有兩種:以凹透鏡為目鏡的伽利略望遠鏡；以凸透鏡為目鏡的開普勒望遠鏡。伽利略望遠鏡的基本原理是，第壹，遠光進入物鏡的凸透鏡，第1次成為倒置縮小的實像，相當於照相機；然後這個實像進入目鏡的凹透鏡，第二次變成壹個直立放大的虛像，相當於壹個放大鏡。
由於單透鏡物鏡的色差和球差相當嚴重，現代折射望遠鏡壹般采用兩個或兩個以上的透鏡組。其中，雙鏡頭物鏡(普通消色差望遠鏡)應用最為廣泛。它由壹個由冕玻璃制成的凸透鏡和壹個由燧石玻璃制成的凹透鏡組成，兩者距離非常近。它可以完全消除兩個特定波長的位置色差，減弱其他波長的位置色差。
當滿足某些設計條件時，可以消除壹些球差和彗差。由於殘余色差等像差的影響，雙鏡頭物鏡的相對孔徑較小，壹般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場不大。直徑小於8 cm的雙鏡頭物鏡，可以把兩個透鏡粘在壹起，稱為雙膠合物鏡，有壹定間隙的雙分離物鏡稱為雙膠合物鏡。為了增加相對孔徑和視場，可以使用多透鏡物鏡組。對於伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失較少。鏡筒又短又輕。而且還是正象，但倍數小，視野窄，壹般用於劇場鏡和玩具望遠鏡。對於開普勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面加壹個棱鏡組或透鏡組來轉動像，這樣眼睛才能觀察到正像。折射望遠鏡壹般采用開普勒結構。因為折射望遠鏡在同口徑下成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用維護方便。中小型天文望遠鏡和很多特殊儀器大多采用折射系統，但大尺寸折射望遠鏡的制造難度要比反射式望遠鏡大得多，因為大口徑的高質量鏡片很難冶煉，而且存在玻璃吸光的問題，主鏡鏡片會因重力變形，導致光學質量差，所以大口徑望遠鏡都采用反射式。
伽利略望遠鏡
物鏡是會聚透鏡，目鏡是發散透鏡的望遠鏡。光通過物鏡折射形成的實像在目鏡後面的焦點上(靠近人類物鏡的後面)。這個像對目鏡來說是虛像，所以被目鏡折射形成放大的正立虛像。伽利略望遠鏡的放大率等於物鏡的焦距與目鏡的焦距之比。它的優點是鏡筒短，可以直立，但是視野比較小。將兩臺低倍率的伽利略望遠鏡並置在壹起，同時用中間的壹個螺栓按鈕來調節其清晰度的裝置，稱為“觀劇鏡”；因為攜帶方便，經常用來看演出。伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史上起著重要的作用。它由壹個凹透鏡(目鏡)和壹個凸透鏡(物鏡)組成。它的優點是結構簡單，可以直接形成壹個直立的形象。
開普勒望遠鏡
該原理由兩個凸透鏡組成。由於兩者之間有實像，分劃板安裝方便，各種性能優異，所以軍用望遠鏡、小型天文望遠鏡等專業望遠鏡都采用這種結構。但是這種結構的成像是倒置的，所以中間要加壹個直立系統。有兩種類型的成像系統:棱鏡成像系統和透鏡成像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡采用雙直角棱鏡望遠鏡鏡像系統。該系統的優點是光軸同時折疊兩次，大大減小了望遠鏡的體積和重量。使用壹組復雜的透鏡來反轉圖像，這是昂貴的。而俄羅斯20×50三節望遠經典單筒望遠鏡，不僅采用了精心設計的透鏡正立系統。
歷史
1611年，德國天文學家開普勒用兩塊雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，顯著提高了放大倍數。後來，人們把這個光學系統叫做開普勒望遠鏡。這兩種形式仍然使用折射式望遠鏡，天文望遠鏡壹般采用開普勒式。
需要指出的是，當時由於望遠鏡采用單鏡頭作為物鏡，存在嚴重的色差。為了獲得良好的觀察效果，需要壹個曲率很小的透鏡，這必然導致鏡體的加長。所以長期以來，天文學家壹直夢想著制造更長的望遠鏡，很多嘗試都以失敗告終。
1757年，都龍通過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，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡望遠鏡。然而，由於技術限制，很難鑄造大型燧石玻璃。消色差望遠鏡初期，最多只能磨10 cm鏡片。
透鏡鏡片吸收紫外線和紅外線波段的輻射非常強。鑄造巨大的光學玻璃也非常困難。到了1897年葉克石1米望遠鏡建成的時候，折射望遠鏡的發展達到了頂峰，之後的百年間沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為技術上無法鑄造壹大塊完美的玻璃作為鏡頭，大尺寸的鏡頭由於重力的作用變形會非常明顯，從而失去明銳的對焦。這是壹個帶有凹面反射鏡和裁剪鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡、塞格林望遠鏡等類型。然而，為了減少其他像差的影響，可用的視場更小。制作鏡面的材料只要求膨脹系數小，應力小，易於磨削。壹般拋光鏡鍍有鋁膜，鋁膜的反射率在2000-9000埃範圍內大於80%，因此反射式望遠鏡除了光學波段外，還適用於研究近紅外和近紫外波段。反射望遠鏡的相對孔徑可以做得更大。主焦反射望遠鏡的相對孔徑約為1/5-1/2.5，甚至更大。除了牛頓望遠鏡，鏡筒的長度比系統的焦距短很多。另外，主鏡只需要加工壹個面，大大降低了成本和制造難度，所以口徑大於1.34米。對於口徑較大的反射式望遠鏡，通過更換不同的副鏡，可以得到素聚焦系統(或牛頓系統)、卡塞林系統和折疊軸系統。這樣，望遠鏡就可以獲得幾種不同的相對孔徑和視場。反射望遠鏡主要用於天體物理學。
歷史
第壹臺反射式望遠鏡誕生於1668年，牛頓決定用球面鏡作為主鏡。他用直徑2.5厘米的金屬打磨成凹面反射鏡，使主鏡反射的會聚光以90度角反射離開鏡筒，到達目鏡。這個系統被稱為牛頓反射望遠鏡。雖然它的球面鏡會產生壹些像差，但是用反射鏡代替折射鏡是很成功的。
在1663中，詹姆斯·格雷戈裏提出了壹個方案:使用壹個主鏡和壹個副鏡，兩者都是凹面鏡。副鏡放在主鏡焦點之外，主鏡中心留壹個小孔，使光線經過主鏡和副鏡兩次反射後從小孔出射，到達目鏡。這個設計的目的是同時消除球差和色差，這就需要壹個拋物面主鏡和壹個橢球面副鏡，理論上是正確的，但是當時的制造水平達不到這個要求，所以格雷戈裏無法為他得到壹個有用的鏡子。
1672年，法國人塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案。結構類似於格雷戈裏望遠鏡，不同的是副鏡在主鏡焦點前是凸的，這是最常用的卡塞格倫反射式望遠鏡。這就使得副鏡反射的光線略有發散，降低了放大倍數，但卻消除了球差，這樣望遠鏡也可以把焦距做得很短。
塞格林望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，其光學性能也是不同的。由於塞格林望遠鏡焦距長，鏡體短，放大倍數大，獲得的圖像清晰；seglin focus可以用於研究小視場的天體，而Newton focus可以配置為拍攝大面積的天體。因此，塞格林望遠鏡得到了廣泛的應用。
1918年底，直徑254 cm的虎克望遠鏡投入使用，由海爾建造。天文學家使用這臺望遠鏡首次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中的位置。更重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論是用胡克望遠鏡觀測的結果。
在20世紀20年代和30年代，胡克望遠鏡的成功激勵天文學家建造更大的反射望遠鏡。1948年，美國建造了壹臺直徑為508厘米的望遠鏡。為了紀念海爾這位傑出的望遠鏡制造商，將其命名為海爾望遠鏡。海爾望遠鏡的設計制造至今已有20多年。雖然比胡克望遠鏡視野更遠，分辨率更強，但並沒有讓人類對宇宙有更新的認識。正如阿西莫夫所說，海爾望遠鏡(1948)和半個世紀前的葉克石望遠鏡(1897)壹樣，似乎預示著某壹特定類型的望遠鏡幾乎已經走到了盡頭。1976年，前蘇聯造出了600厘米的望遠鏡，但功能還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西莫夫所說的。
反射式望遠鏡有很多優點，例如，它沒有色差，可以在很寬的可見光範圍內記錄天體發出的信息，比折射式望遠鏡更容易制作。但由於其固有的缺點，如光圈越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。在球面反射鏡的基礎上，增加了用於校正像差的折射元件，可以避免高難度的大型非球面加工，獲得良好的像質。著名的望遠鏡是施密特望遠鏡。
施密特校正板放置在球面鏡的中心。它是壹面平坦，另壹面輕微變形的非球面，使光束的中心部分略微會聚，外圍部分略微發散，只是為了矯正球差和彗差。還有壹個馬克蘇托夫望遠鏡。
在球面反射鏡前增加彎月形透鏡並選擇彎月形透鏡的適當參數和位置可以校正球面像差和彗差。以及這兩類望遠鏡的衍生品，如超級施密特望遠鏡、貝克-諾恩相機等。在折反射望遠鏡中，圖像由壹面鏡子成像，折射鏡用於校正像差。它的特點是光圈比較大(甚至大於1)，光線強，視野廣，成像質量優秀。適用於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體。如果折反射卡塞格林系統用於小型視覺望遠鏡，鏡筒可以很短。
歷史
折反射望遠鏡最早出現在1814。1931年，德國光學家施密特利用獨特的接近平行板的非球面薄透鏡作為校正鏡，配合球面反射鏡，制成了可以消除球差和離軸像差的施密特型折反射望遠鏡。這種望遠鏡光焦度強，視場大，像差小，適合拍攝天空的大面積照片，尤其適合拍攝昏暗的星雲。施密特望遠鏡已經成為天文觀測的重要工具。
1940年，馬克蘇托夫用彎月形透鏡作為矯正透鏡，制作了另壹種折疊反射望遠鏡。它的兩個面是兩個曲率不同的球面，差別不大，但是曲率和厚度都很大。它的所有表面都是球面，比施密特望遠鏡的校正板更容易磨削，鏡筒更短，但視場比施密特望遠鏡小，對玻璃的要求更高。
由於折反射望遠鏡可以兼顧折射式和反射式望遠鏡的優點，非常適合業余天文觀測和天文攝影，受到了廣大天文愛好者的喜愛。
馬克蘇托夫望遠鏡
1940年初蘇聯眼鏡商馬克蘇托夫發明了壹種折疊式反射望遠鏡，因此得名。荷蘭眼鏡商鮑爾斯(Bowers)也幾乎同時獨立發明了類似的系統，因此有時被稱為馬克蘇托夫-鮑爾斯系統(Maksutov-Bowers system)。
馬克蘇托夫望遠鏡的光學系統類似於施密特望遠鏡，由壹個凹球面反射鏡和壹個加在前面校正球差的透鏡組成。矯正透鏡為球面，其兩個面的曲率半徑相差不大，但具有相當的曲率和厚度，透鏡為彎月面，所以這種系統有時稱為彎月面系統。適當選擇透鏡兩側的曲率半徑和厚度，可以使彎月透鏡產生足夠的球差來補償凹球面鏡，同時滿足消色差條件。通過適當調整整個系統中彎月透鏡與球面鏡之間的距離，可以校正彗差:馬克蘇托夫望遠鏡光學系統的像散很小，但場曲比較大，必須采用符合焦平面的曲面底片。彎月形透鏡的第二表面的中心部分可以研磨成具有較長曲率半徑的球面(也可以是膠合透鏡)，以形成具有所需相對孔徑的Maksutov-Caseglin系統，或者彎月形透鏡的中心部分可以直接鍍鋁，以形成Maksutov-Caseglin系統。Maksutov望遠鏡的主要優點是系統中的所有表面都是球面，易於制造；在同樣的孔徑和焦距下，鏡筒的長度比施密特望遠鏡短。缺點:與同型號施密特望遠鏡相比，視場略小；彎月形透鏡的厚度較大，壹般為光圈的1/10左右，對使用的光學玻璃要求較高，從而限制了光圈的增大。
目前，最大的馬克蘇托夫望遠鏡位於蘇聯阿巴斯的圖馬尼天文臺。彎月透鏡孔徑70cm，球面鏡直徑98cm，焦距210cm。探測天體無線電發射的基本設備。它可以測量天體射電的強度、頻譜和偏振等價。通常由天線、接收機和終端設備組成。天線收集天體的無線電發射，接收器對這些信號進行處理並轉換成可以記錄和顯示的形式。終端設備記錄信號，根據具體要求進行壹些處理，然後顯示出來。表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度。前者反映區分兩個天球上相互靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求高空間分辨率和高靈敏度。根據天線結構的不同，射電望遠鏡可以分為連續孔徑和不連續孔徑兩大類。前者是經典的單碟拋物面天線射電望遠鏡，後者是基於幹涉技術的多種組合天線系統。20世紀60年代，出現了兩種新型的不連續孔徑射電望遠鏡，甚長基線幹涉儀和合成孔徑射電望遠鏡。前者具有極高的空間分辨率，後者可以獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可溯源經典射電望遠鏡有壹個直徑為100米的拋物面天線，安裝在德國馬普射電天文研究所。世界上最大的不連續孔徑射電望遠鏡是壹個非常大的天線陣列，安裝在國家射電天文臺。
1931年，在美國新澤西州貝爾實驗室，負責搜索和識別電話幹擾信號的美國人KG Jansky發現每隔23小時56分04秒就有壹個最大值的無線電幹擾。經過仔細分析，他在1932發表的壹篇文章中斷言，這是來自銀河系中的無線電發射。因此，揚斯基開創了用無線電波研究天體的新時代。當時他使用了長30.5米、高3.66米的旋轉天線陣，在波長14.6米處獲得了寬度為30度的“扇形”定向波束。從那時起，射電望遠鏡的歷史就是壹部不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。日冕是圍繞太陽的壹層薄而微弱的外層大氣，結構復雜，只有在日全食發生的短時間內才能欣賞到，因為天空中的光線總是從各個方向散射或擴散到望遠鏡中。
1930年，法國天文學家利奧研制的第壹臺日冕儀器誕生了。這種儀器可以有效地遮擋太陽，散射的光非常少，因此可以在太陽照耀的任何壹天成功地拍攝日冕的照片。此後，世界觀測日冕逐漸出現。
日冕儀只是太陽望遠鏡的壹種。20世紀以來，由於實際觀測的需要，出現了各種太陽望遠鏡，如色球層望遠鏡、太陽塔、組合式太陽望遠鏡、真空太陽望遠鏡等。被主流科技媒體評為“百項科技創新”之壹。由於其結構簡單，成像清晰，可以用較小的機身長度實現超長焦的效果，配合先進的數碼功能，可以實現更清晰的攝像和錄像功能，大大拓寬了望遠鏡的應用領域，可以廣泛應用於偵查、觀鳥、電力、野生動物保護等方面。
數碼望遠鏡有拍照的功能，可以保存人生過程中很多難忘的瞬間。在美國，這款產品廣受體育教練、球探、獵鳥者、野生動物觀察者、狩獵愛好者以及任何攝影師和攝像師的青睞。在國內，這方面做的最好的是watchto系列的遙控拍攝設備，尤其是WT-20A系列和30B系列。目前國內很多公安、軍警、野生動物保護都利用了數碼望遠鏡的優勢，並將其應用到工作中，尤其是公安部門，可以方便地遠程拍照取證。
內置5100萬像素cmos傳感器的數碼相機。它可以快速簡單地從靜態高分辨率照片(2594*1786)切換到30秒連續攝影。這將確保妳得到最好的結果。照片和視頻存儲在內存或sd卡中，無需安裝其他軟件即可觀看、刪除、用電視觀看或下載到電腦中。光學部分主要流行的放大倍數是35倍和60倍，可以在高低倍之間切換！Windows 2000、XP或Mac不需要驅動程序。Windows 98/98SE需要安裝驅動程序)。
硬x射線調制望遠鏡
2015年，作為空間天文學領域的重要研究手段，我國將實現天文衛星發射零的突破。由中國科學院院士、我國著名高能天體物理學家李體北研制的新型天文望遠鏡——硬X射線調制望遠鏡(HXMT)將正式發射，成為我國首顆天文衛星。
“按照計劃，HXMT的所有建造工作將於2014年完成，2015年將其送入近地軌道。”中國科學院高能物理研究所研究員、HXMT衛星首席科學家助理張雙南在接受《中國科學報》采訪時表示，“天文衛星按探測波段壹般分為射電、紫外、γ射線和X射線天文衛星。正在建造的硬X射線調制望遠鏡(HXMT)屬於X射線天文衛星。在空間天文學發展史上，也是最早從X射線領域突破的。”
“從功能上來說，天文衛星可以分為兩種:專用型和天文臺級。特種天文望遠鏡是為特定的科研目標而設計建造的，而天文臺級別的天文望遠鏡配備的儀器更多，功能更強大，可以涉及的科研範圍更廣。”HXMT是壹種特殊的天文衛星，它的規模比天文臺還小。與其他特種天文衛星相比，HXMT屬於中型特種天文衛星。最後壹天，它將主要承擔黑洞以及與黑洞相關的中子星的研究。"
在宇宙中，有很多極端的天體，比如黑洞，還有壹些極端的物理過程是無法在地面上測試和觀測到的。因此，天文衛星成為最重要的研究手段之壹。
到目前為止，擁有天文衛星的國家和地區可以分為三個梯隊。第壹梯隊以美國為主，第二梯隊包括歐洲航天局、歐洲的壹些國家，而日本、俄羅斯、中國、巴西、印度、韓國和臺灣省屬於第三梯隊。其中印度是第三梯隊中技術最先進的，預計他們的天文衛星將在壹兩年內發射，而巴西也計劃在2014年發射。