世界上还有眼镜的希望吗？
木版
望远镜是利用凹透镜和凸透镜观察远处物体的光学仪器。通过透镜的光线被凹面镜折射或反射进入小孔会聚成像，然后通过放大目镜看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看到角距较小的细节。望远镜的第二个作用是将比瞳孔直径(最大8 mm)粗得多的物镜收集的光束送到人眼，使观察者看到以前看不到的昏暗物体。1608年，荷兰人汉斯·李侃如发明了第一架望远镜。1609意大利佛罗伦萨人伽利略·加利利·雷发明制造了一架40倍望远镜，这是第一架投入科学应用的实用望远镜。
望远镜上的涂层:望远镜的维护400年来最著名的14望远镜。
1、伽利略折射望远镜2、牛顿反射望远镜3、赫歇尔望远镜4、耶基斯折射望远镜5、威尔逊山60英寸望远镜6、胡克100英寸望远镜7、海耳200英寸望远镜8、喇叭天线9、甚大阵列射电望远镜10、哈勃空间望远镜11。凯克系列望远镜12，斯隆2.5m望远镜13，威尔金森宇宙微波各向异性探测卫星14，雨燕观测卫星八大太空望远镜。
哈勃太空望远镜康普顿伽马射线太空望远镜钱德拉X射线太空望远镜XMM- Newton X射线太空望远镜威尔金森微波各向异性探测器斯皮策太空望远镜费米伽马射线太空望远镜詹姆斯韦伯太空望远镜开始编辑这台望远镜(望远镜/双筒望远镜)。
17世纪初的一天，荷兰小镇上一家眼镜店的老板汉斯·利珀希(Hans Lippershey)把一个凸透镜和一个凹透镜排成一条线，检查磨出来的镜片质量。透过镜头看去，他发现远处的教堂尖顶似乎越来越近，于是意外发现了望远镜的秘密。1608年，他为自己制作的望远镜申请了专利，并遵照当局的要求，制造了一架双筒望远镜。据说镇上几十个眼镜商声称发明了望远镜。
编辑此段落定义
望远镜的基本原理是一种用来观察远处物体的视觉光学仪器。它可以将远处物体的小张角按一定比例放大，使其在图像空间中具有更大的张角，使原来肉眼看不到或分辨不清的物体变得清晰。因此，望远镜是天文学和地面观测中不可缺少的工具。它是使入射的平行光束通过物镜和目镜仍平行出射的光学系统。根据望远镜的原理，一般分为三种。博斯马·管波望远镜
通过收集电磁波来观察远处物体的仪器。在日常生活中，望远镜主要是指光学望远镜。但在现代天文学中，天文望远镜包括射电望远镜、红外望远镜、X射线望远镜和伽马射线望远镜。近年来，天文望远镜的概念进一步扩展到引力波、宇宙线、暗物质等领域。或者通过放大目镜观察。日常生活中的光学望远镜也被称为“千里镜”。主要包括业余天文望远镜、战区望远镜和军用双筒望远镜。
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常用的双筒望远镜，为了减小体积和翻转倒像，还需要加一个棱镜系统。根据形式的不同，棱镜系统可分为RoofPrism系统(即施密特屋脊棱镜系统)和PorroPrism系统(即本体主义系统)。这两个系统的原理和应用是相似的。个人使用的小型手持望远镜不宜使用过大的放大率，一般为3 ~ 12倍。放大倍数过大，成像清晰度变差，抖动严重。12倍以上的望远镜一般用三脚架等方式固定。
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与此同时，德国天文学家开普勒开始研究望远镜。他在《弯曲光学》中提出了另一种天文望远镜，由两个凸透镜组成。与伽利略的望远镜不同，它的视野比伽利略望远镜更广。但是开普勒没有做出他介绍的望远镜。萨迦娜在1613-1617之间首次制作了这种望远镜。他还根据开普勒的建议制作了带有第三个凸透镜的望远镜，把两个凸透镜组成的望远镜的倒像变成了正像。萨迦纳制造了八架望远镜，一架用于观测太阳，无论哪一架都能看到形状相同的太阳黑子。因此，他打消了很多人认为太阳黑子可能是镜头上的灰尘造成的错觉，证明了太阳黑子确实是被观测到的真实存在。观测太阳时，萨吉纳安装了特殊的遮光玻璃，但伽利略没有加这个防护装置。结果他伤了眼睛，最后几乎失明。荷兰的惠更斯在1665年做了一个管长近6米的望远镜来探索土星环，后来又做了一个管长近41米的望远镜。使用透镜裁剪镜的望远镜叫做折射望远镜。即使加长镜筒，精密加工镜片，也无法消除色差。牛顿曾经认为折射式望远镜的色差是无可救药的，结果证明太悲观了。1668年，他发明了反射式望远镜，解决了色差问题。第一台反射式望远镜非常小，望远镜中镜子的口径只有2.5厘米，但木星的卫星和金星的盈亏却能看得一清二楚。1672年，牛顿做了一个更大的反射式望远镜，送给了皇家学会，至今还保存在皇家学会的图书馆里。1733年，英国人哈尔制造了第一台消色差折射望远镜。1758年，伦敦的博兰也制作了同样的望远镜。他用不同折射率的玻璃分别制作凸透镜和凹透镜，以抵消它们形成的有色边缘。但是，做一个大镜头并不容易。目前世界上最大的折射望远镜直径为102 cm，安装在亚迪斯天文台。单眼的
1793年，英国威廉·赫歇尔制作了反射式望远镜。反射器的直径为130厘米，由铜锡合金制成，重1吨。英国威廉·帕森思于1845年制造的反射望远镜，反射镜的直径为1.82米..1917年，美国加利福尼亚州威尔逊山天文台建造了胡克望远镜。它的主镜光圈是100英寸。埃德温·哈勃就是用这台望远镜发现了宇宙正在膨胀这一惊人的事实。1930，德国BernhardSchmidt综合了折射望远镜和反射望远镜的优点(折射望远镜像差小但有色差，尺寸越大越贵；反射式望远镜没有色差，而且成本低，反射镜可以做得很大，但是有色差)，做出了第一台折叠式反射式望远镜。战后，反射式望远镜在天文观测方面发展迅速。1950年，帕洛马山上安装了直径5.08米的海尔反射式望远镜。1969年，在前苏联北高加索的帕斯图霍夫山上安装了一个直径为6米的反射器。1990年，美国国家航空航天局将哈勃太空望远镜送入轨道。但由于镜面故障，直到1993宇航员完成太空修复，更换了镜头，哈勃太空望远镜才开始充分发挥作用。由于可以不受地球大气层的干扰，哈勃望远镜的图像清晰度是地球上同类望远镜的10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克山上建造了直径为10米的凯克望远镜，其镜面由36面直径为1.8米的镜面组成。2001位于智利的欧洲南方天文台研制出了“VLT”，由4台8米口径望远镜组成，聚光能力相当于一台16米反射式望远镜。现在，一批在建的望远镜已经开始攻击莫纳克亚山上的白巨人兄弟。这些新的竞争对手包括直径为30m的加州极大望远镜(CELT)、直径为20m的巨型麦哲伦望远镜(GMT)和直径为100m的压倒性大望远镜(OWL)。他们的支持者指出，这些新望远镜不仅可以提供图像质量远好于哈勃的太空图片，还可以收集更多的光线，了解更多关于6543.8+00亿年前星系形成时的初始恒星和宇宙气体，并清楚地看到遥远恒星周围的行星。
编辑哈勃太空望远镜的这一段
哈勃太空望远镜
(哈勃太空望远镜，HST)，人类第一台太空望远镜，总长超过13米，质量超过11吨。它在地球大气层外缘离地面约600公里的轨道上运行。它大约每100分钟绕地球一周。哈勃望远镜于1990年由美国国家航空航天局和欧洲航天局发射进入轨道。哈勃望远镜以天文学家埃德温·哈勃的名字命名。按照计划，它将于2013年被詹姆斯·韦伯太空望远镜取代。哈勃望远镜的角分辨率小于0.1秒，每天可以获取3到5千兆字节的数据。由于在外太空运行，哈勃望远镜获得的图像不受大气扰动和折射的影响，可以获得通常被大气吸收的红外光谱图像。哈勃望远镜的数据由天文学家和空间望远镜研究所的科学家进行分析和处理。该研究所隶属于美国马里兰州巴尔的摩的约翰霍普金斯大学。
历史
哈勃太空望远镜的想法可以追溯到1946。这台望远镜是在公元1970年设计、建造和发射的，耗资20亿美元。美国国家航空航天局·马歇尔太空飞行中心负责设计、开发和建造哈勃太空望远镜。美国国家航空航天局·戈达德太空飞行中心负责科学设备和地面控制。珀金·埃尔默负责制作镜头。洛克希德公司负责建造望远镜反射镜。
升上天空
该望远镜于1990年4月24日随发现号航天飞机发射升空。原定于1986年发射，但在当年1月挑战者号爆炸后，发射日期被推迟。第一批传回地球的图像让天文学家和许多其他人感到失望。因为Perkin Elmer做的镜片厚度不对，造成了严重的球差，图像比较朦胧。
维护任务(1)
更换设备后拍摄的清晰图像比之前清晰很多。第一个任务叫STS-61，1993 65438+2月增加了很多新仪器，包括用COSTAR替换高速光度计(HSP)。用WFPC2摄像机替换WFPC摄像机。更换太阳能收集器。更换两个rsu，包括四个陀螺仪。变轨任务于1994 65438+10月13日宣告完成，拍摄了第一批清晰图像并发送回地球。
维护任务(2)
第二个任务，STS-81，开始于1997年2月。望远镜的两个仪器和多个硬件被更换。
维护任务(3)A
任务3A名为STS-103，开始于1999年2月。
维护任务(3)B
命名为STS-109的3B任务开始于2002年3月。
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首先，折射望远镜
折射望远镜是一种带有透镜裁剪镜的望远镜。有两种:以凹透镜为目镜的伽利略望远镜；以凸透镜为目镜的开普勒望远镜。由于单透镜物镜的色差和球差相当严重，现代折射望远镜一般采用两个或两个以上的透镜组。其中，双镜头物镜应用最为广泛。它由一个由冕玻璃制成的凸透镜和一个由燧石玻璃制成的凹透镜组成，两个透镜靠得很近。它可以完全消除两个特定波长的位置色差，并相应减弱其他波长的位置色差。当满足一定的设计条件时，还能消除球差和彗差。由于残余色差等像差的影响，双镜头物镜的相对孔径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场不大。直径小于8 cm的双镜头物镜，可以把两个透镜粘在一起，称为双胶合物镜，有一定间隙的双分离物镜称为双胶合物镜。为了增加相对孔径和视场，可以使用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失较少。镜筒又短又轻。而且还是正象，但倍数小，视野窄，一般用于剧场镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面加一个棱镜组或透镜组来转动像，这样眼睛才能观察到正像。折射望远镜一般采用开普勒结构。因为折射式望远镜的成像质量比反射式望远镜好，视场大，使用维护方便。中小型天文望远镜和许多特殊仪器大多采用折射系统，但大型折射望远镜的制造比反射望远镜要困难得多。因为冶炼高质量的大口径镜片非常困难，而且存在玻璃吸光的问题，所以大口径望远镜都采用反射式(下面详细介绍)。
伽利略望远镜
物镜是会聚透镜，目镜是发散透镜的望远镜。光通过物镜折射形成的实像在目镜后面的焦点上(靠近人类物镜的后面)。这个像对目镜来说是虚像，所以被目镜折射形成放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜的焦距与目镜的焦距之比。它的优点是镜筒短，可以直立，但是视野比较小。将两台低倍率的伽利略望远镜并置在一起，同时用中间的一个螺栓按钮来调节其清晰度的装置，称为“观剧镜”；因为携带方便，经常用来看演出。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史上起着重要的作用。它由一个凹透镜(目镜)和一个凸透镜(物镜)组成。它的优点是结构简单，可以直接形成一个直立的形象。
开普勒望远镜
该原理由两个凸透镜组成。由于两者之间有实像，分划板安装方便，各项性能优异，所以目前军用望远镜、小型天文望远镜等专业望远镜都采用这种结构。但是这种结构的成像是倒置的，所以中间要加一个直立系统。有两种类型的成像系统:棱镜成像系统和透镜成像系统。我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜，采用的是双直角棱镜成像系统。该系统的优点是光轴同时折叠两次，大大减小了望远镜的体积和重量。使用一组复杂的透镜来反转图像，这是昂贵的。而俄罗斯20×50三节望远经典单筒望远镜，不仅采用了精心设计的透镜正立系统。
历史
1611年，德国天文学家开普勒用两块双凸透镜分别作为物镜和目镜，显著提高了放大倍数。后来，人们把这个光学系统叫做开普勒望远镜。现在人们还在使用这两种折射式望远镜，天文望远镜采用开普勒式。需要指出的是，当时由于望远镜采用单镜头作为物镜，存在严重的色差。为了获得良好的观察效果，需要一个曲率很小的透镜，这必然导致镜体的加长。所以长期以来，天文学家一直梦想着制造更长的望远镜，很多尝试都以失败告终。1757年，都龙通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜望远镜。然而，由于技术限制，很难铸造大型燧石玻璃。消色差望远镜初期，最多只能磨10 cm镜片。19世纪末，随着制造技术的提高，制造大口径折射望远镜成为可能，出现了制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现存的8台70 cm以上的折射望远镜中，有7台建于1885至1897年之间，其中最具代表性的是建于1897年的102 cm口径的叶克石望远镜和建于1886年的91 cm口径的里克望远镜。折射式望远镜具有焦距长、负标度大、对镜筒弯曲不敏感等优点，最适用于天体测量。但总会有残余色差，同时对紫外和红外波段的辐射吸收非常强。巨大光学玻璃的铸造也非常困难。到了1897年叶克石望远镜建成的时候，折射望远镜的发展达到了顶峰，之后的百年间没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为技术上无法铸造一大块完美的玻璃作为镜头，大尺寸的镜头由于重力的作用变形会非常明显，从而失去明锐的对焦。
第二，反射望远镜
这是一个带有凹面反射镜和裁剪镜的望远镜。可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜等类型。反射式望远镜的主要优点是没有色差。当物镜是抛物面时，球差可以消除。然而，为了减少其他像差的影响，可用的视场更小。制作镜面的材料只要求膨胀系数小，应力小，易于磨削。一般抛光镜镀有铝膜，铝膜的反射率在2000-9000埃范围内大于80%，因此反射式望远镜除了光学波段外，还适用于研究近红外和近紫外波段。反射望远镜的相对孔径可以做得更大。主焦反射望远镜的相对孔径约为1/5-1/2.5，甚至更大。除了牛顿望远镜，镜筒的长度比系统的焦距短很多。另外，主镜只有一个面需要加工，大大降低了成本和制造难度。所以现在的光圈大于1.34米。对于口径较大的反射式望远镜，通过更换不同的副镜，可以得到素聚焦系统(或牛顿系统)、卡塞林系统和折叠轴系统。这样，望远镜就可以获得几种不同的相对孔径和视场。反射望远镜主要用于天体物理学。
历史
第一台反射式望远镜诞生于1668年。牛顿在研磨非球面透镜多次失败后，决定使用球面镜作为主镜。他磨出一个直径为2.5厘米的凹面镜，在主镜的焦点前放置一个角度为45o的反射镜，使主镜反射的聚光以90o的角度从镜筒反射到达目镜。这个系统被称为牛顿反射望远镜。虽然它的球面镜会产生一些像差，但是用反射镜代替折射镜是很成功的。在1663中，詹姆斯·格雷戈里提出了一个方案:使用一个主镜和一个副镜，两者都是凹面镜。副镜放在主镜焦点之外，主镜中心留一个小孔，使光线经过主镜和副镜两次反射后从小孔出射，到达目镜。这个设计的目的是同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面主镜和一个椭球面副镜，理论上是正确的，但是当时的制造水平达不到这个要求，所以格雷戈里无法为他得到一个有用的镜子。1672年，法国人塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案。结构类似于格雷戈里望远镜，不同的是副镜在主镜焦点前是凸的，这是最常用的卡塞格伦反射式望远镜。这就使得副镜反射的光线略有发散，降低了放大倍数，但却消除了球差，这样望远镜也可以把焦距做得很短。塞格林望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，其光学性能也是不同的。由于塞格林望远镜焦距长，镜体短，放大倍数大，获得的图像清晰；seglin focus可以用于研究小视场的天体，而Newton focus可以配置为拍摄大面积的天体。因此，塞格林望远镜得到了广泛的应用。赫歇尔是制作反射望远镜的大师。他早年是个音乐家。因为热爱天文，他从1773开始磨望远镜，一生做了上百架望远镜。赫歇尔制作的望远镜中，物镜斜放在镜筒内，使平行光反射后会聚在镜筒的一侧。在反射式望远镜发明后的近200年里，反光材料一直是阻碍其发展的障碍:铸造镜面的青铜容易腐蚀，必须定期打磨，这需要大量的金钱和时间，而耐腐蚀性好的金属比青铜更致密，也更昂贵。1856年，德国化学家尤斯图斯·冯·李比希(justus von liebig)发明了一种方法，可以在玻璃上镀一层薄薄的银，经过光抛光后高效率地反射光线。这样就有可能做出更好更大的反射式望远镜。1918年底，直径254 cm的虎克望远镜投入使用，由海尔建造。天文学家使用这台望远镜首次揭示了银河系的真实大小和我们在其中的位置。更重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论是用胡克望远镜观测的结果。在20世纪20年代和30年代，胡克望远镜的成功激励天文学家建造更大的反射望远镜。1948年，美国建造了一台直径为508厘米的望远镜。为了纪念海尔这位杰出的望远镜制造商，将其命名为海尔望远镜。海尔望远镜的设计制造至今已有20多年。虽然比胡克望远镜视野更远，分辨率更强，但并没有让人类对宇宙有更新的认识。正如阿西莫夫所说，“海尔望远镜(1948)和半个世纪前的叶克石望远镜(1897)一样，似乎预示着某一特定类型的望远镜几乎已经走到了尽头”。1976年，前苏联造出了600厘米的望远镜，但功能还不如海尔望远镜，这也印证了阿西莫夫所说的。反射式望远镜有很多优点，例如，它没有色差，可以在很宽的可见光范围内记录天体发出的信息，比折射式望远镜更容易制作。但由于其固有的缺点，如光圈越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
第三，折叠式反射望远镜
在球面反射镜的基础上，增加了用于校正像差的折射元件，可以避免高难度的大型非球面加工，获得良好的像质。有一个著名的施密特望远镜，在球面镜的中心放置了一个施密特校正板。它是一面平坦，另一面轻微变形的非球面，使光束的中心部分略微会聚，外围部分略微发散，只是为了矫正球差和彗差。另一种Maksutov望远镜通过在球面镜前增加一个弯月透镜，选择合适的弯月透镜参数和位置，可以同时校正球差和彗差。以及这两类望远镜的衍生品，如超级施密特望远镜、贝克-诺恩相机等。在折反射望远镜中，图像由一面镜子成像，折射镜用于校正像差。它的特点是光圈比较大(甚至大于1)，光线强，视野广，成像质量优秀。适用于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。如果折反射卡塞格林系统用于小型视觉望远镜，镜筒可以很短。
历史
折反射望远镜最早出现在1814。1931年，德国光学家施密特利用独特的接近平行板的非球面薄透镜作为校正镜，配合球面反射镜，制成了可以消除球差和离轴像差的施密特型折反射望远镜。这种望远镜光焦度强，视场大，像差小，适合拍摄天空的大面积照片，尤其适合拍摄昏暗的星云。施密特望远镜已经成为天文观测的重要工具。1940年，马克苏托夫用弯月形透镜作为矫正透镜，制作了另一种折叠反射望远镜。它的两个面是两个曲率不同的球面，差别不大，但是曲率和厚度都很大。它的所有表面都是球面，比施密特望远镜的校正板更容易磨削，镜筒更短，但视场比施密特望远镜小，对玻璃的要求更高。由于折反射望远镜可以兼顾折射式和反射式望远镜的优点，非常适合业余天文观测和天文摄影，受到了广大天文爱好者的喜爱。
射电望远镜
探测天体无线电发射的基本设备。它可以测量天体射电的强度、频谱和偏振等价。通常由天线、接收机和终端设备组成。天线收集天体的无线电发射，接收器对这些信号进行处理并转换成可以记录和显示的形式。终端设备记录信号，根据具体要求进行一些处理，然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度。前者反映区分两个天球上相互靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求高空间分辨率和高灵敏度。根据天线结构的不同，射电望远镜可以分为连续孔径和不连续孔径两大类。前者是经典的单碟抛物面天线射电望远镜，后者是基于干涉技术的多种组合天线系统。20世纪60年代，出现了两种新型的不连续孔径射电望远镜，甚长基线干涉仪和合成孔径射电望远镜。前者具有极高的空间分辨率，后者可以获得清晰的射电图像。世界上最大的可溯源经典射电望远镜有一个直径为100米的抛物面天线，安装在德国马普射电天文研究所。世界上最大的不连续孔径射电望远镜是一个非常大的天线阵列，安装在国家射电天文台。1931年，在美国新泽西州贝尔实验室，负责搜索和识别电话干扰信号的美国人KG Jansky发现每隔23小时56分04秒就有一个最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932发表的一篇文章中断言，这是来自银河系中的无线电发射。因此，扬斯基开创了用无线电波研究天体的新时代。当时他使用了长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在波长14.6米处获得了宽度为30度的“扇形”定向波束。从那时起，射电望远镜的历史就是一部不断提高分辨率和灵敏度的历史。自从扬斯基宣布收到来自银河系的无线电信号后，美国人g·拉贝就致力于射电望远镜的试制，并最终在1937年制造成功。这是二战前世界上独一无二的抛物面射电望远镜。其抛物面天线直径为9.45米，在波长1.87米处获得12度的笔形波束，测量太阳等天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为抛物面射电望远镜的开创者。射电望远镜是观测和研究天体无线电波的基本设备，它包括收集无线电波的定向天线、放大无线电信号的高灵敏度接收机、信息记录、处理和显示系统等。射电望远镜和光学反射望远镜的基本原理认为，投射的电磁波经过精确的反射镜反射后，将同相位到达公共焦点。利用旋转抛物面作为反射镜，很容易实现同相聚光。所以射电望远镜的天线多为抛物面。射电观测在很宽的频率范围内进行，探测和信息处理的射电技术比光学博世更加灵活多样，所以射电望远镜的种类更多，分类方法也多种多样。比如根据接收天线的形状，可以分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物截带、拉式、螺旋式、行波式、天线式等射电望远镜；根据定向波束的形状，可分为笔形波束、扇形波束和多波束射电望远镜。按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、太阳像等射电望远镜；按工作类型可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。
空间望远镜
在地球大气层外进行天文观测的大型望远镜。由于它避开了大气的影响，不会被引力扭曲，因此可以大大提高观测能力和分辨率，甚至可以使一些光学望远镜同时进行近红外和近紫外观测。但在制造上也有很多新的严格要求，比如镜面加工精度要在0.01微米以内，所有部件和机械结构要能承受发射时的震动和超重，但要尽可能轻，以降低发射成本。第一台太空望远镜，也被称为哈勃望远镜，于1990年4月24日由美国发现号航天飞机送入距地面600公里的轨道。其整体形状为圆柱形，长13m，直径4m。前端是望远镜，后半部分是辅助仪器，总重量约11t。望远镜有效口径2.4米，焦距57.6米。观测波长从紫外的120 nm到红外的1200 nm，费用为15亿美元。原设计分辨率为0.005，是地面望远镜的100倍。但由于制造上的一个小疏忽，直到最后一天仪器才出现了较大的球差，严重影响了观测质量。1993 12月2日~ 13日，美国“奋进”号航天飞机搭载7名宇航员，成功为哈勃更换了11部件，完成了修复工作，创造了人类在太空修复大型航天器的历史。成功修复的哈勃望远镜将继续提供10年的宇宙深度信息。1991年4月，美国发射了第二架太空望远镜，这是一种观测伽马射线的装置。总重量17吨，功耗1.52瓦，信号传输速率17000比特/秒，携带4组探测器，角分辨率5′~ 65438。其使用寿命约为2年。
/view/25265.htm#sub25265