迷彩色橡膠外殼
(5) br：黑色橡膠防震外殼
(6) bcf：黑色、中央調焦
(7) bcr：偏黑色迷彩橡膠外殼
(8) ir：鋁合金輕巧外殼
(9) if：左右眼個別調焦
(10) wp：內充氮氣防水型
(11) ra：外附橡膠防震保護
(12) d：德式棱鏡、屋頂棱鏡（直筒式）
(13) hp：高眼點
(14) sp：超高解析度
(15) ed：超低色差鏡片
(16) as：非球面鏡片
(17) zoom：可變倍率伸縮鏡頭
(18) wf：廣角視野 |
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目前，國內市場上出售的望遠鏡種類繁多，令人目不暇接。但總的來說可按以下幾個方面來劃分：按産地不同來劃分，有國外的（日本、美國、德國等），國內的（廣東、浙江、四川等）；按牌子不同來劃分，有仙力夫、寶竜、德寶、櫻花、肯高、金三角等，按用途不同來劃分，有變倍數鏡、防水鏡、夜視鏡；按放大倍數不同來劃分，有低倍數（2-5倍，多見於玩具産品）、中倍數（7-10倍）、高倍數（15-70倍）。
人們在選購望遠鏡時，常見其價目表上有幾個阿拉伯數字，那麽這幾個數字說明了什麽技術參數呢？下面試舉一例子說明一下。例如標有10×50mm5°，即表示其放大倍數為10倍，物鏡的直徑為50毫米，視野為5度（即在1000處視野寬度為87.4米）。可能有人會認為技術參數的數字越大越好，其實不然。放大倍數與視野寬度成反比，即放大倍數越大，視野寬度越小，這就不利於搜索。物鏡直徑與進光量越多，在光綫不足時分辯能力就越強，但這必然導致到望遠鏡的體積增大不利於攜帶。經這麽一說，您興許感覺無所適從，但衹要能取長補短，同樣可以購得一架合意的望遠鏡。在此我想給大傢提幾點建議以供大傢在選購望遠鏡時作為參考：
第一，如想到海上或海濱旅遊，請不要忘記購一架防水望遠鏡（特別攜薦美國産的德寶offshore係列7×50mm防水望遠鏡）。
第二，如想外出旅遊觀光，可購一架體積小具備變倍功能的望遠鏡。
第三，如打算到那些可遠觀而不可近探之”的危險地帶獵奇，那就應該購一架高倍數的望遠鏡。
第四，如要進行狩獵或長時間在外旅行，則最好購一架變倍數望遠鏡，現說明一下它的使用方法。因為變倍數望遠鏡可從低倍數逐漸調到高倍數，所以在使用時應先用低倍數、大視野進行粗略搜索，然後再用高倍數、小視野進行仔細觀察。 |
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望遠鏡的基本原理
望遠鏡是一種用於觀察遠距離物體的目視光學儀器，能把遠物很小的張角按一定倍率放大，使之在像空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體變清晰可辨。所以，望遠鏡是天文和地面觀測中不可缺少的工具。它是一種通過物鏡和目鏡使入射的平行光束仍保持平行射出的光學係統。根據望遠鏡原理一般分為三種。
一種通過收集電磁波來觀察遙遠物體的儀器。在日常生活中，望遠鏡主要指光學望遠鏡。但是在現代天文學中，天文望遠鏡包括了射電望遠鏡，紅外望遠鏡，Ｘ射綫和伽嗎射綫望遠鏡。近年來天文望遠鏡的概念又進一步地延伸到了引力波，宇宙射綫和暗物質的領域。
在日常生活中，光學望遠鏡通常是呈筒狀的一種光學儀器，它通過透鏡的折射，或者通過凹反射鏡的反射使光綫聚焦直接成像，或者再經過一個放大目鏡進行觀察。日常生活中的光學望遠鏡又稱“千裏鏡”。它主要包括業餘天文望遠鏡，觀劇望遠鏡和軍用雙筒望遠鏡。 |
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一、折射望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略望遠鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒望遠鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。其中以雙透鏡物鏡應用最普遍。它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組成，對兩個特定的波長完全消除位置色差，對其餘波長的位置色差也可相應減弱
在滿足一定設計條件時，還可消去球差和彗差。由於剩餘色差和其他像差的影響，雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場也不大。口徑小於8釐米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起，稱雙膠合物鏡 ，留有一定間隙未膠合的稱雙分離物鏡 。為了增大相對口徑和視場，可采用多透鏡物鏡組。對於伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失少。鏡筒短，很輕便。而且成正像，但倍數小視野窄，一般用於觀劇鏡和玩具望遠鏡。對於開普勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的是正像。一般的折射望遠鏡都是采用開普勒結構。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采用折射係統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡睏難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常睏難，且存在玻璃對光綫的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都采用反射式
（ 以下為詳細介紹）
伽利略望遠鏡
物鏡是會聚透鏡而目鏡是發散透鏡的望遠鏡。光綫經過物鏡折射所成的實像在目鏡的後方（靠近人目的後方）焦點上，這像對目鏡是一個虛像，因此經它折射後成一放大的正立虛像。伽利略望遠鏡的放大率等於物鏡焦距與目鏡焦距的比值。其優點是鏡筒短而能成正像，但它的視野比較小。把兩個放大倍數不高的伽利略望遠鏡並列一起、中間用一個蠃栓鈕可以同時調節其清晰程度的裝置，稱為“觀劇鏡”；因攜帶方便，常用以觀看表演等。伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史中占有重要地位。它由一個凹透鏡（目鏡）和一個凸透鏡（物鏡）構成。其優點是結構簡單，能直接成正像。
開普勒望遠鏡
原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有一個實像，可方便的安裝分劃板，並且各種性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都采用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像係統。
正像係統分為兩類：棱鏡正像係統和透鏡正像係統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既采用了雙直角棱鏡正像係統。這種係統的優點是在正像的同時將光軸兩次摺叠，從而大大減小了望遠鏡的體積和重量。透鏡正像係統采用一組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既采用設計精良的透鏡正像係統。
歷史
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，受此啓發，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釐米，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，這種光學係統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指嚮天空，得到了一係列的重要發現，天文學從此進入了望遠鏡時代。
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係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，天文望遠鏡是采用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡采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，需要用麯率非常小的透鏡，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，由於技術方面的限製，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多衹能磨製出10釐米的透鏡。
十九世紀末，隨着製造技術的提高，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釐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釐米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91釐米的裏剋望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎麯不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，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製也十分睏難，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。
二、反射望遠鏡，是用凹面反射鏡作物鏡的望遠鏡。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，當物鏡采用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其它像差的影響，可用視場較小。對製造反射鏡的材料衹要求膨脹係數較小、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埃波段範圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，反射望遠鏡還適於對近紅外和近紫外波段進行研究。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，鏡筒的長度比係統的焦距要短得多，加上主鏡衹有一個表面需要加工，這就大大降低了造價和製造的睏難，因此目前口徑大於1.34米的光學望遠鏡全部是反射望遠鏡。一架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點係統(或牛頓係統)、卡塞格林係統和折軸係統。這樣，一架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對口徑和視場。反射望遠鏡主要用於天體物理方面的工作。
歷史
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，决定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5釐米直徑的金屬，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。這種係統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會産生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈裏在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，使光綫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，所以格雷戈裏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，結構與格雷戈裏望遠鏡相似，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彙聚於鏡筒的一側。
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釐米的鬍剋望遠鏡投入使用，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係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鬍剋望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，鬍剋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釐米望遠鏡，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，儘管它比鬍剋望遠鏡看得更遠，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，似乎預兆着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釐米的望遠鏡，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，能在廣泛的可見光範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。
三、折反射望遠鏡，是在球面反射鏡的基礎上，再加入用於校正像差的折射元件，可以避免睏難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。比較著名的有施密特望遠鏡
它在球面反射鏡的球心位置處放置一施密特校正板。它是一個面是平面，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。還有一種馬剋蘇托夫望遠鏡
在球面反射鏡前面加一個彎月型透鏡，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，貝剋―努恩照相機等。在折反射望遠鏡中，由反射鏡成像，折射鏡用於校正像差。它的特點是相對口徑很大(甚至可大於1)，光力強，視場廣阔，像質優良。適於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體。小型目視望遠鏡若采用折反射卡塞格林係統，鏡筒可非常短小。
歷史
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年馬剋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麯率不同的球面，相差不大，但麯率和厚度都很大。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，非常適合業餘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。
射電望遠鏡
探測天體射電輻射的基本設備。可以測量天體射電的強度、頻譜及偏振等量。通常，由天綫、接收機和終端設備3部分構成。天綫收集天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄、顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特定的要求進行某些處理然後顯示出來。表徵射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度，前者反映區分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。根據天綫總體結構的不同，射電望遠鏡可分為連續孔徑和非連續孔徑兩大類，前者的主要代表是采用單盤拋物面天綫的經典式射電望遠鏡，後者是以干涉技術為基礎的各種組合天綫係統。20世紀60年代産生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基綫干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間分辨率，後者能獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可跟蹤型經典式射電望遠鏡其拋物面天綫直徑長達100米，安裝在德國馬剋斯·普朗剋射電天文研究所；世界上最大的非連續孔徑射電望遠鏡是甚大天綫陣，安裝在美國國立射電天文臺。
1931年，在美國新澤西州的貝爾實驗室裏，負責專門搜索和鑒別電話幹擾信號的美國人KG·楊斯基發現：有一種每隔23小時56分04秒出現最大值的無綫電幹擾。經過仔細分析，他在1932年發表的文章中斷言：這是來自銀河中射電輻射。由此，楊斯基開創了用射電波研究天體的新紀元。當時他使用的是長30.5米、高3.66米的旋轉天綫陣，在14.6米波長取得了30度寬的“扇形”方向束。此後，射電望遠鏡的歷史便是不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。
自從楊斯基宣佈接收到銀河的射電信號後，美國人G·雷伯潛心試製射電望遠鏡，終於在1937年製造成功。這是一架在第二次世界大戰以前全世界獨一無二的拋物面型射電望遠鏡。它的拋物面天綫直徑為9.45米，在1.87米波長取得了12度的“鉛筆形”方向束，並測到了太陽以及其它一些天體發出的無綫電波。因此，雷伯被稱為是拋物面型射電望遠鏡的首創者。
射電望遠鏡是觀測和研究來自天體的射電波的基本設備，它包括：收集射電波的定嚮天綫，放大射電信號的高靈敏度接收機，信息記錄，處理和顯示係統等等。射電望遠鏡的基本原理和光學反射望遠鏡相信，投射來的電磁波被一精確鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚集。因此，射電望遠鏡的天綫大多是拋物面。
射電觀測是在很寬的頻率範圍內進行，檢測和信息處理的射電技術又較光學波希靈活多樣，所以，射電望遠鏡種類更多，分類方法多種多樣。例如按接收天綫的形狀可分為拋物面、拋物柱面、球面、拋物面截帶、喇、蠃旋、行波、天綫等射電望遠鏡；按方向束形狀可分為鉛筆束、扇束、多束等射電望遠鏡；按觀測目的可分為測繪、定位、定標、偏振、頻譜、日象等射電望遠鏡；按工作類型又可分為全功率、掃頻、快速成像等類型的射電望遠鏡。
空間望遠鏡
在地球大氣外進行天文觀測的大望遠鏡。由於避開了大氣的影響和不會因重力而産生畸變，因而可以大大提高觀測能力及分辨本領，甚至還可使一些光學望遠鏡兼作近紅外 、近紫外觀測。但在製造上也有許多新的嚴格要求，如對鏡面加工精度要在0.01微米之內，各部件和機械結構要能承受發射時的振動、超重，但本身又要求盡量輕巧，以降低發射成本。第一架空間望遠鏡又稱哈勃望遠鏡 ，於1990年4月24日由美國發現號航天飛機送上離地面600千米的軌道 。其整體呈圓柱型，長13米，直徑4米 ，前端是望遠鏡部分 ，後半是輔助器械，總重約11噸。該望遠鏡的有效口徑為2.4米 ，焦距57.6米 ，觀測波長從紫外的120納米到紅外的1200納米 ，造價15億美元 。原設計的分辨率為0.005 ，為地面大望遠鏡的100倍 。但由於製造中的一個小疏忽 ，直至上天後纔發現該儀器有較大的球差，以致嚴重影響了觀測的質量。1993年12月2～13日，美國奮進號航天飛機載着7名宇航員成功地為“哈勃”更換了11個部件，完成了修復工作，開創了人類在太空修復大型航天器的歷史。修復成功的哈勃望遠鏡在10年內將不斷提供有關宇宙深處的信息 。1991 年4月美國又發射了第二架空間望遠鏡，這是一個觀測γ射綫的裝置，總重17噸，功耗1.52瓦，信號傳輸率為17000比特／秒 ，上面載有4組探測器，角分辨率為5′～10′。其壽命2年左右。
雙子望遠鏡
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占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，以進行全天係統觀測。其主鏡采用主動光學控製，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學係統使紅外區接近衍射極限。
太陽望遠鏡
日冕是太陽周圍一圈薄薄的、暗弱的外層大氣，它的結構復雜，衹有在日全食發生的短暫時間內，才能欣賞到，因為 天空的光總是從四面八方散射或漫射到望遠鏡內。
1930年第一架由法國天文學家李奧研製的日冕儀誕生了，這種儀器能夠有效地遮掉太陽，散射光極小，因此可以在太陽光普照的任何日子裏，成功地拍攝日冕照片。從此以後，世界觀測日冕逐漸興起。
日冕儀衹是太陽望遠鏡的一種，20世紀以來，由於實際觀測的需要，出現了各種太陽望遠鏡，如色球望遠鏡、太陽塔、組合太陽望遠鏡和真空太陽望遠鏡等。
紅外望遠鏡
紅外望遠鏡（infrared telescope）接收天體的紅外輻射的望遠鏡。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。但作紅外觀測時其終端設備與光學觀測截然不同，需采用調製技術來抑製背景幹擾，並要用干涉法來提高其分辨本領。紅外觀測成像也與光學圖像大相徑庭。由於地球大氣對紅外綫僅有7個狹窄的“窗口”，所以紅外望遠鏡常置於高山區域。世界上較好的地面紅外望遠鏡大多集中安裝在美國夏威夷的莫納剋亞，是世界紅外天文的研究中心。1991年建成的凱剋望遠鏡是最大的紅外望遠鏡，它的口徑為10米，可兼作光學、紅外兩用。此外還可把紅外望遠鏡裝於高空氣球上，氣球上的紅外望遠鏡的最大口徑為1米，但效果卻可與地面一些口徑更大的紅外望遠鏡相當。
數碼望遠鏡
數碼望遠鏡（Instant Replay）——高性能數碼成像望遠鏡。
被主流科技媒體評為“百項科技創新”之一，由於結構簡單，成像清晰，能夠用較小的機身長度實現超長焦的效果，在加上先進的數碼功能，可以實現較為清晰拍照錄像功能，在大大拓寬了望遠鏡的應用領域，可以廣泛的應用在偵查、觀鳥、電力、野生動物保護等等。
數碼望遠鏡還具備拍照、錄像、圖像傳輸等功能，傳統望遠鏡長時間的觀察，可導致眼睛不適，但是數碼望遠鏡的使用者可以很方便地通過LCD液晶顯示屏觀看放大，如果覺得顯示屏較小不能滿足要求，可以直接通過tv接口連接到電視或者是mp4上，甚至可以直接通過usb連接綫連到電腦上，實現在綫錄製或者圖像傳輸，當然視頻的流暢程度和顔色遠不及自然顔色，即使如此，數碼望遠鏡做為一種高端的望遠鏡，同樣提供舒適的直接觀測功能！
數碼望遠鏡具備的拍照功能，可以保存人生歷程中經歷的衆多難忘瞬間，在美國，此款産品廣受體育運動教練員、球探、獵鳥人、野生動物觀察員、狩獵愛好者以及任何一個攝影、攝像愛好者的青睞。在中國，這一領域的佼佼者，當屬watchto係列的遠程拍攝設備，尤其是WT-20A係列和30B係列，目前國內很多公安、軍警、野生動物保護已經利用數碼望遠鏡的優勢，應用到工作中了，尤其是公安部門，他們可以輕鬆的遠程拍照取證。
高達5.1百萬像素coms傳感器的內置數碼照相機結合在一起的。可以快速並簡單的從靜態高分辨率照片(2594*1786)拍照轉換到可30秒連續攝相。這能確保使您捕捉到最佳效果。照片和錄象存儲在內存中，或sd卡中，並可以通過可摺叠的液晶顯示屏查看、刪除、通過電視機查看，或不需安裝其他軟件將照片下載到計算機中。光學部分目前主要流行的倍率是35倍和60倍，並且可以進行高低倍的切換！( Windows 2000, XP或Mac無需驅動。Windows 98/98SE需要安裝驅動)。
馬剋蘇托夫望遠鏡
【中文詞條】馬剋蘇托夫望遠鏡
【外文詞條】Maksutov telescope
【作者】楊世傑
一種折反射望遠鏡﹐1940年初為蘇聯光學家馬剋蘇托夫所發明﹐因此得名。荷蘭光學家包沃爾斯也幾乎於同時獨立地發明了類似的係統﹐所以有時也稱為馬剋蘇托夫-包沃爾斯係統。
馬剋蘇托夫望遠鏡的光學係統和施密特望遠鏡類似﹐是由一個凹球面反射鏡和加在前面的一塊改正球差的透鏡組成的。改正透鏡是球面的﹐它的兩個表面的麯率半徑相差不大﹐但有相當大的麯率和厚度﹐透鏡呈彎月形﹐所以﹐這種係統有時也稱為彎月鏡係統。適當選擇透鏡兩面的麯率半徑和厚度﹐可以使彎月透鏡産生足以補償凹球面鏡的球差﹐同時又滿足消色差條件。在整個係統中適當調節彎月透鏡與球面鏡之間的距離﹐就能夠對彗差進行校正：馬剋蘇托夫望遠鏡光學係統的像散很小﹐但場麯比較大﹐所以必須采用和焦面相符合的麯面底片。彎月透鏡第二面的中央部分可磨成麯率半徑更長的球面(也可以是一個膠合上去的鏡片)﹐構成具有所需相對口徑的馬剋蘇托夫-卡塞格林係統﹐也可直接將彎月鏡中央部分鍍鋁構成馬剋蘇托夫-卡塞格林係統。馬剋蘇托夫望遠鏡的主要優點﹕係統中的所有表面都是球面的﹐容易製造﹔在同樣的口徑和焦距的情況下﹐鏡筒的長度比施密特望遠鏡的短。缺點是﹕和相同的施密特望遠鏡比較﹐視場稍小﹔彎月形透鏡的厚度較大﹐一般約為口徑的1/10﹐對使用的光學玻璃有較高的要求﹐因此﹐限製了口徑的增大。
目前﹐最大的馬剋蘇托夫望遠鏡在蘇聯阿巴斯圖馬尼天文臺﹐彎月透鏡口徑為70釐米﹐球面鏡直徑為98釐米﹐焦距為210釐米 |
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1、保證望遠鏡存放在通風、乾燥、潔淨的地方，以防生黴，有條件的話可在望遠鏡周邊放入乾燥劑，並經常更換。
2、鏡片上殘留的髒點或污跡，要用專業擦鏡布輕輕擦拭，以免颳花鏡面，如需清洗鏡面，應當用脫脂棉占上少許酒精，從鏡面的中心順着一個方向嚮鏡面的邊緣擦試，並不斷更換脫脂棉球直到擦試幹淨為止。
3、望遠鏡屬於精密儀器，切勿對望遠鏡重摔、重壓或做其他劇烈動作。
4、非專業人員不要試圖自行拆卸望遠鏡及對望遠鏡內部進行清潔。
高檔的望遠鏡 |
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608年，荷蘭的一位眼鏡商偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啓發，他製造了人類歷史上的第一架望遠鏡。經過近400年的的發展，望遠鏡的功能越來越強大，觀測的距離也越來越遠。
為慶祝“2009國際天文年”，英國《新科學家》評選出了人類歷史上最著名的望遠鏡。以下是這14架最著名的望遠鏡：
1、伽利略折射望遠鏡
伽利略折射望遠鏡
伽利略是第一個認識到望遠鏡將可能用於天文研究的人。雖然伽利略沒有發明望遠鏡，但他改進了前人的設計方案，並逐步增強其放大功能。圖中的情景發生於1609年8月，伽利略正在嚮當時的威尼斯統治者演示他的望遠鏡。伽利略製作了一架口徑4.2釐米，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，這種光學係統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指嚮天空，得到了一係列的重要發現，天文學從此進入了望遠鏡時代。折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎麯不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害
2、牛頓反射式望遠鏡
牛頓反射式望遠鏡
牛頓反射式望遠鏡的原理並不是采用玻璃透鏡使光綫折射或彎麯，而是使用一個彎麯的鏡面將光綫反射到一個焦點之上。這種方法比使用透鏡將物體放大的倍數要高數倍。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，决定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5釐米直徑的金屬，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。這種係統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會産生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡采用拋物面時，還可消去球差。圖中顯示的是牛頓首個反射式望遠鏡的復製品。
3、赫歇爾望遠鏡
赫歇爾望遠鏡
18世紀晚期，德國音樂師和天文學家威廉-赫歇爾開始製造大型反射式望遠鏡。圖中顯示的是赫歇爾所製造的最大望遠鏡，鏡面口徑為1.2米。該望遠鏡非常笨重，需要四個人來操作。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彙聚於鏡筒的一側。在反射式望遠鏡發明後，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。
4、耶基斯折射望遠鏡
耶基斯折射望遠鏡
耶基斯折射望遠鏡坐落於美國威斯康星州的耶基斯天文臺，主透鏡建成於1895年，是當時世界上最大望遠鏡。十九世紀末，隨着製造技術的提高，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釐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釐米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91釐米的裏剋望遠鏡。但折射望遠鏡後來在發展上受到限製，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。
5、威爾遜山60英寸望遠鏡
威爾遜山60英寸望遠鏡
這幅圖片拍攝於1946年，夜間操作員吉因-漢考剋正在手動操控望遠鏡。1908年，美國天文學家喬治-埃勒裏-海耳主持建成了口徑60英寸的反射望遠鏡，安裝於威爾遜山。這是當時世界上最大的望遠鏡，光譜分析、視差測量、星雲觀測和測光等天文學領域成為世界領先的設備。雖然數年後鬍剋望遠鏡的口徑超過了它，但在此後的數年中它依然是世界上最大的望遠鏡之一。1992年海耳望遠鏡上安裝了一臺早期的自適應光學設施，使它的分辨本領從0.5-1.0角秒提高到0.07角秒。
6、鬍剋100英寸望遠鏡
鬍剋100英寸望遠鏡
在富商約翰-鬍剋的贊助下，口徑為100英寸的反射望遠鏡於1917年在威爾遜山天文臺建成。在此後的30年間，它一直是世界上最大的望遠鏡。為了提供平穩的運行，這架望遠鏡的液壓係統中使用液態的水銀。1919年阿爾伯特-邁剋爾遜為這架望遠鏡裝了一個特殊裝置：一架干涉儀，這是光學干涉裝置首次在天文學上得到應用。邁剋爾遜可以用這臺儀器精確地測量恆星的大小和距離。亨利-諾裏斯-羅素使用鬍剋望遠鏡的數據製定了他對恆星的分類。埃德溫-哈勃使用這架100英寸望遠鏡完成了他的關鍵的計算。他確定許多所謂的“星雲”實際上是銀河係外的星係。在米爾頓-赫馬森的幫助下他認識到星係的紅移說明宇宙在膨脹。
7、海耳200英寸望遠鏡
海耳200英寸望遠鏡
海耳對鬍剋100英寸望遠鏡並不十分滿意。1928年，他决定在帕洛馬山天文臺再架設了一臺口徑為200英寸的巨型反射望遠鏡。新望遠鏡於1948年完工並投入使用。海耳1890年畢業於美國麻省理工學院。1892年任芝加哥大學天體物理學副教授，開始組織葉凱士天文臺，任臺長。1904年籌建威爾遜山太陽觀象臺，即後來的威爾遜山天文臺。他任首任臺長，直到1923年因病退休。1895年，海耳創辦《天體物理學雜志》。1899年當選為新成立的美國天文學與天體物理學會副會長。海耳一生最主要的貢獻體現在兩個方面：對太陽的觀測研究和製造巨型望遠鏡。
8、喇叭天綫
喇叭天綫
喇叭天綫位於美國新澤西州的貝爾電話實驗研究所，曾用來探測和發現宇宙微波背景輻射。喇叭天綫建造於1959年。當喇叭長度一定時，若使喇叭張角逐漸增大，則口面尺寸與二次方相位差也同時加大，但增益並不和口面尺寸同步增加，而有一個其增益為最大值的口面尺寸，具有這樣尺寸的喇叭就叫作最佳喇叭。喇叭天綫的輻射場可利用惠更斯原理由口面場來計算。口面場則由喇叭的口面尺寸與傳播波型所决定。可用幾何繞射理論計算喇叭壁對輻射的影響，從而使計算方向圖與實測值在直到遠旁瓣處都能較好地吻合。
9、甚大陣射電望遠鏡
甚大陣射電望遠鏡
甚大陣射電望遠鏡座落於美國新墨西哥州索科洛，於1980年建成並投入使用。甚大陣由27面直徑25米的拋物面天綫組成，呈Y型排列。天文學家可以利用甚大陣來研究黑洞、星雲等宇宙各種現象。甚大望遠鏡是一組光學望遠鏡陣列。它包括了4個8.2米的望遠鏡，陣列中每個都是一個大型望遠鏡，而且每一個都能獨立工作，並具有捕獲比人類肉眼觀測到的光綫弱40億倍的光綫，這比南非大望遠鏡能捕獲的最弱光綫還弱四倍。甚大陣望遠鏡能夠把最多3個望遠鏡集中在一起形成獨立單元，通過地下的鏡片將光綫組合成一個統一的光束，這使得望遠鏡係統能夠觀測到比單個望遠鏡分辨率高25倍的圖像。
10、哈勃太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡發射於1990年4月。它位於地球大氣層之上，因此它取得了其他所有地基望遠鏡從來沒有取得的革命性突破。天文學家們利用它來測量宇宙的膨脹比率以及發生産生這種膨脹的暗能量和神秘力量。哈勃太空望遠鏡已到“晚年”。它在太空的十幾年中，經歷過數次大修。儘管每次大修以後，“哈勃”都面貌一新，特別是2001年科學家利用哥倫比亞航天飛機對它進行的第四次大修，為它安裝測繪照相機，更換太陽能電池板，更換已工作11年的電力控製裝置，並激活處於“休眠”狀態的近紅外照相機和多目標分光計，然而，大修仍掩蓋不住它的老態，因為“哈勃”從上太空起就處於“帶病堅持工作” 狀態。
11、凱剋係列望遠鏡
凱剋係列望遠鏡
凱剋望遠鏡位於夏威夷莫納剋亞山，口徑為10米。由於當今技術不可能實現單片望遠鏡鏡面口徑超過8.4米，因此凱剋望遠鏡的鏡面由36塊六邊形分片組合而成。凱內望遠鏡巨大的鏡面使它使用起來非同一般，不衹是因為它的大尺寸，還因為它是由36個直徑為1.8米的六邊形小鏡片組成的。凱剋望遠鏡開創了基於地面的望遠鏡的新時代。它的規模是美國加利富尼亞州帕落馬山上的海耳望遠鏡的兩倍，後者在前幾十年內是世界上最大的望遠鏡。有人曾認為製造如此之大的望遠鏡是不可能的，但新科學技術把不可能變為了現實。
12、斯隆2.5米望遠鏡
斯隆2.5米望遠鏡
“斯隆數字天空勘測計劃”的2.5米望遠鏡位於美國新墨西哥州阿柏角天文臺。該望遠鏡擁有一個相當復雜的數字相機，望遠鏡內部是30個電荷耦合器件(CCD)探測器。斯隆望遠鏡使用口徑為2.5米的寬視場望遠鏡，測光係統配以分別位於u、g、r、i、z波段的五個濾鏡對天體進行拍攝。這些照片經過處理之後生成天體的列表，包含被觀測天體的各種參數，比如它們是點狀的還是延展的，如果是後者，則該天體有可能是一個星係，以及它們在CCD上的亮度，這與其在不同波段的星等有關。另外，天文學家們還選出一些目標來進行光譜觀測。
13、威爾金森宇宙微波各嚮異性探測衛星
威爾金森宇宙微波各嚮異性探測衛星
美國宇航局於2001年7月發射了威爾金森宇宙微波各嚮異性探測衛星(WMAP)，用來研究宇宙微波背景以及宇宙大爆炸遺留物的輻射問題。WMAP繪製了首張清晰的宇宙微波背景圖，從而可以精確地測定宇宙的年齡為137億年。WMAP的目標是找出宇宙微波背景輻射的溫度之間的微小差異，以幫助測試有關宇宙産生的各種理論。它是COBE的繼承者，是中級探索者衛星係列之一。WMAP以宇宙背景輻射的先軀研究者大衛-威爾金森命名。
14、雨燕觀測衛星
雨燕觀測衛星
“雨燕”(Swift)觀測衛星發射於2004年，主要是用來研究伽瑪暴現象。“雨燕”可在短短的一分鐘內自動觀測到伽瑪暴現象。到目前為止，它已經發現了數百次伽瑪暴現象。“雨燕”衛星實際上是一顆專門用於確定伽馬射綫暴起源、探索早期宇宙的國際多波段天文臺。它主要由三部分組成，分別從伽馬射綫、X射綫、紫外綫和光波四個方面研究伽馬射綫暴和它的耀斑。在多年的運行中，“雨燕”衛星先後共10次捕捉到以極快角速度運行的伽馬射綫暴，其中，最短的伽馬射綫暴衹持續了50毫秒。目前，“雨燕”衛星可以檢測到120億光年以外單獨的恆星參數。 |
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北京時間10月13日消息，美國MSNBC網站最近公佈了迄今最偉大的八具太空望遠鏡，這些近20年裏先後進入太空的望遠鏡好比“太空之眼”，幫助人類對宇宙有了更清晰的認識。以下就是這八具太空望遠鏡。
哈勃太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡
發射時間：1990年
哈勃望遠鏡於1990年發射升空。18年來這部功勳卓著的望遠鏡重新改變了我們對宇宙的認識，嚮公衆奉獻了大批精彩絶倫的太空靚照。然而最近哈勃望遠鏡遭受了硬件失靈的故障，令其無法與地面實現通訊。但美宇航局正在製定一個復蘇“大天文臺”的計劃，令“哈勃”望遠鏡至少服役到2013年。
康普頓伽馬射綫太空望遠鏡
康普頓伽馬射綫太空望遠鏡
發射時間：1991年
主要功能：尋找高能伽馬射綫
宇宙中一些最狂暴的事件是肉眼所看不到的。它們發生在一種稱為伽馬射綫的光譜環境下。伽馬射綫是電磁光譜中能量最大的光子。康普頓伽馬射綫太空望遠鏡重達17噸，於1991年經由“亞特蘭蒂斯”號航天飛機發射升空，用以觀測宇宙中的高能射綫。康普頓攜帶的先進儀器嚮世人揭示了高能伽馬射綫爆發的分佈情況，使科學家繪製出諸如上圖這樣的精彩地圖，該圖顯示集中於銀道面(galactic plane)沿綫的伽馬射綫爆發。2000年，在陀蠃儀發生故障後，康普頓被安全地脫離了軌道。
錢德拉X射綫太空望遠鏡
錢德拉X射綫太空望遠鏡
發射時間：1999年
主要功能：觀測黑洞和超新星
長期以來，科幻作傢就喜歡給“超人”等虛構的超級大英雄賦予X射綫般的視力，這種超能力可以使他們看清楚普通人看不到的東西。在錢德拉X射綫太空望遠鏡1999年發射後，現實世界的天文學便具有了這種超能力。錢德拉望遠鏡用以觀測黑洞和以高能光形式存在的超新星等物體。它拍攝的具有340年歷史的超新星殘骸“仙後座A”嚮天文學家揭示了這種爆發的恆星可能是宇宙射綫的重要來源。宇宙射綫是不斷轟擊地球的高能粒子。
XMM-牛頓X射綫太空望遠鏡
XMM-牛頓X射綫太空望遠鏡
發射時間：1999年
主要功能：不間斷觀測深空
1999年12月，多鏡片X射綫觀測衛星(現稱XMM-牛頓)發射升空，歐洲天文學家從此擁有了他們自己的X射綫觀測臺。這顆衛星裝備了三部X射綫望遠鏡，因其奇異的飛行軌道而著稱，這種飛行軌道可令其長時間、不間斷觀測深空。XMM-牛頓讓歐洲天文學界獲得了諸多突破，如觀測到迄今在遙遠宇宙看到的最大星係團。這個龐大的星係團(上圖右側)證明了一種稱為暗能量的神秘力量的存在。據說，暗能量加速了宇宙的膨脹速度。科學家表示，如此巨大的星係團可能是在宇宙初期形成的。
威爾金森微波各嚮異性探測器
威爾金森微波各嚮異性探測器
發射時間：2001年
主要功能：探測早期宇宙結構
大爆炸發生後約38萬年，宇宙釋放了大量輻射熱，這種輻射熱稱為宇宙微波背景輻射。按照天文學理論，宇宙起源於大爆炸。美宇航局在1992年發射了一艘航天器，對宇宙微波背景輻射的微小變化進行探測。威爾金森微波各嚮異性探測器發射於2001年，多年來一直在研究宇宙微波背景輻射更為細微的變化，令科學家對大爆炸後宇宙狀況有初步瞭解。如上圖所示，美宇航局在2003年公佈了一幅根據威爾金森微波各嚮異性探測器數據繪製的早期宇宙地圖。這些數據證實宇宙已擁有137億年歷史。
斯皮策太空望遠鏡
斯皮策太空望遠鏡
發射時間：2003年
主要功能：穿透星際氣體和塵埃
不知你是否有過爬到山頂，結果衹看到煙霧繚繞景象的經歷。密不透風的星際氣體和塵埃給試圖瞭解遙遠恆星和星係的天文學家造成了類似問題。發射於2003年的斯皮策太空望遠鏡(右圖)通過收集紅外光，為天文學家們解决了這個難道。紅外光是與某個熱量有關的電磁輻射的無形模式，這種熱量是氣雲所不能阻擋的。通過斯皮策太空望遠鏡攜帶的攝像機，天文學家對星係、新形成的行星係及形成恆星的區域(如左側的W5區域)進行了前所未有的勘測。
費米伽馬射綫太空望遠鏡
費米伽馬射綫太空望遠鏡
發射時間：2008年
主要功能：研究黑洞，揭開暗物質神秘面紗
黑洞被稱為太空中的旋渦，將一切東西吸引在其周圍。但是，當黑洞吞噬恆星時，它們還會以近乎光速的速度嚮外噴涌釋放伽馬射綫的氣體。為何會發生這種情況？2008年7月發射的費米伽馬射綫太空望遠鏡可能會揭開這個謎底，這部望遠鏡的目標是研究高能輻射物，另外還有可能揭開暗物質的神秘面紗，有助於進一步瞭解宇宙中最極端環境中我們聞所未聞的物質。暗物質是伽馬射綫爆發的來源。
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡
發射時間：2013年
主要功能：尋找宇宙最早形成的恆星和星係
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡定於2013年發射，將利用其7倍於哈勃太空望遠鏡的聚光能力對太空展開探索。詹姆斯韋伯太空望遠鏡被看作是哈勃的“接班人”，龐大的聚光能力將可能令其觀測到宇宙最早形成的恆星和星係。詹姆斯·韋伯望遠鏡的核心部分是18面六邊形鏡子，它們將統一行動，用以聚焦遙遠、年輕宇宙中的物體。最新研究發現可能會提供從恆星、星係、行星形成到太陽係演變等一切事情的綫索。 |
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wangyuanjing
望遠鏡
telescope
觀測遠處物體的光學儀器。望遠鏡的第一個作用是放大遠處物體的張角，使人眼能看清角距更小的細節。望遠鏡第二個作用是把物鏡收集到的比瞳孔直徑（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼,使觀測者能看到原來看不到的暗弱物體。望遠鏡由物鏡和目鏡兩組鏡頭及其他配件組成。光綫先經過物鏡，後經過目鏡，人眼在目鏡的後面觀測。為了減小望遠鏡的像差，物鏡和目鏡通常都由多個光學元件組成。人眼的分辨角大約是1□。
若使物鏡和目鏡的焦點重合，入射的平行光束，經過望遠鏡後仍然是平行光束。兩束交叉入射的平行光束，經過望遠鏡後出射時,夾角被放大的倍數稱為放大率(或倍率),它等於物鏡和目鏡焦距之比。另一方面，此時出射的平行光束變細了，入射和出射平行光束截面直徑之比，也恰好等於望遠鏡的放大率。衹要有一定的放大率，使出射的平行光束直徑小於瞳孔的直徑，物鏡收集到的一束很粗的平行光就可全部送入人眼。
望遠鏡光學結構
望遠鏡物鏡所能收集的最大的光束直徑，稱為口徑。望遠鏡觀測到的範圍，稱為視場，通常以角度來表示。視場大小和目鏡的結構有關。對於同樣類型的目鏡，視場直徑與放大率成反比：放大率越高，視場越小。
伽利略製成的望遠鏡，目鏡是負透鏡，稱為伽利略望遠鏡，觀測到的是正像，視場較小。開普勒采用正透鏡作目鏡，這樣的望遠鏡稱為開普勒望遠鏡。用它觀測到的是倒像，視場較大。現在絶大多數天文望遠鏡都采用這種形式。按物鏡的結構，望遠鏡分為三大類：用透鏡作物鏡的稱為折射望遠鏡，用反射鏡作物鏡的稱為反射望遠鏡，兼用透鏡和反射鏡作物鏡的稱為折反射望遠鏡。
用於觀測地面目標的望遠鏡,一般口徑為幾釐米,放大率為幾倍到十幾倍。為了獲得正像，常在物鏡和目鏡之間加入兩塊轉像直角棱鏡，觀測地面目標的雙筒望遠鏡就常用這種結構。天文望遠鏡在光學原理上與觀測地面目標的望遠鏡並沒有區別，衹是口徑大、倍率高和允許倒像。由於受到衍射、天文寧靜度和望遠鏡本身的缺陷（像差、加工誤差等）的限製，望遠鏡的角分辨能力並不能隨着放大率的增加而無限提高，安置在地面上的望遠鏡，目前達到的最小分辨角約為十分之幾角秒。
從1609年伽利略創製第一架天文望遠鏡，到照相術開始應用於天文觀測之前的二百多年間，望遠鏡是供目視觀測的。照相術應用於天文觀測以後，用作照相的望遠鏡，直接在物鏡的焦面上放置照相底片，這種望遠鏡實際上就是一架大型照相機。在這種情況下，底片上物像的綫長度是和物鏡的焦距成正比的。照相底片所對應的範圍，稱為視場，一般仍以角度來表示，可用視場的大小與物鏡的結構有關，它主要受像差的限製。望遠鏡物鏡的口徑D和焦距f之比，稱為相對口徑，也稱為光力，常記為 A，它的倒數稱為焦比。對於面狀天體（如像大於底片顆粒的星雲、星係，特別是包括底片上的天空背景）像的照度和A□成正比，而不再與 D有關。對於綫狀天體（如在焦面上移動的像寬度小於底片顆粒的人造衛星、流星），像的綫照度與A和D成正比。對於點狀天體（如像小於底片顆粒的恆星）像點的總能量與D□成正比，而不再與A有關。照相時,根據不同對象選用口徑、相對口徑和視場適當的望遠鏡。
用作目視觀測的望遠鏡稱為目視望遠鏡。用作照相觀測的望遠鏡稱為照相望遠鏡或天體照相儀。隨着更多的輻射探測器，如光電倍增管、光電成像器件等的出現，以及為了各種專門目的如光譜分析、光電測光等，在現代天文觀測中，主要已不再依靠肉眼和使用目鏡了。另一方面，人眼能觀測到的衹是波長從 |
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- : polemoscope, field glass, binocular
- n.: perspective, glass, telescope, tube, optical instrument shaped like a tube, with lenses to make distant objects appear larger and nearer
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- n. télescope, jumelles
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