业余天文术语表：常用术语通俗解释

GoTo（自动寻星）GoTo

由电脑控制的电动支架，能自动转向从数据库中选出的目标，然后跟踪它。开机后，先用两三颗亮星校准。它节省时间，但它“迷路”时，熟悉星空仍然有用。

另见Push-to（手推寻星）, 跟踪, 解析（plate solving）

观测日志Observing log

记录每次观测的本子：日期、时间（世界时）、地点、仪器、倍率、视宁度、透明度以及看到的东西。它记录你的进步，帮你找回好的设置。记录完善的观测也可以为天文爱好者团体所用。

另见天文素描, 世界时, 视宁度

光污染Light pollution

使夜空变亮、淹没暗星、星云和银河的人工照明。城镇周围数十千米都笼罩在光穹之下。它也危害野生动物和人的健康；有些城镇如今在后半夜关闭路灯。

另见波特尔暗空分类法, SQM（天空质量计）, 星云滤镜, 极限星等

广角目镜Wide-angle eyepiece

表观视场 65°～100° 甚至更大的目镜，用的透镜更多。同样倍率下它能看到更多天空，便于寻找目标，也便于用道布森跟住行星。它比普罗素目镜更重、更大。

另见表观视场, 实际视场, 普罗素目镜（Plössl）

工具目镜

光年Light-year

光以每秒 30 万千米的速度在一年里走过的距离：约 9.46 万亿千米。它是距离单位，不是时间单位。除太阳外离我们最近的恒星比邻星，距离 4.2 光年。

另见秒差距, 天文单位

工具常用公式

光轴校准Collimation

把望远镜的各面镜子调到同一条轴线上的调整，论坛上常说“调光轴”。牛反每次搬动都会略微走偏，每次观测前都应检查，焦比快的（f/5 或更快）尤其如此。光轴不准的望远镜，即使光学极好，像也会发软。

另见Cheshire 目镜, 激光校准器, 主镜中心点, 星点测试

工具光轴校准, 牛反计算器

国际空间站（ISS）ISS (International Space Station)

最大的载人卫星，在约 400 km 高的轨道上运行，约 90 分钟绕地球一周。它看起来是一个很亮、不闪烁的光点，几分钟内划过天空。只有在黎明或黄昏前后，它被阳光照亮而观测者处在黑暗中时，才看得见。

另见凌（凌日）, 晨昏蒙影

工具国际空间站过境

H

合Conjunction

两个天体在天空中看起来相遇，例如月亮和金星，而它们在空间中仍相距遥远。行星淹没在太阳的光芒中看不见时，也称它与太阳“合”。行星之间的近距离相合是肉眼可见的美景。

另见冲, 距角（大距）, 掩星

工具今晚看什么？

恒星时Sidereal time

按恒星计的时间：地方恒星时就是此刻位于子午圈上的赤经。一个恒星日长 23 时 56 分 4 秒，比太阳日短约 4 分钟。所以恒星每晚早升约 4 分钟，每月约早 2 小时。

另见时角, 子午圈, 跟踪, 赤经

工具天文定位, 对极轴

红点寻星镜Red-dot finder

没有放大作用的寻星器，透过一块窗片把一个小红点投射到天空上。睁着双眼，把红点放到目标星上即可。简单直观，很适合初学者，只是要备一颗备用电池。

另见寻星镜, Telrad 寻星器

红光手电Red light

一支暗淡的红光手电，用来看星图而不破坏暗适应：视网膜的视杆细胞对红光几乎不敏感。亮度尽量调低。手机屏幕也应切换到红色显示，并调到最低亮度。

另见暗适应, 天文素描

黄道Ecliptic

一年中太阳在恒星间的视运动路径，反映地球轨道的平面。它与天赤道成 23.4° 的夹角。月亮和行星总在它附近，这有助于认出它们。

另见黄道带, 二分点, 二至点, 行星

黄道带Zodiac

沿黄道的一条天带，太阳、月亮和行星都在其中运行。黄道实际穿过 13 个星座，包括蛇夫座。占星术的“星座”因岁差而移位，已与真实的星座对不上：占星术不是科学。

另见黄道, 星座, 岁差

黄道光Zodiacal light

沿黄道升起的一锥微弱光芒，春季黄昏后在西方、秋季黎明前在东方可见。它是太阳系中的尘埃散射的阳光。需要非常黑暗的天空才能看到。

另见黄道, 光污染, 晨昏蒙影

彗差Coma

抛物面镜的一种像差：离开视场中心后，星点变成小彗星的样子，尾巴朝外。焦比越小，它增长越快：f/8 时很轻微，f/4 时很明显。光轴校准不良会使它偏移，在视场中心也看得出来。

另见彗差改正镜, 焦比, 光轴校准

工具牛反计算器, 光轴校准

彗差改正镜Coma corrector

装在牛反调焦座里的一组透镜，用来消除视场边缘的彗差。用 f/5 或更快的镜子拍照几乎离不开它，目视配广角目镜时也很有用。它同样需要与传感器保持精确的间距。

另见彗差, 牛顿式反射望远镜（牛反）, 平场镜

工具牛反计算器

彗星Comet

直径几千米的冰和尘埃块，接近太阳时生出彗发和彗尾。弯曲、偏黄的尘埃彗尾和笔直、偏蓝的气体（离子）彗尾都背向太阳。彗星的亮度很难预测。

另见流星雨, 小行星, 梅西耶星表

J

伽利略卫星Galilean moons

木星的四颗大卫星：木卫一（伊奥）、木卫二（欧罗巴）、木卫三（盖尼米德）和木卫四（卡利斯托），由伽利略在1610年发现。拿稳的小双筒望远镜就能看到它们是排在行星两侧的光点。它们的“舞蹈”每小时都在变化：卫星食、凌木星、影子。

另见行星, 凌（凌日）, 掩星

工具今晚看什么？, 目镜

减焦镜Focal reducer

巴罗镜的反面：缩短焦距的透镜，例如施密特-卡塞格林用的 ×0.63 减焦镜，把 f/10 变成 f/6.3。视场变宽，拍照曝光时间缩短（这里约缩短为 1/2.5）。许多减焦镜同时兼有平场作用。

另见巴罗镜, 焦比, 平场镜

工具常用公式

角距离Angular distance

天空中两个天体之间以度计量的间隔。伸直手臂的手是一把方便的尺子：小指宽约 1°，三指并拢约 5°，拳头约 10°，张开的手约 20°。北斗七星的天枢和天璇相距略多于 5°。

另见度, 角分, 星桥法

工具交互式星图, 天文定位

焦比Focal ratio

焦距除以口径，写作 f/5：口径 200 mm、焦距 1000 mm 的望远镜，焦比为 f/5。“快”的镜子（f/4～f/6）视场宽，拍照曝光时间短；“慢”的镜子（f/10～f/15）适合看行星。目视时，在同一倍率下，焦比并不改变像看起来的亮度。

另见口径, 焦距, 彗差

工具常用公式

角分Arcminute

一度的六十分之一，写作 ′。月亮直径约 31′；好眼睛能分开相距约 1′ 的两点，例如开阳和辅（12′）。星云和星系的大小一般为几角分。

另见度, 角秒, 角距离

工具常用公式

焦距Focal length

主透镜（或主镜）到它把星光会聚成焦点之处的距离，以毫米计。焦距越长，像越大，视场越窄。焦距 1200 mm 的望远镜配 20 mm 目镜，放大 60 倍。

另见倍率, 焦比, 目镜

工具目镜, 常用公式

角秒Arcsecond

一角分的六十分之一，即一度的 1/3600，写作 ″：相当于约 5 km 外一枚直径约 2.5 cm 的硬币的视大小。木星视直径 30～50″，火星最多 25″。在一般的观测地，视宁度常把星点扩散到 2～3″。

另见角分, 分辨率, 视宁度, 采样

工具常用公式

角秒/像素Arcseconds per pixel

采样的单位。太大（欠采样），星点变方、细节丢失；太小（过采样），光分散到太多像素上，噪声增大。拍行星时，焦比宜取像素尺寸（µm）数值的五倍左右。

另见采样, 幸运成像, 巴罗镜

工具常用公式

加热带Dew heater

缠在光学件外、用 12 V 供电的电热带，使光学面保持在露点以上几度。在潮湿天气里整夜观测时必不可少，拍摄时尤其如此。把它调到够用的最低档，以免产生气流。

另见结露, 遮光罩

结露Dew

光学面向天空辐射散热、冷到露点以下时，凝结在上面的水汽。它最先出现在暴露在外的表面：施密特改正镜、折射镜物镜、寻星镜、目镜。不要擦：防露罩或加热带可以防止结露，用吹风机可以把它吹掉。

另见遮光罩, 加热带

解析（plate solving）Plate solving

软件识别照片中的恒星图案，在几秒内算出画面中心的精确坐标、画面的方向和比例尺。支架随后可以修正指向，你也可以借此检查极轴。ASTAP 和 astrometry.net 就是这类软件。

另见GoTo（自动寻星）, 对极轴, 采样

工具对极轴

激光校准器Laser collimator

向望远镜内射入激光束的工具：先调副镜，使光点落在主镜中心点上；再调主镜，使光束返回激光器的中心。在黑暗中快捷方便。它自身必须准直良好，否则会误导你。

另见光轴校准, Cheshire 目镜, 主镜中心点

工具光轴校准

集光力Light-gathering power

仪器收集的光与眼睛相比的多少；它随口径的平方增长。与 7 mm 的瞳孔相比，200 mm 望远镜收集的光多 (200 ÷ 7)² ≈ 800 倍。正是它让肉眼看不见的星系进入视野。

另见口径, 极限星等

工具常用公式

经纬仪（地平式支架）Alt-azimuth mount

有两根轴的支架，一根竖直（方位），一根水平（高度），就像摄影三脚架。它直观，无需对极轴，但跟踪目标需要同时转动两根轴。长曝光拍摄时，视场会随时间旋转。

另见赤道仪, 道布森望远镜, 高度角, 方位角

鸠尾板Dovetail bar

镜筒下方带特定截面的板条，夹在支架的鸠尾座里。两种标准是 Vixen 规格（宽约 44 mm）和 Losmandy 规格（约 75 mm），后者更刚，适合重型仪器。板条越长，平衡时的调节余地越大。

另见支架（架台）, 配重

极限星等Limiting magnitude

能看到的最暗恒星的亮度。肉眼在城市里为 3 等或 4 等，在非常黑暗的天空下可达 6.5 等或更暗。口径为 D（mm）的望远镜把它再推进约 5 log₁₀(D ÷ 7) 等：200 mm 望远镜大约能看到 14 等。

另见星等, 集光力, 波特尔暗空分类法, 透明度

工具常用公式

极轴镜Polar scope

装在赤道仪极轴里、带分划板的小望远镜。由于北极星距天极约 0.65°，要把它放在分划板上一个随时间而定的精确位置。手机应用或计算器会告诉你位置。

另见对极轴, 北极星, 时角

工具对极轴

绝对星等Absolute magnitude

假如把天体放在 10 秒差距（32.6 光年）远处，它看起来的亮度。它衡量天体真正的光度，与距离无关。耀眼的太阳视星等为 −26.7，绝对星等却只有 +4.8；参宿七约达 −7。

另见星等, 秒差距

工具常用公式

距角（大距）Elongation

从地球上看行星与太阳之间的角度。水星和金星离太阳较近，从不远离太阳：水星最多约 28°，金星约 47°。在大距前后最便于观看：日落后在西方，或黎明前在东方。

另见合, 行星, 晨昏蒙影

工具今晚看什么？

K

口径Aperture

主透镜或主镜的通光直径，以毫米计：望远镜最重要的一个参数。口径越大，收集的光越多，能显示的细节也越精细。200 mm 望远镜的集光量是 100 mm 望远镜的四倍。

另见集光力, 分辨率, 焦比

工具目镜, 常用公式

L

亮场Light frame

天体本身的图像，直接来自相机。它包含信号，也包含热噪声、渐晕、灰尘阴影和传感器的电子偏置。要用校准帧（暗场、平场、偏置场）来校正这些缺陷。

另见预处理, 暗场, 平场, 偏置场

凌（凌日）Transit

小天体从大天体前面经过而不把它遮住：水星凌日（下一次在2032年11月13日）、木星的卫星凌木星，或国际空间站从太阳或月亮前面经过。看太阳时，太阳滤光膜必不可少。

另见掩星, 伽利略卫星, 国际空间站（ISS）, 太阳滤光膜

工具国际空间站过境

流星Meteor

一粒太空尘埃（常常比沙粒还小）以 11～72 km/s 的速度冲入大气、在 80～100 km 左右的高度燃烧时划出的光迹。非常亮的流星叫火流星。偶尔落到地面的碎块叫陨石。

另见流星雨, 辐射点, 彗星

流星雨Meteor shower

地球穿过彗星留下的尘埃带时，流星会在几个夜晚里大增。英仙座流星雨在8月12日前后达到极大，双子座流星雨在12月14日前后，理想条件下每小时可达 100～150 颗。躺着用肉眼看，远离灯光。

另见流星, 辐射点, ZHR（天顶每小时出现率）, 彗星

工具今晚看什么？, 今晚的月亮

历元Epoch (J2000)

天球坐标所对应的日期，因为坐标会随岁差缓慢变化。J2000 指2000年1月1日 12:00；它是当今星图和星表的基准。GoTo 支架会把这些坐标换算成“当日”坐标。

另见岁差, 赤经, 赤纬

M

马克苏托夫-卡塞格林（马卡）Maksutov-Cassegrain

一种紧凑的望远镜，前端由一片厚的弯月形透镜封闭；副镜是镀在这片透镜上的一块铝膜。长焦比（f/12～f/15）装在短镜筒里，使它在月亮、行星和双星上表现出色。它需要很长时间才能达到热平衡。

另见施密特-卡塞格林（施卡）, 热平衡, 焦比

梅西耶星表Messier catalogue

彗星猎手夏尔·梅西耶从1774年起发表的 110 个深空天体（M1～M110）的列表，目的是不把它们误认为彗星（最后几个是后人补充的）。它汇集了北半球中纬度地区可见的最漂亮的星团、星云和星系，是初学者理想的观测清单。

另见NGC 和 IC 星表, 疏散星团, 星系, 星云

面亮度Surface brightness

展源天体的亮度摊到它的面积上，以每平方角秒的星等计。一个 9 等的大星系，可能比一个 11 等的小星云更难看到。判断一个深空天体是否容易看见，关键看它。

另见星等, 星系, SQM（天空质量计）

秒差距Parsec

地球移动一个天文单位时，恒星视差为一角秒的距离；英文名 parsec 来自“parallax second”（视差秒）。1 秒差距等于 3.26 光年，即 206 265 天文单位。职业天文学家比光年更常用它。

另见光年, 天文单位, 绝对星等, 角秒

工具常用公式

明暗界线Terminator

月面（或行星上）昼与夜的分界线。那里太阳低，影子长，环形山和山脉的立体感很强。用望远镜看月亮总要看这里，而它每晚都在移动。

另见月相, 天平动

目镜Eyepiece

眼睛贴着看的可更换的小放大镜，它决定倍率。它的焦距刻在镜身上：焦距越短，倍率越高。标准接口直径为 1.25 英寸（31.75 mm）和 2 英寸（50.8 mm）。

另见倍率, 表观视场, 普罗素目镜（Plössl）, 广角目镜, 出瞳距

工具目镜

N

NGC 和 IC 星表NGC and IC

约翰·德雷尔1888年发表的《星云星团新总表》（NGC）收录了 7840 个深空天体；它的两部补编《星云星团新总表续编》（IC）又增加了 5386 个。一个天体可以有几个名字：M31 也就是 NGC 224。最亮的 NGC 天体用 150 mm 望远镜就能看到。

另见梅西耶星表, 星系, 星云

牛顿式反射望远镜（牛反）Newtonian telescope

艾萨克·牛顿1668年发明的望远镜：镜筒底部一面凹的主镜，上端附近一面 45° 的小平面镜把像引向侧面。它没有透镜，因而没有色差，结构简单，口径却可以做得很大。它需要经常校准光轴。

另见主镜, 副镜, 道布森望远镜, 光轴校准, 彗差

工具牛反计算器, 光轴校准

NPF 法则NPF rule

法国天文学会（Société astronomique de France）的弗雷德里克·米肖提出的公式，用来计算固定三脚架上星点不拖线的最长曝光：t (s) = (35 × N + 30 × p) ÷ f，其中 N 为光圈 f 值，p 为像素尺寸（µm），f 为焦距（mm）。f/2.8、4 µm 像素、24 mm 镜头时，约为 9 秒。对当今的传感器，它比老的 500 法则更可靠。

另见500 法则, 星轨, 曝光时间, 星野赤道仪

工具常用公式

P

配重Counterweight

德式赤道仪上装在镜筒对面一根杆上的重物。滑动它，直到松开锁紧后极轴保持不动。平衡良好可以减轻电机负担，改善跟踪。

另见赤道仪, 跟踪

偏置场Bias frame

尽可能短的曝光，快门关闭。它测量传感器的电子基准，即使没有光，每张图像里也有。它尤其要从平场中减去。

另见预处理, 暗场, 平场

漂移Drift

跟踪不完美时，恒星在视场中缓慢滑动。赤纬方向的漂移说明极轴没对准；赤经方向的漂移通常来自支架的速度或齿轮。拍摄时它会把星点拉长。

另见漂移法校准极轴, 导星, 对极轴

工具对极轴

漂移法校准极轴Drift alignment

一种非常精确的对极轴方法，观察恒星在赤纬方向的漂移。先用子午圈和天赤道附近的一颗星调整极轴的方位，再用东方或西方低空的一颗星调整高度。需要耐心，但不需要极轴镜。

另见漂移, 对极轴, 极轴镜

工具对极轴

平场Flat frame

在不动调焦和相机方向的前提下，对均匀照明的表面（平场板、晨昏天空）拍的曝光。它记录渐晕和灰尘阴影，软件用亮场除以平场来校正。要得到平滑的背景，平场必不可少。

另见预处理, 暗场, 偏置场

平场镜Field flattener

放在相机前、校正折射镜场曲的透镜，使星点直到画面边缘都保持锐利。它必须与传感器保持正确的距离（常为 55 mm）。目视时眼睛会自行调节，用不着它。

另见场曲, 减焦镜, 彗差改正镜

普罗素目镜（Plössl）Plössl

经典的四片式目镜，表观视场约 50°，锐利，反差好。望远镜常随附这种目镜，是很好的起点。它的出瞳距约为焦距的 70%，所以焦距短于 10 mm 时用起来不舒服。

另见目镜, 广角目镜, 出瞳距

工具目镜

Push-to（手推寻星）Push-to

装在无电机望远镜（常为道布森）两根轴上的一套编码器，连接手控器或手机。屏幕显示要把镜筒往哪个方向推才能到达所选目标。既保留了手动支架的简单，又有寻星辅助。

另见GoTo（自动寻星）, 道布森望远镜, 定位圈（刻度盘）

Q

球差Spherical aberration

球面镜或透镜不能把边缘和中心的光线会聚到同一点：无论怎样调焦，像都有点发软。因此牛反主镜要做成抛物面。对小而慢的主镜（例如 114 mm、f/8），球面镜仍可接受。

另见主镜, 星点测试, 牛顿式反射望远镜（牛反）

球状星团Globular cluster

由几十万颗恒星组成的非常密集的球体，属于银河系中最古老的天体，绕银河系中心运行。武仙座的 M13 距离约 2.2 万光年，是北天最美的球状星团。150～200 mm 的望远镜开始能把它分解成一颗颗恒星。

另见疏散星团, 梅西耶星表, 银河

R

热平衡Cooldown

从温暖的室内拿出的望远镜降到气温所需的时间。主镜比空气热时，暖气流在镜筒内上升，使像模糊。200 mm 主镜要留出 30 分钟到一小时，马卡更久；风扇可以加快这一过程。

另见视宁度, 马克苏托夫-卡塞格林（马卡）

日食Solar eclipse

月亮在新月时从太阳前面经过。月亮完全遮住太阳为日全食；月亮离得太远、遮不全（留下一圈光环）为日环食；在其他地方看到的是日偏食。除了短暂的全食阶段，不戴经过认证的日食眼镜，切勿直视太阳。

另见月食, 太阳滤光膜, 月相

瑞利判据Rayleigh criterion

一个艾里斑的中心落在另一个艾里斑的第一暗环上时，两点即算分辨开：间距 = 1.22 λ/D。在绿光（550 nm）下，这相当于 138 ÷ 口径（mm）角秒，比道斯极限略宽。

另见艾里斑, 道斯极限, 分辨率

工具常用公式

S

色差Chromatic aberration

透镜对各种颜色的折射略有不同，各色光不在同一处成焦。在快速的消色差折射镜中，它表现为月亮、金星或木星周围的紫边。反射镜没有色差；复消色差折射镜几乎能完全校正它。

另见消色差折射镜, 复消色差折射镜, 折射望远镜

视场光阑Field stop

目镜内部给视场一个清晰边缘的圆环。由它的直径可以求出精确的实际视场：视场（°）= 视场光阑（mm）÷ 望远镜焦距（mm）× 57.3。所以 27 mm 的视场光阑用在焦距 1000 mm 的望远镜上，显示 1.55°。

另见实际视场, 目镜

工具目镜, 常用公式

实际视场True field

目镜中实际看到的那片天空。粗略地说，它等于表观视场除以倍率：52° 的目镜在 50 倍下约显示 1°，是满月宽度的两倍。精确数值要由视场光阑求出。

另见表观视场, 视场光阑, 倍率

工具目镜, 常用公式, 交互式星图

时角Hour angle

天体过子午圈以来的时间，以小时计：时角 = 地方恒星时 − 赤经。在子午圈上为 0h，向西增大；时角为 2h 的天体，两小时前过了子午圈。极轴镜和赤道仪都依赖它。

另见恒星时, 子午圈, 赤经

工具对极轴, 天文定位

世界时Universal Time (UT)

格林尼治子午线上的时间（UT），全世界的天文学家都用它为天象计时。北京时间全年等于世界时加 8 小时，不实行夏令时。观测日志里要一律记世界时。

另见恒星时, 观测日志

施密特-卡塞格林（施卡）Schmidt-Cassegrain

一种紧凑的望远镜，前端由一块薄改正板封闭，配球面主镜和凸面副镜，通常为 f/10。用途广、便于携带，常配 GoTo 支架。调焦时移动的是主镜，可能使像略微偏移。

另见马克苏托夫-卡塞格林（马卡）, 减焦镜, 结露, 中心遮挡

视宁度Seeing

大气的扰动，它使像跳动、翻滚，恒星的闪烁也是它造成的。它以角秒（照片上星点的大小）衡量，或用 1～10 级（皮克林）或 I～V 级（安东尼亚迪）表示。限制高倍的，更多时候是它，而不是仪器。

另见透明度, 最大有效倍率, 热平衡, 幸运成像

双筒望远镜Binoculars

两只并排的小望远镜，标注为倍率 × 口径：10×50 即放大 10 倍、物镜 50 mm。它是极好的第一件仪器：视场宽，像是正的，双眼并用。能看到月面环形山、木星的卫星和几十个梅西耶天体。

另见倍率, 出瞳, 梅西耶星表

双星Double star

天空中靠得很近的两颗星。有的是受引力束缚的真正一对（物理双星）；有的只是偶然排在同一方向（光学双星）。天鹅座的辇道增七（Albireo）从 30 倍起就显出漂亮的橙蓝对比；开阳和辅用肉眼就能分开。

另见分辨率, 道斯极限, 变星

工具常用公式, 交互式星图

疏散星团Open cluster

由几十到几千颗年轻恒星组成的星团，它们由同一团气体云一起诞生。距离约 440 光年的昴星团（M45）是最有名的例子。许多疏散星团在双筒望远镜或低倍下非常漂亮。

另见球状星团, 梅西耶星表, 星群

SQM（天空质量计）SQM

Sky Quality Meter，一种测量天空背景亮度的小仪器，单位为每平方角秒的星等。数值越大，天空越黑：完美的天空约 21.7～22，郊区约 19，城市 17 或更低。用它可以客观地比较观测地。

另见波特尔暗空分类法, 面亮度, 光污染

岁差Precession

地球自转轴像陀螺一样缓慢地画出一个圆锥，周期约 2.6 万年。因此天极在恒星间缓慢游移：约 1.2 万年后，织女星将靠近北天极。恒星坐标随之慢慢改变，所以要注明 J2000 这样的历元。

另见历元, 天极, 二分点

T

太阳黑子Sunspot

太阳表面的暗区，因强磁场而较冷（约 4000 °C，周围约 5500 °C）。有的比地球还大。黑子数目约以 11 年为周期变化；只能用合适的太阳滤光膜观看。

另见太阳滤光膜, 凌（凌日）

太阳滤光膜Solar filter

观看太阳唯一安全的方法：一张经过认证的滤光膜（如巴德膜）或滤光玻璃，牢牢固定在仪器前端，挡住 99.99% 以上的光。切勿使用拧在目镜上的滤镜：它会因受热而破裂。用未加滤光膜的仪器看上一眼，不到一秒就会致盲。

另见太阳黑子, 日食, 凌（凌日）

Telrad 寻星器Telrad

没有放大作用的寻星器，把直径 0.5°、2° 和 4° 的三个红圈投射到天空上。这些圈可当作标尺，从亮星出发跳星。许多星图都印有这些圈，方便寻找目标。

另见红点寻星镜, 寻星镜, 星桥法

天赤道Celestial equator

地球赤道在天空上的投影，位于两个天极正中间；赤纬为 0°。在地球上任何地方，它都从正东升起、在正西落下。猎户座腰带三星就在它附近。

另见赤纬, 天极, 黄道

天顶Zenith

正头顶上的那一点，高度角 90°。在那里光线穿过的空气最少，像最清晰、最亮。它的反方向，在脚下，叫天底。

另见高度角, 子午圈, 大气质量

工具天文定位

天顶镜Star diagonal

放在折射镜（或施密特-卡塞格林）与目镜之间的 90° 反射镜或棱镜，看天顶附近时不用扭脖子。此时像是正立的，但左右颠倒，像照镜子一样。对照星图时要记住这一点。

另见折射望远镜, 施密特-卡塞格林（施卡）, 目镜

天极Celestial poles

天空中所有恒星看起来绕之旋转的两个点，即地球自转轴的延长线所指之处。北天极离北极星很近；南天极附近没有亮星。天极在地平线上的高度等于当地纬度。

另见北极星, 对极轴, 拱极星, 岁差

工具对极轴, 交互式星图

天平动Libration

月亮轻微的视摆动，由它椭圆而倾斜的轨道造成。虽然月亮总以同一面朝向我们，但日积月累，我们能看到它约 59% 的表面。月面边缘附近的地形，在天平动把它们转向我们时看得最清楚。

另见月相, 明暗界线

天球Celestial sphere

以观测者为中心的假想球面，所有天体都投影到它上面，仿佛它们的距离都相同。它看起来每个恒星日绕我们转一圈。它是一切天球坐标和星图的框架。

另见天赤道, 天极, 赤经, 赤纬

另见牛顿式反射望远镜（牛反）, 折射望远镜, 施密特-卡塞格林（施卡）, 马克苏托夫-卡塞格林（马卡）

天文单位Astronomical unit (au)

地球与太阳的平均距离，符号 au，定为 149 597 870.7 km，约 1.5 亿千米。光走完它需要 8 分 20 秒。木星距太阳约 5.2 au，海王星 30 au。

另见光年, 秒差距

工具常用公式

天文素描Sketching

在红光下，用铅笔在白纸上画出目镜中看到的景象。它迫使你长时间仔细地看：你会注意到多得多的细节。星系和星云的素描常画成负片，再反转过来。

另见观测日志, 红光手电, 侧视法

调焦座Focuser

夹持目镜、使它前后移动以调焦的部件。齿轮齿条式结实耐用；靠摩擦传动的 Crayford 调焦座更顺滑，没有回程间隙。带微调旋钮的好调焦座，在高倍和拍摄时帮助很大。

另见目镜, 牛顿式反射望远镜（牛反）

透明度Transparency

空气的通透程度：没有霾、水汽、尘埃和薄云。透明度好时能看到暗星，星云反差强。它不一定与好的视宁度同时出现：有薄霾而大气平稳的夜晚，看行星往往极好。

另见视宁度, 极限星等, 光污染

W

望远镜Telescope

中文的“望远镜”既包括用镜面的仪器（反射望远镜），也包括用透镜的仪器（折射望远镜）。法语的“télescope”却只指反射望远镜，折射望远镜叫“lunette”。反射望远镜的主要类型有牛顿式、施密特-卡塞格林和马克苏托夫-卡塞格林。

X

像散Astigmatism

一种像差：失焦的星点变成椭圆或十字形，从焦内到焦外，方向转过 90°。原因可能是镜片受夹变形或面形不好、光轴不准，也可能是眼睛本身。如果转头时它跟着转，那就是你的眼睛。

另见星点测试, 光轴校准

消色差折射镜Achromatic refractor

物镜用两种玻璃组合、使红光和蓝光会聚在同一焦点的折射镜。紫光仍校正不好：亮天体周围有一圈紫边，折射镜越快越明显。到 f/12 或更慢时，它就不太显眼了。

另见折射望远镜, 复消色差折射镜, 色差

小行星Asteroid

绕太阳运行的岩质小天体，大多在火星和木星之间。在望远镜里它像一颗星，但隔一夜就能看出它移动了。灶神星最亮可达 5.3 等，在非常黑暗的天空下肉眼勉强可见。

另见彗星, 行星

星等Magnitude

天体的亮度标度，方向是反的：数值越小，天体越亮。相差 5 等即亮度相差 100 倍，相差 1 等约 2.5 倍。织女星为 0 等，天狼星 −1.5 等，金星可达 −4.6 等；在黑暗的天空下，肉眼可看到 6 等。

另见绝对星等, 极限星等, 面亮度

工具交互式星图, 今晚看什么？, 常用公式

星点测试Star test

用高倍对准一颗中等亮度的恒星，在焦点两侧各稍微失焦。光学良好、光轴准确时，两侧看到的同心圆环完全相同。它是光轴校准和光学质量的最终裁判。

另见光轴校准, 艾里斑, 视宁度, 像散

工具光轴校准

星轨Star trails

地球自转使恒星在固定三脚架拍的照片上留下的光迹。在要求星点锐利的照片里它是瑕疵；但把几小时的曝光叠加起来，它就成了一种艺术效果：恒星绕天极画出一个个圆弧。

另见NPF 法则, 天极, 跟踪

星历表Ephemeris

给出天体位置和即将发生的天象时刻的表：出没、月相、合、卫星过境等。过去印在书里，如今瞬间就能算出。它是安排一个观测夜的基础。

另见月相, 合, 国际空间站（ISS）

工具今晚看什么？, 今晚的月亮, 国际空间站过境

星桥法Star hopping

从一颗容易找到的亮星出发，手持星图，一颗接一颗地“跳”到目标的方法。寻星镜或 Telrad，加上已知的视场大小，会有帮助。起初很慢，但这正是认识星空的方法。

另见Telrad 寻星器, 寻星镜, 实际视场, 星群

工具交互式星图, 目镜

星群Asterism

容易辨认、但不是正式星座的恒星图案。大熊座的北斗七星、夏季大三角（织女星、天津四、牛郎星）和仙后座的“W”都是例子。星群是在星空中认路的便利路标。

另见星座, 星桥法

星系Galaxy

由数十亿颗恒星以及气体、尘埃靠引力维系在一起的庞大系统。仙女座星系（M31）距离 250 万光年，肉眼可见，是一个长条形的模糊光斑。在望远镜里，大多数星系像淡淡的灰色光晕：它们的光是几百万年前出发的。

另见银河, 面亮度, 梅西耶星表

行星Planet

绕太阳运行、靠反射阳光发亮的天体。水星、金星、火星、木星和土星肉眼可见；它们在黄道附近的恒星间缓慢移动，闪烁得比恒星少。天王星（5.7 等）和海王星（7.8 等）需要双筒望远镜或天文望远镜。

另见冲, 合, 距角（大距）, 黄道

工具今晚看什么？, 目镜

行星状星云Planetary nebula

类太阳恒星在生命末期抛出的气体壳，由残留的炽热内核照亮。它与行星毫无关系：名字来自它小小的圆面，让早期的观测者联想到行星。环状星云（M57）和哑铃星云（M27）是经典目标。

另见星云, 星云滤镜, 超新星遗迹

星野赤道仪Star tracker

为相机和镜头设计的小型电动赤道仪。它跟踪恒星，用 14～200 mm 的镜头可曝光几分钟而星点不拖线。它能装进背包，但需要仔细对极轴。

另见对极轴, 跟踪, NPF 法则

工具对极轴

星云Nebula

太空中的气体和尘埃云。根据它如何发光（或不发光），分为发射星云、反射星云、暗星云或行星状星云。这个词过去也包括星系，因为当时还不知道它们的本质。

另见发射星云, 反射星云, 暗星云, 行星状星云, 超新星遗迹

幸运成像Lucky imaging

拍摄行星和月面的技术：录下几千帧极短的曝光，再由软件只挑出在空气平静的瞬间拍到的最清晰帧。常常只叠加 5%～20% 的帧。它的效果远超视宁度允许在目镜中看到的。

另见视宁度, 叠加, 角秒/像素

星云滤镜Nebula filter

只让星云发出的少数几种颜色通过的滤镜（UHC、OIII 等），主要是电离氧（OIII，约 500 nm）和氢的谱线。它压暗天空背景，突出发射星云和行星状星云，例如面纱星云。对星系和星团没有帮助。

另见发射星云, 行星状星云, 光污染

星座Constellation

1922～1930年间正式划分天空的 88 个区域之一，每个都有自己的边界，就像地图上的省份。一个星座里的恒星往往彼此无关，距离相差很大。星座的拉丁名用来给恒星命名，例如织女星就是天琴座 α（Alpha Lyrae）。

另见星群, 黄道带, 星桥法

信噪比Signal-to-noise ratio

有用信号（天体的光）相对于使图像发颗粒的随机起伏的强弱。它是衡量天文照片质量的尺度。它随总曝光时间的平方根增长：帧数增加到四倍，噪声减半。

另见叠加, 曝光时间, 暗场

寻星镜Finder scope

固定在镜筒上的小望远镜，倍率低、视场宽（例如 8×50，约 6°），帮助瞄准。白天对着远处的物体，把它与主镜对齐。直视式寻星镜中的像是倒的。

另见红点寻星镜, Telrad 寻星器, 星桥法

Y

衍射星芒Diffraction spikes

在有蜘蛛架的望远镜里，从亮星向外伸出的光芒。四根直支臂产生四条星芒；三根支臂产生六条。它们是正常现象，并不说明有什么毛病；弯曲支臂的蜘蛛架则把它们变成一圈淡淡的光晕。

另见蜘蛛架, 艾里斑

掩星Occultation

一个天体从另一个天体前面经过并把它完全遮住，最常见的是月亮遮住恒星或行星。由于月亮没有大气，恒星在月面边缘瞬间消失。精确测定这些时刻是业余爱好者有用的贡献。

另见凌（凌日）, 合, 月相

银河Milky Way

我们所在的星系（银河系），一个直径约 10 万光年的圆盘，拥有 1000 多亿颗恒星；太阳位于从中心到边缘大约一半的地方。从内部看，这个圆盘在黑暗的夜空中形成一条乳白色的光带。夏季朝人马座方向最亮，银河系中心就在那里。

另见星系, 光污染, 暗星云

预处理Calibration

叠加之前，用暗场、平场和偏置场校正亮场的步骤，也叫校准。它去除热像素、渐晕和灰尘阴影。做得好，后期处理会容易得多。

另见亮场, 暗场, 平场, 偏置场, 叠加

月食Lunar eclipse

月亮在满月时穿过地球的影子。可以是半影月食（几乎看不出）、月偏食或月全食；全食时月亮变成古铜红色，照亮它的是穿过地球四周所有日出日落处的大气而滤过的光。用肉眼观看完全安全。

另见日食, 月相