好能超过90分钟。
入门设备XP4：XP4设备所使用的赤道仪是信达的NEQ6 Pro，望远镜是威信的114ED F4.4消色差折射式望远镜，相机是老款的QHY 8彩色制冷深空相机。这套设备也使用了彩色相机，因此也不需要使用滤镜。对于望远镜来说，消色差望远镜的色差会比复消色差大一些，因此拍摄时存在一些色差。而且因为使用了F4.4减焦，这套系统虽然非常高效，但系统拍摄到的星点也会稍微肥大一些，要想处理出很好的XP4片子，还需要很好的星点处理技术，或许可以使用星点分离处理，这个技术我们在后面提到图像处理的时候会再讲到。XP4这套设备的视场挺大的，适合拍摄的深空天体有很多，大多数的梅西耶天体和大面积的天体都可以使用XP4拍摄。XP4是能让你在最短的时间获得最大的收获和成就感的设备，值得一试！对于曝光的问题，由于配置了自动导星系统，可以相应延长单张曝光时间，我建议XP4的单张图像控制在1200秒（20分钟）以下，当然对于周围星点比较少的天体，也可以延长曝光时间到1800秒（30分钟），不过最好不要再长了。虽然对于提升细节来说，曝光时间长了有很大的好处，不过考虑到保护感光器的问题，我还是不建议单张曝光时间超过30分钟的做法，不仅对于XP4，对于所有的CCD都应该这么做。从我个人使用经验看来，使用XP4拍摄天体的总曝光不应该少于120分钟，不然得到的结果会不尽如人意。
进阶设备XP3：XP3系统的赤道仪是信达的NEQ6，主镜是威信的R200SS F4牛顿反射式望远镜，相机采用了QHY 9M单色冷冻照相机，并且搭配了2英寸的LRGB和7纳米H-α滤镜。这个设备的视场比较小，同样的视场也出现在我们自己社团的由AZEQ6 GT赤道仪、信达CFP 200F4牛反主镜、Atik 383L+和LRGB 7纳米H-α组成的DSA-1系统上，为1.3度x0.9度。这个视场适合拍摄星云的细节，同时也可以拍摄面积较大的星系，比如M33、M101等。这套设备要求掌握多通道彩色合成技术，这和后期处理有关，在这里我们先不展开介绍。一般来讲，我们建议RGB三个通道的总曝光时间是相同的，L的时间越长越好，而H-α的时间（如果需要的话）适当即可，自由控制，但一般不建议低于120分钟。这套设备也搭配了自动导星系统，因此可以实现长时间单张曝光，我建议的单张曝光，无论什么通道，都在600秒（10分钟），由于望远镜口径较大且视场较小，机械、大气导致的不稳定因素在图像当中就会体现地比较明显，所以不建议把曝光时间放到太长。考虑到新疆的大气情况，可以把单张曝光时间扩展到900秒或者1200秒，但不建议像我这样天天冒险拍1800秒的单张。因为根据我的实际经验，1800秒单张的有效片比例大约只有40%，有些得不偿失。
进阶设备XP1：这是星明天文台目前最昂贵的一套设备，总价超过10万元。这套设备以信达NEQ6 Pro为赤道仪，以Takahashi（高桥）FSQ 106ED原生F5平场的复消色差折射式望远镜为主镜，搭配SBIG STL-11000M全画幅单色制冷相机和LRGB以及7纳米的H-α滤镜，可谓星明出片率最高的一套设备！XP1设备的视场比较大，达到3.9x2.7度，因此可以拍摄广域深空图像。这台主镜的质量是全世界公认的顶级，相机也是高端货，因此得到的图像真的非常棒。设备搭配了自动导星系统，建议的LRGB的单张曝光时间都控制在600秒到900秒这样一个区间内，而H-α的单张则完全可以延长到1800秒的时间。1800秒的H-α，待你获得XP1权限后试拍一次，你就会知道它的厉害。
由于星明原有的NSP设备已经退役，CSP设备近一年暂不开放，XP5设备因为派拉蒙赤道仪故障而返修，我在这里暂时不做介绍，留待新设备恢复使用的时候，我在本教程的下一版当中继续介绍。
星明天文台的操作完全是通过ACP进行的，因此学好上面讲到的ACP计划的编写和解读，也是成功使用星明天文台最重要的前提之一。
第五章 天球坐标系和仪器的使用、影像处理技术
第五节 赤道仪运行原理、场旋及其消除
6、场旋
我们熟知的地平装置（经纬仪）有一个致命的缺点，那就是场旋。严重的场旋导致这样的设备完全无法进行摄影。 场旋是地球自转的结果。场旋的形成我们可以用一个例子来描述。通过本章，我们已经知道了在第二赤道坐标系中天体的坐标在短时间内（50年）可以认为是不变的，且随着地球的自转，我们可以看到整个第二赤道坐标系围绕北天极旋转。假设一个天体的跨度非常大，其一端A距离北天极15度，另一端B距离北天极20度，也就是说A点的赤纬坐标是75度，而B点的赤纬坐标是70度。地球自转到某一个点时，这个天体AB在我们看来恰好是横向的，而当地球转过90度以后（6小时），这个天体在我们看来就呈现纵向了。也就是说，如果使用地平装置（经纬仪），我们在这六个小时之内会看到这个天体在我们的视野中旋转了90度，这就是因为地球自转而产生的场旋的影响。
7、赤道装置和场旋的消除
为了消除地平装置对观星的影响，人类设计出了赤道仪。
赤道仪不再是以方位角和高度角为两个轴进行旋转了，而是以赤经和赤纬两个轴进行旋转。当我们把赤道仪的极轴对准北天极时，赤道仪的两个轴就分别对应赤经和赤纬了。与地平装置相比较，经纬仪在转动时不会改变镜筒的方向，而赤道仪在转动的同时也带动了镜筒跟随天球旋转，因此场旋也可以被消除。不过，赤道仪精确工作的前提就是极轴必须尽可能精确地对准北天极，否则场旋不可能完全消除，这些不精确不仅会使之后观测时跟踪的精确度降低，更会在长曝光图像中显现出明显的场旋现象，拍摄的几个小时可能都会前功尽弃。 赤道仪大致有如下几个常见的分类：
（1）德式赤道仪：我们最常见的赤道仪类型，学军天文社目前所有的赤道仪都是德式赤道仪。德式赤道仪一般用于安装镜筒较长的折射镜，且在赤纬轴的另一端安装有重锤用来平衡系统。德式赤道仪非常便携，但有一个致命的缺点就是会受到中天限制。过中天，通俗的说就是天体运行到了正南面，而德式赤道仪的设计却不允许在过中天时继续跟踪，否则造成的后果是严重的，很可能损坏赤道仪本身。
（2）英式赤道仪：赤纬轴在极轴之中，镜筒和重锤分别位于两侧。英式赤道仪只适用于较低的地理纬度。
（3）叉式赤道仪：常用于镜筒短的望远镜，我个人有一台德式赤道仪和一台叉式赤道仪，如果想比较可以向我要图看看。叉式赤道仪不需要考虑中天的问题，就不会错失高度角最高的那个良机，但是叉式赤道仪在跟踪时，其跟踪对象的赤纬变化最好不要太大，否则会影响跟踪精度。
第六节 各类望远镜的结构和性质
8、折射式望远镜（Refractors，不含带有消色差功能的折射式望远镜）
不论是天文望远镜还是显微镜，都会有自己的物镜端和目镜端。我们知道，目镜端可以根据自己的需要选择不同的目镜，而天文望远镜的物镜端一般都是固定的，并不像显微镜那么轻松就可以更换一个物镜。因此，这一节主要也是为了介绍各种望远镜的物镜端的结构和性质，首先从最早被发明的折射式望远镜开始。 早在1608年，人类便用两片凸透镜制成了世界上第一台天文望远镜，伽利略从1609年开始使用这台望远镜进行观测，获得了大量曾经我们不知道的宇宙奥秘，由此可见天文望远镜的重要性，它可以大大增强人类的观测极限，后来，19世纪末，照相术被哈佛大学天文台应用到天文学观测以后，又是一次观测极限的质的飞跃。
伽利略使用的这种两片透镜制成的望远镜就是最早期的折射式望远镜。由此可见，折射式望远镜就是用透镜作为物镜，利用屈光成像的望远镜。这样的望远镜在我个人使用经验上看来主要有如下两个优点：
（1）视野宽广：相对于焦比一般都在8以上的折反射式望远镜来说，焦比大多在5-7之间的折射式望远镜提供了一个比较宽广的视野，也就是说在使用同样的目镜端时我们可以看到更宽广、更明亮的视野；
（2）成像清晰、锐利：从目视的角度看来，在主焦点上，折射式望远镜的成像显然比反射式和折反射式望远镜要清晰不少；如果把照相术应用过来，你会发现折射式望远镜的星点没有那么大，其成像是十分锐利的，并且这是它的本性，并不是反射式或折反射式望远镜经过改良就可以达到的那种锐利的水平。
物镜端把光线折射到镜子的后端，折射的过程恰好将射入第一片透镜的平行光线汇聚到焦点上，然后再向目镜端射去，就会产生一个放大、明亮的虚像。 然而折射式望远镜有两个致命的缺点。第一，纵使人类使用的消色差技术如何先进，它也不是“除色差”技术，即色差不可能被完全消除；第二，一旦折射式望远镜的主光轴因为颠簸等原因发生偏移，它就必须返回厂家拆开所有镜片重新调整。因此，对于主光轴的保护显得尤为重要，而一旦主光轴发生偏移，维修的过程也是十分麻烦的。
9、反射式望远镜（Reflector Telescope）
反射式望远镜的结构会比折射式简单不少，它只是用一个凹的曲面反射镜将光线汇聚后反射到镜筒前端的副镜（平面镜）上，然后再通过这个平面镜反射光线到目镜端。
1668年，牛顿发明了这种望远镜，它在天文望远镜中应用十分广泛，由于光线不进入或透过镜片材料本身，因此反射式望远镜对材料本身的要求就不是非常高了；而且两片镜子组成的主镜系统本身重量很轻，再加上它最大的优点就是没有色差，注意不是色差很小，而是完全没有色差，因此大口径望远镜基本上都采用反射式。
第一段中我们提到的曲面，可以是球面，可以是抛物面。球面望远镜会存在球差（球差即一个光束经过光学系统后，与光轴夹角不同的光线交光轴于不同的位置，造成了成像面上出现了一个弥散的光斑，这就是球差），现在都不太使用了，如今大多数反射式望远镜都采用了抛物面主镜。
考虑到反射式望远镜的光程（光程可以理解为相同时间内光线在真空中传播
的距离，它是一个折合量）是折射式的两倍（折射式只要走一遍主镜筒长度就可以了，而反射式要走两遍），这个成像表面的精确度就要比折射式望远镜高出四倍，可见其实反射式望远镜的磨制、组装都是一个高要求的过程。
最后来讲一讲牛顿反射式望远镜的彗差问题。现在生产的牛顿反射式望远镜焦比（Focus Ratio，即焦距和口径的比值）较小，以4-5为常见，而且口径大，是深空天体摄影、行星摄影的全能手，不过彗差问题是必须要解决的。彗差，就是在成像圈边缘的星点呈现彗星的形状散开去，因此我们需要通过彗差改正镜（Coma Corrector）来修正这个致命的问题。不过选择彗差改正镜的时候必须要挑选质量好的，否则很可能引入严重的色差，使反射式望远镜失去它最大的优点。
第七节 照相设备理论
12、互补型金属氧化物半导体（CMOS）
互补型金属氧化物半导体的英文全称是Complementary Metal-Oxide Semiconductor，简写就是我们经常看到的CMOS。这是一种由电压控制的放大器件，在摄影中，我们可以理解为它放大了从外面接受的光学信号。 在日常的摄影中，我们手中拿的数码相机和手机中的相机大多都采用了CMOS作为光线的传感器，因为CMOS都可以实时查看影像，且影像更新速度可以非常快，因此有方便构图的优点。试想你的照相机屏幕上不能实时显示图像，那拍照将会是多么痛苦的一件事！虽然Interline类型的CCD也可以实现这个功能（例如尼康有一款单反相机所使用的就是索尼的CCD），但图像更新速度明显不如CMOS那么快。
另外，很多CMOS的像素密度非常大，这可是获得比较高分辨率的图像，因为每一个像素所代表的视场小了，同样的画面放大以后就可以展现出更多的细节，虽然这个细节的多少还取决于镜头，但小像素毕竟可以让大镜头发挥出更大的优势。不过如此高的像素密度也会带来噪点的增加，因此好的单反相机都会配备很好的降噪处理功能。
在这里我解释一下什么叫做像素密度。我们知道一块感光器上其实有很多的单位，这一个一个小格子各代表一个像素。每个像素都有深度，形成一个阱，来积累电子。一个像素的尺寸一般都是微米级的，像素尺寸越小，则像素密度就越高，也就是说单位面积内的像素数越多。小的例如很多的CMOS和索尼的ICX 814 CCD都能达到3.x微米，而大的如柯达的16803 CCD则能达到9微米。
然而，像素密度的增大意味着接收光线的面积减小，这样一来，曝光效率就会降低。例如，同样的设备，像素尺寸是9微米的设备曝光就比像素尺寸是4微米的要快许多。那么为什么相机中的CMOS还把像素尺寸做的这么小呢？因为相机主要用于日常摄影，以白天为主，白天光线很亮，像素尺寸大点或小点也就是无关紧要的事，所以至少单反相机的CMOS并不适用于天文摄影，这么做的曝光效率实际上是比较低的。
13、电荷耦合元件（CCD）
电荷耦合元件的全称是Charge-Coupled Device，它是一种半导体器件，主要的功能是可以把光学信号转化为数字信号。同样的，CCD上面也嵌入了很多的微小的光敏物质，同样称为像素（pixel）。
CCD的原理较CMOS有所不同。CCD上面有很多光电二极管，这些光电二极管
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