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10-3 天文觀測
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序幕：使用天文望遠鏡 恒星：1609 伽利略 太陽黑子、木星衛星 銀河系：1784 赫歇爾William Herschel 發表銀河系模型
恒星：1609 伽利略 太陽黑子、木星衛星 銀河系：1784 赫歇爾William Herschel 發表銀河系模型 星系：1923哈伯 Mt. Wilson天文台,仙女座大星系M31 宇宙膨脹：1929 哈伯 距太陽系愈遠的星系,愈快速度離開
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天文觀測 1609：伽利略用望遠鏡揭開序幕 1784：褐歇爾Herschel發表銀河系模型 1923：哈伯發現M31是遙遠的銀河系
1929：哈伯觀測到宇宙膨脹
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近代天文觀測 1957：USSR Sputnik首顆人造衛星 1958：USA 探險家一號 發現地球有范愛倫輻射帶。
1960～：Apollo登月計畫 1970、80：行星探測計畫 1994：哈伯太空望遠鏡升空 2000：International Space Station
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哈伯太空望遠鏡HST 1994年，鏡片矯正 傳回許多清晰的影像， 觀測到許多天文現象，
資料來源：美國國家太空總署（NASA），太空望遠鏡科學研究所（STScI，Space Telescope Science Institute）。
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哈伯太空望遠鏡的接棒者JWST James Webb Space Telescope, 口徑 6m 六邊形鏡面組合
觀測波段： 紅外(主要), 可見光,紫外線 科學目標:宇宙起源與結構 星系的形成 年輕恒星與行星系統 軌道高度：150萬公里(L2, Lagrange Point) 優點：不受太陽影響，連續觀測同一星體 缺點：無法由太空梭維修及更新配件
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台灣的天文觀測計畫 SMA：次毫米波陣列計畫(Hawaii) TON：日震觀測網 TAOS：中美掩星計畫(Kuiper Belt)
TOT：台灣一米光學望遠鏡 BATC：多色測光巡天計畫
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10-4 地面觀測環境 和觀測儀器 a電磁波 b光學望遠鏡 c電波望遠鏡成像原理
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10-4 A電磁波 電磁波：天體輻射出來 依照波長來排序，分成 伽瑪（γ）射線、X射線、紫外線、 可見光、紅外線、無線電波。
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全波段 電磁波圖 波長變長 Ultra-violent Violent Red Infra-red Radio Gamma-ray
X-ray Gamma-ray Red Violent 波長變長 Radio Infra-red Microwave
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大氣Window 不透明 地球表面
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受到大氣層吸收的影響 其他則是安置在地球軌道上衛星觀測 （γ射線、紫外線、X射線及紅外線）
在地面，光學望遠鏡接收可見光、 電波望遠鏡接收無線電波； 其他則是安置在地球軌道上衛星觀測 （γ射線、紫外線、X射線及紅外線）
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SST (Infra Red) Hubble (Visible, IR) Chandra (X-ray)
Compton (Gamma-Ray)
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各波段觀測下的銀河 Optical Radio.4G Atom H Radio2.5G Mole H IR M IR N IR X ray
Gamma 各波段觀測下的銀河
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地面上研究宇宙的工具 可見光波段：光學望遠鏡 無線電望遠鏡 接收氫原子、CO等分子所發射的電波， 用於研究星雲 白天晚上均可使用
組成陣列Array使用，威力驚人。
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天文台的選定 視相(大氣寧靜度) 視度(天空透明度) 睛天數 交通及＄＄ p. 166
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光學望遠鏡所受到的限制 時間的限制：白天無法觀測 光害的限制：都市無法觀測 大氣擾動的限制 大氣消光限制 （灰塵愈多， 消光愈嚴重）
大氣消光限制 （灰塵愈多， 消光愈嚴重） 大型天文台都蓋在高山上
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The best in the World Hawaii Mauna Kea (夏威夷 毛納基 山高 4200m)
Taiwan in Hawaii SMA 次毫米波陣列電波望遠鏡 x 6m (中2美6合作)
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次毫米波 波長1-0.3mm，頻率300-900GHz （透明度比不上毫米波與遠紅外線） 低海拔難觀測，僅有Hawaii與Chile的高山
高頻率接收機需利用超導技術製造 興起於1980，是地面觀測唯一未被開發的波段 優勢： 解析度與波長成正比，波長愈短，解析程度愈細 (次毫米波比毫米波解析度超出10倍) 速度解析度與頻率成反比(超出毫米波10倍) 分子譜線非常豐富（星雲中常見的分子） 穿越星際塵埃，有助瞭解恆星形成及星系形成
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天文望遠鏡 telescope 地面 光學望遠鏡 電波望遠鏡 -波多黎各 -VLA 新墨西哥 軌道衛星 鹿林山 (Taiwan)
日本 Subaru 美國 Hawaii 電波望遠鏡 -波多黎各 -VLA 新墨西哥 軌道衛星 哈伯 錢德拉
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10-4 B光學望遠鏡 依據成像原理， 可分成反射式和折射式兩種。
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同口徑的反、折射式相比 反射鏡具有 鏡面研磨較容易、鏡片容易支撐和 鏡筒較短等優點 目前大型望遠鏡都採用反射式。
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b1折射式望遠鏡及成像原理 目鏡 聚光力,解析力 物鏡 解析力: 鑑別兩顆星的能力 口徑大，解析力大
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色差 折射式望遠鏡的缺點
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b2反射式望遠鏡及成像原理 物鏡 牛頓Type 目鏡 (凹面鏡聚光) 蓋賽格林 Type
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像差 反射式望遠鏡的缺點 (球面鏡) (抛物面鏡)
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望遠鏡三大能力 聚光力、解析力、放大力 倍率 ＝ 物鏡焦距 Fo 目鏡焦距fe 口徑D愈大 聚光力愈強、解析力愈高。
倍率 藉由目鏡焦距改變來調整。 倍率 ＝ 目鏡焦距fe 物鏡焦距 Fo
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效大倍率 放大率(Magnification)： MX = Fo／Fe 〔物鏡焦距與目鏡焦距比值〕
倍數迷思 進入鏡筒的光為定值， 放大影像，影像變暗 不同焦距的目鏡，不同的放大率。 * 買望遠鏡：口徑愈大愈好。 雙筒望遠鏡 7 x 50 (7倍，50mm)
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選擇望遠鏡的考量 聚光力與口徑D平方成正比 口徑愈大，聚光能力愈強。 例：人眼瞳孔D=0.8cm，望遠鏡D=24cm 聚光力＝ (24/0.8)2＝900ｘ (倍) 解析力與口徑D成正比 口徑愈大， 解析力愈強(可解析角度愈小) 解析角 (秒角)： α= 1.22 λ/D。
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望遠鏡的解析度 Poor 解析力強
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望遠鏡的基本性質 張角1度的天體 影像大小S＝f×1（π/180) 月亮張角約0.5度，用焦距1000 公分的望遠鏡做直焦攝影則
1° S F焦距 凸透鏡 望遠鏡的基本性質 張角1度的天體 影像大小S＝f×1（π/180) 月亮張角約0.5度，用焦距1000 公分的望遠鏡做直焦攝影則 月亮在底片上的直徑有多大？ 影像亮度：正比於 D2 / F2 解析度：1.22λ/D ~ 11.6/D（”)
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望遠鏡架台：赤道儀和經緯儀
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c3電波望遠鏡成像原理 接收 碟型天線 (反射器) 放大器 電腦記錄器 見圖示
資料來源：Michael A. Seeds，1994，Foundations of Astronomy，Wadsworth Publishing Company，P.128。 見圖示
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美國 波多黎各 300m Arecibo電波望遠鏡 固定式 多面調整式 接收器
資料來源：Michael A. Seeds，1994，Foundations of Astronomy，Wadsworth Publishing Company，P.129。
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美國新墨西哥州 電波望遠鏡 VLA非常大陣列
數據處理中心 移動式天線 資料來源：Michael A. Seeds，1994，Foundations of Astronomy，Wadsworth Publishing Company，P.129。
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超大天線陣 Very Large Array (VLA)
無線電望遠鏡 : 新墨西哥州 索科羅 聖奧古斯丁平原 (美) 始於1980年 由27個拋物面天線組成，直徑25公尺 天線安裝在運輸車，可沿鐵軌移動，鐵軌呈Y字形（Y字臂長約21公里） 天線記錄的信號由電腦綜合，天線陣運作起來就像單個無線電天線 天線陣的分辨率極佳 (與最好光學望遠鏡相當)
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BATC多色巡天觀測 國際大型合作計畫 參加機構： 北京天文台、台灣中央大學、美國Arizona大學、，西康乃狄克州立大學
觀測目標：亮於21星等天體的15色光度 科學課題： 近處螺旋星系的星族結構，及其恆星形成歷史; 類星體在宇宙尺度上的分佈，及可能存在的成團效應; 由15色的精確光度尋找高紅移類星體及特異天體。
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