天文觀測技巧簡介
（中外天文觀測發展史）（天文望遠鏡的分類）（Meade LX-200）（天文觀測照片賞析）（首頁）
中國
元代著名的天文學家郭守敬所製成的簡儀，以及簡儀的前身─渾儀。提到渾儀，不能不提渾天儀。這兩個儀器，是完全不同的兩回事。渾儀是一種天文觀測儀器，而渾天儀呢，它又叫渾象，也叫天體儀，是一種觀賞跟教學的儀器。這個就是目前珍藏在北京古觀象台的天體儀。它是一個大圓球，上面畫滿了日月星辰，標示著各種各樣不同的天球座標。
為了能更有效的達到教學的目的，東漢的著名天文學家張衡，結合了水力以及機械 ，創作了一套「水運儀象」。藉著水力運轉，模仿天體運行的情形。我們現在所看到的，是北宋的天文學家蘇頌，根據張衡的設計，作出來的「水運儀象台」的一座複製品。這個「水運儀象台」，包括了上層的渾儀，中層的渾象，以及下層的報時裝置。台頂的活動屋頂可以摘除；使用渾儀對全天進行觀測，就如同今天的天文台一樣。台中的渾象，可以在密閉的室內模擬天球上的天體運行，就如同今天的「天象儀」。而下層的報時裝置，有五層木閣，各有小人，按照不同的時刻搖鈴、敲鐘、擊鼓，有的小人，則抱著時辰牌，按序出現在門口，以指示時間。整體的設計十分精巧，其中關鍵的槓桿裝置，極有可能是歐洲中世紀天文鐘錶的直接祖先。
清朝康熙十二年，也就是西元1673年的時候，在比利時傳教士南懷仁的幫助之下，建成了黃道經緯儀、赤道經緯儀等等六個主要的天文觀測儀器；而在康熙五十四年，又在另一個比利時傳教士紀理安的幫助之下，建成了地平經緯儀，以後陸續在乾隆年間，製成了璣衡撫辰儀，同時呢，也接受了英國贈送的象限儀。這段時期，在歐洲正是文藝復興接續著工業革命的時候。歐洲天文曆算科技的進步，是一日千里。而藉著這些外國傳教士的來華，歐洲的曆算科技，也逐漸的在這段時間之內傳入中國。
西洋
1609年，伽利略利用「光線穿透玻璃時會折射彎曲」的透鏡聚光原理，創製「折射式透鏡望遠鏡」（圖1），並首次用它窺天。看到了太陽黑子、月球上的群山陰影、木星較大的4個衛星以及金星的面相。1668年，牛頓創製第一架反射式面鏡望遠鏡，清楚地觀看出木星的8個較大衛星。消除了透鏡望遠鏡產生色差的缺點，且有鏡筒短、便宜、易維護等優點（圖2）。
1659年，惠更斯以框架吊透鏡省略受風影響的長焦距望遠鏡筒（元代郭守敬創建的「簡儀」中已有去除管子結構的「窺衡」觀測裝置，它比惠更斯的構思早三百多年。請參閱本館中國科學廳中國的科學與技術展示區「簡儀」的說明），首度描繪出土星光環，並修正早期認為土星是3個行星組成而不是一個行星的錯誤觀念。後來，1675年卡西尼更進一步發現土星環上的環縫。
1782年，威廉•赫瑟爾用12公尺長、直徑30公分的反射式望遠鏡（圖3），繪製了首張詳細的銀河天體圖。讓我們知道銀河系是我們自己所在的星系，其光芒源自其中數十億的星球與星雲。1826年，弗朗哈佛建造了一座直徑25公分的透鏡及精巧時控台座可追蹤星體移動的望遠鏡。
1845年，威廉•巴森茲應用直徑1.8公尺，由磨光金屬製成的巨大反射鏡觀測，首度描繪螺旋狀星雲，並解釋螺旋狀星雲的形成，而我們現在已經知道銀河系外有很多螺旋狀星雲。
1897年，葉凱士使用直徑長達1公尺的葉凱士折射式透鏡望遠鏡（目前仍是全世界最大的折射式透鏡望遠鏡），它首度證實銀河系是一種螺旋狀星系，對測量長期的星球運動相當有用。現在天文學家確證我們所在的銀河系形狀是螺旋星系。
1918年，哈柏哈柏以具有直徑2.5公尺反射鏡的胡克耳望遠鏡探索遙遠的星系，精確地指出銀河中看似微弱的星雲，其實是位在距離我們有幾百萬光年的其他星系中。他的研究有助於天文學家了解宇宙的浩瀚。
1947年，加州巴洛馬山的赫爾望遠鏡架設於美國加州巴洛馬山，具有直徑5公尺反射鏡的赫爾望遠鏡，對於可見宇宙之較外邊緣的觀測相當有價值。天文學家可利用它對遙遠的星系，如仙女座星系，做非常仔細的觀測，他們測量出仙女座星系距離我們2千萬兆公里，是先前所知距離的兩倍。
1960年代起，電腦輔助當今的天文學家將電腦應用於望遠鏡所有的設計、架構與操作的各個階段，促使新一代效能更佳的望遠鏡來臨，結果產生了許多不同的模式，適用於許多不同的任務。
1977年，多面反射鏡組成單一影像，藉由電腦的輔助，許多來自反射鏡的影像可結合成單一影像。1977年設於美國亞歷桑那州霍普金斯山的第一座多面反射鏡望遠鏡（MMT）首次運作。該望遠鏡一排6片，直徑1.8公尺的反射鏡，可聚集到相當於直徑4.5公尺單片反射鏡所聚集之光線。
1986年，電子藕合裝置（CCD），電子儀器與電腦的問世對天文學產生了深遠的影響，強化的影像促使許多不同新見解的形成。具有電子藕合裝置的電子感應器可感測到最微弱的光學訊號，或偵測許多不同種類的輻射。經過電腦處理後，訊號被整理與加強，這些經由電子儀器觀測到的訊號傳遞了清晰的資訊。數位處理將極細微的差異放大，顯現出原來被地球大氣掩藏，以致肉眼看不到的東西。
1990年，拼嵌式望遠鏡，拼嵌式望遠鏡具有成本低廉、修補時易移動的優點。美國夏威夷的凱克望遠鏡是由36片反射鏡拼嵌成一座直徑10公尺的望遠鏡。凱克望遠鏡所觀測的物體亮度比赫爾望遠鏡所能見到的強4倍。
1990年，哈柏太空望遠鏡，排除了地球的混濁大氣層的視野干擾，哈柏太空望遠鏡正在距離地表600 公里處環繞地球運行和觀測。哈柏太空望遠鏡是有史以來最具威力的望遠鏡，它讓我們觀看宇宙的視野起了革命性的改變。現代，電腦網際網路、電腦網際網路通暢無阻，使終端個人使用者可不受時間和空間的限制，就可結合全球（甚至外太空中）的觀測望遠鏡進行遠方遙控觀測。並可立刻結合先進電腦軟體進行分析與數位處理。
（Top）
1.折射式
2.反射式：牛頓式 (newtonian reflector)
卡賽格林式 (cassegrain)
施密特卡賽格林式 (schmidt-cassegrain)
施密特照相機
馬克斯多夫式
|
折射式與反射式天文望遠鏡 |
折射式望遠鏡是最基本的型式，前方有一物鏡，後方有目鏡
|
折射式 (refractor) |
牛頓式是由一面鏡作為物鏡，但因焦點在光軸上，眼睛無法看，所以要用一反射鏡將影像反射至垂直光軸的位置。
|
牛頓式 (newtonian reflector) |
卡賽格林式是較複雜的機型，要自己製造很不容易，由一面鏡為主鏡，另一凸面鏡或凹面鏡為副鏡，凸面鏡則為雙曲面，凹面鏡則為橢圓面。此種機型可做到焦點長而鏡筒短。
施密特卡賽格林式，此種望遠鏡基本上是卡賽格林式，但前方加上一片修正透鏡。
|
施密特卡賽格林式 (schmidt-cassegrain) |
施密特卡賽格林式望遠鏡實際上多用於天文攝影，因焦點面是圓弧面，所以要用特殊盤式底片，放在筒內的焦點處曝光。
|
施密特照相機 |
與施密特式類似，但修正透鏡形狀不同。
選擇天文望遠鏡的考量
1.聚光能力(light gathering power)
2.解析能力(angular resolution power)
3.放大能力(magnification)
M = Fo/Fe (物鏡焦長與目鏡焦長比)
（Top）
Meade LX-200
主要基本的裝置
1. 光學設計：史密特-蓋賽格林式(Schmidt-Cassegrain)
2. 架台：叉式電腦經緯儀
3. 口徑：8 inch (203mm)、10 inch (254mm)等
4. 焦距：2000 mm (1280mm)、2500 mm (1600mm)
5. 極限星等：14.0等、14.5等
6. 焦比：f/10 (f/6.3)
7. 對焦方式：主鏡移動對焦(可鎖定)，4速電動對焦座(微調)
8. 架台：叉式電腦經緯儀
9. 驅動系統：雙軸直流伺服馬達
10. 角度檢出：雙軸內藏式編碼器
11. 驅動速度：185段選擇，最高 8°/sec
12. 控制器：20鍵鍵盤，LCD顯示幕，可外接PC
13. 定位裝置：16 頻道GPS定位系統，電子式水平及真 北感應器
14. 夜間照明：紅色 LED
15. 資料庫：控制器內建147,541個星體資料
16. 三腳架：大型伸縮式(standard field tripod)
17. 附件：1.25”天頂稜鏡，SP 26mm目鏡，8×50尋星鏡
主要優點
1. 可追蹤目標
2. 可藉著內藏的記憶體和兩軸內的編碼器將望遠鏡自動指向下一個目標
3. 1920倍(每秒八度)的目標導入速度
4. 與個人電腦相容
5. 高倍率的觀察
Meade LX-200操作程序
1.輸入基本資料
A. 經緯度的設定
B. 當地時間及日期
2.裝置望遠鏡
A. 使用底座上的氣泡水平儀，調整三腳架使望遠鏡呈水平狀態
B. 將望遠鏡鏡筒擺成近乎水平
C. 轉動望遠鏡使赤經指標和時角指標對齊
D. 選擇一顆基準星
3.使用望遠鏡
A. 模式鍵的使用
一、望遠鏡功能
二、望遠鏡指向
三、時間與日期
四、計時器與頻率
五、ALL OFF模式
B. 資料庫的使用
使用之注意事項
1. 觀測地點的經緯度最好能準確到1-2分角(由地圖上定位)
2. 經度是由英國格林威治為0度，向西算
3. 不要選擇北極星或在天頂周圍的恆星為基準星
4. 應找目標務天體附近的恆星為基準，避免接近太陽面以免望眼鏡和觀測者的眼睛受損
5. 望遠鏡開始追蹤目標時，後起所有望遠鏡的轉動要用控制器來操作
註：
註一：史密特式望遠鏡
首先發明這種型式望遠鏡的是德國人史密特。光線先透一片透鏡產生曲折，再經一面反射鏡將光反射聚焦，這種結合折射與反射的光學系統就稱為折反射式望遠鏡。史密特研磨了一片中央凸、周邊凹、形狀複雜的波浪狀修正透鏡，將這片修正透鏡置於鏡筒最前端，讓光線進入後不是收縮聚焦，而是向外產生曲折，然後經後方的球面主鏡反射聚焦。如果在焦點處放上底片，就是天文攝影專用的史密特照相機。若用第二面反射鏡（副鏡）將光線再反射到主鏡後方的開孔，就稱為史密特－蓋賽格林式望遠鏡。
註二：蓋賽格林式望遠鏡
法國人蓋賽格林於1672年發明的蓋賽格林式反射望遠鏡。它的基本原理同牛頓式反射鏡，都是用一面凹的拋物面主鏡將光線反射回鏡筒前，不同於牛頓式反射鏡的是，蓋賽格林式反射鏡在鏡筒前用一面凸的雙曲面副鏡將光線反射回主鏡中央的開孔並聚焦成像，這種焦點位置在主鏡後方的就稱為蓋賽格林式反射望遠鏡。蓋賽格林式反射望遠鏡的光路是在鏡筒內來回反射二次，並經過副鏡的再放大，所以鏡筒可以很短，焦距卻可以很長，對高倍率的觀察有很大的好處。
註三：
（Top）
（一）
說明:
一般來說，太陽系外的行星大部份因為小而不發光，不容易被發現這一次是第一次被哈柏望遠鏡拍下來，以前所謂的系外行星都是以計算的方式推估而沒有實際証實，所以這一次可說是大發現。
（二）
說明：
早在17世紀時，人類就已經透過望遠鏡發現了木星上的大紅斑，這是一個比地球還要大的旋轉風暴，已超過三百年歷史，這個位於木星南半球的高壓氣旋與地球上的低氣壓颱風或颶風稍有不同，最高風速高達每小時270英里(超過時速400公里以上)。 這個風暴是太陽系最大的氣旋，直徑約15,400英里(約24,600公里)是地球直徑的兩倍多，木星直徑的六分之一。哈伯望遠鏡從1992年開始拍攝木星大紅斑，現在公佈7年來對大紅斑拍攝的成果。
（三）
說明：
這是哈伯望遠鏡所拍攝的木星極光(aurora)，與地球上的極光一樣都是因太陽風粒子撞擊極區上空氣體而釋放能量的發光現象，由於行星有磁場的保護，使得太陽風粒子會沿著磁力的導引，進入南北極區上空，特別在11年一個週期的太陽黑子活躍期，太陽系各行星都會受到比平常大量的太陽風侵襲，極光也因而較為壯觀，公元2000年前後太陽剛好處於黑子最活躍的高峰，太陽風特別的強烈，因此，是研究極光現象的好時機，此時的Cassini太空船也剛好運行到木星附近，正要拍攝木星最精彩的畫面，美國太空總署NASA利用這個難得的好機會，利用哈伯望遠鏡拍攝木星向光面的極光，而Cassini太空船便負責背光面的極光拍攝。圖中環形的極光中還有個特殊的現象，那就是受到木星的四大衛星的磁影響影，產生了局部磁場密度不同，極光也就有局部的地方比較亮，有些地方比較暗淡些，最左側的亮區是受到木衛一(IO)衛星磁場的影響，中間靠右下區域是受到木衛三(Ganymede)影響，右邊靠上方的區域則是受到木衛二(Europa)的影響。
（四）
說明：
NASA 火星全球探勘者號 (Mars Global Surveyor, MGS) 相機小組即日起每天在網路上公布一幅火星表面的影像，第一幅火星軌道相機的每日一圖 (Mars Orbiter Camera Picture of the Day) 為火星春季來臨時，一些被霜覆蓋的沙丘開始退霜的景象。火星每日一圖網址為 http://www.msss.com。
（五）
說明：
兩顆相當靠近的星星相互劇烈地影響彼此，當此雙星系統產生爆發時常會產生奇怪的形狀，像左圖這個長達數光年的南蟹星雲(Southern Crab Nebula)He2-104，在地面的望遠鏡看起來，只像個大沙漏，但使用哈伯望遠鏡觀測便可以看到沙漏中心還有個小沙漏。在這個雙星系統裏有一顆是紅巨星，已經快用盡燃料並且向外噴發大量物質，而另一顆則是一個白矮星，早已用完燃料，這種奇怪的組合稱為共生雙星系symbiotic system。
（六）
說明：
這是哈伯望遠鏡所拍攝的蛋狀星雲。哈伯望遠鏡先進巡天相機 (ACS) 便配備了偏光裝置，每次曝光僅讓某方向的偏振光進入相機。這張影像便是分別以紅藍綠三色偏振合成。星雲中央的部分偏白，是因為此處塵埃較厚，光線經過多次無序地散射後才進入外界。
（七）
說明：
此乃一顆如太陽大小的恆星晚年爆發後，餘輝 (Glowing) 所形成的 Menzel 3 行星狀星雲 (又稱之為 「 螞蟻星雲 」) ，距離我們約 3000 光年。 最近哈柏太空望遠鏡清析的照片顯示， 從螞蟻星雲核心那顆垂死的恆星向外以每秒 1000 公里的高速、成對稱如葉片狀地噴射出火炬般物質，長度達約一光年的大小。因著核心中仍可見到的那顆亮星之自旋和磁場的影響，形成圍繞它周遭彷如行星般圍繞的星雲 。天文學家相信，或許這種景象正是預演著我們太陽晚年爆發的情景。
（八）
說明：
這是哈伯望遠鏡追蹤一顆距離地球最近的中子星的連續畫面軌跡圖，這顆中子星密度是鋼鐵的一百億兆倍（10 trillion），並且以百倍音速的速度衝向我們，彷彿是太空中的子彈一樣橫衝直撞，所幸這顆中子星距離地球還有200光年遠，並且在30萬年內不會進入對地球造成危險的170光年內。
（Top）
