天文观测望远镜的发展过程是怎样的？
随着时代的变迁，望远镜的功效和应用方式也发生了很大的变化。根据这些天文望远镜的不同使用效果，人们将其分为折射式望远镜、反射式望远镜和折叠式反射式望远镜。望远镜的用途也从单一变为多样，广泛应用于军事和高科技生物研究。
带有透镜裁剪镜的望远镜叫做折射望远镜。在历史演变中，用凹透镜做目镜的望远镜被称为伽利略望远镜。用凸透镜做目镜的望远镜叫开普勒望远镜。由于单透镜物体的色差和球差相当严重，所以现代折射望远镜是由两个或两个以上的透镜组组成的。其中以双镜头制作的双筒望远镜应用最为广泛。这种望远镜由冕玻璃制成的凸透镜和燧石玻璃制成的凹透镜组成，两者靠得很近。这两个透明镜片组合后，可以完全消除场景的波长，相对减弱场景位置的色差。
双透射物镜的体积和视场相对较小。双镜头物镜的相对光圈比较小，一般在1/15到1/20之间，很少有大于1/7的，可用视场也不大。人们把一个双镜头物镜直径小于8厘米，能把两个透镜粘在一起的望远镜称为双镜头物镜。为了增加相对孔径和视场的使用，可以使用多透镜物镜组。
伽利略望远镜具有结构简单、光能损失少、镜筒短、便于携带、视场成像相对准确等优点。但它的扩展因子小，视场小，一般用作剧场镜和玩具望远镜，用于近距离观看。使用开普勒望远镜时，需要在物镜后加一个棱镜组或透镜组，使像转向，这样眼睛观察到的景象才是正的。而开普勒望远镜采用前宽后窄的双管结构，可以形成双直角棱镜直立系统，通过对原有望远镜结构的修正，可以形成倒置成像系统；同时，望远镜的尺寸和重量可以大大减小。它的缺点是镜头正系统需要使用一组复杂的镜头来反转成像图像，成本相对较高。而俄罗斯人发明的20×50三节望远经典单筒望远镜，大大避免了这种情况。它使用一个优秀的镜头图像设计系统来对事物进行成像。
现代人使用的折射望远镜一般采用开普勒结构。因为折射式望远镜的成像质量比反射式望远镜好，视场大，使用维护方便。中小型天文望远镜和许多特殊仪器大多采用折射系统，但大型折射望远镜的制造比反射望远镜要困难得多。因为冶炼高质量的大口径镜片非常困难，而且存在玻璃吸光的问题，所以大口径望远镜都采用反射式。
历史
1611年，德国天文学家开普勒首次用两个双凸透镜分别作为物镜和目镜，明显提高了放大倍数，所以后人把这个光学系统称为开普勒望远镜。现在人们还在使用这两种折射式望远镜，天文望远镜采用开普勒式。需要指出的是，当时由于望远镜采用单镜头作为物镜，存在严重的色差。为了获得更好的观察效果，需要一个曲率很小的镜片，这必然导致镜体的加长。从那以后，天文学家们一直试图开发更长的望远镜，但几乎都以失败告终。
从65438年到0757年，都龙研究了玻璃和水的折射和色散现象，奠定了消色差理论的基础，用冕玻璃和火石玻璃制作了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜望远镜。但由于当时科技发展的限制，铸造大型燧石玻璃有一定难度。当初研究消色差望远镜的时候，人们能磨的最大镜片只有10 cm。
19年末，由于制造技术的巨大进步，制造大口径折射望远镜的科学热潮随之而来。世界上现存的8台70 cm以上的折射望远镜中，有7台建于1885至1897年之间，其中最具代表性的是建于1897年的102 cm口径的叶克石望远镜和建于1886年的91 cm口径的里克望远镜。
折射望远镜焦距长，负标度大，对镜筒弯曲不敏感，最适合测量天体。但总会有残余色差，同时对紫外和红外波段的辐射吸收非常强。巨大光学玻璃的铸造也非常困难。到了1897年叶克石望远镜建成的时候，折射望远镜的发展达到了顶峰，之后的百年间没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为技术上不可能铸造一大块完美的玻璃作为镜头。同时，在重力的作用下，大尺寸镜头会严重变形，从而失去锐利的焦点。
以凹面镜为物镜的望远镜是反射式望远镜。可分为牛顿望远镜、塞格林望远镜等类型。反射式望远镜的主要优点是没有色差。当物镜是抛物面时，球差可以消除。然而，为了减少其他像差的影响，可用的视场更小。制作镜面的材料只要求膨胀系数小，应力小，易于磨削。一般抛光镜都镀有铝膜，铝膜的反射率在2000 ~ 9000埃范围内大于80%。因此，除了光学波段，红外和紫外波段也可以用反射望远镜来研究。反射望远镜的相对孔径可以做得更大。主焦反射望远镜的相对孔径约为1/5 ~ 1/2.5，甚至更大。除了牛顿望远镜，镜筒的长度远短于系统的焦距，只需要加工主镜的一个面，大大降低了望远镜的成本和制造难度。对于口径较大的反射式望远镜，通过更换不同的副镜，可以得到素聚焦系统(或牛顿系统)、卡塞林系统和折叠轴系统。这样，望远镜就可以获得几种不同的相对孔径和视场。目前除了反射式望远镜，还找不到口径在1.34m以上的光学望远镜。发射望远镜的主要科研任务是研究天体的物理特性。
历史
世界上第一台反射式望远镜诞生于1668年。牛顿曾经磨过几次非球面镜，但反复失败，于是改用球面反射镜作为主镜。他磨出一个直径为2.5厘米的凹面镜，在主镜的焦点前放置一个角度为45o的反射镜，使主镜反射的聚光以90o的角度从镜筒反射到达目镜。这个系统被称为牛顿反射望远镜。虽然球面镜会产生一些像差，但是用反射镜代替折射镜是科学上成功的转折点。
1663，詹姆斯？格雷戈里正在提出一个方案:凹面镜分别作为主镜和副镜，副镜放在主镜焦点之外，主镜中心留一个小孔，使光线经过主镜和副镜两次反射后从小孔出射，到达目镜。这种设计的目的是同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面主镜和一个椭球面副镜。他提出的建议理论上是正确的，但由于当时制造水平的限制，其中提到的一些要求无法实现，所以格里高利无法为他得到有用的镜子。
1672年，法国人塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案。结构类似于格雷戈里望远镜，不同的是副镜在主镜焦点前是凸的，这是最常用的卡塞格伦反射式望远镜。这就使得副镜反射的光线略有发散，降低了放大倍数，但却消除了球差，这样望远镜也可以把焦距做得很短。
塞格林望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，其光学性能也是不同的。由于塞格林望远镜焦距长，镜体短，放大倍数大，获得的图像清晰；seglin focus可以用于研究小视场的天体，而Newton focus可以配置为拍摄大面积的天体。因此，塞格林望远镜得到了广泛的应用。
赫歇尔是制作反射望远镜的大师。他早年是个音乐家。因为热爱天文，他从1773开始磨望远镜，一生做了上百架望远镜。赫歇尔制作的望远镜中，物镜斜放在镜筒内，使平行光反射后会聚在镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年里，反光材料一直是阻碍其发展的障碍:铸造镜面的青铜容易腐蚀，必须定期打磨，这需要大量的金钱和时间，而耐腐蚀性好的金属比青铜更致密，也更昂贵。1856德国化学家尤斯特斯？冯？李比希开发了一种方法，在玻璃上镀一层薄薄的银，经过光抛光后可以高效率地反射光线。这样就有可能做出更好更大的反射式望远镜。
1918年底，海尔建造的虎克望远镜投入使用，直径254厘米。天文学家使用这台望远镜首次揭示了银河系的真实大小和我们在其中的位置。值得骄傲的是，哈勃的宇宙膨胀理论是用胡克望远镜观测的结果。
20世纪20、30年代末，胡克望远镜的成功激励天文学家建造更大的反射式望远镜。1948年，美国建造了一台直径为508厘米的望远镜。为了纪念海尔这位杰出的望远镜制造商，将其命名为海尔望远镜。海尔望远镜的设计制造至今已有20多年。虽然比胡克望远镜视野更远，分辨率更强，但并没有让人类对宇宙有更新的认识。正如阿西莫夫所说，“海尔望远镜就像半个世纪前的叶克石望远镜一样，似乎预示着某一特定类型的望远镜几乎已经走到了尽头”。后来1976年，前苏联造出了600厘米的望远镜，作用还不如海尔望远镜，再次验证了阿西莫夫的话。
反射式望远镜有很多优点，比如，它没有色差，可以在很宽的可见光范围内记录天体的各种信息，比折射式望远镜更容易制作。但同时，它也有许多缺点。如果光圈大，视场就会小，得到的图像数据清晰度和亮度都不是很高，折射镜的物镜需要定期镀膜。
二战后，反射式望远镜在天文观测方面发展迅速。1950年，帕洛马山上安装了一台直径为5.08米的海尔反射式望远镜。1969年，在前苏联北高加索的帕斯图霍夫山上安装了一个直径为6米的反射器。1990年，美国国家航空航天局将哈勃太空望远镜送入轨道。但由于镜面故障，哈勃太空望远镜直到1993年宇航员完成太空修复更换镜头后才完全发挥作用。哈勃望远镜在拍照时不受地球大气层的影响，所以它拍出的照片分辨率比地球上同类望远镜高10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克山上建造了直径为10米的凯克望远镜，其镜面由36面直径为1.8米的镜面组成。2001位于智利的欧洲南方天文台研制出了“VLT”，由4台8米口径望远镜组成，聚光能力相当于一台16米反射式望远镜。现在，一批在建的望远镜已经开始攻击莫纳克亚山上的白巨人兄弟。这些新的竞争对手包括30米口径的“加州大望远镜”(加州？非常大？望远镜(简称CELT)，直径20米的大麦哲伦望远镜(Giant？麦哲伦？望远镜(GMT)和100米口径望远镜(压倒性？大号的？望远镜(简称猫头鹰)。科学家指出，这些新望远镜不仅可以拍摄比哈勃太空照片更好的照片，还可以收集更多的光线。更清晰可靠的空间影像数据，可以让人们更了解654.38+00亿年前星系形成时的初始恒星和宇宙气体，更清晰地观测到遥远恒星周围的行星。
折反射望远镜中的球面镜用于成像，而折射镜可用于校正像差。同时可以避免高难度的大型非球面加工，获得良好的像质。施密特望远镜应用广泛。施密特校正板放置在球面镜的中心。一面是平面，另一面是轻微变形的非球面，使光束的中心部分稍微会聚，外围部分稍微发散，正好校正球差和彗差。
还有一种是Maksutov望远镜，在球面反射镜前增加一个弯月透镜，通过选择合适的弯月透镜参数和位置，可以同时校正球差和彗差。以及这两类望远镜的衍生品，如超级施密特望远镜、贝克-诺恩相机等。反射式望远镜的特点是口径比较大，甚至大于1，光线强，视场大，成像质量优秀。适用于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。反射式望远镜反射镜由副镜保护，不易受到灰尘等污染物的侵袭。
历史
世界上第一台折反射望远镜出现在1814年。
1931年，德国光学家施密特用类似平行板的薄非球面透镜作为校正镜，配合球面反射镜，制成了可以消除球差和离轴像差的施密特型折反射望远镜。该望远镜光焦度强、视场大、像差小，适合拍摄天空区域的大面积照片，拍摄暗淡星云的效果非常突出。今天，施密特望远镜是天文观测的重要工具。
1940年，马克苏托夫制造了一种新型的折反射望远镜。Maksutov使用一个弯月形透镜作为校正透镜，使其两个表面成为两个曲率不同的球面，差别不大，但曲率和厚度很大。它的所有表面都是球面，比施密特望远镜的校正板更容易打磨，镜筒更短，但视场比施密特望远镜小，清晰度和亮度更小，但放大倍数更大，对玻璃的要求更高。
折反射式望远镜分别吸收了折射式和反射式望远镜的优点，非常适合业余天文观测，也是天文爱好者的最佳选择。