天文入门——深空摄影

type

status

date

slug

summary

序言

深空摄影的目标包含了星云、星系、星团等目标，例如著名的M42猎户座大星云，M31仙女座星系，M45昴星团等。深空摄影也是天文中最复杂的领域，需要充足的知识储备、良好的光污染环境以及合适的器材设备。

器材

赤道仪

在专业的深空摄影中，最基础且重要的设备就要属赤道仪（Equatorial Mount）了。众所周知，地球是在不停自转的，因此所有的天体都围绕北天极在运动，由于天体发出的光线都十分暗淡，因此我们需要使用相机对目标进行长达数小时的曝光，如果此时我们的望远镜保持不动，那么所有的星点都会产生脱线，如下图所示。

赤道仪包含有赤经和赤纬两个轴，其中赤经轴与地球的自转轴平行，通过赤道仪可以克服地球的自转，让天体在望远镜的视场中保持相对静止。根据结构的不同，赤道仪一般可分为德式赤道仪、中式赤道仪和谐波赤道仪。其中德式赤道仪的精度比较高，但是自身体积和重量较大，不太适合随身携带。中式赤道仪的载重会比德式赤道仪稍大一点，但是对平衡会比较敏感。相同体积和重量下，谐波赤道仪的载重最大，有时甚至可以不加装重锤，但是谐波赤道仪的价格一般比较昂贵，且抗风的能力较弱。

推荐的品牌：信达（Sky Watcher）、振旺（ZWO）、高桥（Takahashi）、派拉蒙（Paramount）

反射镜系统

反射式望远镜（Reflector）的光路结构图如下，光线射入镜筒后，首先经过底部的凹面镜（主镜）进行聚焦和反射，然后再经由中间的平面镜（副镜）反射至目镜成像。

反射式望远镜的结构简单，可以在相同的成本下制造出更大的口径，其焦比通常为F2至F5，成像效率较高。但是由于其特殊的构造，其副镜支架特别容易受到震动的影响，需要经常对其光轴进行调节才能保证较好的成像质量，因此不太推荐用于打野，建议在固定台使用。由于在反射镜中没有透镜的引入，因此可以从根源上消除色差。

普通的反射镜一般使用抛物面作为主镜，因此存在彗差（Coma Aberration），需要使用专门的慧差矫正镜（MPCC）来进行修正，否则视场边缘的星点就会像彗星一样呈发散状。

更高端的RC结构则使用双曲面作为主镜片和副镜，其可以更有效地解决球差和彗差，成像质量非常高，绝大多数大型天文台使用的望远镜都是RC结构的，例如双子座望远镜、哈勃望远镜等。

推荐的品牌：信达（Sky Watcher）、高桥（Takahashi）、平面波（PlaneWave）

折射镜系统

折射式望远镜（Refractor）的光路结构图如下，光线射入镜筒后，首先经过前面的物镜折射，然后再经由目镜成像。

折射式望远镜受制于工艺难度和制造成本，其口径一般不会做的特别大，主要由业余爱好者使用。低端的折射镜大多使用单片物镜，因此会有很明显的色差，中端的折射镜通常会再引入一片ED低色散玻璃来缓解色差，而高端的APO折射镜则会使用萤石镜片来消除色差，但是价格往往也比较昂贵。折射镜的光轴比较稳定，因此保养和维护比较简单，其焦比一般在F6至F8之间。

大多数的折射镜都存在场曲（Field Curvature），如图所示，相同平面上的物体经过透镜成像后被弯成了一个曲面，由于相机传感器是一个平面，因此如果画面中心合焦，其边缘可能会失焦，因此需要在望远镜和传感器中间加装平场镜来进行矫正。

通常为特定望远镜设计的平场镜的合焦位置是唯一确定的，因此在使用平场镜的时候需要考虑后截距，当前主流的后截距设计一般为55mm，每个天文相机厂商都会给出最佳的后截距解决方案，如下图所示。值得注意的是，当平场镜和传感器中间存在滤镜时，则需要将滤镜的厚度纳入后截距的计算中。

推荐的品牌：裕众（Sky Rover）、高桥（Takahashi）、CFF

导星系统

赤道仪一般属于开环系统，其虽然可以按照指定的转速来抵消地球的自转，但是受机械精度、极轴偏差等因素的影响，在进行长期跟踪的时候还是避免不了产生脱线，尤其是使用长焦距镜头的时候。因此，需要一个额外的导星系统来对赤道仪的跟踪进行实时反馈，如图所示。

最常见的导星系统一般使用外置的导星镜，导星相机会实时计算星点偏移了多少像素，然后将修正指令发送给赤道仪进行调整。使用外置导星系统的时候一般需要注意以下几点：①通常外置导星镜的焦距为主镜的1/4至1/3，两者越接近越好；②在使用外置导星镜时要避免非同步变形，即保证主镜和导星系统之间是刚性连接的。

当主镜的焦距过长时，一般就会使用偏轴导星系统了（OAG)，其通过棱镜将主镜上的一部分光路分给导星相机，OAG的导星精度较高，且可以有效避免非同步变形，但是导星相机的传感器尺寸较小，可能会存在找不到星点的情况。

推荐的品牌：振旺（ZWO）、QHY、图谱（ToupTek）

黑白冷冻相机+滤镜系统

由于深空摄影需要长时间的曝光，而普通相机的传感器在长曝光时都会产生热噪，因此专业的天文相机都会自带制冷，其可以将传感器的温度降低至零下从而在一定程度上减少热噪。此外，专业的天文相机具有极高的QE量子效率，具有极强的画质与信噪比。

学过中学物理的都知道波粒二象性——光即是波也是粒子，目前人类生产的所有相机传感器都利用了光电效应的原理，即光子入射到传感器上，然后产生相应的电流，光子数越多则电流越强。由于光的颜色是由其波长和频率决定的，因此，现有的传感器都只能感知光的强弱，而无法判断光的颜色。

为了解决拍摄到的图像都是黑白的问题，当前主流的手机和相机都使用了一种叫做拜耳阵列的滤镜配置。如图所示，在每个像素上都安置有一片滤镜，只允许特定颜色的光线透过，通常会按照红绿蓝1:2:1的数量进行配置，俗称RGGB，当然也存在其他的色彩排列方式。当我们按下快门后，相机会自动解拜耳并进行插值运算，按照不同厂家的色彩科学算法，经处理器运算后得到我们人眼最终看到的颜色。

可以明显看到，使用拜耳滤镜的彩色相机天生存在欠采样（Under Fitting）的问题，即在指定的成像面积上，传感器只能捕获1/4的红光，1/4的蓝光以及1/2的绿光，其余的光线信息都是根据算法“猜”出来的，但由于像素的尺寸一般比较小（只有几微米），因此在我们日常拍摄中不会有什么问题。

然而对于天文摄影而言，彩色相机的成像效率低，且只能拍摄RGB波段的可见光，因此专业的天文相机一般会使用黑白相机，再搭配上专门的滤镜来针对不同波段的光线进行成像，最后再将每个通道的黑白照片放入后期软件中进行颜色合成。

一般可以将天文滤镜分为宽带和窄带，最常见的LRGB就是宽带滤镜，其最终的成像更加接近其原本真实的颜色。窄带滤镜只允许极窄波段的光线通过（通常只有几纳米），由于大部分天体的光线都是由特定元素发出的，因此窄带一般用于研究天体的元素构成，例如一次电离氢发出的射线称作Hα射线，二次电离氢发出的称为Hβ射线，一次电离的硫元素发出的称为Sii射线，二次电离的氧发出的称为Oiii射线，因此Sii、Hβ、Oiii、Sii作为最常见的窄带滤镜组合，如下图所示。

在后期合成中，如果将SHO三个通道的信息分别对应成RGB三种颜色，则称为SHO合成，也就是我们常说的哈勃色。如果将HOO信息分别对应成RGB颜色，则称为HOO合成，HOO的颜色更接近真实色彩。但是，无论是SHO还是HOO，都不是这些天体本来的颜色，所以一般将窄带合成的图像称作伪色彩。

推荐的品牌：振旺（ZWO）、QHY、SBIG、宇隆（OPTOLONG）、Antlia

调焦座

普通的天文望远镜一般都使用单速的无齿调焦座，其精度和承重较低，因此主要用于目视。较高端的天文望远镜则使用双速的有齿调焦座，精度和承重较高。由于天文望远镜的对焦情况会受到不同温度、不同大气条件以及不同滤镜等多重因素的影响，因此电动调焦器就变得很有必要了，配合上天文盒子或工控机可以实现自动对焦。

推荐的品牌：振旺（ZWO）、QHY、墨空（Oasis）、羽毛（StarLight）

场旋调节器

场旋调节器（CAA）安装在望远镜和相机中间，可通过旋转来调节相机的构图角度，和调焦座一样也可分为手动和电动，如下图所示。

推荐的品牌：WandererRotator

控制系统

如今，各种集成的控制系统大大降低了天文摄影的门槛，例如振旺的ASIAIR天文盒子，你只需要将所有设备（包括赤道仪、导星相机、主相机、电动调焦、滤镜轮等）连接到电脑或者工控机上，然后就可以通过专门的软件对这些设备进行统一控制，从而快速完成极轴校准、对焦、目标搜索和拍摄等任务。

推荐的产品和软件：振旺ASIAIR（ZWO），N.I.N.A

前期拍摄

平衡调节

当所有的设备安装好后，首先需要进行是赤道仪平衡的调节，赤道仪的平衡与否会极大地影响你导星以及拍摄的精度，值得注意的是，在调整平衡前要确保你的所有设备都安装到位，包括相机是否处在合焦位置，否则所有的工作都会白费。

其中赤经轴的平衡是最容易的，松开赤经轴锁紧赤纬轴，然后移动重锤到合适的位置，确保两端是否平衡即可。然后是赤纬轴和Z轴的调节，松开赤纬轴锁紧赤经轴，然后前后移动望远镜，由于望远镜上器材的重量可能不是沿轴线对称分布的，因此一般需要使用偏心重锤来完成Z轴的调节，需要确保望远镜能够在任意位置上停稳，具体平衡调节方面的细节可以参考饺子大叔的视频。