天文望遠鏡(Astronomical Telescope)是觀測天體的重要工具，可以毫不誇張地說，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。
天文望遠鏡上一般有兩隻鏡筒，大的是主鏡，是觀測目標所用的；小的叫尋星鏡，是尋找目標所用的，也叫瞄準鏡。目鏡是單獨的個體，是決定放大倍率的物品，目鏡上都會有F值，這是目鏡的焦距，用主鏡的F值除以當前使用的目鏡的F值，就是當前的放大倍率，記住，放大倍率是標準，6厘米口徑的望遠鏡的極限放大倍率是120倍左右，8厘米的倍率最大160倍左右。
基本介紹
- 中文名：天文望遠鏡
- 外文名：Astronomical Telescope
- 用途：觀測天體的重要工具
- 構成：由主鏡、經緯台，手控器構成
- 優勢：能極大方便尋找和認識天體目標
- 集光能力：很強
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優勢
攜帶大量天體物理信息的譜線，主要集中於可見區；
大氣在可見區有良好的透射；
有悠久的歷史和豐富的經驗。
為什麼說問“望遠鏡能看多遠”是錯誤的？
我們的肉眼就是一台光學儀器，肉眼可以看到254萬光年以外的仙女座大星雲，但是看不見距離地球最近的太陽系外恆星比鄰星（4.2光年）。相信大家已經體會到了吧，說一個光學儀器能看多遠是沒有意義的，只能說多遠能看最清，或者最遠能看多清晰。
折射式
伽利略式望遠鏡
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。
克卜勒式望遠鏡
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。
折射式天文望遠鏡
折射式天文望遠鏡折射式的發展
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，最多只能磨製出10厘米的透鏡。
折反射式
施密特式折反射望遠鏡
施密特卡塞格林
施密特卡塞格林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。
馬克蘇托夫式
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。
現代大型
簡介
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5米鏡更是重達800噸。一方面，望遠鏡的自重過大會使鏡頭變形相當明顯，另一方面，鏡體溫度不均也令鏡面產生畸變，進而影響成像質量。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套用，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KeckI、KeckII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″範圍內，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
凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）KeckI和KeckII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（KeckWM）捐贈（KeckI為9400萬美元，KeckII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。
"像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"。
歐洲甚大
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（VLT)。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。
雙子
雙子望遠鏡（GEMINI)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
這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡(SUBARU)。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。由日本天文社團所屬，位於美國夏威夷。
大天區多目標光纖光譜望遠鏡LAMOST（郭守敬） 這是中國已建成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．把主動光學技術套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計畫高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。
射電
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。
七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了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畫（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計畫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。
最大紅外天文望遠鏡
最大紅外天文望遠鏡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），該計畫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）將合併成為一個新的毫米波陣計畫――ALMA。這個計畫將有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，如果合併順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計畫的可能性。
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計畫――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。
貴州大型
世界最大口徑球面射電望遠鏡建設工程在貴州省黔南布依族苗族自治州平塘縣實現圈樑順利合龍。該望遠鏡口徑為500米、占地約30個足球場大小。項目2008年12月26日奠基，預計2016年9月建成。據報導，新型射電天文望遠鏡，建成後將將雄冠世界第一。按照科學要求，超級天文望遠鏡將產生電磁波，對人體健康有影響。居民應當移居到5公里之外。目前，當地政府已經著手搬遷事宜，提出對搬遷居民經濟補償和住房幫助。報導透露，貴州省水庫和生態移民局按照每人1.2萬元標準進行補助；貴州省民宗委按照每戶1萬元標準對少數民族住房困難戶進行補助。
該望遠鏡建成後將成為世界上最大口徑的射電望遠鏡，遠超於德國波恩100米望遠鏡和美國的Arecibo 300米望遠鏡，將在未來20～30年保持世界一流設備的地位。
空間
概述
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（Spacetelescope）。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
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。
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的觀測範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。
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"起源計畫"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採用麥可干涉方案，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尋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，在此基礎上開闢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。
月基天文台
由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。"阿波羅16號"登月時太空人在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文台具有以下優點：
1．月球上為高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍．
2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平台，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。
3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文台的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在
美國、歐洲和日本都計畫在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地後，建立月基天文台是必然的。對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。
其它波段
概述
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），使得大部分波段範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"大氣視窗"，這種"視窗"有三個。光學視窗：這是最重要的一個視窗，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。
天文望遠鏡
天文望遠鏡紅外視窗：紅外波段的範圍在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複雜。對於天文研究常用的有七個紅外視窗。
射電視窗：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米的範圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的範圍稱為射電視窗。
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，在人造衛星上天后才實現這些波段的天文觀測。
紅外
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視窗，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，更寬的波段範圍；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。
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
紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，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範圍，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裡。
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。
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"起源計畫"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
X射線輻射的波段範圍是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后，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
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。
以上這些項目和計畫表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
γ射線
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（ComptonGRO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。
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射線望遠鏡計畫－INTEGRAL，準備在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。
圖註：這是位於美國亞利桑那州葛理翰山大學國際天文台天文望遠鏡拍到的第一張宇宙天體圖片，這是一個距離地球1.02億光年的螺旋型星系。它是目前世界上最大的雙目光學天文望遠鏡。
表示方法
基本方法
倍率x物鏡口徑（直徑，mm），不同類型的望遠鏡的規格表示方法只有一些細小的差距，但都不脫離這個模式，下面一一說明：
固定倍率的望遠鏡（也是最常見的望遠鏡）的表示方法：倍率x物鏡口徑（直徑，mm），比如7x35表示該種望遠鏡的倍率為7倍，物鏡口徑35毫米；10×50表示該種望遠鏡的倍率為10倍，物鏡口徑為50毫米。連續變倍望遠鏡規格的表示方法：連續變倍望遠鏡是用“最低倍率-最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）”來表示，如8-25x25表示該種望遠鏡的最低倍率是8倍、最高倍率是25倍、在8倍和25倍之間可以連續變換、口徑是25毫米。
固定變倍望遠鏡的表示方法：低倍率/高倍率（/更高倍率）x物鏡口徑（直徑mm），有時候也用 最低倍率-最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）的表示方法，例如15/30*80指倍率為15倍和30倍固定變倍、口徑為80毫米的望遠鏡。
防水望遠鏡的表示方法：一般在望遠鏡型號的後面加WP（Water proof），如8X30WP指倍率為8倍，物鏡口徑為30毫米的防水望遠鏡。
廣角望遠鏡的表示方法：一般在望遠鏡型號的後面加WA(Wide Angle），如7X35WA指倍率為7倍，物鏡口徑35毫米的廣角望遠鏡。
一些經銷商把前後兩數字相乘的積當作望遠鏡的倍率來哄騙消費者是不道德的，更有一些經銷商隨意擴大兩個數字來欺騙消費者，我曾經見過一款10x25的DCF望遠鏡，標註的規格竟是990x99990，天！990倍的、口徑是99990mm的望遠鏡是什麼概念？
倍率
望遠鏡的倍率：一架望遠鏡的倍率是指望遠鏡拉近物體的能力，如使用一具7倍的望遠鏡來觀察物體，觀察到的700米遠的物體的效果和肉眼觀察到的100米遠的物體的效果是相似的（當然，由於環境的影響效果要差一些）。很多人總認為倍率越高越好，一些經銷商和廠家也以虛假的高倍來吸引、欺騙消費者，市場上有些望遠鏡比如說口徑80mm焦距900mm竟然標為990倍！實際上，一架望遠鏡的合理倍率是與望遠鏡的口徑和觀測方式相關的：口徑大的，倍數可以適當高些，帶支架的的可以比手持的高些。倍率越大，穩定性也就越差，觀察視場就越小、越暗，其帶來的抖動也大增加，呼吸的氣流和空氣的波動對其影響也就越大。手持觀測的雙筒望遠鏡，7-10倍之間是最合適的，最好不要超過12倍，如果望遠鏡的倍率超過12倍，那么手持觀察將會很不方便。世界各國軍用的望遠鏡也大多以6-10倍為主，如中國的軍用望遠鏡主要是7倍和8倍的，這是因為清晰穩定的成像是非常重要的。
視場
視場（Field of view）是指在一定的距離內觀察到的範圍的大小。視場越大，觀測的範圍就越寬廣越舒適，視場一般用千米處視界（可觀測的寬度）和換算成角度（angle of view）來表示，常見的有三種表示方法：一是直接用角度，如angle of view:9°；二是千米處的可視範圍，如Field of view:158m/1000m；三是千碼處英尺，實際上和第二種差不多，如Field of vies:288ft/1000y.一般來講，口徑越大，倍率越低，視場就越大，但目鏡組的設計也很關鍵。
出瞳直徑
出瞳直徑就是影像通過望遠鏡後在目鏡上形成的光斑大小，出瞳直徑可以用下面公式得出：物鏡口徑/倍率=出瞳直徑。由此可以看出物鏡越大、倍數越低，出瞳直徑就越大。從理論上講，出瞳直徑越大，所觀測到的景物就越明亮，有利於暗弱光線下的觀測。因此在選購望遠鏡時應儘量選擇出瞳直徑大些的，那么是否越大越好呢？也不是，因為我們正常使用望遠鏡時大都在白天，這時人眼的瞳孔很小，只有2-3毫米左右，這時如果使用出瞳直徑大的如4毫米以上的，則大部分有用光線並不被人眼吸收，反而浪費。人眼只有在黃昏或黑暗時瞳孔才能達到7毫米左右。因此一般情況下使用選擇出瞳直徑不低於3毫米的就可以了。所以出瞳直徑又稱為黃昏因數。
鍍膜作用
如果你注意觀察的話，你會發現望遠鏡的物鏡鏡外會有不同的顏色，紅色的、藍色的，還有綠色的、黃色的、紫色的等等，這就是平常所說的鍍膜。那么鏡片鍍膜有什麼作用呢？鏡片鍍膜的作用是為了防止光線在鏡片上面反射的漫射光造成的薄霧般的白茫茫現象，養活反光，使透光率增加，增加色彩的對比度、鮮明度，提高觀測效果。一般鍍膜層越多、越深、越厚的，觀賞效果越好，亮度越高。鍍膜的顏色需根據光學材料及設計要求而定，鍍膜越淡、反光越小越好，平常使用最多的藍膜和紅膜，藍膜是一種傳統的鍍膜，紅膜是從上個世紀上半期出現的。很多人認為紅膜比藍膜好，市場上有很多反光很強、亮閃閃的紅膜望遠鏡，一些經銷商把這種鍍膜稱為“紅外線”“次紅外線”“紅寶石鍍膜”等等，最後會告訴你這是全天候的、能在夜間觀察的紅外線夜視望遠鏡，請廣大鏡友千萬不要上當。真正的紅外線夜視儀是光電管成像，與望遠鏡結構和原理完全不同，白天不能使用，需要電源才能觀察。其實當光線穿透玻璃時，將無可避免的造成一些反射而降低亮度，鍍紅膜後因為反射嚴重亮度降低更多，這類望遠鏡正常是在雪地上陽光強烈照耀刺眼時，降低亮度所使用，在正常情況下使用，藍膜是比較好，綠色就更優秀的（好多名牌攝像機和照相機鏡頭都是採用鍍藍膜，就是這個道理）。
攜帶型天文望遠鏡
攜帶型天文望遠鏡名詞解釋
DCF、UCF、PCF是人們對望遠鏡型號的習慣稱呼，DCF是指採用別漢稜鏡的直筒式望遠鏡，UCF是指採用保羅稜鏡的小型望遠鏡，也就是常說的小保羅，採用稜鏡倒置式結構，PCF是指採用保羅稜鏡的大型望遠鏡，也就是常說的大保羅。
操作
天文望遠鏡上一般有兩隻鏡筒，大的是主鏡，是觀測目標所用的；小的叫尋星鏡，是尋找目標所用的，也叫瞄準鏡。當我們每次把望遠鏡從箱中取出安裝或者大幅度移動時，都要重新調節兩個鏡的光軸平行，以便為觀測時創造方便的環境。首先我們來說一下簡單的操作方法：
結構
1，主鏡由物鏡（最前面的鏡片組）、調焦系統和目鏡（末端的鏡組）組成，在鏡筒上會標註主鏡的焦距，以F表示，F600就是主鏡的焦距是600毫米，主鏡上會標註主鏡的口徑，80mm說明口徑是80毫米，請注意，口徑是決定望遠鏡性能的第一標準，口徑越大越好。目鏡是單獨的個體，是決定放大倍率的物品，目鏡上都會有F值，這是目鏡的焦距，用主鏡的F值除以當前使用的目鏡的F值，就是當前的放大倍率，記住，放大倍率是標準，6厘米口徑的望遠鏡的極限放大倍率是120倍左右，8厘米的倍率最大160倍左右，超過這個範圍就會看不清楚物體，所以市面上放大幾百倍的望遠鏡都是水貨，也不可能放大到那個倍率，大家不要相信。另外，天文望遠鏡的視野不會像雙筒望遠鏡那么寬廣，如果想看的面積廣一點，可以選購F值大的目鏡（如20mm,25mm,40mm），反之，看到的範圍就會縮小（如8mm,12mm,4mm）。一般的家用天文望遠鏡所配備的目鏡視野為1度（兩個滿月直徑，就是說你的視場裡能放進去兩個滿月）。調焦系統是調節清晰度的設備。
天文望遠鏡結構
天文望遠鏡結構2，尋星鏡是一件重要的附屬檔案，特別對新手而言，因為它的作用是尋找目標。那么為什麼它能夠尋找目標呢，這是相對而言的，上面我們說過，一般的望遠鏡視野為1度，而尋星鏡則可以達到6-10度，所以大視場的尋星鏡比主鏡更容易尋找目標。我們從尋星鏡的目鏡看，能夠看見視野中有一個十字絲，這就是定位的裝置，怎么使用下面會講到。尋星鏡還有一個裝備就是有三個螺絲，這是為了調節尋星鏡的指向所用，下面會講到。
3，手控器，極大方便了我們認識和尋找星體，輸入當地的經緯度，讓望遠鏡鏡筒指北並水平。然後找一星，二星或者多星定位後，可以根據內置星體名稱尋找恆星，行星，星雲，星團，星座等．並且找到星體後能跟著星體移動．
操作流程
如果望遠鏡帶有赤道儀，則必須調節望遠鏡赤經和赤緯軸平衡。（具體步驟省略。）
1．調節主鏡和尋星鏡的光軸平行
將望遠鏡安裝完畢後，首先我們選一處比較大的建築目標，如煙囪，空調室外機等。不要管尋星鏡，先選擇望遠鏡配備的最大F值的目鏡安裝到主鏡上（一般為20mm或者8mm），用主鏡慢慢找準所看物體，這裡用一個空調室外機上的標誌做例子，我們選擇大物體是為了讓主鏡能夠很容易的找到。大的物體很好找，我們調節焦距系統使影像清晰起來，並讓影像處於主鏡視野中心，找到後，把腳架全部鎖緊。注意，仔細的觀察主鏡里的影像，在腦子中把主鏡視野畫個十字平均，看看中心點是影像的什麼部分。
2．調節尋星鏡
主鏡已經把影像定下，下面來調節尋星鏡。轉動尋星鏡上的三個螺絲慢
慢的調節，把剛才在主鏡中心的影像儘量的調節到尋星鏡十字絲的中心，一定要耐心，這可能是最心急的時候。這裡要注意，有時候我們確實把影像調到了中心，但是觀察三個螺絲，有可能其中一個沒有頂在尋星鏡上，這說明這個調節不成功，只是碰巧而已，所以一定要觀察三個螺絲要頂到鏡筒上，哪怕是只碰到一點，這也為以後移動鏡子不會影響尋星鏡。當把影像調節到中心，光軸的調節工作大功告成。
3．以上兩個環節的目的是為了讓兩隻鏡筒光軸平行，而不是觀察某個體，一定要搞明白。
4．好了，兩隻鏡的光軸平行了，我們就可以觀測所有的物體。具體操作如下：
鬆開剛才鎖死的腳架，慢慢的移動到觀測物體的大致方位，要輕，否則尋星鏡可能會晃動，前面的工作就白費了。移動到大致位置後，首先通過尋星鏡內觀察瞄準，把要觀察的物體放到尋星鏡的十字中間（是轉動腳架，而不是尋星鏡），到了中心後，觀察主鏡，你就會發現被觀測物體老老實實地出現在主鏡的視場中了，調節焦距就會變清楚。這就是因為光軸平行的原因。如果你看不見，還是說明光軸沒調節好，或者移動的時候不小心動了尋星鏡，只能耐心的調節了。
基本知識
光學類型
1． 折射式：使用方便，視野較大，星像明亮，但有色差，會降低解析度，使用和維護比較方便。
2． 反射式：無色差，但彗差和像散較大，使得視野邊緣像質變差；常用的有牛頓式反射鏡，光學系統簡單，同樣的價格，能買到的反射鏡口徑最大，獲得最強的集光力。但是，由於需要調節光軸，對於初級天文愛好者使用較為困難；主鏡筒開放，與外界空氣接觸，氣流干擾觀測，而且容易腐蝕主反射鏡的鍍膜。
3． 折反射式(馬卡)：綜合了折射鏡和反射鏡的優點：視野大、像質好、鏡筒短、攜帶方便。有施密特-卡塞格林式和馬克蘇托夫-卡塞格林2種。但是，由於副反射鏡擋住了部分入射光線，影響進光。
性能參數
1． 口徑：物鏡的有效口徑，在理論上決定望遠鏡的性能。口徑越大，聚光本領越強，解析度越高，可用放大倍數越大。
2． 集光力：聚光本領，望遠鏡接收光量與肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全開放時，直徑約7mm。70mm口徑的望遠鏡，集光力是70^2/7^2=100倍。
3． 解析度：望遠鏡分辨影像細節的能力。解析度主要和口徑有關。
4． 放大倍數：物鏡焦距與目鏡焦距的比值，如開拓者60/700天文望遠鏡，使用H10mm目鏡，放大倍數=物鏡焦距700mm/目鏡焦距10mm=70倍；放大倍數變大，看到的影像也越大。
放大倍數不是越大越好，最大可用放大倍數一般不大於口徑毫米數的1.5倍，超過最大有效放大倍數後，影像變大清晰度卻不會再增加。
5． 焦比：物鏡焦距長度與口徑的比值，相當於相機鏡頭上的光圈。如果口徑不變，物鏡焦距越長，焦比越大，容易得到越高的倍率；物鏡焦距越短，焦比越小，不容易得到較高的倍率，但影像更亮，視野更大。
*短焦距鏡（小焦比，焦比<=6）：適合觀測星雲、尋找彗星；
*長焦距鏡（大焦比，焦比>15）：適合觀測月亮和行星
*中焦距鏡（中焦比， 6<；焦比<=15）：適合觀測雙星、聚星、變星和星團，
更可以兩頭兼顧，很適合初學者。
6． 視場：望遠鏡成像的天空區域在觀測者眼中所張的角度，也稱視場角。放大倍數越大，視場越小。
7．極限星等：是望遠鏡所能觀測到最暗的星等，主要和口徑、焦比有關。正常視力的人，在黑暗、空氣透明的場合最暗可看到6等星，而70mm口徑望遠鏡的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五個星等的11等星。
支架機構
1． 地平式：結構和使用簡單，調節精度低，不能跟蹤天體，適合初學者
赤道儀
赤道儀2．赤道儀式：赤道儀在觀測時用來抵消地球自轉，跟蹤天體運行；結構和使用復
雜，調節精度高；赤道儀有手動和電動，手動跟蹤赤道儀適合專門的天文觀測，
高檔電動跟蹤赤道儀多用於專門的天文跟蹤攝影和觀測研究
3，經緯式；它在赤道儀的基礎上；更進了一步，通過手控器控制精密馬達，來尋找天體目標，找到目標後能自動跟蹤．愛好者經常用來天文跟蹤攝影和觀測研究，國際幾大品牌都是我國國內代工．初學者熟悉地平式支架後，可以選擇手動赤道儀；初次使用也許會覺得調整複雜，但熟悉後觀測星空會輕鬆很多；業餘愛好者學習天文攝影時，也常使用電動跟蹤赤道儀（電導），但價格較貴。
光學質量
白天可用望遠鏡觀測遠處的大樓，將大樓的輪廓線移到視野的1/4處，如果輪廓線上橙黃色或藍紫色特別明顯，或輪廓線彎曲得特別厲害，光學質量就很差；再觀看遠處的樹葉，一般60mm口徑的望遠鏡，能看清40米遠處的樹葉葉筋，看不清說明光學質量很差（博冠開拓者60/700 可以看清60米遠的梧桐樹葉筋）；晚上觀測星星時，如果看到星星帶很明顯的顏色，或是視野邊緣的星星拖著尾巴，其長度達到星星大小的2倍，說明光學質量很差，不適合天文觀測。
*選擇31.7mm（1.25英寸）大目鏡接口才能獲得更好的光學質量
選購
1．望遠鏡是一分價錢一分貨，絕對不能貪圖便宜買地攤貨和小作坊廠家的產品。國內的一些知名望遠鏡品牌（如星林，MIDE,博冠、愛牧夫、天狼、晶華，星特朗等）的質量和信譽較好，有正規的銷售點，可以現場自己挑選，對於100mm以下的望遠鏡，國內品牌的望遠鏡性價比相當不錯了。
2．根據個人的經濟能力，儘量選擇口徑大的望遠鏡；
對於初學者入門，一般的觀星可選用7X50雙筒望遠鏡，攜帶方便。條件較好的建議選60mm、70mm、80mm口徑折射鏡：
首先是攜帶、使用及維護方便，可以經常帶出觀測（100mm以上相對來說過重，攜帶很不容易；觀看東西的多少取決於觀測的次數而不是望遠鏡的口徑）；
其次即使在光害嚴重的城市，也能觀看太陽黑子、月面和木星、土星等明亮天體
另外價格低廉，以後購買更大更好的望遠鏡時，還可升級作為導星鏡，充分利用
3．天文望遠鏡品牌眾多，也各有優缺點。但這些都是我們所能承受的或不影響入門學習觀測的。記住一點，十全十美的鏡子不存在，選擇適合自己的最重要。你花一年的時間選擇買什麼樣的鏡子，這樣你就比別人少了一年觀測學習的時間，對於鏡子本身的使用和認識也落後了。我的意思是說，聽別人說的再多，也比不上自己拿著鏡看來的實惠。
注意事項
1．絕對不能直接用望遠鏡觀看太陽，觀看太陽必須通過投影法或有專門濾光措施，否則會燒壞視網膜，而且會對主鏡造成一定損害。
2．不要把望遠鏡當做玩具，望遠鏡是精密光學儀器，要細心使用和維護
3．不要認為用望遠鏡什麼都能看到，通過望遠鏡確實能觀看到肉眼不能分辨的天體和天體上的細節，但觀看效果越好，價格也越高，沒有十全十美的望遠鏡，選擇適合自己的最重要；
4．對於每一台望遠鏡，都有它合適的放大倍數。超過這個倍數並不能增強分辨能力，反而會使物體變得很暗，難以看清。60mm～80mm口徑的望遠鏡，合適的放大倍數應小於100倍，200倍的放大倍率幾乎什麼都看不到。
5．如果無法在夜空中識別五個以上的星座，就不要著急使用望遠鏡，因為無法尋找可觀測的星星，就只能看月亮；
6．天文望遠鏡通常也可以觀看風景或動植物，可以很容易得到比雙筒望遠鏡更高的放大倍率。不過使用倍率應在100倍以下，20-50倍最合適。
性能
天文望遠鏡1．倍率
透過天文望遠鏡看地上的風景或月亮，物體好像變的好近了，同時，也可以看見月亮表面許許多多的坑洞， 這是因為望遠鏡有放大的功能。
望遠鏡的倍率是如何計算的呢?倍率是由物鏡的焦距除以目鏡的焦距。
目鏡的焦距
在倍率的計算中，通常物鏡的焦距是固定的， 而變換不同的目鏡，就可以使用多種不同的倍率觀測星星季節。放大倍率越大， 看到的範圍就越小。
2．集光力
3． 解析度
解析度是剛好能把兩個點區分開的最短距離。望遠鏡的解析度大小以極限分辨角來表征。分辨角越小，解析度越好。根據物理光學理論，入瞳為D的理想光學系統的極限分辨角為φ=1.22λ/D，所以望遠鏡的入瞳直徑（一般是物鏡口徑）越大，分辨力越好。除了考慮望遠鏡本身的極限分辨角外，還要注意人眼了極限分辨角（約1度）的限制，望遠鏡的角放大率要足夠大，防止人眼限制了其分辨力。
4． 極限星等
星等越大，代表星星越暗， 一台天文望遠鏡能看到多暗的星星是有一定的限制，所以每台天文望遠鏡， 都有這大自然一台望遠鏡的極限星等。譬如說，一台望遠鏡只能看到13等的星星， 它就看不到15等的星星。
5．物鏡
物鏡直徑越大，就能看到更暗的星等，小直徑的物鏡適合觀測行星，對於不同的星體需採用不同口徑的天文望遠鏡。
6 . 出瞳直徑
望遠鏡的出瞳直徑要與人眼的眼瞳匹配。人的眼瞳能在2mm至8mm的範圍內變化，在晴朗的白天，人的眼瞳為2mm，出瞳直徑D'=D/（Γ+1），其中Γ為視覺放大率，D為入瞳直徑（物鏡口徑）。一味地提高放大率，出瞳直徑減小，像面晃動明顯，小過眼瞳時，視野反而會變暗。
結構
主鏡筒
主鏡筒是觀測星星的主要部件。
主鏡筒通常都以數十倍以上的倍率觀測星體。在找星星時，如果使用數十倍來找， 因為視野小，上海天文台要用主鏡筒將星星找出來， 可沒那麼簡單，因此我們就使用一支只有放大數倍的小望遠鏡， 利用它具有較大視野的功能，先將要觀測的星星位置找出來， 如此就可以在主鏡筒，以中低倍率直接觀測到該星星。
如果一部天文望遠鏡缺少了目鏡， 就沒有辦法看星星。目鏡的功用在於放大之用。通常一部望遠鏡都要配備低，中和高倍率奇觀三種目鏡。
赤道儀赤道儀是一種可以跟蹤星星， 長時間觀測星星的裝置。赤道儀有許多種形式，我們經常看到的是德國式的赤道儀.赤道儀分成赤經軸和赤緯軸， 其中重要的是赤經軸。在使用上，必須先將赤經軸軸心對準天球北極點， 當找到星星之後，開啟追蹤馬達， 鎖住離合器，即可追蹤星星。為了方便赤經軸對準北極星，北京天文館在赤經軸中心裝置了一支小望遠鏡，叫做極軸望遠鏡。在赤經和赤緯軸上， 有大和小微調，它們的功用是在於找輔助找星星之用。
經緯台
三腳架台和腳架
三腳架台是承接赤道儀和鏡筒，以連線腳架用的， 腳架是承載望遠鏡和赤道儀，並且做為一種使用的支柱。小型赤道冰河時代3儀通常使用三腳架， 較重的赤道儀，則為單柱腳。
赤道儀控制盒和電源
赤道儀要能運轉， 就必須要使用電源，驅動追蹤馬達工作。一般可攜帶型式的赤梅雨歌道儀， 都要購置乾電池或蓄電池，適合野外山區的使用。赤道儀的控制盒設計有許多種功能， 如此才能觀測星體，尋找星體和從事天文攝影等的需求。
