極軸望遠鏡
林宏欽
■極軸望遠鏡
極軸望遠鏡是利用北極星來對極軸的工具 . 在本機中, 內藏固定
式極軸望遠鏡是經精密調整的,在赤緯體上裝有環形水平儀和下圖中的刻度
盤 , 無論誰都可以很簡單地去精密對極軸 .
這個刻度中的三個實線圓圈分別是天球北極和北極星的夾角圓圈
( 角距離 ), 因為這個角距離會因歲差進動及其他因素而每年發生少許的
變化,因此 , 得把北極星導入當年所對應的圓圈上,外側的圓圈是 1985 年
( 48'07"), 中間的圓圈是 2000 年,內側的圓圈即為 2015 年 (40'12"),
為距離角繞一圈所形成的圓圈,參考這些圓圈便可以把北極星引入正確的位
置,對準極軸 .
此外,在最外圈上有虛線圓圈, 這圓圈是本赤道儀為了在南半球使
用時所用到的圓圈,利用南極星 ( 八分儀座σ星 ) 平行對極軸, 因南極星
離南天極約 1 ° ( 在 1986 年角距離為 59'), 所以此虛線圓圈的半徑為
1 °,南極星由於歲差關係會逐漸偏離南極,在 1990 年時,會走到虛線上來
, 總之 1990 年以前是在虛線圓圈以內 , 而 1990 年以後就把它導入虛線
圓圈外側 .
北極星位置求法請看「對極軸」中各項說明,以當時的時間和十字
線及外圍實線圈的時間刻度相對應;時間刻度中,短線代表每隔 20 分鐘 (
5 ° ), 長線代表每隔一小時 (15 ° ). 其他的十字線是由星座盤及本書
所附屬的北極星位置,而當作把北極星引入方位角的基準.
把赤經扳手鬆開,調整赤緯體上的環形水平儀直到水平, 這時得十
字線即能和水平垂直相重合,在簡單的方法中 , 這個十字線及用來作為基
準星的指標,而使用這個方法的場合 , 赤道儀不必一定要水平面;免除了以
前需調整三腳使赤道儀架台水平的笨重麻煩方式,環形氣泡水平儀真是一大
創舉 .
▲水平方位,傾斜角的調整
在對極軸時,轉動方位及傾斜角微調鈕使極軸準確地朝向天球的北
極,然因水平方位微調鈕的可改變範圍狹小, 預先在赤道儀的後側眼視大略
地把極軸導向北極星的方向,然後在極軸望遠鏡內把北極星引入並保持在裡
面 ,再作微調.
△水平方位調整
方位調整是指調整極軸望遠鏡視野內的左右位置,在架台下將螺拴
稍微放鬆的狀態下,兩個水平方位微調鈕就可以轉動了,在這裡,赤道儀會沿
著下圖的粗箭頭方向轉動,於下面的舉例中說明 :
1. 水平方位微調鈕ヾ往粗箭頭方向轉一下, 螺拴保持鬆弛的程度
.
2. 窺視極軸望遠鏡,水平方位微調鈕ヾ和ゝ同方向稍轉幾圈 .
3. 在決定北極星所在的位置上,ヾ微調鈕往反方向轉,ゝ微調鈕會
受到三腳架上的支持棒夾住而予以固定住 .
*. 在狹小的可調範圍內還不足以調整時, 把水平方位微調扭調到
可動範圍的中央 , 然後略移動三腳架,仍須保持北極星在視野中,重頭再開
始做 .
△傾斜角的調整
傾斜角的調整是指調整極軸望遠鏡視野內的上下位置,注意赤道儀
的傾斜角微調的調整範圍,台灣的使用需求在高度 25 °左右, 購買時務必
要確定是否適合當地使用緯度條件 .
1. 先把赤道儀側面的傾斜角扳手鬆開 .
2. 將傾斜角螺絲往順時針箭頭方向轉,傾斜角變大,反之變小 .
3. 北極星位置決定之後,便可將傾斜角扳手固定住 .
利用方位及傾斜角鈕的轉動,以極軸望遠鏡內的刻度為準, 就可以
把北極星導入,對於北極星導入的正確性應在何處, 請見「對極軸」的項目
.
△視度調整
本機極軸望遠鏡的視度,調整在視力 1.0; 對於近視或遠視者, 請
自行把正確視度調整出來 .
1. 把赤緯及極軸體後面的蓋子取下 .
2. 在極軸望遠鏡接眼部份有一個視度調整環,往左邊放鬆 .
3. 窺視極軸望遠鏡,轉動接目鏡,直到看到目標物最清楚 .
4. 當看到最清楚時,把視度調整環向右轉固定 .
△視野照明
因為本機有內裝極軸望遠鏡用的明視野照明裝置,所以能在夜間清
楚看到刻度,可以很快地將北極星至於正確位置,把極軸對出來 .
1. 把赤緯及極軸體後面的蓋子取下 .
2. 把電源打開同時,照明用的 LED 開關也會打開,照明的亮度可
以由控制面板上的極軸望遠鏡調光鈕 (P.LIGHT) 來控制 .
3. 窺視極軸望遠鏡, 根據所看到的刻度環和北極星調整視野的亮
度 .
■對極軸
△簡便的方法A
北極星位置是「在仙后座的ε星及北斗七星的η星連接線上,偏向
ε星」 , 利用這點就能很簡單的對極軸 . 首先將北極星引入並保持在極
軸望遠鏡中央,把十字線的一條線對向ε星, 同時目測η星的方向再使這一
條線和此方向重合.( 因為ε星和η星並無法同時在極軸望遠鏡的視野內看
到 , 請先比對實際的天空和視野, 然後把十字線的方向和這兩顆星連線相
重合 ) , 對ε星做重合是把兩星重合線置到反對稱的線上?, 同時對η星
做重合?是把北極星導入該線上,( 實際上北極星較接近ε星,但因視野內的
影像倒立所以往反方向移動 .)
△簡便的方法B
上面的方式是利用「北極和仙后座的ε星赤經值大約相差 22 分,
和北斗七星的η星差約 12 時 29 分」來對極軸 . 現利用大約 180 度的
反對稱性質,用其他次要的星對極軸的場合, 也就是依相同的辦法使十字線
上的一條和該星重合,若此星和北極星只有赤經差約只有多少分, 用極軸望
遠鏡內的時間刻度是在順時針方向的位置上,便能很好地將北極星引入其位
置 , 形成仙后座和北斗七星的主與北極星的赤經差在下表 . 可以好好地
利用 , 因北斗七星的個星所給的已預先扣除 12 時的值, 因此在北斗七星
方向上的線就經常變成基準線 , 根據這個方法, 若北極星和表中那個星的
位置可以看到的話,就能夠很方便的對極軸了 .
註 : 此處是利用十字線做方向指標 .
△利用星座盤的方式
市面上販賣的星座盤可以求北極星的方位角,再使用極軸望遠鏡內
刻度盤的時間刻度,就能很正確的對極軸 .
1. 把星座盤調到對現在的時間 .
2. 讀取星座盤上天球北極和天球南極連線 ( 子午線 ) 的赤經值
, 因為赤經值是以時間來表示,請注意計時的時間刻度和這種刻度的不同,(
此值又稱為地方恆星時,在日本的星座盤是以東經 135 °來表示,若在其他
的地方做觀測必須做精度的修正,這個修正的方法請參看該星座盤之說明,
在台灣的星座盤是以東經 120 °來表示 ).
3. 計算現在所求的地方恆星時 (LST) 和北極星的赤經值差 .
例 : 地方恆星時 15 時 25 分
所以
15 h 25 m - 2 h 19 m (1987 年北極星的赤經值 ) = 13 h 06 m
因為北極星的赤經值會因歲差而有少些變化,最好能利用最新的資
料,查當年天文年鑑的「北極星位置」 , 其赤緯值即北極星距正北天極的
角距離 .
4. 用赤緯體上的環形水平儀調出水平,此時,極軸望遠鏡內刻度的
十字線就呈水平和垂直 .
5. 設垂直線往下延伸的方向為 0 時,依剛才所求到的赤經差在刻
度盤上依反時針方向讀取位置,然後將北極星導入;赤經值的差若為負值,則
表示依順時針方向讀取 .
地方恆星時可以很正確的計算並求得,從這裡, 即使沒有星座盤也
能很正確地設定地方恆星時,地方恆星時的計算方法在天文計算方面及年表
中都會有,請參考這方面的書籍 .
△北極星方位盤的使用
這是最常被採用的方式,但務必記得攜帶「北極星方位盤」 . 使
用所附的北極星方位盤,可以簡單的求得北極星導入的位置 , 下面用具體
的實例說明使用方法 :
觀測地點的經度 : 東經 139 度
觀測時間 :8 月 14 日 20 時 30 分的場合,來說明
1. 從 B 盤的刻度讀取 8 月 14 日,讓 A 盤的時間刻度 20 時
30 分和 B 盤的 8 月 14 日重合 .
2. 此時從北極星的刻度 - 東經 139 °線所指示的位置讀取 B
盤外側的方位角刻度 .
3. 旋轉極軸,調整赤緯體上的環形水平儀至水平,此時極軸望遠鏡
的十字線就在水平垂直的方向上 .
4. 此盤的下方可以看到畫有山形以用來區別上下左右,因為 B 盤
外側的方位角刻度是和極軸望遠鏡的時間刻度相對應,所以窺視極軸望遠鏡
, 微調整方位和傾斜鈕,把北極星抓進剛才所求的位置 .
再來,天球北極和北極星的距離在二個同心圓圈之間, 最內圓圈是
2015 年,中間的是 2000 年,外側是 1985 年時的方位角 . 利用簡便方法
A,B 或這個方位盤對極軸,用來引導 200mm 的望遠鏡頭攝影還是十分準確
.
*. 如果你按照上述方法來對極軸,一定會發現不對勁!接下來討論
為什麼極軸會對不準的問題 : 上例中的觀測地點所用的時間是日本標準時
, 也就是說這個北極星方位盤是為日本使用者設計的,我們在台灣使用, 時
區和日本差一小時,北極星的方位角不一樣,自然不能依樣畫葫蘆 . 這問題
可以用下面兩個法子解決：
1. 將 ( 台灣 ) 本地時 ( 中原標準時,以東經 120 °線為準的
報時 ) 加 1 小時成為日本時間,然後以北極星方位盤的刻度 ( 視所在地
點而異,例如台北市為東經 121 °線 ) 所指示的位置讀取 B 盤外側的方
位角刻度 . 你會發現此法需要自己加劃上東經 120 °線的延伸線 .
2. 以 ( 台灣 ) 本地時 ( 中原標準時,以東經 120 °線為準的
報時 ) 為準 , 然後將北極星方位盤的刻度 135 °改為 120 °,125 °改
為 110 °, 145 °改為 130 °,餘此類推 . 也就是改正了時區不同對北
極星方位影響的效應 , 然後以北極星方位盤的經度刻度 ( 視所在地點而
異,例如台北市是為東經 121 °線 ) 所指示的位置讀取 B 盤外側的方位
角刻度 .
由 2. 法發展出一套可以適用於世界上任何地點的新概念,也就是
說只要將北極星方位盤上的經度刻度 135 °改為當地時區的標準時經度 (
例如台北市時區的中央經度位於東經 121 °, 只要將北極星方位盤上的經
度刻度 135 °為準改為以 120 °為準;又如紐約市時區的中央經度位於東
經 121 ° , 只要將北極星方位盤上的經度刻度 135 °為準改為以 120
°為準 ), 就可以適用於以當地時來對得北極星方位角的情況了 . 注意,
在南半球使用時,經度增減的方向必須反過來計算 .EM-200 赤道儀的就是
這一概念下的產物 .
△EM-200新概念極軸望遠鏡使用法
EM-200 極軸望遠鏡採用新概念設計的使用方法, 可以在全世界任
何地點對極軸 . 為了使用此法 , 必須知道三個參量 :
1. 觀測者時區的標準時
2. 觀測者所在地的地理經度
3. 觀測者時區的中央經度
EM-200 極軸望遠鏡的地方平均時標 (Local mean time scale)
如下 :
N 145° 135° 125°
S -10° 0° 10°
「 N 」表北半球使用,以日本觀測者時區的中央經度 135 °刻畫
, 在台灣使用者可以不理會「 135 °」這個刻畫, 而把它當成台灣觀測者
時區的中央經度「 120 °」刻畫來使用,「 S 」表示南半球使用, 注意經
度增加方向和北半球相反 .
參考地圖有助於了解並決定觀測者所在地時區的緯度及中央經度
.
時區 EM-200經度刻度(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
台灣介於東經 120 °∼ 122 °,北緯 22 °∼ 25.5 °之間, 關
於對應的刻度如下 :
舉例來說,在台灣地理位置東經 121 °地區使用時,轉動環形水準
儀所在的轉環,將「 N 136 」對準赤緯體上刻劃「│」後鎖定,再轉動赤經
軸調整環形水準儀至水平 . 調校極軸望遠鏡上內藏的「北極星方位刻度盤
」日期 - 時間對應 , 最後調整赤道儀架台的水平及傾斜角將北極星導入
到對應分點年的正確位置 ( α -UMi) 上 .
台灣其他地區對應的可能觀測者時區的中央經度如下:
時區的中央經度對準赤緯體上刻劃「│」處.
122° - N 137
121 - N 136
120 - N 135
△蒙氣差
極軸望遠鏡是攜帶型望遠鏡的恩物,對極軸的精度也相當高 , 一
般極軸望遠鏡內藏固定式,安裝精確度約 2 分;外加式誤差較大, 誤差量在
10 分角之內,但可以經過調整增加精度,對於短焦距的望遠鏡追蹤攝影及觀
測綽綽有餘 . 但長焦距的攝影,例如,1000mm 焦長以上的攝影要求的對極
軸精確度就相當高了!這就不是光靠極軸望遠鏡對極軸就夠的 . 先討論極
軸望遠鏡精確度,到底精確到時麼程度呢?
先討論極軸望遠鏡精確度 . 當赤道儀的極軸望遠鏡使用於低緯度
的地區時, 大氣折射所產生的影響使得要精確地對極軸幾乎是不可能的 .
大氣折射對星星確實位置的影響如下 :
星星高度 蒙氣差(大氣折射量)
10° 0°5' 17"
20° 0°2' 38"
30° 0°1' 40"
40° 0°1' 09"
因大氣折射,實際星星的位置會比觀測的位置低 ( 蒙氣差 ), 在
台灣北極星的高度約 25 度,所受蒙氣差的影響約 2 分角,也就是說就算你
把北極星對準到同心圓漂亮繞著望遠鏡極軸中心轉的程度,實際上仍有約 2
分角的誤差 . 那麼以極軸望遠鏡中心偏上 2 分角位置為正確赤道儀中心
來對準,應該可以校正這 2 分的誤差,可是別忘了赤道儀出廠時, 所給的極
望與機械軸偏心誤差量 , 也許可以自己調整得更準,減小誤差,可是別忘了
人眼睛觀察時對調整的偏軸量 , 所以改善是有限度的; 更何況出廠時是以
儀器調校,避免了人為誤差因素 . 一般我們沒有儀器,要改善極軸望遠鏡的
精度談何容易 . 山不轉路轉,一直死心著眼於極望而忽略了根本的目的 --
精確的對好極軸 , 未免本末倒置 .
△精確對極軸的方法
其實精確的對好極軸是不需要極軸望遠鏡的,但是有極軸望遠鏡可
以先把極軸對得差不多,更方便我們用這一方法 . 這法子其實是很古老的,
基本而有效 . 可以精確到令人滿意的程度 .
固定式觀測站,天文台的望遠鏡或是要求長焦距的天文攝影時, 需
要極精確地對準極軸,上述的方法是不夠的 . 下面是一個精確對極軸的好
方法 (drift method) .
1. 先以前述方法對好極軸 .
2. 然後用下面步驟漂移法 ( drift method ) 精確地對極軸 .
a. 使用巴羅鏡及有視野照明的十字線目鏡 . 儘量提高望遠鏡倍
率,倍率越高,極軸可以對得越準確 .
b. 將一顆在「天頂子午線附近離天球赤道 5 °以內」的亮星導
入望遠鏡視野內 . 天球赤道的赤緯值是 0 ° .
c. 將星置入十字線交點中心 . 切換赤緯馬達至「高速」運轉模
式,驅動赤緯馬達使星移動 , 調整目鏡使星沿著十字線中的一條重合運動,
此方向即為赤緯方向;另一條線與星移動方向垂直,即為赤經方向 .
d. 監視亮星在赤緯方向上的漂移, 調整「水平方位微調鈕」使亮
星回到赤緯線上,直到此星一直保持在赤緯線上, 而沒有赤緯方向上的漂移
運動為止 . 這時請忽略任何赤經方向上的漂移量 .
e. 重複同樣的程序 . 將一顆在「東方高度 20 °以上 ( 附近 )
離天球赤道 5 °以內」的亮星導入望遠鏡視野內 . 重複步驟 c. 只監視
亮星在赤緯方向上的漂移,調整「傾斜角微調鈕」使亮星回到赤緯線上, 直
到亮星一直保持在赤緯線上,沒有赤緯方向上的漂移運動為止 . 這時亦請
忽略任何赤經方向上的漂移量 .
這樣一來,在任何觀測及攝影的場合下, 赤緯幾乎不會有任何的漂
移;可以完全地忽略赤緯的修正 . 所有的可能誤差來自於赤經軸蝸桿蝸輪
的週期性運動及大氣折射的效應,所以只需要考慮赤經方向上的修正 . 這
也適用於沒有赤緯馬達電動修正的赤道儀欲從事長焦距天文攝影的時候使
用 .
△追蹤精確度實測(Tracking Accuracy Test)
赤經軸的週期性運動是決定赤道儀絕對追蹤誤差的一個主要參考
要項,廠商在規格書上皆會註明「追蹤精確度 ...... ± 5" 」, 這個值越
小代表赤道儀的性能越好,但這只是一個參考, 廠商不可能對每一台赤道儀
做實地測量 . 如果要曉得自己的赤道儀到底性能如何 ? 不妨自己動手實
測 . 方法如下 :
追蹤精確度實測是在夜晚實際攝影測試 . 將望遠鏡完全組裝好之
後 , 「將極軸對在東西方向上」 . 直接做星空攝影得到南北方向的星跡
影像 ( 要啟動馬達做恆星時追蹤 ). 假如攝影區域接近天球赤道附近的子
午線上,星跡會呈接近一條直線 .
追蹤精確度實測可以評估很小程度的機械誤差 . 假如主蝸輪有
0.0001 吋的軸運動或 lead error, 其結果會在底片產生 0.7? arcsec 的
誤差量 . 但是底片上的對應比例尺寸必須小於 0.002 吋,此測量誤差在底
片上才是有意義的 .
將底片攝影 20 分鐘左右,再沖洗相片放大 5 倍 . 可以得到數個
完整週期 , 週期性誤差會在底片顯示出幾個完整週期的循環誤差曲線, 赤
道儀週期性運動的週期計算方法如下 :
P-2 赤道儀的減速比為 144: 1 , 表示赤道儀週期性運動的週期
是 10 分鐘 . (24h / 144 = 10 mins)
NJP 赤道儀的減速比為 244: 1 , 表示赤道儀週期性運動的週期
是 10 分鐘 . (24h / 244 = 10 mins)
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