雨天在院子里摆两只桶接水，桶口大的那只一小时接得多，桶底也不会漏得更快，这没什么好争的。望远镜收集星光也是同一件事，唯一的区别是光除了「量」，还带着相位，于是口径不只决定接多少，还决定能分得多细。这两件事经常被混为一谈，其实一条按面积算，一条按波长算。
口径同时决定集光力与分辨率：集光力按口径平方增长，衍射极限按 1.22 λ/D 收窄。8 米级望远镜比暗适应的 7 mm 瞳孔多收约 130 万倍光；10 cm 口径在 550 nm 的衍射斑约 1.4 角秒，恰好等于中纬度好台址的视宁度。
集光力按面积走，口径翻倍就多四倍光子
望远镜最原始的功能是接光。口径从 D 变成 2D，面积变 4 倍，同样的曝光时间收到的光子数也变 4 倍，信噪比按平方根增长，极限星等提高约 1.5 等。
极端些：8 米镜的集光面积约 50 平方米，暗适应的人眼瞳孔约 7 mm、面积不到 0.4 平方厘米，两者相差 130 万倍。望远镜能拍出几千个星系。
分辨率被衍射卡住，1.22 λ/D 是硬底线
点光源经过圆孔不会聚成一个点，而是中央亮斑加一圈圈暗环，这就是艾里斑。第一暗环的角半径是 1.22 λ/D，波长越短、口径越大，斑越小。
代入数字：550 nm 的黄绿光下，10 cm 口径给出约 1.4 角秒，2.4 m 的哈勃给出约 0.06 角秒，25 米级地面镜理论上约 5 毫角秒。这是波动光学的底线，磨得再完美也越不过去。
地面望远镜多数时候输给大气，不是输给镜面
大气湍流把平面波揉皱，星像被抖成 1 角秒左右的糊斑。这意味着在地面上，口径超过十几厘米之后，分辨率不再随 D 增长——10 cm 镜和 4 m 镜拍出的星像一样糊。
要拿回衍射极限只有两条路：上天，或者用自适应光学实时抵消波前畸变。前者一步到位但昂贵，后者便宜些，却只能在一小块视场内生效。
大口径还决定你能接什么样的仪器
集光力与分辨率之外，口径还管第三件事：单位波长上的光子数。高色散光谱仪把光摊到数千个像素上，每格分到的光子很少，只有大口径喂得起。
代价是造价。镜面重量按 D² 增长，支撑与圆顶按 D³ 增长，造价斜率更陡。这也是 30 米级望远镜必须用拼接镜面的原因——整块镜既铸不出来，也运不上山。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 人眼瞳孔（暗适应） | 约 7 mm，面积约 0.4 cm² | 生理上限 |
| 100 mm 折射镜 | 550 nm 衍射极限约 1.4 角秒 | 由 1.22 λ/D 计算 |
| 8 m 级望远镜 | 集光面积约 50 m² | 单镜主镜，未计副镜遮挡 |
| 哈勃主镜 | 2.4 m，550 nm 约 0.06 角秒 | 无大气影响 |
| 韦布主镜 | 6.5 m，面积约 25 m² | 18 块子镜拼接 |
| 25 m 级地面镜 | 550 nm 理论约 5 毫角秒 | 需自适应光学才接近 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
因为还有视场。小口径短焦容易做大视场巡天，一台 8 米镜单次曝光往往只覆盖月亮大小的天区，找瞬变天体时反而不如小镜阵。
月球环形山、土星环、木星的四颗伽利略卫星、猎户座大星云的核心。行星表面的细节需要更高倍数，也需要稳定的大气。
不是。口径定死了分辨率上限，倍数只是把已有信息摊开。超过每英寸约 50 倍之后，图像只会更大更暗，不会更多细节。
延伸阅读
- Born, M. & Wolf, E., Principles of Optics, Cambridge University Press
- NASA 哈勃空间望远镜光学系统说明页（nasa.gov）
- Rayleigh, Lord 1879, Investigations in Optics, Philosophical Magazine