与别的天体相比，黑洞显得太特殊了。黑洞是星系中心极度致密的物质，具有极其强大的引力，即使是光线也无法从中逃逸，所以利用可见光的常规望远镜是无法观测到黑洞的。这就需要天文望远镜来一展身手了。下面，就让我们一起走进天文望远镜的神奇世界。
第一节光学天文望远镜
1.光学天文望远镜
光学天文望远镜是现代天文领域中最基本的仪器，也是广大天文爱好者必备的观测工具。通过这样的“慧眼”，我们才可以看清璀璨的星空和浩瀚的宇宙。可以毫不夸张地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。
从第一架光学望远镜的诞生，这几百年中，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具，在实践和发展中，望远镜各方面性能也得到了很大的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃。光学望远镜包括折射式望远镜、反射式望远镜、折反射式望远镜、红外望远镜等。
(1)折射式望远镜
1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛，偶尔发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史上第一架望远镜。
1609年，伽利略制造了一架直径4.2厘米、长约1.2米的望远镜。
他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统，称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学家从此进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒，用两片双凸透镜，分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高。以后，人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜，还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式的。
折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是，它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，直到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点。此后的这百余年中，再也没有更大的折射望远镜出现。
主要的原因在技术，无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形非常明显，因而丧失明锐的焦点。
(2)反射式望远镜
第一架反射式望远镜，诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45°角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光，经反射镜以90°角反射出镜筒后，到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的像差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
1918年末，直径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜，第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置。更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
反射式望远镜有许多优点。比如，没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，比折射望远镜更容易制作。但它也存在固有的不足，如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
(3)折反射式望远镜
折反射式望远镜，是1931年德国光学家施密特用一块别具特色的接近于平行板的非球面薄透镜，作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外像差的施密特式折反射望远镜。这种望远镜光力强、视场大、像差小。它适合拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍摄效果非常突出。施密特望远镜，已经成了天文观测的重要工具。最早出现于1814年。
我们知道，在地球表面有一层浓厚的大气、由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用(主要是吸收和反射)，使得波段范围内的大部分天体辐射，无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为“大气窗口”，这种“窗口”有以下三个。
光学窗口：这是最重要的一个窗口，波长在300～700纳米，包括了可见光波段(400～700纳米)。光学望远镜，一直是地面天文观测的主要工具。
红外窗口：红外波段的范围在0.7～1000微米。由于地球大气中存在不同分子，它们吸收红外线波长不一致，造成红外波段的情况比较复杂。天文研究常用的有七个红外窗口。
射电窗口：射电波段，是指波长大于1毫米的电磁波。大气对射电波段也有少量的吸收，但在30～40米的范围内，大气几乎是完全透明的，我们一般把1～30米的范围称为射电窗口。
大气对于其他波段，比如紫外线、X射线、γ射线等，均为不透明。
在人造卫星上天后，才实现这些波段的天文观测。
(4)红外望远镜
最早的红外观测，可以追溯到18世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射，造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口。要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测，兴盛于19世纪六七十年代，当时采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。
1983年1月23日，美国、英国、荷兰联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的发射成功，极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是多数天文学家研究的热点目标。
ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测(IRAS的观测是巡天观测)，这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年里，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。
从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜，有许多相同或相似之处。因此，可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时从事红外观测。这样，就可以用这些望远镜，在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。
(5)紫外望远镜
紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围。在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时以肉眼能否看到作为划分标准。现代紫外天文学的观测波段为100～1000埃，和X射线相接。
这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。
紫外波段的观测，在天体物理上有重要的意义。紫外观测要放在150千米的高度才能进行，以避开臭氧层和大气对它的吸收。第一次紫外观测，是用气球将望远镜载上高空。采用火箭、航天飞机和卫星等空间技术以后才使紫外观测有了真正的发展。
紫外天文学，是全波段天文学的重要组成部分。自哥白尼号升空至今的30年中，已经发展了紫外波段的EUV(极端紫外)、FUV(远紫外)、UV(紫外)等多种探测卫星，它们覆盖了全部紫外波段。
(6)X射线望远镜
X射线辐射的波段范围是0.01～10纳米，其中波长较短(能量较高)的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线，是根本无法到达地面的。只有在20世纪60年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。其中，早期主要是对太阳的X射线进行观测。
(7)γ射线望远镜
γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高。由于地球大气的吸收，γ射线只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行天文观测。
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构，合作制订了一个新的γ射线望远镜计划-INTEGRAL，已在2001年送入太空。它的上天，为康普顿空间天文台之后的γ射线天文观测的进一步发展奠定了基础。
我们知道，地球大气严重吸收电磁波，所以我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展，在大气外进行观测已成为可能，因此就有了可以在大气层外观测的空间望远镜。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势，以光学望远镜为例，它可以接收到宽得多的波段，接收到的短波甚至可以延伸到100纳米。没有大气抖动，分辨本领可以得到很大的提高，而且空间没有重力，仪器就不会因自重而变形。前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测，都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。
2.光谱的研究
(1)光谱
光谱是复色光经过色散系统(如棱镜、光栅)分光后，被色散开的单色光按波长(或频率)大小而依次排列的图案，全称为光学频谱。光谱中最大的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称做可见光。
光谱并没有包含人类大脑视觉所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色。
光波是由原子内部运动的电子产生的。各种物质的原子内部电子的运动情况不同，所以它们发射的光波也不同。研究不同物质的发光和吸收光的情况，有重要的理论和实际意义，已成为一门专门的学科-光谱学。
(2)光谱研究的内容
根据研究光谱方法的不同，习惯上把光谱学区分为发射光谱学、吸收光谱学与散射光谱学。这些不同种类的光谱学，从不同方面提供物质微观结构知识及不同的化学分析方法。
发射光谱可以区分为三种不同类别的光谱：线状光谱、带状光谱和连续光谱。线状光谱主要产生于原子，带状光谱主要产生于分子，连续光谱则主要产生于白炽的固体或气体放电。
现在观测到的原子发射的光谱线已有百万条了。每种原子都有其独特的光谱，犹如人的指纹一样是各不相同的。根据光谱学的理论。每种原子都有其自身的一系列分立的能态，每一能态都有一定的能量。
我们把氢原子光谱的最小能量定为最低能量，这个能态称为基态，相应的能级称为基能级。当原子以某种方式从基态被提升到较高的能态上时，原子的内部能量增加了，原子就会把这种多余的能量以光的形式发射出来，于是产生了原子的发射光谱，反之就产生吸收光谱。这种原子能态的变化不是连续的，而是量子性的，我们称之为原子能级之间的跃迁。
在分子的发射光谱中，研究的主要内容是二原子分子的发射光谱。在分子中，电子态的能量比振动态的能量大50～100倍，而振动态的能量比转动态的能量大50～100倍。因此在分子的电子态之间的跃迁中，总是伴随着振动跃迁和转动跃迁的，因而许多光谱线就密集在一起而形成带状光谱。
从发射光谱的研究中可以得到原子与分子的能级结构的知识，包括有关重要常数的测量。并且原子发射光谱广泛地应用于化学分析中。
当一束具有连续波长的光通过一种物质时，光束中的某些成分便会有所减弱，当经过物质而被吸收的光束由光谱仪展成光谱时，就得到该物质的吸收光谱。几乎所有物质都有其独特的吸收光谱。
原子的吸收光谱所给出的有关能级结构的知识同发射光谱所给出的是互为补充的。
一般来说，吸收光谱学所研究的是物质确些波吸收了哪些波长的光，吸收的程度如何，为什么会有吸收等问题。研究的对象基本上为分子。
吸收光谱的光谱范围是很广阔的，从10纳米到1000微米。在200～800纳米的光谱范围内，可以观测到固体、液体和溶液的吸收，这些吸收有的是连续的，称为一般吸收光谱。所有这些光谱都是由于分子的电子态的变化而产生的。
选择吸收光谱在有机化学中有广泛的应用，包括对化合物的鉴定、化学过程的控制。分子结构的确定、定性的定量化学分析等。
分子的红外吸收光谱一般是研究分子的振动光谱与转动光谱的，其中分子振动光谱一直是主要的研究课题。
分子振动光谱的研究表明，许多振动频率基本上是分子内部的某些很小的原子团的振动频率，并且这些频率就是这些原子团的特征，而不管分子的其余的成分如何。这很像可见光区域色基的吸收光谱，这一事实在分子红外吸收光谱的应用中是很重要的。多年来都用来研究多原子分子结构、分子的定量及定性分析等。
在散射光谱学中，喇曼光谱学是最为普遍的光谱学技术。当光通过物质时，除了光的透射和光的吸收外，还观测到光的散射。
在散射光中除了包括原来的入射光的频率外(瑞利散射和廷德耳散射)，还包括一些新的频率。这种产生新频率的散射称为喇曼散射，其光谱称为喇曼光谱。
喇曼散射的强度是极小的，大约为瑞利散射的千分之一。
喇曼频率及强度、偏振等标志着散射物质的性质。从这些资料可以导出物质结构及物质组成成分的知识。这就是喇曼光谱具有广泛应用的原因。
由于喇曼散射非常弱，所以一直到1928年才被印度物理学家喇曼等所发现。他们在用汞灯的单色光来照射某些液体时，在液体的散射光中观测到了频率低于入射光频率的新谱线。在喇曼等人宣布了他们的发现的几个月后，苏联物理学家兰茨见格等也独立地报道了晶体中的这种效应的存在。
