望远镜为什么能看到远处的物体？
长文多图预警！ 啊这，题目也没说是什么望远镜啊，望远镜也分很多种啊 望远镜自从被发明到现在已经有400多年的历史了，想要把所有望远镜都简单介绍一遍实在是一项浩大的工程，因此，我们只简单的介绍一些有代表性的，关于望远镜更详细的发展历程可以见参考文献。 最早的望远镜出现在1608年，如你所想，最早时磨镜子的小伙计先把两个老花镜镜片（即凸透镜）叠放在一起，发现远处的物体清晰可见，这一想法被伽利略知道了，1609年，伽利略制作了第一个望远镜。其原理很简单，就俩放大镜，如下图所示： 这个望远镜由两片凸透镜组成，入射的光线经物镜放大后，成像，正好落在目镜的焦点内，目镜也是凸透镜，将像放大，人眼就看到了物体的放大的虚像，这种望远镜利用凸透镜对光的折射作用，因此被称为折射式望远镜。伽利略利用折射式望远镜发现了太阳黑子、月球的环形山、金星的盈亏和木星的卫星等，做出了许多贡献。 而1668年，牛顿制成了“反射式望远镜”，这种望远镜利用凹面镜反射光线成像，光路图如图所示： 如图所示，光线进入望远镜后，经由物镜凹面镜反射后，在凹面镜焦点附近成像，由目镜反射进入人眼。可以看到，远处庞大的物体反射的接近平行的光经过望远镜汇聚反射后形成一个小的像，距离越远，反射光线能进入望远镜的物体就越大，因此，起到望远的效果。这种望远镜主要利用光的反射，因此称为反射式望远镜。 折射式望远镜与反射式望远镜各有优劣，但随着望远镜越做越大，越望越远，折射式望远镜遇到了许多困难。首先式制作大块的用于制作的透镜的光学玻璃非常困难，再者，光线要透过整块透镜，因此望远镜只能在透镜薄薄的边缘做支撑，厚重的中部无法获得有效支撑。而另一方面，反射式望远镜却发展很好，越来越大的望远镜被制作出来，1948年，海尔望远镜落成，这个望远镜本身重达14.5吨，整个望远镜镜筒重达140吨，口径达到了5.8米。 望远镜的的口径越大，收集到的光就越多，分辨细节的能力就越强，因此，天文学家一直致力于制造更大口径的天文望远镜，不过另一方面，口径越大，视场就越小，为此，施密特（Bernhard Voldemar Schmidt）提出增加改进透镜的方法来增大视场，详细内容请见参考文献1，其光路图如下所示： 而在增大口径这方面，天文学家从未放弃，但造出特别大的镜子实在是困难，因此，科学家提出可以制造许多较小的镜子，然后拼接成一块大镜子，这就是“拼接镜面”技术，同时在镜子上增加传感器，以调整镜子姿态，实现对拼接的镜子的形状的精准控制，这就是“主动光学”技术，此外，还有“自适应光学”技术，是为了消除大气扰动的影响。根据这些技术，我们制作了一些口径8-10米的光学望远镜。 另一方面，我们还将望远镜搬上太空，以彻底摆脱大气对观测的影响。1990年，美国将口径2.4米的哈勃望远镜送进天空，为天文学探测做出了不可磨灭的贡献。而未来，我们还设想将望远镜送上月球，实现月基天文台。 光学望远镜是利用入射到地面的光来实现对宇宙和天体的探测。光是一种电磁波，而实际上，入射到地表的电磁波并不只有光，还有红外波段和射电波段。 射电望远镜的原理很简单，只是把接受光线变成了接射电波段（通常指波长1mm-30m波段的电磁波，尤其是40mm-30m波段，大气对这一波段几乎是透明的）。原理也是反射式，即有一个大反射镜（对射电波段反射率高，一般采用金属网或金属板，人眼看起来可能不像镜子）。反射镜一般是旋转抛物面，将电磁波汇聚到焦点，再由接收器接受，转换为电信号。 暴露年龄的时间到了，射电望远镜的原理其实跟卫星信号接收器一样，外观也很相似，就是尺寸差距很大，不知道，有多少看官知道这个看电视用的卫星信号接收器（俗称“大锅盖”）呢？ 但是，天文望远镜的分辨能力与观测波长成反比，而射电波段的电磁波波长比光学望远镜的波长长太多了，因此哪怕是口径百米以上的射电望远镜分辨能力也不如10米口径的光学望远镜，不过射电望远镜可以观察一些射电波段的天体活动，像上世纪60年代的重大发现，像宇宙微波背景辐射、脉冲星、类星体等都有射电望远镜的贡献。 为了解决射电望远镜空间分辨率太低的问题，我们提出了综合孔径射电望远镜和甚长基线干涉测量技术。这两个技术本质上都可以看作，一个不够，一堆来凑。 综合孔径技术与上文提到的光学望远镜的拼接镜面类似，是利用多座单体射电望远镜在电脑的精确控制下，拼接组成一座大口径的射电望远镜。综合孔径射电望远镜技术使得射电望远镜在空间分辨率上已经超过了光学望远镜。 而射电望远镜的的大杀器是甚长基线干涉测量技术。综合孔径技术还是在同一地区的大型射电望远镜，而甚长基线干涉测量可以利用位于不同地区的射电望远镜进行干涉测量。 简单介绍一下所谓的射电干涉测量技术吧，这段可能需要一点光学基础。 射电干涉测量技术是收集位于两地的射电望远镜的信号，混频后利用乘法器的到干涉条纹。由于两座射电望远镜存在一定距离，且基线（可以理解为两座望远镜的连线）与天体的射电辐射有一定夹角，同一时间，同一天体的的信号到达两座望远镜的时间一般是不同的（也有可能相同），因此，对于同一波前，两座射电望远镜同时接受到的信号有一个相位差，这个相位差就是信号的时延，而干涉条纹正是来自于此。而这个时延与基线长度和基线与射电辐射的夹角有关（就是基线在射电辐射方向的投影长度除以光速），基线长度是不变的，但基线与射电辐射的夹角会随着地球自转发生变化，因此干涉条纹也会变化，我们就可以通过干涉条纹的变化来计算得到天体的方向和距离。 射电干涉测量技术对时间同步要求很高，因此，一般采用原子钟进行精确计时。 而甚长基线干涉测量就是利用多座非常长距离（甚长基线）的射电望远镜进行干涉测量，理论上，利用甚长基线干涉测量技术，我们可以利用全球的射电望远镜组成一座口径相当于地球大小的射电望远镜，我们拍摄黑洞照片就是利用了甚长基线干涉测量技术。 而如果我们将射电望远镜送入太空，我们可以利用甚长基线干涉测量组成一个更大口径的射电望远镜。 此外，还有亚毫米波望远镜，利用的是波长略小于毫米波的电磁波，原理与射电望远镜相同。由于大气对亚毫米波吸收更强一些，所以亚毫米波望远镜要放在高海拔，气候干燥气流稳定的高地上，因此起步较晚。 除了可见光波段和射电波段，还有红外波段、紫外波段、X射线波段以及γ波段的电磁波同样可以利用，不过这些波段大部分都会被大气层强烈吸收和散射，很多波段都难以到达地面，因此，位于这四个波段的望远镜一般建设在太空中，而太空望远镜也有许多优于地面望远镜的优点，尤其上世纪以来，随着我们探索太空，火箭技术迅速发展，空间望远镜发展也很迅速。 在望远镜技术方面我国发展迅速，但仍与世界先进水平有一定差距。 郭守敬望远镜是由中国科学院国家天文台承担研制的我国自主创新的、世界上口径最大的大视场兼大口径及光谱获取率最高的望远镜。这是一台反射式施密特望远镜，主镜是由37 块1.1 m六角形子镜拼接成6.67 m×6.58 m的主镜，以及由24 块1.1 m六角形子镜拼接成的5.72 m×4.4 m 反射施密特改正镜。郭守敬望远镜位于中国科学院国家天文台兴隆观测站，与2012年9月正式启动巡天。 而位于夏威夷群岛的两台凯克望远镜则是反射式施密特望远镜的代表，两台望远镜口径均在10米左右。 位于贵州的500米口径球面射电望远镜（FAST天眼）则是世界上最大的单体单口径射电望远镜，于2020年1月11日通过国家验收并正式开始投入运行使用。 世界最大综合孔径射电望远镜是美国于1980年建成了甚大阵综合孔径射电望远镜（简称VLA），它由27面口径25米的可移动抛物面天线组成，分别安置在3条铁轨上，呈现为一个巨大的Y形。 中国的综合口径射电望远镜我查询到的资料较少，欢迎各位看官补充。中科院国家天文台在新疆有“天籁计划”，主要用于暗能量探测；位于新疆乌拉斯台观测站的21CMA，是一部大型低频射电综合孔径望远镜；位于内蒙古明安图观测站，主要用于太阳射电物理研究。 至于甚长基线干涉测量技术。甚长基线干涉阵在高分辨观测方面具有独特地位。国际主要的VLBI 网络包括美国VLBA、欧洲EVN、日本VERA、俄罗斯低频VLBI干涉阵和中国CVN等。韩国的重点设备KVN也将投入使用。 我国甚长基线干涉测量观测网（CVN）由上海佘山25m射电望远镜、乌鲁木齐南山25m射电望远镜、北京密云50m射电望远镜、云南昆明40m射电望远镜以及上海数据处理中心组成，是完成深空探测飞行器测轨、定位功能的关键技术设施。CVN分辨率相当于口径超过3000km的巨大的综合望远镜，可获得极高的测角精度。 最后，如果像了解更多有关望远镜的知识，甚至还想直接学习使用望远镜的，请允许我介绍一下我的小伙伴：中国科学院国家天文台、中国科学院上海天文台、中国科学院云南天文台、中国科学院新疆天文台以及中国科学院紫金山天文台。参考资料有各天文台主页。 当然，相信我们未来一定越发展越好，我们的征途是星辰大海。 参考资料： [1]卞毓麟.观天慧眼:天文望远镜的400年[J].自然与科技,2009(05):8-21. [2]汤海明.走近天文之三天文望远镜[J].物理,2020,49(05):341-343. [3]薛艳杰,薛随建,朱明,崔辰州.天文望远镜技术发展现状及对我国未来发展的思考[J].中国科学院院刊,2014,29(03):368-375. [5]朱英盼. 甚长基线干涉测量精密定轨技术[D].电子科技大学,2015. 中国科学院国家天文台 (cas.cn) 紫金山天文台 (cas.cn) 中国科学院上海天文台 (cas.cn) 中国科学院云南天文台 (ynao.ac.cn) 中国科学院新疆天文台 (xao.ac.cn) LAMOST 【技术·航天】从“天问一号”火星之旅的通信谈国内外深空通信相关技术发展及趋势 - 知乎 (zhihu.com)