天文常识天文望远镜.ppt

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天文望远镜精品PPT课件

电倍增管、电荷耦合器件(CCD)等。 4. 计算机：控制以上三种设备，实时处理和分析观测资料；
普通天文学
望远镜按各波段天体辐射的范围可分为:
光学望远镜射电望远镜空间探测望远镜
普通天文学
§4.3 天文光学望远镜
1608年，荷兰眼镜商利波尔希偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，制造了人类历史上第一架望远镜。
第四章天文望远镜第四章天文望远镜
普通天文学
M57 行星状星云哈勃空间望远镜拍摄
普通天文学
Comet Meets Ring Nebula
普通天文学
普通天文学
M2-9: Wings of a Butterfly Nebula
普通天文学
M31 仙女座大星云
普通天文学
The Large Cloud of Magellan
(a) radio, (b) infrared,
(c) visible, (d) X-ray, and
(e) gamma-ray wavelengths.
Each frame is a panoramic(全景) view
covering the entire sky. The center of our Galaxy, which lies in the direction of the constellation Sagittarius, is at the center of each map.
普通天文学
4、霍比-埃伯利望远镜(Hobby-Eberly Telescope)
• 位于美国德克萨斯州福瓦克斯山，简称为HET。
• The HET's 9.2 meter effective aperture makes it currently the world's fourth largest optical telescope. The HET was built for approximately 1520% of the cost of other 9 meter class telescopes.

实验三天文望远镜的构造与使用PPT讲稿

1. 竖直轴 2. 水平轴 3. 望远镜 4. 平衡锤
图5 地平式装置示意图
②赤道式装置
• 赤道式装置与赤道坐标相对应。它的两条轴分别
指向天北极（或天南极）和平行天赤道面，称为极轴（又称为赤经轴）和赤纬轴。
如图所示，当望远镜绕极轴转动时，它的赤经（或时角）在连续变化，而赤纬保持不变；当望远镜绕赤纬轴转动时，它的赤纬在连续变化，而赤经不变（或改变 180°）。
• 调整寻星镜光轴与主镜光轴平行
寻星镜光轴必须与主镜光轴平行，才能使星像同时位于寻星镜和主镜的视场中心。在使用时，如发现两光轴不平行，可将望远镜对准远方目标，调整寻星镜支架的螺丝，使两光轴平行。
①折射望远镜
折射望远镜主要有开普勒和伽利略两种型式，它们的光学系统如图2所示。
图2 折射望远镜的光路图
凸透镜
凹透镜
开普勒式望远镜的焦平面（像平面）上，可以安装瞄准十字丝，适合于天体测量方面的工作，而伽利略式望远镜无法安装瞄准十字丝。因此，开普勒式望远镜为当今天文观测所采用。
• 折射望远镜的主要优点是星像质量好，焦
镜的目视放大率，其
表达式为
G tg' tg
图1 目视望远镜的放大率
如图1所示，式中ω是天球上A、B两点在物镜处的张角，就是肉眼观测时该两点的角距；ω´是A、B两点在目镜处的张角，就是目视望远镜观测该两点时的角距。
• 又因
tg' A ' B' , tg A 'B'
f
F
（F、f分别是物
镜和目镜的焦距），所以，目视望远镜放大率的
实验三天文望远镜的构造与使用课件
一、目的和要求了解天文望远镜的构造；学会使用天文望远镜。

《天文望远镜》课件

观测前的准备
选择观测目标
首先需要确定观测的目标，如行星、恒星、星
云、星系等。
天气预报
确保观测当晚天气晴朗，无云层遮挡。
望远镜的安置
确保望远镜安置在稳定的位置，远离干扰，如
灯光、风等。
校准与调试
对望远镜进行校准和调试，确保其处于最佳工
作状态。
观测技巧与方法
使用指南针确定方向
使用指南针确定北极星的位置，以便找到北方并校准望远镜
02
天文望远镜的工作原理
光学原理
01
02
03
折射原理
通过透镜或反射镜将光线聚焦，形成图像。
反射原理
利用反射镜将光线反射并聚焦，形成图像。
折反射原理
结合折射和反射的原理，通过透镜和反射镜的组合，形成图像。
跟踪系统
赤道仪
用于跟踪天体的赤道坐标，保持望远镜对天体的稳定跟踪。
极轴仪
用于跟踪天体的极坐标，保持望远镜对天体的稳定跟踪。
天文史学研究
天文望远镜还可以用来观测古代天文文物，如星图、星表等，通过对比现代天文学观测结果，可以研究古代天文史的发展和演变。
04
天文望远镜的未来发展
技术创新与突破
光学技术创新
利用新材料和加工技术，提高望远镜镜片的光学性能，减少杂散
光和像差，提高成像质量。
探测器技术突破
发展高灵敏度和高分辨率的探测器，提高望远镜对暗弱天体的探测能力，拓展观测范围。
太空望远镜的发展
太空望远镜
发射更多高性能的太空望远镜，不受地球大气层的干扰，实现更
高质量的观测。
太空望远镜组网
通过将多个太空望远镜联网，实现更大视场、更高分辨率和更全

望远镜原理与相关知识.ppt

• 望远镜主要解决“看得见”和“看得清” 两方面的问题。
• 光的衍射现象限制了“看得清”的能力。
天文望远镜的发展简史
• 1608年荷兰的眼镜商汉斯.里帕席根据学徒的偶然发现，制成了第一架望远镜。 • 1609年，伽利略制成了两架最早的天文望远镜。
意大利物理学家伽利略（1564-1642）
举例：牛顿望远镜
望远镜简要介绍
三、折反射望远镜
特征：增加校正像差的折射元件举例：施密特望远镜
望远镜简要介绍
四、其他望远镜射电望远镜，双子望远镜，太阳望远镜，红外望远镜，数码望远镜，等等。
英国焦德雷尔班克76米直径的射电望远镜
德国100 米直径的射电望远镜
美国阿雷西博天文台366米直径的射电望远镜
望远见……
1609.11.30
1610
望远镜展示与应用
望远镜展示与应用
望远镜展示与应用
哈勃太空望远镜
视频介绍
望远镜简要介绍
一、折射望远镜
特征：透镜作物镜，难以消除色差举例：伽利略望远镜，开普勒望远镜
望远镜简要介绍
二、反射望远镜特征：凹面反射镜作物镜，存在像差
密云天线阵
用米于巨嫦型娥镜射工电程望的远
50
大气窗口
太空望远镜
日本发射的空间射电望远镜
双子望远镜
中国多通道太阳望远镜
红外望远镜
数码望远镜
望远镜的发明
汉斯·利普希 1608年
荷兰眼镜铺
伽利略望远镜
最初的天文望远镜 1609年
伽利略式望远镜
【伽利略式望远镜】
光路图
由一个凹透镜（目镜）和一个凸透镜（物镜）构成。其优点是结构简单，能直接成正立虚像，现在多被玩具级的望远镜采用，所以又被称做观剧镜。

天文望远镜基本知识ppt课件

24
1781年3月13日，英国天文学家威廉.赫歇尔（1738-1822）用他自制的口径15厘米的反射镜发现了天王星，把太阳系的尺度扩大了一倍。
发现了天王星后，赫歇尔磨制的望远镜口径越来越大，他是使反射镜大型化的始祖。
25
1789年赫歇尔制成当时世界上最大的望远镜。口径1.22 米，焦距12.2 米。
32
33
1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在研究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线，接收到来自银河中心的电磁辐射，开创了天体发射着从波长106米-10-14米范围内的电磁辐射 ,地面上只能通过两个窗口光学和射电去观察星象。射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。
由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。
23
在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（16251712）在1672年提出了又一种反射望远镜的设计方案，主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有圆孔， F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。这种反射镜目前还经常采用。
这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现，当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。
18
1673年，波兰的赫维留（16111687）制成了一架长达46米的望远镜，吊在30米高的桅杆上，要许多人用绳子拉着它起落升降。
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1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种颜色的光混合而成。望远镜的色差是由于透镜对不同颜色的光具有不同的折射率而造成。

《天文望远镜简介》PPT课件

物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。
精选PPT
3
折射望远镜：用透镜作物镜的望远镜
伽利略望远镜光路图
开普勒望远镜光路图
精选PPT
4
1897年制造的1.02 米（美国叶凯士天文台）的折射镜仍是世界之最。
精选PPT
5
2、反射望远镜
1）主焦点式：反射镜为抛物面 2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜 3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的
贯穿本领(极限星等)
分辨本领
视场
精选PPT
12
1）口径 D I ∝π D 2
物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。
口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr2）成正比。
则G=4000/20=200 ω=arctan(tan 52/200 )= 22’ 若采用 ω’为67 °的目镜，f = 9mm, ω= ? 若采用 ω’为84 °的目镜，f=4.7mm, ω= ?
精选PPT
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视场 ω
望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差，成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。
一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，像变得模糊。
常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距 800 mm 的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。
精选PPT

《天文望远镜简介》课件

缺点
反射镜需要精确的抛光和安装，以确保图像的清晰度和稳定性。此外，反射镜容易受到风和温度变化的影响，需要特殊的支撑和保护措施。
折反射式天文望远镜
原理
折反射式天文望远镜结合了折射和反射的原理，使用透镜和反射镜来聚集光线并形成图像。透镜用于校正球面像差和色差，而反射镜用于改变光路并聚焦在焦平面上。
03
天文望远镜的应用
天体观测
观测天体
天文望远镜是观测天体的主要工具，可以观测到远处的恒星、行星、星云、星系等天体，帮助人们了解宇宙的结构和演化。
天体测量
通过天文望远镜可以对天体进行精确的测量，包括天体的位置、距离、运动规律等，为天文学研究提供基础数据。
天文学研究
天体物理研究
天文望远镜可以观测到天体的各种物理性质，如亮度、温度、大小等，帮助人们了解天体的物理状态和演化规律。
定期校准
对望远镜进行定期校准，确保其光学性能和机械精度符合要求。
05
天文望远镜的观测技巧
观测前的准备工作
选择观测目标
首先确定要观测的天体或天文现象，了解其特点、位置和最
佳观测时间。
天气预报
关注天气预报，确保观测当晚天空晴朗，无云层遮挡。
望远镜的校准和维护
确保望远镜处于良好工作状态，进行必要的校准和调整。
原理
折射式天文望远镜使用透镜来聚集光线并形成图像。透镜由不同材料制成，能够以不同方式弯曲
光线，使它们聚焦在一点上。
优点
透镜可以精确地校正球面像差和色差，提供清晰、锐利的图像。此外，透镜具有较高的光学质量和较宽的视野，适合观测星空和
天体测量。
缺点
透镜需要精细的研磨和抛光，制造成本较高。此外，透镜容易受到温度变化和湿度的影响，需要

天文望远镜信息光学教学课件

天文望远镜的基本构造
天文望远镜的工作原理
通过主反射镜或透镜将远处天体发出的光线聚焦到焦点上。
通过光谱仪分析天体的光谱，了解天体的化学组成和物理状态。
通过测量天体的视星等和实际亮度，计算出天体的距离。
通过望远镜观测天体的形状、大小、运动轨迹等特征，了解宇宙的结构和演化。
聚焦原理
光谱分析
测量天体距离
天体观测
反射望远镜的兴起，如美国加州理工学院的胡克望远镜。
空间望远镜的发展，如哈勃太空望远镜和詹姆斯·韦伯太空望远镜。
终端设备
用于记录和显示观测结果，如摄影机、录像机、计算机等。
跟踪装置
保持望远镜对准目标。
瞄准装置
帮助望远镜对准目标。
镜筒
容纳望远镜的主反射镜或透镜。
支架
支撑望远镜的结构，通常包括地平式和赤道式两种。
01
02
03
04
主镜系统
副镜系统是连接主镜和焦点系统的中间部分，负责将光线从主镜传递到焦点系统。
副镜系统的设计和制造也需要极高的精度和稳定性，以确保望远镜的成像质量。
副镜通常由一个小面积的反射镜组成，能够将光线反射到焦点系统上。
副镜系统通常采用球面或非球面镜片，以优化光学性能。
副镜系统
焦点系统是天文望远镜中的最后一个光学部分，负责将光线聚焦在图像传感器上。
晶体材料具有优异的物理和光学性质，如高硬度、高熔点、高热导率等，可用于制造高性能的天文望远镜反射材料
光学玻璃
通过实时修正大气扰动引起的图像畸变，自适应光学技术能够显著提高天文望远镜的成像质量，使观测到更远、更暗的天体。
自适应光学技术
利用多台望远镜的观测数据进行合成，实现超远距离观测，有望观测到更小、更暗的天体。

《天文望远镜》PPT课件

折射望远镜的构造
牛顿式反射望远镜与赤道仪
牛顿式反射望远镜的构造
卡赛格林式反射望远镜
卡赛格林式反望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜与赤道仪
放大倍率 =望远镜焦距/目镜焦距
例: 1000mm焦距的望远镜及20mm的目镜放大倍率 = 1000mm / 20mm =5 0倍
天文望远镜
为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢？
物镜：把远方目的发出的光会聚到焦点上〔在焦点上呈像〕；
目镜：把物镜焦点上的像放大，使之在您的视网膜上呈像。
这和放大镜的原理一样，它把小的物体放大后在您的视网膜上呈像，这样小的物体看起来就变大了。
物镜镜筒
赤道仪
天文望远镜
寻星镜目镜
折射望远镜与赤道仪
地平式安装
地平式的安装很常见，是一种具有两根轴的支架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方向和高度。初学者运用地平式安装找星应该没什么问题：想看哪儿就指向哪儿好了！
缺陷：本来对准了一颗星，可一会以后，这颗星就跑到了视场外了，并且运用的放大倍率越高，这种景象越明显。
பைடு நூலகம்道仪
赤道仪的主要目的就是为了抑制地球自转的影响，追踪星体使其坚持在视野中，我们知道，星空东升西落的景象就是由于地球自转而引起的，地球由西向东自转， 24小时转360度，我们只需设计一个安装让望远镜转动的速度和地球一样，而方向那么是由东向西，抵消地球自转，这就是赤道仪的原理。
谢谢大家！

天文知识.ppt

木星
土星
• 土星 (Saturn) 伽利略于1610年观测到土星。土星是以罗马神话中的农神萨杜恩(Saturn) 命名的。中国古代称之为镇星或填星。
土星
天王星
• 天王星 (Uranus) 1781年，英国天文学家赫歇尔观测到了天王星。由于天王星公转周期相当缓慢，在历史上曾多次被误认为是恒星。天王星的命名，是取自希腊神话的天神乌拉诺斯(Uranus)。
小犬座
小犬座赤道带星座之一。位于猎户座东面，双子座与麒麟座之间的银河边上。星座内有1颗黄色亮星，名叫“南河三”。南河三与猎户座的东北角上的参宿四、大犬座的天狼星共同组成一个等边三角形，人称“冬季大三角形”，在冬季的夜晚十分醒目。
大熊座
这个星座拥有全天最显著的星象，即北斗七星。许多古代文明都认为这个星座的星象是一只熊（但古代中国认为是一个斗）。在希腊神话中，宙斯为了使美丽的仙女卡利斯托逃脱天后赫拉的忌妒，把她变成了一只熊。但赫拉仍然穷追不舍，命令狩猎女神阿耳忒弥斯射杀这只熊，宙斯不得已把大熊提升为天上的星座。
天文望远镜
天文望远镜
• 根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及作。
海王星
• 海王星（Neptune） 1846年9月23日，德国天文学家伽勒发现了海王星。海王星是第一个通过天体力学计算后被发现的行星。海王星的名字源自罗马神话中的海神涅普顿（Neptune）。

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天文科學探索---天文望遠鏡
選擇天文望遠鏡的考量
聚光能力：與望遠鏡的口徑的平方成正比，也就是望遠鏡的口徑愈大，望遠鏡的聚光能力愈強。
解析能力：可解析角度與望遠鏡的口徑的成反比，也就是望遠鏡的口徑愈大，可解析角度愈小，解析能力愈強。
放大能力：M = Fo/Fe 放大率為物鏡焦長與目鏡焦長比。買望遠鏡的要訣是口徑愈大愈好，預期最大倍率為口徑(以公分表
1611年，德國科學家刻卜勒也設計了一部望遠鏡，並改良了目鏡，擴大了望遠鏡的視野，成為今日望遠鏡的主流。
1668年，牛頓利用光線反射的方式，發明了反射式望遠鏡。這是天文望遠鏡的一大突破，因為反射式望遠鏡在製造上遠比折射式望遠鏡容易的多，並且沒有折射式望遠鏡的色差現象，能讓觀測品質大幅提昇。
2
天文科學探索---天文望遠鏡
物鏡收集光線聚焦，影像經目鏡放大。小型折射望遠鏡有些利用稜鏡把光線曲折。
9
天文科學探索---天文望遠鏡
折射式天文望遠鏡
在二十世紀前非常風行。Yerkes天文台 ﹙美國芝加哥大學﹚的40 英寸折射鏡為此類之最大者。色像差(chromatic aberration)為折射式望遠鏡最難以克服的問題。此外，磨製大口徑且高精度的鏡片不易，建價昂貴，鏡片沈重，易變形，也都是其致命的缺點。
功能：收集光線（廣義的說，收集電磁波）口徑 (D) 越大，單位時間收集的量越多～ D2 e.g., D = 2 m 的集光能力為 D = 1 m 的 4 倍
成像：口徑越大，看得越清楚（成像越清晰）最小的角度 θ～λ/D 也稱作望遠鏡的「繞射極限」 (diffraction limit)
∴ 解像力 (resolving power) ～ D
雙筒鏡：攜帶方便，價格低廉，寬闊的視野對於觀看大區域的星空或是彗星之類的天體特別有幫助，而且影像是正的。
望遠鏡：比之雙筒竟有較大的口徑、較高倍率，但是顯示的影像式顛倒的。望遠鏡口徑是固定，可更換目鏡改變倍率，還有一個重要配件是固定架。
大多數業餘天文學家都是用小到中口徑的望遠鏡：小口徑是只10公分以下，中口徑是指10~25公分，大於２５公分則稱為大型望遠鏡。
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天文科學探索---天文望遠鏡
反射望遠鏡原理
光線由凹面主鏡收集，經由平面副鏡反射到鏡筒測邊的目鏡上。反射望遠鏡通常採用赤道裝置(赤道儀)，只要轉動一個軸就可以追蹤天體橫越整個星空。
12
天文科學探索---天文望遠鏡
卡塞格林式遠鏡原理
一種反射式望遠鏡，使用凸面的副鏡，光線反射回去通過主鏡中心的小孔。因為光線的路徑在鏡筒折回原來路徑，這樣設計較牛頓式緊密。
例如，中大鹿林前山觀測站位於逆溫層 (inversion layer) 以上
6
望遠鏡聚焦形式---折射式
天文科學探索---天文望遠鏡
使用鏡片(lens)有色差、球面像差；玻璃中氣泡造成影像變形透光波段有限，支撐不易；最大的（一米）上世紀末建成；現已少用
8
天文科學探索---天文望遠鏡
折射望遠鏡原理
天文科學探索---天文望遠鏡
天文望遠鏡及現代觀測技巧簡介
魏榮君弘光資訊工程系
2003 03 14
1
天文科學探索---天文望遠鏡
望遠鏡的發明及歷史(I)
第一位望遠鏡發明者：荷蘭眼鏡師李伯謝(Hans, ppershey, 1570~1619)， 1608年發明折射式望遠鏡
義大利科學家伽利略1609年製作口徑42mm的望遠鏡。他發現月球表面有高山和無數的坑洞；金星也如月球般，有著盈虧的變化；而木星旁邊竟然還有四顆小星星繞著木星公轉！伽利略是有史以來使用望遠鏡觀察天空的第一人，開創了天文學的另一個新紀元。
望遠鏡的發明及歷史(II)
1672年，法國人蓋賽格林變更了牛頓式反射鏡的焦點位置，發明了蓋賽格林式反射望遠鏡，讓反射式望遠鏡更容易操作。
1938年德國人史密特把折射式望遠鏡及反射式望遠鏡合而為一，發明了折反射式望遠鏡，也就是史密特式望遠鏡（史密特照相機），開創了望遠鏡的另一個新紀元，也讓俄國人馬克斯托夫發明了另一種折反射式望遠鏡－馬克斯托夫望遠鏡。
4
天文科學探索---天文望遠鏡
不完美影像成因
不完美的影像 ➢光學系統造成的像差 ➢球面像差 (spherical aberration) ➢色差 (chromatic aberration)：不同波長的光在折射元件中有不同的行徑 ➢機械系統造成的影像變形（e.g., 元件本身的重量、望遠鏡追蹤時指向不同天區） ➢大氣擾動造成的影像變形
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望遠鏡聚焦形式---反射式
天文科學探索---天文望遠鏡
➢使用面鏡 (mirror)，如玻璃、石英等鍍上如鋁等反射面 → 光不進鏡片，沒有色差，但仍有球面像差 ➢沒有氣泡問題；容許波長範圍較大中央（次鏡）擋光 (10% effect) ➢支撐較容易 → 大口徑 ➢鏡身較短 → 圓頂、建築可較小 → 省錢
示)20倍。但由於大氣的不穩定所形成氣流就會更加明顯，實際使用倍率還是會受限。
19xx年無線電波望遠鏡把天文望遠鏡所能看到的延伸到所有的電磁波長，讓我們觀看宇宙的視野不會只局限於可見光，進而造成了天文望遠鏡的另一次革命，也讓天文學能在最近極短的數十年中，得到超越數千年來的成就。
3
天文科學探索---天文望遠鏡
望遠鏡功能
用透鏡 (lens) 折射，或鏡面 (mirror) 反射
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天文科學探索---天文望遠鏡
聚焦位置
➢ (a) 牛頓式 (Newtonian focus) ➢ (b) 直焦式 (prime focus) ➢ (c) 卡塞格林式 (Cassegrain focus) ➢ (d) 庫德（折軸）式 (Coudéfocus)
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天文科學探索---天文望遠鏡
選擇雙筒鏡或望遠鏡？
5
天文科學探索---天文望遠鏡
大氣擾動的影像形變
大氣擾動，一般使星點影像散佈在數角秒的範圍，有如游泳池水晃動，造成池底光影搖曳
在良好的天文觀測地點（氣流穩定的高山上），視相（大氣寧靜度；seeing) ～ 1“ （遠）大於望遠鏡的繞射極限
將望遠鏡置入太空，或起碼放在高海拔處，望遠鏡頂上空氣越少越好