望遠鏡是一種利用透鏡或反射鏡以及其他光學器件觀測遙遠物體的光學儀器。利用通過透鏡的光線折射或光線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“千里鏡”。
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。1608年，荷蘭的一位眼鏡商漢斯·利伯希偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史上的第一架望遠鏡。1609年義大利佛羅倫斯人伽利略·伽利雷發明了40倍雙鏡望遠鏡，這是第一部投入科學套用的實用望遠鏡。
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。
基本介紹
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發展歷程
1608年荷蘭米德爾堡眼鏡師漢斯·李波爾（Hans Lippershey）造出了世界上第一架望遠鏡。一次，兩個小孩在李波爾的商店門前玩弄幾片透鏡，他們通過前後兩塊透鏡看遠處教堂上的風標，兩人興高采烈。李波爾賽拿起兩片透鏡一看，遠處的風標放大了許多。李波爾賽跑回商店，把兩塊透鏡裝在一個筒子裡，經過多次試驗，漢斯·李波爾發明瞭望遠鏡。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。據說小鎮好幾十個望遠鏡眼鏡匠都聲稱發明瞭望遠鏡。
漢斯·李波爾（Hans Lippershey）
漢斯·李波爾（Hans Lippershey）與此同時，德國的天文學家克卜勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》里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。但克卜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，他還遵照克卜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台望遠鏡，一台一台地觀察太陽，無論哪一台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年做了一台筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了一台將近41米長的望遠鏡。
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厘米，用銅錫合金製成，重達1噸。
赫瑟爾（William Herschel）
赫瑟爾（William Herschel）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，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文台建成。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，製成了第一台折反射望遠鏡。
胡克望遠鏡（Hooker Telescope）
胡克望遠鏡（Hooker Telescope）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台直徑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年太空人完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的干擾，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。
智利VLT Telescope
智利VLT Telescope1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的“凱克望遠鏡”，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。
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E-ELT）。賽羅亞馬遜山位於阿塔卡馬（Atacama）沙漠，海拔3000米。
歐洲特大天文望遠鏡（E-ELT）
歐洲特大天文望遠鏡（E-ELT）E-ELT又稱“世界最大的天空之眼”，寬近40米，重約2500噸，其亮度比現存望遠鏡高15倍，清晰度是哈勃望遠鏡的16倍。該望遠鏡造價8.79億英鎊（約合人民幣93億元），有望於2022年正式投入使用。
一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克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“30米大望遠鏡”（Thirty Meter Telescope，簡稱TMT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。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100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恆星周圍的行星。
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系統。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電磁輻射的儀器，稱之為射電望遠鏡，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射線和伽馬射線望遠鏡。天文望遠鏡的概念又進一步地延伸到了引力波，宇宙射線和暗物質的領域。
日常生活中的光學望遠鏡又稱“千里鏡”。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。
常用的雙筒望遠鏡還為減小體積和翻轉倒像的目的，需要增加稜鏡系統，稜鏡系統按形的方式如果式不同可分為別漢稜鏡系統(RoofPrism）（也就是斯密特。別漢屋脊稜鏡系統）和保羅稜鏡系統(PorroPrism）(也稱普羅稜鏡系統)，兩種系統的原理及套用是相似的。
哈勃空間
哈勃空間望遠鏡
哈勃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20億美元左右。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制。珀金埃爾默負責製造鏡片，洛克希德負責建造望遠鏡鏡體。
該望遠鏡隨發現號太空梭，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，升空的日期被後延。
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，產生了嚴重的球差，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：
維護哈勃
維護哈勃以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，包括四個陀螺儀。
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體被更換。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。
分類
折射望遠鏡
折射式望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。
伽利略之折射望遠鏡
伽利略之折射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克卜勒望遠鏡。克卜勒式望遠鏡的基本原理是首先遠處的光線進入物鏡的凸透鏡，第1次成倒立、縮小的實像，相當於照相機；然後這個實像進入目鏡的凸透鏡，第2次成正立、放大的虛像，這相當於放大鏡。
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（普通消色差望遠鏡）套用最普遍。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，還可消去部分球差和彗差。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厘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，可採用多透鏡物鏡組。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。對於克卜勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面添加稜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採用克卜勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量在同樣口徑下比反射望遠鏡好，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採用折射系統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，並且主鏡鏡片會因為重力而發生形變，造成光學質量不佳，所以大口徑望遠鏡都採用反射式
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。光線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、中間用一個螺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，常用以觀看錶演等。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。
伽利略望遠鏡光學原理示意圖
伽利略望遠鏡光學原理示意圖
克卜勒望遠鏡
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，所以軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都採用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像系統。正像系統分為兩類：稜鏡正像系統和透鏡正像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既採用了雙直角棱望遠鏡鏡正像系統。這種系統的優點是在正像的同時將光軸兩次摺疊，從而大大減小瞭望遠鏡的體積和重量。透鏡正像系統採用一組複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採用設計精良的透鏡正像系統。
克卜勒望遠鏡光學原理示意圖
克卜勒望遠鏡光學原理示意圖歷史
1611年，德國天文學家克卜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系統稱為克卜勒式望遠鏡。人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡一般是採用克卜勒式。
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。
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。
透鏡鏡片對紫外紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士1米口徑望遠鏡建成，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。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只要求膨脹係數較小、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，鏡筒的長度比系統的焦距要短得多，加上主鏡只有一個表面需要加工，這就大大降低了造價和製造的困難，因此口徑大於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，可獲得主焦點系統(或牛頓系統)、卡塞格林系統和折軸系統。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，牛頓決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90°角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在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，使光線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，所以格雷戈里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，結構與格雷戈里望遠鏡相似，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套用。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，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系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胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，胡克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厘米望遠鏡，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，儘管它比胡克望遠鏡看得更遠，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，似乎預兆著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厘米的望遠鏡，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，可以避免困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。還有一種馬克蘇托夫望遠鏡
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。
馬克蘇托夫望遠鏡
一種折反射望遠鏡﹐1940年初為蘇聯光學家馬克蘇托夫所發明﹐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系統﹐所以有時也稱為馬克蘇托夫-包沃爾斯系統。
馬克蘇托夫望遠鏡的光學系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﹐它的兩個表面的曲率半徑相差不大﹐但有相當大的曲率和厚度﹐透鏡呈彎月形﹐所以﹐這種系統有時也稱為彎月鏡系統。適當選擇透鏡兩面的曲率半徑和厚度﹐可以使彎月透鏡產生足以補償凹球面鏡的球差﹐同時又滿足消色差條件。在整個系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：馬克蘇托夫望遠鏡光學系統的像散很小﹐但場曲比較大﹐所以必須採用和焦面相符合的曲面底片。彎月透鏡第二面的中央部分可磨成曲率半徑更長的球面(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克蘇托夫-卡塞格林系統﹐也可直接將彎月鏡中央部分鍍鋁構成馬克蘇托夫-卡塞格林系統。馬克蘇托夫望遠鏡的主要優點﹕系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﹐限制了口徑的增大。
目前﹐最大的馬克蘇托夫望遠鏡在蘇聯阿巴斯圖馬尼天文台﹐彎月透鏡口徑為70厘米﹐球面鏡直徑為98厘米﹐焦距為210厘米。
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，由天線、接收機和終端設備3部分構成。天線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。表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間解析度和靈敏度，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解析度和高靈敏度。根據天線總體結構的不同，射電望遠鏡可分為連續孔徑和非連續孔徑兩大類，前者的主要代表是採用單盤拋物面天線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線系統。20世紀60年代產生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基線干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間解析度，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線直徑長達100米，安裝在德國馬克斯·普朗克射電天文研究所；世界上最大的非連續孔徑射電望遠鏡是甚大天線陣，安裝在美國國立射電天文台。
1931年，在美國新澤西州的貝爾實驗室里，負責專門搜尋和鑑別電話干擾信號的美國人KG·楊斯基發現：有一種每隔23小時56分04秒出現最大值的無線電干擾。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米的旋轉天線陣，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解析度和靈敏度的歷史。
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產生畸變，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，但本身又要求儘量輕巧，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日由美國發現號太空梭送上離地面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。原設計的解析度為0.005 ，為地面大望遠鏡的100倍。但由於製造中的一個小疏忽 ，直至上天后才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，美國奮進號太空梭載著7名太空人成功地為“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太空飛行器的歷史。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射線的裝置，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，角解析度為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%），由美國大學天文望遠鏡聯盟（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。
太陽望遠鏡
日冕是太陽周圍一圈薄薄的、暗弱的外層大氣，它的結構複雜，只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裡，成功地拍攝日冕照片。從此以後，世界觀測日冕逐漸興起。
日冕儀只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，需採用調製技術來抑制背景干擾，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逕庭。由於地球大氣對紅外線僅有7個狹窄的“視窗”，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克亞，是世界紅外天文的研究中心。1991年建成的凱克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
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，在大大拓寬瞭望遠鏡的套用領域，可以廣泛的套用在偵查、觀鳥、電力、野生動物保護等等。
數碼望遠鏡具備的拍照功能，可以保存人生歷程中經歷的眾多難忘瞬間，在美國，此款產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系列的遠程拍攝設備，尤其是WT-20A系列和30B系列，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，套用到工作中了，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cmos感測器的內置數位照相機結合在一起的。可以快速並簡單的從靜態高解析度照片(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。照片和錄象存儲在記憶體中，或sd卡中，並可以通過可摺疊的液晶顯示屏查看、刪除、通過電視機查看，或不需安裝其他軟體將照片下載到計算機中。光學部分主要流行的倍率是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)。
硬X射線調製望遠鏡
2015年，作為空間天文領域的重要研究手段，我國在天文衛星發射上將實現零的突破。由中國科學院院士、我國著名高能天體物理學家李惕碚研製的一種新型的天文望遠鏡——硬X射線調製望遠鏡（HXMT）將正式升空，成為我國的第一顆天文衛星。
“按照計畫，將在2014年完成HXMT的全部建設，2015年將它送入近地軌道。”中國科學院高能物理研究所研究員、HXMT衛星首席科學家助理張雙南在接受《中國科學報》記者採訪時說，“天文衛星一般按照探測波段分為射電、紫外、γ射線和X射線天文衛星。正在建設的硬X射線調製望遠鏡（HXMT）就屬於X射線天文衛星。空間天文發展歷史上，最早也是從X射線領域突破的。”
“從功能上，天文衛星可以分為專用和天文台級兩種。專用天文望遠鏡是針對特定的科研目標設計建設的，而天文台級的天文望遠鏡搭載的儀器就比較多，功能更加強大，可涉及的科學研究範圍也更加廣。”HXMT屬於專用的天文衛星，規模比天文台級小。與其他專用天文衛星相比，HXMT屬於中型專用天文衛星。上天後，它將主要承擔對黑洞研究，以及與黑洞有關的，比如中子星的研究。”
在宇宙中，有很多極端的天體，比如黑洞，及其發生的一些極端的物理過程是在地面上無法進行試驗和觀測的。因此，天文衛星就成了其中最重要的研究手段之一。
至今，擁有天文衛星的國家和地區可以分為三個梯隊，第一梯隊由美國獨領風騷，第二梯隊包括歐洲空間局、歐洲地區一些國家，以及日本、俄羅斯，中國與巴西、印度、韓國及台灣地區屬於第三梯隊。其中印度是第三梯隊中技術最強的，預計一到兩年內就會發射他們的天文衛星，而巴西也計畫在2014年發射。
常見參數
1、放大倍數
【注意：放大倍率放大的是視場，並不能將物體拉進而觀察到更多細節，望遠鏡的解析度由口徑決定】
2、視場角
（視場範圍）用1000米處產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、出瞳直徑
是粗略描述成像亮度的參數。在弱光環境下，越大的出瞳直徑，可以帶來更清晰的圖像。人類的瞳孔，在正常生理情況下，最大不會超過7mm，所以大於7mm的出瞳直徑，無意就是一種光線上的浪費。這一參數，不能完全反應望遠鏡的好壞，因為這個參數，只要符合製造規格，即可達到數值上的要求。出瞳直徑越大卻有另一番好處：越大的出瞳直徑，越適宜在顛簸地環境下使用，觀測畫面會比較穩定，所以像7X50這類規格的望遠鏡，多適用於海上使用。該數值可以用物鏡直徑除以放大倍率得出。
4、解析度
解析度（resolution，港台稱之為解釋度）就是螢幕圖像的精密度，是指顯示器所能顯示的像素的多少。由於螢幕上的點、線和面都是由像素組成的，顯示器可顯示的像素越多，畫面就越精細，同樣的螢幕區域內能顯示的信息也越多，所以解析度是個非常重要的性能指標之一。
5、黃昏係數
由德國蔡司光學公司發表。反映了不同口徑和放大倍率的望遠鏡在暗光條件下的觀察效能。計算方法：望遠鏡的倍率和口徑的乘積求開平方。
6、有效口徑和相對口徑
物鏡中心到焦點的距離叫做物鏡的焦距，用符號F表示。物鏡的直徑沒有被框子和光闌擋住的部分叫做物鏡的有效口徑，用符號D表示。天文望遠鏡的性能主要就是以這兩個數據為標誌。
7、集光力
在暗處時，人眼的瞳孔直徑一般約為7mm。因此，就把望遠鏡物鏡的有效面積相對於瞳孔面積的倍數叫做集光力。即：集光力=(D*D)/(7*7)，其中D用毫米作單位。
英文簡稱
英文字母的型號
英文字母的型號，有時候在不同的望遠望遠鏡鏡廠牌里有不同的意義，大致上容易辨識的是以下這些：
(1) CF：中央調焦
(2) ZCF：傳統波羅稜鏡左右展開型、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：德式稜鏡、屋頂稜鏡（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
選購保養
保養
1．保證望遠鏡存放在通風、乾燥、潔淨的地方，以防生霉，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，以免刮花鏡面，如需清洗鏡面，應當用脫脂棉占上少許酒精，從鏡面的中心順著一個方向向鏡面的邊緣擦試，並不斷更換脫脂棉球直到擦試乾淨為止。
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。
5．請匆碰撞尖銳的物品如:鐵釘,針等。
6 使用望遠鏡要注意防潮、防水。望遠鏡作為一種精密儀器儘量避免在惡劣條件下使用。
選購
1、光學素質和輕便的外形，往往是矛盾的，如果兩者都想要，需要大幅度提高預算。
2、每種規格和類型的望遠鏡都有適合它使用的特定環境才能達到完美的效果，沒有哪個望遠鏡是萬能的。
3、roof稜鏡望遠鏡體積在同規格的望遠鏡中是最小的，但光學素質往往比不上 porro稜鏡望遠鏡。
4、望遠鏡的價格取決於很多外界因素，比如成本、利潤、市場策略等，和望遠鏡的倍數沒有太大的關係。
5、望遠鏡的成像效果取決於很多因素，倍數只是眾多因素中的一項，盲目追求倍數是不可取的。
6、軍用望遠鏡假貨的可能性極高，正規軍用望遠鏡基本都是黑色的，而且價格不菲。
7、不要購買大範圍變倍的雙筒望遠鏡，存在視場小，成像畸變嚴重，光軸容易偏移等許多問題。
8、要知道一分價錢一分貨，規格和參數相同的望遠鏡，實際效果可能相差很遠，當然價格也會相差千里。
9、儘量不要購買紅膜望遠鏡，它只適合冰雪地等高反射環境，一般環境下的成像昏暗，且偏色嚴重。
10、從來沒有什麼紅外夜視望遠鏡，但某些規格的望遠鏡比如7X50在微光環境下效果也很不錯！
11、望遠鏡選擇儘量參考第三方網站和評測體驗文章，可以最大限度的體現望遠鏡的優劣和特點。
鍍膜
直射的光線會破壞望遠鏡中呈現的影像。為了增強視覺影像，鏡片及稜鏡需要鍍上一層偏光膜。一般情況下，目視望遠鏡的單層增透膜設計對波長5500埃的黃綠光增透效果最佳，因為人眼對於此一波段光最敏感。所以其對藍紅光的反射就多一些。鍍多層膜的鏡片呈淡淡的綠色或暗紫色，如相機鏡頭的鍍膜。鍍得太厚的單層膜看起來會呈現綠色。
雙筒鏡上會有鏡片鍍膜的標示，表示這雙筒鏡的光學品質。其鍍膜的種類如下：
CoatedOptics(鍍膜)：是一種最低級的增透膜。它只表示至少在一個光學面上鍍有單層增透膜，通常是在兩個物鏡和目鏡的外表面上鍍膜，而內部的鏡片和稜鏡都沒有鍍膜。
FullyCoated(全表面鍍膜)：所有的鏡片和稜鏡都鍍了單層膜，但如在目鏡中使用了光學塑膠鏡片，則此塑膠鏡片可能並未鍍膜。
Multi-Coated(多層鍍膜)：至少在一個光學面上鍍有多層增透膜，其它光學面可能鍍了單層膜，也可能根本沒鍍膜；通常只在兩個物鏡和目鏡的外表面上鍍多層膜。
FullyMulti-Coated(多層全光學面鍍膜)：所有的鏡片和稜鏡都鍍有增透膜，一些廠商在所有的光學面都鍍了多層膜，「而另外一些只在部份光學面鍍多層膜，其它表面仍鍍單層膜」。
在國內比較常見的有寬頻綠膜、裝飾綠膜、紅膜和藍膜，還有紫膜和黃膜等：
寬頻綠膜：有些地方也稱之為增透綠膜，目前是國內最好的鍍膜之一，在不同的角度觀測會呈現不同的色帶 （這是多層鍍膜的表現），成像好清晰度高，色彩還原度也不錯。
紅膜：一般只用於紅點上，這個比較通用，沒有什麼特點。
藍膜：是國內運用的最廣泛的鍍膜方式，較之寬頻綠膜看出去略有些黃和暗，藍膜也分層數，有的鍍三層，好一些的五層，差的只有一層。
裝飾綠膜：這個非常缺德，顏色和增透綠膜很相似，但光學性能卻不敢恭維，比較容易鑑別的方法是裝飾綠膜反光很大，而寬頻綠膜很淡 ，。
總而言之，好的鏡片和鍍膜看出去很淡，整體透光率可以在85-90%左右，如果在內部的鏡片也用鍍膜的鏡片，那么整體的透光率可以達到93%左右（國內比較少見），不過國內即使用寬頻綠膜的鏡片也或多或少存在邊緣略有些虛的現象。 為了達到更高的透光率，也有採用內部鏡片鍍膜的方式來提高光學性能，使得整體的透光率達到93-95%。一般辨別好鏡子的方法很簡單，鏡頭越暗，透光率越低，鏡子就好些。
軍用民用
軍用望遠鏡雖然基本原理與普通民用望遠鏡沒有什麼區別，但由於使用環境、觀測對象不同，兩者存在很多區別。軍用望遠鏡的外殼採用金屬而不用塑膠，以確保長期使用後不開裂、不變形。
與之相比，普通民用望遠鏡在密封和用材方面要差些，有的不僅是塑膠殼，甚至內部鏡片也用塑膠製造。
首先，它們的光學系統各有不同。軍用望遠鏡大多有分劃板，夜間使用的其分劃板還帶燈光照明。軍用望遠鏡的出瞳距離比較大，以便觀測者佩帶防毒面具。為防止射擊時撞擊頭部，有的瞄準鏡出瞳距離大到七八十毫米，還要備有軟硬適度的眼罩和護額。
軍用望遠鏡在出廠前都要經過環境試驗，一般包括振動試驗、高溫(十55℃)試驗、低溫(一45℃)試驗、淋雨或浸水試驗、氣密試驗。經過這些試驗，產品性能仍能保證在規定範圍內的才能出廠。有的產品鏡體內還自帶乾燥器，出廠前抽出空氣再灌入乾燥空氣或氮氣，有效地防止日後內部鏡片長霉生霧。
由於這些區別，軍用望遠鏡的設計製造要投入高得多的成本，所以其售價也比普通民用望遠鏡高。
相關信息
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：
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，伽利略正在向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。折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，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
牛頓反射式望遠鏡的原理並不是採用玻璃透鏡使光線折射或彎曲，而是使用一個彎曲的鏡面將光線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，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，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，使經主鏡反望遠鏡射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡採用拋物面時，還可消去球差圖中顯示的是牛頓首個反射式望遠鏡的複製品。
哈勃太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡3、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匯聚於鏡筒的一側。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
耶基斯折射望遠鏡坐落於美國威斯康星州的耶基斯天文台，主透鏡建成於1895年，是當時世界上最大望遠鏡。十九世紀末，隨著製造技術的提高，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厘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厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。但折射望遠鏡後來在發展上受到限制，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
這幅圖片拍攝於1946年，夜間操作員吉因-漢考克正在手動操控望遠鏡。1908年，美國天文學家喬治-埃勒里-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。雖然數年後胡克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台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、胡克100英寸望遠鏡
在富商約翰-胡克的贊助下，口徑為100英寸的反射望遠鏡於1917年在威爾遜山天文台建成。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，這架望遠鏡的液壓系統中使用液態的水銀。1919年阿爾伯特-麥可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套用。麥可遜可以用這台儀器精確地測量恆星的大小和距離。亨利-諾里斯-羅素使用胡克望遠鏡的數據制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”實際上是銀河系外的星系。在米爾頓-赫馬森的幫助下他認識到星系的紅移說明宇宙在膨脹。
7、海耳200英寸望遠鏡
海耳對胡克100英寸望遠鏡並不十分滿意。1928年，他決定在帕洛馬山天文台再架設了一台口徑為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台，任台長。1904年籌建威爾遜山太陽觀象台，即後來的威爾遜山天文台。他任首任台長，直到1923年因病退休。1895年，海耳創辦《天體物理學雜誌》。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、喇叭天線
喇叭天線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。喇叭天線建造於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。喇叭天線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決定。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
甚大陣射電望遠鏡坐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米的拋物面天線組成，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線弱40億倍的光線，這比南非大望遠鏡能捕獲的最弱光線還弱四倍。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線組合成一個統一的光束，這使得望遠鏡系統能夠觀測到比單個望遠鏡解析度高25倍的圖像。
10、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產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太空梭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年的電力控制裝置，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、凱克系列望遠鏡
凱克望遠鏡位於夏威夷莫納克亞山，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，因此凱克望遠鏡的鏡面由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，不只是因為它的大尺寸，還因為它是由36個直徑為1.8米的六邊形小鏡片組成的。凱克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
“斯隆數字天空勘測計畫”的2.5米望遠鏡位於美國新墨西哥州阿柏角天文台。該望遠鏡擁有一個相當複雜的數字相機，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，測光系統配以分別位於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系，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向異性探測衛星
美國宇航局於2001年7月發射了威爾金森宇宙微波各向異性探測衛星(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產生的各種理論。它是COBE的繼承者，是中級探索者衛星系列之一。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”(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線暴起源、探索早期宇宙的國際多波段天文台。它主要由三部分組成，分別從伽馬射線、X射線、紫外線和光波四個方面研究伽馬射線暴和它的耀斑。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線暴，其中，最短的伽馬射線暴只持續了50毫秒。“雨燕”衛星可以檢測到120億光年以外單獨的恆星參數。
台北時間2008年10月13日訊息，美國MSNBC網站公布了至2008年偉大的八具太空望遠鏡，這些近20年裡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。
15.克卜勒太空望遠鏡
克卜勒太空望遠鏡（Kepler Mission）是美國國家航空航天局設計來發現環繞著其他恆星之類地行星的太空望遠鏡。使用NASA發展的太空光度計，預計將花3.5年的時間，在繞行太陽的軌道上，觀測10萬顆恆星的光度，檢測是否有行星凌星的現象（以凌日的方法檢測行星）。為了尊崇德國天文學家約翰內斯·克卜勒，這個任務被稱為克卜勒太空望遠鏡。克卜勒是NASA低成本的發現計畫聚焦在科學上的任務。NASA的艾美斯研究中心是這個任務的主管機關，提供主要的研究人員並負責地面系統的開發、任務的執行和科學資料的分析。
在經過數個月的努力後，美國航天局2013年8月15日宣布放棄修復“克卜勒”太空望遠鏡。“克卜勒”由此結束搜尋太陽系外類地行星的主要任務，但它仍可能被用於其他科研工作。
1、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。20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，向公眾奉獻了大批精彩絕倫的太空靚照。然而哈勃望遠鏡遭受了硬體失靈的故障，令其無法與地面實現通訊。但美宇航局正在制定一個復甦“大天文台”的計畫，令“哈勃”望遠鏡至少服役到2013年。
2、康普頓伽馬射線太空望遠鏡
發射時間：1991年
主要功能：尋找高能伽馬射線
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線的光譜環境下。伽馬射線是電磁光譜中能量最大的光子。康普頓伽馬射線太空望遠鏡重達17噸，於1991年經由“亞特蘭蒂斯”號太空梭發射升空，用以觀測宇宙中的高能射線。康普頓攜帶的先進儀器向世人揭示了高能伽馬射線爆發的分布情況，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)沿線的伽馬射線爆發。2000年，在陀螺儀發生故障後，康普頓被安全地脫離了軌道。
發射時間：1999年
主要功能：觀測黑洞和超新星
長期以來，科幻作家就喜歡給“超人”等虛構的超級大英雄賦予X射線般的視力，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射線太空望遠鏡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“仙后座A”向天文學家揭示了這種爆發的恆星可能是宇宙射線的重要來源。宇宙射線是不斷轟擊地球的高能粒子。
4、XMM-牛頓X射線太空望遠鏡
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射線觀測衛星(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射線觀測台。這顆衛星裝備了三部X射線望遠鏡，因其奇異的望遠鏡飛行軌道而著稱，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系團。這個龐大的星系團(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，如此巨大的星系團可能是在宇宙初期形成的。
5、威爾金森微波各向異性探測器
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年發射了一艘太空飛行器，對宇宙微波背景輻射的微小變化進行探測。威爾金森微波各向異性探測器發射於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了解。如上圖所示，美宇航局在2003年公布了一幅根據威爾金森微波各向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。
6、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，結果只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了解遙遠恆星和星系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，為天文學家們解決了這個難題。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，天文學家對星系、新形成的行星系及形成恆星的區域(如左側的W5區域)進行了前所未有的勘測。
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向外噴涌釋放伽馬射線的氣體。為何會發生這種情況？2008年7月發射的費米伽馬射線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，有助於進一步了解宇宙中最極端環境中我們聞所未聞的物質。暗物質是伽馬射線爆發的來源。
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系
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系。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、星系、行星形成到太陽系演變等一切事情的線索。
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年蘇聯建成的一台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台的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。1978年，美國一台組合後口徑相當於4.5米的多鏡面望遠鏡試運轉。這台望遠鏡由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向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。目前口徑最大的光學望遠鏡是10米口徑的凱克望遠鏡。
現在世界上最大的折射望遠鏡，是在德國陶登堡天文台安裝的施密特望遠鏡，改正口徑1.35米，主鏡口徑2米。德國這台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。
1957年10月11日，世界上最大的無線電望遠鏡在英國約德雷爾河岸建成。它比原計畫提前完成，用來跟蹤前一星期發射的第一顆蘇聯衛星。
世界上最早的望遠鏡是1609年義大利科學家伽利略製造出來的。因此，又稱伽利略望遠鏡。這是一台折射望遠鏡。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台望遠鏡時說：“多謝有瞭望遠鏡，我們已經能夠使天體離我們比離亞里斯多德近三四十倍，因此能夠辨別出天體上許多事情來，都是亞里士多德所沒有看見的；別的不談，單是這些太陽系黑子就是他絕對看不到的。所以我們要比亞里士多德更有把握對待天體和太陽。”
