最早發明天文望遠鏡的是意大利科學家伽利略。是一種折射望遠鏡，以一個或一組凸透鏡作為物鏡，後面是一個目鏡(凹透鏡)，物鏡把光線折射到目鏡。

伽利結構簡單，能直接成正像。你可以從文化用品商店買一塊直徑、焦距大一些的眼鏡片作為物鏡和一塊焦距、直徑較小的透鏡作為目鏡。用膠水和小槽把兩塊鏡片裝在硬紙筒内，再做一個簡單的台座就行了。

光的折射與光的反射一樣都是發生在兩種介質的交界處，隻是反射光返回原介質中，而折射光線則進入到另一種介質中。由于光在兩種不同的物質裡傳播速度不同，故在兩種介質的交界處傳播方向發生變化，這就是光的折射。在折射現象中，光路是可逆的。當光線從空氣斜射入其它介質時，折射角(折射率大的一方)小于入射角（折射率小的一方）；

卡塞格林望遠鏡

卡塞格林望遠鏡是由兩塊反射鏡組成的一種反射望遠鏡，1672年為卡塞格林所發明。反射鏡中大的稱為主鏡，小的稱為副鏡。通常在主鏡中央開孔，成像于主鏡後面，它的焦點稱為卡塞格林焦點。有時也按圖中虛線那樣多加入一塊斜平面鏡，成像于側面，這種卡塞格林望遠鏡，又稱為耐司姆斯望遠鏡。

1.3 折反射望遠鏡

折反射望遠鏡是将折射系統與反射系統相結合的一種光學系統，它的物鏡既包含透鏡又包含反射鏡，天體的光線要同時受到折射和反射。這種系統的特點是便于校正軸外像差。以球面鏡為基礎，加入适當的折射元件，用以校正球差，得以取得良好的光學質量。

折反射望遠鏡最早出現于1814年。1931年，德國光學家施密特由一塊接近平行平闆的非球面改正透鏡和一個凹球面反射鏡組成，星光在望遠鏡裡先通過折射，再經過反射，然後才成像。可以消除球差和軸外象差，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，适合于拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

2 射電望遠鏡

射電望遠鏡（radio telescope）：接收的不是天體的光線，而是天體發出的無線電波。它最大的特點是不受天氣條件的限制，不論刮風下雨，還是白天黑夜，都能觀測，而且觀測的距離更加遙遠。射電望遠鏡為什麼有這麼大的本領呢？我們知道，宇宙中的天體能發出不同波長的輻射，對可見光之外的γ射線、X射線、紫外線、紅外線和無線電波視而不見。射電望遠鏡能接收各種波長的輻射，能夠觀測到光學望遠鏡看不到的星體。

射電望遠鏡與光學望遠鏡不同，它既沒有高高豎起的望遠鏡鏡簡，也沒有物鏡，目鏡，它由天線和接收系統兩大部分組成。

巨大的天線是射電望遠鏡最顯著的标志，它的種類很多，有抛物面天線，球面天線，半波偶極子天線，螺旋天線等。最常用的是抛物面天線。天線對射電望遠鏡來說，就好比是它的眼睛，它的作用相當于光學望遠鏡中的物鏡。它要把微弱的宇宙無線電信号收集起來，然後通過一根特制的管子（波導）把收集到的信号傳送到接收機中去放大。接收系統的工作原理和普通收音機差不多，但它具有極高的靈敏度和穩定性。接收系統将信号放大，從噪音中分離出有用的信号，并傳給後端的計算機記錄下來。記錄的結果為許多彎曲的曲線，天文學家分析這些曲線，得到天體送來的各種宇宙信息。

經典射電望遠鏡的基本原理是和光學反射望遠鏡相似，投射來的電磁波被一精确鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉抛物面作鏡面易于實現同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是抛物面。

2016年9月建成的貴州平塘的射電望遠鏡FAST是當時世界上最大口徑的射電望遠鏡。

3 紅外線望遠鏡

最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由于地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測隻局限于幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛于十九世紀六、七十年代，當時是采用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。

紅外線望遠鏡通過光電轉換，把紅外線轉換成電子流，再使電子倍增，最後使電子打在熒光屏上，變成可見光。隻要有溫度就會産生紅外線 ，他就是一個特殊的鏡片，能通過并顯示紅外線．

4 空間望遠鏡

我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上隻能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。随着空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Spacetelescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都是在地球大氣層外進行的，也屬于空間望遠鏡。

4.1 紫外望遠鏡

紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公裡的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球将望遠鏡載上高空，以後用了火箭，航天飛機和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。

4.2 射線望遠鏡

X射線望遠鏡（X-ray telescope）是為了探測地球大氣層以外的源所發射的X射線，并把X射線分辨為一個圖象而設計的一種儀器。

X射線輻射的波段範圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此隻有在六十年代人造地球衛星上天後，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。

4.3 γ射線望遠鏡

γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由于地球大氣的吸收，γ射線天文觀測隻能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。

5 哈勃望遠鏡

哈勃望遠鏡是一架傳統的光學望遠鏡，在大氣層外工作。望遠鏡的光學部分是整個儀器的心髒。它采用卡塞格林式反射系統，由兩個雙曲面反射鏡組成，一個是口徑2.4米的主鏡、另一個是裝在主鏡前約4.5米處的副鏡，口徑0.3米。投射到主鏡上的光線首先反射到副鏡上，然後再由副鏡射向主鏡的中心孔，穿過中心孔到達主鏡的焦面上形成高質量的圖像，供各種科學儀器進行精密處理，得出來的數據通過中繼衛星系統發回地球進行進一步的處理和計算機增強。儀器組件可應對可見光和紫外光。哈勃望遠鏡上的紫外線儀器的表現比地面上任何同類儀器都要好，這是因為大多數紫外線在到達地面之前都已經被大氣層過濾掉了。

哈勃望遠鏡之所以遠優于任何一架陸基望遠鏡，并不是因為它的主鏡尺寸，地面上有很多望遠鏡的主鏡尺寸都比它的大，亦不是因為它的電子設備複雜程度高，而是因為它所處的近地軌道可以避免地球大氣層所造成的圖像失真現象。哈勃的軌道周期為97分鐘，一天之内就可以對天空進行14到15處全面掃描。

1990年4月25日，由美國航天飛機送上太空軌道的 “哈勃”望遠鏡長13.3米，直徑4.3米，重11.6噸，造價近30億美元。它以2.8萬公裡的時速沿太空軌道運行，清晰度是地面天文望遠鏡的10倍以上。同時，由于沒有大氣湍流的幹擾，它所獲得的圖像和光譜具有極高的穩定性和可重複性。

6 顯微鏡

顯微鏡(microscope)是由一個透鏡或幾個透鏡的組合構成的一種光學儀器，是人類進入原子時代的标志。主要用于放大微小物體成為人的肉眼所能看到的儀器。顯微鏡分光學顯微鏡和電子顯微鏡：光學顯微鏡是在1590年由荷蘭的詹森父子所首創。現在的光學顯微鏡可把物體放大1600倍，分辨的最小極限達波長的1/2。

6.1 光學顯微鏡

光學顯微鏡通常皆由光學部分、照明部分和機械部分組成。無疑光學部分是最為關鍵的，它由目鏡和物鏡組成。

目鏡：裝在鏡筒的上端，通常備有2－3個，上面刻有5×、10×或15×符号以表示其放大倍數，一般裝的是10×的目鏡。

物鏡：裝在鏡筒下端的旋轉器上，一般有3－4個物鏡，其中最短的刻有“10×”符号的為低倍鏡，較長的刻有“40×”符号的為高倍鏡，最長的刻有“100×”符号的為油鏡，此外，在高倍鏡和油鏡上還常加有一圈不同顔色的線，以示區别。

6.2 電子顯微鏡

電子顯微鏡有與光學顯微鏡相似的基本結構特征，但它有着比光學顯微鏡高得多的對物體的放大及分辨本領，它将電子流作為一種新的光源，使物體成像。

電子顯微鏡由鏡筒、真空系統和電源櫃三部分組成。鏡筒主要有電子槍、電子透鏡、樣品架、熒光屏和照相機構等部件，這些部件通常是自上而下地裝配成一個柱體；真空系統由機械真空泵、擴散泵和真空閥門等構成，并通過抽氣管道與鏡筒相聯接,電源櫃由高壓發生器、勵磁電流穩流器和各種調節控制單元組成。

電子透鏡是電子顯微鏡鏡筒中最重要的部件，它用一個對稱于鏡筒軸線的空間電場或磁場使電子軌迹向軸線彎曲形成聚焦，其作用與玻璃凸透鏡使光束聚焦的作用相似，所以稱為電子透鏡。現代電子顯微鏡大多采用電磁透鏡，由很穩定的直流勵磁電流通過帶極靴的線圈産生的強磁場使電子聚焦。

電子槍是由鎢絲熱陰極、栅極和陰極構成的部件。它能發射并形成速度均勻的電子束，所以加速電壓的穩定度要求不低于萬分之一。

電子顯微鏡因需在真空條件下工作，所以很難觀察活的生物，而且電子束的照射也會使生物樣品受到輻照損傷。

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