望遠鏡(望遠鏡/雙筒望遠鏡)
望遠鏡的基本原理
望遠鏡是壹種用來觀察遠處物體的視覺光學儀器。它可以將遠處物體的小張角按壹定比例放大，使其在圖像空間中具有更大的張角，使原來肉眼看不到或分辨不清的物體變得清晰。因此，望遠鏡是天文學和地面觀測中不可缺少的工具。它是使入射的平行光束通過物鏡和目鏡仍平行出射的光學系統。根據望遠鏡的原理，壹般分為三種。
通過收集電磁波來觀察遠處物體的儀器。在日常生活中，望遠鏡主要是指光學望遠鏡。但在現代天文學中，天文望遠鏡包括射電望遠鏡、紅外望遠鏡、X射線望遠鏡和伽馬射線望遠鏡。近年來，天文望遠鏡的概念進壹步擴展到引力波、宇宙線、暗物質等領域。
在日常生活中，光學望遠鏡通常是壹種圓柱形的光學儀器，它通過透鏡的折射，或者通過凹面鏡的反射，或者通過放大目鏡來聚焦光線進行觀察。日常生活中的光學望遠鏡也被稱為“千裏鏡”。主要包括業余天文望遠鏡、戰區望遠鏡和軍用雙筒望遠鏡。[編輯本段]引言
常用的雙筒望遠鏡，為了減小體積和翻轉倒像，還需要加壹個棱鏡系統。棱鏡系統按形式不同可分為伯翰棱鏡系統和保羅棱鏡系統，兩種系統的原理和應用是相似的。
個人使用的小型手持望遠鏡不宜使用過大的放大率，壹般為3 ~ 12倍。放大倍數過大，成像清晰度變差，抖動嚴重。12倍以上的望遠鏡壹般用三腳架等方式固定。[編輯此段]歷史
17世紀初的壹天，荷蘭小鎮上壹家眼鏡店的老板HansLippershey把壹個凸透鏡和壹個凹透鏡排成壹條線，檢查磨出來的鏡片質量。透過鏡頭看去，他發現遠處的教堂尖頂似乎越來越近，於是意外發現了望遠鏡的秘密。1608年，他為自己的望遠鏡申請了專利，按照權威部門的要求做了壹個雙筒望遠鏡。據說鎮上有幾十個眼鏡商聲稱發明了望遠鏡，但普遍支持李侃如是望遠鏡的發明者。
發明望遠鏡的消息很快就在歐洲國家傳開了。意大利科學家伽利略得知消息後，自己做了壹個。第壹架望遠鏡只能把物體放大三倍。壹個月後，他做的第二臺望遠鏡可以放大8倍，第三臺望遠鏡可以放大20倍。1609 10年6月，他做了壹架放大30倍的望遠鏡。伽利略用自制的望遠鏡觀測夜空，首次發現月球表面凹凸不平，布滿山脈，布滿隕石坑。此後發現了木星的四顆衛星和太陽的黑子運動，得出了太陽在自轉的結論。
與此同時，德國天文學家開普勒開始研究望遠鏡。他在《彎曲光學》中提出了另壹種天文望遠鏡，由兩個凸透鏡組成。與伽利略的望遠鏡不同，它的視野比伽利略望遠鏡更廣。但是開普勒沒有做出他介紹的望遠鏡。薩迦娜在1613-1617之間首次制作了這種望遠鏡。他還根據開普勒的建議制作了帶有第三個凸透鏡的望遠鏡，把兩個凸透鏡組成的望遠鏡的倒像變成了正像。薩迦納制造了八架望遠鏡，壹架用於觀測太陽，無論哪壹架都能看到形狀相同的太陽黑子。因此，他打消了很多人認為太陽黑子可能是鏡頭上的灰塵造成的錯覺，證明了太陽黑子確實是被觀測到的真實存在。觀測太陽時，薩吉納安裝了特殊的遮光玻璃，但伽利略沒有加這個防護裝置。結果他傷了眼睛，最後幾乎失明。荷蘭的惠更斯在1665年做了壹個管長近6米的望遠鏡來探索土星環，後來又做了壹個管長近41米的望遠鏡。
使用透鏡裁剪鏡的望遠鏡叫做折射望遠鏡。即使加長鏡筒，精密加工鏡片，也無法消除色差。牛頓曾經認為折射式望遠鏡的色差是無可救藥的，結果證明太悲觀了。1668年，他發明了反射式望遠鏡，解決了色差問題。第壹臺反射式望遠鏡非常小，望遠鏡中鏡子的口徑只有2.5厘米，但木星的衛星和金星的盈虧卻能看得壹清二楚。1672年，牛頓做了壹個更大的反射式望遠鏡，送給了皇家學會，至今還保存在皇家學會的圖書館裏。1733年，英國人哈爾制造了第壹臺消色差折射望遠鏡。1758年，倫敦的博蘭也制作了同樣的望遠鏡。他用不同折射率的玻璃分別制作凸透鏡和凹透鏡，以抵消它們形成的有色邊緣。但是，做壹個大鏡頭並不容易。目前世界上最大的折射望遠鏡直徑為102 cm，安裝在亞迪斯天文臺。1793年，英國威廉·赫歇爾制作了反射式望遠鏡。反射器的直徑為130厘米，由銅錫合金制成，重1噸。英國威廉·帕森思於1845年制造的反射望遠鏡，反射鏡的直徑為1.82米..1917年，美國加州威爾遜山天文臺建造了胡克望遠鏡。它的主鏡光圈是100英寸。埃德溫·哈勃就是用這臺望遠鏡發現了宇宙正在膨脹這壹驚人的事實。1930，德國BernhardSchmidt綜合了折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點(折射望遠鏡像差小但有色差，尺寸越大越貴；反射式望遠鏡沒有色差，而且成本低，反射鏡可以做得很大，但是有色差)，做出了第壹臺折疊式反射式望遠鏡。
戰後，反射式望遠鏡在天文觀測方面發展迅速。1950年，帕洛馬山上安裝了直徑5.08米的海爾反射式望遠鏡。1969年，在前蘇聯北高加索的帕斯圖霍夫山上安裝了壹個直徑為6米的反射器。1990年，美國國家航空航天局將哈勃太空望遠鏡送入軌道。但由於鏡面故障，直到1993宇航員完成太空修復，更換了鏡頭，哈勃太空望遠鏡才開始充分發揮作用。由於可以不受地球大氣層的幹擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡的10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克山上建造了直徑為10米的凱克望遠鏡，其鏡面由36面直徑為1.8米的鏡面組成。2001位於智利的歐洲南方天文臺研制出了“VLT”，由4臺8米口徑望遠鏡組成，聚光能力相當於壹臺16米反射式望遠鏡。現在，壹批在建的望遠鏡已經開始攻擊莫納克亞山上的白巨人兄弟。這些新的競爭對手包括直徑為30m的加州極大望遠鏡(CELT)、直徑為20m的巨型麥哲倫望遠鏡(GMT)和直徑為100m的壓倒性大望遠鏡(OWL)。他們的支持者指出，這些新望遠鏡不僅可以提供圖像質量遠好於哈勃的空間圖片，還可以收集更多的光線，了解更多關於6543.8+00億年前星系形成時的初始恒星和宇宙氣體，並清楚地看到遙遠恒星周圍的行星。
分類
折射望遠鏡是壹種帶有透鏡裁剪鏡的望遠鏡。有兩種:以凹透鏡為目鏡的伽利略望遠鏡；以凸透鏡為目鏡的開普勒望遠鏡。由於單透鏡物鏡的色差和球差相當嚴重，現代折射望遠鏡壹般采用兩個或兩個以上的透鏡組。其中，雙鏡頭物鏡應用最為廣泛。它由壹個由冕玻璃制成的凸透鏡和壹個由燧石玻璃制成的凹透鏡組成，兩者距離非常近。它可以完全消除兩個特定波長的位置色差，減弱其他波長的位置色差。
當滿足壹定的設計條件時，球差和彗差也可以消除。由於殘余色差等像差的影響，雙鏡頭物鏡的相對孔徑較小，壹般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場不大。直徑小於8 cm的雙鏡頭物鏡，可以把兩個透鏡粘在壹起，稱為雙膠合物鏡，有壹定間隙的雙分離物鏡稱為雙膠合物鏡。為了增加相對孔徑和視場，可以使用多透鏡物鏡組。對於伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失較少。鏡筒又短又輕。而且還是正象，但倍數小，視野窄，壹般用於劇場鏡和玩具望遠鏡。對於開普勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面加壹個棱鏡組或透鏡組來轉動像，這樣眼睛才能觀察到正像。折射望遠鏡壹般采用開普勒結構。因為折射式望遠鏡的成像質量比反射式望遠鏡好，視場大，使用維護方便。中小型天文望遠鏡和許多特殊儀器大多采用折射系統，但大型折射望遠鏡的制造比反射望遠鏡要困難得多。因為大口徑很難冶煉出高質量的鏡片，而且存在玻璃吸光的問題，所以大口徑望遠鏡都采用反射式。
(以下是詳細介紹)
伽利略望遠鏡
物鏡是會聚透鏡，目鏡是發散透鏡的望遠鏡。光通過物鏡折射形成的實像在目鏡後面的焦點上(靠近人類物鏡的後面)。這個像對目鏡來說是虛像，所以被目鏡折射形成放大的正立虛像。伽利略望遠鏡的放大率等於物鏡的焦距與目鏡的焦距之比。它的優點是鏡筒短，可以直立，但是視野比較小。將兩臺低倍率的伽利略望遠鏡並置在壹起，同時用中間的壹個螺栓按鈕來調節其清晰度的裝置，稱為“觀劇鏡”；因為攜帶方便，經常用來看演出。伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史上起著重要的作用。它由壹個凹透鏡(目鏡)和壹個凸透鏡(物鏡)組成。它的優點是結構簡單，可以直接形成壹個直立的形象。
開普勒望遠鏡
該原理由兩個凸透鏡組成。由於兩者之間有實像，分劃板安裝方便，各項性能優異，所以目前軍用望遠鏡、小型天文望遠鏡等專業望遠鏡都采用這種結構。但是這種結構的成像是倒置的，所以中間要加壹個直立系統。
有兩種類型的成像系統:棱鏡成像系統和透鏡成像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡，采用的是雙直角棱鏡成像系統。該系統的優點是光軸同時折疊兩次，大大減小了望遠鏡的體積和重量。使用壹組復雜的透鏡來反轉圖像，這是昂貴的。而俄羅斯20×50三節望遠經典單筒望遠鏡，不僅采用了精心設計的透鏡正立系統。
歷史
1608年，壹位名叫Liporsay的荷蘭眼鏡商意外發現，他可以用兩塊鏡片看到遠處的風景。受此啟發，他建造了人類歷史上第壹臺望遠鏡。
1609年，伽利略制作了壹架直徑為4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡，他采用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡。這個光學系統被稱為伽利略望遠鏡。伽利略把望遠鏡對準天空，取得了壹系列重要發現。天文學進入了望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩塊雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，顯著提高了放大倍數。後來，人們把這個光學系統叫做開普勒望遠鏡。現在人們還在使用這兩種折射式望遠鏡，天文望遠鏡采用開普勒式。
需要指出的是，當時由於望遠鏡采用單鏡頭作為物鏡，存在嚴重的色差。為了獲得良好的觀察效果，需要壹個曲率很小的透鏡，這必然導致鏡體的加長。所以長期以來，天文學家壹直夢想著制造更長的望遠鏡，很多嘗試都以失敗告終。
1757年，都龍通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡望遠鏡。然而，由於技術限制，很難鑄造大型燧石玻璃。消色差望遠鏡初期，最多只能磨10 cm鏡片。
19世紀末，隨著制造技術的提高，制造大口徑折射望遠鏡成為可能，出現了制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現存的8臺70 cm以上的折射望遠鏡中，有7臺建於1885至1897年之間，其中最具代表性的是建於1897年的102 cm口徑的葉克石望遠鏡和建於1886年的91 cm口徑的裏克望遠鏡。
折射式望遠鏡具有焦距長、負標度大、對鏡筒彎曲不敏感等優點，最適用於天體測量。但總會有殘余色差，同時對紫外和紅外波段的輻射吸收非常強。巨大光學玻璃的鑄造也非常困難。到了1897年葉克石望遠鏡建成的時候，折射望遠鏡的發展達到了頂峰，之後的百年間沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為技術上無法鑄造壹大塊完美的玻璃作為鏡頭，大尺寸的鏡頭由於重力的作用變形會非常明顯，從而失去明銳的對焦。
二、反射式望遠鏡是壹種帶有凹面反射鏡和裁剪鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡等類型。反射式望遠鏡的主要優點是沒有色差。當物鏡是拋物面時，球差可以消除。然而，為了減少其他像差的影響，可用的視場更小。制作鏡面的材料只要求膨脹系數小，應力小，易於磨削。壹般拋光鏡鍍有鋁膜，鋁膜的反射率在2000-9000埃範圍內大於80%，因此反射式望遠鏡除了光學波段外，還適用於研究近紅外和近紫外波段。反射望遠鏡的相對孔徑可以做得更大。主焦反射望遠鏡的相對孔徑約為1/5-1/2.5，甚至更大。除了牛頓望遠鏡，鏡筒的長度比系統的焦距短很多。另外，主鏡只有壹個面需要加工，大大降低了成本和制造難度。所以現在的光圈大於1.34米。對於口徑較大的反射式望遠鏡，通過更換不同的副鏡，可以得到素聚焦系統(或牛頓系統)、卡塞林系統和折疊軸系統。這樣，望遠鏡就可以獲得幾種不同的相對孔徑和視場。反射望遠鏡主要用於天體物理學。
歷史
第壹臺反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓在研磨非球面透鏡多次失敗後，決定使用球面鏡作為主鏡。他磨出壹個直徑為2.5厘米的凹面鏡，在主鏡的焦點前放置壹個角度為45o的反射鏡，使主鏡反射的聚光以90o的角度從鏡筒反射到達目鏡。這個系統被稱為牛頓反射望遠鏡。雖然它的球面鏡會產生壹些像差，但是用反射鏡代替折射鏡是很成功的。
在1663中，詹姆斯·格雷戈裏提出了壹個方案:使用壹個主鏡和壹個副鏡，兩者都是凹面鏡。副鏡放在主鏡焦點之外，主鏡中心留壹個小孔，使光線經過主鏡和副鏡兩次反射後從小孔出射，到達目鏡。這個設計的目的是同時消除球差和色差，這就需要壹個拋物面主鏡和壹個橢球面副鏡，理論上是正確的，但是當時的制造水平達不到這個要求，所以格雷戈裏無法為他得到壹個有用的鏡子。
1672年，法國人塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案。結構類似於格雷戈裏望遠鏡，不同的是副鏡在主鏡焦點前是凸的，這是最常用的卡塞格倫反射式望遠鏡。這就使得副鏡反射的光線略有發散，降低了放大倍數，但卻消除了球差，這樣望遠鏡也可以把焦距做得很短。
塞格林望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，其光學性能也是不同的。由於塞格林望遠鏡焦距長，鏡體短，放大倍數大，獲得的圖像清晰；seglin focus可以用於研究小視場的天體，而Newton focus可以配置為拍攝大面積的天體。因此，塞格林望遠鏡得到了廣泛的應用。
赫歇爾是制作反射望遠鏡的大師。他早年是個音樂家。因為熱愛天文，他從1773開始磨望遠鏡，壹生做了上百架望遠鏡。赫歇爾制作的望遠鏡中，物鏡斜放在鏡筒內，使平行光反射後會聚在鏡筒的壹側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年裏，反光材料壹直是阻礙其發展的障礙:鑄造鏡面的青銅容易腐蝕，必須定期打磨，這需要大量的金錢和時間，而耐腐蝕性好的金屬比青銅更致密，也更昂貴。1856年，德國化學家尤斯圖斯·馮·李比希(justus von liebig)發明了壹種方法，可以在玻璃上鍍壹層薄薄的銀，經過光拋光後高效率地反射光線。這樣就有可能做出更好更大的反射式望遠鏡。
1918年底，直徑254 cm的虎克望遠鏡投入使用，由海爾建造。天文學家使用這臺望遠鏡首次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中的位置。更重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論是用胡克望遠鏡觀測的結果。
在20世紀20年代和30年代，胡克望遠鏡的成功激勵天文學家建造更大的反射望遠鏡。1948年，美國建造了壹臺直徑為508厘米的望遠鏡。為了紀念海爾這位傑出的望遠鏡制造商，將其命名為海爾望遠鏡。海爾望遠鏡的設計制造至今已有20多年。雖然比胡克望遠鏡視野更遠，分辨率更強，但並沒有讓人類對宇宙有更新的認識。正如阿西莫夫所說，“海爾望遠鏡(1948)和半個世紀前的葉克石望遠鏡(1897)壹樣，似乎預示著某壹特定類型的望遠鏡幾乎已經走到了盡頭”。1976年，前蘇聯造出了600厘米的望遠鏡，但功能還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西莫夫所說的。
反射式望遠鏡有很多優點，例如，它沒有色差，可以在很寬的可見光範圍內記錄天體發出的信息，比折射式望遠鏡更容易制作。但由於其固有的缺點，如光圈越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
3.折射反射式望遠鏡是在球面反射鏡的基礎上增加壹個折射元件來校正像差，可以避免大面積非球面加工的困難，獲得良好的成像質量。著名的望遠鏡是施密特望遠鏡
施密特校正板放置在球面鏡的中心。它是壹面平坦，另壹面輕微變形的非球面，使光束的中心部分略微會聚，外圍部分略微發散，只是為了矯正球差和彗差。還有壹個馬克蘇托夫望遠鏡。
在球面反射鏡前增加彎月形透鏡並選擇彎月形透鏡的適當參數和位置可以校正球面像差和彗差。以及這兩類望遠鏡的衍生品，如超級施密特望遠鏡、貝克-諾恩相機等。在折反射望遠鏡中，圖像由壹面鏡子成像，折射鏡用於校正像差。它的特點是光圈比較大(甚至大於1)，光線強，視野廣，成像質量優秀。適用於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體。如果折反射卡塞格林系統用於小型視覺望遠鏡，鏡筒可以很短。
歷史
折反射望遠鏡最早出現在1814。1931年，德國光學家施密特利用獨特的接近平行板的非球面薄透鏡作為校正鏡，配合球面反射鏡，制成了可以消除球差和離軸像差的施密特型折反射望遠鏡。這種望遠鏡光焦度強，視場大，像差小，適合拍攝天空的大面積照片，尤其適合拍攝昏暗的星雲。施密特望遠鏡已經成為天文觀測的重要工具。
1940年，馬克蘇托夫用彎月形透鏡作為矯正透鏡，制作了另壹種折疊反射望遠鏡。它的兩個面是兩個曲率不同的球面，差別不大，但是曲率和厚度都很大。它的所有表面都是球面，比施密特望遠鏡的校正板更容易磨削，鏡筒更短，但視場比施密特望遠鏡小，對玻璃的要求更高。
由於折反射望遠鏡可以兼顧折射式和反射式望遠鏡的優點，非常適合業余天文觀測和天文攝影，受到了廣大天文愛好者的喜愛。
射電望遠鏡
探測天體無線電發射的基本設備。它可以測量天體射電的強度、頻譜和偏振等價。通常由天線、接收機和終端設備組成。天線收集天體的無線電發射，接收器對這些信號進行處理並轉換成可以記錄和顯示的形式。終端設備記錄信號，根據具體要求進行壹些處理，然後顯示出來。表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度。前者反映區分兩個天球上相互靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求高空間分辨率和高靈敏度。根據天線結構的不同，射電望遠鏡可以分為連續孔徑和不連續孔徑兩大類。前者是經典的單碟拋物面天線射電望遠鏡，後者是基於幹涉技術的多種組合天線系統。20世紀60年代，出現了兩種新型的不連續孔徑射電望遠鏡，甚長基線幹涉儀和合成孔徑射電望遠鏡。前者具有極高的空間分辨率，後者可以獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可溯源經典射電望遠鏡有壹個直徑為100米的拋物面天線，安裝在德國馬普射電天文研究所。世界上最大的不連續孔徑射電望遠鏡是壹個非常大的天線陣列，安裝在國家射電天文臺。
1931年，在美國新澤西州貝爾實驗室，負責搜索和識別電話幹擾信號的美國人KG Jansky發現每隔23小時56分04秒就有壹個最大值的無線電幹擾。經過仔細分析，他在1932發表的壹篇文章中斷言，這是來自銀河系中的無線電發射。因此，揚斯基開創了用無線電波研究天體的新時代。當時他使用了長30.5米、高3.66米的旋轉天線陣，在波長14.6米處獲得了寬度為30度的“扇形”定向波束。從那時起，射電望遠鏡的歷史就是壹部不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。
自從揚斯基宣布收到來自銀河系的無線電信號後，美國人g·拉貝就致力於射電望遠鏡的試制，並最終在1937年制造成功。這是二戰前世界上獨壹無二的拋物面射電望遠鏡。其拋物面天線直徑為9.45米，在波長1.87米處獲得12度的筆形波束，測量太陽等天體發出的無線電波。因此，雷伯被稱為拋物面射電望遠鏡的開創者。
射電望遠鏡是觀測和研究天體無線電波的基本設備，它包括收集無線電波的定向天線、放大無線電信號的高靈敏度接收機、信息記錄、處理和顯示系統等。射電望遠鏡和光學反射望遠鏡的基本原理認為，投射的電磁波經過精確的反射鏡反射後，將同相位到達公共焦點。利用旋轉拋物面作為反射鏡，很容易實現同相聚光。所以射電望遠鏡的天線多為拋物面。
射電觀測在很寬的頻率範圍內進行，探測和信息處理的射電技術比光學博世更加靈活多樣，所以射電望遠鏡的種類更多，分類方法也多種多樣。比如根據接收天線的形狀，可以分為拋物面、拋物柱面、球面、拋物截帶、拉式、螺旋式、行波式、天線式等射電望遠鏡；根據定向波束的形狀，可分為筆形波束、扇形波束和多波束射電望遠鏡。按觀測目的可分為測繪、定位、定標、偏振、頻譜、太陽像等射電望遠鏡；按工作類型可分為全功率、掃頻、快速成像等類型的射電望遠鏡。
空間望遠鏡
在地球大氣層外進行天文觀測的大型望遠鏡。由於它避開了大氣的影響，不會被引力扭曲，因此可以大大提高觀測能力和分辨率，甚至可以使壹些光學望遠鏡同時進行近紅外和近紫外觀測。但在制造上也有很多新的嚴格要求，比如鏡面加工精度要在0.01微米以內，所有部件和機械結構要能承受發射時的震動和超重，但要盡可能輕，以降低發射成本。第壹臺太空望遠鏡，也被稱為哈勃望遠鏡，於1990年4月24日由美國“發現”號航天飛機送入距地面600公裏的軌道。其整體形狀為圓柱形，長13m，直徑4m。前端是望遠鏡，後半部分是輔助儀器，總重量約11t。該望遠鏡有效孔徑2.4米，焦距57.6米，觀測波長從紫外的120納米到紅外的1200納米，造價150億美元。原設計分辨率為0.005，是地面望遠鏡的100倍。但由於制造上的壹個小疏忽，直到最後壹天儀器才出現了較大的球差，嚴重影響了觀測質量。1993 12月2日~ 13日，美國“奮進”號航天飛機搭載7名宇航員，成功為哈勃更換了11部件，完成了修復工作，創造了人類在太空修復大型航天器的歷史。成功修復的哈勃望遠鏡將繼續提供10年的宇宙深度信息。1991年4月，美國發射了第二架太空望遠鏡，這是壹種觀測伽馬射線的裝置。總重量17噸，功耗1.52瓦，信號傳輸速率17000比特/秒，攜帶4組探測器，角分辨率5′~ 65438。其使用壽命約為2年。
雙子座望遠鏡
雙子座望遠鏡是美國主導的國際設備(包括美國50%，英國25%，加拿大15%，智利5%，阿根廷2.5%，巴西2.5%)，由美國大學天文聯合會(AURA)實施。它由兩臺8米望遠鏡組成，壹臺在北半球，壹臺在南半球，進行全天時系統觀測。主鏡由主動光學控制，副鏡通過傾斜鏡面快速校正。通過自適應光學系統，紅外區域將接近衍射極限。
太陽望遠鏡
日冕是圍繞太陽的壹層薄而微弱的外層大氣，結構復雜，只有在日全食發生的短時間內才能欣賞到，因為天空中的光線總是從各個方向散射或擴散到望遠鏡中。
1930年，法國天文學家利奧研制的第壹臺日冕儀器誕生了。這種儀器可以有效地遮擋太陽，散射的光非常少，因此可以在太陽照耀的任何壹天成功地拍攝日冕的照片。此後，世界觀測日冕逐漸出現。
日冕儀只是太陽望遠鏡的壹種。20世紀以來，由於實際觀測的需要，出現了各種太陽望遠鏡，如色球層望遠鏡、太陽塔、組合式太陽望遠鏡、真空太陽望遠鏡等。
紅外望遠鏡
紅外望遠鏡接收來自天體的紅外輻射的望遠鏡。形狀和結構與光學反射鏡相似，有些可用於紅外觀測和光學觀測。而紅外觀測的終端設備與光學觀測完全不同，需要調制技術抑制背景幹擾，需要幹涉方法提高其分辨率。紅外觀測成像與光學成像也有很大不同。因為地球大氣層只有7個狹窄的紅外線“窗口”，所以紅外望遠鏡經常被放置在高山上。世界上比較好的地基紅外望遠鏡大多安裝在美國夏威夷的莫納克，這裏是世界紅外天文學的研究中心。凱克望遠鏡，建於1991，是最大的紅外望遠鏡。其口徑為10米，光學和紅外兩用。此外，紅外望遠鏡可以安裝在高空氣球上。氣球上的紅外望遠鏡最大口徑為1米，但效果堪比地面上壹些口徑更大的紅外望遠鏡。