望遠鏡首先是接光的桶，其次才是放大鏡
你在上一級已經學到，我們對宇宙的幾乎一切認識都是隨光抵達的，而單個[[astro-photon|光子]]就是光的一粒微小、不可再分的小包。現在來認識捕捉這些小包的機器。大多數人對望遠鏡的印象是錯的，或者至少是本末倒置的：他們以為它的本職是把東西放大。其實它最首要、最重要的本職是把東西變亮——收集遠比你的眼睛所能收集的更多的光，並把它匯聚到一個點上。
想像你站在雨裡舉著一隻咖啡杯，然後換成一個浴缸。在同樣的雨勢下，浴缸灌滿要快得多，原因很簡單——它的口更寬。來自遙遠星系的光，落到地面上的方式也大致如此——一陣微弱而穩定的光子細雨，鋪灑在每一平方米上。你眼睛的瞳孔，直徑只有幾毫米，就是那隻咖啡杯。望遠鏡則是那個浴缸：一個寬闊的前端開口，在很大的面積上接住這陣細雨，再把它們全都倒向你的眼睛或相機。
口徑：最要緊的那一個數
那個前端開口的寬度有個名字：[[telescope-aperture|口徑]]，也就是主透鏡或主鏡的直徑。它是關於任何一架望遠鏡最重要的那一個數，所以儀器都以它命名——帕洛瑪的「200英寸」、兩台10米的凱克、魯賓天文台8.4米的鏡面。天文學家炫耀時，炫耀的就是口徑，因為口徑決定了這隻桶能裝下多少光。
這裡有一個關鍵的轉折，而且很慷慨。接住的光量——也就是[[light-gathering-power|集光本領]]——並不隨口徑增長，而是隨它的面積增長，而面積與直徑的平方成正比。把口徑加倍，你接住的不是兩倍的光，而是四倍。變成三倍，就接住九倍。這正是為什麼鏡面尺寸不大的提升，能換來能看到之物的巨大飛躍，也是為什麼造更大的望遠鏡永遠值得費這番周折。
light gathered proportional to (aperture diameter)^2 eye pupil ~ 7 mm -> area = 1 (reference) small scope ~ 70 mm -> area = 100x the eye Keck ~ 10 m -> area ~ 2,000,000x the eye double the diameter -> 4x the light triple the diameter -> 9x the light
為什麼更大的望遠鏡能看見更暗的東西
一顆暗星之所以暗，是因為它每秒只有涓涓細流般的光子抵達我們。要讓它被探測到，探測器必須收集到足夠多的這些光子，把它們清楚地抬高到背景噪聲之上。小口徑收集這股細流太慢，星永遠爬不出那片渾沌；大口徑在更寬的面積上收集同樣的細流，於是在相同的曝光時間裡積累到多得多的光子，星就浮現出來。口徑更大意味著你能探測到更暗的源——而更暗通常意味著更遠，所以更大的桶也就探得進宇宙更深處。
口徑還有第二份與亮度無關的饋贈：清晰度。因為光是一種波，即便一架完美的望遠鏡也無法把一顆恆星聚成一個無限小的點；波會略微擴散，給細節設下一道下限，稱為[[diffraction-limit|繞射極限]]。更寬的口徑把這道下限壓得更低，所以原則上它能分辨更精細的細節——它所能達到的最佳[[angular-resolution|角分辨率]]更高。所以更大的望遠鏡贏了兩回：它看得更暗，也能看得更清。
讓光轉向的兩條路：透鏡或鏡面
要把來自遠處一點的平行光彎折匯聚到一個焦點，只有兩條路。你可以讓它穿過一片彎曲的透鏡，這就是[[refracting-telescope|折射式望遠鏡]]——舊畫裡那種長長的黃銅鏡筒，正是伽利略在1609年第一次對準天空的那種。光從前端透鏡進入，向內彎折，會聚到一點，目鏡在那裡把它放大。它結構簡單，視野清晰，光路上沒有遮擋。
你也可以讓光從一面彎曲的鏡面上反彈回來，這就是[[reflecting-telescope|反射式望遠鏡]]——牛頓的設計，幾乎所有大型現代儀器用的都是它。鏡筒後端的一面凹面鏡把光向前反射到焦點，那裡通常有一面小小的副鏡，把光導出去送到目鏡或相機。透鏡和鏡面，不過是做同一件事的兩種工具：收集一大片光，再把它匯聚到一點。
為什麼在大尺寸上鏡面勝出了？透鏡只能從邊緣支撐，而且整片玻璃從頭到尾都必須完美無瑕，所以一旦超過約一米，它就會在自重下下垂，並變得重得離譜、貴得離譜——1897年1米口徑的葉凱士折射鏡，至今仍是有史以來造出的最大折射鏡。鏡面可以從背後整面托住，只需一個拋光面做到完美，而且可以鑄得很薄，甚至由許多塊拼合而成。透鏡還會把不同顏色彎折略有差別，給明亮的恆星鑲上假彩色的邊，而鏡面則對每種顏色一視同仁地反射。正因如此，那些龐然大物全都是反射式的。
鏡面設計，以及光從哪裡出來
所有反射式望遠鏡都有那面大大的凹面主鏡，但它們在如何把會聚的光送到你的眼睛或探測器這一點上有所不同。幾種經典佈局在三個世紀裡被不斷打磨；那些名字聽上去有些古奧，但每一種其實都只是對同一個問題的不同回答——把相機放在哪裡好？
- 牛頓式——一面平的副鏡把會聚的光從鏡筒側面甩出去，送到靠近頂端的目鏡。簡單又便宜；是經典的入門反射鏡。
- 卡塞格林式——一面彎曲的小副鏡把光送回去，穿過主鏡正中的一個孔，於是相機就坐在主鏡的後面。這把很長的焦距摺疊進一根短而結實的鏡筒裡，是大多數專業望遠鏡的主力佈局。
- 里奇-克雷蒂安式——一種精化的卡塞格林，兩面鏡子都做了特殊的形狀，以在大視場上消除離軸的模糊。哈勃和許多優秀的巡天望遠鏡用的都是這種設計。
- 拼合鏡面——對於真正巨大的口徑，單獨一塊玻璃做不到，於是主鏡由幾十塊更小的六邊形鏡子拼成，靠電腦維持完美的對齊。凱克開創了這一做法；詹姆斯·韋布太空望遠鏡那些金色的六邊形，正是著名的現代例子。
無論是哪種設計，請抓住貫穿其中的那一個核心想法。望遠鏡真正的目的是收集光——口徑越大，光子越多，就探得越暗、越遠——然後才是把這些光鋪展得足夠乾淨，以供研究。折射也好反射也好，牛頓式也好拼合式也好，它們全都只是為接住宇宙那微弱、古老的細雨而塑形的桶。在接下來的幾篇導覽裡，你將順著這些收集來的光往下走：進入把光化成數字的探測器，再上到山頂與軌道——在那裡，這隻桶能從最澄澈的天空中暢飲。