10-3 天文觀測

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

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

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

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）。

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

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

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

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。

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

大氣Window 不透明 地球表面

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）

SST (Infra Red) Hubble (Visible, IR) Chandra (X-ray) Compton (Gamma-Ray)

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

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。

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

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

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 2 x 6m (中2美6合作)

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

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

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。

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。

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

色差 折射式望遠鏡的缺點

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

像差 反射式望遠鏡的缺點 (球面鏡) (抛物面鏡)

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

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)

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。

望遠鏡的解析度 Poor 解析力強

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（”)

望遠鏡架台：赤道儀和經緯儀

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

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。

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。

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)

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。