望远镜首先是接光的桶，其次才是放大镜
你在上一级已经学到，我们对宇宙的几乎一切认识都是随光抵达的，而单个[[astro-photon|光子]]就是光的一粒微小、不可再分的小包。现在来认识捕捉这些小包的机器。大多数人对望远镜的印象是错的，或者至少是本末倒置的：他们以为它的本职是把东西放大。其实它最首要、最重要的本职是把东西变亮——收集远比你的眼睛所能收集的更多的光，并把它汇聚到一个点上。
想象你站在雨里举着一只咖啡杯，然后换成一个浴缸。在同样的雨势下，浴缸灌满要快得多，原因很简单——它的口更宽。来自遥远星系的光，落到地面上的方式也大致如此——一阵微弱而稳定的光子细雨，铺洒在每一平方米上。你眼睛的瞳孔，直径只有几毫米，就是那只咖啡杯。望远镜则是那个浴缸：一个宽阔的前端开口，在很大的面积上接住这阵细雨，再把它们全都倒向你的眼睛或相机。
口径：最要紧的那一个数
那个前端开口的宽度有个名字：[[telescope-aperture|口径]]，也就是主透镜或主镜的直径。它是关于任何一架望远镜最重要的那一个数，所以仪器都以它命名——帕洛玛的“200英寸”、两台10米的凯克、鲁宾天文台8.4米的镜面。天文学家炫耀时，炫耀的就是口径，因为口径决定了这只桶能装下多少光。
这里有一个关键的转折，而且很慷慨。接住的光量——也就是[[light-gathering-power|集光本领]]——并不随口径增长，而是随它的面积增长，而面积与直径的平方成正比。把口径加倍，你接住的不是两倍的光，而是四倍。变成三倍，就接住九倍。这正是为什么镜面尺寸不大的提升，能换来能看到之物的巨大飞跃，也是为什么造更大的望远镜永远值得费这番周折。
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
为什么更大的望远镜能看见更暗的东西
一颗暗星之所以暗，是因为它每秒只有涓涓细流般的光子抵达我们。要让它被探测到，探测器必须收集到足够多的这些光子，把它们清楚地抬高到背景噪声之上。小口径收集这股细流太慢，星永远爬不出那片浑沌；大口径在更宽的面积上收集同样的细流，于是在相同的曝光时间里积累到多得多的光子，星就浮现出来。口径更大意味着你能探测到更暗的源——而更暗通常意味着更远，所以更大的桶也就探得进宇宙更深处。
口径还有第二份与亮度无关的馈赠：清晰度。因为光是一种波，即便一架完美的望远镜也无法把一颗恒星聚成一个无限小的点；波会略微扩散，给细节设下一道下限，称为[[diffraction-limit|衍射极限]]。更宽的口径把这道下限压得更低，所以原则上它能分辨更精细的细节——它所能达到的最佳[[angular-resolution|角分辨率]]更高。所以更大的望远镜赢了两回：它看得更暗，也能看得更清。
让光转向的两条路：透镜或镜面
要把来自远处一点的平行光弯折汇聚到一个焦点，只有两条路。你可以让它穿过一片弯曲的透镜，这就是[[refracting-telescope|折射式望远镜]]——旧画里那种长长的黄铜镜筒，正是伽利略在1609年第一次对准天空的那种。光从前端透镜进入，向内弯折，会聚到一点，目镜在那里把它放大。它结构简单，视野清晰，光路上没有遮挡。
你也可以让光从一面弯曲的镜面上反弹回来，这就是[[reflecting-telescope|反射式望远镜]]——牛顿的设计，几乎所有大型现代仪器用的都是它。镜筒后端的一面凹面镜把光向前反射到焦点，那里通常有一面小小的副镜，把光导出去送到目镜或相机。透镜和镜面，不过是做同一件事的两种工具：收集一大片光，再把它汇聚到一点。
为什么在大尺寸上镜面胜出了？透镜只能从边缘支撑，而且整片玻璃从头到尾都必须完美无瑕，所以一旦超过约一米，它就会在自重下下垂，并变得重得离谱、贵得离谱——1897年1米口径的叶凯士折射镜，至今仍是有史以来造出的最大折射镜。镜面可以从背后整面托住，只需一个抛光面做到完美，而且可以铸得很薄，甚至由许多块拼合而成。透镜还会把不同颜色弯折略有差别，给明亮的恒星镶上假彩色的边，而镜面则对每种颜色一视同仁地反射。正因如此，那些庞然大物全都是反射式的。
镜面设计，以及光从哪里出来
所有反射式望远镜都有那面大大的凹面主镜，但它们在如何把会聚的光送到你的眼睛或探测器这一点上有所不同。几种经典布局在三个世纪里被不断打磨；那些名字听上去有些古奥，但每一种其实都只是对同一个问题的不同回答——把相机放在哪里好？
- 牛顿式——一面平的副镜把会聚的光从镜筒侧面甩出去，送到靠近顶端的目镜。简单又便宜；是经典的入门反射镜。
- 卡塞格林式——一面弯曲的小副镜把光送回去，穿过主镜正中的一个孔，于是相机就坐在主镜的后面。这把很长的焦距折叠进一根短而结实的镜筒里，是大多数专业望远镜的主力布局。
- 里奇-克雷蒂安式——一种精化的卡塞格林，两面镜子都做了特殊的形状，以在大视场上消除离轴的模糊。哈勃和许多优秀的巡天望远镜用的都是这种设计。
- 拼合镜面——对于真正巨大的口径，单独一块玻璃做不到，于是主镜由几十块更小的六边形镜子拼成，靠计算机维持完美的对齐。凯克开创了这一做法；詹姆斯·韦布空间望远镜那些金色的六边形，正是著名的现代例子。
无论是哪种设计，请抓住贯穿其中的那一个核心想法。望远镜真正的目的是收集光——口径越大，光子越多，就探得越暗、越远——然后才是把这些光铺展得足够干净，以供研究。折射也好反射也好，牛顿式也好拼合式也好，它们全都只是为接住宇宙那微弱、古老的细雨而塑形的桶。在接下来的几篇导览里，你将顺着这些收集来的光往下走：进入把光化成数字的探测器，再上到山顶与轨道——在那里，这只桶能从最澄澈的天空中畅饮。