第二章
反射望远镜

我们已经知道，在折射望远镜中，物镜是一具透镜，或许多透镜的组合，安置在镜筒的上端。它将星光折射到接近镜筒下端的焦点上去，在那儿形成一个影像，这影像可以用目镜来看，可以摄影，也可以用其他方法研究。伽利略（Galileo）所用的最早的望远镜以及那个时代所用的望远镜都是折射望远镜。这种望远镜经过了消色方法改良后的形式仍有最普遍的用途。

在反射望远镜中，物镜是一凹镜，安置在镜筒最下端。它将星光反射到接近镜筒上端的焦点上去。现在产生了必须解决的困难：要看焦点上的像，观测者必须从上面向镜中望去。如果他俯在镜筒上看，他便要看到他自己的影子在镜中了。他的头和肩都会遮去大部分射来的星光。因此必须想出方法来使焦点到筒外去，才能充分测得星的像。不同的方法结果造成不同形式的反射望远镜。现在应用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统等。本章介绍其中的两种：一是牛顿式（Newtonian），二是卡塞格林式（Gassegrainian）。

牛顿式反射望远镜将一面小镜斜放在镜筒中接近筒顶的焦点之内。这面镜的反光面正好和望远镜的主轴成45度角，从大镜射来会聚的光柱再向旁边反射到镜筒边上去。在那儿可以用平常的目镜来看，或者摄影。

因此，牛顿式反射望远镜的观测口便在镜筒上端左边附近。观测者用目镜看去的方向正与他所观测的星星成直角。大型反射望远镜的观测台连在旋转圆顶上，正对着缝隙，很容易起落，使观测者能在适当的位置上去看望远镜所指向的任何方向。

卡塞格林式则有一较小的略显凸型的反射镜片放在主镜与其焦点之间。小镜把会聚的光柱再反射回去射向大镜，从大镜中央一小开口处通过，在镜后形成焦点，就在这儿安放目镜。用这种望远镜的观测者朝向他所观测的物体望去，正如同用折射望远镜一样。有许多反射望远镜是既可用成牛顿式，又可用成卡塞格林式的。

反射望远镜有许多优点，例如没有色差、观测波段宽、比折射望远镜更易制造等。但它也存在固有的不足，如口径越大视场越小，物镜需要定期镀膜等。现代的大口径光学望远镜大都是反射式的。

反射镜在300多年前才广为采用，虽然其中的不同形式的原理已在更早50年就由牛顿（Newton）、卡塞格林（Gassegirain）及其他人说明过了。威廉·赫歇尔爵士（Sir William Herschel）制造了不少的反射望远镜，还用了几架来考察天象。100多年前，爱尔兰业余天文学家罗斯爵士（Lord Rosse）有一架直径1.8米的大反射望远镜，在当时已是巨无霸了。这架大望远镜为人们所知，尤其是因为它第一次看到了有些遥远天体的旋涡结构，那些天体后来就叫作旋涡星云。

图12 牛顿式与卡塞格林式反射望远镜

图13斯皮策空间望远镜下的M101（M101为原始旋涡星云之一，由19世纪罗斯伯爵的反射望远镜拍到）

早期反射望远镜的镜子是用金属盘（speculum metal）做成的。当镜面暗了的时候还须再磨光。赫歇尔、罗斯等的大望远镜的机械部分相比于现代的来说是非常粗糙的。它们并不能忠实地追随天体的西移运动，这对于摄影是十分关键的，或者说，其实在几乎所有现代天文观测中都是很重要的。

约在200年前金属才被玻璃代替。将圆玻璃的一面磨成所需的形状是镜片的基础——它的曲面上则需镀一层极薄的银膜或铝膜。它对红外区和紫外区都有较好的反射率，适于在较宽的波段范围研究天体的光谱和光度。镀银（铝）面暗淡不明时，可以很容易换上新的。实用的反射望远镜，为了避免像差，视场一般比较小，为了扩大视场，常常增加像场改正透镜。对于反射镜的材料，只要求它的膨胀系数较小、应力较小和便于磨制。

1918年底，海耳主持建造的口径254厘米的胡克望远镜投入使用。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置。而且，哈勃就是通过用这台望远镜观察而提出了宇宙膨胀理论。

20世纪30年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射望远镜的热情。1948年美国帕洛马山天文台建造了口径508厘米的望远镜，命名为海耳望远镜，以此纪念卓越的望远镜制造大师海耳。这架望远镜从设计到完工经历了20多年，尽管比胡克望远镜的分辨能力更强，但它并没有使我们对宇宙有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海耳望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了。”1976年苏联在高加索建成了一架600厘米的望远镜，但它也没发挥多大作用，更加印证了阿西摩夫所说的话。