2025 年 1 月，在海拔 4200 米的青海冷湖天文觀測基地，我國首臺正式運行的地基近紅外望遠鏡悄然“睜開雙眼”。

這臺由長春光機所為中山大學量身打造的 80 厘米口徑近紅外天文望遠鏡，如同暗夜中的“紅外獵手”，精準覆蓋 0.9~2.5 微米波段，憑借無人值守與 AI 數據分析能力，已成功捕捉到超新星 SN2024xal 爆發時釋放的紅外“脈動”。

而在此之前，長春光機所張學軍院士團隊更完成了一項“鏡面奇跡”——為中國空間站巡天望遠鏡打造的 2 米口徑主反射鏡，其鏡面精度達到驚人的 10 納米級。

若將這面鏡子放大至 60 公里直徑，表面起伏誤差也不超過±0.3 毫米。

坐落于海西州冷湖鎮賽什騰山的中山大學 80 厘米紅外望遠鏡。圖片來源：廣州科協

望遠鏡口徑的“競賽”不僅在國內上演，放眼全球，這場“巨眼之爭”早已白熱化。

美國哈勃空間望遠鏡2.4 米的口徑曾稱霸太空觀測領域數十年，而 2021 年升空的詹姆斯·韋布望遠鏡，則以 6.5 米的巨大口徑刷新紀錄，成為人類觀測深空的“超級眼睛”。

詹姆斯·韋布望遠鏡在太空中完全展開。圖片來源：維基百科

那為什么望遠鏡的口徑越做越大呢？答案藏在光與宇宙的對話中。

望遠鏡口徑越大，能收集到的光子數量越多，角分辨率越高，能夠幫助我們獲得更多的信息。

口徑是望遠鏡的“集光漏斗”

望遠鏡的集光能力，即光子捕獲量。口徑就像望遠鏡的“集光漏斗”，口徑越大，能收集到的光子數量呈平方級增長。

對于一塊球形的表面來講，我們可以通過面積公式得到其面積與直徑的平方成正比，即：A∝D2

而望遠鏡的集光能力由接收到的光通量（Φ）決定，其完整物理公式如下：Φ=B?A?η?Δλ?t

其中 B 表示天體的表面亮度，A 表示望遠鏡的有效接收面積，η 代表光學系統綜合效率，Δλ 代表觀測的帶寬（波長范圍），t 代表曝光時間。

由此我們可以看出，在其他條件一致時，更大的 D 可以帶來更大的 A，從而帶來更大的光通量。

舉個例子來講，4 米口徑望遠鏡的集光能力是 2 米口徑的 4 倍（面積比 = (4/2)? = 4），這意味著在觀測相同天體時，4 米口徑望遠鏡相較于 2 米口徑望遠鏡，其曝光時間可縮短至 1/4，或能用來探測更暗弱的天體。

探測百億光年外的早期星系、暗物質分布等，需極大口徑的望遠鏡捕獲微弱光子，如長春光機所正在研制的 6.5 米寬視場光譜巡天望遠鏡主鏡系統可利用光譜觀測捕捉宇宙年齡只有今天十分之一時的年輕星系。

詹姆斯·韋布望遠鏡發現有氣體的年輕恒星

口徑是望遠鏡的“視力標尺”

角分辨率是衡量光學系統分辨微小細節能力的核心指標，其物理本質源于光的衍射效應。

根據惠更斯-菲涅耳原理，當光線通過有限口徑的孔徑時，由于波前受到限制，會在像平面上形成衍射圖樣。

一個點光源經理想光學系統成像后，并非嚴格的幾何點，而是呈現為中心亮斑（愛里斑）被暗環包圍的衍射斑紋。兩個相鄰點光源能否被區分，取決于它們的衍射圖樣重疊程度。

英國物理學家瑞利（Lord Rayleigh）提出判據：當第一個點光源的衍射斑中心恰好落在第二個點光源衍射斑的第一暗環處時，兩者剛好可分辨，此時兩光源的角距離被定義為最小分辨角（θ）。

該角分辨率由波動光學嚴格導出，其公式表達為：

其中，λ為觀測波長，D 為望遠鏡的通光口徑。

公式中的系數 1.22 源自圓孔衍射的一階貝塞爾函數零點位置，對應于第一暗環的角半徑。

從公式可直接看出：最小分辨角 θ 與波長λ成正比，與口徑 D 成反比。

因此，增大望遠鏡口徑 D 可顯著降低 θ 值，從而提升分辨細節的能力。

這一關系的物理機制在于：更大口徑的望遠鏡能更完整地接收入射波前，限制衍射效應的發散程度。

當 D 增大時，衍射愛里斑的角直徑（2.44λ/D）隨之減小。

例如，在可見光波段（λ≈550nm），一臺 10 米口徑望遠鏡的理論分辨角 θ≈0.014'，而 1 米口徑望遠鏡 θ≈0.14'——前者分辨能力相較于后者能夠提升 10 倍，相當于能從北京清晰分辨上海兩座間距僅 1 米的燈塔。

大口徑望遠鏡的優勢尤其體現在深空觀測中：哈勃空間望遠鏡（D=2.4m）憑借其 0.05 角秒的分辨率，成功解析了 250 萬光年外仙女座星系中的單顆恒星；

而在地面，隨著通過對大氣產生的波前誤差進行實時改正的自適應光學技術日益成熟，地面望遠鏡也能夠開始做到“讓星星不再眨眼”，讓望遠鏡的分辨率逐漸逼近理論衍射極限，兌現大口徑望遠鏡的觀測能力優勢。

比如，正在建設的 39 米極大望遠鏡（ELT）就將把分辨率推至 0.005 角秒，可以直接看到太陽附近其他類地巖石行星的存在并分析其大氣組成。

下圖展示了迄今為止用哈勃太空望遠鏡圖像數據組裝的最大的照片馬賽克：近鄰的仙女座旋渦星系全景圖。

完整的哈勃仙女座星系全景拼接圖像由 600 幅左右的獨立曝光組成，這些畫面是利用 2010 年 7 月至 2022 年 12 月的觀測數據拼接而成的，其寬度達到了六個滿月左右。

哈勃空間望遠鏡拍攝的仙女座星系（Messier 31）的巨幅全景圖

更遠、更清、更快，口徑才是致勝法寶

大口徑望遠鏡的科學價值集中體現為三大能力的革命性跨越，其核心邏輯植根于光學物理的基本法則。

在探測深度上，集光能力與口徑平方成正比的物理定律使望遠鏡得以捕捉宇宙邊緣的微小光信號——早期星系歷經百億年傳播抵達地球的光子流已衰減至人眼感知極限的百億分之一，唯有大口徑望遠鏡方能捕獲這些暗弱天體，從而追溯宇宙大爆炸后首批恒星形成的黑暗時代，揭示暗物質分布的神秘圖譜。

這種深度穿透能力將人類視野拓展至傳統小口徑設備無法觸及的深空疆域，使百億光年外的宇宙圖景從理論推測轉化為可觀測實體。

同時，角分辨率公式揭示了口徑與分辨極限的反比關系。在越來越強大的自適應光學技術的加持下，當望遠鏡口徑增大時，衍射效應導致的愛里斑尺寸顯著收縮，使天體細節解析能力呈幾何級提升。

小口徑望遠鏡中模糊成團的遙遠星系，在大口徑系統下可分解為單顆恒星；系外行星不再僅是光變曲線上的微小起伏，而可能透露出行星大氣結構和組成的信息。

觀測效率的躍升則源于大口徑對時間維度的壓縮。集光能力的指數增長使同等信噪比所需的曝光時間銳減（t∝1∕D2），這對捕捉宇宙瞬變事件具有決定性意義——超新星爆發、伽馬射線暴余輝等現象常在數小時內演化消亡，傳統望遠鏡因曝光時間不足只能獲取模糊影像或完全遺漏事件。

長春光機所部署的 80 厘米近紅外望遠鏡已示范性捕獲超新星 SN2024xal 的完整光變曲線，而正在攻關的 6.5 米寬視場系統將進一步實現分鐘級響應的動態巡天，構建高時效性宇宙演化圖譜。

80 厘米望遠鏡拍攝的近紅外波段圖像。左圖：圓圈中為超新星 SN2024xal；右圖：2MASS 兩微米全天巡天望遠鏡拍攝的近紅外波段歷史圖像 圖片來源：中山大學物理與天文學院

大口徑望遠鏡代表著能夠看的更遠、更清、更快。

2024 年底，長春光機所王建立團隊中標清華大學“6.5 米寬視場光譜巡天望遠鏡”主鏡系統研發任務，標志著我國地基望遠鏡口徑向 6 米級以上跨越。

目前團隊已啟動關鍵技術攻關，解決大口徑望遠鏡難題，預計將推動深空探測和天文觀測能力進一步提升，為我國的探測事業打磨更亮的眼睛！