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二○○四年二月二十一日全臺掩星總動員記實

當陽光照耀月球,向著太陽的月面是明亮的,而在月亮背面形成陰影區。倘若地球恰巧走到陰影區,就形成日食。同樣道理,當小行星遮住來自遠方恆星的光線時,就發生掩星事件。
 
 
 
一八五八年,法國天文學家勞倫(A. Laurent)發現編號51號,直徑大約只有一百五十公里,名為「內魔煞」(Nemausa)的小行星。在二○○四年二月二十二日星期天凌晨(國際標準時間二月二十一日),這顆小行星正好掩過銀河系中的一顆恆星。雖然小行星與恆星相距遙遠,彼此沒有關係,但因同時通過我們的視線,這顆離地球較近的小行星,暫時遮住了恆星,使得星光如眨眼般消失又變亮,形成一幅有趣的天文景象。

這次的掩星事件,經日本天文學家佐藤勳博士(Dr. Isao Sato)預測後,原本計劃由中央大學天文研究所博士後研究員木下大輔博士(Dr. Daisuke Kinoshita)規劃測試「中美掩星計畫」的觀測系統,但後來決定聯絡國內其他天文臺一起觀測。於是大夥在二月二十一日(周六)晚上動員,在周日清晨正式開始觀測,參加的天文團隊,包括墾丁天文臺、成功大學、鹿林天文臺、中央大學、臺灣師範大學、臺北天文教育館、中央研究院等。

掩星的原理與日食相似。當陽光照耀月球,向著太陽的月面總是明亮的,而在月亮背面形成陰影區。倘若地球恰巧走到陰影區,從地球上便看不到太陽,形成日食,同樣道理,當小行星遮住來自遠方恆星的光線時,就發生所謂的掩星事件。由於小行星的繞日運動,加上地球的公轉與自轉,使得小行星的影子隨時間劃過地球表面。這次的掩星事件,預期發生在國際標準時間二月二十一日下午六時五十五分。

內魔煞小行星的直徑大約只有一百五十公里,因此其所形成的南北陰影長度無法涵蓋整個臺灣,以至於只有中部的鹿林天文臺才觀測得到。這個陰影沿著東西向運動的速度決定了掩星時間的長短。整個過程時間不到8秒鐘。被掩過的恆星是 HIP 079407,亮度約 8.8 等;內魔煞小行星當時的亮度約 11.9 等。當恆星完全被遮掩的那一刻,就只剩下小行星的亮度,也就是下降了3.1等的亮度。

小型天體如小行星、彗星等,因為沒有經歷過多的重力擠壓和加熱過程,所以有如活化石般,保留了太陽系形成至今的歷史,研究它們可幫助了解太陽系的演化與動力過程。可惜小型天體離太陽太遙遠,反光微弱,無法直接從它們的反光強弱上估算大小。目前除了少數距離地球較近的天體,可藉由發射雷達進行測量外,若要估算小行星的大小,需使用昂貴、甚至放在太空中的微波或紅外線儀器,配合可見光波段的反射光,再結合小行星本身的長波輻射資料分析。相較之下,觀測掩星雖然受時間、地點、天候限制,但卻廉價得多,而且在技術上也容易執行。所以,科學界常經由不同地點的聯合觀測,以及測量不同地點的掩星時間等方式來計算小行星的大小。

鹿林一公尺望遠鏡觀測者陳安貞的回憶 我們把望遠鏡轉到目標天區,因為沒經驗,所以先拍BVR影像,待請教臺長後才知道要把CCD換成快速模式,且讓拍攝區域儘量縮小,以減少讀出(readout)所需時間,增快取樣速度。依照這個方式設定後,望遠鏡以連續曝光模式記錄掩星事件。當一幅幅影像讀出時,視相度明顯不穩定,但是仍然可看見小行星緩緩接近被掩恆星,後又慢慢離開的畫面。其實軟體會自動調整對比,但當時並不知道已觀測到恆星變暗情況,所以師大傅老師打電話來詢問時,我們還回答他沒拍到呢,後來經中研院汪仁鴻處理後才確知已經拍到掩星。事後檢討,曝光時間若能再短些、曝光區域再小些,或許能得到更理想資料。

鹿林天文臺TAOS望遠鏡觀測結果

TAOS「中美掩星計畫」主要科學目標是在偵測古柏帶天體的掩星事件,因此設計了CCD相機光度快速測量的軟、硬體。由於這次小行星掩星亮度下降程度大,掩星時間長達數秒,頗適合用來測試TAOS系統。從TAOS資料可看到,掩星先使亮度明顯變暗,隨後又再恢復亮度。這次觀測每次讀出64行像元,採用0.5秒取樣時間,獲得長達6秒多鐘的整個掩星過程,而且光變曲線也可以清楚解析。

直徑數公里的古柏帶天體,掩星時間只有零點幾秒鐘,TAOS為了取得這麼快速的光度資料而採取不同的讀出方式。也就是在觀測時,相機快門保持開啟,但讀出的電子訊號不採取全部一次讀出方式,改採特殊的「間歇讀出」技術。也就是每讀出幾行像元後,停止一段期間,這段期間相當於曝光,讓電子累積。如此持續「停止─讀出─停止─讀出……」過程,可以以極高的速度取得光度資料。只不過,這方式取得的影像會造成每顆星形成系列影像,造成拖線現象,看起來有如「拉鍊」般,故TAOS 團隊稱這樣的影像為「拉鍊影像」。

值得一提的是,事件當晚因為有鹿林天文臺助理杜進全先生協助,中央研究院溫志懿博士得以透過微波網路,直接從臺北遙控兩臺望遠鏡進行同步觀測,不但成功完成遠距觀測,對於中美掩星計畫團隊測試儀器與軟體也有很大的意義。有關這次的掩星觀測技術資料,可參閱網址:http://taos.asiaa.sinica.edu.tw/announce/ann040223.html

TAOS觀測者溫志懿的記錄 當時我從臺北透過網路遙控鹿林天文臺的兩臺望遠鏡,天空狀況直到事件發生前才變得較晴朗,但在東方地平附近仍然有雲。由於目標星位於天蠍座,仰角低,飄動的雲層使得自動對焦指令發生困難。幾經嘗試後,望遠鏡TAOS-B終於對焦成功,但是,另一臺望遠鏡 TAOS-A 則一直無法找到最佳焦點。因此,雖然兩臺望遠鏡同步觀測,且都成功取得資料,但TAOS-A 的影像卻是失焦的。我一共取得約五十分鐘(2:40 am 到 3:30 am)的拉鍊影像,隨後又拍了一些曝光時間一至五秒不等的影像。我想,我會檢查 TAOS-A 系統無法對焦的原因……。

臺灣師範大學校區天文臺觀測結果

師大團隊使用兩組儀器,一組是35公分反射鏡,配備SBIG ST-10 XME CCD 相機與強生R(Johnson R)濾光片,另一組配備有 300 mm f/2.8 鏡頭的即時影像攝影系統,並利用電話人工校時。由於觀測時的天氣狀況良好,事後檢查影像時,可以看到小行星從目標恆星下方通過,因而確定並未發生掩星事件。受限於CCD相機讀出速度,我們採取「漂流法」曝光,也就是將望遠鏡追蹤關閉,任由星像在影像中拖線,如此沿著拖線方向的計數便是星體的光變曲線。又因受限於CCD 視野不夠大,因此只取得兩次漂流影像,時間分別是國際標準時間二○○四年二月二十一日18:55:04~18:55:44以及18:56:47~18:57:24。另一組攝影系統則在二○○四年二月二十一日18:40:00~19:05:00之間做了完整記錄。

天文館觀測者張桂蘭的記錄 天文館團隊使用45公分反射鏡,配備 DV 作為記錄器,利用「網路校時系統」校對時間。當晚天空狀況良好,從當地時間 2:45 起觀測到 3:10,並沒有發生掩星事件。

二月二十一日恰逢周六,林宏欽的造訪以及天空狀況突然轉好,使得陶蕃麟組長和我決定留下來參與這次的小行星掩星觀測。因第一觀測室觀測用電腦故障,無法使用ST-7E CCD,最後決定採用數位攝影機記錄。經過「網路校時系統」標準時間校正後,在數位攝影機前加裝焦長15 mm的目鏡,然後接在GOTO-45公分反射式望遠鏡主鏡後方。

晚間十點開始,經過數度測試視野大小、亮度對比等條件後,我們決定不將目標星放在視野中央,目的是為了保留目標星附近另一顆9.6等的鄰星,以作為目標星亮度變暗是否為大氣擾動影響的判別對照標準。

二月二十二日自2:45開始至3:10截止連續錄影,在觀測當時與觀測之後再度檢測錄影帶資料,都沒有發現目標星亮度有因小行星掩星而變暗的狀況,因此確定沒有觀測到掩星事件。

中央大學校區觀測者木下大輔的記錄 經由助理們協助,我們使用15公分折射鏡配置彩色即時CCD相機進行觀測。天空狀況在中天附近尚可,但地平附近有厚重雲氣,尤其目標星位於南天,正是校園內光害最嚴重的方向,為此尋找目標星頗有困難。

我們將CCD相機與另一臺家用SONY攝影機串連,還用「時間產生器」連接,以便精確記錄影像取得時間。我們利用電話報時,以手動方式校準時間,估計誤差小於0.5秒。由於這臺望遠鏡久未使用,事件前張智威便發現望遠鏡的指向與追蹤有問題,於是試著調整。我在國際標準時間16:30也就是掩星發生前兩小時打開遮罩後,張智威和我試著觀測亮星以校準望遠鏡指向。但因CCD相機視野只有2角分,加上望遠鏡指向與追蹤仍不理想,我們沒來得及在事件前找到目標星。很不幸,我們因此未取得任何掩星資料。

成大校區陳炳志的記錄 成功大學團隊所使用的觀測系統,是以低光度即時攝影系統,結合成大天文臺的11公分折射式望遠鏡,使用IEEE1394即時數位化擷取系統與GPS定時的電腦來記錄。這套系統是團隊成員王璽鈞所開發,將用於本年度紅色精靈的遠距遙控觀測,具有非常高的時間精確度,極限星等可達9.2等,頗適合掩星觀測。

當晚十二點前,我和唐達元完成了所有系統功能的確認,包括赤道儀指向定位、記錄電腦操作與時間精度等。為萬無一失,我們又使用另一部時間解析度到秒級的數位錄影系統做同步錄影。在掩星預測時間前三十分鐘,開始將目標星放在畫面中央,並在電腦中做好在預定時間前一分鐘開始自動記錄的設定,整個記錄時間是五分鐘,並且即時監看。但在預測時間範圍內,無論是以現場肉眼觀看,或是事後從記錄資料中分析,皆未觀測到明顯的掩星光度變化。錄影資料已轉成MPEG檔,影片從國際標準時間18:55:15 開始記錄,中央的亮星即是HIP 079407。觀看記錄的網址是
http://www.phys.ncku.edu.tw/ckuo/gallery/images/185515-20s.mpeg

墾丁天文臺觀測結果 墾丁天文臺使用Meade 16 英寸反射鏡配備ST-7E CCD 相機。掩星當晚天氣不佳,未能取得資料。

這次參與聯合觀測的天文臺縱貫臺灣南北,利用不同儀器與觀測方法為這次天文事件留下紀錄。

掩星當晚月相只有3%,適合觀測,事件當時天氣愈往北部愈好,除了鹿林天文臺的TAOS望遠鏡以及 LOT 成功取得資料外,其餘各地因為在掩星的陰影範圍外,因此未能記錄到掩星。預測的陰影移動速度19.6767 公里/秒,TAOS 的資料顯示掩星維時 6.25 +/-0.50 秒,也就是小行星在掩星方向的投影大小是123公里。LOT 的資料受限於時間解析力不夠,只得到少於 9 秒的結果,與 TAOS 測量相符。臺南與臺北都沒有看到掩星現象,也與預測相符,故足以顯示,天文學家對於內魔煞小行星所知的大小與軌道有良好的精確度。

如果這次在中部地區能有比較密集的觀測點,便有機會測量不同地點掩星發生的時間與長短,進而測量到小行星的大小,並估計其形狀以為科學做貢獻。這次的聯測成功,顯然對日後類似全島的觀測有很大幫助。

觀測團隊人員

中央研究院/溫志懿、汪仁鴻、金升光
臺北天文教育館/陶蕃麟、張桂蘭、林宏欽
臺灣師範大學/傅學海、莊孝爾、廖克權
中央大學/木下大輔、張智威、陳文屏
鹿林天文臺/(中美掩星計畫)杜進全 + TAOS 團隊
鹿林天文臺/(一公尺望遠鏡)陳安貞、洪子隆
成功大學/陳炳志、唐達元
墾丁天文臺 /馬學輝

附錄

中美掩星計畫(TAOS) 右圖是四架望遠鏡的二架,在二○○二年八月安裝完成。太陽系究竟有多大?在海王星與冥王星之外的太空深處,還有其他的行星嗎?彗星又是從哪兒來的呢?自從一九三○年湯堡(Clyde Tombaugh)發現冥王星以來,人類對於太陽系外部的探尋並未中止。艾吉沃斯(Kenneth Essex Edgeworth, 1949)和古柏(Gerard Peter Kuiper, 1951)兩人注意到太陽系的質量分布,從木星到海王星都是平滑連續曲線,但是海王星之外出現難以理解的斷層急降現象。他們認為,在太陽系海王星以外的太空深處,應該還有大量太陽系形成初期殘餘下來的固體物質-彗星所組成的扁平帶狀結構,目前大家稱為古柏帶(Kuiper Belt)。不過由於距離太陽實在太遠,而這些古柏帶天體(KBO)的反射亮度隨距離 r 成 r-4 急速下降,因此非常難以觀測,所以四十年來一直都沒有大進展。不過八十年代時,葉永烜、鄧肯(M. Duncan),及費南德茲(Julio A. 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周期彗星,應該是來自古柏帶。而在土星附近也發現了少數小型天體(Centaurs),例如開朗(2060 Chiron),它不僅是有正式編號命名的小行星,當它接近太陽的時候也會顯現出彗星(95P/Chiron)的特性,可能是介於古柏帶與短周期彗星之間的天體。一九九二年,盧(Jane Luu)和朱威(David Jewitt)利用夏威夷毛那基峰頂 2.2米望遠鏡,發現了第一個黯淡的KBO,編號是1992QB1,亮度約 23等,距離太陽44個天文單位(astronomical unit,簡寫AU=地球到太陽的平均距離,海王星距太陽的距離是 30 AU)估計直徑約三百公里。至二○○三年九月為止,已經發現了約八百多個這類的小行星或小彗星,包括一百多個軌道呈長橢圓形可能經過重力散射的小天體,另外還有七組是相互環繞的雙行星。從他們推估的大小和軌道看來,冥王星和它的衛星凱倫(Charon)應該只是古柏帶天體中較大的兩個。現在發現約有數十顆 KBO 的軌道與冥王星相似(即其周期與海王星周期有 3:2 的共振關係),近日點在海王星軌道以內,被稱為小冥王(plutino),再發現一兩顆冥王星並非不可能。世界最大的 KECK望遠鏡(10米)可以看到約 25 等星,大約有 106 個 KBO(直徑約 200 Km,位於 35 AU),哈伯太空望遠鏡則可看到 28等星,共有108 顆 KBO(直徑約20 Km),至於普通的彗星(約 2 Km)應該有 1010 個以上,但即使在 30 AU其星等也在 30等以上,無法觀測。如距離在50 AU以上,更是黯淡得遙不可及了。一個可能的解決途徑是,利用 KBO遮掩銀河系中遠處背景恒星的現象,間接推測這類星體的大小和數量,這種方法對距離不敏感,可以觀測到遠在數百AU處的 KBO。彗星掩星觀測計畫(TAOS)的目的就是為這個問題提供直接而確切的答案。國內研究團隊在玉山國家公園附近設置四座小型全自動化廣角望遠鏡(口徑 50 cm,視野約 3平方度),以電腦控制自動監測數千顆恆星的亮度變化,當彗星越過恆星遮蔽其光線時,亮度瞬間會變暗,且由於地球公轉,彗星的陰影以每秒約 25公里的速度在地面由東向西運動,通過我們的望遠鏡。這樣可以把誤報的機率降低到10-12次/觀測/年以下。古柏帶的發現是行星科學近半世紀來最大的突破,而 TAOS計畫則是得知該帶中 KBO彗星大小及分布的唯一方法。完成這個計畫,我們便能把 KBO中的少數巨人(如一千公里級的冥王星、海衛一、冥衛一),與經常在太陽系內部出沒,僅數公里大小的一般彗星相關聯起來。難怪英國的《Nature》和美國的《Science》兩大重要科學期刊,爭相以專文來報導,稱這個規模不到美金百萬元的計畫是〈A small but ambitious project〉(經費少,野心大)。

日全食 當發生日食時,月球正運行在地球和太陽中間,月球橢圓形的影子投影到地球表面。由於地球和月球都在運動,所以月球的影子以很快的速度掃過地球表面。在投影掃過的區域內,人們就可以看到日全食。掃過的這片長條形區域成為全食帶。由於全食帶很窄,一般僅有二百公里左右,所以對於在地球上某一特定區域的人們來說﹐平均約三百年才能見到一次日全食。日全食大約每一年半就在世界的某個地方發生一次。

日環食 當月球運行至較近地球的軌道時,月面看起來要比太陽面小些。如果這時發生日食,月球無法覆蓋整個太陽,在太陽的邊緣會餘留一圈亮邊,這稱為日環食。

日偏食 當太陽、月球和地球的位置幾乎在一直線上,但又未能成一直線而產生日全食,便發生日偏食。

月食 月球因反射陽光而發亮。當地球運行到太陽和月球之間的時候,會擋住射向月球的陽光,使得部分或全部的月球被地球的陰影遮住,這個現象稱為月食。月食的時間都發生在農曆十六日前後的滿月(望)時期。月食發生的次數比日食多,而月食從開始到結束需要2~3個小左右的時間,地球上只要看得到月球的地方,都可以看得到月食發生的情形,因此看到月食的機會比日食為多。

月食時月球表面呈古銅色 當月球跑到地球的陰影裡面,使得全部(月全食)或部分(月偏食)月球無法直接反射陽光的現象。月食還是看得見月亮,只是月亮變成暗紅色而已。那是因為太陽光經過地球大氣層時,產生折射,光線中包含有七種的光色素,其中六種色光都被大氣層中的塵埃和水分子吸收,只有波長較長的紅光可以穿透大氣層,並折射到月球表面,而使月球呈現古銅色。
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