天文词汇表

一份包含 86 个行星状星云的星表，由 George Abell 于 1966 年编成。这些天体都非常暗，通常留到最后再去拍。同一作者还出过第二份星表，收录的是星系团。

仪器看着前方的恒星并把它们认出来，由此推断自己正指向哪个方向。在智能望远镜上，这个过程是自动的，只要几秒钟。

另见 Résolution astrométrique

由几十万颗非常古老的恒星组成的球。它绕着一个星系运行。银河里大约有 160 个。

一群年轻的恒星，一起诞生，彼此还不算密集。数量从几十颗到几千颗不等。我们银河系里已记录约 1,100 个。昴星团是其中最有名的例子。

图像某个角落里的一团有色辉光，由传感器电子线路的发热产生。它随曝光时长和温度增大。近年的传感器产生得很少，而且暗场能把它去掉。

另见 Capteur CMOS Dark (image de)

光在一年里走过的距离。它用来表示深空天体的距离。看见一个一千光年外的天体，就是看见它一千年前的样子。

来源： Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

另见 Ciel profond

确定天体在天空中位置的两个坐标中的第一个。它相当于投影到天上的经度。它以时、分、秒计，从 0 到 24 时。

来源： Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

另见 Déclinaison

一种上下左右转动的支架。它简单又紧凑。但它会让视场在整夜里转动，所以单张曝光必须保持很短。

另见 Équatoriale (monture) Rotation de champ

偏置场的英文名字，指的完全是同一样东西。这个词之所以通行，是因为后期处理软件都是英文的，管这一批曝光叫这个名字。它还有第二个意思，和校准毫无关系：Malmquist 偏差，意思是越远就越只能探测到最亮的那些天体。

另见 Offset (image d')

把相邻的像素按方块归并，最常见的是二乘二，合成一个像素。图像损失分辨率，但换来灵敏度。在暗弱天体上和一般的天空下很有用。

另见 Capteur CMOS Échantillonnage

用来说明天空有多黑的等级，从 1 到 9。第 1 级是完全没有人造光痕迹的天空；第 9 级是市中心。它靠肉眼来读，办法是找出还能分辨的最暗的那颗星。同一个天体、同一台设备拍出来的两张图像为什么不像，它解释得最好。

另见 Pollution lumineuse Magnitude limite Duo-bande (filtre)

一份包含 109 个明亮天体的星表，由 Patrick Moore 于 1995 年编成。收的都是梅西耶星表里没有的天体。等容易的梅西耶天体拍完了，它就是很好的接力。

对光敏感的表面，取代了眼睛和胶片。三件事最重要：它的灵敏度、像元大小和噪声。它们比口径更能决定仪器能达到什么。

设备一眼能看到的范围，以度为单位。满月大约半度。所以 3° 的视场可以并排放下六个满月。

图像在目镜前那只眼睛看来所占的角度，与实际覆盖的那块天空相对。这个区分来自目视观测。智能望远镜没有目镜：本站标出的视场永远是真实视场。

另见 Champ (de vision)

太阳系以外的一切：星云、星系、星团。这些天体又暗又大，是为长曝光而生的，不是为眼睛。

把反射镜或透镜重新调回轴线上的操作。智能望远镜是密封的，不需要做。只有开放式镜筒的大口径仪器才需要调。

一个冰和尘埃的球：靠近太阳时，它的冰升华，释放出气体和尘埃，太阳风把它们吹开。曝光期间它会在恒星背景前移动，于是叠加时必须二选一：对齐恒星会把彗星拉长，对齐彗星会把恒星拉长。

来源： Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

另见 Suivi Empilement Temps d'intégration Messier

在全黑中盖上镜头盖拍的照片，用来记录传感器自己产生的东西。把它从正式曝光中减掉，就带走了暗电流、热噪点和放大器辉光。时长要相同、增益要相同、温度也要相同，因为暗电流大约每 6 °C 翻一倍。

来源： Alexander Merz, « Darks en astrophotographie : le guide complet », sterngucker.de

另见 Flat (image de) Offset (image d') Amp glow Empilement

确定天体在天空中位置的两个坐标中的第二个：它在天赤道以上的高度。它相当于纬度。它从南天极的 −90° 到北天极的 +90°。把它和您所在的纬度一比，马上就知道一个天体在您那里升不升得够高。

来源： Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

另见 Ascension droite Latitude

在两次曝光之间随机把仪器挪开几个像素。叠加时，传感器的固定缺陷不再落在同一个位置，于是被抹掉。背景变得更干净，而且一秒钟的曝光也没多花。

另见 Empilement Amp glow

只让两种非常精确的颜色通过的滤镜：氢α和电离氧。发射星云发出的正是这两种光。滤镜把其余几乎一切都挡住，包括光污染。于是这些星云一个晚上就能出来。

另见 Hydrogène alpha Nébuleuse en émission

单个像素所覆盖的那一小块天空，以角秒计。它取决于焦距和像元大小。太大，图像就缺细节；太小，就是把同样多的光白白摊到更多像素上。视宁度决定了有用的极限。

另见 Focale Capteur CMOS Seeing

把许多张短曝光叠加成一张图像。天体的信号相加，噪声互相抵消。这正是智能望远镜的基本原理。

另见 Rapport signal sur bruit Temps d'intégration

一根轴与地球自转轴平行的支架。视场不再旋转，曝光可以持续更久。代价是要做极轴校准，也就是把那根轴对准天极。

另见 Azimutale (monture)

对着均匀照明的表面拍的照片，用来记录光学系统的缺陷。它会显出灰尘和边缘变暗。然后用正式曝光除以它，背景就又平了。

另见 Dark (image de) Vignettage

光学系统与成像点之间的距离。长焦距放得大，但一眼看到的范围变小。短焦距看得宽。

由几十亿颗恒星、气体和尘埃组成、靠引力维系的集合体。人们把它分成四种形态：旋涡、透镜、椭圆和不规则。

把仪器自动带到指定天体上的功能。在列表里挑一个目标，设备自己过去并把它居中。在智能望远镜上，GoTo 依靠的是恒星识别，而不只是机械结构：即便有人用手搬动过设备，它照样落得准。

另见 Alignement Résolution astrométrique

氢发出的红光。它是一条谱线，也就是一种唯一而且非常精确的颜色，波长 656.3 纳米。大型发射星云的颜色就来自它。它穿透光污染的能力也比光谱其余部分更强。

Index Catalogue，NGC 星表的补编，于 1895 年和 1908 年两次发表。它收录了 NGC 之后发现的 5,386 个天体。

在地球上的南北位置。它决定了你能看到什么。在北纬 45°，南天的深空天体全部在地平线以下。

一片锥形的弥散辉光，出现在黄昏之后或黎明之前。那是太阳系尘埃反射的太阳光。从 Bortle 第 6 级起它就消失了：看得见它，是判断一个观测地够不够黑的好办法。

另见 Bortle (échelle de)

亮度的刻度，而且是反过来的：数字越小，天体越亮。肉眼在好天空下大约能看到 6 等。

在某地某夜还能看到的最暗的那颗星。数字越大，天空越黑：乡下 6 等，城里 4 等。它是衡量天空质量最简单的办法，也是定 Bortle 等级的依据。

另见 Bortle (échelle de) Magnitude

由 Charles Messier 在十八世纪编成的星表。他生前发表的最后一版，1781 年那一版，收录 103 个天体。二十世纪把它补到 110 个，补进去的是 Messier 和 Méchain 看见过却没有登记的天体。Messier 找的并不是奇观：他列的是那些不该和彗星混淆的东西。它一直是入门最好的一份清单。

把支架的轴对准地球自转轴的调整。做完之后，视场不再旋转，曝光可以拉长。它只和赤道模式有关：经纬模式下没有什么可校准的。

另见 Équatoriale (monture) Rotation de champ

把几个相邻的视场拼成一张图像。这样就能覆盖比仪器一眼所见更大的一片天区，而细节的精细程度保持原样。

一团发出自己的光的气体云。邻近的恒星激发它，它便在几种非常精确的颜色上重新发光。这一类对双窄带滤镜反应最好。

另见 Duo-bande (filtre)

一团既不发光也不反射任何光的尘埃云。所以只能从反面看到它，因为它遮住了背后的恒星。马头星云是它的典型例子。

一团反射邻近恒星光线的尘埃云，多数呈蓝色。它对双窄带滤镜没有反应，需要宽带滤镜。

一颗中等质量恒星在生命末期抛出的气体壳层。它和行星毫无关系。这个名字来自早期观测者的一次误会。

New General Catalogue，由 John Dreyer 于 1888 年发表。它收录了 7,840 个深空天体。它是基准星表，也是最常遇到的那一份。

时长为零或接近零的一次曝光，用来测量传感器在完全没有光时仍然给出的电平。它也叫 bias。它是电子学上的零点，在其他一切之前先减掉。加上暗场和平场，它是三种经典校准场中的第三种。

另见 Dark (image de) Flat (image de)

从地球看去，一颗行星正好位于太阳对面的时刻。这时它大约在午夜升到最高，而且离我们最近。这是观测它的最佳时期，而且只对比地球更远的行星成立。

来源： Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

相机机身上的一个功能：传感器在两次曝光之间移动一个像素的几分之一，软件再把这些图像重新合成。于是每个像素都测到三种颜色，而不只是一种，那层叫拜耳阵列的彩色滤镜马赛克也就不再限制色彩。而抖动挪的是仪器，不是传感器。

另见 Capteur CMOS Échantillonnage Binning Dithering

城市的光晕，它把天空背景照亮，把暗弱的天体淹没。它并不会让天文摄影变得不可能。它拉长曝光时间，也让滤镜更有用。

叠加之前单独一张照片的时长。它常常在 10 到 60 秒之间。有两件事限制它：跟踪的精度和视场旋转。

另见 Empilement

焦距除以口径，记作 f/。这个数字越小，图像成得越快。f/2.2 累积信号的速度比 f/5 快好几倍。

决定最终画质的东西。它按时间的平方根增长。把总曝光时间加倍，只能换来 1.4 倍。要让画质翻倍，就得把时间乘以四。

另见 Temps d'intégration

软件把它看到的恒星和一份星表比对。它由此认出这块天区，并推断出仪器究竟指向哪里。智能望远镜能自己重新校正，靠的就是这个。

在经纬式支架上，图像会在整夜里缓慢旋转。曝光太长，恒星就会被拉成短线。赤道模式的存在理由正是这个。

另见 Azimutale (monture)

我们头顶上空气的扰动，它会把细节搅糊。这个词是英文，中文里也常常直接沿用。好的视宁度有时比黑暗的天空更重要，拍行星时尤其如此。

一份包含 313 个电离氢区的星表，由 Stewart Sharpless 于 1959 年编成。这些天体都非常大、非常暗，天生适合双窄带滤镜和大视场。

一种测量天空背景亮度的小仪器。它给出一个以星等每平方角秒为单位的数字：极好的天空约为 22，城里不到 18。它是 Bortle 等级的数字版，而且不依赖观测者的视力。

另见 Bortle (échelle de) Pollution lumineuse

索尼制造的一个传感器家族。它们采用背照式结构，对深红色非常敏感，噪声也小。近年几乎所有智能望远镜里都能见到它们。

仪器按天空转动的速度转动，好让天体停在传感器上不动。没有它，恒星几秒钟就会变成短线。它的精度决定了单张曝光的最长时间。

另见 Pose unitaire Mise en station

在一个天体上的总曝光时间，也就是所有被叠加的曝光加起来。我到处都把它标出来。同一个天体的两张图像为什么不一样，就是这个数据解释的。

另见 Empilement Rapport signal sur bruit

空气让光通过的能力。透明的夜晚是没有雾、没有湿气、没有尘埃的夜晚。它决定你能拍到多深，而视宁度决定你能拍得多细。两者各自变化：非常透明的天空也可能非常湍动。

另见 Seeing Bortle (échelle de)

图像边缘相对于中心逐渐变暗。它来自光学系统，不是来自天空。在均匀的天空背景上一眼就能看出来。平场校正的正是它。

另见 Flat (image de) Rapport d'ouverture

实时叠加图像，并随着叠加把它显示在屏幕上。几秒钟之内，就能看到目镜永远看不到的东西。这是智能望远镜最初的卖点。

我们的银河系，从内部看到的样子。它形成一条横贯夏季夜空的乳白色带子。它需要漆黑的天空和非常大的视场，而不是望远镜。