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英法千年恩仇錄之兩個天文台的故事—《物理雙月刊》

物理雙月刊_96
・2016/10/04 ・5389字 ・閱讀時間約 11 分鐘 ・SR值 529 ・七年級

文/高崇文 |中原大學物理系教授

阿文去(2015)年休假,在德國待了三個月。適逢滑鐵盧戰役兩百周年,特地跑去了滑鐵盧戰場憑弔一番。而比利時政府更是在兩百周年當天(六月十八日)在滑鐵盧戰場安排了戰爭實境秀呢!

想一想,英國與法國還真是歡喜冤家,從 1066 年諾曼第公爵踏上英國國土的那一刻起,兩國的恩恩怨怨就糾纏不清。如果要細數英法的千年恩仇錄,那等於讀半部西歐史了。其實除了兵馬干戈交鋒之外,這兩個科學大國在科學方面的競爭,也是班班可考,其間牽涉的恩怨情仇,絕對不輸灑狗血的八點檔連續劇。且讓阿文從格林威治天文台巴黎天文台這兩個天文台講起吧!

格林威治皇家天文台(Royal Observatory, Greenwich)大名鼎鼎,因為本初子午線(Prime meridian),即 0 度經線,就是通過格林威治天文台的那條經線。(阿文曾在國會大廈旁搭渡輪沿泰晤士河到格林威治,可以飽覽沿途景致。)

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由天文台往北發射出雷射光,雷射光的路徑代表著本初子午線。圖/ Wikimedia commons, CC BY-SA 2.5

原則上任何一條經線都可以被定為本初子午線,為了決定子午線英國與法國就交手一次了!1634 年法國路易十三的宰相黎塞留樞機主教決定用穿過耶羅島(Isla del Meridiano)的子午線在地圖上定位,因為耶羅島在當時被視為舊大陸的最西端。(早在公元 2 世紀托勒密就考慮把本初子午線定在那裡,這樣的話地圖上就可以只用正數來表達經度。)而巴黎剛好在耶羅島東方十九度五十五分。後來法國地理學家 Guillaume Delisle 把子午線挪了二十度,巴黎經度就變成了本初子午線。既然如此,那為什麼子午線為什麼會改到格林威治去了呢?這得要話說從頭了。

格林威治皇家天文台的興建

1674 年在第三次英荷戰爭後,軍械署測量總監(Surveyor-General of the Ordnance)Jonas Moore 爵士向英王查爾斯二世建議建造天文台致力於校正天體運動的星表,以便能正確的定出經度,使船隻能準確定位。查爾斯二世雖然以情婦眾多而留名青史,但他對當時英國的命脈:航海,還是相當重視。所以他決定在泰晤士河畔的格林威治村蓋一座天文台,同時任命當時英國首屈一指的天文學家 John Flamsteed 擔任天文台的台長兼皇家天文學家。

格林威治天文臺。圖/By Adusha - 自己作品, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=14911179
格林威治天文臺。圖/By Adusha, CC BY-SA 3.0, wikimedia commons.

天文台由軍械署負責建造,Moore 爵士還自掏腰包為天文台添購關鍵的儀器設備。天文台在負責建造聖保羅大教堂的維恩爵士以及羅伯特.虎克的設計下,成為英國第一棟為了特殊科學目的而蓋成的設施。不過因為它偏離了真北的方位 13 度,這讓 Flamsteed 相當不爽。(關於 Flamsteed 的火爆脾氣,我們還會再談到。)

格林威治子午線最早是由第二任的皇家天文學愛德蒙.哈雷(Edmond Halley)選在天文台的西北角。後來 1851 年英國的皇家天文學家 George Airy 在原本的子午線東邊約四十三公尺處設置了中星儀,並當做格林威治子午線。1884 年美國華盛頓特區舉行的國際本初子午線大會上,來自 25 個國家 41 位代表要來決定世界通用的子午線。由於當時全世界大部份船隻都已使用格林威治子午線當作參考的子午線,縱使法國代表一再主張使用巴黎子午線,眼見大勢已去,法國代表只好在投票時含恨棄權,從此格林威治的子午線成了全球通用的子午線。但是在 1911 年之前,法國仍然以巴黎子午線作為經度起點,看得出來,法國人輸得並不甘心哪。

John Flamsteed 與牛頓間的恩怨情仇

格林威治的威望,並非單單只是由於英國長期海上霸主的地位,歷任皇家天文學家在科學史上也都是名號響叮噹的大人物。首任的皇家天文學家 John Flamsteed 以畢生之力完成的星表乃是當代一大盛事,其中記錄了 2935 顆星,這個數目是之前號稱最完備的第谷星表的三倍。不止如此,每顆星的位置更是前所未有地準確。但是由於 Flamsteed 是個完美主義者,所以在他生前,他遲遲不願正式出版。所以他的星表 Historia Coelestis Britannica 是在他死後六年由他的遺孀替他出版的。四年後天球圖譜(Atlas Coelestis)也是在 1729 年,在 Joseph Crosthwait 與 Abraham Sharp 的協助下,由他的遺孀出版的。

天球圖譜
天球圖譜(Atlas Coelestis)。圖/wiki

但是 Flamsteed 最著名的事跡莫過於他與牛頓之間的過節,待阿文娓娓道來:

圖片1
John Flamsteed(左)和牛頓(右)。圖/wiki(左)(右)

1680 年十一月全歐連白天都看得到一顆向太陽飛去的彗星,到了十二月又看到一顆遠離太陽的慧星。Flamsteed 在細心研究後於隔年春天提出這是同一顆彗星。當時的牛頓反對不遺餘力,但是後來又回心轉意,了解到彗星有可能遵循與行星相仿的橢圓軌道來運行。但是牛頓從頭到尾都沒提到 Flamsteed, 彷彿一切都是自己的功勞。更令 Flamsteed 光火的是,牛頓居然手頭上有 Flamsteed 辛辛苦苦觀測到的資料,這些資料是被他的助手哈雷給洩露出去。到了 1712 年,成為皇家學會主席的牛頓居然再次跟哈雷狼狽為奸,將 Flamsteed 的星表偷到手,還將以印行!Flamsteed 氣壞了,他自掏腰包將發行了四百本的星表買回來(只買到三百本!)然後一把火給燒了。阿文小時候讀威爾杜蘭的世界文明史,提到這件事如此描述著:

這位惱怒的天文學家怒氣上沖天庭,連星星也為之震動!

諷刺的是,接續 Flamsteed 擔任皇家天文學家的正是哈雷,他的生平太有趣了,就請容阿文日後為他寫篇專文。而接續哈雷的則是 James Bradley,雖然不像哈雷那樣有名,然而他的兩大發現:測量到光行差確定地球的章動,都是值得大書特書的成就。前者是他擔任皇家天文學家之前就發現的,後者則是在格林威治天文台完成。

英國天文觀測上的大事

1722 年,Bradley 與 Samuel Molyneux 試圖觀測天龍座 γ 星(Gamma Draconis)的視差。(視差是指由於地球的公轉造成地球位置改變,使得同一顆星被觀測到的相對位置也產生改變的效應)。照理說天龍座 γ 星應該在十二月位於最南的位置,六月位於最北的位置。而 Bradley 卻發現該星在三月位於最南,九月位於最北。

直到 1728 年他才赫然領悟到這種現象是由光行差所造成的。據說他是在泰晤士河上乘船時,發現風向沒有發生變化時,船上的旗子卻改變了方向而得到啟發的。旗子之所以改變方向是由於船的行進方向與速度改變所致,而光行差則是因為天龍座 γ 星發出的光與地球在軌道上運動的垂直方向的相對運動所產生的。簡單的計算後,Bradley 發現觀測結果與計算相符!

圖片2
天龍座(左)與1852 年所繪製的天龍星座圖(右)。圖/wiki(左)(右)

至於地軸章動,則是他長期間的觀測,時間超過了一個月球交點退行的周期(6798 天)。一直等到 1748 年,他才發表報告,確定地軸的章動而且確定章動有與月球交點回歸同樣的周期。所謂地軸的章動指的是地軸在進動時的一種運動,使自轉軸在方向的改變中出現如「點頭」般的搖晃現象。這會使得歲差的速度會因時而變。同年他就獲得了科普利獎章(Copley Medal,英國皇家學會每年頒發的科學獎章,以獎勵「在任何科學分支上的傑出成就」)。

卡西尼家族與巴黎天文台

巴黎天文台。圖/Public Domain
巴黎天文台。圖/Public Domain

比起格林威治天文台,巴黎天文台的名聲就沒那麼響亮。但是論起在科學史的地位,巴黎天文台可是不遑多讓。

世界上第一部天文年曆就是在這裡印的,船員可以用上面的木星衛星蝕的表幫助船舶測定經度;第一份氣象圖也是在這裡發行的;1913 年巴黎天文台還曾經利用艾菲爾鐵塔做天線,接收美國海軍天文台發出的無線電信號,精確測定了兩地的經度差;巴黎天文台還是國際時間局的所在地,主要的工作是收集、處理各地天文台對世界時和經緯度測量的結果,提供國際原子時和協調世界時的服務,直到其工作由國際度量衡局(BIPM)和國際地球自轉和參考座標系統服務(IERS)接管,國際時間局才於 1987 年解散。那麼巴黎天文台是何時蓋的呢?

巴黎天文台是法國國王路易十四,聽從海軍國務大臣 Jean-Baptiste Colbert 建議於 1667 年開始建造,1671 年完工,比格林威治天文台還早了四年。建造的目的主要是為了繪製更精確的星表以及航海圖。Colbert 是法國殖民事業的幕後推手,主導成立了法國東印度公司和法國西印度公司(1664 年)等貿易特許公司。

成立天文台當然也是其海外殖民事業的一環。但是與格林威治不同的是,巴黎天文台一開始是開放給剛成立的法蘭西科學院(Académie des sciences,成立於 1666 年)所有的成員使用。它不僅用來從事天文觀測,也是科學院從事其他幾乎所有活動的場地,內設會議室、化學實驗室,以及存放所有自然史物種標本的空間。巴黎天文台的迅速建成象徵了王室對科學的支持。

藉著建造這座坐落在塞納河畔的宏偉新天文台,路易十四邀到了當時最優秀的歐陸天文學家,包含來自尼德蘭的惠更斯(Christiaan Huygens)丹麥的 Ole Rømer 以及義大利的卡西尼(Giovanni Domenico Cassini)。尤其是卡西尼不僅終老於巴黎,成為天文台的實質領導人物,更開創了法國天文學界的所謂「卡西尼王朝」,祖孫四代都成為法國天文學界的要角。

卡西尼一世出生於熱那亞共和國。他與胡克同時發現了木星的大紅斑 (1665 年),1669 年他受邀來到巴黎後,陸續發現土星的四個衛星土衛八土衛五土衛四土衛三)。1672 年 Flamsteed 在英國,Richer 在南美洲 Cayennes,卡西尼在巴黎同時觀測火星衝,這個難得的國際合作得到了準確的日地距以及火星到地球的距離。

接下來他於 1675 年發現土星光環中間有條暗縫,這就是著名的卡西尼環縫 (Cassini division)。他猜測光環是由無數小顆粒構成。兩個多世紀後才證實了他的這項猜測。他仔細觀測了月球的表面特徵八年後於 1679 年呈送法蘭西科學院一份大幅月面圖,在一個多世紀內無人望其項背。1683 年 3 月起,卡西尼開始研究了黃道光,他認為它是由於行星際塵埃反射太陽光引起的,而非一般人以為的大氣現象。1690 年,他在觀測木星的大氣層時發現木星赤道旋轉得比兩極快,因此發現了木星較差自轉 (Differential rotation)。這一連串的成就將卡西尼一世推到事業的顛峰。他於 1712 年在巴黎安詳離世,享壽八十七。

卡西尼環縫
卡西尼環縫。圖/NASA

卡西尼二世(Jacques Cassini)出生於巴黎天文台,身為卡西尼一世之子,他十七歲就獲准加入法蘭西科學院,他延續了他父親在天文以及經緯度測量的工作。卡西尼三世(César-François Cassini de Thury)二十一歲加入法蘭西科學院,而 1771 年被任命為巴黎天文台正式的台長。他最著名的工作是展開卡西尼計畫,詳細刻畫法國全國的地形地貌。這項計畫在他的兒子卡西尼四世(Jean-Dominique, comte de Cassini)手上完成。法國大革命後,卡西尼四世想擴充天文台的計畫被國民公會否決,繼而在恐怖統治時期與表弟一同被逮補,他的表弟被送上斷頭台,他則是被天文台的員工搭救而逃過一劫,但是光輝的卡西尼王朝卻也戛然而止。卡西尼四世兒子選擇成為植物學家,不再克紹箕裘了。

天文台版畫
卡西尼時代的巴黎天文台。在版畫的右側是 Marly Tower(本來是用於提水使用),卡西尼一世將其移到巴黎天文台前,並裝上長筒望遠鏡作為天文觀察使用。圖/wiki

格林威治天文台與巴黎天文台見證了英法兩國天文學以及航海事業的競爭,在法國大革命後,兩國的競爭更加激烈,欲知詳情,且待下回分解。


38卷8月號封面

 

本文轉載自《物理雙月刊》 38 期 2016 年 8 月號,更多文章請見物理雙月刊網站


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《物理雙月刊》為中華民國物理學會旗下之免費物理科普電子雜誌。透過國內物理各領域專家、學者的筆,為我們的讀者帶來許多有趣、重要以及貼近生活的物理知識,並帶領讀者一探這些物理知識的來龍去脈。透過文字、圖片、影片的呈現帶領讀者走進物理的世界,探尋物理之美。《物理雙月刊》努力的首要目標為吸引台灣群眾的閱讀興趣,進而邁向國際化,成為華人世界中重要的物理科普雜誌。


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極目遠眺的意義:天文學家為何追尋第一代星系

Tiger Hsiao_96
・2022/05/15 ・3764字 ・閱讀時間約 7 分鐘
  • 文/蕭予揚 清大天文所碩士生,將於約翰・霍普金斯大學攻讀天文博士
      林彥興 清大天文所碩士生,EASY 天文地科團隊總編

近日,來自東京大學和倫敦大學學院的科學家 播金優一(Yuichi Harikane) 在天文物理期刊《The Astrophysical Journal》發表了一篇論文,宣稱他們可能找到目前最遠的星系(名為 HD-1,紅移值 z 約為13),打破了原本最遠(GNz-11,z 約為 11)的紀錄。

天文學家為什麼執著要找最遠的星系呢?
是單純為了破紀錄而破、抑或是蘊藏了什麼科學涵義?
天文學家們又是怎麼尋找、並且推論這些星系多遠的呢?

HD1 的影像。圖/Harikane et al.

時間推回到二十世紀初,當時的科學家們對宇宙大小到底是恆定或是膨脹爭論不休,其中,愛因斯坦(Albert Einstein)便是支持「宇宙穩恆態理論」的知名科學家。而支持膨脹宇宙的科學家們,一直到西元 1929 年,愛德溫.哈伯(Edwin Hubble)透過測量其他星系,發現了宇宙在膨脹,才為膨脹宇宙(也就是日後人們所說的「大爆炸理論 The Big Bang Theory」)注入了一劑強心針。

接下來的各種證據,如宇宙微波背景輻射、宇宙中元素的比例等,讓天文學家們越來越確信宇宙的年齡是有限的,並開始利用紙筆與超級電腦,來推測最早、也就是第一代星系及恆星的樣貌,並嘗試用望遠鏡,來尋找早期星系是否和我們預測的相符。

科學家是如何知道距離的呢?

天文學家並沒有一把長達「一百多萬光年」的尺,那他們是如何尋找,並且知道這些早期星系距離我們有多遠呢?讓我們把兩個問題分開,先來探討在宇宙學尺度下的距離是怎麼得到的。

由於我們知道宇宙在膨脹,而這些遠離我們的星系所發出的光,也會因為類似都卜勒效應的影響,有著紅移的現象。而越遠的星系遠離我們的速度越快,它們紅移值也就越大;而從實驗室中,我們知道每種元素都會發出特定的譜線,藉由測量到星系光譜中特定譜線的實際位置,並與那條譜線所該在的位置比較,就能夠計算這些星系的紅移值了。

而結合紅移值和其他測量到的宇宙學參數(例如哈伯常數),就可以從星系的紅移值計算出物理上的距離,比如大家常會看到的「光年」。

星系的紅移(Redshift)與它跟地球的距離(Distance)可以互相換算。圖/林彥興

那既然這樣,我們只要測量所有星系的光譜,不就能知道最遠的星系是哪一個了嗎?可惜事情並沒有這麼簡單。

一來,很多星系(尤其是越遠的星系)都很黯淡,難以測量光譜,二來,測量光譜實際上是又貴又耗時的。所以,以「尋找」的為目的,做單一波段的搜索通常是比較實際的作法。但若是使用單一波段,不就代表我們沒有光譜,這樣不就又不知道距離了?

Well yes, but actually no。大家應該都聽過盲人摸象的故事,透過觀測越多的波段,我們就越能描繪出實際上的光譜,再根據現有的理論模型,我們就可以利用光譜擬合來推論出這些星系的紅移值。

那要如何鎖定這些早期的星系?

天文學家總不可能對每個能測量到的星系都做很多波段的觀測,並且大費周章的利用理論模型去擬合他們。很多特定的望遠鏡(例如 ALMA、JWST)是要寫觀測計畫書和其他天文學家競爭觀測時間的,總要給出一個有力的理由,才能讓你的觀測計劃脫穎而出。

但還沒有資料之前,天文學家要怎麼知道哪個星系是最遠的?這便產生了一個「沒有工作要怎麼有工作經驗」的迴圈。怎麼辦呢?天文學家就是要想辦法,在已經觀測的深空資料庫中去尋找最遠的星系。

哈伯太空望遠鏡拍攝的「哈伯極深空 Hubble Extreme Deep Field」影像。藉由比較圖片中不同紅移的星系的性質,天文學家就能重建出過去百億年來星系的形成與演化歷史。圖/NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch, University of California, Santa Cruz; R. Bouwens, Leiden University; and the HUDF09 Team

而要怎麼在龐大的資料庫中尋找遙遠的星系呢?讓我們再次簡單回顧歷史。量子物理在十九世紀末至二十世紀初逐漸開始發展時,瑞士物理學家約翰.巴耳末(Johann Balmer)研究激發態的氫原子所放出的光譜,發現在可見光波段,氫原子只會發射一系列特定波長的譜線。隨後美國物理學家西奧多.萊曼(Theodore Lyman)也接著發現,氫原子從受激態回到基態時,會放出一系列位於紫外線波段的譜線,這些特定的譜線也被稱為萊曼系。

氫原子的各個譜線家族,由上而下分別是位於紫外線的萊曼系,位於可見光的巴耳末系,以及位於紅外線的帕森系。圖/Szdori, OrangeDog

而用來尋找早期星系的第一種方法,也是最主要的搜索方法,就與萊曼系關係密切。天文學家發現,宇宙中有一種名為「萊曼斷裂星系(Lyman-break galaxies; LBGs)」的星系,這種星系的光譜有一個很明顯的特徵,便是在特定的波長以下就幾乎觀測不到,原因是波長更短的光(更高的能量)都被星際物質(Interstellar medium; ISM)和星系際物質(Intergalactic medium; IGM)的中性氫的萊曼線系給吸收了。

而萊曼線系中波長最短的譜線(常稱為萊曼極限)約在 91.2 奈米,最長的萊曼 α 譜線則約在 121.6 奈米。只要透過兩個波長足夠接近的波段去尋找「在長波長有觀測到、但在短波段沒觀測到的天體」(稱為 drop-out),就可以粗略的估計星系的紅移。

舉例來說,如果我們要找紅移值為 9 的萊曼斷裂星系,只需要稍微長於和短於 1216 奈米的兩個波段,看看有沒有星系出現在長波段的影像中,但在短波段的影像中卻沒有出現,就有可能是在紅移值為 9 的萊曼斷裂星系。如果要找越遠的萊曼斷裂星系,只需要換波長較長的波段即可。

近日打破紀錄的最遠星系,也是透過 H-band drop-out(在波長 H 波段沒有觀測到,而較長的波段有)所找出的。

光譜drop-out的例子。圖/Harikane et al (2022)

上圖為近日打破紀錄的最遠星系 HD1 的 H-band drop-out,可以看到長波段:4.5、3.6 微米以及 Ks 波段都有偵測到,但在 H 波段(以及更短波長)的影像就消失不見了。藍色的光譜 z 值為 13.3 的萊曼斷裂模型,灰色的光譜則為可能的低紅移汙染,z=3.9 的巴耳末斷裂模型。

當然,這只能幫助科學家初步的篩選,而且此種方法會受到一些其他非早期星系的汙染。

舉例來說,上文提到氫原子除了萊曼系以外,還有回到第一激發態的巴耳末系。若只是單純地透過 drop-out,因為巴耳末系本身的譜線就比萊曼系來得紅,所以也有可能找到的是紅移值較小的巴耳末斷裂;此外,非常紅且充滿塵埃的星系也會在光譜上出現類似「驟降」的特徵。

當然,更多波段以及光譜的觀測,都有助於釐清這些可能的汙染。而除了上述的方法以外,萊曼 α 發射體(Lyman-alpha emitters; LAEs)、伽瑪射線暴的宿主星系、重力透鏡效應等,也是尋找遙遠星系的重要方法哦!

那麼,找出這些早期星系有什麼科學意義?

現代宇宙學理論認為,宇宙在早期曾經經歷過兩次相變。第一次是宇宙從炙熱的游離態降溫回到中性的氣態,被稱為宇宙的復合時期(Epoch of Recombination),也是大家熟悉的宇宙微波背景的起源;第二次(也是最後一次)的相變,宇宙中的中性氫變成了游離化的氫離子,這個相變的過程被稱為再電離時期(Epoch of Reionization; EoR)。

而目前認為,第二次這個電離的原因,是第一代恆星和第一代星系所發出的強紫外線光,把周圍的中性氫游離成氫離子。藉由尋找越來越多的早期星系,我們就能透過這些早期星系來描繪宇宙再電離時期的歷史,而這又能夠進一步驗證現代宇宙學理論是否正確。不僅如此,研究這些早期星系,可以讓我們對於星系演化的歷史更往前推,或是研究早期星系的超大質量黑洞,是如何長到這麼大等等的議題。

未來展望

在 2021 年底順利升空的詹姆斯.韋伯太空望遠鏡(James Webb Space Telescope; JWST),其中一個主要的科學目標就是研究早期宇宙。如這篇文章一開始提到的「新的最遠的星系(HD-1)」,又如前一陣子發現的「最遠恆星 Earendel」,以及同一團隊的另一個紅移約 11 的星系,都在第一輪 JWST 的觀測計畫之中。

期待幾個月後 JWST 公布的第一批科學照片,能大幅革新我們對早期宇宙的認識。

參考資料(論文們)

延伸閱讀(科普文章)


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Tiger Hsiao_96
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現為清大天文所碩二學生,即將赴美於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。