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在了解了星辰系统及其运行规律后，相信使用望远镜会成为大家很感兴趣的事情。你们也一定非常想了解究竟什么是望远镜，用望远镜又能够看到什么。完整的望远镜结构是很复杂的，例如天文台上专用的望远镜。但是只需细心观察，你就可以大致掌握它的核心。了解这些核心之后，再去天文台使用这些仪器观察，你就会学到更多知识，获得比平常人更多的乐趣。
我们都知道，使远处的物体看上去很近是望远镜的重要用途，可以让一个几千米外的物体仿佛就在几米以内。产生这种神奇效果的天文工具由一些巨大的、打磨精细的透镜构成，这种透镜与我们的眼镜并无多大差异，只不过更大更精美。收集物体的光至少有两种方法：其一是让光通过许多透镜；再者就是用凹面镜将光反射出来。因此，望远镜也出现了不同种类，有折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。我们先从常见的折射望远镜开始讲吧。
折射望远镜的镜头由两种透镜组成：一种是物镜，它的作用是让远处的物体在望远镜的焦点上成像；另一种是目镜，在我们眼睛看得最清楚的地方形成新的像。
望远镜上最复杂和精密的部分就是物镜。制作物镜复杂且耗时，制作它的时间会比制作其他所有部分加起来的时间更长，因而要求更加细致精巧。有一个例子可以证明制作物镜需要的非凡天赋。一直以来，所有天文学家都相信，世界上只有一个人可以制造这种巨大而精确的物镜，他就是阿尔凡·克拉克（Alvan Clark），我们会在后面详细讲述这个人。
通常情况下，物镜由两个大的透镜组成。望远镜的性能完全依赖这些透镜的直径，被称为望远镜的“口径”（aperture）。望远镜的口径有大有小，小的如家用望远镜的口径大约是10厘米，大的如叶凯士天文台（Yerkes Observatory）的大型望远镜，口径达到1.02米。物镜的直径能决定望远镜的性能，放大了一定倍数的物体要保证被看清，在其自然亮度的基础上，所需要的光需要超过放大率的平方。例如，如果我们有100倍的放大率，就需要10000倍的光。
为了让远处的物体在望远镜中呈现出清晰的影像，物镜要将来自被观察物体上每一点的光都聚集到焦点上。假如做不到这一点，光会被分散到不同的焦点上，那么物体就会模糊不清，这与透过一副不合光的眼镜看东西一样。但无论使用什么玻璃制成的单片透镜，都无法将光集中到一个焦点上。我们都知道，平时看到的无论是来自太阳还是星星的光，都是由不同颜色混合而成的，我们可以用三棱镜将光分散开，从红色开始，依次是橙、黄、绿、蓝、靛和紫。单片透镜会将这些颜色不同的光聚集到不同的焦点上；红色的光距离物镜最远，紫色光则距物镜最近。这种将光分散开的现象被称为“色散”（dispersion）。
300年前 的天文学家对这种透镜的色散问题束手无策。直到大约1750年，一个名为多龙德的伦敦人发现，利用两种不同的玻璃可以避免色散，这两种玻璃分别是冕牌玻璃和火石玻璃。这种方法的原理非常简单。冕牌玻璃的折光能力与火石玻璃的折光能力几乎一样，但冕牌玻璃的色散能力大出一倍。多龙德用两块透镜做了一副如图2–1所示的物镜，前面是冕牌玻璃制作的凸透镜，后面是火石玻璃制作的凹透镜。由于两片透镜的曲度相反，光会射向不同的方向。冕牌玻璃的凸镜使光聚集在一个焦点上，而火石玻璃的凹镜则令光分散。如果只单独使用一片透镜，例如火石玻璃，那它不只无法将光线聚集在一个点上，反而会使一个点上的光向各个方向分散开。多龙德的设计巧妙地让火石玻璃的聚焦能力只有冕牌玻璃的一半多一点。这一半的聚焦力足以消除冕牌玻璃引起的色散，但无法消除它一半的折射能力。这种组合使所有光线通过时，几乎全部集中于一个焦点，并且与单用冕牌玻璃相比，这个焦点远了大约一倍的距离。
图2–1 望远镜中物镜的一部分
我之所以一直强调“几乎集中于一个焦点”，是因为两种玻璃的组合并不能将所有光线集中于同一个焦点。对于较明亮的光线，色散确实可以变弱，但并不能被完全消除。口径越大的望远镜，这一缺陷越明显。如果我们用一架大型折射望远镜观测月亮或星星，就会发现它们周围有一圈蓝色或紫色的光晕。这其实是由于两片透镜无法将蓝色光和紫色光集中到与其他颜色的光线相同的焦点上造成的。 这种现象也被称为“二级光谱”的像差。这是由光学玻璃的性质导致的，科学家对此也没有更好的解决办法。只是目视使用的折射望远镜的视场较小，它的主要像差由二级光谱表示，缩小相对口径可以减少不利影响。
由于大型折射望远镜使用的是巨大且透光能力良好的光学玻璃，给制造者造成了很大的困难。大型折射望远镜在紫外波和红外波的透光性能上不如反射望远镜，存在残余色差。它在架构上的支持力也没有反射望远镜好，因此大型折射望远镜的制造成本居高不下。这些因素都制约了它向更大口径方向发展。世界上目前最大的折射望远镜的口径只有1.02米。
由于物镜聚光在焦点上的作用，远处的物体得以在焦平面上成像。焦平面是指通过焦点与望远镜的主轴或者与视线成直角的平面。
什么是望远镜成像呢？这个问题我们可以在照相机中的毛玻璃上找到答案。你会在毛玻璃上发现一副面孔或者远处的风景。照相机其实就相当于一架小型望远镜，毛玻璃就是焦平面。或者，反过来说，望远镜就像一台大型的长焦照相机，我们用它来拍摄天空，就如同摄影师用照相机拍摄照片一样。
有时，我们理解了一件东西不是什么，常常能够更好地理解这件东西是什么。发生在
距今100多年前
的那场著名的月亮大骗局就说明了这一点。一个作者用荒唐的故事欺骗了许多读者，故事是这样的：
约翰·赫歇尔爵士在使用放大倍率极高的望远镜看月亮时，发现光线不足导致看不清影像，因此有人建议他采用人工光来照亮那些影像。结果让人大为惊讶，他清楚地看到了月球上的动物。如果不是大多数人都被骗，我也就不用再说下面这句话：外来的光线从本质上是无法影响望远镜的成像的，因为它并非实像，而是远处物体的任何一点光线相交在影像相对应的点上，然后从该点散开，在焦平面上形成的一幅图画，这幅图画由光线聚焦而成，这样的像被我们称为“虚像”。
假设物体的影像（确切地说是图画）正好形成在我们眼前，大家也许会有这样的疑问：为什么看它需要用目镜呢？为什么观看者不能站在图画后面向物镜看去，直接看到影像悬在空中呢？观看者其实可以这样做：把一片毛玻璃放在焦平面上，之后就如摄影师使用照相机一样就可以了。如此一来，毛玻璃上就会呈现出影像，观看者可以不通过目镜，只望向物镜就能看到物体。但这样还是只能看到影像的一小部分，因此直接用物镜看并没有多大好处。假如想认真观测，目镜仍是最好的选择。目镜很小，与钟表匠用的小眼镜的本质一样，焦距越短，观察得越准确。
经常有人希望了解，著名望远镜的放大倍率究竟有多大？这个答案不仅由物镜决定，还取决于目镜。焦距越短的目镜，放大倍率越高。天文望远镜一般都配有多种不同的目镜，能够满足观测者的各种需要。
在不超出几何光学原理的范围内，我们使用任何望远镜——不论大小——都可以得到相应的放大倍率。使用普通显微镜观察影像，我们可以让一个口径10厘米的小望远镜与赫歇尔（Herschel）的大型反射望远镜拥有同等的放大倍率。但如果想让望远镜的倍率超过一定程度却存在很多困难。首先，物体表面的光很微弱。假设我们用8厘米口径的望远镜来观测土星，让它放大数百万倍，土星的影像就会很模糊而难以看清。但这还不是让小型望远镜拥有高放大倍率的唯一困难。按照光学的一般定律，想将每2.5厘米口径的放大率提高到50倍以上是不可能的，最多不能超过100倍。简言之，一架2.5厘米口径的望远镜的放大率不能高于150倍，更别说300倍以上了。
除了这个问题，还有一个难题让天文学家们伤透脑筋，那就是地球大气造成的模糊，也就是我们常常说的看不清楚。
我们需要透过厚厚的大气层观察天体。如果让大气层的密度等同于我们周围空气的密度，那么大气层将会有10千米厚。但是，想观察10千米以外的东西，其轮廓又是模糊不清的。这是由于光线要穿过大气层，而大气是流动的，会造成不规律的折射，物体在这种影响下看起来会有起伏且颤抖。这种模糊的效果在望远镜中要强烈得多。视觉的模糊程度随放大率的增加而同比例增加。这种模糊程度可能取决于空气的状况。考虑到这个问题，为了能够更清晰地观察天体，天文学家试图为大型望远镜找到更稳定的空气。
我们常看到在一些计算方法中，大型望远镜由于具有高倍率，可以将月亮拉得离我们非常近。例如，我们用1000倍放大倍率的望远镜观察月亮，它似乎在400千米外的位置；而使用5000倍放大倍率的望远镜观察，它就只在80千米外的位置了。相对于视觉中月亮上东西的大小来说，这种计算方法是准确的，但这种计算方法忽略了望远镜的不足和大气流动的影响。这两种不利因素也会导致计算结果与实际情况不符。我难以相信，天文学家使用现有的望远镜观察月亮或者行星时，将放大倍率提高到千倍以上还能有很大作用，除非是在大气层出人意料地平静时。
在很多人的认知中，可能会觉得用望远镜观察天体是一件很容易的事，只要将望远镜架起来，再对着想要观察的天体就行了。我们不妨做个试验，将望远镜对准某颗星星，让人大吃一惊的事情发生了：这颗星星并没有静静地待在望远镜的视野中等着我们去观测，而是很快地逃开了。之所以会出现这样的情况，是因为地球一直在绕着转轴自转，这种运动速度与望远镜放大倍率同比增加，所以星星看起来会向着相反的方向转动。如果使用高倍率的望远镜，那么结果就是我们还没来得及观察，星星就已经离开了我们的视野。
我们需要明白，因为望远镜中看见的视野会随着望远镜的放大作用而缩小，所以它的实际观测范围会比看起来的范围小得多，而缩小倍率与望远镜的放大倍率相同。举个例子，如果我们选用的是千倍望远镜，那么视野大约是2分的角度，从肉眼来看不过是一个小点。这与我们在一个6米高的屋顶上通过一个直径3.5厘米的小圆圈观察星星的情况类似。如果我们可以想象出通过这样的小圆圈观察星星的情形，也就会了解追寻一颗运动的星星是一件多么困难的事。
解决这个问题的方法是对望远镜增加适当的装置，让它在互成直角的两轴上旋转。所谓“装置”是指整套的仪器，有了它的帮助，我们就能够通过望远镜锁定一颗星星，并观察它的周日运动。
为了提升你的专注力，我们先简述一下这种装置的结构，了解一下转动望远镜的两轴之间的关系。装置主要的轴是“极轴”（polar axis），安装时需要与地球的自转轴平行，正对天极。我们知道，地球每天从西向东旋转，所以需要对望远镜设置一个与这根轴相连的装置，让它以同等速度从东向西旋转。这样，地球的旋转似乎就被望远镜的转动抵消了。当望远镜锁定某颗星星时，装置开始运动，这颗星星就会停留在望远镜的视野里了。
为了使望远镜能够指向天空中的任意一点，那么必须要有一根轴与极轴成直角，这根轴就是赤纬轴。它的上面有一鞘正好安在了极轴的前端，两者合成一个T形。望远镜可以在两根轴上转动，方便我们将它指向任何我们想观察的方向。
值得一提的是，中国汉代著名科学家张衡发明的浑天仪使用的就是与此相似的结构。浑天仪是球体模型，有一根从球心穿过的轴，轴与球有两个交点，分别代表南极和北极。球的外面套有两个圆圈，一个叫地平圈，另一个叫子午圈，两个圈交叉环套在一起。天球在地平圈的上下半露半隐，天轴支架则位于子午圈的上面。另外，球体上还有黄道和天球赤道，两者呈24˚的夹角。天球赤道和黄道上分别刻有二十四节气，以冬至为起点，划分为365.25˚，每度分4格，太阳每天都会沿着黄道移动1˚。
由于极轴平行于地轴，它与地平面的倾斜度正好等同于当地的纬度。在北纬南部，极轴偏于水平；而在北部，它又偏于垂直了。
很明显，上面讲到的望远镜装置还无法解决如何准确地找到一颗星星的问题。也许我们会花费几分钟甚至几小时，却仍然无法成功。但是这并不重要，我们还有很多寻找星星的方法：
每台天文望远镜的长筒下端都附有一架小型望远镜，它的名字是“寻星镜”（Finder）。寻星镜的放大倍率较低，但视野范围大。如果观察者能够看到那颗星星，便可以从镜筒外找到观察目标，再用寻星镜对准它，让它进入寻星镜的视野，接着将这颗星星移动到视野的中央。如此，这颗星星就在主望远镜的视野之中了。
但天文学家要观测的星星与平常人们的观测不同，大部分天体是肉眼看不到的，因此，他们必须想办法让肉眼看不到的星星出现在望远镜中。这就需要依靠分别安装在两轴上划分度数的圆圈了。一个圆圈上面刻着度数及分秒，表示望远镜所指的那一点的赤纬；另一个圆圈被装在极轴上，被称为时圈，时圈划分为24个小时，每个小时又划分为60分，用来表示赤经。当天文学家想寻找一颗位置确定的星星时，只需看一下恒星时钟，从恒星时钟中减去这颗星星的赤经，便可以得到它那时的时角，或者说，是它到子午圈的距离。转动望远镜，使圈上的度数正好等于这颗星星的赤纬度；然后转动极轴上的时圈，使其正好是这颗星星的时角；最后开动导星器自动追踪星星，想要找的星星就出现在望远镜中了。
如果你们认为上述操作过程复杂而烦琐，只需要亲自去天文台参观，马上就能明白这样做起来并不困难。与文字的讲解相比，实际操作会让看似深奥的学术问题更加简单明晰，也可以更快了解恒星时、时角、赤纬等专业名词。
我们再来讨论一下望远镜的制造吧，主要是它的制造历史。我们已经在前面提到过，物镜的制造是望远镜制造中最困难的，需要非凡的天赋。物镜最薄的地方只有0.0003毫米，如果制作过程中出现极其细微的差错，就会对成像造成不利影响。
物镜的制造简单说来是利用玻璃成形的技术，将镜片打磨成符合要求的形状，但这肯定不是望远镜制造的全部。制造物镜不仅需要技艺高超的磨镜师将镜片磨得精准，更需要制造具有足够均匀度和纯净度的大玻璃盘。如果玻璃在纯净度与形状上有任何问题，都会影响望远镜镜片的性能。
19世纪前，将火石玻璃加工出足够的均匀度是件非常困难的事情。因为玻璃中含有大量的铅，铅在熔化过程中会不可避免地下沉到底部，使玻璃底部的折射率大于上部。正因为如此，当时口径达到十几厘米的望远镜就被誉为精密的大型望远镜了。19世纪初，一个名叫吉南（Guinand）的瑞士人发明了一项制作巨大火石玻璃的工艺，这项他声称为秘密武器的技术，只是在玻璃熔化的过程中不停地用力搅拌而已，但他仍借此成功地将玻璃片做得越来越大。
做出来的玻璃片如果想应用到望远镜上，还需要手艺高超且具备相关光学技术的磨镜师将其打磨光滑。慕尼黑的弗劳恩霍费尔（Fraunhofer）就是这样一位磨镜大师。1820年左右，弗劳恩霍费尔制造出一架25厘米口径的望远镜；1840年，他又成功地制造出两架38厘米口径的望远镜，它们的性能都远远超过了之前所有的物镜，在当时的技术条件下被称为奇迹。这两个物镜分别被应用在俄罗斯的普尔科沃天文台和美国坎布里奇的哈佛天文台（Harvard Observatory）。哈佛天文台的这架望远镜直到半个多世纪后仍然还在使用。
弗劳恩霍费尔去世后，他的精湛技术是否得到传承我们不得而知，如果说他有后继者的话，我们在前面提到过的阿尔凡·克拉克当之无愧。克拉克是马萨诸塞州剑桥市的一个肖像画家，他几乎没有学习过相关的专业技术，更没有接受过使用光学仪器的培训，却取得了非凡的成就，这只能说明天赋在这件事上起着多么重要的作用。阿尔凡·克拉克似乎天生就拥有镜片制作的完整概念，在解决制造问题方面又具有超越凡人的敏锐眼光。因此，在天赋的强烈驱使下，克拉克从欧洲购买了一些制作小型望远镜需要的毛玻璃片，并成功制作出一架10厘米口径的精致望远镜，这架望远镜的完美制作技术让克拉克在天文学界声名远播。之后，他又计划制造一架在当时前所未有的巨大的折射望远镜。1860年，一架46厘米口径的大型望远镜正式完工并成功问世，这是克拉克专门为密西西比大学制造的。这架望远镜刚完工尚待试验之前，克拉克的儿子乔治·克拉克曾使用它来观测天狼星（Sirius）的伴星（由于这颗伴星吸引着天狼星，人们早就知道它的存在，却从未见过它）。美国爆发内战之后，这架望远镜被芝加哥人买走，密西西比大学并没有得到它。这架望远镜曾经在埃文斯通的迪尔伯恩天文台（Dearborn Observatory）发挥了重要作用。
19世纪末期，随着工艺水平的不断提高，各国制造光学玻璃的技术也得以改良，出现了大口径折射望远镜的制造风潮。当时，有许多专家显示出了他们高超的才能，精致而巨大的透镜不断被制造出来。
世界上现有的八架口径大于70厘米的折射望远镜，其中七架是在1885年到1897年期间建造而成的。其中，最有代表性的是1897年建造成功的102厘米口径的叶凯士望远镜，以及1886年制成的91厘米口径的利克望远镜。
越来越大的玻璃片陆续由英国制造出来，制造者是吉南的女婿费尔。阿尔凡·克拉克用费尔制造的这些玻璃片制成了更大的望远镜，包括为华盛顿的海军天文台（Naval Observatory）制造的66厘米口径的望远镜、为弗吉尼亚大学制造的大小相当的望远镜、为俄罗斯普尔科沃天文台制造的76厘米口径的望远镜形以及为加利福尼亚的利克天文台制造的91厘米口径的望远镜。
费尔去世之后，他的后继者是曼陀伊斯（Mantois）。曼陀伊斯制造的玻璃在纯净度和均匀度上都达到极致，是前人可望而不可即的。曼陀伊斯继续向阿尔凡·克拉克提供玻璃片，令其得以为威斯康星的叶凯士天文台号制造出最大望远镜的物镜，这架达到102厘米口径的望远镜至今依然是世界上最大的折射望远镜。
此时的望远镜在机械方面已经取得了很大进步。到现代天文台参观的人不仅会惊讶于天象观测的便利条件，更会对观测的高明程度佩服不已。大型望远镜被安置得非常平稳，也很容易被推动，它的快速运动则由电机控制。如果想将望远镜移动到新的位置，天文学家只需按一下电钮就可以实现。同时天文台的圆顶也会转动，促使缝隙对准新方向，观测者脚下的木板也可以随意升降，以便观测者能够贴近目镜的新位置。
现代的光学望远镜充分利用了电脑的自动控制功能，这种自动控制显著改善了大型望远镜的操作性和观察性。
也有许多使用大型望远镜的研究会将目镜拆除，用其他工具替代，例如安装一件类似于装置底片的东西进行天象摄影，或者安装一座分光镜分析天体的光，又或者安装一种特殊装置记录天体的辐射强度。望远镜的重要功能是收集光，将许多光集中在一个焦点上，可以让人用前面讲到的或其他各种方法进行研究。还有一些望远镜是固定的，例如威尔逊山天文台（Mount Wilson Observatory）上的塔式望远镜。天体的光被活动的镜子折射到望远镜中，再由望远镜将光集中到焦点上，以利于实验室中的研究。
通过前面一节内容，相信大家已经明白，物镜是一个透镜或许多透镜的组合，被安装在镜筒的最上面。它能将星光折射到镜筒下方的焦点上，在这个地方形成影像，我们可以用目镜来观察这个影像，可以摄影，也可以使用其他方法进行研究。伽利略使用的早期望远镜以及当时所用的望远镜都是折射望远镜，将这种望远镜通过消色方法改良之后依然具有最普遍的用途。
反射望远镜的结构与折射望远镜完全不同，它的物镜是一个凹镜，安装在镜筒的最下面，将星光反射到镜筒最上面的焦点上。反射望远镜在使用中会面临很多问题，其中一个也是最关键的问题是，光线会沿着来路反射回去。如果想看清楚焦点上的成像，观察者必须从上面看镜子；如果观察者正对着镜子看，他就会从镜子里看到自己的倒影，他的头部和肩会挡住射向镜子的光线。所以需要想办法使光线向其他方向反射。由于使用的方法不同，出现了很多不同的反射望远镜系统。目前应用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统以及折轴系统等，我们主要介绍一下牛顿式（Newtonian）和卡塞格林式（Cassegrainian）。
牛顿式反射望远镜是最常用的望远镜，是将一个倾斜的反射镜放置在镜筒中接近筒顶的焦点之内。其反射面与望远镜的主轴成45˚的夹角，从而可以将光线向侧面反射到镜筒边上的一个普通目镜上。从图2–2中我们可以看到，牛顿式反射望远镜的观察口在镜筒上端左边附近，观察者透过目镜望向的方向与他观察的星星成直角。大型反射望远镜的观测台连在旋转圆顶上，并且正对着缝隙，这样容易升降，使观察者可以在适合的位置观察望远镜指向的任何方向。
图2–2 牛顿式和卡塞格林式反射望远镜系统
卡塞格林式望远镜，主镜和焦点之间夹着一片曲度很小的反射镜片。主镜的中心开了个小口，小镜将汇聚的光柱反射到大镜上，然后通过主镜中心的小口，在镜后形成焦点，而目镜就放置在这个地方。使用这种望远镜的观测者朝他观测的物体看去，与他使用折射望远镜时相同。多数反射望远镜既可采用牛顿式，也可采用卡塞格林式。
反射望远镜的优点很多，例如没有色差、观测范围广、与折射望远镜相比更容易制造等。但它的不足之处也不少：口径越大视场越小，物镜需要定期镀膜等。现代许多大口径的望远镜大都是反射望远镜。
反射镜开始普遍应用是在300 年前 ，尽管在更早的50年前，牛顿、卡塞格林等就已经对其中原理进行了解释。威廉·赫歇尔爵士等人也制造出了许多反射望远镜，其中一些望远镜被用来观测天象。爱尔兰的业余天文学家罗斯爵士在100多年前制造了一架直径为1.8米的大型反射望远镜，这架望远镜在当时被称为巨无霸，它之所以广为人知，是因为人们通过它第一次观测到了遥远天体的漩涡结构，这些天体后来被命名为旋涡星云。
早期的反射望远镜使用金属盘制作镜子，镜面变暗后需要再磨光。与现代的望远镜相比，赫歇尔、罗斯等人制造的大型望远镜明显粗糙得多。早期的反射望远镜无法准确地追逐天体向西运动，而这对于摄影来说非常重要，或者更准确地说，在现代天文学的观测中非常重要。
大约 200年前 ，玻璃才取代了金属。将圆玻璃的一面打磨成需要的形状是很关键的，而且它的曲面还需要镀上一层很薄的银膜或铝膜。
对红外区和紫外区而言，这层膜有很好的反射率，适于在较宽的观测范围内研究天体的光谱和光度。如果镀膜变暗淡，更换起来也很方便。为了避免反射望远镜产生视差，视场往往比较小，所以经常会用增加像场改正透像的方法扩大视场。需要注意的是，在选择反射镜的材料时，材料的膨胀系数和应力要小，且容易磨制。
1918年底，海尔带领团队制造出的口径达254厘米的胡克望远镜正式启用。天文学家使用这架望远镜首次观测到银河系的大小，以及我们在银河系的位置。天文学家哈勃（Hubble）还用这架望远镜研究天体，发表了宇宙膨胀理论。
到了20世纪30年代，技术的发展促使天文学家们对建造更大的反射望远镜充满信心。1948年，美国帕洛马山天文台制造出508厘米口径的望远镜，并以望远镜制造大师海尔的名字命名。这架望远镜历时20多年制造完成，尽管它的分辨能力超过胡克望远镜，但它并没有使我们对宇宙产生更好的认识。天文学家阿西摩夫就指出：“海尔望远镜与50年前的叶凯士望远镜类似，似乎预示着一种特定类型望远镜的终结。”果然，阿西摩夫的结论很快得到了验证：1976年，苏联在高加索制造出一架口径达到600厘米的大型望远镜，但它也没有发挥重要作用。
折反射望远镜诞生于1814年，它由折射元件和反射元件构成，是在球面反射镜的基础上加入了用于校正像差的折射元件，既省去了困难的大型非球面加工步骤，又达到了成像质量要求。德国光学家施密特在1931年想出一种特别的方法，将一块接近平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜结合，制造出能够消除球面和轴外像差的折反射望远镜，这种望远镜同样以制造者施密特的名字命名。施密特望远镜视场大、像差小，在拍摄暗弱星云时尤其能突显效果。
1940年，又诞生了其他形式的折反射望远镜，其中马克苏托夫将一个弯月形状的透镜作为改正透镜，制造出的折反射望远镜就很有代表性。这种望远镜的两个表面是两个曲率不同的球面，相差很小，但曲率和厚度都非常大。它的所有表面都是球面，与施密特望远镜相比，它的改正板更容易磨制，镜筒也比较短，但视场却不及施密特望远镜，而且对玻璃的要求更高。
折反射望远镜非常适合业余的天文观测和天文摄影，施密特望远镜和马克苏托夫望远镜就是现在主要的天文观测工具。
天文学的巨大进步之一就是摄影技术在天体研究上的应用。早在19世纪40年代，纽约著名的化学家德雷珀教授就成功地完成了一张月球的银版照相（daguerreotype）。随着照相技术的发展，哈佛天文台的邦德（Bond）和纽约的天文学家卢瑟福开始将其应用到拍摄星辰上。虽然不能与现代天体摄影技术媲美，但卢瑟福拍摄的昴星团及其他星团的照片至今仍然在天文学研究领域有着重要作用，可见他们已经成功了。
普通照相机其实也可以拍摄星辰，只需要将它安装得如同一架赤道仪一样，就可以用它在周日视运动中追寻星星了。几分钟的曝光就可以捕捉到比肉眼所见更多的星星，如果用大型照相机，甚至可能无须1分钟。不过，天文学家经常使用的是照相望远镜。普通照相机在经过改良后就可以满足天文拍摄的用途，不过为了获得拍摄的最佳效果，望远镜的物镜必须是特别制作的，能够将光线都聚集到一个焦点，这样才能使胶卷达到最佳的感光效果。为照相而设计出的折射望远镜通常比相同口径的目视望远镜更短，这样做是为了能同时看到更大范围的天空。同时，为了让大视野中的像更清晰并减少模糊的颜色，中间的物镜通常是两重，也就是所谓的“双分离物镜”。巴纳德就使用布鲁斯双分离物镜成功地拍摄了壮美的银河和彗星；而哈佛天文台61厘米口径的双分离物镜，也大大提高了我们对南天半球的了解程度。只要物镜能够充分消除色散，那么折射望远镜不仅可以用于目视，还可以用于摄影。
随着科技的飞速发展，未来的大部分天文工作似乎都可以借助照相技术完成，大量的摄影照片代替了我们在望远镜上的观测，这些可以长期保存的记录更利于精密的研究。常有这种情况发生，在一个新天体（如新行星或者新星） 被发现之后，天文学家可以在更早之前该部分天空的照片中找到这个天体的历史资料。冥王星就是在这种情况下被发现的。
古时候的天文学家用画图的方法努力记录太阳黑子、日食、行星、彗星、星云等天体现象。这些图画需要很长时间才能完成，其中还可能含有记录者的个人偏见。所以，经常会出现两个天文学家绘制的同一天体图画完全不同，或者同一个天文学家在不同时间画出的同一天体不尽相同的情况。但通过照相，我们可以得到更加真实的天体影像，而且花费的时间更短。
天体摄影的最大优点是，经过长时间的曝光，底片上可能会出现许多用肉眼看不清楚或看不到的天体。例如，一些即使通过最好的望远镜也看不清楚的星云，在照片中却非常清晰。当然，如果想对一个非常微弱的天体进行拍摄，由于曝光时间长达几小时，除了准确移动照相望远镜的活动部分外，更需要天文学家高超的技术和非凡的耐性，这样才能拍摄出更好的天体照片。
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凯克望远镜（Keck Ⅰ，Keck Ⅱ）：位于太平洋夏威夷岛海拔4200多米的莫纳克亚山上，是世界上已投入工作的口径最大的望远镜之一。凯克望远镜以出资建造者凯克的名字命名，共有两台，分别是1991年建造的Keck Ⅰ和1996年建造的Keck Ⅱ，它们的配置相同，而且都被用于干涉观测中。凯克望远镜的整体镜面直径都是10米，由36块六角镜面拼接而成，每块镜面的直径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，保持了镜面极高的精确度。主要由近红外照相仪、高分辨率CCD探测器以及高色散光谱仪三个部分构成。凯克望远镜的天文观测精度可达到毫微米程度，能够带领我们寻找宇宙的起源，让我们看到宇宙诞生的时刻。
欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）： 位于智利帕瑞纳天文台，由欧洲南方天文台于1986年开始建造，2012年全部建成并投入使用。这台望远镜由4台口径均为8米的望远镜组成，既可以单独使用，也可以组成一个光学干涉阵，进行高分辨率观测。4台望远镜排列在同一条直线上，全部使用地平装置，主镜面重22吨，但厚度仅有18厘米，采用主动光学支撑系统，指向精确度高达1秒，追踪精确度高达0.05秒，镜筒的重量为100吨，叉臂重量小于120吨。它主要为搜索太阳系邻近恒星的行星、研究星云内恒星的诞生、观察活跃星系核内可能隐藏的黑洞以及探索宇宙边缘等提供服务。
大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）：安放在中国国家天文台兴隆观测站，是一架中星仪式的反射施密特望远镜，长50米、高30米，它的有效通光口径为4米，焦距为20米，视场高达20平方度（整个宇宙空间约有4万平方度），能同时观测4000个目标的光谱。它将主动光学技术应用于反射施密特系统中，在追踪天体运动的同时进行实时球差改正，并且具备了大口径和大视场的功能。LAMOST的球面主镜和反射镜均使用拼接技术，并且采用多目标光纤的光谱技术，光纤数目高达4000根，而普通望远镜仅仅含有600根。LAMOST将极限星等推高至20.5等，比SDSS计划（美国斯隆数字巡天计划）高出2等。2010年4月17日，LAMOST被正式命名为“郭守敬望远镜”。郭守敬是中国元代科学家，在天文、历法、水利和数学等方面都取得了卓越的成就，制订出了通行360多年的《授时历》，成为当时世界上最先进的一种历法。
射电望远镜是探测天体射电辐射的基本设备。1932年，央斯基以无线电天线探测到银河系中心的人马座方向发射的射电辐射，代表着人类在传统光学波段之外研究天体的开端。1937年，美国人G·雷伯制造出第一架射电望远镜。1946年，英国曼彻斯特大学制造出直径66.5米的固定式抛物面射电望远镜；1955年，再次制造出可转动抛物面射电望远镜，并且还是当时世界上最大的射电望远镜。20世纪60年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径305米的抛物面射电望远镜，这是全世界最大的单孔径射电望远镜，它顺着山坡被固定在地面上，所以无法转动。1962年，赖尔发明了综合孔径射电望远镜，并因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径望远镜可以让多个小天线结构获得一个大口径天线结构的功能。20世纪70年代，德国在波恩附近建造了直径100米的全向转动抛物面射电望远镜，它是全世界最大的可转动单天线射电望远镜。
射电望远镜可以测量天体射电的强度、频谱以及偏振等量，要求具有高空间分辨率和高灵敏度。天文学上的四大发现：类星体、脉冲星、星际分子和宇宙微波背景辐射，均与射电望远镜有关。射电望远镜的每一次长足进步都让天文学的发展向前迈进一大步。
红外望远镜：用于接收天体红外辐射的望远镜。红外观测始于18世纪末期，由于地球大气的吸收和散射，在地面上进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，想获得更多红外波段信息就必须进行空间红外观测。红外天文学观测从19世纪下半叶正式开始，最初使用高空气球，后来逐渐发展到使用飞机运载红外望远镜或探测器进行观测。1983 年1月23日，美国、英国和荷兰联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS，这颗卫星的主体部分是一架57厘米口径的望远镜，它的主要任务是巡视天空。IRAS的成功发射极大地推动了红外天文的发展，IRAS的观测到现在仍然是天文学的热点话题。1995年11月17日，欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台IS0升空。ISO的主体部分是一架60厘米口径的R–C式望远镜，功能和性能都比IRAS完善。ISO优于IRAS的方面：波段范围大、空间分辨率高、灵敏度高（大约是IRAS的100倍）。
紫外望远镜：紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为100至3100埃。在观测紫外波时，需要避免臭氧层和大气层对紫外线的吸收，所以只能在150千米以上的高空。从一开始利用气球将望远镜带到高空中观测，到后来使用火箭、航天飞机、卫星等空间技术，紫外观测有了很大的发展。1968年，美国成功发射0A0–2卫星，随后欧洲发射了TD–1A卫星，它们的主要任务都是观测天空中的紫外辐射。1972年，美国的OAO–3卫星发射升空，并被命名为“哥白尼”号，装载着一架0.8米口径的紫外望远镜，正常工作了9年，观测到950至3500埃的紫外光谱。1990年12月2日到11日，美国的“哥伦比亚”号航天飞机搭载天星一号天文台（Astro–1）进行了空间实验室第一次紫外光谱的观测；从1995年3月2日开始，天星二号天文台（Astro–2）完成了为期16天的紫外天文观测。1999年6月24日，FUSE卫星发射升空，这是美国国家航空航天局（NASA）“起源计划”中的一个项目，主要任务是要回答天文学上有关宇宙演化的基本问题。在全波段天文学中，紫外波段是非常重要的组成部分，自“哥白尼”号成功升空至今，已经陆续发展了紫外波段的EUV（极端紫外）、FUV （远紫外）、UV（紫外）等多种探测卫星，将全部紫外波段完全覆盖了。
X射线望远镜：X射线辐射的波段是0.01至10纳米，其中波长较短，也就是能量较高的被称为硬X射线，波长较长的被称为软X射线。天体中的X射线无法达到地面，在人造地球卫星升空后，天文学家才得到关于X射线的重要观测结果，X射线天文学也得以发展起来。1962年6月，美国麻省理工学院的研究小组首次接收到从天蝎座方向传来的X射线，令X射线天文学进入了快速发展轨道。之后，高能天文台1号和2号成功发射，X射线波动的巡天观测由此展开，X射线的观测研究也向前跨出了一大步，迎来了X射线的观测高潮。
γ射线望远镜：γ射线相较硬X射线，有能量更高、波长更短的特点。由于地球大气的吸收，对γ射线的天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载仪器进行。1991年，美国通过航天飞机将康普顿空间天文台（CGRO）送入地球轨道。它的主要任务是对γ射线波段进行首次巡天观测，同时也对能量较高的宇宙γ射线源进行灵敏度高、分辨率高的成像、能潜测量以及光变测量等，取得了许多有意义的科研成果。CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有显著的提高，这些设备促进了高能天体物理学的发展，也标志着γ射线天文学进入成熟阶段。
哈勃太空望远镜（HST）：空间技术的进步，让在大气外进行光学观测成为可能，空间望远镜也由此诞生。空间观测设备与地面观测设备相比，具有显著的优势。首先，接收的波段范围更广，短波能够达到100纳米；其次，消除了大气抖动的不利因素，望远镜的分辨能力大大提高；另外，空间中没有重力，仪器不会由于自重出现变形。HST是美国国家航空航天局主持建造的4座巨型空间天文台之一，也是天文观测中规模最大、投资最多、最引人注目的一个项目。HST于1978年开始筹建，历时7年完成设计，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空。但由于人为因素导致了主镜光学系统的球差，美国国家航空航天局不得不在1993年12月2日对其进行大规模修复。设计用来改正主镜球面像差的仪器被称为“空间望远镜光轴补偿校正光学”（COSTAR），包含两个在光路上的镜子，其中一个可以校正球面像差，光线被聚焦到暗天体照相机、暗天体光谱仪和高达德高解析摄谱仪。这次修复很成功，让HST的分辨率高出地面大型望远镜几十倍！2020年1月，一个国际天文学家团队利用HST发现了迄今已知的最遥远、最古老的星系群，这个三重星系群被称为EGS77。更重要的是，观测表明这个三重星系群参与了早期宇宙被称为“再电离”的改造过程。EGS77大约诞生于宇宙大爆炸后6.8亿年，当时宇宙年龄还不足现今138亿岁的5%。
