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好山好水好宇宙,臺灣展望宇宙之眼: 鹿林天文臺——《蔚為奇談!宇宙人的天文百科》

三民書局_96
・2019/12/21 ・3578字 ・閱讀時間約 7 分鐘 ・SR值 539 ・八年級

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

  • 文/國立中央大學天文研究所教授 陳文屏、國立中央大學鹿林天文臺臺長 林宏欽、國立中央大學天文研究所技士 張光祥

鹿林天文臺位於臺灣南投縣與嘉義縣交界之鹿林前山,緊鄰玉山國家公園,是臺灣最重要的光學天文基地,兼具研究與教育功能。

俯瞰鹿林天文臺的全貌(Credits:國立中央大學天文研究所)圖/三民提供

為什麼選在高山上建立鹿林天文臺?

鹿林天文臺的基本檔案

  • 地理位置:東經 120°52′25″,北緯 23°28′07″
  • 海拔:2,862 公尺
  • 夜天光背景1:每平方角秒的視星等為 21.28 星等
  • 大氣寧靜度2:星點平均視角為 1.39 角秒
  • 年平均觀測時間:1,450 小時(約 180 個夜晚,以每晚 8 小時計)

此地受冬季東北季風、夏季西南氣流和颱風的影響較小;受惠於國家公園的優越環境,加上位處高山,空氣汙染和塵埃少,大氣透明度高,光害也較小;由於海拔高、大氣稀薄,所以消光較小,大氣寧靜度較好,秋冬兩季尤其適合觀測。

鹿林天文臺的開發緣起於 1990 年,由當時任職於中央大學天文所的蔡文祥教授與張光祥先生,考量臺灣各地的晴天率、海拔、後勤支援等因素,並歷經 3 年的大氣寧靜度、氣候、夜天光背景等條件調查後才選定臺址。

天文臺所使用的電力由臺電提供,玉山國家公園和中華電信的基地臺則分別提供用水和網路通訊服務。此外,天文臺內也設有自動氣象站、全天域相機以及雲量監測儀等儀器設備,可作為觀測參考。

鹿林天文臺有哪些設備?

基地內設置了數座小型可見光望遠鏡。除了有:

  • 鹿林一米望遠鏡(Lulin One­meter Telescope,簡稱LOT)
  • 中美掩星計畫(Taiwanese­American Occultation Survey,簡稱 TAOS)的 4 座 0.5 米自動望遠鏡
  • 0.4 米超輕型望遠鏡(Super Light Telescope,簡稱 SLT40)
  • 鹿林廣角望遠鏡(Lulin Wide­field Telescope,簡稱 LWT)

進行天文觀測外,另有成功大學的紅色精靈3地面觀測與極低頻無線電波偵測系統(ELF)、中央大學的氣暉全天相機、土石流偵測預警系統,以及環保署的鹿林山大氣背景測站(LABS)等設備,記錄大氣、環境、太空、地震等觀測數據,為我國珍貴的高山科學基地。

鹿林天文臺配置的小型可見光望遠鏡(依口徑大小排列)
望遠鏡 口徑 種類 焦比4 運作期間
LOT 100 cm 卡塞格林 (Cassegrain) 反射式望遠鏡 F/8 2003-
SLT76 76 cm 里奇—克萊琴 (Ritchey­Chrétien) 反射式望遠鏡 F/9 2000-2002
TAOS 50 cm×4 反射式望遠鏡 F/2 2005-2016
SLT40 40 cm 里奇—克萊琴反射式望遠鏡 F/8.4 2006-
LWT 40 cm 反射式望遠鏡 F/3.8 2018-
L35 35 cm 施密特—卡塞格林 (Schmidt­Cassegrain) F/8.25 2012-2017
LELIS 10 cm×3 攝影鏡頭 F/1.8 2002-2008

鹿林一米望遠鏡(LOT):

鹿林天文臺最大的望遠鏡—LOT,同時也是目前臺灣口徑最大的通用型光學望遠鏡。

LOT 具備良好的光學成像品質、指向和追蹤精度,並配備高靈敏儀器,包括專業天文相機,以取得天體影像,並測量在不同可見光波段的亮度。另外也配置低色散光譜儀及偏振儀等,藉以取得天體光譜或偏振訊息。

鹿林天文臺的一米望遠鏡(Credits:國立中央大學天文研究所)圖/三民提供

LOT 由德國 APM 公司製作,屬於卡塞格林反射式望遠鏡,由於採用鏡後端對焦座,因此卡焦儀器限重 50 公斤。LOT 觀測目標包括太陽系天體、銀河系中的恆星、變星、星團及鄰近星系等,除了提供中央大學師生研究與教學之用,也開放國內、外學者申請使用。

某些宇宙現象有時效性,例如星球爆發、掩星等,隨著地球自轉,只有面對該天體的觀測者才能夠看到。由於臺灣位處西太平洋,向東 6 個時區內缺乏其他天文臺,因此對於會隨時間變化,需連續監測的天象,或是國際間需要位在不同經度的天文臺(或太空望遠鏡)針對特定天體聯合觀測時,鹿林天文臺便扮演著舉足輕重的角色。

多年來,鹿林天文臺的望遠鏡積極參與此類計畫,例如:全球望遠鏡聯合觀測(Whole Earth Telescope,簡稱 WET)聯合不同時區的望遠鏡,接力監測恆星的亮度變化,以星震5手段探討恆星內部結構;全球蝎虎 BL 類星體聯合觀測(Whole Earth Blazar Telescope,簡稱 WEBT)監測活躍星系核,藉此研究黑洞與噴流的性質;年輕系外行星掩星觀測計畫(Young Exoplanet Transit Initiative,簡稱 YETI)則監測星團成員、搜尋系外行星造成的凌星事件等,均與國際天文臺建立良好合作模式,並取得優良成果。

啟用至今,鹿林天文臺的望遠鏡共發現 15 顆超新星、800 餘顆小行星,以及一顆彗星。每年通常約有十幾個研究計畫利用 LOT 執行,使用 LOT 數據發表的研究論文已超過百篇。除了研究之外,LOT 也支援大學、高中及社教機構進行觀測教學實習,另有多座小型望遠鏡提供特定課題使用。

中美掩星計畫(TAOS):

TAOS 計畫原理示意圖。圖/嵌入自中央大學天文所 中美掩星計畫簡介

天文臺原來設有 4 座 TAOS 望遠鏡,由中央研究院天文所、中央大學天文所、美國哈佛史密松天文物理中心,以及韓國延世大學共同合作。每座望遠鏡的口徑 50 公分,具備 3 平方度6的超廣角視野,全年監測可能由柯伊伯帶天體造成的掩星事件,藉以估計分布在太陽系外圍的小型天體數量。

TAOS 計畫自 2005 年開始運行,累積 6 年的觀測結果一共收集超過 10 億筆恆星光度的測量數據,因為沒有偵測到任何掩星事件,提供了柯伊伯帶天體的數量上限。

第一代 TAOS 的設備已於 2016 年拆除、撤離,第二代的海王星外自動掩星普查計畫(Transneptunian Automated Occultation Survey,簡稱 TAOS­II)選在墨西哥的聖彼德羅瑪蒂爾天文臺(San Pedro Mártir Observatorio)落腳,一共有 3 座口徑 1.3 米的望遠鏡。

超輕型望遠鏡(SLT):

中央大學天文研究所於 1997 年獲得太空計畫室(現在的國家太空中心)補助,興建鹿林第一座天文臺 “SLT”。1999 年 SLT 完工後,內部安裝自行設計、製造的 76 公分超輕型望遠鏡(SLT76),並從 2000 年開始進行觀測,是鹿林天文臺初期最重要的觀測設備。

SLT76 於 2005 年換裝口徑 40 公分的超輕型望遠鏡(SLT40),並自 2006 年開始進行鹿林巡天計畫(Lulin Sky Survey,簡稱 LUSS),搜尋太陽系小天體。計畫進行 3 年期間共發現 800 多顆小行星,其中有 400 多顆已獲得永久編號,小行星發現數量排名世界第 47。

鹿林天文臺的 40 公分超輕型望遠鏡(Credits:國立中央大學天文研究所)圖/三民提供

目前鹿林天文臺發現的小行星已有 100 多顆得到永久命名,名稱涵蓋臺灣的代表性人物、團體、地理、山水及原住民族等。2007 年 LUSS 首度發現彗星(C/2007 N3)與近地小行星(2007 NL1),該彗星後來被命名為鹿林彗星(Comet Lulin)。LUSS 計畫結束後,自 2010 年起 SLT40 投入變星、彗星的長期監測工作。

除了硬體設備,還能善用地理優勢進行觀測

鹿林天文臺的主要策略是利用小型望遠鏡的機動性,以及臺灣本身的觀測條件優勢,與其他的天文臺合作、競爭。

臺灣的地理位置緯度較低,因此可以觀測範圍較大的南半球天空;而經度方面則可以跟國際間的其他天文臺互補。對於需要長期監測或瞬變的天文現象(如超新星及伽瑪射線爆等),鹿林天文臺參與跨國合作,在全球天文觀測網和太空與地面的聯合觀測中占據不可或缺的位置。

比如 2006 年中央大學天文所參加夏威夷大學主導的泛星計畫(Pan­STARRS),另外近年加入由加州理工學院主導的茲威基瞬變探測利器(Zwicky Transient Facility,簡稱 ZTF),並加入伊甸園觀測網(Exoearth Discovery and Exploration Network,簡稱 EDEN),以搜尋鄰近太陽之 M 型恆星周圍可能位於適居區內的系外行星等,都因為地理位置的優勢,能藉由鹿林天文臺的設備追蹤並確認新的科學發現。

在臺灣近百年的天文發展史上,鹿林天文臺締造了多項紀錄,包括首度發現小行星、首度發現超新星、首度發現彗星、首度發現近地小行星及首度進行小行星命名。天文臺的望遠鏡口徑雖然小,但做為天文教育與基本研究工具,多年來配合規劃的課題立基,亦取得良好的成果。

註解:

  1. 夜天光背景:夜空背景的亮度。星等數字越大,表示亮度愈低,意即光害愈小,能夠觀測愈暗的天體。
  2. 大氣寧靜度:大氣擾動對星光成像的影響程度。以星點的視角表示,視角愈小表示大氣寧靜度愈好,觀測到的星像愈清晰。
  3. 紅色精靈:積雨雲層上方發生的放電現象,由於主要發出紅光,而且發生的時間非常短暫不易捉摸,因此被稱為紅色精靈。
  4. 焦比:口徑與焦距的比值。
  5. 星震:利用亮度變化或光譜都卜勒效應研究天體的震動,藉此瞭解無法直接觀測的恆星內部結構,其原理類似利用地震波研究地球的內部結構。
  6. 平方度:一度乘以一度的天空範圍。例如滿月的張角約半度,3 平方度相當於 10 個滿月的天空面積。

——本文摘自泛科學 2019 年 12 月選書《蔚為奇談!宇宙人的天文百科》,2019 年 11 月,三民出版

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創立於1953年,為了「傳播學術思想,延續文化發展」,60年來默默耕耘著書的園地。從早期的法政大學用書、三民文庫、古籍今注新譯叢書、《大辭典》,到各式英漢字典及兒童、青少年讀物,成立至今已出版了一萬多種優良圖書。不僅讀者佳評如潮,更贏得金鼎獎、小太陽獎、好書大家讀等諸多獎項的肯定。在見證半個世紀的社會與時代變遷後,三民書局已轉型為多元、綜合、全方位的出版機構。

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宇宙到底從哪來?從量子力學和相對論來看「宇宙起源」,解釋完全不一樣!——《宇宙大哉問》
天下文化_96
・2022/09/25 ・2200字 ・閱讀時間約 4 分鐘

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

  • 作者/豪爾赫.陳、丹尼爾.懷森
  • 譯者/徐士傑、葉尚倫

宇宙從何而來?

每當仰望滿天星斗絢爛壯麗的夜空,或驚嘆微觀世界錯綜複雜的美景時,你不禁會問:「這一切從何而來?宇宙為什麼存在?是什麼東西或是誰負責這一切?」

長期以來,人們一直不斷臆測,讓人驚嘆不已的宇宙真實起源。當然,這比起我們擁有物理學或漫畫的時間要長得多。瞭解宇宙起源很重要,因為有可能會解釋我們存在的來龍去脈。我們想知道我們是怎麼來的,因為這問題的答案可能揭露:我們為什麼在這裡,以及我們應該如何度過時間。如果你知道宇宙從何而來,你的生活方式可能會改變。

因此,在所有問題中最大的問題是,物理學究竟可以告訴我們什麼?

在一開始的時候

在我們問宇宙從何而來或它是如何形成之前,我們需要先退一步想想。我們首先要問的應該是「宇宙是誕生出來的,還是本來就一直存在?」

你可能會驚訝的發現,物理學對這個問題有很多論述。可惜的是,很多論述內容並不是很一致。事實上,量子力學和相對論這兩個偉大的理論,在宇宙主題上指出了兩個截然不同的方向。

量子宇宙

量子力學表明宇宙遵循著我們不熟悉的規則。根據量子力學,粒子和能量以奇怪和不確定的方式表現。這可能令人非常困惑,但幸運的是,這跟我們手上的問題並不相關。因為量子力學對宇宙的過去和未來實際上是一清二楚的。

量子力學用量子態來描述事物。量子態告訴你,與量子對象交互作用時,事情可能發生的概率。例如,它可能會告訴你粒子位置的機率。你可能不知道粒子現在在哪裡,但你可以知道它可能在哪裡。

量子態很有趣,因為如果你知道今天量子物體的狀態,你可以用它來預測明天、兩週後,或者十億年後的狀態。量子力學中最著名的方程式是薛丁格方程式,跟貓和盒子無關。薛丁格方程式告訴你:如何利用你對宇宙的瞭解並將宇宙向未來投射。它也可以反推,可以利用你對現在的瞭解,告訴你宇宙在過去是什麼樣子。

根據量子力學,這種預測能力沒有時間限制。它的基本原則是:量子資訊不會消失,只是轉變為新的量子態。也就是說,如果你知道宇宙今天的量子態,就可以計算出它在任何時間點的量子態。量子力學告訴我們,宇宙在時間上永遠向後和向前推展。

這代表一個非常簡單的事實:宇宙一直存在,並將永遠存在。如果我們對量子力學的理解是正確的,那麼宇宙就沒有起始點。

相對論宇宙

然而,愛因斯坦相對論卻告訴我們一個截然不同的故事。量子力學有個問題,它通常假設空間是靜態的,就像一個固定的背景,你可以在那裡懸掛粒子和場。但是相對論告訴我們,這觀念大錯特錯。

根據相對論,空間是動態的,它可以彎曲、伸展和壓縮。我們可以看到空間在黑洞或太陽之類的重物體附近彎曲。愛因斯坦的理論還描述了整個空間如何膨脹。空間不僅僅是平坦的空虛;它被重物局部扭曲,並且愈來愈大。

這個瘋狂的想法最初來自於相對論中的數學,但現在我們有實驗能加以證明。透過望遠鏡,我們可以看到星系每年愈來愈快的遠離我們。宇宙中的一切似乎都變得愈來愈分散和愈來愈冷,就像氣體在膨脹時冷卻一樣。

對宇宙的起源來說,這代表什麼含義呢?呃……如果把時鐘倒轉,我們的觀察預測出宇宙曾經更熾熱、更密集。如果回溯足夠遠的時間,宇宙就會到達一個特殊的點:奇異點。

此時,宇宙的密度實在是太大了,甚至讓相對論的計算結果顯得有點荒謬。相對論預測宇宙變得非常緊密,空間又異常彎曲,最終達到了一個無限密度點。

按照相對論的觀點,宇宙在某種程度上確實有個開端,或者說至少有個「特殊時刻」。我們所看到的一切,包括所有空間,都來自奇異點。可惜的是,相對論不能告訴我們那一刻發生了什麼,但我們知道它與之後的任何時空點都不一樣。它就像一堵無法跨越的牆,無法用相對論解釋。

孰是孰非?

現代物理學的兩大支柱以大相逕庭的觀點來解釋可能的宇宙起源。一方面,量子力學告訴我們宇宙是永恆的,一直存在。另一方面,相對論告訴我們宇宙來自一個發生在一百四十億年前的無限密度點。

我們知道量子力學不可能完全正確,因為它沒有辦法描述關於宇宙的某些事。例如,量子力學沒有辦法描述重力或空間彎曲。但同時,我們也知道相對論並不完全正確,因為它在奇異點處崩潰,並且忽略了宇宙的量子性質。

——本文摘自《宇宙大哉問:20個困惑人類的問題與解答》,2022 年 8 月,天下文化,未經同意請勿轉載。

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天下文化_96
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天下文化成立於1982年。一直堅持「傳播進步觀念,豐富閱讀世界」,已出版超過2,500種書籍,涵括財經企管、心理勵志、社會人文、科學文化、文學人生、健康生活、親子教養等領域。每一本書都帶給讀者知識、啟發、創意、以及實用的多重收穫,也持續引領台灣社會與國際重要管理潮流同步接軌。

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來自137 億年前的訊息!透過重力波,一窺「宇宙誕生」的真相──《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》
台灣東販
・2022/08/09 ・4055字 ・閱讀時間約 8 分鐘

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

重力波不只能提供星體的資訊!

說到重力波,一般人可能會想到黑洞、中子星、超新星這三個引發話題的星體。不過,只有在這些星體事件發生的「瞬間」,才會產生重力波,就像宇宙中的一場秀一樣。而當重力波通過後,就無法再偵測到這些資訊。

discoveries GIF
圖/GIPHY

譬如,LIGO 在 2015 年 9 月捕捉到的就是「來自 13 億光年外星體的重力波」。不過,和宇宙年齡相比,這其實是相對較年輕的星體事件。

我們有沒有辦法捕捉到很久很久以前,宇宙剛誕生時產生的重力波,也就是暴脹時期產生的重力波呢?

為什麼宇宙正在急速膨脹?

138 億年前,宇宙在超高溫、超高壓下,以「火球」的樣貌誕生,這就是所謂的「大霹靂」。在這之後,隨著宇宙的急速膨脹,溫度與密度逐漸下降,然後演變現在的樣貌。

這就是大霹靂宇宙論,也是目前多數學者支持的標準宇宙論。

那麼,為什麼會產生「火球宇宙」這個超高溫、超高壓的世界呢?為什麼宇宙不是一直保持原樣(不是保持相同大小),而是會急速膨脹呢?目前有一個較被接受的說法,那就是前面提過許多次的「暴脹理論

在這個理論中,宇宙初期並沒有任何物質或光,而是一個充滿能量的真空。透過這些真空能量,宇宙用比光速還快的速度,呈指數函數膨脹。

而在暴脹時期結束後,這些真空能量轉變成了光(火球),於是產生了超高溫、超高壓的宇宙,這就是所謂的大霹靂。

目前科學界的研究和觀測結果大多支持大霹靂學說。圖/NASA

不過,如果空間中存在許多能量的話,應該會存在像重力這樣使空間收縮的力才對。為什麼空間會以超越光速的速度迅速膨脹,進入暴脹時期呢?

學者們用「暴脹子場」這種量子場中的真空能量,說明暴脹時期。

暴脹子場是個未證實存在的純量場。就目前而言,它的存在仍處於假說階段。

目前已知的純量場,譬如 2012 年時,由瑞士日內瓦的歐洲核子研究組織 CERN 在 LHC 實驗中發現並發表,由希格斯玻色子產生的希格斯場。研究者們也因此而獲得 2013 年諾貝爾物理學獎,各位應該還記憶猶新。

137億歲的宇宙,至今仍然不斷膨脹

暴脹子場與希格斯場在質量與粒子的結合力上,都有著很大的差異。暴脹子場的真空中,會產生長時間的負壓。而這個負壓會造成宇宙加速膨脹。

這點與目前的暗能量機制十分類似。有人猜想暗能量可能是未發現的純量場。與暴脹時期相同,目前的宇宙中可能存在著未知純量場的真空能量,就像暗能量般,佔了全宇宙能量的 70%。

宇宙中佔了 30% 能量之物質,與佔了 0.1% 的光會產生引力,但比不過真空能量所產生的斥力,所以目前宇宙正在加速膨脹。

宇宙仍在不斷的擴大。圖/NASA

順帶一提,即使物質與光的能量佔宇宙的 100%,宇宙也只是減速膨脹而已,並不會收縮回去。因為膨脹初期的速度過快,所以宇宙只會持續膨脹下去。

宇宙誕生的第一步——「原始重力波」

暴脹時期結束後,空間能量會迅速轉變成物質能量,使宇宙轉變成超高溫、超高壓、充滿輻射的狀態。這就是大霹靂「火球」。暴脹理論說明了幾點。

首先是前面提到的「膨脹速度超越光速的宇宙」

這造成了我們現在看到的(宇宙視界內的)宇宙溫度擁有各向同性,在 10 萬分之 1 的精度下,為絕對溫度 2.723K(約 3K 的宇宙微波背景輻射(CMB))。

在大霹靂學說中,宇宙微波背景輻射是宇宙誕生時所遺留下來的熱輻射。圖/ESA

第二,這個急速膨脹,使宇宙的形狀在幾何學上變得相當平坦,就像膨脹的氣球一樣。

再者,暴脹子場的量子擾動,是宇宙初期物質擾動的來源,也就是3K宇宙微波背景輻射所觀測到的溫度擾動。暴脹子場也含有量子的擾動。這些小小的擾動在短時間內暴脹過程中,急速膨脹,延伸至宇宙視界的彼端,造成現今宇宙中不同區域的密度差異,這也是形成星系的種子

CMB 觀測到的「溫度擾動」,正是暴脹時期產生之暴脹子場的量子擾動。

另外,在重力波方面,暴脹時期不僅會產生前述密度(溫度)的擾動,也會產生「時空擾動」。急速膨脹的過程中,真空會一直變化,成對產生重力子,這與黑洞周圍產生霍金幅射的機制類似。

學者們認為這種重力波現今仍存在,稱其為「原始重力波」。因為整個宇宙都存在這種重力波,所以也叫做背景重力波。若能檢出這種背景重力波,不只能成為暴脹理論的證據,也會是宇宙起源相關研究的一大步。

原始重力波就像是背景雜訊一樣,在宇宙四處飄蕩

黑洞雙星的合併會產生重力波,不過當重力波通過地球,被 LIGO 觀測到時,該事件便已結束。不只是黑洞,中子星雙星的合併、超新星爆發也一樣。

不過,暴脹時期產生的重力波並非如此。當時整個宇宙充滿了重力波。不過這種重力波就像白噪音般的存在,很難分析這種波的狀態,所以也叫做背景重力波。若依波的種類來分,可以將其算在駐波。如何找到這種駐波,是我們現在的課題。

重力波可以分成兩種,來自近期星體活動的重力波,以及來自宇宙誕生的背景重力波。圖/台灣東販

與光波不同,重力波的偏振方式可以分成十字形(+)與交叉形(×)2 種,如下圖所示。十字形的偏振會往縱向與橫向伸縮、交叉形偏振則會往斜向伸縮,如其名所示。這兩種波疊合後,會變成圖中右方的樣子,往外傳播。

隨著時間的經過,來自黑洞的重力波會持續前進;但暴脹時期產生的重力波為「背景重力波」,是一種駐波,就像噪音一樣充滿在整個宇宙中。如果能發現這種波,就能證明暴脹理論。

重力波由十字形、交叉型兩種偏振方式所組成。圖/台灣東販

宇宙之窗:暴脹子場是什麼?

暴脹時期產生的「暴脹子場」究竟是什麼樣的東西呢?

重複一次,暴脹子場被認為是某種未知、很重的純量場,其質量上限在 1013GeV 以下。目前這個低能量宇宙中,已經不存在暴脹子場。即使透過粒子對撞,產生目前可達到的最高能量(數 10TeV,相當於數 10 京度的溫度),也沒辦法產生這種場。

每種基本粒子都有著伴隨其出現的「量子場」。

譬如希格斯場會伴隨著希格斯玻色子出現。就希格斯場這種純量場而言,其存在機率最高的期望值稱做場值(真空值),是希格斯玻色子的位置。而場值周圍存在所謂的量子擾動。這種量子擾動只有在微觀尺度下有意義。

在我們生活的巨觀尺度下,幾乎察覺不到任何量子擾動,所以我們平常的生活並不會意識到它們。

我們周圍有許多電路會用到二極體。在微觀尺度下看這些電路,會看到粒子般的電子周圍有量子擾動,這種量子擾動對二極體來說相當重要。

在這種量子擾動下,電流只能沿著電路中可跳躍量子擾動的方向流動,二極體才有如此特別的性質,可見量子論也是現代科技中的重要理論。

所以說,考慮初期宇宙中暴脹子場的量子擾動,可以知道當宇宙還很小時,暴脹並非在宇宙中的各個地方同時間發生。宇宙中各個地方開始暴脹與結束暴脹的時間都不一樣。

量子擾動除了會造成時間擾動,在某些條件下,我們也可以在巨觀視界下感受到密度和溫度的擾動。圖/台灣東販

量子擾動會造成時間擾動,不過在暴脹這種急速膨脹後,會轉變成超越視界的古典擾動,所以我們會在巨觀視界下觀察到,各個地方都有著不同的密度。這就是所謂的「密度擾動」或「溫度擾動」。

總而言之,最初產生量子擾動後,隨著空間的急速膨脹而迅速延伸,轉變成了空間性的密度擾動。

備註

  • 暴脹理論與大霹靂的名稱

1981 年,佐藤勝彥在大統一模型的框架下,提出真空相變會造成宇宙呈指數函數膨脹的理論。同年,古斯也發表了同樣的想法。自宇宙誕生的瞬間起(依大統一理論,約為 10−38 秒後~10−36 秒後)宇宙會以超越光速的速度,呈指數函數膨脹,然後轉變成大霹靂的「火球」宇宙。

1980 年時,為修正愛因斯坦的重力觀點,學者們提出了以指數函數膨脹中的宇宙。

而在 20 世紀初,多數學者認為「宇宙永遠不會改變」(宇宙穩態論),沒有開始,沒有結束,大小也永遠不會改變。不過宇宙穩態論的擁護者霍伊爾(Fred Hoyle)曾在某個廣播節目中說「宇宙的開始?那是大霹靂的觀點(the ‘big bang’ idea)」,於是「大霹靂」這個名稱就定了下來。

當時連愛因斯坦都相信宇宙穩態論,否定膨脹宇宙。不過在觀測結果陸續出爐後,哈伯(Edwin Hubble)、勒梅特(Georges Lemaître)等人成功說服了愛因斯坦接受宇宙正在膨脹。

——本文摘自《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》,2022 年 6 月,台灣東販,未經同意請勿轉載。

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台灣東販股份有限公司是在台灣第1家獲許投資的國外出版公司。 本公司翻譯各類日本書籍,並且發行。 近年來致力於雜誌、流行文化作品與本土原創作品的出版開發,積極拓展商品的類別,期朝全面化,多元化,專業化之目標邁進。

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宇宙學的最大謎團!有超過90%的世界都是暗物質和暗能量,但,它們究竟是什麼?──《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》
台灣東販
・2022/08/08 ・3400字 ・閱讀時間約 7 分鐘

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觀測星系時,科學家發現了「看不見的物質」

我們現在所看到的人類、太陽、星系以及星系群等等,所有東西都是由物質構成。「物質構成了宇宙的全部」這個概念長年以來深植於人類心中。

宇宙是由物質構成的,但究竟是由甚麼物質構成的呢?圖 / twenty20photos

不過,後來我們了解到,宇宙中存在著許多我們人類看不到的物質,那就是「暗物質(dark matter)」。這個名稱聽起來很像科幻作品中的虛構物質,卻實際存在於宇宙中,而且暗物質在宇宙中的含量,遠多於我們看得到的「物質」

1934 年,瑞士的天文學家茲威基(Fritz Zwicky,1898~1974)觀測「后髮座星系團」時,發現周圍星系的旋轉速度所對應的中心質量,與透過光學觀測結果推算的中心質量不符。

周圍星系的轉速明顯過快,推測存在 400 倍以上的重力缺損(missing mass)。

在這之後,美國天文學家魯賓(Vera Rubin,1928~2016)於 1970 年代觀測仙女座星系時,發現周圍與中心部分的旋轉速度幾乎沒什麼差別,並推論仙女座的真正質量,是以光學觀測結果推算出之質量的 10 倍左右。

到了 1986 年,科學家們觀測到了宇宙中的大規模結構,發現星系的分布就像是泡泡般的結構。若要形成這種結構,僅靠觀測到的質量是不夠的。

為了補充質量的不足,科學家們假設宇宙中存在「看不見的物質=暗物質」。

看不到卻存在?暗物質究竟是什麼?

既然看不到,那我們怎麼確定暗物質真的存在?圖 / twenty20photos

前面提到我們看不見暗物質,而且不只用可見光看不到,就連用無線電波、X 射線也不行,任何電磁波都無法檢測出這種物質(它們不帶電荷,交互作用極其微弱)。

因為用肉眼、X 射線,或者其他方法都看不到它們,所以稱其為「暗」物質。

不過,從星系的運動看來,可以確定「那裡確實存在眼見所及之上的重力(質量)」。這就是由暗物質造成的重力。

看不到的能量:暗能量

事實上,科學家們也逐漸了解到,宇宙中除了暗物質之外,還存在「看不見的能量」。

原本科學家們認為,宇宙膨脹速度應該會愈來愈慢才對,不過,1998 年觀測 Ⅰa 型超新星(可精確估計距離)時,發現宇宙的膨脹正在加速中。這個結果證明宇宙充滿了我們看不到的能量「暗能量(dark energy)」。而且,暗能量的量應該比暗物質還要更多。

我們過去所知道的「物質」,以及暗物質、暗能量在宇宙中的估計比例,如下圖所示。 這項估計是基於 WMAP 衛星(美國)於 2003 年起觀測的宇宙微波背景輻射(CMB),計算出來的結果。

圖/台灣東販

後來,普朗克衛星(歐洲太空總署)於 2013 年起開始觀測宇宙,並發表了更為精準的數值。

  • 什麼是「普朗克衛星」?

歐洲太空總署(ESA)為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射(CMB)而發射至宇宙的觀測裝置(人造衛星)。可與 NASA 發射,廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖,計算出宇宙年齡應為 137 億年左右,誤差在正負 2 億年內;普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖,並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右,誤差在正負 6000 萬年內,數字更為精準。

歐洲太空總署(ESA)為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射(CMB)而發射至宇宙的觀測裝置(人造衛星)。可與 NASA 發射,廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖,計算出宇宙年齡應為 137 億年左右,誤差在正負 2 億年內;普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖,並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右,誤差在正負 6000 萬年內,數字更為精準。  

暗物質的真面目,究竟是什麼?微中子嗎?

既然暗物質有質量,那會不會是由某種基本粒子構成的呢?也有人認為暗物質是在宇宙初期誕生的迷你黑洞(原始黑洞),而我也致力於這些研究,不過相關說明不在此贅述。

已知的基本粒子(共 17 種)以及其他未知粒子,都有可能是暗物質,在這些粒子當中最被看好的是微中子。

因為暗物質不帶電荷,不與其他物質產生交互作用,會輕易穿過其他物質。這些暗物質的特徵與微中子幾乎相同。而且,宇宙中也確實充滿了微中子。因此,微中子很可能是暗物質的真面目。

不過,目前的物理學得出的結論卻是「微中子不可能是暗物質的主要成分」。

NASA 曾經想透過星系團的碰撞來了解暗物質的特性。圖/NASA

為什麼微中子被撇除了呢?

這是因為,雖然微中子大量存在於宇宙中,質量卻太輕了。雖然科學家們現在還不確定微中子的精準質量是多少,不過依照目前的宇宙論,3 個世代的微中子總質量上限應為 0.3eV。如果暗物質是微中子,那麼 3 個世代的微中子總質量應高達 9eV 才對,兩者相差過大。

另一方面,暗物質中的冷暗物質(cold dark matter)的速度應該會非常慢才對。

宇宙暴脹時期會產生密度的擾動,進而產生暗物質的擾動(空間的擾動應與觀測到的 CMB 擾動相同),這種微妙的重力偏差,會讓周圍的暗物質聚集,提升重力,進一步吸引更多原子聚集,最後形成我們現在看到的星系。

相較於此,微中子過輕(屬於熱暗物質,hot dark matter),會以高速飛行。微中子無法固定在一處,這樣就無法聚集起周圍的原子,自然也無法形成星系。

暗物質、暗能量的真相究竟是甚麼?仍然是宇宙學中最大的謎團!

熱暗物質、冷暗物質

這裡要介紹的是熱暗物質與冷暗物質。所謂的「熱暗物質」,指的是由像微中子那樣「以接近光速的速度飛行」的粒子組成暗物質的形式。

宇宙微波背景輻射(CMB)可顯示出宇宙初期的溫度起伏,因而得知存在相當微小,卻十分明顯的擾動,此擾動與暗物質的擾動相同。擾動中,物質會往較濃的部分聚集,並形成星系或星系團等大規模結構。

不過,如同我們前面提到的,科學家們認為以接近光速的速度運動的微中子,在程度那麼微弱的宇宙初期擾動下,很難形成現今的星系團。

於是,科學家們假設宇宙中還存在著速度非常慢的未知粒子「冷暗物質」。

冷暗物質的候選者包括「超對稱粒子(SUSY 粒子)」當中光的超伴子——超中性子(neutralino)、名為軸子(axion)的假設粒子;另外,也有人認為原始黑洞可能是「冷暗物質的候選者」,雖然黑洞並不是基本粒子。

在討論暗物質時,即使不假設這些未知粒子的存在,在標準模型的範圍內,微中子也是呼聲很高的候選者。

如同在討論熱暗物質時提到的,當我們認為微中子應該不是主要暗物質時,就表示基本粒子物理學需要一個超越標準理論的新理論,這點十分重要。

宇宙微波背景(CMB)是宇宙大霹靂後遺留下來的熱輻射,充滿了整個宇宙。圖 / 台灣東販

那麼,微中子真的完全不可能是暗物質嗎?

倒也並非如此。如果存在右旋的微中子,由於我們還不曉得它的質量以及存在量,所以「微中子是暗物質」的可能性還沒完全消失。不過,這樣就必須引入超越標準理論的理論才行。

在目前只有發現左旋、符合標準理論的微中子的情況下,一切都還未知。關於這點,我們將在《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》第 6 章第 7 節詳細說明。

——本文摘自《大人的宇宙學教室:透過微中子與重力波解密宇宙起源》,2022 年 6 月,台灣東販,未經同意請勿轉載。

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