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英國紅外望遠鏡發現4對「不可能存在」的密近雙星

臺北天文館_96
・2012/07/28 ・1012字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 512 ・六年級

一組Wide Field Camera (WFCAM) Transit Survey研究團隊的天文學家Bas Nefs等人,利用位在夏威夷的3.8米英國紅外望遠鏡(United Kingdom Infrared Telescope,UKIRT)發現4對軌道週期極短的密近雙星,每對雙星的子星們互繞的軌道週期不滿4小時。在此之前,天文學家們一直認為這樣的密近雙星是不可能存在的,但這個新發現顯然打破了先前的想法。

銀河系中約有半數左右的恆星屬於兩顆恆星會互相環繞的雙星系統,而不是像太陽這樣的單星。雙星系統裡的成員們是一起誕生的,且相距不遠而受到彼此重力吸引,因而從誕生之後便開始互繞的命運。天文學家先前認為:如果雙星系統裡的兩顆子星靠得太近時,會很快地合而為一,形成一顆更大的恆星。過去30年間,許多觀測結果都支持這個理論,因為他們從未發現過軌道週期短於5小時的雙星系統。

雖然紅矮星是銀河系中最普遍的恆星,但因在可見光波段裡不甚明亮,因此從未被一般巡天計畫當作主要探尋對象。但WFCAM)Transit Survey研究團隊專門搜尋紅矮星雙星系統,其子星多為質量僅及太陽的數十分之一、光度僅為太陽千分之一的低質量恆星。UKIRT過去5年內固定以廣角相機(Wide-Field Camera,WFC)監測數十萬顆恆星在紅外波段的亮度變化,其中包含多達數千顆的紅矮星。當時這個低溫恆星的巡天計畫,主要目的是想透過凌日法研究系外行星和低溫恆星的性質。

然而,這個巡天計畫卻帶來意外的驚喜:他們發現4對紅矮星雙星,其軌道週期明顯短於5小時這個「雙星公轉週期最小極限」;其中一對由兩顆光譜型為M4的紅矮星組成的雙星,軌道週期甚至只有2.5小時左右。如果按照先前的理論,這些雙星應該是不可能存在的。

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既然在恆星形成早期,恆星的體積會逐漸縮減,那麼這類緊密雙星的存在,意味著它們的軌道也應該會在誕生後隨時間而縮減,不然早該撞在一起、合併成一顆星了。但是,天文學家們並不清楚它們的軌道何以能縮減得這麼多?其中一個可能的答案,就是低溫恆星組成的雙星系統其實遠比先前認為的還活躍。當它們一邊互繞、一邊互相接近時,子星間的磁力線彼此糾纏扭曲,透過恆星風而產生許多閃焰爆發或星斑等活動。強烈的磁場活動像是煞車一般,讓雙星間彼此靠近的動作慢了下來,不致於很快地就合併成一顆更大的恆星。

這些天文學家們希望透過這樣的紅矮星雙星研究,能更進一步瞭解紅矮星的活動與磁場等性質,以及它們在銀河系中存在的環境。

資料來源:UKIRT discovers ‘impossible’ binary stars[2012.07.05]

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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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

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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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發現最靠近地球的黑洞:Gaia BH1
全國大學天文社聯盟
・2022/11/30 ・2897字 ・閱讀時間約 6 分鐘

  • 文/林彥興|清大天文所碩士生、EASY 天文地科團隊主編、全國大學天文社聯盟監事

本月初 [1],「最靠近地球的黑洞」這個紀錄被刷新了!以天文學家 Kareem El-Badry 為首的團隊,利用蓋亞(Gaia)衛星極度精準的天體位置資料,加上多座望遠鏡聯合進行的徑向速度量測,成功確認了約 1550 光年外位於蛇夫座的一顆恆星,正與黑洞互相繞行,打破離地球最近的黑洞紀錄。

狩獵隱身巨獸的方法

人類搜尋黑洞已經有數十年的歷史。對於正在「進食」,也就是正在吸積物質的黑洞,由於其周遭的吸積盤和噴流等結構會在無線電、X 射線等多個波段發出強烈的電磁輻射,因此相對容易看到;但沒有在進食的黑洞,就要難找許多。

畢竟黑洞之所以被叫做黑洞,就是因為它本身幾乎不會發光。想要尋找這些「沉默」黑洞的方法,通常只能靠著黑洞的重力對其週遭的影響,間接推測黑洞的存在。

其中最常見的方法,就是尋找「繞著看不見的物體旋轉的恆星」。一般來說,恆星在天空中移動的軌跡應只受恆星的視差和自行影響,但如果恆星在與另一個大質量的天體互相繞行,比如我們的目標:沉默的黑洞,那恆星的軌跡就會受到黑洞影響。

因此觀測恆星的移動軌跡,是尋找沉默黑洞的重要方法之一。這個方法最著名的例子,就是 2020 年諾貝爾物理獎得主 Reinhard Genzel 與 Andrea Ghez 藉由長時間觀測銀河系中心的恆星運動(位置與徑向速度),從而確認了銀河系中心超大質量黑洞的存在。

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UCLA 的銀河中心觀測團隊即是以觀測恆星的運動確認銀河系中央超大質量黑洞的存在。圖/UCLA Galactic Center Group – W.M. Keck Observatory Laser Team

但由於方法間接,用這類方式尋找黑洞時往往很難確定那個「看不見的物體」到底是不是黑洞。舉例來說,2020 年歐南天文台的天文學家宣布發現 HR 6819 是一個包含黑洞的三星系統,卻在更多更仔細的研究後遭到推翻。因此從恆星的運動來尋找「黑洞候選者」相對不難,但是想要消滅所有其他的可能性,「確定」黑洞的存在,就不是一件容易的事。

多方聯合|鎖定真身

那麼,這次的新研究是怎麼「確定」黑洞的存在的呢?

第一步,天文學家們先把目標鎖定在「形跡詭異」的恆星。因為當一顆恆星與黑洞互相繞行時,恆星在天上的運行軌跡會因為黑洞的引力而有週期性的擺盪。所以,如果我們看到有個恆星的軌跡歪歪扭扭,這顆恆星很可能就是受到黑洞重力影響的候選者。

而目前,蓋亞衛星(Gaia)提供的天體位置資料是當之無愧的首選。蓋亞是歐洲太空總署(ESA)於 2013 年發射的太空望遠鏡,與著名的韋伯太空望遠鏡一樣運行在日地第二拉格朗日點。

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但與十項全能的韋伯不同,蓋亞是「天體測量學 Astrometry」的專家,專門以微角秒等級的超高精確度測量天體的位置。每隔幾年,蓋亞團隊就會整理並公布他們的觀測結果,稱為資料發布(Data Release)。目前最新的「第三次資料發布 DR3」之中,就包含了超過 18 億顆天體的海量資料。

歐洲太空總署(ESA)的蓋亞衛星(Gaia)是當前測量天體位置和距離無庸置疑的首選。圖/ESA/ATG medialab; background: ESO/S. Brunier

經過篩選,團隊發現一顆名為 Gaia DR3 4373465352415301632 的恆星看起來格外可疑。這是一顆視星等 13.77(大概比肉眼可見極限暗 1300 倍,但以天文學的角度來說算是相當亮)、與太陽十分相似的恆星,距離地球約 1550 光年。

畫面中央的明亮恆星即是這次的主角 Gaia BH1。圖/Panstarrs

找到可能的候選者後,團隊一方面翻閱過去觀測這顆恆星的歷史資料,另一方面也申請多座望遠鏡,進行了四個月的光譜觀測。同時使用從蓋亞衛星的位置(赤經、赤緯、視差)以及從光譜獲得的徑向速度資訊,團隊可以精確地計算出這顆恆星應當是正在繞行一個 9.6 倍太陽質量的天體運轉。

這麼大的質量,卻幾乎不發出任何光,黑洞幾乎是唯一可能的解釋。

但以現有的觀測資料,天文學家仍不能確定它到底是一顆黑洞,還是有兩顆黑洞以相當近地軌道互相繞行,然後恆星再以較大的軌道繞著兩顆黑洞運轉。但無論是一顆或兩顆,Gaia BH1 都刷新了離地球最近黑洞的紀錄,距離僅有 1550 光年,比上一個紀錄保持人(LMXB A0620-00)要近了三倍。從銀河系的尺度來看,這幾乎可說是就在自家後院。

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結合蓋亞與其他多座望遠鏡的光譜觀測,天文學家可以計算出 Gaia BH1 在天空中的移動軌跡(左圖黑線)與其軌道形狀(右圖)。注意除了恆星與黑洞互繞所造成的移動外,恆星在天上的位置也受視差和自行影響,兩者在左圖中以藍色虛線表示。圖/El-Badry et al. 2022.
天文學家計算出的 Gaia BH1 徑向速度(RV)變化(黑線)與觀測結果(各顏色的點)。圖/El-Badry et al. 2022.

更多黑洞就在前方

最後讓我們來聊聊,找到「離地球最近的黑洞」有什麼意義呢?

「離地球最近的黑洞」這個紀錄本身是沒有太多意義的。雖然說從銀河系的尺度來說,1550 光年幾乎可說是自家後院,但是這顆黑洞並不會對太陽系、地球或是大家的日常生活產生任何影響。既然如此,為什麼天文學家還會努力尋找這些黑洞呢?

其中一大原因,是因為尋找這些與恆星互相繞行的黑洞,可以幫助天文學家了解恆星演化的過程。在銀河系漫長的演化歷史中,曾有數不清的恆星誕生又死亡。我們看不到這些已經死亡的恆星,但可以藉由這次研究的方法,去尋找這些大質量恆星死亡後留下的黑洞 [2],從而推測雙星過去是如何演化,留下的遺骸才會是如今看到的樣子。

除了 Gaia BH1,天文學家也在持續研究 Gaia DR3 之中其他「形跡可疑」的恆星/黑洞雙星候選系統。而隨著蓋亞衛星的持續觀測,更多這類黑洞候選者將會越來越多。研究這些系統,將幫助天文學家進一步了解雙星系統演化的奧秘。

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註解

[1] 嚴格來說,論文九月中就已經出現在 arXiv 上了。

[2] 嚴格來說,恆星質量黑洞(stellar mass black hole)是大質量恆星的遺骸。超大質量黑洞(supermassive black hole)就不一定了。

延伸閱讀

  1. El-Badry, K., Rix, H. W., Quataert, E., Howard, A. W., Isaacson, H., Fuller, J., … & Wojno, J. (2022). A Sun-like star orbiting a black hole. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society518(1), 1057-1085.
  2. [2209.06833] A Sun-like star orbiting a black hole
  3. Astronomers Discover Closest Black Hole to Earth | Center for Astrophysics
  4. The Dormant Stellar-Mass Black Hole that Actually Is | astrobites
  5. Astronomers find a sun-like star orbiting a nearby black hole
  6. 狩獵隱身巨獸:天文學家發現沉默的恆星質量黑洞? – PanSci 泛科學
  7. 「最靠近地球的黑洞」其實不是黑洞
  8. 人們抬頭所遙望的星空是恆定不變嗎? – 科學月刊Science Monthly
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哈伯也懂漂移?3D-DASH:哈伯太空望遠鏡最大的近紅外巡天計畫
Tiger Hsiao_96
・2022/07/10 ・2933字 ・閱讀時間約 6 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

若問當前軌道上最強的可見光太空望遠鏡是誰,那當然非哈伯太空望遠鏡莫屬。身處太空的它有著直徑 2.4 公尺的主鏡,可以在不受大氣層干擾的情況下,清晰地拍攝遙遠且黯淡的天體。然而,哈伯望遠鏡並非全能,雖然它在解析度(angular resolution)和靈敏度(sensitivity)上都無人能及,但也有不擅長的領域 ── 它的視野相當小。

哈伯太空望遠鏡。圖/NASA

即使是哈伯裝備的所有相機中視野最大的「先進巡天相機(ACS)」,其視野也只有 202 角秒 x 202 角秒而已,相當於滿月的 1.5%,或是一個十元硬幣在約 25 公尺外的大小。可以想見,想要用這麼小的視野拍攝廣大的區域,是相當緩慢而沒有效率的事。

直到最近幾年,天文學家發明了稱作「Drift And SHift (DASH)」的新型觀測模式,可以在不改變哈伯硬體設備的前提下,大大增加哈伯在近紅外線波段的拍攝效率。利用這項技術,來自多倫多大學的團隊展開名為 3D-DASH 的大型紅外線巡天計畫,其拍攝的天空範圍,是前一個紀錄保持人「CANDELS」的七倍之多。

不斷選擇「引導星」的傳統觀測模式

想了解為什麼 DASH 技術可以大大提升哈伯的觀測效率,就要先從哈伯原本是怎麼觀測的開始談起。

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不知道大家有沒有在黑夜中拍照的經驗呢?在低亮度的環境中,相機總需要比較長的時間進行曝光,才能拍出清楚的照片。而如果你在曝光的過程中不小心移動了相機,那拍出來的照片就會糊成一團。同理,由於天文學家想要拍攝的目標,大多是極其遙遠且黯淡的天體,所以天文觀測時單張照片的曝光時間,往往動輒數百秒以上。因此,專業天文望遠鏡常會配備「導星(Guiding)」系統,以確保望遠鏡能在數百秒的時間內,都精準的指向同一個位置。

導星的原理很簡單,就是在望遠鏡和相機觀測的同時,同時用另一套相機監測視野中星星的位置。一旦發現畫面中恆星的位置有任何小小的移動,導星系統就會命令望遠鏡調整指向(pointing),即時把誤差修正回來。在哈伯望遠鏡上,這個負責導星的相機叫作「精細導星感測器(FGS)」。而這個用來幫望遠鏡「導航」的星星,就被稱為「引導星(guide star)」。

哈伯在進行拍攝時,需要找一顆導星來隨時校正方向。圖/GIPHY

一般來說,在哈伯望遠鏡每指向一個新的目標,都需要先花費一段約十分鐘的時間選擇引導星,然後才能進行科學拍攝。然而,由於哈伯的軌道週期僅有 97 分鐘左右,因此在一次軌道中,哈伯基本上只能拍攝一或兩個固定的天區,不然就會有大量的觀測時間被浪費在尋找引導星的過程中。如此一來,天文學家若想透過哈伯來拍攝 800 個不同指向,就需要花費 800 次的軌道繞行時間才能結束這項任務。

花費很多時間有什麼問題呢?哈伯望遠鏡的觀測,是由美國「太空望遠鏡科學研究所(STScI)」向全世界天文學家公開徵求觀測企劃之後,再從中挑選出最具科學效益的企劃後實施。一個耗時 800 個軌道週期的觀測,很難在競爭激烈的觀測計劃書中脫穎而出。

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但如果,天文學家真的很需要用哈伯進行大面積的巡天,該怎麼辦呢?

提升效率的新方法

如前述,一般來說哈伯每指向一個新目標,都需要花費十分鐘來進行捕捉引導星。但換個角度想,如果把導星功能關掉,不就可以省下這些時間了嗎?

計画通り!圖/GIPHY

還真是沒錯,哈伯的設計的確是可以關掉導星系統,利用其中的陀螺儀來進行控制。但陀螺儀的能提供的穩定性終究不如導星系統,一旦曝光時間過長,望遠鏡的微小移動還是會造成最後曝光出來的星星像塗抹花生醬一樣糊成一片,這樣的影像是很難用於科學分析的。

開導星耗時間,不開導星又沒辦法長曝,該怎麼辦呢?

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這時就輪到「Drift And SHift(DASH)」技術出場了!DASH 的核心概念很簡單:

  • 為了省時,我們就關掉導星。
  • 關導星不能長曝,那我們就拍很多短曝光時間的照片,降低每張照片的模糊程度,再把它們對齊之後疊起來。

以 3D-DASH 計劃來說,關掉導星會讓哈伯的指向以每秒 0.001 至 0.002 角秒的速度緩緩飄移。因此天文學家將每張照片的曝光時間壓縮到 25 秒以下,讓星點在畫面中的移動不超過一個像素(WFC-3 的像素大小為 0.129 角秒)。利用這樣的技術,天文學家就能在哈伯的一次軌道週期中,拍攝八個不同的指向,把觀測效率提升了八倍!

3D-DASH 的觀測天區和其他觀測計畫天區大小、深度(最暗可拍到的天體星等)的比對圖。圖/arxiv

拍這些照片有什麼用?3D-DASH 的科學意義

3D-DASH 計畫的觀測資料最近已於網路上公開,不過這龐大的資料量,觀測團隊以及其他科學家們還需要更多時間進行分析。不過,在公布這個計劃的論文中,團隊已經提出了一些值得分析的科學問題。

舉例來說,天文學家認為如今多數的橢圓星系(elliptical galaxy)們,都是由較小的星系合併而來。因此尋找合併中的星系,並測量它們的各項物理性質,是研究星系演化歷史的重要方法。但很多時候,地面望遠鏡可以大略看到一個光點可能是兩或多個相鄰的天體組成,卻沒有足夠的解析度可以研究它們的細節。但有了 3D-DASH 的資料,天文學家就可以清楚的看到星系們合併的細節,並研究其中細微的結構以及測量更多複雜的物理量。

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合併中的星系們。圖/NASA

不過這種大範圍的巡天計畫也不是完美的。為了拍攝廣大的天區,每個天區分配到的平均觀測時間就會比較少,因此比起 CANDELS 等前輩們,3D-DASH 只能看到相對亮的星系們。雖然如此,3D-DASH 這種相對廣而淺的觀測,不僅可以提供更大量的星系樣本,幫助天文學家使用強大的統計方法進行分析;也可以讓天文學家先大概了解這片天區裡有些什麼,如果發現了有趣的目標,就可以使用哈伯或韋伯等其它強大的望遠鏡們進行更深入的觀測!

3D-DASH 的所涵蓋的天區,以及其超高的解析度。圖/arxiv

參考資料

延伸閱讀

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現於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。