你是我的眼—現代天文望遠鏡的演變
天文望遠鏡是天文學家觀測天體的重要工具，可以毫不誇張地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡各方面性能的提高和改進，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。「你是我的眼」，這句膾炙人口的歌詞準確道出了現代天文望遠鏡與天文工作者之間的關係。
從伽利略磨製的第一架33倍率小型折射望遠鏡，到2016年在中國貴州省平塘縣克度鎮落成的500米口徑球面射電望遠鏡FAST，現代天文望遠鏡走過了一條複雜的演變之路，不僅外形變得千奇百怪，規模也越來越龐大。但總體上看，天文望遠鏡的演變離不開兩大趨勢：一是有效口徑的不斷增加，二是觀測波段的大幅拓展。有效口徑方面，17世紀至18世紀天文望遠鏡剛剛問世的時候，其口徑多在幾十毫米至幾十厘米間，同今天的許多業餘設備相當。到19世紀時，陸續出現了一批有效口徑達到「米」級別的大型觀天設備，它們是現代天文望遠鏡的雛形。此後幾十年，受到大氣波動帶來的觀測極限的影響，以及磨鏡技術的限制，光學望遠鏡的有效口徑一直沒有顯著增加。直到20世紀末，以計算機為基礎的自適應光學技術（AO，Adaptive Optics）問世以後，光學望遠鏡的有效口徑才得以繼續提升。在波段拓展方面，第二次世界大戰以前，天文學家只能通過大氣層的幾個透明窗口（包括可見光、部分近紅外和射電波段）了解我們的宇宙，而航天技術的發展使天文學家徹底擺脫了大氣層的束縛。遠紅外天文學、紫外天文學、X射線天文學、伽馬射線天文學先後蓬勃發展起來，它們基本涵蓋了電磁波的各個頻段。進入21世紀後，由於LIGO、Virgo等引力波干涉項目先後取得巨大成功，引力波天文學進入一個多信使聯合觀測的新紀元，並正式成為觀測天文學的新興分支之一。毫無疑問，它將從另一個維度極大地拓展我們對宇宙的認知水平。
早期的天文望遠鏡（1600—1800）
公認的天文望遠鏡的最早發明者是義大利物理學家、天文學家伽利略·伽利雷。受到一位荷蘭眼鏡製造師的啟發，伽利略於1609年磨製了史上第一架折射式望遠鏡。實際上，他曾先後打磨過兩架望遠鏡，第一架放大率為8倍至9倍，於1609年8月25日磨製成功；次年年初，伽利略又磨製了另一架33倍的望遠鏡，用來觀察日月星辰，有了許多新的發現，例如月球崎嶇的表面、金星奇特的相位、木星的四顆衛星、土星多變的橢圓外形、銀河原來是許許多多星辰的總匯，等等。1610年3月，伽利略出版了一本專門描述這些新發現的專著《星空信使》（Starry Messenger），在歐洲引起巨大的轟動，同時也促進了哥白尼日心說的廣泛傳播。有些遺憾的是，就在伽利略製成天文望遠鏡之前5年，蛇夫座中曾爆發了一顆特別明亮的系內Ia型超新星，史稱SN1604或開普勒超新星（Kepler』s Supernova）。伽利略曾對其進行了詳細觀測，認定它沒有肉眼可見的周日視差（Diurnal Parallax），由此斷定它位於距離我們非常遙遠的恆星世界，並據此推翻了亞里士多德「天堂是永恆不變」的論斷。開普勒超新星是迄今最後一顆肉眼可見的系內超新星，而天文學家就這樣遺憾地與它失之交臂。因此，直到400多年後的今天，人類也沒有機會通過望遠鏡近距離研究任何一顆系內超新星。
1668年，艾薩克·牛頓爵士根據光的色散理論發現，任何折射式望遠鏡都會受到色散影響而產生色差，因此發明了第一架反射式望遠鏡（Reflector）來迴避這個問題。牛頓親自打磨了一片球面反射鏡片，並使用如今稱為「牛頓環」的方法檢驗鏡片的光學品質，終於製作出了性能優於伽利略折射鏡的望遠鏡。這主要歸功於反射鏡的大口徑鏡片。1671年，應英國皇家學會的要求，牛頓公開展示了自己的新式望遠鏡。皇家學會的興趣激勵牛頓發表了他的光學研究筆記，這些內容後來都被擴編入《光學》（Opticks）一書中。
同伽利略或開普勒式折射望遠鏡相比，牛頓式反射望遠鏡主要有三大優勢：第一，主鏡和副鏡只用來反射光線，不會引入色差（但目鏡依然會不可避免地引入少許色差）；第二，在口徑相當的情況下，反射鏡的鏡筒短，重量輕，更加便攜；第三，主鏡和副鏡不需要特製的光學玻璃，造價低廉。當然，牛頓式反射鏡的缺點也很突出：首先，鏡筒開放，易受到觀測環境的影響，使用前需要充分冷卻；其次，副鏡僅靠四根桁架結構懸空支撐，在搬運過程中易造成光軸偏離；再次，牛頓式反射鏡的光路在鏡筒內有重疊，這會降低成像反差。理論上講，牛頓式反射鏡的主鏡以拋物面形狀為最佳，這可以在光軸附近獲得完美成像。副鏡只需一面普通的橢圓形平面鏡即可。但在牛頓的時代，將大型鏡片磨製成非球面的形狀是很困難的，因此只能以球面近似地替代拋物面。這樣做雖然可以消除色差，卻留有比較大的球差。不過，對今天的磨鏡技術而言，拋物面鏡的磨製已變得很容易，目前市面上出售的絕大多數品質合格的牛頓式反射鏡都是拋物面形的主鏡。在遠離光軸的地方，拋物面會帶來比較大的彗形像差，簡稱彗差（Coma）。若要消除彗差，一般的做法是在目鏡端接一組彗差改正鏡（Coma Corrector），即可得到比較理想的成像效果。
繼牛頓式反射鏡之後，1672年，一位對光學和聲學頗有興趣的法國天主教神父洛朗·卡塞格林設計了另一種反射鏡：卡塞格林式反射鏡。它同樣由主鏡和副鏡組成，不同的是副鏡會將光路重新反射回鏡筒底部，避免了光路交錯帶來的衍射效應，同時摺疊的光學設計使鏡筒長度緊縮。根據主鏡和副鏡形狀的不同，以及是否加入改正鏡，後來的卡塞格林式反射鏡有諸多變種。經典卡式鏡的主鏡是拋物面，副鏡是雙曲面，這樣的設計與牛頓式反射鏡一樣只能消除球差。如果將主鏡也改為雙曲面，則可以矯正球差和彗差，視場也可適當擴大。後一種設計被稱為里奇·克萊琴望遠鏡（Ritchey Chrétien telescope），簡稱RC系統。使用該系統的最著名的例子就是哈勃空間望遠鏡。
牛頓式反射鏡的光路圖，右側厚而大的鏡片是主鏡，45°傾斜懸空的是副鏡。人眼從鏡筒的側邊觀察。
卡塞格林式反射鏡的光路圖。人眼從鏡筒底部觀察，因此卡式鏡的主鏡中心是鏤空的。
表徵天文望遠鏡性能的參數有許多，最基本的一項是口徑（Aperture），它決定了一架望遠鏡的集光能力。在黑暗無月的星空下，人的瞳孔完全張開時的尺寸可以視為肉眼的口徑。這個數字因人而異，因年齡而異。平均而言，年輕人的瞳孔更具彈性，黑暗中可達7毫米至8毫米，老年人的瞳孔稍顯僵硬，普遍在6毫米以下。將望遠鏡的口徑換算成毫米，除以瞳孔的最大口徑，所得數值再平方，即為此望遠鏡的集光能力。因此，為了追求集光力更強大的望遠鏡，早期天文學家手中的設備越造越大。例如，17世紀伽利略和牛頓磨製的望遠鏡的口徑只有50毫米左右，18世紀中期查爾斯·梅西耶搜尋彗星所用的設備也只是一架100毫米的折射鏡。到18世紀末，英國天文學家威廉·赫歇爾發現天王星時所用的設備已經是一架160毫米的反射鏡。1787年，赫歇爾製成了當時世界上最大的反射鏡——四十英尺大望遠鏡（the Great Forty-Foot telescope），口徑達到了驚人的1200毫米，主鏡焦距12米，有三層樓那麼高，而且製造過程非常複雜，期間曾多次出現事故。望遠鏡尚未完成之時，赫歇爾就迫不及待地用它觀測了獵戶座大星雲M42，目視效果給他留下了很深的印象。望遠鏡開光當夜，赫歇爾就用它發現了土星的一顆新衛星——土衛二，一個月後又發現了土星的另一顆衛星土衛一。這架望遠鏡的偉岸身姿給世人留下了深刻的印象，後來它還成為英國皇家天文學會的會徽。可是，這架望遠鏡使用起來相當不便，需要觀測者站在一個高台之上，指揮一組工人進行複雜的操作，通過機械傳動將鏡筒對準想要觀測的天區，因此幾乎不可能對天體做追蹤觀測，而是要提前將鏡筒固定在某個角度上，被動地等待目標滑入視野範圍，然後爭分奪秒地做目視觀察。四十英尺大望遠鏡在建成後的50年內都是世界之最，直到1839年，這架老舊的望遠鏡被赫歇爾的兒子約翰·赫歇爾下令拆除。當時，約翰還指揮全家演唱了他專門為此創作的輓歌。
赫歇爾的四十英尺大望遠鏡，坐落於英國的斯勞（Slough）
在望遠鏡的發展史上，色差的消除一直是項難題。對此，天文學家主要有兩種思路：一種思路是希望用反射鏡來迴避色差的問題，比如以牛頓和卡塞格林為代表的「反射派」；另一種思路是希望用超長的鏡筒來減輕色差干擾，比如以惠更斯和赫維留為代表的「長焦距派」。這就要從色差產生的原理講起了。望遠鏡的色差是光線在鏡片邊緣產生折射所致，鏡片越厚，曲率越小，色差也就越明顯。於是，最簡單粗暴的解決辦法就是找一塊盡量平的鏡片，也就是主鏡的焦距要很長很長。到最後，甚至出現了焦距長達45米的巨型開普勒式折射鏡，需要用一座塔來做支撐。光學大師惠更斯更是乾脆拋棄了折射鏡的鏡筒，設計出「天空望遠鏡」，直接把巨大的物鏡吊在高塔上，觀測者站在幾個街區外手持目鏡對著物鏡進行觀測。
約翰·赫維留建造的無鏡筒式開普勒折射鏡，焦距達45米
這些龐大而怪異的長焦距設計將天文望遠鏡的發展帶入一條死胡同。1733年，英國人切斯特·霍爾在理論上探討了消色差鏡片的可行性，認為這樣的修正不可能達成。目前，最簡單的消色差透鏡由一片正曲率的冕牌玻璃（Crown）和一片負曲率的燧石玻璃（Flint）膠合而成，可以將紅、藍兩種光線的焦點重合於光軸上，相當於消除了紅藍色差，卻仍然對綠光留有色差。能同時對三種及三種以上的光線消除色差的透鏡稱為復消色差透鏡（Apochromatic Lens），或簡稱APO鏡。除此以外，人們發現在光路中加入螢石（又稱氟石，主要成分是二氟化鈣）等低色散鏡片也能大幅削弱色散的影響。目前，人工螢石已廣泛用於相機鏡頭中，以達到消色差的目的。
「二戰」前的天文望遠鏡（1800—1940）
時間進入19世紀，愛爾蘭海東側。這邊，約翰·赫歇爾剛剛含淚拆除父親留下的四十英尺大望遠鏡，西側愛爾蘭島上的伯爾城堡（Birr Castle）內馬上又聳立起一架更龐大的反射鏡，口徑達到了驚人的1.8米。它的建造者是大名鼎鼎的威廉·帕森斯，第三代羅斯伯爵。他給自己莊園內的這座「巨無霸」起了個有點「中二」的名字：帕森斯鎮上的利維坦（Leviathan of Parsonstown）。利維坦是《聖經》里記載的一隻邪惡海怪，有堅硬的鱗甲、鋒利的牙齒，口鼻噴火，腹生尖刺，令人生畏。利維坦望遠鏡建成當年（1845年），羅斯伯爵就用它目視發現了位於大熊座M51的旋臂結構。這也是天文學家發現的第一個旋渦狀星雲，因而得名渦旋星系（Whirlpool Galaxy）。另一個被羅斯伯爵注意到有旋臂痕迹的著名天體是M101，即風車星系，這是一個位於大熊座的面積廣大的面向星系（face-on galaxy）。
普通消色差鏡片的構成。左側是冕牌玻璃，右側是燧石玻璃。
如果我們的目光不局限於大口徑反射望遠鏡的話，1896年於芝加哥大學葉凱士天文台（Yerkes Observatory）建成的102厘米折射望遠鏡，是迄今天文學家使用過的口徑最大的折射望遠鏡。比它口徑更大的另一架單體折射望遠鏡曾在1900年的巴黎望遠鏡博覽會上展出過，但沒什麼實用價值。這是因為口徑大於102厘米的消色差鏡片會在自身重力作用下引起鏡筒的形變，扭曲望遠鏡的光軸；而且鏡筒的朝向不同時，形變的情況也不一樣，所以很難對扭曲的光路做出補償。這就迫使20世紀的天文學家放棄建造口徑更大的單體折射望遠鏡，轉而從其他途徑提升望遠鏡的有效口徑。
羅斯伯爵的利維坦望遠鏡
整個19世紀後半葉，羅斯伯爵的利維坦望遠鏡都是世界上口徑最大的觀天設備，直到1917年，美國加利福尼亞州威爾遜山上的胡克望遠鏡（Hooker Telescope）才打破了它的紀錄。後者的口徑為2.54米。胡克望遠鏡是一架具有傳奇色彩的望遠鏡，20世紀的許多偉大的天文發現都與它有關。這裡僅舉四例。1923年，埃德溫·哈勃使用它證認出仙女座大星雲M31中的幾顆造父變星，測定了它們的光變周期，並據此算出M31到地球的距離為150萬光年，遠超銀河系的尺度，從而證實M31是一個河外星系。1929年，哈勃和米爾頓·赫馬森用胡克望遠鏡發現了支持宇宙膨脹的哈勃定律，為現代宇宙學的奠基立下汗馬功勞。1933年，瑞士天文學家弗里茨·茲威基使用胡克望遠鏡觀測后髮座星系團（Coma Galaxy Cluster）的時候，發現它的動力學質量是其發光物質總量的400倍！他因此得出結論：構成后髮座星系團的絕大部分物質其實是不發光的暗物質（Dark Matter）。後來，人們發現茲威基當年對后髮座星系團暗物質總量的估計有誤，原因是茲威基使用了過時的哈勃常數，導致他得到了偏小的星系距離，進而低估了成員星系的本徵亮度。即便如此，后髮座星系團的動力學質量依舊是其可見物質質量的10倍。今天，多數天文學家都將當年茲威基的發現視為暗物質研究的開端。20世紀40年代，第二次世界大戰爆發，德國天文學家沃爾特·巴德以僑民身份留守威爾遜山天文台，這令他可以自由地使用胡克望遠鏡。由於戰時原因，附近的大城市洛杉磯實行燈火管制，幾乎沒有光污染，這為巴德的觀測提供了良好的條件。在此期間，巴德首次提出了星族（Population）的概念，並用它區分了原先天文學界沒有區分開的兩類造父變星：經典造父變星和室女座W型變星。這一發現使得當時所有以造父變星為基礎測定的天體距離都擴大了1倍。
毫無疑問，胡克望遠鏡的許多觀測成果都徹底改變了人類的宇宙觀念，它將最大望遠鏡的紀錄一直保持到1948年「二戰」結束以前。1986年胡克望遠鏡被停用，6年後，胡克望遠鏡在安裝了自適應光學系統後又開始運行。此後數年，胡克望遠鏡又成為世界上解析度最高的望遠鏡，直到被凱克望遠鏡（Keck I & Keck II）超越。
胡克反射望遠鏡。1919年，邁克爾遜曾用這架望遠鏡上的干涉儀測定了參宿四的直徑。
1948年，「二戰」結束前夕，美國加利福尼亞州帕洛瑪山（Palomar）上新建成了一架口徑達5米的反射鏡，正式取代胡克望遠鏡成為世界上最大的天文望遠鏡。此即著名的海爾望遠鏡（Hale Telescope），以美國天文學家喬治·海爾的名字命名。實際上，前文提及的葉凱士天文台的102厘米折射鏡、胡克望遠鏡、海爾望遠鏡，都是這位喬治·海爾籌資興建的。另外，他還是《天文物理學報》（APJ，Astrophysics Journal）在1895年創刊時的編輯。海爾不光善於遊說富商投資大型天文台項目，同時也是一個能識人用人的伯樂。哈勃、沙普利兩位後來鼎鼎有名的天文學家都曾受到他的邀請，來威爾遜山天文台主持工作。不得不說，近代的胡克望遠鏡能成為一架具有傳奇色彩的望遠鏡，離不開喬治·海爾的多方奔走和努力。為了紀念喬治·海爾的卓越貢獻，1969年，帕洛瑪山天文台與威爾遜山天文台合併，命名為海爾天文台。
實際上在「二戰」以前，除了不斷磨製口徑更大的望遠鏡之外，天文學家還在嘗試新的望遠鏡光路設計，比如卡塞格林式反射鏡的變種R-C系統，就是在20世紀10年代被設計出來的。此外還有著名的折反式望遠鏡。顧名思義，折反式望遠鏡的光路包含了折射和反射兩部分，其主要特點是在一些經典的反射鏡光路前面添加了不同形狀的非球面改正鏡，以達到修正更高階像差的目的。比如，德國天文學家伯恩哈德·施密特於1931年設計的施密特—卡塞格林式折反望遠鏡（簡稱施卡），其鏡筒前部就是一片內薄外厚的不規則改正板。1943年，蘇聯光學專家馬克斯托夫又在經典卡式鏡的基礎上添加了一種較厚的彎月形改正鏡，構成馬克斯托夫—卡塞格林式折反望遠鏡（簡稱馬卡）。與之類似，若將兩種改正鏡添加在牛頓式反射鏡前面，則分別構成施密特—牛頓式折反鏡（簡稱施牛）和馬克斯托夫—牛頓式折反鏡（簡稱馬牛）。目前，美國的米德公司（Meade）和星特朗公司（Celestron）是世界折反鏡行業的兩巨頭。
「二戰」後的多波段望遠鏡（1950—2000）
早在19世紀60年代，麥克斯韋提出了他的電磁方程組以後，天文學家就知道，我們肉眼所能感知的可見光只是波長集中在390納米至700納米間的普通電磁波而已，只佔全部電磁頻譜中很窄的一部分。可見光以外的宇宙是什麼樣的？是不是也如絢爛的星空那般迷人？這一直是天文學家所好奇的。可是，我們頭頂的大氣層並不是對所有波段的電磁波都透明，例如對紫外波段，大氣層就是密不透光的，有點像金星的大氣層。讀者可以仔細地看一下地球大氣對不同波長電磁波的不透明度變化曲線，其中，數值為0的地方就是所謂的大氣透明窗口（Atmospheric Window）。奇怪的是，透明度曲線在可見光頻段附近變化很劇烈，像是被人硬生生鑿出一個缺口似的。這當然不是上帝的傑作，而是億萬年來生態圈與地球環境相互作用、相互博弈的產物。我們太陽的光譜型是G2V，相應的能量密度峰值落在500納米的黃光上，而整個地球生態圈的運轉需要以植物的光合作用為基礎，因此，生態圈通過改變地球大氣的成分，為自己「調製」出一個以500納米為中心、能量利用效率最高的窗口，同時用臭氧層遮蔽了對DNA有害的紫外光。由此看來，人類的祖先在漫長的進化過程中將黃光附近的波段選為可見光就是必然的了。不過，也正是這樣一個合情合理的進化結果，將天文學家的目光束縛在可見光的牢籠里幾千年。直到70年前，依託航天技術的發展，多波段天文學方才迎來自己的春天。
星特朗公司生產的施卡鏡是許多行星攝影發燒友夢寐以求的終極設備。
最早發現不可見輻射的科學家正是威廉·赫歇爾，他於1800年發現了太陽的紅外輻射。他當時用溫度計測量太陽光譜的各個部分，發現將溫度計放在光譜的紅端以外測溫時，溫度上升得最高，但那兒卻完全沒有顏色。於是他得出結論：太陽光中含有處於紅光以外的不可見光線，即紅外輻射。相較之下，人類接收到來自宇宙天體的射電信息就要推遲到1932年。那一年，美國貝爾實驗室的無線電工程師卡爾·央斯基用無線電陣列接收到了來自銀河系中心的射電信號。這一發現標誌著射電天文學的誕生。奇怪的是，央斯基沒有在射電波段發現太陽的蹤跡，這說明在射電天空中，太陽不像在光學天空中那樣佔有突出的位置（因此，與光學望遠鏡不同的是，FAST可以日夜無休地工作）。但是，一個被稱為仙后座A（Cassiopeia A）的超新星遺迹在低頻射電端是一個異常明亮的源，它在100兆赫處的射電流量甚至堪比黑子峰值年的太陽。
第二次世界大戰結束後，在美蘇爭霸的大環境推動下，人類的航天時代如暴風驟雨般降臨：1957年第一顆人造衛星上天，1961年尤里·加加林進入太空，1965年第一次太空行走，1969年美國人搶先登月……彼時，幾乎沒人會懷疑美國和蘇聯會在第二個千禧年到來以前在月球上建起移民基地。不過，對天文學家而言，航天時代帶來的福利之一就是終於不用再靠天吃飯。天文學家將不同波段的觀測設備一架又一架送上太空，在近乎空白的觀測領域裡開疆拓土。理論與觀測兩駕馬車並駕齊驅，動力十足。實際上，不僅X射線、伽馬射線這樣的高能天文學從航天時代獲得了利好，對可見光而言，外太空的觀測條件也堪稱天堂。擺脫了大氣抖動的干擾，原則上講，太空里的光學望遠鏡可以無限接近其理論解析度。因此，歐洲空間局在1989年發射的「依巴谷「衛星、美國航空航天局在1990年發射的哈勃空間望遠鏡的工作波段都涵蓋了可見光範圍。
從20世紀90年代起，美國航空航天局啟動了一個名為大型軌道天文台（Great Observatories）的發射計劃，將4顆工作在不同波段的大型空間衛星送入太空。後來的事實證明，它們每一台都在各自的領域裡做出了重要貢獻。這4顆衛星分別是1990年的哈勃空間望遠鏡（HST），1991年的康普頓伽馬射線天文台（CGRO），1999年的錢德拉X射線天文台（CXO）以及斯皮策紅外空間望遠鏡（SST）。這其中，除了康普頓伽馬射線天文台在2000年由於陀螺儀失效而人工引導墜毀外，其餘3顆仍在服役中。另外，在美國航空航天局主持的大型軌道天文台計劃之外，其他工作在各波段的著名空間望遠鏡還有：美國航空航天局發射的專門用於捕捉伽馬射線暴的「雨燕」衛星，於2004年升空；工作於X射線波段的「愛因斯坦」衛星，於1978年升空；工作在極紫外波段，專註於太陽活動情況的SOHO衛星；歐洲空間局於1995年發射的紅外線太空天文台，等等。
射電波段的望遠鏡雖然沒有必要送入太空，但在「二戰」以後，射電天文學也有了長足的進展。要知道，在20世紀天文學領域拿到過的9次諾貝爾物理學獎中，射電天文學佔了5次，超過半數。它們分別是：1974年脈衝星的發現，1974年孔徑綜合技術的發明，1978年宇宙微波背景輻射的發現，1993年脈衝雙星與引力波輻射，2006年宇宙微波背景輻射的黑體形式和各向異性。曾幾何時，一提起諾貝爾獎，射電天文學家都是非常自豪的。事實上，射電天文學的強大威力也是在不斷的摸索過程中被慢慢揭示出來的。在射電天文學發展的初期，同許多新興學科一樣，極少有人看好它，其原因主要是在觀測的解析度方面。即便是幾十米口徑的大型射電望遠鏡，其解析度也就跟人眼差不多。後來，英國著名天文學家馬丁·賴爾利用孔徑綜合技術一舉解決了這個難題。他發現，射電望遠鏡在工作的時候不僅能記錄源的流量，還能同時記錄下電波的相位。於是，他想到了利用相距遙遠的兩架射電望遠鏡聯合觀測的辦法來提升解析度。這使得射電望遠鏡的解析度一舉超越了傳統的光學望遠鏡，理論上甚至可達後者的1萬倍！而在今天，我們已經能夠利用甚長基線干涉測量技術（Very Large Baseline Interferometry，簡稱VLBI）在全球各地的射電望遠鏡陣列來追蹤距離銀心黑洞僅數百個天文單位的恆星的運動軌跡！
地球的大氣窗口，包含了可見光、近紅外和射電三大窗口
現代及近未來的天文望遠鏡（2000—）
綜合考慮到目前正在服役，以及在可期的將來鐵定上馬的大型望遠鏡項目，我們不妨在這裡將各波段最先進的設備簡要羅列一下。
首先，在射電波段，中國的500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）和美國波多黎各的阿雷西博射電望遠鏡（Arecibo）是毫無疑問的「老大哥」。而在解析度方面，前述的VLBI是這方面頂級的聯合觀測項目。另外，2009年升空的普朗克衛星是一架專門用來觀測宇宙微波背景輻射（CMB）的太空望遠鏡，不過已於2013年停止了數據採集。
其次，在紅外波段，現役的斯皮策空間望遠鏡暫時還沒有替代者。不過，2018年10月，美國航空航天局將發射哈勃空間望遠鏡名義上的繼任者——詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST），它的主要工作波段落在近紅外和中紅外，算是對斯皮策空間望遠鏡的一個補充。
然後是可見光波段。20多年前升空的哈勃空間望遠鏡如今已嚴重超期服役，垂垂老矣。未來，美國航空航天局沒有發射可見光波段的空間望遠鏡的計劃。不過，夏威夷莫納科亞山頂上的兩架10米級的凱克望遠鏡（Keck Telescope）聯合觀測時的解析度等效於一架口徑85米的望遠鏡，遠超哈勃空間望遠鏡，這在某種程度上彌補了可見光波段的缺憾。此外，歐洲南方天文台也曾宣稱有計划上馬一架口徑為100米的地面望遠鏡，不過時間未定。
接下來是紫外波段。曾工作在這個波段的空間天文台有很多，不過大部分已停止服役，目前還在工作的有哈勃空間望遠鏡、星系演化探測器（GELEX）、「雨燕」衛星等。
之後是X射線波段。美國的錢德拉X射線天文台和歐洲的XMM-牛頓衛星是該波段的佼佼者，前者具有極高的空間解析度和較寬的波段，後者具有出色的波譜解析度。值得一提的是，中國首顆X射線空間天文衛星「慧眼」，已於2017年6月15日發射升空。
最後是伽馬射線波段。美國航空航天局在該波段最新發射的觀測儀器是2008年升空的費米伽馬射線空間望遠鏡。此望遠鏡的主要工作是進行大面積巡天，研究活動星系核、脈衝星和暗物質等天體物理學界的前沿課題。現在，中國於2015年12月17日發射的「悟空」衛星（DAMPE）在伽馬射線能譜的探測方面已經全面超越了美國的費米伽馬射線空間望遠鏡，並且在宇宙伽馬能譜14TeV的位置上最先發現了一個可疑信號，可能與暗物質有關。一經證實，這將是暗物質研究史上一項里程碑式的大發現。
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