天文观测FAQ    

• 天文观测概分那几种？
• 光学天文望远镜概分为那些？
• 折射（光）式望远镜与反射（光）式望远镜有何差异？
• 为何需要无线电波望远镜？有何特性？
• 经纬仪和赤道仪有何不同？
• 选购双筒望远镜要如何辨识呢？
• 拍摄星星前应准备工具有那些？
• 天文摄影的方法有那些？
• 如何选择适当的地点观测及拍摄星星？
• 如何观察和纪录太阳黑子？
• 为何每天太阳东昇西落的位置及方位会变化呢？
• 什么是黄道光（zodiacal light）、对日照（Gegenschein）要如何观察？
• 定日镜（Heliostat）是什么仪器呢？
• 如何使用星座转盘来认识星星呢？
• 如何利用星星寻找正北方（北极点）呢？
• 如何用月相来辨别方位呢？
• 月球每天为何会迟50分鐘左右升起呢？
• 什么是地（球反）照（earth shine）？
• 月全食时月球为何呈古铜色？
• 为何在凌晨的时候较容易观测到流星呢？
• 行星为何有时会由西向东移动，有时由东向西移动呢？
• 什么叫冲、合、大距和方照？
• 如何测定恆星的距离？
• 何谓星等？

天文观测概分那几种？

　　天文观测可分为以下叁类：

肉眼观测：
只要利用您的双眼即可做的观测；首先要认识星座，这样可全盘了解星空中星星分佈情形及其位置。肉眼可见月球的盈亏变化，太阳东升西落的情景，另外一些较亮的星团、星云及彗星，只要细心用眼睛搜寻，乐趣无穷。

双筒望远镜观测：
利用双筒望远镜可看见月球的表面，并可看清星团、星云的面貌，使用双筒望远镜时，一般倍率不超过10倍（10×），如超过10倍，就需要用叁脚架台把双筒望远镜固定，不然手拿不稳定，造成星星抖动情形，对眼睛不好。

天文望远镜观测：
望远镜所见的物像，只是拉近来看，并不会把物像放大，所以应注意望远镜的最高有效倍率，一般以口径的公分数乘上10，就是有效最高倍率，如口径8公分的望远镜，它的有效最高倍率为8×10＝80倍，倍率再高即不易看清星体。另外天文望远镜视野小，必需有精密的追踪系统，即它的脚架必须具备有赤道仪的功能，以便长时间的观测。用天文望远镜可看清月球表面坑洞，太阳黑子及星团星云的结构，甚至可照像摄影留下完美的纪录，使您的眼界大开。

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光学天文望远镜概分为那些？

　　应用光学塬理，天文望远镜最基本的形式有叁种：

折射（光）式望远镜：
利用光线通过凸透镜，把光线聚集在一个焦点上，于焦点后放入一个目镜，把物体的像放大，此为最基本的折射式望远镜。

反射（光）式望远镜：
利用光线照到凹面镜，再把光线聚集在一个焦点上，同样地在焦点后，放入一个目镜，把物体的像放大，即为反射式望远镜。

复合式望远镜：
综合折射镜和反射镜的塬理而成的望远镜称之。

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折射（光）式望远镜与反射（光）式望远镜有何差异？

　　因成像塬因不同及製作过程不一样，选购时可依其优缺点不同而择用之，其不同点如下表：

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为何需要无线电波望远镜？有何特性？

　　所有天体的热辐射皆以电磁波的形式向外传递，电磁波可分为无线电波、红外线、可见光、紫外线、Ｘ光等各波段，我们经由对这些电磁波的观测及研究来瞭解天体，由于地球大气层会吸收许多不同波长的电磁波，只有可见光及无线电波较能穿透大气，因此在地球上观测天体除光学望远镜外，科学家又发明了无线电波望远镜，它的基本设备包含收集电波的碟形天线，放大信号的高灵敏度接收机及信号记录处理与显示的系统等。
　　无线电波望远镜在白天或阴雨时皆能观测，且观测资料经分析后其解析力比光学望远镜更高，而天线的直径愈大，解析力愈强，现今世界上最大的无线电碟形天线直径300公尺。另外，科学家更连接二个以上的碟形无线电波望远镜形成阵列的方式来增加解析力，其解析力相当于直径等于两望远镜距离的无线电波望远镜，如美国新墨西哥洲沙漠中的特大天线阵（Very Large Array），它由27个碟形天线以Ｙ字形分佈，此组合所能达到的解析力，相当于天线直径32公里的无线电波望远镜，可以达到0.001弧秒（这种解析力相当于由月球望地球，可把交通号誌灯的红灯和黄灯分辨出）。

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经纬仪和赤道仪有何不同？

　　天文望远镜的台架有两种：

1. 经纬仪有最简便的台架，望远镜架在经纬仪上，欲上下左右自由的转动，只要靠上下，及水平两个微动桿调整即可，操作简单，但望远镜转动不能和星体的移动同步。
2. 赤道仪是有极轴的台架，当望远镜架在赤道仪上时，必须把极轴对准天球的极点的方向，极点在北极星附近，这样赤道仪转动时才可以和地球的自转同步，容易追踪星体。如加装同步马达转动，就可以轻易地观测星体，不用时时刻刻不停地调整微动桿了。

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选购双筒望远镜要如何辨识呢？

　　双筒望远镜是天文观测上最基本的仪器，带方便，一方面可用来寻找星星，又可欣赏远处的风景，但选购时应注意实用性，一般以口径3～5公分，倍率7倍左右的最适宜，其集光能力约为肉眼的20～40倍，可清楚地看到星等7～8等的星星。一般在双筒望远镜上会标示着多少乘多少，例如7×50，前面的数字7即指出是7倍的望远镜，而后面的数字50即标示其口径为50毫米，也就是双筒望远镜前面之物镜的直径是5公分。另外，还需注意是否有色差现象，也就是在观察物体时，在物体的周边是否有色框，如有色框，表示有色差，就不是一架好的双筒望远镜了。

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拍摄星星前应准备工具有那些？

　　满天星斗，闪闪发亮，可爱极了，为了留下它们的倩影，可以用摄影（照相）机替它们拍照，我们应准备下列工具：

相机：
一般天文摄影所用的相机，需要有长时间曝光的Ｂ快门和Ｔ快门，如果想拍摄较特殊的星体，就要准备不同焦距的镜头或天文望远镜。

快门线：
一般按快门是用手按的，天文摄影需长时间曝光，使用快门线锁住快门，可减少相机的振动，使影像不致重叠。

叁脚架：
固定照相机或望远镜用，如有自由云台更佳，可使照相机随意调整方位。

软片：
不同的星体所用之软片不同，选择时依软片的感光度来区分，一般拍摄太阳用低感度的ASA（ISO）25级，月球用ISO 100级，星座摄影则使用 ISO 400级，这些在一般照相器材行都可买到。另外还有天文专用的；如103a&hellip&hellip等，这些需订购。

特殊拍摄仪器：
近年来电脑软体的开发及摄影器材的进步，已研发出电荷耦合装置 CCD（Charge Couple Device）代替底片，藉由电脑影像处理技术，使天文摄影如鱼得水，能拍摄出更精緻的图像。

其他天文参考资料：
如天文日历、星座转盘、月亮转盘、太阳转盘、星图&hellip&hellip等也是必备之工具。

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天文摄影的方法有那些？

　　针对天空中的星体所做的摄影，我们叫天文摄影，其範围很广，对于不同的星体，有不同的方法和技巧，大概可分成以下叁大类。

固定摄影：
顾名思义，就是摄影（照相）机是固定不动的，在天文摄影中属最简单的一种；所需的器材只要一架摄影机，一个叁脚架，一条快门线，和底片，就可以做了，也是天文摄影的初步。

追踪摄影：
就是所用的摄影机要能追随着星体移动的摄影；所需的器材，一定要有赤道仪的装置，可以随时随地的跟着星体移动，使星光能累积起来，所拍摄的星体才会清晰美丽，为天文摄影中最富技巧性的。

放大摄影：
就是利用望远镜当镜头，将影像放大的摄影。所需器材一定要有望远镜，并配合赤道仪，才能尽善尽美。如在望远镜内加上目镜后再接摄影机，则叫间接焦点摄影法，如不加目镜，只把望远镜接在摄影机前，则叫直接焦点摄影法。

月亮及行星的曝光表

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如何选择适当的地点观测及拍摄星星？

　　天文摄影和天文观测一样，需要有黑暗的天空，由于市区有光害（即人造光源所造成的影响之通称），所以在都市裡较适宜拍摄较亮的星体，如太阳、月亮、行星等，至于较暗淡的星体，如星云、星团、星座等应选择在郊区，没有街灯的海边、高山、田野等，但观测只要能看见星空即可，拍摄就需追踪星体，所以选择拍摄地点时，北极星一定要能看见，才属良好的地点。
　　目前台湾天文同好常去的地方，北部有新店的云海国小，金山活动中心，观音山、桃园復兴乡附近，中部有玉山北峰、新中横一带、清境农场、天池、阿里山。南部的垦丁公园、恆春、兰屿等，大都是交通方便容易载运仪器为主的地方。

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如何观察和纪录太阳黑子？

　　观测太阳的初步就是观测太阳黑子，要能清楚地看见黑子，必须使用望远镜，太阳光经过望远镜聚焦后，就如同经过放大镜一样，阳光会聚合产生高热，对眼睛伤害极大，所以不能用眼睛直接的从望远镜观测，须使用投影法，就是在望远镜的目镜后面加装一块投影板，让太阳在投影板上成像，然后在投影板上放上太阳黑子的记录纸；目前中央气象局天文站的黑子纪录是把太阳投影成直径10公分大小的影像，再用2H的铅笔，把黑子所在的位置描绘下来，描绘时需注意黑子的本影和半影，务必确实地描绘，不可忽略或遗漏微小的黑子。
　　纪录做好后，再依黑子的分类图依次分类成A、B、C&hellip&hellipJ等型态，再计算该次纪录的群数和个数，以及黑子所在太阳面的经纬度、方位角和所占太阳面的面积大小等资料，这样才能算是完整的太阳黑子观测纪录。

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为何每天太阳东昇西落的位置及方位会变化呢？

　　天上星体的东昇西落是地球自转所引起，但是每天太阳的高度及方位的改变是地球公转所引起的，吾人已知地球由西向东绕日公转，但在地球上用眼睛看太阳，会觉得太阳在天球上由西向东运行，其运行天球一周的轨迹，叫做「黄道」。又因地轴的倾斜，使黄道和天球赤道相交23.5度，使得每年春、秋分时，太阳会经过黄道和赤道的交点，这时太阳昇起于正东，由正西沈下，春分过后太阳沿黄道北移，直到夏至时，到达黄道最北（+ 23.5度），这时太阳昇起于东北东，由西北西沈下。秋分过后，太阳沿黄道南移，直到冬至时，到达黄道最南（- 23.5度），这时太阳昇起于东南东，由西南西沈下，太阳这样南来北往一回復，就是一年，叫「回归年」，如此造成每天太阳东昇西落的位置改变，在天空中的高度和方位也随之改变。可参考太阳转盘了解太阳四季仰角的变化。

　　台湾为例一年中，夏至正午时分，太阳仰角最高；冬至正午时分，太阳仰角最低，这就是四季寒暑的由来。

台湾四季太阳仰角与方位角变化表（单位：度）

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什么是黄道光（zodiacal light）、对日照（Gegenschein），要如何观察？

　　黄道光是由于地球高空之大气层中的微尘气体质点被太阳光照射，产生反射的现象，造成一个微弱的发光区域，轴心刚好位于黄道上而得名。
　　黄道光沿黄道呈一个叁角锥形，如舌状朦胧的光芒，愈接近地平线，则愈扩展也愈明亮。在中纬度地方，通常在春秋两季，此时黄道面恰好垂直于地平线，所以在春季日没后西方天空或秋季日出前的东方天空可见，通常在地平线附近部分较易观测到。对日照是与太阳相对，相差180度的地方所出现的光象，範围约20°×10°大小，呈暗淡光芒的小椭圆形，于春季日没后在东方或日出前在西方的地平线附近较容易观测到。

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定日镜（Heliostat）是什么仪器呢？

　　定日镜（Heliostat）是一种将太阳或其他星体的光反射到固定方向的光学仪器，也叫「定星镜」，其塬理是利用一片平面镜，装设在赤道仪中，此平面镜在赤纬方向也能移动，当平面镜对准东方出现的星体（太阳）时，可经赤道仪追踪，使星光（太阳光）能稳定的经平面镜反射到极轴方向，然后在极轴方向处，设置一个辅助平面镜，再把光线反射（导入）到固定式的望远镜中，如此光线可经望远镜成像，即可做为观测星体（太阳）的仪器。如果把望远镜装设在室内，就可在室内直接做星光（太阳光）的研究分析。中央气象局目前用直径20公分平面镜的定日镜进行太阳黑子观测，效果很好。

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如何使用星座转盘来认识星星呢？ 　　晚上看星星，能看到它们的明暗、颜色、及其排列的形状，我们利用这些特徵，可以辨认出较亮的星星，比较暗的星星就要应用星图来比对。但是，天上的星星会因地球的自转而移动，为了掌握星星的移动情形，可以利用认识星星专用的「星座转盘」，转盘可事先调好要观察的月份、日期及时间，在星座转盘上会出现当时的星空，转盘上标明了出现的星座、星星的名字及其方位与高度，然后慢慢和实际的星空比对，久而久之就可认识较亮的星星，对于其他较暗的星星再用星图慢慢比对也可以认识它们。

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如何利用星星寻找正北方（北极点）呢？

　　吾人已知指南针所测知的北方是地球的磁北极，并非天球上地球自转轴所指的真北极，在天文摄影中的追踪摄影法，必须事先寻找天球北极，因为赤道仪的极轴一定要能对准真北极，使极轴能和地球自转轴平行，如此望远镜才能准确地追踪星体的移动。首先须找到北极星（polaris），现在（1996年）北极星在星图位置是赤经2时27分58.1秒赤纬正89度14分55秒，即离天球北极约45角分（0.8度），所以把极轴对准北极星，大约可寻找到北极点，然而北极点与北极星的相对位置为何呢？以北斗七星最尾端的摇光（&eta）星和仙后座的阁道二（&epsilon）星再和北极星连成一线，北极点是在靠近北斗一边，距北极星约45角分的地方，这就是真正的北方了。

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如何用月相来辨别方位呢？

　　月球绕地球公转时位置会改变，使得在地球的人们只能看见被太阳光照亮的部分，因此会看到月球形状的变化，由此我们可知月球亮的部分应朝着太阳所在的地方，所以当太阳往西方下山时（黄昏时），所看见的月形，其亮的部分就会朝太阳下山的方向，也就是西方，这时所见的月形是属望（满月）以前的月形，就是阴历初叁到14日的月形，我们可以由其亮的部分所朝的方向，判别是西方；相反的阴历17日到27日的月形，其亮的部分所朝的方向就是东方。
　　如果是望（满月）时，月形呈圆形，无法判别东西方时，即可改用月球上的阴影来辨别，其方法是要能认出月球阴影的名称，其中以危难海所在的部分是朝西方，风暴洋所在部分是朝东方，这就是以月球来辨别方位的方法，另可参考月亮转盘，了解月相的变化。

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月球每天为何会迟50分鐘左右升起呢？

　　月球是地球的卫星，自西向东公转地球，从初一（朔）到望（满月）再到朔，需29.5天，我们叫朔望月。这样一个周期（以太阳为基准点）即月球在天空中运行一圈，走360度，也就是每天我们可以见到月球约向东运行360÷29.5＝12.2度。又地球是由西向东自转，一周计需24小时（以太阳为基准点），所以我们会看见星体每小时由东向西约移动15度，相当于每4分鐘移动1度，也就是地球每4分鐘向东自转1度。由于月球每天会向东偏移12.2度，所以要看见月球在天空中前一天相同的位置，地球必须再向东自转12.2度，也就是还需要4（分鐘／度）×12.2（度）＝48.8分鐘，所以月球每天会约延迟50分鐘左右升起来。

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什么是地（球反）照（earth shine）？

　　太阳光经地球反射，再次把月球照亮的地方，我们叫「地（球反）照」。每当太阳西沉后，看到弯弯的眉形月时，只要您仔细观察，还会看到整个月球淡淡的轮廓，其中较亮的眉形弯月是由太阳光所直接照射的。另外，淡淡的月球轮廓，就是由地球反射太阳光所照射的，整个月形，看起来很像满月的情景。

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月全食时月球为何呈古铜色？

　　月全食的时候，月球运行到地球的本影锥内，本来是看不见月球的，但是我们会看到古铜色的月球，这是因为太阳光经过地球大气层时，被大气中的尘埃粒子折射及散射，其中红光波长较长折射角较小，它通过大气层时其折射光会照到月球表面，而使月面呈现古铜色。

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为何在凌晨的时候较容易观测到流星呢？

　　天空中时时刻刻都有流星出现，白天因太阳光强烈，无法看见流星，而晚上流星出现的频率，通常又以下半夜为多，其塬因是由于在下半夜，地球自转时观测者所在地区运动的方向与其公转的方向相同，因此从前方迎面而来的流星体相对运动增大，单位时间内可见到较多的流星，因此凌晨较容易看见流星。

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行星为何有时会由西向东移动，有时由东向西移动呢？

　　太阳系的行星都自西向东公转太阳，在地球上观测行星时，会由于各行星公转太阳的速度及在其轨道上的位置不同，使行星移动的方向与地球公转方向相同，这时叫「顺行」，相反方向时叫「逆行」，当顺行转成逆行时，或逆行转成顺行时，这时行星停留不动叫「留」。

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什么叫冲、合、大距和方照？

　　为了表示行星与地球在公转轨道上相对应的位置，就冲、合、大距、方照等具代表性的位置，说明如下：

合或冲：

行星与地球分别在其公转轨道上运行，当行星、地球及太阳成一直线时叫「合」或「冲」。
就内行星而言，行星和太阳同侧，即太阳在行星与地球之间时，叫上合，行星在太阳与地球中间时叫下合。
就外行星而言，行星和太阳同侧，即太阳在行星与地球之间时叫合，行星与地球同侧，即地球在行星与太阳中间时叫冲。

大距：

内行星在绕日运行时，当行星、地球和太阳叁颗星所成的角距最大时叫「大距」，行星在太阳东侧叫东大距，在西侧叫西大距，此时是观测内行星的最好时机。

方照：

就外行星而言，当行星、地球和太阳叁颗星成直角时叫「方照」；行星在太阳的东侧叫东方照，在西侧叫西方照。

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如何测定恆星的距离？

　　天上的星体距离我们很遥远，无法直接量得它们的距离，只有用间接方法测量，最基本的方法有二种，介绍如下：

叁角视差法：
观测者在地球公转轨道上的直径两端位置看同一星体，可测出所看星体的张角，利用叁角关係，已知底线（基线）的距离和其张角，由叁角函数则可计算出星体和观测者的距离，因星体距离很遥远，张角很小，所以此种方法在距离100光年以内的星体较准确。

d＝10^(m-Mv+5)／5

m：视星等 ， Mv：绝对星等

变星光度法：
已知变星光度和其光变周期之间有一种周光关係，就是变星光度愈大，光变周期愈长，利用这种关係，可根据观测到的光变周期，计算出其绝对星等，再把绝对星等与视星等做比较，可利用已知公式求得其距离的方法叫变星光度法。

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何谓星等？

　　天上的星体，因距离及发光强度的关係，有亮有暗，天文学家表示星体亮暗程度的基本方式如下：

视星等：不考虑距离，由肉眼观测到的明暗度所定出的等级，也就是星体的照度（亮度），常以小写英文字m表示，因测定仪器不同可分
(1)目视星等（mv), (2)照相星等（m_p), (3)光电星等&hellip&hellip等，
其中1等星和6等星亮度差100倍，即每一等星相差2.512倍（100^(1/5)）。

1. 绝对星等：假想把星体放在距离10秒差距（32.6光年）远的地方，所观测到的视星等，通常以大写英文字母M表示。视星等和绝对星等可用公式转换，公式如下
   
   M＝m＋5－5 log d （d为距离）

我们肉眼可见视星等约6等而已，大约6、7千颗，如用望远镜观测就可见6等以上的星星。

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