折反射式望遠(yuǎn)鏡：
折反射式望遠(yuǎn)鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國光學(xué)家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠(yuǎn)鏡，這種望遠(yuǎn)鏡光力強(qiáng)、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠(yuǎn)鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠(yuǎn)鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠(yuǎn)鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由于折反射式望遠(yuǎn)鏡能兼顧折射和反射兩種望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)，非常適合業(yè)余的天文觀測和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
望遠(yuǎn)鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強(qiáng)，望遠(yuǎn)鏡的集光能力越強(qiáng)，就能夠看到更暗更遠(yuǎn)的天體，這其實(shí)就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發(fā)展需要更大口徑的望遠(yuǎn)鏡。
但是，隨著望遠(yuǎn)鏡口徑的增大，一系列的技術(shù)問題接踵而來。海爾望遠(yuǎn)鏡的鏡頭自重達(dá)14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達(dá)800噸。望遠(yuǎn)鏡的自重引起的鏡頭變形相當(dāng)可觀，溫度的不均勻使鏡面產(chǎn)生畸變也影響了成象質(zhì)量。從制造方面看，傳統(tǒng)方法制造望遠(yuǎn)鏡的費(fèi)用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以制造更大口徑的望遠(yuǎn)鏡必須另辟新徑。
自七十年代以來，在望遠(yuǎn)鏡的制造方面發(fā)展了許多新技術(shù)，涉及光學(xué)、力學(xué)、計(jì)算機(jī)、自動控制和精密機(jī)械等領(lǐng)域。這些技術(shù)使望遠(yuǎn)鏡的制造突破了鏡面口徑的局限，并且降低造價(jià)和簡化望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)。特別是主動光學(xué)技術(shù)的出現(xiàn)和應(yīng)用，使望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)思想有了一個飛躍。
從八十年代開始，國際上掀起了制造新一代大型望遠(yuǎn)鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡采用了薄鏡面；美國的Keck I、Keck II和HET望遠(yuǎn)鏡的主鏡采用了拼接技術(shù)。
優(yōu)秀的傳統(tǒng)望遠(yuǎn)鏡卡塞格林焦點(diǎn)在最好的工作狀態(tài)下，可以將80%的幾何光能集中在0.6范圍內(nèi)，而采用新技術(shù)制造的新一代大型望遠(yuǎn)鏡可保持80％的光能集中在0.2~0.4，甚至更好。下面對幾個有代表性的大型望遠(yuǎn)鏡分別作一些介紹：
凱克望遠(yuǎn)鏡（Keck I，Keck II）
Keck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當(dāng)前世界上已投入工作的最大口徑的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，因其經(jīng)費(fèi)主要由企業(yè)家凱克（Keck W M）捐贈（Keck I 為9400萬美元，Keck II為7460萬美元）而命名。這兩臺完全相同的望遠(yuǎn)鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。
它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學(xué)支撐系統(tǒng)，使鏡面保持極高的精度。焦面設(shè)備有三個：近紅外照相機(jī)、高分辨率CCD探測器和高色散光譜儀。
象Keck這樣的大望遠(yuǎn)鏡，可以讓我們沿著時(shí)間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時(shí)刻。
歐洲南方天文臺甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）
歐洲南方天文臺自1986年開始研制由4臺8米口徑望遠(yuǎn)鏡組成一臺等效口徑為16米的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。這4臺8米望遠(yuǎn)鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學(xué)系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動光學(xué)系統(tǒng)支撐，指向精度為1，跟蹤精度為0.05，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠(yuǎn)鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨(dú)使用每一臺望遠(yuǎn)鏡。
現(xiàn)在已完成了其中的兩臺，預(yù)計(jì)于2000年可全部完成。
雙子望遠(yuǎn)鏡（GEMINI）
雙子望遠(yuǎn)鏡是以美國為主的一項(xiàng)國際設(shè)備（其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美國大學(xué)天文聯(lián)盟（AURA）負(fù)責(zé)實(shí)施。它由兩個8米望遠(yuǎn)鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進(jìn)行全天系統(tǒng)觀測。其主鏡采用主動光學(xué)控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)使紅外區(qū)接近衍射極限。
該工程于1993年9月開始啟動，第一臺在1998年7月在夏威夷開光，第二臺于2000年9月在智利賽拉帕瓊臺址開光，整個系統(tǒng)預(yù)計(jì)在2001年驗(yàn)收后正式投入使用。
昴星團(tuán)（日本）8米望遠(yuǎn)鏡（SUBARU）
這是一臺8米口徑的光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡。它有三個特點(diǎn)：一是鏡面薄，通過主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)獲得較高的成象質(zhì)量；二是可實(shí)現(xiàn)0.1的高精度跟蹤；三是采用圓柱形觀測室，自動控制通風(fēng)和空氣過濾器，使熱湍流的排除達(dá)到最佳條件。此望遠(yuǎn)鏡采用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。
此望遠(yuǎn)鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞，從1991年開始，預(yù)計(jì)9年完成。
大天區(qū)多目標(biāo)光纖光譜望遠(yuǎn)鏡（LAMOST）
這是我國正在興建中的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達(dá)20平方度的中星儀式的反射施密特望遠(yuǎn)鏡。它的技術(shù)特色是：
1． 把主動光學(xué)技術(shù)應(yīng)用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運(yùn)動中作實(shí)時(shí)球差改正，實(shí)現(xiàn)大口徑和大視場兼?zhèn)涞墓δ堋?/p>
2． 球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術(shù)。
3． 多目標(biāo)光纖（可達(dá)4000根，一般望遠(yuǎn)鏡只有600根）的光譜技術(shù)將是一個重要突破。
LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計(jì)劃高2等左右，實(shí)現(xiàn)107個星系的光譜普測，把觀測目標(biāo)的數(shù)量提高1個量級。
LAMOST于2007年5月份觀測獲得第一份恒星光譜
1932年央斯基（Jansky. K. G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標(biāo)志著人類打開了在傳統(tǒng)光學(xué)波段之外進(jìn)行觀測的第一個窗口。
第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束后，射電天文學(xué)脫穎而出，射電望遠(yuǎn)鏡為射電天文學(xué)的發(fā)展起了關(guān)鍵的作用，比如：六十年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠(yuǎn)鏡觀測得到的。射電望遠(yuǎn)鏡的每一次長足的進(jìn)步都會毫無例外地為射電天文學(xué)的發(fā)展樹立一個里程碑。
英國曼徹斯特大學(xué)于1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，1955年又建成了當(dāng)時(shí)世界上最大的可轉(zhuǎn)動拋物面射電望遠(yuǎn)鏡；
六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建造了直徑達(dá)305米的拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉(zhuǎn)動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠(yuǎn)鏡。
1962年，Ryle發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學(xué)獎。綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡實(shí)現(xiàn)了由多個較小天線結(jié)構(gòu)獲得相當(dāng)于大口徑單天線所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。
七十年代，聯(lián)邦德國在波恩附近建造了100米直徑的全向轉(zhuǎn)動拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，這是世界上最大的可轉(zhuǎn)動單天線射電望遠(yuǎn)鏡。
八十年代以來，歐洲的VLBI網(wǎng)（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠(yuǎn)鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠(yuǎn)鏡。
中國科學(xué)院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠(yuǎn)鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉(zhuǎn)連續(xù)觀測計(jì)劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網(wǎng)（EVN），這兩個計(jì)劃分別用于地球自轉(zhuǎn)和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合進(jìn)行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨(dú)使用大望遠(yuǎn)鏡都不能達(dá)到的效果。
另外，美國國立四大天文臺（NARO）研制的100米單天線望遠(yuǎn)鏡（GBT），采用無遮擋（偏饋），主動光學(xué)等設(shè)計(jì)，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。
國際上將聯(lián)合發(fā)展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠(yuǎn)鏡陣（SKA），該計(jì)劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關(guān)各國正在進(jìn)行各種預(yù)研究。
在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文臺和中國臺灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設(shè)備已經(jīng)安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合并成為一個新的毫米波陣計(jì)劃――ALMA。這個計(jì)劃將有64個12米天線組成，最長基線達(dá)到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計(jì)劃的可能性。
在提高射電觀測的角分辨率方面，新一代的大型設(shè)備大多數(shù)考慮干涉陣的方案；為了進(jìn)一步提高空間VLBI觀測的角分辨率和靈敏度，第二代空間VLBI計(jì)劃――ARISE（25米口徑）已經(jīng)提出。
相信這些設(shè)備的建成并投入使用將會使射電天文成為天文學(xué)的重要研究手段，并會為天文學(xué)發(fā)展帶來難以預(yù)料的機(jī)會。
我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由于地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范圍內(nèi)的天體輻射無法到達(dá)地面。人們把能到達(dá)地面的波段形象地稱為大氣窗口，這種窗口有三個。
光學(xué)窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學(xué)望遠(yuǎn)鏡一直是地面天文觀測的主要工具。
紅外窗口：紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由于地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復(fù)雜。對于天文研究常用的有七個紅外窗口。
射電窗口：射電波段是指波長大于1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內(nèi)大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。
大氣對于其它波段，比如紫外線、X射線、射線等均為不透明的，在人造衛(wèi)星上天后才實(shí)現(xiàn)這些波段的天文觀測。
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