天文望遠鏡(天文 望遠鏡)是觀測天體的重要工具毫不夸張地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡各方面性能的提升，天文學也在經歷著巨大的飛躍，迅速推動著人類對宇宙的認識。

天文望遠鏡

1609年，伽利略制造了口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡這個光學系統被稱為伽利略望遠鏡。伽利略用這臺望遠鏡指向天空，取得了一系列重要發現天文學從此進入了望遠鏡時代。

一般天文望遠鏡上有兩個鏡筒，大的是主鏡，用來觀察目標；小的那個叫尋像器，用來尋找目標也叫一景。

目鏡是個體，決定放大倍數目鏡上會有一個F值，就是目鏡的焦距用主鏡的F值除以當前使用的目鏡的F值，就是當前的放大倍數。

1609年，意大利科學家伽利略聽說了這一發明后，立即制作了自己的望遠鏡，并用它來觀測星空。從此，第一臺天文望遠鏡誕生了。伽利略用望遠鏡觀察太陽黑子、月球環形山、木星的衛星（伽利略衛星）維納斯 盈虧和其他現象強烈支持哥白尼 日心說。伽利略和望遠鏡是根據光的折射原理制成的，所以它被稱為折射鏡。

1663年，蘇格蘭天文學家格里高利利用光線反射的原理制作了格里高利鏡，但由于制作工藝不成熟，并未普及。1667年，英國科學家牛頓對格雷戈里 并制作了一個口徑僅為2的牛頓型反射鏡.5 cm，但放大倍數超過30倍，消除了折射望遠鏡的色差，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最常用的卡塞格林反射鏡。這種望遠鏡焦距長，機身短，放大倍數大，成像清晰；它不僅可以用來研究小視場的天體，還可以用來拍攝大面積的天體。哈勃望遠鏡使用的就是這種反射式望遠鏡。

1781年，英國天文學家赫歇爾和他的妹妹(W.赫歇爾和C.赫歇爾)天王星是用自制的15厘米口徑鏡子發現的。從那以后，天文學家給望遠鏡增加了許多功能，使它能夠進行光譜分析。1862年，美國天文學家克拉克和他的兒子(A.Clark和A.G.Clark)制作了一個直徑47厘米的折射鏡，拍攝了天狼星伴侶的照片。1908年，美國天文學家海爾領導建造了1.直徑53米的鏡子捕捉到了天狼星伴侶的光譜。1948年，海爾望遠鏡建成，其5.08米的口徑足以觀測和分析遙遠天體的距離和視速度。

1931年，德國光學家施密特制造了施密特望遠鏡，1941年，蘇聯天文學家馬克蘇托夫制造了馬克蘇托夫-塞格林式折疊鏡豐富了望遠鏡的種類。

近代和現代，天文望遠鏡不再局限于光學波段。1932年，美國無線電工程師探測到來自銀河系中心的無線電發射，標志著射電天文學的誕生。1957年人造衛星升空后，太空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?，F在，大量來自天體的信息成為天文學家的眼睛，人類的視野越來越寬廣。

天文望遠鏡

地基光學觀測仍然是大多數凝聚態天體的主要手段（恒星等

它的溫度從幾千度到幾萬度不等，輻射集中在光學波段。

攜帶大量天體物理信息的譜線主要集中在可見光區；

大氣在可見光區具有良好的透射性；

歷史悠久，經驗豐富。

為什么說問“望遠鏡能看多遠”是錯誤的？

我們的肉眼是一種光學儀器肉眼可以看到220萬光年外的仙女座星云，但我們可以 看不到最近的太陽系外恒星比鄰星（4.2光年）相信大家都意識到了，說光學儀器能看多遠是沒有意義的，只說能看得更清楚。

口徑焦距焦比

口徑(D)是物鏡的直徑，光圈大小決定了光學系統的分辨率。根據瑞利判據，望遠鏡的分辨率與孔徑有關。光圈越大，分辨率越強。焦距(f)從望遠鏡物鏡到焦點的距離決定了光學系統在像平面上的成像尺寸。對于天體攝影，物距（被觀測天體的距離）可以看作無窮遠，所以像距等于焦距，所以像面也叫焦面。望遠鏡的焦距越長，在焦平面上形成的圖像就越大；反之則越小。焦比(F)是望遠鏡的焦距除以望遠鏡的口徑，即f=f/d，決定了焦平面上單位面積單位時間接收的光子數。也被視為曝光效率的重要指標。焦距比越小，焦平面上單位面積接收的光子越多；反之則越少。也就是說，焦比越小，反射鏡的曝光效率越高。

像差

像差是對光學系統不完美成像的描述。具體有球差、色差、彗差、像散、場曲、畸變等。球面鏡光學系統中存在球差平行于光軸入射的光經過球面透鏡或反射鏡后并不嚴格會聚在一點，遠離光軸的光會會聚到更靠近反射鏡的地方。目前可以采用組合透鏡，將球面改為拋物面來改善球差。色差是折射光學系統最明顯的像差，它是由光的色散形成的，使星光呈現多種顏色，影響觀察。使用多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，是由于傾斜于光軸的入射光不能稍微會聚，會使星光看起來像彗星。使用彗差校正透鏡組可以消除彗差。像散是傾斜于光軸的光出現垂直振動光波和水平振動光波不交匯于一點的現象。離視野邊緣越遠，散光越嚴重。散光可以通過安裝平場校正鏡頭組來校正。場曲是指遠離光軸的光線會聚在彎曲的球面上，成像時會造成散焦的現象?；兪侵篙S上的物點和視場邊緣的放大倍數不同，所以物體和圖像不完全相似的現象。

伽利略式望遠鏡（第一臺天文望遠鏡）

望遠鏡起源于眼鏡。大約700年前，人類開始使用眼鏡。公元1300年左右，意大利人開始制作帶有凸透鏡的老花鏡。公元1450年左右，近視眼鏡也出現了。1608年，荷蘭眼鏡制造商漢斯，·里帕希（H.Lippershey）他的一個徒弟偶然發現，把兩個鏡片疊在一起，就能看清遠處的東西。

1609年，意大利科學家伽利略聽說了這項發明后，制作了口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他用一個平凸透鏡作為物鏡，一個凹透鏡作為目鏡，馬上就自制了望遠鏡，用它來觀測星空。從此，第一臺天文望遠鏡誕生了。伽利略用望遠鏡觀察太陽黑子、月球環形山、木星的衛星（伽利略衛星）維納斯 盈虧和其他現象強烈支持哥白尼 日心說。伽利略和望遠鏡是根據光的折射原理制成的，所以它被稱為折射鏡。這個光學系統被稱為伽利略望遠鏡。

開普勒式望遠鏡

1611年，德國天文學家開普勒用兩個雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，顯著提高了放大倍數后來，人們把這個光學系統叫做開普勒望遠鏡。這兩種形式仍然使用折射望遠鏡，天文望遠鏡使用開普勒望遠鏡。

折射望遠鏡

需要指出的是，由于當時的望遠鏡采用單鏡頭作為物鏡，存在嚴重的色差為了獲得良好的觀察效果，需要曲率非常小的透鏡

必然會導致鏡體變長。所以長期以來，天文學家一直夢想著制造更長的望遠鏡，很多嘗試都以失敗告終。

折射式發展

1757年，獨龍通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡望遠鏡。然而，由于技術限制，很難鑄造大型燧石玻璃消色差望遠鏡初期，最多只能磨10厘米的鏡片。

天文望遠鏡

19世紀末，隨著制造技術的提高，制造大口徑折射望遠鏡成為可能，出現了制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現存的8臺70厘米以上的折射望遠鏡中，有7臺建于1885年至1897年，其中最具代表性的是1897年美國耶基斯天文臺建造的102厘米望遠鏡和1886年德國里克天文臺建造的91厘米望遠鏡。

折射式望遠鏡具有焦距長負標度大對鏡筒彎曲不敏感等優點，最適用于天體測量。但總會有殘留色差，同時對紫外線也比較敏感、紅外波段的輻射吸收很強。巨大光學玻璃的鑄造也非常困難到1897年葉克石望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到頂峰，此后的百年間沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為技術上無法鑄造一大塊完美的玻璃作為鏡頭，大尺寸的鏡頭由于重力的作用變形會非常明顯，從而失去明銳的對焦。 

1.伽利略式望遠鏡

1609年，伽利略制造了口徑4.2厘米長，約12厘米長的望遠鏡。

2.開普勒式望遠鏡

現在人們仍然使用這兩種形式的折射望遠鏡，天文望遠鏡采用開普勒式。

3.施密特折疊反射望遠鏡

反折射望遠鏡最早出現于1814年。1931年，德國光學家施密特利用獨特的緊貼平行板的非球面薄透鏡作為校正鏡，配合球面反射鏡，制成了可以消除球差和離軸像差的施密特型折疊反射望遠鏡這臺望遠鏡有很強的光學能力、視場大、像差小，適合拍攝天空的大面積照片，尤其適合拍攝暗淡的星云。施密特望遠鏡已經成為天文觀測的重要工具。

4.馬克蘇托夫式

1940年，馬克蘇托夫用彎月透鏡作為校正透鏡，制造了另一種折疊式反射望遠鏡它的兩個面是兩個曲率不同的球面，差別不大，但曲率和厚度很大。它的所有表面都是球面，比施密特望遠鏡的校正板更容易磨削，鏡筒更短，但視場比施密特望遠鏡小，對玻璃的要求更高。

由于折反射望遠鏡可以兼顧折射式和反射式望遠鏡的優點，非常適合業余天文觀測和天文攝影，一直受到天文愛好者的喜愛。

5.歐洲甚大望遠鏡

自1986年以來，歐洲南方天文臺一直在開發一種等效孔徑為16米的光學望遠鏡，由四臺8米望遠鏡組成（VLT)這四臺8米望遠鏡排成一條直線都是RC光學系統，焦距比為f/2采用地平儀，主鏡由主動光學系統支撐，指向精度1″，跟蹤精度為0.05″鏡筒重100噸，叉臂不到120噸。這四臺望遠鏡可以組成干涉陣列，成對做干涉觀測，也可以每臺望遠鏡獨立使用。

6.雙子望遠鏡

雙子望遠鏡（GEMINI)是以美國為

主要國際設備之一（其中，美國占50%，英國占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%美國大學天文學聯合會（AURA）負責實施。它由兩臺8米望遠鏡組成，一臺在北半球，一臺在南半球，進行全天時系統觀測。主鏡由主動光學控制，副鏡通過傾斜鏡面快速校正通過自適應光學系統，紅外區將接近衍射極限。

7.日本的昴宿星望遠鏡

這是一個8米長的光學系統/紅外望遠鏡(SUBARU)它有三個特點：一是反射鏡薄，通過主動光學和自適應光學可以獲得高成像質量；二是可實現0.1″的高精度跟蹤；第三，采用圓柱形觀察室，自動控制通風和空氣過濾器，使消除熱湍流達到最佳狀態。這種望遠鏡采用Serrurier桁架，可以在移動時保持主框架和副框架平行。大天區多目標光纖光譜望遠鏡LAMOST（郭守敬）這是中國已經造好的飛機，有效透光孔徑4米、焦距為20米、反射式施密特望遠鏡，視場為20平方度，在衛星儀式中期。

它的技術特色是：

1．將主動光學技術應用于反射式施密特系統，在跟蹤天體運動時進行實時球差校正，實現大口徑大視場的功能。

2．球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術。

3．多目標光纖（能達到4000，一般只有600的望遠鏡）光譜技術將是一個重要的突破。

LAMOST將星系的極限星等推到了20.這大約是SDSS計劃的2倍實現了107個星系的光譜巡天，觀測目標數量增加了一個數量級。

8.射電望遠鏡

1932年的揚斯基（Jansky.K.G）由銀河系中心的無線電天線探測到（人馬座方向）無線電發射，它標志著人類在傳統光學波段之外的第一個觀測窗口。

二戰結束后，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡對射電天文學的發展起到了關鍵作用，如：20世紀60年代天文學的四大發現，類星體脈沖星星際分子和宇宙微波背景輻射，都是通過射電望遠鏡觀測到的。射電望遠鏡的每一次重大進步，無一例外都會為射電天文學的發展樹立一個里程碑。

1946年，英國曼徹斯特大學建造了一座直徑為66的大樓.5米固定拋物面射電望遠鏡，1955年，世界 建造了美國最大的可旋轉拋物面射電望遠鏡；20世紀60年代，美國在波多黎各阿雷西博建造了直徑305米的拋物面射電望遠鏡它沿著山坡被固定在地面上，不能旋轉它是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。

1962年，賴爾發明了合成孔徑射電望遠鏡，并因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。合成孔徑射電望遠鏡達到了相當于一個大口徑單天線加多個較小天線結構的效果。

1967年，Broten等人首次記錄到VLBI干涉條紋。

上世紀70年代，聯邦德國在玻恩附近建造了直徑100米的全向旋轉拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可旋轉單天線射電望遠鏡。

自20世紀80年代以來，歐洲的VLBI網絡發展迅速（EVN），美國的VLBA陣列，日本的太空VLBI（VSOP）已經投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度方面、分辨率和觀測波段遠高于以前的望遠鏡。

來自上海天文臺和中國科學院烏魯木齊天文站的兩臺25米射電望遠鏡參加了地球與大氣連續觀測計劃作為正式成員在美國輪換（CORE）歐洲和中國的甚長基線干擾網絡（EVN）這兩個程序分別用于地球自轉和高精度天體測量的研究（CORE）和天體物理研究（EVN）這種各國射電望遠鏡長基線干涉觀測的方式，達到了任何一個國家單獨使用大型望遠鏡都無法達到的效果。

9.哈勃空間望遠鏡

哈勃空間望遠鏡（HST)這是美國國家航空航天局贊助建造的四個巨型太空天文臺中的第一個，也是所有天文觀測項目中最大的一個、投資最多、最吸引公眾注意力的一個。它建于1978年，設計了7年，1989年完工，1990年4月25日由航天飛機發射，耗資30億美元。但由于人為因素造成的主鏡光學系統球面像差，不得不在1993年12月2日進行了大規模的修復工作。修復的成功使HST的性能達到甚至超過了原設計目標觀測結果表明，其分辨率比地面大型望遠鏡高幾十倍。

在1997年的維修期間，為HST安裝了第二代儀器：帶太空望遠鏡的成像光譜儀、近紅外相機和多目標光譜儀將HST的觀測范圍擴展到近紅外，提高了紫外光譜的效率。

1999年12月的維護為HST更換了陀螺儀和新計算機，并安裝了第三代儀器―先進的普查相機，這將提高紫外線HST－光學－近紅外靈敏度和繪圖性能。

HST對國際天文學的發展有著非常重要的影響。

10.空間天文望遠鏡

下一代大型太空望遠鏡'NGST）和'空間干涉測量任務'SIM）是NASA'起源計劃'重點項目是探索最早宇宙中形成的第一批星系和星系團。其中NGST是大口徑被動制冷望遠鏡，口徑4 ~ 8米，分別是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的后續項目。其強大的觀察能力尤其體現在光學上、近紅外和中紅外大視場、衍射限成圖方面。運行在近地軌道上的SIM采用邁克爾干涉方案，提供精確的恒星絕對定位測量，精度為毫角秒，同時由于其具有合成地圖和產生高分辨率圖像的能力，可用于搜索其他行星等科學目的。

光學

歐洲南方天文臺甚大望遠鏡(VLT)，由4臺口徑8.2米望遠鏡，光學系統豐富-克萊頓反射望遠鏡（R-c型，賽格林型的變種），位于智利北部的帕里納天文臺。四臺望遠鏡可以獨立觀測，也可以組成光學干涉陣列。在沙漠中，天文臺擁有極佳的大氣能見度，近年來進行了多次觀測。

凱克望遠鏡(Keck)由兩臺10米長的望遠鏡組成，位于夏威夷的莫納克亞山山頂。光學系統為R-C式反射望遠鏡。兩臺望遠鏡采用薄鏡拼接技術，大大降低了主鏡的質量它還有一個自適應光學系統。這些技術使它成為最成功的望遠鏡之一。

雙子星望遠鏡(GEMINI)它由兩臺直徑為8米的望遠鏡組成，一臺位于夏威夷的莫納克亞山，另一臺位于智利拉西里亞北部的沙漠中，進行全天時系統觀測。光學系統為R-c型反射望遠鏡，其主鏡采用主動光學技術。

霍比-埃伯利望遠鏡(HET)，由91塊直徑1米的六邊形玻璃制成，總直徑11米，當量直徑9.2米，位于美國德克薩斯州麥克唐納天文臺。光學系統是反射性的。HET望遠鏡是用于光譜測量的望遠鏡．光軸的天頂角固定在35°，即主鏡不能上下移動；方位可以360度旋轉，但只是用來改變觀測天空面積，一次觀測時望遠鏡是固定的。焦平面裝置裝有球差校正器，每次觀察只使用主鏡的一部分?？捎^測的天空面積是赤緯-10到75，但不同傾角的恒星觀測周期不同，跟蹤時間可能也不同，從45分鐘到2.5小時。

日本國家天文臺昴宿星望遠鏡(SUBARU)，由一臺口徑8.2米望遠鏡，位于夏威夷莫納克山上。觀測波段可以達到中紅外。

加那利大望遠鏡(GTC)口徑10毫米.4米望遠鏡，位于加那利群島的拉帕爾馬島上。群島上的ORM天文臺和OT天文臺與加那利天體物理研究所一起組成了歐洲北方天文臺。

大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST，又稱郭守敬望遠鏡）它由有效孔徑為4米的望遠鏡組成，光學系統為施密特型，位于中國科學院國家天文臺興隆觀測站。它采用主動光學技術，使其成為世界上最先進的光學儀器美國最大的大口徑大視場光學望遠鏡。在曝光1.可以觀察到5小時內黑暗高達20.5等的天體。因為它的視場達到5，4000根光纖可以放置在焦平面上，將遙遠天體的光線傳輸到幾個光譜儀上，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)它由十個直徑為25米的射電望遠鏡組成，跨度從美國東部的維京島到西部的夏威夷最長基線8600公里，最短基線200公里其精度是哈勃太空望遠鏡的500倍，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。它的拋物面天線尺寸為100 m x110 m，不對稱的形狀可以防止支撐結構遮擋嵌在2000多塊鋁板中的鏡子。綠岸望遠鏡重7300噸，高148米，但非常靈活，可以實時跟蹤目標，可以快速變焦，適應不同的觀測對象。

國際低頻射電望遠鏡陣列(LOFAR)它是目前最大的低頻射電望遠鏡陣列，由大量分散在歐洲多個國家的望遠鏡組成（約20000個）由單個天線組成的望遠鏡陣列。這些天線依靠高速網絡和歐洲最強大的超級計算機之一“COBALT”相關器形成一個覆蓋30萬平方米面積的射電望遠鏡

阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列(ALMA)它由54臺直徑為12米的射電望遠鏡和12臺直徑為7米的射電望遠鏡組成它位于智利北部的阿塔卡馬沙漠。66根天線可以一起工作，也可以分開觀察。所有天線獲得的信號都由特殊的超級計算機處理。這些天線可以以不同的配置排列成陣列，天線之間的距離從150米到16公里不等。

日本國家天文臺野邊山天文臺(NRO)由一臺45米毫米波望遠鏡和6臺10米毫米波望遠鏡組成，位于日本長野縣野邊山。

五百米口徑球面望遠鏡(FAST)，由一個直徑500米的球面射電望遠鏡組成，位于貴州省南部由中國科學院國家天文臺牽頭，擁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。截至2019年7月19日，世界 美國最大的射電望遠鏡已經發現了125顆高質量的脈沖星候選體，并確認了86顆。  FAST不僅推動了中國天文學的發展，也研究了世界天文學、高科技領域的研究帶來了巨大的推動力。

阿雷西博天文臺(ART)由直徑為300米的球面射電望遠鏡組成，位于美國波多黎各自由州。它曾經是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡，不僅可以接收無線電波，還可以發射無線電波。在過去的57年里，世界各地的科學家一直在使用阿雷西博望遠鏡研究遙遠的行星，尋找具有潛在危險的小行星，尋找可能的地外生命。從太陽系的小天體到遙遠太空深處的脈沖星，阿雷西博望遠鏡見證了很多東西“人類第一次發現” 3  2020年12月1日，阿雷西博射電望遠鏡坍塌阿雷西博望遠鏡倒塌是因為三個支撐塔都壞了，重達900噸的接收平臺直接倒在了望遠鏡的反射板上。天線受損，望遠鏡無法修復。

中微子

中微子是構成自然界最基本的粒子之一。它個頭小、不帶電，可以在地球中自由穿行，質量很輕，接近光速運動，與其他物質的相互作用很弱，因此被稱為宇宙“隱身人”科學界用了20多年才預測到它的存在并發現它。中微子包含了很多關于天體的信息。由于它與物質的相互作用很弱，中微子天文臺通常很大，建在地下。

冰立方中微子天文臺(IceCube)由數千個中微子探測器和切倫科夫探測器組成，位于大約2.4公里，分布范圍在一立方公里以上。中微子與原子碰撞產生的粒子叫做μ介子，產生的藍色光束叫做μ介子“切倫科夫輻射”由于南極冰的高透明度，位于冰中的光學傳感器可以發現這種藍光。目前，艾斯庫伯天文臺已經取得了許多科學成就。

由大約10000個中微子探測器組成的超級神岡Superkamiokande位于日本神岡的一個廢棄砷礦。主體結構——高41米、直徑39米的水箱——在地下1000米，裝有5萬噸超純水內壁上安裝了上萬個光電倍增管，用來觀測切倫科夫輻射。它可以接受太陽中微子，解決中微子缺乏問題，取得許多科學成就。

江門地下中微子觀測站(JUNO)是廣東省江門市正在建設的多物理目標綜合實驗觀測站。江門中微子實驗不僅可以利用反應堆中微子確定中微子的質量級和精確測量中微子混合參數，還可以探測太陽中微子、來自銀河系及其鄰近星系的超新星爆發產生的中微子和背景中微子，對于研究恒星的演化和超新星爆發的機制具有重要意義。另一方面，超新星爆發與天體物理學和宇宙學中的許多基本問題密切相關，比如大質量恒星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽瑪射線暴和高能宇宙線的起源等。

引力波

引力波是指時空曲率中的波紋，以波的形式從輻射源向外傳播，以引力輻射的形式傳遞能量。1916年，愛因斯坦基于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傳播速度有限的概念。相比之下，引力波在牛頓 的經典引力理論，因為牛頓 的經典理論假設物質的相互作用和傳播是無限的?？茖W家用更靈敏的探測器證實了引力波的存在。最靈敏的探測器是LIGO，更多的空間引力波觀測站(中國科學院太極項目和中山大學秦天項目)正在籌劃當中。

激光干涉儀引力波天文臺(LIGO)，由兩個干涉儀組成，每個干涉儀有兩個4公里長的臂，形成L形，位于美國華盛頓和路易斯安那州，相距3000公里。每個臂的直徑為1.2米的真空鋼管，一旦引力波闖入地球，引起時空振蕩，干涉臂的距離就會發生變化，從而改變干涉條紋，決定引力波強度。2017年8月17日，首次發現兩顆中子星合并的引力波事件。

宇宙射線

宇宙射線是來自外太空的高能帶電亞原子粒子。它們可能產生穿透地球的次級粒子美國的大氣和地表。主要初級宇宙射線（來自深空的粒子與大氣相撞）地球上的成分一般都是穩定的粒子，比如質子、原子核、或電子。但是穩定的反物質粒子很少，比如正電子或者反質子，剩下的一小部分是活躍的研究領域。

大約89%宇宙射線是純質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成了99的宇宙射線%孤獨的電子（像β粒子，雖然來源還不清楚），構成其余1%的絕大部分；伽馬射線和超高能中微子只占極小一部分。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恒星）或者來自遙遠的可見宇宙，由某種未知的物理機制產生。宇宙射線的能量可以超過10eV，遠遠超過地球上粒子加速器所能達到的10到10 eV。

LHAASO完成子木探測器陣列。

高空宇宙線天文臺(LHAASO)這是世界上海拔最高的在建建筑（4410米）規模最大（2040畝）最靈敏的宇宙線探測裝置位于中國四川省稻城縣海子山。天文臺分為四個部分：電磁粒子檢測陣列、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。基礎設施建設于2016年7月開始，子木探測器陣列于2020年12月6日完成

眾所周知，地球上有厚厚的大氣層由于地球上各種粒子和天體的輻射的氣氛

的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段的天體輻射無法到達地面。人們把能夠形象地到達地面的樂隊稱為'大氣窗口'，這種'窗口'有三個。光學窗口：這是最重要的窗口，波長在300到700納米之間，包括可見光波段（400 ~ 700納米）光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。

紅外窗口：紅外波段的范圍是0.在7 ~ 1000微米之間，紅外波段更復雜，因為地球上不同分子吸收的紅外波長不同美國的氣氛不同。天文研究通常使用七個紅外窗口。

射電窗口：無線電波段是指波長大于1毫米的電磁波。大氣也會吸收少量的無線電波，但大氣在40毫米到30米的范圍內幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米到30米的范圍稱為射電窗。

大氣對其他波長很敏感，比如紫外線、X射線、伽馬射線是不透明的，這些波段的天文觀測只能在衛星后幾天才能實現。

紅外

最早的紅外觀測可以追溯到18世紀末。然而，由于地球的吸收和散射 在美國的大氣層中，地面上的紅外觀測僅限于幾個近紅外窗口為了獲得更多的紅外波段信息，空間紅外觀測是必要的。現代紅外天文觀測在六世紀非常繁榮、20世紀70年代，高空氣球和飛機攜帶的紅外望遠鏡或探測器被用于觀測。

1983年1月23日，第一顆紅外天文衛星IRAS由美國英國和荷蘭聯合發射。它的主體是一架直徑57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文學在各個層面的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱門目標。

1995年11月17日由歐洲、美國和日本的紅外空間天文臺（ISO）發射到太空并進入預定軌道。ISO的主體是一個直徑為60 cm的R-c型望遠鏡，功能和性能都比IRAS好很多它攜帶四個觀測儀器分別實現成像、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO的波段范圍更寬，從近紅外到遠紅外；具有更高的空間分辨率；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）以及更多的功能。

ISO實際工作壽命30個月，定點觀察目標（IRAS觀測是巡天觀測）這樣可以有針對性的解決天文學家提出的問題。據預測，未來幾年，基于ISO數據的研究將成為天文學的熱點之一。

從太陽系到宇宙的大型紅外望遠鏡與光學望遠鏡有很多相似或相似之處，所以可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使其也能從事紅外觀測。這樣，這些望遠鏡就可以在月夜或白天進行紅外觀測，充分發揮觀測設備的效率。

紫外

紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100 ~ 100埃。紫外線觀測應在150公里的高度進行，以避免臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外線觀測是用氣球攜帶望遠鏡上天后來利用火箭航天飛機衛星等航天技術，才使紫外觀測有了真正的發展。

紫外波段的觀測在天體物理學中具有重要意義。紫外線波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍歷史上，紫外線和可見光的分界線是3900埃當時的劃分標準是肉眼能否看到?，F代紫外天文學的觀測波段是3100 ~ 100埃，與X射線相連這是因為臭氧層對電磁波的吸收極限在這里。

1968年，美國推出了OAO-2，然后歐洲也推出了TD-1A，他們的任務是對天空中的紫外線輻射進行普查。OAO取名哥白尼-1972年推出，搭載0.8米紫外望遠鏡已正常運行9年，觀測到950至3500埃的天體紫外光譜。

1978年，發射了國際紫外線探測器（IUE）雖然它的望遠鏡口徑比哥白尼的小，但探測靈敏度卻大大提高了。IUE的觀測數據已經成為一個重要的天體物理研究資源。

1990年12月2日至11日，哥倫比亞號航天飛機搭載了阿斯特羅-天文臺在空間實驗室進行了第一次紫外線光譜天文觀測；自1995年3月2日起，阿童木-天文臺完成了為期16天的紫外天文觀測。

1992年，美國宇航局發射了一顆觀測衛星―極紫外探測衛星（EUVE），是在極紫外波段進行天空觀測。

1999年6月24日，FUSE衛星發射升空，該衛星歸NASA所有'起源計劃'其中一個項目，其任務是回答天文學關于宇宙演化的基本問題。

紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分在哥白尼發射后的30年里，EUV在紫外波段得到了發展（極端紫外）FUV（遠紫外）UV（紫外）以此類推，覆蓋所有紫外波段。

X射線

X射線輻射的波段范圍是0.01-10 nm，其中波長更短（能量較高）有些被稱為硬X射線，那些波長更長的被稱為軟X射線。來自天體的x射線可以 根本達不到地面因此，直到20世紀60年代人造地球衛星發射后，天文學家才進行了重要的觀測，X射線天文學才得以發展。在早期，太陽 主要觀察x光片。

1962年6月，美國麻省理工學院的研究團隊首次發現了來自天蝎座的強大X射線源，使非太陽X射線天文學進入了一個相對快速的發展階段。20世紀70年代，高能天文臺1號、嫦娥二號兩顆衛星發射成功，首次開展X射線巡天，使X射線觀測研究向前邁進了一大步，形成了X射線觀測熱潮。自20世紀80年代以來，許多國家發射了衛星來研究X射線波段：

1987年4月，前蘇聯的一枚火箭將德國送入太空、英國、前蘇聯、荷蘭和其他國家開發的x射線探測器被送入太空

1987年，日本 X射線探測衛星GINGA發射升空

1989年，前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星―格蘭納特，包含前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥研制的7種探測儀器主要用于成像、光譜與爆炸現象的觀察和監測

1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，獲得了大量用于研究工作的重要觀測數據，基本完成了預定的觀測任務

1990年12月'哥倫比亞'航天飛機航天飛機將是美國'寬帶x射線望遠鏡'帶到太空進行為期九天的觀察

1993年2月，日本'飛鳥'x射線探測衛星由火箭送入軌道

1996年，美國啟動了'x射線光度探測衛星'XTE）

1999年7月23日，美國成功發射了先進的X射線天體物理設備（CHANDRA）其中一顆衛星將于2000年發射

1999年12月13日，歐洲共同體航天局發射了一顆名為XMM的衛星。

2000年，日本還將發射一個X射線觀測裝置。

這些項目和計劃表明，未來幾年將是X射線觀測和研究的高潮。

y射線

伽馬射線比硬X射線波長更短，能量更高因為地球的吸收美國大氣層，伽馬射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星攜帶的儀器進行。

美國康普頓，1991年（γ射線）空間天文臺（孔通格羅或CGRO）由航天飛機送入地球軌道。它的主要任務是在γ波段進行首次巡天，同時對強宇宙γ射線源也高度敏感、高分辨率的成象、能譜測量和光變測量取得了許多具有重大科學價值的成果。

受康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構制定了一個新的伽馬射線望遠鏡計劃－INTEGRAL將于2001年送入太空，它將為康普頓空間天文臺之后伽馬射線天文學的進一步發展奠定基礎。

圖注：這是美國亞利桑那州格雷厄姆希爾大學國際天文臺拍攝的第一張宇宙天體照片這是1的距離.2億光年的螺旋星系。它是目前世界上最大的雙目光學天文望遠鏡。

倍率x物鏡口徑（直徑，mm）不同類型的望遠鏡在規格表示上只有一些小的差距，但并沒有脫離這種模式，下面一一解釋：

固定放大率望遠鏡（也是最普通的望遠鏡）的表示方法：倍率x物鏡口徑（直徑，mm）比如7x35，就是說這個望遠鏡的放大倍數是7倍，物鏡口徑是35 mm；10×50意味著這臺望遠鏡的放大倍數是10倍，物鏡的口徑是50 mm。

連續變焦望遠鏡規格的表示：連續變焦望遠鏡是由“最低倍率-最大放大倍數x物鏡光圈（直徑mm）來表示，如8-25x25意味著這臺望遠鏡的最低放大倍數是8倍、最大放大倍數為25倍、可以在8次到25次之間連續變化、口徑是25毫米。

固定變焦望遠鏡的圖示：低倍率/高倍率（更高倍率）x物鏡口徑（直徑mm）有時使用 的最低放大倍數-最大放大倍數x物鏡光圈（直徑mm）例如，15的表示/30*80是指15倍和30倍的固定放大倍數、直徑為80毫米的望遠鏡。

防水望遠鏡的表示：一般在望遠鏡模型后面加WP（防水 ）比如8X30WP指的是防水望遠鏡，放大8倍，物鏡直徑30mm。

廣角望遠鏡的表示：一般在望遠鏡模型后面加WA(Wide Angle角度角度）比如7X35WA指的是放大倍數為7倍，物鏡直徑為35mm的廣角望遠鏡。

有些經銷商把前后數相乘的乘積作為望遠鏡的放大倍數來欺騙消費者，這是不道德的有些經銷商甚至隨意擴大兩個數字來欺騙消費者曾經看到過一個規格為990x99990的10x25 DCF望遠鏡，天?。?90倍的、直徑99990mm的望遠鏡是什么概念？

倍率

望遠鏡的倍率：望遠鏡的放大率指的是望遠鏡和望遠鏡之間的距離放大對象的能力比如用7倍的望遠鏡觀察一個物體，700米外觀察到的物體效果和100米外用肉眼觀察到的物體效果差不多（當然，由于環境的影響，效果更差）很多人總覺得放大倍數越高越好，一些經銷商和廠家也用虛假的高放大倍數來吸引、欺騙消費者，市面上的一些望遠鏡，比如直徑80mm，焦距900mm的，其實標注的是990倍！其實望遠鏡的合理放大倍數與望遠鏡的口徑和觀測方式有關：大口徑，倍數可以適當高一些，支架可以比手持的高一些。放大倍數越大，穩定性越差，觀察視野越小、越暗帶來的抖動越多，呼吸氣流和空氣波動的影響也越大。用于觀察的手持雙筒望遠鏡，7-10次最合適，最好不要超過12次如果望遠鏡的放大倍數超過12倍，用手觀察會很不方便。世界上大多數軍用望遠鏡使用6-10倍，如中國 美國的軍用望遠鏡主要是7倍和8倍，因為清晰穩定的成像很重要。

視場

視場（字段 中的 查看）指在一定距離內觀察到的范圍大小。視場越大，觀察范圍越寬越舒適，視場一般是千米處的視場（可觀測的寬度）和換算成角度（角度 中的 查看）為了表示，有三種常見的表示法：一種是直接用角度，比如 視圖:9的角度 ；二是在一千米的可視范圍，如Field of view:158m/1000m；第三種是千碼尺，其實和第二種差不多，比如 的字段  vies :288 ft/1000y.一般來說，光圈越大，放大率越低，視野越大，但目鏡組的設計也很重要。

出瞳直徑

出瞳直徑是圖像通過望遠鏡后在目鏡上形成的光斑大小出射光瞳直徑可以通過以下公式獲得：物鏡口徑/倍率=出瞳直徑。由此可見，物鏡越大、倍數越低，出瞳直徑越大。從理論上講，出瞳直徑越大，觀察到的景物越亮，有利于在昏暗光線下觀察。所以在選擇望遠鏡的時候，要盡量選擇出瞳直徑較大的望遠鏡，那么是不是越大越好呢？不會，因為我們一般在白天使用望遠鏡，那時人眼的瞳孔很小，只有2-此時，如果出射光瞳的直徑大于4 mm，則大多數有用的光不會被人眼吸收，而是被浪費掉。人眼的瞳孔在黃昏或黑暗中只能達到7 mm左右。所以一般來說，選擇直徑不小于3 mm的出瞳就足夠了。所以出瞳直徑也叫黃昏因子。

鍍膜作用

天文望遠鏡

如果你注意觀察，你會發現望遠鏡的物鏡外面有不同的顏色，紅色、藍色

的，還有綠色的、黃色的、紫色之類的，這就是通常所說的涂層。那么鏡片鍍膜的作用是什么呢？鏡片鍍膜的作用是防止光線在鏡片上反射的漫射光造成的霧白，饋入反射，增加透光率，增加色彩對比度、亮度，提高觀察效果。一般鍍膜層越多、越深、越厚，觀看效果越好，亮度越高。涂層的顏色取決于光學材料和設計要求，涂層越薄、反射越小越好常用的有藍膜和紅膜藍膜是傳統的鍍膜，紅膜出現在上世紀前半葉。很多人覺得紅膜比藍膜好，市面上也有很多反光膜、閃亮的紅色薄膜望遠鏡，一些經銷商稱之為涂層“紅外線”次紅外線”紅寶石鍍膜”等等，我 我最后會告訴你它是全天候的、可以在夜間觀察的紅外夜視望遠鏡，請不要 不要被廣大鏡友忽悠了。真正的紅外夜視儀是光電管成像，在結構和原理上與望遠鏡完全不同它可以 不能在白天使用，需要電源才能觀察。事實上，當光線穿透玻璃時，必然會引起一些反射，降低亮度鍍了紅膜后，因為反光嚴重，亮度會降低的更厲害這種望遠鏡通常用于在雪地里陽光強烈時降低亮度一般情況下，藍膜更好，綠膜更優秀（很多著名的相機和相機鏡頭都鍍了藍膜，就是這個原因）

名詞解釋

DCF、UCF、PCF是人和望遠鏡型號的習慣名稱，DCF指的是帶有貝漢棱鏡的直筒望遠鏡，UCF指的是帶有保羅棱鏡的小望遠鏡，也就是常說的小保羅，PCF指的是帶有保羅棱鏡的大望遠鏡，也就是常說的大保羅。

每次我們把望遠鏡從盒子里拿出來安裝或者大幅度移動，都要重新調整兩個反射鏡的光軸，創造一個方便觀察的環境。首先，讓我們 下面說說簡單的操作方法：

結構

天文望遠鏡結構

1，主鏡由物鏡（最前面的鏡片組）調焦系統和目鏡（末端的鏡組）組成，在

鏡筒上會標注主鏡焦距，用f表示，F600表示主鏡焦距為600 mm，主鏡口徑會標注，80 mm表示口徑為80mm，請注意，口徑是決定望遠鏡性能的第一標準，口徑越大越好。另外天文望遠鏡的視野也不會像雙筒望遠鏡那么廣如果想看更廣的區域，可以選擇F值大的目鏡（如20毫米25毫米40毫米）另一方面，看到的范圍會縮?。ㄈ?毫米12毫米4毫米）一般家用天文望遠鏡的目鏡視場是1度（直徑兩個滿月，也就是說你的視野可以裝下兩個滿月）聚焦系統是一種調節清晰度的裝置。

2尋星器是一個很重要的配件，尤其是對于初學者來說，因為它的作用是找到目標。那么它為什么能找到目標呢這是相對的上面我們說了，一般望遠鏡的視野是1度，而尋星器的視野可以達到6度-10度，所以比主鏡更容易發現視野大的目標。從取景器的目鏡中，我們可以看到在視野中有一個十字絲這是定位裝置如何使用將在下面討論。取景器的另一個設備是它有三個螺絲，用來調整取景器的方向，下面會提到。

3手控裝置，大大方便了我們認識和尋找星星，輸入當地經緯度，讓望遠鏡筒指向北方和水平。然后定位一顆兩顆或多顆恒星后，就可以根據內置的恒星名稱找到恒星行星星云星團星座等等．并能在找到星星后隨星星移動。

操作流程

如果望遠鏡配備了赤緯儀器，則必須調整赤經軸和赤緯軸之間的平衡。具體步驟省略。

1．將主鏡和取景器的光軸調整到平行

安裝望遠鏡后，我們首先選擇一個比較大的建筑目標，比如煙囪空調室外機等。不考慮取景器，先選擇望遠鏡配備的F值最大的目鏡，安裝在主鏡上（一般20mm或者8 mm）用主鏡慢慢找到你正在看的物體這里以某空調室外機上的一個標志為例我們選擇大的物體，這樣主鏡可以很容易的找到它們。大型物體很容易找到我們調整焦距系統使圖像清晰，并保持圖像在主鏡的中心的視野找到后，鎖定所有三腳架。注意，仔細觀察主鏡中的影像，在腦海中畫一個主鏡視野的十字平均值，看看影像的哪一部分是中心點。

2．調節尋星鏡

主鏡已經修復了圖像讓 讓我們調整一下取景器。慢慢轉動取景器上的三個螺絲緩慢調整，把剛好在主鏡中心的圖像盡可能調整到取景器十字絲的中心，要有耐心這可能是最焦慮的時候。這里需要注意的是，有時候我們確實會把圖像調整到中心，但是觀察三個螺絲，有可能其中一個沒有對接取景器，說明調整不成功，只是偶然，所以一定要觀察三個螺絲要對接鏡筒，哪怕只是稍微接觸一下，這也是因為以后移動鏡子不會影響取景器。當圖像調整到中心時，光軸的調整完成。

3．以上兩個環節的目的是讓兩個鏡筒的光軸平行，而不是觀察一個個體必須理解。

4．嗯，當兩個鏡子的光軸平行時，我們可以觀察到所有的物體。

具體操作如下：

松開剛剛鎖定的三腳架，慢慢移動到觀察對象的大致方位，要輕，否則取景器可能會晃動，之前的工作就白費了。移動到大致位置后，先通過取景器觀察瞄準，將被觀察物體放在取景器十字中間（It 這是旋轉三腳架，不是取景器）到了中央，觀察主鏡你會發現被觀察的物體老老實實地出現在主鏡的視野里，調整焦距就變得清晰了。這是因為光軸是平行的。如果你能 t看不到，還是說明光軸沒調好，或者你移動的時候不小心移動了取景器，只能耐心調整。

光學類型

1． 折射型：使用方便，視野大，星像亮，但有色差，會降低分辨率，使用維護方便。

2． 反光：沒有色差，但是彗差和散光較大，使得視野邊緣圖像變差；常用牛頓反射鏡，其光學系統簡單在同樣的價格下，可用的反射鏡孔徑最大，集光能力最強。但由于需要調整光軸，初級天文愛好者很難使用；主鏡筒敞開，與外界空氣接觸，氣流干擾觀察，容易腐蝕主鏡鍍膜。

3． 反射折射型(馬卡)結合了折射鏡和反射鏡的優點：視野大、像質好、鏡筒短、攜帶方便。有施密特-塞格林和馬克蘇托夫-卡塞格林2種。但是次鏡阻擋了部分入射光，影響了入射光。

性能參數

1． 口徑：物鏡的有效孔徑理論上決定了望遠鏡的性能。光圈越大，聚光能力越強，分辨率越高，可用放大倍數越大。

2． 集光能力：望遠鏡接收到的光量與肉眼接收到的光量之比。當人的瞳孔完全張開時，其直徑約為7毫米。直徑70mm的望遠鏡，集光能力為70/7=10倍。

3． 號決議：望遠鏡 分辨圖像細節的能力。分辨率主要和光圈有關。

4．放大 倍：物鏡的焦距與目鏡的焦距之比，如先鋒60/700天文望遠鏡，使用H10mm目鏡，放大率=物鏡焦距700mm/目鏡焦距10mm=70倍；放大倍數越大，你看到的圖像就越大。

放大倍數越大越好通常，最大可用放大率不大于1毫米直徑.5倍，超過最大有效放大倍數后，圖像變大，但清晰度不會增加。

5． 焦比：物鏡的焦距與光圈的比值相當于相機鏡頭上的光圈。如果光圈不變，物鏡焦距越長，焦比越大，容易獲得更高的放大倍數；物鏡焦距越短，焦比越小，不容易得到更高的放大倍數，但圖像更亮，視場更大。

短焦距鏡（小焦距比，焦距比=6）適合觀測星云、尋找彗星；

長焦距鏡（大焦距比，焦距比15）適合觀察月球和行星

中焦距鏡（中等焦距比， 6；焦比=15）適合觀測雙星、聚星、變星和星團，

兩者都可以，非常適合新手。

6． 視場：觀測者望遠鏡成像的天空區域的角度眼睛，也稱為視野角。放大倍數越大，視野越小。

7．極限星等：是望遠鏡能觀測到的最暗的星等專業和口徑、焦比有關。視力正常的人，在黑暗中、當空氣透明時，你可以在最暗的地方看到一顆6星等的恒星，而70mm望遠鏡的集光能力是肉眼的100倍，你可以看到一顆比6星等的恒星暗5個星等的11星等的恒星。

支架機構

赤道儀

1． 地平線類型：結構和使用簡單，調節精度低，無法跟蹤天體，適合初學者

2．赤道儀式：赤道望遠鏡是用來抵消地球的s自轉，并在觀測過程中跟蹤天體的運動；結構和使用復

雜，調節精度高；赤道儀有手動和電動兩種，手動跟蹤赤道儀適用于特殊的天文觀測

高檔電跟蹤赤道儀多用于特種天文跟蹤攝影和觀測研究

3，經緯式；它基于赤道平面；此外，精密電機由手控器控制以找出

發現天體目標，發現后自動跟蹤．愛好者經常用它進行天文跟蹤攝影和觀測研究

幾大國際品牌都在中國代工．

初學者在熟悉水平支撐后，可以選擇手動赤緯儀；第一次調整可能會比較復雜，但是熟悉之后觀察星空就會容易很多；業余愛好者研究天體攝影時，經常使用電跟蹤赤道儀（電導），但價格較貴。

光學質量

白天可以用雙筒望遠鏡觀察遠處的建筑，將建筑的輪廓移動到視野的1/4如果輪廓線上的橘黃色黃色或藍紫色特別明顯，或者輪廓線極度彎曲，光學質量就會很差；看遠處的樹葉一般直徑60mm的望遠鏡可以看到40米外的葉片葉筋如果不清晰，光學質量很差（博冠開拓者60/700 ，你可以看到60米外的梧桐葉的筋）夜間觀測恒星時，如果看到顏色明顯的恒星，或者視野邊緣的恒星拖著尾巴，其長度是恒星的兩倍，說明光學質量很差，不適合天文觀測

選擇31.7mm（1.25英寸）大目鏡接口可以獲得更好的光學質量。

1．望遠鏡一分錢一分貨，一定不要貪圖便宜，小作坊的產品。中國一些著名的望遠鏡品牌（如杏林MIDE和管波、愛牧夫、天狼、晶華，星特朗等）望遠鏡質量和口碑都不錯，有正規的銷售點，可以現場自己挑選對于100mm以下的望遠鏡，國產品牌的性價比還是相當不錯的。

2．根據個人和的經濟能力，盡量選擇大口徑的望遠鏡；

對于初學者來說，普通觀星可以選擇7X50的雙筒望遠鏡，攜帶方便。條件較好的建議選擇60mm、70mm、80毫米孔徑折射鏡：

首先是攜帶、易于使用和維護，并能經常進行觀察（超過100mm的相對來說太重了，無法攜帶；看多少取決于觀測次數而不是望遠鏡口徑）

其次，即使在光害嚴重的城市也可以觀看太陽黑子、月面和木星、土星等明亮天體

另外價格低，以后買更大更好的望遠鏡，可以升級當導星鏡，充分利用

3．天文望遠鏡品牌很多，各有優劣。但這些都是我們能負擔得起或者不影響入門學習的觀察。記住，沒有完美的鏡子選擇適合自己的最重要。你要花一年的時間來選擇買什么樣的鏡子，所以你觀察和研究的時間比別人少，你對鏡子本身的使用和認識也是落后的。我的意思是，不管你聽別人說了多少，你都可以 不要拿自己和拿著鏡子的好處相比。

1．千萬不要用望遠鏡直接看太陽必須通過投影或者特殊的過濾措施觀看太陽，否則會灼傷視網膜，對主鏡造成一定的損傷。

2．唐 不要把望遠鏡當成玩具望遠鏡是精密的光學儀器小心使用和維護它們

3．唐 我不認為用望遠鏡可以看到一切你真的可以看到天體和天體上的細節t通過望遠鏡肉眼分辨不出來，但是觀看效果越好，價格越高沒有完美的望遠鏡，選擇適合自己的最重要；

4．每個望遠鏡都有合適的放大倍數。超過這個倍數不會增強分辨率，反而會使物體變得非常暗，難以看清。對于直徑60 mm到80 mm的望遠鏡，合適的放大倍數應該在100倍以下，放大200倍幾乎什么都看不到。

5．如果你能 不要在夜空中辨認超過五個星座不要匆忙使用望遠鏡，因為你可能會如果你找不到可以觀察到的星星，你只能看月亮；

6．天文望遠鏡通?？梢杂^看風景或者動植物，可以輕松獲得比雙筒望遠鏡更高的放大倍數。然而，使用比率應低于100倍，20-50倍最合適。

天文望遠鏡

1．倍率

通過天文望遠鏡看地面或月球上的景物，物體似乎越來越近，同時可以看到月球表面的許多坑坑洼洼，因為望遠鏡有放大的功能。

望遠鏡的放大倍數是怎么算出來的？放大率是物鏡的焦距除以目鏡的焦距。

目鏡的焦距

在放大倍數的計算中，物鏡的焦距通常是固定的，通過更換不同的目鏡，我們可以用許多不同的放大倍數來觀察星季。放大倍數越大，可視范圍越小。

2．集光力

望遠鏡的另一個重要性能是它的聚光能力。聚光能力是望遠鏡收集光線的能力。聚光能力是由天文望遠鏡的孔徑決定的嘴越大，聚光能力越強，能看到的星星越暗。

3． 號決議

分辨率是能剛好區分兩點的最短距離。望遠鏡的分辨率由極限分辨率角來表征。分辨率角度越小，分辨率越好。根據物理光學理論，入瞳為D的理想光學系統的極限分辨角為φ=1°.22λ/d，所以望遠鏡的入瞳直徑（一般是物鏡口徑）越大，分辨率越好。除了考慮望遠鏡本身的極限分辨角，還要注意人眼的極限分辨角（約1度）望遠鏡的角放大率應該足夠大，以防止人眼限制其分辨率。

4． 極限震級

星等越大，恒星越暗天文望遠鏡能看到的恒星有多暗是有一定限度的，所以每一臺天文望遠鏡都有自然界中望遠鏡的極限星等。例如，一架望遠鏡只能看到13顆星星，但它可以 我看不到15顆星星。

5．物鏡

物鏡的直徑越大，能看到的星等就越暗小口徑的物鏡適合觀測行星，不同的恒星需要不同口徑的天文望遠鏡。

(6 ) 出瞳直徑

望遠鏡的直徑的出瞳應該與人眼的出瞳相匹配。人與自然人的瞳孔可以在2毫米到8毫米的范圍內變化s的眼瞳為2mm，出瞳直徑為d'=D/Γ+1），其中γ是視覺放大倍數，d是入瞳直徑（物鏡口徑）盲目增大放大率時，出瞳直徑減小，像面抖動明顯當瞳孔小于眼瞳時，視野會變暗。

結構

主鏡筒

主鏡筒是觀測恒星的主要部件。

尋星鏡

主鏡筒通常以幾十倍甚至更高的放大倍數觀測恒星。在找星星的時候，如果用幾十倍的時間去找，上海天文臺用主鏡筒找就沒那么簡單了，因為視場小所以我們用一個只有幾倍放大倍數的小望遠鏡，利用它大視場的功能，先找出被觀測恒星的位置，這樣就可以在主鏡筒中直接觀測到中低倍放大的恒星。

目鏡

如果天文望遠鏡缺少目鏡，就沒有辦法看到星星。目鏡的作用是放大。通常一架望遠鏡要配備三種目鏡低中高倍奇觀。

赤道望遠鏡是一種可以長期跟蹤和觀察恒星的裝置。赤道儀的形式有很多種，我們經?？吹降聡某嗟纼x。赤經儀分為赤經軸和赤經軸，其中赤經軸最為重要。在使用中，赤經軸的軸線必須與天球的北極對齊找到星星后，跟蹤電機打開，離合器鎖緊，就可以跟蹤星星了。為了使赤經軸與北極星對準，北京天文館在赤經軸中心安裝了一臺小型望遠鏡，稱為極軸望遠鏡。在赤經軸和赤緯軸上，有大有小的微調，它們的作用是尋找輔助找星。

經緯臺

經緯度臺電機可以驅動赤經軸，以與地球相同的角速度反向尋找和旋轉的旋轉，跟蹤恒星，并長時間保持恒星在視野中。另外還可以用更快的速度找到要觀測的星星，增減上海天氣做天體攝影的功能。赤緯跟蹤電機的作用是在觀測到的恒星偏離視覺中心時進行調整和修正，尋找恒星和天文攝影。一般來說，赤經儀要有赤經電機如果需要長時間拍攝天文圖像，既需要赤經，也需要赤經電機。

三腳架臺和腳架

三腳架臺用于接納赤道望遠鏡和鏡筒連接三腳架，作為承載望遠鏡和赤道望遠鏡的支撐。小型赤道冰川期3儀器一般用三腳架，較重的赤道儀器用單柱腳。

磁偏角儀的控制箱和電源

如果赤道望遠鏡能運行，就必須用電源驅動跟蹤電機工作。一般便攜式紅梅雨歌樂器需要購買干電池或蓄電池，適合在野外山區使用。赤道望遠鏡的控制盒設計有很多功能，可以觀測恒星尋找恒星和從事天體攝影等需求。