※ [本文转录自 NTU-Karate 看板] 作者: precession (little-boy) 看板: NTU-Karate 标题: 转贴文章--次毫米波阵列　望穿天际 时间: Fri Feb 27 09:13:19 2004 曾耀寰（中研院天文所研究助技师） (原文与相关图片请至下列网址 : http://forums.chinatimes.com/tech/techforum/031228a1.htm ) 次毫米波阵列　望穿天际 2003.12.28　中国时报 1996年6月， 中研院与美国史密松机构签署合约书， 同意由台湾建造两座次毫米波望远镜（SMART）， 将史密松天文台设计的SMA由原本的六座扩充到八座。 SMA是全世界第一座在次毫米波段中进行观测的阵列望远镜， 今年11月下旬正式启用， 这是台湾天文研究与国际接轨的重要成果， 也是国内大学与业界技术合作与整合的典范！ 从望远镜、到SMA 人类研究宇宙的历史非常久远。长久以来，天文学家或星象学家都是 在夜晚靠着肉眼直接察看天体。但肉眼观测是有限的，一般肉眼只能 看到6.5等星（双筒望远镜可看到10等星），而天体的大小不超过一分 弧（arcminute，角度一度的六十分之一），直到荷兰米德尔堡的眼镜 制造商汉斯意外发明了望远镜，才正式打开了人类观察宇宙的天眼。 当时汉斯是将一片凸透镜和一片凹透镜固定在一个圆筒上，放在自家工 作室的窗口当作神奇玩具展示，伽利略知道这个消息後，察觉到这项发 明对观测天象有极大的帮助。於是他在两周内就自行组装一台三倍放大 率的望远镜，接着更成功地研制出20倍放大率的望远镜，并於1609年秋 天夜晚，仔细地观测月球表面。自此，人类对宇宙的认识正式脱离肉眼 的限制，开创了天象观测的新纪元。 天文学家除了少数邻近天体（如月球、火星）可以直接探测，对遥远的 天体大多是收集它们所发出的电磁波。简单地说，电磁波是电场和磁场 在空间中的强弱变化，变化情形就像水波一样，水面有高低起伏，水波 的最高点之间的距离称为波长，例如海边冲浪时出现的大浪，是长波长 的水波，而池塘里的涟漪则是短波长的水波。电磁波的波长可以从数百 公尺的无线电波到0.001奈米以下（一奈米为十亿分之一公尺）的伽玛射 线，人类肉眼可看到的电磁波波长大约从400奈米到700奈米，也就是可 见光。天文学家则以来自星球的可见光观测，运用基本的物理原理，推 测遥远星球所发生的事情，甚至从许许多多星球的观测，推测星球演化 的整个历史。但来自宇宙的光除了可见光外，还有各种不同波长的光， 必须使用不同的望远镜。 望远镜的解析程度（或者称绕射极限）是和望远镜的口径以及观测电磁 波的波长有关。通常解析程度是和口径成正比，和电磁波波长成反比， 也就是说望远镜的口径越大，解析程度越佳；观测的电磁波波长越长， 解析度越低。无线电波的波长比可见光长，若要有相同的解析度，电波 望远镜的口径是要远大於可见光望远镜。假使两颗星体相互的距离看起 来只有0.013秒弧（arcsecond，一分弧的六十分之一），凯克（Keck） 十米可见光望远镜就可以分辨出来，至於最大的电波望远镜（位於波多 黎哥）直径有305米，针对波长一公分的无线电波而言，必须超过8秒弧 才能分辨出来。 建造更大的单一碟型天线是非常困难的，而干涉仪可以解决这类问题。 干涉仪是由许多口径较小的望远镜所组成，这些小望远镜可以同时观测 某一天体，透过复杂的数据处理，得到单一大口径望远镜的效果。当然 事情并没有那麽简单，光靠两架望远镜同时观测天体所得到的资料是不 够的，如果有四架望远镜同时观测，在两两成对观测的情形下，可以获 得六笔资料，一旦增加到八架望远镜，资料数就变成二十八。仔细比较 一下，从四架望远镜到八架望远镜，数量增加成二倍，但资料数将近变 成五倍，这对干涉仪的投资报酬率来说，是非常划算的投资。 SMA可以做什麽？ 次毫米波的波长通常是在一毫米（1mm，相当於一百万奈米）以下，以 中研院天文及天文物理研究所参与的次毫米波阵列（SMA）为例，观测 的电磁波波长在0.3毫米到1.7毫米之间，大约是小学生使用的20公分米 达尺里头的最小刻度。一般收音机的FM节目，使用的无线电波波长约2800 毫米到3400毫米之间。 在次毫米波段的范围内可以看到宇宙中的哪些东西？有哪些是平时看不 到的？首先我们可以看看邻近火星的大气，火星最流行的话题是要找寻 生命物质，火星表面必须有水分才可能孕育出生命。除了水以外，我们 还需要知道火星大气的成分，这和生命物质日後的演化也有绝对的关系。 地球大气的主要成分是氮和氧，而火星大气最主要成分是二氧化碳， 占了95.32%，其次才是氮，约2.7%，一氧化碳则占0.08%。 SMA可以得到一氧化碳在火星表面的分布情形，配合火星表面的温度变化， 我们可以得知火星大气层不同高度的温度分布。此外，利用次毫米波段 也可以观察泰坦卫星的大气成分，泰坦是土星最大的卫星，它甚至比水 星大一点。泰坦的大气中，氮占了95%，其他5%为甲烷。一般相信地球在 四十亿年前生命物质的出现和氢氰酸（HCN）高分子有密切关系，氢氰酸 对原始有机物质的合成占有举足轻重的角色，SMA可以观测泰坦大气的氢 氰酸分布情形。 除了太阳系之外，有关恒星形成的相关问题也是次毫米波段的重头戏。恒 星大多在巨大分子云内形成，可能形成单一太阳质量的恒星或更大质量的 恒星，也可能形成双星系统。同样是在巨大分子云内收缩，最後的结果却 会大不相同，即使是形成类似太阳的单一恒星，过程也是相当复杂。在气 体收缩过程中，中心区域的气体密度会逐渐增加，最後终将形成一颗发光 的恒星，但在恒星的四周会形成扁平状的气体盘（拱星盘），另外在垂直 拱星盘的两极方向会有喷流或星际风喷出，这些特殊结构都可以从次毫米 波段观察，进而验证恒星形成理论。除此之外恒星四周的拱星盘也是行星 形成的温床，拱星盘的气体分布以及旋转的状况，都对日後如何产生行星 以及产生什麽样的行星有重要的影响。 SMA不仅可以针对恒星的议题，更大范围的星系，无论是银河系、邻近星系 或离我们更远的早期星系也是研究的目标。对本银河系来说，我们可以寻 找银河中心的超大质量黑洞，对於邻近的螺旋星系，也有特殊的旋臂结构 可供观测。距离我们三千多万光年的涡状星系M51就是研究螺旋星系的典型 范例，涡状星系是面向着我们，拥有非常壮观的旋臂结构，中间核球的活 动非常剧烈，涡状星系的旁边还有一个星系NGC5195，两个星系的交互作用 使得这场好戏更加精彩，这些都可以透过SMA得到验证。至於离我们更远的 星系研究，对整个宇宙的演化情形是有帮助的，如何从近乎均匀的宇宙， 演化成现今多样化、多层次的宇宙，都是天文学家重要的研究方向。 1996年6月，中研院与美国史密松机构签署合约书，同意由台湾建造两座次 毫米波望远镜（SMART），将史密松天文台设计的SMA由原本的六座扩充到 八座。SMA是全世界第一座在次毫米波段中进行观测的阵列望远镜，座落在 夏威夷毛纳基峰，今年11月下旬正式启用，这不仅是台湾天文研究与国际 接轨的重要成果，是国内大学与业界技术合作与整合的典范，也天文学术 研究开启了另一只天眼，让人们更能清楚地了解宇宙各个角落的奥秘。 -- 曾经沧海难为水 除却巫山不是云 取次花丛懒回顾 半缘修道半缘君 --

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