光學望遠鏡
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光學望遠鏡是用於收集可見光的一種望遠鏡，並且經由聚焦光線，可以直接放大影像、進行目視觀測或者攝影等等，特別是指用於觀察夜空，固定在架台上的單筒望遠鏡，也包括手持的雙筒鏡和其他用途的望遠鏡。 光是由光子構成，而專業的望遠鏡會由電子探測器來收集光子。光學望遠鏡有三種主要的形式：折射望遠鏡 （使用凸透鏡折射聚焦）、反射望遠鏡（以鏡片反射光線並聚焦）和使用透鏡和反射鏡片組合的折反射望遠鏡（複合式望遠鏡），如馬克蘇托夫望遠鏡和史密特攝星鏡。
[编辑] 工作原理關於反射、折射和折反射望遠鏡具體設計和詳細的資料，請參閱反射望遠鏡、折射望遠鏡和折反射望遠鏡條目 設計圖中最基本的元素是收集光線的物鏡（透鏡(1)或凹面鏡）、在一段距離外的物體(4)在焦平面上形成一個實像(5)。這個影像可以被記錄或經過作用如同放大鏡的目鏡(2)，讓眼睛(3)可以看見遠處被放大的虛像(6)。 
使用兩個凸透鏡成像的望遠鏡產生的影像是倒置的，觀賞地面景物的望遠鏡和雙筒望遠鏡使用稜鏡（一般為普羅稜鏡）或是在物鏡和目鏡之間再安裝一個或更多的透鏡將影像轉正，這樣就能看見正立像。 許多形式的望遠鏡會使用次鏡（副鏡）甚至第三個鏡片來摺疊光路，這些也許是光學設計的整體部分（卡塞格林反射望遠鏡和其他類似），但也有望遠鏡以更簡潔的方法和在更方便的位置上安置目鏡或探測器使用。在大型望遠鏡上，這些附加的鏡片通常是為了提供更大的視野或是改善影像的品質。 <!—沒有特別的理由需要提及馬克蘇托夫望遠鏡，這是罕見的形式，而卡塞格林反射望遠鏡是這一類型望遠鏡設計的始祖。同樣的，單獨摺疊光路，也就是只使用平面鏡，也不能縮小視場。--> [编辑] 角分辨率忽略大氣擾動（視象度或稱寧靜度）對影像品質的影響和光學望遠鏡的缺點，一架光學望遠鏡的角分辨率取決於物鏡，也就是望遠鏡口徑大小。雷利準則提供分辨力的極限值αR（徑度量）：
此處λ是光的波長，D式望遠鏡的口徑。對可見光(λ = 550rmnm)，公式可寫成：
此處，αR 以角秒為單位的極限值，口徑D單位是毫米。 在理想情況下，一對聯星的距離即使略小於這個極限值αR也還能被分辨出來，這就是戴維斯極限：
實際上，口徑越大，角分辨率就越好。 此處要特別強調的是，角解析度不是為望遠鏡的最大放大率（或倍率）所提供的，經銷商所提供的最大倍數是望遠鏡倍率的上限值，由於超越了物鏡能力範圍的最大倍率與角分辨率，不能把影像變得更清楚，通常得到的影像品質也是最差的。 對大型的固定地基望遠鏡，角分辨率的極限是由視象度決定，現今發展之望遠鏡安置在大氣層之上，來消除空氣對影像擾動影響角分辨率，也就是太空望遠鏡、氣球望遠鏡和安裝在飛機上的望遠鏡（庫柏機載天文台、同溫層紅外線天文台(SOFIA)或將地基望遠鏡加裝調適光學和斑點成像。） 近來，光學望遠鏡的綜合口徑陣列變得更實用，經由空間中一組小口徑望遠鏡組合，在小心操控的光學平面連結下，可以獲得更高的解析度。但是這些干涉儀仍只能用於觀測明亮天體，像是恆星或是活躍星系核，例如參宿四的星斑影像可以在此看見。 [编辑] 焦長和焦比焦距決定了望遠鏡在配上目鏡、一定大小的CCD或普通底片後可能觀看的視野大小。望遠鏡的焦比（焦距比或f數，即攝影術語之「光圈」）是焦長和物鏡口徑（直徑）比值。因此當口徑（集光力）不變時，焦比低的視野較大。廣角望遠鏡（像是天體照相儀）用來追蹤衛星和小行星，或是從事宇宙射線的研究和巡天觀測。低焦比望遠鏡的像差比高焦比的更難以消除。 [编辑] 集光力一架望遠鏡的集光力直接與物鏡（透鏡或鏡片）的直徑（即口徑）有關。要注意圓面積與半徑的平方成正比，因此當望遠鏡的鏡片直徑增加三倍時，集光力會增加九倍，口徑越大收集的光線越多；另外靈敏度高的影像設備（如CCD）能在較少的光量下獲得比較好的影像品質。 [编辑] 研究用的望遠鏡幾乎所有用於研究的大型天文望遠鏡都是反射鏡，其原因是：
光學望遠鏡大小在20世紀穩定的增加，在1910至1940年增加一倍，在1940至1990年又增加一倍。現在最大的望遠鏡是11公尺的SALT和Hobby-Eberly望遠鏡，以及10.4公尺的 Gran Telescopio Canarias。 在1980年代，在技術上作出改進的新一代望遠鏡有了長足的進步，這些進步包括多鏡片望遠鏡，可以控制鏡片的個人電腦，另一個主要的進展是旋轉的熔爐，可以用離心力讓望遠鏡的鏡片在融爐中就接近要磨制的形狀（曲率半徑）。 [编辑] 其他形式
由於雙筒望遠鏡有視場較廣，較明亮且容易操作、較專業望遠鏡便宜等原因，成為天文愛好者平時學習觀測的常用器材，而較大口徑的雙筒望遠鏡更成為了一些天文愛好者成功尋得新彗星的重要器材；另外亦有天文愛好者嘗試把兩具同一口徑的反射望遠鏡組裝成雙筒鏡遠鏡。 [编辑] 相關條目
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