技术解读

参数表上的一个“精度”，常常混着四件不同的事：分辨率、重复定位精度、定位精度和角摆。这篇把它们拆开，用能自己复核的算式说明该问供应商哪几个问题。

选接口不是比谁带宽大。线能拉多长、要不要采集卡、主机吃不吃得消、供电怎么走——这四个问题定下来，接口基本就定了。

太阳磁场不能直接“看见”，只能通过它对谱线的影响反推。1 千高斯的磁场，在可见光波段只把谱线拉开约 0.01 埃——这相当于在一根头发丝上量出一栋楼的高度差。

地平式望远镜跟踪天体时，焦面上的像会跟着一起转。短曝光看不出来，几十分钟的长曝光就会把星像拖成弧线。消旋机构就是为解决这个问题而生，而 K 镜是其中最常用的一种。

如果知道点扩散函数，图像复原只是一个反滤波问题。真正的麻烦在于：天文观测里点扩散函数往往也是未知的。两个未知数、一个方程，这就是盲解卷积的根本困境。

它不直接拍波前，而是把波前切成几百个小块，逐块测量倾斜。这篇文章讲清楚微透镜阵列、光斑质心和 Zernike 拟合之间的关系，以及为什么“灵敏度”和“动态范围”永远在打架。

口径一旦超过一米，检测本身就成了难题：没有同样大的参考镜，也放不进干涉仪。子孔径拼接、斜率检测、计算全息，各有各的适用边界。

地面望远镜看到的星点从来不是一个点，而是一团抖动的光斑。自适应光学做的事情，是在毫秒尺度上把被大气搅乱的波前重新压平。这篇讲清楚它为什么能work，以及在哪里会失灵。