慧星拍摄技巧大全(星光的拍摄技巧)

今天给各位分享慧星拍摄技巧大全的知识，其中也会对星光的拍摄技巧进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在开始吧！

彗星的照相观测有哪些方法？

对于较为明亮并能看出彗尾的彗星，拍照能弥补目视观测的不足，不仅因为相对于恒星的位置保留了下来，而且累积效应使拍照的彗星更为壮观。亮度彗星用普通相机和广角镜头相机均可拍照，拍照时相机要固定在三角架上，露光时间为几秒钟到半分钟。如果彗星恰在地平附近，由于地面景观同时摄人镜间，更为照片增色。

如果有带转仪钟的口径10厘米左右的折射望远镜，其焦距大约为1米左右。可以在目镜接口处用一个特制的接口，将去掉镜头的135相机安装上，组成一个专用的彗星照相机，露光时间可以半分钟至10分钟内调整，能拍出彗星的细节。由于没有导星镜，露光时间不宜太长；而使用现成的135相机机身，每卷胶卷可拍照36张，有利于试用不同露光时间和碰上大气宁静的瞬间。需要注意的是必须使相机内底片处恰在望远镜的焦平面上，为此需要事先试拍或者用毛玻璃调节好焦距。

口径5厘米左右的短焦距照相机(例如20厘米左右)，附装在有导星镜和转仪钟的赤道仪上，能拍出相当好的彗星照片，露光时要将导星镜始终对准彗核，露光时间可从几分钟到1小时，照片可显示彗星细节，还能拍到背景恒星，依据星图，逐日将彗星按它与其他恒星的相对位置点在星图上，可以看出彗星位置的变化，并可供计算彗星轨道参考。注意，至少要有3次以上的位置资料，才能用来计算轨道。

英仙座流星雨将洒落夜空，流星的观测技巧有哪些？

选择合适的时间，要根据流星雨出现的最佳时间来观测，没有掌握时间的话，是很难看到的；选择恰当的地点，因为流星雨需要一定的气象条件才能看到，一定要选择空旷且能够看到流星雨的地方；带好专业设备，看流星雨只用眼睛看太浪费啦，带上专业设备，留下美丽的瞬间，岂不更好。

彗星怎么进行光谱分析？

17世纪初，望远镜已经问世，能观测到了肉眼看不到的暗彗星。望远镜的口径越来越大，更暗的彗星也能看到。牛顿的力学定律及数学的进展，为天体力学奠定了基础，解决了彗星的运动问题。而对彗星的化学成分问题，则是在100多年前才发展起来的。这确是一件很不容易的事情，因为我们并不能把彗星搬到实验室中来。正因为如此，在1842年法国哲学家德曾断言：“无论什么时候，在任何条件下，我们不能够研究出天体的化学成分来”。但还没过20年，光谱分析的发现，使得天体化学成分的问题得到了解决。这说明对任何事物的认识只是早晚的问题，并不存在绝对不可认识的事物。

早在17世纪中叶，包括牛顿在内的一些人已作过太阳光经过棱镜后分解为红、橙、黄、绿、青、蓝、紫彩色光带的实验，这七色光带就叫做光谱。到了1814年，德国的夫琅和费制成了第一架分光镜，发现了太阳光谱中有一些暗的光谱线。到1859年，基尔霍夫把太阳光谱与实验室中的各种化学元素的光谱加以比较，证认出了太阳的化学元素。从此，光谱分析才有了实用价值，在科学研究中大放异彩。同时，照相术和光度测量方法也相继产生，于是开始了对天体的化学和物理性质的研究。本世纪以来，随着电子技术和空间技术的发展，对天体(包括彗星)的物理化学性质的研究已从可见光扩展到紫外、红外及射电的“全波段”以及彗星尘的取样分析，使对彗星的认识逐步深入，彗星之谜正逐步揭开。

先简略地谈一下彗星光谱的观测方法。最简便的方法是在望远镜的物镜前加一个棱镜，当望远镜对准彗星时，在物镜的焦面上就可呈现出彗星光谱。这时把照相底片放在物镜的焦面上，拍摄下来的就是彗星光谱。这种仪器装置称为“物端棱镜”。更好的方法是用天体摄谱仪。除了望远镜外，摄谱仪由3部分组成：(1)准直管，包括人射狭缝和准直镜，当望远镜物镜把彗星的像对准在入射狭缝上，通过狭缝的一部分彗星光被准直镜变为平行光；(2)色散系统(棱镜或起同样作用的光栅)把准直镜过来的平行光(混合光)分解为各种波长的平行光；(3)照相机，包括照相物镜和底片盒，照相物镜把色散系统分解的各波长的平行光会聚成像到底片上，于是在底片上就可拍摄出彗星光谱来。另外，还可以把比较光源(例如铁的电弧)的光引入摄谱仪，在彗星光谱两侧拍摄下比较光谱，作为测量光谱线波长的依据。

彗星的光谱分析是什么？

17世纪初，望远镜已经问世，能观测到了肉眼看不到的暗彗星。望远镜的口径越来越大，更暗的彗星也能看到。牛顿的力学定律及数学的进展，为天体力学奠定了基础，解决了彗星的运动问题。而对彗星的化学成分问题，则是在100多年前才发展起来的。这确是一件很不容易的事情，因为我们并不能把彗星搬到实验室中来。正因为如此，在1842年法国哲学家德曾断言：“无论什么时候，在任何条件下，我们不能够研究出天体的化学成分来”。但还没过20年，光谱分析的发现，使得天体化学成分的问题得到了解决。这说明对任何事物的认识只是早晚的问题，并不存在绝对不可认识的事物。

早在17世纪中叶，包括牛顿在内的一些人已作过太阳光经过棱镜后分解为红、橙、黄、绿、青、蓝、紫彩色光带的实验，这七色光带就叫做光谱。到了1814年，德国的夫琅和费制成了第一架分光镜，发现了太阳光谱中有一些暗的光谱线。到1859年，基尔霍夫把太阳光谱与实验室中的各种化学元素的光谱加以比较，证认出了太阳的化学元素。从此，光谱分析才有了实用价值，在科学研究中大放异彩。同时，照相术和光度测量方法也相继产生，于是开始了对天体的化学和物理性质的研究。本世纪以来，随着电子技术和空间技术的发展，对天体(包括彗星)的物理化学性质的研究已从可见光扩展到紫外、红外及射电的“全波段”以及彗星尘的取样分析，使对彗星的认识逐步深入，彗星之谜正逐步揭开。

先简略地谈一下彗星光谱的观测方法。最简便的方法是在望远镜的物镜前加一个棱镜，当望远镜对准彗星时，在物镜的焦面上就可呈现出彗星光谱。这时把照相底片放在物镜的焦面上，拍摄下来的就是彗星光谱。这种仪器装置称为“物端棱镜”。更好的方法是用天体摄谱仪。除了望远镜外，摄谱仪由3部分组成：(1)准直管，包括人射狭缝和准直镜，当望远镜物镜把彗星的像对准在入射狭缝上，通过狭缝的一部分彗星光被准直镜变为平行光；(2)色散系统(棱镜或起同样作用的光栅)把准直镜过来的平行光(混合光)分解为各种波长的平行光；(3)照相机，包括照相物镜和底片盒，照相物镜把色散系统分解的各波长的平行光会聚成像到底片上，于是在底片上就可拍摄出彗星光谱来。另外，还可以把比较光源(例如铁的电弧)的光引入摄谱仪，在彗星光谱两侧拍摄下比较光谱，作为测量光谱线波长的依据。

光谱一般可分为3类：连续光谱、吸收光谱和发射光谱。

(1)连续光谱：在很宽的波长范围内的各波长都有辐射，没有间断没有任何亮的和暗的光谱线。广义地说，任何物体都以电磁波形式发射连续的热辐射，温度越高，辐射越强，并且辐射能量分布的最大，波长越短。温度低时主要发射红外辐射，温度在500℃以上就有越来越强的可见光乃至紫外辐射，它的光谱就是连续光谱。例如，普通钨丝灯就是连续光谱的光源。

(2)吸收光谱：当连续辐射光源的光通过较冷的气体时，就在连续光谱背景上出现某些暗的光谱“吸收线”或光谱“吸收带”，这种光谱叫“吸收光谱”。各种气体都具有特殊的吸收线或吸收带。例如，钨丝灯光通过钠蒸气，在光谱上有明显的两条黄色的暗线。太阳光谱也是吸收光谱，这是因为太阳大气对内部高温辐射的吸收而产生的。

(3)发射光谱：这是由一系列亮的光谱线或光谱带组成的光谱。许多物质在一定条件下，例如，炽热气体、接受外界能量的物质，都发射某些特定波长的辐射，从而产生发射光谱。每种物质的光谱发射线或发射带与它的吸收线或带基本上是相同的，都由该种物质的化学成分决定。例如，钠蒸气发射光谱中两条吸收线与它的吸收光谱中两条黄色吸收线的波长相同。

我们知道，每种原子都是由原子核及绕原子核转动的电子组成。电子轨道不是任意的，而是像体育场看台似的，一层一层的。沿规定轨道转动的电子具有特定的能量，称为“能级”。大多电子一般在低能级轨道上，当原子气体受连续光谱光源照射时，低能级电子获得(吸收)能量，便被激发而跃迁到较高的能级，吸收跃迁所需能量与波长成反比，于是光谱中就出现相应吸收线。相反地，受激发的电子从高能级跃迁到低能级，就以相应的波长放出能量，在光谱中出现发射线。电子的跃迁，不是在任何能级间都可进行的，只能在符合量子力学选择条件的能级间进行，因而光谱中发射线和吸收线都按一定系列分布，称为“光谱线系”。例如，氢原子光谱在可见区有巴尔末线系，包括波长65628埃、48613埃、43405埃、41017埃、3989埃等潜线，在远紫外区有莱曼线系，最强的是莱曼α(Lα)线，波长为12157埃。如果电子吸收的能量足够大，就会摆脱原子核对它的束缚，成为自由电子。自由电子很容易被原子核俘获，又回到束缚状态。由于自由电子的能量可连续地取任何值，所以许多电子回到束缚状态的总效果是可以发射各种波长的辐射，即产生连续光谱。

分子光谱一般要比原子光谱复杂。一个分子是多核组成的，它的总能量可以看作是由于电子运动、转动运动和振动运动的能量的迭加。分子运动状态的改变也遵守量子化条件。但是，由于分子能级的复杂化，结果导致分子光谱是由一系列靠得很近的谱线组成的光谱带。

彗星亮度的四种目视观测方法是怎样的？

彗星的亮度指的是彗头的亮度，彗星亮度的变化反映了彗星和太阳之间相对位置和物理条件的变化，对了解彗星的演变很有意义，是彗星观测中重要的一个物理量。一般来说，行星的亮度与它和太阳的距离r以及它和地球的距离d的平方成反比，即E1r2d2但彗星的亮度并不完全遵从这一规律，对彗星来说，可将上式改成E1rnd2其中n〉2，至于n的具体取值应视彗星的当时亮度和它与太阳的距离而决定。当r和d都等于一个天文单位时，彗星所具有的亮度叫做彗星的绝对星等。究竟怎样通过目视观测决定彗星的星等呢?可以采用下述4种方法中的任意一种来观测。

第1种方法——单散焦亮度比较法。

首先在彗星周围选择一些恒星做比较星，有的比彗星亮，另一些比彗星暗，记下比较星和它的星等值，选择比较星进行编组，每组内1颗比较星亮于彗星，另1颗暗于彗星，最好选择的使彗星的亮度约在两比较星的亮度之间。观测时彗星用焦点像?比较星用焦外像，调节望远镜焦距，使恒星散焦成一圆斑，散焦情况视焦点彗星像的形态而定，以便在相似条件下比较它们之间的亮度差别。这样反复比较三者之间的亮度，用类似变星目视等级法的办法计算彗星亮度。为了得到比较可靠的结果，在用目视估测确定彗星在两比较星之间亮度的内插值时，使用几组内插结果的平均值为最后所得彗星的星等值。

第2种方法——单散焦同径亮度比较法。

这种方法原则上同第一种方法相同，区别仅仅在于要求散焦后的比较星圆斑直径，与彗星焦点像的直径大致相等，以增加比较结果的精度。当拿彗星与两颗比较星比较并内插出彗星在两星之间亮度的比例值时，是在同样面积的光斑上进行比较的，加上这一要求后自然比第一种方法更为严格一些。为了使每次调节焦距时，很快有得到要求的圆斑直径，要求望远镜调节焦距的旋钮旁有指示调焦的刻度；有的望远镜在装目镜的伸缩筒上有刻度值，调焦旋钮旁有一小窗口，可从指示标线看出调焦的数值。设彗星的焦点像焦距指示读数为f2，比较星1散焦后同直径像的焦距指示读数为f1，比较星2散焦后同直径焦外像的焦距指示读数为f3。在每次进行亮度比较时，要按f1、f2、f3的数值分别相应于比较星和彗星，就可以依据第一种方法的步骤进行观测了。

在使用第二种方法测量彗星亮度的时候，如果恰巧有一颗比较星在散焦后的同直径像其亮度与彗星的焦点像亮度相同，那就更容易从恒星的星等直接得到彗星的星等，使观测更为简便。但并不是常常有与彗星亮度一致的恒星恰在彗星附近，使我们能省去与多个比较星的比较观测。

第3种方法——双散焦亮度比较法。

刚刚发现的彗星，雾斑略大于恒星，采用前两种方法是方便的。已接近太阳，彗头明显地区分为彗核和彗发的彗星，其焦点像的亮度已不均匀，彗核明亮而彗发显得相对发暗，用单散焦亮度比较法会有较大的误差。在这种情况下，彗星也采用焦外像，使散焦后的彗头亮度比较均匀，记下彗星焦距读数f2，在观测比较星的时候，分别记下散焦后同直径情况下的焦距读数f1和f3，则每次作亮度比较观测的时候，都把焦距调节到相应位置，就能求得彗头的亮度了。显然，这是在彗头亮度不均匀情况下的一种调整措施。

第4种方法——焦外消影法。

前3种方法都需要观测者作出亮度估计，在作亮度等级估计时因观测者的主观性而常会因人而异，不可避免地将人的主观因素带人观测结果。为了减少亮度估计的主观性，可采用这里介绍的焦外消影法。

顾名思义，焦外消影就是要让星象因调焦而逐渐消逝在天光背景之中。只要彗星与比较星随着调焦而消逝在背景光的焦距一样，就可以说彗星的亮度与该恒星的亮度是相等的。为此，要积累观测经验，使选择的比较星一般很接近彗星的亮度。实际观测时，先选择一颗亮度接近彗头亮度的恒星，然后记下彗星和恒星焦点像的焦距读数f0，先调焦使彗星圆斑消失在天光背景中，记下焦距读数f2，再对准比较星用同样办法求得消失焦距f1，若f1=f2，则该比较星的星等为所求亮度值。

几种方法中有一种特例，就是在彗星附近恰有一些星云或星团，因为都是有视面天体，就不必散焦而直接用焦点像比较其亮度而求出彗星的亮度来。

无论采用上述哪一种方法测量彗星的亮度，都要反复作几次后采用平均观测值作为本次观测的最后结果，彗星的亮度随着彗星的运动会有较大的变化，所以这项观测也需要经常进行，不宜相隔日期太长。

哈勃望远镜是如何拍到星际彗星首张清晰图像的？

哈勃望远镜里面的材料和普通的望远镜材料是不一样的，它含有高清的拍摄和放大的材质，通过在特定时间去观察彗星然后拍摄图像，经过科学家的冲洗放大得出这张清晰的图像的。

彗星位置的目视观测方法有哪些？

对于已经确定为彗星的观测对象或者根据预报日历表观测的彗星，位置观测是十分重要的。由于目视观测位置的精度低，在计算轨道时一般不用目视观测资料。但是作为一种练习还是值得的，既可加深对彗星运动的了解，又能熟悉观测工具的使用。

首先将彗星所在天区的星图拓描出来，观测时估计彗星在恒星间的相对位置，将它点在星周上，并将彗尾长度、指向也标在图上。逐日积累，可得彗星在天球上移动的视轨迹。

如果视场中仅有1颗认识的恒星，对于有十字丝目镜的望远镜可以估算出彗星的位置来。设恒星赤经为α，赤纬为δ，视场直径d′，固定望远镜，使目镜十字丝横丝对准周日运动方向，微动望远镜赤纬，让彗星与恒星恰在横丝两边并被平分，估计出彗星与十字丝横丝的角距c，则彗星赤纬δ′=δ±2c(彗星在恒星北取+，否则取-)；平分彗星与恒星，估计出彗星与纵丝的角距e，则彗星赤经α′＝α±2e/15cosδ。

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