沒有人用裸眼見過這些影像，這些照片要如何取得？

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0 第五章 燦爛星空 5-1 星空觀測 5-2 星色與光譜 5-3 時間與距離 第五章 燦爛星空 5-1 星空觀測 5-2 星色與光譜

1 沒有人用裸眼見過這些影像，這些照片要如何取得？
5-1 星空觀測 上方圖片都是老鷹星雲的照片， 左方三圖是不同波段的紅外線影像， 最右方則是可見光的影像。 沒有人用裸眼見過這些影像，這些照片要如何取得？ 科學家如何解讀星光中隱藏的意義？

2 電磁波分類與大氣吸收率 各類電磁波僅有可見光、無線電波以及部分微波能到達地面。 獵戶座馬頭暗星雲 的可見光（左）、 紅外線（中）、
無線電波（右） 觀測，紅外線凸顯 星體活躍處，無線 電波則表現其分子 能量的分布情形。 各類電磁波僅有可見光、無線電波以及部分微波能到達地面。

3 望遠鏡的基本功能 聚光能力（集光能力） 使影像明亮的能力 口徑大，集光力強→能夠看見較暗的天體 →看見早期的宇宙！ 解析能力 使影像清楚的能力。 放大能力 放大影像 放大倍數 ＝（物鏡焦距）÷（目鏡焦距）

4 放大 能力 放大倍數 =（物鏡焦距）÷（目鏡焦距） 焦比 = （物鏡焦距）÷（物鏡口徑） 影響影像明亮程度 規格標示 目鏡能更換：標示物鏡焦 距，放大倍率需自行計算。 目鏡不能更換： 放大倍數 口徑 50 mm

5 折射式望遠鏡 物鏡：凸透鏡 成像原理 物鏡焦距

6 產生色差的原因 不同波長的光通過透鏡時的折射角度也不同，造成點周圍會出現一圈藍色或紅色的現象，這種成像上的缺陷稱為色差。

7 折射式望遠鏡外形 雙筒望遠鏡的構造示意圖

8 1609 加利略的望遠鏡 最早的望遠鏡大約誕生於 400 年前，一個荷蘭眼鏡商在管子兩端置入凸透鏡與凹透鏡，成為史上第一支折射式望遠鏡，將它發揚光大的則是加利略，開創「以管窺天」的年代。

9 1897 芝加哥 Yerkes（1m） Yerkes望遠鏡是全世界最大的折射式光學望遠鏡。 9

10 芝加哥 Yerkes 的現在

11 反射式望遠鏡 物鏡：凹面鏡 要將來自遠方的平行光線聚焦在焦點上，拋物面鏡是最佳的選擇，且適合高倍率的行星觀測，但是會有像差。 成像原理

12 像差 偏離視野正中央的焦點，星點無法呈現正圓形，這樣的成像缺陷稱為像差。

13 不同形式的反射式望遠鏡 卡賽格林式 反射式 牛頓式

14 牛頓式望遠鏡 成像原理：來自遠方恆星的光線經過凹面鏡的主鏡反射後，經 45 度平面鏡次鏡偏折，並匯聚於鏡筒側面的小洞，再透過目鏡至觀測者。 缺點：物鏡、目鏡（或相機、攝影機等儀器）位置不在一直線上，儀器架設後的平衡是一大問題。

15 卡塞格林式望遠鏡 成像原理：在拋物面的主鏡上打洞，讓光線可以利用次鏡或稱副鏡的反射，直接穿到望遠鏡後方，方便觀測者依照觀測方向調整鏡筒的指向。 優點： 解決牛頓式望遠鏡平衡的問題。 以凸面鏡為次鏡，可以讓同樣長度的鏡筒有更長的焦距。

16 物鏡：球面凹面鏡，前方再加上施密特修正透鏡。
折反射式望遠鏡 物鏡：球面凹面鏡，前方再加上施密特修正透鏡。 次鏡：凸雙曲面鏡 優點：口徑大小、成像品質與造價間較容易取得平衡。 施密特修正透鏡（接近平行的非球面薄透鏡） 主鏡（球面凹面鏡） 次鏡

17 反射式望遠鏡外型 反射式望遠鏡外型較為粗短。

18 1670 牛頓的望遠鏡

19 1789 赫歇爾的望遠鏡（1.2m）

20 1917 威爾遜山天文臺的 胡克望遠鏡（2.5 m）

21 1949 帕洛瑪天文臺的 海爾望遠鏡（5m）

22 1999 日本國家天文臺的 Subaru望遠鏡（8.2 m）

23 望遠鏡的支架——經緯儀 以沿著地平線左右移動（方位角）與上下移動（仰角）來追蹤星星。 因為要同時控制兩個方向，操作較難。 構造較簡單，大型望遠鏡還是利用經緯儀，並由電腦自動控制，來追蹤星星。

24 望遠鏡的支架——赤道儀 將一個軸永遠對著天北極，即平行地軸，只要這個軸旋轉的速度與星星一樣，就可以追蹤星星。 操作方面較為簡單，但是整副望遠鏡的重量都壓在旋轉軸上，而赤道儀的載重有限。

25 赤道儀的操作原理 左圖中，紅色箭頭是赤道儀的極軸，操作時須先校正，並朝向天北極。
觀測時，望遠鏡以極軸為轉軸旋轉，轉速與地球自轉速度相同，但轉動方向相反，即可抵銷周日運動、追蹤星星。 天頂 天北極 觀測者的子午線 地平線 北 南 西 天球赤道 天南極

26 多鏡片望遠鏡 新興天文觀測技術 ——以凱克望遠鏡為例 由許多較小的鏡片組合成大鏡片。
新興天文觀測技術 　　——以凱克望遠鏡為例 多鏡片望遠鏡 由許多較小的鏡片組合成大鏡片。 單一鏡片的磨製成本相當高，鏡片本身也會因為過重而變形，無法維持精確的曲面，所以設計成多鏡片望遠鏡。 凱克望遠鏡的成像原理

27 凱克望遠鏡側視

28 凱克望遠鏡的物鏡

29 凱克望遠鏡的物鏡模型 圖片來源：

30 目前地球上最大的鏡子　

31 2008 大加那利望遠鏡 GTC （10.2 m） 西班牙的大加那利望遠鏡 Gran Telescopio Canarias，是目前全球最大的光學望遠鏡。

32 歐洲極大望遠鏡 （European Extremely Large Telescope，E-ELT）
主鏡直徑為 42 米，由接近 1,000 個小鏡片拼接而成，集光面積達到了 1,300 平方米（約等於半個足球場的面積），建造完成後將成為世界上最大的光學望遠鏡。 2010 年 4 月 26 日， ESO 最終選擇智利 阿馬索內斯山區作為極大望遠鏡的安裝地，預計於 2018 年建成。

33 使用兩部或兩部以上的望遠鏡觀測同一個天體，再將觀測到的影像重疊在一起。
新興天文觀測技術 ——以凱克望遠鏡為例 光學干涉 使用兩部或兩部以上的望遠鏡觀測同一個天體，再將觀測到的影像重疊在一起。

34 1993 Keck I & 1996 Keck II（10 m）

35 自調適光學系統 新興天文觀測技術 ——以凱克望遠鏡為例 藉由電腦的運算，快速修正鏡片形狀。
新興天文觀測技術 ——以凱克望遠鏡為例 自調適光學系統 藉由電腦的運算，快速修正鏡片形狀。 或是利用對入射光的處理，去除大氣擾動所造成的影像模糊，讓地面上的望遠鏡也能達到接近光學理論的極限解析度。 夜間觀測時，發射雷射光束製造人工星星作為自調適光學系統的導星。

36 凱克望遠鏡的物鏡背面

37 發射雷射光束在12km高空製造作為參考點的星星
自調適光學系統原理 受大氣擾動影響變形的波前 發射雷射光束在12km高空製造作為參考點的星星 可變形的鏡片 受大氣擾動影響 變形的波前 即時電腦 波前偵測器

38 影像比較 非常大望遠鏡（VLT）觀測星系中心。左圖未啟動自調適光學系統，右圖是啟動自調適光學系統的影像。

39 新興影像的記錄裝置 電荷耦合裝置（CCD ）與互補式金屬氧化層半導體（CMOS）取代傳統底片 大幅增加天體觀測時的感度、精確度、波段等。
數位化的觀測結果可以傳至遠處，做即時處理或進行遠距遙控觀測。 利於後續的數位資料分析 。 天文專用的冷卻CCD。(a)裝在望遠鏡後方的CCD； (b)為CCD 晶片的特寫。

40 無線電波望遠鏡 觀測對象 活動較激烈、能量高的天體，如脈衝星、類星體、宇宙微波背景輻射、暗物質以及活躍星系等。 研究太陽活動、太陽系行星等。
優點：不受天候影響，日夜陰晴都可觀測。 缺點：無線電波的波長遠大於可見光，解析度低。 改善之道： 大口徑、陣列 電波望遠鏡成像原理。 40

41 大口徑的無線電波望遠鏡 中美洲 波多黎各的阿雷西波（Arecibo Observatory）無線電望遠鏡，是現今最大的單一反射面無線電望遠鏡，反射面直徑 350 公尺， 除了觀測脈衝星等天體外，該望遠鏡亦可對外太空發射無線電波，向可能存在的外星人傳遞信號。

42 阿雷西波望遠鏡的接收器 圖片來源：

43 由碟型天線下方仰望接收端

44 用相隔兩地的兩架無線電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉。 等效解析度最高時，可以等同於一架口徑相當於兩地距離的單口徑望遠鏡。
合成孔徑無線電望遠鏡（陣列） 用相隔兩地的兩架無線電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉。 等效解析度最高時，可以等同於一架口徑相當於兩地距離的單口徑望遠鏡。 左圖取自三民版地球與環境上冊第三章，請重繪。 干涉成像原理 44

45 極大天線陣（VLA） 圖片來源： 美國 新墨西哥州的無線電望遠鏡陣列：極大天線陣（VLA）。將 27 臺口徑 25 公尺的無線電望遠鏡，布置成 Y 型，每臂長 21 公里，每臺望遠鏡可在軌道上小距離移動，以模擬不同口徑，靈敏度最強時相當於口徑 130 公尺的天線，解析度則相當於 36 公里的天線。

46 VLBI 網（Global Very Long Baseline Interferometry）

47 無線電波 氫原子 氫分子 紅外線 近紅外線 可見光 X光射線 伽瑪射線
不同波段的銀河影像，可見光僅只佔電磁波即小的範圍，而不同波段觀察的天體對象也不同。圖片來源： X光射線 伽瑪射線 47

48 太空望遠鏡 優點 可以觀測地面接收不到的電磁波段。 可以避開大氣、電離層或磁層的干擾。 缺點 花費太大 維修不易 易受流星撞擊 日夜溫差大 壽命不長（ 約十數年） 技術門檻高

49 大天文臺計畫 （Great Observatories）
哈伯太空望遠鏡（可見光） 康普頓太空望遠鏡（γ 射線） 錢德拉太空望遠鏡（X 射線） 史匹哲太空望遠鏡（紅外線）

50 哈伯太空望遠鏡 觀測波段：可見光以及部分紫外線和紅外線。 反射望遠鏡 年代：1990 年由發現號太空梭送入軌道。 軌道高度：600 公里高
繞地球週期：沿著地球同一經度線大約每 97 分鐘繞一周。 主鏡口徑：2.4 公尺。 成就： 彗星撞擊木星、太陽系以外的行星、恆星的形成與死亡、星系的結構與形成、精密測量星系的距離等。

51 康普頓太空望遠鏡 觀測波段：γ射線。 年代：1991 年升空，2000年因陀螺儀故障而失靈除役。 成就： 發現了 271 個 γ射線源、2,500 個 γ 射線暴等，是宇宙中最激烈、能量最大的事件，關係到宇宙起源。

52 錢德拉太空望遠鏡 觀測波段：X射線。 年代：1999 年升空。
軌道高度：運行在橢圓軌道上，近地為 1 萬公里，遠地為 14 萬公里，以避開地球磁層。 主鏡：設計為四對層疊式的鏡片，口徑範圍包括 0.6 公尺到 1.2 公尺。 觀測對象： 超新星系中的小質量黑洞、γ 射線暴中的 X 射線發射 銀河系中心超大質量黑洞、暗物質以及宇宙密度等。 錢德拉太空望遠鏡分解示意圖 X 射線聚焦示意圖。

53 史匹哲太空望遠鏡 觀測波段：紅外線。 年代：2003 年升空。 主鏡：口徑為 85 公分，用鈹製作。 為避免望遠鏡本身發出的紅外線干擾，主鏡溫度冷卻到了 5.5 K。 觀測對象： 紅外線的波長比可見光長，能夠穿透密集的銀河系塵埃，探測銀河系的核心、恆星形成，以及太陽系外的行星系統。

54 　赫胥爾太空望遠鏡 歐洲 太空總署主導。 觀測波段：紅外線。 年代：2009 年。 主鏡：直徑為 3.5 公尺，算是目前最大的太空望遠鏡，也是第一個可以完整觀測遠紅外線至次毫米波波段的太空望遠鏡。 觀測對象： 研究星系與恆星的形成和演化。

55 詹姆士韋伯太空望遠鏡 詹姆士韋伯太空望遠鏡（James Webb Space Telescope，縮寫 JWST）是計畫中的紅外線太空望遠鏡，作為哈柏太空望遠鏡的後續機，計畫於 2014 年發射升空。主反射鏡由鈹製成，口徑達到 6.5 米，面積為哈柏太空望遠鏡的 5 倍以上。受限於火箭的載物艙，主鏡被分割成 18 塊六角形的鏡片，發射後這些鏡片會在高精度的微型馬達和波面傳感器的控制下展開。 圖片來源： 按此觀看影片 孟買的巨型米波望遠鏡

56 5-2 星色與光譜 第五章 燦爛星空 5-1 星空觀測 5-2 星色與光譜 5-3 時間與距離

57 5-2 星色與光譜

58 黑體輻射 G.R. Kirchhoff

59 加熱的鐵釘顏色變化 紅光 橘光 黃光 白光 鐵釘在受熱的過程中，會隨著溫度逐漸升高而開始發光。最初是呈現紅色，隨著溫度愈來愈高，鐵釘所發出的光會愈來愈亮，顏色逐漸由紅轉變為橙，再轉變為黃，再轉變為白。

60 星色與溫度的關係 30,000K 藍色 10,000K 白色 6,000K 黃色 4,500K 橘色 3,000K 紅色 太陽是黃色的， 表面溫度約 5,800K。

61 Planck's law 普朗克黑體輻射定律： Wien’s displacement law 韋恩位移定律：

62 光 （電磁波）

63 氫原子 的電子躍遷和發射電磁波波長

64 400nm 可見光 700nm 410.2nm 486.1nm 656.3nm n =6 2 n =4 2 n =3 2 434.1nm n =5 2

65 氫原子的譜線

66 星光的 吸收光譜 與 發射光譜 的原理示意圖 66

67 光譜元素分析 藉由比對太陽的光譜，我們可以發現太陽的主要成分有氫與氦。

68 太陽望遠鏡

69 太陽光譜

70

71 各式光譜 省電燈泡 白熾燈泡 太陽 一般日光燈

72 光譜分類 在一定的溫度範圍內，譜線組中只有一部分特定的譜線會被吸收，溫度太高或太低，譜線都會減弱。 利用氫光譜出現的吸收譜線強弱，將恆星光譜分類。

73 哈佛分類法 十九世紀末，美國 哈佛大學天文臺 女天文學家 坎農（Cannon）主持的小組，經歷了 40 年的時間，對 50 萬顆恆星進行有系統的光譜譜線型態分類。 依照溫度由高至低分為七類：O、B、A、F、G、K、M 等類型（口訣：Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me !），每類再細等分為十小類（0 ～ 9：高至低）。

74 MK 光譜分類法 1940 年代，芝加哥大學 約克天文臺另對星體光度與譜線寬度連接，發展出現今通用的 MK 光譜分類法。 增設分類 I ～ VII（I 為超巨星，V 為一般主序星）及其細分（a、 b、ab、…）。 如獵戶座最亮的星：參宿七（獵戶β）的光譜類型是 B8Iab。

75 七類型標準光譜 太陽光譜屬於 G2V 光譜型，溫度 5,800 K。

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77 七類光譜類型

78 5-3 時間與距離 第五章 燦爛星空 5-1 星空觀測 5-2 星色與光譜 5-3 時間與距離

79 5-3 時間與距離 我們看到的大麥哲倫星系是 16 萬年前的影像， 小麥哲倫星系則是 20 萬年前的影像， 星空是不同時間的疊合，
5-3 時間與距離 我們看到的大麥哲倫星系是 16 萬年前的影像， 小麥哲倫星系則是 20 萬年前的影像， 星空是不同時間的疊合， 當我們看得愈遠，實際上是看見愈古老的過去。 小麥哲倫星系 ～200,000 光年 大麥哲倫星系 ～160,000 光年

80 都卜勒效應（Doppler effect）
波源相對遠離 波長變長 頻率降低 波源相對接近 波長變短 頻率增高 V = f × λ 波速 ＝ 頻率 × 波長

81 利用都卜勒效應測量天體的徑向速度 靜止 遠離 紅移 接近 藍移

82 以光譜紅位移求遠離速度 所有直的短白線代表相同波長位置，為鈣譜線的位置，白色箭頭代表鈣的 H 與 K 譜線位移量。 室女座
V=12,000km/s 大熊座 V=15,000km/s 北冕座 V=22,000km/s 牧夫座 V=39,000km/s 長蛇座 V=61,000km/s 所有直的短白線代表相同波長位置，為鈣譜線的位置，白色箭頭代表鈣的 H 與 K 譜線位移量。

83 經過多年的觀測與修正，HO ≒ 71 km/（s‧Mpc））
哈伯定律 距離愈遠的星系奔離的速度愈大，奔離速度與距離成正比，這個關係式被稱為哈伯定律： V ＝ HOD V：奔離速度（公里/秒，km/s） D：距離（百萬秒差距，Mpc） HO：哈伯常數（公里/（秒‧百萬秒差距）， km/（s‧Mpc）） 經過多年的觀測與修正，HO ≒ 71 km/（s‧Mpc）） 註：1 pc秒差距 = 3.26 ly光年 = 20萬AU=3×1013 km 83

84 哈伯定律 橫軸表示星系與地球的距離，單位百萬秒差距（Mpc）；縱軸表示星系的遠離速度，單位為 km/sec，距離我們愈遙遠的星系，遠離的速度愈快。

85 由光譜紅位移求得星系奔離速度，就可以利用哈伯定律來換算距離。
哈伯定律測距法 由光譜紅位移求得星系奔離速度，就可以利用哈伯定律來換算距離。 本星系群（Local Group）中的星系， 因為彼此的引力影響大於宇宙的膨脹，不遵守哈伯定律，不適用此一方法。

86 距離愈遠的星體，遠離的速度愈快。 →星系間空間擴大 →宇宙正在膨脹！
宇宙膨脹 距離愈遠的星體，遠離的速度愈快。 →星系間空間擴大 →宇宙正在膨脹！ 隨著宇宙膨脹，電磁波因為光子通過擴張的宇宙空間時被延展，使波長增長，造成紅位移現象。 隨著宇宙膨脹，空間愈大，就像膨脹的氣球表面各點距離增加。隨著空間愈大，光子與其他物質作用愈少。

87 支持宇宙膨脹的證據 星系紅位移 氦與氦的豐存度 3K 微波背景輻射
宇宙標準模型預測，H （氫）占約 75%，He（氦）占約 25 ，己經實測證實。恆星所消耗的氫與所產生的氦，還不足以改變這個比例。 3K 微波背景輻射 大爆炸後，宇宙膨脹、冷卻。 Penzian & Wilson（1978 諾貝爾獎得主） 發現，天空具有均勻等向的無線電波雜訊─宇宙背景輻射，相對應於 3K 黑體所發出的輻射。COBE 衛星精確測量，宇宙微波背景輻射的溫度為 ± K。

88 宇宙的演化

89 宇宙不等速膨脹 根據宇宙學家推測，目前宇宙處於加速膨脹的階段。 宇宙的大小 發散式的宇宙 大壓縮 加速膨脹 減速膨脹 時間 大霹靂

90 哈伯深太空影像 20等星 整個影像的長寬在天空中所占的區域，大約是滿月直徑的 1/30。
整個畫面中充滿成群的星系，天文學家相信整個宇宙各方向的空間充滿著如同這幅影像所呈現的星系分布特徵。 20等星

91 從距離看時間 距離遙遠的星系，其輻射出來的能量，已經在宇宙中傳遞非常久的時間，才到達地球。 看到愈遠的星光時，意味著看見愈原始的宇宙，或愈雛形的宇宙。 從地球觀測到的星空，有不同時間的疊合。

92 腦力激盪 5-4 在137億光年遠的星系，奔離速度是多少？
根據哈伯定律： V ＝ Ho D Ho ＝ 71 (km/sec) / Mpc 因為 1 pc ＝ ly V ＝（71（km/sec）/ Mpc ) × （ 137 × 108 ly ） ＝ 71 × 137 × 108 （km/sec）ly /（ × 106 ly） ＝ × 105 km/sec ＝ 約為光速 （光速＝ 3 × 105 km/sec） 宇宙在 137 億年前「大闢靂」而誕生，因此 137 億光年遙遠的星系，其誕生時的光線，現在才傳到地球。 137 億光年（1.297 × 1023 km，即哈伯常數的倒數乘以光速）為宇宙的大小。

93 太空探測 自古以來，人類對天上星星的好奇從來沒有歇止過，從神話傳奇到科幻小說，人類不斷以豐富的想像力，試圖闡述外星球（Extra-Terrestrial，ET）的神祕世界。太空探測就是人類在好奇心的驅使下，利用現代科技，實現遠古夢想最傑出的表現。 1957 年 10 月 4 日，蘇聯成功的發射第 1 顆人造衛星：史潑尼克一號（Sputnik 1），開啟美 俄太空競賽。四個月後，美國也發射了人造衛星探險者一號（Explorer 1），發現了范艾倫輻射帶，揭開科學探索太空的新頁。1958 年，美國 航空暨太空總署（NASA）成立，全力發展太空探測。

94 探月計畫 1969 年，美國太空船阿波羅十一號從甘迺迪太空中心發射升空，直奔神祕的月球，於 7 月 20 日太空船登月小艇降落在月球的寧靜海，太空人阿姆斯壯踏上月球表面時說的一句話：「這是我個人的一小步，卻是人類的一大步。」（That‘s one small step for a man, one giant leap for mankind），誠為人類探索外太空的名言。 1967 至 1972 年的阿波羅計畫，共執行 17 次，有 6 次 12 人成功登月，攜回 383 公斤月岩，揭開月球的起源歷史。

95 探月計畫在阿波羅計畫過後，沉寂了一段時間，近年來，由於行星資源探勘，探月活動又開始活躍，例如：歐洲的史邁特探月計畫、日本的月亮女神探月計畫以及中國的嫦娥探月計畫。
1969 年 7 月 20 日，人類首次登陸月球。

96 金星探測 從 1960 至 1985 年之間，除了登月外，美國和蘇俄競相展開對太陽系各行星的探索，共有 19 艘無人太空船探訪過金星，11 艘太空船去過火星，有些繞著行星拍照，有些放下子船，降到行星表面，實地觀察。 蘇俄共發射了 13 艘金星系列（Venera）的太空船前往金星，其中 8 艘登陸金星，發現金星表面溫度高達攝氏 460 多度，是由濃厚大氣層所產生的強烈溫室效應所造成的。

97 火星探測的開始 1975 年，美國的兩艘維京號（Viking）太空船一前一後，登陸火星，在火星表面上工作了長達 6 年的時間，仔細的分析了火星的地表土壤以及大氣的成分，但沒有找到任何的生命跡象。 維京號太空船探測火星地表。 97

98 1970 年代， 太空探測把眼光轉向太陽系的外行星，1972 年發射兩艘先鋒號（Pioneer） 太空船，1977 年又發射了兩艘航海家號（Voyager）太空船，往不同的太陽系邊緣飛去。利用行星位置特殊排列的機會，航海家號先後探索木星、土星、天王星和海王星，長達幾十年的旅程，傳回來無數清晰的外行星照片，讓人大開眼界。

99 先鋒號攜帶人類向外太空文明「打招呼」的信
先鋒十號以及十一號上皆有塊由卡爾沙根和德瑞克設計的鍍金版，希望能提供其他智慧生物了解地球和人類的相關訊息。

100 飛出太陽系 到 2008 年為止，航海家一號已經距離太陽超過 105 A.U.，並還在以每年 3.6 A.U. 的速度遠離地球，預計在近年內就會通過太陽系邊界，進入星際空間中。 這兩艘航海家號太空船上的各種科學儀器（以一小錠鈽產生的核能作為能源），經過 30 幾年的操作後，卻仍健全的運作中，穩定的傳送太陽系邊境的觀測資料回地球，堪稱為有史以來最成功的太空探測計畫。 截至 2003 年 1 月，先鋒 10 號仍持續傳送資料回地球。先鋒 10 號約飛行到離地球 99 AUs，先鋒 11 號 79 AUs，航海家 1 號 111 AUs，航海家 2 號 90AUs。

101 新一代的火星探測 因為火星的自轉週期、季節變化、地表環境等特色與地球較相近， 又有「火星人」的神祕幻象， 一向為太空探測的目標，1990 年代的太空研究開啟一系列的火星探測計畫。 1992 年火星觀察者號（Mars Observer）意外墜毀，任務失敗，但科學家們再接再厲，於 年發射火星全球探測號（Mars Global Surveyer）成功圍繞火星，成為火星的人造衛星，拍攝各種波長的照片、繪製地形圖、監測氣象，且可作為未來登陸火星的訊號轉播站。

102 新一代的火星探測 1997 年，發射火星探路者號（Mars Pathfinder）將六輪的漫遊者探測車（Mars Sojourner robot rover）放到火星地表蒐集資料。 火星漫遊者探測車以氣囊降落後，登陸艙打開，才出來探測。該小車有 6 個輪子，由太陽能板提供動力，偵測到的資料傳到已在火星軌道上的火星全球探勘者號，再傳回地球。右圖為拍攝到的火星地表影像。

103 新一代的火星探測（續） 2001 年，美國的奧德賽號（Odyssey）環繞火星，偵測到液態水或冰存在的證據。
2003 年先後發射兩艘太空船，各放出一部探測車到不同的地表位置，找尋火星曾有大量水的證據和初始的生命型態。 2003 年歐洲的火星特快車號（Mars Express）放出小獵犬二號登陸艇尋找生命。 圖片來源： 圖片來源：

104 新一代的火星探測（續） 2005 年，NASA 發射火星偵察軌道器進入火星軌道展開為期 2 年的工作，擁有解析度高達 0.3 公尺的相機，尋找未來任務的適合登陸地點。 2008 年 2 月拍攝到北極冠邊緣的一系列雪崩影像。 最近的任務是2007年8月發射的鳳凰號（Phoenix），登陸在火星的極區，鳳凰號登陸車有機械手臂，可挖掘地面 1 公尺深，確認地表白色物質為水冰。 2008 年 11 月因無法繼續聯繫（因背日溫度攝氏零下 85 度，過於寒冷，影響通訊），鳳凰號任務結束。人類對火星密集的探測，將「移民火星」的夢想，逐步往前推進。

105 未來的太空任務 未來太空探測主要目標是：太陽系各行星的形成與組成，並以此推論地球的生存條件。探索火星和「氣體行星」木星以及土星及其衛星，將是必要的任務。 一個國際太空站已發射到地球軌道，作為人類的太空研究基地，另外還將在月球、火星、穀神星（位於木星和火星之間，體積約月球一半的矮行星）建立一系列太空基地。 在最近數十年，人類將有可能訪問火星和靠近地球的一些小行星。 如果，發展中的太空探測火箭推進技術得到根本性的突破，將有可能成為土星的客人。 人類對太陽系外恆星系統的訪問可能還是遙遠的事情，離太陽系最近的恆星或恆星系統就有 4.3 光年，使用目前最先進的太空船也要飛行 20 萬年以上才能抵達。人類目前的太空探索僅是一個開端而已。

106 量天數——度量天體距離的方法 天文學上常用的測量距離的方式有： 三角視差法 標準光度法 變星測距法 光譜視差法 以哈伯定律引用宇宙膨脹理論，以紅位移算出星體遠離速度，再估算出距離（課文中已說明）。

107 三角視差法 三角視差法的原理是利用一條已知長度的基線，以三角幾何學的方法， 來測量遠方物體的距離（圖 5-36）。
觀測遙遠的天體時，我們要在地球上兩個不同的位置建立基線，基線愈長，觀測的結果愈準確。 人類所能利用最長的基線是地球繞太陽公轉軌道的直徑，也就是在地球繞太陽公轉間隔半年時間位置。 比較待測天體與背景非常遙遠天體的相對位置變化，藉此計算出待測天體與地球公轉軌道直徑的張角，進而推算出天體與地球的距離。 地球到太陽的距離在天文觀測上定義為一天文單位（AU），約為 1 億 5 千萬公里。

108 三角視差法 三角視差法的關鍵在於能看出天體的視差角。 若是一個天體的視差角無法測量出來時，則天體的距離就不能推算出來。
一般來說，距離地球數百光年以內的天體，可以輕易的使用三角視差法測出其距離。更遠的天體，則有待觀測精確度的提升，或者使用其他的測量方式。

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110 標準光度法 標準光度法係根據亮度與距離平方成反比的原理來計算星體的距離。 星星本身的發光強度稱為光度，記為 L。 星星被觀測到的明亮程度稱為亮度，記為 I。 星星的光度愈強則亮度愈高，但距離愈遠，則亮度愈低。 根據幾何擴散關係，距離增加為原來的 2 倍時，亮度減少為原來的 ¼，因此 I ＝ L /4πd2， d 為距離。

111 標準光度法 古代天文學家將天上最亮的星星定為一等星，而肉眼幾乎看不見的定為六等星，此為眼見的亮度，稱為視星等，記為 m。 後來發現眼睛對於光的反應是對數函數關係，因此，定義星等相差 5，其亮度相差 100 倍，換句話說，星等每差 1 等，亮度差 1001/5 倍，約等於 倍，例如比較 A 星和 B 星：

112 標準光度法 視星等數值愈小，表示亮度愈高，並以織女星的視星等為 0，作為參考星。比 0 等星更亮的天體，其視星等為負數 滿月時的視星等可達－12 等 太陽的視星等約為－26.8 等 夜空中最亮的恆星是－1.4 星等的天狼星。 使用長時間曝光拍照的方法，可以拍到亮度微弱的 30 星等。

113 標準光度法 天文學家為了比較星星的光度，便假想把星星移到距離地球 32.6 光年（即 10 秒差距或 10 pc）處，再換算出所應呈現的亮度，叫做絕對星等，記為 M，因此 （d 為距離，單位是 pc。I10 是距離 10 pc 的星星的亮度） 也就是 此公式稱為距離模數。 視星等 m 為觀測所得，若能得知絕對星等 M，就可以算出距離 d。 兩個光度相同（或光度已知）的星體，經比較二者的亮度，即可由其中一個已知的距離，求出另一個距離。

114 變星測距法（續） 造父變星，這種光度會變化的變星首先在仙王座δ 星，即「造父一」發現，是哈佛大學天文臺一位細心的女計算員莉維特（Leavitt）找到的。 造父變星是一種位在不穩定帶的恆星，是恆星演化的一個階段。 天文學家發現比太陽大數倍的恆星，在老年期離開主序星而變成巨星或超巨星，但是尚未發生超新星爆炸而死亡之前，會經歷一段不穩定的收縮膨脹的變星階段，變星的亮度會隨著它的體積脹縮而改變。

115 變星測距法（續） 天文學家同時造父變星的變光週期和發光能力（絕對星等）成正比（好像做深呼吸，吸得愈慢，量愈多），所以量測造父變星的變光週期，就可以得到其絕對星等，經與其視星等比較，就可以得出恆星的距離（以秒差距為單位）。 造父變星是很重要的距離指標，又稱為「量天尺」，是天文學家在測量鄰近星系距離時最常使用的參考天體。

116 變星測距法（續） 一直到二十世紀初以前，人類總以為我們的銀河系就是整個宇宙，直到美國天文學家哈伯運用星系中可見的造父變星，首先測量出仙女座大星系的距離約為 250 萬光年遠（圖 5-29），大大拓展了人類對於宇宙空間尺度的概念。 運用造父變星測量距離方法的應用極限，在於望遠鏡能否解析出遙遠星系中的造父變星的存在，並且測量出它們的變光周期。哈伯望遠鏡截至目前為止觀測到最遙遠的造父變星，是位於室女座方向，距離我們約 6,000 萬光年遠的 M100 星系。 更遙遠的天體，則必須使用其他的測量方法，例如利用哈伯定律。

117 光譜視差法 由 節：星球表面的溫度與顏色之間的關係，與 節：恆星光譜分類，可找出恆星的溫度 再由赫羅圖上主星序列的分布，換算出絕對星等。根據觀測到的視星等，與絕對星等比較，即可估算該星球的距離。這種測星距的方法也稱為光譜視差法。

118 赫羅圖 1910 年，天文學家赫茲布朗（Hertzsprung）與羅素（Russel）運用統計方法，將眾多恆星的表面溫度與光度的關係繪製統計圖（圖 5-37）。 此恆星的表面溫度與光度的統計圖對探討星球演化非常重要，稱為赫羅圖（Hertzsprung- Russel Diagram，也稱作 H-R 圖）。 統計圖顯示，大多數的恆星會分布於圖中的一個帶狀區域，這個帶狀區域顯示著多數的恆星具有表面溫度愈高，則光度愈高的特性，因此這個區域稱作主序帶。 凡是星球的表面溫度與光度的性質落在這個主要的區域，則稱這個恆星是屬於主序星。

119 赫羅圖 A：紅巨星 B：白矮星 C：主序星 D：紅超巨星 E：太陽。 圖中標示光譜分類依溫度的OBAFGKM 和依光度的 I ～ VII。

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121 赫羅圖上的主序星 主要以氫融合的方式產生能量 多數的恆星在其一生當中，大多處於這個階段，故天上觀測到的恆星絕大多數都是主序星。 質量愈大的恆星愈偏向主序帶的左上方 恆星的質量愈大，當然恆星的半徑也愈大。同時因為質量較大的關係，星球內部的氫融合速率也愈快，因此星球的表面溫度也愈高。 雖然質量較高、氫核融合反應原料較多，但是光度太大、氫融合速率快，消耗原料的速率也快，壽命反而較短。

122 赫羅圖上的紅巨星 紅巨星是恆星演化進入氦融合反應（或是原子量更高元素的融合反應）階段時，內部的高溫高壓造成星球膨脹的結果。 典型的紅巨星的半徑是太陽的 100 倍以上，因此它們的表面溫度不高，但是總發光面積夠大，所以光度很高。

123 赫羅圖上的白矮星 白矮星則是恆星不再進行融合反應時，收縮成為一個體積非常小的天體。 當它們剛縮小時，整個天體的表面溫度會增高。 它們的表面溫度與一般大質量的恆星差不多，只是因為總發光面積很小，因此光度很低。

124 在主序星階段時，表面溫度低，光度低。在這個階段可以持續上百億年之久。
質量低於太陽恆星的演化 在主序星階段時，表面溫度低，光度低。在這個階段可以持續上百億年之久。 當它們中心的氫融合反應完畢後，體積收縮，進入矮星階段，表面溫度較高者，成為白矮星。 圖片來源：

125 太陽的演化 質量與太陽相近的恆星，在主序星階段可以維持一百億年之久。
當它們中心的氫融合反應完畢後，體積收縮，引發下一階段的核融合反應，因此星體的體積會膨脹，形成表面溫度低的紅巨星。 紅巨星階段的核融合反應結束後，星體收縮，變成白矮星。 白矮星不再進行核融合反應，逐漸散失能量而變暗，最後形成黑矮星。

126 大質量恆星的演化 質量大於太陽的恆星，在主序星階段僅能維持數千萬年之久，當它們中心的氫融合反應完畢後，體積收縮，因質量太大，引發下一階段的激烈的核融合反應，形成巨星，體積更大者，形成超巨星。 在核融合反應結束後，往外支撐力消失，會產生重力塌陷，引發超新星爆炸，中心的殘骸可能形成緻密的中子星或是比中子星還緻密的黑洞。