望遠鏡如何工作：光學、射電和太空觀測站詳解

望遠鏡的基本工作是收集比人眼能接收的更多電磁輻射，並將其聚焦。根據美國國家射電天文學天文台（NRAO）的說法，望遠鏡主鏡、透鏡或天線的直徑——其孔徑——決定了兩件事：它能收集多少微弱光線，以及它能多精確地分離細節。更大的孔徑意味著更暗、更遠的天體變得可見，更精細的結構也進入視野。

光學望遠鏡：透鏡、鏡面和大氣問題

經典光學望遠鏡用透鏡（折射望遠鏡）或鏡面（反射望遠鏡）收集可見光。例如，哈勃太空望遠鏡採用反射式設計：光線撞擊2.4米的凹面主鏡，反彈到較小的次鏡（約0.3米寬），然後通過主鏡上的孔洞到達科學儀器，根據美國國家航空航天局戈達德太空飛行中心的說法。這種被稱為Ritchey-Chrétien設計的雙鏡配置旨在在寬廣的視場內保持影像銳利。

在地面上，即使是最好的觀測地點也會遭受大氣擾動的影響，這會導致星星閃爍並模糊細節，根據歐洲南方天文台（ESO）的說法，該台運營位於智利的甚大光學望遠鏡。ESO的解決方案是自適應光學：波前感應器測量恆星光線受到的扭曲程度，計算機控制的可變形鏡在實時內校正扭曲。當目標附近沒有明亮的天然恆星時，ESO向高層大氣發射強大激光以創建人工參考星。ESO表示，這種校正可以使地面可見光波長的影像幾乎與太空望遠鏡的影像一樣銳利，但成本僅為太空望遠鏡的一小部分。

為什麼有些望遠鏡必須離開地球

地球大氣層不僅模糊影像——它還直接阻擋整個波長。根據天文學教育網站Las Cumbres Observatory的說法，大氣層吸收或反射大部分紫外線、X射線、伽馬射線和大部分紅外輻射，主要讓可見光、一些紅外線和射電光譜的一部分通過。這就是為什麼為研究這些被阻擋的波長而建造的天文台——如以X射線為主的錢德拉天文台、伽馬射線費米太空望遠鏡，以及如斯皮策和赫歇爾這樣的紅外線任務——必須在大氣層上方運行，而不是坐在山頂上。

X射線望遠鏡也需要完全不同於可見光望遠鏡的光學設計。根據哈佛-史密森天體物理中心的錢德拉X射線中心的說法，X射線光子的能量非常高，以至於它們會直接穿過正對著它們的傳統鏡面，就像子彈會穿過牆壁一樣。錢德拉的解決方案是傾斜其鏡面，使X射線以淺掠射角撞擊並反射聚焦，類似於石子在水面上漂動。根據錢德拉X射線中心的說法，錢德拉使用四對桶形鏡面，拋光至原子級平滑度並用銥涂層，對齐精度在約1.3微米以內——人類頭髮寬度的一小部分。

紅外線巨人：看穿塵埃和回到過去

詹姆斯韋伯太空望遠鏡（JWST）是為了檢測從可見紅色到中紅外波長的光線而建造的，覆蓋大約0.6至28.8微米，根據美國國家航空航天局的說法。其主鏡跨越18個六邊形金涂層片段的6.6米，提供的集光面積約為哈勃的5.6倍。選擇金是因為它特別好地反射紅色到中紅外光線。美國國家航空航天局表示，這種尺寸和波長範圍的組合讓韋伯能夠檢測到超過13.5億光年之外的星系的微弱紅外線，而紅外線光可以通過密集的塵埃雲層，這些雲層會阻擋哈勃儀器能檢測到的大部分可見光。韋伯在日地L2點運行，距地球約150萬公里，在那裡它遠離太陽和地球溫暖的散光效應。

射電望遠鏡：充當一隻巨大眼睛的碟形器

射電望遠鏡收集天文學家使用的最長波長光線，從約1毫米到10多米，根據NRAO的說法。每個天線都有一個拋物面碟形器，將傳入的無線電波聚焦到接收器上，接收器放大信號以進行分析——NRAO將這一過程描述為功能類似於光學望遠鏡，但調諧為遠弱得多、遠長得多的波。NRAO指出，所研究的無線電信號非常微弱——根據其估計，典型手機信號的強度大約是這些望遠鏡檢測到的宇宙無線電波的十億倍十億倍。

單個碟形器面臨分辨率問題：因為角分辨率取決於波長除以天線直徑，而射電波長非常長，即使是格林班克望遠鏡這樣的大碟形器單獨也無法匹配光學望遠鏡的精細細節，NRAO說。解決方案是干涉測量法——將許多分散在長距離上的碟形器連接起來，使它們充當一個更大的望遠鏡。NRAO引用了甚大陣列（VLA），其在新墨西哥州的27個活躍碟形器（加上一個備用）可以在使用大約40英里鐵軌的配置中展開，以及阿塔卡馬大型毫米/亞毫米陣列（ALMA），它在智利連接66個碟形器，作為這種方法的例子，用於繪製星系圖、檢測黑洞和研究最早的宇宙結構。

不同波長揭示什麼

• 可見光望遠鏡，無論是地面還是太空，捕捉離人眼所見最接近的恆星、星系和星雲。
• 如韋伯這樣的紅外線望遠鏡可以透過塵埃雲層，並能到達已知最遠、最古老的一些星系，根據美國國家航空航天局的說法。
• 如錢德拉這樣的X射線望遠鏡被用來研究爆炸的恆星、星系團和在黑洞周圍旋轉的物質。
• 根據NRAO，如VLA和ALMA這樣的射電望遠鏡陣列通過將許多碟形器組合成一個有效的儀器，來繪製冷氣、遠距星系和黑洞環境的圖。