光学天文观测和折射式天文望远镜的发展史

光学天文观测是最古老的天文观测方式。早期的光学天文观测以目视为主，搭配各种天文观测仪器。

例如用于天体位置测量的浑天仪，以及用于光学观测的天文望远镜。随着照相技术的发展和在光学天文观测中的应用，有效克服了人类肉眼在观测暗弱目标时的局限性，大大拓展了各种天文观测仪器的观测能力。现代光学天文观测普遍以大口径天文望远镜和高灵敏度数字光学传感器为主。

云南高美古2.4米望远镜

望远镜的发明还要追溯到十七世纪初。1608年，荷兰一位眼镜商人汉斯·李波尔赛在检测他制作的眼镜片时，发现分别将一支凸透镜和一支凹透镜前后放置，透过这两个镜片看去，可以将远处的景物拉近。于是他将这一发明申请了专利（未成功）。很快，望远镜发明的消息传遍了欧洲。

汉斯·李波尔赛

意大利天文学家伽利略以他敏锐的思维意识到，这样的一个装置可以应用于天文观测。于是他开始自己制作望远镜，到1609年10月，伽利略终于制作成功了一台能够放大30倍的望远镜。他利用这台望远镜观测到了月面的环形山，并用它发现了木星的四颗伽利略卫星。

伽利略制作的第一架望远镜

事实上，伽利略制作的这台天文望远镜并不大。有效口径也仅仅只有40毫米。

物镜（望远镜前端的镜片）是一只凸透镜，目镜（望远镜后端的镜片）是一只凹透镜。即便如此，这在当时也是一台非常了不起的天文观测仪器。

几乎在同一时期，德国天文学家开普勒也开始研究天文望远镜。他提出一种与伽利略制作的望远镜不尽相同的光学结构。在开普勒提出的望远镜光学结构中，将目镜换成了与物镜相同的凸透镜。他认为这种光学结构有更加宽阔的视野。不过，开普勒自己并没有制作过望远镜。他提出的望远镜结构是由沙伊纳在数年之后制作出来的。

伽利略式与开普勒式望远镜

无论是伽利略式望远镜，还是开普勒式望远镜，它们都是利用曲面透镜对光线的偏折作用来实现光线汇聚。

因此它们都属于折射式望远镜,唯一不同的是伽利略式望远镜使用了凹透镜作为目镜，并将它置于物镜焦点的内侧；

而开普勒式望远镜使用了凸透镜作为目镜，并将它置于物镜焦点的外侧。现今，我们所使用的绝大多数折射式天文望远镜都属于开普勒式。

世界上最大的折射式天文望远镜是1897年建成，位于美国威斯康辛州的叶凯士望远镜。这台巨大的折射式天文望远镜口径达到了102厘米，长度超过18米，整体重达18吨。它也被看作折射式天文望远镜的巅峰之作。

叶凯士望远镜

由于折射式望远镜对镜片材质要求高、磨制表面多、镜身自重大。因此大口径折射望远镜制作成本高、难度大。可以说1米口径的折射望远镜几乎已经是制作的极限了。

在第二章第一节中曾经提到，白光经过棱镜偏折后会发生色散现象。这是因为不同颜色（频率）的光通过不同介质时发生偏转的角度不一样而导致的。由于折射式天文望远镜也是利用透镜来偏折光线，因此当一束白光经过透镜之后必然会发生色散现象,这被称作“色差”。

色差的存在会使得影像周边产生彩色的镶边，降低望远镜的光学分辨能力。在折射式天文望远镜的发展过程中，如何克服色差对观测带来的影响一直是天文学家感到头痛的事情。

折射望远镜的色差

直到1758年，英国的光学仪器商人多朗德采用两种光学性能不同的玻璃材料制作成功了两片组合式消色差镜头，利用两种材料不同的折射率有效解决了折射式望远镜的色差问题。

现在我们所能购买到的折射式天文望远镜，绝大多数都采用了消色差技术。随着现代光学技术的发展，天文学家对望远镜的要求越来越高，两片结构的消色差望远镜虽然能够消除大部分色差，但依然存在色差残留。

于是性能更加优异的复消色差技术被应用在了天文望远镜上。这一技术采用了超低色散玻璃（早期使用萤石玻璃）和多片式组合结构。使得折射式望远镜的残余色差大大降低。成为现代高端折射式天文望远镜的代表。

不同物镜结构的折射望远镜的色差表现

色差是由于光线穿过透镜发生偏折而导致的，那么是否可以设计一种光学结构，使得光线不必穿过透镜而实现汇聚呢？