望远镜知识贴(第9页以后)

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《折射天文镜光学知识简明阐述》关于APO、超级ED


《折射天文镜光学知识简明阐述》
    一年多没来论坛了，最近时间稍空，看到论坛的朋友又多了很多，这反映了我国的业余天文爱好者队伍越来越壮大，同时也看到其中有不少的大侠级人物，这有助于我们（器材、观测）水平的提高。但是也看到大多数的人不具有基础的光学知识，缺乏根据自身的实际情况选择器材的参考。也有些凭主观的经验对器材的评论，还有美化或者批评某些器材的议论。我认为具有较高知识（各方面）的大侠们有责任义务将正确的知识传输给需要的爱好者。

   作为厂家，要得到大家的信赖，在宣传上要实事求是，不扬长避短或夸大事实，在技术指标上尽量详细（比如标注的分辨率是在在什么波长范围内），这样有助于用户了解产品的性能。

   很多人对折射镜中的好些概念不很清楚，有的还混为一谈，下面对有关折射镜的一些问题做简要说明，光学中很多比较难懂，用大致像近的叙述有助于理解。
大家知道，光波经过透镜折射后，不同波长的光的焦点位置也不同，长波长的红光将比短波长的紫光焦点位置要远一些，这就是我们通常意义上说的色差（色差实际上有很多种，这里只笼统的讲对我们影响比较大的一类）。消色差系统（双胶合、双分离结构的都是）是把肉眼敏感波长的两端C（红色）、F（兰色）校正到同一位置，（校正色差通常是在入瞳的0.707环带，在0.707环带将色球差校正为0后，+/- 差值将大体上相互抵消掉）。虽然校正了C、F=0，但是他们与其他波长的光还是有一定的距离，通常是与D（黄光）或E（绿色）比较，他们之间的距离就是二级光谱，二级光谱是影响我们观测的主要因数之一，我们看到的色差也实际上基本是它造成的。二级光谱又所选用的光学玻璃决定，也就是说，一旦选定所使用的光学玻璃后，二级光谱的大小也就被决定了，选用低色散冕玻璃（ED或萤石）与合适的火石玻璃配合可大大减小二级光谱。如果采用三片结构的设计，在选用合适的玻璃组合后可以做到复消色差，也就是把C、D、F或C、E、F三个波长的二级光谱校正到相当小的程度或完全消除，能大大提高系统的光学性能，但是其他波长的光还有不太小的差距。系统的性能还不能满足APO（高度消色差）的要求。
    看到这里，大家多少该有些概念了吧？可能还有点难懂，没关系，再来看看设计实例。我在这里做了4个设计的例子，分别是：双分离普通消色差结构、使用了超级ED玻璃的两片结构、三片普通复消色差、使用了性能不太好的ED玻璃的三片高度消色差。参见付图，图中分为图一、图二、图三、图四4个部分，每个部分又分为色球差曲线图与点阵图两部分。虽然用调制传递函数来表示更为合理，但是大家理解起来比较困难。
    为了方便对比，4个设计都是口径102焦距816（焦比F8），色球差图的纵坐标表示入瞳半径，校正色差要在0.707位置。横坐标为焦距，中心0刻度代表系统的焦点位置（816MM）最大刻度为 -/+ 2MM（图一）。后三个图的最大刻度为 -/+ 1MM，如果也用图一的-/+2MM刻度将一点细节也看不清楚了。点阵图可以理解为恒星在焦点位置上成像的斑点大小，横列表示不同波长的光的斑点直径，纵列表示轴心、偏轴0.25度、偏轴0.5度视场的斑点直径。斑点位置的黑色圆圈表示设定条件下（口径、焦比）的衍射极限刻度。在0度视场的位置还有个标尺，表示40UM的刻度。
    图一是最普通的双分离设计，使用最通用的K9玻璃与重火石玻璃，在0.707环带对C、F校正色差后，可以在图上部的色球差图中可以看到，它们与参考波长E（绿光）之间的距离还有约0.45MM左右，0.45/816= 1/1813F，至于可见光两端的R（深红）、G（深紫）就相差更大了。再来看下部的点阵图，可以看到，从530波长至610波长之间的区域（也是肉眼最敏感的区域），斑点直径基本达到或接近衍射极限，如果把这个范围以外的光滤掉，那么她能够达到或接近理论分辨率极限。但是要损失掉相当的能量。偏离这个区域外，斑点直径迅速扩大，到C、F波长时，斑点达到了衍射极限的5--7倍，由于肉眼对这些波长还比较敏感，最直接的结果就是我们看亮恒星的时候在恒星周围有大面积的紫色光晕（红+蓝=紫）。在看行星或月球的时候，在明暗边缘也有紫色光晕。由于色差的影响，会掩盖很多细节。实际上看到的光晕不一定是紫色，调焦不精确或像场不平可能看到的是红色/兰色或其他色。选用玻璃组合的不同可得到不同的二级光谱值，但是只要没有使用特殊性能的玻璃，他们的差距不是很大的，不可能做得很好。但是不要以为二级光谱大就性能很差，实际上，通过合理的优化设计，F8的中焦比的色差是基本可以接受的，焦比大于F6大概只适合深空观测了，焦比小于F10就应该说对观测影响相当小。还有一点，在相同的焦比下，口径越大，色差越明显。

     图二是使用了超级ED（性能基本接近萤石）玻璃与特殊色散玻璃配合设计的双分离结构，C、E、F二级光谱只有0.04MM（1/20400），最远的G（紫光）为0.23MM
二级光谱的减小带来的最直接好处就是斑点更小，参看图二下半部，可看到大部分波长的光形成的斑点都小于衍射极限，蓝光和紫光虽然比衍射极限大，但是主要能量（大于70%）都在衍射极限内，实际我们能看到的色差非常微弱。高桥的FS102指标与这个图像近。这样的效果一般都表注APO（高度消色差），严格的说与APO多少还是有点差距。

     图三是使用不太常用的普通玻璃设计的三片复消色差结构，就C、E、F而言，完全校正了二级光谱，大家可看到C、E、F在0.707环带附近完全相交。但是相对于别的波长光，还有一定的二级光谱，特别是两端的R、G距离系统焦点还比较远。从点阵图看，斑点都小到一定程度，除G波长外，能量都主要集中在衍射极限内，比较有效的消除了色差。

     图四是使用低档的ED低色散玻璃与特殊色散玻璃配合的三片结构，从色球差图可看到，在0.707环带位置，从R到G的全部可见光的二级光谱都校正到0.04以内。点阵图上C---F都小于衍射极限、R与G也小于3倍衍射极限，完全满足现代APO的要求。如果使用更好的ED玻璃或萤石，可得到更好的结果。

     优秀的APO镜不仅仅满足高度消色差，还具有大的视场范围，平直的像场，优异的成像质量与细节分辨能力是同口径的反射镜、折反射镜远不能相比，这就是高级爱好者追求APO镜的主要原因，当然优异的光学材料、高精密的光学/机械加工都是需要付出高额的代价。

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中国最毒的几大光学望远镜

首先出场的是云南天文台1米蔡司望远镜
1米望远镜圆顶
地点：云南省昆明市凤凰山顶

采用RCC光学系统
自由口径                  1016mm 口径比（相对口径）       F/4 中心孔                    215mm

CCD：
Priceton Instruments公司制造的1024CCD系统
Coude摄谱仪采用1024x1024CCD为其数字照相终端记录设备。

上海天文台1.56米望远镜
地点：上海佘山山腰

望远镜采用RC光学系统和卡塞格林焦点系统
美国Photometrics公司的1024CCD系统

补充：兴隆还有一个1.26米的镜子，据说有军事用途，一般人不让参观……
国家天文台兴隆观测站2.16米望远镜
地点：河北省承德市兴隆县

镜口径：       216cm    焦    比：       f/3    卡焦焦比：       f/9    焦面比例尺：     10.61"/mm    折轴焦比：       f/45    焦面比例尺：     2.12"/mm


主镜箱

BFOSC终端系统


云南天文台丽江观测站2.4米望远镜
地点：云南省丽江市高美古

英国TTL公司制造
口径：2400mm；系统焦比：F/8，具有一流的光学质量；配备有卡塞格林焦点和耐斯密思焦点；具有3个角秒的指向精度，及良好的跟踪精度
CCD：不详


最后一个  
LAMOST4米大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜
地点：河北省承德市兴隆县

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关于光学系统的分辨率及相关问题
赵玉春
前言：
最近，在很多天文网络论坛相关版面上的天体摄影作品是“精华”如潮，但我觉得其中的绝大部分作品并没有达到“精华”的程度。这就是一个评价作品的基本标准的问题，我觉得这个标准应该是一个很专业的标准。在评价用跟踪法拍摄的天文摄影作品中，有一条铁的标准就是真实。比如评价一幅拍摄星云的作品，虽然用不同的拍摄方法或后期处理方法能得到最终不同的效果，但拍摄的真实性是评价的基本依据。所谓拍摄的真实性主要是指在拍摄过程中没有使被拍摄的星云等内容的像有“意外”的变形。由于星云等本身并没有明确的边界，那么检验星云等的像是否真实的基本依据就是检验天空背景上恒星的像是否真实。所谓恒星的像的真实是指恒星的像既圆又小而且边缘锐利，没有任何变形等。这主要与拍摄时的调焦精度、跟踪精度和光学系统的质量有关，对于后者，可以归纳为与光学系统的分辨率相关的问题（由电脑合成处理以后的照片的真实性问题不在此讨论范围之内）。下面我就从理论与实例两个方面讲讲有关光学系统的分辨率以及与天文摄影和目视观测相关的一些问题。
*关于理想光学系统的分辨率：
在几何光学理论中，我们可以把光看作是“能够传递能量的具有方向性的几何线”。对于一个“理想光学系统”，应该能使一个物点所发出的所有能通过该光学系统的光线重新聚焦于一点，在“理想成像”时，像点是一个“理想几何点”，这个“理想几何点”即没有面积也没有体积。如果成像不“理想”，则形成有一定大小的“体积”，在焦平面上则形成有一定面积的弥散斑，如果弥散斑较大，则主要是由于各种像差造成的。
球差属于单色像差，它会使从主光轴上物点发出的各条光线通过光学系统后不交于一点，使点像的边缘模糊。球差的大小一般与透镜的折射率、形状（两表面的曲率半径）以及通光孔径有关。
彗差属单色像差，它会使离主光轴较近的轴外物点发出的宽光束通过光学系统后，在像面上不再形成同心光束，而是形成圆心在一条直线上的，按直径大小依次排列的圆形光束的重叠，形成状如彗星（圆头尖尾）的像（尖端离主光轴近的称正彗差，尖端离主光轴远的称负彗差）。彗差与球差常常混在一起，只有当轴上物点的球差已消除时，才能明显地观察到傍轴物点的彗差。彗差的大小与孔径及视场都有关系，且由于消彗差与消球差的条件不一致，两者一般不容易同时消除。
像散属于单色像差，光学系统的透镜表面在不同方向上有不同的连续曲率，其子午截面与弧矢截面上的曲率相差最大，离主光轴较远物点发出的光束在通过光学系统后，我们可以把它分解成“极端”的子午光束和弧矢光束。因为子午面内的入射光线比弧矢面的入射光线更为倾斜，透镜对子午面内的光线具有更强的聚光能力，使其焦距更短。因此它们各自汇聚于一点，并不重合。这会使得点像失真的形象更为复杂。像散只与人射光束的倾斜度有关。
场曲属于单色像差，它是球面光学系统所固有的像差，使得平面物体反射的光线通过光学系统后，像面变成一弯曲的面。这样，平面物体的中心与边缘的像不能同时聚焦于同一个平直的像面上。对于天文摄影来讲，场曲属于比较严重的像差，因为天空背景上的天体距离我们都是无限远，这对于整个画面来讲，就相当于拍摄平面物体。如果我们的对焦点在视场中心位置，那么边缘特别是四角的恒星会变长（点像的长轴在像场的直径方向上）、变大和变虚。
畸变亦属于单色像差，其产生的原因在于入射光线的球差随视场角的变化而改变，因而在一对共轭物像平面上，放大率随视场位置而变化，从而使物体像的形状变形。畸变虽然不影响点像的清晰度，但视场内的点像会是越靠近边缘（特别是“四角”）越大，形象虽类似于前者，但边缘的点像并不虚。
位置（轴向）色差和倍率（横向）色差属于复色像差，前者的表现为：轴上一物点发出的复色光（白光）通过光学系统后，由于光学系统对不同波长的光有不同的折射率，各色光不交于光轴上的同一点，这会使得某一像面上的点像的周围形成“色边”；当校正了位置色差的光学系统，轴外物点发出的复色光通过光学系统后只能使其点像的像面重合在一起，但各个单色光的放大率不相同（因为波长不同），因而各具有不同的像高，这种因为放大率的差异而引起的色差称为培率色差。倍率色差会使得点像的某一边或对称的两边形成“色边”，其大小受光阑位置影响。另外，倍率色差经常与彗差混合在一起，形成“色彗差”。
实际上，由于光的波动性，即便是没有任何像差的“理想成像”，像点也不是一个几何点，而是形成一个如射击靶子的图形，中心的“靶心”聚集了大部分光的能量，其余的光能量则形成了一圈圈如靶环一样但不等距也不等宽的光环（从中心往外，亮的“靶环”越来越窄，间隔也越来越大）。这是因为电磁波通过光学系统中限制光束口径的孔径光阑（如，天文望远镜中限制光线通过的光阑，或是天文望远镜的镜筒本身）时发生了衍射。在实际的光束聚焦点（像点）附近，用几何光学理论计算的误差较大，因此，必须是用把光看作为电磁波的物理学方法来研究最基本的分辨率问题。
在“理想光学系统”中，衍射像中心亮斑（“靶心”）的直径为：
2R=1.22λ/n/sinU/max                            （公式一）
式中，R为衍射像中心亮斑的半径；λ为光的波长；n/为像空间介质的折射率（由于像的空间介质一般是空气，所以n/取1）；U/为成像光束的会聚角（通过光学系统的出射光线与主光轴的夹角）。这个公式适用于任何光学系统的分辨率的计算，如，望远镜、显微镜、枪械的瞄准镜、工程测量仪器和动物的眼睛等等。
实验证明，两个点像间能够被分辨开的最短距离大约等于点像中央亮斑的半径，那么：
R=0.61λ/n/sinU/max即为“理想光学系统”的衍射分辨率（公式二）。根据此时的光度分布曲线，可以把K=(Emax—Emin)/( Emax+ Emin)定义为“对比”，即是我们常说的反差概念（公式三），式中E为光强度。两个点像距离为R时，K=0.15。实际上，当K=0.02时，人眼就能够分辨出两个像点，这时相应的两点间的距离约为0.85R。
*望远镜系统的分辨率
无限远物体理想像高的公式为y/= f.tgα           （公式四）
式中，f为物镜的物方焦距（这个物理概念就不描述了）；α为物高对望远镜的张角，也可以理解为对应两个物点对望远镜的张角。如果此时的像高y/取像平面上刚刚能被分辨开的两个衍射光斑的距离R，经推导（从略）得出：
α=1.22λ/D。                                 （公式五）
式中，D为物镜的有效口径，单位为毫米。在天文观测中，公式五的物理意义也可以理解为刚刚能够被望远镜分辨开的天球上两个发光点之间的角距，称为分辨角。当λ取人眼最敏感的波长0.000555mm（555nm）时：
α″=140″/D（单位是角秒）                    （公式六）
照相系统的分辨率（注）
普通照相系统的分辨率一般以像平面上每毫米能够分辨开的线对数（黑白相间的短线条）N来表示，显然，N等于R的倒数。当λ同样取0.000555mm时，经推导（从略）得出：                                         
N=1477D/f                                    （公式七）
式中，f为物镜的物方焦距；D为物镜的有效口径。D/f 即为相对孔径。   
    公式六和公式七可以视为同一光学系统分辨率的不同表示，但由于系统像差的存在，还不能作为实际评价某个光学系统的依据。比如，“理想的摄影物镜”的分辨率与相对孔径成正比，此公式只决定了视场中心的分辨率，但由于视场边缘成像光束的孔径角比轴上点小，分辨率就必然有所降低，而且在子午和弧矢方向上也有差别；实际的摄影物镜也总会残留一些像差，这就造成其实际分辨率要比“理想分辨率”低得多；视场边缘受轴外像差和光束渐晕的影响，分辨率还要低得更多。另外，上述的摄影分辨率还是属于“目视分辨率”，实际能得到的“照相分辨率”可用如下公式表示：
     1/NP=1/NL+1/NF                                              （公式八）
    式中，NP为照相分辨率；NF为底片分辨率；NL为目视分辨率。
目前普通胶片的分辨率大约为1/60—1/90线对/毫米，像的大小或两个点之间的距离在小于0.017mm 时就无法分辨了，这只相当于“理想光学系统”在相对孔径为1/25时的分辨率。因此，以前一般认为摄影镜头的相对孔径小到1/10时就接近“理想”了，并且以前一般摄影定焦镜头在F8和F11光圈时的分辨率也确实都差不多，属于最佳分辨率光圈，普通变焦镜头的最佳分辨率时的光圈还要更小些。近几十年来，某些国家的摄影镜头的综合设计和制造工艺有了本质的提高，最佳分辨率的相对孔径值也有不同程度的提高，如，Leitz Summilux-R 50/1.4（128）、Minolta AF 50/1.4（126）、Minolta AF 50/1.7（120）、Nikon MF 50/1.8（120）、Pentax A 50/1.2（123）镜头高对比度的最佳光圈值可以达到在F5.6附近，而且是中心与边缘的分辨率一样（括弧中的数字是分辨率数值）。
*关于对光学系统的评价问题
如上所述，如果我们根本无法得到一个真正的“理想光学系统”，那么我们所使用的光学系统距“理想”有多大的差距呢？这就引出了对光学系统的评价问题。对光学系统成像质量评价的方法分为两大类，第一类用于成品的实际检测，第二类用于设计阶段的评价。
第一类主要有“分辨率检验”和“星点检验|”法。这两种检验方法依然是光学界目前最广泛使用的像质检验方法。
对于“星点检验|”方法的理论依据如上所述，我们可以把光看作是“能够传递能量的具有方向性的几何线”（几何光学的理论基础），一个“理想光学系统”应该能使一个物点所发出的所有能通过该光学系统的光线重新聚焦于一点。在“理想成像”时，像点是一个“理想几何点”，它即没有面积也没有体积。如果成像不符合“理想”，则形成有一定大小的“体积”，在焦平面上则形成有一定大小的弥散斑。所以，根据弥散斑的大小和能量分布情况（直观的为像的形状），就可以评定系统成像质量的优劣（可以分解为不同的像差）。“分辨率”检验是拍摄画满了不同粗细的黑白相间短线条的测试板。“星点检验|”与“分辨率检验”的结果是一至的，假如甲与乙的焦距一样，如果甲比乙的弥散斑的表现得好，那么说明甲比乙的分辨率就一定高；假如甲的焦距比乙的更长，那么说明甲比乙的分辨率更高......
“星点检验”并不是跑到野外去拍恒星，可以直接在实验室模拟拍摄。实际拍摄天文内容的要求比在实验室的模拟拍摄要复杂得多，也不是每一次拍摄的结果都很客观，比如，天气情况的影响、跟踪精度的影响、“接受器”选择的影响，近年来又出现了普通数码相机“接收器”前面滤镜的影响等问题。因此，“星点检验”方法是直接在实验室中模拟拍摄。
第二类又可分为“几何光学方法”和“物理光学方法”两类，前者包括“几何像差”、“波像差（瑞利判断）”、“点列图”和“几何光学传递函数”等；后者包括“点扩散函数”、“相对中心光强”和“物理光学传递函数”等。
我们经常能够在某些摄影镜头或望远镜的介绍资料中看到有关在设计中修正几何像差的曲线表示。也有人据此来向大家来推荐某款摄影镜头或望远镜。但要特别注意，这只是设计阶段的“成果”，不是最终产品的“成果”。我们购买的是最终的产品，不是购买相关设计图纸的内容说明。
现在比较流行的“光学传递函数”方法既可以作为设计阶段的评价，又可以作为成品的实际检验，还可以作为复合光学系统的评价，如，对用底片拍摄后结果的最终评价等。这是20世纪40年代以后，特别是计算机出现以后才逐渐成熟的综合检验与评价方法。
“光学传递函数”所依据的理论是可以把物面图形的亮度分布函数展开为傅里叶级数（对周期性物函数）或傅里叶积分（对非周期性物函数，可以看作周期趋于无限大的周期函数），即无论是周期函数还是非周期函数，都可以把它们分解成频率、振幅、和相位不同的余弦函数。这样，光学系统的特性就表现为它对各种频率的余弦函数的传递和反映能力。比如，我们就可以把分辨率测试板的某黑白相间线条图案看作是亮度呈周期分布的余弦函数。假定光学系统符合线性和空间不变性，物平面上光强度按余弦函数分布的“余弦基元”，通过光学系统后，在像面上也是一个余弦分布（但后者的初相位和对比都将发生变化）。两个余弦函数的空间频率之比等于光学系统的垂轴放大率。光学系统的光学传递函数MTF的特征曲线是最大值小于１的曲线，有多种评价或检验不同“特性”的不同的绘制方式，绘制时所依据的数据就是前面所讲的像与物的两组“对比”之比，即MTFμ＝K//K（公式九），称为光学系统对指定空间频率的对比因子，也称为振幅传递因子。其数值越大表示“信息”的传递能力越好。
拍摄测试板高分辨率区（黑白相间的细线条区域）的“高频传递函数”能够反映被摄物体细节的传递能力，拍摄测试板低分辨率区（黑白相间的粗线条区域）的“低频传递函数”能够反映被摄物体轮廓的传递能力，而拍摄测试板中分辨率区（黑白相间的中粗线条区域）的“中频传递函数”能够反映被摄物体层次的传递能力。
由于高对比（黑白差别大）分辨率检测图案与平时物镜所拍摄的一般景物有很大差别，测试结果并不足以判断物镜的成像质量，只有对低对比（黑白差别相对小）分辨率图案的测试结果与像质的好坏才是比较一致的。那么，在实际天文摄影的“星点检验”时，星空相当于高对比分辨率检测图案还是低对比的分辨率图案呢？应该说星空是相当于高、中、低对比都涵盖了的“图案”，更倾向于后者。道理很简单，我们拍摄星空背景的曝光时间要远远长于拍摄分辨率检测板的曝光时间（虽然有些亮恒星的像却又是可以瞬间拍摄到的），这说明“图案”整体的亮度和对比度都很低，即，不同恒星的亮度与天空背景亮度的对比关系之间也就构成了不同对比的“图案”。当然，利用实际天文摄影的“星点检验”法判断物镜的成像质量的情况非常复杂，需要长时间的经验积累。
反过来讲，光学系统的成像质量的优劣，就非常直接地决定了前面所提到的恒星点像的真实性问题。
*光学系统的像差容限
我们希望得到最大程度地接近于“理想”的光学系统，那么，这样的光学系统就必须最大程度地控制像差的容限。由于波像差与几何像差之间有着较为方便和直接的联系，因此，以最大波像差为评价依据的瑞利判断也是在设计阶段方便而实用的像质评价方法。在几何光学系统中，几何光线相当于波阵面的法线，由物点发出的同心光束与球面波相对应，此球面波经过光学系统后，会改变曲率，如果光学系统是“理想”的，则形成一个新的球面波，其球心即为物点的“理想像点”。但实际光学系统的像差将使得通过光学系统的出射波面或多或少地变形，这一变了形的波面相对于“理想球面波”的偏离即为波像差。评价方法是可由波像差的容许值得出几何像差的容限，再据此来修正设计中对应的像差值。波像差只适合于望远镜和显微镜等小像差光学系统的评价。这类光学系统的特性是视场小而孔径较大，只需保证近轴点有很好的像质（这一特性在后面还要提到），即只要最大波像差不大于１／４波长，符合瑞利判断的要求便可。它的局限是不能反映光学系统局部的缺陷对像质的影响，如，镜面上微小的局部凹凸、划痕和气泡等缺陷对像质的影响等。
摄影镜头是大孔径大视场光学系统，应该校正全部视场内的像差，但由于接收器分辨率的限制，镜头本身并不需要达到很高的分辨率要求，特别是我们平时所看的照片也不需要达到在放大镜下观看物体时的效果。因此，摄影镜头基本上可以认为是属于大像差系统，它所具有的各种像差的剩余值要超出瑞利极限的好多倍。对于这种系统，在设计阶段一般可以用点列图的方法评价。其方法是把物镜“分割”成一定数量的等面积的方格或两端是圆弧的放射形格子，然后计算某物点所发射出的光线在通过每个格子中心之后的像的位置，只要像点的弥散斑直径在０.０３－０.１mm以内就可以认为是合格的（有人认为，集中３０％以上的点的圆形区域是实际有效的弥散班，它的直径的倒数既是能分辨的线对数）。在光学设计中，摄影镜头的视场平均像差容限大约是望远镜的10—40倍左右，因此，我们在天文摄影中没有必要特别迷信那些高价的摄影镜头，特别是慎用“人像镜头”。
我们再回到实际天文望远镜成品的一般检测上，可以把一般的星点检验法与点列图的方法结合起来，也就是 “哈特曼检验法”，即把镜面“分割”成多个等面积的“区域”，然后实际拍摄一个点光源，在焦点前后各拍摄一张照片，是虚像。经过测量虚像的位置后便可计算出通过每一个“区域”的光线在焦平面上的光能量分布情况，进而判断成品的质量。即，光能量的分布越集中，分辨率越接近于“理想”。这可以看成是把主观的星点检验法量化了。比如，国家天文台的“216”望远镜的设计要求是在焦点上能集中80%以上的光能量分布，但实际的光能量分布并没有这么高。在当时条件下的检验时，是在镜片前面放了一块均匀分布了几百个孔洞的遮挡板，就相当一个点列图的模板。现在已经有了专业的哈特曼检验仪，可以把它放在焦平面前的光路中……
*望远镜与摄影镜头在校正像差设计上的区别
光学系统校正像差的原则为：在所用光波两端消色差，中间波段消球差等像差。
可见光波长从长到短的排序为：
红色光——A/(768.20)、ｂ(706.52)、C(656.28)
黄色光——D(589.29)、d(587.57)
绿色光——e(546.07)
青色光——F(486.13)、g(435.83)
蓝色光——G/(434.05)
紫色光——h(404.66)
括弧中的数字为波长，单位为纳米。人眼最敏感的波长（555nm）介于D光与e光之间，属于黄绿色光。
对于目视光学系统的校正：
对C光和F光消色差，对D光（国际通行）或e光（德国、前苏联）消球差等像差，因为D光是接近于C光和F光中间，e光更接近于人眼最敏感的波长，而对C光和F光接近于人眼最敏感波长的两端。
对于使用传统胶片的普通摄影系统的校正：
对d光和g光消色差，对F光消球差等像差。
对于天文与航空摄影系统的校正：
对F光和h光消色差，对G/光消球差等像差。
*光学系统的实际选择问题
不可能有“通用型”的光学系统，为目视设计的光学系统改用于摄影时，或为摄影设计的光学系统改用于目视时，都会在改用后出现色差增大的问题。我尝试过用不同的尼康中长焦定焦镜头接天文望远镜目镜观察物体，它们的色差程度与普通的国产普及型天文望远镜或双筒镜相当，甚至是好于上述很多的望远镜，但其色差非常明显地大于某些三片结构并采用ED玻璃制造的折射式普及型天文望远镜，白天观察某些物体时会出现“黄边”和“紫边”。这也说明很多国产望远镜的质量有待于进一步地提高。
在普通摄影中，目前光学系统中最被关注的的像差是色差和畸变，因为其它的像差很难在拍摄普通内容的照片中被发现，甚至我们会有意地利用某些像差而达到使照片有特殊效果的目的。如，在拍摄年轻女性人像时，往往喜欢利用球差而达到“柔焦”的效果，很多高价的“人像镜头”就是有意保留了较多的球差（还应用了其它方法）。
在天文摄影中，目前一般“可用”的光学系统（即排除了质量较差的光学系统）最明显的像差是色差、畸变、场曲和像散。
普及型反射式天文望远镜一般采用牛顿系统，其优点是没有色差，因为光线始终是在同一种介质中传播。其缺点是轴外像差很大，其像点在整体上就显得不是很锐利。在天文摄影时必须加像场改正镜以校正像差。
普及型折反射天文望远镜一般采用马克苏托夫－卡塞格林系统，其优点是没有色差，因为光线大部分是在同一种介质中传播。其缺点是像的对比（反差）比较低，这是由于其弥散斑接近于环形，相对较大。也正是因此，其像点也显得不是很锐利。
三片及三片以上结构并采用ED或萤石玻璃制造的折射式普及型天文望远镜的像质最好，色差在可接受的范围之内，特别是对比（反差）和色彩传递（还原）能力都很好，但有些望远镜会有明显的畸变或像散存在。
望远型中长焦摄影镜头中镜片的曲率较小，因此球差较小（相对而言），比较适合于天文摄影。但由于其光学结构的不对称性，往往色差比较难校正。在选择镜头时，一定要先找镜头的光学结构图作为基本参考。
天体相对于我们地面上的观察者而言都处于“无限远”，因此在天文摄影时，天体像的大小只取决于摄影物镜的焦距（不论接收器的画幅多大）。当用焦距小于200mm的望远型摄影镜头拍摄天体时，由于恒星的像不是很大，即使摄影镜头残留一定的色差（一般是轴向色差）也不会过多地影响画面质量，恒星的点像依然是圆形且相对锐利的。但如果镜头有其它的像差存在，往往会很明显地影响画面质量，恒星的点像变形较大或模糊；当用焦距长于300mm并采用特殊色散玻璃制造的摄影镜头的最大光圈状况下拍摄天体时，像质一般会比较平均（与望远镜相比），但不一定是很好，有些镜头还会有严重的像散存在；当用较高级的普及型天文望远镜拍摄天体时，往往是中心像质会很好，但边缘像质就有可能不理想了，即便是使用三片或三片以上结构并采用特殊色散玻璃制造的折射式望远镜拍摄。一般是畸变较大，个别的会是像散较明显。如前所述，这主要是因为望远镜校正像差的重点在视场的中心位置，而目镜所框定的视场范围要明显小于底片接受器所框定的视场范围（也要看目镜的焦距）；另外，镜片的镀膜和镜筒内的消杂散光处理的质量缺陷（虽然不属于像差）对天文摄影的影响也非常大，会使光学系统的对比（反差）和色彩传递（还原）能力降低。最常用的日本和德国生产的摄影镜头的镀膜和消杂散光处理都比较好。
不论是从过滤紫外线（对着天空长时间曝光），还是出于在夜晚潮湿环境中保护镜头的考虑，在天文摄影时都应该在摄影镜头前加装UV镜，但目前市场上进口UV镜的假货很多，在选择时应该特别注意。在镜头后面加装望远镜目镜观察不太远处的物体时，就能看出加装劣质UV镜对像质的影响，那么，对摄影的影响就可想而知了。
下面通过一些摄影作品的实例来具体分析一下摄影镜头的像差等因素对像质的影响。首先需要说明的是，由于各张照片拍摄时的条件不同，生成最后图像的条件更不同，照片间不能作横向比较。
照片1使用的是尼康MF85 mm /1.4镜头在F2时拍摄的，胶片是普通柯达负片，直接扫描底片。虽然拍摄时镜头的光圈较大，但作品本身应该说还是比较成功的，画面柔和、层次分明、色彩丰富，符合人们一般的审美欣赏习惯，并且谁也不会怀疑“此时”的镜头会有什么缺陷。
照片2使用的是尼康MF55 mm /1.2镜头在F1.2时拍摄的，直接扫描底片，效果同前。
照片3使用的是尼康MF50 mm /1.4镜头在F1.4时拍摄的，照片直接扫描。这只镜头与前两者都是双高斯对称结构。从照片3中可以明显地看出，虽然色彩很丰富，但“此时”的镜头有严重的球差、彗差、轴向色差和渐晕。假如用它拍摄人像，效果与照片1、2应该是很相近的，也就是说用它拍摄一般的内容时，我们是不会去在意甚至是发现镜头会有什么像差存在的。
照片4是用尼康MF135 mm /2.8镜头在F4时拍摄的，照片直接扫描。照片的画面柔和细腻、色彩丰富、虚与实的对比也相得益彰。
照片5是用与前者相同的镜头在F4时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”的成像很锐利、对比（反差）较高、色彩也同样表现为相当的丰富。这只镜头是经典的望远型结构，尼康的MF180 mm /2.8ED、MF200 mm /4和MF300 mm /4.5ED等镜头都采用的是这一结构。
照片6是用尼康MF180 mm /2.8ED镜头在F2.8时拍摄的，直接扫描底片。照片的画面柔和细腻、色彩丰富、虚与实的对比也相得益彰。
从对照片1、2、3、4、5、6的描述可以说明一个问题：
用于普通摄影中的“好镜头”，在用于天文摄影时，就不一定是“好镜头”。用于天文摄影中的“好镜头”，在用于普通摄影时，就也一定是“好镜头”。
照片7是用俄产300/ mm 4.5镜头在最大光圈时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”的成像还比较锐利、对比（反差）尚可，但色彩不够丰富。这是因为俄产镜头在镜片镀膜和镜筒内部的消光技术方面还很欠缺。值得一提的是，这只镜头几乎是最简单的望远型镜头，并且没有使用任何特殊色散玻璃镜片，但其色差却是微乎其微的。
照片8是用尼康AF—S  80—200 mm /2.8ED镜头的200毫米端在F2.8时拍摄的，照片直接扫描。从照片中可以看出，镜头“此时”有球差、彗差并伴有微弱的倍率色差，对比（反差）一般、色彩也不够丰富，并有渐晕，这说明变焦镜头在大光圈时的像质很不理想（此镜头当初的售价在一万元以上）。
照片9是用俄产35/ mm 2镜头拍摄的1997年月全食的全过程，照片直接扫描。拍摄程序很复杂，月亮在中间位置时使用的光圈大，曝光时间也长，而月亮在边缘位置时的曝光组合正相反，但恰恰是月亮在中间位置时的像小，在边缘位置时的像大，这说明镜头有严重的畸变。
照片10是用FSQ106（D=106 mm ，F=530 mm ）望远镜拍摄，直接扫描底片并拼接合成而成，网上直接下载。照片的层次细腻、色彩丰富，中心与边缘的像质也比较平均，但从亮恒星状如蝴蝶一般像来看，望远镜存在着色散。由于子午方向与弧矢方向的像不在同一个焦平面上且相距较远，所以亮恒星的像在某一方向上有所缺失，便形成了状如蝴蝶的像。
照片11是用佳能AF500 mm /4 EF镜头在最大光圈时是拍摄的，接收器为CCD，所以与前面的照片不能进行色彩方面的比较。从照片中昴星团状如蝴蝶一般的像可以看出，镜头“此时”存在着严重的色散。
照片12是照片11的局部放大图。
照片13是用蔡司15 mm /3.5镜头在最大光圈时拍摄的，网上直接下载。放大照片的四角可以看出，镜头“此时”也存在着严重的色散。由于子午与弧矢方向的像不在同一个焦平面上且相距较近，所以视场边缘恒星的像就成为了相交叉的十字形了，落在焦平面上的某个方向的像亮，没落在焦平面上的另一个方向的像就相对暗一些。
照片14是用蔡司60 mm /2.8镜头在最大光圈时拍摄的，网上直接下载。放大照片的四角可以看出，镜头“此时”几乎没有像差。
照片15是用尼康MF200/4镜头在最大光圈时拍摄的，接收器为CCD。从照片中可以看出，镜头“此时”几乎仅有轴向色差，但由于恒星像的放大率不大，那么色差对画面效果的不利影响也就不算大了。
照片16为几款标准镜头的MTF图。
照片10由陈一平拍摄；照片13、14 Copyright©REBONT All rights reserved；其余照片由巡天会拍摄。

注：在传统的天文摄影中，分辨率依然用刚刚能分辨开天球上两个发光点之间的角距表示。天文摄影系统的分辨率的经验值为：
α″=(3100D/f+113)/D                        （公式十）  
此时“接收器”考虑使用的是传统的天文干版底片（色盲片），λ取值为0.00043405mm。

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高素质的目镜的新选择


今天去买了只新出的Vixen NPL,顺便也研究了下NLV系列，感觉Vixen New系列的素质比老产品提高很多。

         NPL虽然是中国造的，但是做工和镀膜都比过去台湾造的好，且价格低廉，是所有有品牌的PL中最低的，只有TVPL的1/4。

         NLV倒是没注意哪里造的，但是镀膜做工相当不错，且镜片单元比老款大。

我当初曾经买过4个Vixen的目镜，一对PL 9，一只PL 7.3,一只LV１０，ＰＬ９是台湾造的，后两个是日本制造的。
　　　　四个目镜的共同点是做工还不错，但是光学素质不行。
　　　　特别是ＰＬ９，绿油油反光的镀膜，还号称ＦＭＣ，感觉不是增透，而是反射膜了，从来么见过那种镀膜，像质是软，反差低，不过ＲＥＦ倒是很长，奇怪。
　　　　那个７．３毫米是正宗日本制造的，可惜ＲＥＦ短，素质也很平，但是ＭＣ镀膜比ＰＬ９好太多。
　　　　ＬＶ１０素质也很一般，锐利程度一般，炫光大。
　　　　但老实说，Ｖｉｘｅｎ的目镜价格还很便宜的，日本这里ＬＶ比ＴＶ　ＰＬ还便宜好几千日元。
　　　　听说Ｖｉｘｅｎ该款后，就打算搞个Ｎｅｗ版来用用。

　　　　今天去店里看到ｎｅｗ款出来后，就拿了一个ＮＰＬ和一个ＮＬＶ出来看，ＮＰＬ给我第一感觉就是镀膜不错，外观完全该款了，于是很快掏钱买下一个，ＮＬＶ１０毫米呢，也比旧款好多了，接目玻璃明显大出一圈，镀膜很不错，显得透彻，不像老款浑浊，用店里的天望看看地面，效果不错，很舒服。

　　　　回来后，比较了一下ＮＰＬ　１０和ＴＶ　ＰＬ　１１，先从外观看，ＮＰＬ比较新潮，头大，重量也重，虽然焦距比ＴＶ短，但是接目玻璃貌似还大点（从照片看不出来），而接物端的玻璃，ＴＶ明显比ＮＰＬ大些。
　　　　镀膜上看，接目端比较，ＴＶ还是强点，灯光下转动目镜，ＮＰＬ会出现轻微正面玻璃镀膜反射的现象，而ＴＶ不会，而接物端比较，貌似ＮＰＬ的反射更小点。
　　　　透过目镜看亮处，似乎ＴＶ更加透彻，ＮＰＬ比较白。
　　　　和老款ＰＬ比，ＮＰＬ做工不错，内部封边，消光都不错。
　　　　和ＴＶ比较，貌似ＮＰＬ两端玻璃都比较平，ＴＶ相对凹进去。

以下结论经过观察修正。

　　　　地面观测比较，两者用在ＳＴＦ　７寸马卡上倍率差不多，ＮＰＬ微微高一点点，但视场基本一样。
　　　　看远处的广告霓虹灯，ＴＶ色彩上浓重，反差强点，ＮＰＬ比较平淡些，两者的中心像都非常锐利，边缘素质都差不多。

　　　　虽然还没天体测试，但基本可以断定ＮＰＬ依然无法完全和ＴＶＰＬ在光学上媲美，主要还是输在反差上，不过差距很小，但是考虑到两者的价格在我这里相差５倍，还能说什么呢？
　　　　所以我感觉ＮＰＬ的优点在于：
　　　　１。便宜，非常便宜，是最便宜的大厂PL.
　　　　２。这个价位下，质量却很优秀，比什么国激光器，笠井的　ＰＬ强（都是台湾ＯＥＭ），但是价格便宜．
　　　　３．比较适合双目用，便宜质量不错啊。
         4。中心非常锐利，媲美TV PL，反差略微弱点。

         如果在NPL和谷光学的OR之间推荐，那么肯定是NPL，因为NPL视野较大，价格便宜，但素质丝毫不让，中心素质貌似小又超出。
         NPL镀膜水平好于FMC OR。
      
　　　
　　　　如果ＴＶ　ＰＬ能有１００分的话，ＮＰＬ的光学素质能有９5。

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交易区新帖推荐

天文滤镜使用技巧

木 星 的 观 测 与 摄 影
木星是一个相当明亮的行星，它的独特迷人之处便在於其细致多变的条纹，要详细观察这些条纹，则必须使用某些特殊的滤镜。因为木星的表面亮度太高，通常我们得设法降低其表面亮度，我的建议是使用两片偏光镜，而不是一般的 ND 镜。
木星条纹的颜色大致从红色至棕紫色，他们的色调变化虽不像火星的海与沙漠那麽强烈，但其亮度却足以让我们用各种滤镜去观察它，事实上，正因为它的颜色并不强烈，所以滤镜的使用是有其必要的。透过系数高的黄或橘色滤镜适合观测木星的云带与那些纤细的蓝色丝状纹 (fsetoon)，这些滤镜使云带中的蓝色成份变暗，而不影响红、黄部份，使用蓝色的滤镜则可得到相反的效果，使偏红色的云系变得较暗。淡蓝色的滤镜在使用十字丝测量云系经纬度时特别有用，因为蓝光能加强暗云系边缘的反差与锐利度，而使得测量工作便利许多。
Cassini 於 1865 年第一次记录了木星神秘的大红斑，它的颜色变化之大，从深橘红色到灰黄色都有，甚至一度变成　大白斑　。无论是观测或摄影，蓝色及绿色的滤镜都能使大红斑的颜色加深而明显，当大红斑变成淡黄色的时候，绿色绿镜就不太管用了，您最好采用蓝色滤镜以提高其反差，这也就是何以蓝色滤镜有　木星滤镜　之称的原因，若大红斑呈稍绿的白色时，观测可就困难了，这时暗红色的滤镜反而或许有用。在拍摄木星的卫星时，您应该选择能使天空背景变暗的滤镜。当发生凌的现象时，有许多种滤镜可供选择，通常，卫星的亮度与木星表面亮度十分接近，使我们无法在木星本体上分辨出卫星来，此时唯有采用木星本体补色的滤镜方能达到减低本体亮度、提高两者反差的效果，卫影凌木星的现象恰与前者相反，但选取滤镜的原则相同，尽量使用与木星本体颜色接近的滤镜，以提高阴影对比。

水 星 与 金 星 的 观 测 与 摄 影
对大部份的同好来说， 水星可能是一个只闻其名，未见其人的行星，因为她总是如此地接近太阳。事实上，几乎所有的水星观测者都是在白天进行观测工作， 清晨与傍晚时虽然阳光强度减弱，但此时水星的高度太低， 大气扰动也最强烈，要想看到表面细节是极困难的，无怪乎水星观测被视为行星观测之一大挑战。由於在白天进行观测， 滤镜成为观测必备的工具。选用适当的滤镜将可加强视稳定度、对比与降低天光散射； 例如， 红色的 KadakWratten 25 能改善不稳定的大气扰动现象，橘红色的 Wratten 21 可降低背景的耀眼强光， 而蓝色的Wratten 38A 、80A 则对加强水星表面模糊特徵的反差有极显著的功效， 这些呈灰色或淡棕色的斑纹在略带粉红色的表面上几乎无法直接观测到， 必须借重红、橘、黄、绿等不同颜色的滤镜才能加以分辨，尤其是绿色滤镜，对水星临边增亮的效果特别显著。
虽然金星的离日度比水星大得多， 但大部份的观测仍无法避免高度与大气扰动的问题， 白昼观测是唯一解决的办法，因此，能降低蓝天散射光的红色滤镜是必要的， 甚至再加上一片偏光镜，对表面细节的辨认似乎更有效。

蓝色和紫色滤镜， 如 Wratten 47 ，对观测金星上大气的阴影，也就是指云面上不定形的斑点及那些反差甚低的纹带， 相当有帮助，其实红、黄、绿等滤镜对小细节的观测都很有效， 但我无法明确地指出哪一种最有效，因为表面特徵的颜色从红至蓝都有，而且不时地变化著。

金星上最著名的Ｙ型暗带很模糊，应以紫色滤镜观察为宜，经由对其连续的观测，可以粗略估计金星的自转周期。

红色的 Wratten 25 除了能降低天空强光外，偶尔对金星表面明暗交界处的特徵观测也很有效。
不少同好对降低木星表面亮度应使用偏光镜而非 ND 镜感到不解，在此做一解说。 偏光镜减光原理是仅让单一方向的偏极光透过，所以我们使用两片偏光镜， 以不同的角度搭配，便可达到不同程度的减光效果。在不同天候、不同亮度、不同高度、使用不同滤镜观测不同行星的细节时，此点的确优於 ND 镜的单一固定倍率减光。 使用两片偏光镜的缺点则是两次反射所造成的双影问题， 特别是偏光镜并不注重其表面的抗反射处理，但总归各方面来说，偏光镜仍是较理想的选择。

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目前正在建造中的大型望远镜

望远镜的结构:A模式',平台设计

Support Spacing: 2 "C'' rings on 10 meter centers

支撑间距:2的"C'环10米中心

Pier Diameter: 13 meters for azimuth track

墩直径:13米的方位追踪

Telescope Height: ~ 25 meters at elevation axis (30 m above bedrock)

望远镜身高:~25米高程轴线(30米以上基岩)

Building Height: ~ 40 meters at roofline

建筑高度:40~米roofline

Support of Telescope: hydrostatic pads

支持望远镜:静水港口

Drive Mechanism: gear and pinion

传动:齿轮及齿轮

Telescope and Drive Stiffness Goal: locked rotor frequency > 8 Hz

望远镜和传动刚度目标:锁定转子频率">8赫兹

Vibration Specification: < 0.025 m amplitude above 8 Hz

振动规格:"0.025米以上振幅8赫兹

Encoders: strip type

编码:狭长型

Telescope Moment of Inertia: approximately 1.0*107 Kg m2 (both axes)

望远镜惯性矩:约1.0*公斤,107平方米(两轴)

Telescope Mass: approximately 580 metric tons

望远镜质量:约580吨

Maximum Angular Speed: 1.5 degrees/second

最高转速:1.5度/秒

Maximum Angular Acceleration: 0.3 degrees/second2

最高加速度:0.3degrees/second2

Error Budget: telescope and optics to match r0 = 45 cm atmosphere

误差:望远镜及光学匹配滤=45厘米气氛

Implied Image Size from Telescope = 0.22 arcsecond FWHM

隐含图像尺寸从望远镜=0.22秒宽

Short Term Tracking Specification: 0.03 arcsecond rms motion (5 seconds)

短期跟踪规格:0.03秒有效值议案(5秒)

Whole Sky Pointing Specification: 0.3 arcsecond rms

整个天空指着规格:0.3秒有效值

Wind Speed for Pointing and Tracking Specs: 24 km/hr

风速瞄准和跟踪规格:24公里/小时

Maximum Operating Wind Speed: 80 km/hr

最高运行风速:80公里/小时

Survival Wind Speed (closed): 225 km/hr

生存风速(公开):225公里/小时

Primary Mirror Aluminizing: on-board the telescope

主镜面镀铝:星上的望远镜

[ 本帖最后由 schiff 于 2007-9-10 15:40 编辑 ]

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美国天文村(转贴)


在美国亚利桑纳州南部有一个特意为天文爱好者建设的社区——亚利桑纳州观星村(Arizona Sky Village)这个社区坐落在奇里卡瓦山脚下，占地450英亩(180公顷)，在过去的5年中，这里吸引了来自英国、韩国、俄罗斯，以及美国最偏远地区的人。那些被命名为观天干道、南银河路和星光小径的斜坡上的支路延伸到这个天文学爱好者的社区。这里的每个人都拥有4英亩(1.6公顷)的“领地”。

　　现在，一些刚来到这里的天文爱好者正在划定土地，建造住宅，但是在豆科灌木丛中间已经有很多房屋，它们中的大部分拥有一或两个装备有强大的反射望远镜的天文台。68岁的阿尔高兹是居住在观星村的天文学家之一，虽然他知道自己居住在美国最偏远的地方，但是并没感到孤单，他说：“我曾想，退休时我自己要找一个与世隔绝的地方观测星星。后来意识到那种生活并不是我想要的。这个社区到处都是与我志趣相投的人。”

　　美国有100多万业余天文学家，该国为他们提供了几个专门村落，其中包括佐治亚州的迪里克天文村和佛罗里达附近的切夫兰德天文村。这些社区都位于偏远地区，远离灯火通明的大都市，避免了强光对观测夜空产生干扰。这里的居民要遵守的规则是，为了确保最佳的观测环境，他们从黄昏到黎明不准在任何地方利用明亮的灯光。亚利桑那州观星村拥有稳定的天气条件、干燥的空气和孤立的地理位置，为天文学家提供了最理想的观测场所，他们甚至能清除的看到由星云组成的漩涡状的气体云团，和遥远的螺旋状星系等微弱的天体。

　　业余天文学家、天文社区的创始人吉恩·特纳说：“这里的天空是墨黑色，绝对的黑色，它是该国天空最黑暗的地方。在这里，银河看起来非常明亮，并呈现三维立体感。你在别处也有机会看到银河，但是这里的景观最罕见。特纳为了寻找最黑暗的天空，夜间在这片沙漠四处游荡，最后终于找到了理想地点。然后他和他的生意伙伴杰克·牛顿开始铺路、架设电线和快速的网络连接。这些住宅的买主包括该国和世界各地的天文学家，他们操作技术先进的天文望远镜，从不同时区观测繁星点点的夜空。加利福尼亚的软件工程师大卫·丘吉尔说：“上周，我坐在澳大利亚一家旅馆的房间内，观测亚利桑南州的夜空。我可以在世界的任何地方做这些。”为了有助于远距离观测，他在亚利桑纳州配备了电脑的天文台上安装了环球网中央地址存储器和云团传感器。

　　这里的一些村民是狂热的业余天文爱好者，他们不知疲倦地寻找经常被专业人士忽略的小行星和超新星等天体。他们中的大部分人对天文学已经达到痴迷程度，整夜整夜地在黯淡的红色灯光下，伴着贝多芬交响乐或周围的吉他乐曲，利用装备精良的天文台观测夜空，沉迷在幸福的世界里。退休的工程师里克·贝诺来自加利福尼亚。以前，他为了在特定夜晚拍到繁星照片，带着便携式望远镜，经过长途跋涉来到偏远的地方。现在，他拥有的双层天文台能让他在一年四季不间断的拍照。他谈起自己拍到的那些随季节从这片沙漠地平线掠过的星群和行星照片时说：“天空上的星群经常循环呈现，因此我没必要在一夜间拍到所有照片。如果错过一些，我只需等到来年就能再次看到它们。”

　　天文社区的快速发展证明它们非常受欢迎，特纳说，他们的85块地都已经销售一空。现在亚利桑纳州的小块土地已经全部售出，去年，该地超过内华达州，成为美国发展最快的地区。但是，虽然人们的需求量非常大，他对进一步在这个偏远地区发展非常谨慎，这个地方也受到远足者和鸟类观察者的喜爱。特纳说：“我们正在考虑进一步发展问题，但是我们对人口过剩非常敏感。这个过程不会因为用太长时间而让一些人错过观测机会，但是我们希望能在这里保持一片净土。”

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常见的镀膜术语和镀膜形式

    由于镀膜技术发展迅速，本人了解的有限，所以仅仅对日常中的一些镀膜说说，而且这些镀膜是本人比较了解的。这些内容都是比较通用的，如果各家自己叫的，因为本人不可能对各家的都了解，如果是本人不了解的，就不叙述了。

    我们拿起一个光学产品，上面往往有些标示，把产品规格写出来。但是对于望远镜和摄影镜头来说，往往还有其他的一些东西，常见的是对镀膜的说明，比如：COATING，FULLY COATING，MULIT-COATING，FULLY MULIT-COATING等。

    下面我就一一为大家说明一下。
COATING：这个标示的意思是，本产品内包含镀膜镜片。我个人的看法：这个产品不要购买，因为，这个产品十有八九只是前后2个表面镀膜了。这样做的目的是降低成本。如果它所有表面镀膜了，一般不会这样标示的，而是采用下面要说的标示。

FULLY COATING（缩写FC）：这个标示的意思是，本产品所有和空气接触的表面都镀膜了。但是，这个镀膜正常情况下一般是单层膜。因为只要有一个面是多层膜，它就不会这样标示，而是采用下面的标示。

MULIT-COATING（缩写MC）：这个标示的意思是，本产品至少有一个和空气接触面是多层镀膜。通常有这个标示的，如果表面没有多层镀膜，一般都会镀单层膜的，因为既然镀了一个多层，成本的考虑上，没必要再节约其他的单层镀膜了。

FULLY MULIT-COATING（缩写FMC）：这个表示的意思是，本产品所有和空气接触的面都有多层镀膜。

从上面的叙述中，我们提取几个关键词：和空气接触的面，镀膜，多层镀膜。下面逐一解释。

和空气接触的面：通常使用的光学产品都是在空气中，镜片之间也是空气，所以我特别提到和空气接触的面。与之相对应的就当然有一个：不和空气接触的面。不和空气接触的面，在通常使用中，就只有胶合镜片的胶合面。这个面在惯例上，是不需要镀膜的。当然，也有些厂家出于某些考虑，也镀，但是一般是镀单层的。我曾经加工过一个镜片，据说是给松下公司的，就有一个胶合面要镀单层的AL2O3。


镀膜：指在镜片表面通过某些方法，沉积若干化学物质。镀膜本身是一个很广泛的概念，它本身就包含了多层镀膜，但是在日常使用中，我们通常说的是单层镀膜，而且因为生产上单层镀膜一般用的是氟化镁，所以没有特别说明，镀膜一般是指单层的氟化镁。

多层镀膜：指在镜片表面通过某些方法，沉积2层或以上的不同化学物质。我们日常中使用了很多多层镀膜，比如数码相机中的红外截止滤镜，就是镀了30层以上的膜。但是日常中说的多层镀膜，一般是指多层减反膜。
多层减反膜的一些曲线，可以参考以前发表的文章。
http://www.astronomy.com.cn/bbs/thread-64229-1-1.html
这里需要说一下，如果多层镀膜控制不好的话，镜片的反射率可能比单层膜还差。


再说说蓝膜，红膜，绿膜，宽带膜等。
蓝膜：蓝膜一般是单层的，镀膜的时候，中心波长控制在570左右，整个玻璃就呈现蓝色。反射曲线如下：


红膜：红膜倒是不折不扣的多层膜，因为我实在用一层镀不出来，但是红膜在天文中被人骂的狗血淋头，也是有原因的。因为红膜实在反射了太多的光线了。而且在实际使用中有偏色。我们先看一个比较好的红膜。

其实很简单，就是把红色光线反射出来了。不过，我想一般地摊上的红膜不会有上面的曲线的，上面的曲线实际是红外截止膜的前半段，使用了30多层。但是实际的红膜我没见过曲线，所以不好说。但是看到红膜亮晶晶的，可以看出，不会是好镀膜。

绿膜：多层绿膜现在比较流行，原因是多方面的。第一：一般的绿膜确实是真正的减反膜，对光线的透过率还是可以的，第二：厂家控制起来容易些，因为人眼对绿色比较敏感，当厂家镀膜发生漂移时，实际效果看起来差别不大。
下面是一个多层绿膜，用了4层

可以看到，在550NM左右，有一个反射峰，我们看到的绿色主要是那里呈现出来的。

宽带膜；宽带膜其实是一个非常模糊的概念。到底多宽叫宽带？反射率在多少以下才算？可见光一般是按400~700NM算的，整个可见光也就300NM，多宽算宽带呢？按一般望远镜厂的指标，带宽200NM之内，反射率1%以下，就算宽带了。如果带宽到250NM，反射率1%以下，可以算超宽带。

上面我们默认宽带膜是减反膜，其实宽带膜也可以是高反膜。不过，我们还是按约定俗成的说法。

同时，按一般的镀膜设计和控制水平，如果带宽做到200NM，反射率1%以下，一般4~5层可以搞定。如果做到250NM，没有个6~7层是搞不定的。

下面是一个超宽带的镀膜，用了6层，虽然理论上达到了300NM，但是实际控制中，能做到260NM就可以了。



估计有人已经看到了，上面一直讨论的镀膜，其实是单个镜片表面的镀膜。而实际使用中，不可能只有一个面的，整个望远镜或镜头有很多个表面组成的。这样，我们就要谈谈镜头里大家经常提到的T*(ZEISS)，HFT(ROLLEI)和SMC(PENTAX)了。
从我掌握的资料来看，T*和HFT的功能类似，都是针对色彩还原而特别设计的，而且它考虑的是整个镜头的透过率。色彩还原在国际上有一个专门的CCI指数进行标定的。具体CCI指数如何计算出来的，我们可以不考虑，先了解一下什么是CCI指数。

彩色贡献指数(Color Contribution Index)
彩色贡献指数(CCI)是评价镜头彩色平衡特性的重要指标，通常以摄影镜头对彩色胶片感红层(R)、感绿层(G)、感蓝层(B) [RGB三原色] 的各层的相对贡献率来表示。ISO-CCI值是摄影镜头色贡献指数的国际标准, 其含义是摄影镜头光谱透过率分布(从370nm～680nm)满足感光载体(彩色胶卷)的光谱感光需求,能按绝大多数人的喜好再现被摄物的色彩。要保证这一点,并不是要求在可见光区(370nm～680nm)的光谱范围内透过率一致。而是分为三个波段(即蓝光、绿光和红光),它们有不同的透过率要求。

根据ISO 6728-1983的规定：色彩平衡的摄影镜头的标准彩色贡献指数各分量B/G/R分别为0/5/4。允许误差标准是：-4~+3/3~5/2~5。

彩色贡献指数的方法将镜头的色彩还原特性数值化，从而具有表示简单明了的特点，也便于用来比较。

从上面可以看出，镜头不是对所有光线一样的透过率是最好的，考虑到接收器，需要不同的透过率。而整个镜头除了镀膜外，还有镜片对光线的吸收不一样，这样，就需要将整个镜头一起考虑。T*和HFT并不是单个表面的镀膜指标，而是整个镜头一起考虑的，也许某个面的曲线不是很漂亮，但是，为了整个镜头的CCI，它可能需要牺牲了。同样道理，就算每个面的曲线都非常漂亮，最后整体的CCI指数也许出问题了。这样的情况，本人就碰到过，当时是给某日本公司的相机提供镜头，在检测后发现CCI指数出问题了，拍出来的图片偏蓝，最后解决方法是，将某个面的曲线故意做出问题，最后CCI指数检测顺利通过。

还有PENTAX的SMC镀膜，从公开的资料看，其核心似乎是：7层镀膜，0.2%反射率，这个和T*和HFT就不是一样了，做0.2%的反射率不是很难的，说白了，SMC也就是一个比较好的减反膜。

上面的说法主要用在望远镜里，但是还是要注意，望远镜里的棱镜，正常情况下是不镀膜的。有的高档望远镜里的棱镜镀过膜，但是是什么镀膜，就难说了。我以前见过CANON外发的棱镜，全表面镀单层减反膜。另外，最近在望远镜业内出现了“相位膜”，也是镀在棱镜上的，据称可以提高透过率2%。

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观测彗星用望远镜选购指南

观测亮彗星应选用口径和相对口径(即口径与焦距的比值)尽量大的望远镜.有条件的读者可选择口径80-150MM, 相对口径1/6左右的折射望远镜或口径100MM以上,相对口径大于1/6的反射望远镜. 配以中,低倍率目镜(每毫米口径放大0.14-0.30倍), 可以观测到彗星的一些暗淡的细节. 这类望远镜还是观测星云,星团和星系等深空天体的得力工具. 对于较暗, 视面积较小的彗星, 大相对口径, 低倍率的望远镜并没有太多的优势, 这时使用焦距长一些, 放大率较高的望远镜也能得到满意的结果. 这类望远镜还适合观测恒星,行星等天体, 而且价格也比较便宜. 对于观测象今年3, 4月间的百武彗星和明年3月至4月时的海耳-波普彗星这样的超级亮彗星,由于它们的视面积很大(彗尾可长达100度),亮度很亮(0等), 这时使用任何望远镜都没有直接用肉眼观测更壮丽. 所以建议读者根据自己的爱好, 观测地的情况, 经济条件选择适合自己的望远镜.
　   对于上面提到的大相对口径的天文望远镜, 目前在国内市场上还不多见, 南京天文仪器厂(现称南京天仪中心)在1985-86年哈雷彗星回归期间生产过一种口径120MM, 焦距1000MM, 放大率40倍的折射寻彗镜, 目前在一些中学和少年宫可能还能找到这种望远镜.
       在国外市场上大相对口径的望远镜比较常见, 选择的余地也较大, 大相对口径的折射镜的物镜中多采用了超低色散镜片(ED或FLUORITE), 有效的控制了色差. 笔者曾试用过多种牌号的这类折射镜,感觉像质非常好, 无论低倍率, 还是每毫米放大3倍的高倍率都很令人满意,但它们的缺点是价格昂贵,一只口径100MM,焦距600MM的镜筒便宜的也要1500美元. 还有一些公司出售大相对口径的牛顿式和牛顿- 卡塞格林式的望远镜, 价格相对便宜一些.
       双筒望远镜也是一类大相对口径, 低倍率的望远镜, 而且与天文望远镜相比, 价格便宜, 在国内市场上也容易买到. 双筒望远镜一直被国内外的天文爱好者当作观测彗星的主要仪器, 使用7X50或10X50的双筒镜可以很容易的观测到7等的彗星, 口径大于100MM的双筒镜更是被当作寻找新彗星的得力武器.目前我国已成为了双筒镜的生产大国, 年产量已占全世界的1/4以上, 主要产品是口径50MM以下的普及型双筒镜. 观测亮彗星可选国产7X50或10X50的, 塑料镜身, 中心调焦的50MM双筒镜售价在200-400元之间, 有的厂家还生产金属镜身的全密封型双筒镜, 价格要贵一倍,而且较重, 对一般的爱好者来说买它们并不合算. 另外市场上还常见价格在1000-2000元之间的进口双筒镜, 我购买和试用过多种, 感觉性能价格比要大大低于普通的国产双筒镜. 前苏联和俄罗斯生产的双筒镜在国内市场上也很多, 它们的镜身编号的前两位一般表示生产年份, 94年前的产品质量较好, 但95年后的产品质量很不稳定, 我曾经有过连挑20余台俄罗斯制的10X50双筒镜但无一满意的经历. 总之希望读者不要盲目迷信洋货,经济宽裕的读者可选购下面几种真正的高级双筒镜: NIKON 7X50SP (US$ 700), FUJINON 7X50FMT-SX (US$600), CARL ZEISS 7X50B (US 1100). 国产的口径?
     现在市场上最常见的一类天文望远镜是口径50-60MM, 相对口径1/10-1/15的简易折射望远镜, 多为铝制或塑料镜筒, 金属或木制三角架. 在大的百货商店, 照相器材店, 甚至眼镜店都有出售, 价格在千元以内. 我购买过一台昆明市光学仪器厂生产的大观牌F800型的, 口径60MM, 焦距800MM, 双分离消色差物镜, 有增透膜, 但膜层厚度控制不佳, 实际上没什么增透效果, 目镜则没有镀膜. 我感觉这台望远镜的光学质量是可以接受的, 不能接受的是金属支架的质量太差, 找星, 调焦都很困难现在有的厂家已对支架的云台作了一些改进, 使望远镜的稳定度有所提高. 这些望远镜出厂时都配有3-4个可交换目镜, 一般外径均为0.965英寸(24.5MM), 这是日本的目镜标准接口, 这种接口在日本及老式德国望远镜上多见, 现在大多数望远镜采用的是1.25英寸的接口, 有些低倍目镜和广角目镜甚至已经开始使用2.0英寸 (50.8MM)外径的目镜了. 使用这些简易望远镜时还要注意选取合适的放大率,观测彗星应使用厂家提供的最低倍率(我的大观F800最低倍率是40X, 仍然太高), 即使 是观测恒星, 放大率也不应超过每毫米20倍.
       现在北京市场上还有多种俄罗斯生产的马克苏托夫--卡塞格林式折反射望远镜头,是专供泽尼特(ZENIT)系列相机使用的, 有1000MM, F/10 (第一个数是焦距, 后面的是光圈, 即焦距/口径), 500MM, F/5.6, 500MM, F/8, 和300MM, F/4.5等多种,价格在800-1500元之间. 由于这类镜头都是M42X1的螺纹接口, 所以自己很容易加工一个目镜转接口. 镜头上还有三角架接口, 可以接在普通的照相机三角架上, 再配上合适的目镜, 便成了一个物美价廉的望远镜了. 有条件的读者可以选择标准的望远镜目镜, 如找不到望远镜目镜, 可以到商店去买显微镜目镜, 常见的有5X, 7X,10X, 15X等, 它们的焦距等于250MM除以放大率, 如5X的目镜焦距为50MM. 普通的显微镜目镜多是二片二组的惠更斯式的, 视场较小, 色差明显, 但焦距齐全, 价格便宜, 又容易买到. 我曾使用过1000MM,F/10和500MM,F/5.6两种镜头, 配上40MM,28MM, 18MM和13MM的PLOSSL式目镜, 效果非常好, 尤其是500MM, F/5.6的镜头, 口径约90MM, 加上40MM的目镜放大12.5倍, 视场3.5度, 很适合彗星观测。

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天文望远镜排行榜（转贴仅供参考）

发表者： 吉田 弘
发表时间： 2007年1月1日
评测条件： 高倍率观测行星时
评测对象： 基本上是运到发表者家，由发表者实际观测过的镜种
评测基准镜： TOA-150,ALTER-7N,TOA-130,μ-180,TSA-102
注： 折射和反射的对比仅供参考。

(101点) Takahashi μ-300
(96点) ASTRO-PHYSICS 160EDF
(96点) Zeiss APQ150
(96点) Takahashi TOA-150
(95点) Takahashiμ-250
(93点) ASTRO-PHYSICS 155EDFS
(93点) TMB152mm/F8
(90点) INTES-MICRO ALTER A-608
(90点) ZEN250
(88点) C-11
(88点) Takahashi FS-152
(88点）INTES-MICRO ALTER-7N
(86点）AOK K150/3000ゼロデュア仕様
(86点）Orion 250cmF6.3
(85点）Takahashi TOA-130F
(84点）Zeiss APQ130
(83点) TEC-140
(83点) ASTOROSIB 250RC
(82点) Zeiss MENISCAS180
(80点) Vixen VMC260L
(77点）Takahashiμ-210
(75点）INTES-MICRO ALTER-607
(75点）INTES MN-61
(74点）Takahashiμ-180
(73点）INTES-MICRO ALTER-7
(72点）Takahashi FS-128
(72点）Takahashi CN212
(72点）TV NP127
(70点）PENTAX 125SDP
(70点）Takahashi FS-102ツインEMS
(70点）CELESTRON C8
(68点）BORG150ED
(67点）Orion OMC-140
(67点）Zeiss APQ100/1000
(66点）William Optics10cmF8
(65点) TV NP101
(65点）Takahashi TSA-102
(65点) Vixen FL102
(65点）NIKON 10cmED
(65点）William Optics FLT110
(64点）Zeiss APQ100/640
(64点) TV TV101
(63点）Takahashi FSQ-106
(62点) TV TV102
(62点）Takahashi FS-102
(62点）PENTAX 105SD
(60点) TV SDF
(60点）PENTAX 105SDP
(60点）SCHWARZ150(F8)
(60点）Vixen VMC200
(58点) Takahashi Sky90

50点以下的发表者特别注明不具参考意义，只当有那么个说法。
FL90(60点）
ED130SS(60点）
SCHWARZ150(F8)　（60点）
VMC200（60点）
Sky90　（58点)
FL80S（57点）
FS78(56点）
FC76(56点）
BORG100ED(55点）
105SDHF(55点）
C5（55点）
KOWA　HIGHLANDER　PROMINAR（55点）
PENTAX　75SDHF(53点）
105EDHF(50点）
SCHWARZ150S(F5)（50点）
BORG76ED（48点）
FUJINON　ED15cm（48点）
BORG76アクロ（47点）
MIYAUCHI　BJ-100iBF(45点）
MIYAUCHI　BJ-100（43点）
MIYAUCHI　旧BR-GALAXY144(40点）
VIXEN 20×125（40点）
MIYAUCHI Bs-60iC（38点）

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世界著名天文台与大型天文望远镜


1．美国威尔逊山天文台
　　1.5米反射望远镜　　完成年代：1908年
　　历史意义：验证大型反射光学望远镜在天文观测研究的实用价值。
　　2.5米反射望远镜　　完成年代：1917年
　　历史意义：确认了宇宙的基本结构概念，得到膨胀理论的证据。

2．美国帕罗玛山天文台
　　  海尔望远镜：5米反射望远镜　　完成年代：1949年
　　历史意义：深入探测宇宙，成功的摄影到非常暗弱的星系和遥远的天体，验证宇宙论的学说，为新型望远镜提供光学及工程技术上的模范。

3．英澳天文台
　　3.9米望远镜        完成年代：1975年.
　　历史意义：红外线光学观测技术独树一帜，另外该台的Dr.David  Malin在科学普及的天摄影上获得全球的肯定。
　　
4．基特峰与赛拉托洛洛天文台
　　4米望远镜完成年代：1974年
　　 历史意义：运用成本与投资报酬率的经济观念，在南北半球
　　 3.9米反射镜英国天文学界并未参与欧南台，但在澳洲、南非合作了多次天文仪器的建设计划
　　UKST英国1.5米施密特望远镜是世界第一具消色差双片胶合C.P的大型施密特镜
　　Dr.David Malin成功地使用暗房技术显露了许多本来不为人知的星象细节，展示了宇宙之美，为现代天文学做了许多“公关”工作，欧美各国的天文科学节目都可看见他的作品
　　观测站中，使用相同设计的望远镜，用以节省制造工期与经费。另有国家力量引入天文学研究的领域，使天文学的成就，成为国力的表现。

5．CFHTY
　　3.6米望远镜（加拿大、法国、美国合作）
　　完成年代：1979年
　　历史意义：安装在夏威夷海拔4200米的玛纳基亚山上，在绝佳的视相度下成为世界解像力最佳的天文望远镜，因此被称为地面上的太空望远镜。

6．苏俄特殊物理天文台
　　6米望远镜5^
　　完成年代：1976年
　　历史意义：全世界首先使用电脑操控经纬仪式的大型天文望远镜。特殊的水平式焦点光学设计,为未来超大型、新式天文望远镜的先驱。　　
7．卡拉阿托天文台
　　3.5米反射望远镜（西班牙、德国合作）
　　完成年代：1985年
　　历史意义：赤道仪式架台的最后代表望远镜。精密的光学设计及模组化的更换侦测仪器概念及资料汇流排的使用，开启数位化自动控制天文台的潮流。
　 前苏联特殊物理天文台的6米反射镜在完成时的70年代，超越西方一个世代地使用了经纬仪架台与水平式焦点的设计，树立了天文仪器发展史上的新里程碑。
　　
8．美国WIYN天文台
　　3.5米反射望远镜（威斯康辛、印地安纳、耶鲁、国家光学天文台）
　　完成年代：1994年
　　历史意义：全电脑即时操控的镜片支持系统，是美国第一个全新概念的、新技术望远镜。
　
9．欧洲南方天文台（ESO）
　　3.5米新技术望远镜NTT（法国、意大利、德国、荷兰、瑞典、瑞士、比利时、丹麦合作）
　　完成年代：1989年
　　历史意义：电脑控制的影像分析系统，使望远镜光学系统随时处于最佳状态，并为将来的16米VLT望远镜作技术可行性的验证。

10．NOT
　　2.5米北欧光学望远镜（瑞典、丹麦、挪威、芬兰合作）
　　完成年代：1989年N
　　历史意义：首创环境控制概念的天文台设计，使望远镜清晰度大为增加，创下世界最小口径能看到冥王星卫星及重力透镜现象的爱因斯坦十架星象。

11．WHT
　　4.2米望远镜（西班牙、英国合作）
　　完成年代：1990年
　　历史意义：当年排名世界第三的“超巨炮”，使欧洲天文学一跃为与美国并驾齐驱之势。
　
12．美国
　　哈伯太空2.4米口径望远镜　　完成年代：1990年
　　历史意义：超世代的望远镜概念，为21世纪太空天文学观测的开路先锋，其高昂的造价及多灾多难的仪器问题（如散光镜片），亦列入了世界金氏笑话纪录。

13．凯克望远镜
　　完成年代：1992年
　　历史意义：10米直径望远镜，以36块多角形镜片组合成的新世代望远镜，虽然仪器性能仍不尽理想，但未来可望突破。目前正以凯克I号与II号两具同型望远镜，试验光学干涉仪的技术。

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哈勃太空望远镜


哈勃空间望远镜（Hubble Space Telescope，缩写为HST），是以天文学家哈勃为名，在轨道上环绕著地球的望远镜。他的位置在地球的大气层之上，因此获得了地基望远镜所没有的好处-影像不会受到大气湍流的扰动，视相度绝佳又没有大气散射造成的背景光，还能观测会被臭氧层吸收的紫外线。于1990年发射之后，已经成为天文史上最重要的仪器。他已经填补了地面观测的缺口，帮助天文学家解决了许多根本上的问题，对天文物理有更多的认识。哈勃的哈勃超深空视场是天文学家曾获得的最深入（最敏锐的）的光学影像。

从他于1946年的原始构想开始，直到发射为止，建造太空望远镜的计划不断的被延迟和受到预算问题的困扰。在他发射之后，立即发现主镜有球面像差，严重的降低了望远镜的观测能力。幸好在1993年的维修任务之后，望远镜恢复了计划中的品质，并且成为天文学研究和推展公共关系最重要的工具。哈勃空间望远镜和康普顿伽玛射线天文台、钱德拉X射线天文台、斯必泽空间望远镜都是美国宇航局大型轨道天文台计划的一部分 。哈勃空间望远镜由NASA和ESO合作共同管理。

哈勃的未来依靠后续的维修任务是否成功，维持稳定的几个陀螺仪已经损坏，目前（2007年），连备用的也已经耗尽，而且另一架用于指向的望远镜功能也在衰减中。陀螺仪必须要以人工进行维修，在2007年1月30日，主要的先进巡天照相机（ACS）也停止工作，在执行人工维修之前，只有超紫外线的频道能够使用。另一方面，如果没有再提升来增加轨道高度，阻力会迫使望远镜在2010年重返大气层。自从2003年航天飞机哥伦比亚不幸事件之后，由于国际太空站和哈勃不在相同的高度上，使得太空人在紧急状况下缺乏安全的避难场所，因而NASA认为以载人太空任务去维修哈柏望远镜是不合情理的危险任务。NASA在从新检讨之后，执行长麦克格里芬在2006年10月31日决定以亚特兰大进行最后一次的哈柏维修任务，任务的时间安排在2008年9月11日，基于安全上的考量，届时将会让发现号在LC-39B发射台上待命，以便在紧急情况时能提供救援。计划中的维修将能让哈勃空间望远镜持续工作至2013年。如果成功了，后继的詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）应该已经发射升空，可以衔接得上任务了。韦伯太空望远镜在许多研究计划上的功能都远超过哈柏，但将只观测红外线，因此在光谱的可见光和紫外线领域内无法取代哈柏的功能。

一、观念、设计和指标

1、企划和前置作业

哈勃空间望远镜的历史可以追溯至1946年天文学家 莱曼•斯必泽所提出的论文：《在地球之外的天文观测优势》。在文中，他指出在太空中的天文台有两项优于地面天文台的性能。首先，角分辨率（物体能被清楚分辨的最小分离角度）的极限将指受限于绕射，而不是由造成星光闪烁、动荡不安的大气所造成的视象度。在当时，以地面为基地的望远镜解析力只有0.5-1.0弧秒，相较下，只要口径2.5公尺的望远镜就能达到理论上绕射的极限值0.1弧秒。其次，在太空中的望远镜可以观测被大气层吸收殆尽的红外线和紫外线。

斯必泽以太空望远镜为事业，致力于太空望远镜的推展。在1962年，美国国家科学院在一份报告中推荐太空望远镜做为发展太空计划的一部分，在1965年，斯必泽被任命为一个科学委员会的主任委员，该委员会的目的就是建造一架太空望远镜。

在第二次世界大战时，科学家利用发展火箭技术的同时，曾经小规模的尝试过以太空为基地的天文学。在1946年，首度观察到了太阳的紫外线光谱。英国在1962年发射了太阳望远镜放置在轨道上，做为亚利安太空计划的一部分。1966年NASA进行了第一个轨道天文台（OAO）任务，但第一个OAO的电池在三天后就失效，中止了这项任务了。第二个OAO在1968至1972年对恒星和星系进行了紫外线的观测，比原先的计划多工作了一年的时间。

轨道天文台任务展示了以太空为基地的天文台在天文学上扮演的重要角色，因此在1968年NASA确定了在太空中建造直径3公尺反射望远镜的计划，当时暂时的名称是大型轨道望远镜或大型太空望远镜（LST），预计在1979年发射。这个计划强调须要有人进入太空进行维护，才能确保这个所费不贷的计划能够延续够长的工作时间；并且同步发展可以重复使用的航天飞机技术，才能使前项计划成为可行的计划。

2、对资金的需求

轨道天文台计划的成功，鼓舞了越来越强的公众与论支持大型太空望远镜应该是天文学领域内重要的目标。在1970年NASA设立了两个委员会，一个规划太空望远镜的工程，另一个研究太空望远镜任务的科学目标。在这之后，NASA下一个需要排除的障碍就是资金的问题，因为这比任何一个地面上的天文台所耗费的资金都要庞大许多倍。美国的国会对太空望远镜的预算需求提出了许多的质疑，为了与裁军所需要的预算对抗，当时就详细的列出了望远镜的硬件需求以及后续发展所需要的仪器。在1974年，在裁减政府开支的鼓动下，杰拉尔德福特剔除了所有进行太空望远镜的预算。

为响应此，天文学家协调了全国性的游说努力。许多天文学家亲自前往拜会众议员和参议员，并且进行了大规模的信件和文字宣传。国家科学院出版的报告也强调太空望远镜的重要性，最后参议院决议恢复原先被国会删除的一半预算。

资金的缩减导致目标项目的减少，镜子的口径也由3公尺缩为2.4公尺，以降低成本和更有效与紧密的配置望远镜的硬件。原先计划做为先期测试，放置在卫星上的1.5公尺太空望远镜也被取消了，对预算表示关切的欧洲太空总署也成为共同合作的伙伴。欧洲太空总署同意提供经费和一些望远镜上需要的仪器，像是做为动力来源的太阳能电池，回馈的视欧洲的天文学家可以使用不少于15%的望远镜观测时间。在1978年，美国国会拨付了36,000,000C元美金，让大型太空望远镜开始设计，并计划在1983年发射升空。在1980年初，望远镜被命为哈柏，以纪念在20世纪初期发现宇宙膨胀的天文学家艾德温•哈柏。

3、结构和工程

太空望远镜的计划一经批准，计划就被分割成许多子计划分送各机关执行。 马歇尔太空飞行中心（MSFC）负责设计、发展和建造望远镜，金石太空飞行中心（GSFC）负责科学仪器的整体控制和地面的任务控制中心。马歇尔太空飞行中心委托珀金埃尔默设计和制造太空望远镜的光学组件，还有精密定位传感器（FGS），洛克希德被委托建造安装望远镜的宇宙飞船。

4、光学望远镜的组合（OTA）

望远镜的镜子和光学系统是最关键的部分，因此在设计上有很严格的规范。一般的望远镜，镜子在抛光之后的准确性大约是可见光波长的十分之一，但是因为太空望远镜观测的范围是从紫外线到近红外线，所以需要比以前的望远镜更高十倍的解析力，它的镜子在抛光后的准确性达到可见光波长的廿分之一，也就是大约30 奈米。

珀金埃尔默刻意使用极端复杂的计算机控制抛光机研磨镜子，但却在最尖端的技术上出了问题；柯达被委托使用传统的抛光技术制做一个备用的镜子（柯达的这面镜子现在永久保存在史密松宁学会)。1979年，珀金埃尔默开始磨制镜片，使用的是超低膨胀玻璃，为了将镜子的重量降至最低，采用蜂窝格子，只有表面和底面各一吋是厚实的玻璃。

镜子的抛光从1979年开始持续到1981年5月，抛光的进度已经落后并且超过了预算，这时NASA的报告才开始对珀金埃尔默的管理结构质疑。为了节约经费，NASA停止支持镜片的制作，并且将发射日期延后至1984年10月。镜片在1981年底全部完成，并且镀上了75 nm厚的铝增强反射，和25 nm厚的镁氟保护层。

因为在光学望远镜组合上的预算持续膨胀，进度也落后的情况下，对珀金埃尔默能否胜任后续工作的质疑继续存在。为了回应被描述成"未定案和善变的日报表"， NASA将发射的日期再延至1985年的4月。但是，珀金埃尔默的进度持续的每季增加一个月的速率恶化中，时间上的延迟也达到每个工作天都在持续落后中。NASA被迫延后发射日期，先延至1986年3月，然后又延至1986年9月。这时整个计划的总花费已经高达美金11亿7500万。

5、宇宙飞船的系统

安置望远镜和仪器的宇宙飞船是主要工程上的另一个挑战。它必须能胜任与抵挡在阳光与地球的阴影之间频繁进出所造成的温度变化，还要极端的稳定并能长间的将望远镜精确的对准目标。以多层绝缘材料制成的遮蔽物能使望远镜内部的温度保持稳定，并且以轻质的铝壳包围住望远镜和仪器的支架。在外壳之内，石墨环氧的框架将校准好的工作仪器牢固的固定住。

有一段时间用于安置仪器和望远镜的宇宙飞船在建造上比光学望远镜的组合来得顺利，但洛克希德仍然经历了预算不足和进度的落后，在1985年的夏天之前，宇宙飞船的进度落后了个月，而预算超出了30%。马歇尔太空飞行中心的报告认为洛克希德在宇宙飞船的建造上没有采取主动，而且过度依赖NASA的指导。

6、地面的支持

在1983年，太空望远镜科学协会（STScI）在经历NASA与科学界之间的权力争夺后成立。太空望远镜科学协会隶属于美国大学天文研究联盟 （AURA），这是由32个美国大学和7个国际会员组成的单位，总部坐落在马里兰州巴尔地摩的约翰•霍普金斯大学校园内。

太空望远镜科学协会负责太空望远镜的操作和将数据交付给天文学家。美国国家航空暨太空总署(NASA)想将之做为内部的组织，但是科学家依据科学界的做法将之规划创立成研究单位，由NASA位在马里兰州绿堤，太空望远镜科学协会南方48公里，的哥达德太空飞行中心和承包厂商提供工程上的支持。哈伯望远镜每天24小时不间断的运作，由四个工作团队轮流负责操作。

太空望远镜欧洲协调机构于1984年设立在德国邻近慕尼黑的Garching bei München，为欧洲的天文学家提供相似的支持。

7、挑战者号的事故

早在1986年，就已经计划在当年10月份发射哈勃空间望远镜。但是挑战者号的事故使美国的太空计划停滞不前，航天飞机的暂停升空，迫使哈勃空间望远镜的发射延迟了数年。望远镜和所有的附件都必须分门别类的储藏在无尘室内，直到能够排出发射的日期，这也使得已经超支的总成本更为高涨。

最后，随着航天飞机在1988年再度开始升空，望远镜也预定在1990年发射。在发射前的最后准备，用氮气喷射镜面以除去可能累积的灰尘，并且对所有的系统进行广泛的测试。终于，在1990年4月24日由发现号航天飞机，于STS-31航次将望远镜成功的送入计划中的轨道。

从它原始的总预算，大约4亿美金，到现在的花费超过25亿美金，哈柏的成本依然在不断的累积与增高。美国政府估计的开销将高达45至60亿美金，欧洲所挹注的资金也高达6亿欧元（1999年的估计）。

8、仪器

在发射时，哈勃空间望远镜携带的仪器如下：

·广域和行星照相机（WF/PC）
·戈达德高解析摄谱仪（GHRS）
·高速光度计（HSP）)
·暗天体照相机（FOC）
·暗天体摄谱仪（FOS）

WF/PC原先计划是光学观测使用的高分辨率照相机。由NASA的喷射推进实验室制造，附有一套由48片光学滤镜组成，可以筛选特殊的波段进行天体物理学的观察。整套仪器使用8片CCD，做出了两架照相机，每一架使用4片CCD。"广域照相机"（WFC）因为视野较广，在解像力上有所损失，而"行星照相机"（PC）以比WFC长的焦距成像，所以有较高的放大率。

GHRS是被设计在紫外线波段使用的摄谱仪，由哥达德太空中心制造，可以达到90,000的光谱分辨率，同时也为FOC和FOS选择适宜观测的目标。FOC和FOS都是哈勃空间望远镜上分辨率最高的仪器。这三个仪器都舍弃了CCD，使用数字光子计数器做为检测装置。FOC是由欧洲太空总署制造， FOS 则由Martin Marietta公司制造。

最后一件仪器是由威斯康辛麦迪逊大学设计制造的HSP，它用于在可见光和紫外光的波段上观测变星，和其它被筛选出的天体在亮度上的变化。它的光度计每秒钟可以侦测100,000次，精确度至少可以达到2%。

哈勃空间望远镜的导引系统也可以做为科学仪器，它的三个精细导星传感器（FGS）在观测期间主要用于保持望远镜指向的准确性， 但也能用于进行非常准确的天体测量，测量的精确度达到 0.0003弧秒。

二、镜片的瑕疵

在望远镜发射数星期之后，传回来的图片显示在光学系统上有严重的问题。虽然，第一张图像看起来比地基望远镜的明锐，但望远镜显然没有达到最佳的聚焦状态，获得的最佳途像质量也远低于当初的期望。点源的影像被扩散成超过一弧秒半径的圆，而不是在设计准则中的标准：集中在直径0.1 弧秒之内，有同心圆的点弥漫函数图像。

对图样缺陷的分析显示，问题的根源在主镜的形状被磨错了。虽然，这个差异小于光的1/20波长，只是在边缘太平了一点。镜面与需要的位置只差了微不足道的2微米，但这个差别造成的是灾难性的、严重的球面像差。来自镜面边缘的反射光，不能聚集在与中央的反射光相同的焦点上。

镜子的瑕疵造成的作用是在科学观察的核心观测上，核心像差的PSF要足够的明锐到足以进行高解析的分辨，但对明亮的天体和光谱分析是不受影响的。虽然，在外围损失大片的光因为不能汇聚在焦点上而造成晕像，严重的减损了望远镜观察暗天体或高反差的影像的能力。这意味着几乎所有对宇宙学的研究计划都不能执行，因为她们都是非常暗弱的观测对象。美国国家航空暨太空总署和哈勃空间望远镜成为许多笑话的箭靶，并且被认为是大白象（花费大而无用的东西）。

1、问题的根源

从点源的图像往回追溯，天文学家确定镜面的圆锥常数是−1.0139，而不是原先期望的− 1.00229。通过分析珀金埃尔默的零校正器（精确测量抛光曲面的仪器）和分析在地面测试镜子的干涉图影像，也获得了相同的数值。

由喷射推进实验室主任，亚伦领导的委员会，确定了错误是如何发生的。亚伦委员会发现珀金埃尔默使用的零校正器在装配上发生了错误，它的向场透镜位置偏差了1.3 mm。

在抛光镜子的期间，珀金埃尔默使用另外二架零校正器，两者都（正确的）显示镜子有球面像差。这些测试都是会确实消除球面像差而设计的，不顾品管文件的指导，公司认为这二架零校正器的精确度不如主要的设备，而忽略了测试的结果。

委员会指出失败的主因是珀金埃尔默。由于进度表频繁更动造成的损耗和望远镜制造费用的超支，造成了在美国航空暨太空总署和光学公司之间的关系极度的紧张。美国航空暨太空总署发现珀金埃尔默并不认为镜子的制做在他们的业务中是关键性的困难工作，而美国航空暨太空总署也未能在抛光之前善尽本身的职责。再委员会沉痛的批评珀金埃尔默在管理上的不当与缺失的同时，美国航空暨太空总署也被非议未善尽品管的责任，与不该只依赖维一一架仪器的测试结果。

2、解决的设计

在望远镜的设计中原本就规画了维修的任务，所以天文学家立刻就开始寻找可以在1993年，预定进行第一次维修任务时解决问题的方案。以柯达为哈柏制作的备用镜，在轨道上进行更换是太昂贵和耗费时间，临时要将望远镜带回地面正修也不可能。取而代之的，镜片错误的形状已经被精确的测量出来，因此可以设计一个有相同的球面像差，但功效相反的光学系统来抵消错误。也就是在第一次的维修任务中为哈柏配上一副能改正球面像差的眼镜。

由于原本仪器的设计方式，必须要两套不同的校正仪器。广域和行星照相机的设计包括转动的镜片和直接进入两架照相机的8片独立CCD芯片的光线，可以用一个反球面像差的镜片完全的消除掉它们表面上的主要变形。修正镜被固定在替换的第二代广域和行星照相机内（由于进度和预算的压力，只修正4片CCD而不是8片）。但是，其它的仪器就缺乏任何可以安置的中间表面，因此必须要一个外加的修正装置。

3、COSTAR

设计用来改正球面像差的仪器称为"太空望远镜光轴补偿校正光学（COSTAR）"，基本上包含两个在光路上的镜子，其中一个将球面像差校正过来，光线被聚焦给暗天体照相机、暗天体光谱仪和高达德高解析摄谱仪。为了提供COSTAR在望远镜内所需要的位置，必须移除其中一件仪器，天文学家的选择是牺牲高速光度计。

在哈柏任务的前三年期间，在光学系统被修正到合适之前，望远镜依然执行了大量的观测。光谱的观测未受到球面像差的影响，但是许多暗弱天体的观测因为望远镜的表现不佳而被取消或延后。尽管受到了挫折，乐观的天文学家在这三年内熟练的运用影像处理技术，例如反折绩（影像重叠）得到许多科学上的进展。

三、维护任务和新仪器

1、第一次维护任务

在设计上，哈勃空间望远镜必须定期的进行维护，但是在镜子的问题明朗化之后，第一次的维护就变得非常重要，因为航天员必须全面性的进行望远镜光学系统安装和校正的工作。被选择执行任务的七位航天员，接受近百种被专门设计的工具使用的密集训练。由奋进号在1993年12月的STS-61航次中，于10天之中重新安装了几件仪器和其它的设备。

最重要的是以COSTAR修正光学组件取代了高速光度计，和广域和行星照相机由第二代广域和行星照相机与内部的光学更新系统取代。另外，太阳能板和驱动的电子设备、四个用于望远镜定位的陀螺仪、二个控制盘、二个磁力计和其它的电子组件也被更换。望远镜上携带的计算器也被更新升级，由于高层稀薄的大气仍有阻力，在三年内逐渐衰减的轨道也被提高了。

在1994年的1月13日，美国国家航空暨太空总署宣布任务获得完全的成功，并显示出许多新的图片。这次承担的任务非常复杂，共进行了五次航天飞机船舱外的活动，它的回响除了对美国国家航空暨太空总署给予极高的评价外，也带给天文学家一架可以充分胜任太空任务的望远镜。

后续的维修任务没有如此的戏剧化，但每一次都给哈勃空间望远镜带来了新的能力。

2、第二次维护任务

第二次维护任务由发现号在1997年2月的STS-82航次中执行，以太空望远镜影像摄谱仪（STIS）和近红外线照相机和多目标分光仪（NICMOS）替换掉戈达德高解析摄谱仪（GHRS）和暗天体摄谱仪（FOS）；以一台新的固态记录器替换工程与科学录音机，修护了绝热毯和再提升哈柏的轨道。近红外线照相机和多目标分光仪包含由固态氮做成的吸热器以减少来自仪器的热噪声，但在安装之后，部分来自吸热器的热扩散却意料之外的进入光学挡板，这额外增加的热量导致仪器的寿命由原先期望的4.5年缩短为2年。

3、第三次维护任务(3A)

在六台陀螺仪中的三台故障之后（第4台在任务之前几个星期故障，使望远镜不能胜任执行科学观察），第三次维护任务仍然由发现号在1999年12月的STS-103航次中执行。在这次维护中更换了全部的六台陀螺仪，也更换了一个精细导星传感器和计算器，安装一套组装好的电压/温度改善工具（VIK）以防止电池的过热，并且更换绝热的毯子。新的计算器是能在低温辐射下运作的英特尔486，可以执行一些过去必须在地面处理的与宇宙飞船有关的计算工作。

4、第四次维护任务(3B)

第四次维护任务由哥伦比亚号在2002年3月的STS-109航次中执行，以先进巡天照相机（ACS）替换了暗天体照相机（FOC），并且查看了冷却剂已经在1999年耗尽的近红外线照相机和多目标分光仪（NICMOS）。更换了新的冷却系统之后，虽然还不能达到原先设计时预期的低温，但已经冷到足以继续工作了。

在这次任务中再度更换了太阳能板。新的太阳能板是为铱卫星发展出来的，大小只有原来的三分之二，除了可以有效的减少稀薄大气层带来的阻力，还能多供应30%的动力。这多出来的动力使得哈勃空间望远镜上所有的仪器可以同时运作，并且因为较为柔软，还消除了老旧的太阳能板因为进出阳光照射区域会产生震动的问题。为了改正继电器迟滞的问题，哈柏的配电系统也被更新了。这是哈勃空间望远镜升空之后，首度能完全的应用所获得的电力。其中影响最大的两架仪器，先进巡天照相机和近红外线照相机和多目标分光仪，在2003至2004年间共同完成了哈柏超深空视场。

5、 最后的维护任务

最后一次的哈柏维修任务已经安排在2008年9月11日，航天员将更换新的电池和陀螺仪。更换精细导星传感器（FGS）并修理太空望远镜影像摄谱仪（STIS）。他们也将安装二架新的仪器：宇宙起源频谱仪和第三代广域照相机，但是可能不会重置或替换先进巡天照相机。

四、科学上的成就

哈柏帮助解决了一些长期困扰天文学家的问题，而且导出了新的整体理论来解释这些结果。哈柏的众多主要任务之一是要比以前更准确的的测量出造父变星的距离，这可以让我们更加准确的定出哈柏常数的数值范围，这样才能对宇宙的扩张速率和年龄有更正确的认知。在哈柏升空之前，哈柏常数在统计上的误差估计是50%，但在哈柏重新测量出室女座星系团和其它遥远星系团内的造父变星距离后，提供的测量值准确率可以在10%之内。这与哈柏发射之后以其它更可靠的技术测量出来的结果是一致的。

哈柏也被用来改善宇宙年龄的估计，宇宙的未来也是被质疑的问题之一。来自高红移超新星搜寻小组和超新星宇宙论计划的天文学家使用望远镜观察遥远距离外的超新星，发现宇宙的膨胀也许实际上是在加速中。这个加速已经被哈柏和其它地基望远镜的观测证实，但加速的原因目前还很难以理解。

由哈柏提供的高解析光谱和影像很明确的证实了盛行的黑洞存在于星系核中的学说。在60年代初期，黑洞将在某些星系的核心被发现还只是一种假说，在80年代才鉴定出一些星系核心可能是黑洞候选者的工作，哈柏的工作却使得星系的核心是黑洞成为一种普遍和共同的认知。哈柏的计划在未来将着重于星系核心黑洞质量和星系本质的紧密关联上，哈柏对星系中黑洞的研究将在星系的发展和中心黑洞的关连上产生深刻与长远的影响。

休梅克-利瓦伊9号彗星在1994年撞击木星对天文学家是一件很意外的事，幸运的事发生在哈柏完成第一次维护修好光学系统之后的几个月。因此，哈柏所获的的影像是自从1979年航海家二号飞掠木星之后最为清晰的影像，并且很幸运的对估计数个世纪才会发生一次的彗星碰撞木星的动力学事件，提供了关键性的学习机会。它也被用来研究太阳系外围的天体，包括矮行星冥王星和厄里斯。

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梅西叶天体及其观测


梅西叶Messier，Charles(1730.6.26-1817.4.12) ，法国天文学家，他率先编制了系统的星云星团表。在梅西叶的时代，星云是一个用来表示深空中任何模糊不清光源的术语。1751年，梅西叶在法国著名天文学家J.N.德利尔那里当天文观测描图员和记录员。他是法国第一个观测到预期在1758-1759年回归的哈雷彗星的人。

从此以后，梅西叶成了一位新彗星的热情搜索者。法国国王路易十五曾称他为“彗星猎手”。梅西叶独立发现了13颗彗星并观测过许多其他彗星。1760年他开始编星云表，以便能更好地区分星云和彗星。在他当时的小望远镜中，这两种天体看上去是一样的。直到现在，许多最著名的星云依然沿用梅西叶星云星团表上的编号来称呼，表中的天体是现代天文爱好者测试望远镜的最佳对象。

说明： 梅西叶星云星团表出版于1784年,仅收入103个天体，本表中表中104～110号七个天体为后人所加入。表中第1列为梅氏编号，第2列为NGC（新总星表）编号，第2，3列为2000年历元的坐标，第4列为视大小（单位：角分），第5列为总光度（目视星等），第6列为距离（单位：千光年）。

梅西耶星云星团表

编号     NGC  赤经 赤纬     视径    光度   距离     星座   注释

M 1     1952    5h  34.5m   +22 01' 36x34' 8.4     金牛座  蟹状星云

M 2     7089   21h  33.5m   - 0 49' 13     6.5     宝瓶座   球状星团

M 3     5272 13h 42.5m +28 23' 16 6.4 猎犬座 球状星团

M 4     6121 16h 23.6m -26 32' 26 5.9 天蝎座 球状星团

M 5     5904 15h 18.6m + 2 05' 17 5.8 巨蛇座 球状星团

M 6     6405 17h 40.1m -32 13' 15 4.2 天蝎座 疏散星团

M 7     6475 17h 53.9m -34 49' 80 3.3 天蝎座 疏散星团

M 8     6523 18h 03.8m -24 23' 90x40 5.8 人马座 弥漫星云

M 9     6333 17h 19.2m -18 31' 9 7.9 蛇夫座 球状星团

M10     6254 16h 57.1m -4 06' 15 6.6 蛇夫座 球状星团

M11     6705 18h 51.1m -6 16' 14 5.8 盾牌座 疏散星团

M12     6218 16h 47.2m -1 57' 15 6.6 蛇夫座 球状星团

M13     6205 16h 41.7m +36 28' 17 5.9 武仙座 球状星团

M14     6402 17h 37.6m -3 15' 12 7.6 蛇夫座 球状星团

M15     7078 21h 30.0m +12 10' 12 5.4 飞马座 球状星团

M16     6611 18h 18.8m -13 47' 35 6.0 巨蛇座 弥漫星云

M17     6618 18h 20.8m -16 11' 46x37 7.0 人马座 弥漫星云

M18     6613 18h 19.9m -17 08' 9 6.9 人马座 疏散星团

M19     6273 17h 02.6m -26 16' 14 7.2 蛇夫座 球状星团

M20     6514 18h 02.3m -23 02' 29x27 6.3 人马座 三叶星云

M21     6531 18h 04.6m -22 30' 13 5.9 人马座 疏散星团

M22     6656 18h 36.4m -23 54' 24 5.1 人马座 球状星团

M23     6494 17h 56.8m -19 01' 27 5.5 人马座 疏散星团

M24     6603 18h 18.4m -18 25' 90 4.5 人马座 疏散星团

M25     I4725 18h 31.6m -19 15' 32 4.6 人马座 疏散星团

M26     6694 18h 45.2m -9 24' 15 8.0 盾牌座 疏散星团

M27     6853 19h 59.6m +22 43' 8x4 8.1 狐狸座 行星状星云

M28     6626 18h 24.5m -24 52' 11 6.9 人马座 球状星团

M29     6913 20h 23.9m +38 32' 7 6.6 天鹅座 疏散星团

M30     7099 21h 40.4m -23 11' 11 7.5 魔羯座 球状星团

M31     224 0h 42.7m +41 16' 178x63' 3.4 仙女座 星系仙女星系

M32     221 0h 42.7m +40 52' 8x6 8.2 仙女座 星系

M33     598 1h 33.9m +30 39' 62x39 5.7 三角座 星系

M34     1039 2h 42.0m +42 47' 35 5.2 英仙座 疏散星团

M35     2168 6h 08.9m +24 20' 28 5.1 双子座 疏散星团

M36     1960 5h 36.1m +34 08` 12 6.0 御夫座 疏散星团

M37     2099 5h 52.4m -32 33' 24 5.6 御夫座 疏散星团

M38     1912 5h 28.7m +35 50' 21 6.4 御夫座 疏散星团

M39     7092 21h 32.2m +48 26' 32 4.6 天鹅座 疏散星团

M40     Winnecke4 12h 22.4m +58 05' - 8.0 大熊座 双星

M41    2287 6h 47.0m -20 44' 38 4.5 大犬座 疏散星团

M42     1976 5h 35.4m -5 27` 66X60 4 猎户座 最亮的星云（猎户座大星云）

M43     1982 5h 35.6m -5 16' 20X15 9 猎户座 弥漫星云

M44     2632 8h 40.1m +19 59' 95 3.1 巨蟹座 疏散星团（鬼星团）

M45     Mel22 3h 47.0m +24 07' 110 1.2 金牛座 昴星团

M46     2437 7h 41.8m -14 49' 27 6.1 船尾座 疏散星团

M47     2422 7h 36.6m -14 30' 30 4.4 船尾座 疏散星团

M48     2548 8h 13.8m -5 48' 54 5.8 长蛇座 疏散星团

M49     4472 12h 29.8m +8 00' 9x7 8.4 室女座 星系

M50     2323 7h 03.2m +8 20' 16 5.9 麒麟座 疏散星团

M51     5194-5 13h 29.9M +47 12' 11X8 8.1 猎犬座 星系（猎犬座星系）

M52     7654 23h 24.2m +61 35` 13 6.9 仙后座 疏散星团

M53     5024 13h 12.9m +18 10' 13 7.7 后发座 球状星团

M54     6715 18h 55.1M -30 29' 9 7.7 人马座 球状星团

M55     6809 19h 40.0m -30 58' 19 7.0 人马座 球状星团

M56     6779 19h 16.6m +30 11' 7 8.2 天琴座 球状星团

M57     6720 18h 53.6m +33 02' 2.5 9.0 天琴座 行星状星云

M58     4579 12h 37.7m +11 49' 5x4 9.8 室女座 星系

M59     4621 12h 42.0m +11 39' 5x3 9.8 室女座 星系

M60     4649 12h 43.7m +11 33' 7x6 8.8 室女座 星系

M61     4303 12h 21.9m +4 28' 6x6 6.6 室女座 星系

M62     6266 17h 01.2m +30 07' 14 8.8 蛇夫座 球状星团

M63     5055 13h 15.8m +42 02' 12x8 8.6 猎犬座 星系

M64     4826 12h 56.7m +21 41' 9x5 8.5 后发座 星系

M65     3623 11h 18.9m +13 05' 10x3 9.3 狮子座 星系

M66     3627 11h 20.2m +12 59' 9x4 9.0 狮子座 星系

M67 2682 8h 50.4m +11 49' 30 6.9 巨蟹座 疏散星团

M68 4590 12h 39.5m +26 45' 12 8.2 长蛇座 球状星团

M69 6637 18h 31.4m -32 21' 4 7.7 人马座 球状星团

M70 6681 18h 43.2m -32 18' 8 8.1 人马座 球状星团

M71 6838 19h 53.9m +18 47' 7 8.3 天箭座 球状星团

M72 6981 20h 53.5m -12 32' 6 9.4 宝瓶座 球状星团

M73 6994 20h 59.0m -12 38' 3 8.9 宝瓶座 疏散星团

M74 628 1h 36.7m +15 47' 10x10 9.2 双鱼座 星系

M75 6864 20h 06.1m -21 55' 6 8.6 人马座 球状星团

M76 651 1h 42.4m +51 34' 1 12.2 英仙座 行星状星云

M77 1068 2h 42.7m -00 01' 7x6 8.8 鲸鱼座 星系

M78 2068 5h 46.7m +00 03' 8x6 - 猎户座 弥散星团

M79 1904 5h 24.5m +24 33' 9 8.0 天兔座 球状星团

M80 6093 16h 17.1m +22 59' 9 7.2 天蟹座 球状星团

M81 3031 9h 55.6m +69 04' 26x14 6.9 大熊座 星系

M82 3034 9h 55.8m +69 41' 11x5 8.4 大熊座 星系

M83 5236 13h 37.0m -18 52' 11x10 8.0 长蛇座 星系

M84 4374 12h 25.1m +12 53' 5x4 9.3 室女座 星系

M85 4382 12h 25.4m +18 11' 7x5 9.2 后发座 星系

M86 4406 12h 26.2m +12 57' 7x6 9.2 室女座 星系

M87 4486 12h 30.8m +12 24' 7x7 8.6 室女座 星系

M88 4501 12h 32.0m +14 25' 7x4 9.5 后发座 星系

M89 4552 12h 35.7m +12 33' 4x4 9.8 室女座 星系

M90 4569 12h 36.8m +13 10' 10x5 9.5 室女座 星系

M91 4548 12h 35.4m +14 30' 5x4 10.2 后发座 星系

M92 6341 17h 17.1m +43 08' 11 6.5 武仙座 球状星团

M93 2447 7h 44.6m +23 52' 22 6.2 船尾座 疏散星团

M94 4736 12h 50.9m +41 07' 11x9 8.2 猎犬座 星系

M95 3351 10h 44.0m +11 42' 7x5 9.7 狮子座 星系

M96 3368 10h 46.8m +11 49' 7x5 9.2 狮子座 星系

M97 3587 11h 14.8m +55 01' 3 12.0 大熊座 行星状星云

M98 4192 12h 13.8m +14 54' 10x3 10.1 后发座 星系

M99 4254 12h 18.8m +14 25' 5x5 9.8 后发座 星系

M100 4321 12h 22.9m +15 49' 7x6 9.4 后发座 星系

M101 5457 14h 03.2m +54 21' 27x26 7.7 大熊座 星系

M102 5866 15h 06.5m +55 46' 5x2 10.0 天龙座 星系

M103 581 1h 33.2m +60 42' 6 7.4 仙后座 疏散星团

M104 4594 12h 40.0m -11 37' 8x4 8.3 室女座 星系

M105 3379 10h 47.8m +12 35' 5x4 9.3 狮子座 星系

M106 4258 12h 19.0m +47 18' 18x8 8.3 猎犬座 星系

M107 6171 16h 32.5m -13 03' 10 8.1 蛇夫座 球状星团

M108 3556 11h 11.5m +55 40' 8x3 10.1 大熊座 星系

M109 3992 11h 57.6m +53 23' 8x5 9.8 大熊座 星系

M110 205 0h 40.4m +41 41' 17x10 8.0 仙女座 星系

梅西叶”天体,天文学上称为M天体(M即Messier)，M天体即是Messier Objects，它涵盖了天区各角落之星云、星团及星系等天体，是法国18世纪中期一位著名天文学家查理斯梅西耶（Charles Messier）。

梅西耶独立发现了15颗彗星并观测过许多其他彗星,法国国王路易十五曾称他为“彗星猎手”。1760 年他开始编星云表，以便将天空中一百多个模糊的深空天体和彗星更好地区分,这些天体并非单一指星球而是模糊的星云， 以及看 上去类似星云的天体。在他的时代，彗星以外的大部分这类天体都不受重视。现代天文学中，星系、星云、星团的力学和气体动力学与演化等都是重要的研究课题，而梅西耶星表中的所有天体恰都是我们现在加以观察和研究的代表性对象。直到现在, 许多最著名的星云依然沿用梅西耶星云星团表上的编号来称呼。梅西耶星云星团是夜空中最亮的星云星团，这些星云、星团、星系均为小型望远镜所能观测到，尤其成为业余爱好者的最佳观测目标和测试望远镜的最佳对象。

现代梅西耶星云星团表经增补包括110个天体。 在最早的表中，40和81号天体不存在，101、102是同一天体。104以后是后人编的号。要在一个晚上观察它们可不易，除了凭观查者对天区的掌握，天气、地理环境、太阳及月亮的位置也很重要。因此马拉松式的观测只有一年才能进行一次，也就是每年三月的下旬，当太阳运行到保瓶座时，缺少梅西耶天体的天区。观测者之地理纬度也对一部分的梅西耶观察有少许的影响，因为有几个梅西耶天体必须在低纬度位置才能观测到。所以英美国家的“梅西耶马拉松”观测团总不能够完成全部的天体观测，有者只好往南方国家（低纬度之地理位置）举行此一年一度的天体观测活动。


观测热身：
1.择日后，在进行的前一天作充分的休息。
2.是日，日落前抵达观测地点。
3.按装及检查观测仪器及其他必须之工具）包括所需之饮食品。
4.当日落西山、夜幕降临之际，也就是开动观测引擎、 发号司令的时刻。


必备条件：
1.选择一个没有月亮的夜晚，最好是日，因月亮的亮度 会妨碍较暗之M天体；
2.找一处四周空旷且视线不被阻挡的地点，并且环境黑 暗；
3.必须准备观测工具如星图（俞精准俞佳）、手电筒、 驱蚊器、防寒衣、记录簿，最重要的是天文望远镜及不同倍率的目镜。
4.预先准备号所要观测M天体的次序。通常先向西面的 天体著手，跟随着日落后的天体做观察，然后随着地球的自转新的目标不断的出现至到日出之前的 最后一段很短的时间。


观测：
1.由于要对几个埋没在夕阳西沉时的昏影部分的天体 并不容易，此时必须凭观测者的经验及仪器的性能。要以快速的手法寻找观测表的第1至5号天体即M31、M32、M33、M110、M74、M76、M103、M34及M77。
2.切记不要浪费时间在寻找上


补充：
梅西尔天体总括来说计有：
超新星残骸（SuperNova Remnant）×1个
星云（Nebula）×7个
行星状星云（Planetary Nebula）×4个
球状星团（Globular Cluster）×29个
疏散星团（Open Cluster）×28个
星系（Galaxy）×40个

Neb ： 星云（Nebula）
SNR ： 超新星残骸（SuperNova Remnant）
Pl ： 行星状星云（Planetary Nebula）
Gb ： 球状星团（Globular Cluster）
OC ： 疏散星团（Open Cluster）
S ： 螺旋星系（Spiral Galaxy）
Ir ： 不规则星系（Irregular Galaxy）
E ： 椭圆星系（Elliptical Galaxy）


M40可能为一双星，其位置在大熊座（&alpha：12h 22.4m，&delta：+58° 05&rsquo），光度各为9.0和9.6，间距50&rdquo，资料尚待确认。

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深空天体追逐赛

——梅西耶天体马拉松观测纪实

齐锐


每年的春季是观测梅西耶天体的大好时机，这一时期有可能在一夜中看到几乎所有的梅西耶天体。北京天文同好会的伙计们早就跃跃欲试了。

时不我待

进入3月以来，北京晴天虽然很多，但风沙太大，先后有6次沙尘暴天气，为天文观测带来了一些不便。

4月4日，阴历初一，白天北风达到4-5级，天气预报说晚些时候可能有沙尘暴。但是我们几个还是决定今天晚上出去观测，因为耽误一天，明天又不知有什么天气了。

傍晚7点多钟，同好会的部分会员分两拨开赴康西草原。顿建忠开车，王炎、陈永明和我四人先行，寇文乘赵雪飞的车后走，一个多小时后我们到达了观测地——大南兴堡村，去年我们也曾来过。

9点会合齐，准备观测。此时天空晴朗，能见度较好，只是有4级左右的北风，时常把地面的尘土吹起来，迷了眼睛，还算幸运，截止目前沙尘暴终于没有来。

分工合作

此次主要由寇文和我负责找梅西耶天体，王炎和老陈主要实验望远镜和CCD摄像系统。

9点15分我们开始正式观测。因刚才一下车，我们肉眼就已经看到了昴星团M45和猎户座大星云M42、M43等几个亮天体，于是现在分别将它们编号为1、2、3。(后来观测结束我才发现匆忙间我竟然忘了观测猎户座中的M78，它在午夜时分就落下去了)

此时的重点应该是西边天区的几个目标，但是由于我们开始的有些晚，排在目标表前6位的天体已经西沉了，没法看到。我于是将7x50的双筒镜指向了位于西北低空的位于英仙座中的疏散星团M34，它5.2等，的确比较亮，且有半度之大，很容易就在我的双筒镜中看到了，呈现较模糊的一团。

这时候大家还忙着支各自的望远镜，王炎带的是口径9厘米的折射镜头，而老陈带的是口径8厘米的折射镜，它们都是短焦距的，很适合于观测，甚至王炎还自制了一个双目目镜。而寇文则还是使用他的20x60的双筒镜，毕竟双筒镜使用方便轻巧，且成正像，利于参考星图搜寻天体。他将双筒镜固定在三脚架上，因为如果只用手端着看，晃动将使人无法长时间观察，也太累。

在和大家的聊天的时候，我顺便又用7x50双筒镜看了大犬座中的M41，顺着大犬座β、α向上移很快看到M46和M47，再往上移动望远镜就可以找到位于长蛇座的M48，它们都是亮的疏散星团。再从大犬的α、θ连线出发向上，麒麟座的M50尽收眼底，从大犬的尾巴向上向左，又看到了M93，看完位于南天的这几个疏散星团后，我的观测目标已经标记下了10个梅西耶天体。

工欲善其事，必先利其器

这时，老陈的8厘米望远镜已经安装好了，我们便将镜头对准了西天上的金牛座中的天关的位置棗M1就在那里。我知道，如果用我自己的7x50的双筒镜根本无法看到这个又小又暗的天体。很快在老陈的镜中我就看到了一个小的很暗的光团，这就是著名的M1，宋代时爆发的超新星的遗迹，我让老陈验证，他也认为的确很暗。

此时仙后座已慢慢沉下西北方，但由于北京地理纬度较高，它附近目前仍然可以观测。这里有两个疏散星团。首先目标是位于“W”形第一笔划上的M103，我用7x50双筒镜看去，发现在连线的左侧有一个模糊的天体，由于我没有看详细的星图，起初便认为这就是M103，可后来，和寇文一商量，才发现原来这是NGC663，也是一个疏散星团7.1等，比M103还亮，而真正的M103则位于靠近仙后座δ的地方，在我的望远镜中它十分暗弱，不容易分辨，而在寇文的20x60的双筒镜中，则比较明显，是一团模糊的天体。看来这个地方的疏散星团还挺多，除了这两个之外，视野中似乎还有一些呢。

我又顺着仙后座α和β延长一倍的地方去找6.9等亮度的M52，结果可能是由于它较小，或者是北方地平处有灯光干扰，在7x50双筒镜中，竟然很难看到，只好又用寇文的双筒镜找，才发现了它。

忙里偷闲

找了北天的这两个目标后可以稍微轻松一下了。我去参观了王炎的大口径望远镜，效果果然不错，但由于目镜焦距要按每个人的眼睛的情况调整，我发现对王炎合适的焦距对我完全不清晰，但我将其调到头也无法彻底清晰，也算是一点遗憾了，我于是劝他改进一下。

时间已经是晚上11点了，头顶偏西的巨蟹座中的大疏散星团M44格外醒目，于是它成为我今晚第14个目标，顺其向左，在7x50双筒镜中我很容易看到了M67。

御夫座已经偏西北，我决定对它进行观测。那里的几个疏散星团过去拍照时就看到过，很明亮，甚至在相机取景器里都看见了，在7x50镜中更不在话下，不用几分钟M36、M37、M38就都观测完毕了；另外不远处的双子座中的M35也顺便收了进来。

这时候寇文招呼大家过去看，他用20x60已经找到了室女和乌鸦座之间的M104，我顺镜看去，模糊的目标显然不是圆形的，但还较亮，这是今晚我看到的第一个星系。

我看了看手表，0点整，我前半夜正好看完了20个梅西耶天体。

再接再励

沿乌鸦座四边形左边向下，很容易看到了球状星团M68，看上去是一个小球。顺长蛇尾巴向后，南方低处看到了星系M83。放眼银河，群星闪烁，吸引了我的目光，我向东方望去，注意到了升起的武仙座，大球状星团M13就在那里，轻易地看到它以后，我和寇文又顺便观测了同在武仙座的M92，在20x60双筒镜中分外明亮。

聊天之余，我又用双筒镜看了巨蛇座的M5，很容易看到，凑了个数。

接下来是东方的天琴座，那里有著名的环状星云M57，由于太小，在7x50双筒镜中无法分辨它和周围的星星，在寇文的20x60双筒镜中它模糊的面貌才显露出来。后来老陈也在他的8厘米望远镜中看到了M57，更加好看，但想分辨出它的环来，恐怕20倍的确太低了。然后是位于下方的星团M56。

东南方天蝎座已经显露出地平线，红色的心宿二格外醒目，我将双筒镜指向那里，“老朋友”M4很清晰地出现在视野中，然后就是蛇夫座中几个大的球状星团：M10、M12，但M107太暗，在7x50镜中很难看到，我用寇文的双筒镜才睹芳容，但仍感觉比想象的暗。沿M107向下，寇文找到了M9，我看后觉得它也很暗，很是奇怪，难道是由于东南方受北京灯光污染影响的结果吗？心宿二向上又找到了M80，它也是我们熟悉的目标了。

为了等头顶的狮子座稍微偏西一些再观测它的几个星系，我们几个人凑到了王炎的CCD摄像机旁。王炎真是同好会中的巧手，自己改制的CCD系统，接在折射镜头后面，再接小的显示器，用12v的蓄电池供电，很轻便。经过我们的测试发现，在9厘米的折射镜头下，它能够显示4.5等以上的星像，以后用它导星，拍摄一定很轻松。

1点钟，老陈和老顿回车里打盹，寇文和我开始找狮子座中的目标了，这时的狮子座降到了40度以下，只要稍微费劲仰头观测了。

首先从狮子“前腿”上的ρ向上搜寻，用了10分钟时间，将M95、M96、M105都找到了，值得一提的是10.4等的M95的确比较暗一些，但在寇文的20x60镜中，只要稍微细心寻找，它们都还是相对容易的目标。但这里多亏了寇文带来了用软件打印的暗至9.5等的局部详细星图，要是没有星图，恐怕找这几个目标，不会如此方便。接着是位于狮子座θ、ι之间的星系M65和M66。有了寇文和我的配合很容易就找到了它们。

再接再厉，此时大熊座前端也比较低了。寇文很快就找到了M81和M82这一对星系，我顺着他调好的方向看去，果然，在20x60双筒镜中这两个星系明显呈现中文的“八”字排列。截止目前我们共看到了40个梅西耶天体了。

继续将望远镜转向东方，在冉冉升起的天鹅中我们很快找到了疏散星团M29和M39，它们本身还算亮，但由于处在银河里星星密集的地方，找起来还需仔细一些才行。

养精蓄锐

此时已接近凌晨两点，我们都有些累了。刚才的观测中，气温低到了零下，北风一直在刮着，很多时候眼睛都被吹得泪水横流，十分影响观测的效率。期间赵雪飞将车开走了，去找地方修漏了的水箱。此时我们都感觉到浑身冰冷，尤其是寇文，出来时带的衣服不够厚，这时有点坚持不住了，于是大家决定先进车里休息一下，缓一缓再继续观测。

在温暖的汽车里，我们五个人迷迷糊糊地睡着了，3点多一点才醒。寇文和我先后下了车。身上早已暖和过来了，加上现在北风小了许多，感觉好多了，我们望着头上的点点繁星，离天文晨光开始的4:20已只有一个多小时了，得赶快观测。

3:15开始，我们的第43个目标便是位于室女座中的星系团。这里星系很多，而且都较暗，找起来要十分小心，我们都没有太大的把握，寇文说他过去曾找过这里，不太顺利的。现在使用的是寇文的20x60双筒镜，它是今晚搜寻暗天体的主力了。

首先找到室女座的ρ，向上移动望远镜，一度左右的地方便是目标，借助局部星图，对比空中的暗星的位置，M60、M59、M58相继进入我们的视野，我们两人交替寻找和验证。找到M58以后，向上移动望远镜，找到几颗排列形状特殊的星，在同一视野中就看到了星系M89和M90，它们一小一大，尤其是M90，甚至可以看出它是长长的一条。再向右移动一个视野的距离，就是明亮的M87，虽然表格中它的亮度与前二者相似，但感觉它明亮得多。继续移动望远镜，右边一个视野的地方，又出现了M86和M84，虽然暗，但只要仔细看，仍能明显感觉到它们模糊的与众不同的外貌。

回到M90的位置，再向上不到一个视野的地方我们找到了M91和M88，再向右一点，就是刚刚冲日的一号小行星——谷神星，十分明亮。几乎同在一个视野中，就是M99、M98和M100。再向上一点就找到了M85，这已经是位于后发座了。

上边搜寻完毕，回到室女座ρ，从它开始向下，不到4度就是M49，再向下一倍的位置就是M61。到此为止，室女星系团，搜寻完了。今晚最困难的部分终于完成了，我们都放心了许多，但此时已开始天文晨光，才观测了58个天体，必须抓紧时间，继续努力。望远镜指向后发座，M53和M64很快成为我们的囊中之物。

摘金夺银

由于估计到晨光最先影响东方的天空，我在寇文寻找北天的天体时，用7x50双筒镜观测了东方人马座中的明亮的天体，依次是：M23、M24、M16、M17、M18、M28、M22、M8、M21、M20、M25，这里梅西耶天体繁多，实在是增加观测数目的好地方呀，不一会，我们的观测目标数就达到了71个。

此时寇文用20x60双筒镜迅速地找到了位于北斗星勺头的M97、M108、M109，我感觉其中的M97十分明亮，也许不止表格上写的9.9等吧。期间我又观测了盾牌座中的M11和M26，感觉后者用7x50双筒镜找起来，比较困难。

位于猎犬座的几个星系很快被寇文找到了，在晨光的影响下，还能如此迅速地找到它们，我实在是佩服他的技艺，然而天空越来越亮，留给我们的时间已经不多了，我沿寇文找的方向观测完M106、M94、M63和M51，以及大熊座中的M101。赶紧又转向发白的东方，迅速地找到了人马座的球状星团M54，将观测的数目推向了83个。紧接着是天蝎座中的M6和M7这两个十分明亮的大星团。

这时，蛇夫座也要渐渐淹没在晨光中了，我赶紧找到了其中的M14，再往下，从天蝎座三星的延长线上，在淡兰色的天空中终于找到了M19和M62两个疏散星团。此时的天空东方已显露了漂亮的粉红色，并向上向兰色过渡，煞是好看。但我们无法再继续观测了，在如此十分美丽的黎明中结束了紧张的梅西耶天体马拉松式的观测，我共观测到88个梅西耶天体，而寇文则由于比我多观测了猎户中的M78，因此他是89个。忙了一夜的他终于有时间点燃一支烟，满意地抽了起来。

大家此时趁着晨光，收拾好了设备，５点半左右出发返回北京，一路迎着初升的朝阳，虽然劳累，可大家的心情却十分舒畅，这几年每次出来都是忙于拍摄，没有好好地进行一下观测，这次终于找回了已经久违的观星乐趣。

事后寇文做了总结，关于我们此次观测中的遗憾他写到：

“我们有21个没看到。其中M31、M32、M33、M74、M77、M79、M110因我们观测开始的时间较晚而没能看到，但M31、M32、M110在天亮前还有机会看到，因时间紧没能看。

M2、M15、M27、M71肯定可以看到而忘记看了。

M55、M69、M70、M72、M73、M75天亮前虽然高度不高亮度也不亮，但如果时间充分的话，大部分应该还是能看到的。

M30天亮前位置太低，肯定看不到。

M40是两颗星，本来就没打算看。

M76、M102也因时间仓促没能看。

总之，如果我们能不睡觉或哪怕早起半个小时，观测数目应该还能提高不少，但当时天气实在太冷，且固定在三角架上的双筒镜不适于看仰角50度以上的天体，使我们没能在午夜时观测室女座和大熊座中的目标而浪费了两个小时。”

有备而来

今年五一放假时间长，同好会的兄弟们准备进行一次野外观星和摄影。由于4月初的梅西耶马拉松有这样多的遗憾，我也憋着劲要利用这个机会，再彻底“马拉松”一回。

5月4日，阴历初一，同好会的几个哥们：寇文、王炎、尹相东和我，再携上我夫人，一行五人乘长途车来到怀柔箭扣长城脚下，一来白天可以到古长城游玩，二来夜晚可以观测，一举两得。

晚饭前，我们考察了观测的地点，最后选在村东的山头上，这里离电源很近，同时地势较高，只有南方山有10多度的遮挡，西方有几度的遮挡，视野应该算很开阔了。关键是南边的高山挡住了北京方向的光，而东-西-北则天空条件很好，没有任何光污染。

坚守风中

4日晚多云，22点多钟更是雷声大作，大有山雨欲来风满楼的架势。结果没下几滴雨，可天空一直有云。5日凌晨1点多，我们四个来到山头上，即便是有云，“追星一族”也不能轻易放过这郊区暗黑的天空，因为“天有不测风云”，谁知道它什么时候会晴呢？

由于云块始终存在，早已支好赤道仪的王炎和尹相东无法拍照，而寇文和我也只好利用云的缝隙看一些深空天体。此时东北风劲吹，估计有8级左右，一不留神，脚底下没站稳，还真能把人吹一个跟头。气温虽不低，可风的影响太大，弄的心情也总是稳定不下来。

王炎的CCD监视器上，织女星在云中时隐时现，根本没法跟踪，尹相东更是竟然连北极星有时都看不见——找不着“北”了。就这样在狂风中我们守侯着，等待天放晴，期间在云缝中看到几个宝瓶座流星。一直到东方天明，云才逐渐散去，可是此时已无法观测了。王炎和寇文坚持等待拍摄日出，尹相东和我则提前回屋休息了。

新的遗憾

5日下午，我们一觉醒来，4点，外面的长城在召唤，“爬山，到哪算哪”，异口同声的决定。没想到5点钟我们爬上了最高的城楼——正北楼！这是一个比较残破的长城，附近就是著名的箭扣和慕田峪，果然景色壮丽，有历史的厚重感，引人遐思。从这里可以居高临下，远眺怀柔城，望望头顶的蓝天白云，吸一口新鲜的空气，远离喧闹的都市该是多么明智啊。

天黑前，在袅袅的炊烟中我们回到了村子，晚饭时间到了。夜色下，在农家小院中，我们围着小桌子，就着没什么肉的小菜，大家边吃边聊，十分惬意。

吃完晚饭我们马上背起设备，来到了山头上，准备及早观测和拍摄。然而斗转星移，此时和一个月前已有所不同，猎户座沉到了西山后，而天狼星也不见了踪影，这样上次看到的M42、M43、M78、M79以及大犬座附近M41、M46、M47、M50、M93共9个梅西耶天体已无法观测了，看来今晚突破100大关的愿望只能是个愿望了。

专心致志

时间是21:00，王炎和尹相东装好了赤道仪和照相机，开始校准极轴，准备拍摄。

我今晚主要是用寇文的20x60的双筒镜，把它固定好在三脚架上，利于观测。这个小山头可利用的面积实在太小了，我在王炎和尹相东的赤道仪旁边好不容易找到了一块很小、又不太平的地方，我就马上进入了观测状态。

首先是西方的双子和御夫座中几个疏散星团：M35、M36、M37、M38，其中M35是最亮的。21:15开始找小小的M1，这对于20x60双筒镜可是一个考验，看了之后，总体感觉是“不敢十分确认”，如果倍数再大一些就好了。此时头顶的极限星等是5.5等，似乎不很通透。

然后和寇文一起看南天的、乌鸦座附近的几个天体，边看边评：长条形的星系M104，由于核附近有一个小星，看上去象是有两个核似的；星系M83，更低，有点受北京方向的光的影响，但比M104面积大，没有凝聚核现象；球状星团M68，更亮一些，凝聚度最高。

21:55，寇文琢磨着想去找南天的半人马座A，但因高度太低而没能看到。我则抽空将M44归入帐下，然后就是它下方的M67，再调转镜头，赶紧找西天的长蛇座中的M48这几个疏散星团，22:10完成。

接下来就是狮子座中的几个星系了，由于仰角较高，姿势不太舒服。22:21为止我看完M95、M96、M105，感觉比较暗，其中后者最亮，它的伴星系Ngc3284也可以看到。而M65、M66很亮，很好找，二者成长条形，前者更长一些。这时，寇文过来将望远镜指向狮子头上的Ngc2903，我们都感觉它很亮，很壮观，类似M65，这是我头一次看它。

23:00，我开始观测大熊中的M81、M82，寇文还找到了附近的Ngc3077。正在说话中，南方天秤座中出现一颗从南向北慢速运动的光点，运动长5度多，中间最亮时有-8等，成绿色，时间是23:05，我们估计是铱星。

我转向东方，用7x50双筒镜，找到天琴座中的M56、天鹅座中的M29，它俩较小，而M39则很大。哑铃星云M27又小又亮。而天箭中的M71太小，只在20x60镜中看得清。

使用20x60镜又找了附近的M57、M13、M92——后两个武仙座的星团真亮。

然后又转向南方，观察天蝎中的星团M4、M80，后者实在是太小了。再向上，蛇夫座的M107在20x60镜中十分明显。观测明亮的M5、M9、M10、M12、M14　易如反掌。抽空看了北方低空仙后中的M52，上次由于有灯光干扰，不明显，这次在黑暗中，它十分明显，由几个小星组成。时间是5月6日0:00整，此时观测的数目达到35个。

了却心愿

黑暗中，寇文说早就想看看一些特殊的天体，始终没有机会，成了一直未了的心愿。于是他开始寻找。

首先是离太阳第二近的巴纳德星，位于蛇夫座中。依据详细的星图，不一会他就找到了目标，10等的巴纳德星在20x60镜中挺亮的，它与右方和下方的两颗小星组成了倒等腰三角形。我们笑言：10年后再来看，看它是否运动了。

0:30，寇文去用尹相东的赤道仪拍照，我又开始独自找室女座星系团的目标。用了上次观测的办法从ρ出发来找，顺序是M60、M59、M58、M89、M90、M91、M88(长条形)、M87、M86、M84、M99、M98（最暗）、M100、M85(与旁边的Ngc4394很近，看上去象是双核的星系)、M49（亮）、M61。顺利完成这个星系团，用时30分钟。

1:03开始找猎犬座和后发座的其他目标：M3十分壮观，类似M5；M53稍小；M64暗一些；M94、M63则较小；然后是漂亮的M51和它的伴星系，镜中的样子完全象照片上的一样；M101则视面很大，印象深刻；

再找大熊中的M97、M108。值得一提的是，很多资料上都说夜枭星云M97很暗，要15厘米的望远镜才可见，但这两次观测，寇文和我都感觉它比M108还亮，在20x60的镜中挺容易看到的，这与资料有出入，应该引起注意。

接着是星系M109、M106，后者更亮更大。1:45分，这时山下的鸡叫了第一遍。找到了双星M40，二星亮度相似、相距很近，如果不仔细看，真容易认为是深空天体，难怪梅西耶当初犯了这个错误。

仙后的M103比附近的Ngc663小多了，真不知梅西耶怎么没有把后者标上。东方的飞马座已升了起来，M15和M2十分容易看到。至此我共观测了66个梅西耶天体。

终点冲刺

南天的人马座已快中天了，银河也变的十分壮丽，王炎用鱼眼镜头拍了银河全貌，一定很好看。


2:00，人马附近银河中的目标可以开始观测了，这些都是十分熟悉的老朋友了：M22、M28、M24、M18、M17、M16、M8、M20、M23、M25、M11、M26、M19、M62，还有天蝎尾上的M6和M7，它们位于南山的山梁上很近的地方，与那里的长城城楼相映成趣，M7甚至比城楼还大，象一堆闪光的珍珠。如果朝这里拍一张照片，会很漂亮。

接下来是人马东边和宝瓶座中的目标了。宝瓶M72、M73又小又暗；然后是人马的M54（小）、M70（大）、M69，虽然低，但仍不影响观测。再向东，可以找到M55，很大很弥散。接着是M75。在东方的摩羯还没有升起的时候，仙女座大星云刚出现在地平上，M31、M32、M110，成了我今晚的马拉松冲刺阶段的几个目标。还有英仙的M76也刚升起，由于它本身就很暗，加之太低，所以它在20x60双筒镜中几乎成为今晚最难看到的目标了。通过寇文和我反复确认，才算“放入囊中”。

凌晨3:30，摩羯座中M30附近的几个小星出现在东方山梁上，而M30还在一个山包后面，我只好等待着，聊天。

今晚气温很低，估计在零度左右，王炎已经冻得坐不住，起来活动身体取暖了。此时应该是观测宝瓶座流星雨的最佳时候，我由于“马拉松”，没有注意看流星，而王炎他们几个人停止了跟踪导星拍摄，专心看流星，到这时候已经看到13个了。正在我仰头小憩时，一颗-2等的黄色的群内流星从北天划过，带着余迹，漂亮极了！总算没白来，我也欣赏到了一颗！

就在这欢欣鼓舞的气氛中，我咬紧牙关，用冻得发抖的手转动望远镜，M30终于出现在视野中！十分暗弱，附近还有一个小星作伴。看看手表，凌晨3:40，东方天空已有点发亮了。不知能不能找到地平线附近的M33、M34，我在越来越亮的晨光中反复寻找，始终没有收获。终于在351结束了观测，

这一晚我共观测到95个梅西耶天体，是自己的最新记录了。与前次相比，这回没有留下什么遗憾，该看到的目标基本都看到了，更何况还有额外的一些收获呢！有了这两次的锻炼，我相信明年春季如果有机会再来一次“马拉松”的话，突破100大关应该没有什么问题。