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讓世人為之驚艷的C/2011 W3(Lovejoy)彗星

臺北天文館_96
・2012/01/21 ・2053字 ・閱讀時間約 4 分鐘 ・SR值 513 ・六年級

只不過是石頭和冰雪的組合體,有何稀奇?不同的是,這個石頭和冰雪的組合體在太空奔馳,朝著太陽靠近時,蹦放的明亮光芒與驚人的尾巴,讓世人為之驚艷。這,就是2011年12月中下旬,C/2011 W3(Lovejoy)彗星帶來的感受。

右圖是吳文欽先生於12月下旬至澳洲為2012年11月的澳洲日全食探路旅程中,所拍攝的影像,可見到在美麗的樹木剪影下,彗尾幾乎與銀河平行的Lovejoy彗星,鄰近彗星尾端兩顆亮星分別是半人馬座的南門二(下)和馬腹一(上),再往上一點的是銀河中著名的南十字星座和煤袋星雲,繼續沿著銀河向上所見的粉紅色塊就是大名鼎鼎的船底星雲。而畫面右方還可見到如同兩片白雲般的大麥哲倫星系與小麥哲倫星系這兩個銀河系最大的衛星星系。感謝吳文欽先生提供影像給大家欣賞,本影像著作權為吳文欽先生所有。

這顆在2011年11月底才由業餘天文學家Terry Lovejoy發現的彗星,發現本身就已帶著傳奇性質—是SOHO太陽觀測衛星升空16年來,第一顆打敗各家太空觀測衛星及地面各巡天望遠鏡,由業餘天文學家直接在他家後院天文臺觀測到的克魯茲族掠日彗星(Kreutz sungrazers)。掠日彗星並不是新鮮事,事實上,SOHO太陽觀測衛星(Solar and Heliospheric Observatory)每幾天就會發現一顆掠日彗星往太陽衝去,並被蒸發掉。這些克魯茲族掠日彗星可能是數百年前一顆大彗星分裂後的碎核,典型的碎核僅約10公尺大小而已。彗星專家判斷這顆彗星的直徑約200公尺,雖然幾乎一面倒的認為這顆彗星應該活不過近日點,不過已經是近年來比較大的掠日彗星了,因此積極動用各式儀器研究這顆彗星的性質。(詳細發現資料請參見天文新知2011-12-03 觀測通知:可能為近年來最亮的掠日彗星C/2011 W3(Lovejoy)

不過,這次,彗星專家們可栽了個大觔斗:當這顆彗星在12/16以距離太陽表面僅120,000公里的距離通過軌道近日點時,最亮亮度達-4等以上,在SOHO、SDO(Solar Dynamics Observatory)、美國的STEREO A與B、日本Hinode和歐洲Proba2微衛星等太陽觀測衛星的密切監測下,看到的不是Lovejoy彗星香消玉殞的結局,卻是發現這顆彗星出現驚人的景象:在通過近日點之前,鬼魅般的彗星衝進太陽大氣層時,彗尾出現了迄今仍無解的等時線(synchrone)現象,而且以類似蝌蚪游動的模樣隨彗核前進;過近日點瞬間,彗核不但完好無缺的存活下來,而且在經過近日點的那短暫時間內,彗核和彗尾分離,彗核繞過近日點後持續沿著原本的橢圓軌道前進,分離後的彗尾卻幾乎是慣性地朝切線方向衝出去(見下方影片);更驚人的是,才通過近日點沒幾個小時,又長出新彗尾,而且迅速增長,比過近日點之前更亮、更長,從地球南半球便可輕易見到約30~40度的彗尾沿著銀河展開,像是出現雙銀河的景觀(如頁首吳文欽先生的影像)。

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C/2011 W3(Lovejoy)過近日點後約10天內,彗星專家們只能用「傻眼」、「震驚」、「跌破眼鏡」來形容他們的心情,全球天文愛好者也無不為之嘩然:北半球看不到這顆彗星的觀測者捶胸頓足(包括小編),看著網路上別人分享的影像心碎不已;南半球的觀測者則出動各式器材,拍到笑呵呵。國際太空站(International Space Station,ISS)的太空人們也親眼目睹這顆彗星並將之拍攝下來;三不五時就可在太空中見到極光、沒有光害的星空等景象的ISS指揮官Dan Burbank甚至說:Lovejoy彗星是他在太空中看過最令人驚奇的景象。

其他推薦之Lovejoy彗星影像欣賞:

  1. http://spaceweather.com/comets/gallery_lovejoy_page1.htm
  2. http://www.aerith.net/comet/catalog/2011W3/pictures.html
  3. http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/lovejoy.php
  4. http://sohowww.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/old/03dec2011/
  5. http://sungrazer.nrl.navy.mil/index.php?p=news/birthday_comet
  6. http://users.tpg.com.au/vtabur/2011w3/2011w3.htm
  7. http://www.eso.org/public/news/eso1153/

到此,彗星專家們終於認清事實:這顆彗星的彗核必定比他們之前所認為的200公尺還大許多,很可能約500尺到1公里左右,不僅是克魯茲族掠日彗星中比較大的成員,而且是繼1965年10月池谷-關彗星(Comet Ikeya-Seki)之後、40多年來最大的克魯茲族掠日彗星。然而,雖然靠著眾多衛星與地面觀測者所蒐集的大量資料,彗星專家們仍無法解釋他們看到的某些現象,例如:什麼原因讓進入日冕後的

C/2011 W3彗星移動軌跡示意圖

Lovejoy彗星彗尾扭動幅度這麼寬?是太陽強力磁場造成的嗎?衝進太陽大氣之後,又是什麼原因造成它斷尾的現象,之後卻又重新長回?最大的疑問是:為什麼Lovejoy彗星能在如此氣焰高張的太陽魔掌下存活下來?彗星專家們估計:這顆彗星大約在600年後還會再回來。屆時的科學家就已經可以理解它如此脫序的行為了嗎?

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目前Lovejoy彗星已經在遠離地球、前往太陽系外側的路途上,亮度仍在8~9等左右,位在南天的劍魚座一帶,向北朝雕具、天兔、獵戶的方向前進。北半球地區預定在1月下旬之後便可在傍晚入夜後的南方天空中見到它,彗星仰角將逐日增加,但亮度卻快速遞減,大約2月中旬之後就會降到12等以下。 此外,目前的影像中也看不到彗核,意味著彗核亮度在19等以下,可能已經消失,僅殘留彗尾的殘骸,也可能變得非常小、小到不可見了。

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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臺北天文館_96
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快!還要更快!讓國家級地震警報更好用的「都會區強震預警精進計畫」
鳥苷三磷酸 (PanSci Promo)_96
・2024/01/21 ・2584字 ・閱讀時間約 5 分鐘

本文由 交通部中央氣象署 委託,泛科學企劃執行。

  • 文/陳儀珈

從地震儀感應到地震的震動,到我們的手機響起國家級警報,大約需要多少時間?

臺灣從 1991 年開始大量增建地震測站;1999 年臺灣爆發了 921 大地震,當時的地震速報系統約在震後 102 秒完成地震定位;2014 年正式對公眾推播強震即時警報;到了 2020 年 4 月,隨著技術不斷革新,當時交通部中央氣象局地震測報中心(以下簡稱為地震中心)僅需 10 秒,就可以發出地震預警訊息!

然而,地震中心並未因此而自滿,而是持續擴建地震觀測網,開發新技術。近年來,地震中心執行前瞻基礎建設 2.0「都會區強震預警精進計畫」,預計讓臺灣的地震預警系統邁入下一個新紀元!

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連上網路吧!用建設與技術,換取獲得地震資料的時間

「都會區強震預警精進計畫」起源於「民生公共物聯網數據應用及產業開展計畫」,該計畫致力於跨部會、跨單位合作,由 11 個執行單位共同策畫,致力於優化我國環境與防災治理,並建置資料開放平台。

看到這裡,或許你還沒反應過來地震預警系統跟物聯網(Internet of Things,IoT)有什麼關係,嘿嘿,那可大有關係啦!

當我們將各種實體物品透過網路連結起來,建立彼此與裝置的通訊後,成為了所謂的物聯網。在我國的地震預警系統中,即是透過將地震儀的資料即時傳輸到聯網系統,並進行運算,實現了對地震活動的即時監測和預警。

地震中心在臺灣架設了 700 多個強震監測站,但能夠和地震中心即時連線的,只有其中 500 個,藉由這項計畫,地震中心將致力增加可連線的強震監測站數量,並優化原有強震監測站的聯網品質。

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在地震中心的評估中,可以連線的強震監測站大約可在 113 年時,從原有的 500 個增加至 600 個,並且更新現有監測站的軟體與硬體設備,藉此提升地震預警系統的效能。

由此可知,倘若地震儀沒有了聯網的功能,我們也形同完全失去了地震預警系統的一切。

把地震儀放到井下後,有什麼好處?

除了加強地震儀的聯網功能外,把地震儀「放到地下」,也是提升地震預警系統效能的關鍵做法。

為什麼要把地震儀放到地底下?用日常生活來比喻的話,就像是買屋子時,要選擇鬧中取靜的社區,才不會讓吵雜的環境影響自己在房間聆聽優美的音樂;看星星時,要選擇光害比較不嚴重的山區,才能看清楚一閃又一閃的美麗星空。

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地表有太多、太多的環境雜訊了,因此當地震儀被安裝在地表時,想要從混亂的「噪音」之中找出關鍵的地震波,就像是在搖滾演唱會裡聽電話一樣困難,無論是電腦或研究人員,都需要花費比較多的時間,才能判讀來自地震的波形。

這些環境雜訊都是從哪裡來的?基本上,只要是你想得到的人為震動,對地震儀來說,都有可能是「噪音」!

當地震儀靠近工地或馬路時,一輛輛大卡車框啷、框啷地經過測站,是噪音;大稻埕夏日節放起絢麗的煙火,隨著煙花在天空上一個一個的炸開,也是噪音;台北捷運行經軌道的摩擦與震動,那也是噪音;有好奇的路人經過測站,推了推踢了下測站時,那也是不可忽視的噪音。

因此,井下地震儀(Borehole seismometer)的主要目的,就是盡量讓地震儀「遠離塵囂」,記錄到更清楚、雜訊更少的地震波!​無論是微震、強震,還是來自遠方的地震,井下地震儀都能提供遠比地表地震儀更高品質的訊號。

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地震中心於 2008 年展開建置井下地震儀觀測站的行動,根據不同測站底下的地質條件,​將井下地震儀放置在深達 30~500 公尺的乾井深處。​除了地震儀外,站房內也會備有資料收錄器、網路傳輸設備、不斷電設備與電池,讓測站可以儲存、傳送資料。

既然井下地震儀這麼強大,為什麼無法大規模建造測站呢?簡單來說,這一切可以歸咎於技術和成本問題。

安裝井下地震儀需要鑽井,然而鑽井的深度、難度均會提高時間、技術與金錢成本,因此,即使井下地震儀的訊號再好,若非有國家建設計畫的支援,也難以大量建置。

人口聚集,震災好嚴重?建立「客製化」的地震預警系統!

臺灣人口主要聚集於西半部,然而此區的震源深度較淺,再加上密集的人口與建築,容易造成相當重大的災害。

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許多都會區的建築老舊且密集,當屋齡超過 50 歲時,它很有可能是在沒有耐震規範的背景下建造而成的的,若是超過 25 年左右的房屋,也有可能不符合最新的耐震規範,並未具備現今標準下足夠的耐震能力。 

延伸閱讀:

在地震界有句名言「地震不會殺人,但建築物會」,因此,若建築物的結構不符合地震規範,地震發生時,在同一面積下越密集的老屋,有可能造成越多的傷亡。

因此,對於發生在都會區的直下型地震,預警時間的要求更高,需求也更迫切。

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地震中心著手於人口密集之都會區開發「客製化」的強震預警系統,目標針對都會區直下型淺層地震,可以在「震後 7 秒內」發布地震警報,將地震預警盲區縮小為 25 公里。

111 年起,地震中心已先後完成大臺北地區、桃園市客製化作業模組,並開始上線測試,當前正致力於臺南市的模組,未來的目標為高雄市與臺中市。

永不停歇的防災宣導行動、地震預警技術研發

地震預警系統僅能在地震來臨時警示民眾避難,無法主動保護民眾的生命安全,若人民沒有搭配正確的防震防災觀念,即使地震警報再快,也無法達到有效的防災效果。

因此除了不斷革新地震預警系統的技術,地震中心也積極投入於地震的宣導活動和教育管道,經營 Facebook 粉絲專頁「報地震 – 中央氣象署」、跨部會舉辦《地震島大冒險》特展、《震守家園 — 民生公共物聯網主題展》,讓民眾了解正確的避難行為與應變作為,充分發揮地震警報的效果。

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此外,雖然地震中心預計於 114 年將都會區的預警費時縮減為 7 秒,研發新技術的腳步不會停止;未來,他們將應用 AI 技術,持續強化地震預警系統的效能,降低地震對臺灣人民的威脅程度,保障你我生命財產安全。

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解析韋伯太空望遠鏡第一批影像背後的科學意義
EASY天文地科小站_96
・2022/07/14 ・4350字 ・閱讀時間約 9 分鐘

  • 作者:林彥興|EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生,努力在陰溝中仰望繁星

萬眾矚目的詹姆士韋伯太空望遠鏡,在經過半年的校準與測試後,終於公開了它拍攝到的第一批成果。這些五彩斑斕、美麗絕倫的照片究竟是什麼樣的天體,照片的背後又有哪些深藏的意義?就讓我們一起深入解密,韋伯的第一批照片吧!

韋伯望遠鏡是什麼?

詹姆士.韋伯太空望遠鏡是美國、歐洲與加拿大太空總署合作開發的新一代旗艦級紅外線太空望遠鏡,也是無數天文學家夢寐以求、能幫助人類破解許多未解天文迷團的利器。

韋伯的研發其實早從 1996 年就已經開始,但是由於開發時遇到諸多困難,導致嚴重的預算超支與進度延宕,這台耗資上百億美金的超級望遠鏡,直到去年年底才終於從法屬圭亞那發射中心,用一枚亞利安 5 號運載火箭發射升空,前往距離地球 150 萬公里的日地第二拉格朗日點。

拉格朗日點是什麼?

日地拉格朗日點一共有五個。當物體在這些點上,其受到來自太陽與地球的重力恰到好處,因此太空船只需要少量的燃料,就可以長期與地球和太陽保持穩定的相對位置,可謂是地球軌道附近的風水寶地。

而韋伯繞行的,是位於地球後方的第二拉格朗日點,簡稱 L2。之所以選擇這裡,是因為只有 L2 的位置剛好會讓地球、太陽、月亮都在同一側,而這三個星體正是天文望遠鏡的主要紅外線光害來源。位在 L2 的韋伯,就可以用它的遮陽帆一次把三顆星體全部擋住,認真凝望遠方而不受干擾,因此 L2 可以說是觀測宇宙的絕佳地點。升空的幾個月之間,韋伯已經完成一系列的儀器校準工作,一步步把望遠鏡調整到最佳狀態。

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相比知名前輩「哈伯太空望遠鏡」,韋伯的優勢不只是擁有比哈伯大六倍的鏡面,更重要的是它是以紅外線為主力觀測波段。宇宙膨脹造成嚴重紅移,但哈伯望遠鏡的守備範圍主要是可見光,波長範圍是 90 – 2500 奈米,可說是鞭長莫及啊。

這時換上以波長 600 – 28500 奈米的紅外線為守備範圍的韋伯,就可以讓我們看到更遙遠、更古老的宇宙。此外,同一個天體在可見光和紅外線看起來,往往長得相當不一樣。這個強大的紅外線觀測能力,正是韋伯最引以為傲的武器。

作為深具儀式感的第一批科學影像,韋伯這次公布的影像分別對應四個主要科學主題:早期宇宙星系演化恆星的生命循環系外行星

1. 早期宇宙—— 星系團 SMACS 0723 與重力透鏡效應

星系團 SMACS 0723。圖/Webb Space Telescope

畫面中心黃白色的天體,是由成百上千的星系共同組成的星系團 SMACS 0723。在韋伯之前,哈伯太空望遠鏡就曾經花費數個禮拜的時間拍攝這個星系團。然而擁有更大鏡面、更精良儀器的韋伯,僅用了 12.5 個小時就拍出了解析度更高、畫面品質更好的照片,讓我們看到許多以前難以辨識的黯淡星系。可見哈伯與韋伯在觀測能力上的差距。

對天文學家來說,圖中最令人興奮的其實不是前景壯闊的星系團,而是後方這些經過重力透鏡扭曲和放大的小小星系們。星系團龐大的質量扭曲了周圍的時空,讓整個星系團好像一塊巨大的放大鏡一樣,可以偏折和聚焦通過的星光,稱為「重力透鏡效應」。

當星系團後方更遙遠、更古老的星系發出的光線通過星系團時,就會被星系團的重力透鏡效應偏折和聚焦,形成而圖中無數弧形的扭曲影像。

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紅圈為照片上受重力透鏡影響的區域之一,可以看到星系被拉長。

這些仍在襁褓中的小小星系,往往正在快速的孕育新的恆星,或是互相合併,因此有著混沌不規則的形狀。離我們越遠的星體發出的光,需要越長的時間才能到達我們的眼中。因此研究這些遙遠且古老的星系,能幫助天文學家理解宇宙早期的模樣。

2. 星系演化——史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)

上一張照片讓我們認識星系的起源,這張「史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)」則可以讓天文學家更仔細地研究星系內的複雜結構,以及星系與星系之間的交互作用。

史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)。圖/Webb Scape Telescope

正如其名,「史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)」是由五個視覺上相當靠近的星系所組成。但其實最左邊的這個星系(NGC7320)與另外四者並無關聯,只是從地球上看剛好位在天空中差不多的位置而已。

圖片中偏向黃白色,感覺如絲綢般順滑的部分是在近紅外線波段拍攝,主要顯示的是星系中恆星的分布;而醒目的橘紅色,則是來自中紅外波段的資料,展示的是星系中的高溫塵埃,以及星系中的氣體高速對撞時產生的震波(Shock wave)。

除了影像,韋伯還使用光譜儀仔細檢視了影像中右上方的星系(NGC 7319)中心,因為那裏有一顆比太陽重 2400 萬倍的超大質量黑洞,正在吸食周遭的氣體,並在過程中釋放巨大的能量。

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藉由觀察光譜的細節,韋伯可以分辨出像是氬離子、氖離子或是氫分子等等化學組成,甚至知道氣體的溫度、運動速度這些從一般照片難以辨識的資訊。

史蒂芬五重奏就像一個天然的實驗場,讓天文學家研究星系演化的詳細過程。

3. 系外行星——WASP-96 b 的大氣光譜

這一張照片可能是整批影像中,視覺上最不起眼的一張,它是系外行星 WASP-96 b 的大氣光譜。

WASP-96 b 的大氣光譜。圖/Webb Scape Telescope

最近 20 多年來,人類對太陽系以外行星的認識越來越多。截至今日,人類已經發現超過 5000 顆系外行星。然而,以現有的觀測技術,天文學家通常只能用一些間接的方法,測量它們的質量、半徑、軌道週期等粗略的特性。想知道這個行星是否適合生命生存,就不能少了行星大氣層的化學組成和溫度資訊。

那要怎麼取得行星的大氣資訊呢?當行星通過恆星跟地球中間時,恆星的一部分星光將會通過行星的大氣層,並被行星的大氣吸收。吸收的多寡和波段,取決於行星大氣層的溫度和化學組成等特性。此時,天文學家就可以藉由分析光譜中的各種特徵,去回推行星大氣層的性質。

圖片中的白點,即是韋伯實際觀測 WASP-96 b 時取得的光譜資訊。而藍色的線,則是天文學家認為最貼合觀測數據的理論模型。

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根據這個觀測結果,天文學家計算出 WASP-96 b 的大氣溫度約為 725°C,大氣中明顯有著水氣,並推測可能還有雲和霾存在。未來進一步的分析和觀測,將為世人揭開更多系外行星的神祕面紗。

4. 恆星的生命循環——「南環狀星雲」與「船底座大星雲(Carina)」

最後兩張照片都與恆星的生命循環有關。正如人會有生老病死,恆星也是一樣。

恆星一般誕生在巨大分子雲中,氣體在重力吸引下逐漸塌縮、升溫並點燃核融合,成為一顆恆星。

當小質量的恆星步入晚年,其結構容易變得不穩定,最終將自己的外層氣體拋射出去,形成美麗的行星狀星雲,也將氣體吐回到星際空間中,成為下一代恆星的養分。氣體都拋射完之後留下的核心,就是白矮星。

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各位現在看到的,是暱稱「南環狀星雲」的行星狀星雲,左右兩張圖分別於近紅外線與中紅外線拍攝。

南環狀星雲。圖/Webb Scape Telescope

我們可以看到,左圖中的影像比右圖要更清晰一些,這是因為在相同的望遠鏡口徑下,波長越短所能達到的理論解析度就越高。

有趣的是,在左圖中看起來位於星雲中心的明亮恆星,其實並不是行星狀星雲的核心。真正的核心其實是在其左下方,一顆被塵埃包裹著的黯淡白矮星。在近紅外線波段的影像中,這顆白矮星幾乎淹沒在隔壁恆星的炙烈星芒之中。

但在中紅外波段,由於恆星的亮度相對降低,包裹著白矮星的塵埃發出的光就變得清晰可見。再次展示即使是同一個天體,使用不同的波段進行觀測,往往可以看到不同的東西。

最後這片壯麗的宇宙山崖,則是位於「船底座大星雲 Carina」西北角的 NGC3324 恆星形成區。在這裡,源自星雲中無數初生恆星所發出的炙烈輻射、恆星風與噴流,吹散、游離了星雲中原有的濃密氣體與塵埃。交織出這片壯闊而複雜的結構。

船底座大星雲(Carina)。圖/Webb Scape Telescope

這張照片一共結合了這六個不同的濾鏡的影像拍攝而成。每個濾鏡涵蓋的波段各不相同,代表的物理意義也不一樣。比如(F090W、F200W、F444W)這三個寬帶濾鏡,分別在影像中按照波長順序,以藍色、綠色和紅色這三原色呈現,為照片打下骨幹。而在此之上,照片的製作團隊又疊上青色代表氫原子的(F187N)濾鏡影像,以黃色代表氫分子的(F470N)濾鏡影像,以及用橘色代表甲烷和多環芳香烴的 (F335M) 濾鏡影像,為照片再添更多的細節。

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想要將這麼多個波段的影像全部結合起來,仔細調整讓細節更加突出,最終呈現出一張如此絢麗又震撼的照片,是非常不容易的。這展示了韋伯太空望遠鏡不僅在科學上相當重要,在藝術上也價值非凡。

最後別忘了,以上只挑選介紹了第一批資料中最具代表性的幾張,更多關於五個目標的照片和光譜,可以在韋伯的官網上找到。而這批照片,又只是韋伯未來二十年服役生涯中,前兩個月的小試牛刀而已。韋伯的時代,才剛剛要開始!

EASY天文地科小站_96
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EASY 是由一群熱愛地科的學生於 2017 年創立的團隊,目前主要由研究生與大學生組成。我們透過創作圖文專欄、文章以及舉辦實體活動,分享天文、太空與地球科學的大小事

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看不見的歐若拉——物理學家解釋火星上極光的成因
Ash_96
・2022/07/05 ・4548字 ・閱讀時間約 9 分鐘

極光。圖/envato elements

形成極光的要素有三,其中之一就是磁場。地球具有覆蓋全球的磁場,可以在兩極地區生成北極光和南極光;然而,火星沒有覆蓋全球的磁場,因此火星上的極光並非出現在兩極,只能在特定區域生成。

近期,愛荷華大學領導的研究團隊,根據美國航空暨太空總署(NASA)火星大氣與揮發物演化任務(MAVEN)探測器的數據,確認了火星離散極光是由太陽風和火星南半球地殼上空殘存的磁場相互作用所生成

極光三要素:大氣、磁場、高能帶電粒子

在介紹火星前,讓我們先把鏡頭轉到地球,談談地球上的極光在哪裡形成,以及如何形成。

地球極光出現的區域稱為極光橢圓區(auroral oval),涵蓋北極與南極地區,但並非以兩極為中心;換句話說,極光橢圓區也涵蓋了極圈以外的部分高緯度地區。另外,極光橢圓區的寬度與延伸範圍,會隨著太陽黑子 11 年的循環週期而變動。

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當太陽風和地球磁層的高能帶電粒子被地球磁場牽引,沿著磁力線加速往高緯度地區移動,最後和大氣中的原子碰撞時,就會形成多采多姿的極光。

綜合以上所述,可以得知極光的三個要素是:大氣、磁場、高能帶電粒子。

地球上這些「指引我們美妙未來的魔幻極光」,若屬於可見光波段,就能用肉眼觀測,並以相機記錄這夢幻舞動的光線。

極光橢圓區與地理北極、地磁北極相對位置圖。其中紅色實線表示極圈範圍,綠色區域則為極光橢圓區。圖/National Park Service

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火星的大氣層、磁場以及離散極光

在介紹離散極光之前,得先介紹它的幕後推手——行星際磁場(Interplanetary Magnetic Field,IMF)。IMF就是太陽風產生的磁場,在行星際空間主導著太陽系系統內的太空天氣變化,並阻擋來自星際間的高能粒子轟擊。

那麼 IMF 是如何產生的呢?當太陽風的高能帶電粒子從太陽表面向外傳播,會同時拖曳太陽的磁力線一起離開;太陽一邊自轉一邊拋射這些粒子,讓延伸的磁力線在黃道面上形成了螺旋型態的磁場。

以蛋糕裝飾來說明的話,太陽就像是在轉盤上的蛋糕,太陽風粒子就是擠花裝飾;而當蛋糕一邊以固定速度自轉,擠花逐漸向外擴散的同時,就會在蛋糕產生螺旋狀的軌跡。

因為太陽一邊自轉,一邊拋射太陽風的關係,IMF的磁力線會扭曲呈現如圖的螺旋狀。圖/維基百科
蛋糕的螺旋狀擠花。影片/Youyube

對太陽風和 IMF 有基本認識之後,讓我們把鏡頭轉向火星,談談火星的大氣層和磁層和地球有什麼不同。

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相較地球來說,火星的大氣層非常稀薄。這是因為太陽風的高能粒子轟擊火星大氣層,強大的能量將大氣層的中性原子解離為離子態,導致大氣層的散失;該過程稱作濺射(sputtering),發生在火星大氣層的濺射主要透過兩種方式達成—–第一,在 IMF 的作用之下,部分的離子會環繞磁力線運動,隨著 IMF 移動而被帶離火星;另外一部份的離子則像撞球一般,撞擊其他位於火星大氣層頂端的中性原子,引發連鎖的解離反應。 

MAVEN 任務的領銜研究員 Bruce Jakosky 說明,根據團隊研究的成果,太陽風的濺射效應會將火星大氣層中的惰性氣體氬解離,並將這些氬離子從大氣層中剝離。火星大氣層內氬的同位素(質子數相同,但是質量不同的元素)以氬-38 以及氬-36 為主,後者因為質量較小而較容易發生濺射。

藉由氬- 38 和氬-36 的佔比,Jakosky 的團隊推估火星約有 65% 的氬已經散逸至外太空。基於該研究結果還可以推算出火星大氣層中其他氣體的散逸情形;其中又以二氧化碳為焦點,畢竟行星需要足夠的溫度才能維持液態水的存在,而二氧化碳在溫室效應有很大的貢獻。

火星的大氣層因為太陽風的濺射效應逐漸被剝離。圖/NASA

接著,讓我們一探究竟火星磁場與地球有何不同。地球能形成全球磁場的奧秘是什麼呢?這要先從行星發電機理論開始說起,該理論指出行星要維持穩定的磁場有三個要件——導電流體、驅動導電流體運動的能量來源、科氏力。

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以地球為例,地核內部保留了地球形成初始的熱能,約有 4000°C 至 6000°C 的高溫。位於地核底層的高溫液態鐵,因為密度下降而上升至地核頂端,接觸到地函時,這些液體會喪失部分熱能而冷卻,因為溫度比周圍環境低,密度變高而下沉;如此不斷的熱對流循環下,讓帶有磁力的流體不斷運動,進而形成電磁感應。另外,科氏力的作用讓地球內部湧升的流體偏向,產生螺旋狀的流動效果,有如電流通過螺旋線圈移動的效果。

在火星所發現的地殼岩石證據顯示,火星在數十億年前曾經和地球一樣具有全球的磁場。科學家對火星磁場消失的原因還不是很清楚,其中一種假說認為可能跟火星質量較小有關,在火星形成之初散熱較快,造成火星外核液態鐵短時間內就凝固,無法像地球一樣,保留高溫地核使液態的鐵和鎳因為密度的變化,不斷從地核深處上升至地函,再冷卻下降,持續進行熱對流。

火星地核內部缺乏驅動導電流體的原動力,導致火星內部的發電機幾乎停止運轉,無法形成全球的磁場。話雖如此,火星仍然具備小區塊的磁場,主要分布在火星南半球留有殘存磁性的地殼上空。

行星發電機理論中科氏力影響行星地核內熱對流的導電流體偏向。圖/Wikipedia

磁層與大氣層相互依存,火星在太陽風不斷吹襲之下,大氣層愈趨稀薄;火星內部又缺乏發電機的動力,無法形成完整的磁層。火星缺乏厚實的大氣層保護,就難以阻擋外太空隕石的猛烈攻勢,因此如今呈現貧瘠乾燥又坑坑疤疤的外貌。

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既然這樣,看似缺乏極光形成要素的火星,又是如何形成極光的呢?

雖然火星沒有覆蓋全球的磁層作為保護,但火星南半球仍帶有區域性的磁場。在那裡,磁性地殼形成的殘存磁場與太陽風交互作用,滿足了極光生成的條件。這種極光被稱為「離散極光」,與地球上常見的極光不同,有些發生在人眼看不見的波段(比如紫外線),所以也更加提升了觀測難度。

那麼,研究團隊是怎麼發現這種紫外線離散極光的呢?那就是藉由文章首段提到的 MAVEN 探測器所搭載的紫外成像光譜儀(Imaging Ultraviolet Spectrograph,IUVS)!

該團隊的成員 Zachary Girazian 是一位天文及物理學家,他解釋了太陽風如何影響火星上的極光。

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火星離散極光的發現

研究團隊根據火星上離散極光的觀測結果,比較以下數據之間的關係——太陽風的動態壓力、行星際磁場(IMF)強度、時鐘角和錐角[註 1] 以及火星上極光的紫外線,發現在磁場較強的地殼區域內,極光的發生率主要取決於太陽風磁場的方向;反之,區域外的極光發生率則與太陽風動壓(Solar Wind Dynamic Pressure)關聯較高,但是太陽風動壓的高低則與極光亮度幾乎無關。

N. M. Schneider 與團隊曾在 2021 年的研究發表提到,在火星南緯 30 度至 60 度之間、東經 150 度至 210 度之間的矩形範圍內,當 IMF 的時鐘角呈現負值,如果正逢火星的傍晚時刻,較容易觀測到離散極光;也就是說在火星上符合前述的環境條件很可能有利於磁重聯(Magnetic Reconnection)——意即磁場斷開重新連接後,剩餘的磁場能量就會轉化為其他形式的能量(如動能、熱能等)加以釋放,例如極光就是磁重聯效應的美麗產物。

未來研究方向:移居火星

因為火星上離散極光的生成與殘存的磁層有關,而磁層又關乎大氣的保存。所以觀測離散極光的數據資料,也能作為後續追蹤火星大氣層逸散情形的一個新指標。愛荷華大學的研究成果,主要在兩個方面有極大的進展——太陽風如何在缺乏全球磁層覆蓋的行星生成極光;以及離散極光在不同的環境條件的成因。

人類一直以來懷抱著移居外太空的夢想,火星是目前人類圓夢的最佳選擇;但是在執行火星移民計畫之前,火星不斷逸散的大氣層是首要解決的課題。缺乏覆蓋全球的大氣層保護,生物將難以在貧瘠的土壤存活。或許透過火星上極光觀測的研究成果,科學家們將發掘新的突破點;期許在不久的將來,我們能找到火星適居的鑰匙。

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  • 註1:IMF 的時鐘角(Clock Angle)與錐角(Cone Angle)

如何判定 IMF 的角度呢?因為磁場空間是立體的關係,我們測量 IMF 方向切線與 X、Y、Z 軸之間的夾角——也就是運用空間向量的概念,來衡量 IMF 的角度。時鐘角是指 Y、Z 軸平面上,IMF 方向與 Z 軸的夾角;而錐角則是在 X、Y 平面上,IMF 方向與 X 軸之間的夾角。

IMF 時鐘角和錐角示意圖。圖/ResearchGate

參考資料

  1. Science Daily. Physicists explain how type of aurora on Mars is formed.
  2. Z. Girazian, N. M. Schneider, Z. Milby, X. Fang, J. Halekas, T. Weber, S. K. Jain, J.-C. Gérard, L. Soret, J. Deighan, C. O. Lee. Discrete Aurora at Mars: Dependence on Upstream Solar Wind Conditions. Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume 127, Issue 4.
  3. Michelle Starr. Mars Has Auroras Without a Global Magnetic Field, And We Finally Know How. ScienceAlert.
  4. Michelle Starr. For The First Time, Physicists Have Confirmed The Enigmatic Waves That Cause Auroras. ScienceAlert.
  5. Southwest Research Institute. SwRI Scientists Map Magnetic Reconnection In Earth’s Magnetotail.
  6. 呂凌霄。太空教室學習資料庫
  7. 頭條匯。火星上的「離散極光」是如何形成的?物理學家有新發現,帶你揭秘
  8. Wilson Cheung。【北極物語】承載北極文化──極光。綠色和平
  9. 大紀元。火星上的極光是如何形成的? 科學家解謎
  10. BBC News 中文。北極光:美國科學家首次在實驗室驗證北極光產生原理
  11. 明日科學。科學團隊藉由 NASA 的太空船所收集的資料得知火星大氣層的流失可能肇因於強烈的太陽風
  12. 台北天文館。NASA 首次繪製火星周圍電流分布圖,證實火星有磁場。科技新報。
  13. 交通部中央氣象局太空天氣作業辦公室。太空天氣問答集
  14. Denise Chow. In an ultraviolet glow, auroras on Mars spotted by UAE orbiter. NBC News.
  15. NASA. NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere.
  16. NASA Goddard. NASA | Mars Atmosphere Loss: Sputtering.
Ash_96
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外交系畢業,很多人看成外文(是不是又回頭看一次? ) 常常在外向與保守的極端之間擺盪;借用朋友說的詞彙,我屬於營業式外向。 喜歡踩點甜點店和咖啡廳,大概是嚮往那種文青都會女子的感覺,或是純粹愛吃。 喜歡k-pop ,跳舞的時候會自動設定為開演唱會模式,自我催眠現在我最帥。