日月合璧，五星連珠｜科學史上的今天：2/5

國民法官生存指南：用足夠的智識面對法庭裡的一切。

• 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？

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」。

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。

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。

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。

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）

• A Search for H-Dropout Lyman Break Galaxies at z ∼ 12–16 – The Astrophysical Journal
• A highly magnified star at redshift 6.2 – Nature
• Observing the First Galaxies – Astrophysics and Space Science Library
• Galaxies in the First Billion Years After the Big Bang – Annual Review of Astronomy and Astrophysics
• Galaxy Formation and Reionization: Key Unknowns and Expected Breakthroughs by the James Webb Space Telescope – Annual Review of Astronomy and Astrophysics
• General Observer Programs in Cycle 1 

延伸閱讀（科普文章）

• 為何NASA 不惜大撒幣也要把它送上太空？——認識韋伯太空望遠鏡（一） – PanSci 泛科學
• 史上最大口徑的JWST 要如何塞進火箭？——認識韋伯太空望遠鏡（二） – PanSci 泛科學
• 太空巨獸JWST 升空後的150 萬里長征—— 認識韋伯太空望遠鏡（三）
• 淺談JWST 的科學意義：探索宇宙深處與塵埃後的外星世界！——認識韋伯太空望遠鏡（四）

國民法官生存指南：用足夠的智識面對法庭裡的一切。

• 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

你看過銀河嗎？

如果你在晴朗的夏日午夜旅行到沒有光害的山上，將會看到天上有一條淡淡的、若有似無的亮帶，好像一條薄薄的雲橫跨夜空，它正是我們所居住的星系 ── 銀河系（Milky Way）的盤面。在數位相機的加持之下，我們還能看到這薄薄的盤面上，其實布滿恆星、星雲、以及塵埃帶，複雜、深邃而美麗。

但如果，你有一雙能夠看到「伽瑪射線」的眼睛，你將看到兩個視角高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形「泡泡」，矗立於銀河盤面兩側。它們名為「費米泡泡 Fermi Bubbles」，是銀河系中巨大且神祕的結構之一。

費米泡泡的起源，以及存在的意義，一直是過去十多年來，天文學家相當關注的研究主題。

最近（2022 年 3 月），一篇刊登於《自然天文學》（Nature Astronomy）的研究顯示，壯闊的費米泡泡很可能源自兩百多萬年前，銀河系中心超大質量黑洞的一次能量爆發。

費米泡泡的發現

當我們一聽到「費米泡泡」這個詞，腦海中浮現的第一個問題往往是：

「費米是誰？這個泡泡跟他有什麼關係？」

在物理界，恩里科．費米（Enrico Fermi）這個名字可謂家喻戶曉。他是 20 世紀初最重要的物理學家之一，曾參與曼哈頓計畫，設計與建造世上第一個核子反應爐和原子彈；並且在量子力學、核子物理、粒子物理和統計力學都貢獻卓越。後世以他命名的物理概念、研究計畫不計其數。這之中，就包含「費米伽瑪射線太空望遠鏡 Fermi Gamma-ray Space Telescope」。

正如其名，費米是一座專門用於觀測伽瑪射線的太空望遠鏡，它於 2008 年發射升空，是軌道上最好的伽瑪射線太空望遠鏡之一。比起前輩們，費米擁有更大的視野、更高的靈敏度和空間解析度，可以看得更廣、更暗、更清楚。

它的主要任務，是不斷的掃視整片天空，繪製伽瑪射線的全天地圖（all sky map），研究黑洞、中子星、超新星等宇宙中最高能的天體。

費米太空望遠鏡升空短短兩年後，天文學家就從觀測資料中發現，如果我們將費米的全天伽瑪射線圖中已知的星體（比如銀河系的瀰散氣體、中子星、其他星系等）全部扣除，將會看到銀河中心的上下兩側，各有一對高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形區域，而這是從未發現過的銀河系新結構！

天文學家於是將它命名為「費米泡泡 Fermi Bubble」，以紀念費米太空望遠鏡的重要貢獻。

而除了在伽瑪射線看到的費米泡泡之外，天文學家也在微波和 X 射線波段看到了相似的結構。

在微波波段，威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和普朗克衛星（Planck）都在費米泡泡的位置觀測到兩片橢圓形的明亮區域，天文學家稱之為「微波薄霧 microwave haze」。而在 X 射線波段，2019 年才昇空的義羅西塔（eROSITA）衛星則發現了與費米泡泡相似，但是更大的泡泡狀結構，被稱為「eROSITA 泡泡」。

另外，在紫外線波段，雖然沒辦法直接看見泡泡狀的結構，但天文學家藉由遙遠天體通過費米泡泡中的稀薄氣體時產生的吸收譜線，可以計算出費米泡泡的膨脹速率，大約是每秒數百到數千公里的等級。

綜合以上資料，天文學家認為費米泡泡應該是源自數百萬至一千萬年前，銀河系中心的一次巨大爆炸。這場爆炸大約釋放了 10⁴⁸ – 10⁴⁹ 焦耳的龐大能量（相當於太陽終其一生釋放的能量，再乘以 10000 倍以上），並加熱了銀河系中心的氣體，使其以每秒數千公里的速度劇烈膨脹。百萬年後的今天，就成為了橫跨數萬光年巨大泡泡。

但是，這張錯綜複雜的拼圖，還缺少了最核心的一塊：

這麼龐大的能量，究竟是從何而來？

超新星爆發還是黑洞噴流？費米泡泡的身世之謎

費米泡泡剛被發現不久，天文學家就對驅動費米泡泡的核心引擎，提出了兩位候選人：

第一種觀點，認為銀河系中心在數千萬年前可能曾有大量的恆星形成，其中年輕的恆星由於壽命短暫，很快的就走完它的一生，並發生超新星爆炸，釋放出巨大的能量。

另一種觀點，則認為銀河系中心的超大質量黑洞在數百萬年前可能短時間內吃進了大量氣體，並在過程中將能量以噴流（jet）或外流（outflow）的形式釋放出來。

兩種說法聽起來都頗有可能，而且天文學家都有在其他星系看過類似的現象，那該怎麼知道哪邊才是對的呢？這時，天文學家們就兵分兩路，觀測學家們繼續對費米泡泡進行更多觀測，尋找更多可能的隱藏線索；理論學家則利用電腦模擬，嘗試在電腦中重現出觀測結果。

早年，兩派假說各有各的優勢，也有各自難以解釋的弱點。但隨著觀測資料的不斷累積，天文學家漸漸發現黑洞的噴流假說似乎更符合觀測結果，因此更具說服力。但即使如此，想要在電腦模擬中一次重現費米泡泡所有的觀測特徵，仍是相當困難的挑戰。

三個願望，一次滿足

然而今（2022）年三月，清大天文所楊湘怡教授利用三維磁流體力學電腦模擬（MHD Simulation），就一次重現了費米泡泡、義羅西塔泡泡與微波薄霧三個重要的觀測特徵。

他們假設銀河系中心的超大質量黑洞，在 260 萬年前曾經朝著銀河系盤面的上下兩側噴出兩道噴流。噴流帶有 10⁵⁰ 焦耳的強大能量，其中含有大量以接近光速運動的高能電子。當這些高能電子與低能量的光子碰撞時，電子會將能量傳遞給光子，就好像被保齡球打到的球瓶一樣，讓光子從低能量的可見光，變成高能量的伽瑪射線。這個被稱為「逆康普頓散射 Inverse Compton Scattering」的機制，讓我們能在伽瑪射線看到費米泡泡。

與此同時，這些高能電子在銀河系的磁場中運動時，會以「同步輻射 Synchrotron Radiation」的方式放出微波與無線電波，形成我們看到的微波薄霧。最後，強大的噴流在撞擊銀河系中的氣體時，會產生以每秒數千公里高速移動的震波（Shock Wave）。震波所到之處，受到壓縮而加溫的氣體就會釋放出 X 射線，成為我們看到的義羅西塔泡泡。而且氣體運動的速度，也與紫外線觀測的結果相符。

這個研究結果，將伽瑪射線、X 光、紫外線到微波的所有觀測結果，用黑洞噴流漂亮的一次重現，這無疑是我們對費米泡泡理解的一大進展。

未來展望

那麼，費米泡泡的身世之迷，就此蓋棺論定了嗎？

嗯⋯⋯還沒這麼快。

無論多麼精細的模擬，終究是對真實世界的近似與簡化，理論學家永遠可以繼續考慮更多的物理機制，計算出更精細的結果。觀測天文學家也會不斷拿出更多、更好的儀器，挑戰模擬的結果。

更宏觀的看，如果銀河系中心的超大質量黑洞在兩百多萬年前真的曾經如此活躍，它釋放出的龐大的能量，是否曾對銀河系造成其他的影響？我們是否能夠從中學到更多關於銀河系的歷史，以及黑洞跟星系間複雜的共同演化機制？這些都有待天文學家的持續探索。

費米泡泡的故事，仍未完結。

銘謝

感謝論文第一作者、清大天文所楊湘怡老師對本文的指導與建議。

參考資料（學術論文）

1. Fermi and eROSITA bubbles as relics of the past activity of the Galaxy’s central black hole | Nature Astronomy
2. Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles – NASA/ADS
3. X-Ray and Gamma-Ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures – NASA/ADS
4. Fermi Gamma-ray Space Telescope: High-Energy Results from the First Year

延伸閱讀（報導與科普文章）

1. 本次研究相關
   • Fermi and eRosita bubbles may originate from past activity of the Galactic black hole | Nature Portfolio Astronomy Community
   • 銀河系的巨大泡泡可能與中心的超大質量黑洞活動有關｜楊湘怡老師個人網頁
   • Massive bubbles at center of Milky Way caused by supermassive black hole | University of Michigan News
   • Giant Bubbles Above and Below Milky Way’s Center Caused by Galaxy’s Central Black Hole | Sci-News.com
   • Study says massive ‘bubbles’ in space might share origins – Taipei Times
   • Gigantic Bubbles at Center of Milky Way Caused by Powerful Jet of Energy From Supermassive Black Hole
   • Scientists Seek Origin of Mysterious Gigantic Bubble Structures In Our Galaxy
   • 百万度高温，横跨5万光年，银河系中心的巨大高能气泡 Tracing the Fermi bubble within our galaxy
2. 費米泡泡相關
   • 銀河系巨大費米泡-科學人雜誌
   • 銀河系黑洞吹泡泡,噴流留殘影- PanSci 泛科學
   • Was the Milky Way a Quasar?
3. 其他相關天文物理科普文章
   • 毀滅與新生：超大質量黑洞觸發的恆星形成- PanSci 泛科學
   • 宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星- PanSci 泛科學
   • 電腦裡的小宇宙，重現絢麗的恆星爆炸！專訪陳科榮
   • 中研院天文所季報：多彩魅力的CHARMS

布滿鐵鏽的紅色沙漠：火星

在地球上用望遠鏡觀察火星，火星上的地形很難看清楚，只能看到最明顯的三種顏色色塊：紅、黑和白色。

火星表面充滿紅色塵埃，這些紅色塵埃由氧化鐵組成，也就是鐵鏽，火星表面絕大部分被氧化鐵覆蓋，所以表面看起來是紅色。

火星表面還有黑色的玄武岩，這些黑色玄武岩不會一直在那裡，有時黑色玄武岩會被紅色塵土覆蓋，當紅色塵土被吹散，黑色玄武岩又裸露出來。火星在南北兩極有白色的極冠，極冠是由水冰和乾冰組成，南北兩極的極冠會隨著季節變換而改變大小。

在火星上，除了兩極的白色極冠，還可以看見一些由冰晶組成的藍白色水冰雲。

壯觀的峽谷和火山

雖然火星的直徑只有地球的一半，不過火星上的峽谷和火山卻非常壯觀。

水手峽谷（Valles Marineris）長度約四千公里，這相當於美國的寬度，最深可達 7 公里，是太陽系裡最大的峽谷之一。火星表面有一座太陽系裡最高的火山：奧林帕斯山（Olympus Mons），奧林帕斯山是座盾狀火山，如果從附近的平原算起，它的高度約 26 公里。

比起荒涼死寂的水星和高壓炙熱的金星，火星似乎有趣多了！