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玻璃重量轻，价格低廉，耐腐蚀，能够抛得很光洁，又比金属容易研磨成形。其实在早期望远镜的同时代，就已经有那种在玻璃后面贴一个金属背板类型的镜子了，就像现在家用的镜子那样。但这种镜子没法用在望远镜上，因为光线在金属背板上反射之前和之后都要通过一定厚度的玻璃，这就会使得图像变得模糊。 1856年一名叫尤斯图斯·冯·李比希（Justus vonLiebig，1803?1873）的德国化学家利用新发现的一种化学反应，实现了在玻璃表面覆盖一个薄薄的银层，从而发明了新的制镜方法——只要将银镀到玻璃上再加以抛光就可以了。那年晚些时候，德国物理学家卡尔·奥古斯特·冯·斯坦黑尔（CarlAugust von Steinheil，1801?1870）使用这种工艺制作反射镜，将银层涂在镜子的正面。 第二年法国物理学家雷昂·傅科（Jean Bernard LeonFoucault，1819?1868）独立将一面10.16厘米的抛物面镜子镀上银层，他将望远镜放在了一台赤道仪上。同年傅科前往都柏林向英国天文学界宣读他的论文《银质玻璃望远镜镜片》。后来傅科还发明了测量镜面形状的更好方法，这种方法虽与早期磨镜者们使用的检测法类似，但拥有非常高的精度，磨制出正确的镜面形状变得容易了。 这样天文学家们获得了一种既轻又便宜的玻璃镜面，而且比金属镜面能多反射一半的光。尽管银层仍然会因氧化而变黑，但重新镀银远比重新抛光金属镜面容易。玻璃反射镜熠熠生辉，孕育了巨型反射望远镜的时代的到来。 墨尔本1.22米望远镜——最后的大型金属镜面反射镜 1862年，澳大利亚的当局决定建造一架大型望远镜，用以研究南天的星云，在当时尚不清楚这种云雾状的天体是什么。由包括罗斯伯爵在内的天文学家和望远镜制造商组成了一个委员会来确定望远镜的设计方案。大部分的天文台都建在北半球，南天很多部分还没有被观测过，所以这架位于南半球的望远镜将能够帮助人们获得完整的天空图景。 委员会确定了一个直径1.22米的卡赛格林式望远镜的方案。虽然在当时玻璃反射镜已经越来越普及了，委员会还是倾向于使用金属的反射镜，因为他们觉得在当地的气候条件下玻璃镜面的银镀层比金属镜面更容易氧化、分解和腐蚀，而且这样一架沉重巨大的玻璃望远镜难于操纵。 很快他们就为当初的决定而后悔了，因为当1877年金属镜面因为严重锈蚀而需要重新抛光时，整个镜子必须运回位于爱尔兰的原来的制造厂才能做处理。于是天文台的主管自学了一番如何抛光金属镜，然后亲自动手尝试。虽然抛光成功，但是他无法精确地检测抛光后的镜面精度是否符合要求，此后这架望远镜一直未能重新正常工作。 这架墨尔本望远镜只用了15年，而很多比它早的望远镜直到现在还能使用。这次失误标志着望远镜发展史上的一个转折点，墨尔本望远镜也成为最后一架大型金属镜面反射望远镜。这次失败的影响之大，使得此后的三十年里天文学家们都在避免建造大型反射望远镜 天体摄影 驱使天文学家将天文台建在高海拔地区的另一个原因是天体摄影的需要。与原来的绘图观测相比，天体摄影提供了一种迅速而客观准确地记录观测结果的方法。同时，摄影术能帮助天文学家们观测那些即便用了巨型望远镜肉眼也无法看到的暗弱天体。无论一个人用眼睛注视目镜中的星点多久，他也无法看到比他的视觉极限还暗的那些东西。但照相底片却能把照到它上面的所有光，不管有多暗，都记录下来。如果图像很暗，只要将曝光时间足够延长，就可能拍摄下来。 天文学家发现如果把望远镜架设在高山之上，那里有非常黑暗的天空，只有星光在闪耀，周围没有其他的光亮，就可以拍摄到很多肉眼无法看到的星星和天体的照片。最终，所有的天文望远镜都开始使用照相的方式观测。现在的专业天文望远镜上已经没有目镜，代之以照相装置和其他观测设备。 有许多其他的技术发展也改变了望远镜。天文学家们一边在原来的望远镜上安装新的仪器，一边为新的观测仪器建造新的望远镜。这些新的设备能够分解星光供天文学家们进行后续的分析研究。不久，这些仪器的性能就变得和望远镜的聚光本领和分辩力一样重要了。
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