原标题：世界各地天文望远镜大全

文：wt9884 来源：星空探索吧

望远镜是现代天文学探索的重要工具，人眼的瞳孔只有6毫米，正常人眼看得见的最低标准是每秒钟约有140个光子进入瞳孔。人眼最敏感的波长是550纳米的黄绿色可见光。按此波长计算，140个光子携带的能量是5×10^-17瓦。所以人眼不能看到比6.5等更暗的星。此外，人眼接受光子产生的视觉响应只有1/24秒，光子不能连续累积。天文望远镜弥补了人眼的这些不足。让人“看得见”的本领大大增强。一台口径2.16米的光学望远镜能看到22.5等星。此外，由于光有粒二象性，它有衍射现象。人眼的瞳孔小，衍射效应明显，人眼的分辨率只有23"，而2.16米口径的望远镜的分辨率可达0.06"。所以望远镜不但让人“看得见”遥远的星星，而且还要“看得清”。1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。

先从第一部天文望远镜 伽利略的望远镜 说起

：这是1609年伽利略亲手制作的第一台天文望远镜，口径4.4厘米，折射式。放大倍数约１０倍，现藏于意大利佛罗伦萨博物馆。1609年，伽利略独立发明出望远镜，并首先用于天文学观测。不过许多学者认为，早在伽利略之前，望远镜就已经被发明了。很多科技史学家认为，英国数学家伦纳德?迪格斯是望远镜发明权最有力的竞争者。据说其子数学家托玛斯?迪格斯留下了一份详细的望远镜使用说明，有学者认为，这说明伦纳德?迪格斯生前就已发明了望远镜。 更有学者认为，早在古罗马时期就有了望远镜，凯撒大帝籍此指挥罗马军队战无不胜。英国学者罗伯特?坦普尔坚信望远镜古已有之。他认为，雅典卫城博物馆收藏了多个古代水晶透镜，这是构成望远镜的最原始的材料。

牛顿的望远镜：由牛顿发明，又被称为反射式望远镜，1667年牛顿制造的人类第一架反射式望远镜，口径3.3厘米，焦距16厘米。虽然它的成像效果并不是最好的，但它最大的优点就是能做的很大，目前世界上所有的巨型望远镜几乎都是由此发展而来的。威廉·赫歇尔的望远镜

这是♂威廉·赫歇尔自制的发现天王星的天文望远镜，口径15厘米，焦距2.1米，放大40倍左右的牛顿式反射望远镜。

上面这个是威廉·赫歇尔制造的另一个中型天文望远镜 口径：48cm，牛顿反射式。

威廉·赫歇尔的：“大炮 ”大型天文望远镜。♂ 威廉·赫歇尔制造的当时世界上最大的望远镜 英王乔治三世慷慨解囊，拿出2000英镑资助他。这是一项令世人震惊的工程，所招聘的工人多达40名。1789年，赫歇尔的得意之作在巨大的构架中竖立起来，看上去活像一尊指向天空的“大炮”。口径１．２２米，镜筒长达１２米的大型金属反射望远镜。赫歇尔反射式。大炮”十分笨重，很难使用。在赫歇尔的有生之年里，他一直在使用一架直径45厘米、长6米的反射望远镜，天王星的两颗卫星，就是用这架望远镜发现的，而那架1.22米直径、12.2米长的庞然大物则成为了一个旅游景点。威廉·赫歇尔共制作过400多架望远镜，其中最大最著名的是这台反射望远镜。英国口径1.8米的罗斯伯爵大望远镜“列维亚森”

大英帝国属爱尔兰天文学家罗斯伯爵大望远镜“列维亚森”1845制造的罗斯伯爵大望远镜“列维亚森”口径72英寸（1.8米）望远镜。光底盘都有四吨重，整个机器约有16吨。耗资约达三万英镑。因为在爱尔兰他家的地产上天气条件极差，以至很少有使用这架笨重仪器之可能。（要四个人才能操纵它。）即使如此，罗斯爵士还是能做出一些重要的观测。这台望远镜在建成后长达70年的时间里是当时世界上最大的望远镜。（直到1917年，世界上才有了更大的100英寸的望远镜，被安装在威尔逊山天文台。）1908年，他的一个孙子卸下了这架巨大的望远镜，它已经变得摇摇晃晃十分危险了。上面是古老的天文望远镜，下面是各地的现代化的天文望远镜。

美国洛杉矶市外威尔逊山天文台2.5米的美国胡克望远镜

坐落于洛杉矶市外威尔逊山天文台100英寸（2.5米）的胡克望远镜。 在富商约翰-胡克的赞助下，口径为100英寸的反射望远镜于1917年在威尔逊山天文台建成。在此后的30年间，它一直是世界上最大的望远镜。为了提供平稳的运行，这架望远镜的液压系统中使用液态的水银。1919年阿尔伯特-迈克尔逊为这架望远镜装了一个特殊装置：一架干涉仪，这是光学干涉装置首次在天文学上得到应用。迈克尔逊可以用这台仪器精确地测量恒星的大小和距离。亨利-诺里斯-罗素使用胡克望远镜的数据制定了他对恒星的分类正是使用这座望远镜，天文学家埃德温·哈勃曾利用它收集到遥远星系光谱的红移，支持了宇宙膨胀的理论，从而推翻了当时普遍认为的宇宙不变的观点。 1986年胡克望远镜停用，1992年安装了自适应光学系统后又开始运用。在此后数年中，胡克望远镜又成为世界上分辨率最高的望远镜。今天这个地位虽然被其他望远镜取代，但它仍然是20世纪最重要的科学仪器之一。美国叶凯士天文台102厘米美国叶凯士折射望远镜

1897年，美国叶凯士天文台叶凯士折射望远镜口径102厘米（40英吋）长逾18米相当于6层楼的高度，望远镜整体则重达18吨。望远镜由光学大师克拉克（Alvan Clark）建造，与天文台一起落成启用。由于折射望远镜对玻璃材料要求非常高，因此，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海耳望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了”。在1976年苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海耳望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。 世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的。世界上最大的折射望远镜德国陶登堡天文台1.35米施密特望远镜

世界上最大的折射望远镜，德国陶登堡天文台安装的施密特望远镜，改正口径1.35米，主镜口径2米。德国这台折射镜也超过了美国最大的叶凯士施米特望远镜。美国利克天文台口径3米的 唐纳德·沙恩望远镜

唐纳德·沙恩望远镜，口径为3米（120英寸）的反射式望远镜，位于美国加利福尼亚州圣荷西市的东部，汉密尔顿山的山顶上，海拔4200,米的利克天文台（Lick Observatory），1959年安装的唐纳德·沙恩望远镜，是利用了已经在康宁浇注的为制作海尔望远镜最终成型而准备的一块圆盘状玻璃做成的。1979年此望远镜命名为沙恩是为了纪念美国天文学家、利克天文台的董事唐纳德·沙恩，这台望远镜最著名的就是最早安装了自适应光学和激光导星系统望远镜之一。自适应光学（Adaptive optics，缩写为AO）是一项使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改进光学系统性能的技术。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。目前越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。座夏威夷的毛纳基峰的加拿大-法国-夏威夷望远镜（CHFT，口径3.58米）

加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）座落在夏威夷的毛纳基峰最高峰(4,205米)的附近，口径3.58米，主焦点是卡塞格林的结构。CFHT外挂了三件仪器。望远镜完成年代：1979年，在绝佳的视宁度下成为世界解像力最佳的天文望远镜，因此被称为地面上的太空望远镜。MegaPrime：由36个340百万画素组合成的广角的高分辨率CCD。广角红外线相机（WIR Cam）：由台湾和韩国制造，以4个红外线检测器组成的16百万画素摄影机。EspaDOnS：一个新的摄谱仪/ spectropolarimeter梯形阵列。另外还有三件仪器可供选用：PUEO：一个自适应光学平台。Gecko：一架分辨率很高的摄谱仪。MOS：多目标摄谱仪。

Telescope，AAT）是座落于澳洲1,100米高的山区，架设在赛丁泉天文台内，由英澳天文台操作的一架口径3.9米，架台为赤道仪式的望远镜。它是由英国和澳洲共同出资建造的，为全球的天文学家提供可观测的时间。它装备了大量的工具，包括两度视场设备（2df），可以在2°的视场内选择400个观测的天体，同时进行光谱观测的机器人光纤定位器；伦敦大学的?chelle光谱仪（UCLES），一个高解析的光谱仪，曾经用他发现了许多的太阳系外行星；还有IRIS2，一个广角的红外线照相机和光谱仪。在1970年代，当主要的望远镜仍多位于北半球时，它于1974年就对南半球的天空展开了高品质的观测。AAT是最后一架采用赤道仪架台的大望远镜，之后新建的大望远镜都采用更紧密和机械上更稳定的经纬仪架台。但是AAT是第一架全部采用电脑控制的望远镜，在指向性与追踪精度上都建立了新的标准。在2000年的大众机械杂志上的文章指出，由九个在英国和美国的机构联合操作下，AAT发现了三颗新的行星。美国基特峰国立天文台的4米梅耶尔望远镜

梅耶尔望远镜（Mayall Telescope）是位于美国亚利桑那州基特峰国立天文台的一架4米口径光学望远镜，是基特峰上口径最大的一台望远镜。该望远镜建成于1973年2月27日，耗资1,000万美元。在同年6月20日举行的望远镜命名典礼上，美国国家科学基金会的会长宣布这台望远镜以曾在1960－1970年期间担任基特峰国立天文台台长的尼可拉斯·梅耶尔（Nicholas Mayall）博士的名字命名。美国4.3米的探索频道望远镜

Telescope，DCT）是一座口径4.3米的望远镜[2]，由位于美国亚利桑那州旗杆市的罗威尔天文台和探索频道合造。该望远镜位于靠近快乐杰克森林保护区的可可尼诺国家森林区域内[3]。望远镜址的海拔2360米，位于旗杆市南南东方约65公里处。该计划是由罗威尔天文台和探索传播合作进行。在计划初期该望远镜耗资约5300万美金。探索频道望远镜将显著提升罗威尔天文台的观测能力，以及在一些重要的领域中进行开创性研究。探索频道望远镜的建设完成于2012年2月，并在同年4月开光。罗威尔天文台和探索传播于2003年2月建立伙伴关系以建造探索频道望远镜。2004年11月该计划收到了来自美国林务署核发的位于望远镜现址的特殊许可证，并立即展开了该地现有道路改善工程。主镜的镜胚于2005年下半年在康宁公司制成。高26米、直径19米的望远镜圆顶和附属支撑设备工程于2005年9月中开始建造。望远镜主镜的磨制与抛光则是由亚利桑那大学光学学院完成，最后重量3000公斤，耗时3年。主镜于2010年6月送到望远镜址后镀上一层铝，于2011年8月装上望远镜。探索频道望远镜于2012年完成并开光。它的口径预期是4.2米，但原来可用的口径是4.3米。世界第三大单镜面的英国4.2米镜威廉·赫歇尔望远镜（WHT）

威廉·赫歇尔望远镜（WHT）是世界第三大单镜面望远镜，（第一大的就前苏联的口径6米的经纬台式大型望远镜，第二个就是美国的5米口径的海耳望远镜）。这台望远镜于1987年7月完成。在设计，建造和生产的WHT的 ??预算，控制系统，穹顶，建筑，铝罐和其他植物，和全套的仪器约15亿美元（1984年10月价格计算）。威廉·赫歇尔望远镜，是其在欧洲的最大的光学望远镜，主镜直径为4.2米。它国家的最先进的仪器，坐落在有精湛的天空质量的西班牙拉帕尔玛岛罗奎克·德·罗斯·穆察克斯天文台。威廉·赫歇尔望远镜是一种通用设备，仪表允许大范围的天文观测，从光学波长的红外线，并覆盖成像和光谱通过不断的发展仪器仪表，特别是在自适应光学领域，威廉·赫歇尔望远镜保持在天文研究的最前沿。 威廉·赫歇耳望远镜的构想开始于1960年代末期，当英澳望远镜开始设计之时，英国的天文社会认为北半球也须要有相同威力的望远镜。计划开始于1974年，但是因为预算快速的增加，在1979年时已经濒临被废气的边缘。从新设计在实质上去除了价格的包袱，加上荷兰投资了20%的资金，使计划在1981年得以继续进行，这一年也是威廉·赫歇耳发现天王星的200周年，因此这架望远镜被命名为威廉赫歇尔望远镜，以示尊荣。这架望远镜属于牛顿望远镜集团之一。牛顿望远镜集团主要是：4.2米镜威廉·赫歇尔望远镜（WHT）、2.5米的艾萨克·牛顿望远镜，还有个一米口径的雅各布-卡普坦望远镜。拉帕尔玛岛罗奎克·德·罗斯·穆察克斯天文台2.5米的艾萨克·牛顿望远镜（2000年以前该望远镜喷涂的是黄色油漆，2001年后就改成白色的了）

西班牙拉帕尔玛岛罗奎克·德·罗斯·穆察克斯天文台一米口径的雅各布-卡普坦望远镜

美国帕洛马山天文台5米海耳巨型反射望远镜

口径为200英寸（5米）的海耳巨型反射望远镜。海耳望远镜坐落在帕洛马山上，自洛杉矶向南3个小时车程。这台望远镜同样是乔治·埃勒理·海耳主持建造的，可惜他没能等到望远镜建成的那一天。望远镜的建造耗时20年，直到1949年才第一次投入使用。要浇制一块如此巨大、绝无任何瑕疵的光学玻璃就是一大难题。光是浇制后让它在巨型炉内恒温冷却就花费了10个月，然后是长达8个月的热处理，进一步的精细加工更是耗去了7个春秋，被磨去的玻璃屑重达4.5吨！在1993年10米的凯克望远镜建成之前，海耳望远镜一直是世界上分辨能力最强的望远镜。在恒星起源等重要谜题上，这架望远镜发挥着重要作用。美国夏威夷凯克天文台口径10米级凯克望远镜

口径10米的凯克望远镜 凯克天文台位于美国夏威夷州的莫纳克亚山4145米的顶峰，拥有世界上口径最大的光学/近红外线望远镜——凯克望远镜。凯克望远镜由两台相同的望远镜组成，每台口径都是10米，由36片口径1.8米的六角形镜片组合而成。 由一个叫凯特的商人赞助，1991年做好的凯特一大概花了9000万美元，1996年建成的凯特二花了7000万美元。由于当今技术不可能实现单片望远镜镜面口径超过8.4米，因此凯克望远镜的镜面由36块六边形分片组合而成。凯内望远镜巨大的镜面使它使用起来非同一般，不只是因为它的大尺寸，还因为它是由36个直径为1.8米的六边形小镜片组成的。凯克望远镜开创了基于地面的望远镜的新时代。它的规模是美国加利富尼亚州帕落马山上的海耳望远镜的两倍，后者在前几十年内是世界上最大的望远镜。 每架凯克望远镜的架台都是经纬仪的设计，大量的计算机分析得以使用最少的钢材获得最大的强度，每架望远镜的重量约为270吨。在望远镜上的每个接合处，都由非常强固的钢架结构支撑，并由可翘曲的鞔具系统保持稳定。望远镜安装有主动光学系统，在观测时，联结在电脑的传感器和控制系统，能调整每一片镜片和相邻镜片的位置偏差达到4毫米的准确性。每秒两次的调整可以有效的矫正来自重力所造成的变形。 每架凯克望远镜都装有自适应光学系统，能够补偿大气抖动的影响。另外，凯克Ⅰ和凯克Ⅱ还可以做为凯克干涉仪；相隔85米的距离，使它们联合作业时在特定方向上的解析力相当于口径85米的单一望远镜，比得上其他天文干涉仪的解析力，像是距离200米远，但没有干涉测量图能力的VLTI。 凯克天文台由为研究天文而成立的加利福尼亚协会管理，理事来自加州大学和加州理工学院的非营利组织。在1996年，美国国家航空航天局加入成为天文台的一个伙伴。望远镜的基地是由总部设在檀香山的夏威夷大学向当地土著承租的。私人的W. M. 凯克基金会赞助了一亿四千万美金建造望远镜。凯克天文台的总部设在夏威夷的卡姆艾拉（Kamuela），望远镜的使用时间由工作伙伴共同分享。加州理工学院、夏威夷大学和加州大学受理自家研究员的提案，美国国家航空航天局则接受来自全美国各地研究人员的企画案，美国国家光学天文台（NOAO）受理来自世界的研究人员的提案。 2001年3月12日，两架凯克望远镜开始用于光干涉观测，成功观测了位于天猫座的恒星HD61294，其等效分辨率相当于一台口径85米的望远镜。美国第一架多镜面望远镜（Multiple Mirror Telescope，缩写为MMT）

1971年美国开始研制第一架多镜面望远镜(MMT),是史密松森研究所和亚利桑那大学共同建造的一台口径为6.5米的光学望远镜，位于美国亚利桑那州图森市以南60公里的霍普金斯山的山顶1979年运转，主要用作天体的红外辐射观测。这架望远镜由六个口径各为 1.8米的卡塞格林望远镜组成。六个望远镜绕中心轴排成六角形，六束会聚光各经一块平面镜射向一个六面光束合成器，后者把六束光聚在一个共同焦点上。组合后的口径相当于 4.5米。光轴上有76厘米卡塞格林望远镜。它除用于导星外，主要用来发出检测六个镜筒的光学系统的激光。每个镜筒内的副镜可受控而作微小的转动和伸缩，以校正被激光及其硅检测器检出的失调量。这种能随时对光束进行校正的光学技术称为“主动光学”。六个镜筒的星像既可以互相重合，也可以沿恒星摄谱仪狭缝排成一行以提高星光的利用率。VLT采用了更为先进的光学干涉技术，组成它的4个8.2米单镜既能单独使用，又能组合起来，达到一个16米口镜望远镜的集光力和分辨力。美国斯隆2.5米数字化巡天望远镜

“斯隆数字天空勘测计划”的2.5米望远镜位于美国新墨西哥州阿柏角天文台。进行的红移巡天项目。该项目开始于2000年，以阿尔弗雷德·斯隆的名字命名，计划观测25%的天空，获取超过一百万个天体的多色测光资料和光谱数据。斯隆数字化巡天的星系样本以红移0.1为中值，对于红星系的红移值达到0.4，对于类星体红移值则达到5，并且希望探测到红移值大于6的类星体。2006年，斯隆数字化巡天进入了名为SDSS-II的新阶段，进一步探索银河系的结构和组成，而斯隆超新星巡天计划搜寻Ⅰa型超新星爆发，以测量宇宙学尺度上的距离。 2008年10月31日，SDSS-II发布了最后一次数据。斯隆数字化巡天第三期工程SDSS-III已经于2008年7月启动，将持续至2014年。该望远镜拥有一个相当复杂的数字相机，望远镜内部是30个电荷耦合器件 (CCD)探测器。斯隆望远镜使用口径为2.5米的宽视场望远镜，测光系统配以分别位于u、g、r、i、z波段的五个滤镜对天体进行拍摄。这些照片经过处理之后生成天体的列表，包含被观测天体的各种参数，比如它们是点状的还是延展的，如果是后者，则该天体有可能是一个星系，以及它们在CCD上的亮度，这与其在不同波段的星等有关。另外，天文学家们还选出一些目标来进行光谱观测。

日本8.2米昴星团望远镜

图片来自：wt9884的百度相册

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1991年，日本国家天文台在美国夏威夷莫纳克亚山开始建造昴星团望远镜（Subaru）。昴星团望远镜的口径为8.2米的望远镜，昴星团望远镜有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成像质量；二是可实现0.1〃的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。它于1999年1月正式开始进行科学观测。昴星团望远镜是一台位于美国夏威夷毛纳基山天文台的口径为8.2米的望远镜，隶属于日本国家天文台，是该组织最大的望远镜设备。该望远镜以著名的疏散星团——昴宿星团命名，于1991年4月开始建造，1999年1月正式开始进行科学观测。 高：22.2米 重量：555公吨。直径：8.2米（世界最大单一主镜）厚度：20厘米。镜子重量：重量：22.8公吨，材质：ULE（低膨张型玻璃，焦距：15米，焦点（有四个观测焦点）主焦点：F 2.0（装有集光器），

欧洲口径4.1米的VISTA可见光和红外巡天望远镜

图片来自：wt9884的百度相册

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阿塔卡马沙漠。它是由[url]http://欧洲南方天文台的[/url]运作，2009年12月11日。Vista是望远镜在红外波段工作的一项调查，是迄今为止最大的红外观测望远镜，专门测量在0.85——2.3微米红外波段。望远镜只有一台仪器：VIRCAM，Vista的红外相机。这是一个3吨重的相机，包含16对红外光敏感的特殊探测器，相当于67万像素的数码相机。观测波长长于人眼可见的。使用Vista的数据，天文学家将能够创造出一个约5％，整个观测宇宙的三维地图。Vista将是一个发现远程类星体和星系和星系团的演化研究的有力工具这将有助于找到非常遥远的星系团探测暗能量的性质。欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT）

2001设在智利拉塞雷纳附近的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”(VLT)，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。欧洲南方天文台自1986年开始研制。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1〃，跟踪精度为0.05〃，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。 坐落于智利塞罗-帕拉纳山上，它们可以单独操作，或者形成一个甚大望远镜干涉仪。甚大望远镜所装配的仪器可提供详细的观测资料，捕捉十亿分之一秒的星体运动变化。这种联合式天文学观测能探测到比人体肉眼可见光暗40亿倍的宇宙光线。

西班牙10.4米的“加那利大型望远镜”（GTC）

西班牙的望远世界上最大单体光学红外望远镜于7月13日开始投入使用。它有助于人类在外太空搜寻类似地球的行星，并为解释生命起源提供线索。GTC主镜于2009年4月完成制造。2009年7月31日正式落成 据英国《卫报》13日报道，这部望远镜名为“加那利大型望远镜”，位于大西洋加那利群岛的拉帕尔马岛上，最高点——罗奎克·德·罗斯·穆察克斯(Roque de los Muchachos)之上，海拔高度达到7874英尺(约合2400米)。拉帕尔马岛位于加那利群岛最西北角。GTC所在地区几乎没有光污染，天空经常处于无云状态，大气层也较为稀薄，是进行光学和红外线天文学研究的理想之所。主镜由36块更小的六角形镜片构成，拼接在一起好似一个蜂巢。之所以采用这种结构的原因在于：如果只采用一个直径34英尺的反射镜，镜面会因自身重量过高而出现变形。变形导致来自遥远物体的光线发生偏斜，致使最终得出的数据成为“垃圾”。而小镜面则可进行认真校准，能够成为一个无缝光线收集器。除了解决主镜重量这个问题外，多镜片拼接结构也允许GTC采用一项相对较新的观测技术，也就是所说的自适应光学技术。36块小镜片中的每一块都可以移动，能够在一秒钟之内进行上千次非常细微的调整，以校正地球大气层对遥远物体发出光线产生的模糊效应。这项技术以及主镜的巨大尺寸允许GTC发现距地球数百万光年的黑洞和星系，并进行细节达到空前程度的观测。报道说，这部望远镜耗资1.3亿欧元（约合1.76亿美元），耗时7年修建。它结构复杂，由36面镜子组成，直径为10.4米，比位于夏威夷冒纳凯阿火山顶的“凯克”望远镜还大4%。它的目镜可以穿透“分子云”，观察恒星诞生过程，并能找到遥远的星系和类星体。 科学家认为，了解我们这个世界的线索就藏在宇宙尚未看到的部分里，而这部望远镜能有效地捕捉到许久以前在宇宙其他地方发射出的光芒。 这部望远镜的所有者包括西班牙政府和加那利群岛地方政府。代表所有者的一名发言人说，“加那利大型望远镜”可以观测到宇宙中光芒弱、距离远的天体。它可以捕捉新恒星的诞生，更深入地研究黑洞特征，解析宇宙大爆炸后出现的化合物。它的一项主要目标就是，在其他恒星系中找到与地球相似的行星。 美国口径为9.2米霍比-埃伯利望远镜（Hobby-Eberly Telescope，缩写为HET）

霍比-埃伯利望远镜（Hobby-Eberly Telescope，缩写为HET）位于美国得克萨斯州的麦克唐纳天文台，口径为9.2米，是为光谱研究而设计的固定机架球面望远镜。霍比-埃伯利望远镜主镜为11米乘12米的八边形球面，等效口径9.2米，焦距13.08米，集光面积77.6平方米，由91块八边形的子镜面拼接而成，每个子镜面直径1米，厚5厘米，用零膨胀微晶玻璃制成。 望远镜机械结构与地面的夹角是55度，观测过程中主镜固定不动，通过移动安装焦平面上的终端设备对天体进行跟踪。望远镜的主焦点进行成像和低分辨率光谱观测，用光纤将光引导至望远镜下面的中高分辨率光谱仪上。跟踪视场12度，可观测的天空范围是赤纬-10度20分到+70度40分，最长跟踪时间从45分钟到2.5小时不等。为校正主镜重力造成的形变，望远镜安装有主动支撑系统，镜面下方有273个促动器上，每个子镜面下装有3个。望远镜圆顶直径25.8米，高30.34米，圆顶南方有一个高度为27.3米的塔形建筑物，用于调整主镜的曲率中心。 霍比-埃伯利望远镜是美国的德州大学奥斯汀分校、宾夕法尼亚州立大学、斯坦福大学、德国的慕尼黑大学、格丁根大学联合研制的，由麦克唐纳天文台管理和操作，主体部分造价是1350万美元。于1996年建成并投入使用，位于得克萨斯州的福尔基斯山，海拔2026米。由于该望远镜具有极高的性价比，南非仿造了一台口径9.1米的望远镜，称为南非大望远镜，安装在南非苏热尔兰德的南非天文台。南非仿造的霍比-埃伯利望远镜非洲南部大型望远镜（Southern

Telescope），简称为SALT。位于非洲南部的一个小山顶上，它是南半球最大的单光学望远镜。其结构基本与霍比-埃伯利望远镜相同。该望远镜于2005年11月10日，在南非开普敦东北约350公里的荒漠小镇萨瑟兰，南半球最大的天文望远镜——“南部非洲大望远镜”正式启用。来自南非、美国、德国、波兰、英国和新西兰等国家的天文学家均使用过非洲南部大型望远镜。30米口径“[url]http://加利福尼亚极大望远镜[/url]”（或The

美国加利福尼亚理工学院、加利福尼亚大学和加拿大大学天文学会计划制造一台30米口径的大望远镜可能在2012年使用。三十米口径望远镜隶属于加州理工学院、加州大学以及加拿大大学研究天文协会。工程正在选址中，建在智利或夏威夷莫纳克亚火山山顶都是可能的地点。顾名思义，该望远镜的主镜直径将达到史无前例的30米！如此巨大的镜面当然只有采用在凯克望远镜上已经取得成功的方法——整个主镜将有492块小镜片组合而成，每个小镜片都能够随时变换形状和位置。三十米口镜望远镜的科学家们希望通过它看到早期宇宙的景象，以弄清恒星和星系真正的形成机制。即使三十米口镜望远镜获得稳定投资并完成建设而成为世界上最大的望远镜，这个桂冠估计也不能保持很久。因为提议中的欧洲极大望远镜（EELT）预计拥有42米口镜，并且紧随三十米望远镜之后就将开始建设。EELT实际上已经最初设计的微缩版，当初欧洲空间局提议建造一个100米口镜的空前绝后大望远镜（

智利的 美国麦哲伦2 ×6.5米望远镜

Telescopes）是位于智利拉斯坎帕纳斯天文台的2台6.5米口径光学望远镜，是华盛顿卡内基研究所天文台（OCIW）与美国亚利桑那大学、哈佛大学、密歇根大学、麻省理工学院合作建造的，由华盛顿卡内基研究所天文台负责管理运行。其中第一台望远镜以美国天文学家沃尔特·巴德的名字命名，第二台以慈善家兰顿·克莱的名字命名。麦哲伦望远镜是目前最新建造的双体望远镜，两个望远镜相隔200英尺，坐落于智利阿塔卡马沙漠的高处。望远镜的6.5米直径镜面漂浮在高压油薄膜上，其摩擦力很小，小孩便能够推动这个150吨的望远镜。但是没有天文学家想让镜面滑动，因此驱动汽缸和驱动平面可形成1万磅的压力，使镜面保持平稳。 麦哲伦望远镜计划始于1980年代中期，1993年华盛顿卡内基研究所与亚利桑那大学开始建造第一块主镜。1995年12月哈佛大学的加入和1996年2月密歇根大学、麻省理工学院的加入使得该计划有能力建造第二台望远镜。1999年11月，第一台望远镜的主镜从亚利桑那大学史都天文台镜面实验室运抵拉斯坎帕纳斯天文台，2000年9月15日开始观测，同年12月9日正式开始运行。第二台望远镜的主镜于2001年7月运抵目的地，2002年9月7日开始观测。20米口径的大麦哲伦望远镜（Giant

美国亚利桑那州立大学的“史都华天文台镜子实验室”正在忙着为世界上直径最大的“巨型麦哲伦天文望远镜”赶制第一面直径为8.4米的主观测镜片。将于2016年在位于智利拉斯卡姆帕纳斯地区的卡内基天文台建成并投入使用的“巨型麦哲伦天文望远镜”的主观测镜片,将由7个直径均为8.4米的大型子镜片组成。1个居中，另外6个则环绕在其周围。6个环绕在四周的镜片能够观察到中心镜片不能观察到的任何角度的光线。因此，这种设计令这台望远镜的聚光能力相当于一面直径为25.6米的巨型望远镜，功能是当前最大光学望远镜的4.5倍，成像清晰度将达到“哈勃”太空望远镜的10倍。 研究人员称，“巨型麦哲伦天文望远镜”刷新纪录，成为单一镜片望远镜中直径最大的望远镜，并将镜片的制造技术提升至一个新的境界。之前单一镜片望远镜直径最大的是新皇望远镜(Subaru)，其直径超过8米。为了顺利建造这台巨型望远镜，美国的加州卡内基天文台、哈佛大学、史密松天文物理台、亚利桑那州立大学、密歇根州立大学、麻省理工学院、得克萨斯州立大学和得克萨斯农工大学组成了一个联盟。据了解，“巨型麦哲伦天文望远镜”投入使用后，将担负探寻宇宙中恒星和行星系的生成、暗物质、暗能量和黑洞的奥秘，以及银河系的起源等重任 。在建中巨型麦哲伦望远镜的不远处就是早已建成的欧洲甚大望远镜（EVLT），而它的双胞胎兄弟2000年建成的6.5米口镜的麦哲伦望远镜也将和它成为邻居。美国8.4米 格拉汉姆山顶之上的大型双筒望远镜

这是它的8.4米的镜片打磨中LBT的第一张影像是NGC891，这个星系位於仙女座，是一个边缘看过去的螺旋形星系，属於Sb型。这个星系距离我们2千4百万光年远。这个星系中，新的恒星诞生与X射线的发射源混合著气体及尘埃盘，与其侧看的图像垂直达数百光年。大双筒望远镜（Large Binocular Telescope，缩写为LBT）位于美国亚利桑那州的格拉汉姆山国际天文台，是两台架设在同一机架上的口径8.4米的双筒望远镜，等效口径11.8米，空间分辨本领相当于一台22.8米的单镜面望远镜。大型双筒望远镜于2005年10月正式投入观测运行，制作价钱连同一些先进的技术高达1亿2千万美元。它位于美国亚利桑那州格雷厄姆山顶之上，由美国、日本和德国联合研究和使用。第一个望远镜是于2004年在美国亚利桑那州格雷厄姆山顶上架设，第二个望远镜是从2005年开始安装。 大型双筒望远镜由两个紧紧相邻的望远镜构成，简称LBT，它也证明了双镜头比单镜头效果更好。它们可以分离工作，当合并工作时就像一个单一、更大型的望远镜。两个望远镜的镜头直径均为8.4米，它们提供的分辨率比哈勃的分辨率要高出10倍以上，LBT望远镜是天文望远镜中放大率最强的，其次，镜片由硼硅酸盐材料制造，它能在更小的空间内收集更多的光线，让科学家能看到围绕遥远恒星运行的行星。而且这些蜂窝构造的镜片十分光滑，比普通玻璃镜片更轻，精细加工到30毫微米，比一根头发还要细3000倍。天文学家将通过LBT望远镜看到以前没有看到过的天空，并将能够看到在大爆炸之后的少量形成物质，以及同样还能在某些理想条件下看到其它星体周围的行星。

六国联合制作的口径8米的双子望远镜（GEMINI）

双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。 该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。‘经纬台式大型望远镜先驱-前苏联SAO天文台BAT-6望远镜

azimuthal，BTA）是由苏联建造的大型望远镜，主镜直径6米，自从其建成之后至1992年凯克望远镜完工，一度是世界上口径最大的光学望远镜。直至今日，它仍然是欧洲大陆上口径最大的光学望远镜。6米望远镜大约由25000个大小部件组成，总重量为850吨，其高度为42米，镜面的支撑钢架重300吨，望远镜的观测室高达44米，由金属制囘作，重量约达1000吨。为建造这一庞然大物，共计花去了16年在其建设过程中创造了许多大型望远镜设计、建造的先例。然而，由于其选址和望远镜的制造质量问题，BTA的实际成像能力一直受到西方天文学家的质疑。1950年，苏联科学院决定建设一台新的大型望远镜以超过5米的海尔望远镜。这台新望远镜的直径被确定为6米，这差不多是单面固体望远镜的最大极限。玻璃毛坯的浇铸准备和多次试烧就花了4年多的时间。再用金刚刀切去28吨余料，一个重42吨、厚65厘米的主镜才基本形成，单就做金刚刀就用了3公斤的钻石，之后将基本形成的主镜放在有3层隔墙的恒温车里研磨加工，其精度是百万分之一厘米。最后再用特大型镀膜机镀膜。同时，总体的建设安装都非常的复杂。俄罗斯科学家为6米望远镜的建设做出了智慧、艰苦的贡献。在其之后建设的口径更大的望远镜，都采用了多面镜片拼接的工艺。该望远镜的镜片由列宁格勒光学机械联合体，也就是著名的LOMO制造。主镜直径6米，焦距为26米,结构质量800吨,高度约为42米。用于支撑的支架和容纳望远镜的观测室，重量也分别达到了300吨和1000吨。与之前的大型望远镜相比，经纬台式大型望远镜采用了许多新技术。首先，正如其名字所示，它使用的是经纬台式架台，与赤道仪相比结构简单、造价低。但定位复杂，需要依靠计算机装置辅助。它还使用了水平式焦点结构，这种结构使得主镜所聚焦的成像被反射到镜筒侧面。这样光学胶片或是CCD装置可以装置在主镜外，利于减轻总体的重量。换句话说，经纬台在追踪星体时，其控制系统必须有足够的记忆容量，在各星体不同的经纬度时，给予不同的驱动指令。在那电脑体积大如厂房的五、六十年代，有谁敢冒失败的风险，来进行这世界第一的望远镜建造计划？前苏联就不计成本地，为BTA-6米镜发展了一套编号M222的计算机控制系统，记忆容量为16,000byte，在操控中实际使用量为4,000byte。因此，BTA-6米镜证明了经纬台大望远镜的可行性。 但是作为先驱,仍然有先驱的献身精神.虽然其口径非常巨大，但是实际成像能力和科研能力却并不高。首先，巨大的单一镜片非常沉重。受自身重量和热涨冷缩的影响，镜片很容易发生变形。实际上，1975年所安装的主镜在使用后不久就发生了破裂，结果导致其成像能力只有设计值的6成左右。1978年苏联又用了一面新的派热克斯玻璃替换了它。其选址也并不利于天文观测，该天文台所在地常有大风，温度变化也极为不稳定。近年来，该望远镜也更换了膨胀率更低的玻璃并加装了CCD成像系统。虽然BTA6米镜在天文学研究上，受到台址自然环境的影响（温差、强风）与经济环境的限制，而未能有重大的发现，但是仍无损其大望远镜「先知」的地位。智利拉西拉天文台3

欧洲南天天文台（ESO）所属的 3.6米望远镜是在智利拉西拉天文台里，由ESO从1971年开始操作的一架光学反射望远镜，它的净口径大约是3.6米 (140英吋)，面积为8.6米2。它在1999年进行了全面的改进，并在2004年更换了次镜。当它在1970年代末期完成时，它是当时世界上最大的光学望远镜，并且支援了许多先进的光学和科学成就。在1980年代，它提出了天文社群中第一个自适应光学系统：ADONIS: ADaptive Optics Near Infrared System。迄2009年，这架望远镜发现75颗可能的系外行星。欧洲口径42米的“欧洲特大天文望远镜”(简称为E-ELT)

欧洲的科学家近日决定，在智利海拔3060米的阿塔卡马荒漠高原上建一个世界最大的望远镜，这架望远镜的直径将达到42米。阿塔卡马荒漠高原由于其极端干旱和幽暗的环境，特别适合进行天体观测。E-ELT望远镜：其主镜的直径达42米，重5.5吨。按计划，望远镜的修建工作将会于2011年开始，2018年这个被命名为“欧洲特大天文望远镜”(简称为E-ELT)的大家伙就可以投入使用了。站在阿塔卡马荒漠高原上仰望星空，这里是世界上最干燥的地区之一，因此也是太空观测的绝佳地点。这台E-ELT望远镜既可以用作普通可视观测，还可以被用作红外线观测。科学家们坚信，这架望远镜将会像400年前的伽利略望远镜一样，给人们对于宇宙的认识带来革命性的影响。他们希望借助这架望远镜研究行星的诞生以及外太空是否存在外星人

100米口径的绝大望远镜（主镜将由3,048块1.6米的低膨胀微晶玻璃镜坯组成。25.6米的附镜由216块1.6米的镜坯组成。另外还有两个8米的矫正镜，其次，还配有4米和2.35米的快速自适应矫正镜。光线收集区达到6,000平方米。

拉西拉天文台的3.6米新技术望远镜（ NTT ）

新技术望远镜或NTT是座落于[url]http://智利[/url][url]http://拉西拉天文台[/url]，率先使用[url]http://主动光学[/url]的经纬仪架台3.58米里奇-克莱琴望远镜。这架望远镜和她的储存模组进行了革命性的设计以获得最佳的影像品质。NTT属于[url]http://欧洲南天天文台[/url]，于1989年开光。主镜是灵活的，形状可以在观测期间用促动器主动调整，以获得最佳的影像品质。次镜的位置也可以在三个方向上灵敏的控制。这种技术是ESO发展出来的，就是所谓的[url]http://主动光学[/url]，现在已经应用在所有主要的现代望远镜上，像是帕瑞纳山的甚大望远镜和未来的欧洲极大望远镜。NTT八角型的储存模组设计是另一项技术上的突破，使望远镜室相对较小，并且有襟翼的通风系统使流过镜像的气流是平稳的，可以减少湍流并使影像更清晰WASP（广域行星搜索）望远镜

架设在大西洋加拿利群岛拉斯帕尔马斯的WASP望远镜是属于天文学组织国际联合会的，它最近开始安装上由3台新摄影机组成的第一台摄影机，借助于它们将寻找我们太阳系外的新行星。世界各国天文学家在比较近的恒星周围发现了近百颗行星，在WASP望远镜上启用新摄影机之后计划寻找千颗以上的行星，这些行星的大小可与木星相比拟。例如，编号为HD 23079的恒星拥有一颗比木星重3倍的行星，它围绕自己的恒星旋转，运行轨道几乎是圆形，其半径约为太阳与火星之间的距离，围绕恒星旋转一圈的时间为628个地球日。WASP望远镜的3台新摄影机每分钟将以高精度测量约100万颗恒星的亮度，在任何一颗恒星周围可能存在的行星将显示出周期性亮度变化，这些恒星将会得到更详细的研究。新型摄影机的灵敏度非常高，它们甚至能记录到飞近恒星的小行星。每台新摄影机将在“机器人”控制下工作，人的干预或参与可以减少到最低限度。按计划，第一台摄影机在无云的夜间将可以获得30千兆比特的信息，而在安装全部3台摄影机之后，信息量将增至16太（1012）比特。因此，天文学家必须使计算机多工作，以便处理这样大量的信息。uperWASP包含两个机器人天文台,整年都连续运作,。一,SuperWASP-North位于拉帕尔玛岛在艾萨克·牛顿群望远镜(ing)第二,SuperWASP-South位于在该网站的南非天文台(SAAO),。这个天文台每包含八个广角摄像头,同时监视天空为行星凌日事件，八个广角相机允许我们监视数百万的星星同时使我们能够检测出罕见的事件。液体镜面望远镜

液体镜面望远镜是利用旋转使[url]http://液体[/url]形成抛物面形状，以此作为主镜进行[url]http://天文[/url]观测的[url]http://望远镜[/url]。水银是在常温下唯一呈液态的金属，具有良好的反光性，是建造液体望远镜的理想材料。其特点是成本相对低廉，但是只能观测天顶附近的天体，无法对目标进行跟踪。液体镜面望远镜的概念最初是由发明反射式望远镜的[url]http://英国[/url]著名[url]http://物理学[/url]家[url]http://牛顿[/url]提出的。1850年，[url]http://意大利[/url] [url]http://天文学[/url]家欧内斯特·卡波西建议，将盛有水银的旋转圆盘作为望远镜的主镜。然而19世纪到20世纪初期美国进行了一些列实验，但其粗糙的轴承导致镜子出现振动，由于液体不能倾斜，无法跟踪在天空中穿越的天体，结果不甚理想。 1993年，加拿大不列颠哥伦比亚大学的保尔·希克森（Paul Hickson）等人建造了一台口径为2.7米（106英寸）的旋转水银面望远镜，获得了与其相同口径的传统光学望远镜差不多的像质。1996年，他又为美国宇航局位于新墨西哥州的轨道碎片天文台建造了一台相同口径的液体望远镜，用于监视[url]http://人造卫星[/url]轨道上的空间垃圾。世界上第一架液体望远镜是在20世纪50年代初，由苏联物理学家乌德用一盆水银布制成的。经过不断改进探索，加拿大科学家阿曼罗·博拉在80年代初制造出了第一架可供天文观测用的液体望远镜，镜头直径为45厘米。后来，博拉又用250千克水银制成了两台直径1米、一台直径1.6米的望远镜，并在水银面上加了一层特殊的透明树脂，既解决了外界因素对水银面的干扰，又避免了水银蒸发从而危害人体健康的问题。1987年，一批加拿大的天文学家终于制造出一架口径为1.5米的水银液体望远镜。制作水银反射式望远镜特别简单，水银反射式望远镜的凹面用45秒的时间就可以成形。技术人员先把水银注入一个抛物面形的盘子中，使其覆盖盘子的大部分表面。然后旋转盘子，使水银在离心力的作用下散开，形成一层1～2毫米厚的抛物面薄膜。由于水银有较大的表面张力，制作完成的水银表面上有时会出一些小孔。当出现这种情况时，可以重复操作一次。一般的操作人员经过几天的实际练习，都能“旋转”出完全没有小孔的光洁如镜的水银薄膜凹面镜。这种水银反射式望远镜的价格比玻璃反射式望远镜便宜得多。目前，加拿大的天文学家正在筹建口径为5～15米的巨型水银反射式望远镜。他们的长远目标是建造口径为30米的大型水银反射式望远镜，以便观测更远处的天体。天文学家下一步的目标之一就是要制造口径为20～100米的超大型反射式望远镜，而用玻璃制造这样大的单镜面反射式望远镜几乎是不可能的。但是，由于水银反射式望远镜具有成本低和重量轻的特点，利用水银则完全可能制造出超大口径的反射式望远镜。一些天文学家正在制作口径为12米的水银反射式望远镜，然后用18台这种水银反射式望远镜组成一个望远镜阵列，这个阵列

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