親子觀星會

目視觀測入門 首頁篇  Visual astro-observations concetion

這不是教科書,完全是經驗和基本觀念為主,或許有趣,或許會打瞌睡! 要取多少? 完全看您興趣!


老貓覺得今年應該寫一些自己的經驗談,不要辜負了本會趙永裕兄的希望!(主要是困擾自己多年的憂鬱症已改善.一路走來,想想是辜負粉多人了) 最重要是以目視為主的天文觀測經驗...這包含儀器的選擇,補助工具和觀測星體的一些基本入門...讓一些對目視觀測有興趣及學習的小貓們有一個基本的認識...

*.不敢說,小貓們學習後會有多厲害! 但已足夠讓小貓們能知道業餘天文觀測在幹什摸?也讓自己了解需要什模觀測儀器!而不用再多走冤妄路.

老貓自今年初開始準備一些老資料和舊的觀測筆記.預備在秋天(9月)準備開始寫一些天文觀測.只要有一部6公分折射鏡,或只有一部6x30的雙筒鏡,就可以循序學習,慢慢讓小貓們發揮自己的眼睛觀察力,將來具備一些基本的觀測能力...如果還有更大的興趣,那就開始自己喜歡的天文觀測成為終身的興趣!

剛開始,我以 目視觀測的一些基本開始講起,有了初步認識後,進入一些中階的觀測就比較容易...

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...

我預計全篇講完,約為一年.所以有興趣的小貓們(在天文攝影當道的現在,有興趣學傳統天文的小貓們應該不會粉多人吧!? 不過能拉多少人入門就多少吧!? ),可以買一本小筆記本,慢慢聽老灰阿講古囉....

或許幾十年後,還能夠將我們這些活在民國63年代後 天文老少年的經驗續傳下去吧(老台長,張景良兄,蔡鴻彰兄這些已去世的老師兼老友們,粉高興認識你們...).

曹永杰

偶喜歡聽講古...
感謝您的分享!!!!!!

期待

很棒

 ;D

令人感動耶！

趕快企買大筆記本ing，
這講座對我這種"無師卻要想辦法自己通"的目視派菜鳥最讚啦! ;D
貓大真是讓人揪感心ㄟ啦!!! :)

期待 :)

好感動！謝謝大貓

好感動也好期待~~~

首頁篇  夜空的星光    1-6


多少人第一次看到夜空的星光,有了第一次的感動? 進而第一次踏入了天文的門檻而來...

夜空的星光總是讓人感到神秘,除了眼睛看到了星星,能夠了解星星多少就成了業餘的我們想要了解的.

星星的亮度

不論是用眼睛看到或是透過目鏡或是電腦看到的星星,都有其亮度! 有了亮度才知道有這顆星星的存在...所謂存在也就是在當下的時間,或許這顆星星可能已經不存在了.
所以看到星光就是當下它的存在,這樣我們研究它才有其意義... 所以我們要瞭解到星光的亮度代表何意義?

在業餘觀測上,知道星光的亮度,要靠眼睛測量其物理量.所以觀測的意義也是一種測量. 如何測量就成了一個入門天文觀測的一個課題... 在我們的業餘觀測上,不必鑽牛角尖去知道這顆星星的距離.初步只要測量它在光學上的角度,亮度(星等),顏色和變化...

相同的話,也可應用在我們第一次看到星光時,星光總是會晃動. 這樣的晃動會出現在星座上的恆星上!但是,行星就不同了,它不會晃動...總是像一個亮點"釘"在天空上!所以小貓們會有一個疑問,為何恆星會晃動? 行星不會晃動!? 為何恆星有時晃得厲害?有時卻滿穩定的?

如何觀察一顆星星

身為一個天文業餘小貓們, 看到一顆星星有時會代表將有好天氣的出現而顯得興奮! 此時有了一雙眼睛看星星是最舒服而立體的.這時可以先看它的晃動! 它是恆星的話,此時的夜空大氣是呈現一種不穩定的擾動.因為夜空的空氣流動,導至遙遠的恆星會晃動,但是行星卻因距離我們近(行星近到可用肉眼看到星光)而不晃動...(其實有時行星也會遇到特別風大的日子,看起來也有點晃的感覺).此時我們要了解到,這種日子適不適合看星星,特別是要專門看某種星體的時候,對這種大氣流動是特別敏感的.

一個恆星如果是在天空的天頂中央附近,它會特別穩定且明亮! 如果是在地平附近,此恆星就會昏暗且晃得厲害...同樣的! 行星也是一樣,彗星也是一樣!! 所以,業餘初學小貓們,要知道的是,觀察星星會隨著越進階,對於星星位於何處也會越來越嚴格! 通常我們或是職業的天文學家觀測星星時,都是要等到觀測目標移動到仰角60度以上才會開始進行觀測(不過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). 特別是行星,變星這類對大氣擾動特別敏感的觀測,都要等目標移動最高位置附近才開始進行觀測... 否則,肉眼是無法判別出在大氣擾動嚴重時,星星所表現出正確的星等,顏色或表面特徵.

如何找出正確的天氣觀測星星

我們要看到星星的天氣總是失望多於期待...或許在夏天, 我們可以看中央氣象局的天氣預報.或是較了解天氣的鄉親可以看看到預報天氣分析圖...

記得以前小貓在文大讀書時,大二總會混到當時的氣象系上幾堂有趣的課程,如氣象學原理學習看氣象圖...現在雖已多年,但一些基本的概念還存在腦海上,稍作整理後.
在天氣判斷好天氣是否?最重要的是看高氣壓...

高氣壓是業餘天文觀測小貓們的好朋友!

簡單說來,高氣壓是指該氣壓比周圍氣壓較高,稱為高氣壓!
從天氣分析圖上來看,高氣壓是被一群等高等壓線所包圍.如果高氣壓較強,這高壓直徑可達數千公里範圍...
當然也有小高氣壓,這通常也有數百公里. 這樣的高氣壓,要從由中心部呈最高壓力位置,再向四周圍逐漸擴散降低氣壓,這樣就有等壓線形成.
此時,高氣壓的中心的風力是較弱,所以愈往外側擴散,其風力就愈強. 高氣壓如果位在在北半球,受到地球自轉的柯氏力影響.是以順時鐘方向旋轉(而在南半球則以逆時鐘方向旋轉).此時高氣壓的空氣是由上向地面流動下來! 這就是下降氣流. 所以當而空氣下降時,其流動所造成的磨擦,引起溫度上升! 此時空氣也就變得較為乾燥.所以在被高氣壓籠罩時的地區,其天氣都因高低雲層消失...天氣就變好!

以上講了一堆高氣壓的概念,是讓小貓們可以了解...不論何種季節,高氣壓一接近到台灣上空附近.天氣都是較為穩定且晴朗的大太陽.

在夏天的台灣西部高山,當西南季風較強的時候,因位於台灣西南沿海的雲容易移到西部高山附近,因此上午會因為大晴天,變成下午粉容易在山區下雨...反而山下平地區水氣變少就通常都是好天氣! 所以相反地,當西南季風較弱的時候.推這些雲移動的力量變弱,早上看到西部海邊一堆積雲不散,這樣的雲就因中午太陽強烈,讓這些積雲產生旺盛的熱對流作用,變成積雨雲而下大雷雨...

現在是剛好轉秋天的時候, 也就是在中秋節前後這段時間,也是夏天台灣西南季風要轉為秋冬東北季風前夕,此時要保佑東北風來的比較晚的話,那一季的秋天天氣通常會較好! 此時正是愛星者上山看星星的好日子...

1-6 尾

目視觀測入門 首頁篇  夜空的密秘    2-6

我們的夜空

夏末秋初,正是觀看夜空星星的好季節.不論小貓們是在觀測或是欣賞星光的當下,會不會總是會有一些疑問? 雖然有些是天馬行空,但總有一種聲音會問,夜空是透明的嗎?到底夜空對於星星的觀測有何多大的影響?為何天文台都要蓋在高山上是距離星星比較近嗎??

初步瞭解這神秘的夜空...

我們看這夜空其實是充滿著空氣! 同時空氣是不論何時都是在流動的.雖然它看不到也摸不到...
空氣之所以會流動,是因為夜空中的空氣溫度和密度所致.這些因素加上地球的自轉,變成在不同的空氣高度有不同的運動表現. 在天文觀測上,會影響到夜空星星的部份,影響最嚴重的是距離地面0-100公里這一段流動的空氣層. 其中我們業餘天文觀測小貓最關心的是最接近地面部份,也是所謂對流層.因為它最接近我們,同時這一層的空氣密度和氣壓最大最高! 比對流層還高的是平流層,這一層業餘觀測上就較不重視.因為它的對流最為穩定.
至於更高的空氣層是太空望遠鏡的地盤,這高度多在300公里以上的軌道運行! 那邊的環境基本上是可將空氣層的干擾作省略不計的.

職業天文觀測貓們所看到的夜空(大氣吸收的現象)

老貓要說的是,業餘天文觀測小貓或貓們,比較重視的是夜空中的大氣擾動和透明度(這兩部份下節會再雜唸一下),但職業天文觀測貓們,除了這兩個因素外,另一個因素則是天晴率是否理想和夜空對於電磁波中的吸收. 他們關心的是夜空中水氣的情況?,對於專業天文觀測.是應用到各波長(紅外線到毫米波的透明度)頻段,而這些頻段對太空的窗口品質是否透明的影響.

職業的天文觀測貓們,對於夜空中大氣吸收來自星光的幅射和水氣程度吸收各有其不同影響. 這是因為,大氣分子會吸收這些星光的幅射,主要來自電離層的空氣分子因電離子化中,所產生整體夜空大氣對來自星星的電磁波幅射所造成的衰減! 這些衰減就造成觀測遙遠恆星時,其各頻段的觀測值就有或大或小的影響.

例如,地面職業天文觀測貓們正在觀測某顆恆星的光譜,此時夜空對於吸收了這顆恆星的光譜有不同程度的影響.此時,這些職業貓們或許需要一個客觀的大氣對於這些幅射吸收的一個參考全譜帶圖或某段譜帶圖作為修正和比對觀測目標光譜.
另一個是夜空中,散佈的水氣對於紅外線(近紅外線)的吸收,這部份是影響到紅外線到毫米波長的觀測品質.所以這些職業觀測貓們在觀測時,所考慮到的因素就粉多了,例如在選定天文台設立地點時.當地除了晴天率外,夜空大氣中的水氣分佈密度及穩定是否,就是非常重要的參考.當然大氣擾動和相對的透明度(各波長的極限星等)建立數據模式也是相等重要.

業餘天文觀測貓們所看到的夜空(大氣擾動現象)

我們業餘小貓們所看到的大氣觀測品質要求,除了空氣污染和光害外(當然職業貓們也重視),主要來自兩個現象參考...一是大氣擾動(seeing condition),另一個是透明度(transparency)...
粉可惜的是,這兩者是互相對立的.也就是大氣擾動小,透明度就較差.反之則相反.粉簡單地說,在颱風來之前,或是冬天東北季風吹起時,夜空的星星總是特別亮!或是特別清楚!這時小貓們會粉興奮! 認為此時是看星星的好時機!! 但經過望遠鏡一看木星,哇....好亮!! 但為何整個木星是一顆水煮蛋!? 木星邊緣的周圍像水沸騰一樣,木星連主要的輪帶都看不清楚!? 如果小貓們拿的是開放式的牛頓反射望遠鏡,那整個木星和水滾蛋一模一樣....再看看別人家小貓們的折射望遠鏡,疑!?木星穩定多了,也清楚多了ㄝ...(特別是比較人家的APO超低色散折射鏡時....)

小貓們此時面對晴朗的星空,再看看望遠鏡內的木星,失望之餘...會產生我的望遠鏡怎那模"爛"?! 好不容易抱到室外,架好它已是滿身大汗(夏天),卻是失望連連.... 老貓在此要說的是,反射牛頓鏡的大氣擾動會比折射鏡嚴重許多,因為牛頓鏡的擾動來自兩大部份...一是大氣的擾動,二是反射鏡內的擾動！老貓說過,只要有空氣,有溫度...就會產生流動...特別是開放式的牛頓鏡.它是鏡筒內的熱空氣流和鏡筒外的冷空氣產生對流...這樣的對流就已經會粉嚴重地影響到影像的解析品質.

所以看牛頓鏡,一定要將鏡筒水平放置,打開鏡蓋...此時要等個5-10分鐘...讓鏡筒內外的空氣對流,達到熱平衡穩定狀態. 此時消除掉鏡內擾動, 再慢等木星因大氣擾動所影響的晃動... 只是折射鏡不需要這樣"厚功"...只要打開鏡蓋,基本上可以馬上進入觀測模式.除非從粉熱的空間拿出來,要稍放冷一些再觀測.

最後說一下透明度,剛有說到,大氣擾動嚴重時,透明度最佳! 因為風大時,把低層空氣一些懸浮粒子吹散了.高空也是一樣...所以空氣層變乾淨了...使時透明度就會變好了.那模...哪時是最好的大氣擾動狀態? 可能小貓們要失望了...那就是春天的時候,夜空有些薄雲無風的狀態下.此時夜空的擾動就靜止多了,看木星的狀態是最佳時機.只是小貓們要看暗淡的星體就失望了. 在都市觀星如此,但是在高山上看星星,那就是大氣擾動和透明度取得最佳平衡的典範!

在高山上,地面的擾動大幅降低,加上空氣污染,光害減少...透明度和大氣擾動都達到理想的狀態,所以高山上觀星是愉快且有效率的.

在一般夜空中,大氣的擾動主要是天文觀測上,在望遠鏡的性能上會影響到望遠鏡的解析能力.也就是最常說的是雙星的分離解析能力.
說到這裡,大氣擾動嚴重影響到大望遠鏡的解析能力,比如美國的5公尺巴羅馬山望遠鏡,其5公尺的口徑,它擁有0.028角秒的解析力,但它在山上最好大氣擾動穩定下,最佳的解析能力卻只有約1角秒的程度!

最後說說如何看出大氣擾動狀態...

首先將星光晃動程度看成5等份(也有化為10等份),老貓認為初學小貓們在無經驗下,不需要細分到10等份.所以5等份就夠了...方法就是用肉眼觀看星星的晃動程度.
如果星星晃的嚴重,且星星看到4等(一般有光害的都市,在稍有避開光害的公園或操場) .此時為1/5
如果是嚴重,且星星隱約到4等,此時2-3/5
如果是較穩定晃動,且星星隱約到3等,且天空似有薄霧 此時為4/5
如果是穩定晃,但星星只能看到2等左右...有薄雲 此時為4-5/5  

透明度:
首先將透明度程度看成5等份(也有化為10等份),老貓認為初學小貓們在無經驗下,不需要細分到10等份.所以5等份就夠了...方法就是用肉眼觀看夜空透明程度.
如果星星晃的嚴重,且星星看到4等(一般有光害的都市,在稍有避開光害的公園或操場) .此時為4-5/5
如果是嚴重,且星星隱約到4等,此時4-3/5
如果是較穩定晃動,且星星隱約到3等,且天空似有薄霧 此時為2-3/5
如果是穩定晃,但星星只能看到2等左右...有薄雲 此時為1/5  

大氣擾動的另一個影響...

好!這個大氣擾動,老貓說的已經粉多了. 但還有一個我們粉少談到的另一種是星光閃爍.我們稱為scintillation. 這是指天文觀測到星光的閃爍,也就是忽明忽暗的現象.

老貓細說一下這兩個現象的概念,讓小貓們認識一下...大氣擾動所引起的原因是因空氣溫度不平衡所產生流動(對流),而流動下產生的"風" ...風大風小就產生了大氣擾動優或劣化.要注意到的一點是溫度若不同(風大),還會造成一種干擾望遠鏡的現象,那就是對星光色光折射率的影響! 此時會影響到的星光顏色是全色光譜帶範圍.所以星光晃動時會有從紅到藍光的閃爍變化.在大氣擾動劣化時,這樣的閃爍現象就粉明顯.在天文觀測上, 業餘的老貓們會注意到擾動下,星光顏色的變化.

順便一說...

星光是一種波動, 這種波在觀測恆星時,星光進入鏡筒時,會因為波動連漪,在焦平面上會產生一種以中央為高峰,周圍連續降低的連續波曲面分佈.在目鏡觀測恆星時,讓其失焦下,星光會有繞射的星盤出現! 這樣的星盤是中央為亮圓點,旁邊為暗圈,再一圈為亮圈,逐漸外擴且變暗到消失... 這種現象是物理光波動所說的繞射airy disk*.這若是多片主鏡組成的干涉型大型望遠鏡,就會呈現同數量的鏡面繞射星盤. 若將這樣的繞射星盤運用在雙星來測量大氣擾動,就可以測量夜空不同尺度範圍的波動擾動程度.職業天文觀測貓們,在測量大氣擾動最常用的工具,是利用天文望遠鏡觀測一對雙星間的距離(已知)在大氣擾動下的距離變化.這種距離,我們稱為角距(單位為秒距或角秒).通常在建立一個新的天文台時,也就是在選址時,會在候選地建立一個小天文台,專門觀測及計錄天氣變化和大氣擾動,也可增加水氣分光儀做大氣水分子不同尺度的擾動數據...

*.airy disk (繞射星盤):這是應用在在完美的天文望遠鏡,利用此鏡觀測一顆恆星.其理論的星點中心直徑角度= 1.22 * W/D * 206265" (W 為波長  D 為望遠鏡口徑)理論是這是在太空環境下的最高解析! 然而,若在地面上觀測,此星點中心直徑大部份都是大於最佳大氣擾動1秒角的狀況.

*.另一個題外話是...airy disk也常用在天文攝影上的星點直徑變化.一顆鏡頭在不同的光圈下,例如F/1.4和F/11,星光進入不同孔徑的底片或CCD,其airy disk會產生不同的直徑.如F/1.4時, 其Airy 直徑約為1.9到F/11有 14.7 µm的直徑變化! 如果使用數位單眼,如Canon 5D,它的pixel diameter=8.2 µm. 像老貓使用的Canon kiss F是7.5 µm.所以在不同相機的CCD尺寸上,其星點直徑在正確的焦距下也有不同的變化.所以在數位單眼相機補捉星光時,其三原色光在星點直徑約有80%變化量.


*大溪天文台自2010年開始,就不定期觀測前做一項大氣擾動測量和記錄.以下是2011年秋天間所作的觀測記錄(僅供參考)

2011年11月1日-25日 .2012年2月1日-4月1日

中天天頂(90度仰角)大氣擾動 平均約4-5 角秒(最佳記錄 3.5角秒 21日午夜2點40分)
中天仰角(45度仰角)大氣擾動 平均約8-9 角秒
中天仰角(25度仰角)大氣擾動 平均約11-13角秒

高山天文台理想大氣擾動 (參考用)

中天天頂(90度仰角)大氣擾動 平均約1-1.6角秒
中天仰角(45度仰角)大氣擾動 平均約2角秒
中天仰角(25度仰角)大氣擾動 平均約2-2.5角秒


*大溪地區 大氣擾動最差時間是在上半夜7-10點 ,最佳時間是在下半夜3-5點.
*使用10"SCT  DIMM 雙星點成像擾動測量  STV seeing monitor 功能


夜空  
資料圖片來自 Dan Duriscoe, for the en:U.S. National Park Service. - http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070508.html


2-6 首頁篇  尾

誠摯的建議 將文章分批 分享於電子報上連載..
分享大眾..
不知,大貓是否願意......

目視觀測入門 首頁篇  探測夜空的感測器   3-6  預告

業餘天文愛好貓們,進行天文觀測時,最重要的並不是望遠鏡.而是貓們的雙眼! 雙眼是一部超小型超精密的觀測系統.它可以感受到星光,位置,型狀和顏色等變化,並可以經過腦部計算,比對和記憶進行有意義的天文觀測...這是剛踏入天文業餘小貓最需要去了解的密秘...

相對於雙眼,其它的人造感光體和肉眼的差異.如CCD對於星體的感測有何需要認識的? 類比的目視觀測可以完全排除數位感光技術的幫忙嗎?

下一篇就且聽老貓細細道來...

閒閒沒事在家監工整修的老貓  啟

曹永杰

感謝前輩無私分享的好文 ;D

大貓兄..抱歉抱歉

小弟玩天文屋頂目視居多偶而才能到山上攝影,說真的北部天空不怎麼樣很多深空天體加濾鏡也看不到
您的文章讓小弟挖掘更多一點的樂趣,希望貓兄能多多分享這類文章 ;D

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...

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

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.

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…  ;D
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.

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.
  ;D

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！

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..

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.

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?

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.

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!!

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

大貓 無私分享 感謝啦

咖啡 老茶 備妥

感謝分享

一年後寫完這一大篇，應該筆記簿也列入書本級了。

不過 還是要現場聽老貓 說古 才有FU

COMA 這張鏡片圖光線以西塔角入射, 事實上主鏡應該不存在此情況吧! 除非鏡片在筒內歪掉.如果是光軸歪掉造成目鏡的入射光偏角，眼睛是否有自動調適功能.
一般鏡片能接收最大的角度稱為開口數(Numerical Aperture)，與光圈互為相關，角度愈大，散景愈大，分解能愈細，景深愈淺(愈難對焦)。

嗯……粉有道理歐！為何彗像差要畫成這樣？粉奇怪的道理明天再聽老貓碎唸一下，或者有鄉親願意出來說明呢……

嗯...今天早上聽老貓喵喵叫一下...

彗像差這個東東,我們就以牛頓鏡來舉例(折射鏡亦樣),它和三個變數有關...1.入射光(incident ray)角度. 2.主鏡曲面形狀.3.焦比(光圈亦樣).

以圖一來看,這代表兩個焦比不同的主鏡曲面(FAST MIRROR黑曲面代表焦比小.SLOW MIRROR藍曲面代表焦比大 2X焦比).再以不同角度的入射光(灰色入射光)進入不同焦比反射鏡(同位置)所產生的彗像差.它的彗像差-星點延伸長度也不同(coma blur.注意一下!兩個彗像差的起點位置都是以鏡面中央的法線為起點位置.入射角=反射角. 寫這一篇時,本想以此圖做為圖解,但一直找不到...今天總算找到. )...

那疑問就是真實的光線會這樣進入反射鏡內嗎? 反射鏡筒這模長,光線不是都是直線進入的嗎?! 粉不幸的,答案是的! 這代表觀測時,折射鏡的遮光罩或是反射鏡,入射光線大於0度的星光還是會進入望遠鏡中.所以全世界的光學書都是入射光以一個角度進入望遠鏡而產生彗像差做為圖示.

望遠鏡的遮光罩(遮光罩口徑大於主鏡,遮光長度也短)雖然會阻止大部份的雜光(大於入射光角度的雜光),但還是有1度或更大角度的入射光進入望遠鏡內.所以望遠鏡內要安置光圈,再壓至一些雜光以防二次反射光產生.

另外如果是鏡面傾斜或說是光軸偏移.那是代表中央星點都無法正確聚焦.鏡面偏移和彗像差產生都是造成星點模糊(blurred),但意義並不相同.

在彗像差產生的公式中,就以入射光的tan函數和焦比做為參數. 其*像差公式 =3/16 .tan (入射光角度)/F 平方 .F=望遠鏡焦比.
所以小貓們可以參考以下表:

F焦比=10 入射光角度15' =產生彗像長度為1"7    入射光角度1度=產生彗像長度=6"75
F焦比=6   入射光角度15' =產生彗像長度為4"7    入射光角度1度=產生彗像長度=19"75
F焦比=4   入射光角度15' =產生彗像長度為10.55" 入射光角度1度=產生彗像長度=42.2"

*.以上反射鏡曲面為拋物面為主.
*.如果入射角度=0,依其公式,其結果=0,那當然是最理想的入射光狀況.

在50年代,美國的威爾森天文台100"反射鏡和60"鏡,因焦比小(F/5),所以在做微角度測量時,因彗像差產生的coma blur在做恆星三角測量視差和移動角距時,產生了粉大的誤差!另外就是遠方微暗的紅色星測距時,在放置於H-R圖中下面部份絕對星等的二維座標定位也產生粉大的困擾.

所以60年代後,專為去除彗像差的改良式卡鏡代表 R-C鏡的發明會讓職業天文觀測貓們大幅使用於現代天文觀測中,去除彗像的干擾也是其中重要原因之一.

*.最後一圖是老貓的光學工具書之一  望遠鏡光學.反射篇 誠文堂新光社出版 由日本最資深的東北大學 吉田正太郎 所寫的一本書.內容極佳. 老貓推薦

哈哈~ 感謝專家指導，我有在聽唷! :D

其實我的意思並非光線不會有入射角進入鏡片，而是正常情況的話入射角通常會圓週各方向都平均，所以成像還是愈接近鏡片中央愈好!
縮光圈的道理即是如此. 除非是超高工藝的非球面鏡片.

了解您的圖是要說明彗像差的情況，感激解惑。

嗯....沒錯沒錯! 小磊兄對望遠鏡光學也有相當的了解. 教學相長就是這樣的道理.

視觀測入門 首頁篇  現代業餘的目視派望遠鏡    6-6


首頁篇最後一章啦,真是漫長的寫作路...  老貓這一次將反射望遠鏡做一個總完結篇,將市面上幾個代表性的反射鏡做一個概略介紹..

首先將反射鏡的原型-牛頓鏡再做一次介紹,讓小貓們再做一次復習.
牛頓鏡是個簡單的望遠鏡光系.因是牛頓這位仁兄發明的.所以取為牛頓鏡.和折射鏡一樣,將光線集中和放大觀察.特點是反射角和入射角相等.待所有光點集中在一起後.利用目鏡將反射鏡焦點放大.
牛頓鏡的主鏡為球面或拋放物面為主的非球面焦點.利用平面鏡將光線在焦點前反射90度往上為一焦點.以利觀測.這種反射鏡,特點是光軸中央是無球面像差的存在.同時光軸調整簡單!適合星野和行星放大觀測及攝影.不過若是應用在攝影上的話,因為週邊的彗像差嚴重!所以最好有一彗像修正鏡的安置.　


牛頓鏡的結構:
主鏡：拋物面. 斜鏡:光學平面鏡　

現有一種非常流行的史密特牛頓鏡的複合折反射望遠鏡.
這是在史密特鏡照相機發明15年後,為了要減輕史密特相機其彎曲的像場,並將底片裝在鏡筒內不便的缺點下,所發展的另一種輕量級史密特鏡(LIGHT SCHMIDT).這種史密特牛頓鏡最大好處是可將彗像差修正(僅1/2牛頓鏡的彗像差)並取得廣角視野的像場.另一特點就是史密特鏡的像場彎曲經過球面反射鏡後,不過因為史密特修正板(C.P版)為光線透過方式.所以有色差的產生.影響到高倍行星的觀測或攝影性能...
另外要說的是,這種史密特牛頓鏡,因為修正鏡在前,反射鏡在後.所以主鏡為球面鏡所產生的像差並無修正作用.雖然彗像有作過修正.不過整個像場因為球面鏡引起像差的關係.
在星野攝影上要取得較佳的星點效果(去除球面鏡的眾多像差),可以利用消色差物鏡做為正球面像差再經凹透鏡的負球面像差的修正.取得中央附近整體像場的品質的提昇..(這種史密特牛頓鏡的星野品質是介於使密特相機和牛頓鏡之間).


史密特牛頓鏡結構:
C.P修正板：非球面
主鏡：球面　
＊.建議多加球面像場修正透鏡（正負球面透鏡組)

馬斯托夫牛頓鏡:
這種修正板的牛頓鏡可說是中央像場最佳的牛頓鏡.是在1943年,前蘇聯的D.D.馬斯托夫先生所提出的新光系.中央和周邊像場極佳.適合高倍觀測攝影.週邊像場彗像極低.不過這種大口徑的球面鏡會有一個粉大的問題,其焦點分佈也為球面曲面分佈(即像場彎曲).同時本身的重量和色差.馬斯拖夫的修正板為球面,和主鏡的球面曲度是同一個球面中央點.因距離此點中央點遠近不同,所以曲度會有所變化.經過一連串的計算和經驗得知.此球面修正鏡(多為BK7)的厚度要控制在口徑的1/10就可以達到最佳球面像差和色差的平衡.
在焦比上,因低焦比的曲率會導至色差劣化.所以馬牛鏡有不得低於焦比F3的限制.最好在F6以上才會有因低色差較高品質的像場.其實馬牛鏡也有消色差的設計.但是僅限於大口徑的設計.小口徑的馬牛鏡製作容易,但都是長焦比為多...

馬斯托夫牛頓鏡結構:
修正板：球面
主鏡：球面
　

現代市面幾款經典鏡:

1.高橋製作所 Mewlon 210卡式改良反射鏡:

例如業餘目視資深貓們最愛的 21公分口徑.D=210mm F=2415mm 鏡筒長 700mm 鏡筒重量 8kg! 這類卡氏鏡是長焦比(F/11.5).採用主鏡是F/3焦比的非球面的橢圓面鏡,二次鏡是放大約4倍的凸球面鏡.高橋設計此竟時是採用 非修正鏡(no corrector lens)-改良型 多-可漢 Dall-Kirkham 光系. D-K反射鏡發展已近60年,老貓會說到此鏡是目視行星派最喜歡的反射鏡.主要是可由業餘老手自行研磨製作,其特性視野並不寬(可用投影約在30mm以內).但中央視野的球面差卻極低(主要也因焦比長.所以可以用於高倍率放大觀測行星),不過周邊的彗像差和像場彎曲卻不低! 所以用於行星觀測是最理想的天文望遠鏡! 若不採用廣視角的修正鏡去處理,它不失為一款物美價廉的好反射鏡.
不過近期有許多廠商將它發展為修正鏡型(Corrected Dall-Kirkham),將此鏡最大的缺點-周邊彗像降低及像場平坦化! 如此改善後,如高橋將mewlon鏡的CR化將可用視角括展到30mm到40mm左右(產品 減焦鏡CR0.73X.這個減焦鏡最大特點是大幅降低彗像差!),歐美也有粉多廠商推出類似產品來對抗RC鏡.

幾年前,老貓也有機會利用mewlon 210 觀測土星,曾用500倍直逼此鏡最高性能.在500倍下,Dall-Kirkham發揮了中央極低的球面像差優點,竟看得到土星表面特徵反差!同時顏色還是非常漂亮(無失真!).此鏡看雙星解析也非常適合!

Dall- Kirkham 卡氏鏡結構:
主鏡:橢圓面鏡
二次鏡:球面鏡
修正鏡:

2.VIXEN  VMC200L

這是日本VIXEN在2000年以後推出相當具代表性的高性能反射鏡之一. 它的光系是的卡氏改良設計.稱為VIXEN 典型馬卡光系(VMC=Vixen original Maksutov Cassegrain).不過是屬修正鏡版本( Corrected Catadiptiric Optic ),它又粉類似SCT(Schmidt Cassegrain Telescope)的型態.VMC主要特點是主鏡和二次鏡都屬球面鏡.
不過二次鏡因有裝置一個修正鏡(近80mm口徑),所以二次鏡的遮敝率直逼40%. VMC 200L的口徑200mm.焦距為1950mm(F/9.7).主鏡和二次鏡都是球面鏡的情況下,那就是會產生嚴重的球面像差! 不過VIXEN在二次鏡後面緊接一個半月型的球面修正透鏡,這個修正凹透鏡將球面像差反轉.這表示在球面像差圖中可以看到所有的色光在入射角低( 接近鏡面中央)的像差為0,隨著入射角越高,其像差曲線反轉為極為接近0的負球面像差. 這代表VMC有不錯的星場品質,特別在中央視野.

能保持這樣的特質,也代表VIXEN的主二次鏡的精度達到相當高的層次,另外VIXEN將反射鏡座的固定也特別安裝一個環狀固定座.將反射鏡面對不同的觀測角度時,能將鏡面內應力的變化降到最低.這樣對於星點的繞射影響也壓制到一個程度.對於低倍率行星的觀測品質(十字光芒變淡)有相當的幫助! 在高倍率下的行星觀測,行星的影像在目視下會有穩定的特徵表現.若在CCD錄影下,其對比的影像頻率(MTF)對於Registax軟體重疊有相當的優質影像表現!

VMC 卡氏鏡結構:
主鏡:高精度球面鏡
二次鏡:球面
修正鏡:有

3.VIXEN VMC260L

VIXEN在推出200L以後,又再推出大口徑的26公分產品.VIXEN將VMC260在修正鏡部份做了一個粉大的改良.也就是不採用半月型的凹透鏡,而是採用二群二枚的修正鏡,這讓VMC 260L的焦距延長了一些到3000mm.讓焦比為F/11.5.不過這樣的設計將VMC200L的遮敝率由近40%降到33%.VMC260L在高倍率觀測的品質,讓MTF更高(高倍率下,行星目視觀測的反差極佳),同時有了新的修正鏡裝置,VMC260L在球面像差和色差間做了相當完全的修正.

所以VIXEN又幫VMC260L設計了一個平坦化減焦鏡,讓焦比降到F/7.15. 這讓VMC 260L可以進行深空的星野攝影或星系間的超新星搜索...

VMC 卡氏鏡結構:
主鏡:高精度球面鏡
二次鏡:球面
修正鏡:有


4.VIXEN VC200L

VIXEN在推出VMC200L以外,也同時推出高階星野鏡-VC200L,此光系也是修正鏡卡式鏡一種,不過不同的是主鏡採用VISAC(Vixen Sixth-Order Aspheric Cassegrain)高次橢圓非球面.二次鏡是採用球面鏡. 主鏡在研磨後,再用數位化的鍍膜控制厚度技術將主鏡鍍成高次修正的非球面鏡.在目鏡焦點前面再安置一個3群3枚的修正鏡組.
粉好玩的是,小貓們會說這不和高橋的mewlon210鏡一樣嗎? 沒錯的,它和Dall- Kirkham 光系極為類似!(VIXEN並非公佈主鏡非球面資料).不過老貓認為它是屬於Corrected Dall-Kirkham. 所以VIXEN在推廣VC-200L鏡時,主要是強力將VISAC 六次非球面技術運用在主鏡上,還有它是修正鏡的光系.這讓球面像差有5次修正.同時其它如彗像差和像場彎曲等都非常優異(像差曲線接近中央0位置).

VIXEN也設計了一款減焦鏡,讓VC-200L的焦比由F/9降到F/6.5. 不過這款減焦鏡雖增亮了望遠鏡,但也稍降低了其像場品質...

另外老貓也要說的是,雖然其遮敝率不小.約在42.5%(MTF下降).但主鏡在高次非球面修正下,在高倍率觀測行星的性能要求還是可以達到的!

不過這類的反射鏡都有一個缺點...那就是有壽命期限.因為VC,VMC都是來自鍍膜取得理想的曲面.但一到氧化後,這種反射鏡完全沒有辦法自行DIY或工廠處理.一定要送回VIXEN重新鍍膜.

*.高次非球面修正的小秘密(豆知識 參考用):

老貓曾經有說到高次非球面像差修正...什模是高次像差修正ㄋ?簡單地說,我們利用球面鏡來說明.球面的曲率為球面半徑R.一個光束在球面鏡反射到一個焦點.我們先看一個關係...那就是這個光束到達球面鏡表面反射的點和中央法線的高度為H.那利用反射原理可以算出這個H高度

H高度=球面曲率半徑Rxsin(入射角度) .它可以和焦距f關係互為 =fxsin2(入射角度)

在靠近中央法線時,高度趨近於0,所以高度H=曲率半徑Rx(入射角度). 最後導為 F=R/2(焦距=曲率半徑的1/2).

好!在非球面鏡上各光束反射時,每個光束對中央法線的角度關係在理想上應該是 sin 入射角=入射角,我們利用正弦sin 對入射角展開為=sin(入射角)=入射角- (入射角)三次方/6+(入射角)五次方/120 - (入射角)七次方/5040+(入射角)九次方/362880-...相對於.我們微分以1,3,5,7,9次方去展開最後趨於0.才會得到sin入射角=入射角的理想結果

以上的入射角微分,利用1,3,5,7,9等次方展開,我們在像差修正計算上為3次以上次方展開來計算高次方的像差.事實上,利用3次方像差去接近0,就滿足一般的像差修正.若到5次方就是高次方修正了...

在實際的設計上,我們主要是平面成像的像差修正.這就要看入射角的高度,像場的視角半徑,光軸的x,y軸像像差.這些球面像差大小大約和入射角的三次方關係!

所以在5次方像差修正上,在分析各種像差時,就要單獨去分析如"球面像差"就是a1h3次方+a2h5次方."彗像差"=b1h2(像面彎曲)+b2h4次方(像面彎曲).這關係式中的a1,a2,b1,b2在不同光學系統有其不同數值含義.大型RC鏡的像差修正在主鏡,副鏡的雙曲線修正上,因考慮到大口徑的內應力因重力產生的變化.曲率都是7次方高次修正.這也代表這類反射鏡的精度都在1/20波長以上...

但在現有商業販賣的產品中,能作到7次以上高次的像差修正是非常困難稀少.價格也都是天價...


5. VIXEN R200SS :

老貓最後特別把R200SS提出來,讓小貓們了解一下這部牛頓反射鏡...
VIXEN R200SS是VIXEN在1993年推出後,非常暢消的大口徑高亮度攝星和目視兩用鏡.因為它的焦比為F/4.主鏡是高精度的非球面拋物面鏡.因為主鏡厚度僅有19mm.所以主鏡重量約為5.3公斤左右.可用於一般的中小型赤道儀,如GP-D赤道儀等...

口徑大短焦比下,其斜鏡就要非常大.其斜鏡短徑達70mm. 不過兩反射鏡都是青玻璃鏡材( 含鐵故斷面為淡綠色). VIXEN在製作R200SS,是先研磨為球面後,再利用數位鍍膜技術作成高精度的拋物面.這和上面所說的VMC,VC鍍膜方式都大同小異! VIXEN在其反射鏡改為攝星鏡的最大敵人-彗像差消除也非常用心(降低成本).
利用兩群兩枚彗像修正鏡將投影直徑的星點品質大幅提昇.因球面像差在中央視野非常低.所以可用於目視高倍觀測.不過R200SS最大的問題在於斜鏡架過於厚實.所以對於亮星的繞射光芒較為明顯.實際上,R200SS的投影直徑相當大(約直徑有50mm. 短焦比的特點),就算是全幅相機,不過周邊星點修正相當不錯!週邊減光粉小!

所以若在溫度和環境理想下,光軸正確的條件下,老貓極推薦這款物美價廉的R200SS用於(H-II 氫離子)窄頻的星野廣角攝影.


反射鏡面的光測定:

在老貓以前看天文指南雜誌時,都會看到一些外來語日文Ronchi test(???????）).這是一般業餘貓們最常使用的望遠鏡光學精度測試方法...這是什麼東西?

要了解它,先對光的特性-干涉做一個初步的了解...
說起光的干涉,光這個東西粉奇怪,在波動學說來說(就是講光是一種波動,另一種學說是說光是一種粒子,因而有所謂的光電效用的應用),光和水一樣會有波動,當手無聊在水面上碰動時,水會產生波動.如果有兩個無聊男同時拍打水面,就會在水面產生兩個漣漪,當兩個波面相遇後就產生干涉啦 ...好像 ...粉無聊的說法...
光也是一樣,但光的干涉比較"龜毛"一點,要有光的穩定干涉就必需有穩定的純光光源(意思就是說比較看得清楚啦).這純光可以是氦氖雷射光源或單色光光源照射的話比較看得清楚...

光的干涉會因兩個光的特性相同,在波面上的波峰和波谷相會產生黑暗紋.鋒相重疊則產生亮紋.若是一普通光源會因相位(色光不同,波長不同,相位並不同在一個固定位置)不一致互相干擾,產生模糊不清,以致干涉紋就看不清啦...所以使用純光在相位相同的雷射光或單光時在看干涉時就會黑白分明.干涉紋的測定是利用兩個光路的光路差產生的明暗條紋.如兩光路差為kx單光波長,產生亮紋.則(k+1/2單光波長)產生暗紋.

現以反射鏡的干涉,在此就不再講干涉的一些物理特性.如干涉Coherence,MutualCoherence等的分別...我們直接講望遠鏡的干涉檢驗,在測定望遠鏡(反射,折射曲率)的曲率精確,正統的光學廠測定反射鏡是利用Michelson麥克森干涉計和雷射光源去測定反射鏡的干涉紋.
簡單地說就是利用一塊光學平面玻璃TF(Transmission Flat口徑略等於待測的反射鏡口徑),還要一塊標準球面透鏡TS(Transmission Sphere),和一個利用雷射光源組成的人工點光源(面光源效果不佳.雷射光是最佳的點光源).最後就是會產生的半透射和半反射倆個光路的半透光稜鏡,這個稜鏡是兩塊三稜鏡組成的.當雷射光射入這個稜鏡時會產生一半雷射光透射,另一半反射.
反射雷射光路再射向待測透鏡或反射(折射)鏡,再射到標準平面鏡,最後再反射回稜鏡,此時會透過稜鏡到達觀測者的位置.因透射和反射的兩個雷射光路相遇而產生互相干涉.

所以觀測者可以在稜鏡後面看到待測鏡的干涉紋.若是反射鏡或折射鏡的精度達到完美,干涉紋在平面鏡產生的像場不會變.也就是說,平面鏡的平直條紋不會因待測鏡引起條紋變形失真.但若是待測的反射鏡或折射鏡曲度誤差太大,則條紋會變形!(在牛頓環中,我們利用兩塊平面透鏡壓在一起,因為中央有空氣介質,在單光色光照射下,兩塊平面鏡上面就會看到完美的環狀干涉紋路,若是搬開"一點點"兩塊密合的平面鏡,就會因空氣厚度不一產生直條的干涉紋路啦)
這個干涉儀需要一大塊標準平面鏡和標準球面透鏡.這個標準球面透鏡在性能上必需有基準凸球面和同軸心的凹球面.凹球面這一面必需鍍上一層防反射的coating.這種干涉計可以測定折射物鏡,反射鏡和卡氏鏡光系等...

測定反射鏡的波長精度也可以利用干涉紋去測量.一般我們是利用黑條紋中心位置和鏡面邊緣的條紋產生的彎曲程度去測精度.公式是b/a x 波長/2 ( b=干涉黑紋的中央和邊緣彎曲的距離.a=黑條紋和白條紋的長度.波長為光源波長).

在業餘的干涉紋檢查是在較暗房內.利用一塊標準光學平面.一般的抬燈當光源.利用厚紙板穿一個小洞(大小約幾mm)當點光源.這個光源會在一塊呈45度斜度半透明玻璃上透射到待測鏡和平面鏡,再反射回到此斜鏡,最後透射到後面觀測點(眼睛或ccd或相機).在斜鏡和觀測位置中央,再準備一 片光柵底片.這個光柵底片為每mm幾條可透光的柵欄.若是光柵不多的話,其產生的干涉條紋不密,就看不太出鏡面的彎曲條紋.
所以光柵要有適當的柵欄數目,這樣測量感度才會高些 ..觀測者就透過光柵看到平面鏡和待測鏡的干涉條紋.這些測定後產生的條紋如何去判斷鏡面的精度.除了測量干涉條紋的距離外,還可以觀察干涉紋的彎曲情況,如內外彎則表示曲面過度或修正不足.如果是用一般光源(白光).還可以看出色差情況(折射鏡)...消色差和APO的色差情況就粉明顯不同...

*光學廠在測定鏡面誤差時會利用不同色光(黃,綠,藍,紅等)去測定個色光的球面像差精度.這也是一種望遠鏡的性能表現測定.
*在日本雜誌天文指南上看到有產品販賣.標準平面鏡精度為1/8波長.口徑75-250mm可供選擇.光柵底片規格是200條/吋.半透鏡斜鏡是利用太陽觀測稜鏡,內置防雜光管路.光源透過太陽稜鏡目鏡座方向進入.價格約在1萬-8萬台幣之間..

*.老貓粉久以前有做過.就是在暗房內,放置一塊待測的反射鏡.在反射鏡前面的焦點中央偏左位置放一個紅光雷射(氦氖).此雷射光會打到反射鏡再反射成一個焦點(偏右).在佛科試鏡法中,就在偏右這個位置一片刀片,眼睛在刀片後觀看鏡面陰影.但干涉法則利用一個光柵放在刀片位置前面一點.再投影到白紙上,就可以看到此時會因反射鏡的誤差產生稍彎曲的干涉紋. 老貓在次告訴小貓們,如果我們看到了這彎曲的干涉紋.依經驗法則來看精度,就量黑白間的間隔距離(一個波長的長度),如10mm.彎曲間距則是取彎曲的中央位置到邊緣的位置間的距離.如2mm.簡單的算法就是2/10=0.2=1/5 (波長).這樣的大略可知其鏡面精度的數據...

以目視派反射鏡的精度要球,並不像攝影派的反射鏡來得高.但這有一個要求表: 不同的焦比有不同的精度要求.

F/5 目視派精度要求 鏡面精度=1/10波長
F/7.5 目視派精度要求 鏡面精度=1/7.5波長
F/10 目視派精度要求 鏡面精度=1/5波長
F/15 目視派精度要求 鏡面精度=1/3.75波長
F/20 目視派精度要求 鏡面精度=1/2.5波長

*.攝影派的要求則是兩倍精度於目視派鏡面精度.



說完了小貓們要了解的知識後,就再介紹一下現代職業天文觀測貓們所使用的大望遠鏡...

現代大口徑反射鏡的技術:
　　 　
最近有許多的大望遠鏡紛紛建立,老貓就稍為講一些這些望遠鏡的一些狀況.在二次大戰後,大望遠鏡應該屬美國巴羅馬山的5公尺反射鏡.但在70年代以後,對於大望遠鏡的圓頂內的一些亂流現象也越來越注重.一般的圓頂不論是室內還是開天窗的溫差引起的對流會影響到大氣擾動.所以使用大尺度大望遠鏡可以降低這些擾動影響,因為大的空間可以減緩這些空氣的擾動,室溫溫度變化也會較為恆定.不過在80年中期,某些大型望遠鏡和圓頂卻走向相反路線,就是將望遠鏡偷輕,望遠鏡室變小.

新的理論是說,如此在打開天窗後,可以更快速達到室內外溫差恆定.智利的ESO(歐洲南方天文台)就是採用新的理論.ESO新的3.5公尺反射鏡.採用新的經緯儀兩軸同步修正追蹤恆星技術.因採用偷輕結構.許多內置裝置都外露在外,如最新的反射鏡主動傾斜補正陣列(油壓電動伺服器陣列分佈,以螺旋分佈在主鏡底部和週邊.在主動技術上,在自調性鏡面技術上更是第一次使用在二次鏡及三次鏡利用恆星擾動分析即時對應鏡面曲面補正,以修正大氣的擾動引起的波前變形.這就是主動光學Active optics和Adative optics自調性光學兩個技術的共同作用.

亞力桑納大學在大口徑的研製上更是應用在8公尺大望遠鏡.這個新的技術是在反射鏡加熱成型的粗胚上,以旋轉方式冷卻成形後的主鏡.這會造成鏡面在高熱的融解液狀態時,因旋轉慢慢形成拋物面.同時在澆鑄鏡面時,是澆入到蜂狀結構的模型中.如此就造成主鏡背部成大部份中空的狀態.在鏡面重量上不但可以大量減輕.同時空氣會在主鏡背面空間流動,如此溫差恆定快速也降低鏡面觀測時空氣擾動的干擾...

另外的亞力桑納州的MMT,就是使用6塊組成一大塊等效口徑的調整技術.使得這座MMT有6倍的集光力和解析能力.這在以前無矩陣伺服同步技術和高速電腦時是做不到的.歐洲發展出的VLT超大望遠鏡是最新一代的代表.它被安裝在置利2600公尺的高山上,計劃中為4部同口徑(8公尺)共同集中為一個光束.還有美國的亞力桑納的最新干涉方式,將兩部8公尺的反射鏡提昇到23公尺的高分解力...  


圖一二: mewlon 210反射鏡 橢圓主鏡和結構圖特寫 注意主鏡中央孔徑長長的遮光筒.
圖三: VIXEN VMC和VC兩鏡筒 遮敝率都不小! VMC鏡筒比VC短.

視觀測入門 首頁篇  現代業餘的目視派望遠鏡-雙筒鏡    6-6 plus



前天收到花蓮一位翁姓同好詢問老貓一些變星觀測問題,其中有講到為何不寫一篇專為初學小貓們如何選購天文用的雙筒鏡經驗? 想一想也對啦...在幾年前,就有幾位老友要我在布落格上寫一些雙筒鏡的介紹和經驗...

或許再出一篇番外篇...就專為目視派小貓們寫一篇雙筒鏡專攻天文的選購.網上因為已經粉多雙筒鏡的介紹文,一些教科書式的說法就不再重覆! 所以就專以老貓對雙筒鏡在天文觀測上的經驗,給小貓們在購買和觀測上一些參考吧...

下一篇預告小文...雙筒鏡在天文觀測上的功力! 為何高貴的雙筒鏡那模貴?! 如何選購最適天文觀測的好雙筒鏡!?  

老貓最近可能又會再入手一部日系大廠10x70的好鏡,有機會再介紹給小貓們... ;)




曹永杰

番外篇   目視派的最佳輔助工具  雙筒望遠鏡   6-6 plus

小貓們對於雙筒望遠鏡-(老貓喜歡講雙筒鏡,以下統稱雙筒鏡)應該不會陌生! 老貓最喜歡講雙筒鏡,所以對於雙筒鏡的認識要好好了解一下!

雙筒鏡最大的功用有兩個.小貓們一定先要弄清楚!它無法代替天文望遠鏡所有功能!!

1.雙筒鏡輔助肉眼來尋找天文目標及觀測,所以雙筒鏡有分兩種,一種是地面用,另一種才是夜視用(現在說是天文用)
2.雙筒鏡帶給雙眼的類似感覺,也就是立體感.不過這種立體感依雙筒鏡的性能各有不同的表現!


對於雙筒鏡完全不了解的小貓們,雙筒鏡有4個東西,那是一定要弄清楚的...否則就是看看...沒有任何用處...

a.雙筒鏡面上的數字.小型雙筒鏡在天文用就兩種. 7x50, 8x30.標示7×50雙筒望遠鏡： 這個數字7x是指它是7倍的望遠鏡,也就是放大倍率!換句話說就是將星星放大7倍來看(地面當然也是放大7倍).後面的數字50是標示其口徑為50mm(直徑是5公分).
7x50代表是它的觀測力和集光力.倍率越大比起7x可以看得比較清楚（如10x或12x)! 再大的倍率就不適合手持(晃得厲害!)和尋找的功能(視野變窄及變昏暗).口徑50mm是比它的解析力比8x30或8x25的觀測品質好且亮!

b,標示視野6°：
好的傳統雙筒鏡會有另一個數字field 6°(105m/1000m).這些數字是說它有6度的觀測角度(非常重要!),後面是說等於1000公尺(1公里)外可以看到寬105公尺!這是在觀測地面時的表示.這個視野角度也隨著倍率不同,它的視野角度也會隨之改變.在目鏡的光學中,有一個粉重要的光圈（Field diaphragm）,它代表整個視野的寬度由此光圈控制.若是整個光學品質越大,此光圈也越大(大於6度).

c.Exit Pupil射出瞳孔徑（Exit Pupil ):
在雙筒鏡的目鏡中,會將整個光學成像投影在眼睛前面的投影直徑或一個成像平面上(一張白紙投影成像).老貓們要看這個射出瞳孔徑大不大,一般是越大越好(但也不能太大或太小! 一般不會大於肉眼瞳孔7mm.因為大於7mm就浪費了,肉眼無法完全接收!) 7x50雙筒鏡上的孔徑可由雙筒鏡口徑/倍率=50/7=7mm. 那若是10x50雙筒鏡,50/10=5mm.這代表10x50雙筒鏡在黑暗夜空中,它的星場亮度就不如7x50.所以也有貓們說這是雙筒鏡的亮度比＊.
若是倍率增加,口徑也要跟著加大.例如11x70雙筒鏡, 70/11=6.4mm.也就是要用到11x70雙筒鏡才會維持7x50雙筒鏡的星場亮度.當然代價就是粉貴的價錢! 不過老貓們的眼睛瞳孔放大在黑夜中因萎縮,無法撐到7mm.頂多5,6mm就粉偷笑了...所以以一部10x50雙筒鏡而言,其亮度50/10=5的情況下,也是可以考慮的.

*.專業的雙筒鏡廠商,在亮度上下了粉大的功夫.這要為小貓們講一下...
雙筒鏡從發明到現在已經演進近百年的時間.雙筒鏡從早期的凹目鏡結構到現代的雙筒,就屬正像成像和光損問題,在天文上是粉大的缺點! 所以這些大廠多將正像裝置採用一種改良普羅稜鏡結構.(Inverted porro prism).多見於雙筒鏡兩塊稜鏡呈90度對立安裝.而不採用另一早期的設計-屋頂稜鏡(Roof)!
這是因為屋頂式稜鏡反射光路較多,光損較為嚴重,同時相位會改變(phase shift)造成部份光線被偏振(polarisation),這樣的光路會互相干涉(intetference),再降低光路亮度.所以90年代的雙筒大廠不會採用這種正像設計.不過在2000年以後,因為鍍膜技術的進步,蔡司首先利用這種先進技術相位膜鍍膜(phase coating)應用在其雙筒鏡產品上.日本vixen,nikon也在2010年前後使用這種新技術在雙筒鏡上.不過現在僅在地面高價位雙筒鏡可見.天文用的雙筒或較大雙筒因整體設計和成本考量,這短期還是普羅稜鏡正像架構不會改變!

*.豆知識: 稜鏡的材料BK4和BK7.
BK4和BK7:BK4(Barium crown)是一種鋇系crown冕牌和BK7錋矽酸系crown冕牌材質(borosilicate).BK4的折射率是1.53. BK7的折射率是1.499(一種低色散低折射率的鏡材).現以德國SCHOTT廠命名和主要供應商.蔡司等大廠和SCHOTT合作多年.這兩種稜鏡材質多運用在普羅稜鏡結構. BK7多使
用於廣角型雙筒鏡或軍式用途雙筒鏡.日本PENTAX廠早期雙筒鏡(7x35mm 視角有11度寬視野)和大雙筒鏡廠-宮內(Miyauchi)產品.
它的好處是...沒有色差增加(no added chromatic aberration)造成整體像場色差增加和成像銳利. 但缺點是...成本高,且透光率對於BK4較差,所以在成像圈的周邊有些減光問題.

BK4可由折射率(n)看出它是一款較高色散,高折射率的鏡材.所以運用在普羅稜鏡比起BK7是較好的選擇.因為透光率佳,所以並不需要多的鍍膜處理.,同時成本低(特別是中國也生產低成本的BK4以後...),對於雙筒鏡觀測低亮度的星星是比較有用處.不過它也有缺點...就是高色散導至的高色差.所以物鏡或目鏡的設計和材質就要降低色差的產生.近來雙筒鏡的稜鏡材質現在也有一些新開發的鏡材本身擁有BK4和BK7的優點.只是成本非常高.其它像是多層鍍膜好壞也非常重要!如果做的不好,像我們觀測變星時,像觀測一些橘紅色米拉變星,顏色多會失真.如果鍍膜不屬寬頻域.那看紅色的星星可能是較為蒼白了!

*.所以小貓們要知道,BK4和BK7的好壞要看稜鏡的需要和結構,並沒有說BK4就是絕對好或是BK7就是壞的道理...

d.現有一種數字,小貓們也可以參考.就是現在粉多的雙筒鏡可以載眼鏡觀測,老貓是習慣把眼鏡拿掉,直接眼睛貼近目鏡作觀測,這樣可以防周邊的雜光.這種雙筒鏡出現在近90年代晚期,它在廣告上標示可載眼鏡觀測,這也是一種所謂高眼點設計(high-eyepoint).若沒有這樣的設計,載眼鏡時就看不到整個視野.所以現代的雙筒鏡(地面用),大部份都有這種目鏡罩調高度的設計.當然目鏡到眼睛可觀測距離變長(約14-15mm)! 也就是長距視距(long eye relief)的目鏡光學設計.現在粉多天文望遠鏡的目鏡,在中高等級的目鏡也都有這種可載眼鏡設計.不過一些專門天文雙筒鏡還是沒有這種裝置.它比較注重旁邊雜光的去除.所以眼罩會延伸到眼耳位置.

老貓看過粉多小貓不懂得或正確使用雙筒鏡的對焦裝置,會變得一個目鏡清楚另一個目鏡不模糊...雙筒鏡的調焦裝置最早是兩眼獨立調焦(IF),這樣調到兩眼清楚並沒太大問題.但常看到的問題就發生在中央調焦(CF),這是後來發展出的裝置.也就是只要調中央的滾輪就可以兩眼清楚.但問題來了,有的人近視是兩眼不同度數.那就要另外再設計一個目鏡是可以獨立調焦(微調).粉多人就是這個目鏡微調不會用.所以看了半天,星星都是糊糊的...

老一輩的老貓教小貓們時,會告訴我們,使用CF時,要...
1.閉有微調位置的眼睛,睜開有中央調焦的眼睛
2.利用CF調清楚後,再閉中央調焦的眼睛.
3.睜開有微調的眼睛,微調到清楚後,就可以雙眼都清楚了!

問題是交給另一個人時,那又要重調了,否則那個人就看不清楚了.....

另外的防水問題,以前雙筒幾乎只有軍用和航海使用的雙筒會採氣密式外殼設計.不過現代的雙筒在中階以上都會採一體成型的防水設計.內充氮氣或惰性氣體充填.維持在一個大氣壓內外平衡狀態.不過大廠出品的雙筒多屬半永久耐用性.只要不拆封,基本上內部防水性是不錯的.

為何蔡司,萊卡或司華洛司奇的雙筒鏡那模貴!?
老貓喜歡的自慢歐洲雙筒鏡是...Swarovski EL 8.5x42 Swarovision  
                                        Carl Zeiss Jena 7x50W  10x50W  (唯一買得起,物美價廉但已經找不到了...)
                                        Carl Zeiss Jena Rubber covered 12x50B (蔡司80年代的天文雙筒鏡)
                                        Leica Ultravid 7x42
                                       以上均為天文觀星用機....老貓粉喜歡Zeiss Jena產品,真是物美價合宜!但都變收藏品了!
                                       現在的Zeiss就買不起了...其它高貴的品牌就推薦給有錢的貴貓們...

自古以來,德國的光學就是世界一等品.到了60年代,日本在光學的地位也佔有一席的地位...為何? 它們的產品那模貴!?  且看下節分曉...

謝謝大貓前輩詳細說明與豐富的資料, 讓同好們都受益匪淺.
小弟倒是發現一個芝麻綠豆的小數字覺得蠻有趣的… 如果有寫錯請見諒, 請見諒...喔

大貓前輩用的 μ-210 那張相片裏的德文極限星等是 14.6, 而非高橋官網 (一般購物網站也是) 所標的 13.4, 是德文網站標錯? 還是另有算法?

13.4 應該是我們傳統以望遠鏡口徑集光力, 與人眼集光力差距的倍數套星等計算公式算的, 但是此公式的假設條件是當: “人眼瞳孔張開大小 = 望遠鏡系統的出瞳徑”, (比如說肉眼在黑暗中瞳孔張開5mm, 而210mm主鏡搭配50mm目鏡出瞳徑也是5mm), 而且假設都沒光損的理想情況. 此時肉眼看見夜空的 “黑” (或亮) 程度與從望遠鏡看到的完全一樣. 當望遠鏡倍率開始拉高, 從鏡子看到的夜空開始比肉眼看到的更 “黑”, 對比出來之後, 是不是極限星等會超越以傳統公式估計的 13.4呢?

我在 telescope-optics.net 網站 (http://www.telescope-optics.net/functions.htm)上找了一下比較複雜的極限星等算法 (其實自己也沒有完全看懂 >"<, 數學很差), 以大約 20% 光損情況下, 175X 放大, 8”鏡的極限星等是14.6 等呢. 當然這樣算得很概略 (μ-210 次鏡遮蔽率就一定大於 20%), 不過如果說 TOA-150 高倍下的極限星等只有 12.7 (http://www.kyoei-osaka.jp/SHOP/takahashi-toa150b.html), 那我一定不相信啦. ;D ;D ;D

star party 福聲也和一位大哥聊 單眼轉雙目, 他帶了一台 C14 上山.
 可惜那晚沒空去試看 .

感謝TS兄給我一個題目,那就是目視觀測的極限星等...這是一個粉大的題目.但我不打算再開一個課題專討論這個...所以就簡單說一說我的看法.

實際上,望遠鏡的目視極限星等僅是一個參考.這個數據有粉多經驗公式.但僅僅是參考...因為變數太多太多了...老貓最常用的公式是5.log*(望遠鏡口徑 mm)+2.7.就是這樣...所以用TOA150的目視極限星等依這個公式是13.6等左右(12.7等應該是日本引用 吉田正太郎 望遠鏡光學書 計算公式*p-72).用5-7mm的肉眼代入,其值在6-7等左右.這是在無光害和觀看天頂附近的暗星為標準.事由是老貓粉久以前有一本書叫作天文觀測者手冊(一年出一次,類似我們的天文年鑑.) 加拿大皇家天文學會出的工具書 可查到這些資料...後來老貓經過幾年來的驗證是粉符合實際的觀測經驗.
*.log是以10為基底的常用對數.
*.M=5.log(口徑 mm)+1.774 它是以7mm可見6.0等極限為依據.  書名 望遠鏡光學 吉田正太郎 誠文堂新光社 p72)


在大溪天文台建立前,老貓在測試新的250mm反光鏡.在11月,特別上到大雪山找到最暗的星等約在13.4等.依上公式約為14.7等. 不過在大溪天文台建立後,因光害及其它因素下,目視的極限星等降到12.2等(SN2014J新星觀測期間).8公分鏡是9.5等(M45星圖測定.感謝老萬兄提供)...所以在大溪地區,使用目視觀測,約都要將目視極限星等減個2.5-3等左右.台北市的話,那先降個3等再試看看...

*.有興趣的小貓或鄉親們有興趣的話,利用一部固定口徑的望遠鏡在所在地觀測一些特定的星體(經過子午中天頂),隨春夏秋冬四季在固定時間找出其最暗的星星星等.經過一年後,可以作出所在地的極限星等變化曲線和報告(大氣擾動和視狀統計).

最後要說的是...它的變數有粉多,如年紀,光害,恆星顏色,天頂距離,大氣擾動,透明度,望遠鏡type等等...但還有一個粉重要的變數.那就是如TS兄所說的 - 倍率! 以老貓的TOA折射鏡而言,雖然它的極限星等是13.6等左右,但若要逼出性能,在大氣擾動低的下半夜3-5點期間,利用的倍率最佳在400倍左右(不要超過500倍).會再逼出一點極限星等約0.5等左右(13.6等逼到14.1等左右).再高的倍率只會降低極限星等...但這一切超完美表現,就算TOA150這優異的折射鏡,老貓也無緣看得到那模暗的星等...

*.8公分鏡,依老貓提供的公式極限是12.2等.400倍可逼到12.7等.不過沒意義....

所以目視極限星等在小貓眼裡,僅作參考即可.除非小貓以後要看小行星,彗星,新星搜索或變星觀測才需要嚴肅面對.

*.老貓這個月初才割愛一部nikon 7x50mm雙筒鏡...粉傷心!因那是小貓第一次領到薪水買的高級雙筒鏡!嗚(民國77年花6千大洋買的)....傷心....好像老朋友離開老貓一樣的感覺...她也是讓老貓能夠好好觀測變星的最佳學習工具.

圖:反射鏡光損不會比折射鏡少,除了主鏡反射率外,還有二次鏡的遮蔽光損.所以極限星等要把反射鏡的參數放進去...圖為大溪天文台前25公分主鏡.為了抱上大雪山,測試光學性能和觀測極限星等,吃盡了苦頭!

謝謝大貓兄的詳細解說, 曹大哥引用的公式, 小弟實務操作下覺得相當可靠, 儘管大多數情況的觀測結果會落在吉田先生與曹大哥的公式內.
其實看一分鐘, 三分鐘, 十分鐘, 三十分鐘… 所看到的結果都截然不同, 倒不是眼力如何如何, 有沒有耐心作長時間的觀察還差別頗大呢.

講到 "極限星等" 很容易被人覺得帶有吹噓器材或眼力的味道, 因為怕人講也就忌諱討論, 久而久之也找不到人可以討論.  ;D ;D
"極限星等" 在這個娛樂下對自己而言, 其實只有在辨識陌生目標時當參考星點用, 也想不到其它用途, 是用不著鑽牛角尖.
但是點光源, 微光的擴散深空天體, 盤面的行星月面… 各有其不同的 “極限分辨能力” 與不同觀測技巧, 小弟是覺得很好玩啦,
不怕見笑, 貼幾張最近找幾個星系畫的, 星點亮度是參考 SkySafari Pro. … (手上的紙本星圖都不夠深)

圖一是3”小折找 NGC 891星點圖, 天況很好, 可以到11.7等星
圖二左邊是 3”小折找 NGC 147, 可以到 11.5 等星
圖三是3”小折看M33, 也能到 11 等星, 對照圖是阿炫大師的美圖
圖四是以 5.5” 折射找M31裏面的NGC 206, 可以認到 13.8 等星
圖五是今年以 5.5” 折射看火星畫的草稿與修過的素描

老貓非常喜歡大型又不是粉巨大的雙筒鏡.特別是純日本製的雙筒鏡! 所以10x70mm雙筒鏡是我這二十幾年來收集過的有...

Nikon 10x70SP,  勝間 WP10X70SB-D , FUJINON 10X70 FMT-SX.

這幾款我先後買了再賣,如NIKON 10X70就有3次! 會買它是因為一位老資深老友-陳正鵬先生在30年前給小貓看過nikon 10x70的雙筒,當場驚為天物!從此愛上nikon的雙筒(在30年前的nikon,那雙筒鏡真是藝術品,何況頂級旗艦級10x70SP...) 蔡司雙筒鏡7x50在圓山天文台有一部,雖有用過但印像模糊...

以老貓的感覺,給予以下較有觀測經驗的雙筒給予評價,僅供參考.

老貓評分:1-10  1:最差  10:滿分

品名:                          視野亮度   視野平坦像場    色差        顏色失真    像場銳利     視野雜光消除       手握質感      價格/品質比

勝間 10x70SB-D               8                7               8              8             9                  7                  9                 9.5

Fujinon 10x70FMT           10               8               8              9             8                 10                 9.5               8

Nikon   10x70SP               9               9               9               7             9                  9                  9                 8

*.總評:

在觀測地面物時,Fujinon 10x70FMT 非常亮且顏色失真度最低,所以FUJINON的雙筒鏡有種讓觀測者非常舒服的像場品質.加上手握質感佳,讓人有沉醉的飄飄然的感覺...

NIKON10X70SP,在色差上表現極佳,特別是中央像場極為銳利! 觀測地面物時,較為有壓迫感.在觀測星點時,非常清楚表現星點特質.但周邊的像場表現卻劣於Fujinon.且因鍍膜是這兩大廠的優點,反而兩者各有優點,所以星點的感覺給老貓有點曖昧...粉難分出高下!

勝間10x70SB-D  在價格/品質比中是三者最高者! 因為它的像場表現完全是日本味!(視野較窄些) 影像銳利且色差極低! 但星點品質就是粉直來直往,不會隱藏! 比起Nikon和Fujinon的鍍膜工藝就有差別! 不過其防水性質和耐用性是頂級品!這是老貓使用它30年來的見証!

以上為老貓個人感覺.不代表大多數的意見.僅供參考!

赤道儀需要自動導引Goto嗎?

相信粉多的鄉親都會說,當然!! 語氣一定是肯定的...

赤道儀需要自動導引嗎?這個問題自1985年開始,那時代的GOTO小望遠鏡系統在市面上,如VIXEN已經推出SKYSENOSR 第二代的系統,MIZAR也推出CC-01系統...那高橋製作所ㄋ?還是第一代的NOVA半自動GOTO系統...這個問題,到現在,老實說,還是見人見智.

赤道儀需要GOTO系統嗎? 老貓的經驗來說,它對於小赤道儀,並非絕對...但中赤道儀而言,特別是天文攝影玩家而言,它是絕對的.因為天文攝影為主的天文活動,需要的快速,精確有效率!這種是來自大天文台的概念而來(特別是遙測 remote controlled)...現在一些(絕大部份)職業級的天文貓們,他們需要的是影像,數據做統計分析!來驗證其理論,並有數學驗證工具做整理. 所以觀測操作過程中不重要.大部份是交給助手或一些研究生在觀測室內守夜拍攝或測量.

小赤道儀要GOTO嗎? 老貓認為並不需要...不如花點錢投資在其機械架構上.如買一部小且精密的赤道儀,利用它來做小望遠鏡觀測,或者自有的相機鏡頭做一些天文攝影...等到學會了如何對極軸(無論是飄移法或極軸鏡校對都可以)的基本功.也學會了天上的星星到底是長得怎樣後... 此時用得最多的是小貓們的雙眼和頭腦.此時不仿買一本星圖,一部7x50的雙筒鏡.這時不論是8等以內的彗星,星雲星團,月理或太陽黑子都是可以滿足初學小貓對天文的好奇心...

老貓認為,我要有能力找到任何8等以內的星雲團,恆星,彗星或是變星...不論是用雙筒,尋星鏡,星圖和雙眼...這樣的基本功達到,才算是一位及格的天文同好觀測功力...當然,8等以上,在觀測上那是另一個等級了...到達這個8等以內尋星能力,天氣有任何變化,濕度,風力,溫度影響到視狀,透明度...此時的你都已具備基本的判斷能力...甚至看到星座的仰角和方向,都大概會知道現在已經幾點了...

那中級赤道儀就需要GOTO了嗎? 老貓的答案是 對的! 在70年代以前,操作赤道儀在10公分鏡以內望遠鏡尋星,都不簡單!因為那時都是長焦型(F/8-F/12).視野都粉窄.所以以現在動不動就是F/4的反射牛鏡,操作上可以勝任的.不過...如果是F/8以上....如果您有時間開著音樂...可以泡上一整壺熱茶和一整晚享受尋星和手繪星星的樂趣,那有無GOTO並無緊要!  

但如果是要搶時間,搶效率...並不想慢慢翻星圖,看看參考星,慢慢用手指導引望遠鏡將整個宇宙盡在眼簾中的享受...或是像老貓一樣,太座限時老貓的觀星時間...一晚只有2個小時要觀測5-10顆變星...或是已經沒體力了...所以這樣的情況下,GOTO是必要的...所幸的是,GOTO在中型赤道儀比較精密成熟...

*.上個月31日,因赤道儀的電腦當雞(連線中斷),當場無法導引10"鏡到愛嬌姨彗星也沒當晚的定位資料(thesky無法啟動)...搞了近20分鐘都無法排除.只好在無尋星鏡下(小小5x25尋星鏡,沒有可站的地方),用10"鏡配合32mm目鏡(45x)配合一本老星圖(6等),花了近20分鐘才掃到這個彗星(大部份是人要站在只有14度低溫,強東北陣風下站在觀測椅,引起的腰酸,眼花和流鼻水要休息)...這是將當年的尋星的基本功再拿出來下,才順利進行愛嬌姨拍攝...

最後,老貓要說的是...如果小貓們是忙碌的都市人,想要享受看星星的樂趣...又沒粉多預算...  那就買一部DOB的小牛鏡吧! 如果有點預算,想買一部全部功能都有的赤道儀,但自己又是初學小貓...那就買一部預算在3-5萬元的赤道儀...前題是..它必需有維修保固,同時多人使用的經驗...這樣的購買,就能有事半功倍的優點...

若有人想問老貓購買赤道儀會作如何的選擇? 我會說,我只會買公司貨日系的赤道儀...或是二手品...還有一部重要的工具-雙筒鏡!

1976年的廣告 當時的銘機和夢幻機 astro 和nikon主力機8公分鏡.都是1200mm長焦!