跳转至

第二节 各类天体介绍

天体是宇宙间各类星体的总称，包括恒星、行星、卫星、彗星、流星体、小行星、星团、星系、星际物质、暗物质和暗能量等。

不论是哪种摄影以及观测，都需要充分了解被摄影对象/被观测对象的基本性质。例如人像摄影，我们需要了解模特的性格特质与基本情况，需要与ta进行一定的交谈，以通过图片更加充分地表现其想要展现的那一面。行星摄影、日月面摄影与深空摄影也是如此，如果对于拍摄的天体的基本情况（例如大小、面亮度、发光性质等）没有一点了解，无法凸显该天体的特质，更无法展现天文摄影真正的美。因此，本节主要对太阳系内天体、深空天体的分类、性质等观测基础知识进行基本的介绍。

1 预备知识

1.1 光谱

我们已经知道，早在17世纪牛顿就已经发现了光谱：白光透过棱镜时，不同颜色的光线以不同的角度进行偏转，从上到下按照波长递减的次序列出颜色。

Light_dispersion_conceptual_waves

图示为三棱镜和被色散的光线

当然，现在我们更多是从电磁波的角度理解光谱：复色光通过色散系统（比如棱镜等）分光后，根据光的频率（或波长）大小排列形成的图案。其中人眼可见的电磁波谱部分就是可见光谱，在这个频率范围内的电磁辐射即为可见光，波长一般从360-400nm至760-830nm。波长低于这个范围，则称为紫外线、X射线等；波长高于这个范围，称为红外线等。红外线和紫外线都无法使用肉眼直接观测到，但是可以通过特定的仪器（例如红外感光元件）进行观测。因此，除了可见光谱，还有红外光谱和紫外光谱。

可见光谱只占有宽广的电磁波谱的一小部分

可见光谱只占有宽广的电磁波谱的一小部分。由Ufoismey3k - 本W3C状态不明的矢量图使用Inkscape创作，CC BY-SA 4.0，https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=108674004

由于人类感知系统对于可见光范围内不同频率的光具有不同的响应特性（与视杆细胞和视锥细胞相关），我们通常认为450nm-500nm左右为蓝光、500nm-570nm左右为绿光、600nm以上为红光，这是符合肉眼的主观视觉感受的。但是每个人对于不同频率的光的感知略有差异、且可见范围有限。因此，在天文观测时通常直接分析天体发出的光谱而不是关注其肉眼看上去颜色是什么样的。

我们经常会纠结我们通过望远镜看到的天体是什么颜色以及深空摄影拍下的图片是不是「合成」的，但其实不用想得太复杂，我们更应该关注其光谱。我们肉眼看到的颜色以及相机得到的颜色本质上只是对不同波长的响应罢了，并不存在一个标准的颜色，更别说绝大部分深空天体都过于暗弱，我们的视锥细胞根本就感知不了其颜色，使用望远镜目视观测深空天体绝大部分都是白色的（就像是发着点白光的一团东西），除非使用600mm口径目视M42才能看出来一点颜色（笔者亲身体验过）。那在这样的情况下，总不能说那些深空图片都是假的吧？因此不用去过于关注天体的颜色真还是不真，天文摄影（尤其是深空摄影）得到的图片颜色真还是不真，颜色在这里本质上只是一种映射关系，只要能够 用颜色客观反映其光谱特性的本质 ，不论是把太阳H-𝛼波段改得黄一些，还是使用SHO代替RGB实现所谓「哈勃色」的伪色效果，都没问题。所以也不要去纠结别人说的这些深空照片都是P过的之类的话，我们人眼哪有这么有本事能肉眼看出颜色，有比我们人眼更加客观更加高效的记录设备、有更多更加自由的颜色映射关系可供选择，何乐不为？

通过对于天体光谱的分析，我们可以推断天体的物理组成与化学性质，因为天体光谱往往与其物质组成、温度密度、元素丰度、压强等有关；谱线的红移和蓝移还能用来判断天体运行的距离和速度。

按照产生方式，光谱可分为：

  • 发射光谱：自行发光的物质所产生光的光谱
    • 线状光谱：只在某些特定的波长发出辐射，产生单色的、分离的线状光谱。 M42的光谱 M42的光谱。图片来源：Cloudy Nights
    • 带状光谱：发射某个波长范围内的辐射，产生带状的光谱。
    • 连续光谱：能够发射各种波长的辐射，形成不间断的连续光谱。 M31中心部分的光谱 M31中心部分的光谱。曝光10min，分辨率为5Å。图源：https://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/galassieen.htm
  • 吸收光谱：当白光通过物质（如气体）时，物质将从该白光中吸收符合其特征谱线的光，使得白光的连续谱中出现暗线，这样某些波长的辐射由于被物质吸收产生的光谱称为吸收光谱。
  • 拉曼光谱

恒星是我们进行天文摄影时绝对离不开的天体，无论是出现在图片背景中还是作为拍摄目标（例如星团、星系等）。恒星发出光的光谱就是连续光谱，相信大家都听说过哈佛光谱分类的口诀：「Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me」，其他具体的细节就不讲了。

在业余天文摄影层面，我们不需要了解太多有关天体光谱学的知识，只需要重点了解线状光谱、连续光谱这两种光谱类型，了解不同种类的天体发出不同的光谱，以及如何运用这些知识辅助相机、滤镜选择、前期拍摄以及后期处理（尤其是色彩处理）。简单来说，就是根据天体的发光特性，选择记录对应波长的设备，并进行处理以突出这些光谱特性。

1.2 星表

星表是记录天体各种参数（比如坐标、星等、光谱特性）和特性的档案，可以在星表中查询感兴趣天体的基本情况，也可以通过星表给出的坐标搜寻希望了解或者拍摄的天体在星空中的位置。

星表的种类相当多，而且不同星表编制所遵循的标准也各有不同，比如有亮星星表、双星星表、射电星表、变星总表、耶鲁星表等等。在天文摄影尤其是深空摄影领域，我们需要关注的主要是星云星团表。星云星团表目前常见的有三类：

  • 梅西耶表：法国天文学家梅西耶在1784年编制的星云星团表，用M表示，表中记有110个「星云星团」，称为「梅西耶天体」，用数字编号表示，例如M31，但只有几个是真正的星云，其他都是河外星系。而且可以推断，该表中的大多数天体观测难度比较低，很多都是深空摄影的知名目标。例如M31仙女座大星系（有时也称大星云就是因为梅西耶表）、M42猎户座大星云、M33三角座星系、M8礁湖星云等等。这个应该是我们天文爱好者最最熟悉的星表了，目视及摄影过程中慢慢就大部分都能记下来了。

梅西耶马拉松

是指天文爱好者企图在一夜之内找到尽可能多的梅西耶天体的活动。

  • NGC表：丹麦天文学家德雷耶于1888年编制的星云星团总表，记录有7840个星团星云。例如玫瑰星云NGC2244、圆神星云NGC6357。梅西耶天体也有对应的NGC编号，例如NGC224是指M31仙女座大星系、NGC1952是指M1蟹状星云。
  • IC表：NGC表的补充。例如IC1848灵魂星云。

其实有很多目标接触多了、拍多了就能慢慢记住，不需要死记硬背（比如上面提到的名字都是我在写下这段时随手背出的目标名以及其编号）。对于小白而言不一定了解这些星表，但是有时碰到这些星云星团名称时，要能够反应过来天体的出处，以便于查询。例如M63，虽然可能不知道这玩意是向日葵星系，但是看到时就要反应过来这个天体是在梅西耶所编制的星云星团表中编号为63号的星云星团或者星系。

2 太阳系天体

2.1 太阳

太阳观测

在没有使用合适的太阳滤光片时，禁止直接用望远镜观测太阳！！！

  • 太阳的结构主要分为内部结构与外层大气。在天文摄影方面，我们更加关心可以被直接观测到的外部层次即太阳的外部结构。自下而上可以分为光球层、色球层和日冕。
    • 光球层：我们所见的太阳的视圆面（通过合适减光装置肉眼或普通望远镜看到），温度为5800K。我们在地球上接收到的太阳辐射也来自光球。温度高、亮度高。布满米粒组织（视宁度好时可以看见），而且常常会出现太阳黑子、光斑、白光耀斑等现象。
    • 色球层：在光球层之上，温度从6000K左右上升至20000K，亮度只有光球的万分之一，一般只能平常使用**H-𝛼（656.28nm）滤镜**观测（日珥镜），或在日全食看到点红色的色调。我们俗称的「太阳表面细节」如日珥、针状体（Spiculae）、暗条、谱斑（Plage）、耀斑（色球爆发）都可以观察到。
    • 日冕层：在色球层之上，温度是光球的几百倍，但由于密度极低，亮度只有色球的千分之一，且没有明确的上界。只能使用**日冕仪**观测、或者在**日全食时**观测、或者在**紫外线或X射线等高能射线波段直接观测**全日面日冕。可以观察到X射线耀斑（影响无线电通讯）、日冕物质抛射（CME，引起磁暴、极光、破坏无线电等）。
  • 太阳的观测设备一般包括巴德膜、ERF（Energy Rejection Filters，前置减光滤镜）、赫歇尔棱镜、日珥镜（H-𝛼窄带滤镜）。
    • 巴德膜和ERF都算前置减光装置，其中巴德膜比较常用，平常观测的主要是光球层；
    • 赫歇尔棱镜是后置减光装置，平常观测的也主要是光球层；
    • 日珥镜是利用色球层H-𝛼发射谱线观测太阳的后端截止滤镜装置，能够观测色球层及太阳表面细节，但由于对带宽要求高（通常要在0.3Å-0.8Å左右），价格较贵。

关于目镜端的黑色太阳滤镜

警告：不要用装在目镜端的看起来是黑色的那种太阳滤镜，因为在目镜端望远镜已经汇聚了成百上千倍的光和热，那种滤镜非常容易炸裂。除非是赫歇尔棱镜或者日珥镜，其他别用在目镜端。

2.2 月球

对于更热爱深空摄影的笔者而言，虽然月球观测起来确实更简单，而且使用望远镜看到其表面的细节的时候还是会觉得很美，但是一般而言月球的出现（尤其是满月的出现）对于深空摄影而言是另一种光污染，月光会严重干扰深空观测。

  • 观测月亮的最佳时机：此时阴影更长，月面细节更明显
    • 从新月之后直到上弦月的前两天（前半夜出现）
    • 从下弦月之后的第二天直至几乎新月（后半夜出现）
  • 观测月亮的不利时机：阴影最小，几乎没有月面细节
    • 满月前后。此时月亮虽然最亮，但是阳光是径直投射在月面的，阴影都最小化了，我们看不见月面细节。
  • 地影（地球影）：蛾眉月时，可以看到月面上未被阳光照亮的部分也呈现出淡淡的灰色，尤其使用相机拍摄时拉高阴影部分可以看到未被太阳照亮的部分也反射微弱的光，这是由于投射到地球上的太阳光被地面反射后又投射到月球上造成的，（被地球的反射光照亮的），简称地球影。
  • 月相：月球大约每27.3天环绕地球一周，这是「恒星月」。由于地球同时也在围绕着太阳旋转，月球和太阳的相对位置大约29.5天重现一次，这是「朔望月」，是连续两次新月（朔）或者连续两次满月（望）之间的时间间隔，代表了月球盈亏（圆缺变化）的周期。

恒星月与朔望月的比较 恒星月与朔望月的比较。图源基础天文学教程，邵华木等编著。

  • 月相变化：与日、月、地三者相对位置相关，取决于太阳光线照射月球的方向和我们观测月球的视线方向。（月球本身始终是一半被照亮一半黑暗，只是其相对位置决定了我们能够在地球上看到多少反光的面积）
  • 月相变化规律：新月⇒蛾眉月⇒上弦月⇒渐盈凸月⇒满月⇒渐亏凸月⇒下弦月⇒残月⇒新月。
  • 不同月相时月球出没及中天的大致时刻（表格改自基础天文学教程，邵华木等编著）

|月相|距角|与太阳出没比较|月出|中天|月落|夜晚见月时间|

|:—--:|:—--:|:—--:|:—--:|:—--:|:—--:|:—--:|

|新月|0°|同升同落|清晨|正午|黄昏|彻夜五月|

|满月|180°|此起彼落|黄昏|半夜|清晨|通宵见月|

|上弦月|90°|迟升后落|正午|黄昏|半夜|上半夜西天|

|下弦月|270°|早升先落|半夜|清晨|正午|下半夜西天|

  • 月陆：我们所见的月面的明亮区域，包含月面山脉、低谷、月坑、亮区和阴影，非常值得观测。
  • 月海：我们所见的月面的较暗区域，包含大型而平坦的盆地。
  • 彩色月亮：月球表面由于地质的差别（岩石成分、金属元素例如铁、钛等），在颜色上会呈现出细微的差别。如果用相机与望远镜进行观测并且获得高信噪比图像，可以通过提高颜色饱和度夸大月面颜色的差别，最终得到「彩色月亮」。

2.3 地内行星

1、水星 2、金星

2.4 地外行星

1、火星 2、木星 3、土星 4、天王星 5、海王星

3 深空天体

参考资料

评论