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發現超新星的前身恆星?

臺北天文館_96
・2012/08/18 ・1064字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 533 ・七年級

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Ia型超新星(Type Ia supernova)是非常劇烈而明亮的恆星爆炸事件,天文學家透過觀察Ia型超新星的亮度,可以估算出它們所在的距離,並因此而得出宇宙正在加速膨脹的結論。但事實上,天文學家對Ia型超新星究竟如何是發生的,瞭解還是非常有限?由美國卡內基科學研究所(Carnegie Institution for Science)Stella Kafka領軍的研究小組,最近識別出一個Ia型超新星爆炸之前的恆星系統,讓天文學家得以進一步瞭解Ia型超新星發生之前的恆星狀態。相關論文發表在《英國皇家天文學會月刊》(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)中。

目前較普遍接受的Ia型超新星理論是雙星系統中的其中一顆子星是白矮星,當它掠奪伴星質量以致超過1.4倍太陽質量的錢卓極限時,便引起劇烈熱核反應導致爆炸。不過,關鍵問題在於:那個被掠奪的受害恆星性質為何?白矮星如何增加質量?以及,這個質量增加的過程會如何影響爆炸的特性?

為了解決這些問題,科學家搜尋有可能發生Ia型超新星爆炸的雙星系統。這項工作並不簡單,因為相當於在大海裡撈針,他們列出了數千個可能的雙星系統,但還沒在這個候選名單中發現任何一個系統真的發生爆炸。Kafka等人藉由識別與Ia型超新星有關的鈉氣體來找尋可能的候選雙星系統,因為鈉氣體可能是雙星中的那顆被掠奪質量的受害者向外拋出的氣體,常在Ia型超新星爆炸現場附近偵測到鈉氣體的存在。這,就很可能是瞭解超新星爆炸前的前身恆星的線索。即使如此,Kafka等人的工作也只比大海撈針好一點點而已。

然而,利用位在智利的Las Campanas觀測站DuPont望遠鏡所做的觀測資料,Kafka等人很幸運地發現船底座QU(QU Carinae)雙星系統具有鈉氣體特徵,是個非常可能的超新星前身恆星。這個系統真的含有一顆正在從身為巨星的伴星處掠奪質量的白矮星,而且也在這個系統周圍偵測到鈉氣體。

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船底座QU列名在一種較少見的雙星星表中,這種雙星非常明亮,而且其中的白矮星從伴星處掠奪質量的速度非常快。鈉氣體應該是在那個身為巨星的伴星的大氣中製造出來的,之後經由恆星風散佈到雙星周圍。如果白矮星發生超新星爆炸,則能偵測到類似其他Ia型超新星的那種鈉氣體譜線特徵。

Kafka表示:他們非常高興能識別出船底座QU雙星系統,如能進一步了解這些系統中兩顆子星的特性、兩星之間質量交換的狀況,或是這對雙星長期的演化狀況,便能讓天文學家全面瞭解這類雙星如何能製造宇宙最重要的爆炸事件,當然也能藉由這個宇宙標準燭光之一的Ia型超新星進一步瞭解整個宇宙的加速膨脹等演化狀況。

資料來源:Supernova progenitor found?[2012.08.06]

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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臺北市立天文科學教育館是國內最大的天文社教機構,我們以推廣天文教育為職志,做為天文知識和大眾間的橋梁,期盼和大家一起分享天文的樂趣!

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物理學家如何煮義大利麵?
胡中行_96
・2022/06/16 ・2509字 ・閱讀時間約 5 分鐘

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疫情期間學烹飪,再拍照上傳社群網站,是凡夫俗子的成果發表;將煮義大利麵的心得筆記,發表在《流體物理學》(Physics of Fluids)期刊上,[1]則是科學家的華麗炫技。

煮麵的動機

美國伊利諾大學Sameh Tawfick副教授的實驗室,專攻靈活可變形的纖維和有彈性的結構,所產生的「流體結構交互作用」(fluid structure interaction)。「過去幾年老是開玩笑,說義大利麵的黏著力與我們的研究息息相關」,他說團隊發覺分析麵條力學質地的轉變,「可以體現黏著力、力學質地和烹煮熟度的關聯。」[2]

以上研究動機有聽沒懂,無所謂。煮麵要緊。

煮麵的方法

當 COVID-19 疫情襲來,學生與博士後研究人員,開始在家中和實驗室裡煮義大利麵。[2]

他們在實驗室裡,用的不是鍋子和瓦斯爐等通俗的烹飪設備,而是燒杯加熱板[3]加熱板是一種有發熱平面的機器,比開放式的火源安全。[4]

依照一般食譜的建議,煮義大利麵的步驟,是先把麵條扔進大滾的鹽水中,等熟了再撈出來瀝乾。[5]不過,實驗的這個部份沒加鹽,大概是想把變數降到最低,後面再討論食鹽的作用。以滾水煮熟的麵條,在脫離水的時候,殘留的水份會在麵條之間形成「彎液面」,以「表面張力」把一根根的麵條黏在一起。[2, 3]

左圖/參考資料3

整個過程就像圖中所示,左側為二條(橙色)義大利麵條,被置在(粉色)加熱板上的燒杯內烹煮;中央是麵條離水;右邊則為局部放大圖,呈現義大利麵條之間的彎液面。

表面張力之所以會產生,是因為水分子與水分子之間,每個方向的引力本來都一樣,可以相互抵銷,然而到了水面就失衡了,因此有儲存能量的張力。 [6, 7]

右圖/參考資料3

表面張力:藍色的圓點代表水分子,橙色的箭頭則是引力。圖/參考資料7

傳統義大利麵講求的口感,叫做「al dente」,意思是「煮到內硬外軟」,恰到好處。從物理的角度來看,水份由麵條表面,逐漸擴散進入內部,所以首先軟化的當然是最外層。吸水的過程中,麵條體積會隨之膨脹。煮愈久,效果愈明顯。下圖是研究團隊在觀察義大利麵「吸濕膨脹」(hygroscopic swelling)時,進行的量化紀錄。[3]

圖片上方中間的麵條剖面,從圓心向外,由深至淺,有輕微的色彩變化。然而,水份達到飽和後的右上剖面,便不再有任何的顏色漸層,大概就是所謂煮過頭的狀態。[3]

至於縱向的吸濕膨脹,則展示在下方。以最左邊的生麵條為比例尺,對照用 100 度 C 的滾水,分別烹煮 12、18、24、30 分鐘後的膨脹變化。整體而言,麵條剖面周長增加的比例,大於長度的成長比例。這是基於內部沒有與水接觸的核心,限制了麵條縱向的延展。[3]

左圖/參考資料3

所以,到底要怎麼做,才能擁有al dente的口感?

研究團隊發現義大利麵條達到 al dente 前,其周長與長度分別的膨脹率相比,所得的比率是3.5比1。一旦超過了,就會軟爛。[2]此外,由於麵條煮愈久,離水時彼此相黏的部份就愈長。研究團隊認為,專業廚師也可以測量相黏長度,來推論起鍋時間,以後再將成熟的技術,推廣至普通民家…[3](原文口氣意外地認真。)總之,要知道煮好沒,不是用嘴試吃,也別拿錶計時,科學家的建議竟是用尺測量!

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煮麵的鹽和光

明明義大利麵條的包裝上,都有建議的烹煮時間。為什麼科學家不直接告訴大家,煮多久能起鍋?原來如果照正常的煮法,在水中加食鹽,麵條的化學和力學特性都會起變化。比起用蒸餾水,鹽水不僅有助麵條膨脹,而且會增添嚼勁。[3]此外,Sameh Tawfick 副教授解釋,滾水中的鹽量,會改變達到 al dente 所需的時間。有鑑於此,他未來要探討食鹽,在義大利麵膨脹時所扮演的角色。[2]同時,這個研究正如一道照亮前程的光,或許會引領其他人,也來嘗試用簡單的方式,研究軟物質的特性。

參考資料:

  1. Hwang J., Ha J., Siu R., Kim Y. S., and Tawfick S. (2022) ‘Swelling, Softening, and Elastocapillary Adhesion of Cooked Pasta’, Physics of Fluids, 34 (042105)
  2. Physics Models Better Define What Makes Pasta Al Dente (Physics of Fluids, 2022)
  3. Hwang J., Ha J., Siu R., Kim Y. S., and Tawfick S. (2022) ‘Swelling, Softening and Elastocapillary Adhesion of Cooked Pasta’, arXiv
  4. Hot Plate Use and Safety in Laboratory (University of Wisconsin-Madison, 2013)
  5. Spaghetti and Meatballs (Gourmet Traveller, 2018)
  6. 第11章  有趣的界面現象(國立成功大學化學工程學系)
  7. Chemical Science Lesson Plan: Hydrogen Bonding and Surface Tension (University of Illinois, 2010)
  8. Enjoy better-cooked pasta with…physics and a ruler? (University of Illinois, 2022)

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胡中行_96
169 篇文章 ・ 65 位粉絲
曾任澳洲臨床試驗研究護理師,以及臺、澳劇場工作者。 西澳大學護理碩士、國立台北藝術大學戲劇學士(主修編劇)。邀稿請洽臉書「荒誕遊牧」,謝謝。

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宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星
全國大學天文社聯盟
・2022/03/30 ・4272字 ・閱讀時間約 8 分鐘

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  • 文/語星葉,與一隻米克斯黑狗簡單地生活在新竹,正在努力成為天文學家。

看星星,是大多數人接觸天文的契機。現今,看見滿天星斗對於被光害荼毒的都市人而言是一種奢侈,相較於古時夜無燈火,總有許多靜謐無光的夜晚,能讓人們一同仰望星空,思索空中的奧秘。多數星星安靜地閃爍,被人類賦予神話故事,成了現在為人所知的「星座」。另外,有少數幾顆不安分地移動著,它們的移動方式看似有規則,有時候卻會逆行,這些在天空中漫遊的星星,我們就稱之為「行星」 。

在極少數的情況,我們會發現過去未曾注意到的星點,猶如初來乍到的旅客,古時中國稱之為「客星」 [註一]。現在我們知道,這些看似新生的星,實則氣數已盡。利用強大的各波段望遠鏡,人類偵測到大量「新」光,並提出多種機制來解釋星光快速且劇烈改變的現象。

本文將介紹 3+1 種天文現象,分別為「新星(Nova)」、「超新星(Supernova)」和「極亮超新星(Superluminous supernova / Hypernova)」,以及「千級新星(Kilonova)」。前兩者的觀測歷史源遠流長,後兩者則歸功於現代發達的觀測技術,才讓我們得以一探究竟。

蟹狀星雲,古時中國稱之為天關客星,為西元 1054 年的超新星爆炸殘骸。圖/NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

新星:我可一點都不年輕!

新星(Nova)來自拉丁文,有 「new」 之意。過去,人們仰望寧靜無波(一成不變)的星空時,若是偶然發現從未見過的星星,便稱之為「新星」。但如今我們知道,新星其實不是剛誕生的星,而是古老的小質量恆星,會在它們的生命終章──白矮星時期,突然變得異常明亮。

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白矮星是小質量恆星死亡後的產物,緻密、溫度高,但亮度低,平常不易觀測。一般而言,白矮星是非常穩定的天體,但如果身邊有個伴,情況就不同了。若是白矮星和伴星互繞的距離過近,使得伴星的氫被吸向白矮星表面,並在其表面點燃核融合反應,產生劇烈的光度變化,讓白矮星成為用肉眼可見的「新星」。

近年,天文學家發現,新星的出現經常伴隨強烈的伽瑪射線,推測是來自新星爆發時產生的衝擊波。後續研究指出,新星的高光度也是以衝擊波作用為主,而不是來自表面的核融合反應,打破了以往既有的觀點。

藝術家繪製的假想圖。右側的白矮星吸走左側伴星的氫,成為亮度極高的新星。圖/NASA/M.Weiss

超新星──宇宙中的燦爛花火

超新星(Supernova)顧名思義是新星的 Super 版,比「新星」更亮的星星──天文名詞總是取得如此淺顯易懂。超新星的光度遠超越新星,其形成機制也有所不同。

目前科學界認為超新星有兩種不同的形成機制,分別為「熱核超新星(Thermonuclear supernova)」與「核心塌縮超新星(Core-collapse supernova)」。

「熱核超新星(Thermonuclear supernova)」前身和新星一樣是白矮星,差別在於熱核超新星爆炸極具毀滅性。當白矮星的質量增加到「錢德拉賽卡極限(Chanfrasekhar limit)」,也就是臨界值時,引爆其核心的碳元素將劇烈爆炸,將使白矮星灰飛湮滅。質量增加是因為白矮星身邊有個伴,可能是兩個白矮星白頭偕老、最終合併,也可能和新星一樣是老少配,然後白矮星吸走年輕伴星的表面物質。但究竟是哪種配對導致熱核超新星爆炸,天文學家還在熱議。

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「核心塌縮超新星(Core-collapse supernova)」則來自大質量恆星核心塌縮後造成的熱壓爆炸。當大質量恆星的核心燃料用罄,無法支撐極強的重力而塌縮時,就會產生巨量的熱能,並向外爆發。整個過程僅以秒計。爆發後,周圍形成漂亮的超新星殘骸,核心則塌縮成中子星或黑洞。

值得一提的是,超新星是少數能夠串聯古今天文學的研究領域。歷史上數個著名的超新星爆發事件,在世界各地的文明史料中皆能發現記錄。目前推測人類文明見過最亮的超新星事件是 SN1006(西元 1006 年),最亮時甚至比啟明更亮 [註二],即使在白天仍可用肉眼看見,而且持續長達數星期。著名的梅西爾天體 M1(蟹狀星雲)也是超新星爆炸後的殘骸,自 1054 年的超新星爆發中產生,相關記錄散見史冊,而且至今仍是天文界炙手可熱的研究對象。

蟹狀星雲之心。 圖/NASA and ESA

+1 的部分:極亮超新星

現代觀測技術的進步使超新星事件變得常見,有多部自動望遠鏡凝視著宇宙虛空,在星際間搜尋著超新星的亮光,這類計畫稱為巡天(Survey)計畫。在眾多的觀測數據中,天文學家注意到一類特別明亮的「極亮超新星」(令人不禁想吐槽天文學家如此單純的命名邏輯),這些超新星比一般情況亮了 2 個數量級以上,並且非常罕見。

到 2017 年止,人類僅觀測到約 100 顆極亮超新星。由於數據過少,天文學家對其形成機制的想像可謂瞎子摸象、暫無定論,目前仍歸類為超新星。那麼,極亮超新星究竟是超新星的超級版,抑或是來自不同的形成機制,唯有持續探向更遙遠無垠的古老宇宙,才有機會揭發這個謎團了。

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千級新星──看見宇宙之音

「千級新星」是非常新的天文研究領域,研究過程也極具戲劇性。故事得從科學家研究重力波開始說起。

重力波是重力作用產生的時空漣漪。百年前,愛因斯坦的理論便預測其存在,但重力波非常微弱,連愛因斯坦本人都不相信人類有朝一日能偵測到重力波。直到 2015 年,人類才首次「聽」到兩顆黑洞合併產生的重力波 [註三]。不過,重力波的訊號指向性不佳,難以「聽音辨位」,也就是用重力波訊號回推事件發生地點。若我們能同時「看」到電磁輻射訊號(該事件發出的電磁波),便可蒐集更多更精確的數據,以了解究竟是在宇宙何處發生了什麼事。

令人難過的是,兩顆黑洞合併幾乎不會產生電磁輻射,因此無法用上述的方法獲得更多資訊。

後來,科學家發現,當兩顆中子星合併、或一顆中子星與一顆黑洞合併時,發出的重力波訊號雖較兩顆黑洞合併更弱、也更難偵測,但這兩種事件不只會產生重力波,也會發出電磁輻射,因此是重力波干涉儀的重要偵測目標。2010 年,天文物理學家探討了這兩種合併事件可能的電磁輻射樣態,得出的結論是和新星事件一樣會有劇烈的光度改變,而且最大亮度約是新星的千倍,於是命名為「千級新星(Kilonova)」。

藝術家以動畫展示兩顆中子星通過重力波合併,然後爆炸成千級新星的過程。影/ESO/L. Calçada.

千級新星的發光機制和超新星不同:超新星的光度主要來自爆炸產生的放射性鎳元素衰變,而千級新星則主要來自兩顆中子星,或中子星與黑洞碰撞合併時,大量發生的核反應——「中子捕獲作用」,此類核反應僅在極端物理環境下產生,是形成金、銀、鉛等重元素的重要機制。過去科學家認為宇宙中重元素的生產者是超新星,然而超新星爆炸的觀測數據卻發現,超新星事件發生的中子捕獲作用的「產能」並不足以支撐現有的重金屬比例,因此千級新星便躍上研究舞台,被認為是重元素的主要產地。

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2017 年,LIGO 及 VIRGO 重力波干涉儀共同偵測到人類史上第一場雙中子星合併事件 GW170817。當時,世界各地的望遠鏡幾乎都暫時放下常規任務,爭相投入這場觀測馬拉松。最終的成果令人振奮,不但同時偵測到重力波與相應的電磁波源,分析結果也與千級新星理論預測的訊號相符,這代表我們首次觀測到了千級新星!

重力波 GW170817的可見光訊號。圖/Soares-Santos et al. and DES Collaboration

這場盛會更昭示了「多信使天文學」時代的來臨 [註四]。重力波探測與多波段電磁觀測的結合,替人類的宇宙探索之旅翻開嶄新的一頁。今日,科學家們正期待著下一對共舞的緻密天體搖響精密儀器的銀鈴,讓更多未解之謎得以撥雲見日。

藝術家繪製的 GW170817 雙中子星合併事件想像圖。圖/LIGO-Virgo/Frank Elavsky/Northwestern University

宇宙看似恆常不變,然而在無盡好奇的驅使下,人類以最新科技突破既有的感官極限。我們洞見宇宙深邃瞬變的幽光,聆聽時空悠遠微弱的呢喃。宇宙「新」光的無盡奧秘,還有待來日的勤奮深掘。

註解

註一:客星指新出現的星,意義上包含彗星等在太陽系內遊走的天體,惟不在本文範疇。

註二:金星是地球的夜空中最明亮的星,清晨及黃昏也可見。古時稱金星出現於黃昏為「太白」、「長庚」,出現於清晨為「啟明」。

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註三:人類聽見的聲音主要來自空氣分子的震盪,只要震盪頻率在 20~20000 Hz 的範圍,並且經由介質傳遞使耳膜震動,我們就能聽見。雖然重力波是時空震盪,無法直接以耳朵聽見,但概念上類似,因此常見到科學家將重力波訊號轉換成「音訊」,方便人們感受。

註四:多信使天文學(Multi-messenger astronomy)指利用多種訊號探索宇宙的現象。不同於早期僅以可見光探看宇宙,人類如今能夠探測光子、電磁波、微中子、重力波和宇宙射線等高能帶電粒子。透過這些訊號,可以傳達不同面向的資訊,協助我們拼湊出單一宇宙現象更細緻的原貌。GW170817 事件除了以重力波和電磁輻射觀測,亦有微中子觀測站參與,只是沒有找到相關聯的微中子訊號,因此理論在這方面尚未證實,有待解惑。

延伸閱讀

參考資料

  1. Li, KL., Metzger, B.D., Chomiuk, L. et al. (2017). A nova outburst powered by shocks. Nat Astron 1, 697–702. https://doi.org/10.1038/s41550-017-0222-1
  2. Aydi, E., Sokolovsky, K.V., Chomiuk, L. et al. Direct evidence for shock-powered optical emission in a nova. Nat Astron 4, 776–780 (2020). https://doi.org/10.1038/s41550-020-1070-y
  3. Gal-Yam, A. (2019). The most luminous supernova. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 57, 305–333. https://doi.org/10.1146/annurev-astro-081817-051819
  4. Metzger, B.D., Martínez-Pinedo, G., Darbha, S., Quataert, E., Arcones, A., Kasen, D., Thomas, R., Nugent, P., Panov, I.V., Zinner, N.T.. (2010). Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 406(4), 2650–2662. https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x
  5. Smartt, S., Chen, TW., Jerkstrand, A. et al. (2017). A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source. Nature 55175–79 . https://doi.org/10.1038/nature24303

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讓人們窺見宇宙天體的真面目 ——哈伯太空望遠鏡
科技大觀園_96
・2021/10/11 ・2164字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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以哈伯望遠鏡觀測的經典天文照片

哈伯太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)在 1990 年 4 月 24 日發射升空,今年歡慶 31 週年。這座舉世聞名的望遠鏡,以前所未有的解析度與靈敏度,讓人們窺見宇宙中許多天體的真面目。 

哈伯望遠鏡基本資料。(圖/沈佩泠製表)

哈伯望遠鏡網站上,經常公布五彩繽紛的天文照片。大家可能不知道,許多經典的天文照片,幕後推手是中央研究院天文及天文物理研究所所長朱有花。朱有花在 2014 年返回臺灣之前,是美國伊利諾大學天文系教授,長期使用哈伯望遠鏡進行研究。她拍的許多天體影像,經過哈伯望遠鏡後製團隊巧奪天工之手,變成網路上廣為流傳的經典照片。

朱有花的一件得意作品,是 NGC 3603 星雲的照片。這張照片在 2000 年 1 月登上《國家地理雜誌》封面。朱有花說,當時她剛好有訂閱雜誌,收到雜誌才發現,封面竟然是自己的觀測影像,於是立刻打開來看,想知道內文如何介紹他們的成果。結果發現書中內容與這張照片毫無關係,只是因為雜誌編輯很喜歡這張照片,而將它放在封面。 

NGC3603 照片登上《國家地理雜誌》封面。(圖/朱有花提供)

經典天文照片,藏著對宇宙的問題與解答 

哈伯望遠鏡拍攝的照片不只是美麗,更重要的是提供許多科學訊息。在 NGC 3603 星雲照片的左上角(雜誌封面的字母 G 上方)有一顆藍超巨星,與著名的超新星 1987A 的前身星相似。早先地面望遠鏡在這顆星周圍偵測到恆星拋出的物質,引起朱有花的興趣,於是她利用哈伯望遠鏡的高解析度,看見了清楚的環狀構造,發現半徑與超新星 1987A 周圍的環相近。朱有花認為,這顆藍超巨星大概很快就會爆炸,說不定會成為 21 世紀銀河系內的第一顆超新星!

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在 NGC 3603 星雲的照片中間,還可看到一個星團,而星團中的大質量恆星把周圍氣體吹出一個氣泡。恆星風吹出的氣泡,也是朱有花利用哈伯望遠鏡研究的重要課題。

「大質量恆星都會吹出氣泡嗎?」朱有花在 1976 年讀博士班的時候,就提出這個問題。理論上,大質量恆星都會吹出氣泡,然而大多數恆星的影像中,都無法看到氣泡。到了 1990 年代,朱有花就想,假如氣泡真的存在,那哈伯望遠鏡總該看得到了吧!

然而觀測結果出爐後,卻發現仍然看不見氣泡。不過,朱有花利用光譜做動力學分析,確實找到了膨脹的氣泡。原來是因為氣泡膨脹速度太慢,約每秒 10-15 公里,只比宇宙中游離化氣體的聲速快一點(相較於地表,這些氣體密度很低、溫度很高,因此聲速快很多),因此震波(shock wave)微弱,不容易用影像拍攝的方式偵測。簡而言之,氣泡真的存在,只不過拍照拍不出來。經過 25 年努力,朱有花的疑惑終於得到解答!

朱有花也曾用哈伯望遠鏡,嘗試在超新星殘骸 N63A 尋找氣泡,結果沒有看到氣泡,卻看到許多微小的雲氣團塊。這些團塊被超新星殘骸快速膨脹的震波侵襲、加熱,正在蒸發。這個奇特的現象,讓人們窺見星雲之中複雜的交互作用。哈伯拍攝到的 N63A 影像相當特殊,但僅能看到雲氣團塊,無法看到超新星殘骸的球形外殼,需要 X 射線望遠鏡才能掌握全貌。 

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超新星殘骸 N63A 的多波段影像,右上區域金黃色的團塊是哈伯拍攝的可見光,外圍球殼狀構造則是 X 射線。(圖/Enhanced Image by Judy Schmidt (CC BY-NC-SA) based on images provided courtesy of NASA/CXC/SAO & NASA/STScI.)

2014 年回到臺灣後,朱有花主持科技部計畫,利用哈伯望遠鏡的資料研究 Ia 型超新星殘骸的起源。Ia 型超新星的爆炸機制,目前有兩種主流的說法:「一顆白矮星吸取伴星的物質而爆炸」,以及「兩顆白矮星合併而爆炸」。如果以第一種機制爆炸,伴星理論上會存活下來,因此若能找到存活的伴星,就是第一種機制的重要佐證。2017 年,朱有花與指導的學生李傳睿(現為中研院天文所博士後研究)合作,在超新星殘骸 N103B 尋找存活下來的伴星,找到一顆可能是伴星的星球,並在《天文物理期刊》發表成果。 

哈伯望遠鏡拍攝的超新星殘骸 N103B(左上)及其周遭環境。(圖/歐柏昇製圖)

想使用哈伯望遠鏡,先提出觀測計畫 

朱有花能夠用哈伯望遠鏡拍攝這麼多影像,並非易事。事實上,想要使用哈伯望遠鏡,必須先提出觀測計畫,與全世界天文學家激烈競爭,以 2019 年來說,只有不到 20% 的觀測計畫通過。朱有花說,競爭到最後還是有點運氣成分,許多自認完美的計畫最後失敗了,反而有些倉促完成的計畫書,竟然無心插柳柳成蔭。光是爭取望遠鏡時間,天文學家就有不少甘苦談。

除了主動爭取觀測時間之外,朱有花也常利用哈伯的資料庫做研究。筆者在朱有花老師門下,亦有從資料庫中挖到寶的經驗。哈伯望遠鏡 30 年來累積了大量珍貴的數據,仍蘊藏許多人們未曾發掘的資訊。

哈伯望遠鏡拍攝的每一張美麗照片,背後都有天文學家的艱辛,以及豐富的科學內涵。欣賞照片的同時,不妨試著了解,人們如何透過這些照片,認識宇宙精彩的面貌。

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Ia型超新星(Type Ia supernova)是非常劇烈而明亮的恆星爆炸事件,天文學家透過觀察Ia型超新星的亮度,可以估算出它們所在的距離,並因此而得出宇宙正在加速膨脹的結論。但事實上,天文學家對Ia型超新星究竟如何是發生的,瞭解還是非常有限?由美國卡內基科學研究所(Carnegie Institution for Science)Stella Kafka領軍的研究小組,最近識別出一個Ia型超新星爆炸之前的恆星系統,讓天文學家得以進一步瞭解Ia型超新星發生之前的恆星狀態。相關論文發表在《英國皇家天文學會月刊》(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)中。

目前較普遍接受的Ia型超新星理論是雙星系統中的其中一顆子星是白矮星,當它掠奪伴星質量以致超過1.4倍太陽質量的錢卓極限時,便引起劇烈熱核反應導致爆炸。不過,關鍵問題在於:那個被掠奪的受害恆星性質為何?白矮星如何增加質量?以及,這個質量增加的過程會如何影響爆炸的特性?

為了解決這些問題,科學家搜尋有可能發生Ia型超新星爆炸的雙星系統。這項工作並不簡單,因為相當於在大海裡撈針,他們列出了數千個可能的雙星系統,但還沒在這個候選名單中發現任何一個系統真的發生爆炸。Kafka等人藉由識別與Ia型超新星有關的鈉氣體來找尋可能的候選雙星系統,因為鈉氣體可能是雙星中的那顆被掠奪質量的受害者向外拋出的氣體,常在Ia型超新星爆炸現場附近偵測到鈉氣體的存在。這,就很可能是瞭解超新星爆炸前的前身恆星的線索。即使如此,Kafka等人的工作也只比大海撈針好一點點而已。

然而,利用位在智利的Las Campanas觀測站DuPont望遠鏡所做的觀測資料,Kafka等人很幸運地發現船底座QU(QU Carinae)雙星系統具有鈉氣體特徵,是個非常可能的超新星前身恆星。這個系統真的含有一顆正在從身為巨星的伴星處掠奪質量的白矮星,而且也在這個系統周圍偵測到鈉氣體。

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船底座QU列名在一種較少見的雙星星表中,這種雙星非常明亮,而且其中的白矮星從伴星處掠奪質量的速度非常快。鈉氣體應該是在那個身為巨星的伴星的大氣中製造出來的,之後經由恆星風散佈到雙星周圍。如果白矮星發生超新星爆炸,則能偵測到類似其他Ia型超新星的那種鈉氣體譜線特徵。

Kafka表示:他們非常高興能識別出船底座QU雙星系統,如能進一步了解這些系統中兩顆子星的特性、兩星之間質量交換的狀況,或是這對雙星長期的演化狀況,便能讓天文學家全面瞭解這類雙星如何能製造宇宙最重要的爆炸事件,當然也能藉由這個宇宙標準燭光之一的Ia型超新星進一步瞭解整個宇宙的加速膨脹等演化狀況。

資料來源:Supernova progenitor found?[2012.08.06]

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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