呂恬萱《春季星空》杓子與鑽石的樂章...

呂恬萱

你知道全天空共有幾個星座嗎？當你抬頭仰望夜空時，你知道耀眼在你

面前的是哪顆星星嗎？現在就讓我們來大略的認識〝我們看的到的〞星空吧！

《春季星空》

杓子與鑽石的樂章

一、包含哪些星座？

主要星座：大熊座、牧夫座、室女座、獅子座

其他星座：烏鴉座、獵犬座、北冕座、……

圖一：春季星空

二、你一定要認識的幾顆星

1. 北斗七星

A. 目前的北斗七星，七顆星排列像個杓子，由杓口算起依次為天樞

（Dubhe）、天璇（Merak）、天璣（Phecda）、天權（Megrez，七顆星中

最暗）、玉衡（Alioth）、開陽、搖光（Alkaid）。

B. 其中開陽是很有名的雙星，，在它的旁邊有一顆伴星，中國古名為「輔」，

開陽雙星是人類用肉眼發現的第一顆雙星。

圖二：大熊座（Ursa Major）

2. 牧夫座的大角星（Alpha Bootis，Arcturus）

A. 牧夫座的主星大角星，是全天第四亮的恆星。

B. 可以由北斗七星的杓柄往南（約 45 度）順著弧度延伸而找到。

圖三：牧夫座（Bootes）

3. 獅子座的軒轅十四（Alpha Leonis，Regulus）到五帝座一（Beta Leonis，

Denebola）

A. 在羅馬時代時軒轅十四被稱之為「獅子的心」。

B. 全天空中位於黃道上唯一的一等亮星，所以經常被月球、行星所遮掩。

C. 通常我們在看獅子座的時候，都會先找到軒轅十四才找到五帝座一。

D. 五帝座一在獅子座的尾巴，是獅子座的β星（位於軒轅十四的東方，稍

偏北），我們可以利用獅子屁股的小直角三角形來尋找。

圖四：獅子座（Leo）

4. 室女座的角宿一（Spica）

A. 春夜裡晚上 9 點鐘左右，抬頭仰望偏南處的亮星大概就是角宿一了，

它是全天第十五顆亮星。

B. 大角星和角宿一被稱為春夜裡的夫妻星，因為當大角星由東方升起一

小時後，就可以看到角宿一在稍南的地方冉冉升起。

圖五：室女座（Virgo）

5. 北冕座的貫索四（Alpha Coronae Borealis，Gemma）

貫索四是由北冕座的七顆星中，由西邊算來的第三顆，它是北冕座

的α星，看起來向皇冠上的珍珠，也是全天第六十六亮恆星，在春夜這

個亮星稀少的夜空裡，很容易辨認。

圖六：北冕座（Corona Borealis）

三、如何尋找春季星空？

1. 利用北斗七星找北極星

北斗七星裡的天璇指向天樞的方向，延伸約 5 倍長，就可以找到北極星

了。

2. 春天的大曲線

順著北斗七星柄杓的尾端，畫出一個經過大角星、角宿一，然後抵達烏

鴉座的一個大曲線，我們就稱之為春季大曲線。

3. 春季大三角

大角星、角宿一和五帝座一連起來的三角形，即為春季大三角。

《夏季星空》

牛郎與織女之間，其實一點都不寂寞！


主要星座：天鵝座、天琴座、天鷹座、人馬座、天蠍座

其他星座：武仙座、魔羯座、……

圖七：夏季星空


1. 天鵝座的天津四（Alpha Cygni，Dened）

天鵝座最亮的星，也是全天第十九亮的恆星。

圖八：天鵝座（Cygnus）

2. 天琴座的織女星（Alpha Lyrae，Vega）

A. 天琴座的主星，全天第五亮的恆星。

B. 北天三大亮星之一。北天三大亮星：織女星、五車二、大角星。

圖九：天琴座（Lyra）

3. 天鷹座的牛郎星（Alpha Aquilae，Altair）

天鷹座的主星，表面呈現黃色，全天第十二亮恆星。

圖十：天鷹座（Aquila）

4. 天蠍座的心宿二（Alpha Scorpii，Antares）

A. 全天兩顆最紅的星體之一（另一顆為火星）

B. 心宿二是全天第十七亮的恆星，表面呈深紅色，我們又稱它為天蠍的

心臟。

圖十一：天蠍座（Scoepius）

三、如何尋找夏季星空？

1. 夏季（直角）三角形（Summer Triangle）

A. 找到夏季星空最明顯的三顆亮星，並將他連成一個直角三角形

B. 位於直角處的那顆星就是織女星

C. 另外兩顆星，與織女星相隔較遠的是牛郎星，另一顆則為天津四。

※夏季星空在天氣很好的時候可以看見的星星非常多（實際觀測時會難以

辨認星星），可見銀河。

《秋季星空》

不耀眼，卻如童話故事般的神秘動人


主要星座：飛馬座、仙后座、仙王座、仙女座、英仙座、雙魚座

其他星座：寶瓶座、南魚座、三角座、……

圖十二：仙后座（Cassiopeia）

圖十三：秋季星空


1. 飛馬座和仙女座的壁宿二（Alpha Andromedae，Alpherate）

A. 飛馬四邊形靠東邊最亮的那一顆星，就是壁宿二了

B. 壁宿二是仙女座的α星。

圖十四：飛馬座（Pegasus）圖十五：仙女座（Andromeda）

2. 英仙座的大陵五（Beta Persei）和天船三（Alpha Persei）

A. 大陵五是英仙座的β星，一顆食變星

B. 主星天船三，位在仙后座和御夫座之間。

圖十六：英仙座（Perseus）

3. 仙王座的造父一（Delta Cephei）

仙王座沒有特別亮的亮星，但δ星（造父一）是很出名的變星。

圖十七：仙王座（Cepheus）

4. 南魚座的北落師門（Alpha Piscis Austrini，Fomalhaut）

A. 北落師門是秋夜中，南方的一顆亮星，南魚座的α星

B. 利用秋季四邊形靠西方的兩顆星，向南延伸約 3.5 倍長，看到一顆很亮

的星那就是北落師門了。

5. 鯨魚座的土司空與芻蒿增二（Omicron Ceti）

A. 最亮的星是β星（土司空），可由四邊形靠近東邊的兩顆星向南延伸找

到

B. 鯨魚座的ο星（英文名 Mira），也就是米拉變星，是天空中三大變星之

一

C. 米拉變星是因為本身的膨脹收縮而改變光度的恆星。

三、如何尋找秋季星空？

1. 秋季四邊形（Great Square of Pegasus）

A. 飛馬座四邊形的大小，大約是把手伸直手掌撐開的大小

B. 秋季的亮星比較不多，要有訣竅的找到四邊形才比較好認出其他星

座。

2. 利用仙后座找北極星

A. 仙后座的 W 形在秋空中相對容易辨認，我們可以利用它找出北極星

B. 利用仙后座找北極星的方法（如圖十二）。

《冬季星空》

一個乾淨、清晰的夜空，愛上夜空的第一步


主要星座：獵戶座、大犬座、小犬座、金牛座、御夫座、雙子座

其他星座：天兔座、南船座、……

圖十八：冬季星空


1. 獵戶座的參宿四（Alpha Orionis，Betelgeuse）和參宿七（Beta Orionis，

Rigel）

找到獵戶座的腰帶後，就可以在其東北方找到獵戶座的紅色α星（參

宿四），和在西南方的藍白色β星（參宿七）。

圖十九：獵戶座（Orion）

2. 大犬座的天狼星（Alpha Canis Mauoris）

A. 獵戶座的腰帶連線，往東南方的方向可以找到天狼星

B. 天狼星 -1.5 等，是全天空最亮的恆星（太陽除外），獵戶座的α星。

圖二十：大犬座（Canis Major）

3. 小犬座的南河三（Alpha Canis Minoris）

小犬座在獵戶座的東方，他的主星南河三是全天第八亮的恆星。

圖二十一：小犬座（Canis Minor）

4. 雙子座的北河三（Beta Geminorum，Pollux）和北河二（Alpha Geminorum，

Castor）

A. 北河二是雙子座的α星（較北），北河三是β星（較南）

B. 其中北河三比北河二要亮，這兩顆星如同雙子座裡兄弟的頭。

圖二十二：雙子座（Gemini）

5. 御夫座的五車二（Alpha Aurigae，Capella）

A. 御夫座西北角最亮的一顆星，也就是它的主星五車二

B. 南邊和金牛座共用的亮星為五車五，已被劃入金牛座。

圖二十三：御夫座（Auriga）

6. 金牛座的畢宿五（Alpha Tauri，Aldebaran）和昴宿星團（Pleiades）

A. 金牛座的α星畢宿五，橘紅色，冬夜裡最早出現在東方地平線的亮星

B. 在畢宿五的西北方（可以先用餘光看），可以看到昴宿星團，也就是俗

稱的七姊妹，天氣很好、眼睛很好的話真的可以數到七顆！

圖二十四：金牛座（Taurus）

7. 南船座的老人星（Alpha Carinae，Canopus）

A. 南船座被分成船底、船帆、船艫和船檣四個星座

B. 船底座是最南也最出名的星座，因為它包含了全天第二亮星（老人星），

老人星在天狼星的南方，通常可以在南方地平線附近找到。

三、如何尋找冬季星空？

1. 冬季大三角（Winter Triangle）

由參宿四、天狼星、南河三組成的冬季大三角（似正三角形）。

2. 冬季大橢圓

從獵戶左腳的參宿七開始，把參宿七→天狼星→南河三→北河三→北河

二→五車二→畢宿五接起來，再連回參宿七就是一個冬季大橢圓了。

※參考資料：

1.天文觀星圖鑑 / 里德帕斯（Ian Ridpath）著 / 2007.10 貓頭鷹出版

2.星星的運動與四季星空

蔡舜宇

一、太陽系的結構

與太陽距離

(天文單位)

公轉週期

軌道

離心率

表面

溫度

( ℃)

最亮

星等

最大

視直徑

太陽 0 -- -- 5780K -26.72 32 分

水星 0.39 87.97 日 0.20563069 -173~427 -1.9 11 秒

金星 0.72 224.7 日 0.0068 420~485 -4.4 61 秒

地球 1 365.24 日 0.01671022 -88~58 -- --

火星 1.52 686.93 日 0.934 -87~-5 -2.8 18 秒

小行星帶 2.8 -- 0.07 -73 灶神星

5.4 等

穀神星

0.48 秒

木星 5.2 11.8565

年

0.04839 -148 -2.8 47 秒

土星 9.54 29.448 年 0.0541506 -178 0.4 43 秒

(環)

天王星 19.2 84.02 年 0.047168 -216 5.6 4 秒

海王星 30.06 164.79 年 0.00859 -214 7.9 2.3 秒

柯伊伯帶 39.5~48 -- 大 -230 冥王星

15 等

鬩神星

0.04 秒

彗

星

短周

期

柯伊伯帶以

內

200 年以

下

大 -- -- --

長週

期

奧爾特雲以

外

200 年以

上

極大，甚至

為拋物線

-- -- --

奧爾特雲 5~10 萬 -- -- -- -- --

二、太陽系概論

太陽系屬於一單恆星系統，也就是說，太陽系中只有一個恆星。或許

你會覺得這句話沒什麼重點，太陽系不是一顆恆星要不然幾顆？這你就錯

了，銀河系中，雙星系統比單恆星系統要來的多，而在雙星系統中，各行

星的軌道很不穩定，有時要繞這顆恆星公轉，有時又要繞那顆恆星公轉，

導致他們的日夜變化、四季交替、自轉軸傾角都不固定，甚至三天兩頭就

有隕石來造訪，所以在那樣的系統中，生命較難形成。這是現在科學家認

為太陽系中能有高等智慧生物的原因之一。

太陽系的結構以太陽為中心，接著是行星，最外圍是奧爾特雲。太陽

的質量佔整體的 99.86％以上，是太陽系的重力中心，也就是說，今天在

太陽系中的各個天體之所以會有緣聚在一起，全是因為太陽引力的原故。

在太陽外一層的物質因重力吸引而形成一顆顆的行星、矮行星、小行星與

彗星；而在更外一層，由於物質密度過低，沒有聚集成較大的天體，也就

是奧爾特雲（就是「歐特雲 Oort cloud」啦，只是我喜歡叫它奧爾特雲），

裡面廣布著彗星的種子，當這些種子往太陽飛進來時，就是彗星了。出了

奧爾特雲後，就是真正的「外太空」，那裡的環境溫度可以低到 3K 以下，

也就是宇宙真正的溫度，物質密度也接近絕對真空；而距離我們最近的恆

星系統，是在四點三光年外，一個三星系統中的南門二。

不過你可千萬別以為太陽系中有多熱鬧。就舉地球與月球來說吧，不

知道在你的想像中，地球與月球有多近呢？地球直徑 12756 公里，月球

3476 公里，而兩者的平均距離是 384402.4 公里。經過簡單的換算，如果

你把地球縮小成一顆乒乓球，月球就只有一顆彈珠左右的大小，而兩者的

距離卻有 90 公分，夠遠了吧？以下這個網站，可以計算縮小的太陽系模

型，只要輸入你想要的太陽直徑，就可以算出來各行星的大小與距離囉！

關於行星的分佈，可以依公轉軌道分為在地球以內的內行星，以及在

地球以外的外行星。除此之外，也可以依性質分為與地球類似的類地行星

和與木星類似的類木行星。

三、太陽系的形成

太陽系的形成跟太陽的形成基本上是同一件事，簡單來說就是一團雲

氣因重力塌陷成一顆太陽。當太陽還沒完全形成時，整個太陽系就好像一

個荷包蛋一樣，蛋白的部分是還沒被吸進去的雲氣，蛋黃是太陽，整個荷

包蛋繞著共同的旋轉中心自轉。太陽在形成時就已經開始吹出太陽風，把

蛋白中的氣體往外吹，留下密度大的石質。被吹到外為的氣體就聚集成一

顆顆的類木行星，而留在內部的石質則聚集成類地行星。這個行成理論可

以解釋至少以下幾個目前觀測到的現象：

1. 密度較大的類地行星都分佈在內層

2. 八大行星的公轉軌道面都很接近

3. 八顆行星的運行軌道離心率都很小

在類木行星的外圍，還有些密度更低的塵埃聚集，但由於密度過低，

重力不足，不會形成像類木行星一般大的行星，於是形成佈滿小行星的柯

伊柏帶。剛剛說的蛋白就是所謂的吸積盤，蛋黃是原始恆星。除此之外，

在整個荷包蛋外還有一個殼層，物質組成也是一些氣體與塵埃，在太陽系

形成的過程中，有些被吸到盤面上成為恆星，其他的則被太陽風往外吹，

與從盤面被吹出來的物質組成奧爾特雲，所以奧爾特雲並非像柯伊柏帶一

樣是帶狀，而是一個殼層，在距離太陽五到十萬個天文單位處。

等到原始恆星開始氫融合反應後，正式形成恆星，盤面上的行星也大

致成形，太陽系也就算是形成了。

四、太陽系的成員

1. 太陽

太陽的結構可概略分為內部結構與大氣結構，而兩個結構又可再細分成

六個結構。

太陽基本物理量

年齡(年) 45 億

赤道半徑(km) 695，000

赤道半徑(地球= 1) 108.97

質量(kg) 1.989e+30

質量(地球 = 1) 332，830

赤道自轉一周時間(地球日) 25.4

極區自轉一周時間(地球日) 36

平均密度(克/立方厘米) 1.41

自轉軸傾斜率(度) 7.25

平均表面溫度(攝氏) 5770 度

核心溫度(攝氏) 14，000， 000

度

光度(千瓦特) 3.9e+27

絕對星等 +4.83

在地球可見最大光度 -26.8

逃脫速度(km/sec) 618.02

恆星類型 G2V

A. 內部結構：

i. 核心（中心 25％太陽半徑）

此處溫度達 1500 萬 K，氣壓為 2500atm，密度為 150g/cm3，在這

種高溫高壓的環境下，原本需要四千萬度才能反應的氫融合反應可以順

利進行，成為太陽系能量的主要來源。氫融合反應是核融合的一種，它

除了讓太陽發光以外，也因為它是一個很強大的爆炸，所以提供了一個

向外炸開的力，抵抗太陽強大的重力而不至於使太陽整個塌掉。簡單來

說，這個反應是 4 個氫→1 個氦+能量+ 2 個微中子，那個「能量」就是

太陽光，不過要特別注意的是，這個光不是可見光而是γ射線，而且這

個光很辛苦，它必須經過一百萬年的舟車勞頓才能抵達太陽表面，而且

能量已經大幅減少，少到溫度只剩六千度左右，成為我們所看的見的可

見光。核心每秒有 6.2×1011 公斤的氫反應，其中 0.7％的直量會轉換成

能量，也就是 434 萬公噸，經由質能轉換公式，核心功率為 3.846×

1026W。

ii. 輻射層（25％至 75％太陽半徑）

此處能量主要以輻射方式傳遞，幾乎沒有對流產生，密度也下降特

別快，從 20 g/cm3 到 0.2 g/cm3。光子在此處幾乎每跑一公分就會碰到

物質粒子，被物質粒子吸收，使物質粒子升溫，然後物質粒子再放出自

己的輻射光。這樣輻射光的光能因物質粒子的層層吸收而下降，輻射層

的溫度也從七百萬度降到兩百萬度。另外值得一提的是，輻射層和下一

層的對流層之間有個過渡帶，因為輻射層沒什麼對流，所以自轉速度一

致；而對流層都在對流，自轉速度不一，中間便形成一個不連續的過度

面，裡面的液態金屬氫在此流動，有就產生了強大的太陽磁場。

iii. 對流層（75％~接近表面）

此處相對於輻射層，能量主要以對流的方式向外傳遞，而因此溫度

下降很快。對流層底部約有兩百萬度，到表面時接近六千度，且其成分

雖為氣體，卻完全不透明，使能量幾乎無法以輻射傳送，傳遞速度較上

一層慢許多。

B. 大氣結構

i. 光球層

此處的氣體開始變得透明，太陽光可以直線向外傳送。光球層的溫

度約為 5800K，在這個溫度下黑體輻射極大值呈黃色，也就造成太陽的

顏色。此層被視為太陽的表面，即我們現在所看見的太陽，而在此表面

上有些特徵值得注意：

太陽黑子：

太陽是氣體，表面的自轉

速度不一，因此造成太陽磁場

的磁力線扭曲。當磁力線在某

個範圍內特別集中時，會產生

黑子爆炸，形成太陽黑子。此

區域的溫度特別低，約 3800K，

故相對看起來是黑的。黑子有

本影區和半影區，且通常成對

出現，一個為 N 極，另一個為

S 極。由於太陽的磁場每十一

年倒轉一次，黑子分佈的變化

也就每十一年為一週期。另外

要特別注意，磁場每十一年倒

轉一次，也就是每二十二年才會回到原本的磁場，黑子的變化也是如

此。

米粒組織：

這個組織來自於下方對流層對流的結果，從表面看起來就好像米粒，

或是湧泉一樣。

ii. 色球層

此處開始溫度隨高度升高而升高，密度隨高度升高而降低。色球層

的密度僅為光球層的萬分之一，故只有在日全蝕時可見。此處距離太陽

表面遠，電漿粒子所受到的磁力線束縛也降低，故溫度可以升高到幾萬

K。在色球層有兩個常見的現象：日珥和閃焰。日珥是太陽表面的電漿

受到黑子磁力線的影響衝出表面，再從另一個黑子回到表面，看起來就

像一個耳朵；閃焰是小區域內溫度特別高的大氣產生的爆炸，爆炸大的

時候會放出特別多的太陽風，影響地球的通訊。

iii. 日冕層

這裡的密度比色球更低，溫度比色球更高。密度平均只有 10-9atm，

而溫度甚至可高達 300 萬 K。同樣的，日冕也只有在日全蝕時可見，

而其厚度可達太陽半徑的 1.3 倍。日冕層向外會吹出每秒一百萬噸的太

陽風，成分為帶電粒子組成的電漿以及少許的塵埃，當這些太陽風吹到

行星的磁場中時，會在磁極處進入大氣，並摩擦產生極光。

2. 行星

A. 水星

平均日距 57，910，000km

(0.38 AU)

赤道半徑 2，440 km

平均體積(地球=1) 0.056

平均質量(地球=1) 0.05527

平均密度 5.43 g/cm3

表面重力(地球=1) 0.376

脫離速度 4.25km/sec

赤道傾斜角 0。

公轉周期 87.99 地球日

自轉周期 58.65 地球日

視半徑 5.49

極大光度 -2.4

表面溫度 -173。C(夜晚) ~ 430。

C(白天)

表面特性氧化矽

大氣成份微量鈉蒸氣

衛星數 0

水星是太陽系體積最小、質量最小、離太陽最近以及密度最大的行

星。除此之外，它的表面佈滿隕石坑，繞行太陽的軌道也特別扁，因此

科學家推測，水星在形成之初，質量其實是現在的 2.5 倍，但不久後被

一顆直徑一百公里的小行星撞擊，損失了大部份的質量，軌道也被撞歪

了，才有現在的結果。另外我們也推測，水星有一個超級大鐵核，約佔

水星的三分之二到四分之三，而表面的矽酸鹽只是一層薄薄的殼。另外

我們發現，水星有微弱的磁場，約為地球的 1.1％，故猜測內部可能存

在液態的鐵。

由於水星的引力太小，表面的大氣很快就逸散了，只剩下現今極為

稀薄的大氣，且常常受到隕石撞擊而佈滿坑洞。除此之外，質量小的水

星熱容量也小，所以冷卻的特別快，進而產生劇烈的收縮。據估計，水

星的體積收縮了 5％，表面上因此裂開了許多峽儲谷與峭壁。

水星的晝夜溫差從 430℃到-170℃，是太陽系中日夜溫差最大的行

星。不過在兩極有些巨大的環形山，直徑約有一百公里，那裏終年不受

日照，又從那裏觀測到強大的雷達回波，因此推斷那裏可能有冰，可以

作為接下來移民時的目的地。除此之外，水星的公轉週期為自轉週期的

二分之三倍，也就是說，在水星上看到兩次日出之間的時間，等於水星

的兩年。

B. 金星

平均日距 108，200，000km

(0.72 AU)


平均體積 ( 地

球=1)

0.857

平均質量 ( 地

球=1)

0.815


表面重力 ( 地

球=1)

0.91


赤道傾斜角 177.4。


自轉周期 -243.02 地球日

視半徑 30.16

極大光度 -4.7

表面溫度 472。C

衛星數 0

金星的表面溫度為行星之最，雖然它不是離太陽最近的行星。金星

表面大氣壓為 90atm，且含有 96％的二氧化碳，因此造成超級無敵溫室

效應，溫度超過四百度。除此之外，金星是一顆還沒冷卻的行星，表面

火山活動劇烈，地熱也不斷加溫；而火山噴出的硫氧化物在天上形成濃

厚的硫酸雲（注意，在這個大氣壓下水的沸點約三百度，故早就蒸乾了，

無法成雲），這個硫酸雲使金星看起來是黃色的，並且擁有四分之三的

超級反照率。有了這樣的反照率，再加上他是距離地球最近的行星，使

他成為夜空中視星等僅次於月亮的星星，最亮可達-4.5 等。

金星的自轉軸傾斜 177.4 度，也就是說他們家的太陽是從西邊出來

的。而且由於自轉方向與公轉方向相反，自轉週期又接近公轉週期，所

以說，金星上的一年只有兩天。

古時候的人看金星，當金星在東天時，日出前會看到它；當金星在

西天時，日落後會看到它。古代人以為他是兩顆星，於是把黎明的那顆

叫啟明星，黃昏的那顆叫長庚星。另外金星還有一個大家耳熟能詳的古

稱，就是太白。

C. 地球

平均日距 149，600，000km

(1.00 AU)


平均體積 1.083×1012km3

平均質量 5.974×1024kg


表面重力 9.80665 m/s2





視半徑－

極大光度－

表面溫度 -40 ~ 45。C

衛星數 1

地球在太陽系中密度僅次於水星，體積與質量則為類地行星之冠。

另外值得一提的是，地球上的水實在多得不太正常，科學家認為這些是

被彗星帶來的。地球有一顆全太陽系第五大的衛星，它的潮汐力可以穩

定地球自轉軸的擺動，使四季穩定；而關於月球的起源，目前一般認為

是地球在形成時，有一顆火星大小的小行星撞擊，被撞出地球的碎石凝

聚而成的。

D. 火星

平均日距 227 ， 940 ，

000km (1.52

AU)

赤道半徑 3，397km

平均體積 ( 地

球=1)

0.105

平均質量 ( 地

球=1)

0.1074

平均密度 3.93g/cm3

表面重力 ( 地

球=1)

0.38





視半徑 8.94

極大光度 -3

表面溫度 -140 ~ 20。C

衛星數 2

火星表面上發現了很多水流沖蝕過的痕跡，表示曾經有水；另外，

火星大氣中甲烷的分佈和水氣接近，代表火星上很可能還存在著生命。

但儘管如此，火星的環境仍然非常嚴苛。它和水星一樣，是一顆已經冷

卻的類地行星，而且氣壓低，只有 700Pa；大氣主要成分與金星一樣，

二氧化碳占了 95.3％，使的天空呈粉紅色的。火星的軌道很扁，因此近

日點與遠日點接收到的日照強度差了 45％，氣候變化惡劣；又因火星

不像地球有月球這樣大顆的衛星提供潮汐力，他的地軸擺動達約十度，

四季變化亦劇烈。火星表面上佈滿含有氧化鐵的沙漠，使的他看起來是

紅色的；而在夏天時，這些沙漠會隨著強大的對流氣流吹起全球性的沙

塵暴，連南北極的冰冠也會被蓋住，整顆火星顏色接近黃色。

火星上有太陽系最大的水手大峽谷以及最高的奧林帕斯火山。

水手大峽谷深 2~7 公里，長約四千公里，即為腰斬美國的長度；奧林帕

斯火山的山頂比旁邊的地面高出兩萬四千公尺，且光一個火山口直徑就

達六百公里，而旁邊的地面又比地表高出六千公尺，整座山看起來就像

是高出火星表面三十公里，擺在地球上，已經在平流層中間了。

E. 木星

平均日距 778，330，000km

(5.20 AU)


平均體積 (地

球=1)

1，321

平均質量 (地

球=1)

317.83


表面重力 (地

球=1)

2.37



公轉周期 4，332.67 地球日


視半徑 23.46

極大光度 -2.8

表面溫度 -110。C

衛星數 63

木星的成分與太陽接近，四分之三的氫與四分之一的氦，而木星內

部的氫受到高溫高壓的作用，液化成性質接近金屬的液態金屬氫，當它

流動時，便產生電流與磁場，此為類木行星的磁場來源。木星的磁場特

別強，為地球的兩萬倍，而它所造成的極光，在地球上也能透過望遠鏡

觀測到。木星的質量為行星中最大，是其他行星總合的 2.5 倍，若是在

大八十倍，則它的核心會發生核融合反應而形成恆星。另外，木星的體

積每年縮小兩公分。據理論計算，木星的直徑曾經達到七十萬公里，在

縮小的同時，位能轉換成熱能釋放出來，因此我們探測到木星在單位時

間內所放出的能量為其從太陽光吸收到能量的四倍。木星有一顆至少被

觀測三個世紀都沒消失的大紅斑，是一個超級大颱風，面積由三個地球

大。為什麼木星上會有這麼大的風暴，原因目前還沒有定論；至於為什

麼是紅色的，科學家推斷應該是紅磷的顏色。此外，木星上有橫條紋，

是木星內部對流的結果，其中寬帶顏色較淺，是熱對流上升處；窄帶顏

色較深，為下降處。

木星還擁有全太陽系最多的衛星另外木星的特徵莫過於他的四大

衛星，又稱為伽利略衛星：

i. 木衛三甘尼米德，太陽系最大的衛星，擁有稀薄的大氣，成分與歐羅

巴一樣為氧氣。另外有微弱磁場，推論擁有液態鐵核。

ii. 木衛四卡里斯多，木星第二大衛星，擁有海洋鹽，造成區域性的磁性，

然而不足以成為磁場。它也有稀薄的大氣，主要成分為二氧化碳。和

甘尼米德與歐羅巴不同的地方是，它的表面不是單純的矽酸鹽石質，

而是含有 40％的冰，構造也較簡單。

iii. 木衛一埃歐，木星第三大衛星，與其他三顆衛星最大的不同是，它的

表面到處都是活火山。這是因為它的位置位於三顆衛星與木星之間，

受到的潮汐力不小，在自轉的同時地殼內部產生的摩擦使岩石熔解。

它也有稀薄大氣，成分是火山噴出的二氧化硫。

iv. 木衛二歐羅巴，木星第四大衛星，比月球小，性質與甘尼米德類似，

也有氧氣為主的稀薄大氣，另外結冰的表面下還有海洋，其溫暖處很

可能有生物。

F. 土星

平均日距 1，429，400，

000km (9.54

AU)


平均體積

(地球=1)

755

平均質量

(地球=1)

95.16


表面重力

(地球=1)

0.94


赤道傾斜

角

26.7。

公轉周期 10，759.71 地

球日


視半徑 9.71

極大光度 -0.5


衛星數 61

土星的密度是行星中最低的，比水還低，也就是說你把它丟到水裡

它會浮起來。土星的形狀也特別扁，赤道軸比極軸長了 11％，觀測它

時透過望遠鏡很輕易的就能看出來。土星的環是行星中最亮也最多的，

主要成分為塵埃、沙子與冰晶。另外土星還有一顆土衛六泰坦，他是太

陽系中唯一有濃厚大氣的衛星，地表氣壓達 1.5atm，且主要成分與地球

一樣為氮氣，使得此處也被認為是很有可能有生命的地方。

G. 天王星

平均日距 2 ， 870 ， 990 ，

000km

(19.218 AU)


平均體積

(地球=1)

63

平均質量

(地球=1)

14.54


表面重力

(地球=1)

0.89


赤道傾斜

角

97.9。

公轉周期 30，689.54 地球

日

自轉周期 -0.718 地球日

視半徑 1.93

極大光度 5.3


衛星數 17

天王星是一顆很光滑的行星，表面沒有像木星與土星般的橫條紋，

也沒有像木星與海王星的大紅斑或大黑斑，是一顆顏色單純的綠色行星。

綠色的原因是因為他的大氣中有 2％的甲烷，會濾掉其他顏色的光。另

外天王星還有一大特徵是它的自轉傾斜角達九十八度，幾乎是躺著轉的，

除了赤道附近能感受到快速的晝夜交替外，其他地方的一天都等於一年，

光個白天就可以有 42 個地球年。天王星也有環，且豐富僅次於土星。

值得一提的是，據探測，天王星的核應該為矽酸鹽的石質，因此它

的磁場應該來自於函的液態金屬氫，而不像木星與土星是來自於核。它

的磁偏角也特別大，與自轉軸夾角達六十度。

H. 海王星

平均日距 4，504，000，000km

(30.06 AU)


平均體積

(地球=1)

58

平均質量

(地球=1)

17.15


表面重力

(地球=1)

1.11


赤道傾斜

角

27.8。

公轉周期 60，184.69 地球日


視半徑 1.17

極大光度 7.8


衛星數 8

海王星的發現過程是天體物理學計算的結果，因為當時大家發現天

王星的軌道與理論值越差越多，推斷應該外面還有顆行星影響它的軌道，

於是先計算出了這顆行星的位置與質量，再將砲口全部對準那裡，果然

找到海王星。

要特別注意的是，海王星體積比天王星小，但質量卻比它大。海王

星擁有類木行星中最大的密度。而在海王星的表面發現了大黑斑，也是

一個大颱風，不過他不像大紅斑一樣永垂不朽，有時候這個大黑斑會不

見，過幾年才再出現。海王星上吹著太陽系中最強的風，時速達 2000 公

里，也就是兩個小時可以逛完水手大峽谷。另外他的大氣中還有比天王

星還濃的甲烷，使得成色為藍色。

3. 小行星帶

太陽系的小行星主要集中在兩處：火星和木星之間的小行星帶與海

王星外的柯伊柏帶，組成分子均是形狀不一定規則的小行星體，而柯伊

柏帶上因為溫度低，還會出現大冰塊參雜灰塵等小行星。

小行星帶的發現來自於波德-題丟斯定律(Titius-Bode law)：r=0.4+0.3

×2n，其中 r 為行星到太陽的距離，單位為天文單位；n 帶入以下的數字，

可以很規律的算出每顆行星的距離：

天體 n 定律解實際距離（ＡＵ）誤差％

水星－∞ 0.4 0.3871 3.3325

金星 0 0.7 0.7233 3.2213

地球 1 1 1.0000 0.0000

火星 2 1.6 1.5237 5.0075

（小行星帶） 3 2.8 （2.77）（1.083）

木星 4 5.2 5.2026 0.4998

土星 5 10 9.5549 4.6583

天王星 6 19.6 19.2184 1.9856

海王星 7 38.8 30.1104 28.8591

（古柏帶) （39.5～48）（1.772～19.167）

這個公式只是經驗公式，沒有任何物理意義。其中，n 帶 3 的地方原

本還沒發現任何行星，當時的人就認為那裡應該要有個東西，於是大家

就又把砲口全部對準那邊，還真的找到了一顆穀神星。但是過不久，又

有人在同樣的距離上方現了智神星、灶神星、婚神星等小行星，才發現

那裡不是一顆行星，而是一群星帶。

這些小行星之所以沒有形成一顆行星的原因，是因為木星、火星與

太陽的引力拉扯下，潮汐力太強，沒辦法凝聚成一顆行星。除此之外，

小行星也可以出現在其他行星的軌道上，也就是拉格朗日點上，隨著行

星繞著太陽運行。

4. 彗星

彗星是軌道特別扁的太陽系天體，主要成分為冰參雜塵埃，稱為髒

雪球。在進入海王星軌道時，會被吹出兩條彗尾，一條是離子尾，受到

太陽風的吹拂而存在，故永遠背向太陽；另一條是塵埃尾，受到慣性的

作用而飄在彗核後面。彗星可分為週期彗星與非週期彗星，而週期彗星

又可分為長週期與短週期。長週期彗星的來源為柯伊柏帶之外的奧爾特

雲，短週期則是在柯伊柏帶之內。

五、系外行星

在太陽系外是否存在著與地球相似的行星，同於孕育著外星生命？為

了解答這個疑問，天文學家過去便已透過地面望遠鏡搜尋浩瀚星河中有可

能存在生命跡象的星球。為了擺脫地面望遠鏡的限制，2009 年台灣時間三

月六號美國航空暨太空總署（ＮＡＳＡ ) 發射克卜勒太空望遠鏡，以解答

這長期以來的疑問：究竟地球是否為這宇宙中唯一能孕育生命的星球。

天文學家普遍相信太陽系外存在其他行星。然而此一信念，直至西元

1990 年代發現了第一顆系外行星才被證實。一般而言，偵測系外行星最大

的挑戰來自於其亮度會較其母恆星黯淡許多；在這裡對幾種偵測方法做簡

略的介紹：

1. 天體測量法：

這是最早用來搜尋系外行星的方法。若一顆恆星具有行星，則會因

行星重力的影響，繞著與行星的共同質心進行一微小半徑的軌道運動。

但因此軌道半徑極小，不易被偵測到。若使用地面望遠鏡是很難測量到

此一恆星的運轉變化，故成功率極低。

2. 視向速度法：

此一方法與天體測量法相似，均是利用恆星受行星作用影響而繞一

小半徑軌道運轉的特性，但是測量的為此恆星遠離地球與接近地球時的

速度，也就是運用都卜勒效應的原理，從該恆星的光譜譜線中推測出來。

是目前最成功的方法。

3. 凌星法：

上述所提方法，能偵測的行星的質量，但對於行星的實際大小卻無

法獲得。凌星法則可用來測得行星的大小，但其先決條件是，該行星須

能通過其母恆星與地球的連線。凌星法是利用如在地球上觀測水星、金

星凌日的現象，當行星通過恆星表面時，恆星的光度會有所改變。藉此

方法可以估計出此行星的大小。但有其缺點：行星通過恆星表面又能從

地球上觀測的機會不大，且當此行星軌道過大時機率更是降低很多。故

若使用此方法搜尋行星，需搭配其他方法加以驗證。然而使用凌星法的

好處，便是當行星掠過恆星表面時，該恆星光線經過行星表面大氣，藉

由分析此時的恆星光譜，可獲得該行星的大氣性質，進而推估該行星適

居與否。

搜尋系外行星並不是使用單一方法即可證實，隨著科技的進步與技

術的發展，系外行星的搜尋往往是用多種搜尋方法加以校正證實。隨著

系外行星的發現，科學家可以更具體地探討是否在這些行星中存在著生

命。目前所發現的系外行星多為體積大於木星的氣體行星，一般認為生

命無法在該環境下生存。為了尋找可能具生命生存的系外行星，2009 年

3 月發射的克卜勒望遠鏡便有能力搜尋類似地球大小的行星。

※參考資料：

1.光與物質小站

http://residence.educities.edu.tw/listeve/Htm/Space/neptune-title.htm

2.教育部學習加油站—太陽

http://content.edu.tw/senior/earth/tp_ml/sun/sunspots.htm

3.CCC Heep Who College—天文組

http://www.ccchwc.edu.hk/webpage/01_02/astronomy/

4.台北市立天文科學教育館

www.tam.gov.tw

5.國立成功大學

http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/sun/sun.html

6.太陽

http://content.edu.tw/senior/earth/tp_ml/sun/index.htm

7.太陽系小百科

http://web.fg.tp.edu.tw/~earth/learn/solar/main.htm

8.維基百科

http://zh.wikipedia.org/wiki/Wikipedia

9.宇宙新事實！新．太陽系全解/井田茂．中本泰史著

蘇志騰

一、何謂深空天體？

1. 深空天體 (Deep Sky objects) 通常用於業餘天文界，是指天上除太陽系天

體(包括行星、恆星、彗星、小行星、衛星)以外的天體，亦泛指星團、星

雲和星系。

2. 深空天體目錄有下列三種

A. 梅西爾天體列表

指由 18 世紀法國天文學家梅西爾所編的《星雲星團表》中列出的

約一百個天體。梅西爾本身是個彗星搜索者，他結集這個天體目錄是為

了把天上形似彗星而不是彗星的天體記下，以方便他尋找真正的彗星時

不會被這些天體混淆。現在知道，梅西爾天體中有星系、星雲和星團。

但是對於僅僅對尋找彗星有興趣的梅西耶，統統把它們歸成一類，即類

似彗星的天體。

1774 年發表的《星雲星團表》第一版記錄了 45 個天體，編號由

M1 到 M45。1780 年增加至 M70。翌年發表的《星雲星團表》最終版

共收集了 103 個天體至 M103。現時梅西爾天體有 110 個，M104 至

M110 是後人把由梅西爾及他朋友皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）所發

現而未被編入《星雲星團表》的天體所加入的。

B. NGC 天體列表

星雲和星團新總表（New General Catalogue of Nebulae and Clusters

of Stars，NGC）是在天文學上非常著名的深空天體目錄，它收錄了 7,840

個天體。星雲和星團新總表是最大的綜合目錄，它包含所有類型的深空

天體。

C. IC 天體列表

星雲星團新總表續編(IC)，也稱為星雲總表。它實際上是星雲星團

新總表(NGC)的補遺。

二、深空天體的分類

1.

2. 星雲(Nebula):星雲是由宇宙中的氣體和塵埃微粒組成的天體。雖然它們

密度低，但由於星雲體積龐大，所以總質量很大。組成星雲的氣體是氫。

A. 按形態區分，星雲有

i. 瀰漫星雲(diffuse nebula)，瀰漫星雲呈不規則形狀，廣闊稀薄。它們的

直徑在幾十光年左右，密度平均為每立方厘米 10-100 個原子。著名的

瀰漫星雲有獵戶座大星雲、馬頭星雲等。

ii. 行星狀星雲(planetary nebula)和，行星狀星雲則呈圓、橢圓或環狀，中

央有高溫的核心星。在小質量星球接近死亡時，核心會大量向外擴散

氣體和塵埃，它們吸了當中的高能量就形成能發出光芒的星雲。

iii. 超新星殘骸(supernova remnants)，超新星遺跡是由超新星爆發後拋出

的氣體形成。最有名超新星遺跡是金牛座中的蟹狀星雲 M1。

B. 按發光性質分類，星雲可分為

i. 發射星雲(emission nebula)，發射星雲即星雲內的氣體吸收到中心或附

近高溫恆星的紫外輻射，使星雲能發光，例子有 M42 獵戶座大星雲。

ii. 反射星雲(reflection nebula)，反射星雲即星雲因散射(scattering)或

反射(reflection)附近低溫恆星的輻射而成為光度較發射星雲暗弱的星

雲。

iii. 暗星雲(dark nebula)。前兩類均為亮星雲，要借助其他星體才能「發」

光。暗星雲和亮星雲並沒有本質的差別，只是在暗星雲附近沒有亮星

提供紫外輻射，因此它既不發光，也沒有光供它反射，要吸收和散射

來自它後面來自恆星密集的銀河以及瀰漫星雲的光線，才可以被發現。

著名的暗星雲有獵戶座裏的馬頭星雲。

3. 星團（cluster）是指一群群聚集的恆星，它們有共同的起源，並沿著相同

方向運動。恆星是在星雲中誕生的，而一般星雲在形成恆星時，常是一

大群一起形成的，這樣就形成了星團。據星團中的恆星數目和疏密程度，

星團可分為疏散和球形星團兩種：

A. 疏散星團 (open cluster)沒有特別的形狀，其直徑亦不很大，星星的數

目由數十至數百顆不等，它們疏落不規則地分佈著。它們大部分都是

分佈在銀道面上(銀河系的旋臂)。金牛座的 M45 七姊妹星團就是疏散

星團。

B. 球形星團(globular cluster)的星數較多，較大的球狀星團的恆星數能達

數十萬、百萬顆。球狀星團是在銀河誕生之初就開始形成，當時物質

仍然均勻的分佈在整個銀河系中，所以球狀星團也是均勻的散佈在銀

河的各個角落。它們組成的恆星較老，所有的恆星均繞著其中心而運

轉。

4. 星系 (Galaxy)由恆星、塵埃和氣體組成的最大集團叫做星系。星系依外

形大致可分成橢圓星系、旋渦星系和不規則星系三種。

A. 橢圓星系(Elliptical Galaxies)是幾乎不帶星際氣體，並多是由年老星球組

成的的星系，外觀呈橢圓。有些位於星系團中心的橢圓星系會吞沒它

周圍的星系，成為更大星系。

B. 螺旋星系是大多數星系的外型，它們又被稱為漩渦星系(Spiral Galaxies)。

這種星系是由旋轉的巨大氣體形成。它們的一個中心區域，叫核球，

包含著許多恆星。團繞它的是一個圓盤，這種天體圓盤的旋臂很發達，

有著豐富的氣體，每通過旋臂重力界面就成為星系衝擊波並被壓縮，

促進星球的形成。因此螺旋星系的旋臂部位集中了很多年輕新形成的

星球。

C. 不規則星系則是成長特別慢的星系。這些星系並仍在緩慢地大量繁衍

著幼星。因為不規則星系內部擁有雖慢但卻很劇烈的恆星形成活動，

所以天文學家會研究它們以進一步得知恆星是如何形成的。

三、電波望遠鏡及觀測天體

觀測深空天體時，可直接以肉眼觀測、也可透過光學望遠鏡觀測，另

外亦可以無線電望遠鏡觀測

1. 電波望遠鏡：電波望遠鏡是主要接收天體無線電波段輻射的望遠鏡。電

波望遠鏡的外形差別很大，有固定在地面的單一口徑的球面電波望遠鏡，

有能夠全方位轉動的類似衛星接收天線的電波望遠鏡，有電波望遠鏡陣

列，還有金屬桿製成的電波望遠鏡。1931 年，美國貝爾實驗室的央斯基

用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。隨後美國人格羅特·雷伯

在自家的後院建造了一架口徑 9.5 米的天線，並在 1939 年接收到了來自

銀河系中心的無線電波，並且根據觀測結果繪製了第一張無線電天圖。

知名電波望遠鏡如 ALMA。

2. 觀測波段：無線電波波段中，比較重要的是 21 公分線，又被稱為氫線，

21 公分輻射（hydrogen line, 21 centimeter line or HI line）是指由中性氫原

子因為能階變化而產生的電磁波譜線。頻率是 1420.40575177 MHz，相當

於在太空中波長 21.10611405413 公分。在電磁波譜上的位置是微波。

這個波長的輻射經常在無線電天文學上被應用，尤其無線電波可以穿過

對可見光是不透明的星際雲等巨大星際介質區域。

四、觀測成果：

因為電波望遠鏡，20 世紀 60 年代的天文學有了四大發現，其中脈衝

星、類星體與電波望遠鏡有密切相關

1. 脈衝星：脈衝星是中子星的一種，為會週期性發射脈衝信號的星體。

2. 活動星系核（AGN）

是一類中央核區活動性很強的河外星系。AGN 在各無線電波段都發出很

強的輻射類星體發現以來，又相繼發現了許多具有類似特徵的天體，都

是系外星系，統稱為活躍星系核。

A. 明亮的緻密核區；

B. 光譜具有很高的紅位移，表明距離遠在宇宙學尺度上，同時光度很高，

遠遠高於普通的星系。

C. 具有快速的光變，光變時標從數小時到到數日不等，顯示其尺度只佔

整個星系的很小一部分。

D. 光譜中有非常寬的發射線；

E. 具有非熱輻射譜；

F. 具有光學或無線電的噴流現象。

劉醇宇

一、史前時代的星空信仰

1. 因努伊特人(Inuit)的月亮精靈代表了他們

對月亮的崇拜，因為身處北極圈所以終

年陽光與星星都難以觀察到，在他們的

文化中，月亮取代太陽擁有崇高的地

位。

2. 納斯卡草原(Nazca Lines)上 150 英尺長的

蜘蛛圖案是其中最特殊的一景，在大草

原上有各式各樣的線條與幾何圖形，其

中少數帶有天文意義的但宗教意義才是

主要目的。

二、古代的天文學發展

1. 最早的天文學紀錄出現在美索不達米亞平原

(Mesopotamia)，在漢摩拉比王朝(Hammurabi)時期的

觀測紀錄，當時使用陰曆去觀測天象，以今日科技

去推算當時的天文現象，我們可以得知此朝代大約

是西元前 1700 年到 1500 年

2. 最早完整的天文學論述出現於西元前

兩世紀，由希臘化時期的著名學者托

勒密(Claudius Ptolemy A.D.90~A.D168)

完成的『天文學大成』也可譯為『至

大論』(他住在著名的希臘化城市埃及

的亞歷山卓(Alexandria)。與統治埃及

的托勒密王朝並沒有血緣關係)。

托勒密的天文學大成中提出了偏心點理論，他是指說地球並不在太陽所

圍繞的中心上，而是離中心有一段距離，此理論讓模型接近是一個橢圓

形。

依據托勒密提出的理論建立出的模型，從中心到外圍依序是─地球、月亮、

水星、金星、太陽、火星、木星、土星。

3. 泛希臘化時代結合了天文學結合幾何學，發展成為一門科學。其中兩個

案例如下:

A. 阿里斯塔克(Aristarchus)量測了

日月的距離。

B. 埃若塔色尼茲

(Eratosphenes)

利用陽光的偏差角度

去推算地球半徑。

阿里斯塔克第一次提出地球繞日說，他認為太陽以及恆星都是固定

的，而地球是在環繞太陽的軌道上運行，太陽是軌道的中心。但是人們

為何看不到恆星對地球的運動呢？對此，阿里斯塔克認為是因為地球軌

道半徑比起地球和恆星的距離來說太小了，讓我們無法產生視差的變

化。

4. 總結：

古代人對於天文現象的觀察可以皆由他們對於日月的宗教信仰展現

出來，這也是為什麼在四大古文明中都有出現有關於日月的神祉的原因。

到了希臘化時代，希臘人藉由引進幾何學和數學的方法將天文學的許多

數據進行分析，雖然所得到的數據因為當時測量工具並不精準而有所偏

差，不過其原理仍與現代測量無異，是相當難得的古代科學成就。

三、中古時代(Middle Ages)

1. 對中古時代的定義：

A. 羅馬帝國滅亡到君士坦丁堡陷落

B. 西方世界大多數人都不懂希臘文

2. 中古時代的學者貢獻：

A. 將希臘文(古代學者專用)翻譯成

拉丁文(當時的通俗語言

B. 阿拉伯宮廷在巴格達成立智慧

宮翻譯西方著作

C. 神學家將希臘時代的學說融入

基督教的觀點，加強神的權威並

且使用神學的觀點解釋宇宙的

星體運動。以加強教會權威

D. 中世紀的發明：星盤

為了在海上的航行可以辨識方向而

發明，在夜晚時可以藉由及星的位置取

得自身的緯度。此圖為航海用的星盤，

採用中空的構造減少星盤自身造成的風

阻，並在下方增加重量以穩定星盤。

E. 中世紀末的偉大天文學家：哥白尼(Nicolaus Copernicus)

1473 年出生在波蘭土倫，1491 年進入克拉

科夫大學，1497 年三月第一次記錄他的觀

測成果。

哥白尼的著作：天體運行論

哥白尼對偏心點的批評：未能發現宇宙真

正的結構以及其個部份的真正對稱，互相

並不匹配。

哥白尼眼中的太陽系圖依序是太陽、水星、金

星、地球、火星、木星、土星

3. 總結：中古時代因為歐洲的戰亂許多的古代著作都失傳了，其中阿拉伯

人還有東羅馬帝國保存了許多的著作，阿拉伯人將希臘文著作翻譯成阿

拉伯文，在中世紀後期被再度翻譯成拉丁文，促成文藝復興的開始。中

世紀歐洲在天文上並沒有重大的發現，但是在阿拉伯人的天文學因為翻

譯希臘語著作而進步，在曆法上不斷精進，也發現了許多天文現象。

四、文藝復興時期

1. 第古‧布拉赫(Tycho Brahe)記錄下大量的數

據以及改良望遠鏡用於觀測，

2. 第古所有記錄的資料被他的徒弟約翰尼斯‧

克普勒(Johannes Kepler)所用，克普勒依照了

過往的觀測成果提出了克古勒三大定律。

A. 行星的軌道是個橢圓形，而太陽位於其中

的一個焦點上。

B. 行星的繞軌道速度與太陽之間的距離平

方成反比(V 正比於 1/R^2)，意即掃面積速

率相等。

C. 各行星繞太陽公轉周期的平方與他們橢

圓軌道的半長軸立方成正比。

克普勒的假設完全是基於觀察的數據還有大量的基本運算得來，在

他的年代驗證克普勒定律所需要的數學工具還沒有出現。也就是說，在

此定律發現之初我們只知道它會這樣，但是我們不知道它為何會這樣。

3. 伽利略‧伽利萊(Galileo Galilei)：1564 年出生，1610 年使用望遠鏡發現驚

人成果。1632 年在出版了『關於兩大世界體系的對話』後遭到監禁直到

去世。

伽利略發現了月亮表面的變化，月亮表面的坑洞是有規律地變化，

而太陽黑子的發現讓伽利略知道太陽是會旋轉的。

4. 總結：文藝復興時代的天文學家提出了日

心說，已經逐漸改變千年來教會以及前人

的地心說觀點。此時的許多天文學知識都

是以歸納法所提出，許多的現象以及定律

都非常原始且不具備物理解釋，一直要等

到啟蒙時代的眾多大師才能解開這些天文

物理上的意義。

五、啟蒙時代(Age of Enlightenment)

1. 啟蒙時代的天文學快速發展的原因如下：

A. 1.30 年戰爭後，教會無力再限制思想。

B. 觀測儀器的精準度提高。

C. 眾多數學工具的出現(ex.微積分、冪級數、拉氏轉換)

2. 羅伯特‧虎克(Robert Hooke)的三種假設

A. 所有的天體不管是哪一種(恆星、行星、衛星)皆有一種引力或稱重力指

向該物體的質心，這種力量會吸引住天體本身防止他們飛離。

B. 所有天體都會沿著直線方向運動直到他受到了其他作用力才會彎曲或

是進行圓周運動。

C. 物體離引力中心越近，所受引力越大。

虎克所提出的假設許多並不合現今我們所知道的物理概念，在他稍

後的牛頓所提出的三大運動定律中有些與虎克假設相近的概念，是近代

靜力學與動力學中最主要的定律。而牛頓三大運動定律為克普勒定律提

供了完整的物理解釋，並且廣泛應用各類工程。

3. 在此我們總結啟蒙時代的天文學發展

A. 惠更斯(Christiaan Huygens)發現土星的最大衛星─泰坦

B. 哈雷(Edmond Halley)精準的預測了哈雷彗星的回歸

C. 牛頓(Isaac Newton)提出三大運動定律

D. 拉普拉斯(Pierre-Simon marquis de Laplace)把所有的發現總結，寫下『天

體力學』總結啟蒙時代的天文學成果。

4. 總結：到此天文學發展已經進入了現代的階段，各種先進光學儀器的運

用讓人類可以看到肉眼無法看到的各種星球。宗教所扮演的角色已經不

再影響著天文學家，科學時代在此正式來臨。

謝郁柔

一、天文世紀大辯論&哈伯定律

1. 宇宙規模 (Scale of the Universe)世紀大辯論：

Heber D. Curtis

Heber D. Curtis Harlow Shapley Now

提出觀點

漩渦星雲是遠在銀河系

以外，與銀河系相似的

恆星系統

銀河系的中心不是

太陽系；太陽系其

實處在銀河系的邊

緣。

太陽位置

太陽僅是位於相對小的

星系中心附近

太陽距離星系核心

約 3 萬光年遠

太陽位於離銀

河中心約三萬

光年遠的地方

銀河系大小

(直徑)60 Kpc

( K=103；

1pc(秒差距)=3.26 光年)

(直徑)10 Kpc

(直徑)約 10 萬

光年(約 30Kpc)

Curtis 所認為島宇宙模式中，漩渦狀星雲(圖 1)是巨大且轉動的恆星

系統，這個辯證在暗示銀河外物質的存在。Shapley 認為漩渦狀星雲

(spiralnebulae)相當小且距離不遠，像球狀星團一樣散佈在銀河系的四周；

還利用大麥哲倫星雲中造父變星的觀測結果中，發現太陽不在銀河中心，

也發現了光度變化週期和光度的大小關係，這可以做為距離指標。

等到了 1930 年代，我們更可以知道銀河系的雲氣狀組成和太陽並不

是位在銀河系核心的附近，而 Shapley 也正確地描述了我們銀河系的大小

和太陽位置，太陽確實不在銀河系的中央，但他對漩渦狀星雲的看法卻

是錯的，漩渦狀星雲和銀河系一樣是個巨大的恆星系統；Curtis 則正確說

出我們的宇宙是由許多的星系所組成的，螺旋狀星雲描繪出銀河的形

狀。

而在這個 1920 年大辯論的時代，光學望遠鏡的解析度並不足夠，等

到哈伯(Edwin Hubble)用反射式胡克耳望遠鏡(直徑 2.5 公尺；當時世界上

最大的)觀測仙女座星系的旋渦壁上有明亮的造父變星，並亮度變化周期，

才推測我們和 M31 的距離(200 百萬光年)比 Shapley 所假設的大星系還要

http://zh.wikipedia.org/wiki/%E9%93%B6%E6%B2%B3%E7%B3%BBhttp://zh.wikipedia.org/wiki/%E9%93%B6%E6%B2%B3%E7%B3%BBhttp://zh.wikipedia.org/wiki/%E9%93%B6%E6%B2%B3%E7%B3%BBhttp://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%AA%E9%98%B3%E7%B3%BB

遠，這也就表示出 M31 不是我們銀河系內的星系，是一個銀河系外的巨

大恆星系統；也證明了銀河外物質的存在。

渦狀星雲 NGC300

2. 哈伯定律(Hubble’s law)：

1929 年，美國天文學家哈伯在星系光譜上，發現遙遠的星系在光譜

上呈現紅移現象，這表示方向是遠離我們而去，且距離愈遠的星系遠離

的速度越大，因此兩者關係成正比：

因為是由哈伯發現的，而被命名為哈伯定律，這被視為是宇宙擴展

空間(metric expansion of space)第一個觀察的依據，現今被用來支持大霹

靂(Big Bang)的一個重要證據。

v= H0 D

v=徑向遠離速率(radial velocity)，單位：km/s

D=相對於地球的距離(Distance)，單位：Mpc

H0=哈伯常數(Hubble’s Constant)，單位：km s-1 Mpc-1

哈伯的照片

現今的宇宙朝向四面八方均勻的膨脹，但是宇宙中的每一點並非是

以同樣的速度向外遠離，而是距離某一個較遙遠的物體，遠離的速度就

會越來越大。之後天文學家也發現哈伯常數不單單只是用來測量宇宙膨

脹的參數，也和宇宙模型理論中的物質密度有關係。

科學家用哈伯常數的倒數來推算宇宙年齡，認為目前的年齡大概是

137 億年。

哈伯定律

(說明：觀測到星系的距離放橫軸，遠離的速度放縱軸，作出不同斜率的

直線，代表不同的哈伯常數。)

二、1960 年代天文學四大發現簡介與其發展

1960 年代，微波背景輻射、脈衝星、類星體和星際有機分子並稱為「天

文學四大發現」。

1. 微波背景輻射

早在 1929 年哈伯(Edwin Hubble)在分析星系光譜時，便發現遙遠的星

系在光譜上呈現紅移，並推測出宇宙正在膨脹，是支持大霹靂(The Big

Bang)的一項重要證據。

1964 年 Arno Penziaz & Robert Wilson 在無意中測量到宇宙微波背景

輻射的信號，他們一起做了一台微波接收器用來做一些銀河系中天體的

測量，而在測量的過程中，發現太空中有些無法解釋的背景雜音，在尋

找這個雜音的來源的過程中，才知道這個是宇宙大爆炸後的「餘音」。他

們這次測量到的微波背景輻射溫度很接近黑體輻射溫度 3K 的訊號，因此

也稱 3K 背景輻射。

根據維因定律(Wien law)，把兩人測到訊號的波長代入，便可得到此

訊號相當於絕對溫度 3K 物理所發出的熱輻射。

維因定律(Wien law)

2. 脈衝星

1967 年的夏天，一位劍橋大學文迪斯實驗室(Cavendish Laboratory)

的女研究生-伯內爾，在檢測電波望遠鏡收到的訊號時，無意中發現這些

訊號具有規律脈衝，脈衝的週期是 1.337 秒且十分穩定，她將此觀察結果

告訴她的指導教授-休伊斯教授。

到了 11 月初，有些脈衝信號變得很強，於是伯內爾便開始找以前的

實驗記錄，從中發現也有相同的脈衝信號，因此在接下來的時間，又陸

續發現了數個脈衝信號，因此他們認為這是一個新天體-「脈衝星」。

1968 年時，有人提出脈衝星是中子星，中子星具有強磁場，運動的

帶電粒子會發出同步輻射，形成和中子星一起快速轉動的電波束。但是

中子星的自轉軸和磁軸不重合，只要電波束掃過地球時，地球便會收到

一個脈衝。

脈衝星的週期可以推測其年齡，因為它的輻射電波會消耗自轉動能，

因此會越轉越慢，但是這種變化很緩慢，從此可知周期愈短越年輕。

1974 年，美國普林斯頓大學的赫爾斯&泰勒發現第一顆無線電脈衝

雙星，是兩顆互相環繞的脈衝星，其週期是 7.75hr、軌道偏心率為 0.617。

當兩顆星靠得很近時，極強的引力輻射會使它們的距離更加靠近，軌道

週期會逐漸變短，而從軌道週期的變化可以間接證明引力波的存在，對

廣義相對論的驗證有很大的貢獻。

脈衝星的主要特徵:

A. 多數脈衝星每秒自轉一次或多次，自轉速度比太陽系中轉速最快的木

星還快。

B. 體積小、密度大是由中子密集在一起的超高密度星體。

C. 溫度極高、壓強極大比太陽高 3 億倍。

D. 強引力作用引力強過地球 10 億倍。

E. 強磁場大多數約有 1012 高斯的磁場，是地球的 1000 億倍。

3. 類星體

1960 年，天文學家利用 5 米口徑的反射望遠鏡，發現射電源 3C 48(視

星等=16 等)有很奇怪的譜線，這些譜線是向著光譜紅端移動了一段距離

的氫譜線，之後有這些特徵的類天體，則被稱為「類星體」。

類星體具有很大的紅移，這表示它以飛快的速度遠離地球，可能是

人類到目前為止所觀測到最遙遠的天體，但距離地球如此遙遠的類星體

卻是高光度和強射電的天體，它比星系小很多，但所釋放的能量卻是星

系的千倍以上，因此天文學家才能夠發現它的存在。

就目前所知道最遠的類星體大約 150 億光年。

2001 NASA 發現由 18 個類星體組成的類星體星系規模最大(65 億光年)

2003 以色列拉維夫大學&美國哈佛大學發現類星體周圍存在暗物質運的證據

2006 歐洲科學家說發現了「孤兒」類星體

2007 科學家首次發現類星體三胞胎；初次發現漢妮天體(Hanny Voorwerp)

2008 科學家發現可以製造 X 射線的類星體

2011 科學家用哈伯望遠鏡拍攝到*漢妮天體的照片和 X 光觀測數據。

*漢妮天體(Hanny Voorwerp)

Hanny Voorwerp 是個已經死亡的類星體，科學家當時認為漢妮天體

所發出的光來自於 IC2497 的相鄰星系的輻射，被推測 IC2497 裡面有一個

巨大的黑洞，吞噬了許多氣體和星體，並且釋放兩種相反的炙熱氣體和

高能輻射，而當輻射擊中氣體雲時，會激發氧原子，使氣體雲發出綠色

的光芒。

美國耶魯大學天文科家 Kevin Schawinski 透過 X 光觀測，發現此類星

體不再活躍，科學家推測可能是因為它中央的黑洞沒有東西可吃了，但

是漢妮天體現在依然還在發光，因此推測出應該才剛死亡不久。在 2010

年 4 月由哈伯望遠鏡觀測到的結果也證實了死亡類星體的假說。

Hanny Voorwerp

4. 星際有機分子（Interstellar molecules）

星際有機分子指的是存在於星際間的有機分子。原本天文學家認為

宇宙除了恆星、行星、星雲之類的天體物質外，星際空間是一片真空，

直到後來才發現，宇宙充滿各種微小的塵埃、氣體、宇宙射線及粒子流，

並從中發現大量有機分子，轟動那時的天文學界。

1930 年，美國天文學家特朗普勒(R.J. Trumpler)藉由對銀河星團的研

究，證實了星際之間的確存在著星際物質，其中 90%以上是氣體，剩下

的是塵埃，溫度通常在攝氏零下 200 度 C 下，用光學望遠鏡根本觀測不

到。

1944 年，荷蘭天文學家范德胡斯特(H.C van deHulst)推斷星際氫原子

會發射波長 21 厘米的電磁波，果真在 1951 年用射電望遠鏡探測到了。

1957 年，美國物理學家湯斯(C.H.Townes)提出了宇宙空間可能存在 17

種星際分子，並提出探測的方法；之後科學家們：

加拿大河茨拜格天體物理研究所在金牛座的星際雲中發現一種有九

個原子的有機分子- HC7N，分子量達 99，這種含有長碳鏈的直鏈分子結

構較複雜，雖然接近有機化合物，2010 年地球上的天然化合物尚未發現

它的存在。在 1977 年 5 月英國化學家克羅托等人用人工的方法合成它。

之後，加拿大阿爾貢天文台報說，又發現一種十一個原子的有機分

子-HC9N(氰基辛炔)，結構式為：HC≡C－C≡C－C≡C－C≡C－C≡N，分子量達

123，是目前人類發現最重的星際有機分子。

1963 年在仙后座探測到了羥基(OH)

1968 年在銀河系中心區探測到了氨(NH3)&水

1969 年發現了甲醛(HCHO)

1991 年陸續發現超過 100 種星際分子

三、天文學家最近在研究的課題

1. 暗物質

大多數的星系就像銀河系一樣，有數十個衛星繞著他們運行，可是

這些衛星都極其黯淡，只有繞行著銀河系以及在附近的仙女座星系、距

離最近而且最亮的星系才能被觀測到，可是那些矮星也不是恣意繞行，

它們全都位在一個側向的平面上。

這種位置的排列出人意料之外。模擬星系演化的電腦模型早已顯示，

天空中任一方向上的矮星系數量應該大概相同。長期以來，天文科學家

認為這種球狀分布是暗物質導致的結果，暗物質是一種只透過重力和普

通物質作用的神祕物質，因此他們認為宇宙瀰漫著暗物質，並在星系的

形成和宇宙膨脹的過程中扮演重要角色。

可是矮星系的位置排列之謎，使一些天文學家開始質疑暗物質是否

存在，這時萊貝斯凱德（ Noam I. Libeskind）提出另一種觀點，嘗

試用遠比銀河系巨大的宇宙暗物質之網，就足以說明這些衛星星

系在天空中獨特的排列方式。

在 1930 年代，天文學家茲威基 (Franz Zwicky)想要測量后髮座

星系團的質量，首先他測量這星系團內每個星系的速度，他發現

這些星系的速度有每秒數千公里，足以撕裂整個星系團，但是這

個星系團卻沒有被撕裂，於是 Zwicky 推斷星系團裡面一定充滿一

些看不到的物質，利用重力緊抓這這些星系，之後這種看不見的

物質被命名為「暗物質」。

首次提出這個說法後，天文學家在我們銀河系裡，從觀察星

系外緣的恆星運動中，也推論出暗物質的存在，但是這些恆星的

速度太快，我們能觀測到的根本不可能抓住它們。且在周圍的矮

行星，似乎有更大比例的暗物質。

從 1970 年開始，研究人員便嘗試利用電腦模擬宇宙的歷史，

至今這項研究方法雖然複雜許多，但卻已經成為研究個別星系的

有效方法，其中也產生了一些問題。比如說，電腦模擬顯示出，

繞行在銀河系周圍的暗物質結構，應當會把氣體和塵埃拉近個別

的團塊中，因重力而塌縮，最後形成許多恆星和矮星系。而這些

暗物質無所不在表示我們應該可以觀測到許多的小型衛星星系，

可是我們卻只能觀測數十個衛星星系。

到了 1990 年代，天文學家首次確定無法找到這麼多的矮星系，

之後便被稱為「失蹤的衛星星系問題」。

2. 重力波

今年美東時間 3 月 17 日，台籍科學家郭兆林與其所屬的*南極

「BICEP2」研究團隊，在哈佛史密森尼天體物理中心（Harvard-Smithsonian

Center for Astrophysics）宣布觀測到「原始重力波」的存在證據。

(*跑到南極觀測，是因為空氣稀薄、乾燥，儀器不會受到大氣中的水氣影響)

這證實了美國科學家愛因斯坦在 1916 年時從「廣義相對論」中提出

的重力波，並說明宇宙*暴脹（Inflation）理論是正確的。

在那時愛因斯坦就意識到，重力是具有質量的物體彎曲時空結構的

表現，如果有物理激烈的晃動，時空也會跟著晃動起來，並且產生重力

波，可是那時他認為重力波很微弱，沒有辦法觀測到，一直是個謎。

(*暴脹是指宇宙大爆炸後 10-35秒內，從一小點突然暴增到原本體積

的 1025倍大宇宙在連一秒都不到的時間內，從一個原子大小變成太陽

系這麼大。)

而與郭兆林長期合作的台灣科學家-吳俊輝表示：「暴脹會讓宇宙中的

物質分布不均勻，有些地方密、有些地方疏，密的地方物質逐漸聚集在

一起，形成星星、月亮和萬物；疏的地方則變成太空，若沒有暴脹，宇

宙就會變成什麼都沒有，只有均勻分布氫氣和氦氣的虛無空間。」

3. 星族(population I& II)

A. 簡介：

銀河系年齡、化學組成、空間分佈，和運動特性比較接近的恆星集

合。在 1944 年由美國天文學家沃爾特巴德將銀河系中的恆星分成現在

的三族恆星(第一星族、第二星族和第三星族)。而分族的數字(一、二、

三)不代表是世代交替，只是區分彼此間的年齡。

B. 特點：

各星族的年齡相差很大。暈星族最老，從中介星族Ⅱ、盤星族和中

介星族Ⅰ到最年輕的旋臂星族，年齡依次遞減。

各個星族在化學組成上也有差別，可以用恆星演化過程解釋；越是

年輕的恆星，包含的重元素就越多。

C. 過程(提出)：

星族的概念，最早是由 1927 年布魯根克特在《星團》一書中提出

來的。

1944 年，巴德將觀測星系 M31 和 M33 的核心部分，畫出亮星的赫

羅圖，之後發現這個赫羅圖和銀河系球狀星團的赫羅圖很像；星系外圍

部分的亮星的赫羅圖與銀河星團赫羅圖比較接近。因此，巴德重新提出

了星族的概念。

星族Ⅰ和星族Ⅱ在空間分佈和運動特性方面也有不同：星族Ⅰ的恆

星集中於星系外圍旋臂區域內，銀面聚度大；星族Ⅱ的恆星則主要集中

在星系核心部分，銀面聚度小。

1957 年，在梵蒂岡舉行的星族討論會上，將銀河系裡的恆星劃分為

五個星族，現在已經被各國天文學家普遍接受。星族概念是從赫羅圖和

物理特性上著手的，而子系、次系概念則著重於空間分佈和空間運動的

特徵。

星族 I&星族 II 比較表:

星族一星族二

位置星系盤面星系核心

恆星顏色藍色黃色

恆星年齡年輕年老

恆星金屬豐度豐富稀少

4. 微中子

A. 特性：

i. 非常輕

ii. 輕易穿透物質

iii. 不帶電荷

iv. 不能用來建構原子

v. 不與其他物質發生作用

vi. 反應活性最差的次原子粒子

vii. 有多種型態，可在飛行途中轉換型態

B. 提出:

微中子是物理學家包立(Wolfgang Pauli)，在 1930 年所提出來的想法，

為了解釋β衰變的實驗結果。在β衰變的實驗中，大部分的電子並沒有帶

走這麼多的能量，導致能量不守恆的結果；但若最後的反應產生出第三

個粒子-微中子，有它帶走部分能量，就可以解釋當初能量不守恆的結

果了。

舉例來說：在一個輻射核中，中子在靜態時衰變，放出一個質子和

一個電子，因為動量守恆定律，所以衰變產生的總動量必須為零，但是

所放出的質子和電子明顯的沒有守恆，因此假設有一個微中子被釋放出

來，帶走一部分能量，便可以達到守恆。

C. 發現:

在 2002 年諾貝爾基金會頒發獎項給 Ray Davis&小柴昌俊，Davis 偵

測到太陽微中子，那時人們第一次看見來自外太空的微中子；小柴昌俊

則發現了 1987 年超新星爆發所釋放出來的微中子。

D. 應用:

現在微中子除了還是科學家探究的目標，微中子也變成探索宇宙的

實用工具，設計和製造出巨大的微中子望遠鏡，可以拍攝到成千上萬的

微中子、太陽的影像，還有能力可以做到把來自地球以外，以及與源自

地球高層大氣的微中子區隔開來。我們可以透過微中子看到太陽中心的

核融合引擎，也可以透是超新星內部、γ 射線的恆星爆炸事件，以及

圍繞著超大質量黑洞周邊的氣盤。

5. 系外行星

所謂的系外行星，是指圍繞著太陽之外恆星公轉的行星。最常見的系

外行星，通常是巨大的行星，比如說木星或者海王星，但是相對下來，

大質量的行星比較容易被觀察到，但有一些質量輕、質量只有地球的幾

倍大的系外行星，數量卻超過巨大的行星。

在 1995 年 10 月 6 日，Michel Mayor 及 Didier Queloz 首次發現一顆普

通的主序星-飛馬座 51 的行星，這項發現表示出太陽系外行星確實是存在

的，也讓天文學家可以藉由行星對母星的重力影響，間接探測到系外行

星的存在，也是有因為行星經過母星前面，讓母星的光度減弱而被發現

的。

系外行星歷年來的發現：

1996 大熊座 47b

1999 仙女座υ、HD 209458b

2002 天龍座ιb

2003 PSR B1620-26c

2004 天壇座μd 、2M1207b

2005 葛利斯 876d、HD 149026B、HD188753 Ab

2006 OGLE-2005-BLG-390Lb、HAT-P-1b

2009 柯洛 7b、葛利斯 581e、室女座 61、HD 1461、GJ1214b

2010 葛利斯 581g、克卜勒 9、HIP 13044b

2011 開普勒 11、開普勒 16b、克卜勒 20、克卜勒 22b

2012 HIP 11952、克卜勒 47、半人馬座α B

目前發現最靠近太陽系的系外行星-半人馬座α B 星，由瑞士日內瓦

大學等所組成的研究團隊發現繞著南門二 B 公轉的系外行星。

http://zh.wikipedia.org/wiki/%E4%BB%99%E5%A5%B3%E5%BA%A7%CF%85http://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%8D%8A%E4%BA%BA%E9%A6%AC%E5%BA%A7%CE%B1_Bb

歐洲南方天文台所繪的半人馬座 αBb 想像圖

因為搭載望遠鏡上的 HARPS 光譜儀能夠精確地測到恆星譜線的變化，

而恆星受到公轉行星重力的影響，位置來回些微的擺動，讓光譜譜線呈

現來回擺動的現象。這種測定的方法也可以稱為都卜勒效應(Doppler

effect method)，或者是稱為擺動法(wobble method)。經過解析後得知此

顆行星的質量和地球差不多，是目前所發現在類太陽恆星周圍公轉的系

外行星中最輕的一顆。

http://zh.wikipedia.org/wiki/%E6%AC%A7%E6%B4%B2%E5%8D%97%E6%96%B9%E5%A4%A9%E6%96%87%E5%8F%B0

都卜勒計畫的成果：

2010 年 4 月 1

日

•第一個主要的研究結果：最初發現的行星都是短週期行

星，之後才有更多長週期行星逐漸被發現。

2011 年 12 月 •共有 2326 顆候選行星被發現，其中 207 顆和地球大小相

似、680 顆是超級地球、1181 顆是海王星的大小、203 顆為

木星的大小、55 顆比木星還更大。

•都卜勒太空望遠鏡團隊估計大概 5.4%的恆星擁有地球大

小的行星候選，而 17%恆星多顆行星。

2011 年 12 月兩顆候選行星都卜勒 20e 和都卜勒 20f 被證實是系外行星。

2013 年 •加州理工學院在 1 月發表研究成果：銀河系擁有 1000 億

~4000 億顆行星，指的是每一顆恆星至少擁有 1 顆系外行

星。

此研究結果銀河系中的恆星有行星環繞是很普遍的。

•1 月 7 日又發現 461 顆系外行星候選者。

•KOI-172.02 是一顆適合生命存在的區域，環繞著與太陽相

似恆星的類地球系外行星，可能存在著外星生命的「主要

候選者」。

2014 年 •2 月 26 日，從數據中證實 15 顆新的系外行星，發現所運

用的新方法稱為「多重性確認」。

六、參考資料

1. 科學人雜誌(書面 or 網路：http://sa.ylib.com/)

2. 牛頓科學雜誌(Newton)-66 號，有關系外行星的文章

3. 網路資源:

Google、Wikipedia、科技大觀園(科普知識)、AEEA 天文教育資訊網、

台灣醒報

4. http://www.astro.virginia.edu/

research/observatories/26inch/history/curtis.php

5. http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic01/t1_sha

pley_curtis.html

6. http://scitechvista.most.gov.tw/zh-tw/Articles/C/0/1/10/1/874.ht

m

7. http://tamweb.tam.gov.tw/v3/TW/show.asp?XH24

8. http://highscope.ch.ntu.edu.tw/wordpress/?p=18307

9. http://www.csmonitor.com/Science/2011/0119/Scientists-investig

ate-intergalactic-space-blob-What-is-it

10. http://anntw.com/articles/20140402-iS55

11. http://zh.wikipedia.org/wiki/File:Artist%E2%80%99s_impressio

n_of_the_planet_around_Alpha_Centauri_B_(Annotated).jpg

http://sa.ylib.com/

梁閎翔

outline

一、多波段觀測

二、地面上的天文台、望遠鏡

三、太空中的天文台、望遠鏡

四、火箭原理與發展史、太空探索史

五、運輸火箭的結構與任務議程

六、未來展望(新載具與殖民)

一、多波段觀測----大氣窗介紹

1. 由於大氣層的散射和吸收作用，使得太陽輻射的各個波段受到輕重不同

的衰減作用，因而各波段的滲透率也不相同。為了遙測的目的，我們只

能選擇穿透力較高的波段，才能取得該波段的地面影像，因此對於這種

大氣衰減作用較弱、穿透大氣層能力很強的波段就叫做大氣窗

(Atmospheric Window)

2. 地面遙測所使用的大氣窗如下：

波段波長範圍(10^-6m) 輻射源遙測所測量的電

磁波輻射性質

紫外線 0.3~0.4(10^-6m) 太陽物體對太陽的反

射

可見光 0.4~0.7(10^-6m) 太陽物體對太陽的反

射

近紅外線 0.7~1.1(10^-6m) 太陽物體對太陽的反

射

短紅外線 1.1~1.35(10^-6m)

1.4~1.8(10^-6m)

2~2.5(10^-6m)

太陽物體對太陽的反

射

中紅外線 3~4(10^-6m)

4~4.5(10^-6m)

太陽及

物體本

身

物體對太陽的反

射

自身輻射

遠紅外線 8~9.5(10^-6m)

10~14(10^-6m)

物體本

身

自身輻射

微波 1mm~1m 物體本

身

自身輻射

雷達 1mm~1m 人造波物體反射雷達波

A. 紫外線、可見光與近紅外線都可利用攝影取得影像，稱為可攝影視窗。

本窗口的穿透率高於九成。

B. 短紅外線視窗必須利用掃描的方式取得影像。本窗口的穿透率將近八

成。

C. 中紅外線與遠紅外線可合稱熱紅外線窗口，電磁波來源主要為物體本

身輻射，其能量與溫度有關。由於臭氧、二氧化碳及水氣等三種氣體

的共同影響，此窗口的穿透率只有 60~70% 。此外，熱紅外線在

9.6(10^-6m)時受到臭氧強烈的吸收，因此衛星遙測只利用

10~14(10^-6m)的窗口。

D. 微波窗口對電磁波而言是完全透明的，穿透率幾乎是百分之百，完全

不受大氣層的影響。

3. 大氣窗口示意圖（縱軸為阻擋率，橫軸為波長）

二、天文台

因為天文學是一門研究「極端」的科學，全人類所知的最熱的、最冷

的、最遙遠的天體都是在天文學的範疇。由於每個物體都會因著自身溫度

不同而散發出不同波段的電磁波，例如寒冷的星體會發射出無線電波，高

溫的星體會發射可見光或紫外線，再加上許多在太空深處發生事件多半會

發射出人眼不可見的 Gamma Ray 或 X Ray，因此我們需要以不同波段的天

文台來觀測宇宙深處的天文現象。

1. 無線電波天文台

專門觀測無線電波段的天文現象。由於相同口徑下，光學望遠鏡的

解析度比無線電波望遠鏡的解析度高，因此他的口徑通常較為巨大。之

後更發展出以干涉的方式，組成望遠鏡陣列，使得此陣列的解析度相當

於口徑等同於該陣列直徑的單一無線電望遠鏡。

A. VLA（Very Large Array，甚大天線陣）

興建於 1981 年，在美國新墨

西哥州，海拔 2124 公尺的聖阿古

斯丁高原，有著 27 台 25 公尺口

徑的天線組成的無線電望遠鏡陣

列，是世界上最大的綜合孔徑無

線電望遠鏡。最高的解析度可以

達到 0.05 角秒，與地面大型光學

望遠鏡相當。

B. 阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）

在波多黎各的西雷西沃山谷

中，有著全世界最大口徑的單一無

線電望遠鏡，達到 350 公尺。

C. ALMA (阿塔卡馬大型毫米波/次毫米波陣列)

是多個國家、地區的研究機構合作建造的一台大型無線電望遠鏡陣

列，由 66 台口徑為 12 米的拋物面天線組成，捕捉毫米波和亞毫米波，

解析度可達 0.01 角秒，為研究宇宙中分子氣體、大爆炸輻射以及星際塵

埃提供更精確數據。

2. 光學天文台

A. 甚大望遠鏡（Very Large Telescope，VLT）

為歐洲南方天文台在智利帕瑞那山所建造的大型光學望遠鏡，由 4

台相同的 8.2 公尺口徑望遠鏡組成，組合的等效口徑可達 16 公尺。4 台

望遠鏡既可以單獨使用，也可以組成光學干涉儀進行高解析度觀測。甚

大望遠鏡位於智利安托法加斯塔以南 130 公里的帕瑞納天文台，海拔高

度為 2，632 公尺，這裡氣候乾燥，一年當中晴夜數量多於 340 個。

如果說，月球上有一亮著大燈的車子，VLT 能以其強大的觀測能力

分辨車上每個燈的發光點。

B. 歐洲極大望遠鏡（European Extremely Large Telescope，E-ELT）

E-ELT 也是歐洲南方天文台即將在智利帕瑞納山所建造的地面光學

天文台。其主鏡直徑為 39.3 米，由 798 個六角形小鏡片拼接而成，集光

面積達到了 978 平方米，建造完成後將成為世界上最大的光學望遠鏡。

E-ELT 的直徑約等於半個足球場的面積，集光能力比現在最大的光學望遠

鏡強 15 倍；比單架甚大望遠鏡強 26 倍；比�

呂恬萱 《春季星空》 杓子與鑽石的樂章...

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