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目錄 目錄‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.100

課綱簡要‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.20

演講者介紹‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.300

必修課

基礎天文－理論篇‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.500

基礎天文—觀測篇‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.400

選修課

深空天體‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.580

四季星空‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.690

天文學史‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.770

行星大戰‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.980

太空科技‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.112

恆星演化前期‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.119

恆星演化後期‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.125

行星地質‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.132

宇宙論‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.137

天文攝影‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.154

望遠鏡原理‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.157 日晷製作(限 15 人)

附錄 台灣天文研究機構‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.172

全天星圖‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧‧ p.173

感謝所有參與編輯的人

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課綱簡要

輕鬆愉快☆

天文學史 從歷史的觀點去探索天文，讓你知道天文學的發展與背景。

四季星空 利用星圖帶領小隊員認識全天星座，體會星座之美與星座

神話故事。

太空科技 介紹太空船、人造衛星的發展與現況，讓你知道太空科技

的應用。

科普入門☆☆

深空天體 介紹一些美麗的星團、星雲、星系，讓你知道除了繁星點

點之外，夜空中還有精彩!

行星大戰

古今中外行星史，多重行星體系-歸納行星運動定律，小行

星發現-行星大戰一觸即發，未知 X 行星計畫，TNO 新視

界-行星爭議與太陽系天體的分類，系外行星新領域，超專

業課程讓你了解行星認知的流變。

進階天文☆☆☆

恆星演化(前) 介紹一團雲氣是如何演變成我們看到的恆星，並介紹原恆

星所特有的一些奇妙現象，讓你了解恆星出生的過程。

恆星演化(後) 探討恆星死亡的過程以及最後變成的緻密天體，對黑洞有

興趣嗎?這門課告訴你黑洞是什麼!

行星地質 宇宙中元素的形成與定年，並介紹類地行星的形成，讓你

知道類地行星形成的艱難。

宇宙論 以近代物理的觀點去探討宇宙的結構與演化，並討論不同

因素對宇宙的影響，想知道宇宙的面貌嗎?來這裡就對了!

儀器觀測☆☆

天文攝影 簡介傳統與數位天文攝影，讓你知道美麗的星空是如何被

紀錄下來的!

望遠鏡 介紹望遠鏡的原理與操作，讓你更了解望遠鏡的結構與使

用方法。

日晷製作

(限額 15個) 實際製作日晷並說明日晷的原理，讓你體會手錶發明前的

先人智慧。

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演講者介紹

傅學海教授

現職：

國立台灣師範大學

地球科學系副教授

研究領域：

用散斑干涉技術觀測

雙星、疏散星團、選擇性變星觀測與分析

學歷：

Ph.D.Astronomy, Georgia State University (USA)

演講題目:

恆星的運動 ─ 從恆星自行、太陽公轉到古德帶

（Gould's belt）

傅學海老師著有《星星的故事》、《認識天文》、《天

文觀測的第一本書》等書，推動「動手做科學實驗」，

並時常撰寫科普文章於《科學教育月刊》、《科學月刊》、

《科月發展》等科學類期刊，是國內知名的推廣天文

教育工作者。

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演講者介紹

劉志安理事長

現職：台灣親子觀星會監事

演講題目：梅西爾星體搜尋技

巧(人體GOTO 訓練術)

關於劉志安先生：

高中時期開始自己嘗試光

學鏡片研磨

國民光學公司研磨鏡片、組裝光學儀器與校準

二十餘年業餘觀測經驗.

2005年加入親子觀星會，歷任3年活動組招集人

2008年力促成立台灣親子觀星會，歷任第一屆理事

長、第二屆理事

2006年起，連續 8 屆梅西爾馬拉松參賽經驗

(技安大哥人稱梅西爾星體人體 GOTO 魔人，是天

文攝影的大師)

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圖 1 英格蘭，巨石陣

Copyright© images5.icxo.com

基礎天文 — 理論篇

引言

本文大綱初創於 2005年，初稿完工於 2006年。以尺度大小為貫穿全文的主

軸，從地球與太陽月亮的交互關係出發，漸漸拉大到太陽系；以至於星星、星團、

星系，最後談論到宇宙本身。至於更多的細節、更精進的知識，各位可在相關

書籍、網站，或是天文營的選修課中習得。甚至就讀天文相關科系學習更專業的知

識。本文目的不僅止於帶給各位知識，而是更著重於啟發各位對天文的興致與

疑惑，鼓勵各位走進天文這個有趣的領域。本文的內容不敢說是完全正確，也許

仍有疏漏之處。因此此刻開始閱讀的各位，不應一味接受本文，若發現任何可疑

之處，都應該懷著存疑的態度仔細地尋找文獻佐證，這才是好的態度，共勉之！

一、 日、月、地運動以及現象

01. 黃道、白道、赤道

赤道應該不用多廢話吧……有人不知道赤道是什麼嗎？而赤道所在的平

面則稱之為赤道面，黃道是地球繞太陽的軌道在天球上的投影，而地球繞太陽

軌道所在的平面就稱之為黃道面，白道與白道面同理，對象是月球繞地球。

02. 日食與月食

假如赤道、黃道、白道都在同一平

面上，那麼我們將視日月食如無物，因

為那是稀鬆平常之至。不過，這三個面

自然都不是同一平面，所以日月食就變

成一種很容易炒作的天文現象。

人類最早對日月食的研究裝置是

在英格蘭的 Salisbury 平原上，花費數

個世紀建造而成的巨石陣，根據推算，雖

然巨石陣沒有辦法準確推斷日月食的

正確日期，但它可能做得到幾天的範圍預

測。

03. 沙羅週期(Sarou Cycle)

沙羅週期是日食的週期，約為 18年 11天 8小時左右。每經過一個週期，

就會有一次類似的日食發生。類似的意思是說，日食的長度、日食的全食帶形

狀等特性都會類似。只是因為週期的尾數有個 8小時，所以每隔一個沙羅週期

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圖 2 凌日示意圖

的日食，大約會發生在經度差 120 度的地方。

當然，大家很快就會想到，18年內不可能只有一次日食吧？

沒錯，所以目前有相當多的日食的系列。一個系列就會有一個沙羅編號，

每個系列的日食都遵循沙羅週期在運作著，估計有達 42 組日食的系列在同時運

作。

04. 內行星的凌日現象

內行星凌日現象出現時，就地球上的觀察者而

言內；行星會像個意外的訪客般，以一個小黑點的

姿態，從太陽的圓盤面上橫過。

當然，只有內行星才可能有「凌日」的現象囉！

實際上它也是一種食，但同樣是因為水星跟金星的

公轉軌道與黃道面不是同一個平面；不然每年都會來

一次凌日現象，那也就不稀奇了。只是水、金星的視直徑小得多，所以看起

來就沒有非常精采。金星凌日每一百多年才發生兩次，上一回的金星凌日發

生在 2012年，之後的下一次金星凌日在 2117年 12月 11日發生，台灣全

程可見。

二、 太陽系(Solar System)

01. 八『大』行星？

其實我們對於行星

的認識還是侷限在太陽

系的範圍內。現在雖然有

一股尋找其他行星系統

的熱潮，不過那都還太遙

遠。畢竟太陽系內的行星

離我們是近太多了，派太

空船去探測都是有機會

的。也因此，到目前的太

空探測船大多也都是探

測行星或其衛星的任務。

行星(Planet)，在日

文的漢字寫作「惑星」。行星

本身並不發光，並會環繞

著恆星而成一個行星的

系統。

古人發現，天空中有些天體似乎會動。就像在行走一般，行星這個名詞

圖 3 太陽系版圖

Copyright© www.astraea-libra.net

http://www.astraea-libra.net/

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就這樣被發明。太陽系內，肉眼可視的五顆行星水、金、火、木、土，早在史

前就已經被人類發現了。

一直到 20世紀冥王星被發現為止，太陽系共確認九個行星。只是，近年來

隨著人們的觀測技術精進，發現冥王星軌道外不遠處，有許多體積大小可能跟

冥王星差不多的天體。雖然冥王星仍然屬於較大的，但是許多人開始想推翻冥

王星的行星地位，甚至舉行投票。

而歷史上對於行星的定義，一直沒有太嚴格的定量上的定義。例如質量必須

多少稱為行星，或是多少質量以下只能叫做小行星。直到21世紀的 2006 年 8

月 24日，國際天文聯合會(International Astronomical Union, IAU)的第 26

屆大會中決議出一個在學界仍有爭議的行星定義：

01.A. 天體軌道是環繞著太陽。

01.B. 有足夠的質量，能以自身的重力克服剛體力，因此能呈現流體靜力

平衡的形狀(接近球體的形狀)。

01.C. 能清除近似軌道上的其他天體。

以及新增一類天體類別：矮行星。定義為：

01.D. 天體軌道環繞著太陽。

01.E. 有足夠的質量，能以自身的重力克服剛體力，因此能呈現流體靜力

平衡的形狀(接近球體的形狀)。

01.F. 未能清除在近似軌道上的其他小天體。

01.G. 不是行星的衛星，或是其他非恆星的天體。

原為第九個行星的冥王星，因而被降級為矮行星。太陽系的行星數正式

地改為八。不過冥王星地位所具有的價值，尚有其歷史里程碑的重要意義，象

徵著人類知識範圍的擴張與欲窮千里目的觀測技術進步。（更多詳細內容請參

考行星大戰）

02. 水星(Mercury)與金星(Venus)

水星是太陽系行星中最接近太陽的，公轉軌道半徑為 0.38AU。直徑為

4,880公里，在太陽系行星中僅大於冥王星。甚至一些氣體行星的衛星體積都比

水星來得大，但是質量大得多。

人類史上只有一個太空探測船到過水星，是美國的水手十號。它繪測出

約半數的水星表面地圖，其表面有一些巨大的斷崖，長達數百公里，落差亦達三公

里。根據推測這些斷崖是由於水星早期的表面收縮作用而造成的。水星在很多

方面都很像月球：表面滿坑洞。但與月球不同的是水星密度超高，根據推估水

星應該擁有一個鐵質核心，而其岩石外殼相對於鐵核心算薄薄一層。此外，有

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一部分的鐵質核心很可能是液態的。

水星的公轉軌道相當橢圓，最有趣的是水星每公轉兩周會自轉三圈，這

是 1965年以雷達測量水星自轉速度所得的結果。

水星的磁場很微弱，約只有地球的 1%。也沒有已知的衛星。

金星公轉軌道半徑約 0.72AU，磁場強度只有地球的十萬分之一左右。此

外金星的自轉方向與地球以及其他行星的自轉方向相反，因此會造成金星上兩

次看得到太陽的時間，要兩百多天。換言之，金星日一天相當於地球日的兩

百多天。而金星表面被一層黃色厚厚的大氣所掩蓋，看不到表面的狀況，也沒

有像地球一樣的藍色海洋。因為金星的大氣過於濃厚，單純以望遠鏡觀測還是

什麼都看不到。因此蘇聯於 1975 年發射了太空船 Venera 9 號與 10號，針對

金星地表進行探測，之後又陸續發射探測船。今天我們大約知道金星地表示玄

武岩構成，地質年齡只有幾億年，較地球為年輕。此外，金星地表的重力與地

球滿接近的，約地球的 0.91倍。

由於那極為濃密的二氧化碳雲霧，金星上的溫室效應極端誇張。炎熱的

程度是約攝氏 500度，壓力達 90 大氣壓。是個高溫、高壓的環境。在此水沸

點約為攝氏 300度，因此金星表面沒有液態水存在。

03. 火星(Mars)

距離太陽約 1.52AU，體積大概才地球的六分之一。不過自古以來人們就

一直在用望遠鏡看著，甚至有人曾經把火星上的巨大地形認定是運河(那只是

當年的翻譯錯誤)，掀起了火星小綠人的狂熱。

火星賣點之一是巨大的各式地形。奧林帕斯山為火星表面最高火山(甚至，

目前為止它是太陽系內的最高)，高 27公里，比聖母峰高上個三倍，其山稜橫

亙，綿延 600 公里。而大型峽谷──水手峽谷全長超過 4000公里，佔火星周

長的五分之一，是非常顯著的大型地貌。

火星在南北極有極冠，那是由乾冰所形成的，與地球的水冰南北極不同。

火星的表面環境是太陽系眾行星中，最接近地球的。雖然火星的大小比地球

小得多，但是火星在自轉軸偏約 25度，自轉速度約 1.026 個地球上的太陽日；

且表面溫度約在零下百度至攝氏二十度，在在與地球相當接近。因此火星上也

有類似的四季之分，生活作息與型態十分接近地球。因此，如果要移民或是進

一步設立觀測基地，火星都是太陽系之中的不二之選。

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圖 4.1奧林帕斯火山

Copyright© USGS/NASA/ESA

圖 4.2火星的北極冠

Copyright© NASA

圖 4.3中央為水手峽谷

Copyright© NASA

04. 木星 (Jupiter)

木星距離太陽有 5.2AU，同時後面還有幾個氣體行星。近年來對於太陽

系軌道動力學的熱門課題之一，就是大質量氣體行星的形成，以及行星本身對

於行星系統的影響。木星是行星中體積與質量的最大，體積是地球的一千多倍，

質量則是地球的三百多倍(氣體密當然遠低於地球的嘛！)。

木星表面有富含色調變化的繽紛條紋，藉此推測木星大氣的風向平行於

木星的赤道，因區域的不同而交互吹著西風及東風。類似在地球大氣層中，不同

緯度各有其風向，例如中緯度西風帶等。而這類的研究通稱為行星風系研究。

木星大氣中含有少量的甲、乙烷等有機成份。值得注意了另一個大氣活

動是有放電現象。回想國高中的生物課本告訴我們，若存在放電、簡單的碳氫

分子、水等幾項要素，則有機物的生成機率相當大。行星科學家根據以前曾經發

生的舒梅克──李維 9號彗星撞擊來進行木星的大氣成分探測。在撞擊後釋出

的大氣成份檢測出硫，推知木星大氣極可能含有硫的成份。

木星表面最大的特徵，首推木星南半球的大紅斑。這個巨大的圓形漩渦

超過地球直徑的 3倍，存在已經超過三百年。從十七世紀卡西尼觀測到它為止

至今，還沒有消失。推測為木星大氣中的強大高氣壓，其雲頂比周圍冷得多，

而大紅斑的紅色則可能來自紅磷。

木星的磁場相當強大，這可能與其內部的結構有關。其內部被推測為液態氫，

是為電的良導體，因此可產生巨大電流。從而有巨大的磁場，其磁力線的延伸

影響範圍甚至可達土星軌道。強大的磁場同時也造就了極光，木星的極光規模

比起地球上極光，自然不可同日而語。

木星有很多衛星，宛如一個小型太陽系。最大的四個由伽利略所發現，

他們是 Io、Europa、Ganymede、Callisto；由一般小型望遠鏡即可見。對了，

木星也有環。目前所知共四個，只是暗得多，是由航海家一號發現的。

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05. 土星(Saturn)

土星因為自轉速度快，而使得其腰圍變粗，略成橢球。此外土星最吸引

人的應該就是它的環了，它是最早被發現有環的行星。

土星環首先被伽利略注意到，伽利略用著自製的望遠鏡觀察土星時，感

到一些有趣的型態。根據他寫的一封信紀錄到：「土星並非由一個單體，而

是由三個部份幾乎接觸在一起；沒有相對運動，且三者連線與黃道平行。」

看來因為望遠鏡成像不好，伽利略沒有認定這其實是一個環。之後伽利略持

續觀察，並把環當成土星的耳朵。但是更令他困惑的是，耳朵兩年後竟然消

失了，消失一段時間後，又出現！

其實，環消失是因為視覺上的錯覺。在地球的觀察者而言，土星的傾角

相對於我們不是固定的。每當環的平面與我們的視線平行時，環自然就看起

來消失啦……視覺上土星的傾斜程度大概以十年左右為週期，圖 5.2顯示的是

哈柏從 1996 至 2000年的土星照片組。

土星的行星風系相對於木星模糊多了，在近赤道區還能看到一些。而土

星雲頂的細節在地球上無法觀測，直到航海家 1號造訪才發現；其實土星也

有一些斑點及其他木星上常見的條紋特徵。九十年代哈柏望遠鏡在土星的赤

道附近觀測到巨大的白色雲團塊，而航海家 1、2號並未觀測到此一大氣活動！

這象徵觀測技術的進步以及新生成的土星大氣現象現身，有助於分析與推論

土星的大氣現象。

土星也有大量的衛星，在太陽系中衛星數量僅次於木星。包含Pan、Titan、

Phoebe、Janus等。

圖 5.1 木星局部，可見大紅斑

Copyright© NASA

圖 5.2 土星傾角變化示意圖

Copyright© HST/NASA

06. 克卜勒的三個行星運動定律(Kepler’s Law)

克卜勒定律是克卜勒經年累月研究第谷(Tycho)所留下的行星位置紀錄所

做出的重大成果。1609年發表第一與第二定律，十年後，1619年又發表了第

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三定律。三個定律概述如下：

06.A. 第一定律：行星繞中心恆星運行的軌道為橢圓，中心恆星位在橢圓的

焦點之一。

06.B. 第二定律：又稱為等面積速率定律，中心恆星與行星的連線，在相

同的時間掃過相同的面積。請參考圖 6，相等時間行星掃過的面積(灰色)

相等。

06.C. 第三定律：行星軌道「週期的平方」與其「平均半徑的立方」成正

比。

即：公轉週期 2 / 軌道平均半徑 3=定值

圖 6等面積速率示意圖

07. 往外邁進──天王星、海王星、冥王星的發現

這些更外側行星的基本資料幾乎都是由航海家二號獨自完成。航海家二

號是唯一到過這幾顆行星的探測船，其資料亦珍貴無比，如欲知曉，請自行

參考航海家二號的任務內容與成果。

1781年，英國天文學家威廉赫歇爾(William Herschel)用他的望遠鏡觀測

時，在雙子座發現了一顆淡綠色的星星。經過連續幾天的追蹤觀測，他認為

這一定是太陽系中的天體，可能是彗星。他甚至撰寫了一篇有關這顆慧星的

報告，不過，後來當然是知道這是行星啦！事實上，回溯以往的觀測資料，

天王星早就被發現多次。只是過往觀測者的不夠細心罷了，1690年的 John

Flamsteed 早就發現它了，但卻把它編為 34 Tau(金牛座 34號星)。後來 Bode

建議仍以希臘神話人物命名，是謂 Uranus。

海王星是第一個透過天體力學計算後被發現的行星。因為天王星的軌道

與理論計算的不符。1845年 Adams和 Le Verrier 假設在天王星外有一個未

知行星，而計算了這個行星的可能的位置，並依此作了預報。這兩位的計算

考量只納入木星、土星、天王星，因為這三個是主要的行星質量所在。1846

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年柏林天文臺的 Galle與 d'Arrest 真的在這個位置發現了一顆新的行星：海

王星 Neptune。

沒發現還好，發現之後，展開了一場新行星命名與誰先發現的功勞爭奪

戰。不過目前 Adams 和 Le Verrier 是共享了發現的榮譽。

1894年，美國亞利桑那的天文學家 Percival Lowell 建造了以他名字命名

的 Lowell天文臺。他想搜索那個干擾海王星軌道的神秘天體，稱為「行星 X」。

Lowell先進行了理論計算的工作，並且參考了 Adams和 Le Verrier 對於海

王星軌道的後續計算；推測出了那顆行星的所在位置並預測其在天空的位置，

然而在他有生之年卻未能找到這顆行星。

1916年 Lowell去世，Tombaugh 繼續在 Lowell 天文臺進行單調且辛苦

的檢索工作。怎麼說單調呢？你必需把在同一天空、不同時間拍攝的照片底

片，從照片背後打燈；有點像是把兩張幻燈片疊起來看一下，在燈光的照射

下輪流先後檢查。看看所有的星點、天體是否都沒有變動。理論上，只有被

拍攝到的行星會有位置變化。但是當然沒那麼簡單，光是定位就可以費掉好

幾十分鐘。

這樣真的能發現行星和小行星嗎？成果是留給付出毅力的人。1930年 1

月，Tombaugh 在雙子座的兩張照片上面發現一點異樣。在這兩張照片上有

個移動的小點點，就這樣發現冥王星。但過了兩個月，3月 13日才公開發表。

之前多次搜索冥王星但徒勞無功的原因，是由於它比預期的要昏暗得多。

之後回溯，發現在 1919年就有人用攝影方法紀錄到冥王星。但兩張照片因其

他原因(冥王星剛好在污點上、冥王星旁有明亮恆星）而與冥王星的身影失之

交臂。

看起來又是天體力學的一次勝利，不過其實完全不是！這務必請記住，

因為冥王星質量太小了，絕非影響海王、天王兩大氣體行星軌道變動的兇手。

能夠尋找出冥王星可算是幸運中的幸運。事實上，依據今天的理論推算，海

王星的軌道根本沒有錯。錯的是過去的計算，Tombaugh 可以說是依照錯誤

的計算在尋找天體的。所以找到冥王星，真的是太幸運了！還真不得不承認

一下，真有所謂運氣好這回事。(我不好意思用狗屎運這詞兒，但它其實應該

比較貼切，對吧？)

08. 小行星帶

講小行星的故事前，一定要先告訴大家一個經驗公式；即 Titius-Bode 規

則。規則很簡單，太陽系內的行星，由近到遠編號。水星是-∞，金星是 0，地

球 1，火星 2，木星 4，土星 5……依此類推。帶入此規則，馬上可以算出行

星的公轉軌道半徑，亦即到太陽的距離，公式如下：

行星到太陽距離(AU)=0.4+0.3×2N,N=−∞,0,1,2,4,5 (方程式 1)

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這個神奇的公式，是 1766年德國一位中學教師 Johann Daniel Titius所歸

納的。後來被柏林天文臺的臺長 Johann Elert Bode 歸納成了一個經驗公式來

表示。

神奇的公式是很誘人的，至少對於苦苦無法突破瓶頸的觀測天文學家是：

當時太陽系已知的行星只到土星，也就是 N=5的地方。土星距離太陽 9.54AU，

有人把望遠鏡瞄準 N=6，也就是 19.6AU 的地方。找啊找……如果你對上一節有

印象，應該記得 1781年赫歇爾發現了什麼玩意。天王星，距離 19.22AU！神

奇的公式好靈啊！鼓動著人們繼續往 N=7挑戰。

有人往外看，同時也有人發現，N=3呢？2.8AU 的地方，應該要有點名

堂才對！神奇的公式連天王星都能預測了，沒理由 2.8AU 的地方會不準。當

時歐洲的天文學家們組成跨國性團隊，全天劃成 24區並系統地在這 24個區內

搜索這個幽靈行星，但沒有任何成果。

幾十年內，天文學家努力但徒勞無功。最後天文界普遍相信那邊真的沒

有天體，即使有也必定極黯淡微小。這倒是沒說錯，就在天王星發現的二十年後，

1801年的 1 月，一個義大利神父 Giuseppe Piazzi在金牛座附近發現一個天體

稍稍的移動了。起初他以為發現彗星，追蹤幾天後卻發現天體出現了行星特有

的逆行。他大吃一驚，立刻設法紀錄，並將相關資料送往前面所說的觀測團隊。但

陰錯陽差，Piazzi生病而沒有繼續追蹤，相關資料送到團隊手上時，目標已經

跑到太陽後面去了。

但數學家高斯(Gauss)幫了個大忙，用了新推導的力學公式演算出軌道，

並預測位置。終於在 1801年的年底，Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers 逮到

了這個新行星，新行星的地位確定了！Piazzi 以穀物神 Ceres的名字為行星命

名。

2.8AU的空位填滿了，是該放鬆的時候了，但是麻煩才剛開始！1802年Olbers

在幾乎與榖神星相同的軌道上，發現了一個與榖神星幾乎一模一樣的天體。

其亮度、移動速度、軌道……幾乎都跟榖神星一樣，但是它偏偏不是榖神星！

簡直就像榖神星的鬼魂，幸好這個謎團並沒有困擾人們多久。漸漸的婚神星、

灶神星等與榖神星接近的天體漸漸被發現。人們了解到，2.8AU 的地方其實

是存在一大片小行星，也就是現在我們稱為小行星帶的地方。

09. 太陽系邊緣與 TAOS計畫

人類的探索當然不會因為找到冥王星而停止，人們繼續地往太陽系外圍

探索。Edgeworth 和 Kuiper 兩人分析太陽系的已知質量分佈，從木星到海王

星均為平滑連續曲線。但是海王星之外，質量曲線劇減，看起來就有問題。因

此他們推斷在海王星以外的地帶應該還有質量體。如果單一個體的質量不大，

那總數量應該很龐大。可能是太陽系形成初期留下來的物質，目前大家稱之

為庫柏帶(Kuiper Belt)。

不過由於距離太陽實在太遠，因此非常難以觀測，所以一直都沒有進展。

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八十年代時，葉永烜、Duncan、Fernandez 等人利用天體力學計算彗星與行

星的遭遇。發現受木星控制的短週期彗星，極有可能是來自庫柏帶。這更加使

得天文學家設法要看穿這冥王星之外地帶的秘密。

1992年是太陽系邊緣觀測的一大里程碑。Jane Luu 與 David Jewitt 發現

了第一個黯淡的庫柏帶天體(Kuiper Belt Object, KBO)。亮度約 23等，距離太

陽 44AU。爾後至 2004年左右，已發現數百個這類小行星或小彗星。從這些

KBO的大小和軌道看來，冥王星和她的衛星Charon恐怕也就是KBO的一員。

但大了點，故早些被人類逮到。

十公尺的 Keck 望遠鏡可以觀測約 25等，哈柏望遠鏡可觀測約 28等星。

但推測一般 KBO 星等可能約 30 等或更暗，因此想要直接觀測恐怕不是件簡

單的事情。一個可能的方法是利用 KBO 遮掩遙遠恆星時進行觀測，也就是觀

測掩星現象來間接推測KBO的大小和數量。這種方法跟天體的距離較無關係，

因此理論上可以觀測到遠在數百 AU 處的 KBO。

中美掩星觀測計劃(Taiwanese-American Occultation Survey, TAOS)是

中央研究院天文研究所與美國合作的計畫。目標就是這些 KBO，TAOS 在鹿

林前山天文臺設置小型全自動化望遠鏡，以電腦自動監測數千顆恆星的亮度變

化。當 KBO 越過恆星遮蔽其光線時，星光亮度會變暗。根據恆星亮度的變化情

形，可以來推斷 KBO 的情形。當然也可能是誤會一場，這就是 TAOS 研究人員

要努力的課題。

10. 行星環(Ring)的討論

美麗的行星環，尤其是土星環；一直是眾人的目光聚集之處，也是天文

學家關心的地方之一，為什麼會有環？一般而言，大家相信行星的環應該是

由比較大的衛星碎裂而來的。如果是行星自己慢慢收集的岩石冰塊碎片，應該

是不會變成這麼漂亮整齊的環。但是如果本來有一些較大的衛星正在繞行星打

轉，然後慢慢碎開，從直覺上，就很有可能形成一圈碎片。如果碎的衛星夠大

顆，或是數量夠多，那麼環就出現啦……

所以，有了這個信念之後，問題就變成了衛星為什麼會碎掉？此外，更

有人注意到環之中，有一些縫隙存在。例如木星環上著名的卡西尼環縫，為什

麼這個地方不會有環？卡西尼環縫極為明顯，即使是圖 5.2這麼小的土星影像，

仍然可以清楚看到環上有一道黑色的地帶。

先來聊聊為什麼衛星轉得好好的要碎掉？首先請想像一個有形狀的物體，

就想像一個人好了，有個人存在一個重力場內。這個重力場很強大，強大到在

很短的距離內，重力就有大幅度的變化。於是施加在這個人頭與腳的重力，有

力道上的不同。假如重力施加的力量差異大到與人體組織筋肉的強度差不多，

甚至是人體難以承受的力量差距時，那這個人是不是差不多就會被撕開了？

接下來把主角換成衛星。就不難想像衛星轉一轉，卻慢慢的被某些力量拉扯，

終至碎掉。這股力量被稱為潮汐力(Tidal Force)，跟月亮拉起海水是一樣的作

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用。皆是萬有引力的作用，只是月亮沒那麼強悍，可以把東西從地球上拉走。

講到這裡，有沒有一點似曾相識的感覺？舒梅克──李維 9號彗星，在撞

到木星前，是不是有碎裂成多塊？是不是常常聽見彗星核碎成幾塊云云？著名

的獅子座流星雨是哪個彗星碎裂而來的？

下一個問題，為什麼會有卡西尼環縫這類情況發生？難道衛星都不喜歡

在那邊碎掉嗎？這算答對一半，人們目前認為的原因被稱之為軌道共振現象

(Orbital-Resonance Phenomena)。當三個或三個以上物體互相存在重力作用，

有互繞行為的時候，從理論上就已經註定有某些軌道無法存在。其實也不能說

不存在，只是這些特定的軌道相當不穩定。即使這個重力系統生成了這樣的軌

道，天體將相當容易跑掉。或可能是轉換軌道，或可能一去不回。甚至如果是小

衛星，可能就被吸向中心的行星，最後被潮汐力扯碎。小衛星碎的多了……就

變環囉……

不論概念用到行星繞恆星或是衛星繞行都一樣成立，所以你會發現某些

軌道上面無法存在衛星。倒不是衛星挑剔，而是這樣的系統下，衛星無法穩定

的存在某些軌道上。好比說，在卡西尼環縫的附近，可能正是這類不穩定的軌

道，即使有衛星曾經存在，但可能不久就會離開此處。其實共振這個現象在數

學上是很容易推導出來的。當然啦……所謂容易的意思是如果你有學過簡單的

微分方程。為了不用數學殘害大家的腦力，在此嘗試用定性的方式描述，希望

大家能想像。

首先要重新強調幾件事情：第一個是所謂共不共振的，前提都是在討論

三個或是三個物體以上的重力互繞系統。此外，不管是衛星繞行星或是行星繞

恆星都是同樣的原理，一概適用。

什麼？太陽系沒有這樣的現象？難道你以為小行星帶是沒事有一群小行

星自己跑去形成的嗎？順便提一下，火星、木星間的小行星帶有一個很大的間

隙，這個軌道上幾乎沒有天體，稱為 Kirkwood gaps。還不懂？唉唷……就是

太陽系版的卡西尼環縫啦！

圖 7 軌道共振講解用圖

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請看圖 7，以行星─衛星系統來說明。有一個衛星一號，代表了大部份的

衛星質量。有一個飽受欺負的小衛星，用白色圈表示。並標定完美的軌道形狀

及其上的四個位置分別是 1 至 4。中間則是行星。當小衛星來到 3 的位置時，

會受到比較大的朝向行星拉力，所以軌道會稍微偏近內側。但到了 1的位置時，

則會受到較為多一些些的與行星反向拉力，所以軌道可能又稍稍往外側一些。

在 2或是 4 的位置時，則是中間狀態。

這就如同盪鞦韆一般，盪來盪去的過程中，需要有一股力量推或拉以維持運

作。倘若你是那個幫助鞦韆運作的人，你隨機挑時間推或拉，那麼鞦韆基本上

還是能夠運作。就像大部份的衛星運行軌道上，衛星一號與中心行星合作，有

時候把小衛星拉往內，有時推往外。但假如你推鞦韆時，算準了鞦韆搖擺的週

期，只在鞦韆迎面來的時候推一把，或只在鞦韆去的時候拉一把；那麼鞦韆很

快就會停下來，穩定的擺盪也就被破壞了。反之，鞦韆越擺越高也同樣是另一種

不穩定的表現。

同理，如果碰巧衛星一號與小衛星的週期有著某一種巧合的時候，就可

能推推拉拉的把這個小衛星慢慢的帶離這個特定的軌道。結果命運就會變成凡

存在此特定軌道上的東西最後都會被請離開。

我們都知道，距離中心行星越遠，衛星的繞行週期也會隨之改變。克卜

勒的行星運動第三定律給出了繞轉半徑與繞轉週期的關係。因此，只要有個衛

星一大剌剌的存在那裡，總會有些軌道會被掃空。現在你把這個遊戲規則套用

到行星環上頭，應該就不難理解卡西尼環縫的原因了。

當然，也可能只是土星環生成時間不夠久，還沒有傢伙跑到那裡而已。

有時候不要想得太複雜，大自然是沒有那麼複雜的！

11. 太陽系的年齡與誕生

太陽系怎麼生成的，地球怎麼生成的，太陽系幾歲？這些永遠是人類的

熱門課題。地球上用放射性定年法測量的最古老地質是 38億年，欸？好像不

太對，似乎聽過一個說法說地球是 46億年耶？其實對天文學家來說 38與 46

都是同一個數量級，恐怕天文學家不會太計較這部份。但是或許一般人很在

意吧？想想 8億年夠我們活多少輩子呀？

46億這個數字是來自隕石的。阿波羅計畫後帶回的月球岩石也測出了同

樣的年份。所以答案開始指向可能在三十八億年前，地球有重新熔融過。如果

暫時先放棄計較這 8億年的話；那麼我們還有興趣：究竟一個行星系統是如

何生成的？是否恆星形成的過程中，必然會形成行星系統呢？幾十億年的時光，

連冥王星年都已經過個幾千年了；這長期以來的軌道動力結構上，是否會有重

大改變？

先說個欠打的答案，其實科學家也不知道。假如知道的話，必定是諾貝

爾獎頒不完了，但是我們可以簡單討論一下目前所知。

首先，目前人們比較傾向相信：恆星生成的雲氣與殘餘物質可能會形成盤狀，

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漸漸的繞著中心恆星打轉。但我們太陽系內豐富的元素是誰留給我們的，則眾

說紛紜。超新星，或者是化學同位素的異常變化理論都有人提。繞轉的雲氣與

塵埃顆粒如果有形成一些核，或有可能逐漸聚集形成一或多個類木行星。當形

成類木行星後，因為行星與氣體盤的作用，氣體盤會被這一或多個行星劃出一

道溝。外側的氣體塵埃漸漸的被排到太陽系外側。內側氣體則被中心恆星掃蕩，

並漂著密度較大的一些物質。如果凝聚成核，則可能生成類地行星。

還是要強調，這是目前人們相信而絕非完全正確的理論。瑕疵是有的，

如果你不信，那麼大家都在歡迎你提出一套更令人信服的理論，加油吧！並祝

你因此而拿諾貝爾獎。

三、 星星(Stars)

01. 赫羅圖(H-R Diagram)與主序星(Main Sequence Star)的概念

約二十世紀初，丹麥天文學家 Hertzsprung與美國天文學家 Russell分別

提出：如果以星星的發光能力、以及表面溫度來做天上現有恆星分類的話，似

乎可以得到些有趣的事情。先別忙著覺得無聊！想想看，都有人會去胡扯愛不

愛臺灣的關係了，那統計恆星的溫度跟發光能力算什麼麻煩？

圖 8赫羅圖

Copyright© Lecture Note of Astrophysics, FrankShu.

如圖 8，當我們把恆星的溫度作為橫軸，再把恆星的發光能力當成縱軸。

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每個恆星都有一組發光能力以及溫度，所以，就在這個圖上點一點。當把足夠

數目的恆星放到圖上時，會出現一些分布情形。這表示，恆星們的溫度以及發

光的能力有一些關係。爾後這張圖稱為赫羅圖，對了！注意橫軸座標的溫度向

右是遞減，也就是越來越低溫。

天文學家繼續研究，發現大部份的星球集中在這張圖由左上到右下的一

條帶狀上。如果狀態停駐在此帶中的恆星，基本上都是穩定生存中；沒有相對

激烈的演化或是活躍行為。恆星一旦生成、開始發光之後，就會停在此帶上

長達 90%以上的生命歲月。像是星星的青壯年時期般，於是天文學家稱這條帶

為「主序列帶」(Main Sequence)，這些星稱之為主序星。

在此帶之外，星星大多不是主序星。一般來說是正在誕生、或是已經在

演化末期的星球。隨著演化或誕生的過程，星星的溫度以及發光情況會改變，

也就會在赫羅圖上面有所移動。

02. 恆星光譜類型(Spectral Type)

有否注意到圖 8的赫羅圖橫軸？上一節不斷的說是溫度是溫度，怎麼……

圖上卻是標 O、B、A、F、G、K、M？其實，溫度高低不同對應的恆星光譜

類型就不同，從高溫的 O 降低到 B、A……直到低溫的M。此外每個光譜類型

下面還有細分為0至 9，一樣是隨數字增大而溫度漸減。例如 B0至 B9，B0比

B9高溫一些，詳見表 1。

表 1恆星光譜類型之歸納

光譜型

視覺顏色 表面溫度(K) 主要光譜上的特徵

O 藍或藍白 >30,000 具有離子化的氦(He)及其他元素的譜

線；不過氫(H)的譜線不明顯。

B 藍白 11,000~30,000 有較強的氫譜線、中性氦，及一些游離

化的元素也都可能有。

A 白 7,500~11,000 氫譜線十分強！有游離鈣(Ca II)、鐵

(Fe)、鎂(Mg)等元素，無氦(He)。

F 黃白 6000~7500 氫線又再轉弱，鈣線十分清晰。

G 黃 5000~6000 強烈的鈣線和其他中性與離化金屬元素

的譜線，氫線較 F型星更弱。

K 橘黃 3500~5000 金屬元素譜線佔盡優勢，氧化鈦分子開

始出現；氫線甚弱。

M 紅 2000~3500 強列的中性金屬元素與氧化鈦譜帶。

小問題：大家來思考一下，看過這麼多星星，為什麼好像沒看過綠色的星星？

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03. 恆星的奇行種

上節的光譜類型其實是對主序星以及演化星球而言。後來，有人發現一

些比較暗的星。但這些暗星是真的很暗，而且不是因為距離很遠。科學家暫

時稱之為棕矮星(Brown Dwarf)。經過研究之後，發現這些星跟一般恆星一樣。

來自宇宙間的物質、氣體凝聚而成。但問題是它們質量不足，發不了光。雖

然有微小的輻射量，卻不到發光發熱的境界。於是，科學家又戲稱棕矮星為

「失敗的星球」(Failed Stars)。

另外還有一類天體叫做緻密天體，它包含白矮星、中子星與黑洞，其中

白矮星是較輕質量恆星的演化結果。本身已經不再產生能量但還帶著高熱，

因此還會發光。等到越來越冷，便會漸漸黯淡下去，暗到變成黑矮星。

離開了主序帶的恆星，到底會如何演化，與它們的質量有非常密切的關

係。不同質量的恆星，會有不同的演化途徑。目前恆星的演化情形是以理論

推算，然後推想每個演化階段，恆星看起來應該長什麼樣子。最後設法找到

觀測事實來輔佐理論的正確性。

目前相信的演化理論，大抵來說分重質量與輕質量。輕質量恆星的演化

比較五花八門，有時或有些有趣的行為。好比說大量拋出它擁有的物質，之

後形成美麗的行星狀星雲(Planetary Nenulae)等，而最後中心剩下一顆白矮星。

重質量恆星演化之後，大抵會經過膨脹成為超巨星(Super Giant)。然後以超

新星爆炸作為終結，中心剩下中子星(Neutron Star)或是黑洞(Black Hole)。

04. 太陽(Sun)

太陽的光譜類型是 G2，表面溫度大約攝氏 6000 度。目前大家相信太陽

的年齡大約 50億年。而根據理論計算出來的太陽壽命則大概是 100億年，所

以太陽可謂邁入中年的星星。

太陽的外層有著大氣部份，包含了光球層、色球層、日冕與太陽風。向

內部前進則進到對流層、輻射層以及最內的核心。核心就是太陽的能量生產

工廠。能量被產生後就往外傳到輻射層，在此以光作為能量的傳導方式，故

稱為輻射層。然後傳到比較淺的地方，就變成以對流活動來傳導能量。接著

就傳到外層的大氣，光球、色球層，向外輻射至太空。

太陽既然是最近的恆星，所以自然是許多人關注的焦點。太陽雖然不算

是一個很大的恆星，但是因為離我們近，所以有許多現象可以被觀察的清清

楚楚的。包含太陽表面的許多活動、太陽黑子、太陽磁場等。以下簡單介紹

常見的大氣結構日冕以及常見的太陽活動黑子與日珥。

04.A. 太陽大氣結構之一：日冕(Corona)

日冕溫度約百萬 K，其原因是到目前為止尚未有定論的課題。目前一

派比較有力的說法是來自太陽磁場的加溫。如果你知道為什麼的話，那麼

趕快發表吧！諾貝爾獎應該就是頒給你啦……

日全食的過程中，當進入全食階段，月球將太陽大致遮住的時候；可

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見到圍繞太陽四周有一片淡白色的暈。似乎從太陽向外延伸至太空，那就

是所謂的日冕。雖然它看起來很亮但其實密度很低，約為我們平常所生存

的大氣的十億分之一，比地球上的實驗室能達到的真空程度還要更低。然

而這麼低密度，卻又這麼高溫，這是令人難以直觀想像的。也因此日冕的

加熱機制至今還沒有令人信服的肯定理論。此外，日冕輻射形形色色，有

紫外線及 X-ray 等，也是另一個眾所關注之處。

04.B. 太陽活動之一-太陽黑子(Sunspot)

黑子區的溫度較太陽表面其他地方低，黑子約 4000K 左右。所以相

對較暗，在太陽影像上「看起來」是黑的。此外黑子常常成群出現，並且

在黑子附近可以測量到巨大的磁場。

圖 9.1日冕

Copyright(c)Fred Espenak

(NASA/GSFC)

圖 9.2 日珥(右上角)

Copyright(c)TRACE Project, NASA

04.C. 日珥(Prominence)

日珥是太陽的活動之一，從太陽表面向上一直到日冕都是日珥現象的

勢力範圍。觀測日全食的時候，運氣好可以發現日冕的底部有點紅紅的。

那其實就是日珥囉！圖 9.2顯示出一全日面影像，右上角可以見到有活躍

的日珥現象。

日珥本身是一些游離的氣體，我們稱之為電漿(Plasma)。可以視為物

質三態之上，更高溫的一態：第四態。電漿本身由於溫度很高，其中的原

子分子被拆成一大堆的電子以及離子們，所以電漿的運動會受到磁場的干

擾(電生磁、磁生電，這能接受吧？)以及束縛。太陽磁場的磁力線橫亙於

太陽表面附近，所以表面附近的電漿會沿著磁力線運動，並被束縛在磁場

結構中，然後被牽引而突出表面，形成圖 9.2 所看到的那個樣子。你是否

也覺得那個線條很像磁力線的分布呢？

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04.D. 日震學(Helioseismology)

瞭解星球內部結構是天文學家長久以來的夢想。過去我們對星球內部

結構的瞭解，大多都是由理論推測而得。但於七十年代興起的日震學

(Helioseismology)，提供了天文學家一個相當準確的方法來瞭解太陽內部

的結構，如聲速、自轉速度、磁場、化學組成、對流運動等。

顧名思羲，日震學這個名詞係由地震學(Seismology)引申而來。地震

學是利用地震或其他原因造成的震波來瞭解地球內部的結構，日震學則是

利用太陽表面觀測所得的震波來瞭解太陽內部的結構。不同的是，對地球

震波我們可知其波源的位置。而對太陽震波來說，太陽上每個點都是震波

的波源。而且任何時刻、任何地點太陽震波都存在。因此日震學必須發展

不同的方法，利用太陽表面的震波資料來推測內部的結構。

常用的方法之一是由震波的色散關係(Dispersion Relation)來反推太

陽內部的結構。色散關係為波長與頻率的關係，波的色散關係反應了波所

存在區域的物理性質。不同模式的波，存在的區域不同，因此不同模式的

波反應不同區域的物理性質。經由比較不同模式的色散開係，原則上我們

可推得太陽內部的物理性質，但前提是要有長時間且連續的數據。

而地球自轉造成的日出日落，使得同一觀測站無法取得連續的數據。

天文學家解決此問題的方法有三：最佳的辦法是將望遠鏡放在太空中適當

的地點。歐美合作的 SOHO 衛星，於 1996年底發射至太陽與地球之間的

引力平衡點。獲得連續性相當好、且不受大氣影響的數據。但所需經費龐

大、壽命短、且冒險性大(SOHO 曾多次故障，幾無堪用的陀螺儀)。第二

個方法是在南北極觀測。但其缺點是南北極天氣不好，太陽太接近水平面。

且一年中僅有數個月的觀測時間，所需經費也相當龐大。最後一個也是目

前最普及的辦法，是在全球適當的經度上放置相同的望遠鏡。使太陽不下

山，以連續關測。目前全世界有數個觀測網。臺灣日震觀測網(Taiwan

Oscillation Network, TON)為主要的觀測網之一。

05. 星震學(Asteroseismolgy)

星震學發展的很早，早在 1994 年就已經有人對整個星震學作出回顧了

(T.M Brownetal, 1994)。其中歸納出了好幾種的星球：包含白矮星(White

Dwarfs)、roAp 型星(rapidly oscillation Ap Star)、盾牌座 δ型變星(δ Scuti)、

仙王座 β型變星(β Cephei)以及近似太陽型(Sun-like)的恆星。當然也有人研

究更早就已經開始研究的米拉型變星(Mira)、天琴座 RR 型變星(Lyre RR)、

典型造父變星(δ Cephei)等。

既然稱之為星震，表示研究的對象就是星球的震盪行為。星球在生老病

死的過程中，總是會有許許多多的物理過程來維持其發光發熱。而星球演化

到某些時刻便有可能出現使星球不穩定的物理機制，從而導致震盪的開始。

但是這不穩定則又不足以使星球全面崩潰。因此震盪成了一個暫時穩定的狀

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態，研究這個震盪的頻率，以及震盪的模式(Mode)，就可以讓我們得到許多

有關這時期星球的各項物理資訊。

四、 雙星、變星與星際介質

01. 雙星(Double Stars)

在觀測天空的過程中，其實常常可以看到兩顆非常靠近的恆星。古人不

太精確的就把這一類的傢伙們通通稱為「雙星」(Double Stars)，所以雙星的

由來實在沒什麼好神秘的。對了……那個古人就是托勒密，是他第一次用雙

星(Double Stars)這個名詞來稱呼兩顆靠的很近的星。

雙星簡單的分成光學雙星(Optical Binaries)、視雙星(Visual Binary Stars)、

天文幾何雙星(Astrometric Binary Stars)、光譜雙星(Spectroscopic Binary

Stars)、食雙星(Eclipsing Binaries)等。

兩顆星恰巧位於同一視線方向，「看起來」靠很近，在視覺上看起來像

是雙星的，就稱為光學雙星(Optical Binaries)。例如北斗七星裡面的開陽，

開陽旁邊有一顆視覺上的雙星。名為輔，現在確定開陽與輔並非一個雙星系

統。不過，開陽本身則是真的有一顆小小的伴星，所以開陽本身是貨真價實

的雙星系統喔！

兩顆星星處在同一個重力系統，互相影響對方軌道的稱為雙星(Binary

Stars)。中文雖然都翻譯為雙星，但還是要提醒大家 Double Stars 與 Binary

Stars在定義上並不完全相同。在雙星系統之中，兩顆星以橢圓形的軌道互繞，

這有時可以由觀測恆星的移動情況來決定。

視雙星，是在望遠鏡之中即可以觀測出星星的互繞情形，進而決定這個

雙星系統的一些性質，例如週期之類的。天文幾何雙星是指，我們只看到一

顆星，但種星的運動軌道是波浪狀的。這種現象我們認為是這顆星與它旁邊

的暗星互繞所造成的，這樣的雙星系統稱為天文幾何雙星。換言之，觀測上

沒看到伴星(可能太暗，可能離主星太近……)，但卻看到主星在微微的動，根

據主星的移動便有機會推斷出是否為雙星、或可進而提取出雙星系統的一些

資訊。光譜雙星更麻煩，連主星看起來也沒有運動的現象(可能太遠……等)。

但是利用光譜觀測主星時，卻可以略略發現有些都卜勒位移。食雙星則是較

為有趣的情況，其中兩顆星偶爾會互相遮住(對於地球的觀察者而言)，所以我

們可以看到星的亮度會有規律而特別的變化。

02. 變星(Variable Star)

變星也是個有趣的課題，星光為何而變？憑什麼變？概略來說，變星就

是亮度會變化的星，人們就把它通通叫做變星啦！

你一定覺得很不精確。不過，你也不能說有錯，本來嘛……星光會變的

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話，你不叫它變星那要叫什麼呢？變星最初的分法是 1881年的 Pickering 所

分，共計新星、長週期變星、造父變星、不規則變星和食變星五類。隨著時

代演進，分類法也會稍有演變，但大抵相同。只是到了近代，由於我們對變

星的了解更多了，所以就有人建議以變星的光變機制來源作為分類依據。據

此分類可粗分為脈動變星、爆發變星和幾何變星三個大類。三大類各自又細

分一些類別。

脈動變星星如其名，它的光度變化大致上有如脈搏跳動般規律。例子之

一是典型造父變星(δ Cepheid, or Classical Cepheid)。典型造父變星是在恆星

演化的某一段時期，星球體積會產生規律的膨脹收縮；因此而有規律的亮度

變化。譬如太陽著名的五分鐘震盪。除了典型造父變星以外，脈動變星還有

盾牌座 δ型變星(δ Scuti)、天琴座 RR 型變星(RR Lyrae)、仙王座 β型變星(β

Cepheid)。

爆發變星像是新星(Novae)與超新星(Supernovae)。新星是星光的亮度在

短時間內突然大幅度增加(大概是幾小時至幾天這種時間尺度)。星等增加的幅

度不太一定，多在 9到 14等間。超新星是爆發的更為劇烈的情況，亮度的增

幅高達十至二十多等。拋出的氣殼速度高的可怕，就像大地震震波經過一般，

所到之處物理性質將會被突然的改變。其產生的震波在波動物理上，稱為波

爆(Shock Wave，或譯衝擊波)，與超音速飛機產生的音爆是相同的原理。

目前所了解的超新星爆發的形式有兩種。一種是雙星系統的成員有一個

白矮星與一個普通的恆星。但可能因為近、可能因為那顆恆星膨脹……等因

素，所以氣體被白矮星吸過去。等白矮星吸夠多的時候，就點燃一下核融合。

於是會炸一下，稱為第一類 a型超新星(Type Ia Supernovae)；是測量距離的

工具之一。

還有一種超新星，原來的質量相當的大。這類大質量恆星在其一生的終

點來臨時，會發生慘劇般的爆發。中心則留下一顆中子星或是黑洞，稱第二

類超新星(Type II Supernovae)。

新星在中國古書則被稱為客星。此外，以前的人並未區分新星與超新星。

03. 星際介質(Interstellar Medium)

所謂星際介質，英文原文是 Interstellar Medium，簡寫為 ISM。聽起來

玄之又玄，其實就是泛指那些星系裡，分布在恆星之間的物質與輻射光子的

總稱。大部分理所當然的是氫氣，其他有少數的塵埃、金屬、宇宙射線等。

必須注意，在天文上所謂金屬，泛指比氫與氦重的元素。

所以按照定義來說，各種星雲、超新星殘骸算星際介質。咱們的地球與

各行星……唉呀，很不幸，我們算是星際介質裡面的塵埃的部分。所以我們

並沒有想像中的崇高與偉大噢！

星際介質的特性是稀薄。其稀薄程度，比起地球上的最精密的實驗室所

能抽的真空還要稀薄。在如此稀薄的情況下，有很多物質與光的交互作用特

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性，跟地球上的實驗結果會不太類似。例如在物理學上我們熟知的禁制躍遷

(Forbidden Transition)。

在此多解釋一下，原子裡的電子在由高能狀態跳回低能狀態時會發射光。

這個電子在不同的能態間遊走的過程稱為躍遷(Transition)。電子的躍遷已經

由量子物理學研究的很仔細，並給了一個規範叫做選擇定則(Selection Rule)。

根據選擇定則，有些特定的躍遷機率很低，不容易發生。這是由於地球上物

質密度都太高，這些機率很低的躍遷還沒發生就被其他物質打掉了。因此在

地球上的實驗室，做不出禁制躍遷的結果。但是在天文上，卻可以在星際介

質裡面輕易的觀測到這些地球上不容易看到的禁制躍遷。就是因為星際介質

的密度實在太低，低到這些原子與電子不受外在打擾，得以發生那些機率低

到不行的躍。並且釋放出相對應波長的光。

以觀測天文學的角度而言，星際介質會使得遙遠恆星的光受到影響。包

含消光(Extinction)或紅化(Redshift)。消光就是…就是消光；紅化則是因為星

際介質會散射(Scattering)星光，而藍光比紅光容易散射；因此經過星際介質

的光，會留下比較多的紅光，這個就是所謂的星際紅化。是觀測天文上必須

進行修正的一個項目。

星際介質溫度不一定，有很高溫的也有很低溫的。隨著不同的溫度，選

擇的觀測儀器也會不同，端看你要觀測的目標是誰而決定。例如你想研究一

般的中性氫，則你可以使用無線電波望遠鏡觀測二十一公分譜線。如果你想

觀測高溫氣體，則你可能得申請 Chandra X-ray 望遠鏡。

五、 星雲與星團(Nebulae and Cluster of Stars)

成團的恆星，就被稱為星團(Star Clusters)。像雲氣一樣的天體，就稱為

星雲(Nebulae)，很合理吧？

01. 疏散星團(Open Cluster)

疏散星團，顧名思義，就是天空中有一團星星相當疏散，沒有固定形狀

可言，但是又成群結隊。大致的性質有，群星的距離離地球差不多遠、群星

的年紀大致相仿而且化學組成差不多等。所以千萬別以為天空上只要有一群

星星聚在一起，我們就會叫它疏散星團呵……那定義可是會吵不完的噢！

目前相信疏散星團應該來自一個集體生成恆星的區域，所以有的疏散星

團週邊還可以觀測到殘留的雲氣。例如圖 10.2 昴宿星團周圍，曝光夠久的話，

就會看到星星的周圍有著恆星誕生後殘留的雲氣。截至目前為止，在本銀河

系內所觀測到的疏散星團約在一千多個，估計總數量可能有兩萬個。不過因

為銀河面附近塵埃吸收了許多光線，星際消光相當嚴重，我們恐怕是無法觀

測到離太陽系較遠的疏散星團。

25

圖 10.1 疏散星團 NGC4755，又稱珠寶盒星團。

Copyright© Michael Bessell (RSAA,ANU),

MSO

圖 10.2M45 昴宿星團，又稱七姊妹。

Copyright© http://www2.globetrotter.

net

02. 球狀星團(Globular Cluster)

球狀星團就不像疏散星圖那樣散散的，它的恆星們有著對稱的球狀分布。

一般的直徑大小約在數十光年至數百光年左右。此外，恆星數量也多得多，

一般來說在幾十萬顆甚至是以上，是一種恆星密集分布的組織結構。此外，

天文學家推測球狀星團的年齡大都比較老，許多球狀星團的年紀都上百億年

了。球狀星團因為星星實在很多，所以常常被拿來當作研究的對象。特別是

需要大量星星作為樣本的時候。例如，製作赫羅圖這類需要很多恆星數目的

情況。

03. 發射星雲(Emission Nebulae)

發射星雲指的是因為雲氣本身溫度高，而自體發光。這類光線一般來說

可能來自氣體游離。天文照片常見的紅色雲氣多半是發射星雲，紅色來自於

氫游離產生的光，一般稱作 Hα。至於雲氣的高溫原因，則多半是被附近的高

溫恆星所加熱。發射星雲請參看圖 10.5，NGC7000，又稱北美洲星雲。其名

來自於雲氣的形狀。

圖 10.3球狀星團M13

Copyright© The STScI Digitized Sky Survey

圖 10.4 球狀星團M4 Copyright© The STScI Digitized Sky

http://www2.globetrotter.net/http://www2.globetrotter.net/

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04. 反射星雲(Reflection Nebulae)

反射星雲其實只是一團雲氣，雲氣反射、散射了鄰近恆星們的光，就是

這麼簡單！此外，散射這個物理機制的特性是：波長越短的光越容易被散射，

所以藍光比紅光更容易被這些氣體散射。因此我們看到的反射星雲，常常是

呈現藍色的。反射星雲的例子可以參看圖 10.6，IC2118，又被稱為巫婆頭、

魔女頭星雲。這些雲氣的光源便是來自周圍星光的反射或散射。還有圖 10.2

的七姊妹星團，那些周圍的雲氣，也是所謂反射星雲。

05. 黑暗星雲(Dark Nebulae)

黑暗星雲是閃亮天空中的一片黑暗。當恆星、星雲、星系等發光體的光

線前往地球的途中，如果被一些不透光的物質擋住光線；因而顯得一片黑暗，

那麼在地球觀察者的眼裡，就會變成亮亮的背景上浮著一片黑暗遮蔽物。例

如圖 10.7，這是在夏季銀河裡的三裂星雲。雲氣本身是發射星雲(不過其實有

摻點反射星雲，只是黑白影像看不出來)，但是有黑暗的遮蔽物遮住了光線，

於是變成三條黑黑的裂縫。

圖 10.5發射星雲 NGC7000，俗稱北美洲

星雲 Copyright© Jason Ware APOD

圖 10.6反射星雲，IC2118，又稱巫婆頭星

雲 Copyright© Rick Krejci (Ricks Astro

Astrophotography)APOD

圖 10.7 M20，三裂星雲，雲氣本身是發射

星雲，裂縫就是一些遮蔽物，造成三裂的

樣子。Copyright© CFHT Mega Cam

圖 10.8 M27，大家都說是啞鈴星雲但是，您

不覺得更像蘋果核星雲？

Copyright© www5f.biglobe.ne.jp

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六、 星系(Galaxies)

01. 大辯論

這場著名的大辯論，辯論者是 Herber Curtis 與 Harlow Shapley。時代

是在 1920年，在華盛頓當著美國國家科學院全體的面前，進行了一場激辯。

主題是：天空中的新主角──漩渦星雲，是銀河系內的東西？還是與銀河系

平起平坐，是宇宙中的另外一個銀河系？這場辯論最重大的意義在於科學最

前沿的思維辯證。今天我們當然已經知道誰錯誰對，但是正確與否並不能抹

滅其中任何一人的科學精神與推理過程。在最容易犯錯的科學前線地帶，找

到成功之路並非簡單的事情。但可以確定的是，不可能靠運氣，必需嘗試付

出、努力再努力才行。

引發大辯論的三個核心問題是：

01.A. 漩渦星雲到底多遠？

01.B. 組成漩渦星雲的，是雲氣還是星星？

01.C. 為何漩渦星雲不在銀河的平面上？

Curti與 Shapley 都知道，解決問題的最關鍵是漩渦星雲的距離。Shapley

有個間接證據說明漩渦星雲很近：在這之前有人研究過 M101，發現其旋轉速

度很高。如果 M101 的尺度能與銀河系比擬的話，M101 旋轉速度就超光速

囉……所以它應該要是個小天體，存在銀河系之中。這個推理其實很完美，

可惜的是觀測資料有問題。而 Curtis也持保留態度，後來 1935年的研究表明

這個旋轉速度是來自觀測的誤差。

當時，人們對於漩渦星雲的觀測結果有幾項特別之處。第一，漩渦星雲

似乎避開銀河的銀道面。再者，漩渦星雲似乎都以極大的速度在遠離我們。

兩個觀測結果對於爭論的雙方有著不同的見解。

對於 Shapley而言，這兩個觀測上的事實意味漩渦星雲傾向避開銀道面。

他假設銀河會對漩渦星雲施加一種排斥力，用來解釋這樣的觀測結果。

Curtis 則指出，某些其他的漩渦星雲側面有著奇怪的黑色暗帶。假設我

們的銀河也有此暗帶，又假設我們位於銀河較為中間的平面，再假設漩渦星

雲在銀河系之外，那我們自然就看不到在銀道面的方向有任何的漩渦星雲了。

Curtis 用了三個假設，但只解釋了一個事實。他沒辦法解釋這些漩渦星

雲為何高速遠離我們。Shapley 用一個假設，但是解釋了兩個觀測事實，看起

來 Shapley 比較有利。

02. 哈柏的 M31造父變星測量結果

1923年，哈柏首次在 M31 的周圍解析出恆星。又測量其變光週期，確認

出了裡頭有造父變星。然後他使用變星測量距離，得到了 M31 的距離。其距

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離遠遠超出人類所認定的銀河系範圍，今天這個值約是兩百萬光年左右。

至此，大家開始了解，這東西並非銀河系的一員，而是規模與銀河系相

當，甚至遠大於的一個天體。因此，之後我們開始正式稱呼它為星系(galaxy)。

03. 星系分類與哈柏音叉圖

星系數目眾多，但哈柏卻發現星系的幾何型態不多。他歸納出幾種類型，

並整理成一張圖，像個音叉。如圖 11。哈柏認為各種型態的星系互相有演化

關係。他構思可能是從橢圓星系為初始狀態，漸漸演化、變扁，然後變成一

般的漩渦或是棒狀漩渦星系。所以，圖左稱之為 Early-type，圖右稱之為

Late-type。但其實不完全是這回事，只是 Early、Latetype 的這種稱呼方式，

被將錯就錯的沿用下來了。

圖 11.1 哈柏分類的音叉圖。

哈柏的分類包含一般漩渦星系(又稱螺旋星系)、棒狀漩渦星系、橢圓星系

以及不規則星系。概略描述是這樣的，一般漩渦星系有一個中央核球(Bulge)，

然後加上一個扁平的盤面(Disk)。棒狀漩渦星系則是除了中央核球以及盤面外，

尚有棒狀結構存在於星系之中。橢圓星系則呈現橢圓到正圓間，有著平滑的

光度分布。此外還有一些不規則的星系。

(a)M100 (b)NGC1300 (c)M87

圖 11.2(a)一般漩渦星系，(b)棒狀漩渦星系，(c)橢圓星系

Copyright© The STScI Digitized Sky Survey

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事實上，哈柏的分類法算是概略性的。所以，一定要有吹毛求疵的天文

學家發展了更詳細的分類方法。如 De Vaucouleurs 對於星系的分類，它針對

漩渦、不規則星系的型態做了進一步的子分類。每個子分類明確定義了幾何

上的意義，例如漩渦星系的旋臂的纏緊程度。

04. 漩渦星系(Spiral Galaxy)

漩渦星系的分類由 Sa至 Sc，SBa 至 SBc。代表纏的越緊的旋臂結構以及

越小的中央核球，某些 Sc中央根本可說是沒有核球。漩渦星系本身皆有相當

的自轉，並呈現扁平的、盤狀的，並且或多或少的擁有漩渦的結構。一般來

說，有許多的漩渦星系富含氣體、塵埃。

雖說一般漩渦星系都有比較多的氣體與塵埃，但是也有人觀測到一類的

漩渦星系是少氣體、光滑的(Vanden Bergh & Storm)。有人提出這可能是正

在演化為 S0 或是 SB0的星系但仍未被普遍的接受。

並非所有 S0或是 SB0都是由漩渦星系演化來的。但是從直覺的觀點上，

如果漩渦星系一生中從來沒有碰到任何大事件，自由老去的話，最終應該是

會變成 S0與 SB0的。但現在還有很多理論尚未明朗化以及還有待計算的事情

等著你我去做。所以，從直覺上來說很合理的事情，有待定量計算後的答案，

萬萬不能一口咬定。

05. 橢圓星系(Elliptical Galaxy)

橢圓星系的幾何形狀從 E0-E7，代表的是在天空的投影越來越橢圓。曾經，

人們以為這代表旋轉速度越來越高。但是，最後卻發現，其實橢圓星系的整

體旋轉速度並不大。至少相對於差不多大小的漩渦星系，橢圓星系的自轉速

度小得多。橢圓星系內的恆星各有其運動速度，仿若一盤散沙，各自為政。

在橢圓星系裡面，沒有什麼氣體，塵埃也不多。同時，似乎沒有證據顯

示橢圓星系有年輕恆星的存在，可能是因為沒什麼氣體的關係。橢圓星系沒

有任何漩渦型態的結構，即使是過渡型態的 SB0也是。

06. 活躍星系(Active Galaxy)

以上所論述的星系，大部份是安安靜靜的星系，並沒有什麼激烈的行為。

但有一些星系內部，除了一般星系的性質外，還有非常的活躍的活動。有著

許多能量吞吐極大的事件，例如巨大的噴流、超明亮的核心……之類的。這

些總稱為活躍星系。

06.A. 西佛星系

西佛(Carl Seyfert)歸納出一些極明亮核心的漩渦星系，這些星系的核

心亮度往往超過星系其他部份的總亮度。除此之外，星系的外觀與一般漩

渦星系沒有什麼兩樣；核心不但明亮而且光度變化的時間非常的短，往往

一年內即有大幅度改變。目前研究顯示，西佛星系可能富有塵埃跟氣體，

30

但因為被這些傢伙擋住了，所以中心的活躍機制還未明朗化。

06.B. N星系與蠍虎座 BL類型天體(BL Lac)

核心超亮的漩渦星系是西佛星系，而核心超亮的橢圓星系稱為 N 星

系。其中，有一類特殊者稱之為蠍虎座 BL型天體。1929年，Cuno

Hoffmeister 的研究發現，有一個天體的光度變化非常怪異，一週內亮度

變化達到兩倍，又在幾個月內達到 15倍左右的亮度變化。後來天文學家

只把它當作一個怪異的不規則變化變星，編成蠍虎座 BL(BL Lac)就不管了。

偶然的，有兩個人，Macleod 以及 Andrew 偶然發現蠍虎座 BL 具有

強大的無線電波發射。同時，天體本身的輻射帶著偏振性，偏振性意味著

一些特定的輻射發射機制以及性質。藉此天文學家測量到蠍虎座 BL的距

離，結果卻發現這個「變星」遠在銀河系外。

對蠍虎座 BL更進一步研究後，人們發現影像上的蠍虎座 BL顯然不

是一個單純的光點，週邊似乎有絨毛狀的結構。但是令人迷惑的是，根據

光譜的測量，卻無法訂出蠍虎座 BL的任何特徵或是成分。七十年代之後，

有人突破了這個問題。Gunn與 Oke 設法遮住了中央的核球，並且得到蠍

虎座 BL 邊上的光譜。近似橢圓星系 M32，然後進一步的測定，得到一個

結論：蠍虎座 BL可能是一個距離我們約 109ly(光年)的天體。天文學家目

前已經陸陸續續發現一些與蠍虎座 BL相似的天體。於是便歸納為蠍虎座

BL類型天體。

06.C. 電波星系(Radio Galaxy)

活躍星系核似乎很有文章可以大作一番，引起了天文學家的濃厚興趣。

在電波天文學大躍進之後，天文學家獲得極高的解析度。據此研究了一些

星系，發現這些星系輻射出強大的電波。甚至，有些電波的發射來源竟然

有著一些有趣的形狀，像是對稱的瓣。此外，這些星系都是超巨大的橢圓

星系，而不曾發現過漩渦星系有這類表現。

06.D. 類星電波源、似星體(Quasars)

其實似星體也不是那麼神秘的傢伙，只是當初測量到的光譜太怪，沒

有一種地球上的已知元素對應到這神秘的光譜結果。這在當時曾掀起一陣

新元素的假說，不過，天文化學家的美夢很快就破滅了。1963年，Maarten

Schmidt 獲得結論，它只是遠離我們的速度很大，所以光譜的紅位移變得

很大，讓人認不出來罷了。

根據這個新的結論，人們推到了驚人的事實，這些似星體的距離約離

我們 109~1010ly。夠遠了，但是卻還蠻亮的，所以能量的輸出也驚人，大

約是太陽的 1015~1016倍。這在今天已不足為奇，天文學家已較能接受這樣

的事實了。不過在 Maarten Schmidt 那個時代，人們則普遍都還不能接受

這一系列的宇宙高能活動。

31

07. 本銀河系

我們所在的這個銀河直徑寬度大概是十萬光年。太陽系的位置在距離中

心三分之二的獵戶座旋臂(Orion Arm)上，太陽系繞著整個銀河系旋轉週期大

概二億六千萬年。我們的銀河系中心位於人馬座與天蠍座中間，在光害低的

地區，望天上看去，可以看到一條帶狀白雲橫越天空。仿若牛奶打翻般，這

也是Milky Way 這個稱呼的由來，南邊最亮的地方就是銀河系的中心。

我們所在的本銀河當然也會被好好的研究。本銀河系內的研究有幾項重

大的發展，一個是銀河地圖的建立。這是透過觀測一些 O 或 B型恆星或年輕

的星團，測量距離後，可決定出太陽附近的銀河結構與形狀。接著，由於電

波天文學的發展，我們可以測量一些中性氫(H)與一氧化碳分子(CO)在銀河系

內的分佈。靠著這兩樣武器，人類大致決定了本銀河系的形狀屬於漩渦星系。

大約有四條主要旋臂，兩條小旋臂。分別是矩尺座旋臂(Norma Arm)、南十

字座旋臂(Scutum-Crux Arm)、人馬座旋臂(Sagittarius Arm)、獵戶座旋臂

(Orion Arm)、英仙座旋臂(Perseus Arm)和外部旋臂(Outer Arm)。

在銀河形狀研究的歷史上，可以向前追溯到 1755 年，康德提出了一個大

膽的猜測：銀河系可能是由數目極為眾多的恆星組成的一個不停旋轉的盤子。

而且，使銀河系旋轉的原因與太陽系中各星體間能繞行的原因是相似的，都

是因為萬有引力。不過是距離尺度不同，太陽系位於銀河系的邊緣。從地球

上觀察銀河就如同從側面看碟子，所以在夜空中看到的就是一條帶狀銀河。

1785年，赫歇爾嘗試仔細測量夜空中恆星的數目，打算描述銀河的精確

形狀。但直到 20世紀初，荷蘭天文學家 Jacobus Kapteyn 才做出了第一張銀

河系的天體結構圖。根據他的計算，銀河系直徑約 4000 光年，太陽距離銀河

中心約 2000 光年。但是 Kapteyn 的時代，人們還不了解星際物質會吸收光，

造成人們所看到的景象並非銀河全貌，所以 Kapteyn 的結果並非正確版本。

另一個研究的大重點就是銀河系的中心，我們既然位在一個典型的漩渦

星系中心，那天文學家當然會用力的想要看到銀河系中心，以求了解漩渦星

系的中心情形。目前我們相信銀河系中心應該存在著一個超重質量的黑洞，

黑洞不斷的吸納物質。讓物質加速衝向黑洞，過程中物質速度越來越快，會

發射出一些 X-ray 等訊息。

圖 12全天銀河(Milky Way)，Copyright© Knut Lundmark; Lund Observatory

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七、 星系團(Galaxy Culster)與星系交互作用

與雙星系統、星團系統一樣，誰說星系僅僅是單獨的存在？宇宙中許多的星

系成群結隊出現。而且星系與星系之間的距離，相較於星星與星星之間的距離，

反而可以說近、密集的多。

01. 星系交互作用與合併

星系都是質量結構體。所以如果兩個星系靠的夠近，沒什麼理由不會有

交互作用。例子之一是圖 13.1，M51 星系又稱蝸牛星系。看看影像，是不是

真的很像蝸牛呢？它是兩個星系正在互相影響，互相拉扯的例子。

星系密度分布上，其實算蠻稀薄的。所以，所謂的星系碰撞跟我們所熟

悉的碰撞不太相似；兩顆蘋果的碰撞、兩個撞球的碰撞……都是高密度質量

體的碰撞，但是星系呢？不妨想像兩團雲互相碰撞吧？它們將會互相拉扯對

方的形狀，最後外觀大大改變。星系亦同，許多的理論天文學家致力於兩個

星系相遇後的情形，然後計算出了許許多多的奇特結構。包含兩個星系剛好

垂直相遇時，將會形成帶環星系(Polar-Ring Galaxy)之類的有趣結構。

圖 13.1M51，蝸牛星系 Copyright© The STScI Digitized Sky

Survey

圖 13.2帶環星系 NGC4650A Copyright© heritage.stsci.edu

02. 富星系團(Rich Cluster)

成群結隊的星系，數量約超過 30個就稱為富星系團，例子之一即是室女

座星系團。其位於室女座方向，距我們約 5×107ly，成員大概有兩百個星系左

右。大多為漩渦星系，部分橢圓以及一點點不規則星系。雖然室女座星系團

以漩渦星系居多，但是其中最亮的反而是四個橢圓星系，M87 也位在室女座

星系團之中。

03. cD星系(cD Galaxy)與星系併吞

當星系數量更多，有時我們會稱之為超星系團(Super Galaxy Cluster)。

例如后髮座超星系團，其成員星系達數千個，大部分是橢圓星系，以及少量

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漩渦星系。這樣的超星系團，一般會在中心存在一兩個十分明亮的超巨大橢

圓星系。由於歷史原因，這類超巨大橢圓星系稱之為 cD星系(cD Galaxy)。cD

星系十分稀少，往往支配整個超星系團的結構形狀。而且，是上節 06.C 電波

星系中所討論，一些具有對稱、雙瓣形狀的電波源，它們的光學對應天體。

cD星系的特點之一是具有一個廣闊的外層，密密麻麻都是恆星，而且十

分巨大。雖然外型是橢圓星系，卻比一般橢圓星系的規模大上十倍左右的數

量級。此外，星系整體亮度的分布，也跟一般橢圓星系不太相同。目前相信

cD星系是透過不斷併吞其他一般的星系來壯大勢力，而有時候只能部分併吞，

沒吞到的那些其餘星系的殘餘恆星或氣體塵埃就變成 cD星系的廣闊外層。

除了一大堆星系，以及黑社會老大 cD星系外，另一個被重視的是存在於

星系團之間的一些高溫氣體。大概是七十年代，X-ray 衛星觀測到這些高溫氣

體所釋出的 X-ray，溫度竟然高達千萬度。有關氣體的來源目前有幾派有力的

說法，首先，觀測事實顯示這些氣體含有大量鐵元素，所以，這應該是來自

星系，而非宇宙空間。有人提出從星系內吹出星際風，而不斷的把高溫氣體

吹出去。有人則提出星系碰撞時，會把星系內的氣體擠出而留在原地，兩個

相碰的星系則碰完就沒事閃人……等說法。目前這部分的研究還在眾說紛紜

的爭論時代。

04. 有關星系團的未知

根據星系團運動的狀態推算，要把一般星系團系統束縛住，所需的質量

超過現在我們所觀測到的星系團總質量。關於這個問題有極多的辯論，有人

認為我們可能少考慮了什麼物體的質量，但也有人正設法推導出星系團其實

是會一直漏出質量物體。這部分目前比星系周圍的黑暗物質還更令人摸不著

頭緒。

此外，偶爾發現的奇特型態的星系團，也夠天文學家頭痛很久。

05. 大尺度結構(Large-Scale Structure)

星系團之上是否有更大尺度的結構呢？答案是有的，當尺度到了超星系

團之上，星系分佈的結構經常會顯得扁而長，有如鍊子般。本銀河(Local

Galaxy)所在的本地超星系團(Local Super Galaxy Cluster)就是例子之一。本

地超星系團的中心在室女星系團附近的方向，包括本地星系團、室女座星系

團、大熊星系團以及大概 50個左右較小的星系團們，共同構成一個巨大的扁

平狀天體系統。

本地星系團是由本銀河、大小麥哲倫星系、玉夫座星系(注意！不是御夫！)

等構成一區；加上以仙女座大星系為中心的星系群，共同構成一個本地星系

團。兩個星系集中區各以本銀河以及仙女座大星系為首。

那究竟可以大到如何？這些巨大的結構，到目前為止的觀測顯示，大概

大到 6×107ly 左右。具有這個尺度以上的成團結構變得很少很少，但在此尺度

以下，則沒有固定成團的尺度結構大小。

34

八、 宇宙論

01. 奧伯斯佯謬(Olbers’Paradox)

這是 Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers 所提出，他也就是重新確定榖

神星後來又發現智神星、灶神星的那個 Olbers。

好！首先要來理解歐柏荒謬的假設：

假設有一個均勻佈滿恆星，穩定不亂動、且不亂變化的宇宙。在這樣的

一個宇宙裡，不論我們的視線往天空上的哪一個方向看，最後都一定可以看

到星星。據此推論，我們的黑夜應該會跟白天一樣亮才對，因為星星的光線

從各個方向來，不論大小遠近都會有貢獻。

事實是不是這樣呢？應該不用我廢話吧？黑夜跟白天一樣亮？這便是

Olbers所提出的荒謬詭辯。其實不過是要告訴人們，如果你相信宇宙是寧靜

而不變，均勻和諧而對稱，那就是你在騙自己囉！夜空明明就是黑的，沒錯

吧？

02. 場方程式與宇宙常數

場方程式是在幹嘛的呢？那是愛因斯坦從幾何學上面所推導出來的一組

方程式，用來描述重力以及物質狀態之間關係的。大致是：

Gμν= 8πGTμν (方程式 2)

翻譯成文字說的是：時空彎曲的情形=能量、密度、壓力等物質狀態。

「空間作用於物質，於是決定了物質如何運動；物質也反過來作用於空間，決定了空間如何彎曲。」

---JohnWheeler---

因為這個方程式推出的結果顯示宇宙不是在膨脹就是在收縮，亦即不是靜

態的宇宙。這使得愛因斯坦大為恐懼，為了讓它心中的靜態宇宙呈現，愛因斯

坦選擇在方程式右邊加上一項宇宙常數。在數學上，這麼做是沒問題的。方程

式裡面當然可以任意的加入一個常數。只是在物理上，一個常數也應該要有物

理意義才值得被加入一個方程式之中。如果硬在場方程式右邊加入一個常數，

那意思就是說有一種神秘的力量在干預宇宙的膨脹或是收縮，而且還沒辦法用

現存的物理解釋。

此時的愛因斯坦已被自己迷惑(事實上是宗教的問題)，他打算藉由調整宇

宙常數的大小來使宇宙成為寧靜與不變。

03. 宇宙膨脹的事實

愛因斯坦的寧靜論調很快就面臨挑戰。Friedmann 與 De Sitter 在差不多

的時間發表了有關場方程式以及宇宙常數的解法，而這個解與愛因斯坦的結

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論有衝突。

此外，哈柏的研究指出，很多星系正在做遠離我們的運動，這可以由觀

測上光線的都卜勒位移得知。哈柏歸納了這些遠離星系的速度，又比對了他

們的距離，得到了一條規則：星系速度 v=星系距離 d×比例常數 H0；也就是

哈柏定律(Hubble Law)：

v=d×H0 (方程式 3)

H0稱為哈伯常數(Hubble constant)，這對於星系運動的描述符合了膨脹

宇宙的表象。而最初哈伯估計出來的常數值大約是 500，據此推出的宇宙年齡

大概才二十億年。比起用放射法測得的地質年齡還短，經過一些後來人們的

努力，目前哈柏常數的公認數值大約是 75左右；對應的宇宙年齡是 150億年。

後來愛因斯坦宣佈承認引入宇宙常數是個錯誤，並曾經到威爾遜天文臺(Mt.

Wilson Observatory)造訪哈伯，也看了那臺證明他錯誤的望遠鏡，至此宇宙

常數似乎壽終正寢。

哈柏的觀測出來以後，許多宇宙學家們紛紛把目標放在對哈柏常數的測

量。而有另一批人則試著提出一些理論模型想挽救宇宙的穩定。其中包含一

種穩態宇宙學的模型，這個理論的中心特徵是擴張的宇宙空間會自動生成氫

原子來填補。宇宙的密度是常數，因此遠處的宇宙應該沒有演化的跡象。不

過這個說法已經打破質能守恆，又遇到很多觀測證據上的反駁，很快就變得

地位不保。對穩態宇宙最大的打擊則是宇宙背景輻射，這是宇宙源自於高緻

密狀態的直接證據。而且已經不可能強用穩態宇宙學解釋，很多新的東西似

乎被發現了。

04. 宇宙常數的新角色

各種新的觀測開始發現一件事情，宇宙似乎不是乖乖按照那個沒有宇宙

常數的方程式在運作。按照沒有宇宙常數的場方程式結果，宇宙將減速膨脹。

問題是新的觀測卻發現不對勁，由微波背景輻射等觀測結果，都指出宇宙常

數不是零，而且還是正的。而宇宙常數如果是正的，代表一種對抗重力收縮

的描述。這個神秘的加速來源讓宇宙常數起死回生，而且又有了更神秘的名

字──黑暗能量(dark energy)。要注意的是，它不是黑暗物質(dark matter)！

目前比較相信這源自所謂的真空能量(vacuum energy)。由於對其詳細的機制

不甚熟悉，因此不多著墨，就暫時先想成是一種與重力分庭抗禮的機制吧！

05. 宇宙微波背景輻射 CMBR

宇宙微波背景輻射(Cosmology Microwave Background Radiation)，一

般簡稱為 CMBR。最早由兩個科學家 Penzia、Wilson 發現的，他們在紐澤西

州的貝爾實驗室工作。他們的電波望遠鏡設計來接收早期通訊衛星的信號，

可是卻一直收到奇怪的雜訊。屏除其他干擾後，他們確定這個是來自天外的

36

雜訊。

後來這個雜訊被確定是從宇宙邊緣來的。因為其在天空的分布相當的均

勻，其頻率與能量分布的形式與黑體輻射相當吻合。對應的溫度在絕對溫度

3K 左右。黑體輻射是物質跟光交互作用很強，且達到熱平衡時的現象；因為

熱平衡可以用溫度描述，又加上交互作用很強，因而光帶有一種頻率與能量

分布可以描述此溫度，稱為普朗克