天文攝影和極軸的校對

導言

隨著照相機的普及，攝影已經成為了家喻戶曉的娛樂方式。幾周前一場春雪降臨京城，走在校園裡就能看見不少同學拿著相機在攝影。攝影可以分為很多類型，人像攝影、新聞攝影、自然攝影等等類型都精彩紛呈，而天文攝影就是對宇宙中各種類型形態各異的天體進行的攝影。好的人像攝影一定是建立在攝影師與模特的深入交流與對模特的細緻了解之上；優秀的生態攝影師一定是一個善於觀察大自然、善於欣賞自然之美的人。而天文攝影也是一樣的，優秀的天文攝影作品不僅需要良好的設備、澄澈的夜空，更需要一定程度的天文知識和對宇宙天體的真摯感情（正是因為有這種感情，有時候自己拍出的爛片，在自己看來仍然津津有味）。

1. 天文攝影的對象

天文攝影與眾不同之處關鍵在於天文攝影的對象是十分特殊的一類。近到離地表幾百公里的人造衛星，遠到距離地球16.4Mpc（約五千四百萬光年）的以噴流而著名的星系M87，都是天文攝影的對象。這裡根據天體形態和光譜性質的不同，我們把它們分為如下幾類：

a) 恆星

一張美麗的星空圖片，無論是銀河、星軌，還是星團、星系，都是由大量恆星所組成的。因此恆星的性質很大程度上影響了整個照片的樣子。我們家用的燃氣灶中，即可以看到明亮的藍色火焰，而我們點燃一根火柴看到的卻是紅色火焰。不難用實驗證明，燃氣灶產生的藍色火焰比火柴冒出的紅色火焰的溫度要高。由於光是電磁波，跟我們投石入水產生的水波類似，電磁波也有波長。紅光的波長比藍光的波長要短，這提示我們溫度相對高的物體發出的電磁波波長要短一些。沿著同樣的思路我們會發現，天上那些看上去較藍的恆星（如冬季最閃亮的天狼星，有效溫度9940K），它們發出的光波長短，因此溫度高；而那些看上去紅紅的恆星（如夏季在南部天區閃爍的大火，有效溫度3400K）發出的光波長較長，因此溫度相對低一些。天上的恆星發出光的波長分布在400nm-1000nm之間。一般恆星發出的光譜是連續譜，而非分立的譜線。

（Fig.1 冬季星空 copyright Jeff Dai，右側山峰上明亮的星就是天狼星）

b) 星團

星團是由很多恆星組成的集合，自然許多性質與恆星很類似，如光譜都是連續譜。星團又分為兩類。疏散星團大多分布在銀盤上，它們與球狀星團相比個頭小，恆星在星團中分布較疏，成員恆星的年紀也比較小，整個疏散星團的顏色也大多偏藍白。球狀星團多均勻分布在銀河系中，個頭大，質量大，年紀也比較老，顏色也更偏黃一些。星團的視直徑大小不等，普通的設備可以拍出很漂亮的疏散星團，但要想分辨出球狀星團中的細節，可能需要焦距很長的望遠鏡。

（Fig.2 位於圖片上部的是疏散星團M35. Copyright: Dieter Willasch）

c) 星雲

仰望晴朗澄澈的夜空，我們自然會發現天空中不僅有密布著的恆星，還有一團一團模糊的雲氣。法國天文學家梅西耶在巡天時便將不少星系看做了模糊的雲氣。星雲不僅是許多美麗照片的來源，也是天文學家研究恆星起源和演化的天然實驗室。星雲主要分為三大類，即反射星雲、發射星雲和行星狀星雲。

反射星雲由一些低溫的氣體組成，它們本身的溫度不足以發光，但是它們足夠高的密度可以反射鄰近恆星的光。這種反射幾乎在每一個波長都會發生，因此反射星雲也屬於連續譜。最容易被我們拍攝到的反射星雲通常位於藍色恆星附近，因而這些反射星雲看起來也偏藍。

另一種是發射星雲。如果星雲處在大量極高溫恆星附近，恆星強烈的輻射會使星雲中的氫原子發生躍遷，發出各種顏色的光。最常見的是波長為656.3nm的Hα，波長486.1nm的Hβ，波長434.0nm的Hγ。除了氫原子，在發射星雲里還可以看到NII、SII、OIII等譜線。在使用家用單反相機拍攝發射星雲的時候，我們會發現很難將那曼妙的紅色拍出來，其原因是為了避免日常拍照時顏色偏紅，單反相機在出廠時都安裝了紅外截止濾鏡，使Hα無法通過截止濾鏡照射在感光元件上。所以不少愛好者為了拍攝美麗的星雲去掉了紅外截止濾鏡。

行星狀星雲是很美麗的一類天體。它們視直徑通常很小，但是顏色豐富，令人著迷。行星狀星雲一般是由垂死的白矮星爆炸之後產生的物質層。相對於發射星雲，行星狀星雲中有更豐富的OIII和NII譜線，因此呈現出美麗的藍綠色和紅色。

（Fig3. 行星狀星雲M57. Copyright: Hubble Space Telescope, NASA）

d) 星系

星系是各種恆星、星團、星雲的集合，故其性質要更豐富。星系的分類十分繁多，這裡就不再贅述。我們通常喜聞樂見的星系大概是如仙女座大星系一般，有著寬廣的盤面和豐富的細節，整個星系就像一個旋渦一樣，不禁讓人感嘆宇宙的宏大和美麗。正如其長相，這類星系叫做旋渦星系，通常由美麗的懸臂和中心的核球組成。懸臂上是年輕恆星誕生的區域和許多星雲，從而呈現出多種色彩。還有一些星系，就像一顆橢圓形的雞蛋向外發著黃光。這種星系叫做橢圓星系，由較為年老的恆星組成，顏色也是單一的黃色，這種醜醜的星系估計是不會被業餘愛好者喜歡的。

e) 小天體

愛好者們樂此不疲的拍攝對象就是小天體了。小天體的時效性很強，通常有效的觀測時間在幾個月左右。彗星是一種觀測歷史悠久的天體，自古以來就有記載。彗星給人最深的印象就是後面拖著的長尾巴，稱為彗尾。彗尾又由里子尾和塵埃尾組成。塵埃尾反射陽光，呈現出白色或淡黃色；離子尾受太陽風吹拂，呈現出藍色，方向也總是與太陽方向相反。有時我們會見到彗星的離子尾與塵埃尾分離的景象。如果在我們有生之年可以看到一顆漫過天際的明亮彗星（就如《你的名字》中那顆一樣，當然千萬不要砸到地球），那該是多麼幸福的一件事啊。

（Fig.4 彗星的塵埃尾與離子尾）

同樣，有一些愛好者熱衷於尋找另一類小天體：小行星。這類小天體通常比較暗弱，但相對背景星空運動很快。如果長時間觀察一片天區，一定會發現有一些相對於背景星空移動的小亮點。世界上許多愛好者用NASA的SOHO（Solar & Heliospheric Observatory，太陽與日球天文台）衛星的數據發現了數量巨大的小行星，國內就有不少。不過別急，有時候在天赤道附近還會發現相對背景星空緩慢運動的小亮點，而他們可不一定是小行星，或許是正在36000千米高空運行的地球同步衛星。

衛星也是愛好者喜歡觀測的目標。國際空間站（ISS）是很亮並且很容易觀測的人造天體。曾經由摩托羅拉公司發射升空的銥星表面具有很好的反射能力，在特定時間會反射太陽光到地球表面，從而形成十分明亮的銥閃現象，最亮可達-9等左右。

（Fig.5 銥星閃光 Copyright: Martin Mark）

2. 天文攝影的基礎——極軸校對

在簡單介紹完天文攝影的主要對象之後，我們了解一下天文攝影背後的一些理論知識。由於想要熟練掌握這些知識並非一日之功夫，而這些知識涉及的面也很廣，無法一一介紹。這裡我們僅介紹一下在進行追蹤攝影時必不可少的保證，那就是極軸的校對。

a)通過極軸鏡對極軸

極軸是地球自轉軸的延長線，也就是天球上連接北天極和南天極的那條直徑。在使用赤道儀時，為了使赤道儀能夠完美的追蹤天體以抵消地球自轉對於天體視視位置的改變，我們必須將赤道儀赤經軸的方向對準北天極（或南天極）。這個過程就叫做極軸校對。對於長焦攝影和長時間曝光而言，對極軸通常是攝影成功的關鍵（當然還有導星系統進行補償）。

一般市面上的赤道儀都配有極軸望遠鏡，簡稱極軸鏡。對極軸之前，我們務必要確保極軸鏡的光軸與赤經軸平行。檢查方法也很易操作：在架設好赤道儀之後，通過調整赤道儀位置，使極軸鏡十字叉絲對準遠方建築物的帶有標誌性的部分（如樓的邊緣、路燈的燈泡處等）。之後，打開赤經軸鎖死旋鈕，輕輕旋轉赤經軸，並觀察極軸鏡中圖像的變化。如果隨著赤經軸的旋轉，極軸鏡中圖像並不隨之移動，就說明極軸鏡已與赤經軸平行；否則應使用小螺絲刀調節極軸鏡上的三個限位螺絲小心調節極軸鏡的位置，反覆調節，使極軸鏡與赤經軸平行。

在極軸鏡同軸設置完畢後，我們可以靜待夜幕降臨。從前對極軸需要使用極軸望遠鏡上的刻度盤進行換算，已確定北極星的位置。而在手機全面普及的今天，我們用各種手機軟體就可以完成這項工作。安卓平台上的PolarFinder、iOS平台上的Polar Align都是對極軸的得力助手。調節軟體里的各種參數，如經緯度（可以很方便地用GPS獲得十分精確的坐標數據）、時間等，用戶可以直接得到北極星在極軸鏡中的位置。我們只要對著手機屏幕調整赤道儀的仰角和水平角度，就可以較為精確地對準極軸了。

事實上，北極星的高度還受到大氣折射的影響，視位置比真實位置高一點點，我們在實際操作時可以將極軸稍稍下降一些（約1-2角分）。

b)漂移法對極軸

如果我們對極軸精度要求很高，那極軸鏡的方法就無法滿足我們的需要了。如果有CCD或者帶有十字叉絲的目鏡的幫助，我們就可以用漂移法得到更高精度的極軸。

漂移法的意思是，如果設備的極軸有偏離的話，星點在視場中就不會固定不動，而是會緩慢移動。這種移動並不僅僅是極軸不好造成的，還可能是大氣折射、赤道儀的機械誤差等造成的。但通過選取特定區域的星空進行漂移，我們就有很大把握確定這些星星的漂移是由極軸不好引起的，再分析移動的情況調整極軸位置，最後得到高精度的極軸。漂移法的缺點很明顯，那就是非常耗時。如果你是個急性子並且想儘快拍幾張照片的話，漂移法可能是不適合你的。

在開始正式的漂移法之前，我們應該先用儘可能高的精度通過極軸鏡對準極軸。之後，尋找快要上中天和剛剛過中天、並位於天赤道以北、天頂以南的恆星，用最高倍的目鏡（或接入CCD）將星點放在十字叉絲的中央。我們需要用十字叉絲標定天球上的東西南北。方法十分簡單，停止赤道儀的跟蹤，星點向哪邊跑，哪邊就是西邊，從而我們用十字叉絲標定好了東西南北。此時開啟跟蹤，觀察星點在南北方向的漂移（我們忽略東西方向的漂移），幾分鐘之內就會明顯看到星點的移動。如果星點向北邊漂移，就說明極軸偏西，需要將赤道儀向東修正；如果星點向南邊漂移，就說明極軸偏東，需要將赤道儀向西修正。在調整赤道儀時，並不需要將星點拉回原來的位置。我們需要做的只是稍稍調節赤道儀水平指向，之後再次用赤道儀的赤經赤緯調節將星點移動到十字叉絲中央，並重複這樣的過程，直到漂移現象越來越不明顯。

調整完極軸的東西指向後，將望遠鏡對準正東方低空（15度以上）的恆星，重複上述過程。若星點向北漂移，說明極軸仰角偏高，需要向下調節；若星點向南漂移，說明極軸仰角偏低，需要向上調節。