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星空觀測 (望遠鏡基礎 (星等 (絕對星等：把天體放在指定的距離時（10秒差距）天體所呈現出的視星等、愈亮愈低,…
星空觀測
望遠鏡基礎
聚光能力
（集光能力）
使影像
明亮
的能力
口徑大，集光力強→能夠
看見較暗的
天體
→看見早期的宇宙！(對於遙遠的星系)
解析能力
使影像清楚
的能力。
口徑大，解析力強→能夠看見天體的細節
放大能力
放大影像
倍率愈大，影像看起來愈暗
放大倍數 ＝
（物鏡焦距）／（目鏡焦距）
短焦的目鏡又被稱為高倍目鏡
解析度
：望遠鏡能夠解析出來兩個光點的最小分開角度
口徑愈大
解析力愈高
觀測
波長愈長
解析力愈差
所以
無線電波
望遠鏡的口徑通常都很大
聚光力
：與
口徑的平方
成正比
人類眼睛瞳孔在黑暗中一般可擴大到 6～8 mm，可看見 6 等星
星等
絕對星等
：把天體放在指定的距離時（10秒差距）天體所呈現出的視星等、愈亮愈低
視星等
：越明亮的星體其視星等數值就越低
1等星比6等星亮100倍、每級之間亮度則相差2.512倍
可解析
最小張角
α（秒角）：α（秒角） ＝ 1.22 λ/D
λ：光的波長，D：望遠鏡口徑，以相同長度單位
焦比
＝
焦距／口徑
，
當焦比愈大，視野內的光線就愈暗、反之
放大倍率＝望遠鏡觀察的張角／肉眼觀察的張角
放大倍率影響視野範圍、但影像清晰與否僅和口徑有關
雙筒望遠鏡
內部裝置了兩塊稜鏡，將原本上下、左右相反的影像轉回來
所看到的影像不會顛倒
如果規格標示為7× 40：則表示放大倍率為 7 倍，且前方鏡片的口徑為 40 mm
夏威夷毛納基山天文臺群
13 座天文臺
孤立在太平洋的中央、高度 4,200 公尺
次毫米波陣列望遠鏡
8 座 6 公尺口徑望遠鏡
次毫米波段
：介於紅外線與微波之間
可觀測水氣與氧氣的分子譜線
1789 赫歇爾的望遠鏡（1.2m）
1917 威爾遜山天文臺的胡克望遠鏡（2.5 m）
1949 帕洛瑪天文臺的海爾望遠鏡（5m）
1999 日本國家天文臺的昴星團望遠鏡（8.2 m）
望遠鏡總類
折射式望遠鏡
凸透鏡
、主徑透鏡聚焦
不同波長的光通過透鏡時的折射角度也不同
造成點周圍會出現一圈藍色或紅色的現象
這種成像上的缺陷稱為
色差
消除色差：價錢的差距
加利略的望遠鏡
：400 年前
反射式望遠鏡
凹面鏡
、將來自遠方的平行光線聚焦在焦點上
適合高倍率的行星觀測，但是會有
像差
像差
：偏離視野正中央的焦點
像場平坦化
讓周圍同一平面的星點精確成像、才能投射在目鏡或感光器材上
多次非球面鏡
牛頓式望遠鏡
來自遠方恆星的光線經過凹面主鏡反射後
經 45 度平面鏡次鏡偏折，並匯聚於鏡筒側面的小洞
再透過目鏡至觀測者
儀器架設後的平衡是一大問題
卡塞格林式望遠鏡
在拋物面的主鏡上打洞，讓光線可以利用次鏡或稱副鏡的反射
直接穿到望遠鏡後方
方便觀測者依照觀測方向調整鏡筒的指向
解決平衡問題、有更長焦距
折反射式望遠鏡
球面凹面鏡，前方再加上施密特修正透鏡
次鏡：凸雙曲面鏡
口徑大小、成像品質與造價間較容易取得平衡
大口徑天文望遠鏡都採用反射式
較容易製作，經費也低許多