转贴：望远镜基础（香港天文协会）

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望远镜基础

双筒望远镜

一枝双筒望远镜其实已是一件非常有用的天文观测工具。天文观测用的双筒镜一般以7x50、8x40及10x50为合；这几对数字内的7x、8x及10x代表望远镜能分别放大7倍、8倍及10倍，而40及50则代表望远镜的镜头口径是40mm及50mm。倍数太大的双筒镜会同时把我们正常的手震放大，令影像摇摆不定，难以手持观测；而口径太大的双筒望远镜由于重量大增，亦必须使用脚架辅助。

在购买双筒望远镜时，必须留意目镜视场不应太小。意即利用双筒镜观测时，所看到的范围要尽量大。这样，用双筒镜观测夜空时，感觉便会更震撼。

为了更佳的双眼观测感觉，有些观测者追求口径达80mm至150mm等的大口径的双筒镜。购买较大口径的双筒镜时，要有适当的心理准备，因为口径大于80mm的双筒镜连同地平座架，重量往往可达三、四十磅。有些观测者更因此而自制观测椅，令观测感觉更完美。另外，大口径双筒镜最佳为附有90o或45o屈折棱镜，因为这可方便观测近天顶地区，配合地平脚座使用时便可令观测更舒适；否则，在观察仰角高于40o之物体时，若不是躺下或有特制之观测椅，颈部将会非常辛苦，有失双筒观测的原意。

天文望远镜

望远镜可谓是天文观测中一项不可或缺的工具。天文观测用的望远镜其实是有好几种类型。它们分别是折射式望远镜、反射式望远镜和折反射式望远镜。

折射式望远镜（Refractor）

折射镜的原理是利用一组可令光线聚焦的凸透镜组合把光线聚焦然后再利用另一组镜片把焦点放大。

反射式望远镜（Reflector）

反射式望远镜的原理，是利用这块呈抛物凹面的反射镜把光线聚集，然后再用一块放在镜筒前端的较细小反光镜把光反射到镜筒外，再利用目镜造出放大的影像。反射镜虽然有一个副镜阻挡着视线，但是，透过反射镜所造出来的影像是看不到副镜的座架的。这是因为影像是经望远镜聚焦后才造成影像，而并非像平光镜般纯粹作出反射。

反射式望远镜又分多种类型，业余天文观测者多利用牛顿式（Newtonian）及卡式（Cassegrain）。

折反射式望远镜（Catadioptric Telescope）

折反射镜的原理是先利用一块折射镜片把外来的光稍作折射，然后再利用一块凹面反射镜把光聚集。

业余人士所用的折反射镜又主要分有施密特式（Schmidt-Cassegrain）及马苏托夫式（Maksutov）。

焦距及焦比

望远镜的焦距是指镜片至焦点的距离。

望远镜的焦比是望远镜的焦距与它的口径的比例。要计算焦比，只要把望远镜的焦距除以望远镜的口径便可。望远镜的焦比对评审一枝望远镜的用途是非常有用的；例如一枝细焦比的望远镜通常也会用作天文摄影或用来观测需要阔视场的深空天体，而大焦比的望远镜则多数用来观测高反差的月球及行星等。

口径的重要

在三种望远镜中，聚焦了的光线均会经一组称为“目镜”的镜片变成放大了的影像。因此，望远镜最主要的功能是要把星光收集，然后再把收集得来的光变成放大的影像。

因此，天文观测者都希望望远镜的口径可以尽量的大，因为越大口径的望远镜可收集更多外来的光，情形就像在下雨天时我们利用一个大水桶及一个水杯放在露天的地方去盛载雨水一样；在特定的收集时间内，水桶会收集到多些的雨水，因为它的收集范围比水杯大。

口径（吋）（毫米） 最暗可达星等 理论最佳解像力 最高可用倍数
2.4 ---------        60------------        11.6---------        2.00"-------         120x
3.1----------         80------------        12.2---------        1.50"-------         160x
4 ------------        100----------        12.7---------        1.20"-------         200x
5 ------------        125----------        13.2--------         0.95"---------         250x
6 ------------        150-----------13.6---------        0.80"-------        300x
8 ------------        200----------        14.2---------        0.65"--------        400x
10------------        250-----------14.7---------        0.50"--------        500x
12.5---------        320-----------15.2---------        0.40"*------        600x*
14------------        355-----------15.4---------        0.34"*------        700x*
16------------        400-----------15.7---------        0.30"*------        800x*
17.5---------        455-----------15.9---------        0.27"*------        900x*
20-------------500----------        16.2---------        0.24"*------1000x*



*　多项实际观测也表示在地面的望远镜在最佳的观测条件下也只能分解0.4"及放大600倍

(摘自T.Dickinson & A.Dyer, The Backyard Astronomer's Guide, NY: Firefly, 1997; 钟伟强修正)


望远镜的流动性

所谓望远镜的机动性，是指该枝望远镜让你随便搬运，带到四处去进行观测的轻松程度。在光害严重的香港，大部份观测者都要从市区走到郊外进行观测，因此望远镜的机动性是非常重要的一环。在三种望远镜中，以大口径（8-16吋）配备Dobsonian地平式脚座的牛顿式反射镜的流动性最大，其次是配备赤道仪的折反射镜。以同等口径比较，配备赤道仪的折射镜的流动性最差。

像差

一般的望远镜也有像差。像差主要有下列多种：

色差： 折射镜的缺点在于它有“色差”现象，令望远镜所放出来的影像边缘出现一个蓝色或红色的“烘”。色差的成因与棱镜把太阳光分成彩虹七色一样，折射镜也同样会把白光分成彩虹七色，每种颜色有个别的焦点。幸好，我们可以使用不同种类玻璃制成的复合物镜把色差予以大大的减低。

球面像差： 如镜片磨制不精确，由主镜边缘来的光便不能与由主镜中心来的光汇合及聚焦；这时望远镜的影像便永远也不能达到准确的对准，呈松散及蒙眬的影像。此乃球面像差。

彗形像差： 在大部份短焦距望远镜中，视场边缘的星光会扭曲成彗星状的光球，只有视场中心的星光才可达正确不偏的影像；这便是彗形像差。

场曲： 影像的中心与影像的边缘并不一致，令视场弯曲，此为场曲。

不同类型望远镜所显现像差的程度如下：

像差 一般折射镜 ED等特制折射镜         反射镜 折反射镜
色差---------        显著---------        轻微---------        没有---------        没有
球面像差----轻微---------        轻微---------        轻微---------        轻微
彗形像差----轻微---------        轻微---------        显著---------        轻微
场曲----------轻微----------轻微---------        轻微----------显著

*　视乎不同望远镜制造商所达的品质优劣水平，一般著名的制造商的出品均没有太明显的球面像差。

衍射

当光经过一个陕窄的范围时，它的波长会被稍微扭曲；而这现象称“衍射”现象（Diffraction）。光的衍射会影响影像的反差（contrast）。

各类型望远镜也有衍射现象，其中以折反射镜及短焦反射镜尤为显著；这是因为它们的副镜会将原本给光通过的通道收窄。因此，副镜越大，衍射现象便更大。

Airy Disc 及望远镜的评核

由于衍射现象，所有从望远镜所得出的星光影像也不会是单独一点，而是像右图般，在光点外还有两至三个同心暗弱光圈。而这个由中心星点及其附近光环所形成的光碟便是所谓的Airy Disc。

自制反射镜

无论是折射式、反射式以及折反射式望远镜均可自制。由于一级光学玻璃难以买到，故此很少人会尝试自制折射镜。所谓自制望远镜，绝大多数是指制造反射式望远镜，其中以牛顿式反射镜的制作最为流行；望远镜口径亦越造越大。

目镜（Eyepiece）

单凭望远镜是不能用来进行观测的，因为我们还要在望远镜的焦点后放上一个目镜，把焦点变成一个放大的影像。

在每个目镜上，均会注明一个英文字或一个英文简写及一个数值；前者表明了目镜的类型，后者则表示目镜的焦距。

目镜是有很多类型的。天文同好常用的目镜类型包括有Orthoscopic (Or)、Plossl (Pl)、Vixen LV、Takahashi LE、Televue Radian、Meade Super Wide Angle、TeleVue Panoptic、Pentax XL、Meade Ultra Wide Angle、TeleVue Nagler等。

以下就各主要类形的目镜作一简单介绍：

Orthoscopic - 设计非常好之目镜,但必须留意的是要选购正规的Abbe Ortho目镜，否则其质素将会稍差。一般来说，Ortho目镜的视场较窄，而eye relief（即眼睛与目镜的距离，太短会很不舒适）亦非常短，已不符合现代观测要求

Plossl - 与Ortho一样的好，好的Plossl目镜的成像锐利及层次感均可达到顶级程度，而其视场及eye relief均较Ortho为大。价钱一般在200-300元之间，适合一般要求。

LV - 最大特点是甚长的eye relief，故就算使用如4mm短焦距的LV目镜，观测时眼睛亦甚为舒适。然而，LV目镜的横向色差较明显，而且光通量亦稍低，尤其使用在短焦的牛顿望远镜时，效果更大打折扣；但若用在焦比较长（f/10或以上）的折反射式望远镜上，效果则非常好

Wide Angle - 此种目镜著名在可以做到漫游太空的感觉，其视场高达82o。Meade和Televue也有生产此类形目镜；其中以Televue出品焦距22mm的品种堪称为此型之极品。Leica亦有制造焦距此类型的32mm目镜，视场更高达88o，但售价却接近港币二万元！Meade及Televue所分别生产的Ultra Wide Angle及Nagler的质素亦同样的高，售价约在1500至3000元之间，归入贵价目镜之列，但喜欢看深空天体的朋友将会觉得此类形目镜物有所值

另外，要留意的是在望远镜市场上可买到的目镜是有几个不同的尺码的。一般天文观测者使用的多是1¼ 吋口径的尺码。另外，目镜亦有显微镜目镜的尺码，即0.965吋；与及口径达2吋的大目镜。

倍率的计算

天文望远镜是没有特定的倍率的。倍率是视乎所用的目镜来决定。目镜上所示的数字是目镜的焦距。有了目镜的焦距，只要我们知道望远镜的焦距，我们便可计算出望远镜的倍率。计算方法如下：

望远镜的倍率= 物镜焦距/目镜焦距

因此，目镜焦距越细，放大倍数便越大。目前市面最短焦的目镜为2mm左右。

天顶棱镜（Star Diagonal）

利用折射镜或折反射镜时，我们便要加上一个天顶棱镜。它的用途是把从望远镜射出来的光以90°反射，好让我们可以舒适地进行观测。否则，当观测天顶附近的天体时，观测者便要辛苦地仰高头来配合目镜的位置以便进行观测。

寻星镜（Finder）

天文望远镜配上长焦距的目镜，最低的倍数也有二、三十倍左右。在二、三十倍的视场下去寻找天空上某一点，是一件非常艰难的事，更遑论在二、三百倍的视场。因此，一般天文望远镜上必会有一枝放大倍率只有五、六倍的小型望远镜，内里装有十字线，用以方便天文观测者找寻天体。

当然，在使用寻星镜前我们必须把望远镜的光轴与寻星镜的光轴校正，这样便可保证寻星镜所对准的便是望远镜所看到的位置。调校方法如下：先利用低倍目镜，把主镜对准天上其中一颗明亮星点； 再利用高倍目镜，把星点放在主镜的视场中心； 利用寻星镜座架上支撑着寻星镜的三颗或六颗螺丝，把寻星镜的视场修正，直至视场内的十字线交点叠在光星上；回看主镜，看看星点是否仍在目镜视场内。若星点仍在，寻星镜便已对准，否则便要由步骤1从头再做。

Telrad寻星器

现今拥有大口径望远镜、爱看深空天体的同好则流行利用Telrad电子寻星器来辅助观测。寻星器上有一块无倍率的屏幕。透过Telrad，观测者可以在屏幕上看到几个发红光的同心圆形，这些同心圆分别代表不同大小的视场。像寻星镜一样，只要把Telrad的光轴与望远镜校正，观测者只需把目标纳入Telrad的同心圆内，再配合一个阔视场的目镜，观测者便可容易地找到天体。Telrad 的用法简单容易，十分适合暗淡天体的观测。

增焦镜（Barlow）

顾名思义，增焦镜可有效地把望远镜的焦距增长。换言之，我们可利用增焦镜把望远镜的放大倍率提高。市场上的增焦镜有两种，一种是像目镜一般，直接插入目镜座，然后再把目镜插入增焦镜内；第二种则是直接安装在望远镜镜筒与目镜座之间，然后把目镜如常地插入目镜座。市面上的增焦镜一般也在两倍至五倍之间。

滤镜

各式不同的滤镜可加在目镜后。不同类型的滤镜有不同的功效。例如在观测月球时，我们可加上一个月球滤镜以作减光；观测行星时，我们亦可加上不同的颜色滤镜以加强行星表面特征的反差；或我们可利用特别为城市观测者而设的减“光害”滤镜，协助我们在城市观测时把多余的人造光隔滤走。

地平式脚架

把望远镜安装在一个地平式脚架，我们便可以方便地把望远镜指向天空上任何一个位置。但是，因为周日运动，当我们作长时间的观测时，我们便需要经常作出调校；而且，我们亦要同时调校上下及左右两个方向。因此，地平式脚架并不适合长时间的天文观测及天文摄影。\r

现在市面上有电脑辅助的地平式脚架，每次使用时只要稍作调校便可自动追踪天体。但是，利用地平式脚架进行追踪时，我们会察觉到视场会随时间转动（Field Rotation）。所以，如要利用电脑追踪的地平式脚架，观测者便要另购一个视场转动抵消器（Field De-rotator）。

现今大口径的反射镜所采用的杜苏式脚架（Dobsonian）也是地平式脚架的一种。

赤道仪

赤道仪可以简单及方便地追踪天体。赤道仪的追踪原理很简单；只要我们把赤道仪的极轴（赤经轴）校至与地球的自转轴平衡，然后再把极轴以东向西的方向旋转，我们便可消除周日运动的影响。\r

要把望远镜的转轴调校至与地球自转轴平衡并不困难，我们只要把赤道仪的极轴指向北极星便行；因为北极是地球转轴所指的方向。为方便天文观测者把转轴校正，一般的赤道仪内也会有一枝小型望远镜。只要把北极星纳入望远镜的视场，我们便能把极轴校至与地球的自转轴平衡。

如果我们在赤道仪上安上一个摩打，我们更可长时间地进行观测而无需对望远镜作出调校。有些赤道仪更在赤纬轴也加装一个摩打，令追踪来得更加方便。

赤道仪的追踪速度

一般的赤道仪摩打均只利用恒星速来进行追踪；一些较高档的赤道仪会包括月球速、太阳速及甚至帝王速来达更理想的追踪效果。

恒星速： 根据地球自转速度（每日1,436.5分钟）来追踪，是一般赤道仪的标准追踪速度。

月球速： 根据月球的公转及地球自转、配合月球在天空上移动的速度作追踪。

太阳速： 根据地球的公转及自转、配合太阳在天空上移动的速度作追踪。

帝王速： 根据一位叫King的天文学家的发现，把地球大气所造成的视觉追踪误差引入的追踪速度；适合长时间追踪及拍摄深空天体。

极轴的调校方法

利用极轴望远镜： 一般的赤道仪也备有极轴望远镜；常见的极轴望远镜内会有如下图般的刻度。正北极与北极星是有一个44角分（大概1.5个满月的大小）的差距，因此我们要把北极星放在两个圆圈之间的位置，而不是放在视场的中心。随着岁差运动，北极星正逐步地远离正北极；因此有些极轴镜更有精确的刻度，用者需在不同年份时利用极轴镜内不同的刻度圈来配合岁差的变化。\r

利用赤道仪进行观测时，我们只须先把赤道仪粗略地对准北方，然后再利用在赤道仪极轴的仰角及水平（即上下及左右）微调，把在极轴镜视场内见到的北极星放在如图示的方向、两个圆圈之间的空间，我们便已把极轴校正。

要留意的是，在大多数情况下，单利用极轴镜来调校极轴并未能准确地对准极轴；这是因为极轴镜的安装误差、赤道仪放置未够水平等因素会影响调校的结果。因此，要精确地对准极轴，我们便要利用逐步迫近法。

逐步迫近法： 逐步迫近法是众多对极轴方法中最精确的一种，能够令极轴定向到达最高的精度。原理是藉着观看视场中星点的移动方向来修正极轴的仰角和方位。使用这种方法来校正极轴，除了需要一台赤道仪和望远镜外，还需要一个十字线（或双十字线）目镜。

校正极轴的仰角

把望远镜指向一颗近天赤道而且近东边水平（必须在45o以下）的恒星； 把恒星导入十字线目镜的视场中央，并且把焦点调松，使星点呈圆盘状，而十字线要刚好把圆盘状的恒星均分作四份； 转动赤经轴或赤纬轴，并转动目镜的十字线，使星点的移动方向跟目镜的其中一条线平行（东西线平行则南北线亦平行，反之亦然）；

分辨视场中的方向：

 关掉摩打，星点离开视场的方向是西，反方向便是东。

转动赤纬轴，把望远镜移向南，则星点离开视场的方向便是北；把望远镜移向北，则星点离开视场的方向便是南。

开启摩打追踪导星，如发觉：  该星已移往十字线之北－表示仰角偏高，必须减少极轴的仰角。该星已移往十字线之南－表示仰角偏低，必须增加极轴的仰角。 直至星点不移动，仰角调校便正式完成。

注意：以上调校仅适用于东面水平附近的恒星，如选择西面水平附近的恒星作反方向调校。

校正极轴的方位

把望远镜指向一颗近天赤道、位于中天附近而且比较明亮的恒星； 重复调校仰角的第2，3，4步骤； 开启摩打或以手动方法追踪导星，如发觉： 导星移往十字线之北，表示要将利用极轴的方位微动调校把极轴顶部移向东面。 导星移往十字线之南，表示要将极轴顶部移向西面。 反复调校，直至星点在南北线没有漂移，或到达一个你认为足够的精确度便完成。

如果你的赤道仪附有水平珠，在调校极轴的仰角前，水平必须校正。当你下一次使用这台赤道仪时，只要把水平再次对好，仰角便已准确；这样在每次对极轴时只需调校方位便可，大大节省对准极轴所需的时间。