望遠鏡

望遠鏡原理：物鏡L在焦點處形成實像A，眼睛對準目鏡L’，可看到放大的A’。

望遠鏡的原理十分簡單。在剛被發明出來的時候，望遠鏡近乎一種神跡，但到了今天，即便是門外漢也能在各種物理論文中學到關於它的經典解釋。為了使行文更加清晰，我們還是用幾句話重溫一下它的原理吧。一塊被稱為物鏡的透鏡會匯聚來自物體的光線，通過匯聚，該物體的實像形成於物鏡後的某一點，這一點被稱作焦點。如果此時人們再透過另一塊會放大物像的、被稱為目鏡的透鏡觀看這一實像，就會發現它變大了；放大率與物鏡焦距——實像與物鏡之間的距離——和目鏡焦距之間的比例有關，換句話說，物鏡焦距越長，目鏡焦距越短，放大率就越大。

因此，當人們知道這一原理時，仿佛就擁有了無盡的希望。如果這一推理走到極端，便會導致人們產生可以盡情放大天體圖像這一暢想，也就是說可以暢想有如天體就在眼前一樣進行觀測。

這一暢想盡管十分誘人，卻隻是理論上的，直到現在也沒有哪次實踐敢聲稱達到了此效果。觀測太空深處的能力受到諸多限製，盡管如此，我們絕不能認為單塊透鏡在V處匯聚紫光，在R處匯聚紅光。如圖所示，與光線軌跡相對應的這些線條解釋了邊緣鑲以紅色的、倒立著的紫色圖像這一光譜條紋的形成。

這些限製是完全不可逾越的障礙，它們終將被人類知識的大繁榮所終結，但我們必須明確指出的是，解決這些問題涉及許多重大困難。光學定律和超過一定尺寸的儀器構造涉及一些物理、工業範疇內的困難，其他困難則是地球上的觀星者所固有的——地表條件天然形成了觀星障礙，使得人類束手無策。

17世紀末的版畫：最初的巴黎天文台，設有觀測裝置、桅杆和支架，配合焦點極遠的物鏡使用。

按照經典原理製造出來的望遠鏡隻能形成不夠清晰的圖像。即使製作再精良，這樣的儀器也具有根本性的缺陷——這是光的質量所造成的。我們都知道，光由多種輻射組成，不同的輻射波長與光譜的顏色相對應(1)。此外，人人都知道牛頓用棱鏡分解“白光”的實驗，其中光的顏色會呈色列依次鋪展開來。多虧了折射，我們才能觀察到這一現象。由此，我們很容易理解，折射對於不同輻射而言有著不同的重要性，簡而言之，輻射決定了色散現象(2)，而輻射則曾被統稱為色彩。不同輻射穿過折射介質會發生不同的偏折：紅色偏折最小，光譜另一端的紫色偏折最大。

現在，讓我們設想一下，如果把棱鏡換成透鏡，上文的折射基本定義會發生怎樣的變化呢？鑒於透鏡的形狀，穿過它的光線都被折射到了焦點上。即使折射定義在理論上說得通，在實踐中，情況卻不盡然，因為正如光線在棱鏡末端會被散射出去，構成光線的各種輻射不再集中於同一個焦點之上。例如，觀察受折射影響最小的紅光以及受其影響最大的紫光分別集中的點，我們會發現，紫光集中點離透鏡近，紅光集中點離透鏡遠。一旦確定了這條原理，我們便能輕而易舉地得出推論：由單塊透鏡形成的圖像必然顯現光譜的邊緣顏色，由於促使圖像形成的不同光的集中點不同，因而圖像的清晰度不夠理想；出於同樣的原因，目鏡形成的圖像更加模糊。

況且，早期望遠鏡鏡片的質量和尺寸都無法達到完美，這一點毫無疑問，因此，當時的人們隻能模糊地辨認出天體；它們的邊緣輪廓仿佛融化成一團彩虹色的光暈，光線越強烈，效果就越明顯。這一切都說明，通過最早服務於人眼的光學儀器所獲取的對天體的描述和繪圖充滿了不確定性，這種不確定性不僅體現在宏觀特征上，還體現在諸多細節上。如果沒有長期進行技術研究，我們就不會特別關注到這種像差。隨後，為了修正各種像差，人們想盡辦法製造直徑巨大的聚焦鏡頭，這種鏡頭也許會使亮度明顯變暗，但至少可以顯著減弱有損圖像清晰度的因素。於是，巨型望遠設備誕生了，有些甚至達到了200英尺(3)。我們得承認，這種設備操作起來一點都不簡單。18世紀初期，巴黎天文台使用的一塊物鏡的焦距甚至可達300英尺。當助手在天文台的塔樓上或者已搬至天文台花園的Marly機械(4)屋架頂上扶著該物鏡時，觀察者則手持目鏡，不斷移動，排除種種困難努力尋找目標天體的圖像，然後把它調整固定到令人滿意的狀態。

通過這些簡單的細節，我們可以體會到，要付出多少機敏才智、汗水耐心，才能使人類對於天文的認識越來越深入。毫無疑問，如果不是物理學領域的某些認知有了長足進步，我們將永遠被無數天文現象拒之門外。

牛頓天文望遠鏡的原理。凹麵鏡M將光線反射到小的平麵鏡M’，形成焦麵像A，A再經過目鏡L’放大成為A’。

上文已經提到，天體圖像的放大不是唯一待滿足的條件。對於天體圖像而言，最重要的是清晰度。完美的清晰度可以為我們提供可識別的、有關細節特征方麵的有用信息。在清晰度這一問題上，我們現在便可預料到，下文將要提及的發展即完美清晰度的獲得，不僅依賴光學產業的資源與潛力，還會牽涉到另一個相當陌生的因素：地球大氣層的影響。任何天體的光線都必須穿過大氣層才能抵達我們的視野。

現在，讓我們繼續關注儀器條件。在這一方麵，物鏡的設計取得了極大進展：物鏡由兩塊不同材質、不同曲率的透鏡結合組成，這樣會減輕棱鏡色散帶來的有害影響，使所有光線近乎完美地集中在同一個焦點上。由此獲得的圖像同時具有令人滿意的清晰度和整體亮度，以便被大幅度放大。從這個意義上來說，現代光學的手段和方法已經得到了應用，我們現在製造出的鏡頭和鏡麵可以說是完美的。

在大致思考了與早期望遠鏡有關的問題後，讓我們以同樣的探索精神來談談天文望遠鏡。在某種程度上，“天文望遠鏡”這個名字已經成為日常用語中天文學家用來窺視天空的所有儀器的模糊代稱。

(1) 此處輻射是指能量傳播的方式，光的量子單位光子（光量子）是輻射的一種，其測量參數之一便是波長，波長越短，頻率越高，輻射的光子的能量越高，反之越低；不同波長的光子性質不同，對於可見光，這些不同波長的光子在人眼的觀察下便是光譜上的不同顏色。（參考中國科學院高能物理研究所官方網站《光子與輻射》一文。）

(2) 不同的光攜帶的能量不同，波長不同，穿過相同介質時折射率也就不同，從而折射角也不同，因此包含了不同光的一束白光通過棱鏡後就能顯示出不同的顏色，這個現象也稱為色散。可見光範圍內，光譜從左至右為紅橙黃綠藍靛紫，從紅色光到紫色光，波長逐漸變短。

(3) 這裏是指望遠鏡的焦距長度，而非鏡麵口徑。

(4) Marly機械是法國的工程奇跡，完成於1684年，原本是凡爾賽花園為解決噴泉用水所建造的水庫。天文學家喬凡尼·多美尼科·卡西尼從Marly機械拆出一部分移置到巴黎天文台用以支撐他的超長望遠鏡。