※ [本文轉錄自 NTU-Karate 看板] 作者: precession (little-boy) 看板: NTU-Karate 標題: 轉貼文章--次毫米波陣列　望穿天際 時間: Fri Feb 27 09:13:19 2004 曾耀寰（中研院天文所研究助技師） (原文與相關圖片請至下列網址 : http://forums.chinatimes.com/tech/techforum/031228a1.htm ) 次毫米波陣列　望穿天際 2003.12.28　中國時報 1996年6月， 中研院與美國史密松機構簽署合約書， 同意由台灣建造兩座次毫米波望遠鏡（SMART）， 將史密松天文台設計的SMA由原本的六座擴充到八座。 SMA是全世界第一座在次毫米波段中進行觀測的陣列望遠鏡， 今年11月下旬正式啟用， 這是台灣天文研究與國際接軌的重要成果， 也是國內大學與業界技術合作與整合的典範！ 從望遠鏡、到SMA 人類研究宇宙的歷史非常久遠。長久以來，天文學家或星象學家都是 在夜晚靠著肉眼直接察看天體。但肉眼觀測是有限的，一般肉眼只能 看到6.5等星（雙筒望遠鏡可看到10等星），而天體的大小不超過一分 弧（arcminute，角度一度的六十分之一），直到荷蘭米德爾堡的眼鏡 製造商漢斯意外發明了望遠鏡，才正式打開了人類觀察宇宙的天眼。 當時漢斯是將一片凸透鏡和一片凹透鏡固定在一個圓筒上，放在自家工 作室的窗口當作神奇玩具展示，伽利略知道這個消息後，察覺到這項發 明對觀測天象有極大的幫助。於是他在兩周內就自行組裝一台三倍放大 率的望遠鏡，接著更成功地研製出20倍放大率的望遠鏡，並於1609年秋 天夜晚，仔細地觀測月球表面。自此，人類對宇宙的認識正式脫離肉眼 的限制，開創了天象觀測的新紀元。 天文學家除了少數鄰近天體（如月球、火星）可以直接探測，對遙遠的 天體大多是收集它們所發出的電磁波。簡單地說，電磁波是電場和磁場 在空間中的強弱變化，變化情形就像水波一樣，水面有高低起伏，水波 的最高點之間的距離稱為波長，例如海邊衝浪時出現的大浪，是長波長 的水波，而池塘裡的漣漪則是短波長的水波。電磁波的波長可以從數百 公尺的無線電波到0.001奈米以下（一奈米為十億分之一公尺）的伽瑪射 線，人類肉眼可看到的電磁波波長大約從400奈米到700奈米，也就是可 見光。天文學家則以來自星球的可見光觀測，運用基本的物理原理，推 測遙遠星球所發生的事情，甚至從許許多多星球的觀測，推測星球演化 的整個歷史。但來自宇宙的光除了可見光外，還有各種不同波長的光， 必須使用不同的望遠鏡。 望遠鏡的解析程度（或者稱繞射極限）是和望遠鏡的口徑以及觀測電磁 波的波長有關。通常解析程度是和口徑成正比，和電磁波波長成反比， 也就是說望遠鏡的口徑越大，解析程度越佳；觀測的電磁波波長越長， 解析度越低。無線電波的波長比可見光長，若要有相同的解析度，電波 望遠鏡的口徑是要遠大於可見光望遠鏡。假使兩顆星體相互的距離看起 來只有0.013秒弧（arcsecond，一分弧的六十分之一），凱克（Keck） 十米可見光望遠鏡就可以分辨出來，至於最大的電波望遠鏡（位於波多 黎哥）直徑有305米，針對波長一公分的無線電波而言，必須超過8秒弧 才能分辨出來。 建造更大的單一碟型天線是非常困難的，而干涉儀可以解決這類問題。 干涉儀是由許多口徑較小的望遠鏡所組成，這些小望遠鏡可以同時觀測 某一天體，透過複雜的數據處理，得到單一大口徑望遠鏡的效果。當然 事情並沒有那麼簡單，光靠兩架望遠鏡同時觀測天體所得到的資料是不 夠的，如果有四架望遠鏡同時觀測，在兩兩成對觀測的情形下，可以獲 得六筆資料，一旦增加到八架望遠鏡，資料數就變成二十八。仔細比較 一下，從四架望遠鏡到八架望遠鏡，數量增加成二倍，但資料數將近變 成五倍，這對干涉儀的投資報酬率來說，是非常划算的投資。 SMA可以做什麼？ 次毫米波的波長通常是在一毫米（1mm，相當於一百萬奈米）以下，以 中研院天文及天文物理研究所參與的次毫米波陣列（SMA）為例，觀測 的電磁波波長在0.3毫米到1.7毫米之間，大約是小學生使用的20公分米 達尺裡頭的最小刻度。一般收音機的FM節目，使用的無線電波波長約2800 毫米到3400毫米之間。 在次毫米波段的範圍內可以看到宇宙中的哪些東西？有哪些是平時看不 到的？首先我們可以看看鄰近火星的大氣，火星最流行的話題是要找尋 生命物質，火星表面必須有水分才可能孕育出生命。除了水以外，我們 還需要知道火星大氣的成分，這和生命物質日後的演化也有絕對的關係。 地球大氣的主要成分是氮和氧，而火星大氣最主要成分是二氧化碳， 佔了95.32%，其次才是氮，約2.7%，一氧化碳則佔0.08%。 SMA可以得到一氧化碳在火星表面的分佈情形，配合火星表面的溫度變化， 我們可以得知火星大氣層不同高度的溫度分佈。此外，利用次毫米波段 也可以觀察泰坦衛星的大氣成分，泰坦是土星最大的衛星，它甚至比水 星大一點。泰坦的大氣中，氮佔了95%，其他5%為甲烷。一般相信地球在 四十億年前生命物質的出現和氫氰酸（HCN）高分子有密切關係，氫氰酸 對原始有機物質的合成佔有舉足輕重的角色，SMA可以觀測泰坦大氣的氫 氰酸分佈情形。 除了太陽系之外，有關恆星形成的相關問題也是次毫米波段的重頭戲。恆 星大多在巨大分子雲內形成，可能形成單一太陽質量的恆星或更大質量的 恆星，也可能形成雙星系統。同樣是在巨大分子雲內收縮，最後的結果卻 會大不相同，即使是形成類似太陽的單一恆星，過程也是相當複雜。在氣 體收縮過程中，中心區域的氣體密度會逐漸增加，最後終將形成一顆發光 的恆星，但在恆星的四周會形成扁平狀的氣體盤（拱星盤），另外在垂直 拱星盤的兩極方向會有噴流或星際風噴出，這些特殊結構都可以從次毫米 波段觀察，進而驗證恆星形成理論。除此之外恆星四周的拱星盤也是行星 形成的溫床，拱星盤的氣體分佈以及旋轉的狀況，都對日後如何產生行星 以及產生什麼樣的行星有重要的影響。 SMA不僅可以針對恆星的議題，更大範圍的星系，無論是銀河系、鄰近星系 或離我們更遠的早期星系也是研究的目標。對本銀河系來說，我們可以尋 找銀河中心的超大質量黑洞，對於鄰近的螺旋星系，也有特殊的旋臂結構 可供觀測。距離我們三千多萬光年的渦狀星系M51就是研究螺旋星系的典型 範例，渦狀星系是面向著我們，擁有非常壯觀的旋臂結構，中間核球的活 動非常劇烈，渦狀星系的旁邊還有一個星系NGC5195，兩個星系的交互作用 使得這場好戲更加精彩，這些都可以透過SMA得到驗證。至於離我們更遠的 星系研究，對整個宇宙的演化情形是有幫助的，如何從近乎均勻的宇宙， 演化成現今多樣化、多層次的宇宙，都是天文學家重要的研究方向。 1996年6月，中研院與美國史密松機構簽署合約書，同意由台灣建造兩座次 毫米波望遠鏡（SMART），將史密松天文台設計的SMA由原本的六座擴充到 八座。SMA是全世界第一座在次毫米波段中進行觀測的陣列望遠鏡，座落在 夏威夷毛納基峰，今年11月下旬正式啟用，這不僅是台灣天文研究與國際 接軌的重要成果，是國內大學與業界技術合作與整合的典範，也天文學術 研究開啟了另一隻天眼，讓人們更能清楚地瞭解宇宙各個角落的奧秘。 -- 曾經滄海難為水 除卻巫山不是雲 取次花叢懶回顧 半緣修道半緣君 --

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