【大型科普】天文器材知识

这个帖子发出来实际上是基于我对一些国内论坛的观察。

现在精品区里的天文器材介绍的贴子很多，但是基本上都是从网上别的地方copy的，有的贴子资料过于老旧，有的贴子介绍的器材过于高端，还有的贴子里面谣言众多，不适合阅读，总之这里大多数刚刚入门的新手看了这样的贴子后，依然会很浮躁。

本帖内容，如果没有意外的话，会这样设计：
序1 摄影基本知识
序2 各类专用名词的概念
1 天文光学系统简述
2 成像误差的种类以及特点
2.1 球面像差
2.2 彗形象差
2.3 有色像差
2.4 其他像差---场曲，象散，
3 折射光学系统
3.1 普通消色差式
3.2 低色散(ED)
3.3 复合消色差式(APO)
4 常见反射光学系统
4.1 牛顿式
4.2 卡塞格林式
4.3 李奇---克莱琴式
5 常见折反射光学系统
5.1 施密特-卡塞格林
5.2 马克苏托夫--卡塞格林
6 成像特征
6.1 分辨率
6.2 反差
附：如何选购天文望远镜

7  冷门镜种
7.1 马克斯托夫---牛顿式
7.2 施密特--牛顿式
7.3 施密特摄星仪
7.4 偏轴牛反

1 摄影基本知识

由于是科普贴，所以我不会像某些专家写书一样拐弯抹角地引入主题。在摄影基本知识里面，我想重点讲三个最基本的概念：光圈，快门，感光度。

摄影是试图将物体的成像记录在感光介质上的行为。所以，我们最关心的，是摄影中的【曝光量】。



曝光量是衡量底片上累计光子总数的物理量，跟以下这两个量有关：光圈，快门。

1 光圈
我们知道，无论是摄影镜头还是望远镜，如果把镜头等效成一片凸透镜的话，它通常会有一个固定的焦距。至于什么是焦点与焦距，给个传送门：http://tieba.baidu.com/p/1607056 ... 0&cid=0#20019776540
而曝光时，底片上单位面积单位时间接受到的光子数，即我们通常所说的【亮度】，却跟镜头的口径没有关系。小时候大家都玩过放大镜吧。用放大镜烤蚂蚁时，烤的最快的镜子不是口径最大的那一支，而是口径/焦距最大的那一支。焦距越短，成像就越亮。

我们把焦距/口径这个值，称为光圈，也称【相对口径】。它表征了底片上成像的明亮程度，记做F/.



f/2，就是焦距为口径2倍的镜头，以此类推。
谈到光圈，就要谈光圈的分级。由于光圈计量的时候，是以直径作为单位，但实际上通光量与面积成正比。所以让通光量增加一倍，口径只需要增加1.41421856237倍就可以了。如上图所示，光圈数每乘以1.4，意味通光量减少到原来的一半。

相机内部还有另外一个调节亮度的指标：ISO感光度

感光度，现在常用的就是ISO国际标准感光度，简称ISO. 具体是什么样的标准我也不知道。感光度也是分档的，ISO100 200 400 800 1600这样。现在比较恐怖的高感光相机，例如佳能1DX,ISO可以飙到200000,不过那画质已经连渣都不如了。

ISO每增高一档，数值就变大一倍，感光能力就增加一倍，在同样的曝光值下，可以把快门提高一档，光圈缩小一级。不过，相应的画质也会降低。

现在我们要说一说测光和对焦的问题。

对焦，就是让焦点与感光元件重合的过程。


在天文摄影中，我们一般会使用手动对焦，但在日常摄影中现在的机器，已经都能够自动对焦了。请注意：
【对焦】和【变焦】是两个概念。
一般来说，镜头的焦距不可改变，也就是说镜头的视角是固定的。但是后来地球人发明了变焦镜头，解决了这一问题。变焦镜头就是用一支镜头替代很多只定焦镜头，这样可以把物体缩小放大。
而对焦的过程，不会改变焦距的大小，改变的是另外一个量：镜头与感光元件的距离。

测光：

你可以去百度一下【阳光十六法则】。这个是手动相机时代的产物，现在已经基本不再使用了。
手动相机的时代，测光是一件比较麻烦的事情，所谓【对焦基本靠扭，测光基本靠瞅，变焦基本靠走，防抖基本靠肘】说的就是那个时代的事情。现在的相机已经可以做到自动测光了，相机会分析光线的色彩，强度等等， 然后得到一组{光圈，快门，ISO}的组合值，这就是自动测光。

有的时候相机会让你去选择光圈，然后它计算快门速度和感光度，这就是A档：光圈优先。
如果你去手动选择快门，由相机计算光圈值和感光度，这就是S档：快门优先
为啥没有ISO优先？很简单，在允许的情况下，我们都愿意选择低ISO。谁会无聊到没事干天天看噪点玩？

由于这里不是摄影论坛，所以摄影器材方面的知识我不做过多介绍，仅仅是引入光圈和曝光时间两个物理量，以方便后面介绍望远镜好说话

第二部分是天文望远镜的综述

天文望远镜的内部结构实际上没有你想象的那么复杂。说白了，天文望远镜只是一个收集光线的仪器。

天文望远镜的结构，跟我们的显微镜是一样的，基本上就是由物镜和目镜组成。
下面我们以最普遍的折射式天文望远镜为例，说一下天文望远镜的结构。

在维基百科上找到了一张比较清晰的示意图
红色的1，这个部分就是物镜，收集光线用的
红色的2，这个部分是望远镜的目镜，用眼睛往里瞅的。
英文写的意思，是开普勒式望远镜的结构。
实际上，现在我们早已经不作此称呼了。这是因为现代爱好者手中的望远镜，目镜都是可以拆卸的，开普勒望远镜跟伽利略望远镜的区别就在于目镜。

天文望远镜看到的像是5.是一个倒立缩小的实像。我们之所以认为望远镜把物体拉近了，那是因为这个实像离我们的眼睛很近，所以视角很大，如图中虚线所示。这样看起来就像放大了一样。

但是，光学理论告诉我们，没有一种变换能够把物还原为跟物完全相似的像。因为光学系统不可避免地会有各种各样的像差。

何谓像差？像差(Abberation)，就是成像的误差。我们的望远镜都有一定的成像误差。像差控制的水准，是衡量一架天文望远镜光学质量最重要的因素。我们平时所说的“成像模糊”，其实就是像差太大被人眼察觉了。

下面，我们介绍几种简单的像差。
1 球面像差。
如果天文望远镜中使用了球面镜片，那就不可避免地会有球面像差，也称对称像差。
为什么使用球面镜就会有球差？在这里简单地说两句：想让单色平行光折射后在中心汇聚到一个点，镜片必须做成双曲面，而要想让成像在中心和非中心都汇聚成一个点，那么我们需要笛卡尔六次曲面的镜片。这些曲面极难加工，成本非常高昂，所以我们经常用曲率比较小的球面来替代。球面与球面的组合，按照光学设计的理论，是可以消除一些球面像差的，

但我们知道，要想拟合出一个完美的抛物面或者双曲面，理论上需要无数个曲率不等的球面进行组合（有点像泰勒展开或者傅里叶展开）。所以使用有限个球面镜片的望远镜，是不可能完全消除球差的。

有球面像差的望远镜的成像是什么样子的？
请看下图。


解释一下这张图；
横着看，分别表示望远镜焦点以 离焦--合焦--离焦 的变化。三行图片，表示三种望远镜的成像：有球差，无球差，球差修正过度。

有球差的望远镜，如果观察焦内的星点，你会发现边缘是亮的。剩下的以此类推。

色差：


色差就比较好解释了。
天文望远镜的成像方式有透射和反射。而透射式成像会有色差。这是因为同样介质对于不同频率的光，折射率是不同的，所以光的弯曲也是不一样的。失之毫厘谬以千里，最终在成像上就造成了色散。

色差也分种类。像图示的这种色差，叫做轴向色差。除此之外，还有非对称色差，在大光圈镜头上比较常见。

如图高反差边缘的这些紫边，就是色差的表现

彗差

彗差，顾名思义，彗星形状的成像误差。
这种像差仅限于于轴外成像。
给个比较明显的示意图：
彗差的特点是轴外星点呈发射状，且焦比越短【就是光圈越大】的时候，彗差就越明显。
当你拿着200 f/4的牛反去观测星空的时候，你会发现无数彗星向你飞来，这时候可千万别以为你是张大庆。

实际上彗差的成因，源于镜片的球面不对称性。这一点，我们在牛顿-反射式望远镜的介绍中药提到

其他像差


场曲：任何光学系统的成像面，不可能是个平面，都是一个弧面。这个弧面的曲率，就成为衡量像场玩去的标准。一般的感光元件，例如CCD，以目前的工艺不可能做成曲面，所以我们要尽可能地修正像场的弯曲。像场弯曲的典型表现不是成像的畸变，而是无法以整个像场对焦：假如中心合焦，周围的星点就是弥散的，假如周围的星点合焦，中心就虚了。

象散：
象散我想用一个示意图来解释：


这种成像误差，有自己的特殊性。
请注意蓝色标记的光线，通过透镜的一个轴，汇聚为焦点s1，红色标记的光线通过透镜垂直的另外一个轴，汇聚于焦点t1。一个透镜竟然出现了多个焦点。如果焦平面在t1、s1之间移动的时候，你会发现星点始终是一个小小的圆面，而看不到锐利的成像。这就是象散。
而实际上，横轴的焦点位于t1，纵轴的焦点位于s1，跟这两个轴成一定角度的轴的焦点，就位于s1和t1之间。使得看上去哪里都不像是焦点。

我们人眼的散光，也是同样的道理，是由于晶状体的横向不对称性造成的

PS：关于曲面CCD的问题，索尼还真的有曲面CCD的专利。但这种传感器能否大规模用于商用，还有待考证，因为每一支镜头的场曲都是不一样的，这种传感器安装到单反上，会引起不必要的麻烦

好了下面开始正式讲解天文望远镜的知识

天文望远镜，根据光学成像的原理不同，可以分为【折射式】【反射式】【折射反射式】

这三中系统各有优缺点。所以在选择天文望远镜的时候，千万不要问的一个问题就是：折射好，反射好，还是折反射好呢？

我会告诉你：贵的好。

先解释几个天文望远镜中常用的术语：
1 焦距：这个大家应该都明白，就是主镜焦点到主镜的距离。
2 口径：这个大家也应该明白，望远镜的主镜有多粗，口径就有多大。口径是一个很重要的参数，同等精度的望远镜，口径越大分辨率越高。
3 精度：这个参数，厂家一般是不会公布的，除非是顶级望远镜。精度没有统一的标准，但精度却是衡量一架望远镜【最最最最最最最最最最最最最】重要的标准。
4 焦比: 其实就是光圈的意思，主镜的焦距除以口径的值，表征【主焦点】成像亮度的量
5 倍率：倍率跟精度恰恰相反，是一架望远镜最最最最最最次要的参数。爱好者们很少大谈特谈倍率。放大倍率=物镜焦距/目镜焦距
6 视场 ：简单地说，视场就是你透过目镜能够看到的范围。有的目镜能看到的范围非常窄，有的则特别宽，像透过太空舱的窗户往外看一样。一般来讲视场大小是衡量目镜成像的一个标准。

折射式天文望远镜

以往网上的资料说折射望远镜分伽利略式，开普勒式。现在我想告诉大家：这种分类方法早已过时。
在那个年代，天文望远镜的主镜和目镜是一体的，所以他们把凹透镜目镜和凸透镜目镜的望远镜分开。伽利略式望远镜因为视场太小被淘汰，现在的折射式望远镜都是开普勒式结构。

1 消色差折射式，又称普通消色差望远镜

最早的时候，人们用一片凸透镜做物镜。但后来发现色差的问题很难处理。所以折射望远镜一开始便没发展起来。直到有一天，人类发现色差这东西是可以一定程度地消除的。
如图所示，用火石玻璃和冕牌玻璃组成的镜头，就可以把色差减小


但是我们要注意一下，如果对红光和蓝光消色差，那么绿光势必会溢出，如果对红光和绿光消色差，蓝光则会溢出。不过，当焦比比较长的时候，溢出量很小，就是可以接受的。

所以，记住一句话【买普消，选长焦】。短焦比的普消望远镜，色差的溢出是比较严重的，不建议选购。一般市面上的普通消色差望远镜，80mm口径的价格在1300左右。普消不建议购买超过110mm的大口径。

2 复消色差折射式，又称APO望远镜。
很幸运，这几乎是目前市面上的望远镜中，同口径下成像最优秀的了。复消色差【Triplet Apochromat】技术，解决了普消不能解决的溢出的问题（二级光谱）。

这个就是复消色差望远镜的成像原理。更多的光学设计理论，我也不太懂，我只能说个大概：中间的一片，是低色散镜片（ED）。两边的仍然是冕牌玻璃和火石玻璃（这个要看光学设计了）。复消色差望远镜可以把三种颜色的光线汇聚到同一点，成像非常锐利。

在光学上，Apochromat(复消色差望远镜)（以下简称APO），几乎是无懈可击的。不过APO的价格仍然是高高在上。典型的80mm口径f/6的APO，单主镜筒就要5000RMB。由于APO需要磨制6个高精度的光学表面，随着口径的增加，APO的价格几乎是个天文数字。现在国内质量过硬的APO主镜,80mm的要5000，90mm的要6000，100-106mm的就要8000,130mm的直奔20000。
有的时候，厂家也把2片式的望远镜，其中的一片换为低色散的ED镜片。这样是一个比较折中的选择，不需要三片式APO那么高的加工难度，降低了成本，像质跟普消相比也非常很优秀。

另外，还有匹兹伐尔结构的平场摄星镜。
例如高桥的FSQ85ED FSQ106ED等
匹兹伐尔结构的摄星镜，使用四片式的光学设计，可以在对三种颜色的光消色差的同时，让APO原本弯曲的像场变得平坦。

上图说明，即使在f/1.4的大光圈下，匹兹伐尔结构仍然具有非常优良的像质。
而高桥的petzval摄星镜，焦比通常在f/5。这就不难解释高桥的FSQ系列为什么能有如此变态的像场了（支持88mm中画幅成像圈）

然而这种摄星镜，价格也是天文数字了，FSQ85ED在淘宝上查到的价格是26000。

总之，大光圈+好画质=高价格。这是铁的定律

反射式望远镜，跟折射镜有几个非常大的区别：

1 反射式望远镜的物镜，除了主镜之外还有一片副镜。
2 反射式望远镜的副镜，一般都会遮挡光路
3 反射式望远镜的成像对光轴和精度非常之敏感
4 反射式望远镜的镜筒是开放的
5 反射式望远镜永远不用担心色差的问题

这5个特点，使得反射镜的优点和缺点都非常明显。以牛顿镜为例，优点是造价低，而口径可以做得很大，所以在同样的人民币下，得到的中心分辨率最高。

下面我们来介绍爱好者手中用的最多的一种反射式望远镜
Newtonian reflect，即牛顿-反射式望远镜，简称牛反

一开始我还以为牛反是很牛逼的单反 Orz=3


这就是牛反的光路图。
牛反的主镜，是一块抛物面的反射镜，副镜是平面镜，45度放置，让光线反射到另一端的观察口。
这个设计看起来无懈可击，这也是当年牛顿爷爷为之骄傲的地方：中心成像无色差，无球面像差，适合高倍率的观测。

但是实际制作中，还是出现了问题。牛顿爷爷当年磨制主镜的时候，表面反射率比较低。并且牛爷爷手艺有限，只能磨制球面镜。他以长焦比的球面镜代替抛物面镜，因为长焦比的球面镜，表面曲率很小，接近抛物面镜。【看到了吧，长焦比是缩小像差的很好途径，这也是摄影镜头中收几档光圈会提高像质的原因，但天体摄影中，长焦比就意味着很糟糕的效率】

现代的牛反，精度越来越高了。主镜的表面精度可达到1/20个波长以内，有的镜子甚至达到了1/60个波长。但是牛反的缺点仍然存在：抛物面的短焦牛反，像场实在太小了。因为抛物面是非球对称的，它对于斜入射的光线不能很好的成像，会有一定的彗差【Coma】

后来人们又设计了彗差修正镜（MPCC），使得牛反也可以胜任天体摄影的项目。

卡塞格林式望远镜。

卡塞格林望远镜采用了与牛顿式望远镜完全不同的设计思路：副镜水平摆放，而焦点在镜筒后面。

请注意，卡塞格林望远镜的镜筒，仍然是开放式的。气流可以流动。由于这种光线往返的独特设计，卡塞格林望远镜的镜筒可以设计得很短但焦距可以很长。至于如何确定一个光学系统的焦距，在http://tieba.baidu.com/p/1607056062?pid=20019776540&cid=0#20019776540中，我们已经提及过，只需将成像光锥的反向延长线与入射平行光线相交就可以了。

我们可以发现，副镜做得越小，这种卡塞格林望远镜的焦距就会越长，焦比也会越长（实际上这对于牛顿镜同样成立）。


跟牛顿镜不一样的是，卡塞格林望远镜根据主镜副镜不同的面型，可以分为下列几种

1、Classical Cassegrain 抛物面 双曲面
　　2、Ritchey-Chretien 双曲面 双曲面
　　3、Dall-Kirkham 椭圆面 球面
　　4、Houghton-Cassegrain 双凸透镜+双凹透镜 球面 球面
　　5、Schmit-Cassegrain 施密特校正器 面型任意
　　6、Maksutov-Cassegrain 弯月透镜球面 球面
　　7、Schmidt-meniscus Cassegrain施密特校正器+弯月透镜 球面 球面
　　8、Mangin-Cassegrain 多个球面透镜 球面 球面
　　9、Pressmann-Camichel 球面 椭圆面
　　10、Schiefspiegler 斜反射离轴

这些都属于卡塞格林望远镜，但不都属于反射望远镜。经典卡塞格林和李奇-克莱琴望远镜属于【反射系统】，而施密特-卡塞格林和马克斯托夫卡塞格林望远镜，则属于折反射系统。

卡塞格林望远镜的类型比较乱，我们在反射镜里面主要介绍下面两种：
1 经典卡塞格林

这种结构的天文望远镜，是由抛物面的主镜和双曲面的副镜组成的。按照圆锥曲线的几何光学规律，如果抛物面的焦点跟跟双曲面的第一焦点重合的话，在第二焦点上就可以无像差成像

箭头代表光路。由于成像光锥比较窄，这种结构的望远镜可以把焦距做得很长（对不起我把副镜画得太大了）。

2 李奇克莱琴式望远镜。

跟经典卡塞格林一样，李奇克莱琴即R-C望远镜也没有经过任何折射原件。所不同的是，RC的主镜和副镜都采用双曲面。
关于反射式望远镜，有一个规律：焦比越短，遮挡越大，成像越肉。
r-c的遮挡是所有反射望远镜里面最大的。但是，R-C具有无敌的像场和严格等于0的色差，这一点使得R-C成为许多天文台的首选。天文台要进行光谱分析，所以望远镜必定不能有色差。APO虽然对三种光消色差，但在不可见光波段色差却非常明显（这是APO设计的规律）。对于普通爱好者来讲，不可见光波段一般用不上，但对于天文台来说，红外波段却非常重要。这就是天文台从来不选择折射系统的原因。

关于各种卡塞格林望远镜的像差，威信的广告中有一张表，可以看看几种卡塞格林镜的像差类型。

圈圈表示无，横线表示有。
可以看到，成像最优的，是威信的VISAC,他们又叫做修正版卡塞格林。
VC200L真的这么无敌吗？错了。VC200L的镜面不是磨制出来的，而是在一个球面上控制不同位置镀膜的厚度制造出来的高精度6次曲面。这是VC200L的软肋。这种修正卡塞格林系统，用了5-6年要镀膜时就要返厂重新镀膜。


如果想购买卡塞格林望远镜，还是考虑一下下面的常规施卡/马卡比较好。经典卡塞格林望远镜现在市面上比较少。

折反射望远镜

请注意，我们所讲天文望远镜的顺序，一般是按照科技史发展的顺序进行的。
伽利略首先研制了折射望远镜
人们发现折射望远镜有色差
牛顿研制了反射望远镜
嫌牛反焦距长了需要梯子才能观测
卡塞格林望远镜诞生
........


那么，折反射望远镜又是怎么诞生的？
这要从望远镜的磨制开始说起。当年牛顿就是被抛物面的磨制难倒了----抛物面主镜的磨制是一个不太容易的工程，而球面的磨制就非常容易。这里需要科普一个小知识：同等精度下，球面镜最好磨制，抛物面镜其次，最难磨制的是平面镜。

牛顿的想法是绞尽脑汁磨制一个精度比较理想的抛物面（能完美成像的条件是波前误差<1/4波长），而施密特则另辟蹊径，试图通过一块折射原件来消除球差。这样做出来的望远镜同等造价下精度会比牛顿镜更高。

于是，SCT诞生了。中文名叫施密特-卡塞格林望远镜，Schmidt cassegrain telescope

这种望远镜前面用一块施密特修正版来修正求面镜的球差，副镜用双曲面以达到延焦的目的。焦距相同时，这种望远镜就比牛顿镜短很多。有人会问“短有什么好处”。

实际上，短的好处非常多。除了小施卡的便携外，大型的施卡由于镜筒比较短，机械变形也比牛顿镜和折射镜轻微。这在摄影中是非常重要的。1000mm焦距以上的摄影，你会看到镜筒重力变形对拍摄效果有毁灭性的影响。

现在市面上卖的施卡，主要有这两家：celestron星特朗和 meade米德。据说这两家施卡的竞争激烈程度，不亚于佳能跟尼康的较劲。

星特朗的施卡我摸过C8HD C14HD这两只。星特朗用HD来标记带有ED彗差改正镜的高精版施卡。

如果购买星特朗的施卡，我建议非HD版不买。原因很简单，HD版是个全能的镜子，长长的焦距可以对付行星，而拆掉副镜加装f/2系统了以后，变成工作在卡塞给林焦点的施密特照相机，可以拍视面积很大的星云。并且由于极其变态的f/2光圈，提高了摄影速度，基本可以告别导星了。

常规镜种最后一篇：马卡

马卡，简称马克斯托夫-卡塞格林式天文望远镜，英文缩写MCT.
是由前苏联砖家马克斯托夫设计完成的。
马卡是一种像质极其优良的折反射望远镜。

折反射系统既有折射又有反射，设计的基本思想是：以折射原件修正像差，以反射原件摆平像场。

马卡的典型设计有两种：三片式和两片式
三片式马卡，由Primary Mirror ，Corrector Plate，Secondary Mirror组成。
而两片式马卡，由Primary Mirror ，Corrector Plate，Secondary Spot组成
看出来差别了吗？
两片式的马卡，是在弯月形修正镜的中间镀了一层高反射铝膜，修正镜是球面的，铝膜也是球面的

三片式马卡则是直接在修正镜的中心加了一个副镜，这个副镜也是球面的。

图中的这个家伙，是个两片式马卡。

三片式和两片式很难说哪个成像更加优异，但理论上三片式马卡的场曲更小。

为什么马卡全部使用球面镜？前面说过了，是凡使用非球面镜的，周边彗差（coma）都不好控制。而使用球面镜可以减小彗差的问题。多组不同曲率的球面镜（包括透镜和反射镜），可以有效地降低一级球差二级球差，三级球差就不去管它了----因为他已经小于艾里斑（Airy Disc）了

马卡的焦比一般非常长，在有限的体积内，焦比可以达到f/15甚至更高。折反射镜，焦比越高副镜就越小，副镜小就意味着可以获得很锐利的画质。所以马卡式望远镜常常用来作为长焦的目视观测镜。例如VMC200L等型号。

马卡镜的选购：如果你真的想买马卡镜，信达有两片式马卡，博冠有三片式马卡。其他品牌的我不熟悉，周围没人用我就不敢瞎说。150/1800这种规格的马卡镜，属于比较常规的类型，长长的焦距非常适合打行星和目视观测星系

天文望远镜的成像特征。

在成像特征里，我主要想给大家介绍一个“分辨率”的概念。没有入门的新手，常常会问这架望远镜能看多远。

我喜欢这样回答他们“想看多远看多远”。
作为一个细致的阐述，我想先说明一个事实：你的肉眼，能看见几百万光年外的仙女座大星系，却永远看不到200米外的一个硬币上的图案。仙女座大星系虽然距离我们很远，但它的直径大得惊人，而硬币虽然离我们很近，直径却很小。

聪明的你，告诉我，在这些观测里，哪个量决定了你能看清多少【细节】？
答案是：视角

以你的眼睛骨碌一转能够看到的角度为180度，把180度细分，这就得到了视角的概念。望远镜能够放大远处的物体，实际上是因为你在望远镜里看到的物体，视角变大了，细节才觉得更多。通常来讲，月球与太阳的视角（也称视直径）在30分左右，仙女座大星云的视角3度左右，猎户座M42是1度，礁湖星云1度30分。

通过望远镜，你到底能看清多少细节？这取决于望远镜的分辨率。分辨率是衡量一个望远镜最重要的指标之一。

波动光学告诉我们，任何望远镜的成像，即使没有任何像差，在理论上都不可能把平行光汇聚成一个几何上的点。这是因为望远镜的口径限制了高频部分的进入（这属于傅里叶光学的内容，不理解可以不用记，此高频非彼高频）。

一架望远镜会把平行光汇聚成什么样子呢？
是这个样子滴


中心是一个圆盘，外面是一圈一圈的衍射环。我们把这个东西，称为艾里斑
换一个角度看，看一下光强的分布


我们把中间汇聚了85%的能量的部分，叫做艾里斑的主峰。这个主峰的角宽度的一半，就是这个望远镜的分辨率（想问为啥的，自行搜索【瑞利判据】）。

艾里斑的存在，限制了望远镜能看到的最小角宽度，这就是所谓的分辨率。
给一个表达式：分辨率的计算，大家以后可以很方便地计算自己的望远镜能够看得多清晰

λ表示入射光的波长，D表示口径。请记住，这个分辨率仅对于【高精度牛反】【APO】【马卡施卡】有效。其他的如球面牛反，短焦普消等等等等，分辨率都要远低于这个值。

楼主大好人！科普先进工作者。