研制月基光学望远镜主要是为了实现在近紫外波段对各种天文变源的亮度变化进行长时间的连续监测。对于很多重要的天文变源，导致其亮度变化的物理过程，主要辐射区的温度往往高达10000K以上。因此，在近紫外波段的观测要比可见光波段有利，并且更能接近辐射的核心区及所对应物理过程的本质。月基光学望远镜观测完全避开了地球大气的吸收和散射，使得近紫外观测成为可能。另外归功于月球缓慢的周日运动，可以对所选定的天文变源进行最长可达数天至约十天的不间断监测，从而能更完整地观测各种复杂的光变行为，进而揭示造成光变的物理机制。这样长时间的持续观测，是通常低轨天文卫星难以实现的，也发挥了月基光学望远镜观测的优势。

　　此外，银道面上存在大量的OB星协、大质量恒星形成区、行星状星云等强紫外发射天体，在近紫外波段做大视场的成像观测将是研究恒星形成和恒星晚期演化的重要手段。这将填补GALEX卫星因为技术原因不能对低银道带进行巡天所留下的空白。

　　综上所述，月基光学望远镜的科学目标主要集中在两个方面：对一些重要天体的光变进行长期连续监测，观测研究其变化特性和物理机制；对低银道带进行巡天观测，获得巡天星图和星表。

　　就天文变源而言，其种类繁多，而考虑到月基光学望远镜在口径和测光精度方面的限制，要求观测目标的光变比较剧烈、时标可从数分钟到约一两天、且在近紫外波段较亮。经过调研及国内天文学家的建议，月基光学望远镜的监测对象主要有四类，分别是：激变变星等含致密星的相互作用双星、天琴座RR等短周期脉动变星、类太阳色球活动星与耀发M型矮星、活动星系核等。

1、激变变星等含致密星的相互作用双星

　　激变变星包括新星、矮新星、偏振星、类新星变星等几种类型，存在快速而复杂的光变，变幅达数个星等。激变变星的主要理论模型是一个密近双星系统，主星可以认为是白矮星，伴星为一颗膨胀中的冷星，质量接近太阳。该系统在演化过程中，当冷星膨胀到一定程度，就会和白矮星发生质量交流，冷星的物质向白矮星流动，并围绕白矮星形成一个吸积盘。随着吸积过程的发展，来自冷星的富氢物质在白矮星表面堆积，最终当底部达到氢核聚变所需的点火温度，就会发生热核反应，导致星体爆发。

2、天琴座RR等短周期脉动变星

　　这类变星是恒星演化晚期处于氦燃烧阶段的小质量巨星，质量约为0.7太阳质量，以A型星为主，少数为F型。类似于造父变星，天琴座RR变星的光变周期—光度关系可以用作“量天尺”，主要用作银河系内天体距离的测量。这类变星有一种Blazhko效应，光变周期、变幅、光变曲线的形状都具有周期性变化。尽管Blazhko效应在100年前就被发现，其物理起源仍然是个迷。通过对这类天体的长时标监测，尤其是月-地多波段联合监测，有助于解开恒星内部结构和恒星演化方面的某些关键性问题。

　　上图为:1999年至2002年间，XZ Cyg在V波段的光变曲线对周期进行折叠后的相位图，对应的主周期为0.4666天。相位图中具有弥散对应的就是Blazhko效应。

3、类太阳色球活动星与耀发M型矮星

　　大量恒星有着跟太阳类似的色球活动，但远为剧烈，以软X射线计量可达太阳的100－1000倍。色球活动星是小质量恒星，自转很快（周期<10天）或处在双星系统中。理论上认为，它们因快速自转和内部的强烈对流生成强磁场，产生短时标耀发，耀发的能量来自色球层和光球层中储存的磁能在磁重联“湮灭”时的释放。耀发持续时标小于小时量级，但耀发上升期亮度变化非常快，在几十秒内达到峰值。同时耀发过程中还存在时标更短的细节，甚至多峰、多脉冲结构。色球活动星的耀发是高能现象，在近紫外波段的变幅要比可见波段大1到几倍。在近紫外波段长时间监测色球活动星，可以捕获其耀发、亚耀发或其它类型的光变。

4、活动星系核

　　活动星系核是宇宙中最亮的且能持续发光的天体。它们在极小的空间内能辐射出巨大的能量，而且几乎涵盖了全电磁波段，并且在各个波段都存在不同程度的光变现象，典型的光变时标从天量级到年量级，光变幅度与观测的波长有关，通常来说波段越短光变幅度越大。近紫外波段的光变监测是研究活动星系中超大质量黑洞吸积物理过程的重要工具。活动星系核的光学和紫外辐射主要来自于黑洞周围吸积盘产生的非热连续谱，由于吸积盘的温度约100000 K，辐射峰值在紫外－软X射线波段；但是，远紫外波段观测的难度非常大。由于现有设备不能在光学和紫外波段解析活动星系核的空间结构，因此利用光变，尤其是比较不同波段光变的变化幅度、时标、行为以及它们与活动星系核物理参数（如黑洞质量等）的关系是研究活动星系核吸积、产能过程、几何结构与气体运动学，以及黑洞物理的重要手段。