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第 12 課 : 天文工具 (I)：認識天文望遠鏡 |
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教授者：陳輝樺 |
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課程主題 |
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一、瞭解天文觀測的內涵和學習一些與天文觀測有關的注意事項：
- 為什麼要進行天文觀測？
- 有意義的天文觀測該作些什麼事？該怎樣進行？
- 天文觀測的方式 (工具) 為何？
- 天文觀測注意事項。
- 如何做好天文觀測計畫？
二、認識行星的位置。
三、認識光學望遠鏡：
- 光學望遠鏡的類型。
- 光學望遠鏡的聚光原理。
- 光學望遠鏡的放大倍率。
- 光學望遠鏡的解析率。
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為什麼要進行天文觀測？ |
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有意義的天文觀測該作些什麼事？ |
有意義的天文觀測該作些什麼事？該怎樣進行？
- 基本背景的瞭解。
- 觀測規劃。
- 比較、分析和照片。
- 帶動和發表。
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基本背景的瞭解 |
基本背景的瞭解需注意項目：
- 天氣、星圖、地點的瞭解。
- 目標物 ──
是何星體或星系、星團、星雲？
- 如何紀錄？
- 安全考量。
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觀測規劃 |
觀測規劃時需考量：
- 系列觀測？
- 裝備工具。
- 紀錄 ── 時、地、物、座標、方位。
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比較、分析和照片 |
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天文觀測的方式 (工具) 為何？ |
天文觀測的方式 (工具) 為何？
- 目視。
- 光學望遠鏡。
- 紅外光觀測與紅外光望遠鏡。
- 無線電波與微波觀測。
- 紫外光、X 光觀測。
- 伽瑪光觀測。
- 分光鏡、光譜儀、偏極。
- CCD、電腦、追蹤器。
- 安全、保養和維護。
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目視 |
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光學望遠鏡 |
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電磁波頻譜與大氣層透明窗口 |
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19 世紀中葉 (1865 年) 馬克斯威爾闡明了「電磁輻射 (或稱為電磁波) 」理論，
說明了可見光是 電磁輻射 的一種，
此外還有其它許多種類的電磁輻射，從無線電波到伽瑪射線皆是。
除了可見光以外，其餘的電磁輻射均無法以肉眼看到。這些以往我們肉眼看不見而不知道它們存在的東西，
現今我們該如何去探索它們呢 ?
現代天文學 藉著科技研發的各波段新型望遠鏡來觀看肉眼無法見到的事物，
新型望遠鏡可偵測太空傳來各種 不同 的電磁輻射，
並解讀其資訊，以揭開宇宙的奧秘。換言之，
所有電磁輻射依照波長的長度排列，就可以得到電磁波譜，每個光譜區段各有不同的特性，
也帶給我們有關宇宙中各種不同的資訊。下圖的電磁波頻譜，
說明地球的大氣層僅留有可見光和無線電波段的透明窗口，讓可見光和無線電波可到達地面。
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各電磁波段偵測到的主要溫度分布 |
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當物體受熱時，由其 原子 或分子的熱擾動，
激發 物體放出
輻射 能量。
熱輻射與物體的性質及 溫度有關 ，
其輻射能量是 連續能譜 ，
以 電磁波形式 向四面八方傳遞，
其輻射能量對波長的分布 呈山峰狀 ，
峰頂所對應的波長 λmax 和物體表面溫度 T ，
可用韋恩 (Wilhelm Wien, 1864 - 1928)
對於黑體輻射的「位移定律 (Wien's displacement law)」來討論，
在一定溫度時，能量密度對輻射波長的關係式：
「在能量密度最大處之波長與 絕對溫度 T 的乘積為定值」
或表示成 λmax•T = 0.29 。
至於，在某溫度物體表面的總發射強度是輻射面上單位面積所有方向之所有波長能量的發射率。
有關熱輻射的若干性質，可由「史蒂芬•波茲曼輻射定律 (Stefan - Boltzmann's law of radiation) 」
：「從黑體單位表面在單位時間內所釋出的
能量輻射能 I
可表示為 I = σ T 4 」導出，
式中史蒂芬•波茲曼常數 σ 的數值為 5.77 • 10 -12 瓦特 / 公分2 度 4。
電磁輻射 (Electromagnetic Radiation) 是一種波動的能量。
電磁輻射說明 電磁波 的發射和傳播，
是透過 空間 或介質傳遞其能量。
電磁輻射依頻率一般區分為
無線電波 、
微波 、
紅外光 、
可見光 、
紫外光 、
X 射線 和
伽瑪射線 等幾種形式。
依據 各個波段具有的能量特徵 ，
可得知在非常低溫下 (接近絕對零度時)，物質內的原子僅能輻射出無線電波和微波；
當在攝氏零度左右 (水的冰點) 則原子可輻射 紅外光 ；
在表面溫度約攝氏 5 ∼ 6 千度的物質，才會有可見光的輻射；在溫度百萬度的物體表面，就會有 X 射線；
到了表面溫度達百億度的物體表面，也會有 伽瑪射線 呈現。
為了精確地說明各電磁波段偵測到的主要溫度分布，特別表列如下：
| 電磁波形式 |
無線電波 |
紅外光 |
可見光 |
紫外光 |
X 射線 |
γ射線 |
| 偵測的溫度範圍 |
< 10 K |
10 ~ 103 K |
103 ~ 104 K |
104 ~ 106 K |
106 ~ 108 K |
> 108 K |
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紅外光觀測與紅外光望遠鏡 |
建議參考：AEEA 天文教育資訊網 2006 年 1 月份 和
2 月份 的日誌網頁。
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無線電波和微波偵測到的訊息 |
探討無線電波和微波在低於
絕對溫度 10 K 的條件下，到底可以偵測到什麼樣的的天文訊息呢？
首先，我們該探究星際間哪些情況下，會呈現出如此接近「絕對零度 (Absolute Zero)」的狀況？
依據分子動力學的說法，萬物的分子組成，不斷地在物體的內部進行著沒有規則性的「隨機運動 (Random motion)」，
而溫度代表的正是系統中分子的 總動能 。當溫度逐漸降低時，分子的運動逐漸地停頓。
若分子全面靜止時，豈不是說溫度已降到最低的極限？
事實上，依據量子物理的觀點，任何粒子不可能完全停止運動，但它的動能也有最低的極限。
當系統內全部分子的動能都趨於這極限時，我們就說這系統的溫度趨近於「絕對零度」。
換言之，在分子極稀、運動接近靜止狀態時，也就是分子間彼此碰撞的機率極缺乏時，
它們的溫度就有可能接近絕對零度。
宇宙裡哪些情況下，會呈現出如此接近絕對零度的狀況？我們想到有此可能的天文現象列舉如下：
1、宇宙背景輻射 (Cosmic Background Radiation)。
2、星際間 電漿 中的電子散射。
3、冷的 星際物質 。
4、鄰近 中子星 的區域。
5、鄰近 白矮星 的區域。
6、超新星爆發的殘留物 。
7、星際間密緻空間的區域。例如：鄰近 星系核心 的區域。
8、星際間既冷且密緻的星際物質。
例如：在 螺旋星系 旋轉臂中的分子雲氣。
9、冷的 分子雲 。
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紅外光偵測到的訊息 |
探討 紅外光 在
絕對溫度 10 ~ 103 K 的條件下，
到底可以偵測到什麼樣的天文訊息呢？
首先，我們知道在 地球 上生活的溫度約在絕對溫度 350 ± 50 K ，
所以紅外光的波段對於在地球上生存的生物，
是可以感受到它帶來的「溫熱」。
所以我們的皮膚在紅外光的照射下，雖然眼睛無法目視到它的存在、但是會有溫暖的感覺來感受它引起的效應。
換言之，紅外光的波頻容易激發地球上生物的活動。
同理，我們想到有此可能的天文現象列舉如下：
1、較冷的恆星。
2、恆星形成的區域。
3、星際塵埃 被 鄰近星光所溫熱的區域 。
4、行星 (planets)。
5、彗星 (comets)。
6、小行星體 (asteroids)。
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可見光偵測到的訊息 |
探討 可見光 (Visible light) 在
絕對溫度 103 ~ 104K 的條件下，
到底可以偵測到什麼樣的天文訊息呢？
首先，我們必須知道我們生活在 地球 上，
眼睛能夠見著事物的光源主要來自於 太陽表面的輻射 ，
而且已知 太陽表面溫度 約在絕對溫度 6 千度。
所以，如同於太陽等發光體的恆星和反射恆星輻射的物體軍事我們可見著的波段。
換言之，可見光的波頻所能觀測到的天文現象，都是以往我們較為熟悉的，我們想到有此可能的天文現象列舉如下：
1、太陽系裡的 行星 (Planets)、
衛星 (Moons)、
彗星 (Comets)、小行星體 (Asteroids)。
2、恆星 (Stars)。
3、星系 (Galaxies)。
4、反射星雲 (Reflection nebulae)。
5、發射星雲 (Emission nebulae)。
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紫外光偵測到的訊息 |
紫外光 (Ultraviolet) 是一種在 電磁波譜 中，
其範圍波長為 100 ∼ 4000 埃 (1 A0 = 10-8 公分 = 10-4 微米) 的電磁波。
這一範圍開始於可見光的短波極限，而與長波X射線的波長相重疊。
科技應用上，在測定氣體或液體中如氯、二氧化硫、二氧化氮、二硫化炭、臭氧、汞等特定分子，
以及各種未飽和化合物的成分的紫外吸收光譜，用途很大。
在天文觀測上，紫外光在探索恆星大氣的 熱輻射 ，
以及對星球大氣的 元素組成 的瞭解有著極重要貢獻。
探討的溫度為 紫外光 在
絕對溫度 104 ~ 106K 的條件下，
到底可以偵測到什麼樣的天文訊息呢？
首先，我們必須知道 太陽表面溫度 約在絕對溫度 6
千度，也就是說，其輻射能量對波長的分布 呈山峰狀 ，
峰頂所對應的波長 λmax 為 6000 K 和物體表面溫度 T ，
可用韋恩 (Wilhelm Wien)
對於黑體輻射的「位移定律 (Wien's displacement law)」來討論。
換言之，雖然太陽表面也會輻射出紫外光，但並不很強烈。
那麼，哪種天文現象會發出強烈的紫外光呢？我們想到有此可能的天文現象列舉如下：
1、非常熱的恆星 (Very hot stars) 表面。
2、超新星爆發(Supernova)。
3、超新星的殘留物 (Supernova remnants)。
4、似星體 (Quasars)。
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X 輻射偵測到的訊息 |
探討的溫度為 X 射線 在
絕對溫度 106 ~ 108K 的條件下，
到底可以偵測到什麼樣的天文訊息呢？
X 射線 (X-ray) 是一種穿透力很強的 電磁波 ，
在 電磁波譜 中，
其範圍波長為 0.1 ∼ 100 埃 (1 A0 = 10-8 公分 = 10-4 微米) 的電磁波。
X 射線通常是由高速電子與固體碰撞而產生的。科技應用上，
因為它的強穿透力較不會損傷周遭組成物質，
所以可用來作非破壞性物品等材料檢驗，以及動物的身體內部骨骼等醫學檢查。
1948 年開始， X 光天文學和
紫外線天文學 都是可作為恆星
大氣成份 和高能量輻射的診斷。
因此，哪種天文現象會發出強烈的 X 射線 呢？
我們想到有此可能的天文現象列舉如下：
1、非常熱的氣體和 被擊震的氣體 (Shocked gas) 。
2、星系中氣體雲。
3、中子星 (Neutron stars)。
4、超新星的殘留物 (Supernova remnants)。
5、恆星冕 (Stellar corona)。
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伽瑪射線偵測到的訊息 |
探討的溫度為伽瑪射線 在
絕對溫度 108 K
以上的條件下，
到底可以偵測到什麼樣的天文訊息呢？
伽瑪射線 (γ-ray) 的特徵和 X 射線極為相似，
是一種輻射能量高且穿透力極強的 電磁波 ，
在 電磁波譜 中，
其範圍波長為 0.1 埃 (1 A0 = 10-8 公分 = 10-4 微米) 以下的電磁波。
γ 射線通常是由 極高速電子 與原子核碰撞而產生。
1975 年開始，伽瑪射線天文學證實化學元素大多誕生於星球的內部。
早期的宇宙只有氫氣。星球內的融合反應將氫融合成氦，
但現在已知存在於自然界的元素已超過一百種，它們又是如何形成的？
當星球即將告終時它會產生
「 超新星爆發 (Supernova)」，
在這個巨大的爆發中，數以百萬計的核融合反應所產生出的新 化學元素 ，
憑藉爆發的力量會將它們散播在宇宙星際間。
因為形成元素的許多核反應都會放射出伽瑪射線，天文學家便能夠經由偵測的結果來分析該星球正在進行著是何種
核反應 ，
因此建立起星球核反應的獨特「 指紋 」資料。
憑藉這種「指紋」的鑑別能顯現「 超新星爆發 」所產生的新生化學物質為何。
除此之外，我們還想到有此可能的
伽瑪射線 天文現象列舉如下：
1、星際雲氣中被 宇宙射線 (Comic rays) 碰撞的氫氣核。。
2、環繞在 黑洞 四周的「 吸聚盤 (Accretion disks)」。
3、波霎 (Pulsars) 或
中子星 (Neutron stars)。
4、超新星爆發 (Supernova)。
5、伽瑪射線暴 (Gamma-ray burst) 。
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無線電波與微波觀測 |
針對同一天文事件的觀測，
無線電天文觀測的過程與結果和光學望遠鏡拍攝的過程與照片，
所呈現的各種效果，不禁讓人想瞭解到底
無線電天文觀測 與
光學望遠鏡觀測 有何異同處？
我們不仿依據各項主要特徵分列於下表來討論。
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共 同 處 |
相 異 點 |
| 偵測範圍 |
都是進行著電磁波的偵測。 |
無線電波望遠鏡偵測的 波長 較長 (如左下圖示，頻率較低)；
光學 望遠鏡觀測的波長較短
(如右下圖示，頻率較高)。
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| 觀測器材 |
器材形狀現常用碟形 (或凹面形)。 |
無線電波望遠鏡呈碟形，讓偵測的波可焦聚於中央接收器；
光學望遠鏡的觀測不但有 反射式的凹面鏡 、
還可用折射式透鏡 的
「鏡片」聚光。
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| 影像資訊處理 |
都可以用電腦灰階的資料處理方式進行分析。 |
無線電波望遠鏡需先經過訊號放大與過濾過程，
才能透過電腦灰階、假色處理成像，否則我們無法見著偵測到的訊息；
光學望遠鏡的拍攝，可立即看出影像中的訊息。
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| 受干擾的程度 |
雖然受到 地球大氣層的干擾 較小，
但是電磁波各個不同波段觀測都會受到週遭的人為因素影響。 |
無線電波望遠鏡偵測的波頻 範圍較大，
極容易受到人們喜愛使用的 AM、FM、TV 等波頻干擾；
光學望遠鏡的觀測與拍攝，極容易受到文明的照明光害影響。
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| 觀測器的併聯 |
都可將望遠鏡併聯組成較大的多面反射鏡組成單一影像的觀測望遠鏡 或
「干涉儀 (Interferometer)」。 |
無線電波望遠鏡可組成十分巨大的 陣列式外觀 ；
光學望遠鏡較不易組成巨大的陣列觀測網。
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| 光譜學 |
都可在電腦中進行灰階處理。 |
光學望遠鏡的分光效果極為明顯，比無線電波望遠鏡偵測來得較容易瞭解。 |
建議參考：AEEA 天文教育資訊網 2006 年 3 月份 和
4 月份 的日誌網頁。
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天文觀測注意事項 |
天文觀測注意事項：
- 方位和架設方式 ──
赤道儀、經緯儀，水平和垂直。
- 安全與裝備。
- 光害防治。
- 熟能生巧。
- 主動紀錄。
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如何做好天文觀測計畫？ |
如何做好天文觀測計畫？
- 原則一、按喜愛、資訊、裝備和能力，把握住天時、地利、人和。
- 原則二、注意突發非計畫腳本內的小事，天文英雄總是抓住了 幸運的訊號 。
- 原則三、鑑賞 自然重於 任性 破壞，享受 天人合一 的境界。
( 實習：依個人喜愛提出一份天文觀測計畫書，兩週後繳交 )
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認識行星的位置：合與衝 |
從我們居住的 地球 向外觀看星空中天象的變化，
當某兩顆星運行的軌跡極為接近時
(也就是兩顆星在 天球
上的位置僅有少許的 角度距離 時)，
我們就稱它們有了「 合 」的天象，
例如：「 土星合月 」意思是 土星
和 月球 此時在天球上極為靠近。
當然，如 金星、
太陽 、地球成一直線時，我們在地球上觀看到的是「金星合日」。
對於 水星
與金星這兩顆「內行星 (繞行太陽的軌道在地球繞行太陽之內的行星)」而言，會有著上合和下合的區別。如下左圖示。
若是地球正好位於太陽與 火星 之間、且成一直線時，
我們就稱有了 火星「 衝 」的天象。如上右圖示。
對於火星、木星與土星等外行星而言，
當有「 衝 」的天象形成時，
常是它們與地球最接近的時刻，是地面上對它們觀測的大好時機。
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認識行星的位置：東大距與西大距 |
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對於 水星
與 金星
這兩顆「內行星 (繞行太陽的軌道在地球繞行太陽之內的行星)」而言，
因為它們比地球還要靠近 太陽 ，
所以從 地球 上看過去，
經常它們是伴隨著太陽的東昇與西落，而有「 晨星 」與「 昏星 」之稱。
而且由於它們繞行太陽公轉的過程中， 我們看到它們在 天球
上與太陽的角距離時時都在變化，
當它們離太陽最大的 角度距離 時，
我們稱它們是處於「 大距 」的天象。
發生在太陽東側的稱為「 東大距 」、發生在太陽西側時稱為「 西大距 」。
如下圖示。
在 大距 發生的前後時段，是觀測它們的最佳時機。
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認識行星的位置：方照 |
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對於火星、木星 與 土星
等「外行星
(繞行太陽的軌道在地球繞行太陽之外的行星)」而言，若是行星、地球、太陽
三者的連線構成一個直角三角形，且地球正好位於這個直角三角形的直角點上時，我們就稱有了「 方照 」的天象。例如下圖所示，地球位於 太陽
與 火星 的直角點上時，我們此為火星「 方照 」的天象。發生在太陽東側的稱為「
東方照 」、發生在太陽西側時稱為「 西方照 」。
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光學望遠鏡的聚光原理 |
在望遠鏡發明之前的數千年裡，人類只能以肉眼觀看宇宙。
後來望遠鏡發明了，而我們對天空的看法也永遠的改變了。
隨著望遠鏡的發明，天文科學家誕生了，
這項儀器使得遙遠的物體看起來更近、更大、更亮。
1609 年，義大利人伽利略首先將其應用於天空。
伽利略的望遠鏡是利用透鏡聚集光，
且將其會聚於一點，產生放大的影像，
他是應用著光線穿過玻璃時會彎曲（透鏡折射）的原理，
所以伽利略的望遠鏡被稱為「折射式望遠鏡」。
六十年後，英國科學家牛頓發明了以反射面鏡取代的望遠鏡，
他是應用著凹（向內彎曲的）面鏡將光反射於一點上，並產生放大的影像，
且免除了光經過透鏡時會產生的色差現象。
所以牛頓的望遠鏡被稱為「反射式望遠鏡」。
接下來許多偉大的天文學家又精研、改進此二項設計。
下圖說明折射式凸透鏡和反射式凹面鏡成像原理的差異。
當望遠鏡之接目鏡的光愈多，影像就愈亮。
要獲取愈多的光，就要穩當地增加望遠鏡的直徑。
這需要愈大而品質愈好的透鏡與反射鏡。
18 世紀 30 年代，英國數學家霍爾（C. M. Hall, 1703—1771）
率先發明了複合透鏡的消色差的折射物鏡；
18世紀末，瑞士的吉南德（P. L. Guinand, 1748—1824）
則利用在熔融玻璃時進行均勻攪動的技術，製造出了較大口徑的光學玻璃，
於是較大口徑的消色差折射式望遠鏡誕生了。
下列上圖說明折射望遠鏡色差的原因是白光經過菱鏡產生色散的現象。
下列中圖圖示因為不同頻率的光被玻璃所折射的角度不同，而造成了色差的現象。
下列下圖說明以添加透鏡消除色差的方法，
若在凸透鏡前端另加上一片透鏡，可以改善這種現象。
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光學望遠鏡的類型 |
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德國化學家利比希（J.
Liebig, 1803 — 1873）發明了在玻璃上鍍銀的技術。
這一技術恨快備用到反射式望遠鏡的製造上。
此後，金屬面反射望遠鏡就逐漸淘汰了，而代之以鍍銀的玻璃鏡面反射式望遠鏡。
二十世紀 30 年代，鍍鋁技術問世後，因鋁面比銀面不易失澤，反射式望遠鏡又普遍改為鍍鋁。
反射式望遠鏡的口徑越來越大，它們在天文學研究中的作用也越來越大。
望遠鏡的大型化和精密化給人們提供了在天文觀測上巨大的助益，導致人們能有無數重大的天文發現。
下圖說明現代許多大型的天文望遠鏡都是由反射鏡以較佳之對焦技術來取代穿透式望遠鏡。
如下圖左下角史密特相機是專門用於天文攝影，而史密特 ― 卡塞格望遠鏡專用於較小的望遠鏡。
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光的聚集 |
望遠鏡可做到：
- 從輻射物體聚集其能量通量 f 。
- 望遠鏡能聚集的光，取決於望遠鏡的鏡片面積大小。
- 較大口徑的望遠鏡能聚集較多的光，而會有較佳的效果。
- 例如：你的瞳孔直徑約 7
毫米。而帕拉馬天文望遠鏡直徑約 5
公尺，則兩者聚集到的光比值約為
(5000 mm / 7 mm)2 = 510,000 。
-
所以，望遠鏡可以獲得較佳的觀測條件。例如：我們肉眼所及僅能看到的恆星達
6 星等，但是目前望遠鏡已可達 20 多星等。
-
若再加上 CCD
等電子裝備的影像強化，以及電腦數位影像資料之長時間累積，大大地提昇了星空的可看性。
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角分辨率 |
「角分辨率 (Angular Resolution)」指的是能夠分辨出鄰近兩顆星的分辨能力。
- 分辨率 的量度單位為 角秒 (Arcseconds) 或
角分 (Arcminutes)。
- 人肉眼對於空間的 角分辨率 約為 1 角分 。
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光學望遠鏡的解析率 |
光學望遠鏡的 角分辨率 (或稱之為「解析率 」θ 正比於所觀測的電磁波波長 λ 與望遠鏡片直徑 D 的比值：即
θ∼ λ / D 。
- 例如：可見光望遠鏡 (λ ∼ 5000 A)，則
θ" = 0.12 / D(米) 。
- 無線電波望遠鏡 (λ 從 1 mm 至 100 m)，則
θ' = 41 λ / D(米) 。
- 較大的望遠鏡可有較佳的解析率。
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CCD、電腦、追蹤器 |
電子藕合裝置 (CCD) 強化的影像促使我們形成許多不同的新見解、新觀念：
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電子儀器與電腦的問世對天文學產生了深遠的影響。
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電子感應器可感測到最微弱的光學訊號，或偵測許多不同種類的
輻射。
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經過電腦處理後，訊號被整理與加強，這些經由電子儀器觀測到的訊號傳遞了清晰的資訊。
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數位處理將極細微的差異放大，
顯現出原來被地球大氣
掩藏，
以致肉眼看不到的東西。
- 下圖是在 55.3 毫米四方的 CCD (電子耦合裝置)
即可擁有 4 百萬個光感二極體，
可感測到極微弱的 光學訊號。
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