天文滤镜
天文滤镜是业余天文学家使用，由光学滤镜组成的一种望远镜配件，无论是用于观察还是摄影，都可以简单的改善天体的细节和对比度。另一方面，天文学家的研究使用可变带宽的 在望远镜上使用变带通滤镜进行光度测量，以获得揭示天体物理性质的测量结果，例如恒星分类和将天体放置在其维恩曲线上。
大多数天文滤镜的工作原理是阻挡特定“带通”上方和下方的光谱，显著增加有兴趣波长的信噪比，从而获得该天体的细节和对比度。彩色滤镜从光谱中传输某些颜色，然而通常用于观察行星和月球，偏振滤镜通过调节亮度来工作，通常用于月球。宽频和窄带滤镜传输星云（由氢和氧原子）发射的波长，并且经常用于减少光污染的影响[1]。
在天文学，至少在1706年5月12日的日食就已经使用滤镜[2]。
太阳滤镜
白光滤镜
太阳滤镜能阻挡了大部分阳光，以避免对眼睛造成任何伤害。适当的滤镜通常由耐用的玻璃或聚合物薄膜制成，仅透射0.00001%的光。为了安全起见，太阳滤镜必须牢固地安装在折射望远镜的物镜前端或反射望远镜的孔径上，以使镜筒不会显著升温。
在目镜后面插入的小型太阳滤镜不会阻挡进入仪器内的辐射，导致望远镜内的温度高升，并且也不确知它们何时会因热冲击而破裂。因此，大多数专家不建议将这种太阳滤镜用于目镜，一些厂商拒绝出售它们或将其从望远镜的包装中移除。根据NASA的说法："通常配备于廉价的望远镜，设计用于插入目镜的太阳滤镜是不安全的。当望远镜指向太阳时，这些玻璃滤镜可能会因过热而意外破裂，并且视网膜的损坏发生速度可能比观察者将眼睛从目镜上移开的速度更快。"[3]。
太阳滤镜用于安全地观察和拍摄太阳，尽管它是白色的，但可能显示太阳为黄橙色圆盘。正确连接这些滤镜的望远镜可以直接查看太阳特征的细节，特别是在表面的太阳黑子和米粒组织[4]，以及日食和内侧行星的水星和金星横跨太阳盘面的凌日。
窄频滤镜
赫歇尔棱镜是一种基于棱镜的装置，与中性灰度滤镜相结合，可将大部分热量和紫外线引导出望远镜，通常比大多数滤镜类型提供更好的效果。H-α滤镜传输H-α谱线，用于观察通过普通滤光器看不见的闪焰和日珥[1]。与夜间H-α滤镜的3奈米-12奈米或更高相比，这些 H-α 滤镜的带宽比用于夜间观测的滤镜窄得多（参见下面的星云滤镜），对于最常见的模型，其带宽也仅能通过 0.05 nm （0.5 埃）[5]。由于窄频和温度变化，像这样的望远镜通常可以在大约±0.05 nm内调谐。
美国国家航空暨太空总署在太阳动力学天文台上包括了以下滤镜，其中只有一个是人眼可见（450.0 nm）[6]：450.0 nm、 170.0 nm、160.0 nm、33.5 nm、30.4 nm、19.3 nm、21.1 nm、17.1 nm、13.1 nm、和9.4 nm。这些选择就像许多窄频滤波器一样，例如上面提到的H-α滤镜，是为了温度，而不是特定的发射线。
彩色滤镜
彩色滤镜通过吸收/透射起作用，并且可以分辨出它们正在反射和透射光谱的哪一部分。滤镜可用于增加对比度并增强月球和行星的细节。所有可见光谱的颜色都有一个滤镜，每个滤镜都用于带来一定的月球和行星特征，例如，#8 黄色滤镜用于显示火星的海和木星的区带[7]。拉滕系统是柯达于1909年首次提出，用于表示彩色滤镜类型的标准数字系统[1]。
专业滤镜也是彩色的，但它们的带通中心放置在其它中点周围（例如在UBVRU和考辛斯系统）。
一些常见的彩色滤镜及其用途是[8]：
- 色差滤镜：用于减少由折射望远镜的色差引起的紫色光晕。这种光晕可以遮挡明亮物体，尤其是月球和行星的特征。这些滤镜对观察微弱天体没有影响。
- 红色：降低天空亮度，特别是在白天和黄昏观测期间。提高了月海、冰和火星极地区域观测的清晰度。改善蓝色云彩与木星和土星的背景对比度。
- 深黄色：提高金星的大气层特征，木星（特别是在极地地区）和土星的分辨率。增加火星上极冠、云层、冰和沙尘暴的对比度。提高彗尾的明晰度。
- 深绿色：改善金星上云的模式。在白天观测金星时降低天空亮度。增加火星上冰和极冠的对比度。改善木星上大红斑的能见度和木星大气中的其他特征。增强土星上的白云和极地区域的明晰度。
- 中蓝色：增强月球的对比度。增加金星云层微弱阴影的对比度。增强火星表面特征、云层、冰和沙尘暴的明晰度。增强木星和土星大气层中特征之间的边界明晰度。改进彗星气尾的明晰度。
月球滤镜
在天文学中，中性灰度滤镜也称为月球滤镜，是增强对比度和减少眩光的另一种方法。它们的工作原理只是阻挡物体的一些光线来增强对比度。中性灰度滤镜主要用于传统摄影，但在天文学中用于增强月球和行星观测。
偏光滤镜
偏光滤镜将图像的亮度调节到更好的观察水准，但比太阳滤镜要少得多。对于这些类型的滤镜，传输范围从3%到40%不等。它们通常用于观测月球[1]，但也可用于行星观测。它们由旋转的铝电池中的两个极化层组成[9]，通过旋转滤镜来改变滤镜的传输量。亮度的降低和对比度的改善可以揭示月球表面的特征和细节，特别是当它接近满载时。偏光滤镜不能代替专为观察太阳而设计的太阳滤镜。
星云滤镜
窄频
窄频滤镜是天文滤镜，它仅从光谱中传输窄频的谱线（通常为22 nm带宽，或更低）。它们主要用于星云观测。发射星云主要辐射可见光谱中的双重电离氧，其发射波长接近500 nm。这些星云在486 nm处，即氢-β线，也有弱辐射。
窄频滤镜主要有两种类型：超高对比度（UHC）和特定发射线滤镜。
特定发射线滤镜
特定的发射线（或线）滤镜用于隔离特定元素或分子的线或谱线，以便能够看到星云内的物质分布。这是生成假色图像的常用方法。常见的滤镜通常用于哈伯太空望远镜，形成所谓的HST托盘，其颜色被指定为：红色= S-II；绿色 = H-α；蓝色 = O-III。这些滤镜通常用nm中的第二个数位指定，该数位是指通过波段的带宽，这可能导致它排除或包括其他谱线。例如，H-α在656奈米处，可能会拾取N-II（在658-654纳米处），如果它们的宽度为3 nm，则某些滤镜将阻挡大部分N-II[10]。
常用的谱线/滤镜有：
- 来自巴耳末系的H-α“Hα /Ha”（656 nm）由氢离子区，并且是较强的来源之一。
- 来自巴耳末系的H-β“Hβ / Hb”（486 nm）在更强的来源可见。
- O-III（496 nm和501 nm）滤镜允许两条氧气-III线通过。这在许多发射星云中都很强。
- S-II（672 nm）滤镜显示硫-II线。
不太常见的谱线/滤镜：
- He-II（468 nm）[11]。
- He-I（587 nm）[11]。
- O-I（630 nm）[11]。
- Ar-III（713 nm）[11]。
- CA-II Ca-K/Ca-H（393和396 nm）[12]。 对于太阳观测，用K和H显示太阳夫朗和斐谱线。
- N-II（658 nm和654 nm）通常包含在更宽的H-α滤镜中[10]。
- 甲烷（889 nm）[13]。允许在气态巨行星、金星和（使用滤镜）太阳上看到云。
超高对比度滤镜
这些滤镜通常被称为“UHC滤镜”，由允许多条强公共发射线通过的东西组成，这也具有类似的“减少光污染”滤镜（见下文）的效果，即阻挡大多数光源。
UHC滤镜的范围从484到506 nm[7]。它传输O-III和H-β谱线，阻挡大部分光污染，并将行星状星云和大部分发射星云的细节带到黑暗的天空下[14]。
宽频
宽频或光污染（LPR）滤镜设计用于阻挡钠和汞蒸气光，也阻挡自然天辉如极光[15]。这允许从城市和光污染的天空中观察星云[1]。宽频滤镜与窄频滤镜的不同之处在于波长传输的范围。LED照明的带宽更宽，因此不会阻塞，尽管白光LED的输出在接近O III和H-β波长，即480 nm左右相当低。因为较窄的传输范围会导致天空物体的图像变暗，并且由于这些滤镜的工作是从光污染的天空中揭示星云的细节，宽频滤镜具有更宽的范围，因此它具有更宽的透射率以获得更高的亮度[7]。这些滤镜是专门为观测和摄影星系而设计的，对发射星云等其他深空天体没有用。但是，它们仍然可以改善深空天体与背景天空之间的对比度，这可能会使图像清晰。
相关条目
参考资料
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