1940年，马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，在一定条件下，弯月形副镜不仅能产生色差，且能补偿球面主镜所产生的球差。此外，光阑和厚透镜的位置接近于主镜的球心，产生的轴外像差很小。它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短。
施密特式望远镜
施密特式望远镜的主镜是一个凹球面反射镜，另一块是接近平板的非球面薄透镜，又称改正透镜。透镜的一面为平面，对向光线，另一面磨成奇特的形状，安放在主镜的曲率中心处，使中心区与边缘区的曲率不同。利用改正镜与球面反射镜巧妙的配合，可以消除主镜造成的球差（光线从主轴某一点上射向望远镜，折射后不能交于同一位置，而是在理想像平面上形成各种同样大小的圆斑），同时也较好地消除轴外像差。
开普勒式望远镜
1611年，德国天文学家开普勒用两片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。它也是折射式望远镜的一种。物镜组为凸透镜形式，目镜组也是凸透镜形式。这种望远镜成像是倒立的，但视场可以设计得比较大。现在几乎所有的折射式天文望远镜的光学系统都是开普勒式的。
色差
不同波长的光在相同介质中有不同的折射率，所以轴上焦点位置不同，因而造成色差。它一般可分为两种：一种是光轴的色差，另一种是倍率的色差。
消色差透镜
折射望远镜的凸透镜聚焦之余，会像棱镜一样产生彩虹般的色彩。因此光学制作者需要挑选另一种光学玻璃，把它磨成凹透镜，放在原有的凸透镜后面。凹透镜本身的色散会尽量把凸透镜的色散抵消，但同时保留整组透镜的一点聚焦力。（如用同种光学玻璃的凹透镜，色差可完全消除，但同时聚焦能力也抵消了。）这种设计的物镜叫做消色差透镜。
凯克望远镜
凯克望远镜位于夏威夷，是目前世界上最大的望远镜，镜面直径为10米，由36面长1．8米的六角型镜面拼合而成。计算机每秒钟两次将所有的镜片排列在3×10毫米以内，电视监视器可使科学家看到望远镜所看到的一切。这台望远镜耗资1．3亿美元，主要是由美国企业家凯克捐助修建的，第一座凯克望远镜建造成功后，凯克基金会又修建了凯克2号望远镜，两座连在一起。
射电望远镜
接收并研究来自太空射电波的仪器统称为射电望远镜。射电望远镜最常见的为碟形，它的结构主要由定向天线或天线阵、馈电线、高灵敏度接收机和记录仪或示波器等部分组成。天线或天线阵将收集到的天体电波，经过电线送到接收机上，接收机具有极高的灵敏度和稳定性，首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检测，让高频信号转变为低频形式，最后送到记录仪上记录下来，或在示波器上显示出来。
甚大望远镜
甚大望远镜（VLT）位于智利欧洲南方天文台，它由四座直径为8．2米的望远镜组成，四座望远镜之间通过电脑连接以便收集更多的光线。其功效相当于单一的一座直径为16．4米的望远镜。这四座望远镜其中每一座的观测能力都超过了肉眼的10亿倍。科学家们把这望远镜同一种“适应光学”的技术相连，克服了大气层扰动导致光线抖动的缺憾，从地面上捕获了较高清晰度的目标。
紫外线望远镜
紫外线望远镜是角于紫外波段研究的望远镜。紫外波段是介于Χ射线和可见光之间的频率范围，观测波段为100～4000埃。紫外观测要放在150千米的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。被命名为哥白尼号的OA0—3携带了一架直径为0．8米的紫外先望远镜，已在卫星轨道上正常运行了9年。
红外线望远镜
利用红外线望远镜可看到星云内部的状况，譬如星群的形成。由于新生成的星球温度约为200～500℃，因热而辐射出红外光波的光芒可穿透周围的冷云气团。所以在红外线望远镜中，它是明亮而清楚的光点，而光学望远镜却仅能看到云气团。通过红外线望远镜还可清楚地看到云气内部的黑洞。
Χ射线望远镜
Χ射线望远镜是观测宇宙天体所辐射的Χ射线的仪器。由于地球大气对Χ射线的强烈吸收作用，所以Χ射线望远镜只能装置在航天器上进行观测。它有Χ射线成像望远镜和“爱因斯坦”Χ射线望远镜两种。为了减少像差，望远镜的光学系统由几个同轴共焦的旋转圆锥面叠套而成。望远镜的像显示在焦平面上，焦平面上的辐射则用辐射接收器接收，常用的辐射接收器有：乳胶、正比计数器和Χ射线图像转换器等。
γ射线望远镜
γ射线望远镜是用于观测天体的γ射线辐射的仪器。γ射线天文观测只能通过高空气球或人造卫星搭载的仪器进行。1991年，美国的康普顿空间天文台（CGRO）在地球轨道上进行了Y波段的首次巡天观测，取得了许多重大科学成果。
哈勃太空望远镜
哈勃望远镜是人类第一座太空望远镜，用以探索宇宙深处的细微景象。哈勃太空望远镜于1990年发射升空，成为绕行地球轨道的无人天文台。天文学家遥控操作哈勃望远镜，利用感光侦测器取代人工观察，同时利用电子相机来记录宇宙的细微面貌。
哈勃的工作原理
哈勃太空望远镜的核心是一个反射望远镜，与地面上的望远镜相似。但它在太空运作，没有额外的电力、旋转装置和连接控制电脑的缆线，因此哈勃太空望远镜所携带的仪器几乎都是人造卫星的组件：有提供动力的太阳能板、用来指向的反作用轮、用来与地球通讯的无线电天线等，
哈勃太空望远镜的工作
1990年，哈勃太空望远镜升空。1992年，哈勃太空望远镜于M87星系发现巨大黑洞存在的证据。1994年，哈勃太空望远镜记录了“苏梅克一列维”9号彗星撞击木星的情形。1995年，哈勃太空望远镜拍摄到了鹰星云的恒星诞生。1997年，哈勃太空望远镜安装了红外线相机。稍后核对了探路者太空探测船登陆火星的地点，并监测了火星的沙尘暴。
地面控制
哈勃太空望远镜的任务管制，是由美国太空总署位于马里兰州的高达太空飞行中心负责，所有进出哈勃太空望远镜的信号都要经过这个中心，工程师会随时监控太空望远镜的状况。哈勃天文学家的工作地点在巴尔的摩的太空望远镜科学研究所附近，负责管理望远镜的观测计划。
维修任务
哈勃太空望远镜和其他天文仪器一样，也需要定期维修保养。太空工作人员会为它替换电脑与磁带记录器等设备，安装新型光学及红外辐射的相机、侦测器来增进望远镜的功能。1993年，望远镜进行了第一次维修任务，“奋进”号上的太空工作人员安装了一个仪器来修正其主镜的缺陷，让哈勃太空望远镜的视野更清晰。
哈勃的优势
利用地球表面的望远镜观察宇宙，必须穿过大气层。然而大气层对观测有阻碍作用，来自恒星和星系的光线受到大气层的影响会发生变动和扭曲，所以地面上的望远镜很难观测到它们的真实面貌。哈勃太空望远镜位于大气层上方，不受大气层的影响，所以可以清晰地观测宇宙。
红外线天文学
人们应用红外线的特性，制造了红外线望远镜。天文学家利用红外线望远镜，可以把普通望远镜看不到的宇宙面貌展现在世人眼前，从而将天文观测拓展到了更宽广的空间。
红外线波段
红外线位于可见光谱的红端之外。红外线比可见光涵盖更宽广的电磁波谱，范围是从7000埃到0．01厘米。天文学家将红外线分为四个波段：近红外线、中红外线，远红外线和次厘米波。在地球大气之内观测红外辐射十分困难，因为二氧化碳和水会吸收红外线。
红外线观测
在地球大气之上，欧洲红外线太空观测卫星侦测到了来自星系互撞、恒星温床和星际云的光芒。为了将热度干扰降到最低，望远镜被密封起来，冷却到-270℃。三年后，如果冷却剂消耗完毕，红外线太空观测卫星必须停止观测。
红外线大事记
1800年，赫歇尔发现，温度计放在太阳光谱的红端之外有热的显示，因此他将这种不可见的辐射称为红外线。红外线天文卫星于1983年发射升空，已发现了25万个宇宙红外线发射源。1994年，当“苏梅克一列维”9号彗星撞击木星时红外线望远镜发现了3000千米的超热柱。1998年，红外线太空观测卫星在太空中发现了和地球上的水相似的物质。
平流层红外线天文台
为了摆脱地球大气对红外辐射的吸收，并避免大气本身在红外波段的强烈噪音，高空和大气外的红外观测具有特殊的重要性。越来越多的红外天文望远镜被安装在高空飞机、气球、火箭或宇宙飞行器上从事观测。平流层红外线天文台就像是一架装载有红外线望远镜的波音客机，避开了会吸收多数红外线的低层大气。这项装置比起卫星来，成本低廉且具有弹性，而且还可以携带较大的望远镜。
红外线望远镜
红外线是太阳光的一个组成部分，它是一种电磁波，具有一定的波长和频率，并以极高的速度在空间中传播，速度约为30万千米／秒。红外线望远镜和一般的光学望远镜原理相近。实际上，最新的大型发射望远镜是同时针对红外线和可见光来设计的。但是红外线相机必须有冷却系统，才不会让相机本身的热量掩盖来自太空的微弱的红外线。
紫外线天文学
天文学家利用紫外线追踪比太阳温度高很多倍的炙热恒星，因为恒星的温度大都超过了1万摄氏度，发出的光主要是紫外线。另外，紫外线还可以用来显示恒星间炙热而不可见的气体云。不过，地球大气中的臭氧层使紫外线的观测显得较为困难。
紫外线波段
紫外线是电磁波谱中波长在0．01～0．40微米范围的电磁波。紫外辐射的波长包括了从可见光的紫色端往下到Χ光的起点，而波长介于100～910埃的波段又称为远紫外线。
能吸收紫外线的物质
太空中有许多原子会吸收紫外辐射。氢是太空中最常见的元素，吸收远紫外线的能力极佳，它如同浓雾一般掩盖住宇宙深处的绝大部分。在太阳系中，土星作为第二大行星，几乎全部由氢气构成。它的表面看似平静，实际上在它的大气层上部却笼罩着大片氢雾。
紫外线大事记
1972年，“阿波罗”16号的宇航员在月球上设立了一处紫外线观测站，负责观测地球与恒星。1975年，“阿波罗一联合”号在完成太空任务时发现了来自太空的远紫外线。1987年，国际紫外线探测卫星感测到了超新星1987A1喷出的辐射精确定位超新星的距离，也因此得出其所在星系——大麦哲伦云的位置。1990年，伦琴卫星发现了1003个以上的极热恒星发出的远紫外线。
太阳紫外望远镜
太阳紫外望远镜是探测太阳紫外线的光学装置。它分为两类：一类是正入射太阳分光光度计，它能够在300～1400埃的范围内取得太阳单色像。第二类是太阳远紫外掠射望远镜，它只让171～630埃波段的辐射通过。
紫外线观测
M94星系中有为数众多的年轻恒星。但如果从光学望远镜里观测，只能看见闪亮的中央亮点。由太空号紫外线观测卫星拍摄的紫外线影像，则显示出完全不同的构造：中央亮点不明显，但有一道巨大的环由1000万年内形成的年轻恒星组成。
太阳大气中的紫外线
太阳的远紫外线影像显示出，在一个黑色球体外有一层薄而不均匀的气体，不同的颜色编码表示不同的亮度。以可见光所见的太阳表面温度为5500℃，不足以发出远紫外线，所以呈现为黑色。而在太阳表面上方的色球层，气体温度高达10万℃，所以发出了紫外线。
Χ光天文学
Χ光的波长极短，它是高能量的电磁辐射，由温度超过100万摄氏度的物体发出，这些物体是宇宙的热点。太阳以及和太阳相似的恒星只会发出微弱的Χ光，超新星残骸和脉冲星、黑洞附近的气体温度可以达到1亿摄氏度，是极为强大的Χ光光源。
Χ光
Χ光是高能电磁辐射，其波长介于0．1埃到100埃之间，比可见光短得多，最短的Χ光携带的能量最多。Χ光在地球上具有很强的穿透力，医生利用它来拍摄人体内部。不过地球的高层大气吸收了来自太空的所有Χ光，因此Χ光侦测器必须用火箭或卫星装载，到达地球大气之外，才能捕捉到Χ光的存在。
侦测Χ光
天文学家在Χ光望远镜的焦点放置两种侦测器来侦测Χ光。一种是电荷耦合元件，它是用在许多光学望远镜上的电子侦测器，其功能只是记录Χ光打击的数量。另一种比例计算器是经过改良的计算器，原本用在地表侦测辐射，现在则从地表移到天上，产生对应Χ光的彩色影像。
Χ光大事记
1949年，科学家首次发现来自太阳的Χ光，1962年，火箭运载的Χ光侦测器发现太阳系之外的第一个Χ光源：天蝎座Χ-1。1971年，自由卫星发现从天鹅座Χ-1发出的Χ光，由此找到了黑洞存在的证据。1978年，爱因斯坦观测卫星于1978年发射升空，发现类星体和许多年轻的恒星发出Χ光。
爱因斯坦观测卫星
Χ光线和光波、声波一样，是一种看不见的能量波。它的能量很强，可以像光穿过玻璃一样穿过物体。第一座配备掠入射镜的大型Χ光望远镜——爱因斯坦观测卫星，于1978年发射升空。迄今为止，它已经观测了超过5000个Χ光源。
Χ光望远镜
Χ光很难聚焦，因为会被传统的曲面反射镜吸收。它只有在极低的角度撞击金属表面的时候才会反射，就像子弹擦过墙壁形成弹跳一般。Χ光望远镜是利用高度打磨的金属锥形圆筒来聚焦的，称为掠入射镜。美国最近成功测试了一具小型Χ光望远镜，它可以观测到太阳表面的物体。研究人员说，根据此设计建造的望远镜将比人类现在拥有的设备强得多。人类可以用它观测到其他遥远星系中黑洞吞噬物质的情景。
Χ光望远镜观测超新星爆炸
约在1．1万年前，船帆座产生了超新星爆炸，这次爆炸距离地球1500光年。伦琴卫星上装载的Χ光望远镜显示此处的气体为8×10（上标6）℃，这是Χ光望远镜观测超新星爆炸的典型例子。