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地下生物之可能,召喚了更多可能蘊藏生命的系外行星

臺北天文館_96
・2012/09/14 ・1423字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 536 ・七年級

想到其他世界的生物時,無論是微生物、植物或…猿人,為什麼我們總先入為主地假設它們要住在星球的表面上呢?既然地球的生物圈並不僅只限於地球表面,這道理應該也可同理類推到其他星球世界吧?新的研究就在這樣的基礎上,把適居區的估算朝「地下化」方向做了擴展。新模型裡,不僅「適居區」的範圍將幅員增廣,供人類編織外星移民夢的系外行星潛在數量,也同步向上飆升了一些。

上圖說明:已知可能適合人類居住的行星世界前六名,此處的行星樣貌是出自藝術家創作手筆。新模型推出後,適居區和適居性範圍將會隨之擴張嗎?圖片來源: The Planetary Habitability Laboratory (PHL)

地球上為數龐大的生物量出自於「地底一族」,最近微生物學家甚至在北美深達1.4公里的海床上找到以細菌型態存在的生命,改寫了探知地殼多深的深處存在著生命的這項紀錄。許多鑽井計畫為「豐富多樣的生物居住在地底深處沉積岩裡」這件事情提供其存在的證據。有些生命體可從岩石中的化學反應取得能量,其他有些則由存於地表上的生命體滲流下來的有機物取得能量。不過大多數生命的存在,至少某種形式上,還是需要一些水。

英國蘇格蘭Aberdeen大學的博士班同學Sean McMahon認為,就我們所已知的來說,生命存在,需要液態水。傳統上我們認為,行星只要位置合宜,沒有離開所謂「不冷不熱區」(Goldilocks zone)的話,就是一顆「適合居住」的行星,而所謂「既不可離太陽太近,又不可離太陽太遠」,實際上意味著如此一來,液態水才能剛剛好不被蒸發掉也沒有結冰。只不過,這都是以星球「表面上」的條件來看,事實上,我們並非不知道,許多微生物-幾乎達地球生物總數之半數-其實是住在地球的岩層深處底下,而非地球表面上。

星球地表的溫暖,確實需要靠太陽供應,但別忘了深入星球的內部也能產生出熱,而且靠近地殼底層越深,溫度就越高,換言之,就算星球表面的溫度冷到液態水會結冰,地底下卻可能夠溫暖,足可供應生命所需。

這個團隊新開發出一個模型,在模擬計算時,可以把地下水和地下生物因素的考量都納入「不冷不熱」區的範圍裡,研究人員McMahon說,這麼一來的結果是,他們發現,位置在「適居區」裡的星球數量會比原來所以為的多出很多,分布的範圍也更廣了。

過去的「不冷不熱區」,由一個球體狀的適居區(CHZ: circumstellar habitable zone)決定,它代表行星與母恆星之間的距離,且這個有關距離的數字大小會隨每個恆星屬性不同而變動,影響到適居區的位置和範圍大小。共識上,大家都同意:如果行星組成成分和地球近似的話,位在球體狀適居區域裡的行星表面上就能夠維持有液態水存在。

現在,McMahon和他的指導教授John Parnell新創建了這麼一個詞條:「地下的可適居區」(SSHZ: subsurface-habitability zone),藉以用來指出行星距離恆星在多遠範圍以內的一定範圍地表下,可能會有生命存在;譬如「2公里深的『地下可適居區』」的這個用法,意思就是:該行星地表之下最多2公里範圍內,可能有液態水存在」。

如果這個觀念可以廣為接受 – 估計應該沒問題 – 行星獵人們可要手忙腳亂一陣子、重新「數數兒」了,因為通過「適居行星」這個合格門檻的數量,勢必有所異動!(Lauren譯)

上圖說明:想知道排名前六強的適居帶行星候選人,在夜空中如何分布?紅色圓圈圈起來的就是。請注意Gliese 581這個系統裡佔了兩個名額。CREDIT: PHL @ UPR Arecibo and Jim Cornmell.

資料來源:Possible Subterranean Life Means More Exoplanets Could Harbor Life. Universe Today [SEPTEMBER 10, 2012]

轉載自 網路天文館


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臺北天文館_96
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極目遠眺的意義:天文學家為何追尋第一代星系

Tiger Hsiao_96
・2022/05/15 ・3764字 ・閱讀時間約 7 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

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?

HD1 的影像。圖/Harikane et al.

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」。

星系的紅移(Redshift)與它跟地球的距離(Distance)可以互相換算。圖/林彥興

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。

哈伯太空望遠鏡拍攝的「哈伯極深空 Hubble Extreme Deep Field」影像。藉由比較圖片中不同紅移的星系的性質,天文學家就能重建出過去百億年來星系的形成與演化歷史。圖/NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch, University of California, Santa Cruz; R. Bouwens, Leiden University; and the HUDF09 Team

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。

氫原子的各個譜線家族,由上而下分別是位於紫外線的萊曼系,位於可見光的巴耳末系,以及位於紅外線的帕森系。圖/Szdori, OrangeDog

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。

光譜drop-out的例子。圖/Harikane et al (2022)

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)

延伸閱讀(科普文章)


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Tiger Hsiao_96
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現為清大天文所碩二學生,即將赴美於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。