下载掌阅APP，畅读海量书库
立即打开
在了解了星辰系统及其运行规律后，相信使用望远镜会成为大家很感兴趣的事情。你们也一定非常想了解究竟什么是望远镜，用望远镜又能够看到什么。完整的望远镜结构是很复杂的，例如天文台上专用的望远镜。但是只需细心观察，你就可以大致掌握它的核心。了解这些核心之后，再去天文台使用这些仪器观察，你就会学到更多知识，获得比平常人更多的乐趣。
我们都知道，使远处的物体看上去很近是望远镜的重要用途，可以让一个几千米外的物体仿佛就在几米以内。产生这种神奇效果的天文工具由一些巨大的、打磨精细的透镜构成，这种透镜与我们的眼镜并无多大差异，只不过更大更精美。收集物体的光至少有两种方法：其一是让光通过许多透镜；再者就是用凹面镜将光反射出来。因此，望远镜也出现了不同种类，有折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。我们先从常见的折射望远镜开始讲吧。
折射望远镜的镜头由两种透镜组成：一种是物镜，它的作用是让远处的物体在望远镜的焦点上成像；另一种是目镜，在我们眼睛看得最清楚的地方形成新的像。
望远镜上最复杂和精密的部分就是物镜。制作物镜复杂且耗时，制作它的时间会比制作其他所有部分加起来的时间更长，因而要求更加细致精巧。有一个例子可以证明制作物镜需要的非凡天赋。一直以来，所有天文学家都相信，世界上只有一个人可以制造这种巨大而精确的物镜，他就是阿尔凡·克拉克（Alvan Clark），我们会在后面详细讲述这个人。
通常情况下，物镜由两个大的透镜组成。望远镜的性能完全依赖这些透镜的直径，被称为望远镜的“口径”（aperture）。望远镜的口径有大有小，小的如家用望远镜的口径大约是10厘米，大的如叶凯士天文台（Yerkes Observatory）的大型望远镜，口径达到1.02米。物镜的直径能决定望远镜的性能，放大了一定倍数的物体要保证被看清，在其自然亮度的基础上，所需要的光需要超过放大率的平方。例如，如果我们有100倍的放大率，就需要10000倍的光。
为了让远处的物体在望远镜中呈现出清晰的影像，物镜要将来自被观察物体上每一点的光都聚集到焦点上。假如做不到这一点，光会被分散到不同的焦点上，那么物体就会模糊不清，这与透过一副不合光的眼镜看东西一样。但无论使用什么玻璃制成的单片透镜，都无法将光集中到一个焦点上。我们都知道，平时看到的无论是来自太阳还是星星的光，都是由不同颜色混合而成的，我们可以用三棱镜将光分散开，从红色开始，依次是橙、黄、绿、蓝、靛和紫。单片透镜会将这些颜色不同的光聚集到不同的焦点上；红色的光距离物镜最远，紫色光则距物镜最近。这种将光分散开的现象被称为“色散”（dispersion）。
300年前的天文学家对这种透镜的色散问题束手无策。直到大约1750年，一个名为多龙德的伦敦人发现，利用两种不同的玻璃可以避免色散，这两种玻璃分别是冕牌玻璃和火石玻璃。这种方法的原理非常简单。冕牌玻璃的折光能力与火石玻璃的折光能力几乎一样，但冕牌玻璃的色散能力大出一倍。多龙德用两块透镜做了一副如图2–1所示的物镜，前面是冕牌玻璃制作的凸透镜，后面是火石玻璃制作的凹透镜。由于两片透镜的曲度相反，光会射向不同的方向。冕牌玻璃的凸镜使光聚集在一个焦点上，而火石玻璃的凹镜则令光分散。如果只单独使用一片透镜，例如火石玻璃，那它不只无法将光线聚集在一个点上，反而会使一个点上的光向各个方向分散开。多龙德的设计巧妙地让火石玻璃的聚焦能力只有冕牌玻璃的一半多一点。这一半的聚焦力足以消除冕牌玻璃引起的色散，但无法消除它一半的折射能力。这种组合使所有光线通过时，几乎全部集中于一个焦点，并且与单用冕牌玻璃相比，这个焦点远了大约一倍的距离。
图2–1 望远镜中物镜的一部分
我之所以一直强调“几乎集中于一个焦点”，是因为两种玻璃的组合并不能将所有光线集中于同一个焦点。对于较明亮的光线，色散确实可以变弱，但并不能被完全消除。口径越大的望远镜，这一缺陷越明显。如果我们用一架大型折射望远镜观测月亮或星星，就会发现它们周围有一圈蓝色或紫色的光晕。这其实是由于两片透镜无法将蓝色光和紫色光集中到与其他颜色的光线相同的焦点上造成的。这种现象也被称为“二级光谱”的像差。这是由光学玻璃的性质导致的，科学家对此也没有更好的解决办法。只是目视使用的折射望远镜的视场较小，它的主要像差由二级光谱表示，缩小相对口径可以减少不利影响。
由于大型折射望远镜使用的是巨大且透光能力良好的光学玻璃，给制造者造成了很大的困难。大型折射望远镜在紫外波和红外波的透光性能上不如反射望远镜，存在残余色差。它在架构上的支持力也没有反射望远镜好，因此大型折射望远镜的制造成本居高不下。这些因素都制约了它向更大口径方向发展。世界上目前最大的折射望远镜的口径只有1.02米。
由于物镜聚光在焦点上的作用，远处的物体得以在焦平面上成像。焦平面是指通过焦点与望远镜的主轴或者与视线成直角的平面。
什么是望远镜成像呢？这个问题我们可以在照相机中的毛玻璃上找到答案。你会在毛玻璃上发现一副面孔或者远处的风景。照相机其实就相当于一架小型望远镜，毛玻璃就是焦平面。或者，反过来说，望远镜就像一台大型的长焦照相机，我们用它来拍摄天空，就如同摄影师用照相机拍摄照片一样。
有时，我们理解了一件东西不是什么，常常能够更好地理解这件东西是什么。发生在距今100多年前
的那场著名的月亮大骗局就说明了这一点。一个作者用荒唐的故事欺骗了许多读者，故事是这样的：
约翰·赫歇尔爵士在使用放大倍率极高的望远镜看月亮时，发现光线不足导致看不清影像，因此有人建议他采用人工光来照亮那些影像。结果让人大为惊讶，他清楚地看到了月球上的动物。如果不是大多数人都被骗，我也就不用再说下面这句话：外来的光线从本质上是无法影响望远镜的成像的，因为它并非实像，而是远处物体的任何一点光线相交在影像相对应的点上，然后从该点散开，在焦平面上形成的一幅图画，这幅图画由光线聚焦而成，这样的像被我们称为“虚像”。
假设物体的影像（确切地说是图画）正好形成在我们眼前，大家也许会有这样的疑问：为什么看它需要用目镜呢？为什么观看者不能站在图画后面向物镜看去，直接看到影像悬在空中呢？观看者其实可以这样做：把一片毛玻璃放在焦平面上，之后就如摄影师使用照相机一样就可以了。如此一来，毛玻璃上就会呈现出影像，观看者可以不通过目镜，只望向物镜就能看到物体。但这样还是只能看到影像的一小部分，因此直接用物镜看并没有多大好处。假如想认真观测，目镜仍是最好的选择。目镜很小，与钟表匠用的小眼镜的本质一样，焦距越短，观察得越准确。
经常有人希望了解，著名望远镜的放大倍率究竟有多大？这个答案不仅由物镜决定，还取决于目镜。焦距越短的目镜，放大倍率越高。天文望远镜一般都配有多种不同的目镜，能够满足观测者的各种需要。
在不超出几何光学原理的范围内，我们使用任何望远镜——不论大小——都可以得到相应的放大倍率。使用普通显微镜观察影像，我们可以让一个口径10厘米的小望远镜与赫歇尔（Herschel）的大型反射望远镜拥有同等的放大倍率。但如果想让望远镜的倍率超过一定程度却存在很多困难。首先，物体表面的光很微弱。假设我们用8厘米口径的望远镜来观测土星，让它放大数百万倍，土星的影像就会很模糊而难以看清。但这还不是让小型望远镜拥有高放大倍率的唯一困难。按照光学的一般定律，想将每2.5厘米口径的放大率提高到50倍以上是不可能的，最多不能超过100倍。简言之，一架2.5厘米口径的望远镜的放大率不能高于150倍，更别说300倍以上了。
除了这个问题，还有一个难题让天文学家们伤透脑筋，那就是地球大气造成的模糊，也就是我们常常说的看不清楚。
我们需要透过厚厚的大气层观察天体。如果让大气层的密度等同于我们周围空气的密度，那么大气层将会有10千米厚。但是，想观察10千米以外的东西，其轮廓又是模糊不清的。这是由于光线要穿过大气层，而大气是流动的，会造成不规律的折射，物体在这种影响下看起来会有起伏且颤抖。这种模糊的效果在望远镜中要强烈得多。视觉的模糊程度随放大率的增加而同比例增加。这种模糊程度可能取决于空气的状况。考虑到这个问题，为了能够更清晰地观察天体，天文学家试图为大型望远镜找到更稳定的空气。
我们常看到在一些计算方法中，大型望远镜由于具有高倍率，可以将月亮拉得离我们非常近。例如，我们用1000倍放大倍率的望远镜观察月亮，它似乎在400千米外的位置；而使用5000倍放大倍率的望远镜观察，它就只在80千米外的位置了。相对于视觉中月亮上东西的大小来说，这种计算方法是准确的，但这种计算方法忽略了望远镜的不足和大气流动的影响。这两种不利因素也会导致计算结果与实际情况不符。我难以相信，天文学家使用现有的望远镜观察月亮或者行星时，将放大倍率提高到千倍以上还能有很大作用，除非是在大气层出人意料地平静时。
在很多人的认知中，可能会觉得用望远镜观察天体是一件很容易的事，只要将望远镜架起来，再对着想要观察的天体就行了。我们不妨做个试验，将望远镜对准某颗星星，让人大吃一惊的事情发生了：这颗星星并没有静静地待在望远镜的视野中等着我们去观测，而是很快地逃开了。之所以会出现这样的情况，是因为地球一直在绕着转轴自转，这种运动速度与望远镜放大倍率同比增加，所以星星看起来会向着相反的方向转动。如果使用高倍率的望远镜，那么结果就是我们还没来得及观察，星星就已经离开了我们的视野。
我们需要明白，因为望远镜中看见的视野会随着望远镜的放大作用而缩小，所以它的实际观测范围会比看起来的范围小得多，而缩小倍率与望远镜的放大倍率相同。举个例子，如果我们选用的是千倍望远镜，那么视野大约是2分的角度，从肉眼来看不过是一个小点。这与我们在一个6米高的屋顶上通过一个直径3.5厘米的小圆圈观察星星的情况类似。如果我们可以想象出通过这样的小圆圈观察星星的情形，也就会了解追寻一颗运动的星星是一件多么困难的事。
解决这个问题的方法是对望远镜增加适当的装置，让它在互成直角的两轴上旋转。所谓“装置”是指整套的仪器，有了它的帮助，我们就能够通过望远镜锁定一颗星星，并观察它的周日运动。
为了提升你的专注力，我们先简述一下这种装置的结构，了解一下转动望远镜的两轴之间的关系。装置主要的轴是“极轴”（polar axis），安装时需要与地球的自转轴平行，正对天极。我们知道，地球每天从西向东旋转，所以需要对望远镜设置一个与这根轴相连的装置，让它以同等速度从东向西旋转。这样，地球的旋转似乎就被望远镜的转动抵消了。当望远镜锁定某颗星星时，装置开始运动，这颗星星就会停留在望远镜的视野里了。
为了使望远镜能够指向天空中的任意一点，那么必须要有一根轴与极轴成直角，这根轴就是赤纬轴。它的上面有一鞘正好安在了极轴的前端，两者合成一个T形。望远镜可以在两根轴上转动，方便我们将它指向任何我们想观察的方向。
值得一提的是，中国汉代著名科学家张衡发明的浑天仪使用的就是与此相似的结构。浑天仪是球体模型，有一根从球心穿过的轴，轴与球有两个交点，分别代表南极和北极。球的外面套有两个圆圈，一个叫地平圈，另一个叫子午圈，两个圈交叉环套在一起。天球在地平圈的上下半露半隐，天轴支架则位于子午圈的上面。另外，球体上还有黄道和天球赤道，两者呈24˚的夹角。天球赤道和黄道上分别刻有二十四节气，以冬至为起点，划分为365.25˚，每度分4格，太阳每天都会沿着黄道移动1˚。
由于极轴平行于地轴，它与地平面的倾斜度正好等同于当地的纬度。在北纬南部，极轴偏于水平；而在北部，它又偏于垂直了。
很明显，上面讲到的望远镜装置还无法解决如何准确地找到一颗星星的问题。也许我们会花费几分钟甚至几小时，却仍然无法成功。但是这并不重要，我们还有很多寻找星星的方法：
每台天文望远镜的长筒下端都附有一架小型望远镜，它的名字是“寻星镜”（Finder）。寻星镜的放大倍率较低，但视野范围大。如果观察者能够看到那颗星星，便可以从镜筒外找到观察目标，再用寻星镜对准它，让它进入寻星镜的视野，接着将这颗星星移动到视野的中央。如此，这颗星星就在主望远镜的视野之中了。
但天文学家要观测的星星与平常人们的观测不同，大部分天体是肉眼看不到的，因此，他们必须想办法让肉眼看不到的星星出现在望远镜中。这就需要依靠分别安装在两轴上划分度数的圆圈了。一个圆圈上面刻着度数及分秒，表示望远镜所指的那一点的赤纬；另一个圆圈被装在极轴上，被称为时圈，时圈划分为24个小时，每个小时又划分为60分，用来表示赤经。当天文学家想寻找一颗位置确定的星星时，只需看一下恒星时钟，从恒星时钟中减去这颗星星的赤经，便可以得到它那时的时角，或者说，是它到子午圈的距离。转动望远镜，使圈上的度数正好等于这颗星星的赤纬度；然后转动极轴上的时圈，使其正好是这颗星星的时角；最后开动导星器自动追踪星星，想要找的星星就出现在望远镜中了。
如果你们认为上述操作过程复杂而烦琐，只需要亲自去天文台参观，马上就能明白这样做起来并不困难。与文字的讲解相比，实际操作会让看似深奥的学术问题更加简单明晰，也可以更快了解恒星时、时角、赤纬等专业名词。
我们再来讨论一下望远镜的制造吧，主要是它的制造历史。我们已经在前面提到过，物镜的制造是望远镜制造中最困难的，需要非凡的天赋。物镜最薄的地方只有0.0003毫米，如果制作过程中出现极其细微的差错，就会对成像造成不利影响。
物镜的制造简单说来是利用玻璃成形的技术，将镜片打磨成符合要求的形状，但这肯定不是望远镜制造的全部。制造物镜不仅需要技艺高超的磨镜师将镜片磨得精准，更需要制造具有足够均匀度和纯净度的大玻璃盘。如果玻璃在纯净度与形状上有任何问题，都会影响望远镜镜片的性能。
19世纪前，将火石玻璃加工出足够的均匀度是件非常困难的事情。因为玻璃中含有大量的铅，铅在熔化过程中会不可避免地下沉到底部，使玻璃底部的折射率大于上部。正因为如此，当时口径达到十几厘米的望远镜就被誉为精密的大型望远镜了。19世纪初，一个名叫吉南（Guinand）的瑞士人发明了一项制作巨大火石玻璃的工艺，这项他声称为秘密武器的技术，只是在玻璃熔化的过程中不停地用力搅拌而已，但他仍借此成功地将玻璃片做得越来越大。
做出来的玻璃片如果想应用到望远镜上，还需要手艺高超且具备相关光学技术的磨镜师将其打磨光滑。慕尼黑的弗劳恩霍费尔（Fraunhofer）就是这样一位磨镜大师。1820年左右，弗劳恩霍费尔制造出一架25厘米口径的望远镜；1840年，他又成功地制造出两架38厘米口径的望远镜，它们的性能都远远超过了之前所有的物镜，在当时的技术条件下被称为奇迹。这两个物镜分别被应用在俄罗斯的普尔科沃天文台和美国坎布里奇的哈佛天文台（Harvard Observatory）。哈佛天文台的这架望远镜直到半个多世纪后仍然还在使用。
弗劳恩霍费尔去世后，他的精湛技术是否得到传承我们不得而知，如果说他有后继者的话，我们在前面提到过的阿尔凡·克拉克当之无愧。克拉克是马萨诸塞州剑桥市的一个肖像画家，他几乎没有学习过相关的专业技术，更没有接受过使用光学仪器的培训，却取得了非凡的成就，这只能说明天赋在这件事上起着多么重要的作用。阿尔凡·克拉克似乎天生就拥有镜片制作的完整概念，在解决制造问题方面又具有超越凡人的敏锐眼光。因此，在天赋的强烈驱使下，克拉克从欧洲购买了一些制作小型望远镜需要的毛玻璃片，并成功制作出一架10厘米口径的精致望远镜，这架望远镜的完美制作技术让克拉克在天文学界声名远播。之后，他又计划制造一架在当时前所未有的巨大的折射望远镜。1860年，一架46厘米口径的大型望远镜正式完工并成功问世，这是克拉克专门为密西西比大学制造的。这架望远镜刚完工尚待试验之前，克拉克的儿子乔治·克拉克曾使用它来观测天狼星（Sirius）的伴星（由于这颗伴星吸引着天狼星，人们早就知道它的存在，却从未见过它）。美国爆发内战之后，这架望远镜被芝加哥人买走，密西西比大学并没有得到它。这架望远镜曾经在埃文斯通的迪尔伯恩天文台（Dearborn Observatory）发挥了重要作用。
19世纪末期，随着工艺水平的不断提高，各国制造光学玻璃的技术也得以改良，出现了大口径折射望远镜的制造风潮。当时，有许多专家显示出了他们高超的才能，精致而巨大的透镜不断被制造出来。
世界上现有的八架口径大于70厘米的折射望远镜，其中七架是在1885年到1897年期间建造而成的。其中，最有代表性的是1897年建造成功的102厘米口径的叶凯士望远镜，以及1886年制成的91厘米口径的利克望远镜。
越来越大的玻璃片陆续由英国制造出来，制造者是吉南的女婿费尔。阿尔凡·克拉克用费尔制造的这些玻璃片制成了更大的望远镜，包括为华盛顿的海军天文台（Naval Observatory）制造的66厘米口径的望远镜、为弗吉尼亚大学制造的大小相当的望远镜、为俄罗斯普尔科沃天文台制造的76厘米口径的望远镜形以及为加利福尼亚的利克天文台制造的91厘米口径的望远镜。
费尔去世之后，他的后继者是曼陀伊斯（Mantois）。曼陀伊斯制造的玻璃在纯净度和均匀度上都达到极致，是前人可望而不可即的。曼陀伊斯继续向阿尔凡·克拉克提供玻璃片，令其得以为威斯康星的叶凯士天文台号制造出最大望远镜的物镜，这架达到102厘米口径的望远镜至今依然是世界上最大的折射望远镜。
此时的望远镜在机械方面已经取得了很大进步。到现代天文台参观的人不仅会惊讶于天象观测的便利条件，更会对观测的高明程度佩服不已。大型望远镜被安置得非常平稳，也很容易被推动，它的快速运动则由电机控制。如果想将望远镜移动到新的位置，天文学家只需按一下电钮就可以实现。同时天文台的圆顶也会转动，促使缝隙对准新方向，观测者脚下的木板也可以随意升降，以便观测者能够贴近目镜的新位置。
现代的光学望远镜充分利用了电脑的自动控制功能，这种自动控制显著改善了大型望远镜的操作性和观察性。
也有许多使用大型望远镜的研究会将目镜拆除，用其他工具替代，例如安装一件类似于装置底片的东西进行天象摄影，或者安装一座分光镜分析天体的光，又或者安装一种特殊装置记录天体的辐射强度。望远镜的重要功能是收集光，将许多光集中在一个焦点上，可以让人用前面讲到的或其他各种方法进行研究。还有一些望远镜是固定的，例如威尔逊山天文台（Mount Wilson Observatory）上的塔式望远镜。天体的光被活动的镜子折射到望远镜中，再由望远镜将光集中到焦点上，以利于实验室中的研究。