如果你的朋友只告訴你他要遠行旅遊，卻沒告訴你要去哪，請問你要如何知道他去的確切地點呢？也許我們可以根據他在網路社群所發出的蛛絲馬跡，例如打卡地點、分享的照片之類的間接資訊，來推斷他可能前往的地方，就算不是百分之百正確，但是至少可以提供一些方向。同樣的，天文學家也常碰到很難確認所觀測到天體的確切位置，因為有些觀測儀器可以測到的訊號在天空上的定位誤差範圍很大，其中一個就是對於重力波波源的定位。

目前重力波探測最主要的就是使用位於美國的LIGO （The Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory），位於義大利的Virgo干涉儀，還有位於日本的KAGRA （The Kamioka Gravitational Wave Detector）（見圖2）。這三者未來會進行聯合觀測，簡稱LVK。但就算三者聯合起來，對於回推重力波源方向的估算準確度仍是很低。將於2023年進行的第四期聯合觀測（簡稱O4），研究團隊估算重力波波源位置的不準確度會高達幾十平方度。幾十平方度可是幾百倍月亮的大小，在這樣的大範圍內都可能是重力波的波源位置，這樣實在很難讓我們找出真正重力波的發波所在地。

最近在臺灣的鹿林山就有一個新的望遠鏡（見圖1）將要加入這個尋找發出重力波位置的行列。2022年，中央大學的鹿林天文台基地上有了一個小天文台，這個天文台裡所配備的望遠鏡是全台第二大口徑（50公分）的研究型望遠鏡－名為『星瞬』，英文全名是Robotic Imagers For Transients （RIFT）。RIFT雖然不是臺灣最大的光學望遠鏡，但卻是臺灣本土第一個全自動巡天望遠鏡觀測計畫，其建置的重要目的就是為了重力波的研究。這個望遠鏡是根據成功大學物理系李君樂教授所提出之構想，並且得到國科會（原『科技部』）愛因斯坦計畫的經費支持，設計成機械式的全自動望遠鏡。

但是，重力波明明是一種時空的漣漪，並不是電磁波，為什麼我們卻要用可見光的來『觀測』重力波呢？

要回答這個問題，我們要先了解重力波到底是如何產生。根據重力波的理論推論，目前觀測儀器可以測到的夠強的重力波，大多數都是由於兩個緻密星體旋轉合併的過程產生。從2015年第一次測到重力波訊號，一直到2020年結束的第三期（簡稱O3）重力波聯合觀測報告，總共觀測到83對雙黑洞，3對黑洞與中子星，2對雙中子星，以及2對不確定是中子或是黑洞與黑洞合併造成的重力波（見圖3）。黑洞及中子星是恆星演化到最末期，核心的部分塌縮形成一個密度很大，重力場很強的緻密星體。

其中當兩個中子星，或者是一個中子星與一個黑洞互相旋轉並合併時，會瞬間發出很亮的光，其最大亮度可以達到一般新星（Nova）的一千倍！所以就把這種星體稱作「千新星 （Kilonova）」。因為當中子星或與黑洞這樣的緻密天體合併時，同時也會產生重力波。因此如果可以抓到千新星變亮的瞬間，同時也剛好測到重力波，我們就可以合理的推論那個重力波就是來自那顆千新星，因此也就找到重力波的波源位置。RIFT的重要任務就是希望可以加入這樣捕捉「千新星 （Kilonova）」爆發所放出的可見光觀測團隊。

國立成功大學的RIFT研究團隊，同時也是日本的重力波觀測單位KAGRA的成員之一，所以未來一旦LVK收到重力波的觀測訊號，RIFT會立刻接到通知，這時望遠鏡會根據通知自動啟動並快速轉向那個天區進行即時的觀測，迅速的捕捉因為該重力波事件所發出的可見光，以幫助找出重力波的真正位置。

當然重力波不是隨時都有，這種時候RIFT可不是閒閒沒事做。我們可以利用RIFT可以快速移動並自動進行觀測的特性，讓它『順便』觀測其他的緻密『瞬變』星（compact transients）。所謂瞬變星指的是在天空中突然變亮的星體，千新星當然也是其中之一。但是RIFT預計可以觀測到的瞬變星不止千新星，還包括黑洞雙星、超大質量黑洞、新星爆炸、以及毫秒脈衝星等發出的可見光。下面就是一些RIFT預計要觀測的對象：

宇宙中很多的星星常常相親相愛的成雙成對出現，當中質量比較大的恆星，演化速度比較快，稱為『主星』。如果主星質量與太陽類似，在進入老年階段時，核心會開始停止核融合並且縮小，中心會變成密度很高並且大小與地球差不多的白矮星。這個比伴星先進入白矮星階段密度較大的主星，就很可能把它伴星的物質吸過去。這些被吸過去的氣體塵埃會因為彼此高速旋轉碰撞產生熱能，並且發出從無線電波到X光波段的光，因此亮度變亮，讓白矮星表面彷如『回春』一樣，再度引發核融合反應並產生爆炸。這就是我們在天上『新』觀測到但實際上已經很老的『新星 （Nova）』（參考註1）。一波波爆炸的氣體往往會產生震波，把粒子加速到將近光速，因而發射出高能的伽瑪射線，所以稱為伽瑪射線新星爆炸。

李君樂教授於2017年協同美國密西根大學團隊還進一步發現，有顆新星（ASASSN-16ma） 在可見光與伽瑪射線的光度變化一致（見圖4），這支持了新星發出的伽瑪射線是由震波造成的假設 （見參考文獻1）。RIFT未來可以在可見光波段進行更多類似的新星觀測，以提供更有力的證據驗證這個理論。

前面有提到恆星演化到末期有可能會變成白矮星，質量更大的恆星則會變成中子星。中子星因為是從比太陽還大的星體，塌縮到半徑只剩約十公里，由於角動量守恆，中子星的旋轉速度會變很快。對於帶有磁場的中子星，會從磁極發射出電磁波，隨著中子星的快速旋轉，就像燈塔一樣，當光束轉到地球方向變亮，轉到背對地球方向就變暗。因為一閃一閃發出有規律的光，所以被稱為『脈衝星』。有一類的脈衝星旋轉速度超級快，是脈衝星界的急驚風，每秒居然可以旋轉千次，所以被叫做『毫秒脈衝星（Millisecond Pulsar, 簡稱MSP）』（見圖5）。這些毫秒脈衝星，往往位於雙星系統。有些雙星彼此靠得很近，有可能一天或幾小時就可以互繞一圈。當其伴星被中子星（雙星中的主星）發出的脈衝星風及輻射摧毀，就像會摧毀掉自己伴侶的黑寡婦蜘蛛一樣，所以被稱為『黑寡婦』。有些類似的毫秒脈衝星，但其伴星質量比較大些，則稱為『紅背蜘蛛』，這也是種會吃掉伴侶的蜘蛛。

此外，這些瘋狂旋轉的毫秒脈衝星，現在一般認為一開始是位在一個雙星系統，然後其中質量比較小的伴星上的物質會被那個已經演化成中子星的主星吸積過去，此時會發出X光，稱為低質量X光雙星（Low Mass X-ray Binary），簡稱 LMXB。在這過程中，那顆中子星因為吸了伴星的物質，能量就轉換成自己旋轉的動能，造成很強的磁場，使得它周圍的粒子也被加速。這些加速的粒子就會發出很強的風，把它周圍的塵埃吹散，露出中間的快速旋轉的中子星，我們也因此可以測到它的脈衝波。此時這個中子星發出的光就不是由伴星被吸過去的物質被加熱造成，而是自己因為磁場被加速的粒子造成的。而這些天文界的『蜘蛛』們，被認為就是處在從LMXB的狀態變到MSP的中間過渡帶。RIFT將會密切觀測這群紅黑雙煞在可見光的亮度變化，如果再配合其他波段的觀測，就可以知道它的光譜，好回推脈衝星的質量，並且也可以根據可見光的光度變化得知雙星系統繞行軌道的傾斜角。這些都對於解答毫秒脈衝星的成因十分重要。

至於雙星系統中，如果主星的質量再更大些，最後中間的核心會塌陷變成黑洞。黑洞吸積它的伴星的物質同樣會發出熱能，其中在X光波段通常最亮，但如果用可見光波段觀測，往往也可以觀測到其亮度變亮。除此之外，根據現有的黑洞雙星系統的理論模型，X光與可見光這兩個波段發的光量的比例，與其物理機制有關，所以可以用觀測到這兩個波段的資料來回推並且修正現有的黑洞雙星理論模型。因此當臺灣的RIFT接到X光望遠鏡觀測到爆發的消息後，可以立刻進行在可見光波段的追蹤觀測，以提供重要資料。此外，別忘了黑洞雙星中還有一顆黑洞的伴星，這個質量比較小的恆星主要發出的就是可見光，RIFT可以根據所觀測到的伴星資料，推測這個伴星的特性，這對於了解這個伴星系統會有很大助益。

除了被動等待通知，積極進取不偷懶的RIFT還會進行巡天的偵測，並且將不同時間觀測的天空影像進行比對，如此就有機會發現天空中突然變亮的天體，甚至有機會比X光望遠鏡提早一步呢。

不同於黑洞雙星的質量大約是恆星質量等級的，有一種黑洞的質量是恆星質量的數十萬倍以上，最高甚至可能到達上億倍！不講太遠的，我們銀河系中央就有一個這樣超大質量的黑洞坐鎮。這個黑洞叫做人馬座A星（Sagittarius A*），也就是2022年事件視界望遠鏡（EHT）他們觀測到看起來像『甜甜圈』的黑洞影像（見圖6）。其實不只我們銀河系，宇宙中其他星系中央也常常透露出有超大質量黑洞存在的證據。其中一類比我們銀河系中央的超大質量黑洞『狂野』，發出的光較強且亮度會變化，因此更容易被觀測到，加上因為位在星系的中央，因此被稱為『活躍星系核 （active galactic nuclei）』 ，簡稱AGN。有一些AGN的噴流剛好是面對地球的方向，時不時發出很強的伽瑪射線，能量到達TeV等級，就可以被觀測到，叫做耀變體（Blazer）（見圖7）。

因為目前尚未有TeV等級的全天望遠鏡，因此當一個這樣的天體爆發時不見得剛好被觀測到。但是因為在它爆發時，可見光波段也會變亮，所以就有機會被很勤奮一直在對整個天空做巡邏的RIFT給逮到。在TeV波段的切倫科夫望遠鏡陣列（Cherenkov Telescope Array, 簡稱CTA）逐漸完工並且加入觀測行列後，未來會有越來越多這類的高能天體被發現，此時RIFT正好可以與他們進行合作，提供在可見光這部分的資料，好獲得更完整的資訊。

說了這麼多，你也許會問：『可是地球上觀測可見光的望遠鏡這麼多，臺灣甚至還有一個比RIFT大的鹿林一米望遠鏡，為什麼還需要RIFT呢？』

第一個原因是，RIFT動作敏捷。你從前面的說明可以知道，RIFT設計的目的是希望觀測瞬變天體的可見光。一旦收到在其他波段有突然變亮的星體，望遠鏡需要快速因應。所以整個望遠鏡的系統是採用自動操作，可以根據目前天文台的天候狀況，自動打開天文台觀測圓頂，然後自動轉到要觀測的天區。為了能夠快速對準目標以捕捉他們的光度變化，RIFT的轉動相當的靈活，最快每秒可以轉50度，比其他大型望遠鏡快許多。

當然重力波不是隨時都有，這種時候RIFT可不是閒閒沒事做。我們可以利用RIFT可以快速移動並自動進行觀測的特性，讓它『順便』觀測其他的緻密『瞬變』星（compact transients）。所謂瞬變星指的是在天空中突然變亮的星體，千新星當然也是其中之一。但是RIFT預計可以觀測到的瞬變星不止千新星，還包括黑洞雙星、超大質量黑洞、新星爆炸、以及毫秒脈衝星等發出的可見光。下面就是一些RIFT預計要觀測的對象：

第二個原因是，RIFT具有寬廣的視野。在未收到其他波段亮度變化情報的其他時段，RIFT會根據事先排定的時程自動進行巡天觀測，好追蹤我們密切關注的幾百個已知的緻密瞬變星，甚至發現新的瞬變星。為了可以看到比較寬廣的天空範圍，RIFT鏡頭還加了減焦鏡，使得視野大約為0.48平方度。

RIFT預計未來會由兩支望遠鏡組成，甚至可以擴充到四支望遠鏡。不同的望遠鏡可以選擇一起觀測同一個星體，但是使用不同波段的濾鏡，這樣可以同時測到在不同波段的亮度變化。或者也可以選擇看天空不同範圍，好在巡天觀測時可以加快掃過全天的速度。

第三個原因是，RIFT既獨特又『敏感』。圖8列出世界上其他知名的自動化或巡天望遠鏡視野與極限星等（註2）的比較圖，RIFT雖然沒有右下角那群望遠鏡的視野大，但是感光度（我們用極限星等表示）卻比較好，可以看到比較暗的星體，所以當要追蹤觀測某一突然爆發星體時，當其亮度慢慢變很暗時RIFT都還可以觀測得到。另一方面RIFT的視野又比左上角那群高感光度的望遠鏡好，代表巡天可以覆蓋到的天空範圍比較大。也就是RIFT在以上兩個條件中可以在觀測的主要目標中取得一個平衡。

目前與RIFT一樣位在圖8中間這群都是目前最先進的望遠鏡，例如DECam （Dark Energy Camera） 與 ZTF （Zwicky Transient Facility）。RIFT 和 DECam 是唯二兩個地面望遠鏡其感光度在近紅外線波段很高。近紅外線波段對於觀測一些周圍有很多氣體遮住的星體，例如中子星雙星，黑洞雙星 以及新星都很重要。但DECam位於南半球，因此位於北半球的RIFT 對於觀測近紅外線的瞬變星相對重要並可以補其不足。

此外，RIFT所在的鹿林後山中央大學天文台的場址，海拔高度2850公尺，所以大氣擾動較地面低很多，大氣擾動會使得太暗的星點糊成一團。但在鹿林，位於中天星體的清晰度（seeing，也有人翻成『視寧度』）約1.3角秒，也就是影像在1.3角秒以上角度都可以解析出來。這樣的清澈度，加上低城市光害，使得鹿林天文台的天空亮度可以接近地球上最暗天空，例如位於智利的La Silla天文台。

第四，RIFT不孤僻。除了自己的兩支望遠鏡，甚至未來有機會陸續生出的四個兄弟姊妹互相作伴外，RIFT也會與同樣位在鹿林天文台場址的好鄰居－中央大學的一公尺望遠鏡彼此合作，一起加入一個由美國加州理工學院發起的望遠鏡觀測聯盟－ GROWTH （Global Relay of Observatories Watching Transients Happen）。你從它的命名就可以知道，GROWTH的野心是要慢慢成長為一個很大的合作團隊，主要就是要觀測瞬變星體。這個聯盟目前共有18個地面望遠鏡加入，其中一個就是臺灣的鹿林一米望遠鏡。

此外，如同前面提過，RIFT研究團隊同時也是日本重力波觀測計畫KAGRA的合作夥伴，會與KAGRA針對重力波觀測繼續合作。新一階段的重力波聯合觀測 （O4）將於2023年再度啟航，RIFT也正摩拳擦掌開始作出準備，好在一測到重力波時，立刻啟動追蹤觀測。

前面有提到觀測TeV波段由國際合作打造出的CTA計畫，RIFT團隊今年也加入CTA合作夥伴計畫，並且已簽訂合作協議。

根據即將於2023年再度啟動的LVK O4 及O5時段可能觀測到的重力波數量，以及RIFT可以觀測到重力波源（以黑洞中子星合併事件為主）估算，大約平均一個月會發生一次。至於不定時會發生的黑洞及新星爆發，平均大約分別每兩個月及每兩週發生一次。根據前文所述，RIFT 在等候隨時有可能發生的重力波或者是瞬變星體爆發的時段時，也不會放空，目前已經挑選了許多要陸續追蹤觀測的口袋名單。我們預計要先監測共計259個緻密瞬變星（Compact Object Transient, COT）的亮度變化，其中包括黑洞、黑寡婦或是紅背蜘蛛毫秒脈衝星，以及AGN。這些名單大約每個月可以觀測100個左右（見圖9）。

與世界其他更大型的望遠鏡相比，RIFT雖然口徑小，團隊人數也不如大型國際研究團隊，但也因為如此可以很機動地做應變，搶得先機並做出貢獻。也可以成為臺灣本土天文人才與國際大型計畫合作，與參與重要科學發現的好橋樑。目前RIFT已完成建置，並且開始陸續做各種測試，且已經開始進行巡天掃描觀測。我們現在只待宇宙遙遠某處，一對緻密星體開始舞出最後致命的迴旋曲時，放送出讓時空都為之震動的漣漪。到那時，位在太陽系中那顆藍色星球上一個島嶼山頂的RIFT，已經準備好要接收他們所傳送過來的宇宙密碼了！

每當日光緩緩褪去
鹿林後山 一個暗黑的所在
星瞬望遠鏡從沈睡中被喚醒
從天文台圓頂中探出頭
開始一天漫長的等候

他在等候 等候被召喚的時刻
等候深邃星空某處
兩顆死亡恆星最後迴旋之舞
互相毀滅交融時發出的耀眼光芒

他在等候 等候被召喚的時刻
等候深邃星空某處
兩顆死亡恆星最後迴旋之舞
互相毀滅交融時發出的耀眼光芒

在等待的日子 星瞬看著無垠的星空
看著星起 星落
他仍忠心守候

然後 當那天 那時刻到來
星瞬已經準備好 他將會迅即轉身
抓住那
星動的瞬間

[1] 註１：千歲星會瞬間發出這麼強的光的原因與超新星是因為爆炸變亮的原因不太相同。根據目前理論，千新星變亮是源自一連串的名叫『快中子捕獲過程：千歲星會瞬間發出這麼強的光的原因與超新星是因為爆炸變亮的原因不太相同。根據目前理論，千新星變亮是源自一連串的名叫『快中子捕獲過程 （Rapid neutron-capture process） 的核反應，簡稱『r-process』。經由這個過程，可以合成出比鐵重的元素。所謂快，是指進行的過程必須要讓原子核在還來不及衰變前就捕獲了下一個中子。因此這個過程要在自由中子密度很高的地方最容易成功。

[2] 註２：極限星等：可以觀測到最暗的星等，星等數字越大代表亮度越暗。

[1] Li, K.-L., Metzger, B. D., Chomiuk, L., et al. 2017, Nature Astronomy, 1, 697 https://doi.org/10.1038/s41550-017-0222-1

[2] Hui, C.Y.; Li, K.L. High Energy Radiation from Spider Pulsars. Galaxies 2019, 7, 93. https://doi.org/10.3390/galaxies7040093