定义
用于观察远处物体的光学仪器，有时更一般的无焦系统。
望远镜通常被理解为用于观察远处物体的光学仪器，如希腊语tele（far）和skopein（观看）所表达的那样。 在本文中，我们专注于光学望远镜，即，而不是其他类型的望远镜，例如无线电波或X射线。
我们首先考虑望远镜的基本光学功能，而不看具体的实现。 根据与人眼结合使用的原始用途，望远镜接收近似普通波前的光，并且还输出具有普通波前的光，只是直径减小（见图1），通常低于眼睛瞳孔的直径。 在基于几何光学的描述中，平行输入光线产生平行输出光线。
图1：一个被视为黑匣子的望远镜。大的平行输入光束被转换为较小的平行输出光束，然后发送到眼睛。
人眼对光学功能的贡献显然至关重要。 在眼睛中，望远镜的光输出聚焦到视网膜，并且每个输入光束方向（至少在几何光学范围内并且没有图像像差）与视网膜上的一个图像点相关联。 实际上，当眼睛适应无限远的距离时，人们可以在视网膜上获得非常远的物体的成像（就像放松的眼睛通常一样）。 与直接观看相比，实现了一定的图像放大倍率。
例如，如果望远镜与图像传感器一起使用，则还需要配备额外的聚焦透镜或更复杂的物镜以形成图像。 或者，望远镜本身的光学设计已经可以具有成像功能。
光束直径的减小与光束角度的增加有关，这是图像放大的基础。
乍一看，人们可能会认为望远镜应该导致图像的放大，因为准直光束会转换为另一个光束半径较小的准直光束。 然而，望远镜实际上是放大的。 这是因为视网膜上像点的位置不依赖于光束直径，而是取决于光束方向，进一步的分析表明，输入光束方向的任何变化都会转化为输出光束方向的较大变化——就像光束直径减小时光束的发散度增加一样。 从本质上讲，相关的是望远镜的角度放大倍率。
虽然望远镜可以稍微修改或调整以聚焦在有限距离的物体上，但其基本功能如上所述：为平行输入光线产生平行输出光线，假设成像是由眼睛的光学系统完成的。 当使用ABCD矩阵算法描述该基本配置时，得到的矩阵的C值等于零：输入端的任何光束偏移都可能导致传播角的变化。 这样的系统称为非焦点。 它没有焦距，没有焦点，没有主要点，也没有节点。 因为一般规则 A ·D − B ·C = 1，然后我们有 A ·D = 1。 我们可以进一步识别具有放大倍率的D，并识别与A的反转关系，这决定了光束直径的减小。
并非所有望远镜都是对焦的，也不是所有的望远镜都用于观看！
在更一般的意义上，望远镜一词通常被理解为如上所述的无焦系统，不一定用于观察目的。 例如，激光光学中使用的扩束镜（例如用于自由空间光通信中的发射器）通常被称为望远镜。 另一方面，并非所有用于观察目的的望远镜都设计为无焦系统；例如，其中一些将光线聚焦到放置图像传感器的某个图像平面上。 对于测量望远镜，可以在该图像平面中插入一个标线，然后它也会出现在生成的图像中。
折射望远镜
图2显示了两种常见类型的折射型望远镜（折射器）的基本设置，每种望远镜都基于两个透镜。 开普勒望远镜使用两个聚焦透镜，它们之间的距离是焦距的总和（两者都被视为正）。 它产生反转图像。 在镜头之间，有一个真实的图像平面。
图2：（a）开普勒型和（b）伽利略型折射望远镜的基本设置。
输入端较大的透镜称为物镜，朝向观察眼的透镜称为目镜（目镜）。
开普勒望远镜的一个问题是视野受到目镜尺寸的严重限制。 可以通过插入额外的视场镜头来增加视野。
图2所示的伽利略望远镜在相同放大倍率下包含一个聚焦透镜和一个散焦透镜，并产生非倒置图像。 它没有真实的图像平面。
图3：来自3DOptix的模拟小部件，演示开普勒望远镜。单击预览图像以加载模拟。
图4：来自3DOptix的模拟小部件，演示伽利略望远镜。单击预览图像以加载模拟。
透镜会引起色差，这与透镜焦距对光学波长的依赖性有关。 至少对于物镜，有时对于目镜，有时也使用三透镜复消色差，通常可以大大减少这个问题。 否则，望远镜物镜的设计通常非常简单（例如，与摄影物镜相比），至少在相对较小的视场足以满足应用的情况下。 相对宽视场的物镜需要更复杂的设计，例如天文相机需要。 有关光学像差的更多信息，请参见下文。
对于反转望远镜类型（即产生倒置图像的望远镜），可以接受该反演或使用其他光学元件撤消它。 对于将光传递到照相胶片或图像传感器的望远镜，反转当然无关紧要。
折射望远镜通常以双筒望远镜的形式使用（见下文）。
请注意，折射望远镜不一定需要依靠透镜：它们也可以用棱镜实现，通常以变形棱镜对的形式实现。
反射式望远镜
望远镜也可以基于纯反射光学器件（即镜子）来实现。 虽然使用曲面镜面可以轻松实现聚焦和散焦功能，但需要调整设计以应对反射时光束方向不可避免的变化。 两种常见的解决方案——卡塞格林望远镜和牛顿望远镜——如图3所示。 两者都有一个副镜，该副镜悬挂着一些蜘蛛，并导致主镜的圆形中央遮挡。 这会导致一些分辨率损失，这是其他一些望远镜设计所避免的，然而，固有的不对称性会导致其他类型的问题。
两者都不是如上所述的无焦系统，而是在可访问区域产生焦点，例如，可以在其中放置图像传感器。 但是，将这种望远镜转换为人眼直接观察的无焦系统当然没有问题。
图5：反射望远镜的基本设置。反射首先在主镜上发生，然后在较小的副镜上发生。
反射望远镜通常使用非球面镜。 例如，卡塞格林反射器基于抛物面主镜和双曲次镜，后者通过主镜上的孔反射光线。
与折射望远镜相比，反射式望远镜的主要优点如下：
- 避免任何色散。 艾萨克·牛顿（Isaac Newton）已经意识到了这一优势，因此他在1668年开发了第一台反射望远镜，称为牛顿望远镜。
- 人们可以生产相对较大的望远镜镜子，这些镜子仍然具有合理的重量，而大透镜将变得非常沉重和昂贵。
由于这些原因，反射望远镜已成为天文学的常用解决方案。
早期的反射望远镜在使用窥镜金属镜时，存在反射表面快速失去光泽的问题。 通过使用基于玻璃或陶瓷镜基板的金属涂层第一表面镜，这个问题在很大程度上得到了解决。 这些也更难，即它们更准确地保持其形状，其中一些表现出非常小的热膨胀系数。
如今，极其精确的大型望远镜反射镜通常由玻璃陶瓷基板材料制成，针对非常低的热膨胀系数进行了优化。 请注意，理想情况下，与理想形状的偏差应远低于一个光学波长。 自适应光学器件可以进一步提高波前精度，自适应光学器件通常不是在源头，而是在更方便的位置，光束路径更紧凑，校正主镜的畸变。
折反望远镜
结合折射和反射光学的望远镜称为折反。 这种组合为校正图像像差（即使是宽视场）和开发紧凑轻量级设计提供了额外的选择。 最简单的类型是折反透析液，由作为物镜的单元件聚焦透镜和镀银凹面镜组成。
光学像差
使用的镜头和/或反射镜会导致各种类型的光学像差，这或多或少会降低获得的图像质量：
- 透镜和棱镜会导致色差，这与透镜焦距对光学波长的依赖性有关。 人们可以使用消色差透镜来最大程度地减少此类问题，或者完全避免使用透镜。
- 此外，还有其他像散、彗差和几何图像失真的像差；人们通常会限制视野，以避免这些类型的过度像差。 特别是如果放大倍率很大，可能需要较小的视野。 为了获得更高质量的更大视野，可以用多个镜头的组合代替物镜和目镜，旨在尽可能补偿像差。
- 另一个问题是场的曲率。 对于某些望远镜设计，图像“平面”明显弯曲，因此当使用平面图像传感器时，无法在整个图像区域获得清晰的图像。 因此，弯曲图像传感器与一些望远镜一起使用，其中视场曲率无法降低。
光学望远镜性能参数
放大
放大倍率是与直接观看（没有望远镜）相比，观察者的角度分辨率增加的因素。 当然，该参数仅与与人眼一起使用而不是图像传感器的望远镜相关。
具有高放大倍率的设计不一定具有高图像分辨率。 但是，放大倍率应足够大，以充分利用图像分辨率 - 就像在显微镜中一样。
根据观测条件，人们可以通过使用不同的目镜来实现望远镜放大的不同值。 总角度放大倍率是物镜和目镜参数的乘积。
视野
视场是可以用望远镜的固定方向观察的角度方向的范围。 如上所述，它通常受到图像像差的限制，在极端视角下，图像像差会变得更加严重。
例如，大视场对于用于对大面积天空进行成像的天文巡天望远镜尤其重要。
望远镜的图像分辨率和聚光能力
如果光学质量出色，望远镜可实现的图像分辨率（量化为物体侧的角度分辨率）最终会受到衍射的限制；基本设计参数是入口孔径的直径。 虽然输出孔径要小得多，但由于图像放大倍率，衍射在那里的相关性较低。 角分辨率可以估计为光学波长除以孔径的1.22倍。 对于带有1米镜子的望远镜中的绿光，这导致分辨率为≈0.67μrad = 0.14弧秒。
大孔径通常也会导致高聚光能力，这对于观察遥远的恒星等微弱物体非常重要。
规范的典型格式
望远镜最基本的设计参数是开口孔径和放大倍率。 这些通常以紧凑的形式指定，例如，如果放大倍率为8，入射直径为30毫米，则双目望远镜的8×30。 对于天文望远镜，可能不会给出这样的规格，因为仪器可以与不同的目镜一起使用，导致不同的放大倍率值。
用于特定应用的望远镜
用于地面观测的望远镜
小型地面望远镜通常以手持双筒望远镜的形式制成，基本上由两个独立的望远镜组成 - 每只眼睛一个。 两个物镜的空间距离可以增加到人眼的间距之外，以实现更好的3D视觉。 光束路径所需的修改可以用棱镜进行，棱镜可以同时撤消图像反转，只要这是由其他光学器件引起的。 双筒望远镜通常用于鸟类学、狩猎、体育观察和军事侦察等目的。
还有用于单眼观看的紧凑型单筒望远镜，可以以较低的成本和重量制造。
较大的望远镜，例如用于大地测量学的应用，通常制成单筒望远镜，并安装在灵活的系统上，该系统可以电动化以精确观察某些方向。
小型望远镜安装在步枪上以进行精确瞄准，然后称为步枪瞄准镜。 类似的望远镜也用于其他类型的武器。
天文望远镜
相当大的望远镜 - 通常带有卡塞格林架构 - 已被开发用于天文观测。 最大的已实现的具有直径约为10 m的开孔。 由于大气中的图像失真，角分辨率的衍射极限通常无法达到 - 即使望远镜放置在高山上也是如此。 因此，自适应光学器件越来越多地用于校正这种失真。 要校正的畸变的测量可以在同一台望远镜上进行，使用来自恒星或人造激光导恒星的光。
目前正在计划建造几架更大的望远镜，孔径超过20米，部分甚至远高于30米。
天文观测通常需要大量时间才能获得足够的光能，以便对摄影胶片或图像传感器进行适当的曝光。 然后有必要精确地移动望远镜，以便补偿地球自转的影响。
所使用的图像传感器也需要高性能，这些传感器大多是CCD型。 相当大的传感器设计，可能包括多个CCD芯片，用于各种望远镜。 为了获得最高的灵敏度，它们通常在低温下运行。 此外，可以在黑暗条件下进行额外的测量并应用噪声减法算法。
一些大型天文台（例如智利的欧洲南方天文台及其超大望远镜）使用几个望远镜的组合，将它们的信号与干涉测量相结合，以进一步大幅提高角分辨率。
避免大气扭曲问题的另一种选择是将望远镜放置在地球大气层之外 - 通常在地球周围的轨道上。 最著名的例子是哈勃太空望远镜（HST），它于1990年发射，几十年来提供了具有巨大科学价值的天文图像。 虽然与地面望远镜相比，其2.4米的入口孔径很小，但大气失真的自由度允许非常高的图像质量。 可以利用可见光、紫外光和近红外区域的光。 后来还部署了其他太空望远镜，例如2009年的赫歇尔望远镜，但它在远红外线下运行。 计划中的詹姆斯韦伯太空望远镜预计将覆盖0.6μm至28.5μm的波长范围，主镜直径为6.5 m。
例如，人们可以用高灵敏度的光谱仪分析来自恒星或星系的光，而不是成像。 在其他情况下，使用旋光仪仔细研究光的偏振特性。
还有太阳望远镜，专门用于对太阳的细节进行成像。 在这里，绝对不缺亮度；相反，系统必须能够处理大量的光功率。 由于观测距离相对较小，角分辨率通常不需要像观测遥远恒星那样高。 因此，望远镜的设计与其他天文望远镜的设计完全不同。
