The Deep Sky Field Guide
天文知識叢書
觀念天文學(Welcome to the Universe)
OBSERVER'S HANDBOOK RASC
The Deep Sky Field Guide (DSFG) to Uranometria 2000.0
這冊跟星圖（南、北各一冊）是一套的，不過其他兩本星圖比較少用了，現在用電子星圖很方便，在此不贅述（請參考星圖原理與使用）。不過這本導覽我覺得仍有幫助，裡面提供的資料相當豐富。
‘The DSFG provides, by Uranometria 2000.0 chart number, basic "observable" catalogue information for some 14,000 nonstellar objects. In this way, it attempts to make dry catalogue listings more useful to the amateur observer in the field’
本冊內容主要提供目視觀測以及攝影參考用，並在尺寸、單位上盡可能配合目視實用，收錄了近9000個天體加上另外5000個在天體所處30 arcmin範圍內的 field galaxies (有些field galaxy 比NGC天體還亮)，而不收電波源、X-Ray源及脈衝星等一般業餘觀測無法觀測的天體。
此參考資料參考了RNGC （包含一些未收在NGC內，但可見的星雲、散開星團等），以及Sky catalogue 2000.0 第二冊（包含一些紅移小的矮星系，因為離我們較近而顯得有趣多。）
收錄行星狀星雲的極限星等（總視亮度）沒有特別的設限，對於小望遠鏡或大口徑望遠鏡使用者都有用。
Open cluster 散開星團 930個
包括麥哲倫雲內的星團
相較於其他深空天體，小口徑望遠鏡使用者比較容易看到較多的散開星團。
資料提供：名稱，位置（座標），總亮度（視星等 Visual magnitudes 以及攝影星等photography blue magnitudes），直徑 arcmin，星星數量估計（通常即是 8"鏡在無光害的暗空下可見的數量），最亮星的星等。
notes部分：
Trumpler (1930) 的研究所提供的三種參考資料：
1. 星星的集中度，以及星團之於所處的環境之間的易區分程度（detachment）。通常來說，目視觀測會比在背景星非常多的照片上更容易區分出星團的組成成員。
2.可見的成員的亮度範圍（視星等範圍）。
年輕的星團有較大的亮度範圍，因為在H-R圖上有完整的主星序。
年老的星團的亮度範圍小，通常會缺乏主星序的左上端一段，反而有豐富的巨星橫列(giant branch)在與該星團位於主星序上的最亮星差不多同樣的亮度(星等)。
但須注意，實際上，無論是年輕或年老的星團，因為有許多低質量非常暗的成員，所以真實情況這個亮度範圍都是很大的，無論如何，這裡提供的參考資料對於目視觀測仍很有幫助。
3. richness 豐度，即星星數量。 rich 為大於 100， moderate 則是介於50至100間，poor 小於50
Globular Clusters 球狀星團 185個
有近宇宙年齡的最老天體。球狀星團主要集中在兩處，銀河的hub 核鼓部，以及halo 銀暈中。
資料提供：總亮度 (visual)，直徑 arcmin，集中度。
集中度使用 Shapley- Sawyer 系統，分12級，1最集中，這個集中度與中央部份的表面亮度 SB較相關，而不是用來指示星團成員能夠在目鏡中被解析出來的難易度，反而可作為觀測所需望遠鏡的極限星等的參考。
notes:
最亮成員們的亮度 (V) ，（最亮的25顆？），以及H-R圖上 horizontal brach 即水平列的亮度。
越年老的星團，其主星序的斷點越往下移。
這兩個亮度對於目視觀測者也有用，首先，如果觀測者要能解析出部分星團成員，最起碼望遠鏡要能達到最亮成員的亮度（可利用放大倍率等觀測技巧），接著，若觀測者的望遠鏡的極限星等能夠達到水平列的亮度，那麼解析的程度將從 'patially resolved'一下子變成‘well resolved’
Bright Nebula 亮星雲 380個
或稱 diffuse nebulae, galactic nebulae
主要分為： emission nebula 發射星雲， reflection nebula 反射星雲，以及 SNR超新星殘留物。
Emission nebula :氫氣體雲，H-II region。原子被附近熱的星體電離，在回到原能量態時放出光子。
目視
hydrogen (Hβ486.1nm)
oxygen (OIII 500.7, 495.9nm)
適合使用星雲濾鏡（窄頻）
reflection nebula: 反射星雲，組成類似，但場星沒有那麼熱，所以是星雲的塵埃 dust散射場中的恆星的星光。（* gas 並不反射任何光）
SNR: 有近似 H-II的強發射線，使用星雲濾鏡亦有幫助。
資料提供：尺寸，取自於攝影，取星雲的較亮的區域。因為取自攝影，所以目視者通常會覺得這個值會比實際能見的要大上許多，即使在良好的暗空下。
型態：E, R, E+R, SNR 。這資料有助於選擇濾鏡。
亮度：1 ~ 6級別。據經驗，如果口徑夠大，1,2 兩級數在良好暗空下可見，3 有難度，4 ~ 6 可能要考慮使用攝影。以同樣的度量下，對反射星雲來說觀測會更為困難。
星雲顏色指數：(Lynds' system):
1: brightest on blue plates 。幾乎都是 R （反射星雲），例外 IC4606 散射一顆紅巨星的光。
2: blue 或 red plates 上相當 。E+R
3:在 red上最亮。Ｅ
4:只在 red上可見。
Dark Nebula 暗星雲 160 個
最適合低倍廣視野目鏡提供一個較亮的星場背景
如果背景是一個發射星雲，則使用星雲濾鏡也有幫助。
提供資料：尺寸，取自攝影。近似值，因為邊界不明顯。
對比 contrast 1~6，6最暗（相對於背景），最易見。Lynds: 6相當於暗星雲吸收了背景約6等的光。
notes: Barnard 通常喜歡小區域的區分，Lynds Catalogue of Dark Nebula 則通常會把彼此靠近的Barnard目標整合成一個目標。(LDN)
Planetary Nebula 行星狀星雲 525個
Herschel觀察發現這些天體顏色 bluish 或 greenish 跟他發現的天王星很像，所以稱為行星狀星雲，其實跟行星一點也沒關係。
最亮的行星狀星雲有明顯的盤面可達 30"。許多大小近乎星體，只能透過目鏡觀察或使用直視稜鏡 direct-vision prism。
主要發出 doubly-ionized oxygen OIII，可將OIII濾鏡置於目鏡與眼睛之間，來回移進移出，則若視野中行星狀星雲可見，目標會有blink的閃耀效果，有助於從視野中區分出。
（例外）PK 64+5.1 OIII很弱，適合使用Hβ
亮度 : photographic -blue 以及 visual視亮度
(photography-blue 不包含可見的OIII發射線，所以對目視來說較不適用)
關於視亮度：
'Marling, who summed the brightness of the emission lines for each objects and adjusted the resulting value to account for the sensitivity of the dark-adopted eye. '
直徑：取自攝影。中心星的星等（高倍觀測可嘗試）。其他名稱：PK, NGC, IC
Notes:
Vorontsov-Velyaminov classification system:
Stellar
smooth disk
Irregular form
Anomalous form
Galaxies 星系
de Vaucouleurs 分類
提供資料：總星等V，尺寸， 表面亮度SB ，此書表面亮度單位使用 magnitudes per arcminute（星等每平方角分, MPSAM）。
SQM使用的單位是星等每平方角秒（MPSAS）
MPSAM +8.89 = MPSAS
總視星等與表面亮度同時參考，對於目視觀測較有幫助。
表面亮度：例如 IC512，表面亮度為14.3 MPSAM，試著讓一顆14等的星星失焦至大小為 1平方角分，就是14 MPSAM差不多的感覺。
經驗：表面亮度低於14.5 MPSAM將是非常困難的目視目標，無論總亮度多亮。平均為13.5 MPSAM
PA position Angles：位置角， 由正北方向東順時針，0 ~ 179度。今日有電子星圖很容易查出。
參考：
Luminosity classes on the H-R diagram. 摘自 Bradley W.Carroll, Dale A.Ostlie “An introduction to Modern Astrophysics”, Addison-Wesley 1996.
cluster age at turn-off point (Yr)
越老的星團的主序星的turn-off point會越往下趨近太陽的位置
“The color-magnitudes diagram of h and 𝜒 Persei illustrates such a situation (Fig 13.28); apparent are red giants, together with low-mass pre-main-sequence stars. Also evident in the diagram is the complete absence of stars between the massive ones that are just leaving the main sequence and the few in the red giant region. It is unlikely that this represents an incomplete survey, since these stars are the brightest members of the cluster. Rather, it points out the very rapid evolution that occurs just after leaving the main sequence. this feature, known as Hertzsprung gap, is a common characteristic of the color-magnitude diagrams of young , galactic clusters (散開星團).”(P.533)
以下摘自 Malcolm S.Longair ''Our Evolving Universe "一書,1996 Cambridge university press 出版
"as stars evolve up the giant branch, mass loss is believed to take place from their surface layer, revealing their hotter central regions, and so the stars move to the left across the H-R diagram. In the case of solar mass stars, this mechanism is believed to be responsible for the horizontal branch stars which is shown schematically in Figure 2.9(b) and can also be seen in the H-R diagram of 47 Tucanae in Figure 2.11(b). These stars then evolve back towards the tip of the giant branch, a region occupied by long period variables and unstable stars. In the case of the massive stars, mass loss can be so strong that the stars are shifted a long way across the H-R diagram to the vicinity of the main sequence.It has been observed that there is an absence of stars of the very hightest luminosities in the region of the red giant and this can be plausibly attributed to the effects of mass loss the most massive giant stars."(p.47)
以下摘自 Michael Zeilik "Astronomy - The Evolving Universe", John Wiley & Sons, Inc., 1998 New York.
"Globular cluster
An H-R diagram of a globular cluster (fig 16.18) clearly shows its major difference from an open cluster in terms of its stellar type. the main seguence turn off to the red giant branch, and the upper end of the main sequence has disappeared. The more massive stars have evolved off the main sequence. A horizontal branch of stars returns from the giant region to the region of the absent upper main sequence. This slash across the H-R diagram, called the horizontal branch, is the special signature of a globular cluster. These features indicate that globular clusters are very old, with an age of 15 billion years!
recall that a horizontal branch contain low-mass stars, burning helium in their cores and having chemical compositions that differ significantly from that of the sun. the observation that globular clusters have a horizontal branch strongly implies that the stars there are less massive and have fewer heavy elements than the sun. they are poor in metals because they are so old, and the gas and dust from which they were born contained only a small percentage of heavy elements. However , that means that at least some heavy elements were in the cloud from which the cluster formed, so it seems that every globular cluster survived at least one supernova explosion very early in its life."(p.363)
* 關於球狀星團的年齡估計由於與宇宙模型的年齡相關（它必定不能比宇宙年齡大才不會與模型衝突），最近對HD 140283 最老恆星的測量 14.4 ±8 b 與目前宇宙模型評估的138億年差不多。
https://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/
澳洲的新計劃，測量宇宙擴張速度的精度將達到1%
New galaxy survey to measure the expanding universe
February 1, 2018
Australian National Universityhttps://m.phys.org/news/2018-02-galaxy-survey-universe.htm
天文知識叢書（共四冊）王石安 著，台灣中華書局印行
有年紀的書了。雖然是在1981初版，不過看序是寫在民國48年，好像四冊都是在我出生前就已經出版了，據作者稱這部書的前身是寫給小朋友看的叫天文知識小叢書，後來增編後發現資料已經超越了小的範圍。
已經忘了什麼時候買的，這兩天在找星團的赫羅圖資料時又翻出來閱讀。作者是王石安（不知是否是曾任成功大學校長的那位）
在這本書出來的年代，似乎還沒有「星系」這個詞彙，系外的星系仍被星雲歸納在一起，譬如M31稱為仙女座星雲（或稱為小宇宙），（我發現即使1993年的天文觀測翻譯書，也有仍稱星系為星雲，未改的），難怪有些初入門者若手邊只有較舊的天文參考書，有可能仍會把星系與星雲混在一起稱呼的。這部書除了一些西洋名稱翻成中文讓人不習慣，資料蠻豐富的，當然，幾十年來天文進展相當大，不過這些過去的資料仍相當具有參考性，許多基礎的東西仍是不變的。
觀念天文學 （上、下冊）蘇漢宗、高文芳 譯，台灣台北市，遠見天下文化出版，2017.12
此書譯自普林斯頓大學出版的 'Welcome to the Universe - An Astrophysical tour', 作者：J.Richard Gott, Michael A.Strauss, Neil Degrasse Tyson。材料即是整理自普林斯頓大學受歡迎的天文通識課。包括了最新的宇宙論的研究、進展。買來迫不及待讀了一遍，個人覺得是最近最值得購買的天文書了。內容精彩，圖表豐富，印刷品質也很好。
雖說是通識，內容不可能太艱深（但第二冊理論即第三部，愛因斯坦和宇宙的部分其實已經有點難度），主題是天文物理，所以也不可能像《宇宙》(卡爾沙岡著) 那樣充滿故事性的描述與人文抒情，倒是多了不少公式，不過可以把他跟宇宙擺在一起，當作《宇宙》之後的旅程。不過本書可說是完整地介紹了天文物理的基礎知識，以及最新天文物理的進展，圖解相當豐富，大致上可以稱為深入淺出。印象很深刻的，1980年卡爾沙岡出的《宇宙》裡接近書末有一張提到尋找太陽系外的智慧生命，那時我們對太陽系外的探索幾乎只有航海家號以及德瑞克方程式，如今我們搜尋太陽系外的行星有了非常豐碩的成果（2016年初為止約已找到一千多顆），甚至搜尋到位於適居帶的太陽系外行星的數量也不算少，今日已經開始有探索比鄰星諸如此類的計畫構想。當然，找到希格斯玻色子，偵測到重力波，宇宙論的進展也令人興奮，因為目前許多的發展都合乎理論的預測，似乎讓人感到重力子的偵測也只剩科技的問題，各種弦論在當時看起來似乎還只是玄之又玄的事，今日儼然成為一嚴肅的顯學。
大量使用世界線的圖解法我覺得使得宇宙論的方面較易於閱讀（我覺得利用雙宇宙絃的造成的時空迴圈那部分應該再增加相對圖解，如一開始介紹的切吐司麵包等時線，不然很燒腦XD），利用雙宇宙弦的時光機器在2001年霍金的《胡桃裡的宇宙》中就已經出現過（尚有許多內容那本書都曾出現過），雖然是科普書不過實在艱澀，同樣的內容因為這幾年的發展，在welcome此書中已有較新的資訊以及較詳細的說明，譬如物質密度與暗能量密度（後者在《胡》書中為“真空能”）的那張宇宙模型圖表。
本書當然有介紹到赫羅圖，而且還介紹到最新使用的光譜分類有增加，因為發現了些很冷很暗的天體（棕矮星），沒比烤箱內溫度高多少。目前使用的分類： Ｏ、Ｂ、Ａ、Ｆ、Ｇ、Ｋ、Ｍ、Ｌ、Ｔ、Ｙ。過去的人用 “Oh, be a fine girl /Guy kiss me” 來記住這個順序，我想了想現在也許可以用 “Oh, be a fine girl kiss me, love , to you”來記呵！
加拿大RASC 天文年鑑的資料相當豐富，其中54頁開始幾頁的篇幅談及增加天體視大小（倍率）對於深空天體的目視的幫助（對降低可辨識對比門檻的幫助），包括使用不同濾鏡的場合該如何估算對對比的增益。此篇同樣基於對1946年Blackwell資料的研究，並同意1990Clark的研究，但個人覺得本篇提供的表格，更容易閱讀，也容易運用參考，值得一讀。
這篇文章主要在講的也是天體大小與眼睛可辨識的對比門檻之間的關係，跟Clark 那本 ‘Visual astronomy of deep sky’ 裡面談到的事情是一樣的，只不過他們用不同的方式來表示。這篇文章，如圖表Figure 1 - Minimum detectable size vs. contrast，呈現的是在給定一個背景天空亮度（單位為表面亮度 MPSAS，在圖中為各曲線），以及目標天體的亮度，所計算出的亮度對比（下方橫座標軸，即兩者的表面亮度差）， 可以求得目標天體能從背景分辨出的最小面積需求（arcmin）。
(這裡的天體指的是"Extended Objects"，也就是有面積的目標。如果是星點的話，放大僅會降低背景天空的亮度，所以理論上是可以一直放大到出瞳徑過小。)
須注意，這裡所用在圖表上的亮度是最後進入至瞳孔的光線的亮度，也就是，必須要計算倍率降低的表面亮度（亮度差/對比不變）以及濾鏡降低的亮度（亮度對比會改變）等影響之後所得到的值。
本篇文章亦提供了一個倍率降低的天空表面亮度速查表（Table 2），是以出瞳徑（望遠鏡口徑除以倍率）對應降低的表面亮度值。
此外，Table 3 - Threshold luminance of extended objects 在皇家天文協會的網站上的補充資料區已經有excel表單可下載 (Magnitude and Contrast Calculator )。
Table 3 可以從天空表面亮度以及天體大小，直接查詢目標所需的最低亮度門檻，與目標的表面亮度對照即可知道是否能夠被辨識。
不過這些表因為尚要考慮天體的平均表面亮度的準確性，以及它的類別特性（譬如該天體是否具有某部分的表面亮度會比它標稱的平均表面亮度更亮），還有各種濾鏡過濾的背景光線與天空背景的真實數據可能有所不同，所以使用上需要注意（即使不考慮使用者個人因素或天候因素），有可能出現估算出無法辨識卻仍有機會辨識出天體某部位的情況，或評估可以看到卻未能分辨。不過原理是不變的，那就是增加天體的視大小可以降低眼睛能辨識的對比門檻（更容易辨識出目標天體），一直到倍率放大至天體的暗度會降低到過暗為止（在天體的亮度降低的速度將比門檻降低還快這個轉折點，Clark將其稱為最佳倍率）。
本篇亦提供使用不同濾鏡會降低的天空表面亮度參考值：UHC: 1.6 MPSAS, OIII and Hβ :2.6 (請注意：不同廠商出的濾鏡頻寬會有些差異)
輕度光害濾鏡譬如LPS-p2,D1 及類似濾鏡，根據個人測量經驗約降低0.7~1 MPSAS
使用濾鏡須注意選擇適當的濾鏡。
年輕的星團有較大的亮度範圍，因為在H-R圖上有完整的主星序。
年老的星團的亮度範圍小，通常會缺乏主星序的左上端一段，反而有豐富的巨星橫列(giant branch)在與該星團位於主星序上的最亮星差不多同樣的亮度(星等)。
但須注意，實際上，無論是年輕或年老的星團，因為有許多低質量非常暗的成員，所以真實情況這個亮度範圍都是很大的，無論如何，這裡提供的參考資料對於目視觀測仍很有幫助。
3. richness 豐度，即星星數量。 rich 為大於 100， moderate 則是介於50至100間，poor 小於50
Globular Clusters 球狀星團 185個
有近宇宙年齡的最老天體。球狀星團主要集中在兩處，銀河的hub 核鼓部，以及halo 銀暈中。
資料提供：總亮度 (visual)，直徑 arcmin，集中度。
集中度使用 Shapley- Sawyer 系統，分12級，1最集中，這個集中度與中央部份的表面亮度 SB較相關，而不是用來指示星團成員能夠在目鏡中被解析出來的難易度，反而可作為觀測所需望遠鏡的極限星等的參考。
notes:
最亮成員們的亮度 (V) ，（最亮的25顆？），以及H-R圖上 horizontal brach 即水平列的亮度。
越年老的星團，其主星序的斷點越往下移。
這兩個亮度對於目視觀測者也有用，首先，如果觀測者要能解析出部分星團成員，最起碼望遠鏡要能達到最亮成員的亮度（可利用放大倍率等觀測技巧），接著，若觀測者的望遠鏡的極限星等能夠達到水平列的亮度，那麼解析的程度將從 'patially resolved'一下子變成‘well resolved’
Bright Nebula 亮星雲 380個
或稱 diffuse nebulae, galactic nebulae
主要分為： emission nebula 發射星雲， reflection nebula 反射星雲，以及 SNR超新星殘留物。
Emission nebula :氫氣體雲，H-II region。原子被附近熱的星體電離，在回到原能量態時放出光子。
目視
hydrogen (Hβ486.1nm)
oxygen (OIII 500.7, 495.9nm)
適合使用星雲濾鏡（窄頻）
reflection nebula: 反射星雲，組成類似，但場星沒有那麼熱，所以是星雲的塵埃 dust散射場中的恆星的星光。（* gas 並不反射任何光）
SNR: 有近似 H-II的強發射線，使用星雲濾鏡亦有幫助。
資料提供：尺寸，取自於攝影，取星雲的較亮的區域。因為取自攝影，所以目視者通常會覺得這個值會比實際能見的要大上許多，即使在良好的暗空下。
型態：E, R, E+R, SNR 。這資料有助於選擇濾鏡。
亮度：1 ~ 6級別。據經驗，如果口徑夠大，1,2 兩級數在良好暗空下可見，3 有難度，4 ~ 6 可能要考慮使用攝影。以同樣的度量下，對反射星雲來說觀測會更為困難。
星雲顏色指數：(Lynds' system):
1: brightest on blue plates 。幾乎都是 R （反射星雲），例外 IC4606 散射一顆紅巨星的光。
2: blue 或 red plates 上相當 。E+R
3:在 red上最亮。Ｅ
4:只在 red上可見。
Dark Nebula 暗星雲 160 個
最適合低倍廣視野目鏡提供一個較亮的星場背景
如果背景是一個發射星雲，則使用星雲濾鏡也有幫助。
提供資料：尺寸，取自攝影。近似值，因為邊界不明顯。
對比 contrast 1~6，6最暗（相對於背景），最易見。Lynds: 6相當於暗星雲吸收了背景約6等的光。
notes: Barnard 通常喜歡小區域的區分，Lynds Catalogue of Dark Nebula 則通常會把彼此靠近的Barnard目標整合成一個目標。(LDN)
Planetary Nebula 行星狀星雲 525個
Herschel觀察發現這些天體顏色 bluish 或 greenish 跟他發現的天王星很像，所以稱為行星狀星雲，其實跟行星一點也沒關係。
最亮的行星狀星雲有明顯的盤面可達 30"。許多大小近乎星體，只能透過目鏡觀察或使用直視稜鏡 direct-vision prism。
主要發出 doubly-ionized oxygen OIII，可將OIII濾鏡置於目鏡與眼睛之間，來回移進移出，則若視野中行星狀星雲可見，目標會有blink的閃耀效果，有助於從視野中區分出。
（例外）PK 64+5.1 OIII很弱，適合使用Hβ
亮度 : photographic -blue 以及 visual視亮度
(photography-blue 不包含可見的OIII發射線，所以對目視來說較不適用)
關於視亮度：
'Marling, who summed the brightness of the emission lines for each objects and adjusted the resulting value to account for the sensitivity of the dark-adopted eye. '
直徑：取自攝影。中心星的星等（高倍觀測可嘗試）。其他名稱：PK, NGC, IC
Notes:
Vorontsov-Velyaminov classification system:
Stellar
smooth disk
(a) brighter towards the center (b) uniform brightness (c) traces of ring structureIrregular disk
(a) very irregular brightness distribution (b) traces of ring structureRing structure
Irregular form
Anomalous form
Galaxies 星系
de Vaucouleurs 分類
提供資料：總星等V，尺寸， 表面亮度SB ，此書表面亮度單位使用 magnitudes per arcminute（星等每平方角分, MPSAM）。
SQM使用的單位是星等每平方角秒（MPSAS）
MPSAM +8.89 = MPSAS
總視星等與表面亮度同時參考，對於目視觀測較有幫助。
表面亮度：例如 IC512，表面亮度為14.3 MPSAM，試著讓一顆14等的星星失焦至大小為 1平方角分，就是14 MPSAM差不多的感覺。
經驗：表面亮度低於14.5 MPSAM將是非常困難的目視目標，無論總亮度多亮。平均為13.5 MPSAM
PA position Angles：位置角， 由正北方向東順時針，0 ~ 179度。今日有電子星圖很容易查出。
參考：
Luminosity classes on the H-R diagram. 摘自 Bradley W.Carroll, Dale A.Ostlie “An introduction to Modern Astrophysics”, Addison-Wesley 1996.
cluster age at turn-off point (Yr)
越老的星團的主序星的turn-off point會越往下趨近太陽的位置
以下摘自 Malcolm S.Longair ''Our Evolving Universe "一書,1996 Cambridge university press 出版
"as stars evolve up the giant branch, mass loss is believed to take place from their surface layer, revealing their hotter central regions, and so the stars move to the left across the H-R diagram. In the case of solar mass stars, this mechanism is believed to be responsible for the horizontal branch stars which is shown schematically in Figure 2.9(b) and can also be seen in the H-R diagram of 47 Tucanae in Figure 2.11(b). These stars then evolve back towards the tip of the giant branch, a region occupied by long period variables and unstable stars. In the case of the massive stars, mass loss can be so strong that the stars are shifted a long way across the H-R diagram to the vicinity of the main sequence.It has been observed that there is an absence of stars of the very hightest luminosities in the region of the red giant and this can be plausibly attributed to the effects of mass loss the most massive giant stars."(p.47)
以下摘自 Michael Zeilik "Astronomy - The Evolving Universe", John Wiley & Sons, Inc., 1998 New York.
"Globular cluster
An H-R diagram of a globular cluster (fig 16.18) clearly shows its major difference from an open cluster in terms of its stellar type. the main seguence turn off to the red giant branch, and the upper end of the main sequence has disappeared. The more massive stars have evolved off the main sequence. A horizontal branch of stars returns from the giant region to the region of the absent upper main sequence. This slash across the H-R diagram, called the horizontal branch, is the special signature of a globular cluster. These features indicate that globular clusters are very old, with an age of 15 billion years!
recall that a horizontal branch contain low-mass stars, burning helium in their cores and having chemical compositions that differ significantly from that of the sun. the observation that globular clusters have a horizontal branch strongly implies that the stars there are less massive and have fewer heavy elements than the sun. they are poor in metals because they are so old, and the gas and dust from which they were born contained only a small percentage of heavy elements. However , that means that at least some heavy elements were in the cloud from which the cluster formed, so it seems that every globular cluster survived at least one supernova explosion very early in its life."(p.363)
* 關於球狀星團的年齡估計由於與宇宙模型的年齡相關（它必定不能比宇宙年齡大才不會與模型衝突），最近對HD 140283 最老恆星的測量 14.4 ±8 b 與目前宇宙模型評估的138億年差不多。
https://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/
澳洲的新計劃，測量宇宙擴張速度的精度將達到1%
New galaxy survey to measure the expanding universe
February 1, 2018
Australian National Universityhttps://m.phys.org/news/2018-02-galaxy-survey-universe.htm
有年紀的書了。雖然是在1981初版，不過看序是寫在民國48年，好像四冊都是在我出生前就已經出版了，據作者稱這部書的前身是寫給小朋友看的叫天文知識小叢書，後來增編後發現資料已經超越了小的範圍。
已經忘了什麼時候買的，這兩天在找星團的赫羅圖資料時又翻出來閱讀。作者是王石安（不知是否是曾任成功大學校長的那位）
這裡提到的杜・衛庫耳爾星雲分類，即是前面的那本DSFG內使用的de Vaucouleurs 星系分類系統。
觀念天文學 （上、下冊）蘇漢宗、高文芳 譯，台灣台北市，遠見天下文化出版，2017.12
此書譯自普林斯頓大學出版的 'Welcome to the Universe - An Astrophysical tour', 作者：J.Richard Gott, Michael A.Strauss, Neil Degrasse Tyson。材料即是整理自普林斯頓大學受歡迎的天文通識課。包括了最新的宇宙論的研究、進展。買來迫不及待讀了一遍，個人覺得是最近最值得購買的天文書了。內容精彩，圖表豐富，印刷品質也很好。
雖說是通識，內容不可能太艱深（但第二冊理論即第三部，愛因斯坦和宇宙的部分其實已經有點難度），主題是天文物理，所以也不可能像《宇宙》(卡爾沙岡著) 那樣充滿故事性的描述與人文抒情，倒是多了不少公式，不過可以把他跟宇宙擺在一起，當作《宇宙》之後的旅程。不過本書可說是完整地介紹了天文物理的基礎知識，以及最新天文物理的進展，圖解相當豐富，大致上可以稱為深入淺出。印象很深刻的，1980年卡爾沙岡出的《宇宙》裡接近書末有一張提到尋找太陽系外的智慧生命，那時我們對太陽系外的探索幾乎只有航海家號以及德瑞克方程式，如今我們搜尋太陽系外的行星有了非常豐碩的成果（2016年初為止約已找到一千多顆），甚至搜尋到位於適居帶的太陽系外行星的數量也不算少，今日已經開始有探索比鄰星諸如此類的計畫構想。當然，找到希格斯玻色子，偵測到重力波，宇宙論的進展也令人興奮，因為目前許多的發展都合乎理論的預測，似乎讓人感到重力子的偵測也只剩科技的問題，各種弦論在當時看起來似乎還只是玄之又玄的事，今日儼然成為一嚴肅的顯學。
大量使用世界線的圖解法我覺得使得宇宙論的方面較易於閱讀（我覺得利用雙宇宙絃的造成的時空迴圈那部分應該再增加相對圖解，如一開始介紹的切吐司麵包等時線，不然很燒腦XD），利用雙宇宙弦的時光機器在2001年霍金的《胡桃裡的宇宙》中就已經出現過（尚有許多內容那本書都曾出現過），雖然是科普書不過實在艱澀，同樣的內容因為這幾年的發展，在welcome此書中已有較新的資訊以及較詳細的說明，譬如物質密度與暗能量密度（後者在《胡》書中為“真空能”）的那張宇宙模型圖表。
宇宙模型
本書當然有介紹到赫羅圖，而且還介紹到最新使用的光譜分類有增加，因為發現了些很冷很暗的天體（棕矮星），沒比烤箱內溫度高多少。目前使用的分類： Ｏ、Ｂ、Ａ、Ｆ、Ｇ、Ｋ、Ｍ、Ｌ、Ｔ、Ｙ。過去的人用 “Oh, be a fine girl /Guy kiss me” 來記住這個順序，我想了想現在也許可以用 “Oh, be a fine girl kiss me, love , to you”來記呵！
OBSERVER'S HANDBOOK
The Royal Astronomy Society of Canada
加拿大RASC 天文年鑑的資料相當豐富，其中54頁開始幾頁的篇幅談及增加天體視大小（倍率）對於深空天體的目視的幫助（對降低可辨識對比門檻的幫助），包括使用不同濾鏡的場合該如何估算對對比的增益。此篇同樣基於對1946年Blackwell資料的研究，並同意1990Clark的研究，但個人覺得本篇提供的表格，更容易閱讀，也容易運用參考，值得一讀。
這篇文章主要在講的也是天體大小與眼睛可辨識的對比門檻之間的關係，跟Clark 那本 ‘Visual astronomy of deep sky’ 裡面談到的事情是一樣的，只不過他們用不同的方式來表示。這篇文章，如圖表Figure 1 - Minimum detectable size vs. contrast，呈現的是在給定一個背景天空亮度（單位為表面亮度 MPSAS，在圖中為各曲線），以及目標天體的亮度，所計算出的亮度對比（下方橫座標軸，即兩者的表面亮度差）， 可以求得目標天體能從背景分辨出的最小面積需求（arcmin）。
(這裡的天體指的是"Extended Objects"，也就是有面積的目標。如果是星點的話，放大僅會降低背景天空的亮度，所以理論上是可以一直放大到出瞳徑過小。)
須注意，這裡所用在圖表上的亮度是最後進入至瞳孔的光線的亮度，也就是，必須要計算倍率降低的表面亮度（亮度差/對比不變）以及濾鏡降低的亮度（亮度對比會改變）等影響之後所得到的值。
本篇文章亦提供了一個倍率降低的天空表面亮度速查表（Table 2），是以出瞳徑（望遠鏡口徑除以倍率）對應降低的表面亮度值。
此外，Table 3 - Threshold luminance of extended objects 在皇家天文協會的網站上的補充資料區已經有excel表單可下載 (Magnitude and Contrast Calculator )。
Table 3 可以從天空表面亮度以及天體大小，直接查詢目標所需的最低亮度門檻，與目標的表面亮度對照即可知道是否能夠被辨識。
不過這些表因為尚要考慮天體的平均表面亮度的準確性，以及它的類別特性（譬如該天體是否具有某部分的表面亮度會比它標稱的平均表面亮度更亮），還有各種濾鏡過濾的背景光線與天空背景的真實數據可能有所不同，所以使用上需要注意（即使不考慮使用者個人因素或天候因素），有可能出現估算出無法辨識卻仍有機會辨識出天體某部位的情況，或評估可以看到卻未能分辨。不過原理是不變的，那就是增加天體的視大小可以降低眼睛能辨識的對比門檻（更容易辨識出目標天體），一直到倍率放大至天體的暗度會降低到過暗為止（在天體的亮度降低的速度將比門檻降低還快這個轉折點，Clark將其稱為最佳倍率）。
本篇亦提供使用不同濾鏡會降低的天空表面亮度參考值：UHC: 1.6 MPSAS, OIII and Hβ :2.6 (請注意：不同廠商出的濾鏡頻寬會有些差異)
輕度光害濾鏡譬如LPS-p2,D1 及類似濾鏡，根據個人測量經驗約降低0.7~1 MPSAS
使用濾鏡須注意選擇適當的濾鏡。
暗星雲我看過的分類好像都用 Opacity -- scale of 1 (lightest) to 6 (darkest). 好像沒有用 "Contrast" :-)
回覆刪除它的內頁表格上（我文中的那張內頁圖上有暗星雲）的Dark nebula 的分類欄的確是標示[Opacity]，這邊只是這本DSFG在介紹時的敘述，可能因為這個分類 Lynds 是研究Palomar的照片將暗星雲與附近的場域比較後評估的，所以也可以說是一種對比。1~6 LDN 分級是一樣的。
回覆刪除CATALOGUE OF DARK. NEBULAE
刪除Beverly T. Lynds*
National Radio Astronomy Observatory, Green Bank, West Virginiaf
Received January 29, 1962
https://goo.gl/2VE85H