月掩星

月掩星，是一種與日月食相似的特殊天象。月亮在天空中每月移動一周，每小時約向東移動半度多，相當於月亮的視角直徑。月亮移動時常常會將恆星或行星掩蔽起來，這種現象稱為月掩星。觀測月掩星可以測定觀測者的地理坐標，測定太陽視差及月亮位置等等，是天文愛好者感興趣的觀測項目之一。

日食是由於月亮運行到地球和太陽之間，三者又恰好在一條視線上引起的。同樣的道理，當月亮遮住的天體是遙遠的星星時，這種現象就叫月掩星。月亮也能掩行星，叫月掩行星。

一般而言，掩蔽者較被掩者的視面積要大。（若相反者則稱為“凌”，如金星凌日，“凌”有以小欺大的意思。）有天文愛好者認為日食也是月掩星的一種。

月亮是個直徑約半度的天體，在天上自西向東運動，平均以每天13度的速率在星空穿行，用27天多的時間周天1圈。一個這麼大的圓盤，掩遮背景上星星是經常有的現象。如果月亮是個有大氣圈的天體，當月掩星之前，將要被掩的星星的亮度會逐漸減弱，接著再消失在亮東邊緣；過一會兒，被掩的星隱約從西邊邊緣探出頭來，一點點變亮，當月亮向東遠去厚，星星才復原。然而，早在幾百年前，天文學家用望遠鏡觀測月掩星時就已發現被掩的星是瞬息即逝地立即消失，而後又乾淨利落地復現。從那時起人們已知道，月亮上沒有大氣。

月掩星和日食一樣，不同地點發生的時間和情況是不一樣的。月掩星分為月掩恆星、月掩行星兩種。

月球在圍繞地球運行期間，經常會掩蔽背景的恆星。由於月球軌道傾斜於黃道，任何黃經小於6.5°的恆星皆有機會被掩，這些恆星中有4顆屬於1等星，包括軒轅十四、角宿一、心宿二及畢宿五。由於歲差，北河三亦曾屬於有機會被掩的恆星之一，但現時月球不再通過該星。

在掩帶邊緣（稱為南限或北限）數千米的地區，當月球不規則的邊緣掠過恆星的時候，觀測者會看見恆星數度消失及重現，稱為掠掩。由於觀測掠掩能間接得出月面邊緣的準確地形，因此比一般月掩星更具科學價值，現象本身亦更具可觀性。

月亮能掩行星，叫月掩行星，是比較少見的天象。當行星、月球和地球排成一條直線時，就有可能出現月掩行星的天象，它發生的原理與日食相似。日全食發生時，全世界只有小部分地區可看到；月掩行星時，全球也只有極少人可看到。由於掩星事件的區域性相當高，所以因各地經、緯度及高度不同，發生的時刻與復出的位置會有所不同。

月掩星的過程極短，通常短於一秒鐘，完整的光度變化過程約在0.1～0.5秒間。如果是觀測單一恆星被掩，完整的光度變化過程甚至短於0.1秒。

光線經過物體邊緣時，都會產生繞射現象，這也就是為什麼日光下或燈光下的影子邊緣，不像刀刃切過一般清晰，而是略呈模糊。實際上影子邊緣呈現的繞射條紋是漸層的明暗條紋。

1918年，英國天文學家愛丁頓（Eddington）首先指出，在月掩星過程中，星光經過月球邊緣，在地球觀測者所在的平面上，留下繞射條紋的投影，而且正確地計算出第一條最亮的光度是未被月球遮掩時星光的1.37倍；第一條暗紋光度則為原先星光的0.78倍。兩道亮紋的空間距離約11公尺，月影在地球表面移動的速率每秒約一公里，因此兩道亮紋約0.01秒便通過一觀測地的所在。

但是恆星並不是一個真正的點光源，所以就影響了繞射條紋的亮度與亮紋間的距離。點光源最亮且繞射圖形最明顯，恆星盤面愈大，繞射條紋愈趨不明顯，亮度變化也較和緩。由於地球大氣擾動並不穩定，在大氣劇烈擾動時，常看不出有意義的月掩星光度變化。天文學家藉著月掩星時，觀測星光亮度的起伏程度而得到恆星的角直徑。

恆星有多大？這個問題說來簡單，要精確回答也確實困難。有許多方法可以得到恆星大小的數值，例如測量恆星的表面溫度，因為恆星的總亮度與表面溫度的四次方及表面積成正比；而觀測到的亮度則與星球至地球的距離平方成反比。用符號表之即

恆星實際亮度∞（表面溫度）4×（星球表面積）

觀測到的亮度∞實際亮度／（與地球的距離）2

所以知道一顆恆星的表面溫度，以及它與地球的距離，就可以估算出它的直徑。也可以分析恆星的光譜與光度，得知恆星真正的發光強度，然後與太陽比較而得到它的直徑。

但是這些方法都是間接估算，很難掌握住恆星大氣的性質、星際吸收的影響等，都使這些估算值變得不太可靠，最好是直接測量恆星的角直徑（即星體大小的單位）。可是恆星實在是太遙遠了，最近的半人馬座毗鄰星距離地球也有4.3光年，一般眼睛能看到的明亮恆星也都在幾十光年之外。因此恆星的角直徑都在0.''1以下，遠超過望遠鏡被大氣擾動的精確度；在可見光波段藉著月掩星可量測角直徑大於0.''001的恆星。

月掩星繞射條紋的變化時間短於一秒以下，因此在月掩星過程中，人眼根本不能捕捉到恆星繞射光度的變化。早期是利用攝影方式，以高感光度的底片快速移動，使得月掩星的過程連續在底片上留影，將底片沖洗、顯像后，檢測底片上的影像濃度，而得到繞射條紋的圖像與亮度。1898年首次使用攝影方式記錄月掩星過程，隨底片敏感度的長足進展，在1933年觀測月掩星軒轅十四（獅子座α星）時，成功顯示出兩道繞射條紋。

光電管在1930年代引用於天文觀測，1938年成功測得月掩摩羯座β星與寶瓶座ν星時，反映繞射條紋的亮度起伏。激起許多天文家使用光度技術觀測月掩星，1970年代以後，數位化的光電技術取代光電管，使觀測更簡便、迅速。下列是一些由月掩星觀測得到的恆星直徑：

金牛座α星 0.''0200

雙子座μ星 0.''0121

獅子座α星 0.''00138

天蠍座α星 0.''041

寶瓶座λ星 0.''0074

雙子座ε星 0.''0056

“雙星系統”是指兩顆恆星在彼此的重力影響下互繞的系統，也稱為“物理雙星”。但常常也把三星以上的系統稱為雙星。威廉赫瑟爾（W. Herschel）在1804年觀測雙子星座最亮的北河二雙星，意外發現它們真的彼此互繞，是一對物理雙星，並不是遠近兩顆無關彼此、碰巧在視覺上湊在一起的。此後，天文學家開始有系統搜尋雙星，並持續觀測雙星間相對方位與角距的變化。

雙星在天文中地位重要，許多恆星現象與雙星有關，例如發現的新星（nova）中，幾乎都是雙星。最重要的是，到目前為止，觀測雙星仍是唯一能精確定出恆星質量的方法，而恆星質量在恆星演化中位居關鍵性的地位。

天文學家觀測雙星的運轉，待其完整互繞一周，得到其軌道要素后，就能依此算出雙星的質量。由於地球大氣擾動限制瞭望遠鏡的解析度，使用傳統方式觀測的雙星，彼此相距遙遠，繞一周費時數百年至數千年以上。人類有系統觀測雙星約兩百年，只有極少數的雙星軌道被精確完整地觀測而得到雙星的質量。數年或數十年間完成互繞一圈的雙星，彼此間的角距都非常小，通常小於l"。傳統的觀測方法在小於1"時誤差很大，小於0.1"時就無能為力。此時月掩星無疑提供了可行的方法，來搜尋並觀測兩星角距小於1"而大於 0.''01的雙星。

月掩星過程中，如果星光亮度暗了以後，又再暗一次，就表示是雙星系統。利用亮度兩次變暗的時間間隔，乘上月球移動的速率，就可計算兩星相隔的角距。另外，比較兩次亮度變暗的程度，可以估算兩星的亮度比。當然如果恆星盤面角直徑夠大，也可以依據繞射條紋同時得到恆星的角直徑。同理，如果星光暗三次就表示它是三顆恆星構成的系統。

光電觀測技術成熟后，月掩星觀測次數遞增，到1981年時已觀測約3000顆恆星，其中約7％確定是雙星。也在1971年第一次觀測到三星系統。目前由於光電技術的進展，月掩星觀測可以快到0.001秒記錄一次星光亮度；也由於記錄時間如此短，所以一般月掩星觀測都使用大口徑的望遠鏡來收集足夠的星光。但由於繞射條紋相間的距離不過10公尺之譜，所以口徑也不能太大，免得同時觀測繞射條紋中太寬的範圍而看不出繞射條紋，通常使用的口徑範圍在0.5～2公尺之間。

月亮並不是沿著主星與伴星的連線方向移動，所以月掩星觀測所得到雙星角距，並不是兩星真正分隔的角距，而是沿月球本身移動方向先後遮掩兩星所得的角距投影，天文術語稱為“向量角距”（vector angular separation）。因為月球盤面很大，同一次月掩星事件通常在地面上不同的觀測位置，會看到星球在不同的月緣點消失，因此可量到沿不同方向的投影角距，並進一步推導出雙星在天球上的相對位置。

另外須修正的是月球邊緣的傾斜度。因為月球不是完美的球體，其邊緣當然也不是完美的圓弧。這段十幾、二十公尺距離的圓弧，針對月球龐大的半徑來說，可以視為直線。月球表面地形如山坡起伏，而十幾公尺長度中的斜度，便能使雙星中主星與伴星的遮掩時間間隔差上一點點，相差極微卻在測量精度內，因此需要修正。但地球上任何望遠鏡都不可能分辨月球上如此小區域的地形，所以只能用電腦程式模擬來定出月掩星處的月緣地形斜度。結果顯示在月球邊緣20公尺長的範圍內，坡度起伏大都小於20度，70％小於10度。

1930年詹士基（K. Jansky）意外發現來自銀河的無線電訊號，開拓無線電天文領域后，電波天文學快速成長，發現很多電波源。早期電波望遠鏡的解析度不足，不能測知它們的確實位置。有些電波源恰好在月球行經的軌跡上，於是利用月球經過時，電波訊號中斷的方法，精確測定電波源的位置。

1950年代以後，電波干涉技術日趨成熟，能精確測出電波源的位置，精確度甚至比光學望遠鏡還高，自然不再使用月掩星的方式觀測電波源。然而可見光的波長遠比無線電波短，光學干涉技術仍處於理論與初步階段，月掩星技巧提供很好與簡便的方法來測量恆星的直徑，以及找出角距小於1"的雙星。

但是月掩星有兩大缺陷。一是月球在一年中只行經全天領域的1％。即使在整個18.6年的週期中，也只掃描全天的10％，涵蓋面積實在太小，同時須被動地等候月球經過。二是月球與地球的距離限制了月掩星觀測的解析度，不能再提高。所以在1980年代各型光學干涉技術成熟，應用在恆星直徑與雙星觀測上，都得到可觀的結果，精確度也超越月掩星的方法。光學月掩星觀測逐漸式微，但月掩星觀測仍然提供了黃道附近的雙星目錄。

其他波段方面，如紅外線、X光與γ射線，在天文觀測上的解析度仍達不到應有的精確度。尤其目前許多天文學家利用紅外線望遠鏡進行月掩星觀測，也發現一些恆星外圍具有低溫的盤面，對於恆星的形成與行星系的搜尋，有相當的價值。

然而紅外線干涉技術也預計在二十一世紀前後，達到成熟應用階段，可以想見屆時紅外線月掩星的沒落。月掩星在X光天文學上最著名的例子，是確定蟹狀星雲中X光波霎的位置。在1964、1974與1975年，利用月球經過金牛座牛角附近蟹狀星雲的機會，確定X光波霎與其中一顆星重合，也發現整個蟹狀星雲都發出低能（0.5～1.0keV）的X光。

光學月掩星從1918年理論奠基，1936年首次使用光電技術觀測月掩星，到1980年代式微。表明理論與技術密切關聯，同時更新的技術也迫使舊有的技術衰微，甚至消失。在這日新月異的時代裡，有創造力的人往往摒棄已有的尖端理論與技術，而追求下一代的尖端觀念與技術。常常我們期望迎頭趕上，學習新的理論與技術，而當我們學成時，往往發現所學已過巔峰，甚至已經落伍。因此在投入之初，實需廣泛收集資料，慎下判斷。

與一般我們熟悉──亦即利用望遠鏡光學成像──的天文觀測相比，月掩星的觀測技術有以下特點：

月掩星觀測的最大特色即在於沒有用到望遠成像的光學，也因此不受光學上 繞射極限的限制。望遠鏡在可見光（波長 5000埃）能分辨的最小角度約為

θ角秒=1/ [8×D公尺]

這裡D是望遠鏡的口徑，以公尺做單位。譬如口徑一公尺的望遠鏡其分辨力約為0.1角秒，然而實際在地面上觀測由於受大氣的擾動影響通常分辨力在1角秒以上。月掩星技術則可以達到約0.001角秒。一角秒相當於2公裡外1公分的張角，簡單的計算可得出若將太陽置於離我們最近的半人馬座α星的距離（4.3光年），太陽的盤面（直徑140萬公里）張角將是0.007角秒。由此我們可以瞭解千分之一的角分辨力在測量星球的大小上是極其關鍵的要求。

超特的角分辨力使得即使是20公分的望遠鏡就可以度量4-6等巨星或超巨星的直徑。事實上月掩星觀測是天文上少見的情況，大的望遠鏡分辨力反而不一定好，原因是口徑太大任一瞬間同時收取到好幾個明暗紋的訊號，無法獲致最清晰的繞射紋。當然，大望遠鏡的聚光能力仍比小望遠鏡好得多，1公尺的望遠鏡可以清晰地觀測到約9.5等星的月掩星事件。

特殊的地方在必須將來自於望遠鏡的訊號快速讀取(每秒500次以上)，數位化后儲存。簡單的偵測器(如光電倍增管)便可以達到很好的效果，即使是業餘觀測者有適當的配備也可以進行。

通常事件在不到一秒內結束，即使加上準備工作實際需要用到望遠鏡的時間有限，其他的時間可用來做別種觀測。

月球在天上運行有一定的軌跡(白道面)，因此只有位於此軌跡上 的星體才可被觀測，即使加上月球本身有約半度的張角，以及白道面的歲差等等，也只有六分之一的天空會被月球掩過。對某一次事件來說，星光的陰影只投射在某部份的地面上，加上地球自轉，只有在特定地點、特定時候才看得到掩星。

優點同樣的也是缺點。成功地捕捉快速事件的另一個意思就是完善的事前準備，且在掩星剎那具備良好的天候、運作正常的儀器、觀測者思考清晰的頭腦等等。平均來說一顆星的連續掩星事件(約一個陰曆月一次)會持續數月到一、兩年，之後便得等18年多(所謂的saro週期)才會再重複一次同樣的事件。因此準備或觀測上的一絲差錯，也許這輩子就再沒有重複一次的機會了。

如前所述一次掩星事件提供的乃是在掩星點沿月緣法線方向的投影量。若是量星球直徑，因為可以作對稱的合理假設，因此影響不大。但若是想求出雙星在天球上的相對位置則必須知道兩個不同方向的投影量，這可由觀測不同時間的事件或是同一事件在地面上不同地點觀測得到。由此也凸顯出月掩星觀測不同天文台間合作的重要。

繞射圖形隨掩星速度而異，較快速的事件其掩星曲線較為緊密。月面邊緣大致說來為一規則的圓弧，但在掩星點位置偶爾會因為局部的不規則地形(如山丘、縱谷)使得實際掩星速度和預測值不同；換句話說，即使是點光源我們都無法十分準確地預估其曲線。因為我們量得的是時間曲線，必須乘上掩星速度才能得到角距離，月緣不規則所造成不精確的掩星速度乃是用月掩星測量角距離(譬如雙星的距離、巨星的大小)基本誤差的來源。