17世紀初的壹天，荷蘭小鎮的壹家眼鏡店的主人利伯希（Hans Lippershey），為檢查磨制出來的透鏡質量，把壹塊凸透鏡和壹塊凹鏡排成壹條線，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好象變大拉近了，於是在無意中發現了望遠鏡的秘密。
1608年他為自己制作的望遠鏡申請專利，並遵從當局的要求，造了壹個雙筒望遠鏡。
據說小鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明了望遠鏡，不過壹般都認為利伯希是望遠鏡的發明者。
望遠鏡發明的消息很快在歐洲各國流傳開了，意大利科學家伽利略得知這個消息之後，就自制了壹個。
第壹架望遠鏡只能把物體放大3倍。
壹個月之後，他制作的第二架望遠鏡可以放大8倍，第三架望遠鏡可以放大到20倍。
1609年10月他作出了能放大30倍的望遠鏡。
伽裏略用自制的望遠鏡觀察夜空，第壹次發現了月球表面高低不平，覆蓋著山脈並有火山口的裂痕。
此後又發現了木星的4個衛星、太陽的黑子運動，並作出了太陽在轉動的結論。
幾乎同時，德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》裏提出了另壹種天文望遠鏡，這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成，與伽利略的望遠鏡不同，比伽利略望遠鏡視野寬闊。
但開普勒沒有制造他所介紹的望遠鏡。
沙伊納於1613年—1617年間首次制作出了這種望遠鏡，他還遵照開普勒的建議制造了有第三個凸透鏡的望遠鏡，把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像。
沙伊納做了8臺望遠鏡，壹臺壹臺地雲觀察太陽，無論哪壹臺都能看到相同形狀的太陽黑子。
因此，他打消了不少人認為黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺，證明了黑子確實是觀察到的真實存在。
在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃，伽利略則沒有加此保護裝置，結果傷了眼睛，最後幾乎失明。
荷蘭的惠更斯為了減少折射望遠鏡的色差在1665年做了壹臺筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了壹臺將近41米長的望遠鏡。
使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救藥，後來證明過分悲觀的。
1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。
第壹臺反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等（見附圖1）。
1672年牛頓做了壹臺更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還俁存在皇家學會的圖書館裏。
1733年英國人哈爾制成第壹臺消色差折射望遠鏡。
1758年倫敦的寶蘭德也制成同樣的望遠鏡，他采用了折射率不同的玻璃分別制造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。
但是要制造很大透鏡不容易，目前世界上最大的壹臺折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文臺。
1793年英國赫瑟爾（William Herschel），制做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金制成，重達1噸。
1845年英國的帕森（William Parsons）制造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。
1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文臺建成。
它的主反射鏡口徑為100英寸。
正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。
1930年，德國人施密特（Bernhard Schmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，制成了第壹臺折反射望遠鏡。
戰後反射式望遠鏡在天文觀測中發展很快，1950年在帕洛瑪山上安裝了壹臺直徑5.08米的海爾（Hale）反射式望遠鏡。
1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。
1990年，NASA將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。
由於可以不受地球大氣的幹擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。
1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的“凱克望遠鏡”，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。
2001設在智利的歐洲南方天文臺研制完成了“超大望遠鏡”(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與壹架16米的反射望遠鏡相當。
現在，壹批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。
這些新的競爭參與者包括30米口徑的“加利福尼亞極大望遠鏡”（California Extremely Large Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。
它們的倡議者指出，這些新的望遠鏡不僅可以提供像質遠勝於哈勃望遠鏡照片的太空圖片，而且能收集到更多的光，對100億年前星系形成時初態恒星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恒星周圍的行星。
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。
隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。
從第壹架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡壹直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發展作壹個簡單的介紹。
折射式望遠鏡
1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他制造了人類歷史第壹架望遠鏡。
1609年，伽利略制作了壹架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。
他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。
伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了壹系列的重要發現，天文學從此進入了望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。
現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是采用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡采用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。
所以在很長的壹段時間內，天文學家壹直在夢想制作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆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，並用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透鏡。
從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。
但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨制出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著制造技術的提高，制造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了壹個制造大口徑折射望遠鏡的 *** 。
世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有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厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的裏克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。
但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。
而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這壹百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。
這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
反射式望遠鏡：
第壹架反射式望遠鏡誕生於1668年。
牛頓經過多次磨制非球面的透鏡均告失敗後，決定采用球面反射鏡作為主鏡。
他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成壹塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了壹個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。
這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。
它的球面鏡雖然會產生壹定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是壹個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈裏在1663年提出壹種方案：利用壹面主鏡，壹面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。
這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要壹個拋物面的主鏡和壹個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的制造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈裏無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈裏望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。
這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。
由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。
因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是制作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨制望遠鏡，壹生中制作的望遠鏡達數百架。
赫歇爾制作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的壹側。
在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料壹直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。
1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出壹種方法，能在玻璃上塗壹薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。
這樣，就使得制造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。
天文學家用這架望遠鏡第壹次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。
1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡制造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。
從設計到制造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。
正如阿西摩夫所說："海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）壹樣，似乎預兆著壹種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。
在1976 年前蘇聯建造了壹架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。
反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光範圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易制作。
但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
折反射式望遠鏡：
折反射式望遠鏡最早出現於1814年。
1931年，德國光學家施密特用壹塊別具壹格的接近於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鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於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。
1940年馬克蘇托夫用壹個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另壹種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。
它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高壹些。
由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。