天文望遠鏡

1663年，蘇格蘭天文學家格里高利利用光的反射原理製成格里高利式反射鏡，但是由於製作工藝不成熟而未能流行。1667年，英國科學家牛頓稍微改進了格里高利的想法，製成了牛頓式反射鏡，其口徑只有2.5厘米，但是放大倍率超過30倍，還消除了折射望遠鏡的色差，這使得它非常使用。 1672年，法國人卡塞格林利用凹面鏡和凸面鏡，設計了現在最常用的卡賽格林式反射鏡。這種望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率大，圖象清晰；既可用於研究小視場內的天體，又可用以拍攝大面積的天體。哈勃望遠鏡採用的就是這種反射望遠鏡。

口徑5.08米的海爾望遠鏡。

1781年英國天文學家赫歇爾兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自製的15厘米口徑反射鏡發現了天王星。此後，天文學家給望遠鏡加裝了許多功能，使之具備光譜分析等能力。1862年，美國天文學家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)製造了47厘米口徑折射鏡，拍到了天狼星伴星的圖片。1908年美國天文學家海爾領導建成了1.53米口徑反射鏡，拍到了天狼星伴星的光譜。1948年，海爾望遠鏡落成，其5.08米的口徑足以觀測分析遙遠天體的距離和視向速度。

1931年，德國光學家施密特製成施密特式望遠鏡，1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫製成馬克蘇托夫-卡塞格林式折返鏡，豐富瞭望遠鏡的種類。

在近現代和現代，天文望遠鏡已經不局限於光學波段了。1932年，美國無線電工程師探測到了來自銀河系中心的射電輻射，標誌著射電天文學的誕生。1957年人造衛星上天以後，空間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。現在，天體發出的許多信息都已經成為天文學家的眼底之物，人類的視野越來越廣闊了。

地面光學觀測仍是主要手段用於絕大多數處於凝聚態的天體（恆星等

），其溫度從數千度到數萬度，輻射集中於光學波段。

攜帶大量天體物理信息的譜線，主要集中於可見區；

大氣在可見區有良好的透射；

有悠久的歷史和豐富的經驗。

為什麼說問“望遠鏡能看多遠”是錯誤的？

我們的肉眼就是一台光學儀器，肉眼可以看到220萬光年以外的仙女座大星雲，但是看不見距離地球最近的太陽系外恆星比鄰星（4.2光年）。相信大家已經體會到了吧，說一個光學儀器能看多遠是沒有意義的，只能說看多清。

口徑(D)是物鏡的直徑，口徑大小決定了光學系統的分辨力。根據瑞利判據，望遠鏡的分辨力和口徑相關。口徑越大，分辨力越強。焦距(f)是望遠鏡物鏡到焦點的距離，決定了光學系統在像平面上成像的大小。對於天文攝影來說，物距（被觀測天體的距離）可以認為是無窮遠，因此像距就等於焦距，所以像平面也被稱為焦平面。望遠鏡焦距越長，焦平面上成的像越大；反之則越小。焦比(F)是望遠鏡的焦距除以望遠鏡的通光口徑，即F=f/D，它決定焦平面上單位時間內單位面積接收到的光子數量。也被作為曝光效率的重要指標。焦比越小，焦平面上單位面積接收到的光子就越多；反之則越少。也就是說焦比越小的鏡子曝光效率越高。

像差是光學系統成像不完善的描述。具體有球差、色差、彗差、像散、場曲、畸變等。球差存在於球面反射鏡的光學系統中，平行於光軸入射的光線經球面透鏡或反射鏡后不嚴格地匯聚於一點，遠離光軸的光線匯聚的位置會更加靠近鏡子。目前利用組合透鏡和把球面改為拋物面可以改善球差。色差是折射光學系統最明顯的像差，它形成於光的色散，這使得星光會出現多種顏色，影響觀測。利用多片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，它是因為傾斜於光軸的入射光無法匯聚一點導致的，這會使得星光看起來像一顆彗星。使用彗差修正鏡組可以消除彗差。像散是傾斜於光軸的光出現垂直振動的光波和水平振動的光波不交匯於一點的現象。越遠離視場邊緣，像散越嚴重。安裝平場修正鏡組可以修正像散。場曲指遠離光軸的光線匯聚於一個彎曲的球面上的現象，這會使得成像時出現失焦。畸變指軸上物點與視場邊緣具有不同的放大率，物和像因此不完全相似的現象。

伽利略式望遠鏡（第一台天文望遠鏡）

望遠鏡起源於眼鏡。人類在約700年前開始使用眼鏡。公元1300年前後，義大利人開始用凸透鏡製作老花鏡。公元1450年左右，近視眼鏡也出現了。1608年，荷蘭眼鏡製造商漢斯·里帕希（H.Lippershey）的一個學徒偶然發現，將兩塊透鏡疊在一起可以清楚看到遠處的東西。

1609年，義大利科學家伽利略聽說這個發明以後，製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，立刻製作了他自己的望遠鏡，並且用來觀測星空。自此，第一台天文望遠鏡誕生了。伽利略憑藉望遠鏡觀測到了太陽黑子、月球環形山、木星的衛星（伽利略衛星）、金星的盈虧等現象，這些現象有力地支持了哥白尼的日心說。伽利略的望遠鏡利用光的折射原理製成，所以叫做折射鏡。這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。

1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這

勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。

折射式的發展

1757年，杜隆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，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨製出10厘米的透鏡。

十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可

能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年在美國葉凱士天文台建成的口徑102厘米望遠鏡和1886年在德國里克天文台建成的口徑91厘米望遠鏡。

折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

望遠鏡，通過光學成像的方法使人看到遠處的物體，並且顯得大而近的一種儀器。望遠距離、放大倍率、清析度為望遠鏡重要因素。

1.伽利略式望遠鏡

1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約12厘米的望遠鏡。

2.開普勒式望遠鏡

現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

3.施密特式折反射望遠鏡

折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

4.馬克蘇托夫式

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。

由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

5.歐洲甚大望遠鏡

歐洲南方天文台自1986年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡（VLT)。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。

6.雙子望遠鏡

雙子望遠鏡（GEMINI)是以美國為

主的一項國際設備（其中，美國佔50%，英國佔25%，加拿大佔15%，智利佔5%，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%），由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統使紅外區接近衍射極限。

7.日本昴星團望遠鏡

這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡(SUBARU)。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1″的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。大天區多目標光纖光譜望遠鏡LAMOST（郭守敬）這是中國已建成的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。

它的技術特色是：

1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。

2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。

3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。

LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。

8.射電望遠鏡

1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標誌著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。

第二次世界大戰結束后，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈衝星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。

英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。

1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。

七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。

八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。

中國科學院上海天文台和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。

9.哈勃空間望遠鏡

哈勃空間望遠鏡（HST)，這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文台中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。

1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測範圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。

1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。

HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。

10.空間天文望遠鏡

"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。

歐洲南方天文台甚大望遠鏡(VLT)，由4台口徑8.2米的望遠鏡組成，光學系統均為里奇-克萊琴式反射望遠鏡（R-C式，卡塞格林式的變種），位於智利北部的帕瑞納天文台。四台望遠鏡既可單獨觀測，也可組成光學干涉陣列觀測。天文台在沙漠之中，大氣視寧度極佳，近些年取得了很多觀測成果。

凱克望遠鏡(Keck)，由兩台口徑10米的望遠鏡組成，位於夏威夷莫納克亞山山頂。光學系統為R-C式反射望遠鏡。兩台望遠鏡採用薄鏡鑲拼技術，使得主鏡質量大大降低，它還具有自適應光學系統。這些技術使得其成為最成功的望遠鏡之一。

雙子星望遠鏡(GEMINI)，由兩台口徑8米的望遠鏡組成，一台位於夏威夷莫納克亞山，一台位於智利拉西亞北面的沙漠，以進行全天系統觀測。光學系統為R-C式反射望遠鏡，其主鏡採用主動光學技術。

霍比-埃伯利望遠鏡(HET)，由91塊直徑1米的正六邊形玻璃鑲拼而成，總口徑11米，等效口徑9.2米，位於美國德克薩斯州麥克唐納天文台。光學系統為反射式。HET望遠鏡是光譜巡天用望遠鏡．光軸的天頂角固定不變，為35°，即主鏡不可上下移動；方位可作360°轉動，但只用於改換觀測天區，一次觀測中望遠鏡是固定不動的。焦面裝置備有球差改正器，每次觀測只用到主鏡的一部分。可觀測天區為赤緯-10°到75°，但對不同赤緯的星可觀測的時段不同，跟蹤時間長短也可能不同，為45分鐘到2.5小時。

日本國家天文台昴星團望遠鏡(SUBARU)，由一台口徑8.2米的望遠鏡組成，位於夏威夷莫納克亞山上。觀測波段可至中紅外。

加那利大型望遠鏡(GTC)，由一台口徑10.4米的望遠鏡組成，位於加那利群島的拉帕爾馬島上。群島中的ORM天文台和OT天文台連同加那利天體物理研究所共同組成歐洲北方天文台。

大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST，也作郭守敬望遠鏡），由一台有效口徑4米的望遠鏡組成，光學系統為施密特式，位於中國科學院國家天文台興隆觀測站。它應用主動光學技術，使它成為大口徑兼大視場光學望遠鏡的世界之最。在曝光1.5小時內可以觀測到暗達20.5等的天體。而由於它視場達5°，在焦面上可放置四千根光纖，將遙遠天體的光分別傳輸到多台光譜儀中，同時獲得它們的光譜，是世界上光譜獲取率最高的望遠鏡。

超長基線陣列(VLBA)由10台口徑25米的射電望遠鏡組成，跨度從美國東部的維爾京島到西部的夏威夷，最長基線達8600千米，最短基線為200千米，其精度是哈勃太空望遠鏡的500倍，是人眼的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。其拋物面型天線尺寸為100米x110米，它的這種不對稱形狀能防止支撐結構使其2000多塊鋁製面板鑲嵌的鏡面變得模糊不清。綠岸望遠鏡重達7300噸，高148米，但是十分靈活，可實時跟蹤目標，還能快速變焦，適應不同觀測對象。

國際低頻射電望遠鏡陣列(LOFAR)是目前最大的低頻射電望遠鏡陣列，由散布在多個歐洲國家的大量（約20000個）單獨天線組成的望遠鏡陣列。這些天線藉助高速網路和歐洲最強大超算之一“COBALT”相關器形成一個佔地30萬平方米的射電望遠鏡

阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列(ALMA)，由54台口徑12米和12台口徑7米的射電望遠鏡組成，位於智利北部阿塔卡馬沙漠。66座天線既可以協同工作，也可以分別觀測。所有天線取得信號經由專用的超級計算機處理。這些天線可用不同的配置法排成陣列，天線間的距離變化多樣，最短可以是150米，最長可以到16公里。

日本國立天文台野邊山觀測所(NRO)，由一台口徑45米的毫米波望遠鏡和6台口徑10米的毫米波望遠鏡組成，位於日本長野縣野邊山。

500米口徑球面射電望遠鏡(FAST)，由一台口徑500米的球面射電望遠鏡組成，位於貴州省黔南，是由中國科學院國家天文台主導建設，具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。截止到2019年7月19日，這個世界上最大的射電望遠鏡已經發現了125顆優質脈衝星候選體，確認了86顆。 FAST不僅推動了我國天文學的發展，還為世界天文學研究、高科技領域研究帶來了巨大的推動力。

阿雷西博天文台(ART)，由一台口徑300米的球面射電望遠鏡組成，位於美國波多黎各自由邦。它曾是世界上最大的單口徑射電望遠鏡，不僅能夠接受電波，還能發射電波。過去57年來，世界各地的科學家一直使用阿雷西博望遠鏡研究遙遠行星，發現潛在的危險小行星並尋找可能存在的地外生命。從太陽系小天體到遙遠的太空深處的脈衝星，阿雷西博望遠鏡曾見證眾多“人類第一次發現”。 2020年12月1日，阿雷西博射電望遠鏡坍塌阿雷西博望遠鏡坍塌是因為3個支撐塔全部斷裂，重達900噸的接收平台直接墜落到望遠鏡的反射盤上。天線被砸壞，望遠鏡已無修復可能。

中微子是組成自然界的最基本的粒子之一。它個頭小、不帶電，可自由穿過地球，質量非常輕，以接近光速運動，與其他物質的相互作用十分微弱，號稱宇宙間的“隱身人”。科學界從預言它的存在到發現它，用了20多年的時間。中微子包含天體的大量信息。由於與物質作用十分微弱，中微子天文台通常十分巨大，且建於地下。

冰立方中微子天文台(IceCube)，由數千個中微子探測器和切倫科夫探測器組成，位於南極洲冰層下約2.4公里處，分佈範圍超過一立方公里。中微子與原子相撞產生的粒子名叫μ介子，生成的藍色光束被稱作“切倫科夫輻射”。由於南極冰的透明度極高，位於冰中的光學感測器能發現這種藍光。目前已經冰立方天文台已作出許多科學成果。

超級神岡探測器，由約一萬個中微子探測器組成，位於日本神岡一座廢棄砷礦中。主結構——高41米、直徑39米的水箱——在深達1000米的地下，內盛5萬噸的超純水，內壁安裝數萬個光電倍增管，用於觀測切倫科夫輻射。其可接受太陽中微子，並解決了中微子缺失問題，作出了很多科學成果。

江門地下中微子觀測站(JUNO)，是一個現正在廣東省江門市建造的多物理目標的綜合性實驗觀測站。江門中微子實驗除了可以利用反應堆中微子來確定中微子的質量順序和精確測量中微子混合參數，還可以探測太陽中微子、來自銀河系及鄰近星系的超新星爆發產生的中微子和超新星背景中微子，對研究恆星演化和超新星爆發機制具有重要意義。另一方面，超新星爆發與眾多天體物理學和宇宙學的基本問題緊密相關，如大質量恆星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽馬射線暴和高能宇宙線的起源等。

引力波是指時空彎曲中的漣漪，通過波的形式從輻射源向外傳播，這種波以引力輻射的形式傳輸能量。在1916年，愛因斯坦基於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的傳播速度有限的概念。相比之下，引力波不能夠存在於牛頓的經典引力理論當中，因為牛頓的經典理論假設物質的相互作用傳播是速度無限的。科學家們已經利用更為靈敏的探測器證實了引力波的存在。最為靈敏的探測器是LIGO，更多的空間引力波天文台(中國的中國科學院太極計劃，和中山大學的天琴計劃)正在籌劃當中。

激光干涉引力波天文台(LIGO)，由兩個干涉儀組成，每一個都帶有兩個4千米長的臂並組成L型，分別位於相距3000千米的美國華盛頓州和路易斯安娜州。每個臂由直徑為1.2米的真空鋼管組成，一旦引力波闖入地球，引發時空震蕩，干涉臂距離就會變動，這將讓干涉條紋變化，依此確定引力波強度。 2017年8月17日，它首次發現雙中子星併合引力波事件。

宇宙射線是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子）成分在地球上一般都是穩定的粒子，像是質子、原子核、或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質粒子，像是正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。

大約89%的宇宙射線是單純的質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子（像是β粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能中微子只佔極小的一部分。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恆星）或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙射線的能量可以超過10eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的10至10 eV。

LHAASO完工的繆子探測器陣列。

高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)是世界上正在建設的海拔最高（4410米）、規模最大（2040畝）、靈敏度最強的宇宙射線探測裝置，位於中國四川省稻城縣海子山。觀測站分為四個部分：電磁粒子探測陣列、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。2016年7月開始基礎設施建設，2020年12月6日繆子探測器陣列完工

我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射

的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段範圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（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：紅外波段的範圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較複雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。

射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的範圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的範圍稱為射電窗口。

大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天后才實現這些波段的天文觀測。

最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。

1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為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在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。

1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文台（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段範圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。

ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。

從太陽繫到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。

紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間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上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這裡。

1968年美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。

1978年發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。

1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文台作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文台完成了為期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――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。

1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關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，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，復蓋了全部紫外波段。

X射線輻射的波段範圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。

1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文台1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：

1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空

1987年日本的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――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測

1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，它已基本完成預定的觀測任務

1990年12月"哥倫比亞"號太空梭將美國的"寬頻X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測

1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道

1996年美國發射了"X射線光度探測衛星"（XTE）

1999年7月23日美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射

1999年12月13日歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。

2000年日本也將發射一顆X射線的觀測設備。

以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。

γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。

1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文台（ComptonGRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。

受到康普頓空間天文台成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文台之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。

圖註：這是位於美國亞利桑那州葛理翰山大學國際天文台天文望遠鏡拍到的第一張宇宙天體圖片，這是一個距離地球1.02億光年的螺旋型星系。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），不同類型的望遠鏡的規格表示方法只有一些細小的差距，但都不脫離這個模式，下面一一說明：

固定倍率的望遠鏡（也是最常見的望遠鏡）的表示方法：倍率x物鏡口徑（直徑，mm），比如7x35表示該種望遠鏡的倍率為7倍，物鏡口徑35毫米；10×50表示該種望遠鏡的倍率為10倍，物鏡口徑為50毫米。

連續變倍望遠鏡規格的表示方法：連續變倍望遠鏡是用“最低倍率-最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）”來表示，如8-25x25表示該種望遠鏡的最低倍率是8倍、最高倍率是25倍、在8倍和25倍之間可以連續變換、口徑是25毫米。

固定變倍望遠鏡的表示方法：低倍率/高倍率（/更高倍率）x物鏡口徑（直徑mm），有時候也用 最低倍率-最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）的表示方法，例如15/30*80指倍率為15倍和30倍固定變倍、口徑為80毫米的望遠鏡。

防水望遠鏡的表示方法：一般在望遠鏡型號的後面加WP（Water proof），如8X30WP指倍率為8倍，物鏡口徑為30毫米的防水望遠鏡。

廣角望遠鏡的表示方法：一般在望遠鏡型號的後面加WA(Wide Angle），如7X35WA指倍率為7倍，物鏡口徑35毫米的廣角望遠鏡。

一些經銷商把前後兩數字相乘的積當作望遠鏡的倍率來哄騙消費者是不道德的，更有一些經銷商隨意擴大兩個數字來欺騙消費者，我曾經見過一款10x25的DCF望遠鏡，標註的規格竟是990x99990，天！990倍的、口徑是99990mm的望遠鏡是什麼概念？

望遠鏡的倍率：一架望遠鏡的倍率是指望遠鏡拉近物體的能力，如使用一具7倍的望遠鏡來觀察物體，觀察到的700米遠的物體的效果和肉眼觀察到的100米遠的物體的效果是相似的（當然，由於環境的影響效果要差一些）。很多人總認為倍率越高越好，一些經銷商和廠家也以虛假的高倍來吸引、欺騙消費者，市場上有些望遠鏡比如說口徑80mm焦距900mm竟然標為990倍！實際上，一架望遠鏡的合理倍率是與望遠鏡的口徑和觀測方式相關的：口徑大的，倍數可以適當高些，帶支架的的可以比手持的高些。倍率越大，穩定性也就越差，觀察視場就越小、越暗，其帶來的抖動也大增加，呼吸的氣流和空氣的波動對其影響也就越大。手持觀測的雙筒望遠鏡，7-10倍之間是最合適的，最好不要超過12倍，如果望遠鏡的倍率超過12倍，那麼手持觀察將會很不方便。世界各國軍用的望遠鏡也大多以6-10倍為主，如中國的軍用望遠鏡主要是7倍和8倍的，這是因為清晰穩定的成像是非常重要的。

視場（Field of view）是指在一定的距離內觀察到的範圍的大小。視場越大，觀測的範圍就越寬廣越舒適，視場一般用千米處視界（可觀測的寬度）和換算成角度（angle of view）來表示，常見的有三種表示方法：一是直接用角度，如angle of view:9°；二是千米處的可視範圍，如Field of view:158m/1000m；三是千碼處英尺，實際上和第二種差不多，如Field of vies:288ft/1000y.一般來講，口徑越大，倍率越低，視場就越大，但目鏡組的設計也很關鍵。

出瞳直徑就是影像通過望遠鏡后在目鏡上形成的光斑大小，出瞳直徑可以用下面公式得出：物鏡口徑/倍率=出瞳直徑。由此可以看出物鏡越大、倍數越低，出瞳直徑就越大。從理論上講，出瞳直徑越大，所觀測到的景物就越明亮，有利於暗弱光線下的觀測。因此在選購望遠鏡時應盡量選擇出瞳直徑大些的，那麼是否越大越好呢？也不是，因為我們正常使用望遠鏡時大都在白天，這時人眼的瞳孔很小，只有2-3毫米左右，這時如果使用出瞳直徑大的如4毫米以上的，則大部分有用光線並不被人眼吸收，反而浪費。人眼只有在黃昏或黑暗時瞳孔才能達到7毫米左右。因此一般情況下使用選擇出瞳直徑不低於3毫米的就可以了。所以出瞳直徑又稱為黃昏因數。

如果你注意觀察的話，你會發現望遠鏡的物鏡鏡外會有不同的顏色，紅色的、藍色

的，還有綠色的、黃色的、紫色的等等，這就是平常所說的鍍膜。那麼鏡片鍍膜有什麼作用呢？鏡片鍍膜的作用是為了防止光線在鏡片上面反射的漫射光造成的薄霧般的白茫茫現象，養活反光，使透光率增加，增加色彩的對比度、鮮明度，提高觀測效果。一般鍍膜層越多、越深、越厚的，觀賞效果越好，亮度越高。鍍膜的顏色需根據光學材料及設計要求而定，鍍膜越淡、反光越小越好，平常使用最多的藍膜和紅膜，藍膜是一種傳統的鍍膜，紅膜是從上個世紀上半期出現的。很多人認為紅膜比藍膜好，市場上有很多反光很強、亮閃閃的紅膜望遠鏡，一些經銷商把這種鍍膜稱為“紅外線”“次紅外線”“紅寶石鍍膜”等等，最後會告訴你這是全天候的、能在夜間觀察的紅外線夜視望遠鏡，請廣大鏡友千萬不要上當。真正的紅外線夜視儀是光電管成像，與望遠鏡結構和原理完全不同，白天不能使用，需要電源才能觀察。其實當光線穿透玻璃時，將無可避免的造成一些反射而降低亮度，鍍紅膜后因為反射嚴重亮度降低更多，這類望遠鏡正常是在雪地上陽光強烈照耀刺眼時，降低亮度所使用，在正常情況下使用，藍膜是比較好，綠色就更優秀的（好多名牌攝像機和照相機鏡頭都是採用鍍藍膜，就是這個道理）。

DCF、UCF、PCF是人們對望遠鏡型號的習慣稱呼，DCF是指採用別漢稜鏡的直筒式望遠鏡，UCF是指採用保羅稜鏡的小型望遠鏡，也就是常說的小保羅，採用稜鏡倒置式結構，PCF是指採用保羅稜鏡的大型望遠鏡，也就是常說的大保羅。

當我們每次把望遠鏡從箱中取出安裝或者大幅度移動時，都要重新調節兩個鏡的光軸平行，以便為觀測時創造方便的環境。首先我們來說一下簡單的操作方法：

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

鏡筒上會標註主鏡的焦距，以F表示，F600就是主鏡的焦距是600毫米，主鏡上會標註主鏡的口徑，80mm說明口徑是80毫米，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，天文望遠鏡的視野不會像雙筒望遠鏡那麼寬廣，如果想看的面積廣一點，可以選購F值大的目鏡（如20mm,25mm,40mm），反之，看到的範圍就會縮小（如8mm,12mm,4mm）。一般的家用天文望遠鏡所配備的目鏡視野為1度（兩個滿月直徑，就是說你的視場里能放進去兩個滿月）。調焦系統是調節清晰度的設備。

2，尋星鏡是一件重要的附件，特別對新手而言，因為它的作用是尋找目標。那麼為什麼它能夠尋找目標呢，這是相對而言的，上面我們說過，一般的望遠鏡視野為1度，而尋星鏡則可以達到6-10度，所以大視場的尋星鏡比主鏡更容易尋找目標。我們從尋星鏡的目鏡看，能夠看見視野中有一個十字絲，這就是定位的裝置，怎麼使用下面會講到。尋星鏡還有一個裝備就是有三個螺絲，這是為了調節尋星鏡的指向所用，下面會講到。

3，手控器，極大方便了我們認識和尋找星體，輸入當地的經緯度，讓望遠鏡鏡筒指北並水平。然後找一星，二星或者多星定位后，可以根據內置星體名稱尋找恆星，行星，星雲，星團，星座等．並且找到星體后能跟著星體移動．

如果望遠鏡帶有赤道儀，則必須調節望遠鏡赤經和赤緯軸平衡。（具體步驟省略。）

1．調節主鏡和尋星鏡的光軸平行

將望遠鏡安裝完畢后，首先我們選一處比較大的建築目標，如煙囪，空調室外機等。不要管尋星鏡，先選擇望遠鏡配備的最大F值的目鏡安裝到主鏡上（一般為20mm或者8mm），用主鏡慢慢找准所看物體，這裡用一個空調室外機上的標誌做例子，我們選擇大物體是為了讓主鏡能夠很容易的找到。大的物體很好找，我們調節焦距系統使影像清晰起來，並讓影像處於主鏡視野中心，找到后，把腳架全部鎖緊。注意，仔細的觀察主鏡里的影像，在腦子中把主鏡視野畫個十字平均，看看中心點是影像的什麼部分。

2．調節尋星鏡

主鏡已經把影像定下，下面來調節尋星鏡。轉動尋星鏡上的三個螺絲慢

慢的調節，把剛才在主鏡中心的影像盡量的調節到尋星鏡十字絲的中心，一定要耐心，這可能是最心急的時候。這裡要注意，有時候我們確實把影像調到了中心，但是觀察三個螺絲，有可能其中一個沒有頂在尋星鏡上，這說明這個調節不成功，只是碰巧而已，所以一定要觀察三個螺絲要頂到鏡筒上，哪怕是只碰到一點，這也為以後移動鏡子不會影響尋星鏡。當把影像調節到中心，光軸的調節工作大功告成。

3．以上兩個環節的目的是為了讓兩隻鏡筒光軸平行，而不是觀察某個體，一定要搞明白。

4．好了，兩隻鏡的光軸平行了，我們就可以觀測所有的物體。具體操作如下：

鬆開剛才鎖死的腳架，慢慢的移動到觀測物體的大致方位，要輕，否則尋星鏡可能會晃動，前面的工作就白費了。移動到大致位置后，首先通過尋星鏡內觀察瞄準，把要觀察的物體放到尋星鏡的十字中間（是轉動腳架，而不是尋星鏡），到了中心后，觀察主鏡，你就會發現被觀測物體老老實實地出現在主鏡的視場中了，調節焦距就會變清楚。這就是因為光軸平行的原因。如果你看不見，還是說明光軸沒調節好，或者移動的時候不小心動了尋星鏡，只能耐心的調節了。

1． 折射式：使用方便，視野較大，星像明亮，但有色差，會降低解析度，使用和維護比較方便。

2． 反射式：無色差，但彗差和像散較大，使得視野邊緣像質變差；常用的有牛頓式反射鏡，光學系統簡單，同樣的價格，能買到的反射鏡口徑最大，獲得最強的集光力。但是，由於需要調節光軸，對於初級天文愛好者使用較為困難；主鏡筒開放，與外界空氣接觸，氣流干擾觀測，而且容易腐蝕主反射鏡的鍍膜。

3． 折反射式(馬卡)：綜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-卡塞格林式和馬克蘇托夫-卡塞格林2種。但是，由於副反射鏡擋住了部分入射光線，影響進光。

1． 口徑：物鏡的有效口徑，在理論上決定望遠鏡的性能。口徑越大，聚光本領越強，解析度越高，可用放大倍數越大。

2． 集光力：聚光本領，望遠鏡接收光量與肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全開放時，直徑約7mm。70mm口徑的望遠鏡，集光力是70/7=10倍。

3． 解析度：望遠鏡分辨影像細節的能力。解析度主要和口徑有關。

4． 放大倍數：物鏡焦距與目鏡焦距的比值，如開拓者60/700天文望遠鏡，使用H10mm目鏡，放大倍數=物鏡焦距700mm/目鏡焦距10mm=70倍；放大倍數變大，看到的影像也越大。

放大倍數不是越大越好，最大可用放大倍數一般不大於口徑毫米數的1.5倍，超過最大有效放大倍數后，影像變大清晰度卻不會再增加。

5． 焦比：物鏡焦距長度與口徑的比值，相當於相機鏡頭上的光圈。如果口徑不變，物鏡焦距越長，焦比越大，容易得到越高的倍率；物鏡焦距越短，焦比越小，不容易得到較高的倍率，但影像更亮，視野更大。

*短焦距鏡（小焦比，焦比<=6）：適合觀測星雲、尋找彗星；

*長焦距鏡（大焦比，焦比>15）：適合觀測月亮和行星

*中焦距鏡（中焦比， 6<；焦比<=15）：適合觀測雙星、聚星、變星和星團，

更可以兩頭兼顧，很適合初學者。

6． 視場：望遠鏡成像的天空區域在觀測者眼中所張的角度，也稱視場角。放大倍數越大，視場越小。

7．極限星等：是望遠鏡所能觀測到最暗的星等，主要和口徑、焦比有關。正常視力的人，在黑暗、空氣透明的場合最暗可看到6等星，而70mm口徑望遠鏡的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五個星等的11等星。

1． 地平式：結構和使用簡單，調節精度低，不能跟蹤天體，適合初學者

2．赤道儀式：赤道儀在觀測時用來抵消地球自轉，跟蹤天體運行；結構和使用復

雜，調節精度高；赤道儀有手動和電動，手動跟蹤赤道儀適合專門的天文觀測，

高檔電動跟蹤赤道儀多用於專門的天文跟蹤攝影和觀測研究

3，經緯式；它在赤道儀的基礎上；更進了一步，通過手控器控制精密馬達，來尋

找天體目標，找到目標后能自動跟蹤．愛好者經常用來天文跟蹤攝影和觀測研究，

國際幾大品牌都是我國國內代工．

初學者熟悉地平式支架后，可以選擇手動赤道儀；初次使用也許會覺得調整複雜，但熟悉后觀測星空會輕鬆很多；業餘愛好者學習天文攝影時，也常使用電動跟蹤赤道儀（電導），但價格較貴。

白天可用望遠鏡觀測遠處的大樓，將大樓的輪廓線移到視野的1/4處，如果輪廓線上橙黃色或藍紫色特別明顯，或輪廓線彎曲得特別厲害，光學質量就很差；再觀看遠處的樹葉，一般60mm口徑的望遠鏡，能看清40米遠處的樹葉葉筋，看不清說明光學質量很差（博冠開拓者60/700 可以看清60米遠的梧桐樹葉筋）；晚上觀測星星時，如果看到星星帶很明顯的顏色，或是視野邊緣的星星拖著尾巴，其長度達到星星大小的2倍，說明光學質量很差，不適合天文觀測

*選擇31.7mm（1.25英寸）大目鏡介面才能獲得更好的光學質量。

1．望遠鏡是一分價錢一分貨，絕對不能貪圖便宜買地攤貨和小作坊廠家的產品。國內的一些知名望遠鏡品牌（如星林，MIDE,博冠、愛牧夫、天狼、晶華，星特朗等）的質量和信譽較好，有正規的銷售點，可以現場自己挑選，對於100mm以下的望遠鏡，國內品牌的望遠鏡性價比相當不錯了。

2．根據個人的經濟能力，盡量選擇口徑大的望遠鏡；

對於初學者入門，一般的觀星可選用7X50雙筒望遠鏡，攜帶方便。條件較好的建議選60mm、70mm、80mm口徑折射鏡：

首先是攜帶、使用及維護方便，可以經常帶出觀測（100mm以上相對來說過重，攜帶很不容易；觀看東西的多少取決於觀測的次數而不是望遠鏡的口徑）；

其次即使在光害嚴重的城市，也能觀看太陽黑子、月面和木星、土星等明亮天體

另外價格低廉，以後購買更大更好的望遠鏡時，還可升級作為導星鏡，充分利用

3．天文望遠鏡品牌眾多，也各有優缺點。但這些都是我們所能承受的或不影響入門學習觀測的。記住一點，十全十美的鏡子不存在，選擇適合自己的最重要。你花一年的時間選擇買什麼樣的鏡子，這樣你就比別人少了一年觀測學習的時間，對於鏡子本身的使用和認識也落後了。我的意思是說，聽別人說的再多，也比不上自己拿著鏡看來的實惠。

1．絕對不能直接用望遠鏡觀看太陽，觀看太陽必須通過投影法或有專門濾光措施，否則會燒壞視網膜，而且會對主鏡造成一定損害。

2．不要把望遠鏡當做玩具，望遠鏡是精密光學儀器，要細心使用和維護

3．不要認為用望遠鏡什麼都能看到，通過望遠鏡確實能觀看到肉眼不能分辨的天體和天體上的細節，但觀看效果越好，價格也越高，沒有十全十美的望遠鏡，選擇適合自己的最重要；

4．對於每一台望遠鏡，都有它合適的放大倍數。超過這個倍數並不能增強分辨能力，反而會使物體變得很暗，難以看清。60mm～80mm口徑的望遠鏡，合適的放大倍數應小於100倍，200倍的放大倍率幾乎什麼都看不到。

5．如果無法在夜空中識別五個以上的星座，就不要著急使用望遠鏡，因為無法尋找可觀測的星星，就只能看月亮；

6．天文望遠鏡通常也可以觀看風景或動植物，可以很容易得到比雙筒望遠鏡更高的放大倍率。不過使用倍率應在100倍以下，20-50倍最合適。

1．倍率

透過天文望遠鏡看地上的風景或月亮，物體好像變的好近了，同時，也可以看見月亮表面許許多多的坑洞，這是因為望遠鏡有放大的功能。

望遠鏡的倍率是如何計算的呢？倍率是由物鏡的焦距除以目鏡的焦距。

目鏡的焦距

在倍率的計算中，通常物鏡的焦距是固定的，而變換不同的目鏡，就可以使用多種不同的倍率觀測星星季節。放大倍率越大，看到的範圍就越小。

2．集光力

望遠鏡的另外一個重要的性能是集光力。集光力是表示望遠鏡收集光線的能力。聚光能力的大小，是由天文望遠鏡的口徑大小來決定，口俓越大，集光能力就越強，可以看到更暗的星星。

3． 解析度

解析度是剛好能把兩個點區分開的最短距離。望遠鏡的解析度大小以極限分辨角來表徵。分辨角越小，解析度越好。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，分辨力越好。除了考慮望遠鏡本身的極限分辨角外，還要注意人眼了極限分辨角（約1度）的限制，望遠鏡的角放大率要足夠大，防止人眼限制了其分辨力。

4． 極限星等

星等越大，代表星星越暗，一台天文望遠鏡能看到多暗的星星是有一定的限制，所以每台天文望遠鏡，都有這大自然一台望遠鏡的極限星等。譬如說，一台望遠鏡只能看到13等的星星，它就看不到15等的星星。

5．物鏡

物鏡直徑越大，就能看到更暗的星等，小直徑的物鏡適合觀測行星，對於不同的星體需採用不同口徑的天文望遠鏡。

6 . 出瞳直徑

望遠鏡的出瞳直徑要與人眼的眼瞳匹配。人的眼瞳能在2mm至8mm的範圍內變化，在晴朗的白天，人的眼瞳為2mm，出瞳直徑D'=D/（Γ+1），其中Γ為視覺放大率，D為入瞳直徑（物鏡口徑）。一味地提高放大率，出瞳直徑減小，像面晃動明顯，小過眼瞳時，視野反而會變暗。

主鏡筒

主鏡筒是觀測星星的主要部件。

尋星鏡

主鏡筒通常都以數十倍以上的倍率觀測星體。在找星星時，如果使用數十倍來找，因為視野小，上海天文台要用主鏡筒將星星找出來，可沒那麼簡單，因此我們就使用一支只有放大數倍的小望遠鏡，利用它具有較大視野的功能，先將要觀測的星星位置找出來，如此就可以在主鏡筒，以中低倍率直接觀測到該星星。

目鏡

如果一部天文望遠鏡缺少了目鏡，就沒有辦法看星星。目鏡的功用在於放大之用。通常一部望遠鏡都要配備低，中和高倍率奇觀三種目鏡。

赤道儀赤道儀是一種可以跟蹤星星，長時間觀測星星的裝置。赤道儀有許多種形式，我們經常看到的是德國式的赤道儀。赤道儀分成赤經軸和赤緯軸，其中重要的是赤經軸。在使用上，必須先將赤經軸軸心對準天球北極點，當找到星星之後，開啟追蹤馬達，鎖住離合器，即可追蹤星星。為了方便赤經軸對準北極星，北京天文館在赤經軸中心裝置了一支小望遠鏡，叫做極軸望遠鏡。在赤經和赤緯軸上，有大和小微調，它們的功用是在於找輔助找星星之用。

經緯台

經緯台馬達可以驅動赤經軸，尋找並以跟地球自轉相同的角速度逆向轉動，跟蹤星星，將星體長時間保持在視野中觀測。此外，也可以利用較快的速度尋找欲觀測的星星，以及增減速上海氣象來做天文攝影的功能。赤緯追蹤馬達的功用是當觀測中的星體偏離視野中心，尋找星體和天文攝影時，做調整及修正之用。一般赤道儀應有赤經馬達，若需要長時間的攝天文影，就同時需要赤經和赤緯馬達。

三腳架台和腳架

三腳架台是承接赤道儀和鏡筒，以連接腳架用的，腳架是承載望遠鏡和赤道儀，並且做為一種使用的支柱。小型赤道冰河時代3儀通常使用三腳架，較重的赤道儀，則為單柱腳。

赤道儀控制盒和電源

赤道儀要能運轉，就必須要使用電源，驅動追蹤馬達工作。一般可攜帶型式的赤梅雨歌道儀，都要購置乾電池或蓄電池，適合野外山區的使用。赤道儀的控制盒設計有許多種功能，如此才能觀測星體，尋找星體和從事天文攝影等的需求。