1. 天文觀察望遠鏡的發展經歷了什麼過程
望遠鏡是一種利用凹透鏡和凸透鏡製作而成的光學儀器，主要用於觀察遠距離目標物體的特徵和情況。望遠鏡是利用光線透過凹透鏡形成的小孔成像原理製成的，它可以將距離很遠的物體景象放大，然人們清楚的觀察到它的具體形態，對物體更小的細節和陰影都觀察的更加清楚和仔細，所以在古代人們也將其成為「千里眼」。1609年義大利的佛羅倫薩人伽利略?伽利雷在望遠鏡原有的基礎上，發明出了功能增強40倍的雙鏡望遠鏡，並將其投用於天文科學研究，這是歷史上第一部應用於科學研究的實用望遠鏡。由於這種望遠鏡功效的大大增加，使人們可以觀測到天空中人體肉眼無法看清和分辨的事物體，所以這種望遠鏡慢慢地就演變成為天文觀測工作中必不可少的工具。
隨著時代的變遷，望遠鏡的功效和應用途徑也發生了很大的變化，人們根據這些天文望遠鏡不同的使用功效，將其分為折射望遠鏡、反射望遠鏡和折反射望遠鏡。望遠鏡的用途也由單一變成多樣的使用性，廣泛應用於軍事、高科技生物研究等方面。
用透鏡作物鏡的望遠鏡被稱為折射望遠鏡，在歷史的演變中，用凹透鏡作目鏡製成的望遠鏡被稱為伽利略望遠鏡；用凸透鏡作目鏡製成的望遠鏡則被稱為開普勒望遠鏡。因為單透鏡物的鏡色差和球差都相當嚴重，所以現代的折射望遠鏡都是用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡製成的。其中以雙透鏡物製成的望遠鏡應用的最普遍和廣泛，這種望遠鏡是由相距很近的一塊冕牌玻璃製成的凸透鏡和一塊火石玻璃製成的凹透鏡相疊在一起組成，這兩種透物鏡相結合後，可以完全消除透出的景物波長，對得出的景物位置色差也可以相對的減弱。
雙透物鏡的體積和視野范圍都比較小。雙透鏡物鏡的相對口徑較小，一般都在1/15～1/20之間，很少大於1/7，可用視場也不大。人們將口徑小於8厘米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在一起的望遠鏡稱為雙膠合物鏡；要增加相對口徑和視場的使用，可以採用多透鏡物鏡組。
伽利略望遠鏡具有結構簡單、光能損失少、鏡筒短、攜帶輕便、視野成像比較正的良好特點，但是它的事物擴展倍數小，觀察視野面小，一般都是充當觀看近距離的觀劇鏡和玩具望遠鏡。在使用開普勒望遠鏡時，需要在物鏡後面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的景物是正像。但是開普勒望遠鏡採用的是前寬後窄的雙筒結構，這種結構可以組成雙直角棱鏡正像系統，這套系統可以在糾正原有望遠鏡結構中，形成的倒立成像系統；同時還可以將望遠鏡的體積和重量，在很大限度上減小。其缺點就是透鏡正像系統需要採用一組復雜的透鏡來將成像像倒轉，這樣做成本比較的高。但是由俄羅斯人發明的20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡就大大的避免了這項情況的出現，它是採用精良的透鏡正像設計系統來進行事物成像的。
現代人們用的折射望遠鏡一般都是採用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用方便，易於維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多採用折射系統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都採用反射式。
歷史
1611年，德國天文學家開普勒首次用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，因此後人將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得更好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。此後，天文學家一直想研製出更長的望遠鏡，但最後幾乎都以失敗而告終。
1757年，杜隆經過對玻璃和水的折射與色散現象的研究，為消色差理論奠定了基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但由於當時科技發展的局限性，很難鑄造出較大的火石玻璃。最初研究消色差望遠鏡時，人們能磨製成的最大的透鏡只有10厘米。
19世紀末，由於製造技術有了很大的進步，隨之出現的就是製造大口徑的折射望遠鏡的科學熱潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡最適合用來做測量天體方面的工作，因為其焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡。同時，在重力作用下，大尺寸的透鏡變形會很嚴重，因而喪失敏銳的焦點。
用凹面反射鏡作為物鏡的望遠鏡就就是反射望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡等幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡採用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其他像差的影響，可用視場較小。對製造反射鏡的材料只要求膨脹系數較小、應力小和便於磨製。磨好的反射鏡一般在表面鍍一層鋁膜，鋁膜在2000～9000埃波段范圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，紅外和紫外等不可見光波段也可以用反射望遠鏡來研究。反射望遠鏡的相對口徑可以做得較大，主焦點式反射望遠鏡的相對口徑約為1/5～1/2.5，甚至更大，而且除牛頓望遠鏡外，鏡筒的長度比系統的焦距要短得多，而且主鏡只有一個表面需要加工，從而大大降低望遠鏡造價和製造的困難。一架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點系統(或牛頓系統)、卡塞格林系統和折軸系統。這樣，一架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對口徑和視場。目前口徑在1.34米之上的光學望遠鏡除了有反射望遠鏡外就再也找不到其他的了。發射望遠鏡的主要科研使命就是研究天體的物理特徵。
歷史
1668年誕生了世界上第一架反射式望遠鏡。牛頓曾經好幾次磨製非球面透鏡，但屢遭失敗，因此他改用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。雖然球面鏡會產生一定的象差，但反射鏡代替折射鏡卻是科學上一個成功的轉折。
1663年，詹姆斯?格雷戈里在提出一種方案：分別用凹面鏡作為一面主鏡和副鏡，把副鏡放在主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡。他提出的這個建議在理論上是正確的，但是，由於當時製造水平的局限性，它所提到的一些要求是無法實現的，因此，格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯?馮?利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，海爾主持建造的胡克望遠鏡投入使用，它的口徑是254厘米。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，值得驕傲的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
20世紀，20～30年底，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米的望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說：「海爾望遠鏡就像半個世紀以前的葉凱士望遠鏡一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了」。後來，1976年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，而他所發揮的作用還不如海爾望遠鏡，再次使阿西摩夫的話得到了驗證。
反射式望遠鏡有許多優點，例如它沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體情況的各種信息，與折射望遠鏡相比，更容易製作。但同時它本身也有很多不足之處，口徑大的話，視場會比較小，得到的圖像資料的清晰度和亮度不是很高，而且折射鏡的物鏡需要定期鍍膜等。
第二次世界大戰後，反射式望遠鏡在天文觀測中得到很快的發展，1950年在帕洛瑪山上安裝了一台直徑5.08米的海爾反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，美國航空航天局（NASA）將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。哈勃望遠鏡拍攝圖片時不受地球大氣層的影響，因此它拍出來的圖片要比地球上同類望遠鏡的清晰度高10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的「凱克望遠鏡」，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文台研製完成了「超大望遠鏡」(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與一架16米的反射望遠鏡相當。現在，一批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的「加利福尼亞極大望遠鏡」（California?ExtremelyLarge?Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant?Magellan?Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming?Large?Telescope，簡稱OWL）。科學家們指出，研製的這批新的望遠鏡，不僅能拍出比哈勃太空圖片像質更好的圖片資料，還能收集更多的光。更加清晰可靠的太空圖像資料能使人更了解100億年前星系形成時初態恆星和宇宙氣體的情況，並觀測清楚遙遠恆星周圍的行星。
折反射望遠鏡中的球面反射鏡用來成像，而折射鏡則能用來校正像差，同時，可以避免困難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。用的比較廣泛的有施密特望遠鏡。它在球面反射鏡的球心位置處放置一施密特校正板。它的一個面是平面而另一個面是輕度變形的非球面，使光束的中心部分略有會聚，而外圍部分略有發散，正好矯正球差和彗差。
還有一種馬克蘇托夫望遠鏡，在球面反射鏡前面加一個彎月形透鏡，選擇合適的彎月透鏡的參數和位置，可以同時校正球差和彗差。及這兩種望遠鏡的衍生型，如超施密特望遠鏡，貝克―努恩照相機等。折反射望遠鏡的特點是相對口徑很大，甚至能大於1，光力強，視場廣闊，像質優良。適於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體，折反射望遠鏡的反射鏡有副鏡的保護，不易被灰塵等污染物侵襲。
歷史
世界上第一台折反射式望遠鏡的出現於1814年。
1931年，德國光學家施密特用一塊類似於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，對暗弱星雲的拍照效果非常突出。如今施密特望遠鏡是天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫又製作出了一種新型的折發射望遠鏡。馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，使它的兩個表面變成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，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，清晰度和亮度比較小，但放大的倍數比較大，同時對玻璃的要求也高一些。
折發射式望遠鏡分別吸收了折射和反射望遠鏡的優點，因此很適合業余天文觀測，也是廣大天文愛好者最佳的選擇。