正文
如製造更大的單塊鏡面，工藝上有很大困難，而且價格過於昂貴，因而近年來提出用多鏡面望遠鏡來增大有效口徑。1971年美國開始研製第一架多鏡面望遠鏡(MMT),安裝在霍普金斯山，1979年運轉，主要用作天體的紅外輻射觀測。這架望遠鏡由六個口徑各為 1.8米的卡塞格林望遠鏡組成。六個望遠鏡繞中心軸排成六角形，六束會聚光各經一塊平面鏡射向一個六面光束合成器，後者把六束光聚在一個共同焦點上。組合後的口徑相當於 4.5米。圖為六個卡塞格林望遠鏡中的兩個。左邊的是星光經過一個望遠鏡至合成焦點的光路，右邊的虛線則表示校準光路（實際上每個鏡筒都有星光和校準兩種光路）。光軸上有76厘米卡塞格林望遠鏡。它除用於導星外，主要用來發出檢測六個鏡筒的光學系統的雷射。每個鏡筒內的副鏡可受控而作微小的轉動和伸縮，以校正被雷射及其矽檢測器檢出的失調量。這種能隨時對光束進行校正的光學技術稱為“主動光學”。六個鏡筒的星像既可以互相重合，也可以沿恆星攝譜儀狹縫排成一行以提高星光的利用率。多鏡面望遠鏡的主要優點是：合成的口徑大，鏡筒很短，因而望遠鏡裝架堅固，觀測室的尺寸不大，造價顯著降低。主要缺點是：可用視場很小；光束經過多次反射，光能損失較多；不易保持各光束的相干性；目前達到的成像質量尚不夠好。獲得大口徑的另一方法是用多塊小鏡面直接拼接成一個大鏡面，但拼成的大鏡面極難保持其穩定性，尚未得到推廣。由來
目前最大的單鏡面反射望遠鏡的口徑已達8.2米，譬如日本天文台在美國夏威夷建造的昴星團望遠鏡。如果製造更大的單塊鏡面，工藝上有很大困難，而且價格過於昂貴，因而近年來提出用多鏡面望遠鏡來增大有效口徑。
典型是歐洲南方天文台的甚大望遠鏡（VLT），其中VLT四台望遠鏡的主鏡口徑均為8.2米，組合等效口徑為16米。[1]
誕生
方案一
1971年美國開始研製第一架多鏡面望遠鏡(MMT),安裝在霍普金斯山，1979年運轉，主要用作天體的紅外輻射觀測。這架望遠鏡由六個口徑各為1.8米的卡塞格林望遠鏡組成。六個望遠鏡繞中心軸排成六角形，六束會聚光各經一塊平面鏡射向一個六面光束合成器，後者把六束光聚在一個共同焦點上。組合後的口徑相當於4.5米。光軸上有76厘米卡塞格林望遠鏡。它除用於導星外，主要用來發出檢測六個鏡筒的光學系統的雷射。每個鏡筒內的副鏡可受控而作微小的轉動和伸縮，以校正被雷射及其矽檢測器檢出的失調量。這種能隨時對光束進行校正的光學技術稱為“主動光學”。六個鏡筒的星像既可以互相重合，也可以沿恆星攝譜儀狹縫排成一行以提高星光的利用率。VLT採用了更為先進的光學干涉技術，組成它的4個8.2米單鏡既能單獨使用，又能組合起來，達到一個16米口鏡望遠鏡的集光力和分辨力。
方案二
另一種多鏡面方案，則是把很多圓形或六角形的鏡面直接排列起來，
HET，霍比—埃伯利望遠鏡
HET，霍比—埃伯利望遠鏡
利用精度極高的定位系統使它們的鏡面處於一個共同的大拋物面上，每個鏡面成為拋物面主鏡的一部分。例如美國霍比-埃伯利望遠鏡（Hobby-EberlyTelescope，HET）位於美國德克薩斯州的麥克唐納天文台，口徑為9.2米，是一台固定機架的球面望遠鏡。HET主鏡由91塊八邊形的子鏡面拼接而成，等效口徑9.2米，焦距13.08米。每個子鏡面直徑1米，厚5厘米，用超低膨脹的微晶玻璃製成。位於美國夏威夷的莫納克亞山上的兩台凱克望遠鏡（口徑10米）也採用了這種技術。
正在建造和研製中的巨型麥哲倫望遠鏡（GMT,口徑25米）和
E-ELT，歐洲極大望遠鏡
E-ELT，歐洲極大望遠鏡
歐洲極大望遠鏡(E-ELT，口徑39米）也是採用了多鏡面主動光學技術。
優點
多鏡面望遠鏡的主要優點是：合成的口徑大，鏡筒很短，因而望遠鏡裝架堅固，觀測室的尺寸不大，造價顯著降低。
