地球科學【 　　　　 　專刊 】

二月號二月號2011

獨家發行

EARTH SCIENCES

天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。

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

圖一　M33 螺旋星系 。 （版權所有：中研院天文所 /王為豪）☉

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CHWA

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）

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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)）

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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。

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 (CSIC-IEEC), Nimesh Patel）

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下

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0 5 10 20 30 40 50 125 181 420 500 ohm-m

A'A

電阻率

原地形面

距離(m)126 132 138 144 150 156 162 168 174 180 186 192 198 204 212

深度(

　)m

A原台21路面

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太陽光

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第五章　燦爛星空125

5-1.3　無線電望遠鏡磁波，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

於可見光（101cm 對 10-5cm），

大（圖 5-14），才有足夠的解析

期產生嚴重的阻礙。1962 年，

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。

5-1.4　太空望遠鏡

圖 5-14 中美洲波多黎各的阿雷西波

（Arecibo）無線電望遠鏡，是現今最大的單一反射面無線電望遠鏡，反射面直

徑 350公尺，除了觀測脈衝星等天體外，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。

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

集光力與解析力

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第五章　燦爛星空

5-1.2　新興天文觀測科技

腦力激盪 5-2光學干涉觀測

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