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紅外天文臺測量宇宙膨脹

臺北天文館_96
・2012/10/08 ・1058字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 541 ・八年級

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卡內基科學研究所天文臺(Observatories of the Carnegie Institution for Science)天文學家Wendy Freedman等人對外公告:他們利用史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)觀測資料,獲得迄今最精確的哈柏常數(Hubble constant),也就是宇宙膨脹的速率,為每秒、每百萬秒差距74.3公里(寫為74.3km/sec/Mpc)。

哈柏常數首度由著名天文學家愛德溫‧哈柏(Edwin P. Hubble)於1920年代在確認宇宙自137億年前大霹靂後便向外膨脹後提出的。1990年代後期,天文學家發現宇宙膨脹速度隨著時間增加。確認膨脹速率,是瞭解宇宙年齡和大小的關鍵要素。

史匹哲測量了我們銀河系中10個造父變星,還有鄰近的大麥哲倫星系(arge Magellanic Cloud,LMC)中的80顆造父變星的視亮度,並由此計算它們的距離。與哈柏太空望遠鏡(Hubble Space Telescop)是用可見光和短波紅外光(或稱近紅外光)觀察宇宙不同,史匹哲太空望遠鏡是以長波紅外光(遠紅外光)進行測量,最後得出哈柏常數為每 秒、每百萬秒差距74.3公里。其中,1百萬秒差距(megaparse,Mpc)約相當於300萬光年。這個測量結果,與去年利用超新星研究所得哈柏常 數相符,且至少比2001年利用哈柏太空望遠鏡資料、以和這次類似的分析方式所得的結果還好1/3~1/2以上。

此外,這些哈柏常數的測量,結合先前利用威金森微波各向異性探測器(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe,WMAP)公布的資料,可以獨立測量暗能量這種宇宙最神秘的組成之一。一般認為暗能量可抵抗重力,促使宇宙向外膨脹。基於這項研究而獲得宇宙 加速膨脹結論的研究學者們,甚至獲得2011年諾貝爾物理獎的榮耀。這是個龐大的謎團。利用史匹哲太空望遠鏡,可以測量精確的現階段宇宙膨脹速率,也可以 從另一個角度來測量宇宙中的暗能量含量。

由於史匹哲可以用遠紅外波段進行觀測,避開塵埃的阻擋,因此可以更精確的監測造父變星(cepheid)的動態,並由此測量哈柏常數。造父變星是所謂 的脈動變星(pulsating star),因體積漲縮而使亮度改變,且距離愈遠者、造父變星的本質亮度愈亮、變光週期愈長。1908年,Henrietta Leavitt發現造父變星這種特性,讓造父變星成為天文學家的量天尺之一,使天文學家可以直接測量這些天體的距離。一旦知道這些天體的距離,便可計算它 們遠離我們的速度,宇宙膨脹速率因此而被揭露。

史匹哲太空望遠鏡所做的貢獻已超過原本預計要做的還多很多,不但有能力可以研究系外行星大氣層,現在,在史匹哲任務的最後一年,它甚至跨足成為研究與 宇宙論的利器。雖然看起來史匹哲的哈柏常數資料只比哈柏好了1/3~1/2,所提升的精確度只有一點點,但無可否認地,就一個原本不是做此用途的太空望遠 鏡而言,它所達成的成就確實非凡。

資料來源:NASA’s Infrared Observatory Measures Expansion of Universe. NASA JPL [October 03, 2012]

轉載自 網路天文館

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臺北天文館_96
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鳥苷三磷酸 (PanSci Promo)_96
・2022/11/01 ・2113字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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鳥苷三磷酸 (PanSci Promo)_96
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出來單挑啊!同樣都是鼎鼎大名的太空望遠鏡,哈伯與韋伯到底誰比較強?
htlee
・2022/09/21 ・2029字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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最近,韋伯太空望遠鏡發布首批科學影像,終於看到敲碗好久的結果——韋伯拍到了人類從未見過的許多東西!有人說,韋伯是哈伯的繼任者,但不知道大家是否好奇過,哈伯和韋伯到底誰比較強?

哈伯望遠鏡和韋伯望遠鏡之戰,正式開打!

這個問題有點難回答,因為兩部望遠鏡都是當代科技的結晶。哈伯是 1990 年升空的王者,韋伯是 30 年後科技進步下的產物,我試著用客觀的方式來比較這兩部太空望遠鏡。

哈伯觀測可見光,韋伯觀測紅外光

哈伯的主鏡直徑是 2.4 公尺,韋伯則是 6.5 公尺,韋伯的主鏡直徑比哈伯大 2.7 倍,這也是大家最常比較的部分。可是,如果主鏡大就比較厲害,那麼夏威夷大島上的凱克 10 公尺望遠鏡,不就比哈伯和韋伯更強?

哈伯的主鏡直徑是 2.4 公尺(左),韋伯的則是 6.5 公尺(右)。圖/維基百科

哈伯與韋伯觀測的波段不同,用途也不一樣。哈伯主要觀測的波段在可見光,可見光是指人類眼睛可以看見的光或顏色範圍,也就是紅、橙、黃、綠、藍、靛和紫。從紅光到紫光,光的波長由長到短,紅光的波長大約是 0.62–0.74 微米(1 微米=0.001 公釐),紫光的範圍則是 0.38–0.45 微米。

紅外光是指比紅光波長更長的光,也就是波長比 0.7 微米更長,這是韋伯望遠鏡主要觀測宇宙的波段。

哈伯和韋伯太空望遠鏡觀測的波段,一個在可見光,另一個在紅外光,所以在功用上本來就不一樣,如果要比較的話就要小心,不然就像拿橘子跟蘋果相比,拿不同的東西做比較顯得很突兀。

誰看得比較清楚?來比一比解析度吧!

哈伯與韋伯可以拿來做比較的是解析度,解析度的值(角秒)愈低,表示能看到天體愈細微的部分,解析度跟主鏡直徑和觀測的波長有關。望遠鏡主鏡愈大,解析度愈好;另外也跟觀測的波長成正比。

解析度的計算公式。

以下兩張影像分別是史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)和韋伯拍的天空中同一區域紅外光影像,拍攝的紅外波長也差不多(史匹哲:8 微米,韋伯 7.7 微米),不過兩幅影像的解析度卻差很多,韋伯的影像中可以看到更多的細節,史匹哲則好像糊成一團。

史匹哲與韋伯望遠鏡的影像解析度比較,顯然韋伯的影像解析度高很多。圖/NASA

當觀測的波長一樣時,解析度跟觀測望遠鏡的主鏡直徑成反比。史匹哲的主鏡是 0.85 公尺,所以韋伯的解析力是史匹哲的 6.5/0.85=7.8 倍!主鏡的大小直接反應在解析度上,韋伯與史匹哲在解析度上高下立判!

解析度除了跟主鏡的直徑成反比,也跟觀測的波長成正比。所以同一面主鏡觀測天體,用愈短的波長觀測解析度愈好。下圖是史匹哲望遠鏡觀測 M81 星系的結果,同樣 0.85 公尺的主鏡觀測,隨著觀測波長的增加,解析度變差。

史匹哲望遠鏡拍攝的 M81 星系,拍攝的波段是 24(上)、70(中)、160 微米(下),拍攝的波段愈長,解析度愈差。圖/NASA

答案揭曉——哈伯的解析度略勝一籌!

前面提到解析度跟主鏡直徑與觀測波長的關係有一個重要前提,主鏡必須研磨到完美、光滑,也就是主鏡上不能出現高低起伏。如果主鏡不完美,像遊樂場裡的哈哈鏡,不能聚焦成像,解析度自然不好。

波長愈短對鏡面的要求愈高。哈伯太空望遠鏡的鏡面對 0.5 微米波長更長的光是完美的,比 0.5 微米波長更短的光波則呈現不完美,韋伯望遠鏡的主鏡則是對 2 微米更長的波長是光滑的。(光學上,物理學家的說法是哈伯和韋伯分別在 0.5 和 2 微米達到繞射極限。)

哈伯和韋伯望遠鏡最佳解析度分別在 0.5 微米和 2 微米,根據前面的解析度公式,哈伯在 0.5 微米的解析度是 0.05 角秒,而韋伯在 2 微米的解析度是 0.08 角秒,結論是哈伯的解析度比韋伯稍微好一點!也就是哈伯老當益壯,一點也不比韋伯差。

史蒂芬五重星系,哈伯(左)與韋伯(右)拍攝的影像,從解析度來看,兩部太空望遠鏡不相上下。圖/NASA

從哈伯到韋伯,有如長江後浪推前浪

天文學家從 1990 年開始,透過哈伯望遠鏡研究宇宙,這三十年來科學家已經把哈伯的功能發揮到極致,我們對宇宙的了解很多都來自哈伯的觀測。不過這三十年的努力也讓天文學家發現哈伯不足的地方,科學家知道關鍵在紅外線觀測能力。前一代的紅外望遠鏡史匹哲無法達到需求,天文學家只能殷殷期盼韋伯。

韋伯首批公布的影像中,幾乎都是哈伯曾經拍過的天體,從科學上來說,比較可見光和紅外影像資料可以對目標天體更多了解,不過我認為這應該是韋伯對哈伯致敬的方式,感謝哈伯三十多年的貢獻!

韋伯站在巨人的肩膀上,必定能看得更暗、更遠!

htlee
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屋頂上的天文學家-李昫岱,中央大學天文所博士,曾經於中央研究院天文所和美國伊利諾大學厄巴納-香檳分校從事研究工作。著有《噢!原來如此 有趣的天文學》、《天文很有事》,翻譯多本國家地理書籍和特刊。 目前在國立中正大學教授「漫遊宇宙101個天體」和「星空探索」兩門通識課。天文跟其他語文一樣,有自己的文法和結構,唯一的不同是天文寫在天上!現在的工作是用科學、藝術和文化的角度,解讀、翻譯和傳授這本無字天書,期望透過淺顯易懂的方式介紹天文的美好!

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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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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。