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第五章 天球坐标系和仪器的使用、影像处理技术
第五节 赤道仪运行原理、场旋及其消除
6、场旋
我们熟知的地平装置（经纬仪）有一个致命的缺点，那就是场旋。严重的场旋导致这样的设备完全无法进行摄影。 场旋是地球自转的结果。场旋的形成我们可以用一个例子来描述。通过本章，我们已经知道了在第二赤道坐标系中天体的坐标在短时间内（50年）可以认为是不变的，且随着地球的自转，我们可以看到整个第二赤道坐标系围绕北天极旋转。假设一个天体的跨度非常大，其一端A距离北天极15度，另一端B距离北天极20度，也就是说A点的赤纬坐标是75度，而B点的赤纬坐标是70度。地球自转到某一个点时，这个天体AB在我们看来恰好是横向的，而当地球转过90度以后（6小时），这个天体在我们看来就呈现纵向了。也就是说，如果使用地平装置（经纬仪），我们在这六个小时之内会看到这个天体在我们的视野中旋转了90度，这就是因为地球自转而产生的场旋的影响。
7、赤道装置和场旋的消除
为了消除地平装置对观星的影响，人类设计出了赤道仪。
赤道仪不再是以方位角和高度角为两个轴进行旋转了，而是以赤经和赤纬两个轴进行旋转。当我们把赤道仪的极轴对准北天极时，赤道仪的两个轴就分别对应赤经和赤纬了。与地平装置相比较，经纬仪在转动时不会改变镜筒的方向，而赤道仪在转动的同时也带动了镜筒跟随天球旋转，因此场旋也可以被消除。不过，赤道仪精确工作的前提就是极轴必须尽可能精确地对准北天极，否则场旋不可能完全消除，这些不精确不仅会使之后观测时跟踪的精确度降低，更会在长曝光图像中显现出明显的场旋现象，拍摄的几个小时可能都会前功尽弃。 赤道仪大致有如下几个常见的分类：
（1）德式赤道仪：我们最常见的赤道仪类型，学军天文社目前所有的赤道仪都是德式赤道仪。德式赤道仪一般用于安装镜筒较长的折射镜，且在赤纬轴的另一端安装有重锤用来平衡系统。德式赤道仪非常便携，但有一个致命的缺点就是会受到中天限制。过中天，通俗的说就是天体运行到了正南面，而德式赤道仪的设计却不允许在过中天时继续跟踪，否则造成的后果是严重的，很可能损坏赤道仪本身。
（2）英式赤道仪：赤纬轴在极轴之中，镜筒和重锤分别位于两侧。英式赤道仪只适用于较低的地理纬度。
（3）叉式赤道仪：常用于镜筒短的望远镜，我个人有一台德式赤道仪和一台叉式赤道仪，如果想比较可以向我要图看看。叉式赤道仪不需要考虑中天的问题，就不会错失高度角最高的那个良机，但是叉式赤道仪在跟踪时，其跟踪对象的赤纬变化最好不要太大，否则会影响跟踪精度。
第六节 各类望远镜的结构和性质
8、折射式望远镜（Refractors，不含带有消色差功能的折射式望远镜）
不论是天文望远镜还是显微镜，都会有自己的物镜端和目镜端。我们知道，目镜端可以根据自己的需要选择不同的目镜，而天文望远镜的物镜端一般都是固定的，并不像显微镜那么轻松就可以更换一个物镜。因此，这一节主要也是为了介绍各种望远镜的物镜端的结构和性质，首先从最早被发明的折射式望远镜开始。 早在1608年，人类便用两片凸透镜制成了世界上第一台天文望远镜，伽利略从1609年开始使用这台望远镜进行观测，获得了大量曾经我们不知道的宇宙奥秘，由此可见天文望远镜的重要性，它可以大大增强人类的观测极限，后来，19世纪末，照相术被哈佛大学天文台应用到天文学观测以后，又是一次观测极限的质的飞跃。
伽利略使用的这种两片透镜制成的望远镜就是最早期的折射式望远镜。由此可见，折射式望远镜就是用透镜作为物镜，利用屈光成像的望远镜。这样的望远镜在我个人使用经验上看来主要有如下两个优点：
（1）视野宽广：相对于焦比一般都在8以上的折反射式望远镜来说，焦比大多在5-7之间的折射式望远镜提供了一个比较宽广的视野，也就是说在使用同样的目镜端时我们可以看到更宽广、更明亮的视野；
（2）成像清晰、锐利：从目视的角度看来，在主焦点上，折射式望远镜的成像显然比反射式和折反射式望远镜要清晰不少；如果把照相术应用过来，你会发现折射式望远镜的星点没有那么大，其成像是十分锐利的，并且这是它的本性，并不是反射式或折反射式望远镜经过改良就可以达到的那种锐利的水平。
物镜端把光线折射到镜子的后端，折射的过程恰好将射入第一片透镜的平行光线汇聚到焦点上，然后再向目镜端射去，就会产生一个放大、明亮的虚像。 然而折射式望远镜有两个致命的缺点。第一，纵使人类使用的消色差技术如何先进，它也不是“除色差”技术，即色差不可能被完全消除；第二，一旦折射式望远镜的主光轴因为颠簸等原因发生偏移，它就必须返回厂家拆开所有镜片重新调整。因此，对于主光轴的保护显得尤为重要，而一旦主光轴发生偏移，维修的过程也是十分麻烦的。
9、反射式望远镜（Reflector Telescope）
反射式望远镜的结构会比折射式简单不少，它只是用一个凹的曲面反射镜将光线汇聚后反射到镜筒前端的副镜（平面镜）上，然后再通过这个平面镜反射光线到目镜端。
1668年，牛顿发明了这种望远镜，它在天文望远镜中应用十分广泛，由于光线不进入或透过镜片材料本身，因此反射式望远镜对材料本身的要求就不是非常高了；而且两片镜子组成的主镜系统本身重量很轻，再加上它最大的优点就是没有色差，注意不是色差很小，而是完全没有色差，因此大口径望远镜基本上都采用反射式。
第一段中我们提到的曲面，可以是球面，可以是抛物面。球面望远镜会存在球差（球差即一个光束经过光学系统后，与光轴夹角不同的光线交光轴于不同的位置，造成了成像面上出现了一个弥散的光斑，这就是球差），现在都不太使用了，如今大多数反射式望远镜都采用了抛物面主镜。
考虑到反射式望远镜的光程（光程可以理解为相同时间内光线在真空中传播
的距离，它是一个折合量）是折射式的两倍（折射式只要走一遍主镜筒长度就可以了，而反射式要走两遍），这个成像表面的精确度就要比折射式望远镜高出四倍，可见其实反射式望远镜的磨制、组装都是一个高要求的过程。
最后来讲一讲牛顿反射式望远镜的彗差问题。现在生产的牛顿反射式望远镜焦比（Focus Ratio，即焦距和口径的比值）较小，以4-5为常见，而且口径大，是深空天体摄影、行星摄影的全能手，不过彗差问题是必须要解决的。彗差，就是在成像圈边缘的星点呈现彗星的形状散开去，因此我们需要通过彗差改正镜（Coma Corrector）来修正这个致命的问题。不过选择彗差改正镜的时候必须要挑选质量好的，否则很可能引入严重的色差，使反射式望远镜失去它最大的优点。
第七节 照相设备理论
12、互补型金属氧化物半导体（CMOS）
互补型金属氧化物半导体的英文全称是Complementary Metal-Oxide Semiconductor，简写就是我们经常看到的CMOS。这是一种由电压控制的放大器件，在摄影中，我们可以理解为它放大了从外面接受的光学信号。 在日常的摄影中，我们手中拿的数码相机和手机中的相机大多都采用了CMOS作为光线的传感器，因为CMOS都可以实时查看影像，且影像更新速度可以非常快，因此有方便构图的优点。试想你的照相机屏幕上不能实时显示图像，那拍照将会是多么痛苦的一件事！虽然Interline类型的CCD也可以实现这个功能（例如尼康有一款单反相机所使用的就是索尼的CCD），但图像更新速度明显不如CMOS那么快。
另外，很多CMOS的像素密度非常大，这可是获得比较高分辨率的图像，因为每一个像素所代表的视场小了，同样的画面放大以后就可以展现出更多的细节，虽然这个细节的多少还取决于镜头，但小像素毕竟可以让大镜头发挥出更大的优势。不过如此高的像素密度也会带来噪点的增加，因此好的单反相机都会配备很好的降噪处理功能。
在这里我解释一下什么叫做像素密度。我们知道一块感光器上其实有很多的单位，这一个一个小格子各代表一个像素。每个像素都有深度，形成一个阱，来积累电子。一个像素的尺寸一般都是微米级的，像素尺寸越小，则像素密度就越高，也就是说单位面积内的像素数越多。小的例如很多的CMOS和索尼的ICX 814 CCD都能达到3.x微米，而大的如柯达的16803 CCD则能达到9微米。
然而，像素密度的增大意味着接收光线的面积减小，这样一来，曝光效率就会降低。例如，同样的设备，像素尺寸是9微米的设备曝光就比像素尺寸是4微米的要快许多。那么为什么相机中的CMOS还把像素尺寸做的这么小呢？因为相机主要用于日常摄影，以白天为主，白天光线很亮，像素尺寸大点或小点也就是无关紧要的事，所以至少单反相机的CMOS并不适用于天文摄影，这么做的曝光效率实际上是比较低的。
13、电荷耦合元件（CCD）
电荷耦合元件的全称是Charge-Coupled Device，它是一种半导体器件，主要的功能是可以把光学信号转化为数字信号。同样的，CCD上面也嵌入了很多的微小的光敏物质，同样称为像素（pixel）。
CCD的原理较CMOS有所不同。CCD上面有很多光电二极管，这些光电二极管
能够感应光线并将光学信号转化为电信号输出，然后进入照相机的图像处理装置，最后由处理器处理图像后输出。
这里我们不再解释像素的问题，上面已经讲过了。要提醒的是CCD最普遍的一种读出方式——逐行扫描。我们举一个简单的例子来理解逐行扫描的过程：假设有一个像素数为10x10的CCD，横行编为1-10行，纵行编为A-J列，那么首先需要读出的是第一横行的数据，也就是从（1，A）到（1，J）这一横行的数据。这一横向的数据（阱中电子的数目）会被移动到一个传送带上，这个传送带上就像是放着10个小桶，把阱中的电子倒进桶中后，这列传送带就会开走，把数据输送到处理器，然后回来紧接着运送（2，A）到（2，J）的信号……当所有的格子中的信号全部输出后，整个图片的读出即完成。 CCD有一些CMOS无法比拟的优点，我们一一列出： （1）体积小且重量轻，便于携带；
（2）功率比较小，寿命也相对长，而且工作时性能比较稳定； （3）有较强的抗冲击能力； （4）图像畸变小；
（5）灵敏度高，噪声相对CMOS非常低而且动态范围高。
对于上面这五条，我们要来了解一下什么叫做动态范围。在了解动态范围之前，我需要简单描述一下电平的概念：电平是电路中的若干点在相同阻力下电量的相对比值。而动态范围的定义就是最大不失真（失真可以从字面上去理解，就是开始变得不真实）电平和噪声电平的差值（现在常用比值来定义）。常用的图像的动态范围表示法是位数，记作bit。我们看到的很多单反相机的动态范围是8bit，也就是说，从全黑到全白这么一个过程，亮度被分为28=256个等级，用数字表示就是0-255（注意不是1-256），0表示全黑，255表示全白，而CCD广泛使用16bit，也就是说被分成了65536个亮度等级，这样一来，CCD能够显示出的亮度层次比CMOS要好很多，细节也会丰富许多。
第十节 影像处理技术
25、叠加图像
一般来说，天文图的原图像由于只有几分钟到几十分钟的曝光，信噪比（可以理解为信号与噪点的比例）并不高，也就意味着图像的质量并不高，因为此时噪点占得比例很大，直接影响了图像的视觉质量。信噪比的大小只会取决于一个因素，那就是总的曝光时间，而天体的细节能够体现出多少则是决定于单张曝光时间的长短。这就是为什么我们需要延长单张曝光时间，同时也要延长总的曝光时间。那么比如单张曝光时间是10分钟，拍摄了15张，也就是说总曝光时间是150分钟。好吧，你总不能把这150分钟分成15张照片吧？一定要把它们合在一起才可以。因此，这里就要用到图像叠加技术了。
图像叠加的方式一般有平均值叠加、加权平均叠加、中位数叠加、Kappa-Sigma减去法叠加和总和法叠加。一般我们用的最多的是平均值叠加、中位数叠加和Kappa-Sigma减去法叠加。平均值叠加最容易理解，我们会把所有的图像取平均值，然后再进行叠合；中位数叠加并不是按照中间两张图像的平均值叠加，而是对每一个像素在15张图像中的中位数进行叠加；Kappa-Sigma减去法叠加用的相对少一些，但是有些爱好者，比如我，就经常用这个叠加方式，使用Kappa-Sigma叠加方式可以很大程度上减去图像中出现的小的流星、轻度的飞
机痕迹等等。
在这里我介绍两个最常见的叠加软件——Deep Sky Stacker和Maxim DL 5——的使用方法。Deep Sky Stacker是完全免费的，而且提供了中文版，叠加效果也不错，它被亲切地简称为DSS。DSS这个软件界面非常简单，操作框都在左侧。导入照片时可以直接把照片拖入，也可以点击左上角的“开启影像档”来选择需要叠加的照片。不过注意，在这里我要强调校准文件的类型和作用。 首先是暗场（Dark）。暗场是用于修正热噪点的。虽然我们可以把相机进行制冷，但几十分钟的曝光还是会带来不少的噪点。在拍摄时，我们可以通过Dither技术来控制噪点，Dither技术就是在两张照片之间人为地加入微小的位移，也就是说每张图片中星点都有微小的位置不同，这样在叠加的时候可以有效地控制噪点。但在后期处理的时候，我们还是需要暗场来修正。暗场的拍摄方法现在应该很好理解了，在这里我用简练的语言叙述，或许会更明确一些：同样的温度，同样的曝光时间，多张暗场平均叠加。 第二个是偏置场（Bias）。我们的电线都不是超导的，因此在拍摄的过程中，任何一个涉及电子的环节都会产生一些微弱的我们不想要的白点，这就是偏置。要去除这些偏置，我们需要拍摄偏置场：同样的温度，0秒的曝光时间，多张偏置场平均叠加。其实有不少人对此有疑惑：暗场当中应该已经含有偏置场了，为什么还要单独拍摄偏置场呢？的确，有暗场的情况下偏置场可以不拍摄，但软件在进行叠加的时候会在暗场中首先除去偏置场，这样扣除的时候会更精确，因此建议分开拍摄，而且拍摄偏置场也不会占用太多的时间。 第三个，也许可以叫做最后一个，叫做平场（Flat）。平场文件的拍摄最好能在白天拍摄，当然也要满足以下几个条件：相机接在望远镜上并以相同的焦距拍摄，必须要能体现出四角的亮暗。由于我们的感光器是方形的，而望远镜的接出口是圆形的，在感光器的四角感受到的光线就会相对少一些。因此，我们可以通过平场来修正这个亮暗之差。平场的另一个很重要的作用就是去除拍摄系统中灰尘的影响，也正是因为这是拍摄系统中的灰尘，所以我们要求拍摄平场的时候要接在望远镜上拍摄，而且要用相同的焦距，这样才能保证灰尘在同样的位置，在图像中的大小也会一样。
最后，我们简单了解一个可有可无的校准文件类型：平场的暗场。这个是用于修正平场当中所含的热噪点的文件，不过我们很少使用它，因为平场曝光时间都很短，不会受到严重的影响。
在进行图像校准的时候，我们有一个专门的计算公式：
最终图像=
原始图像?暗场?偏置场平场（?平场的暗场） 好，现在我们回到对于DSS的介绍。导入相片之后，我们可以通过拖动或者点击左侧“暗电流档”等来导入校准文件。之后点击左上方从上到下第三个框中的第一个标签“侦测勾选影像中的星点”，然后即会出现一个选项框。DSS的默认设置已经不错了，但是侦测星点的临界值还是需要根据不同的望远镜进行设置。星点多的这个值可以调的大一些，星点少的可以少一些。接下去，就叠加就好啦！然而，如果你想尝试中位数叠加或者Kappa-Sigma减去法叠加，则可以点击高级选项，来调节各种类型文件中的参数，或许可以取得更好的效果哦！
使用Maxim DL进行叠加可能会稍微复杂一些。原理性的只是我们在这里不再做介绍，只对使用Maxim DL（以下简称MDL）进行叠加的步骤进行说明。