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2011

二月號 獨家發行

地球科學 專刊 】

EARTH SCIENCES

【     

無線電波

看 宇宙

中央研究院 天文及天文物理研究所 曾耀寰 博士

文觀測大多使用可見光望遠鏡,直接接收宇宙發出來的光。藉由望遠鏡收集光線的能

力,將星光記錄在 CCD 上(註 1),得到一幅幅珍貴的精采影像。所以,我們習慣於「所見即 所得」(如圖一) ,可見光望遠鏡只不過能記錄到微弱的光線,如果肉眼的解析能力和靈敏度夠 高,應該看得到一樣的影像。但是,電波望遠鏡看到的是全然不同的景象,以及不同的訊號來 源,利用電波望遠鏡所發展出來 的天文學又稱為電波天文學。 顧名思義,電波天文學是透 過無線電波來看宇宙,無線電波 和可見光都是電磁波,之間最大 的差別在於兩者的波長不同,可 見 光 是 波 長 在 大 約 400 奈 米 到 700 奈 米(1 奈 米 =10-9 公 尺 )之 間的電磁波,無線電波的波長比 可見光更長,可以從 0.001 公尺 到 30 公尺不等,相差甚遠。 ☉ 圖一 M33 螺旋星系 。(版權所有:中研院天文所 / 王為豪)


電波通訊帶動天文學的研究 在人類的科學發展中,無線電波的發現是最近的事。1888 年,德國物理學家赫茲 (Heinrich Hertz)透過實驗,找到了無線電波,證實了馬克士威(James Clerk Maxwell)的 電磁波理論,1895 年,義大利科學家馬可尼(Guglielmo Marconi)成功地從自家住宅的一 端發出無線電波,再從住宅的另一端將無線電波接收回來。1901 年,馬可尼更利用無線 電,從英國越過大西洋傳送訊息到加拿大,開啟了無線電波通訊的發展。 由於無線電波通訊的快速進展,也帶動了電波天文學的研究。二次世界大戰對雷達技 術的依賴與研發,使得二次大戰後,雷達的技術加速了電波望遠鏡的使用,許多科學家紛 紛投入電波天文學的行列。現今電波望遠鏡已成為天文觀測的重要工具,尤其是因為宇宙 大部分區域處在低溫狀態,所發出來的黑體輻射以及重要的光譜線大多是落在無線電波範 圍,而且許多無線電波訊號可以穿透星際雲和星塵,使得許多重要的天文發現都是靠電波 望遠鏡完成,電波天文學在天文學上已經占有一重要地位。 無線電波依波長的長短可以細分成四類:傳統無線電波、微波、毫米波和次毫米波。 最早的電波天文偵測的波長是 14.6 公尺,這樣的波長和一般人所認識的無線電波相當, 收音機的訊號傳送就是無線電波,微波的範圍是 0.1 公分到 1 公尺,毫米波則是 1 毫米 (0.1 公分)到 10 毫米的範圍,次毫米波則是波長小於 1 毫米的無線電波。 無線電波產品

波長

FM

3公尺

AM

300公尺

無線滑鼠、無線網路、藍芽( 2.4 GHz)

12.5公分

微波爐

12.2公分

手機( 850MHz/900MHz/1800MHz/1900MHz )

35.27公分/33.31公分/16.66公分/15.78公分

中央研究院天文及天文物理研究所(以下簡稱天文所)與美國史密松天文臺合作建造 的次毫米波陣列(SMA,如圖二) ,已於 2003 年 11 月,在夏 威夷的毛納基峰上正式啟用並持續運轉。次毫米波陣列具備各 式光譜儀器,適合檢視冷星際介質的狀況、年輕或年老恆星附 近的低溫雲氣、形成行星系統的吸積盤、河外星系中的恆星劇 增區,以及一些遙遠的早期星系。值得一提的是,臺灣工業界 包括中山科學院航空研究所、航翊科技、臺灣造船公司等對建 造工程貢獻良多,磁震科技則是因為與次毫米波陣列計畫直接 合作而成立的民間公司。 ☉ 圖二 中研院天文所的次毫米波陣列。 (SMA) (版權所有:中研院天文所) 2


EARTH SCIENCES 【

球科學

     專刊 】

天文所利用次毫米波陣列研究了許多有關恆星形成的課題。恆星是從一團分子雲內孕 育而生,通常巨大分子雲(giant molecular cloud)的密度很低(約每立方公分 300 顆粒子, 太陽附近大約每立方公分一顆粒子) 、溫度很低(攝氏零下 263 度∼零下 223 度),但總質 量很大(一萬到一百萬個太陽質量),所占的空間很廣(約 100 光年),要在這樣的環境下 孕育出恆星,整個過程是非常曲折離奇且高潮迭起。現今天文學家在理論和觀測上,對於 類似太陽的恆星形成有較明確的了解,簡略來說,分子雲由於自身的萬有引力收縮,在局 部密度較高的區域發生塌縮現象,使得該區域的體積逐漸變小,密度逐漸變大,這種過程 就像溜滑梯一樣,持續加速塌縮,使得當中的原恆星(註 2)質量逐漸增長,直到密度最高 的核心發生核融合反應,恆星於焉誕生。 上述過程只是整齣劇情的大綱,當中的生離死別橋段仍會不斷的上演,有些塌縮的氣 體不會如願的掉到原恆星表面,成為原恆星的一分子,有些反而會被高速遺棄,以噴射流 的方式掃地出門;也有些氣體則是在原恆星周圍,以旋轉盤的形式(稱為吸積盤) ,不離 不棄的繞著原恆星轉,最後成為行星形成的主要材料,這些過程都和氣體的角動量守恆有 關。溜冰選手的旋轉動作是解釋角動量守恆的最佳說明,當溜冰選手張開雙臂開始旋轉, 在角動量守恆的情形下,旋轉的速度幾乎保持不變(假設與外界的摩擦力忽略不計),當溜 冰選手一旦將手收起,為了維持角動量不變,旋轉的速度必須加快。同樣的情形也發生在 分子雲的塌縮過程中,當局部收縮的分子雲體積變小,自轉的速度加快,自身的萬有引力 抓不住快速旋轉的分子雲時,將使得分子雲無法進一步塌縮。

電波望遠鏡讓恆星的形成過程無所遁形 為了讓恆星形成的戲碼能演下去,一些去除分子雲角動量的現象便一一出現,例如在 兩極方向出現了噴射流,將多餘的角動量吹走,讓中心的分子雲繼續塌縮(如圖三) 。或者 是透過原恆星四周的磁場,將多餘的分子雲帶走,也一併解決角動量的問題。電波望遠鏡 都可以看到這些特殊的現象,觀測結果也都符合理論的預測。

☉ 圖 三  藝 術 家 筆 下 的 恆 星 形 成 樣 貌,中心較亮的區域是原恆星,周 遭是氣體構成的吸積盤,氣體沿著 吸 積 盤 落 到 原 恆 星, 兩 極 方 向 是 筆 直 的 噴 流, 將 多 餘 的 氣 體 和 角 動 量 帶 走。 ( 版 權 所 有: ESO/L. Calçada)

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至於大質量恆星形成的研究尚無定論,這也是現今天文學家研究的重要課題。所謂大 質量恆星指的是質量大於八個太陽質量的恆星,在本銀河系中,大質量恆星只占所有恆星 數量的百分之一,然而,星際物質(由氣體和塵埃組成)的外觀與演化情形和重元素的產 生,卻是由大質量恆星所支配。關於大質量恆星如何形成的問題,在學術界已經討論了好 幾十年。類太陽恆星形成於分子雲內部,大質量恆星也是如此。在分子雲塌縮期間,磁場 所扮演的角色,一直是恆星形成過程中最大的未知數之一。到目前為止,由於缺乏直接測 量的資料,使得過去一直認為:紊流(turbulence)支配著分子雲的分裂和塌縮。 2009 年,中研院天文所的美籍工程師羅洛博士(Ramprasad Rao)參與的國際研究團隊 發表大質量恆星形成的觀測成果,他們發現星際磁場可以支配著大質量恆星形成的過程。 這項研究成果已發表於 2009 年 6 月 12 日出版的 Science 期刊上。 天文所研究團隊使用的儀器就是全球第一座次毫米波段的干涉陣列 —— 次毫米波陣 列,他們針對一個名為 G31.41+0.31、高溫且稠密的分子雲,進行了解析度極高的觀測。 G31.41+0.31 分子雲座落在巨蛇座內,距離地球兩萬三千光年之遙,是許多非常年輕的大 質量恆星的誕生地。 由於分子雲內的塵粒排列有向磁力線對齊的傾向,因此塵埃的發射譜線會呈現偏振現 象。從 SMA 偵測到偏振的塵埃粒子發射譜線,研究團隊藉此推論出整個分子雲的磁場結 構。他們發現其形狀為沙漏狀,這與三年前發現的、環繞在一個類太陽原恆星(NGC 1333 IRAS 4A)旁的磁場相似(如圖四) 。然而,兩者的尺度很不相同,與三年前研究過的分 子雲相比,G31.41+0.31 的大小有二十倍大、質量有兩百倍以上、亮度則為十萬倍(如圖 五)。

☉ 圖四 NGC 1333 IRAS 4A 原恆星系統成為沙漏狀磁場的第一個經典範例(在本圖中以紅色虛線 表示)。梨狀的綠色與紅色區域標示兩顆形成中恆星的所在位置。重力正將位於星際雲團的塵埃 和氣體往內拉,在此過程中造成磁場彎曲。此影像區域的範圍大約是 2,700 個天文單位(一個天 文單位為地球到太陽的平均距離)。(版權所有:J. Girart (CSIC-IEEC), R. Rao (ASIAA) and D. Marrone (CfA)) 4


EARTH SCIENCES 【

     專刊 】

☉ 圖五 G31.41+0.31 大質量恆星形成,圖為由 三個部分所組成的合成影像,圖中背景部分是由 史匹哲望遠鏡所拍攝、經過假色處理的 G31.41 恆星形成區,其中藍色區域代表觀測波段為 3.6 微米、綠色區域代表觀測波段為 8 微米、紅色 區域代表觀測波段為 24 微米;圖中央的特寫 區,顯示的是大質量恆星核心地帶的塵埃發射譜 線影像與等強度的輪廓線,疊在上面的白色棒狀 則標出磁場的形態與結構。圖中下方部分的影 像,則是座落在夏威夷毛納基峰上的次毫米波 陣列。(版權所有:Josep Miquel Girart (CSICIEEC), Nimesh Patel)

臺灣正邁向世界一流的天文研究 專長研究星球形成的國際知名天文學家——本院的徐遐生院士(前清華大學校長),對 這篇研究表示肯定。他說,本研究發現低質量與高質量恆星的形成具有一致性,此一重要 突破將提供研究外星系恆星形成極為重要的環結。 曾任次毫米波陣列的計畫科學家,目前擔任天文所所長的賀曾樸院士表示:「SMA 當 初建造的目的之一,就是研究塵埃的偏振和分子雲內的磁場。我們有能力解析出磁場結 構,這對了解磁場如何支配恆星形成的過程,實在是很重要的一步。這些是 SMA 到目前 為止,所達成的最重要成就之一。更進一步的研究,則會利用目前正在智利北部興建中的 阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列(ALMA),其觀測能力比 SMA 更加強大。」,中研院天 文所也參與了 ALMA 的國際合作計畫,除了為臺灣天文研究環境的建立盡一份心力,也讓 臺灣的天文研究與世界接軌,與全世界一流的天文學家共同探討宇宙的奧秘。 ●

註 1:CCD,電荷耦合元件,可將光訊號轉換成電流訊號,取代傳統底片拍攝影像。現今數位相機都 有使用 CCD。

註 2:原恆星 : 巨大分子雲收縮下出現的天體,是恆星形成過程中的早期階段,原恆星會不斷吸收四 周的氣體,增加自身的質量,最後會形成恆星,正式進入主序星的行列。

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新書介紹

基礎地球科學

99 新課綱 ; 通審取照

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23.5°N

永晝

永夜 春分 3022

北極

北極

北回 冬至 12/22

北回

歸線 太陽

赤道 南回

歸線

南極 永夜

6

歸線

赤道

23.5°N

南回

歸線

夏至 6/22

66.5°N

0° 23.5°S

秋分 9022

南極 永晝

66.5°S


EARTH SCIENCES 【

地球科學

     專刊 】

利用精美的示意圖,讓學生更能了解可見光雲圖和衛星雲圖的差異性。

特色

可見光雲圖 偏灰色代表比較薄 的雲或雲量較少 偏白色代表比較厚的雲 氣象衛星

太陽光

雲 薄 被 弱 光 較 射 反

光被厚雲 反射較強

光被地球表面反射

地球表面

紅外線雲圖

雲偏灰色代表低雲

雲偏白色代表高雲

氣象衛星

星空圖照合成,引人入勝,令人讚歎 宇宙之美。

B 紅外線能量

紅外線能量

A 地球表面

不僅將區域季風氣候圖擴展為全球氣候 圖,底圖也改用地形圖,使得整幅的季 風氣候圖看起來更加精美且完整。

特色

題材生活化、本土案例豐富。

讓學生了解地球科學與我們的生活息息相關。 八八水災

原台21路面

A

A'

深 5 度 10

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原地形面

(

m 15

10 15

)

地球物理測勘法, 應用於臺灣本土的 實際案例。

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電阻率

距離(m) 0

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50

125 181 420 500 ohm-m

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EARTH SCIENCES 【

特色 4

地球科學

     專刊 】

內容國際化、放眼全世界。 125 第五章 燦爛星空

磁 波, 其 中 無 線 電 波 的 波 長 最 得 很 遠, 距 離 甚 至 超 過 120 億 細研究宇宙中的天體,包括脈衝 射、暗物質以及活躍星系等,這 較高。無線電望遠鏡也可以用來 圖 5-14

中美洲波多黎各的阿雷西波

於 可 見 光(10 1 cm 對 10 -5 cm),

(Arecibo)無線電望遠鏡,是現今最大

大( 圖 5-14), 才 有 足 夠 的 解 析

徑 350 公 尺, 除 了 觀 測 脈 衝 星 等 天 體

期 產 生 嚴 重 的 阻 礙。1962 年,

的單一反射面無線電望遠鏡,反射面直 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。

的 原 理, 發 明 了 合 成 孔 徑 無 線 的解析度。其基本原理是:用相 收同一天體的無線電波,兩束波 時,可以等同於一架口徑相當於

州設立世界上最大的合成孔徑無 (Very Large Array,VLA; 圖 36 公里,能達到的最好解析度 測到許多強烈的無線電波源,推 子星、黑洞等天體。

圖 5-15

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

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全華地科專刊【第2期】  

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