鹿林天文台的巡天計畫 捕捉超新星
發布日期： 2005-01-11 秘書室新聞組
【葉永烜（中央大學天文所及太空研究所教授）】
位於玉山國家公園鹿林前山的「鹿林天文台」，是教育部及國科會「追求卓越」計劃下由中央大學所支援設置的，是國內外各研究單位（包括成功大學、中研院天文所、美國羅倫斯利佛摩實驗室、夏威夷大學天文所、日本太空科學研究所）的觀察工作匯集中心。
天文台內的一米望遠鏡（簡稱LOT），每季平均都有18個計劃在進行，觀察工作都充分利用小型望遠鏡和台灣的觀察條件的優勢。第一，小型望遠鏡的運作及時間分配都比口徑2米以上的望遠鏡要更具有彈性。所以 LOT可以用來研究天文物體亮度長達數小時至數天的連續時間變化。第二，由於台灣的緯度靠近赤道，而經度則與夏威夷相隔幾千里，所以我們一方面可以集中注意力在南天的目標。而對於瞬間發生的天文現象（如超新星及伽瑪爆），更是在全天24小時佔了5-6 小時的便宜。當LOT「開光」不久之後，便參與了若干國際研究單位的觀測計劃。此外，在全球性的 Whole Earth Blazar Telescope（ WEBT）計劃中，鹿林天文台也扮演了重要的角色。最近，中央大學更研擬出「台灣超新星巡天計劃」方案，用以配合整個宇宙學及粒子天文學的研究方向。
發揮台灣地理位置的時空優勢
由於產生的機制不同，超新星可大分為兩種。第一類的超新星稱為 Ia，第二類則有II型及Ib和Ic等。第一類（Ia）是由一個白矮星和一個恆星相繞運行的雙星系統，在物質運輸作用下，使得在白矮星表面積聚的物質，受重力作用下突然塌縮，並引生強烈的核反應作用，所產生的能量可達1051erg之鉅。第二類（II、Ib及Ic）是因大質量恆星在核燃燒過程的不平衡現象，以致重力塌縮及爆炸而成。這些能量使得恆星物質以極快的速度（每秒1000-2000公里）向外擴張。其亮度有時可相當於其所在地的星系（圖一）。根據古籍記載，中國宋朝時（AD 960-1279）發生的兩個超新星（SN 1006和SN 1054），在最亮的時候甚至可以與金星爭輝！在各種光譜類型的超新星，其中以I a型的亮度變化最為均勻也最亮。因此便被天文學家採用為所謂「標準燭光」，用來測量非常遙遠的星系的距離。原理是如果根據其亮度在時間的變化，新發現的超新星得認證為Ia型，則從其亮度的強弱，可以計算出它的宿主星系的絕對距離（r）。再從光譜測量的紅移效應關係，便可求出這宿主星系的擴張速度（v），從而得到與宇宙起源的大霹靂理論中決定速度和距離的關係（v = Hr）中的哈勃常數（ H）。在美國柏克萊加大大學有兩個小組，便利用Ia型超新星的觀察資料，以求精準的H值。從不同紅移的Ia型超新星宿主星系的v和r的分布，他們更進一步的發現宇宙事實上是加快的向外擴張。這個成果是當今宇宙論研究中的一個大突破。
雖然這項工作必須要遠距離超新星的觀察，天文學家現在卻回頭探討近距離超新星的性質。這是因為離今幾億年前所產生的近處超新星可能和幾十億年前發生的遙遠超新星並不一樣，所以在加大從事超新星計劃的阿歷斯•菲臘平高（Alex Fillipenko）教授便強調，必須要針對靠近星系中產生的超新星的光譜和亮度變化，作更加精密的觀察和測量。這些數據亦可以用來研究超新星在宇宙時間尺度的演化。由於歐美及日本的超新星觀察群都多在北半球，鹿林天文台因此可以集中注意力在南天的目標星系，發揮台灣地理位置的時空優勢。
至今已發現三個超新星
星系研究要做得徹底，我們需要一個自動化的一米望遠鏡，來作日夜無休的巡天觀察。但經費所限，我們只能用LOT的部分時間來觀察超新星。由於新的超新星最宜在它們發生後10天內找到，以便在亮度最大時用光譜儀加以認證它的類別和物理過程，所以現在的程序是每隔約十天便用兩晚專門作超新星的循環觀察，方法是按著由加州大學和北京天文台提供的星系名單，一個個的作影像測量。由於前述的原因，這些星系的緯度都是在-20°到-40°之間。如果天氣好，當晚的資料在隔天便可以處理，與以前的影像比較，從中找尋有無新的超新星出現。這個曾給宇宙學帶來驚天動地的結果的觀察方法，這裡說來好像非常的簡單，事實上是極為繁雜，因為每一步驟都不能有失誤，而且天氣的因素往往決定該次觀察的成敗。這個計劃在大約一年前的新手上路，到今年九月中旬已發現三個的超新星（圖二）。而在過去兩個月，又找到另外四個超新星候選者，這也說明當初的策略是正確的。將台灣的天文觀察位置的優勢，和一個小型望遠鏡可以勝任的科學題目結合，如果再把觀察技術和資料分析的水平提昇，有些非常具有科學意義的工作，一定可以做出成績，甚至有可能成為「南天一霸」。
加入伽瑪爆觀察的行列
同時在鹿林天文台進行的一個相關計劃，便是伽瑪爆的光學餘暉的觀察。伽瑪爆是在1967年由美國軍方用以監控蘇俄核武試驗的人造衛星首次發現的。它們在短暫幾秒的時間釋放出高達1053erg（即是超新星能量的10─100倍）。所以亦稱謂為大霹靂以來最鉅型的爆炸效應。根據康普頓伽瑪射線衛星觀察結果，它們的分布是各向均勻，而且是無遠弗屆。從一些伽瑪爆與它們宿主星系的位置關係的統計又可得知，它們在恆星形成區發生機率比較高，也許與一些伽瑪爆和Ic型超新星在位置及光譜上相吻合。伽瑪爆可能源出大質量恆星的突然塌縮而產生的火球，然而它們的形成的過程卻是一個謎團。在短暫的伽瑪射線發出後，火球快速膨脹和冷卻以及和週遭星際物質作用，會產生逾時幾分鐘到幾十分鐘的可見光餘暉。這些餘暉隨時間的亮度變化，儲存有關火球演變的重要訊息。由於這些宇宙深處的爆炸事件，發生前毫無徵兆。所以當在X射線或伽瑪射線衛星測到它們發生的蹤跡後，便要立即把它們的方位告知地面上的天文台，作第一時間的觀察。這種龐大的國際合作計劃要得到成績，便在於天文台的觀察人員能否通力合作和任勞任怨，替伽瑪爆餘暉計劃爭取這干載一時的資料。經過多月來的努力，研究團隊終於在近日連續得到兩個餘暉的資料，在一夕之間便把鹿林天文台放入伽瑪爆研究的版圖上。
如果你問要怎樣才可以把「超新星巡天計劃」和「伽瑪爆餘暉計劃」等工作發展成國際上首屈一指的研究團隊，答案是單獨一個一米級口徑（兩米當然更好）的超新星望遠鏡，加上日以繼夜、不眠不休的巡天掃讀。未來數年將有好幾個新的X射線和伽瑪射線衛星加入行列。伽瑪爆餘暉的偵查亦會越來越頻繁。我們除了自我剔勵之外，也希望能夠得到相關單位和社會人士的大力協助。
原文轉載自【2005-01-10/中國時報/D6版/科學時報與人文 】
位於玉山國家公園鹿林前山的「鹿林天文台」，是教育部及國科會「追求卓越」計劃下由中央大學所支援設置的，是國內外各研究單位（包括成功大學、中研院天文所、美國羅倫斯利佛摩實驗室、夏威夷大學天文所、日本太空科學研究所）的觀察工作匯集中心。
天文台內的一米望遠鏡（簡稱LOT），每季平均都有18個計劃在進行，觀察工作都充分利用小型望遠鏡和台灣的觀察條件的優勢。第一，小型望遠鏡的運作及時間分配都比口徑2米以上的望遠鏡要更具有彈性。所以 LOT可以用來研究天文物體亮度長達數小時至數天的連續時間變化。第二，由於台灣的緯度靠近赤道，而經度則與夏威夷相隔幾千里，所以我們一方面可以集中注意力在南天的目標。而對於瞬間發生的天文現象（如超新星及伽瑪爆），更是在全天24小時佔了5-6 小時的便宜。當LOT「開光」不久之後，便參與了若干國際研究單位的觀測計劃。此外，在全球性的 Whole Earth Blazar Telescope（ WEBT）計劃中，鹿林天文台也扮演了重要的角色。最近，中央大學更研擬出「台灣超新星巡天計劃」方案，用以配合整個宇宙學及粒子天文學的研究方向。
發揮台灣地理位置的時空優勢
由於產生的機制不同，超新星可大分為兩種。第一類的超新星稱為 Ia，第二類則有II型及Ib和Ic等。第一類（Ia）是由一個白矮星和一個恆星相繞運行的雙星系統，在物質運輸作用下，使得在白矮星表面積聚的物質，受重力作用下突然塌縮，並引生強烈的核反應作用，所產生的能量可達1051erg之鉅。第二類（II、Ib及Ic）是因大質量恆星在核燃燒過程的不平衡現象，以致重力塌縮及爆炸而成。這些能量使得恆星物質以極快的速度（每秒1000-2000公里）向外擴張。其亮度有時可相當於其所在地的星系（圖一）。根據古籍記載，中國宋朝時（AD 960-1279）發生的兩個超新星（SN 1006和SN 1054），在最亮的時候甚至可以與金星爭輝！在各種光譜類型的超新星，其中以I a型的亮度變化最為均勻也最亮。因此便被天文學家採用為所謂「標準燭光」，用來測量非常遙遠的星系的距離。原理是如果根據其亮度在時間的變化，新發現的超新星得認證為Ia型，則從其亮度的強弱，可以計算出它的宿主星系的絕對距離（r）。再從光譜測量的紅移效應關係，便可求出這宿主星系的擴張速度（v），從而得到與宇宙起源的大霹靂理論中決定速度和距離的關係（v = Hr）中的哈勃常數（ H）。在美國柏克萊加大大學有兩個小組，便利用Ia型超新星的觀察資料，以求精準的H值。從不同紅移的Ia型超新星宿主星系的v和r的分布，他們更進一步的發現宇宙事實上是加快的向外擴張。這個成果是當今宇宙論研究中的一個大突破。
雖然這項工作必須要遠距離超新星的觀察，天文學家現在卻回頭探討近距離超新星的性質。這是因為離今幾億年前所產生的近處超新星可能和幾十億年前發生的遙遠超新星並不一樣，所以在加大從事超新星計劃的阿歷斯•菲臘平高（Alex Fillipenko）教授便強調，必須要針對靠近星系中產生的超新星的光譜和亮度變化，作更加精密的觀察和測量。這些數據亦可以用來研究超新星在宇宙時間尺度的演化。由於歐美及日本的超新星觀察群都多在北半球，鹿林天文台因此可以集中注意力在南天的目標星系，發揮台灣地理位置的時空優勢。
至今已發現三個超新星
星系研究要做得徹底，我們需要一個自動化的一米望遠鏡，來作日夜無休的巡天觀察。但經費所限，我們只能用LOT的部分時間來觀察超新星。由於新的超新星最宜在它們發生後10天內找到，以便在亮度最大時用光譜儀加以認證它的類別和物理過程，所以現在的程序是每隔約十天便用兩晚專門作超新星的循環觀察，方法是按著由加州大學和北京天文台提供的星系名單，一個個的作影像測量。由於前述的原因，這些星系的緯度都是在-20°到-40°之間。如果天氣好，當晚的資料在隔天便可以處理，與以前的影像比較，從中找尋有無新的超新星出現。這個曾給宇宙學帶來驚天動地的結果的觀察方法，這裡說來好像非常的簡單，事實上是極為繁雜，因為每一步驟都不能有失誤，而且天氣的因素往往決定該次觀察的成敗。這個計劃在大約一年前的新手上路，到今年九月中旬已發現三個的超新星（圖二）。而在過去兩個月，又找到另外四個超新星候選者，這也說明當初的策略是正確的。將台灣的天文觀察位置的優勢，和一個小型望遠鏡可以勝任的科學題目結合，如果再把觀察技術和資料分析的水平提昇，有些非常具有科學意義的工作，一定可以做出成績，甚至有可能成為「南天一霸」。
加入伽瑪爆觀察的行列
同時在鹿林天文台進行的一個相關計劃，便是伽瑪爆的光學餘暉的觀察。伽瑪爆是在1967年由美國軍方用以監控蘇俄核武試驗的人造衛星首次發現的。它們在短暫幾秒的時間釋放出高達1053erg（即是超新星能量的10─100倍）。所以亦稱謂為大霹靂以來最鉅型的爆炸效應。根據康普頓伽瑪射線衛星觀察結果，它們的分布是各向均勻，而且是無遠弗屆。從一些伽瑪爆與它們宿主星系的位置關係的統計又可得知，它們在恆星形成區發生機率比較高，也許與一些伽瑪爆和Ic型超新星在位置及光譜上相吻合。伽瑪爆可能源出大質量恆星的突然塌縮而產生的火球，然而它們的形成的過程卻是一個謎團。在短暫的伽瑪射線發出後，火球快速膨脹和冷卻以及和週遭星際物質作用，會產生逾時幾分鐘到幾十分鐘的可見光餘暉。這些餘暉隨時間的亮度變化，儲存有關火球演變的重要訊息。由於這些宇宙深處的爆炸事件，發生前毫無徵兆。所以當在X射線或伽瑪射線衛星測到它們發生的蹤跡後，便要立即把它們的方位告知地面上的天文台，作第一時間的觀察。這種龐大的國際合作計劃要得到成績，便在於天文台的觀察人員能否通力合作和任勞任怨，替伽瑪爆餘暉計劃爭取這干載一時的資料。經過多月來的努力，研究團隊終於在近日連續得到兩個餘暉的資料，在一夕之間便把鹿林天文台放入伽瑪爆研究的版圖上。
如果你問要怎樣才可以把「超新星巡天計劃」和「伽瑪爆餘暉計劃」等工作發展成國際上首屈一指的研究團隊，答案是單獨一個一米級口徑（兩米當然更好）的超新星望遠鏡，加上日以繼夜、不眠不休的巡天掃讀。未來數年將有好幾個新的X射線和伽瑪射線衛星加入行列。伽瑪爆餘暉的偵查亦會越來越頻繁。我們除了自我剔勵之外，也希望能夠得到相關單位和社會人士的大力協助。
原文轉載自【2005-01-10/中國時報/D6版/科學時報與人文 】
更新日期: 1970-01-01
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