第六章 星空觀測 6-1 地面天文觀測 6-2 太空觀測 6-3 測量天體的性質 6-4 交疊的時空

蟹狀星雲（M1） 距地球6300光年的超新星爆炸遺骸。西元1054年，中國宋朝曾有觀測紀錄，當時稱為「天關客星」，亮度最亮時（－6等），甚至白天都能觀測到。現在看到的是爆炸後的星雲殘骸，中心有波霎。

電磁波譜 地面只能接收無線電波及可見光波段（大氣視窗）。 將望遠鏡設置在高山上。 其他波段觀測需利用： 飛機 高空氣球 軌道衛星

電磁波的選擇性吸收

夏威夷基亞峰上的次毫米波陣列望遠鏡 海拔4200公尺。

鹿林山天文臺 海拔2900公尺，位於南投與嘉義交界的山區。

光學望遠鏡—折射式 原理：透鏡折射以聚光成像。 缺點： 色差現象。 大口徑的透鏡，玻璃的製造及磨製均不容易。即使做成，透鏡本身太重，鏡筒太長，架設困難，支架往往比望遠鏡還貴，且鏡筒易因重力彎曲而變形，整體造價昂貴。

色差現象 光線穿過凸透鏡時，由於不同色光的折射率不同，造成各種波長的光穿過透鏡時，會發生色散而不能聚焦在同一焦點上，而使影像模糊不清，稱之為色差。 色差可用消色差透鏡組修正，但在大型折射式天文望遠鏡中，不能完全消除的色像差，對觀測仍有妨礙。

伽利略式望遠鏡 伽利略於西元1609年做成口徑4.2公分，鏡筒長約120公分的望遠鏡，可以將物體放大約21倍。 伽利略使用望遠鏡的發現： 月球表面凹凸不平，較暗部分是水面而稱之為「海」。 發現木星的4個較大衛星。 金星如月球一樣有圓缺。 太陽有黑子。 觀測了土星環。

葉凱士望遠鏡 世界最大的折射式天文望遠鏡，建造於1897年，口徑102公分（40吋） 。

光學望遠鏡—反射式 原理：面鏡反射以聚光成像。 優點： 沒有色差的問題，能接收全部可見光波段。 比折射式望遠鏡容易製造。 缺點： 金屬鍍膜每隔若干時間便要更新。

牛頓式反射望遠鏡的19世紀複製品 最早的反射式望遠鏡，乃牛頓於1668年製成。

不同聚焦方式的反射式望遠鏡 (A)主焦式； (B)牛頓式；(C)蓋賽革林式。 蓋賽革林式：焦距長、鏡身短、倍率高及成像清晰等優點，廣為人們所愛用。 (A) (B) (C)

組合式鏡片反射式望遠鏡 目的：克服支撐龐大重量的困難，得以製造出大口徑望遠鏡。 著名的組合式鏡片反射式望遠鏡： 夏威夷基亞峰上之凱克I與凱克II望遠鏡 智利境內的的超大望遠鏡（VLT）

凱克I與凱克II望遠鏡 1993和1996年落成 。 其反射鏡面由36片直徑1.8公尺的六角形鏡片拼接而成，相當於直徑10公尺，是世界最大光學望遠鏡。。

36片直徑1.8公尺的六角形反射鏡片 各鏡片藉電腦調整支撐系統，以保持鏡面最高精確度。

超大望遠鏡（VLT） 位於智利境內的歐洲南方天文臺於1999年完工，由4架8公尺口徑望遠鏡組成，集光力相當於16公尺口徑。

電波望遠鏡 簡稱為電波望遠鏡或射電望遠鏡，由巨大的金屬碟形天線，能將收集到的無線電波，集中反射到中心上方的小反射鏡而傳到高敏度的接收器。 優點： 不受天氣影響 晝夜都可觀測 無線電波可穿透太空中的塵雲 著名的電波望遠鏡： 阿雷西波天文臺的305公尺固定球面電波望遠鏡 美國新墨西哥州的巨大陣列（VLA）

阿雷西波電波望遠鏡 屬於美國，位於波多黎各的阿雷西波天文臺的電波望遠鏡碟形天線，其直徑達305公尺。 直徑愈大，愈能蒐集極微弱的電波，也用以探索外星文明。

美國新墨西哥州的巨大陣列（VLA） 將許多電波望遠鏡排成陣列對同一目標進行觀測時，由電腦綜合其資料，可得更清晰的影像。 VLA是由27座直徑25公尺的碟形天線，排列成Y字形，其解析力相當於直徑36公里的電波望遠鏡。

巨大陣列（VLA）拍攝成果 巨大陣列能清晰拍攝星系核心噴發出來的氣體，這張影像的視野為0.01度×0.02度，解析力為0.35角秒。

望遠鏡的功能 聚光力：口徑愈大，聚光面積增加，聚光力愈強，便能看到較暗的星體。 解析力：分辨位置非常接近的兩顆星的能力。能分辨角度愈小，表示望遠鏡的解析力愈高。口徑愈大的望遠鏡，解析力也愈高。

解析度描述 手臂伸直置於眼睛前方，一根手指的寬度大約是1度，拳頭的寬度大約是10度，而手掌完全張開由拇指尖到小指尖的張角則約20度。滿月和太陽的張角差不多是0.5度。 1度相當於3600角秒。1角秒非常小，相當於從臺灣最南端看站在臺灣最北端的一個人，兩手平伸所張的角度。

望遠鏡觀測的限制 光害。 氣候：晴夜數較多、大氣中水氣較少的地點，也是天文觀測的考慮因素。 大氣穩定度：優良的觀測地點必須氣流穩定。 望遠鏡設置優良地點：夏威夷高山海拔高，四周環海，以及智利北部沙漠。

太空觀測：太空望遠鏡 優點： 可避免地球大氣擾動而取得清晰的影像 接收地面觀測不到的電磁波段。 缺點： 易受流星體撞擊而損壞 日夜溫差太大 維修不易、花費太大 壽命不長 最著名太空望遠鏡：哈伯太空望遠鏡。

哈伯太空望遠鏡的成果 編號為NGC4038與NGC4039的兩個星系，距離地球約6千萬光年，彼此正在相撞 。

哈伯太空望遠鏡的成果 愛斯基摩星雲是距地球5千光年的行星狀星雲，其中央原有顆類似太陽的恆星，於約1萬年前爆發，其外層氣體目前以每小時150萬公里向外擴散 。

哈伯太空望遠鏡的成果 超新星1987A爆炸所形成的環狀雲氣。距離地球約16萬8千光年，其中央（紅色部分）原有顆大質量恆星，於演化晚期爆發，圖中左右的兩藍白色天體與超新星無關 。

哈伯太空望遠鏡的成果 冥王星，這是經電腦處理，強化了表面明暗度的影像。南北極有極冠的存在，成分主要是固態氮，也有些許的甲烷與固態一氧化碳。

史匹哲紅外線太空望遠鏡 該望遠鏡在地球軌道上的假想圖。 史匹哲望遠鏡所觀測的獵戶座星雲（左）與可見光影像（右）的對比。

太空觀測：太空船 著名任務： 1960、70年代登陸月球的阿波羅系列任務 1970年代末發射前往類木行星的航海家一號、二號 1990年代初由太空梭發射繞著太陽兩極運行的烏利西斯號太空船 1990年代末發射，於2005年抵達土星及其衛星泰坦的卡西尼－惠更斯號太空任務

烏利西斯號太空船 在軌道上研究太陽的假想圖。

卡西尼－惠更斯號 飛臨土星的假想圖。（左圖） 卡西尼－惠更斯號太空船從土星的距離拍攝到土星環與地球的影像。拍攝這張照片時，太空船距離土星大約220萬公里。（右圖）

星體的距離 近距離恆星的測距法：視差法。 利用三角測量法，測量出基線（圖中AB）的長度，以及∠A與∠B的大小，便能估計出河流的寬度d。圖中∠C稱為視差角 。

視差角的變化 因為觀測者位置改變，遠近不同物體會呈現相對位置不同程度的改變，此稱為視差現象。 對於相同的基線AB，距離愈遠的物體，視差角愈小。

視差法 恆星因為距離遙遠，視差角很小，通常以角秒表示。以1 AU為基線長度，相隔半年所測得視差角的一半，稱為周年視差角。 距離遙遠的恆星視差角太小，測量困難。從太空觀測，減少大氣干擾，可以測量約數千光年之內恆星的距離。

1秒差距 周年視差角為1角秒時，該距離定義為1秒差距（1 pc）。1秒差距相當於3.09 × 1016 m，約等於3.259光年。秒差距適合作為描述恆星距離的單位。

距離對亮度的影響 天體的光線向四面八方傳播，若傳播愈遠，則分布的球面積愈大，因此，天體看起來的亮度（視星等），隨著距離的平方而變暗。

天體的表面溫度 輻射體的溫度愈高，所發出的輻射愈強，且愈集中在短波長的波段。 12000 K的恆星所發出的可見光，由於短波長的藍光強度大於長波長的紅光，因此成藍白色。相對而言，3000 K的輻射體則呈現偏紅的顏色。

利用恆星的顏色判斷溫度 天蝎座α星呈橙紅色，表示其表面溫度低（左圖）；織女星呈藍白色，表示其表面溫度高（右圖）。

X光波段的太陽 同一天體，在不同波段觀測，也因為看到來自不同狀態的物質，以不同機制所產生的輻射，而看到迥然不同的影像。 高溫的日冕顯得比光球明亮得多。

恆星光譜的原理 原子中的電子只在特定的軌域中繞行原子核 ，愈接近原子核的軌域能階愈低。 電子吸收了光線而從低能階躍遷到高能階。 電子從高能階跳至低能階而放出光線。

連續、吸收與發射光譜

光譜提供的訊息 恆星的能源來自中心的核反應，愈往外，氣體溫度愈低，因此，恆星光譜一般屬於吸收光譜。 連續光譜接近黑體輻射光譜，反映了光球的溫度。 吸收譜線顯示光球外層氣體的成分與狀態。

光譜分析 譜線位置－特定元素。 譜線強弱－不同的溫度、密度、化學組成等環境條件。 太陽光譜分析結果：太陽的組成中氫元素約為總質量的74％，氦是25％ 。

空間與時間 夏天的夜晚能夠看到頭頂三顆明亮的星構成夏季大三角，分別是位於天琴座方向的織女星，位於天鷹座方向的牛郎星，以及位於天鵝座方向的天津四。 現在所看到的這三顆星距離不同且時間不同。

北斗七星 投影效果造成距離不同的恆星構成北斗七星的圖樣 。

天體的運動 星球在太空裡以非常快的速度運行。 距離近的天體，例如行星，可以明顯察覺到它們的運動。 遙遠的恆星，只有利用精密儀器才能偵測其位置的微小改變。

北斗七星的運動 北斗七星的各顆恆星在太空中各自運動，使得斗杓圖樣隨時間緩慢改變。