极轴望远镜
林宏钦
■极轴望远镜
极轴望远镜是利用北极星来对极轴的工具 . 在本机中, 内藏固定
式极轴望远镜是经精密调整的,在赤纬体上装有环形水平仪和下图中的刻度
盘 , 无论谁都可以很简单地去精密对极轴 .
这个刻度中的三个实线圆圈分别是天球北极和北极星的夹角圆圈
( 角距离 ), 因为这个角距离会因岁差进动及其它因素而每年发生少许的
变化,因此 , 得把北极星导入当年所对应的圆圈上,外侧的圆圈是 1985 年
( 48'07"), 中间的圆圈是 2000 年,内侧的圆圈即为 2015 年 (40'12"),
为距离角绕一圈所形成的圆圈,参考这些圆圈便可以把北极星引入正确的位
置,对准极轴 .
此外,在最外圈上有虚线圆圈, 这圆圈是本赤道仪为了在南半球使
用时所用到的圆圈,利用南极星 ( 八分仪座σ星 ) 平行对极轴, 因南极星
离南天极约 1 ° ( 在 1986 年角距离为 59'), 所以此虚线圆圈的半径为
1 °,南极星由于岁差关系会逐渐偏离南极,在 1990 年时,会走到虚在线来
, 总之 1990 年以前是在虚线圆圈以内 , 而 1990 年以后就把它导入虚线
圆圈外侧 .
北极星位置求法请看「对极轴」中各项说明,以当时的时间和十字
线及外围实线圈的时间刻度相对应;时间刻度中,短线代表每隔 20 分钟 (
5 ° ), 长线代表每隔一小时 (15 ° ). 其它的十字线是由星座盘及本书
所附属的北极星位置,而当作把北极星引入方位角的基准.
把赤经扳手松开,调整赤纬体上的环形水平仪直到水平, 这时得十
字线即能和水平垂直相重合,在简单的方法中 , 这个十字线及用来作为基
准星的指标,而使用这个方法的场合 , 赤道仪不必一定要水平面;免除了以
前需调整三脚使赤道仪架台水平的笨重麻烦方式,环形气泡水平仪真是一大
创举 .
▲水平方位,倾斜角的调整
在对极轴时,转动方位及倾斜角微调钮使极轴准确地朝向天球的北
极,然因水平方位微调钮的可改变范围狭小, 预先在赤道仪的后侧眼视大略
地把极轴导向北极星的方向,然后在极轴望远镜内把北极星引入并保持在里
面 ,再作微调.
△水平方位调整
方位调整是指调整极轴望远镜视野内的左右位置,在架台下将螺拴
稍微放松的状态下,两个水平方位微调钮就可以转动了,在这里,赤道仪会沿
着下图的粗箭头方向转动,于下面的举例中说明 :
1. 水平方位微调钮往粗箭头方向转一下, 螺拴保持松弛的程度
.
2. 窥视极轴望远镜,水平方位微调钮和同方向稍转几圈 .
3. 在决定北极星所在的位置上,微调钮往反方向转,微调钮会
受到三脚架上的支持棒夹住而予以固定住 .
*. 在狭小的可调范围内还不足以调整时, 把水平方位微调扭调到
可动范围的中央 , 然后略移动三脚架,仍须保持北极星在视野中,重头再开
始做 .
△倾斜角的调整
倾斜角的调整是指调整极轴望远镜视野内的上下位置,注意赤道仪
的倾斜角微调的调整范围,台湾的使用需求在高度 25 °左右, 购买时务必
要确定是否适合当地使用纬度条件 .
1. 先把赤道仪侧面的倾斜角扳手松开 .
2. 将倾斜角螺丝往顺时针箭头方向转,倾斜角变大,反之变小 .
3. 北极星位置决定之后,便可将倾斜角扳手固定住 .
利用方位及倾斜角钮的转动,以极轴望远镜内的刻度为准, 就可以
把北极星导入,对于北极星导入的正确性应在何处, 请见「对极轴」的项目
.
△视度调整
本机极轴望远镜的视度,调整在视力 1.0; 对于近视或远视者, 请
自行把正确视度调整出来 .
1. 把赤纬及极轴体后面的盖子取下 .
2. 在极轴望远镜接眼部份有一个视度调整环,往左边放松 .
3. 窥视极轴望远镜,转动接目镜,直到看到目标物最清楚 .
4. 当看到最清楚时,把视度调整环向右转固定 .
△视野照明
因为本机有内装极轴望远镜用的明视野照明装置,所以能在夜间清
楚看到刻度,可以很快地将北极星至于正确位置,把极轴对出来 .
1. 把赤纬及极轴体后面的盖子取下 .
2. 把电源打开同时,照明用的 LED 开关也会打开,照明的亮度可
以由控制面板上的极轴望远镜调光钮 (P.LIGHT) 来控制 .
3. 窥视极轴望远镜, 根据所看到的刻度环和北极星调整视野的亮
度 .
■对极轴
△简便的方法A
北极星位置是「在仙后座的ε星及北斗七星的η星连接在线,偏向
ε星」 , 利用这点就能很简单的对极轴 . 首先将北极星引入并保持在极
轴望远镜中央,把十字线的一条线对向ε星, 同时目测η星的方向再使这一
条线和此方向重合.( 因为ε星和η星并无法同时在极轴望远镜的视野内看
到 , 请先比对实际的天空和视野, 然后把十字线的方向和这两颗星联机相
重合 ) , 对ε星做重合是把两星重合线置到反对称的在线?, 同时对η星
做重合?是把北极星导入该在线,( 实际上北极星较接近ε星,但因视野内的
影像倒立所以往反方向移动 .)
△简便的方法B
上面的方式是利用「北极和仙后座的ε星赤经值大约相差 22 分,
和北斗七星的η星差约 12 时 29 分」来对极轴 . 现利用大约 180 度的
反对称性质,用其它次要的星对极轴的场合, 也就是依相同的办法使十字线
上的一条和该星重合,若此星和北极星只有赤经差约只有多少分, 用极轴望
远镜内的时间刻度是在顺时针方向的位置上,便能很好地将北极星引入其位
置 , 形成仙后座和北斗七星的主与北极星的赤经差在下表 . 可以好好地
利用 , 因北斗七星的个星所给的已预先扣除 12 时的值, 因此在北斗七星
方向上的线就经常变成基准线 , 根据这个方法, 若北极星和表中那个星的
位置可以看到的话,就能够很方便的对极轴了 .
注 : 此处是利用十字线做方向指标 .
△利用星座盘的方式
市面上贩卖的星座盘可以求北极星的方位角,再使用极轴望远镜内
刻度盘的时间刻度,就能很正确的对极轴 .
1. 把星座盘调到对现在的时间 .
2. 读取星座盘上天球北极和天球南极联机 ( 子午线 ) 的赤经值
, 因为赤经值是以时间来表示,请注意计时的时间刻度和这种刻度的不同,(
此值又称为地方恒星时,在日本的星座盘是以东经 135 °来表示,若在其它
的地方做观测必须做精度的修正,这个修正的方法请参看该星座盘之说明,
在台湾的星座盘是以东经 120 °来表示 ).
3. 计算现在所求的地方恒星时 (LST) 和北极星的赤经值差 .
例 : 地方恒星时 15 时 25 分
所以
15 h 25 m - 2 h 19 m (1987 年北极星的赤经值 ) = 13 h 06 m
因为北极星的赤经值会因岁差而有少些变化,最好能利用最新的资
料,查当年天文年鉴的「北极星位置」 , 其赤纬值即北极星距正北天极的
角距离 .
4. 用赤纬体上的环形水平仪调出水平,此时,极轴望远镜内刻度的
十字线就呈水平和垂直 .
5. 设垂直线往下延伸的方向为 0 时,依刚才所求到的赤经差在刻
度盘上依反时针方向读取位置,然后将北极星导入;赤经值的差若为负值,则
表示依顺时针方向读取 .
地方恒星时可以很正确的计算并求得,从这里, 即使没有星座盘也
能很正确地设定地方恒星时,地方恒星时的计算方法在天文计算方面及年表
中都会有,请参考这方面的书籍 .
△北极星方位盘的使用
这是最常被采用的方式,但务必记得携带「北极星方位盘」 . 使
用所附的北极星方位盘,可以简单的求得北极星导入的位置 , 下面用具体
的实例说明使用方法 :
观测地点的经度 : 东经 139 度
观测时间 :8 月 14 日 20 时 30 分的场合,来说明
1. 从 B 盘的刻度读取 8 月 14 日,让 A 盘的时间刻度 20 时
30 分和 B 盘的 8 月 14 日重合 .
2. 此时从北极星的刻度 - 东经 139 °线所指示的位置读取 B
盘外侧的方位角刻度 .
3. 旋转极轴,调整赤纬体上的环形水平仪至水平,此时极轴望远镜
的十字线就在水平垂直的方向上 .
4. 此盘的下方可以看到画有山形以用来区别上下左右,因为 B 盘
外侧的方位角刻度是和极轴望远镜的时间刻度相对应,所以窥视极轴望远镜
, 微调整方位和倾斜钮,把北极星抓进刚才所求的位置 .
再来,天球北极和北极星的距离在二个同心圆圈之间, 最内圆圈是
2015 年,中间的是 2000 年,外侧是 1985 年时的方位角 . 利用简便方法
A,B 或这个方位盘对极轴,用来引导 200mm 的望远镜头摄影还是十分准确
.
*. 如果你按照上述方法来对极轴,一定会发现不对劲!接下来讨论
为什么极轴会对不准的问题 : 上例中的观测地点所用的时间是日本标准时
, 也就是说这个北极星方位盘是为日本使用者设计的,我们在台湾使用, 时
区和日本差一小时,北极星的方位角不一样,自然不能依样画葫芦 . 这问题
可以用下面两个法子解决：
1. 将 ( 台湾 ) 本地时 ( 中原标准时,以东经 120 °线为准的
报时 ) 加 1 小时成为日本时间,然后以北极星方位盘的刻度 ( 视所在地
点而异,例如台北市为东经 121 °线 ) 所指示的位置读取 B 盘外侧的方
位角刻度 . 你会发现此法需要自己加划上东经 120 °线的延伸线 .
2. 以 ( 台湾 ) 本地时 ( 中原标准时,以东经 120 °线为准的
报时 ) 为准 , 然后将北极星方位盘的刻度 135 °改为 120 °,125 °改
为 110 °, 145 °改为 130 °,余此类推 . 也就是改正了时区不同对北
极星方位影响的效应 , 然后以北极星方位盘的经度刻度 ( 视所在地点而
异,例如台北市是为东经 121 °线 ) 所指示的位置读取 B 盘外侧的方位
角刻度 .
由 2. 法发展出一套可以适用于世界上任何地点的新概念,也就是
说只要将北极星方位盘上的经度刻度 135 °改为当地时区的标准时经度 (
例如台北市时区的中央经度位于东经 121 °, 只要将北极星方位盘上的经
度刻度 135 °为准改为以 120 °为准;又如纽约市时区的中央经度位于东
经 121 ° , 只要将北极星方位盘上的经度刻度 135 °为准改为以 120
°为准 ), 就可以适用于以当地时来对得北极星方位角的情况了 . 注意,
在南半球使用时,经度增减的方向必须反过来计算 .EM-200 赤道仪的就是
这一概念下的产物 .
△EM-200新概念极轴望远镜使用法
EM-200 极轴望远镜采用新概念设计的使用方法, 可以在全世界任
何地点对极轴 . 为了使用此法 , 必须知道三个参量 :
1. 观测者时区的标准时
2. 观测者所在地的地理经度
3. 观测者时区的中央经度
EM-200 极轴望远镜的地方平均时标 (Local mean time scale)
如下 :
N 145° 135° 125°
S -10° 0° 10°
「 N 」表北半球使用,以日本观测者时区的中央经度 135 °刻画
, 在台湾使用者可以不理会「 135 °」这个刻画, 而把它当成台湾观测者
时区的中央经度「 120 °」刻画来使用,「 S 」表示南半球使用, 注意经
度增加方向和北半球相反 .
参考地图有助于了解并决定观测者所在地时区的纬度及中央经度
.
时区 EM-200经度刻度(等效)
北半球
TOKYO,JAPAN 145° 135° 125°
TAIPEI,TAIWAN 110° 120° 130°
LI-SHAN,TAIWAN 110° 120° 130°
LULIN-SHAN,TAIWAN 110° 120° 130°
南半球
台湾介于东经 120 °～ 122 °,北纬 22 °～ 25.5 °之间, 关
于对应的刻度如下 :
举例来说,在台湾地理位置东经 121 °地区使用时,转动环形水准
仪所在的转环,将「 N 136 」对准赤纬体上刻划「│」后锁定,再转动赤经
轴调整环形水准仪至水平 . 调校极轴望远镜上内藏的「北极星方位刻度盘
」日期 - 时间对应 , 最后调整赤道仪架台的水平及倾斜角将北极星导入
到对应分点年的正确位置 ( α -UMi) 上 .
台湾其它地区对应的可能观测者时区的中央经度如下:
时区的中央经度对准赤纬体上刻划「│」处.
122° - N 137
121 - N 136
120 - N 135
△蒙气差
极轴望远镜是便携式望远镜的恩物,对极轴的精度也相当高 , 一
般极轴望远镜内藏固定式,安装精确度约 2 分;外加式误差较大, 误差量在
10 分角之内,但可以经过调整增加精度,对于短焦距的望远镜追踪摄影及观
测绰绰有余 . 但长焦距的摄影,例如,1000mm 焦长以上的摄影要求的对极
轴精确度就相当高了!这就不是光靠极轴望远镜对极轴就够的 . 先讨论极
轴望远镜精确度,到底精确到时么程度呢?
先讨论极轴望远镜精确度 . 当赤道仪的极轴望远镜使用于低纬度
的地区时, 大气折射所产生的影响使得要精确地对极轴几乎是不可能的 .
大气折射对星星确实位置的影响如下 :
星星高度 蒙气差(大气折射量)
10° 0°5' 17"
20° 0°2' 38"
30° 0°1' 40"
40° 0°1' 09"
因大气折射,实际星星的位置会比观测的位置低 ( 蒙气差 ), 在
台湾北极星的高度约 25 度,所受蒙气差的影响约 2 分角,也就是说就算你
把北极星对准到同心圆漂亮绕着望远镜极轴中心转的程度,实际上仍有约 2
分角的误差 . 那么以极轴望远镜中心偏上 2 分角位置为正确赤道仪中心
来对准,应该可以校正这 2 分的误差,可是别忘了赤道仪出厂时, 所给的极
望与机械轴偏心误差量 , 也许可以自己调整得更准,减小误差,可是别忘了
人眼睛观察时对调整的偏轴量 , 所以改善是有限度的; 更何况出厂时是以
仪器调校,避免了人为误差因素 . 一般我们没有仪器,要改善极轴望远镜的
精度谈何容易 . 山不转路转,一直死心着眼于极望而忽略了根本的目的 --
精确的对好极轴 , 未免本末倒置 .
△精确对极轴的方法
其实精确的对好极轴是不需要极轴望远镜的,但是有极轴望远镜可
以先把极轴对得差不多,更方便我们用这一方法 . 这法子其实是很古老的,
基本而有效 . 可以精确到令人满意的程度 .
固定式观测站,天文台的望远镜或是要求长焦距的天文摄影时, 需
要极精确地对准极轴,上述的方法是不够的 . 下面是一个精确对极轴的好
方法 (drift method) .
1. 先以前述方法对好极轴 .
2. 然后用下面步骤漂移法 ( drift method ) 精确地对极轴 .
a. 使用巴洛镜及有视野照明的十字线目镜 . 尽量提高望远镜倍
率,倍率越高,极轴可以对得越准确 .
b. 将一颗在「天顶子午线附近离天球赤道 5 °以内」的亮星导
入望远镜视野内 . 天球赤道的赤纬值是 0 ° .
c. 将星置入十字线交点中心 . 切换赤纬马达至「高速」运转模
式,驱动赤纬马达使星移动 , 调整目镜使星沿着十字线中的一条重合运动,
此方向即为赤纬方向;另一条线与星移动方向垂直,即为赤经方向 .
d. 监视亮星在赤纬方向上的漂移, 调整「水平方位微调钮」使亮
星回到赤纬线上,直到此星一直保持在赤纬线上, 而没有赤纬方向上的漂移
运动为止 . 这时请忽略任何赤经方向上的漂移量 .
e. 重复同样的程序 . 将一颗在「东方高度 20 °以上 ( 附近 )
离天球赤道 5 °以内」的亮星导入望远镜视野内 . 重复步骤 c. 只监视
亮星在赤纬方向上的漂移,调整「倾斜角微调钮」使亮星回到赤纬线上, 直
到亮星一直保持在赤纬线上,没有赤纬方向上的漂移运动为止 . 这时亦请
忽略任何赤经方向上的漂移量 .
这样一来,在任何观测及摄影的场合下, 赤纬几乎不会有任何的漂
移;可以完全地忽略赤纬的修正 . 所有的可能误差来自于赤经轴蜗杆蜗轮
的周期性运动及大气折射的效应,所以只需要考虑赤经方向上的修正 . 这
也适用于没有赤纬马达电动修正的赤道仪欲从事长焦距天文摄影的时候使
用 .
△追踪精确度实测(Tracking Accuracy Test)
赤经轴的周期性运动是决定赤道仪绝对追踪误差的一个主要参考
要项,厂商在规格书上皆会注明「追踪精确度 ...... ± 5" 」, 这个值越
小代表赤道仪的性能越好,但这只是一个参考, 厂商不可能对每一台赤道仪
做实地测量 . 如果要晓得自己的赤道仪到底性能如何 ? 不妨自己动手实
测 . 方法如下 :
追踪精确度实测是在夜晚实际摄影测试 . 将望远镜完全组装好之
后 , 「将极轴对在东西方向上」 . 直接做星空摄影得到南北方向的星迹
影像 ( 要启动马达做恒星时追踪 ). 假如摄影区域接近天球赤道附近的子
午在线,星迹会呈接近一条直线 .
追踪精确度实测可以评估很小程度的机械误差 . 假如主蜗轮有
0.0001 吋的轴运动或 lead error, 其结果会在底片产生 0.7? arcsec 的
误差量 . 但是底片上的对应比例尺寸必须小于 0.002 吋,此测量误差在底
片上才是有意义的 .
将底片摄影 20 分钟左右,再冲洗相片放大 5 倍 . 可以得到数个
完整周期 , 周期性误差会在底片显示出几个完整周期的循环误差曲线, 赤
道仪周期性运动的周期计算方法如下 :
  -2 赤道仪的减速比为 144: 1 , 表示赤道仪周期性运动的周期
是 10 分钟 . (24h / 144 = 10 mins)
NJP 赤道仪的减速比为 244: 1 , 表示赤道仪周期性运动的周期
是 10 分钟 . (24h / 244 = 10 mins) |
置顶卡
变色卡
千斤顶
显身卡
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