求基础天文知识
大多数天文学家实际上是天体物理学家。直到19世纪晚期，天文学还难以描述和计算。天文学家通过望远镜拍摄天体的照片，并计算一些事情，如日食和月食，行星的位置和恒星的位置和距离。然而，天文学家对恒星的物理属性以及控制它们为什么发光和如何演化的物理机制缺乏真正的了解。从那时起，我们在原子结构和物质作用知识方面的突破，使天文学家能够通过物理定律在许多方面的应用，发现宇宙的内部工作机制。这样看来，今天的大部分天文学家其实都是天体物理学家，在做天体物理。这个头衔可以在鸡尾酒会上给人留下深刻印象。
天文学家大致可以分为观测天文学家和理论天文学家。虽然有人两样都做，但大多数人更适合其中一个。虽然观测天文学家不必整天埋头观测，但他们需要研究和设计望远镜和仪器(如照相机、光度计、光谱仪等。)来获取和分析宇宙天体的数据。另一方面，理论天文学家通常使用超级计算机来建立模拟宇宙现象的模型。
观测天文学家和理论天文学家的工作通常是互补的。有时候，观测天文学家会在宇宙中发现无法解释的现象，而理论天文学家会试图用数学和已知的物理定律来解释他们观测到的现象。有时候，理论天文学家会发展出一种理论来预测宇宙中某种现象或某种物理状态的存在，而观测天文学家会试图通过观测来验证这种理论的正确性。第一个例子是脉冲星的发现和后来的中子星理论。第二个例子是黑洞存在然后黑洞真的被发现的理论假设。
一般来说，研究宇宙是一种令人沮丧的被动活动。物理学家、化学家和生物学家有一个共同点:他们可以进入实验室或到达目的地，有效地创造他们想要研究的现象。他们可以触摸它，操作它，并直接与他们联系。问一个物理学家一种物质有多重，他们可以把它放在秤上马上读出。问化学家一个反应放出多少热量，他可以用温度计测量。问一个生物学家血液样本的遗传特征是什么，他可以立即进行一系列仔细的测试。对于天文学家来说，整个宇宙就是一个实验室。然而，根据定义，宇宙“伸展在那里”,远远超出了我们的直接接触。虽然天文学家可以测量一颗恒星离我们的距离，但他不能用卷尺来验证距离。这位天文学家想知道太阳表面的温度，但他不能走到太阳跟前插上温度计。天文学家想知道一个遥远星系的成分，但他不能去那里取样，然后送回地球进行分析。然而，我们确实知道恒星之间的距离，太阳的温度和遥远星系的组成。这就是为什么天文学是一个如此迷人的领域，是一种天赋，为人类思维的创造性灵活性做出了如此大的贡献。
天文学家通过收集和分析宇宙天体的光和其他波段的辐射来研究宇宙。天文学家去不了宇宙中的大部分行星、恒星和星系。而是通过天体发送的信息来研究宇宙。能给我们传递信息的是其他波段的光和辐射。这样，天文学家主要通过天体辐射来研究宇宙天体(由物质构成)。很快我们会谈到辐射。你还可以在本章末尾找到关于物质的一节。
光学望远镜是一种聚焦光线的装置，因此我们可以看到比肉眼只能看到的更弱的物体。望远镜的原理本质上是一样的。进入望远镜的光线被一系列透镜和镜子连续聚焦成更细的光束。因为光和辐射是天文学家研究宇宙的手段，收集的辐射越多，可以了解的信息就越多。
有两种基本类型的光学望远镜。大部分不是折射望远镜就是反射望远镜。
折射望远镜使用透镜系统聚集光线。小时候，大多数人都有这种经历。在阳光明媚的日子里，我们用放大镜点燃一片树叶或一张纸。这个实验的原理是放大镜把表面的光聚焦到一个点上，使得这个点的温度极高，也就是光度极高。折射望远镜用透镜组做同样的事情。折射望远镜的大端有两个大小相同但类型不同的镜头。当光线穿过它们时，它们一起将光线聚焦在望远镜的另一端。此时，无论望远镜指向哪里，都会成像。
10反射望远镜使用一面或多面镜子来完成同样的事情。在简单的反射望远镜中，远处的光束落在镜子上。这面镜子不是平的，是凹的。结果将是聚焦效果。一个特定的形状是抛物面，可以将平行于光轴的入射光聚焦在同一点。像折射望远镜一样，远处的物体在这个点成像。
11一台简单而普通的反射式望远镜，被天文爱好者所喜爱，是牛顿发明的。这种设计，今天被称为牛顿反射望远镜，在镜筒的一端用一个凹抛物面聚焦光线。为了方便观察者，在镜筒的另一端放置一面平面镜，将光线反射到安装目镜的镜筒一侧。许多天文爱好者都有这种设计的望远镜。
直径几十厘米的12折射望远镜比反射望远镜贵。比如一台普通的15cm的反射式望远镜要几百块钱，而一台15cm的折射式望远镜要几千块钱。原因是在这个尺寸下，磨天文观测用的反射镜比磨透镜系统要便宜。
13对于需要便携性的业余爱好者来说，无论是折射式望远镜还是牛顿反射式都显得笨重。一个典型的10英寸的牛顿反射大约6到7英尺长，重量超过100磅，而一个6英寸的折射望远镜就是这么大。很明显，除非你有固定的地方安装这些设备，否则你将面临运输困难。
14另一个叫做施密特-卡塞格林的望远镜设计提供了一个有趣的优势。它是一面镜子和一个透镜的组合。直径几十厘米的施密特-卡尔-塞格林型远比牛顿型贵，但比纯折射型便宜，而且有牛顿型性能相近时镜筒只有其长度三分之一的优点。这样，Schmitt-Ka seglin模型更加便携，可以放在一个小而便宜的地方。因为矮，有风的时候摇的很小。这一点很重要，因为望远镜的放大效应，即使是很小的微风引起的震动，也会对望远镜的图像造成很大的晃动。
15我们看到的最暗物体的下限取决于有多少光线进入我们的眼睛并被聚焦。我们能看到东西是因为光线穿过瞳孔，被眼睛里的晶状体系统聚焦在视网膜上，信号被送到大脑。进入眼睛的光越多，落在视网膜上的光就越多，发送到大脑的信号越强，物体就越亮。当我们刚进入一个黑暗的房间或者刚从一个明亮的环境走到外面的时候，我们感觉什么都看不见。但是当眼睛“适应”了，就能看得更清楚了。适应是指瞳孔逐渐变大，让更多的光线通过。然而，这是有限度的。你能看到多暗取决于你的瞳孔能变得多大。
望远镜16可以让我们看到更暗的物体，因为它们让更多的光线进入我们的眼睛。即使在最暗的条件下，平均来说，瞳孔也不能放大超过8 mm .所以我们只能看到，最暗的光与通过8 mm见方的光通量的亮度成正比。但是望远镜可以让我们欺骗自然，把更多的光聚焦成适合瞳孔大小的光束。用肉眼看星空。你只能用8平方毫米的瞳孔来收集光线。用望远镜看星空，相当于用250 mm见方的透镜或镜子收集光线，相当于拥有一个直径为250 mm的瞳孔，难怪望远镜能让我们看到宇宙中比肉眼暗很多的东西。明白了这个基本原理，你就明白了望远镜能揭示迄今已知宇宙的神奇力量。我们会看到专业天文学家不是用眼睛而是用远比眼睛客观的仪器接收信号。但是位置是一样的。
17天文学家倾向于用主镜的口径来称呼望远镜。天文学家倾向于称望远镜为“36英寸”或“2.4米”。这样做的时候，他们用英尺或米来表示望远镜主镜的直径。主镜通常被称为物镜。
18望远镜向我们展示更远更暗天体的能力取决于主镜的面积。虽然天文学家用目镜的直径来称呼望远镜，但望远镜聚焦光线的能力与目镜的面积成正比，而不是与直径成正比。根据圆形面积的公式，10英尺的望远镜实际上比5英尺的望远镜收集的光线多4倍。望远镜聚光的能力有时被称为聚光能力。但这与望远镜的放大倍数无关。
为了放大望远镜中的图像，你需要一个目镜。天文爱好者买的望远镜大多都有一套分类目镜。每个目镜通常是一个包含透镜系统的小圆柱体。不同的目镜得到不同的放大率。
为了计算特定目镜下特定望远镜的放大倍数，你必须了解焦距。每个望远镜的物镜和目镜都有一个所谓的焦距。它实际上是一个距离，通常以毫米为单位。(1英寸等于25.4毫米)如果你曾经用放大镜烧过树叶，那么放大镜的镜片与燃烧物之间的距离就是焦距。换句话说，它是透镜和来自远处的光(在这种情况下，是太阳)会聚的点。目镜的焦距通常写在目镜筒的侧面或末端，物镜的焦距也经常包含在望远镜文献中。
21要计算放大倍数，你要做的就是除法。当你把特定的目镜插入望远镜，需要计算它的放大倍数时，你要做的就是用物镜的焦距除以目镜的焦距。比如望远镜的物镜焦距是2540 mm，你插入一个焦距为25.4 mm的目镜，它的放大倍数是100。这意味着当你穿过这个观察平面时，你会看到比你用肉眼看到的要近100倍或大100倍的物体。
理论上，任何望远镜都可以获得任何放大率。为了获得更大的放大倍数，你所要做的就是选择一个焦距越来越短的目镜。这样，如果一个焦距为25.4 mm的目镜得到100倍的放大倍数，那么一个焦距为一半的目镜，即12.7 mm，在同一台望远镜上可以得到200倍的放大倍数。焦距为6.35毫米的目镜可以得到400倍的放大倍数。理论上，你可以一直这样做，直到放大一百万倍或者更多。但是有一个问题，那就是...
望远镜的有用放大倍数。必须记住，目镜放大的是通过物镜聚焦形成的像。所有的目镜都需要用这个像来放大，所以有一个极限，就是多少光才能有效工作。简而言之，目镜接收的光线越多，它就能越大的放大图像，并且仍然能在你眼睛的视网膜上产生明亮清晰的图像。换句话说，对于一个特定的望远镜，你能看到的足够清晰明亮的图像有一个实际的极限。超过这个限度会导致不好的结果。随着放大倍数的增加，你确实会得到越来越大的图像，但是会变得更暗更模糊。其实你很难看到细节。所以远不止“这个望远镜的放大倍数是多少？”重要的问题是“这台望远镜的最大有用放大率是多少？”
特定望远镜的有效放大倍数取决于主镜的大小。虽然望远镜的有用放大倍数取决于很多因素，包括望远镜的光学质量和某个夜晚地球大气的稳定性。为了获得最大的有用放大倍数，你应该找一个望远镜，测量它的直径，用英寸乘以40。因此，30英尺望远镜在大多数夜晚可获得的最大放大倍数约为3*40=120(也写作120X)，6英寸望远镜在同一夜晚以6*40=240的放大倍数可以看到同样清晰明亮的图像。所以尽可能买一个物镜最大的望远镜还是值得的。
有时，选择较低的放大倍数比选择最大放大倍数更明智。低倍率目镜会得到较小的图像，但图像会更清晰明亮。大多数情况下，这样会更适合眼睛。而且对于一些较大的天体，如星团、彗星、月球等，大视场、低倍率的目镜可以得到更好的图像。
对于单纯享受天空乐趣的人来说，双筒望远镜可以算是非常满意的工具了。为了坚持“物有所值”的信条，双筒望远镜是我们通过双筒望远镜看天空的实惠选择。虽然双筒望远镜不能给你提供普通望远镜能提供的月球和行星的细节，但你只是躺着随便扫描一下星星。他们已经很了不起了。此外，配备双筒望远镜，你可以欣赏到许多精彩瞬间，比如沿着银河系巡航，寻找你在本书中可以看到的星云和星团，还可以观测双星、日蚀和意想不到的彗星。
双筒望远镜上的数字告诉你它的大小和放大倍数。双圆柱通常用两个数字和一个x来描述，如7×35或10×50。两个数字中的第一个数字表示双筒望远镜的放大倍数，第二个数字表示双筒望远镜主镜的孔径，单位为毫米。因为25mm大约是一英寸，一个10x50的双筒望远镜的物镜是50mm或者两英寸，放大倍数是10倍。
晚上用7×50的双筒望远镜是个不错的选择。很多人觉得7×50的双筒望远镜比7×35的双筒望远镜(白天经常用来看体育赛事)能提供更强的聚光能力，但并不比放大倍数更大的双筒望远镜笨重麻烦。能为我们提供银河系壮观景象的更高倍、更大口径的双筒望远镜，最好用三脚架支撑，使其稳定。
高质量的折射望远镜和双筒望远镜使用镀膜镜片。这些化学涂层使镜头看起来呈蓝色，它们减少了内部反射，从而使仪器产生完美的图像质量。
天文爱好者通常可以告诉你他们正在使用的望远镜的放大倍数，但专业天文学家不会这样想。放大倍数是专业天文学家一般不关心的问题。那是因为专业天文学家通常从望远镜上取下目镜，用望远镜上的其他光学装置将光线聚焦在CCD上，就像被用作相机或光度计或光谱仪的一部分一样。在这种情况下，专业天文学家感兴趣的是图像的大小，他们可以看到的细节程度，以及可以到达CCD的光的波长或颜色。
31专业天文学家对望远镜的分辨率比对放大率更感兴趣。分辨率指的是望远镜理论上能让你看到细节的程度。细节的精细程度可以说，你能看到的一个物体有多小，或者两个物体有多近，还是可以分辨出来的。望远镜的分辨率以角秒为单位。
望远镜的理论分辨率很容易计算。用角秒测量的光学望远镜的理论分辨率可以很容易地通过将13除以以厘米测量的望远镜主镜的孔径来计算。(2.54厘米等于一英寸)这样的100英寸(254厘米)望远镜的理论分辨率约为0.05弧秒。200英寸望远镜的理论分辨率约为0.025角秒(仅为满月直径的1/36000)。换句话说，第二台望远镜只需要0.025弧秒就可以分辨出天空中的两颗恒星。100英寸的望远镜只能把它们当成一颗恒星。锐利的图像是高质量的图像，因此天文学家希望获得最佳分辨率。这是天文学家觊觎尽可能大的望远镜孔径的另一个原因。
你好，XXX？请给我一张星图。就像有德克萨斯和阿富汗的地图一样，也有天空的地图。以前是手绘的，现在天文学家主要靠照片或者电脑图像。这类照片和图像中最广泛的一张是由加利福尼亚州的帕洛马天文台和位于智利的欧洲南方天文台进行的南半球观测组成的。数百张图像显示天空中的星星像20一样暗。另一幅大范围的星图是哈勃太空望远镜的星表。它包含了1500多万颗暗至15的恒星，只能从大容量的光盘中获取。在观测之前，天文学家可能会瞥一眼他需要的目标周围比较显眼的恒星，这些恒星可以作为他需要的目标的路标。
天文学家使用一套类似于地理经纬度的方法来定位天空中的物体。就像地球上的物体可以用经纬度来表示一样，天空中的任何物体都可以用类似的坐标系来表示，其中赤纬代替纬度，赤经代替经度。
35°赤纬以度为单位。天球坐标中与地球赤道平行的大圆称为天球赤道。像纬度一样，如果一个物体位于天赤道以北，就说它有正赤纬。同样，在天赤道以南的天空中发现的物体也有负的赤纬。到北方或南方的距离是以度、角、分和秒来度量的(像纬度一样)。
赤经是用时间单位来衡量的。赤经坐标是在天空向东测量的。就像经度一样，应该有一个零点。就像零度经线穿过英国格林威治一样，天空中的零度经线就是穿过春分点的经线，而一个天体的赤经就是从这条零度经线正南时到期望的天体正南时的时间长度。这样，天体的赤经在时间上是以小时、分钟、秒来计量的。
星图通常包括它所包含的宇宙物体的坐标。就像地图通常会在侧面标注经纬度一样，星图通常会在它所描绘的区域标注赤经和赤纬。天体表和星表一般也会列出每个天体的坐标。赤经一般缩写为R.A磁偏角一般缩写为Dec，这样，比如冬天天空中最亮的星星天狼星，就可以在天空中找到R.A.6h14m，DEC.-16 35 '。夏季天空中最亮的织女星位于R.A.18h34m，dec+38 41 '。这些坐标可以像在洛杉矶或海上的船上设置经纬度一样，方便准确地定位天空中星星的位置。
天体和天球相对于恒星运动的坐标是不断变化的。因为太阳、月亮和行星相对于恒星是不断运动的，它们的赤经和赤纬也是不断变化的。这样，列出他们位置的表格需要每晚更换。有时需要列出特别运动的天体的小时坐标，比如月球。
为什么天文学家需要这样的坐标系？他们不能就像你用双筒望远镜一样，把望远镜对准他们想看的地方？有许多理由说明这个系统是必要的。首先，很多专业望远镜重达数吨，很难转动。第二，望远镜一般放在只能看到一个天空的天文台，天文学家通常看不到全天。第三，天文学家选择的目标恒星通常太暗，肉眼看不到。第四，如果一个德国的天文学家想告诉他在智利的伙伴，让他把望远镜只对准他们感兴趣的一颗恒星，他不能只是说，把望远镜对准那里。没有任何意义。
很多望远镜都是计算机辅助跟踪，指向天文学家想要研究的天体的正确赤经和赤纬。很多专业望远镜甚至一些业余爱好者的镜子都是由电脑控制的，自动移动并指向正确的天体坐标。近年来，一些爱好者甚至在电脑中预装了包括行星、明亮恒星和其他美丽星团、星云和星系坐标的软件。只要输入你想看的天体的名字，按一个按钮，望远镜就会为你找到。
天文学家不喜欢闪烁的星星。天空中闪烁的星星是一种非常浪漫的景象。但讽刺的是，这是天文学家害怕的事情。那是因为当星星闪烁的时候，说明地球的大气状况不好。只有当地球的大气清洁稳定时，望远镜才能拍摄出非常清晰的天体图像。但有时地球大气极不稳定，说明大气中有无数湍流。此时透过大气层观察天体，就像透过一条干净湍急的小溪看下面的东西。溪流下的物体似乎在不停地波动，被水流的湍流扭曲。同样，大气湍流也会扭曲穿过它的光线。对肉眼来说，这些不稳定的大气几乎没有星星闪烁。望远镜让问题变得更加复杂，因为在放大天体图像的过程中，也放大了大气的扰动，恒星的图像被分散成大小和形状不断变化的光斑。天文学家把大气不稳定的夜晚称为大气能见度差。这样一来，望远镜在某个夜晚的分辨率取决于大气条件与自身大小的对比。
天文学家通常会尽量把天文台建在大气能见度更长的地方。选择天文台新址的最大考虑因素是一个地方的大气稳定性或良好能见度的持久性。这样的地方通常选择在较高的山峰上，那里盛行风来自相对平坦的地形或海洋。这种平坦地形产生的气流可以保持平稳平行，这样就只有尽可能小的垂直运动。这样，例如，基特峰国家天文台位于相对平坦的亚利桑那州沙漠中几公里高的山上。世界上一些最好的天文台位于一系列的山峰上，如夏威夷的死火山莫纳克亚山和智利的安第斯山脉。这些都是因为这些地方的迎风面是一望无际的海洋。然而，虽然在如此理想的地方，一些大型望远镜的分辨率很少超过1弧秒。
为了找到建造天文台的地方，天文学家们也在寻找最清晰的地方。可以理解，天文学家希望找到的不仅是大气稳定的地方，还有最清晰的地方。这当然意味着每年有尽可能多的晴天。夏威夷的部分地区覆盖着热带雨林，但在13000英尺以上，莫纳克亚山的最高峰如此之高，以至于除了偶尔的大雪之外，都超出了“气象区”。智利的那些天文台在干燥的沙漠上，可能一年看不到一滴雨。
选择场地的另一个重要因素是远离污染。这似乎是显而易见的，但当谈到污染时，光学天文学家不仅仅关注空气中这些化合物的缺乏。他们关心的是另一种别人没想到的污染形式，光污染。城市的灯光和汽车灯光射向天空，冲走了黑暗银河的光线，使得一些天文研究除了在郊区几乎不可能。威尔逊山(Mount Wilson)和帕洛马山(Paloma Mountain)曾是20世纪天文学研究的焦点，但由于洛杉矶和圣地亚哥等大城市的光污染，它们已逐渐变得无法使用。就连基特峰也越来越受到图森不断膨胀的人口的威胁。天文学家已经搬到了更远的山区，比如夏威夷和智利。
公众可以帮助减少光污染。没有必要减少街道和高速公路夜间所需的安全照明量。政府和公众可以采取一些简单的措施，在不增加负担的情况下，显著减少他们产生的光污染。只要给路灯加上灯罩，用不同的灯光照亮高速公路，就能让我们重新获得美丽的星空，这不仅对天文观测很重要，对日益减少的自然资源也很重要。要了解公众应该做什么，请联系:
大卫·克劳福德博士
黑暗天空协会
斯图尔特街3545号
亚利桑那州图森市857161
当我们谈到对宇宙的研究时，我们需要更多地关注我们的眼睛能注意到什么。有时候天空看起来很晴朗，但是对于一些天文研究来说是无法接受的。对于观测光学来说尤其如此，观测光学是一个精确测量天体表观亮度的天文学分支。比如一片很薄的云，实际上肉眼是看不到的，在这样的仪器里引起很大的波动，导致数据报废。
建造多大的望远镜是有技术限制的。望远镜的主镜越大，它形成的图像越亮越清晰。那么为什么不简单地使用一面巨大的镜子呢？问题是制造这种镜子的材料有一个忍耐限度。为了使望远镜的透镜或凹面镜准确地将光聚焦成清晰的图像，透镜或凹面镜的镜面必须具有精确到百万分之几英寸的镜面形状，并且只有光波长的几分之一。现代的镜面研磨技术可以达到这样的精度，但是当镜面足够重的时候，就会在自身重力的作用下发生变形。变形量肉眼看不到，但足以扭曲光线，使其无法准确成像。
世界上最大的折射望远镜在威斯康星州，最大的反射望远镜在俄罗斯。(截至2006年，最大的反射式望远镜是欧洲北方天文台的GTC望远镜，口径为11.5m-空间天文网注)。世界最大折射望远镜的主镜口径为1m。它位于威斯康辛州芝加哥大学管理的耶基斯天文台。1948年，美国加州帕洛马山上直径5米的反射式望远镜完工。几十年来一直是世界最大的。直到20世纪70年代，高加索山脉的6米反射望远镜才完成，可惜它的光学系统还是不太好。
新的材料和技术导致了更大望远镜的出现。20世纪80年代望远镜设计技术的一个令人兴奋的进展是，天文学家否定了光学望远镜尺寸有限的想法。这个概念包括将几个独立的透镜组合成一个望远镜，并使它们分别接收的光产生一个联合图像。这种方法使单个透镜的总面积等于它们组合的总面积。夏威夷莫纳克亚山上的凯克望远镜由36个直径为1.8米的透镜组装而成..测试最早在1990进行，1996放在旁边的双子星镜(Keck 2)开始加入。一个更大的多镜望远镜的设计正在进行中。
其他望远镜设计使用激光和计算机来征服自然。在一个名为自适应光学的研究领域，科学家们正在研究使用激光连续探测望远镜上方的大气，并向支持主镜的计算机控制电机发送信号，以精确改变主镜的形状，以抵消大气中的湍流变化。如果成功，这台望远镜可以达到前所未有的清晰度。