一句话：本页列出 15 座现役与在建主力观测设施的口径、集光面积、工作波段、站点与首光时间，并给出角分辨率换算表。分辨率一列全部按 θ = 1.22 λ/D 现算，可以直接验算。
一、主力设施参数
| 设施 | 口径 / 规模 | 有效集光面积 | 主要波段 | 站点 | 首光 / 运行 | 运营机构 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| JWST 詹姆斯·韦布空间望远镜 | 6.5 m（18 块六边形铍镜，镀金） | 25.4 m² | 0.6–28.5 μm 近/中红外 | 日地 L2，距地约 150 万 km | 2021-12 发射 2022-07 科学运行 | NASA / ESA / CSA |
| Hubble 哈勃空间望远镜 | 2.4 m | 4.5 m² | 0.1–1.7 μm 紫外—近红外 | 低地轨道，约 535 km | 1990-05 1993-12 主镜矫正 | NASA / ESA |
| VLT 甚大望远镜 | 4 × 8.2 m，干涉基线最长 200 m | 4 × 51 m² | 0.3–25 μm | 智利帕瑞纳，2,635 m | 1998–2000 | ESO |
| Keck 凯克望远镜 | 2 × 10 m（各 36 块拼接） | 2 × 76 m² | 0.3–25 μm | 夏威夷莫纳克亚，4,145 m | 1993 / 1996 | Caltech / 加州大学 |
| Gemini 双子座望远镜 | 2 × 8.1 m | 2 × 50 m² | 0.4–25 μm | 夏威夷 + 智利（南北各一） | 1999 / 2000 | Gemini 联合体 |
| Subaru 昴星团望远镜 | 8.2 m（薄镜面主动光学） | 53 m² | 0.3–25 μm | 夏威夷莫纳克亚，4,139 m | 1999-01 | 日本国立天文台 NAOJ |
| ALMA | 66 天线（54 × 12 m + 12 × 7 m），基线最长 16 km | 约 6,600 m² | 0.32–3.6 mm 毫米/亚毫米 | 智利查南托高原，5,050 m | 2011 落成 2013 全运行 | ESO / NAOJ / NRAO |
| FAST 中国天眼 | 500 m 球面（照明口径 300 m） | 约 7 万 m²（300 m 照明区） | 70 MHz–3 GHz 射电 | 中国贵州平塘 | 2016-09 落成 2020-01 国家验收 | 中科院国家天文台 |
| LAMOST 郭守敬望远镜 | 4 m 反射 + 4,000 根光纤 | 约 12.6 m² | 370–900 nm 光学 | 中国河北兴隆 | 2008-10 | 中科院国家天文台 |
| Gaia | 双镜 1.45 × 0.5 m，等效口径约 0.7 m | 0.7 m² 级 | 330–1,050 nm | 日地 L2 | 2014-07 起巡天 2025-03 停止观测 | ESA |
| TESS | 4 × 10.5 cm 相机 | 4 × 0.0087 m² | 600–1,000 nm | 高椭圆地球轨道 | 2018-04 | NASA / MIT |
| Rubin 薇拉·鲁宾天文台 | 8.4 m（等效 6.7 m），32 亿像素相机 | 35 m² | 320–1,060 nm | 智利帕穹山，2,675 m | 2025 首光 | NSF / DOE |
| EHT 事件视界望远镜 | 地球尺度 VLBI，最大基线约 10,700 km | 等效于地球直径 | 1.3 mm / 0.87 mm | 全球 8 个站点以上 | 2019-04 首张黑洞图像 | EHT 国际合作 |
| ELT 极大望远镜（在建） | 39.3 m（798 块 1.4 m 六边形镜） | 978 m² | 0.3–14 μm | 智利阿马索内斯，3,060 m | 在建，预计 2028 首光 | ESO |
| TMT 三十米望远镜（在建） | 30 m（492 块拼接） | 655 m² | 0.3–28 μm | 选址未最终确定 | 在建 | 国际合作 |
二、角分辨率换算表
望远镜能分辨的最小角距离由衍射极限决定：θ = 1.22 λ / D，其中 λ 是观测波长，D 是口径（干涉阵用最长基线代替）。这个公式说明一件反直觉的事 —— 分辨率取决于"口径除以波长"这个比值，而不是口径本身。所以一台 10 米的光学望远镜分辨不了的两颗星，一台基线 16 公里的毫米波干涉阵可以分辨。
| 设施 / 配置 | 波长 | 口径或基线 | 衍射极限 | 说明 |
|---|---|---|---|---|
| Hubble | 500 nm | 2.4 m | 0.052″ | 不受大气影响，可稳定达到衍射极限 |
| JWST | 2 μm | 6.5 m | 0.077″ | 近红外主力波段 |
| JWST | 10 μm | 6.5 m | 0.387″ | 中红外分辨率随波长线性变差 |
| VLT 单台 | 500 nm | 8.2 m | 0.015″ | 理论值；无自适应光学时实测约 0.6″ |
| Keck 单台 | 500 nm | 10 m | 0.013″ | 同上，实际受视宁度限制 |
| VLTI 干涉 | 2.2 μm | 200 m | 2.8 毫角秒 | 四台 8.2 m 相干合成 |
| ALMA | 1 mm | 16 km | 0.016″ | 长基线配置 |
| ALMA | 3 mm | 16 km | 0.047″ | 同一基线，波长长三倍，分辨率差三倍 |
| EHT | 1.3 mm | 10,700 km | 31 微角秒 | 地球尺度 VLBI |
| EHT | 0.87 mm | 10,700 km | 20 微角秒 | 文献常引的"20 微角秒"即此配置 |
| ELT（建成后） | 500 nm | 39.3 m | 3.2 毫角秒 | 需极端自适应光学才能接近 |
表里最值得看的一行是 ALMA 的两条对比：同一套天线、同样的 16 公里基线，波长从 1 毫米换到 3 毫米，分辨率就差了三倍。这解释了一个常见困惑 —— 为什么射电望远镜动辄要几千公里基线才能达到光学望远镜的分辨率。射电波长比可见光长上万倍，只能靠把基线拉到上万倍来补偿。EHT 之所以要把分布在全球的八台望远镜连起来，就是这个道理：它观测的 1.3 毫米波，波长是可见光的 2,600 倍，所以基线也必须拉到 10,000 公里量级，才能把 M87* 那圈直径约 42 微角秒的环分开。
三、空间与地面：不是替代关系
地球大气对电磁波不是全透明的。可见光和射电的某些波段能穿过，紫外、X 射线、γ 射线几乎完全被挡在外面，红外则被水汽和二氧化碳吸收得七零八落。这条物理事实直接决定了设备清单的形态：
只能上天：紫外（Hubble）、X 射线（Chandra、XMM-Newton、NuSTAR）、γ 射线（Fermi）、大部分中远红外（JWST、Spitzer）。
只能在地：射电与毫米波（FAST、ALMA、VLA）—— 因为天线口径可以做到几十米到五百米，而空间部署受火箭整流罩限制，JWST 的 6.5 米主镜已经是折叠后勉强塞进去的极限。
两者都能做，地面更强：光学与近红外。8–10 米级地面望远镜配合自适应光学，在集光面积上碾压空间望远镜 —— Keck 单台 76 m²，是 Hubble 的 17 倍。
所以哈勃的地位从来不是"看得最清楚"，而是"能在紫外波段连续看三十多年"。它的 2.4 米口径在今天的口径竞赛里并不突出，价值在于波段独占和长期一致性 —— 三十多年的同口径同仪器观测序列，是任何新建望远镜都无法复制的。
四、口径说明
"口径"有多种含义。单片镜望远镜的 2.4 m、8.2 m 指主镜直径；拼接镜（Keck、ELT、TMT）指外接圆直径，实际有效面积要扣掉拼接缝隙和副镜遮挡 —— ELT 的 39.3 m 几何圆面积是 1,213 m²，有效集光面积只有 978 m²，打八折。干涉阵（ALMA、VLTI、EHT）的"口径"要分成两个数：单天线口径决定灵敏度和视场，最长基线决定分辨率。混为一谈会得出"ALMA 口径 12 米还不如 Keck"这种错误结论。
首光时间不是交付时间。首光（first light）指望远镜第一次指向天空并记录到天文图像，通常比科学运行早半年到两年，中间要做仪器调试、校准、性能验证。JWST 2021 年 12 月发射，2022 年 2 月首光，7 月才发布第一批科学图像并进入常规运行。ELT 的"2028 首光"同理，常规科学运行会在这之后。
分辨率一列是理论衍射极限，不是实际分辨率。地面望远镜在可见光波段受大气视宁度限制，通常只能做到 0.5–1 角秒，比衍射极限差一到两个数量级。自适应光学可以把这个差距压到接近衍射极限，但需要足够亮的参考星（或激光导星），且视场很小。表 2 中标"理论值"的行就是这个意思。
五、常见问题
JWST 口径只有 6.5 米，为什么比 10 米的凯克还强？
因为它在红外波段，而地面在红外波段几乎没法观测。地球大气的水汽和二氧化碳把大部分中红外吸收掉了，地面红外望远镜只能在少数几个"大气窗口"里工作，且自身热辐射形成强背景噪声。JWST 在 L2 点、工作在约 40 K 的低温环境，中红外背景比地面低几个数量级。所以在 5–28 μm 这个区间，6.5 米的 JWST 能做的事，10 米的凯克做不了。反过来在可见光波段，凯克的集光面积是 JWST 的三倍，而且可以随时维护升级 —— 这才是两台设备并存的原因。
FAST 是 500 米口径，为什么说有效口径只有 300 米？
因为 FAST 是固定球面，不能整体转动。它通过在小范围内主动变形反射面，在 500 米口径内形成一个直径 300 米的瞬时抛物面，把信号聚焦到馈源舱。所以真正的观测口径是这 300 米的照明区，500 米是结构总尺寸。这个设计换来的是前所未有的灵敏度（大接收面积）和牺牲了指向灵活性 —— FAST 靠馈源舱移动和反射面变形来"指向"，可观测天区受限于天顶角 40 度以内。
为什么土卫六、系外行星这类目标要用干涉阵而不是单台大望远镜？
因为需要的是分辨率，不是灵敏度。分辨一颗恒星周围 0.001 角秒处的结构，用任何单台望远镜都不可能（ELT 在可见光也只有 3 毫角秒）；但用 200 米基线的 VLTI 在 2 微米就达到 2.8 毫角秒。代价是干涉阵只能测很亮目标的少数几个参数，成像能力远不如单台望远镜 —— 它擅长测直径、测表面结构、测轨道，不擅长拍照片。
EHT 拍到的黑洞"照片"是真的照片吗？
是重建图像，不是光学照片。EHT 在 1.3 毫米波段测量的是干涉条纹的振幅和相位，再用图像重建算法反演出亮温分布。它的分辨率约 20–31 微角秒（取决于波段），M87* 的阴影直径约 42 微角秒，正好落在两三个分辨单元上 —— 也就是说图像是"刚好能分开"的水平，细节依赖算法先验。这也是为什么 2019 年那张图和 2022 年银河系中心 Sgr A* 的图看起来差很多：后者在天空中移动更快、散射更严重，重建难度大得多。
六、延伸阅读
- ESO, Very Large Telescope，VLT 与 VLTI 官方参数
- ESO, Extremely Large Telescope，ELT 主镜与集光面积数据
- NASA, James Webb Space Telescope，JWST 官方任务页
- NASA, Hubble Space Telescope，Hubble 仪器与波段说明
- ALMA Observatory，天线配置与基线参数
- FAST 官网（国家天文台），500 米球面与 300 米照明口径的说明
- Event Horizon Telescope，阵列配置、观测波段与分辨率
- Rubin Observatory / LSST，8.4 米主镜与 32 亿像素相机