儘管有各種體感方式，感受到自己動態在遊戲世界裡移動仍然沒有被實現，目前發展的一些行走移動介面都很難達到小型與真實運動感的結合。這影片介紹了怎麼利用簡單的彈簧跳床來做為身體運動移動的介面。在彈跳床下面四個角落安裝的四個紅外線距離偵測裝置，所以當人在上面行走或運動的時候可以偵測人踩的動態，在移動方向性上使用一個額外的偵測器感應腳步所面對的方向。影片上展示這樣的系統可以讓人在虛擬的世界有自由運動的感覺，或許不久以後可以開發出利用這種系統的遊戲裝置，或是運動慢跑導覽裝置！
原文發表於科學影像Scimage
本文與 高柏科技 合作，泛科學企劃執行。
當我們談論能擊敗輝達（NVIDIA）、Google、微軟，甚至是 Meta 的存在，究竟是什麼？答案或許並非更強大的 AI，也不是更高速的晶片，而是你看不見、卻能瞬間讓伺服器崩潰的「熱」。
2024 年底至 2025 年初，搭載 Blackwell 晶片的輝達伺服器接連遭遇過熱危機，傳聞 Meta、Google、微軟的訂單也因此受到影響。儘管輝達已經透過調整機櫃設計來解決問題，但這場「科技 vs. 熱」的對決，才剛剛開始。
不僅僅是輝達，微軟甚至嘗試將伺服器完全埋入海水中，希望藉由洋流降溫；而更激進的做法，則是直接將伺服器浸泡在冷卻液中，來一場「浸沒式冷卻」的實驗。
但這些方法真的有效嗎？安全嗎？從大型數據中心到你手上的手機，散熱已經成為科技業最棘手的難題。本文將帶各位跟著全球散熱專家 高柏科技，一同看看如何用科學破解這場高溫危機！
這並非新問題，1961年物理學家蘭道爾在任職於IBM時，就提出了「蘭道爾原理」（Landauer Principle），他根據熱力學提出，當進行計算或訊息處理時，即便是理論上最有效率的電腦，還是會產生某些形式的能量損耗。因為在計算時只要有訊息流失，系統的熵就會上升，而隨著熵的增加，也會產生熱能。
換句話說，當計算是不可逆的時候，就像產品無法回收再利用，而是進到垃圾場燒掉一樣，會產生許多廢熱。
要解決問題，得用科學方法。在一個系統中，我們通常以「熱設計功耗」（TDP，Thermal Design Power）來衡量電子元件在正常運行條件下產生的熱量。一般來說，TDP 指的是一個處理器或晶片運作時可能會產生的最大熱量，通常以瓦特（W）為單位。也就是說，TDP 應該作為這個系統散熱的最低標準。每個廠商都會公布自家產品的 TDP，例如AMD的CPU 9950X，TDP是170W，GeForce RTX 5090則高達575W，伺服器用的晶片，則可能動輒千瓦以上。
散熱不僅是AI伺服器的問題，電動車、儲能設備、甚至低軌衛星，都需要高效散熱技術，這正是高柏科技的專長。
在電腦世界裡，散熱的關鍵就是把熱量「交給」導熱效率高的材料，而這個角色通常是金屬散熱片。但散熱並不是簡單地把金屬片貼在晶片上就能搞定。
現實中，晶片表面和散熱片之間並不會完美貼合，表面多少會有細微間隙，而這些縫隙如果藏了空氣，就會變成「隔熱層」，阻礙熱傳導。
為了解決這個問題，需要一種關鍵材料，導熱介面材料（TIM，Thermal Interface Material）。它的任務就是填補這些縫隙，讓熱可以更加順暢傳遞出去。可以把TIM想像成散熱高速公路的「匝道」，即使主線有再多車道，如果匝道堵住了，車流還是無法順利進入高速公路。同樣地，如果 TIM 的導熱效果不好，熱量就會卡在晶片與散熱片之間，導致散熱效率下降。
那麼，要怎麼提升 TIM 的效能呢？很直覺的做法是增加導熱金屬粉的比例。目前最常見且穩定的選擇是氧化鋅或氧化鋁，若要更高效的散熱材料，則有氮化鋁、六方氮化硼、立方氮化硼等更高級的選項。
典型的 TIM 是由兩個成分組成：高導熱粉末（如金屬或陶瓷粉末）與聚合物基質。大部分散熱膏的特點是流動性好，盡可能地貼合表面、填補縫隙。但也因為太「軟」了，受熱受力後容易向外「溢流」。或是造成基質和熱源過分接觸，高分子在高溫下發生熱裂解。這也是為什麼有些導熱膏使用一段時間後，會出現乾裂或表面變硬。
為了解決這個問題，高柏科技推出了凝膠狀的「導熱凝膠」，說是凝膠，但感覺起來更像黏土。保留了可塑性、但更有彈性、更像固體。因此不容易被擠壓成超薄，比較不會熱裂解、壽命也比較長。
OK，到這裡，「匝道」的問題解決了，接下來的問題是：這條散熱高速公路該怎麼設計？你會選擇氣冷、水冷，還是更先進的浸沒式散熱呢？
傳統的散熱方式是透過風扇帶動空氣經過散熱片來移除熱量，也就是所謂的「氣冷」。但單純的氣冷已經達到散熱效率的極限，因此現在的散熱技術有兩大發展方向。
其中一個方向是液冷，熱量在經過 TIM 後進入水冷頭，水冷頭內的不斷流動的液體能迅速帶走熱量。這種散熱方式效率好，且增加的體積不大。唯一需要注意的是，萬一元件損壞，可能會因為漏液而損害其他元件，且系統的成本較高。如果你對成本有顧慮，可以考慮另一種方案，「3D VC」。
3D VC 的原理很像是氣冷加液冷的結合。3D VC 顧名思義，就是把均溫板層層疊起來，變成3D結構。雖然均溫板長得也像是一塊金屬板，原理其實跟散熱片不太一樣。如果看英文原文的「Vapor Chamber」，直接翻譯是「蒸氣腔室」。
在均溫板中，會放入容易汽化的工作流體，當流體在熱源處吸收熱量後就會汽化，當熱量被帶走，汽化的流體會被冷卻成液體並回流。這種利用液體、氣體兩種不同狀態進行熱交換的方法，最大的特點是：導熱速度甚至比金屬的熱傳導還要更快、熱量的分配也更均勻，不會有熱都聚集在入口（熱源處）的情況，能更有效降溫。
整個 3DVC 的設計，是包含垂直的熱導管和水平均溫板的 3D 結構。熱導管和均溫板都是採用氣、液兩向轉換的方式傳遞熱量。導熱管是電梯，能快速把散熱工作帶到每一層。均溫板再接手將所有熱量消化掉。最後當空氣通過 3DVC，就能用最高的效率帶走熱量。3DVC 跟水冷最大的差異是，工作流體移動的過程經過設計，因此不用插電，成本僅有水冷的十分之一。但相對的，因為是被動式散熱，其散熱模組的體積相對水冷會更大。
從 TIM 到 3D VC，高柏科技一直致力於不斷創新，並多次獲得國際專利。為了進一步提升 3D VC 的散熱效率並縮小模組體積，高柏科技開發了6項專利技術，涵蓋系統設計、材料改良及結構技術等方面。經過設計強化後，均溫板不僅保有高導熱性，還增強了結構強度，顯著提升均溫速度及耐用性。
隨著散熱技術不斷進步，有人提出將整個晶片組或伺服器浸泡在冷卻液中的「浸沒式冷卻」技術，將主機板和零件完全泡在不導電的特殊液體中，許多冷卻液會選擇沸點較低的物質，因此就像均溫板一樣，可以透過汽化來吸收掉大量的熱，形成泡泡向上浮，達到快速散熱的效果。
然而，因為水會導電，因此替代方案之一是氟化物。雖然效率差了一些，但至少可以用。然而氟化物的生產或廢棄時，很容易產生全氟/多氟烷基物質 PFAS，這是一種永久污染物，會對環境產生長時間影響。目前各家廠商都還在試驗新的冷卻液，例如礦物油、其他油品，又或是在既有的液體中添加奈米碳管等特殊材質。
另外，把整個主機都泡在液體裡面的散熱邏輯也與原本的方式大相逕庭。如何重新設計液體對流的路線、如何讓氣泡可以順利上浮、甚至是研究氣泡的出現會不會影響元件壽命等等，都還需要時間來驗證。
高柏科技目前已將自家產品提供給各大廠商進行相容性驗證，相信很快就能推出更強大的散熱模組。
討論功能關閉中。
北落師門（Fomalhaut）又稱南魚座 α 星，是秋季星空中著名的亮星之一。去年 5 月，以美國亞利桑那大學（University of Arizona）天文學家加斯帕（András Gáspár）為首的研究團隊在《自然天文學》（Nature Astronomy）期刊上發表，他們藉由詹姆士．韋伯太空望遠鏡（James Webb Space Telescope, JWST，簡稱韋伯望遠鏡），在北落師門周圍殘屑盤（debris disk）中首次發現了「系外小行星帶」的存在。韋伯望遠鏡拍下美麗的照片，也瞬間席捲各大科學與科普媒體的版面（圖一）。
天文學家選擇北落師門作為目標並非偶然。半個世紀以來，北落師門一直是天文學家研究殘屑盤時的首選目標之一。韋伯望遠鏡的新影像為我們帶來什麼新發現？過去與現在的觀測方式又有什麼差異？本文將帶著大家一起回顧北落師門殘屑盤的觀測史。
殘屑盤是環繞在恆星周遭，由顆粒大小不一的塵埃所組成的盤狀結構。如果讀者們聽過行星形成的故事，也知道行星是從恆星四周、由氣體與塵埃組成的「原行星盤」（protoplanetary disk）中誕生，那你或許會認為殘屑盤可能就是行星形成後剩下的塵埃。但實際上並非如此，在恆星形成初期的數百萬年間，原行星盤中的氣體和塵埃會被恆星吸積或是吸收恆星輻射的能量後蒸發，同時也會聚集成小型天體或行星，這些原因都會使原行星盤消散。而殘屑盤則是由盤面上的小行星等天體們互相碰撞後，產生的第二代塵埃組成（圖二）。
這些塵埃發光的機制主要有兩種。第一，塵埃本身可以散射來自母恆星的星光，從而讓天文學家能在可見光與近紅外波段看到它們。第二，塵埃在吸收來自恆星的星光之後，以熱輻射的形式將這些能量重新釋放。由於恆星的光強度與距離成平方反比，愈靠近恆星，塵埃的溫度就愈高，因此發出的輻射以近紅外線為主；反之，愈是遠離恆星，塵埃的溫度就愈低，發出的光就以中遠紅外線為主。
北落師門殘屑盤的觀測始於 1983 年。當時，美國國家航空暨太空總署（National Aeronautics and Space Administration, NASA）的紅外線天文衛星（Infrared Astronomical Satellite, IRAS）發現北落師門在紅外線波段的亮度異常高，代表周圍很可能有殘屑盤圍繞。由於北落師門離地球僅約 25 光年，這項發現引起眾多天文學家的關注，並在未來數十年前仆後繼地拿出各波段最好的望遠鏡，希望藉此深入了解殘屑盤的特性。其中，哈伯太空望遠鏡（Hubble Space Telescope, HST，簡稱哈伯望遠鏡）、阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA）與韋伯望遠鏡擁有非常好的空間解析度，因此能夠清楚地觀測殘屑盤的結構。
2008 年， NASA 公布哈伯望遠鏡在 2004 與 2006 年對北落師門的觀測結果（圖三），讓天文學家首次清晰地看到北落師門殘屑盤的影像。這張照片是哈伯望遠鏡以日冕儀（coronagraph）在 600 奈米（nm）的可見光波段下拍攝，中間的白點代表北落師門的位置，而周圍的環狀亮帶正是因散射的北落師門星光而發亮的殘屑盤，放射狀的條紋則是日冕儀沒能完全消除的恆星散射光。除此之外，天文學家還發現有一個亮點正圍繞著北落師門運行，並認為此亮點可能是一顆圍繞北落師門的行星，於是將它命名為「北落師門 b 」。很可惜在往後的觀測中，天文學家發現北落師門 b 漸漸膨脹消散，到 2014 年時就已經完全看不見了。因此它很可能只是一團塵埃，而非真正的行星。
ALMA 對北落師門的完整觀測於 2017 年亮相，他們展示出更加清晰漂亮的環狀結構，且位置與哈伯望遠鏡的觀測吻合。正如前面提到，殘屑盤中的塵埃溫度愈低，放出的輻射波長就愈長。因此 ALMA 在 1.3 毫米（mm）波段觀測到的影像，主要來自離殘屑盤中恆星最遠、最冷的部分。
最後則要來看去年韋伯望遠鏡所使用中紅外線儀（mid-infrared instrument, MIRI）拍攝的影像（圖五）。與之前的觀測不同，這次的影像顯示北落師門的殘屑盤其實分成幾個部分：
首先，哈伯望遠鏡與 ALMA 之前就已觀測到的塵埃環，它的半徑約 136～150 天文單位（AU）、寬約 20～25 AU，而溫度則落在約 50～60 K，與太陽系的古柏帶（Kuiper belt）十分相似，因此被稱為「類古柏帶環」（KBA ring）。雖然在觀測上的溫度相似，但其實此塵埃環與北落師門的距離是古柏帶到太陽的四倍；不過北落師門光度約為太陽的 16 倍，根據前述提及的平方反比關係，才導致兩者的溫度相近。此外，在更外層名為「暈」（halo）的黯淡結構則對應古柏帶外圍天體密度較低的區域。
再來，韋伯望遠鏡還發現了更多未解的謎團：內側殘屑盤（inner disk）與中間環（intermediate ring）。其實早在本次韋伯望遠鏡的觀測之前，天文學家就已經從北落師門的光譜推測，北落師門的殘屑盤中除了存在前面提過的類古柏帶環之外，應該還有另一批更靠近恆星、溫度更高的塵埃，溫度與大小對應太陽系中的環狀小行星帶。但當韋伯望遠鏡實際觀測後，卻發現與太陽系的環狀小行星帶相比，北落師門有著相當瀰散的內側殘屑盤。為什麼會有這樣的不同呢？目前天文學家也不清楚，仍待進一步研究。
最後，在類古柏帶環與內側殘屑盤之間，還存在著一個半長軸約 104 AU 的「中間環」，在太陽系中則沒有對應的結構，這項新發現也需要進一步的研究來了解它的來源。
此外，雖然北落師門 b 最終被證實並不是一顆行星，但這並不代表北落師門旁沒有行星環繞。最初，殘屑盤的形成原因是由小行星等天體不斷碰撞所產生，經過不斷地碰撞合併，其實就有可能已經產生直徑數百到數千公里的行星。從北落師門的殘屑盤還可以推論，在內側殘屑盤與中間環之間可能有一顆海王星質量以上的行星，它就像鏟雪車般清除軌道上的塵埃，從而產生「內側裂縫」（inner gap）的結構。
另一方面，天文學家也藉由數值模擬發現，如果僅考慮來自北落師門的重力影響，類古柏帶環應該要比觀測到的更寬才對。因此他們推測，很可能在類古柏帶環內外兩側有兩顆行星，像控制羊群的牧羊犬一樣以自身的重力限制塵埃移動，才產生了這麼細的塵埃環。
北落師門雖然是一顆年齡僅4.4億年的年輕恆星，卻已經是一個擁有殘屑盤、形成行星的成熟恆星系統。而來自韋伯望遠鏡的最新觀測結果，無疑讓天文學家更深入地認識殘屑盤中複雜的結構，也更令他們相信北落師門系統中有多個行星環繞。
不過，北落師門系統仍舊有許多未解之謎。例如為什麼太陽系有著環狀的小行星帶，北落師門卻是瀰散的內側殘屑盤？在無數的恆星中，究竟是太陽系還是北落師門的殘屑盤構造比較常見？殘屑盤中是否有行星存在？如果有，在北落師門的演化歷史中又扮演著怎樣的角色呢？這些問題都有待更多的觀測與理論模擬來解答。
在北落師門之後，觀測團隊預計將韋伯望遠鏡指向天琴座的織女星（α Lyr, Vega），以及位於波江座的天苑四（ε Eri），兩者都是離地球非常近且擁有殘屑盤的恆星。其中織女星的溫度與質量比北落師門更大，而天苑四的質量與溫度雖然比太陽小，卻有強烈的磁場活動。藉由觀測不同系統中殘屑盤的性質差異，並與太陽系進行對比，不僅能更加認識殘屑盤的起源、與行星的交互作用，更能理解我們自己的恆星系中，數百萬顆的太陽系小天體從何而來。
JWST 原始資料的處理過程影片介紹，非常值得一看！
台北外送茶加賴2054489# 台北外約 # 台北外送茶 Telegram 搜索@yy960318台北約學生妹妹 酒店上門服務 松山區援交妹 台北外送妹台北車站約妹賴2054489台北叫小姐 Telegram：yy960318 土城叫小姐.TG 約妹電報搜@yy960318 外送茶新店外送茶.桃園外送茶.台灣喝茶更多學生妹掃碼加賴官網 http://www.9440704.com
台北外送茶加賴2054489# 台北外約 # 台北外送茶 Telegram 搜索@yy960318台北約學生妹妹 酒店上門服務 松山區援交妹 台北外送妹台北車站約妹賴2054489台北叫小姐 Telegram：yy960318 土城叫小姐.TG 約妹電報搜@yy960318 外送茶新店外送茶.桃園外送茶.台灣喝茶更多學生妹掃碼加賴官網 http://www.9440704.com
在談完了韋伯太空望遠鏡（JWST）的源起、技術與運行軌道之後，本系列的終章就帶大家一起來了解，天文學家花費上百億美金之後，究竟希望韋伯能為哪些領域帶來突破？
月亮距離我們大概 380,000 公里，光需要花費 1.3 秒左右才能到達地球，因此我們看到的月亮，是 1.3 秒以前的月亮；同理，我們看到的太陽，是 500 秒以前的太陽；我們看到的仙女座星系，是 250 萬年前的仙女座星系。在宇宙中，我們看得越遠，看到的東西就越古老。某種意義上，望遠鏡就像是一座時光機，可以讓我們一窺宇宙從誕生到現在的演化歷程。
在 1995 年，一組天文學家申請哈伯太空望遠鏡進行一次瘋狂的觀測。他們選擇將哈伯太空望遠鏡對準天空中一片看似什麼都沒有的區域，接連進行了 140 個小時的曝光。他們得到的影像，日後成為天文史上最重要的照片之一，其名為：哈伯深空（Hubble Deep Field）。
天文學家們驚訝的發現，這片看似空無一物的區域，其實充滿了數以千計遙遠、古老且黯淡的星系。比起銀河系這種中老年星系，哈伯深空中拍到的許多星系才形成不久，相當的年輕有活力。瘋狂誕生恆星的星系，與現在宇宙中的星系相當不同，非常有趣。望遠鏡就好像時光機一樣，帶我們一窺宇宙過去 130 多億年的演化歷史，而哈伯深空影像，正因此成為早期宇宙與星系演化研究的一個重要里程碑。
然而，當哈伯想要往更遙遠、更古老的宇宙望去的時候，就漸漸顯得力不從心了。原因是典型的星系發出的光主要以可見光為主，但是這些古老星系發出的可見光，在前往地球的過程中，會隨著宇宙的膨脹而發生紅移。越是遙遠的星系，紅移的情況就越嚴重。因此對於非常遙遠的星系來說，它們發出的可見光到達地球時，就已經被宇宙紅移拉到紅外線波段了。因此，只能觀測紫外線到近紅外的哈伯，就很難看到它們。
這時，就是韋伯出場的時候了。專司紅外線波段的韋伯，將能夠幫助天文學家看見宇宙中第一批恆星與星系的形成，以及這些恆星與星系如何與它們周遭的環境互動。
在宇宙學方面，JWST 將能讓宇宙學家深入探索宇宙「再游離（Reionization）」的過程。這是當前早期宇宙研究最重要的課題之一。大霹靂後 38 萬年，宇宙中的氫是以原子（稱為中性氫）的方式存在，然而在當今的宇宙中，多數的氫都是以游離態存在的。天文學家猜測，是宇宙中第一批形成的星系與黑洞發出的強烈輻射，游離了宇宙中的中性氫，才使得宇宙中多數物質的狀態發生了這樣的改變。但是再游離的過程究竟如何發生，現在無論是觀測還是理論都還無法給出統一的答案，仍待 JWST 等新一代望遠鏡的進一步探索。除此之外，就像前文所述，JWST 將能讓我們看到哈伯太空望遠鏡所見更古老的星系，這些仍在襁褓中的星系長有甚麼特色？又是怎麼演化成為我們在現在的宇宙中所看到的星系？這些也是 JWST 將幫助天文學家回答的問題。
恆星是天文物理最古老的研究對象之一。數十年來，天文學家對於恆星的類型、內部結構、演化歷程都有相當詳細的了解。然而，星際間瀰漫的雲氣究竟是如何聚集成一顆一顆的恆星，以及其周圍的行星系統，卻還有很多不清楚的地方。
典型的觀點認為，恆星誕生於巨大分子雲（GMC）之中。當分子雲中的氣體在重力的影響下逐漸聚集，就會形成紊亂而複雜的纖維狀（filament）的結構。
而在這些結構的高密度區域，隨著溫度、壓力與密度不斷提高，最終會點燃核融合反應，形成一顆顆的恆星。雖然大致的圖像有了，但是這整個過程不僅橫跨巨大的時間與空間尺度，更牽涉到磁流體力學、輻射、化學反應鏈等一系列複雜的物理與化學過程，因此上述的許多細節，仍是天文學家們努力研究的題目。
然而，由於這些恆星的形成區，往往被濃密的氣體與塵埃所包圍，因此當天文學家使用可見光觀測時，往往只能看到黑壓壓一片，難以窺探雲氣神秘的核心之中，恆星究竟是怎麼演化的。此時，紅外線的優勢再次展現。由於波長較長，紅外線比可見光和紫外線，更能夠穿過層層的星際雲氣而不被吸收，因此可以幫助天文學家直擊初生恆星的核心區域。
除了恆星本身之外，恆星形成時環繞在其周遭的「原恆星盤（Protoplanetary disk）」也是行星誕生的溫床。利用 ALMA 等次毫米波（介於遠紅外線到無線電波之間）望遠鏡，天文學家發現許多初生的恆星系統旁，都圍繞著濃密的氣體與塵埃盤。不僅如此，它們還發現這些盤面上，常有許多大小不一的間隙（gap），很可能就是來自正在形成中的行星。在少數的系統中，天文學家甚至能夠直接拍攝到這些正在襁褓中的系外行星們。而 JWST 在紅外波段的觀測，將能夠讓天文學家更進一步了解這些行星（尤其是靠近恆星的類地行星們）的形成。
「我們在宇宙中是孤獨的嗎？」
這個問題雖然至今仍沒有答案，但過去 25 年，天文學家對外星世界的認識已經有了巨大的進展。曾經，系外行星是只存在於假想中的天體；但現在，天文學家已經發現了超過 4,000 顆，隨著資料的不斷更新（主要歸功於 TESS 衛星的努力），這個數量還會持續上漲。
想了解系外行星學的發展歷史？這首 Acapella Science 的作品絕對是最棒的入門！
但是，天文學家雖然知道這些系外行星的存在，對這些外星世界的了解卻還相當有限，原因是系外行星實在是太小太暗了。對於多數的系外行星，天文學家都只能用一些間接的方法，測量它們的質量、半徑、軌道週期等相對粗略的特性，並且估計這個行星是否處於適合生命生存的「適居帶（Habitable Zone）」之內。
JWST 強大的能力將幫助天文學家突破困境。它能夠以兩種主要的方式觀測系外行星：一種是趁著系外行星繞行到其母恆星前方時，觀測整個系統的光譜，並找出其中由系外行星的大氣所貢獻的吸收譜線，這種方法被稱為「凌日光譜學 （Transit Spectroscopy）」；另外一種方式是藉由「日冕儀（Coronograph）」遮擋住來自母恆星的光線，直接拍攝並取得系外行星的光譜，這種做法被稱為「直接影像法（Direct Imaging）」。結合這兩種方式，JWST 將能夠讓天文學家對系外行星的認識不再只有多大、多重、多遠這些淺顯的描述，而是能知道大氣的組成、溫度與垂直結構，以及它們隨著季節、軌道半徑等其他因素的變化，深入地了解這些外星世界，甚至是尋找生命可能存在的跡象。
除了遙遠的系外行星之外，JWST 對於太陽系內的觀測其實也能有很大貢獻喔！舉例來說，JWST 擁有的中紅外波段的光譜觀測能力，既然可以分析系外行星的化學組成，當然也可以拿來分析太陽系內的小天體，如小行星、彗星、古柏帶天體等等，補足地面天文台無法觀測中紅外線留下的資訊空缺。此外，對於火星、四大巨行星、以及土衛六泰坦的研究，都是 JWST 可能的觀測目標。
從 1996 到 2021，從「新世代太空望遠鏡」到「詹姆士．韋伯太空望遠鏡」，天文學家的超級紅外線太空望遠鏡之夢，走過了漫長而曲折的發展歷程。25 年後的今天（10 月 17 日），JWST 已經搭乘海運抵達位於南美的法屬圭亞那太空中心，準備在 12 月 18 日搭乘亞利安 5 號火箭（Ariane 5），前往日地第二拉格朗日點（L2），以前所未有的性能，展開對宇宙、星系、恆星與行星的深入研究。更重要的是，每當一代更新、更強大的儀器成軍，天文學家不僅期待它回答上述「現有」的問題，更希望它能將人類的視野，開拓至我們從未想過的領域。韋伯究竟會帶來怎樣的驚喜，就讓我們拭目以待！
waiyuewaiyue27
狐禪
EASY天文地科小站
