望远镜
望远镜是一种利用透镜或曲面镜与透镜的排列顺序，从而放大远处物体的光学仪器，或是通过发射、吸收反射电磁辐射来观测远处物体的各种仪器。已知最早的实用望远镜是17世纪初荷兰利用玻璃镜片发明的折光式望远镜。它们既适用于地面应用，也适用在天文学领域。
反射式望远镜利用镜面聚焦并收集光线，它是在第一台折光式望远镜问世后几十年内发明的。在20世纪，人们发明出许多新型望远镜，包括20世纪30年代的射电望远镜和20世纪60年代的红外望远镜。现如今，望远镜一词泛指能够探测到电磁光谱不同区域的仪器，某些情况下还包括其他类型的探测器。
词源
望远镜“telescope”（来源于古希腊语，τ?λε——“tele”——“远的”；σκοπε?ν——skopein——“观测、看”；τηλεσκ?πο?—teleskopos—“远望”）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略在Accademia dei Lincei的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的词汇是“perspicillum”。
历史
现存最早的望远镜出现在1608年，荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利伯谢向政府申请折光式望远镜专利，实际发明者不详，但是这一消息已经远扬欧洲。1609年，伽利略听说后，自创新的版本，并将望远镜用于天体观观测。
折光式望远镜发明后不久，人们开始研究是否可以将采光元件中的透镜换为反射镜。抛物面反射镜的潜在优势是可以减少球面像差、避免色差，这一发现催生了许多设计理念与尝试。1668年，牛顿建造了第一台实用反射式望远镜，这种设计以他的名字命名，即牛顿反射镜。
1733年，消色差透镜的发明纠正了单透镜的色差问题，促使人们发明出更短、更实用的折光望远镜。反射望远镜虽然不受限于折射镜呈现出的色彩问题，但由于18世纪和19世纪初采用的金属反射镜有着易锈蚀属性，反射望远镜的使用也因此受到了阻碍。
1857年的银镀膜玻璃镜和1932年镀铝镜的引入使这一问题迎刃而解。由于折光式望远镜的最大物理尺寸限制约为1米（40英寸），因此20世纪初以来建造的绝大多数大型光学研究望远镜都是反射式望远镜。目前最大的反射式望远镜的物镜大于10米（33英尺），目前30-40米的设计工作正在进行中。
20世纪，望远镜发展取得了长足进展，能够支持望远镜在从无线电到伽马射线的各种波长下工作。1937年，第一台用于建造的射电望远镜投入使用。从那时起，各种复杂的天文仪器层见叠出。
60英寸的海尔望远镜在1908年首次亮相（图源：维基）
种类
“望远镜”这一广义概念涵盖了许多种类的仪器，其中大部分的仪器是用来探测电磁辐射的，但是这些仪器在如何使用方面有着很大的区别，天文学家需要使用不同仪器收集各频段的光（电磁辐射）。
望远镜可以按照对于光的波长的探测能力进行分类：
X射线望远镜，探测比紫外线更短的波长
紫外线望远镜，探测比可见光更短的波长
光学望远镜，探测可见光
红外线望远镜，探测比可见光更长的波长
亚毫米望远镜，探测的微波波长比红外光长
射电望远镜，探测更长波长
现代望远镜通常不使用胶片，而使用CCD记录图像。图中展示了开普勒航天器的传感器阵列（图源：维基）。
随着波长变长，使用天线技术传输电磁波变得更加容易（尽管可以制造出更加微小的天线）。收集近红外线的方式与收集可见光的方式十分类似，然而在远红外和亚毫米范围内，望远镜的操作原理与射电望远镜十分接近。比如，詹姆斯-克拉克-麦克斯韦望远镜可以使用抛物线铝制天线观测从3微米（0.003毫米）到2000微米（2毫米）的波长。斯皮策太空望远镜使用反射镜（反射光学器件），观测的波长范围大概是从3微米（0.003毫米）到180微米（0.18毫米）。同样使用反射光学器件的哈勃空间望远镜与广角相机类III，则可以在约0.2μm（0.0002毫米）至1.7μm（0.0017毫米）的频率范围内进行观测（从紫外线到红外线）。
格林威治皇家天文台的 "洋葱 "圆顶上设有一台28英寸的折光望远镜，前景是威廉-赫歇尔直径120厘米（47英寸）的反射望远镜（因其焦距而被称为 "40英尺望远镜"）的剩余部分（图源：维基）。
对于波长较短、频率较高的光子，使用的是瞥入式光学器件，而不是。追踪望远镜和SOHO望远镜可以使用特殊的反射镜来反射极紫外光，能够比其他仪器产生更高的分辨率和更明亮的图像。更大的孔径不仅意味着收集更多的光，还能实现更精细的角度分辨率。
詹姆斯-韦伯太空望远镜的主镜组件（在建）。图中所示的是一个金镀层的分段式镜面，能够反射从近红外到中红外的（橙红色）可见光（图源：维基）。
望远镜也可按照位置分为三种，分别为:地基望远镜、空间望远镜和机载望远镜。望远镜还可以按使用者分类，比如以仪器操作者是专业天文学家还是业余天文学家操作进行分类。由一台及多台望远镜构成的仪器或整体园区可以被称作天文台。
光学望远镜
光学望远镜主要收集电磁波谱的可见光（尽管有些望远镜在红外和紫外光中使用）。 光学望远镜能够扩大远处物体的张角，提升其视亮度，使其能够完成观测、拍摄、研究图像并传输至电脑的功能。望远镜通过采用一个或多个由玻璃或镜面制成的光学元件，收集光和其他电磁辐射，使该光或辐射汇聚在一个焦点。光学望远镜常常用于天文学和许多非天文学仪器，包括：经纬仪（包括天象仪）、聚光镜、单筒望远镜、双筒望远镜、照相机镜头和小望远镜。主要有三种类型:
使用透镜成像的折射式望远镜
使用镜面排列成像的反射式望远镜
用镜子和透镜组合而成的反射式望远镜
菲涅尔成像仪是一种用于太空望远镜的超轻型仪器，它使用菲涅尔透镜来聚焦光线。
尼斯天文台的50厘米口径折射望远镜
打开现代8米反射器的圆顶以用于夜间观测
除了这些基本的光学仪器种类，也有许多根据执行的任务分类的光学仪器，比如，天体照像仪、彗星探测器和太阳望远镜。
射电望远镜
射电望远镜是定向无线电天线，通常使用一个“大碟子”来收集无线电波。有时，碟形天线由导电金属丝网构成，其开口小于被观测的波长。
与光学望远镜不同的是，传统的射电望远镜只有单独一个接收器，并记录被观测区域的单一时间变化信号；该信号可以在不同的频率上进行采样。在一些较新的射电望远镜设计中，一个天线包含一个由多个接收器组成的阵列，被称为焦平面阵列。
通过收集与关联几个碟片同时接收到的信号，可以计算出高分辨率的图像。这种多碟阵列被称为天文干涉仪，这种技术被称为孔径合成。这些阵列的“虚拟”孔径大小与望远镜之间的距离相似。截至2005年，创纪录的阵列大小是地球直径的数倍，利用天基甚长基线干涉仪（VLBI）望远镜，如日本HALCA（通信和天文学高级实验室）VSOP（VLBI空间观测计划）卫星。
美国新墨西哥州索科罗的超大阵列
孔径合成法应用于光学干涉仪(光学望远镜阵列)，而孔径掩蔽干涉法应用于单一反射望远镜。
射电望远镜具备大气层、星际气体和尘埃云的优势，因此也被用来收集微波辐射。
搜寻地外文明计划(SETI)和阿雷西博天文台等项目致力于使用射电望远镜寻找地外生命。
X射线望远镜
相较于波长较长的电磁辐射，X射线更难被收集和聚焦。但X射线望远镜可以使用X射线光学元件，比如沃尔特望远镜。沃尔特望远镜由重金属制成的环形镜面组成，能将射线反射几度。这些镜面通常是调转后的抛物线、双曲线、或椭圆的一部分。1952年，汉斯·沃尔特概述了三种使用这种镜面建造望远镜的方法。爱因斯坦天文台、伦琴卫星、钱德拉X光天文台都使用了X射线望远镜。到2010年，沃特聚焦x射线望远镜的光子能量可能达到79 keV。
伽马射线望远镜
具有高能量的X射线望远镜和伽马射线望远镜不能完全聚焦，而是使用编码孔径掩模：由掩模产生的阴影可以重建而形成图像。
由于地球大气层对这部分电磁波谱是不透明的，因此X射线望远镜和伽马射线望远镜通常安装在地球轨道卫星或高空气球上，例如，费米伽马射线太空望远镜。
相比于普通伽马射线，极高能伽马射线的探测波长更短、频率更高，因此需要采用更专业化的设备，VERITAS探测器就是其中一个例子。
康普顿伽马射线观测台于1991年由航天飞机发射进入轨道，一直运行到2000年（图源：维基）。
2012年的一项发现可能会使伽马射线望远镜的聚焦成为可能。在光子能量大于700keV时，折射率又开始增加。
其他类型望远镜
天文学的探究不限于使用电磁辐射，也可以通过探测其他信号，用类似于望远镜的探测器来获得额外的信息。这些探测器是：
宇宙射线望远镜可以探测宇宙射线，通常由分布在一片大区域内的不同探测器组成。
高能中性原子仪器通过探测太阳风产生的快速移动的电中性原子来研究各种物体的磁层。
HEGRA的反射镜可以探测到大气中的闪光，从而探测到高能粒子（图源：维基）。
中微子探测器，也称作中微子望远镜，用于研究中微子天文学。中微子探测器是由一大团水和冰组成的，周围设置了一排被称为光电倍增管的敏感光探测器。中微子的起源方向是通过重建中微子撞击所散射的二次粒子的路径，从它们与多个探测器的相互作用中确定的。
引力波探测器，相当于引力波望远镜，用于引力波天文学。引力波是由空间的剧烈碰撞引起的，通过极其精确地测量大型地球束缚结构的长度变化来探测。
望远镜装置的类型
望远镜支架是一种支撑望远镜的机械结构。望远镜支架的设计是为了承载望远镜的重量，保证仪器能够准确指向。多年来，科学家已经开发了许多种支架，其中大部分应用于跟踪地球自转时恒星运动的系统中。两种主要类型的支架装置有：
地平装置
赤道装置
到了21世纪，GoTo望远镜的控制系统流行了起来。计算机软件系统调动部分或全部的望远镜至某个坐标。
大气层的电磁透射率
由于大气层对大部分电磁波谱是不透明的，因此从地球表面只能观察到少数波段。这些波段是可见光到近红外波段和一部分无线电波部分。由于这个原因，不能使用X射线或远红外地面望远镜，因为这些必须从轨道上观察。即使从地面可以观测到某个波长，但由于天文观测的需要，将望远镜放在卫星上依然是最佳选择。
【如下为图片信息】
伽马射线、X射线和紫外线会被大气层上部遮挡（最好从太空进行观察）
可见光可以在地表进行观测，但是会受到大气层影响造成扭曲
大部分红外线光谱被大气层吸收（最好从太空观测）
射电波可以从地表观测
长波段无线电波会被阻隔
地球大气层透射率(或不透明度)的电磁光谱图，以及用于对光谱部分进行成像的望远镜类型（图源：维基）。
不同类型望远镜的成像
下图显示了探测不同的波长、波段的望远镜，对同一物体展现出不同的成像，结合整体来看能使人们得到更加全面的了解。
【如下为图片信息】
蟹状星云：爆炸的星体残骸（超新星）
（从左到右）射电波（VLA）、红外线辐射（Spitzer）、可见光（Hubble）
（从左到右）紫外线辐射（Astro-1）、低能量X射线（Chandra）、高能量X射线 （15分钟）
以不同波长波段的望远镜观察蟹状星云超新星残骸
FY: 微粒水水
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