怪獸檔案
我們通過天文望遠鏡可以看到遙遠的天體，主要取決於這麼幾個因素。
第一，該天體可以發光或反光。
任何一種天文望遠鏡都是以接收外界的電磁波來進行成像觀測的，我們的眼睛也一樣，因為光本身也是電磁波，所以只有當遙遠天體發出的光照到我們這裡時，才可能觀測得到，否則是無法“看”到的。
這也是目前無法觀測到暗物質的原因之一，因為暗物質不發射任何波段的電磁波，所以目前我們還無法用任何一種望遠鏡去觀測到暗物質。
第二，天體有足夠的亮度。
天體的亮度首先取決於其發出能量的強弱大小，我們一般以太陽作為一個標準，來衡量宇宙間其他天體的亮度值。比如目前已知的最亮的恆星是太陽亮度值的870萬倍。
另外一個標杆式絕對星等，就是假想把天體都放在距離我們32.6光年遠的位置上，然後以絕對星等來比較天體的亮度。比如太陽的絕對星等是4.83等，而已知最亮恆星R136a1的絕對星等是-12.5等，基本與滿月亮度一樣。
因此，儘管R136a1距離我們約16.5萬光年，其視星等依然有12.77等，通過望遠鏡我們還是可以觀測到了。但如果太陽在那麼遙遠的位置上，就會暗到我們無法觀測到了。
第三，天體有足夠大的張角。
我們知道，距離我們越遠的物體，看起來就越小，因此對於非常遙遠的天體，除了上面兩條因素外，其大小也是一個影響因素。天體直徑越大，當然越容易被發現。
天文望遠鏡其中有一個重要的參數就是分辨率，我們有一個通用的公式：分辨率=1.22λ/D，其中λ指電磁波長。由公式可以看出，分辨率與望遠鏡主鏡的直徑大小是有直接關係的。以可見光為例，一般取550納米，那麼就可以將公式簡化為14/D(單位角秒)。比如10釐米口徑的望遠鏡，其分辨率是1.4角秒。
因此，根據以上的因素，如果我們要利用望遠鏡看到一個星球的表面，在太陽系內的大的天體目前還是可能的。但是如果是太陽系外，那麼由於行星只反射恆星的光，因此亮度肯定不夠。另外一個因素就是距離太過遙遠，我們目前最大的望遠鏡的分辨率也遠達不到可以看到行星表面的物體。
也許，未來我們可以利用超精密控制和干涉技術，在太空中建立綜合孔徑的光學望遠鏡組，使其有效口徑相當於數千甚至數萬千米的時候，才有可能看到外太陽系行星的表面。
寒蕭99
天文望遠鏡可以觀測到非常遙遠的星系，距離可達幾十億光年，甚至一百多億光年。以哈勃太空望遠鏡為例，它可以看到宇宙誕生只有4億年時的星系，這意味著該星系的光行距離高達134億光年。
然而，即便是強大的哈勃，也無法看到離我們不遠的系外行星的表面，儘管最近的系外行星（比鄰星b）的距離只有4.2光年。就算是太陽系中的冥王星，哈勃也無法看清它的表面。直到NASA的新地平線號探測器在2015年飛掠冥王星之時，人類才得以首次目睹冥王星的真容。
那麼，是什麼限制了天文望遠鏡的觀測能力呢？
天文望遠鏡之所以可以觀測到遙遠的星系，但卻無法觀測到鄰近系外行星的表面，原因就在於星系的尺寸遠遠大於行星。星系的尺寸極其巨大，至少有幾千光年（幾億億公里），甚至幾十萬光年（幾百億億公里）。所以即便在很遠的地方觀測星系，它們看起來仍然不會顯得很小，望遠鏡可以看到它們。
而行星的直徑一般只有幾千公里到十幾萬公里，儘管系外行星距離很近，但它們看起來非常小，望遠鏡無法看到它們。這就好比我們可以看到遠處的高大建築，但卻看不到近處的微小細菌。
天文望遠鏡的口徑在很大程度上決定了其極限分辨角（還有一個影響因素是觀測波長），具體可以通過如下公式來計算口徑：
口徑=1.22×波長×距離/觀測物體長度
為了觀測到4.2光年外的比鄰星b表面上一個直徑100公里的物體，天文望遠鏡的口徑就要大到242公里。而如果要看清那上面有沒有生物，所需的望遠鏡口徑則要遠大於242公里。對於光學望遠鏡，無法做到上百公里的直徑，即將建成的最大光學望遠鏡的直徑也只有39米。
火星一號
天文望遠鏡可以看到幾十億光年外的星系，為什麼看不到一個星球的表面？
在討論這個話題之前我們得先來簡單瞭解下看見與看清這兩個概念，可能在大家都沒在意過兩者的區別，但即使在生活日常中都有明顯的區別，比如我們能看見幾百米甚至千米以外的人，但很抱歉如果不是特殊構造的眼睛的話，肯定是看不清這人長什麼樣！
一、怎麼樣才是看清？
上圖是肉眼的構造，如果除去複雜的生理構造後的光學結構如圖二，可以理解為一個單透鏡鏡頭的相機，不過請注意這個透鏡是柔性的，可以適應遠景距離調節屈光度而在視網膜上清晰成像！當然近視眼就是條件範圍失調了，只能在某個屈光度範圍內調整，而這以外的屈光度需要鏡片補償！
光線通過晶狀體成像後的向大腦輸送生物電信號是有視網膜感光細胞完成的，感光細胞分為視杆細胞和視錐細胞。視杆細胞約有12000萬個，對弱光刺激敏感；視錐細胞有650萬～700萬個，對強光和顏色敏感！簡單的理解就是這些細胞是有個數限制的，如果成像過小，那麼並不會出發感光細胞的信號，或者成像只有一個點，無法區分，那麼正常人肉眼的分辨率極限是多少呢？大約為1角分，相當於50米外一個大小為15毫米的物體，大約就是1角硬幣的大小（19毫米直徑）！當然這個分辨率和我們瞳孔直徑是有關的，但很抱歉我們無法改變瞳孔直徑（，一般瞳孔範圍是2-5MM，經過長期訓練夜視能力的瞳孔會有少許擴大）！
二、如何延伸我們的看清範圍？
儘管晶狀體和瞳孔不能無限制擴大，但我們可以使用工具來改變這個局面，此時望遠鏡就登場了，絕對要感謝伽利略以及牛頓和開普勒的鑽研精神，現代光學望遠鏡都是從這幾種望遠鏡的光學結構裡派生出來的，但無論哪種結構，光學主鏡的直徑就最終決定了我們能看清的範圍，口徑與分辨率之間的關係為：
口徑=1.22×波長×距離/觀測物體長度
與分辨率相關的另一個重要參數是可見光的波長，但一般取550nm，假如要看清比鄰星上一個直徑1000千米的黑子，那麼需要多大的口徑呢？
X=26789.194M
即：26.8KM左右，才能看到比鄰星上直徑約1000千米的黑子！
當然各位不要以為比鄰星是一顆行星，它是一顆紅矮星，和太陽一樣也會有黑子活動！但即使這個分辨率也只能看到一個點而已！所以仍然是看到而並非看清，必須要遠超這個口徑才能看清楚黑子！
三、那為什麼我們又能看到百億光年外的天體呢？
儘管我們看不清比鄰星上的黑子，也看不到上面發生的耀斑，但我們卻可以檢測比鄰星亮度變化來推測它發生的活動，比如亮度急劇加大時，那肯定是發生了大量的日冕層活動，超級耀斑爆發了，如果亮度減低，可能的情況就是大面積黑子爆發！
當然這也是檢測系外行星的方法之一，不過兩者是有區別的，因為黑子發生是隨機的，而行星則是規律性出現，注意區分即可，但這方法理論上可行，但黑子改變的亮度實在太小，假如小於我們檢測的下限，那麼很抱歉一樣是睜眼瞎！
不過這用來觀測天體卻沒有問題，理論上我們只要能檢測到一個光子，那麼表明此方向上可能存在一個天體，但事實上一個光子是不夠的，因為可能是噪點，我們需要更多的光子來證明並非噪點，但這比看清的要求低多了，只需要連續不斷的光子轟擊在同一個像素上，我們就能看到一個光點，然後根據這個光子的光譜繼而分析出這個天體的性質與狀態
總結：看到和看清是兩個概念，但它們本質是相同的 看到需要的是足夠的光子，但即使是單個視網膜細胞也能看到，但看清就需要多個視網膜細胞一起協作才可以，當然現代望遠鏡看清天體的並非是肉眼，而是CCD，跟肉眼相比CCD最大的好處是可以連續曝光，而這將對看到的要求更低，因為只要條件合適，可以連續盯著這位置看上數天數週甚至是數月！比如哈勃極深空就是這樣拍出來的，假如用我們肉眼，可能要將望遠鏡的口徑成百倍的增加才能看到！
星辰大海路上的種花家
因為宇宙太大
