关于同名星座，请见“望远镜座”。关于随身携带双筒的望远镜，请见“双筒望远镜”。望远镜是一种可以透过透镜或面镜将电磁波（例如可见光）折射或反射以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。
在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。“望远镜”这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。
英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele意“远”＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意“视”＂to look or see＂，合并为τηλεσκόπος音为＂teleskopos＂，意“远视”＂far-seeing＂）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的[1][2][3]。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。
简史
关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利伯希在1608年向政府提交专利的折射望远镜[4]。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利伯希、米德尔堡的眼镜制造商扎哈里亚斯·扬森和阿尔克马尔的雅各布·梅修斯[5]。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体[6][7]。
在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究[8]。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试[9]。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。
在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境[10]，进而在1932年发展出镀铝的技术[11]。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一米（40英寸），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10米（33英尺），正在建造和设计的有30-40米。
20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。
类型
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望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。
望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：
- X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。
- 紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。
- 光学望远镜：使用在可见光的波长。
- 红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。
- 次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。
- 非涅耳成像仪：一种光学透镜技术。
- X射线光学：某些X射线波长的光学。
| 比较的光 | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 名称 | 波长 | 频率 (Hz) | 光子能量 (eV) | ||||
| 伽玛射线 | 短于0.01 nm | 超过10 EHZ | 100 keV – 300+ GeV | X | |||
| X射线 | 0.01至10 nm | 30 PHz – 30 EHZ | 120 eV至120 keV | X | |||
| 紫外线 | 10 nm – 400 nm | 30 EHZ – 790 THz | 3 eV至124 eV | ||||
| 可见光 | 390 nm – 750 nm | 790 THz – 405 THz | 1.7 eV – 3.3 eV | X | |||
| 红外线 | 750 nm – 1 mm | 405 THz – 300 GHz | 1.24 meV – 1.7 eV | X | |||
| 微波 | 1 mm – 1 meter | 300 GHz – 300 MHz | 1.24 meV – 1.24 µeV | ||||
| 电波 | 1 mm – km | 300 GHz – 3 Hz | 1.24 meV – 12.4 feV | X | |||
随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（JCMT），就使用铝制的抛物面天线[12]。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机[13]。
在望远镜设计中的另一个门槛，随着光子能量的增加（波长变短和频率增加）是使用全反射光学，而不是粗略的入射光学。像是TRACE和SOHO望远镜使用特殊的面镜反射极紫外线，否则不可能产生高分辨率和较亮的影像。大口径并不意味着能收集更多的光，它收集的是高阶衍射极限的光。
望远镜也可以依据所在的位置来分类：地面望远镜、太空望远镜或飞行望远镜。它们还能依据使用者是专业天文学家，还是业余天文学家来分类。拥有一架或多架望远镜与其它仪器的永久性房舍或载运工具，称为天文台。
光学望远镜主要是收集并聚焦电磁频谱中可见光部分的光线（虽然有些在红外线和紫外线的波段工作）[14]光学望远镜明显增加远处物体的视角大小和视亮度。为了对影像观察、拍照、研究、并发送至电脑，望远镜会采用一个或多个光学曲面的元件来工作。通常由玻璃的透镜或面镜收集线或其它电磁波的辐射，将这些光或辐射汇聚到焦点上。光学望远镜使用在许多天文和非天文的仪器，包括：经纬仪（包括中星仪）、鉴识望远镜、 单筒望远镜、双筒望远镜、相机镜头、和间谍镜。望远镜有三种主要的学类型：
电波望远镜是电波天文学使用，有指向天线天线的望远镜。这些盘面有时是用导电的金属丝网建造，其口径小于所观测到的波长。多元素的电波望远镜由成对或更多的小望远镜组成，以合成口径相等于彼此间距离的虚拟望远镜，这个程序被称为孔径合成。在2005年，纪录上的阵列大小是地球直径的许多倍 －利用位于太空的甚长基线干涉测量望远镜，像是日本的HALCA（高度先进通信和天文学实验室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite （页面存档备份，存于互联网档案馆）） 孔径合成现在也被应用在光学望远镜，使用在光学干涉仪 (光学望远镜阵列)，和在单一望远镜上使用口径遮蔽干涉。当可见光被阻挡或微弱时，电波望远镜也用来收集微波辐射，例如类星体。有些电波望远镜被使用于专案，例如SETI和阿雷西博天文台寻找外星生命。
大气层的电磁频谱不透明度
由于大气层对大部分的电磁波谱是不透明的，所以只有少数波段可以从地面观测得到。这些波段是可见光、近红外线和一些无线电波部分的频谱。由于这个原因，地面上没有远红外线、或X射线的望远镜。因为这些波段必须从轨道上才能观测。即使从地面上可以观测的波段，因为视像度的缘故，在轨道上的卫星安置光学望远镜依然是有利的。
体系结构
规格参数
制作工艺
参考文献
参看
外部链接
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