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有关宇宙的基本知识

2015-04-06  岁寒松柏5...
 
 
宇宙基本知识

 


宇宙基本知识.地月(一)



作为一个天文爱好者是很愉快的事情,我们有关于自己有趣的领域,在我们前往星际旅行中去了解一些将要观测的事物,就让我们冲地球出发吧!

地球:
地球是一颗行星,行星和恒星的区别是它们自己不会发光(不过木星等大行星也会辐射一些能量),行星也大多比恒星小,所以看起来他们是绕着恒星运动的(也可以以确切的讲恒星和行星是绕着他们共同的质量中心运动着)。对于太阳系来说,行星是绕着太阳的天体。
从太阳那里算起地球是第三颗行星,最靠近太阳的是水星,其次是金星,这三颗行星就是内行星或者地内行星。比地球离太阳远的依次是火星、木星、天王星、海王星和冥王星。这些行星就是外行星或者地外行星。行星中的四颗行星(土星、木星、天王、海王)都比地球要大,另外四个则比地球要小。比地球大的四颗行星,它们主要构成的气体、较小的岩石非金属核心方面也有所区别。冥王星可能主要由冻结冻结的气体组成,其他三个较小的类似地球的构成。
月球:
我们从地球出发第一站应该是月球。月球直径大约是地球直径的四分之一,但是质量小得多。它绕地球一周大约是 (27又三分之一)天,完成了圆缺形状的全部循环。这个月球周期是从新月(地球上看不见)开始。新月(朔)是月球正好处于太阳和地球之间。
月食越是和日食
有时候我们会看见月亮在太阳前面走。这就叫做日食。日食可以是全食,就是月球全部把太阳遮住。遮住一部分角偏食。还有一种叫日环食,那时月球离地球比较远,虽然他正好从太阳表面经过,但不能把太阳全部遮住,我们就看见太阳呈现一个圆环。日食并不是每一个(29又二分之一)天内都会发生,是因为月球的轨道倾斜于地球绕太阳的轨道,因此即使新月的时候,月球也会从太阳的上面或下面经过。
此外还有月食。月食发生在满月(望)时。那时地球处于太阳和月球之间,月食有全食和偏食。地影分两个部分,靠里黑暗的部分叫本影。比较亮的外影叫半影。月球没有进入本影本影的月食角半影食。月球进入本影时会发生月全食或者月偏食。
观测者一般对新月前后的观测没什么兴趣。实际上当:上、下玄月前后两周的时期,月光较暗是观月的佳期,上下的玄月只能观测


太阳视轨迹和月球轨道的两个交叉点被称为交点。只有当满月在其中一个交点时才会发生日食。当太阳处在相同的点时发生日食。当太阳和月球分别位于相对的焦点时,发生月食。

满月时(阳光直射月面)细节最不利于观察月亮。
半个夜晚(上玄月时从日落到半夜)。还有一点要说明的,因为阳光照射月面的角度不同,使得玄月时的亮度只有满月时的百分之十。一般不去观测满月也是由于太阳光的角度。当满月时,太阳在观测者的背面。这是月球上的日影是最短的,细节消失不利于观察。想仔细观测月面细节的最佳位置是月面上的明暗相连线。这条线是指出日出(当处于新月和满月之间)或日落(满月和新月之间)的线,也叫做明暗界线。
宇宙基本知识.水星、金星、太阳(二)


新的一年,新的一天开始了,大家好早上。元旦节快乐!好了,在此开始介绍具体类容了。
水星和金星:
当我们的目光越过月球向前看(对着太阳方向),我们会遇到水星和金星,因为它们的轨道小于地球的轨道,所以永远不会在离太阳很远处看见他们。



最远时,水星离太阳只有28度,金星47度。度数是在天空中测量距离的单位。这种距离叫做角距离,当你在观测时就要使用,这不是以英里和千米计算的正真距离(注释:1英里等于1.6093千米)。要建立角度观察的概念,首先是用你的臂膀去量伸展臂膀,你的拳头大约是10度,伸出一个指头大约2度。在天空中粗略估计距离的方法还可以用北斗七星。七星中的两颗指极星的距离略大于5度,从北极星的指极星顶上的一颗到弯曲斗把的最后一颗星,大约为25度。其它帮助我们测量的方法以后会陆续提到




水星是一颗小行星,一般天文爱好者很少仔细观测它。金星比较大也比较靠近地球,但它的表面全部被厚厚的云层覆盖。有时,用相当好的设备可以观测到金星云层的结构。这一个在后面的观测会细谈。
水星和金星与地球和太阳之间可以有两种排列。其中之一是他们处于日地之间,称为下合;如果他们位于太阳另一端,则称为上合。正如同日食那样平常这三个天体并不会在一条直线上。然而不论是水星还是金星,如果他们和地球正处于一条直线时,行星就会以一个黑点的形态出现在太阳面上,这就是凌日。水星凌日是很少见的,但更为罕见的是金星凌日(两次金星凌日的间隔是百年以上)。
太阳:
在我们把目光从内行星的方向移开之前,我先对太阳粗略的谈上几句。太阳是一颗恒星,就像我们在夜晚天空中看到的星星一样。它是一颗普通的恒星,大约有一半的恒星体积比它大些,另半数更小些;有一半的星星更热些,另一半星星更冷些;有一半的星星更大些,另一半星星的质量更小些。但是比这更重要的是,太阳是一颗稳定的恒星。
太阳有两种巨大的力。首先是引力,引力是由太阳本身的物质产生(别的天体也是这样)。引里要把太阳所有的物质都拉向中心;和引力相反的一种力量则由太阳核心的能量产生。那里的温度高达1500万摄氏度,在氢原子中心原子相互撞击(至少是在原子核)而产生氦原子。在这一过程中,当能量释放时一些物质损失了。这就是

太阳这样稳定的恒星,引力辐射是平衡的。
太阳发光的原因,我们大多数人听过爱因斯坦著名的公式

这是一个对物质(公式内的m)可以转换成能量(E)的简明注释。
宇宙基本知识其余行星(三)


继续我们往外的行程,我们来到火星。在所有行星中,火星最像地球。火星的一天比24小时略长一点。自传轴倾斜(这是指自转轴并不垂直,地轴倾斜是(23又二分之一度))。也类似地球。也就是说向地球一样,火星也有四季的区分。火星温度变化的幅度比任何其它行星更接近地球的情况,虽然他的平均温度任然是很寒冷的。火星也是天文爱好者靠望远镜可以看出它表面细节的唯一行星。



上图是09年实拍图
小行星带:
位于火星与木星之间有一个小行星带,它们也是环绕太阳运转的许多岩石体,公转周期为3年~6年。在这个区域内有成千上万的小行星。其中最大的谷神星Ceres,直径也只有930KM。有些小行星并不属于太阳系的范围,它们的区域更为广远。有些小行星在太空中接近我们的区域,他们叫做NEOs,即近地天体。
木星、土星、天王和海王星



木星、土星、天王星和海王星都叫做类似木行星(木星族行星)从结构上来讲他们更像太阳,然后才像地球。他们是由氢和氦以及少量的其他气体组成。当我们观测这些行星的时候,我们只能看到他们大气的表层。在爱好者的望远镜中天王星和海王星仅仅能露出一些细节(除颜色以外)。木星和土星可以分辨出细节。
即使使用小望远镜,木星也会显示出它的条纹和四个明亮的卫星。木星快速旋转使它的表面特征有大的变化。土星以它的漂亮的光环而闻名。当然,土星也不是唯一有环的行星。另外三个气体大行星也有环。在结构上,那些环都是由薄的黑暗的物质组成,地球上无法直接看到。土星的环就不是这样,它们是由又大又亮的冰晶和覆盖的石块组成。
冥王星:



我们从太阳往外旅行,最后一颗是冥王星,用天文爱好者的中型望远镜能看见它。它看起来像一颗恒星,不论怎么看它只是一颗微弱的星点,你当然需要用一份很好的星图去找它。
柯伊伯带:




在冥王星的外边还有大量太阳系的天体。一个由彗星组成的盘状体叫做柯伊伯带,从冥王星往外延伸数千个地日距那么远。顺便说一下,地日平均距离有一个专用名词,天文学家称它为天文单位;常常缩写AU。
奥尔特云:




太阳系的延伸可以用奥尔特云确定下来。离太阳更远处还有更大的彗星群。奥尔特云离太阳有3万~10万个天文单位。奥尔特云中最远的彗星群,略大于和我们与最近恒星距离的三分之一。

宇宙基本知识细谈(四)


之后会给大家提到一些图片 和 详细资料。天体坐标计量、时间历法等。下面会上一些图片,是我们原先的四川十几个朋友的原拍图。在此介绍一下(异度空间天文组成立于,2006年3月左右,后因为大家工作2010年6月左右宣布解散,但是不免也留下了很多佳作)。下面继续给大家讲解:请加qq9436849 关注,谢谢!
彗星:
在前面谈过彗星,但是仅仅把它们当做远离太阳的冰状天体来看的。往往是当彗星靠近太阳的时候我们才能在天空中找到它们。这时,太阳的热开始把构成彗星的冰蒸发。(彗星的另一混合物是尘埃物质)。此刻彗星反展出慧发,(包围彗星中心体的气体云,慧发形成时,这中央体叫彗核。)同时还能产生一条彗尾,这也就是观测者开始激动之时。彗尾巨大的明亮体使人容易观察它。任何一个彗星到底有多少亮要基于下列三个因素:1.彗星本身的构成 2.和太阳的距离 3.和地球的距离。彗星越靠近太阳,它变得越亮。然而,如果彗星处于太阳的另一边,这就是为什么哈雷彗星(以及其他彗星)有时看起来明亮,有时仅能辨认。




(拍摄参数8”f/1.5Celestron施密特照相机,5分钟曝光on
Hypered TP 2415胶卷)
恒星:
从我们的太阳西延伸出去我们看到了许多恒星。恒星离我们非常遥远,需要用新的距离来衡量。比如,夜空中最亮的是天狼星。它从秋末到仲春时节最易观察,猎户座腰带延长线上最亮的恒星就是天狼星。
当天文学家们描述恒星距离时,他们不用千米,而是用光年。光年听起来好像是时间单位,其实是距离单位。光年是指在一年内光行走(光速的每秒30万千米)的长度。通过简单计算,我们就发现一光年约9.5万亿千米!而天狼星距离我们8.65光年。



秒差距理解起来有点困难,因为这不仅仅是数学作图。1秒差距就是当天体的视差为1角秒时的距离,而视差是指从地球轨道两端分别测量天体时所得角度的一半。1秒就是一度的三千六百分之一(非常微小)。仰望星空时,人们无法用千米测量角度。1圆周是360度,1度又是60分,1分有等于60秒。这样就知道任何物体在一秒差处的距离大约(3又四分之一)光年(更为精确地为3.2616光年)。

好了,第五篇继续。加请9436849 关注,谢谢


宇宙基本知识(五)



第五章接着前面讲解恒星,下面有一个图片补充第四个的。



以地球的轨道为基线,向远方天体的1度角的视差为一个秒差距,所有恒星都大于1秒差距。
恒星有多种类型。所有的恒星都要经过:诞生、成长、衰亡的阶段,(这样的描述有利于我们解
恒星的不同存在阶段)。恒星诞生与巨
大的气体云中,这些气体位于星
系内部,主要由氢和氦组成。
气体云在自引力的作用下塌陷,使压力
和温度增高。这种坍缩一直维持下去使恒星温度升高到10 000 000摄氏度。这时,核聚变开始发生。较轻的原子可以被巨大的能量加速而相互碰撞,聚变成较轻的元素。



(昴星团,金牛做一个十分年轻的疏散星团,用的SBIG ST 7e NABG 相机照的,通过SBIG CLA尼康镜头 adapteron on a Viven GP-DX EQ mount.80mm 尼康镜头,10分钟曝光)

最常见的转化发生于氢原子碰撞的并和,最后聚变为氦。在这种情况下,氢的一小部分质量转变为能量。我们要感谢爱因斯坦帮助我们理解这一过程, E=MC(C是平方2)的著名公式。简言之,公式表明能量等于质量乘以一个巨大的常数即光速的平方。这就说明为什么小的质量能产生巨大的能量,核聚变促成了太阳和其它大量恒星的发光。
当一颗恒星开始氢燃烧(只发生在恒星中心,也叫核区)时,便迅速达到一种两力平衡的状态,一种是来自自身的能量力(向外流动),另一种是由引力产生的力(拉向内部)。当这两种力达到平衡时,就可以说这是一颗稳定的恒星。这也是我们的太阳到现在为止最重要的特征——太阳是稳定的。如果太阳的温度、大小等等都发生波动变化,那么,显而易见,
地球上不可能有生命存在。
我们可见的大部分恒星都处于中年时期(有时叫做氢气燃烧阶段,是由于恒星把氢气作为燃料)。这一阶段长短完全依赖于恒星的质量。大质量、热的恒星,他们的中心部分温度极高,所以他们中心的氢将很快被烧尽(至少在天文学上时间尺度上很快)。像我们太阳这样质量小些的恒星,这一阶段可能有数十亿年(太阳中年时期估计为10亿年,目前它已在这一阶段过了近一半时间)。
大质量(注意这里指质量而不是尺寸大小)恒星是很的,中心具有极高的温度,寿命很短。恒星能量的释放使它尺度逐渐变小,原因是“拔河游戏”中引力战胜了能量,恒星开始收缩这样又引起新的变化。恒星中心的温度和压力增加,很快使氦燃烧并产生能量。因为氦燃烧比氢具有更高的温度,令其释放更多的能量,所以恒心外层膨胀直到能量和引力达成平衡。这时恒星变成一颗红巨星,另外一些较重的元素将在高温度数下燃烧使恒星变为颗红超巨星,但这一阶段很快结束。此时的恒星将会发生不同的事情。
宇宙基本知识(六)


行星状星云:
一种情况是恒星继续燃烧核区外的氢和氦并制造能量,恒星表面就会涨落而成为一颗变星。当失控时,气体将被抛出,形成一个气体壳,这是我们所说的行星状星云。对于天文爱好者来说,将有许多机会观测行星状星云。很多这类天体都非常明亮并且容易观察。




(三色影像合成,用SBIG ST-8 CCD照相机,红:20分钟,绿:30分钟,蓝:60分钟 Meade 16”LX200@f/6)



向着太阳向点前进的路,或太阳向点,大约是在离武仙座(西塔 星3度)方向,和这一点最靠近的就是是织女星。太阳向点是太阳带领太阳系天体在空间运动的方向,这是由银河系自转形成的一种运动。
白矮星:
当恒心的外层被喷出后,核心区会收缩到大约地球的大小,我们称之为白矮星。由于恒星没有足够的质量去克服物质内部电子排斥而产生的力,使其无法进一步收缩。天狼星B可能是第一颗被发现的白矮星。从星名上可以看出它是夜空中最亮恒星天狼星的伴星。



它是在1862年被著名的美国望远镜制造商A.克拉克发现的。在天狼星的明亮光辉淹没下,这颗伴星是很难发现的,除非它位于轨道的足够远端。(后面会详细讲到的)。
超新星:
非常大质量的恒星将继续按顺序燃烧重元素并产生更多的能量。然而,一旦铁元素形成,更进一步的燃烧将不会发生。因为铁元素非常稳定的,在铁核生成之后,恒星在自身引力的作用下迅速的塌陷,同时恒星表层大气就会喷发出去。这颗星变为超新星。元素是非常稳定的,在铁核生成之后,恒星的自身引力的作用下会迅速塌陷,同时恒心表层大气就会喷发出去。这颗星就变成了超新星。超新星是宇宙最大能量的爆发,它的能量常常会照亮整个星系。



(超新星图)
中子星:
超新星爆发过程伴随着极大的能量。恒星核心被压缩到非常小的尺度,以至于质子和电子相互合并并形成中子。中子星的物质密度比白矮星的打过一亿倍。我曾经听说过,一个汤勺的中子星物质,比地球上一辆汽车都还重。
脉冲星:
如果一颗恒星爆发变成超新星,并产生一颗旋转的中子星。根据角动量守恒定律,中子星将快速旋转。就像一个溜冰的人缩回手臂抱紧身体而加速旋转那样。中子星上可能会形成由磁场诱发的热斑,当这些亮斑经过我们的视场时,我们就会观测到中子星一闪一闪的或称之为脉冲现象。



(天琴座,在明亮的织女星左上方可以看到双双星,他们是一对双星,但又各为一对双星) 柯达Elite Chrome200胶卷,增感一次。尼康 F2+50mm Nikkor镜头。
补充一点:这种叫脉冲星的星。用天文爱好者设备是看不到的!!!
" >?.????EF?I??引力战胜了能量,恒星开始收缩

这样又引起新的变化。恒星中心的温度和压力增加,很快使氦燃烧并产生能量。因为氦燃烧比氢具有更高的温度,令其释放更多的能量,所以恒心外层膨胀直到能量和引力达成平衡。这时恒星变成一颗红巨星,另外一些较重的元素将在高温度数下燃烧使恒星变为颗红超巨星,但这一阶段很快结束。此时的恒星将会发生不同的事情。


宇宙基本知识(七)


黑洞:
如一颗恒星的质量为太阳的6倍到8倍甚至更多的话,一个比中子星还要奇特的天体便形成了,天文学家创造了 “黑洞这个名词,可能 “看不见的星”更形象一些。



黑洞是非常猛烈地超新星爆发而形成,着巨大的力使物质聚集在恒星的核心且被压缩到另人无法相信的密度。在引力和能量的拔河游戏中,黑洞得到最后的胜利。黑洞的引力场特别强,任何东西—甚至光线—也无法逃逸。即使天文学家用最大的望远镜也无法观测到。简单地说就是看不见。它的形态可以从它对邻近恒星的影响,或吞噬邻近恒星的气体中显示出来。
星座:
下面的拍摄参数如下:
船底座(依塔星云)Steven Juchnowski拍摄,曝光20分钟,用 Fuji HG400装在Celestron5 at f/6.3望远镜上完成。



全天共88个星座(下面是图表)
拉丁名 所有格 缩写 汉语名 位置 面积① 大小 星数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 宝瓶座 赤道 980 10 90
Aquila Aquilae Aql 天鹰座 赤道 652 22 70
Ara Arae Ara 天坛座 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 猎犬座 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 半人马座 南天 1060 09 150
Cepheus Cephei Cep 仙王座 北天 588 27 60
Cetus Ceti Cet 鲸鱼座 赤道 1231 04 100
Chamaeleon Chamaeleonis Cha 蝘蜓座 南天 132 79 20
Circinus Circini Cir 圆规座 南天 93 85 20
Columba Columbae Col 天鸽座 南天 270 54 40
ComaBerenices ComaeBerenices Com 后发座 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 乌鸦座 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 天鹅座 北天 804 16 150
Delphinus Delphini Del 海豚座 赤道 189 69 30
Dorado Doradus Dor 箭鱼座 南天 179 72 20
Draco Draconis Dra 天龙座 北天 1083 08 80
Equuleus Equulei Equ 小马座 赤道 72 87 10
Eridanus Eridani Eri 波江座 赤道 1138 06 100
Fornax Fornacis For 天炉座 赤道 398 41 35
Gemini Geminorum Gem 双子座 赤道 514 30 70
Grus Gruis Gru 天鹤座 南天 366 45 30
Hercules Herculis Her 武仙座 赤道 1225 05 140
Horologium Horologii Hor 时钟座 南天 249 58 20
Hydra Hydrae Hya 长蛇座 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 蝎虎座 北天 201 68 35
Leo Leonis Leo 狮子座 赤道 947 12 70
LeoMinor LeonisMinoris LMi 小狮座 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 天猫座 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 显微镜座 南天 210 66 20
Monoceros Monocerotis Mon 麒麟座 南天 483 35 85
Musca Muscae Mus 苍蝇座 南天 138 77 30
Norma Normae Nor 矩尺座 南天 165 74 20
Octans Octantis Oct 南极座 南天 291 50 35
Ophiuchus Ophiuchi Oph 蛇夫座 赤道 948 11 100
Orion Orionis Ori 猎户座 赤道 594 26 120
Pavo Pavonis Pav 孔雀座 南天 378 44 45
Pegasus Pegasi Peg 飞马座 赤道 1121 07 100
Perseus Persei Per 英仙座 北天 615 24 90
Phoenix Phoenicis Phe 凤凰座 南天 469 37 40
Pictor Pictoris Pic 绘架座 南天 247 59 30
Pisces Piscium Psc 双鱼座 赤道 889 14 75
PiscisAustrinus PiscisAustrini PsA 南鱼座 赤道 245 60 25
Puppis Puppis Pup 船尾座 赤道 673 20 140
Pyxis Pyxidis Pyx 罗盘座 赤道 221 65 25
Reticulum Reticuli Ret 网罟座 南天 114 82 15
Sagitta Sagittae Sge 天箭座 赤道 80 86 20
Sagittarius Sagittarii Sgr 人马座 赤道 867 15 115
Scorpius Scorpii Sco 天蝎座 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 六分仪座 赤道 314 47 25
Taurus Tauri Tau 金牛座 赤道 797 17 125
Telescopium Telescopii Tel 望远镜座 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 杜鹃座 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 飞鱼座 南天 141 76 20
Vulpecula Vulpeculae Vul 狐狸座 赤道 268 55 45
星座并不相互覆盖,它们之间也不留间隙。星座界限实在1928年加以确定公布的(1930年印行)。今天当我们说起某一天体在某一个星座时就是说的这些天体是早已公布了的星座界限内发现的。
我想所有天文爱好者们应该至少熟知那些最主要的星座。在探讨会上当问到天体位置时,答案常常以某星座相对的位置标示,如“它在牧夫星座”。如果你不知道牧夫星座在哪里时就有人指给你。最好去认识那些四季星座,通常可以在每个季节的中期日落以后去认识星座。
除了花点时间去了解天上的星座的位置和图形以外,你还要学会正确的读音。(见上面) 对啦,我当年学习时时常把黄道星座中心两个星座名称混淆,那是Scorpio(天蝎座)和Capricorn(魔蝎座)。如果你听到人家讲到这两个星座时,自己应该注意免得混淆。
除了这正规的88个星座之外,还有一些不正规的天空的星的组合。比如大熊座中的北斗星和人马星座中的茶壶星(中国人把人马座的六颗星角南斗星),非正规的星群还往往不是出于一个星座,列入夏季大三角就是由天琴座、天鹰座、和天鹅座中的三颗星组成。
呵呵下面会提到,星云 星团 星系等。之后会有深一步的观测手法、计算等方法介绍。
 
宇宙基本知识(八)


光学主副镜安装不良引起的相差
呵呵,又一天了,今天插一章,介绍镜子怎样去核对运算商家给出的参数。 明天继续讲解宇宙基本知识。




下面为一个卡塞格林式望远镜给出的参数:


















宇宙基本知识(九)


星云:
“星云(nebula)”一词来源于拉丁文的“云(cloud)”.当我说星云就是在太空中由气体和尘埃组成的云。星云主要分为4类,本人详细分类出的。(不像网上介绍的星云主要分为两类)。
第一类发射星云:



猎户座M42(Robert Gendier,曝光100分钟,用1MG 1024相机,FL1,125”Ritchey-Chretine at f/7.5)
在发射星云内部的大质量高温恒星的激发而发光。这类星云一般是红色的,因为它们几乎全部由氢组成,当氢受到激发而发光时,红色是最强烈的颜色。发射星云常有黑暗区域,那是由于雾气和尘埃阻挡了光线。由红色的氢云和昏暗的
尘埃组成的发射星云有时会以很有趣的形态出现,著名的例子就是天鹅座中的北美星云。
第二类反射星云:



(昴星团,金牛座昴星团周围有一个暗弱的星云围绕着。但只能借助好的望远镜才容易看见)
这类星云主要被称为反射星云,这是由于星云气体中的尘埃反射的光并不来自于星云内部。反射星云常是蓝色,这是光线经过云中尘埃微粒散射造成的。这种蓝光散射现象和我们在白天看到的蓝天是同一原理。这些星云同时具有反射和发射星云。著名的例子是人马座中的三叶星云。

第三类暗星云:



南十字座煤袋星云
气体和尘埃附近没有恒星就不会发光,一般观测到是因为它们挡住了他们背后的东西而呈现出来的。它们的颜色一般都有区别的。
行星状星云:
一些恒星到晚期由于元素很不稳定,所以喷发掉外层,内部只剩下一颗比较小的恒星,但是很热能量很充足。那些脱离的外层继续向外层外扩张,从恒星中心发射出辐射而发光,这一点有点像发射星云。它的外壳很像行星所以因此得名。比如天琴座M57环状星云就是个典型例子。



(天琴座M57)
星团:




(用0.4 Meade LX200型望远镜拍摄) M82
由许多恒星组成的恒星集团叫做星团。许多天文学家吧星团分为三类:星协、疏散星团和球状星团。星协是非常稀疏的,一般只有几颗或者几百颗恒星。疏散星团(也叫银河星团),
比星协的星多,是由数百数千的星组成。上诉星团的成员组要是年轻的恒星。球状星团(因像球而得名)是更年老的恒星,而且有众多恒星组成,往往数十万甚至上百万颗星组成。因此星团也可以分为两大类,一种是球状,另一类则不是。此外星协和疏散星团能在银盘上找到,球状星团则是在银河系之外,围绕银河核心呈球状分布。



M51 0.4m Meade LX 200型望远镜拍摄
最后一张基础将会提到星系,之后开始讲坐标系。
 
宇宙基本知识(十)

星系:
每一个天文爱好者都希望观测星系,遗憾的是,星系在小望远镜中不宜观察。在许多地方看到星系漂亮的照片,于是形成一种映像以为星系是容易观察的,其实不然。星系的清晰照片和色彩是用电子技术和照片方法得到的,一般单用眼睛加上望远镜是不容易观测到的(除了最特殊的情况),需要紧要帮助你去那些漂亮的目标而不要漏掉细节,将在后期观测星系那一张详细讲到。经验告诉我们,当我们要观测星系时,望远镜的尺寸大小是最重要的,当然望远镜越大越好。



我们自己的星系叫做银河系,约有2500多亿颗恒星,我们的太阳是一颗典型的恒星。银河系是一个漂亮巨大的漩涡星系,它有三个主要部分:银盘(其中太阳系是一个极小的部分),中心的核球,以及环绕四周的晕。银盘有四个悬臂,厚约300S 差距,直径约30千米差距,主要由蓝色的星族组成I,年轻的蓝星处于百万年到百亿年的星龄。银河系中央的核球是一个扁球体,大约为1x6千秒差距kpc 。这是一个恒星高密度区,由星族II的恒星组成。它们是非常古老的红色恒星,年龄大约有百亿年。有的迹象表明银河系中心存在一个质量极大的黑洞。
银晕是一个弥漫在环绕银盘的球星区域。其中是密度小的老年恒星,大多数位于上面所说的球状星团中。银可能主要由延伸到银盘以外的暗物质组成。
星系比较容易在星系聚集的星系群中找到。我们银河系所在的是本星系团。它有下列星系组成。后面括号内的数字代表银河系到每个星系大约距离,单位为千秒差距(kiloparses,见括弧内)。天文台收集很多数据整理,实为不易,(百度是查不到银河系组成列表的)请大家不要作为商业用途,谢谢!
Wolf-Lundmark-Melotte Galaxy(1300)
IC 10 (1300)
Cetus Dwarf(925) 鲸鱼座矮星系
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) 小麦云
Sculptor Dwarf (90) 御夫座矮星系
LGS 3 3000
IC 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) 凤凰座矮星系
Fornax Dwarf (160) 天炉座矮星系
UGCA 86 (1900)
UGCA 92 (925)
Large Magellanic Cloud (55) 大麦云
Carina Dwarf (90) 船底座矮星系
Carina Dwarf (90) 船底座矮星系
Leo A (2150) 狮子座A
Sextans B (1225) 六分仪座B
NGC 3109 (1250)
Antlia Dwarf (1250) 唧筒座矮星系
Leo I (270)狮子座I
Sextans A (1255) 六分仪座A
Sextans Dwarf (90) 六分仪座矮星系
Leo II (250) 狮子座II
GR 8 (1550)
Ursa Minor Dwarf (75) 小熊座矮星系
Draco Dwarf (85) 天龙座矮星系
Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy (25) 人马座矮椭圆星系
Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy (600)人马座不规则星系
NGC 6822 (525)
Aquarius Dwarf (600) 宝瓶座矮星系
IC 5152 (925)
Tucana Dwarf (925) 杜鹃座矮星系
Andromeda VII (900) 仙女座VII星系
Pegasus Dwarf (1850) 飞马座矮星系
Andromeda VI (900) 仙女座VI星系
好了终于打完了,上面的数据观测时很有用的


规则星系团具有紧致的中心核和完美的球状结构。根据聚集度,也就是1.5兆秒差距Mpc内的星系数目,将规则星系团分为不同类别。这个距离即阿贝尔半径。他们典型的范围是1~10Mpc。 一个著名的规则星系团的例子是后发座星系团,它是一个非常富有的星系团,在阿贝尔半径之内有数千个椭圆星系。


不规则星系团没有确切的中心,但粗略的来说,他们和规则星团有着同样的尺度。他们一般容纳很少星系,质量只有规则星系的十分之一至千分之一。较近的室女座星系团就是一例。
宇宙中最大结构的是超星系团。它通常是由大约十几个星系团组成的星系团链,质量约为规则星系团的10倍。我们所在的本超星系团的中心在室女星座方向,聚集度相对来说比较低,尺度为15Mpc。最大的超星系团,列如后发星系团所处的超星系团,尺度延伸至100Mpa。
能看见的最远的星体就是类星体(类星射电源)。某些不可思议的原因驱动着类星体以难以置信的发射强大的能量。它们看起来很小,但所发出的能量,显然超出了星系的1000倍。


测量星系度数和他们对宇宙整体膨胀速度的偏离是可以做到的。研究解示有超出60Mpc范围的大量星系在做大规模的类似运动。与这些运动一样,我们的银河系也朝着一个遥远的目标,天文学家称之为“巨引源”的方向以大约每秒600千米的速度运动着,这个巨引源位于半人马座方向65Mpc距离处,质量约为5x10的16次方 个太阳质量。对这一区域的仔细研究发现区内没有足够的可见物质能够理解这种运动,能做出解释的能量来源大概只有十分之一,这就暗示那里有一个重要的,正如天文学家所称为的“暗物质”的东西起主导作用。其他的天文巡天显示宇宙是一个多泡的结构,星系主要被限制在泡的壁和纤维结构上,这些结构之间的区域叫做“巨洞”,是宇宙结构的主要特征,典型的直径约25Mpc,占据宇宙空间几乎90%的区域,被观测到的最大巨洞是牧夫座的124Mpc。另外一个已观测到的特征叫“巨壁”,位于大约100Mps距离处的星系连成一个100Mps长的薄片。
许多天文学家相信宇宙充满大量暗物质。这种物质不发光,而且现代的观测技术也无法确定他的尺度大小。暗物质可能有很多形式,比如,他可能是很大数量的类木行星或低光恒星(红色或赤色矮星)。这表明在每个星系中的暗物质比天文学家以往估计的要多出10倍以上。
下面是暗物质模拟图:


天文坐标系(十一)


位置和坐标系统:
作为观测者,我们要做的第一步就是能对天体的位置进行合理的描述。因此,要对空间的每个位置进行合理的描述。因此,要对坐标,通过这种程序就建立起了坐标系。
在空间,坐标系以参考点为基础而建立,位置的测量也以该参考点为起点。我们将这个参考点定义为坐标系统原点。原点可以是观测者的位置,也可以是地球、太阳后者银河系中心。通过测定与原点的距离和方向,空间的任何位置都能够得到合理的描述。方向可以利用从原点出发并经过指定位置(直到无穷远)的直线来给出。在天文学使用的坐标系统中,方向有基于定义参考平面和参考轴线的两个角度来确定。让我们来看例子吧!加qq:9436849------关注谢谢~~
对于我们所生活的地球表面,所采用的坐标系是通过经度和纬度来确定的。地球的赤道面成为其天然的参考平面,同时人们将连接着地球南、北两极的假想直线所定的旋转着的地轴设定为天然的参考轴线(事实上,两极也被人们定义为在地球表面与赤道每个点的距离都相等的两个点)。从而,我们把沿着地球表面且平行于赤道的圆环称为纬线圈。在同一纬线圈上的点与地球的中心都有着相同的角度。与赤道垂直且连接两极的半圆环叫做子午线。在很久以前,人们就把其中穿过英国伦敦格林尼治天文台的那条子午线第一位参考



子午线。经度就是指参考子午线与任何选定的子午线之间的角度,同样这个角度也是通过地球中心测量的。
下面我们快速介绍一下角度。一个圆周有360度,他的表示符号是 “。” ,每一度被分为60分,表示为 “ , ”
每分又为60秒组成,被视为 “ ,, ” 。
下面的将会一步一步谈到天文学所使用的四个基本坐标系统,即:地平坐标系、黄道坐标系、赤道坐标系、银道坐标系。这些坐标都遵循了一个共同思路:假设所有的天体都位于所谓的天球内表面。

请看下图
两个天极的高度,度数等于观测者所在的纬度。




大约400年以前人们认为天空是由太阳、月亮行星和镶嵌着星星的固态球体组成。尽管这是个绝对错误的观点,但是它还是有助于我们理解到底什么是天文学家所说的天球。它是一个以地球为中心,用来表示整个天空的无限大的假像球体。这个概念对我们理解天球概念起到了很大作用。因为行星恒星等各种天体的距离都是肉眼所不能辨别的,它们看起来像是被远远地固定在一个巨大的球体上。
天球用来描述天文学上物体的位置和运动。因此,可以认为这些天体处于观察者的视线与天球橡胶的位置上。这种假设美妙之处就在于可以不必知道天体的真实距离。在天文坐标系中,坐标轴是天球的大圆。

经纬坐标系:



这种坐标系通常被称为地平坐标系。在利用这种坐标系时,天球上的天体的位置通过其现对于观测者所在位置的天顶和地平来描述。在这个坐标系中,物体的坐标值表示的是高度和方位角。其高度是指地平线与物体之间的角度值。地平线上的物体高度为0度,天顶为90度。如果真实的地平线不能看到(由数目、建筑物、山脉等作用,这种现象很正常),那么,其高度的算法是用天顶的90减去与最高点的距离高度,也就是说,如果一个物体的距离最高点是40度,那么它的高度就是90度-40度,即50度。
为了更好地理解方位角,让我们先来定一个词:垂直圈。实际上垂直圈被认为是起始于地平线,结束在天顶的圆环的四分之一。从而,从正北开始沿着地平线一直到天体所在的垂直圈与地平线相交得点,所经过的角度就是方位角。


由于方位角覆盖了整个圆周,因此其度数的变化是从0度到360度。正北方向为0度(或360度),正东方向为90度,正南方向为180度,正西方向为270度。由于地球不停地自转,天体的方位角和高度总是在处于持续变化中,这是地平系统的主要缺点。通常利用只一个固定的在天球上的坐标系就可以消除这个问题。随着地球转动,天空看起来像是在头顶上移动,坐标系也随之移动。
天文坐标系(十二)


赤道坐标系:
另一个常用的坐标系是赤道坐标系。在看这个坐标系的时候,让我们提出一个问题。即:我们是否可以将地球经度和纬度坐标延伸到天空呢?维度不是问题,但,由于地球的转动,经度在我们的新系统中每时每刻都是在变化的。因此,经线必须固定在天空上。
设想把地球的赤道和两极延伸到天球上。这样就产生了天赤道,还有北天极和南天极。通过天球两极的大圆总是与天赤道相垂直




被称为时圈。为了指明一颗恒星的位置,需要考虑一个穿越过天球两极的假想大圆,并且它还要正好通过选着的恒星,这就是这颗恒星的时圈。



由于岁差地球自转像陀螺一样。岁差的周期。重现在开始,很久以后天津四和织女将会靠近北天极,但不会像左枢和北



极星离地球那么近。
赤道坐标系中第一个坐标对应于维度,称为赤纬。它是天体位置与天球赤道之间的角度(通常它总是沿着时圈进行测量)。期变化的范围从0度到90度,当天体处于南、北两极的时候,赤纬为90度,“+”用来表示天体具有向北的赤纬,“-”表示天赤道南部的天体。
剩下的问题就是如何设置经纬线坐标,也就是赤经的0点。这个术语的起源并不顺利。在英语中:赤经(right ascension),这个名词与词组“上升(to ascend)” 有相同的词根,如果你向东方观测,将会看到星星缓缓上升。这样,如果你测量右半天球的星星的升起(也就是说,它固定的参考平面是天球赤道面),那么这就是赤经(赤经 right ascension字面上的含义就是右边升起)。

天文坐标系(十三)


这一张是补充十一的,十二章的类容明天继续谢谢!
我们一致认为在太阳系中八大行星围绕太阳系运动。因此我们常以太阳为中心来考虑问题,并建立以太阳或太阳系质心为中心的坐标系。这样,行星的运动显得非常有规律,行星(包括地球)运动的相关计算就比较容易一些。如果不以太阳为中心,而以地球为中心,我们会发现水星、金星的运动毫无规律,不可能是围绕地球做圆周运动,而是在太阳附近“摆动”。然而,我们不可能站在太阳上面进行天文观测,通常是站在地球上进行天文观测的,所以我们还需要一套以地球为中心的坐标系。因此,根据实际需要,有时我们使用“地心”坐标,有时候使用“日心”坐标,有时候使用以观测站为中心的坐标。
茫茫宇宙,无边无际——宇宙大得让我们难以想象。宇宙是球形的吗?我们很难说清楚这个问题,但是,进入我们视野的天空,就象一个“球”,我们称它为天球,我们位于天球的中心。这个球的半径有多大?半径很大很大,看成无穷大也无妨。太阳系内星体之间的距离根本不能与天球半径相比,如果把天球半径看为1,那么太阳系内星体间的距离可以看做0。
赤道的概念已被大家熟知。现在,我们扩展一下赤道的概念。赤道平面扩展到天球,与天球相交为一个大圆,这个圆称为天赤道。
不管以太阳为中心,还是以地球为中心,我们看到的天赤道是相同的,而恒星与天赤道的相对视位置关系也是一样的。为什么呢?因为,从几何学看来,太阳系的尺度太小,不能与天球半径相比,在太阳系中的任何一个地方,都可以看做天球的中心,所以,恒星之间的视位置关系以及它们与天赤道之间的视觉位置关系不会因为中心的改变而发生改变。
当然,恒星并不是真的在天球的表面上,个别恒星与我们之间的距离不是很远,所以,当观测点(即“中心”)改变时,它们的视位置也会有点变化,这就是我们常说的恒星周年视差。
地月质心公转的轨道面,同样可以扩展到天球,得到的交线也是个大圆,称为黄道。
虽然赤道与天赤道是不同的两个概念,但具体问题所涉及的是“天赤道”还是“赤道”往往是非常明确的(明显的),一般不会产生二意,所以通常“天赤道”也简称为“赤道”。
天赤道与黄道必然在天球上产生两个交点。一个称为“春分点”(太阳经过升交点),一个是“秋分点”(太阳经过降交点)。“春分点”是天球上重要的参考点。我们描述天体位置,通常是相对于这个参考点而言的。
在天球上,并没有一个恒星可以直接用来标定春分点的位置,它是看不见也摸不着的,我们如何确定它的位置?有一种方法是:通过数以千计的恒星位置,反推出春风点在天球上的位置,我们常说的FK5天球坐标系统就与它有关。还有其它方法可以确定春分点,比如动力学方法。由于所用的方法不同,得到的春风点也会有一些微小的差别。在高精度计算中这些微小的差别是必需考虑的。
地平线——天地的交线,它又是一个圆。圆中心位于观测点。考虑到天球很大,我们可以把圆(以及圆中心)平移到地心或日心,这样,黄道、赤道、地平线的中心就相同了。也许你会问,平移后,会不会影响日月或恒星在地平坐标中的位置?当然会有一点影响,对恒星的影响可以忽略,对太阳的影响的比较大,对月亮的影响则很大,不过我们可以通过视差修正的方法来解决问题。请加QQ:9436849关注谢谢
天文坐标 - 二、黄道坐标与赤道坐标
当我们在天球上标定了赤道、黄道、分点之后,就可得到了两种基本坐标,即赤道坐标和黄道坐标。
不管是赤道坐标还是黄道坐标,都有两种基本的坐标形式,即直角坐标和球面坐标,二者可以通过几何方法转换。这里重点讲述球面坐标。经过坐标中心,作直线垂直于黄道面,交于天球上两点称为黄级(一点在北,一点在南),这条直线称为黄轴,经过黄轴并与天球相交的大圆称为黄经圈,其中经过春风点的黄经圈的度数是0或360、720度等,黄经圈的度数称为黄经,自西向东测量。天体中心与坐标中心的连线与黄道面之间的夹角叫做黄纬(在-90度到+90度之间,黄道以北为正)。同样方法还可以定义赤经、赤纬、自转轴、天北极、天南极。赤经的起算点也是春风点,自西向东测量。
我们接着来看日、地在黄道坐标中的运动。以太阳系中的任意一点为天球的中心都不影响分点及黄道位置,当天球中心为太阳时,太阳本身的直角坐标变为零,没有经纬度,但可以得到地球的经纬度,此时,如果跑到地心看太阳,可以得到太阳的经纬度,这两个经纬度正好相反(日地连成的直线与天球相交的两点正好完全相反):太阳经度=地球经度+180度,太阳纬度=-地球纬度。

天文坐标 - 三、子午圈与时角坐标
经过本地天顶的赤经圈称为本地子午圈。其中经过天顶到天北极和天南极的半圈为午圈,另半圈为子圈。
时角坐标系与赤道坐标的差别在于经度的起算点不同,它的起算经度从午圈开始,向西为正。时角坐标系的经度称为时角。纬度的含义与赤纬相同。
天文坐标 - 四、恒星时
地球不断的自转着,天球子午圈时刻不断的变化着,我们必须找到适当的方法来标定子午圈在各时刻的位置。本地恒星时的定义是一个地方的子午圈与天球的春分点之间的时角,各地方的经度不同,所以子午圈不同,因此地球上每个地方的恒星时都与它的经度有关。恒星时的参考点是春分点,所以春分点的变化也将对恒星时产生影响。由于地球的章动春分点在天球上并不固定,而是以18.6年的周期围绕着平均春分点摆动(赤经章动)。因此恒星时又分真恒星时和平恒星时。真恒星时是通过直接测量子午线与实际的春分点之间的时角获得的,平恒星时则忽略了地球的章动。真恒星时与平恒星时之间的差异最大可达约0.4秒。


基本望远镜参数计算
1. 口径
这是选择天文望远镜时最重要的因素,望远镜的口径是指望远镜物镜的玻璃直径或者是主要的镜片大小,用毫米或者是英寸来表示。口径越大对于光线的收集的能力就越强,成像就越好。口径越大呈现出的画面细节也就越清晰,比如:在观测一个M13的球状星云的时候,用4英寸的口径的望远镜需要用150的电源,但是用8英寸的口径的望远镜也用同样的电源,但是星云图像比用4英寸的清晰16倍。即使是微弱光线下的星星也能看得清楚。考虑到使用者需要的是一个物美价廉并且便于携带的望远镜,尽可能选择大口径的望远镜。大口径的望远镜拍下的照片,对比度更高,分辨率更好,并且更加清晰。塞莱斯特望远镜有“5英寸口径”“8英寸口径”“14英寸口径”。

2.焦距
焦距是指在光学系统中从透镜(或者主平面镜)到望远镜焦点的距离(用毫米来表示)。总的来说,望远镜的焦距越长那么它的吸收光线的能里也就越大,图像成像也越大,视野范围也越小。例如,一个望远镜的焦距是2000mm,放大倍率是焦距1000mm的两倍,视野范围是它的一半,大多数的望远镜的焦距都是指定的,如果你不知道这个焦距但是你知道焦比,你也可以通过一下公式计算出来:焦距=口径(mm)x焦比,例如:一个8英寸(203.2mm)口径的望远镜,焦比是f/10,则它的焦距就是203.2x10=2032mm。

3.分辨率
这是望远镜呈现图像细节的能力,分辨率越高细节呈现就越好,口径越大,的望远镜,如果光学质量好那么分辨率就越高。

4.分辨能力
这个涉及到“道斯限制”。区分出两颗挨得很紧的双子星,理论上望远镜的分辨能力是由4.56除以望远镜的口径决定的。例如:一个口径为8英寸的分辨能力就是0.6(4.56/8=0.6)直接影响望远镜的分辨能力的因素就是望远镜的口径,因此口径越大的望远镜,分辨能力越好。然而分辨能力也取决于大气流的影响和人们观察物体的敏锐程度。

5. 对比度
理想的图像最大对比度需要被观测的物体的对比度较低,比如:月球和行星。牛顿式望远镜和折反射式望远镜由于平面镜的二次反射,因此阻碍的一小部分从主镜进入望远镜的光线。有一些关于业余天文爱好者的相关文献会指导你去认识牛顿式天文望远镜和折反射式天文望远镜由于二次反射而损失的光能会严重影响到望远镜的对比度,但是并没有什么关系。(只有损失超过25%透过主镜光时才会严重影响到望远镜的对比度)。计算二次损失光线的公式是(pi)r2,需要指导主镜和平面反射镜的表面积,然后在计算出损失的光能的百分比。例如:一个主镜的直径是8",有一个直径为2?"的平面反射镜,二次阻碍的光能为11.8%:主镜8" = (pi)r2 = (pi)42 = 50.27 二次阻碍2?" = (pi)r2 = (pi)1.375 = 5.94 百分比5.94/50.27=11.8% 看看周围的环境(或者是镜管里的空气)这对于通过望远镜看行星的时候对比度的影响是一个最重要的因素,望远镜器材的问题对于望远镜的对比度影响是很大的:光学特性,光学元件的粗糙程度,中央略有增加的一些阻碍。注意增加中央的阻碍只是作为影响对比度的一个很小的因素。

6.集光能力
这个是望远镜相比较与你的眼睛来说能够收集光线多少的一个理论值,它与口径的大小成正比,一个望远镜的集光能力的计算公式是:口径(以毫米为单位)除以7mm,这样所得到结果的平方。例如:一个口径是203mm的天文望远镜的集光能力是843((203.2/7)2 = 843)。

7. 艾里斑华晨因素(Airy disk brilliance factor)

当你用望远镜观测一颗星星的时候,你不会看到一个扩大的形象,因为星星即使在高倍率的望远镜下观测也是一个光点,而不是一个圆盘或者是一个球,这是因为星星距离我们非常非常的遥远,但是如果你放大60倍来观测星星,并且仔细的看的时候,你会发现环绕在星星周围的光圈,你看到的并不是星星的圆盘,它是你的望远镜的口径的影响,并且这是由于自然光线引起的。再仔细的观察一下,当星星在你的望远镜视野中央的时候,这个放大的星星的图像将会出现两个东西:中间最亮的区域称之为艾里斑和周围的环形或一系列微弱环称为衍射环。随着你增大光圈艾里斑将会变小,艾里斑华晨(亮度的点源恒星图像),理论上,当你将望远镜的口径放大两倍,你会发现你增加了望远镜的两个参数:分辨能力和集光能力,,但是更重要的是减少艾里斑华晨因素。为了说明这一点,我们找一个光线微弱的双子星,分别用4英寸的和8英寸的望远镜来观测。

8.出瞳直径
出瞳直径是望远镜不要目镜的情况下出现的一个圆形光束,用mm(毫米)表示。计算出瞳直径,例如:一个口径为203mm的望远镜,使用一个焦距为20mm的目镜放大102倍,出瞳直径为2mm(203/102 = 2mm)。或者你也可以用望远镜的焦比来除以目镜的焦距就得到出瞳直径。

9.电源及放大倍率
在购买望远镜的时候电源是一个考虑的次要因素,电源,或者是放大倍率实际上是取决于望远镜的光学系统——(1)望远镜本身(2)你所使用的目镜。计算望远镜的电源,用目镜的焦距除以望远镜的焦距,如果更换了目镜,那会增加或者减少望远镜的电源。例如:一个焦距为30mm的目镜用在了C8(2032mm)天文望远镜上面那么电源就是203x (2032/10=203)。自从目镜可以随时更换以后望远镜的电源就可以应用于不同的软件上面了。望远镜的电源实际上是由一定的上限和下限的,这是靠光学和人眼的能力来决定的,这是靠感觉来定的,最大值是在理想的条件下,望远镜的口径(用英寸表示)乘以60,如果望远镜的电源高于这个最大值,那么将会成像模糊昏暗,对比度低,例如:口径为60mm的望远镜(口径为2.4")的电源的最大值是142x。随着电源的增加,所观测的物体的细节的锐利程度将会减低。大的望远镜的电源主要是用于月球,行星和双子星的观测。不要相信一些厂家的广告上所说的:60mm口径的望远镜的电源是375或者是750(其最大值是142x),那是误导您。大多数你观察的物体都是低电源的(望远镜口径【用英寸表示的】6-25倍)。使用低电源,所呈现的图像将会是更加的清晰,给您提供更多的观测享受。在夜间望远镜的最低电源为望远镜口径的3-4倍,在白天,望远镜的最低电源是口径的8-10倍,然而低电源的望远镜在夜间并不是十分的有用的,就拿牛顿式望远镜和折反射式望远镜来说它往往会因为二次反射或者是平面镜的影子造成目镜的中央出现一个黑色的点。

10.极限星等
天文学家们用一个星等系统来说明光亮的星体的等级,一个星体被认为是有一定的星等的,等级越高说明这个星体就越暗淡,每一个星体都有一个增加的数字(更大的星等数值),大约是2.5倍的星等,用你的肉眼能看到的最黯淡的星体大约就是六等星(在夜空中的时候),相反最亮的星体就是0等星(或者甚至是负值)。用望远镜看到最暗淡的星体(各种环境都最佳的时候),就是所说的极限星等,极限星等直接取决于望远镜的口径,口径越大看到的极限星等也就越高。粗略的计算极限星等的公式是: 7.5 + 5 LOG(口径用cm表示)。例如:口径为8英寸的望远镜的极限星等是14.0(7.5 + 5 LOG 20.32 = 7.5 + (5x1.3) = 14.0)。大气层的情况和观察者的视觉敏锐程度将会对极限星等有影响。拍摄极限星等比视觉极限星等高出大约是两个或者是更多。

11.衍射极限
一个望远镜的衍射极限都有偏差(光学偏差)校正为残留的光波少于焦点的光波的四分之一。然后就被用于天文望远镜。在多片玻璃的光学系统中,每片玻璃必须优于四分之一的波长,当波阵面数值更小的时候(1/8或者1/10波长),光学质量将会更好。

12.焦比

这是望远镜的焦距的比率,计算公式是,焦距除以望远镜的口径(单位是mm)。例如:一个天文望远镜的焦距是2032mm并且它的口径是8英寸(203.2mm),它的焦比就是10(2032/203.2=10)。很多人认为成像的质量和焦比有关,但是严格的来说它只是针对使用望远镜拍摄那些大个的物体比如说像月球或者是星云。但是望远镜用来拍照或者是观星,成像的清晰程度主要是看望远镜的口径,口径越大成像就越清晰,当你在看那些大个的物体的时候,在目镜中呈现出清晰的图像,仅仅是由于望远镜的口径和放大的倍率足够大,而不是根据望远镜的焦比来定的。大个的物体用低倍率的望远镜观看的时候总是会很清晰,然而望远镜拥有小焦比(通常称为“快”)来拍摄大的物体的时候需要清晰的图像,因此需要很短的曝光时间,。总的来说,使用一个小焦比望远镜的主要优点就是可以用来观看一些宽阔的视野。小焦比望远镜是f/3.5到f/6,中间的为f/7到f/11,大焦比为f/12或者更大的。

13.最近调焦距离
就是在陆地上观察物体或者拍照时的最短调焦距离。

14.视野
你通过望远镜观测天空的时候可以看见的范围就是视野,它是用圆弧的角度来表示的。视野越大你能看见的观测范围就越大,视野角度的计算公式是,所使用的目镜的视野角度除以望远镜的放大倍率所得到的指。例如:如果你使用的目镜视野是50度的,并且使用的望远镜加上目镜的放大倍率是100x,那么望远镜的视野是0.5度(50/100 = 0.5)。 生厂商通常会指定他们的目镜的视场角,总的来说,视场角越大,看到的视野范围也就越大,因次在观测星空的时候看到的也就越多,另外,使用低倍率的天文望远镜比使用高倍率的看到的视野更加广阔。

15. 光学设计像差
这里指出几点关于天文望远镜的光学设计,记住,一个天文望远镜设计出来是用来收集光线并且成像的,在设计光学系统的时候,光学设计工程师必须权衡各种因素才能更好的设计出色的光学系统,最终到达满意的效果。像差会导致图像失真。任何出现像差的可能也许是因为光学设计,也许是因为结构设计和加工,或者两者都有。设计出一套完美的光学系统是不可能的,各种不同的像差的出现归咎于各种望远镜的独特设计。下面我们将大致介绍一下望远镜的各类像差:

色相相差 -- 通常会与折射式望远镜的物镜有关。它是由于物镜在收集光线的时候不能使各种不同的波长(颜色)的光汇集到一个正常的焦点。这样会导致在所观测的星星、月亮、行星周围会出现淡淡的光环(通常是紫色的),这会降低所观测的物体的对比度,这会随着望远镜的口径的增大而增大。复消色差的折射式望远镜能很好的降低色差并且价钱也很贵,这种望远镜中设计精密的消色差球差的玻璃能降低色差。

球面相差 -- 光线穿过玻璃透镜(或者是在平面镜反射)的时候,在同一条轴上从光学中心到焦点不同的光线会产生不同的距离。这就是会使所看到的物体模糊不清,大多数的望远镜设计都是降低色差的。

昏暗 -- 主要会出现于抛面反射镜,主要影响成像物体偏离轴线,尤其是视野边缘的物体,成像看上起就会呈现V形,对于焦比越小的望远镜,看到的昏暗程度越严重。

散光 -- 调焦合适的情况下会出现图像在垂直或者使水平的方向尚被拉长的情况,总的来说是玻璃的质量低劣有关或者是出现准直误差。

场曲 -- 所收集的光线不是集中在同一个面上,中央的视野可能会很清晰,因为是在焦点上面了,但是边缘的图像就不在焦点上。

16.准直程度(Collimation )
适当的调整一个望远镜的光学元件,准直程度对于望远镜达到光学的上的优良至关重要。准直度不高将会导致光学像差并且成像扭曲。不仅仅调整一个望远镜的光学元件,更重要的是对于望远镜的结构上的调整也是至关重要的,也就是对于望远镜的镜管和各种结构的准直程度作调整。
物镜:天文望远镜中最先接触目标光线的光学元件。可以是透镜,也可以是反射镜。

17.焦比和集光力:这是同一个概念,是物镜口径(直径)与物镜焦距的比值。这个值越大,物镜在做照相观测时效能越高。

18.放大倍率:物镜焦距和目镜焦距的比值。它代表观测时望远镜对目标视角的放大能力。

19.线性视野:目视观测时,视野中无明显像差和畸变的部分。一般来说目镜都具有视场光阑,视野的非线性部分会被它挡掉,所以我们看到的视野都属于线性视野。

20.极限星等:通过望远镜目视观测时,可以看到的最暗的星的星等(假设天气条件理想)。

21照相分辨力:即按照锐利判据计算的理想角分辨力(不考虑大气SEEING等的影响),也就是物镜能够分辨无限远处两个光源的最小角间距。一般可以按140/D(D为物镜口径)来计算.

彗星命名小常识
在1995年前,彗星是依照每年的发现先后顺序以英文小楷排列。如1994年发现第一颗彗星就是1994a,按此类推,经过一段时间观测,确定该彗星的轨道并修正后,就以该彗星过近日点的先后次序,以罗马数字Ⅰ、Ⅱ等排在年之后(这编号通常是该年结束后二年才能编好)。如舒梅克?利维九号彗星的编号为1993e和1994Ⅹ。 除了编号外,彗星通常都是以发现者姓氏来命名。一颗彗星最多只能冠以三个发现者的名字,舒梅克·利维九号彗星的英文名称为Shoemaker-Levy 9。 由1995年起,国际天文联合会参考小行星的命名法则,采用以半个月为单位,按英文字母顺序排列的新彗星编号法。以英文全部字母去掉I和Z不用将剩下的24个字母的顺序,如1月份上半月为A、1月份下半月为B、按此类推至12月下半月为Y。 其后再以1、2、3..等数字序号编排同一个半月内所发现的彗星。此外为方便识别彗星的状况,于编号前加上标记: A/ 可能为小行星 P/ 确认回归1次以上的短周期彗星,P前面再加上周期彗星总表编号(如哈雷彗星为 1P/1982 U1或简称1P亦可) C/ 长周期彗星(200年周期以上,如海尔·波普彗星为C/1995 O1) X/ 尚未算出轨道根数的彗星 D/ 不再回归或可能已消失了的彗星(如舒梅克?利维九号彗星为D/ 1993 F2) 附 S/ 新发现的行星之卫星 如果彗星破碎,分裂成个以上的彗核,则在编号后加上-A、-B..以区分每个彗核。回归彗星方面,如彗星再次被观测到回归时,则在P/(或可能是D/)前加上一个由IAU小行星中心给定的序号,以避免该彗星回归时重新标记。例如哈雷彗星有以下标记:1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星

天文小知识(一)
第一种
天枢 124光年天璇 79光年天玑 84光年天权 81光年玉衡 81光年开阳 78光年 辅 81光年摇光 101光年
第二种天枢,距离地球75光年天璇,距离地球62光年天玑,距离地球75光年天权,距离地球65光年玉衡,距离地球62光年开阳,是一颗肉眼可见的光学双星。开阳A距离地球59光年。开阳B距离地球82光年。摇光,距离地球110光年。Skymap中的数据给出的是第一种,Skymap依据了多种星表数据,包括著名的Hipparcos星表,可以相信是正确的数据。维基上的数据也是第一种的。而且虽然开阳和辅星是否为物理双星仍有争议,但它们之间的距离已确定为三光年左右,所以易知第二种数据是错的。这七颗星的距离,目前最准确的是根据依巴谷卫星的三角视差数据计算的结果了(即第一种)。 对于这些恒星来说,依巴谷卫星给出的误差约为2%
2007年依巴谷卫星的三角视差被重新归算,新的结果比1997年的数据误差要小一些,但新的数据并没有广泛地传开。
很多消费者在购买望远镜的时候总是不了解:千百种望远镜的镀膜是什么含义? 事实上,不同镀膜的望远镜价格差别悬殊,需要根据您的购买能力和用途来选择适合的一款,关于镀膜问题,以下供参考:

直射的光线会破坏望远镜中呈现的影像。为了增强视觉影像,镜片及棱镜需要镀上一层偏光膜。
一般情况下,目视望远镜的单层增透膜设计对波长5500埃的黄绿光增透效果最佳,因为人眼对于此一波段光最敏感。所以其对蓝红光的反射就多一些。镀多层膜的镜片呈淡淡的绿色或暗紫色,如相机镜头的镀膜。镀得太厚的单层膜看起来会呈现绿色。
  
双筒镜上会有镜片镀膜的标示,表示这双筒镜的光学品质。其镀膜的种类如下:  

CoatedOptics(镀膜):是一种最低级的增透膜。它只表示至少在一个光学面上镀有单层增透膜,通常是在两个物镜和目镜的外表面上镀膜,而内部的镜片和棱镜都没有镀膜。
  

FullyCoated(全表面镀膜):所有的镜片和棱镜都镀了单层膜,但如在目镜中使用了光学塑料镜片,则此塑料镜片可能并未镀膜。
  

Multi-Coated(多层镀膜):至少在一个光学面上镀有多层增透膜,其它光学面可能镀了单层膜,也可能根本没镀膜;通常只在两个物镜和目镜的外表面上镀多层膜。
  

FullyMulti-Coated(多层全光学面镀膜):所有的镜片和棱镜都镀有增透膜,一些厂商在所有的光学面都镀了多层膜,而另外一些只在部份光学面镀多层膜,其它表面仍镀单层膜。
  
在国内比较常见的有宽带绿膜、装饰绿膜、红膜和蓝膜,还有紫膜和黄膜等:

宽带绿膜:
有些地方也称之为增透绿膜,目前是国内最好的镀膜之一,在不同的角度观测会呈现不同的色带(这是多层镀膜的表现),成像好清晰度高,色彩还原度也不错。

红膜:
一般只用于红点上,这个比较通用,没有什么特点。

蓝膜:
是国内运用的最广泛的镀膜方式,较之宽带绿膜看出去略有些黄和暗,蓝膜也分层数,有的镀三层,好一些的五层,差的只有一层。
  
装饰绿膜:
这个非常缺德,颜色和增透绿膜很相似,但光学性能却不敢恭维,比较容易鉴别的方法是装饰绿膜反光很大,而宽带绿膜很淡。

总而言之,好的镜片和镀膜看出去很淡,整体透光率可以在85-90%左右,如果在内部的镜片也用镀膜的镜片,那么整体的透光率可以达到93%左右(国内比较少见),不过国内即使用宽带绿膜的镜片目前也或多或少存在边缘略有些虚的现象。

天文小知识(二)
赤道仪的使用方法
追踪因日周运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪方便得多。只要明白了使用的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚间的星空,以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。
赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的, 以及附装极轴马达追踪式两种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便,但须连续手动以便继续追踪,如果预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就会很圆滑,使用起来很平稳。 近年生产商在高级的赤道仪加进了GOTO功能,使用者可以指令望远镜自动指向观察目标。但耗电量大,野外观星时要携带大型蓄电池。
赤道仪的种类有很多。业余天文爱好者最常用的赤道仪有两种:分别是德国式及叉式赤道仪。德国式赤道仪适合折射、反射及折反射望远镜。而叉式赤道仪一般配合折反射望远镜使用。叉式赤道仪比德国式优胜的是不须要平衡锤,减轻仪器重量,方便野外观星。但是业余级数的叉式赤道仪稳定性不及德国式赤道仪。博冠系列望远镜用的赤道仪是德国式的赤道仪。
那我们就主要讲讲德国式赤道仪的使用方法吧! (一)赤道仪简介
肉眼可见的天体,用寻星镜就可对准,赤道仪之作微调跟踪之用。而深空天体就必须利用赤道仪的时角、赤纬度盘才能找到。 赤道仪有三个轴:
1. 地平轴。垂直于地平面,下端与三脚架台连接,上端与极轴连接,有地平高度刻度盘。绕地平轴旋转可调整望远镜的地平方位角。
2.极轴。一端与地平轴相连,上下扳动极轴可调整地平高度角。另一端与赤纬轴成90o角连接,装有时角度盘,用于望远镜指向的时角(赤经)调整。
3.赤纬轴。与极轴成90o相连,上端与主镜筒成90o相连,以保证镜筒与极轴平行。下端连接平衡锤,装有赤纬度盘,用于望远镜指向的赤纬度调整。
(二)对准、观测深空暗天体
第一步:极轴调整。使望远镜极轴和地球自转轴平行,指向北天极。
1. 主镜与赤道仪、三角架连接好,把有“N”标志的一条腿摆在正北方。调整三角架高度,使三角架台水平。
2.松开极轴(赤经轴)制紧螺钉,把主镜旋转到左边或右边。松开平衡锤制紧螺钉,移动平衡锤,使望远镜与锤平衡。把望远镜旋回上方,制紧螺钉。
3.松开地平制紧螺钉,转动赤道仪,使极轴(望远镜)指向北方(指南针定向),制紧螺钉。
4.松开极轴与地平轴连接制紧螺钉,上下扳动极轴,使指针对准观测地点的地理纬度(例:济南地理纬度为+36.6o,即北纬+36.6o),制紧螺钉。
5. 松开赤纬轴制紧螺钉,转动望远镜使其与极轴平行(亦即与当地经线圈平行),制紧螺钉。
6. 从望远镜(或调好光轴的寻星镜)中观看北极星是否在视场中央,如有偏差,则需对极轴的地平方位角,地平高度角作精细调整,直至北极星在视场中央不再移动。
7.拧动时角刻度盘,零时(0h)对准指针;拧动赤纬刻度盘,90o对准指针(有的在出厂时已经固定好90o或0o)。
至此,您的望远镜就与地球自转轴、观测点子午面完全平行。任凭地球转动,望远镜始终都对着北极星。
特别提示:极轴调整好后,三脚架、极轴方位角、高度角都不能有丝毫移动,否则要重新调整。北天极与北极星不完全重合,而是向小熊座β星偏1o。
第二步:计算出观测点观测时刻的地方恒星时。
例:计算2002年5月1日北京时间19时的济南地方恒星时。
1.从当年天文年历(北京天文馆每年出版一本)中查出2002年5月1日世界时0h格林尼治地方恒星时为:14h35m00s。
2.从相关资料中查出济南(观测点)地理经度为东经117o,化为时角为7h48m00s(15o=1h,1o=4m,1’=4s)。 3. 用下面公式计算
s=So+(m北-8h+λ)+(m北-8h)*0.002738
式中 s 地方恒星时,在观测点所测定的春分点γ的时角 So 世界时0h格林尼治地方恒星时 m北 北京地方平时
λ 观测点的地理经度(时角) 8h 北京时间是东八时区标准区时 0.002738 换算系数(1/365.2422) 将已知数据代入公式
S=14h35m00s+(19h00m00s-8h+7h48m00s)+(19h00m00s-8h)*0.002738 =14h35m00s+18h48m00s+00h1m48s =33h24m48s
因为结果大于24h,所以要把其中的24h化为一天,减去24h。S=43h25m13s-24h=19h25m13s
答:2002年5月1日北京时间19h00m00s时的济南地方恒星时是 5月2日09h24m48s。
第三步:计算被观测天体观测时刻的时角(t)。
t:以本地子午圈为起点,由东向西将整个圆周分为24小时(每小时等于15o)。 例:狮子座内的m65(河外星系)。
1. 查出该天体在天球上的坐标为: 赤经α=11h18m00s;赤纬δ=13o13’。
赤经α:天体在天球上的经度,以通过春分点γ的经纬为0点,由西向东将圆周分为24小时。
赤纬δ:天体在天球上的纬度,以天赤道为0o,向北正向南负,各分90o。 2. 用公式计算
t=s-α t=09h24m48s-11h18m00s= -1h53m12s
第四步:操作望远镜对准天体。
1. 松开赤纬轴制紧螺钉,旋转主镜,先对准天赤道(赤纬度盘0o),然后向北旋转δ=13o13’,对准赤纬度盘指针,制紧螺钉。
2.松开极轴制紧螺钉,绕极轴向东(时角t为负)旋转望远镜,将m65的时角-1h53m12s对准时角刻度盘指针,制紧螺钉。
3.先用低倍镜观测m65,如不在市场中央,可用赤经赤纬微调手轮将天体调整到视场中央。由于地球转动,目标会渐渐移出视场,要不断用微调手轮跟踪。若为自动跟踪赤道仪,打开电门即可。
特别提示:第二天再观测该天体时,因地球公转,该天体的时角将增加3m56s,变为-1h49m16s。
赤道仪的使用方法




德试赤道仪


赤道仪对准极轴,对准深空天体

经纬仪及赤道仪的使用方法
支持天文望远镜的镜筒,可以对准天空任何方向,使它把天体引导入视野之中,这是台架的任务。其型式有经纬仪式和赤道仪式二种。 经纬仪


支持天文望远镜的镜筒,可以对准天空任何方向,使它把天体引导入视野之中,这是台架的任务。其型式有经纬仪式和赤道仪式二种。 经纬仪 经纬仪是可把镜筒向水平和上下两个方向自由自在移动的型式。构造和用法都很简单,只是对因日周运动而移动的星星之追踪比较困难,顶操作两支微动杆,否则星星会由视野中跑掉。经纬仪的使用法与赤道仪不一样, 没有极轴调整的必要,至于星星的追踪方面,把上下、水平微动杆不断地转动, 或者是把天体移至视野边缘,不用微动,让天体本身在视野中移动时紧盯着观测。因为视野在旋转, 所以星野照相不能做长时间曝光。 除了小型望远镜喜欢选用经纬仪外,很多天文爱好者也为他们的大型反射望远镜配上经纬仪。我们称呼这种望远镜为「杜布苏尼安」(Dobsonian) DOB式望远镜。「杜布苏尼安」式望远镜的重量比配上赤道仪的望远镜轻,方便携带到郊外进行观察,而且价钱便宜及可以自己制造。适宜配合广角目镜来进行深空天体观察。 DOB




追踪因日周运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪方便得多。只要明白了使用的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚间的星空, 以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。 赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的, 以及附装极轴马达追踪式两种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便, 但须连续手动以便继续追踪, 如果预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就会很圆滑,使用起来很平稳。 近年生产商在高级的赤道仪加进了GOTO功能,使用者可以指令望远镜自动指向观察目标。但耗电量大,野外观星时要携带大型蓄电池。 德国式赤道仪


德国式赤道仪 赤道仪的种类有很多。业余天文爱好者最常用的赤道仪有两种:分别是德国式及叉式赤道仪。德国式赤道仪适合折射、反射及折反射望远镜。而式赤道仪一般配合折反射望远镜使用。叉式赤道仪比德国式优胜的是不须要平衡锤,减轻仪器重量,方便野外观星。但是业余级数的叉式赤道仪稳定性不及德国式赤道仪。 德国式赤纬轴平衡的调整 赤纬轴固定螺丝放松后,镜筒向前后移动调整平衡,这时目镜部份及天顶棱镜不必取掉,放手后镜筒不动,一切就OK了。 德国式极轴平衡的调整 极轴(赤经轴)固定螺丝放松,平衡锤向左右移动,注意镜筒的平衡再予以调整。 计算机控制经纬仪 由计算机控制水平和上下两个方向的移动来追踪星星。和传统经纬仪一样,没有极轴调整的必要,使用者只须在每次观察前,手动导入2颗参考星,之后你就可以轻松地命令望远镜指向观察目标。使用方便但耗电量大,野外观星时要携带大型蓄电池。因为视场在旋转, 要用它来作长时间曝光的天文摄影,必须配合视场旋转器度(field de-rotater)使用


浅谈赤道仪 一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、赤道仪、脚架等部件组成,而望远镜、脚架相信大家都见过。没接触过天文望远镜的朋友,恐怕对赤道仪是最陌生的,因为它也是天文中特有的一个东东。这里我就给大家简单介绍一下。 要说赤道仪,应该先说一下地平式的装置 。 地平式的装置很常见,是一种具有两根轴的支架,望远镜装在上面,可以很方便地调整指向的方向和高度。初学者使用地平式装置找星应该没什么问题:想看哪儿就指向哪儿好了!不知道要找的星的位置?看星图好了,按图索骥嘛。通过星图找星是不是很困难?其实不难。当然,前提就是你应该熟悉全天的一些亮星较多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鹅、人马、天蝎、天鹰、天琴、猎户、飞马、仙女、天狼、狮子。通过已认识的星座再去认别的星座,难度会小很多。所以我建议,初学者在开始认星时最好找一个已经认识星座的朋友指导。 但用地平式的望远镜看星的时候,有一个明显的缺点:本来对准了一颗星,可一会以
后,这颗星就跑到了视场外了,并且使用的放大倍率越高,这种现象越明显。这是因为每天星星都在做东升西落的运动。在地平坐标中,描述每颗星位置的两个值——方位角和地平高度都是随时间变化的。如果望远镜要一直指向某颗星,就必需同时调整望远镜的仰角和方位角。由于两个方向变化的量完全不一样,用这样的装置跟踪一颗星会相当困难(当然,现在用计算机导星的系统是可以做到在地平式装置下精确导星的)。 于是赤道仪就应运而生。赤道仪是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道,正是由于地球自转,星星才产生东升西落的现象。


知道了原因,要解决这个问题就不难了,地球不断由西向东自转,24小时转360度,我们只要设计一个装置,让望远镜转动的速度和地球一样,而方向正好相反(由东向西),就可以消除地球自转的影响了。 从理论上说,赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动,所以描述每颗星位置的两个值——赤经和赤纬是不变的。通俗地说,赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。 赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。(理想的情况下)完全对准后,望远镜对向任何的星星,赤纬都不需要再调整,只需要让望远镜在赤经(或称时角)方向按星星的行进速度匀速转动,就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天360度(因为地球每天转一圈)。这就是所谓的自动跟踪。当然,如果你使用的是手动的赤道仪,你就得每隔一定时间调整一下赤经(或时角)旋钮,赤纬则无需调整(当然这是理想状况,如果极轴对得不够准,还要适当微调一下赤纬)。毋须同时调整两个轴,便于跟踪,这就是要使用赤道仪的根本原因。很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星,而根据我的经验,真正做业余观测时使用时角并不方便,因为得先算出恒星时,还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题,这样找星远不如用星图直接找星方便。所以,只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜,以及对星座很不熟悉的人,它才有优势 。 另外,直接用天文望远镜找星的确是有点困难的,因为主镜的视场往往很小。所以天文望远镜通常都有一个寻星镜,它的视场比较大,用于辅助找星。当然,如果有一架双筒镜帮忙,会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故。

对于天文初学者,请先学会认识几颗亮星:仙女座α星(2.1等)、猎户座α星(0.6等)、狮子座α星(1.3等)、 牧夫座α星(0.2等)、牛郎星和织女星。你在任何时候都能找到其中1至2颗亮星。以其中1颗为基点,设置刻度盘。 利用刻度盘找天体 (1) 记住这几颗亮星的时角和纬度 表1: 亮星 赤经 赤纬 仙女座α星 0h 8 m +29°08′ 参宿四 (猎户座α星) 5h 55m +7°24′ 轩辕十四(狮子座α星) 10h 09 m +11°55′ 大角 (牧夫座α星) 14h 14m +19°11′ 织女星(天琴座α星) 18h 37 m +38°47′ 牛郎星(天鹰座α星) 19h 51m +08°52′ (2) 对准表1中某一颗星,同时将可转动的赤经和赤纬两个刻度盘分别转动到列表中的数字; (3) 从天体位置表中选择你要观测的天体,将望远镜转到该天体的时角和纬度上,对于手动赤道仪,时角略加几分,一般都能观测到你想要观测的天体,除非是望镜口径不够大或者刻度盘不够精确。 (4) 对于赤纬刻度盘不能转动的赤道仪,如:EM9,对准表1中某颗星,(譬如:轩辕十四)并转动赤经刻度盘到10h 08 m,锁紧。然后,记下赤纬的读数,譬如:+12°,它与轩辕十四的赤纬+1°00′相差+11°。以后你要观测时,如:大熊(开阳)ζ星,只要将望远镜转到赤经刻度13h 24m,,赤纬刻度+54°55′
加上+11°=+66°,就可以看到大熊(开阳)ζ星了。 因为赤道仪EM9的刻度盘较小,可能误差较大。 美丽的星云和双星:
M31 0h 43m +41° 16' 仙女座 旋涡星系
M42 5h 35.4m -5° 27’ 猎户座 弥漫星云 天琴ε 18h44m 39°40′ 一淡黄 一淡蓝 天鹅β 19h30m 27°55′ 一黄 一淡绿 赤道仪的极轴镜同轴校准、初始化和刻度盘使用 前言:如果你的赤道仪极轴镜出厂时已校正准确,请跳过前两部分。以下以信达EQ3-2(CG4)赤道仪为例说明,其它市售赤道仪大都与此类同。
1、极轴镜的同轴校准: 1、架好赤道仪,通过赤道仪的水平和高低调节将一远处目标导入极轴镜十字线中心
2、将赤经轴转动180度
3、如果目标偏离十字线中心,说明极轴镜需要校准赤经同轴
4、利用极轴镜的三颗固定螺丝将十字线中心调整至距离目标偏离位置的一半处
5、重新将目标导入极轴镜十字线中心,重复2、3、4步骤直到赤经轴无论如何转动,目标都不偏离十字线中心。
6、用钳子稍微用力拧紧三颗调整螺丝,极轴镜的同轴校准完成了
( L& L4 W+ n. X: _3u


正如其它星星围绕北天极NCP转动一样,北极星也不例外。但因为北天极不可见,所以通常采用距离北天极不足1度的北极星作为参考星+ H.
Part2、赤道仪的初始化
第一步:调整赤道仪水平
第二步:松开箭头上的螺丝,拨动最上面的时间刻度盘使其0刻度对准上面的箭头,然后拧紧螺丝.


第三步:转动赤经轴,使极轴镜的两根线分别呈水平和垂直状态(以墙壁、门或建筑物等的垂直线做参考),小圆圈位于正下方,锁定赤经轴。


第四步:通过查对电子星图,在东经120度的北半球地区(我国采用的北京时间就是东经120度的平太阳时),2008年10月10日01时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),北极星位于北天极的正上方。拨动日月刻度盘使其10月10日对准时间刻度盘的01时27分刻度(日月刻度盘一格为2天,一天是半格)

第五步:松开最下面的黑色环上的两颗固定螺丝,拨动基准刻度盘使其刻度线指向日月刻度盘的0刻度,然后重新将两颗固定螺丝拧紧,此过程不要碰动日月刻度盘


至此,赤道仪的初始化就完毕了补充说明:极轴镜中的成像是上下左右颠倒的,所以当北极星位于北天极的正上方时,极轴镜中的成像则在北天极的正下面。 另外提供几个北极星位于NCP正下方的时间,供参考使用: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 以上所有参考校准时间均查询自电子星图Stellarium,不保证100%正确性,如有疑问请咨询电子星图出版商 Part3、刻度盘的使用 第一步:粗对极轴。纬度指针指向当地纬度值(如上海是北纬31度11分),用指南针辅助极轴镜粗对北方


第二步:调整赤道仪水平 第三步:修正经度差。查出所在地的经度,如上海是东经121度29分,前面的赤道仪初始化时是以东经120度作为参照的,E121.29-E120=E1.29,拨动时间刻度盘使基准刻度盘的刻度指向E1.29位置(一格为5度,1/4格就差不多了)


第四步:看时间,比如现在是4月24日0:20分,转动赤经轴,使4月24日对准0点(20+a)分,锁定赤经轴(因为后面的步骤需要时间,所以a的大小取决于你后面一步所需花费的时间,如3-5分钟)


第五步:调整赤道仪,将北极星导入小圆圈中(可稍微偏向十字线内)


完毕
补充说明: 由于岁差,北极星距离的北天极的角度是不断变化的,以后几十年的时间里,将越来越接近NCP,提供几个北极星距离北天极的角度数据:2008/04/26:42',2009/04/26:41'45",2010/04/26:41'30",2011/04/26:41'45",2012/04/26:40'59"
《信达 EQ6 PRO 赤道仪极轴镜校正及使用方法 》油子=游子 目前国内很多同好都购买了信达的 EQ6 PRO 赤道仪,该赤道仪无论从做工以及精度都是不错的,性价比极高。因此在国外也非常流行,国外同好用该款赤道仪及 1000mm 以上焦距拍摄的深空照片也不在少数,说明了该赤道仪的精度和可靠性都是很好的。 我近来也忍不住购买了一台,使用了半年后,发现了一些小的细节上,信达公司还有待改进,譬如大家最关心的极轴镜的校正问题,以及如何使用该极轴镜精确对极轴的问题。 虽然信达公司的赤道仪说明书上也有对这两个过程进行了说明,但是我发现里面有很多问题,甚至错误。我花费了大量的时间才找出了错误,并予以解决,因此这里将这些方法写出来与大家共享。 该赤道仪的极轴镜结构较为特殊。即校正极轴镜与赤道仪RA同轴的过程并非直接调节极轴镜的位置,因为极轴镜在出厂前已经与赤道仪的 RA 轴固定在一起,而是通过调节带有十字丝以及北极星位置的分划板来达到校正极轴镜与 RA 轴同轴的目的(说明:这里为了叙述 方便以及符合大家以往使用 GP 族赤道仪的习惯,这里我仍然将调节 EQ6 极轴镜分划板来校正同轴的这个过程称之为校正极轴镜)。 下面我就将整个过程叙述如下,由于本人比较懒,所以只能最关键的部分加以详细说EQ6 PRO 第一步,校正极轴镜(即校正内部的十字丝中心)与赤道仪 RA 轴同轴 将赤道仪主体的仰角调节到将近水平的位置,通过极轴镜观测,将十字丝中心对准远处景物上某个小的点状物体,旋转赤道仪 RA 轴 180 度后,看是否十字丝中心是否仍然和点状物体重合,如果已经不重合,请按照图一,调节固定分划板的 3 个螺丝来改变分划板的位置,重复上述步骤,直到十字丝中心和点状物体在旋转 RA 轴 180 度后依然重合,该过程就不累述。需要说明的是,在调节分划板的 3 颗固定螺丝时一定要非常小心,每次调节的幅度一定要小,否组分划板会成内部的卡槽中脱落 。


第二步,校正极轴镜内部的分划板到正确的初始位置 (这里特别需要注意的是,赤道仪极轴镜初始化位置是一个比较重要的问题,这个初始位置并不是全世界都相同的,譬如在日本设置好初始化位置的赤道仪拿到其他经度相差大的国家是无法正确指向的,而是和观察点的经度有关的,我这里设置的初始化位置只能适用 于东经 120 +-20 的地区。其他经度地区的初始化位置是不同,这里就不详细说明了) 该过程主要是将极轴镜内部的分划板的初始位置确定正确。 a. 首先将赤道仪架好,利用水平泡将赤道仪调整到完全水平的位置 b. 将赤道仪主体的仰角调节到将近水平的位置 c. 旋转赤道仪的 RA 轴,使十字丝的位置如图二所示。即放置北极星的那个小圈是在竖直的位置,要实现这一点可以通过极轴镜观察将十字丝的那个竖线与远处大楼的外侧棱重合,这时请锁定 RA 轴


d. 将时间环的两个紧固螺丝松开,旋转该环使得指示箭头指向 0 点 0 分,之后锁定时间环紧固螺丝,接下来旋转日期环使得指示箭头对准 10 月 31 日(说明: 该日期每年会有变动,大家可以利用 starrynight 之类的软件或者是高桥公司出品的一款对极轴用的北极星位置指示软件 Polarisfinder 1 来模拟在东经 120 整的地区具体是那一天的 0 点 0 分北极星是在北极的正上方,相应的在极轴镜里面小圈就在是十字丝的正下方,一般就是在前后几天变动)。之后的操作过程一定不要碰这个环而改变了位置,参见图四。


e. 用钟表起子将子午线指示环上的紧固螺丝松开参见(图五),转动该环,将该环上的指示白线准确对准日期环上的子午线差刻度 0 刻度位置(参见图六),然后立即将子午线指示环上的螺丝紧固,整个旋转和紧固的过程不要碰到日期环,而且还要保证指示白线准确对准 0 刻度位置。


f. 这样极轴镜的分划板初始位置就校正完成了,以后使用过程中也不需要调节了。
第三步,利用极轴镜精确对极轴 (举例说明,如 2008-7-15 晚上 23 点 30 分对极轴)
a. 首先将赤道仪架好,利用水平泡将赤道仪调整到完全水平的位置
b. 旋转日期环,使得子午线指示环上指示白线指向当地的子午线差刻度,譬如在上海指向偏 E 五分之一刻度即可(见图 七)。(说明:中国时区子午线在东经 120 度, 你所在地点的经度减去 120 之后,如果是正值就将指示白线对准偏向 E 方向的相应刻度,如果为负值则对准偏向 W 方向的相应刻度,譬如上海的经度是东经 121 度, 减去 120 为 1,即偏东 1 度,由于子午线差刻度 最小刻度是 5 度,所以只需将指示白线指向偏 E 五分之一刻度左右即可)。


c. 旋转 RA 轴使得日期环指示箭头对准当前日期 7 月 15 日,将 RA 轴锁紧 d. 将时间环紧固螺丝松开,旋转时间环,使指示箭头指向 23 点 30 分,然后锁紧时间环紧固螺丝。此处需要特别注意: EQ6 PRO 在北半球使用的是时间环下半部分的刻度,而说明书上是错误的。
e. 松开 RA 轴锁紧把手,旋转 RA 轴,使时间环指示箭头指向时间环上的 0 点 0 分, 之后再次锁紧 RA 轴。现在通过调节赤道仪仰角以及方位角将北极星移动到分划板的小圈里就完成了对极轴的工作。当然在 d 步骤中你调节时间环到当前时间直至完成最后将北极星移动到小圈里的步骤可能要花费几分钟的时间,因此可以将 d 步骤中指示箭头指向的时间拖后几分钟分钟,如指向 23 点 35 分,预留 5 分钟给后面的调整的步骤。 另外,我们可以通过 EQ6 RPO 手柄提供的实时北极星的时钟位置来验证以上方法是否正确。譬如我们设置 2008-7-15 晚 20 点进行观测,我们通过上述步骤对完极轴后,使用 EQ6 PRO 的手柄输入当前时区中国为+8 时区、2008-7-15、20:00 等信息,然后设定为不采用夏令时(即屏幕上会询问是否 Daylight saving?选择否),之后手柄就会提供出此时北极星的具体时钟位置(应该为11:23 的位置,,然后可以 和极轴镜中小圈的时钟位置比较是否正确。如图八 :


最后需要说明的是尽管我们按照上面的步骤可以精确的对准极轴,但是因为赤道仪极轴镜本身设计的一些天生缺陷(这里就不在详述),在实际使用过程中经过上述步骤,仍然会有一些误差(该误差的大小是每个赤道仪个体都不同的),不过这个误差已经可以满 足自动导星的需求,但是对于一些同好喜欢盲跟的做法可能就要看其他一些条件了,如主镜的焦距长短、曝光时间长短等。
注: 1. Polarisfinder 是高桥公司为其赤道仪设计的校准赤道仪极轴的北极星位置指示软件,大家可以在 google 里面搜索下载。
2. 该流程的思想(具体方式有可能因为赤道仪结构不同,稍有差别)不但适用于 EQ6 赤道仪,还适用于国内生产的 HEQ5,EQ4, EQ5,LXD 75,Vixen 的 G,,GPD 以及仿 Vixen 系的各类赤道仪。
3. 该流程在校正极轴镜分划板初始位置时,使用了东经 120 整地区作为标准, 但是适用于东经 120 正负 20 度的地区范围使用。


天文小知识(三)
电子目镜使用说明:

电子目镜是电子感光设备,没有镜片的,电子目镜是按像素分的,由于焦距比较长,等同倍数比较高,适合看远的星球,例如月亮,木星,土星,看近的目标会不清晰,用手捂住电子目镜,电脑屏幕上会出现蝌蚪状图案,这些都是正常的,原因距离太近,属于不能合焦成像的范围。

目录:
一:安装
二:调节
三:常见问题说明

一:安装

1:折射天文望远镜:取下目镜,电子目镜直接安装在天顶镜后面;
2:反射天文望远镜:取下目镜,电子目镜直接安装在目镜的位置(调焦筒上);
反射望远镜没有天顶镜的。
二:调节:
1:安装完毕,另一端USB口插到电脑上,对于XP系统,打开“我的电脑”---“视频设备”---即可出现图像,(WIN7系统需要一个驱动,发信箱);
对于笔记本等有内置摄像头的,关闭摄像头。
2::安装完毕,就可以调节调焦轮,来调节清晰度。
装目镜的时候,是对准的月亮,换上电子目镜以后,大家可以发现,电子目镜在电脑上是黑屏的,看不到月亮,什么原因呢?
因为:目镜装在天顶镜上的时候,是用螺丝压紧固定的,这个时候,目镜的中心线和天顶镜的中心是不重合的,是偏离的,偏离程度,根据目镜、天顶镜间隙不同而不同。
换上电子目镜后,这个间隙就变化了,中心线偏离程度变化了,所以就产生这个情况:装目镜能看到月亮,换上电子目镜,就看不到月亮了,是正常的,需要重新调节。
3:试验目标:晚上对准月亮,月亮是最佳的试验对象。如果月亮是半月牙状态,效果更佳,可以清晰的拍到环形山,陨石坑等月表景象。注意观测地点的选择,要远离城市光污染,远离城市空气污染。最好在郊外,空气好的地方。
空气质量不好的地方,会严重影响成像质量。因为空气灰尘和悬浮的颗粒,在电子目镜高倍放大后,会造成映像模糊。
光污染,简单说,就是我们身处环境周围灯光光线比较强,会降低和星星亮度的差别,导致更多的星星看不到。在电脑上显示也会模糊。举例说明:在城市中,晚上我们抬头看天上,能看到几颗星星?为什么在山区的农村,能看到满天星星呢?小时候学过歌谣:满天的星星数也数不清。现在在城市里,星星完全可以数清。大多数的晚上,没有一颗星星。。。。


三:常见问题说明:
1:像素:电子目镜的像素,有10万,15万,30万,35万,80万,130万 500万等。
目前像素最高就是星特朗的500万像素的进口电子目镜,价格在2000左右。是美国进口的。
电子目镜和电脑摄像头、和照相机的像素是不一样的,照相机现在都达到1000万像素以上了,1000元就可以买的相机像素达到800--1000万像素了。电子目镜要求比较高,要求感光CCD(cmos)面积要大,而且主要看远处的目标。
天文30万像素,入门级别,拍怕月亮,木星,土星,已经够了。

2:如何判断电子目镜的好坏?
把电子目镜的USB线插到电脑上,在C盘下出现视频设备,双击。出来图像框。然后用手捂住电子目镜,电脑上的图像变黑,手离开电子目镜,图像变亮。就说明电子目镜感光正常,没有问题。电子目镜不存在漏光现象。
用手捂住电子目镜后,电脑上显示蝌蚪状图案,这些都是正常现象。晚上看月亮就不会再有。近距不合焦的缘故。

3:白天在试验的时候,为什么总是模糊调节不清楚?
1)目标太近会不和焦;目标太远,水平方向上受空气影响比较大;
2)空气流动影响,空气灰尘影响;
3)手动调节,晃动影响
4)光线和目标对比度,有影响。
建议在空气质量较好、观测环境好的晚上,对准月亮试验,月牙状态下效果最佳。

4、在目镜里能看到东西,为什么换上电子目镜就什么也看不见了 ??
因为:目镜的焦点位置和电子目镜的焦点位置不一样。先用目镜找到目标,大概方向固定好,换上电子目镜后,再慢慢调,直到看到图像。目镜的焦点位置和电子目镜的焦点位置不一样,螺丝顶紧目镜,会和中心线有偏差。所以用目镜能看到的目标,取下目镜换上电子目镜,就不是对准目标了。所以需要重新瞄准,耐心慢慢找。调节后影像就会清晰。


天文小知识(四)
方位角

方位角又称地平经度,是在平面上量度物体之间的角度差的方法之一。是从某点的指北方向线起,依顺时针方向到目标方向线之间的水平夹角。
   方位角是指卫星接收天线,在水平面做0°-360°旋转。方位角调整时抛物面在水平面做左右运动。通常我们通过计算软件或在资料中得到的结果应该是以正南方向为标准,将卫星天线的指向偏东或偏西调整一个角度,该角度即是所谓的方位角。
   至于到底是偏东还是偏西,取决于接收地与欲接收卫星之间的经度关系,以我们所在的北半球为例,若接收地经度大于欲接收卫星经度,则方位角应向南偏西转过某个角度;


反之,则应向东转过某个角度。正南方向用指南针来测定,但是由于地理南极和地磁场南极并非完全重合,所以选好方位角之后还得做一些修正才有可能接收到最强的卫星信号。在地平坐标系中,通过南点、北点的地平经圈称子午圈。子午圈被天顶、天底等分为两个180°的半圆。以北点为中点的半个圆弧,称为子圈,以南点为中点的半个圆弧,称为午圈。在地平坐标系中,子午圈所起的作用相当于本初子午线在地理坐标系中的作用,是地平经度(方位)度量的起始面。   方位即地平经度,是一种两面角,即午圈所在的平面与通过天体所在的地平经圈平面的夹角,以午圈所在的平面为起始面,按顺时针方向度量。方位的度量亦可在地平圈上进行,以南点为起算点,由南点开始按顺时针方向计量。方位的大小变化范围为0°~360°,南点为0°,西点为90°,北点为180°,东点为270°。上述这种方位度量是在天文学中所用的方法。   从标准方向的北端起,顺时针方向到直线的水平角称为该直线的方位角。方位角的取值范围为0~360度。   在磁带录音机中指录放磁头和磁带行进方向之间的夹角,理想时应为90°;在LP电唱盘中则指针臂同唱片表面之间的角度。2术语种类   由于每点都有真北、磁北和坐标纵线北三种不同的指北方向线,因此,从某点到某一目标,就有三种不同方位角。   (1)真方位角。某点指向北极的方向线叫真北方向线,而经线,也叫真子午线。   由真子午线方向的北端起,顺时针量到直线间的夹角,称为该直线的真方位角,一般用A表示。通常在精密测量中使用。   (2)磁方位角。地球是一个大磁体,地球的磁极位置是不断变化的


公式计算出来的方位角   可知αBP位于第Ⅱ象限,   αBP=180o-α=180o-arctg=180o-13o27'17.33"=166°32'42.67"   此外,当Δx<0,Δy<0;位于第Ⅲ象限,方位角=180°+ arctg   当Δx>0,Δy<0;位于第Ⅳ象限,方位角=360°- arctg2、计算放样数据∠PBA、DBP   ∠PBA=αBP-αBA=129°59'59.03"   3、测设时,把经纬仪安置在B点,瞄准A点,按顺时针方向测设∠PBA,得到BP方向,沿此方向测设水平距离DBP,就得到P点的平面位置。   当受地形限制不便于量距时,可采用角度交会法测设放样点平面位置   上例中,当BP间量距受限时,通过计算测设∠PAB、∠PBA来定P点   根据给定坐标计算∠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"   测设时,在A、B上各架设一台经纬仪,根据已知方向分别测设∠PAB、∠PBA,定出AP、BP方向,得P点的大概位置,打上大木桩,在桩顶面上沿每个方向线各标出两点,将相应点连起来,其交点即为P点位置。4具体用法   真方位角 (True bearing)   所有角度以正北方设为000°,顺时针转一圈后的角度为360°。   因此:   正北方:000°或360°   正东方:090°   正南方:180°   正西方:270°   罗盘方位角 (Compass bearing)   正北和正南作首要方位,正东和正西为次要方位,在两者之间加


上角度。因此角度只会由 0°至 90°。因此:   正北方: N0°W 或 N0°E   正东方: N90°E 或 S90°E   正南方: S0°W 或 S0°E   正西方: N90°W 或 S90°W   假若两者加上与目标的距离,就会成为极坐标:直角坐标系(笛卡尔坐标系)以外的另一种坐标系统。5实际用途   在空战中,方位角是你的飞机相对于敌机尾部的角度。字母“L”或“R”显示在方位角之后,指示你的飞机在目标的哪一侧。   随着军事技术的发展,测试系统的信息化是实现中国军队装备现代化建设主要途径,当务之急应该用高新技术提升老装备的性能。这既是提升现有武器装备的一个重要环节,又是最大限度地发挥现有装备整体作战效能的一个重要因素。我国现役的炮塔方位角系统中.老型号较多,大部分没有配备自动检测和录取设备。炮塔方位角系统的各种参数的计算、数据的处理和上报大多数由人工进行,难以胜任复杂环境下快速、准确采集。为适应现代化炮塔方位角系统的要求,必须具有一套自动采集和分析能力的完整测试系统。   C8051F040是完全集成的混合信号片上系统型单片机MCU。内核采用高速、流水线结构的805l兼容的CIP-51内核;控制器局域网(CAN2.OB)控制器,具有32个消息对象,每个消息对象有其自己的标识;8位500 Ks/s的MI)转换器,带PGA和8通道模拟多路开关;64KB在系统编程的Flash存储器:具有SPI、SMBus、I2C接口和2个UART串行接口;VDD监视器、看门狗定时器和时钟振荡器真正能独立工作的片上系统:片内JTAG调试电路允许使用安装在最终应用系统上的产品MCU进行非侵入式(不占用片内资源)、全速、在系统调试。该调试系统支持观察和修改存储器和寄存器,支持断点、观察点、单步及运行和停机命令。在使用JTAG调试时,所有的模拟和数字外设都可全功能运行;每个MCU都可工作在工业温度范围(-45°C~+85°C)内,工作电压为2.7~3.6 V。端口I/O、RST和JTAG引脚都容许5 V的输入信号电压。6分析与评价   近年来,人们对开展宽方位角观测的优点有了比较全面的了解,但对于宽方位角观测一定要有更高的覆盖次数及更小的面元,即更昂贵的采集费用,有些望而却步。为此,本文通过在中国西部准噶尔盆地实际采集的宽方位角地震数据,以岩性储层为勘探目标进行了宽窄方位角观测效果的对比分析,研究中采用严格相对保持振福的提高分辨率处理,并依据沿储层地震属性的差异评价宽窄方位角在勘探岩性储层上的能力。   研究结果表明,在地层较平坦(盆地腹部)的地区和地震数据具有一定信噪比的条件下,针对岩性地震勘探而言,宽方位角(纵横比大于0.5)地震勘探比窄方位角可获得更高的空间成像分辩率,而且不一定需要更高的覆盖次数,对干岩性勘探来说有60-80次覆盖即可满足勘探要求。   例如:探讨腰椎上关节面方位及对腰段脊柱稳定性的影响,方法,测量45套成人腰椎上关节面边缘的相互距离,并计算出上关节面的方位角,结果:腰椎上关节面的方位角自上


而下由大逐渐变小,男性右侧L1为69.9°±10.5°,L5为61.5°±10.0°,女性右侧L1为66.4°±8.5°,L5为60.2°±17.8°,同一节段上关节面的方位角右侧大于左侧,相邻节段间无显著性差异,男性L1~L4节段左右两侧方位角比较,有显著性差异(t=2.15~4.43,P<0.05),女性仅L4节段左右两侧方位角比较,有显著性差异(t=2.25,P<0.05),男女两性方位角比较,仅L4节段左侧方位角有显著性差异(t=2.01,P<0.05),结论:腰椎上关节面的方位由近矢状位逐渐过渡到近冠状位,腰椎两侧上关节面方位角不对称

天文小知识(五)
太阳、水星、金星、地球、火星、土星、木星、天王星、海王星、天狼星、北极星、牛郎星、织女星、造父变星、北斗七星:天枢、天璇、天玑、天权、玉衡、开阳、摇光天琴座α(织女一)、β(渐台二)、γ(渐台三)、δ、ε双双星、ζ、天琴座RR星。
地面观测者直观观测到的天体的运动,主要是由地球自转引起的。对太阳系内的天体来说,地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中,一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差的影响。此外,岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变,但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。 天体的周日视运动 由于地球自转,地面上的观测者看到天体于一恒星日内在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆转过一周。这个圆称为天体的周日平行圈。这种直观的运动称为天体的周日视运动。周日视运动是一切天体最显著的视运动。在用天体照相仪对北极天区所拍得的照片上,可以清晰地看到北极附近恒星的周日视运动轨迹。在地球北极处,北天极与天顶重合,天体的周日平行圈与地平圈平行,天体既不升起,也不下落,永远保持同一高度。那里只能看到天球北半部的天体。在赤道处,天极落在地平圈上,天体的周日平行圈与地平圈相垂直,天体沿着与地平圈垂直的圆周自东向西作周日视运动。那里可以看到全天的天体。天体因周日视运动不断改变着自己的地平坐标,即方位角和高度。 由于地球公转等因素的影响,不同日期内天体周日视运动的轨迹是有变化的。对太阳系的天体,特别对太阳和月球来说,它们的赤道坐标在短时期内有显著变化,它们的周日视运动的轨迹变化较快,尤其是每天的出没时刻和方位以及中天的时刻和高度都会有显著的变化。但对于恒星来说,这种影响是极其微小的。行星的视运动 行星是太阳系内的天体,它们除参与周日视运动外,还因地球的公转和行星本身的绕太阳公转运动而不断改变其对于恒星的相对位置。行星在天球恒星背景上的相对运动与太阳和月球的情况不同。对太阳和月球来说,这种运动的方向始终是朝东的。对行星来说,则有时朝东,有时朝西,这是地球和行星二者的公转运动合成后在天球上的反映。行星的朝东运动称为顺行,朝西运动称为逆行。行星的主要运动方向为顺行。(看动画演示>>>)顺行和逆行之间的转折点称为“留”,在留附近行星相对恒星背景的运动是很慢的。 以地球为中心,地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间的交角在黄道上的投影称为行星的距角。距角为0°时称为“合”,这时行星与太阳的黄经相等,行星为太阳的光辉所淹没。距角为90°时称为“方照”。距角为180°时称为“冲”。行星相对恒星背景运动一整周所经历的时间,称为行星运动的恒星周期;行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间,称为行星运动的会合周期。 地内行星和地外行星的距角变化情况有所不同。地内行星离太阳比地球近,它在任何位置上的距角都不会超过某一数值,因而不会出现冲和方照的现象。具体来说,水星的最大距角不超过28°,金星的最大距角不超过48°。在天球上,它们有时位于太阳以东,太阳落下后不久出现在西方地平线附近,称为昏星;有时位于太阳以西,太阳升起前不久出现在东方地平线附近,称为晨星。地内行星在一个会合周期内距角有两次达到极大值,即东大距和西大距,这时是观测地内行星的最好机会。地内行星在一个会合周期内可以出现两次合:一次在地球和太阳之间,称为下合;另一次它同地球分在太阳两侧,称为上合。 地外行星和地内行星不同,它们离太阳比地球远,在一个会合周期内距角可以从0°变化到360°,可以出现一次冲、一次上合和两次方照。行星在太阳以西时称为西方照,在太阳以东时称为东方照。地外行星冲时,离地球最近。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲,大冲是观测外行星,特别是观测火星的最好机会。
海王星是太阳系八大行星中距离太阳最远的一个星球,也是最神秘的一个。海王星与太阳之间的距离为30天文单位,它离地球实在太遥远,即使只有在冲日前后,仅凭肉眼也看不见到海王星。但是,专业一些的天文爱好者利用天文望远镜还是可以开展对海王星的日常观测的。爱好者在星空中寻找海王星通常是利用星历表,再加上一份高精度的详细星图来进行的,因为海王星在小望远镜里如同一颗8等的恒星,只有依靠星历表和星图才能辨认。可以利用望远镜视场中海王星周围的恒星背景估测其赤经和赤纬,将估测得到的天球坐标连同观测日期和时刻一并记录下来,并在事先准备好的黄道带星图上标注海王星的位置。海王星相对于星空背景的移动速度平均为22角秒/天,大约每过85天,海王星就会在众星间移过相当于一个满月角直径的距离,因此可以每个月观测一次。

海王星与天王星很相似,只是颜色偏蓝,身量偏小一些。由于距离遥远,即使使用地面大望远镜观测,海王星也只是一个角直径只有2〃、略显扁圆形的蓝色淡斑,无法看到更多的细节,不能够确定它的自转周期。1989年8月旅行者2号飞临海王星,测得其大气云顶自转周期为19.2小时,内部自转周期为16.11小时,也是较差自转。爱好者通过望远镜观测,手描海王星视面图必须使用中等以上口径的望远镜。目前海王星卫星的总数达到13颗,除海卫一外其他卫星都很小,爱好者用望远镜均无法看到它们。旅行者2号飞船飞临海王星时,摄像确认海王星有4个环。其实此前地面的海王星掩星观测已经发现了海王星环存在的端倪。海王星环与天王星环不同,其中含有的小质点(尘)多,而且也是又细又暗,爱好者用望远镜也看不到。
对于观测海王星来说,望远镜的口径当然是越大越好,选择大气宁静度良好的夜晚,配用精度高、振动小的赤道仪,精确地校准望远镜等等,都是成功拍摄的必要措施。此外,采用放大拍摄、使用网络摄像头拍摄,也都是可以考虑使用的拍摄方法。


 
天文小知识(六)
目镜的详细介绍没有终端接收设备的望远镜不能组成一个完整的望远镜。望远镜的物镜将无穷远的天体成像在焦平面上,而后由各个不同的终端设备来接收所需要的信号。物镜和目镜系统一起组成目视望远镜系统,此为没有焦点的光学系统。每颗星的光线由于是无穷远而作为平行光束射入物镜,成焦在物镜的焦平面上,此亦为目镜焦平面,光束仍成为平行光束而离开目镜。此平行光束通过人眼成像于人眼视网膜被接收。值得指出的是,目镜的像质直接影响目视系统的质量,特别在分辨天体的细节时,目镜的质量尤为重要。目镜有各种不同的类型,在普及型望远镜中,目镜的设计几乎和专业望远镜相同。 1、惠更斯目镜(H或HW) 由二片分离的同种牌号玻璃的平凸透镜组成,两凸面皆朝向物镜(图2.12)。较大透镜的焦距近似于较小透镜的三倍。此类目镜消除了彗差,倍率色差,像散也很小,但球差和位置色差还较大。像场非常弯曲,向眼睛这一边突出,因此视场角较小,仅为250~400。由于目镜的第一主焦点在二块透镜之间,故不能安装十字或分划板,不能作为测微目镜。此类目镜容易制造,价格低廉,但眼睛必须很靠近接目镜而不方便,在望远镜中不常用。 将惠更斯目镜的场镜不用平凸透镜而改成弯月形透镜,不仅使场曲有所改善,有效视场可增至50*,这种目镜常用于一般折射望远镜中。2、冉斯登目镜(R或SR) 此类系统目镜特别适用于小型望远镜使用。由于它仅由二片同种光学材料制成,且有一面是平面,二凸面相对而置(图2.12),价格则比较便宜,也容易制造。此目镜没有畸变,但有色差。因为球差小,且视场光栏在目镜的场境前,因此可以作为测微目镜和导引目镜。此目镜的场镜平面离视场光栏甚近,场镜平面上的小点及灰尘都能在接目镜上看到。视场的视尺寸约250~400。 业余爱好者在自制望远镜时往往采用此类目视系统。自制者可按下法计算: 两镜片可取完全相同的材料及尺寸,每片的焦距为f'=4/3×f(f为目镜焦距),镜片的一面是平面,另一面的曲率半径R=(n-1)×f'。此式中n为所选取光学玻璃的折射率,一般采用K9玻璃,可取np=1.5163(nD是波长为5893A时的折射率)。而二片镜片之间的间隔d=2/3×f'(d为二球面顶点间的距离)。3、凯涅尔目镜(K) 一种改进型的冉斯登目镜,二片组成的接目镜及双凸透镜作为场镜。它能校正倍率色差,同时也减小了位置色差、像散和畸变。视场角大于400,可达500。此目镜系统在天文望远镜中普遍采用,特别适用于低、中倍率。4、阿贝无畸变目镜(OR) 由一组负透镜在中间的三胶合透镜和一块简单的平凸透镜组成。它很好地消除了球差和色差,特别是校正了畸变;在要求放大率的场合和观测行星的细节时最适宜。视场角400~450,适用于高倍率。5、普罗斯尔目镜(PL) 成像质量甚佳,镜目距大,可达3/45'。由二组相同或略有不同的消色差胶合透镜组成。畸变小,视场角可达42*~45*,适用于高倍率目镜及投影目镜。一般配备较高级的天文望远镜中。 6、广角目镜 视场角大于500的目镜称为广角目镜。但视场大时轴外非对称像差(畸变、倍率色差、彗差)很大,往往采用较复杂的结构型式来减小这些像差。图中表示的二种目镜是配套于广角望远镜及寻彗镜等大视场角的目视望远镜中目镜视场角可达700以上,适用于低倍率。 除上述比较常用的目镜系统外,在天文望远镜中还采用了一些其它型式的目镜系统,例如斯坦海尔单心目镜,厄弗尔广角目镜等。其它还有一些特殊用途的目镜,如导引目镜,太阳目镜等不再一一介绍。

卡口使用说明:很多人安装卡口后,相机提示找不到镜头。需要设置相机:转接后都可以用M档拍摄,光圈不显示,照片信息里也没有,以镜头手动设置值或者转接环调整为准。相机可以改变的设置是快门和ISO等参数1,一些相机可以AV、P、自动档拍摄,自动曝光,拍摄非常方便。例如佳能单反,索尼NEX单电等等,尼康一般要三位数字型号才提供这种功能2,一些相机菜单中需要做相应设置才能按下快门,例如索尼单反,NEX单电,M4/3单电等等。凡是遇到M档下无法按下快门,或者提示“未正确安装镜头”之类的警示时,应修改相机菜单设置,一般在“设置”“自定义”之类的地方,名字一般叫“未装镜头释放快门”之类,修改设置为允许即可。具体可参考相机说明书。

1.1 工作原理天文望远镜是一种令人惊奇的仪器,它可以使远处的目标看起来很近。为了更好地理解天文望远镜工作原理,我们先考虑一下这样一个问题:为什么用裸眼看不到远方的目标呢?例如,为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢?答案很简单:因为远方的目标在视网膜上的呈像没有占据足够的位置。如果您有一双很大的眼睛,可以聚集到更多由远方目标发出的光并且在您的视网膜上形成明亮的像,那么,您就可以看到这个目标。望远镜的两个光学件就可以帮助您将这一假设变为现实:物镜,它可以把远方目标发出的光会聚到焦点上(在焦点上呈像); 目镜,它把物镜焦点上的像放大,使之在您的视网膜上呈像。这和放大镜的原理一样,它把小的物体放大后在您的视网膜上呈像,这样小的物体看起来就变大了。天文望远镜的主要部件是:主镜筒、物镜、目镜。主镜筒的作用是:固定物镜,使之与目镜保持恰当的距离;阻止灰尘、湿气和干扰像质的杂光。物镜的作用是聚光和在焦点处呈像。目镜的作用是把物镜焦点处的像放大后在您的视网膜上呈像。  1.2 天文望远镜的种类按照光学结构的不同天文望远镜可分为许多不同的种类,但比较常用的是两种:折射式天文望远镜(用光学透镜做物镜)和反射式天文望远镜(用曲面反光镜做物镜)。尽管两者可以达到一样的效果,但它们的光学结构是完全不同的。折射式天文望远镜:折射式天文望远镜通常采用两片或多片镀膜透镜组合而成的消色差物镜。一般来讲,制作大口径(100mm以上)的组合透镜是非常困难的,所以常见的折射式天文望远镜的口径都不超过100mm。反射式天文望远镜:反射式天文望远镜的物镜是一曲面反射镜(主镜)。在物镜的光路上放置了一个呈45度倾斜的小平面反光镜(副镜)以把物镜反射的光线转向镜筒一侧的目镜。反射式天文望远镜相对比较容易做到大的通光口径。所以反和射式的相对口径都比较大,这就意味着反射式天文望远镜可以有很强的聚光能力,可以用以观测昏暗的深空目标,以及用以天文拍照。  1.3 光学性能天文观测者应根据观测目的的不同来选用不同的天文望远镜。一般说来,普及性的天文观测多属于综合性的,要考虑"一镜多用"。选择天文望远镜时,一定要充分了解它的基本光学性能。评价一架望远镜的好坏,首先要看它的光学性能,其次看它的机械性能。天文望远镜的光学性能一般用下列指标来衡量:有效口径(D):指物镜的有效直径,常用D来表示;也即望远镜的通光直径。望远镜的口径愈大,聚光本领就愈强,愈能观测到更暗弱的天体,它反映了望远镜观测天体的能力,因此,爱好者在经济条件许可的情况下,应选择较大口径的望远镜。在天文望远镜的规格描述中,通常要标出它。焦距(F):望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。同样,在天文望远镜的规格描述中,也要标出它。相对口径(NA): 相对口径又称光力,它是望远镜的有效口径D与焦距F之比,它的倒数叫焦比(F/D)。有效口径越大对观测行星、彗星、星系、星云等延伸天体是非常有利的,因为它们的成像照度与望远镜的口径平方成正比;而流星等所谓线形天体的成像照度与相对口径A和有效口径D的积成正比。故此,作天体摄影时,应注意选择合适的有效口径A或焦比。一般说来,折射望远镜的相对口径都比较小,通常在1/8~1/20,而反射望远镜的相对口径都比较大,通常在1/3.5~1/12。视场(ω):天文望远镜的视场大约是目镜视场和天文望远镜的倍率的比值。望远镜的视场与倍率成反比,倍率越大,视场越小。不同的口径、不同的焦距、不同的光学系统,决定了望远镜的视场的大小。倍率(M):天文望远镜的倍率等于物镜焦距与目镜焦距之比,也等于物镜入射光瞳与出射光瞳之比。因此,只要变换不同的目镜就能改变望远镜的放大倍数,但由于受物镜分辨本领,大气视宁静度及出瞳直径不能过小等因素的影响,望远镜的放大倍率也不是可以无限制的增大;一般情况应控制在物镜口径毫米数的1-2倍(最大不要超过300倍)。不少人提到天文望远镜时,首先考虑的就是放大倍率。其实,天文望远镜和显微镜不一样,地面天文观测的效果如何,除仪器的优劣外,还受地球大气的明晰度和宁静度的影响,受观测地的环境等诸因素的制约。而且,一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜,也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时,绝不是以最大倍率为最佳,而应以观测目标最清晰为准。 分辨本领: 指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时,望远镜的分辨角=140(角秒)/D(毫米),D为物镜的有效口径。望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量。望远镜的分辨率愈高,愈能观测到更暗、更多的天体,所以说,高分辨率是望远镜最重要的性能指标之一。贯穿本领:指在晴朗的夜晚,望远镜能看到的最暗弱的恒星星等。贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。在无月夜的晴朗夜空,我们人的眼睛一般可以看见6等左右的星;一架望远镜可以看见几等星主要是由望远镜的口径大小决定的,口径愈大,看见星等也就愈高(如50毫米的望远镜可看见10等星,500毫米的望远镜就可看到15等的星)。


天文望远镜选购与使用指南
1.如何选购天文望远镜?答:天文望远镜的光学系统一般分为折射和反射,折射镜观察到的是上下正常左右相反的镜象.反射镜观察到的是倒象 反射镜可以加1.5X正象镜得到镜象,但是由于多加了个透镜,其清晰度会下降些。如果呵求观景习惯些的,选购折射镜,如果不呵求观察目标方向的,可以选择反射镜,毕竟反射镜口径容易做大,对观天看星来说是无所谓方向性的.需要完全正象的天文望远镜只有2种方法:1.折射使用正象棱镜 2.折/反射使用电子目镜观察.折射望远镜可选择:1/基本版.2/升级版.3/全能版,4/发烧版.反射望远镜可选择:1/76mm.2/114mm.3/150mm,4/203mm,毕竟反射的口径比较大.多种选择总有一款适合您,至于怎么选择其型号,只能根据买家的经济能力和要求来选择.一般掌握的是:口径决定清晰度,口径是选择望远镜的最重要指标,口径同清晰度和重量/价格成正比关系.购买商品切记:商品没最好的,只有更好的.适合自己的是最好的.量力而行不会错. 2.为什么好多朋友刚开始使用天文望远镜时什么都看不见?答:安装正确后,在目镜里观察到的正常光线是:白天白光,晚上黑光,为什么看不见目标呢?因为天文望远镜具有高倍的特性,倍数和视场(可观察到的范围)是反比关系,由于存在着高倍小视场的关系,所以一般新手比较难掌握找目标的技巧,望远镜看不见目标不要着急,1.保护盖全部打开了吗?2.安装上最低倍(最长焦距)的目镜了吗?3.找到目标了吗?(这是最重要的环节)4.仔细调焦了吗?解决了以上4个问题,同时不要隔着玻璃窗观察.应该可以正常观察了.找到目标是望远镜观察的先决条件,只有目标进入望远镜,才能观察到,由于天文望远镜倍数比较高,视场范围比较小,找目标要由近到远,由大到小,同时要学会使用寻星镜快速寻找目标,这需要自己多加练习。 3.在什么情况下使用1.5X正象镜和2/3X增倍镜?答:1.5X是正象镜,它的作用是放大1.5倍并且将图象再颠倒一次.适合近距离观察.正像镜就是用来将颠倒的像校正为正像的。一般是在观测地面目标时使用,观测天空是没有必要使用的。折射镜观察到的是左右相反上下正常的镜象,加了1.5X正象镜上下就颠倒了,所以说1.5X用在折射镜上是鸡肋。在反射镜上使用1.5X正象镜可以得到镜象.2X/3x巴洛增倍镜是2/3倍放大镜.建议在目标反差较大且亮度足够的情况下使用.注意使用了1.5X和2X/3X时,由于增加了透镜的数量和倍率的升高,光线穿过每个透镜时会减少其能量,观察到的目标会比不用这些镜时要暗和清晰度会下降些,,注意物体的亮度,反差和距离.观察时以自己觉得满意为主. 4.为什么有时看见的天体成象不太稳定?答:需要花时间才能看到细节的一大原因是地球不稳定的大气。由于在我们上方微弱但总是存在的热气流,使星像在高倍放大下总是显得闪烁和沸腾。这种闪烁的剧烈程度——被称为大气视宁度——每晚甚至是每分钟都在变,特别是深空的星云,星团.这需要观察着要有极大的耐心和信心,这就是所谓的"天文探索".人类所有的探索都需要付出一定代价的. 5.如何观察天象?答:有的朋友安装好天文望远镜,马上想观察到所有的天象,这种"一步登天"的想法不切实际,我们所能观察到的天体是在不断运动着的,就是恒星也随着季节的变化而展现不同的景色,作为初次接触天文观察的朋友.一定需要持久的耐心和极大的信心.A.需要一定的天文基础知识,本店铺提供的学习光盘可以很好的帮助朋友们入门学习.B.一定要知道当前的天文预报,可以在本店铺介绍里浏览,所谓"不打无准备之仗"就是这个道理.C.不少朋友使用在这里购买的天文望远镜观察到了许多天文天象,这说明学习+付出是一定有成果的,关键在"坚持一下的努力之中"去实践. 天文望远镜提供了观察天体的硬件,而天体随着它的位置距离不同而展现不同的效果,不同型号不同价格的天文望远镜观察的效果也不一样,天文望远镜一般用来观察太阳的黑子和耀斑,月亮上的环行山、金星的盈亏、土星的光环、木星的条纹与卫星、火星上的极冠以及仙女座大星云、猎户座大星云等,至于“软件”的操作就需要你自己去学习去付出了!相信朋友们通过学习和实践一定会成功! 6.部分天文望远镜配件名称解释:¤目镜:H20/H12.5mm/SR4mm/K25/K10.PL25/PL20/PL12.5/PL10/PL6.5/PL4目镜是天文望远镜终端,最后的成像配件,供观察者直接观察.一般常用的有:惠更斯目镜(H)冉斯登目镜(SR)凯涅尔目镜(K)普罗斯尔目镜(PL)字母代表目镜的类型,数字代表目镜的焦距,在物镜焦距不变的情况下,其焦距和放大倍数是反比关系.望远镜放大倍数=物镜的焦距/目镜的焦距.1,惠更斯目镜(H)荷兰科学家惠更斯于1703年设计,有两片平凸透镜组成,前面为场镜,后面为接目镜,他们的凸面都朝向物镜一端,场镜的焦距一般是接目镜的2-3倍,镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为25-40度。过去,惠更斯目镜是小型折射镜的首选,但随着望远镜光力的增大,其视场小,反差低,色差,球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来,所以目前这种结构一般为显微镜的目镜采用。2,凯尔纳目镜(K、RK)是在冉斯登目镜的基础上发展而来,出现于1849年,主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜,大大改善了对色差和边缘像质的改善,视场达到40-50度,低倍时有着舒适的出瞳距离,所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用,但是在高倍时表现欠佳。另外,凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面,这样场镜上的灰尘便容易成像,影响观测,所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进,研制出了RKE目镜,其边缘像质要好于经典结构。3.普罗素目镜(PL)又称为对称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成,其参数表现与OL目镜相当,但具有更大的出瞳距离和视场,造价更低,而且适用于所有的放大倍率, 是目前应用最为广泛的目镜,曾派生出多种改进型。¤1.5x正像镜1.5X是正象镜,它的作用是放大1.5倍并且将图象再颠倒一次。适合近距离观察正像镜就是用来将颠倒的像校正为镜像的。一般是在反射式天文望远镜上使用,可以得到镜像,供观测地面目标时使用,观测天空是没有必要使用的。折射观察到的是左右相反上下正常的镜象,加了1.5X正象镜上下就颠倒了,所以说1.5X用在折射上是鸡肋。¤2X/3x巴洛增倍镜是2/3倍放大镜,接在目镜筒上供观察者要求放大目标之用.¤5*24/6*30寻星镜5/6代表倍数,24/30代表寻星镜的口径,是一低倍反射式小望远镜,供天文望远镜快速寻找目标使用.也称"导星镜".¤90度天顶镜折射天文望远镜目镜筒与目镜之间的一次反射成像配件,使目镜可以得到镜像.¤45度正像棱镜折射天文望远镜目镜筒与目镜之间的多次反射成像配件,使目镜可以得到完全正像.¤月亮滤光镜因为观察满月时,有大量的反射强光,使用月亮镜可以排除这些强光的干扰,这样可以把月球表面看得更清楚。在其它时候,月光镜是没有必要的,如果不装反而可以获得更清晰的图像。月亮滤光镜是旋进目镜里的。¤太阳滤光镜观察太阳必须使用,太阳滤光镜是旋进目镜里的.¤赤道仪天文望远镜型号中带有"EQ"字母的表示配置赤道仪.使用赤道仪可以比较快速的寻找和跟踪您所观测的目标.EQ1赤道仪是最简单的一种,只有一套蜗轮蜗杆机构,只能利用调节杆连续调整望远镜的经度。一般与普及型天文望远镜相配。EQ2在EQ1的基础上又增加了一套蜗轮蜗杆机构,这样就能在赤经赤纬两个方向上都能通过调节机构进行连续调整。基本上满足了调节之要求。EQ3不仅满足在赤经赤纬两个方向上都能调节的需要,结构和精度以及稳定性上都远远好于以上两款赤道仪,重量上也大的多,可加装自动跟踪同步电机,实现赤经自动跟踪,一般与中档以上的望远镜相配。EQ4赤道仪是在EQ3赤道仪基础上的改进型,增加了极轴望远镜使极轴与地球自转轴平行的调整更加容易。一般与大口径高档次产品相配。EQ5极轴、赤纬轴都装有同步电机,实现了双轴自动跟踪。 *许多人买天文望远镜,就好像它是一部彩电,希望它们自己能放出图像。可是天文望远镜更像一架钢琴,它的回报总是与您在它身上花的时间成正比的。然而,学习用好一架天文望远镜远比学会一种乐器要来的简单。如果您坚持不懈并且仔细实践一些技术,相信不久之后您就会精于此道了。
色散:   光学材料的折射率不但与材料本身的物理性质有关,还与光线的波长有关。同一种光学材料,波长越短、折射率越高。具体讲,同一种光学玻璃,绿光比红光折射率高,而蓝光比绿光折射率高。不同光学材料往往有不同的色散。如果一种材料随着波长变化引起折射率变化很大,我们就说这种材料是“高色散”的。反之,则称为“低色散”。一般用ne(材料对绿色的e光的折射率)表示材料的折射率,用阿贝数ve=(ne-1)/(nF-nc)表示材料的相对色散。阿贝数越高,色散越小。式中,第二个字母是下标,表示夫朗和费对应谱线的波长。F是红光,e是绿光,c是蓝光。每一条夫朗和费谱线都有固定不变的波长,因而成了光学设计中的标准波长。  色差:   从几何光学原理讲,镜头等效于一个单片凸透镜。凸透镜的焦距,与镜面两边曲率和玻璃的折射率有关。如果镜片形状固定,那就只与制造镜片材料的折射率有关了!由于光学材料都有色散,因此,同一个镜片,对于红光来说,焦距略微长一点;对于蓝光来说,焦距略为短一点。这就叫做“色差”。   消色差:   利用不同折射率、不同色差的玻璃组合,可以消除色差。例如,利用低折射率、低色散玻璃做凸透镜,利用高折射率、高色散玻璃做凹透镜,然后将两者胶合在一起。为了使两者胶合后仍然等效于一个凸透镜,前者(凸透镜)屈光度要大一些,后者(凹透镜)屈光度要小一些。我们分析这样的双胶合镜对不同波长光线的作用:对于较长波长的光线,由于凹透镜材料色散大、也就是折射率随着波长变化大,所以折射率比中间波长较小,凸透镜起的作用大,双胶合镜长波端焦距偏长。对于较长波短的光线,由于凹透镜色散大、也就是折射率随着波长变化大,所以折射率较大,凹透镜起的发散作用大,双胶合镜短波端焦距也偏长。最后的结论是:这样的双胶合镜中间波长焦距较短、长波和短波光线焦距较长。很明显,中间波长是一个谷,它的周围焦距变化小多了!设计时合理的选择镜片球面曲率、双胶合镜的材料,可以使蓝光、红光焦距恰好相等,这就基本消除了色差。剩余色差对于广角到中焦镜头来说,已经很小了,因此,也就满足了镜头消色差的要求。 复消色差:   可以想象,如果某种材料随波长变化折射率的数值可以任意控制,那么我们一定能够设计出色差处处完全补偿、因而完全没有色差的镜头!可惜,材料的色散是不能任意控制的,而且可用的光学材料也就那么有限的若干种!我们退一步设想,如果能够将可见光波段分为蓝-绿、绿-红两个区间,而这两个区间能够分别施用消色差技术,二级光谱就能够基本消除!但是,不幸的是,经过计算证明:如果对绿光与红光消色差,那么蓝光色差就会变得很大;如果对蓝光与绿光消色差,那么红光色差就会变得很大!看起来似乎走进了一个死胡同,顽固的二级光谱好像没有办法消除!


天文小知识(八)
天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是,许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手,这就是寻星镜或导星镜。
为了能迅速地搜寻到待观测的天体,常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜,它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行,这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般在5~10厘米左右,视场在30~50左右,放大率在7~20倍左右,焦平面处装有供定标用的分划板。观测时,先用寻星镜找到待观测的天体,将该天体调到,视场中央。这时,该天体自然也就在主镜视场中央。 主镜在进行较长时间的观测时,为了及时纠正跟踪中的误差,在主镜旁设一个起监视作用的望远镜,它就叫导星镜。天文普及用的望远镜也就用寻星镜代替了导星镜.望远镜的装置与跟踪一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统,还必须解决好一系列机械结构问题。比如说,镜筒如何架起来呢?为了能观测到地平上任意天体,根据对轴线方向的选择不同,通常天文望远镜的装置分为两大类:地平装置和赤道装置。在地平装置中,镜的是天体的地平经度,沿水平轴变化时,表示的是天体的地平纬度。由于天球的周日视运动,天体在地平坐标中,两个量都随时而变,表示的只是瞬时位置。因此,一般说来,地平装置不便于做较长时间的连续观测。 赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行,叫极轴。另一条轴和极轴垂直,叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时,这是对角的变化,绕赤纬轴旋转时,是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化,是常量。因此,只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然,这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每4分钟10的速度由西往东自转着,跟踪天体也应以每4分公10的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟,其动力靠链条式的重锤或发条提供,转仪钟的速度靠离心调速器来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动,速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误差问题。
前市面上的望远镜种类繁多,质量差距也是非常大。要想选择正规的望远镜,就要分析一些劣质望远镜有哪些特点“首先,这些劣质望远镜大量采用了塑料件来降低成本,有些连镜片都是树脂或窗玻璃的,根本不是光学玻璃;是镀红膜,这样可以谎称望远镜具有红外夜视功能;其次是外表花花绿绿,多为镰刀斧头、飞机大炮、子弹什么的,并涂上迷彩图案,这样可以谎称是军用望远镜或俄罗斯望远镜,其实真正的军用望远镜基本都是黑色的;再次是长时间观测头晕,这是因为要提高产量,没有时间来校正两个镜筒光轴的平行度。 注意事项 劣质的望远镜质量粗陋,性能低劣,长时间使用会对眼睛造成伤害。其实现在国内正规光学厂家生产的望远镜质量都很好,不要过分的迷恋国外品牌,有相当一部分出口国外或为国外知名厂商代工,所以没有必要迷信外国产品,有时你千辛万苦买回来一台国外知名望远镜品牌的产品可能就是在中国制造的。只买对的,不买贵的。选择一家信用好的专业商家也是非常重要的。
附表3张



 
天文小知识(九)
天文必学4种软件MDL,用来深空预处理,DSS,深空前期叠加,RS5,用于行星叠加,PS用于所有后期润色

中文软件介绍

软件名: 光影魔术手 软件介绍: 可以轻松地调节照片的白平衡、色彩等。 软件名: Noiseware 软件介绍: 可以方便地消除图片上的噪点。 软件名: PhotoZoom 软件介绍: 可以数倍放大照片,同时能较好地保证画质。 软件名: FaceFilter Studio 软件介绍: 给数码照片“补装”的软件。 软件名: FilmLoop 软件介绍: 可以把喜欢的画片以滚动的方式在屏幕上显示,并可添加说明文字或URL链接。 软件名: 2D+3D Screensaver Maker 软件介绍: 把静态图片做成3D运动效果的屏保。 软件名: BetterJPEG 软件介绍: 编辑图片后,仅对编辑部分进行二次压缩,减少JPEG图片因多次编辑而造成的画质损失。 软件名: photoWORKS 软件介绍: 用于给图片批量添加相框。还可以简单地对图片进行处理。非常实用的一款免费工作。 软件名: recolored beta 060 软件介绍: 利用非常简单的方法为照片上色,效果极佳。 软件名: UleadGIFAnimator505 软件介绍: 一个“所见即所得”型的的GIF制作软件。 软件名: BatchImager 软件介绍: 真正的照片批量处理工具。 软件名: Blender 软件介绍: 免费强大的3D绘图工具。 软件名: FotoBatch 软件介绍: 功能比较丰富的图片编辑软件,最大特点是可以编辑脚本,对照片进行批处理。 软件名: TurboPhoto 软件介绍: 不仅可以方便地给数码照片加相框,更是数码照片后期处理的绝好帮手,操作简单,效果出色。 软件名: Wings 3D 软件介绍: 免费简洁的3D模型绘图工具。 软件名: Inkscape 软件介绍: 免费且开放源代码的矢量绘图工具。 软件名: Foto Mosaik 软件介绍: Foto Mosaik可以把很多张图片“拼”成另一张图片的免费图形处理软件。 软件名: Artizen ZE 软件介绍: 在配置很一般的电脑上,Artizen ZE也能轻松地做出酷炫的特效,同时支持各种常用的图形格式和专业的色彩校正工具。 软件名: WWW2Image 软件介绍: 把网页保存为图片。 软件名: PhotoCap 软件介绍: 批量处理数码照片的工具。有很多模板资源可下载。 软件名: PhotoMagic 软件介绍: 一套非常容易上手的图片处理工具。 ar2winfree: 非常好的油画制作软件,可以充分发挥你的想象力,绘制出属于你的油画作品! ArtRage模仿自然画笔的功能非常强大,它对各种画笔特性的模仿能力令人叫绝.

怎么清洗镜片

事实证明,镜片上有些小的灰尘、油渍、气泡都并不会影响您的观测质量。而且望远镜是一种很精密的光学仪器,我们并不建议您自行将望远镜拆开来清洗;因为如果不是受过专业训练的人,拆开镜子后往往不能保证把所有镜片百分之百的还原到标准状态。还有您如果没有使用专业清洗器材和技术,有可能造成清洗不到位进而造成不必要的麻烦。所以我们日常的清洗主要在于对镜片表面的清洗!  如果您的望远镜真的已经生出了大面积的霉斑或者内部有一些无法清除的异物,建议您返厂让专业的技师来为您清洗!  我们日常更应该去保护望远镜,使其不受到伤害。这就要求我们在日常保养中做到:尽量将望远镜放在干燥通风处并盖好镜头盖,南方的湿气较重更应该将望远镜放在一个防潮箱内并且放入一定量的干燥剂。北方的春天的风沙较大注意不要把望远镜放在阳台,尽量放在室内的通风处即可。夏季使用空调要注意不要把望远镜至于温差过大的环境下,因为这样会使镜片产生水雾,这可是霉菌滋生的温床。还有就是一些小的目镜、棱镜也要放在干燥箱里,同时要记得常换干燥剂。  使用望远镜时要小心,如不慎将腐蚀物或者油脂类的东西粘在了镜片上。要用酒精和乙醚混合液配成溶剂,然后用脱脂棉来擦(不要用长纤维棉花卷成棉球成圆头,有时候边缘擦不到,就会满是溶迹!)。擦的时候要注意不要太用力,否则会将镀膜划伤。镜片是否擦净,可用镜片上的反射光线进行检查。如果只是在镜片的表面有一些灰尘时可以用气吹将其吹走,万不可用嘴吹,因为嘴里的唾液会飞溅到镜片上造成二次污染。吹不掉的灰尘可尝试用细毛刷轻轻掸刷去或者用镜头笔和布轻轻擦去。  对于赤道仪和马达的维护要注意运输途中不要有剧烈的撞击,还有在使用赤道仪的时候一定要按照顺序操作。先将两端的固定螺丝松开再进行调整万不可生拉硬扯,这样会造成划痕严重的螺丝会失灵的。在野外的高山上(多在南方潮湿的冬季)观测要注意不要让镜片结露结霜,可以用电圈来加热或者加上遮光罩。在海边观测完了之后要注意镜片的清洁,检查仪器当中是否有沙子并及时清除。

简易月出月落时间计算

农历的每月处一,月亮和太阳同时出来,同时落下。一般为了简单起见,就统一按照6点日出、18点日落来计算(其实各地日出时间是不同的,可以根据纬度进行调整)。然后每过一天,月亮东移大约13度,即比太阳晚出来52分,当然也比太阳晚落下52分钟。即5:08出,17:08落,因此月出时间应该是6减去52乘以农历的日期,月落时间应该是18减去52乘以农历的日期。


天文基本知识(十)
目前滤光镜主要有以下几种:
(1)渐变滤光镜
  渐变滤光镜有许多颜色。如果你觉得天空不够蓝,可以使用蓝色渐变镜加深天空颜色,而不会影响到画面的其它部分。你还可以使用黄色、橙色或红色渐变镜拍摄出日落时的特殊色彩。渐变镜片的有色区域及无色区域之间的色彩变化可以以突变或渐变的方式过渡,并获得不同的色彩变化效果。渐变镜也包括不偏任何色彩的中灰渐变镜,它的主要作用是:减弱被摄景物的影像亮度,而又不改变所摄影像的亮度对比和色彩反差,更不会影响到彩色感光胶片的色彩平衡。  (2) 星光镜  这是个比较有趣的滤镜,简单的说是表面刻有网状浅槽的玻璃滤镜。星光镜会轻微地柔化影像,它可以将画面内的光源变成许多星点,营造浪漫而充满童趣的意境。也将光谱分解为一束同中心点射线像闪烁的镭射光。星光镜按星光效果不同有多种型号,如四道光、六道光等。  (3) 红外滤镜  红外摄影是一个较为另类的拍摄方式,而拍出的图像更给人以强烈的震撼让人爱不释手,在公安、考古、医学等领域也有重要的作用。这也正是红外滤镜受到摄像发烧友追捧的原因。  近年来随着家用数码摄像机的流行,尤其是SONY公司率先推出夜视功能后人们开始对红外线及其摄影产生了兴趣,因为数码摄像机所采用的CMOS/CCD感光元件能够接收到红外波长,现在我们只需配以红外滤镜即可拍摄红外照片及动态景象,以所拍即所见的方式更为方便去了解观察奇异的红外世界!例如IR红外滤镜58毫米口径黄金组合:含850NM,950NM红外滤镜各一片。850NM适合室内及弱光条件下拍摄,950NM适合室外及强光条件下拍摄。适合所有58MM口径的数码摄像机,索尼,松下数码摄像机效果最佳。  (4)彩色补偿滤光镜  彩色补偿滤光镜是另一种户外常用的滤镜,户外摄影师常用于拍摄彩色幻灯片。它通过对彩色胶片的色彩还原进行轻微、精细的调整与控制,来对所摄画面进行适当色彩补偿。尽管彩色补偿滤光镜没有其它滤镜那样引人注目的效果,但却很重要。

5)色温滤镜  色温校正滤镜的作用是可以调整光源中的色温。大家都知道室内的灯光和室外的阳光的色温是不相同的,甚至一天当中早晨、黄昏光线的色温和中午光线的色温也是不同的。若能用合适的色温校正滤镜对色温加以校正,便能得到理想的效果。  ( 6)柔光镜  有的时候,柔和的影像比清晰的影像更能产生气氛,给人以美感。柔光镜适合于人像拍摄和风景拍摄,对于年老者的皮肤、皱纹或者人物面部的瑕疵有抑制美化作用。柔光镜可以为你带来柔和而浪漫的气氛,为你演绎温柔的主题。  ( 7)增强型滤光镜  如果想提升景物的色彩,增强型滤光镜可以帮你达到目的。增强型滤光镜不象其它滤镜那样产生戏剧化的效果,一般只用于提高景物中红色、浅红色、棕红色及褐色等暖色调物体的视觉效果和色彩饱和度,使之更加鲜明、浓艳、强烈,不同品牌的增强滤光镜能够突出不同的色彩。


为什么好多朋友刚开始使用天文望远镜时什么都看不见?答:安装正确后,在目镜里观察到的正常光线是:白天白光,晚上黑光,为什么看不见目标呢?因为天文望远镜具有高倍的特性,倍数和视场(可观察到的范围)是反比关系,由于存在着高倍小视场的关系,所以一般新手比较难掌握找目标的技巧,望远镜看不见目标不要着急,1.保护盖全部打开了吗?2.安装上最低倍(最长焦距)的目镜了吗?3.找到目标了吗?(这是最重要的环节)4.仔细调焦了吗?解决了以上4个问题,同时不要隔着玻璃窗观察.应该可以正常观察了.找到目标是望远镜观察的先决条件,只有目标进入望远镜,才能观察到,由于天文望远镜倍数比较高,视场范围比较小,找目标要由近到远,由大到小,同时要学会使用寻星镜快速寻找目标,这需要自己多加练习。为什么有时看见的天体成象不太稳定?答:需要花时间才能看到细节的一大原因是地球不稳定的大气。由于在我们上方微弱但总是存在的热气流,使星像在高倍放大下总是显得闪烁和沸腾。这种闪烁的剧烈程度——被称为大气视宁度——每晚甚至是每分钟都在变,特别是深空的星云,星团.这需要观察着要有极大的耐心和信心,这就是所谓的"天文探索".人类所有的探索都需要付出一定代价的. 如何观察天象?答:有的朋友安装好天文望远镜,马上想观察到所有的天象,这种"一步登天"的想法不切实际,我们所能观察到的天体是在不断运动着的,就是恒星也随着季节的变化而展现不同的景色,作为初次接触天文观察的朋友.一定需要持久的耐心和极大的信心.A.需要一定的天文基础知识,本店铺提供的学习光盘可以很好的帮助朋友们入门学习.B.一定要知道当前的天文预报,可以在本店铺要求提供,所谓"不打无准备之仗"就是这个道理.C.不少朋友使用在这里购买的天文望远镜观察到了许多天文天象,这说明学习+付出是一定有成果的,关键在"坚持一下的努力之中"去实践. 天文望远镜提供了观察天体的硬件,而天体随着它的位置距离不同而展现不同的效果,不同型号不同价格的天文望远镜观察的效果也不一样,天文望远镜一般用来观察太阳的黑子和耀斑,月亮上的环行山、金星的盈亏、土星的光环、木星的条纹与卫星、火星上的极冠以及仙女座大星云、猎户座大星云等,至于“软件”的操作就需要你自己去学习去付出了!相信朋友们通过学习和实践一定会成功!


如何选购天文望远镜?答:天文望远镜的光学系统一般分为折射和反射,折射镜观察到的是上下正常左右相反的镜象.反射镜观察到的是倒象 反射镜可以加1.5X正象镜得到镜象,但是由于多加了个透镜,其清晰度会下降些。如果呵求观景习惯些的,选购折射镜,如果不呵求观察目标方向的,可以选择反射镜,毕竟反射镜口径容易做大,对观天看星来说是无所谓方向性的.需要完全正象的天文望远镜只有2种方法:1.折射使用45度正象棱镜 2.折/反射使用电子目镜观察.折射望远镜可选择:1/基本版.2/升级版.3/全能版,4/发烧版.反射望远镜可选择:1/76mm.2/114mm.3/150mm,4/203mm,毕竟反射的口径比较大.多种选择总有一款适合您,至于怎么选择其型号,只能根据买家的经济能力和要求来选择.一般掌握的是:口径决定清晰度,口径是选择望远镜的最重要指标,口径同清晰度和重量/价格成正比关系.购买商品切记:商品没最好的,只有更好的.适合自己的是最好的.量力而行不会错.望远镜基础知识一、望远镜的表示方法: 望远镜的基本表示方法是:倍率x物镜口径(直径,mm),不同类型望远镜的规格表示方法会有一些细小的差别: 1、定倍望远镜的表示方法:倍率x物镜口径(直径,mm),比如熊猫牌望远镜10X25,表示该望远镜的放大倍率为10倍,物镜口径25毫米。 2、变倍望远镜的表示方法:变倍望远镜分连续变倍和固定变倍两种。连续变倍望远镜是用“最低倍率-最高倍率x物镜口径(直径mm)”来表示,如7-21X40表示该望远镜的最低放大倍率是7倍,最高放大倍率是21倍,在7倍和21倍之间可以自由变换,物镜口径是40毫米;固定变倍望远镜是用“最低倍率/最高倍率x物镜口径(直径mm)”来表示,如15/30X80表示该望远镜最低放大倍率是15倍,最高放大倍率是30倍,在15倍和30倍之间不能自由变换,只能固定变换,物镜口径是80毫米。 二、望远镜的放大倍率: 望远镜的放大倍率可以理解为望远镜拉近物体的能力。倍率越小,视场越大,图像的轮廓越清晰,越易于调焦;倍率越大,视场越小,图象的局部被放大的更清楚,但同时图象的稳定性也就不能保证(此时要借助三脚架)。望远镜的合理倍率也与其口径和观测方式相关:口径大的倍数可以适当高一些,带支架的的可以比手持的高一些。手持观测的双筒望远镜,7-12倍之间是最合适的,最好不要超过20倍,如果望远镜的倍率超过20倍,那么手持观察将会很不方便,呼吸的起伏和空气的波动都会对其产生影响,最好配合三角架使用。 三、望远镜可以看多远 这是初次接触望远镜的朋友最喜欢问的问题。其实这个问题的真正意图应该是问望远镜的分辨能力如何。这主要取决于三个方面的因素:1.观测环境,包括光线强度和方向、对比度、大气稳定性和透明度等 2.望远镜本身,包括规格、类别、精度、镀膜等 3.观测者本人的矫正后的视力状况,以及熟练使用望远镜的能力。需特别强调的是倍数只是影响分辨力的因素之一,切不可盲目追求大倍数的。 四、望远镜的口径: 口径是指望远镜物镜的直径。口径越大,观测视场、亮度就越大,有利于暗弱光线下的观测,但口径越大体积就越大,一般可根据需要在21-100mm之间选择。 五、望远镜的视场: 视场是望远镜在一定距离所看到的图像的实际宽度,是一个很重要的性能参数。视场一般用千米处视界(可观测的宽度)来表示,比如7X50望远镜可以使你在1000米处看到119米宽的一个图像范围。视场由望远镜的放大倍率、物镜聚焦长度及目镜决定。但是有一点是肯定的,倍率越大、视场越小。 六、望远镜的出瞳直径: 出瞳直径就是影像通过望远镜后在目镜上形成的光斑大小,用毫米来表示,是进入你眼睛中的聚光量。物镜越大、倍数越低,出瞳直径就越大。从理论上讲,出瞳直径越大,所观测到的景物就越明亮,有利于暗弱光线下的观测。因此望远镜的聚光能力必须等于出瞳直径或者是在任何时候出瞳直径必须大于你的瞳孔直径。出瞳直径是否越大越好呢?不是,正常使用望远镜时大都在白天,这时人眼的瞳孔直径很小,只有2-3毫米左右,这时如使用出瞳直径大如4毫米以上的,则大部分有用光线并不被人眼吸收,人眼只有在昏暗时瞳孔才能达到7毫米左右。因此一般情况下选择出瞳直径不低于3毫米的就可以了。 七、望远镜的镜片材质与镀膜: 1、一般望远镜的棱镜使用k7,K9玻璃,而高质量的BaK4棱镜是用高折射指数的光学玻璃制造,即使是在景象范围的外围也能提供卓越的光源传送。 2、一具好的望远镜,它的镜片都要经过特殊的镀膜处理,其目的在于提高光线的透过率,减少镜片的反射光量,而使观察效果得到改善与提高。镀膜镜片的光通量比未镀膜镜片会高出55%,它的亮度就很高。现在市场上普遍使用兰膜和红膜,兰膜对于光源的透过性好,图象还原性好,基本没有色差;而红膜是外观更好看,对于光源的透过性不如兰膜,图象还原时存在一定的色差,若在雪源地带等阳光强烈照耀刺眼时,降低亮度所使用还比较适宜。在镀膜中,对于光源透过性和增透性最好的是宽带绿膜。 这里要提醒广大消费者,红膜望远镜和红外夜视仪结构和原理完全不同,真正的红外线夜视仪是光电管成像,白天不能使用,需要电源才能观察,而且价格很高;而望远镜不论镀的是什么膜,在晚上一点光线都没有的情况下是根本无法进行观测的,请广大消费者千万不要上当! 八、望远镜的保养: 1、保证望远镜存放在通风、干燥、洁净的地方,以防生霉,有条件的话可在望远镜周边放入干燥剂,并经常更换。2、镜片上残留的脏点或污迹,要用专业擦镜布轻轻擦拭,以免刮花镜面,如需清洗镜面,应当用脱脂棉占上少许酒精,从镜面的中心顺着一个方向向镜面的边缘擦试,并不断更换脱脂棉球直到擦试干净为止。3、望远镜属于精密仪器,切勿对望远镜重摔、重压或做其他剧烈动作。4、非专业人员不要试图自行拆卸望远镜及对望远镜内部进行清洁。

双筒望远镜选购方法深圳新视觉望远镜商城 / 2009-11-26 说起望远镜,许多人并不陌生,因为它在现在的光学市场上到处可见。随着生产力的发展和生活水平的提高,望远镜的种类、品牌越来越多,产量也越来越大,价格也越来越低,逐渐成为不少消费者的家庭用品之一。近几年来,全国乃至全世界的望远镜爱好者也逐渐增多,他们都想买到一台性能优异、价格合理并符合自己使用要求的望远镜。可是,市场上的望远镜实在让许多消费者眼花缭乱。许多人往往由于在这方面经验不足,对望远镜的知识了解不多,因此,浪费了许多时间和大量金钱,还是没有买到令自己完全满意的望远镜。……如果你想选购一架适合于自己的双筒望远镜,那么必须知道下面的知识: 望远镜型号中的数字代表什么意义? 市场上出售的双筒望远镜上,都标有这样的数字:“7X50”、“8X42”、“15X70”等,“X”号前面的数字代表放大倍数(上述三个望远镜的放大倍数分别为7、 8、 15),“X”号后面的数字代表双筒望远镜单个物镜(靠近观察物一边的镜子)的直径,以毫米为单位(上述三个望远镜物镜的口径分别为50、42、70mm)。望远镜型号中所出现的类似数字也表示相同的意义,如:上述三款望远镜的型号中分别有“0750”、“0842”、“1570”的数字。还有一些较高档的变倍型望远镜,它们的放大倍数是可以在一定的范围内连续改变的,简称“变倍望远镜”。如“08-24X50”表示它的放大倍数可以从8倍连续变化为24倍,物镜口径为50mm;“20-60X78” 表示它的放大倍数可以从20倍连续变化至60倍,物镜口径为78mm…… 放大倍数(倍率)和视场 望远镜的放大倍数(倍率)是通过望远镜观测时将目标的张角放大的倍数(通俗地说,就是望远镜拉近物体的能力,譬如用7倍的望远镜观测700米处的物体,就相当于用肉眼观测100米处物体的效果),它的数值等于物镜焦距与目镜焦距之比。在物镜焦距已经固定的情况下,只要变换目镜的焦距就能改变望远镜的放大倍数。视场是通过望远镜能看到的范围大小,视场越大,观测范围就越宽广,感觉也越舒适。视场常用千米处视界(可观测的宽度,以米为单位)或换算成角度来表示。视场的大小与放大倍数成反比,放大倍数越大,视场越小。 放大倍数越大越好吗? 绝大部分人相信,望远镜的放大倍数越高,看到的效果越好,事实却正相反,在物镜口径相同的情况下,放大倍数越高,成像质量就越差,看到的景物越模糊。你如果是用望远镜来观赏风光、演出、比赛……,一般选用7~8倍的放大倍数最为适宜,因为用这种低倍镜观察,像会更明亮、更稳定,视场更大;如果选用10倍以上的高倍镜观察,你会发现像是变大了,但视场却变小了(如看球场只能看到一个角、看舞台只能看到几个演员……),同时像也变暗,稳定性变差(抖动得历害),由于一般人很难用手较长时间地拿稳一架10倍以上的双筒望远镜,所以实际上你会发现在望远镜中很不容易找到目标。世界各国军用望远镜大都以6~10倍为主,我国的军用望远镜主要是7倍和8倍的,就是因为清晰稳定的成像十分重要。 一些经销商信口雌黄,吹嘘自己的望远镜能放大几十、几百倍,以虚假的高倍率来吸引、欺骗顾客,使不少消费者受骗上当。打个比方,没有足够大的口径保证的放大倍数就如同没有足够高的分辨率保证的照相底片,如果他们的双筒望远镜真能放大几百倍,那么你所看到的景物就如同把一张普通底片放大到一个运动场那么大,你说还能看清楚什么吗?!相信读过这篇文章的朋友是决不会再去相信那些鬼话了。 假如你需要观察某些小范围景物的细节和特写(如观鸟、动物、观测天体等)或者还要摄影录像等,则必须使用10倍以上的望远镜(为了成像清晰,口径也得相应增大),但此时你一定要为双筒望远镜配一个稳固的三角架。 看得清不清楚主要由什么因素决定? 望远镜的通光口径(大致上相当于物镜直径)越大,收集光的能力越强,看到的像就会越清楚(专业上称为“分辨率”或“分辨本领”越高),一架望远镜通光口径的大小限制了它所允许的放大倍数,所以你若想要看得更清楚,不是要增加放大倍数,而是要增大通光口径。但对于手持式的双筒望远镜来说,物镜口径的增大会使望远镜变得笨重,所以手持双筒望远镜的口径不宜超过60mm,否则不用三脚架就无法拿稳它。如果你是经常在明亮处使用双筒望远镜。那么口径稍小一些没什么太大关系,但如果你想在较为暗弱的光照下观测目标,比如观看照明不太好的舞台、阴暗处的动物或观测天体,那么口径大一些就显得十分重要了,它会直接影响到你能否看清楚目标。 当然,望远镜中的景物清不清楚,除了通光口径外,还与其他诸多因素有关,譬如镜片所用材料、形状、结构、磨制、胶合、镀膜、安装、调试工艺以及目镜类型、质量等,所以即使是口径相同的望远镜,也会因上述因素的不同而导致成像质量的巨大差别,业外人士对这些通常是难以了解和鉴别的。 一般来说,你应该根据自己的使用目的、使用环境、经济条件等来选择口径、重量、大小、质量、价格等都适合于你的双筒望远镜。 什么因素会影响观测景物的亮度? 如果用物镜口径(以mm为单位)除以放大倍数,如“35/7”、“50/8”、“70/15”,那么你就可以得到以毫米为单位的通过望远镜射到眼睛处的光束直径。这个数值越大,你眼睛接收到的光或被观测目标信息就越多,这个数值称为望远镜的出射瞳孔。它对我们选择望远镜有什么用处呢? 假定你准备购买一个用于观察鸟类的双筒望远镜,并且你希望用它在黎明或傍晚观鸟,而那时的鸟常常落在树丛中,藏在暗影里。如果你买一个10x25的双筒望远镜,那么出射瞳孔直径为25/10= 2.5(mm),而我们眼睛瞳孔的直径在不同明暗条件下的变化范围约为2mm至7mm。光越暗,瞳孔直径越大。如果你准备用双筒望远镜在暗处观察,则应选择望远镜的出射瞳孔与你的眼睛在暗处时的瞳孔直径相近的双筒望远镜,这样才能最有效地利用望远镜所接到的信息。那么“7X50”的双筒望远镜如何呢?它的出射瞳孔为50/7=7.14mm,几乎与人眼在最暗处的瞳孔直径相等,它收集到的光能被你的眼睛高效率地接收到,所以是较理想的选择。不过由于人眼瞳孔直径的变化范围因人而异(比如四十多岁人的瞳孔直径就只能扩张到4~5mm),而且正常使用望远镜大都在白天,所以出射瞳孔一般选择在3~7mm就可以了。 什么叫镀膜?镀膜有什么用处? 如果你注意观察,你会发现望远镜的物镜表面呈现不同的颜色:红、蓝、绿、黄、紫等,这就是平常所说的镀膜(也称增透膜,是特制的化学薄膜层)。如果不镀膜,会有50%以上的光线在通过物镜时被漫反射掉而无法到达你的眼睛,并且造成一种雾茫茫的现象!镀膜可以提高透光率,增加亮度与色彩的对比度、鲜明度,大大改善观测效果。所以,现在的正规望远镜厂家都不同程度地为望远镜镜片进行光学镀膜。一般镀膜层越多、反光越小,效果就越好。镀膜的颜色需根据镜片的光学材料与设计要求而定。在正常使用情况下,蓝膜、绿膜都较为优秀。 选购双筒望远镜时要选择全镜面多层镀膜的,为什么?请看下述各种镀膜的区别: 光学镀膜:这是最低级的镀膜,价格较便宜,一般是一个镜面镀单层膜,一般镀物镜。全镀膜:所有的镜片都要镀单层膜。这样会使光的通过率从50%提高到80%。多层镀膜:至少有一个镜面镀不止一层的膜。全镜面多层镀膜:这是最高级的镀膜。它表示对所有的镜面都进行多层镀膜,可将光的通过率提高到90~95%! 谨防假冒“红外夜视望远镜” 现在市场上能看到不少镜面反光很强、亮闪闪的红膜望远镜,一些经销商把它们称为“红外线”、“次红外线”、 “红宝石镀膜”等等,还会告诉你这是能在夜间观测的“红外夜视望远镜”。请朋友们千万不要上当!真正的红外夜视仪是通过接收人眼所不可见的红外线,采用光电管成像,需要用电池才能观测,白天不能使用,与望远镜的结构原理完全不同,价格也非常昂贵,根据它所采用的微光管的档次,价格至少也得在数千至数万元甚至更高(军级)!如果说几十元、几百元就能买到“红外夜视望远镜”,岂非痴人说梦!其实,那种亮闪闪的红膜因对光线反射严重而使成像亮度大大降低,只有当阳光照耀在雪地上使景物变得刺眼时,它倒是可以发挥降低亮度的作用。 如果戴眼镜,应该怎样选择双筒望远镜? 随着你的眼睛逐渐靠近目镜,当你正好能看清楚全部视场或看清楚视场中的目标时,你的眼睛与目镜间的距离称为“出瞳距离”。不同望远镜的出瞳距离不同,一般在5- 20mm之间。目镜上面的胶皮眼罩就是为了使观察时眼睛处于合适距离、感觉舒适而设置的。如果你需要戴着眼睛来观看双筒望远镜,那么眼睛与目镜之间的距离变大,所以要选择出瞳距离大一些的。 这里我建议戴眼镜的朋友选择有旋升式、拉升式眼罩的望远镜,没有在选择胶皮眼罩的望远镜,最好不要选择固定的眼罩的望远镜。 何种型号双筒望远镜适合星空观测? 假如你用双筒望远镜来观测星空,那么物镜口径是最关键的,因为它直接决定了望远镜的分辨本领。如果你要手持双筒望远镜,则口径选择50或60mm,放大倍数选择7~8倍为佳。如果你计划将双筒望远镜固定在三脚架上使用,那么口径可以增大到70~80mm, 放大倍数则可增大到20倍。 当然,如果你希望取得更好的星空观测效果,那么最好还是选购一架天文望远镜。


天文小知识 (十一)
每个人根据自己的生日,都对应一个星座,俗称十二星座。如果你能在夜晚的星空中找到自己所属的星座,是不是很有意思呢?
很多书上都有介绍星座是长什么样子的。但几乎所有的资料多会将星星用线条连起来表示星座。可是实际的天上又没有线条,看起来还是有难度的。
在用肉眼识别星座前首先应该了解一些星星的基本概念。
1.天上的星星其实是类似于我们的太阳一样的发光发热的恒星,它不断的发出光线,所有我们就看到它了。但由于距离的远近和发光强度的不同,因此有些亮有些暗,有些就不能用肉眼看到了。
2.恒星离我们实在太远了,因此恒星和恒星之间的相对位置几乎是不会变的。正因为恒星位置相对不变,所以才让人们记录星星位置成为可能。
3.天上有颗星星叫“北极星”,是因为从地球的观察角度来看,它一年四季都位于正北方的星空,移动范围很小,几乎是固定不动的。只有北半球的人们才能看见它,它与地面成一定的交角,在北京成40°位置,杭州成35°位置,广州成30°位置。(用肉眼识别星座时,靠它来判断方位很有用处。)
4.在北半球,从地球的观察角度来看,所有星星都是围绕着“北极星”在作逆时针转动的,每天转动一周多点,大概是361°。
5.星座的概念,并不是宇宙中相邻的几颗恒星组成。而是从地球的观察角度,亮度最高的几颗恒星,并且看起来距离相近,同时还能被人们联想成一个事物,这才叫星座。所以一个星座中的几颗恒星之间,很可能相距非常遥远的距离。所以像某些电视剧或游戏中所提到的星座概念完全是错误的。比如:EVE游戏中的星座定义,只能说明设计者缺乏天文常识。
6.“北极星”附近有一个人们所熟知的“北斗七星”,见下图:


7.图中A点即为“北极星”,“北斗七星”的一边CB的延长线正好指向“北极星”,其中AB和BC的距离比是5:1。
这张星图的观察时间为元旦1月1日0时,方位面向“北极星”,“北斗七星”位于“北极星”的正东面。
8.“北极星”是小熊星座中的一颗星星,找到“北极星”就等于找到了小熊星座。“北斗七星”是大熊星座的一组星星,找到“北斗七星”就等于找到了大熊星座。
9.在北半球,人们头顶上的星座,一般一年中只有6各月可以肉眼观察到。十二星座就是在这个位置。 下面进入正题。肉眼识别星座关键就是记熟星座的特征星星和方位。在春季,最容易识别的星座应该就属猎户星座了。其特点是四颗星星围成一个四边形,中间斜着3颗小星星。只出现在北半球10月~3月的星空中。见下图:


这张星图的观察时间为元旦1月1日0时,面向“北极星”,然后头朝头顶方向看。图中白色圆点为肉眼可见的星星,黄色圆圈为需要记忆的特征星星。
上图中用黄色圆圈共标识了4个星座特征,除猎户座,还有御夫座、双子座、金牛座。
御夫座也很有特点,五颗星星组成五边形。不知各位是否看过最新的2010哆啦A梦剧场版之人鱼大海战,里面介绍的五边形御夫座就是这个星座了。沿着猎户座、御夫座的延长线,就是指向了“北极星”。
金牛座比较好认,五颗星星组成三角形。
双子座比较复杂,但如果找到了猎户座、御夫座、金牛座,那旁边的就是双子座了。
双子座再往东边看,就是巨蟹座和狮子座了。见下图:


这张星图的观察时间为2月1日0时,面向“北极星”,然后头朝头顶方向看。巨蟹座比较难认,一般肉眼只能看到2个星星。狮子座很好认,特征星星为一个"?"号,问号的头部指向“北极星”。
对于十二星座来说,每一个星座都有一个最佳的观测月份,即每个月的午夜0点,在正头顶都会看到十二星座其中的一个。分别为1月双子座,2月巨蟹座,3月狮子座,4月室女座,5月天平座,6月天蝎座,7月人马座,8月摩羯座,9月水瓶座,10月双鱼座,11月白羊座,12月金牛座。


大家可能会有疑问,为什么自己所属的星座,在出生的这个月看不到自己的星座。因为出生时自己的星座正好在太阳的另一面,被太阳挡住了,即使是在临近的月份,也因为在白天,我们也看不到自己的星座。例如,7月7日出生的人,属巨蟹星座,而巨蟹星座这时正好在太阳的另一面,我们没法看到,只能等待几个月后才行,巨蟹座一般最佳观测时间是2月,实际可观测到的时间在11月~5月左右。   (请加qq9436849 关注 O(∩_∩)O谢谢!)




 


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