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| 天文望遠鏡 |
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中文名: 天文望遠鏡 外文名: Astronomical Telescope 用 途: 捕獲天體信息 |
天文望遠鏡是觀測天體、捕捉天體信息的主要工具。從1609年伽利略製作第一台望遠鏡開始，望遠鏡就開始不斷發展，從光學波段到全波段，從地面到空間，望遠鏡觀測能力越來越強，可捕捉的天體信息也越來越多。人類在電磁波段、中微子、引力波、宇宙射線等方面均有望遠鏡。[1]
發展簡史
望遠鏡起源於眼鏡。人類在約700年前開始使用眼鏡。公元1300年前後，意大利人開始用凸透鏡製作老花鏡。公元1450年左右，近視眼鏡 也出現了。1608年，荷蘭眼鏡製造商漢斯·里帕希（H.Lippershey）的一個學徒偶然發現，將兩塊透鏡疊在一起可以清楚看到遠處的東西。1609年，意大利科學家伽利略聽說這個發明以後，立刻製作了他自己的望遠鏡，並且用來觀測星空。自此，第一台天文望遠鏡誕生了。伽利略憑藉望遠鏡觀測到了太陽黑子、月球環形山、木星的衛星（伽利略衛星）、金星的盈虧等現象，這些現象有力地支持了哥白尼的日心說。伽利略的望遠鏡利用光的折射原理製成，所以叫做折射鏡。
1663年，蘇格蘭天文學家格里高利利用光的反射原理製成格里高利式反射鏡，但是由於製作工藝不成熟而未能流行。1667年，英國科學家牛頓稍微改進了格里高利的想法，製成了牛頓式反射鏡，其口徑只有2.5厘米，但是放大倍率超過30倍，還消除了折射望遠鏡的色差，這 使得它非常實用。
1672年，法國人卡塞格林利用凹面鏡和凸面鏡，設計了現在最常用的卡賽格林式反射鏡。這種望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率大，圖象清晰；既可用於研究小視場內的天體，又可用以拍攝大面積的天體。哈勃望遠鏡採用的就是這種反射望遠鏡。
1781年英國天文學家赫歇爾兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自製的15厘米口徑反射鏡發現了天王星。此後，天文學家給望遠鏡加裝了許多功能，使之具備光譜分析等能力。1862年，美國天文學家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)製造了47厘米口徑折射鏡，拍到了天狼星伴星的圖片。1908年美國天文學家海爾領導建成了1.53米口徑反射鏡，拍到了天狼星伴星的光譜。1948年，海爾望遠鏡落成，其5.08米的口徑足以觀測分析遙遠天體的距離和視向速度。
1931年，德國光學家施密特製成施密特式望遠鏡，1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫製成馬克蘇托夫-卡塞格林式折返鏡，豐富瞭望遠鏡的 種類。
在近現代和現代，天文望遠鏡已經不局限於光學波段了。1932年，美國無線電工程師探測到了來自銀河系中心的射電輻射，標誌着射電天文學的誕生。1957年人造衛星上天以後，空間天文望遠鏡蓬勃發展。新世紀以來，中微子、暗物質、引力波等新型望遠鏡方興未艾。現在，天體發出的許多信息都已經成為天文學家的眼底之物，人類的視野越來越廣闊了。
口徑、焦距、焦比
口徑(D)是物鏡的直徑，口徑大小決定了光學系統的分辨力。根據瑞利判據，望遠鏡的分辨力和口徑相關。口徑越大，分辨力越強。焦距(f)是望遠鏡物鏡到焦點的距離，決定了光學系統在像平面上成像的大小。對於天文攝影來說，物距（被觀測天體的距離）可以認為是無窮遠，因此像距就等於焦距，所以像平面也被稱為焦平面。望遠鏡焦距越長，焦平面上成的像越大；反之則越小。焦比(F)是望遠鏡的焦距 除以望遠鏡的通光口徑，即F=f/D，它決定焦平面上單位時間內單位面積接收到的光子數量。也被作為曝光效率的重要指標。焦比越小， 焦平面上單位面積接收到的光子就越多；反之則越少。也就是說焦比越小的鏡子曝光效率越高。
參見詞條：口徑、焦距、焦比、衍射
像差
像差是光學系統成像不完善的描述。具體有球差、色差、彗差、像散、場曲、畸變等。球差存在於球面反射鏡的光學系統中，平行於光軸入射的光線經球面透鏡或反射鏡後不嚴格地匯聚於一點，遠離光軸的光線匯聚的位置會更加靠近鏡子。利用組合透鏡和把球面改為拋物面可以改善球差。色差是折射光學系統最明顯的像差，它形成於光的色散，這使得星光會出現多種顏色，影響觀測。利用多片透鏡組合的復消色差系統可以降低色差的程度。彗差是拋物面反射式光學系統中最明顯的像差，它是因為傾斜於光軸的入射光無法匯聚一點導致的，這會使得星光看起來像一顆彗星。使用彗差修正鏡組可以消除彗差。像散是傾斜於光軸的光出現垂直振動的光波和水平振動的光波不交匯於一點的現象。越遠離視場邊緣，像散越嚴重。安裝平場修正鏡組可以修正像散。場曲指遠離光軸的光線匯聚於一個彎曲的球面上的現象，這會使得成像時出現失焦。畸變指軸上物點與視場邊緣具有不同的放大率，物和像因此不完全相似的現象。
參見詞條：像差
折射鏡
折射望遠鏡是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略式折射鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒式折射鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用復消色差系統。
一般的折射望遠鏡都是採用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用方便，易於維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多採用折射系統，但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且大透鏡質量巨大，不便操作。
參見詞條：折射望遠鏡
反射鏡
反射望遠鏡是用反射鏡做物鏡的望遠鏡。主要有格里高利式，牛頓式，卡塞格林式三種。牛頓式用平面鏡作副鏡，卡塞格林式用凸雙曲面鏡作副鏡，格里高利式用凹橢球面鏡作副鏡。反射鏡存在軸外像差，因而視場受到限制，但是由於反射鏡不要求鏡片內部質量，所以造價低廉。現代很多望遠鏡用的都是反射式望遠鏡。
參見詞條：反射望遠鏡
折返鏡
折反射望遠鏡兼有折射鏡和反射鏡。1931年，德國光學家施密特以卡塞格林式為基礎，用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正透鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外像差的施密特式望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、像差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。如果把施密特式望遠鏡的焦點前加一塊反射鏡，把焦面引到外面，就形成施密特-牛頓式望遠鏡。如果在焦面前加一塊凸面副鏡把光線引入主鏡的小孔，成像於主鏡後，就形成了施密特-卡塞格林式望遠鏡。施密特-卡塞格林式望遠鏡鏡筒短，成像質量好，已經成了天文觀測的重要工具。
1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反式望遠鏡——馬克蘇托夫-卡塞格林式折返 鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。這種望遠鏡便於攜帶，常用於中小型望遠鏡，深受天文愛好者喜愛。
參見詞條：折反射望遠鏡
電磁波段觀測
現代天文學家研究宇宙，最主要的信息源是來自天體的電磁波輻射。電磁波是原子中的電荷做變速運動時產生的。來自宇宙的電磁波穿過地球大氣層時，很多波段都被大氣分子吸收掉了。這種大氣屏蔽作用是地球生物的保障，沒有這些屏蔽，地球生物將受到威脅。但是這對於天文學來說卻是一種阻礙。幸好有兩個透明的窗口：光學和無線電，它們為人類天文學發展提供了必要的信息通道。
光學窗口是波長在0.35-22微米的波段，包含可見光和一部分紅外線。其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是間斷性窗口，即有若干小縫能通過輻射。無線電窗口是波長在1毫米至30米的無線電波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。因此，地面望遠鏡通常是光學 望遠鏡和射電望遠鏡。
參見詞條：電磁波
技術
自適應光學系統
自適應光學是一種能夠有效解決動靜態誤差過大、大大提高成像質量的光學系統，是主動光學的一種。在天文望遠鏡的光學系統中，由於鏡片的物理性質變化和大氣湍流等因素，望遠鏡的分辨力不是很高，而且成像也很不如人意。20世紀70年代以後，由於基礎技術的需求，自適應光學系統才建立起來。自適應光學系統是以光學波前為對象的自動控制系統，利用對光學波前的實時測量、控制、校正，使得光學系統能夠自動適應環境變化，保持良好工作狀態。波前探測器實時測量光學波前誤差，波前控制器把誤差轉換為校正信號，波前校正器快速改變波前相位，以校正畸變。這種系統已經廣泛用於天文望遠鏡上，現在，自適應光學系統還可以用於激光技術、人眼科學上。
參見詞條：自適應光學
射電干涉陣列
射電波段的天文觀測需要拋物面形的天線充當主鏡。由於無線電波比光波波長長萬倍以上，射電望遠鏡的分辨力比光學望遠鏡的分辨力低很多。口徑不大的單面射電望遠鏡還不能確定射電源的精確方位。射電電波成像比光學成像難得多，因為只能通過電波撿拾器測定每一點的電波強度。20世紀50年代初，無線電天文學家賴爾(M.Ryle)等提出射電望遠鏡的綜合孔徑技術，即用多面天線組成射電望遠鏡的干涉陣列，同時觀測同一片天區，數據綜合處理後即可獲得天體的射電圖像。這種方法大大擴展了射電望遠鏡的總口徑，使得分辨力大幅提高，視場也擴大很多，比光學望遠鏡還大。現代射電干涉陣列通常有十字陣、T字陣和螺旋陣等多種陣列。甚長基線干涉儀的出現，使得地球 上任意遠的射電望遠鏡都可以組成干涉陣列，極大擴展了射電觀測這顆眼睛的視力。
光學
歐洲南方天文台甚大望遠鏡(VLT)，由4台口徑8.2米的望遠鏡組成，光學系統均為里奇-克萊琴式反射望遠鏡（R-C式，卡塞格林式的變種 ），位於智利北部的帕瑞納天文台。四台望遠鏡既可單獨觀測，也可組成光學干涉陣列觀測。天文台在沙漠之中，大氣視寧度極佳，近些年取得了很多觀測成果。
凱克望遠鏡(Keck)，由兩台口徑10米的望遠鏡組成，位於夏威夷莫納克亞山山頂。光學系統為R-C式反射望遠鏡。兩台望遠鏡採用薄鏡鑲 拼技術，使得主鏡質量大大降低，它還具有自適應光學系統。這些技術使得其成為最成功的望遠鏡之一。
雙子星望遠鏡(GEMINI)，由兩台口徑8米的望遠鏡組成，一台位於夏威夷莫納克亞山，一台位於智利拉西亞北面的沙漠，以進行全天系統 觀測。光學系統為R-C式反射望遠鏡，其主鏡採用主動光學技術。
霍比-埃伯利望遠鏡(HET)，由91塊直徑1米的正六邊形玻璃鑲拼而成，總口徑11米，等效口徑9.2米，位於美國德克薩斯州麥克唐納天文台。光學系統為反射式。HET望遠鏡是光譜巡天用望遠鏡．光軸的天頂角固定不變，為35°，即主鏡不可上下移動；方位可作360°轉動，但只用於改換觀測天區，一次觀測中望遠鏡是固定不動的。焦面裝置備有球差改正器，每次觀測只用到主鏡的一部分。可觀測天區為赤緯-10°到75°，但對不同赤緯的星可觀測的時段不同，跟蹤時間長短也可能不同，為45分鐘到2.5小時。
日本國家天文台昴星團望遠鏡(SUBARU)，由一台口徑8.2米的望遠鏡組成，位於夏威夷莫納克亞山上。觀測波段可至中紅外。
加那利大型望遠鏡(GTC)，由一台口徑10.4米的望遠鏡組成，位於加那利群島的拉帕爾馬島上。群島中的ORM天文台和OT天文台連同加那利天體物理研究所共同組成歐洲北方天文台。
大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST，也作郭守敬望遠鏡），由一台有效口徑4米的望遠鏡組成，光學系統為施密特式，位於中國科學 院國家天文台興隆觀測站。它應用主動光學技術，使它成為大口徑兼大視場光學望遠鏡的世界之最。在曝光1.5小時內可以觀測到暗達20.5等的天體。而由於它視場達5°，在焦面上可放置四千根光纖，將遙遠天體的光分別傳輸到多台光譜儀中，同時獲得它們的光譜，是世界上光譜獲取率最高的望遠鏡。
射電
超長基線陣列(VLBA)由10台口徑25米的射電望遠鏡組成，跨度從美國東部的維爾京島到西部的夏威夷，最長基線達8600千米，最短基線為200千米，其精度是哈勃太空望遠鏡的500倍，是人眼的60萬倍。
綠灣射電天文望遠鏡(GBT)，世界上最大的可移動射電望遠鏡之一。其拋物面型天線尺寸為100米x110米，它的這種不對稱形狀能防止支撐結構使其2000多塊鋁製面板鑲嵌的鏡面變得模糊不清。綠岸望遠鏡重達7300噸，高148米，但是十分靈活，可實時跟蹤目標，還能快速變 焦，適應不同觀測對象。
國際低頻射電望遠鏡陣列(LOFAR)是最大的低頻射電望遠鏡陣列，由散布在多個歐洲國家的大量（約20000個）單獨天線組成的望遠鏡陣列。這些天線藉助高速網絡和歐洲最強大超算之一「COBALT」相關器形成一個占地30萬平方米的射電望遠鏡。
阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列(ALMA)，由54台口徑12米和12台口徑7米的射電望遠鏡組成，位於智利北部阿塔卡馬沙漠。66座天線既可以協同工作，也可以分別觀測。所有天線取得信號經由專用的超級計算機處理。這些天線可用不同的配置法排成陣列，天線間的距離變化多樣，最短可以是150米，最長可以到16公里。
日本國立天文台野邊山觀測所(NRO)，由一台口徑45米的毫米波望遠鏡和6台口徑10米的毫米波望遠鏡組成，位於日本長野縣野邊山。
500米口徑球面射電望遠鏡(FAST)，由一台口徑500米的球面射電望遠鏡組成，位於貴州省黔南，是由中國科學院國家天文台主導建設，具有我國自主知識產權、世界最大單口徑、最靈敏的射電望遠鏡。截止到2019年7月19日，這個世界上最大的射電望遠鏡已經發現了125顆優質脈衝星候選體，確認了86顆。
FAST不僅推動了我國天文學的發展，還為世界天文學研究、高科技領域研究帶來了巨大的推動力。
阿雷西博天文台(ART)，由一台口徑300米的球面射電望遠鏡組成，位於美國波多黎各自由邦。它曾是世界上最大的單口徑射電望遠鏡，不僅能夠接受電波，還能發射電波。過去57年來，世界各地的科學家一直使用阿雷西博望遠鏡研究遙遠行星，發現潛在的危險小行星並尋找可能存在的地外生命。從太陽系小天體到遙遠的太空深處的脈衝星，阿雷西博望遠鏡曾見證眾多「人類第一次發現」。
2020年12月1日，阿雷西博射電望遠鏡坍塌阿雷西博望遠鏡坍塌是因為3個支撐塔全部斷裂，重達900噸的接收平台直接墜落到望遠鏡的反 射盤上。天線被砸壞，望遠鏡已無修復可能。
中微子
中微子是組成自然界的最基本的粒子之一。它個頭小、不帶電，可自由穿過地球，質量非常輕，以接近光速運動，與其他物質的相互作用十分微弱，號稱宇宙間的「隱身人」。科學界從預言它的存在到發現它，用了20多年的時間。中微子包含天體的大量信息。由於與物質作用十分微弱，中微子天文台通常十分巨大，且建於地下。
冰立方中微子天文台(IceCube)，由數千個中微子探測器和切倫科夫探測器組成，位於南極洲冰層下約2.4公里處，分布範圍超過一立方公里。中微子與原子相撞產生的粒子名叫μ介子，生成的藍色光束被稱作「切倫科夫輻射」。由於南極冰的透明度極高，位於冰中的光學傳感器能發現這種藍光。已經冰立方天文台已作出許多科學成果。
超級神岡探測器，由約一萬個中微子探測器組成，位於日本神岡一座廢棄砷礦中。主結構——高41米、直徑39米的水箱——在深達1000米的地下，內盛5萬噸的超純水，內壁安裝數萬個光電倍增管，用於觀測切倫科夫輻射。其可接受太陽中微子，並解決了中微子缺失問題， 作出了很多科學成果。
江門地下中微子觀測站(JUNO)，是一個現正在廣東省江門市建造的多物理目標的綜合性實驗觀測站。江門中微子實驗除了可以利用反應堆中微子來確定中微子的質量順序和精確測量中微子混合參數，還可以探測太陽中微子、來自銀河系及鄰近星系的超新星爆發產生的中微子和超新星背景中微子，對研究恆星演化和超新星爆發機制具有重要意義。另一方面，超新星爆發與眾多天體物理學和宇宙學的基本問題緊密相關，如大質量恆星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽馬射線暴和高能宇宙線的起源等。
引力波
引力波是指時空彎曲中的漣漪，通過波的形式從輻射源向外傳播，這種波以引力輻射的形式傳輸能量。在1916年，愛因斯坦基於廣義相對論預言了引力波的存在。引力波的存在是廣義相對論洛倫茲不變性的結果，因為它引入了相互作用的傳播速度有限的概念。相比之下，引力波不能夠存在於牛頓的經典引力理論當中，因為牛頓的經典理論假設物質的相互作用傳播是速度無限的。科學家們已經利用更為靈敏的探測器證實了引力波的存在。最為靈敏的探測器是LIGO，更多的空間引力波天文台(中國的中國科學院太極計劃，和中山大學的天琴計劃)正在籌劃當中。
激光干涉引力波天文台(LIGO)，由兩個干涉儀組成，每一個都帶有兩個4千米長的臂並組成L型，分別位於相距3000千米的美國華盛頓州和路易斯安娜州。每個臂由直徑為1.2米的真空鋼管組成，一旦引力波闖入地球，引發時空震盪，干涉臂距離就會變動，這將讓干涉條紋變 化，依此確定引力波強度。
2017年8月17日，它首次發現雙中子星併合引力波事件。
宇宙射線
宇宙射線是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子）成分在地球上一般都是穩定的粒子，像是質子、原子核、或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質粒子，像是正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。
大約89%的宇宙射線是單純的質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子（像是β 粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能中微子只占極小的一部分。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恆星）或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙射線的能量可以超過1020eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV。
高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)是世界上正在建設的海拔最高（4410米）、規模最大（2040畝）、靈敏度最強的宇宙射線探測裝置，位於中國四川省稻城縣海子山。觀測站分為四個部分：電磁粒子探測陣列、繆子探測器陣列、水切倫科夫探測器陣列和廣角切倫科夫探測器陣列。2016年7月開始基礎設施建設，2020年12月6日繆子探測器陣列完工。
空間望遠鏡
太空是良好的天文觀測場所。由於沒有地球大氣的屏蔽和干擾，很多類型的天文望遠鏡都選址太空。這些觀測器大多設計精良，而且功能齊全，有的兼有望遠鏡和探測器的功能。
哈勃望遠鏡是以天文學家愛德溫·哈勃為名的在地球軌道的望遠鏡。由於它位於地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視寧度絕佳，且無大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。它於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功彌補了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文學上的基本問題，使得人類對天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場則是天文學家能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。
開普勒太空望遠鏡是NASA設計來發現環繞着其他恆星之類地行星的太空望遠鏡，以天文學家開普勒命名。它利用凌日的方法來觀測恆星以檢查它是否存在行星。在整個生命周期（2009-2018）中，共發現兩千多顆候選行星，48顆位於宜居帶的行星。
蓋亞太空望遠鏡是歐航局設計的恆星望遠鏡，用來精細觀測銀河系中1%恆星的位置和運動數據，用以解答銀河系的起源和演化問題。蓋亞望遠鏡已得到大量恆星的數據。
凌日系外行星勘測衛星(TESS，也作苔絲)是NASA設計的行星望遠鏡，於2018年4月發射升空，旨在接棒開普勒太空望遠鏡，成為NASA新一 代主力系外行星探測器。「苔絲」通過檢測恆星亮度隨時間變化的光曲線來尋找行星。一旦出現「凌日」現象，即當行星掠過恆星表面時，恆星的亮度就會像發生日食一樣有所下降。「苔絲」上搭載着最尖端的探測儀器，如果鎖定類似地球的岩石行星，就可以由NASA後續發射的詹姆斯·韋伯望遠鏡觀察其大氣環境，尋找生物存在的特徵。
暗物質粒子探測衛星(DAMPE，也作悟空)，由中科院研發，是世界上觀測能段範圍最寬、能量分辨率最優的暗物質粒子探測衛星。DAMPE可以探測高能伽馬射線、電子和宇宙射線。它由一個塑料閃爍探測器、硅微條、鎢板、電磁量能器和中子探測器組成。DAMPE的主要科學目 標是以更高的能量和更好的分辨率來測量宇宙射線中正負電子之比，以找出可能的暗物質信號。它也有很大潛力來加深人類對於高能宇宙射線的起源和傳播機制的理解，也有可能在高能γ射線天文方面有新發現。
威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)是NASA設計的探測宇宙微波背景輻射的探測器，以美國天文學家威爾金森命名。
雨燕衛星(Swift)是NASA等研製的γ射線暴觀測衛星。用於探測宇宙中的γ射線暴。
帕克太陽探測器(PSP)，是以太陽風科學家尤里·帕克命名的航天器，是NASA第一次以健在人物命名的航天器。它是第一個飛入太陽日冕 的飛行器，僅僅位於太陽表面上方9個太陽半徑處。太陽探測器的儀器探測它們遇到的等離子體、磁場和波、高能粒子和塵埃。它們也對 太陽探測器軌道附近以及日冕底部的偶極結構的日冕結構成像。
錢德拉X射線天文台(CXO)，是NASA於1999年發射的一顆X射線天文衛星，以物理學家錢德拉塞卡命名。目的是觀測天體的X射線輻射，其特點是兼具極高的空間分辨率和譜分辨率，被認為是X射線天文學上具有里程碑意義的空間望遠鏡，標誌着X射線天文學從測光時代進入了光譜時代。