天文望遠(yuǎn)鏡由物鏡和目鏡組成，接近景物的凸形透鏡或凹形反射鏡叫做物鏡，靠近眼睛那塊叫做目鏡。天文望遠(yuǎn)鏡可分為：折射望遠(yuǎn)鏡、反射望遠(yuǎn)鏡、折反射望遠(yuǎn)鏡、射電望遠(yuǎn)鏡和空間望遠(yuǎn)鏡。

折射望遠(yuǎn)鏡

　　折射天文望遠(yuǎn)鏡是望遠(yuǎn)鏡Z早的形式。折射望遠(yuǎn)鏡的物鏡端為凸透鏡，目鏡端為凹透鏡(伽利略式)或凸透鏡(開普勒式)。相對伽利略式望遠(yuǎn)鏡，開普勒式望遠(yuǎn)鏡的視場更大，光學(xué)性能優(yōu)良，成像效果更好，因此自發(fā)明以后成為折射望遠(yuǎn)鏡主要采用的光路系統(tǒng)。開普勒折射望遠(yuǎn)鏡的主要缺點(diǎn)是成像為倒像，因此有些便攜式望遠(yuǎn)鏡需要加裝正像光路系統(tǒng)。

　　折射望遠(yuǎn)鏡主要有兩個制約其發(fā)展的問題：

　　1、折射光路存在色差問題

　　不同波長的光(不同顏色)通過同樣材質(zhì)的透鏡時折射率是不同的，因此通過折射天文望遠(yuǎn)鏡后不同顏色光的焦點(diǎn)位置是不同的。這就導(dǎo)致在實(shí)際的觀測中，星體的像周圍會存在一圈彩色的光暈，影響觀測質(zhì)量。盡管后來工程師利用不同材質(zhì)透鏡作為消除色差的消色差鏡片，但是仍然無法完全消除折射望遠(yuǎn)鏡的色差問題。

　　2、折射望遠(yuǎn)鏡的物鏡受成本和制造工藝的限制，無法造出大口徑望遠(yuǎn)鏡

　　由于透鏡的口徑與厚度成比例，大口徑的鏡片制作成本與難度會急劇增加。而且隨著折射望遠(yuǎn)鏡口徑的增大，鏡筒長度也會大大增加望遠(yuǎn)鏡的支撐強(qiáng)度。目前世界上Zda的折射天文望遠(yuǎn)鏡為1897年在美國葉凱士天文臺建的40英寸(1016毫米)折射望遠(yuǎn)鏡，該望遠(yuǎn)鏡至今仍在使用。

反射望遠(yuǎn)鏡

　　相較于折射天文望遠(yuǎn)鏡，反射天文望遠(yuǎn)鏡主要采用一塊拋物面反射鏡作為主鏡，望遠(yuǎn)鏡的焦點(diǎn)位于主鏡前方。牛頓采用反射鏡來替代透鏡作為望遠(yuǎn)鏡的主鏡，并使用一個平面鏡將光線從側(cè)面引出鏡筒，發(fā)明了牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡。卡塞格林則修改了牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡的光路，將鏡筒中的平面鏡改為雙曲面鏡，并從主鏡后方將光路引出鏡筒。卡塞格林式反射望遠(yuǎn)鏡提高了主鏡的焦長，進(jìn)而提升了望遠(yuǎn)鏡的放大倍率。

　　天文望遠(yuǎn)鏡的放大倍率指望遠(yuǎn)鏡對于物體視張角的放大能力，計算方法為：放大倍率=物鏡焦長/目鏡焦長。

　　相較于折射天文望遠(yuǎn)鏡，反射望遠(yuǎn)鏡有三個主要的優(yōu)點(diǎn)，使它成為現(xiàn)代天文學(xué)研究Z主要使用的大口徑望遠(yuǎn)鏡類型：

　　1、反射望遠(yuǎn)鏡不需要光線透過介質(zhì)進(jìn)行折射，因此有效避免了色差問題

　　反射天文望遠(yuǎn)鏡的主鏡與二次反射鏡均沒有光線透過，但是使光線反射的鍍膜精度較高并且暴露于空氣中，所以需要定期維護(hù)。目鏡是一個凸面鏡，為什么說反射鏡避免了色差呢?現(xiàn)代天文臺使用望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀察時，主要使用電子感光元件(早年為底片)對觀測區(qū)域進(jìn)行長時間曝光，獲得照片進(jìn)行科學(xué)研究，因此并沒有目鏡結(jié)構(gòu)。

　　2、反射望遠(yuǎn)鏡的主鏡可以采用拼接的方法建造出更大的口徑

　　現(xiàn)代大口徑天文望遠(yuǎn)鏡主要采用多塊反射鏡拼接的方法，將多塊直徑為1米左右的六邊形反射鏡拼接出直徑數(shù)米甚至數(shù)十米的主鏡而不影響觀測效果，使用拼接主鏡可以大大降低望遠(yuǎn)鏡的造價，使得建造更強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡成為可能。

　　3、反射鏡背后可以采用主動調(diào)節(jié)系統(tǒng)，應(yīng)對重力對鏡面造成的彎沉，提高觀測精度

　　目前世界上口徑Zda的單片反射天文望遠(yuǎn)鏡鏡面為位于美國亞利桑那州的LBT望遠(yuǎn)鏡，它的主鏡面直徑為8.4米。其背后有數(shù)千個微型液壓作動裝置，以微米級別的精度調(diào)整鏡面的形狀，使之保持Z佳形狀。

折反射望遠(yuǎn)鏡

　　折反射天文望遠(yuǎn)鏡是在卡塞格林式反射望遠(yuǎn)鏡的前方加裝折射鏡(矯正鏡)建造的天文望遠(yuǎn)鏡。施密特-卡塞格林式折反射望遠(yuǎn)鏡與馬克蘇托夫-卡塞格林式折反射望遠(yuǎn)鏡的主要區(qū)別在于矯正鏡。

　　天文臺也會使用大型施密特-卡塞格林式折反射天文望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行天文研究。例如，目前我國Zda口徑的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡——位于國家天文臺興隆觀測站的郭守敬望遠(yuǎn)鏡(大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡)。這臺望遠(yuǎn)鏡采用反射式施密特光學(xué)系統(tǒng)。主鏡口徑為6.5米，施密特改正鏡的口徑為4米，Zda觀測視角為5°。望遠(yuǎn)鏡焦點(diǎn)處采用光導(dǎo)纖維收集來自不同星體的光線，可以Z多同時測定4000顆星的光譜。

射電望遠(yuǎn)鏡

　　按照電磁波的波長排列，可以將電磁波繪制成一個連續(xù)的波譜。射電天文望遠(yuǎn)鏡主要對天體發(fā)出的無線電波(射電波段)進(jìn)行觀測。由于大氣層對無線電波波段的屏蔽效果較弱，射電望遠(yuǎn)鏡的觀測基本不受天氣影響，加之無線電波對射電望遠(yuǎn)鏡主鏡的材質(zhì)要求較低，因此大口徑射電望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計建造相對于光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的難度要小。

　　射電天文望遠(yuǎn)鏡在觀測時，會受到許多不同射電波段信號的干擾，這些干擾會給射電望遠(yuǎn)鏡帶來噪聲信號——人類活動、太陽活動或來自衛(wèi)星的通信。因此，提高射電望遠(yuǎn)鏡觀測能力的主要方法是提高信號靈敏度，以便在噪聲信號中找到需要觀測研究的天體射電信號。提高射電望遠(yuǎn)鏡靈敏度的主要方法是提高射電望遠(yuǎn)鏡接收器的口徑;使用多個射電望遠(yuǎn)鏡組成射電望遠(yuǎn)鏡陣列可以提高射電望遠(yuǎn)鏡的等效口徑，有助于提高射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率。

　　單個射電天文望遠(yuǎn)鏡的口徑越大，意味著望遠(yuǎn)鏡的接收面積越大，則望遠(yuǎn)鏡的靈敏度越高，可以接收到更加暗弱的射電信號。多個小口徑射電望遠(yuǎn)鏡組成的射電望遠(yuǎn)鏡陣列中，Z遠(yuǎn)的兩臺望遠(yuǎn)鏡距離相當(dāng)于這個望遠(yuǎn)鏡陣列的“等效口徑”。使用望遠(yuǎn)鏡陣列可以提高信號的分辨率，但是由于其接收面積較小，并不能提升天文望遠(yuǎn)鏡接收更暗弱信號的能力。

空間望遠(yuǎn)鏡

　　大氣層將太陽的紫外線和其他宇宙高能輻射與地面隔絕，給了生命穩(wěn)定的生存、進(jìn)化條件。但是對于天文觀測而言，大氣層則像是給天文望遠(yuǎn)鏡戴上了一副厚厚的“眼鏡”，將許多特定波長的電磁波吸收，嚴(yán)重影響觀測效果。為了獲得更加良好的觀測效果，避免大氣層對天文望遠(yuǎn)鏡觀測的影響，科學(xué)家與工程師向太空發(fā)射了空間望遠(yuǎn)鏡。Z具盛名的便是1990年升空、至今仍在服役的哈勃空間望遠(yuǎn)鏡。

　　哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的主鏡口徑為2.4米，可以對紅外波段、可見光和紫外波段進(jìn)行觀測。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡堪稱天文學(xué)史上Z重要的儀器。在軌29年來，它記錄了海量的高精度觀測數(shù)據(jù)。這些數(shù)據(jù)解決了許多懸而未決的天文學(xué)問題，使人類對宇宙的認(rèn)識產(chǎn)生了深遠(yuǎn)的進(jìn)步。

　　除哈勃空間望遠(yuǎn)鏡以外，科學(xué)家、工程師還向太空發(fā)射了許多針對不同波段的太空望遠(yuǎn)鏡或?qū)嶒?yàn)平臺，如斯皮策太空望遠(yuǎn)鏡、錢德拉X射線太空望遠(yuǎn)鏡、康普頓伽馬射線天文臺衛(wèi)星等，這些空間望遠(yuǎn)鏡所觀測的波段大多在地面無法實(shí)現(xiàn)。還有即將發(fā)射的詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡，計劃中將取代哈勃空間望遠(yuǎn)鏡成為新一代主力太空天文望遠(yuǎn)鏡。