眼睛

肉眼是天文学家最基本的观测设备。它是由一个充满透明物质的中空球体组成，光线可以通过晶状体聚焦，成像在视网膜上。视网膜上遍布神经末梢。有些神经（锥状细胞）提供色感，另外一些（杆状细胞）则对低得多的照度比较敏锐，可以感知图像的灰度变化。

人眼的缺陷 包括由于晶状体变形导致的无法聚焦到近处或者远处的目标——即近视和远视，以及散光。如果患有散光，那么当注视一个星星样的点光源时，看到的是一个卵形或者短线形状。所有这些缺陷都能够通过配戴合适的眼镜或者隐形眼镜来进行校正。

近视或者远视对于用天文望远镜进行的观测没有太大影响，因为仪器可以根据观测者的情况调整焦点。散光会是一个问题，特别是在使用低倍率时，因为此时望远镜的出瞳较大。而在高倍率下，出瞳较细，只有眼睛的中间会被用到，散光的任何效应都减小了。患有散光的观测者在使用双筒望远镜观测时不得不配戴眼镜，使得眼睛离开目镜的距离较远。除非使用一架具有超长出瞳距的双筒望远镜，否则有一部分视野会看不到。所以通过佩戴隐形眼镜校正严重散光的优点是很明显的。

人眼对色差（假色）的消除并不是完美的，但实际上也很难察觉出来。球差的效应（晶状体的中心和边缘分别把光线汇聚到不同的焦点，使得图像变得模糊）像色散一样，在非常低的放大率下，也就是使用了整个晶状体时最容易被注意到。因为我们不会在这种情况下观察图像的细节，所以对实际观测没有什么影响。

随着年龄的增长，眼睛逐渐丧失了在很宽广的距离范围里对物体聚焦的能力。更重要的是，晶状体会变得不透明。这可以通过白内障手术来医治，这样做还会提高人眼对紫色端和近紫外波长的响应，因为望远镜的玻璃和眼睛里的晶状体都会吸收这个波长。

观测技巧

观测时眼睛应该一直处于最放松的状态，即聚焦到无穷远。当人在竭力分辨模糊的细节时，眼睛很容易会不自觉地改变焦点。所以，尤其是在观测行星表面时，每隔一段时间停顿一下，放松休息，然后再仔细地聚焦到附近的星星是很有益处的。这一章涉及一些通用的观测知识，对特定目标的观测说明见第3章和第4章。

分辨力 通常情况下裸眼的分辨力是4角分，也就是相距4角分的两颗星可以分别识别。当然有些观测者比这强。从这里可以推导出在使用240倍的放大率时可以分辨开相距1角秒的两颗星。实践经验显示，这个分辨力也是口径110毫米的望远镜的分辨极限。也就是说对于口径为D（单位毫米）的望远镜，在使用2.2D的放大倍数时，就能够分辨出这架望远镜所能识别的所有细节，当然在特殊情况下这种规则也可以有所调整。无论如何，在选择最佳放大率时，纯粹的分辨率并不总是最重要的。

观测暗天体 视网膜通过分泌激素（视网膜色素）激发杆状视神经，使之达到最高的灵敏度。这只有在昏暗的照明条件下才会发生。在接下来的几分钟时间里，灵敏度还会有明显改善，并且这种改善在半小时后仍能感觉到。而一旦置身于明亮的光线下，这种暗视觉适应就会很快被破坏。

适应了黑暗环境的眼睛对可见光光谱的长波长端（红色）的响应会下降。在白昼，通常眼睛可见的波长范围在400～750纳米，峰值灵敏度在光谱黄绿区的555纳米附近。适应了黑暗环境的眼睛的可见波长范围在400到620纳米，峰值灵敏度移到了光谱绿色区的510纳米附近。这种灵敏度的移动现象称为浦肯雅效应，这解释了为什么月光比直射的阳光看上去要发蓝。

因为视网膜上最灵敏的部分是围绕中心的一个环形区域，所以在观察非常暗弱的目标时需要使用侧视法，即观测者注视观测目标旁边一点的地方。

北天极区极限星等图

南天极区极限星等图

大气条件

一个天体最好的观测时机是当它离雾气蒙蒙的地平最远时。地平高度最大叫做中天，发生在天体经过子午线时。

那些大气特别通透、星星显得特别明亮的夜晚，并不一定是理想的天文观测夜，因为这种情况常常伴随着气流的扰动：用肉眼看去星星在闪烁，而在望远镜中星象好像开锅一样。然而非常通透的夜晚很适合观测暗弱延展的天体，例如彗星和大型星云。

轻微的雾气往往意味着稳定的气流，是观测月亮、行星和亮星的好时机。

透明度 用来表征大气的清澈程度，它和仰角有关。即便在理想条件下，刚出地平的星星也会比它位于天顶时暗3个星等，而实际上地平线附近的雾气常常还会显著地增大这一差异。通过选择一些固定高度的星星（比如在天极区附近），就可以根据肉眼能够看到的最暗星等来确认任何夜晚的大气透明度等级。24页和25页的图3为此目的标出了相应恒星的星等。

实际上，用这种方法测量出的透明度并不总是由大气中水和尘埃对光线的吸收所决定。除非观测者是在荒无人烟的地方，由于人造光源经由大气中的粒子反射造成的天光也会减小反差，使星星看上去暗淡。上层大气层中的微弱极光也会产生类似的效果。

视宁度 用来表示空气的稳定程度，并可以通过望远镜中图像的模样来判断。这两者之间有关联是因为气流是由不同温度的气体团造成的，而气体的折射率随着温度变化，所以气流会使得图像闪烁。

视宁度的影响可以分成两个方面，通常分别称为“高层视宁度”和“低层视宁度”。高层视宁度受1000米到几千千米高度上的气流影响；低层视宁度的质量取决于地面附近的环境甚至包括望远镜里的条件，所以观测者多少可以控制。例如在夏天，经过了一个白天到了晚上，与望远镜附近的地面接触的空气因为比较热，而会上升造成湍流。类似地，被封闭在观测室或者望远镜镜筒中的热空气也会造成不稳定。糟糕的高层视宁度造成星像无规律地跳动，或者行星圆面剧烈地波动。很差的低层视宁度会造成突然的失焦。视宁度对不同口径的望远镜的影响方式是不一样的。乍一看去，在300毫米口径望远镜里的木星可能还不如100毫米望远镜中看到的清楚，这是因为大口径受到扰动空气影响的截面有9倍大。

因为视宁度条件对于目视结果有显著影响，所以都要记录下来。对视宁度的分级比透明度更具有主观性。用“好”或者“坏”来形容缺乏普遍意义，所以应该用诸如“滚动，有时稳定”或者“图像不稳定相当模糊”等进行更准确的描述。另外还有一些量化的标准，例如在月球和行星观测中常用的是安东尼亚蒂分级：

I完美的视宁度，纹丝不动

II轻微扰动，有持续数秒钟的平静瞬间

III中等视宁度，有较大的空气波动

IV较差视宁度，讨厌的、持续的波动

V很糟糕的视宁度，甚至草图都无法完成

记录观测数据

所有观测都应在进行中记录下来。措词应该清晰，并记下观测的年月日时分（UT），以及所用望远镜的口径和倍率和当时的视宁度。

观测报告 应趁着记忆还很清楚时尽快根据在望远镜边所作的记录撰写观测报告。很多观测者会为不同类型的观测目标准备单独的记录本。应该为每项观测分配一个序列号以便将来查找。

照明 在望远镜边使用笔记本、星图或者参考书时所需的照明，常常用在前面罩上红色滤光片的普通手电完成。而用红色的发光二极管（LED）来代替灯泡和滤镜则更为有效。应该尽可能使用最低的光亮，尽可能小地影响眼睛的暗视觉适应。

要是在观测时一边拿着手电筒，一边调整目镜，对照着目标摆弄望远镜，还要拿着笔记本记录，这显然是不方便的。所以，观测用的照明灯最好能固定在望远镜镜筒或支架上，而且开关应很容易找到。

计时观测

现在很容易找到各式各样的可靠而精确的钟表，所以已经不再需要使用特制的观测钟了。一只在晚间用无线电时标或者通过电话的报时服务来校准过的数字表可以在整晚保持几分之一秒的精度，对大多数观测来说已经足够了。

对于高精度观测，现在可以使用内置无线电接收机的钟表。它们会周期地（通常每隔一小时）调谐到特定的发送精确时标的电台并与之校准。全球定位系统（GPS）是另一个非常精确的时间源，家用计算机程序也可以通过互联网和全球各地的许多原子钟联络，保持非常精准的时间。

在调整有刻度的赤道式望远镜时，很需要一台能够显示恒星时的钟表。可以把一只使用发条的机械闹钟调整到每天快4分钟，来做这个用途——只要在每次观测时段前对准到当时的恒星时时刻（参见表8）就可以了。现在也有电子的恒星时钟。

天文现象的精确计时（比如木星卫星的掩食，月掩星，或观测人造卫星）需要秒表。秒表可以由某个时间信号启动，在观测到事件发生时停止；或者相反。如果要观测一系列事件，那么有分段功能的秒表能够使你连续地计时和查看。

经常将钟表与一个可靠的时间源进行比对来测试它的精确度是一个不错的办法，这样在计时时可作必要的补偿。有些观测者用摄像机记录天文现象，并在图像序列中的每一帧打上精确的电子时标，从而获得精确的计时。

倒像望远镜中的方向

在望远镜视场中的南北和东西方向取决于在天空中的位置。北可能是上下左右或者中间的任何方向，其他基本方位也是这样。而大多数天文望远镜中显现倒像，使得方位更容易混淆。

一个很方便的方法是以天体的移动作为参考。从固定的望远镜中看去，太阳、月亮、行星和恒星都会因地球自转而在视场中从东（后点：f）向西（前点：p）移动。一旦根据天体的移动在视场中确定了f点和p点，观测者就可以沿顺时针方向按照PSFN的顺序确定南北方向。（在英文中，可以用poisonous snakes feel nice来记忆PSFN顺序。）

视野常常被分成4个象限，即东北，东南，西北，西南。一个天体相对于另一个天体的位置角（PA）的精确测量使用0°～360°的刻度，正北方为0°，东为90°，南为180°，西为270°。

图4表示在一个倒像望远镜中的大致方位，北半球和南半球均适用。

天球上的角距离

五指张开，伸直手臂，那么从拇指到小指的张角大约是20°。下面列出的星星之间的距角在确定天球上的距离时非常有用。其他的距角很容易从星图上量出来。角距离是沿着天球上穿过两星的大圆测量的。

0.5°=太阳或月亮的角直径

1.25°=猎户座δ到ε（参宿三到参宿二），或者南十字座β到λ

2°=天鹰座α到γ（河鼓二到河鼓三），或者天蝎座α到σ（心宿二到心宿一）

2.5°=天鹰座α到β（河鼓二到河鼓一）

4°=小犬座α到β（南河三到南河二），或南十字座α到β

5°=大熊座α到β（天枢到天璇），或半人马座α到β

天球的总面积是41253平方度。 hBE39g3vqDlndl1v4AU7N0y6PSI0mjTBdrGQg85d1tF1IxRLmmS6npY4VpP5avtt