古人的“望远镜”之梦
观测日食和月食自然离不开观测工具。观测工具中无论如何也离不开望远镜。望远镜是人类延长了的眼睛。其实，在古时候，人们就想延长自己的眼睛了。
1929年，在川西平原的广汉南兴镇，当地农民燕道诚在住宅旁挖水沟时发现一坑精美的玉石器，因其浓厚的古蜀地域特色，迅速引起了世人的关注。
此后，经过几代人的努力，终于在这里发现了一个“三星堆古王国”。1986年发掘的一号、二号祭祀坑。出土了1200件玉器与青铜器，轰然现世，震惊全球。英国《独立报》撰文说：三星堆的发现“比有名的中国兵马俑更加非同凡响”。
三星堆遗址文化距今4800～2800年，即从新石器晚期至商末周初。这个近2000年的古蜀文明来去匆匆，突然消失，充满了神秘色彩。整个遗址占地12平方千米，仅发掘了500多平方米。如要弄清它的全部面目，则还需开挖1万个探洞，花费100年的时间。
有人判断，20世纪初人们发现的敦煌是西北丝绸之路上的一颗明珠；而21世纪的三星堆可能将成为西南文化走廊上的又一个“敦煌”。
理想化的眼睛在三星堆出土的青铜器中，有闻所未闻的青铜树、金手杖、金面罩和青铜人头像等。尤为引人注目的是，这些文物展示了一个向往飞翔的古老集体。在这里，鸟是他们普遍的偶像，鸟的眼睛特别受到尊敬，被深深地崇拜着，还有许多眼形器和铜眼球，其瞳孔被极度夸张。
特别使人惊奇的是，他们把人类自己的眼睛也理想化了：戴上了一副“望远镜”。这也许是早期人类对世事的“童言无忌”，盼望延伸眼睛这个器官，来探索宇宙的奥秘。虽然也有许多史前文明都显示了人类对探测宇宙的浓厚兴趣，但三星堆文明表现得最为执著、最为深刻。
尽管这些器具看起来有些荒诞、不可思议，但却反映了我们祖先认真求索的科学理念和世界一流的艺术创造。今天我们睹物思人，将时间回溯到人类的“童年”时代，仿佛看到了先人们对未知世界的好奇和无奈，也听到了他们用那童趣般的热情向现代科学发出的声声呼唤。
历史事实是，这种愿望终于在400多年前得以实现。人类的眼睛真的被延长了。望远镜的发明和应用对于人类所起的作用是难以估量的。没有望远镜，就不可能了解天体的基本运动，不可能有对神创论勇敢的否定。牛顿也就不可能将万有引力理论应用于天体研究，写出了《自然哲学的数学原理》，成为现代科学各个方面的基础，当然也就没有以万有引力理论为基础的现代工业社会。
今天，人类不仅能够像鸟那样在蓝天下自由飞翔，而且已经摆脱地球的引力束缚，飞驶到古人们认为的神秘莫测的太空世界，正在努力探究宇宙的各种奥妙。要是三星堆古人真有“在天之灵”，他们一定会为这样的后代感到无比自豪，一定在暗暗地保佑我们，在未来的征途中平安、吉祥。
折射式天文望远镜
折射望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。分为2种类型：①由凹透镜作目镜的，称伽利略望远镜；②由凸透镜作目镜的，称开普勒望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用2块或2块以上的透镜组作物镜。
其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对2个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱。
在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15～1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将2块透镜胶合在一起，称双胶合物镜；留有一定间隙没有胶合的称双分离物镜。
为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失少。镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小，视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜。
对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视面大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统。但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式。
1608年，荷兰磨镜师伯希偶然发现用2块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史上第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒用2片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。
早期的折射望远镜需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，但多次尝试均以失败告终。
1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
19世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜中有7架是在1885~1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这100年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块而又完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失焦点，无法正确观测目标。
知识点透镜
透镜是用透明物质制成的表面为球面一部分的光学元件。共六种透镜。在天文、军事、交通、医学、艺术等领域发挥着重要作用。透镜是由透明物质（如玻璃、水晶等）制成的一种光学元件。透镜是折射镜，其折射面是两个球面（球面一部分），或一个球面（球面一部分）一个平面的透明体。它所成的像有实像也有虚像。透镜一般可以分为两大类：凸透镜和凹透镜。
反射式天文望远镜
反射望远镜是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的屈光镜。
反射式望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确地聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径、强光力的反射式望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。
由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确地汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜，仍然会存在轴外像差。
反射望远镜由于工作焦点的不同分为主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格里高里系统、折轴系统等，通过镜面的变换，在同一个望远镜上可以分别获得主焦点系统（或牛顿系统）、卡塞格林系统和折轴系统。这些系统的焦点，分别称为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、格里高里焦点、折轴焦点等。单独用上述一个系统作望远镜时，分别称为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格里高里望远镜、折轴望远镜。大型光学反射望远镜主要用于天体物理研究，特别是暗弱天体的分光、测光以及照相工作。
牛顿式反射望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。
牛顿式反射望远镜牛顿望远镜的优点是，由于反射镜的造价要比透镜低得多，因此对于大口径的望远镜来说，经常做成反射式的，而不是笨重的折射式。便携式设计的反射望远镜，虽然镜筒只有500毫米，但焦距却可以达到1000毫米。牛顿式反射镜非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。如果要进行拍照，使用牛顿式望远镜是非常好的，但是使用起来要比折射式望远镜要麻烦一点。牛顿式结构可以很好地会聚光线，在焦点处得到一个非常明亮的像。
它的缺点是，开放的镜筒式的空气可以流通，这样不仅会影响到成像的稳定度，而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上，长此以往会破坏物镜表面的镀膜，使其反射力下降。由于这种结构的物镜比较容易破裂，所以使用的时候需要倍加小心。对于偏轴的光线，牛顿式望远镜会产生彗差。这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大，因此价格也比较昂贵。它由于加了一个二级平面反射镜，所以会损失一些光线。
卡塞格林望远镜是由2块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面，它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。
折轴望远镜是光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置形式（赤道式、地平式等）的折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。
折射望远镜产生的像差，主要是因为光线通过透镜以后再聚焦而产生的，那么能不能不通过透镜折射后聚焦而通过镜面的反射而聚焦成像呢？为此英国的物理学家、天文学家牛顿首先提出用一定形状的反射镜，也可以把平行光线会聚在一起而聚焦成像。
1668年牛顿亲自动手磨制了一块凹球面镜。镜子材料选用合金（铜、锡、砷），颜色为白色，镜面直径为2.5厘米，镜筒为15厘米长的金属筒，在镜筒末端安装了物镜。当来自天体的平行光束，投射到物镜上，经过反射后会聚到焦点处，然后可以看到天体的像。此焦点又称主焦点，在主焦点前安放一个小平面镜，使它与主轴光线之间夹角为45°。把光线转向90°，然后在镜筒一侧聚焦成像，此焦点称为牛顿焦点。在牛顿焦点后安放目镜便可以进行观测了。这是牛顿制作的第一架反射望远镜。这种望远镜外形上短粗矮胖，产生的物像可以被放大40倍。
牛顿制造第一架反射望远镜虽然不想公开宣传，但引起了人们的关注。后来牛顿又制作了第二架反射望远镜，物镜口径为5厘米。他于1672年1月11日送给皇家学会，目前这架反射望远镜，仍在英国被得以很好地保存。
反射望远镜的发明，为望远镜家族增加了新的活力，人们以极大的热情研究不同类型的反射望远镜。最早提出制作新型反射望远镜的人是英国天文学家詹姆斯·格里高里。1663年，他提出一个方案：利用2面镜子，一面主镜，一面副镜；口径较大的凹抛物面镜作为主镜，镜中心钻个圆孔，把此镜放在望远镜的一端，让光线从另一端进入镜筒射在主镜上，经过主镜的反射光线会聚至焦点处，再选口径较小的凹椭球面镜作副镜，将它放置在镜筒内的主镜焦点后，经副镜重新反射发散，使光线进入主镜的中心，然后再重新聚焦成像。在主镜后焦点处再通过目镜产生一个放大像。
用这种望远镜观看时，如同折射望远镜一样，观测者直接对着物体的方向观测。但是这种反射镜的镜面要求较高，磨制起来比较困难，并且镜筒长和曲度较大。所以格里高里始终没能造出一架可以用来工作的反射望远镜。但是，他的理论丝毫没有错，后来有人据此制作的“格里式望远镜”一直工作得很好。
1672年法国人N·卡塞格林提出新的反射望远镜设计方案。他对格里高里式望远镜进行改进，主镜仍是中心有孔的凹抛物面镜，只是把副镜磨制成凸双曲面镜。当来自天体平行主轴的光线，投射到主镜上，再经过主镜反射，在镜前聚焦，在光束尚未完全汇聚时，又受到在主焦点前的副镜再一次反射，使光线发散，然后穿过主镜中心孔后再聚焦，此焦点又称卡塞格林焦点。同样在此焦点处用目镜观看，则可看到再放大的像。
这种反射望远镜称为卡塞格林望远镜，简称卡式望远镜。卡式望远镜焦距长而镜筒短，得到倍率大、星像大的好效果。拍摄天体也可得到大而清晰的像。若将卡式的副镜换成平面镜，安放在与光轴成45°角的位置，这样可改成牛顿式望远镜，在侧面成像。因为这种望远镜有2种光路成像系统，所以又称为耐司姆斯望远镜。
在反射望远镜加工制造者中，最为突出的是英国天文学家威廉·赫歇尔（1738~1822年）。赫歇尔生于德国的汉诺威，1757年迁居英国。起初在英国生活时，由于能吹一手小号，先是担任音乐教师，但他的兴趣很广泛，特别渴望观测浩瀚的宇宙、观测美丽的行星和神奇的恒星。他曾租了一架长60厘米的格里高里式望远镜，对星空进行观测，但效果不好。
若要购置较好的望远镜，因为经济条件窘困又难以实现。于是赫歇尔下决心自己磨制望远镜了。1772年，他把妹妹卡罗琳从汉诺威接到英国，照料自己的生活，以便自己能够专心投入磨镜子的工作。他磨制第一块镜子时非常刻苦顽强，一天连续磨制好几个小时，有一次竟达16小时，连吃饭都顾不上，只好让妹妹给他喂饭吃。凭着这种坚忍不拔的精神，终于磨制出了第一块直径为15厘米的反射镜，并制作了一架长2.1米，可放大40倍的牛顿式反射望远镜。
他用这架望远镜观看了猎户座大星云，并且清楚地观测到了土星光环。特别是在1781年3月13日，赫歇尔在观测天体时，偶然在望远镜中看到的天体不是个光点而呈现出一个圆面。开始他认为发现了新彗星，但进一步观测，发现这个天体像行星那样环绕太阳运动，以后证实这是一颗离太阳远达28亿千米的新行星，被命名为天王星。
天王星天王星的发现轰动了英国，赫歇尔立即被选为英国皇家学会会员，被授予显赫的荣誉，获得了科普利奖。赫歇尔一生中磨制了数百架天文望远镜，其中在1786年磨制了最大的一架望远镜，口径为122厘米，镜筒长为12.2米。这个庞然大物在巨大的构架中竖立起来，看上去活像一尊指向天空的大炮，人们进行观测时需要爬到镜筒内寻找焦点。它所设计的光路称为赫式望远镜，望远镜将主镜斜放镜筒一端，将会聚光束的焦点靠近前方，去掉副镜直接用目镜进焦点处进行观测。当他使用这个庞然大物在观测的第一夜，就发现了土星的2颗新卫星。以后观测银河系也取得很大成功。赫歇尔不愧为在天文学发展史上立下丰功伟绩的全能天文学家。
19世纪中叶，制作反射望远镜口径最大的是英国天文学家罗斯伯爵，他出身贵族，喜好天文，在1842年他开始筹措制造口径184厘米的大反射望远镜，历经3年的磨制，曾4次失败。目前在天文观测中，反射望远镜已成为现代天文观测的常用工具。世界上已建造口径在2米以上的反射望远镜有15台之多，超过5米口径以上的反射望远镜，已有3台。最著名的是安装在美国帕洛马山的天文台内的508厘米反射望远镜。制造这架望远镜，曾经历了许多风风雨雨。
1928年美国天文学家海尔已近晚年，当时洛杉矶城市已很繁荣，城市灯光很亮，离此城不远的威尔逊山天文台受到干扰，为避免城市灯光干扰，并且提高观测能力，海尔决定在距离威尔逊东南145千米的帕洛马山上，建造了一个508厘米的大反射望远镜。他首先经过严格挑选光学玻璃，磨制前在玻璃背面钻100多个孔洞，使镜后成为蜂窝状，中心钻孔为1.1米。经过漫长的时间磨制，总共磨掉4500千克的玻璃，研磨过程中，消耗掉了28吨金刚砂，最后镜重为1.45吨，直到1948年才建成。可惜的是1938年海尔与世长辞了，没能看到这架大望远镜的建成，为纪念他的卓越贡献，将此架望远镜命名为“海尔望远镜”。
这是全世界望远镜中的佼佼者。这架望远镜的建成，为天文学的发展起到了推波助澜的作用。它能探测到宇宙中远达12亿光年的暗弱天体，探测人们所不知道的恒星和星系的秘密，极大地开阔了人类的眼界，扩大了人类认识宇宙的范围，取得的一系列新成果，使天文学向前迈进了一大步。
随着科学技术水平的不断提高，人们在制作大口径反射望远镜方面也不断有所提高。前苏联科学院磨制的口径6米的反射望远镜，1976年安装在俄罗斯高加索山上泽连丘克斯卡亚。进入90年代美国又在夏威夷莫纳克亚建成了10米口径大型反射望远镜。我国口径最大的2.16米反射望远镜是1988年在北京天文台河北兴隆观测站落成的。这个观测站地处长城北侧、海拔960米的燕山主峰南麓，这也是一个天体物理光学观测的基地。
知识点凯克望远镜
凯克望远镜，为位于在太平洋夏威夷岛上的一座天文望远镜，坐落在海拔4200多米人迹罕至的莫纳克亚山上。由加州理工大学建造，口径达10米。莫纳克亚山上的大气的清洁度很高，大部分时间里天气晴朗，许多世界一流的大望远镜都集中在这里。凯克望远镜是目前世界上最大的望远镜之一，耗资1.3亿美元，主要由美国的企业家凯克捐助修建。凯克望远镜有两台，分别建造于1991年和1996年，像足球那样的圆顶有11层楼高，凯克是以它的出资建造者来命名的。2001年才开始正式运行。由于它处在太平洋非常稳定的空气中，因此具有很高的分辨率，综合观测能力不在哈勃望远镜之下。
折反射式天文望远镜
折反射式望远镜顾名思义是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统，光线先透过一片透镜产生曲折，再经一面反射镜将光反射聚焦，这种结合折射与反射的光学系统就称为折反射式望远镜。它的物镜既包含透镜又包含反射镜，天体的光线要同时受到折射和反射。这种系统的特点是便于校正轴外像差。以球面镜为基础，加入适当的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光学质量。
由于折反射式望远镜能兼顾折射望远镜和反射望远镜的两种优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
应用最广泛的折反射式望远镜有施密特、施密特—卡塞格林系统、马克思托夫与马克思托夫—卡塞格林望远镜等4种类型。由于折反射望远镜具有视面大、光力强等特点，适合于观测延伸（彗星、星系、弥散星云等）天体，并可进行巡天观测，较适合天文爱好者使用。
施密特望远镜首先发明这种形式望远镜的是德国人施密特。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外像差的施密特式折反射望远镜，他首先于1938年制作了第一部折反射式望远镜。这种望远镜光力强、视面大、像差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
施密特研磨了一片中央凸、周边凹、形状复杂的波浪形修正透镜，将这片修正透镜置于镜筒最前端，让光线进入后不是收缩聚焦，而是向外产生曲折，然后经后方的球面主镜反射聚焦。如果在焦点处放上底片，就是天文摄影专用的史密特照相机。若用第二面反射镜（副镜）将光线再反射到主镜后方的开孔，就称为施密特—卡塞格林式望远镜。1970年美国的一家公司首先量产了施密特—卡塞格林式望远镜，在大量生产下，价格非常便宜，而成为眼视观测者最爱使用的望远镜。
施密特—卡塞格林式的主要好处是它的光路经过折叠之后使镜筒可以缩成很短而矮胖，因而增加了可携带性，在观察行星和深空天体时的光学性能也都很好。
马克思托夫式的观察视野比施密特—卡塞格林式的狭窄，一般也比较重；但是较小的次镜使它的解析力比施密特—卡塞格林式的要好些。
望远镜口径越磨制越大，但是随着口径的增大，制作起来也越来越困难，近年来随着计算机在望远镜上的应用，1979年人们又产生了多面镜组合成反射望远镜的新思路。目前，第一架组合式望远镜，它是由6台口径为1.8米卡塞格林式望远镜组合成的，它们由计算机控制镜面姿态，组合成光力相当于单面主镜口径为4.5米的反射望远镜。这架新一代望远镜安装在美国麻省的威廉斯敦麦迪逊霍普金斯天文台。
1943年，俄罗斯的马克思托夫也发明了另一种折反射式望远镜。他用一片两面同曲率并同向主镜方向内凹的透镜作为修正镜，光线穿过修正透镜后产生曲折，然后经反射镜反射聚焦，再经第二反射镜（副镜）反射回主镜中央开孔处聚焦成像，所以称为马克思托夫—卡赛格林式望远镜。
大部分的马克思托夫—卡赛格林系统的副镜，都是直接在修正透镜后方中央部分镀上铝成为曲率同修正镜的副镜。如果改变上述副镜曲率，就称为RUMAK型，把副镜独立出来制作并向主镜靠近的就是SIMAK型，像差程度也照这顺序减少，性能也就越来越好。
大型光学天文望远镜
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成像质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
自20世纪70年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制、精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低了造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
较有代表性的大型光学望远镜有凯克望远镜、欧洲南方天文台甚大望远镜、双子望远镜等。下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍：
凯克望远镜1号和2号分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克捐赠而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测。
凯克望远镜它们的口径都是10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有3个：近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。
像凯克这样的大望远镜，可以让人们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，凯克望远镜更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻。
欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1″，跟踪精度为0.05″，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。
双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%），由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由2个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。
该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统在2001年验收后正式投入使用。
昴星团（日本）8米望远镜是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：①镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成像质量；②可实现0.1″的高精度跟踪；③采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。
大天区多目标光纤光谱望远镜是中国正在兴建中的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：①把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。②球面主镜和反射镜均采用拼接技术。③多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。
知识点光学仪器
光学仪器是由单个或多个光学器件组合构成。光学仪器主要分为两大类，一类是成实像的光学仪器，如幻灯机、照相机等；另一类是成虚像的光学仪器，如望远镜、显微镜、放大镜等。光学仪器是仪器仪表行业中非常重要的组成类别，是工农业生产、资源勘探、空间探索、科学实验、国防建设以及社会生活各个领域不可缺少的观察、测试、分析、控制、记录和传递的工具。特别是现代光学仪器的功能已成为人脑神经功能的延伸和拓展。
射电天文望远镜
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。
自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其他一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
1946年，英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜，1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时，澳、美、苏、法、荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下、主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。
20世纪60年代以来，相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米、加拿大的45.8米、澳大利亚的64米全可转抛物面、美国的直径305米固定球面、工作于厘米和分米波段的射电望远镜（见固定球面射电望远镜）以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵，固定或半固定孔径形状（包括抛物面、球面、抛物柱面、抛物面截带）的天线的技术得到发展，从而建成了更多的干涉仪和十字阵。
射电天文技术最初的起步和发展得益于第二次世界大战后大批退役雷达的“军转民用”。射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波。
射电望远镜20世纪50~60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪、甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千千米的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测，极大地提高了分辨率。
20世纪60年代末至70年代初，不仅建成了一批技术上成熟、有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜，还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计，建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜。
20世纪80年代以来，欧洲的VLBI网、美国的VLBA阵、日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。
今天射电的分辨率高于其他波段几千倍，能更清晰地揭示射电天体的内核；综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力，综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。
射电望远镜与光学望远镜不同，它既没有高高竖起的望远镜镜筒，也没有物镜、目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线、球面天线、半波偶极子天线、螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子（波导）把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。
把造价和效能结合起来考虑，今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加，而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线、连线干涉仪和综合孔径系统工作。随着设计、工艺和校准技术的改进，将会有更多、更精密的毫米波望远镜出现。
知识点光纤
光纤是光导纤维的简写，是一种利用光在玻璃或塑料制成的纤维中的全反射原理而达成的光传导工具。前香港中文大学校长高锟和GeorgeA.Hockham首先提出光纤可以用于通讯传输的设想，高锟因此获得2009年诺贝尔物理学奖。
通常光纤与光缆两个名词会被混淆。多数光纤在使用前必须由几层保护结构包覆，包覆后的缆线即被称为光缆。光纤外层的保护结构可防止周围环境对光纤的伤害，如水，火，电击等。光缆分为：光纤，缓冲层及披覆，光纤和同轴电缆相似，只是没有网状屏蔽层。中心是光传播的玻璃芯。
遨游太空的哈勃望远镜
现在，人们观测日食和月食已经非常容易了。各种各样的望远镜和人造卫星，为科学家和天文爱好者观测日食和月食带来了极大的方便。
在茫茫的天际中，在众多的人造卫星中，“哈勃太空望远镜”是最耀眼的一颗，这是为纪念美国杰出天文学家哈勃而命名的地球轨道天文台。它使人类真正摆脱了大气圈的束缚，将地面天文台搬到了宇宙“旷野”之中。这才使人类可以毫无遮挡、随心所欲地“放眼世界”。
“哈勃”被誉为“太空千里眼”，其实这种说法是不很确切的。光每秒走30万千米，人们将光走1年的距离（光年）作为计量天体距离的单位。而“哈勃”的“眼力”则能达到140亿光年外的天际，因此，俗话所称的“千里眼”就不是褒义词，反成贬义词了。
“哈勃”在地球上空530千米处绕行。全长13米，由40万个部件组成，重约11吨，总造价达30亿美元。它凝聚了1万名科技人员近20年的辛勤劳动。主体望远镜直径为2.4米，此外还配有高速光度计、高分辨摄谱仪、模糊天体摄影机等构件。
它是迄今世界上最清晰的天文望远镜，比地面最佳望远镜的精度高10倍：除了可见光和无线电波外，可接收来自四面八方任何波长的电磁波信息；而且还可通过长时间曝光的方法发现极其遥远的模糊天体。显然，这是航天技术和天文学相结合的一项重大成就。
“哈勃”自1990年4月升空，至今已有20多年“工龄”了。由于它是科学家揭示宇宙奥妙极为重要的工具，因此必须十分精密、高效。如果“天眼”上任何部件稍有偏差或“病痛”，就会立即影响观察的精度和效果。这些年来，人们对它真是“谨小慎微”，悉心呵护，前后已进行过3次“大修”。
哈勃望远镜“哈勃”刚进入太空不久，就患上“球面像差”近视眼的毛病，其实只有1／25头发丝那样的误差，就导致对深空的物体不能正常聚焦，测距只能限于40亿光年以内。
1993年10月，宇航员们搭乘航天飞机到“哈勃”，在太空中为其装上一套“校球差光学仪”，纠正了原来的成像畸变，使测距范围立即提高到140亿光年。
1997年2月，对哈勃太空望远镜再次进行维修。两组宇航员进行了5次太空行走。修复了望远镜上的摄谱仪和红外照相机，使得它们的性能明显改善，能透过太空尘埃观察黑洞。此次，还将“哈勃”送上了比原来高出15千米的太空轨道。
“哈勃”共安装了6个陀螺仪传感器，用于瞄准和保持运行稳定，其中，至少要有3个陀螺仪正常运转才能维持望远镜的观察活动。但自1997年以来，相继有3个陀螺仪腐蚀生锈，1999年，第四个又开始发生故障。同年11月，由于陀螺仪工作不正常，导向越来越不准确，“哈勃”的电脑中枢立即指令望远镜停止了观察活动。12月，7名欧美宇航员搭乘“发现号”航天飞机，为“哈勃”送去和安装了6个新陀螺仪、新的数据记录仪、无线电发报机和新型电脑。“哈勃”由此变得焕然一新。此后，它发回了极其清晰、“价值连城”的天文图像，科学家们为此欣喜若狂。
“哈勃”在太空中“看”到了许多前所未见的景象，改变或纠正了人们在地表观察中建立的种种旧观念。它使人类首次看到宇宙大爆炸初期的奇异景观；也使人们详尽了解了恒星的孕育、诞生、演化和灭亡的全过程；亲眼“目睹”了1994年SL—9彗星撞击木星的“太空之吻”；利用最古老的白矮星计算了宇宙的年龄；并用多种“天文指数”证实了黑洞的存在；现在它又在执行探寻宇宙生命的“起源计划”……
有了这样的“天眼”，人类才有可能欣赏到如此美妙的宇宙苍穹，人类对宇宙的认识也因此走上了一个新台阶。尽管“哈勃”巡空20余载，渐显“老态”，行将“告老引退”，人们已计划在2011年发射新的“韦伯太空望远镜”来接替。但哈勃望远镜早已成为人们心目中无法磨灭的历史丰碑，如果要夸奖“哈勃”的功勋，怎么说都不会过分。
知识点光学玻璃
能改变光的传播方向，并能改变紫外、可见或红外光的相对光谱分布的玻璃。狭义的光学玻璃是指无色光学玻璃；广义的光学玻璃还包括有色光学玻璃、激光玻璃、石英光学玻璃、抗辐射玻璃、紫外红外光学玻璃、纤维光学玻璃、声光玻璃、磁光玻璃和光变色玻璃。光学玻璃可用于制造光学仪器中的透镜、棱镜、反射镜及窗口等。由光学玻璃构成的部件是光学仪器中的关键性元件。
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