天文学基础校本教材

天文学基础校本教材 杭师大附中地理组编

2012年9月

序言

当夜幕降临，仰望天空，看到繁星点点，你会不会有一种美不可言的感觉？应该会有的，何况如今更是难得看到那样一幅美妙的场景了。记得自己小时候，也曾经像祖冲之那样数着星星，幻想着有朝一日让后人的语文课本中那个数星星的孩子变成自己。如今，我知道这个天真的愿望、是不可能实现的，可是那调皮的星星却经常眨巴着眼睛告诉我们，世界到处充满了美好！

宇宙神秘却不失美丽，“在木星上看木星的卫星当是一幅十分美妙的景象，众多的卫星不仅大小不一，尤为惹人注目的是一些卫星围绕木星自西向东旋转，另外一些卫星却是反其道而行之。土星是太阳系中最漂亮、最具美丽的大行星，动人之处很多，如它那光彩亮丽的光环、令人眼花缭乱的３１颗卫星、比水还轻的密度，它那时有风暴出现的大气层、与地球相似的磁场和极光现象。”单单想象一下，就能够让眼前出现一幅美妙的图画。星星还给人一种浪漫的感觉，让人如痴如醉。

就这样，研究宇宙的天文学便出现了。人们学习天文学、研究天文，总可以用一种浪漫的感觉去描述它，而不失其真实性和科学性，并推动了人类文明的进步。

天文学是六大基础科学之一，对人的素质提高和世界观的形成具有重要的意义。在国外，天文学课程的开设非常普及。而在我国，基础天文教育比较落后，观测基础设施也不完善，这与我国“科教兴国”的教育方针也不相符。长久以来，中国的教育重知识、轻能力。人们发现现有的教育不符合时代的发展。于是，教育改革孕育而生。新课程要求教育激发学生的求知欲，培养学生思考、团体合作的精神。目前，虽然在中小学课本中有零星的天文知识介绍，但远远不能满足青少年的求知欲望和普及天文知识的需要。同时，21世纪是人类走向太空的世纪，要紧跟世界科技发展的潮流，我们就必须大力普及天文学。中国未来的希望在青少年，因此，天文学课程的开发显得极为迫切。

本教材围绕星空观测，介绍望远镜、天体摄影等一系列的知识；并通过实地观测，巩固所需内容，同时培养学生团体合作、自主探究的能力。

目录 第一章 绪论

§1 天文学研究的对象和内容

§2 天文学的发展史 §3 天文学和人类社会 第二章 星空区划与四季星空 §1 星空区划 §2 四季星空 §3 星空图的判读 第三章 天球坐标 §1 天球 §2 地平坐标系 §3 时角坐标系 §4 赤道坐标系 §5 黄道坐标系 第四章 天文现象 §1 日偏食 §2 水星凌日 §3 九星连珠 §4五星连珠 §5 双星半月 §6金星凌日 第五章 光学望远镜 §1 光学望远镜的分类 §2 光学望远镜的参数指标 §3 目镜简介 第六章 天文观测 §1 观测场地的选择 §2 天文观测中的注意事项 §3 望远镜的使用 §4 望远镜的保养 第七章 天文摄影 §1 固定摄影 §2 直焦摄影 §3目镜放大摄影

§4 进阶天文摄影

第一章 绪论

康德曾说过：“世界上有两件的东西能够深深地震撼人们的心灵，一件是我

们心中崇高的道德准则，另一件是我们头顶上灿烂的星空。”德国哲学家黑格尔也曾说过，“一个民族只有有一些关注天空的人，这个民族才有希望。”总理也写过《仰望星空》来教导中国青年去关注科学。这些都足以证明“星空”的重要性，而天文学就是研究这个星空的。

我们跟多人都很喜欢天文学，因为它呈献给大家一个充满奇幻色彩的宇宙。从浩瀚的宇宙到微小的宇宙粒子，从美丽的星系到神秘的外星人，这些都给人思维的碰撞，心灵的震撼以及无尽的想象。下面我就从天文学的基础知识作一个简单的介绍：

天文学研究的对象和内容 天文学所研究的对象涉及宇宙空间的各种星星和物体，大到 月球 、 太阳 、 行星 、 恒星 、 银河系 、 河外星系 以至整个 宇宙 ，小到 小行星 、 流星体 以至分布在广袤宇宙空间中的大大小小尘埃粒子。天文学家把所有这些星星和物体统称为天体。人造卫星、宇宙飞船、空间站等人造飞行器的运动性质也属于天文学的研究范围，可以称之为人造天体。

我们可以把宇宙中的天体由近及远分类为几个层次：

(1) 太阳系 天体：包括太阳、行星（其中包括地球）、行星的卫星（其中包括月球）、小行星、彗星、流星体及行星际介质等。

(2) 银河系中的各类恒星和恒星集团：包括变星、双星、聚星、星团、星云和星际介质。太阳是银河系中的一颗普通恒星。

(3) 河外星系 ，简称星系，指位于我们银河系之外、与我们银河系相似的庞大的恒星系统，以及由星系组成的更大的天体集团，如双星系、多重星系、星系团、超星系团等。此外还有分布在星系与星系之间的星系际介质。

天文学按照研究的内容可分为天体测量学、天体力学和天体物理学三门分支学科。

天体测量学是天文学中发展最早的一个分支，它的主要内容是研究和测定各类天体的位置和运动，建立天球参考系等。

天体力学主要研究天体的相互作用、运动和形状，其中运动应包括天体的自

转。

天体物理是天文学中最年轻的一门分支学科，它应用物理学的技术、方法和理论，来研究各类天体的形态、结构、分布、化学组成、物理状态和性质以及它们的演化规律。

天文学发展简史 天文学的起源可以追溯到人类文化的萌芽时代。远古时候，人们为了指示方向，确定时间和季节，就自然会观察太阳、月亮和星星在天空中的位置，找出它的随时间变化的规律。从这一点上来说，天文学是最古老的自然科学学科之一。从十六世纪中哥白尼提出日心体系学说开始，天文学的发展进入了全新的阶段。在这之前，包括天文学在内的自然科学，受到宗教神学的严重束缚。哥白尼的学说使天文学摆脱宗教的束缚。十八、十九世纪，经典天体力学达到了鼎盛时期。同时，由于分光学、光度学和照相术的广泛应用，天文学开始朝着深入研究天体的物理结构和物理过程发展，诞生了天体物理学。二十世纪现代物理学和技术高度发展，并在天文学观测研究中找到了广阔的用武之地，使天体物理学成为天文学中的主流学科，同时促使经典的天体力学和天体测量学也有了新的发展，人们对宇宙及宇宙中各类天体和天文现象的认识达到了前所未有的深度和广度。 天文学就本质上说是一门观测科学。天文学上的一切发现和研究成果，离不开天文观测工具——望远镜。1608年，荷兰人李波尔赛发明望远镜，1609年伽里略 制成第一架天文望远镜，从此天文学跨入了用望远镜观测、研究天象的新时代。在此后的近400年中，人们对望远镜的性能不断加以改进，并且越做越大。1932年美国人央斯基用他的旋转天线阵观测到了来自天体的射电波，开创了射电天文学。1937年诞生第一台抛物反射面射电望远镜。射电天文观测技术为天文学的发展作出了重要的贡献。二十世纪后50年中，随着探测器和空间技术的发展以及研究工作的深入，天文观测进一步从可见光、射电波段扩展到包括红外、紫外、X射线和γ射线在内的电磁波各个波段，形成了多波段天文学，并为探索各类天体和天文现象的物理本质提供了强有力的观测手段，天文学发展到了一个全新的阶段。

天文学和人类社会 可能有人会问，既然天文学的研究对象是星星、太阳、月亮，那么天文学和我们地球上人类的生活、工作又有什么关系呢？其实，作为一门基础研究学科，目前天文学学科研究的许多内容，在短时间内与我们人类似乎关系不大。但是，

天文学家的工作在不少方面又是同人类社会密切相关的。

人类的生活和工作离不开时间，而昼夜交替、四季变化的严格规律须由天文方法来确定，这就是时间和历法的问题。如果没有全世界统一的标准时间系统，没有完善的历法，人类的各种社会活动将无法有序进行，一切都会处在混乱状态之中。

人类已经进入空间时代。发射各种人造地球卫星、月球探测器或行星探测器，除了技术保证外，这些飞行器要按预定目标发射并取得成功，离不开它们运动轨道的计算和严格的时间表安排，而这些恰恰正是天文学在发挥着不可替代的作用。

太阳是离我们最近的一颗恒星，它的光和热在几十亿年时间内哺育了地球上万物的成长，其中包括人类。太阳一旦发生剧烈活动，对地球上的气候、无线电通讯、宇航员的生活和工作等将会产生重大影响，天文学家责无旁贷地承担着对太阳活动的监测、预报工作。不仅如此，地球上发生的一些重大自然灾害，天文学家也在为之努力工作，并为防灾、减灾做出自己的贡献。

特殊天象的出现，比如日食、月食、流星雨等，现代天文学已可以作出预报，有的已可以作长期准确的预报。1999年我国漠河地区发生一次日全食，电视台为之作了2小时40分钟的观测实况转播，而严格安排转播时间表的关键就是天文学家对日食的准确预报。1994年彗星撞击木星引起世人的严重关注，彗星会不会在某一天撞上地球而导致全球性灾难呢？天文学家正在密切关注这类事件发生的可能，并将会及早作出预报，和提出相应的对策措施，地球上的人们完全不必为此担心。 以上就是天文学的一些基本知识，从这些知识中我们能够更清楚地了解到天文学的伟大。这就是天文学，一个神奇、美丽、使人震撼的学科。天文学的魅力就在于它的广阔，奇妙、变化多样以及太多的未知性。写完这篇文章后不禁被科学的奇妙而感动，爱上科学，爱上天文学。让我们怀着好奇的心去探索天文学的世界吧。

第二章 星空区划与四季星空

在历史发展过程中，人们把宇宙中的天体划分成88个星座做春季星空的主要星座有:大熊座、小熊座、狮子座、牧夫座、猎犬座、室女座、乌鸦座、长蛇座。 见图2-1。

在天顶略偏东北的方向，可以看到北斗七星，斗口两颗星的连线，指向北极星．而此时的斗柄，正指向东，所以有云：斗柄东指，天下皆春．斗柄北指，天下皆夏．斗柄西指天下皆秋．斗柄南指，天下皆冬。

而顺着斗柄的指向，可以找到一颗亮星，即牧夫座的大角．然后到达室女座的主星角宿一．在大熊座的附近，可以找到一个叫做猎犬座的小星座，其中有一个漩涡星云，即M51,是有名的河外星系。

室女座被奉为主管农业的神，从它的主星角宿一略向西南，是由四颗星组成的乌鸦座乌鸦座的下面是长蛇座的尾部．长蛇座从东向西，横跨半个多天空，是全天最大的星座之一。

长蛇头部的东北，是著名的狮子座．它是春夜星空最辉煌的中心．狮子星座的主星，中名轩辕十四，是处于黄道上的一颗一等星。

图2-1 春季星空图

夏季是看星的好时节，天黑以后向西看，就找到狮子星座．狮子座东面是室女座．在天空南方，比较低的星空闪耀着一颗红色的亮星，它是天蝎座的主星心宿二，也是一颗处在黄道上的亮星．天蝎座的明显特征是有三颗星等距成弧摆开，心宿二恰在圆心．在我国古代天文学中，天蝎属商星，猎户属参星．刚好一升一落，永不相见，于是有诗人说：＂人生不相见，动如参与商．＂天蝎座东面，就是人马座，人马座的东半部分，有六颗星，被称为南斗。

在天蝎与人马一带的星空，有一条白茫茫的光带，那就是银河了．顺着银河向东北找，可以看到紧靠着一个四边形的织女星和带着左右两颗小星的牛郎星．而与着这两颗亮星组成一个三角形的一颗亮星，就是天津四，它和它所属的天鹅座的其它星组成了一个十字，很好辨认。

北斗七星此时在西北天，找到牧夫座后，向东，在差不多天顶的位置，有个半圆形的星座，叫做北冕座，就象一个镶满珠宝的皇冠，这里聚集着大量的星系。见图2-2。

图2-2 夏季星空图

秋夜的星空晴朗透明，也是看星的好机会。见图2-3。

在西南地平线上，人马座已经斜挂在那儿了．古书上说：＂北斗阑干南斗斜＂

就是指这．西方的天空还有牛郎织女在窃窃私语，天津四也在那做电灯泡 而南方却只有一颗孤独的亮星北落师门．东北角上升起了两颗亮星：五车二（御夫座主星），毕宿五（金牛座主星）。

秋夜星空多的是王公贵族：仙王，仙后，仙女，英仙，飞马，鲸鱼。 天顶偏东是飞马座．仙女座就是在飞马座东北的一字形星座．仙女座北面是Ｗ形的仙后座．仙后座西面是仙王座，东面是英仙座。

英仙座与仙后座之间是英仙座双重星团．仙女座则有一个著名的大星系：仙女座大星云．这是一个比银河系还大得多的星系，也是北半天中距离我们最近的一个星系。

图2-3 秋季星空图

冬季虽然寒冷，但星空却极其壮丽。见图2-4。

猎户座是冬季星空的中心。入夜后，就可看到三颗排列整齐的亮星，民间说＂三星高照＂就是它们了．三星的周围有四颗亮星和三星组成一个长方形，就是猎户座．三星就是猎户的腰带。

三星连线想左下方延长，就能遇到全天最亮的恒星：天狼星．它是大犬座的主星．从三星向右上方延长就是红色亮星毕宿五．旁边是五车二。

金牛座东南是双子座，在向东是巨蟹座，再往东是狮子的头部了。 猎户座的西南是漫长巨大却十分暗淡的波江座．主星水委一，要到广东才依稀看到猎户座正南方是天兔，天鸽座．在往南是船底座的主星老人星。

猎户座的三星下方，有一片亮斑，那就是猎户座大星云．三星最左边的那颗旁边是马头星云．金牛座的昴星团是一个极好看的疏散星团．大约由５００颗恒星组成。

图2-4 冬季星空图

第三章 天球坐标系

天球 天球是人们为研究问题方便而假想的球体，虽然它不是真实存在着的球体，

但是天空给予人们的布满天体的球体印象却是非常直观的。像地表上有圆和点一样，天球上也有圆和点，而且天球上的圆也有大圆和小圆之分。大圆是以球心为圆心的圆，也就是过球心的平面无限扩展与天球相割而成的圆；小圆则不是以球心为圆心的圆，所有小圆所在的平面，都不通过球心（如图3－1）。任何一个大圆都有两个极点，极点到大圆上任何一点的角距离都是相等的，都是90°。当然两个相对应的极点连线与其大圆是垂直的。

天球上也有方向，天球上的方向，是以地球自转为基础，是地球上的方向的延伸。例如，和地球上经线相对应的南北方向，和地球上纬线相对应的东西方向。 在天球上，也有距离。但是，只有角距离，而没有直线距离。例如，织女星和牛郎星，相距为16.4光年，但是在天球上，只能看到它们之间相距约35°。所以，天球上的距离，实际上是天体之间方向上的夹角，而不是其真实的直线距离。 有了地理坐标系，便可以确定地面上任一地点的位置。为了确定和研究天体在天球上的位置和运动规律，人们规定了天球坐标系。根据不同的用途，有不同的天球坐标系。经常采用的天球坐标系有：地平坐标系、时角坐标系、赤道坐标系和黄道坐标系。不同的坐标系，具有各不相同的组成要素。

各种坐标系都是在各自的基本圈和基本点的基础上建立起来的。因此，基本圈和基本点的确定，是建立天球坐标系最重要的内容，它决定着各种坐标系最本质的特征和不同的用途。 一、地平坐标系

地平坐标系是一种最直观的天球坐标系，和我们日常的天文观测关系最为密切。例如，在晴朗的傍晚，观测者经常可以看到人造卫星在群星间的运行，和大量的流星现象，它们的运行速度都很快，用什么方法能够快速、简便地记录下卫星或流星的位置呢？最简便的方法就是记下某瞬间该卫星或流星的地平经度（方位）和地平纬度（高度），这就是我们所要讨论的地平坐标系。 1.基本圈和基本点

地平坐标系中的基本圈是地平圈，基本点是天顶和天底。

地平圈就是观测者所在的地平面无限扩展与天球相交的大圆。从观测者所在的地点，作垂直于地平面的直线并无限延长，在地平面以上与天球相交的点，称为天顶；在地平面以下与天球相交的点，称为天底。在天球上，天顶和天底与地平圈的角距离均为90°，只不过一个在地平圈以上，另一个在地平圈以下。地平圈把天球分为可见半球和不可见半球两部分。

由于天球的半径是任意长的，而地球的半径则相对很小，因此，观测者所在的点可以认为是与地心重合的，地平圈也可以看成是以地心为圆心的，这与观测者所在点的地平面在天球上是完全一致的。

通过天顶和天底可以作无数个与地平圈相垂直的大圆，称为地平经圈；也可以作无数个与地平圈平行的小圆，称为地平纬圈。地平经圈与地平纬圈是构成地平坐标系的基本要素。

地轴的无限延长即为天轴，天轴与天球有两个交点，与地球北极相对应的那个点叫做天北极，与地球南极相对应的那个点叫做天南极。通过天顶和天北极的地平经圈（当然也通过天底和天南极），与地平圈有两个交点；靠近天北极的地个点为北点，靠近天南极的那个点为南点。北点和南点分别把地平圈和地平经圈等分。根据面北背南、左西右东的原则，可以确定当地的东点和西点，即面向北点左90°为西点，右90°为东点。这样，就确定了地平圈上的东、西、南、北四方点。

在地平坐标系中，通过南点、北点的地平经圈称子午圈。子午圈被天顶、天底等分为两个180°的半圆。以北点为中点的半个圆弧，称为子圈，以南点为中点的半个圆弧，称为午圈。在地平坐标系中，午圈所起的作用相当于本初子午线在地理坐标系中的作用，是地平经度（方位）度量的起始面（如图2－11）。 2.方位

方位即地平经度，是一种两面角，即午圈所在的平面与通过天体所在的地平经圈平面的夹角，以午圈所在的平面为起始面，按顺时针方向度量。方位的度量亦可在地平圈上进行，以南点为起算点，由南点开始按顺时针方向计量。方位的大小变化范围为0°～360°，南点为0°，西点为90°，北点为180°，东点为270°。上述这种方位度量是在天文学中所用的方法。在大地测量中方位则采用另外一种量算方法。就是以北点为起算点，按顺时针方向度量，其值亦是由0°～360°。这种量算方位所得的数值，与天文测量上量算的方位值相差180°，如北点为0°，东点为90°，南点为180°，西点为270°。

方位在地理学和天文观测中有着广泛的应用。例如，在野外地质调查中，经常要测量沉积岩岩层的倾向，即岩层的倾斜方向，它就是用方位来表示的。它是

用北点的方向与岩层倾斜方向的夹角表示的。如果，其值介于0°～90°，则岩层向东北倾斜，在90°～180°之间则向东南倾斜，在180°～270°之间则向西南倾斜，在270°～360°之间则向西北倾斜。

在天文观测中，如果预报或观测到某一天文现象，发生时的方位（南点为起点）为45°，则表示该天文现象发生于西南方。

我们这里所说的方位，一般是指天文学中的概念，即南点是它的起点，午圈所在的平面是它的起始面。 3.高度

高度即地平纬度，它是一种线面角，即天体方向和观测者的连线与地平圈的夹角。在观测地，天体的高度就是该天体的仰视角。此时无所谓向下计量的高度；但是，在计算时，则会出现负的高度值，这意味着天体位于地平圈以下，即位于不可见半球。天体的高度可以在地平经圈上度量，从地平圈起算，到天顶为0°～90°，到天底为0°～（－90°）。如图2－12表示天体的方位和高度的量算。

地平坐标中的方位，还可以用来测定地物相对于观测者的方向。 天体的高度和方位可以用经纬仪直接测出，也可以用量角器大致估测。 4.地平坐标系的变化

地表各点位置不同，地平坐标系的基本圈（地平圈）和基本点（天顶和天底），也随之不同。所以，在不同地点同时观察同一天体，所得到的方位和高度是不相同的；在同一地点，由于地球的自转，时间的延续，对于同一天体在不同的时刻进行观测，其方位和高度也是不相同的。所以，地平坐标值是因地因时而不同。随时间和地点的变化而变化是该坐标系的显著特征。例如，太阳刚升起的时刻，其方位较大，高度为0°；到了正午时，太阳位于正南方的天空中，其方位为0°，高度则增到了一天中的最大值；到了太阳落山时刻，其方位和高度又发生了明显

的改变。这就是地平坐标值随时间的变化，这种变化是地球自转造成的。 下面分别介绍在不同地点，地平坐标系的变化情况：

如图2－13所示，为观测者在北极的地平坐标系。此时，地平圈与天轴垂直，与地理赤道在天球上投影重合，天北极与天顶重合，天南极与天底重合。因此，天北极的高度就是天顶的高度，其值为90°。

观测者位于赤道的地平坐标系，如图2－14所示。在这种情况下，地平圈与天轴位于同一平面，天北极和天南极与天顶、天底的角距离均为90°，地平圈与天赤道垂直，天北极和天南极位于地平圈上。因此，天北极和天南极的高度都是0°。

如图2－15所示，为观测者在北半球纬度的地平坐标系。在这里地平圈与天轴的夹角为，这是因为地理纬度为的地平面与地轴的夹角为。所以，天北极的高度就是，也就是，在北半球的任何一个地点，天北极的高度等于该地的地理纬度。这一规律给我们提供了一种天文测纬的基本方法。只要测量了天极在某地的地平高度，就得出了该地的地理纬度。

地平坐标系能把天体在当时当地的天空位置直观地、生动地表示出来。例如，若某人造卫星在某时刻的地平坐标值为：方位270°，高度45°，则说明，此时该人造卫星在正东方的天空，其仰角为45°。

在某地连续数小时观测某一恒星在天空中的位置变化，则可以看出该恒星的高度和方位是随着时间的推移而变化的。由此，可以对地平坐标系的含义有更清楚的认识。 二、时角坐标系

时角坐标系是另外一种用定量的方法表达天体位置的天球坐标系，它对于计时制度的确立具有重要意义。 1.基本圈和基本点

时角坐标系的基本圈是天赤道，基本点是天北极和天南极。

天赤道是地球赤道面无限扩展与天球相交而成的大圆，它与天轴是垂直的。天赤道把天球分为北半天球和南半天球两部分。平行于天赤道可以在天球上作无数个小圆，称赤纬圈。天北极和天南极是时角坐标系的基本点，通过天北极和天南极可以作无数个垂直于天赤道的大圆，称为赤经圈，又称为时圈。赤经圈和赤纬圈是构成时角坐标系的基本要素。

在无数个赤经圈中，其中通过地平圈上南点和北点的赤经圈，叫做子午圈。在这里子午圈的定义与地平坐标系中子午圈是统一的，只是从两个不同的角度去说明的。子午圈与天赤道有两个交点，位于地平圈之上的交点，称为上点，用Q表示，位于地平圈之下的交点，称为下点，用Q′表示，子午圈被天北极和天南极等分为两个180°的半圆。以Q点为中点而且过南点的半圆，叫做午圈；以Q′点为中点而且过北点的半圆，叫做子圈。在度量天体的时角（时角坐标系的经度）时，午圈起到起始圈的作用，可以类比于地理坐标系中的本初子午线和地平坐标系中的午圈（如图2－16）。

2.时角

时角是时角坐标系中的经度。它是两面角，即过午圈的平面与过天体赤经圈的平面而成的两面角。它的大小可以用小时计量， 范围在0～24小时，也可以用角度表示，范围在0°～360°。因此，每小时对应15°，每分钟对应15′。度量时可以在天赤道上进行，按顺时针方向量算。如上点（Q）为0小时或0°，下点则为12小时或180°

3.赤纬

赤纬即时角坐标系中的纬度。是一种线面角，即天体方向与天赤道平面的夹角。量算时要以天赤道为起始面，向北、向南度量，天赤道上的点赤纬都是0°，天北极的赤纬是+90°，天南极的赤纬是-90°。 如图2-17表示天体的时角和赤纬的量算。

例如，在北纬40°的地方（如图2-18），北点、上点、东点、天北极、天顶等各点的地平坐标值和时角坐标值均可以求出。在计量时要注意方位和时角的度量方向均是顺时针的，前者的起点是南点，后者的起点是Q点，见表2-2。

三、赤道坐标系

地平坐标系和时角坐标系虽然各有其优点，但是对于编制、记录恒星位置的量表工作来说，它们是不能使用的，因为天体的方位和高度以及时角，每时每刻都在变化。而赤道坐标系则具有相对不变的优越性。

1.基本圈和基本点

赤道坐标系的基本圈和基本点与时角坐标系完全相同，分别是天赤道、天北极和天南极。与时角坐标系不同的是：赤道坐标系的经度（赤经），度量时是以春分圈为起始圈的。

地球绕太阳公转轨道平面无限扩展与天球相交所得的大圆，称为黄道。由于地轴相对于黄道面呈66°34′的倾斜角度，所以，黄道与天赤道呈23°26′的夹角。这两个不在同一平面上的大圆，在天球上必有两个交点（如图2-19）。按地球逆时针的公转方向，由天赤道以南穿越到天赤道以北的黄赤交点，称为春分点，由天赤道以北穿越到天赤道以南的黄赤交点，称为秋分点。过春分点的赤经圈称为春分圈。由于春分点在天球上是唯一的，所以春分圈在天球上也是唯一的。 2.赤经

赤经即赤道坐标系中的经度，它是一种两面角。它是过春分圈的平面与天体赤经圈所在平面而成的两面角。它是以春分圈为起始圈，在天赤道上向东度量的，即按逆时针方向度量。用角度0°～360°表示，亦可以用时间单位0～24小时来表示。

例如，春分点的赤经为0°或0小时，秋分点的赤经为180°或12小时。织女星位于春分点以东283°，所以其赤经为283°或18小时52分。天狼星位于春分点以东100°45′，所以其赤经为100°45′，或6小时43分。 3.赤纬

赤道坐标系中的纬度，与时角坐标系中赤纬的意义完全相同。 如图2-20表示天体的赤经和赤纬的量算。

由于时角坐标系和赤道坐标系的基本圈和基本点是完全相同的，所不同的是：天体的时角，在度量时是以午圈为起始圈，沿顺时针方向计算的；而天体的赤经在度量时是以春分圈为起始圈，沿逆时针方向计算的。所以，时角坐标系和赤道坐标系又分别称为第一赤道坐标和第二赤道坐标系。

在时角坐标系（第一赤道坐标系）中，时角会因地而变，因时而变，特别是它随时间的延续的变化特点，人们常用它去测定时间。

在赤道坐标系中，天体的赤经是以春分圈为起始圈量算的，春分圈不会因地因时而改变，所以恒星的赤经不会因时因地而变化，恒星的赤纬也是不变的。据此特点，赤道坐标系常用于编制各种星图、星表。 四、黄道坐标系

赤道坐标系适用于表示恒星的位置和运动特征，而对于表示太阳这个特殊恒星，以及太阳系内天体的位置和运动特征，则采用黄道坐标系更适合。 1.基本圈和基本点

黄道坐标系的基本圈是黄道，基本点是黄北极和黄南极。

黄极是通过观测点（坐标中心）做垂直于黄道面的直线与天球相交的两个点，距天北极较近的点叫做黄北极，距天南极较近的点叫做黄南极。黄北极与黄南极的连线就是黄轴。

平行于黄道在天球上可以做无数个小圆，即黄纬圈。通过黄极可以做无数个与黄道垂直的大圆，即黄经圈，其中过春分点的黄经圈是黄道坐标系中经度（黄经）度量的起始圈（如图2-23）。 2.黄经

黄经即黄道坐标系中的经度，它是一种两面角。它是春分点所在的黄经圈平面与天体所在的黄经圈平面之间的夹角。黄经的度量是以春分点所在的黄经圈为起始圈，在黄道上沿逆时针方向进行的。用角度来表示，范围从0°～360°。 3.黄纬

黄纬即黄道坐标系中的纬度，它是一种线面角。它是天体与天球中心的连线和黄道平面之间的夹角。黄纬以黄道面为起点面，向南、向北两个方向量算，从黄道面到黄北极范围为0°～+90°，从黄道面到黄南极范围为0°～（-90°）。

黄道坐标系适用于表示太阳系内天体的位置和运动。由于太阳本身是在黄道上运行的，因此用太阳黄经来表示其位置，用太阳黄经的变化来表示太阳的视运动是特别适宜的。例如，在春分日太阳黄经为0°，夏至日为90°，秋分日为180°，冬至日为270°太阳系内其它天体的运行，也可以用其黄道坐标值来表示。例如，行星的运行规律可以用黄道坐标系来表示。当太阳与外行星黄经相同的时候，即为合；当太阳与外行星黄经相差180°时，即为冲；相差90°时则为方照。又如，月球运行的规律也可以用黄道坐标系来表示。当日、月黄经相同时，即为朔，朔时为农历每月初一；当日、月黄经相差180°时，即为望，望时为农历十五或十六；当日、月黄经相差90°时，为上弦；当日、月黄经相差270°时，为下弦。

因为过春分点的黄经圈和黄道在天球坐标系中，分别都是唯一的，所以恒星的黄经和黄纬不会因时因地而改变。

第四章 天文现象

根据资料介绍，神奇的天象中，“五星连珠”不多，“七曜同宫”难见，“九星连珠”最奇。据统计，从1901—2100年，至少有15次“五星聚”和“七星聚”。在中国，古人认为，“五星连珠”出现是吉祥好景之兆。而“九星连珠”，则是数百年才遇一次。

NO.1日偏食

当月球运行到地球与太阳之间时，被月球阴影外侧的半影覆盖的地区，所见到的太阳的一部分被月球挡住，就是日偏食．

它是最常见的日食现象,说它最常见，是因为不论是日全食还是日环食，或者是更复杂的日食，在全（环）食带以外的绝大部分地区以及日全（环）食带内从初亏后到复圆前的绝大部分时间，所见到的都是日偏食，而更多的日食也只是月影本影或其延长线并不经过地面，只是月影外侧的半影经过地面，那么在地面上就只有日偏食了。 【名词解释】

初亏：由于月亮自西向东绕地球运转，所以日食总是在太阳圆面的西边缘开始的。当月面的东边缘与日面的西边缘相外切的时刻，称为初亏。初亏也就是日食过程开始的时刻。

食甚：日食开始以后，月轮继续东移，当月轮中心和日面中心相距最近时，就达到食甚。对日偏食来说，食甚是太阳被月亮遮去最多的时刻。

复圆：食甚之后，月面开始移离日面，太阳被遮蔽的部分逐渐减少，当月面的西边缘与日面的东边缘相切的刹那，称为复圆。太阳又呈现出圆盘形状，整个日全食宣告结束。

食分：太阳被食的程度叫食分，它是以太阳的直径，即太阳看上去大小为1来计算的，例如食分为0.4，就是说太阳的视直径被月球遮去了40%，日偏食或日环食的食分都小于1，而日全食的食分大于或等于1。

食带：由于月亮的影锥又细又长，所以当它落到地球表面时，所占的面积很小，它的直径最大也只有二百六十多千米。当月球绕地球转动时，影锥就在地面上自西向东扫过一段比较长的地带，在月影扫过的地带，就都可以看见日食。这条带就叫做“日食带”。带内发生日全食的，就叫全食带；带内发生日环食的，就叫环食带。

NO.2水星凌日

水星凌日（Transit of Mercury）是一种天文现象。当水星运行至地球和太阳之间，如果三者能够连成直线，便会产生水星凌日现象。观测时会发现一黑色小圆点横向穿过太阳圆面，黑色小圆点就是水星的投影。水星凌日发生在五月初或十一月初，平均每百年出现十三次水星凌日的现象。最近发生的水星凌日：2003年5月7日、2006年11月8日、2016年5月9日。

在人类历史上，第一次预告水星凌日是“行星运动三大定律”的发现者，德国天文学家开普勒（1571至1630年）。他在1629年预言：1631年11月7 日将发生稀奇天象--水星凌日。当日，法国天文学家加桑迪在巴黎亲眼目睹到有个小黑点（水星）在日面上由东向西徐徐移动。从1631年至2003年，共出现50次水星凌日，其中，发生在11月的有35次，发生在5月的仅有15次。每100年，平均发生水星凌日13.4次。 【如何形成】 轨道与角度

当水星穿越地球与太阳之间的时候，就叫做水星凌日。由于水星仅88天就绕太阳一周，这种凌日的情形大约每四个月就有一次。但是又由于地球并不是静止不动的，水星要超过地球花的时间实际上比88天要多。

水星恰好在地球与太阳之间的位置，叫做低位交汇点。那么我们为什么100年才能看到12次水星凌日呢？主要是因为水星的轨道是倾斜的，并未和地球的

轨道在同一个平面上（地球围绕太阳运转的轨道也被成为黄道圈）。水星的轨道与黄道圈倾斜大约7度。在我们看来，这个倾斜度可能不算什么。但是，要知道太阳系是多么浩淼的空间和距离，这就使得水星经常从地球和太阳之间的上方或下方掠过。（太阳和地球之间的距离被成为“天文单位”--A.U.，149,597,870.3公里）水星如果躲在太阳的后面，和地球又同在一条线上，被成为高位交汇点。同样，水星也不会正好处在太阳的后面，要么从上，要么从下，掠过太阳。利用SOHO卫星就可以观测到这种现象，从上面这个动画，你可以看到水星如何在两周的时间内从右侧运动到左侧。在这个动画当中我们还可以看到几次猛烈的爆炸，那是气体从太阳分离出来。这些图片是用SOHO卫星上的观测仪器--LASCO拍摄到的。 节点

那么到底水星凌日何时发生呢？每当水星在低位交汇点靠近黄道圈时，被称为“穿越轨道节点”。根据水星朝南运动还是朝北运动，分成上升节点和下降节点两种。当水星和地球处于AA位置时，就会发生水星凌日现象。这是，水星穿过下降节点，处于低位交汇点。

当两个星球处于BB位置时，从地球上看，水星会从太阳的下面穿越。尽管水星也处于低位交汇点，但是它离黄道圈很远。在上图，我们还可以看到高位交汇点的情况。由于水星处在太阳的后面，就不会发生水星凌日现象，但是水星可以被太阳隐藏。

人们也会看到金星凌日的现象，但是黄道圈和金星轨道的倾斜角度3°23'。在5月7日的水星凌日中，水星从黄道圈的北部向南，朝着下降节点运动。这种情形和日全食的情形相同，只不过处于轨道节点的是月亮而已，主要的不同在于月亮围着地球转，而不是太阳。 【原理】

水星凌日发生的原理与日食相似。由于水星和地球的绕日运行轨道不在同一个平面上，而是有一个7度的倾角。因此，只有水星和地球两者的轨道处于同一个平面上，而日水地三者又恰好排成一条直线时，在地球上可以观察到太阳上有一个小黑斑在缓慢移动，这种现象称为水星凌日。小黑斑是由于水星挡住了太阳射向地球的一部分光而形成的。

地球每年5月8日前后经过水星轨道的降交点，每年11月10日前后又经过水星轨道的升交点。所以，水星凌日只能发生在这两个日期的前后。 【观察方法】

观察水星凌日必须借助望远镜。它与观察太阳黑子的方法相似。通常有两种方法：一是投影法。通过望远镜，把太阳投影到一张白纸上进行观察。二是目视法。在望远镜的物镜（前方）装上滤光镜，再进行观察。

天文爱好者可以用烧电焊用的黑玻璃，也可以用X光底片或电脑软盘的磁片，几张重叠起来制成眼镜，戴上它用双筒望远镜观察水星凌日。如何选购双筒望远镜。一是口径（物镜）越大越好，物镜（前镜）直径70毫米的较理想；二是选购多层镀膜的物镜，通常镀绿膜、蓝膜的较好，镀红膜的最差。需要着重指出的是，观察水星凌日，千万不能用肉眼直接看太阳，要注意保护眼睛。 2006年11月8日左右水星穿越内合(inferior conjunction)，内合是指水星位于太阳和地球之间的一个点。通常情况下，我们在内合期间看不到这颗距离阳最近的行星。但这一次，水星穿越将会产生令人惊叹的天文现象：当水星的轮廓缓缓移过太阳盘面时，我们用小型望远镜便能看到此次天文奇观。天文学家将这种天文事件称为是“凌日”

NO.3 九星联珠

九星，指的是太阳系中的九大行星。依从太阳由近及远的次序，它们是水星、

金星、地球、火星、水星、土星、天王星、海王星和冥王星。此九大行星在围绕太阳旋转中，有时可能走在太阳一侧一个比较小的区域内，这就是“九星联珠”的现象。因为九大行星围绕太阳公转的轨道平面并不与地球轨道平面共面，所以，很难有九星成串排列的时候。九星联珠在天文学上的叫法是“九星会聚”。

但是九星会聚又有两种提法，一种是以太阳为中心的排列，各行星在太阳的某一侧会聚；另一种是以地球为中心，太阳及其他行星均处在同一侧狭小的区域中。等于是除地球之外的八星会聚。例如 1982年11月2日的一次会聚，行星排列成的扇形角度为 63°。历史上这种扇形角度最小的达 34°。 【周期】

根据中国学者李致森、任振球的研究，九星的地心会聚，从公元 1000年以来，共发生过六次。它们出现的年份是：1126、1304、1483、1665、1844和 1982 年。会聚时扇形角在 43°～63°之间，会聚的时间大都出现在冬半年，即秋分到春分之间。两次九星会聚的时间间隔大多为 138～182 年，粗略地说，约有 179 年的周期。 【地质气候影响】

当九星会聚在冬半年时，中国的气候多寒冷；而当九星会聚在夏半年时，气候比较暖和。也有个别的会聚没有这种对应关系，比如公元前 449 年的那一次，会聚在冬半年，但中国气候却属暖和型。值得注意的是，九星会聚期间的前后，中国及世界其他国家的自然灾害特别严重。

有人发现九星会聚与旱涝灾害有对应关系。近 500 年来，中国各县有比较详细的水旱记录。根据这些记录，已得出近 500 年来中国早涝分布图及资料。如果以全国一年中干旱的县数在 200 个以上的，作为全国的大旱年，那么，大旱年发生在 1665 年与 1844 年九星会聚的年份。此外，在公元 1129和 1483 年中国北方的特大旱灾，也处在另外两次九星会聚的当年（公元 1482年）和前 13 年（公元 1129 年），最近的一次九星会聚（公元 1982 年），中国有不少地区发生了旱灾。

在九星会聚的前后一段时间内，中国华北地区常发生大地震。比如 1665年会聚前后，相继发生过 1668 山东郯城 8.5 级的地震；1679 年河北三河 8级的地震；1683 年山西原平 7 级和 1695 年临汾 8 级等地震。而与 1982 年会聚对应时，似乎是本世纪 60 年代以来的地震活跃期。此期间已发生了不少次大地震。 如 1966 年河北宁晋 7．2 级、 1975 年辽宁海城 7．3 级、1976 年河北唐山 7．8 级等地震。中国的川滇地震区，在 60 年代以来也进入活跃期，可能与 1982 年的九星会聚有一定关系。进一步的研究发现，在近 500 年以来，

当九星会聚处于冬半年，且扇形角度更小（≤47°）时，地球上各种自然灾害将出现更为严重的群发期。 NO.4 五星联珠

“五星联珠”指的是从地球上看天空，水星、金星、火星、木星与土星等五大行星排列得非常相近，就像一条美丽的珠链。”金、木、水、火、土五大行星，在中国古代史籍中分别称做太白、岁星、辰星、荧惑、镇星。关于“五星联珠”在中国古代历朝历代的古书中都有记载，司马迁在《史记》中写道：“冬十月，五星见于东井，汉高祖进咸阳”。 【如何连珠】

五大行星中，金星、火星、土星出现在西方的地平线上，木星则悬挂在和地平线呈30度角的天空上，而水星也正在逐渐靠拢。五大行星将按照水、金、火、木、土依次排列，由高到低连成一条线，古时称为“五星连珠”。由于五颗星都是大行星，亮度较高，人们用肉眼就可以清晰地看到。

五星联珠出现频率与各行星间最大分离角度有密切关系，平均几十年一次。因为所有的行星运行周期都是无理数，不能公约，所以没有明显周期性。以往意义上“五星联珠”不是像糖葫芦串成一条线，而是有弧度地分散在一个有限的范围内。

太阳系内九大行星实际上对黄道面各自略有倾斜，五大行星不会排列在一条直线上，而是散落参差。这次能看到的五大行星出现的纬度几乎是不变的，黄道纬度相差很小，而行星的经度彼此之间却相差很远，因此很罕见。

“五星联珠”出现时，五颗行星将在天空中由西向东一字排开，共同在苍穹中闪烁，应该说是一种非常美丽的天文景象。”五颗从西方到东方顺序排列的行星依次是水星、金星、火星、土星和木星。仰望天空，从西到东人们依次会看到灿烂明亮的金星高悬于西南方高空，亮度超过所有的恒星和行星。继续向东可以看到的是在金牛座里的火星，位于西南方的高空中。 【影响】

五星连珠会对地球产生什么影响?“五星连珠是不祥之兆”，对于这一民间传言，天文学家认为纯属无稽之谈。所谓“五星连珠”并非像糖葫芦那样排成一排，而是存在一定的角度。“五星连珠”发生时，不会对地球产生什么影响。经测算，即使五大行星像拔河一样产生合力，其对地球的引力也只有月球引力的6000分之一，更何况它们不会排成一排。因此，灾难之说不成立。 NO.5 双星伴月

2008年12月1日在上海拍摄的“双星伴月”天象奇观，月亮和金星、木星同时出现在夜空中，远看犹如一张笑脸。据天文学家解释，这是金星和木星围绕在月亮周围而形成的天文景象，只要天气晴朗，全国各地乃至东半球大部分地区都可以观赏到该天象奇观。12月2日晚，在云南昆明拍摄的“双星伴月”天象奇观，月亮和金星、木星同时出现在夜空中，两颗星的上方是一架飞机正在飞过。当日，天气晴好，云南昆明可以清楚地看到“双星拱月”的天象。 【解释】

“指环王”与“皇帝星”将陪伴在“嫦娥”身边，上演“双星伴月”的美丽天象，肉眼可见。

明月高挂东南方的天空，熠熠生辉。此时，在月亮的两旁各有一颗明星簇拥相伴：左下方是蓝色的轩辕十四，亮度为1.35星等；右上方是淡黄色的土星，亮度为0.6星等。此时，星月争辉，交相辉映，异常美丽。

据天文专家介绍，土星是太阳系中最美丽的行星，有“指环王”的美誉。轩辕十四是天空中21颗明亮的恒星之一，也是狮子座最亮的恒星，有“皇帝星”之称。

NO.6 金星凌日

所谓金星凌日就是地球、金星和太阳三者正好成一直线，从地球上看，金星成了一个划过太阳圆面的小黑点。通过计算可知，金星凌日的发生呈现一定的周期性，两次金星凌日的时间间隔大致依次为8年、121.5年、8年、105.5年、8年、121.5年、8年、10年、5.5年……。现代天文学之前，人们通过观察金星凌日，用视差来测量日地之间的距离。 【科学作用】

在科学史上，金星凌日曾起到过非常积极的作用。1716年英国著名天文学家哈雷发表论文提出了一套利用观测金星凌日来计算地球与太阳之间距离的方法，从而使人们首次有可能比较精确地获得太阳系的大小。于是1761年和1769年的金星凌日而成为众多天文学家竞相观测的目标。1824年德国天文学家恩克发表了对两次观测的比较全面的讨论结果，得到地球距离太阳1.53亿公里，但该值的不确定度较大。因为日地距离是一个最基本的天文常数，日地距离的测定

被誉为“最崇高的天文问题”，所以天文学家把更多的精力投入到了1874年和1882年的金星凌日观测。最后从1882年的观测结果归算出日地距离为1.4934亿±9.6万公里，现在的1.49597870亿公里。 【观测要点】

2004年6月8日的金星凌日难得一见，但要成功观测凌日现象必须作好充分准备。

首先必须注意保护自己的眼睛。切切不可用普通的太阳镜来直接观测太阳。无论采取什么样的方法来观测，都不要长时间地凝视太阳，必须经常让眼睛休息片刻。

观测者必须使用适当的减光装置来保护眼睛，最好使用专用的日食观测卡，但使用前应仔细检查观测卡的膜层是否完好，有否小孔等瑕疵。我们还可以用电焊防护玻璃、用烟充分熏黑的普通玻璃或几层过度曝光的胶卷等作为观测工具。比较而言，用望远镜进行投影观测可以取得更好的效果。

在金星进入太阳圆面之前，金星是看不到的。因此，必须根据预报的金星凌始外切时刻和该时刻金星的位置角，耐心地等待金星凌始外切的出现。 在凌日观测中，共有5个特殊时刻。其中凌甚是无法直接取得的，而凌始外切时刻的实测记录比较困难。可以比较准确记录下来的是：凌始内切、凌终内切和凌终外切。凌终外切之后金星就看不到了，凌日过程结束。在上海只能记录到凌始内切。

第五章 光学望远镜 第一节 天文望远镜的分类

爱好者在购买天文望远镜的时候都是很惘然，到底哪一款天文望远镜最适合自己，能否看到星星，能看清楚到什么程度，等等疑问，而且对于一些天文望远镜的型号，参数，光学系统也不了解。在购买天文望远镜之前，让我们大家一起来了解一下。首先来说说天文望远镜的光学系统吧。

天文望远镜有折射式天文望远镜、反射式天文望远镜和折反射式天文望远镜 1、以透镜作为物镜的，称为折射望远镜。

使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差。

折射望远镜用透镜系统聚光。小的时候大部分人有这样的经验，在晴天我们用放大镜点燃一片树叶或纸。这个实验的原理就是放大镜把表面的光聚焦成一点，使这一点的温度特别高，即光度特别大。一架折射望远镜用透镜组完成同样的事情。在折射望远镜大的一端有两片大小相等但不同类型的镜片。当光通过它们，它们共同工作把光聚焦在望远镜筒另一端。在这一点，不管望远镜指向哪里都会成像。

2、用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜。

反射镜天文望远镜的优点是没有色差，但是，反射镜的彗差和像散较大，使得视野边缘像质变差。常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式两种。前者光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；后者光学系统的主、副

镜为非球面，主镜和目镜都在后面，成像质量较好，价格也较贵。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦

3、既包含透镜，又有反射镜的称为折反射望远镜。

折反射天文望远镜镜兼顾了折射镜天文望远镜和反射镜天文望远镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。与等焦距和同等口径的折射望远镜相比，价格还不及三分之一。折反射镜有施密特—卡塞格林式我们一般简称施卡和马克苏托夫—卡塞格林式，我们一般简称马卡。

大家看过这些是不是又会有新的疑问，比如什么是色差，什么是彗差等等问题，下面我通俗的讲一下。

色差就是观测目标的边缘镶上紫色或者蓝色的边儿。

彗差是星点不成点状，而呈现彗星状，有个小尾巴拖着。呵呵顾名思想义，就很容易理解。

第二节 天文望远镜的参数指标

举例说明一下会比较易懂简单

BOSMA博冠折反射式天文望远镜马卡 150/1800 SCT版

1、口径：指物镜的有效直径，就是指望远镜入射光瞳直径。望远镜的口径愈大，聚光本领就愈强，就愈能观测到更暗测的天体，反映了望远镜观测天体的能力，因此，爱好者在经济条件允许的下，尽量选择大口径的望远镜。如图：

2、焦距：望远镜的焦距主要是指物镜的焦距，物镜焦距是天体摄影时底片比例尺的主要标志，对于同一个天体，焦距越长，天体在焦平面上的成的像就越大。

3、焦比：焦距除以口径所得就是焦比。

例如：望远镜的口径是100，焦距是900，其焦比就是9 。焦比决定了望远镜最合适的观测目标。想要观测星云，寻找慧星要选择短焦天文望远镜。如果想要观测月亮，行星要选择长焦天文望远镜。如果想观双星，聚星，变星，和星团最好选择中焦天文望远镜。中焦距可以两头兼顾，比较受欢迎。通常短距是指焦比小于或是等于6，长镜是指焦比大于15，介于两者之间称为中焦。

4、视场：能够被望远镜良好成像的区域所对应的天空角直径称望远镜的视场

望远镜的视场与望远镜的放大倍率成反比，放大倍率越大，视场就越小（很多爱好者反映用高倍率的目镜观看，为什么什么也看不到就是这个原因）不同的品径，不同的焦距，不同的光学系统和像差决定了望远镜的视场。 5、放大倍率

放大率等于物镜焦距除以目镜的焦距，因此只要变换不同的目镜，所获得的倍率也不一样。比如BOSMA博冠折反射式天文望远镜马卡 150/1800 SCT版目镜是目镜：PL40 PL10、PL25、 焦距是1800，就用1800/10=180倍 1800/25=72倍 1800/40=45倍，这一款的天文望远镜的倍数分别就是180倍，72倍，45倍。

但由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及出瞳直径不能过小等因素的影响，望远镜的放大倍率也不是能无限增大的， 一般下应控制在物镜口径的毫米数的1-2倍（最大不要超过300倍）很多少人提到天文望远镜时，首先问的就是放大倍率，都以为倍率越高就看的越远，其实这是一个误区，天文望远镜观察的效果如何除了天文望远镜的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境的影响，望远镜对环境的要求是很苛刻的，必须是在无灯光，无月光，无风，天气晴朗的情况下，人的眼睛在黑暗中适应一个小时以上才能把望远镜发挥到极限，一个天文望远镜有几个不同的目镜，也就是有几个不同的放大倍数，观测时，绝对不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。

6、分辩力：指望远镜能够分辨出的最小角距。

目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。望远镜的分辨率愈高，愈能观测到更暗，更多的天体。

第三节 目镜简介

当我们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备一的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。

天文望远镜的目镜主要有两个作用：

其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是十分重要的；

其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。

目镜规格:H20/ H12.5mm /SR4mm /K25 /K10 .PL25 /PL20 /PL12.5 /PL10 /PL6.5 /PL4

目镜是天文望远镜终端,最后的成像配件,供观察者直接观察.一般常用的有:

惠更斯目镜(H)、冉斯登目镜(SR)、凯涅尔目镜(K)、普罗斯尔目镜(PL) 字母代表目镜的类型,数字代表目镜的焦距,在物镜焦距不变的情况下,其焦距和放大倍数是反比关系.望远镜放大倍数=物镜的焦距/目镜的焦距. 惠更斯目镜（H）

荷兰科学家惠更斯于1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍，镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。

凯尔纳目镜（K、RK）

是在冉斯登目镜的基础上发展而来，出现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有着舒适的出瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。

普罗素目镜（PL）

又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与OL目镜相当，但具有更大的出瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率， 是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。 1.5x正像镜

1.5X是正象镜，它的作用是放大1.5倍并且将图象再颠倒一次。适合近距离观察，正像镜就是用来将颠倒的像校正为镜像的。

一般是在反射式天文望远镜上使用,可以得到镜像,供观测地面目标时使用，观测天空是没有必要使用的。折射观察到的是左右相反上下正常的镜象，加了1.5X正象镜上下就颠倒了,所以说1.5X用在折射上是鸡肋。 2X/3x巴洛增倍镜

是2/3倍放大镜,接在目镜筒上供观察者要求放大目标之用. 90度天顶镜

折射天文望远镜目镜筒与目镜之间的一次反射成像配件,使目镜可以得到镜像.

45度正像棱镜

折射天文望远镜目镜筒与目镜之间的多次反射成像配件,使目镜可以得到完全正像. 月亮滤光镜

因为观察满月时，有大量的反射强光，使用月亮镜可以排除这些强光的干扰，这样可以把月球表面看得更清楚。在其它时候，月光镜是没有必要的，如果不装反而可以获得更清晰的图像。月亮滤光镜是旋进目镜里的。 太阳滤光镜

观察太阳必须使用,太阳滤光镜是旋进目镜里的.（切记观看太阳的时候一定要配上太阳滤光镜，否则会对眼睛造成无法弥补的伤害）

第六章 天体观测

第一节 观测场地的选择

很多人觉得买一个天文望远镜回家放在自家阳台上就能看到美丽的星空，这是一个误区，要进行天文观测，没有一个好的场地是绝对不行的。观测场地周围的环境直接影响着观测效果：如果障碍物过多，很难见到观测目标，就更甭提观测了；如果气流变化过大，会造成图象的抖动和变形，使望远镜的分辨率降低；如果天空被灯光照得很亮，极限星等（肉眼可见最暗恒星的星等）就会降低，换句话说，也就是看到的恒星数就会减少，对观测和摄影都会造成很大的影响，甚至根本无法进行。为了使观测活动达到预期效果，选择一个合适的场地是必须的，选择时要注意以下几点：

1、选择一个开阔的场地，如运动场，能看到的天空增到最大。如果住在高楼林立的居民区内，在楼下随便找个地方是绝对不能观测的。可想而知，在几栋楼之间要想看到天顶以外的部分是件非常困难的事情。

2、其次，要注意气流的影响。若在建筑物附近观测，应特别注意要避开开着的窗户，因为在开着的窗口附近，很容易产生复杂的气流，以至于影响观测效果。此外，还应该注意尽量避免直接在水泥地面上观测，因为水泥的比热容（降低同样温度放出热量的多少）很小，所以在夜间温度会很快下降，也会造成气流变化。土地就比水泥地面好得多，如果有条件的话，最好选择在草地上观测，因为草地含有大量水分，水的比热容又大，所以不易引起气流的剧烈变化。当前，许多天文台都建设在海边或海岛上，主要也是因为这个原因。

3、再次，灯光也是一个不可忽视的问题。随着经济的发展，城市的灯光越来越多，天空被照得越来越亮，而且许多灯都是彻夜不关的，正如上面所说，这对天文观测造成了极为严重的影响。虽然你不能为了进行观测而不让城市发展，但是我们可以主动的去避开灯光。在美国，天文爱好者们为了躲避灯光的影响，自己驾车几十，甚至几百公里来到野外进行观测的事情已是屡见不鲜了——我们也可以找一块自己认为足够黑暗的地方——当然，应该是自己熟悉的地方，千万不要到自己毫不知情的荒郊野外，以免发生危险。

第二节 天文观测中的注意事项

天文望远镜观测时间较长，所以最好找一张可以调节高度的椅子，这样才会舒适，最好再弄个可折叠的小桌子放一些星图，目镜，等其它设备。

1、灯光

当你好不容易避开城市灯光的干扰，找到一个足够理想的观测场地时，心里一定是很兴奋的。但要记住以下几点，以免招来不必要的麻烦。

要知道，正常人在黑暗中至少要经过半个小时才能完全适应黑暗，使瞳孔张到最大，增大人眼的通光量，达到最佳状态。如果在适应过程中有意或无意望向明亮的物体（如灯、火甚至是月亮），都会使瞳孔猛然缩小，使刚才的适应过程前功尽弃，你不得不再花半个小时来适应黑暗，浪费了宝贵的观测时间。因此，在适应过程中和观测时都要绝对避免强光对眼睛的刺激。

①.照明

平时使用的白炽灯和节能灯等较亮的灯具是决不可以在观测中使用的。在黑暗中，红光对人眼的刺激最小，因此，可以用一块适当厚度的红布或者是红色塑料布罩在功率较小的手电筒上，来进行短时间的照明。

②.闪光灯

在观测和适应过程中，万万不可使用闪光灯。闪光灯的亮度是极强的，虽然发光时间只是短短的几十分之一秒，但它也足可使你半个多小时的适应白费，并且影响到观测。如果周围有人进行天文摄影，你的闪光灯也许会使别人一晚上的心血前功尽弃。如果必须拍照，那么应在所有观测进行完毕，并且周围几十米没有任何观测者时进行。

2、取暖

在冬天观测天气往往很冷。如果需要取暖，一定不可以生火，尤其是在望远镜附近。燃烧放出的热量会使空气剧烈的抖动，造成天体模糊不清，而且影响的范围很大。并且，明亮的火光对人眼也有很大的刺激。同样原理，大功率的电暖气也不可使用，不但效果不佳，还会浪费大量的电能。最好的方法还是多穿衣服，可以带上毯子。如果实在太冷，还是尽早回家为好。毕竟，身体是最重要的。

3、防蚊虫

夏天郊外夜晚的蚊虫是极多的。稍不注意，不出半小时，身上就会被蛰得痛痒难忍。野外和家里毕竟不一样，有些在家中很管用的方法在野外便失去了作用。比如点蚊香，由于户外空气流速较快，燃烧蚊香放出的有驱蚊作用的物质会很快的扩散，达不到应有的效果。最管用、最方便的方法还是穿长衣、长裤，虽然可能会热些，但总比被蚊虫蛰后的滋味好受些。另外，应在脸上和手上喷洒适量花露水等一类药品，以确保蚊虫没有可乘之机。

第三节 天文望远镜的使用

一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、赤道仪、脚架等部件组成，安装的时候难度系数不大。（可参照说明书进行安装）

§1 天文望远镜的平衡

安装好三脚架，赤道仪，寻星镜、目镜等后我们第一步要做的事情就是调整天文望远镜的平衡。调整平衡是为了消除基架的过度的压力，否则有可能损坏基架，此外合理的平衡性对精密跟踪也很重要。 1、调整平衡锤和镜筒的重量平衡。

调节基架平衡，松开赤经锁紧旋钮，将天文望远镜放在基架一侧，平衡锤手柄会平行地伸向基架另一侧，不用上紧赤经锁紧旋纽。

松开赤纬锁紧旋纽时，天文望远镜仍应在倾斜轴上保持平衡，以防止任何突然位移，为使天文望远在赤纬上保持平衡，松开赤经锁紧旋钮，同时另一只手扶住天文望远镜镜筒，天文望远镜会绕着倾斜轴旋转。轻轻松开镜筒压圈螺钉，在压圈中前后滑动天文望远镜，直至松开赤纬锁紧旋纽后仍静止不动，重新上紧镜筒压圈螺钉。通俗一点说法这种调整类似我们平时用的天秤称，移动平衡锤的位置，只到天文望远镜主镜筒与平衡锤平衡，不会倾于任何一端即可。

2、调整镜筒本身的平衡。

镜筒本身平衡一般不需要调整，大部份天文望远镜出厂后都不需要调整，如果发现天文望远镜镜筒前面摇摆不定时把镜筒上的抱箍松开，前后位置重新调整一下直到平衡就行。

§2 光轴校准

几乎每台天文望远镜都有一个寻星镜来帮助大家瞄准目标，因为主镜筒的视场太小，只能看到一小片天空，大家无法精确的辨认出他正指向哪儿，放大倍数越高，视场越小。例如，在50倍的放大倍率下，你所能看到的天区大小仅相当于在离你一个手臂远的地方你手指甲所能覆盖的范围。另一方面，通过一个8倍的寻星镜，你能看到的天区则相当于一个高尔夫球在一个手臂远的地方所能覆盖的区域。这已足够大来瞄准一些目标了，并且使它们出现在寻星镜的视场中。一旦它们出现在视场中了，把它们调至十字叉丝的。如果用主镜来完成这些工作，其艰巨程度是难以想象的。

寻星镜和主镜的光轴平行的校准方法：

在白天，使用低倍目镜将主镜对准至少数百米远的某个物体（但不要对准太阳！不要将望远镜对准太阳，否则你会使自己致盲）。远处的树顶是理想的选择。 现在通过寻星镜观察，找到那棵树，调整寻星镜支架上的螺丝，直到十字叉丝的交叉点与那棵树重合。现在检查一下主镜，确定它没有转动。然后换一个高倍目镜，重复前面的步骤直到寻星镜的指向以被精确的调整并且锁定。

§3 赤道仪的使用方法

大部份初学者都会有这样的疑问，赤道仪是什么？赤道仪是用来干什么的？如何使用赤道仪？下面我们仔细的来讲解一下赤道仪。 先来说说地平式装置：（如图）

地平式装置很简单，就是用两根支架，把望远镜主镜筒装在上面，可以很方便调整主镜的方向和高度，初学者使用地平式装置找星没什么问题，想看哪就指向哪。

用地平式的望远镜看星，有一个明显的缺点，观测者会发现本来对准一颗星，可一会以后，这颗星就跑到视场外了，使用的放大倍率越高，这种现象就越明显，这是因为每天星星都在做东升西落的运动，描述每颗星位置的两个值——方位角和地平高度都是随时间变化的。如果望远镜要一直指向某颗星，就必需同时调整

望远镜的仰角和方位角。由于两个方向变化的量完全不一样，用这样的装置跟踪一颗星会相当困难。于是赤道仪就应运而生。

赤道仪（如下图）是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转，星星才产生东升西落的现象。

从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值——赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。

赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极，它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。如下图：（绿色线代表极轴）

完全对准后，望远镜对向任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的视场内。这个速度就是每天360度（因为地球每天转一圈嘛）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，你就得每隔一定时间调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准，还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因。

赤道仪的使用方法：

观测前调整水平，然后调整极轴仰角和当地地理纬度相同，极轴指向北。极轴又叫赤经轴，上面的刻度是调整赤经的，另一个刻度叫赤纬轴。比如杭州的经纬度是30°N，120°E（在网上能查到当地的经纬度）一般只要知道纬度就行啦，松开缩紧，把极轴的仰角调整到杭州的纬度相同就行了，刻度是从0-90这个是极轴的仰角刻度。

第四节 望远镜的保养

镜头是望远镜的“眼睛”，保护望远镜首先要保护好镜头，要注意防潮、防碰撞、防尘灰、防油气、防污垢，同时不要用手指或其它物体接触镜面。镜头尽量少擦，以免影响精度。对于照相机镜头，每次用毕，应随即用镜头盖盖好，并把距离拨回无穷远处，让镜头收缩会去因镜身受轻微的挤压或碰撞，很容易损坏测距部件，使对光不准。

1.镜片玷污的处理：

如果镜头镜片表面沾了灰尘、指印、水锈、油渍等污物，会影响成像质量，要及时清除。但切忌贸然处理，否则容易损伤镜片。镜片表面上蒙上灰尘后，可用干净的气筒空大几下把灰尘吹掉，不能用嘴吹，以免唾液溅到镜面上；更不能用手指去擦。镜片表面沾上指印、水渍、油污或酸碱等污物，可用脱脂棉沾上少许无水酒精和乙醚的混合物1:1轻轻擦拭。擦拭的方法，应轻缓的从中心擦向边缘（只能向一个方向轻擦），每擦拭一些后，应重新换上新棉花再擦拭。对于镀膜面，尽量不要擦拭，以免膜面脱落。

2.镜片发霉的处理：

镜片发霉一般有生物霉和化学霉两种。

生物霉，吸附在镜片表面，呈绒球、蜘蛛网、根须形状。

去除方法：和去除指印、水渍相同。当镜片边缘发霉时，必须取出镜片仔细擦拭，镜片取下前应记好位置，装入时要按位复原，避免镜片错位或镜面装反。 化学霉，实际是镜片受到了腐蚀。由于镜片的膜层组织呈海绵状，充满空隙，受到空气中的水气侵蚀后，会引起“水解”作用，渐渐地先对膜层进行腐蚀，造成膜层的剥落，镜片表面呈现斑点状，严重的还能使镜片遭受腐蚀。遇上这种情况，应送专业厂处理 。

①. 保证望远镜等光学元件存放在通风、干燥、洁净的地方，有条件的可在镜筒内放入干燥剂，并经常更换；对于目镜等小的光学元件，可以放入干燥箱、干燥缸内。雨雪天、风沙、湿度大（超过85%）的天气均不要使用望远镜。

②. 光学镜面上如有灰尘等脏物，应用洗耳球轻轻吹去，千万不要用布和硬毛刷去擦试；如要清洗镜面，应当用脱脂棉占上酒精与乙醚各50%的混合液，从

镜面的中心顺着一个方向（不能反向）向镜面的边缘擦试，并不断更换脱脂棉球直到擦试干净为止。

3. 望远镜的机械及跟踪系统是属于高精度的传动系统，一般不需要经常维护，只是要按照说明书的要求，定期加入同样型号的润滑油（脂）；若型号不同，请将原来的润滑油（脂）用煤油等清洗干净后再加入新的润滑油（脂），注意千万不要将不同类型的润滑油（脂）混合使用。

4. 望远镜的控制系统应不定期的进行检查，使用时应严格按照说明书的要求操作，平时应防止水汽、异物进入电路部分，电池长期不用应取出保存好。

5. 反射望远镜的反射镜面应定期（一般情况1-3年）进行镀膜，以保证反射镜面具有良好的反射率。

6. 望远镜的表面除了平时注意保护外，应不定期的进行清洁，注意不要使用有机溶剂。

第七章 天文摄影

宇宙中蕴含了数不清的星体，绝大部份都是人眼无法感受到的。人眼虽然精良，但毕竟\"口径\"太小，威力不足。所以人类发明了望远镜。有了望远镜，人类的视野在一瞬间拓展了千百倍，看到了更多新的星体、新的现像。但可惜的是，人眼无法累积光线，所以仍然力有未逮。

19世纪中叶，法国人发明了感光乳剂，创造了摄影术，天文学家们马上想到利用摄影的方法，把星体拍下来，这就是天文摄影的开始。此后，感光材料愈来进步，品质愈来愈好，天文摄影的地位就愈来愈重要。到了现今的天文学，不用摄影的方法，已经无法做任何的天文研究了。

对天文爱好者而言，天文摄影可以分成：固定摄影、追踪摄影及放大摄影三种。现将这三种摄影法所需的器材表列如下：

固定摄影：单反相机（一般最好的选择），可交换的镜头，三脚架，快门线． 追踪摄影：赤道仪，望远镜或相机镜头，单反相机（一般最好的选择），快门线，导星装置．

放大摄影：赤道仪，望远镜，放大摄影装置，放大摄影目镜，相机接环，单反相机，快门线．

第一节 固定摄影

固定摄影，顾名思意就是把相机固定着进行曝光的一种摄影法，所以其实只要是平常生活中，把相机接在三脚架上拍照，都算是固定摄影，只是我们要讨论的是，对天体的固定摄影。

1、固定摄影的器材

主要器材：有Ｂ快门的相机（单反相机为佳），可交换的镜头，三脚架，快门线，100°~400°的底片．

应用道具：闪光灯，点光源(小手电筒、香烟、线香等)．

基本上，天文摄影中的固定摄影所需要的器材，跟我们日常生活中拍风景、人物用的器材是大同小异的，不同的只有：天文摄影都是用Ｂ快门长时间曝光这一项而已。所以也有人认为固定摄影不属于天文摄影而属于风景摄影。

固定摄影特别注重三脚架，因为这是成败的关键。三脚架是愈稳愈好，其上的云台（三向云台或自由云台）也是愈稳愈好。稳的另一个意思就是「贵重」－－又贵又重，所以要衡量自己相机的重量，再去选择一把合适的三脚架。

快门线是另一个不可或缺的器材，因为固定摄影的曝光，有时长达一、二个小时甚至更久，总不可能用手指按这么久的快门吧？所以一条耐用的快门线是很重要的。

只要有Ｂ快门的相机都可以用来做固定摄影，但仍然以机械式的单反可交换镜头相机比较好。机械式意味着长时间用Ｂ快门曝光不会消耗电池，可省下一笔电池费用，而可交换镜头则可以更自由地选择构图，拍出自己想要的效果。 2、固定摄影的方法

固定摄影的步骤是：相机装上底片（单反和数码可省略）→把相机锁上三脚架→取景构图→曝光→曝光完成，并做摄影纪录。就是这么简单，但这么简单并不保证拍出来的会张张精采。首先我们要知道东西南北四个方向的星星轨迹是不一样的。向北边拍，会拍到以北极星为中心的同心圆轨迹；东边则是拍出从画面左下到右上的直线轨迹；南边也是同心圆，但因为看不到南极星，所以轨迹是半圆形的；西边则刚好跟东边相反，是从画面左上到右下的直线轨迹。知道了星星轨迹的方向，就可以事先想好背景星空的样子，然后找出自己要的景物和方向，拍出一张自己满意的作品。

第二个要知道的是曝光时间及光圈对星迹的关系。地球每２４小时自转一圈，所以曝光时间愈久，地球转得愈多，相对星迹就愈长了。另外，\"相同的曝光时间\"对不同焦距的镜头也有不一样的星迹长度：长焦距的星迹就较长；短焦距的星迹就较短。

光圈值跟星迹长短没有关系，只跟星迹粗细有关。光圈愈小（光圈的数字愈大），星迹就愈细，反之则愈粗。但是光圈太小，很多暗星拍不出来；光圈太大，星迹太粗又不好看，所以笔者的经验是把光圈开到F5.6（400°底片），然后再根据实际情况做调整。

3、固定摄影的变化（天文摄影的修饰）

固定摄影能做的变化远比其它天文摄影的变化大，第一个可以加以利用来变化的就是月亮。

月光对天文摄影来说，是一个除之而后快的大敌，但在固定摄影中，利用月光却可以拍出如梦似幻的星景。这是因为月光很亮，长时间曝光之下，地面景物会有如白天那般明亮，而天空仍然有星迹，这是很有意恩的，唯一要注意的就是不要曝光过度。

第二个可以利用的就是闪光灯。利用闪光灯可以把想要的前景补亮而天空仍会是黑暗的，甚至可以重复曝光，把自己拍进去。

第三个可以利用的是小光源。在做固定摄影的同时，用线香或香烟这种小亮点，在黑暗的背景中写字，然后再用闪光灯把自己拍亮，可以做成贺卡寄给亲朋好友。不过笔者认为，这种方法已不是天文摄影，而是一般的夜景摄影了。

4、固定摄影的注意事项

固定摄影是一种长时间曝光的摄影法，最要小心的就是曝光过度的问题。在满月时或以都市夜景为前景的场合，以一百度胶卷、光圈5.6曝光十分钟，就已经很亮了，如果有精密的手持测光表，可以根据测光表的读数来曝光；如果没有，那么多拍几张不同曝光时间的照片是最安全的方法。

如果是在山上拍固定摄影，要另外注意露水的间题。在镜头前加遮光罩和怀炉是最有效的方法，还可以在相机上方放一把小雨伞挡挡露水。但是这些动作要小心不要被镜头拍进去了。

车灯是另一个要注意的间题。不过从以往的经验来看，只要不是直接把光射进镜头内，对照片几乎没有影响。 结论

天体的固定摄影跟其它的天体摄影是完全不一样的。它很容易上手，但却很不容易拍好，因为固定摄影牵涉的不是科学而是美学，这不是套公式就可以拍好的。所以如果想拍好固定摄影，多拍、多看，多学是不二的法宝！

第二节 直焦摄影（追踪摄影）

在天文摄影中，最吸引人、最迷人、最累人也最花钱的\"直接焦点摄影\"。所谓直接焦点摄影（以下称直焦点摄影），就是把相机直接接上望远镜，在望远镜及相机之间不加任何光学对象，直接使用望远镜来拍摄的一种方法。虽是不加任何光学对象，不过，如果是使用降焦镜或延焦镜，仍可算是直焦点摄影。所以其实用相机镜头来拍也是一种直焦点摄影，只是我们直接用望远镜来当镜头罢了。 另外，所谓的直焦点摄影，是指追踪摄影而言，\"没有人会把相机装上望远镜，然后拿来拍固定摄影\"（希望您不要做傻事），所以以下所称的直焦点摄影都是使用赤道仪的追踪摄影。

1、直焦点摄影的装备

通常望远镜的焦长都不短，焦比也不亮，而且天体都是暗淡的，所以都需要长时间曝光才能把天体拍摄下来。可是地球会自转、天体会移动，如果长时间曝光的话，那目标天体不就跑掉了吗？为了克服这个问题，直焦点摄影需要很多辅助设备，我们来看看：

相机部份：单眼相机（最好是Ｂ快门不用电力的机械式相机），快门线． 望远镜部份：任何一型望远镜（以品质高、口径大、焦比小者为佳）. 赤道仪（坚固稳定为佳）.

其余相关配件：导星望远镜、目镜导星监视器、星表星图、纪录用具（怀炉和红色手电）.

直焦点摄影是很挑仪器的，尤其是望远镜和赤道仪。这是因为直焦点摄影的对象都是又小又暗的，所以曝光常常需要数十分钟，甚至一、二个小时。在这么长的曝光时间中，赤道仪优劣与否对照片品质有极大的影响，也对摄影者的体力有直接影响（因为您可以不用导星导得那么累）。虽说赤道仪很重要，但直接影响成像品质的，还是望远镜的品质。一支高级的望远镜拍出来的星像照片，绝对会比一般的望远镜来的好。

一般来说，折射镜拍摄的效果会比反射镜好，尤其对散光星云特别明显。但折射镜的价钱比反射镜高很多，所以到底要用何种望远镜，实在是一个见仁见智的问题。

2、直焦点摄影的对象

因为望远镜的焦距都不短，所以直焦点摄影只能拍到天空上一个很小的范围，不能拍大面积的星座。在这个小范围内可能有星云、星团或星系。也就是说，直焦点摄影的主要对象是星云、星团和星系。至于行星，因为它太小了，所以不能用直焦点摄影，而要用扩大摄影法，太阳系内能用直焦点拍摄的只有太阳、月球和彗星。

3、直焦点摄影的方法

第一个步骤是架好您的望远镜。这个动作包含：把望远镜、相机、导星装备等架好、锁紧在赤道仪上，并做好赤经、赤纬轴的平衡。平衡这个动作极为重要，它是决定您今晚拍照成功与否的极大关键。

第二是校正极轴。（直接调极轴和漂移法调极轴）

天文爱好者在使用德式赤道仪的时候，首先要做的事情就是将极轴对准天球转轴。

直接调极轴：

如果在北半球，可以利用北极星来校准极轴，只要调整赤道仪的水平角和俯仰角使北极星在极轴镜就可以。这种方法得到的精度完全可以满足目视、计算机自动找星和短时间

曝光的天文摄影的应用。

漂移法调整极轴：

对于长时间的天文摄影，极轴需要对得非常精确。简单地用北极星来对准的极轴无法满足这种需要。这些简单的方法对极轴或多或少存在水平误差（极轴偏东或者偏西）和高度误差（偏北或者偏南）。

漂移法可以使赤道仪的极轴获得足够的精度来进行很长时间的曝光。这种方法能获得很高的精度，相当大程度上消除了由于极轴不准确带来的误差。漂移法的原理很简单：在导星目镜（或者webcam）中观察一颗星的跟踪情况。如果极轴对得不是很准，星点在导星目镜中的位置就会发生移动。根据移动的方向对极

轴做相应的调整，然后继续观察，并重新进行调整。如此反复几次，最终得到精确的极轴方向。漂移法需要用最能反映出极轴水平和仰角误差的特定位置的两颗星来进行调整。

下面分几个步骤来具体说明如何用漂移法来调整极轴 步骤一 调平赤道仪

利用赤道仪上的水平气泡来将赤道仪调整到水平位置。这个步骤不是必须的，但很重要，可以节省很多调整的时间。如果赤道仪不水平，那么极轴的水平角和俯仰角的调整会互相影响，这样就会增加反复调整的次数。赤道仪水平调整好了，能节约很多时间。

步骤二 粗调极轴

利用极轴镜和北极星粗略地调对好极轴，这也能使漂移法的调整更迅速。 步骤三 调整导星目镜十字丝的方向

在以下所有的步骤中，都要求导星目镜的十字丝和赤道仪的转轴平行。这一步也比较简单，找一颗亮星放在十字丝，用手（或者控制手柄）转动赤道仪赤经或赤纬的蜗杆，星点将会在目镜中产生移动。旋转目镜的角度，使得在调整赤经和赤纬的时候，星点始终压住十字丝线。

步骤四 调整水平方位角

调整水平方位角需要将望远镜对准一颗位于过天顶的赤经线与天赤道交点附近的星。当找到这个位置的星星后，微调赤道仪赤经和赤纬轴使得星点位于十字丝，并且旋转导星目镜的十字丝沿东西方向使其角度满足步骤三的要求。

跟踪并观察：此时不要搞混淆了星点赤经和赤纬的移动。记住我们此时只关心赤纬的漂移，而不是赤经的。

观察星点，轻微调整赤经角度以抵消周期性误差（PE）。周期性误差是因为传动链中某些齿轮的分度不均匀而产生的。

此时千万不要去调整赤纬的蜗杆。此时要做的只是观察赤纬的漂移，而不是修正它。

粗略调整后的极轴可能比实际的极轴更偏东或者偏西。当观察位于天顶赤经和天赤道交点附近的星点时，这种误差将会在水平方向（或者说东西方向）反映出来。当观测到赤纬方向的漂移时，调整赤道仪的水平方向将使星点产生与漂移

方向垂直的移动。如果星点向上漂移，则需要调整赤道仪水平方向使目镜中的星点向右移动；而如果星点向下漂移，这需要调整赤道仪水平方向使得星点向左移动。

如果使用的是牛顿式望远镜，上述的调整方向需要反过来：如果星点往上漂移，就调整赤道仪水平方向使星点向左移动，反之则向右。

步骤五：调整仰角

选择一颗位于正东方向地平高度度左右的星作为跟踪目标。选择正东方的原因是，这样可以消除极轴水平误差带来的影响，从而只看见仰角误差；选择地平高度15－20度左右的星星的目的是为了消除大气折射的影响。如果高度再低，大气折射就会产生比较大的影响，从而影响最终的精度。

将跟踪目标调整到导星目镜，开启跟踪，观察星点在与十字丝相对位置的变化。跟踪过程中，略微调整赤经手柄，使得星点始终保持在导星目镜的赤经丝线上。千万不要去调整赤纬手柄，我们是要观察在赤纬方向上的误差，而不是调整它。

如果此时观察到星点在赤纬方向上的移动，说明赤道仪极轴在仰角上有误差，因此需要进行调整。仰角的调整很简单，只要记住一个原则：无论星点往哪个方向漂移，调整赤道仪仰角，使得星点向目镜中心方向移动。如果星点漂移比较快，调整就多一些，如果移动比较慢，调整就少一些。

步骤六：重复以上过程 漂移法不会一次就得到很高的精度，因此需要重复上述过程，一直到几分钟内在导星目镜内看不到

明显的漂移，这样的精度就能满足长时间曝光的要求了。

4、直焦点摄影的问题

会让您一个晚上的辛苦白费的几个问题是：赤道仪的平衡、极轴的校准、目标找不到（或找错）、震动、灯光及选错底片等。

平衡及极轴的影响前面已经叙述，所以就不再说了。找不到要拍的天体，这是新手常常会有的问题。因为大部份的天体都很暗，如果望远镜口径太小，在相机窗口内根本看不到要拍的天体，所以得利用坐标来帮我们确定位置。每一台赤道仪上都有坐标环，先在望远镜视野内找到一颗已知坐标的恒星，然后把坐标环对好该星的坐标（这个动作叫归零），再来就可以用这个已经正确的坐标环和星表上的坐标来找出要拍的天体了。当然我们也可以利用寻星镜，看寻星镜内的星空，再比对星图，也是可以正确地找到要拍的天体。不过，建议寻星镜最好口径有５公分以上，以免力有未殆。

震动和灯光是小细节，但仍会影响拍摄结果，不能不小心。选错底片是一个不会让您全军覆没、但会让您再拍一次的问题。天体很暗，我们得选用高感度的底片，但太高感度的底片粒子很粗，解像力不好，所以要考虑望远镜的焦长、大气的稳定度和拍摄的天体这三个变量，来选择底片。通常用的底片是四百度～八百度的底片，至于到底要用那一种底片，可直接寻问资深的天文摄影爱好者。 5、直焦点摄影的未来

愈来愈多的人做直焦点摄影不用底片，而改用了CCD。CCD是一种电子的感光装置，它的感度高，没有传统底片的倒数失效律、不用冲洗立即可看、可重复使用、可任意修改拍摄到的画面，而且CCD的画素愈做愈细，品质愈来愈好，所以就有愈来愈多的人使用CCD来拍摄天体。只是目前CCD仍然很贵，感光面积也比不上传统的底片那么大，使得CCD要普及仍有一段路要走。

直焦点摄影虽然麻烦，但还不算难，只要有心、有装备，要拍出一张不错的照片可以说是很容易的。这几年来，投入天文摄影——尤其是直焦点摄影的人愈来愈多，我们认为这是一个好现象，代表有愈来愈多的人喜爱天文，投入星空的怀抱。我们也希望所有喜爱天文摄影的爱好者能精益求精，提升品质，并影响更多的人走入大自然，追寻宇宙的奥妙。

图一 直接投影法

图二 加倍镜投影法

第三节 目镜放大摄影

放大摄影跟直焦点摄影一样，都是属于追踪摄影，只是曝光时间比较短罢了。但是放大摄影受制于外在影响很大，所以我们认为放大摄影是所有天文摄影中最不好拍、最不容易拍到好作品的一种摄影法。 1.放大摄影的装备

放大摄影的装备与直焦点摄影的装备重复性很大。不过放大摄影不用导星。 相机部份：单反相机（最好是有内藏测光表的电子相机），快门线． 望远镜部份：任何一型望远镜（以大口径、长焦距为佳），高精度赤道仪． 其余相关配件：放大摄影筒，放大投影用目镜，记录用具． 我们为什么要使用电子相机呢？

理由是：一、放大摄影的曝光时间都不长，最多不过十数秒而已，所以长时间曝光会耗电的问题可以说是不存在的。二、行星的亮度一般都还算够亮（月亮就更不用提了），所以放大影像后，在某些高级的电子相机上还能测光，这对判断曝光时间的帮助很大，可以减少试误法所浪费的底片。

望远镜当然是愈大愈好，这是真理，而且焦距长的比较好，这是因为焦距长比较容易提高放大倍数。另外，放大摄影需要利用目镜来把天体的影像放大，而放大摄影用的目镜与一般目视的目镜不同，用放大投影专用的目镜拍出来的品质会比较好，但相对的，目镜的价钱也比较高。

2.放大摄影的对象

放大摄影主要是拍摄行星及太阳、月球表面上的局部，例如太阳黑子或是月面上的某个火山坑。这是因为行星的视直径很小，如果只用望远镜的焦距来拍，相片上的行星会小到只是一个点，无法看出行星的表面，所以必须要用目镜来把行星的影像放大，才能看出行星表面的模样或变化。不过也曾经有人用低倍目镜放大来拍行星状星云，会这样做主要是鉴于望远镜焦距不足，拍出来的星云太小。这种拍法相当困难，没有相当经验是很难拍好的。

3.放大摄影的方法

放大摄影的先前准备动作与直焦点摄影是一样的，都是先架好仪器（可以不架导星装备），做好平衡，对正极轴，然后找到目标，取景测光完毕后就可以按下快门了。唯一跟直焦点摄影不同的是相机的装法，相机并不是直接装上望远镜

的。在望远镜与相机之间必需要有一个能衔接这二者，并且能装上目镜的一个接筒，我们称这个东西叫放大摄影接筒。在望远镜之后先接上放大摄影接筒，再接上相机。接筒内先放入低倍目镜，找到要拍的天体后，再换上高倍目镜，然后取景对焦测光按快门。这种拍摄方法非常适合初学者拍摄太阳系的可视天体。（图象要求不高的照片） 4.放大摄影的问题

在地球上，我们需要空气才能生存，但就是这个大气层，严重干扰了天文观测和摄影。我们先知道二件事：一、空气的扰动会使得星点摇晃，造成画面的不清晰。二、焦距短的看的范围广，焦距长的看的范围窄。放大摄影之所以要用目镜来放大，就是因为望远镜的焦距不够长，必须利用目镜的放大功能来等效于焦距的延长。那焦距一长，看的范围就很小了，所以只要有一点点的空气扰动，在望远镜内就会很明显。因此，要拍到一张好的放大摄影作品，除了实力外，还得会察老天爷的脸色。

放大摄影的第二个问题是赤道仪的追踪精度。如上面提的，行星太小，所以要用目镜来放大（也就是延长焦距）。当我们放大的倍数极大时，延长的焦距大约都有数万mm，这么长的焦距，如果赤道仪的极轴对的不准或赤道仪追踪精准度不够，不要说曝光只有几秒，就算短到一秒内都会影响到拍摄天体的清晰度（也就是解像力）。再加上适合拍放大摄影的望远镜口径都不小，所以一台\"够份量\"的赤道仪是极必需的。

第三个问题比较怪，是震动的问题－不是地面或望远镜的震动而是相机反光镜的震动。单反反光式相机机内都有一面反光镜，在按下快门的那一瞬间反光镜会弹起，这个动作会造成相机的震动（或说是望远镜的震动），愈暗的天体对这个动作愈不敏感，但对行星或月面的影响就不小了，所以如果相机的反光镜能弹上并锁住然后再曝光，这种相机才比较适合放大摄影用。

第四个问题是对焦。当我们用高倍目镜把行星放大后，行星会变得很暗，非常难对焦。除了使用比较亮的对焦屏之外，就只能多拍来累积经验了。

以上的问题现在有一个解决的方法（当然不是百分之百解决），这要拜科技进步之赐，那就是用高感度底片。现在世界各大胶卷制造商所生产的高感度胶卷，粒子已不比以前的一百度胶卷的粒子粗了，所以我们可以用四百度甚至八百度的

胶卷来拍行星或月面，仍然可以得到很好的效果，并且可以利用高感度来缩短曝光时间，克服大气扰动及追踪误差的问题，可以说是一举数得。

如图：目镜法

目镜法也是将望远镜的射出光线调成平行，相机的镜头调在无限远即可，目镜与相机距离随意，当然越近越好，比较好安装。

此法的合成焦距多少？假设原有物镜焦距Ｆ1，目镜焦距为Ｆ2，相机的镜头焦距为Ｆ3，合成焦距为Ｆ4。

则：Ｆ4＝(Ｆ1/Ｆ2)×Ｆ3

也就是等于前端原来望远镜的倍数乘上相机焦距。

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第四节 进阶天文摄影

一.天文摄影的特性：

天文摄影的对象是暗淡的天体，需要消除的是地球的自转，所以必须使用特别的器材，做极长时间的曝光。

二.天文摄影失败的原因： 1、极轴不准：蒙气差

虽然使用极轴望远镜来对正极轴的精度相当高，对于短焦距的望远镜追踪摄影及观测绰绰有余。但对长焦距的摄影，例如：1000mm的焦距，要求的对极轴精确度就要很高了！这就不是光靠极轴望远镜对极轴就够的。当赤道仪的极轴望远镜使用于低纬度的地区时，大气折射所产生的影响使得要精确地对正极轴几乎是不可能的。大气折射对星星确实位置的影响如下：

星星高度 蒙气差(大气折射量) 星星高度 蒙气差(大气折射量) 10° 0°5' 17\" 20° 0°2' 38\" 30° 0°1' 40\" 40° 0°1' 09\" 因大气折射，实际星星的位置会比观测的位置低，在北极星的高度约25度，所受蒙气差的影响约2分角，也就是说就算你把北极星对到同心圆漂亮地绕着望远镜极轴中心转的程度，实际上仍有约2分角的误差。那么以极轴望远镜中心偏上2分角位置为正确赤道仪中心来对准，应该可以校正这2分的误差。可是赤道仪出厂时，极望与机械轴偏心仍有误差量，也就是说改善是有限度的。

精确的对好极轴是不需要极轴望远镜的，但是有极轴望远镜可以先把极轴对得差不多，更方便我们用这一方法。这法子其实是很古老的，基本而有效，可以精确到令人满意的程度。

精确对极轴的方法

固定式观测站，天文台的望远镜或是要求长焦距的天文摄影时，需要极精确地对准极轴，上述的方法是不够的。下面是一个精确对极轴的方法(drift method)：

1.先以上述方法对好极轴。 2.校正仪器，大气等等误差。 3.drift-漂移法。

a.使用巴洛镜及有视野照明的十字线目镜，尽量提高望远镜倍率，倍率越高，极轴可以对得越准确。

b.将一颗在天顶子午线附近离天球赤道5°以内的亮星导入望远镜视野内，天球赤道的赤纬值是0°。

c.将星星置入十字线交点中心，切换赤纬马达至「高速」运转模式，驱动赤纬马达使星星移动，调整目镜使星星沿着十字线中的一条重合运动，此方向即为赤纬方向；另一条线与星星移动方向垂直，即为赤经方向。

d.监视亮星在赤纬方向上的漂移，调整「水平方位微调钮」使亮星回到赤纬线上，直到亮星一直保持在赤纬线上，没有赤纬方向上的漂移运动为止。请忽略任何赤经方向上的漂移量。

e.重复同样的程序，将一颗在东方高度20°以上附近离天球赤道5°以内的亮星导入望远镜视野内，重复步骤c，只监视亮星在赤纬方向上的漂移，调整「倾斜角微调钮」使亮星回到赤纬线上，直到亮星一直保持在赤纬线上，没有赤纬方向上的漂移运动为止，请忽略任何赤经方向上的漂移量。这样一来，在任何观测及摄影的场合下，赤纬几乎不会有任何的漂移；可以完全地忽略赤纬的修正，所有的可能误差来自于赤经轴蜗杆蜗轮的周期性运动及大气折射的效应，只需要考虑赤经方向上的修正。这也适用于没有赤纬马达电动修正的赤道仪欲从事长焦距天文摄影的时候使用。

导星不精确：

在准确对正极轴后，仍然会有摄影失败的情形发生，这时大部份的原因出现在导星精度不够的问题上。以vixen生产的GA-4导星监视器来说，如果被导星保持在最内圈的范围内移动，并且要求星点在底片上的移动范围大小在20μ以内，这种条件下，主镜焦距上限是导星镜焦距的0.8倍。可是大部份的导星镜焦距都比主镜短，所以必须要提高导星的精度，才能弥补导星镜焦距之不足。适当的做法是：让被导星保持在最内圈的 1/2或1/4内移动，也可以把被导星放在垂直线相交处，利用缩小范围的方式来提高导星的精度，精度最高可让主镜焦距是导星镜的1.5倍。

整体强度不足：

当极轴对得正，导星导得准，在经过一个小时的曝光后，星点仍然莫名其妙的拖迹，这是会让人捉狂的。仔细检查底片，这种拖迹方向通当不是赤经或赤纬方向，这种追踪失败是因为主镜、导星镜或云台板的强度不足。强度不足最常出现的地方是：主镜对焦座、导星镜对焦座、导星镜目镜座、接环及云台板上。经过长时间的曝光后，主镜、导星镜等都会有极轻量的变形，而且曝光愈久愈会有这个问题，这些变形量总合后，对长焦距摄影是一个不能忽视的问题。 选错底片：

恒星、星团、星系及反射型散光星云(如M45)的光属于连续光谱，而发射型星云--红色星云及行星状星云来的光，则主要集中在Hα(6563A)及〔N II 〕(6548A、6584A)、其次有Hβ(4861A)、〔O III 〕(4959A、5007A)及〔O II 〕(3726A、3727A)等。Hα及〔N II 〕的是红色光，这也就是这些星云呈红色的原因。对这些色光来说，大部份的黑白底片都不能感光到6500A的红色光，只有TP底片例外。这也就是说，如果拿T-MAX底片来拍北美洲星云，曝光再久都不能拍出充足的影像。对彩色底片来说，也有这个问题。各家厂商的彩色底片在低照度倒数率失效下，特性都不太一样，所以会有同样拍北美洲星云，同样仪器及曝光条件下，甲牌底片及乙牌底片会有不同的表现。自己必须了解自己常用底片的特性。 曝光不足：

天文摄影是在拍摄极暗淡的光源，对这么暗的光来说，底片的倒数率失效是很严重的。如果我们根据某作品的曝光时间，单纯地转成自己光学系统的曝光时间，这通常是不行的。例如：F2.8的光学系统曝光20分钟，则F5.6的光学系统曝光就不能是20分X4=80分，用F5.6/80分钟是拍不出与F2.8/20分钟同样的影像浓度的。这是因为底片的倒数率失效让底片的感度大大地下降了。为了影像品质而选择低感度的底片，但却要付出极长时间曝光的代价，通常是不会成功的。

解决的方法有：氢气增感、冷冻相机、负片重迭及增感显影等。

氢气增感：将底片乳剂中的O2、H2O等气体抽离，以抑制倒数率失效，再利用氢气让底片产生轻微化学感光，可以有效提升底片感度3~10之多。

冷冻相机：利用干冰将底片温度降到零下70度以下，以抑制倒数率失效，可以有3~4倍的增感效果。但在实用上，要冷却底片不难，要防止底片结霜才是大困难。

负片重迭：将二张同内容、曝光较短的负片重迭洗相，会得到比单一张但二倍曝光时间的相片更强的影像。这是利用二张负片重迭后，影像反差大增的现像来弥补曝光时间的缩短。

增感显影：这是指拍摄完毕后，在底片显影时延长显影时间以提高底片影像浓度的方法。适用于TP、T-MAX等黑白底片及彩色正片，负片则效果有限。