天文速遞

自一九九八年五月六日至今，閣下已是第位訪客，謝謝。

1 Credits: Reta Beebe (New Mexico State University), and NASA	2a Illustration courtesy of Bill Pounds	2b Illustration courtesy of Bill Pounds	3a Credits: The group consists of Sandro D'Odorico (Principal Investigator, ESO), European Southern Observatory
3b Credits: The group consists of Sandro D'Odorico (Principal Investigator, ESO), European Southern Observatory	4a Credits: John Clarke (University of Michigan), and NASA	4b Credits: John Clarke (University of Michigan), and NASA	4c Credits: John Clarke (University of Michigan), and NASA
5 Credit: J.T. Trauger (Jet Propulsion Laboratory) and NASA	6a PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory	6b PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory

●木星的衛星、光環與雲層●

Hubble Provides Infrared View Of Moon, Ring, And Clouds(Press for English original version)
△前言
△ＮＩＣＭＯＳ首次對木星進行探測
△圖一

●●雙星系統中的「物質重組」●●

One Star's Loss Is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment In Life Of Lively Duo(Press for English original version)
△△前言
△△雙星系統中的物質再度分配
△△機會主義者與被掠奪者
△△次矮星的發現
△△高速自轉的Ｂ型發射星
△△「借屍還魂」的活劇
△△英仙座φ的星空

●●●新技術望遠鏡之深空探索●●●

Deep Sky Diving with the New Technology Telescope(Press for English original version)
△△△前言
△△△ＶＬＴ之準備工作
△△△如何記錄最暗淡及最遙遠的天體
△△△以ＮＴＴ為ＶＬＴ試驗台階
△△△ＮＴＴ的ＳＵＳＩ深空視場
△△△ＮＴＴＳＵＳＩ深空視場
△△△紅移
△△△附圖三Ａ
△△△附圖三Ｂ

●●●●木星極光●●●●

Hubble Provides Complete View Of Jupiter's Auroras(Press for English original version)
△△△△前言
△△△△高素質的木星極光影像
△△△△木星極光的成因及流程
△△△△附圖四Ａ
△△△△附圖四Ｂ

●●●●●土星極光●●●●●

Hubble Provides Clear Images Of Saturn's Aurora (Press for English original version)
△△△△△前言
△△△△△土星極光的成因與形態
△△△△△研究土星極光的過去與未來
△△△△△附圖五

●●●●●●哈勃找到大部分的可見光●●●●●●

Hubble Finds Most Of Visible Light In The Universe(Press for English original version)
△△△△△△前言
△△△△△△暗淡星系間的「空白天區」
△△△△△△未來儀器
△△△△△△各方意見
△△△△△△展望未來
△△△△△△附圖六Ａ
△△△△△△附圖六Ｂ

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●木星的衛星、光環與雲層●

△前言

　　去年，ＮＩＣＭＯＳ首次對木星進行了觀測，包括了衛星、光環及高層雲。尤其在高層雲方面的研究，
更有助天文學家編製木星氣候圖。

△ＮＩＣＭＯＳ首次對木星進行探測

　　近紅外攝影機及複體分光儀（ＮＩＣＭＯＳ）在對木星的首次偵測任務中已為天文學家提供了清晰的照
片，其中包括了纖薄的木星環、木衛及高層雲。
　　在充滿氫及氦的木星大氣中，甲烷為探測任務扮演著一個重要角色，它使ＮＩＣＯＭＳ能夠探測到高層
雲帶。在可見光波段，下面的雲層反射太多光線了，所以難於區別高層雲及低層雲。因此，在可見光波段的
觀測中，根本是難於獲得一張清晰的高層雲圖像。處於主雲層及高層雲間的甲烷氣體吸收了反射的紅外光線
，使這些在大氣層高空的雲塊表現為亮雲。天文學家將利用ＮＩＣＭＯＳ研究木星大氣層高空的狀況及較低
位置的雲塊，並且與可見光資料相比，以編製出一幅木星的氣候圖。不同高度的雲層有著不同的狀態，例如
地球上的高層雲是冰晶雲（捲雲），而低空的是水雲（積雲）。
　　除外，ＮＩＣＭＯＳ也為木星環及木衛美狄斯（Metis）提供了一個清晰影像。木星環的薄薄刃口差不多
向著地球，或者說成光環已差不多在眼前「消失」，在ＮＩＣＯＭＳ圖像中，光環祇剩下一條暗線。美狄斯
在光環外側，它大約為二十五哩寬（在圖像中，在環的外邊緣呈現如一光亮的圓），距離木星八萬哩。

△圖一

　　由於近紅外攝影機的視場狹窄，所以現在的圖像是由三張獨立圖像所合成。圖像是攝於九七年九月十七
日。顏色的強度經調校後，高層雲更能顯現。木星表面的黑色圓形為影像系統人工化後的圖像。
Credits: Reta Beebe (New Mexico State University), and NASA.
Team members: Louis Bergeron (Space Telescope Science Institute),
Nancy Chanover (NASA/Goddard Space Flight Center), and Amy Simon (New Mexico State University)

●●雙星系統中的「物質重組」●●

△△前言

　　一顆巨大恆星到達晚年之際，向伴星傾倒物質，成為「次矮星」；可是，伴星卻把氣體據為己有，使自
身壯大，壽命增長，並演化為「Ｂ型發射星」。究竟這個物質轉過程是怎樣發生呢？對恆星的命運有甚麼深
遠的影響呢？天文學家在對英仙φ雙星系統的觀測中，捕捉到巨大恆星生命活劇中一次異常而短促的一幕，
為上述疑問提供了更有力的論點及佐證。

△△雙星系統中的物質再度分配

　　天文學家發現在某些雙系統中，其中一顆恆星急速地往其伴星傾倒大量物質。到最近，他們透過ＨＳＴ
發現了一個上述的個案，這雙星系統就是距離我們七百二十光年的英仙座φ。在這個「快餐式」（形容過程
發生時如進食快餐般急速）的過程中，系統中的物質再度分配，曾一度巨大的晚年恆星，向其伴星傾倒大量
物質，並趨向為一顆祇有一個太陽質量的恆星，系統另一顆恆星──曾經是一顆普普通通、質量一般的伴星
，它卻把物質堆積起來成為巨大無比、達到九倍太陽質量的恆星，同時它又透過高速旋轉把大量表面的氣體
扔離恆星。
　　在這次雙星系統的觀測中，天文學家算捕捉到巨大恆星生命中一次異常而短促的一瞥。
　　位於喬治亞州阿特蘭大喬治亞州立大學，天文高角分解中心的道格拉斯．吉爾斯稱，現時他們看到了一
些巨大雙星到達生命歷程的晚期，其中一顆恆星已坍縮為中子星。在銀河系中，大約已知有七十個這類天體
，可是，他們卻從未見過晚年恆星塌縮前的那一個階段。然而，哈勃的觀測竟戲劇化地表現出在鄰近恆星引
力影響下，一顆恆星的物質如何急劇地被帶走。

△△機會主義者與被掠奪者

　　吉爾斯及其小組所看到的是一顆「機會主義恆星」，它在年老的伙伴有難之時實行掠奪。當巨大的年老
恆星把氫核心（維持恆星熱核反應的燃料）燃燒怠盡時，它膨脹起來，並把多餘的物質棄掉，直至剩下一個
光禿禿的核心。它的伴星就抓著這一個機會，吞噬大量被拋掉的物質，使它自身膨脹起來。
　　吉爾斯稱這些「脫去外衣」（去皮）的恆星為「次矮星」（subdwarf）──這類年老恆星已經渡過了它
們的膨脹時期，過程中膨脹起來，把外圍層次推離，並開始踏入暗淡的白矮星階段。然而，它們的質量雖祇
及太陽般巨大，溫度卻相當高，高達太陽的九倍，足有攝氏五萬三千度（華氏九萬五千度）。

△△次矮星的發現

　　雖然這顆次矮星相當光亮及高熱，但是仍然被淹沒在更巨大的伴星光芒中。而事實上，在吉爾斯透過哈
勃太空望遠鏡針對這對雙星之前，沒有任何望遠鏡可以為次矮星提供證據。如果把英仙φ的次矮星單獨的放
在天空中，它將會是同類天體中最光亮的一顆，亮度將達到六等。如果把它放置在太陽的位置，它將會比太
陽的亮度高出二百倍。可是，在可見光中，比次矮星更具力量的伴星光芒卻比它高出十倍，所以在天空中，
祇能夠顯現伴星的光芒，呈現為一顆四等亮星。
　　多年來，次矮星的光線都能夠完全地避過了偵測。然而，天文學家從觀測中發現，這顆光亮英仙φ的運
動有著輕微的波動，波動即意味著有兩顆恆星在萬有引力作用下運動，所以他們相信那兒應該存在著另一顆
恆星。在哈勃太空望遠鏡的戈達德高解像度攝譜儀的協助下，天文學家終能確認次矮星的存在。在一九九五
年十一月至九六年十月期間，ＨＳＴ在五個機會下指正了英仙座φ，攝譜儀收集了來自十分高溫、「去皮」
恆星的紫外線，並為曾一度存在的巨大恆星提供證據。

△△高速自轉的Ｂ型發射星

　　透過搜集次矮星的資料，吉爾斯可以更貼切地描述出這雙星系統的生命歷程，尤其在於這顆壯大的伴星
如何奪取額外的質量。恆星老化過程可能對被剝奪者並不仁慈，可是卻造就機會主義者。次矮星把絕大部分
的物質向外拋射，又為伴星提供新的生命及新的身份──這顆年約一千萬年的伴星所得到相當大量的氫燃料
，使它得以維持熱核反應，可能使壽命增加一倍。
　　透過吞噬，伴星的身份也從一顆正常的、質量中等的恆星轉為一顆「Ｂ型發射星」（或稱為「Be星」，
Be star）。這是一類熱星，有一個寬闊而扁平的氫氣盤環繞著它旋轉，很像土星環般。從美國海軍天文台的
測量，這氣盤比恆星還要寬八倍。
　　高速旋轉把氣體向外拋離，形成氣盤，但是究竟甚麼原因導致Ｂ型發射星高速旋轉呢？以往，天文學家
對此茫無頭緒。現在，哈勃太空望遠鏡對英仙座φ的觀測最低限度已能為疑團提供部分解釋──從鄰近的膨
脹恆星所拋射出來的氣體衝擊伴星，使它偏離中心，導致旋轉加劇。
　　吉爾斯解釋：「現時，伴星旋轉得很快（於恆星赤道速度達到每秒四百五十公哩或時速一百萬哩），星
體也變為扁球狀，恆星引力僅能勉強地把外層牽著。」

△△「借屍還魂」的活劇

　　新近獲得的次矮星及伴星資料使科學家猜度這對異常恆星的過去──在物質轉換發生前，這顆次矮星是
一顆較巨大的恆星，大約為太陽質量的六倍，它的伴星較之細小少許，大約為五倍太陽質量。一般而言，這
類恆星以較快速度走完一生，並以超新星爆發了斷餘生。可是，在雙星系統中卻有少許不同。當一度體形龐
大的次矮星進入暮年（大約一百萬年前）之際，它開始把燃料耗盡，單一的巨大恆星便以爆發而告終，但在
雙星系統中，伴星阻止了它的「橫死」，取而代之的是將物質轉換至自己手上，使自己可以「再享天年」，
也讓對方靜靜地「瞑目」。
　　假使在這雙星系統中有行星環繞它們，上面的居民或會見證一顆恆星的死亡，而另一顆卻「借屍還魂」
。當然，ＨＳＴ觀測使天文學家可以成為這宇宙活劇的見證人。
　　然而，ＨＳＴ所捕獲的影像祇是這套活劇的第一幕，也許第二幕要在不日上演。由於伴星獲得了氫燃料
的補充，它們也許互不分離，Ｂ型發射星一直維持多一千萬年。在隨後的膨脹階段，Ｂ型發射星膨脹起來，
也可能把部分質量回流次矮星，而次矮星將會演化為白矮星。這時候，兩星相隔差不多有一個天文單位，基
本上兩者互不干預。之後，事情也許變得有趣，白矮星質量可能會漸漸增加，最終以超新星爆發告終。或許
伴星也可能膨脹，並把白矮星包圍著，把物質拋出，互相混和。這就是有伴星的巨大恆星的一生。
　　吞噬者重獲新生，但是最終的命運還被它的「孿生兄弟」遺留在軌道上的殘骸所操縱。

△△英仙座φ的星空

　　如果有生命體活在英仙座φ雙星系統中，他們也許不會覺得沉悶。祇要仰望天際，看到右上方的Ｂ型發
射星（熱星的一類，有一扁平而遼闊的恆星盤），扁平的紅色恆星盤是恆星往外拋出的氣體。左下方的為次
矮星，爆發出的白光是星風物質，強大的星風還把Ｂ型發射星的部分氣盤加熱，環繞著次矮星的紅色環狀結
構可能是由Ｂ型發射星傾倒出來的氣體所造成。次矮星正往右移，以一百二十六天的周期環繞著Ｂ型發射星
運轉。
Illustration courtesy of Bill Pounds

●●●新技術望遠鏡之深空探索●●●

△△△前言

　　座落在南美洲智利巴拉那爾的歐洲南方天文台（ＥＳＯ）甚大望遠鏡陣（ＶＬＴ）包括四組八米二望遠
鏡，估計第一組望遠鏡可於數月內「張眼」，往宇宙深處窺望。與此同時，位於拉西拉的新技術望遠鏡（Ｎ
ＴＴ）則充當其先鋒，擔起了ＶＬＴ程序的試驗工作。最近，ＮＴＴ已記錄到暗至二十七等的天體，而大約
二十五等以下的星系也將會成為ＶＬＴ的「獵物」。

△△△ＶＬＴ之準備工作

　　幾個月內，位於智利阿塔卡馬沙漠上，歐洲南方天文台甚大望遠鏡陣將會張開第一隻眼睛遙望天際深處
。自從巴拉那爾ＶＬＴ天文台的工程開展後，進度很快，基本上所有望遠鏡組件已經運抵山上。
　　在ＶＬＴ望遠鏡與其他光學、機械、及電子零件的組裝進行中，ＥＳＯ及其成員國的天文學家及也密鑼
緊鼓地進行研究及確認將來的合作觀測大計。而位於巴拉那爾以南六百公里，ＥＳＯ拉西拉天文台的三米半
新技術望遠鏡已經負起了承先啟後的重任。

△△△如何記錄最暗淡及最遙遠的天體

　　八點二米，甚大的鏡面，加上超然的光學素質，ＶＬＴ將可以超逾目前的視界，直往宇宙深處窺探。要
獲得最暗淡的光源以至最遙遠的天體，最佳方法就是合成大量稍微不同望遠鏡指向但卻是同一視場的影像，
這樣可使偵測器中每個不同像素的光子量增加，藉此改善信噪比及最暗淡天體的能見度。
　　最著名的哈勃深空視場（ＨＤＦ）影像也透過這方法把三百多張單一影像合成，並最終能夠顯現極大量
地處遙疆的暗淡星系。

△△△以ＮＴＴ為ＶＬＴ試驗台階

　　僥倖地，ＮＴＴ可以作為ＶＬＴ的原型──把很多先進技術概念融入ＶＬＴ之前，早就以ＮＴＴ作為試
驗台階。一九九零年，ＮＴＴ進駐拉西拉顯示望遠鏡技術的突破，並在隨後的日子裡為前線天文計劃作出了
不少無價貢獻。
　　去年，ＮＴＴ的控制及數據流程系統被徹底地重新修整至「高ＶＬＴ標準」，並在目前ＮＴＴ觀測中能
夠相當接近地模擬ＶＬＴ的操作。

△△△ＮＴＴ的ＳＵＳＩ深空視場

　　ＳＵＳＩ（SUperb Seeing Imager），即超級視力成像儀器，它是安裝在ＮＴＴ的高解像ＣＣＤ攝影機
。
　　現時，一組被稱為「ＮＮＴ小組」的天文學家已透過ＮＴＴ，在「極深遠多色ＳＵＳＩ視場」（Ultra-
Deep Multicolour SUSI field）中觀測暗淡天體，計劃的目的是研究視場內暗淡星系及引力透鏡效應的分布
。小組已預先確定了觀測細則，並於九七年二至四月期間，採用了彈性觀測計劃，抓緊上佳的大氣條件實行
觀測。
　　最後，一共獲得了一百二十二張ＣＣＤ圖像（包括了藍、綠黃、紅及近紅外四色），總曝光時間超過三
十一個半小時。圖框為每邊二點三弧分，以剛位於天赤道以南的高紅移量（z=4.7）類星體 QSO BR 1202-0725
的南方「空白天區」為中心。再經計算機處理後合成為單一彩色圖像。
　　事實上，天文學家已算是獲得了南方天區中相當深遠的影像。在信噪比為三的條件下，藍色及紅色影像
的極限星等超過了二十七等，比其他兩色稍亮。二十七等的亮度相當於裸眼所見的還要暗淡二億五千萬倍。
基於曝光時間較短及天空背景較為光亮（地球上層大氣散射作用），ＮＴＴ所窺看到的深度不及哈勃深空視
場。雖然如此，在地面的最佳同類觀測中，這些新觀測資料算是首次了。
　　大約在二十五等以下的星系會在不久的將來成為ＶＬＴ進行精細分光觀測的目的物，它們可以提供如紅
移、光度及質量等之基本物理參數。

△△△ＮＴＴＳＵＳＩ深空視場

　　新技術望遠鏡ＳＵＳＩ深空視場計劃中，一共拍下了一百二十二張ＣＣＤ影像，包括了藍（Ｂ）、綠黃
（Ｖ）、紅（ｒ）及紅外（ｉ）四色。總曝光時間不少於三十一半個半小時，四個波段的曝光時間分別為50400,
23400, 23400, 16200 秒。影像中心為紅移量高達四點七的類星體以南的「空白天區」，範圍邊長二點三弧分。
　　在圖像中顯示了暗至二十六等的天體，差不多有五百個星系，天文學家預測大部分星系的紅移量不大於
一，較高紅移量的（直至Ｚ為四，甚至可能更高）約佔二十巴仙。

△△△紅移

　　基於哈勃定律（the Hubble law）──星系的距離與其退行速度的相對關係──距離愈是遙遠，退行速度
愈高；退行速度愈高，愈多放射光線往較長波長位移，也就是星系更呈紅色。因此透過測量光學紅移，天文
學家可以從星系顏色（即不同波長的相對亮度）以測定遙遠星系的大約距離。在哈勃深空視場的星系研究中
，天文學家也利用上述方法以測定距離，結果顯示了大部分個案也相當準確。

△△△附圖三Ａ

　　高反差圖像顯示了暗淡天體。

△△△附圖三Ｂ

　　顯示同一天區內較光亮天體的結構。
Credits: The group consists of Sandro D'Odorico (Principal Investigator, ESO)
and Jacqueline Bergeron (ESO), Hans-Martin Adorf (ESO),
Stephane Charlot (IAP, Paris, France), David Clements (IAS, Orsay, France),
Stefano Cristiani (Univ. of Padova, Italy), Luiz da Costa (ESO),
Eiichi Egami (MPI Extraterrestrial Physics, Garching, Germany),
Adriano Fontana (Rome Observatory, Italy), Bernard Fort (Paris Observatory, France),
Laurent Gautret (Paris Observatory, France), Emanuele Giallongo (Rome Observatory, Italy),
Roberto Gilmozzi, Richard N.Hook and Bruno Leibundgut (ESO),
Yannick Mellier and Patrick Petitjean (IAP, Paris, France),
Alvio Renzini, Sandra Savaglio and Peter Shaver (ESO),
Stella Seitz (Munich Observatory, Germany) and Lin Yan (ESO).

●●●●木星極光●●●●

△△△△前言

　　地球上有極光，木星也有。現在，裝在哈勃太空望遠鏡上面的ＳＴＩＳ在不同波段拍下了清晰的木星極
光影像。與以前的比較，現在的清晰無比，顯現出一如太空梭回望地球的極光。

△△△△高素質的木星極光影像

　　最近，哈勃拍到木星南北極光全照。在ＳＴＩＳ的紫外圖像中，明顯的看到橢圓形的極光。ＳＴＩＳ與
一九九零年哈勃所拍的相比，其敏感度高出十倍以上，所以可以在很短的時間內完成任務。一則可以減低因
為木星自轉所產生的影像模糊；二則，與當年的比較，其解像度更可高出二至五倍。圖像的高解像度足以顯
示木星邊緣上空伸延綿數百哩的極光「天幕」，與太空梭回望地球所拍到的相類似。
　　將木星極光影像鑲嵌在ＷＦＰＣ２所拍的木星全景圖上，顯現出高層大氣的光亮「天幕」。如地球上的
極光風暴一樣，木星的也是由旋進兩極的行星高能磁場把帶電粒子俘獲所造成，粒子與高層大氣發生碰撞，
粒子激發空中的原子及分子而產生亮光。

△△△△木星極光的成因及流程

　　來自太陽的電子撞擊地球大氣，最後產生南、北極光，隨著太陽活動，極光風暴向較低緯度延伸。隨著
地球的自轉，這些極光依舊在夜空中出現。至於衝擊木星的帶電粒子則來自木衛艾奧的火山噴發物，粒子受
行星磁場捕獲而環繞木星運轉，最後，不論日間或晚間都在磁極上空形成橢圓形的極光。天文學家試圖透過
伽利略太空船對木星磁場及共同運轉的帶電粒子的測量，再與哈勃的觀測札比較，相信有助於瞭解木星極光
。
　　從南、北兩極的極光可以追查到來自艾奧的氣體痕跡，它們呈白色，彗星狀，在橢圓形的極光外。這些
白斑看似是極光的一部分，其實不然。它們就在艾奧的帶電粒子（離子及電子）沿著木星磁力線流向兩極時
所產生，電流大約為一百萬安培，粒子在進入大氣層時，強大的電流在磁極產生光亮的地區性極光。兩片極
光的左方為最亮處，這顯示了艾奧在行星表面留下的足跡。在艾奧飛越行星上空後的數小時，有部分粒子直
插入木星大氣。

△△△△附圖四Ａ

　　影像是攝於九七年九月二十日，是由兩個不同波段的紫外圖像所合成，再加上偽色，現在它們分別為藍
及紅色，行星反射的陽光為棕色，極光呈白色或濃淡不一的藍色或紅色。

△△△△附圖四Ｂ及Ｃ

　　影像是由太空梭回望地球時看到的「極光天幕」。
Credits: John Clarke (University of Michigan), and NASA.
Co-investigators: Joe Ajello, Kent Tobiska, and John Trauger (NASA's Jet Propulsion Laboratory)
Gilda Ballester (University of Michigan) Lotfi Ben jaffel (IAP Paris)
Jack Connerney (NASA's Goddard Space Flight Center)
Jean-Claude Gerard (University of Liege, Belgium)
Randy Gladstone and Hunter Waite (Southwest Research Institute)
Wayne Pryor (University of Colorado) Daniel Rego (University College, London)

●●●●●土星極光●●●●●

△△△△△前言

　　地球上有極光，木星也有，土星都有。可是土星上的卻非在可見光波段而在紫外光波段。現在，裝在哈
勃太空望遠鏡上面的ＳＴＩＳ拍下了清晰的土星極光圖像。
　　一九九七年十月，裝在ＨＳＴ的太空望遠鏡圖像分光攝譜儀（ＳＴＩＳ）最近才首次在紫外波段拍下土
星極光，當時土星與地球相距十三億公里（八億一千萬哩）。這新儀器猶如一部攝影機，在紫外波段中，其
敏感度比以前的儀器高出十倍以上。ＳＴＩＳ影像精細地揭露出高於雲層過千哩，覆蓋南、北兩極的極光天
幕。

△△△△△土星極光的成因與形態

　　如地球一樣，土星也會在太陽風橫掃行星表面時產生極光。極光就如光管般受激發而發光，可是地球的
與土星上的卻不盡一樣，地球上的極光可以在可見光波段看到，而土星上的卻祇限於紫外波段，因此，祇有
利用空間望遠鏡進行觀測。
　　影像中，明顯的看到一環環的漣漪（粵音連衣），另外，也可以看到徐徐演化的整個極光形態，它似是
與行星自轉無關，差不多固定不變的向著地球。同時，光幕也顯露了局部性的亮斑，它們似是隨著行星自轉
，並且以分為時間單位的高速變化。上述的規律與變化除顯示土星極光是原初形狀外，還表明了極光是由土
星磁場與太陽粒子流久戰所引致。

△△△△△研究土星極光的過去與未來

　　十七年前，天文學家開始了研究土星極光。一九七九年，先鋒十一號於遠紫外波段觀測到一片亮斑。八
十年代初，航行者一、二號先後飛越土星，為土星極光提供了資料，並首次繪畫行星上的強大磁場圖，顯示
強大的磁場把高能粒子帶到南、北兩極。到一九九四至九五年間，哈勃第二代廣角行星攝影機提交了第一批
土星極光影像。現在，對紫外波段更為敏感的ＳＴＩＳ登場，它可以更深入地研究土星的磁層及高層大氣。
下一世紀初，ＮＡＳＡ／ＥＳＡ的卡西尼號太空船將會測量在「原地踏步」的磁場及帶電粒子，而哈勃的研
究將會負起為勾畫出框架的任務，最終也能補足卡西尼號太空船的研究。

△△△△△附圖五

　　天文學家利用ＳＴＩＳ的兩個影像模式以區別氫原子（紅色）及氫分子（藍色）的紫外射線，所以影像
中的光亮的紅色極光顯示了它是來自氫原子，而當中的白色痕跡則勾畫了緊密的氫分子區。左上方的北極光
，而右下方的則為南極光。
Credit: J.T. Trauger (Jet Propulsion Laboratory) and NASA

●●●●●●哈勃找到大部分的可見光●●●●●●

△△△△△△前言

　　從哈勃太空望遠鏡ＨＤＦ所得到的暗淡星系顯示，宇宙間大部分的光源也逃不出它的「慧眼」。
　　表面上，天文學家已經接近完成宇宙的「光源普查」，空中背景超乎尋常的順滑，也許暗示宇宙間大部
分來自星系的可見光源均可以被哈勃偵測。

△△△△△△△暗淡星系間的「空白天區」

　　一九九五年，哈勃曾對某一空間作長達兩周的觀測，所得到的ＨＤＦ顯示了暗淡星系，它們的暗淡程度
比裸眼所看到的暗若干十億倍。普林斯頓大學天文台的米高．Ｓ．沃格里博士曾試圖搜尋暗淡星系間的「空
白天區」，祇要發現亮度有輕微的起伏，也即顯示那兒有更多的星系存在。
　　沃格里表示，正如大浪來自大海洋，大變化的空間亮度才顯示大量星系未被偵測。現在，他們祇發現輕
微的波動。在暗淡星系間，每大約一百萬分之一個月球面積裡的亮度變化不多於千分之一。

△△△△△△未來儀器

　　因為哈勃的攝影機敏感度的關係，輕微的亮度變化也許會被誤為由暗淡星系所引致，所以要測量空間亮
度的起伏是極高難度。太空梭將於九九年為哈勃太空望遠鏡送上一部先進儀器（Advanced Camera for Surveys）
，它會更精準地測量空間亮度。
　　確認宇宙間所有光源是瞭解星系形成與演化的關鍵性一步──如果正如天文學家所預測，在目前宇宙年
齡的一半時，宇宙經過了一段大量恆星形成期。那麼，現在應該可以在可見光波段偵測到當時由恆星形成所
釋放出的大量輻射。

△△△△△△各方意見

　　普林斯頓大學物理系的大衛．Ｔ．威金遜稱，宇宙學家的一項重任是要瞭解宇宙背景輻射，包括所有波
長。現時，在可見光波段己經被測量。然而，大部分的可見光似是來自ＨＤＦ星系，而非更暗淡的星系。
　　同是物理系的詹姆士．Ｅ．皮布斯表示，在研究宇宙成員中，現時的觀測算是一項重要的進展。
　　美國自然歷史博物館天體物理系的尼爾．德格雷斯．泰臣說，天文學家時常為了一條問題而煩惱──究
竟有多大部分，甚至是大部分的宇宙是低於望遠鏡的偵測能力而不為所見。因為現在有更多證據證明很少星
系能夠逃過最勁的光學望遠鏡的眼界，所以他們可以重新修訂宇宙演化理論了。

△△△△△△展望未來

　　現在問題仍然存在，究竟實際上有多少更暗淡的星系能夠繼續逃過哈勃的「慧眼」呢？也許有更多星系
存在，可是，它們一是太暗淡，一是太遙遠，根本它們的可見光難以到達地球。分析ＨＤＦ也不能確定有多
少星系被星塵阻擋而不為所見，或因為太遙遠而使可見光已紅移至紅外波段。ＮＡＳＡ計劃下一代的空間望
遠鏡能夠透過紅外輻射觀測到相當早期的宇宙風光。

△△△△△△附圖六Ａ

　　ＨＤＦ的近鏡，邊長四十一弧秒，紅色為哈勃所偵測到的恆星及星系，最細小的紅色斑塊為比肉眼能見
暗四十億倍的星系。
PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory

△△△△△△附圖六Ｂ

　　為了測試有否星系躲藏在先前的影像中，天文學家先把偵測到的星系從影像中移走，把圖片順滑化，再
以放大系數為十加強顏色比例。灰色斑塊為被移走的星系及恆星，紅色為比先前圖片中的紅色暗十倍的亮光
。統計分析表明圖中的顏色變化，包括新的紅斑，大部分也是源自於噪聲而非更暗淡的星系，所以哈勃很可
能已偵測到大部分的可見光。
PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory

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天文速遞

自一九九八年五月六日至今，閣下已是第位訪客，謝謝。

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去年，ＮＩＣＭＯＳ首次對木星進行了觀測，包括了衛星、光環及高層雲。尤其在高層雲方面的研究， 更有助天文學家編製木星氣候圖。

高反差圖像顯示了暗淡天體。

地球上有極光，木星也有。現在，裝在哈勃太空望遠鏡上面的ＳＴＩＳ在不同波段拍下了清晰的木星極 光影像。與以前的比較，現在的清晰無比，顯現出一如太空梭回望地球的極光。

影像是攝於九七年九月二十日，是由兩個不同波段的紫外圖像所合成，再加上偽色，現在它們分別為藍 及紅色，行星反射的陽光為棕色，極光呈白色或濃淡不一的藍色或紅色。

ＨＤＦ的近鏡，邊長四十一弧秒，紅色為哈勃所偵測到的恆星及星系，最細小的紅色斑塊為比肉眼能見 暗四十億倍的星系。 PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory

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　　去年，ＮＩＣＭＯＳ首次對木星進行了觀測，包括了衛星、光環及高層雲。尤其在高層雲方面的研究，
更有助天文學家編製木星氣候圖。

　　高反差圖像顯示了暗淡天體。

　　地球上有極光，木星也有。現在，裝在哈勃太空望遠鏡上面的ＳＴＩＳ在不同波段拍下了清晰的木星極
光影像。與以前的比較，現在的清晰無比，顯現出一如太空梭回望地球的極光。

　　影像是攝於九七年九月二十日，是由兩個不同波段的紫外圖像所合成，再加上偽色，現在它們分別為藍
及紅色，行星反射的陽光為棕色，極光呈白色或濃淡不一的藍色或紅色。

　　ＨＤＦ的近鏡，邊長四十一弧秒，紅色為哈勃所偵測到的恆星及星系，最細小的紅色斑塊為比肉眼能見
暗四十億倍的星系。
PHOTO CREDIT: Dr. Michael S. Vogeley, Princeton University Observatory