在刚接触天文时，我只有一架8英寸的配备有德国赤道仪装置的望远镜，当时那是一架大型望远镜，并带有一个旧的C-8部件，对于那些拥有小汽车或跑车的人来说这是一个新奇的玩意儿。我用一架4.5英寸的反射望远镜进行观测，那时我叔叔在一次天文学会上买来送给我的—这架望远镜的光学装置至今仍在使用。几年后，一种廉价的地平设计的望远镜风靡了所有天文爱好者—道布森革命给我们带来了很大的冲击。在20世纪80年代中期，我把望远镜升级成10英寸的Coulter dob。很快广角目镜迅速取代了窄视普罗素，成为观测者的首选。到了20世纪90年代初，计算机革命迅速普及，我们开始用计算机控制的望远镜、CCD照相机进行观测，并通过网上的天文爱好者论坛进行交流。——摘自《剑桥天文爱好者指南》前言

望远镜是人类了解宇宙的“眼睛”，借助这双特殊的眼睛，人类得以不断探测宇宙的奥秘。许多科学家都曾自己制作望远镜，如伽利略就曾于1609年初做成了自己的望远镜，他利用自制的望远镜成功观测到了月球环形山、太阳黑子、土星光环以及水星、金星的盈亏现象。牛顿也于1668年制成了第一架实用的反射望远镜。

人们利用望远镜观测星空

一架望远镜也是一个天文观测者必不可少的工具。那么了解望远镜的一些基本知识就成了天文爱好者的必修课。

几百年来，望远镜不断发展，但望远镜的原理一直沿用至今。传统光学望远镜根据光路结构不同，大致分为三类：折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜。

湖南科学技术出版社出版的《剑桥天文爱好者指南》对各种类型的望远镜进行了详细的介绍，包括折射望远镜、反射望远镜、R-C望远镜、折反射望远镜，还提供了一些独特的望远镜的参考网站。这里主要摘取其对“折射望远镜”介绍的内容。

剑桥天文爱好者指南 湖南科学技术出版社 2021.07

精 彩 试 读

折射望远镜

折射是当光从一种介质进入到另一种介质、例如从空气入射到玻璃中时,所产生的光线弯曲的现象。折射望远镜利用了这一原理、通过使用曲面透镜来工作。当光线从空气进入透镜,再穿过透镜回到空气中时，它的方向会变得倾向透镜光轴。如果透镜的表面形状合适，光线会射到焦点上。

第一架折射望远镜是由荷兰的眼镜商里帕席( Hans Lippershey，1570-1619)制作的。他在1608年10月2日提交了一份专利申请:“一架能使远方的物体看起来变近的仪器。”所谓仪器是个筒状物，在前面安放了一块凸透镜，在后面则安装一块凹透镜,眼睛在凹透镜后面观察。这个仪器能把物体放大3倍。在当时就有到底是谁第一个发明了这种仪器的争论，所以这个专利申请从未被批准过。意大利的发明家伽利略( Galileo Galilei 1564-1642)则在1609年初做成了自己的望远镜,他是第一个把望远镜指向天体的人,而他的发现引发了天文学的革命。

意大利佛罗伦萨乌菲齐广场外的伽利略雕塑

你也许知道早期望远镜的光学质量是很糟糕的。望远镜所用的透镜有着各式各样的像差。望远镜制造者们发现如果把透镜的焦比做得比较长，那么这些像差就会减小。在这些发明家中最著名的恐怕要数荷兰天文学家惠更斯(Christiaan Huygens, 1629-1695) 和和德国天文学家赫维留( Johannes Hevelius)了。惠更斯分别制成了焦距为36米、7米和长达37.5米的望远镜,并用它们作出了重大的发现，包括首次证认出土星环的本质。他还尝试消减物镜带来的色差问题，并在望远镜镜筒内安装光阑来减小镜筒内壁反射光的影响。赫维留更是制作了焦距为18米、22米和46米的巨型望远镜!这些望远镜有很多组件，安装在木头框架里，用滑轮来操作。需要一组助手的帮助才能移动。除了非常难于准确指向目标外，只要有一点微风望远镜就摇晃得没法用了。早期透镜存在的问题之一是色差的现象。白光是由各种颜色构成的。不幸的是不同颜色的光通过单透镜后并不会聚到同一个焦点上，蓝光比红光会聚得更厉害些。

色差。一块单透镜无法使各种颜色的光会聚到同一个焦点上。

1729年,霍尔( Chester Moore Hal.1703—1771)设计出一种透镜,由一块冕牌玻璃和一块火石玻璃组成，它的成像在一定程度上没有色差，所以这种透镜被称为消色差的。当时，望远镜制造是一桩有利可图的大生意,所以霍尔在秘密地工作。他找了两家光学工厂分别加工冕牌玻璃和火石玻璃的透镜。霍尔制成的消色差透镜直径为2.5英寸,焦距20英寸。这是一项里程碑式的成就,想想仅在60年前,连牛顿这样的权威都声称消色差透镜是不可能做出来的。

一具两片的消色差物镜使得红光和蓝光会聚到同一个焦点，从而极大地降低了色差。

到19世纪,玻璃和消色差透镜的制造质量有了长足的进步。一个有力的例证就是1819年由约瑟夫·夫琅和费( Joseph Fraunhofer,1787-1826)为多尔巴特折射望远镜( Dorpat,俄国地名)磨制的透镜。这只透镜口径有240毫米,焦比为17.7，它的品质与今天制造的消色差透镜相比毫不逊色。斯特鲁维(F.G.W.Struve)就是用这架望远镜搜寻和测量双星。当你在现在的双星星表中看到符号Σ时,就代表当时斯特鲁维用这架望远镜发现的一对双星。在19世纪中叶的美国，阿尔文·克拉克(Alvin Clark,1804-1887)和他的儿子们开始制造高质量的望远镜。在他们制成的大大小小的望远镜中，巅峰之作是1897年投入使用的有史以来最大的折射望远镜:芝加大学叶凯士天文台的1.016米直径的折射镜。

到了20世纪，消色差透镜的技术仍在不断改进。在20年代，两个问题被解决了。一个是当光从空气中进入透镜时因为玻璃表面的反射而造成的光能损失；另一个是光在透镜组内部表面的反射。这两个难题被克拉克和德国的蔡斯公司克服。他们设计出用油隔离的物镜组。镜片之间的油消除了透镜组内部的反射,使得每个表面的透过率增大了2%。同时透镜表面的一些小的瑕疵所造成的影响也被减弱了。对这种镜头组的密封必须近乎完美,否则热胀冷缩所造成的变形会导致漏油的后果。同时经过10年左右,油会变得污浊而需要更换。20世纪50年代,镀膜技术(特别是氟化镁膜)有很大的提高,使得人们可以不必再靠油来消除镜头内部的反射和减小玻璃介面反射造成的光损失。之后,一种由氟化钙(萤石)构成的新型玻璃也被发明出来。(第一架使用了萤石物镜的望远镜是日本的高桥公司于1977年制成的)。1951年,联合贸易公司( United Trading Company)开始销售高品质的Unitron系列折射望远镜。从50年代到70年代,Unitron发动了强大的广告攻势(在此期间的每期《天空和望远镜》杂志上都可见到它的广告)。所有Unitron望远镜都装有经过精密校正的空气分离消色差物镜。第一个宣称“无色差”的望远镜物镜是由天体物理公司(Astro-Physies,Inc.)的克里斯顿(Roland Christen)于1981年推出的一款三片透镜系统。那时只有两种“复消色差”可以提供,都是f/11的镀氟化镁膜空气分离三片系统。小一点的是150毫米口径，大的为200毫米口径。在《天空和望远镜》1981年10月号上刊登了 Christen的文章:一款复消色差的三合物镜。这是复消色差折射望远镜的新纪元的开始。

注意:尽管复消色差透镜被称为“无色差”的,实际上不同波长的光线仍然不会严格地会聚到同一个焦点上,但其聚焦确实比普通消色差透镜好得多。现在的复消色差物镜通常由2片或者4片透镜组成,其中至少有一片是由萤石或者超低色散(ED)玻璃制成,进一步校正了色差。

托马斯·贝克(Thomas Back)是高级光学系统的设计师,也是位于俄亥俄州Cleveland的TMB光学公司的所有人。他给出了一个关于复消色差物镜的全面的定义：明视觉的峰值响应位于以555m为中的可见光谱区的黄绿光谱的部分。如果在此波长上,望远镜物镜成像的Strehl系数达到或者高于0.95；彗星象差在全口径范围内得到校正；在从C谱线到F谱线之间的波长范围内的最大波像差小于1/4波长；对紫色的G谱线，波像差的峰谷值小于1/2波长、那么这个物镜满足现代对于复消色差的定义。达到这种品质的物镜无二级色差,成像极为锐利、反差甚高。

两种类型的望远镜系统。d是口径，4d是焦距。因为焦距是4倍的口径，所以两个都是f/4的系统。

折射望远镜的优点高质量的消色差和复消色差望远镜在一些方面比反射镜优越。首先，折射镜的整个物镜口径内没有任何遮挡、因此入射光线不会被中间的遮挡物所衍射、散射到暗处，因此一般折射镜成像的反差较大。折射镜还通常被看作是行星和双星观测的首选设备。折射镜的第二个优点是易于保养。透镜不需要被经常地重新镀膜，而且，装配好的镜筒通常无需调整准直。透镜固定在镜筒中，光轴不太容易偏离、也不容易损坏。折射望远镜的缺点因为折射镜的镜筒是封闭的、它需要较长的时间才能达到周围环境的温度。现在的制镜筒已经大大缩短了热平衡所需的周期，但在实际观测中仍然需要考虑这一因素。第二个缺点是，消色差物镜的成像仍然有一点色差,表现为在月亮或者木星这样明亮目标的周围可以看到暗暗的彩边。折射望远镜最大的缺点是大口径消色差和复消色差透镜的昂贵价格。因为一个三片的复消色差物镜有6个表面需要加工。一个150毫米的复消色差透镜的成本至少是只有一个镜面需要加工的同口径高质量反射镜的10倍。

文章摘自于《剑桥天文爱好者指南》

剑桥天文爱好者指南 [美]迈克尔.E.白凯奇著 湖南科学技术出版社 2021.07

本书内容包括了天文观测技巧，望远镜与天文台，互联网资源以及可供研究的天体目标等。刚刚入门的新手可以从中学到大量的技巧和窍门，学会如何开始对星空的探索。本书还包含了一些精确数据和精美彩色插图。无论初级爱好者还是观测老手们，这都是一部很好的指南。