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1、氣視寧度分級大氣視寧度(Seeing)等級劃分主要有兩個，Pickering等級分為十個等級，是哈佛大學天文台WilliamH.Pickering(1858-1938)用他的一支五吋(13cm)折射望遠鏡觀星時以放大了的星光Airypattern做定義，這個定義須因應望遠鏡口徑的大小而修正。十級視寧度是以十級為最佳，一級為最差。1.極差2.很差3.差4.稍差5.尚可6.尚好7.好8.良好9.優越；星光的內衍射環靜止不動，外衍射環搖晃但間中亦會靜止10.完美；星光的內、外衍射環靜止不動視寧度示範動畫由DamianPeach制作Antoniadi等
2、級分為五個等級，由希臘天文學家EugèneAntoniadi(1870-1944)定義。五級視寧度是以一級為最佳，五級為最差。I.星星影像沒有抖動II.星星影像輕微抖動，有時會持續幾秒鐘的平靜III.大氣抖動，很多時星星影像模糊IV.星星影像搖擺不定V.極差，影像搖擺不定，不能觀測注意：AntoniadiScale慣例上用羅馬大寫數目字表示何謂"視相"?這是個很常見到的問題.視相的原文是"seeing",最簡單的講法就是指星星看起來閃爍的程度.由於地球有一層厚厚的大氣,在地面上看到的星光都是經過大氣後到達我們的眼睛或者望遠鏡.我們的大氣並不是一
3、層靜止不動的氣體,不論是大尺度的天氣現象,還是小尺度的局部不均,都會在各處造成亂流(turbulence),亂流所帶來的便是大氣各處的密度都會產生快速的變化.我們知道不同密度的大氣會有不同的折射率,星光在經過這許許多多不同折射率的氣塊時,其路徑便會被彎曲,就像光的路徑會被透鏡彎曲一樣.但既然氣塊的的密度會快速變化,就表示這種星光被彎曲的程度也是隨時間在快速的變化,因此對人眼來說,在某個很短的時間內,我們可能會看到星光被朝向我們聚焦,而下一瞬間卻又失焦,這造成我們常覺得星光會忽明忽暗地閃爍.這就是視相產生的原因,也是為何我們會唱:一閃一閃亮晶晶,
4、滿天都是小星星.....這種閃爍的程度取決於星光所通過的大氣厚度及穩定度.一般來說,在台灣,冬季的氣流較不穩定,在冬天看星星很容易看到此種閃爍,此時我們會說視相很差.更有甚者,如果我們去看低仰角的星,由於它們通過的大氣厚度比天頂的星來得厚,閃爍程度會更嚴重,我們甚至除了看到星光在亮度上的變化,還可看到顏色的變化,時而藍時而紅.這是因為不同色光的折射率不同,在視相最糟的時候,不同色光被大氣偏折的程度甚至可以很明顯地不同.而反過來,台灣的夏季,尤其是子夜以後,視相往往較佳,此時就不容易看到星光的閃爍.如果你只是抬頭仰望星空,星星一閃一閃的,看起來當
5、然很漂亮,能夠五顏六色變來變去那更是再好不過.但天文學家可不喜歡這樣.如果你試著透過任何一台小望遠鏡(口徑在十公分以下),盡可能地用很高的倍數去觀察一顆恆星,你會發現,那顆恆星在目鏡中的位置不是不動的,而是會以很快的速度在一個小範圍內來回晃動.或者,你可以試著在冬天的台北市用望遠鏡看月亮,你會發現很像在水裡看東西,月亮的影像晃來晃去的.這與用肉眼看星星會看到星星在閃是同一回事,都是因為星光通過快速擾動的大氣後產生偏折所造成.在這種情況下,試想,如果我們拿相機對一顆星做長時間曝光,我們所拍到的便不會是一個小小的星點,而是該星點在底片上不斷晃來晃去
6、所累積在底片上的影像---一個較原星點為大的盤子.這樣的盤子我們稱視相圓盤(seeingdisk),當視相好時,這個盤子會較小,反之若視相不好,拍出的盤子會比較大.如果你知道何謂解析力,你就會知道這個盤子所代表的是解析力的下降,盤子越大,這張照片的解析力越差,越模糊不清.可能原本兩顆很靠近的星,因為各自瀰散成一個大盤子在照片上而重疊在一起,使得它們看起來就像是一顆星一樣.這我們當然不喜歡.因此,對天文觀測來說,視相是一個很重要的條件.在視相好的條件下觀測,可以看到或拍攝到較清析的影像.甚至,視相不只決定所攝得影像的清析度,更決定可以攝得多暗的天
7、體,在視相越好的地方做觀測,越能拍攝到暗淡的天體.從這個角度看,好的視相的作用就像大口徑的望遠一樣,視相好的地方的小望遠鏡,在觀測遙遠的星系時,其效能可以超過視相不佳的地方的大望遠鏡.所以,天文學家在蓋天文台時,總是希望把天文台蓋在視相好的地方,這些地方通常是大陸的西緣,或是大洋上的孤島.譬如,美國本土的大天文台多集中在加州及亞歷桑那州,南半球最大的望遠鏡多集中在智利的安地列斯山上,這些都是在大陸的西緣,而全世界最大的望遠鏡的集中地---夏威夷---則是屬於大洋上的孤島.目前在所有已知的觀測地中,夏威夷島上的MaunaKea山頂,有全世界最穩定
8、的氣流,也就是最佳的視相條件,在MaunaKea上的2m口徑望遠鏡,在觀測暗星上的能力,足以與亞歷桑那州基特峰(美國國家光學天文台)上的4m望遠鏡抗衡
