第2章 第二章
天文学的研究方法与工具
人类凭借其数学天赋或观察力及其推理能力，再加上某些应用于确定天体运动的测量元素，可以严密地描绘出宇宙天体的排列布局，并且从这一宇宙观合乎逻辑地推演出：与地球的运动一样的天体可能与地球有些许类同。事实上，在长达数百年的时间里，天文学研究方法不得不仅限于上述领域的种种努力，借助刻度尺或刻度圈等工具来保证照准相对精确；人们正是如此来记录角度、提供数据的，太空中一些方位的确定成为了可能。
但对星球及其特点的深入了解已不再属于人类用感官感知的范畴，而后者却是了解星球唯一的可能途径。尽管人类的视力非常敏锐，其灵敏度和适应性也格外出色，但在很多方面仍然无法带来有用的发现，即使是观察离我们最近的行星，比如用肉眼观察地球的邻居。古人可以熟练使用长管瞄准一点进行观察，毫无疑问这会在一定程度上增强人类视觉的敏锐度——长管可以聚焦视线，有了它，眼睛就不会被其他更强的光线或天光所干扰，可以更好地辨别某些天体，但这种工具的用处只是相对的，如果某些细节需要看得更加清楚才能分辨出来，这一方法可以说徒劳无功，它也无法显现那些因天体表面面积太小而看不见的景象。这种工具赋予了人类双眼放大物体的能力，让所看见的东西比正常情况下大10倍，但它的作用是受限制的。请注意，古代的天文学家借助这种工具，依然观测到了月球表面的某些特征，看到了不同时期月牙状的金星，还发现了木星的卫星（不同于天上的繁星，木星看起来就像一个小圆盘）。毋庸置疑，这种方法的运用的确大大促进了基础认识的发展，却无法得到只有光学仪器才会带来的发现。
对天外世界的真正研究起始于望远镜的发明。这一发明尽管非常简单，却蕴含了多少希望！对于这些光学仪器的发明时间以及发明者，人们依然众说纷纭，但我们不能忘记天才伽利略用他自制的望远镜所做出的贡献，目前该望远镜被珍藏在佛罗伦萨博物馆内。1610年1月7日晚，这只新眼睛望向深远的天空，看到了许多当时肉眼看不见的奇观。
现代天文仪器都安置在旋转式圆屋顶里，屋顶开口朝向待观测的天空区域。
一种古老的天文仪器，根据1541年纽伦堡出版的一本书所绘。
A.早期望远镜中的土星形象；B.现代天文望远镜中的土星形象。
之前我们已经提到过这位威尼斯学者的重要发现，尽管他的发现堪称奇迹，但在很多方面仍有含糊的地方。同样，除开历史兴趣，我们尤其应该从天体研究所涉及的条件出发思考这些发现。尽管使用伽利略的望远镜所得到的图像已比肉眼所见大许多倍，但仅仅按比例放大图像无法满足人类的需要；对于观测的实用性而言，图像还需要有令人满意的清晰度。
伽利略时代的光学仪器技术为他提供的资源十分有限，尽管如此，这一几近简陋的望远镜所带来的发现却轰动一时。它第一次揭露了人类目力不及的东西，但这些在某种程度上非常粗糙的外观图像，就算可以让人估摸出行星轮廓，并最终承认它们的光来自太阳，却无法告诉人们行星的环境是与地球相似还是截然不同。对于今天的我们而言，这些已不再是难题。在这一方面，没有什么比将原始望远镜构图与现代仪器构图进行比较更有意义的了，这样的比较明显烘托出了光学的巨大进步。我们不会详尽讲述这段历史，但会着眼于知识进一步发展的几个重要阶段。我们必须强调研究潜力发展的几个重要性，因为它有助于我们理解：人类对其他星球认识的演变总是伴随着越发清晰的观测。这一点也可以用来解释这一时期人们提出的各种假设、猜想和观点与之前相比发生的深刻变化。这一进程并不总是如此快速且卓有成效，也有停滞不前的时候。某些问题迟迟没有进展，而与此同时，技术的进步却使其他领域大幅向前。有时，研究方法的缺陷甚至会导致矛盾的结果，或者一些才智之士急于得出满意的结论而过早发表理论，但这些理论通常没有坚实的基础，也得不到未来的证实。天文学家以门外汉根本想象不出的精确度和精细度进行着研究，他们所面临的种种困难很难被先验地设想出来，因此他们的所有努力都应更加受到人们尊重。尽管所有这些都是基础问题，我们也必须稍稍费些笔墨，因为它们与本书主题的实质密切相关。
1609年伽利略发明的第一架望远镜，现存于佛罗伦萨博物馆。——阿里纳瑞博物馆
赫维留的象限仪（1670年左右），一类改进过的供肉眼测量天体位置的仪器。
望远镜
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。如果没有长期进行技术研究，我们就不会特别关注到这种像差。随后，为了修正各种像差，人们想尽办法制造直径巨大的聚焦镜头，这种镜头也许会使亮度明显变暗，但至少可以显著减弱有损图像清晰度的因素。于是，巨型望远设备诞生了，有些甚至达到了200英尺(3)。我们得承认，这种设备操作起来一点都不简单。18世纪初期，巴黎天文台使用的一块物镜的焦距甚至可达300英尺。当助手在天文台的塔楼上或者已搬至天文台花园的Marly机械(4)屋架顶上扶着该物镜时，观察者则手持目镜，不断移动，排除种种困难努力寻找目标天体的图像，然后把它调整固定到令人满意的状态。
通过这些简单的细节，我们可以体会到，要付出多少机敏才智、汗水耐心，才能使人类对于天文的认识越来越深入。毫无疑问，如果不是物理学领域的某些认知有了长足进步，我们将永远被无数天文现象拒之门外。
牛顿天文望远镜的原理。凹面镜M将光线反射到小的平面镜M’，形成焦面像A，A再经过目镜L’放大成为A’。
上文已经提到，天体图像的放大不是唯一待满足的条件。对于天体图像而言，最重要的是清晰度。完美的清晰度可以为我们提供可识别的、有关细节特征方面的有用信息。在清晰度这一问题上，我们现在便可预料到，下文将要提及的发展即完美清晰度的获得，不仅依赖光学产业的资源与潜力，还会牵涉到另一个相当陌生的因素：地球大气层的影响。任何天体的光线都必须穿过大气层才能抵达我们的视野。
现在，让我们继续关注仪器条件。在这一方面，物镜的设计取得了极大进展：物镜由两块不同材质、不同曲率的透镜结合组成，这样会减轻棱镜色散带来的有害影响，使所有光线近乎完美地集中在同一个焦点上。由此获得的图像同时具有令人满意的清晰度和整体亮度，以便被大幅度放大。从这个意义上来说，现代光学的手段和方法已经得到了应用，我们现在制造出的镜头和镜面可以说是完美的。
在大致思考了与早期望远镜有关的问题后，让我们以同样的探索精神来谈谈天文望远镜。在某种程度上，“天文望远镜”这个名字已经成为日常用语中天文学家用来窥视天空的所有仪器的模糊代称。
(1) 此处辐射是指能量传播的方式，光的量子单位光子（光量子）是辐射的一种，其测量参数之一便是波长，波长越短，频率越高，辐射的光子的能量越高，反之越低；不同波长的光子性质不同，对于可见光，这些不同波长的光子在人眼的观察下便是光谱上的不同颜色。（参考中国科学院高能物理研究所官方网站《光子与辐射》一文。）
(2) 不同的光携带的能量不同，波长不同，穿过相同介质时折射率也就不同，从而折射角也不同，因此包含了不同光的一束白光通过棱镜后就能显示出不同的颜色，这个现象也称为色散。可见光范围内，光谱从左至右为红橙黄绿蓝靛紫，从红色光到紫色光，波长逐渐变短。
(3) 这里是指望远镜的焦距长度，而非镜面口径。
(4) Marly机械是法国的工程奇迹，完成于1684年，原本是凡尔赛花园为解决喷泉用水所建造的水库。天文学家乔凡尼·多美尼科·卡西尼从Marly机械拆出一部分移置到巴黎天文台用以支撑他的超长望远镜。
天文望远镜
望远镜与天文望远镜之间的本质不同在于为目镜提供放大对象的不同光学元件。在天文望远镜中，光线的聚集不再像望远镜那样通过透镜的折射来实现，而是通过在凹面镜表面反射来完成，由此自发生成了用来区分这两种不同仪器的名称：第一种叫作折射望远镜，第二种叫作反射望远镜。
天文望远镜的发明紧随望远镜之后。意大利的僧侣Zeucchi似乎在1616年就产生了天文望远镜的构想，但直到1663年这一创意才在英国物理学家格雷戈里的笔下成形。通常认为第一架反射式望远镜是牛顿发明的，该仪器与格雷戈里的设想有些不同。随后，各种型号的天文望远镜层出不穷，到了今天也是如此。如文中插图所示，在牛顿的天文望远镜中，获取的图像经主镜凹面镜反射到主镜焦点前呈45度倾斜的副镜小平面镜上，再通过副镜反射到侧边的目镜上。在格雷戈里的最初设想中，天文望远镜的观测同望远镜一样，是在设备后面进行的，图像经主镜和主镜焦点外的副凹面镜两次反射后，从主镜中央的小孔射出，到达目镜；卡塞格林的设计方案同格雷戈里的类似，不同的是副镜为凸面镜，且位于主镜焦点之前。这些不同类型的天文望远镜可拥有不同焦距，因而在提供某些特定便利的同时，可以或多或少地压缩设备体积，对于特定的研究而言各具优势。
赫维留的超长望远镜版画，摘自约翰·赫维留的《天文仪器》，格但斯克，1670年。
（加利福尼亚）帕萨迪纳附近威尔逊山天文台的一架大型现代天文望远镜的机器装备
牛顿的反射式望远镜（1672年），位于伦敦皇家科学院内。
威廉·拉塞尔的大型青铜反射式望远镜（1860）
（芝加哥大学）叶凯士天文台口径1米的大型望远镜——野性世界
在早期的天文望远镜中，镜面都是由抛光的青铜制成的，很快，人们便对此进行了改进。还要注意的是，由于透镜镜片的质量问题迟迟得不到解决，再加上不同曲率镜片的生产问题，制造这种仅具有单个反射曲面的元件要比制造透镜容易得多。反射镜的另一个优点在于在其表面反射的各种有色光线不会产生透镜折射造成不平等的偏斜这样的问题。综上，人们有可能制造出比早期望远镜更好的仪器，况且在同等的条件下，天文望远镜的性能更佳——多亏威廉·赫歇尔自制出超长望远镜，他才得以探索太空，有了不朽的发现。一个世纪后，富有的英国业余爱好者们也以他为榜样，其中包括拉塞尔和罗斯爵士。他们制造出了对其时代而言异常巨大的天文仪器，罗斯爵士制造出的天文望远镜口径达1.83米，理论上可以放大6000倍！
然而，不管体积多大，这些仪器的功效远远不如现代制造出的同等直径的天文望远镜。现代天文望远镜的原理要归功于傅科。傅科给出了一个能提供更完美图像的抛物线曲率，而不是一个简单的球面曲率；他还将反射镜面镀银，使镜面反射能力比原来使用的青铜镜面更强。
（加利福尼亚）威尔逊山天文台口径2.5米的大型天文望远镜——威尔逊山天文台
现在正在使用的最大的天文望远镜位于美国的威尔逊山天文台（加利福尼亚），口径达2.5米。顺便补充一点，“世界上最大口径望远镜”这一荣衔很快将被帕洛马山天文台上直径5米的海尔望远镜(1)（依旧在美国）夺去，这架设计精妙的长形建筑物正在积极建设中。没有什么比反射望远镜和迄今还在使用的折射望远镜之间的比较更能突出建筑业与制造业的潜力了——反射望远镜尺寸将很快达到上述该数字，而还在叶凯士天文台（芝加哥）服役的口径最大的折射望远镜的物镜直径仅为1米。
我们不会逐个考虑每类仪器的技术优势，只是大致了解一下比如那些越来越完善的研究手段的相关情况——它们正被要求提供有关那些我们想了解却难以接近的天体的资料。在对天文仪器进行描述后，我们有必要研究一下它有多大的力量，特别是这一能够有效利用的力量可以在多大程度上最终回答天空奇观所引发的问题，以及它向人类提出的难题。
P处是仪器视野下两个光点的示意图解。从视觉上而言，该图像上的就像一个个小圆盘。在A处使用的物镜分离能力弱、质量差，所形成的图像部分重叠在了一起，而在B处使用的物镜分离能力强、质量高，呈现出的是两个较小且明显分开的圆盘。增加应用于A图像的放大倍数，相应形成了外观相同、比例放大的图像A’；增加图像B的放大倍数，我们会更清楚地看到两个分开的圆盘B’。
光线的辐射和散射效应扭曲了摄影图像。在右图中，在相对于月球亮度的过曝后，我们发现，与剩下的月球轮廓相比，月的轮廓成比例扩大了，但过曝对于获得清晰的“灰光”而言是非常必要的。在左图中，宽度递减的金星的光痕坠向地平线，其亮度逐渐减弱。
(1) 这架望远镜直到1948年才建成，成为当时世界上口径最大的望远镜，建成后直径5.08米。口径是指望远镜的有效通光直径，口径越大，分辨率越高，探查暗弱天体的能力就越强。
光学仪器的力量
如果远处物体的图像被光学仪器放大100倍，那么这一物体与我们的距离看起来就像缩短了100倍一样。依照这一原理很容易得出一些轰动一时的结论——我们与天体的拉近距离应该与被天文仪器放大的天体表面大小相对应。然而，天文望远镜形成的图像并不会与直接观察到的天体完全一样，由仪器放大的图像会存在瑕疵，其主要原因在于光的衍射。对于光学元件，不管其本身多么完美，我们都必须考虑它所谓的分辨能力(1)，即光学元件使图像分离成相邻两点的能力。我们不会像上物理课似的对这一原理进行大量解释，就简单做一下说明：一个光点呈现为一个小点，物镜或镜头越大越完美，该光点就显得越小。简而言之，假设图像是由许多清晰的小点聚集而成的，那么其中的一些点群就形成了图像的细节。如果我们使用分离能力不强的仪器来观测这一图像，就只能看到模糊的全貌，与每个点相对应的区域互相或多或少有所重叠。在这种相互模糊的情况下，细节消失不见了。反之，如果我们使用分离能力强的仪器，情况就截然不同了。让我们用一个简单的实验来解释：实验对象是两个紧紧相邻的光点。如果使用的物镜口径太小，无论焦面像被放大多少倍，这两个点依旧混在一起，而人在与所用放大倍数相对应的距离处用肉眼观察的话，则会看到两个明显分开的点。另外，如果这两点在给定的仪器下无法分离，那么则会在口径更大的仪器下分开。除此之外，辐射效应也放大了发光区域的轮廓。在摄影领域中，这一现象在感光层上横向扩散，进一步放大，每个人都能在某些区域格外明亮的底片上发现这一现象，这些明亮的区域仿佛侵占或是磨灭了附近较暗区域的细节。我们也可以在延长曝光时间的星空图像上清楚地观察到这一现象。为获取较暗星点的图像，我们需要延长星空图像的曝光时间，而这些星点中比较亮的一些就会被仪器记录下来。星点的图像就像一轮轮大直径的圆盘，但其体积并不会很大。
不同望远镜下火星同一面貌的不同图像。A图来自小天文仪器，放大倍数正常；B图来自放大A图，我们看到图像变得更大，但没有增加额外的细节；C图来自分离能力更强的仪器，放大倍数不变，所获得的图像更加完美。
所有这些对于望远镜的观察而言都至关重要，不管是视觉观察还是摄影观察。而无论这一阐述多么简单，这些原理在此处都足以满足我们对望远镜研究的综述。我们在前文谈到的它的某些局限性，就包括了绝对严谨地描绘通过理论上的放大（或接近）应被发现之物的可能性；由于距离遥远，某颗天体开始显现结构细节的最小尺寸与所使用的天文望远镜或望远镜的分离能力值精确对应。
在接下来的研究中，所涉及的仪器上的光学部件必然趋向完美。如果我们还记得上文关于早期望远镜的内容，就很容易理解到这一点：早期仪器由于种种缺陷（在使用者对许多事物仍一无所知时，这是无法避免的），它们的性能始终十分有限。
天文仪器的正常放大倍数对应的数值略大于用毫米表示的物镜或镜头的直径数值，但如果涉及特别明亮的天体，这一数字则会轻易增加到2倍甚至3倍大（特殊情况下）。因为对于一个给定尺寸的仪器而言，放大倍数越高，所观测到的图像亮度就越暗，这一点会大大降低对细节的分辨力，细节与细节之间的对比自然也不大明显。从理论上讲，根据上面的数据，我们认为，特大仪器可以提供将其他星球与我们之间的距离拉近2000倍或3000倍的视野，但很快我们将认识到，这一观测能力经常不能得到充分利用。我们现在不得不面对的障碍是人类中的天才都无法解决的：地球的大气层。天体的光线在抵达我们的视野之前必须穿过地球大气层。它就像一扇几乎纯净的玻璃窗，我们在玻璃后面观察天空，却没有打开窗户的能力。
(1) 指分辨天体细节的能力，由望远镜能分辨的最小角度（分辨角）决定。
地球大气层的阻碍
Rayons solaires：太阳光线 示意图：大气层隔开了太空与地面。 对于A点的观察者而言，漫射太阳光线的大气层在平面H上方形成了一道灿烂的“面纱”，掩盖住了星辰的光芒。 对于B点的观察者而言，在黑暗中，太阳光仍斜斜照亮了大气层的某一部分，形成了对应于角a的黄昏的弧圈。星星在天空中的其他区域出现，并且在任何方向都能被看到。此时，如果B沿着箭头方向奔跑到某点，他将发现此处的地平线脱离了大气的照明范围。
地平线上的太阳摄影。变形的太阳非常明显地显示了大气层的不均匀性。
大气层是天文学家的敌人，云彩是影响因子之一。我们都知道，层叠的乌云如同天花板，使阳光无法穿透，但即便是被比作玻璃窗的纯净白云也不完全是透明的——它吸收了很大比例的光线；此外，由于大气层就像棱镜一样，会对光线产生各种折射效应，当所观测的天体接近地平线时，吸收和折射的效果会更加明显，因为在这一条件下，观测天体所要穿过的大气层会越来越厚。我们经常用观看日落来为这些现象提供基本的证据。当这轮耀眼的圆盘升到天空中的某个高度时，就开始坠向地平线，在这一过程中，其亮度会缓慢降低，同时圆盘明显变扁，甚至形状经常变得很奇怪。太阳的变形表明，即便折射是普遍存在的，其效果也是不一样的。事实上，大气层非常不均匀，它是一种带有尘埃杂质的介质，其中分布着密度不一的温度层，在气流影响下尘埃杂质的运动或混合产生了无数不均匀的、细微的折射效应，这些折射效应对光线的行进造成了不同的影响，因此在穿透这样一种介质时，天体不会保持形象一成不变，而是自发地摇晃、沸腾、起伏，仿佛在穿越短暂而迅疾的波浪。这就是星辰闪烁的原因，同时这也是最影响天文望远精度的因素。这些因素阻碍了天文仪器的充分应用，否则一个大型仪器的正常放大率就足以满足人类的研究和应用，更不用提它的最大效能了。自然，被观察的天体越是接近地平线，就越容易受到大气扰动。
在某些方面，大气层对其他观测手段的干扰更大。这些观测手段配合光学仪器的力量，完善了人眼能力，有效协助了人类对天外世界的研究，它们便是摄影术和光谱分析。这些技术自19世纪中期便被人类应用并不断得到改进，现在，人们在这方面已经取得了非凡的进展。
摄影术
达盖尔的摄影术可谓家喻户晓，在此讲述其原理似乎显得多此一举，因此我们将仅关注与我们感兴趣的问题有关的摄影术的各种使用方法。如果只从总体上考虑摄影术之于天空研究的用途，我们必须首先承认摄影术有一项神奇的能力，它为人类提供了极其宝贵的服务。事实上，摄像机的感光乳剂可以积聚光能，而人眼却不具备这一天赋，因此那些光芒暗淡而无法为人类视网膜所感知的天体就有可能通过相应的长时间曝光而被记录下来。光是这样我们就很容易感受到天文摄影的重要性——它能够比直接用视觉更加深入地探测宇宙深空，展现那些遥远的可能不曾为人所知的天体。
要进行这样的探索，我们优先使用能提供尽可能多亮度的物镜或镜头，亮度是由物镜或镜头的尺寸与聚焦比决定的，但严格来说，这只是用于风景拍摄设备的成比例放大。这些机器可观测到的天空的表面积有大有小，它们瞄准天空只为记录千千万万颗繁星，由于天体的数量是数不清的，即使我们付出极大的耐心去观察，也是心有余而力不足。
日落一小时后的暮色弧圈摄影
月球与金星（左上角）、木星视直径的比较
通过这些方法，我们在星球、恒星以及星云的分布研究方面取得了不可估量的进展，我们的研究能够触及的宇宙空间形成了我们眼中的宇宙，但不管这些精妙的探索具有多少价值，它们都不是我们此处所要着墨的对象，更具体地说，在本书中我们仅仅关注太阳系内与我们相邻的星球的知识。
摄影术也为我们提供了关于隔壁星球的确凿资料；但我们必须认识到，在有新的突破之前，这些资料通常显示不出发现的惊人之处。我们会尝试让大家理解其中的原因。
对于或明或暗的单纯星点和光晕模糊的星云，它们的摄制方法是不同的，或者说，表面积微小而细节复杂的清晰图像的获取方式各有不同。就第一种情况而言，星点的图像来自延续几小时的曝光所积聚的光能，但为了凸显行星表面的特殊细节，我们必须引入性能强大的光学器件——借助天文望远镜的力量，以便在感光板上首先获得目标天体具有研究价值的各种尺寸的图像。现在，让我们来探讨这些方法的原理吧。
最简单的操作方法便是将普通相机的感光板直接置于物镜或镜头的焦点处，图像在感光板上成形，其最大亮度和最大锐度与仪器的功率成正比，但即使物镜焦距很长，所获取的图像的线性尺寸依然相对较小；诚然，对于观测视直径很长的太阳或者月球来说，这一尺寸足够满足我们的需要，但如果是非常小的行星，所得图像的尺寸则往往缩减得过分，因此在摄制行星图像时，我们不得不添加合适的目镜，将图像再一次放大。需要指出的是，大画幅相机从此取代了人眼的位置。
云彩晃动的样子体现了大气层的搅动。
一般而言，特别是当图像的亮度因放大而减弱时，拍摄需要很长时间的曝光，且曝光时间还会根据情况有所延长，只有拍摄光辉灿烂的太阳例外。天文仪器在动力机械的驱动下匀速运动，精确补偿了由于地球旋转而造成的天空的持续位移——目标天体相对于人眼或感光板的位置保持固定不变，不单是为了给视觉观察提供便利与精确性，对于所有摄影操作均同理。如果大气不再从中作梗，我们就可以毫无障碍地摄制完美的图像了。如果目标天体光线暗淡或表面面积急需放大，我们就必须花费更长的时间来曝光那些难以处理的摄影图像，如此一来，大气的影响就更加显著了，因为空气里无数细微的波动荡漾会造成各种各样的障碍，这些障碍在曝光的持续时间里被累计摄入，最终导致了一定锐度的缺乏。我们还要考虑到感光乳剂的结构，感光乳剂的颗粒对于摄制图像的细节清晰度而言至关重要，因此我们可以看到，当我们致力于细节元素的再现时要翻越多少障碍，而细节再现在行星表面研究中又是何等重要。我们还未到达不能跨越的绝对极限，却发现已置身于隐身敌人设下的陷阱地带，因此我们不断改进仪器，善加利用，在情况有利的时候稳步向前。要像连续跃进的战士一样，天文学家们应当抓住有利时机不断前进，不断收集和积累资料。
月球半球——威尔逊山天文台摄（加利福尼亚）
火星的两种形貌展现了不同望远镜观察模式下精确度与清晰度之间的差异，上图为肉眼观察下的天文图像，下图为望远镜摄制的图像。
尽管有以上列出的种种原因，照片上面积大幅缩水的行星细节仍多少保留了一些明确的特征。总之，如果要仔细观察行星表面那些可识别的特征，我们必须承认，直到现在，视觉观察仍然具有优越性。天文观察者可以耐心地等待并不断选择有利的观察时机（通常只有几秒钟的时间）——此时，目标图像在波动荡漾的空气里瞬时变得清晰稳定。
尽管如此，摄影术提供的服务依然非常重要。确实如此。有时这些表象非常微妙以致肉眼难以分辨，摄影术至少带来了一种公正的检验，这种检验摆脱了依赖某双眼睛的能力而做出任何理解或阐释。
如果是拍摄月球的图像，行星摄影领域中的这几种限制的影响就减弱了。一方面，由于月球的视直径很大，我们很容易直接用仪器将其摄制下来，且图像包含的所有细节规模都令人满意；另一方面，月球的亮度几乎可以立即成像。总之，即使这些细节不算非常清晰，也是可以分辨出来的。尽管肉眼在这一点上仍然保留一些优势，即可以确定图像上的某些微小的特征，但在忠实且无可争议地记录凹凸不平的月球表面方面，摄影术却是更胜一筹，因为摄像机花一秒钟就摄制出的图像要一个制图老手花上好几个小时。此外，制图员也不敢夸口在再现这样错综复杂的图像时没有错漏任何细节。因此，摄影术明显显露出了它的优越性，有了它，人们就有了更多闲暇时间去研究所摄制的图像资料。当我们进行整体研究时，细看那些可涵盖广袤空间的摄影图像是不可或缺的，因为摄影图像有着我们非常重视的可靠性和公正性，届时将为我们进一步揭晓月球表面的详细细节。
我们刚刚提到的所有观察模式都涉及各个可研究天体的外形特征的确定。一般来说，这些观察模式所获得的都是地形或制图资料，但这些数据并不是唯一需要考虑的，我们还需围绕各个行星的大气所造成的物理条件来加以补充。大气层是维持生命不可或缺的因素，因此确定行星大气层的存在与否、质量大小及其重要性，从而判断它所产生的影响，是非常重要的。
因为感光板可以使人眼看不见的辐射感光，而辐射能够使图像上各种我们无法识别的特征得到突出显示，所以它在许多方面都胜过人类的双眼。某些观点认为，感光问题与光谱分析问题类似，而为了便于理解，我们首先着重使用光谱分析。这两种光线用途协同提供了有关行星大气变化固有现象的信息，这些信息正是我们最关心的。事实上，一些视觉观察已然可以告诉我们一些事实，比如由于阳光漫射或折射而显出的行星大气的形状以及大气中某些搅动的形成——这些搅动经常或多或少遮住了地表的形貌，但在这一方面，那些令我们感激不尽的、最令人信服的数据则是由现代物理学方法所提供的。
在这些方法中最有成效的便是光谱分析，我们不可能在此讲述它的发展历程，但至少有必要说明它的工作原理，让光谱分析的应用更容易理解。在这里，我们将只关注与本书相关的光谱分析所提供的服务。
Lumière blanche：白光 Rouge：红 Orange：橙 Jaune：黄 Vert：绿 Bleu：蓝 Indigo：靛青 Violet：紫 白光穿过棱镜后的分解与分散。
光谱分析
不同类型光谱的示意图：1.由柔和的白炽光提供的连续光谱；2.由白炽气体提供的不连续光谱；3.由放置在白炽光源前的气体或蒸汽提供的吸收光谱。 Spectre：光谱 R（Rouge）：红 V（Violet）：紫
上文已经提及，我们眼中的白光事实上是由多种辐射集合形成的，这些辐射分别产生了不同的色彩感觉。我们已知棱镜可以分解这一色彩混合体，因为每一种透过棱镜的辐射均以不同方式被折射出去；穿过棱镜的单束光在出口处分散形成一片彩虹，或者说光谱，光谱上色彩的顺序恒定不变：红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫。说实话，这些经典色彩之间并非泾渭分明，而是通过色彩与色彩间的过渡奇妙地融为了一体。如果我们承认光是由频率惊人的振动引起的，就可以简单地将光谱波段比作拥有无数琴弦的钢琴音板，人类视网膜所感受到的每一种波长均与音板上的琴弦相对应：振动频率最慢的一系列波长就像低音，产生了红色，随后振动加快，逐渐产生橙色、黄色……一直到人类可感知的由最快的振动所产生的紫色系列；在透过棱镜进行折射时，紫色偏折最大，红色偏折最小。此外，我们刚刚提到的波段仅包括人类视力所能感知到的振动，实际上，光谱波段非常广阔，我们无法确定它的边界。各种物理手段已使探索并记录光谱中被命名为红外线和紫外线的隐形部分成为可能。我们将继续关注这些辐射的特殊属性。
我们现在已经知道了原理，就来看看如何用光的分解来研究天体的化学成分和特性吧。
光谱分析是在由以下几个基本元素组成的分光镜下进行的：待分析的光集中于准直透镜焦点上的狭缝内，准直透镜可以将单束光分散为平行光线；平行光线被准直透镜的棱镜分散出去，随后被第二块透镜收集起来，在透镜焦点处形成了由一系列狭缝状的图形组成的图像，每个狭缝图形都对应于一种辐射。重复前面的对照后，我们可以想象出一条由连续不间断的谐波和弦组成的频带。这就是纯粹的连续光谱。
普通光线下拍摄的拉芒什海滩照片
Rayons solaires：太阳光；Terre：地球； Atmosph ère：大气层；Plan è te：行星 通过光谱分析研究行星大气的种种条件。对于地球上的A与B而言，阳光穿过的大气层的厚度不同。当观测行星时，光线R被该行星反射出去，两次穿越其大气层，进行了最大程度的吸收,而光线R’却被N处的高层云反射出去。
连续光谱是由任何白炽的固体或液体物质所发出的光或是被反射出去的这种光所形成的。如果白炽物质是气态的，那么它发出的光会形成不连续光谱，不连续光谱由亮线组成，这些亮线占据了对应波段范围的位置，仅仅呈现对应于该位置的部分光谱色彩。仍用钢琴比喻的话，这些亮线仅代表特定的几根琴弦，只有当所有琴弦的振动都产生时，才形成音板，也就是连续光谱。如果该气态物质被放在更明亮的光源前，它显示出的不再是特有的亮线，而是暗线，这些暗线清楚地出现在连续光谱间的相应位置上。太阳光谱的外观上就会出现这种现象——固体或液态白炽物质所发出的光形成的明亮的彩虹区域形成了太阳的表面，而当光穿过太阳表面上方的气态层或蒸汽层时，就会形成我们观察到的暗线。
我们用慕尼黑光学家夫琅和费的名字来为这些宽度不一的谱线命名，即夫琅和费谱线，夫琅和费是第一个通过实验将这些暗线凸显出来的人。在此之后，两位德国物理学家基尔霍夫和本生发现了连续和不连续光谱的产生条件，他们还认识到，根据谱线的性质与位置，可分析生成它的物质的本质特征，这一发现使他们享有比前者更大的声誉。不同物质拥有各自特定的光谱，如此一来，我们最终就有可能通过实验分析发现那些原本触及不到的物质的存在(1)。
红外线下拍摄的同一地点的照片
以上便是光谱分析的一般原理。此处的叙述虽然简单，却能让我们更好地理解宇宙化学是如何给天文学带来了惊人的进展。尽管如此，我们还是必须指出，这种研究方法提供的信息固然有可能使对其他星球外表的直接观察结果得到补充，但在取得新的突破之前依然受到诸多限制。视觉观察领域与摄影观察领域也是如此，在彻底解决行星问题方面——其中行星的构成及其物理环境更是这项工作的目标——总有一些困难横亘在眼前。
分光镜可以确定化学物质的存在，而化学物质根据其状态或吸收或反射我们所分析的光线，因此某些惊人的发现即使存在于太阳边上或在差不多遥远的彼方，也可以被我们俘获，比如恒星、彗星、星云，但如果天体是反射面，我们就无计可施了，因为这些天体就像镜子一样，仅仅是将照亮它的光线反射出去，所以当我们用分光镜研究月球地面时，所得到的只是月球反射给我们的太阳的光谱，至于月球土壤的组成，我们一无所获。从另一方面来说，我们却能了解到围绕着这些反射面的天体大气层的构成情况。我们已经以地球大气层为例谈到了大气层对于天体研究所造成的不可避免的障碍，但在目前的情况下，光线穿越大气层却构成了一种颇具价值的元素，因为大气层里的气体或蒸汽可通过其特征谱线或吸收频带被检测出来。确实如此，当我们观察能发射自己特有光谱的太阳光线时，大气层的光谱也会被添加进去，因为阳光或多或少要穿越大气层才能抵达我们身边。如果我们将这些事实用于对行星的观察，在文中插图的帮助下，就很容易明白研究行星大气层的可能性了。同时，我们也可以理解这些研究的准确程度有多么微妙，因为我们必须精确分离所观察到的光谱的各个构成元素。例如，如果一颗行星的大气光谱与地球的大气光谱大致相同，那么鉴别工作会非常困难，因为这些谱线都重叠在了一起。无论在何种情况下，这种细微的观察都需要采用巧妙的比较措施，但对我们而言，一一介绍要花费太多时间和笔墨，我们只需要回顾天文学家们所使用的各种旨在更全面了解宇宙天体的研究方法及其工作原理。因此，当特别谈到这些方法中的某一种时，我们仅详细说明它探索了哪些方面，以及在这些方面取得了何等成就。
除了通过光谱分析获得数据，我们还通过可确定的、排除其他辐射的光辐射获取数据，特别是由一些可以过滤和选择辐射的特殊屏幕所提供的摄影资料。上文已经提到，辐射波段超出了人类目力所及，但我们可以使用各种方法记录仅由红外辐射或紫外辐射形成的图像。为此，我们仍然需要纯物理领域的大发展和大繁荣。各种辐射被自然元素反射、吸收或漫射的程度不一，因此与在正常条件下拍摄出的照片相比，红外照片所呈现出的状态完全不一样，甚至几乎与相对应的正常的视觉印象截然相反。紫外照相会显示出肉眼无法觉察的对比度。在行星研究方面，这类方法可以有效告知我们该行星表面或大气层的某些物理特征。
我们还应指出光的偏振现象，即具有特殊性质的光会沿着一定的方向反射出去，这使我们在限定条件下也能得到一些有关所观察的被照亮面的性质或结构的数据。
(1) 每一条谱线对应相应的化学元素，因此知道谱线也就能知道是哪种化学元素。1814年，夫琅和费发明了分光仪后陆续测绘了574条太阳谱线，而基尔霍夫和本生则在此基础上确定了每条谱线所对应的化学元素。
研究的可能性与局限性
毫无疑问，由于上述种种困难，我们得到的结果仍然存在不确定性，甚至互相矛盾。为了追求科学真理，我们不能忽视它们，因为重要的是要展示当代天文学家们所掌握的可能性。这些天文学家经常被问及一些过于明确的问题，其中最常被提出的便是外星居民之谜。然而，尽管望远镜一问世便被门外汉寄予了很大希望，它却仍无法指出最接近我们的月球上存在生命；至于其他星球，越是距离遥远，就越不可能被观察到。
Rayons solaires：太阳光 星球地表上方凸出部位的照明与可见度条件图示：云朵、山脉。 在A’处看到的A处的云团紧紧挨在一起，但这些云团其实是分开的，在未被照亮的地表上看也显得格外明亮。B处山脉的轮廓在B’处看来就像黑暗中的一个亮点。
行星大气层最厚密同时又是最混乱的区域是如何横亘在观察者与行星地表之间的。上图为海拔12 000米处高空镜头下的卡尔斯鲁厄。地表被3000米处高空形成的卷积云所遮蔽。人们可以看到，地平线的弧度清楚地映印在黑暗的平流层上。下图为海拔16 200米处拍摄的慕尼黑南部。图中，因河在库夫施泰因和罗森海姆之间；中间是从茵斯布鲁克到恺撒山脉的巴伐利亚阿尔卑斯山脉；上方被云遮住的区域是布伦纳山口与马莫拉达山之间的意大利北部。平流层摄影，马克思·科桑-范·德·埃斯特摄，1934年8月18日
天文仪器有限的适用能力以及影响视野清晰度的重重障碍，都使我们无法解决上述问题。每颗星球都在我们遥远的彼方，有的我们可以看到其真实形状缩小后的细节，有的则分辨不出。从远处看，我们也无法将某地的蔬菜、草木彼此区分开，只看到一片形状、大小确定的绿色。在这一方面，没有什么比在热气球或飞机上高空拍摄的照片更能说明问题了：这一观察条件与一般的望远镜观察非常相似。
现在，我们来总结一下所有已获取的知识。
天文仪器的精度以及严密的测量角度使得相关天体距离的计算成为可能（通过经典几何方法来确定到一个无法接近的点的距离）。另外，一个物体以怎样的视角出现在我们眼前与其距离有关。同样，已知一个天体与地球之间的距离，我们可以从它所呈现出的大小推导出该天体的实际直径。根据万有引力定律，分析天体引力所产生的运动，再加上以上掌握的数据，我们就可以推导出天体的质量。如此，已知天体的体积与质量，我们就能得知组成该天体物质的密度及其表面的重力；换句话说，我们可以估计地球上的1千克在该天体上的重量，抑或人类在该天体上会有怎样的身体感受。我们还可以通过计算来确定在该天体上看到的天空与星辰是怎样的模样。
云层的上半部分仍被太阳所照亮，但从观察者拍摄照片的位置来看，太阳已经落山了。
至于行星土壤的性质乃至更多特征，我们尚缺乏足够的资料，但毫无疑问，被观测到的月球表面地形数据的准确度惊人。月球上的山脉与圆谷清晰地显露出来，我们得以绘制出联想性的地形图，得到精确的海拔测量值；用透视法在地图上重构包括相互位置、尺寸在内的元素，可以如实地展现肉眼也能随处看到的月球上的美丽景观，但按这一观点来看，如果事关其他更加遥远的星球，我们就没有如此得天独厚的条件了。最大的望远镜放大倍数可以显示出月球上宽约100米的物体，因此我们可以通过足够的修正来识别月球地形的一般特征。用同样的方式观察火星，我们则看不到任何宽度小于50千米的物体——没有达到这一大小范围的表面特征便不会为我们察觉到。因此，当我们通过与周围环境的对比发现了某些细节或外形的存在时，无法直接判断它们是单一结构还是统一结构，抑或是由各种体积太小而无法辨别的元素组合形成的。举个例子，一座孤立的山可能不会被我们发现，而巍峨的群山尽管其复杂的外貌无法辨别，但若其最醒目的整体高度差位于行星地表的光照范围内，便可以显露在我们眼前。事实上，这种情况就好比我们看到的夕阳残照下的山峰或云团，此时地面已经被笼进拉长的阴影中了，根据行星呈现在我们眼中的外观形象，从远处看，这样被照亮的高度差与阴影中的剩余部分相比，就像一块凸起。因此，我们有可能确定其特征，必要时也可以测量形成这一外观的物体体积。天体图像与我们在地球上所知的一切事物——与自然力量和元素相关的现象或事实——之间的类比，将被应用于解释所观察到的所有天体的外貌。
总之，我们要有这样的认识：虽然还有许多事物我们尚未了解，但目前对其他星球的总体研究已经很好地回答了某些相关问题。事实上，根据所有可搜集的数据，我们可以如实地或有可能去描述其他星球表面的总体特征，包括它们呈现在人类眼中的巨大轮廓与外观。而这些将要给出的描述又是建立在怎样的合理基础之上的，就是我们将要详细讨论的主题。
人类凭借其数学天赋或观察力及其推理能力，再加上某些应用于确定天体运动的测量元素，可以严密地描绘出宇宙天体的排列布局，并且从这一宇宙观合乎逻辑地推演出：与地球的运动一样的天体可能与地球有些许类同。事实上，在长达数百年的时间里，天文学研究方法不得不仅限于上述领域的种种努力，借助刻度尺或刻度圈等工具来保证照准相对精确；人们正是如此来记录角度、提供数据的，太空中一些方位的确定成为了可能。
但对星球及其特点的深入了解已不再属于人类用感官感知的范畴，而后者却是了解星球唯一的可能途径。尽管人类的视力非常敏锐，其灵敏度和适应性也格外出色，但在很多方面仍然无法带来有用的发现，即使是观察离我们最近的行星，比如用肉眼观察地球的邻居。古人可以熟练使用长管瞄准一点进行观察，毫无疑问这会在一定程度上增强人类视觉的敏锐度——长管可以聚焦视线，有了它，眼睛就不会被其他更强的光线或天光所干扰，可以更好地辨别某些天体，但这种工具的用处只是相对的，如果某些细节需要看得更加清楚才能分辨出来，这一方法可以说徒劳无功，它也无法显现那些因天体表面面积太小而看不见的景象。这种工具赋予了人类双眼放大物体的能力，让所看见的东西比正常情况下大10倍，但它的作用是受限制的。请注意，古代的天文学家借助这种工具，依然观测到了月球表面的某些特征，看到了不同时期月牙状的金星，还发现了木星的卫星（不同于天上的繁星，木星看起来就像一个小圆盘）。毋庸置疑，这种方法的运用的确大大促进了基础认识的发展，却无法得到只有光学仪器才会带来的发现。
对天外世界的真正研究起始于望远镜的发明。这一发明尽管非常简单，却蕴含了多少希望！对于这些光学仪器的发明时间以及发明者，人们依然众说纷纭，但我们不能忘记天才伽利略用他自制的望远镜所做出的贡献，目前该望远镜被珍藏在佛罗伦萨博物馆内。1610年1月7日晚，这只新眼睛望向深远的天空，看到了许多当时肉眼看不见的奇观。
现代天文仪器都安置在旋转式圆屋顶里，屋顶开口朝向待观测的天空区域。
一种古老的天文仪器，根据1541年纽伦堡出版的一本书所绘。
A.早期望远镜中的土星形象；B.现代天文望远镜中的土星形象。
之前我们已经提到过这位威尼斯学者的重要发现，尽管他的发现堪称奇迹，但在很多方面仍有含糊的地方。同样，除开历史兴趣，我们尤其应该从天体研究所涉及的条件出发思考这些发现。尽管使用伽利略的望远镜所得到的图像已比肉眼所见大许多倍，但仅仅按比例放大图像无法满足人类的需要；对于观测的实用性而言，图像还需要有令人满意的清晰度。
伽利略时代的光学仪器技术为他提供的资源十分有限，尽管如此，这一几近简陋的望远镜所带来的发现却轰动一时。它第一次揭露了人类目力不及的东西，但这些在某种程度上非常粗糙的外观图像，就算可以让人估摸出行星轮廓，并最终承认它们的光来自太阳，却无法告诉人们行星的环境是与地球相似还是截然不同。对于今天的我们而言，这些已不再是难题。在这一方面，没有什么比将原始望远镜构图与现代仪器构图进行比较更有意义的了，这样的比较明显烘托出了光学的巨大进步。我们不会详尽讲述这段历史，但会着眼于知识进一步发展的几个重要阶段。我们必须强调研究潜力发展的几个重要性，因为它有助于我们理解：人类对其他星球认识的演变总是伴随着越发清晰的观测。这一点也可以用来解释这一时期人们提出的各种假设、猜想和观点与之前相比发生的深刻变化。这一进程并不总是如此快速且卓有成效，也有停滞不前的时候。某些问题迟迟没有进展，而与此同时，技术的进步却使其他领域大幅向前。有时，研究方法的缺陷甚至会导致矛盾的结果，或者一些才智之士急于得出满意的结论而过早发表理论，但这些理论通常没有坚实的基础，也得不到未来的证实。天文学家以门外汉根本想象不出的精确度和精细度进行着研究，他们所面临的种种困难很难被先验地设想出来，因此他们的所有努力都应更加受到人们尊重。尽管所有这些都是基础问题，我们也必须稍稍费些笔墨，因为它们与本书主题的实质密切相关。
1609年伽利略发明的第一架望远镜，现存于佛罗伦萨博物馆。——阿里纳瑞博物馆
赫维留的象限仪（1670年左右），一类改进过的供肉眼测量天体位置的仪器。
望远镜
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。如果没有长期进行技术研究，我们就不会特别关注到这种像差。随后，为了修正各种像差，人们想尽办法制造直径巨大的聚焦镜头，这种镜头也许会使亮度明显变暗，但至少可以显著减弱有损图像清晰度的因素。于是，巨型望远设备诞生了，有些甚至达到了200英尺(3)。我们得承认，这种设备操作起来一点都不简单。18世纪初期，巴黎天文台使用的一块物镜的焦距甚至可达300英尺。当助手在天文台的塔楼上或者已搬至天文台花园的Marly机械(4)屋架顶上扶着该物镜时，观察者则手持目镜，不断移动，排除种种困难努力寻找目标天体的图像，然后把它调整固定到令人满意的状态。
通过这些简单的细节，我们可以体会到，要付出多少机敏才智、汗水耐心，才能使人类对于天文的认识越来越深入。毫无疑问，如果不是物理学领域的某些认知有了长足进步，我们将永远被无数天文现象拒之门外。
牛顿天文望远镜的原理。凹面镜M将光线反射到小的平面镜M’，形成焦面像A，A再经过目镜L’放大成为A’。
上文已经提到，天体图像的放大不是唯一待满足的条件。对于天体图像而言，最重要的是清晰度。完美的清晰度可以为我们提供可识别的、有关细节特征方面的有用信息。在清晰度这一问题上，我们现在便可预料到，下文将要提及的发展即完美清晰度的获得，不仅依赖光学产业的资源与潜力，还会牵涉到另一个相当陌生的因素：地球大气层的影响。任何天体的光线都必须穿过大气层才能抵达我们的视野。
现在，让我们继续关注仪器条件。在这一方面，物镜的设计取得了极大进展：物镜由两块不同材质、不同曲率的透镜结合组成，这样会减轻棱镜色散带来的有害影响，使所有光线近乎完美地集中在同一个焦点上。由此获得的图像同时具有令人满意的清晰度和整体亮度，以便被大幅度放大。从这个意义上来说，现代光学的手段和方法已经得到了应用，我们现在制造出的镜头和镜面可以说是完美的。
在大致思考了与早期望远镜有关的问题后，让我们以同样的探索精神来谈谈天文望远镜。在某种程度上，“天文望远镜”这个名字已经成为日常用语中天文学家用来窥视天空的所有仪器的模糊代称。
(1) 此处辐射是指能量传播的方式，光的量子单位光子（光量子）是辐射的一种，其测量参数之一便是波长，波长越短，频率越高，辐射的光子的能量越高，反之越低；不同波长的光子性质不同，对于可见光，这些不同波长的光子在人眼的观察下便是光谱上的不同颜色。（参考中国科学院高能物理研究所官方网站《光子与辐射》一文。）
(2) 不同的光携带的能量不同，波长不同，穿过相同介质时折射率也就不同，从而折射角也不同，因此包含了不同光的一束白光通过棱镜后就能显示出不同的颜色，这个现象也称为色散。可见光范围内，光谱从左至右为红橙黄绿蓝靛紫，从红色光到紫色光，波长逐渐变短。
(3) 这里是指望远镜的焦距长度，而非镜面口径。
(4) Marly机械是法国的工程奇迹，完成于1684年，原本是凡尔赛花园为解决喷泉用水所建造的水库。天文学家乔凡尼·多美尼科·卡西尼从Marly机械拆出一部分移置到巴黎天文台用以支撑他的超长望远镜。
天文望远镜
望远镜与天文望远镜之间的本质不同在于为目镜提供放大对象的不同光学元件。在天文望远镜中，光线的聚集不再像望远镜那样通过透镜的折射来实现，而是通过在凹面镜表面反射来完成，由此自发生成了用来区分这两种不同仪器的名称：第一种叫作折射望远镜，第二种叫作反射望远镜。
天文望远镜的发明紧随望远镜之后。意大利的僧侣Zeucchi似乎在1616年就产生了天文望远镜的构想，但直到1663年这一创意才在英国物理学家格雷戈里的笔下成形。通常认为第一架反射式望远镜是牛顿发明的，该仪器与格雷戈里的设想有些不同。随后，各种型号的天文望远镜层出不穷，到了今天也是如此。如文中插图所示，在牛顿的天文望远镜中，获取的图像经主镜凹面镜反射到主镜焦点前呈45度倾斜的副镜小平面镜上，再通过副镜反射到侧边的目镜上。在格雷戈里的最初设想中，天文望远镜的观测同望远镜一样，是在设备后面进行的，图像经主镜和主镜焦点外的副凹面镜两次反射后，从主镜中央的小孔射出，到达目镜；卡塞格林的设计方案同格雷戈里的类似，不同的是副镜为凸面镜，且位于主镜焦点之前。这些不同类型的天文望远镜可拥有不同焦距，因而在提供某些特定便利的同时，可以或多或少地压缩设备体积，对于特定的研究而言各具优势。
赫维留的超长望远镜版画，摘自约翰·赫维留的《天文仪器》，格但斯克，1670年。
（加利福尼亚）帕萨迪纳附近威尔逊山天文台的一架大型现代天文望远镜的机器装备
牛顿的反射式望远镜（1672年），位于伦敦皇家科学院内。
威廉·拉塞尔的大型青铜反射式望远镜（1860）
（芝加哥大学）叶凯士天文台口径1米的大型望远镜——野性世界
在早期的天文望远镜中，镜面都是由抛光的青铜制成的，很快，人们便对此进行了改进。还要注意的是，由于透镜镜片的质量问题迟迟得不到解决，再加上不同曲率镜片的生产问题，制造这种仅具有单个反射曲面的元件要比制造透镜容易得多。反射镜的另一个优点在于在其表面反射的各种有色光线不会产生透镜折射造成不平等的偏斜这样的问题。综上，人们有可能制造出比早期望远镜更好的仪器，况且在同等的条件下，天文望远镜的性能更佳——多亏威廉·赫歇尔自制出超长望远镜，他才得以探索太空，有了不朽的发现。一个世纪后，富有的英国业余爱好者们也以他为榜样，其中包括拉塞尔和罗斯爵士。他们制造出了对其时代而言异常巨大的天文仪器，罗斯爵士制造出的天文望远镜口径达1.83米，理论上可以放大6000倍！
然而，不管体积多大，这些仪器的功效远远不如现代制造出的同等直径的天文望远镜。现代天文望远镜的原理要归功于傅科。傅科给出了一个能提供更完美图像的抛物线曲率，而不是一个简单的球面曲率；他还将反射镜面镀银，使镜面反射能力比原来使用的青铜镜面更强。
（加利福尼亚）威尔逊山天文台口径2.5米的大型天文望远镜——威尔逊山天文台
现在正在使用的最大的天文望远镜位于美国的威尔逊山天文台（加利福尼亚），口径达2.5米。顺便补充一点，“世界上最大口径望远镜”这一荣衔很快将被帕洛马山天文台上直径5米的海尔望远镜(1)（依旧在美国）夺去，这架设计精妙的长形建筑物正在积极建设中。没有什么比反射望远镜和迄今还在使用的折射望远镜之间的比较更能突出建筑业与制造业的潜力了——反射望远镜尺寸将很快达到上述该数字，而还在叶凯士天文台（芝加哥）服役的口径最大的折射望远镜的物镜直径仅为1米。
我们不会逐个考虑每类仪器的技术优势，只是大致了解一下比如那些越来越完善的研究手段的相关情况——它们正被要求提供有关那些我们想了解却难以接近的天体的资料。在对天文仪器进行描述后，我们有必要研究一下它有多大的力量，特别是这一能够有效利用的力量可以在多大程度上最终回答天空奇观所引发的问题，以及它向人类提出的难题。
P处是仪器视野下两个光点的示意图解。从视觉上而言，该图像上的就像一个个小圆盘。在A处使用的物镜分离能力弱、质量差，所形成的图像部分重叠在了一起，而在B处使用的物镜分离能力强、质量高，呈现出的是两个较小且明显分开的圆盘。增加应用于A图像的放大倍数，相应形成了外观相同、比例放大的图像A’；增加图像B的放大倍数，我们会更清楚地看到两个分开的圆盘B’。
光线的辐射和散射效应扭曲了摄影图像。在右图中，在相对于月球亮度的过曝后，我们发现，与剩下的月球轮廓相比，月的轮廓成比例扩大了，但过曝对于获得清晰的“灰光”而言是非常必要的。在左图中，宽度递减的金星的光痕坠向地平线，其亮度逐渐减弱。
(1) 这架望远镜直到1948年才建成，成为当时世界上口径最大的望远镜，建成后直径5.08米。口径是指望远镜的有效通光直径，口径越大，分辨率越高，探查暗弱天体的能力就越强。
光学仪器的力量
如果远处物体的图像被光学仪器放大100倍，那么这一物体与我们的距离看起来就像缩短了100倍一样。依照这一原理很容易得出一些轰动一时的结论——我们与天体的拉近距离应该与被天文仪器放大的天体表面大小相对应。然而，天文望远镜形成的图像并不会与直接观察到的天体完全一样，由仪器放大的图像会存在瑕疵，其主要原因在于光的衍射。对于光学元件，不管其本身多么完美，我们都必须考虑它所谓的分辨能力(1)，即光学元件使图像分离成相邻两点的能力。我们不会像上物理课似的对这一原理进行大量解释，就简单做一下说明：一个光点呈现为一个小点，物镜或镜头越大越完美，该光点就显得越小。简而言之，假设图像是由许多清晰的小点聚集而成的，那么其中的一些点群就形成了图像的细节。如果我们使用分离能力不强的仪器来观测这一图像，就只能看到模糊的全貌，与每个点相对应的区域互相或多或少有所重叠。在这种相互模糊的情况下，细节消失不见了。反之，如果我们使用分离能力强的仪器，情况就截然不同了。让我们用一个简单的实验来解释：实验对象是两个紧紧相邻的光点。如果使用的物镜口径太小，无论焦面像被放大多少倍，这两个点依旧混在一起，而人在与所用放大倍数相对应的距离处用肉眼观察的话，则会看到两个明显分开的点。另外，如果这两点在给定的仪器下无法分离，那么则会在口径更大的仪器下分开。除此之外，辐射效应也放大了发光区域的轮廓。在摄影领域中，这一现象在感光层上横向扩散，进一步放大，每个人都能在某些区域格外明亮的底片上发现这一现象，这些明亮的区域仿佛侵占或是磨灭了附近较暗区域的细节。我们也可以在延长曝光时间的星空图像上清楚地观察到这一现象。为获取较暗星点的图像，我们需要延长星空图像的曝光时间，而这些星点中比较亮的一些就会被仪器记录下来。星点的图像就像一轮轮大直径的圆盘，但其体积并不会很大。
不同望远镜下火星同一面貌的不同图像。A图来自小天文仪器，放大倍数正常；B图来自放大A图，我们看到图像变得更大，但没有增加额外的细节；C图来自分离能力更强的仪器，放大倍数不变，所获得的图像更加完美。
所有这些对于望远镜的观察而言都至关重要，不管是视觉观察还是摄影观察。而无论这一阐述多么简单，这些原理在此处都足以满足我们对望远镜研究的综述。我们在前文谈到的它的某些局限性，就包括了绝对严谨地描绘通过理论上的放大（或接近）应被发现之物的可能性；由于距离遥远，某颗天体开始显现结构细节的最小尺寸与所使用的天文望远镜或望远镜的分离能力值精确对应。
在接下来的研究中，所涉及的仪器上的光学部件必然趋向完美。如果我们还记得上文关于早期望远镜的内容，就很容易理解到这一点：早期仪器由于种种缺陷（在使用者对许多事物仍一无所知时，这是无法避免的），它们的性能始终十分有限。
天文仪器的正常放大倍数对应的数值略大于用毫米表示的物镜或镜头的直径数值，但如果涉及特别明亮的天体，这一数字则会轻易增加到2倍甚至3倍大（特殊情况下）。因为对于一个给定尺寸的仪器而言，放大倍数越高，所观测到的图像亮度就越暗，这一点会大大降低对细节的分辨力，细节与细节之间的对比自然也不大明显。从理论上讲，根据上面的数据，我们认为，特大仪器可以提供将其他星球与我们之间的距离拉近2000倍或3000倍的视野，但很快我们将认识到，这一观测能力经常不能得到充分利用。我们现在不得不面对的障碍是人类中的天才都无法解决的：地球的大气层。天体的光线在抵达我们的视野之前必须穿过地球大气层。它就像一扇几乎纯净的玻璃窗，我们在玻璃后面观察天空，却没有打开窗户的能力。
(1) 指分辨天体细节的能力，由望远镜能分辨的最小角度（分辨角）决定。
地球大气层的阻碍
Rayons solaires：太阳光线 示意图：大气层隔开了太空与地面。 对于A点的观察者而言，漫射太阳光线的大气层在平面H上方形成了一道灿烂的“面纱”，掩盖住了星辰的光芒。 对于B点的观察者而言，在黑暗中，太阳光仍斜斜照亮了大气层的某一部分，形成了对应于角a的黄昏的弧圈。星星在天空中的其他区域出现，并且在任何方向都能被看到。此时，如果B沿着箭头方向奔跑到某点，他将发现此处的地平线脱离了大气的照明范围。
地平线上的太阳摄影。变形的太阳非常明显地显示了大气层的不均匀性。
大气层是天文学家的敌人，云彩是影响因子之一。我们都知道，层叠的乌云如同天花板，使阳光无法穿透，但即便是被比作玻璃窗的纯净白云也不完全是透明的——它吸收了很大比例的光线；此外，由于大气层就像棱镜一样，会对光线产生各种折射效应，当所观测的天体接近地平线时，吸收和折射的效果会更加明显，因为在这一条件下，观测天体所要穿过的大气层会越来越厚。我们经常用观看日落来为这些现象提供基本的证据。当这轮耀眼的圆盘升到天空中的某个高度时，就开始坠向地平线，在这一过程中，其亮度会缓慢降低，同时圆盘明显变扁，甚至形状经常变得很奇怪。太阳的变形表明，即便折射是普遍存在的，其效果也是不一样的。事实上，大气层非常不均匀，它是一种带有尘埃杂质的介质，其中分布着密度不一的温度层，在气流影响下尘埃杂质的运动或混合产生了无数不均匀的、细微的折射效应，这些折射效应对光线的行进造成了不同的影响，因此在穿透这样一种介质时，天体不会保持形象一成不变，而是自发地摇晃、沸腾、起伏，仿佛在穿越短暂而迅疾的波浪。这就是星辰闪烁的原因，同时这也是最影响天文望远精度的因素。这些因素阻碍了天文仪器的充分应用，否则一个大型仪器的正常放大率就足以满足人类的研究和应用，更不用提它的最大效能了。自然，被观察的天体越是接近地平线，就越容易受到大气扰动。
在某些方面，大气层对其他观测手段的干扰更大。这些观测手段配合光学仪器的力量，完善了人眼能力，有效协助了人类对天外世界的研究，它们便是摄影术和光谱分析。这些技术自19世纪中期便被人类应用并不断得到改进，现在，人们在这方面已经取得了非凡的进展。
摄影术
达盖尔的摄影术可谓家喻户晓，在此讲述其原理似乎显得多此一举，因此我们将仅关注与我们感兴趣的问题有关的摄影术的各种使用方法。如果只从总体上考虑摄影术之于天空研究的用途，我们必须首先承认摄影术有一项神奇的能力，它为人类提供了极其宝贵的服务。事实上，摄像机的感光乳剂可以积聚光能，而人眼却不具备这一天赋，因此那些光芒暗淡而无法为人类视网膜所感知的天体就有可能通过相应的长时间曝光而被记录下来。光是这样我们就很容易感受到天文摄影的重要性——它能够比直接用视觉更加深入地探测宇宙深空，展现那些遥远的可能不曾为人所知的天体。
要进行这样的探索，我们优先使用能提供尽可能多亮度的物镜或镜头，亮度是由物镜或镜头的尺寸与聚焦比决定的，但严格来说，这只是用于风景拍摄设备的成比例放大。这些机器可观测到的天空的表面积有大有小，它们瞄准天空只为记录千千万万颗繁星，由于天体的数量是数不清的，即使我们付出极大的耐心去观察，也是心有余而力不足。
日落一小时后的暮色弧圈摄影
月球与金星（左上角）、木星视直径的比较
通过这些方法，我们在星球、恒星以及星云的分布研究方面取得了不可估量的进展，我们的研究能够触及的宇宙空间形成了我们眼中的宇宙，但不管这些精妙的探索具有多少价值，它们都不是我们此处所要着墨的对象，更具体地说，在本书中我们仅仅关注太阳系内与我们相邻的星球的知识。
摄影术也为我们提供了关于隔壁星球的确凿资料；但我们必须认识到，在有新的突破之前，这些资料通常显示不出发现的惊人之处。我们会尝试让大家理解其中的原因。
对于或明或暗的单纯星点和光晕模糊的星云，它们的摄制方法是不同的，或者说，表面积微小而细节复杂的清晰图像的获取方式各有不同。就第一种情况而言，星点的图像来自延续几小时的曝光所积聚的光能，但为了凸显行星表面的特殊细节，我们必须引入性能强大的光学器件——借助天文望远镜的力量，以便在感光板上首先获得目标天体具有研究价值的各种尺寸的图像。现在，让我们来探讨这些方法的原理吧。
最简单的操作方法便是将普通相机的感光板直接置于物镜或镜头的焦点处，图像在感光板上成形，其最大亮度和最大锐度与仪器的功率成正比，但即使物镜焦距很长，所获取的图像的线性尺寸依然相对较小；诚然，对于观测视直径很长的太阳或者月球来说，这一尺寸足够满足我们的需要，但如果是非常小的行星，所得图像的尺寸则往往缩减得过分，因此在摄制行星图像时，我们不得不添加合适的目镜，将图像再一次放大。需要指出的是，大画幅相机从此取代了人眼的位置。
云彩晃动的样子体现了大气层的搅动。
一般而言，特别是当图像的亮度因放大而减弱时，拍摄需要很长时间的曝光，且曝光时间还会根据情况有所延长，只有拍摄光辉灿烂的太阳例外。天文仪器在动力机械的驱动下匀速运动，精确补偿了由于地球旋转而造成的天空的持续位移——目标天体相对于人眼或感光板的位置保持固定不变，不单是为了给视觉观察提供便利与精确性，对于所有摄影操作均同理。如果大气不再从中作梗，我们就可以毫无障碍地摄制完美的图像了。如果目标天体光线暗淡或表面面积急需放大，我们就必须花费更长的时间来曝光那些难以处理的摄影图像，如此一来，大气的影响就更加显著了，因为空气里无数细微的波动荡漾会造成各种各样的障碍，这些障碍在曝光的持续时间里被累计摄入，最终导致了一定锐度的缺乏。我们还要考虑到感光乳剂的结构，感光乳剂的颗粒对于摄制图像的细节清晰度而言至关重要，因此我们可以看到，当我们致力于细节元素的再现时要翻越多少障碍，而细节再现在行星表面研究中又是何等重要。我们还未到达不能跨越的绝对极限，却发现已置身于隐身敌人设下的陷阱地带，因此我们不断改进仪器，善加利用，在情况有利的时候稳步向前。要像连续跃进的战士一样，天文学家们应当抓住有利时机不断前进，不断收集和积累资料。
月球半球——威尔逊山天文台摄（加利福尼亚）
火星的两种形貌展现了不同望远镜观察模式下精确度与清晰度之间的差异，上图为肉眼观察下的天文图像，下图为望远镜摄制的图像。
尽管有以上列出的种种原因，照片上面积大幅缩水的行星细节仍多少保留了一些明确的特征。总之，如果要仔细观察行星表面那些可识别的特征，我们必须承认，直到现在，视觉观察仍然具有优越性。天文观察者可以耐心地等待并不断选择有利的观察时机（通常只有几秒钟的时间）——此时，目标图像在波动荡漾的空气里瞬时变得清晰稳定。
尽管如此，摄影术提供的服务依然非常重要。确实如此。有时这些表象非常微妙以致肉眼难以分辨，摄影术至少带来了一种公正的检验，这种检验摆脱了依赖某双眼睛的能力而做出任何理解或阐释。
如果是拍摄月球的图像，行星摄影领域中的这几种限制的影响就减弱了。一方面，由于月球的视直径很大，我们很容易直接用仪器将其摄制下来，且图像包含的所有细节规模都令人满意；另一方面，月球的亮度几乎可以立即成像。总之，即使这些细节不算非常清晰，也是可以分辨出来的。尽管肉眼在这一点上仍然保留一些优势，即可以确定图像上的某些微小的特征，但在忠实且无可争议地记录凹凸不平的月球表面方面，摄影术却是更胜一筹，因为摄像机花一秒钟就摄制出的图像要一个制图老手花上好几个小时。此外，制图员也不敢夸口在再现这样错综复杂的图像时没有错漏任何细节。因此，摄影术明显显露出了它的优越性，有了它，人们就有了更多闲暇时间去研究所摄制的图像资料。当我们进行整体研究时，细看那些可涵盖广袤空间的摄影图像是不可或缺的，因为摄影图像有着我们非常重视的可靠性和公正性，届时将为我们进一步揭晓月球表面的详细细节。
我们刚刚提到的所有观察模式都涉及各个可研究天体的外形特征的确定。一般来说，这些观察模式所获得的都是地形或制图资料，但这些数据并不是唯一需要考虑的，我们还需围绕各个行星的大气所造成的物理条件来加以补充。大气层是维持生命不可或缺的因素，因此确定行星大气层的存在与否、质量大小及其重要性，从而判断它所产生的影响，是非常重要的。
因为感光板可以使人眼看不见的辐射感光，而辐射能够使图像上各种我们无法识别的特征得到突出显示，所以它在许多方面都胜过人类的双眼。某些观点认为，感光问题与光谱分析问题类似，而为了便于理解，我们首先着重使用光谱分析。这两种光线用途协同提供了有关行星大气变化固有现象的信息，这些信息正是我们最关心的。事实上，一些视觉观察已然可以告诉我们一些事实，比如由于阳光漫射或折射而显出的行星大气的形状以及大气中某些搅动的形成——这些搅动经常或多或少遮住了地表的形貌，但在这一方面，那些令我们感激不尽的、最令人信服的数据则是由现代物理学方法所提供的。
在这些方法中最有成效的便是光谱分析，我们不可能在此讲述它的发展历程，但至少有必要说明它的工作原理，让光谱分析的应用更容易理解。在这里，我们将只关注与本书相关的光谱分析所提供的服务。
Lumière blanche：白光 Rouge：红 Orange：橙 Jaune：黄 Vert：绿 Bleu：蓝 Indigo：靛青 Violet：紫 白光穿过棱镜后的分解与分散。
光谱分析
不同类型光谱的示意图：1.由柔和的白炽光提供的连续光谱；2.由白炽气体提供的不连续光谱；3.由放置在白炽光源前的气体或蒸汽提供的吸收光谱。 Spectre：光谱 R（Rouge）：红 V（Violet）：紫
上文已经提及，我们眼中的白光事实上是由多种辐射集合形成的，这些辐射分别产生了不同的色彩感觉。我们已知棱镜可以分解这一色彩混合体，因为每一种透过棱镜的辐射均以不同方式被折射出去；穿过棱镜的单束光在出口处分散形成一片彩虹，或者说光谱，光谱上色彩的顺序恒定不变：红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫。说实话，这些经典色彩之间并非泾渭分明，而是通过色彩与色彩间的过渡奇妙地融为了一体。如果我们承认光是由频率惊人的振动引起的，就可以简单地将光谱波段比作拥有无数琴弦的钢琴音板，人类视网膜所感受到的每一种波长均与音板上的琴弦相对应：振动频率最慢的一系列波长就像低音，产生了红色，随后振动加快，逐渐产生橙色、黄色……一直到人类可感知的由最快的振动所产生的紫色系列；在透过棱镜进行折射时，紫色偏折最大，红色偏折最小。此外，我们刚刚提到的波段仅包括人类视力所能感知到的振动，实际上，光谱波段非常广阔，我们无法确定它的边界。各种物理手段已使探索并记录光谱中被命名为红外线和紫外线的隐形部分成为可能。我们将继续关注这些辐射的特殊属性。
我们现在已经知道了原理，就来看看如何用光的分解来研究天体的化学成分和特性吧。
光谱分析是在由以下几个基本元素组成的分光镜下进行的：待分析的光集中于准直透镜焦点上的狭缝内，准直透镜可以将单束光分散为平行光线；平行光线被准直透镜的棱镜分散出去，随后被第二块透镜收集起来，在透镜焦点处形成了由一系列狭缝状的图形组成的图像，每个狭缝图形都对应于一种辐射。重复前面的对照后，我们可以想象出一条由连续不间断的谐波和弦组成的频带。这就是纯粹的连续光谱。
普通光线下拍摄的拉芒什海滩照片
Rayons solaires：太阳光；Terre：地球； Atmosph ère：大气层；Plan è te：行星 通过光谱分析研究行星大气的种种条件。对于地球上的A与B而言，阳光穿过的大气层的厚度不同。当观测行星时，光线R被该行星反射出去，两次穿越其大气层，进行了最大程度的吸收,而光线R’却被N处的高层云反射出去。
连续光谱是由任何白炽的固体或液体物质所发出的光或是被反射出去的这种光所形成的。如果白炽物质是气态的，那么它发出的光会形成不连续光谱，不连续光谱由亮线组成，这些亮线占据了对应波段范围的位置，仅仅呈现对应于该位置的部分光谱色彩。仍用钢琴比喻的话，这些亮线仅代表特定的几根琴弦，只有当所有琴弦的振动都产生时，才形成音板，也就是连续光谱。如果该气态物质被放在更明亮的光源前，它显示出的不再是特有的亮线，而是暗线，这些暗线清楚地出现在连续光谱间的相应位置上。太阳光谱的外观上就会出现这种现象——固体或液态白炽物质所发出的光形成的明亮的彩虹区域形成了太阳的表面，而当光穿过太阳表面上方的气态层或蒸汽层时，就会形成我们观察到的暗线。
我们用慕尼黑光学家夫琅和费的名字来为这些宽度不一的谱线命名，即夫琅和费谱线，夫琅和费是第一个通过实验将这些暗线凸显出来的人。在此之后，两位德国物理学家基尔霍夫和本生发现了连续和不连续光谱的产生条件，他们还认识到，根据谱线的性质与位置，可分析生成它的物质的本质特征，这一发现使他们享有比前者更大的声誉。不同物质拥有各自特定的光谱，如此一来，我们最终就有可能通过实验分析发现那些原本触及不到的物质的存在(1)。
红外线下拍摄的同一地点的照片
以上便是光谱分析的一般原理。此处的叙述虽然简单，却能让我们更好地理解宇宙化学是如何给天文学带来了惊人的进展。尽管如此，我们还是必须指出，这种研究方法提供的信息固然有可能使对其他星球外表的直接观察结果得到补充，但在取得新的突破之前依然受到诸多限制。视觉观察领域与摄影观察领域也是如此，在彻底解决行星问题方面——其中行星的构成及其物理环境更是这项工作的目标——总有一些困难横亘在眼前。
分光镜可以确定化学物质的存在，而化学物质根据其状态或吸收或反射我们所分析的光线，因此某些惊人的发现即使存在于太阳边上或在差不多遥远的彼方，也可以被我们俘获，比如恒星、彗星、星云，但如果天体是反射面，我们就无计可施了，因为这些天体就像镜子一样，仅仅是将照亮它的光线反射出去，所以当我们用分光镜研究月球地面时，所得到的只是月球反射给我们的太阳的光谱，至于月球土壤的组成，我们一无所获。从另一方面来说，我们却能了解到围绕着这些反射面的天体大气层的构成情况。我们已经以地球大气层为例谈到了大气层对于天体研究所造成的不可避免的障碍，但在目前的情况下，光线穿越大气层却构成了一种颇具价值的元素，因为大气层里的气体或蒸汽可通过其特征谱线或吸收频带被检测出来。确实如此，当我们观察能发射自己特有光谱的太阳光线时，大气层的光谱也会被添加进去，因为阳光或多或少要穿越大气层才能抵达我们身边。如果我们将这些事实用于对行星的观察，在文中插图的帮助下，就很容易明白研究行星大气层的可能性了。同时，我们也可以理解这些研究的准确程度有多么微妙，因为我们必须精确分离所观察到的光谱的各个构成元素。例如，如果一颗行星的大气光谱与地球的大气光谱大致相同，那么鉴别工作会非常困难，因为这些谱线都重叠在了一起。无论在何种情况下，这种细微的观察都需要采用巧妙的比较措施，但对我们而言，一一介绍要花费太多时间和笔墨，我们只需要回顾天文学家们所使用的各种旨在更全面了解宇宙天体的研究方法及其工作原理。因此，当特别谈到这些方法中的某一种时，我们仅详细说明它探索了哪些方面，以及在这些方面取得了何等成就。
除了通过光谱分析获得数据，我们还通过可确定的、排除其他辐射的光辐射获取数据，特别是由一些可以过滤和选择辐射的特殊屏幕所提供的摄影资料。上文已经提到，辐射波段超出了人类目力所及，但我们可以使用各种方法记录仅由红外辐射或紫外辐射形成的图像。为此，我们仍然需要纯物理领域的大发展和大繁荣。各种辐射被自然元素反射、吸收或漫射的程度不一，因此与在正常条件下拍摄出的照片相比，红外照片所呈现出的状态完全不一样，甚至几乎与相对应的正常的视觉印象截然相反。紫外照相会显示出肉眼无法觉察的对比度。在行星研究方面，这类方法可以有效告知我们该行星表面或大气层的某些物理特征。
我们还应指出光的偏振现象，即具有特殊性质的光会沿着一定的方向反射出去，这使我们在限定条件下也能得到一些有关所观察的被照亮面的性质或结构的数据。
(1) 每一条谱线对应相应的化学元素，因此知道谱线也就能知道是哪种化学元素。1814年，夫琅和费发明了分光仪后陆续测绘了574条太阳谱线，而基尔霍夫和本生则在此基础上确定了每条谱线所对应的化学元素。
研究的可能性与局限性
毫无疑问，由于上述种种困难，我们得到的结果仍然存在不确定性，甚至互相矛盾。为了追求科学真理，我们不能忽视它们，因为重要的是要展示当代天文学家们所掌握的可能性。这些天文学家经常被问及一些过于明确的问题，其中最常被提出的便是外星居民之谜。然而，尽管望远镜一问世便被门外汉寄予了很大希望，它却仍无法指出最接近我们的月球上存在生命；至于其他星球，越是距离遥远，就越不可能被观察到。
Rayons solaires：太阳光 星球地表上方凸出部位的照明与可见度条件图示：云朵、山脉。 在A’处看到的A处的云团紧紧挨在一起，但这些云团其实是分开的，在未被照亮的地表上看也显得格外明亮。B处山脉的轮廓在B’处看来就像黑暗中的一个亮点。
行星大气层最厚密同时又是最混乱的区域是如何横亘在观察者与行星地表之间的。上图为海拔12 000米处高空镜头下的卡尔斯鲁厄。地表被3000米处高空形成的卷积云所遮蔽。人们可以看到，地平线的弧度清楚地映印在黑暗的平流层上。下图为海拔16 200米处拍摄的慕尼黑南部。图中，因河在库夫施泰因和罗森海姆之间；中间是从茵斯布鲁克到恺撒山脉的巴伐利亚阿尔卑斯山脉；上方被云遮住的区域是布伦纳山口与马莫拉达山之间的意大利北部。平流层摄影，马克思·科桑-范·德·埃斯特摄，1934年8月18日
天文仪器有限的适用能力以及影响视野清晰度的重重障碍，都使我们无法解决上述问题。每颗星球都在我们遥远的彼方，有的我们可以看到其真实形状缩小后的细节，有的则分辨不出。从远处看，我们也无法将某地的蔬菜、草木彼此区分开，只看到一片形状、大小确定的绿色。在这一方面，没有什么比在热气球或飞机上高空拍摄的照片更能说明问题了：这一观察条件与一般的望远镜观察非常相似。
现在，我们来总结一下所有已获取的知识。
天文仪器的精度以及严密的测量角度使得相关天体距离的计算成为可能（通过经典几何方法来确定到一个无法接近的点的距离）。另外，一个物体以怎样的视角出现在我们眼前与其距离有关。同样，已知一个天体与地球之间的距离，我们可以从它所呈现出的大小推导出该天体的实际直径。根据万有引力定律，分析天体引力所产生的运动，再加上以上掌握的数据，我们就可以推导出天体的质量。如此，已知天体的体积与质量，我们就能得知组成该天体物质的密度及其表面的重力；换句话说，我们可以估计地球上的1千克在该天体上的重量，抑或人类在该天体上会有怎样的身体感受。我们还可以通过计算来确定在该天体上看到的天空与星辰是怎样的模样。
云层的上半部分仍被太阳所照亮，但从观察者拍摄照片的位置来看，太阳已经落山了。
至于行星土壤的性质乃至更多特征，我们尚缺乏足够的资料，但毫无疑问，被观测到的月球表面地形数据的准确度惊人。月球上的山脉与圆谷清晰地显露出来，我们得以绘制出联想性的地形图，得到精确的海拔测量值；用透视法在地图上重构包括相互位置、尺寸在内的元素，可以如实地展现肉眼也能随处看到的月球上的美丽景观，但按这一观点来看，如果事关其他更加遥远的星球，我们就没有如此得天独厚的条件了。最大的望远镜放大倍数可以显示出月球上宽约100米的物体，因此我们可以通过足够的修正来识别月球地形的一般特征。用同样的方式观察火星，我们则看不到任何宽度小于50千米的物体——没有达到这一大小范围的表面特征便不会为我们察觉到。因此，当我们通过与周围环境的对比发现了某些细节或外形的存在时，无法直接判断它们是单一结构还是统一结构，抑或是由各种体积太小而无法辨别的元素组合形成的。举个例子，一座孤立的山可能不会被我们发现，而巍峨的群山尽管其复杂的外貌无法辨别，但若其最醒目的整体高度差位于行星地表的光照范围内，便可以显露在我们眼前。事实上，这种情况就好比我们看到的夕阳残照下的山峰或云团，此时地面已经被笼进拉长的阴影中了，根据行星呈现在我们眼中的外观形象，从远处看，这样被照亮的高度差与阴影中的剩余部分相比，就像一块凸起。因此，我们有可能确定其特征，必要时也可以测量形成这一外观的物体体积。天体图像与我们在地球上所知的一切事物——与自然力量和元素相关的现象或事实——之间的类比，将被应用于解释所观察到的所有天体的外貌。
总之，我们要有这样的认识：虽然还有许多事物我们尚未了解，但目前对其他星球的总体研究已经很好地回答了某些相关问题。事实上，根据所有可搜集的数据，我们可以如实地或有可能去描述其他星球表面的总体特征，包括它们呈现在人类眼中的巨大轮廓与外观。而这些将要给出的描述又是建立在怎样的合理基础之上的，就是我们将要详细讨论的主题。