彗星觀測專欄

　　一顆新彗星的發現，其背後凝聚的是發現者上百小時的觀測、細心的分析與難以數計的寶貴觀測經驗。要成為一個彗星搜尋者，您必須先對彗星觀測下番功夫，以熟悉彗星的特性、觀測的技巧與熟練度，有朝一日，當您真的發現一顆新彗星時，才能詳細記錄下它的型態、精確的位置、移動的方向與速度、光度等資料，提供給後續觀測者做進一步的確認。國際天文組織 IAU 常常自世界各地收到一些觀測報告，但常因這些報告的內容缺乏基本觀測要素，而被視為無效，提供者不但無法榮登發現者的寶座，而且其資料也無法即時提供給其他觀測者，也許就此錯失了極重要的天文現象，相當可惜。因此，在此要特別強調基本觀測技巧、知識與熟練度的重要性。每年都有許多新彗星與回歸的週期彗星被發現，平均來說，大約有二～六顆的光度可達到十等以上，這些彗星即使用業餘者的小望遠也可以觀測到，倘若有15～20公分口徑的望遠鏡，能看到的彗星數將相當可觀，通常經過三年的彗星觀測，就可以看到各種型態的彗星現象，如果幸運的話，還可以遇到肉眼可見的大彗星。如今，這個百年難得的機會就在眼前，Hale-Bopp 彗星與百武彗星無論是在亮度或是與地球距離之近，均堪稱〞世紀彗星〞。以下將有系統地介紹彗星的特性與觀測技巧，期使您能將儀器的功能發揮極致，以獲得最佳觀測成果。

　　彗核是彗星活動的根源，從彗核中噴發出來的物質使彗星明亮可見，但彗核其實只是一個極小極小的物體，它的直徑通常只有幾公里大，利用紅外線觀測的結果顯示，最小的彗核只有幾百公尺大，如1983 V/Sugano-Saigusa-Fujikawa彗星，它的彗核估計只有兩百公尺；最大的 P/Schwassmann-Wachmann 彗星的彗核則達 50 公里以上，相當罕見；現行小行星目錄中某些軌道位於土星之外者，可能也是超大的彗星體，例如直徑三百公里的 Chiron 便是。

　　到目前為止，真正對彗核作過精確測量的只有一次，就是 1983 年三月由Giotto 太空船傳回的哈雷彗星影像，經分析得知，哈雷彗星的彗核相當黑暗，是一個長16 公里、其他兩軸寬 8 公里的橢球體。

　　彗核是由冰凍的氣體、不同成份的塵埃混合所組成，其中某些可能具有含碳石質的核心，但目前無法確定，特別值得注意的是，經探測哈雷彗星的彗核密度低於0.4！天文學家推測，某些具有高離心率或黃道傾斜角軌道的小行星，或者伴隨著流星雨者，也許就是回歸近日點數百次後，已失去外部揮發物質的古老彗核；但再進一步分析又發現，這些小行星的軌道遠較彗星穩定，所以這項推論仍具有相當大的爭議性。

　　當彗星十分接近地球時，是無法直接觀測到彗核的，如 1983 年的IRAS-Araki-Alcock 彗星便為一例，但現在的技術已可利用地面的大望遠鏡與干涉方法辨識出彗核的大小，例如，IRAS-Araki-Alcock 彗星的直徑為一公里，當其位於近地點時，距離地球為 450萬公里，其視直徑0".05，這樣的大小已在干涉技術能力範圍以內。但很不幸地，當彗星接近地球時同時與太陽距離也很近，此時的彗核被濃密、明亮的彗星大氣所籠罩，這些氣體與塵埃是從彗核中被蒸發出來的，因反射陽光而非常明亮。從地面的大型光學望遠鏡以高倍率觀測可以看到，彗星中央是一個很小、很亮的恆星狀物體，稱之為〞偽核〞，直徑約一千公里左右，比真正的彗核大出許多。唯一能觀測到真正彗核的時間是當彗星遠離太陽時，此時它一切活動均呈停止狀態，像一顆普通的小行星一樣運行著，光度非常暗，一般均在 18 等以下，距離太陽大約 3～4 a.u.，當 1983 年十月十六日 Jewitt 與 Danielson以帕洛瑪天文臺的五米望遠鏡發現哈雷彗星時，那時它位於距太陽 11 a.u.處，比土星還遠，僅是一個24 等的小光點，從其極微小的光度變化可以得知哈雷彗星仍有活動的跡象，1991 年二月也曾觀察到它的爆發，那時與太陽的距離為 14.3 a.u.。我們常用〞光心〞這個名詞來表示觀測或攝影中彗星頭部的亮點。當我們比較Giotto 太空船從近距離所測得哈雷彗星的重心時，發現竟然與地面觀測所得光心位置差了 1,100 公里，這個數字是在哈雷彗星距離太陽 1 a.u. 時所測得，但隨著彗星的移動，我們發現此誤差值隨著與太陽距離的平方成反比，也就是說，當彗星距離太陽越近，我們從地面所測得的光心與真正彗核的位置差異越大，當彗星遠離太陽時，這兩個位置也幾乎重合。至於彗星自轉的速度則靠觀察彗星活動的變化而得，這些變化通常借助於觀測者的描繪，或對光度變化的測量記錄。

　　下圖中顯示出彗星不同的特徵及其名稱，偽核可能有數弧秒大，活躍的彗星偽核在高倍率會下呈現出複雜的結構，或呈長型、或不規則狀，還有最明亮的噴射流，這些噴射流通常直接朝向太陽的方向，然後彎向後方，大約相當於彗尾的方向，就像噴水池噴出的水流。這些彗星的特徵與天空的反差通常比最細緻的星系的旋臂還要高，人類的眼睛對觀察彗星有獨特的優點，可以分辨彗星所有的特徵，因為眼睛可以接受大範圍的光度差，而攝影則因亮區會過度飽和而無法分辨出所有的細節，當您為了拍出彗星較暗部份而言長曝光時間時，明亮的彗首部份則過度曝光而成為一團亮光，什麼也看不出來，而彗首的細節往往是彗星活動最重要的區域。一般來說，彗星最豐富的資訊集中於彗核周圍不超過１弧分之處。噴射流及一些其他的線條則可能因投影於天空的方向而成為細點，精確地描繪這些細點的方向有助於判斷彗核在空間中自轉軸的方向、自轉週期，甚至彗核表面活動的區域。

　　大量的氣體與塵埃環繞在彗核四周，使彗首（或彗髮）很少有成圓形的，只有很老的週期彗星，在經過近日點許多次、已經失去大部分塵埃的彗星，才會具有圓形對稱的彗髮，其中最著名的就是 Encke 彗星，在通過近日點後，它的彗髮呈現完整對稱的拋物線形，軸心指向彗尾。至於其他的彗髮的形狀則會因彗星的活動狀況而有所不同。

　　彗首的形狀也和與太陽的距離有關，彗首在接近太陽期間逐漸發展，在近日點附近時由於氣體高速噴出而變得濃密，但也有一些例外，彗首在過近日點後反而較大。當它們在太陽系遠處時，看起來則像一個瀰散的星體。有些彗星在簡單的雙筒望遠鏡下也能看到固定的特徵，如 Austin 彗星（1982VI）、Kobayashi-Berger-Milon 彗星（1975 IX）等，彗髮呈梨狀，向陽面為圓形，還有很窄的氣體尾。這也是何以在比較 1985 年十二月哈雷彗星的素描記錄與照片時會有如此大差異的原因，前者記錄了精細的彗首結構，而照片的彗首部份只有一片曝光過度的亮光，對氣體彗尾則提供了較多的資料。彗尾主要呈偏藍色，起因於游離態的彗星分子捕捉太陽光子後再輻射產生的螢光現象，氣體彗尾的壽命很短，因為它是由以每秒數百公尺高速運動的粒子與離子組成。大體來說，彗尾是背向太陽的，其實彗尾的形狀與方向主要取決於彗星通過處的太陽風強度與方向，有關這一點可以用廣視野攝影法來記錄，攝影還可以記錄到彗尾發展的連續鏡頭，有時在幾個小時內就會形成一條新的彗尾。我們可以將同一時間的彗星素描與照片結合起來，以估計整體亮度、得到不同現象的細節。

　　明亮的大彗星也許十年才出現一次，它們最引人之處就是壯觀的塵埃尾。當彗核活躍到足以噴出蘊涵豐富塵埃的氣體後，彗星會變得非常明亮，這些塵埃粒子會反射陽光，這說明了為何塵埃尾是黃色的，在攝影上，可以選擇偏紅色或藍色的底片與濾鏡，便可以輕易地分辨出塵埃尾與離子尾。塵埃尾中的塵粒會受到太陽重力場的影響而略偏向太陽，這正是塵埃尾並非恰在彗星與太陽的反側，而略彎向太陽的原因。

　　由彗核噴出不同大小的氣體可形成壯觀的景象，在過去幾十年中出現過數次，例如 Arend-Roland 彗星（1957 III）、West 彗星（1976 VI）以及在 1986年二月通過近日點後的哈雷彗星，都曾出現過用標準鏡頭就可以拍出的獨特彗尾，每當它們的彗核活動時便會改變線條，而呈現完全不同的風貌。一般普通的彗尾都是直接背向太陽的，當然也有一些反常的情形發生：彗尾指向太陽，稱之為反向彗尾。朝向太陽的噴射流較容易被觀測到，即使在中型的彗星上亦然，這種現象通常發生於自轉軸相對於太陽固定不動的短週期彗星，最普遍的一種情形就是當彗星過近日點時，其自轉軸指向太陽，如 Encke 彗星、Crommelin彗星、Giacobini-Zinner 彗星等，這樣的彗星，因為其彗核有一面永遠朝向太陽，所以特別活躍。長期監測這類噴射流的方向，對於彗核自轉軸的位置與長期的方向變化很有幫助（歲差等）。反向彗尾則有不同的成因，它們的來源是彗核噴出大量的塵埃，這些質點散佈於彗星軌道上，當地球穿過彗星軌道平面時，我們就會看到這些反射陽光的塵埃粒子，從彗核一直延伸到太陽，形成一條朝向太陽的彗尾，因此被稱為〞反向彗尾〞，其中最具有代表性的為 Arend-Roland 彗星，我們通常可以從這類具有反向彗尾的彗星上看到所有的彗星現象。

　　要說出彗星特徵的通則實在很難。譬如，大約一個世紀之前，一位南非農夫發現了一顆肉眼可見的大彗星，距離太陽只有 14 度，這就是有名的 Great Southern 彗星，1887 I。1887 年一月時，其彗尾長達50度，但最令人驚訝的是這顆彗星居然沒有彗髮或任何中央集光的部份！彗首僅是一個少許瀰散的星雲，但因它的亮度比明亮的彗尾差太多而無法比較！為了能詳實記錄下這麼多變的奇特星體，我們一定要有萬全的觀測準備，以下便談談觀測彗星前所應做的準備工作。

　　觀測彗星前，我們應當準備好有關彗星的預報資料與適當的星圖，並將彗星之位置繪於星圖上以便搜尋，此外，對於最新資料的蒐集亦應隨時掌握。

　　提供彗星預報資料的管道有許多，但一般業餘者最常用的便是IAU 快報（IAUC）。 IAUC 以航空郵件、電報或電子郵件的方式將新發現的彗星資訊傳送給全球訂戶，其內容包含了發現者、軌道要素、以及每五～十天一次的位置及光度資料。小行星中心MPC所發行之小行星快報（MPC）則報導有關太陽系中像彗星、小行星之類星體更詳細的資料，包括了最新的軌道要素與預報，特別是對於回歸的週期彗星，在發現之前便會報導其預測位置，以便訂戶加強搜尋，故 MPC可視為 IAUC 的補充資料，該中心 IAU 設立於同一處，每年發行快報約一千次，與 IAUC 一樣提供航空郵件、電報或電子郵件的傳送方式。對於週期彗星的預測，時間上較為充裕，MPC 會在彗星可觀測前半年就發佈其預測資料，資料中並包含行星攝動等因素，甚至在 22～24 等時便發出預報，使一般週期彗星能在18～20 等時便被發現，是專業觀測者重要的資料來源之一。其他如天文臺出版之天文年鑑也會刊載未來一年將回歸的 12 等以上週期彗星資料，是最簡單、最便宜的資料來源。

　　在此，我要再次特別強調快速取得預報資料的重要性。舉例來說， 1983 年出現的 IRAS-Araki-Alocok 彗星，由於這顆彗星相當接近地球，所以移動速度很快，再加上其他影響觀測的因素，對於許多地區的觀測者來說，最佳觀測時段只有兩週而已，若只靠一般媒體的傳播來擷取天文資訊，那麼將錯失許多觀測良機。現在全世界電腦網路蓬勃發展，只要您具備一條電話線、一部電腦與數據機，便可以直接連上遍佈全世界數百個天文臺或研究單位的資料中心，直接擷取最快速、最正確的資訊，並與從事研究工作的天文學家及其他業餘觀測者交換心得或組成聯合觀測網，成為一個真正的天文觀測者。有關如何利用網際網路獲取天文資訊，以及其各天文單位的網際網路位址，請參閱筆者所撰之〞網路天文學～全球天文一線牽〞一文。無論您拿到的是 IAUC、MPC 或網路上的快報資料，您還必須學會如何解讀這些資料，才能將之應用於觀測工作上。通常您所得到的資料中，預報時間均以U.T （世界時）或 E.T（曆表時）來表示，在每一欄日期與時間之後，跟隨著赤經α、赤緯δ、太陽與彗星距離γ、地球與彗星距離△、預測之全視光度ｍ1等，有關距離的項目大多以 A.U. 為單位，至於遙遠或較不活躍的彗星光度則以核光度（ｍ2）來表示，因為它們像一顆小行星一樣只反射陽光，光度參數ｎ=2，ｍ1 與ｍ2 的差異很大，約 3～10等。另外還有一些數值，如視座標（α、δ）：經過歲差修正後的座標；離日度：可藉以判斷觀測之困難度，可觀測範圍為 15 度至 180 度，不過只有較亮的彗星在 15度左右仍能觀測；相位角：太陽－彗星－地球間的夾角；彗尾位置角：彗尾的方向，由北向東計算。

　　彗星亮度一般可由下式判斷：Ｂ＝Ｂ0△-2γ--n ，Ｂ0 為當△=γ=1 A.U. 時的絕對亮度。上式中 △-2 反映出彗星的視星等是和與地球距離的平方成反比，另一方面，γ--n 則表示視星等亦與日距之ｎ次方成反比，而ｎ是彗星的活躍參數，當一個星體只是單純地反射陽光時，如小行星，其活躍參數ｎ常被訂為２，大部份的彗星ｎ值為４~６，當一個新彗星剛被發現時，通常以ｎ＝４來預估其未來的光度。

ｍ１為當彗星距地球△、距太陽γ時的總視亮度。同樣地，Ｈ1 為當△=γ=1 A.U.時的絕對亮度。當預測核亮度（ｍ2）時ｎ＝２。由於第二式為經驗式，故無法由其導出有關彗星的物理資訊，唯一稍有關係的是絕對亮度Ｈ1，它可能與某些可在無線電波長觀測的分子生成速率有關。

在取得觀測預報資料後，我們需要一份足夠精密的星圖來協助準備觀測的工作。目前市面上最適合彗星觀測的星圖為 Sky Publishing Corporation 出版之AAVSO星圖，這份星圖是將 SAO 星表以電腦繪製而成，包括了 SAO 星表中 260,000顆恆星，星表中還刊載了每一顆星的位置、視光度與攝影光度，極限星等為 9.5等，還包括了一些更暗的 8～9 等的星。SAO 星表是一份較老的星表，因此有些許遺漏或疑點，常有觀測者因此而誤以為〞發現〞了八等左右的新星，大部分觀測者都期望能有一份更精確的攝影星圖。除了恆星以外，AAVSO 星圖還包含了 1,500 個星雲、星團、星系與大約 2,000 顆業餘者可觀測的變星資料，其實 AAVSO 最初的用途就是一本變星星圖，1980 年的初版版面為每度 15mm，1990 年二版時改為每度11mm，前兩個版本每頁星圖都覆蓋 20x18 度天空，可容許繪製數天至數星期彗星的路徑，每一頁星圖與他頁重疊部份約有數度之多，但其經緯度為 1950 分點，觀測者應注意要將預報資料之位置換算為 1950 分點。此外，AAVSO星圖有許多適合應用於彗星觀測的特點：包含星雲星團等容易和彗星混淆的星體。包含變星的比較光階，可供為估計彗星光度之用。特別標明某些恆星的光度，對較亮彗星的光度判斷特別有用。

　　同時，AAVSO 星圖也是一份很好的搜尋星圖，因為每一幅都含括了大面積的天空，使口徑 50～60mm 的雙筒鏡也便利使用。這份星圖也可配合不同口徑的望遠鏡，最暗可用以搜尋 10～12 等的彗星，而且無論在任何位置，都能找到適當的參考星以估計彗星光度，可達9.5～10 等。另一份特別推薦的星圖為 Tirion、Rappaport 與 Lovi 合編的 Uranometria2000.0星圖，包含了 9.5 等以上的恆星，每度 18.5mm 的圖面。但它最大的缺點是分成上下兩卷，使用者在攜帶與查詢上較不方便，此外，鄰近兩圖的重疊部份在外緣也造成一些使用上的困擾。

　　攝影星圖中最值得推薦的要屬德國業餘天文學家 Hans Vehrenberg 的作品，兩本星圖均為 1950 分點，最細心完成的一本為 Stellarum，它是一套攝影印刷的星圖，記錄恆星光度達 14.0～14.5 等，每度固定為30mm，另一份較簡易的版本為Falkauer，極限星等為13 等，與 AAVSO初版一樣採取每度 15mm 的圖面。這兩套攝影星圖均採白底黑星方式印刷，比以往的攝影星圖容易使用。對於擁有大口徑的觀測者來說，挑戰的目標往往是較暗的彗星，尤其對 25cm 以上的望遠鏡來說，一份好的攝影星圖是不可或缺的，彗星的路徑可以直接畫在星圖上，並找到足夠多的參考星。有一份攝影星圖是特別為眼視觀測設計的，它所呈現的光度與目視非常接近，這份星圖名為 Papadopoulos，由 Pergamon 公司出版，它的極限星等約 13 等。我們之所以要提到這份星圖主要就是因為它沒有 Hans Vehrenberg 星圖中攝影光度與目視光度差異的問題，Hans Vehrenberg 用的是藍色乾版，對於色指數大、偏紅的恆星或新星，它的攝影光度與目視光度之間就大有問題了。

　　當然，其他還有許多不錯的星圖，在此就不多一一介紹了，僅提供如何選擇好星圖的指標。一份好的星圖至少應具備：

　　在開始觀測之前很重要的一點就是，確定您的望遠鏡到底夠不夠大，能不能看到目標彗星，以下提供的是一些參考值，幫助您選擇適當口徑的望遠鏡：

口徑（公分）	極限星等	完全瀰散的彗星
５	11.0～11.5	9.5
８	12.0～12.5	10.5
１０	13.0～13.5	11.0
１５	14.0～14.5	12.0
２０	14.5～15.0	12.5
２５	15.5～16.0	13.5
４０	16.5～17.0	14.5

　　以上極限星等是針對已知存在位置者，而且是在極良好的觀測狀況下，經驗豐富者的觀測統計值。由於彗星是一種瀰散星體，它的光度散佈於整個彗星範圍內，有時廣達數弧分，因此不可能使用同樣口徑看到與恆星同星等的彗星，上面所列〞完全瀰散〞的意思是指彗星中央沒有特別亮的區域，假如彗星仍呈恆星點狀，那麼就適用於恆星的極限星等。月光與霧等影響透明度的因素，都對彗星搜尋與觀測都有絕對的傷害；迷光，特別是人為光源，也會影響視力在黑暗中的靈敏度，所有這些無法完全消除的外在因素，都會增加觀測精度的誤差，尤其是在光度測量方面。

　　尋找已知位置的彗星其實和尋找其他瀰散星體的方法是相同的，所以觀測者可以應用以前的觀測經驗與方法。許多觀測者慣用刻度環來尋找星體，就是先把望遠鏡對準一顆亮星，並將刻度環調整至亮星座標值，然後轉動望遠鏡，直到刻度環指示到彗星所在的座標為止，這對在目鏡中看來夠亮的彗星的確好用，尤其是當一個晚上要搜尋好幾顆彗星時，可節省不少時間。

　　在使用星圖時有時會遇到兩個問題，其一是很難將目鏡的視野大小與星圖關連起來，其二是視野中的星點數因超出星圖光度範圍而多出許多。這些問題可以藉由一些小技巧加以克服，例如，選用適當視野的尋星鏡，這一點相當重要，因為尋星鏡介於眼睛與望遠鏡之間，功能在於提供寬廣的視野以便將做為參考星的亮星定位，此外，或許可以試著在鏡筒前加裝遮光的光圈，以使望遠鏡的有效口徑縮小、星數減少，以利分辨出較亮的星。

　　搜尋彗星的第一步應該使用最低倍率，越接近最低有效倍率越好（望遠鏡的最低有效倍率為Ｄ／７。Ｄ表口徑，單位為 mm），以獲得最大視野與最高亮度，接著，再使用稍高的倍率（Ｄ／５或Ｄ／６）以增加反差。

　　Ｄ／７由何而來呢？望遠鏡所會聚的光線在經過目鏡後以圓形光束射向眼睛，這道光束稱為“射出瞳”，其直徑ｄ＝Ｄ／Ｍ，Ｍ為放大倍率，為了不致損失光線，ｄ應該等於或略小於瞳孔直徑。人的瞳孔在完全黑暗的環境下可張開約 7mm，故望遠鏡之最低有效倍率為Ｄ／７。

　　我建議觀測者必須先掌握每一個目鏡的視野大小，以下提供三種測試的方法：

　　一般人總以為只要靠著彗星瀰散的外觀就可以輕易地與恆星分辨，但事實上並非如此單純，有時彗星瀰散度太高，所有的光大幅散開，再加上望遠鏡使用的倍率太高，極容易使彗星的雲氣變暗而無法察覺；另外一種原因是彗髮太小太暗、瀰散度太低而使彗星看來像一顆恆星，1986I Wilson 彗星就是一個明顯的例子，1986年八至九月時，Wilson 彗星的法彗髮僅有 1' 大小，只能用高倍率方能分辨；相反的例子，1983年六月的Sugano-Saigusa-Fujikawa 彗星(1983V)就是一顆極為瀰散的大彗星，估計其彗髮約有30' 之大，在7x50雙筒中看到的是一片沒有中央亮區的明亮光團，但是在口徑 26cm、F6的牛頓反射鏡中所能看到的反而只是直徑約 10" 的模糊光點，在Pic du Midi 的 F16 一米反射鏡就完全看不到了，因為其彗核光度僅 18 等，所以這個彗星只能用廣視野望遠鏡看到。

　　也有些彗星只能用接近分辨極限（約Ｄ／２）的高倍率才能看到，例如P/Schwassmann-Wachmann I彗星，它的近日點在木星軌道以外，距日約 5 A.U.，通常光度在 18 等左右，有時候它會突然爆發，增光5～8 個星等，它的彗髮不是很暗就是太過瀰散，這時我們就必須用放大率來取得高反差，或者用以決定與很暗的參考星之相對位置。

　　那麼到底該如何拿捏適用的倍率呢？下面以現在最普遍的 20cm F/4～F/8 牛頓鏡為標準，提供一些參考數值：

放大倍率	射出瞳	適用情況
30～35	6 mm	搜尋簡單的星體估計簡單星體的亮度一般素描
60～80	3 mm	較暗與中央集光星體之搜尋與光度估計因視相不良而無法使用高倍率素描
100～120	2 mm	搜尋光度接近望遠鏡極限星等的星體在良好視相下描繪星體特徵細節
200～250	1mm	在完美的視相狀況下描繪彗髮最細微細節

　　當然，您可以用外插法，以射出瞳為基準，直接推算出適合自己望遠鏡口徑的倍率。常見的史密特－蓋塞格林式望遠鏡 F 值多為10，在做高解析度觀測或素描時可以將倍率略為拉高。

　　對一個彗星觀測經驗豐富的觀測者而言，星雲與彗星的光有些許難以形容的差異，也許一般觀測者無法體會，唯一的方法就是多觀測，將不同型態、各種變化的彗星深植於記憶中，累積經驗，您自然就會明白了。

　　觀測的時間是相當可貴的，尤其在使用望遠鏡觀測時，更是分秒必爭，如何在觀測時又能詳盡記錄呢？以下幾點是很重要的，建議您一步步進行下去。在架設好望遠鏡之後，首先讓眼睛有足夠的時間適應黑暗，如果需要照明，應該使用儘可能暗的紅色燈光。當以望遠鏡尋找到彗星時，我們應立即在記錄紙上記下：日期與時間（以世界標準時 UT 為主）彗星的名稱及編號使用的望遠鏡型式、口徑、當時的倍率觀測條件：大氣透明度、穩定度、溫度、氣壓（如果當時可測量的話）

　　接下來，就是對彗星本身的描述了，首先記錄的是低倍率下的觀測結果：彗髮是否為圓形、是否對稱？或是呈梨形、扇形等，是否其邊緣的一側較銳利？是否有明顯中央集光的現象？外觀似恆星狀？或整體幾乎全為彗髮？彗尾的大致形狀，是否有特別之處？是否可在尋星鏡或雙筒鏡中看見？記錄其結構特別之處，如噴射流，以及其方向（以標準縮寫記錄：n = 北方；s = 南方；f = 後方（東）；p = 前方（西））其他一些特徵亦應列入記錄，如是否可以肉眼看見？很容易看見？可用於餘光看見？還是在可見的極限邊緣？最低倍率常被用來估計彗髮的瀰散度（DC），這個數值是很主觀的粗略估計，和彗髮的直徑一樣，無法提供任何物理上的正確資料，但是卻可以描述彗星大致的外觀，並和其他觀測者的記錄做比對，如果您記錄的彗星是很緊密，其他記錄者的描述卻都是瀰散度高，那麼您的觀測可能出了問題，或沒有觀測到全部的彗髮。下圖中描繪出不同 DC 值的彗星頭部，依瀰散程度分為十級，從最疏鬆的 0 到最緊密的 9，0 代表完全瀰散的彗星，9則表示彗星呈恆星狀。

　　沒有必要花太多時間在判斷 DC 值上，通常稍有幾次觀測經驗後，只需幾秒鐘便可決定 DC 值，再次提醒，別忘了連同觀測的儀器與倍率一起記錄下來。切記前面所提過有關彗星頭部外觀的變化，DC值通常與和近日點的距離有密切關連，一般的彗星大概呈以下變化：

　　最後，應記錄彗星周圍鄰近的星體，如星團、星系與恆星等，甚至與彗星疊合的星體，彗星的位置記錄也有需要，通常測量彗星的位置並不有趣，除非在它剛被發現的 24～48 小時內，在這最初的一兩天內，位置的測定可幫助確認彗星，並讓其他觀測者也能找到這顆新彗星。如果您想用彗星的位置來推算其軌道要素，那觀測的精度必須在 1' 以內，得借助攝影方法才能達到。

　　後續還有要做的有：以低倍率素描，畫出所能觀測到的彗髮、彗尾的方向以及其大小、估計整體亮度、細節的素描。

　　自十九世紀以來，彗星素描一直是業餘觀測者的重要工作，現代的專業天文學家已不再做這些事，他們將精力集中於全光域的分光攝影等更細節的工作，在目視波段的工作反而減少，因為專業的大型望遠鏡很少適合於目視觀測，而且口徑數米的大望遠鏡光是操作過程就很繁複，觀測時間更是珍貴，用以做耗時的目視描繪工作則不合乎效益。

　　攝影法的發展固然對高速移動的彗星觀測大有幫助，但攝影的反差問題一直無法突破，近來新崛起的 CCD攝影與電腦影像處理在反差技術上獲得了良好的解決，但其攝影範圍小、以及一些其他的問題卻仍待突破。在彗星素描時有兩點最常遇到的困難：

　　許多從事於火星、木星表面高解析度素描的行星觀測者使用口徑 20 公分左右的望遠鏡，因此同樣的儀器也普遍被用於彗星觀測，但如何應用同樣一架望遠鏡既在高亮度的行星盤面上觀測到條紋細節，又要能觀察到低反差的彗星雲氣細節？該使用哪些觀測的技巧？這些就是以下所要討論的主題。　

　　即使是用同一架望遠鏡，一幅有經驗觀測者的素描往往也比生手的要多出許多精彩的細節，有兩種方法可以幫助您熟練彗星素描：

　　業餘者通常得花上數月或數年的時間對特定天體累積觀測經驗，重複觀測可以使觀測者從同樣的星體發現越來越多細節，至於這些細節到底是不是真的，則必須藉由比對素描與照片得知。

　　許多業餘者認為要有高品質的望遠鏡才能觀測到暗的星體與細節，這種想法和以為只有 Stradivarius 小提琴才能拉出悅耳的音樂一樣無知！也許您不相信，一架25 公分的望遠鏡給初學者用，大概可以看到11 等左右的彗星，但經過兩年持續的觀測之後，他可以用同一架望遠鏡看到至少 13 等的彗星。

　　我們的目標主要在以高解析度描繪彗核外部的暗細節，這些地方素描要比攝影強的多了，因此，最好能夠選用長焦的儀器，例如一般的 f/12 或 f/15 折射鏡、市面上常見的 f/10 史密特－蓋賽格林系統等。這兩種望遠鏡有一項共同的優點：它們的鏡筒是封閉的，所以沒有筒內氣流的問題。至於牛頓鏡，大概很少有人會在它前面加裝平面鏡來封閉鏡筒，在此要特別說明的是，並不是折射鏡就一定比牛頓式好，牛頓鏡對主鏡有良好的保護作用，可防止直接的傷害或潮濕、霧氣等，只是當我們在觀測如彗星、行星等瀰散或具有盤面細節天體時，筒內氣流是觀測成果關鍵性的因素，而氣流的問題往往是無可預防的。

　　觀測前必須確定每一個光學元件的光軸都校正過，偏斜的光軸會導致星芒，彗核的漫射光也會影響到其他細節部份的觀測。

　　越大越好！雖然 10 公分， f/15 的折射鏡在各方面觀測的表現都算不錯；但11.5 公分，焦長 900 mm 的鏡筒似乎更理想，若能有一米以焦距的就更好了，因為在這麼長的焦點上，成像才足夠大；在口徑15 公分下，明亮、活躍的彗星會展現出驚人的結構；如果能到天文臺去用 20 公分以上、f/15的望遠鏡觀測，呈現在眼前的將是夢幻般的景象。許多業餘者配備的 20 公分 f/6牛頓鏡是不錯的折衷選擇，除了彗星外，它也可以用在其他各種不同星體的觀測上，而且在後面我們會提到，在做彗星光度估計時，牛頓鏡是相當不錯的儀器。

　　彗星素描的重點之一是精確描繪噴射流的方向與結構，所以圖中必須有一些參考點以用來判定方向。我們可以在焦點上設計十字線，並用轉盤指示出目鏡中視野的方向，這種工具原本用在雙星的測量上，雖然對彗星也有效，但就不是那麼好用了，因為我們所要測量的對象是瀰散的，而刻有線條的玻璃也會造成某一程度的吸收，此外，我們也很難將線放在彗星的中央，或者去測量一條有曲度的彗尾方向，用這個方法也無法測量記錄紙中心以外其他點的位置角。

　　要精確測定位置角與彗星特徵長度只有一個辦法：根據觀測描繪記錄的星野參考點，進行長度、位置等測量。

　　在成為熟練的星野素描者之前，我們建議觀測者先以一些疏散星團做實習的對象，如牧夫座 M36、M37、M38，巨蟹座 M44 與金牛座M45 等，方法很簡單：先畫下視野中距離最遠的兩顆亮星，其距離越接近視野的直徑越好。第二步，由亮而暗，畫下兩星間有特別形狀關係的各星，如成直線、直角三角形、正方形或等腰三角形等。然後逐漸畫出較暗的星，將注意力集中於三角形與矩形的各邊比例，盡可能保持相對位置的正確。

　　內附方格線的目鏡對描繪星野很有幫助，利用星點漂移，便可將格線準確地調整到東西方向，然後只要多加練習，對視野的描繪就會變得快速、正確與輕鬆。正確描繪目標附近的恆星是很重要的事，而且千萬別忽略了暗星的排列，因為在與星圖比對時，由於亮星的排列通常很類似，所以常常需要靠暗星來輔助確定。彗星描繪工作中，我們要畫兩種星野。

　　在此我只介紹有關天文攝影中有關彗星的部份，至於其他的攝影方法、暗房技巧等牽涉太廣，另再譬專文討論。要拍好一張彗星照片，以下因素是不可或缺的：

　　如果只是單純地要拍一張彗星的照片，那麼只要追蹤一顆恆星、曝光幾分鐘就可以了，但如果要拍一張認真的照片，就必須在曝光期間內做精密的導星工作，追蹤彗星本體，隨時修正因彗星本身運動所造成的位移。當使用 60mm 以下的廣角鏡頭拍攝時，通常使用一支同架的折射鏡，以恆星為導引星拍攝，要注意彗星的頭部最好不要放在畫面中心，使用 28mm 的鏡頭時甚至可將長達 50～70 度的彗尾同時納入畫面中。此外，無論其亮度如何，只要是接近太陽或地球時，彗星的離日度都很小，曝光時應謹慎選擇光圈，儘量避免使用 F/1.4 或 F/2 以下的大光圈，以免受到曙光或暮光的影響。倘若彗星的近地點距離很近（< 0.5 A.U.），在過近地點前後幾天攝影的導星工作就顯得特別重要了，因為此段時間中彗星的視運動速度相當快，即使在短短幾分鐘的曝光時間中，彗星的移動也不可忽略。最明顯的例子為 1983 年五月過近地點的 IRAS-Araki-Alcock 彗星（1983 VII），其近日點距離僅0.03 A.U.，以 15cm望遠鏡正常追蹤時，只能維持數秒鐘便會離開視野，即使以 50mm 鏡頭拍攝，其曝光時間也不可超過數分鐘！

　　攝影者應詳細記錄每一張照片的技術資料，如拍攝日期、時間與儀器的資料，包括導星鏡的口徑、焦距、放大倍率，其他如底片的種類、增感方法、使用的濾鏡等....，均應詳加記載。如能養成一個將曝光起始時間記錄至秒是最好的，同樣地，曝光長度也應記錄至秒。還有諸如導星方法、當時天候狀況都可列入攝影記錄。

　　彗星攝影的導星除了像一般暗星體的導星攝影一樣要花費許多精力外，更因彗星本身複雜的運動而增高許多困難度。但有時彗星攝影是一定要做導星的，特別是要拍攝其細節部份時，舉例來說，當 1984 年十二月哈雷彗星被發現之初，其光度僅 20等，移動速度為每小時40"，假設其彗髮直徑 5"，那麼在 Pic du Midi 天文台的六十公分反射鏡攝影底片上，大約每五分鐘左右彗星影像就移動其本身的大小，若不做導星，是無法拍攝到它的，即使拍到也是模糊一條，無法辨認其細節。

　　偏位導星法並不適用於這些情況，因為導引星本身也就是目標星，其實以彗星做導引星並不是很精確的導星方式，通常用在攝影主鏡與導星鏡分離的場合，導星鏡焦距比攝影主鏡長很多，最常見的情況是一支折射導星鏡導引長鏡頭攝影。

　　用恆星比前述之用彗星導星要精確得多了，因為恆星呈點狀，很容易準確地與十字線對準，當彗星太暗而無法從導星鏡中看見時，這也是唯一導星的方法，但是應用此法必須不斷地做微動以修正彗星本身的視運動，位移量的大小及方向可先由預報資料中計算出來，再小心地加諸於導星時的操作上。

　　這種導引法可用於三種傳統的導星裝置上：導星鏡、偏位法以及離軸導引。無論用哪一種方法，其基本原則都是相同的，選一顆鄰近彗星、且亮度足夠的恆星做導引星，然後在攝影過程中微動望遠鏡，使導引星在視野中向彗星視運動之反方向移動，速率相等。如果希望做精確的導星，則可以使用高倍率、附有刻度線的目鏡，這類目鏡的焦距大多在 10mm 以上，根據經驗，導星目鏡的倍率至少要等於攝影主鏡的焦長（以公分計），例如使用焦距 2000mm 的望遠鏡拍攝彗星時，導星倍率至少應該在200 倍以上，我建議採用 10mm 的目鏡做離軸導引，因為若用一具口徑 8cm，F/12的導星鏡配上 10mm 的導星目鏡則倍率不夠高，這時雖可用兩倍巴羅鏡來提高倍率，但應考慮 8cm 在 200 倍之下成像的劣化問題。

　　在熟悉導星技巧之前，您必須先知道導星目鏡內刻度的大小，如果您知道刻度間隔的距離是多少（mm），則可以從導星鏡的焦長換算出來，但另一種方法更精確，就是以已知角距離的雙星等星體實際測量。

　　接著，算出在曝光期間內彗星移動的角距離。我們以百武彗星（1996B2）為例，假設在 TAS 的彗星之夜，1996 年三月22日台北時間 22:00 攝影至 23:00，（U.T.3/22 14:00～15:00），使用儀器為 FS-102口徑 102mm，焦比 8，焦長 816mm，採用 12mm、每 40μm 一刻度之離軸導引目鏡。

　　首先從預報資料中算出攝影開始與終了時刻的彗星位置，經查 IAUC 利用內插法求得如下：

　　接下來，將導星目鏡有刻度的那一軸旋轉至 356.4－176.4 的方向上。經換算得知導星目鏡每刻度約 10.1"（d刻度／ｆob ＝ tan a），將10.1"除以每分鐘位移量便可得出約每 23 秒需將導引星在導星目鏡刻

度軸上移動一個刻度！在做精密的導星時，可以先用錄音帶在每個刻度時間發一長聲，每1/4刻度時發一短聲，以便更細微的調整。在長時間曝光時要特別注意的是，偶爾會有氣流擾動或薄雲飄過，而使導引星偏離所在位置而不知其所應在之刻度。長期導星雖然是一件相當吃力的工作，但我並不建議中間由兩人或多人換手輪替，因為這樣必定會導至相當大的誤差，每一位新接替者在前幾分鐘內的導引幾乎都有巨大的誤差，因而導致整個攝影的失敗。

　　在每一次導星攝影開始之前都應該先實行導星數分鐘後再開始曝光，以熟悉電動控制的方向與快慢程度，導星者要特別留意在導星目鏡視野中，方向與平常觀測的習慣可能有所差異。

　　我非常推薦以點狀的恆星做導引星，因為用瀰散狀的彗星本體來導星的確困難許多，不過有一種情況例外，就是當彗星接近地平線時，因為在地平線附近大氣折射相當嚴重，即使是距離彗星不遠的恆星，其與彗星運動速度的差異也是相當可觀的，此時就只能用彗星本身來做導引星了。

　　業餘者彗星攝影所扮演最重要的角色就是位置測量，並藉以求出其軌道要素，IAU 長期需要靠業餘者提供的位置資料來做彗星軌道分析，但這些位置的誤差不得超過 5"。事實上，當一個新彗星出現時，若其位置良測量不能精確至 1" 程度，通常天文學家是無法對其進行研究工作的。彗星預報之數值則是由外插法求得，所以其誤差多在 5' 左右，若預報時間超過數星期，則誤差可能高達 30' 以上！精確的觀測位置數值可提供軌道修正資料，而且越多觀測者提供資料，所得的數值就越精確！

　　彗星攝影的測量方法與一般天文攝影的定位技術相同，將另闢專文討論，在此僅特別提醒一點：格外謹慎地確定彗星光心位置。

　　至於曝光時間則應儘可能地縮短，這樣彗星的光心才不會與瀰漫的雲氣混淆在一起而難以分辨。還有前面所提過的，導星時如果情況許可，請儘量以鄰近的恆星為導引星，而不要用彗星本體，因為它的困難度與失敗的風險均高出許多，而且對於較暗的彗星而言，更是沒有其他選擇的餘地。做光度估計時應儘可能選取與彗星鄰近且光度相近的恆星為比較星。如果是追蹤彗星做攝影，那麼一定要詳細記錄曝光起末時刻與曝光長度，並測量照片中恆星軌跡的長度，如此可間接計算出彗星移動的速度。

　　雖然一般我們都推薦使用焦長一米以上的望遠鏡觀測彗星，但對天文攝影測量來說卻不是最理想的選擇，因為它的攝影視野較小，可能無法容納足夠多的參考星；對於彗星攝影，我推薦的是 200～300mm 的長焦鏡頭，因為它的視野夠廣，測量精度也可輕易達到 5"，事實上，使用的參考星越多，所得的數值也越精確，最好至少有十組以上。史密特相機是很好的選擇，它不僅具備長焦鏡頭的好處，而且還可以獲得雖然小，但很銳利的影像；牛頓反射鏡也相當適合於彗星測量攝影，但只有視野中心部份可以擷取使用，在 20' 以外的區域則會因像差的影響而產生測量上的誤差，牛頓鏡最大的缺點是其攝影視野太小，通常只有不到一度的範圍，無法找到夠多星表上有列出的參考星。

　　由於彗星軌道的多樣性與不可預測性，引發了世人對其觀測的好奇心，此外，彗星出現的數量也是很重要的一項因素，天文學家 Lubor Kresak 曾就這個問題做了深入的分析，他的結論之一：目前彗星出現的數量對於彗星研究來說，正是一個理想數字，如果彗星的數量只有今日的十分之一，那麼彗星將被視為一種偶發性的天文現象，對其的研究與了解相對地也會少很多，例如超新星，一般觀測者並不會將重心放在這種罕見得天體上；相反地，若彗星數量是今日的十倍，那麼它對世人的吸引力必不如今，也會使許多人懶得有系統地去研究它，就好像天天出現的月球，大概沒有多少業餘者專注地在研究它。

　　從最近的研究中得知，太陽系中的彗星實際上比我們所觀測到的要多得多了，而根據各種不同的統計方式所得的結果都一致顯示，我們遺漏了許多足夠亮的彗星，甚至某些亮度高於十等的彗星在天空通過而未被發現。

　　撇開發現新彗星可以用自己的名字命名之外，就科學上來說，搜尋新彗星也有實質的意義，但是很少有彗星能在很距離太陽很遠處便能被發現，因此我們也很難推測這些彗星到底來自何處。搜索、長期追蹤那些軌道位於小行星帶以外的短週期彗星對任何一位天文愛好者來說都是一件極有趣、極有意義的工作，我們可以從它們軌道的擾動得知大行星，如木星與土星，對它們攝動的影響。以下便來談談如何搜尋彗星。

　　著名的彗星搜尋者 Lewis Swift曾說過一句頗能振奮人心的話：除非你永遠躺在床上，否則想要不發現彗星也難！的確，只要您肯將望遠鏡朝向天空，那麼發現彗星的機率馬上從零升高到一個您難以相信的數字，即使是在白天！如果您常常觀測，那麼這個機率又大大地升高。無論是適用哪一種儀器觀測，發現新彗星不外乎下列兩種情形：

　　許多觀測者的主要目標並不是彗星，但當他們觀測的頻率越高，發現彗星的機率也越高，還有一些觀測者，將觀測其他星體的方法用於有系統的彗星搜索上，他們通常是發現彗星機率最高的一群。現在已經沒有像 1940～60 年代如 Czechoslovakia那樣專職於搜尋彗星的天文學家了，相對地，用於此方面的經費也微乎其微，主要是因為天文學家認為業餘觀測者已有足夠的能力與人數去從事這項工作，這一點，從近年來發現 13 等以上彗星的觀測者名單中便可清楚看出，決大部份都是由業餘者所發現，再從名單中仔細分析又可以發現，這些人主要有兩種：一種是只出現過一次，另一種則是有規律地出現於名單上。前者是屬於偶爾發現型，也就是前面所說的在觀測其他星體時無意間發現新彗星的那一類，若再將這些人，根據他們觀測星體的種類細分下來，可以發現變星觀測者佔最多數，原因是通常他們要監測數十至數百顆分佈於天空各處的變星，當他們將望遠鏡由一個目標轉至另一個目標時，掃過的天空面積極大，發現彗星的機率自然也最高，而且他們決大部分都是以肉眼觀測發現的，而非攝影。使用刻度環來定位的觀測者會失去 90%以上發現偶發星體或天文事件的機率，變星觀測者因為必須熟悉視野中各星體的亮度分佈，所以當視野中有任何新星體出現時，都會立即被察覺到，此外，他們搜尋目標時通常也不使用刻度環，而是以獨特的經驗來定位，因此發現彗星的機率大大提高。另一類變星觀測者近來日益增多，就是系外星系的超新星搜尋者，他們大多使用攝影法，而且對各星系的視野分佈相當熟悉，他們掌握的王牌便是如大熊、室女、后髮、獅子、北冕與獵犬等星系團密集分佈之處，對大部分的觀測者來說，這些都是相當令人頭痛的區域，因為光是花在分辨那些 NGC星體上的時間可能就比真正搜尋彗星要多的多。此外，從事小行星、天體測量，或大面積巡天計畫的觀測者，發現新彗星的比率也較高。其實不論您的目標是星雲、星團或其他任何星體，只要在觀測時多留意一些，都會使您發現彗星的機率驚人提高。

　　至於另外一種常常出現於彗星發現者名單之列的，如 Bradfield、Meier、Cernis、Machholtz 等人，他們的觀測效率非常高，因為他們對自己的儀器完全暸解，得以發揮望遠鏡的最高效能，他們的觀測技巧成熟，能夠記錄到最暗的星體，最重要的，他們對整個天空已經有了全面性的認識，所以當一般觀測者還在翻星圖求證時，他們早已憑著對天空的記憶，正確判斷出所見的星體，這些擁有豐富經驗的觀測者大多經過數十個星雲星團等非恆星體的長期觀測訓練，所以能夠迅速、準確地掌握任何新出現的星體。這些要訣同樣也適用於攝影方法，對於攝影視野中星體的熟悉度大大地影響著發現新彗星的速度與正確性，此外，利用適當的攝影技巧也很重要，例如重複曝光的雙像攝影法。在此提醒您一點，利用攝影法而成為新彗星或其他星體發現者的機率有多少呢？答案是：除非您能夠在照完後立即沖洗並詳加分析，否則實在很難。

　　能夠住距離曠野很近的都市觀測者實在很幸運，但像這樣的機會太少太少了，尤其是在臺北市，連近郊都已遭受嚴重的光害汙染，別難過，我們並不孤獨，絕大部分的觀測者都要長途跋涉數十公里才能到達他們的觀測地，而且適合觀測的地方真是越來越難找了。

　　觀測彗星的地點選擇與觀測星雲、星團等差不多，都必須具備清澈的天空，眼視星等在 6.0～6.5 等間，避免在多山與丘陵等霧氣過重或風勢強勁的地區，最好也能避開其他的觀測者，以免受到彼此的干擾，觀測地點的寧靜也應列入考慮，像易受車燈影響的公路邊，或有許多遊客經過的地點都不適宜，此外，搜索彗星也需要開闊的東方與西方地平線。就天氣狀況而言，無論是濃霧或薄霧都對觀測有影響，還有在地面附近的霧也對觀測不利，此外，即使最輕薄的薄雲或卷雲都會嚴重影響觀測，有時噴射機後方凝結的氣流也造成困擾。光害方面，月球是彗星搜尋的最大殺手，它影響的範圍廣達半個天空，一個月中大概各有十二天不適於東方或西方的彗星搜尋工作，包含月齡4～16的西方夕空、12～24 的東方曙空，算起來只有新月前後八天是最適合的時段，但一位持續的彗星搜尋者，每個月只有滿月間的五天完全放棄彗星的觀測活動，即使如此，一年下來，再扣除天候等其他因素，平均也只有五十天左右、一百至兩百小時的時間可實際進行搜尋工作，由此您就可以暸解，為何我們在前面要特別強調彗星觀測是一件〞分秒必爭〞的工作。

　　攝影搜尋要比目視搜尋耗去更多的時間，因此個人搜尋者的攝影搜尋範圍勢必無法涵括大面積的天空，因此，我們應該設法提高發現的機率，以下兩個原則可供參考：

　　有些區域是所有目視觀測者注意力集中之處，用攝影法很難成為第一個發現者，我們可以避開以下這些熱門的區域。

　　在上述區域並非完全沒有機會發現新彗星，只是面臨的競爭對手較多，此外，利用攝影法搜尋，應儘快進行照片的分析，並培養對天空的熟悉度，以搶得先機。搜尋長週期彗星或黃道傾斜角大的彗星，則目標區域涵蓋整個天空。天文學家Lubor Kresak 所提出的建議對這類彗星的搜尋者很有幫助；這些彗星大多強烈地受到木星攝動影響，因為它們遲早都會經過木星附近 1 a.u之處，而經由這種方式通過木星軌道的彗星，平均在三四年後都會被發現，在這段時間裡，木星在黃道上大約移動 90～120度，而週期彗星因受到攝動而加速超越木星，因此， Kresak 建議彗星觀測者每年從木星衝起的三個月中，搜尋比木星黃經大的黃道區域。

　　當觀測者放棄低離日度 ( 45 度以下) 的觀測區域時，相當於降低了亮彗星的發現機率，關於這一點，我們的祖先在三千年前便已經知道了。假如我們把目標放在暗彗星，那麼數量將大為增加，且可充份發揮攝影法可觀測較暗星等的優勢。其實，只要方法正確，發現彗星的機率真的不像您想像的那麼低哦！

　　任何向天文學家挑戰的精神都是值得嘉許的。也許大多數人一想到大天文臺裡口徑五、六十公分的史密特攝星儀與大型的專用底片，心裡就涼了一半，業餘者的小望遠鏡怎麼能與之匹敵呢？如果您有這種想法，不妨看看以下這十年來的統計資料：

	α	δ
3.22 22:00	14h 49m 4.65s	+18d 12' 40.5"
3.22 23:00	14h 48m 58.12s	+18d 38' 38"