望遠鏡 --- 用透鏡 (lens) 折射，或鏡面 (mirror) 反射 

功能

• 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 ∼ D2    
     e.g., D = 2 m 的集光能力為 D = 1 m 的 4 倍 

• 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） θ∼λ/D 
     也稱作望遠鏡的「繞射極限」 (diffraction limit)

             ∴ 解像力 (resolving power) ∼ D 

                  θ"∼λ/D ∼λμm / 4 Dm  

              e.g., At λ=5000A = 0.5 μm   θ = 1 / 8 Dm  ─→ For D=1m, θ=0.125"

             但實際上無法看得如此清楚

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 （e.g., 元件本身的重量、望遠鏡追蹤時指向不同天區）

• 大氣擾動造成的影像變形

          ∵ 大氣擾動，一般使星點影像散佈在數角秒的範圍，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) ∼ 1" 
          （遠）大於望遠鏡的繞射極限

          ∴ 將望遠鏡置入太空，或起碼放在高海拔處，望遠鏡頂上空氣越少越好

          例如，中大鹿林前山觀測站位於逆溫層 (inversion layer) 以上

現代的觀測技術

• 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 → 干涉儀 (interferometer)
        成破碎的像 θ∼λ/d   此處 d 為望遠鏡陣列的最大距離
  
        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

• 主動式光學 (active optics) 
  
         修正如溫差、機械造成的變形

• 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

望遠鏡聚焦的方式

• 折射式 (refracting telescopes; refractors) 

           使用鏡片 (lens)
       	   有 chromatic aberration （色差）、spherical aberration （球面像差）
	         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

1. 牛頓式 (Newtonian focus) 

2. 直焦式 (prime focus) 

3. 卡塞格林式 (Cassegrain focus) 

4. 庫德（折軸）式 (Coudé 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 

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