【時光土場】國立天文台三鷹園區：日本最古老的現代天文台朝聖之旅

我在小時候拿到第一台相機之後，開始拍攝的主題就是星星。雖然我認識星星、拍攝星星的日子已經很久了，但直到最近幾年透過鐵道學習臺灣歷史之後，我重新回頭看才發現臺灣的天文歷史也和日本時代帶來的近代化脫不了關係。這次夏季的東京之旅，我決定安排一天前往日本最古老的現代天文台：國立天文台三鷹園區朝聖，看看日本的天文學是如何走到今天。

日本國立天文台三鷹園區是日本現存最古老的現代天文台台址，現今除了持續進行世紀先端的天文科學研究，也累積了相當深厚的歷史遺產

【時光土場】太空迷的聖地：筑波宇宙中心與國際太空站控制室導覽｜日本陸海空交通巡禮（三）

隨著世界各國商業太空競爭越來越激烈，日本主導太空活動的JAXA為了趕上這股潮流，於是在2023年推出更節省成本、更符合商業需求的下一世代的主力運載火箭：H3型火箭。H3型火箭經過兩年累積發射成功的實績後，JAXA在2025年初宣布將讓運用超過20年的H-IIA型火箭引退。為了第一次親臨現場，也是最後一次看H-IIA火箭發射，我因此踏上了前往種子島的旅程......本來該是這樣的。

然而，就在我從臺灣出發的前兩天，JAXA臨時宣布因為火箭機械問題，原定6月24日的H-IIA型火箭最終發射日延後，這一拖就超出了此行計畫的天數範圍。得知消息後，我緊急取消從東京轉機去鹿兒島的交通，但去日本的機票都買了，向公司請假也請了，既然看不到火箭發射，那麼這次陸海空交通巡禮的最後一站「空」，就去JAXA筑波宇宙中心踢館吧。

筑波太空中心成立半世紀以來一直是日本太空技術開發重鎮，外人可以透過壯觀的展示物一窺背後頂尖技術的演進

【時光土場】深宇宙展：太空艙、月面車、小行星粒子......一窺日本最新太空計畫發展

或許是因為前陣子在X上追蹤不少日本天文和太空機構的關係，動態牆上不斷推薦我去看「深宇宙展」。這次剛好藉著去富士山看月食的機會，順道經過東京，去日本科學未來館一探究竟。

「深宇宙展」是由位於東京台場的日本科學未來館、NHK及東京新聞所主辦的特展，展期從7月12日至9月28日，成人票價是2200日圓。隨著世界各國的太空商業與科學研究發展日益蓬勃，2024年H3火箭成功發射之後，日本的太空發展也正式進入下一個世代。此次特展便和日本宇宙航空研究開發機構JAXA、日本國立天文台等機構合作，透過模型和實體物件展示日本從火箭、人造衛星，到月球、火星的探測計畫，讓觀眾對於日本從現在到未來的太空發展有深刻的了解。我到訪這天恰好是周日，儘管特展門票不算便宜，還是有許許多多的家庭都攜家帶眷來看展，花了大約十多分鐘才終於排隊進去。

【時光土場】富士山血月攝影之旅：行程安排與月全食拍攝分享

2025年9月8日凌晨，俗稱「血月」的月全食天象在夜空中上演。雖然月全食不到年年可見，但對於從小就喜歡看星星的我來說，月全食的發生也早就不稀奇。因此除了用望遠鏡拍攝月食過程的特寫之外，我也在想著能不能有結合不同地景的拍攝方式。而這次的月全食就在我靈光一閃之下，讓我想到結合血月與富士山的構圖，於是便著手計畫了這次的旅行。

月全食在地球本影內的階段會因地球大氣折射陽光而呈現紅銅色，因此獲得「血月」的稱號

拍攝地點選擇

要拍血月與富士山同框，首先還是要先知道這次月食的概況。月食是因為月球進入地球的影子，使得原本照在月面上的陽光被地球遮蔽的現象。因此不像日食必須精挑細選時間與地點，觀測者只要在月食當下位於地球的影子，也就是夜晚側，都能夠同步欣賞到月食的過程。根據美國太空總署NASA的預報資料，此次月球進入地球本影的第一接觸點(初虧)時刻在世界時16:27:02，完全離開本影的第四接觸點(復圓)時刻在19:56:26，換算成日本時間大約是凌晨1:27到4:56，全程大約3小時29分左右。

發現太陽主成分的女性，但一開始卻遭到學界否定：塞西莉亞·佩恩-加波施金的故事

太陽的主要組成元素是什麼？今日大部分的朋友都能回答出是氫與氦元素。但你知道嗎？當初有一位科學家大膽提出這項發現，起初還遭到鼎鼎大名的天文學家亨利·羅素的反對。這一位科學家就是哈佛大學天文系首位女性系主任──塞西莉亞·佩恩-加波施金（Cecilia Payne-Gaposchkin）。

哈佛大學時期的塞西莉亞(來源：維基百科)

早年背景與啟蒙

塞西莉亞出身於英國的書香世家，父親曾是牛津大學的研究員。但塞西莉亞的父親卻在他很小的時候過世，兄弟姊妹皆由母親獨力撫養長大。由於他對科學的熱愛，19歲那一年塞西莉亞進入劍橋大學就讀。在那裡，他偶然參加了天文學家愛丁頓主講的講座，愛丁頓在台上闡述著他如何到非洲觀測日食，並以此證明廣義相對論的歷程。他在自傳中提到：「講座徹底改變了我的世界觀……我的世界受到了極大的震動，經歷了類似精神崩潰的感覺。」就此啟發了塞西莉亞對天文學的興趣。

然而，在那個年代的劍橋大學並不授予女性學位，塞西莉亞畢業後的職業選擇只有中小學的教師一途。所幸，塞西莉亞受到哈佛大學天文學家沙普利的賞識，並獲得哈佛大學天文台的獎學金，讓他可以到美國繼續追夢。

【時光土場】尋找系外行星

目前普遍認為太陽是從星雲中誕生，而包含地球在內的行星則同樣是利用星雲物質形成。望向天上的點點繁星，我們不禁想問宇宙中是否有其他的太陽系？那些太陽系中也有像地球一樣的行星嗎？為了解答這個問題，科學家利用各式各樣的方法觀察，希望在成千上萬的恆星身旁搜尋行星存在的訊號，這次就讓我們來認識科學家們尋找系外行星的方法。

宇宙中是否有其他的太陽系？來看天文學家怎麼找到第二顆地球。

【時光土場】行星的運動規律：克卜勒定律

古時候的人仰望星空，包含太陽與月球，遙遠的恆星亦是日復一日地東升西落，彷彿地球是宇宙的中心。然而，在群星之中卻有五個行星不只是運行速度和恆星有著明顯差異，軌跡更是飄忽不定。這一次將帶著大家回到科學革命的時代，看克卜勒如何理解並預測行星的動向。

【時光土場】星星的生命軌跡探尋：恆星內部構造與能量來源

在星星的星口普查報告：赫羅圖的前世今生中，我們認識了19到20世紀初期的天文學家們，如何進行天上的「星口普查」，並產出了以圖像化方式呈現恆星特徵分布的赫羅圖（HR diagram）。然而，在赫羅圖上的點點繁星中誰是老人？誰是小孩？要回答這個問題，不可迴避地需要了解恆星到底是如何發光發熱的，因此這一次將帶大家跟著理論科學家的腳步，探尋星星們的生命軌跡。

展示場的大型太陽剖面由內向外依序是太陽的核心、輻射層、對流層，科學家經由近百年的知識累積，才終於能略知恆星內部的構造。

現代恆星模型的基礎：氣體球理論

透過恆星吸收光譜的研究，天文學家在19世紀便意識到太陽與天上的恆星是同一類的天體。但太陽到底是什麼？如何產生光和熱？一開始有人認為太陽是燃燒中的固體，也有人認為是液體，直到科學家強納生‧萊恩（Jonathan Homer Lane）才提出太陽是由氣體構成的想法。萊恩出生於美國的務農家庭，在耶魯大學畢業之後進入美國的專利局工作，之後便自立門戶協助發明家申請專利。不過在工作期間卻遇上美國南北戰爭，生意一落千丈之下萊恩只好回到兄弟經營的農莊生活。然而在這段期間，萊恩不但開發了用氣體膨脹裝置來冷卻的低溫設備，也投入了天文學的研究。

【時光土場】放眼世界、征服宇宙：福爾摩沙衛星七號大解密

2019年6月25日，由臺灣的國家太空中心所主導的福爾摩沙衛星七號（以下簡稱為福衛七號）終於順利地從50年前阿波羅11號前往月球的發射地、位於美國佛羅里達州的甘迺迪太空中心SLC-39A發射台升空。國家太空中心在發射後173分鐘也陸續接收到福衛七號6顆衛星的訊號，為臺灣太空史又寫下新的一頁！

福衛七號是臺灣與美國共同合作的氣象衛星計畫，目的是接替即將退役的福衛三號衛星。自2010年簽署合作協定以來，由臺灣自行進行衛星設計與開發控制軟體，並由美國提供關鍵儀器、英國SSTL（Surrey Satellite Technology LTD）製造零組件，耗費近十年才終於完成。究竟，總耗資32億新台幣的福衛七號能帶給我們什麼貢獻，本期專文就從科學發展的角度來分析。

福衛七號隨著獵鷹重型火箭發射升空！ 來源／國家太空中心

【時光土場】星星有多遠？量度天體的尺（下）

上一篇為大家介紹了16世紀以來科學家使用三角視差法來測量恆星、行星、太陽的距離，但隨著天體距離我們越遙遠，視差角度便會小到難以測量，難道天文學家就此束手無策了嗎？這一次就帶大家看看一位傳奇天文學家如何用間接的方式，用「燭光」來推算天體的距離。

亮度隨距離遞減：平方反比律

星光離開恆星之後會平均地將能量傳向四面八方（不考慮恆星表面狀態），單位面積所分到的光能量會隨著距離的平方遞減，於是我們觀測到的天體亮度也因而下降。因此，如果能知道天體在基準位置的實際亮度，便能藉由比較觀測到的亮度推算天體距離我們多遠。但問題來了，我們如何知道遠方恆星實際上有多亮呢？

從光源s發出的光線密度越高（每單位面積的光線）代表觀察到的光亮度高，光線的密度隨著與光源的距離增加而減少，是因為球的表面積隨著半徑的平方而增加。因此，光場的強度與光源距離的平方成反比。

宇宙間的標準蠟燭：造父變星

天上遙遠的星星由於亮度與位置在人們眼中幾乎永恆不變，因而被稱為「恆星」。但在1638年霍爾瓦達（Johannes Phocylides Holwarda）發現鯨魚座的芻槀增二亮度會以長達11個月的周期大幅變化之後，天文學家才注意到原來有些恆星的亮度並不是永遠不變。19世紀攝影術被用於天文觀測之後，包含哈佛大學天文台在內的研究機構開始利用這種可以客觀紀錄星星亮度的方式來測量恆星的亮度與觀察其中是否存在變化。

20世紀初期，身為哈佛大學天文台計算員之一的勒維特（Henrietta Swan Leavitt）收到了以位於秘魯的24吋布魯斯望遠鏡所拍攝的麥哲倫星系的底片。經過她仔細地分析，在1908年正式發表在底片中找到的1777顆變星位置與亮度，並發現部分變星的變光週期和亮度存在相關性。進一步檢視之後，勒維特發現小麥哲倫星系中的25顆變星和常在球狀星團中發現的變星特性十分相似。

勒維特在書桌前工作時的照片（圖片來源：Wiki）

這些後來被分類為造父型變星的天體在變暗的過程緩慢，變光週期中大部分時間會維持在最小亮度，之後迅速變亮，週期則為數日至數十日不等。更重要的是，將該型變星的亮度最大值、最小值與變光週期的對數等資訊畫在圖表上，亮度與週期的對數竟然高度正相關。由於25顆變星都位在小麥哲倫星系中，因此可以視為距離相同，影響變星亮度的因子就只有恆星本身的物理性質。換句話說，測量未知距離的造父變星的亮度變化週期，利用與亮度對應的「週光關係」就能換算未知距離的造父變星放在基準位置的實際亮度。因此只要透過視差測量距離地球較近的造父變星距離來當作基準，就能透過平方反比律比較和推算出其他變星的距離。

左圖的橫軸是變星的變光週期，右圖的橫軸則是對週期取對數，縱軸為變星最大亮度與最小亮度的星等值。這張圖顯示了造父變星週期與亮度呈現高度正相關的週光關係。圖片來源：Leavitt, H. S. and Pickering, E. C.(1912)

美國天文學家沙普利（Harlow Shapley）得知這項發現後便開始造父變星基準標定工作，接著利用前段說明的原理推算了球狀星團的分布，進而發現球狀星團是圍繞在位於人馬座方向的某個中心，太陽並不是宇宙的中心。1929年哈伯（E. P. Hubble）發表的論文更進一步將造父變星用於M31星系的距離測量，證實當時所認知的「螺旋星雲」其實是遠在銀河系之外的其他星系，我們所在的位置一點也不特別就此成為人們的共識。（延伸閱讀：銀河系究竟有多大？宇宙尺度大辯論100周年）

勒維特透過她的老闆皮克林在1912年3月發表的成果，就此讓看似平面的星空有了明確的距離感，讓造父變星像一支蠟燭一樣照亮了宇宙的大小，在短短的二十年間迅速改變人類對宇宙的想像。可惜的是勒維特來不及看到自己的研究對天文學造成的影響，在1921年因病逝世，儘管曾有科學家想向諾貝爾獎提名勒維特，但諾貝爾獎不追封已逝者的規則也讓她錯失了這項殊榮。

其他的距離測量工具

除了造父變星之外，白矮星吸積導致的Ia型超新星由於在恆星物理模型中的具有一定的質量上限，推估爆發的能量相同，因此也常被當作宇宙中的標準燭光。在利用亮度的平方反比律比較之外，部分科學家也曾利用都卜勒效應，測量球狀星團在視線方向上的徑向速度，同時比較星團的視直徑大小，藉此推算星團的距離。

應用都卜勒效應的另一個經典例子則是來自哈伯與勒梅特（Georges Lemaître）的發現。兩人分別發現星系遠離觀測者的速率與它們的距離成正比，這是因為宇宙空間正在膨脹的緣故，因此現今不少研究也會利用遙遠星系的遠離速率（紅移值）來推算它和我們之間的距離有多遠。

本文原刊於《台北星空》118期

【時光土場】星星有多遠？ 量度天體的尺（上）

每當我們抬頭仰望星空，星星好像是鑲嵌在同一個碗蓋，蓋在地面上。這是因為星星都距離我們十分遙遠，人類雙眼的視覺立體感在此無用武之地。那麼，天文學家又是如何測量星星的距離呢？這一篇來帶大家看看古早時代的天文學家用的尺是什麼。

太陽系內的直接測量：雷達

第一種最直接的測量方式是利用電磁波到達的時間。由於電磁波在真空中的速度是相同的，不受觀測者運動狀態而有所改變，因此透過測量電磁波傳遞的時間就能得到其旅行的距離。例如利用雷達從地球上發射雷達波打向天體，測量雷達波往返的時間就能算出往返的距離，這個距離的一半就是地球與該天體之間的距離。

這個方法最適合用在月球、小行星等太陽系內的天體距離測量，美國在1970年代進行的阿波羅計畫還特地在月球表面裝設反光板，進一步將測量精確度提升到毫米等級。不過隨著天體距離地球越遠，反射回來的訊號也越弱，且所需的時間也會長到難以想像。此外，面對自己就會發出強烈光線的太陽，人類製造的雷達波再強也是無用武之地。那麼，我們是怎麼知道地球與太陽之間的距離的呢？

阿波羅14號留在月面上的反射板是目前能夠精確測量地月距離的功臣之一。圖片來源：NASA

古典的數學計算：視差

當你把食指放在眼前並輪流只用左眼或右眼觀看，看起來食指好像移動了。這是因為左眼和右眼看東西的視角不同，與遠方景物比較時便產生了錯覺。我們的大腦一直在試圖整合這兩個看起來不太相同的影像，整合的結果便形塑出物體的立體感，使我們能夠判斷眼前的東西距離我們多遠，這就是視差的應用。

天文學上的三角視差法就是在相距遙遠的不同位置一同觀察天體（兩位置間距離為基線s），比較天體在背景的視線角度差異（θ），就可以利用三角函數得到天體的距離d（d tan(θ/2)=s/2）。三角視差法不需要知道恆星的物理性質，因此具有相當高的準確度，成為最早用來測量天體距離的方法。

比較相隔半年拍攝的天體照片，觀測天體在更遙遠的背景星空的移動幅度，就可以計算出天體距離我們多遠。

16世紀天文學家第谷為了證明地球是否繞著太陽公轉，便想到了利用地球公轉軌道的直徑作為基線，觀察恆星在半年之間的視差。如果地球真的繞著太陽公轉，他預期應該會觀察到恆星的視差變化。不過他並沒有觀察到視差現象，這是因為天體距離我們越遠、周年視差的角度也越小，甚至遠遠小於第谷所持有儀器的觀測極限，因此讓第谷誤以為地球並沒有在移動。一直到望遠鏡被用於天文觀測之後，視差的觀測解析度提高，我們也終於可以用這個方法測量遠方恆星的距離。

至於太陽的距離要怎麼測量呢？那得依靠金星凌日！金星凌日是金星從太陽前方通過的現象，早在1716年英國天文學家愛德蒙‧哈雷就提出可以藉由金星凌日測量太陽距離的方法。這個方法是透過相距遙遠的兩個地點，分別測量金星通過日面的時間，由於視差導致兩地觀察到的金星通過日面路徑長短不同，就可以從時間差推算出視差，進而算出金星與地球之間的距離。先前克卜勒已經用觀測數據整理出行星軌道半長軸長度的立方和繞日週期的平方成正比的關係，將地球與金星的距離帶入之後就能得到日地距離的精確數值。

從兩地測量得到金星凌日通過日面的路徑長可以推算金星的視差，進而可以得出金星與地球的距離。

隨著望遠鏡解析度提升，我們能夠測量的恆星視差角度也越來越精確。不過，三角視差法卻有兩個缺點，一來是每組觀測得相隔半年，非常耗費時間；二來是以目前的儀器極限能測量的距離還不及2萬光年，連銀河系都還沒踏出去！那麼，如果要測量更遙遠的恆星或星系該怎麼辦呢？就留待下篇再為各位解答。

本文原刊於《台北星空》117期

【時光土場】2024年重要太空任務

新的一年又將到來，過去一年不但印度在月球任務有重大突破，臺灣的獵風者衛星也順利升空運作，太空已不再是遙不可及的地方。2024年除了許多機構計畫已久的太陽系探索任務即將出發，人類或將睽違50多年再次飛越月球，以下就讓我們看看有哪些旅程即將成行吧！

月球熱潮持續

2023年的月球任務成敗幾家歡樂幾家愁，印度ISRO主導的月船三號成功在8月登陸月球，成為迄今最靠近月球南極的探測器，達成探測器登月的里程碑。但像是俄羅斯的月球25號、日本公司ispace的HAKUTO-R卻以登月失敗收場，NASA的月球商業酬載計畫（Commercial Lunar Payload Services, CLPS）中也有不少計畫延後前往月球的時程，導致要一同共乘升空的月球開拓者（Lunar Trailblazer）繞月衛星也將發射時間延後至2024年第一季。儘管前往月球之路有許多難題，但仍阻擋不了人們對它的挑戰。 

日本的首次登月成功

日本JAXA的SLIM（Smart Lander for Investigating Moon）月球登陸器計畫順利在2023年9月7日升空，預計在發射後4-6個月登陸月球表面。上頭搭載了分析月面組成的分光相機之外，還有兩台具備廣角鏡頭的小型機器人。兩台小型機器人不同於一般的漫遊車，而是利用自體旋轉或是彈跳的方式在月面移動，還能不透過SLIM本體就能與地球進行通訊。SLIM計畫希望藉此驗證影像辨識技術是否能應用在自動降落控制上，讓登陸準確度從過去數公里提升到目標100公尺範圍內；此外，機體也大幅輕量化、小型化，為未來更高頻率的太空探索做準備。 

SLIM登陸器的設計朝向小型、輕量化發展，登陸時採取後腳先著地、前腳再著地的方式，以利降落在過往登陸任務排除的斜面上。圖片來源：SLIM_JAXA。

【時光土場】距離車站最近的星空：福井自然史博物館分館Seiren Planet

說到自然史博物館，大多數人對福井的印象就是豐富的恐龍化石。不過，在福井車站前卻有一座以天上的星星為主題的博物館：Seiren Planet。身為科學類博物館同業，我便特別挑了周六夜間開放時段，趁著這次北陸旅行的空檔前往觀摩。

Seiren Planet雖然空間不大，但策展架構十分清楚

Seiren Planet位處的福井車站前聯合開發大樓主要是提供地方交流使用的設施，作為外地人認識福井的第一站，除了為觀光客提供旅遊諮詢，也有土產品販售。這樣的環境讓博物館不只是肩負自然科學教育的使命，同時也得從福井出發、展開星空的故事。因此，不同的主題展區特別用Sphere（層）的概念，試著讓觀眾從在地出發，一圈又一圈地將知識向外擴張到宇宙的彼端。

走入帶著神秘夜空般的展間，雖然是自然科學類的博物館，但第一層卻是從文化的角度切入，走進福井的名勝養浩館庭園內的「御月見之間」。在介紹月相變化與曆法的知識之餘，也透過圖像展示了江戶時代海內外對於月球的觀察和宇宙結構的想法，為寬廣的宇宙空間加入了時間向度的文化關懷。

館方透過觸控螢幕標出古星圖上的星宿進行解說

主展間雖然沒有實體的空間區隔，而且僅有一層樓的空間，但設計仍十分重視層次安排，並以第二層福井層的投影區為中心，依序安排地球層、太陽層及宇宙層等主題展區。中央的投影區除了藉由影片解說月亮的公轉軌道和盈虧現象之外，也利用地圖投影的方式將太陽系縮小到福井市中心的大小，以周圍的地標、學校為範例，讓觀眾理解太陽系各天體的大小與距離遠近。展場內更利用8面展板以空間尺度為向度由中心向外排列，拉出福井、地球、太陽系、銀河系等不同大小的空間，並在其中補充和該空間相關的「豆知識」，在觀眾腦中建立以空間為主幹並向外延伸的知識樹。對於渺小人類來說遼闊無邊的宇宙，在策展方的安排下龐大的空間不再是難以想像的數字。

常設展以在地中心的螢幕向外，介紹主題的空間尺度也隨之增加

影片藉由福井地圖比例讓觀眾理解太陽系的大小

逛了一圈下來，不得不說展覽的故事架構和展場空間配合得恰到好處，每一層也藉由問題意識引導出所要傳達的主題，不會像國內某些綜合性博物館展項過於紛雜，彼此之間也連繫不足。不過，天文主題的博物館相較其他博物館最大的硬傷就是缺乏實物，再巧妙的說故事方式，內容充其量就是重新編譯課本上的知識罷了。然而，Seiren Planet在太陽系的展示主題中特別加入了福井當地天文台的火星觀測紀錄，觀眾可以實際欣賞當時留下的手稿和照片，認識當地天文學家對於觀測火星沙塵暴的貢獻。展覽路線的最後則將空間留給了福井出身的天文學家藤田良雄博士，他不僅在低溫恆星的研究上做出貢獻，也曾為日本在夏威夷的昴望遠鏡付出心力，回頭緊扣著這座博物館想和觀眾述說的「從在地出發認識星空」的故事。

地球區以「地球為什麼有生命出現」的問題意識，介紹地球的特殊之處

福井博物館天文台的火星觀測紀錄和望遠鏡主鏡

在看完常設展之後，這次參觀正巧碰上館方期間限定的企劃展：星象儀100週年。如果大家有去過天文館的話想必會對外頭金莎巧克力外型的球型螢幕有所印象吧？星象儀就是在這座球型劇場中投射出滿天星斗的儀器。世界上第一個星象儀是在1923年的德國誕生的，館方配合這個時機特別展出星象儀的部件，觀眾可以從中認識星象儀是如何製造出星星，讓大家不用出門也能欣賞星星。雖然說天文學研究的對象都遠在天邊，因此缺乏實物展示素材，但沒想到星象儀本身就是個極佳的實物素材！雖然Seiren Planet和臺灣的博物館相較起來十分迷你，但從策展、空間安排到展示素材的選擇真的有很多我們值得學習的地方呢。

從小看的人造星空原來是透過這樣子的東西投射出來的！

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探訪時間：2023.12.
完稿時間：2023.12.

【時光土場】星星的星口普查報告：赫羅圖的前世今生

恆星究竟是什麼？他們也有生老病死嗎？這些問題是天文學家自古以來不斷追尋的提問，然而人類的壽命相較於恆星實在是太過短暫，難以見證一顆恆星從出生到死亡的全部過程。不過，若是我們能辨識出恆星在不同生命階段的樣貌，是否就有機會拼湊出恆星的一生呢？在介紹恆星的一生之前，這一篇文章先帶大家回到19到20世紀初期認識天文史上重要的星口普查工具之一──赫羅圖（HR diagram）。

赫羅圖是能以最直觀方式呈現恆星群體的顏色、溫度、亮度等特徵樣貌的關係圖。

全天空的大型星口普查

在克希何夫等物理學家的努力下，人們對光譜的知識與觀測能力提升，再加上19世紀上半葉攝影技術的發明，天文學家不僅可以用客觀的方式大量記錄下恆星的亮度和光譜譜線，還讓記錄成為可供後續分析的數據。有了這兩大利器，恆星光譜相關的研究蓬勃發展，終於讓大規模的恆星觀測、資料整理成為可能。天文學家因此可以比較不同恆星族群的特徵去推敲出年齡順序，藉此拼湊出恆星從出生到死亡會經歷的不同階段，就好像是在社會中進行人口普查一樣。

1886年哈佛大學天文台台長愛德華‧皮克林（Edward Pickering）在美國天文攝影先驅亨利‧德雷伯（Henry Draper）遺孀的贊助下，展開超過五年、針對北天球的1萬多顆恆星進行觀測。由於從目視觀測進步到攝影紀錄後資料量大幅度增加，預算有限卻又需要大量人手協助整理資料，皮克林遂招募了許多女性計算員來協助他實現這個野心勃勃的計畫。之所以找來的計算員都是女性，一方面是因為在19世紀末期即便是受過教育的女性，平均薪資仍不及從事同樣工作的男性的一半，另一方面皮克林也不滿男性員工的工作成果，甚至認為自家女僕都做得比正職員工還好。

事實證明女性計算員的工作能力確實很好。皮克林傳授分析方法給了他的女僕弗萊明（Williamina Fleming），而在弗萊明的協助下哈佛天文台共整理了10351顆北天球恆星的分光資料，並根據光譜呈現的化學組成和特徵譜線區分了17類光譜型。這個在1890年出版的星表以亨利‧德雷伯的名義命名為《HD星表》，後續幾經改版，1918年的版本不但擴大收錄與區分了23萬5300顆恆星的光譜型，也獲得國際天文聯合會採用成為現今恆星光譜分類的基礎。編纂星表的過程中同時培育許多女性投身研究，就此改變了過去完全由男性主導天文科學的職場環境。

哈佛天文台的計算員以女性為主，間接培育了包括安東妮亞‧莫里（Antonia Maury）、安妮‧坎農（Annie Cannon）、亨麗埃塔·史旺·勒維特（Henrietta Swan Leavitt）等天文學家。圖中站立者即為弗萊明。圖片來源：哈佛大學圖書館

巨星與矮星的發現

在首版HD星表出版之後，皮克林繼續將弗萊明的工作交由安東妮亞‧莫里（Antonia Maury）、安妮‧坎農（Annie Cannon），計畫讓他們分別負責北天球與南天球尚未收錄的恆星光譜分類，不過莫里卻對承繼弗萊明的分類法表示質疑。莫里是亨利‧德雷伯的外甥女，不但從小就接受嚴謹的教育，大學還是在美國首位擁有大學教職的女性天文學家瑪莉亞‧米切爾（Maria Mitchell）門下學習，因此讓莫里對於研究有更多自己的看法。

相對於弗萊明的光譜分類較為關注於恆星的化學組成，莫里發現即便被分為同一光譜型的恆星，同一元素的光譜吸收線仍有顯著的寬窄差異。因此，她除了在弗萊明的基礎上將恆星光譜重新區分成22個類別，同時為恆星外加了吸收線寬度的特徵描述，包括吸收線有一定寬度、但仍可辨識的a特性星；吸收線極寬且模糊的b特性星；以及氫、氦吸收線狹窄清晰，鈣線（H、K線）通常也較強的c特性星。然而，皮克林卻對莫里的分類方式非常不認同，甚至一度打斷她的分類工作，導致兩人合作關係惡化。

不同於老闆對莫里的不諒解，當時正在研究恆星自行運動的丹麥業餘天文學家赫茨普龍（Ejnar Hertzsprung）卻對莫里的研究成果非常感興趣。綜合莫里的光譜和其他星表的視差觀測，在統計結果上呈現c特性星的自行運動幅度、三角視差法所測量出的視差都很小，顯示在視星等相近的情況下c特性星的距離比其他恆星都還要遠，赫茨普龍因此推測c特性星是實際亮度（光度）比較高的巨星。在知道吸收線寬窄與光度的關係後，赫茨普龍進一步檢視恆星的光譜型，發現G、K、M型的恆星很明顯地可以被區分為光度極大和極小的兩群。視星等小於5等的亮星中有很多擁有c特性的紅色恆星，其餘M型恆星佔的比例極少，他認為造成吸收線寬窄差異的原因是前者的密度較小所致。

三角視差法是透過比較半年前後恆星相對於遙遠背景的視差角度，藉此測量恆星距離的方法，視差角度越小則恆星距離我們越遠。

恆星距離遠近會影響到地球上看起來的亮度，因此需要將恆星的視亮度換算成同樣視差（距離）下的亮度才能進行比較。

赫茨普龍在1905年於攝影科學的期刊上發表論文，並將論文寄給了皮克林請教他的意見。皮克林在回信中認為c特性只是觀測上的誤差，並非需要特別重視的光譜特徵。赫茨普龍則回信向皮克林表達不認同他的觀點，認為他無視莫里揭露的成果和「把鯨魚和魚視為同一類無異」。雖然論文不被皮克林所認同，但幸好德國哥廷根天文台的台長卡爾‧史瓦西（Karl Schwarzschild）對赫茨普龍的論文大為讚賞，兩人針對星團的共同研究中正式將高、低光度星命名為巨星（giant）及矮星（dwarf），赫茨普龍也獲提拔進入天文台工作。

赫羅圖的誕生

1910年的美國天文學會會議在哈佛天文台舉辦，會中普林斯頓大學的天文學家亨利‧羅素（Henry Norris Russell）從恆星演化的觀點發表了他的研究。當時學界主流認為恆星溫度和亮度會隨著時間降低，但羅素收集與分析了各個恆星星表的視差觀測資料，同樣發現紅色的恆星可以被分為光度大、自行運動幅度小，以及光度小、自行運動幅度大的兩群，據此認為恆星的演化路徑比較接近英國天文學家洛克耶（Joseph Norman Lockyer）提出的兩階段演化說。

史瓦西正好也參加了這場學術會議，並隨即向羅素介紹赫茨普龍也有同樣的發現。不同於赫茨普龍是從業餘研究走向職業，羅素是從大學時期便在普林斯頓大學學習天文學的學院派，再加上當時赫茨普龍的論文並非刊登在天文領域的期刊上，當時會中的天文學家們根本沒人聽過赫茨普龍的名號。但在史瓦西的積極引薦下，羅素承諾會在即將發表的論文中引用赫茨普龍的早期成果，終於在1913、1914年發表的論文中，以光譜型（星色）、絕對星等（星等）作為座標軸的關係圖：赫羅圖就此誕生。

從最早的這張星色─星等關係圖中可以發現所有的白色恆星（B、A型）都比太陽還要亮，而在0.02倍太陽光度以下的暗星全是紅色恆星（K、M型），每個光譜型的光度下限與光譜型相關。紅色恆星不乏許多與A型星光度匹敵的恆星（如大角星、心宿二），同時光度上、下限是各光譜型中差異最大的，此外紅色恆星要不是明亮的巨星，就是昏暗的矮星，幾乎沒有和太陽亮度相似的恆星存在。

羅素在1913和1914年分別出版的論文中使用的星色─星等關係圖，便是第一代的赫羅圖，上頭標示約300顆恆星的資料，並以點的大小表示誤差。圖片來源：Russell, H. N. (1914)

羅素在星色─星等關係圖出版之後持續收集恆星的視差、自行、光度與質量等觀測資料進行統計分析，並在1914年的第二篇論文中闡述他對於恆星演化路徑的想法。當時的主流學說認為恆星是從大且高溫向縮小且低溫方向演化（也就是從赫羅圖的左上往右下方向），但這無法解釋紅巨星的存在；此外當時也沒有觀測到從低溫氣體收縮形成高溫恆星的階段，因此羅素認為紅巨星是高溫恆星形成前階段的有力候補。不過，羅素很快地在1919年察覺到光靠收縮產生的能量不足以作為恆星的主要能源，恆星內部想必有未知的能源存在。然而要解決這個問題，還是得等到未來的物理學家們才能解答了。

參考資料：
小暮智一，〈恒星天文学の源流【9】　ハーバード天文台とＨＤ星表の成立 その3〉，《天文教育》104号(2010年5月号)，p28-34
小暮智一，〈恒星天文学の源流【10】　ハーバード天文台とＨＤ星表の成立 その4〉，《天文教育》105号(2010年7月号)，p19-27
小暮智一，〈恒星天文学の源流【14】　星の進化論とＨＲ図表 その3 ～収縮進化説とHD図の成立～〉，《天文教育》109号(2011年3月号)，p11-23
Russell, H. N.(1914), Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars., Popular Astronomy, vol. 22, pp.275-294

本文初刊於《臺北星空》116期

【時光土場】從光譜看見星星的指紋：從牛頓到HD星表的星光史

曾經看過犯罪懸疑劇的朋友想必都有看過劇中刑警利用指紋來尋找犯人的橋段。指紋是我們指認出一個人的重要特徵，但你可曾想過在天上閃閃發光的星星也有自己的「指紋」？天文學家又是如何利用這些指紋了解遙遠的星星想告訴我們的事情呢？

從陽光中分出的七彩光：光譜

英國物理學家艾薩克‧牛頓（Isaac Newton）將三稜鏡放在陽光下，發現了眼睛所見的白光在經過三稜鏡之後被分析出了7種顏色的光。他在1704年出版的《光學》一書中主張白色的光是由各種不同顏色的單色光組成，每個色光通過玻璃的折射率不同，因此本來混在一起的單色光才被分析出來，而這條被分析出來的色帶就被命名為「光譜」。不過，科學家很快地發現太陽光並不是單純的由各種顏色的單色光組成。

牛頓將三稜鏡放在陽光下分析出七彩色光，從此開啟了後世對於光譜的研究(攝於臺北天文館)

隨著觀測儀器的解析度提升，科學家發現原本應該是由連續單色光組成的太陽光譜，其中出現了不少單色光缺失的暗線。1814年德國物理學家約瑟夫‧夫朗和斐（Joseph von Fraunhofer）透過他的分光儀仔細地研究，成功辨識出太陽光譜中超過570條的暗線，並依照暗線的強弱與順序分別以英文字母命名。暗線所對應的光去哪了？有一次夫朗和斐突發奇想將鈉燃燒產生的光利用分光儀觀察，意外發現鈉光譜中的兩條線與太陽光譜黃色光中的D暗線的波長相同，不過當時他並無法解釋為什麼有這種巧合，直到夫朗和斐實驗的四十多年後才有了初步解答。

夫朗和斐將太陽光譜中的暗線一一標記位置與編號，但他那時還不清楚這些線的意義

光譜中的化學指紋

1850年代德國科學家克希何夫（Gustav Kirchhoff）與本生（Robert Bunsen）兩人在海德堡大學利用本生發明的一種焰光亮度較低的燃燒器（現稱為本生燈），以及新開發的分光鏡開始了光譜分析的研究。他們首先進行氯化鋰燃燒實驗，和夫朗和斐實驗一樣在黑暗的背景中出現了帶有特定顏色的亮線，但當克希何夫讓強烈的太陽光透過氯化鋰的火焰時，卻發現太陽光中與亮線相對應的位置出現了暗線。克希何夫接著利用高熱的石灰產生連續的光譜，在讓石灰的光通過鈉的火焰，結果就在D線的位置出現了和太陽光譜一樣的暗線。

克希何夫和本生使用的分光鏡示意圖，物質藉由本生燈燃燒發光後，光線經由望遠鏡（位置B）、三稜鏡（位置F）後，可從望遠鏡（位置C）看到譜線(圖片取自科學Online)

克希何夫透過實驗歸納出三個結論：第一、熾熱的固體（如實驗中的石灰）會發出連續性的光譜。第二、熱且稀薄的氣體（如前述實驗中在火焰中氣化的氯化鋰、鈉元素）會放出特定波長的光。第三、熾熱的固體周圍若被比固體冷且稀薄的氣體包圍，其連續性的光譜會在特定波長處出現不連續。這三個光譜型態依序被稱作「連續光譜」、「發射光譜」與「吸收光譜」。

不同的元素燃燒後會產生獨一無二的發射光譜，而帶有連續光譜的強光穿過氣化的元素，則會在與發射光譜一樣的位置出現暗線，因此只要知道該元素的光譜就能分析出物質的成分，反過來也可以從未被識別譜線中找到新元素。兩人在幾個月後果真在瑞士的礦泉水沉澱物光譜中找到了兩條沒看過的藍色譜線，並將發出這兩條藍色譜線的元素命名為「銫（Cesium）」；1868年英國天文學家約瑟夫·諾曼·洛克耶（Joseph Norman Lockyer）亦成功在太陽的色球層中找到當時地球上還未發現的「氦（Helium，取自希臘語中的太陽）」。有了克希何夫的發現，天文學家得以透過恆星光譜知道恆星的化學組成，彷彿指紋一樣鑑定出恆星的身分。

從偏光片的約45度角斜看，可見元素燈不同特徵的發射光譜。圖為氦氣燈所發出的發射光譜(攝於臺北天文館)

鑑定恆星身分的光譜型

有了光譜分析這項利器，義大利天文學家西奇（Angelo Secchi）首先在1870年代根據氫、碳、金屬等元素光譜特徵將恆星分成五類。隨後由哈佛天文台台長皮克林（Edward C. Pickering）主持，弗萊明（Williamina Fleming）等多位女性天文學家協助整理資料下，哈佛天文台在1890年出版了第一版的亨利‧德雷伯星表（簡稱HD星表），裡頭將上萬顆的恆星依據各種元素的譜線的強弱及特徵分布將恆星依照英文字母A到P進行分類，無法分類的則分類為Q型，共計17種恆星光譜類型，成為現代恆星光譜分類的基礎。

隨著理論與觀測技術的進展，不僅觀測精確度上升，越來越多的元素譜線也被識別出來。於是，哈佛天文台的安妮‧坎農（Annie Jump Cannon）便考量電離氦、中性氦等元素的譜線特徵，重新將恆星光譜分類分為O、B、A、F、G、K、M型等七類，每個分類再細分成6-10個不等的副分類。字母沿用舊分類的代碼，因此並不按照字母順序排列。透過這些科學家的光譜分析與詳細的資料整理，人們終於可以藉由星光傳遞的訊息，更加了解距離我們極為遙遠的恆星。

參考資料：
維基百科：牛頓、 夫朗和斐譜線、古斯塔夫·基爾霍夫、赫羅圖、恆星光譜
國立臺灣大學化學系李俊毅/國立臺灣大學化學系林雅凡博士責任編輯，〈十大美麗化學實驗 ─ 克希何夫 (Kirchhoff)、本生 (Bunsen) 開創元素光譜分析〉，2009/8/7刊於科學Online

本文初刊於《臺北星空》第114期，並進行部分更正

【時光土場】望向天空的另一扇窗：無線電波天文歷史談

星星在天上一閃一閃地發亮著，天文學家們透過物理學知識的累積，從19世紀開始分析這些光線想告訴我們的事情。不過，很快地大家發現我們過去的觀測只不過是瞎子摸象，眼前所見的宇宙並不是全部。科學家找到老天爺為地上的人們開啟的另一扇窗口，一切要從90年前的發現談起。

夜空中橫跨天際的銀河利用不同的電磁波能看見不一樣的樣貌
(圖片來源：NASA/GSFC)

可見光之外還有光

雖然牛頓（Isaac Newton）透過三稜鏡知道陽光是由多種單色光組成，但一直要到19世紀，科學界才注意到在這段彩色光譜之外還有別的世界。首先發現這件事情的是天文學家威廉赫歇爾（William Herschel），他起初發現陽光中不同色光所傳遞的熱量似乎不同，於是便利用溫度計針對光譜中的不同色光一一進行測量。為了比較升溫的程度，他選定紅光之外的區域作為對照組，沒想到這個看似沒有光照的區域測量出來的溫度竟然比紅光還高。因此，威廉赫歇爾認為在紅光之外一定還有不可見的光，而這種光就是當時學界認知的熱輻射。很快地德國科學家里特（Johann Wilhelm Ritter）也在紫光之外找到了會讓氯化銀試紙變暗的光線，也就是現在所稱的紫外線。

不過話說回來，光的本質究竟是什麼？這個答案很令人意外地不是在光身上找到，反而是看似無關的電與磁。法拉第（Michael Faraday）發現磁場變化會產生電流的電磁感應現象之後，1860年代蘇格蘭科學家馬克士威（James Clerk Maxwell）綜合了前人發現，透過數學推導出了馬克士威方程式來解釋電與磁之間的關係。根據方程式預測電場與磁場不斷地交替變化將能產生在空間中傳遞的電磁波，他進一步計算電磁波的傳遞波速，沒想到居然與光的傳遞速度十分接近！

這是巧合嗎？馬克士威不這麼認為，他認為光其實就是一種電磁波。1887年德國物理學家赫茲（Heinrich Hertz）透過實驗產生了無線電波，而無線電波也表現出折射、繞射等等光傳遞過程的特性。實驗不但證明了馬克士威理論是正確的，光是一種電磁波的說法也逐漸成為學界共識。

來自天空的神祕訊號

無線電波被發現之後不久，由於傳遞過程只需要收發訊號的天線，因而很快地被應用在遠距離通訊用途上，降低鋪設長距離的電話線路的必要性。不過，自然環境中還是有許多對無線電通訊產生障礙的因素，例如山丘阻隔以及大氣電離層的變化等。1920年代，美國貝爾電話實驗室為了找出有那些因素可能會對跨大西洋無線電通訊造成影響，因此指派了旗下的工程師卡爾‧央斯基（Karl Guthe Jansky）來研究這個問題。

央斯基建造了一個長約30公尺、高約6公尺的定向天線，並將它裝置在轉盤上，讓它可以接收不同方向頻率20.5 MHz（波長約14.6公尺）的無線電波。經過幾個月的觀測，他大致歸納雜訊來自附近和遠處的雷雨雲，以及一個不明來源的訊號。這個不明的訊號源強度大致會以一天為週期變化，央斯基一開始以為是來自太陽的訊號。不過又經過了幾個月的追蹤，他發現訊號源不但偏離了太陽，而且變化的週期是地球實際自轉一圈的時間──一個恆星日（23小時56分）──，進一步比對發現人馬座方向、銀河系的中心就是不明的訊號來源。

央斯基在1933年陸續在學術會議和接受電台專訪，向大眾發表他發現來自星星的無線電波訊號，論文也在10月發表於《無線電工程師學會學報》上。雖然央斯基很想進一步研究銀河系中心的訊號源究竟是什麼，但當時世界經濟進入大蕭條時代，貝爾電話實驗室無心處理這個固定在天上的干擾源，和無線電波天文相關的研究一直要到數十年後才再度獲得重視。

卡爾‧央斯基建造了一座大型定向天線來搜尋天空中的雜訊。 圖片來源：NRAO

天文觀測的另一扇窗

由於大氣層的干擾，就算是乾燥晴朗的天氣，來自宇宙的電磁波只有可見光和無線電波得以暢行無阻來到地面。此外，無線電波波長比較長的特性，其所承載的訊息不容易被星際塵埃阻擋，讓天文學家得以看見重重塵埃後方正在誕生的恆星，以及距離我們6千多萬光年外的巨大黑洞剪影。無線電波在天文觀測的應用，無疑是為地面的天文學家開啟了第二扇認識宇宙的窗。

第二次世界大戰之後，隨著世界政治與經濟局勢趨於穩定，無線電波天文觀測再度回到科學家的視野。1960年代，科學家們透過無線電天線陸續觀測到如同燈塔般以固定頻率發出訊號的脈衝星、大霹靂餘暉的宇宙微波背景輻射、十分明亮卻位於遠方的類星體，以及星際有機分子等重要發現，其中前兩項發現更催生了兩座諾貝爾物理學獎。可惜的是卡爾‧央斯基來不及看到無線電波天文學開花結果，於1950年就因病逝世，享年44歲。為了表彰央斯基的發現，美國國家無線電波天文台（NRAO）在2012年將位於新墨西哥州的甚大天線陣列（VLA）冠上了卡爾‧央斯基的名字，紀念這一位為我們打開另一扇窗的工程師。

甚大天線陣列是由27座碟型天線構成的無線電波天文台，透過埋設在地面的軌道，天線可以在三條長21公里的軌道範圍內移動，並利用干涉技術得到不同解析度的天文影像。(圖片來源：維基百科)

參考資料：
休伊特/著、陳可崗/譯，《觀念物理5：電磁學・核物理》
維基百科-Karl Guthe Jansky、Very Large Array、紅外線

本文初刊於《臺北星空》第115期

一期一會：本世紀最後一次的台灣日環蝕

2020年6月21日午後，嘉義、雲林等地可見日環蝕的天文奇觀。因為這是台灣在本世紀最後一次日環蝕，錯過這次除非遠走他國，此生再也無法在台灣看到，在媒體推波助瀾下形成追逐熱潮。尤其台灣防疫有成，從這個月起逐步解除旅遊限制之下，也讓更多人走出戶外當個「一日天文迷」。

其實以全球可見的日蝕來說，21世紀共可看見224次，其中日環蝕就包含72次，一年就會發生2-3次日食，感覺起來並不罕見。不過為什麼會說錯過這次就再也看不到呢？日蝕的成因是因為月球把陽光擋住，所以要看到日蝕的先決條件之一就是事件發生時一定是白天。第二條件就是月球的影子落在地球上，然而因為月球太小了無法把照在地球上的所有陽光遮住，所以並不是所有看得到太陽的地方都會看到日蝕。月球的影子又分為完全遮蔽陽光的本影區和遮住部分陽光的半影區，本影區面積又更加狹窄，這也讓日環蝕和日全蝕更為罕見。

日蝕的分類(來源：台北天文館)

這次在網格內的區域都能看到日蝕，不過只有圖上的紅色帶子掃過的地方才能看到環蝕

上一次台灣發生日環蝕是在2012年，雖然環蝕帶恰好經過台北，不過發生時間是在日出後不久，雲還來來去去，因此並沒有引發太大的話題性。場主當年恰好參加地科奧林匹亞的的國手選拔營，在緊湊的競賽日程中也只能以簡易器材和把握早餐前的時間進行拍攝。

2012年日蝕當天早上滿滿的雲

前年跟隨《鐵道情報》上阿里山採訪時，當地社團積極向媒體團推銷此次日蝕，那時便相當期待日蝕與阿里山林鐵能擦出什麼樣的火花。可惜這一天因為工作的關係，無法到阿里山共襄盛舉，只能把相機放在頂樓定時拍攝日偏食，真的是此生最大的遺憾啊！

雖然不能南下參與，但場主還是委託友人協助帶回了林鐵處製作的附日蝕觀測用濾鏡的扇子，也算是填補些遺憾吧！林鐵處的扇子巧妙的將觀測用濾鏡隱藏在吉祥物的帽子中，不僅吉祥物可愛，也不至於讓觀測孔過於突兀，場主還蠻喜歡這樣的設計的，相當推薦大家帶回家收藏。

P.S.究竟是「日蝕」還是「日食」呢？以國家教育研究院的學術名詞辭典來說，後者僅物理與天文學使用，其餘包含氣象學在內都是使用前者。

對時囉！時間紀念日100週年

1920年日本東京天文台與財團法人生活改善同盟會為了向國民推廣守時的習慣，並改善國民生活向歐美看齊，因此將每年的6月10日訂為「時間紀念日（時の記念日）」。臺灣也在隔年由總督府引進，成為政府向民間宣導守時觀念的日子。然而，現在我們所熟悉的時間制度是什麼時候來到臺灣的呢？時間的制定又對我們的生活有什麼影響？

現今不論是鐵道或是社會的運作都已離不開時間

時間紀念日的起源

6月10日這一天是以日本目前可考證日期的史料中，最早關於計時工具紀錄的「日本書紀」天智天皇十年（西元671年）四月辛卯条：「置漏尅於新臺。始打候時動鐘鼓。始用漏尅。此漏尅者天皇爲皇太子時始親所製造也。云々。」漏尅也就是中國古代的漏刻，是一種利用水流速度測量時間的工具，史料中記載天智天皇首先結合漏刻與鐘鼓，為城下町的居民進行報時。19世紀西方航海家帶進了機械鐘錶，使得提供了更準確的時間成為可能。不過，這時的日本仍使用以日出與日落為界，將白天與黑夜各自六等分的「不定時法」，因此每一時間單位的長度會因季節造成的晝夜長短有所改變。直到1873年廢止不定時法，日本才開始使用24小時制，不過實行之初社會上普遍還是沒有「分」和「秒」的概念。

漏刻示意圖[來源：百度百科]

日本社會對於正確的時間有所意識得要從大正時代說起。日本明治與大正年間的博物學家棚橋源太郎，他在擔任東京教育博物館(日本國立科學博物館的前身)的館長期間，對於舉辦展覽會推廣通俗知識不遺餘力。例如1916年橫濱爆發霍亂疫情時，他便首次針對疫情舉辦的「虎列拉病予防通俗展覽会」，向大眾推廣衛生與防疫知識，期間吸引了超過5萬人次參觀。1919年棚橋舉辦了「生活改善展覽会」，展示許多利用科學來提升生活品質的方法，並促成了生活改善同盟會的成立。

生活改善同盟會以渋沢栄一（將取代福澤諭吉放上新版一萬元日圓紙幣的實業家）為首，聯合了政界、財金界與教育界有名人士，列出10項必須向社會推廣的觀念，以改善大眾的日常生活。第一項，便是「遵守正確的時間」。在生活改善同盟會的推動下，1920年5月16日便舉辦了以時間為主題的展覽會，內容也非常貼近大眾生活，例如女人一生花費多少時間在化妝上等等有趣問題，藉此吸引民眾了解時間的相關議題。展覽會佳評如潮，閉展日期還延後近三周，總計創下22萬參觀人次，約相當於當時東京人口的6%。

為了紀念天智天皇首次建立日本的報時制度，展覽會提供了超過5萬張傳單發放，東京天文台也提供五座標準時鐘放置於淺草、上野、須田町、日本橋、銀座供大眾校對時間。6月10日當天中午在棚橋館長帶領下，以釋放氣球進行紀念儀式，同一時間東京各地的午砲、工廠的汽笛和寺院的鐘聲響徹東京，不少人也跟著倒數迎接中午報時，可說是日本社會首次意識到「秒」在時間上的意義。正確的時間不僅讓社會的運作更有效率，同時也清楚地切分出工作與休息的時間，進一步促成社會的休閒風氣與需求。

1920年日本為了宣傳時間紀念日製作傳單，向民眾傳達守時的重要性[來源：月刊星ナビ]

標準時間在臺灣

臺灣在1895年納入日本版圖之後，日本內閣便在同年12月27日發布敕令第167號，自1896年元旦起將日本內地標準時間稱為中央標準時間，包含臺灣、澎湖、八重山宮古群島在內便以東經120度時區為準，實施西部標準時間(UTC+8)，就此臺灣開始實施了現今我們熟悉的24小時制。西部標準時間一直實施到1937年9月30日才廢除，改使用日本內地的中央標準時間(UTC+9)。

在日本東京實施了首次時間紀念日活動後，臺灣總督府也在隔年推行時間紀念日推廣活動，例如夾報傳單、各級學校實施紀念演講，以及當日中午所有寺院、工廠都要敲鐘或鳴汽笛，各家鐘錶行也會在門口擺出標準時間讓大眾可以校對自己手上的鐘錶。不過在眾多紀念活動中還是發生了一件趣事，台東的消防隊為了響應活動在當日中午敲響警鐘，反而讓當地沒收到宣傳消息的台灣人以為失火了，狼狽地從家中狂奔而出，不禁令人莞爾。

1921年台東的消防隊為了響應時間紀念日，因此在中午時敲鐘。不過台灣人聽到都以為是失火了，因而從家中狂奔而出。[來源：1921-06-19 台灣日日新報日刊04版 臺東／時の紀念日]

時間制度的重要性不僅止於民眾有標準的時間可以安排日常作息，日月星辰的運行和地圖上的經度也都需要精確的時間測量，尤其是對往來臺灣的船隻來說，能否透過時間推算出正確的經度可說是關乎生死的問題。為了測出臺灣與日本之間的經度差，東京天文台的橋元昌矣於1906年來到臺灣。他以兩個月的時間分別在埔里和臺北與東京進行了第一次跨海協同測量，經過數個月的資料整理得出臺北測候所與東京天文台之間有1小時12分55.521秒的時差，與今日誤差僅約1秒，可說是相當準確。

日日新報上刊載了臺灣經度的初步測量結果
[來源：1908-02-19 漢文台灣日日新報02版 測定臺北經度]

橋元昌矣過去進行測量的埔里虎頭山，至今仍是臺灣地圖製作的基準原點

一日的長度可依據觀測天體的不同而有恆星日與平均太陽日兩種不同定義，恆星日是一顆恆星兩次經過中天子午線所經歷的時間，約為23小時56分4秒；平均太陽日則是太陽兩次經過中天子午線所經歷的時間，約為24小時3分56秒。不論是哪一種定義，都是藉由測量天體兩度經過中天子午線的時間。因此，臺灣總督府在1913年於負責觀測與校正時間的臺北測候所設置由英國クワク社製作的口徑3吋半望遠鏡。為了保持望遠鏡對準中天子午線，因此以堅固的紅磚作為基座穩定望遠鏡，加強時間校準的能力。

透過標準時間的實施，從火車的運行到我們的生活作息不再依靠日月運行，從而更有效率地利用時間，提升了我們的生活品質。雖然我們已不再需要午砲來報時，在網際網路的連結下人人隨時都可以獲得正確的時間，然而隨著社會運作漸趨複雜，在追求商業效率的同時還有多少人可以如一百年前的傳單所說的清楚劃分出自己的工作與休閒時間？或者有多少人對於流逝的時間毫不在意，每每在死線將近時無法掌握時間，成為時間的奴隸？

在時間紀念日100週年的今天，試著妥善規劃自己的作息，拿回自己的時間主導權吧！

參考資料：

井上毅，〈天文外史 刻々の100年〈前編〉「時の記念日」誕生秘話〉，《月刊星ナビ》2020.6月號

台灣日日新報

銀河系究竟有多大？宇宙尺度大辯論100周年

1920年4月26日，美國國家科學院會議於華盛頓召開。晚間的議程分別由威爾遜山天文台的哈洛‧沙普利(Harlow Shapley)與利克天文台的希伯‧柯蒂斯(Heber D. Curtis)各自以「宇宙的尺度」為題進行40分鐘的演講，一場被天文學史稱為「大辯論」的發表就此展開。

銀河系的結構

我們居住的宇宙有多大？根據目前的歷史紀錄，第一位針對宇宙大小進行測量的是英國天文學家威廉‧赫歇爾(William Herschel)。他在18世紀提出恆星的發光能力皆相等，且均勻分布在宇宙空間中的假設，藉由測量恆星視亮度推測宇宙的大小。1785年，赫歇爾發表了他的宇宙圖像，在這份宇宙圖像中宇宙呈現圓盤形，直徑約6000光年、厚1100光年。雖然在今日看來赫歇爾的假設大有問題，但這份宇宙全圖仍是人類嘗試以科學測量理解宇宙大小的初步嘗試。

隨著望遠鏡的發展以及攝影技術的發明，天文學家觀測到更多以前肉眼所看不到的恆星，荷蘭天文學家卡普坦(J. C. Kapteyn)研究了英國科學家吉爾(D. Gill)在南非拍攝的照片後，於1900年發表了第一份專門針對南天的照相星表。卡普坦在吉爾的基礎之上進行恆星普查，藉由恆星自行運動與視亮度計算每顆恆星的距離，提出了太陽系距離中心3000秒差距、直徑17000秒差距（約55000光年）的島宇宙模型，後世稱之為「卡普坦宇宙」。

卡普坦和van Rhijn根據恆星計數推估的銀河系大小，不過因為沒有考慮星際減光效應，因此低估了我們與銀河系中心的距離。

辯論主角之一的沙普利師從當時的恆星演化專家的亨利‧羅素（H. N. Russell，赫羅圖的發表者之一），1914年起任職於威爾遜山天文台。在沙普利正與同僚討論未來的研究計劃時，哈佛大學天文台的勒維特(H. S. Leavitt)觀察小麥哲倫星雲內，那些亮度會週期性變化的變星（後來被稱為造父變星），他發現這些辨認出來的25顆變星的變光周期與其視亮度具有相關性。也就是說，透過測量週期就能知道變星的實際亮度，「週光關係」成為後來天文學家測量天體距離的重要工具。

勒維特在1912年發表的論文中針對小麥哲倫星系中造父變星的視亮度和週期作圖，可以發現具有高度相關性。橫軸是造父變星的週期取對數，縱軸是視亮度，畫出的線分別是變星的最小和最大亮度。

1909年瑞典天文學家卡爾‧波林(Karl Bohlin)便曾主張球狀星團圍繞著銀河系的中心，並認為銀河系的中心就在人馬座的方向，不過這個推測並沒有獲得太多注意。為了解決這個問題，就得靠著測量球狀星團的距離來解決。沙普利在研究中便先以統計方法測量太陽附近的造父變星，獲得這些「蠟燭」的實際距離與週光關係。接著便是在底片上從球狀星團密密麻麻的恆星中找出造父變星，測量他的週期與亮度，透過週光關係的換算便得到了球狀星團的距離。至於更遙遠、無法辨認出造父變星的星團，沙普利大膽的使用已測量出的星團視直徑與未知星團比較，藉此求得後者的距離。在測量球狀星團的分布後，他證實了球狀星團多半集中在人馬座方向，顯然太陽系並不在銀河系的中心，而是在距中心2萬秒差距的位置，而且銀河系的直徑至少是這段距離的三倍以上，比卡普坦宇宙還大上許多。

螺旋星雲的真實身分？

過去很長一段時間，凡是在望遠鏡中不似恆星般呈現點狀，而是呈現瀰散狀的天體，一律都被稱作星雲。自從1845年威廉‧帕森斯(William Parsons)首次以素描方式揭露了M51的螺旋結構之後，被發現帶有螺旋結構的星雲數量爆炸性地增加。拜天文攝影技術發明之賜，在1898年利克天文台第二任台長基勒(James Edward Keeler)上台後，便開始針對星雲進行系統性的攝影。漸漸地，天文學家得以根據星雲的外型進行分類，像是M51這樣擁有螺旋結構，以及平順的橢圓形外觀的，大家便將他稱作「螺旋星雲」。

威廉‧帕森斯所繪製的M51，與今日拍攝的影像相當類似。

不過螺旋星雲是什麼？包括基勒在內許多人認為，螺旋星雲是形成中的恆星與行星系統。天文史學家克拉克(1890)曾在他的《恆星的體系》(The System of the Stars)一書中，為多數天文學家做了總結：「如今，可以打包票地說，稍有思考能力的人，在面前擺著所有可得到證據的狀況下，絕不會堅持把任何單一的星雲當作與銀河系等量齊觀的恆星系統。」

但新發現隨即挑戰了這個觀念。羅威爾天文台的斯里弗(Vesto Melvin Slipher)取得了星雲的光譜，截至1917年他共記錄到25個螺旋星雲的光譜。他在檢視觀測結果時發現，在天空中某一個方向的螺旋星雲的光譜都呈現相當明顯紅位移（表示天體正在遠離觀測者），另一個方向則呈現藍位移（表示天體正在接近觀測者）。斯里弗的解釋非常簡單，他認為銀河系本身就是一個巨大螺旋星雲，而我們正在眾多螺旋星雲中高速移動。

同時，利克天文台的柯蒂斯正接續進行星雲的拍攝計畫。他發現這些螺旋星雲的側面都有一條帶狀的遮光物質，柯蒂斯了解到或許銀河系周邊也有這樣的帶子，使得我們在銀河盤面附近幾乎找不到其他螺旋星雲。1917年威爾遜山天文台在NGC6946內發現新星（按：當時以為是新生的恆星，但現今認為是恆星死亡時產生的超新星爆炸事件。），柯蒂斯比較過去所拍攝的照片後發現在螺旋星雲內的新星普遍都比其他地方發現的新星還要暗10個星等。在假設所有的新星發光能力都一樣的狀況下，所推算出的距離遠遠大於卡普坦宇宙，因此認為螺旋星雲想必是銀河系之外的島宇宙。

宇宙尺度大辯論

1919年威爾遜山天文台台長海爾(George Ellery Hale)向國家科學院秘書艾博特(C. G. Abbot)提議，在國家科學院會議上讓他的天文台夥伴沙普利與利克天文台台長坎貝爾(W. W. Campbell)針對「宇宙的尺度」分別發表最新發現與傳統看法。海爾的父親是美國最早的電梯公司的老闆，由於他曾捐助國家科學院大筆資金，其中一個講座就是以海爾的父親為名。雖然艾博特對於這個題目是否能引起大家的興趣存有疑問，但還是依照海爾的建議進行安排。在來回磋商之下，決定由沙普利和柯蒂斯分別進行40分鐘的演講。演講事前雙方都先獲得了對方要闡述的內容，並在發表自己的研究內容時進行回應。

美國國家科學院邀請沙普利參加4月舉辦的辯論的電報，原件目前存放於哈佛大學檔案館。

這場辯論一開始由沙普利進行演說。沙普利除了準備過去利用造父變星測量的球狀星團資料外，同時另外提出以太陽系附近的藍巨星作為標準燭光的想法。這個方法以太陽系附近的藍巨星與武仙座內的星團藍巨星進行比較，得出其距離為35000光年，再以這個星團與其他星團進行比較，推估銀河系的直徑應該是30萬光年。沙普利同時強調，這個結果與造父變星測量所得出的結果一致。演講最後，沙普利簡單觸及螺旋星雲的議題。沙普利引用他的同事范．馬納恩(Adriaan van Maanen)的說法，其宣稱利用閃爍比對法觀察到M101正在自轉，藉此反擊螺旋星雲是島宇宙的說法。

柯蒂斯隨後登台反擊沙普利，柯蒂斯認為當時已知的造父變星數量還不夠，還不足以確認是否具有週光關係。柯蒂斯也提到他利用黃白色恆星作為標準燭光後，所得到的球狀星團距離都比沙普利短，並推估銀河系的大小僅沙普利的十分之一。演講後半段柯蒂斯針對螺旋星雲發表看法，他認為范．馬納恩的結果錯誤，並不足以駁斥他的觀察。

大辯論過後

綜觀整場辯論，沙普利將演說主軸放在他的大銀河系模型，反觀柯蒂斯主要在討論螺旋星雲的本質，要說雙方孰優孰劣很難確定。辯論不久後，沙普利和柯蒂斯便分別被延攬擔任哈佛大學天文台及阿利根尼天文台的台長。然而，螺旋星雲究竟是不是銀河系外天體，直到哈伯(E. P. Hubble)觀測了仙女座大星雲（今日的M31星系）之後才獲得解答。

1919年哈伯從軍中退伍，終於得以加入威爾遜山天文台的工作行列。1923年他利用望遠鏡在M31與M33天區有系統的搜尋新星，並在他的第一張底片上就中獎─至少他當時是這麼認為。不過在比較過去天文台所拍攝的一系列照片後，他很快地發現這不是新星，而是一顆變星。而在後續的觀測中，哈伯發現這顆變星的變光模式根本就是一顆造父變星─沙普利所使用的標準燭光。

這顆造父變星的變光週期超過31天，也就代表著他的實際亮度極高，但視星等卻是昏暗的18等，想必是位於極遙遠的地方。經過推算之後，證實了M31距離我們90萬光年，遠遠比沙普利和柯蒂斯所認為的銀河系尺寸還大。也就是說，所謂的「螺旋星雲」其實是和銀河系差不多大小的「螺旋星系」，同時也推翻了同事范．馬納恩的觀測結論。哈伯在觀測結果出爐後曾寫信給沙普利，據說沙普利在收到哈伯的信時對著同事說：「這封信摧毀了我的宇宙。」

這場大辯論至今已過了一百年，天文學的發展也早已不可同日而語。經由近代更精確的觀測，天文學家認為M31距離我們約254萬光年(77.8萬秒差距)，銀河系的大小則是直徑15～20萬光年(4.6～6.1萬秒差距)，我們距離銀河系中心26400光年(8090秒差距)。為什麼各方所估計的銀河系尺寸大小以及太陽系在銀河系中的位置會與今日差這麼多？其中的原因，就是柯蒂斯當時也不甚清楚的星際塵埃惹的禍（詳見《臺北星空》第93期之天文學教室）。沙普利和卡普坦都忽略了星際減光效應，使得單純的視亮度測量與比較出現誤差；不過，時間也證明了造父變星的週光關係是正確的。

這場辯論誰贏了呢？以尺度的相對大小比較來說，還是柯蒂斯略勝一籌，但從現今的標準來檢視，其實雙方都各有正確與錯誤的論點。然而現今的結果又一定正確嗎？那也未必。我們之所以能知道自己在宇宙中的位置，並對自己所身處的世界有一點輪廓，就是透過一次次證據與理論的辯證，才能一步步把知識往前推進。宇宙究竟有多大，也將會是下一個百年人類持續追尋的命題。

參考資料：

1. 麥可‧霍斯金，《劍橋插圖天文史》（台北市：大雁文化，2008）。

2. Trimble, V., The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.107, p.1133.

本文同步刊登於《臺北星空》2020.3月號