望遠鏡
望遠鏡是一種利用透鏡或曲面鏡與透鏡的排列順序，從而放大遠處物體的光學儀器，或是通過發射、吸收反射電磁輻射來觀測遠處物體的各種儀器。已知最早的實用望遠鏡是17世紀初荷蘭利用玻璃鏡片發明的折光式望遠鏡。它們既適用於地面應用，也適用在天文學領域。
反射式望遠鏡利用鏡面聚焦並收集光線，它是在第一臺折光式望遠鏡問世後幾十年內發明的。在20世紀，人們發明出許多新型望遠鏡，包括20世紀30年代的射電望遠鏡和20世紀60年代的紅外望遠鏡。現如今，望遠鏡一詞泛指能夠探測到電磁光譜不同區域的儀器，某些情況下還包括其他類型的探測器。
詞源
望遠鏡「telescope」（來源於古希臘語，τλε——「tele」——「遠的」；σκοπεν——skopein——「觀測、看」；τηλεσκπο—teleskopos—「遠望」）。這個字是希臘數學家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年於伽利略在Accademia dei Lincei的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的詞彙是「perspicillum」。
歷史
現存最早的望遠鏡出現在1608年，荷蘭米德爾堡的眼鏡製造商漢斯·利伯謝向政府申請折光式望遠鏡專利，實際發明者不詳，但是這一消息已經遠揚歐洲。1609年，伽利略聽說後，自創新的版本，並將望遠鏡用於天體觀觀測。
折光式望遠鏡發明後不久，人們開始研究是否可以將採光元件中的透鏡換為反射鏡。拋物面反射鏡的潛在優勢是可以減少球面像差、避免色差，這一發現催生了許多設計理念與嘗試。1668年，牛頓建造了第一臺實用反射式望遠鏡，這種設計以他的名字命名，即牛頓反射鏡。
1733年，消色差透鏡的發明糾正了單透鏡的色差問題，促使人們發明出更短、更實用的折光望遠鏡。反射望遠鏡雖然不受限於折射鏡呈現出的色彩問題，但由於18世紀和19世紀初採用的金屬反射鏡有著易鏽蝕屬性，反射望遠鏡的使用也因此受到了阻礙。
1857年的銀鍍膜玻璃鏡和1932年鍍鋁鏡的引入使這一問題迎刃而解。由於折光式望遠鏡的最大物理尺寸限制約為1米（40英寸），因此20世紀初以來建造的絕大多數大型光學研究望遠鏡都是反射式望遠鏡。目前最大的反射式望遠鏡的物鏡大於10米（33英尺），目前30-40米的設計工作正在進行中。
20世紀，望遠鏡發展取得了長足進展，能夠支持望遠鏡在從無線電到伽馬射線的各種波長下工作。1937年，第一臺用於建造的射電望遠鏡投入使用。從那時起，各種複雜的天文儀器層見疊出。
60英寸的海爾望遠鏡在1908年首次亮相（圖源：維基）
種類
「望遠鏡」這一廣義概念涵蓋了許多種類的儀器，其中大部分的儀器是用來探測電磁輻射的，但是這些儀器在如何使用方面有著很大的區別，天文學家需要使用不同儀器收集各頻段的光（電磁輻射）。
望遠鏡可以按照對於光的波長的探測能力進行分類：
X射線望遠鏡，探測比紫外線更短的波長紫外線望遠鏡，探測比可見光更短的波長光學望遠鏡，探測可見光紅外線望遠鏡，探測比可見光更長的波長亞毫米望遠鏡，探測的微波波長比紅外光長射電望遠鏡，探測更長波長
現代望遠鏡通常不使用膠片，而使用CCD記錄圖像。圖中展示了克卜勒太空飛行器的傳感器陣列（圖源：維基）。
隨著波長變長，使用天線技術傳輸電磁波變得更加容易（儘管可以製造出更加微小的天線）。收集近紅外線的方式與收集可見光的方式十分類似，然而在遠紅外和亞毫米範圍內，望遠鏡的操作原理與射電望遠鏡十分接近。比如，詹姆斯-克拉克-麥克斯韋望遠鏡可以使用拋物線鋁製天線觀測從3微米（0.003毫米）到2000微米（2毫米）的波長。斯皮策太空望遠鏡使用反射鏡（反射光學器件），觀測的波長範圍大概是從3微米（0.003毫米）到180微米（0.18毫米）。同樣使用反射光學器件的哈勃空間望遠鏡與廣角相機類III，則可以在約0.2μm（0.0002毫米）至1.7μm（0.0017毫米）的頻率範圍內進行觀測（從紫外線到紅外線）。
格林威治皇家天文臺的 "洋蔥 "圓頂上設有一臺28英寸的折光望遠鏡，前景是威廉-赫歇爾直徑120釐米（47英寸）的反射望遠鏡（因其焦距而被稱為 "40英尺望遠鏡"）的剩餘部分（圖源：維基）。
對于波長較短、頻率較高的光子，使用的是瞥入式光學器件，而不是。追蹤望遠鏡和SOHO望遠鏡可以使用特殊的反射鏡來反射極紫外光，能夠比其他儀器產生更高的解析度和更明亮的圖像。更大的孔徑不僅意味著收集更多的光，還能實現更精細的角度解析度。
詹姆斯-韋伯太空望遠鏡的主鏡組件（在建）。圖中所示的是一個金鍍層的分段式鏡面，能夠反射從近紅外到中紅外的（橙紅色）可見光（圖源：維基）。
望遠鏡也可按照位置分為三種，分別為:地基望遠鏡、空間望遠鏡和機載望遠鏡。望遠鏡還可以按使用者分類，比如以儀器操作者是專業天文學家還是業餘天文學家操作進行分類。由一臺及多臺望遠鏡構成的儀器或整體園區可以被稱作天文臺。
光學望遠鏡
光學望遠鏡主要收集電磁波譜的可見光（儘管有些望遠鏡在紅外和紫外光中使用）。 光學望遠鏡能夠擴大遠處物體的張角，提升其視亮度，使其能夠完成觀測、拍攝、研究圖像並傳輸至電腦的功能。望遠鏡通過採用一個或多個由玻璃或鏡面製成的光學元件，收集光和其他電磁輻射，使該光或輻射匯聚在一個焦點。光學望遠鏡常常用於天文學和許多非天文學儀器，包括：經緯儀（包括天象儀）、聚光鏡、單筒望遠鏡、雙筒望遠鏡、照相機鏡頭和小望遠鏡。主要有三種類型:
使用透鏡成像的折射式望遠鏡使用鏡面排列成像的反射式望遠鏡用鏡子和透鏡組合而成的反射式望遠鏡菲涅爾成像儀是一種用於太空望遠鏡的超輕型儀器，它使用菲涅爾透鏡來聚焦光線。
尼斯天文臺的50釐米口徑折射望遠鏡
打開現代8米反射器的圓頂以用於夜間觀測
除了這些基本的光學儀器種類，也有許多根據執行的任務分類的光學儀器，比如，天體照像儀、彗星探測器和太陽望遠鏡。
射電望遠鏡
射電望遠鏡是定向無線電天線，通常使用一個「大碟子」來收集無線電波。有時，碟形天線由導電金屬絲網構成，其開口小於被觀測的波長。
與光學望遠鏡不同的是，傳統的射電望遠鏡只有單獨一個接收器，並記錄被觀測區域的單一時間變化信號；該信號可以在不同的頻率上進行採樣。在一些較新的射電望遠鏡設計中，一個天線包含一個由多個接收器組成的陣列，被稱為焦平面陣列。
通過收集與關聯幾個碟片同時接收到的信號，可以計算出高解析度的圖像。這種多碟陣列被稱為天文幹涉儀，這種技術被稱為孔徑合成。這些陣列的「虛擬」孔徑大小與望遠鏡之間的距離相似。截至2005年，創紀錄的陣列大小是地球直徑的數倍，利用天基甚長基線幹涉儀（VLBI）望遠鏡，如日本HALCA（通信和天文學高級實驗室）VSOP（VLBI空間觀測計劃）衛星。
美國新墨西哥州索科羅的超大陣列
孔徑合成法應用於光學幹涉儀(光學望遠鏡陣列)，而孔徑掩蔽幹涉法應用於單一反射望遠鏡。
射電望遠鏡具備大氣層、星際氣體和塵埃雲的優勢，因此也被用來收集微波輻射。
搜尋地外文明計劃(SETI)和阿雷西博天文臺等項目致力於使用射電望遠鏡尋找地外生命。