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不只是災難掃把星,你不知道的彗星事

臺北天文館_96
・2016/10/31 ・7232字 ・閱讀時間約 15 分鐘 ・SR值 571 ・九年級

文/胡佳伶|任職於臺北市立天文科學教育館

1997年來訪的海爾波普彗星帶給大家許多驚喜。圖 / http://www.astropix.com/HTML/SHOWCASE/970401.HTM
1997 年來訪的海爾波普彗星帶給大家許多驚喜。圖 / http://www.astropix.com/HTML/SHOWCASE/970401.HTM

編按:新海誠的動畫電影《你的名字》中那顆關鍵的彗星,緊緊牽動著整部片的劇情發展。人類對於彗星的觀察與想像,很早就出現在中外古代的史書記載中,直到今天我們仍然對於這個拖著長長尾巴的星體有許多好奇。在這篇文章中,我們將從歷史、來源和結構帶你重新認識彗星。

大家常說天文愛好者有四個畢生一定得要看到的天文奇觀:日全食、流星雨、極光、大彗星,不知道您親眼目睹了幾個?

彗星的歷史

古時不論中外,彗星皆被當作不祥之物,認為它預兆著天災人禍,這從中國古代對彗星的其它稱呼:孛星、星孛、妖星、異星、蓬星、長星……便不難看出。中國對於彗星的歷史紀錄悠久而詳細,在《准南子.兵馬訓》一書中「武王伐紂……彗星出,而受成殷人以柄。」便記載著公元前十一世紀的一次彗星天象;《春秋》魯文公十四年「秋七月,有星孛入於北斗。」是有確切年代可考的最早記載,更是世界上關於哈雷彗星的最早史料(西元前 613 年);《晉書·天文志》「彗星所謂掃星,本類星,末類彗,小者數寸,長或經天。彗星本無光,傅日而為光,故夕見則東指,晨見則西指。在日南北皆隨日光而指,頓挫其芒,或長或短。」則是首次對彗星的性質、型態和彗尾的成因有了比較詳細且正確的描述。

古人對於彗星之戒慎,更可以從長沙馬王堆三號所出土的西漢古墓帛書看出,內有 29 幅各種彗星形態,記錄了古代所觀測到各種不同形狀的彗核與彗尾。

馬王堆帛書中的彗星臨摹圖。圖 / http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/special_topics/essays/comets/images/ma_wang_dway.jpg
馬王堆帛書中的彗星臨摹圖。圖 / 成功大學物理學系

西方對彗星本質的解釋,始於亞里斯多德的 宇宙論,他認為彗星是種大氣現象。1543 年哥白尼(Nicolas Copernicus)出版《天體運行論》提出日心說,卻也未對彗星提出新見解。直到 16 世紀末期,麥可.麥斯特林(Michael Maestlin)及第谷.布拉罕觀測 1577 年出現的大彗星時,才首次注意到彗星在天空移動的角速度要比月亮還要慢上許多,證明彗星距離比月球還來得遠,也就是說彗星並非屬於亞里斯多德主張的地球領域,而是在以太構成的天域之中。

西方歷史中,彗星與災難的連結也不遑多讓。 著名的貝葉掛毯記載著西元 1066 年,英格蘭國王哈勒德二世被告知哈雷彗星的出現,預兆黑斯廷斯戰役諾曼征服英格蘭。即使到了現代,彗星仍常被部份媒體或宗教渲染成災難和世界末日的徵兆, 1998 年海爾波普彗星接近地球,天文迷雀躍歡騰之際,卻有美國加州天堂之門教派 39 名教徒集體自殺。但其實每年前來拜訪地球的彗星有數十顆之多,只要對這太陽系天體稍有了解,應該會覺得能遇到大彗星造訪這樣難得的天象, 並非災難,而是件幸運的盛事!

出現在貝葉掛毯上的哈雷彗星。圖 / By Myrabella, Public Domain, wikimedia commons.
出現在貝葉掛毯上的哈雷彗星。圖 / By Myrabella, Public Domain, wikimedia commons.

說文解字

彗星之名,其來有自,不論中西皆然。「彗」的本意就是帚,在《說文》中便記載著:「彗,埽竹也。」在甲骨文中,字01是象形字,象徵掃帚之形。在篆文中,字02為會意字,上方的字03是指細枝茂盛的草,下方的字04則是手持的意思,其造字的本意是用一種細枝茂盛的乾草紮成的掃帚,這也就是為什麼彗星俗稱為「掃把星」或「掃帚星」了!

西方語言中的「彗星」一詞(如英語:comet;法語:comète;德語:Komet), 源自拉丁文的 cometes,這是拉丁化的希臘文 κομήτης(komētēs),意為「長髮」,而κόμη(komē)這個字的本意就是頭髮的意思。希臘哲學家亞里斯多德是第一位使用κόμη/κομήτης 這個字,來形容他看見的「長頭髮的星星」。彗星的天文學符號Image 3,也清楚地描繪了它的外觀,由小圓盤象徵彗核,和三個突起的短線段象徵彗尾。

彗星的來源與分類

彗星是太陽系形成之初所遺留下來的小天體。約 46 億年前,一團巨大的分子雲因重力坍縮,中央溫度升高達數百萬度,點燃核融合反應形成原恆星,周圍雲氣因自轉在赤道方向形成環星盤。環星盤中距太陽越近溫度越高,熔點較高的物質逐漸聚集形成了類地行星。距太陽越遠溫度越低,氣體的逃脫速度較慢,外圍行星核心周圍包覆了熔點較低的物質,核心重力吸附原始雲氣中最豐富的氫和氦,形成外圍巨大的類木行星。環星盤最外圍溫度已低至水的熔點以下,物質密度相當低,不足以形成行星,這些剩餘的岩石、冰塊組成的太陽系小天體,形成環帶狀分布,稱為古柏帶(Kuiper Belt)。在太陽系形成早期,環星盤中眾多小天體,可能因受到大行星的重力彈射,被拋向太陽系外圍,形成球狀分布的歐特雲(Oort Cloud)。

歐特雲的概念是 1950 年由荷蘭天文學家 Jan Oort 所提出,可能有 1000 億到 2 兆個冰體組成的彗星核,以球殼狀分布在距離太陽 5,000 至 100,000 天文單位處。有時當巨大的分子雲或恆星經過太陽系附近, 或是與銀河盤面的潮汐作用,會使歐特雲外圍天 體受到擾動進入太陽系內部,形成所謂的長週期彗星。這些彗星有著極為狹長的橢圓軌道,要好幾千年到好幾億年才能繞行太陽一圈,且軌道面非常凌亂,平均散落在各個方向,這一類的彗星軌道也可能是雙曲線或是拋物線,終其一生只造訪內太陽系一次。2004 年發現的「賽德娜」(Sedna), 週期長達 10,500 年,軌道非常橢圓,近日點和遠日點分別是 76 和 1,000 天文單位,極有可能是來自於歐特雲內側的天體。

週期短於 200 年的短週期彗星,軌道傾角幾乎都集中在黃道面 30 度內,它們來自於約 30-55 天文單位處,海王星外圍呈環狀分布的古柏帶,因受重力擾動進入內太陽系,預測有數十萬個大於 100 公里的冰質天體及上兆個小彗核散布此處。

古柏帶與歐特雲的相對關係(想像圖)。圖 / http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/03/Kuiper_oort.jpg
古柏帶與歐特雲的相對關係(想像圖)。圖 /By NASA, Public Domain, wikimedia commons.

大部分的彗星都以安全的距離通過太陽附近,像是哈雷彗星與太陽的最近距離就有 8 千 9 百萬公里,但有些彗星的近日點非常接近太陽,可能近至只有數千公里,這類的彗星被稱為「掠日彗星」(sungrazing comet)。在太陽強大的潮汐力影響下,小彗星可能蒸發殆盡,大彗星也難逃粉身碎骨的命運。軌道類似的掠日彗星,可能源自於一顆大彗星母體。德國天文學家克魯茲首度注意到 1843 年、1880 年及 1882 年的掠日彗星共通點,指出這些彗星可能來自於 1066 年解體的一顆大彗星碎片,稱為「克魯茲族彗星」(Kreutz Sungrazers)。1965 年明亮的池谷.關彗星,和  2011 年掀起許多驚呼的 Lovejoy(C/2011 W3)彗星,也都是克魯茲族彗星成員。

2013 年 11 月 28 日通過近日點的C/2012 S1 ISON 彗星,與太陽表面的距離僅 110 萬公里,天文學家莫不希望它能像 Lovejoy 彗星(其近日點距離據太陽表面約 14 萬公里)一樣,能順利在通過近日點後存活,成為耀眼明亮的大彗星!自 SOHO 太陽觀測衛星(Solar and Heliospheric Observatory) 升空以後,業餘天文愛好者靠著檢查 SOHO 的影像,在電腦前就能發現掠日彗星,臺灣的蔡元生先生就曾在 2004 年及 2005 年分別發現兩顆 SOHO 彗星呢!

2011年來訪的Lovejoy彗星是顆非常明亮的掠日彗星。圖 / http://www.skyandtelescope.com/observing/home/136099108.html
2011 年來訪的 Lovejoy 彗星是顆非常明亮的掠日彗星。圖 / skyandtelescope

彗星不僅保存了 46 億年前太陽系形成的早期歷史,它所攜帶的水冰和有機物極有可能為早期的地球帶來生命的起源,因此彗星的研究是行星科學中相當重要的課題。

彗星的結構

彗星的結構(經修改加上中文)。圖 / http://spot.pcc.edu/~aodman/GS%20107%20web/outerobject/comet%20and%202%20tails.jpg
彗星的結構(經修改加上中文)。圖 / spot.pcc.edu

彗星的結構主要可以分為三部分:彗核彗髮彗尾

彗核是彗星遠離太陽時,唯一存在的部分,這個小小的冰凍核心,大小從幾百公尺到幾十公里不等,目前紀錄上最大的彗核,是約四十幾公里的海爾‧波普彗星。1950 年 Whipple 提出的「髒雪球模型」(Dirty Snowball Model),認為彗核主要是由冰雪(水、一氧化碳、二氧化碳、氨、甲烷)和灰塵(矽化物、金屬)組成,此外彗核蘊藏著許多有機物,如甲醇、氰化氫、甲醛、乙醇、乙烷等,還有許多複雜分子,如長鏈狀的碳水化合物及胺基酸存在。彗核反照率非常低,約只有 0.04 左右,可以說是太陽系內最黑暗的天體,接近太陽時彗核表面溫度升高,易揮發的物質昇華噴發產生噴流,因此不易直接觀察,目前只有數艘太空船曾近距離觀察彗核。其本身的重力並不足以使之形成球狀,因此大部分都呈現和小行星一樣的不規則形。近距離觀察彗星發現,表面是岩石及塵埃所覆蓋的薄殼,大部分的冰可能都藏在彗核內部。

太空船曾近距離觀察彗核的形狀及大小(經修改加上公制單位。圖 / http://minsex.blogspot.tw/2010/11/fab-five.html
太空船曾近距離觀察彗核的形狀及大小(經修改加上公制單位。圖 / http://minsex.blogspot.tw/2010/11/fab-five.html

當彗星接近太陽到約 5 天文單位,太陽 的熱使彗核的冰昇華為氣體,形成一團包覆在外圍的球形大氣層,稱為彗髮,彗髮會隨彗星接近太陽變得越來越大,直徑可達數十萬到數百萬公里。彗髮包含了中性分子及灰塵,彗核中的氣體母分子(CH4、 CO2、NH2、H2O)接近太陽時被釋放出 來,生命週期短暫不易觀測,這些母分子 因光解離作用產生第二代和第三代的分子 (CN、C2、C3、CH3、NH3、OH),生命週期長達數十萬到數百萬秒。圍繞在彗髮外圍,還有由氫原子雲氣所形成的龐大 包層(hydrogen envelope,halo),由於氫 原子輕、擴散速度快,其大小可達到數千萬公里,其波長為 Lyman-alpha 譜線的 1216 Å,僅太空望遠鏡的紫外波段影像可見。

太陽光的輻射壓和高速太陽風粒子, 將彗髮的物質吹向背對太陽的方向,形成 長長的彗尾,這也是彗星最迷人的部分。 彗星的彗尾有兩種,一種是塵埃尾(dust tail),一種是離子尾(ion tail),這兩種彗尾的外觀、成分和形成原因都不太一樣。

1997年海爾‧波普彗星的塵埃尾與離子尾相當明顯。圖 / http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comet_Hale-Bopp_1995O1.jpg
1997 年海爾.波普彗星的塵埃尾與離子尾相當明顯。圖 / http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comet_Hale-Bopp_1995O1.jpg

黃白色的塵埃尾瀰散而彎曲。富含塵埃的彗星產生各種不同大小的塵埃,塵埃受太陽重力與太陽光壓影響,由於萬有引力正比於質量(~體積,塵埃半徑的三次方),輻射光壓正比於截面積(塵埃半徑的平方),因此越大的塵埃其向內的萬有引力大幅抵銷了向外的輻射光壓,越小的塵埃所受萬有引力較小,所以受到向外的淨力反而較大(如下圖),被推向較外圍;且根據克卜勒第三運動定律,距離太陽愈遠,塵埃運動速度也越慢,因此塵埃尾常呈扇形而瀰散,當彗星接近太陽時,扇形角度甚至 可超過 90 度。塵埃尾大致上背離太陽,但隨著彗星前進, 塵埃會被留在軌道後方,因此塵埃尾會彎向軌道前進的反方向。塵埃顆粒因反射和散射太陽光呈現黃白色,另外也受太陽光加熱發出紅外線,其長度可達 106 -107 公里。

大小不同的塵埃,受到向內的萬有引力和向外的輻射光壓的大小差別,越小的塵埃所受到向外的淨力越大(a為塵埃半徑)。敘述相反?!(我覺得沒有啊,是”向外的淨力”較大,我改了內文的文字了,這樣會比較容易理解嗎?)。圖
大小不同的塵埃,受到向內的萬有引力和向外的輻射光壓的大小差別,越小的塵埃所受到向外的淨力越大(a為塵埃半徑)。圖/《臺北星空》提供

藍色的離子尾狹長而筆直,方向則永遠背向太陽。 離子尾的成因是彗髮的中性物質經過太陽風的光解離游 離作用,形成離子態的 H2O+ 、CO+ 、N2+ 、CO2+ 、OH+ , 這些離子和電子共存呈電漿狀態,因此也被稱為電漿尾(plasma tail),長度可達 107-108 公里。離子尾在可見 光主要的發光物質是波長約 4273 Å 的 CO+ ,這也是離子尾常呈藍色的原因。離子尾指向沿太陽磁力線方向背離 太陽,與軌道方向無關。太陽的劇烈活動如日冕物質噴發,在太陽風磁場拉扯下,有時會造成離子尾的分叉、 斷裂、再生等現象。

鹿林彗星的離子尾產生斷裂的現象(紅圈處)。圖 / http://www.fototime.com/%7B9C1CC635-B45B-4B04-811D-802DC4DDFFAD%7D/picture.JPG (Ernesto Guido、Giovanni Sostero、Paul Camilleri,http://remanzacco.blogspot.com)
鹿林彗星的離子尾產生斷裂的現象(紅圈處)。圖 / http://www.fototime.com/%7B9C1CC635-B45B-4B04-811D-802DC4DDFFAD%7D/picture.JPG
(Ernesto Guido、Giovanni Sostero、Paul Camilleri,http://remanzacco.blogspot.com)

有時彗星的塵埃尾看起來反而朝向太陽,稱為「逆尾」(anti-tail)。彗星較大且重的塵埃,比較不受太陽輻射光壓影響被推向背離太陽,反而留在軌道後方。若 地球通過彗星軌道平面附近,因地球視角產生的幾何投影效應,塵埃尾看起來便朝向太陽。有時候彗核表殼破裂,物質從縫隙向外噴發形成的噴流,恰巧在向著太陽 的那一面,也會形成真正的逆尾。歷史上曾出現明顯逆尾的彗星包括 1957 年的 Arend-Roland 彗星、2007 年的海爾波普彗星(C/1995 O1 Hale-Bopp)、2009 年的鹿林彗星 (C/2007 N3 Lulin),以及 2013 年的泛星彗星(C/2011 L4 PANSTARRS)。

逆尾的成因。圖 / http://spaceweather.com/swpod2009/27feb09/tosar4.jpg?PHPSESSID=vnd799uc8out792pvma1bh38e6
逆尾的成因。圖 /spaceweather.com 
逆尾的成因。圖
逆尾的成因。圖/《臺北星空》提供。
2009年的鹿林彗星有非常明顯的逆尾(左側),右側是背向太陽的離子尾。圖 / https://en.wikipedia.org/wiki/File:C2007N3Lulin2panel_brimacombe.jpg
2009 年的鹿林彗星有非常明顯的逆尾(左側),右側是背向太陽的離子尾。圖 / By Joseph Brimacombe, Cairns, Australia, CC BY 2.5, wikimedia commons.

彗星留在軌道上的塵埃,還會帶來另一場驚喜!當地球通過彗星軌道附近,軌道上的殘骸受地球重力影響,短時間內大量掉落地球大氣層,就會形成流星雨,若正逢母彗星回歸後幾年內,流星雨有可能特別壯觀。造成獅子座流星雨的母彗星是週期 33 年的 55P/Tempel-Tuttle, 1998 年的回歸就造成了之後數年的獅子座流星雨大爆發,相信大家對於 2001 年 ZHR 值達數千顆的獅子座流星雨都還印象深刻。

流星雨的成因與彗星有關。圖 / http://tamweb.tam.gov.tw/v3/tw/item_img/8/comet_meteor.jpg
流星雨的成因與彗星有關。圖 / 台北市立天文科學教育館

彗星的命名

彗星是極少數可以用發現者名字命名的天體(小行星的命名權雖然屬於發現者,但卻不能以發現者的名字命名),臺 灣第一顆發現且命名的彗星是在 2009 年來訪的 C/2007 N3 Lulin 鹿林彗星,由中央大學鹿林天文台所發現。天文愛好者若在夜空中發現可疑的模糊天體,必須確認並非其他的可能性(如亮星的鬼影、昏暗的星群等),並以第二台觀測儀器確認,將所見到的影像每隔 15 分鐘或半小時記錄下來,確認其是否有在背景星空中移動,另外可以使用CBAT(中央天文電報局, Central Bureau for Astronomical Telegrams)的彗星辨認程式(comet-identification program)確認觀測天區是否有任何已知的小行星或彗星,如果可能的話,請有經驗的彗星觀測者協助確認,便可以將詳細的觀測記錄通報 CBAT

在有系統性的命名規則之前,彗星的命名有幾種不同的原則。像是二十世紀前,大部分的彗星僅簡單地以出現的年份或加上月份為名,像是 「1680 年大彗星」(C/1680 V1,Kirch’s Comet)、 「1882 年 9 月大彗星」(C/1882 R1,great September comet of 1882)、和「1910 年白晝大彗星、1910 年 1 月大彗星」(daylight comet of 1910、Great January Come t of 1910)等等。而在哈雷計算出 1531、 1607、1682 年造訪的彗星其實是同一個天體,並成功預測它在 1759 年的回歸之後,這顆彗星就被命名為「哈雷彗星」(Halley),第二顆和第三顆被確認的週期彗星——恩克彗星(Encke)和比拉彗星 (Biela),也同樣是以計算出軌道的天文學家,而非當初的發現者命名。

至二十世紀早期,以發現者名字為彗星命名已非常普遍,直至今日皆然,彗星名稱至多可以有三位獨立發現者的名字,像是海爾波普彗星(C/1995 O1 Hale-Bopp)就是以兩位獨立發現者 Alan Hale 與 Thomas Bopp 來命名,另外以著名的彗星獵人麥克諾特(Robert H. McNaught)命名的彗星就已經超過 50 顆。近年來,許多彗星是由天文計畫或大型儀器所發現,便會以之命名,像是 PanSTARRS 彗星是由泛星計畫(Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System,Pan-STARRS)發現。

1995 年以前,除了以發現者的姓名為彗星命名之外,另外也會以發現的西元年份,加上代表當年發現順序的小寫英文字母,給予彗星暫時性名稱,像是 1969i Bennett 彗星,就是 1969 年第九顆被發現的彗星。一旦軌道確定之後,則會以通過近日點的年份和代表順序的羅馬數字給予彗星永久名稱,像是 Bennett 彗星是 1970 年第二顆通過近日點的彗星,因此它的永久命名是 1970 II。如果一 年裡被發現的彗星不只 26 顆,這時便會在英文字母後面加上阿拉伯數字繼續編號,像是在 1989 年 的彗星編號就達 1989h1 之多。

但這套命名系統存在著一些缺陷,像是歷史上 的彗星由於缺乏軌道元素而在永久命名上會有些困擾,於是 1994 年 8 月 24 日於荷蘭海牙舉行的國際天文聯合會(IAU)大會中,決議修改舊有的彗星命 名規則,並自 1995 年開始使用新的彗星命名規則。 彗星在一年中以每半個月為單位使用英文大寫字母 表示被發現的時間,略過字母 I 和 Z(詳下表):

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再加上數字表示該時段內被宣布發現的順序(這和小行星的命名規則雷同)。因此像是 C/2012 S1 ISON 彗星就是在 2012 年 9 月下半月第一顆被發現的彗星。另外還會依彗星的性質在名字加上前綴標示如下:

慧16

如果彗星被觀測到回歸,或是經由觀測通過 遠日點確定其週期性,則會在 P/ 或 D/ 前冠上一個由國際天文聯合會小行星中心(MPC)所指定的官 方序號,例如 1P/1682 Q1 為哈雷彗星、3D/1832 S1 為比拉彗星。如果彗星分裂成好幾個碎片,則在名字後面加上 -A, -B,… 來區分每個碎核。


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本文轉載自台北市立天文館期刊《臺北星空》第 61 期,2013 年秋季號,點此看線上 pdf


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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。