望遠鏡

望遠鏡是一種利用透鏡或曲面鏡與透鏡的排列順序，從而放大遠處物體的光學(xué)儀器，或是通過發(fā)射、吸收反射電磁輻射來觀測遠處物體的各種儀器。已知最早的實用望遠鏡是17世紀(jì)初荷蘭利用玻璃鏡片發(fā)明的折光式望遠鏡。它們既適用于地面應(yīng)用，也適用在天文學(xué)領(lǐng)域。

反射式望遠鏡利用鏡面聚焦并收集光線，它是在第一臺折光式望遠鏡問世后幾十年內(nèi)發(fā)明的。在20世紀(jì)，人們發(fā)明出許多新型望遠鏡，包括20世紀(jì)30年代的射電望遠鏡和20世紀(jì)60年代的紅外望遠鏡?，F(xiàn)如今，望遠鏡一詞泛指能夠探測到電磁光譜不同區(qū)域的儀器，某些情況下還包括其他類型的探測器。

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詞源

望遠鏡“telescope”（來源于古希臘語，τ?λε——“tele”——“遠的”；σκοπε?ν——skopein——“觀測、看”；τηλεσκ?πο?—teleskopos—“遠望”）。這個字是希臘數(shù)學(xué)家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年于伽利略在Accademia dei Lincei的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的詞匯是“perspicillum”。

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歷史

現(xiàn)存最早的望遠鏡出現(xiàn)在1608年，荷蘭米德爾堡的眼鏡制造商漢斯·利伯謝向政府申請折光式望遠鏡專利，實際發(fā)明者不詳，但是這一消息已經(jīng)遠揚歐洲。1609年，伽利略聽說后，自創(chuàng)新的版本，并將望遠鏡用于天體觀觀測。

折光式望遠鏡發(fā)明后不久，人們開始研究是否可以將采光元件中的透鏡換為反射鏡。拋物面反射鏡的潛在優(yōu)勢是可以減少球面像差、避免色差，這一發(fā)現(xiàn)催生了許多設(shè)計理念與嘗試。1668年，牛頓建造了第一臺實用反射式望遠鏡，這種設(shè)計以他的名字命名，即牛頓反射鏡。

1733年，消色差透鏡的發(fā)明糾正了單透鏡的色差問題，促使人們發(fā)明出更短、更實用的折光望遠鏡。反射望遠鏡雖然不受限于折射鏡呈現(xiàn)出的色彩問題，但由于18世紀(jì)和19世紀(jì)初采用的金屬反射鏡有著易銹蝕屬性，反射望遠鏡的使用也因此受到了阻礙。

1857年的銀鍍膜玻璃鏡和1932年鍍鋁鏡的引入使這一問題迎刃而解。由于折光式望遠鏡的最大物理尺寸限制約為1米（40英寸），因此20世紀(jì)初以來建造的絕大多數(shù)大型光學(xué)研究望遠鏡都是反射式望遠鏡。目前最大的反射式望遠鏡的物鏡大于10米（33英尺），目前30-40米的設(shè)計工作正在進行中。

20世紀(jì)，望遠鏡發(fā)展取得了長足進展，能夠支持望遠鏡在從無線電到伽馬射線的各種波長下工作。1937年，第一臺用于建造的射電望遠鏡投入使用。從那時起，各種復(fù)雜的天文儀器層見疊出。

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60英寸的海爾望遠鏡在1908年首次亮相（圖源：維基）

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種類

“望遠鏡”這一廣義概念涵蓋了許多種類的儀器，其中大部分的儀器是用來探測電磁輻射的，但是這些儀器在如何使用方面有著很大的區(qū)別，天文學(xué)家需要使用不同儀器收集各頻段的光（電磁輻射）。

望遠鏡可以按照對于光的波長的探測能力進行分類：

• X射線望遠鏡，探測比紫外線更短的波長

• 紫外線望遠鏡，探測比可見光更短的波長

• 光學(xué)望遠鏡，探測可見光

• 紅外線望遠鏡，探測比可見光更長的波長

• 亞毫米望遠鏡，探測的微波波長比紅外光長

• 射電望遠鏡，探測更長波長

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現(xiàn)代望遠鏡通常不使用膠片，而使用CCD記錄圖像。圖中展示了開普勒航天器的傳感器陣列（圖源：維基）。

隨著波長變長，使用天線技術(shù)傳輸電磁波變得更加容易（盡管可以制造出更加微小的天線）。收集近紅外線的方式與收集可見光的方式十分類似，然而在遠紅外和亞毫米范圍內(nèi)，望遠鏡的操作原理與射電望遠鏡十分接近。比如，詹姆斯-克拉克-麥克斯韋望遠鏡可以使用拋物線鋁制天線觀測從3微米（0.003毫米）到2000微米（2毫米）的波長。斯皮策太空望遠鏡使用反射鏡（反射光學(xué)器件），觀測的波長范圍大概是從3微米（0.003毫米）到180微米（0.18毫米）。同樣使用反射光學(xué)器件的哈勃空間望遠鏡與廣角相機類III，則可以在約0.2μm（0.0002毫米）至1.7μm（0.0017毫米）的頻率范圍內(nèi)進行觀測（從紫外線到紅外線）。

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格林威治皇家天文臺的 "洋蔥 "圓頂上設(shè)有一臺28英寸的折光望遠鏡，前景是威廉-赫歇爾直徑120厘米（47英寸）的反射望遠鏡（因其焦距而被稱為 "40英尺望遠鏡"）的剩余部分（圖源：維基）。

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對于波長較短、頻率較高的光子，使用的是瞥入式光學(xué)器件，而不是。追蹤望遠鏡和SOHO望遠鏡可以使用特殊的反射鏡來反射極紫外光，能夠比其他儀器產(chǎn)生更高的分辨率和更明亮的圖像。更大的孔徑不僅意味著收集更多的光，還能實現(xiàn)更精細的角度分辨率。

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詹姆斯-韋伯太空望遠鏡的主鏡組件（在建）。圖中所示的是一個金鍍層的分段式鏡面，能夠反射從近紅外到中紅外的（橙紅色）可見光（圖源：維基）。

望遠鏡也可按照位置分為三種，分別為:地基望遠鏡、空間望遠鏡和機載望遠鏡。望遠鏡還可以按使用者分類，比如以儀器操作者是專業(yè)天文學(xué)家還是業(yè)余天文學(xué)家操作進行分類。由一臺及多臺望遠鏡構(gòu)成的儀器或整體園區(qū)可以被稱作天文臺。

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光學(xué)望遠鏡

光學(xué)望遠鏡主要收集電磁波譜的可見光（盡管有些望遠鏡在紅外和紫外光中使用）。 光學(xué)望遠鏡能夠擴大遠處物體的張角，提升其視亮度，使其能夠完成觀測、拍攝、研究圖像并傳輸至電腦的功能。望遠鏡通過采用一個或多個由玻璃或鏡面制成的光學(xué)元件，收集光和其他電磁輻射，使該光或輻射匯聚在一個焦點。光學(xué)望遠鏡常常用于天文學(xué)和許多非天文學(xué)儀器，包括：經(jīng)緯儀（包括天象儀）、聚光鏡、單筒望遠鏡、雙筒望遠鏡、照相機鏡頭和小望遠鏡。主要有三種類型:

1. 使用透鏡成像的折射式望遠鏡

2. 使用鏡面排列成像的反射式望遠鏡

3. 用鏡子和透鏡組合而成的反射式望遠鏡

菲涅爾成像儀是一種用于太空望遠鏡的超輕型儀器，它使用菲涅爾透鏡來聚焦光線。

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尼斯天文臺的50厘米口徑折射望遠鏡

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打開現(xiàn)代8米反射器的圓頂以用于夜間觀測

除了這些基本的光學(xué)儀器種類，也有許多根據(jù)執(zhí)行的任務(wù)分類的光學(xué)儀器，比如，天體照像儀、彗星探測器和太陽望遠鏡。

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射電望遠鏡

射電望遠鏡是定向無線電天線，通常使用一個“大碟子”來收集無線電波。有時，碟形天線由導(dǎo)電金屬絲網(wǎng)構(gòu)成，其開口小于被觀測的波長。

與光學(xué)望遠鏡不同的是，傳統(tǒng)的射電望遠鏡只有單獨一個接收器，并記錄被觀測區(qū)域的單一時間變化信號；該信號可以在不同的頻率上進行采樣。在一些較新的射電望遠鏡設(shè)計中，一個天線包含一個由多個接收器組成的陣列，被稱為焦平面陣列。

通過收集與關(guān)聯(lián)幾個碟片同時接收到的信號，可以計算出高分辨率的圖像。這種多碟陣列被稱為天文干涉儀，這種技術(shù)被稱為孔徑合成。這些陣列的“虛擬”孔徑大小與望遠鏡之間的距離相似。截至2005年，創(chuàng)紀(jì)錄的陣列大小是地球直徑的數(shù)倍，利用天基甚長基線干涉儀（VLBI）望遠鏡，如日本HALCA（通信和天文學(xué)高級實驗室）VSOP（VLBI空間觀測計劃）衛(wèi)星。

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美國新墨西哥州索科羅的超大陣列

孔徑合成法應(yīng)用于光學(xué)干涉儀(光學(xué)望遠鏡陣列)，而孔徑掩蔽干涉法應(yīng)用于單一反射望遠鏡。

射電望遠鏡具備大氣層、星際氣體和塵埃云的優(yōu)勢，因此也被用來收集微波輻射。

搜尋地外文明計劃(SETI)和阿雷西博天文臺等項目致力于使用射電望遠鏡尋找地外生命。

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X射線望遠鏡

相較于波長較長的電磁輻射，X射線更難被收集和聚焦。但X射線望遠鏡可以使用X射線光學(xué)元件，比如沃爾特望遠鏡。沃爾特望遠鏡由重金屬制成的環(huán)形鏡面組成，能將射線反射幾度。這些鏡面通常是調(diào)轉(zhuǎn)后的拋物線、雙曲線、或橢圓的一部分。1952年，漢斯·沃爾特概述了三種使用這種鏡面建造望遠鏡的方法。愛因斯坦天文臺、倫琴衛(wèi)星、錢德拉X光天文臺都使用了X射線望遠鏡。到2010年，沃特聚焦x射線望遠鏡的光子能量可能達到79 keV。

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伽馬射線望遠鏡

具有高能量的X射線望遠鏡和伽馬射線望遠鏡不能完全聚焦，而是使用編碼孔徑掩模：由掩模產(chǎn)生的陰影可以重建而形成圖像。

由于地球大氣層對這部分電磁波譜是不透明的，因此X射線望遠鏡和伽馬射線望遠鏡通常安裝在地球軌道衛(wèi)星或高空氣球上，例如，費米伽馬射線太空望遠鏡。

相比于普通伽馬射線，極高能伽馬射線的探測波長更短、頻率更高，因此需要采用更專業(yè)化的設(shè)備，VERITAS探測器就是其中一個例子。

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康普頓伽馬射線觀測臺于1991年由航天飛機發(fā)射進入軌道，一直運行到2000年（圖源：維基）。

2012年的一項發(fā)現(xiàn)可能會使伽馬射線望遠鏡的聚焦成為可能。在光子能量大于700keV時，折射率又開始增加。

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其他類型望遠鏡

天文學(xué)的探究不限于使用電磁輻射，也可以通過探測其他信號，用類似于望遠鏡的探測器來獲得額外的信息。這些探測器是：

宇宙射線望遠鏡可以探測宇宙射線，通常由分布在一片大區(qū)域內(nèi)的不同探測器組成。

高能中性原子儀器通過探測太陽風(fēng)產(chǎn)生的快速移動的電中性原子來研究各種物體的磁層。

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HEGRA的反射鏡可以探測到大氣中的閃光，從而探測到高能粒子（圖源：維基）。

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中微子探測器，也稱作中微子望遠鏡，用于研究中微子天文學(xué)。中微子探測器是由一大團水和冰組成的，周圍設(shè)置了一排被稱為光電倍增管的敏感光探測器。中微子的起源方向是通過重建中微子撞擊所散射的二次粒子的路徑，從它們與多個探測器的相互作用中確定的。

引力波探測器，相當(dāng)于引力波望遠鏡，用于引力波天文學(xué)。引力波是由空間的劇烈碰撞引起的，通過極其精確地測量大型地球束縛結(jié)構(gòu)的長度變化來探測。

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望遠鏡裝置的類型

望遠鏡支架是一種支撐望遠鏡的機械結(jié)構(gòu)。望遠鏡支架的設(shè)計是為了承載望遠鏡的重量，保證儀器能夠準(zhǔn)確指向。多年來，科學(xué)家已經(jīng)開發(fā)了許多種支架，其中大部分應(yīng)用于跟蹤地球自轉(zhuǎn)時恒星運動的系統(tǒng)中。兩種主要類型的支架裝置有：

• 地平裝置

• 赤道裝置

到了21世紀(jì)，GoTo望遠鏡的控制系統(tǒng)流行了起來。計算機軟件系統(tǒng)調(diào)動部分或全部的望遠鏡至某個坐標(biāo)。

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大氣層的電磁透射率

由于大氣層對大部分電磁波譜是不透明的，因此從地球表面只能觀察到少數(shù)波段。這些波段是可見光到近紅外波段和一部分無線電波部分。由于這個原因，不能使用X射線或遠紅外地面望遠鏡，因為這些必須從軌道上觀察。即使從地面可以觀測到某個波長，但由于天文觀測的需要，將望遠鏡放在衛(wèi)星上依然是最佳選擇。

【如下為圖片信息】

伽馬射線、X射線和紫外線會被大氣層上部遮擋（最好從太空進行觀察）

可見光可以在地表進行觀測，但是會受到大氣層影響造成扭曲

大部分紅外線光譜被大氣層吸收（最好從太空觀測）

射電波可以從地表觀測

長波段無線電波會被阻隔

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地球大氣層透射率(或不透明度)的電磁光譜圖，以及用于對光譜部分進行成像的望遠鏡類型（圖源：維基）。

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不同類型望遠鏡的成像

下圖顯示了探測不同的波長、波段的望遠鏡，對同一物體展現(xiàn)出不同的成像，結(jié)合整體來看能使人們得到更加全面的了解。

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【如下為圖片信息】

蟹狀星云：爆炸的星體殘?。ǔ滦牵?/p>

（從左到右）射電波（VLA）、紅外線輻射（Spitzer）、可見光（Hubble）

（從左到右）紫外線輻射（Astro-1）、低能量X射線（Chandra）、高能量X射線 （15分鐘）

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以不同波長波段的望遠鏡觀察蟹狀星云超新星殘骸

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FY: 微粒水水

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