折射式望遠(yuǎn)鏡1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發(fā)現(xiàn)用兩塊鏡片可以看清遠(yuǎn)處的景物，受此啟發(fā)，他制造了人類歷史第一架望遠(yuǎn)鏡。1609年，伽利略制作了一架口徑4.2厘米，長(zhǎng)約1.2米的望遠(yuǎn)鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學(xué)系統(tǒng)稱為伽利略式望遠(yuǎn)鏡。伽利略用這架望遠(yuǎn)鏡指向天空，得到了一系列的重要發(fā)現(xiàn)，天文學(xué)從此進(jìn)入了望遠(yuǎn)鏡時(shí)代。1611年，德國(guó)天文學(xué)家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數(shù)有了明顯的提高，以后人們將這種光學(xué)系統(tǒng)稱為開普勒式望遠(yuǎn)鏡?，F(xiàn)在人們用的折射式望遠(yuǎn)鏡還是這兩種形式，天文望遠(yuǎn)鏡是采用開普勒式。需要指出的是，由于當(dāng)時(shí)的望遠(yuǎn)鏡采用單個(gè)透鏡作為物鏡，存在嚴(yán)重的色差，為了獲得好的觀測(cè)效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢(shì)必會(huì)造成鏡身的加長(zhǎng)。所以在很長(zhǎng)的一段時(shí)間內(nèi)，天文學(xué)家一直在夢(mèng)想制作更長(zhǎng)的望遠(yuǎn)鏡，許多嘗試均以失敗告終。1757年，杜隆通過(guò)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(chǔ)，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠(yuǎn)鏡完全取代了長(zhǎng)鏡身望遠(yuǎn)鏡。但是，由于技術(shù)方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠(yuǎn)鏡的初期，最多只能磨制出10厘米的透鏡。十九世紀(jì)末，隨著制造技術(shù)的提高，制造較大口徑的折射望遠(yuǎn)鏡成為可能，隨之就出現(xiàn)了一個(gè)制造大口徑折射望遠(yuǎn)鏡的高潮。世界上現(xiàn)有的8架70厘米以上的折射望遠(yuǎn)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(yuǎn)鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠(yuǎn)鏡。折射望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)是焦距長(zhǎng)，底片比例尺大，對(duì)鏡筒彎曲不敏感，最適合于做天體測(cè)量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時(shí)對(duì)紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學(xué)玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠(yuǎn)鏡建成，折射望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展達(dá)到了頂點(diǎn)，此后的這一百年中再也沒(méi)有更大的折射望遠(yuǎn)鏡出現(xiàn)。這主要是因?yàn)閺募夹g(shù)上無(wú)法鑄造出大塊完美無(wú)缺的玻璃做透鏡，并且，由于重力使大尺寸透鏡的變形會(huì)非常明顯，因而喪失明銳的焦點(diǎn)。反射式望遠(yuǎn)鏡第一架反射式望遠(yuǎn)鏡誕生于1668年。牛頓經(jīng)過(guò)多次磨制非球面的透鏡均告失敗后，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成一塊凹面反射鏡，并在主鏡的焦點(diǎn)前面放置了一個(gè)與主鏡成45o角的反射鏡，使經(jīng)主鏡反射后的會(huì)聚光經(jīng)反射鏡以90o角反射出鏡筒后到達(dá)目鏡。這種系統(tǒng)稱為牛頓式反射望遠(yuǎn)鏡。它的球面鏡雖然會(huì)產(chǎn)生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個(gè)巨大的成功。詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案:利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置于主鏡的焦點(diǎn)之外，并在主鏡的中央留有小孔，使光線經(jīng)主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達(dá)目鏡。這種設(shè)計(jì)的目的是要同時(shí)消除球差和色差，這就需要一個(gè)拋物面的主鏡和一個(gè)橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當(dāng)時(shí)的制造水平卻無(wú)法達(dá)到這種要求，所以格雷戈里無(wú)法得到對(duì)他有用的鏡子。1672年，法國(guó)人卡塞格林提出了反射式望遠(yuǎn)鏡的第三種設(shè)計(jì)方案，結(jié)構(gòu)與格雷戈里望遠(yuǎn)鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點(diǎn)之前，并為凸面鏡，這就是現(xiàn)在最常用的卡賽格林式反射望遠(yuǎn)鏡。這樣使經(jīng)副鏡鏡反射的光稍有些發(fā)散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠(yuǎn)鏡還可以使焦距很短?？ㄈ窳质酵h(yuǎn)鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學(xué)性能也有所差異。由于卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡焦距長(zhǎng)而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點(diǎn)，可用來(lái)研究小視場(chǎng)內(nèi)的天體，又可配置牛頓焦點(diǎn)，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡得到了非常廣泛的應(yīng)用。赫歇爾是制作反射式望遠(yuǎn)鏡的大師，他早年為音樂(lè)師，因?yàn)閻酆锰煳?，?773年開始磨制望遠(yuǎn)鏡，一生中制作的望遠(yuǎn)鏡達(dá)數(shù)百架。赫歇爾制作的望遠(yuǎn)鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經(jīng)反射后匯聚于鏡筒的一側(cè)。在反射式望遠(yuǎn)鏡發(fā)明后的近200年中，反射材料一直是其發(fā)展的障礙:鑄鏡用的青銅易于腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費(fèi)大量財(cái)力和時(shí)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(guó)化學(xué)家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上涂一薄層銀，經(jīng)輕輕的拋光后，可以高效率地反射光。這樣，就使得制造更好、更大的反射式望遠(yuǎn)鏡成為可能。1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠(yuǎn)鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學(xué)家用這架望遠(yuǎn)鏡第一次揭示了銀河系的真實(shí)大小和我們?cè)谄渲兴幍奈恢?，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)的結(jié)果。二十世紀(jì)二、三十年代，胡克望遠(yuǎn)鏡的成功激發(fā)了天文學(xué)家建造更大反射式望遠(yuǎn)鏡的熱情。1948年，美國(guó)建造了口徑為508厘米望遠(yuǎn)鏡，為了紀(jì)念卓越的望遠(yuǎn)鏡制造大師海爾，將它命名為海爾望遠(yuǎn)鏡。從設(shè)計(jì)到制造完成海爾望遠(yuǎn)鏡經(jīng)歷了二十多年，盡管它比胡克望遠(yuǎn)鏡看得更遠(yuǎn)，分辨能力更強(qiáng)，但它并沒(méi)有使人類對(duì)宇宙的有更新的認(rèn)識(shí)。正如阿西摩夫所說(shuō):"海爾望遠(yuǎn)鏡1948年就象半個(gè)世紀(jì)以前的葉凱士望遠(yuǎn)鏡1897年一樣，似乎預(yù)兆著一種特定類型的望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)快發(fā)展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯(lián)建造了一架600厘米的望遠(yuǎn)鏡，但它發(fā)揮的作用還不如海爾望遠(yuǎn)鏡，這也印證了阿西摩夫所說(shuō)的話。反射式望遠(yuǎn)鏡有許多優(yōu)點(diǎn)，比如:沒(méi)有色差，能在廣泛的可見光范圍內(nèi)記錄天體發(fā)出的信息，且相對(duì)于折射望遠(yuǎn)鏡比較容易制作。但由于它也存在固有的不足:如口徑越大，視場(chǎng)越小，物鏡需要定期鍍膜等。折反射式望遠(yuǎn)鏡折反射式望遠(yuǎn)鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國(guó)光學(xué)家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠(yuǎn)鏡，這種望遠(yuǎn)鏡光力強(qiáng)、視場(chǎng)大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對(duì)暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)成了天文觀測(cè)的重要工具。1940年馬克蘇托夫用一個(gè)彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠(yuǎn)鏡，它的兩個(gè)表面是兩個(gè)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(yuǎn)鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場(chǎng)比施密特式望遠(yuǎn)鏡小，對(duì)玻璃的要求也高一些。由于折反射式望遠(yuǎn)鏡能兼顧折射和反射兩種望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)，非常適合業(yè)余的天文觀測(cè)和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。望遠(yuǎn)鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強(qiáng)，望遠(yuǎn)鏡的集光能力越強(qiáng)，就能夠看到更暗更遠(yuǎn)的天體，這其實(shí)就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發(fā)展需要更大口徑的望遠(yuǎn)鏡。但是，隨著望遠(yuǎn)鏡口徑的增大，一系列的技術(shù)問(wèn)題接踵而來(lái)。海爾望遠(yuǎn)鏡的鏡頭自重達(dá)14.5噸，可動(dòng)部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達(dá)800噸。望遠(yuǎn)鏡的自重引起的鏡頭變形相當(dāng)可觀，溫度的不均勻使鏡面產(chǎn)生畸變也影響了成象質(zhì)量。從制造方面看，傳統(tǒng)方法制造望遠(yuǎn)鏡的費(fèi)用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以制造更大口徑的望遠(yuǎn)鏡必須另辟新徑。自七十年代以來(lái)，在望遠(yuǎn)鏡的制造方面發(fā)展了許多新技術(shù)，涉及光學(xué)、力學(xué)、計(jì)算機(jī)、自動(dòng)控制和精密機(jī)械等領(lǐng)域。這些技術(shù)使望遠(yuǎn)鏡的制造突破了鏡面口徑的局限，并且降低造價(jià)和簡(jiǎn)化望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)。特別是主動(dòng)光學(xué)技術(shù)的出現(xiàn)和應(yīng)用，使望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)思想有了一個(gè)飛躍。從八十年代開始，國(guó)際上掀起了制造新一代大型望遠(yuǎn)鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺(tái)的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡采用了薄鏡面；美國(guó)的Keck I、Keck II和HET望遠(yuǎn)鏡的主鏡采用了拼接技術(shù)。優(yōu)秀的傳統(tǒng)望遠(yuǎn)鏡卡塞格林焦點(diǎn)在最好的工作狀態(tài)下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6范圍內(nèi)，而采用新技術(shù)制造的新一代大型望遠(yuǎn)鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。下面對(duì)幾個(gè)有代表性的大型望遠(yuǎn)鏡分別作一些介紹:凱克望遠(yuǎn)鏡Keck I，Keck IIKeck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當(dāng)前世界上已投入工作的最大口徑的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，因其經(jīng)費(fèi)主要由企業(yè)家凱克Keck W M捐贈(zèng)Keck I 為9400萬(wàn)美元，Keck II為7460萬(wàn)美元而命名。這兩臺(tái)完全相同的望遠(yuǎn)鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測(cè)。它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過(guò)主動(dòng)光學(xué)支撐系統(tǒng)，使鏡面保持極高的精度。焦面設(shè)備有三個(gè):近紅外照相機(jī)、高分辨率CCD探測(cè)器和高色散光譜儀。"象Keck這樣的大望遠(yuǎn)鏡，可以讓我們沿著時(shí)間的長(zhǎng)河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時(shí)刻"。歐洲南方天文臺(tái)甚大望遠(yuǎn)鏡VLT歐洲南方天文臺(tái)自1986 年開始研制由4臺(tái)8米口徑望遠(yuǎn)鏡組成一臺(tái)等效口徑為16米的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。這4臺(tái)8米望遠(yuǎn)鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學(xué)系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動(dòng)光學(xué)系統(tǒng)支撐，指向精度為1〃，跟蹤精度為0.05〃，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡可以組成一個(gè)干涉陣，做兩兩干涉觀測(cè)，也可以單獨(dú)使用每一臺(tái)望遠(yuǎn)鏡?，F(xiàn)在已完成了其中的兩臺(tái)，預(yù)計(jì)于2000年可全部完成。雙子望遠(yuǎn)鏡GEMINI雙子望遠(yuǎn)鏡是以美國(guó)為主的一項(xiàng)國(guó)際設(shè)備其中，美國(guó)占50％，英國(guó)占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%，由美國(guó)大學(xué)天文聯(lián)盟AURA負(fù)責(zé)實(shí)施。它由兩個(gè)8米望遠(yuǎn)鏡組成，一個(gè)放在北半球，一個(gè)放在南半球，以進(jìn)行全天系統(tǒng)觀測(cè)。其主鏡采用主動(dòng)光學(xué)控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過(guò)自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)使紅外區(qū)接近衍射極限。該工程于1993年9月開始啟動(dòng)，第一臺(tái)在1998年7月在夏威夷開光，第二臺(tái)于2000年9月在智利賽拉帕瓊臺(tái)址開光，整個(gè)系統(tǒng)預(yù)計(jì)在2001年驗(yàn)收后正式投入使用。昴星團(tuán)日本8米望遠(yuǎn)鏡SUBARU這是一臺(tái)8米口徑的光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡。它有三個(gè)特點(diǎn):一是鏡面薄，通過(guò)主動(dòng)光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)獲得較高的成象質(zhì)量；二是可實(shí)現(xiàn)0.1〃的高精度跟蹤；三是采用圓柱形觀測(cè)室，自動(dòng)控制通風(fēng)和空氣過(guò)濾器，使熱湍流的排除達(dá)到最佳條件。此望遠(yuǎn)鏡采用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動(dòng)中保持平行。此望遠(yuǎn)鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞，從1991年開始，預(yù)計(jì)9年完成。大天區(qū)多目標(biāo)光纖光譜望遠(yuǎn)鏡LAMOST這是我國(guó)于1996年開始啟動(dòng)，并于2008年底完成研制并試運(yùn)行的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場(chǎng)達(dá)20平方度的中星儀式的反射施密特望遠(yuǎn)鏡。它的技術(shù)特色是:1． 把主動(dòng)光學(xué)技術(shù)應(yīng)用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運(yùn)動(dòng)中作實(shí)時(shí)球差改正，實(shí)現(xiàn)大口徑和大視場(chǎng)兼?zhèn)涞墓δ堋?． 球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術(shù)。3． 多目標(biāo)光纖可達(dá)4000根，一般望遠(yuǎn)鏡只有600根的光譜技術(shù)將是一個(gè)重要突破。LAMOST把普測(cè)的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計(jì)劃高2等左右，實(shí)現(xiàn)107個(gè)星系的光譜普測(cè)，把觀測(cè)目標(biāo)的數(shù)量提高1個(gè)量級(jí)。1932年央斯基Jansky. K. G用無(wú)線電天線探測(cè)到來(lái)自銀河系中心人馬座方向的射電輻射，這標(biāo)志著人類打開了在傳統(tǒng)光學(xué)波段之外進(jìn)行觀測(cè)的第一個(gè)窗口。第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束后，射電天文學(xué)脫穎而出，射電望遠(yuǎn)鏡為射電天文學(xué)的發(fā)展起了關(guān)鍵的作用，比如:六十年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)得到的。射電望遠(yuǎn)鏡的每一次長(zhǎng)足的進(jìn)步都會(huì)毫無(wú)例外地為射電天文學(xué)的發(fā)展樹立一個(gè)里程碑。英國(guó)曼徹斯特大學(xué)于1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，1955年又建成了當(dāng)時(shí)世界上最大的可轉(zhuǎn)動(dòng)拋物面射電望遠(yuǎn)鏡；六十年代，美國(guó)在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建造了直徑達(dá)305米的拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉(zhuǎn)動(dòng)，這是世界上最大的單孔徑射電望遠(yuǎn)鏡。1962年，Ryle發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡實(shí)現(xiàn)了由多個(gè)較小天線結(jié)構(gòu)獲得相當(dāng)于大口徑單天線所能取得的效果。1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。七十年代，聯(lián)邦德國(guó)在波恩附近建造了100米直徑的全向轉(zhuǎn)動(dòng)拋物面射電望遠(yuǎn)鏡，這是世界上最大的可轉(zhuǎn)動(dòng)單天線射電望遠(yuǎn)鏡。八十年代以來(lái)，歐洲的VLBI網(wǎng)EVN，美國(guó)的VLBA陣，日本的空間VLBIVSOP相繼投入使用，這是新一代射電望遠(yuǎn)鏡的代表，它們?cè)陟`敏度、分辨率和觀測(cè)波段上都大大超過(guò)了以往的望遠(yuǎn)鏡。中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠(yuǎn)鏡作為正式成員參加了美國(guó)的地球自轉(zhuǎn)連續(xù)觀測(cè)計(jì)劃CORE和歐洲的甚長(zhǎng)基線干涉網(wǎng)EVN，這兩個(gè)計(jì)劃分別用于地球自轉(zhuǎn)和高精度天體測(cè)量研究CORE和天體物理研究EVN。這種由各國(guó)射電望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合進(jìn)行長(zhǎng)基線干涉觀測(cè)的方式，起到了任何一個(gè)國(guó)家單獨(dú)使用大望遠(yuǎn)鏡都不能達(dá)到的效果。另外，美國(guó)國(guó)立四大天文臺(tái)NARO研制的100米單天線望遠(yuǎn)鏡GBT，采用無(wú)遮擋偏饋，主動(dòng)光學(xué)等設(shè)計(jì)，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。國(guó)際上將聯(lián)合發(fā)展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠(yuǎn)鏡陣SKA，該計(jì)劃將使低頻射電觀測(cè)的靈敏度約有兩個(gè)量級(jí)的提高，有關(guān)各國(guó)正在進(jìn)行各種預(yù)研究。在增加射電觀測(cè)波段覆蓋方面，美國(guó)史密松天體物理天文臺(tái)和中國(guó)臺(tái)灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國(guó)際上第一個(gè)亞毫米波干涉陣SMA，它由8個(gè)6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設(shè)備已經(jīng)安裝。美國(guó)的毫米波陣MMA和歐洲的大南天陣LAS將合并成為一個(gè)新的毫米波陣計(jì)劃DDALMA。這個(gè)計(jì)劃將有64個(gè)12米天線組成，最長(zhǎng)基線達(dá)到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計(jì)劃的可能性。在提高射電觀測(cè)的角分辨率方面，新一代的大型設(shè)備大多數(shù)考慮干涉陣的方案；為了進(jìn)一步提高空間VLBI觀測(cè)的角分辨率和靈敏度，第二代空間VLBI計(jì)劃DDARISE25米口徑已經(jīng)提出。相信這些設(shè)備的建成并投入使用將會(huì)使射電天文成為天文學(xué)的重要研究手段，并會(huì)為天文學(xué)發(fā)展帶來(lái)難以預(yù)料的機(jī)會(huì)。我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由于地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用主要是吸收和反射，使得大部分波段范圍內(nèi)的天體輻射無(wú)法到達(dá)地面。人們把能到達(dá)地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個(gè)。光學(xué)窗口:這是最重要的一個(gè)窗口，波長(zhǎng)在300～700納米之間，包括了可見光波段400～700納米，光學(xué)望遠(yuǎn)鏡一直是地面天文觀測(cè)的主要工具。紅外窗口:紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由于地球大氣中不同分子吸收紅外線波長(zhǎng)不一致，造成紅外波段的情況比較復(fù)雜。對(duì)于天文研究常用的有七個(gè)紅外窗口。射電窗口:射電波段是指波長(zhǎng)大于1毫米的電磁波。大氣對(duì)射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內(nèi)大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。大氣對(duì)于其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛(wèi)星上天后才實(shí)現(xiàn)這些波段的天文觀測(cè)。紅外望遠(yuǎn)鏡最早的紅外觀測(cè)可以追溯到十八世紀(jì)末。但是，由于地球大氣的吸收和散射造成在地面進(jìn)行的紅外觀測(cè)只局限于幾個(gè)近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進(jìn)行空間紅外觀測(cè)?，F(xiàn)代的紅外天文觀測(cè)興盛于十九世紀(jì)六、七十年代，當(dāng)時(shí)是采用高空氣球和飛機(jī)運(yùn)載的紅外望遠(yuǎn)鏡或探測(cè)器進(jìn)行觀測(cè)。1983年1月23日由美英荷聯(lián)合發(fā)射了第一顆紅外天文衛(wèi)星IRAS。其主體是一個(gè)口徑為57厘米的望遠(yuǎn)鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動(dòng)了紅外天文在各個(gè)層次的發(fā)展。直到現(xiàn)在，IRAS的觀測(cè)源仍然是天文學(xué)家研究的熱點(diǎn)目標(biāo)。1995年11月17日由歐洲、美國(guó)和日本合作的紅外空間天文臺(tái)ISO發(fā)射升空并進(jìn)入預(yù)定軌道。ISO的主體是一個(gè)口徑為60厘米的R-C式望遠(yuǎn)鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四臺(tái)觀測(cè)儀器，分別實(shí)現(xiàn)成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測(cè)光等功能。與IRAS相比， ISO從近紅外到遠(yuǎn)紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間分辨率；更高的靈敏度約為IRAS的100倍；以及更多的功能。ISO的實(shí)際工作壽命為30個(gè)月，對(duì)目標(biāo)進(jìn)行定點(diǎn)觀測(cè)IRAS的觀測(cè)是巡天觀測(cè)，這能有的放矢地解決天文學(xué)家提出的問(wèn)題。預(yù)計(jì)在今后的幾年中，以ISO數(shù)據(jù)為基礎(chǔ)的研究將會(huì)成為天文學(xué)的熱點(diǎn)之一。從太陽(yáng)系到宇宙大尺度紅外望遠(yuǎn)鏡與光學(xué)望遠(yuǎn)鏡有許多相同或相似之處，因此可以對(duì)地面的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行一些改裝，使它能同時(shí)也可從事紅外觀測(cè)。這樣就可以用這些望遠(yuǎn)鏡在月夜或白天進(jìn)行紅外觀測(cè)，更大地發(fā)揮觀測(cè)設(shè)備的效率。紫外望遠(yuǎn)鏡紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測(cè)波段為3100～100埃。紫外觀測(cè)要放在150公里的高度才能進(jìn)行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測(cè)是用氣球?qū)⑼h(yuǎn)鏡載上高空，以后用了火箭，航天飛機(jī)和衛(wèi)星等空間技術(shù)才使紫外觀測(cè)有了真正的發(fā)展。紫外波段的觀測(cè)在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當(dāng)時(shí)的劃分標(biāo)準(zhǔn)是肉眼能否看到?，F(xiàn)代紫外天文學(xué)的觀測(cè)波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因?yàn)槌粞鯇訉?duì)電磁波的吸收界限在這里。1968年美國(guó)發(fā)射了OAO-2，之后歐洲也發(fā)射了TD-1A，它們的任務(wù)是對(duì)天空的紫外輻射作一般性的普查觀測(cè)。被命名為哥白尼號(hào)的OAO-3于1972年發(fā)射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠(yuǎn)鏡，正常運(yùn)行了9年，觀測(cè)了天體的950～3500埃的紫外譜。1978年發(fā)射了國(guó)際紫外探測(cè)者IUE，雖然其望遠(yuǎn)鏡的口徑比哥白尼號(hào)小，但檢測(cè)靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測(cè)數(shù)據(jù)成為重要的天體物理研究資源。1990年12月2～11日，哥倫比亞號(hào)航天飛機(jī)搭載Astro-1天文臺(tái)作了空間實(shí)驗(yàn)室第一次紫外光譜上的天文觀測(cè)；1995年3月2日開始，Astro-2天文臺(tái)完成了為期16天的紫外天文觀測(cè)。1992年美國(guó)宇航局發(fā)射了一顆觀測(cè)衛(wèi)星DD極遠(yuǎn)紫外探索衛(wèi)星EUVE，是在極遠(yuǎn)紫外波段作巡天觀測(cè)。1999年6月24日FUSE衛(wèi)星發(fā)射升空，這是NASA的"起源計(jì)劃"項(xiàng)目之一，其任務(wù)是要回答天文學(xué)有關(guān)宇宙演化的基本問(wèn)題。紫外天文學(xué)是全波段天文學(xué)的重要組成部分，自哥白尼號(hào)升空至今的30年中，已經(jīng)發(fā)展了紫外波段的EUV極端紫外、FUV遠(yuǎn)紫外、UV紫外等多種探測(cè)衛(wèi)星，覆蓋了全部紫外波段。X射線望遠(yuǎn)鏡:X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長(zhǎng)較短能量較高的稱為硬X射線，波長(zhǎng)較長(zhǎng)的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無(wú)法到達(dá)地面的，因此只有在六十年代人造地球衛(wèi)星上天后，天文學(xué)家才獲得了重要的觀測(cè)成果，X射線天文學(xué)才發(fā)展起來(lái)。早期主要是對(duì)太陽(yáng)的X射線進(jìn)行觀測(cè)。1962年6月，美國(guó)麻省理工學(xué)院的研究小組第一次發(fā)現(xiàn)來(lái)自天蝎座方向的強(qiáng)大X射線源，這使非太陽(yáng)X射線天文學(xué)進(jìn)入了較快的發(fā)展階段。七十年代，高能天文臺(tái)1號(hào)、2號(hào)兩顆衛(wèi)星發(fā)射成功，首次進(jìn)行了X射線波段的巡天觀測(cè)，使X射線的觀測(cè)研究向前邁進(jìn)了一大步，形成對(duì)X射線觀測(cè)的熱潮。進(jìn)入八十年代以來(lái)，各國(guó)相繼發(fā)射衛(wèi)星，對(duì)X射線波段進(jìn)行研究:1987年4月，由前蘇聯(lián)的火箭將德國(guó)、英國(guó)、前蘇聯(lián)、及荷蘭等國(guó)家研制的X射線探測(cè)器送入太空；1987年日本的X射線探測(cè)衛(wèi)星GINGA發(fā)射升空；1989年前蘇聯(lián)發(fā)射了一顆高能天體物理實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星DDGRANAT，它載有前蘇聯(lián)、法國(guó)、保加利亞和丹麥等國(guó)研制的7臺(tái)探測(cè)儀器，主要工作為成象、光譜和對(duì)爆發(fā)現(xiàn)象的觀測(cè)與監(jiān)測(cè)；1990年6月，倫琴X射線天文衛(wèi)星簡(jiǎn)稱ROSAT進(jìn)入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測(cè)資料，到現(xiàn)在它已基本完成預(yù)定的觀測(cè)任務(wù)；1990年12月"哥倫比亞"號(hào)航天飛機(jī)將美國(guó)的"寬帶X射線望遠(yuǎn)鏡"帶入太空進(jìn)行了為期9天的觀測(cè)；1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測(cè)衛(wèi)星由火箭送入軌道；1996年美國(guó)發(fā)射了"X射線光度探測(cè)衛(wèi)星"XTE，1999年7月23日美國(guó)成功發(fā)射了高等X射線天體物理設(shè)備CHANDRA中的一顆衛(wèi)星，另一顆將在2000年發(fā)射；1999年12月13日歐洲共同體宇航局發(fā)射了一顆名為XMM的衛(wèi)星。2000年日本也將發(fā)射一顆X射線的觀測(cè)設(shè)備。以上這些項(xiàng)目和計(jì)劃表明，未來(lái)幾年將會(huì)是一個(gè)X射線觀測(cè)和研究的高潮。γ射線望遠(yuǎn)鏡:γ射線比硬X射線的波長(zhǎng)更短，能量更高，由于地球大氣的吸收，γ射線天文觀測(cè)只能通過(guò)高空氣球和人造衛(wèi)星搭載的儀器進(jìn)行。1991年，美國(guó)的康普頓γ射線空間天文臺(tái)Compton GRO或CGRO由航天飛機(jī)送入地球軌道。它的主要任務(wù)是進(jìn)行γ波段的首次巡天觀測(cè)，同時(shí)也對(duì)較強(qiáng)的宇宙γ射線源進(jìn)行高靈敏度、高分辨率的成象、能譜測(cè)量和光變測(cè)量，取得了許多有重大科學(xué)價(jià)值的結(jié)果。CGRO配備了4臺(tái)儀器，它們?cè)谝?guī)模和性能上都比以往的探測(cè)設(shè)備有量級(jí)上的提高，這些設(shè)備的研制成功為高能天體物理學(xué)的研究帶來(lái)了深刻的變化，也標(biāo)志著γ 射線天文學(xué)開始逐漸進(jìn)入成熟階段。CGRO攜帶的四臺(tái)儀器分別是:爆發(fā)和暫時(shí)源實(shí)驗(yàn)BATSE，可變向閃爍光譜儀實(shí)驗(yàn)OSSE， 1Mev~30Mev范圍內(nèi)工作的成象望遠(yuǎn)鏡COMPTEL，1Mev~30Mev范圍內(nèi)工作的成象望遠(yuǎn)鏡COMPTEL。受到康普頓空間天文臺(tái)成功的鼓舞，歐洲和美國(guó)的科研機(jī)構(gòu)合作制訂了一個(gè)新的γ射線望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃－INTEGRAL，準(zhǔn)備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文臺(tái)之后的γ射線天文學(xué)的進(jìn)一步發(fā)展奠定基礎(chǔ)。我們知道，地球大氣對(duì)電磁波有嚴(yán)重的吸收，我們?cè)诘孛嫔现荒苓M(jìn)行射電、可見光和部分紅外波段的觀測(cè)。隨著空間技術(shù)的發(fā)展，在大氣外進(jìn)行觀測(cè)已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測(cè)的空間望遠(yuǎn)鏡Space telescope?？臻g觀測(cè)設(shè)備與地面觀測(cè)設(shè)備相比，有極大的優(yōu)勢(shì):以光學(xué)望遠(yuǎn)鏡為例，望遠(yuǎn)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(méi)有大氣抖動(dòng)后，分辨本領(lǐng)可以得到很大的提高，空間沒(méi)有重力，儀器就不會(huì)因自重而變形。前面介紹的紫外望遠(yuǎn)鏡、X射線望遠(yuǎn)鏡、γ射線望遠(yuǎn)鏡以及部分紅外望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)都都是在地球大氣層外進(jìn)行的，也屬于空間望遠(yuǎn)鏡。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡HST:這是由美國(guó)宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺(tái)中的第一座，也是所有天文觀測(cè)項(xiàng)目中規(guī)模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項(xiàng)。它籌建于1978年，設(shè)計(jì)歷時(shí)7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飛機(jī)運(yùn)載升空，耗資30億美元。但是由于人為原因造成的主鏡光學(xué)系統(tǒng)的球差，不得不在1993 年12月2日進(jìn)行了規(guī)模浩大的修復(fù)工作。成功的修復(fù)使HST性能達(dá)到甚至超過(guò)了原先設(shè)計(jì)的目標(biāo)，觀測(cè)結(jié)果表明，它的分辨率比地面的大型望遠(yuǎn)鏡高出幾十倍。HST最初升空時(shí)攜帶了5臺(tái)科學(xué)儀器:廣角/行星照相機(jī)，暗弱天體照相機(jī)，暗弱天體光譜儀，高分辨率光譜儀和高速光度計(jì)。1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器:有空間望遠(yuǎn)鏡成象光譜儀、近紅外照相機(jī)和多目標(biāo)攝譜儀，把HST的觀測(cè)范圍擴(kuò)展到了近紅外并提高了紫外光譜上的效率。1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計(jì)算機(jī)，并安裝了第三代儀器DD高級(jí)普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學(xué)－近紅外的靈敏度和成圖的性能。HST對(duì)國(guó)際天文學(xué)界的發(fā)展有非常重要的影響。二十一世紀(jì)初的空間天文望遠(yuǎn)鏡:"下一代大型空間望遠(yuǎn)鏡"NGST和"空間干涉測(cè)量飛行任務(wù)"SIM是NASA"起源計(jì)劃"的關(guān)鍵項(xiàng)目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團(tuán)。其中，NGST是大孔徑被動(dòng)制冷望遠(yuǎn)鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF紅外空間望遠(yuǎn)鏡的后續(xù)項(xiàng)目。它強(qiáng)大的觀測(cè)能力特別體現(xiàn)在光學(xué)、近紅外和中紅外的大視場(chǎng)、衍射限成圖方面。將運(yùn)行于近地軌道的SIM采用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級(jí)精度的恒星的精密絕對(duì)定位測(cè)量，同時(shí)由于具有綜合成圖能力，能產(chǎn)生高分辨率的圖象，所以可以用于實(shí)現(xiàn)搜索其它行星等科學(xué)目的。"天體物理的全天球天體測(cè)量干涉儀"GAIA將會(huì)在對(duì)銀河系的總體幾何結(jié)構(gòu)及其運(yùn)動(dòng)學(xué)做全面和徹底的普查，在此基礎(chǔ)上開辟?gòu)V闊的天體物理研究領(lǐng)域。GAIA采用Fizeau干涉方案，視場(chǎng)為1°。GAIA和SIM的任務(wù)在很大程度上是互補(bǔ)的。