目視入門講座

[曹大貓咪]

目視觀測入門 首頁篇  探測夜空的感測器    3-6

首頁篇 夜空和肉眼/觀測儀器的入門
第一頁 光學雙星測量  
第二頁 變星觀測  
第三頁 行星觀測
第四頁 小行星和彗星 觀測和測量...


人類利用雙眼探測這夜空已經數千年的歷史了.不過身為現代的業餘天文愛好小貓們,如何利用自己的雙眼好好地觀測自然界賜予給人類的星空呢? 同時身為21世紀的現在業餘小貓們又如何知道有哪些基本的輔助工具?

業餘天文愛好 小貓們的眼睛...

自古以來觀測天文,業餘小貓們能夠使用的探測感光體:自從有人類以來,就懂得利用雙眼觀察星空,利用自己的想像力和理解,開始替這夜空的神秘有了不同的解釋!所以眼睛從以前到現在,一直在天文觀測上佔著極重要的地位.到了有了望遠鏡的發明後,人類探測夜空更有了極有力的工具.將眼睛藉著望遠鏡看到數百萬光年遠的夜空深處.遠古人類利用雙眼在山洞內記錄著星空的變化..17世紀後,人類藉著眼睛發現了星雲,星團...太陽黑子,土星環和木星的衛星.太陽光譜,遠方恆星的光譜...人類不僅看到它們,也利用記憶力將所看到的用手繪圖,其記錄保存到現在...到了19世紀末,人類發明了攝影術,藉著一次利用這個新發明首次對準一顆肉眼彗星後,發現它能記錄比肉眼更細緻,更多的暗星星...於是20世紀,天文觀測進入了肉眼和攝影並重的觀測模式.相同地,到了20世紀末,人類又發明了新的感測器和記錄方式,於是CCD/CMOS和數位技術又取代了類比的天文觀測...

我們這些經喜歡看星星的貓類,雙眼和一般人類沒有兩樣.但對於光的感受並無多大差異,只是看星星的經驗多少影響到看到哪些東西? 貓們自出生後.老天給我們的雙眼就有一對0.7公分口徑光學水晶體. 此系統內置高速計算能力和解析功能,讓它配有感光和辨色能力的功能.同時附有自動調整光量和一些自動保護的機制.

針對感光,肉眼如何感光和辦視顏色,是老貓要說的重點.以下是了解我們天生的光學鏡頭和功能的基本...

老古時代的感測器  肉眼

人類具有觀看和夜空,變色能力,主要是眼睛這對感光體有個視網膜體. 此裝置內包含對光敏感的錐狀細胞以及桿狀細胞組織. 其中桿狀細胞上的色素對於光具有高光敏感度.所以能在夜晚時,還保存一點夜視能力! 讓我們小貓們具有看到最暗到6等的星光能力(等效於底片,約是ISO 800). 但這有一個問題,也就是眼睛雖有有限的夜視能力,但也付出了在低照度下,僅保留對紅色-長波長的辦色能力,對於其它色光的辦色力就相對下降粉多.所以人類如果只有桿狀細胞,那只能看到紅色為主的辦視能力和夜視作用...

另外椎狀細胞上的色素,對於光敏感度就低粉多(等效於底片大約是ISO 25).不過它是用來補助桿狀細胞的不足,對於顏色有較高的敏感性.再來說眼睛對於顏色的感應範圍約在4000-7000埃的光感色性(可見光也是一種電磁波).也就是紅光(6000埃),綠光(5500埃),藍光(4500埃)三原色光的感色性.這對於肉眼觀測星體時,對於紅色星體,綠色和藍光這三個三原色的敏感性會較有感覺(*刺激值較大).

*.三刺激值(x,y,z 代表三原色)在人類視網膜對於某種顏色的感覺程度,在色彩學中以x,y,z的三種原色的刺激程度在三維空間中以數據量來表示.

還有一個對光的感受,肉眼在夜晚觀測時,如果要辦視一些暗星是否存在,可以用餘光(就是把目光移到目鏡視野四周),此時餘光對於暗星體會有增益作用.可以有效判定星體的存在是否...這在老觀測者已是一種粉古老的觀測技巧!剛入們的小貓們要多加練習來增加夜視微暗星體的觀測力.

夜間觀星的一些技巧...晚上從亮的地方走出戶外後,要注意到眼睛要先適應一下無光或弱光的環境後,讓瞳孔放大,慢慢地眼睛就能看到一些昏暗的物體.此時星星會慢慢多起來.如果是看銀河,那就要更多時間去適應環境! 另外是如果有遠光燈進入,要隨時保護眼睛閉起來.以防短暫的炫光影響到夜間的觀測.最後就是在有光害的地方看星星,最好用雙手遮住四週的光害.這樣星星會比較看得到! 最後就是照明光源請用紅光.因為紅光能保護雙眼,其它色光就會影響觀測暗星的能力.

喜歡天文且剛入門後的小貓們,除了訓練眼睛觀測夜空外,還有哪些可供天文同好小貓們可選擇的路...

1.業餘目視觀測者: 利用手邊有的工具,如雙筒鏡,簡單的小天文望遠鏡(如6-8公分折射鏡,10-15公分反光鏡),不定期地選擇一些特定的目標,如太陽黑子,月面,變星,流星等,開始自我訓練一段時間,等有了經驗和記錄資料,就可以開始利用網路和國內外一些觀測者或相關業餘機構開始作觀測和記錄資訊交流...這樣的樂趣可以隨著時間的增長,開始增加更高階的觀測技巧,也可能有了更好的觀測儀器,能夠有能力做更專業的天文觀測... 如此觀測者可以貢獻自己身為天文愛好者一己之力.

2.天文儀器DIY達人: 如果認為自己的手滿巧的,從小喜歡做勞作或模型.那可以考慮嘗試簡單的天文望遠鏡(如折射鏡),絕對是相當有趣!如果有了少許的製鏡經驗,也能從無到有,此時可以進階到自己磨鏡(10-15公分口徑),設計組裝到一部可以提供觀測所需的觀測儀器.然後進行一連串的測試到改善改良,讓天文望遠鏡更好用.如老一輩的天文前輩-劉國梁先生.他就是民國60年代自己磨鏡到自做反射望遠鏡(反正也買不到),為了觀測變星,最後再自作大口徑叉式赤道儀,一生都貢獻了給望遠鏡DIY和喜愛的變星觀測.

3.未知星搜索觀測者: 這是利用目視觀測,和合適的地點和觀測儀器才能做到的工作. 這些觀測貓們多是極具觀測經驗的老貓前輩.他們對於目視觀測都可以獨力作業,同時對於星圖,星表多是倒背如流,只要一到觀測時間,他(她)們多會開始將星空作有效的分類和搜索.隨時觀測和記錄一些可疑的星體(如移動,位置不對或是霧狀的可疑星雲)可以馬上作定位,做星光度測定及移動速率,方向及特徵有效記錄.可能這樣連續觀測2,3天作確定,或是等到白天就往國內外通報自己的發現.甚至發現後,還能持續自力做未知星體的軌道三點定位觀測...

4.天文教育推廣資深貓們: 這些業餘者也多是非常資深的天文愛好者,自己欣賞星空也熱衷於和別人方享觀星的經驗,喜歡在夜間觀測時,同時對旁邊好奇的人士作一簡單的講解,這樣的經驗,他(她)們非常喜歡且常自娛娛人!
這些資深觀星貓們,最常利用自己的方式將天文科學推廣給民眾或是小朋友們...這些貓們常常也是自作教材的高手,可以自行設計課程,讓大家用眼睛觀察夜空的星座,認識它們後,可以知道方向,可以知道現在幾點了? 也可以知道四季的夜間星空變化...最後可以提供光害和環保有力的經驗來教育大眾提昇天文知識!也讓我們知道如何保護自然環境.

再轉入主題...


類比時代的感測器  化學感光器-底片

底片發明到現在,已經百多年了...想不到現在已經逐漸消失也將走入歷史.老貓利用這次舊樓層改建時,就請設計師另成立一個有空調的暗房,準備再度享受洗照片的樂趣...這是題外話了,現在就稍將底片這種感光器做一個概略的說明.

底片在天文上,有分為有硬片與軟片.所謂硬片是用玻璃為片基!軟片則用醋酸纖維(賽璐珞)來製成之片基,表面再塗以鹵化銀(溴化銀)及動物膠製成之感光乳劑.最後於乾燥室乾燥底片.以前老貓在大學時代,學的是印刷,所以一定要學自己製作製板用的高反差底片.所以在學校的實驗暗房開色盲燈,製作那種大底片的樂趣的記憶還存在著...

底片可以對黑白,彩色具有感光功能,這是因為底片對於黑白,彩色時,對各種波長之色光感色性其結構略有不同.但可歸納為由二主要部分構成.一為片基,另一為塗布其上之感光乳劑.感光乳劑之主要成分為動物膠及鹵化銀顆粒.經星光曝光後,鹵化銀經顯像液之氧化還原作用產生黑白金屬銀粒.其濃度和曝光強弱成正比.未感光的之鹵化銀可於顯像後,經定影液中溶解去除.留下已感光的黑色金屬銀形成星光的負像.最後再經放大機洗成照片,形成影像.或是利用三層三原色色素層塗以溴化銀感光劑.遇到光線後,依其感光的色光分層感受色彩.最後留下各色素層感光程度不同的潛像.再經黑白顯影和感色顯影後,留下各色層的互補色負像,再經放大相紙感光,還原原來的顏色照片...這又包含幻燈片(正片,因底片就留下正確的色彩顏色)和負片(要再洗成照片才可看到正確的色彩顏色).

天文用底片:

老貓要細唸一段,主要是概念,非教科書說法...不用怕ㄝ...

天文用底片,主要目的就是要拍攝肉眼看不到的暗淡星光.在長時間曝光中對於底片會有一個粉不好的特性.那就是曝光量相互性失效(Reciprocity law failure).這在網路有粉多名詞,日語有統一稱為相反則不軌.主要是說,底片的曝光量E=I(照度)xT(曝光時間).這樣的曝光量定律是說,我要得到相同的曝光影像濃度,只要詢這樣的法則就沒問題,例如,我曝光1/60秒,一樣的被攝體亮度所得到的底片濃度.此時,我若曝光1/120秒.那亮度增加2倍,其得到的底片濃度是一樣的.或是我慢到1/30秒,只要亮度暗1/2,也是相同結果,這就是曝光量的兩個變數可以相互轉換特性,這種相互性只能在某個曝光時間內,這樣的關係是存在的.也就是維持一種線性關係.

但若是曝光快到一個時間,或是慢到某個時間,這樣的曝光量相互性(線性關係)就不存在了...粉不幸的,天文攝影需要的長時間曝光就打破這個相互性.因它的曝光時間慢於1秒以上(底片一秒以上的曝光時間就產生了相互性失效了.當然,若快於1/4000秒以上,這個相互性也是一樣失效),這樣的曝光時間隨著時間增加,曝光所得到的星光金屬銀粒子就不是線性增加,而是慢慢變成反轉向下了...此時再多的曝光時間,相對的星光濃度就變得非常慢或是不再增加了...

ok,現在要談到重點了,天文底片和一般底片最大不同,它是一種主要的二維幅射感測器.主要是應用於星光光度測量和分光光度量測.所以60年代的天文觀測貓們還要研究底片的感光曲線特性(主要是求得曲線斜率的gama值).以便得到所需要的目標濃度來求得其天體照度,這樣的照度可測得目標天體的幅射強度.

當星光的光子進入到望遠鏡後,一個入射光的光子碰到了底片上的感光劑上,它讓鹵化銀的結晶體,這些結晶體有些缺角的位置上引起電離,也就是跑出一個電子.結晶體跑出一個電子後,就留下一個帶正電的電洞...好!粉有趣歐,這個被光子打出的一個負電電子會被其它缺角的結晶體再次抓到,此時會吸引一個帶正電的銀離子.於是正負一中和就產生了一個不帶電的中性銀粒子.這樣的過程被一直入射的星光光子產生累積銀粒子,於是會產生一片片銀粒子雲塊,這就慢慢產收該星星的影像出來.這個在攝影工學上叫作潛像(latent image).這樣一小塊細到肉眼看不太清楚的潛像塊,換句現代話說,就是像元囉.您也可以稱為畫素(pixel)...
但事實上並未如此理想...因為在曝光時,也會有溫度影響下,讓不是星光光子的潛像塊產生.可怕的是,它漫延雖比星光濃度慢,但卻是全面性的...經過化學顯影後,會產生片背景的黑化.我們稱為化學霧(chemical fog)...以上都是老貓修印刷學課程中,學到粉重要攝影化學 gumey mott理論.

做個結尾! 這樣的底片內星光潛像在經過顯影過成中,會把潛像畫素再度放大到肉眼可見的黑色星星影像(約10的9次方原子),雖然底片量子效應低,要看鹵化銀的電子激發能量決定),這樣就對於紅外線(小於800nm)感度設下了界限.

另外是天文底片有一種特性就是粒子較粗,其感度較高! 這在職業天文觀測貓們看在眼裡,就是星體的亮度輸入和雜訊比率大於一,這樣的話,就是用於較亮的變星觀測,可用干涉濾鏡修正色指數的觀測.另一種則是感光粒子較細,但感度較低的底片,這就是輸入信噪比小於1的感測,例如較遙遠的外星系暗淡的星體,這類感度低(粒子系)的底片(如kodak SO-115或稱為TP-2415),需要的是量子效應較高的要求.這種提高底片量子效應的方法就是60年代尾發展出來的氫氣增感技術.這樣的技術可以將這類的高解析底片其量子效應由0.1%提高到4%.也可換算成將望遠鏡的光學極限星等提昇1-1.5等...
當然以現代的CCD類的感測器相比,在年輕一代的職業觀測貓們眼中,老叩叩的6,70年代的感測器-天文底片-其量子效應極低.其濃度也非線性.這造成測光精度較低,寬容度也小! 不過它也有好處啦...那就是底片尺寸可達到天文掃天所需要的大底片規格.同時它粉便宜!也粉好儲存和具備有效的觀測記錄.

其實在50年代,天文觀測就已經有粉多的老前輩,CDS,SPD半導體光子計數,光電倍增管,早期的二維光電照像管等出現,來局部帶替底片或更早期的肉眼...不過都未引起革命性的觀測變革.所以這些阿公阿嬤都不說了(雖然專業天文台還在用光電管作精確的光度測光工作)...就直接進入最代表性的數位感測器了.


電荷耦合器(CCD)於天文觀測之應用

在70年代底,約80年代初,職業天文觀測貓們有了一個全新的感測器,也就是電荷藕合器(Charge-Coupled Device, 簡稱 CCD),它完全瓦解底片獨霸一方的地位.也創造了全新的天文觀測規則...底片被打入冷宮,增感冷卻裝置被拆了...取而代之的是一顆顆胖胖的電子裝置和冷卻裝置...電腦增多了...職業天文觀測貓們只要坐在電腦室內,看電腦表演就好了...


觀測最新銳感測器 CCD和數位技術:

電荷耦合器說簡單也粉簡單,它就是利用光電效應 (photoelectric effect) 把遠方的星星入射光子轉化成電流,CCD就是一種矩陣感光體排列,這些排列會把接觸到的光子電流一列一列地傳出去到其它計算電路上.這些電路會把這些電流訊號轉成數位化再計算後變成星光影像.
CCD就是一格一格的箱子,經過望遠鏡入射的光子,碰到這些格子後,CCD會將光子轉成的電子後,會一個個放在格箱內,這些一個個箱子就是所謂像素(pixel)!這每個畫素都有一個對應的數字.這些一格格箱子就構成代表影像的一個矩陣, 每一顆星星都是以這個數字矩陣列做排列和儲存.

如果這個是CCD是由一百萬像素組成,那這個CCD的感光晶片就是由1000X1000的箱子組成.(當然不一定都是正方型的CCD晶片).另外再說的是CCD畫素受光的強度所產生的光電子,在一特定容量下,它由最暗到最亮的星光進入,在一個範圍內,它是和光度呈線性關係.也就是光強弱和光電子產生數量是呈正比的斜線關係.

CCD和底片相比,它的感光性比底片還優異,至少十五倍以上,這讓望遠鏡可以在短時間內補抓到足夠的光子產生影像(如使用8吋反射鏡,利用CCD可短時間內補抓到14等的暗星.這樣的性能是底片無法達到的),最重要是它是由數字陣列所組成的.所以可以利用這些客觀的數字進行星星的位置(astrometry)或是光度測量(photometry).在業餘測光的方式上,除了肉眼目視外,CCD測光多屬相對性光度測量 (relative photometry) .這是利用已知光度星體和目標星體做光度比較的測量.
在數位上,光度測光因為都已將拍攝的星體數位化,所以要做光度測定就比較單純.因為大氣擾動會影響到星體亮度,業餘資深觀測貓們都會將同一視野內的目標星附近找到比較用的參考星.這樣就可以省略夜空中的噪音和各項干擾變數.

CCD也可以利用這些數位特性進行參考星即時感光和極座標定位,只要利用軟體將赤道儀做赤經和赤緯不同方向和修正速率的數據抓到(calibration).就可以計算和控制望遠鏡進行參考星長時間追蹤定位修正.

CCD不像底片有所謂的連續調表現(這是類比的好處),CCD要表現出連續調,不出現馬賽克點狀出現或是出現不想要的影像,那就要注意兩件事...

1.CCD晶片上的畫素問題...箱子(畫素,pixel)若太大,就會降低星星解析的缺點.也就是出現馬賽克點狀的出現!但是,若箱子作太小,那整體的CCD晶片面積就會變小!這樣就影響到拍到星場的角度不夠廣角! 天文CCD所使用的箱子(畫素)大小一般都在7-20mu-m(微米).現代的CCD都在幾十萬到數百萬的畫素所組成.當然現在也有和底片尺寸大小差不多的.但這到現在都還是高價位產品.所以一般都是以比135底片小一些. 粉多的鄉親利用CCD拍攝星體,都是使用短焦APO鏡為多,或者也有鄉親會使用減焦鏡將焦距再縮短,以取的較亮的星場.鄉親要知道的是,在不同的視狀(大氣擾動)所使用的CCD晶片也有一些考量...以經驗而言,一顆星星大約,大約是含蓋至少2-3個畫素為最佳星點直徑投影(約2x2 bin矩陣或是3x3 bin 矩陣).

以老貓自用的SBIG ST2000XM為例,其採用的kodak KAI-2020M晶片. 此晶片由1600X1200 畫素組成.所以這晶片是約200萬畫素. 尺寸11.8X8.9mm. 要知道每各畫素大小所對應的攝影角度:

1 個畫素所對應的角度 (arc sec per pixel)= (205x pixel size)/望遠鏡焦距(mm) =205 x7.4/1575=0.96 (arc sec per pixel)

這樣的CCD安裝在大溪天文台內的MEADE 10" SCT.採用焦比為F/6.3. ST2000XM的畫素大小為7.4X7.4 micros/pixel . 這樣的系統可以拍到的星場視野FOV為25.4 arc min(分角)x19.1 arc min(分角). 若是取樣矩陣是1x1 bin .這樣的畫素面對的視角0.96x0.96 arc sec(秒角).若是取樣矩陣是4x4 bin.這樣的畫素視角=3.82x3.82 arc sec(秒角)..所以取樣多在3x3bin或4x4 bin 對於當地觀測大氣擾動4-5arc sec(秒角)時,大約不至於取樣不足或是浪費了ST2000XM.(若是在玉山好的擾動約在1-2秒角,使用4X4 bin去樣,則有約4秒角的視角.這樣就浪費的ST2000XM,若是在擾動不佳的都市,使用太低的矩陣取樣,如2X2 bin,會有取樣不足的問題,即產生馬賽克解析不足的情況,若使用 1x1 bin,則馬賽克就粉明顯了 ).

所以,業餘觀測小貓們要了解到一個畫素所對應的角度(arc sec per pixel).此角度與畫素大小是呈正比關係,和望遠鏡焦距是反比關係.再當地拍星星,要了解到當地夜空的大氣擾動來選擇CCD和取樣矩陣選擇(select bin mode).否則星點的解析mosaic 會產生問題.

2.CCD的麻煩:

只要是電子裝置,一啟動就會有是熱噪 (thermal noise)問題.簡單說,為何數位相機無法取代天文用CCD?這主要是熱噪比 (signal-to-noise ratio) 不同.在拍攝不同的星星,在於各色光的熱噪是因為啟動後,CCD會發熱,發熱引起的熱噪,暗電流的雜訊(dark current) ,這些並非是由星光的光子所引起的訊號.而是拍攝時,周圍環境的溫度起伏所引起的熱噪...所以,天文用的CCD一定要有冷卻裝置去降低天文用的CCD因溫度所引起的熱噪. 另一種則是使用數位處理方式將暗電流等去除.如所謂dark frame處理,將目標影像和dark frame相減也有降噪效果.
其它還有平光(flat field) 處理.這是因為背景光源並不一致,或是望遠鏡的周邊減光效應,引起一張影像的背景和中央照度不同或是各感光畫素因不同的光電子數量不同(這也是CCD的特性之一)
要修正這種背景有雜光或減光的問題,可以拍一張光度均勻的光源影像(最常聽到是拍取黃昏時的天空)和目標影像做相除運算處理.就可以得到背景相同亮度的影像(如平均的黑暗背景).當然還有偏壓處理或其它再純化影像處理.但此並非重點,所以請自行找書研究了.

最後要談一下,CCD本身是產生灰階的影像感光器,所以要做彩色的影像,這要用到所謂三色合成(RGB Combine).方法老貓不再重覆,這其中的又要說到一個老問題...那就是感光器對於顏色各有不同對色反應.加上星星或雲氣顏色的不同主要是元素和溫度不同會產生不同的顏色.這樣要組成一個正常的星星或星雲顏色就變得粉麻煩!這樣我們要了解如果要觀測或拍攝到正確的顏色,那一定要取得此星體的完整光譜.根據色溫的表現,這樣在低溫的雲氣會表現出紅光,而溫度較高的星體或雲器就會有藍光的發射.這樣的話,如果是肉眼目視,它對黃和綠的感色性比較好.而一般CCD對紅光高於藍光的感色性.所以要拍攝星體或觀測到可見的星雲,採用哪些輔助的濾光鏡就粉重要.這篇我們準備下一篇的光害和光害濾鏡來作說明...

至於其它的工具,如天文望遠鏡,目鏡等輔助工具,老貓會在最後一篇詳加道來...

[曹大貓咪]

目視觀測首篇    夜晚的宇宙光明燈     4-6

在晚上的都市,由於人口密集.都市的光害非常嚴重! 這些有害的光線對天文觀測有何影響? 這一段老貓覺得有必要讓業餘小貓們有些基本的認識...

我們大貓小貓們有時在高山上欣賞星海時,常常會發覺為何星星那模亮,為何銀河那模漂亮?! 這是拜無光害所賜! 高山上是欣賞星星或是觀測星星最好的地點,
除了上篇我們說到的大氣擾動最小,透明度最高以外...主要是空氣乾淨.加上最重要的是沒有光害或是極少光害的干擾.讓我們可以看到更多,更亮及更暗的星星...

但是位於都市的大小貓們,在欣賞或觀測星星時,不敢捨望有星海或銀河,因為沒有好的透明度,沒有穩定的大氣擾動及光害干擾...這一切的壞因素加進去後,那就是昏暗的亮星及炫亮的背景夜空.說實在的,雖然都市的夜空要欣賞星空只剩下月亮,行星和太陽.不過透過某些科技.還是可以用肉眼看到一些隱藏在光害背後的暗星星...為何可以過濾掉這些光害,讓星星顯露出來? 好吧...老貓就將這光害的密秘告訴小貓們嚕 ...

光害 - 是何方神聖?

光害這種東西完全是人類製造出來的產物. 沒有人類地球在夜晚就不會一片光明...有人說光害是愛迪生發明的,其實科學就是這樣,要給人類方便,便有另一方的受害損失.如何善用科學來造福人類,這可是粉大的大哉問阿...

首先,這要由一盞路燈的故事講起... 粉久粉久以前,自從人類有了火把,在夜晚就能夠看到東西,能夠活動...也較能防禦野獸的侵犯.為了夜晚的活動,又發明了煤氣燈和油燈.有了這些東西,雖有些小小光害,但必竟一走到附近的暗暗角落,蹲下來抬起頭就可以看到滿天的星海(記得民國64年時,每到暑假小貓的爸爸騎機車載小貓到淡海游泳的時候,有時會玩到太陽下山才回台北,也因時間太晚,就在現在的淡水馬偕醫院附近麵攤吃麵..小貓一吃完，往往會跑到麵攤後面的樹林看星星,那是面對觀音山的河岸，哇,看到滿天的銀河ㄝ...那個能夠在台北淡水一帶看到漂亮的銀河,已經40年了,老貓還是記憶猶新! ). 自從電燈發明後. 光害就非常快速發展,從都市到鄉村,從鄉村到小山區,慢慢侵氾到中高度山區,一直到現在兩三千公尺的合歡山也淪陷...

看到台灣的都市,郊區光害越來越嚴重,這種有光害的地方,老實說,適合初學的小貓們認識四季星座的最佳場合.要認識星座,只要夜空四週沒有太多遮敝.最重要是可以看到4等以內的恆星即可.這樣的條件在台北可能是在陽明山文化大學(山仔后),不過若是老貓在混文大時,當時的夜空可以看到約5等.若是有霧的夜空都在4等左右...那時文青小貓常常在大仁館樓頂教一些新入門的小貓們認識星座.只覺得若有一個光棒指向天空那是最棒的(高功率綠低價格雷射光還沒發明,那時物理是在瘋全像雷射).所以要大一的小們貓認星座只能一直重覆看著星盤(當時是圓山天文台的藍色四等星盤)和夜空比對...只記得非常好用.介紹到3等左右的恆星剛好可將星座連起來.4等恆星就粉少指認.因為小貓們沒有方向感和星座形狀感...不過記得當時有幾位高雄小貓在高中有混過天文社的,那教起來就粉順手...最難的是剛從女校畢業的高中女生,教一下不是沒聲音就是問一些星座占星的問題...所以那時老貓不只天文教學也是占星專家,專騙一些剛入大學的無知少女.. ㄏㄏㄏ....

嗯...不扯旦了,那小貓們要如何看出一般觀測場地的夜空等級ㄋ?

好囉,我們要如何看出光害的影響,同時作個簡單的測量?

光害等級表

第1級
完全黑暗的天空,黃道光以及對日照都能看到。黃道光達到醒目的程度!而且黃道帶延伸到整個天空! 甚至僅使用肉眼也可以分辦出M33的雲氣.
天蠍座和人馬座中的銀河區域可以在地面上投下淡淡的影子(無法想像!)此時肉眼的極限星等可達到7.6至8.0等.天空中的木星或金星甚至會影響肉眼對黑暗的適應程度.可以發揮光學望遠鏡的極限星等.

第2級
典型的真正黑暗觀測地.M33可以被很容易的看到.夏季銀河具有濃淡的細節!在普通的雙筒鏡中其最亮的部分看起來可見許多細節...在黎明前或昏後的黃道光仍很明亮!梅西耶天體中許多球狀星團都是用肉眼就能直接看到的目標.肉眼的極限星等可達到7.1至7.5等...

第3級
類似鄉村的星空.在地平線方向有一些光害的感覺.雲在地平線處會被微微的照亮.但在頭頂方向則是暗的!銀河仍然富有濃淡之分.M4、M5、M15和M22等球狀星團仍是肉眼明顯可見的目標.M33也很容易被看到! 肉眼的極限星等可達到6.6至7.0等...

第4級
遠方可見到光害,黃道光較清晰,但延伸呈現三角型.銀河仍能給人留下深刻的印象!但是缺少大部分的細節...M33已難以看到.不過在頭頂方向仍是暗的.肉眼的極限星等可達到5.5等.(類似昆陽的感覺).

第5級
僅在春秋季節最好的晚上才能看到黃道光!銀河已經非常的暗弱,同時在地平向方向不可見.在大部分天空,雲比天空背景要亮!肉眼的極限星等約5等

第6級
在天空晴朗的夜晚,僅在天頂方向的銀河才能看見!天空中的地平高度35°以下的範圍都發出灰白的光...你可以毫不費力的看到桌上的目鏡和一旁的望遠鏡.約對於肉眼來說M31也僅僅是比較清晰的目標.肉眼極限星等4.5等.

第7級
整個天空呈現模糊的灰白色.在各個方向光害源都很清晰!銀河已完全不可見!M44或M31肉眼勉強可見且不十分明顯.最亮的梅西耶天體仍顯得蒼白(M45).肉眼極限星4等.(大溪最晴朗的夜空)

第8級
夜空發出白色,灰色或橙紅色的光,你能毫不困難的閱讀報紙!M44隻有在最好的夜晚才能被有經驗的觀測者用肉眼看到.一些熟悉的星座已無法辨認或是整個消失.在最佳情況下,肉眼極限星等3.5等...

第9級
夜空整個天空被照的通亮,甚至在天頂方向也是如此!許多熟悉的星座已無法看見!巨蟹座,雙子座等暗弱的星座根本看不到.也許除了M45外,肉眼看不到任何的梅西耶天體,整個夜空只有月月亮,行星和一些明亮的星團才能給觀星者帶來一些樂趣（如果能觀測到的話）...肉眼極限星等2.5-3等.

 
小小的一盞路燈如何變成一盞宇宙光明燈?

這一小盞燈為何有這模大的能耐,將整個地球都市和人類最親近的星海隔離於外,人類也不再抬頭看星星了...
其實在夜空間,有些路燈,都市的霓紅燈等這些不論是高壓鈉燈,水銀燈都會發散在從被光害污染的夜空光譜.職業天文貓們在分析光害中的光譜中,發現了NaD（鈉）和Hg（汞.即水銀）的發射線! 主要是因為而它們源自人為的高壓鈉燈和含水銀的路燈光管. 因為這些元素的發射波長都位於我們肉眼可見光的光譜內.這些對於都市的貓們要看暗暗的夜空是嚴重的影響!對於地面天文台的光學望遠鏡也是非常劣化的環境...

所以一些職業觀測貓們也發現有些燈並不會對天文觀測造成嚴重影響...這些如低壓鈉燈和反射罩的改良,它主要是因為發射線波長較集中在可見光光譜的一小部分!對於環境較不散射到其它空間...如此就能有效去除一些光害的產生...

如果小貓們在有光害的地方注意一下這些路燈,其來源有水銀燈（CRI範圍 15-55）,金屬鹵化燈（CRI 範圍 65-80）和最多的水銀路燈為最嚴重!水銀燈也稱汞燈.它是一種內部含有汞蒸氣的燈,以氣體放電的方式產生亮光.其燈管用耐熱玻璃製成,內抽去空氣再充入水銀和少量氬氣,通電後水銀蒸發,受電子激發而發光.一般路燈到家用的日光燈都是此類發光源..一般路燈採用高壓水銀燈具有發光效率高,使用壽命長的優點,但光譜偏向紫藍外光.慘的是這些偏向短波長的光害會嚴重遮住長波長的星光光譜...

再說說這些小小的路燈等,其光線打在空氣層後會將大部份的光線再反射到地面(部份就通過夜空到太空去囉),這些經空氣氣體分子(O2,N2)或水氣雲霧,懸浮粒子反射下來的光線,就造成整個夜空是灰茫茫的射散光線瀰漫在夜空中.另外一部份的路燈光線則是照射到地面,再反射到夜空中...在遠處觀看這些光害的地區,就像一個粉大的宇宙光明燈般地照耀著大地...最近也看到一些高輝度的LED燈取代了一些霓虹燈.這些燈具更加重了了光害的嚴重性....

在台北市的夜空中,老貓常常看到一片紅色的光霧籠罩在北市夜空...小貓們要理解,光汙中要注意到還有一種空污所引發的光害.這是白天都市汽機車的排放的廢氣,經過日光分解後的一種產物,二氧化氮. 這種空中的氣體分子與懸浮的微粒.不但造成人體的呼吸道和血管疾病.對於在夜晚會在有雲的晚上,就可以看出二氧化氮發出的紅色的低空雲層.這種空汙氣體也是將大量的地面光線反射到地面,造成觀測者星光害和身體危害! 小貓們要注意歐!!

光害的組成 -光害光譜:

接下來,我們要說到重點...也就是主要的光害光譜*是波長由下列組成:

*.小貓們如果有興趣,可以做一個暗箱.暗箱內設一個黑卡中央畫開一條細縫.此光柵欄對準水銀燈,(一個光柵和三稜鏡相距約100公分)再經一個三稜鏡到一部相機做路燈光譜攝影三稜鏡到相機相距約20公分.三稜鏡和相機呈約45度)觀查到一些光害的光譜影像...

主要的光害發射譜線波長和燈源:

1.430nm 水銀燈
2.540nm 水銀燈
3.570nm 水銀燈
4.590nm 高壓鈉燈
5.620nm 水銀燈
*656nm H-alfa 氫離子波長

壓制光害的武器 光害濾鏡

以上是光害的幾個主要發射譜線.這些譜線可以小貓們了解,要避開光害,只要避開這些光源的譜線色光就可以看到夜空的星星了...所以我們就發展出濾鏡這種有力的武器,不過使用前,我們小貓們還要知道的是...職業天文貓們為了要避開光害,就上高山設立天文台.但業餘的小貓們怎模辦?這有點小歷史,小貓們要看一下...

紅外線濾鏡運用在天文的發跡:

要對付光害這種東西,要使用的方法粉多, 但最快也最有效的方法是使用濾鏡去過濾掉這些光害,而保持讓星光或要觀測的星否目標色光透過濾鏡到達我們的眼睛受光或底片,CCD接收目標的光子... 這是濾鏡理想的概念...
但是,現實概念要知道的是,如果我們要過濾光害.讓躲在光害背景下的星星跑出來,基本上有些問題! 一些資深的目視觀測貓們也了解,經過光害濾鏡下的目鏡觀測,背景恆星會少一些暗星.如果不用光害濾鏡,反而這些暗星是可以看到的...這,這有點奇怪不是嗎? 是的,因為恆星它的光譜含蓋可見光的範圍.這也包含了光害濾鏡要過濾掉的光線,這導至星星會變暗...一些暗星就會看不到了.所以要用光害濾鏡看暗星,這是辦不到的..業餘小貓們要先了解一下!


那暗的星星,小貓們看不到! 那到底能看到什麼天體是可用光害濾鏡來觀測??

了解了這些會蓋住星星和星雲等光害主要的波長後,那就粉簡單.只要找出能夠阻擋這些發射線光害波長的範圍濾光鏡.我們基本上就可以避開這些都市的光害,看到暗淡的星星或特定的星雲了. 粉可惜,在民國65年時代,那時尚無提供目視觀測的所謂光害濾鏡...主要是當時的干涉濾鏡主要是運用在攝影濾鏡或是光學器材運用.天文上的並沒有看到有類似產品,直到70年代,日本MIZAR,KENKO才推出商產化的目視或底片攝影用的光害濾鏡...此時發展出來粉多,如R60,R64的紅外線濾鏡.
這類是屬於僅讓某波長光進入(640nm以下一律壓制.也就是紅光進入,其它色光壓制),其它一律壓制.當時日本有富士底片的SC(sharp cutting filter)濾鏡或是KENKO的R濾鏡.在當時,最有名的組合是黑白底片TP-2415配合氫氣增感(可參考上一篇).鏡頭前再加一片R-64(或較差點的R-60. 600nm以下壓制)紅色濾鏡....那在當時幾乎拍散光星雲唯一選擇!


認識紅色散光星雲(宇宙 H-II區域 氫離子散光星雲)

老貓先要說一個夜空中的一大片區域,這叫作氫離子區域(H II)...它是非常廣域的氫氣體組成,因這種雲氣充滿了電離氫和電漿狀態.這片雲氣有的地方廣到數百光年直徑.粉多的恆星都從這片區域誕生.所以這片區域有粉多高溫的藍色恆星.這類藍高溫星會發射高能紫外線,使得附近的氣體游離成氫離子.相同也有中性氫分子組成的H-I區域雲區.最有名的H-II就是獵戶座星雲為典型代表.獵戶座鳥星雲的光譜除了H-Alfa 外，另外還有 500.7nm為主的氧離子發射譜線為主.*

*.這條500.7奈米(nm)的O-III線在職業天文貓們稱為禁線(forbidden line).因為一般狀態下,氧離子不會發出500.7nm光譜.主要是此原子不會躍越如此高的能階.這是因為太空中極低密度(每立方公分只有幾個氧原子),使得原子間的碰撞不易發生!但在極高溫的電漿狀態內的H-II區域卻有可能發生.

另一個概念是...除了恆星外,我們目視要看的星雲團,有些是發射型光譜星雲,也有些是反射型光譜星雲...簡單地說,星雲觀測,要了解它的雲氣是自己發光的還是背景亮星的反射光發亮的雲氣...最多的氫離子散光星雲中,小貓們多看到是紅色散光星雲,這種星雲在夜空中數量相當多,所以稍對它作一些說明,紅色散光星雲*主要是發射型的星雲.它的光譜中最亮的譜線是氫離子波長H-alfa(656nm). 另一種是H-beta(486nm)和氧離子 O III(495,560nm)...所以以氫離子散光星雲為主的以紅色為主的散光星雲,但有些是超新星爆炸後的是行星狀星雲. 它並不是以氫離子為主,而是以氧離子O-III (495,500.7nm)為主.這類星雲本身是由極稀薄的氣體和低溫環境.它本身並非是紅色發光.

*.典型的紅色散光星雲為一種發射型星雲(emission nebula),也就是它是由各項氣體離子發出的頻譜所組成,這些頻譜多由高電離電位的氫離子(H-alfa),氮離子(N II) 和氧離子( O III)等氣體組成. 但其它發射型星雲如 行星狀星雲(NGC2437) ,主要是由O III離子氣體組成.

目視型干涉型光害濾鏡的掘起

以前商業濾鏡不論是攝影或是業餘天文的濾鏡非常可憐,不像現在這模多的濾鏡可以選擇,因為濾鏡主要是利用色膠膜粘合而成.這種濾光鏡無法放太久,這是因為受到熱的影響到濾鏡的透明度. 現代的濾鏡特別是天文使用.它是利用物理氣相沉積（PVD）方法將金屬薄膜鍍在光學器件表面.這種光學濾鏡可更精確的壓制和透過波長範圍.
它有另一特性是較不受溫度影響!主要可以反射掉那些不必要的波長的色光!簡單說,這種濾鏡採半波長干涉法將不同折射率的金屬薄膜鍍在玻璃上, 當光進入後會因多次反射造成光干涉某些不要波長被壓制.

現在業餘天文觀測所用的光害律鏡,廠商非常多!其特性也都大同小異...較長見的商品出現於民國60年代.當時到現在大廠推出來的有:

日本 KENKO HF 光害濾鏡(24.5mm 31.7mm) 目鏡目視用/底片攝影用
日本 MIZAR μ 光害濾鏡(24.5mm) 目鏡目視用/底片攝影用
美國 Lumicon Deep sky Ultra High Contrast filter(UHC)
美國 Meade Series 4000 Broadband Nebular Filters

以上這些美國,日本廠牌,最大特點是在針對都市型光害濾鏡.以觀測氫離子散光星雲和行星狀星雲觀測為廣告訴求!以上光害濾鏡,它的工作特性是壓制兩個主要光害波長範圍.一是在430nm水銀燈發射線波長,另一個是在540到620nm水銀燈和高壓鈉燈的光害波長範圍.所以它的透光最佳波長在450-520nm範圍.另一個在630-700nm波長... (這是小貓們要記住的基本光害濾鏡性能!)

80年代美國的老濾鏡廠牌 Lumicon的UHC濾鏡產品,和O-III不同是,它不只有495-501nm的波長透射,還將氫離子 beta(hydrogen-beta line (486nm))這類的發射頻譜透射出來.所以它比O-III更亮!
也較合適於目視觀測小貓們使用! 確記!! 這類光害濾鏡事極適合觀測發射型散光星雲和行星狀星雲!!這樣的特性可用於射手座的M16或17星雲(Omega),或是在都市觀測較亮的星雲,如獵戶座的M42星雲(H-II).環礁湖星雲(M8)...只要望遠鏡的口徑大於6吋以上,老貓建議反射牛頓鏡,如此更可發揮可見星雲品質.這次老貓也觀測到如行星狀星雲環狀星雲 (M57), 啞鈴星雲(M27),都可以提昇其雲氣細節!
 
Meade 光害濾鏡: 這類的光害濾鏡主要是對應散光發射型星雲(diffuse emission)和行星狀星雲.在目視觀測時,它有兩個透射頻譜.一是在486nm(Hydrogen Beta) 開始到496 to 501nm (Oxygen-III)其透射率達到80%.其它色光則壓制一直到640nm才開放透射!這樣的特性在目視觀測時較為暗些,不過也適合發射型星雲和行星狀星雲.這些濾鏡多可目視和窄頻單光攝影兩用.

說完以上目視用的光害濾鏡後,做一個小總結...那就是這類的目視用光害濾鏡針對星雲是發射型的散光星雲效果最好,其中已獵戶座M42為代表.然後是行星狀星雲,如天琴座M57.這些行星狀星雲含有H-alfa(紅色), H-beta(藍色),N-I,N-II(藍綠色).所以若是在透明度高的高山上,可以隱約目視到一些馬頭黑暗星雲的特徵.這是因為目視光害濾鏡對這幾個譜線透射率最高. 所以其它的天體,如反射型星雲(如獵戶座 NGC2024),系外星雲,如仙女座M31,M33等,效果就差了,這是其主要譜線在這些位置並非最強.所以對比較差.再來是星團,疏散星團或球狀星團,效果不佳! 最後是恆星,那就敬陪末座了...

或者有小貓會問,那效果的感覺如何?其實在目視光害濾鏡下觀測這些星雲,如果符合其濾鏡譜線範圍,那效果最佳的狀況,就如同目鏡的背景夜空亮度,在沒有光害濾鏡時,其亮度設為100,星雲的亮度約在80-90(亮度設為0-100. 0=最暗. 100=最亮) ...這樣的對比粉難用眼睛分辦出來!但如果用了目視光害型濾鏡.那在目鏡下的背景夜空亮度會降到20.星雲的亮度因透過率高,還可以維持在60-70左右.如此小貓們就瞭解對比的差異了...不過顏色一般都是以白色為主...這是因為都市透明度粉差.如果跑到高山,且使用大口徑的反射牛頓鏡.自然就可以分辦出一些微暗的顏色. 所以有粉多目視派的資深老貓們,會想把大口徑望遠鏡帶上高山來親眼看到如M57的白色,藍色和綠色的絲狀雲氣.

老貓舉一個小例子做為目視光害濾鏡結尾:

約5年前,老貓參考天空和望遠鏡雜誌,做了一個M1星雲的觀測比較.特將觀測心得給小貓們做一個參考...

*使用25公分反射牛頓鏡(F/5). 使用倍率 45x,140x兩種倍率. 使用DEEP SKY, MIZAR MU, UHC和 O-III四個光害濾鏡

*.沒有濾鏡下,M1可見濃淡雲氣.但對比粉弱.且灰白一片.

1.DEEP SKY濾鏡: 對比極佳,可見M1星雲邊緣有些淡淡絲狀星雲,特別在左邊較為明顯.

2.UHC濾鏡:效果同DEEP SKY,背景極暗! 可見M1星雲濃淡及邊緣絲狀感覺.

3.MIZAR MU濾鏡: 背景暗,M1雲氣明顯,可見中央有較亮雲氣,但邊緣絲狀感覺較差.

4.O-III 窄頻濾鏡: 比上面濾鏡都暗粉多,雲氣效果暗淡.但在140倍時,中央隱約可見絲狀白斑.

5.H-alfa 窄頻濾鏡: 看不到!一片黑!!

*.建議觀測 M1：1,2,3項推薦, O-III一般初學小貓應該看不出效果. H-alfa或beta 這類就不要用了(not recommended)

*.選購目視用光害濾鏡,品質較好的是德國baader-p 的濾鏡產品,品質好壞在於其透光率(T%)是否夠高且精確落在壓制波長上,另一種是壓制寬度,寬度越寬
則越便宜且不精確.越窄則越貴且背景較為暗淡且精確入光.其資料可以參考如下: http://www.baader-planetarium.de/sektion/s42/s42.htm

天文攝影用光害濾鏡...

像一些攝影用的光害濾鏡,如IDAS的有名光害濾鏡 LPS-P1,P2系列...但是 LPS P系列在現代的干涉鍍膜精度大幅提高的現在,它的壓制性能比以上的目視型精確粉多,主要是因為它能跳著選光害主要光譜帶,如420-430nm,透光率再增加,一直到540nm再次壓制.其它500nm-700nm也是分段壓制.不像目視光害濾鏡是廣範圍壓制.這樣在目視上會將LPS濾鏡看於過亮! (目視不適合!)但在攝影上,特別是數位單眼相機或是更精密的冷卻CCD,在細節表現和色調反差表現,在目視要求上是完全不同.

單色濾鏡在目鏡上的星體表現:

天文用的濾鏡可不是只有光害濾鏡,在我們目視觀測中,還有一種濾鏡是專提供給行星觀測提供樂趣或是專業觀測極重要的小輔助工具,這些不同顏色的小濾鏡在美國一些產品中可以看到,但日本的廠商對這些就粉少提供! 在民國6,70年間,這些濾鏡常見於觀測行星專家.所以老貓也要告知小貓們,這一套小工具最好準備一套,如果要觀測行星時,也知道要如何選用正確的濾鏡來觀測...

首先說到水星...嗯....老實說,水星,老貓看過的次數5隻手指就數完了...因為水星太靠近太陽了.所以要看水星,多是在白天的黃昏或清晨天已經亮的情況下做觀測.同時水星非常處於低仰角!所以大氣擾動是最嚴重的! 在圓山天文台時代,老貓利用天文台的一套濾鏡看過水星,其中以藍色40A濾鏡看過一次水星有點特徵.但多數是白且耀眼的表面.看不出任何特徵.

另外是金星,老台長也是使用相同的40A觀測金星.但金星可以加一片ND中性減光濾光鏡降低耀光,提昇起表面反差.老實說,老貓看過金星無數次了, 的確是看過表面有些大氣特徵是可見的.以前有聽過有觀測家看到其表面並概算出其自轉周期.

對於這類的亮星觀測,老貓提供是ND減光鏡來降低耀光.以前也有測試過一種偏光鏡利用它的偏光特性還降低耀光.

另外的黃色濾鏡到橘色濾鏡可用於木星色輪帶的觀測,因這種色光濾鏡可將木星的輪帶顏色因補色而提昇反差.所以在反射鏡觀測木星時,可以將一片ND鏡及黃橘色濾鏡做特徵細節繪圖.如果要看大紅斑,可用40A的藍光濾鏡嘗試紅斑的反差提昇觀測.但最近老貓嘗試過藍光看大紅斑.可能是變淡且小了,反而看不出來!

對於火星而言,主要是要看出南北極的冰帽,這可用23或25的紅色濾鏡來觀測,這種濾鏡也可以降低火星大氣的干擾,將表面特徵色調提昇.也提昇極冠的對比.


最後老貓想說的一個觀念!!

業餘觀測小貓們,天文目視觀測的重點,不是你(妳)們的天文望遠鏡望遠鏡有多好或多大,也不是花多少錢買有多少設備...

而是要具備天文觀測的知識, 有了瞭解, 就算不用花錢, 也知道如何玩出業餘天文觀測的樂趣!  這是老貓希望給予剛入門的業餘小貓們最大的禮物.


圖一到圖五: 10" SCT鏡 使用Vixen SLV25mm等目鏡觀測,使用mizar mu 目視光害濾鏡 觀測M57行星狀等星雲手繪參考圖
圖六: mizar mu 光害濾鏡光害消除性能表現在光譜圖
圖七:IDAS 攝影用光害濾鏡光害消除性能光譜圖

[曹大貓咪]

測試當晚,月亮近滿月狀態. 觀測目標也剛好在天頂附近....僅靠一片MIZAR mu目視光害濾鏡 觀測行星狀星雲,氫離子散光星雲等.條件極差! 因不止對光害,還要對應月光...如何將高亮度廣角目鏡背景亮度降下來,對濾鏡是種考驗.

[TS]

曹大哥真是令人佩服, 寫了這麼多不知道要花多少時間呢? 小弟有逐字看完喔… 
因為自己也是只會動紙筆的古人一族, 所以響應大貓的用心, 分享一點自己經驗,

的確濾鏡在星雲觀察上可以幫很大的忙, 有趣之處也不少…
例如夏夜大家熱愛目標之一的M20,
大家拍的相片看起來都是在三裂或三葉處是紅色的, 然後上面接著一塊藍色.
實際目視, 如果夠暗的話, 藍色與紅色兩塊都看得見顯現出的白色雲氣,
但如果此時想使用 O-III 或 UHC 濾鏡來增強雲氣效果, 紅色那塊的確會更明顯(視覺效果當然還是白色啦), 但是藍色那塊雲氣卻反而幾乎看不見了.

如大貓兄所說, 紅色區是 H-II 的發射星雲 (emission nebula), O-III 或 UHC 濾鏡對它反應良好, 所以視覺效果被強化了,
但藍色那塊是附近物質反射這邊高熱量星的反射星雲 (reflection nebula), 頻譜不同, 所以加濾鏡反而被阻擋掉;
然而人眼在夜視模式 (附圖一的虛線) 傾向對藍紫光譜較為敏銳, 所以不加濾鏡反而容易看見.

圖二圖三是參考拍深空冠軍的炫大拍的美圖, 圖二用了 H-alpha 濾鏡, 藍色快不見了. 圖三沒用其它窄頻濾鏡.

素描有個好處是會越看越清楚越看越多, 比如說以前我都沒發現三裂中央那 "顆" 星其實是一組多星系統 HN40, 目視至少可以看見兩顆.
圖四是高倍下(163X) 的M20.

[TS]

鏡子一定要很大隻嗎? 也不一定, 圖五是 3” 小鏡的 M8,

有時候低倍反而更好用, 大出瞳徑(亮), 大視野… 圖六是 10X 42mm 的雙筒鏡

圖七是 M57, 用標準的觀測範本填寫的.
 

[曹大貓咪]

TS兄對M20星雲和目視光害濾鏡，在發射和反射型星雲作了極佳的觀測特性註解。感謝TS兄！

[曹大貓咪]

9月14日晚上因海鷗台風近南海,大溪的夜空陣風非常大,但透明度極佳!(小貓們記住!大氣擾對是最糟的!). 所以上天文台利用短暫的1個小時,重新對準M57,M8,M20做一次豪華手繪目視觀測,因為大座幫老貓泡了一大壺水果茶...於是開著音樂,坐在觀測梯上,好好地觀測這3個星雲....

2014年9月14日 晚上7點半到8點半    

10"SCT F/6.3 反射鏡 +vixen SLV 25mm  penatx 7.5mm  谷光學25mm 三個目鏡

溫度28.5度c  濕度70%  大氣擾動1/5 (最糟狀況)  透明度3/5 (極佳)  大風-陣風  

M57:和上星期觀測相同,上下兩邊亮度極清晰.邊緣絲狀感較強. 無月亮影響下,加上透明度高,灰白顏色極顯眼.

M8:眼睛適應後,雲狀特徵越來越多,透明度佳的情況下,看到雲氣中央的亮度有明顯增加.左邊星雲氣可見,有濃淡可辦視.

M20:三裂星雲的y型暗帶可見,雲氣比M8淡且密集.


*.當晚有看到土星,可惜位置低,擾動粉糟! 100倍以上就看到土星在水裡滾動....看不到土星表面特徵.只看到一顆衛星!

*.最後二圖: M8有月亮和透明度影響下(9月7日)和昨天(9月14日)沒月亮和透明度佳下的不同..

[曹大貓咪]

昨晚也試拍一下大溪地區幾秒鐘曝光或過度(over exposure).使用10"鏡F/6.3 +canon 5D  ISO 800 無光害濾鏡.

M13 疏散星團   曝光25秒. 已經過度嚕(透明度高,無月光下).大溪地區只能靠冷卻CCD或加光害濾鏡才能進行長時間曝光或暗星體目視觀測...

*.M13為局部放大!
*.今年二月利用光害濾鏡拍攝M42星雲.冬天透明度佳.大氣擾動也是普遍不好. 10"SCT/F/6.3+canon 5DII(改)+IDAS LPS P2
*.看來大溪地區天文觀測條件越來越差了...昨晚8點半左右,肉眼最暗的星等約4等.但此時雲越來越多,不利觀測.

[小磊磊]

看了前輩的精心講座真是受益匪淺!

請問前輩:
為何在夏天或冬天要看行星,不要等到60度以上的仰角,因為通常都無法達到?
去年冬天木星都在天頂.

紀錄光譜的譜帶圖時是否不應該使用濾鏡還是要做頻譜補償嗎?
其實想問的是透過濾鏡過濾特定波段光線是否也會讓通過的光線波長改變?

[曹大貓咪]

感謝小磊磊兄的問題，一般我們看行星如內行星是在合的位置是最亮最好觀測的時間。但內行星是無發達到天頂理想的位置。所以如金星等內行星就以低仰角觀測為主。如果是外行星，就如內行星一樣和達到和地球呈45度角度達到衝位前後一段時間就是最佳觀測時間。如木星在秋冬達到衝位置時，即午夜通常是爬到天頂付近為最佳觀測時間。若是夏天如土星仰角都粉低。所以請注意外行星衝的季節及仰角最高的時刻。可查當年的天文日曆或年鑑。
要拍恆星等天體光譜，是不能用光害濾鏡！否則不管是吸收暗線或是發射明線整個譜帶就會有斷線而不完整歐！（被壓制變不見了）

*.如圖所示,這是不同的目視用光害濾鏡對著模擬的連續光譜所作的壓制光譜區域.可想像這條連續光譜是恆星的話,被不同濾鏡壓制所消失的不完整光譜範圍.也可看出不同的濾鏡對光害主要有害明線位置所壓制的波長(410-630nm)譜帶範圍.

[曹大貓咪]

目視觀測首頁篇  我的小可愛秘密  11公分反射望遠鏡的解說  5-6

我家有一部小可愛! 可以用它來看到我所看不到的星星秘密! 有了它,我的視野可以擴展到數百萬光年之外! 可以了解地球的伴侶-月亮的模樣..行星的形狀和特徵...
它有多厲害呢?!

它是我家一部小小的11公分口徑牛頓式反射望遠鏡(Newtonian Reflector),配合一部6x30的雙筒鏡.且看我如何看到一整晚的夜空,但是,它有何那模廣大的神力? 只不過是一片小小的11公分鏡面,配上幾個支架...竟然可以讓我看到宇宙! 真是神奇的寶貝阿! 但是,反射望遠鏡比折射鏡厲害嗎? 為何折射鏡那模貴!? 反射鏡和折射鏡哪種是我的可愛伙伴?  為何資深目視老手貓們最喜歡反射鏡?!

喜歡天文和觀測的初學小貓們, 且看下一篇 我的夜空探索的小可愛和伙伴們!

這一章,老貓要簡單說一下反射鏡的重點...

1.11公分口徑反射鏡是什麼?
2.反射望遠鏡的問題? 先天光學的缺陷...
3.反射望遠鏡有多精密? 鏡面精度的探討...

入門天文望遠鏡到底什麼適合初學者的小貓們? 一部入門天文望遠鏡要具備的條件要有...

1.好攜帶及組裝,調整和操作簡單.
2.具有天文望遠鏡的精度和耐用性.
3.可以看到清楚的月面火山口,土星環和針點狀的星星
4.價格適當.一般人都可以負擔的起!

老貓特別選擇一部11公分口徑的反射望遠鏡來作為代表...首先,11公分反射鏡要如何稱呼它? 一般人來都一定會問,這個是幾倍的望遠鏡?可以看多遠? 價格粉貴吧??

這是一般人對天文望遠鏡的初步印象! 那喜愛天文的小貓們要如何回答他(她)們呢?  我的天文望遠鏡倍率從10-100倍.最遠可以看到數百萬光年遠的星星(如M31星雲...價格約在2000元左右!而且粉多都是自製的歐... 這樣的回答,一定讓粉多民眾頭上冒出粉多的問號?! 當然接下來是重點...

天文望遠鏡和一般望遠鏡(地面望遠鏡)最大的不同,就是它是反像! 一切天體都是上下倒反! 這是因為天文望遠鏡不能有過多的鏡片,只要用最簡單的光學架構來減少星光被吸收的耗損.同時天文望遠鏡最常問的是口徑多大?焦距多長? 因為倍率是可變的,沒有一個倍率是固定的.就好像是國中學習的顯微鏡一樣!只是顯微鏡是用倍率相乘的.也就是接目鏡乘接物鏡的倍率,其值就是觀測倍率! 但天文望遠鏡是用物鏡除以目鏡的焦距.所以天文望遠鏡都是可變的倍率.要改變倍率只要換目鏡即可,這和顯微鏡是一樣的(倍率就是改換目鏡的焦距).如此天文望遠鏡焦距和目鏡的焦距一相除就是倍率了...至於可以看多遠,這是天文同好不會問的.因為沒太大意義...因為都是看天上的星星.只能說看到最暗到幾等星還比較有意義...不過這一般人是不了解的.

11公分牛頓式反射望遠鏡的故事:

一部簡單的反射望遠鏡,老貓不說太都的反射鏡型態,就已原生之一的牛頓鏡作說明...

在17世紀初期,義大利就有人發明了反射鏡可以看到影像.但不了解如何取得有效且清晰的影像...在1663年有了第一個反射望遠鏡理論提出.最後由牛頓先生製作出第一台反射望遠鏡的原型機.這是一個到現在還在使用的光學系統.這個簡單的牛頓鏡解決了當時折射鏡極嚴重的色差問題! 也因使用牛頓鏡讓人類看到更清晰的星星影像!

這是人類最偉大的發明之一,從此讓我們看到了以前看不到的天文奇景.從月亮的火山口,太陽的黑子到星雲星團,甚至整個宇宙!! 人類終於了解世界是擴大到不得了的大!全都是來至這小小的源頭-牛頓反射望遠鏡和伽利略的折射望遠鏡...

我們來看看這反射鏡, 它的生命來自一片面鏡!(折射鏡則是來自一片透鏡).這塊面鏡是反射望遠鏡基本的光學元件.它主要的功能是將星光進入後,將星光聚集在一個位智.這個焦點(聚焦位置)是折射鏡或是反射鏡共同的使命.
從面鏡到焦平面的距離稱為焦長(焦距).此時可利用底片或CCD在此處記錄影像.或是用目鏡放大此焦點成影像讓眼睛能觀看. 注意一點,此影像是沒有色差的...但是仍然有其他的像差!所以事情沒那模美好!!  fig1 ,fig2

11公分牛頓反射鏡上的問題...

牛頓反射鏡的曲面問題,它有球面曲面和拋物面曲面(非球面鏡). 我們的11公分口徑,其曲面多是球面鏡.因為好磨及大量生產.這樣的成本較低(其實也沒差多少)...
小口徑的好處是鏡面小,重量輕.所以在安置它時並不用想太多,只要固定好反射鏡.無論面對哪種角度,都可以正常聚焦.成像也沒太多問題.小貓們此時要注意到的是...
這部小小的反射鏡焦長! 若是焦長太短,則會有一個嚴重的問題是球面像差( Spherical aberration ) !這包含一個球面像差和彗星像差! 球面像差最大問題是無法聚焦在同一位置(焦點平面)上.以較嚴謹的說法就是,球面鏡所投射在焦點上的成像無法聚成同一位置.(在球面鏡,平行星光進入反射鏡,在鏡面中心點到鏡面最外緣的反射點,其反射後雖長度相同一起反射,但各反射聚焦點位置卻不相同. 鏡面中央的反射點會在正確焦點位置(正確的最小星點直徑.圓型星點),但越遠離鏡面中央的反射點會不足其正確焦點位置.最外緣的反射焦點則在焦點內最遠的位置(此位置的星點變胖,變形最嚴重!).這樣的結果造成星點在焦平面上是可以看到清晰的星點,但周邊的星點則都是變形,模糊!! 所以要用到球面反射鏡又要有好的星場品質,那有三個方法... fig3

1.焦比: 這個界限是焦比(反射鏡焦長/反射鏡口徑.以大寫F/表示 小寫f=焦長 ).這在攝影學上就是光圈. 若是11公分小口愛鏡的焦比是在F/8.那11公分口徑反射鏡的焦長若是88公分或以上,那球面鏡的星星成像品質就粉好了.所以現有的11公分小口愛的商品,其主鏡焦長約在900mm...其好處是,好便宜且性能粉優異! 不過若是焦比低於F/8以下.那球面鏡因無法有效將平行光進入的星光作有效聚焦,造成周邊影像劣化,周邊星星就會無法調焦而無法觀測!

2.縮小光圈:這可應用在折射或反射鏡上.當光圈不縮時,其球面像差最嚴重!,但縮收光圈的方式因阻擋了周邊的星光,僅讓中央附近的星光進入是可以改善這種情況.不過還是無法完全消除! 且光線會變暗!!

3.非球面化:這是現代光學最常使用的方式.採用非球面面鏡,可以將球面無法聚焦的缺點作一大幅改善.如拋物面化,拋物面鏡和球面鏡的厚度僅差約半個波長.所以粉多磨鏡的業餘貓們都會再打拋物面.特別是口徑在15公分以上,或F/8以內的中短焦面鏡.百分百都是拋物面鏡,不過拋物面鏡雖可大幅改善球面像差.但若是低於F/6以內,其中央法線的線軸外像差,如彗像差等還是會劣化!這是短焦鏡的宿命!所以粉多牛頓鏡會再加裝一個彗像修正鏡做為觀測和攝影上的影像改善!


這是老貓在e-bay看到的25公分口徑球面鏡反射鏡面販售資料:
25 cm Spherical Telescopic Mirror f/8  See original listing  
 25-cm-Spherical-Telescopic-Mirror-f-8 25-cm-Spherical-Telescopic-Mirror-f-8  
Item Ended    
Price:US $525.00
Shipping:$23.80    International Priority Shipping  to Taiwan
Item location:
Long Beach, California, United States

再來是...老貓常談,還是要說一下牛頓反射鏡有哪些主要的像差問題...

像差色差,傻傻地分不清楚...

為何有像差?小貓們一定要記得這些基本概念...第一要了解的是 像差 ( Optical aberration）這個壞東西.. 在光學中,粉多的球面透鏡或面鏡(反射鏡)都有一個目的,那就是聚焦成像.不管是折射或反射成像(這也就是望遠鏡的原理)...理論上和實際是不同的.也就是聚焦後的影像並非是理想的星點分佈! 這就是像差的基本概念.

只要是球面鏡,面鏡...只要是因折射或反射成像,都會有聚焦點成像的像差的問題. 它的成像粉多,簡單分類如下:　  

1.球面像差 (spherical aberration):
當星光光線在進入球面反射面鏡,會產生聚焦於一個位置.但當我們仔細分析看星光進入面鏡反射時,邊緣的星光聚焦位置為a,而從反射面鏡中央附近反射聚焦的位置為b, 其中a的焦距長度一定大於b的焦距長度.這樣的焦點分佈會導星星解析度度知星光對比的降低!

2.彗星像差(coma) : fig4
小貓們要記住! 球面反射望遠鏡會在像場周邊因焦點長短不在同位置上所產生球面像差! 而非球面反射鏡(如拋物面鏡)已經沒有球面像差(或是降得粉低).但是! 拋物面鏡卻有彗像差! 和球面像差不同的是,周邊的星光因球面經過修正(非球面),周邊光軸(離軸)方向的星光所產生的焦點都是相同位置,但分佈卻是呈彗像狀分佈!!而且離軸越遠或是焦距越短,這個現象越明顯! 所以自牛頓鏡發明反射式天文望遠鏡後.這樣的問題不管反射鏡面是球面或是拋物面鏡或是卡式鏡的雙曲面鏡,這種主鏡的主焦點都會有嚴重的彗像差(這種彗像差大小和主鏡焦比的三次方倒數成正比!). 所以在1935年有位Ross先生首先提出用於拋物面牛頓鏡的修正鏡理論.不過同期,粉多光學家提出粉多設計,其目的沒有(或降低)球面像差又沒有彗形像差的光學系統...這些設計就粉多樣化,如我們熟知的...史密特(Schmidt),馬斯托夫(Maksutov)和里奇-克來庭( R.C Ritchey-Chretien)等現代的優異反射光學發表出來...

3.像散像差(astigmatism) :
簡單地說,當部份的星光以斜線角度進入反射面鏡時,取反射鏡上下垂直面和左右的水平面,這兩道光線面會有兩個焦點位置.這造成周邊的星光會有星像分散無法清晰
的情況(類似我們眼睛的散光).所以像散情況要改善,可以縮小口徑,讓星光進入鏡面的角度趨近水平進入!也就是加長鏡筒的長度.

4.像場彎曲像差(curvature of field) :
像場彎曲的問題,在折射或反射鏡對會有的問題,這也是一種宿命! 不過比較嚴重的多表現在史密特式或其它修正型的改良卡式鏡上.主因是主鏡的焦點分佈是呈現曲面
而非平面分佈.所以整個焦點無法整體對焦.這樣的問題在史密特式或R.C鏡上就特別嚴重! 所以在許多需要廣角大像場的攝影系統上, 在主鏡和焦點間安置一個像場平
坦化修正鏡就非常重要!
如R.C鏡的像場彎曲修正鏡最早是利用兩組球面低色散透鏡構成彎曲修正.如早期的折射平坦修正鏡的雙凹透鏡( 球面)做修正.不過70年代後,如meinel,schulte
等幾位光學設計大師提出了非球面的設計.這種新的多片式(四片)非球面透鏡設計是針對雙曲面的R.C主鏡,不單修正大面積球面像差,彗像差和像場彎曲(更適合職業天文貓們的多頻段工作要求及更大的廣角要求). 缺點是...製作極為困難且高價!

5.畸變像差(distortion)  :
這又分兩種一種叫凸桶狀變型和凹桶狀變型像差. 這是反射鏡或折射鏡主要是球面鏡焦點分佈.非球面就可以改善這樣的問題.

6.色像差 :
首先是折射鏡,因為光有七種不同色光(紅到紫色光)組合.其色光各有不同的折射特性,也就是折射率不同的色光穿透介質不同的折射鏡時,在穿透玻璃中間造成不同角度的折射聚焦於不同位置(可當作光線由空氣介質進入折射鏡介質第一個曲面(r1)時,會造成第一個色光折射.當進入玻璃後穿透玻璃第二個曲面(r2)時,再產生第二次折射.(若是消色差物鏡,那就是兩片式的一群兩枚架構,光會進入4個曲面,所以會有4個折射動作發生) 所以我們小貓們要了解的是色差概念! 這樣的動作造成焦點位置的星星,會有分光的現象發生.這樣就造成顏色有紅,藍光的出現(兩者折射率差距最大)!這造成解析性能下降...

所以折射鏡多會特定的單色光線做為色差或球面像差等分佈曲線做為望遠鏡性能的說明.這些單色光線最主要的如g線(435.8nm).F線(486nm)代表籃光. c線(546.1nm)代表綠色光.而d線(587.6nm)和C線(656.3nm)代表橘色和紅色光.一般的消色差物鏡因有色差,所以球面像差的性能表現在二維的像差圖會分散粉廣.但在APO鏡上的像差性能在二維像差圖表現則是粉密集在中間位置上.這樣意義是折射鏡的像差和色差在星星的觀測上,會因各單色光分散而表現出星點呈發胖和紅藍光可看出.但在APO鏡上看到的星點則是粉細小也看不到紅和藍光的析出.甚至APO鏡的色差表現和牛頓鏡上的色差幾乎貼近無色差的性能!

但是反射面鏡,因星光並無透射過玻璃,光僅在面鏡表面作一個反射動作而聚焦.所以色光並無穿透不同介質(空氣-玻璃-空氣不同介質)產生不同的色光折射動作.所以色光並無分離.所以簡單地說,會產生色差偏離是折射的專利!所以,現代的職業天文觀測貓們全部以反射鏡做為望遠鏡的主力.它不單可以製作大口徑.同時因沒有折射星光,它可以分析星光的光譜.但要注意到修正鏡的色光吸收特性.


說完了反射鏡光學天生的缺點後,我們再看反射鏡的精度和分解能力這個議題...因為有粉多小貓們(包含老貓),以前都會認為反射鏡的精度用波長來表示精度,哇!不是粉奇怪ㄇ?!...反射鏡的精度有何意義??我們要如何認識它??
牛頓望遠鏡的精度要高,對於星光的解晰才會好.這是大家都了解的.但是廠商說,我的反射鏡是1/8波長.這樣的精度好嗎?還有影響到星星的觀測品質還要注意??

老貓現在說到重點!就是會影響到牛頓鏡觀測星星的望遠鏡品質! 這裡說的是望遠鏡對星星的分解力(目視派小貓們要把分解力當作望遠鏡品質).當然也就是雙星的分解能力. 小貓們要注意聽一下歐...在一般正常大氣擾動穩定的夜晚,反射鏡觀測一顆星星, 此時老貓會將望遠鏡對好一顆恆星...待機一段時間後,大氣和鏡筒內的擾動穩定下來後,老貓喝完一口茶後,會慢慢地對好焦點(這是目視派的享受歐!) ...此時老貓的眼睛可以看到星星的穩定星點(繞射星點 Fresnel diffraction )...大氣穩定後,星點會晃一下,就會看到星星是一個星點,星點外圍有由亮到暗的光圈圈...這個光圈圈大都是圓點狀的...這樣的情景真是美好! 此時老貓的腦中,會有這個星點繞射狀馬上在二維圖中展現出一個長且高的曲線(主峰),外圍的光圈圈是曲線外的漣漪(粉多側峰)...也就是一道道的小幅度曲線,由大曲線外延展出去...這個大曲線柱就是主要星光.左右兩邊的漣漪就是外圍光圈圈的曲線.這在光學上叫做繞射星點(日語為回折星點).這個大且高的曲線佔了全部光度的95%,其它的5%光度則分享給其它的漣漪曲線內...

老貓想完這樣一個情景後,會想到如果老貓要看一顆雙星,那這雙星的光度分佈也就是兩顆星星的大且高的曲線分佈.望遠鏡有一個功能就是分解力,會把這顆雙星分解
為兩顆星星...望遠鏡的分解力就是依這個主峰的高度要看望遠鏡的焦距來決定. 若是有兩顆星星的雙星系統,要分析出兩顆星星,其分解能力要看望遠鏡的口徑來決定.
也就是兩顆星星的兩個主峰的距離夾角(兩顆星星到眼睛的夾角距離).現有一個公式就是望遠鏡分解力=1.22 (單光波長/D)  D=望遠鏡的口徑.我們以波長為5000埃的黃色色光來看,那就是5X10負5次方公分的波長長度.若是兩顆星星的距離夾角小於望遠鏡的分解力,那兩顆星星的主峰就是連在一起了.看不出來啦...

再來是談談這個夾角距離.在天文觀測上,我們稱為視角距離(apparent angular separation).這個單位是角秒(second of arc).正式的公式就是視角距離 D=12.2/視角距離 .D=望遠鏡口徑(公分單位).也就是視角距離=12.2/D(單位是弧角秒 second of arc).順便一說就是,這兩顆星星的亮度假設是一樣的(同等亮度).若是雙星的主副星亮度不同,一顆亮一顆暗.那就會有不同的感覺.如兩顆星的亮度差是1.5等.在不同高度的主峰分佈下,反而比同亮度的主峰更容易到達望遠鏡的分解力極限.這就是所謂瑞利級限像斑分佈.適用於 1.22(單光波長/D)的關係.若是不同的亮度,其分解力會有1.22 -0.95的參數變化.


一般的目視派的分解力,因是受光體是我們的眼睛,所以主要感受波長在507-555nm左右.所以有位老前輩 W.R.Dawes (1799-1868).他是位行星目視派大師.他提出一個適合目視的分解經驗公式... 分解力=116"/望遠鏡口徑(mm). 小貓們參考看看囉...

實際上會影響到望遠鏡的分解力有哪些ㄋ?

1.反射鏡的像差.這些光學像差會影響到星星的分解能力.

2.反射鏡的遮敝率.也就是斜鏡的面積大小遮敝了反射主鏡...遮敝率(或有人稱面積率 obstruction ),這是指牛頓鏡的斜鏡面積和主鏡的面積比,或是卡式鏡的二次鏡整個面積和主鏡比.以平均而言,此遮敝率不要超過50%,這對於高倍率目視觀測時,在分解力上,就算是大口徑望遠鏡也會劣化嚴重!
老貓舉的例子給小貓們參考:
一般牛頓反射鏡:如 8" F/6  遮敝率約18%
Celestron 史密特卡式(SCT) 如8" F/10  遮敝率約34%
R.C鏡的遮敝率約35.5%-40%

3.反射鏡的鏡面精度:這是老貓要稍作說明的...
順便說一下,老貓喜歡小口愛的小口徑(12公分以下)牛頓鏡舉例,是因為它是長焦比(f/8或更大)的.只要便宜的球面鏡作主鏡也可以獲致足夠高的目視解析力!

4.大氣擾動: 在一般大氣擾動下,口徑約6吋就是大氣擾動的極限.因為依上述的公式,D=15公分.分解力約在0.75弧角秒左右.大氣擾動約在1-2弧角秒.所以再大的口徑其分解力就無法發揮大口徑的優點了.不過這些都是理論值,真正反射鏡的曲面無法真正發揮到理論的分解力.只是說越接近理想曲面的鏡面越接近理論分解力值.


ok,開始說明一下反射鏡的精度... fig 5

老貓再重覆一次球面像差,牛頓鏡反射面有球面鏡和拋物面鏡. 以球面反射鏡來看,遠方的光束平行進入反射鏡.在分析其中光束,我們可以粗分為接近鏡面中央的光束和鏡面週邊的光束(我們看成兩條光束做為整體星光進入的光束).在幾何光學中,球面鏡面週邊的光束會因為越遠離鏡面中央位置,這條光束的焦點位置會越遠離整體的焦點位置.就造成週邊和中央光束的成焦位置不同(中央光束是最遠離鏡面的焦點位置).
於是在投影成像的平面屏幕來看.這個成像變成中央位置的影像最清楚(球面像差=0)!週邊的影像也就越模糊,同時變形越嚴重(球面像差最劣化)!這是球面鏡的焦點無法全部集中在同一位置上,和拋物面鏡可以集中大部份的光束焦點在同一位置上的不同.

回到主題, 在1880年時,光學的研究者就發現,恆星的星光進入反射鏡後,在反射鏡反射的光路長度,如果鏡面精度(誤差)有1/4波長的光路路徑長度差.這造成恆星觀測時 ,恆星繞射星盤的亮度會有的下降的現象.經測定約在1/4波長是其精度(誤差)要求的最低限制.

*1/4波長精度約是1/100,000公分.嚇死人ㄚ...

反射鏡的球面和拋物面的厚度差在光學上,僅有0.0003公分左右(約半個波長).理想反射鏡的反射面對於每個光束的反射要符合入射角=反射角!
以球面曲面而言,球面的曲面半徑只有一個.  拋物面每個曲面點(反射點)的曲面半徑,是以反射光束的距離趨近於反射面的焦點距離(每個光束的反射路徑長度=反射鏡的焦距長度).
不過在現實的球面上這是做不到的! 相對的,拋物面鏡的反射僅是極接近這個理論值罷了.
因為拋物面的曲面精度(誤差)就無法達到等於這個理想要求!我們可以任一條光束接近於中央法線時的反射距離時,這可以做為拋物面的曲率半徑的極限觀念,來證明此光束趨近拋物面曲面半徑.但事實上,曲面精度的誤差到底是???為何無法達到這個要求?!

反射曲面精度的關係我們曾講到星點的光盤(非"點"觀念!)亮度在主峰是佔了95%.所以要維持這個亮度的主鋒亮度(高度)只有靠鏡面的精度來控制.若低於1/4波長的話,主峰亮度(高度)會下降到60%(也有一說是68%).這主峰大小面積是不變的(星盤還是胖胖的!).這表示主星亮度會變暗,對於目視目標物的反差感覺(對比)降低.這樣就空有口徑的優點卻無口徑的解析力...
老貓終於畫了一張圖,這是反射鏡的斷面.我們會發現這個反射鏡的曲面有高度差之分.所謂反射鏡的精度就是鏡面的誤差程度(在文意上就是精度越高,誤差越低之意.)

這個反射鏡曲面斷面放粉大倍率後,會發現每個位置的曲面高度都有不同(可以想像成這微小的反射表面,是上下凹凸的不平整面),我們隨樣取兩個高度數據來說明.當鏡面隨意採樣的兩個高度差為a時.不同的光束經過這兩個高低不同的反射點時,會造成兩倍a長度的光束路徑長度差.
這樣會造成反射鏡的焦點無法集中在一點位置!當然我們的肉眼是無法看到拋物面鏡的焦點這模微細的差異.但是在光學的繞射星光上就可以發現到了.這和所謂的RC
鏡副鏡的遮敝率太大引起的解析力下降其影響是一樣的.

這2a的光路差距在拋物面鏡的誤差.我們可稱為鏡面的曲面誤差.在rms上,可用於光學平面或光學曲面表面的高度差,rms是取整體面高度差的平均為數據,這2a的高度差在波長誤差上,rms是取一個特定色光波長,轉換為約等於這個波長的幾分之一.
老貓舉一個例子.rms的定義上是取560nm色光為標準測定色光(黃色光).2a的光路差必需在這個波長的1/8以內才算標準!有就是依據單色光波長x1/8(或 1/16)

舉例: 我們計算上,以色光波長x鏡面曲面波長誤差=560(nm) x1/16=35(nm)=0.035(μm)或560(nm)x1/8=70(nm)=0.07(μm)

望遠鏡的平均鏡面精度(誤差):
一個牛頓望遠鏡有兩個鏡面.也就是"主鏡"和"斜鏡"兩個光學面(光學曲面和光學平面).主鏡講的是拋物面誤差.斜鏡講的是光學平面的誤差.這兩個誤差若採平均值的話,反射鏡的誤差容許為1/16波長.斜鏡的誤差是1/16波長.在rms講的是兩個光學面的平均誤差.也就是(1/16+1/16)/2=1/8x1/2=1/16.這表示這個牛頓鏡總體精度(誤差)為1/16波長的誤差也就是只有0.035μm.(若是主鏡是1/16,但斜鏡是1/8的話,那就是(1/16+1/8)/2=3/16x1/2=0.09375.導入560nmx0,093=52.5nm的平均精度.

一般國產的反射鏡多是1/8波長,1/4波長的斜鏡精度來作標準. 所以是560nmx((1/8+1/4)/2)=105nm. 相對地,以波長的比來看,105/560=0.187=3/16波長.所以以一個特定單色光波長的幾分之一來比喻鏡面精度做為統一標準是粉恰當的.

順便說一個觀念,一部反射鏡的口徑為40公分.F6的焦比.精度為1/16波長.另一部的反射鏡是同口徑,但焦比是F45.約為F6的7倍長.但是曲面精度為 1/8波長.這樣的繞射雙星星點的分解力是一樣的! (所以小貓們, 反射鏡的焦比越小,其精度要求要越高!)

最後了! 真的是最後了....再講一下折射鏡,折射鏡因為光透過玻璃產生折射而成焦點.這表示折射鏡的材料中的折射率n,曲面高低差為t.這樣會造成(n-1)t的光路差.例如這個折射鏡的材質,其折射率(n)為1.50-1.53之間.這表示這個折射透鏡所產生的光路差約在1/4波長. 這其中要考慮到大氣中的擾動因素加入其中的總體誤差.例如行星觀測時,設計行星望遠鏡觀測時(長焦型)會考慮到.


*.OK! 小貓們能一口氣看完,已經是粉不錯了...能了解多少並不重要,只要多看個幾遍,相信對於牛頓反射式望遠鏡已經非常了解了... 所以非理工科的小貓們看不太懂也沒關係,只要了解望遠鏡的概念,大多能夠知道反射望遠鏡的原理,這對於目視觀測學習是非常重要的. 感謝大家能夠看完! 感溫!!

下一篇,老貓要針對市面上的反射鏡,如卡式鏡的衍生產品,如史密特,馬卡,R.C和VIXEN的兩大明星 VMC,VC-L反射鏡在目視上的一些認識!  小貓們! 加油!!

[曹大貓咪]

這最後的首頁篇將寫完了,除了將牛頓鏡再次說明外,也將高橋一些目視觀測派的銘鏡 mewlon 210,還有Vixen的VMC.VC等名物做一些深入淺出的介紹...不僅適合初學小貓們學習,也可提供資深鄉親一些參考...不過老貓強調不寫 教科書式光學文章...而是以資深天文同好的立場,將一些經驗和概念的說法讓小貓了解...

預計下星期會推出最後一篇首頁篇...再來就是觀測技法介紹...希望多推廣目視觀測給本會鄉親和同好貓們....感謝!


曹永杰

[SIMON]

大貓 無私分享 感謝啦

咖啡 老茶 備妥

[deki]

感謝分享

[曹大貓咪]

一年後寫完這一大篇，應該筆記簿也列入書本級了。