一、星等

天空中的无数繁星有的光彩夺目，有的暗淡如尘，人们为了划分星星的明暗程度，一直试图制定一种标准，公元前2世纪，古希腊一位叫伊巴谷的天文学家创立了对天文学有重要意义的星等学说，他把肉眼看起来最亮的20颗恒星规定为1等星，把肉眼能看到的最暗的星规定为6等星，后经现代天文学家使用光度计精确测量，发现星等每相差5等，光度就相差100倍。

两星等间光度比公式：E1/E2=10^((m1-m2)/2.5)
两光度比间隔的星等：△m=2.5lg(E1/E2)

二、绝对星等

因为恒星的发光强度不仅与视星等有关，还与其距观察者的距离有关，也就是说你在不知道距离的情况下不可能做出较亮的灯泡功率一定就大的判断。天文学上为了表示恒星的发光“功率”，定义了“绝对星等”概念：一颗星放在离我们10秒差距（pc）的地方，它所呈现的视星等即为绝对星等，用字母M表示。

根据M和距离d（AU）计算视星等：m=M-Log2.5(20626502/d2)
（等价于：m=M-lg(20626502/d2)/lg(2.5)）

一、光年（ly）

光在真空中的速度为3.0×10^8(m)，光年就是光一年在真空中行走的距离。

换算：1(ly)=63240(AU)=9.46×10^15(m)

二、天文单位（AU）

天文单位就是日—地平均距离。

换算：1(AU)=1.496×10^11(m)

三、秒差距（pc）

从地球看过去比较近的星球，在遥远的背景星星间的位置会随著地球公转而改变。我们可以由此测得该星球对地球公转轨道所张的夹角。因为我们知道地球公转轨道的大小，就可以得知该星球的距离了。这种测定恒星到地球距离的方法叫做“视差法”。比如说某恒星距地球“10秒差距”，意思就是相隔半年（地球运转到公转轨道的另一侧），这颗恒星在天空背景上将有10角秒的视移动。

换算：1(pc)=3.26(ly)=206265(AU)=3.09×10^16(m)

天空中的星星都有各自固定或变化的位置，为了使他们的位置能够以数据的形式被纪录下来，人们在天空上建立了假象的坐标系统，不同的坐标系统有各自善于的范围。比如地平坐标系以观测者所处位置所见的地平圈为基本圈，以方位角和高度角确定天球上的唯一点，这种坐标系可以使观测者很方便的定位星星，但是却不适合用来记录恒星的位置，因为每颗恒星的地平坐标都时刻随时间的变化而变化着。

首先要说明的是几个概念：天球。天球是人们假象的一个球体，以观测者（由于星体大多离我们很远，可认为观测者在地球中心）或太阳为球心（分别叫做地心天球和日心天球），无限远为半径，所有星体都投影在这个球面上，球心和天体的连线与球面的交点叫做天体的视位置，天体在天球面上的运动称为视运动，坐标系就是建立在这个天球上的。

天文学常用坐标系统主要是基于地心天球和日心天球的。

第一部分：坐标系

一、基于地心天球的坐标系统

2004-5-9
时间：70分，21:15~21:40
目标：彗星C/2001 Q4
环境：天空背景较亮，呈红色，镜中极限星等约为6.5m。
设备报告：7*35双筒镜

说明：网上这颗彗星的最新亮度预报大约4m，看上去已经算很亮的彗星了（但当然不能和海尔－波谱相提并论），感觉比4.3m的M31亮。由于地平高度很高，光线被大气遮挡较少，很容易就找到了它，因为它呈朦胧状，所以与周围恒星有很大不同。位置与预报吻合的很好。但是彗尾非常暗淡，我适应了很长时间才用眼睛的余光隐约感觉到了彗尾的方向，但很短。在彗星中心隐约可以看见一个亮核。

2003-9-12
时间：70分，22:30~23:40
目标：Mars
环境：云量60%
设备报告：d60镜、CCD
软件数据：rv=23.9"，m=-2.63，Ill=98.6%，d=0.39a.u.

其主要功能一是通过叠加图片来减少噪点（CCD由于暗电流影响造成的），一般CCD如果不冷却，曝光几十秒噪已非常严重，甚至掩盖了画面的细节，但是如果您对同一星体进行多次拍摄，就可以通过Registax的处理明显减少噪点，提高画质，对于亮行星，甚至可以直接拍摄成AVI文件（捕捉是要保存为“Microshoft格式且不压缩”，她只能识别不压缩的标准AVI），由Registax读入直接自动叠加成百上千帧图片，画质改善非常明显。

第二个主要功能是通过分析图片增强细节，这个功能对月面照片特别有用，可以使一张平淡无奇的月面照片瞬间变出许多细节，对比一下图5、6，神奇吧？。但这个功能对原图片有一定要求，首先不能是 jpeg文件（除非你可以有十张以上来叠加），因为jpeg压缩算法压缩掉了一些人眼不易察觉的颜色信息，而Registax正是利用这些信息来增强画质的；第二，叠加后的图片再增强效果会好的多，因为Registax在增强图片的同时噪点也被增强了，先减一下噪点时有必要的。

一架望远镜理论上能达到的最大有效倍数与其分辨角有关，分辨角较简单的算法是140"/D，即与此镜的物镜直径和观测波段有关，其中140"为人眼观测敏感的可见光段，D即为物镜直径（单位：mm），如我的Φ=60mm f=800mm的理论分辨角为：140/60=2.33"，望远镜放大时，分辨角不会改变而只是像被扩大了

你可以理解为电脑屏幕上的像素没有增加，而你换了一个大显示器，当显示器大到你看见了像素点时，这时只要分辨率没有增加，你的显示器再大也不会使画面更清晰了。而在你没有看见了像素点以前，因为像素点始终小于人眼的理论分辨角（60"），不放得再大只能是眼睛漏掉某些像素而得不到有效利用。你可以把望远镜的分辨角看作一个像素，如果他被放大到与人眼的理论分辨角相当，（即140"/D*倍数与60"相比），再大就没有意义了，相反还会使视场减小、星光变暗。

所以望远镜理论上能达到的最大有效倍数就是：60"/（140"/D）

当然，有时候我们用的倍数比这个值大2倍甚至是3倍，我认为象观测行星这类较亮、需要放的较大的目标时，这倒是未尝不可（前提是星光没变的很暗），这样可以使观测更舒服一些；但是如果要看星云、星系的话还是20倍比较合适。

附：望远镜倍数计算：f物/f目