可见光（visible light，VIS）是人类直接能够感受到的电磁波辐射。它的波长大约从390纳米一直延伸到750纳米（1纳米等于10 ^-9 米），正好覆盖了地球大气层可以透过的电磁波范围。在长波段，可见光和红外线相连；在短波段，它和紫外线相连。人的眼睛是可见光辐射能收集器和探测器相结合的复杂器官。作为可见光能量探测器，人眼十分灵敏。如果在100毫秒时间内，对人眼连续发射7个波长约为500纳米的光子，则人眼就可以产生视觉（Schnapf，1987）。人眼中柱状细胞在黑暗环境下十分灵敏，单个光子就有可能使柱状细胞产生视觉反应，当亮度增加时，锥状细胞参与视觉工作。柱状细胞最大灵敏度波长为507纳米，锥状细胞最大灵敏度波长为555纳米。作为辐射能收集器，人眼的聚光能力十分有限。人的瞳孔可根据环境亮度自动调节，瞳孔的最大直径仅仅是6毫米左右，因此它只能收集到任一发光体辐射中很小一个立体角内的能量。人眼内部光敏细胞之间的距离大约为2.5微米，所以眼睛的角分辨率大约是1角分。为了检测或探测极其微弱的可见光辐射，为了将两个十分接近的天体辐射源分辨开来，人类只有借助于光学天文望远镜。

光学望远镜的发明至今仍然是一个有争议的问题。一种说法是：1608年10月一名叫利普希（Lippershey）的荷兰眼镜商的学徒，将一块凸透镜放置在另一块凹透镜前方一定距离上，这位学徒突然发现远处教堂顶上的十字架变得十分清晰，从而诞生了世界上第一具光学望远镜。现在新的研究表明，望远镜的发明可能发生在这个事件的50多年以前。在英国首都伦敦有一个叫伦纳德·迪格斯（Digges）的数学家，他发明了由一块目镜和一面反射镜所组成的光学望远镜。1571年他的儿子留下了一份非常详细的望远镜使用说明，那时候伽利略才刚刚7岁。

无论光学望远镜是谁发明的，无可争辩的是伽利略（Galileo）最早制成了第一台专门用于天文研究的天文光学望远镜。1609年7月伽利略制造了一具口径很小，放大倍数仅为3.3倍的光学望远镜。利用这台望远镜，他获得了十分突出的观察成果。这种由一片凸透镜和一片凹透镜所组成的光学望远镜被称为伽利略光学望远镜（图1.1（a））。在这种望远镜中，前面的凸透镜离目标天体距离比较近，被称为物镜，后面的凹透镜离眼睛比较近，被称为目镜。在伽利略光学望远镜中，凹透镜的虚焦点正好位于凸透镜的实焦点上。利用这种望远镜系统所生产的双筒望远镜常常用于观察歌舞剧，被称为歌剧望远镜。

1611年开普勒（Kepler）发明了另一种折射光学望远镜。这种望远镜由两片凸透镜组成，被称为开普勒望远镜（图1.1（b））。在这种望远镜中，物镜和目镜的焦点正好重合。开普勒望远镜镜筒比较长，视场也大一些，但是它所形成的像是倒立的。不过倒像对天文观察影响不大。

早期用眼睛观察的天文光学望远镜是一种无焦（afocal）系统。在无焦系统中，来自恒星和离开目镜的光线都是平行光。这种系统没有聚焦性能，它的重要指标是角放大倍数。角放大倍数，简称放大倍数，是指像和物相对于眼睛所形成的张角之比。它的值正好等于物镜和目镜的焦距比。一般来说，开普勒望远镜比伽利略望远镜的角放大倍数大一些。

现代光学天文望远镜不用眼睛观察，而是常常在物镜焦面上直接成像，这种光学天文望远镜没有目镜，是一种有焦光学系统。对于这种光学天文望远镜，一般不使用角放大倍数这个参数，而使用角分辨率来描述它的成像特性。光学天文望远镜的角分辨率是指分开两个十分接近天体的能力。望远镜的角分辨率将在后面第1.2.1节中详细讨论。不过角放大倍数的概念仍然使用在望远镜的副镜上。

早期天文光学望远镜由球面透镜构成，由于玻璃折射率和光波波长相关，望远镜的成像质量受到球差和色差的影响。为了减少球差和色差，赫维列西（J.Herelius）和惠更斯（Huygens）提出了应用曲率小的透镜的方法。这使得折射光学天文望远镜的镜筒一度越来越长。1655年一台口径5厘米的光学天文望远镜镜筒竟长达5米。而赫维列西竟然制造了一台镜筒长度为46米的折射光学天文望远镜。

1664年格里高利（J.Gregory）提出了运用圆锥曲面反射镜来制造没有色差和球差的反射光学望远镜的方案，这种格里高利光学系统的主镜是抛物面，副镜是椭球面。不过当时无法加工抛物面和椭球凹面镜。所以并没有真正建成这种望远镜。1670年1月，牛顿错误地选择了一个球面主镜的光学系统，制成了一台焦距1.2米的、球差十分严重的反射光学望远镜。同期，卡塞格林（Cassegrain）又提出了一种由抛物面和双曲面镜组成的反射光学望远镜，这就是现在广泛使用的卡塞格林光学望远镜。反射光学望远镜排除了色差影响，缩短了镜筒长度。但是反射望远镜对镜面加工要求更为苛刻，镜面材料需要足够的硬度和相当的反射率。从这个意义上讲，反射光学天文望远镜的制造要比折射光学天文望远镜更为困难。真正第一台抛物面主镜的牛顿式反射望远镜是1722年由哈德莱制造的，这是一台口径15.24厘米，主镜为抛物面，焦比为10的反射光学天文望远镜。

1672年牛顿根据他对可见光色散的研究，武断地提出“进一步改善折射望远镜的性能是绝不可能的”论断。经过57年，1729年数学家霍尔（Hall）发明了消色差复合透镜。这个透镜包括两部分，一部分是折射率小的凸透镜，另一部分是折射率大的凹透镜。后来多拉德（J.Dollond）了解到这个重要发明，1758年也同样制造出消色差透镜。多拉德并因此成为英国皇家协会会员。1761年消色差透镜开始应用于天文光学望远镜中。消色差透镜的应用极大地改善了折射光学望远镜的性能，使望远镜长度缩小到原来的十分之一以下。折射光学望远镜因此恢复生机。现在消色差透镜包括普通消色差（achromatic）透镜和复消色差（apochromatic）透镜两种。普通消色差透镜可以将两种颜色的光聚焦在一个焦面上，而复消色差透镜则可以将三种颜色的光同时聚焦在一个焦面上。

开普勒光学望远镜所形成的是倒像，对日常使用非常不便。1854年比若（Porro）发明了一种含两个棱镜的转像装置来实现对物体的正像。1880年前后，利用一片屋脊棱镜来实现转像的双筒望远镜诞生了，这就是延续至今的军用双筒光学望远镜系统。

折射光学望远镜在十九世纪有很大的发展。1888年加州列克天文台建成了91.44厘米的折射光学望远镜。1895年叶凯士天文台建成了世界上口径最大的1米折射光学望远镜。

在折射光学望远镜发展的同时，建造大型反射光学望远镜的努力并没有中止。著名的天文学家赫歇尔（Hershel）从制造折射光学望远镜开始，进入制造反射光学天文望远镜领域。1789年他完成了一台口径1.22米的反射光学望远镜。1845年贵族出身的罗斯（Ross）建成了口径1.8米的反射光学望远镜。早期反射光学望远镜使用铜锡合金镜面。1856年法国傅科为巴黎天文台成功制造了一台玻璃镀银镜面的反射光学天文望远镜。二十世纪以后，反射光学天文望远镜的口径不断增大。1917年威尔逊山天文台建成口径2.54米胡克反射光学望远镜。1934年真空镀铝方法诞生。使用铝反射层，望远镜效率获得极大提高。1948年美国帕洛马山天文台建成口径5米海尔反射光学望远镜。这台望远镜是经典光学天文望远镜的发展顶峰。

二十世纪初光学天文望远镜分出了三个分支：天体测量望远镜、太阳望远镜和大视场望远镜。天体测量望远镜要求有精确的恒星定位性能，在它的视场内常常同时包括互成一个固定角度的两个天区。天体的精确坐标则通过大量的天体坐标信息经过反复迭代来获得。太阳望远镜则希望避免温度变形和杂散光对成像质量的影响，这种望远镜常常采用格里高利光学系统，在主镜焦点上放置视场光阑和反光镜将大部分的热量反射出光路，同时在主镜面（望远镜的入瞳面）的像面（出瞳面）上引入一个口径较小的李奥（Lyot）光阑，以阻止杂散光的通过。大视场望远镜则要求它的可用视场至少在1度以上，这样一次曝光可以获得很多天体的信息。大视场望远镜早期使用R-C光学系统，同时消球差、彗差和像散。1931年施密特（Schmidt）发明了球面主镜的折反射（catadioptric）望远镜，称为施密特望远镜。施密特望远镜视场大，达到6×6平方度。后来维尔斯特普又设计了一种含三个反射镜的大视场望远镜，这种望远镜镜筒长，视场可以达到3度。光学专家梁明改善了它的设计，将镜筒长度减到一半，形成短筒型三镜面望远镜。

二十世纪六十年代，光学天文望远镜的发展进入一个新时期。1969年苏联专门天体物理天文台建成了6米光学天文望远镜。这台望远镜第一次使用了地平式支架装置，比较赤道式装置，新装置将望远镜的质量直接传递到地面。在赤道式装置中，赤纬轴轴承要承受方向不断变化的结构质量；而高度轴轴承承受的是一个固定的结构质量。新的支架设计使更大望远镜的建设成为可能。1979年包括有六面1.8米子镜面的4.5米多镜面望远镜（MMT）在美国建成，虽然1998年这台望远镜被改造为6.5米单镜面望远镜。它的地平和多镜面设计对现代光学天文望远镜的发展具有很大影响。

1990年美国2.4米哈勃空间望远镜升空。这是第一台重要的空间望远镜。在哈勃望远镜上，镜面的背面安装有24个力触动器，它的原意是用它们改变镜面形状，改善望远镜像质。这是在空间主动控制镜面形状的尝试。第一台成功的主动光学望远镜建成于1989年，是欧洲南方天文台首次建成的一台可以主动控制镜面形状的3.58米新技术望远镜（NTT）。天文光学望远镜进入了主动和自适应光学的发展时期。1992年一台10米拼合镜面凯克（Keck）望远镜建成，它的主镜包括36面1.8米的正六边形子镜，这是现代光学天文望远镜发展上的重要一步。

1997年9.2米固定高度角拼合球面望远镜（HET）建成。1998年第二台凯克望远镜建成。

1999年8.2米昴星团（Subaru）望远镜和8米双子座（Gemini）北方望远镜建成。2000年包括四台8.2米望远镜的欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）建成。2002年8米双子座南方望远镜建成。这7台大口径望远镜均采用薄镜面技术。

2000年和2002年两台6.5米蜂窝镜面麦哲伦望远镜建成。2003年6米水银镜面望远镜在加拿大建成。2008年大型双筒望远镜（LBT）建成，它包括两面8.4米蜂窝镜面主镜。这台望远镜和欧洲甚大望远镜目标类似，最终将成为光学成像干涉仪。

2003年西班牙10.4米拼合镜面望远镜（GTC）建成。2005年9.2米固定高度角南非拼合球面望远镜（SALT）建成。2008年中国4米拼合镜面多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）建成。

与此同时，又建成了一批4米级望远镜，它们分别是美国空军3.67米先进电光系统望远镜（EOS，1996）、南方天体物理研究中心4.1米光学望远镜（SOAR，2002）、4.1米光学红外望远镜（VISTA，2009）、美国空军3.5米三镜面大视场望远镜（DSST，2010）、发现频道4.3米光学望远镜（2012）和印度3.6米光学望远镜（2016）。

目前正在建造有8米大视场巡天望远镜（LSST）、4米新技术太阳望远镜（ATST）、22米大型麦哲伦望远镜（GMT），30米拼合镜面望远镜（TMT）和欧洲40米级极大望远镜（ELT）。后面三台望远镜将是下一代巨型光学天文望远镜。

随着现代计算机和控制系统的迅猛发展，主动光学很快就延伸到了高时间频率区域，成为自适应光学。二十世纪七八十年代用恒星波阵面作为参考面的自适应光学首先在军事部门展开。使用自然星不能够覆盖整个天空，1985年福义和拉贝里（Foy and Labeyrie，1985）提出了使用人造激光星的建议。很快美国军方实现了使用人造激光星的自适应光学。1989年欧洲南方天文台在天文界首先实现使用恒星的自适应光学。人造激光星的使用扩大了所观察天区的范围，但是所校正的视场大小仍然有限。随后又发展了使用多个激光星，大气断面成像和多层共轭自适应光学技术，使所能校正的视场大大扩展。自适应光学对波阵面的改正常常在望远镜焦点后实现，这种方法增加了反射面的数量，但光子损失很大。一种极薄的自适应变形副镜的诞生避免了附加反射面的光能损失。2000年MMT望远镜首先发展了自适应变形副镜的新技术，以后LBT也使用了这种变形副镜。

光学干涉仪技术和天文望远镜是同时发展的。1868年斐索（Fizeau）提出了利用分离的口径来测量恒星直径的方法。1891年迈克尔逊利用主镜面上两个子口径实现了这种干涉技术，被称为迈克尔逊天体干涉仪。光学干涉仪的实现困难很大，而射电干涉仪的实现相对容易得多。1945年帕塞利用一台射电天线和它自身在海平面上的像首先实现在射电波段的电磁波干涉，很快在射电领域又实现了口径综合的成像方法。

1956年布朗和颓思（Brown和Twiss）研制出光学强度干涉仪。1970年拉贝里（Labeyrie）发展了光学斑点干涉技术。1976年拉贝里研制出由两个分离望远镜形成的迈克尔逊光学天体干涉仪。1995 年剑桥综合口径望远镜首次获得由分离镜面通过光学斐索干涉的天体图像。

和射电干涉仪不同，光学天文干涉中积分时间受到大气扰动的影响，仅仅为几个毫秒，所以获得光子的数目十分有限，已经进入量子光学领域。根据不确定性原理，天文学家不能同时测量到光的相位和振幅。同时受到光的频谱宽度的限制，仪器的相干长度，即所允许的光程差，十分有限。至今光学天文干涉仪的发展仍然存在很大困难，正期待理论和技术上的新突破。

光学天文望远镜的发展为天文学家提供了越来越大的集光口径和越来越高的角分辨率，从而为人类捕捉到越来越多的天体光学信息。同时光学天文望远镜的发展也促进了光学设计、光学制造、结构设计、传感器、触动器、控制和接收器系统的自身发展，在这些相关的技术领域带来了革命性的变革。 VFgGpruKWB/hTcu6TVmtPQwRt5qY8CE+ZFcuQ/aQJGZ8+xAZ6gNLNQGDQagydX8Q