{望遠鏡} 用透鏡 (lens) 或鏡面 (mirror) { 收集光線}（廣義的說，收集電磁波） 口徑 ($D$) 越大，單位時間收集的量越多 $\propto D^2$ e.g., $D=2$m 的集光能力為 $D=1$m 的四倍 {\bf 成像 }（口徑不同部份產生互相干涉的像） 口徑越大，看得越清楚（成像越清晰） 最小的角度（細節） $\theta \propto \lambda/D $ 也稱作望遠鏡的「繞射極限」 (diffraction limit) 解像力 (resolving power) $\propto D $ { 不完美的影像 } 光學系統造成的像差 球面像差 (spherical aberration) 色差 (chromatic aberration) : \\ 不同波長的光在折射元件中有不同的行徑 其他還有彗形像差 (coma)、像散現象 (astigmatism)、\\ 視場曲折 (curvature of field)、影像畸變 (distortion) 等 機械系統造成的影像變形 元件本身的重量 望遠鏡追蹤時指向不同部份 大氣擾動造成的影像變形 但實際在地面上無法看得如此清楚 ∵ 大氣擾動，一般使星點影像散佈在數角秒的方圓內 有如游泳池水晃動，造成池底光影搖曳 在良好的天文觀測地點（氣流穩定的高山上），\\ 視相（大氣寧靜度；seeing) $\approx 1" $ （遠）大於望遠鏡的繞射極限 ∴ 將望遠鏡置入太空，或起碼放在很高的地方，\\ 頂上空氣越少越好 鹿林前山觀測站位於逆溫層 (inversion layer) 以上 {現代的觀測技術} {\bf 孔徑合成} (aperture synthesis) 多台小型望遠鏡擺成好似一巨型望遠鏡的形狀 \\ → {\bf 干涉儀} (interferometer) 成破碎的像\ \ 此處 $d$: 望遠鏡陣列的最大距離 \underline{好處} 小望遠鏡製造容易；較經濟 個別望遠鏡位置可以改變 → 較完整的像 可以（逐次）添加望遠鏡個數 → 較完整的像 可以拉長 $d$，增加解像力 {\bf 自適應光學} (adaptive optics) 即時調整光學系統（例如讓主鏡變形）以抵銷大氣擾動造成的影像變形 {\bf 主動式光學} (active optics) 修正如溫差、機械造成的變形 {望遠鏡聚焦的方式} 折射式 (refracting telescopes; refractors) 使用鏡片 (lens) 有 chromatic aberration、spherical aberration 玻璃中氣泡造成影像變形 透光波段有限 支撐不易；最大的（一米）上世紀末建成；現已少用 反射式 (reflecting telescopes; reflectors) 使用面鏡 (mirror)，如玻璃、石英等鍍上如鋁等反射面 ∵ 光不進鏡片，沒有 chromatic aberration， 但仍有 spherical aberration 沒有氣泡問題；容許波長範圍較大 中央（次鏡）擋光 (10\% effect) 支撐較容易 → 大口徑 鏡身較短 → 圓頂、建築可較小，省錢 {聚焦位置} 牛頓式 (Newtonian focus) 直焦式 (prime focus) 卡塞格林式 (Cassegrain focus) 庫德（折軸）式 (Coud\'e focus) {裝置方式：架台} (mounting) 赤道儀 (equatorial mount) 構造簡單、追蹤時只需轉一軸 經緯儀 (alt-azimuth mount) 構造小而堅固、追蹤可由電腦驅動兩軸