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1 望遠鏡 第 2 篇 光學望遠鏡 Optical Telescopes 光學望遠鏡都由一組透鏡或反射鏡構成, 分為折射式 反射式和折反射式三種, 每種又依其設計特色而稱呼, 流行的有開普勒式折射鏡 (Keplerian refractor) 牛頓式反射鏡 (Newtonian reflector) 施密特 - 卡塞格林折反射鏡 (Schmidt-Cassegrain telescope / SCT) 和馬克蘇托夫折反射鏡 (Maksutov telescope) 市售的折射鏡口徑通常在 5-20 cm 之間, 反射鏡在 60 cm 以下, 折反射鏡在 40 cm 以下 天文台用的口徑則大得多, 設計多為反射式, 例如在夏威夷的一對凱克望遠鏡, 每台主鏡的有效口徑為 10 米 口徑越大, 集光面積越大, 見暗星越多, 一台 10 米口徑的集光面積較 1 米大一百倍 ; 哈勃太空望遠鏡 (HST) 的口徑只有 2.4 米, 但影像不受大氣干擾, 能拍攝暗至 30 等星 市售的天文望遠鏡 一對相隔 85 米, 口徑 10 米的凱克 (Keck) 望遠鏡 2.4 米口徑的哈勃太空望遠鏡, 離地面約 560 公里 AC_Telescope Alan Chu 1 of 24

2 凱克天文台 (Keck Observatory) 簡介 凱克天文台建於 1990 年代, 位於美國夏威夷州毛納基山頂, 海拔 4 千米, 設有兩座 10 米口徑望遠鏡, 可連接為光學干涉儀進行觀測 每座主鏡由 36 塊六角形反射鏡組成, 入射星光經過 (1) (2) 聚焦至卡氏焦點 (3), 或加入第二副鏡轉聚至內氏焦點 (4) 望遠鏡主體由電腦控制的地平裝置 (altazimuth platform) 承擔 歐洲南天文台 (European Southern Observatory) 在智利帕瑞納山設置四座 8.2 米及四座在路軌的 1.8 米口徑反射望遠鏡, 合稱 Very Large Telescope / VLT 其中一座以雷射光束射往 90 公里高空, 激發大氣的原子產生光點, 稱人造導星 利用調適光學監察人造導星的大氣抖動, 經電腦調控反射鏡面的曲率後便可以即時糾正被大氣扭曲的天體影像 在光束旁的一群亮星是金牛座的 Pleiades (M45), 稍遠是 Hyades ( 畢星團 ) AC_Telescope Alan Chu 2 of 24

3 哈勃太空望遠鏡 (Hubble Space Telescope / HST) 重約 11 公噸, 全長 13.2 米, 主鏡口徑 2.4 米, 在 1990 年由美國太空穿梭機攜帶升空, 離地面約 560 公里, 鏡上設備曾更改, 目前包括 FGS WFC3 ACS STIS COS NICMOS 等 COS 攝譜儀以紫外線探測星系際介質, 工作波段 nm NICMOS 以近紅外線攝影為主, 工作波段 μm, 但在 2008 年損壞後未能復修, 部分功能已由 WFC3 ( μm) 取代 過去哈勃鏡的四次維修都由太空穿梭機執行, 觀測資料和操作訊號經由同步通訊衛星轉送到地面, 地面的指令則以類似的途徑反向傳輸給望遠鏡 參考 世界最大及計劃中的光學反射望遠鏡 在建造中的 6.5 米口徑詹姆斯 韋伯 (James Webb) 太空望遠鏡 AC_Telescope Alan Chu 3 of 24

4 所有目視用的望遠鏡都要靠一個 目鏡 (eyepiece) 才能發揮放大作用, 放大率由物鏡或主鏡焦距與目鏡焦距的比例決定, 例 : 物鏡焦距 1000 mm, 目鏡焦距 10 mm, 放大率便是 1000 / 10 = 100 倍 一般從目鏡所得的影像是上下倒轉 的, 倒像可用 正像稜鏡 (erecting prism) 糾正 用折射鏡或折反射鏡觀天往往要仰頭令人不舒服, 這時可用 直角稜鏡 (star diagonal) 改善, 不過一定會引致影像左右反轉, 也可能會使像質稍遜, 如無需要, 附加的稜鏡可免則免 雙筒望遠鏡 (binoculars) 的設計必需要正像, 因此在鏡筒內置一組普羅式稜鏡 (Porro prism) 或屋頂稜鏡 (roof prism) 使影像正立, 同時也使筒身縮短方便攜帶 有些筒身密充氮氣防止內部鏡片及稜鏡發霉, 最宜野外使用 望遠鏡的機械裝置 中小型望遠鏡的轉動裝置分為兩種 : 地平式 ( 又稱經緯儀 ) 和赤道式 ( 又稱赤道儀 ), 前者讓鏡筒隨意手動但不能自動追踪天體, 後者多了一個重量相當的平衡錘, 因此可以抵銷地球自轉從而自動追蹤天體, 最適合天文攝影用途 不過現代的電腦軟硬件能令各式支架全面自動化, 甚至經互聯網遙控也可以 在太空的望遠鏡都內置陀螺儀 (gyroscope) 使指向穩定, 許多操作由地面遙控, 電力則由太陽能電池板補充 赤道裝置的操作請參閱本文的 附件 地平裝置 Altazimuth Mount 赤道裝置 Equatorial mount AC_Telescope Alan Chu 4 of 24

5 赤道裝置 : 所有赤道裝置都有極軸指向北天極或南天極, 望遠鏡會跟隨天體的周日運動圍繞極軸旋轉 常見的赤道裝置分類有德國式 (1) 叉式 (2) 英國式 (3) 馬蹄式 (4 5) 和赤道平台 (6) 哈勃太空望遠鏡的指向控制系統由三部分組成 : FGSs 是三個精密導向感應器, 可以鎖定望遠鏡視場內的導星 (guide stars), 監察望遠鏡相對導星的指向偏差 Gyros 是陀螺儀, 它的迴旋面永遠固定在同一方向 陀螺儀不斷感應望遠鏡的角動量, 為望遠鏡提供短暫的指向參考 動畫 : Reaction Wheels 是反應輪, 以兩個為一對, 其中一個可作正 ( 順時針 ) 轉動, 另一個可作負 ( 逆時針 ) 轉動 當 FGSs 與 Gyros 的配合結果發現望遠鏡指向出現偏差時, 即使偏差程度輕微, 航行軟件會立即命令這些反應輪以正向或負向轉動, 結果正負作用互相抵消, 望遠鏡的指向重返目標, 最佳的指向精度可達 角秒 AC_Telescope Alan Chu 5 of 24

6 目鏡 流行的品種有 Orthoscopic (Or) 無畸目鏡 Kellner (K) 克爾納目鏡 Plössl (PL) 普羅素目鏡 廣角 超廣角和變焦目鏡, 此外還有能提升亮度的電子目鏡 純光學設計中以 Orthoscopic 的反差最佳, 畸像最小 ;Plössl 的應用最廣泛, 因為它使用全對稱鏡片設計, 能配搭各式望遠鏡, 造價 - 性能比頗佳, 亦有多級焦距選擇 ( 通常介於 4 到 40 mm) 除了焦距外, 目鏡還有兩個重要的規格 : 1. Orthoscopic 目鏡 2. 超廣角目鏡 3. 電子目鏡把原影像的光累積, 大幅增強後在視場重現 可見視場 (apparent field of view) 指望遠鏡放大率 = 1 X 時的目鏡視場 普通 Plössl 的可見視場約有 50 0, 如果配合望遠鏡而整體放大率為 50 X, 實際的視場有 50 0 / 50 = 1 0 ; 放大率 100 X, 實際視場收窄至 0.5 0, 餘此類推 市售目鏡的可見視場最寬約有 適眼距 (eye relief) 指觀測者能清晰看到整個視場時眼球與目鏡之間的空隙, 通常目鏡的焦距越短, 適眼距也越短 適眼距不足容易使眼睛疲倦, 但通過額外的內置鏡片可把適眼距控制在適當的範圍 其他光學配件 增距鏡 (focal extender) 又稱巴羅鏡 (Barlow lens), 基本是一個短焦的凹透鏡, 放在望遠鏡的焦點附近, 能把光學系統的焦距延長從而放大影像 增距倍率由接筒長度 D 決定 ( 下圖 ), 一般設計把 D 固定在最佳光學質素, 亦有設計把 D 分為幾段組合, 相應倍率為 2X 3X 4X 等, 通常不超過 5X 更多參考 : 巴羅鏡的設計原理 物鏡 增距鏡 2 X 增距鏡 增距倍率隨接筒長度 D 而增加 加插增距鏡後的焦距 = 物鏡的原本焦距 x 增距倍率 AC_Telescope Alan Chu 6 of 24

7 減距鏡 (focal reducer) 基本是一個長焦的凸透鏡, 放在望遠鏡的焦點附近, 能把焦距縮減從而增寬視場, 有些設計還附帶平場 ( 減輕視場面彎曲 ) 的功能 減距鏡 物鏡 原本焦距 0.63 X 減距鏡 加插減距鏡後的焦距 = 物鏡的原本焦距 x 減距倍率 太陽濾鏡 較流行有白光 (white-light) 濾鏡 Hα (hydrogen-alpha) 濾鏡 Ca II - K (calcium II K-line) 濾鏡三種, 白光濾鏡把全波段陽光的強度大幅削減直至適合安全目視或攝影的用途, 能見太陽黑子 米粒組織等 ( 見 太陽 講義 );Hα 濾鏡只讓 nm (nanometer) 波長的紅光通過, 特別適合觀測日珥 ;Ca II - K 濾鏡只讓 nm 的紫光通過, 最宜觀測太陽的譜斑和耀斑 太陽濾鏡必須穩固地放在望遠鏡的前端以免被聚焦的陽光熱力燒毀 觀測太陽的安全守則 : 不要用無濾鏡保護的望遠鏡直望太陽, 嚴重的意外會永久失明! 不要在目鏡處放置太陽濾鏡, 因為濾鏡可能抵受不住聚焦的陽光熱力而突然爆裂! 不要讓小朋友單獨使用太陽望遠鏡, 最安全的教導是採用太陽投影裝置 ( 上圖 ) 各式濾鏡 有不同波長帶通或阻隔特性的選擇, 例如能阻隔紅外線的 IR 濾鏡, 能減低月球耀光的濾鏡, 能加強各類星雲反差的 Hα (656 nm) Hβ (486 nm) 和 O-III ( nm) 的帶通濾鏡, 能阻隔人造光源的 UHC / ultra high contrast 濾鏡 ( 只讓 O-III 及 Hβ 光通過 ), 有偏光作用的 polarizing 濾鏡等等 偏光簡介 觀測行星狀星雲的 O-III 帶通濾鏡 AC_Telescope Alan Chu 7 of 24

8 常見的望遠鏡用語 焦比 (focal ratio) = 望遠鏡焦距 / 口徑, 例如 C6 折反射鏡的口徑有 150 mm, 焦距 1500 mm, 焦比便是 f / 10 焦比越小, 影像越光亮, 視場也越廣寬, 觀測暗淡深空天體的望遠鏡多為 f / 4 到 f / 6, 以高倍觀測行星月球則用 f / 8 或更長的焦比 加插增距鏡或減距鏡可以令焦比改變 放大率 (magnification) = 物鏡焦距 / 目鏡焦距 光軸調校好的高質素折射鏡和反射鏡可達 100x per inch aperture (40x per cm) 或以上, 折反射鏡較難超越 50x per inch (20x per cm) 出射光瞳 (exit pupil) = 物鏡口徑 / 放大率 7 x 50 雙筒望遠鏡的出射光瞳是 7 mm, 人眼瞳孔在黑夜張到最大時亦是 7 mm 左右, 所以許多 50 mm 口徑的雙筒望遠鏡都設定在 7x 倍率 分辨率 (resolution) 指望遠鏡能夠分辨兩顆相同亮度的星相隔最小角距的能力, 又稱解像力 專業望遠鏡都以 瑞利準則 (Rayleigh criterion / Rayleigh limit) 來判斷分辨率 : 瑞利準則 = 角秒 x 光波波長望遠鏡口徑 如果以波長 500 nm 綠光測試望遠鏡, 結果如下 : 鏡的口徑 10 cm (4 吋 ) 15 cm (6 吋 ) 20 cm (8 吋 ) 25 cm (10 吋 ) 2.4 m ( 哈勃鏡 ) 瑞利準則 消費廣告則愛用 道斯極限 (Dawes limit) 來標榜分辨率, 一般如下 : 鏡的口徑 1 吋 2 吋 3 吋 4 吋 5 吋 6 吋 8 吋 10 吋 12 吋 14 吋道斯極限 由此可見, 大口徑不僅集光面積大, 分辨率也較佳 不過地面的大鏡經常受大氣擾動影響未能發揮最佳分辨率 色差 (chromatic aberration) 單塊凸透鏡猶如三稜鏡把入射的白光分散為多色的光, 折射望遠鏡以它為物鏡便出現色差現象, 這個缺點可用 消色差透鏡 來改善, 通常在前的凸透鏡是冕牌玻璃, 在後的凹透鏡是不同折射率的火石玻璃 世界最大消色差鏡頭是葉凱士天文台 40 吋 (1 米 ) 折射, 再大會因玻璃重量容易變形, 因此米級口徑皆採用沒有色差的反射鏡為主鏡 AC_Telescope Alan Chu 8 of 24

9 複消色差 (apochromatic) 簡稱 APO 普通的消色差透鏡只讓紅光和藍光聚焦於同一點, 但綠光仍然分散,APO 鏡頭則採用三片玻璃組合, 其中一片的折射率不同, 這種設計可以把紅綠藍三色光的焦點保持一致, 即使高倍放大亦見不到色差 有些 APO 鏡頭採用螢石 (fluorite / CaF 2 ) 和冕牌玻璃為折射材料, 設計更簡化為二片組合 消色差與複消色透鏡的比較 低色散 (low dispersion) 同一種光學玻璃, 入射光的波長越短, 折射率越高, 因此綠光比紅光折射率高, 而藍光又比綠光折射率高 如果一種玻璃隨着波長變化引起的折射率變化很小, 我們就說這種玻璃是 低色散 的, 反之則稱為 高色散 前述的螢石是一種超低色散 (extra-low dispersion / ED) 的光學玻璃, 產生光譜要用高色散玻璃 彗差 (coma) 當入射光束不與望遠鏡的光軸平行時, 它們會聚向不同的焦點, 不在光軸上的像點往往畸變成彗髮狀, 稱 彗差, 離開光軸越遠, 彗差越嚴重 彗差程度與望遠鏡焦比的二次方成反比, 所以理論上一支 f / 4 鏡的彗差都較 f / 8 同型鏡大四倍 像散 (astigmatism) 由於生產工藝, 透鏡 ( 或反射鏡 ) 的曲率並非完美無暇, 透鏡的焦點位置便跟隨入射光束的直徑取向而改變, 這種聚焦誤差稱為 像散, 例如下圖的十字形物體, 它的橫面入射光聚焦在 A 點, 縱面入射光卻聚焦在 B 點 有像散的望遠鏡, 對焦時總是摸不清最肯定的焦點, 往往要調校多次才勉強找到一個 似乎正確 的位置 像散與透鏡的曲率有關, 因此在裝拆透鏡時不要把它鎖壓過度, 太緊會令玻璃曲面變形而增大像散 AC_Telescope Alan Chu 9 of 24

10 拋物面反射鏡 (parabolic mirror) 與球面反射鏡 (spherical mirror) 平行光進入拋物面反射鏡會聚於同一焦點, 但是球面反射鏡卻不能, 這個缺點稱為 球差 (spherical aberration), 不過後者比較容易磨製, 低價的長焦比反射望遠鏡 (f / 8 以上 ) 往往只取球面鏡的一小段當作近似拋物面鏡使用 雖然拋物面反射鏡沒有球差, 但斜入光仍然不能反射到正常焦點 ( 下圖左 ), 這個缺點就限制了拋物面反射望遠鏡的視場不能過大, 通常不超過 另一方面, 球面反射鏡的曲率是固定不變的, 它產生的彗差都比同視場的拋物面反射鏡小, 這是一個優點, 因此大口徑寬視場設計均用球面反射鏡為主鏡 ( 例如後述的施密特望遠鏡 ), 焦比約 f / 2, 主鏡前是一塊非球面透鏡 (aspheric lens), 它的中心微凸使光束輕微靠聚, 周圍微凹使光束稍散, 凹凸互補能夠抵消主鏡的球差和彗差, 把這塊透鏡放在距離主鏡球面半徑的位置就可以達到最佳修正效果 拋物面反射鏡 與光軸平行的光 P 相聚於正常焦點 F, 斜入光 Q 卻不能反射到 F Q 越偏離光軸, 近視場邊緣的光點越容易呈現彗差模樣 非球面修正透鏡 尋星鏡 (finderscope) 附於望遠鏡筒的小鏡, 視場有十字線讓使用者更易尋找和對準目標, 規格多在 6 x 30 至 9 x 50 之間 有些尋星鏡不採用透鏡組合, 只設紅光點供瞄準用途 極軸鏡 (polarscope) 一種讓觀星儀器對準天極的光學配件, 一般口徑 mm, 放大率 6 倍左右, 視場有對準北天極或南天極的刻度, 常設於流動性的赤道儀上 轉儀鐘 (clock drive) 通常指赤道儀的追星裝置 一般赤道儀的轉軸 ( 極軸 ) 都與一組齒輪連接, 齒輪由電子控制的摩打驅動, 轉速與天體的周日運動同步而且十分穩定像一個時鐘, 故稱這樣的裝置為 clock drive 除了標準的追星轉速外, 有些型號還預設追蹤月球和太陽的速率, 更可以利用軟件修正因齒輪與轉軸匹配不完善而引起轉速上的週期誤差 (periodic error) GOTO 指望遠鏡的自動尋星功能, 這些望遠鏡在初建時都使用二 三顆參考星校準指向, 這份資料稱為 pointing model 並且儲存在控制器的記憶體中當作尋星指引 理論上,pointing model 應與每晚天空的星點位置脗合, 但實際上卻不會, 因為操作環境 ( 天氣 觀測位置等 ) 會改變 用家也可能無意中把望遠鏡的原本光軸改變, 這時可把目標天體重置在視場中心, 再按 "Sync" (Synchronization) 同步指令來糾正指向的小偏差便行 如果不收效, 表示望遠鏡的光軸指向偏離原位太多, 它已無法配合既有的 pointing model, 這時應徹底重建新的 pointing model 自動尋星望遠鏡的 Sync 指令 有些 GOTO 望遠鏡會加入全球定位系統 (GPS) 的性能, 望遠鏡的地理位置 日期 時間由 GPS 衛星自動提供, 初建工序因而更簡捷 GPS 動畫 : AC_Telescope Alan Chu 10 of 24

11 杜素式望遠鏡 (Dobsonian telescope) 一種利用簡單平台承托的手動反射鏡, 由美國天文愛好者約翰 杜素 (John Dobson) 於 1950 年代開始製作, 在 1980 年代被廣泛提倡藉以普及天文, 尤其適合於低倍的深空天體觀測 由於成本低廉, 結構簡單, 能夠拆件攜帶, 因此十分適合天文愛好者自行製作, 大口徑的杜素式望遠鏡為了減輕量, 不少採用桁架式設計, 也不設追星裝置, 不過亦有人為此種望遠鏡加配赤道平台以利高倍的月球行星觀測 由業餘者自製的 16 吋杜素式望遠鏡, 常用於天文普及活動 約翰 杜素 程控望遠鏡 (robotic telescope) 這是指不經人手控制, 根據電腦軟件預先編定程式而運作的望遠鏡 程序包括自動開關觀測天窗, 自動尋找目標 自動對焦 攝影 測光或定位等等, 最後把觀測數據經電訊網絡傳送給遠方主持者, 不少巡天搜索任務都利用程控望遠鏡進行 右圖例子是位於智利拉西拉天文台 (La Silla Observatory) 的 60 厘米程控望遠鏡, 專門尋找彗星和太陽系外行星, 控制室則設於一萬二千公里外的比利時 此鏡曾發現四十光年外一群像地球大小的行星, 系統母星稱 Trappist-1 RC 望遠鏡 (Ritchey-Chrétien telescope) 這是一種高級設計的反射望遠鏡, 主鏡和副鏡都是高精度的雙曲面 (hyperboloidal), 可以有效減低彗差和球差, 也可以有較寬的視場, 現代大望遠鏡多採用 RC 光學設計, 包括前述的凱克望遠鏡 VLT 及哈勃太空望遠鏡, 消費市場也有中小口徑的 RC 望遠鏡出售 原創者是美國的里奇 (Ritchey) 和法國的克萊琴 (Chrétien), 兩人都是二十世紀初的光學設計家及天文學家 DK 望遠鏡 (Dall-Kirkham telescope) 外表像 RC 型, 以較易磨製的凹橢圓面為反射主鏡, 副鏡是凸球面, 此配合能消除球差但彗差和視場遜於 RC 為了控制彗差,DK 的焦比通常大過 f/12, 適合高倍月球行星和雙星觀測, 有些 DK 內設彗差修正透鏡, 焦比減至 f/7 左右 施密特望遠鏡 (Schmidt telescope) 一種專為天文台而設計的寬視場攝影望遠鏡, 原創者是德國籍瑞典裔光學設計家施密特 (Bernhard Schmidt ) 右圖是歐洲設於智利拉西拉天文台的同類望遠鏡, 球面主鏡為 1.6 米 f / 2, 直徑 1 米的非球面修正透鏡則放在距離主鏡球面半徑的位置, 用較大的主鏡可以避免視場出現暗角 現時在球面主鏡焦點放置 CCD, 視場約 5 0, 專職搜索超新星和矮行星 探測太陽系外行星的開普勒太空望遠鏡也採用施密特式設計, 視場寬達 12 0, 相當於五百多個月球視面積 參考 : 望遠鏡的視場 施密特望遠鏡, 修正透鏡放在距離主鏡球面半徑的位置, 焦點位於這半徑的一半, 留意焦點面輕微彎曲 AC_Telescope Alan Chu 11 of 24

12 格里望遠鏡 (Gregorian telescope) 初見於十七世紀 ( 右圖 ), 主鏡是中心開孔的凹拋物面, 副鏡是凹橢圓面, 成像正立可以在主鏡後加目鏡觀測地面景物 由於主鏡焦點 P 位於副鏡之前, 望遠鏡身不能短過主鏡焦距 一些專業太陽望遠鏡仍然採用格里式設計 : 在 P 處安置視場光闌 S, 光闌的斜面可以把視場外的光熱反射到鏡身之外, 因此保護副鏡不被太陽熱力損壞 不過格里式有很大程度上被短身的 SCT 取代 ( 見 Q&A No. 10), 在坊間並不流行 格里望遠鏡簡化圖,P 是主鏡焦點,S (field stop) 是斜放在 P 處的視場光闌 導星鏡 (guidescope) 和自動導星器 (autoguider) 導星鏡是附於攝影望遠鏡旁的小鏡, 尾端放置一個小型自動導星器 典型的自動導星器有兩個接口, 一個聯線到電動赤道儀或其他平台的 Autoguide 插口, 另一個聯線到裝好導星程式的電腦 整套組合可以把自動導星器視場內的一顆導星自動鎖緊在固定位置, 同時也讓攝影目標長期曝光而不走位 克雷福特式對焦器 (Crayford focuser) 一種以滑輪或滾軸代替齒條 - 齒輪 (rack and pinion) 的對焦裝置, 可以非常精確和順暢地轉動調節鈕, 對焦時影像也不會因此搖擺, 電動對焦器常用此種滑輪推動的設計 鏡移 (mirror shift) 許多 SCT 都倚賴主鏡的前後移動對焦 ( 上圖右 ), 當對焦或轉動鏡筒時, 主鏡便有機會側向虛位使影像偏離原有位置, 主鏡越大越重, 影像的偏離越嚴重, 這個缺點稱為 " 鏡移 " 鏡移不利對焦 GOTO 操作及天文攝影, 但可以加裝克雷福特式對焦器來解決 : 先把 SCT 主鏡暫時鎖緊在焦點附近的位置, 再以克雷福特式對焦 視場轉動 (field rotation) 由電腦追星的地平裝置可以保持觀測目標在視場的中軸, 但不能矯正視場的轉動 針對這個缺點, 廠家會出品一種叫 視場轉動抵消器 (field de-rotator) 的電動配件, 適合長時間曝光 ( 約 5 分鐘以上 ) 的天文攝影 赤道儀的轉速與地球自轉同步, 因此沒有視場轉動的缺點 原本星位置 半小時後 視場轉動 衍射 (diffraction) 衍射指光波遇到障礙物邊緣 小孔或窄縫時偏離原來直線傳播而衍生的散發現象 例如在牛頓反射鏡中, 入射光擦過副鏡的十字支架, 結果星點呈現 衍射十字星 (diffraction spikes), 星越光, 十字越明顯 讓光通過小孔, 在孔後的屏上會出現一個有明暗干涉紋的 衍射圓面 (diffraction disk) 讓白光照耀 CD 碟面的微細刻紋, 碟面會反射彩虹般的色散光 右圖 : 衍射令所有光學影像邊緣出現或多或少的明暗干涉紋, 因此限制了影像的銳利程度 AC_Telescope Alan Chu 12 of 24

13 準直 (collimation) 所有望遠鏡設計皆以其光軸與入射光保持平行為理想, 因此我們要盡量使入射光與光軸保持平行 ( 準直 ) 有良好準直性的望遠鏡, 不在焦點時的星點像會呈現一個有同心圈紋的圓面, 準直性不良的望遠鏡則呈現偏心圈紋的圓面 可攜的反射和折反射望遠鏡, 主副鏡容易受溫度 運輸或操作時的不慎動作而走位, 使用前要檢查或依照操作指引重新調校光軸, 否則成像不會清晰 目鏡投影 (eyepiece projection) 把望遠鏡連目鏡對準光亮的太陽, 目鏡後放置遮光板和紙張, 太陽的影像可以投射在紙上, 影像的大小和亮度則由望遠鏡的放大率及目鏡至紙面的距離決定 目鏡投影法也適用於高倍放大的天文攝影 : 用相機機身的感光元件 (CCD / CMOS) 代替紙張, 三腳架改為電動赤道儀就行了 以目鏡投影拍攝天文照片 Afocal imaging Afocal 是不須用相機鏡頭對焦的意思, 這方法適用於有固定鏡頭的輕便相機 先把相機的目標距離設在 位罝, 再把相機鏡頭貼近望遠鏡的目鏡, 用望遠鏡對焦直至相機屏幕的影像清楚便可曝光 整套組合見下圖, 例如物鏡焦距 f 1 = 800 mm, 目鏡焦距 f 2 = 10 mm, 相機鏡頭焦距 f 3 = 25 mm, 有效焦距便是 ( f 1 / f 2 ) x f 3 = 2000 mm, 改變 f 1 f 2 或 f 3 就有不同的有效焦距 由於配搭簡單和效果不差, 這個方法適宜放大拍攝月球 行星和太陽 Afocal imaging 有效焦距 = ( f 1 / f 2 ) x f 3 以輕便數碼相機經望遠鏡目鏡 (afocal imaging) 拍攝的月面直壁 ( 左 ) 太陽黑子及木星 ( 右 ) AC_Telescope Alan Chu 13 of 24

14 攝影系統的視場 在望遠鏡的焦點或有效焦距的位置拍攝天體時, 我們要知道視場的大小或影像佔去相機內多少像素 (pixels), 以下是計算方法 : 設望遠鏡的有效焦距為 A, 感光元件或影像的邊長為 B, 攝影系統的視場 θ sin 1 (B / A) 或 θ (B / A) 天體 θ ( 例 : C6 望遠鏡 + 2X 增距的有效焦距約是 3000 mm, 相機感光元件的邊長 = 15 mm, 攝影視場就有 (15 / 3000) = 物鏡 ) θ 影像 B 有效焦距 A 感光元件 (B << A) 例 : :57 UT 時的月球視直徑 = ( 天文年曆資料 ), 拍攝系統的有效焦距 = 1024 mm, 在感光元件上的月球直徑必定是 1024 mm x / = 8.92 mm, 相當於佔用 Canon EOS 550D 至 700D 型號相機的 2070 像素 以下是當時拍得的照片, 月球影像直徑的像素與計算結果一致, 證明望遠鏡的焦距規格準確 我們也可用同樣方法反算一個天體的視直徑 ( 式子中 θ) 或鑑定攝影系統的有效焦距 (A) Canon EOS 550D - 700D 相機的感光元件 : 長邊 22.3 mm (5184 pixels) 短邊 14.9 mm (3456 pixels) 像素密度 232 pixels per mm 原照片 (1764 x 2300 pixels) 在 AC_Telescope Alan Chu 14 of 24

15 可見光外望遠鏡 振動中的帶電粒子會產生振動的電場, 而一個振動中的電場又會產生互成直角的振盪磁場, 這磁場繼續產生互成直角的感應電場, 不斷交替出來的鏈式感應 ( 右圖 1 到 5) 向遠方傳播就形成了電磁波 光起源於原子內電子的振動, 所以光也是一種電磁波, 在真空或太空的傳播速度是每秒 30 萬公里 振動中的帶電粒子 1. 磁場 電磁波傳播方向 3. 磁場 5. 磁場 2. 電場 4. 電場 太空有各種天體, 它們會根據體內帶電粒子的振動頻率而釋放不同波長的電磁波, 包括長波的射電 次長的微波 紅外線 一小段可見光 紫外線 X 射線和極短波長的伽傌射線 (γ ray) 電磁波的頻率越高, 波長越短, 能量也越大 無論長短, 電磁波必以光速傳播, 因此, 波長 x 頻率 = 光速 例 : 1.42 GHz 射電波, 相應波長 = 光速 / 頻率 = 21.1 cm 紅光波長 656 nm, 相應頻率 = 光速 / 波長 = 4.57 x Hz 波段 大約波長範圍 射電 > 10 cm 微波 1 mm - 10 cm 紅外線 700 nm - 1 mm 可見光 nm 紫外線 nm X 射線 nm γ 射線 < 10 2 nm 觀測電磁波的望遠鏡也按波長分類, 除了傳統的光學設計之外, 可見光外望遠鏡還有射電 紅外線 紫外線 X 射線和伽傌射線五大類 微波緊貼射電波段, 探測微波的技術與射電相若 射電望遠鏡最早用無線電探天的人是美國工程師央斯基 (Karl Jansky), 他在 1933 年做通訊干擾實驗時發現銀河來的射電, 當時只用低增益的短波天線, 四年後另一位美國人雷伯 (Grote Reber) 自建十米碟型天線, 射電天文從此開始 現代射電天線常以碟型聚焦, 再把微弱的聚焦訊號饋入超靈敏的接收器放大, 相隔的射電望遠鏡可用傳輸線聯成干涉儀 (interferometer) 來提升分辨能力 銀河系的旋臂及分子雲 脈衝星 宇宙微波背景都是通過射電技術才發現的 在澳洲帕克斯 (Parkes) 的射電望遠鏡, 碟徑 64 米 射電望遠鏡的接收放大器非常靈敏, 要經液態冷凍處理才有理想的訊噪比 (S/N ratio) 鄧銳禎攝於澳洲 Paul Wild Observatory, AC_Telescope Alan Chu 15 of 24

16 美國設在波多黎各的阿雷西博 (Arecibo) 固定單碟望遠鏡, 碟徑 305 米, 有效 270 米,1963 年啟用, 90 年代更新 觀測時把吊高的圓屋移近焦點, 圓屋內有反射面把訊號饋入接收機 吊架上亦可放置強力雷達發射電波到金星或近地小行星, 反射波則在他處接收 從雷達波的往返變化便可推論目標天體的距離 自轉和地形 不過這種依山谷建造的望遠鏡只能觀測有限的天空, 維修經費龐大, 所以近年建造的射電望遠鏡都採用效益更佳的射電干涉技術, 這種固定大碟結構面臨淘汰中 A B 是指向同一射電源的同樣天線, 用同樣長的傳輸線接到同一個接收機 訊號 1 比訊號 2 更早到達地面, 如果距離差 E (= D sin θ) 是半波長的偶倍數, 這兩個訊號同相, 在接收機處便發生疊加 ; 如果 E 是半波長的奇倍數, 這兩個訊號反相, 結果互相抵消, 接收機的輸出最小 由於 θ 角隨射電源的周日運動不斷改變, 接收機的輸出訊號便不斷呈現疊加和抵消的干涉圖樣 在式子 E = D sin θ 中, θ 的輕微改變 (δ θ) 即可促使 E 產生干涉圖像, 結果射電干涉儀的角度分辨能力都藉此大幅提升, 最佳分辨率等同一台 D 口徑的單碟望遠鏡 以 D = 4 km,λ = 4 cm 為例, 最佳分辨率 ( 瑞利準則 ) 便有 λ / D = 2.5 角秒 不過簡單的雙天線射電干涉儀只能在一個方向上提升分辨能力 ( 例如只能測量天體的視直徑 ), 不能產生二維射電圖像 在美國新墨西哥州的甚大天線陣列 VLA (Very Large Array),1980 年代建成, 包括 27 台直徑 25 米單碟射電天線, 可以排放在 Y 形三個方向, 最長基線 36 公里, 工作波長可短至 7 mm, 最高分辨率 0.05 角秒 VLA 能讓多台天線同時進行不同基線取向的干涉測量, 因此效率較高, 可以產生如右上角的二維射電圖像 VLA 也可以聯合遠方同級天文台形成 VLBA / Very Long Baseline Array, 最長基線 8600 公里 AC_Telescope Alan Chu 16 of 24

17 在智利海拔五千米沙漠的 Atacama Large Millimeter / sub-millimeter Array 是歐 美 日合建的大型毫米 / 亞毫米波陣列, 簡稱 ALMA ( 阿爾瑪 ), 共有 66 台可遷移的天線, 最長基線 16 公里 ALMA 可選用 0.3 mm 到 9.6 mm 波長工作, 特別適合探索低溫的微波輻射, 例如早期宇宙星系的誕生, 原始行星盤等 上圖是一組 12 米碟徑天線, 各天線以地下光纖接往中央處理室 ALMA 網頁 : 紅外線望遠鏡 1800 年, 威廉 赫歇爾 ( 天王星發現者 ) 把溫度計放在三稜鏡光譜的紅端以外, 發現了非可見但仍具熱量的紅外線 這段輻射可用反射鏡或特殊玻璃聚焦, 不過很容易被水氣吸收, 因此望遠鏡須建於乾旱高地上, 飛上高空或射上太空 紅外線太空望遠鏡更要用液態氦 ( 269 o C) 或液態氫 ( 約 253 o C) 冷凍以減低自身熱輻射的干擾, 一般使用壽命只得幾年 紅外線望遠鏡最宜觀測低溫的星體和星際塵氣, 亦可選用合適的波段觀測被塵氣遮掩的天體 X 射線望遠鏡 X 射線能穿透鋁膜反射面, 須用側入射方式才能聚焦 X 射線望遠鏡最宜觀測星體爆炸及其殘骸 活動星系核 黑洞 中子星等 它必須放在大氣層外, 同時要避開地球上空 范艾倫輻射帶 的干擾 側入射 X 射線望遠鏡有 Chandra NuSTAR XMM-Newton 左圖 : 美國的錢德拉 (Chandra) X 射線望遠鏡, 口徑 1.2 米, 焦距 10 米, 可探測能量 kev ( 波長 nm) 的 X 射線 * 歐洲也有性能相近的 XMM- 牛頓 (XMM-Newton) X 射線望遠鏡 * 電磁波能量可換算為波長, 見後講義 AC_Telescope Alan Chu 17 of 24

18 紫外線望遠鏡紫外線範圍約在 nm, 鏡面要用特殊塗膜來反射較長波的紫外線 ( 例如 TRACE FUSE GALAX), 或用側入射方式把較短波的遠紫外線聚焦, 原理一如 X 射線望遠鏡 ( 例如 ROSAT EUVE) 遠紫外線望遠鏡要放在地球大氣層外, 最宜觀測高溫光源, 例如日面的活動, 星系的產星率, 早期宇宙的元素成分等 Extreme Ultraviolet Explorer / EUVE 以側入射聚焦, 觀測波段直達遠紫外線的極端 (7-76 nm) 伽傌射線望遠鏡伽傌射線的波長極短, 能量極高, 可以穿透許多物料, 所以不能聚焦 不過伽傌射線撞擊一些半導體 / 晶體 ( 例如 sodium-iodide bismuth germanate) 時會激發閃爍或產生一對正負電子, 我們就利用這種激發原理來捕捉太空來的伽傌射線, 見右圖 另一方式是倚靠鉛造的編碼孔罩 (coded aperture mask) 來確定伽傌射線源的方向 所有伽傌射線望遠鏡都要放在地球大氣層外, 例如歐洲的 INTEGRAL 美國的 CGRO Swift 及 Fermi 等 閃爍器原理 左 : 2002 年發射的 INTEGRAL 太空望遠鏡, 以探測伽傌射線 15 kev - 10 MeV 為主, 同時也安装了 X 射線 (3-35 kev) 望遠鏡及光學 V 波段 (550 nm) 望遠鏡 右 : 2008 年發射的費米伽傌射線太空望遠鏡 (FGST), 可以探測 8 kev GeV 的高能輻射 年發射的雨燕號太空望遠鏡, 專門探測太空來的 γ 射線暴和 X 射線暴, 機身裝有 γ 射線探測器 X 射線和紫外線 / 可見光望遠鏡 圖中 A 是鉛造的編碼孔罩,D 是感應 γ 射線的半導體板, 面積約 0.5 平方米, 從 γ 射線投在 D 上的位置和孔影圖樣便知射源方向 當偵測到射源後, 雨燕號會立即發警報到地面天文台同時進行觀測 參考 : 雷射干涉引力波探測器除了上述各種電磁波望遠鏡外, 還有一種像右圖的大型結構, 稱雷射干涉引力波探測器 (laser interferometer gravitational-wave detector) 引力波不是電磁波, 本質是天體在引力場中劇烈運動時向外釋放的一種能量, 能夠以光速穿越宇宙空間和改變空間的形狀 科學家曾用雷射干涉技術探測到由黑洞碰撞和中子星碰撞來的引力波, 在 相對論 篇再述 AC_Telescope Alan Chu 18 of 24

19 歷史回顧 牛頓的首台金屬反射望遠鏡 有效口徑 1.3 吋 焦距 6 吋 十九世紀的 20 吋 Nasmyth 及 48 吋 Great Melbourne 金屬反射鏡 前者的 目鏡不會隨鏡筒的仰角而擺動 後者不是電動 要靠重錘 W 轉動赤道儀 1917 年建成的威爾遜山 100 吋反射鏡 哈勃 (E. Hubble) 用它觀測星系的紅移 (退行運動) 認為宇宙正在膨脹中 36 吋 f / 19 利克 (Lick) 折射鏡 1889 年啟用 在工作室中的施密特 (Bernhard Schmidt ) AC_Telescope Alan Chu 19 of 吋施密特攝影望遠鏡與哈勃 (1950 年)

20 1. 美國無線電工程師格羅特 雷伯 (Grote Reber ) 及 1937 年在家中後院自建的 9.6 米拋物面射電天線, 訊號放大器藏在碟面上 6.1 米焦距的圓筒內 最初他用波長 9.1 cm (3.3 GHz) 觀測銀河, 但不成功, 改用 33 cm (910 MHz) 也不成功, 到 1938 年用 1.87 m (160 MHz) 才成功 2. 雷伯在 的觀測記錄 : 右波峰是從太陽和銀河來的射電, 左波峰是晚上從銀河來的射電, 寄生在波身的針狀噪訊都是路過汽車發出的引擎火花 1. 英國劍橋大學在 1971 年建成的賴爾望遠鏡 (Ryle Telescope), 共有 8 台 13 米拋物面天線排列在 4.8 公里長的東西基線上, 其中 4 台固定,4 台可沿路軌移動 2. 賴爾望遠鏡的工作原理 : 設在基線 A 端的天線固定, 在另一端的天線 B 可以移動, 當地球自轉半周, 兩台天線 A 和 B 互相繞轉, 掃描出半個圓徑 把天線 B 逐次放在不同圓徑位置作連續 12 小時觀測, 我們便獲得多次不同基線長度和取向的干涉數據抽樣, 通過計算機的傅里葉變換 (Fourier transform)* 後, 所有數據抽樣可以整合為二維的射電強度分佈圖, 最佳分辨率等同一台綜合孔徑 (synthesised aperture) 為 4.8 公里的大天線 這種設計不依賴特別大口徑的天線, 但卻需要進行多次 12 小時測量和大量的數學運算 現在的賴爾望遠鏡已改裝為 Arcminute Microkelvin Imager 的一部分 3. 創立綜合孔徑望遠鏡的馬丁 賴爾, 他與另一位劍橋教授 Hewish 分享了 1974 年諾貝爾物理學獎 * 何謂傅里葉變換? ( 左 ) 這是一本 1960 年代出版的業餘望遠鏡製作指南 二十世紀中期的天文望遠鏡並不便宣, 不少天文愛好者都以自製望遠鏡為樂, 包括磨製反射鏡及裝配種種形式的支架, 甚至舉辦觀賞自製器材的大型活動 ( 右 ) 天空與望遠鏡雜誌 1974 年 4 月號封面 : 廖慶齊先生在香港上水村設置的 12.5 吋反射鏡與英式赤道儀, 指向北天極的轉軸由兩端一高一矮的台柱承擔 英式赤道儀不會妨礙望遠鏡越過中天的運作, 缺點是不利於觀測天極附近的天體 AC_Telescope Alan Chu 20 of 24

21 香港的業餘天文會社成立之前, 天文同好多往郊外觀天 這是 1971 年 10 月 17 日早上一班同好在元朗橫洲農地觀星後的留影, 當時十餘人中只得幾支 6 cm f/15 ASTRO 牌消色差折射鏡 + 手動赤道儀, 筆者在前排右二, 鐵皮小屋是熱心同好出錢出力合建的 在那個年代, 二片式的消色差鏡頭都採用 f/12 至 f/18 的長焦比來減低色差 Q&A 1. C8 (8 吋 ) SCT 比 C5 (5 吋 ) 的集光能力相差幾多倍? 如果 C5 能見 13 等星,C8 可見幾等? 2. C8 的副鏡座直徑 = 2.8 吋, 求望遠鏡的有效口徑 3. 望遠鏡焦距 = 1000 mm, 用什麼焦距目鏡能見月球填滿視場呢? ( 假設目鏡視場 = 50 0 ) 4. 求 C6 的分辨率 (Rayleigh criterion) 為什麼在同一望遠鏡中, 綠光的分辨率勝於紅光? 5. HST ( 哈勃太空望遠鏡 ) 可以分辨冥王星的圓面嗎? ( 冥王星直徑 2300 km, 距離地球 40 AU) 6. 把太陽濾鏡放在目鏡處有什麼危險後果? 7. 在 8 cm f/6 折射鏡的焦點拍攝太陽, 太陽影像的直徑有多少 mm? 8. 在漆黑夜, 張大到 7 mm 極限的人眼瞳孔能見 6.7 等星, 請估計用 C8 目視時能見最暗的星等 9. 7 x 50 雙筒望遠鏡的出射光瞳 (exit pupil) 有多大? 如果只得 7 x 50 或 8 x 42 可供選擇, 你選前者還是後者? 請說出選擇原因 10. 相對拋物面反射鏡, 球面反射鏡有什麼光學上的優點? 為什麼 SCT 的鏡筒較折射鏡短很多? 11. 香港電台古典音樂頻道用 98 MHz 廣播, 相應的波長有多長? 綠光波長約為 500 nm, 求它的相應頻率 為什麼光波不用頻率為顯示單位? 12. 以下次序不當, 請由最長到最短波長重新排列 : 微波 射電 紫外線 可見光 紅外線 X 射線 γ 射線 13. 一台射電望遠鏡使用單隻 22 米碟型天線, 工作波長 21 cm, 求它的分辨率 (Rayleigh criterion) 14. 兩台直徑 22 米的射電望遠鏡相隔 2.5 km 並且接成干涉儀, 工作波長 21 cm, 求系統的分辨率和等效口徑 15. 為什麼紅外線太空望遠鏡的使用壽命只得數年? 16. 為什麼說紅外線望遠鏡可以探測被塵氣遮掩的星體? 17. 為什麼 X 射線望遠鏡不能用普通鍍鋁反射鏡聚焦? 為什麼 X 射線和 γ 射線望遠鏡都要放上太空? 18. 用數碼單鏡相機配 100 mm 焦距鏡頭可以拍攝到月球上的 海 嗎? 19. 為什麼右圖的折射鏡鏡片會發霉? 怎樣維護光學望遠鏡? 嚴重發霉的折射鏡 更多題目在第二組 Q&A AC_Telescope Alan Chu 21 of 24

22 答案 : 1. C8 的集光面積比 C5 大 (8 / 5) 2 = 2.56 倍或集光多 1 個星等級, 比較之下 C8 可見至 14 等星 2. C8 副鏡面積 = π (1.4) 2 sq. in., 修正透鏡實得面積 = π (4) 2 π (1.4) 2 = π (3.75) 2 sq. in., C8 有效口徑 = 3.75 x 2 = 7.5 吋 = 190 mm 3. 用 100 倍的望遠鏡可見月球填滿視場 (0.5 0 ), 即是要使用 10 mm 焦距的目鏡 4. C6 口徑 = 6 吋 = m, 如果用綠光 (500 nm) 計,C6 的分辨率 = x (500 x 10 9 ) / = 0.83 角秒 若用紅光 (650 nm) 計, 分辨率 = 1.08 角秒 5. HST 主鏡口徑 = 2.4 米, 分辨率 = x (500 x 10 9 ) / 2.4 = 角秒, 冥王星視直徑 = sin 1 [2300 / (40 x 150 x 10 6 ) ] 0.08 角秒, 因此 HST 可以分辨冥王星的圓面, 但難見星面的細節 6. 太陽濾鏡不能抵受聚焦陽光的熱力, 可能隨時爆裂使眼睛失明 7. 望遠鏡的有效焦距是 480 mm, 太陽視直徑是 0.5 0, 影像直徑 = 480 mm x / = 4.2 mm 聚焦的陽光使在目鏡的黑玻璃爆裂 8. C8 ( 有效口徑 190 mm) 的集光面積較 7 mm 瞳孔大 (190 / 7) 2 = 737 = 倍, 因此在漆黑夜用 C8 目視能見暗至 等的星 [ 經驗談 : 用 CCD 長時間曝光可拍攝暗至 18 等的星 ] 9. 出射光瞳 = 鏡頭口徑 / 倍數 = 50 / 7 7 mm ( 無絕對答案 ) 我會選擇 8 x 42, 因為年紀大的瞳孔張不到 7 mm, 不會用盡 7 x 50 的出射光瞳, 反而 8x 有利放大影像,8 x 42 仍然可以手持使用, 相對 7 x 50 減光不多, 視場亦不算窄 10. 球面反射鏡的彗差比同視場的拋物面小, 因此前者更適合寬視場的設計 ( 例如 Schmidt telescope) SCT 主鏡的焦點 P 在副鏡之後 ( 右圖 ), 副鏡的曲率又把主鏡的虛段光束 V 大幅延長並且逆向聚焦到目鏡位置 E, 這兩個原因結合使鏡筒大幅縮短 11. 電台廣播的波長 = 光速 / 頻率 = (3 x 10 8 ) / (98 x 10 6 ) = 3.06 m 綠光頻率 = 3 x 10 8 / (500 x 10 9 ) = 6 x Hz 光波的頻率數字太長難讀, 用波長 (nm) 較易記 12. 最長到最短波長 : 射電 微波 紅外線 可見光 紫外線 X 射線 γ 射線 13. 碟型天線的分辨率 = 角秒 x 波長 / 天線口徑 = x 0.21 / 22 = 2405 角秒或 40 角分 [ 註 : 單隻碟型天線的分辨率都很差 ] 14. 干涉儀分辨率 = 角秒 x 波長 / 基線長度 = x 0.21 / 2500 = 21 角秒兩座望遠鏡的集訊總面積 = π (11) 2 x 2 sq. m., 等效口徑 = 2 (11 2 x 2) = 31 米 15. 因為紅外線望遠鏡的冷凍劑 ( 液態氦或液態氮 ) 只能維持數年的有效壽命 16. 星際塵氣的微粒可以阻隔可見光但容許波長較微粒直徑大的紅外線通過, 因此用紅外線望遠鏡可以探測被塵氣遮掩的星體 17. 因為 X 射線能穿透反射面的鍍鋁層 因為大氣層會吸收 X 和 γ 射線 18. 參考右圖 月球視直徑約有 0.5 0, 100 mm 焦距的鏡頭可產生月像直徑 = 100 mm x / = 0.87 mm 一般數碼單鏡相機的 pixel 大小約為 4.5 μm, 因此月像直徑 = 0.87 mm / 4.5 μm 190 pixels, 可以見到月海 19. 參考 ( 下載 16 MB) AC_Telescope Alan Chu 22 of 24

23 附件 赤道裝置的操作 ( 戶外實習 ) 小型的赤道裝置, 在香港常稱 赤道儀, 其中的 Vixen GP2 mount 是流行型號 這款可以電動或手動操作, 可配天文攝影所需的極軸鏡 (polarscope), 學員必須明白極軸鏡的原理及使用, 也是今次實習的課題 (GP2 使用手冊 ) 觀測前的準備 : GP2 的水平珠位置大約正確 鎖緊三腳架及平衡錘的安全螺絲 放置鏡筒 ( 以 SCT 望遠鏡示範 ), 鎖緊鏡筒安全螺絲 鏡筒及平衡錘要在適中的位置 (RA 軸 Dec 軸能夠暢順轉動而不失衡 ) 極軸鏡已安放在位, 並且在視場內見到北極星 ( 北極星亮達 2 等, 附近無其他亮星, 辨認不會困難 ) 調校赤道儀的仰角和方位直至北極星大約在極軸鏡的視場中央 ( 如果預先校準水平珠, 調校仰角和方位時會更方便 ) 這時赤道儀已適合一般的目視觀測, 但要提高追星的準確性, 仰角和方位必須微調直至北極星與極軸鏡視場的指示位置脗合, 調校過程如下 : AC_Telescope Alan Chu 23 of 24

24 在極軸鏡尾端有一段經度調整刻度 E W ( 下圖 ), 中間的 0 對應所屬時區的標準經度, 即是 E, 但香港位於 E, 離標準經度之西約 6 度, 因此在香港使用 GP2, 我們要轉動日期盤令白線標記固定在 6 W 才算正確 轉動 RA 軸直至日期與現場時間的刻度一致, 圖中的設定為 2018 年 1 月 15 日 22:00 HKT 輕微調校仰角和方位直至北極星與極軸鏡視場內的年度位置脗合 ( 即是把北極星移到圖中紅 * 點位置 ) 如有須要, 可開着極軸鏡前的照明燈令視場刻度更易辨認 核對調校無誤 極軸校正後不能再移動三腳架, 否則要重新調校 檢查極軸鏡的準確性 ( 可在戶內進行 ) 通常不用這樣檢查, 但認真的使用者 / 望遠鏡保養員就須要知道, 赤道儀的極軸鏡不一定準確, 主要的誤差來自三方面 : ( 一 ) 極軸鏡與赤道儀的 RA 軸不平行 ( 二 ) 沒有校正觀測地點的經度與時區標準經度之差 ( 三 ) 極軸鏡內的玻璃刻度盤曾被改動但沒有放回正確的位置 關於第一點, 我們只好信賴原廠的質素或參考 GP2 使用手冊把不平行的偏差修正, 來歷不明的彷製品質素就很難說了 關於第二點, 用上述的經度調整方法便可修正 關於第三點, 我們須用香港天文年曆或軟件 ( 例如手機免費應用程式 Google s Northern Polar Alignment) 核對一下 如果極軸鏡內的玻璃刻度盤擺放正確, 北極星應在 2005 年 11 月 5 日 ~ 00:00 HKT 上中天, 即是在視場內的半徑直線垂直如右圖位置, 若然不對, 刻度盤可能放置不妥了, 幾分鐘的小偏差不必刻意理會, 大偏差請向負責人報告 [ 通常要鬆開鋁環螺絲, 轉動日期盤直至北極星過中天的時刻與右圖一致 ] 不用極軸鏡亦可對準北天極 GP2 極軸鏡內刻度盤的正確位置 沒有極軸鏡時可用這個方法 : AC_Telescope Alan Chu 24 of 24