在科学研究中，望远镜的使用引起了大众的浓厚兴趣。我相信读者一定非常想知道，望远镜的组成和望远镜的作用。望远镜最完整的形式是很复杂的，如天文学家在天文台上使用的望远镜。不过，只要细心一点便能了解其中的几个要点。当我们了解了这些要点之后，再去观察这些仪器，便会学到更多的知识，获得更大的满足感。

大家都知道，望远镜的作用是把远处的东西看得近一些；将几千米外的东西看作在几米内。这种结果是由一些巨大的透镜形成的，这种透镜类似于我们使用的眼镜，只是更大、更精致而已。至少有两种方法能够把来自于物体的光收集起来，一种是让光经过许多透镜，另一种是用凹面镜反射光。因此，便出现了多种望远镜：折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜。首先，我们分析一下折射望远镜。

望远镜中的透镜

折射望远镜的透镜通过两个系统构成：一个是物镜，让远处物体的像出现在望远镜的焦点上；另一个是目镜，在人的眼睛看得最清楚的地方形成新的像。

物镜是望远镜中最精密的部分，也是最难制作的部分。这一部分需要的工艺比其他所有部分都精巧。我们用一个事实解释需要多么高的天赋：100多年前，所有天文学家都相信，全世界只有阿尔凡·克拉克（Alvan Clark）能够制造巨大且精致的物镜，我们在后文会说到这个人。

一般来说，物镜由两个透镜组成。这些透镜的直径决定了望远镜的能力，被称为望远镜的“口径”（aperture）。口径有大有小，家用小望远镜的口径大约是10厘米，而叶凯士天文台（Yerkes Observatory）使用的大型折射望远镜的口径是1.02米。

如果想要让望远镜中呈现出远处物体清晰的影像，最关键的是物镜要将来自于该物体的每一点光都聚集到焦点上。如果无法做到这一点，光便会分散到多个焦点上，导致物体变得模糊，好像透过不合光的眼镜看东西一样。不过，无论使用何种玻璃制作的单片透镜都无法将所有的光集中到一个焦点上。大家都知道，无论是来自于太阳还是来自于星星的光，都是多种颜色混合成的，将其通过三棱镜后就能分开。从红色的一头开始，接下来依次是橙色、黄色、绿色、蓝色、靛色、紫色。一个单片透镜会将不同的光聚集到不同的焦点上；红色距离物镜最远，而紫色距离物镜最近。这种现象称为“色散”（dispersion）。

300年前，天文学家们认为透镜的色散作用难以消除。1750年，伦敦的多龙德（Dollond）找到避免色散作用的方法，那就是使用两种玻璃，一种是冕牌玻璃，另一种是火石玻璃。这种方法的原理非常简单。冕牌玻璃和火石玻璃的折光能力差不多，但前者的色散能力比后者强一倍。于是，多龙德将两块透镜制作成一个物镜，下图是其中一部分。前面是一片冕牌玻璃制成的凸镜，这是最寻常的做法。与它相连的是一片火石玻璃制成的凹镜。由于两个透镜的曲度相反，便使光射向不同方向。冕牌玻璃将光集中起来，而火石玻璃制成的凹镜却将光分开。假如仅仅使用火石玻璃，我们将会发现它不仅无法将光线集中起来，反而使一点上的光向着各个方向扩散。将火石玻璃的聚焦能力制作成冕牌玻璃的聚焦能力的一半多一点，这个设计能够消除冕牌玻璃的色散作用，但无法将其折光能力消除一半。结合起来形成的结果是，所有的光线几乎都能集中在一个焦点上，但与仅仅使用冕牌玻璃时相比，这个焦点大约远了一倍。

望远镜中物镜的一部分

上文所说“几乎都能集中在一个焦点上”，那是因为两层玻璃的组合无法将所有光线绝对集中在一个焦点上。望远镜的口径越大，这种缺憾就越明显。如果用大型折射望远镜观察月亮或者星星，一定会发现它们周围有着蓝色或者紫色的晕光。这两个透镜无法将蓝色和紫色的光线与其他光线集中到同一个焦点上，所以形成了“二级光谱”的像差。这是普通玻璃的性质造成的，科学家们也无法解决。目视使用的折射望远镜的视场比较小，二级光谱表示它的主要像差，缩小相对口径能够减小不利影响。

大型折射望远镜需要使用巨大的透光能力强的光学玻璃，这在制造上非常困难。同时，对于紫外波和红外波的透光性能来说，大型折射望远镜要比反射望远镜差一些，而且有残余色差。此外，它的架构的支持力比反射望远镜差一些，所以制造这种望远镜需要很高的花费。这些都不利于望远镜向着更大的口径发展。现在，全世界折射望远镜的最大口径是1.02米。

由于物镜具有将光聚集在焦点的能力，所以远处物体的像便会呈现在焦平面上。焦平面指的是经过焦点和望远镜的主轴（或者与视线呈90度）形成的平面。

望远镜形成的像是什么样的呢？关于这个问题，我们可以参考一下照相机中的毛玻璃。你会发现一副面孔或者一张画出现在毛玻璃上。其实，照相机类似于小型望远镜，而毛玻璃相当于焦平面。反过来说，望远镜是焦距比较长的大型照相机，可以用来为天空拍照，就像照相师用照相机拍照一样。

有时候，当我们明白了一件东西不是什么时，往往能够更好地明白它是什么。100多年前，著名的月球大骗案正好说明了这一点。作者用荒诞的故事欺骗了许多读者：赫歇耳爵士（Sir John Herschel）用放大倍率很高的望远镜观察月亮，发现没有足够的光用来看清楚影像。于是，某些人提议用人工光照明影像。结果令人惊讶，月亮上的动物都能呈现在望远镜中。如果许多人没有被欺骗，我就无需说下面这句话了：在本质上，外来的光线无法影响望远镜所成的像。因为望远镜中的像不是实像，而是远处物体上的光线相交于适当的一点，然后从该点扩散开，好像在焦平面上形成了一幅图画。实际上，图画一词要比影像一词更能表示物体的情况，但这幅图画由光线聚焦而成，我们将这样的像叫做虚像。

如果物体的影像正好在我们眼前形成，大家可能会产生这样的疑问：为什么还要通过目镜观察它呢？为什么观察者无法站在影像后面望向物镜，发现影像悬挂在半空中呢？其实，观察者能够这样做，只是需要在焦平面上放置一块毛玻璃，然后像照相师使用照相机一样即可。这样一来，影像会出现在毛玻璃上，这时观察者只要望向物镜便会看见物体，根本不用使用目镜。不过，只能看见一小部分，所以直接观察物镜没有什么好处。如果想要好好看，必须使用目镜。目镜是一个小眼镜，在本质上与钟表匠使用的眼镜相同。目镜的焦距越短，观察得越准确。

有些人想知道，著名望远镜的放大倍率到底是多少呢？这个问题的答案不仅取决于物镜，还取决于目镜。目镜的焦距越短，放大的倍率越高。天文望远镜会配置多种不同的目镜，以便满足观察者的各种需要。

只要不超出几何光学原理的范围，任何望远镜（无论大小）都能实现任何放大率。通过普通的显微镜观察影像，我们可以让10厘米的小望远镜的放大率等同于赫歇耳的大型反射望远镜的放大率。不过，假如想让任何望远镜的倍率超过一定程度存在多种实际困难：首先，物体表面发出的光线非常微弱。假如我们用一个8厘米望远镜观察土星，将其放大数百万倍，土星就会变得模糊不清。不过，这个不是让小望远镜拥有高放大率的唯一困难。根据光学的一般定律，我们不能将每2.5厘米口径的放大率提高到50多倍，最多不能超过100倍。也就是说，一个口径是2.5厘米的望远镜的放大率不能高于150倍，更何况是300倍呢。

此外，天文学家们还得面对一个难题：地球大气造成的模糊，也就是常常说的看不清楚。

我们观察天体需要透过厚厚的大气。如果将大气压缩到与我们周围空气的密度一样，将会有10千米厚。我们知道，观察10千米外的东西是模糊不清的。因为光线透过的大气不停地运动，造成不规律折射，促使物体看起来颤抖不止。在望远镜中，这种模糊和颤抖要强烈得多。结果，随着放大率的增加，影像的模糊程度也在同比例增加。也许，这种模糊程度是由空气的情况决定的。天文学家想到这个问题，便为大型望远镜寻找空气波动比较小的地方，以便能够更加清晰地观察天体。

通过计算可知，高倍率的大型望远镜能够将月亮拉得非常近。例如，通过放大率是1000倍的望远镜观察月亮，它好像位于400千米之外；而使用放大率是5000倍的望远镜观察，它好像在80千米之外。这种计算是正确的，但对于月亮上的东西来说，望远镜的不足和大气流动造成的影响使得它们模糊不清。这两种影响导致计算结果与实际情况不符。我难以相信，天文学家们用现有的望远镜观察月亮或者行星时，将放大率提高到千倍以上还能获得许多好处，除非是大气非常平静的时候。

望远镜的装置

许多没有见过望远镜的人可能认为，通过望远镜观察天体是一件非常简单的事情，只要将望远镜对着某个天体观察就可以了。我们可以试验一下，将望远镜对着某颗星星，一件难以预料的事情发生了。那颗星星很快就逃开了，并没有一直待在望远镜的视野中。因为地球一直绕着转轴自转，所以星辰看起来向着相反的方向转动。这种运动速度和望远镜的放大率同比例增加。如果使用高倍率望远镜观察天体，我们还没有观察，星辰就已经逃离了我们的视野。

现在，我们需要明白，望远镜的放大作用会将我们透过望远镜看见的视野缩小，所以实际的观测范围要小于看起来的范围，而缩小的倍率与望远镜的放大倍率相等。例如，如果选用的是千倍望远镜，那么，视野大约是2分的角度，在肉眼看来仅仅是一个小点。这类似于我们在一个6米高的屋顶上透过一个直径是3.5厘米的小圆圈观察星星。如果我们能够想象出透过这样的小圆圈观察星星的情形，便会明白追寻一颗星星的运动是一件多么困难的事情。

对望远镜进行适当的装置能够解决这个问题，让望远镜在互相垂直的两轴上旋转。“装置”指的是整套仪器，借助于它能够让望远镜锁定一颗星星，而且可以观察它的周日运动。为了吸引读者的注意力，我们首先简单描述一下这种仪器的结构，讨论一下转动望远镜的两轴的关系。最主要的轴叫做“极轴”（polar axis），安装时要平行于地球的轴，所以正对着天极。由于地球每天都会自西向东旋转，所以有个装置与这根轴相连，让它以相同的速度自东向西旋转。于是，望远镜的转动抵消了地球的旋转。当望远镜锁定某颗星星时，装置便开始转动，这样星星就无法逃出望远镜的视野了。

为了让望远镜能够指向空中的任意一点，需要有一根轴与极轴相互垂直，这就是“赤纬轴”（declination axis）。它上面的一鞘位于极轴的前端，二者形成一个T字。因此，望远镜能够在两轴上转动，指向我们想要观察的任何方向。

需要说明的是，中国汉代著名的科学家张衡发明的浑天仪使用的是类似结构。浑天仪是球体模型，一根轴穿过球心，轴和球的两个支点表示南极和北极。球的外面套着两个圆圈，一个叫做地平圈，另一个叫做子午圈，它们交叉在一起。天球一半在地平圈上，另一半在地平圈下。天轴支架位于子午圈之上。此外，球体上还有呈24度夹角的黄道和天球赤道。天球赤道和黄道上面都刻着二十四节气，从冬至开始，一共是365.25度，每一度分为4格，太阳每天都会沿着黄道移动1度。

由于极轴平行于地轴，所以它和地平面的倾斜度与当地纬度相同。在北纬南部，它偏于水平；而在北方，它偏于垂直。

显然，上述方法还不能准确地找到一颗星星。我们可能会花费几分钟甚至几个小时，但依然无法成功。不过，这没有关系，我们还有寻找星星的其他方法：

每一台天文望远镜的长筒下端都附带着一个小望远镜，被称为“寻星镜”（finder）。寻星镜的放大率比较低，所以视野比较开阔。如果观察者能够看见那颗星星，便可以让寻星镜对准它，然后让它进入到寻星镜的视野中，接着将这颗星星移动到寻星镜的中央。这样一来，这颗星星也会在主望远镜的视野中。

不过，天文学家观测的星星大部分是肉眼无法看见的，所以要想办法让望远镜发现肉眼看不见的星星。这依靠的是安装在两轴上的划分度数的圆圈。一个圆圈上面刻着度数和分秒，用来表示望远镜所指的某一点的赤纬；另一个在极轴上的圆圈叫做时圈，划分为24个小时，然后将每个小时划分为60分，用来表示赤经。当天文学家想要寻找某颗星星时，只要望一眼恒星时钟，然后减去这颗星星的赤经，便会得出它那时的“时角”（hour angle），或者说到子午圈的距离。于是转动望远镜，使圈上的度数正好与这颗星星的赤纬度相等；然后转动极轴上的时圈，使其正好等于这颗星星的时角；最后通过导星器追踪星星，望向望远镜便会发现所寻找的星星。

如果读者觉得过程很繁琐，只要他亲自去天文台参观，便会发现手续非常简单。这样一来，他很快就能够彻底了解恒星时、时角、赤纬等名词。这些实际知识比纸上的任何描述都有意义，更容易让人们接受。

望远镜的制造

现在，我们讨论一下望远镜的制造问题，有许多事情是历史事实。我们在前文说过，物镜的制造是最困难的，而且需要天赋和才能。只要出现极其细微的差错（很容易出现在物镜0.00003厘米薄的部分），便会对像产生重要影响。

这不仅需要磨镜师的高超技术将镜片磨得非常准确，还需要将大玻璃制造的足够均匀和纯净。如果玻璃的均匀程度差一点，便无法使用了。

19世纪时，将火石玻璃加工得足够均匀是非常困难的事情。由于火石玻璃中含有大量的铅，所以在熔化时会往下沉，导致玻璃下部的折射能力比较强。结果，当时口径十几厘米的望远镜就是精密的大型望远镜。同一时期，瑞士人奇南（Guinand）找到了制作巨大火石玻璃的方法。他的做法仅仅是在玻璃熔化时不停地搅拌。

如果想要使用这些玻璃，还需要技术高超的磨镜师将其打磨光滑。慕尼黑（Munich）的夫琅和费（Fraunhofer）就是一位杰出的磨镜师，他在1820年制造出一个口径是25厘米的望远镜。1840年，他又制造出了两个口径是38厘米的望远镜。这些望远镜在当时被称为奇迹，都是最高级的产品。这两台望远镜分别用在俄国普尔柯沃天文台和哈佛天文台（Harvard Observatory），直到五六十年后一直还在使用。

夫琅和费的后继者是麻省剑桥港（Cambridgeport，Mass）的肖像画家克拉克，他是一位非常杰出的人物。不过，他没有接受过专门技术教育，也没有接受过使用光学器具的训练，却取得了傲人的成就，这说明了天赋的重要性。关于这个问题的本质，他好像天生拥有完整概念，而且拥有超人的敏锐眼光，所以能够解决这个问题。他从欧洲买了一些制作小望远镜的粗玻璃盘，然后制成了非常精致的口径是10厘米的望远镜。

当克拉克由于透镜变得出名之后，他想要制造一架巨大的折射望远镜。1860年，这架口径是46厘米的大型望远镜正式完工，这是为密西西比大学制造的。在这架望远镜还未进入实验之前，克拉克的儿子乔治·克拉克（George B. Clark）曾使用它观察天狼星的伴星（由于这颗伴星吸引着天狼星，所以人们早就知道它的存在，但一直没有见过它）。美国内战爆发之后，这架望远镜被芝加哥人买走了，所以密西西比大学没有得到。曾经，这架望远镜在埃文斯通（Evanston）的迪尔波恩天文台（Dearborn Observatory）发挥了重要作用。

大型折射望远镜

19世纪末期，随着工艺技术水平的提高，各国制造光学玻璃的技术也大大提高，逐渐形成了制造大口径折射望远镜的风潮。许多专家显示出高超的本领，制造出精致的巨大透镜。当今世界拥有的8架口径大于70厘米的折射望远镜，7架制成于1885年到1897年之间。其中，最有代表性的是1897年制成的口径是102厘米的叶凯士望远镜，以及1886年制成的口径是91厘米的里克望远镜。

奇南的女婿费尔陆续为英国制造出越来越大的玻璃片，而克拉克使用这些玻璃片制造出大型望远镜：华盛顿的海军天文台上使用的是口径为66厘米的望远镜，弗吉尼亚大学使用的是大小相似的望远镜；俄国普尔柯沃天文台使用的是口径为76厘米的望远镜；加利福尼亚的里克天文台（Lick Observatory）使用的是口径为91厘米的望远镜。

费尔去世之后，曼陀伊斯（Mantois）继承了制造玻璃的任务，他制造出来的玻璃非常均匀，而且十分纯净，这是前人可望而不可即的。他将玻璃片提供给克拉克，从而使克拉克为威斯康星（Wisconsin）的叶凯士天文台制成了口径是102厘米的最大望远镜，而在当今世界依然是最大的折射望远镜。

机械方面也有了很大进步。参观现代天文台的人不仅会惊讶于观测天象的便利条件，更会佩服观测的高明程度。大型望远镜安置的非常平稳，很容易用手推动，同时用电机控制它的快速转动。如果想要移动望远镜的位置，天文学家只要按一下电钮，望远镜便会移动位置。同时，圆顶也会转动促使缝隙对准新方向。此外，观察者脚下的木板能够升降，以便观察者能够紧密贴在目镜上。现代光学望远镜主要依靠电脑的自动控制，这种自动控制显著改善了大型望远镜的操作性和观察性。

许多研究在使用大型望远镜时会将目镜拆掉，然后用其他工具代替：安装一件类似于装置底片的东西用来进行天象摄影，或者安装一座分光镜用来分析天体的光，或者安装一种特殊装置用来记录天体的辐射强度。望远镜的主要功能是收集光，将许多光线集中在一个焦点上，便于人们的研究。有些望远镜是固定的，如威尔逊山（Mount Wilson Observatory）的塔式望远镜。活动的镜子把天体的光引导到望远镜中，然后望远镜将光线集中到焦点上，最后用于实验室的研究。