紅外彩色夜視攝影! Color Night Vision Camera

• 謝承安／ EASY 天文地科團隊成員，因喜愛動畫《戀愛中的小行星》開始研究小行星，現就讀臺大物理系。
• 林彥興／清大天文所碩士， EASY 天文地科團隊總編輯，努力在陰溝中仰望繁星。

• Take Home Message
  • 殘屑盤是恆星周遭的盤狀結構，由於北落師門殘屑盤離地球僅 25 光年，數十年來天文學家時常會藉由觀測它以了解殘屑盤的特性。
  • 去（2023）年韋伯望遠鏡的觀測結果與過去不同，顯示北落師門殘屑盤其實分成多個部分，更讓他們相信北落師門中有多個行星環繞。
  • 韋伯望遠鏡提供的影像還揭露許多來源未知的構造及現象，例如內側殘屑盤與內側裂縫等，都有待繼續探索。

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。

行星相互碰撞後的殘屑盤

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。

觀測目標：北落師門

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。

● 哈伯的觀測

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 的觀測

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。

● 韋伯望遠鏡的觀測

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。

● 更多的殘屑盤觀測

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！

• 〈本文選自《科學月刊》2024 年 01 月號〉
• 科學月刊／在一個資訊不值錢的時代中，試圖緊握那知識餘溫外，也不忘科學事實和自由價值至上的科普雜誌。

延伸閱讀

1. Galicher, R. et al. (2013). Fomalhaut b: Independent analysis of the Hubble space telescope public archive data. The Astrophysical Journal, 769(1), 42.
2. MacGregor, M. A. et al. (2017). A complete ALMA map of the Fomalhaut debris disk. The Astrophysical Journal, 842(1), 8.
3. Gáspár, A. et al. (2023). Spatially resolved imaging of the inner Fomalhaut disk using JWST/MIRI. Nature Astronomy, 1–9.

108 課綱開啟全新閱讀素養時代。

科學素養不再侷限於考試的解題方法，學生閱讀科學讀物時,如何在氾濫資訊中找到高品質、適合學習程度的科學素材，是教育現場至關重要的課題。

臺灣師範大學 SmartReading 團隊將 AI 讀物難度分級技術，透過測驗、選書、閱讀、讀後回饋四大功能，完整記錄孩子的學習歷程，提升中小學生科普閱讀動機，成為自律自主的科普學習者。

臺灣師範大學於 110 年至 111 年間，與國科會、新北市、臺中市等單位合作，連續辦理三屆「SmartReading 科普閱讀力大賽」，每屆競賽歷時半年。競賽組別以國小三年級至高中一年級共分七個組別。參賽學校涵蓋臺北市、新北市、臺中市、臺南市、高雄市、花東等十九縣市，報名參賽人數累計八千餘人。

由系統建置適合學生閱讀的兩千多本科普讀物

競賽期間，參賽學生使用「SmartReading 適性閱讀」系統,透過精準快速的中文閱讀能力診斷，將閱讀程度與讀物難度適配。藉由系統已建置，適合國小三年級至高中一年級的 2,180 餘本科普讀物，不僅能激勵其學習動機，更可有效提升選擇的效率，降低科學閱讀恐懼。第三屆科普閱讀力大賽不受疫情波擾，採實體與線上兩種施測方式，於 111 年 5 月份圓滿完成賽事。

111 年 9 月 24 日於臺灣師範大學舉行頒獎典禮，邀請新北市教育局張明文局長、臺北市教育局鄧進權副局長、臺灣閱讀協會陳昭珍理事長、康橋國際學校秀岡校區卓意翔副校長、親子天下兒童產品事業部副總經理林彥傑、新北市信義國小陳桂蘭校長到場擔任頒獎嘉賓。參賽學校師生、家長齊聚典禮會場，為優秀的得獎同學喝采。

臺師大宋曜廷副校長表示，數位閱讀邁向新時代,團隊使用「SmartReading 適性閱讀」系統作為科普賽競賽平台，期望在知識爆炸的時代,藉由測驗、選書、規劃的「智慧閱讀三步驟」，培養學子的跨領域閱讀力與閱讀習慣，讓學生們手握知識大門的鑰匙，成為自律自主的「SmartReader」。

科普閱讀競賽的三大特色

一、適配閱讀能力與圖書難度，擴增多元書籍與文章素材

參賽學生首先須參加中文適性閱讀能力診斷（DACC），依據診斷結果,配合其當前閱讀能力的科普推薦書單，讓學生選書有依據、個人化。本競賽目前共有「推薦書單」、「推薦文章」等 2 種閱讀素材，主題包含植物／動物、數學、天文地科、物理／化學等 8 大類別。「推薦文章」功能，則與「PanSci 泛科學」及「數感實驗室 Numeracy Lab」合作評選，當前提供 600 餘篇線上科普短文,競賽期間提供已超過 4,000 人次的瀏覽次數。

二、綜合性閱讀五力分數，開啟學生全方位閱讀力

本競賽賽程為期半年，學生透過「前測、閱讀任務挑戰、後測」三個階段。競賽期間，系統詳細記錄每週閱讀歷程，並產出線上「閱讀五力分數」報表。自主規劃閱讀期間計算為「規劃力」；讀後評量填答結果計算為「執行力」；閱讀多元書籍類別的結果計算為「博學力」；閱讀單一書籍類別的深化成果則計算為「精進力」；前後測成長結果計算為「成長力」。將閱讀能力數據化、可視化。

三、閱讀任務徽章，深化學生文化素養與科普閱讀興趣

本競賽內建徽章蒐集系統，參賽者於指定時間依據提示完成閱讀任務，即可獲得期間限定的特色科普徽章。任務內容包含閱讀指定的書單及文章類別、世界性科普節日、科學家生辰、台灣重要節慶與其他隱藏任務。本屆各年級累計獲得徽章達 20423 枚，因設計活潑及任務類型多樣，大受參賽者好評。

競賽結果發現學生的閱讀偏好

一、科普閱讀參與，國小男性最踴躍

活動期間參賽者共完成約 21,153 本的書籍評量。以不同學習階段來看；國小參賽者整體閱讀平均本數為 24 本，男生平均閱讀本數為 28 本，女生平均閱讀本數為 20 本。國、高中參賽者因科普讀本難度較高，需要較長的閱讀時間及一定的科學基礎知識，國中參賽者整體平均閱讀書籍數為 10 本；高中參賽者中女性平均閱讀本數多於男性，整體平均閱讀書籍數為 7 本。

二、學生偏好閱讀動物／寵物類與地球生態／天文類書籍

整體參賽學生對於科普書籍的喜愛程度，以植物／動物類（男生 28.19%、女生 27.91%）最能引起學生的閱讀興趣（如：《昆蟲老師上課了！：吳沁婕的超級生物課》、《小島上的貓頭鷹》、《神奇樹屋》等系列）。在次要類別，男女皆喜好生態／生命科學類的書籍（男生 15.20%、女生 16.87%）。

三、參賽學生閱讀歷程的質與量均佳，表現令人驚豔

本次參賽學生皆積極參與競賽。

以三年級組第一名得主，臺北市立大同國小的林靖軒同學為例，競賽期間閱讀書籍本數高達 383 本，書籍讀後評量的通過率更高達 95%，書籍不僅讀得多，更是能讀得要領。

四年級組第一名為第二次參賽的新北市信義國小謝秉言同學，本次競賽期間共閱讀 427 本書。

其中五年級組為本次競爭最激烈的一組，臺北市立長春國小的黃葦川同學以及高雄市立集美國小的吳勁毅同學，兩者僅以極小的分數差距位居第一及第二名。

此外，第一次參與競賽的高雄市立正義國小的孫政遠，競賽期間閱讀 281 本書籍，通過率達到 97%。

四、教育主管機關、學校師長及家長支持鼓勵，帶動學生優異表現

新北市教育局致力於推動智慧閱讀教育，不遺餘力，成果豐碩。本屆競賽全台共 2,104 人報名參與，全國賽獎項獲獎學生共計 36 人，其中新北市得獎學生便囊括 14 位，表現相當亮眼。

家長與學校師長共同陪伴，使得學生能專注於本次競賽，並有相當卓越的成果，例如新北市康橋國際學校、臺中市明道中學、臺中市葳格國際學校、臺北市東山中學等校，皆因全力推廣閱讀活動，才能有優異的競賽成果。以新北市康橋國際學校國中部為例，此次七年級組參賽者，全國賽前5名得主中，康橋中學就獲有 3 名的佳績。

第四屆科普閱讀力大賽即將開跑

延續前三屆廣受好評之科普賽事，第四屆科普賽將擴大辦理，邀請「PanMedia 泛科知識股份有限公司」馮瑞麒總經理、「數感實驗室 Numeracy Lab」賴以威教授、「國立臺灣大學科學教育發展中心」賴亦德執行長，持續提供參賽者更生活化、趣味化的科普文章，預期第四屆科普閱讀力大賽將能讓全球讀者有更高品質的閱讀體驗和更充實的閱讀收穫。

活動詳情請參閱官方網站。
新聞聯絡人：高等教育深耕計畫辦公室——鄭德蓉 02-2366-0916 #111

• 文／邵思齊，現就讀臺大地質科學系，著迷於大自然的鬼斧神工。

現代的人們生活在充滿明亮人造光源的城鎮中，難以想像純粹的夜空是什麼樣子。對宇宙中天體的印象，多半來自各地天文台與太空望遠鏡所捕捉的絢麗星雲、星團、星系。但這些影像中的顏色是真實的嗎？如果我們能夠用肉眼看到這些天體，它們的顏色真能如影像中如此的五彩繽紛嗎？

色彩的起源：為什麼人眼能看到顏色？

電磁波跨越各種尺度的波段，有波長遠小於 1 奈米的伽瑪射線，也有波長數百公里長的無線電波。但人類眼睛中的的感光細胞僅能感測到波長介於 400-700 奈米之間的電磁波，也就是僅有這段電磁波能夠以紅到紫的色彩出現在人類的視野當中，所以我們對外界的認知就受限於這小一段稱為可見光（Visible Light）的視窗。人之所以能夠辨識不同的顏色，靠的是人眼中的視錐細胞。視錐細胞分成 S、M、L 三種，分別代表 short, medium, long，其感測到的不同波長的光，大致可對應到藍色、綠色、紅色。

肉眼可以，那相機呢？

在還沒有電子感光元件的時代，紀錄影像的方法是透過讓底片中的銀離子曝光、沖洗後，變成不透光的金屬銀（負片），但這樣只能呈現出黑白影像。於是，歷經長時間的研究與測試，有著三層感光層的彩色底片誕生了。它的原理是在不同感光層之間加上遮色片，讓三層感光片能夠分別接收到各自顏色的光線。最常使用的遮色片是藍、綠、紅三色。進入數位時代，電子感光元件同樣遇到了只有明暗黑白、無法分辨色彩的問題，但這次，因為感光元件無法透光，不能像底片一樣分層感光，工程師們只好另闢蹊徑。

於是專為相機感光元件量身打造的拜爾濾色鏡（Bayer Filter）誕生了，也就是由紅色、綠色、藍色三種方形濾光片相間排列成的馬賽克狀濾鏡，每一格只會讓一種顏色通過，如此一來，底下的感光元件就只會接收到一種顏色的光。接著，再把相鄰的像素數值相互內插計算，就可以得到一張彩色影像。由於人的視錐細胞對綠色特別敏感，因此拜爾濾色鏡的設計中，綠色濾光片的數量是其他顏色的兩倍。

這種讓各個像素接收不同顏色資訊的做法，雖然方便快速，卻需要好幾個像素才能還原一個區塊的顏色，因此會大幅降低影像解析度。這對寸解析度寸金的天文研究來說，非常划不來，畢竟我們既想得知每個像素接收到的原始顏色，又想獲得以像素為解析單位的最佳畫質，盡可能不要損失任何資訊。

要怎麼讓每個像素都能獨立呈現接收到的光子，而且還能夠完整得到顏色的資訊呢？最好的方法就是在整塊感光元件前加上一塊單色的濾色鏡，然後輪流更換不同的濾色鏡，一次只記錄一種顏色的強度。然後，依照濾鏡的波段賦予影像顏色，進行疊合，得到一張還原真實顏色的照片。如此一來，我們就能用較長的拍攝時間，來換取最完整的資訊量。以天文研究來說，這種做法更加划算。

另外，由於視錐細胞並不是只對單一波長的光敏感，而是能夠接收波長範圍大約數百奈米寬的光，因此若是要還原真實顏色的影像，人們通常會使用寬頻濾鏡（Broadband filter），也就是波段跨足數百奈米的濾鏡進行拍攝。

美麗之外？濾鏡的科學妙用

雖然還原天體的真實顏色是個相當直覺的作法，但既然我們有能力分開不同的顏色，當然就有各式各樣的應用方法。當電子從高能階躍遷回到低能階，就會釋放能量，也就是放出固定波長的電磁波。若是受到激發的元素不同，電子躍遷時放出的電磁波波長也會隨之改變，呈現出不同顏色的光。

如果我們在拍攝時，可以只捕捉這些特定波長的光，那我們拍出的照片，就代表著該元素在宇宙中的分佈位置。對天文學家來說，這是相當重要的資訊。因此，我們也常使用所謂的窄頻濾鏡（Narrowband filter），只接收目標波段周圍數十甚至數個奈米寬的波長範圍。常見的窄頻濾鏡有氫（H）、氦（He）、氮（N）、氧（O）、硫（S）等等。

有時候，按照原本的顏色疊合一組元素影像並不是那麼妥當，例如 H-alpha（氫原子）和 N II（氮離子）這兩條譜線，同樣都是波長 600 多奈米的紅色光，但如果按照它們原本的波長，在合成影像時都用紅色表示，就很難分辨氫和氮的分布狀態。這時候，天文學家們會按照各個元素之間的相對波長來配製顏色。

以底下的氣泡星雲（Bubble Nebula, NGC7635）為例，波長比較長的 N II 會被調成紅色，相對短一點的 H-alpha 就會調成綠色，而原本是綠色的 O III 氧離子則會被調成藍色。如此一來，我們就可以相對輕鬆地在畫面中分辨各個元素出現的位置。缺點是，如果我們真的用肉眼觀測這些天體，看到的顏色就會跟圖中大不相同。

當然，這種人工配製顏色的方法也可以用來呈現可見光以外的電磁波，例如紅外線、紫外線等。舉哈伯太空望遠鏡的代表作「創生之柱」為例，他們使用了兩個近紅外線波段，比較長波的 F160W 在 1400~1700nm，比較短的 F110W在900~1400nm，分別就被調成了黃色和藍色。星點發出的紅外光穿越了創生之柱的塵埃，與可見光疊合的影像比較，各有各的獨特之處。

望遠鏡接收來自千萬光年外的天體光線，一顆一顆的光子累積成影像上的點點像素，經過科學家們的巧手，成為烙印在人們記憶中的壯麗影像。有些天體按照他們原始的顏色重組，讓我們有如身歷其境，親眼見證它們的存在；有些影像雖然經過調製，並非原汁原味，卻調和了肉眼所不能見的波段，讓我們得以一窺它們背後的故事。