望远镜如何工作：光学、无线电和太空天文台详解

望远镜的基本工作是收集比人眼能够收集的更多的电磁辐射，并将其聚焦。望远镜主镜、透镜或天线的直径（其孔径）决定了两件事：它能收集多少微弱光线，以及它能多精细地分离细节。根据美国国家无线电天文学天文台（NRAO）的说法，更大的孔径意味着更微弱、更遥远的物体变得可见，更精细的结构进入视图。

光学望远镜：透镜、镜子和大气问题

经典光学望远镜用透镜（折射镜）或镜子（反射镜）收集可见光。例如，哈勃太空望远镜采用反射设计：光线撞击一个2.4米的凹形主镜，反弹到一个约0.3米宽的较小副镜，然后通过主镜上的一个孔返回到达科学仪器，根据美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心的说法。这种两镜配置称为Ritchey-Chrétien设计，旨在在宽视场内保持图像清晰。

在地面上，即使是最好的观测点也受到大气湍流的影响，这会使星星闪烁并模糊细节，根据欧洲南方天文台（ESO）的说法，该台在智利运营甚大望远镜。ESO的解决方案是自适应光学：波前传感器测量星光被扭曲的程度，计算机控制的可变形镜在实时进行校正。当目标附近没有明亮的天然星星时，ESO会向上层大气发射强大的激光来创建人工参考星。ESO表示，这种校正可以使地基可见波长图像几乎与太空望远镜图像一样清晰，成本仅为太空望远镜的一小部分。

为什么有些望远镜必须离开地球

地球大气不仅模糊图像，而且完全阻挡整个波长。根据天文教育网站Las Cumbres Observatory的说法，大气吸收或反射大部分紫外线、X射线、伽马射线和大部分红外辐射，只让可见光、一些红外线和部分无线电波通过。这就是为什么为研究这些被阻挡的波长而建造的天文台——如X射线焦点的钱德拉天文台、伽马射线费米太空望远镜和红外任务如斯皮策和赫歇尔——必须在大气之上运行，而不是坐在山顶上。

X射线望远镜也需要与可见光望远镜完全不同的光学设计。根据哈佛-史密松天体物理学中心的钱德拉X射线中心的说法，X射线光子的能量非常高，以至于它们会直接穿过面对它们的常规镜子，就像子弹会打穿墙壁一样。钱德拉的解决方案是将镜子倾斜，使X射线以浅掠角撞击并反弹进焦点，类似于石头在水面上跳过。根据钱德拉X射线中心的说法，钱德拉使用四对桶形镜对，打磨得平滑到几个原子的程度，并涂有铱，对齐到约1.3微米以内——这是人类头发宽度的一小部分。

红外巨人：看穿尘埃和回溯时间

詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）旨在检测可见红色到中红外波长的光，覆盖大约0.6至28.8微米，根据美国国家航空航天局的说法。其主镜跨越6.6米，由18个六边形金涂层分段组成，给它的收集面积约为哈勃的5.6倍。选择黄金是因为它对红到中红外光的反射特别好。美国国家航空航天局表示，这种大小和波长范围的结合使韦伯能够检测距离超过135亿光年远的星系的微弱红外光，而红外光可以穿过致密的尘埃云，这些尘埃云阻挡了哈勃仪器能检测到的大部分可见光。韦伯围绕太阳-地球L2点运行，距地球约150万公里，在那里它远离太阳和地球的温暖、散射光的影响。

无线电望远镜：充当一个巨大眼睛的盘子

根据NRAO的说法，无线电望远镜收集天文学家使用的最长波长的光，从约1毫米到超过10米。每个天线都有一个抛物面盘，可以将传入的无线电波聚焦到接收器上，接收器放大信号以供分析——NRAO将此过程描述为功能类似于光学望远镜，但调谐到远弱、远长的波。NRAO指出，研究的无线电信号极其微弱——据其估计，典型的手机信号强度大约是这些望远镜检测到的宇宙无线电波的十亿亿倍。

单个盘子面临分辨率问题：因为角分辨率取决于波长除以天线直径，而无线电波长非常长，即使是绿岸望远镜这样的大盘子也无法单独匹配光学望远镜的精细细节，NRAO说。解决方案是干涉测量法——将许多盘子连接在一起，分散在长距离上，使它们充当一个更大的望远镜。NRAO举例说明了甚大阵列（VLA），其在新墨西哥州的27个活跃盘子（加上一个备用）可以使用大约40英里的轨道铁路展开，以及阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA），它在智利连接66个盘子，作为这种方法的例子，用于映射星系、探测黑洞和研究最早的宇宙结构。

不同波长揭示的内容

• 可见光望远镜，无论是地面还是太空基地，都可以捕捉最接近人眼能看到的星星、星系和星云。
• 像韦伯这样的红外望远镜可以看穿尘埃云，可以到达一些已知的最遥远、最古老的星系，根据美国国家航空航天局的说法。
• 像钱德拉这样的X射线望远镜是为研究爆炸的星星、星系团和围绕黑洞旋转的物质而建造的。
• 像VLA和ALMA这样的无线电望远镜阵列通过将许多盘子组合成一个有效仪器来映射冷气体、遥远的星系和黑洞环境，根据NRAO的说法。