1. 第一批望远镜

望远镜是天文测量仪器的重要组成部分，除了它本身的重要性之外，在任何天文仪器的描述中它都必须占据第一位。是谁制造了第一台望远镜？这个问题已经讨论很久了，也许永远也不会有定论。但如果问题仅仅是根据现在授予科学荣誉的奖励规则，谁有权获得这项发明的荣誉？我们认为答案一定是伽利略。结果或发现的第一个发布者，假设这样的结果或发现是他自己的，现在就被认为是第一个发明者；毫无疑问，伽利略是第一个向世界展示如何制造望远镜的人。但伽利略本人说，他是因为听说法国或荷兰有人制造了一种放大远处物体的仪器，使它们更接近人们的视野，他才被引导去询问如何才能达到这样的效果。他似乎是从其他人那里得知这个仪器是可能制造出来的，但不知道它是如何制造的。

然而，作为一个历史性的事实，望远镜起源于荷兰并不是一个严重的问题；但是发明者、当局或两者都希望通过拥有这个具有如此非凡力量的仪器而获利，这阻止了对其构造知识的对外传播。有三个人可以被称为是创始者，每个人都有自己的支持者。他们的名字是梅修斯、李比希和詹森；最后两位是米德堡镇的眼镜制造商，第一位是数学教授。

詹森的主张得到了彼得·伯雷利（Peter Borelli）的支持，他写了一本关于这一主题的小书 。在他的权威的支持下，詹森一直被认为是望远镜真正的发明者。他的发明故事是，詹森向莫里斯王子和阿尔伯特大公展示了一架16英寸长的望远镜，阿尔伯特大公意识到这项发明在战争中的重要性，于是给了他钱让他保守秘密。如果这个故事是真的，那么知道詹森是在什么条件下被引诱出卖了他的专利权肯定很有意思。但伯雷利记录的这个情况是基于两三个年轻时认识詹森的老人的证词，是在事件发生后四十五或五十年后记录的，那时詹森早已去世，因此詹森的发明者身份从未得到充分证明。

大约1830年，文献证据被发现，表明汉斯·李比希，被伯雷利称为是望远镜的第二个发明者，于1608年11月2日向荷兰议会提出申请，申请一项远距离观测仪器的专利。大约在同一时间，詹姆斯·梅修斯也提出了类似的申请。政府以该发明在别处已经为人所知为由，拒绝了利伯希的专利，但向他订购了几套仪器，并命令他对其构造保密。

由此可以看出，“谁制造了第一台望远镜”这一历史性的问题不易回答；但1608年荷兰人拒绝了李比希的专利申请，似乎表明他们对该仪器的用途功用很熟悉。那个国家为保守望远镜的构造秘密所做的努力是如此成功，以至于我们必须从荷兰到意大利去寻找这个构造知识是如何首次公开，成为全民共享的财富的。大约在李比希和梅修斯专利申请六个月后，伽利略在威尼斯访问，收到了一封来自巴黎的信，信中提到了这项发明。他自己立即重新改良了这个仪器，而且非常成功。几天后他向惊讶的市政当局展示了一个放大三倍的望远镜。返回到了佛罗伦萨的家，他又做了一架更大的望远镜，它向他们揭示了太阳上的黑子、金星的位相、月球上的山脉、木星的卫星、土星上的柄状物，还有裸眼看不见的无数恒星，它们的光束集合起来形成了银河系。但这些工具最大也只能放大30倍，在制造时也不完美，远远不如同级别现代望远镜所能显示得多。这个伽利略的望远镜实际上是最简单的结构，由一对透镜组合而成，其中较大的是凸形的，较小的是凹形的，如下图所示：

透镜的距离使光线从一颗恒星穿过大凸透镜或目标镜片OB，在到达焦点之前遇到凹透镜R。这个凹透镜的位置使光线应该是几乎平行的。这种形式的望远镜目前还会用在歌剧眼镜上，因为它可以做得比其他任何望远镜都短一些。

如果我们对现代望远镜制作原理做一个简短的说明，就可以更好地理解伽利略望远镜的改进。每一种这类仪器的性能都取决于通过透镜或凹面镜在它的焦点上形成遥远物体的图像的能力。对于透镜来说，这是通过折射穿过它的光来实现的；对于镜子来说，这是通过反射照射到它的光线来实现的。为了形成一个点的图像，必须收集并使从该点发出的一部分光线会聚到另一点。例如，在下图中，远处的一个点沿箭头方向发出的几乎平行的光线撞击透镜L，当它们穿过透镜L时，它们的路径发生弯曲，偏离它们原来的方向，会聚到点F。光线继续它们的路径，从F点处散开，就好像F点本身是一个发光点一样，在F点处会形成一个以其为顶点的光的圆锥体。一个观察者把他的眼睛放在这个光线圆锥体内，看着F点，在那他会看到一个发光点，尽管实际上那里什么也没有。用天文学的术语来说，这个视觉上的亮点被称为真实点的图像。这个OF的距离，被称为透镜的焦距。

如果现在我们有一个有一定视觉大小的物体，而不是一个简单的点，比如月亮、房子或树，那么这个物体上的所有的点发出的光线都将被带到F点附近的一个相应点。为了找到这个对应点的位置，我们只需要从物体上的每个点画一条线，穿过镜片的中心，继续画到聚焦点处。这样，物体的每个点在图像中都有自己的对应点。这些点或图像将分布在被称为焦平面的表面EFE上，并将以小比例但相反的位置构成整个物体的表象或图像，与摄影师的相机完全相同。然后，在光线圆锥体内的B点上的一只眼睛将看到物体在焦平面上的全部或部分倒转图像。这样形成的图像可以被眼睛视为一个真实的物体；因为一个微小的物体可以通过放大镜得到观察，因此这样一个透镜可以用来观察和放大在焦平面上形成的图像。在长焦距的大透镜中形成焦平面上的图像，而小透镜则用来观察和放大这幅图像，这样我们就有了折射望远镜的两个基本部分。前者称为物镜，后者称为目镜。

望远镜的放大能力取决于物镜和目镜的相对焦距。前者的焦距越大，也就是说，OF的距离越远，图像就越大；而目镜的焦距越短，眼睛就越靠近图像，图像就越放大。将物镜的焦距除以目镜的焦距，即可得到放大率。例如，如果物镜的焦距是36英寸，而目镜的焦距是四分之三英寸，那么这两个数字相除的商就是48，这就是放大率。如果这些透镜的焦距相等，望远镜就不会放大。通过简单地把望远镜两头倒转过来，再通过这个望远镜看看这个目标，我们就得到了一个倒过来的望远镜，它会以不倒转时放大物体的同样的比例来缩小物体。

根据上述规则可以推出，理论上，只要使用足够小的目镜，我们就可以使任何望远镜放大到我们想要的程度。例如，如果我们希望36英寸焦距的望远镜放大3600倍，我们只需要在它上面加上1/100英寸焦距的目镜。但是，在试图做到这一点的过程中，天文学家们不得不一直与之抗争的一个困难出现了，它的根源在于物镜形成的图像的不完美性。任何透镜都不能使所有光线都到达同一个焦点。当光线通过棱镜时，各种颜色光的折射率是不相等的，红光的折射率最小，紫光的折射率最大。当光线被透镜折射时也是一样的，结果是红光将被折射到最远的焦点上，而紫光将被折射到最近的焦点上，而中间的颜色将在这两者之间分布。由于不是所有的光都聚焦到同一个焦点上，不可能得到望远镜所指向的、任何恒星或其他物体的精确图像，眼睛只能看到各种颜色的图像的模糊混合。当使用足够低的放大率时，模糊度会变轻，物体边缘模糊，由彩色条纹组成。当放大率增大时，物体的确会看起来更大，但这些模糊的边缘会同比例增大；这样一来，观察者看到的也不会比以前更多。望远镜中光的这种分离被称为色（像）差。

这就是伽利略的后继者们在试图改进望远镜时遇到的困难，他们发现这是无法避免的。然而，他们发现，可以通过增加望远镜的长度来减小色差，以及由此产生的模糊图像的大小。如果他们制作一个直径固定的物镜，比如说6英寸，他们发现当焦距为60英尺时，图像不会比6英尺时更混乱，因此相同的目镜在这两种情况下都可以使用。但是第一个焦点的图像是第二个焦点图像的10倍大，因此使用相同的目镜可以获得10倍的放大能力。惠更斯、卡西尼、赫维留和十七世纪后半叶的其他天文学家制造了长达一百英尺或更长的望远镜。后来，一些天文学家不得不完全摒弃掉镜身；卡西尼将物镜安装在一根长杆的顶端，而目镜则是在靠近地面的地方移动的。赫维留用一根长杆代替镜身把他的物镜和目镜连在一起。在管理这些大型仪器时，有时会使用非常复杂和巧妙的安排，我们提供了其中一个大型望远镜的样本，取自布兰奇尼的著作，在这个里面，天文学家描述了他著名的金星自转的观测。

2. 消色差望远镜

从伽利略将他的第一架望远镜展示给威尼斯当局的那一刻起，经过了一个半世纪，才发现了消除透镜色差的方法。虽然消色差望远镜的原理是由德国数学家欧拉首次发表的，但它的实际构造还是要归功于多朗德，一位英国眼镜商。多朗德的发明是将两种玻璃的凸凹透镜组合在一起，使其像差相互抵消。这个透镜组合是如何起作用的，可以通过一个棱镜的折射情况得到最好的展示，在这里同样的原理会起作用。将光分离成它的棱镜颜色在这里被称为色散。现在假设我们取两个玻璃棱镜ABC和ACD（图16），并按照图中所示的方式连接它们。如果一条光线RS穿过这两条棱镜，它们在光线上的作用会由于它们的角度转向的相反方向而趋向于相互抵消，光线只会因折射率的差异折射，并因分散率的差异分散。如果分散率相等，则根本就没有分散，光线通过时没有任何颜色的分离。如果这两个棱镜是由同一种玻璃制成的，只有使它们具有相同的角度，才能使它们的分散率相等，那么它们的折射率也将相等，光线将不经任何折射而通过。因为我们的目标是在不分散的情况下进行折射，所以同一种玻璃的棱镜组合不能产生这个效果。

现在我们面临的问题是，我们能不能制作两个不同品种的玻璃棱镜，使它们的分散率相等，但折射率不相等？欧拉和多朗德的研究人员对这个问题的回答是肯定的，他们指出致密的燧石玻璃的色散能力是冕牌玻璃的两倍，而其折射能力几乎相同。因此，如果我们用冕牌玻璃制作棱镜ABC，用燧石玻璃制作棱镜ACD，C处的燧石玻璃的角度是A处冕牌玻璃角度的一半，两个相反的色散体将相互中和，光线将通过而不会被分解成不同的颜色。但是冕牌玻璃棱镜角度加倍，会比燧石玻璃有更强大的折射率，这样，通过二者结合，我们就可以得到无色散的折射，这就解决了这个问题。

将这一原理应用于目镜构造的方法是：将冕牌玻璃材质的凸透镜与大约一半曲率的燧石凹透镜组合在一起。由于不同玻璃品种的折射率差异很大，不能给出两个曲率之比的确切规定，必须在每种情况下通过试验找到合适的曲率比。找到后，两个透镜将有相同的像差，但方向相反，而冕牌玻璃比燧石玻璃折射力更强，光线将在一个距离比前者焦距多一倍多一点的地方聚焦。这种结合称为消色差物镜。一些早期的消色差物镜是由三个透镜组成的，一个燧石玻璃的双凹面透镜安装在两个冕牌玻璃的双凸面透镜的中间。然而，目前使用的是两个透镜组成的，其形式如图17所示，分别用于小型欧洲望远镜和阿尔文·克拉克先生的所有望远镜。这里所用的冕牌玻璃是一个双面凸透镜，两个面的曲率相等。燧石玻璃透镜的内表面的曲率与冕牌玻璃透镜的曲率相同，这样两个表面就可以精确地结合在一起，而外表面几乎是平的。如果燧石玻璃的分散率正好是冕牌玻璃分散率的两倍，那么这个表面就必须是平的，才能产生消色差；但一般情况下并不是这样。事实上，因为没有两个在不同熔融状态下制成的玻璃品种会具有完全相同的折射和色散能力，因此光学工作者在制作望远镜时，必须找到两个玻璃品种的色散比，然后给燧石玻璃的外表面一个能与冕牌玻璃分散率中和的弯曲度。通常情况下，这个外表面必须稍微凹下去。

当玻璃的内表面被制成合适的物镜的时候，用透明的香脂将玻璃连接在一起，以减少通过玻璃时的光损失，这种操作并不少见。当光线照射到透明玻璃上时，其中3%到4%的光线会反射回来，当光线经过透明玻璃后又再次离开时，大约同样数量的光线会反射回玻璃中。因此，大约百分之七的光在通过每个透镜时会丢失。但是，当两个透镜用香脂或蓖麻油粘合时，来自燧石玻璃第二表面和冕牌玻璃第一表面的反射会大大减弱，从而避免了大约6%的光损失 。

随着消色差望远镜越来越大、越来越完善，人们发现了一种新的像差源，目前还没有一种实用的校正方法。这是因为燧石玻璃与冕牌玻璃相比，更分散光谱的蓝端而不是红端。如果我们制作出具有相同分散力的燧石玻璃和冕牌玻璃透镜，我们会发现在冕牌玻璃光谱中红色端最长，而在燧石玻璃光谱中蓝色端最长。其结果是，当我们以相反的位置连接一对棱镜时，如图16所示，这两个分散体不能使彼此完全抵消。光谱将被折叠起来，而不是折射光全部聚合在一条白光中，就像红色和靛蓝的末端连接在一起一样，微弱的紫色光自己延伸出来，而黄色和绿色则连接在另一端。因此，这一端为黄绿色，而另一端为紫色。

由燧石玻璃和冕牌玻璃棱镜组合形成的光谱称为二次光谱。它比普通的单由冕牌玻璃或燧石玻璃形成的光谱要短得多，而且大部分的光在黄绿端附近结合。它的效果是，折射望远镜虽然非常接近消色差的状态，但不是完全消色差的。在小型望远镜中，这种缺陷几乎看不到，唯一的缺点是，观察到的一颗明亮的恒星或其他物体会被一个蓝色或紫色的光斑所包围，光斑是由燧石玻璃抛出的靛蓝光线形成的。如果把目镜推进去，使星星看起来不是一个点，而是一个小圆盘，这个圆盘的中心将是绿色或黄色，而边界将是红紫色。但是，在近几年来大量生产的2英尺或以上光圈的大型折射镜中，二次像差是最严重的光学缺陷，它是由于玻璃本身的特性而产生的一种缺陷，任何技艺都不能减弱这个缺陷。这种困难可以通过在旧望远镜中减少色差的方法来减轻，也就是通过增加仪器的长度这个方法。然而，在这样做的过程中，由于玻璃尺寸如此之大，很快就遇到了无法克服的工程困难。因此，我们必须考虑到，近代伟大的折射望远镜已经非常接近这类仪器的光能极限了。

望远镜的目镜及其物镜都由两个镜片组成。事实上，一个镜片就能满足看见视野中央物体的所有目的，但视野本身在边缘时会变窄和不清楚。额外增加的透镜，被称为物镜，因此放置得离图像比较近，可以将外部光线折射成合适的角度在目镜的帮助下形成一个清晰的图像。图18展示了这样的一个接目镜，场透镜位于图像和眼睛之间。这种被称为正目镜。在反目镜中光线在到达焦点前通过物镜，这样图像就在镜片中形成。当需要在焦点上使用测微计时就使用正目镜；但如果仅用于观测，反目镜是最佳的。所有的望远镜都配备了许多目镜，通过更换目镜可以改变放大倍数以适应观测者的需要。

与这些目镜配合使用的天文望远镜显示的总是倒置和左右颠倒的图像。这个不会给天文观测带来不便。但是为了观察陆地物体，目镜必须有两对镜片，第一对镜片形成物体的新图像，将其恢复到合适的位置，第二对镜片形成的目镜用来观看图像。这种组合被称为正像目镜或陆地目镜。

3. 望远镜的安装

如果地球不旋转，那么每一个天体每天都能在几乎相同的方向被看到，使用大型望远镜的问题就会简化很多。物镜和目镜可以被固定起来以指向物体，观察者可以在他闲暇的时候仔细观测。但实际上，当我们使用望远镜时，地球的周日运动显然与仪器的放大倍数成比例增长；如果仪器是固定的，并且使用的是大倍数的，那么观测物体通过时速度就会很快，观察者无法观测到。仅仅是把望远镜指向需要的物体就需要许多特殊的发明，因为，除非指向准确，否则根本找不到观测对象。如果仅用望远镜，而不用其他辅助设备，观察者可能花半个小时也不能把望远镜精确地指向天狼星，不能将这个星星的图像放入望远镜视野里；然后，在他好好看一眼之前，天狼星可能会从视野里飞走而使观测对象再次丢失。如果上述所说的情况是一颗明亮的星星，那么找到海王星，一颗肉眼看不到的星星，在同一方向上不会保持连续两分钟的，得有多么困难！我们很容易理解，任何大望远镜的天文学使用，必须做好两件事：首先，将望远镜指向任何可见或不可见的物体的方法；第二，移动望远镜，使它跟随目标的周日运动的方法，这样观测目标才能一直处于观测视野中。以下是这些目标怎么生效的机械发明：物镜被放置在一根长管OE的一端，这根长管OE的长度与观测目标的聚焦长度差不多相同。目镜安装在这根长管较低的那端E端。这根长管的目的是让镜片处于相对合适的位置，并保护观测者的眼睛免于杂散光干扰。

这根长管有一个轴AB，A端紧紧地固定在长管的中段，这个轴穿过一个圆柱壳C，在圆柱壳中AB轴可以紧密地契合，也能自由转动。通过这个轴转动望远镜，可以将E端转到观测者面前，将O端转走，反之亦然。这个轴被称为赤纬轴。那个圆柱壳C紧紧地固定在第二个轴DE上，固定点为D，E被称为极轴。这个轴指向天空的极点，通过转动它，整个望远镜、连同圆柱壳的AC部分，都可以朝向观察者，B端可以远离观察者，反之亦然。为了防止望远镜的重量使它在极轴上转不动，在赤纬轴的另一端B端放了个重物保持平衡。这个重量通常被分割开来，由赤纬轴承担一部分，再由圆柱壳C承担一部分。极轴由支撑架F承载，很好地固定在基座的顶部。

这就是天文望远镜安装机制的一般性质。基本点在于有两个轴，一个固定，指向极点，另一个和它成直角，和它一起转动。在这些轴的排列中，不同制造者的望远镜有很大区别；但是图19显示了现在普遍采纳的基本安装模式。

在图中，望远镜被画在观察者的东方，并指向极点，因此平行于极轴。假设现在望远镜通过赤纬轴AB转动90度的弧，目镜E转动到观察者面前；物镜的末端会指向东方地平线，因此指向天球赤道，目镜的末端直接指向观察者。然后让整个仪器通过极轴转动，目镜向下调整。望远镜将沿着天球赤道或一颗星星的路径从极点处移动90度。我们通过调整赤纬轴，设置离极点的任何距离。如果我们转动极轴，望远镜将以极点为中心画一个圆，那就是一颗恒星进行周日运动的同一个圆。所以，用望远镜观察恒星，我们得先转动赤纬轴找到这颗星与极点之间的距离，然后转动极轴直到它指向星星。这个指向点，受到图中没有显示出来的，圆上的两种划分刻度的影响，一种按照圆周度数划分圆，一种按照钟表的分钟数划分圆。通过这样的刻度划分，望远镜指向点与极点和子午线的距离可以随时找到。

一旦发现星星，为了让星星可以留存在视野中，望远镜配备了一套钟表系统，极轴以一天一转的速度缓慢转动。通过启动这个钟表系统，望远镜就可以跟随恒星的周日运动；或用更高的天文精度来说，当地球从西向东绕轴自转时，望远镜以相同的角速度由东转向西，这样它在天空中所指的方向可以保持不变。

为了便于发现或识别物体，望远镜配有一个“探测器”T，它是由与大望远镜指向同一方向的小倍率望远镜组成。在小望远镜中，可以不需要像大望远镜那么精确的指向，就能看到一个物体。而且，一旦发现了物体，这个望远镜可以一直移动直到物体处于视野中央，而这时它也肯定在大望远镜视野的中央。

4. 反射式望远镜

有两种截然不同的望远镜：一种是刚刚描述的，被称为折射望远镜，因为它取决于光通过玻璃透镜的折射；另一种是反射望远镜，之所以这么叫是因为它的工作原理是从凹面镜反射光。这种反射望远镜的发明第一人是有争议的；但是艾萨克·牛顿爵士是最先引入它的人之一。他设计反射望远镜是为了避免他那个时代折射望远镜产生的色差。他设计的望远镜是消色差的。如果远处物体发出的平行光线照在凹面镜上，如图20所示，它们都会反射回一个焦点F，位于曲率中心G和镜面之间的中间。为了使光线全部反射到同一个焦点上，镜子的部分必须呈一个抛物线状，光线的交会点也是抛物线的焦点。如果光线从物体的不同点上发射出来，该物体的图像将会在焦距内或焦距附近形成，如透镜一样。这个图像就要用一个像折射望远镜一样的放大目镜观看。这种镜面被称为反射镜。

然而，这里出现了一个困难。图像形成于物体所在的镜面的同一侧；并且为了可以直接看到，观察者的眼睛和目镜必须在F和G之间，直接在物体发出的光线中。把眼睛放在这里，很多光不仅会被身体挡掉，而且图像的分辨率也将因为这么大的物体介入而大大受损。为了避免这种困难，制订了三种应对计划，分别来自于格雷戈里、牛顿和赫歇尔。

赫歇尔望远镜——在这种望远镜中镜子稍微倾斜，这样，图像不是形成于管的中心，而是靠近管的一边，如图21所示。观察者不用将头放在管子里就能看到，因此，也不会挡掉光的任何重要部分。在观察中，他必须站在管子的上端或外侧，向内观察，背朝着那个物体。因为他是直视镜子的，这也被称为“前视”望远镜。这种设计的最大缺点是光线不能被精确聚焦，因为它们越过了很长的路径才到了轴的另一边，分辨率也很受影响，因而这种前视设计现在已完全被放弃。

牛顿望远镜——艾萨克·牛顿爵士提出的计划是在焦点内放置一个小平面镜，以45度角倾斜于望远镜，以便将光线投射到管的一边，在那里聚焦，形成图像。在管子的那边开个小口，就在图像形成的下方，插入目镜。这个小平面镜会挡住一些光线，但是不足以成为严重缺陷。亨利·德雷伯教授对这个缺陷做了改进。

倾斜的平面镜被一个小的矩形棱镜取代。通过棱镜的反射，形成的图像离棱镜很近。一对透镜被插入在光线的路径中，通过它在管子一边的开口处形成第二幅图像。这第二个图像可由普通的目镜看到。这四个透镜一起形成一个正像目镜。

格里高利望远镜——这是詹姆斯·格里高利提出的一种设计。他可能早于牛顿发明了反射望远镜。在焦点F后面，放置了一个小凹面R，它可以使光线反射回管内。较大的镜子M在中间有一个开口，小镜子R经过调整在开口处对物体形成第二个图像。这个图像可由开口处拧入的一个目镜观看到。

卡塞格利亚望远镜——原则上与梅里高利望远镜相同，与之不同的是，小镜子R是凸面的，并且放置在焦点F内，这样光线在到达焦点之前从R反射出去，直到到达大镜子的开口处才会形成图像。与格里高利望远镜相比，这种设计的优点是望远镜可以变短些，小镜子可以更容易达到所需的形状。因此它完全取代了原来的格里高利望远镜。

从光学上看，这些望远镜不如牛顿望远镜。但后者的不便之处在于观察者必须站在望远镜的上端，他向内看着一个拧在管子一边的目镜。如果望远镜是小的，这个不便还没有太大感觉；但是如果是20英尺长或20英尺以上的大型望远镜，情况就完全不同。因此必须想出方法，让观察者可以站在空中，高度等于仪器的长度，这需要一个相当大的机械，管理起来也很麻烦。另一方面，卡塞格林望远镜像折射镜一样，直接指向要查看的对象。观察者站在下端，看着大镜子的开口处。因此，这是所有形式中最便于管理的。它的一个缺点是，有两个镜子需要照管，除非两者的图形都是完美的，否则图像会被扭曲。另一个缺点是图像的大尺寸，它迫使观察者要使用放大倍率很高的放大镜或具有相应尺寸的目镜 。但与使用方便的巨大优势相比，这些缺陷并不重要。

5. 现代主要的大型反射望远镜

牛顿和他的同时代人制造的反射望远镜真的很小，每一个的直径都只有几英寸。尽管它们比惠更斯的特别长的折射望远镜要好打理得多，但是它们在效果上并没有特别突出。因此，如果它们可以做成大尺寸的话，我们可以预见到消色差望远镜会完全取代反射望远镜。但是在多朗德时代，如果望远镜直径只有几英寸，是不可能生产出配套的足够均匀的燧石玻璃的圆盘的。四英寸光圈的消色差望远镜在当时被认为是尺寸非常大的，超过3英寸的很好的望远镜是罕见的。

因此，从为了看到最模糊和最难观察到的物体这个目的出发，早期的消色差望远镜如果有些优势的话，也并不比惠更斯和卡西尼制作的望远镜好多少。因为大透镜抛光没有这样的障碍，很明显为了大幅度增加光能功率，必须求助于反射望远镜。在18世纪中叶以前，反射镜比折射镜稍大一点，在光学性能上没有超过折射镜。但现在出现了一个天才，他将对反射镜的结构进行一个绝妙的改进。

威廉·赫歇尔，在1766年是在巴斯非常有名的一位教堂风琴手和音乐教师，他将他有限的空闲时间都花在了数学、天文学和光学研究上。很偶然地，他得到了一个两英尺长的格里高利式的反射望远镜。他用它看向天空，对眼前所呈现的景象欣喜若狂。因而他动身去伦敦，希望买到一个功能更强大的望远镜。结果出售价格远远超过他的能力，他决定自己制作一个。经过对金属合金的许多次实验之后，他了解了哪种合金可以反射出最多的光，他努力找到打磨透镜的最佳方法，并将透镜打磨成抛物线形状，就这样，他制作出了一个5英尺的牛顿式反射镜。这个反射镜向他展现了许多有趣的天体现象，当然，这些现象都已为人所知。他决心制作出当时能制作出来的最大的望远镜，他尝试了大量的镜子，尺寸不断增大。他个人的绝大多数尝试都是失败的；但在成功尝试的结果中就包括了不断增大尺寸的望远镜，直到他制作出迄今为止人们想不到的带有2英尺光圈、长达20英尺的望远镜。用这样一个望远镜，他发现了天王星。这位音乐家-天文学家的声名传到了国王乔治三世的耳朵里。这位国王给了他每年200英镑的年金，让他能够一生致力于天文发现事业。他所做的最伟大的一步就是制作完成了一个直径达4英尺、长达40英尺的反射望远镜。用这个望远镜他发现了土星的两个新卫星。

赫歇尔现在发现他已经到达了可以掌控的望远镜的极限。在一个足够大的、能容纳下观察员以及记录观测所需要的所有设备的舱室里，观察员不得不被悬吊在30或40英尺的高空处；这个舱室还必须跟着望远镜一起移动，以保持所观察的恒星在视野里。让镜子保持合适恰当的形状又增加了观测的难度，仅仅是夜间温度的变化就会对这方面产生影响。因此，当发现赫歇尔很少使用这种仪器时，我们不必惊讶。在监测最难观察到的物体时，他也更喜欢20英尺长的望远镜 ^[1] 。

威廉·赫歇尔爵士在大型望远镜建造方面唯一的直接继承人是他的儿子约翰·赫歇尔爵士。但是后者没能建造出一个能在尺寸上与其他父亲的最大望远镜相媲美的望远镜，而且他的望远镜是否在光学性能上超过他的父亲的还值得怀疑。

大型望远镜上第一个决定性的进步是罗斯伯爵 的著名的反射镜，位于爱尔兰的帕森敦。这个望远镜的直径是6英尺，焦距约为54英尺，铸造于1842年。罗斯伯爵的一大进步是引进蒸汽机进行大镜面的研磨和抛光，这是赫歇尔无法获得的一种技术。这个望远镜的安装与赫歇尔所采用的方法完全不同。这个望远镜放在两面石墙之间，只允许其在子午线两侧移动约10度，它依靠管子下端的一个枢轴转动。它通过一系列巧妙结合的链条可以向子午线南北两个方向移动，因此它可以安装在所需观察的星星的极距上，然后，它通过一个巨大的钟表件驱动的长螺丝慢慢地向西移动，以便跟随恒星。它通常被用作一个牛顿式的望远镜，观察者从上端的管子的侧面向里看。为了使他能到达管子的开口，采用了各种可移动平台和分段工作台。其中一个平台悬挂在桥墩的南面，通过墙之间的距离向东和向西延伸，并且可以通过机械提升，以便正好到达望远镜口的位置，只要望远镜口的高度小于45°。当高度超过这个度时，观察者会爬上一段楼梯到其中一堵墙的顶部，在那里他安装了一个滑动的分段工作台，通过这个工作台，观察者可以被带到望远镜的任何位置。这台仪器主要用于绘制月面地貌图和行星与星云图。它巨大的采光能力使它特别适合后一个目标。

其他反射望远镜——虽然其他的反射镜在尺寸上没有能接近罗斯伯爵的那个大型望远镜的，但也有一些是值得注意的，因为它们的镜面外形设计完美和它们所带来的发现的重要性。在这些望远镜中，第一个是英国的威廉·拉塞尔先生的大型反射望远镜。这位先生做了一架两英尺光圈的反射镜，大约和罗斯建造他那巨大的6英尺口径的望远镜时间相同。天王星的两颗卫星的发现证明了这面透镜打磨出的完美外形，这两颗卫星以前都是未知的、看不见的，除非，赫歇尔和斯特鲁夫可能偶尔几次捕捉到了它们的踪影。后来，他制作了一架4英尺光圈的望远镜，1863年，他将这架望远镜带到马耳他岛，在那里他对卫星和星云进行了一系列观测。

1870年，都柏林的托马斯·格鲁布父子，按照卡塞格林望远镜的模式，为澳大利亚墨尔本天文台设计了一架直径4英尺的反射式望远镜。这台仪器不仅镜面外形完美，而且可能是有史以来最容易操控的大型反射镜。

唯一成功建造大型反射望远镜的美国人是纽约的亨利·德雷珀教授，他拥有一台28英寸口径的望远镜，这是他自己亲自动手做的。这台仪器大约于1872年安装在哈得孙河黑斯廷斯他的私人天文台里。它的透镜不是镜面金属的，而是镀银玻璃的，镜面外形打磨得几乎完美无瑕。这台望远镜主要用于拍摄天体的照片，既可以用作牛顿式望远镜，也可以用作卡塞格林望远镜。

最近，巴黎天文台曾尝试建造一个反射望远镜，其镜面由镀银玻璃制成，大小与拉塞尔大望远镜和墨尔本天文台的望远镜相当。玻璃的直径是120厘米，比英国的4英尺长度短一英寸。马丁用福柯设计的方法在巴黎天文台对它进行了计算、抛光和镀银。它在1875年安装；但不幸的是，没有采取适当的措施来防止玻璃在自身重量下弯曲，从而破坏了马丁成功获得的抛物线外形的完美性。因此，它被从镜筒中取出，以修复这种安装缺陷。支撑和移动望远镜的机械在某些方面很特殊，我们在图39中给出了它的视图。

6. 大型折射望远镜

我们已经注意到，在消色差望远镜的早期，它的进展受到了制作大块燧石玻璃的困难的阻碍。大约在19世纪初，瑞士的机修工吉南德，经过一系列试验，发现了一种方法，他可以用这种方法生产出一种大小前所未闻的燧石玻璃圆盘。当时，著名的夫琅和费正在慕尼黑开展眼镜商的业务，听说吉南德的成功后，他来到了慕尼黑，开始生产光学玻璃。夫琅和费是一位资深物理学家，他对玻璃的光学性质以及制造最好望远镜的条件进行了比他以前任何尝试的人都要仔细和详尽的研究。借助吉南德提供的大圆玻璃盘，他能够把望远镜的口径提高到10英寸。他于1826年去世，他的继任者、慕尼黑的梅尔兹和马勒，制造了两台15英寸口径的望远镜，当时被认为是最不寻常的。其中一个属于俄罗斯的普尔科瓦天文台，另一个是由波士顿市民为哈佛大学天文台订购的。

夫琅和费家族在建造大型折射望远镜方面远没有对手，直到他去世三十年后，才在最不可预料的地方出现了。1846年，阿尔文·克拉克先生是马萨诸塞州剑桥港的一位不知名的公民，他以自学的肖像画艺术为生，靠建造小型望远镜来消遣。虽然没有数学教育的优势，但他对光学原理有着完美的了解，这个了解的程度是他能够制作和判断望远镜好坏所必需的。他是在偶然的情况下尝试打磨镜片的，很快他就生产出了与以往制造的任何镜片都质量相当的物镜。如果他是任何其他文明国家的公民，那么在建立声誉方面就不会有任何困难。但他不得不因为这种忽视和怀疑而奋斗了十年，这种忽视和怀疑是这个国家的天才们的普遍命运；而且，尽管他的物镜看起来很特别，但是最初是一个外国人使他的名字和能力被天文界注意到的。W.R.道斯先生，英国著名的业余天文学家之一，皇家天文学会的活跃成员，于1853年从克拉克先生那里购买了一个物镜。他发现这个物镜非常出色，在接下来的两三年里，他又订购了几片其他的物镜，最后还订购了一整台望远镜。他还与天文学协会进行了几次交流，列出了克拉克用他自己建造的望远镜探测到的很难观测到的双星的名单，并表明克拉克先生的物镜在分辨率上几乎是完美的。

这样做的结果是，这位美国艺术家开始在自己的国家内受到赞赏；1860年，他收到了密西西比大学的订单（F.A.P.巴纳德博士 是当时的校长），订购了一个18英寸光圈的折射镜，这个望远镜比当时现有的最大折射镜还要大3英寸。在玻璃镜片完成之前，这种望远镜因发现了天狼星的伴星而出名，这一成功获得了法国科学院颁发的拉兰德奖章。当这台望远镜在制作过程中时，美国内战爆发了，使最初订购它的那一方没办法拿走它；但它很快就被卖给芝加哥天文学会，该学会于1863年将其安装在芝加哥市。这架望远镜的分辨率非常精细，但它所安装的圆顶的缺陷，以及缺少对天文学家的支撑手段，极大地影响了它的效率。

这一设备的霸主地位并没有保持多久。1870年，英国约克郡的托马斯·库克父子公司为英国盖茨黑德的R.S.纽瓦尔先生安装了一架25英寸透明孔径的折射镜，它的分辨率非常好。这台仪器的主人打算把它运到比英国气候更好的地方，但这个项目还没有实施。1874年夏天，洛克耶先生用它来研究科吉亚彗星。

在各方都在制造这些巨大的望远镜的时候，在证明可以制造出超过2英尺孔径的望远镜之后，美国国家天文台只有一台9.5英寸的老慕尼黑折射镜，这台折射镜与弗劳恩霍夫在19世纪初曾经制造的望远镜相当。国会对这一不足给予了强烈的关注，相信阿尔文·克拉克父子公司有能力弥补这一不足，因此在1870年国会通过了一项法案，授权天文台的负责人签订合同，订购一台美国制造的规模最大的望远镜。商定好的口径是26英寸，比纽瓦尔先生的望远镜的口径仅大1英寸。事实证明，即使是这样大小的粗糙玻璃盘也很难获得，在钱斯先生公司收到克拉克先生订单的一年多之后，他们才能够完成所需大小的良好玻璃盘。玻璃于1871年12月到货，随后望远镜制造工程于下年1月开工。玻璃的抛光工作于1872年10月完成，整个仪器在一年多的时间内完成，最终于1873年11月安装完毕，可供观察。这种玻璃镜片的外形几乎完美无缺，其主要缺陷是由二次像差引起的，二次像差是一个大型折射镜摆脱不掉的问题。这台仪器主要用于观察土星、天王星和海王星的卫星，以确定这些行星的质量。

7. 两类望远镜的放大率

现在自然而然会产生的问题是，我们所描述的这两类望远镜，哪一种更强大，是反射镜还是折射镜？这两者的放大能力有什么限制吗？对于这些问题，很难给出一个确定的答案，因为每一种都有其独特的优势，每一种望远镜在获得最高的放大率方面也会有许多困难。事实上，公众对大型望远镜的放大能力怀有非常夸张的想法。因此，说明阻碍这些想法实现的环境以及望远镜的视能力所依赖的条件，将具有指导意义。

我们首先注意到，当我们不用望远镜，去观察一个发光点——例如恒星时，我们借助进入眼睛瞳孔的光锥看到它。瞳孔直径约为五分之一英寸，恒星发出的、落在这个直径的圆上的光，被聚焦在视网膜上，除非这个光量足以被感知，否则就看不到恒星。现在，我们可以把望远镜比作“独眼”，其中物镜是瞳孔，因为通过它的帮助，只要使用足够小的目镜，落在物镜上的所有光线就都会聚焦在视网膜上。当然，我们必须除去通过镜片时失去的那部分光。因为落在表面上的光的数量与表面的范围成正比，因此与其直径的平方成正比，因此可推出，由于1英寸透明孔径的望远镜的直径是瞳孔直径的5倍，它将接收25倍的光；6英寸的望远镜能接收的光是瞳孔能接收的光的900倍，其他口径也是如此。因此，用望远镜观察到的恒星，其亮度与仪器口径的平方成正比，比肉眼所见的要亮。但是恒星不会像行星那样被放大，因为一个点只是一个点，不管我们用多少来乘它（放大）。的确，望远镜中的一颗明亮的恒星有时似乎有一个可感觉到的圆盘；但这是由于图像的各种缺陷，原因在于空气、仪器和眼睛，所有这些东西都有轻微散射一部分光线的效果。因此，在完美的视觉条件下，恒星的视亮度将与望远镜孔径的平方成正比。据说，在一个偶然的时刻，威廉·赫歇尔爵士的望远镜指向一个方向，在那个方向上天狼星将要进入它的视野，视野里出现了像早晨一样的黎明，这个景象首先告诉他有东西即将进入。光线迅速增加，直到星星本身现出了耀眼的光芒，这使他想起了冉冉升起的太阳。事实上，在任何一架孔径为2英尺或以上的好望远镜中，天狼星对于一只在黑暗中停留了一段时间的眼睛来说，都是一个几乎令人眼花缭乱的天体。

但是，为了使所有落在望远镜物镜上的光都能进入眼睛的瞳孔，必须使放大率至少等于望远镜孔径与瞳孔的比值。后者通常约为五分之一英寸。因此，我们必须对每英寸口径使用至少5倍的放大率，否则我们将无法充分利用我们的物镜。通过研究图14，我们可以明显地看出，落在物镜上并穿过目镜的一束平行光线，其直径将随着物镜与目镜的焦距比而减小，而物镜与目镜的焦距比与放大倍数相同。例如，如果我们在一个24英寸的望远镜上安装了一个很大的目镜，因而放大率只有48，并将它指向一颗明亮的恒星，那么目镜上的“浮现的一束光”的直径将是半英寸，整束光线可能都不能进入瞳孔。通过增加放大功率，我们将增加恒星的视亮度，直到我们达到放大率120，之后就不可能再增加亮度了。

所有这些都假设的是我们在观察一颗恒星或其他发光点。如果物体有一个可感知的表面，比如月球，或者一个大星云，并且我们考虑到它表面的视亮度，那么情况将部分逆转。然后，所观察物体将呈现同样的亮度，每英寸口径的所有放大率都低于5，但当我们超过这个极限时，它将开始变暗。其原因是，当我们增加放大率时，光线会扩散到视网膜的更大表面上，因此会减弱。只要我们的放大能力低于极限，通过放大能力的增加进入瞳孔的光的数量也会增加，这会补偿其在瞳孔上扩散得更大的表面，因此亮度是恒定的。每英寸超过5的界限，光覆盖的表面就会变大，或所观察物体的视星等，仍然随着放大率的增加而增加，但光线没有增加；因此，物体看起来更暗淡。乍一看似乎矛盾的是，我们现在所指的照明度永远不能通过使用望远镜来提高，最多只能与肉眼看到的相同。事实上，由于通过任何望远镜都必然会损失一些光线，望远镜的照明度总是比较低。如果抛光不完美，最好的镜面金属反射镜的光照将减少到一半或更少；如果使用折射镜，光照将减少到十分之七或八。作为这些结论的例子是，通过望远镜，天空永远不会像肉眼一样明亮；通过折射望远镜，月球或大星云将比通过反射镜看到的更明亮些。如果是一个非常明亮的物体，像太阳或金星，那么我们已经描述过的，通过放大而失去的亮度，不会造成任何不便；但是，外行星和许多星云光线微弱，以至于超过放大极限多倍的望远镜使用起来也没有优势。

另一个限制望远镜功率的原因是衍射。当“浮现的一束光”直径减小到一英寸以下时，即当物镜的每英寸孔径的放大率大于50时，观察到的每个物体的轮廓都会变得模糊和不清晰，无论这个光线有多明亮或者这个镜片有多完美。这个效果就像我们在卡片上的一个小针孔里观察一样，这个实验任何人都可以试试。这是由于物镜或镜子边缘的光的衍射，当我们把放大功率提高到每英寸100以上时，它随着放大率的增加而迅速增加，模糊度的增加抵消了放大率的增加。那么，如果我们将望远镜的孔径（英寸）乘以100，我们将有一个极限，超过这个极限就没有放大的作用。事实上，超过每英寸60时是否能得到任何真正的优势是值得怀疑的。在两英尺（24英寸）孔径的望远镜中，这个极限是2400。这种限制不能完全精确地设定；但是，即使在最有利的情况下，试图超过每英寸70时所得的优势也会很小。

上述评论适用于在最有利条件下使用的最完美的望远镜。但是最好的望远镜也有缺陷，这几乎总是会阻止人们在天文观测中使用最高的放大率。在折射望远镜中，主要缺陷来自于之前已经解释过的二次像差，而二次像差是由于玻璃本身固有的特性引起的，工艺的完善也无法解决这个问题。在反射镜的情况下，相应的困难是使反射镜在每个位置保持完美的形状。当望远镜移动时，镜子可能会由于自身的重量和弹性而弯曲，从而严重损坏或破坏焦点上的图像；而且，尽管现在通过采用将镜子支撑在一个杠杆系统上或支在气垫上这些方法，大大减少了这种可能性，但因为很难使设备保持正常状态，因此通常比较麻烦。

如果我们比较迄今为止制造出来的折射望远镜和反射望远镜，很容易总结出它们的相对优势。如果制作和维护得当，折射镜易于管理，使用方便，并且始终能以其最大功率正常工作。它最大的缺陷，二次像差，不能通过技艺削弱，也不会因为观察者缺乏技能而有所增加。这一操作的确定性是如此重要，以至于19世纪大部分天文观测都是用折射镜进行的，折射望远镜总能证明自己是最好的工作仪器。二次像差产生的缺陷是后者固有的，并且随着玻璃孔径的增大而增大，以至于如果使透镜直径超过36英寸的限制，就无法获得任何优势。另一方面，当我们只考虑视功率时，计算时至少会优先考虑反射镜。很容易就能计算出罗斯勋爵的“利维坦”，以及拉塞尔先生的、巴黎和墨尔本天文台的四英尺反射镜，必须收集两到四倍于华盛顿大望远镜的光。但是，当我们不是通过计算，而是通过查询这两类仪器到底看到了什么难以观察到的天体，结果似乎表明，最大的折射镜在光学功率上与最大的反射镜相等。后者能观察到的物体，前者也能观察到。为什么大反射镜的计算功率与其实际性能会存在差异？我们能找到的唯一原因是大镜子的形状和抛光有缺陷。大型折射镜在其工艺上基本上是完美的；反射镜似乎并不完美，尽管有瑕疵，但不能完全确定地说出具体缺陷是什么。未来的大望远镜是属于第一类还是第二类，必须取决于反射镜的缺陷能否完全克服。墨尔本大型望远镜的制造商格鲁布先生认为，他已经完全成功地做到了这一点，从而保证了一个直径为6、7甚至8英尺的镜子，它能像一个物镜一样完美。如果他是对的，并且没有一个机械师的意见有更大的权威，那么就光放大倍数而言，他已经解决了有利于反射镜的问题。但如此大的望远镜难以操作，以至于我们仍然必须将折射镜视为过去和未来的工作仪器；然而，对于光亮极微弱的物体的发现和检验，我们可能会发现，优势将全部集中在未来的大型反射镜这一边。

天文观测的最大敌人是人们很少考虑的，即大气。在一个炎热的夏日里，当我们看着地表上一个遥远的物体时，我们注意到它的轮廓外有一定的波纹，伴随着轻微的颤抖。如果我们用望远镜观察，我们会发现这个波动和颤抖与物体一起被放大了，所以用最强大的望远镜观看也不比我们用肉眼看到的更好。这种现象的原因是地面附近的热空气与上面较冷的空气混合，造成不规则且不断变化的折射，其结果是需要高放大倍数的天文观测在白天很少有优势。到了晚上，空气并没有受到太多的干扰，但总是有温度稍有不同的气流，它们的交叉和混合在很小程度上产生了相同的效果。由于这种气流是引起恒星闪烁的原因，我们可以把它作为一种规律记下来：当一颗恒星闪烁时，就不能用高倍望远镜对它进行最好的观察。它不是呈现出一个明亮的、分辨率很好的点，而是看起来像一束光在各个方向燃烧，或像一罐熔化的沸腾金属；放大率越高，它就越会燃烧和沸腾。这种大气扰动的量每夜的变化很大，但从未完全消失过。如果在400倍的放大率下看不到图像的连续扰动，大多数天文学家会认为这是一个非常好的夜晚；至少在这种气候下，能有利地使用1000倍以上功率的望远镜的夜晚是相当罕见的。

有时有人说威廉·赫歇尔爵士用他的一架大型望远镜使用了高达6000倍的功率，而且，在这种放大率下，月球可能被带到了40英里的视距离内。如果在月球上使用这样的放大率，我们必须假设，不仅仅是月球好像在距我们40英里的地方能被看见，即使赫歇尔使用了他最大的望远镜——四英尺口径的望远镜——但是，其视野依然就好像他是通过一个 英寸直径的针孔来观察的一样。并且这个观察视线要穿过几码流水，或数英里的空气。月球是否曾被望远镜观测过，就像用肉眼在500英里外观测到月球那样，这是值得怀疑的。如果情况属实的话，我们可以确定所使用的望远镜的放大率不超过1000。

如果完全依靠放大能力来观察，我们就不可能希望通过进一步改进望远镜来获得更多的成果，除非我们把仪器安装在大气扰动比以前建造天文台的地方要小的地方。据推测，在北美西部和西南部的山脉或台地上，大气异常清晰稳定；如果这种假设完全正确，那么在那片区域建立一个天文台可能会给天文学带来巨大的收获。

[1] 赫歇尔制作的大型仪器依然被保存着，但是没有安装使用；事实上，那面镜子很可能在很久以前就失去了所有的光泽。在1839年，约翰·赫歇尔爵士把这台大型望远镜卸下来，放在了一个水平的位置上，在镜身里举行了一次家庭庆典后就把这台仪器封存起来了，正如下面这首歌所唱：

旧望远镜

（演唱于1839年—1840年的新年前夜，演唱者：爸爸、妈妈、格拉克夫人以及由此聚集在镜身里的所有小家伙。）

我们坐在旧望远镜的管子里，过去的阴影在我们周围掠过；我们用呐喊和喧闹唱着它的安魂曲，旧的一年过去了，新的一年到来了。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

五十年来它笑傲风雨，强风无法动摇它的威严姿态；现在它躺在，它曾经站过的高处，用它那明亮的大眼睛搜寻深邃的天堂。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

世界上有许多人还没见过的奇观，从这个管洞中可以看到所描绘的图像；凡人的记忆无法想起，它只知道是谁制造的。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

在冬夜里看着我们的父亲，他的凝视里闪着史前的光。妹妹的爱减轻了他的负担，他们团结一致，向上抬起目光。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

他终于将它安静地伸展开来，在星光中沐浴他的巨大力量；时间会在这里找到一点硬质的东西，为了让它牙齿吞噬钢铁。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

他最终将磨炼它，他必须磨炼它。还有它的黄铜和铁条终将变成黏土和铁锈；但无情的岁月终将逝去，木架滋养腐朽，外形也毁灭。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

新的一年开始了，旧的一年过去了。上帝保佑，像最后一个快乐的人（多一点阳光少一点雨水，以使我们免于咳嗽和风湿性疼痛）。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！

上帝保佑这群人能找到它的结局，在爱与和谐中深情地结合！我们中的一些人，很多年后，又一次可能会使旧望远镜的回声畅响。合唱：欢乐地、欢乐地让我们一起唱，让旧望远镜发出嘎嘎和叮当响！ av0ethxRVTwxsorLBbI4Yemcc4CKsVKhVPkAQsK6gVcssoDzf2j6bTAsk2JlOhMs