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朱諾號來的簡訊:天文學家們,木星需要你望遠鏡的目光!

臺北天文館_96
・2016/12/05 ・1988字 ・閱讀時間約 4 分鐘 ・SR值 503 ・六年級

文/葉永烜|中央大學天文所

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圖 1a:朱諾號太空船第一次靠近木星飛越時,從遠到近再離去的影像系列。圖片來源:NASA/JPL/SWRI

編按:朱諾號和其他 NASA 太空任務最不一樣的地方,在於需要和地面天文觀測者多多合作,因為朱諾號的專長是測量木星大氣層和內部的小尺度結構,但需要大尺度的影像資料方能知道正確方位。

因此葛蘭.歐頓(Glenn Orton)博士希望組織起全球的業餘天文學家,建立木星的接力觀察網。他非常歡迎臺灣的天文愛好者參加這個極有科學意義和重要性的觀察網,進一步資訊可詢問中央大學鹿林天文台林宏欽站長。請臺灣的業餘天文學家團結起來,把望遠鏡朝向木星方向!

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圖 1b:朱諾號所見的南半球高緯度大氣層的漩渦狀結構。圖片來源:NASA/JPL/SWRI
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圖 1c:在離木星表面僅 3 萬 8000 公里拍攝到的木星南極大氣層。圖片來源:NASA/JPL/SWRI

朱諾號(Juno)太空船在 2016 年 7 月順利進入環繞木星的軌道,繼伽利略號(Galileo)太空船,成為木星的人造衛星。一如原先計畫,它首次的運轉周期是 53 日,在 8 月 27 日第一次飛越木星表面時所得的初步科學結果,在 10 月的美國天文學會的行星科學分會年會發表。由於是第一次有專門研究木星大氣層和磁場的科學實驗能夠在這麼近的距離作測量(圖 1),所以發現有很多以前不知道的現象。譬如,木星大氣層表面的緯向風系統,現在可以有辦法透視到 200 – 300 公里的深度,根據朱諾號任務的計畫主持人史科特.博爾頓(Scott Bolton)的報告,微波輻射計(MWR)的測量指出,雖然大氣表面的帶狀結構可以連續到幾百公里之下,但還是有明顯的變化(見圖 2)。這是前所未有的資訊。一定對木星緯向風系統的來源,有很多的啟發。

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圖 2:朱諾號太空船上的微波輻射計(MWR)所偵察到大氣表層下 200 公里深度的雲層分佈示意圖。圖片來源:NASA/JPL/SWRI

由於朱諾號的極向軌道,特別有助於極光圈的研究。圖 3 是由朱諾號的紅外光繪圖儀(JIRAM)所得龐大的極光圈亮度分佈,可以看到很多細微結構,都是前所未知的。磁層物理學研究工作者單只就這一張圖,便可以用來和木星磁層的電流系統和高能帶電粒子的動力學做很多有趣工作。一如先前估計的,在靠近木星表面的磁場強度分佈與以前的磁場模型有所不同。史科特.博爾頓博士特別強調,在首次飛越測量得到的重力資料,已經叫這方面的專家要立即修改他們以前的理論模型了。

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圖 3:朱諾號太空船上的紅外繪圖儀(JIRAM)拍得的極圈形狀,叫人大開眼界。圖片來源:NASA/JPL/SWRI

朱諾號任務和過去的 NASA 太空任務有很不一樣的地方,便是很著重和地面天文觀測者的合作,這是因為「朱諾」號優點在於測量木星大氣層和內部的小尺度結構,但需要大尺度的影像資料方能知道正確方位。圖 4 是歐洲南方天文台(ESO)的非常大天文望遠鏡(VLT)的木星紅外全景和可見光全景圖的比較。朱諾號必需要這樣的支援,才能夠知道自己看到那裏去了。也因為這緣故,朱諾號任務的葛蘭.歐頓(Glenn Orton)博士組織了全球的業餘天文學家,建立了木星的接力觀察網。圖 5 是比較在英國及菲律賓兩位業餘天文學家在相差 10 小時拍的非常棒的影像。葛蘭.歐頓博士非常歡迎臺灣的天文愛好者參加這個極有科學意義和重要性的觀察網,進一步資訊可詢問中央大學鹿林天文台林宏欽站長。大家也可以藉這個難得機會,重新認識木星種種。

圖 4:歐南台所提供的木星紅外線和可見光全景圖。圖片來源:歐南台
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圖 5:在地面相隔 10 小時所拍得的木星。圖片來源:http://astronomynow.com/wp-content/uploads/2016/05/Jupiter_Image_Press_release-2_2081x955.jpg

本來的規劃是在執行第一個 53 天週期的運轉後,朱諾號便會修正到 14 天週期的軌道。但因為減速的反推進器的氣閥出了問題,所以到今還是留在原來的 53 天軌道。NASA 大概要等到完全瞭解麻煩所在後,才決定何時轉變到 14 天週期的科學測量。朱諾號任務開始時是預定在 2017 年中便結束的,但因為這個技術困難,很可能會延長到 2018(或2019)年。所以,請臺灣的業餘天文學家團結起來,把望遠鏡朝向木星方向!


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本文轉載自台北市立天文館期刊《臺北星空》第 73 期,2016 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。