11 一种简单的普通的被广大天文爱好者喜爱的反射望远镜是牛顿发明的。

这一款今天被称 为牛顿式反射望远镜的设计，在镜筒一端用凹抛物面集光聚焦。为了观测者方便，在镜筒里 面另一端放置一块平面镜把光反射到镜筒侧面安装目镜的地方。许多天文爱好者都有这种设 计的望远镜。

12 口径几到几十厘米的折射望远镜比反射望远镜昂贵。比如，平均 15 厘米的反射望远镜

要几百美元，而 15 厘米的折射望远镜要几千美元。原因是这种大小下，磨制天文观测使用

的反射镜比磨制透镜系统便宜。

13 对于需要便携性的爱好者来说，折射望远镜和牛顿反射式都是笨重的。一个典型的 10

英寸的牛顿反射式大约 6 到 7 英尺长 100 多磅重，而一个 6 英寸的折射望远镜就有这样大。

很清楚，除非你有固定的场所安装这些设备，否则你要面临运输的困难。

14 另一种被称为施米特—卡塞格林的望远镜设计提供了一个有趣的优点。它是用反射镜和

透镜的结合。口径几到几十厘米大小的施米特—卡塞格林式远比牛顿式昂贵但比纯折射的便

宜，并且有着当牛顿式性能相近镜筒只有其三分之一长的优点。这样，施米特—卡塞格林式

更便携且可以放在一个小的因而便宜的地方。因为它短，在有风的时候晃动的就很少。这是

很重要的，因为望远镜的放大作用，即使很小的微风引起的震动在望远镜的像上也会产生很

大的晃动。

15 我们看到最暗物体的下限取决于有多少光进入我们的眼睛而被聚焦。我们能看到东西因

为光通过瞳孔被眼内的透镜系统聚焦在视网膜上成像，信号再被送到大脑。越多的光进入眼

睛，越多的光落到视网膜上，越强的信号被送到大脑，就感到物体越亮。当我们刚进入一个

黑屋子或刚从明亮的环境走到户外，我们感觉到什么都看不见。但当眼睛“适应”后，就可

以看的更清楚了。适应是指瞳孔逐渐变大允许更多的光通过。尽管如此，还是有一个极限，

能看多暗取决于瞳孔最大能变多大。

16 望远镜能让我们看到更暗物体是因为它们让更多的光进入我们的眼睛。即使在最暗的条

件下，平均来说，认得瞳孔不能扩张大于 8 毫米。所以我们只能看到最暗和通过 8 毫米见方

的光通量呈正比亮度。但是望远镜可以使我们欺骗大自然而把更多的光聚焦成适合瞳孔大小

的光柱。用你的裸眼去看星空，你只能用瞳孔的 8 毫米见方集光。用望远镜看星空相当于用

250 毫米见方的透镜或面镜集光，这样相当于有了直径 250 毫米的瞳孔。这就怪不得望远镜

能让我们看到宇宙中远比用裸眼看的暗的多的东西。理解这一基本原理你就明白能给我们揭

示迄今为止都为尽知的宇宙的望远镜的神奇魔力了。我们将要看到，专业天文学家并不用眼

睛而是用远比眼睛客观的仪器接受信号。但是位置是一样的。

17 天文学家倾向用主镜的口径称呼一架望远镜。天文学家倾向用“36 英寸”或“2.4 米”

称呼一架望远镜。这样做的时候，他们使用英尺或米作单位指出望远镜主镜的直径。主镜通

常被称为物镜。

18 望远镜能够给我们看更远更暗天体的能力取决于主镜的面积。虽然天文学家用目镜的直

径称呼望远镜，但望远镜聚光的能力正比于目镜的面积而不是起直径。根据圆面积公式，10

英尺的望远镜实际上比 5 英尺的望远镜多聚 4 倍的光。望远镜聚集光的能力有时被称为聚光

能力。但是这和望远镜的放大率没有任何关系。

19 为了放大望远镜中的像，你需要一个目镜。天文爱好者买的望远镜大多带有一组分类的

目镜。每一个目镜典型的是一个小的包含透镜系统的圆柱。不同的目镜得到不同的放大率。

20 为了计算出一个特定目镜下一架特定望远镜的放大率，你必须理解焦距。每一个望远镜

物镜和目镜有一个所谓的焦距。它其实是一个距离，通常用毫米衡量。（1 英寸等于 25.4 毫

米）如果你曾经用放大镜烧过树叶，放大镜镜片和燃烧物之间的距离就是焦距。换句话说，

它就是透镜和来自遥远的光（此处是太阳）会聚的点。目镜的焦距通常写在目镜筒的侧面或

末端，物镜的焦距经常包含在望远镜的文献里。

21 计算放大率，你要做的只是一个除法。当你在望远镜上插入一个特定的目镜需要计算它

的放大率时，你要做的只是用物镜的焦距除以目镜的焦距。例如，一架望远镜物镜焦距是

2540 毫米，你插入了一个焦距 25.4 毫米的目镜，它的放大率是 100。这样，意味着当你通

过这架观测时，你会看到比你用裸眼近 100 倍或大 100 倍的物体。

22 理论上，用任一架望远镜可以得到任一放大率。为了得到更大的放大率你要做的只是选

用越来越短焦距的目镜。这样，如果 25.4 毫米焦距的目镜得到 100 倍放大率，那么一半焦

距的目镜，即 12.7 毫米，再同一望远镜上可以得到 200 倍的放大率。6.35 毫米焦距的目镜

可以得到 400 倍的放大率。理论上你可以一直这样做下去直到百万倍的放大率或者更多。但

是这里面有一个问题，那就是……

23 望远镜的有用放大率。必须要记住的是目镜放大的是通过物镜的经聚焦形成的像。所有

的目镜要利用这个像来放大因此就有一个限制，即在多少光的总量下能有效的工作。简而言

之，目镜接受越多的光，它就可以把像放的越大并仍能在你眼睛的视网膜上产生足够明亮和

清晰的像。换而言之，对于特定的望远镜，你把像放到多大仍然可以看到足够清晰明亮的像

有一个实际的限制。超出这个限制就会得到不好的结果。随着越来越大的放大率，你确实得

到越来越大的像，但它会变的更暗，更模糊。实际上你很难看到细节。所以远比“这架望远

镜放大率是多少？”重要的问题是“这架望远镜的最大有用放大率是多少？”

24 一架特定望远镜的有用放大率的值取决于主镜的尺寸大小。虽然一架望远镜有用放大率

会取决于很多因素，包括望远镜的光学质量，某个晚上地球大气的稳定程度。为了得到大约

的最大有用放大率，你应该找到一架望远镜，以英寸为单位测出其直径再乘以 40。因此，

30 英尺的望远镜在大多数晚上可用的最大放大率大约 3*40=120（也写成 120X），6 英寸的

在同一晚上在放大率是 6*40=240 时可以看到相同清晰明亮的像。因此，尽可能买佩有最大

物镜的望远镜是值得的。

 

25 有时选用较低放大率比选用最大放大率明智。低放大率目镜会得到较小的像，但是像更

尖锐更明亮。大多数情况，这会更适于眼睛。并且，对于某些比较大的天体，比如星团，彗

星，月亮，宽视场低放大率的目镜能得到更好的图像。

 

26 双筒望远镜对于简单享受天空的乐趣来说可以算是非常令人满意的工具了。为了坚持

“物超所值”的信条，双筒望远镜是我们能满足从望远镜里看天空的可以负担的起的一个选

择。尽管双筒不能提供给你一般望远镜可以提供的月球和行星的细节，但是你只是躺下来随

便扫过星空，它们已经是非常美妙的了。另外装备了双筒以后，你可以享受很多美妙的时刻，

比如顺着银河巡航来找你可以在本书看到的星云和星团，也可以观察双星，月蚀和不期而遇

的彗星。

27 双筒上的数字告诉你它的大小和放大率。双筒经常是用两个数字和一个×来描述的，如

7×35 或 10×50。两个数字中的第一个数字表示双筒的放大率，第二个数字用毫米表示双筒

主镜的口径。因为 25 毫米约等于一英寸，一只 10×50 的双筒有一个 50 毫米或两英寸的物

镜和 10 倍的放大率。

28 晚上用一只 7×50 的双筒是一个很好的选择。很多人感觉 7×50 的双筒可以比 7×35 的

双筒（经常用在白天观看体育赛事上）提供更强的聚光能力，但是并不比更大放大率的双筒

笨重麻烦。可以给我们提供银河壮观景象的更高放大率更大口径的双筒最好是用三角架支撑

它们的重量使其稳固。

29 更高质量的折射望远镜和双筒使用镀膜的镜片。这些化学涂层使镜片看起来发蓝，它们

减少内部的反射从而使仪器产生完美像质。

30 天文业余爱好者通常可以告诉你他们正在使用的望远镜的放大率，而专业天文学家不是

这样思考问题。放大率是专业天文学家一般不在意的问题。那是因为专业天文学家通常从望

远镜上拿下目镜，用望远镜上其他光学器件把光聚焦到 CCD 上，就像被用作一架照相机或

光度计的一部分或一台光谱仪。这样的话，专业天文学家感兴趣的是像的大小，能够看到的

细节程度，和能够到达 CCD 的光波长或颜色。

31 专业天文学家更感兴趣的是望远镜的分辨率而不是放大率。分辨率指的是一架望远镜理

论上让你看到细节的优良程度。细节的优良程度可以这样说，你能看到多小的物体，或者说

两个物体靠的多近时仍然可以被分辨。望远镜的分辨率是以角秒来衡量的。

32 一架望远镜的理论分辨率很容易计算。一架以角秒衡量的光学望远镜的理论分辨率可以

很容易的以 13 除以这架望远镜的以厘米衡量的主镜的口径来计算。（2.54 厘米等于一英寸）

这样一架 100 英寸(254 厘米)的望远镜理论分辨率约为 0.05 角秒。一架 200 英寸望远镜理

论分辨率约为 0.025 角秒（只有满月直径的 1/36000）。换句话说，第二架望远镜可以分辨

只有 0.025 角秒的天空中的两颗星。而 100 英寸的望远镜只能把它们看成一颗星。尖锐的像

是高质量的像，因此天文学家希望得到最好的分辨率。这是另一个天文学家垂涎尽可能大的

望远镜口径的原因。