電磁波:
1.依波長由短至長:r射線、X射線、紫外線、可見光、
紅外線、微波、無線電波
電磁波與大氣層:
1.臭氧層吸收紫外線，溫室氣體吸收紅外線
2.只有可見光、無線電波和部分紅外線、部分微波和
部分的紫外線能穿過大氣層
電磁波光譜:
1.將天體所有的電磁輻射照波長排序
2.可知天體表面溫度、顏色、化學組成

哈伯望遠鏡:
1.可觀測可見光、部分紫外線和紅外線
康普頓望遠鏡:
1.可觀測Y射線
錢德拉太空望遠鏡:
1.可觀測X射線
始匹哲太空望遠鏡:
1.可觀測紅外線
望遠鏡功能
1.集光力(天體影像亮度與口徑平方成正比)
2.解析力(口徑愈大，解析愈強)
3.放大力(影像倍率=物鏡焦距/目鏡焦距)

可見光:
1.光學望遠鏡
2.以折射或反射來聚光
3.可由肉眼直接看到影像
4.易受天氣影響，白天是合觀測太陽，夜間才能觀測
其他天體
無線電波:
1.無線電波望遠鏡
2.以碟型反射聚光
3.不受天氣影響，晝夜皆可觀測，傳的遠
紅外線:
1.紅外線望遠鏡、次毫米望遠鏡
2.以折射或反射來聚光
3.可觀測水氣與氧氣的分子埔現，是研究恆星形成的
最佳波段

原理:光線經凹面鏡反射聚光

特性:
1.光通過透鏡時的折射角度與波長有關，所以不同顏色的
光無法聚集在同意點，造成興點周圍會有色差
2.因主鏡只能以鏡片周圍支撐於鏡筒，易因重力而變形

原理:
1.光線先經鏡筒前方的施密特修正鏡折射，再依序經凹面
鏡及凸面鏡反射聚光

經緯儀
1.使用時只需將鏡筒沿著地平線索右移動與上下移動
來瞄準天體
2.因應周日運動，要對某一天進行長時間觀測時，須
同時控制兩個方向
優點:
1.大型望遠鏡因負重的考量，大多採用電腦控制經緯
儀的模式以追蹤天體
赤道儀:
1.使用時須將極軸對準天北極或天南極，在將鏡筒沿
著天球的經緯度方向來瞄準天體
2.進行長時間觀測時，須讓望遠鏡以地球自轉反方向
的旋轉速率旋繞軸心
雙筒望遠鏡
1.雙筒望遠鏡的影像多成正立
2.雙筒望遠鏡的鏡身會註明倍率X口徑

大氣擾動:不穩定的大氣會使星光閃爍，影響影像成像

光害:大氣中的氣體分子受到光源散射，使得夜空變亮，
無法觀測較暗的星體

天氣:晴朗無雲的夜晚有利於觀測

可見光

可見光

伽瑪射線→x射線→紫外線→可見光→紅外線→無線電波

人類裸視星等為6星等

倍率等於主鏡焦距/目鏡焦距

與口徑無關

和主鏡面積成正比

和物鏡口徑成正比

MK光譜分類法:
1.1940年，美國摩根和基南提出一個恆星光譜的二元分類
系統
2.圖的水平軸:採用哈佛分類髮的光譜型態，星體愈接近圖
的右端，表示溫度愈高
3.圖的垂直軸:顯示恆星的光度:愈接近圖的上端，光度愈
大
4.同時加入恆星的光度與譜線寬度，將恆星座分類:
A.先將恆星區分為I至VII七大類:I為超巨星、V為主序星
B.有些恆星類別再進一步分為a、b、ab

1.從光譜分析中發先:恆星、星雲、和太陽的組成主要由
氫、氮和重元素
2.19世紀中，科學家利用恆星光譜中氫元素吸收譜線的強
弱，由強至弱以英文字母A~P
3.哈佛分類法:依恆星的表面溫度由高至低將恆星光譜分
為:O、B、A、F、G、K、M

連續光譜:光譜中的譜現一波長連續排列而形成無間隔的
光帶

1.恆星溫度愈高，單位面積所輻射出來的總能
量愈高
2.恆星溫度愈高，其電磁波中最強輻射能量所
對應波長愈短，顏色愈偏藍；溫度愈低，其電
磁波最強輻射能量所對應波長愈長，顏色愈偏
紅

吸收光譜:在連續光譜中有數條特定波長的譜線消失

發射光譜:光譜中只有數條譜線出現

1.每種化學元素都有其獨特光譜
2.分析恆星星光的光譜，就可知道其元素成分

1.夜空中90%的星體皆屬於主序星
2.主序帶上愈接近左上端分布的主序星，質量
愈大，內部核反應的速率也愈快，光度和表面
溫度會隨之愈高，壽命愈短
4.太陽的演化過程:
主序星→紅巨星→爆發行星狀星雲→白矮星→
黑矮星

主序星:
1.分布位置:
右下延伸到左上側的區帶。
2.特性:
A.星體的質量愈大，光度就愈大，表面溫度也愈高。
B.主序帶自右下角往左上角，星體質量愈來愈大
3.主要光源:核心在進行氫的核融合反應
紅巨星、紅超巨星:
1.分布位置:
右上角的兩個區域
2.特性:
A.星體光度高但表面溫度低，為其體積膨大所導致的結果
B.因低溫而顏色偏紅
C.密度小
3.主要光源:
核心在進行氦等較重元素的核融合反應
白矮星
1.分布位置:
左下角區域
2.特性:
A.星體的光度低但表面溫度高，其極度緊密壓縮的體積所
造成
B.因高溫而偏白色
C.密度大
3.主要光源:
由本身儲存的熱量而來