据说最原始的望远镜是一位荷兰眼镜匠发明的，由一块凸透镜和一块凹透镜构成。伽利略听说后于1609年也造了一具口径4.4厘米的望远镜，并把它指向天空，用于观测天体，立竿见影地发现了一系列的天文现象，包括看到了月亮上的环形山、金星的盈亏、太阳黑子、木星的四颗卫星，以及把一片银河分解为众多恒星。因此我们至少可以说天文望远镜是伽利略发明的，是他开启了用望远镜观测和研究天体的先河，促进了天文学以及相关学科，如数学和物理学的发展。
明年（2009年）正好是天文望远镜发明和用天文望远镜开始观测天体400周年。在这一漫长的历程中，经过各种改造和新技术的引进，包括用反射镜取代透镜、照相术，与光谱仪、光电光度计、速度测量仪、磁场测量仪、数码像感器、光纤技术、紫外和红外技术、主动光学和自适应光学等结合，我们已经拥有具备各种不同功能和威力巨大的望远镜群体。它们是人类探测宇宙奥秘的重要工具。我们将把其中一类专门用于观测太阳的望远镜及其附属的后端设备统称为太阳望远镜，亦即广义的太阳望远镜。本文将主要限于介绍地面光学（可见光区）望远镜的发展概况，但在空间太阳观测中涉及紫外和X光区。至于太阳红外和射电波段的观测设备，将不在本文的讨论范围。
早期的天文望远镜是通用型的，它们既可以观测行星和恒星，也可用加光栏或黑玻璃减光的方法来观测月亮和太阳。随后的发展才是人们针对不同的天体特征（点光源或面光源，强光源或弱光源），逐步研制出不同类型的望远镜。太阳是离地球最近的恒星，它的巨大亮度以及可以对角直径为32’的太阳表面进行区域分解这两个特点，或者说有利条件，导致了太阳望远镜发展上的非常多样化。目前太阳研究者已能利用十分精巧的专门设备，对太阳大气中的不同层次和区域中的不同现象，进行各种物理参数和几何参数的测量。现有关于太阳的全部知识都是以这些测量为基础进行分析和理论推断取得的。本文将通过述及许多关键性的技术突破，来展示太阳望远镜进展的概况。
伽利略用他的望远镜观测的第一批天体中即有太阳，他看到貌似洁白无瑕的日面上往往会出现成群的黑子，并且注意到同一群黑子在日面上的位置每天向西移动大约13度的日心张角，他正确地解释为这表明太阳在自转。因此可以把伽利略的望远镜看作是最早期的太阳望远镜。随着照相术的发明，把这种最简单的望远镜配上照相机，就是在望远镜主镜（物镜）的焦点处用照相机取代目镜对太阳进行照相，就成了太阳照相仪。太阳照相仪接收的是太阳的白光辐射（即整个可见光波段的辐射），因此称为白光照相，以区别于以后谈到的单色光照相。太阳的可见光辐射几乎全部是由太阳的最低层大气——光球层发射的，因此太阳照相仪拍摄到的就是光球的形象。这种照片中可以看到太阳黑子和光斑等光球中的活动现象。高分辨的太阳白光照片中可以看到光球表面的米粒组织。
太阳白光辐射很强，因此太阳照相仪主镜口径无需很大，一般为直径10厘米～30厘米的透镜。然而由于地球大气湍流的干扰，要拍摄到显示米粒组织和黑子精细结构的白光照片并不容易，要采取很多措施。首先要找到大气扰动较小的观测地和提高望远镜离地高度，以降低地面附近空气对流的影响。上世纪70年代以后引进了各种高新技术，包括用电荷耦合器件（CCD）作为像感器取代照相底片，从而增加灵敏度和可在屏幕上显示太阳像，以及作进一步的计算机图像处理。采用自适应光学系统补偿波面扭曲，以及可自动选择在大气扰动较轻时刻进行拍摄的实时像选择器和相关追踪器。近年来应用较多的图像还原技术则是在观测之后，在实验室中用电子学方法对被大气湍流扭曲的图像信息进行非实时处理，可以获得分辨率优于1”从而显示非常清晰米粒组织精细结构的太阳白光像。
在另一个方向上，德国人夫琅和费（Fraunhofer）于1814年首次用分光镜指向太阳，看到了太阳光谱，发现了由红橙黄绿蓝靛紫构成的太阳连续谱中还有567条暗黑的谱线，并且命名了其中一些最强的谱线。现在已把这种带着暗黑谱线（吸收线）的太阳连续谱称为夫琅和费光谱，其中的吸收线称为夫琅和费谱线，夫琅和费对强吸收线的命名也一直沿用至今。这些谱线中包含着产生这些谱线的太阳大气物理构造的重要信息。通过对这些谱线波长和轮廓的精确测定并与理论推测的结果进行比较，可以获得关于太阳大气化学组成，以及温度、密度、压力、电离度、运动速度、磁场和电场等物理参数。因此太阳光谱的观测研究是太阳研究者探测太阳奥秘的重要手段。太阳研究者一般认为，近代太阳物理研究应以夫琅和费首次观测太阳光谱为标志。
如果把分光镜（用于目视）或光谱仪（用于照相）的入射狭缝直接对准太阳，得到的是整个太阳圆面上各点辐射叠加的平均太阳光谱。由于狭缝窄小，接收的辐射很少，经过色散后在光谱仪焦面上的光谱很弱，难于进一步处理。因此太阳光谱观测都是在光谱仪前面安装大口径的望远镜，它的作用就是产生一种或几种不同大小、稳定并具有足够亮度的白光太阳像，提供给后端的光谱仪进行光谱观测。太阳光谱仪的色散元件通常采用大面积光栅，得到的光谱色散度达到每埃几毫米，这是暗弱的恒星光谱无法实现的。作为前端的大型望远镜口径一般在50厘米～100厘米，有效焦距约50米～100米，形成的太阳像直径达40厘米～90厘米。望远镜的光路结构也愈益多样化，导致形成各种不同的装置和建筑形式。目前已有水平式定天镜、垂直式定天镜、定日镜式、追日镜式、赤道仪式和经纬仪式等装置。其中垂直式定天镜和追日镜式装置中，定天镜和追日镜放置在离地面几十米的高度，形成塔式建筑，常称为太阳塔，这种形式的光路与地面垂直，地面附近对流对波前的扭曲较小，成像质量较好。定日镜也放在离地面几十米的高度，光路与地面倾斜，成为斜塔。为了进一步消除对流对成像的损害，一些太阳塔吧光路系统封闭并抽成真空，成为真空太阳塔。这些措施极大地改善了太阳像和光谱质量，但造价也相当可观。近代太阳研究的先驱者海耳（Hale）于1907年就在美国洛杉矶附近的威尔逊山天文台建成18米高的太阳塔，1912年建成45米高的太阳塔，在太阳研究中起到重要作用。安装在美国新墨西哥州萨克拉门托峰（海拔2800米）上67米高的真空太阳塔质量优异，发现过一系列重要的太阳大气精细结构和活动现象。（未完）祥见《中国国家天文》2008年第6期