天文望远镜介绍
天文望远镜的基本知识
天文望远镜的基本知识（一）要了解天文望远镜的基本知识天文望远镜有折射式、反射式和折反射式3种：1、折射式使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了分辨率。
优质折射镜的物镜是2片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。
不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差，所谓消色差物镜只是对白光中7种色光的2种色光(红和兰光)消除色差，而复消色差物镜除了对2种色光消色差之外，还对第3种色光(黄光)消除了剩余色差。
2、反射镜的优点是没有色差，但是，反射镜的彗差和像散较大，使得视野边缘像质变差。
常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式2种。
前者光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；后者光学系统的主、付镜为非球面，主镜和目镜都在后面，成像质量较好，价格也较贵。
3、折反射镜兼顾了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。
与同等焦距和同等口径的折射望远镜相比，价格还不及三分之一。
折反射镜有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林式2种，后者又称马-卡镜。
马-卡镜有2片式和3片式2种。
譬如：BOSMA马卡150/l800和BOSMA马卡200/2400都是3片式，因像质比2片式更好，倍受国内外天文爱好者的欢迎。
（二）合理选择望远镜的焦距选择望远镜的焦距，与你想要观测的天体有关。
如果你想观测星云、寻找彗星，要选择短焦距镜；如果你想观测月亮和行星，要选择长焦距镜；如果你想观双星、聚星、变星和星团，最好选择中焦距镜。
中焦距镜可以两头兼顾，比较受欢迎，通常短焦是指焦距与口径之比小于或等于6，长焦是指焦距与口径之比大于15，介于两者之间称之为中焦距镜。
（使用增倍镜可以成倍延长望远镜的焦距。
）（三）放大倍数并非越大越好天文望远镜倍率=F／f，即望远镜物镜焦距除以目镜焦距。
根据天文学家长期观测的经验，观测深空天体最大放大倍数不得大于1．5倍物镜的口径(以毫米数表示)，用口径100毫米物镜的望远镜，在大气条件为中等宁静度的情况下观测，不得大于125倍。
天文望远镜介绍
天文望远镜
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望远镜，通过光学成像的方法使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种 仪器。望远距离、放大倍率、清析度为望远镜重要因素。随着近现代科技的 发展，望远镜能够观测的波段已经突破了可见光波段，从无线电到伽玛射线
的各种波段的辐射都可以通过不同类型的望远镜收集。
而观测的纪录介质，也从原来的 人眼，胶片，发展到半导体电子 元件（比如CCD）。而以现代计 算机图形图像技术为依托的后期 处理技术更为人类满足远望的的 渴求提供了技术保证。望远镜一 般应用于远方观测或太空观测。
双筒望远镜
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双筒望远镜具有成像清晰明亮，视场大、携带方便、价格便宜等优点，很适于 天文爱好者用来巡天和观测星云、星团、彗星等面状天体。在晴朗无月的夜晚 用双筒镜观测时，可见在广阔的视场之中繁星密布，偶尔有一、两朵星云、星 团
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• 1.伽利略式望远镜（平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜）
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哈勃空间望远镜拍摄的图 片，从左上角起顺时针方 向为：Tadpole星系、锥 形星云、两个碰撞的螺旋 星系，欧米加星云中新星 的诞生。
射电望远镜
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射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别 很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类 似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电 望远镜。20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、 宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与 射电望远镜有关。
哈勃空间望远镜
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哈勃空间望远镜和康普顿γ射线天文台、钱德 拉X光天文台、斯皮策空间望远镜都是美国 国家航空航天局大型轨道天文台计划的一部 分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共 同管理。
教您天文望远镜基础知识入门
教您天文望远镜基础知识入门目录一、天文望远镜概述 (2)1.1 望远镜的定义与分类 (3)1.2 望远镜的工作原理 (4)1.3 天文望远镜的发展历程 (5)二、望远镜的基本构造 (6)2.1 主要部件介绍 (7)2.2 望远镜的类型 (9)三、天文望远镜的选择与使用 (10)3.1 如何根据需求选择望远镜 (11)3.2 望远镜的使用与保养 (12)3.3 常见问题及解决方法 (14)四、观测技巧与实践 (14)4.1 观测前的准备 (16)4.2 实际观测案例分享 (17)4.3 提升观测效果的技巧 (19)五、天文望远镜的辅助工具 (20)5.1 星图与星表 (21)5.2 天气预报与观测计划 (22)5.3 其他辅助设备 (23)六、天文望远镜的科学研究价值 (24)6.1 对恒星与行星的研究 (25)6.2 对星系与宇宙学的研究 (27)6.3 天文望远镜在教育中的应用 (29)七、望远镜技术的未来展望 (30)7.1 新型望远镜技术介绍 (32)7.2 天文望远镜在太空探索中的作用 (34)7.3 科技发展对望远镜的影响 (35)一、天文望远镜概述天文望远镜是一种用于观察和观测天体的特殊仪器，其历史源远流长，追溯到古埃及和古希腊时期。
现代天文望远镜的设计和用途多种多样，但它们的共同目标是提供更清晰和放大的天体图像，以便科学家和爱好者可以更好地了解宇宙。
折射望远镜：这类望远镜利用透镜来聚焦光线。
镜子在折射望远镜中并不直接用于成像，而是用于引导光线进入望远镜并反射回透镜中。
这种望远镜在观测弥散和星云时非常有效。
反射望远镜：反射望远镜主要使用表面非常平整的金属或玻璃制成的镜子来反射进入望远镜的光线。
大型反射望远镜通常放置在海拔较高或干燥地区，以减小大气扰动，提高观测质量。
折反射望远镜：这种望远镜结合了折射和反射望远镜的特点，通常使用一个透镜在前端聚集光线，然后用一个大型镜子在望远镜的后端将光线反射到目镜中，这样可以在保持清晰度的同时提供更大的视场。
天文望远镜知识
天文望远镜知识天文望远镜是一种用来观测天体的仪器。
它的发明和使用对于人类认识宇宙的进步起到了重要作用。
在这篇文章中，我们将介绍天文望远镜的起源、种类、使用方法以及它对天文研究的重要意义。
天文望远镜的起源可以追溯到古代。
早在公元前5世纪，希腊学者伽利略就发明了用来观察月亮和行星的望远镜。
随着科技的进步，现代望远镜在形态和功能上有了极大的变化。
目前常见的天文望远镜有光学望远镜、射电望远镜、红外望远镜等。
光学望远镜是最常见的一类望远镜。
它使用透镜或反射面来聚集光线，使天体的细节变得清晰可见。
望远镜的口径越大，分辨率就越高，能够观测到更远的天体。
在透镜望远镜中，人们通常使用的是折射望远镜，它利用透镜的光折射性质来聚焦光线。
而反射望远镜则是利用反射面反射光线，并通过次级镜或器件进行聚焦。
射电望远镜则利用射电波来观测天体。
射电波的频率低于可见光，因此能够穿过大气层，使天文观测免受大气的影响。
科学家通过收集和分析射电波的数据，来研究宇宙中的星系、恒星和其他天体。
射电望远镜也可以用于搜索宇宙中的无线电信号，例如宇宙微波背景辐射，这是宇宙大爆炸留下的辐射。
红外望远镜则用于观测天体放射出的红外辐射。
红外光波长长于可见光，因此红外望远镜可以帮助科学家发现可见光无法看到的天体或现象。
例如，它可以探测到新生恒星的形成过程，研究黑洞、星际尘埃和星系等。
天文望远镜对天文学研究起到了重要的推动作用。
它们帮助科学家观测和探索宇宙的奥秘，例如了解星系的形成和演化过程，发现新的行星和恒星，研究黑洞和暗物质等。
通过观测不同波长的辐射，科学家还可以了解宇宙的年龄、构造和起源等问题。
为了获得准确而有意义的观测结果，使用天文望远镜时需要一些技巧和注意事项。
首先，选择合适的观测地点非常重要，要远离人口密集区和光污染区域。
其次，望远镜的使用需要一定的专业知识和技能，例如准确对准和调焦望远镜，以及正确选择观测参数。
最后，观测的时间和天气也会对观测结果产生影响，通常来说，晴朗无云的夜晚是最好的观测时机。
教您天文望远镜基础知识入门
教您天文望远镜基础知识入门一、望远镜种类（一）折射式望远镜折射式望远镜的构造如下图：折射式望远镜由两个透镜组成：固定在镜筒前端的是物镜（其口径大小直接决定望远镜的性能）；在镜筒尾端可以调换的是目镜。
上图为星特朗AstroMaster系列 90EQ优点：视野较大、星像明亮，使用和维护比较方便，反差及锐利度较同口径的反射镜佳，摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。
缺点：有色像差(色差)问题，会降低分辨率。
（二）反射式望远镜反射式望远镜的构造如下图：上图为牛顿式反射式望远镜。
上图为星特朗AstroMaster系列130EQ优点：无色差、强光力和大视场，非常适合深空天体的目视观测。
缺点：彗差和像散较大，视野边缘像质变差，操作不太容易, 维护相对复杂。
（三）折反射式望远镜折反射式望远镜的构造如下图：上图为星特朗Omni XLT 127综合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。
有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林2种。
三种类型望远镜优缺点对比：（1）折射式：通常小型（口径80毫米以下）折射望远镜具有便携优势，结构简单可靠性高，可以在旅行时随身携带。
在拍摄要求不高的情况完全可以满足摄影需求，而且与相机连接简单可以作为长焦镜头使用。
（2）反射式：大口径反射虽然不便携，但比其他类型望远镜有很多优势。
首先，造价低廉，很多爱好者可以自己磨制。
其次，大口径成像效果更好，利于高倍观测，而且焦比较小，适合观测和拍摄深空天体。
（3）折反式：折反同时具备折射式望远镜的便携和反射式望远镜的成像优势，但价格较贵。
三种望远镜优缺点对比：折射式优点：结构简单，便携，成像锐度好，缺点：镜筒封闭维护保养容易有色差、球差，口径大的价格相对较贵光学结构：物镜——目镜结构反射式优点：口径大，成像亮度高，无色差，价格相对便宜缺点：不便携，有球差，镜筒开放维护保养相对困难光学结构：反射镜——副镜——目镜结构折反式优点：便携，成像质量较好，镜筒封闭维护保养容易，缺点：口径相对较大结构复杂，在同口径其他类型望远镜中价格最贵光学结构：改正镜——反射镜——副镜——目镜结构二、常见的天文望远镜光学名词口径：指望远镜物镜的有效直径，口径大小直接决定望远镜性能。
天文地理百科上-第三章
第三章天文必备：天文望远镜【天文望远镜】【工作原理】天文望远镜是一种令人惊奇的仪器，它可以使远处的目标看起来很近。
为了更好地理解天文望远镜的工作原理，我们先考虑一下这样一个问题：为什么用裸眼看不到远方的目标呢？例如，为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢？答案很简单：因为远方的目标在视网膜上的呈像没有占据足够的位置。
如果您有一双很大的眼睛，可以聚集到更多由远方目标发出的光并且在您的视网膜上形成明亮的像，那么，您就可以看到这个目标。
望远镜的两个光学件就可以帮助您将这一假设变为现实：物镜，它可以把远方目标发出的光会聚到焦点上（在焦点上呈像）；目镜，它把物镜焦点上的像放大，使之在您的视网膜上呈像。
这和放大镜的原理一样，它把小的物体放大后在您的视网膜上呈像，这样小的物体看起来就变大了。
天文望远镜的主要部件是：主镜筒、物镜、目镜。
主镜筒的作用是：固定物镜，使之与目镜保持恰当的距离；阻止灰尘、湿气和干扰像质的杂光。
物镜的作用是聚光和在焦点处呈像。
目镜的作用是把物镜焦点处的像放大后在您的视网膜上呈像。
【种类】按照光学结构的不同天文望远镜可分为许多不同的种类，但比较常用的是两种：折射式天文望远镜（用光学透镜做物镜）和反射式天文望远镜（用曲面反光镜做物镜）。
尽管两者可以达到一样的效果，但它们的光学结构是完全不同的。
折射式天文望远镜：折射式天文望远镜通常采用两片或多片镀膜透镜组合而成的消色差物镜。
一般来讲，制作大口径（100mm以上）的组合透镜是非常困难的，所以常见的折射式天文望远镜的口径都不超过100mm。
反射式天文望远镜：反射式天文望远镜的物镜是一曲面反射镜（主镜）。
在物镜的光路上放置了一个呈45度倾斜的小平面反光镜（副镜）以把物镜反射的光线转向镜筒一侧的目镜。
反射式天文望远镜相对比较容易做到大的通光口径。
这就意味着反射式天文望远镜可以有很强的聚光能力，可以用以观测昏暗的深空目标，以及用以天文拍照。
【光学性能】天文观测者应根据观测目的的不同来选用不同的天文望远镜。
天文望远镜的分类
天文望远镜的分类
天文望远镜是观测天体的重要工具，根据其设计和使用方式的不同，可以分为以下几类：
1. 反射望远镜：利用反射原理，通过凸面镜或抛物面镜将光线反射到焦点上，成像质量高且不易受色差影响，常用于天文观测和科研实验。
2. 折射望远镜：利用折射原理，通过透镜将光线聚焦成像，成像清晰度高、色彩还原度好，常用于天文、观鸟等领域。
3. 大型天文望远镜：大型天文望远镜的主镜直径一般在4米以上，使用多晶硅、氧化锆等材料，能够观测到更遥远、更微弱的天体，是天文学研究的主要工具之一。
4. 可见光望远镜：主要观测可见光波段的天体，能够拍摄到宇宙中的星云、星系等壮观景象。
5. 紫外线望远镜：观测紫外线波段的天体，能够探测到宇宙中的各种现象，如恒星形成、星际物质的演化等。
6. X射线望远镜：观测X射线波段的天体，能够研究黑洞、中子星等高能天体，以及宇宙射线等。
7. 微波望远镜：观测微波波段的天体，能够探测到宇宙微波背景辐射等信息。
通过不同类型的天文望远镜，我们能够更全面、深入地了解和探索宇宙的奥秘。
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第6章 天文望远镜
2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望 远镜”(VLT) 。
哈勃空间望远镜
哈勃空间望远镜 （Hubble Space Telescope，HST）， 是人类第一座太空望 远镜，总长度超过13 米，质量为11吨多， 运行在地球大气层外 缘离地面约600公里的 轨道上。它大约每100 分钟环绕地球一周。
哈勃望远镜的角分 辨率达到小于0.1秒， 每天可以获取3到5G 字节的数据。
凯克望远镜
Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成，这是 当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜。这 两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚， 将它们放在一起是为了做干涉观测。它们的口径都是 10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为 1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统， 使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照 相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。它所 能观测到的物体亮度比海尔望远镜所能见到的强4倍。 它具有成本低廉、修补时易移动的优点。"象Keck这 样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇 宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生 的时刻"。
5米直径的海尔望远镜
计算机辅助观测
1960年代起，天文学 家将计算机应用于望 远镜所有的设计、架 构与操作的各个阶段， 促使新一代效能更佳 的望远镜的来临，结 果产生了许多不同模 式的光学系统，适用 于多种不同的任务。
多面反射镜组成单一影像
1977年，设于美国亚历 桑那州霍普金斯山的第 一座多面反射镜望远镜 （MMT）首次运行。该 望远镜一排6片，直径1。 8米的反射镜，可聚集到 相当于直径4.5米单片反 射镜所聚集的光线。
天文望远镜介绍范文
天文望远镜介绍范文天文望远镜是一种用来观察天体的光学仪器。
它可以放大天体的图像，使观察者能够更清晰地看到遥远的星体。
在科学研究、天文学教育以及业余爱好者的观测中，天文望远镜都发挥着重要的作用。
本文将对天文望远镜的分类和工作原理进行介绍，还将讨论一些重要的天文望远镜。
折射望远镜的优势是可以产生高对比度的图像，适合观察明亮的天体，如行星和二星系统。
然而，由于透镜的制造成本较高，透镜的尺寸也有限，因此折射望远镜通常不能达到非常高的放大倍率。
反射望远镜则没有这些限制。
反射镜可以通过金属涂层来增加对光的反射，从而提高图像的亮度。
B. Newton望远镜和Cassini望远镜是两种常见的反射望远镜，都具有出色的光学性能。
它们的主要不同之处在于光路设计的差异。
天文望远镜工作的基本原理是通过放大和聚焦光线来形成图像。
无论是折射还是反射望远镜，在镜筒的一端都有一个目镜，通过这个目镜可以看到天体的图像。
在目镜的另一端，有一个物镜或者反射镜，它们负责聚焦光线。
物镜或反射镜的形状和尺寸决定望远镜的放大倍率和图像质量。
比如，反射望远镜中的物镜通常是一个曲面反射镜，它将光线反射到一个称为焦点的点上。
该焦点处形成的图像通过一个目镜被观察者看到。
物镜和目镜之间的距离决定了望远镜的放大倍数，即图像放大的程度。
一些重要的天文望远镜包括哈勃太空望远镜、查尔斯·玛修斯望远镜和极大望远镜。
哈勃太空望远镜是一架在太空中运行的反射望远镜，它以其高分辨率和清晰的图像质量而闻名。
它通过避免了地球大气的干扰来获得更准确的观测结果。
查尔斯·玛修斯望远镜是一种反射望远镜，它由一个总口径为6.5米的巨大镜片组成。
该望远镜采用多镜片组成的系统，可以收集更多的光线以观测更遥远的天体。
极大望远镜是一种大型的折射望远镜，拥有口径为30米的主镜。
它是目前正在建设中的一台非常庞大的天文望远镜，预计将在2025年完成。
一旦完成，它将是迄今为止最大的望远镜，将使天文学家们能够观测到更远的星体。
教您天文望远镜基础知识入门
教您天文望远镜基础知识入门一、望远镜种类（一）折射式望远镜折射式望远镜的构造如下图：折射式望远镜由两个透镜组成：固定在镜筒前端的是物镜（其口径大小直接决定望远镜的性能）；在镜筒尾端可以调换的是目镜。
上图为星特朗AstroMaster系列 90EQ优点：视野较大、星像明亮，使用和维护比较方便，反差及锐利度较同口径的反射镜佳，摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。
缺点：有色像差(色差)问题，会降低分辨率。
（二）反射式望远镜反射式望远镜的构造如下图：上图为牛顿式反射式望远镜。
上图为星特朗AstroMaster系列130EQ优点：无色差、强光力和大视场，非常适合深空天体的目视观测。
缺点：彗差和像散较大，视野边缘像质变差，操作不太容易, 维护相对复杂。
（三）折反射式望远镜折反射式望远镜的构造如下图：上图为星特朗Omni XLT 127综合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。
有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林2种。
三种类型望远镜优缺点对比：（1）折射式：通常小型（口径80毫米以下）折射望远镜具有便携优势，结构简单可靠性高，可以在旅行时随身携带。
在拍摄要求不高的情况完全可以满足摄影需求，而且与相机连接简单可以作为长焦镜头使用。
（2）反射式：大口径反射虽然不便携，但比其他类型望远镜有很多优势。
首先，造价低廉，很多爱好者可以自己磨制。
其次，大口径成像效果更好，利于高倍观测，而且焦比较小，适合观测和拍摄深空天体。
（3）折反式：折反同时具备折射式望远镜的便携和反射式望远镜的成像优势，但价格较贵。
三种望远镜优缺点对比：折射式优点：结构简单，便携，成像锐度好，缺点：镜筒封闭维护保养容易有色差、球差，口径大的价格相对较贵光学结构：物镜——目镜结构反射式优点：口径大，成像亮度高，无色差，价格相对便宜缺点：不便携，有球差，镜筒开放维护保养相对困难光学结构：反射镜——副镜——目镜结构折反式优点：便携，成像质量较好，镜筒封闭维护保养容易，缺点：口径相对较大结构复杂，在同口径其他类型望远镜中价格最贵光学结构：改正镜——反射镜——副镜——目镜结构二、常见的天文望远镜光学名词口径：指望远镜物镜的有效直径，口径大小直接决定望远镜性能。
天文望远镜的简单介绍
天文望远镜的简单介绍英文回答：Astronomical telescopes are scientific instruments used to observe celestial objects such as stars, galaxies, and planets. They are designed to collect and focus light, allowing astronomers to study objects that are too faint or too far away to be seen with the naked eye.There are several types of astronomical telescopes, including refracting telescopes, reflecting telescopes, and compound telescopes. Refracting telescopes use a lens to bend and focus light, while reflecting telescopes use a curved mirror to gather and focus light. Compound telescopes combine both lenses and mirrors to enhance image quality.Astronomical telescopes can be classified based ontheir size and purpose. Small telescopes, often referred to as amateur or backyard telescopes, are usually portable andused for casual stargazing or observing the moon and planets. They have smaller apertures and lower magnification capabilities compared to larger professional telescopes.Professional telescopes, on the other hand, are large and complex instruments used by astronomers for research purposes. They are usually located in observatories and can be several meters or even tens of meters in diameter. These telescopes are equipped with advanced technologies, such as adaptive optics and spectrographs, to capture detailed images and gather data about distant celestial objects.In addition to visible light telescopes, there are also telescopes that detect other forms of electromagnetic radiation, such as radio waves, X-rays, and gamma rays. These telescopes are essential for studying different aspects of the universe, such as black holes, pulsars, and cosmic microwave background radiation.Astronomical telescopes have revolutionized our understanding of the universe and have allowed astronomersto make groundbreaking discoveries. They have helpedconfirm the existence of exoplanets, study the evolution of galaxies, and provide evidence for the Big Bang theory.With ongoing advancements in technology, telescopescontinue to push the boundaries of our knowledge about the cosmos.中文回答：天文望远镜是一种科学仪器，用于观测天体物体，如恒星、星系和行星。
科普认识天文望远镜的原理
科普认识天文望远镜的原理天文望远镜是科学家们观测宇宙奥秘、探索星际空间的重要工具。
通过利用望远镜的原理，我们可以观测到遥远的星体，揭示宇宙的形成和发展规律。
本文将详细介绍天文望远镜的原理和构造。
一、光学天文望远镜的原理光学天文望远镜是一种利用光学原理观测天体的装置。
它主要由物镜、目镜和眼睛组成。
当光线从天体上射入物镜时，物镜会将光线聚拢在焦点上。
然后光线通过目镜再进入眼睛，人眼就能看到放大后的清晰图像。
光学天文望远镜的物镜通常采用折射镜或者折射镜的组合。
折射镜是利用透镜的折射原理来聚集光线的。
折射镜的优点是成像质量好，但随着尺寸增大会变得笨重。
此外，折射镜对光线的折射、散射和吸收现象会降低成像质量。
折射镜的组合是指在望远镜中同时使用凸透镜和凹透镜，以纠正透镜单独使用时产生的色差问题。
二、射电天文望远镜的原理射电天文望远镜主要用于接收和分析天体发出的无线电信号。
它与普通的光学天文望远镜的原理有所不同。
射电天文望远镜通过天线接收并放大微弱的射电信号，然后通过收集器、中频放大器等元件进行信号处理。
最终，科学家可以通过分析处理后的信号获取天体的相关信息。
射电天文望远镜的天线由金属制成，主要用于接收和聚焦天体发出的射电信号。
天线较大，一般的射电天文望远镜通常都有一个直径很大的吊车状结构，用于支撑和定位天线。
射电信号通过天线接收之后，经过设备放大、滤波和调制等处理后，才能进行科学研究和数据分析。
三、太阳望远镜的原理太阳望远镜是专门用于观测和研究太阳的望远镜。
由于太阳的辐射能量极高，直接观测太阳会对人眼造成严重伤害。
因此，太阳望远镜在原理和构造上与普通望远镜有所不同。
太阳望远镜一般利用滤光片、滤光器和减光器等光学元件来减弱太阳光的强度，以保护观察者的眼睛。
此外，太阳望远镜还具备特殊的接口，能够与探测设备进行连接，实时观测和记录太阳的活动。
四、空间望远镜的原理空间望远镜位于地球的轨道上，不受大气层的干扰，能够获得更清晰的观测效果。
天文望远镜
天文望遠鏡 名詞釋疑 （Telescope Terms）1雙筒望遠鏡一枝雙筒望遠鏡其實已是一件非常有用的天文觀測工具。
天文觀測用的雙筒鏡一般以7x50、8x40及10x50為合；這幾對數字內的7x、8x及10x代表望遠鏡能分別放大7倍、8倍及10倍，而40及50則代表望遠鏡的鏡頭口徑是40mm及50mm。
倍數太大的雙筒鏡會同時把我們正常的手震放大，令影像搖擺不定，難以手持觀測；而口徑太大的雙筒望遠鏡由於重量大增，亦必須使用腳架輔助。
在購買雙筒望遠鏡時，必須留意目鏡視場不應太小。
意即利用雙筒鏡觀測時，所看到的範圍要盡量大。
這樣，用雙筒鏡觀測夜空時，感覺便會更震撼。
為了更佳的雙眼觀測感覺，有些觀測者追求口徑達80mm至150mm等的大口徑的雙筒鏡。
購買較大口徑的雙筒鏡時，要有適當的心理準備，因為口徑大於80mm的雙筒鏡連同地平座架，重量往往可達三、四十磅。
有些觀測者更因此而自製觀測椅，令觀測感覺更完美。
另外，大口徑雙筒鏡最佳為附有90o或45o 屈折稜鏡，因為這可方便觀測近天頂地區，配合地平腳座使用時便可令觀測更舒適；否則，在觀察仰角高於40o之物體時，若不是躺下或有特製之觀測椅，頸部將會非常辛苦，有失雙筒觀測的原意。
2天文望遠鏡望遠鏡可謂是天文觀測中一項不可或缺的工具。
天文觀測用的望遠鏡其實是有好幾種類型。
它們分別是A折射式望遠鏡、B反射式望遠鏡和C折反射式望遠鏡。
－A折射式望遠鏡（Refractor）原理是利用一組可令光線聚焦的凸透鏡組合把光線聚焦然後再利用另一組鏡片把焦點放大。
－B反射式望遠鏡（Reflector）原理是利用這塊呈拋物凹面的反射鏡把光線聚集，然後再用一塊放在鏡筒前端的較細小反光鏡把光反射到鏡筒外，再利用目鏡造出放大的影像。
反射鏡雖然有一個副鏡阻擋著視線，但是，透過反射鏡所造出來的影像是看不到副鏡的座架的。
這是因為影像是經望遠鏡聚焦後才造成影像，而並非像平光鏡般純粹作出反射。
反射式望遠鏡又分多種類型，業餘天文觀測者多利用牛頓式（Newtonian）及卡式（Cassegrain）。
天文望远镜基础知识介绍
天文望远镜基础知识科普一、望远镜基本原理与天文望远镜望远镜是一种利用凹透镜与凸透镜观测遥远物体的光学仪器，是通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。
所以，望远镜是天文与地面观测中不可缺少的工具。
天文望远镜是望远镜的一种，是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生与发展，就没有现代天文学。
随着望远镜在各方面性能的改进与提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
二、天文望远镜的结构下面是天文望远镜的结构图，不是说每一款望远镜都是这样的。
有的天文望远镜没有寻星镜，有的在镜筒上还安装了中垂来调节平衡。
还有会赠送很多其他的天文配件，比如太阳滤镜、增倍镜（巴洛镜）、更多倍数的目镜。
天文望远镜重要部位的作用：1. 主镜筒：观测星星的主要部件。
2. 寻星镜：快速寻找星星。
主镜筒通常都以数十倍以上的倍率观测星体。
在找星星时，如果使用数十倍来找，因为视野小，要用主镜筒将星星找出来，可没那麼简单，因此我们就使用一支只有放大数倍的小望远镜，利用它具有较大视野的功能，先将要观测的星星位置找出来，如此就可以在主镜筒，以中低倍率直接观测到该星星。
3. 目镜：人肉眼直接观看的必要部件。
目镜起放大作用。
通常一部望远镜都要配备低、中与高倍率三种目镜。
4. 天顶镜：把光线全反射成90°的角，便于观察。
5. 三脚架：固定望远镜观察时保持稳定。
三、天文望远镜的性能指标评价一架望远镜的好坏首先看它的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度与跟踪精度是否优良。
光学性能主要有以下几个指标：1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。
口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。
2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。
人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。
70mm口径的望远镜，集光力是70/7=10倍。
天文望远镜介绍
主焦点式反射镜为抛物面
牛顿式反射镜为球面镜 卡塞格林式
抛物面、凸的双曲面镜。
折轴式
RC系统—改进的卡塞格林
消除了球差和彗差
折反射望远镜的诞生背景
• 彗差
– 光轴外的某一物点向镜 头发出一束平行光线， 经光学系统后，在象平 面上会形成不对称的弥 散光斑，这种弥散光斑 的形状呈彗星形，即由 中心到边缘拖着一个由 细到粗的尾巴，其首端 明亮、清晰，尾端宽大、 暗淡、模糊
大但
两下
倍 。
面 的
此 两
照幅
片照
所片
用曝
望光
远时
镜间
的相
口同
径，
2）相对口径 A： A = D／F
• 也称“光力”，以符号A表示，定义为物镜的口径D和焦距 之比，即A=D/F。
• 相对口径的倒数(F/D)称为“焦比”（照相机上的光圈 数），也常写为F/(焦比)，即口径D=F/(F/D)。
• 如果口径不变，物镜焦距越长，焦比越大，容易得到越高 的倍率；物镜焦距越短，焦比越小，放大倍率较低，但影 像更亮，视野更大。
克里斯托夫·沙伊纳，德国天文学家、物理学家、数学家
正像系统
• 棱镜正像系统
正像系统
• 透镜正像系统
折射望远镜的致命缺点—— 色差
消色差
APO望远镜
• Apochromatic：复消色差的 • 如果制造凸透镜的低折射率材料蓝光对绿
光的部分相对色差恰好与制造凹透镜的高 折射率材料的部分相对色差相同，那么实 现蓝光与红光的消色差之后，绿光的色差 恰好消除 • 萤石--价格昂贵、加工困难，高档的代名词 • AD玻璃、ED玻璃、UD玻璃，代用品
各种天文望远镜原理
各种天文望远镜原理天文望远镜是一种用于观测天体的光学仪器。
它的主要作用是放大远处天体的图像，使天文学家能够更清楚地观测天体的细节和特征。
下面将介绍几种常见的天文望远镜原理。
1.折射望远镜折射望远镜是最常见、最基本的天文望远镜之一、它的原理基于光线经过透镜时会发生折射现象。
折射望远镜由目镜（接近眼睛的一端）和物镜（接收光线的一端）组成。
光线从物镜进入、经过凸透镜的折射使光线汇聚成一个焦点，然后再由目镜观察焦点形成的放大图像。
折射望远镜的优点是简单、易于制作，并且能够观察到较为清晰的图像。
2.反射望远镜反射望远镜是一种使用反射原理的望远镜。
它使用曲面镜而非透镜来收集和聚焦光线。
光线从物体上反射到一个凹面镜，然后反射到焦点上。
在焦点处，观察者可以通过一系列镜面的反射获得放大的图像。
这种望远镜的优点是避免了透镜的各种折射相关问题，同时可以制造更大口径的望远镜，使天文学家能够观察到更暗、更遥远的天体。
3.光栅望远镜光栅望远镜是一种在望远镜中使用光栅的仪器。
光栅是一个通常由许多平行的线或槽构成的光学元素，可以把光线分散成不同的波长，并显示出光谱。
光栅望远镜通过光栅分散入射光，即将光线拆分成不同波长的彩色光线。
然后利用目镜观察到的锐利光谱来获得关于天体的信息，如其化学成分、运动等。
光栅望远镜的优点是可以提供更多的天体信息，并且可以进行精确的光谱分析。
随着科技的发展，新型的望远镜原理也不断涌现。
其中一种是干涉仪原理。
干涉仪使用两个或多个望远镜的光线进行干涉，以提高分辨率和观测能力。
另一种是自适应光学原理。
自适应光学利用面积较小的变形镜将误差产生的光信号反馈给镜面，通过控制变形镜的形状进行实时调整，以消除大气湍流带来的图像扭曲和模糊，进一步提高望远镜的分辨率。
总结起来，天文望远镜的原理可以分为折射、反射、光栅以及一些新型的原理，每种原理都有其特点和优势。
这些优秀的望远镜使得天文学家能够更好地观察和研究天体，为人类探索宇宙提供了重要工具。
天文望远镜天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有
天文望远镜天文望远镜是观测天体的重要手段，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。
随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。
折射式望远镜1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。
他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。
伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
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。
需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。
所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。
1757年，杜隆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，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。
从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。
但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。
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，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
天文望远镜基础知识-天文知识
天⽂望远镜基础知识-天⽂知识天⽂望远镜基础知识-天⽂知识天⽂望远镜是现在天⽂学最基本的仪器，也是⼴⼤天⽂普及⼯作者和天⽂爱好者必备的观测⼯具。
天⽂望远镜的光学系统 根据物镜的结构不同，天⽂望远镜⼤致可以分为三⼤类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；⽤反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，⼜有反射镜的，称为折反射望远镜。
往往有的天⽂爱好者买了⼀块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。
其实，⼀块透镜成像会产⽣象差，现在，正规的折射天⽂望远镜的物镜⼤都由2～4块透镜组成。
相⽐之下，折射天⽂望远镜⽤途较⼴，使⽤⽅便，⽐较适合做天⽂普及⼯作。
反射望远镜的光路可分为⽜顿系统和卡塞格林系统等。
⼀般说来，对天⽂普及⼯作，特别是对观测经验不⾜的爱好者来说，⽜顿式反射望远镜使⽤起来不太⽅便，其物镜⼜需经常镀膜，维护起来也⿇烦。
折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。
天体的光线要受到折射和反射。
这类望远镜具有光⼒强，视场⼤和能消除⼏种主要像差的优点。
这类望远镜⼜分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。
根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天⽂仪器⼚⽣产的120折射天⽂望远镜对于天⽂普及⼯作和⼴⼤天⽂爱好者来说，是⼀种既⽅便⼜实⽤的仪器。
望远镜的光学性能 在天⽂观测的对象中，有的天体有视⾯，有的没有可分辨的视⾯；有的天体光极强，有的⼜特微弱；有的是⾃⼰发光，有的是反射光。
观测者应根据观测⽬的，选⽤不同的望远镜，或采⽤不同的⽅法进⾏观测；⼀般说来，普及性的天⽂观测多属于综合性的，要考虑“⼀镜多⽤”。
选择天⽂望远镜时，⼀定要充分了解它的基本光学性能。
⼝径--指物镜的有效直径，常⽤D来表⽰； 相对⼝径--指物镜的有效⼝径和它的焦距之⽐，也称为焦⽐，常⽤A表⽰；即A＝D/F。
⼀般说来，折射望远镜的相对⼝径都⽐较⼩，通常在1/15～1/20，⽽反射望远镜的相对⼝径都⽐较⼤，通常在1/3.5～1/5。
观测有⼀定视⾯的天体时，其视⾯的线⼤⼩和F成正⽐，其⾯积与F2成正⽐。
天文望远镜介绍范文
天文望远镜介绍范文天文望远镜的发展历经了几个重要阶段。
早在17世纪，人们就开始使用望远镜观测天体，从而发现了众多天体的存在，并解答了一些宇宙之谜。
在20世纪，随着光学技术的进步，天文望远镜的性能不断提高，观测精度也得到了显著提高。
而近年来，随着先进的电子技术和太空技术的发展，卫星望远镜和射电望远镜等新型设备也得到了广泛应用，极大地推动了天文学的发展。
天文望远镜的主要组成部分包括主镜、目镜和支架。
主镜是望远镜的核心组件，它可以收集并聚焦外界的光线。
目镜则负责将聚焦的光线传送到观测者的眼睛，使其能够观测到天体。
而支架则起到稳定和支撑的作用，确保望远镜在观测过程中不受干扰。
根据其工作原理和观测对象的不同，天文望远镜可以分为今天最常见的两种类型：光学望远镜和射电望远镜。
光学望远镜是使用光学透镜或反射镜，通过收集和聚焦可见光束来观测天体。
这种望远镜可以帮助人们观测到宜居行星、星系和星云等各种天体。
而射电望远镜则是利用射电波段的电磁辐射来观测天体，可以探测到其他类型望远镜无法观测到的现象，如宇宙微波背景辐射、脉冲星等。
随着科学技术的发展，天文望远镜的性能不断提高。
现代天文望远镜不仅能够捕捉到更多的光线，提高观测的分辨率，还能够进行更加精确的测量和观测。
一些先进的望远镜还可以通过记录和分析光谱，来研究天体的组成、温度等物理特性。
此外，一些特殊的望远镜如X射线望远镜和伽玛射线望远镜也被用于研究高能天体和宇宙射线等。
天文望远镜在科学研究中起到了重要的作用。
它们帮助我们了解宇宙中的星系结构、宇宙起源和演化过程，还通过观测行星、恒星和其他天体，帮助我们研究宇宙的物理规律和自然现象。
此外，望远镜还可以帮助天文学家发现新天体、探索宇宙中的奥秘，对于人类认识宇宙的突破具有重要的意义。
总之，天文望远镜是一项十分重要的科学工具，它能够帮助我们深入观测和研究宇宙。
随着科学技术的进步，天文望远镜的观测能力和精度将不断提升，相信我们会更加深入地了解宇宙的奥秘。
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•光学望远镜天文光学望远镜主要由物镜和目镜组镜头及其它配件组成。
通常按照物镜的不同，可把光学望远镜分为三类：折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。
一折射望远镜折射望远镜的物镜由透镜组成折射系统。
早期的望远镜物镜由一块单透镜制成。
由于物点发射的光线与透镜主轴有较大的夹角，玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会造成球差和色差，严重影响成像质量。
为了克服这一缺点，人们发现近轴光线几乎没有球差和色差，于是尽量制造长焦距透镜，促使望远镜向长镜身发展。
1722年希拉德雷测定金星直径的望远镜，物镜焦距长达65m，用起来非常不便，跟踪天体时甚至需很多人推动。
为解决上述缺点，后来人们用不同玻璃制成的一块凸透镜和一块凹透镜组成复合物镜。
所以，现代的折射望远镜的物镜，都是由两片或多片透镜组成折射系统（双透镜组或三合透镜组等）这样，可使望远镜口径增大，镜身缩短。
1897年安装在美国叶凯士天文台的折射望远镜，口径 1.02m，焦距19.4m，仅物镜就重达230kg，至今仍是世界上最大的折射望远镜。
从理论上说，望远镜越大，收集到的光越多，自然威力也越大。
但巨大物镜对光学玻璃的质量要求极高，制作困难。
镜身太大，支撑结构的刚性难保，大气抖动影响明显，其观测效果反倒不佳。
这就限制了折射望远镜向更大口径发展。
现在天文学家们发展了一种新技术，可以在望远镜镜面背后加上一套微调装置，根据大气的抖动情况，随时调整望远镜的镜面，把大气的抖动影响矫正过来，这套技术叫做主动光学，这样一来，望远镜口径问题有望突破。
二反射望远镜反射望远镜的物镜，不需笨重的玻璃透镜，而是制成抛物面反射镜。
其光学性能，既没有色差，又消弱了球差。
反射望远镜物镜表面有一层金属反光膜，通常用铝或银，反光性能相当理想，且镜筒大大缩短。
由于抛物面反射可作得很轻薄，于是就可以增大望远镜的口径。
现代世界上大型光学望远镜都是反射望远镜。
反射望远镜需在镜筒里面装有口径较小的反射镜，叫作副镜，以改变由主镜反射后，光线行进方向和焦平面的位置。
反射望远镜有几种类型，通常使用的主要有牛顿式，副镜为平面镜；卡塞格林式，副镜是凸双曲面镜，它可把主物镜的焦距延长，并从主镜的光孔中射出。
反射望远镜的优点是显而易见的。
20世纪中期以后，很多著名天文台都安装有大口径的反射望远镜。
1948年由美国制造的口径 5.08m的反射望远镜，安装在帕洛玛山天文台，曾居世界领先地位。
1976年前苏联制造了口径6m的望远镜，安装在高加索山天体物理天文台。
我国最大的望远镜，是1989年安装在北京天文台兴隆观测站的 2.16m反射望远镜，这是我国自己研制生产的。
三折反射望远镜折反射望远镜的物镜用透镜和反射镜组装而成。
目前使用最广泛的有施密特型和马克苏托夫型。
前者于1931年由德国光学家施密特所发明，它在球面反射镜前，加一个非球面改正透镜，以消除球差。
后者是1940年苏联光学家马克苏托夫发明，它的改正镜是一个弯月形透镜，结构简单。
折反射望远镜的特点是：视场大，光力强，象差小，适于观测流星、彗星和人造卫星等天体。
目前最大的施密特望远镜安装在德国陶登堡天文台，主镜 2.03m，改正镜 1.34m。
折射望远镜光路图马克苏托夫折反射望远镜光路图反射望远镜类型及其光路图施密特折反望远镜光路图•射电望远镜射电望远镜是射电天文学研究的主要工具。
自从19世纪末有人提出电磁波的存在，并与光有许多共同性之后，天文学家就试图发现来自太阳发射的电磁波。
但限于当时的技术条件，一直未能接触到波长较短的无线电波。
直到1932年，美国为实现横跨太平洋的无线电话通讯建造了30m直径的天线，工程师央斯基意外地收到来自银河系中心方向的15m波长的射电信号。
1940年美国另一位无线电工程师雷伯，用自制的抛物面型射电望远镜，第一个绘制出银河系射电图，证实了央斯基的发现；并测到太阳和其它一些天体发出的无线电波。
使这位业余天文学家成为射电天文学的先驱。
第二次世界大战中，英国的一军用雷达接收到太阳强烈的射电干扰，使人们对宇宙射电辐射的兴趣越来越浓。
战争结束后，战地雷达闲置无用，科学家们把更多的雷达用于射电天文学研究，不久便有了一系列令人惊异的新发现，从而揭开了射电天文学发展的序幕。
射电天文学使用的射电望远镜系统不能象光学望远镜那样靠眼睛观测，而是采用雷达的办法。
是用来观测和研究来自宇宙间无线电波段的电磁辐射的。
目前所使用的波段是从1mm～30m左右。
在这个波段的无线电辐射，不受大气层显著影响而能达到地面。
由于无线电波可以穿过可见光不能穿过的尘雾，所以可使射电天文观测深入到以往光学望远镜所不能看到的宇宙深处。
且射电观测不受太阳散射光及云层的影响，也不分白天和黑夜都能进行观测，是一种“全天候”望远镜。
但射电望远镜也有弱点。
它不想光学望远镜那样可以把可见光全部接收，加上不同的滤光片再分出单色光。
它只能工作在一个波长，天生就是一个单色仪。
若要想观测多个波段，要求有多个馈源和接收机。
此外它不像光学望远镜那样能拍摄出多姿多彩的天体照片，只显示出表现强弱的曲线。
二射电望远镜的原理和结构射电望远镜的种类很多，但其基本结构和原理是一样的。
它一般由天线、接收机（放大器）、记录器和数据的处理显示等装置几部分组成，如图5.12是经典的射电望远镜基本组成和原理示意图。
现代射电望远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。
射电望远镜的天线多为抛物面形，天线的作用相当于光学望远镜的物镜，其实它与反射望远镜更类似。
一个理想的镜面误差不得超过设计镜面的λ/16 ～λ/10(λ为波长)。
对于米波误差可以到几厘米，因而可用金属网制成；对于厘米波则需用光滑精确的金属板。
来自天体的射电波，经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的"照明器"上，即可使信号功率放大10～1000倍。
然后由电缆把信号传送到控制室的接收机，再次放大、检波，最后根据研究的需要，对其进行记录、处理和显示。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。
射电天文望远镜天线的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛物面天线；三是系统组合天线。
图5.13是北京密云射电望远镜天线阵。
目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究所，口径100m，分辨角33角秒（33″）。
这样的庞然大物，光天线的可动部分就重达3200吨。
但用现代设备操作跟踪，相当灵活。
据说，建造一架这样的望远镜，其费用，不亚于建造一座长江大桥。
世界上最大固定式射电望远镜，安装在波多黎各的美国阿雷西特天文台。
它的直径达305m，因固定在山间盆地中，只能靠地球自转改变观测方向。
另外，还有法国南锡射电天文台的巨大凹网状射电望远镜，它长300m，高35m，呈带形抛物面。
我国国家天文台近期计划在贵州南部的喀斯特洼地，建设500m口径的球面射电望远镜。
三射电干涉仪关于射电望远镜的性能，同光学望远镜的道理一样，主要包括聚集辐射能量的状况和分辨目标能力。
聚集辐射能量的本领，这里叫做灵敏度，即射电望远镜可观测到最小信号的本领以及能发现强信号最小变化的本领。
这种观测微弱信号的能力主要受接收机噪声的限制，只须增加口径，改进仪器和选择好安装地点，即可提高灵敏度。
射电望远镜分辨率高低，与它的口径成正比，与它所接收的波长成反比。
但射电波的波长比可见光的波长大得多。
从计算得知，要使射电望远镜的分辨本领达到5cm小型光学望远镜那样，其天线口径就得达到500m至500km。
这是单个射电望远镜所无法实现的。
因此，20世纪50年代以后，人们根据光的干涉原理，制造了射电干涉仪，才解决了这个问题。
最简单的射电干涉仪，是由两台相隔一定距离的天线组成，令其接收同一天体的单频信号。
两天线间由性能相同，长度相同的传输线把各自收到的信号送到接收机进行处理，这等于扩展了望远镜的口径。
但实际上，为观测射电源的细节或观测象太阳这样天体的"面源"，需要多天线干涉仪来完成，即由多面等间隔排成一条直线的天线组成。
这样，干涉仪沿基线方向分辨本领，相当于口径等于基线长度D的单天线望远镜。
单向排列的干涉仪，只能提高"一维"的分辨本领，如一个东西向的天线阵，只能提高东西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。
为此，又研制了十字型天线阵，可以直接获得二维的高分辨率。
20世纪60年代建成的英朗格洛米尔斯十字阵，由两列长1600m，宽12m的抛物柱面交叉组长。
由上述得知，为提高分辨本领，必须尽量增大天线间的距离。
但这也会遇到技术上的困难。
如传输线过长，会造成各路信号间位相差，影响接收质量。
因此，又有"甚长基线干涉仪"（VLBI）问世。
它完全去掉连接线，每台干涉仪完全独立，它们都有原子钟控制的高稳定度的本振系统和磁带记录装制，把各自在同一时刻接收的同一信号记录下来，再把这些记录送到处理机中进行相关运算，求出观测结果。
这样可使天线间的距离增长，甚至可近似地球的直径。
如格林班克--昂萨拉甚长基线干涉仪，基线长6319m，工作波长6cm，分辨本领达0.0006″，远远超过一般光学望远镜水平。
四综合孔径射电望远镜射电望远镜虽然有许多优点，但它不能象光学望远镜那样可以直接成像。
而综合孔径射电望远镜解决了这个问题。
我们知道，由于任何图像都可以分解成许多亮度的正弦和余弦成份分布（即化整为零）反过来，如果已知这些正弦和余弦成份分布，也就可以再把它们合成原来的图像（聚零为整）。
综合孔径方法，就是先化整为零，分别测出它们各个分量，再利用计算机处理，聚零为整，呈现原来图像。
这有点与电视发射和接收的道理相类似。
其具体做法，是将两面以上的天线形成天线干涉仪，由其干涉信号的振幅和位相得到亮度分布的正弦、余弦成份。
再对这些数据进行处理，便得到观测目标的射电图像。
综合孔径射电望远镜都是多天线系统。
例如：美国新墨西哥州国立射电天文台的"甚大阵"（VLA）综合孔径射电望远镜，由27面口径25m的天线沿Y型基线排列，每臂长21km，分辨角0.1″，成像时间为8小时。
它的研制成功，在射电天文观测技术上是一项重大突破，最早发明这一技术的英国射电天文学家赖尔因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。
德国100米口径射电望远镜北京密云观测站射电望远镜天线阵。