₧ 可見光之外的天空
淺談電波天文學、紅外線天文學、X-ray天文學、γ-ray天文學、微中子天文學
參考文章.
1. 葛必揚，電波天文。
2. 王祥宇，紅外線天文。
3. 陳輝樺，X-ray & γ-ray
4. 曾玠郡，微中子天文學
【電磁波簡介】
馬克士威告訴我們電與磁其實是同一個東西，而就生活經驗來看，電生磁例如電磁鐵，磁生電例如發電機，是頗為直覺而廣泛應用的東西。
電磁波，是由互相震盪的電場與磁場所構成的，如果震盪的電場與磁場對你太陌生，請想像兩道繩波交互吧！兩道繩波同時前進，波峰對波峰，波谷對波谷，在空間中前進著，速度高達每秒三十萬公里，三十萬公里多遠？不遠不遠，地球七圈半，就人類而言好像很遠，但對宇宙來說卻小到足以忽略，離我們最近的星是半人馬座的比鄰星，那也是4.3光年的距離，光要走4.3年呢！
我們所能偵測到的外來資訊，有電磁波，有高能粒子(不夠高能是到不了地球的)，其中電磁波的偵測技術是歷史最優久而且最成熟，因為我們本身就具備了偵測某些電磁波的能力，是的，就是眼睛能偵測到可見光波段，可見光能幫助我們的生活順遂，可是當我們的眼光望向宇宙之外，卻明顯感覺到不足，因為可見光能看到的東西有限，本身有能力發射可見光的東西屬於高溫物體，而其他低溫的東西我們完全看不見，除非它剛好被可見光照到而反射，所以，可見光能看到的東西極少。
二十世紀初，物理學有了長足的進步，因為量子現象被發現了，普朗克提出了能量量子化的理論解釋了實驗的怪現象，這足以幫助天文物理學家往其他電磁波段的領域前進，最先興起的是電波天文學…。
思考：為什麼我們在天空裡沒有看到綠色星星？
【電波天文】
電波天文學的開創者是美國無線電工程師Karl Jansky和G. Reber。1932年，Jansky建造了一個長30.5米、高3.66米的旋轉天線陣，其接收機的工作波長為14.6 米。1931~1935年間，接收到來自太空的無線電波，1935年指出這種無線電波源來自銀河中心。這一發現揭開了無線電波天文學的序幕。Reber於1937年率先研製成第一台無線電波望遠鏡，於1940年確認了Jansky的發現，1944年又繪出第一幅無線電波天文圖。
1964~6195年美國A.Penzias與R. Wilson利用貝爾實驗室望遠鏡，找到3K宇宙背景輻射，提供宇宙起源大霹靂說有力的直接觀測證據；1958年Oort, Westerhout, Kerr觀測氫原子21公分譜線得到本銀河系的完整的漩渦臂結構，這也是光學觀測所無法達成的任務；1967年英國劍橋大學的研究生J. Bell發現天空中自轉極快的天體，當時取名為波霎(pulsar)，隨後天文學家認知到這是恆星演化的終極殘骸—中子星，也奠立了恆星演化的重要基石。
電波天文的發展靠的是二次世界大戰後剩下無用的那些大雷達，有名的電波望遠鏡如新墨西哥的VLA [very large array]，還有位在波多黎各直徑三百零五公尺的Arecibo，他們觀測電磁波之中波長較長的區段，對應到實際的物質，就是比較低溫的部分，目前國內電波天文學較為興盛的領域大致可分三個，演化中的恆星、恆星生成以及系外星系天文學，當然並不是說電波天文學能做的只有這些，舉個例子，它可以用在行星科學，例如木星的強烈磁場，扭曲了原本的電波訊號，因此觀測被扭曲的資訊，我們就可以反推磁場。
電波天文不受天候影響，白天也可以觀測，而且所觀測的波段可以看到許多可見光看不到的物質，所以可說是天文學的一大武器。
【紅外線天文】
紅外線是波長介於可見光與無線電波之間的電磁波，波長大約在0.8~300微米之間。在天文學中，一般將紅外線分為三個區域：近紅外線（1~5微米）、中紅外線（5~40微米）以及遠紅外線（25~300微米）。這三個區域的劃分通常是隨著使用的偵測器不同而改變，因此並沒有明顯的界限。由於紅外線波段正好對應到約10K ~3000K物體產生的黑體輻射範圍，因此除了正常恆星之外的大部分天體，其輻射都落在這個範圍之中。對於質量較小，溫度較低的恆星或是矮星、太陽系內的行星、古伯帶天體、太陽系外的行星系統，或是星際間的氣體與塵埃，都是最適合紅外線波段研究的目標。此外由於紅外線波長較長，不易受到塵埃的散射與吸收，對於存在大量氣體與塵埃的區域有較佳的穿透性，這個特性對於恆星形成區域的觀測尤其重要。而在宇宙早期的形成天體，其紅位移較大，也往往落在紅外線的區域。紅外線波段的光譜學，也可以用來確認宇宙間的氣體分子，如行星大氣成分分析以及特定氣體的搜尋。
雖然紅外線的觀測十分重要，但其觀測卻受到很大的限制。由於大氣吸收的影響，只有在1~25微米之間的少數的大氣窗口，允許在地面的紅外線觀測。加上地表環境溫度造成的背景熱輻射的影響，大部分的地面觀測都僅限於近紅外線區域，甚至是在2.5微米以下的區域。要能夠觀測其他的紅外線波段，就必須要遠離大氣層，並且盡量降低望遠鏡本身的溫度，以降低背景輻射量。在早期的發展中，天文學家只能利用火箭或是氣球到高空進行短暫的觀測，或是利用飛機將望遠鏡帶至41000英尺的高空（Kuiper Airborne Observatory），在每次飛行過程進行幾個小時的觀測，直到二十年前，第一個紅外線科學衛星（IRAS，Infrared Astronomical Satellite）才升空，不過壽命只有十個月。這些觀測雖然短暫，但是每一次的計畫卻都有新的甚至不在預期內的發現，對天文學的發展有極大的影響。
Spitzer太空望遠鏡是屬於NASA的Great Observatory計畫中的紅外線部分。與二十年前的第一個紅外線天文衛星IRAS相比較，Spitzer的體積並沒有太大的差異，主鏡的直徑也只是從0.57公尺增加到0.85公尺，但是其觀測能力卻有天壤之別。Spitzer雖然主鏡面積只大了2.5倍，但是其靈敏度與解析度卻高出好幾個數量級，這主要原因在於偵測器技術的進步，Spitzer 使用的偵測器的暗電流降低了超過100倍，同時量子效率更是在50%以上。IRAS所配備的是單一的感光元件，而Spitzer攜帶的全部都是二維陣列的系統，這使得觀測所需時間大幅縮短。這些在紅外線技術上的進展，有效地增加了天文學家的觀測效率，更使得以往無法被偵測到的天體以及微弱訊號無所遁形。另外Spitzer使用繞行太陽的軌道，並拉開與地球的距離，降低了地球造成的背景訊號，提升了系統的臨界星等，也能夠到達比較低溫的環境。而藉由Spitzer發展出來的被動冷卻技術也減少了冷煤的消耗速度。紅外線衛星的壽命決定於其冷煤的使用速度，當冷煤消耗殆盡時，衛星上的的科學儀器就無法工作。Spitzer整個酬載的重量不到1000公斤，只有上一個紅外線衛星ISO（Infrared SpaceObservatory）的三分之一，但是壽命卻可能是ISO的兩倍。很明顯的，技術的進步對於天文儀器的能力有決定性的影響，而天文觀測的需求也是促使科技進步的關鍵。
【X-ray & γ-ray – 高能天文】
美國天文學家Giacconi和同事們在1962 年發現第一個宇宙X射線源：天蠍座X-1星，開啟X射線天文學的研究，Giacconi並因此獲得2002年諾貝爾物理學獎。雖然隨時都有大量的宇宙射線到達地球，但包括X射線在內的多數宇宙射線都被大氣層所吸收，因此在地面上很難發現它們的蹤影。為了揭開宇宙X射線之謎，就必須向太空發射探測器。Giacconi領導研製世界第一個宇宙X射線探測器：愛因斯坦X射線天文望遠鏡。此探測器於1978年進入太空，它首次提供了精確的宇宙X射線圖像，在此基礎上科學家獲得了大量新發現。此外，Giacconi也是第一個證實宇宙存在著X射線背景輻射，並探測到可能來自黑洞的X射線的人。1976年，Giacconi倡議研製更為強大的錢德拉X射線望遠鏡，屬於NASA的Great Observatory計畫中的X射線部分。這一探測器直到1999年才進入地球軌道。耗資15億美元的錢德拉X射線望遠鏡計劃在太空至少運行5年，對星系、類星體和恒星進行探測，尋找黑洞和黑暗物質的蹤跡。天文學家希望借助錢德拉X射線望遠鏡，能夠加深對暗物質和黑洞的認識。
γ射線的特徵和X射線極為相似，是一種輻射能量高且穿透力極強的電磁波， 在電磁波譜中，其範圍波長為0.1Å以下的電磁波。γ 射線是P. Villard於1900年所證實的。γ 射線通常是由極高速電子與原子核碰撞而產生。
1975年開始，γ射線天文學證實化學元素大多誕生於星球的內部。早期的宇宙只有氫氣。星球內的融合反應將其融合成氦，但現在已知存在於自然界的元素已超過一百種，它們又是如何形成的？當星球即將死亡時會爆發成超新星，在這個巨大的爆發中，數以百萬計的核融合反應便產生出新的化學元素，爆發的力量會將它們散播在宇宙星際間。因為形成元素的許多核反應都會放射出γ射線， 天文學家能經由偵測的結果來分析該星球正在進行著何種核反應，建立星球核反應的獨特「指紋」資料。憑藉這種「指紋」的鑑別能顯現超新星新生的化學物質為何。1984年，一架觀測星球的γ射線望遠鏡發現了逐漸衰變的鋁元素的獨特指紋。證實了該化學元素在此星球內形成。在偵測伽瑪射線的技術上，幾乎所有來自太空的伽瑪射線，都像紫外線和X光一樣被地球高層的大氣所吸收，因此偵測它們所用的望遠鏡必須架設在吸收層上方的氣象氣球或人造衛星上。伽瑪射線觀測對於新近所發現的「活躍星系核」、「似星體 」、「黑洞兩極噴流」等探究顯得特別的重要，例如在1993年，康普吞γ射線太空觀測器發現「似星體」輻射出強烈的伽瑪射線。
【微中子天文學】
微中子是核反應的產物之一，如果說星球真的在進行核反應的話，就會釋放出大量的微中子，那麼我們偵測微中子的話或許就可以取得一些星球內部的資訊，可是微中子幾乎不跟物質產生作用，很難偵測，必須建置超大的水槽，然後靜靜等候微中子跟水發生作用，目前相當成功的是太陽微中子的偵測與超新星1987A的微中子偵測。
雖然微中子天文學的起步較晚，可是近幾年來由於實驗技術的突飛猛進，讓不少天文微中子的觀測實驗都發表了相當具震憾性的成果，像是Super-Kamiokande (超級神岡)在1998年發現的大氣層微中子振盪效應，為微中子究竟有無質量的爭論劃下了一個句點；而SNO(Sudbury Neutrino Observatory)在2002時則成功地解決了困擾物理學家將近40年的“太陽微中子問題”。
在粒子物理標準模型的家族之中－微中子（νe,μ,τ）－算是相當特立獨行的一支。它們是質量最輕的費米子（標準模型下不具質量），不帶電荷所以不受電磁作用力的影響，只參與弱作用相關的反應，而且只有左旋的部分。
因為微中子很輕，所以受到重力的影響較小，不受電磁力的干擾，幾乎只有弱作用能改變其路徑，因此對於像是天文或是宇宙學這類研究長時間、大尺度的學門來說，微中子可說是個絕佳的觀察標的，或許我們也可以透過它來了解宇宙中各種高能反應的現象。不過現實的情況當然沒那麼完美，因為微中子不太與其它粒子打交道的個性，使得它難以捉摸，而偵測它的工作也變得十分棘手，再加上高能天文微中子的流量不大，通常得配合體積相當龐大的實驗設備才行。
宇宙中微中子源分佈相當的廣，其能量範圍橫跨了二十幾個數量級，以下是一些常見的天文微中子源：宇宙背景微中子(relic neutrinos)、大氣層微中子(atmospheric neutrinos)、太陽微中子(solar neutrinos)、超新星微中子(supernova neutrinos)、GRB微中子（Gamma Ray Burst neutrinos）、GZK微中子（Greisen-Zatsepin-Kuzmin neutrinos）、超重粒子衰變微中子（neutrinos from supermassive particle decay）。