范艾倫誕辰 │ 科學史上的今天：09/07

文／黃正中 研究員、丘政倫 博士｜國家太空中心

幾千年來，航海者觀察著星星來確定他們在海上的位置，這種「看到而知之」的概念，也被運用在人造衛星的「恆星追蹤儀」上，用來確認所在位置與控制人造衛星的姿態，因此也被稱為「人造衛星的眼睛」。

人造衛星的眼睛——恆星追蹤儀

恆星追蹤儀，又稱星象儀，是人造衛星的關鍵元件，工程師們利用恆星追蹤儀所記錄宇宙中的星光比對恆星（如下圖），參考地球自轉速率，以及人造衛星飛行的慣性，經過演算，可以判斷目前人造衛星飛行的位置和姿態。

在宇宙中任何兩顆明亮的星星，星星之間的角度、間隔都是獨特的，沒有一對間隔完全相同的明亮的恆星。恆星追蹤儀使用分離角度來識別相機所指向的恆星，利用這些信息，人造衛星可以演算出在太空中的相對位置。

但是，約莫二十年前的發射的福衛一號，其實並沒有裝上恆星追蹤儀喔！這沒有眼睛的人造衛星到底是怎麼一回事呢？

沒有眼睛的福爾摩沙衛星一號

國家太空中心所研製的福爾摩沙衛星一號，在研發階段時，恆星追蹤儀尚未成為標準元件，而是使用慣性導航系統（inertial navigation systems, INS），慣性導航系統所選擇的引導星取決於地球自轉的時間和目標的位置，利用加速計和陀螺儀測量物體的加速度和角速度，估算連續運動物體位置、姿態和速度。慣性導航系統的優勢在於給定了初始條件後，不需要外部參考外部資訊 (例如恆星資料庫)，就可確定當前位置、方向及速度，然而，隨著遙測衛星的照相的需求，對於地理位置判斷，姿態控制的精確度已經跟不上任務需求。

因此，後續發展的福爾摩沙二號衛星，便使用了「恆星追蹤儀」，以參考恆星資料庫與相對角度的方法，大幅提高了姿態控制的姿態控制精確度。當時的「恆星追蹤儀」是外購衛星元件，然而從福爾摩沙八號衛星開始，我國衛星採用自主研發成功的恆星追蹤儀，成為我國衛星姿態控制的標準配備。

恆星追蹤儀的結構

恆星追蹤儀是光學裝置，若使用光電池作為主要偵測器，準確度比較低；偵測器若使用照相機則靈敏度較高，可以獲得相對比較好的解析度；恆星追蹤儀主要的配置包括遮光罩、鏡頭、影像感測器（CCD 或 CMOS）、驅動控制器、處理器、軟體、電源供應以及介面。

目前天文學家已經精確測量了許多恆星位置，並記錄在恆星資料庫中，因此人造衛星可以用來比對恆星資料庫，經由偵測器獲取鏡頭視野中恆星分布的圖像，經由演算法可以測量人造衛星在參考座標中的所在位置，用以確定衛星飛行的方向或姿態。

恆星追蹤儀的發展

恆星追蹤儀經過廿年來的發展，市面上已經出現許多高靈敏度的恆星追蹤儀型號，具有過濾錯誤光源的功能，例如人造衛星表面反射的陽光或人造衛星推進器產生的廢氣羽流，以排除陽光反射或恆星追蹤儀窗口受到污染等干擾。除了各種誤差源，新型的恆星追蹤儀能修正包括球差、色差，以及低空間頻率、高空間頻率、時間等的各種誤差。

恆星追蹤儀的識別機制

一般恆星追蹤儀的識別算法，主要利用宇宙中共有約 57 個常用的明亮導航星星；但是，對於更複雜的任務，則需要更多數量的恆星數據庫以確定人造衛星的方向；通常高精度姿態需要數千顆恆星的目錄以確保全天各角落都有足夠星數落在視野內可供辨識，比對並過濾以去除有問題的光點，例如大尺度的星際變化，顏色指數不確定性，或在資料庫中的位置顯示不可靠的情況。這些類型的恆星目錄經演算法最佳化後，即儲存為衛星上的機載恆星資料庫。

恆星追蹤儀發展恆星識別算法，還要注意很多潛在的混淆源，例如行星，彗星，超新星等相鄰天體；除此之外，太空中鄰近的人造衛星，地球上大城市的燈源或光污染等光點，則需要擴散函數的雙峰特徵加以排除。

商用恆星追蹤儀

近年來商用恆星追蹤儀如雨後春筍，相繼出現在大型航太展；看到了立方衛星的商機，恆星追蹤儀也出現微小化，麻雀雖小卻五臟俱全，誤差精度已表現不俗，可以裝置在衛星上。

國家太空中心恆星追蹤儀研發

近幾年來國際上許多單位相繼投入恆星追蹤儀的研發，包括我國的國家太空中心將恆星追蹤儀列為前瞻關鍵研發項目，並已掌握跨領域整合之關鍵技術，取得不錯的研發成果，國產恆星追蹤儀將會應用在福爾摩沙八號衛星。

參考資料

1. 國家太空中心網站 
2. 恆星追蹤儀維基網站
3. NASA 網站

• 本文轉載自臺北天文館，《臺北星空》第 99 期。
• 文／許晉翊。臺北市立天文科學教育館研究員。

塵埃可能是參宿四變暗的罪魁禍首

去年年底，天文學家發現參宿四的亮度異常降低，這現象還被某些人解釋為這顆紅超巨星已幾乎沒有核燃料，即將發生超新星爆炸。不過，華盛頓大學和羅威爾天文台的天文學家認為，參宿四更可能只是正在發生其他紅超巨星也會發生的事情：拋出的外層大氣遮住了一些往地球的光線。

天文學家在二月進行的觀測數據中，發現參宿四表面平均溫度比 2004 年的測量低了 50 至 100 度，這個結果使他們更加確定其答案必為星際塵埃，若是對流胞上升至表面冷卻的話，那降幅會更為明顯。

科學家宣稱在隕石中發現了外星蛋白質

繼默奇森隕石發現胺基酸以來，在 1990 年的一塊隕石中，隱藏了更具突破性的進展，蛋白質一般是由多個胺基酸組成的，同時也是地球上幾乎所有生物體中的必要組成成分，從細胞核膜到遺傳物質 DNA 都有蛋白質的身影。在這被稱為「Acfer 086」的隕石所含有的蛋白質，被稱為血石素 (Hemolithin) ，是一種新的命名，旨在描述其具有一半血紅素 (Hemoglobin) 及一半卵磷脂 (Lecithin) 的分子結構，科學家發現的這種新蛋白質，成分中含有鐵和鋰，且氘與氫的比例與地球上的不同，基本上可以確認絕非地球上的物質。儘管研究團隊認為這是最有可能的解釋，但是他們也指出其發現的複合性分子可能不是蛋白質，而只是一種聚合物，所以現在下結論仍為之過早，但是種種跡象顯示「它」是蛋白質的機率相當高。

宇宙最早的物質可能潛藏於中子星的核心

中子星是恆星死亡後的核心塌縮而形成，中子星的質量上限約在兩個太陽質量，更大的質量將會形成黑洞，然而最近天文學家發現了少數超過這個上限的中子星。

研究團隊計算了中子星物質的狀態方程式，計算的結果描述了中子星的可能結構。結合最近 LIGO 和 VIRGO 的重力波觀測結果，更進一步揭露了許多中子星內部的訊息。根據他們的研究，這些死亡恆星的中心可能可以找到由夸克形成的核心，其含量甚至可能佔核心組成的一半以上，未來更多的中子星觀測資料將可提升或改善這項研究結果的正確性。

銀河系中也許有至少 36 個外星高等智慧文明存在

繼德瑞克方程式後，人類就一直持續在搜尋地外高等智慧文明，但長時間以來一無所獲，新的研究認為該方程式的後面幾項參數，不確定值太多，使得整個方程式的實用性降低，研究人員建立了一套新的參數及計算標準，稱為天文生物學哥白尼極限，在六種嚴格的限制條件下，得到的外星文明數量約為 36個。

若將此 36 個外星文明平均打散在銀河系中，可以得到每個文明的平均距離至少有 17,000 光年，而人類自有無線電訊號以來，也才 125 年，亦即最遠的傳播僅達125 光年，此外，無線電波在傳遞過程中也會逐漸變弱，因此，除非我們能想到如何建造無線電擴音器，並在接下來的 17,000 年都保持人類的生存及技術實力，否則我們仍無法與任何外星文明聯絡。

首次發現奇怪的冥府行星

天文學家發現一顆非常奇怪的系外行星 TOI-849b ，它位於 730 光年遠，母恆星TOI-849 與太陽非常相似。 TOI-849b 僅比海王星小一點，但質量卻是海王星的兩倍多，因此密度與地球差不多！如此高密度顯示它是岩質行星，但大小卻遠高於岩質行星的上限。這意味著它可能是非常罕見的冥府行星（Chthonia），即是大氣層已被剝離的氣體行星核心。

天文學家認為這種極靠近恆星的氣體行星，會被高熱剝離大氣，如 Gliese 3470 b 被觀測正以高速失去其大氣層。但這不足以解決 TOI-849b 大氣全部損失的原因，還有大天體碰撞等事件的可能性。另一可能原因是 TOI-849b 開始形成氣體行星時，沒有足夠的物質成為大氣。又或者是它在行星系統演化後期時形成，抑或是在原行星盤的間隙中形成的，使得沒有足夠的材料來增加大氣。研究小組計劃將繼續觀測，以確定 TOI-849b 是否還剩下任何大氣。

天文學家在本超星系團旁發現了新的長城結構

宇宙的結構並不是由隨機分佈的星系所組成，而是互纏互繞、具有藕斷絲連的特性，受到萬有引力的影響，較為靠近的星系組合成一個星系群或星系團，或隸屬於一個超星系團，這些藕斷絲連的網狀結構，又被稱為大尺度纖維狀結構，其中最大的一條被稱為武仙－北冕座長城，全長跨越 97 億光年，是目前已知最巨大的結構。新發現的纖維狀結構橫跨南極天空，至少長達 13.7 億光年，發現者將其命名為「南極長城」（South Pole Wall） ，而且南極長城的特別之處在於它離銀河系非常近，簡直就像是在我們的後院而已，僅有5億光年遠，（我們所在的結構稱為拉尼亞凱亞超星系團，直徑達5.2億光年，所以5億光年確實就像是後院的存在）換句話說，它是離我們最近的長城結構。

迄今為止質量最大的合併事件證實了中介質量黑洞的存在

在 70 億光年外，一對碰撞的黑洞產生了新的重力波，在 2019 年 5 月 21 日由 LIGO 和 VIRGO 雙重認證得知，這次的重力波事件是黑洞天文學中最受囑目的發現之一，因為該天體質量介於恆星級黑洞及超大質量黑洞之間，正是天文學家急欲尋找的中介質量黑洞，且我科技部及清華大學研究團隊亦參與其中。本次的重力波訊號與往常的訊號相比非常短，但經過艱困的比對分析後，科學家得知這是分別由 66 倍太陽質量及 85 倍太陽質量的黑洞合併而成，產物為一個約 142 倍太陽質量的黑洞，這是自發現重力波以來迄今為止最大質量的重力波源。

中介質量黑洞是黑洞系列的一個謎團，我們常發現的是恆星質量黑洞及超大質量黑洞，但是藉由重力波的觀測， GW190521 成為對於中介質量黑洞的第一次決定性的直接觀測。超大質量黑洞的形成過程仍是個謎，長久以來，科學家不清楚它們是由恆星大量坍縮聚集而成，抑或是透過一種尚未被發現的方式產生的，所以科學家一直在尋找中介質量黑洞，來填補介於兩者差異甚大的質量空隙，如今，科學家終於有證據可以證明中介質量黑洞確實存在。

歐西里斯號成功登陸貝努收集樣本

OSIRIS-REx 任務耗資 8 億美元，在 2016 年 9 月發射， 2018 年 12 月 3 日抵達500 公尺大的貝努近地小行星。經過一年多環繞研究後，團隊選擇了一個名為夜鶯（Nightingale）的小隕石坑為降落地點，因為該點表面物質的顆粒較細，且相對新鮮沒經過長期暴露於太空環境而變質。但夜鶯周圍也充滿危險，其中包括要經過一個兩層樓高，綽號厄運山（Mt. Doom）的巨石，而隕石坑內也有其他障礙物，因此太空船的目標是一個寬 8 公尺相對平坦無石塊的區域， OSIRIS-Rex 任務距離達3億公里之遙，相當不容易。臺灣本地時間 10 月 21 日 6 時 12 分歐西里斯號（OSIRISRex）號降落到近地小行星貝努（Bennu）表面，目標是從貝努表面收集至少 60 克的灰塵和碎石，預計 2023 年 9 月 24 日將樣品送回地球，以研究太陽系的起源與生命相關有機物和水的來源。中間還有一段插曲：一些岩石碎塊阻擋導致收集器無法完全閉合，使得在探測器的三公尺機械手臂末端的收集器內的小行星表面碎片樣本，一直在緩慢漏失到太空中，好在後來已經克服此狀況，且收集來的樣本也遠高於當初設定的最低目標。

阿雷西博望遠鏡的輝煌與終結

該望遠鏡於 1963 年落成啟用，阿雷西博天文臺開始運作之後，做出的科學貢獻不勝枚舉。 1964 年天文學家藉由雷達脈衝發現水星的自轉週期為 59 天，有別於原先認為的 88 天；1968 年提供了蟹狀星雲脈衝星（Crab Pulsar, PSRB0531+21，自轉週期33毫秒）存在的確切證據，也是第一顆被確認為跟超新星殘骸有關的中子星。 1974 年，天文學家法蘭克德瑞克及卡爾薩根設計了知名的阿雷西博訊息，內容包含人類的 DNA 結構，和太陽系的介紹等等，以強力的電磁波從阿雷西博天文台發送向距離地球 25000 光年的球狀星團 M13。雖然無法期待在不久的將來能收到回覆，卻是人類主動接觸外星文明的重要嘗試。 1989 年趁著小行星(4769)Castalia 經過，阿雷西博望遠鏡首次利用其功能描繪出小行星的 3D 圖像，迄今已研究過數百個近地小行星。今年的 12 月 1 日的一聲巨響，支撐平台的纜線應聲斷裂，整個接收平台、900 噸重的心臟與一個纜線塔硬生生撞入下方的碟型天線。雖然造成多大破壞還在評估，但照片與影片仍然震驚所有人，阿雷西博望遠鏡結束其 57 年傳奇的一生。

嫦娥五號返回艙帶回月壤， 40 年以來的新鮮貨

歷經 23 天的飛行，攜帶著月壤的中國嫦娥五號返回艙於 12 月 17 日凌晨 1 時 59 分安全返回地球，這是 40 年來首次收集月球樣本的任務。其返回艙在中國北部內蒙古四子王旗著陸場著陸。內蒙古地區夜間達攝氏零下 30 度，對於地面工作人員的準備是一大考驗。

嫦娥五號於 12 月 1 日登陸月球，並於兩天後開始返航，中國航天局也在月球上，升起了中國五星旗幟。此次任務是自 1976 年蘇聯「月球 24 號」任務以來的首次嘗試，使中國成為繼美國和蘇聯之後，第三個從月球上取回樣本的國家。飛船的任務是在「風暴洋」的區域收集兩公斤 (4.5磅) 的物質，該區域是一片廣闊的、此前尚未被探索過的熔岩平原。

中國的科學家們希望藉由採集回來的樣本了解月球的起源、形成以及月球表面的火山活動，並期望在 2022 年以前建立一個載人太空站，並最終將中國人送往月球。

• 金升光／任職於中央研究院天文及天文物理研究所。

微中子在所有已知的基本粒子中，可算是科學家最不了解的一種。

粒子物理標準模型裡的微中子只透過弱交互作用和其他粒子起反應，和光子一樣沒有靜止質量。電子、緲子（muon）、陶子（tauon）和分別對應這不同三代的微中子及它們的反粒子共同組成了輕子（lepton）家族。

近年來，實驗證實微中子振盪的存在〔註一〕，電子微中子、緲子微中子與陶子微中子彼此之間可以相互轉換，顯示微中子靜止質量應該不等於零。然而，沒有人知道微中子的確切質量，也不確定微中子和它們的反粒子是否相同。另一方面，地球的大氣層持續受到高能量宇宙射線轟擊，主要成份包含質子和其他更重的原子核，這些帶電粒子受到銀河系與地球磁場的影響，很難去追蹤它們的來源。

微中子不帶電，不受磁場影響，還能輕易穿透星球的核心，是電磁波、重力波之外，天文物理學家夢寐以求的第三隻眼。然而，此特性卻也是微中子偵測的困難處，必須透過 10 公尺以上甚至公里等級的大型裝置才能捕捉分析少數來自外太空的微中子。多年的研究只確認太陽和超新星1987A發出的微中子，直到去（2017）年9月，位在南極的「冰立方（IceCube）」微中子天文台偵測到一顆高能微中子 IceCube-170922A，才露出一線曙光。

冰立方與高能微中子

基本粒子的質量和能量通常用電子伏特（eV）為單位。電子質量約 0.5 MeV；質子質量約 938 MeV，接近 1 GeV；目前估計微中子的質量約在 eV 數量級以下。太陽微中子的能量大部分處於 100 keV~1 MeV 量級之間；超新星微中子的能量能夠達到 10 MeV 的量級，爆發時的激震波有可能產生 TeV（10¹² eV）級的高能微中子。

當年偵測到超新星的日本神岡偵測器，是個寬、高約16公尺的大水箱；後續建造的超級神岡微中子偵測器（Super-Kamiokande）則寬、高約40公尺。高速的微中子與水中的質子、電子等粒子碰撞產生高速的電子或正子。當帶電粒子運動速度超過水中的光速時，就像超音速戰機產生音爆，會發出契倫科夫輻射（Cherenkov radiation），由密布的光電管接收並偵測分析。

而冰立方則使用南極的冰層代替神岡的純水，86 條垂直的洞穴深入約 2450 公尺的冰層，在每個洞穴最底端的 1 公里處都布置 60 個 10 吋大的光電裝置（digital optical modules），含數位處理電腦，將之串成 1 串。相鄰洞穴間隔 125 公尺，總共 5160 個光電裝置在地底形成 1 個體積立方公里等級的 3 維陣列，是目前世界上最大的微中子偵測器之一。

神岡測得的信號多半來自電子微中子。高能緲子微中子產生高速的緲子放出契倫科夫輻射，會在光電裝置陣列中留下明顯的軌跡，是冰立方主要的偵測目標之一。回溯分析緲子軌跡，反推微中子的入射方向，可達0.3°的準確度。

宇宙射線在大氣層中碰撞後產生的緲子或微中子數量可能是外太空信號的 10 萬倍或百萬倍，數公里厚的岩層或冰層則有助於降低雜訊。南極的偵測器對於來自北半球天空的信號比較靈敏，而且，大氣層產生的微中子有特定的能量分布，超過 100 TeV或 1 PeV（＝10¹⁵eV＝1000 TeV）多來自外太空，IceCube-170922A即為一例。分析冰立方所窺見的緲子能量（約24 TeV），估計這顆從地平線下入射的緲子微中子能量約 290 TeV。不到 1 分鐘，2016 年 4 月才啟用的即時自動警報系統隨即向全球網路 GCN∕AMON Notice〔註二〕發出通告。

這並不是系統頭一次發出類似的微中子警報。觀測網上的成員，包含位在地中海海底的微中子偵測器和地面或天上的望遠鏡，通常不是沒看到特定目標，就是無法從眾多目標中辨別出真正的來源。直到 6 天後，NASA 的費米太空望遠鏡團隊 Fermi-LAT 透過《天文電報》（Astronomer’s Telegram）報告他們的分析，指出 1 顆已知的「耀變體（blazar）」TXS 0506+056 正處於活躍期（亮度增加 6 倍），和冰立方估計的方位相符，接續的多波段觀測進一步支持這個結論。

包括上千位共同作者的綜合研究報告和相關論文在今（2018）年7月13日正式刊出。冰立方計畫的主要資助者美國國家科學基金會（National Science Foundation, NSF）照例先在華府召開記者會，此間各媒體多有轉述報導。依照 2004 年美國國家科學院報告中的估算，總建造經費含開辦費用應該超過 2億 5000 萬美元。

高能宇宙射線與「耀變體」

人造的加速器還沒有能力產生 PeV 甚至 EeV（10¹⁸ eV）的高能粒子束，宇宙射線卻可以。許多可能的天文物理機制和可疑的天體，像是伽瑪射線爆（GRB）、超新星殘骸（SNR）、波霎、黑洞雙星和活躍星系核（AGN）等都是熱門的候選者。

某些理論認為，產生高能粒子的相同機制或相關環境也會伴隨產生能量等級相當的伽瑪射線。2008 年升空的費米太空望遠鏡觀測到的伽瑪射線源已經編成目錄定期追蹤，2015 年發表第三版，通稱「3GFL（the third Fermi Large Area Telescope source catalog）」，包含 3033 個伽瑪射線源和它們逐月的亮度變化，其中超過半數是活躍星系核，以耀變體為主。先前有研究將微中子信號和這些特定天體比對，不過都沒能成功確認微中子的來源。

粒子能量越高，受銀河系內磁場的偏轉影響越小。專門偵測高能宇宙線次級粒子射叢（shower，或稱簇射）的奧格天文台（Pierre Auger Observatory）團隊在去年發表論文指出，能量超過 8 EeV以上的超高能粒子應該是來自銀河系以外。8 EeV 接近 1.3 焦耳，也就是說，單單這一顆粒子的動能就足以抬高 1 公斤的物體離地 13 公分！理論上，宇宙射線（如質子）的能量如果太高，會和遍布的宇宙微波背景輻射光子產生反應，產生 GZK截止點（GZK cutoff），這是以提出此理論的 3 位科學家 Greisen、Zatsepin和Kuzmin 姓氏首字母來命名的宇宙射線能譜截止點。如果宇宙射線粒子是鐵原子核，此截止能量還會再高一點。

TXS 0506+056是3GFL目錄上亮度排名前 50 的耀變體，可見光星等約 15 等，不算是特別突出。耀變體是活躍星系核的一種，可參閱《科學月刊》527期〈類星體 50 年〉一文的介紹。原文 blazar 一詞是在 1979 年所提出，將「蠍虎天體（BL Lac objects）」和部份有亮度劇烈變化的類星體合稱，並寫在1980年天文與天文物理年度評論裡遂成為正式名詞。在TXS 0506+056非熱輻射的連續光譜中幾乎看不出任何譜線，無法確認它的距離，也不能計算真正的光度。透過加納利群島上口徑10.4公尺的望遠鏡（Gran Telescopio Canarias, GTC），最近終於辨認出幾條微弱的譜線，紅移0.3365，約相當於57億光年，這使得TXS 0506+056成為在此方圓之內光度最強的耀變體之一。

高能微中子天文學

活躍星系核、黑洞或中子星系統中的高能噴流，甚至一般吸積盤噴流的組成、構造和起源向來都是理論和觀測研究的焦點之一。高能微中子的存在意味著強子（可能是質子）加速及後續的碰撞與衰變過程，透露噴流的秘密。高能微中子的產生究竟是正比於伽瑪射線強度、伽瑪射線的變化、特高能（very high energy）伽瑪射線強度或另有其他，真正的關連仍有待釐清。

另一方面，縱使耀變體是高能微中子的來源，恐怕也只能解釋一部份偵測到的高能微中子。除持續累積觀測數據，提升多元訊息天文學（multi-messenger astronomy）多波段聯合觀測的效率，新一代的微中子偵測器KM3NeT、Hyper-Kamiokande、IceCube-Gen2可望能將高能微中子天文學，乃至於宇宙線、暗物質與基本粒子研究推展到新的境界。

• 〔註一〕此項實驗獲得2015年諾貝爾物理獎。
• 〔註二〕GCN／AMON Notice

延伸閱讀

• IceCube Collaboration et al., Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A, Science, Vol. 361: eaat1378, 2018.

〈本文選自《科學月刊》2018年10月號〉

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