月掩星

月掩星是一种天文现象，指月亮在另一个天体与观测者之间通过而产生的遮蔽现象。月掩星，指月亮遮住的天体是遥远的星星，有天文爱好者认为日食也是月掩星的一种。

天象简介

月掩星，是一种与日月食相似的特殊天象。月亮在天空中每月移动一周，每小时约向东移动半度多，相当于月亮的视角直径。月亮移动时常常会将恒星或行星掩蔽起来，这种现象称为月掩星。观测月掩星可以测定观测者的地理坐标，测定太阳视差及月亮位置等等，是天文爱好者感兴趣的观测项目之一。

日食是由于月亮运行到地球和太阳之间，三者又恰好在一条视线上引起的。同样的道理，当月亮遮住的天体是遥远的星星时，这种现象就叫月掩星。月亮也能掩行星，叫月掩行星。

一般而言，掩蔽者较被掩者的视面积要大。（若相反者则称为“凌”，如金星凌日，“凌”有以小欺大的意思。）有天文爱好者认为日食也是月掩星的一种。

详情特点

月亮是个直径约半度的天体，在天上自西向东运动，平均以每天13度的速率在星空穿行，用27天多的时间周天1圈。一个这么大的圆盘，掩遮背景上星星是经常有的现象。如果月亮是个有大气圈的天体，当月掩星之前，将要被掩的星星的亮度会逐渐减弱，接着再消失在亮东边缘；过一会儿，被掩的星隐约从西边边缘探出头来，一点点变亮，当月亮向东远去厚，星星才复原。然而，早在几百年前，天文学家用望远镜观测月掩星时就已发现被掩的星是瞬息即逝地立即消失，而后又干净利落地复现。从那时起人们已知道，月亮上没有大气。

天象分类

月掩星和日食一样，不同地点发生的时间和情况是不一样的。月掩星分为月掩恒星、月掩行星两种。

月掩恒星

月球在围绕地球运行期间，经常会掩蔽背景的恒星。由于月球轨道倾斜于黄道，任何黄经小于6.5°的恒星皆有机会被掩，这些恒星中有4颗属于1等星，包括轩辕十四、角宿一、心宿二及毕宿五。由于岁差，北河三亦曾属于有机会被掩的恒星之一，但现时月球不再通过该星。

在掩带边缘（称为南限或北限）数千米的地区，当月球不规则的边缘掠过恒星的时候，观测者会看见恒星数度消失及重现，称为掠掩。由于观测掠掩能间接得出月面边缘的准确地形，因此比一般月掩星更具科学价值，现象本身亦更具可观性。

月掩行星

月亮能掩行星，叫月掩行星，是比较少见的天象。当行星、月球和地球排成一条直线时，就有可能出现月掩行星的天象，它发生的原理与日食相似。日全食发生时，全世界只有小部分地区可看到；月掩行星时，全球也只有极少人可看到。由于掩星事件的区域性相当高，所以因各地经、纬度及高度不同，发生的时刻与复出的位置会有所不同。

研究意义

利用月掩星测量恒星的角直径

月掩星的过程极短，通常短于一秒鐘，完整的光度变化过程约在0.1～0.5秒间。如果是观测单一恒星被掩，完整的光度变化过程甚至短于0.1秒。

光线经过物体边缘时，都会产生绕射现象，这也就是为什麼日光下或灯光下的影子边缘，不像刀刃切过一般清晰，而是略呈模糊。实际上影子边缘呈现的绕射条纹是渐层的明暗条纹。

1918年，英国天文学家亚瑟·埃丁顿（Eddington）首先指出，在月掩星过程中，星光经过月球边缘，在地球观测者所在的平面上，留下绕射条纹的投影，而且正确地计算出第一条最亮的光度是未被月球遮掩时星光的1.37倍；第一条暗纹光度则为原先星光的0.78倍。两道亮纹的空间距离约11公尺，月影在地球表面移动的速率每秒约一公里，因此两道亮纹约0.01秒便通过一观测地的所在。

但是恒星并不是一个真正的点光源，所以就影响了绕射条纹的亮度与亮纹间的距离。点光源最亮且绕射图形最明显，恒星盘面愈大，绕射条纹愈趋不明显，亮度变化也较和缓。由于地球大气扰动并不稳定，在大气剧烈扰动时，常看不出有意义的月掩星光度变化。天文学家藉着月掩星时，观测星光亮度的起伏程度而得到恒星的角直径。

恒星有多大？这个问题说来简单，要精确回答也确实困难。有许多方法可以得到恒星大小的数值，例如测量恒星的表面温度，因为恒星的总亮度与表面温度的四次方及表面积成正比；而观测到的亮度则与星球至地球的距离平方成反比。用符号表之即

恒星实际亮度∞（表面温度）4×（星球表面积）

观测到的亮度∞实际亮度／（与地球的距离）2

所以知道一颗恒星的表面温度，以及它与地球的距离，就可以估算出它的直径。也可以分析恒星的光谱与光度，得知恒星真正的发光强度，然后与太阳比较而得到它的直径。

但是这些方法都是间接估算，很难掌握住恒星大气的性质、星际吸收的影响等，都使这些估算值变得不太可靠，最好是直接测量恒星的角直径（即星体大小的单位）。可是恒星实在是太遥远了，最近的半人马座比邻星距离地球也有4.3光年，一般眼睛能看到的明亮恒星也都在几十光年之外。因此恒星的角直径都在0.''1以下，远超过望远镜被大气扰动的精确度；在可见光波段藉着月掩星可量测角直径大于0.''001的恒星。

月掩星绕射条纹的变化时间短于一秒以下，因此在月掩星过程中，人眼根本不能捕捉到恒星绕射光度的变化。早期是利用摄影方式，以高感光度的底片快速移动，使得月掩星的过程连续在底片上留影，将底片冲洗、显像后，检测底片上的影像浓度，而得到绕射条纹的图像与亮度。1898年首次使用摄影方式记录月掩星过程，随底片敏感度的长足进展，在1933年观测月掩星轩辕十四（狮子座α星）时，成功显示出两道绕射条纹。

光电管在1930年代引用于天文观测，1938年成功测得月掩摩座β星与宝瓶座ν星时，反映绕射条纹的亮度起伏。激起许多天文家使用光度技术观测月掩星，1970年代以后，数位化的光电技术取代光电管，使观测更简便、迅速。下列是一些由月掩星观测得到的恒星直径：

毕宿五星 0.''0200

双子座μ星 0.''0121

狮子座α星  0.''00138

心宿二  0.''041

水瓶座λ星  0.''0074

双子座ε星  0.''0056

利用月掩星观测双星

“双星系统”是指两颗恒星在彼此的重力影响下互绕的系统，也称为“物理双星”。但常常也把三星电子以上的系统称为双星。威廉赫瑟尔（W. Herschel）在1804年观测双子座最亮的北河二双星，意外发现它们真的彼此互绕，是一对物理双星，并不是远近两颗无关彼此、碰巧在视觉上凑在一起的。此后，天文学家开始有系统搜寻双星，并持续观测双星间相对方位与角距的变化。

双星在天文中地位重要，许多恒星现象与双星有关，例如发现的新星（nova）中，几乎都是双星。最重要的是，到目前为止，观测双星仍是唯一能精确定出恒星质量的方法，而恒星质量在恒星演化中位居关键性的地位。

天文学家观测双星的运转，待其完整互绕一周，得到其轨道要素后，就能依此算出双星的质量。由于地球大气扰动限制了望远镜的解析度，使用传统方式观测的双星，彼此相距遥远，绕一周费时数百年至数千年以上。人类有系统观测双星约两百年，只有极少数的双星轨道被精确完整地观测而得到双星的质量。数年或数十年间完成互绕一圈的双星，彼此间的角距都非常小，通常小于l"。传统的观测方法在小于1"时误差很大，小于0.1"时就无能为力。此时月掩星无疑提供了可行的方法，来搜寻并观测两星角距小于1"而大于 0.''01的双星。

月掩星过程中，如果星光亮度暗了以后，又再暗一次，就表示是双星系统。利用亮度两次变暗的时间间隔，乘上月球移动的速率，就可计算两星相隔的角距。另外，比较两次亮度变暗的程度，可以估算两星的亮度比。当然如果恒星盘面角直径够大，也可以依据绕射条纹同时得到恒星的角直径。同理，如果星光暗三次就表示它是三颗恒星构成的系统。

光电观测技术成熟后，月掩星观测次数递增，到1981年时已观测约3000颗恒星，其中约7％确定是双星。也在1971年第一次观测到三星系统。目前由于光电技术的进展，月掩星观测可以快到0.001秒记录一次星光亮度；也由于记录时间如此短，所以一般月掩星观测都使用大口径的望远镜来收集足够的星光。但由于绕射条纹相间的距离不过10公尺之谱，所以口径也不能太大，免得同时观测绕射条纹中太宽的范围而看不出绕射条纹，通常使用的口径范围在0.5～2公尺之间。

月亮并不是沿着主星与伴星的连线方向移动，所以月掩星观测所得到双星角距，并不是两星真正分隔的角距，而是沿月球本身移动方向先后遮掩两星所得的角距投影，天文术语称为“向量角距”（vector angular separation）。因为月球盘面很大，同一次月掩星事件通常在地面上不同的观测位置，会看到星球在不同的月缘点消失，因此可量到沿不同方向的投影角距，并进一步推导出双星在天球上的相对位置。

另外须修正的是月球边缘的倾斜度。因为月球不是完美的球体，其边缘当然也不是完美的圆弧。这段十几、二十公尺距离的圆弧，针对月球庞大的半径来说，可以视为直线。月球表面地形如山坡起伏，而十几公尺长度中的斜度，便能使双星中主星与伴星的遮掩时间间隔差上一点点，相差极微却在测量精度内，因此需要修正。但地球上任何望远镜都不可能分辨月球上如此小区域的地形，所以只能用电脑程式模拟来定出月掩星处的月缘地形斜度。结果显示在月球边缘20公尺长的范围内，坡度起伏大都小于20度，70％小于10度。

观测历程

1930年詹士基（K. Jansky）意外发现来自银河系的无线电讯号，开拓无线电天文领域后，电波天文学快速成长，发现很多电波源。早期电波望远镜的解析度不足，不能测知它们的确实位置。有些电波源恰好在月球行经的轨上，于是利用月球经过时，电波讯号中断的方法，精确测定电波源的位置。

1950年代以后，电波干涉技术日趋成熟，能精确测出电波源的位置，精确度甚至比光学望远镜还高，自然不再使用月掩星的方式观测电波源。然而可见光的波长远比无线电波短，光学干涉技术仍处于理论与初步阶段，月掩星技巧提供很好与简便的方法来测量恒星的直径，以及找出角距小于1"的双星。

但是月掩星有两大缺陷。一是月球在一年中只行经全天领域的1％。即使在整个18.6年的期中，也只扫描全天的10％，涵盖面积实在太小，同时须被动地等候月球经过。二是月球与地球的距离限制了月掩星观测的解析度，不能再提高。所以在1980年代各型光学干涉技术成熟，应用在恒星直径与双星观测上，都得到可观的结果，精确度也超越月掩星的方法。光学月掩星观测逐渐式微，但月掩星观测仍然提供了黄道附近的双星目录。

其他波段方面，如红外线、X光与γ射线，在天文观测上的解析度仍达不到应有的精确度。尤其目前许多天文学家利用红外线望远镜进行月掩星观测，也发现一些恒星外围具有低温的盘面，对于恒星的形成与行星系的搜寻，有相当的价值。

然而红外线干涉技术也预计在二十一世纪前后，达到成熟应用阶段，可以想见届时红外线月掩星的没落。月掩星在X光天文学上最着名的例子，是确定蟹状星云中X光波霎的位置。在1964、1974与1975年，利用月球经过金牛座牛角附近蟹状星云的机会，确定X光波霎与其中一颗星重合，也发现整个蟹状星云都发出低能（0.5～1.0keV）的X光。

光学月掩星从1918年理论奠基，1936年首次使用光电技术观测月掩星，到1980年代式微。表明理论与技术密切关联，同时更新的技术也迫使旧有的技术衰微，甚至消失。在这日新月异的时代，有创造力的人往往摒弃已有的尖端理论与技术，而追求下一代的尖端观念与技术。常常我们期望迎头赶上，学习新的理论与技术，而当我们学成时，往往发现所学已过巔峰，甚至已经落伍。因此在投入之初，实需广泛收集资料，慎下判断。

观测方法

与一般我们熟悉──亦即利用望远镜光学成像──的天文观测相比，月掩星的观测技术有以下特点：

角分辨力高

月掩星观测的最大特色即在于没有用到望远成像的光学，也因此不受光学上 绕射极限的限制。望远镜在可见光（波长 5000埃）能分辨的最小角度约为

θ角秒=1/ [8×D公尺]

这里D是望远镜的口径，以公尺做单位。譬如口径一公尺的望远镜其分辨力约为0.1角秒，然而实际在地面上观测由於受大气的扰动影响通常分辨力在1角秒以上。月掩星技术则可以达到约0.001角秒。一角秒相当於2公里外1公分的张角，简单的计算可得出若将太阳置于离我们最近的南门二的距离（4.3光年），太阳的盘面（直径140万公里）张角将是0.007角秒。由此我们可以瞭解千分之一的角分辨力在测量星球的大小上是极其关键的要求。

不需大望远镜

超特的角分辨力使得即使是20公分的望远镜就可以度量4-6等巨星或超巨星的直径。事实上月掩星观测是天文上少见的情况，大的望远镜分辨力反而不一定好，原因是口径太大任一瞬间同时收取到好几个明暗纹的讯号，无法获致最清晰的绕射纹。当然，大望远镜的聚光能力仍比小望远镜好得多，1公尺的望远镜可以清晰地观测到约9.5等星的月掩星事件。

设备特殊但简单

特殊的地方在必须将来自於望远镜的讯号快速读取(每秒500次以上)，数位化后储存。简单的侦测器(如光电倍增管)便可以达到很好的效果，即使是业余观测者有适当的配备也可以进行。

迅速

通常事件在不到一秒内结束，即使加上准备工作实际需要用到望远镜的时间有限，其他的时间可用来做别种观测。

观测限制

天体及时间地点的限制

月球在天上运行有一定的轨跡(白道面)，因此只有位于此轨跡上 的星体才可被观测，即使加上月球本身有约半度的张角，以及白道面的岁差等等，也只有六分之一的天空会被月球掩过。对某一次事件来说，星光的阴影只投射在某部份的地面上，加上地球自转，只有在特定地点、特定时候才看得到掩星。

迅速

优点同样的也是缺点。成功地捕捉快速事件的另一个意思就是完善的事前准备，且在掩星剎那具备良好的天候、运作正常的仪器、观测者思考清晰的头脑等等。平均来说一颗星的连续掩星事件(约一个阴历月一次)会持续数月到一、两年，之后便得等18年多(所谓的saro週期)才会再重复一次同样的事件。因此准备或观测上的一丝差错，也许这辈子就再没有重复一次的机会了。

只得到一个方向的投影量

如前所述一次掩星事件提供的乃是在掩星点沿月缘法线方向的投影量。若是量星球直径，因为可以作对称的合理假设，因此影响不大。但若是想求出双星在天球上的相对位置则必须知道两个不同方向的投影量，这可由观测不同时间的事件或是同一事件在地面上不同地点观测得到。由此也凸显出月掩星观测不同天文台间合作的重要。

不规则的月缘

绕射图形随掩星速度而异，较快速的事件其掩星曲线较为紧密。月面边缘大致说来为一规则的圆弧，但在掩星点位置偶尔会因为局部的不规则地形(如山丘、纵谷)使得实际掩星速度和预测值不同；换句话说，即使是点光源我们都无法十分准确地预估其曲线。因为我们量得的是时间曲线，必须乘上掩星速度才能得到角距离，月缘不规则所造成不精确的掩星速度乃是用月掩星测量角距离(譬如双星的距离、巨星的大小)基本误差的来源。

参考资料

月掩星的觀測與應用.www.astro.ncu.edu.tw.2012-08-16