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如果没有长期进行技术研究，我们就不会特别关注到这种像差。
随后，为了修正各种像差，人们想尽办法制造直径巨大的聚焦镜头，这种镜头也许会使亮度明显变暗，但至少可以显著减弱有损图像清晰度的因素。
于是，巨型望远设备诞生了，有些甚至达到了200英尺（3）。
我们得承认，这种设备操作起来一点都不简单。
18世纪初期，巴黎天文台使用的一块物镜的焦距甚至可达300英尺。
当助手在天文台的塔楼上或者已搬至天文台花园的Marly机械（4）屋架顶上扶着该物镜时，观察者则手持目镜，不断移动，排除种种困难努力寻找目标天体的图像，然后把它调整固定到令人满意的状态。
通过这些简单的细节，我们可以体会到，要付出多少机敏才智、汗水耐心，才能使人类对于天文的认识越来越深入。
毫无疑问，如果不是物理学领域的某些认知有了长足进步，我们将永远被无数天文现象拒之门外。
牛顿天文望远镜的原理。
凹面镜M将光线反射到小的平面镜M’，形成焦面像A，A再经过目镜L’放大成为A’。
上文已经提到，天体图像的放大不是唯一待满足的条件。
对于天体图像而言，最重要的是清晰度。
完美的清晰度可以为我们提供可识别的、有关细节特征方面的有用信息。
在清晰度这一问题上，我们现在便可预料到，下文将要提及的发展即完美清晰度的获得，不仅依赖光学产业的资源与潜力，还会牵涉到另一个相当陌生的因素：地球大气层的影响。
任何天体的光线都必须穿过大气层才能抵达我们的视野。
现在，让我们继续关注仪器条件。
在这一方面，物镜的设计取得了极大进展：物镜由两块不同材质、不同曲率的透镜结合组成，这样会减轻棱镜色散带来的有害影响，使所有光线近乎完美地集中在同一个焦点上。
由此获得的图像同时具有令人满意的清晰度和整体亮度，以便被大幅度放大。
从这个意义上来说，现代光学的手段和方法已经得到了应用，我们现在制造出的镜头和镜面可以说是完美的。
在大致思考了与早期望远镜有关的问题后，让我们以同样的探索精神来谈谈天文望远镜。
在某种程度上，“天文望远镜”
这个名字已经成为日常用语中天文学家用来窥视天空的所有仪器的模糊代称。
（1）此处辐射是指能量传播的方式，光的量子单位光子（光量子）是辐射的一种，其测量参数之一便是波长，波长越短，频率越高，辐射的光子的能量越高，反之越低；不同波长的光子性质不同，对于可见光，这些不同波长的光子在人眼的观察下便是光谱上的不同颜色。
（参考中国科学院高能物理研究所官方网站《光子与辐射》一文。
）
（2）不同的光携带的能量不同，波长不同，穿过相同介质时折射率也就不同，从而折射角也不同，因此包含了不同光的一束白光通过棱镜后就能显示出不同的颜色，这个现象也称为色散。
可见光范围内，光谱从左至右为红橙黄绿蓝靛紫，从红色光到紫色光，波长逐渐变短。
（3）这里是指望远镜的焦距长度，而非镜面口径。
（4）Marly机械是法国的工程奇迹，完成于1684年，原本是凡尔赛花园为解决喷泉用水所建造的水库。
天文学家乔凡尼·多美尼科·卡西尼从Marly机械拆出一部分移置到巴黎天文台用以支撑他的超长望远镜。
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