地球並非孤立於宇宙的一隅，不少故事的開始，是來自於地外的星空⋯⋯。人們如何在百億年的瞬息間，觀察星空與天體的特徵，並進而了解地球所處的外在大環境呢？ 5望星空 5.1望星空 5.2星光與星色 5.3時間與距離

5.1.1 黑暗中尋找光明 天文學是一門觀測的科學， 但與一般的科學實驗有何不同？ 天文研究的對象多是 遙不可及的遠方天體， 天文學家只能藉測量、解析 天體發出的電磁波（光子） 了解其性質。

天文學家收集光子的最得力工具？ 望遠鏡！

電磁波接近地球時， 哪些波段可以穿透大氣層？ 為何需將望遠鏡放到外太空？ 電磁波接近地球時， 哪些波段可以穿透大氣層？ 課本圖2.4 5

5.1.3 觀測宇宙的方法與工具

望遠鏡出現前， 天文觀測儀器 主要目的： 測量天體 在天球上的位置。

伽利略將天文學 帶入望遠鏡時代，天文學家便藉由 增加 大小 提升觀測極限。 並發現過去 看不見的天體 或已知天體 在形態上的細節。 伽利略將天文學 帶入望遠鏡時代，天文學家便藉由 增加 大小 提升觀測極限。 並發現過去 看不見的天體 或已知天體 在形態上的細節。 鏡面 伽利略在400年前觀測 天體所使用的望遠鏡。

英國羅斯勳爵 （19世紀） 用72吋望遠鏡 觀測手繪的M51。

美國里克天文臺（Lick） 91公分搭配傳統底片 於1900年所攝得。

哈柏太空望遠鏡以 不同波段濾鏡觀測， 並以CCD記錄下來。

望遠鏡要收集發自天體 向四面八方飛去的光子， 還要將其 到 一固定的位置。 望遠鏡的光學系統： 望遠鏡如何聚焦成像？ 望遠鏡要收集發自天體 向四面八方飛去的光子， 還要將其 到 一固定的位置。 聚焦 13

較早的望遠鏡利用透鏡將 入射的光子 折射到焦點 後發展成以 面鏡取代透鏡，以反射的方式 來聚焦。 14

現在研究型望遠鏡， 大多以反射式為主， 包含電波望遠鏡。 15

鹿林天文台一米望遠鏡也是反射式的！ 圖片來源：http://www.lulin.ncu.edu.tw/lot/ 16

集光能力： 一般天體每秒輻射出來的光子， 不是全數朝向觀測者飛奔而來， 而是向四面八方飛去。 所以口徑愈 的望遠鏡 可以攔截到較多的光子， 也就能更靈敏地偵測到 天空中的暗源，以及更遠的天體。 因此有更大鏡面面積的望遠鏡時， 能探索更遠或更早以前的宇宙 大

影像解析能力： 望遠鏡能偵測到更暗的天體， 提供遠方天體在夜空中的空間性質， 例如辨認出天上的雙星系統； 伽利略用望遠鏡才發現月球表面的坑洞，以及銀河乃由繁星所組成。 18

圖 5.12　高靈敏度的觀測數據 （通常可藉由長時間曝光或大口徑望遠鏡達到）可讓極為黯淡的天體（b） 現身於看似空無一物的漆黑夜空（a）中。

圖 5.13　哈柏太空望遠鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。

圖 5.13　哈柏太空望遠鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。

圖 5.13　哈柏太空望遠鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。

記錄天文影像： 透過望遠鏡，能看到過去是 黯淡或空間上不可分辨的物體或結構， 但如果這些聚焦的光沒有記錄起來， 只進入我們視網膜及腦海中， 則天體輻射出來的光子 並不能隨曝光時間增加而累積起來。 如何紀錄呢？ 底片與CCD

天文望遠鏡的演進在過去 400年間不時有技術上的突破，但最令人注目的成就 主要發生在20世紀的後半期。 5.1.4 近代的天文觀測科技 天文望遠鏡的演進在過去 400年間不時有技術上的突破，但最令人注目的成就 主要發生在20世紀的後半期。

在前200、300年間： 3 2 望遠鏡 逐漸從 折射式，轉變為 反射式 傳統底片在20世紀末逐漸被─ CCD 取代。 1 望遠鏡 逐漸從 折射式，轉變為 反射式 2 攝影術 光譜儀、其他波段望遠鏡 興起。 3 傳統底片在20世紀末逐漸被─ CCD 取代。

為了觀測到更暗的天體、 得到更好的影像解析度、 降低地球大氣帶來的影響， 近代的天文觀測科技 有下列幾項特色：

近代的天文觀測科技特色： 一、 大型望遠鏡的設計 二、 太空望遠鏡 三、 陣列望遠鏡 四、 非可見光天文學

近代的天文觀測科技特色： 一、 大型望遠鏡的設計 要偵測遙遠黯淡的天體， 望遠鏡的靈敏度必須愈來愈好。 增進靈敏度的主要關鍵 加強集光的能力， 在可見光的波段， 研究級望遠鏡的口徑不斷增加。 目前最大的口徑的等級為8∼10公尺；下兩個世代將達30及100公尺等級。

夏威夷毛納基山頂峰的凱克望遠鏡 維基百科:凱克天文台位於美國夏威夷州毛納基山的頂峰，海拔4145米（13600英尺），擁有兩座世界上口徑第二大的光學/近紅外線望遠鏡——凱克望遠鏡（口徑10米），僅次於西班牙口徑10.4米的加那利大型望遠鏡。兩台凱克望遠鏡可組成光學干涉儀進行觀測。 圖片來源：http://www.pbase.com/emastroianni/image/102721504/original

夏威夷大學的凱克望遠鏡為直徑10米反射式 圖片來源：http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Primary_Mirror_of_Keck_Telescope.jpg

　正在規劃中的美國30米可見光望遠鏡

　正在規劃中的歐洲的100米可見光望遠鏡。

因應大口徑光學望遠鏡的出現， 引發以下兩項技術的發展： （1）合成面鏡： （2）自適應光學 33

（1）合成面鏡 凱克望遠鏡主鏡片由36片口徑1.8米的六角形鏡片組合而成 維基百科:凱克望遠鏡，它的主鏡片則由36片口徑1.8米的六角形鏡片組合而成，鏡片採用了德國肖特集團的ZERODUR微晶玻璃製造[1]。 On the telescope, each segment is kept stable by a system of 每枚小型鏡片都由主動光學系統控制 圖片來源：Mauna Kea Observatories

大面積光學面鏡 改進集光能力、影像解析能力。 大氣造成的影像模糊變成 亟需解決的問題。 如何解決大氣擾動問題？

自適應光學：利用雷射光打入大氣 再反射回來以計算大氣的擾動程度， 而做即時的修正。 威廉赫歇爾望遠鏡

美國的凱克望遠鏡在使用自適應光學系統前（左圖）後（右圖） 所取得的海王星影像。

近代的天文觀測科技特色： 二、 太空望遠鏡 為了擺脫地球大氣對影像解析度 或電磁波穿透率所帶來的問題， 最好的解決方案是 把望遠鏡放在大氣層外。

微波到伽瑪射線波段的天文望遠鏡放在太空中，最家喻戶曉的是哈柏太空望遠鏡 20世紀後半期，人類陸續地把 微波到伽瑪射線波段的天文望遠鏡放在太空中，最家喻戶曉的是哈柏太空望遠鏡 圖片來源：http://www.schneiderism.com/hubble-space-telescope-18-years-and-100k-orbits-later-still-ticking/

近代的天文觀測科技特色： 三、 陣列望遠鏡：由於口徑愈大的望遠鏡可獲得愈佳解析度的影像，所以天文學家便利用干涉原理將數個望遠鏡組成一個陣列，用它們來同時觀測同一天體。由此所得的影像解析度理想上可以達到口徑大小相當於陣列中相鄰最遠望遠鏡之間距離的單一望遠鏡所得的結果。

這種技術目前較普遍應用在電波望遠鏡，但也逐漸擴及於其他的波段。臺灣與其他國家合作的大型天文計畫──次毫米波陣列望遠鏡（SMA）與Atacama大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）， 都是利用干涉技術的 電波陣列望遠鏡（下圖）。

臺灣與其他國家合作的大型天文計畫SMA位於北半球的夏威夷。

臺灣與其他國家合作的大型天文計畫ALMA 位於南半球的智利。

美國新墨西哥州的極大陣列(VLA)無線電波望遠鏡 圖片來源：http://en.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Array

近代的天文觀測科技特色： 四、 非可見光天文學： 電波、高能以及紅外線天文觀測 自從第二次世界大戰結束後 陸續蓬勃興起，並持續發展中。 只靠傳統的可見光望遠鏡， 我們對宇宙及天體本質的認識 會極度不全的。

電波望遠鏡讓我們找到宇宙起源的 重要證據，以及星際介質中許多重要的分子； 形成恆星／行星所需要的低溫氣體與塵埃則需透過紅外線的觀測； X光望遠鏡則是搜尋宇宙中不同尺度黑洞的重要工具，並能偵測到宇宙中最熱的氣體：如數百萬度的日冕及星系團中的熱氣體（圖5.2）。

一、視野的限制 二、光害的限制 三、大氣的限制 四、測距的限制 5.1.5 觀測宇宙的限制 天文觀測除了上述儀器的能力限制外，還有來自大自然的限制： 一、視野的限制 二、光害的限制 三、大氣的限制 四、測距的限制 49

5.1.5 觀測宇宙的限制 一、 視野的限制： 對地面觀測者， 只能觀測 以上的半個天空， 所以地面望遠鏡的設置， 或大型的觀測計畫， 要考慮到觀測目標是 位在南天、北天、或全天。 地平線 50

為顧及「南北平衡」， 大型的研究望遠鏡 大多集中在智利或夏威夷， 為目前所知南北半球 最佳地面觀測地點

5.1.5 觀測宇宙的限制 二、 光害的限制： 對大多數的波段而言， 是最大的光害來源， 觀測的目標不能與太陽位於同一側，也就是在白天無法觀測星空， 因此觀測的對象會有季節之分。 太陽 52

地球自轉又公轉--->四季星空不一樣 觀測的對象會有季節之分！ 圖片來源：康熹編輯部

月光及人為的光源， 都是常見光害的來源。 例：短歌行：「月明星稀」。 曹植在贈徐幹中的： 「圓景光未滿，眾星燦以繁」， 正可作為一對照（圓景即指月亮）。

天體在觀測者的 時（仰角 度）， 其輻射所穿越大氣的厚度最薄， 最有利於觀測。因此有些觀測 只選在目標升到地平線的 仰角30度以上時才進行。 5.1.5 觀測宇宙的限制 三、 大氣的限制： 天體在觀測者的 時（仰角 度）， 其輻射所穿越大氣的厚度最薄， 最有利於觀測。因此有些觀測 只選在目標升到地平線的 仰角30度以上時才進行。 天頂 90 55

大氣擾動會造成觀測影像模糊， 口徑再大的望遠鏡也無法達到 理論上的解析度。 解決之道， 哈柏太空望遠鏡飛出大氣外， 大口徑的光學天文望遠鏡在1990年代開始採用自適應光學技術 （下頁圖）。 哈柏望遠鏡 哈柏望遠鏡 圖片來源：http://www.howstuffworks.com/hubble.htm/printable

自適應光學：利用雷射光打入大氣 再反射回來以計算大氣的擾動程度， 而做即時的修正。 威廉赫歇爾望遠鏡

美國的凱克望遠鏡在使用自適應光學系統前（左圖）後（右圖） 所取得的海王星影像。 58

四、測距的限制： 天文觀測上的一個終極問題 便是測量天體與我們的距離。不知天體的真實距離， 則天體最基本的性質： 例如光度，便完全不明。 5.1.5 觀測宇宙的限制 四、測距的限制： 天文觀測上的一個終極問題 便是測量天體與我們的距離。不知天體的真實距離， 則天體最基本的性質： 例如光度，便完全不明。 59

古希臘的天文學家即利用了 三角視差法來估計較近恆星的距離，這個方法需要有精確測量 天體在天球上位置的觀測能力， 或是要在相距很遠的兩個位置 來做測量。

地球相距最遠的兩個位置： 公轉軌道上相隔半年的兩個點

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利用三角視差法來估計天體的距離d。由圖中鄰近天體A、太陽及地球所形成的等腰三角形（d遠大於1 AU），可知距離d正比於1/P，因此測量P是此技術的關鍵。

P可藉由在不同的位置觀測天體A與背景星空（如圖中的6顆藍白色星）相對位置的變化（如比對圖中相差6個月的觀測）而得知。

由於地日距離不會變，角度P會因而隨著距離d增加而變小，而望遠鏡是無法精確測量太小的P，因此視差法並不適用於測量太遙遠天體的距離。

天文學家也因為這個天文上重要的測距法而定義了一個距離的單位──秒差距（parsec或更簡寫為pc）：這是當圖中P等於1角秒時，距離d的大小。

好站連結 成大天文實驗室 成大實驗室、天文台簡介，天文學概論。

好站連結 哈柏望遠鏡 哈柏望遠鏡簡介、照片……等。

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好站連結 電荷耦合元件（CCD，Charge-coupled Device） 包含 1 發展史 2 應用 3 彩色相機 4 相互競爭的科技 5 獲頒2009年諾貝爾物理學獎 6 參閱 7 外部連結

好站連結 「SMA（Submillimeter Array）次毫米波陣列」介紹 透過參與興建此一獨特的望遠鏡陣列，天文所籌備處已發展出達到國際水準的科技團隊，並預備好在廣大待開發的 次毫米波領域探索未知的宇宙……

好站連結 李遠哲陣列望遠鏡計畫(AMiBA)