天文望远镜是收集天体辐射并确定辐射源方向的关键天文观测装置。自1609年伽利略创制第一架以来，光学望远镜长期占据主导地位。随着技术进步，反射式、折反射式望远镜相继问世，射电望远镜、空间望远镜等新型设备不断拓展观测边界。本文将系统梳理天文望远镜的发展历程、技术原理、设备分类及典型型号。

基本信息

命名溯源

• astronomical：源自1550年代，意为“与天文学有关的”，1899年起衍生出“巨大的，涉及天文学中非常大的数字”（如天文学中的大小和距离）的含义。1909年，“Astronomical unit（A.U.）”被定义为地球到太阳的平均距离，成为空间距离的度量单位。
• telescope：最早出现于17世纪40年代，源于意大利语telescopio（伽利略于1611年提出）和现代拉丁语telescopium（开普勒于1613年提出），均源自希腊语teleskopos，意为“远视”。其中，tele-源自PIE词根kwel-（2），表示空间或时间上的“远”；-skopos源自PIE词根spek-，表示“观察者”。1619年，该词以拉丁文形式进入英语。

发展历程

诞生背景

• 最早记载：1608年，荷兰眼镜制造商向政府提交的专利报告中首次提及望远镜。同年，荷兰人约翰·李普希制作了世界上第一台口径42毫米的折射式望远镜，以平凸透镜为物镜，凹透镜为目镜，但当时主要用于舰队军事装备。
• 天文应用：1609年，伽利略将望远镜应用于天文观测，从最初放大3倍的简易设备改进至可放大32倍的望远镜，观测到太阳黑子、月球地貌、木星卫星等惊人现象，为日心说提供了有力证据，但也因此遭受教廷审判，300多年后才获平反。

早期发展

• 开普勒望远镜：1611年，开普勒提出用两片双凸透镜作为目镜和物镜，沙伊纳据此制作了开普勒式望远镜，倍率显著提高。其物镜L1和目镜L2均为凸透镜且共轴，物镜焦距f1较大，目镜焦距f2较小，物镜第二焦点F′与目镜第一焦点F2重合，筒长等于两透镜焦距之和（L=f1+f2）。
• 格里高利望远镜系统：1663年，英国数学家詹姆斯·格里高利设计了格里高利望远镜系统，可消除球差和色差，主镜为抛物面，次镜为椭球面，位于主焦点之后，可设置视场光阑，但受加工和检测水平限制，当时未成功研制。
• 牛顿反射式望远镜：1668年，牛顿设计并制作了第一台反射式望远镜，球面主镜口径2.5厘米，镜筒长15厘米，采用45°反射镜将焦点移出镜筒以便于观测，具有视场小、轴外彗差大、体积大的特点。
• 卡塞格林望远镜方案：167，法国科学家卡塞格林提出卡塞格林望远镜方案，与格里高利方案类似但镜筒更短，采用凹抛物面主镜和凸双曲面次镜，主镜中心穿孔以让光线通过到达目镜、照相机或感光器材，具有成像视场较大、球差校正较好、放大倍率大的特点，成为现代天文观测的基石，并衍生出多种变种。

• 色差理论发展：1757年，杜隆建立初步的色差理论，提出并制造了消色差透镜，解决了折射镜因大尺寸透镜加工难度而发展缓慢的问题。

近代望远镜

• 反射式望远镜的突破：18世纪工业革命为反射式望远镜提供了制造技术保障。1773年，威廉赫歇尔制作了口径达1300mm的反射式望远镜，并于1781年发现天王星。1789年，在国王乔治三世资助下，赫歇尔造出主镜片直径达1.2米、焦长12米、依靠15米高木质结构支撑的巨型反射望远镜，省去了反射副镜，主反射镜倾斜放置，观测者需站在高高的镜筒口俯视。赫歇尔一生亲手磨制了400多个镜面，记录下117600颗恒星的数据，并尝试描述银河系结构，将人类带入恒星天文学年代。
• “帕森斯敦的利维坦”：19世纪中叶，爱尔兰第三位罗斯伯爵威廉·帕森思建成“帕森斯敦的利维坦”，完全遵循牛顿式反射镜设计，主镜直径达1.8米，重3.5吨，18米长的镜筒放置于两堵20米高的石墙之间。主镜片到第五次才制成，耗资1.2万英镑（约合现在的172.4万英镑），观测到M51星系的漩涡结构，手绘星图与后世天文摄影高度相似。
• 折射式望远镜的局限：1897年，世界上最大的折射式望远镜——口径达1.02米的叶凯士望远镜建成。但随着口径增大，折射式望远镜的缺点显现：镜片中心在重力或温度变化作用下变形影响成像质量；不同颜色光线穿过镜片后发生色散现象，难以准确聚焦；紫外波段信号被严重吸收，无法准确观察。因此，19世纪末人们停止了增大折射式天文望远镜口径的尝试。

20世纪以来的发展

• 反射式望远镜的黄金年代：20世纪，反射式望远镜迎来黄金年代。1908年，威尔逊山望远镜口径达1.5米；1918年，胡克望远镜口径达2.54米，位于美国南加州威尔逊山，由乔治·埃勒里·海尔设计，以赞助人约翰·胡克命名，液压系统使用液态水银，可数小时计收集星光，使较暗天体细节和结构得以显现。1919年，天文学家埃德温·哈勃用胡克望远镜证实银河系外有星系存在，并得出宇宙在膨胀的结论。
• 折反式望远镜的诞生：1930年，德国人施密特将折射望远镜和反射望远镜的优点结合，制成第一台折反式望远镜，望远镜技术日渐成熟。同年，帕洛玛海尔望远镜开始兴建，1948年建成，口径达5米，是世界上第一个口径突破3米的现代科学望远镜，数据帮助人们破解了重元素的产生之谜。
• 射电天文学的兴起：20世纪30年代，借助新兴无线电和雷达技术，人类探测到来自宇宙的射电波，射电天文学诞生。1931年12月，美国无线电工程师央斯基设计的天线装置架设在新泽西州霍尔姆德尔农场，长30.5米、高3.66米，天线阵像飞机翅膀骨架，下面安四个轮子可旋转，央斯基称之为“旋转木马”。1931至1932年间，央斯基发现一种很低又稳定的“射电噪声”，具有方向性，随地球自转在天空中运动，1933年发表论文指出其来源于太阳系之外，很可能来自银河系中心，为射电天文学史写下开创性篇章。1937年，美国业余天文学家雷伯在自家后院制作了直径为9.6米、焦距6米的抛物面射电望远镜，比央斯基的“旋转木马”精确得多，是世界上第一台专门用于天文观测的射电望远镜。四年后，雷伯用该望远镜进行人类第一次射电巡天，发现天鹅座、仙后座和人马座中的三个射电源，获得人类历史上第一幅银河系射电天图。央斯基的“旋转木马”和雷伯的射电望远镜后被作为“文物”放置在美国国立射电天文台。
• 现代望远镜的多元化发展：1974年，英澳望远镜（AAT）建成，口径3.9米，位于澳大利亚赛丁泉天文台，由英国和澳大利亚政府共同出资建造，目前由澳大利亚掌管。上世纪70年代，当世界主要望远镜位于北半球时，英澳望远镜对南半球天空进行了高质量观测。它是最后一架采用赤道仪架台的大望远镜，之后新建大望远镜均采用更稳定的经纬仪架台，也是最早的完全由计算机精确控制的光学望远镜之一。1985年，世界上第一台10米级望远镜——凯克望远镜开始兴建，1995年建成，突破性使用拼接主镜面。1987年，威廉·赫歇尔望远镜（WHT）建成，坐落于西班牙加纳利群岛穆查丘斯罗克天文台，是世界第三大单镜面望远镜。1990年，人类历史上第一台太空天文望远镜“哈勃太空望远镜”发射，口径2.4米，突破大气层阻碍，将人类望远镜分辨能力提升至衍射极限，丰富了对宇宙的认知。1996年，凯克“双胞胎”望远镜在夏威夷大岛海拔4200米的休眠火山上建成，主镜口径约10米，各由36块口径1.8米的六角形小镜子拼合而成，采用“自适应光学系统”，过滤大气扰动模糊效应，主要观测目标包括搜索太阳系外行星系统、寻找黑洞、测量星系和类星体光谱和红移等。2008年，中国研制成功的郭守敬望远镜（LAMOST）成为光学天文最大望远镜，最大镜面6.67米x6.05米，拥有国际上最大的施密特改正镜（5.74米x4.4米），是世界上最大的光谱巡天望远镜。2021年，哈勃空间望远镜的“继任者”——詹姆斯·韦布空间望远镜发射升空，能够观察到宇宙开端时期。

技术原理

基本原理

• 光学天文望远镜：主要采用反射式光学系统，也广泛应用于射电及其他频段。反射望远镜系统中，焦点位置分为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、耐施密特焦点及折轴焦点等，不同焦点系统在光路、焦比、像差和镜面位置上各有特点。
  • 主焦点：只有一个反射面的主焦点系统是反射式望远镜最基本的光学系统。当主镜为旋转抛物面时，平行于抛物面轴线的光线将等光程地会聚于抛物面的焦点上，星光在几何光学意义上成完善像。传统主焦点系统焦比通常为F/1到F/5，大焦比会使镜筒增长，增大望远镜造价。
  • 牛顿焦点：与主焦点系统类似，增加一块斜放的平面镜，使像点成像于镜筒侧面。牛顿焦点性质与主焦点相同，比主焦系统多一块平面镜，易于接近、观察方便，通过转动平面镜可取得不同焦点位置，装置多种终端设备，主要用于中、小口径反射式望远镜，大口径光学望远镜为减轻镜筒顶部质量一般不使用。
  • 卡塞格林和耐施密特焦点：在主焦系统焦点前放置一块双曲面副镜构成经典卡塞格林系统，焦点通常在主镜后方。副镜使焦点位置移出入射光路，可安装较大终端设备，位于主镜后面的焦点易于接近、操作方便，在天文观测中地位重要。卡塞格林焦点系统焦比一般为F/7到F/15，特殊双镜系统焦比可超出此范围。在双镜面系统中添加一块倾斜45度的平面镜，可将卡塞格林焦点移到光路以外，即耐施密特焦点，在地平式镜中有广泛应用，受力条件不随镜筒运动变化，适宜安装大的精密仪器。
  • 折轴焦点：应用数面反射镜将光线沿望远镜轴线引出，抵达位于望远镜极轴或地平轴延长线上的静止焦点，称为折轴焦点。折轴焦点焦比很大，焦点远离望远镜本体，仪器犹如实验室，输入天体光辐射，输出星光频谱或其他辐射特性。反射镜通常为平面镜，有时为和卡塞格林焦点共用副镜也可使用椭球面改变光束焦比。

• 射电望远镜：观测和研究来自天体的射电波的设备，可测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。经典射电望远镜（锅式）基本原理与反射式光学望远镜相似，根据投射来的电磁波被精确镜面反射后汇交于公共焦点，用旋转抛物面作镜面实现电磁波聚焦，天线大多是旋转抛物面。与光学望远镜对可见光聚焦成像不同，射电望远镜对长波电磁波进行汇聚，从天体投射来并汇交于望远镜焦点的射电波实现约10～1000倍放大，并进行频率变换（一般变换为中频），然后用电缆传送至控制室，进一步放大和检波，最终记录、处理及显示。望远镜极限分辨率受孔径大小和接收电磁波波长影响，波长越长分辨率越低。为提高分辨率，科学家提出利用干涉测量原理的综合孔径射电望远镜，1962年英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔提出，用相隔两地的两台射电望远镜接收同天体无线电波，两束波干涉，等效分辨率最高可等同于一台口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜，赖尔因此获1974年诺贝尔物理学奖。

• 空间望远镜：光具有波粒二象性，电磁波波长范围宽，人类肉眼感知波长为380纳米~760纳米的可见光。通过对天体源发出电磁波在不同波段探测，利用不同电磁波波长特点，设计工作在不同波段的望远镜，除可见光学望远镜外，还有红外望远镜、紫外望远镜、X射线望远镜、伽马射线望远镜等。为排除大气影响，将望远镜送入太空，即空间望远镜。地球大气对射电（微波）和光学等波段几乎不被或少量吸收，其他波段辐射会被显著吸收，因此只有发射到太空才能观测。

技术特点

• 光学望远镜：无论是折射式、反射式还是折反式，基本原理都是收集和汇聚更多光以获取更细节物像信息。折射望远镜利用光在镜片材料中折射实现光聚集和成像；反射式望远镜通过光在反射镜表面反射实现光汇聚和成像；折反式望远镜通过折射和反射组合，在实现光汇聚和成像同时消除纯折射式和纯反射式存在的缺陷，能把远物很小张角按一定倍率放大，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。
• 射电望远镜：可测量天体射电强度、频谱及偏振等量，经典射电望远镜原理与反射式光学望远镜相似，用旋转抛物面作镜面实现电磁波聚焦，天线多为旋转抛物面。与光学望远镜对可见光聚焦成像不同，射电望远镜对长波电磁波汇聚，从天体投射来并汇交于望远镜焦点的射电波放大、频率变换后传送至控制室处理。望远镜极限分辨率受孔径大小和接收电磁波波长影响，波长越长分辨率越低，为提高分辨率采用综合孔径射电望远镜。
• 空间望远镜：为排除大气影响设计，工作在不同波段，包括短波的X射线和伽马射线天文望远镜、中间波段的可见光、紫外和红外望远镜以及长波段的射电波段望远镜。X射线和伽马射线能量高、穿透能力强，宇宙中恒星和致密天体活动会发射大量X射线和伽马射线，但地球大气层对其有强烈吸收，只能在太空探测。对X射线和伽马射线观测主要观测能谱和光变曲线。空间望远镜大多直接裸露在太空，空间碎片威胁其安全。

设备分类

可见光学望远镜

• 折射式望远镜：用透镜作物镜将光线汇聚的系统，世界上第一架天文望远镜是伽利略制造的折射望远镜，采用一块凸透镜为物镜。因玻璃对不同颜色光折射率不同会产生色差，后来折射望远镜多采用复合透镜作为物镜，由两块以上透镜组成消除色差。通常折射望远镜相对口径较小，焦距长，底片比例尺大，分辨率高，适合做天体测量工作（如测量恒星位置、双星角距等）。
• 反射式望远镜：物镜是反射镜，为消除像差，一般制成抛物面镜或抛物面镜加双曲面镜组成卡塞格林系统。天体光线只受反射，镜面材料在光学性能上无特殊要求，无色差问题，可使用大口径材料和多镜面拼镶技术，镜面镀膜后可获得从紫外到红外波段良好反射率，适合进行恒星物理方面工作（恒星的测光与分光），但反射镜面需定期镀膜，在科普望远镜中应用受限。根据工作焦点不同分为牛顿系统、R—C系统、折轴系统等。

• 折反射望远镜：将折射系统与反射系统相结合的光学系统，物镜既包含透镜又包含反射镜，天体光线同时受折射和反射。特点是便于校正轴外像差，以球面镜为基础，加入适当折射元件校正球差，取得良好光学质量。应用广泛的有施密特望远镜、施密特—卡塞格林系统、马克苏托夫与马克苏托夫—卡塞格林望远镜四种类型。折反射望远镜具有视场大、光力强等特点，适合观测延伸（彗星、星系、弥散星云等）天体，并可进行巡天观测，适合天文爱好者使用。

其他天文望远镜

• 红外和紫外望远镜：可分别对远处红外和紫外波段的光进行成像。
• 射电望远镜：可分为单天线、射电阵（综合孔径）、甚长基线干涉等多种类型。接收来自遥远天体电磁辐射信号，工作期间附近辐射电磁波存在会对其产生干扰。
• 空间望远镜：地面望远镜一般建在海拔3千米高度，机载望远镜最高不过25千米，球载望远镜最高不过50千米，火箭望远镜可到达100千米以上，但要完全排除大气影响需将望远镜送入太空。空间天文望远镜有三个大类：短波的X射线和伽马射线天文望远镜、中间波段的可见光、紫外和红外望远镜以及长波段的射电波段望远镜。

典型型号

折射式

• 开普勒式望远镜：1611年，德国天文学家、数学家J.开普勒发明，采用同样是凸透镜形式的物镜和目镜，成倒像，上下左右颠倒，但视放大率可设计得较大。是一种折射式望远镜，物镜和目镜均由透射光波的透镜组成，为正光焦度透镜组。物镜先将无限远物体发来的光线聚焦成像在其像方焦平面处，再利用后面的目镜，使目镜的物方焦平面和前面物镜的像方焦平面重合，从望远镜出射的光线和入射光线一样是平行光线，实现将无限远物体成像在无限远的目的。

反射式

• 郭守敬望远镜（LAMOST）：又称大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜，位于中国河北兴隆县，整体结构是一台施密特反射式望远镜。来自宇宙的光线首先被一块名为MA的平面主镜反射到一块叫MB的球面主镜上，光线被汇聚到MB的焦面，在焦面上迎接这些光线的是4000根光纤，这些光纤会把来自不同方向的光线精准导入到光谱仪中，理论上可同时最多观测4000颗不同的恒星。

折反式

• 施密特望远镜：1931年为德国光学家B.V.施密特所发明，是一种折反射望远镜。由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。球面反射镜具有球差，但镜面对于球心对称，在球心处设置限制光束的光阑，对于不同倾角入射的光束，除光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。

红外

• 30米口径望远镜（TMT）：位于夏威夷莫纳克亚山，由美国、加拿大和日本等国家负责研制的地基巨型光学—红外天文观测设备，集光口径为30米，工作在0.31—28纳米波段。采用拼接镜面主动光学、自适应光学以及精密控制等先导高科技技术。

紫外

• 哈勃空间望远镜：以著名天文学家、美国芝加哥大学天文学博士爱德温·哈勃为名，在地球轨道上围绕地球的太空空间望远镜，1990年4月24日在美国肯尼迪航天中心由“发现者”号航天飞机成功发射。位置在地球大气层之上，影像不会受大气湍流扰动，视相度绝佳且无大气散射造成的背景光，还能观测会被臭氧层吸收的紫外线，是天文史上最重要的仪器之一，类型属于光学望远镜。

射电

• 平方公里阵列射电望远镜：全球最大的射电天文望远镜，约3000台天线，占地一平方公里，相当于140个足球场大，首批规划68台天线。由多国合作、共同出资，全球约20个国家上百个大学和科研机构的天文学家和工程师参与项目研发，建成后致力于揭示宇宙、星系的起源和演化等基本问题。

空间望远镜

• 宇宙背景探测器（COBE）：也称为探险家66号，是美国于1989年11月18日发射的用于探索宇宙论的第一颗卫星。1993年12月23日完成使命，精确测量了弥漫于整个宇宙的1微米到1厘米波段的辐射，研究了宇宙背景的红外和微波特征，在几个红外波长绘制了全天空亮度，发现宇宙背景辐射不完全是平滑的，温度有小的变化，这些变化可能导致了星系的形成。
• 钱德拉X射线天文台（CXO）：美国宇航局于1999年7月23日发射的一颗X射线天文卫星，是大型轨道天文台计划的第三颗卫星。以美国籍印度物理学家苏布拉马尼扬-钱德拉塞卡命名，目的是观测天体的X射线辐射。特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。

• 康普顿伽玛射线天文台（CGRO）：美国宇航局于1991年4月7日发射的一颗伽玛射线天文卫星，是大型轨道天文台计划的第二颗卫星。以在伽玛射线领域做出重要贡献的美国物理学家康普顿的名字命名，目的是观测天体的伽玛射线辐射。CGRO经过9年太空飞行，因故障原因，于2000年6月4日由人工控制坠海。

现状未来

截至2023年，世界上最大的全可动天线射电望远镜是口径110米x100米的格林班克射电望远镜（GBT），最大的固定天线射电望远镜是中国的500米口径球面射电望远镜（FAST，被誉为中国天眼）。尽管射电望远镜相对波长短得多的光学望远镜口径容易做得很大，但由于波长很长，分辨率不高，因此有了甚大望远镜干涉阵（VLA）和甚长基线干涉仪（VLBI），其很长的基线（最长可以是地球直径）可以得到很高的分辨率。望远镜干涉阵首先在射电望远镜中发展并大量使用，尽管光学望远镜波长要短得多，建造干涉阵难得多，但建造大型干涉阵仍是光学望远镜的发展方向。

未来，增大望远镜口径、采取干涉阵、将望远镜发射到空间去、把望远镜设计和制造得更精良仍是不断努力的方向。此外，主动光学、自适应光学和计算机图像处理等技术，也在不断打破望远镜分辨本领受衍射、天文视宁度和望远镜缺陷的限制。