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太空巨獸 JWST 升空後的 150 萬里長征 —— 認識韋伯太空望遠鏡(三)

EASY天文地科小站_96
・2021/10/14 ・3442字 ・閱讀時間約 7 分鐘
  • 作者/陳麒云|中央太空科學與工程學系
  • 作者/林彥興|清大理學院學士班,努力在陰溝中仰望繁星 

二十年磨一劍,科學家與天文迷引頸期盼的詹姆士.韋伯太空望遠鏡(James Webb Space Telescope, JWST)終於確定將於 2021 年 12 月 18 日升空。作為人類的下一支旗艦級太空望遠鏡,JWST 上配備了最尖端的科學儀器,在本系列上一篇文章:《史上最大口徑的 JWST 要如何塞進火箭? 》中,我們詳細介紹了這些儀器與望遠鏡的鏡組機體。此篇,讓我們接續來解析,JWST 如何在一個月內,從升空,到運行至天文觀測的風水寶地 ── 拉格朗日點(Lagrangian point)。

詹姆士.韋伯望遠鏡將在 L2 運行。圖 / NASA / Adriana Manrique Gutierrez。

被引力遺忘的角落

在劉慈欣所著的經典科幻小說《三體》中,三體人生活的行星圍繞著三顆質量差不多的恆星運轉。由於這三顆恆星的運動軌跡是完全不可預測的,儘管三體人擁有極為先進的數學與科學技術,卻始終無法解決這「三體問題」,導致他們的文明被無數次摧毀。

在現實中,三體問題同樣也是物理界的大哉問。其中兩位對三體問題做出重要貢獻的,就是 18 世紀的數學家歐拉(Leonhard Paul Euler)和拉格朗日(Joseph Lagrange),他們找到了「限制性三體問題」的五個特殊解:當三個天體(比如太陽、地球、太空望遠鏡)中的一體(太空望遠鏡)質量可以小至不計時,可以在空間中找到五個位置放入這個天體,使其與另外兩體的相對位置不變,以相同的週期旋轉。而這五個點,就被稱為拉格朗日點(Lagrange Point)。

由於拉格朗日點的物理特性,探測器只需要很少的燃料就可以滯留於此,這讓拉格朗日點在太空探測中有很高的價值。至今,人類已有十多架探測器到達過日-地拉格朗日點,其中包括著名的太陽和太陽圈探測器(SOHO)、威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)等人類太空史上的重要衛星。本系列文章的主角詹姆士.韋伯望遠鏡也將跟上前輩們的腳步,前往日-地連線上的拉格朗日點 L2 執行任務。

在日地系統的 L2 上,太陽、地球、月球位於同一側,這使得 L2 上的探測器只需要想辦法擋住一側的陽光,就能達到降溫和排除光害的效果,因此 L2 成為了放置太空望遠鏡的好地方,也是韋伯望遠鏡的最好去處。

日-地系統中 5 個拉格朗日點。圖 / NASA / WMAP Science Team。

歐洲最可靠的重型運載火箭——亞利安五號

JWST 摺疊後高度超過 10 米,寬度達 4.5 公尺,更是有 6.2 噸的重量,要將如此大型的科學儀器送至地球 150 萬公里外的 L2,難度將會比發射至低地球軌道的哈伯望遠鏡高得多。而這個艱鉅的任務,將交給亞利安 5 號運載火箭(Arian 5)來完成。亞利安 5 號是歐洲太空總署開發的重型運載火箭,2009 至 2013 年環繞於 L2 軌道的赫雪爾太空望遠鏡(Herschel Space Telescope)及普朗克巡天者(Planck Space Oberservatory)正是由亞利安 5 號發射的,另外還有超過 100 次成功發射衛星至地球軌道的經驗,功勳卓越且穩定。

亞利安 5 號升空的動力由第一節火箭的火神發動機(Vulcain 2)及兩枚固態輔助火箭(Solid boosters)提供,它們將帶領火箭脫離地表。火箭的上半部則是由第二級火箭(Second stage)及酬載倉組成,另外還有整流罩包覆於第二節火箭與酬載倉外。第二級火箭的主要功能是在第一節火箭脫離後,提供繼續前進與轉向的動力;為本次任務特別製作的加大型整流罩,則可以避免火箭升空過程中,韋伯望遠鏡受到熱、震動、風壓或快速變化的氣壓影響而損壞。

2021 年 9 月初,亞利安 5 號的主要部件已經運送至法屬圭亞那發射場。包含主引擎、第二級火箭及酬載倉,並開始進行組裝與測試,固態輔助火箭等剩餘部件也會陸續到達。直至發射前一周,火箭主體完全配備完畢,才會將 JWST 裝載上酬載倉,並裝上整流罩。最後發射前夕,亞利安 5 號及韋伯望遠鏡由發射平台安裝上發射架。

一切準備就緒,只待發射場內再次響起,那代表人類進步的倒數。

Dix, Neuf, Huit, Sept, Six, Cinq, Quatre, Trois, Deux, Un, Zéro,…LAUNCH!!

圖 / ESA/CNES/Arianespace – Optique video du CSG – P.Prion。

發射時,兩枚固態輔助火箭和主火箭提供火箭升空的推力。兩隻輔助火箭只能提供 130 秒的動力,會最先耗盡燃料,並脫離火箭主體以減少重量。接著,當韋伯望遠鏡抵達較稀薄的高層大氣後,空氣阻力變得微乎其微,就不再需要整流罩的額外保護了。此時,整流罩將會分為兩瓣脫落,露出酬載倉裡的 JWST。

接下來,主火箭將獨自推進直到離開大氣層。發射後 9 分鐘,主火箭脫離。主火箭脫離後第二節火箭不會馬上點火,而是先帶著 JWST 繞行至大西洋上空,讓火箭在大致指向 L2 時點火,開始往目的地加速。為了避免韋伯望遠鏡因過熱而損壞,第二節火箭會一直調整方向,確保火箭一直正對太陽,最大程度上減少望遠鏡的受光量、為 JWST 抵擋一部分陽光。發射後 27 分鐘,第二節火箭脫離,並利用最後一點燃料避開韋伯望遠鏡的路徑。

自此,一路被亞利安火箭守護的韋伯望遠鏡,終於要獨自開始它的太空之旅。

 

整流罩將會分為兩瓣脫落,露出酬載倉裡的 JWST。 圖 / ESA / D. Ducros。

詹姆士.韋伯的太空漂流之旅

要在太空中展開一個網球場大的望遠鏡,對溫度控制和機械結構的挑戰很高,所以 JWST 的展開將會非常緩慢,也非常壯觀。韋伯望遠鏡與亞利安火箭分離後,首要任務是和地面建立聯繫,太陽能板和天線會在發射後 24 小時內展開,建立韋伯在太空中定位和飛行的能力,也停止消耗電池電量,為後續各構造的展開做準備。

首先要展開的是摺疊於支架上的遮陽帆 (Sunshield) ,放下前後遮陽帆支架後,JWST 核心的伸縮塔會把鏡組抬升約 2 公尺,提供 遮陽帆完全展開的空間。接下來,左右舷的伸縮機械臂依序將左右剩餘的遮陽帆拉出。部屬遮陽帆的最後一步是拉緊薄膜,這五層厚度比頭髮還細的薄膜,各自有不同的大小和形狀,將五層薄膜分離至特定的位置才能徹底展開,發揮遮陽的作用。

遮陽帆展開後,JWST 大約會花五天的時間降溫到其最終操作溫度,在遮陽帆作用下,遮陽帆陰影中的鏡組能降溫到攝氏 -200 度以下。發射後 11天,背光面已經足夠低溫,是時候展開韋伯望遠鏡最後的展開工作 ── 鏡組展開。首先,次鏡慢慢從主鏡上方放下,並固定到位。接著,位於主鏡後方的散熱器展開,用於處理多餘的熱量,對 JWST 這種紅外線任務來說,這項功能任務至關重要,避免蒐集的訊號淹沒在熱造成的雜訊中。最後,主鏡的兩翼固定到位,完成詹姆士.韋伯望遠鏡的全部展開工作。然而展開工作完成後,韋伯望遠鏡離開始運作仍有很長的路要走。

韋伯望遠鏡的發射與展開流程。來源 / Northrop Grumman。

主鏡固定到位後,JWST 要繼續在太空中漂流約兩周,才會啟動推進器,轉向進入 L2 軌道。值得一提的是,JWST 不會正好在 L2 點,而是以 6 個月為周期圍繞著 L2 運行,稱為「暈輪軌道(Halo Orbit)」。在暈輪軌道上,維持軌道所需的動力較少,這讓韋伯望遠鏡攜帶少量燃料就能在軌道上運作超過 5 年。與每隔 90 分鐘進出地球陰影的哈伯望遠鏡不同,運行於暈輪軌道能讓韋伯遠離地球的陰影,從而確保其太陽能板能持續供電,觀測也不會受到地球的遮擋。

JWST 暈輪軌道模擬。來源 / About Space Only。

韋伯望遠鏡進入 L2 軌道後,科學團隊將開啟長達半年的儀器調整與校正,包括 18 塊主鏡的對焦微調、四大酬載的拍攝測試等等。如果一切順利,我們有機會在明年暑假前,看到詹姆士.韋伯望遠鏡的開光照,一窺這隻太空巨獸的火力。相信屆時 NASA 能說服我們,這二十年的等待是值得的。

參考資料

  1. James Webb Space Telescope – Webb/NASA
  2. JWST Orbit – JWST User Documentation (stsci.edu)

延伸閱讀

  1. The Launch – Webb/NASA
  2. 為何 NASA 不惜大撒幣也要把它送上太空?——認識韋伯太空望遠鏡(一)
  3. 史上最大口徑的 JWST 要如何塞進火箭?——認識韋伯太空望遠鏡(二)

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譜一張赫羅圖,算出星團中的「人口」及演化——天文學中的距離(三)

CASE PRESS_96
・2021/10/15 ・3259字 ・閱讀時間約 6 分鐘
  • 撰文|許世穎

本文轉載自 CASE 科學報天有多大?宇宙中的距離(3)—「人口普查」

視差主要量測鄰近恆星的距離,想要量測得更遠就需要靠別的方法。在銀河系裡面有許多的恆星,有時會各自群聚為「星團(star cluster)」,就像是一個個村落。我們對這些村落進行「人口普查」,藉由它們的顏色與亮度來找出它們的距離。

M44 鬼宿星團(又稱蜂巢星團),是位於巨蟹座的疏散星團。圖/維基百科

遠看?近看?亮度不同!

在我們《天有多大?宇宙中的距離》系列的前一篇文章中,我們介紹了「視差」。利用在太陽兩端觀測到的天體位置差異,我們得以精確量測最遠一萬光年左右的明亮恆星距離。

可是光是銀河系大小就超過十萬光年,遙遠的恆星以現在的技術根本看不出位置差異、無法使用視差法,更不用說銀河系以外還有那麼多的天體了。我們還有什麼方法來量測距離呢?

在開始實際了解作法之前,讓我們先來想像一下:「有個人在夜裡手裡拿著一支蠟燭,站在你的面前,接著愈走愈遠、愈走愈遠…」那支蠟燭的亮度看起來會有什麼樣的變化?

如果你不感到害怕的話,應該可以想像:「蠟燭的亮光看起來會愈變愈暗」對吧!

從物理的角度來看,由於蠟燭發出來的光會朝四面八方射出去。距離蠟燭愈遠,蠟燭照射的面積就愈大,所以看到亮光就變暗了。可以想像,我們看到的亮度會與照射的面積成反比,也因此與距離的平方成反比(圖 1)。

圖 1:光源照射出的亮度與照射面積成反比,也因此與距離的平方成反比。圖/參考資料 2

接下來換個情景,想像一下一個人站在一座路燈旁,遠方也有另一盞一樣的路燈。如果這兩座路燈的工程品質夠好的話,我們可以假設這兩座路燈發的光本來是一樣多的。

旁邊的路燈看起來比較亮,遠方的路燈看起來比較暗。比較近的路燈要量測到距離相對簡單且精準。這樣一來,就可以利用兩盞路燈的亮度與其中一盞路燈的距離,換算出另外一盞路燈的距離啦。

我們也可以利用類似的方法來找去宇宙遙遠天體的距離,在宇宙中的天體發射出來的光,大多都是朝四面八方射出去,因此看到的亮度就跟這個球的表面積成反比、與觀測的距離成平方反比。我們利用鄰近天體、遙遠天體的亮度,搭配鄰近天體的距離,找到遙遠天體的距離。

接下來,我們就來實際認識一個用這種方法來計算距離的例子吧!

銀河系內星團的距離:人口普查

在對一些住得比較近的恆星進行「人口普查」之後,我們對於恆星的性質有了一定的理解。我們可以觀察恆星的顏色,量測出亮度,再依照它們的距離將亮度換算成光度,接著把恆星們「光度對顏色」的分布圖畫出來,這個圖被稱為「赫羅圖(Hertzsprung–Russell diagram或H–R diagram)」(圖 2)。從這個圖當中,可以研究出很多恆星的資訊。

比方說,我們發現在赫羅圖上,大多數的恆星會分布在一條帶狀區域上。這條帶狀區域稱為「主序星帶」。恆星絕大多數的生命時光,就是從在赫羅圖上的主序星帶一端移動到另外一端。我們可以從途中看出,恆星在它的演化之路上,會漸漸地從高溫、高光度,變成低溫、低光度。以觀測的角度來說,就是從「很亮的藍白色」,變成「很暗的紅色」(見圖 2)。

圖 2:赫羅圖範例。橫軸是溫度,愈左方溫度愈高。愈上方看起來愈亮。每一個點都是一顆星。點的顏色就代表這些星看起來的顏色。可以看出有一條明顯的帶狀區域從右下角往左上角延伸,就是主序星帶。恆星主要的生命會從這個主序星帶的右下角慢慢演化成左上角的樣貌。圖/參考資料 3

也就是說,我們能從「恆星的顏色」來推知「恆星的光度」。如果我們可以清楚量測出一顆恆星的顏色,就能夠猜出它們的光度,進而計算出它們的距離。雖然這個方法跟視差一點關係也沒有,但這個方法卻被稱為分光視差(Spectroscopic Parallax)。

不過要將這個方法用在單一顆恆星會有很多的不確定性。比方說,之所以叫做主序星「帶」,就是因為它不是一條「線」。即便是在同一個顏色,它的光度會有一個不算小的範圍。

所以比起單純用來找出一顆恆星的距離,這個方法更常被用來找出一整團恆星的距離。這個方法稱為「主序星擬合(Main Sequence Fitting)」。

在銀河系裡面有許多的恆星,這些恆星並不是完全隨機分布的,有時會各自群聚為「星團(star cluster)」。把每一顆恆星都想成一個人的話,銀河系就是有著一千億人口的國家(人口很多也沒關係,反正土地也很大)。而星團就是國家裡的村落。有的村落具有一定的規模,可能有上百萬顆星。也有些村落比較小巧,可能只有幾百顆星。

「主序星擬合(Main Sequence Fitting)」比較兩個村落的亮度,其中一個我們知道距離,另外一個的距離則是我們的目標。利用已知的距離,來得出未知的距離。

首先我們可以觀察銀河系內比較近、可以靠其他方法找出距離的星團。把星團裡的恆星「亮度對顏色」分布圖畫出來,可以找到一條主序星帶。

接著我們觀察未知距離的遙遠星團,一樣能從「亮度對顏色」分布圖中看到一條主序星帶。這兩條主序星帶由於星團的距離不同,亮度就會不一樣(範例見圖3)。比較這兩條主序星帶的亮度,就能換算出遙遠星團的成距離。

圖 3:距離不同的星團中主序星帶的差別。藍色點是畢宿星團(Hyades),紅色點是昴宿星團(Pleiades)中的恆星。每一個點都是一個恆星。橫軸是顏色,縱軸則是亮度。由於畢宿星團比較近,因此畢宿星團的主序星帶亮度比較亮、昴宿星團的主序星帶亮度比較低。從它們之間的亮度差別可以換算出距離的差別。圖/參考資料 4

過去常用來作為參考的星團是「畢宿星團(Hyades)」與「昴宿星團(Pleiades)」(圖 4)。畢宿星團是距離地球最近的星團,只有 151 光年,昴宿星團稍微遠一點點,大約 440 光年。這種距離下星團中的恆星距離可以用視差非常精準的量測。

圖 4:畢宿星團(左)、昴宿星團(右)。圖/參考資料 5、6

不過畢宿星團的缺點也是有的,畢竟主序星擬合之所以成立是建立在一個假設之上:「所有星團的主序星帶亮度都一樣」,然而這個假設是不一定成立的。我們已經發現,不同年齡的星團它們的主序星會長的不太一樣。

以畢宿星團來說,它是個相較之下年老的星團,大約6億年左右。如果要用它來找年輕星團的距離,就好像要拿開發中國家來和已開發國家比較一樣,總是會有些不公平。另外每個國家其實也都有著自己的特色,讓這個方法總是有潛在的偏差。

主序星擬合是「宇宙距離階梯(cosmic distance ladder)」很重要的一步。藉由假設主序星的性質一致,我們找到了銀河系內遙遠星團的距離。然而主序星擬合的極限還是離不開銀河系。

在下一篇中,我們將帶大家認識量測研究銀河系外星系距離最重要的角色:「造父變星」,並介紹一位偉大的天文學家亨麗愛塔‧勒維特(Henrietta Swan Leavitt)的故事。

參考資料

  1. Pixabay / spirit111
  2. Encyclopædia Britannica, Inc.
  3. wiki / Hertzsprung–Russell diagram
  4. ESO / CAS 2003
  5. ESA Hubble / Overview of the Hyades star cluster (ground-based image)
  6. wiki / Pleiades


本系列其它文章:
天有多大?宇宙中的距離(1)—從地球到太陽
天有多大?宇宙中的距離(2)—從太陽到鄰近恆星
天有多大?宇宙中的距離(3)—「人口普查」

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