劉雨+蔡金剛

參與國際觀測項目

位于智利阿塔卡瑪沙漠中的阿塔卡瑪大型毫米波及次毫米波陣列（ALMA），是目前世界上最大的地面射電天文望遠鏡興建計劃，由66座小型望遠鏡組成一個毫米波及次毫米波段的干涉儀，可視為次毫米波陣列的擴大版，是研究早期宇宙遺留輻射、恒星形成與演化、行星系統(tǒng)、星系甚至生命起源的利器。

該計劃的三個主要合作伙伴分別為北美、歐洲及東亞地區(qū)團隊。憑借以往研制射電望遠鏡儀器設備的經驗，臺灣中研院天文所于2005年和2008年先后受邀加入其中的日本計劃（ALMA-J）與ALMA北美計劃（ALMA-NA），負責組裝來自美國、加拿大、日本、法國、荷蘭及英國所提供的接收機模組，使成為完整的接受機前段次系統(tǒng)為其提供及組裝測試信號接收機前段次系統(tǒng)。該所科技人員與中山科學研究院航空研究所在臺中合作成立東亞接收機前段整合測試中心，不但成功提前完成原本負責的所有東亞團隊17套信號接收機前段次系統(tǒng)，并協(xié)助北美與及歐洲團隊另外完成9套前段次系統(tǒng)的組裝和交付，保證了這座望遠鏡在2013年3月正式完工并運行。

到目前為止，ALMA機構已兩次向全球天文研究學者公開征求觀測計劃書，分別稱為Cycle 0與Cycle 1。在總共征得2000余份觀測計劃書中，只有300余份通過嚴格的審查。觀測計劃通過審核與否，主要是由審查委員會按送審計劃的科學價值加以評量。臺灣在此激烈的競爭下，總共通過了20余份計劃書，取得了亮眼的成績。

天文學上最終極的觀測挑戰(zhàn)之一是以相當于事件視界的角解析度來直接觀測到黑洞及其周圍情況，這對于研究廣義相對論強場效應、黑洞邊緣吸積盤及外向流過程以及黑洞的自旋等都開啟了新的窗口。

臺灣中研院天文所同時擁有SMA與ALMA的使用權，這兩個陣列若聯合成為一個甚長基線干涉測量系統(tǒng)（VLBI），可望達到數微角秒的角解析力。目前已知有兩個超大質量黑洞，即位于銀河系中心的SgrA*和M87的核心，其尺寸大得足以使用次毫米波段甚長基線干涉測量系統(tǒng)進行解析。因此該所提議，再增加一座射電望遠鏡，與SMA及ALMA相結合，組成一個縱跨地球南北表面的超大射電天文望遠鏡，可望達到幾十萬分之一角秒的解析力，將能做到對黑洞“剪影”的成像。這是僅使用由SMA及ALMA組成的單一基線所不能做到的。

美國國家科學基金會（NSF）于2011年同意，將ALMA-北美團隊建于新墨西哥州的12米口徑Vertex原型望遠鏡提供給臺灣中研院天文所的研究團隊。臺灣科學家建議，將這座望遠鏡移至北極圈內格陵蘭海拔3200米高的峰頂上（該望遠鏡也被更名為“格陵蘭望遠鏡”），與位于夏威夷的美國史密森天文臺、位于西弗吉尼亞州的美國國家射電天文臺及座落于馬薩諸塞州波士頓的海斯塔克天文臺等共同組成面向北天球的超大“北天次毫米波VLBI”，在次毫米波段用極高的角解析力來觀測M87星系巨大黑洞和噴流發(fā)源區(qū)。該計劃的準備工作目前正在進行中。

參與制作天文觀測儀器

除了上述種種雄心勃勃的計劃外，臺灣科學家目前與日本、韓國及歐洲航天局共同商議，參與由日本主導的下一代“宇宙學與天文物理太空紅外望遠鏡計劃”（SPICA）。該望遠鏡口徑3.5米，整座望遠鏡溫度由冷卻系統(tǒng)降溫至5K，其工作波長范圍在5～210微米。SPICA的口徑與之前的赫歇耳紅外天文望遠鏡相似，但憑借較低的工作溫度，可以降低背景輻射而大幅提高系統(tǒng)靈敏度。預計SPICA將在2020年以后發(fā)射升空，比美國的新一代詹姆斯·韋伯（James Webb）太空望遠鏡要晚。雖然兩者在短波長范圍至25微米都有觀測能力，但是SPICA在波長大于20微米的區(qū)域有較佳的探測能力，并且是唯一能觀測至210微米范圍的太空望遠鏡。此外，SPICA具有較大的視野、圖像能力也較佳。

SPICA的科學目標主要有三項：研究行星系統(tǒng)的形成與演化，包括原行星盤中的氣體（包含水）與塵埃與行星演化的關系、巖屑盤的礦物學、外太陽系氣體行星的大氣以及柯伊伯帶天體的組成；星際塵埃中的生命循環(huán)，包括在銀河系與鄰近星系的氣體與塵埃的物理與化學、塵埃的礦物學、超新星殘骸中的塵埃演化以及在早期星系中星際塵埃的來源；星系的形成與演化，包括活躍星系核與大量恒星形成在不同宇宙時間與環(huán)境的關聯性、恒星形成與超大質量黑洞的同時演化、恒星形成及星系質量蓄積的歷史與大尺度結構的關系、宇宙紅外線背景的物理。

SPICA規(guī)劃搭載4個觀測儀器。臺灣中研院天文所將參與日本宇宙科學研究所負責研發(fā)的中紅外相機與光譜儀（MCS），包括一個中解析度光譜儀和一個高解析度長波長光譜儀，能夠在12～18微米提供解析度在20000～30000的光譜，以及一個能夠在5～40微米提供16個不同波段圖像的廣角相機，其濾鏡組包含一個光柵棱鏡，以在全波段提供低解析度的光譜（R=50～200），包含不在光譜儀范圍內的5～12微米范圍。

其他重要科研成果

除臺灣中研院天文所外，島內一些高校如臺灣大學、新竹清華大學、中央大學、新竹交通大學、成功大學等也在開展有關天文及天體物理學方面的研究，近年的成果包括：發(fā)展張弛程序，研究星系中央氣體盤在棒形旋轉體驅使下的演化過程；發(fā)展一個小波程序，分析哈伯太空望遠鏡中的第二代廣角行星相機（WFPC2）和紅外線照相機（NIC-MOS）所觀測到的資料；研究磁氣流，發(fā)現小波轉換和重建技術可應用在觀測旋渦狀星系的構造上；發(fā)現在洛斯比（Rossby）數值小于1的情況下，熱對流在徑向方向的波長會縮短，熱對流的效應會受到在徑向方向磁亂流，和熱輻射的雙重破壞而削弱；發(fā)現環(huán)繞在白矮星的吸積盤內，熱對流效應完全被破壞而消失，造成熱傳導幾乎由磁亂流所傳遞；探討X風流體的熱結構問題，計算出電子游離比、溫度及化學成分在X風發(fā)源地8000AU（日地距離）區(qū)域內的分布；根據估算類似木星的外太陽系行星，如果離母恒星在0.04AU以內，軌道離心率在0.2以上，這個巨大行星半徑最后會超過潮汐半徑，氣體會通過L1點離開這個行星，同時會漸漸地遠離母恒星；分析彗星微塵，研發(fā)一套能夠用來分析萬億分之一克（10-12g）大小的微塵極靈敏質譜儀；發(fā)現在內在切變力對星系自旋的影響存在條件下，相對較易測量的星系自旋場可用來重建潮汐切變力與質量密度的初始值；提出一個自由參數a的二次方程序，發(fā)現a值為0.17（4σsignal）；發(fā)展復雜而健全的非球形動力模型，顯示由此模型得出的數值與比用球形動力學算出的標準質量函數，更符合N個天體模擬所得結果；發(fā)展以切變力測量為基礎，包括質量重建與發(fā)現星團演算法的弱透視分析計算程序；以松弛法及高階戈多諾夫法（Godunov）編成的高效能氣體動力程序，模擬星系盤面上促使棒狀結構形成的密度波，并將此程序應用在3kpc旋臂問題及NGC5248的模擬上；藉由極大陣列望遠鏡（VLA）、超長基線波干涉儀望遠鏡（VSOP），觀測星系中心大質量黑洞SgrA*的電波源的結構，了解活躍星系核的超光速運動、吸積盤的運轉情形，及中心大質量黑洞SgrA*與銀河中心氣體可能發(fā)生的交互作用；利用觀測類星體在可見光波段與氫原子氣體的分布情形不同，了解鄰近星系之間的交互作用；研究受到潮汐作用而膨脹的巨大外太陽系行星所發(fā)展的模型，可解釋為什么截至目前為止，在天文學家已發(fā)現的70多個巨大外太陽系行星之中，尚未有任何軌道半徑小于0.07AU的行星。

2006年，臺灣科學家梁茂昌參與的國際天文研究團隊，首次成功觀測到距離地球約63光年遠的狐貍座外太陽系行星（HD189733b）大氣中存在著生命之源——水。

赫比格-哈羅天體（HH object）是年輕原恒星在兩極方向產生噴流的一系列的塊狀云氣。2009年，臺灣中研院天文所李景輝等人使用次毫米波陣列望遠鏡，觀測到源自于一顆鄰近年輕0級原恒星的HH211赫比格-哈羅天體，擁有一對高度準直的噴流，不僅顯示出噴流內的內震波，而且在原恒星的兩側都可以看到噴流至少1次的擺動，相對于原恒星呈現反射對稱，完全符合噴流的理論模型。

次毫米星系出現在宇宙大爆炸之后20到60億年間，地球上所看到的其實是早期遙遠的宇宙所傳來的圖像。中研院天文所王為豪2010年運用最新升級改良過的次毫米波陣列望遠鏡，觀察到新的次毫米星系，并推測此類星系的數量可能超過之前天文學界的估算。

暗物質是宇宙中的一個謎，由于無法被可見光所探測，所謂暗物質粒子的存在迄今無法證實。中研院天文所人員參與一組國際研究團隊，利用日本斯巴魯望遠鏡觀察25個大質量星系團，藉由引力透鏡來詳細測量這些星系團的暗物質空間分布，在2010年首度證實天文學界目前對暗物質的主流預測模型。

該研究人員還利用日本的朱雀號X射線觀測衛(wèi)星，對位于Abell 1689星系團最外圍的高溫氣體進行溫度測量，結果發(fā)現高溫氣體存在一個各向異性的溫度分布，顯示星系團會藉由加熱而成長，而觸發(fā)加熱機制的是氣體掉入星系團內所產生的能量，至于這些氣體的來源，則是位于星系團外被稱為“宇宙網”的細絲狀大尺度結構，說明鑲嵌著這個星系團的大尺度結構會影響星系團的成長。

自1998年發(fā)現宇宙正在加速膨脹的現象以來，天文學家一直就測量大尺度宇宙結構的方法，致力尋找更完美的技術。2010年，臺灣中研院天文所張慈錦與彭威禮等人利用美國國家射電天文臺的綠堤望遠鏡進行觀測，成功研發(fā)出通過測繪太空中極遙遠的氫氣體所發(fā)出的射電波，測量不同星系內的氫氣體分布，最終繪制出“宇宙網”圖像的新技術。與先前使用可見光觀測所繪制的結構圖詳加比對，吻合度相當高，驗證該方法的正確性。藉此，科學家將能更深入地探索宇宙中的暗能量及其本質和特性。

行星如何形成是天文學最熱門的研究領域之一，臺灣天文學家高見道弘、金孝宣、周美吟等人2011年利用日本斯巴魯望遠鏡，成功地在距離地球460光年的銀河系外金牛座RY恒星附近搜尋到被稱為“原行星盤”的塵埃氣體云。研究人員成功地在波長為1.65微米的近紅外波段取得一張金牛座RY星圖像，與其他許多在較長波段觀測的原行星盤圖像相比，這里盤面輻射的光偏離恒星中心位置，原因是些近紅外波段的輻射是從盤的表面層發(fā)出的散射光，為金牛座RY星原行星盤在垂直方向結構提供重要特征線索，對行星形成過程的相關研究有重要意義。

一些活躍星系核噴出的強力等離子體噴流范圍可長達千萬光年，遠比星系本身還大，并且速度高達光速的99%以上。自上世紀70年代以來，科學家一直無法解開這些噴流如何被加速到接近光速之謎。2012年，臺灣科學家利用歐洲VLBI網，首度發(fā)現在室女座星系團中的巨型橢圓星系M87中心超大質量黑洞附近所產生噴流的自行速度變化的失落環(huán)節(jié)。原來在黑洞附近噴流剛開始產生時速度并不快，但在距離黑洞約1萬到數十萬黑洞大小的空間區(qū)域內，由于磁流體力學的作用，噴流不但發(fā)生形狀上的變化（趨向束狀），還歷經了由低速（光速的1%）加速到高速（光速的99%）的過程。

觀測到最遙遠（因而也是最古老的）的星系一直是所有天文學家的夢想，可以因此了解早期宇宙是什么樣的。但絕大多數遙遠星系的身影都被離地球更近的天體所擋住了，要找到它們很不容易。2013年，臺灣中研院天文所黃活生和蘇游瑄等人藉由哈伯太空望遠鏡，發(fā)現一個遙遠的“透鏡星系”（因質量巨大產生而形成引力透鏡效應），來自它的光線費時96億年才抵達地球，改寫了天文觀測史上最遙遠“透鏡星系”的紀錄。通過觀測發(fā)現，位于該透鏡星系背后更遠處有一個小星系，距地球107億光年。通過極遙遠的“透鏡星系”能協(xié)助我們更深入認識早期宇宙中，年輕星系經歷了什么過程后才形成今天高質量、成分以暗物質為主的巨大星系。

以往科學界關于恒星形成的研究多聚焦于質量近似太陽的單恒星如何形成，但事實上有超過半數的類太陽恒星都是結伴誕生。2014年，臺灣中研院天文所研究人員利用阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA），發(fā)現環(huán)繞于金牛座的一對年輕原恒星（L1551 NE）周圍的微塵與氣體分子云里的旋臂狀結構，并觀察到周圍氣體流向原恒星。為求能更進一步了解這些新發(fā)現的特征及其物理意義，研究團隊為L1551NE雙星系統(tǒng)形成機制構建了理論模型加以數值模擬，首次確認旋臂上的氣體轉速較快，而位于旋臂內側的氣體轉速則較慢，并呈現了朝中央恒星方向塌縮的跡象，此項研究成果首度揭曉了宇宙中雙恒星誕生的生成機制。