世界各地天文望远镜大全(下)

智利拉西拉天文台3 .6米天文望远镜





欧洲南天天文台（ESO）所属的 3.6米望远镜是在智利拉西拉天文台里，由ESO从1971年开始操作的一架光学反射望远镜，它的净口径大约是3.6米 (140英吋)，面积为8.6米2。它在1999年进行了全面的改进，并在2004年更换了次镜。当它在1970年代末期完成时，它是当时世界上最大的光学望远镜，并且支援了许多先进的光学和科学成就。在1980年代，它提出了天文社群中第一个自适应光学系统：ADONIS: ADaptive Optics Near Infrared System。迄2009年，这架望远镜发现75颗可能的系外行星。

欧洲口径42米的“欧洲特大天文望远镜”(简称为E-ELT)

欧洲的科学家近日决定，在智利海拔3060米的阿塔卡马荒漠高原上建一个世界最大的望远镜，这架望远镜的直径将达到42米。阿塔卡马荒漠高原由于其极端干旱和幽暗的环境，特别适合进行天体观测。E-ELT望远镜：其主镜的直径达42米，重5.5吨。按计划，望远镜的修建工作将会于2011年开始，2018年这个被命名为“欧洲特大天文望远镜”(简称为E-ELT)的大家伙就可以投入使用了。站在阿塔卡马荒漠高原上仰望星空，这里是世界上最干燥的地区之一，因此也是太空观测的绝佳地点。这台E-ELT望远镜既可以用作普通可视观测，还可以被用作红外线观测。科学家们坚信，这架望远镜将会像400年前的伽利略望远镜一样，给人们对于宇宙的认识带来革命性的影响。他们希望借助这架望远镜研究行星的诞生以及外太空是否存在外星人  .

    100米口径的绝大望远镜（Overwhelming Large Telescope,简称OWL）

100米口径的绝大望远镜（主镜将由3,048块1.6米的低膨胀微晶玻璃镜坯组成。25.6米的附镜由216块1.6米的镜坯组成。另外还有两个8米的矫正镜，其次，还配有4米和2.35米的快速自适应矫正镜。光线收集区达到6,000平方米。

拉西拉天文台的3.6米新技术望远镜（ NTT ）

新技术望远镜或NTT是座落于[url]http://智利[/url][url]http://拉西拉天文台[/url]，率先使用[url]http://主动光学[/url]的经纬仪架台3.58米里奇-克莱琴望远镜。这架望远镜和她的储存模组进行了革命性的设计以获得最佳的影像品质。NTT属于[url]http://欧洲南天天文台[/url]，于1989年开光。主镜是灵活的，形状可以在观测期间用促动器主动调整，以获得最佳的影像品质。次镜的位置也可以在三个方向上灵敏的控制。这种技术是ESO发展出来的，就是所谓的[url]http://主动光学[/url]，现在已经应用在所有主要的现代望远镜上，像是帕瑞纳山的甚大望远镜和未来的欧洲极大望远镜。NTT八角型的储存模组设计是另一项技术上的突破，使望远镜室相对较小，并且有襟翼的通风系统使流过镜像的气流是平稳的，可以减少湍流并使影像更清晰WASP（广域行星搜索）望远镜

架设在大西洋加拿利群岛拉斯帕尔马斯的WASP望远镜是属于天文学组织国际联合会的，它最近开始安装上由3台新摄影机组成的第一台摄影机，借助于它们将寻找我们太阳系外的新行星。世界各国天文学家在比较近的恒星周围发现了近百颗行星，在WASP望远镜上启用新摄影机之后计划寻找千颗以上的行星，这些行星的大小可与木星相比拟。例如，编号为HD 23079的恒星拥有一颗比木星重3倍的行星，它围绕自己的恒星旋转，运行轨道几乎是圆形，其半径约为太阳与火星之间的距离，围绕恒星旋转一圈的时间为628个地球日。WASP望远镜的3台新摄影机每分钟将以高精度测量约100万颗恒星的亮度，在任何一颗恒星周围可能存在的行星将显示出周期性亮度变化，这些恒星将会得到更详细的研究。新型摄影机的灵敏度非常高，它们甚至能记录到飞近恒星的小行星。每台新摄影机将在“机器人”控制下工作，人的干预或参与可以减少到最低限度。按计划，第一台摄影机在无云的夜间将可以获得30千兆比特的信息，而在安装全部3台摄影机之后，信息量将增至16太（1012）比特。因此，天文学家必须使计算机多工作，以便处理这样大量的信息。uperWASP包含两个机器人天文台,整年都连续运作,。一,SuperWASP-North位于拉帕尔玛岛在艾萨克·牛顿群望远镜(ing)第二,SuperWASP-South位于在该网站的南非天文台(SAAO),。这个天文台每包含八个广角摄像头,同时监视天空为行星凌日事件，八个广角相机允许我们监视数百万的星星同时使我们能够检测出罕见的事件。

液体镜面望远镜

液体镜面望远镜是利用旋转使[url]http://液体[/url]形成抛物面形状，以此作为主镜进行[url]http://天文[/url]观测的[url]http://望远镜[/url]。水银是在常温下唯一呈液态的金属，具有良好的反光性，是建造液体望远镜的理想材料。其特点是成本相对低廉，但是只能观测天顶附近的天体，无法对目标进行跟踪。液体镜面望远镜的概念最初是由发明反射式望远镜的[url]http://英国[/url]著名[url]http://物理学[/url]家[url]http://牛顿[/url]提出的。1850年，[url]http://意大利[/url] [url]http://天文学[/url]家欧内斯特·卡波西建议，将盛有水银的旋转圆盘作为望远镜的主镜。然而19世纪到20世纪初期美国进行了一些列实验，但其粗糙的轴承导致镜子出现振动，由于液体不能倾斜，无法跟踪在天空中穿越的天体，结果不甚理想。 1993年，加拿大不列颠哥伦比亚大学的保尔·希克森（Paul Hickson）等人建造了一台口径为2.7米（106英寸）的旋转水银面望远镜，获得了与其相同口径的传统光学望远镜差不多的像质。1996年，他又为美国宇航局位于新墨西哥州的轨道碎片天文台建造了一台相同口径的液体望远镜，用于监视[url]http://人造卫星[/url]轨道上的空间垃圾。
世界上第一架液体望远镜是在20世纪50年代初，由苏联物理学家乌德用一盆水银布制成的。经过不断改进探索，加拿大科学家阿曼罗·博拉在80年代初制造出了第一架可供天文观测用的液体望远镜，镜头直径为45厘米。后来，博拉又用250千克水银制成了两台直径1米、一台直径1.6米的望远镜，并在水银面上加了一层特殊的透明树脂，既解决了外界因素对水银面的干扰，又避免了水银蒸发从而危害人体健康的问题。
1987年，一批加拿大的天文学家终于制造出一架口径为1.5米的水银液体望远镜。制作水银反射式望远镜特别简单，水银反射式望远镜的凹面用45秒的时间就可以成形。技术人员先把水银注入一个抛物面形的盘子中，使其覆盖盘子的大部分表面。然后旋转盘子，使水银在离心力的作用下散开，形成一层1～2毫米厚的抛物面薄膜。由于水银有较大的表面张力，制作完成的水银表面上有时会出一些小孔。当出现这种情况时，可以重复操作一次。一般的操作人员经过几天的实际练习，都能“旋转”出完全没有小孔的光洁如镜的水银薄膜凹面镜。这种水银反射式望远镜的价格比玻璃反射式望远镜便宜得多。目前，加拿大的天文学家正在筹建口径为5～15米的巨型水银反射式望远镜。他们的长远目标是建造口径为30米的大型水银反射式望远镜，以便观测更远处的天体。

天文学家下一步的目标之一就是要制造口径为20～100米的超大型反射式望远镜，而用玻璃制造这样大的单镜面反射式望远镜几乎是不可能的。但是，由于水银反射式望远镜具有成本低和重量轻的特点，利用水银则完全可能制造出超大口径的反射式望远镜。一些天文学家正在制作口径为12米的水银反射式望远镜，然后用18台这种水银反射式望远镜组成一个望远镜阵列，这个阵列就相当于一架口径为50米的大型反射式望远镜。 1994年，不列颠哥伦比亚大学开始建造一台口径为6米的旋转水银面望远镜——大型天顶望远镜（LZT），并于2003年建成，其空间分辨率达到了1.4角秒。制作水银反射式望远镜特别简单，水银反射式望远镜的凹面用45秒的时间就可以成形。技术人员先把水银注入一个抛物面形的盘子中，使其覆盖盘子的大部分表面。然后旋转盘子，使水银在离心力的作用下散开，形成一层1～2毫米厚的抛物面薄膜。 由于水银有较大的表面张力，制作完成的水银表面上有时会出一些小孔。当出现这种情况时，可以重复操作一次。一般的操作人员经过几天的实际练习，都能“旋转”出完全没有小孔的光洁如镜的水银薄膜凹面镜。 这种水银反射式望远镜的价格比玻璃反射式望远镜便宜得多。水银反射式望远镜的最大弱点是只能垂直观测上方的一小块天空，不能倾斜，否则水银就会溢出，因此观测的天空区域狭窄，就像“坐井观天”。后来，天文学家又制造出了可以旋转的水银反射式望远镜，这样不仅能观测正上方非常狭小的天空，而且在天体经过水银反射式望远镜上方时望远镜还可以通过旋转跟踪天体半小时。对水银反射式望远镜而言，这是一个不小的进展。现在，天文学家甚至能通过改变水银盘的旋转速度，改变水银反射式望远镜的焦距。 水银反射式望远镜的另外一个缺点就是会挥发出有毒的水银蒸气。在镜面开始形成时，水银蒸气量较大，操作人员应戴上防护面罩。但几小时后，在表面形成一层氧化膜，水银的蒸发量就会大大减少。 水银反射式望远镜还有一个缺点是怕振动和风吹。由于水银形成的是凹面，望远镜微小的振动都会影响其凹面的精度，因此，水银反射式望远镜需要安装在混凝土底座上，并和周围的建筑物隔离。

美国2米的麦克梅斯-皮尔斯太阳望远镜

麦克梅斯-皮尔斯太阳望远镜（McMath-Pierce Solar Telescope）位于美国亚利桑那州的基特峰，隶属于美国国家太阳天文台（NSO），口径为2米，光路长780英尺（约240米），焦比为f/54。镜筒冷却水有1.9万加仑（约7.2万升），是世界上最大的太阳望远镜。麦克梅斯-皮尔斯太阳望远镜于1962年11月2日落成，美国总统约翰·肯尼迪曾亲自发来书面贺词。

中国北京口径4米的大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）



这是我国兴建的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：

       1． 把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。
　　2． 球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
　　3． 多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。
      LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m，比SDSS计划高2等左右，实现107个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级。我国建造的这架反射施密特望远镜——大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，简称为LAMOST）坐落于中国科学院北京天文台兴隆观测站。它采用了球面主镜和反射镜均采用拼接技术。LAMOST是一架视场为5度横卧于南北方向的中星仪式的主动反射施密特望远镜，它的光学系统包括：5.72 米×4.4米的反射施密特改正镜MA（由24块六角形平面子镜拼接而成），6.67米×6.05米的球面主镜MB（由37块球面子镜拼接而成）和焦面三个部分。LAMOST望远镜最突出的特点是大口径（4米）兼大视场（5度），以及4000根光纤组成的超大规模光谱观测系统，与国际上同类型的巡天项目相比，观测效率有极大的飞跃。

中国目前最大的云南丽江高美古天文台的2.4米望远镜

安装在丽江天文工作站的2.4米望远镜由英国TTL公司制造，高8米重40馀吨，它的口径为2.4米，这台我国目前最大的天文望远镜是一台地平式望远镜，它的终端包括6K×6K的拼接CCD相机，这样的配置使拍摄出的天体图像更为清晰，是东亚地区最大口径的通用光学天文望远镜之一。由于采用了若干新技术，其综合性能在同级望远镜中处于国际中上水平。投入使用后每年能容纳数十项具有先进水平的天体物理课题开展观测和研究工作，促进我国天文学研究与国际水平靠近。全自动的操作系统是最大的特点。由于控制系统能够支持远程操作和自动操作，只要天文学家预定好观测计划，它就会自动执行，这改变了以往科学家非得坚守在望远镜旁才能进行观测的工作模式，大大提高望远镜的工作效率。从1992年实地考察到1998年验收合格，天文学专家们最终决定让2.4米天文光学望远镜在丽江高美古安家，历经了6年时间。高美古位于丽江市区东南面，这片海拔3200米的宁静高原，没有缭乱的灯光和沙尘，空气透明，每年平均有254天晴夜。它黯蓝色的天空引起了国内外许多天文学家的极大兴趣，特别是夜晚满天的繁星、清晰的银河，让很多天文学家十分激动，他们感叹：「干了一辈子天文，从未见过这麽好的夜空，这麽好的天文观测条件。

北京2.16米光学天文望远镜





北京天文台兴隆观测站的2.16米光学天文望远镜1972年开始研制，1989年正式投入使用，并荣获国家科技进步一等奖。这台望远镜是由北京天文台、南京天文仪器厂、中国科学院自动化研究所等单位历时15年联合攻关协作研制成功的，堪称我国自力更生研制大型精密设备的标志。 它包括光学、机械、驱动、自控、星光探测装置、观测室等部分。它口径2.16米，身高6米，自重90余吨，望远镜的主镜为一个直径2.2米、厚30厘米、重3吨的光学玻璃研磨而成，巨大的镜面口径，聚光力极强，因而可以观测到极暗的星体，最暗可达25等星，相当于可以看到两万公里外一根火柴燃烧的亮光。望远镜的转动轴包括极轴和赤纬轴，镜筒可指向天空任一方向。驱动部分采用自动化装置，使望远镜精确地跟踪星体的东升西落，并采用先进的探测设备接受和分析星光。工程总投资：3000万元以上工程期限：1972年——1989年主镜口径： 216cm 。

上海天文台(佘山) 1.56米光学望远镜

1.56米光学望远镜位于上海市西南松江区境内的佘山，海拔高度 97 m。其口径为156厘米，焦距为1560厘米，目前国内第二大光学望远镜，也是中科院光学天文联合开放实验室的主要观测设备之一。望远镜采用RC光学系统和卡塞格林焦点系统，配备CCD照相机做成象和光谱工作。该望远镜由上海天文台自行设计并于1987年完成，1989年起用。该望远镜主要探测设备是一台美国Photometrics公司进口的CCD照相机，芯片大小为 1024 ´ 1024象素，视场为4’17 〃，分辨率为0.25/象素，并配有B、V、R、I 宽带滤光片。需要大视场的天文观测工作时，配合缩焦器可将视场扩大至13’。此外，该望远镜还配有卡焦摄谱仪，可进行分光观测。
佘山基地的大气视宁度较好，十分适合于天体的成象观测。在海尔－波普彗星观测期间，该望远镜即负责彗星近核区域的高分辨率观测，得到了高质量的观测资料。基地在气象条件上可与北京和云南的观测站互补，夏季尤为明显。例如1994年彗木相撞，在国内其它天文台都受阴天影响时，1.56m望远镜获得了国内最完备的光学观测资料。
1.56米望远镜虽然最早设计为天体测量用望远镜，但配合CCD和摄谱仪等终端设备，实际观测课题已扩大到天体物理领域。当前的研究领域主要包括Blazar 光变的研究；活动星系核的国际联测；星团的运动学和动力学研究；球状星团小变幅新类型变星；类星体短时标光变的探测；土星和天王星卫星定位观测；射电源光学对应体的精确测定；激变变星的观测；以及太阳系小天体的观测，如彗星等。
佘山天文台坐落在上海松江的佘山之巅，前身是有百年历史的中科院上海天文台佘山工作站。佘山天文台是我国最早的天文台，也是我国最早的天文研究中心之一。

中国云南天文台的一米RCC反射式望远镜

一米RCC反射式望远镜坐落于中国科学院光学天文联合实验室昆明基地海拔高度2000米位于中国科学院云南天文台内。是我国南方晴日数最高的地区。每年平均天文可观测夜可达~220天，其中测光夜可达100-120天。可观测时段主要集中于每年的冬春两季。昆明地处中国南方，且海拔较高，因此气候冬暖夏凉，昆明基地望远镜观测地点有着较好的视宁度， 望远镜简介东德Zeiss厂生产的< XMLNAMESPACE PREFIX ="ST1" />一米望远镜于1979年5月安装完毕，交付使用。光学系统为RCC系统，通用性比较强，  望远镜安装在英国式EM2支架上。云台的科技人员已完成对望远镜的计算机控制部分的彻底改造。口径：1016 mm,焦距13.3 m ,副镜：324 mm,和19.4 mm在1987年我国自己设计制造的1.2米红外望远镜问世前，该一米望远镜保持了八年为全国第一大光学望远镜。即使在1.56米、2.16米望远镜投入使用后，它仍然是我国天体物理界的有力实测武器。该望远镜的卡焦焦点配有照相机和通用天文光栅摄谱仪。Coude系统则配有先进的折轴分光仪系统。三个照相机的口径分别为490mm、728mm和1080mm，焦长分别为450mm、875mm和1900mm。不同的级次和不同的照相机组合，可得到色散为2.8埃/mm、4.1埃/mm、6.0埃/mm、9.0埃/mm、11.7埃/mm和17.6埃/mm。从各种性能来看，它是当时比较现代化的折轴分光仪。对高色散分光工作，它是必不可少的利器。一米望远镜和折轴分光仪，在投入使用后即成为全国天文界的公用设备，成立了望远镜时间分配委员会，审理来自全国的申请，平均每年安排使用的时间大约是申请时间的三分之一，旱季的观测时间更难满足要求。

中科院紫金山天文台1米近地天体望远镜

中国科学院紫金山天文台研制的4k×4kCCD探测系统在盱眙观测站1米/1.2米施密特型近地天体望远镜，在曝光1秒的CCD图像上，可清楚地辨认出18等星, 曝光4秒的图像上可辨认出19.3等星；曝光20秒的照片，经与美国帕洛玛星图和海军天文台的USNO－B1.0星表相比对，可找出的暗星其蓝星等达21.2等，估计极限星等在21.5等左右。 建造1米近地天体探测望远镜，目的是为了观测发现对地球构成潜在危险的近地天体。望远镜采用施密特型光学系统，改正镜口径1.04米，球面反射主镜1.2米，焦距1.8米，具有大视场、强光力的特点。迄今为止，口径一米以上的该类望远镜全世界只有六台，这是因为此类望远镜的改正镜研磨难度相当大。2003年6月， 近地天体探测望远镜的改正镜在南京天仪中心研制完成，经测试表明质量达到设计要求，光学系统像仅为0.005mm(相当于角精度0.〃57)，从而保证了该望远镜具有优质的成像质量。该望远镜在很短的曝光时间内就能拍摄到如此暗弱的星像，主要是因为配置了4k×4k高灵敏度CCD探测系统。紫台和国外合作研制的CCD系统，选用了高量子效率、低噪音的4096×4096 CCD芯片，采用冷冻机冷却技术(工作温度－103.4℃)，并具有漂移扫描功能，为目前国内灵敏度最高的大面阵探测系统，装备在1米望远镜上，拍摄视场可达2°×2°

中国50厘米的全自动南极巡天望远镜

南极巡天望远镜是中国自主研发的首台全自动无人值守望远镜，2011年10月14日，“南极巡天望远镜”在 紫金山天文台盱眙观测站调试成功。2011年11月3日跟随中国第28次南极科考队奔赴南极，执行太阳系外行星、超新星等天文观测任务。通过南极巡天望远镜的观测，可帮助人类实现研究银河系结构、近邻星系的距离等科学目标。[南极巡天望远镜，直径68厘米，有效观测口径50厘米，分辨率为1个角秒，装备有世界 上最大的单片电荷耦合器件(CCD)，可一次观测9个太阳大小的天区，24小时即可覆盖整个天空，观测数据现场储存，部分实时传回国内。 南极巡天望远镜主要是搜寻银河系外的超新星爆发事件，努力寻找一些亮度瞬间变化的天体（有可能变化幅度不会很大），例如微引力透镜效应，系外行星系统等。此外，还将搜寻各类变源，包括活动星系核、银河系内的各类变星等。通过南极巡天望远镜的观测，可帮助实现研究银河系结构、近邻星系的距离等科学目标.。

美国口径2.4 米哈勃空间望远镜（Hubble Space Telescope，缩写HST）









这是哈勃拍到的距离地球大约1.4亿公里小行星碰撞照片

 哈勃空间望远镜（Hubble Space Telescope，缩写为HST），是以天文学家爱德温·哈勃（Edwin Powell Hubble）为名，在轨道上环绕着地球的望远镜。它的位置在地球的大气层之上，因此获得了地基望远镜所没有的好处-影像不会受到大气湍流的扰动，视相度绝佳又没有大气散射造成的背景光，还能观测会被臭氧层吸收的紫外线。1990年4月25日，由美国航天飞机送上太空轨道的 “哈勃”望远镜长13.3米，直径4.3米，重11.6吨，造价近30亿美元。它以2.8万公里的时速沿太空轨道运行，清晰度是地面天文望远镜的10倍以上。同时，由于没有大气湍流的干扰，它所获得的图像和光谱具有极高的稳定性和可重复性。 在1990年4月哈勃空间望远镜发射升空的数星期后，研究人员发现从哈勃空间望远镜传回来的图片有严重的问题，获得的的最佳图像品质也远低于当初的期望：点源的影像被扩散成超过一弧秒半径的圆。通过对图样缺陷的分析显示，问题来源于主镜的形状被磨错了。虽然这个差异小于光的1/20波长， 镜面与需要的位置只差了微不足道的2微米，但这个差别造成了灾难性的球面像差。这样来自镜面边缘的反射光不能聚集在与中央的反射光相同的焦点上。 1993年，奋进号执行了对哈勃空间望远镜的第一次维修，研究人员设计一个有相同的球面像差，但功效相反的光学系统来抵消错误，相当于配上一副能改正球面像差的眼镜。用来改正球面像差的仪器称为空间望远镜光轴补偿校正光学（COSTAR）。为了给COSTAR在望远镜内提供位置，必须移除其中一件仪器，天文学家的选择是牺牲高速光度计。 哈勃空间望远镜携带的仪器如下：　　广域和行星照相机（WF/PC）　　戈达德高解析摄谱仪（GHRS）　　高速光度计（HSP）)　　暗天体照相机（FOC）　　暗天体摄谱仪（FOS） 1997年2月，发现号在STS-82航次中执行了第二次维修任务。用 空间望远镜摄谱仪（STIS）和近红外线照相机和多目标分光仪（NICMOS）替换掉戈拉德高解析摄谱仪（GHRS）和暗天体摄谱仪（FOS）。修护绝热毯，再提升哈勃的轨道。在维修中出现的意外缩短了仪器的使用年限。安装后吸热器的部分热扩散意料之外地进入光学挡板，这额外增加的热量导致仪器的寿命由原先期望的4.5年缩短为2年1999年12月的STS-103航次中执行。在这次维护中更换了全部的六台陀螺仪，也更换了一个精细导星传感器和计算机，安装一套组装好的电压/温度改善工具（VIK）以防止电池的过热，更换绝热的毯子。新的计算器是能在低温辐射下下运作的英特尔486，可以执行一些过去必须在地面处理的与太空船有关的计算工作。哥伦比亚号在2002年3月的STS-109航次执行，用先进巡天照相机（ACS）替换了暗天体照相机（FOC），更换了新的冷却系统和太阳能板。哈勃的配电系统也被更新了，这是哈勃空间望远镜升空之后，首度能完全的应用所获得的电力。美国东部时间2009年5月11日14点01分，美国“阿特兰蒂斯”号航天飞机从佛罗里达州肯尼迪航天中心发射升空。在此次太空之旅中，机上的7名宇航员通过5次太空行走对哈勃太空望远镜进行了最后一次维护，为其更换了大量设备和辅助仪器，这些更新主要包括：用第三代广域照相机(WFC3)取代WFPC2；安装新的宇宙起源频谱仪（COS）、取回该处的COSTAR光学矫正系统；修复损坏的先进巡天照相机（ACS）；修复损坏的空间望远镜摄谱仪（STIS）；替换损坏的精细导星传感器（FGS）；更换科学仪器指令和数据处理系统（SIC&amp;DH）；更换全部的电池模组；更换所有的6个陀螺仪和3组定位传感器（RSU）；更换对接环、安装全新的绝热毯（NBOL）、补充制冷剂等等。而这将会是哈勃空间望远镜最后一次的维护任务，会将哈勃空间望远镜的寿命延长至2013年后。届时发射的詹姆斯·韦伯空间望远镜能接续哈勃空间望远镜的天文任务。

3.5米欧洲“远红外线和亚毫米波望远镜”（赫歇尔空间天文台（Herschel）







赫歇尔空间天文台是欧洲空间局(ESA)建造的的大型红外空间望远镜，它具有直径3.5米的主镜，焦距是：27米“赫歇尔”宽4米，高7.5米，有三台非常灵敏的探测仪器：成像光谱与测光仪（Spectral and Photometric Imaging Receiver 简称SPIRE）、光电阵列和射谱仪（Photodetector Array Camera and Spectrometer Instrument 简称PACS）、远红外外差接收机（Heterodyne Instrument for the Far Infrared 简称HIFI。中国参与研制的是SPIRE部分。    2009年5月14日发送的欧洲航天局赫歇尔空间天文台，有一面镜子赫歇尔大大超过哈勃，但只有在远红外线观察。 赫歇尔空间天文台是欧洲空间局的空间天文卫星，2009年5月14日在法属圭亚那库鲁航天中心和普郎克巡天者一起由欧洲阿丽亚娜5-ECA型火箭发射升空。赫歇尔空间天文台造价10亿欧元，它是人类有史以来发射的最大的远红外线望远镜，将用于研究星体与星系的形成过程。6月14日，地面任务控制中心发送指令，命令“赫歇尔”打开用于保护敏感仪器免遭污染的舱门，利用光电阵列和射谱仪(PACS)对涡旋星系(亦称M51)进行了探测，揭开了正式使用的帷幕。赫歇尔空间天文台进入距离地球150万公里环绕着L2 拉格朗日点，直径70万公里的利萨如轨道。赫歇尔将在围绕地-日系统的第二拉格郎日点（L2）的轨道上运行。L2严格说已经是行星轨道，属于“深空”范畴，成为包括接替哈勃望远镜的James-Webb空间天文台等多个天文观测空间望远镜的首选轨道。2001年升空探测微波背景辐射各向异性的卫星WMAP也是定位于L2。

美国口径85厘米的斯皮策太空望远镜2003年升空





斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope，缩写为SST）由美国国家航空航天局于2003年8月发射，是人类送入太空的最大的红外望远镜，也是大型轨道天文台计划的最后一台空间望远镜。该望远镜隶属于美国宇航局和加州理工学院。斯皮策太空望远镜是美国宇航局发射的四大太空望远镜之一。斯皮策太空望远镜”是第一台与地球同步运行的太空望远镜，它计划在太空中服务5年，但NASA希望它的工作寿命能够延长。　　它的轨道也非常独特，是躲在地球的后面，与地球保持同样的角速度绕太阳旋转。这个轨道可使望远镜免受太阳的直接照射，等于给望远镜提供了一个天然的冷却源，这样就可以少带一些液氦，不仅减轻了望远镜自身的重量，同时也节省了资金。虽然斯皮策与哈勃都是太空望远镜，但是哈勃以光学观测为主，而斯皮策则以观测天体红外波段为主。所谓红外，说的是望远镜能够探测到目标发出的红外辐射。斯皮策的红外探测灵敏度极高，波长在3微米至180微米之间的红外辐射都能尽收“眼”底。而这个波段因其范围内的辐射抵达地面时会被地球大气层阻挡，一向是地面望远镜的“盲区”。因此斯皮策能探测到宇宙中那些难以感知到的天体，比如一些暗淡的小型恒星。与光学天文观测设备相比，斯皮策的红外之“眼”能够穿透尘埃、气体，看到其背后隐藏的无限奥秘。斯皮策是最早提议将望远镜送入太空以获取更加清晰宇宙画面的科学家，因此NASA将该红外望远镜命名为“斯皮策太空望远镜”。
斯皮策空间望远镜总长约4.45米，重量为950千克，主镜口径为85厘米，用铍制作。除此之外还有3台观测仪器，分别为：　　1、红外阵列相机（IRAC），大小为256×256像素，工作在3.6、4.5、5.8和8微米4个波段。　　2、红外摄谱仪（IRS），由4个模块组成，分别工作在5.3-14微米（低分辨率）、10-19.5微米（（高分辨率）、14-40微米（低分辨率）和19-37微米（高分辨率）。　　3、多波段成像光度计（MIPS），工作在远红外波段，由3个探测器阵列组成，大小分别为128×128像素（24微米）、32×32像素（70微米）和2×20像素（160微米）。　　4、为避免望远镜本身发出的红外线干扰，主镜温度冷却到了5.5K。望远镜本身还装有一个保护罩，为的是避免太阳和地球发出的红外线干扰。

美国6.5米的詹姆斯.韦伯红外新一代太空望远镜 JWST（2015年升空）





詹姆斯·韦伯空间望远镜制作团队合影

詹姆斯·韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope，缩写JWST）是计划中的红外线太空望远镜。形式是屈光式、牛顿式，口径是6.5米，聚光面积约25平方米，有效焦点距离是131.4米（431英尺）。作为将于2010年结束观测活动的哈勃太空望远镜的后续机，原计划于2011年发射升空。但因哈勃太空望远镜的修补等延命措施的效果，故发射改期为2013年。系欧洲空间局（ESA）和美国宇航局（NASA）的共用计划，放置于太阳—地球的第二拉格朗日点。不像哈勃空间望远镜那样是围绕地球上空旋转，而是飘荡在从地球背向太阳的后面150万千米的空间。此项目曾经称为“新一代太空望远镜”（Next Generation Space Telescope），2002年以美国宇航局第二任局长詹姆斯·韦伯的名字命名。1961年至1968年詹姆斯·韦伯担任局长期间曾领导阿波罗计划等一系列美国重要的空间探测项目。
望远镜的地面控制和协调机构是位于约翰霍普金斯大学的空间望远镜研究所（STScI）。
詹姆斯.韦伯太空望远镜主镜镜片采用了凯克望远镜的制作技术詹姆斯.韦伯太空望远镜隶属于美国、欧洲和加拿大宇航局，它将接过在太空中服役了二十年即将退役的哈勃太空望远镜的接力棒。但与哈勃不同的是，詹姆斯.韦伯太空望远镜主要用于红外线观测，据美国宇航局官方信息，詹姆斯.韦伯太空望远镜的聚光能力将是其前任的七倍![詹姆斯.韦伯是1961年至1968年间，阿波罗计划发展黄金时期美国宇航局的掌门人。除了载人航天事业，他还推动了先锋号和税收号无人飞船计划，也是这两艘飞船第一次为人类带回了其它星球的近距离拍摄照片。

费米伽玛射线空间望远镜



费米太空望远镜，NASA最新的太空望远镜，也就是先前的GLAST，2008年6月发射升空。这台世界上最强大的望远镜是通过高能伽马射线观察宇宙，最初这个天文台被称作“伽马射线广域空间望远镜”(Gamma-ray Large Area Space Telescope)，发射前就已经预定在发射后两个月内为这台望远镜重新命名并征集公众和科学家意见进行选择。当这台望远镜建成后开始正常运行时，NASA宣布给它重新命名为费米伽玛射线太空望远镜。以纪念高能物理学的先驱者恩里科·费米（1901-1954）。
费米伽马射线望远镜由美国主导建造，并得到了法国、德国、意大利、日本和瑞典5个国家的政府机构及科研组织的资金和技术支持。它于2008年6月发射升空，设计观测寿命为5年到10年。这台世界上最强大的望远镜是通过高能伽马射线观察宇宙，最初这个天文台被称作“伽马射线广域空间望远镜”(Gamma-ray Large Area Space Telescope)，但是当这台望远镜建成后开始正常运行时，人们又根据意大利科学家恩里科·费米的名字给它重新命名。由于有了美国宇航局的费米伽马射线太空望远镜，不久后人们可能会对超大质量黑洞、暗物质和被称作伽马射线爆的神秘爆炸等一些宇宙中最令人费解的现象有更多了解。

钱德拉X射线太空望远镜



钱德拉X射线天文台（Chandra X-ray Observatory，缩写为CXO）是美国宇航局于1999年发射的一颗X射线天文卫星，是大型轨道天文台计划的第三颗卫星，目的是观测天体的X射线辐射。其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。