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第5部分（第2页）

因为大型折射望远镜要求采用大块的透光性能优良的光学玻璃，这给制造带来困难。而且大型折射望远镜在紫外和红外波段的透光量比反射望远镜少、存在残余色差。它的架构的支持力也不如反射望远镜那么好，因此制造这种望远镜的花费要更大。这些都限制了它向更大的口径发展。当今世界上最大的折射望远镜的口径只有１．０２米。

由于物镜的这种聚光于焦点的作用，远处物体的像便在焦平面上形成了。焦平面是通过焦点与望远镜的主轴或视线成直角的平面。

望远镜中所成的像是怎样的情形，你可以在照相师准备照相时去瞧一瞧他的照相机中的毛玻璃。你在那儿可以见到一副面孔或一张远景画在毛玻璃上。从各方面说来，照相机就是一架小望远镜，而毛玻璃，或者放感光片的地方，便是焦平面。我们还可以反转过来叙述这种情形，说望远镜是长焦距的大照相机，我们可以用它照天空的相片，正如同照相师用照相机照平常的相片一样。

有时候，我们可以通过明白一件东西不是什么而更充分地明白它是什么。两百多年前的著名的月亮大骗案中，有一点正好能这样帮助我们。那个作家用这样一个荒唐的故事欺骗了很多轻信的读者：赫歇耳爵士（Ｓｉｒ　Ｊｏｈｎ　Ｈｅｒｓｃｈｅｌ）用极大放大倍率的望远镜观测月亮，竟然感觉没有充分的光足以看出那影像来了。于是有人向他建议用人工光来照明那影像。结果非常惊人——连月亮上的动物都在望远镜中看出来了。如果大多数的人——甚至连聪明绝顶的也算上——并没有被骗的话，我也就用不着说下面的话了：望远镜所成的像在本质上是外来的光线帮助不了的。原因在于它并非一幅真像（实像），而是由于远处物体的任何一点上的光线都相交在影像上相当的点上，再从该点散开，正像有一幅物体的图画在焦平面上一样而已。事实上图画这词也许比影像这词要略好一点来表示物体的显现情形，但这幅图画却只是由光聚焦而画成的，其间毫无他物——对于这样的像，我们称为虚像。

假若物体的影像（或说图画）恰好形成在我们眼前，那么大家也许要问：为什么看它还需要目镜？为什么观测者不能站在图画后面，向物镜望去，望见影像悬在空中？他实在可以这样做，只要他把一片毛玻璃放在焦平面上，像照相师对待照相机一样。他可以这么样去看影像显在毛玻璃上。他再向物镜望去，也就用不着目镜便可以看见物体了。可是在任何点上都只看得见一小部分，因此直接看物镜的好处也实在很少。要好好看还是得用目镜。目镜不过是一个小眼镜，从根本上说与钟表匠使用的眼镜是同类的。目镜的焦距愈短，观察愈精确。

常有人问：著名望远镜的放大倍率有多么大？答案是：望远镜的放大率不仅依赖物镜，也还要看目镜的。目镜的焦距愈短，放大率愈大。天文望远镜都有许多不同的目镜的，依观测者的需要而用。

在几何光学原理允许的范围之内，我们可以在任何望远镜（不论大小）上得到任何放大率。用一个平常的显微镜来看影像，我们可以使一个１０厘米小望远镜拥有与赫歇耳的大反射望远镜同等的放大率。可是要使任何望远镜的倍率超过一定程度是有许多实际困难的：首先是物体表面发出的光很弱。假设我们用一个８厘米望远镜望土星，使它有数百倍的放大率，土星便显得黯淡不清楚了。但这还不是使小望远镜有高放大率的唯一困难。按照光学的一般定律，是不允许我们能把每２．５厘米口径的放大率提高到５０倍以上，或者最多说也不能超过１００倍的。这就是说，用一架２．５厘米口径的望远镜我们不能得到１５０倍以上放大率，更不用说超过３００倍了。

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望远镜中的透镜（3）

可是还有一类困难特别使天文学家觉得不好办的。这就是由地球大气而产生的模糊，就是平常所说的看不清楚。

我们看天体是要透过一层厚厚的大气的。大气如果压缩到和我们周围的空气一样密，就会有十千米左右的厚度。我们知道，看一件１０千米外的东西，会看到它的轮廓是模糊的。主要的原因就是光线所必须透过的大气永不停息地搅动，引起不规则的折射，使物体显得波状颤抖着。这样产生的轮廓柔化与模糊在望远镜中还要加上许多倍。结果，我们加大了放大率，同时也依同等比例加大了影像中的模糊。这种模糊程度的深浅大半只依赖于空气的情形如何。天文学家考虑到这个问题，于是为大望远镜寻找空气宁静的地方，以便观测的天体轮廓尽量清晰。

我们常见到一些计算说用高倍率大望远镜可以把月亮搬得多么逼近。譬如说，用一架１　０００倍放大率的，我们看它似乎在４００千米以外；用一架约５　０００倍的，就似乎只在８０千米之外了。这种计算倒是不错的，如果单从月亮上的任何东西的目视大小来说，望远镜的缺点以及大气扰动而带来影响，足以把这一切变得模糊不清。这两层毛病的结果使上述的计算不能切合实际。我很怀疑任何天文学家使用现有的任何望远镜来观测月亮或行星一类的东西时，把放大率加到千倍以上还能得到多大的好处，除非遇上了一个大气异常平静的机会。

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望远镜的装置（1）

那些根本未见过望远镜的人大概会以为使用望远镜观测天体是极其简单的事情，只需把望远镜对着某一天体，然后观测就是了。可是我们不妨试验一下这种办法，把望远镜指着一颗星，一件也许出乎我们意料的事立刻就会引起我们的注意。那颗星并没有静静地守在望远镜的视野（或者说望远镜中的小圆形的天空）中等我们去观测，却很快地逃了出去。这是因为地球绕自己的轴旋转，星辰便仿佛向相反的方向转了。这种运动的速度与望远镜的放大率同比例地加大。若用高倍率的望远镜，我们还未来得及观测时，星早已逃出我们观测的范围了。

现在我们必须记得我们从望远镜中所见的视野也是同样因为望远镜的放大作用而被缩小了的，因此它实际的观测范围比看起来要小得多，缩小的倍率正等于望远镜的放大倍率。举例说，如果用的是千倍的，那么普通望远镜的视野便会是约２分的角度，这一小块天空在肉眼看起来不过是一点罢了。这简直就像我们从一座６米高的屋顶上一个直径３．５厘米的小洞中去看星星一样。如果我们想象一下从这样的小洞中望星，便不难明白要找到一颗星并追随它的运动是多么难办的事了。

解决这问题的方法就是适当地装置望远镜，使它在互成直角的两轴上旋转。“装置”的意思是指整套仪器，借它的帮助我们可以使望远镜指定一颗星，并追随它的周日运动。我们不想一开始就讲述这种仪器的详细机理，以免分散读者的注意力。我们先来一个大纲，说明转动望远镜的两轴间的关系。主要的一根轴叫做“极轴”（ｐｏｌａｒ　ａｘｉｓ），装得恰好与地球的轴平行，因此正对着天极。因为地球每天从西向东旋转，便有个装置连着这根轴，使它以同等的速度从东向西旋转。于是地球的旋转似乎被望远镜的相当的逆旋转抵消了。当望远镜指着一颗星而装置开始运动时，这颗星找着了以后就不会逃出视野去了。

为了使望远镜可以自由随意地指着天上任何一点，就必须有另一根与极轴成直角的轴。这便叫做“赤纬轴”（ｄｅｃｌｉｎａｔｉｏｎ　ａｘｉｓ）。它上面有一鞘刚好安在极轴的前端，两者合成一个Ｔ字形。使望远镜在这两根轴上转动，我们可以使它指着任何我们要看的方向。

值得一提的是，中国汉代著名科学家张衡发明的浑天仪早就采用了类似的结构。浑天仪为球体模型，由一个轴贯穿球心，轴和球有两个支点，作为南极和北极。在球的外面套有两个圆圈，一个叫地平圈，另一个叫子午圈，交叉环套。天球半露在地平圈上，半隐在地平圈下。天轴支架在子午圈的上边。另外，在球体上还有黄道和天球赤道，互成２４度交角。天球赤道和黄道上各刻有二十四节气，并且从冬至点起，刻分成３６５．２５度，每度分四格，太阳每天辐射在黄道上移动１度。

既然极轴是与地轴平行的，它对地平的倾斜度就正好等于当地的纬度。在北纬较南部，它便几乎偏于水平而不垂直了。但在北方却又是偏于垂直的。

很明显，上述的装置还不足以解决将一颗星移入视野（或照通常说法，找到一颗星）的问题。我们也许会摸索寻觅几分钟

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