現在研究型望遠鏡， 大多以反射式為主， 包含電波望遠鏡。
也鹿 是林 反天 射文 式台 的一 ！米
望 遠 鏡
圖片來源：.tw/lot/
集光能力：
一般天體每秒輻射出來的光子， 不是全數朝向觀測者飛奔而來，
而是向四面八方飛去。
所以口徑愈 大 的望遠鏡
可以攔截到較多的光子， 也就能更靈敏地偵測到 天空中的暗源，以及更遠的天體。 因此有更大鏡面面積的望遠鏡時， 能探索更遠或更早以前的宇宙
5.1.1 黑暗中尋找光明
天文學是一門觀測的科學， 但與一般的科學實驗有何不同？
天文研究的對象多是 遙不可及的遠方天體， 天文學家只能藉測量、解析 天體發出的電磁波（光子）
了解其性質。
天文學家收集光子的最得力工具？ 望遠鏡！
為何需將望遠鏡放到外太空？ 電磁波接近地球時， 哪些波段可以穿透大氣層？
課本圖2.4
5.1.3 觀測宇宙的方法與工具
望遠鏡出現前， 天文觀測儀器 主要目的： 測量天體 在天球上的位置。
伽利略將天文學 帶入望遠鏡時代， 天文學家便藉由 增加鏡面大小 提升觀測極限。 並發現過去 看不見的天體 或已知天體 在形態上的細節。
伽利略在400年前觀測 天體所使用的望遠鏡。
英國羅斯勳爵 （19世紀） 用72吋望遠鏡 觀測手繪的M51。
夏威夷毛納基山頂峰的凱克望遠鏡
圖片來源：/emastroianni/image/102721504/original
夏威夷大學的凱克望遠鏡 為直徑10米反射式
圖片來源：/wiki/File:Primary_Mirror_of_Keck_Telescope.jpg
近代的天文觀測科技特色：
二、 太空望遠鏡 為了擺脫地球大氣對影像解析度 或電磁波穿透率所帶來的問題， 最好的解決方案是 把望遠鏡放在大氣層外。
20世紀後半期， 人類陸續地把 微波到伽瑪射線 波段的天文望遠 鏡放在太空中， 最家喻戶曉的是 哈柏太空望遠鏡
圖片來源：/hubble-space-telescope-18-years-and-100k-orbits-later-still-ticking/
正在規劃中的美國30米可見光望遠鏡
正在規劃中的歐洲的100米可見光望遠鏡。
因應大口徑光學望遠鏡的出現， 引發以下兩項技術的發展：
（1）合成面鏡：
（2）自適應光學
（1）合成面鏡
36 1.8
凱
米 的 六 角 形 鏡 片 組
克 望 遠 鏡 主 鏡 片 由
合 而 成
片 口 徑
圖片來源：Mauna Kea Observatories
美國里克天文臺（Lic 91公分搭配傳統底片 於1900年所攝得。
哈柏太空望遠鏡以 不同波段濾鏡觀測， 並以CCD記錄下來。
望遠鏡的光學系統： 望遠鏡如何聚焦成像？
望遠鏡要收集發自天體 向四面八方飛去的光子，
還要將其聚焦到 一固定的位置。
較早的望遠鏡 利用透鏡將 入射的光子 折射到焦點
後發展成以 面鏡取代透鏡， 以反射的方式 來聚焦。
近代的天文觀測科技特色：
一、 大型望遠鏡的設計 二、 太空望遠鏡 三、 陣列望遠鏡 四、 非可見光天文學
近代的天文觀測科技特色：
一、 大型望遠鏡的設計
要偵測遙遠黯淡的天體， 望遠鏡的靈敏度必須愈來愈好。 增進靈敏度的主要關鍵 加強集光的能力， 在可見光的波段， 研究級望遠鏡的口徑不斷增加。 目前最大的口徑的等級為8∼10公尺 ；下兩個世代將達30及100公尺等級Fra bibliotek 記錄天文影像：
透過望遠鏡，能看到過去是 黯淡或空間上不可分辨的物體或結構，
但如果這些聚焦的光沒有記錄起來， 只進入我們視網膜及腦海中， 則天體輻射出來的光子
並不能隨曝光時間增加而累積起來。
如何紀錄呢？ 底片與CCD
5.1.4 近代的天文觀測科技
天文望遠鏡的演進在過去 400年間不時有技術上的突破，
大面積光學面鏡 改進集光能力、影像解析能力。 大氣造成的影像模糊變成 亟需解決的問題。
如何解決大氣擾動問題？
威廉赫歇爾望遠鏡
而再自 做反適 即射應 時回光 的來學 修以： 正計利 。算用
大雷 氣射 的光 擾打 動入 程大 度氣 ，
美國的凱克望遠鏡在使用自適應光學系統 前（左圖）後（右圖） 所取得的海王星影像。
臺灣與其他國家合作的大型天文計畫 SMA位於北半球的夏威夷。
臺灣與其他國家合作的 大型天文計畫ALMA 位於南半球的智利。
美國新墨西哥州的極大陣列 (VLA)無線電波望遠鏡
圖片來源：/wiki/Very_Large_Array
但最令人注目的成就 主要發生在20世紀的後半期。
在前200、300年間：
1
望遠鏡 逐漸從 折射式， 轉變為 反射式
2
3
攝影術 傳統底片 光譜儀、 在20世紀 其他波段 末逐漸被 望遠鏡 ─ CCD 興起。 取代。
為了觀測到更暗的天體、 得到更好的影像解析度、 降低地球大氣帶來的影響，
近代的天文觀測科技 有下列幾項特色：
近代的天文觀測科技特色：
三、 陣列望遠鏡：由於口徑愈大的 望遠鏡可獲得愈佳解析度的影像， 所以天文學家便利用干涉原理將數 個望遠鏡組成一個陣列，用它們來 同時觀測同一天體。由此所得的影 像解析度理想上可以達到口徑大小 相當於陣列中相鄰最遠望遠鏡之間 距離的單一望遠鏡所得的結果。
這種技術目前較普遍應用在電波 望遠鏡，但也逐漸擴及於其他的 波段。臺灣與其他國家合作的大 型天文計畫──次毫米波陣列望遠 鏡（SMA）與Atacama大型毫米 及次毫米波陣列（ALMA）， 都是利用干涉技術的 電波陣列望遠鏡（下圖）。
影像解析能力：
望遠鏡能偵測到更暗的天體， 提供遠方天體在夜空中的空間性質，
例如辨認出天上的雙星系統； 伽利略用望遠鏡才發現月球表面的坑洞，
以及銀河乃由繁星所組成。
圖 5.12 高靈敏度的觀測數據 （通常可藉由長時間曝光或大口徑望遠鏡達到） 可讓極為黯淡的天體（b） 現身於看似空無一物的漆黑夜空（a）中。