天文望远镜

天文望遠鏡 名詞釋疑 （Telescope Terms）
1雙筒望遠鏡
一枝雙筒望遠鏡其實已是一件非常有用的天文觀測工具。

天文觀測用的雙
筒鏡一般以7x50、8x40及10x50為合；這幾對數字內的7x、8x及10x
代表望遠鏡能分別放大7倍、8倍及10倍，而40及50則代表望遠鏡的鏡
頭口徑是40mm及50mm。

倍數太大的雙筒鏡會同時把我們正常的手震放
大，令影像搖擺不定，難以手持觀測；而口徑太大的雙筒望遠鏡由於重量
大增，亦必須使用腳架輔助。

在購買雙筒望遠鏡時，必須留意目鏡視場不應太小。

意即利用雙筒鏡觀測
時，所看到的範圍要盡量大。

這樣，用雙筒鏡觀測夜空時，感覺便會更震撼。

為了更佳的雙眼觀測感覺，有些觀測者追求口徑達80mm至150mm等的大口徑的雙筒鏡。

購買較大口徑的雙筒鏡時，要有適當的心理準備，因為口徑大於80mm的雙筒鏡連同地平座架，重量往往可達三、四十磅。

有些觀測者更因此而自製觀測椅，令觀測感覺更完美。

另外，大口徑雙筒鏡最佳為附有90o或45o 屈折稜鏡，因為這可方便觀測近天頂地區，配合地平腳座使用時便可令觀測更舒適；否則，在觀察仰角高於40o之物體時，若不是躺下或有特製之觀測椅，頸部將會非常辛苦，有失雙筒觀測的原意。

2天文望遠鏡
望遠鏡可謂是天文觀測中一項不可或缺的工具。

天文觀測用的望遠鏡其實是有好幾種類型。

它們分別是A折射式望遠鏡、B反射式望遠鏡和C折反射式望遠鏡。

－A折射式望遠鏡（Refractor）
原理是利用一組可令光線聚焦的凸透鏡組合把光線聚焦然後再利用另一組鏡片把焦點放大。

－B反射式望遠鏡（Reflector）
原理是利用這塊呈拋物凹面的反射鏡把光線聚集，然後再用一塊放在鏡筒前端的較細小反光鏡把光反射到鏡筒外，再利用目鏡造出放大的影像。

反射鏡雖然有一個副鏡阻擋著視線，但是，透過反射鏡所造出來的影像是看不到副鏡的座架的。

這是因為影像是經望遠鏡聚焦後才造成影像，而並非像平光鏡般純粹作出反射。

反射式望遠鏡又分多種類型，業餘天文觀測者多利用牛頓式（Newtonian）及卡式（Cassegrain）。

－C折反射式望遠鏡（Catadioptric Telescope）
折反射鏡的原理是先利用一塊折射鏡片把外來的光稍作折射，然後再利用一塊凹面反射鏡把光聚集。

業餘人士所用的折反射鏡又主要分有施密特式（Schmidt-Cassegrain）及馬蘇托夫式（Maksutov）。

牛頓式反射鏡 馬蘇托夫-Cassegrain式折反射鏡 施密特式（Schmidt-Cassegrain）
3焦距及焦比
望遠鏡的焦距是指鏡片至焦點的距離。

常用mm表示。

望遠鏡的焦比是望遠鏡的焦距與它的口徑的比例。

要計算焦比，只要把望遠鏡的焦距除以望遠鏡的口徑便可。

望遠鏡的焦比對評審天文望遠鏡的用途是非常有用的；例如一細焦比的望遠鏡常會用作天文攝影或用來觀測需要闊視場的深空天體，而大焦比的望遠鏡則多數用來觀測高反差的月球及行星等。

4口徑的重要
在三種望遠鏡中，聚焦了的光線均會經一組稱為「目鏡」的鏡片變成放大了的影像。

因此，望遠鏡最主要的功能是要把星光收集，然後再把收集得來的光變成放大的影像。

因此，天文觀測者都希望望遠鏡的口徑可以盡量的大，因為越大口徑的望遠鏡可收集更多外來的光，情形就像在下雨天時我們利用一個大水桶及一個水杯放在露天的地方去盛載雨水一樣；在特定的收集時間內，水桶會收集到多些的雨水，因為它的收集範圍比水杯大。

口徑（吋）口徑（毫米）最暗可達星等理論最佳解像力理論最高可用倍數
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*
* 多項實際觀測也表示在地面的望遠鏡在最佳的觀測條件下也只能分解0.4"及放大600倍
5望遠鏡的流動性
所謂望遠鏡的機動性，是指該枝望遠鏡讓你隨便搬運，帶到四處去進行觀測的輕鬆程度。

在光害嚴重的香港，大部份觀測者都要從市區走到郊外進行觀測，因此望遠鏡的機動性是非常重要的一環。

在三種望遠鏡中，以大口徑（8-16吋）配備Dobsonian地平式腳座的牛頓式反射鏡的流動性最大，其次是配備赤道儀的折反射鏡。

以同等口徑比較，配備赤道儀的折射鏡的流動性最差。

6像差
一般的望遠鏡也有像差。

像差主要有下列多種：
色差： 折射鏡的缺點在於它有「色差」現象，令望遠鏡所放出來的影像邊緣出現一個藍色或紅色的「烘」。

色差的成因與稜鏡把太陽光分成彩虹七色一樣，折射鏡也同樣會把白光分成彩虹七色，每種顏色有個別的焦點。

幸好，我們可以使用不同種類玻璃製成的複合物鏡把色差予以大大的減低。

球面像差： 如鏡片磨製不精確，由主鏡邊緣來的光便不能與由主鏡中心來的光匯合及聚焦；這時望遠鏡的影像便永遠也不能達到準確的對準，呈鬆散及矇矓的影像。

此乃球面像差。

彗形像差： 在大部份短焦距望遠鏡中，視場邊緣的星光會扭曲成彗星狀的光球，只有視場中心的星光才可達正確不偏的影像；這便是彗形像差。

場曲： 影像的中心與影像的邊緣並不一致，令視場彎曲，此為場曲。

不同類型望遠鏡所顯現像差的程度如下：
像差一般折射鏡ED等特製折射鏡反射鏡折反射鏡
色差 顯著 輕微 沒有 沒有
球面像差* 輕微 輕微 輕微 輕微
彗形像差 輕微 輕微 顯著 輕微
場曲 輕微 輕微 輕微 顯著
* 視乎不同望遠鏡製造商所達的品質優劣水平，一般製造商的出品均沒有太明顯的球面像差。

7衍射
當光經過一個陝窄的範圍時，它的波長會被稍微扭曲；而這現象稱「衍射」現象（Diffraction）。

光的衍射會影響影像的反差（contrast）。

各類型望遠鏡也有衍射現象，其中以折反射鏡及短焦反射鏡尤為顯著；這是因為它們的副鏡會將原本給光通過的通道收窄。

因此，副鏡越大，衍射現象便更大。

8.Airy Disc 及望遠鏡的評核
由於衍射現象，所有從望遠鏡所得出的星光影像也不會是單獨一點，而是像右圖般，在光點外還有兩至三個同心暗弱光圈。

而這個由中心星點及其附近光環所形成的光碟便是Airy Disc。

當影像不在焦點時，星光所呈的Airy Disc會如左圖般更加明顯。

天文觀測者可以利用Airy Disc所呈的模樣去判斷望遠鏡的光學精確度。

9.自製反射鏡
無論是折射式、反射式以及折反射式望遠鏡均可自製。

由於一級光學玻璃難以買到，故此很少人會嘗試自製折射鏡。

所謂自製望遠鏡，絕大多數是指製造反射式望遠鏡，其中以牛頓式反射鏡的製作最為流行；望遠鏡口徑亦越造越大。

10.目鏡（Eyepiece）
單憑望遠鏡是不能用來進行觀測的，因為我們還要在望遠鏡的焦點
後放上一個目鏡，把焦點變成一個放大的影像。

在每個目鏡上，均會註明一個英文字或一個英文簡寫及一個數值；
前者表明了目鏡的類型，後者則表示目鏡的焦距。

目鏡是有很多類型的。

天文同好常用的目鏡類型包括有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。

以下就各主要類形的目鏡作一簡單介紹：
Orthoscopic - 設計非常好之目鏡,但必須留意的是要選購正規的Abbe Ortho目鏡，否則其質素將會稍差。

一般來說，Ortho目鏡的視場較窄，而eye relief（即眼睛與目鏡的距離，太短會很不舒適）亦非常短，已不符合現代觀測要求
Plossl - 與Ortho一樣的好，好的Plossl目鏡的成像銳利及層次感均可達到頂級程度，而其視場及eye relief均較Ortho為大。

價錢一般在200-300元之間，適合一般要求。

LV - 最大特點是甚長的eye relief，故就算使用如4mm短焦距的LV目鏡，觀測時眼睛亦甚為舒適。

然而，LV目鏡的橫向色差較明顯，而且光通量亦稍低，尤其使用在短焦的牛頓望遠鏡時，效果更大打折扣；但若用在焦比較長（f/10或以上）的折反射式望遠鏡上，效果則非常好
Wide Angle - 此種目鏡著名在可以做到漫遊太空的感覺，其視場高達82度。

美國的 Meade 和Televue也有生產此類形目鏡；其中以Televue出品焦距22mm的品種堪稱為此型之極品。

Leica亦有製造焦距此類型的32mm目鏡，視場更高達88度，但售價卻接近港幣二萬元！Meade及Televue所分別生產的Ultra Wide Angle及Nagler的質素亦同樣的高，售價約在1500至3000元之間，歸入貴價目鏡之列，但喜歡看深空天體的朋友將會覺得此類形目鏡物有所值
另外，要留意的是在望遠鏡市場上可買到的目鏡是有幾個不同的尺碼的。

一般天文觀測者使用的多是1.25吋口徑的尺碼。

另外，目鏡亦有顯微鏡目鏡的尺碼，即0.965吋；與及口徑達 2吋的大目鏡。

11.倍率的計算
天文望遠鏡是沒有特定的倍率的。

倍率是視乎所用的目鏡來決定。

目鏡上所示的數字是目鏡的焦距。

有了目鏡的焦距，只要我們知道望遠鏡的焦距，我們便可計算出望遠鏡的倍率。

計算方法如下： 望遠鏡的倍率 = 物鏡焦距 ／ 目鏡焦距
因此，目鏡焦距越細，放大倍數便越大。

目前市面最短焦的目鏡為2mm左右。

常用的有5、10、20mm 12.天頂稜鏡（Star Diagonal）
利用折射鏡或折反射鏡時，我們便要加上一個天頂稜鏡。

它的用途是把從望遠鏡射出來的光以90°反射，好讓我們可以舒適地進行觀測。

否則，當觀測天頂附近的天體時，觀測者便要辛苦地仰高頭來配合目鏡的位置以便進行觀測。

13.尋星鏡（Finder）
天文望遠鏡配上長焦距的目鏡，最低的倍數也有二、三十倍左右。

在20~30倍的視場下去尋找天空上某一點，是一件非常艱難的事，更遑論在200~300倍的視場。

因此，一般天文望遠鏡上必會有一枝放大倍率只有5~7倍的小型望遠鏡，內裡裝有十字線，用以方便天文觀測者找尋天體。

當然，在使用尋星鏡前我們必須把望遠鏡的光軸與尋星鏡的光軸校正，這樣便可保證尋星鏡所對準的便是望遠鏡所看到的位置。

調校方法如下：先利用低倍目鏡，把主鏡對準天上其中一顆明亮星點；
1. 再利用高倍目鏡，把星點放在主鏡的視場中心；
2. 利用尋星鏡座架上支撐著尋星鏡的三顆或六顆螺絲，把尋星鏡的視場修
正，直至視場內的十字線交點疊在光星上
3. 回看主鏡，看看星點是否仍在目鏡視場內。

若星點仍在，尋星鏡便已對準，
否則便要由步驟1從頭再做。

14.Telrad尋星器
現今擁有大口徑望遠鏡、愛看深空天體的同好則流行利用Telrad電子尋星器來輔助觀測。

尋星器上有一塊無倍率的屏幕。

透過Telrad，觀測者可以在屏幕上看到幾個發紅光的同心圓形，這些同心圓分別代表不同大小的視場。

像尋星鏡一樣，只要把Telrad的光軸與望遠鏡校正，觀測者只需把目標納入Telrad的同心圓內，再配合一個闊視場的目鏡，觀測者便可容易地找到天體。

Telrad 的用法簡單容易，十分適合暗淡天體的觀測。

15.增焦鏡（Barlow鏡）
顧名思義，增焦鏡可有效地把望遠鏡的焦距增長。

換言之，我們可利用增焦鏡把望遠鏡的放大倍率提高。

市場上的增焦鏡有兩種，一種是像目鏡一般，直接插入目鏡座，然後再把目鏡插入增焦鏡內；第二種則是直接安裝在望遠鏡鏡筒與目鏡座之間，然後把目鏡如常地插入目鏡座。

市面上的增焦鏡一般也在兩倍至五倍之間。

16.濾鏡
各式不同的濾鏡可加在目鏡後。

不同類型的濾鏡有不同的功效。

例如在觀測月球時，我們可加上一個月球濾鏡以作減光；觀測行星時，我們亦可加上不同的顏色濾鏡以加強行星表面特徵的反差；或我們可利用特別為城市觀測者而設的減「光害」濾鏡(Sky Glow)，協助我們在城市觀測時把多餘的人造光隔濾走。

17.地平式腳架 Mount
把望遠鏡安裝在一個地平式腳架，我們便可以方便地把望遠鏡指向天空上任何一個位置。

但是，因為週日運動，當我們作長時間的觀測時，我們便需要經常作出調校；而且，我們亦要同時調校上下及左右兩個方向。

因此，地平式腳架並不適合長時間的天文觀測及天文攝影。

現在市面上有電腦輔助的地平式腳架，每次使用時只要稍作調校便可自動追蹤天體。

但是，利用地平式腳架進行追蹤時，我們會察覺到視場會隨時間轉動（Field Rotation）。

所以，如要利用電腦追蹤的地平式腳架，觀測者便要另購一個視場轉動抵消器（Field De-rotator）。

現今大口徑的反射鏡所採用的杜蘇式腳架（Dobsonian）也是地平式腳架的一種。

18.赤道儀
赤道儀可以簡單及方便地追蹤天體。

赤道儀的追蹤至與地球的自轉軸平衡，然後再把極軸以東向西的方向旋轉，我們便可消除原理很簡單；只要我們把赤道儀的極軸（赤經軸）校
週日運動的影響。

要把望遠鏡的轉軸調校至與地球自轉軸平衡並不困難，我們只要把赤道儀的極軸指向北極星便行；因為北極是地球轉軸所指的方向。

為方便天文觀測者把轉軸校正，一般的赤道儀內也會有一枝小型望遠鏡。

只要把北極星納入望遠鏡的視場，我們便能把極軸校至與地球的自轉軸平衡。

如果我們在赤道儀上安裝一個馬達，我們更可長時間地進行觀測而無需對望遠鏡作出調校。

有些赤道儀更在赤緯軸也加裝一個馬達，令追蹤來得更加方便。

19.赤道儀的追蹤速度
一般的赤道儀馬達均只利用恆星速來進行追蹤；一些較高檔的赤道儀會包括月球速、太陽速及甚至帝王速來達更理想的追蹤效果。

恆星速： 根據地球自轉速度（每日1,436.5分鐘）來追蹤，是一般赤道儀的標準追蹤速度。

月球速： 根據月球的公轉及地球自轉、配合月球在天空上移動的速度作追蹤。

太陽速： 根據地球的公轉及自轉、配合太陽在天空上移動的速度作追蹤。

帝王速： 根據King(天文學家)的發現，把地球大氣所造成的視覺追蹤誤差引入的追蹤速度；
適合長時間追蹤及拍攝深空天體。

20.極軸的調校方法
利用極軸望遠鏡： 一般的赤道儀也備有極軸望遠鏡；常見的極軸望遠鏡內會有如下圖般的刻度。

正北極與北極星是有一個44角分（大概1.5個滿月的大小）的差距，因此我們要把北極星放在兩個圓圈之間的位置，而不是放在視場的中心。

隨著歲差運動，北極星正逐步地遠離正北極；因此有些極軸鏡更有精確的刻度，用者需在不同年份時利用極軸鏡內不同的刻度圈來配合歲差的變化。

利用赤道儀進行觀測時，我們只須先把赤道儀粗略地對準北方，然後再利用在赤道儀極軸的仰角及水平（即上下及左右）微調，把在極軸鏡視場內見到的北極星放在如圖示的方向、兩個圓圈之間的空間，我們便已把極軸校正。

要留意的是，在大多數情況下，單利用極軸鏡來調校極軸並未能準確地對準極軸；這是因為極軸鏡的安裝誤差、赤道儀放置未夠水平等因素會影響調校的結果。

因此，要精確地對準極軸，我們便要利用逐步迫近法。

逐步迫近法： 逐步迫近法是眾多對極軸方法中最精確的一種，能夠令極軸定向到達最高的精度。

原理是藉著觀看視場中星點的移動方向來修正極軸的仰角和方位。

使用這種方法來校正極軸，除了需要一台赤道儀和望遠鏡外，還需要一個十字線（或雙十字線）目鏡。

校正極軸的仰角
1. 把望遠鏡指向一顆近天赤道而且近東邊水平（必須在45o以下）的恆星；
2. 把恆星導入十字線目鏡的視場中央，並且把焦點調鬆，使星點呈圓盤狀，而十字線要剛好把圓盤狀
的恆星均分作四份；
3. 轉動赤經軸或赤緯軸，並轉動目鏡的十字線，使星點的移動方向跟目鏡的其中一條線平行（東西線
平行則南北線亦平行，反之亦然）；
4. 分辨視場中的方向：關掉馬達，星點離開視場的方向是西，反方向便是東。

轉動赤緯軸，把望遠
鏡移向南，則星點離開視場的方向便是北；把望遠鏡移向北，則星點離開視場的方向便是南。

開啟馬達追蹤導星，如發覺： 該星已移往十字線之北－表示仰角偏高，必須減少極軸的仰角。

該星已移往十字線之南－表示仰角偏低，必須增加極軸的仰角。

直至星點不移動，仰角調校便正式完成。

注意：以上調校僅適用於東面水平附近的恆星，如選擇西面水平附近的恆星作反方向調校。

校正極軸的方位
1. 把望遠鏡指向一顆近天赤道、位於中天附近而且比較明亮的恆星；
2. 重複調校仰角的第2，3，4步驟；
3. 開啟馬達或以手動方法追蹤導星，如發覺：
導星移往十字線之北，表示要將利用極軸的方位微動調校把極軸頂部移向東面。

導星移往十字線之南，表示要將極軸頂部移向西面。

反複調校，直至星點在南北線沒有漂移，或到達一個你認為足夠的精確度便完成。

如果你的赤道儀附有水平珠，在調校極軸的仰角前，水平必須校正。

當你下一次使用這台赤道儀時，只要把水平再次對好，仰角便已準確；這樣在每次對極軸時只需調校方位便可，大大節省對準極軸所需的時間。

A 圖例：各部位認識
Ｂ.認識天文望遠鏡：
a.認識
三角架、赤道儀、鏡筒
b.再認識
極軸望遠鏡、
赤經及赤緯固定旋鈕、
微調旋轉桿、
找到重錘
c.確認望遠鏡
(折、反射式)、
尋星鏡、
再確認目鏡座
(天頂稜鏡)
d.指出
固定鈕(粗調節)、
旋轉桿(微調節)及
調焦鈕的位置。

Ｃ.望遠鏡操作步驟：
1.架設三角架，裝上赤道
儀、瑣住望遠鏡鏡筒。

約略對準北方、並調整水平氣泡。

2.調整望遠鏡筒身卡箍，使鏡筒本身前後之力矩平衡；
調整重錘位置，使望遠鏡鏡筒與重錘之間達成力矩平衡。

3.利用極軸望遠鏡調整極軸，對準北極星，使與地軸平行。

4.找尋一遠距目標物，調整尋星鏡三螺絲，使其與主鏡筒平行。

5.先鬆動粗調節固定鈕、以尋星鏡對準欲觀測之目標、再瑣住固定鈕。

6.再以微調旋轉桿做調整，將觀測目標移入目鏡中以利觀測
7.若目標在視野中不清楚，則以調焦鈕進行對焦工作。

8.進行觀測中，先用低倍率目鏡LV25mm、
再更換高倍率KE10mm or PL5mm。

D.極軸望遠鏡Vixen GP之操作步驟：
1 找尋可見北極星的場所，將赤道儀朝向北極星
2 將三角架置水平（水準器氣泡，置中）
3 極軸前方置一照明（紅色手電筒）
4 將赤緯軸與極軸垂直，方可開始用極軸望遠鏡 （開口確實開啟）
5 視需要以調整環將極望對焦
6 修正經度差，對準白線：（以日期標示，通常為白色）
以 東經 135度 為準，向西為 Ｗ－，例：台中(東經 120度)，則為－１5度
( 得自於 120 － 135 = － 15 ) oo也可就對準零，但不是很準oo
7 將時間盤（以時間標示，通常為黑色）的零時，調至固定螺絲，並旋緊螺絲
8 轉鬆赤經的固定把手，使外盤的月份日期（白盤）對準觀測時間 （黑盤）
9 運用方位（兩顆黑螺絲）及高度調整（電鍍Ｔ螺絲），將北極星置入刻度的小圓圈之中
10 可通電開始追蹤星體（ie與地球同步旋轉）
STEP高橋 EM-200 對極軸
1找尋可見北極星的場所，將赤道儀朝向北極星2將架台放置妥當（可以水準器調整）
3極軸望遠鏡前方置一微弱照明
4將赤緯軸與極軸垂直
5將赤經轉盤上的水平儀調整，直至確實水平
6 修正經度差：
以 東經 135度 為準，向西為 Ｗ－，向東為 Ｅ＋
如台灣的台中(東經 120度)，則為－１5度
( 得自於 120 － 135 = － 15 )
7運用方位及高度調整螺絲，將北極星置入刻度的小圓圈之中
8因有歲差，北極星年年在變，
2004年的位置是中偏左上(40'在上，60'在下) 約1/4個半徑。