1. 射電 ( 無線電波 ) 望遠鏡 2. 紅外波段的探測 3. 紫外波段的探測 4.X 射線波段的探測 5. 伽瑪射線 6. 陣列式的望遠鏡 7. 微中子望遠鏡

1. 多波段天文望遠鏡 1.射電(無線電波)望遠鏡 2.紅外波段的探測 3.紫外波段的探測 4.X射線波段的探測 5.伽瑪射線 6.陣列式的望遠鏡 7.微中子望遠鏡 葉存泰

2. 1.射電(無線電波)望遠鏡 • 基本原理和收音機是差不多的,都是將某一特定波段的電磁波接收起來,再經過數據處理將影像或資料呈現在我們眼前. • 短處：但由於射電波波長較長(即繞射及干射較明顯),因此射電望遠鏡往往角分辨率(及解析力)不高,所以偏離主軸方向的電波也有一些進入接收器造成不必要的干擾,這是射電望遠鏡最大的. 改善加大口徑或多架同時觀測(即陣列) ,但大口徑常造成轉動的不便,因此大多採陣列改善. • 優點：射電可以穿透星際塵埃及大氣並且能日夜觀測

3. 續 • 主要觀測天象星體，主要接收氫原子、一氧化碳分子，所發射之電磁波， • 其構造由碟形天線、接收機、數據處理及顯示記錄等設備，一般說來，射電波長1cm~40m比現光波長很多，一般天線不足以使它具有極高的角分辨率，因此外加的碟形使射電波藉由其反射聚集於接收機加強其解析率。 • 為了較佳的解析度，因此射電望遠鏡一般都非常大，直徑約80~100m，如位在美國亞利桑那州Hopkins山上的MMT。 • 為了要精確對準，有時也利用山谷來架設，如波多黎各山谷中的無線電望遠鏡。 • 但是碟形天線口徑大尚不足以滿足觀察微弱星系，因此就設計出陣列

4. 續 • 陣列望遠鏡：兩個碟型天線的距離相當於一個以此距離為直徑之射電望遠鏡， • 因望遠鏡口徑變大，解析度變大，只是此假想之射電望遠鏡大部分被遮住，只留下那兩個小射電望遠鏡之鏡面大小來觀測 • 因此在假想打大射電望遠鏡之口徑為直徑的圓範圍之內，小射電望遠鏡數量越多，表視野越大，能看到的範圍不只大且仔細， • 口徑更大的射電望遠鏡：設計超過地球限制，出口鏡兩端，一端在地球，一端在月球上，以便有更精確之觀測。

5. 2.紅外波段的探測 • 紅外波段一般是指介於0.7微米(7000埃)到1毫米的波長範圍內的電磁波. • 地面上極難觀測到天體所輻射出的紅外線,原因(1)大氣層中水蒸氣、臭氧及二氧化碳的吸收〔以水氣最嚴重且吸收波長最寬 〕原因(2)地面物體和探測器在常溫下,紅外線發射的強度是天體被地面接收器接收到的幾千萬倍 • 補救辦法：因為大氣對某特定波段的紅外線(1~20微米)裡還有幾個波長上大氣，比較透明,被稱為大氣窗口,因此還有希望. • 補救二：減低背景輻射(即地面輻射),而降低溫度則是減少背景輻射強度最有效的手段.

6. 續 • 現在最長用的辦法是用液態氮(77K)致冷,如需更加精確的話則可用液態氦(1~4K)不過非常貴. • 觀測近紅外線和遠紅外線仍可用類似光學望遠鏡的反射方式而波長較長的紅外線(即次毫米波段)探測的原理和射電望遠鏡差不多.但因上述的特性所以測站幾乎都是設在高山上.不過藉由紅外線探測可以觀測早期演化的恆星(原恒星,用再大的光學望遠鏡都看不到)及用紅外線掃描天空(天文上稱紅外巡天)等,都是極為重要的,是推動天體物理學進展的新動力.

7. 3.紫外波段的探測 • 紫外波段介於可見光和X射線之間,一般指波長在100至4000埃範圍裡的電磁波. • 紫外探測是可見光探測的的另一端延伸,所用的方法有許多和光學波段類似.但地面上除了太陽部份的紫外線外,其它天體所輻射出的紫外線可以說是幾乎接收不到(被臭氧層吸收了),因此想要觀測紫外波段有建太空站的必要.

8. 續 • 紫外線觀測雖然要建太空站,而觀測結果仍很有價值.因為有很多元素的譜線大都落在紫外波段,因此紫外線觀測可以用來研究天體大氣的組成.另外紫外線觀測可觀測星際物質對紫外線的吸收和散射可以推斷其密度及物質含量狀態等一系列的參數,可大大擴充人對星體的認知.

9. 4.X射線波段的探測 • X波段一般是指波長介於0.01~100埃的電磁波, • 由於其光子能量很高,實在是沒有什麼物質能為它作折射或反射的材料.經過很久才發現:X射線以大入射角貼近金屬表面掠過時行成的全反射可以製作掠式望遠鏡,現今才能有大面積的X射現會聚成像,此外X波段的觀測仍須要在太空中才能進行,一般稱之為高能源天文觀測衛星.  • X射線觀測揭示了許多原本令人不解的太陽活動現象及地日關係中長期沒有弄清處的現象.銀河系之內和河外都發現了許多X射線其中有許多並沒有光學的對應物. 

10. 續 • 還有一些爆發性的X射線源在很小的範圍及很短的時間內釋放出巨大能量......等,這些令人驚奇的現像,是幫助進一步的去了解宇宙的奧秘.所以,X射線探測可以說是天文觀測界的新秀,是滿有研究性的觀測.

11. 1埃(Å)=10-10公尺(m) 5.伽瑪射線 • 伽瑪射線是指波長短於0.01埃的電磁輻射.由於它受到地球大氣層的嚴重吸收,所以只有在太空中才能觀測.更麻煩的是:來自天體的伽碼射線相當微弱,往往低於環境中天然放射性物質衰變時放射出來的或宇宙射線激發的伽瑪射線強度.至今還沒發明能準確定向的探測器,因此伽瑪射線的探測仍停留在幼稚階段,目前的設備只有計數器及準直器.因此,伽瑪射線的探測也確實地發現了一些無法弄清楚的東西,因此隨著科技的進步技術的提高將會帶動它的發展.

12. 續 • 以上這些望遠鏡(或說是探測器)不是已經作了很大的貢獻就是還有十足的淺力,但有兩個特徵是相同的:需要高科技及大量的資金.但為了彌補光學上的缺失,這似乎是一條必經之路. • 這些波段的望遠鏡(或說是探測器)都有兩個特徵:非常的貴且需要大量的科學技術來輔助.但它們卻是探測宇宙的良方,可以帶給我們一些光學望遠鏡所望塵莫及的.因此發展這些技術是未來天文學進步的希望.

13. 6.陣列式的望遠鏡 • 為了提高射電望遠鏡的解析力除了加大口徑之外,便是由多台同步觀測,這便稱為陣列.它的原理是利用干涉原理使若干台望遠鏡總和起來的結果和一個特大號的望遠鏡觀測結果差不多.這些接收器通常排成倒Y字型,也就是說大約把一個大圓分成三等分用以減少誤差.但這種方法也有一些缺點像:視野之中的亮度便不是很夠而每一個測站的資料都必須經過校正才能顯視出結果(不過是由電腦去運算我們只需要等結果).

14. 續 • 不過陣列式的觀測法確實帶給我們不少方便之處(除了上述的之外還可以增加沙漠地區土地的利用率).不僅如此,陣列式望遠鏡如果能繼續發展下去的話,可以接收到相當於一個極大口徑的望遠鏡的效果像:如果能夠在月球的背面裝測站的話在和地球上的主機連線理論上可以得到相當於口徑為月球到地球之間的距離的望遠鏡所接收到的訊息.不過目前仍在進行一步步的技術突破,等到有一天我們真的作到了那便可以收到更清析或來自更遠的宇宙另一端的訊息,對我們了解宇宙的種種有十足的幫助.

15. 7.微中子望遠鏡 • 為1960年代之後興起之天文觀測儀器，其主體為15,000加侖的四氯化二碳(C2Cl4)液體，為常見的洗衣店乾洗溶劑。用來測量恆星表面的核 反應所產生之微中子，微中子與物質的反應機率極低，平均而言，微中子可輕易穿透1012公里厚的鉛板。據標準太陽模型推測的微中子產生率，與核子物理預測微中子和氯化碳的反應速率，此一"微中子望遠鏡"平均每日應可偵測到一 個微中子，但實測的數據約為平均每三日測到一個微中子，只有預測值的三分之一左右。

16. 續二 • 近幾年來，物理學家發現自然中有三種不同的微中子：電子的微中子、μ介子的微中子與τ介子的微中子。 • 物理與天文學家現在懷疑，微中子的靜態質量很小但並不為零﹙過去認為是無靜態質量，以光速行進，三種的微中子不能互換身份﹚。 • 如此為真，來自太陽的電子微中子可能在傳達地球前，已有相當的比率改變了身份(微中子振盪)。而過去的實驗無法偵測μ介子與τ介子微 中子，故產生了燙手的太陽微中子疑雲。

17. 續 • 為了解決這個問題，科學家正在建造了一座新型的微中子偵測器。偵測器的主體為1000公頓的重水。重水的化學式與味道皆與輕水(一般的水)相同，唯重氫原子(氘)之原子核內除質子外又多了 一個中子。據信這三種微中子，皆能把氘內的中子撞出。如果此新型觀測站完工後，便能解決上述之問題

18. The End