第八章 天体测量的进步和天文学的实用化
理论与实测 天文学，归根结底是一门建立在实测基 础上的科学。无论是托勒密、哥白尼、 开普勒还是牛顿，这些大师们建立的理 论都离不开实测数据 在这些大师们构建让他们名垂青史的精 致理论的时候，有一群“默默无闻”的 实测天文学家在观察着天空中的细节， 这时他们手中拥有了一件利器：望远镜
折射望远镜 = 伽利略设计和制造的望远镜用凸透镜作 物镜，用凹透镜作目镜。这种望远镜叫 做“伽利略望远镜”。 ■开普勒很快在他的《屈光学》中提出 种设计，目镜也用凸透镜，这种望远镜 视场大，成倒像，用于天文观测。这种 望远镜叫做“开普勒望远镜”或“天文 望远镜
球面像差”和“色差” ■透镜的球形曲率使得平行光不能被聚焦， 因此不能形成清晰的像 ■十七世纪的研磨和抛光技术无法消除透镜 的球面像差。 而且，即使透镜能使单色光聚焦，但由于 不同颜色的光有不同的折射率，这种色差 的存在仍旧阻止天文学家获得清晰的像
■ 为了抑制球面像差 长焦距折射望远镜 和色差，只能采用 小曲率即长焦距的 望远镜。 (右图)赫维留斯 用过的一架望远镜， 焦距长达45米。 惠更斯干脆设计了 一架目镜和物镜之 间只有一根绳子链 接的望远镜
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Light from distant source Eyepiece 反射望远镜 Concave mirror GREGORY'S REFLECTING TELESCOPE Pierced 折射式望远镜的诸多困 concave mirror 难促使苏格兰数学家格 里高利(James Eyepiece Convex mirror Gregory)在1663年提 出了一种不同的设计。 CASSEGRAIN'S REFLECTING TELESCOPE ■ 1672年，法国一个叫做 Solid 卡塞格林(Cassegrain) concave mirror 的人提出一种类似的设 计。 Angled flat mirror Eyepiece NEWTON'S REFLECTING TELESCOPE
牛顿的反射望远镜 ■ 牛顿发现了白光的 合成性质之后，认 为折射望远镜的色 差无法消除，1668 年他制造了一架反 射望远镜。 1671年他又造了一 架送给皇家学会 右图是学会秘书给 巴黎的惠更斯画的 草图
用望远镜测量 天文学家用望远镜看到新的天体，把远的物体拉近 变大。但角度和位置的测量还是用传统的天文仪器。 ■ 大约在1640年，一位叫做威廉·盖斯科因 (William Gascoigne)的英国业余天文爱好者 发现一只蜘蛛在他的望远镜的焦面上结了一个网， 这张网正好叠加在望远镜所成的像上。 盖斯科因由此意识到可以在该平面上装上十字发丝 以此精确确定视场中心，使望远镜精确校正到目标 物上
另外，在望远镜上安 动丝测微计 装上测量装置即“测 微计”，就可以用来 测量行星之类天体的 宽度，或者是相邻天 体之间的角距离。 盖斯科因1644年死 于英国内战。但是他 的技术于17世纪50 年代在牛津被采用