在科學研究中，實驗與理論為重要的兩大研究路徑。但在天文、宇宙學研究中，由於所涉及的能量、空間、時間尺度，十分不容易在實驗室重現，因此觀測數據成為人們研究宇宙的重要手段之一。藉由觀測宇宙了解太空中發生的種種事件，搭配合適的理論模型，嘗試揭開宇宙背後運行的規律。而天文觀測使用的主要工具之一便是望遠鏡，隨著觀測的波段不同，望遠鏡的大小、形狀、設計也不盡相同。此外，由於大氣層的限制，有些特定波段的望遠鏡，必須被放置在太空中，才有辦法接收到訊號。
&nbsp;
&nbsp;
<h2>一閃一閃的星空：大氣對電磁波訊號的影響</h2>
望遠鏡接收的訊號是電磁波，其涵蓋的範圍十分廣泛，從極短波長的伽瑪射線到長波長的無線電波都包括在內。然而並非所有電磁波都有辦法抵達地球表面，只有部分紫外光、可見光、紅外光以及無線電波有辦法穿透大氣層。因此，如果望遠鏡預計要觀測的波段，不屬於以上這些，就必須要將望遠鏡放到太空中，以避免訊號被大氣層吸收掉。看到這，也許讀者會想到鼎鼎有名的哈伯望遠鏡（Hubble Space Telescope），它是放在太空中運作的可見光望遠鏡。既然在地面上也可以順利接收到訊號，為何需要大費周章的把望遠鏡發射到太空中呢？原因便與大氣層有關。
&nbsp;
一般當人們仰望星空時，星星一閃一閃地亮著，構成美麗的星空。但這對於天文觀測者來說，卻有點困擾。星星看似會閃爍，是由於大氣層擾動使星光發生偏折與干涉，造成亮度的變化。此外，肉眼較不易看見，但是在望遠鏡較高倍率的視野下，大氣層擾動還會造成天體的位置跳動、形狀被扭曲等影響觀測結果的情況。因此，即便在地面上就可以看到太空中的可見光訊號，布署於外太空的望遠鏡可以進行成像品質更佳（星點更小）、雜訊更少的觀測。但相對地，將望遠鏡直接送上太空，除了由火箭送上太空的成本很高、維修不易及功率有限等問題外，由於無法在太空進行大型組裝工作，太空望遠鏡必須整機完成才發射至太空，架設於太空中的望遠鏡口徑大小（直接影響收集光線的能力）受限，因此科學家們也嘗試各種方法降低地面望遠鏡受到大氣層影響的程度。例如，選址時將望遠鏡設在高山、水氣稀少的區域，以減少變化較劇烈的大氣影響。還可以利用一種稱為「自適應光學」（adaptive optics）的技術，主動降低大氣層擾動影響。此外，也可以藉由不同的量測波段來降低大氣的影響。中央研究院天文所王祥宇副所長解釋道：「大氣對於電磁波的影響，和波長的五分之六次方成反比，因此對波長短一些的電磁波，影響就很大。相較於可見光，使用紅外線，可以獲得較不受影響的圖像，但紅外線的缺點是它的感測器造價較可見光高昂不少。」
&nbsp;
[data-component=gallery]
&nbsp;
<h2>太陽系誕生的線索：海王星外小天體研究</h2>
太陽系除了太陽與八大行星，還有許多小天體，這些天體除了距離我們比較近的小行星外，主要分布在海王星之外。這些遙遠小天體的觀測數據，對於我們了解太陽系的誕生十分重要。由於它們本身不會發光、體積小，距離地球又遠，現有技術最先進的望遠鏡，大約也只能看到100公里以上的小天體。因此科學家們發明了一個聰明的辦法：掩星（occultation），來偵測較小的此類天體。
&nbsp;
&nbsp;
<h2>觀測小天體：掩星的觀測與應用</h2>
掩星這個名詞聽起來可能陌生，但是它背後的概念其實很簡單。日蝕發生時，我們會發現太陽的亮度逐漸減弱，這是因為月球遮住了太陽發出的部分光，導致亮度下降。透過掩星觀測小天體也是如此，當小天體通過某一個背景光源時（通常是遠方的恆星），如果望遠鏡足夠敏感，可以發現光源亮度發生變化。因此，即使我們無法直接看到這些小天體，也能夠藉由光源亮度的改變，來間接推斷小天體們的存在。此外，藉由亮度改變的程度以及改變時間的長短，還能夠推算小天體的尺寸。
&nbsp;
由王祥宇副所長領導的「臺美掩星計畫」（Taiwanese-American Occultation Survey, TAOS），所使用的望遠鏡為臺灣鹿林天文臺的4個可見光望遠鏡，主要觀測目標是0.5公里以上的小天體。由於掩星發生的機率很低，在觀測範圍中，需要量測大量星體的亮度，因此該團隊其中一個重要的目標，便是如何快速分辨出可能發生的掩星事件。但是鹿林山的氣候限制，每年望遠鏡所能運行的時間有限，因此團隊目前籌備的TAOS II計畫，也已在墨西哥建設好了新一代的望遠鏡，預估可以改善百倍的偵測效率，即將開始新一輪的觀測計畫。
&nbsp;
利用掩星技術觀測小天體時，會受到背景星的大小以及觀測波長的影響。小天體掩星所造成的陰影大小會與其大小成正比，所以可以利用陰影的大小（也就是掩星時間的長度）估計小天體的大小。但是這個陰影有一個最小限制，這是由於當背景星的大小與小天體的大小接近時，繞射效應會變十分明顯，使得陰影的寬度有一個最小的極限，這被稱為光學上的「繞射極限」，而這個繞射極限就會隨著觀測的波長變小而縮小。因此，要看到更小天體的掩星現象時，就必須要使用波長更短的光。但如同前面所述，比可見光波長更短的電磁波，幾乎都會被大氣層所吸收，因此，這時候就要靠太空中的望遠鏡了。
&nbsp;
由國立清華大學天文所張祥光教授領導的「海王星外小天體X光掩星」計畫，便是嘗試使用NASA於1995年發射的天文衛星：羅西X射線計時探測器（Rossi X-ray Timing Explorer, RXTE）的觀測訊號，嘗試從中找出X光的掩星事件。由於使用的光源波長更短，因此可以解析到最小數十公尺的小天體。雖然具有更高的解析力，但由於穩定且足夠強的X光源十分稀少。在張祥光教授的計畫中，天空中只有一個滿足條件的X光源：天蠍座X1，不過因為一般認為較小的海王星外天體數量較多，這使得看到掩星事件發生頻率相較可見光可能還要大一些。張祥光教授團隊在累積起來約4天的數據中發現了一個可能的事件，這個計畫隨著NASA在2012年分析完所有數據後，該望遠鏡計畫暫時停止。很可惜，目前暫時沒有足夠大的X光望遠鏡可以推展進一步的研究，期盼下一代歐洲的X光望遠鏡發射時能夠繼續進行。
&nbsp;
從以上的例子可以看到，不同波長的電磁波有各自的優點以及限制。對於同一個議題，不同波長的資訊可以互補。因此，目前天文學觀測中，「多波段天文學」（multiwavelengthastronomy）是一個十分重要的研究方向；甚至是「多信使天文學」（Multi-messenger astronomy），也就是除了電磁波，還結合重力波、微中子等具有攜帶遙遠宇宙資訊的「信使」（messenger），來對特定問題進行研究。其中，「伽瑪射線爆」（Gamma Ray Burst, GRB）來源的解釋，就是不同信使間良好合作的重要結果。
&nbsp;
&nbsp;
<h2>多信使天文學：伽馬射線爆謎題獲解</h2>
伽瑪射線爆是一種在天空中突然出現的強烈伽瑪射線，在很短的時間後，又會消失。從訊號持續的時間大致以2秒鐘為界，可以區分為「長伽瑪射線爆」與「短伽瑪射線爆」。它最早由美國軍方的衛星偵測到，起初美軍懷疑是蘇聯試爆核子武器所導致，但隨著蒐集的數據增加，洛斯阿拉莫斯國家實驗室（Los Alamos National Laboratory）的研究人員於1973年發表結果，排除了伽瑪射線是來自地面上人為產生的可能性。但在接下來的20年間，由於觀測到的數據較少，且伽瑪射線訊號產生的時間太短，難以定位事件發生的位置。因此，科學家們只能確定GRB是來自於宇宙中，但在哪裡發生、由什麼機制造成，一直無法達成共識。
&nbsp;
這個問題在1997年有了比較大的進展。當時，科學家們在觀察到GRB後，馬上將其他波段的望遠鏡（如X光、可見光）對準相同的方向，發現在其他波段，訊號並沒有馬上消失，而是逐漸地減弱，形成伽瑪射線爆的餘暉（afterglow）。利用餘暉便能蒐集足夠的資訊，進行定位GRB發生的位置。這個資訊十分重要，例如在知道位置後，便能夠了解GRB是發生在銀河系內，還是其他星系？發生在星系的中央，或是星系的盤面等。不同的情況，都可能會對應到不同解釋GRB來源的理論模型。
&nbsp;
張祥光教授說明：「到目前為止，科學界主流的認識為長GRB來自於非常大質量星球演化末期爆炸時，在形成極高速噴流的同時，釋放出大量伽瑪射線；而短GRB則主要來自於兩顆<span data-component="tippy" data-content="是一種恆星殘骸，由於在演化過程中遭受劇烈壓縮，使組成物質中的電子併入質子轉化成中子。一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度。">中子星 （neutron star）互相環繞後合併。」2017年，雷射干涉引力波天文臺（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO）觀測到一個重力波事件。在同一個位置，經過1.7秒後，短GRB事件也被獨立觀測到。經過分析重力波的訊號後，推定是2個中子星合併的事件。這兩個獨立的觀測結果，強烈的暗示短GRB來源為中子星互繞合併所產生。這個研究結果結合了電磁波與重力波2種不同的測量方式，在多信使天文學中立下了重要的里程碑。
&nbsp;
在宇宙中還有非常多未知的議題等待被探索，由於我們無法控制觀測事件的發生，因此任何資訊皆十分寶貴。在地面或在太空中的觀測儀器具有各自的特性，就如同觀察同一個物體的不同視角。可以預見在未來的天文研究中，兩者依舊會相輔相成、緊密合作，為人們提供對於宇宙更完整的認識，太空科技的發展為兩者的結合提供了更有效的橋接。
&nbsp;
&nbsp;
（客座總編輯 <a href="https://www.charmingscitech.nat.gov.tw/">|國立中興大學電機工程學系講座教授 林俊良教授</a>；研究顧問團隊 | 國立成功大學航空太空工程研究所特聘教授 苗君易、國家實驗研究院國家太空中心 黃楓台、中央研究院物理研究所 張元翰、國立中央大學太空工程與科學系所長 趙吉光；責任編輯 | 段芊卉、葉于甄）

大氣對不同波長電磁波的吸收率。可見光、紅外光以及無線電波可以順利穿透大氣層，稱為「大氣窗」。要觀測其他波段，則需要將望遠鏡放置在太空中。圖片來源／重製於NASA公開圖片

舉世聞名的哈伯望遠鏡，讓人們窺見宇宙中許多天體的真面目。圖片來源／ NASA Open Source

大氣層會使通過的光線波前發生扭曲（灰色）。(a)一般鏡面反射後，扭曲現象依舊存在。(b)利用自適應光學，藉由可變形鏡片（deformable mirror），將扭曲的相位校正，獲得清楚的影像。圖片來源／重製於peellden公開圖片。

TAOS II計畫在墨西哥設置新一代的全自動化望遠鏡，將可獲得更巨大的影像資料。圖片來源／中央研究院天文所副所長王祥宇提供

小行星掩星造成的繞射陰影圖。這個圖顯示的是一個1.5公里的圓形小行星遮掩背景星在可見光波段（500nm）造成的繞射陰影，陰影的大小（第一個亮環的直徑）大約是5公里，整張圖的大小是10公里。圖片來源／劉詠鯤繪製

使用不同波段看到的銀河系影像。有的波長可以用來觀察新恆星的誕生、有的觀察雲氣的分布、有的了解化學成分組成等。將它們組合在一起，可以使我們對銀河系有更全面的了解。圖片來源／NASA Goddard Space Flight Center