天文望遠鏡開始起源於眼鏡,人類在約700年前開始使用眼鏡。公元1300年前後,意大利人開始用凸透鏡製作老花鏡。公元1450年左右,近視眼鏡也出現了。1608年,荷蘭眼鏡製造商漢斯·裡帕希(H.Lippershey)的一個學徒偶然發現,將兩塊透鏡疊在一起可以清楚看到遠處的東西。
1609年,意大利科學家伽利略聽說這個發明以後,立刻製作了他自己的望遠鏡,並且用來觀測星空。自此,第一臺天文望遠鏡誕生了。伽利略憑藉望遠鏡觀測到了太陽黑子、月球環形山、木星的衛星(伽利略衛星)、金星的盈虧等現象,這些現象有力地支持了哥白尼的日心說。伽利略的望遠鏡利用光的折射原理製成,所以叫做折射鏡。
1663年,蘇格蘭天文學家格里高利利用光的反射原理製成格里高利式反射鏡,但是由於製作工藝不成熟而未能流行。1667年,英國科學家牛頓稍微改進了格里高利的想法,製成了牛頓式反射鏡,其口徑只有2.5釐米,但是放大倍率超過30倍,還消除了折射望遠鏡的色差,這使得它非常實用。
1672年,法國人卡塞格林利用凹面鏡和凸面鏡,設計了現在最常用的卡賽格林式反射鏡。這種望遠鏡焦距長而鏡身短,放大倍率大,圖象清晰;既可用於研究小視場內的天體,又可用以拍攝大面積的天體。哈勃望遠鏡採用的就是這種反射望遠鏡。
1781年英國天文學家赫歇爾兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自制的15釐米口徑反射鏡發現了天王星。此後,天文學家給望遠鏡加裝了許多功能,使之具備光譜分析等能力。1862年,美國天文學家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)製造了47釐米口徑折射鏡,拍到了天狼星伴星的圖片。
1908年美國天文學家海爾領導建成了1.53米口徑反射鏡,拍到了天狼星伴星的光譜。1948年,海爾望遠鏡落成,其5.08米的口徑足以觀測分析遙遠天體的距離和視向速度。
1931年,德國光學家施密特製成施密特式望遠鏡,1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫製成馬克蘇托夫-卡塞格林式折返鏡,豐富瞭望遠鏡的種類。
在近現代和現代,天文望遠鏡已經不侷限於光學波段了。1932年,美國無線電工程師探測到了來自銀河系中心的射電輻射,標誌著射電天文學的誕生。1957年人造衛星上天以後,空間天文望遠鏡蓬勃發展。新世紀以來,中微子、暗物質、引力波等新型望遠鏡方興未艾。現在,天體發出的許多信息都已經成為天文學家的眼底之物,人類的視野越來越廣闊了。
天文望遠鏡原理和技術;口徑、焦距、焦比,口徑(D)是物鏡的直徑,口徑大小決定了光學系統的分辨力。根據瑞利判據,望遠鏡的分辨力和口徑相關。口徑越大,分辨力越強。焦距(f)是望遠鏡物鏡到焦點的距離,決定了光學系統在像平面上成像的大小。對於天文攝影來說,物距(被觀測天體的距離)可以認為是無窮遠,因此像距就等於焦距,所以像平面也被稱為焦平面。望遠鏡焦距越長,焦平面上成的像越大;反之則越小。焦比(F)是望遠鏡的焦距除以望遠鏡的通光口徑,即F=f/D,它決定焦平面上單位時間內單位面積接收到的光子數量。也被作為曝光效率的重要指標。焦比越小,焦平面上單位面積接收到的光子就越多;反之則越少。也就是說焦比越小的鏡子曝光效率越高。
像差是光學系統成像不完善的描述。具體有球差、色差、彗差、像散、場曲、畸變等。球差存在於球面反射鏡的光學系統中,平行於光軸入射的光線經球面透鏡或反射鏡後不嚴格地匯聚於一點,遠離光軸的光線匯聚的位置會更加靠近鏡子。利用組合透鏡和把球面改為拋物面可以改善球差。色差是折射光學系統最明顯的像差,它形成於光的色散,這使得星光會出現多種顏色,影響觀測。
利用多片透鏡組合的復消色差系統可以降低色差的程度。彗差是拋物面反射式光學系統中最明顯的像差,它是因為傾斜於光軸的入射光無法匯聚一點導致的,這會使得星光看起來像一顆彗星。使用彗差修正鏡組可以消除彗差。像散是傾斜於光軸的光出現垂直振動的光波和水平振動的光波不交匯於一點的現象。越遠離視場邊緣,像散越嚴重。安裝平場修正鏡組可以修正像散。場曲指遠離光軸的光線匯聚於一個彎曲的球面上的現象,這會使得成像時出現失焦。畸變指軸上物點與視場邊緣具有不同的放大率,物和像因此不完全相似的現象。
折射鏡;折射望遠鏡是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型:由凹透鏡作目鏡的稱伽利略式折射鏡;由凸透鏡作目鏡的稱開普勒式折射鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重,現代的折射望遠鏡常用復消色差系統。
一般的折射望遠鏡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采用折射系統,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,且大透鏡質量巨大,不便操作。
反射鏡;反射望遠鏡是用反射鏡做物鏡的望遠鏡。主要有格里高利式,牛頓式,卡塞格林式三種。牛頓式用平面鏡作副鏡,卡塞格林式用凸雙曲面鏡作副鏡,格里高利式用凹橢球面鏡作副鏡。反射鏡存在軸外像差,因而視場受到限制,但是由於反射鏡不要求鏡片內部質量,所以造價低廉。現代很多望遠鏡用的都是反射式望遠鏡。
折反鏡;折反射望遠鏡兼有折射鏡和反射鏡。1931年,德國光學家施密特以卡塞格林式為基礎,用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正透鏡,與球面反射鏡配合,製成了可以消除球差和軸外像差的施密特式望遠鏡,這種望遠鏡光力強、視場大、像差小,適合於拍攝大面積的天區照片,尤其是對闇弱星雲的拍照效果非常突出。如果把施密特式望遠鏡的焦點前加一塊反射鏡,把焦面引到外面,就形成施密特-牛頓式望遠鏡。如果在焦面前加一塊凸面副鏡把光線引入主鏡的小孔,成像於主鏡後,就形成了施密特-卡塞格林式望遠鏡。施密特-卡塞格林式望遠鏡鏡筒短,成像質量好,已經成了天文觀測的重要工具。
1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡,製造出另一種類型的折反式望遠鏡——馬克蘇托夫-卡塞格林式折返鏡,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,對玻璃的要求也高一些。這種望遠鏡便於攜帶,常用於中小型望遠鏡,深受天文愛好者喜愛。