望远镜的装置

　

　　那些根本未见过望远镜的人大概会以为使用望远镜观测天体是极其简单的事情，只需把望远镜对着某一天体，然后观测就是了。可是我们不妨试验一下这种办法，把望远镜指着一颗星，一件也许出乎我们意料的事立刻就会引起我们的注意。那颗星并没有静静地守在望远镜的视野（或者说望远镜中的小圆形的天空）中等我们去观测，却很快地逃了出去。这是因为地球绕自己的轴旋转，星辰便仿佛向相反的方向转了。这种运动的速度与望远镜的放大率同比例地加大。若用高倍率的望远镜，我们还未来得及观测时，星早已逃出我们观测的范围了。

　

　　现在我们必须记得我们从望远镜中所见的视野也是同样因为望远镜的放大作用而被缩小了的，因此它实际的观测范围比看起来要小得多，缩小的倍率正等于望远镜的放大倍率。举例说，如果用的是千倍的，那么普通望远镜的视野便会是约２分的角度，这一小块天空在肉眼看起来不过是一点罢了。这简直就像我们从一座６米高的屋顶上一个直径３．５厘米的小洞中去看星星一样。如果我们想象一下从这样的小洞中望星，便不难明白要找到一颗星并追随它的运动是多么难办的事了。

　

　　解决这问题的方法就是适当地装置望远镜，使它在互成直角的两轴上旋转。“装置”的意思是指整套仪器，借它的帮助我们可以使望远镜指定一颗星，并追随它的周日运动。我们不想一开始就讲述这种仪器的详细机理，以免分散读者的注意力。我们先来一个大纲，说明转动望远镜的两轴间的关系。主要的一根轴叫做“极轴”（ｐｏｌａｒ ａｘｉｓ），装得恰好与地球的轴平行，因此正对着天极。因为地球每天从西向东旋转，便有个装置连着这根轴，使它以同等的速度从东向西旋转。于是地球的旋转似乎被望远镜的相当的逆旋转抵消了。当望远镜指着一颗星而装置开始运动时，这颗星找着了以后就不会逃出视野去了。

　

　　为了使望远镜可以自由随意地指着天上任何一点，就必须有另一根与极轴成直角的轴。这便叫做“赤纬轴”（ｄｅｃｌｉｎａｔｉｏｎ ａｘｉｓ）。它上面有一鞘刚好安在极轴的前端，两者合成一个Ｔ字形。使望远镜在这两根轴上转动，我们可以使它指着任何我们要看的方向。

　

　　值得一提的是，中国汉代著名科学家张衡发明的浑天仪早就采用了类似的结构。浑天仪为球体模型，由一个轴贯穿球心，轴和球有两个支点，作为南极和北极。在球的外面套有两个圆圈，一个叫地平圈，另一个叫子午圈，交叉环套。天球半露在地平圈上，半隐在地平圈下。天轴支架在子午圈的上边。另外，在球体上还有黄道和天球赤道，互成２４度交角。天球赤道和黄道上各刻有二十四节气，并且从冬至点起，刻分成３６５．２５度，每度分四格，太阳每天辐射在黄道上移动１度。

　

　　既然极轴是与地轴平行的，它对地平的倾斜度就正好等于当地的纬度。在北纬较南部，它便几乎偏于水平而不垂直了。但在北方却又是偏于垂直的。

　

　　很明显，上述的装置还不足以解决将一颗星移入视野（或照通常说法，找到一颗星）的问题。我们也许会摸索寻觅几分钟、甚至几小时而不能成功。但是不要紧，找出星的方法还有如下两种：

　

　

　　每台天文望远镜都有另一小望远镜附在望远镜长筒的下端，这叫做“寻星镜”（ｆｉｎｄｅｒ）。寻星镜的放大率较低，因此视野较大。如果观测者能看见那颗星，便可从镜筒外找到目标再使寻星镜对着它，使它进入寻星镜的视野。在寻星镜中找到该星后再把星移到视野的中央。按照这个步骤做完之后，星也就在主镜的视野之中了。

　

　　但是天文学家所要观测的星大都是肉眼完全看不见的。因此他必须再有方法使望远镜对着肉眼所不能看见的星。这就要凭借分装在两轴上的划分度数的圆圈了。其中之一上面刻着度数及分秒，这便表示望远镜所指的那一点的赤纬。另一个装在极轴上，叫做时圈，分成２４小时，每１小时又分成６０分，以表示赤经。当天文学家要寻找一颗位置已知的星的时候，他只要先望一望恒星时钟，从恒星时中减去该星的赤经，便得到它的当时的“时角”（ｈｏｕｒ ａｎｇｌｅ），或者说在子午圈偏东或偏西的距离。他再使赤纬圈对准该星的赤纬，这就是说，他转动望远镜使圈上的度数正等于该星的赤纬度；于是他在极轴上转动仪器，使时圈上也正好是该星的时角。然后开动导星器自动追踪星星，再向望远镜中望去，他所要找的星星便赫然在目了。

　

　　如果读者觉得这种办法太复杂，他只要到天文台去参观一下便可看出手续是多么简单了。那样一来，他就可以在几分钟内明白什么是恒星时、时角、赤纬以及这一类的名词了。这些实际的知识是要比任何纸上的描写要更容易使人明白的。