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望远镜
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望远镜原理：物镜L在焦点处形成实像A，眼睛对准目镜L’，可看到放大的A’。
望远镜的原理十分简单。
在刚被发明出来的时候，望远镜近乎一种神迹，但到了今天，即便是门外汉也能在各种物理论文中学到关于它的经典解释。
为了使行文更加清晰，我们还是用几句话重温一下它的原理吧。
一块被称为物镜的透镜会汇聚来自物体的光线，通过汇聚，该物体的实像形成于物镜后的某一点，这一点被称作焦点。
如果此时人们再透过另一块会放大物像的、被称为目镜的透镜观看这一实像，就会发现它变大了；放大率与物镜焦距——实像与物镜之间的距离——和目镜焦距之间的比例有关，换句话说，物镜焦距越长，目镜焦距越短，放大率就越大。
因此，当人们知道这一原理时，仿佛就拥有了无尽的希望。
如果这一推理走到极端，便会导致人们产生可以尽情放大天体图像这一畅想，也就是说可以畅想有如天体就在眼前一样进行观测。
这一畅想尽管十分诱人，却只是理论上的，直到现在也没有哪次实践敢声称达到了此效果。
观测太空深处的能力受到诸多限制，尽管如此，我们绝不能认为单块透镜在V处汇聚紫光，在R处汇聚红光。
如图所示，与光线轨迹相对应的这些线条解释了边缘镶以红色的、倒立着的紫色图像这一光谱条纹的形成。
这些限制是完全不可逾越的障碍，它们终将被人类知识的大繁荣所终结，但我们必须明确指出的是，解决这些问题涉及许多重大困难。
光学定律和超过一定尺寸的仪器构造涉及一些物理、工业范畴内的困难，其他困难则是地球上的观星者所固有的——地表条件天然形成了观星障碍，使得人类束手无策。
17世纪末的版画：最初的巴黎天文台，设有观测装置、桅杆和支架，配合焦点极远的物镜使用。
按照经典原理制造出来的望远镜只能形成不够清晰的图像。
即使制作再精良，这样的仪器也具有根本性的缺陷——这是光的质量所造成的。
我们都知道，光由多种辐射组成，不同的辐射波长与光谱的颜色相对应（1）。
此外，人人都知道牛顿用棱镜分解“白光”
的实验，其中光的颜色会呈色列依次铺展开来。
多亏了折射，我们才能观察到这一现象。
由此，我们很容易理解，折射对于不同辐射而言有着不同的重要性，简而言之，辐射决定了色散现象（2），而辐射则曾被统称为色彩。
不同辐射穿过折射介质会发生不同的偏折：红色偏折最小，光谱另一端的紫色偏折最大。
现在，让我们设想一下，如果把棱镜换成透镜，上文的折射基本定义会发生怎样的变化呢？鉴于透镜的形状，穿过它的光线都被折射到了焦点上。
即使折射定义在理论上说得通，在实践中，情况却不尽然，因为正如光线在棱镜末端会被散射出去，构成光线的各种辐射不再集中于同一个焦点之上。
例如，观察受折射影响最小的红光以及受其影响最大的紫光分别集中的点，我们会发现，紫光集中点离透镜近，红光集中点离透镜远。
一旦确定了这条原理，我们便能轻而易举地得出推论：由单块透镜形成的图像必然显现光谱的边缘颜色，由于促使图像形成的不同光的集中点不同，因而图像的清晰度不够理想；出于同样的原因，目镜形成的图像更加模糊。
况且，早期望远镜镜片的质量和尺寸都无法达到完美，这一点毫无疑问，因此，当时的人们只能模糊地辨认出天体；它们的边缘轮廓仿佛融化成一团彩虹色的光晕，光线越强烈，效果就越明显。
这一切都说明，通过最早服务于人眼的光学仪器所获取的对天体的描述和绘图充满了不确定性，这种不确定性不仅体现在宏观特征上，还体现在诸多细节上。
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