太空觀測

（一）在地面向上觀測太空環境

（二）飛到太空中觀測當地、或遠處太空環境

（三）由太空中向下觀測地球資源

（一）遙測 Remote Sensing

遙感探測，利用掃瞄“拍照”的方法，取得遠方目標物，大範圍的資料。

（二）現場探測 In Situ Measurement

飛到現場，直接搜集當地電漿氣體與電磁場的資料。

●遙測“拍照”所用光（電磁波）的波長，範圍很廣，由超低頻(ULF)、到特低頻(VLF)、到特高頻(VHF, 一種無線電波)、到微波、到紅外線、到可見光、到紫外線、到各種長短波長的Ｘ光、甚至到迦瑪射線γ-ray。（各種電磁波的波長與頻率見《附圖一》）。

●“拍照”所收到光（電磁波）的來源：

▲光的來源可能是目標物自己所發射出來的光（電磁波）。

範例一、遙測拍照太陽時，光的來源多半就是太陽自己所發射出來的光。太陽的觀測方面，古時候都是用可見光來觀測。只有在日全蝕的時候才能看到太陽外圍的日冕。後來發現如果用Ｘ光或UV紫外線，可以看到太陽表面(solar disk)的日冕與其他精細結構。可惜地球的電離層會吸收Ｘ光，電離層、臭氧層會吸收紫外線（保護地球上的生物免於輻射災害），因此在地面上的觀測條件很差。於是科學家決定利用人造衛星來觀測太陽。

「天空實驗室」（SkyLab）人造衛星（1973-1979）首先利用太陽表面能量較高的電子所發出來的較短波長的Ｘ光(hard X-ray)，觀測到太陽表面的日冕與日冕洞的分布。《圖二》為SkyLab人造衛星所拍攝到的一張太陽的短波段的Ｘ光照片。照片中清楚顯示太陽表面的日冕（光亮部份）與日冕洞（黑暗部份）的分布。

後來發射的「陽光」（Yohkoh）人造衛星則利用太陽表面能量較低的電子所發出來的較長波長的Ｘ光 (soft X-ray)觀測到更清晰的日冕與日冕洞分布。《影片一A》《影片一B》是Yohkoh人造衛星所拍到的一系列日冕活動照片所合成的電影。影片中並將Ｘ光照片，配合太陽黑子的可見光觀測記錄，顯示太陽黑子上方的磁力線像一個瓶子一般抓住了大量的電漿，因此發出明亮的Ｘ光。本影片母帶是由Lockheed, Missiles and Space Company, Inc. 研究同仁所提供，特此致謝。

最近（1995-1998）發射的「太陽與日磁層觀測站」（SOHO）人造衛星則利用太陽表面各種氣體在不同溫度時所發出的幾種超紫外線(EUV) 光譜，來觀測太陽表面的各種結構分布。例如，《圖三》是鎖定波長304 A的光，來拍攝太陽色球層以及日冕底部的結構。選取波長304 A的光來拍照，是因為溫度為80,000K度時，He會發出波長304 A的光。《圖四》是鎖定波長195 A的光，來拍攝太陽色球層以及日冕底部的結構中，溫度較高的電漿活動情形。選取波長304 A的光來拍照，是因為當溫度為1,500,000度時，Fe會發出波長195 A的光。由圖四中可以清楚看到日冕洞中的亮點處，正放出許多高溫（溫度為1,500,000度）的電漿。此外SOHO 人造衛星並藉著遮掉一個、兩個、或三個太陽半徑之內的耀眼陽光，來設法拍到好幾個太陽半徑之外的日冕活動情形。《圖五》就是SOHO 人造衛星所拍到的一張，涵蓋了將近十個太陽半徑遠的一個日冕物質拋射的合成照片。《影片二》是SOHO人造衛星所拍到的一系列日冕物質拋射照片所合成的電影。

範例二、遙測拍照極光時，光的來源多半就是極光自己所發射出來的光。在極光 aurora 的觀測方面，傳統上都是要在天寒地凍的極區，趁著沒有雲的寒冷夜晚，用照相機或錄影機或光譜儀，觀測極光。《圖六》就是一張地面所拍攝到的極光照片。地面所拍攝到的極光照片，固然漂亮，但是如果想要用這種傳統的觀測方法，獲得極光的大尺度分布，就得在沒有雲的夜晚用小飛機，載著儀器觀測，或在無人的冰原上設立一連串的測站，再統合各點的資料，才能好不容易得到一份極光的大尺度分布圖。後來科學家根據地表的觀測發現，極光除了會放出幾種特定的可見光，還會放出紫外光。於是在DE-1, DE-2( Dynamics Explorer )人造衛星上，科學家成功的利用紫外光 UV 觀測極光的大尺度分布“照片”（如《圖七》、《圖八》）。如果用可見光“拍照”，由於極光光度太暗，地表光害又嚴重，在衛星的高度（高10000公里）將很難看見極光（高100-1000公里）。

範例三、在大地遙測方面，大地衛星 LANDSAT 利用七個光譜波段觀測地表資源，包括了紅藍綠三個可見光波段、三個反射紅外線、以及一個熱紅外線波段。其中熱紅外線波段的光就是地表覆蓋物所發出來的光。其他波段則可能是自發的光，也可能是反射其他光源（太陽）而傳過來的光。科學家再利用這七種波段的線性組合，找出三種發光強度，分別賦予紅綠藍三色，構成一幅能顯示特殊地表資源分布的“假色照片”(False Color Image)。

大地遙測照片欣賞：

圖九：完全無雲的合成照片。假色照片顯示：山脈、平原、沙漠、以及海底地形，（Ａ）大西洋、（Ｂ）印度洋、（Ｃ）西太平洋、（Ｄ）東太平洋、（Ｅ）北極海、（Ｆ）南極大陸。
其中，海底深度的資料，是科學家利用地球附近重力場的強度變化，來估算海底深度。其結果與利用聲納（一點一點）探測所得的結果相當吻合。

圖十：台北盆地遙測照片。

▲觀測到的電磁波來源也可能是觀測者所發射出去的電磁波，被目標物散射或或反射回來。

例如： ionosound 觀測電離層電漿密度垂直分布。就是利用光波電磁波在電漿中的傳播的“相速度”較它在真空中的相速度快，於是當光波電磁波由中性大氣傳入高空電離層時，會發生偏離法線的折射現象。又於是隨著頻率的減少，這種光波的相速度增加得越快，因此一些頻率不夠大的光波電磁波（頻率不大於當地電漿震盪頻率的波），就無法穿透電離層，而被全反射回來。於是 ionosound 藉著分析反射波的頻率以及反射回來的時間，可以反過來到推各個頻率的波，反射的高度。進一步推得各高度電漿的震盪頻率。又由於電漿的震盪頻率與電漿密度的平方根成正比。因此就可以得到各高度的電漿密度了。

例如：雷達利用電磁波的折射與散射觀測中氣層與電離層氣體密度不規則體。雷達也可以利用都卜勒頻移，觀測氣體運動速度。中大的中壢特高頻雷達又藉著回波時間的不同，可以推算出風場的垂直分布情形。因此它又有一個很美的名字叫做“垂直剖風儀”。

▲觀測到的電磁波來源也可能是其他光源所發射出的電磁波，被目標物散射、或折射、或部分吸收後，再被觀測者收到。

例如：科學家常利用吸收光譜，推測觀測者與光源之間物質的化學組成。

例如：大地衛星的可見光波段，所探測到的光就可能是被觀測的地表覆蓋物反射其他光源（太陽）而傳過來的光。

例如：未來的中華衛星三號的主要酬載 COSMIC 計劃，要利用接收更高空之GPS衛星發出來的訊號，強度與路徑的變化，反推出電離層電漿密度的三度空間分布“照片”，以及大氣的水汽的三度空間分布。這是因為我們可以根據其他資訊取得發出電磁波GPS衛星的位置，因此可以反推介於GPS衛星與中華衛星三號衛星群之間的物質特性。（這項觀測原理與醫學上的電腦斷層掃描攝影相似）

▲觀測到的電磁波來源，也可能是被觀測之目標物，所發射出的“低頻”電磁波，沿著地球磁場線傳到地面。

例如：科學家利用地磁微脈動儀器，觀測整個地球磁層的擾動，為地球磁層把脈。

例如：科學家藉著觀測哨波，研究哨波所通過的范愛倫輻射帶的物理特性。

有關「現場探測」的進一步說明：

●現場探測時，利用飛機、氣球、火箭、太空梭、人造衛星、太空船，載著觀測儀器（酬載 payload）飛到（飛過）現場觀測。

●現場測量磁場，利用人造衛星上的磁力計 magnetogram ，可測量到時間解析度很高（微秒）的磁場。

●現場測量電漿時，利用帶電粒子在磁場中運動的迴旋半徑隨速度增加而增大等原理，可以測量電子與各種正離子的密度與二維或三維的速度分布，並可進一步再推得平均速度、溫度、非均向性溫度分布程度。但是，這類觀測的時空解析度比起磁場觀測的時間解析度差很多（約差一千倍）。

●現場測量電場的方式有二：第一種方法是利用伸出去的兩根天線手臂兩端的電位差，求出當地的靜電場（例如：DE-1, DE-2 人造衛星就是用這種方法觀測極區上空的電場）。第二種方法是利用觀測到的電漿平均速度，以及現成的地球磁偶極模型中的磁場大小與方向，根據磁流體(MHD)理論，換算電場(E=VXB)。（例如：中華衛星一號上的“電離層電漿電動儀”( IPEI )就是用這種方法，觀測中低緯度電離層中的電場。事實上，雷達觀測也是利用這種原理，先觀測電漿速度再換算出電場。）

●雷達遙測電場的方式，與現場探測之第二種方法相同。

●雷達遙測與光譜儀遙測目標物速度，是利用都卜勒效應所造成的頻移原理來換算速度。

●光譜儀遙測目標物溫度，是利用黑體輻射原理來換算目標物溫度。

●光譜儀遙測目標物磁場，是利用物質的量子結構中，由於電子自旋spin，會在磁場中呈現能階光譜之超精細結構，來換算發光處，沿觀測方向的磁場大小。

●陣列雷達利用干涉原理，可加強發射波的強度與接收微弱訊號的能力。

例如：中壢特高頻雷達、日本mu雷達，都是陣列式的八木雷達。

例如：美國沙漠中有著名的碟狀陣列式干涉雷達，專門用來作天文觀測。