第 13 課 : 天文工具 (II):認識干涉儀和世上的天文觀測台
教授者:陳輝樺
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課程主題

一、認識「干涉儀 (Interferometers)」。

二、瞭解你的望遠鏡可以架設的位置。

三、認識世界上的天文觀測台。


何謂「干涉」?
何謂「干涉 」現象?

        所謂的「干涉 (Interference)」是波的振幅可以線性 「疊加 (Superposition) 」的一種特性, 當兩列以上的波 (Wave,無論是水波、聲波、光波、電磁波) 重疊時, 產生波振幅隨距離或時間的變化,這就是波的「干涉 」現象。 最常見的是指頻率相同或近似相同的數波列的干涉。 在波的干涉現象中,合成的波振幅在各處現出極大 (或明亮區) 極小 (或昏暗區) 的明顯條紋, 這是波動的特性,不是粒子性、或是向量幾何射線等可以描述的。 自一波源發出的數波列在空間不同的路徑傳遞到同一點, 各波列的「相位 (Phase)」關係顯然保持一定,即可相互干涉。 若兩個以上的波源發出的波產生干涉,則各波源的相位關係應保持不變, 這稱之為「同調波源 (Coherent sources)」。 光是種電磁波, 有時表現其波動特性, 當然也有光的干涉現象。 物理學家楊氏 (Thomas Young, 1773 - 1829) 曾經利用光的 「繞射」現象和雙狹縫造成兩列光的同調、相干特性, 設計出來的雙狹縫「楊氏干涉儀」(下圖),首度發現光的干涉條紋,而證實光俱有波動特性。


干涉現象的應用 ─ 全像術
       「全相術 (Holography)攝影是一種不須要經過 光學透鏡 , 就能夠記錄影像的新近處理訊息科技。 它主要是分成『全像片製作』和『影像重現』兩個步驟過程 (如下圖)。 原本我們對於物體通常的攝影拍照方式, 僅獲得它反射光波的強弱 (Intensity) 訊息, 而失去從立體物件不同部位所傳遞來的波與波之間的 相位 (Phase:行進波動隨時空作正旋變化時, 決定流量在任何時間〈或位置〉關係的狀態的一個數值,稱之為『相位』﹞。 也就是說,一般的一張照片所傳達訊息的 立體感 效果, 乃是依據我們過往生活中對於圖片上明亮程度間的立體經驗感受, 且再加以想像而得出來的印像。
         在公元 1848 年,蓋博 (Dennis Gabor) 博士 ( 1972 年諾貝爾物理獎得主 ) 首先構想出利用光學底片記錄照射物體不同部位所反射波的 前沿 ( Wavefronts:也就是波的表面 ,其上各點的相位在同一時間的值均相同)。 波的傳播可視為波面〈波前沿〉在介質中的運動之強度和相位形成 干涉作用 產生映像的光學新技術, 所記錄的底片就稱之為『 全像片 (Holography)』。 所謂的 干涉現象 是指由兩個或多個頻率相同﹝或相近﹞的波疊加合成其振幅隨時間與距離而變化的波, 這種現象稱之為 光的干涉 , 這類由各行進波間一定相位關係而產生的干涉會隨空間分佈形成干涉條紋圖形。 換言之,基本原理上全像術攝影是將三維度空間立體實物投影成可記錄當時全部訊息的二維度全像片的立體照像技術。 蓋博的構想因需要相角一致的光波以產生最好的效果, 所以在 1960 年雷射被發明後,立體照像術的理論與實際才開始有了迅速的發展。


何謂「干涉儀」?
 
干涉儀 (Interferometers)」:
  • 光學上的「干涉儀 (Interferometers) 或譯為 干涉計」是應用干涉條紋以精確地測量長度或長度改變的光學儀器。 干涉計有很多的型式,如著名的邁克生干涉計
  • 在天文觀測上,無論是光學望遠鏡或是無線電波望遠鏡,「干涉儀 」是能夠讓我們將數個較小型的望遠鏡分開擺置、而且可以合成模擬出一個較大望遠鏡的功能效果。
  • 在天文觀測上的「干涉儀 」所能夠獲得的解析率 (angular resolution),是與這些較小型望遠鏡分開擺置的直徑有關 (如下圖示)。
  • 天文「干涉儀 」的好處,是利用數個小望遠鏡的組合就可以便宜地達到提高解析能力之目的。
  • 天文「干涉儀 」的不利條件,是與單一大型望遠鏡比起來,會有過多的光子漏失於小望遠鏡外而落到地面。
  • 所以天文「干涉儀 」雖然能夠提昇了影像解析率,但它的靈敏度 (sensitive) 卻不如單一的大型望遠鏡。


無線電波望遠鏡
無線電波望遠鏡的結構圖示:


無線電波干涉儀

天文觀測的干涉儀,絕大多數是屬於無線電波干涉儀:

非常大陣列 (The Very Large Array,VLA,見下照片片):

        美國國立無線電波天文台 (NRAO) , 是全世界無線電波最為首要的觀測設備之一, 自 1956 年來,提供既有功能實用的設備給來自全世界任何國家的 無線電波 天文學家進行天文和物理的基礎研究。NRAO 在新墨西哥州 Socorro 附近半徑達 20 公里、由 27 座 25  公尺直徑的碟型天線組成 Y 型巨大陣列的 「非常大陣列 」,它可以模擬呈直徑達 40 公里的大形無線電波望遠鏡,在 2 公分波長的解析率達 0.1 角秒。從 1980 年 10 月 10 日全部完工以來,非常大陣列 (VLA) 成為全世界無線電波 天文學最為實用的研究工具。

 

非常長基線陣列 (The Very Long Baseline Array,VLBA):

        為了探究 星系 核心密緻星體所散出近光速的大量物質與能量, 影像的解析度約需百倍於 VLA 觀測的解析度, 想要達到如此的解析度需要將望遠鏡延佈數千公里之遙。 以至於 1967 年有了環繞全世界的「非常長基線干涉儀 (The Very Long Baseline Interferometry,VLBI)」的構思。 所以 NRAO 乃以 VLA 為基礎, 將分佈於從夏威夷至維吉島 (Virgin Islands) 衡跨全美國的 10 座無線電波望遠鏡、 模擬呈近 8 千公里直徑的大望遠鏡稱為 「非常長基線陣列 (The Very Long Baseline Array,VLBA)」,如下圖示。


世界上著名天文望遠鏡簡表
以下是幾個世界上較著名的天文望遠鏡:

     名字            直徑  (公尺)                 量測的波長範圍                           所在地區

 Palomar                   5                             可見光 / 紅外光                        美國加州

  MMT                     6.5                           可見光 / 紅外光                        美國亞歷桑州  

  Gemini              2 x 8.1                        可見光 / 紅外光                        美國亞歷桑州

   VLT                 4 x 8.2                         可見光 / 紅外光                        美國亞歷桑州

   Keck                    10                            可見光 / 紅外光                        夏威夷

AST/RO                  1.7                           次毫米無線電波                        南極洲

  JCMT                    15                           次毫米無線電波                        夏威夷

  IRAM                    30                           毫米無線電波                            西班牙

  Nobeyama             45                           毫米無線電波                            日本

  Effelsberg             100                          厘米無線電波                            德國

  GBT                     100                           厘米無線電波                        美國維基尼亞州

  Arecibo                300                           厘米無線電波                            波多黎各

  VLA                  27,   25                        厘米無線電波                       美國新墨西哥州

  VLBA               10,   25                         厘米無線電波                           美國


望遠鏡架設的位置

你的望遠鏡合適架設的位置:

  • 考量視野角度的大小,建議你將自己的望遠鏡架設在山坡頂。
  • 避開光害,建議你將自己的望遠鏡架設在遠離都會區。
  • 建議你選擇合適的望遠鏡,架設在你生活方便的地方。

電磁波頻譜與大氣層透明窗口
         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。


各電磁波段偵測到的主要溫度分布

        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 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 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 


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 2 月份 的日誌網頁。


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

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

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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