宇宙基本知識
宇宙基本知識.地月（一）
作為一個天文愛好者是很愉快的事情，我們有關於自己有趣的領域，在我們前往星際旅行中去了解一些將要觀測的事物，就讓我們沖地球出發吧!地球：地球是一顆行星，行星和恆星的區別是它們自己不會發光（不過木星等大行星也會輻射一些能量），行星也大多比恆星小，所以看起來他們是繞著恆星運動的（也可以以確切的講恆星和行星是繞著他們共同的質量中心運動著）。對於太陽系來說，行星是繞著太陽的天體。從太陽那裡算起地球是第三顆行星，最靠近太陽的是水星，其次是金星，這三顆行星就是內行星或者地內行星。比地球離太陽遠的依次是火星、木星、天王星、海王星和冥王星。這些行星就是外行星或者地外行星。行星中的四顆行星（土星、木星、天王、海王）都比地球要大，另外四個則比地球要小。比地球大的四顆行星，它們主要構成的氣體、較小的岩石非金屬核心方面也有所區別。冥王星可能主要由凍結凍結的氣體組成，其他三個較小的類似地球的構成。月球：我們從地球出發第一站應該是月球。月球直徑大約是地球直徑的四分之一，但是質量小得多。它繞地球一周大約是 （27又三分之一）天，完成了圓缺形狀的全部循環。這個月球周期是從新月（地球上看不見）開始。新月（朔）是月球正好處於太陽和地球之間。月食越是和日食有時候我們會看見月亮在太陽前面走。這就叫做日食。日食可以是全食，就是月球全部把太陽遮住。遮住一部分角偏食。還有一種叫日環食，那時月球離地球比較遠，雖然他正好從太陽表面經過，但不能把太陽全部遮住，我們就看見太陽呈現一個圓環。日食並不是每一個（29又二分之一）天內都會發生，是因為月球的軌道傾斜於地球繞太陽的軌道，因此即使新月的時候，月球也會從太陽的上面或下面經過。此外還有月食。月食發生在滿月（望）時。那時地球處於太陽和月球之間，月食有全食和偏食。地影分兩個部分，靠里黑暗的部分叫本影。比較亮的外影叫半影。月球沒有進入本影本影的月食角半影食。月球進入本影時會發生月全食或者月偏食。觀測者一般對新月前後的觀測沒什麼興趣。實際上當：上、下玄月前後兩周的時期，月光較暗是觀月的佳期，上下的玄月只能觀測太陽視軌跡和月球軌道的兩個交叉點被稱為交點。只有當滿月在其中一個交點時才會發生日食。當太陽處在相同的點時發生日食。當太陽和月球分別位於相對的焦點時，發生月食。滿月時（陽光直射月面）細節最不利於觀察月亮。半個夜晚（上玄月時從日落到半夜）。還有一點要說明的，因為陽光照射月面的角度不同，使得玄月時的亮度只有滿月時的百分之十。一般不去觀測滿月也是由於太陽光的角度。當滿月時，太陽在觀測者的背面。這是月球上的日影是最短的，細節消失不利於觀察。想仔細觀測月面細節的最佳位置是月面上的明暗相連線。這條線是指出日出（當處於新月和滿月之間）或日落（滿月和新月之間)的線，也叫做明暗界線。宇宙基本知識.水星、金星、太陽（二）新的一年，新的一天開始了，大家好早上。元旦節快樂！好了，在此開始介紹具體類容了。水星和金星：當我們的目光越過月球向前看（對著太陽方向），我們會遇到水星和金星，因為它們的軌道小於地球的軌道，所以永遠不會在離太陽很遠處看見他們。
最遠時，水星離太陽只有28度，金星47度。度數是在天空中測量距離的單位。這種距離叫做角距離，當你在觀測時就要使用，這不是以英里和千米計算的正真距離（注釋：1英里等於1.6093千米）。要建立角度觀察的概念，首先是用你的臂膀去量伸展臂膀，你的拳頭大約是10度，伸出一個指頭大約2度。在天空中粗略估計距離的方法還可以用北斗七星。七星中的兩顆指極星的距離略大於5度，從北極星的指極星頂上的一顆到彎曲斗把的最後一顆星，大約為25度。其它幫助我們測量的方法以後會陸續提到
水星是一顆小行星，一般天文愛好者很少仔細觀測它。金星比較大也比較靠近地球，但它的表面全部被厚厚的雲層覆蓋。有時，用相當好的設備可以觀測到金星雲層的結構。這一個在後面的觀測會細談。水星和金星與地球和太陽之間可以有兩種排列。其中之一是他們處於日地之間，稱為下合；如果他們位於太陽另一端，則稱為上合。正如同日食那樣平常這三個天體並不會在一條直線上。然而不論是水星還是金星，如果他們和地球正處於一條直線時，行星就會以一個黑點的形態出現在太陽面上，這就是凌日。水星凌日是很少見的，但更為罕見的是金星凌日（兩次金星凌日的間隔是百年以上）。太陽：在我們把目光從內行星的方向移開之前，我先對太陽粗略的談上幾句。太陽是一顆恆星，就像我們在夜晚天空中看到的星星一樣。它是一顆普通的恆星，大約有一半的恆星體積比它大些，另半數更小些；有一半的星星更熱些，另一半星星更冷些;有一半的星星更大些，另一半星星的質量更小些。但是比這更重要的是，太陽是一顆穩定的恆星。太陽有兩種巨大的力。首先是引力，引力是由太陽本身的物質產生（別的天體也是這樣）。引里要把太陽所有的物質都拉向中心；和引力相反的一種力量則由太陽核心的能量產生。那裡的溫度高達1500萬攝氏度，在氫原子中心原子相互撞擊（至少是在原子核）而產生氦原子。在這一過程中，當能量釋放時一些物質損失了。這就是太陽這樣穩定的恆星，引力輻射是平衡的。太陽發光的原因，我們大多數人聽過愛因斯坦著名的公式 這是一個對物質（公式內的m）可以轉換成能量（E）的簡明注釋。
宇宙基本知識其餘行星（三） 繼續我們往外的行程，我們來到火星。在所有行星中，火星最像地球。火星的一天比24小時略長一點。自傳軸傾斜（這是指自轉軸並不垂直，地軸傾斜是（23又二分之一度））。也類似地球。也就是說向地球一樣，火星也有四季的區分。火星溫度變化的幅度比任何其它行星更接近地球的情況，雖然他的平均溫度任然是很寒冷的。火星也是天文愛好者靠望遠鏡可以看出它表面細節的唯一行星。
上圖是09年實拍圖小行星帶：位於火星與木星之間有一個小行星帶，它們也是環繞太陽運轉的許多岩石體，公轉周期為3年~6年。在這個區域內有成千上萬的小行星。其中最大的穀神星Ceres，直徑也只有930KM。有些小行星並不屬於太陽系的範圍，它們的區域更為廣遠。有些小行星在太空中接近我們的區域，他們叫做NEOs，即近地天體。木星、土星、天王和海王星
木星、土星、天王星和海王星都叫做類似木行星（木星族行星）從結構上來講他們更像太陽，然後才像地球。他們是由氫和氦以及少量的其他氣體組成。當我們觀測這些行星的時候，我們只能看到他們大氣的表層。在愛好者的望遠鏡中天王星和海王星僅僅能露出一些細節（除顏色以外）。木星和土星可以分辨出細節。即使使用小望遠鏡，木星也會顯示出它的條紋和四個明亮的衛星。木星快速旋轉使它的表面特徵有大的變化。土星以它的漂亮的光環而聞名。當然，土星也不是唯一有環的行星。另外三個氣體大行星也有環。在結構上，那些環都是由薄的黑暗的物質組成，地球上無法直接看到。土星的環就不是這樣，它們是由又大又亮的冰晶和覆蓋的石塊組成。冥王星：
我們從太陽往外旅行，最後一顆是冥王星，用天文愛好者的中型望遠鏡能看見它。它看起來像一顆恆星，不論怎麼看它只是一顆微弱的星點，你當然需要用一份很好的星圖去找它。柯伊伯帶：
在冥王星的外邊還有大量太陽系的天體。一個由彗星組成的盤狀體叫做柯伊伯帶，從冥王星往外延伸數千個地日距那麼遠。順便說一下，地日平均距離有一個專用名詞，天文學家稱它為天文單位；常常縮寫AU。奧爾特云：
太陽系的延伸可以用奧爾特雲確定下來。離太陽更遠處還有更大的彗星群。奧爾特雲離太陽有3萬~10萬個天文單位。奧爾特雲中最遠的彗星群，略大於和我們與最近恆星距離的三分之一。
宇宙基本知識細談（四）之後會給大家提到一些圖片 和 詳細資料。天體坐標計量、時間曆法等。下面會上一些圖片，是我們原先的四川十幾個朋友的原拍圖。在此介紹一下（異度空間天文組成立於，2006年3月左右，後因為大家工作2010年6月左右宣布解散，但是不免也留下了很多佳作）。下面繼續給大家講解：請加qq9436849 關注，謝謝！彗星：在前面談過彗星，但是僅僅把它們當做遠離太陽的冰狀天體來看的。往往是當彗星靠近太陽的時候我們才能在天空中找到它們。這時，太陽的熱開始把構成彗星的冰蒸發。（彗星的另一混合物是塵埃物質）。此刻彗星反展出慧發，（包圍彗星中心體的氣體雲,慧發形成時，這中央體叫彗核。）同時還能產生一條彗尾，這也就是觀測者開始激動之時。彗尾巨大的明亮體使人容易觀察它。任何一個彗星到底有多少亮要基於下列三個因素：1.彗星本身的構成 2.和太陽的距離 3.和地球的距離。彗星越靠近太陽，它變得越亮。然而，如果彗星處於太陽的另一邊，這就是為什麼哈雷彗星（以及其他彗星）有時看起來明亮，有時僅能辨認。
（拍攝參數8」f/1.5Celestron施密特照相機，5分鐘曝光onHypered TP 2415膠捲）恆星：從我們的太陽西延伸出去我們看到了許多恆星。恆星離我們非常遙遠，需要用新的距離來衡量。比如，夜空中最亮的是天狼星。它從秋末到仲春時節最易觀察，獵戶座腰帶延長線上最亮的恆星就是天狼星。當天文學家們描述恆星距離時，他們不用千米，而是用光年。光年聽起來好像是時間單位，其實是距離單位。光年是指在一年內光行走（光速的每秒30萬千米）的長度。通過簡單計算，我們就發現一光年約9.5萬億千米！而天狼星距離我們8.65光年。
秒差距理解起來有點困難，因為這不僅僅是數學作圖。1秒差距就是當天體的視差為1角秒時的距離，而視差是指從地球軌道兩端分別測量天體時所得角度的一半。1秒就是一度的三千六百分之一（非常微小）。仰望星空時，人們無法用千米測量角度。1圓周是360度，1度又是60分，1分有等於60秒。這樣就知道任何物體在一秒差處的距離大約（3又四分之一)光年（更為精確地為3.2616光年）。好了，第五篇繼續。加請9436849 關注，謝謝
宇宙基本知識（五）第五章接著前面講解恆星，下面有一個圖片補充第四個的。
以地球的軌道為基線，向遠方天體的1度角的視差為一個秒差距，所有恆星都大於1秒差距。恆星有多種類型。所有的恆星都要經過：誕生、成長、衰亡的階段，（這樣的描述有利於我們解恆星的不同存在階段）。恆星誕生與巨大的氣體雲中，這些氣體位於星系內部，主要由氫和氦組成。氣體雲在自引力的作用下塌陷，使壓力和溫度增高。這種坍縮一直維持下去使恆星溫度升高到10 000 000攝氏度。這時，核聚變開始發生。較輕的原子可以被巨大的能量加速而相互碰撞，聚變成較輕的元素。
（昴星團，金牛做一個十分年輕的疏散星團，用的SBIG ST 7e NABG 相機照的，通過SBIG CLA尼康鏡頭 adapteron on a Viven GP-DX EQ mount.80mm 尼康鏡頭，10分鐘曝光）最常見的轉化發生於氫原子碰撞的並和，最後聚變為氦。在這種情況下，氫的一小部分質量轉變為能量。我們要感謝愛因斯坦幫助我們理解這一過程, E=MC（C是平方2)的著名公式。簡言之，公式表明能量等於質量乘以一個巨大的常數即光速的平方。這就說明為什麼小的質量能產生巨大的能量，核聚變促成了太陽和其它大量恆星的發光。當一顆恆星開始氫燃燒（只發生在恆星中心，也叫核區）時，便迅速達到一種兩力平衡的狀態，一種是來自自身的能量力（向外流動），另一種是由引力產生的力（拉向內部）。當這兩種力達到平衡時，就可以說這是一顆穩定的恆星。這也是我們的太陽到現在為止最重要的特徵——太陽是穩定的。如果太陽的溫度、大小等等都發生波動變化，那麼，顯而易見，地球上不可能有生命存在。我們可見的大部分恆星都處於中年時期（有時叫做氫氣燃燒階段，是由於恆星把氫氣作為燃料）。這一階段長短完全依賴於恆星的質量。大質量、熱的恆星，他們的中心部分溫度極高，所以他們中心的氫將很快被燒盡（至少在天文學上時間尺度上很快）。像我們太陽這樣質量小些的恆星，這一階段可能有數十億年（太陽中年時期估計為10億年，目前它已在這一階段過了近一半時間）。大質量（注意這裡指質量而不是尺寸大小）恆星是很的，中心具有極高的溫度，壽命很短。恆星能量的釋放使它尺度逐漸變小，原因是「拔河遊戲」中引力戰勝了能量，恆星開始收縮這樣又引起新的變化。恆星中心的溫度和壓力增加，很快使氦燃燒併產生能量。因為氦燃燒比氫具有更高的溫度，令其釋放更多的能量，所以恆心外層膨脹直到能量和引力達成平衡。這時恆星變成一顆紅巨星，另外一些較重的元素將在高溫度數下燃燒使恆星變為顆紅超巨星，但這一階段很快結束。此時的恆星將會發生不同的事情。宇宙基本知識（六）行星狀星云：一種情況是恆星繼續燃燒核區外的氫和氦並製造能量，恆星表面就會漲落而成為一顆變星。當失控時，氣體將被拋出，形成一個氣體殼，這是我們所說的行星狀星雲。對於天文愛好者來說，將有許多機會觀測行星狀星雲。很多這類天體都非常明亮並且容易觀察。
（三色影像合成，用SBIG ST-8 CCD照相機，紅：20分鐘，綠：30分鐘，藍：60分鐘 Meade 16」LX200@f/6)
向著太陽向點前進的路，或太陽向點，大約是在離武仙座（西塔 星3度)方向,和這一點最靠近的就是是織女星。太陽向點是太陽帶領太陽系天體在空間運動的方向，這是由銀河系自轉形成的一種運動。白矮星：當恆心的外層被噴出後，核心區會收縮到大約地球的大小，我們稱之為白矮星。由於恆星沒有足夠的質量去克服物質內部電子排斥而產生的力，使其無法進一步收縮。天狼星B可能是第一顆被發現的白矮星。從星名上可以看出它是夜空中最亮恆星天狼星的伴星。
它是在1862年被著名的美國望遠鏡製造商A.克拉克發現的。在天狼星的明亮光輝淹沒下，這顆伴星是很難發現的，除非它位於軌道的足夠遠端。（後面會詳細講到的）。超新星:非常大質量的恆星將繼續按順序燃燒重元素併產生更多的能量。然而，一旦鐵元素形成，更進一步的燃燒將不會發生。因為鐵元素非常穩定的，在鐵核生成之後，恆星在自身引力的作用下迅速的塌陷，同時恆星表層大氣就會噴發出去。這顆星變為超新星。元素是非常穩定的，在鐵核生成之後，恆星的自身引力的作用下會迅速塌陷，同時恆心表層大氣就會噴發出去。這顆星就變成了超新星。超新星是宇宙最大能量的爆發，它的能量常常會照亮整個星系。
（超新星圖）中子星：超新星爆發過程伴隨著極大的能量。恆星核心被壓縮到非常小的尺度，以至於質子和電子相互合併並形成中子。中子星的物質密度比白矮星的打過一億倍。我曾經聽說過，一個湯勺的中子星物質，比地球上一輛汽車都還重。脈衝星：如果一顆恆星爆發變成超新星，併產生一顆旋轉的中子星。根據角動量守恆定律，中子星將快速旋轉。就像一個溜冰的人縮回手臂抱緊身體而加速旋轉那樣。中子星上可能會形成由磁場誘發的熱斑，當這些亮斑經過我們的視場時，我們就會觀測到中子星一閃一閃的或稱之為脈衝現象。
（天琴座，在明亮的織女星左上方可以看到雙雙星，他們是一對雙星，但又各為一對雙星） 柯達Elite Chrome200膠捲，增感一次。尼康 F2+50mm Nikkor鏡頭。補充一點：這種叫脈衝星的星。用天文愛好者設備是看不到的！！！" >?.????EF?I??引力戰勝了能量，恆星開始收縮這樣又引起新的變化。恆星中心的溫度和壓力增加，很快使氦燃燒併產生能量。因為氦燃燒比氫具有更高的溫度，令其釋放更多的能量，所以恆心外層膨脹直到能量和引力達成平衡。這時恆星變成一顆紅巨星，另外一些較重的元素將在高溫度數下燃燒使恆星變為顆紅超巨星，但這一階段很快結束。此時的恆星將會發生不同的事情。宇宙基本知識（七）黑洞：如一顆恆星的質量為太陽的6倍到8倍甚至更多的話，一個比中子星還要奇特的天體便形成了，天文學家創造了 「黑洞這個名詞，可能 「看不見的星」更形象一些。
黑洞是非常猛烈地超新星爆發而形成，著巨大的力使物質聚集在恆星的核心且被壓縮到另人無法相信的密度。在引力和能量的拔河遊戲中，黑洞得到最後的勝利。黑洞的引力場特彆強，任何東西—甚至光線—也無法逃逸。即使天文學家用最大的望遠鏡也無法觀測到。簡單地說就是看不見。它的形態可以從它對鄰近恆星的影響，或吞噬鄰近恆星的氣體中顯示出來。星座：下面的拍攝參數如下：船底座（依塔星雲）Steven Juchnowski拍攝，曝光20分鐘，用 Fuji HG400裝在Celestron5 at f/6.3望遠鏡上完成。
全天共88個星座（下面是圖表）拉丁名 所有格 縮寫 漢語名 位置 面積① 大小 星數② Andromeda Andromedae And 仙女座 北天 722 19 100 Antlia Antliae Ant 唧筒座 南天 239 62 20 Apus Apodis Aps 天燕座 南天 206 67 20 Aquarius Aquarii Aqr 寶瓶座 赤道 980 10 90 Aquila Aquilae Aql 天鷹座 赤道 652 22 70 Ara Arae Ara 天壇座 南天 237 63 30 Aries Arietis Ari 白羊座 赤道 441 39 50 Auriga Aurigae Aur 御夫座 北天 657 21 90 Bootes Bootis Boo 牧夫座 赤道 907 13 90 Caelum Caeli Cae 雕具座 南天 125 81 10 Camelopardalis Camelopardalis Cam 鹿豹座 北天 757 18 50 Cancer Cancri Cnc 巨蟹座 赤道 506 31 60 CanesVenatici CanumVenaticorum CVn 獵犬座 北天 465 38 30 CanisMajor CanisMajoris CMa 大犬座 赤道 380 43 80 CanisMinor CanisMinoris CMi 小犬座 赤道 183 71 20 Capricornus Capricorni Cap 摩羯座 赤道 414 40 50 Carina Carinae Car 船底座 南天 494 34 110 Cassiopeia Cassiopeiae Cas 仙后座 北天 598 25 90 Centaurus Centauri Cen 半人馬座 南天 1060 09 150 Cepheus Cephei Cep 仙王座 北天 588 27 60 Cetus Ceti Cet 鯨魚座 赤道 1231 04 100 Chamaeleon Chamaeleonis Cha 蝘蜓座 南天 132 79 20 Circinus Circini Cir 圓規座 南天 93 85 20 Columba Columbae Col 天鴿座 南天 270 54 40 ComaBerenices ComaeBerenices Com 后髮座 赤道 386 42 53 CoronaAustrilis CoronaeAustrilis CrA 南冕座 南天 128 80 25 CoronaBorealis CoronaeBorealis CrB 北冕座 赤道 179 73 20 Corvus Corvi Crv 烏鴉座 赤道 184 70 15 Crater Crateris Crt 巨爵座 赤道 282 53 20 Crux Crucis Cru 南十字座 南天 68 88 30 Cygnus Cygni Cyg 天鵝座 北天 804 16 150 Delphinus Delphini Del 海豚座 赤道 189 69 30 Dorado Doradus Dor 箭魚座 南天 179 72 20 Draco Draconis Dra 天龍座 北天 1083 08 80 Equuleus Equulei Equ 小馬座 赤道 72 87 10 Eridanus Eridani Eri 波江座 赤道 1138 06 100 Fornax Fornacis For 天爐座 赤道 398 41 35 Gemini Geminorum Gem 雙子座 赤道 514 30 70 Grus Gruis Gru 天鶴座 南天 366 45 30 Hercules Herculis Her 武仙座 赤道 1225 05 140 Horologium Horologii Hor 時鐘座 南天 249 58 20 Hydra Hydrae Hya 長蛇座 赤道 1303 01 20 Hydrus Hudri Hyi 水蛇座 南天 243 61 20 Indus Indi Ind 印地安座 南天 294 49 20 Lacerta Lacertae Lac 蠍虎座 北天 201 68 35 Leo Leonis Leo 獅子座 赤道 947 12 70 LeoMinor LeonisMinoris LMi 小獅座 赤道 232 64 20 Lepus Leporis Lep 天兔座 赤道 290 51 40 Libra Librae Lib 天秤座 赤道 538 29 50 Lupus Lupi Lup 豺狼座 南天 334 46 70 Lynx Lyncis Lyn 天貓座 北天 545 28 60 Lyra Lyrae Lyr 天琴座 北天 286 52 45 Mensa Mensae Men 山案座 南天 153 75 15 Microseopium Microacopii Mic 顯微鏡座 南天 210 66 20 Monoceros Monocerotis Mon 麒麟座 南天 483 35 85 Musca Muscae Mus 蒼蠅座 南天 138 77 30 Norma Normae Nor 矩尺座 南天 165 74 20 Octans Octantis Oct 南極座 南天 291 50 35 Ophiuchus Ophiuchi Oph 蛇夫座 赤道 948 11 100 Orion Orionis Ori 獵戶座 赤道 594 26 120 Pavo Pavonis Pav 孔雀座 南天 378 44 45 Pegasus Pegasi Peg 飛馬座 赤道 1121 07 100 Perseus Persei Per 英仙座 北天 615 24 90 Phoenix Phoenicis Phe 鳳凰座 南天 469 37 40 Pictor Pictoris Pic 繪架座 南天 247 59 30 Pisces Piscium Psc 雙魚座 赤道 889 14 75 PiscisAustrinus PiscisAustrini PsA 南魚座 赤道 245 60 25 Puppis Puppis Pup 船尾座 赤道 673 20 140 Pyxis Pyxidis Pyx 羅盤座 赤道 221 65 25 Reticulum Reticuli Ret 網罟座 南天 114 82 15 Sagitta Sagittae Sge 天箭座 赤道 80 86 20 Sagittarius Sagittarii Sgr 人馬座 赤道 867 15 115 Scorpius Scorpii Sco 天蠍座 赤道 497 33 100 Sculptor Sculptoris Scl 玉夫座 赤道 475 36 30 Scutum Scuti Sct 盾牌座 赤道 109 84 20 Serpens Serpentis Ser 巨蛇座 赤道 637 23 60 Sextans Sextantis Sex 六分儀座 赤道 314 47 25 Taurus Tauri Tau 金牛座 赤道 797 17 125 Telescopium Telescopii Tel 望遠鏡座 南天 252 57 30 Triangulum Trianguli Tri 三角座 赤道 132 78 15 TriangulumAustrale TrianguliAustralis TrA 南三角座 南天 110 83 20 Tucana Tucanae Tuc 杜鵑座 南天 295 48 25 UrsaMajor UrsaeMajoris UMa 大熊座 北天 1280 03 125 UrsaMinor UrsaeMinoris UMi 小熊座 北天 256 56 20 Vela Velorum Vel 船帆座 南天 500 32 110 Virgo Virginis Vir 室女座 赤道 1294 02 95 Volans Volantis Vol 飛魚座 南天 141 76 20 Vulpecula Vulpeculae Vul 狐狸座 赤道 268 55 45星座並不相互覆蓋，它們之間也不留間隙。星座界限實在1928年加以確定公布的（1930年印行）。今天當我們說起某一天體在某一個星座時就是說的這些天體是早已公布了的星座界限內發現的。我想所有天文愛好者們應該至少熟知那些最主要的星座。在探討會上當問到天體位置時，答案常常以某星座相對的位置標示，如「它在牧夫星座」。如果你不知道牧夫星座在哪裡時就有人指給你。最好去認識那些四季星座，通常可以在每個季節的中期日落以後去認識星座。除了花點時間去了解天上的星座的位置和圖形以外，你還要學會正確的讀音。（見上面） 對啦，我當年學習時時常把黃道星座中心兩個星座名稱混淆，那是Scorpio（天蠍座）和Capricorn（魔蠍座）。如果你聽到人家講到這兩個星座時，自己應該注意免得混淆。除了這正規的88個星座之外，還有一些不正規的天空的星的組合。比如大熊座中的北斗星和人馬星座中的茶壺星（中國人把人馬座的六顆星角南斗星),非正規的星群還往往不是出於一個星座，列入夏季大三角就是由天琴座、天鷹座、和天鵝座中的三顆星組成。呵呵下面會提到，星雲 星團 星系等。之後會有深一步的觀測手法、計算等方法介紹。 宇宙基本知識（八）光學主副鏡安裝不良引起的相差呵呵，又一天了，今天插一章，介紹鏡子怎樣去核對運算商家給出的參數。 明天繼續講解宇宙基本知識。
下面為一個卡塞格林式望遠鏡給出的參數：
宇宙基本知識(九)星云：「星雲（nebula）」一詞來源於拉丁文的「雲(cloud)」.當我說星雲就是在太空中由氣體和塵埃組成的雲。星雲主要分為4類，本人詳細分類出的。（不像網上介紹的星雲主要分為兩類）。第一類發射星云：
獵戶座M42（Robert Gendier，曝光100分鐘，用1MG 1024相機，FL1,125」Ritchey-Chretine at f/7.5)在發射星雲內部的大質量高溫恆星的激發而發光。這類星雲一般是紅色的，因為它們幾乎全部由氫組成，當氫受到激發而發光時，紅色是最強烈的顏色。發射星雲常有黑暗區域，那是由於霧氣和塵埃阻擋了光線。由紅色的氫雲和昏暗的塵埃組成的發射星雲有時會以很有趣的形態出現，著名的例子就是天鵝座中的北美星雲。第二類反射星云：
（昴星團，金牛座昴星團周圍有一個暗弱的星雲圍繞著。但只能藉助好的望遠鏡才容易看見）這類星雲主要被稱為反射星雲，這是由於星雲氣體中的塵埃反射的光並不來自於星雲內部。反射星雲常是藍色，這是光線經過雲中塵埃微粒散射造成的。這種藍光散射現象和我們在白天看到的藍天是同一原理。這些星雲同時具有反射和發射星雲。著名的例子是人馬座中的三葉星雲。第三類暗星云：
南十字座煤袋星雲氣體和塵埃附近沒有恆星就不會發光，一般觀測到是因為它們擋住了他們背後的東西而呈現出來的。它們的顏色一般都有區別的。行星狀星云：一些恆星到晚期由於元素很不穩定，所以噴發掉外層，內部只剩下一顆比較小的恆星，但是很熱能量很充足。那些脫離的外層繼續向外層外擴張，從恆星中心發射出輻射而發光，這一點有點像發射星雲。它的外殼很像行星所以因此得名。比如天琴座M57環狀星雲就是個典型例子。
（天琴座M57）星團：
（用0.4 Meade LX200型望遠鏡拍攝） M82由許多恆星組成的恆星集團叫做星團。許多天文學家吧星團分為三類：星協、疏散星團和球狀星團。星協是非常稀疏的，一般只有幾顆或者幾百顆恆星。疏散星團（也叫銀河星團），比星協的星多，是由數百數千的星組成。上訴星團的成員組要是年輕的恆星。球狀星團（因像球而得名）是更年老的恆星，而且有眾多恆星組成，往往數十萬甚至上百萬顆星組成。因此星團也可以分為兩大類，一種是球狀，另一類則不是。此外星協和疏散星團能在銀盤上找到，球狀星團則是在銀河系之外，圍繞銀河核心呈球狀分布。
M51 0.4m Meade LX 200型望遠鏡拍攝最後一張基礎將會提到星系，之後開始講坐標系。
宇宙基本知識（十） 星系：每一個天文愛好者都希望觀測星系，遺憾的是，星系在小望遠鏡中不宜觀察。在許多地方看到星系漂亮的照片，於是形成一種映像以為星系是容易觀察的，其實不然。星系的清晰照片和色彩是用電子技術和照片方法得到的，一般單用眼睛加上望遠鏡是不容易觀測到的（除了最特殊的情況），需要緊要幫助你去那些漂亮的目標而不要漏掉細節，將在後期觀測星系那一張詳細講到。經驗告訴我們，當我們要觀測星系時，望遠鏡的尺寸大小是最重要的，當然望遠鏡越大越好。
我們自己的星系叫做銀河系，約有2500多億顆恆星，我們的太陽是一顆典型的恆星。銀河系是一個漂亮巨大的漩渦星系，它有三個主要部分：銀盤（其中太陽系是一個極小的部分），中心的核球，以及環繞四周的暈。銀盤有四個懸臂，厚約300S 差距，直徑約30千米差距，主要由藍色的星族組成I，年輕的藍星處於百萬年到百億年的星齡。銀河系中央的核球是一個扁球體，大約為1x6千秒差距kpc 。這是一個恆星高密度區，由星族II的恆星組成。它們是非常古老的紅色恆星，年齡大約有百億年。有的跡象表明銀河系中心存在一個質量極大的黑洞。銀暈是一個瀰漫在環繞銀盤的球星區域。其中是密度小的老年恆星，大多數位於上面所說的球狀星團中。銀可能主要由延伸到銀盤以外的暗物質組成。星系比較容易在星系聚集的星系群中找到。我們銀河系所在的是本星系團。它有下列星系組成。後面括弧內的數字代表銀河繫到每個星系大約距離，單位為千秒差距（kiloparses,見括弧內）。天文台收集很多數據整理，實為不易，(百度是查不到銀河系組成列表的）請大家不要作為商業用途，謝謝！Wolf-Lundmark-Melotte Galaxy（1300）IC 10 (1300)Cetus Dwarf（925） 鯨魚座矮星系NGC 147 （750）Andromeda III （900）仙女座III星系NGC 185 （755）M110 （900）Andromeda IV (900) 仙女座VI星系M 32 （900）M 31 （900）And I （900）Small Magallanic Cloud （65） 小麥雲Sculptor Dwarf （90） 御夫座矮星系LGS 3 3000IC 1613 （900）Andromeda V （900） 仙女座 V星系Andromeda II （900） 仙女座II星系M33 （925）Phoenix Dwarf （500） 鳳凰座矮星系Fornax Dwarf （160） 天爐座矮星系UGCA 86 （1900）UGCA 92 (925)Large Magellanic Cloud (55) 大麥雲Carina Dwarf （90） 船底座矮星系Carina Dwarf （90） 船底座矮星系Leo A （2150） 獅子座ASextans B (1225) 六分儀座BNGC 3109 （1250）Antlia Dwarf （1250） 唧筒座矮星系Leo I （270）獅子座ISextans A （1255） 六分儀座ASextans Dwarf （90） 六分儀座矮星系Leo II （250） 獅子座IIGR 8 （1550）Ursa Minor Dwarf （75） 小熊座矮星系Draco Dwarf （85） 天龍座矮星系Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy （25） 人馬座矮橢圓星系Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy （600）人馬座不規則星系NGC 6822 （525）Aquarius Dwarf （600） 寶瓶座矮星系IC 5152 （925）Tucana Dwarf （925） 杜鵑座矮星系Andromeda VII （900） 仙女座VII星系Pegasus Dwarf （1850） 飛馬座矮星系Andromeda VI （900） 仙女座VI星系好了終於打完了，上面的數據觀測時很有用的
規則星系團具有緊緻的中心核和完美的球狀結構。根據聚集度，也就是1.5兆秒差距Mpc內的星係數目，將規則星系團分為不同類別。這個距離即阿貝爾半徑。他們典型的範圍是1~10Mpc。 一個著名的規則星系團的例子是后髮座星系團，它是一個非常富有的星系團，在阿貝爾半徑之內有數千個橢圓星系。
不規則星系團沒有確切的中心，但粗略的來說，他們和規則星團有著同樣的尺度。他們一般容納很少星系，質量只有規則星系的十分之一至千分之一。較近的室女座星系團就是一例。宇宙中最大結構的是超星系團。它通常是由大約十幾個星系團組成的星系團鏈，質量約為規則星系團的10倍。我們所在的本超星系團的中心在室女星座方向，聚集度相對來說比較低，尺度為15Mpc。最大的超星系團，列如后髮星系團所處的超星系團，尺度延伸至100Mpa。能看見的最遠的星體就是類星體（類星射電源）。某些不可思議的原因驅動著類星體以難以置信的發射強大的能量。它們看起來很小，但所發出的能量，顯然超出了星系的1000倍。
測量星系度數和他們對宇宙整體膨脹速度的偏離是可以做到的。研究解示有超出60Mpc範圍的大量星系在做大規模的類似運動。與這些運動一樣，我們的銀河系也朝著一個遙遠的目標，天文學家稱之為「巨引源」的方向以大約每秒600千米的速度運動著，這個巨引源位於半人馬座方向65Mpc距離處，質量約為5x10的16次方 個太陽質量。對這一區域的仔細研究發現區內沒有足夠的可見物質能夠理解這種運動，能做出解釋的能量來源大概只有十分之一，這就暗示那裡有一個重要的，正如天文學家所稱為的「暗物質」的東西起主導作用。其他的天文巡天顯示宇宙是一個多泡的結構，星系主要被限制在泡的壁和纖維結構上，這些結構之間的區域叫做「巨洞」，是宇宙結構的主要特徵，典型的直徑約25Mpc，佔據宇宙空間幾乎90%的區域，被觀測到的最大巨洞是牧夫座的124Mpc。另外一個已觀測到的特徵叫「巨壁」，位於大約100Mps距離處的星系連成一個100Mps長的薄片。許多天文學家相信宇宙充滿大量暗物質。這種物質不發光，而且現代的觀測技術也無法確定他的尺度大小。暗物質可能有很多形式，比如，他可能是很大數量的類木行星或低光恆星（紅色或赤色矮星）。這表明在每個星系中的暗物質比天文學家以往估計的要多出10倍以上。下面是暗物質模擬圖：
天文坐標系（十一）位置和坐標系統：作為觀測者，我們要做的第一步就是能對天體的位置進行合理的描述。因此，要對空間的每個位置進行合理的描述。因此，要對坐標，通過這種程序就建立起了坐標系。在空間，坐標系以參考點為基礎而建立，位置的測量也以該參考點為起點。我們將這個參考點定義為坐標系統原點。原點可以是觀測者的位置，也可以是地球、太陽後者銀河系中心。通過測定與原點的距離和方向，空間的任何位置都能夠得到合理的描述。方向可以利用從原點出發並經過指定位置（直到無窮遠）的直線來給出。在天文學使用的坐標系統中，方向有基於定義參考平面和參考軸線的兩個角度來確定。讓我們來看例子吧！加qq：9436849------關注謝謝~~對於我們所生活的地球表面，所採用的坐標系是通過經度和緯度來確定的。地球的赤道面成為其天然的參考平面，同時人們將連接著地球南、北兩極的假想直線所定的旋轉著的地軸設定為天然的參考軸線（事實上，兩極也被人們定義為在地球表面與赤道每個點的距離都相等的兩個點）。從而，我們把沿著地球表面且平行於赤道的圓環稱為緯線圈。在同一緯線圈上的點與地球的中心都有著相同的角度。與赤道垂直且連接兩極的半圓環叫做子午線。在很久以前，人們就把其中穿過英國倫敦格林尼治天文台的那條子午線第一位參考
子午線。經度就是指參考子午線與任何選定的子午線之間的角度，同樣這個角度也是通過地球中心測量的。下面我們快速介紹一下角度。一個圓周有360度，他的表示符號是 「。」 ，每一度被分為60分，表示為 「 , 」 每分又為60秒組成，被視為 「 ，， 」 。下面的將會一步一步談到天文學所使用的四個基本坐標系統，即：地平坐標系、黃道坐標系、赤道坐標系、銀道坐標系。這些坐標都遵循了一個共同思路：假設所有的天體都位於所謂的天球內表面。請看下圖兩個天極的高度，度數等於觀測者所在的緯度。
大約400年以前人們認為天空是由太陽、月亮行星和鑲嵌著星星的固態球體組成。儘管這是個絕對錯誤的觀點，但是它還是有助於我們理解到底什麼是天文學家所說的天球。它是一個以地球為中心，用來表示整個天空的無限大的假像球體。這個概念對我們理解天球概念起到了很大作用。因為行星恆星等各種天體的距離都是肉眼所不能辨別的，它們看起來像是被遠遠地固定在一個巨大的球體上。天球用來描述天文學上物體的位置和運動。因此，可以認為這些天體處於觀察者的視線與天球橡膠的位置上。這種假設美妙之處就在於可以不必知道天體的真實距離。在天文坐標系中，坐標軸是天球的大圓。經緯坐標系：
這種坐標系通常被稱為地平坐標系。在利用這種坐標系時，天球上的天體的位置通過其現對於觀測者所在位置的天頂和地平來描述。在這個坐標系中，物體的坐標值表示的是高度和方位角。其高度是指地平線與物體之間的角度值。地平線上的物體高度為0度，天頂為90度。如果真實的地平線不能看到（由數目、建築物、山脈等作用，這種現象很正常），那麼，其高度的演算法是用天頂的90減去與最高點的距離高度，也就是說，如果一個物體的距離最高點是40度，那麼它的高度就是90度-40度，即50度。為了更好地理解方位角，讓我們先來定一個詞：垂直圈。實際上垂直圈被認為是起始於地平線，結束在天頂的圓環的四分之一。從而，從正北開始沿著地平線一直到天體所在的垂直圈與地平線相交得點，所經過的角度就是方位角。
由於方位角覆蓋了整個圓周，因此其度數的變化是從0度到360度。正北方向為0度（或360度），正東方向為90度，正南方向為180度，正西方向為270度。由於地球不停地自轉，天體的方位角和高度總是在處於持續變化中，這是地平系統的主要缺點。通常利用只一個固定的在天球上的坐標系就可以消除這個問題。隨著地球轉動，天空看起來像是在頭頂上移動，坐標系也隨之移動。天文坐標系（十二）赤道坐標系：另一個常用的坐標系是赤道坐標系。在看這個坐標系的時候，讓我們提出一個問題。即：我們是否可以將地球經度和緯度坐標延伸到天空呢？維度不是問題，但，由於地球的轉動，經度在我們的新系統中每時每刻都是在變化的。因此，經線必須固定在天空上。設想把地球的赤道和兩極延伸到天球上。這樣就產生了天赤道，還有北天極和南天極。通過天球兩極的大圓總是與天赤道相垂直
被稱為時圈。為了指明一顆恆星的位置，需要考慮一個穿越過天球兩極的假想大圓，並且它還要正好通過選著的恆星，這就是這顆恆星的時圈。
由於歲差地球自轉像陀螺一樣。歲差的周期。重現在開始，很久以後天津四和織女將會靠近北天極，但不會像左樞和北
極星離地球那麼近。赤道坐標系中第一個坐標對應於維度，稱為赤緯。它是天體位置與天球赤道之間的角度（通常它總是沿著時圈進行測量）。期變化的範圍從0度到90度，當天體處於南、北兩極的時候，赤緯為90度，「+」用來表示天體具有向北的赤緯，「-」表示天赤道南部的天體。剩下的問題就是如何設置經緯線坐標，也就是赤經的0點。這個術語的起源並不順利。在英語中：赤經（right ascension），這個名詞與片語「上升（to ascend）」 有相同的詞根，如果你向東方觀測，將會看到星星緩緩上升。這樣，如果你測量右半天球的星星的升起（也就是說，它固定的參考平面是天球赤道面），那麼這就是赤經（赤經 right ascension字面上的含義就是右邊升起）。天文坐標系（十三）這一張是補充十一的，十二章的類容明天繼續謝謝！我們一致認為在太陽系中八大行星圍繞太陽系運動。因此我們常以太陽為中心來考慮問題，並建立以太陽或太陽系質心為中心的坐標系。這樣，行星的運動顯得非常有規律，行星(包括地球)運動的相關計算就比較容易一些。如果不以太陽為中心，而以地球為中心，我們會發現水星、金星的運動毫無規律，不可能是圍繞地球做圓周運動，而是在太陽附近「擺動」。然而，我們不可能站在太陽上面進行天文觀測，通常是站在地球上進行天文觀測的，所以我們還需要一套以地球為中心的坐標系。因此，根據實際需要，有時我們使用「地心」坐標，有時候使用「日心」坐標，有時候使用以觀測站為中心的坐標。茫茫宇宙，無邊無際——宇宙大得讓我們難以想像。宇宙是球形的嗎？我們很難說清楚這個問題，但是，進入我們視野的天空，就象一個「球」，我們稱它為天球，我們位於天球的中心。這個球的半徑有多大？半徑很大很大，看成無窮大也無妨。太陽系內星體之間的距離根本不能與天球半徑相比，如果把天球半徑看為1，那麼太陽系內星體間的距離可以看做0。赤道的概念已被大家熟知。現在，我們擴展一下赤道的概念。赤道平面擴展到天球，與天球相交為一個大圓，這個圓稱為天赤道。不管以太陽為中心，還是以地球為中心，我們看到的天赤道是相同的，而恆星與天赤道的相對視位置關係也是一樣的。為什麼呢？因為，從幾何學看來，太陽系的尺度太小，不能與天球半徑相比，在太陽系中的任何一個地方，都可以看做天球的中心，所以，恆星之間的視位置關係以及它們與天赤道之間的視覺位置關係不會因為中心的改變而發生改變。當然，恆星並不是真的在天球的表面上，個別恆星與我們之間的距離不是很遠，所以，當觀測點(即「中心」)改變時，它們的視位置也會有點變化，這就是我們常說的恆星周年視差。地月質心公轉的軌道面，同樣可以擴展到天球，得到的交線也是個大圓，稱為黃道。雖然赤道與天赤道是不同的兩個概念，但具體問題所涉及的是「天赤道」還是「赤道」往往是非常明確的(明顯的)，一般不會產生二意，所以通常「天赤道」也簡稱為「赤道」。天赤道與黃道必然在天球上產生兩個交點。一個稱為「春分點」(太陽經過升交點)，一個是「秋分點」(太陽經過降交點)。「春分點」是天球上重要的參考點。我們描述天體位置，通常是相對於這個參考點而言的。在天球上，並沒有一個恆星可以直接用來標定春分點的位置，它是看不見也摸不著的，我們如何確定它的位置？有一種方法是：通過數以千計的恆星位置，反推出春風點在天球上的位置，我們常說的FK5天球坐標系統就與它有關。還有其它方法可以確定春分點，比如動力學方法。由於所用的方法不同，得到的春風點也會有一些微小的差別。在高精度計算中這些微小的差別是必需考慮的。地平線——天地的交線，它又是一個圓。圓中心位於觀測點。考慮到天球很大，我們可以把圓(以及圓中心)平移到地心或日心，這樣，黃道、赤道、地平線的中心就相同了。也許你會問，平移後，會不會影響日月或恆星在地平坐標中的位置？當然會有一點影響，對恆星的影響可以忽略，對太陽的影響的比較大，對月亮的影響則很大，不過我們可以通過視差修正的方法來解決問題。請加QQ：9436849關注謝謝天文坐標 - 二、黃道坐標與赤道坐標當我們在天球上標定了赤道、黃道、分點之後，就可得到了兩種基本坐標，即赤道坐標和黃道坐標。不管是赤道坐標還是黃道坐標，都有兩種基本的坐標形式，即直角坐標和球面坐標，二者可以通過幾何方法轉換。這裡重點講述球面坐標。經過坐標中心，作直線垂直於黃道面，交於天球上兩點稱為黃級(一點在北，一點在南)，這條直線稱為黃軸，經過黃軸並與天球相交的大圓稱為黃經圈，其中經過春風點的黃經圈的度數是0或360、720度等，黃經圈的度數稱為黃經，自西向東測量。天體中心與坐標中心的連線與黃道面之間的夾角叫做黃緯(在-90度到+90度之間，黃道以北為正)。同樣方法還可以定義赤經、赤緯、自轉軸、天北極、天南極。赤經的起算點也是春風點，自西向東測量。我們接著來看日、地在黃道坐標中的運動。以太陽系中的任意一點為天球的中心都不影響分點及黃道位置，當天球中心為太陽時，太陽本身的直角坐標變為零，沒有經緯度，但可以得到地球的經緯度，此時，如果跑到地心看太陽，可以得到太陽的經緯度，這兩個經緯度正好相反(日地連成的直線與天球相交的兩點正好完全相反)：太陽經度=地球經度+180度，太陽緯度=-地球緯度。天文坐標 - 三、子午圈與時角坐標經過本地天頂的赤經圈稱為本地子午圈。其中經過天頂到天北極和天南極的半圈為午圈，另半圈為子圈。時角坐標系與赤道坐標的差別在於經度的起算點不同，它的起算經度從午圈開始，向西為正。時角坐標系的經度稱為時角。緯度的含義與赤緯相同。天文坐標 - 四、恆星時地球不斷的自轉著，天球子午圈時刻不斷的變化著，我們必須找到適當的方法來標定子午圈在各時刻的位置。本地恆星時的定義是一個地方的子午圈與天球的春分點之間的時角，各地方的經度不同，所以子午圈不同，因此地球上每個地方的恆星時都與它的經度有關。恆星時的參考點是春分點，所以春分點的變化也將對恆星時產生影響。由於地球的章動春分點在天球上並不固定，而是以18.6年的周期圍繞著平均春分點擺動(赤經章動)。因此恆星時又分真恆星時和平恆星時。真恆星時是通過直接測量子午線與實際的春分點之間的時角獲得的，平恆星時則忽略了地球的章動。真恆星時與平恆星時之間的差異最大可達約0.4秒。
基本望遠鏡參數計算1. 口徑這是選擇天文望遠鏡時最重要的因素，望遠鏡的口徑是指望遠鏡物鏡的玻璃直徑或者是主要的鏡片大小，用毫米或者是英寸來表示。口徑越大對於光線的收集的能力就越強，成像就越好。口徑越大呈現出的畫面細節也就越清晰，比如：在觀測一個M13的球狀星雲的時候，用4英寸的口徑的望遠鏡需要用150的電源，但是用8英寸的口徑的望遠鏡也用同樣的電源，但是星雲圖像比用4英寸的清晰16倍。即使是微弱光線下的星星也能看得清楚。考慮到使用者需要的是一個物美價廉並且便於攜帶的望遠鏡，儘可能選擇大口徑的望遠鏡。大口徑的望遠鏡拍下的照片，對比度更高，解析度更好，並且更加清晰。塞萊斯特望遠鏡有「5英寸口徑」「8英寸口徑」「14英寸口徑」。2.焦距焦距是指在光學系統中從透鏡（或者主平面鏡）到望遠鏡焦點的距離（用毫米來表示）。總的來說，望遠鏡的焦距越長那麼它的吸收光線的能里也就越大，圖像成像也越大，視野範圍也越小。例如，一個望遠鏡的焦距是2000mm，放大倍率是焦距1000mm的兩倍，視野範圍是它的一半，大多數的望遠鏡的焦距都是指定的，如果你不知道這個焦距但是你知道焦比，你也可以通過一下公式計算出來：焦距=口徑（mm）x焦比，例如：一個8英寸（203.2mm）口徑的望遠鏡，焦比是f/10，則它的焦距就是203.2x10=2032mm。3.解析度這是望遠鏡呈現圖像細節的能力，解析度越高細節呈現就越好，口徑越大，的望遠鏡，如果光學質量好那麼解析度就越高。4.分辨能力這個涉及到「道斯限制」。區分出兩顆挨得很緊的雙子星，理論上望遠鏡的分辨能力是由4.56除以望遠鏡的口徑決定的。例如：一個口徑為8英寸的分辨能力就是0.6（4.56/8=0.6）直接影響望遠鏡的分辨能力的因素就是望遠鏡的口徑，因此口徑越大的望遠鏡，分辨能力越好。然而分辨能力也取決於大氣流的影響和人們觀察物體的敏銳程度。5. 對比度理想的圖像最大對比度需要被觀測的物體的對比度較低，比如：月球和行星。牛頓式望遠鏡和折反射式望遠鏡由於平面鏡的二次反射，因此阻礙的一小部分從主鏡進入望遠鏡的光線。有一些關於業餘天文愛好者的相關文獻會指導你去認識牛頓式天文望遠鏡和折反射式天文望遠鏡由於二次反射而損失的光能會嚴重影響到望遠鏡的對比度，但是並沒有什麼關係。（只有損失超過25%透過主鏡光時才會嚴重影響到望遠鏡的對比度）。計算二次損失光線的公式是(pi)r2，需要指導主鏡和平面反射鏡的表面積，然後在計算出損失的光能的百分比。例如：一個主鏡的直徑是8"，有一個直徑為2?"的平面反射鏡，二次阻礙的光能為11.8%：主鏡8" = (pi)r2 = (pi)42 = 50.27 二次阻礙2?" = (pi)r2 = (pi)1.375 = 5.94 百分比5.94/50.27=11.8% 看看周圍的環境（或者是鏡管里的空氣）這對於通過望遠鏡看行星的時候對比度的影響是一個最重要的因素，望遠鏡器材的問題對於望遠鏡的對比度影響是很大的：光學特性，光學元件的粗糙程度，中央略有增加的一些阻礙。注意增加中央的阻礙只是作為影響對比度的一個很小的因素。6.集光能力這個是望遠鏡相比較與你的眼睛來說能夠收集光線多少的一個理論值，它與口徑的大小成正比，一個望遠鏡的集光能力的計算公式是：口徑（以毫米為單位）除以7mm，這樣所得到結果的平方。例如：一個口徑是203mm的天文望遠鏡的集光能力是843((203.2/7)2 = 843)。7. 艾里斑華晨因素（Airy disk brilliance factor）當你用望遠鏡觀測一顆星星的時候，你不會看到一個擴大的形象，因為星星即使在高倍率的望遠鏡下觀測也是一個光點，而不是一個圓盤或者是一個球，這是因為星星距離我們非常非常的遙遠，但是如果你放大60倍來觀測星星，並且仔細的看的時候，你會發現環繞在星星周圍的光圈，你看到的並不是星星的圓盤，它是你的望遠鏡的口徑的影響，並且這是由於自然光線引起的。再仔細的觀察一下，當星星在你的望遠鏡視野中央的時候，這個放大的星星的圖像將會出現兩個東西：中間最亮的區域稱之為艾里斑和周圍的環形或一系列微弱環稱為衍射環。隨著你增大光圈艾里斑將會變小，艾里斑華晨（亮度的點源恆星圖像），理論上，當你將望遠鏡的口徑放大兩倍，你會發現你增加瞭望遠鏡的兩個參數：分辨能力和集光能力，，但是更重要的是減少艾里斑華晨因素。為了說明這一點，我們找一個光線微弱的雙子星，分別用4英寸的和8英寸的望遠鏡來觀測。8.出瞳直徑出瞳直徑是望遠鏡不要目鏡的情況下出現的一個圓形光束，用mm（毫米）表示。計算出瞳直徑，例如：一個口徑為203mm的望遠鏡，使用一個焦距為20mm的目鏡放大102倍，出瞳直徑為2mm(203/102 = 2mm)。或者你也可以用望遠鏡的焦比來除以目鏡的焦距就得到出瞳直徑。9.電源及放大倍率在購買望遠鏡的時候電源是一個考慮的次要因素，電源，或者是放大倍率實際上是取決於望遠鏡的光學系統——（1）望遠鏡本身（2）你所使用的目鏡。計算望遠鏡的電源，用目鏡的焦距除以望遠鏡的焦距，如果更換了目鏡，那會增加或者減少望遠鏡的電源。例如：一個焦距為30mm的目鏡用在了C8（2032mm）天文望遠鏡上面那麼電源就是203x (2032/10=203)。自從目鏡可以隨時更換以後望遠鏡的電源就可以應用於不同的軟體上面了。望遠鏡的電源實際上是由一定的上限和下限的，這是靠光學和人眼的能力來決定的，這是靠感覺來定的，最大值是在理想的條件下，望遠鏡的口徑（用英寸表示）乘以60，如果望遠鏡的電源高於這個最大值，那麼將會成像模糊昏暗，對比度低，例如：口徑為60mm的望遠鏡(口徑為2.4")的電源的最大值是142x。隨著電源的增加，所觀測的物體的細節的銳利程度將會減低。大的望遠鏡的電源主要是用於月球，行星和雙子星的觀測。不要相信一些廠家的廣告上所說的：60mm口徑的望遠鏡的電源是375或者是750（其最大值是142x），那是誤導您。大多數你觀察的物體都是低電源的（望遠鏡口徑【用英寸表示的】6-25倍）。使用低電源，所呈現的圖像將會是更加的清晰，給您提供更多的觀測享受。在夜間望遠鏡的最低電源為望遠鏡口徑的3-4倍，在白天，望遠鏡的最低電源是口徑的8-10倍，然而低電源的望遠鏡在夜間並不是十分的有用的，就拿牛頓式望遠鏡和折反射式望遠鏡來說它往往會因為二次反射或者是平面鏡的影子造成目鏡的中央出現一個黑色的點。10.極限星等天文學家們用一個星等系統來說明光亮的星體的等級，一個星體被認為是有一定的星等的，等級越高說明這個星體就越暗淡，每一個星體都有一個增加的數字（更大的星等數值），大約是2.5倍的星等，用你的肉眼能看到的最黯淡的星體大約就是六等星（在夜空中的時候），相反最亮的星體就是0等星（或者甚至是負值）。用望遠鏡看到最暗淡的星體（各種環境都最佳的時候），就是所說的極限星等，極限星等直接取決於望遠鏡的口徑，口徑越大看到的極限星等也就越高。粗略的計算極限星等的公式是： 7.5 + 5 LOG（口徑用cm表示）。例如：口徑為8英寸的望遠鏡的極限星等是14.0（7.5 + 5 LOG 20.32 = 7.5 + (5x1.3) = 14.0）。大氣層的情況和觀察者的視覺敏銳程度將會對極限星等有影響。拍攝極限星等比視覺極限星等高出大約是兩個或者是更多。11.衍射極限一個望遠鏡的衍射極限都有偏差（光學偏差）校正為殘留的光波少於焦點的光波的四分之一。然後就被用於天文望遠鏡。在多片玻璃的光學系統中，每片玻璃必須優於四分之一的波長，當波陣面數值更小的時候（1/8或者1/10波長），光學質量將會更好。12.焦比這是望遠鏡的焦距的比率，計算公式是,焦距除以望遠鏡的口徑（單位是mm）。例如：一個天文望遠鏡的焦距是2032mm並且它的口徑是8英寸（203.2mm），它的焦比就是10（2032/203.2=10）。很多人認為成像的質量和焦比有關，但是嚴格的來說它只是針對使用望遠鏡拍攝那些大個的物體比如說像月球或者是星雲。但是望遠鏡用來拍照或者是觀星，成像的清晰程度主要是看望遠鏡的口徑，口徑越大成像就越清晰，當你在看那些大個的物體的時候，在目鏡中呈現出清晰的圖像，僅僅是由於望遠鏡的口徑和放大的倍率足夠大，而不是根據望遠鏡的焦比來定的。大個的物體用低倍率的望遠鏡觀看的時候總是會很清晰，然而望遠鏡擁有小焦比(通常稱為「快」)來拍攝大的物體的時候需要清晰的圖像，因此需要很短的曝光時間，。總的來說，使用一個小焦比望遠鏡的主要優點就是可以用來觀看一些寬闊的視野。小焦比望遠鏡是f/3.5到f/6，中間的為f/7到f/11，大焦比為f/12或者更大的。13.最近調焦距離就是在陸地上觀察物體或者拍照時的最短調焦距離。14.視野你通過望遠鏡觀測天空的時候可以看見的範圍就是視野，它是用圓弧的角度來表示的。視野越大你能看見的觀測範圍就越大，視野角度的計算公式是，所使用的目鏡的視野角度除以望遠鏡的放大倍率所得到的指。例如：如果你使用的目鏡視野是50度的，並且使用的望遠鏡加上目鏡的放大倍率是100x，那麼望遠鏡的視野是0.5度(50/100 = 0.5)。 生廠商通常會指定他們的目鏡的視場角，總的來說，視場角越大，看到的視野範圍也就越大，因次在觀測星空的時候看到的也就越多，另外，使用低倍率的天文望遠鏡比使用高倍率的看到的視野更加廣闊。15. 光學設計像差這裡指出幾點關於天文望遠鏡的光學設計，記住，一個天文望遠鏡設計出來是用來收集光線並且成像的，在設計光學系統的時候，光學設計工程師必須權衡各種因素才能更好的設計出色的光學系統，最終到達滿意的效果。像差會導致圖像失真。任何出現像差的可能也許是因為光學設計，也許是因為結構設計和加工，或者兩者都有。設計出一套完美的光學系統是不可能的，各種不同的像差的出現歸咎於各種望遠鏡的獨特設計。下面我們將大致介紹一下望遠鏡的各類像差：色相相差 -- 通常會與折射式望遠鏡的物鏡有關。它是由於物鏡在收集光線的時候不能使各種不同的波長（顏色）的光彙集到一個正常的焦點。這樣會導致在所觀測的星星、月亮、行星周圍會出現淡淡的光環（通常是紫色的），這會降低所觀測的物體的對比度，這會隨著望遠鏡的口徑的增大而增大。復消色差的折射式望遠鏡能很好的降低色差並且價錢也很貴，這種望遠鏡中設計精密的消色差球差的玻璃能降低色差。球面相差 -- 光線穿過玻璃透鏡（或者是在平面鏡反射）的時候，在同一條軸上從光學中心到焦點不同的光線會產生不同的距離。這就是會使所看到的物體模糊不清，大多數的望遠鏡設計都是降低色差的。昏暗 -- 主要會出現於拋面反射鏡，主要影響成像物體偏離軸線，尤其是視野邊緣的物體，成像看上起就會呈現V形，對於焦比越小的望遠鏡，看到的昏暗程度越嚴重。散光 -- 調焦合適的情況下會出現圖像在垂直或者使水平的方向尚被拉長的情況，總的來說是玻璃的質量低劣有關或者是出現準直誤差。場曲 -- 所收集的光線不是集中在同一個面上，中央的視野可能會很清晰，因為是在焦點上面了，但是邊緣的圖像就不在焦點上。16.準直程度（Collimation ） 適當的調整一個望遠鏡的光學元件，準直程度對於望遠鏡達到光學的上的優良至關重要。準直度不高將會導致光學像差並且成像扭曲。不僅僅調整一個望遠鏡的光學元件，更重要的是對於望遠鏡的結構上的調整也是至關重要的，也就是對於望遠鏡的鏡管和各種結構的準直程度作調整。物鏡：天文望遠鏡中最先接觸目標光線的光學元件。可以是透鏡，也可以是反射鏡。17.焦比和集光力：這是同一個概念，是物鏡口徑（直徑）與物鏡焦距的比值。這個值越大，物鏡在做照相觀測時效能越高。18.放大倍率：物鏡焦距和目鏡焦距的比值。它代表觀測時望遠鏡對目標視角的放大能力。19.線性視野：目視觀測時，視野中無明顯像差和畸變的部分。一般來說目鏡都具有視場光闌，視野的非線性部分會被它擋掉，所以我們看到的視野都屬於線性視野。20.極限星等：通過望遠鏡目視觀測時，可以看到的最暗的星的星等（假設天氣條件理想）。21照相分辨力：即按照銳利判據計算的理想角分辨力（不考慮大氣SEEING等的影響），也就是物鏡能夠分辨無限遠處兩個光源的最小角間距。一般可以按140/D（D為物鏡口徑）來計算.
彗星命名小常識在1995年前，彗星是依照每年的發現先後順序以英文小楷排列。如1994年發現第一顆彗星就是1994a，按此類推，經過一段時間觀測，確定該彗星的軌道並修正後，就以該彗星過近日點的先後次序，以羅馬數字Ⅰ、Ⅱ等排在年之後（這編號通常是該年結束後二年才能編好）。如舒梅克?利維九號彗星的編號為1993e和1994Ⅹ。 除了編號外，彗星通常都是以發現者姓氏來命名。一顆彗星最多只能冠以三個發現者的名字，舒梅克·利維九號彗星的英文名稱為Shoemaker-Levy 9。 由1995年起，國際天文聯合會參考小行星的命名法則，採用以半個月為單位，按英文字母順序排列的新彗星編號法。以英文全部字母去掉I和Z不用將剩下的24個字母的順序，如1月份上半月為A、1月份下半月為B、按此類推至12月下半月為Y。 其後再以1、2、3..等數字序號編排同一個半月內所發現的彗星。此外為方便識別彗星的狀況，於編號前加上標記： A/ 可能為小行星 P/ 確認回歸1次以上的短周期彗星，P前面再加上周期彗星總表編號（如哈雷彗星為 1P/1982 U1或簡稱1P亦可） C/ 長周期彗星（200年周期以上，如海爾·波普彗星為C/1995 O1） X/ 尚未算出軌道根數的彗星 D/ 不再回歸或可能已消失了的彗星（如舒梅克?利維九號彗星為D/ 1993 F2） 附 S/ 新發現的行星之衛星 如果彗星破碎，分裂成個以上的彗核，則在編號後加上-A、-B..以區分每個彗核。回歸彗星方面，如彗星再次被觀測到回歸時，則在P/（或可能是D/）前加上一個由IAU小行星中心給定的序號，以避免該彗星回歸時重新標記。例如哈雷彗星有以下標記：1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星天文小知識（一）第一種天樞 124光年天璇 79光年天璣 84光年天權 81光年玉衡 81光年開陽 78光年 輔 81光年搖光 101光年第二種天樞，距離地球75光年天璇，距離地球62光年天璣，距離地球75光年天權，距離地球65光年玉衡，距離地球62光年開陽，是一顆肉眼可見的光學雙星。開陽A距離地球59光年。開陽B距離地球82光年。搖光，距離地球110光年。Skymap中的數據給出的是第一種，Skymap依據了多種星表數據，包括著名的Hipparcos星表，可以相信是正確的數據。維基上的數據也是第一種的。而且雖然開陽和輔星是否為物理雙星仍有爭議，但它們之間的距離已確定為三光年左右，所以易知第二種數據是錯的。這七顆星的距離，目前最準確的是根據依巴谷衛星的三角視差數據計算的結果了(即第一種)。 對於這些恆星來說，依巴谷衛星給出的誤差約為2%2007年依巴谷衛星的三角視差被重新歸算，新的結果比1997年的數據誤差要小一些，但新的數據並沒有廣泛地傳開。很多消費者在購買望遠鏡的時候總是不了解：千百種望遠鏡的鍍膜是什麼含義？ 事實上，不同鍍膜的望遠鏡價格差別懸殊，需要根據您的購買能力和用途來選擇適合的一款，關於鍍膜問題，以下供參考：直射的光線會破壞望遠鏡中呈現的影像。為了增強視覺影像，鏡片及稜鏡需要鍍上一層偏光膜。一般情況下，目視望遠鏡的單層增透膜設計對波長5500埃的黃綠光增透效果最佳，因為人眼對於此一波段光最敏感。所以其對藍紅光的反射就多一些。鍍多層膜的鏡片呈淡淡的綠色或暗紫色，如相機鏡頭的鍍膜。鍍得太厚的單層膜看起來會呈現綠色。 雙筒鏡上會有鏡片鍍膜的標示，表示這雙筒鏡的光學品質。其鍍膜的種類如下: CoatedOptics(鍍膜)：是一種最低級的增透膜。它只表示至少在一個光學面上鍍有單層增透膜，通常是在兩個物鏡和目鏡的外表面上鍍膜，而內部的鏡片和稜鏡都沒有鍍膜。 FullyCoated(全表面鍍膜)：所有的鏡片和稜鏡都鍍了單層膜，但如在目鏡中使用了光學塑料鏡片，則此塑料鏡片可能並未鍍膜。 Multi-Coated(多層鍍膜)：至少在一個光學面上鍍有多層增透膜，其它光學面可能鍍了單層膜，也可能根本沒鍍膜；通常只在兩個物鏡和目鏡的外表面上鍍多層膜。 FullyMulti-Coated(多層全光學面鍍膜)：所有的鏡片和稜鏡都鍍有增透膜，一些廠商在所有的光學面都鍍了多層膜，而另外一些只在部份光學面鍍多層膜，其它表面仍鍍單層膜。 在國內比較常見的有寬頻綠膜、裝飾綠膜、紅膜和藍膜，還有紫膜和黃膜等：寬頻綠膜：有些地方也稱之為增透綠膜，目前是國內最好的鍍膜之一，在不同的角度觀測會呈現不同的色帶（這是多層鍍膜的表現），成像好清晰度高，色彩還原度也不錯。 紅膜：一般只用於紅點上，這個比較通用，沒有什麼特點。 藍膜：是國內運用的最廣泛的鍍膜方式，較之寬頻綠膜看出去略有些黃和暗，藍膜也分層數，有的鍍三層，好一些的五層，差的只有一層。 裝飾綠膜：這個非常缺德，顏色和增透綠膜很相似，但光學性能卻不敢恭維，比較容易鑒別的方法是裝飾綠膜反光很大，而寬頻綠膜很淡。總而言之，好的鏡片和鍍膜看出去很淡，整體透光率可以在85-90%左右，如果在內部的鏡片也用鍍膜的鏡片，那麼整體的透光率可以達到93%左右（國內比較少見），不過國內即使用寬頻綠膜的鏡片目前也或多或少存在邊緣略有些虛的現象。天文小知識(二）赤道儀的使用方法 追蹤因日周運動而移動的天體,最簡單的方法是使用赤道儀式台架,確實比經緯儀方便得多。只要明白了使用的要領,作目視觀則或照相均會產生很好的效果。晚間的星空,以北天極和南天極聯機的自轉軸為中心,每日旋轉一次,稱為日周運動。在赤道儀的台架上,把極軸(或稱赤經軸)向北天極延長(在南半球時向南天極),就能簡單地追蹤星星的移動。換句話說,讓赤道儀的極軸和地球的地軸平行,這個作業稱為極軸調整,使用赤道儀時絕不能忘記,事先要與極軸對準平。 赤道儀的台架分為附有赤經、赤緯微動桿的, 以及附裝極軸馬達追蹤式兩種。附有微動桿的比經緯台的星星追蹤方便,但須連續手動以便繼續追蹤,如果預算許可,最好是採用馬達追蹤式,會方便得多。必須調整赤道儀赤緯軸和極軸全體的平衡。如果平衡狀態調節良好,固定螺絲放鬆時鏡筒會靜止,赤道儀的運轉就會很圓滑,使用起來很平穩。 近年生產商在高級的赤道儀加進了GOTO功能，使用者可以指令望遠鏡自動指向觀察目標。但耗電量大，野外觀星時要攜帶大型蓄電池。 赤道儀的種類有很多。業餘天文愛好者最常用的赤道儀有兩種：分別是德國式及叉式赤道儀。德國式赤道儀適合折射、反射及折反射望遠鏡。而叉式赤道儀一般配合折反射望遠鏡使用。叉式赤道儀比德國式優勝的是不須要平衡錘，減輕儀器重量，方便野外觀星。但是業餘級數的叉式赤道儀穩定性不及德國式赤道儀。博冠系列望遠鏡用的赤道儀是德國式的赤道儀。 那我們就主要講講德國式赤道儀的使用方法吧！ (一)赤道儀簡介 肉眼可見的天體,用尋星鏡就可對準,赤道儀之作微調跟蹤之用。而深空天體就必須利用赤道儀的時角、赤緯度盤才能找到。 赤道儀有三個軸： 1． 地平軸。垂直於地平面，下端與三腳架台連接，上端與極軸連接，有地平高度刻度盤。繞地平軸旋轉可調整望遠鏡的地平方位角。 2．極軸。一端與地平軸相連，上下扳動極軸可調整地平高度角。另一端與赤緯軸成90o角連接，裝有時角度盤，用於望遠鏡指向的時角（赤經）調整。 3．赤緯軸。與極軸成90o相連，上端與主鏡筒成90o相連，以保證鏡筒與極軸平行。下端連接平衡錘，裝有赤緯度盤，用於望遠鏡指向的赤緯度調整。 （二）對準、觀測深空暗天體 第一步：極軸調整。使望遠鏡極軸和地球自轉軸平行，指向北天極。 1． 主鏡與赤道儀、三角架連接好，把有「N」標誌的一條腿擺在正北方。調整三角架高度，使三角架台水平。 2．鬆開極軸（赤經軸）制緊螺釘，把主鏡旋轉到左邊或右邊。鬆開平衡錘制緊螺釘,移動平衡錘,使望遠鏡與錘平衡。把望遠鏡旋迴上方，制緊螺釘。 3．鬆開地平制緊螺釘，轉動赤道儀，使極軸（望遠鏡）指向北方（指南針定向），制緊螺釘。 4．鬆開極軸與地平軸連接制緊螺釘，上下扳動極軸，使指針對準觀測地點的地理緯度（例：濟南地理緯度為+36.6o,即北緯+36.6o）,制緊螺釘。 5． 鬆開赤緯軸制緊螺釘，轉動望遠鏡使其與極軸平行（亦即與當地經線圈平行），制緊螺釘。 6． 從望遠鏡（或調好光軸的尋星鏡）中觀看北極星是否在視場中央，如有偏差，則需對極軸的地平方位角，地平高度角作精細調整，直至北極星在視場中央不再移動。 7．擰動時角刻度盤，零時（0h）對準指針；擰動赤緯刻度盤，90o對準指針（有的在出廠時已經固定好90o或0o）。 至此，您的望遠鏡就與地球自轉軸、觀測點子午面完全平行。任憑地球轉動，望遠鏡始終都對著北極星。 特別提示：極軸調整好後，三腳架、極軸方位角、高度角都不能有絲毫移動，否則要重新調整。北天極與北極星不完全重合，而是向小熊座β星偏1o。 第二步：計算出觀測點觀測時刻的地方恆星時。 例：計算2002年5月1日北京時間19時的濟南地方恆星時。 1．從當年天文年曆（北京天文館每年出版一本）中查出2002年5月1日世界時0h格林尼治地方恆星時為：14h35m00s。 2．從相關資料中查出濟南（觀測點）地理經度為東經117o，化為時角為7h48m00s（15o=1h，1o=4m，1』=4s）。 3． 用下面公式計算 s=So+（m北-8h+λ）+(m北-8h)*0.002738 式中 s 地方恆星時，在觀測點所測定的春分點γ的時角 So 世界時0h格林尼治地方恆星時 m北 北京地方平時 λ 觀測點的地理經度（時角） 8h 北京時間是東八時區標準區時 0.002738 換算係數（1/365.2422） 將已知數據代入公式 S=14h35m00s+(19h00m00s-8h+7h48m00s)+(19h00m00s-8h)*0.002738 =14h35m00s+18h48m00s+00h1m48s =33h24m48s 因為結果大於24h，所以要把其中的24h化為一天，減去24h。S=43h25m13s-24h=19h25m13s 答：2002年5月1日北京時間19h00m00s時的濟南地方恆星時是 5月2日09h24m48s。 第三步：計算被觀測天體觀測時刻的時角（t）。 t：以本地子午圈為起點，由東向西將整個圓周分為24小時（每小時等於15o）。 例：獅子座內的m65（河外星系）。 1． 查出該天體在天球上的坐標為： 赤經α=11h18m00s；赤緯δ=13o13』。 赤經α：天體在天球上的經度，以通過春分點γ的經緯為0點，由西向東將圓周分為24小時。 赤緯δ：天體在天球上的緯度，以天赤道為0o，向北正向南負，各分90o。 2． 用公式計算 t=s-α t=09h24m48s-11h18m00s= -1h53m12s 第四步：操作望遠鏡對準天體。 1． 鬆開赤緯軸制緊螺釘，旋轉主鏡，先對準天赤道（赤緯度盤0o），然後向北旋轉δ=13o13』，對準赤緯度盤指針，制緊螺釘。 2．鬆開極軸制緊螺釘，繞極軸向東（時角t為負）旋轉望遠鏡，將m65的時角-1h53m12s對準時角刻度盤指針，制緊螺釘。 3．先用低倍鏡觀測m65，如不在市場中央，可用赤經赤緯微調手輪將天體調整到視場中央。由於地球轉動，目標會漸漸移出視場，要不斷用微調手輪跟蹤。若為自動跟蹤赤道儀，打開電門即可。 特別提示：第二天再觀測該天體時，因地球公轉，該天體的時角將增加3m56s，變為-1h49m16s。 赤道儀的使用方法
德試赤道儀
赤道儀對準極軸，對準深空天體
經緯儀及赤道儀的使用方法 支持天文望遠鏡的鏡筒,可以對準天空任何方向,使它把天體引導入視野之中,這是台架的任務。其型式有經緯儀式和赤道儀式二種。 經緯儀
支持天文望遠鏡的鏡筒,可以對準天空任何方向,使它把天體引導入視野之中,這是台架的任務。其型式有經緯儀式和赤道儀式二種。 經緯儀 經緯儀是可把鏡筒向水平和上下兩個方向自由自在移動的型式。構造和用法都很簡單,只是對因日周運動而移動的星星之追蹤比較困難,頂操作兩支微動桿,否則星星會由視野中跑掉。經緯儀的使用法與赤道儀不一樣, 沒有極軸調整的必要,至於星星的追蹤方面,把上下、水平微動桿不斷地轉動, 或者是把天體移至視野邊緣,不用微動,讓天體本身在視野中移動時緊盯著觀測。因為視野在旋轉, 所以星野照相不能做長時間曝光。 除了小型望遠鏡喜歡選用經緯儀外，很多天文愛好者也為他們的大型反射望遠鏡配上經緯儀。我們稱呼這種望遠鏡為「杜布蘇尼安」(Dobsonian) DOB式望遠鏡。「杜布蘇尼安」式望遠鏡的重量比配上赤道儀的望遠鏡輕，方便攜帶到郊外進行觀察，而且價錢便宜及可以自己製造。適宜配合廣角目鏡來進行深空天體觀察。 DOB
追蹤因日周運動而移動的天體,最簡單的方法是使用赤道儀式台架,確實比經緯儀方便得多。只要明白了使用的要領,作目視觀則或照相均會產生很好的效果。晚間的星空, 以北天極和南天極聯機的自轉軸為中心,每日旋轉一次,稱為日周運動。在赤道儀的台架上,把極軸(或稱赤經軸)向北天極延長(在南半球時向南天極),就能簡單地追蹤星星的移動。換句話說,讓赤道儀的極軸和地球的地軸平行,這個作業稱為極軸調整,使用赤道儀時絕不能忘記,事先要與極軸對準平。 赤道儀的台架分為附有赤經、赤緯微動桿的, 以及附裝極軸馬達追蹤式兩種。附有微動桿的比經緯台的星星追蹤方便, 但須連續手動以便繼續追蹤, 如果預算許可,最好是採用馬達追蹤式,會方便得多。必須調整赤道儀赤緯軸和極軸全體的平衡。如果平衡狀態調節良好,固定螺絲放鬆時鏡筒會靜止,赤道儀的運轉就會很圓滑,使用起來很平穩。 近年生產商在高級的赤道儀加進了GOTO功能，使用者可以指令望遠鏡自動指向觀察目標。但耗電量大，野外觀星時要攜帶大型蓄電池。 德國式赤道儀
德國式赤道儀 赤道儀的種類有很多。業餘天文愛好者最常用的赤道儀有兩種：分別是德國式及叉式赤道儀。德國式赤道儀適合折射、反射及折反射望遠鏡。而式赤道儀一般配合折反射望遠鏡使用。叉式赤道儀比德國式優勝的是不須要平衡錘，減輕儀器重量，方便野外觀星。但是業餘級數的叉式赤道儀穩定性不及德國式赤道儀。 德國式赤緯軸平衡的調整 赤緯軸固定螺絲放鬆後，鏡筒向前後移動調整平衡，這時目鏡部份及天頂稜鏡不必取掉，放手後鏡筒不動，一切就OK了。 德國式極軸平衡的調整 極軸(赤經軸)固定螺絲放鬆，平衡錘向左右移動，注意鏡筒的平衡再予以調整。 計算機控制經緯儀 由計算機控制水平和上下兩個方向的移動來追蹤星星。和傳統經緯儀一樣,沒有極軸調整的必要,使用者只須在每次觀察前，手動導入2顆參考星，之後你就可以輕鬆地命令望遠鏡指向觀察目標。使用方便但耗電量大，野外觀星時要攜帶大型蓄電池。因為視場在旋轉, 要用它來作長時間曝光的天文攝影，必須配合視場旋轉器度(field de-rotater)使用
淺談赤道儀 一套標準備置的天文望遠鏡往往由望遠鏡、赤道儀、腳架等部件組成，而望遠鏡、腳架相信大家都見過。沒接觸過天文望遠鏡的朋友，恐怕對赤道儀是最陌生的，因為它也是天文中特有的一個東東。這裡我就給大家簡單介紹一下。 要說赤道儀，應該先說一下地平式的裝置 。 地平式的裝置很常見，是一種具有兩根軸的支架，望遠鏡裝在上面，可以很方便地調整指向的方向和高度。初學者使用地平式裝置找星應該沒什麼問題：想看哪兒就指向哪兒好了！不知道要找的星的位置？看星圖好了，按圖索驥嘛。通過星圖找星是不是很困難？其實不難。當然，前提就是你應該熟悉全天的一些亮星較多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鵝、人馬、天蠍、天鷹、天琴、獵戶、飛馬、仙女、天狼、獅子。通過已認識的星座再去認別的星座，難度會小很多。所以我建議，初學者在開始認星時最好找一個已經認識星座的朋友指導。 但用地平式的望遠鏡看星的時候，有一個明顯的缺點：本來對準了一顆星，可一會以後，這顆星就跑到了視場外了，並且使用的放大倍率越高，這種現象越明顯。這是因為每天星星都在做東升西落的運動。在地平坐標中，描述每顆星位置的兩個值——方位角和地平高度都是隨時間變化的。如果望遠鏡要一直指向某顆星，就必需同時調整望遠鏡的仰角和方位角。由於兩個方向變化的量完全不一樣，用這樣的裝置跟蹤一顆星會相當困難（當然，現在用計算機導星的系統是可以做到在地平式裝置下精確導星的）。 於是赤道儀就應運而生。赤道儀是為了改進地平式裝置的缺點而製作出來的。它的主要目的就是想克服地球自轉對觀星的影響。大家知道，正是由於地球自轉，星星才產生東升西落的現象。
知道了原因，要解決這個問題就不難了，地球不斷由西向東自轉，24小時轉360度，我們只要設計一個裝置，讓望遠鏡轉動的速度和地球一樣，而方向正好相反（由東向西），就可以消除地球自轉的影響了。 從理論上說，赤道儀使用的坐標系是赤道坐標系。它相當於一個和星星一起旋轉運動的大網格。由於它和星星一起轉動，所以描述每顆星位置的兩個值——赤經和赤緯是不變的。通俗地說，赤道儀就是一個試圖讓望遠鏡和這個網格一起轉動的裝置。 赤道儀使用時首先要將其極軸對準北天極。（理想的情況下）完全對準後，望遠鏡對向任何的星星，赤緯都不需要再調整，只需要讓望遠鏡在赤經（或稱時角）方向按星星的行進速度勻速轉動，就可以讓這顆星一直保持在望遠鏡的市場內。這個速度就是每天360度（因為地球每天轉一圈）。這就是所謂的自動跟蹤。當然，如果你使用的是手動的赤道儀，你就得每隔一定時間調整一下赤經（或時角）旋鈕，赤緯則無需調整（當然這是理想狀況，如果極軸對得不夠准，還要適當微調一下赤緯）。毋須同時調整兩個軸，便於跟蹤，這就是要使用赤道儀的根本原因。很多天文普及書籍會教大家通過計算時角來找星，而根據我的經驗，真正做業餘觀測時使用時角並不方便，因為得先算出恆星時，還要知道你想觀測天體的赤經赤緯值。加上時角盤的精度的問題，這樣找星遠不如用星圖直接找星方便。所以，只有對於那種有固定底座、極軸已經對準的固定望遠鏡，以及對星座很不熟悉的人，它才有優勢 。 另外，直接用天文望遠鏡找星的確是有點困難的，因為主鏡的視場往往很小。所以天文望遠鏡通常都有一個尋星鏡，它的視場比較大，用於輔助找星。當然，如果有一架雙筒鏡幫忙，會輕鬆很多。這就是很多有經驗的愛好者建議初學者先買雙筒望遠鏡的緣故。
對於天文初學者，請先學會認識幾顆亮星：仙女座α星（2.1等）、獵戶座α星（0.6等）、獅子座α星(1.3等)、 牧夫座α星（0.2等）、牛郎星和織女星。你在任何時候都能找到其中1至2顆亮星。以其中1顆為基點，設置刻度盤。 利用刻度盤找天體 （1） 記住這幾顆亮星的時角和緯度 表1： 亮星 赤經 赤緯 仙女座α星 0h 8 m +29°08′ 參宿四 （獵戶座α星） 5h 55m +7°24′ 軒轅十四（獅子座α星） 10h 09 m +11°55′ 大角 （牧夫座α星） 14h 14m +19°11′ 織女星（天琴座α星） 18h 37 m +38°47′ 牛郎星（天鷹座α星） 19h 51m +08°52′ （2） 對準錶1中某一顆星,同時將可轉動的赤經和赤緯兩個刻度盤分別轉動到列表中的數字； （3） 從天體位置表中選擇你要觀測的天體，將望遠鏡轉到該天體的時角和緯度上，對於手動赤道儀，時角略加幾分，一般都能觀測到你想要觀測的天體，除非是望鏡口徑不夠大或者刻度盤不夠精確。 （4） 對於赤緯刻度盤不能轉動的赤道儀，如：EM9，對準錶1中某顆星，（譬如：軒轅十四）並轉動赤經刻度盤到10h 08 m，鎖緊。然後，記下赤緯的讀數，譬如：+12°，它與軒轅十四的赤緯+1°00′相差+11°。以後你要觀測時，如：大熊(開陽)ζ星，只要將望遠鏡轉到赤經刻度13h 24m,，赤緯刻度+54°55′加上+11°=+66°，就可以看到大熊(開陽)ζ星了。 因為赤道儀EM9的刻度盤較小，可能誤差較大。 美麗的星雲和雙星： M31 0h 43m +41° 16" 仙女座 旋渦星系 M42 5h 35.4m -5° 27』 獵戶座 瀰漫星雲 天琴ε 18h44m 39°40′ 一淡黃 一淡藍 天鵝β 19h30m 27°55′ 一黃 一淡綠 赤道儀的極軸鏡同軸校準、初始化和刻度盤使用 前言：如果你的赤道儀極軸鏡出廠時已校正準確，請跳過前兩部分。以下以信達EQ3-2（CG4）赤道儀為例說明，其它市售赤道儀大都與此類同。1、極軸鏡的同軸校準： 1、架好赤道儀，通過赤道儀的水平和高低調節將一遠處目標導入極軸鏡十字線中心 2、將赤經軸轉動180度3、如果目標偏離十字線中心，說明極軸鏡需要校準赤經同軸4、利用極軸鏡的三顆固定螺絲將十字線中心調整至距離目標偏離位置的一半處5、重新將目標導入極軸鏡十字線中心，重複2、3、4步驟直到赤經軸無論如何轉動，目標都不偏離十字線中心。6、用鉗子稍微用力擰緊三顆調整螺絲，極軸鏡的同軸校準完成了( L& L4 W+ n. X: _3u
正如其它星星圍繞北天極NCP轉動一樣，北極星也不例外。但因為北天極不可見，所以通常採用距離北天極不足1度的北極星作為參考星+ H. Part2、赤道儀的初始化第一步：調整赤道儀水平第二步：鬆開箭頭上的螺絲，撥動最上面的時間刻度盤使其0刻度對準上面的箭頭，然後擰緊螺絲.
第三步：轉動赤經軸，使極軸鏡的兩根線分別呈水平和垂直狀態（以牆壁、門或建築物等的垂直線做參考），小圓圈位於正下方，鎖定赤經軸。
第四步：通過查對電子星圖，在東經120度的北半球地區（我國採用的北京時間就是東經120度的平太陽時），2008年10月10日01時27分（2009年10月10日01: 29、2010/10/10/01:32、2011/10/10/01:34、2012/10/10/01:32和2013/10/10/01:34），北極星位於北天極的正上方。撥動日月刻度盤使其10月10日對準時間刻度盤的01時27分刻度（日月刻度盤一格為2天，一天是半格）
第五步：鬆開最下面的黑色環上的兩顆固定螺絲，撥動基準刻度盤使其刻度線指向日月刻度盤的0刻度，然後重新將兩顆固定螺絲擰緊，此過程不要碰動日月刻度盤
至此，赤道儀的初始化就完畢了補充說明：極軸鏡中的成像是上下左右顛倒的，所以當北極星位於北天極的正上方時，極軸鏡中的成像則在北天極的正下面。 另外提供幾個北極星位於NCP正下方的時間，供參考使用：2008/4/26/00:25、2009/4/26/00:28、2010/4/26/00:30、2011/4/26/00:32、2012/4/26/00:30、2013/4/26/00:32 以上所有參考校準時間均查詢自電子星圖Stellarium，不保證100%正確性，如有疑問請諮詢電子星圖出版商 Part3、刻度盤的使用 第一步：粗對極軸。緯度指針指向當地緯度值（如上海是北緯31度11分），用指南針輔助極軸鏡粗對北方
第二步：調整赤道儀水平 第三步：修正經度差。查出所在地的經度，如上海是東經121度29分，前面的赤道儀初始化時是以東經120度作為參照的，E121.29-E120=E1.29，撥動時間刻度盤使基準刻度盤的刻度指向E1.29位置（一格為5度，1/4格就差不多了）
第四步：看時間，比如現在是4月24日0：20分，轉動赤經軸，使4月24日對準0點（20+a）分，鎖定赤經軸（因為後面的步驟需要時間，所以a的大小取決於你後面一步所需花費的時間，如3-5分鐘）
第五步：調整赤道儀，將北極星導入小圓圈中（可稍微偏向十字線內）
完畢補充說明： 由於歲差，北極星距離的北天極的角度是不斷變化的，以後幾十年的時間裡，將越來越接近NCP，提供幾個北極星距離北天極的角度數據：2008/04/26：42"，2009/04/26：41"45"，2010/04/26：41"30"，2011/04/26：41"45"，2012/04/26：40"59"《信達 EQ6 PRO 赤道儀極軸鏡校正及使用方法 》油子=遊子 目前國內很多同好都購買了信達的 EQ6 PRO 赤道儀,該赤道儀無論從做工以及精度都是不錯的,性價比極高。因此在國外也非常流行,國外同好用該款赤道儀及 1000mm 以上焦距拍攝的深空照片也不在少數,說明了該赤道儀的精度和可靠性都是很好的。 我近來也忍不住購買了一台,使用了半年後,發現了一些小的細節上,信達公司還有待改進,譬如大家最關心的極軸鏡的校正問題,以及如何使用該極軸鏡精確對極軸的問題。 雖然信達公司的赤道儀說明書上也有對這兩個過程進行了說明,但是我發現裡面有很多問題,甚至錯誤。我花費了大量的時間才找出了錯誤,並予以解決,因此這裡將這些方法寫出來與大家共享。 該赤道儀的極軸鏡結構較為特殊。即校正極軸鏡與赤道儀RA同軸的過程並非直接調節極軸鏡的位置,因為極軸鏡在出廠前已經與赤道儀的 RA 軸固定在一起,而是通過調節帶有十字絲以及北極星位置的分劃板來達到校正極軸鏡與 RA 軸同軸的目的(說明:這裡為了敘述 方便以及符合大家以往使用 GP 族赤道儀的習慣,這裡我仍然將調節 EQ6 極軸鏡分劃板來校正同軸的這個過程稱之為校正極軸鏡)。 下面我就將整個過程敘述如下,由於本人比較懶,所以只能最關鍵的部分加以詳細說EQ6 PRO 第一步,校正極軸鏡(即校正內部的十字絲中心)與赤道儀 RA 軸同軸 將赤道儀主體的仰角調節到將近水平的位置,通過極軸鏡觀測，將十字絲中心對準遠處景物上某個小的點狀物體，旋轉赤道儀 RA 軸 180 度後，看是否十字絲中心是否仍然和點狀物體重合，如果已經不重合，請按照圖一，調節固定分劃板的 3 個螺絲來改變分劃板的位置，重複上述步驟，直到十字絲中心和點狀物體在旋轉 RA 軸 180 度後依然重合，該過程就不累述。需要說明的是，在調節分劃板的 3 顆固定螺絲時一定要非常小心，每次調節的幅度一定要小，否組分劃板會成內部的卡槽中脫落 。
第二步,校正極軸鏡內部的分劃板到正確的初始位置 (這裡特別需要注意的是，赤道儀極軸鏡初始化位置是一個比較重要的問題，這個初始位置並不是全世界都相同的，譬如在日本設置好初始化位置的赤道儀拿到其他經度相差大的國家是無法正確指向的，而是和觀察點的經度有關的，我這裡設置的初始化位置只能適用 於東經 120 +-20 的地區。其他經度地區的初始化位置是不同，這裡就不詳細說明了) 該過程主要是將極軸鏡內部的分劃板的初始位置確定正確。 a. 首先將赤道儀架好，利用水平泡將赤道儀調整到完全水平的位置 b. 將赤道儀主體的仰角調節到將近水平的位置 c. 旋轉赤道儀的 RA 軸，使十字絲的位置如圖二所示。即放置北極星的那個小圈是在豎直的位置,要實現這一點可以通過極軸鏡觀察將十字絲的那個豎線與遠處大樓的外側棱重合，這時請鎖定 RA 軸
d. 將時間環的兩個緊固螺絲鬆開，旋轉該環使得指示箭頭指向 0 點 0 分，之後鎖定時間環緊固螺絲，接下來旋轉日期環使得指示箭頭對準 10 月 31 日(說明: 該日期每年會有變動，大家可以利用 starrynight 之類的軟體或者是高橋公司出品的一款對極軸用的北極星位置指示軟體 Polarisfinder 1 來模擬在東經 120 整的地區具體是那一天的 0 點 0 分北極星是在北極的正上方，相應的在極軸鏡裡面小圈就在是十字絲的正下方,一般就是在前後幾天變動)。之後的操作過程一定不要碰這個環而改變了位置，參見圖四。
e. 用鐘錶起子將子午線指示環上的緊固螺絲鬆開參見(圖五)，轉動該環，將該環上的指示白線準確對準日期環上的子午線差刻度 0 刻度位置(參見圖六)，然後立即將子午線指示環上的螺絲緊固，整個旋轉和緊固的過程不要碰到日期環，而且還要保證指示白線準確對準 0 刻度位置。
f. 這樣極軸鏡的分劃板初始位置就校正完成了，以後使用過程中也不需要調節了。 第三步,利用極軸鏡精確對極軸 (舉例說明,如 2008-7-15 晚上 23 點 30 分對極軸) a. 首先將赤道儀架好,利用水平泡將赤道儀調整到完全水平的位置 b. 旋轉日期環，使得子午線指示環上指示白線指向當地的子午線差刻度，譬如在上海指向偏 E 五分之一刻度即可(見圖 七)。(說明:中國時區子午線在東經 120 度, 你所在地點的經度減去 120 之後，如果是正值就將指示白線對準偏向 E 方向的相應刻度，如果為負值則對準偏向 W 方向的相應刻度，譬如上海的經度是東經 121 度, 減去 120 為 1，即偏東 1 度,由於子午線差刻度 最小刻度是 5 度,所以只需將指示白線指向偏 E 五分之一刻度左右即可)。
c. 旋轉 RA 軸使得日期環指示箭頭對準當前日期 7 月 15 日,將 RA 軸鎖緊 d. 將時間環緊固螺絲鬆開，旋轉時間環,使指示箭頭指向 23 點 30 分，然後鎖緊時間環緊固螺絲。此處需要特別注意： EQ6 PRO 在北半球使用的是時間環下半部分的刻度，而說明書上是錯誤的。 e. 鬆開 RA 軸鎖緊把手，旋轉 RA 軸，使時間環指示箭頭指向時間環上的 0 點 0 分, 之後再次鎖緊 RA 軸。現在通過調節赤道儀仰角以及方位角將北極星移動到分劃板的小圈裡就完成了對極軸的工作。當然在 d 步驟中你調節時間環到當前時間直至完成最後將北極星移動到小圈裡的步驟可能要花費幾分鐘的時間，因此可以將 d 步驟中指示箭頭指向的時間拖後幾分鐘分鐘，如指向 23 點 35 分，預留 5 分鐘給後面的調整的步驟。 另外，我們可以通過 EQ6 RPO 手柄提供的實時北極星的時鐘位置來驗證以上方法是否正確。譬如我們設置 2008-7-15 晚 20 點進行觀測，我們通過上述步驟對完極軸後，使用 EQ6 PRO 的手柄輸入當前時區中國為+8 時區、2008-7-15、20:00 等信息，然後設定為不採用夏令時(即屏幕上會詢問是否 Daylight saving？選擇否)，之後手柄就會提供出此時北極星的具體時鐘位置(應該為11:23 的位置，,然後可以 和極軸鏡中小圈的時鐘位置比較是否正確。如圖八 ：
最後需要說明的是儘管我們按照上面的步驟可以精確的對準極軸，但是因為赤道儀極軸鏡本身設計的一些天生缺陷(這裡就不在詳述)，在實際使用過程中經過上述步驟，仍然會有一些誤差(該誤差的大小是每個赤道儀個體都不同的)，不過這個誤差已經可以滿 足自動導星的需求，但是對於一些同好喜歡盲跟的做法可能就要看其他一些條件了，如主鏡的焦距長短、曝光時間長短等。 注: 1. Polarisfinder 是高橋公司為其赤道儀設計的校準赤道儀極軸的北極星位置指示軟體，大家可以在 google 裡面搜索下載。 2. 該流程的思想(具體方式有可能因為赤道儀結構不同，稍有差別)不但適用於 EQ6 赤道儀，還適用於國內生產的 HEQ5，EQ4, EQ5，LXD 75，Vixen 的 G，,GPD 以及仿 Vixen 系的各類赤道儀。 3. 該流程在校正極軸鏡分劃板初始位置時，使用了東經 120 整地區作為標準, 但是適用於東經 120 正負 20 度的地區範圍使用。天文小知識（三）電子目鏡使用說明：電子目鏡是電子感光設備，沒有鏡片的，電子目鏡是按像素分的，由於焦距比較長，等同倍數比較高，適合看遠的星球，例如月亮，木星，土星，看近的目標會不清晰，用手捂住電子目鏡，電腦屏幕上會出現蝌蚪狀圖案，這些都是正常的，原因距離太近，屬於不能合焦成像的範圍。目錄：一：安裝二：調節三：常見問題說明一：安裝1：折射天文望遠鏡：取下目鏡，電子目鏡直接安裝在天頂鏡後面；2：反射天文望遠鏡：取下目鏡，電子目鏡直接安裝在目鏡的位置（調焦筒上）；反射望遠鏡沒有天頂鏡的。二：調節：1：安裝完畢，另一端USB口插到電腦上，對於XP系統，打開「我的電腦」---「視頻設備」---即可出現圖像，（WIN7系統需要一個驅動，發信箱）；對於筆記本等有內置攝像頭的，關閉攝像頭。2:：安裝完畢，就可以調節調焦輪，來調節清晰度。裝目鏡的時候，是對準的月亮，換上電子目鏡以後，大家可以發現，電子目鏡在電腦上是黑屏的，看不到月亮，什麼原因呢?因為：目鏡裝在天頂鏡上的時候，是用螺絲壓緊固定的，這個時候，目鏡的中心線和天頂鏡的中心是不重合的，是偏離的，偏離程度，根據目鏡、天頂鏡間隙不同而不同。 換上電子目鏡後，這個間隙就變化了，中心線偏離程度變化了，所以就產生這個情況：裝目鏡能看到月亮，換上電子目鏡，就看不到月亮了，是正常的，需要重新調節。3：試驗目標：晚上對準月亮，月亮是最佳的試驗對象。如果月亮是半月牙狀態，效果更佳，可以清晰的拍到環形山，隕石坑等月表景象。注意觀測地點的選擇，要遠離城市光污染，遠離城市空氣污染。最好在郊外，空氣好的地方。空氣質量不好的地方，會嚴重影響成像質量。因為空氣灰塵和懸浮的顆粒，在電子目鏡高倍放大後，會造成映像模糊。光污染，簡單說，就是我們身處環境周圍燈光光線比較強，會降低和星星亮度的差別，導致更多的星星看不到。在電腦上顯示也會模糊。舉例說明：在城市中，晚上我們抬頭看天上，能看到幾顆星星？為什麼在山區的農村，能看到滿天星星呢？小時候學過歌謠：滿天的星星數也數不清。現在在城市裡，星星完全可以數清。大多數的晚上，沒有一顆星星。。。。三：常見問題說明：1：像素：電子目鏡的像素，有10萬，15萬，30萬，35萬，80萬，130萬 500萬等。目前像素最高就是星特朗的500萬像素的進口電子目鏡，價格在2000左右。是美國進口的。電子目鏡和電腦攝像頭、和照相機的像素是不一樣的，照相機現在都達到1000萬像素以上了，1000元就可以買的相機像素達到800--1000萬像素了。電子目鏡要求比較高，要求感光CCD（cmos）面積要大，而且主要看遠處的目標。天文30萬像素，入門級別，拍怕月亮，木星，土星，已經夠了。2：如何判斷電子目鏡的好壞？把電子目鏡的USB線插到電腦上，在C盤下出現視頻設備，雙擊。出來圖像框。然後用手捂住電子目鏡，電腦上的圖像變黑，手離開電子目鏡，圖像變亮。就說明電子目鏡感光正常，沒有問題。電子目鏡不存在漏光現象。用手捂住電子目鏡後，電腦上顯示蝌蚪狀圖案，這些都是正常現象。晚上看月亮就不會再有。近距不合焦的緣故。3：白天在試驗的時候，為什麼總是模糊調節不清楚？1）目標太近會不和焦；目標太遠，水平方向上受空氣影響比較大；2）空氣流動影響，空氣灰塵影響；3）手動調節，晃動影響4）光線和目標對比度，有影響。建議在空氣質量較好、觀測環境好的晚上，對準月亮試驗，月牙狀態下效果最佳。4、在目鏡里能看到東西，為什麼換上電子目鏡就什麼也看不見了 ？？因為：目鏡的焦點位置和電子目鏡的焦點位置不一樣。先用目鏡找到目標，大概方向固定好，換上電子目鏡後，再慢慢調，直到看到圖像。目鏡的焦點位置和電子目鏡的焦點位置不一樣，螺絲頂緊目鏡，會和中心線有偏差。所以用目鏡能看到的目標，取下目鏡換上電子目鏡，就不是對準目標了。所以需要重新瞄準，耐心慢慢找。調節後影像就會清晰。天文小知識（四）方位角方位角又稱地平經度，是在平面上量度物體之間的角度差的方法之一。是從某點的指北方向線起，依順時針方向到目標方向線之間的水平夾角。 方位角是指衛星接收天線，在水平面做0°－360°旋轉。方位角調整時拋物面在水平面做左右運動。通常我們通過計算軟體或在資料中得到的結果應該是以正南方向為標準，將衛星天線的指向偏東或偏西調整一個角度，該角度即是所謂的方位角。 至於到底是偏東還是偏西，取決於接收地與欲接收衛星之間的經度關係，以我們所在的北半球為例，若接收地經度大於欲接收衛星經度，則方位角應向南偏西轉過某個角度；
反之，則應向東轉過某個角度。正南方向用指南針來測定，但是由於地理南極和地磁場南極並非完全重合，所以選好方位角之後還得做一些修正才有可能接收到最強的衛星信號。在地平坐標系中，通過南點、北點的地平經圈稱子午圈。子午圈被天頂、天底等分為兩個180°的半圓。以北點為中點的半個圓弧，稱為子圈，以南點為中點的半個圓弧，稱為午圈。在地平坐標系中，子午圈所起的作用相當於本初子午線在地理坐標系中的作用，是地平經度（方位）度量的起始面。 方位即地平經度，是一種兩面角，即午圈所在的平面與通過天體所在的地平經圈平面的夾角，以午圈所在的平面為起始面，按順時針方向度量。方位的度量亦可在地平圈上進行，以南點為起算點，由南點開始按順時針方向計量。方位的大小變化範圍為0°～360°，南點為0°，西點為90°，北點為180°，東點為270°。上述這種方位度量是在天文學中所用的方法。 從標準方向的北端起,順時針方向到直線的水平角稱為該直線的方位角。方位角的取值範圍為0~360度。 在磁帶錄音機中指錄放磁頭和磁帶行進方向之間的夾角，理想時應為90°；在LP電唱盤中則指針臂同唱片表面之間的角度。2術語種類 由於每點都有真北、磁北和坐標縱線北三種不同的指北方向線，因此，從某點到某一目標，就有三種不同方位角。 （1）真方位角。某點指向北極的方向線叫真北方向線，而經線，也叫真子午線。 由真子午線方向的北端起，順時針量到直線間的夾角，稱為該直線的真方位角，一般用A表示。通常在精密測量中使用。 （2）磁方位角。地球是一個大磁體，地球的磁極位置是不斷變化的
公式計算出來的方位角 可知αBP位於第Ⅱ象限， αBP=180o-α=180o-arctg=180o-13o27"17.33"=166°32"42.67" 此外，當Δx<0，Δy<0；位於第Ⅲ象限，方位角=180°+ arctg 當Δx>0，Δy<0；位於第Ⅳ象限，方位角=360°- arctg2、計算放樣數據∠PBA、DBP ∠PBA=αBP-αBA=129°59"59.03" 3、測設時，把經緯儀安置在B點，瞄準A點，按順時針方向測設∠PBA，得到BP方向，沿此方向測設水平距離DBP，就得到P點的平面位置。 當受地形限制不便於量距時，可採用角度交會法測設放樣點平面位置 上例中，當BP間量距受限時，通過計算測設∠PAB、∠PBA來定P點 根據給定坐標計算∠PAB ΔxAP=xP-xA=-161.28m ΔyAP=yP-yA=-82.46m αAP=180°+arctg =207°4"47.88" 又αAB=180°+αBA=180°+36°32"43.64"=216°32"43.64" ∠PAB=αAB-αAP=9°27"55.76" 測設時，在A、B上各架設一台經緯儀，根據已知方向分別測設∠PAB、∠PBA，定出AP、BP方向，得P點的大概位置，打上大木樁，在樁頂面上沿每個方向線各標出兩點，將相應點連起來，其交點即為P點位置。4具體用法 真方位角 (True bearing) 所有角度以正北方設為000°，順時針轉一圈後的角度為360°。 因此： 正北方：000°或360° 正東方：090° 正南方：180° 正西方：270° 羅盤方位角 (Compass bearing) 正北和正南作首要方位，正東和正西為次要方位，在兩者之間加
上角度。因此角度只會由 0°至 90°。因此： 正北方： N0°W 或 N0°E 正東方： N90°E 或 S90°E 正南方： S0°W 或 S0°E 正西方： N90°W 或 S90°W 假若兩者加上與目標的距離，就會成為極坐標：直角坐標系（笛卡爾坐標系）以外的另一種坐標系統。5實際用途 在空戰中，方位角是你的飛機相對於敵機尾部的角度。字母「L」或「R」顯示在方位角之後，指示你的飛機在目標的哪一側。 隨著軍事技術的發展，測試系統的信息化是實現中國軍隊裝備現代化建設主要途徑，當務之急應該用高新技術提升老裝備的性能。這既是提升現有武器裝備的一個重要環節，又是最大限度地發揮現有裝備整體作戰效能的一個重要因素。我國現役的炮塔方位角系統中．老型號較多，大部分沒有配備自動檢測和錄取設備。炮塔方位角系統的各種參數的計算、數據的處理和上報大多數由人工進行，難以勝任複雜環境下快速、準確採集。為適應現代化炮塔方位角系統的要求，必須具有一套自動採集和分析能力的完整測試系統。 C8051F040是完全集成的混合信號片上系統型單片機MCU。內核採用高速、流水線結構的805l兼容的CIP-51內核；控制器區域網(CAN2．OB)控制器，具有32個消息對象，每個消息對象有其自己的標識；8位500 Ks/s的MI)轉換器，帶PGA和8通道模擬多路開關；64KB在系統編程的Flash存儲器：具有SPI、SMBus、I2C介面和2個UART串列介面；VDD監視器、看門狗定時器和時鐘振蕩器真正能獨立工作的片上系統：片內JTAG調試電路允許使用安裝在最終應用系統上的產品MCU進行非侵入式(不佔用片內資源)、全速、在系統調試。該調試系統支持觀察和修改存儲器和寄存器，支持斷點、觀察點、單步及運行和停機命令。在使用JTAG調試時，所有的模擬和數字外設都可全功能運行；每個MCU都可工作在工業溫度範圍(-45°C～+85°C)內，工作電壓為2．7～3．6 V。埠I/O、RST和JTAG引腳都容許5 V的輸入信號電壓。6分析與評價 近年來，人們對開展寬方位角觀測的優點有了比較全面的了解，但對於寬方位角觀測一定要有更高的覆蓋次數及更小的面元，即更昂貴的採集費用，有些望而卻步。為此，本文通過在中國西部準噶爾盆地實際採集的寬方位角地震數據，以岩性儲層為勘探目標進行了寬窄方位角觀測效果的對比分析，研究中採用嚴格相對保持振福的提高解析度處理，並依據沿儲層地震屬性的差異評價寬窄方位角在勘探岩性儲層上的能力。 研究結果表明，在地層較平坦（盆地腹部）的地區和地震數據具有一定信噪比的條件下，針對岩性地震勘探而言，寬方位角（縱橫比大於0.5）地震勘探比窄方位角可獲得更高的空間成像分辯率，而且不一定需要更高的覆蓋次數，對干岩性勘探來說有60-80次覆蓋即可滿足勘探要求。 例如：探討腰椎上關節面方位及對腰段脊柱穩定性的影響，方法，測量45套成人腰椎上關節面邊緣的相互距離，並計算出上關節面的方位角，結果:腰椎上關節面的方位角自上
而下由大逐漸變小，男性右側L1為69.9°±10.5°，L5為61.5°±10.0°，女性右側L1為66.4°±8.5°，L5為60.2°±17.8°，同一節段上關節面的方位角右側大於左側，相鄰節段間無顯著性差異，男性L1～L4節段左右兩側方位角比較，有顯著性差異(t=2.15～4.43,P<0.05)，女性僅L4節段左右兩側方位角比較，有顯著性差異(t=2.25,P<0.05)，男女兩性方位角比較，僅L4節段左側方位角有顯著性差異(t=2.01,P<0.05)，結論:腰椎上關節面的方位由近矢狀位逐漸過渡到近冠狀位，腰椎兩側上關節面方位角不對稱天文小知識（五）太陽、水星、金星、地球、火星、土星、木星、天王星、海王星、天狼星、北極星、牛郎星、織女星、造父變星、北斗七星：天樞、天璇、天璣、天權、玉衡、開陽、搖光天琴座α（織女一）、β（漸台二）、γ（漸台三）、δ、ε雙雙星、ζ、天琴座RR星。地面觀測者直觀觀測到的天體的運動，主要是由地球自轉引起的。對太陽系內的天體來說，地球繞太陽公轉和這些天體本身的空間運動也是形成天體視運動的重要原因。在太陽系外的各類天體中，一些近距星的視位置還要受到因地球公轉所引起的周年視差和太陽本動帶來的長期視差的影響。此外，歲差和章動、光行差、自行和大氣折射等也會引起天體在天球上視位置的改變，但這些通常都不屬於天體的視運動的研究範圍。 天體的周日視運動 由於地球自轉，地面上的觀測者看到天體於一恆星日內在天球上自東向西沿著與赤道平行的小圓轉過一周。這個圓稱為天體的周日平行圈。這種直觀的運動稱為天體的周日視運動。周日視運動是一切天體最顯著的視運動。在用天體照相儀對北極天區所拍得的照片上，可以清晰地看到北極附近恆星的周日視運動軌跡。在地球北極處,北天極與天頂重合,天體的周日平行圈與地平圈平行，天體既不升起，也不下落，永遠保持同一高度。那裡只能看到天球北半部的天體。在赤道處，天極落在地平圈上，天體的周日平行圈與地平圈相垂直，天體沿著與地平圈垂直的圓周自東向西作周日視運動。那裡可以看到全天的天體。天體因周日視運動不斷改變著自己的地平坐標，即方位角和高度。 由於地球公轉等因素的影響，不同日期內天體周日視運動的軌跡是有變化的。對太陽系的天體，特別對太陽和月球來說，它們的赤道坐標在短時期內有顯著變化，它們的周日視運動的軌跡變化較快，尤其是每天的出沒時刻和方位以及中天的時刻和高度都會有顯著的變化。但對於恆星來說，這種影響是極其微小的。行星的視運動 行星是太陽系內的天體，它們除參與周日視運動外，還因地球的公轉和行星本身的繞太陽公轉運動而不斷改變其對於恆星的相對位置。行星在天球恆星背景上的相對運動與太陽和月球的情況不同。對太陽和月球來說，這種運動的方向始終是朝東的。對行星來說，則有時朝東，有時朝西，這是地球和行星二者的公轉運動合成後在天球上的反映。行星的朝東運動稱為順行，朝西運動稱為逆行。行星的主要運動方向為順行。(看動畫演示>>>)順行和逆行之間的轉折點稱為「留」，在留附近行星相對恆星背景的運動是很慢的。 以地球為中心，地球和行星的連線與地球和太陽的連線之間的交角在黃道上的投影稱為行星的距角。距角為0°時稱為「合」，這時行星與太陽的黃經相等,行星為太陽的光輝所淹沒。距角為90°時稱為「方照」。距角為180°時稱為「沖」。行星相對恆星背景運動一整周所經歷的時間，稱為行星運動的恆星周期；行星按同一方向連續兩次經過同一距角位置所經歷的時間，稱為行星運動的會合周期。 地內行星和地外行星的距角變化情況有所不同。地內行星離太陽比地球近，它在任何位置上的距角都不會超過某一數值，因而不會出現沖和方照的現象。具體來說，水星的最大距角不超過28°，金星的最大距角不超過48°。在天球上，它們有時位於太陽以東，太陽落下後不久出現在西方地平線附近，稱為昏星；有時位於太陽以西，太陽升起前不久出現在東方地平線附近，稱為晨星。地內行星在一個會合周期內距角有兩次達到極大值，即東大距和西大距，這時是觀測地內行星的最好機會。地內行星在一個會合周期內可以出現兩次合：一次在地球和太陽之間，稱為下合；另一次它同地球分在太陽兩側，稱為上合。 地外行星和地內行星不同,它們離太陽比地球遠,在一個會合周期內距角可以從0°變化到360°，可以出現一次沖、一次上合和兩次方照。行星在太陽以西時稱為西方照,在太陽以東時稱為東方照。地外行星沖時,離地球最近。在行星軌道近日點附近出現的沖稱為大沖，大沖是觀測外行星，特別是觀測火星的最好機會。海王星是太陽系八大行星中距離太陽最遠的一個星球，也是最神秘的一個。海王星與太陽之間的距離為30天文單位，它離地球實在太遙遠，即使只有在沖日前後，僅憑肉眼也看不見到海王星。但是，專業一些的天文愛好者利用天文望遠鏡還是可以開展對海王星的日常觀測的。愛好者在星空中尋找海王星通常是利用星曆表，再加上一份高精度的詳細星圖來進行的，因為海王星在小望遠鏡里如同一顆8等的恆星，只有依靠星曆表和星圖才能辨認。可以利用望遠鏡視場中海王星周圍的恆星背景估測其赤經和赤緯，將估測得到的天球坐標連同觀測日期和時刻一併記錄下來，並在事先準備好的黃道帶星圖上標註海王星的位置。海王星相對於星空背景的移動速度平均為22角秒／天，大約每過85天，海王星就會在眾星間移過相當於一個滿月角直徑的距離，因此可以每個月觀測一次。海王星與天王星很相似,只是顏色偏藍,身量偏小一些。由於距離遙遠，即使使用地面大望遠鏡觀測，海王星也只是一個角直徑只有2〃、略顯扁圓形的藍色淡斑，無法看到更多的細節，不能夠確定它的自轉周期。1989年8月旅行者2號飛臨海王星，測得其大氣雲頂自轉周期為19.2小時，內部自轉周期為16.11小時，也是較差自轉。愛好者通過望遠鏡觀測，手描海王星視面圖必須使用中等以上口徑的望遠鏡。目前海王星衛星的總數達到13顆，除海衛一外其他衛星都很小，愛好者用望遠鏡均無法看到它們。旅行者2號飛船飛臨海王星時，攝像確認海王星有4個環。其實此前地面的海王星掩星觀測已經發現了海王星環存在的端倪。海王星環與天王星環不同，其中含有的小質點（塵）多，而且也是又細又暗，愛好者用望遠鏡也看不到。 對於觀測海王星來說，望遠鏡的口徑當然是越大越好，選擇大氣寧靜度良好的夜晚，配用精度高、振動小的赤道儀，精確地校準望遠鏡等等，都是成功拍攝的必要措施。此外，採用放大拍攝、使用網路攝像頭拍攝，也都是可以考慮使用的拍攝方法。天文小知識（六）目鏡的詳細介紹沒有終端接收設備的望遠鏡不能組成一個完整的望遠鏡。望遠鏡的物鏡將無窮遠的天體成像在焦平面上，而後由各個不同的終端設備來接收所需要的信號。物鏡和目鏡系統一起組成目視望遠鏡系統，此為沒有焦點的光學系統。每顆星的光線由於是無窮遠而作為平行光束射入物鏡，成焦在物鏡的焦平面上，此亦為目鏡焦平面，光束仍成為平行光束而離開目鏡。此平行光束通過人眼成像於人眼視網膜被接收。值得指出的是，目鏡的像質直接影響目視系統的質量，特別在分辨天體的細節時，目鏡的質量尤為重要。目鏡有各種不同的類型，在普及型望遠鏡中，目鏡的設計幾乎和專業望遠鏡相同。 1、惠更斯目鏡（H或HW） 由二片分離的同種牌號玻璃的平凸透鏡組成，兩凸面皆朝向物鏡（圖2.12）。較大透鏡的焦距近似於較小透鏡的三倍。此類目鏡消除了彗差，倍率色差，像散也很小，但球差和位置色差還較大。像場非常彎曲，向眼睛這一邊突出，因此視場角較小，僅為250～400。由於目鏡的第一主焦點在二塊透鏡之間，故不能安裝十字或分劃板，不能作為測微目鏡。此類目鏡容易製造，價格低廉，但眼睛必須很靠近接目鏡而不方便，在望遠鏡中不常用。 將惠更斯目鏡的場鏡不用平凸透鏡而改成彎月形透鏡，不僅使場曲有所改善，有效視場可增至50*，這種目鏡常用於一般折射望遠鏡中。2、冉斯登目鏡（R或SR） 此類系統目鏡特別適用於小型望遠鏡使用。由於它僅由二片同種光學材料製成，且有一面是平面，二凸面相對而置（圖2.12），價格則比較便宜，也容易製造。此目鏡沒有畸變，但有色差。因為球差小，且視場光欄在目鏡的場境前，因此可以作為測微目鏡和導引目鏡。此目鏡的場鏡平面離視場光欄甚近，場鏡平面上的小點及灰塵都能在接目鏡上看到。視場的視尺寸約250～400。 業餘愛好者在自製望遠鏡時往往採用此類目視系統。自製者可按下法計算： 兩鏡片可取完全相同的材料及尺寸，每片的焦距為f"=4/3×f（f為目鏡焦距），鏡片的一面是平面，另一面的曲率半徑R＝(n-1)×f"。此式中n為所選取光學玻璃的折射率，一般採用K9玻璃，可取np＝1.5163（nD是波長為5893A時的折射率）。而二片鏡片之間的間隔d＝2/3×f"（d為二球面頂點間的距離）。3、凱涅爾目鏡（K） 一種改進型的冉斯登目鏡，二片組成的接目鏡及雙凸透鏡作為場鏡。它能校正倍率色差，同時也減小了位置色差、像散和畸變。視場角大於400，可達500。此目鏡系統在天文望遠鏡中普遍採用，特別適用於低、中倍率。4、阿貝無畸變目鏡（OR） 由一組負透鏡在中間的三膠合透鏡和一塊簡單的平凸透鏡組成。它很好地消除了球差和色差，特別是校正了畸變；在要求放大率的場合和觀測行星的細節時最適宜。視場角400～450，適用於高倍率。5、普羅斯爾目鏡（PL） 成像質量甚佳，鏡目距大，可達3/45"。由二組相同或略有不同的消色差膠合透鏡組成。畸變小，視場角可達42*～45*，適用於高倍率目鏡及投影目鏡。一般配備較高級的天文望遠鏡中。 6、廣角目鏡 視場角大於500的目鏡稱為廣角目鏡。但視場大時軸外非對稱像差（畸變、倍率色差、彗差）很大，往往採用較複雜的結構型式來減小這些像差。圖中表示的二種目鏡是配套於廣角望遠鏡及尋彗鏡等大視場角的目視望遠鏡中目鏡視場角可達700以上，適用於低倍率。 除上述比較常用的目鏡系統外，在天文望遠鏡中還採用了一些其它型式的目鏡系統，例如斯坦海爾單心目鏡，厄弗爾廣角目鏡等。其它還有一些特殊用途的目鏡，如導引目鏡，太陽目鏡等不再一一介紹。卡口使用說明：很多人安裝卡口後，相機提示找不到鏡頭。需要設置相機：轉接後都可以用M檔拍攝，光圈不顯示，照片信息里也沒有，以鏡頭手動設置值或者轉接環調整為準。相機可以改變的設置是快門和ISO等參數1，一些相機可以AV、P、自動檔拍攝，自動曝光，拍攝非常方便。例如佳能單反，索尼NEX單電等等，尼康一般要三位數字型號才提供這種功能2，一些相機菜單中需要做相應設置才能按下快門，例如索尼單反，NEX單電，M4/3單電等等。凡是遇到M檔下無法按下快門，或者提示「未正確安裝鏡頭」之類的警示時，應修改相機菜單設置，一般在「設置」「自定義」之類的地方，名字一般叫「未裝鏡頭釋放快門」之類，修改設置為允許即可。具體可參考相機說明書。1.1 工作原理天文望遠鏡是一種令人驚奇的儀器，它可以使遠處的目標看起來很近。為了更好地理解天文望遠鏡工作原理，我們先考慮一下這樣一個問題：為什麼用裸眼看不到遠方的目標呢？例如，為什麼用裸眼看不到50米處的硬幣呢？答案很簡單：因為遠方的目標在視網膜上的呈像沒有佔據足夠的位置。如果您有一雙很大的眼睛，可以聚集到更多由遠方目標發出的光並且在您的視網膜上形成明亮的像，那麼，您就可以看到這個目標。望遠鏡的兩個光學件就可以幫助您將這一假設變為現實：物鏡，它可以把遠方目標發出的光會聚到焦點上（在焦點上呈像）； 目鏡，它把物鏡焦點上的像放大，使之在您的視網膜上呈像。這和放大鏡的原理一樣，它把小的物體放大後在您的視網膜上呈像，這樣小的物體看起來就變大了。天文望遠鏡的主要部件是：主鏡筒、物鏡、目鏡。主鏡筒的作用是：固定物鏡，使之與目鏡保持恰當的距離；阻止灰塵、濕氣和干擾像質的雜光。物鏡的作用是聚光和在焦點處呈像。目鏡的作用是把物鏡焦點處的像放大後在您的視網膜上呈像。 1.2 天文望遠鏡的種類按照光學結構的不同天文望遠鏡可分為許多不同的種類，但比較常用的是兩種：折射式天文望遠鏡（用光學透鏡做物鏡）和反射式天文望遠鏡（用曲面反光鏡做物鏡）。儘管兩者可以達到一樣的效果，但它們的光學結構是完全不同的。折射式天文望遠鏡：折射式天文望遠鏡通常採用兩片或多片鍍膜透鏡組合而成的消色差物鏡。一般來講，製作大口徑（100mm以上）的組合透鏡是非常困難的，所以常見的折射式天文望遠鏡的口徑都不超過100mm。反射式天文望遠鏡：反射式天文望遠鏡的物鏡是一曲面反射鏡（主鏡）。在物鏡的光路上放置了一個呈45度傾斜的小平面反光鏡（副鏡）以把物鏡反射的光線轉向鏡筒一側的目鏡。反射式天文望遠鏡相對比較容易做到大的通光口徑。所以反和射式的相對口徑都比較大，這就意味著反射式天文望遠鏡可以有很強的聚光能力，可以用以觀測昏暗的深空目標，以及用以天文拍照。 1.3 光學性能天文觀測者應根據觀測目的的不同來選用不同的天文望遠鏡。一般說來，普及性的天文觀測多屬於綜合性的，要考慮"一鏡多用"。選擇天文望遠鏡時，一定要充分了解它的基本光學性能。評價一架望遠鏡的好壞，首先要看它的光學性能，其次看它的機械性能。天文望遠鏡的光學性能一般用下列指標來衡量：有效口徑（D）：指物鏡的有效直徑，常用D來表示；也即望遠鏡的通光直徑。望遠鏡的口徑愈大，聚光本領就愈強，愈能觀測到更暗弱的天體，它反映瞭望遠鏡觀測天體的能力，因此，愛好者在經濟條件許可的情況下，應選擇較大口徑的望遠鏡。在天文望遠鏡的規格描述中，通常要標出它。焦距（F）：望遠鏡的焦距主要是指物鏡的焦距。同樣，在天文望遠鏡的規格描述中，也要標出它。相對口徑（NA）： 相對口徑又稱光力，它是望遠鏡的有效口徑D與焦距F之比，它的倒數叫焦比（F/D）。有效口徑越大對觀測行星、彗星、星系、星雲等延伸天體是非常有利的，因為它們的成像照度與望遠鏡的口徑平方成正比；而流星等所謂線形天體的成像照度與相對口徑A和有效口徑D的積成正比。故此，作天體攝影時，應注意選擇合適的有效口徑A或焦比。一般說來，折射望遠鏡的相對口徑都比較小，通常在1/8～1/20，而反射望遠鏡的相對口徑都比較大，通常在1/3.5～1/12。視場（ω）：天文望遠鏡的視場大約是目鏡視場和天文望遠鏡的倍率的比值。望遠鏡的視場與倍率成反比，倍率越大，視場越小。不同的口徑、不同的焦距、不同的光學系統，決定瞭望遠鏡的視場的大小。倍率（M）：天文望遠鏡的倍率等於物鏡焦距與目鏡焦距之比，也等於物鏡入射光瞳與出射光瞳之比。因此，只要變換不同的目鏡就能改變望遠鏡的放大倍數，但由於受物鏡分辨本領，大氣視寧靜度及出瞳直徑不能過小等因素的影響，望遠鏡的放大倍率也不是可以無限制的增大；一般情況應控制在物鏡口徑毫米數的1-2倍（最大不要超過300倍）。不少人提到天文望遠鏡時，首先考慮的就是放大倍率。其實，天文望遠鏡和顯微鏡不一樣，地面天文觀測的效果如何，除儀器的優劣外，還受地球大氣的明晰度和寧靜度的影響，受觀測地的環境等諸因素的制約。而且，一架天文望遠鏡有幾個不同焦距的目鏡，也就是有幾個不同的放大倍率可用。觀測時，絕不是以最大倍率為最佳，而應以觀測目標最清晰為準。 分辨本領： 指望遠鏡能夠分辨出的最小角距。目視觀測時，望遠鏡的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D為物鏡的有效口徑。望遠鏡的分辨本領由望遠鏡的分辨角的倒數來衡量。望遠鏡的解析度愈高，愈能觀測到更暗、更多的天體，所以說，高解析度是望遠鏡最重要的性能指標之一。貫穿本領：指在晴朗的夜晚，望遠鏡能看到的最暗弱的恆星星等。貫穿本領主要和望遠鏡的有效口徑有關。在無月夜的晴朗夜空，我們人的眼睛一般可以看見6等左右的星；一架望遠鏡可以看見幾等星主要是由望遠鏡的口徑大小決定的，口徑愈大，看見星等也就愈高（如50毫米的望遠鏡可看見10等星，500毫米的望遠鏡就可看到15等的星）。天文望遠鏡選購與使用指南 1.如何選購天文望遠鏡?答:天文望遠鏡的光學系統一般分為折射和反射,折射鏡觀察到的是上下正常左右相反的鏡象.反射鏡觀察到的是倒象 反射鏡可以加1.5X正象鏡得到鏡象，但是由於多加了個透鏡，其清晰度會下降些。如果呵求觀景習慣些的,選購折射鏡,如果不呵求觀察目標方向的,可以選擇反射鏡,畢竟反射鏡口徑容易做大,對觀天看星來說是無所謂方向性的.需要完全正象的天文望遠鏡只有2種方法:1.折射使用正象稜鏡 2.折/反射使用電子目鏡觀察.折射望遠鏡可選擇:1/基本版.2/升級版.3/全能版,4/發燒版.反射望遠鏡可選擇:1/76mm.2/114mm.3/150mm,4/203mm,畢竟反射的口徑比較大.多種選擇總有一款適合您,至於怎麼選擇其型號,只能根據買家的經濟能力和要求來選擇.一般掌握的是:口徑決定清晰度,口徑是選擇望遠鏡的最重要指標,口徑同清晰度和重量/價格成正比關係.購買商品切記:商品沒最好的,只有更好的.適合自己的是最好的.量力而行不會錯. 2.為什麼好多朋友剛開始使用天文望遠鏡時什麼都看不見?答:安裝正確後,在目鏡里觀察到的正常光線是:白天白光,晚上黑光,為什麼看不見目標呢?因為天文望遠鏡具有高倍的特性,倍數和視場(可觀察到的範圍)是反比關係,由於存在著高倍小視場的關係,所以一般新手比較難掌握找目標的技巧,望遠鏡看不見目標不要著急，1.保護蓋全部打開了嗎？2.安裝上最低倍(最長焦距)的目鏡了嗎？3.找到目標了嗎?（這是最重要的環節）4.仔細調焦了嗎？解決了以上4個問題，同時不要隔著玻璃窗觀察.應該可以正常觀察了.找到目標是望遠鏡觀察的先決條件，只有目標進入望遠鏡，才能觀察到，由於天文望遠鏡倍數比較高，視場範圍比較小，找目標要由近到遠，由大到小,同時要學會使用尋星鏡快速尋找目標,這需要自己多加練習。 3.在什麼情況下使用1.5X正象鏡和2/3X增倍鏡?答:1.5X是正象鏡，它的作用是放大1.5倍並且將圖象再顛倒一次.適合近距離觀察.正像鏡就是用來將顛倒的像校正為正像的。一般是在觀測地面目標時使用，觀測天空是沒有必要使用的。折射鏡觀察到的是左右相反上下正常的鏡象，加了1.5X正象鏡上下就顛倒了,所以說1.5X用在折射鏡上是雞肋。在反射鏡上使用1.5X正象鏡可以得到鏡象.2X/3x巴洛增倍鏡是2/3倍放大鏡.建議在目標反差較大且亮度足夠的情況下使用.注意使用了1.5X和2X/3X時,由於增加了透鏡的數量和倍率的升高,光線穿過每個透鏡時會減少其能量,觀察到的目標會比不用這些鏡時要暗和清晰度會下降些,,注意物體的亮度,反差和距離.觀察時以自己覺得滿意為主. 4.為什麼有時看見的天體成象不太穩定?答:需要花時間才能看到細節的一大原因是地球不穩定的大氣。由於在我們上方微弱但總是存在的熱氣流，使星像在高倍放大下總是顯得閃爍和沸騰。這種閃爍的劇烈程度——被稱為大氣視寧度——每晚甚至是每分鐘都在變,特別是深空的星雲,星團.這需要觀察著要有極大的耐心和信心,這就是所謂的"天文探索".人類所有的探索都需要付出一定代價的. 5.如何觀察天象?答:有的朋友安裝好天文望遠鏡,馬上想觀察到所有的天象,這種"一步登天"的想法不切實際,我們所能觀察到的天體是在不斷運動著的,就是恆星也隨著季節的變化而展現不同的景色,作為初次接觸天文觀察的朋友.一定需要持久的耐心和極大的信心.A.需要一定的天文基礎知識,本店鋪提供的學習光碟可以很好的幫助朋友們入門學習.B.一定要知道當前的天文預報,可以在本店鋪介紹里瀏覽,所謂"不打無準備之仗"就是這個道理.C.不少朋友使用在這裡購買的天文望遠鏡觀察到了許多天文天象,這說明學習+付出是一定有成果的,關鍵在"堅持一下的努力之中"去實踐. 天文望遠鏡提供了觀察天體的硬體，而天體隨著它的位置距離不同而展現不同的效果，不同型號不同價格的天文望遠鏡觀察的效果也不一樣,天文望遠鏡一般用來觀察太陽的黑子和耀斑，月亮上的環行山、金星的盈虧、土星的光環、木星的條紋與衛星、火星上的極冠以及仙女座大星雲、獵戶座大星雲等，至於「軟體」的操作就需要你自己去學習去付出了！相信朋友們通過學習和實踐一定會成功! 6.部分天文望遠鏡配件名稱解釋:¤目鏡:H20/H12.5mm/SR4mm/K25/K10.PL25/PL20/PL12.5/PL10/PL6.5/PL4目鏡是天文望遠鏡終端,最後的成像配件,供觀察者直接觀察.一般常用的有:惠更斯目鏡(H)冉斯登目鏡(SR)凱涅爾目鏡(K)普羅斯爾目鏡(PL)字母代表目鏡的類型,數字代表目鏡的焦距,在物鏡焦距不變的情況下,其焦距和放大倍數是反比關係.望遠鏡放大倍數=物鏡的焦距/目鏡的焦距.1，惠更斯目鏡（H）荷蘭科學家惠更斯於1703年設計，有兩片平凸透鏡組成，前面為場鏡，後面為接目鏡，他們的凸面都朝向物鏡一端，場鏡的焦距一般是接目鏡的2-3倍，鏡片間距是它們焦距之和的一半。惠更斯目鏡視場約為25-40度。過去，惠更斯目鏡是小型折射鏡的首選，但隨著望遠鏡光力的增大，其視場小，反差低，色差，球差場曲明顯的缺點逐漸暴露出來，所以目前這種結構一般為顯微鏡的目鏡採用。2,凱爾納目鏡（K、RK）是在冉斯登目鏡的基礎上發展而來，出現於1849年，主要改進是將單片的接目鏡改為雙膠合消色差透鏡，大大改善了對色差和邊緣像質的改善，視場達到40-50度，低倍時有著舒適的出瞳距離，所以目前在一些中低倍望遠鏡中廣泛應用，但是在高倍時表現欠佳。另外，凱爾納目鏡的場鏡靠近焦平面，這樣場鏡上的灰塵便容易成像，影響觀測，所以要特別注意清潔。美國一家公司在凱爾納目鏡的基礎上進一步改進，研製出了RKE目鏡，其邊緣像質要好於經典結構。3.普羅素目鏡（PL）又稱為對稱目鏡。由完全相同的兩組雙膠合消色差透鏡組成，其參數表現與OL目鏡相當，但具有更大的出瞳距離和視場，造價更低，而且適用於所有的放大倍率， 是目前應用最為廣泛的目鏡，曾派生出多種改進型。¤1.5x正像鏡1.5X是正象鏡，它的作用是放大1.5倍並且將圖象再顛倒一次。適合近距離觀察正像鏡就是用來將顛倒的像校正為鏡像的。一般是在反射式天文望遠鏡上使用,可以得到鏡像,供觀測地面目標時使用，觀測天空是沒有必要使用的。折射觀察到的是左右相反上下正常的鏡象，加了1.5X正象鏡上下就顛倒了,所以說1.5X用在折射上是雞肋。¤2X/3x巴洛增倍鏡是2/3倍放大鏡,接在目鏡筒上供觀察者要求放大目標之用.¤5*24/6*30尋星鏡5/6代表倍數,24/30代表尋星鏡的口徑,是一低倍反射式小望遠鏡,供天文望遠鏡快速尋找目標使用.也稱"導星鏡".¤90度天頂鏡折射天文望遠鏡目鏡筒與目鏡之間的一次反射成像配件,使目鏡可以得到鏡像.¤45度正像稜鏡折射天文望遠鏡目鏡筒與目鏡之間的多次反射成像配件,使目鏡可以得到完全正像.¤月亮濾光鏡因為觀察滿月時，有大量的反射強光，使用月亮鏡可以排除這些強光的干擾，這樣可以把月球表面看得更清楚。在其它時候，月光鏡是沒有必要的，如果不裝反而可以獲得更清晰的圖像。月亮濾光鏡是旋進目鏡里的。¤太陽濾光鏡觀察太陽必須使用,太陽濾光鏡是旋進目鏡里的.¤赤道儀天文望遠鏡型號中帶有"EQ"字母的表示配置赤道儀.使用赤道儀可以比較快速的尋找和跟蹤您所觀測的目標.EQ1赤道儀是最簡單的一種，只有一套蝸輪蝸桿機構，只能利用調節桿連續調整望遠鏡的經度。一般與普及型天文望遠鏡相配。EQ2在EQ1的基礎上又增加了一套蝸輪蝸桿機構，這樣就能在赤經赤緯兩個方向上都能通過調節機構進行連續調整。基本上滿足了調節之要求。EQ3不僅滿足在赤經赤緯兩個方向上都能調節的需要，結構和精度以及穩定性上都遠遠好於以上兩款赤道儀，重量上也大的多，可加裝自動跟蹤同步電機，實現赤經自動跟蹤，一般與中檔以上的望遠鏡相配。EQ4赤道儀是在EQ3赤道儀基礎上的改進型，增加了極軸望遠鏡使極軸與地球自轉軸平行的調整更加容易。一般與大口徑高檔次產品相配。EQ5極軸、赤緯軸都裝有同步電機，實現了雙軸自動跟蹤。 *許多人買天文望遠鏡，就好像它是一部彩電，希望它們自己能放出圖像。可是天文望遠鏡更像一架鋼琴，它的回報總是與您在它身上花的時間成正比的。然而，學慣用好一架天文望遠鏡遠比學會一種樂器要來的簡單。如果您堅持不懈並且仔細實踐一些技術，相信不久之後您就會精於此道了。色散： 光學材料的折射率不但與材料本身的物理性質有關，還與光線的波長有關。同一種光學材料，波長越短、折射率越高。具體講，同一種光學玻璃，綠光比紅光折射率高，而藍光比綠光折射率高。不同光學材料往往有不同的色散。如果一種材料隨著波長變化引起折射率變化很大，我們就說這種材料是「高色散」的。反之，則稱為「低色散」。一般用ne（材料對綠色的e光的折射率）表示材料的折射率，用阿貝數ve=（ne-1）/（nF-nc）表示材料的相對色散。阿貝數越高，色散越小。式中，第二個字母是下標，表示夫朗和費對應譜線的波長。F是紅光，e是綠光，c是藍光。每一條夫朗和費譜線都有固定不變的波長，因而成了光學設計中的標準波長。 色差： 從幾何光學原理講，鏡頭等效於一個單片凸透鏡。凸透鏡的焦距，與鏡面兩邊曲率和玻璃的折射率有關。如果鏡片形狀固定，那就只與製造鏡片材料的折射率有關了！由於光學材料都有色散，因此，同一個鏡片，對於紅光來說，焦距略微長一點；對於藍光來說，焦距略為短一點。這就叫做「色差」。 消色差： 利用不同折射率、不同色差的玻璃組合，可以消除色差。例如，利用低折射率、低色散玻璃做凸透鏡，利用高折射率、高色散玻璃做凹透鏡，然後將兩者膠合在一起。為了使兩者膠合後仍然等效於一個凸透鏡，前者（凸透鏡）屈光度要大一些，後者（凹透鏡）屈光度要小一些。我們分析這樣的雙膠合鏡對不同波長光線的作用：對於較長波長的光線，由於凹透鏡材料色散大、也就是折射率隨著波長變化大，所以折射率比中間波長較小，凸透鏡起的作用大，雙膠合鏡長波端焦距偏長。對於較長波短的光線，由於凹透鏡色散大、也就是折射率隨著波長變化大，所以折射率較大，凹透鏡起的發散作用大，雙膠合鏡短波端焦距也偏長。最後的結論是：這樣的雙膠合鏡中間波長焦距較短、長波和短波光線焦距較長。很明顯，中間波長是一個谷，它的周圍焦距變化小多了！設計時合理的選擇鏡片球面曲率、雙膠合鏡的材料，可以使藍光、紅光焦距恰好相等，這就基本消除了色差。剩餘色差對於廣角到中焦鏡頭來說，已經很小了，因此，也就滿足了鏡頭消色差的要求。 復消色差： 可以想像，如果某種材料隨波長變化折射率的數值可以任意控制，那麼我們一定能夠設計出色差處處完全補償、因而完全沒有色差的鏡頭！可惜，材料的色散是不能任意控制的，而且可用的光學材料也就那麼有限的若干種！我們退一步設想，如果能夠將可見光波段分為藍-綠、綠-紅兩個區間，而這兩個區間能夠分別施用消色差技術，二級光譜就能夠基本消除！但是，不幸的是，經過計算證明：如果對綠光與紅光消色差，那麼藍光色差就會變得很大；如果對藍光與綠光消色差，那麼紅光色差就會變得很大！看起來似乎走進了一個死胡同，頑固的二級光譜好像沒有辦法消除！天文小知識（八）天文望遠鏡的主鏡擔負著觀測的主角。但是，許多天文觀測不是光靠主鏡就能全部順利完成的。它也需要有助手，這就是尋星鏡或導星鏡。 為了能迅速地搜尋到待觀測的天體，常常在主鏡旁附設一個小型天文望遠鏡，它就是尋星鏡。尋星鏡一股都採用折射式的天文望遠鏡。它的光軸與主鏡光軸平行，這樣才能保持與主鏡的目標一致。尋星鏡物鏡的口徑一般在5～10厘米左右，視場在30～50左右，放大率在7～20倍左右，焦平面處裝有供定標用的分劃板。觀測時，先用尋星鏡找到待觀測的天體，將該天體調到，視場中央。這時，該天體自然也就在主鏡視場中央。 主鏡在進行較長時間的觀測時，為了及時糾正跟蹤中的誤差，在主鏡旁設一個起監視作用的望遠鏡，它就叫導星鏡。天文普及用的望遠鏡也就用尋星鏡代替了導星鏡.望遠鏡的裝置與跟蹤一架理想的天文望遠鏡不僅應有優良的光學系統，還必須解決好一系列機械結構問題。比如說，鏡筒如何架起來呢?為了能觀測到地平上任意天體，根據對軸線方向的選擇不同，通常天文望遠鏡的裝置分為兩大類：地平裝置和赤道裝置。在地平裝置中，鏡的是天體的地平經度，沿水平軸變化時，表示的是天體的地平緯度。由於天球的周日視運動，天體在地平坐標中，兩個量都隨時而變，表示的只是瞬時位置。因此，一般說來，地平裝置不便於做較長時間的連續觀測。 赤道裝置就解決了這個問題。它的一條軸和天軸平行，叫極軸。另一條軸和極軸垂直，叫赤緯軸。當鏡筒繞極軸旋轉時，這是對角的變化，繞赤緯軸旋轉時，是赤緯的變化。天體的赤緯不隨周日運動而變化，是常量。因此，只要使鏡筒跟隨著天體繞極助運動即可達到使天體保持在視場內的目的。這就是跟蹤天體的基本原理。顯然，這就是克服由地球自轉引起的相對位置變化。地球以每4分鐘10的速度由西往東自轉著，跟蹤天體也應以每4分公10的勻速從東往西繞極軸運動。如何使鏡筒這樣轉動呢?驅動跟蹤裝置的機械系統叫轉儀鍾。本世紀以前的轉儀鍾，其動力靠鏈條式的重鎚或發條提供，轉儀鐘的速度靠離心調速器來控制。現在轉儀鐘的動力靠馬達帶動，速度由天文鐘或無線電振蕩器來控制。導星就是彌補跟蹤中的誤差問題。前市面上的望遠鏡種類繁多，質量差距也是非常大。要想選擇正規的望遠鏡，就要分析一些劣質望遠鏡有哪些特點「首先，這些劣質望遠鏡大量採用了塑料件來降低成本，有些連鏡片都是樹脂或窗玻璃的，根本不是光學玻璃；是鍍紅膜，這樣可以謊稱望遠鏡具有紅外夜視功能；其次是外表花花綠綠，多為鐮刀斧頭、飛機大炮、子彈什麼的，並塗上迷彩圖案，這樣可以謊稱是軍用望遠鏡或俄羅斯望遠鏡，其實真正的軍用望遠鏡基本都是黑色的；再次是長時間觀測頭暈，這是因為要提高產量，沒有時間來校正兩個鏡筒光軸的平行度。 注意事項 劣質的望遠鏡質量粗陋，性能低劣，長時間使用會對眼睛造成傷害。其實現在國內正規光學廠家生產的望遠鏡質量都很好，不要過分的迷戀國外品牌，有相當一部分出口國外或為國外知名廠商代工，所以沒有必要迷信外國產品，有時你千辛萬苦買回來一台國外知名望遠鏡品牌的產品可能就是在中國製造的。只買對的，不買貴的。選擇一家信用好的專業商家也是非常重要的。附表3張
天文小知識（九）天文必學4種軟體MDL，用來深空預處理，DSS，深空前期疊加，RS5，用於行星疊加，PS用於所有後期潤色中文軟體介紹軟體名： 光影魔術手 軟體介紹： 可以輕鬆地調節照片的白平衡、色彩等。 軟體名： Noiseware 軟體介紹： 可以方便地消除圖片上的噪點。 軟體名： PhotoZoom 軟體介紹： 可以數倍放大照片，同時能較好地保證畫質。 軟體名： FaceFilter Studio 軟體介紹： 給數碼照片「補裝」的軟體。 軟體名： FilmLoop 軟體介紹： 可以把喜歡的畫片以滾動的方式在屏幕上顯示，並可添加說明文字或URL鏈接。 軟體名： 2D+3D Screensaver Maker 軟體介紹： 把靜態圖片做成3D運動效果的屏保。 軟體名： BetterJPEG 軟體介紹： 編輯圖片後，僅對編輯部分進行二次壓縮，減少JPEG圖片因多次編輯而造成的畫質損失。 軟體名： photoWORKS 軟體介紹： 用於給圖片批量添加相框。還可以簡單地對圖片進行處理。非常實用的一款免費工作。 軟體名： recolored beta 060 軟體介紹： 利用非常簡單的方法為照片上色，效果極佳。 軟體名： UleadGIFAnimator505 軟體介紹： 一個「所見即所得」型的的GIF製作軟體。 軟體名： BatchImager 軟體介紹： 真正的照片批量處理工具。 軟體名： Blender 軟體介紹： 免費強大的3D繪圖工具。 軟體名： FotoBatch 軟體介紹： 功能比較豐富的圖片編輯軟體，最大特點是可以編輯腳本，對照片進行批處理。 軟體名： TurboPhoto 軟體介紹： 不僅可以方便地給數碼照片加相框，更是數碼照片後期處理的絕好幫手，操作簡單，效果出色。 軟體名： Wings 3D 軟體介紹： 免費簡潔的3D模型繪圖工具。 軟體名： Inkscape 軟體介紹： 免費且開放源代碼的矢量繪圖工具。 軟體名： Foto Mosaik 軟體介紹： Foto Mosaik可以把很多張圖片「拼」成另一張圖片的免費圖形處理軟體。 軟體名： Artizen ZE 軟體介紹： 在配置很一般的電腦上，Artizen ZE也能輕鬆地做出酷炫的特效，同時支持各種常用的圖形格式和專業的色彩校正工具。 軟體名： WWW2Image 軟體介紹： 把網頁保存為圖片。 軟體名： PhotoCap 軟體介紹： 批量處理數碼照片的工具。有很多模板資源可下載。 軟體名： PhotoMagic 軟體介紹： 一套非常容易上手的圖片處理工具。 ar2winfree: 非常好的油畫製作軟體，可以充分發揮你的想像力，繪製出屬於你的油畫作品！ ArtRage模仿自然畫筆的功能非常強大，它對各種畫筆特性的模仿能力令人叫絕.怎麼清洗鏡片事實證明，鏡片上有些小的灰塵、油漬、氣泡都並不會影響您的觀測質量。而且望遠鏡是一種很精密的光學儀器，我們並不建議您自行將望遠鏡拆開來清洗；因為如果不是受過專業訓練的人，拆開鏡子後往往不能保證把所有鏡片百分之百的還原到標準狀態。還有您如果沒有使用專業清洗器材和技術，有可能造成清洗不到位進而造成不必要的麻煩。所以我們日常的清洗主要在於對鏡片表面的清洗！ 如果您的望遠鏡真的已經生出了大面積的霉斑或者內部有一些無法清除的異物，建議您返廠讓專業的技師來為您清洗！ 我們日常更應該去保護望遠鏡，使其不受到傷害。這就要求我們在日常保養中做到：盡量將望遠鏡放在乾燥通風處並蓋好鏡頭蓋，南方的濕氣較重更應該將望遠鏡放在一個防潮箱內並且放入一定量的乾燥劑。北方的春天的風沙較大注意不要把望遠鏡放在陽台，盡量放在室內的通風處即可。夏季使用空調要注意不要把望遠鏡至於溫差過大的環境下，因為這樣會使鏡片產生水霧，這可是黴菌滋生的溫床。還有就是一些小的目鏡、稜鏡也要放在乾燥箱里，同時要記得常換乾燥劑。 使用望遠鏡時要小心，如不慎將腐蝕物或者油脂類的東西粘在了鏡片上。要用酒精和乙醚混合液配成溶劑，然後用脫脂棉來擦（不要用長纖維棉花捲成棉球成圓頭，有時候邊緣擦不到，就會滿是溶跡！）。擦的時候要注意不要太用力，否則會將鍍膜劃傷。鏡片是否擦凈，可用鏡片上的反射光線進行檢查。如果只是在鏡片的表面有一些灰塵時可以用氣吹將其吹走，萬不可用嘴吹，因為嘴裡的唾液會飛濺到鏡片上造成二次污染。吹不掉的灰塵可嘗試用細毛刷輕輕撣刷去或者用鏡頭筆和布輕輕擦去。 對於赤道儀和馬達的維護要注意運輸途中不要有劇烈的撞擊，還有在使用赤道儀的時候一定要按照順序操作。先將兩端的固定螺絲鬆開再進行調整萬不可生拉硬扯，這樣會造成劃痕嚴重的螺絲會失靈的。在野外的高山上（多在南方潮濕的冬季）觀測要注意不要讓鏡片結露結霜，可以用電圈來加熱或者加上遮光罩。在海邊觀測完了之後要注意鏡片的清潔，檢查儀器當中是否有沙子並及時清除。簡易月出月落時間計算農曆的每月處一，月亮和太陽同時出來，同時落下。一般為了簡單起見，就統一按照6點日出、18點日落來計算（其實各地日出時間是不同的，可以根據緯度進行調整）。然後每過一天，月亮東移大約13度，即比太陽晚出來52分，當然也比太陽晚落下52分鐘。即5：08出，17：08落，因此月出時間應該是6減去52乘以農曆的日期，月落時間應該是18減去52乘以農曆的日期。天文基本知識（十） 目前濾光鏡主要有以下幾種：(1)漸變濾光鏡 漸變濾光鏡有許多顏色。如果你覺得天空不夠藍，可以使用藍色漸變鏡加深天空顏色，而不會影響到畫面的其它部分。你還可以使用黃色、橙色或紅色漸變鏡拍攝出日落時的特殊色彩。漸變鏡片的有色區域及無色區域之間的色彩變化可以以突變或漸變的方式過渡，並獲得不同的色彩變化效果。漸變鏡也包括不偏任何色彩的中灰漸變鏡，它的主要作用是：減弱被攝景物的影像亮度，而又不改變所攝影像的亮度對比和色彩反差，更不會影響到彩色感光膠片的色彩平衡。 (2) 星光鏡 這是個比較有趣的濾鏡，簡單的說是表面刻有網狀淺槽的玻璃濾鏡。星光鏡會輕微地柔化影像，它可以將畫面內的光源變成許多星點，營造浪漫而充滿童趣的意境。也將光譜分解為一束同中心點射線像閃爍的鐳射光。星光鏡按星光效果不同有多種型號，如四道光、六道光等。 (3) 紅外濾鏡 紅外攝影是一個較為另類的拍攝方式，而拍出的圖像更給人以強烈的震撼讓人愛不釋手，在公安、考古、醫學等領域也有重要的作用。這也正是紅外濾鏡受到攝像發燒友追捧的原因。 近年來隨著家用數碼攝像機的流行，尤其是SONY公司率先推出夜視功能後人們開始對紅外線及其攝影產生了興趣，因為數碼攝像機所採用的CMOS/CCD感光元件能夠接收到紅外波長，現在我們只需配以紅外濾鏡即可拍攝紅外照片及動態景象，以所拍即所見的方式更為方便去了解觀察奇異的紅外世界！例如IR紅外濾鏡58毫米口徑黃金組合：含850NM，950NM紅外濾鏡各一片。850NM適合室內及弱光條件下拍攝，950NM適合室外及強光條件下拍攝。適合所有58MM口徑的數碼攝像機,索尼,松下數碼攝像機效果最佳。 （4）彩色補償濾光鏡 彩色補償濾光鏡是另一種戶外常用的濾鏡，戶外攝影師常用於拍攝彩色幻燈片。它通過對彩色膠片的色彩還原進行輕微、精細的調整與控制，來對所攝畫面進行適當色彩補償。儘管彩色補償濾光鏡沒有其它濾鏡那樣引人注目的效果，但卻很重要。5）色溫濾鏡 色溫校正濾鏡的作用是可以調整光源中的色溫。大家都知道室內的燈光和室外的陽光的色溫是不相同的，甚至一天當中早晨、黃昏光線的色溫和中午光線的色溫也是不同的。若能用合適的色溫校正濾鏡對色溫加以校正，便能得到理想的效果。 （ 6）柔光鏡 有的時候，柔和的影像比清晰的影像更能產生氣氛，給人以美感。柔光鏡適合於人像拍攝和風景拍攝，對於年老者的皮膚、皺紋或者人物面部的瑕疵有抑制美化作用。柔光鏡可以為你帶來柔和而浪漫的氣氛，為你演繹溫柔的主題。 （ 7）增強型濾光鏡 如果想提升景物的色彩，增強型濾光鏡可以幫你達到目的。增強型濾光鏡不象其它濾鏡那樣產生戲劇化的效果，一般只用於提高景物中紅色、淺紅色、棕紅色及褐色等暖色調物體的視覺效果和色彩飽和度，使之更加鮮明、濃艷、強烈，不同品牌的增強濾光鏡能夠突出不同的色彩。為什麼好多朋友剛開始使用天文望遠鏡時什麼都看不見?答:安裝正確後,在目鏡里觀察到的正常光線是:白天白光,晚上黑光,為什麼看不見目標呢?因為天文望遠鏡具有高倍的特性,倍數和視場(可觀察到的範圍)是反比關係,由於存在著高倍小視場的關係,所以一般新手比較難掌握找目標的技巧,望遠鏡看不見目標不要著急，1.保護蓋全部打開了嗎？2.安裝上最低倍(最長焦距)的目鏡了嗎？3.找到目標了嗎?（這是最重要的環節）4.仔細調焦了嗎？解決了以上4個問題，同時不要隔著玻璃窗觀察.應該可以正常觀察了.找到目標是望遠鏡觀察的先決條件，只有目標進入望遠鏡，才能觀察到，由於天文望遠鏡倍數比較高，視場範圍比較小，找目標要由近到遠，由大到小,同時要學會使用尋星鏡快速尋找目標,這需要自己多加練習。為什麼有時看見的天體成象不太穩定?答:需要花時間才能看到細節的一大原因是地球不穩定的大氣。由於在我們上方微弱但總是存在的熱氣流，使星像在高倍放大下總是顯得閃爍和沸騰。這種閃爍的劇烈程度——被稱為大氣視寧度——每晚甚至是每分鐘都在變,特別是深空的星雲,星團.這需要觀察著要有極大的耐心和信心,這就是所謂的"天文探索".人類所有的探索都需要付出一定代價的. 如何觀察天象?答:有的朋友安裝好天文望遠鏡,馬上想觀察到所有的天象,這種"一步登天"的想法不切實際,我們所能觀察到的天體是在不斷運動著的,就是恆星也隨著季節的變化而展現不同的景色,作為初次接觸天文觀察的朋友.一定需要持久的耐心和極大的信心.A.需要一定的天文基礎知識,本店鋪提供的學習光碟可以很好的幫助朋友們入門學習.B.一定要知道當前的天文預報,可以在本店鋪要求提供,所謂"不打無準備之仗"就是這個道理.C.不少朋友使用在這裡購買的天文望遠鏡觀察到了許多天文天象,這說明學習+付出是一定有成果的,關鍵在"堅持一下的努力之中"去實踐. 天文望遠鏡提供了觀察天體的硬體，而天體隨著它的位置距離不同而展現不同的效果，不同型號不同價格的天文望遠鏡觀察的效果也不一樣,天文望遠鏡一般用來觀察太陽的黑子和耀斑，月亮上的環行山、金星的盈虧、土星的光環、木星的條紋與衛星、火星上的極冠以及仙女座大星雲、獵戶座大星雲等，至於「軟體」的操作就需要你自己去學習去付出了！相信朋友們通過學習和實踐一定會成功!如何選購天文望遠鏡?答:天文望遠鏡的光學系統一般分為折射和反射,折射鏡觀察到的是上下正常左右相反的鏡象.反射鏡觀察到的是倒象 反射鏡可以加1.5X正象鏡得到鏡象，但是由於多加了個透鏡，其清晰度會下降些。如果呵求觀景習慣些的,選購折射鏡,如果不呵求觀察目標方向的,可以選擇反射鏡,畢竟反射鏡口徑容易做大,對觀天看星來說是無所謂方向性的.需要完全正象的天文望遠鏡只有2種方法:1.折射使用45度正象稜鏡 2.折/反射使用電子目鏡觀察.折射望遠鏡可選擇:1/基本版.2/升級版.3/全能版,4/發燒版.反射望遠鏡可選擇:1/76mm.2/114mm.3/150mm,4/203mm,畢竟反射的口徑比較大.多種選擇總有一款適合您,至於怎麼選擇其型號,只能根據買家的經濟能力和要求來選擇.一般掌握的是:口徑決定清晰度,口徑是選擇望遠鏡的最重要指標,口徑同清晰度和重量/價格成正比關係.購買商品切記:商品沒最好的,只有更好的.適合自己的是最好的.量力而行不會錯.望遠鏡基礎知識一、望遠鏡的表示方法： 望遠鏡的基本表示方法是：倍率x物鏡口徑(直徑，mm)，不同類型望遠鏡的規格表示方法會有一些細小的差別： 1、定倍望遠鏡的表示方法：倍率x物鏡口徑(直徑，mm)，比如熊貓牌望遠鏡10X25，表示該望遠鏡的放大倍率為10倍，物鏡口徑25毫米。 2、變倍望遠鏡的表示方法：變倍望遠鏡分連續變倍和固定變倍兩種。連續變倍望遠鏡是用「最低倍率－最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）」來表示，如7－21X40表示該望遠鏡的最低放大倍率是7倍，最高放大倍率是21倍，在7倍和21倍之間可以自由變換，物鏡口徑是40毫米；固定變倍望遠鏡是用「最低倍率/最高倍率x物鏡口徑（直徑mm）」來表示，如15/30X80表示該望遠鏡最低放大倍率是15倍，最高放大倍率是30倍，在15倍和30倍之間不能自由變換，只能固定變換，物鏡口徑是80毫米。 二、望遠鏡的放大倍率： 望遠鏡的放大倍率可以理解為望遠鏡拉近物體的能力。倍率越小，視場越大，圖像的輪廓越清晰，越易於調焦；倍率越大，視場越小，圖象的局部被放大的更清楚，但同時圖象的穩定性也就不能保證（此時要藉助三腳架）。望遠鏡的合理倍率也與其口徑和觀測方式相關：口徑大的倍數可以適當高一些，帶支架的的可以比手持的高一些。手持觀測的雙筒望遠鏡，7－12倍之間是最合適的，最好不要超過20倍，如果望遠鏡的倍率超過20倍，那麼手持觀察將會很不方便，呼吸的起伏和空氣的波動都會對其產生影響，最好配合三角架使用。 三、望遠鏡可以看多遠 這是初次接觸望遠鏡的朋友最喜歡問的問題。其實這個問題的真正意圖應該是問望遠鏡的分辨能力如何。這主要取決於三個方面的因素：1.觀測環境，包括光線強度和方向、對比度、大氣穩定性和透明度等 2.望遠鏡本身，包括規格、類別、精度、鍍膜等 3.觀測者本人的矯正後的視力狀況，以及熟練使用望遠鏡的能力。需特彆強調的是倍數只是影響分辨力的因素之一，切不可盲目追求大倍數的。 四、望遠鏡的口徑： 口徑是指望遠鏡物鏡的直徑。口徑越大，觀測視場、亮度就越大，有利於暗弱光線下的觀測，但口徑越大體積就越大，一般可根據需要在21－100mm之間選擇。 五、望遠鏡的視場： 視場是望遠鏡在一定距離所看到的圖像的實際寬度，是一個很重要的性能參數。視場一般用千米處視界（可觀測的寬度）來表示，比如7X50望遠鏡可以使你在1000米處看到119米寬的一個圖像範圍。視場由望遠鏡的放大倍率、物鏡聚焦長度及目鏡決定。但是有一點是肯定的，倍率越大、視場越小。 六、望遠鏡的出瞳直徑： 出瞳直徑就是影像通過望遠鏡後在目鏡上形成的光斑大小，用毫米來表示，是進入你眼睛中的聚光量。物鏡越大、倍數越低，出瞳直徑就越大。從理論上講，出瞳直徑越大，所觀測到的景物就越明亮，有利於暗弱光線下的觀測。因此望遠鏡的聚光能力必須等於出瞳直徑或者是在任何時候出瞳直徑必須大於你的瞳孔直徑。出瞳直徑是否越大越好呢？不是，正常使用望遠鏡時大都在白天，這時人眼的瞳孔直徑很小，只有2－3毫米左右，這時如使用出瞳直徑大如4毫米以上的，則大部分有用光線並不被人眼吸收，人眼只有在昏暗時瞳孔才能達到7毫米左右。因此一般情況下選擇出瞳直徑不低於3毫米的就可以了。 七、望遠鏡的鏡片材質與鍍膜： 1、一般望遠鏡的稜鏡使用k7,K9玻璃，而高質量的BaK4稜鏡是用高折射指數的光學玻璃製造，即使是在景象範圍的外圍也能提供卓越的光源傳送。 2、一具好的望遠鏡，它的鏡片都要經過特殊的鍍膜處理，其目的在於提高光線的透過率，減少鏡片的反射光量，而使觀察效果得到改善與提高。鍍膜鏡片的光通量比未鍍膜鏡片會高出55%，它的亮度就很高。現在市場上普遍使用蘭膜和紅膜，蘭膜對於光源的透過性好，圖象還原性好，基本沒有色差；而紅膜是外觀更好看，對於光源的透過性不如蘭膜，圖象還原時存在一定的色差，若在雪源地帶等陽光強烈照耀刺眼時，降低亮度所使用還比較適宜。在鍍膜中，對於光源透過性和增透性最好的是寬頻綠膜。 這裡要提醒廣大消費者，紅膜望遠鏡和紅外夜視儀結構和原理完全不同，真正的紅外線夜視儀是光電管成像，白天不能使用，需要電源才能觀察，而且價格很高；而望遠鏡不論鍍的是什麼膜，在晚上一點光線都沒有的情況下是根本無法進行觀測的，請廣大消費者千萬不要上當！ 八、望遠鏡的保養： 1、保證望遠鏡存放在通風、乾燥、潔凈的地方，以防生霉，有條件的話可在望遠鏡周邊放入乾燥劑，並經常更換。2、鏡片上殘留的臟點或污跡，要用專業擦鏡布輕輕擦拭，以免刮花鏡面，如需清洗鏡面，應當用脫脂棉占上少許酒精，從鏡面的中心順著一個方向向鏡面的邊緣擦試，並不斷更換脫脂棉球直到擦試乾淨為止。3、望遠鏡屬於精密儀器，切勿對望遠鏡重摔、重壓或做其他劇烈動作。4、非專業人員不要試圖自行拆卸望遠鏡及對望遠鏡內部進行清潔。雙筒望遠鏡選購方法深圳新視覺望遠鏡商城 / 2009-11-26 說起望遠鏡，許多人並不陌生，因為它在現在的光學市場上到處可見。隨著生產力的發展和生活水平的提高，望遠鏡的種類、品牌越來越多，產量也越來越大，價格也越來越低，逐漸成為不少消費者的家庭用品之一。近幾年來，全國乃至全世界的望遠鏡愛好者也逐漸增多，他們都想買到一台性能優異、價格合理並符合自己使用要求的望遠鏡。可是，市場上的望遠鏡實在讓許多消費者眼花繚亂。許多人往往由於在這方面經驗不足，對望遠鏡的知識了解不多，因此，浪費了許多時間和大量金錢，還是沒有買到令自己完全滿意的望遠鏡。……如果你想選購一架適合於自己的雙筒望遠鏡，那麼必須知道下面的知識: 望遠鏡型號中的數字代表什麼意義？ 市場上出售的雙筒望遠鏡上，都標有這樣的數字：「7X50」、「8X42」、「15X70」等，「X」號前面的數字代表放大倍數（上述三個望遠鏡的放大倍數分別為7、 8、 15），「X」號後面的數字代表雙筒望遠鏡單個物鏡（靠近觀察物一邊的鏡子）的直徑，以毫米為單位（上述三個望遠鏡物鏡的口徑分別為50、42、70mm）。望遠鏡型號中所出現的類似數字也表示相同的意義，如：上述三款望遠鏡的型號中分別有「0750」、「0842」、「1570」的數字。還有一些較高檔的變倍型望遠鏡，它們的放大倍數是可以在一定的範圍內連續改變的，簡稱「變倍望遠鏡」。如「08-24X50」表示它的放大倍數可以從８倍連續變化為24倍，物鏡口徑為50mm；「20-60X78」 表示它的放大倍數可以從20倍連續變化至60倍，物鏡口徑為78mm…… 放大倍數（倍率）和視場 望遠鏡的放大倍數（倍率）是通過望遠鏡觀測時將目標的張角放大的倍數（通俗地說，就是望遠鏡拉近物體的能力，譬如用7倍的望遠鏡觀測700米處的物體，就相當於用肉眼觀測100米處物體的效果），它的數值等於物鏡焦距與目鏡焦距之比。在物鏡焦距已經固定的情況下，只要變換目鏡的焦距就能改變望遠鏡的放大倍數。視場是通過望遠鏡能看到的範圍大小，視場越大，觀測範圍就越寬廣，感覺也越舒適。視場常用千米處視界（可觀測的寬度，以米為單位）或換算成角度來表示。視場的大小與放大倍數成反比，放大倍數越大，視場越小。 放大倍數越大越好嗎？ 絕大部分人相信，望遠鏡的放大倍數越高，看到的效果越好，事實卻正相反，在物鏡口徑相同的情況下，放大倍數越高，成像質量就越差，看到的景物越模糊。你如果是用望遠鏡來觀賞風光、演出、比賽……，一般選用7～8倍的放大倍數最為適宜，因為用這種低倍鏡觀察，像會更明亮、更穩定，視場更大；如果選用10倍以上的高倍鏡觀察，你會發現像是變大了，但視場卻變小了（如看球場只能看到一個角、看舞台只能看到幾個演員……），同時像也變暗，穩定性變差（抖動得歷害），由於一般人很難用手較長時間地拿穩一架10倍以上的雙筒望遠鏡，所以實際上你會發現在望遠鏡中很不容易找到目標。世界各國軍用望遠鏡大都以6～10倍為主，我國的軍用望遠鏡主要是7倍和8倍的，就是因為清晰穩定的成像十分重要。 一些經銷商信口雌黃，吹噓自己的望遠鏡能放大幾十、幾百倍，以虛假的高倍率來吸引、欺騙顧客，使不少消費者受騙上當。打個比方，沒有足夠大的口徑保證的放大倍數就如同沒有足夠高的解析度保證的照相底片，如果他們的雙筒望遠鏡真能放大幾百倍，那麼你所看到的景物就如同把一張普通底片放大到一個運動場那麼大，你說還能看清楚什麼嗎？！相信讀過這篇文章的朋友是決不會再去相信那些鬼話了。 假如你需要觀察某些小範圍景物的細節和特寫（如觀鳥、動物、觀測天體等）或者還要攝影錄像等，則必須使用10倍以上的望遠鏡（為了成像清晰，口徑也得相應增大），但此時你一定要為雙筒望遠鏡配一個穩固的三角架。 看得清不清楚主要由什麼因素決定？ 望遠鏡的通光口徑（大致上相當於物鏡直徑）越大，收集光的能力越強，看到的像就會越清楚（專業上稱為「解析度」或「分辨本領」越高），一架望遠鏡通光口徑的大小限制了它所允許的放大倍數，所以你若想要看得更清楚，不是要增加放大倍數，而是要增大通光口徑。但對於手持式的雙筒望遠鏡來說，物鏡口徑的增大會使望遠鏡變得笨重，所以手持雙筒望遠鏡的口徑不宜超過60mm，否則不用三腳架就無法拿穩它。如果你是經常在明亮處使用雙筒望遠鏡。那麼口徑稍小一些沒什麼太大關係，但如果你想在較為暗弱的光照下觀測目標，比如觀看照明不太好的舞台、陰暗處的動物或觀測天體，那麼口徑大一些就顯得十分重要了，它會直接影響到你能否看清楚目標。 當然，望遠鏡中的景物清不清楚，除了通光口徑外，還與其他諸多因素有關，譬如鏡片所用材料、形狀、結構、磨製、膠合、鍍膜、安裝、調試工藝以及目鏡類型、質量等，所以即使是口徑相同的望遠鏡，也會因上述因素的不同而導致成像質量的巨大差別，業外人士對這些通常是難以了解和鑒別的。 一般來說，你應該根據自己的使用目的、使用環境、經濟條件等來選擇口徑、重量、大小、質量、價格等都適合於你的雙筒望遠鏡。 什麼因素會影響觀測景物的亮度？ 如果用物鏡口徑（以mm為單位）除以放大倍數，如「35／7」、「50／８」、「70/15」，那麼你就可以得到以毫米為單位的通過望遠鏡射到眼睛處的光束直徑。這個數值越大，你眼睛接收到的光或被觀測目標信息就越多，這個數值稱為望遠鏡的出射瞳孔。它對我們選擇望遠鏡有什麼用處呢？ 假定你準備購買一個用於觀察鳥類的雙筒望遠鏡，並且你希望用它在黎明或傍晚觀鳥，而那時的鳥常常落在樹叢中，藏在暗影里。如果你買一個10x25的雙筒望遠鏡，那麼出射瞳孔直徑為25／10= 2.5（mm）,而我們眼睛瞳孔的直徑在不同明暗條件下的變化範圍約為2mm至7mm。光越暗，瞳孔直徑越大。如果你準備用雙筒望遠鏡在暗處觀察，則應選擇望遠鏡的出射瞳孔與你的眼睛在暗處時的瞳孔直徑相近的雙筒望遠鏡，這樣才能最有效地利用望遠鏡所接到的信息。那麼「7X50」的雙筒望遠鏡如何呢？它的出射瞳孔為50/7=7.14mm，幾乎與人眼在最暗處的瞳孔直徑相等，它收集到的光能被你的眼睛高效率地接收到，所以是較理想的選擇。不過由於人眼瞳孔直徑的變化範圍因人而異（比如四十多歲人的瞳孔直徑就只能擴張到4～5mm），而且正常使用望遠鏡大都在白天，所以出射瞳孔一般選擇在３～７mm就可以了。 什麼叫鍍膜？鍍膜有什麼用處？ 如果你注意觀察，你會發現望遠鏡的物鏡表面呈現不同的顏色：紅、藍、綠、黃、紫等，這就是平常所說的鍍膜（也稱增透膜，是特製的化學薄膜層）。如果不鍍膜，會有50％以上的光線在通過物鏡時被漫反射掉而無法到達你的眼睛，並且造成一種霧茫茫的現象！鍍膜可以提高透光率，增加亮度與色彩的對比度、鮮明度，大大改善觀測效果。所以，現在的正規望遠鏡廠家都不同程度地為望遠鏡鏡片進行光學鍍膜。一般鍍膜層越多、反光越小，效果就越好。鍍膜的顏色需根據鏡片的光學材料與設計要求而定。在正常使用情況下，藍膜、綠膜都較為優秀。 選購雙筒望遠鏡時要選擇全鏡面多層鍍膜的，為什麼?請看下述各種鍍膜的區別： 光學鍍膜：這是最低級的鍍膜，價格較便宜，一般是一個鏡面鍍單層膜，一般鍍物鏡。全鍍膜：所有的鏡片都要鍍單層膜。這樣會使光的通過率從50％提高到80％。多層鍍膜：至少有一個鏡面鍍不止一層的膜。全鏡面多層鍍膜：這是最高級的鍍膜。它表示對所有的鏡面都進行多層鍍膜，可將光的通過率提高到90～95％！ 謹防假冒「紅外夜視望遠鏡」 現在市場上能看到不少鏡面反光很強、亮閃閃的紅膜望遠鏡，一些經銷商把它們稱為「紅外線」、「次紅外線」、 「紅寶石鍍膜」等等，還會告訴你這是能在夜間觀測的「紅外夜視望遠鏡」。請朋友們千萬不要上當！真正的紅外夜視儀是通過接收人眼所不可見的紅外線，採用光電管成像，需要用電池才能觀測，白天不能使用，與望遠鏡的結構原理完全不同，價格也非常昂貴，根據它所採用的微光管的檔次，價格至少也得在數千至數萬元甚至更高（軍級）！如果說幾十元、幾百元就能買到「紅外夜視望遠鏡」，豈非痴人說夢！其實，那種亮閃閃的紅膜因對光線反射嚴重而使成像亮度大大降低，只有當陽光照耀在雪地上使景物變得刺眼時，它倒是可以發揮降低亮度的作用。 如果戴眼鏡，應該怎樣選擇雙筒望遠鏡？ 隨著你的眼睛逐漸靠近目鏡，當你正好能看清楚全部視場或看清楚視場中的目標時，你的眼睛與目鏡間的距離稱為「出瞳距離」。不同望遠鏡的出瞳距離不同，一般在5- 20mm之間。目鏡上面的膠皮眼罩就是為了使觀察時眼睛處於合適距離、感覺舒適而設置的。如果你需要戴著眼睛來觀看雙筒望遠鏡，那麼眼睛與目鏡之間的距離變大，所以要選擇出瞳距離大一些的。 這裡我建議戴眼鏡的朋友選擇有旋升式、拉升式眼罩的望遠鏡，沒有在選擇膠皮眼罩的望遠鏡，最好不要選擇固定的眼罩的望遠鏡。 何種型號雙筒望遠鏡適合星空觀測？ 假如你用雙筒望遠鏡來觀測星空，那麼物鏡口徑是最關鍵的，因為它直接決定瞭望遠鏡的分辨本領。如果你要手持雙筒望遠鏡，則口徑選擇50或60mm,放大倍數選擇7～８倍為佳。如果你計劃將雙筒望遠鏡固定在三腳架上使用，那麼口徑可以增大到70～80mm, 放大倍數則可增大到20倍。 當然，如果你希望取得更好的星空觀測效果，那麼最好還是選購一架天文望遠鏡。天文小知識 （十一）每個人根據自己的生日，都對應一個星座，俗稱十二星座。如果你能在夜晚的星空中找到自己所屬的星座，是不是很有意思呢？很多書上都有介紹星座是長什麼樣子的。但幾乎所有的資料多會將星星用線條連起來表示星座。可是實際的天上又沒有線條，看起來還是有難度的。在用肉眼識別星座前首先應該了解一些星星的基本概念。1.天上的星星其實是類似於我們的太陽一樣的發光發熱的恆星，它不斷的發出光線，所有我們就看到它了。但由於距離的遠近和發光強度的不同，因此有些亮有些暗，有些就不能用肉眼看到了。2.恆星離我們實在太遠了，因此恆星和恆星之間的相對位置幾乎是不會變的。正因為恆星位置相對不變，所以才讓人們記錄星星位置成為可能。3.天上有顆星星叫「北極星」，是因為從地球的觀察角度來看，它一年四季都位於正北方的星空，移動範圍很小，幾乎是固定不動的。只有北半球的人們才能看見它，它與地面成一定的交角，在北京成40°位置，杭州成35°位置，廣州成30°位置。（用肉眼識別星座時，靠它來判斷方位很有用處。）4.在北半球，從地球的觀察角度來看，所有星星都是圍繞著「北極星」在作逆時針轉動的，每天轉動一周多點，大概是361°。5.星座的概念，並不是宇宙中相鄰的幾顆恆星組成。而是從地球的觀察角度，亮度最高的幾顆恆星，並且看起來距離相近，同時還能被人們聯想成一個事物，這才叫星座。所以一個星座中的幾顆恆星之間，很可能相距非常遙遠的距離。所以像某些電視劇或遊戲中所提到的星座概念完全是錯誤的。比如：EVE遊戲中的星座定義，只能說明設計者缺乏天文常識。6.「北極星」附近有一個人們所熟知的「北斗七星」，見下圖：
7.圖中A點即為「北極星」，「北斗七星」的一邊CB的延長線正好指向「北極星」，其中AB和BC的距離比是5：1。這張星圖的觀察時間為元旦1月1日0時，方位面向「北極星」，「北斗七星」位於「北極星」的正東面。8.「北極星」是小熊星座中的一顆星星，找到「北極星」就等於找到了小熊星座。「北斗七星」是大熊星座的一組星星，找到「北斗七星」就等於找到了大熊星座。9.在北半球，人們頭頂上的星座，一般一年中只有6各月可以肉眼觀察到。十二星座就是在這個位置。 下面進入正題。肉眼識別星座關鍵就是記熟星座的特徵星星和方位。在春季，最容易識別的星座應該就屬獵戶星座了。其特點是四顆星星圍成一個四邊形，中間斜著3顆小星星。只出現在北半球10月~3月的星空中。見下圖：
這張星圖的觀察時間為元旦1月1日0時，面向「北極星」，然後頭朝頭頂方向看。圖中白色圓點為肉眼可見的星星，黃色圓圈為需要記憶的特徵星星。上圖中用黃色圓圈共標識了4個星座特徵，除獵戶座，還有御夫座、雙子座、金牛座。御夫座也很有特點，五顆星星組成五邊形。不知各位是否看過最新的2010哆啦A夢劇場版之人魚大海戰，裡面介紹的五邊形御夫座就是這個星座了。沿著獵戶座、御夫座的延長線，就是指向了「北極星」。金牛座比較好認，五顆星星組成三角形。雙子座比較複雜，但如果找到了獵戶座、御夫座、金牛座，那旁邊的就是雙子座了。雙子座再往東邊看，就是巨蟹座和獅子座了。見下圖：
這張星圖的觀察時間為2月1日0時，面向「北極星」，然後頭朝頭頂方向看。巨蟹座比較難認，一般肉眼只能看到2個星星。獅子座很好認，特徵星星為一個"?"號，問號的頭部指向「北極星」。對於十二星座來說，每一個星座都有一個最佳的觀測月份，即每個月的午夜0點，在正頭頂都會看到十二星座其中的一個。分別為1月雙子座，2月巨蟹座，3月獅子座，4月室女座，5月天平座，6月天蠍座，7月人馬座，8月摩羯座，9月水瓶座，10月雙魚座，11月白羊座，12月金牛座。
大家可能會有疑問，為什麼自己所屬的星座，在出生的這個月看不到自己的星座。因為出生時自己的星座正好在太陽的另一面，被太陽擋住了，即使是在臨近的月份，也因為在白天，我們也看不到自己的星座。例如，7月7日出生的人，屬巨蟹星座，而巨蟹星座這時正好在太陽的另一面，我們沒法看到，只能等待幾個月後才行，巨蟹座一般最佳觀測時間是2月，實際可觀測到的時間在11月~5月左右。 （請加qq9436849 關注 O(∩_∩)O謝謝！）
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