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2006 年五月四日木星“冲”，是木星在一年中最接近地球的日子，
在冲前后一、两个月内，都是观测木星的极佳时段，
本文将带您深入观测这精彩丰富的行星之王..... 在水、金、火、木、土五个最亮的行星中，木星可说是最适合业余者观测的行星之王，它丰富多变的表面特征，即使以小望远镜也时有令人惊喜的发现，甚至对专业天文学研究做出贡献。不过，无论用什么等级的望远镜，要见到木星最精彩的一面，还是得靠一些观测上的技巧。本文的介绍将带您从木星的本质来了解其观测的特性与诀窍，让您的望远镜如虎添翼。 谈到望远镜观测，大家的第一个问题就是：什么样的望远镜最适合木星观测？答案很简单：能产生高反差影像的望远镜。例如超高消色差折射镜 (APO) 或长焦的牛顿镜等都是，但具有大次镜，如史密特．盖塞格林 (Schmidt-Cassegrains, SC) 或马克苏托夫．盖塞格林(Maksutov-Cassegrains) 式都较不理想。但若您的望远镜刚好就是市场上最普遍的 SC，也千万不要就此放弃了观测木星，因为许多重要的发现就是来自业余者 SC 望远镜的观测。 图右为 Donald Parker 在 1999 年十二月至 2000 年二月间以望远镜和 CCD 拍摄的木星自转连续影像，每幅影像中的木星经度相差 25 度。南方在上。 事实上，望远镜的型式并非决定观测效率的关键，真正重要的在于这是不是一架光学品质良好、光轴调整准确的望远镜，此外，口径也非常重要，要想观测到木星，至少需要十公分折射镜或十五公分以上的反射式望远镜，以及稳固、能精确追踪的架台。当然，口径越大，也越能看出木星表面上更纤微、反差更弱的细节。在此也要特别提醒对于望远镜品质吹毛求疵的观测者，在整个光学系统中，光线经过目镜的光学面数甚至超过物镜，但如此重要的目镜却常常被忽略，所以有了高品质的望远，更需要高品质的目镜搭配才相得益彰。此外，在做行星观测时也应避免使用容易产生像差的广视野目镜。 左为航海家一号太空船在 1979 年三月五日最接近木星时，每隔十小时所拍摄 66 张时序影像合成的短片。南方在下。 虽然木星是行星中最大、最亮的行星之王，但同样受限于大气扰动而无法以超高倍率观测，随着倍率的提高，影像会迅速恶化。所以建议观测时最好使用口径公分数十倍以下的倍率，例如，口径二十公分最好别超过 200 倍。
善用滤镜的观测者永远是行星观测的赢家！选用适当的滤镜可以强化行星表面特征的反差，让原本不易看见的低反差特征也明显可见。使用滤镜的基本原则是，选用与低反差特征颜色相反的滤镜，让低反差特征的透过光线减少，但背景光强度不变，藉以加大特征与背景间的亮度差异，即加强了反差，让这些特征与周围背景的亮度差异增大至肉眼可辨识的程度。木星是一个相当明亮的行星，它的独特迷人之处便在于其细致多变的条纹，尽管这些带纹的色调变化虽不如火星的海和沙漠那么强烈，但其亮度却足以让我们用各种滤镜去观察它，事实上，正因为它的颜色对比不够强烈，所以要详细观察这些条纹，滤镜的使用更有其必要性。 首先，由于木星的表面亮度太高，通常得设法降低其表面亮度，建议可用两片偏光镜，而非一般的 ND 镜（原因另文分析）。著名的大红斑 (GRS) 虽名有“红”字，但其颜色变化之大，从深橘红色到灰黄色都有，甚至一度还变成了″大白斑″。它的亮度与颜色有时和所在的南赤道带十分相近而难以分辨。在大红斑偏红的状态下，蓝色及绿色的滤镜，如浅蓝色的 Wratten 82A、蓝色的 W80A、W38A 等，都能使其颜色加深而提高与周围背景的反差。但当大红斑变成淡黄色的时候，绿色绿镜就不太管用了，此时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能和下述的黄色滤镜并列“木星滤镜”的原因了。若大红斑转为稍绿的灰白色时，观测可就困难了，这时暗红色的滤镜反而比较有用。相反地，如果要看偏蓝色的特征，如 projection 和北赤道带南缘的 festoons 等，橘红色的 Wratten 21、浅红色的 W23 与红色的 W25 等偏红色系的滤镜则是较好的选择。浅黄色的 Wratten 8 与黄色的 W12 滤镜常用在加强极区的反差，效果显著。其中 Wratten 8 也是对付常藉低反差“隐形”的南温带椭斑的照妖镜，与蓝色滤镜是木星观测中最常被使用的滤镜，有“木星滤镜”之称。 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，则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，以提高阴影的反差。不过这些都只是经验上的教战守则而已，真正的战场瞬息万变，还是需要灵活运用滤镜原理，多尝试几种滤镜，相信您也能找出一套自己的最佳经验法则。 木星的王者之尊在任何望远镜中都令人惊叹不已。四颗明亮的卫星，启发了四百年前伽利略的智慧，一举推翻神权时代牢不可破的地心宇宙观，也开启了科学时代的大门。在木星高速自转下形成与椭圆本体赤道平行的云带更是变幻莫测，仔细观察不难发现，这些带纹自转的周期不尽相同，越靠近赤道周期越短，越向两极则周期越长。天文学家将木星依纬度大致分为两区，体系 I（赤道附近）的自转周期约 9 小时 50.5 分钟，其他大部分的区域被划分为体系 II，周期 9 小时 55.7 分，比体系 I 略多五分钟，也显示木星本质为一非固态的气体行星。 木星大气主要由氢、氦组成，夹杂着阿摩尼亚、磷化氢、水气与各种碳氢化合物。颜色较淡的带区 (zones) 和深色的带 (belts)，其化学组成与温度均不相同，也反映出它们在木星大气中的高度不同。红色处最高、白色与棕色其次，而蓝色则最低。而散布着这些交替平行亮（带区）、暗（带）区域的木星表面也依纬度由高而低划分成极区、温带、热带与赤道带。要认识木星，就得先熟悉这些复杂而又有趣的基本表面特征。详细名称列于下表，再与上图比对即可一目了然。
| 带或区名 | 中译 | 缩写 | 所在体系
| | South Polar Region | 南极区 | SPR | III** | | South South Temperate Zone | 南南温带区 | SSTZ | II | | South South Temperate Belt | 南南温带 | SSTB | II | | South Temperate Zone | 南温带区 | STZ | II | | South Temperate Belt | 南温带 | STB | II | | South Tropical Zone | 南热带区 | STropZ | II | | South Equatorial Belt, south | 南赤道带南支带 | SEBs | II | | South Equatorial Belt, center | 南赤道带 | SEBc | II | | South Equatorial Belt, north | 南赤道带北支带 | SEBn | I | | Equatorial Zone | 赤道带区 | EZ | I | | Equatorial Band | 赤道带 | EB | I | | North Equatorial Belt, south | 北赤道带南支带 | NEBs | I | | North Equatorial Belt, center | 北赤道带 | NEBc | II | | North Equatorial Belt, north | 北赤道带北支带 | NEBn | II | | North Tropical Zone | 北热带区 | NTropZ | II | | North Temperate Belt | 北温带 | NTB | II | | North Temperate Zone | 北温带区 | NTZ | II | | North North Temperate Belt | 北北温带 | NNTB | II | | North North Temperate Zone | 北北温带区 | NNTZ | II | | North Polar Region | 北极区 | NPR | III** |
**体系 III 特指极区，电波观测时使用，一般观测时仅区分为体系 I，II，体系 III 包括于 II 中。 除了基本的带纹之外，许多出现在其间的小特征更是变化莫测。这些小特征夹杂在带纹之间，大部分的反差不高，往往被忽略，但它们可是天文学家研究木星的重要指标，业余者观测资料对木星科学研究做出贡献的例子可谓不胜枚举。所以如果您想真正深入地畅览木星风光，或者不与科学研究失之交臂，建议您先下点功夫，从下列图表中认识各种随时可能出现在您视野中的各种木星表面特征。 Bay - 在带的边缘上，大的半椭圆形凹口。通常发生在 NEB 的南北两缘以及 SEB 的南缘。小的 bays 称为 Notches。Red Spot Hollow (RSH) 就是一个明显的 bay。 中央子午线，Central Meridian (CM)：a在木星表面想像一条从南极点通过盘面中心、连接到北极点的直线。将赤道平分为二，是决定木星特征经度、运动速度，以及各纬度自转周期的重要参考线。
Condensation - 常在带中看见的一种小的圆形或略呈椭圆的暗斑。如果其形状非常椭圆就称为 Rods 或 Bars，也称为 barges。Rods 或 bars 通常呈红色，常见于 NEB 带中或北缘，偶尔也会出现在北温带。
Festoons - 一种跨越带区，连接两个带的暗色特征，例如从 NEB 到 EB。如果 festoon 成圈状，在连回原来的带，就称为 Loop Festoon 或 Garland。festoons 常呈蓝色或灰色。也有的 festoon 并不连接在带上，则称为 Hook。很宽、垂直分布的 festoons 特称 Columns。Festoons 最常出现在 EZ 和相邻的 NEB 南缘。
Gap - 带上很宽的断裂，将一条带分为好几个区段。
Knots - 带上较暗、较厚的节段。
Nodule - 和 Condensation 相反的特征，很小的圆形亮斑，常见于 NEB, SEB 和极区。
Ovals - 浅色的圆形或椭圆形斑点，大小居中，在待或带区中都会出现，最常见于 EZ。小的 ovals，如 White Spots，大的如 Great Red Spot (GRS) 都是 ovals。
Patch - 大块不规则形的彩色区域，EZ 和极区最常见。
Projection - 出现在带缘的暗色突出部分。
Rift - 在带中水平伸展的细长亮线，SEB 最近就被很大的 rift 分隔成两个支带。
Streak - 椭圆形的 Nodule.
Veil or Shading - 和 Patch 相反，是大块的暗区，常见于带区或极区。在冲的前后，EZ 有时也会出现 veil 或 shade。
从字里行间认识了木星上所有的特征和细节后，接下来就要进入实战观测了。经验是靠观测累积而成，没有捷径，单从照片上的影像来认识木星也是不够的，最好的方法就是每次亲手把它画下来：木星素描，既可磨炼观测技巧，又可留下具有研究价值的观测记录。首先，您可以先下载木星记录表（如左），详细记录观测的日期、开始时间、结束时间、视相、极限星等、使用望远镜型式、口径、倍率、滤镜等资料，以便日后备查。准备几支中等硬度的 HB 及 H2 铅笔，后者有助于描述细节部分，B2 或其它更软的铅笔不太适合，因为它们很容易把纸弄脏。别忘了找一块干净、有角的橡皮，可以制造出一些特殊的效果。然后在椭圆形的空白处进行木星素描。通常木星素描时应每次将注意力集中在一块横向的区带中，详细观察记录所有区域内的细节，完成后再移向其他区域。 图右为 Phil Plante 在 1999 年 11 月 25 日，以 15 公分 f/5 牛顿镜，在 228 倍下所做的素描。 由于木星自转十分快速，所以最好能在 20 分钟内完成整个本体的素描，否则部分特征的相对位置便可能产生可察觉的变化。带状的素描则可随着木星的自转继续下去。切记必须随时记录木星本体上各特征通过中央子午线的精确时间（误差在 30 秒以内），这些数据是重要的科学研究根据，特别是用于决定木星各纬度的自转速度。对于较大的特征，如大红斑，还要分成前缘、中央与后缘通过子午线的时刻，然后用平均值当作大红斑通过子午线的时刻。详细记录这些特征通过中央子午线的时间，可以换算出它们在木星表面的经度，如果对某个特征观测的日子够长，甚至可以发现它本身在木星上移动的速度。 如前文所述，由于木星的差速自转，造成同一子午线上各体系的经度各不相同，因此观测时应按体系个别详加记录。 对于许多已经配备 CCD 的观测者而言，利用 CCD 可调整强化影像反差的特性，甚至可以记录到一些肉眼难以察觉的细微特征，不妨与传统的肉眼观察手绘记录并行。 图左为 Claus Benninghoven 在 1999 年 11 月 15 日，以 30 公分 f/15 折射镜，在 220 倍，搭配 W82（红）与 W58（绿）滤镜下素描的木星细节。注意一些从北赤道带南缘延伸至赤道区的 festoons 都有仔细描绘出来。 木星观测不仅可以观赏到太阳系中最斑斓精彩的行星表面，同时也兼具了科学研究的内涵。例如，过去六十年来陆续在南温带 (STeB) 发现的编号 BC, DE 与 FA 等三个大椭斑，在经过 1998-99 年木星合日这段无法观测的日子后，甫自太阳强光中重新出现的木星表面却只剩下两个椭斑！原来 BC 与 DE 在木星合日期间悄悄合而为一，这对天文学家来说是个不可思议的消息，因为根据理论这些椭斑会相互排斥，根本没机会碰在一起。 合并后新的椭斑命名为 BE 面积增大，但亮度减弱，移动速度与位置也有所变动。它与另一个幸存的椭斑则仍保持距离，相敬如宾。 1999-2000 年期间，观测者密切监视椭斑 BE 与 FA 的一举一动。 1999 年四月，它们之间相距经度 20°，但似乎又有越来越接近的趋势，全球业余者也动员起来，一齐监视其未来的动向。2000 年二月，两者的中心距离缩近到 12°，而且 BE 斑的后缘和 FA 的前缘已经接近至不到 5°。2000 年三月四日，NASA JPL 的 Glenn Orton 从红外观测中发现两个椭斑的外缘已经接触，但在可见光下它们虽然靠近，但仍旧是分离的。业余观测者，葡萄牙的 António Cidadão 和加州的 Tim Parker 在三月十五日、二十日以及十九日，分别在 CCD 拍摄的木星影像中发现的影像中发现 BE 椭斑略向北移，赶上了 FA 椭斑，日后的发展是两者完全合并，并变成红色，形成了木星上第二个大红斑，称为“新红斑”！详见“木星的新红斑”一文。最适合观测大红斑的时间为其通过中央子午线前后一小时内，预测时间请见“木星大红斑通过子午线时间”。 图右为 1999 年 11 月 6 日 António Cidadão 以 25 公分 Schmidt-Cassegrain 式望远镜用 CCD 拍摄的木星影像。椭斑 BE（左）与 FA（右）非常接近大红斑。南方在上。 精彩的椭斑追逐战还只是木星观测的众多趣例之一。再举众所周知的大红斑为例，这个巨大的椭圆形反时钟方向旋转的气旋自卡西尼 (Cassini) 于 1865 年第一次记录，至今已被观测了将近三百年，它在木星表面的位置在 1997 年时在体系 II 介于经度 60°～62° 之间，1989、89 年间在 64°～66° 之间，变化似乎不大。但自 1999 年下旬开始，一切都开始不同了。十月初，大红斑的位置在 68°～70° 间，十二月底与 2000 年一月初时，它居然移到了 74°。2003 年底，甚至已经移到 84°！其实木星本体特征位置变化并不少见，但造成其长期稳定的位置突然开始发生变化，背后原因的原因颇令科学家们玩味。 图左为 Ed Grafton 以 35 公分 Schmidt-Cassegrain 望远镜在 2002 年 2 月 15 日搭配 CCD 拍摄正通过中央子午线的木星大红斑。
当然，这并不是木星观测的全部，像木卫的观测、云系的详细变化等都无法在此介绍性的短文中一一详述。不过，亲眼所见、用心体会大自然造物的神奇与美妙，亦笔墨所不能及，只有待您真正走出户外，亲身加以体验了。
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责任编辑:skylook 原文链接http://www.skylook.org/info/info/info.php?infoid=1352
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