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毀滅與新生:超大質量黑洞觸發的恆星形成

EASY天文地科小站_96
・2022/03/18 ・2555字 ・閱讀時間約 5 分鐘
  • 林彥興|EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生,努力在陰溝中仰望繁星

2022 年 1 月底,兩位天文學家在頂尖科學期刊《自然》發表的論文中,宣布他們發現矮星系「Henize 2-10」中的超大質量黑洞,觸發了一批新恆星的誕生。可是,我們印象中的黑洞不是會以極強的重力撕碎、吞噬周遭一切的嗎?怎麼這樣毀滅性的天體,居然還能誕生新的恆星?今天就讓我們來一探究竟!

哈伯太空望遠鏡拍攝的 Henize 2-10 矮星系。
圖/Hubblesite

黑洞:宇宙燈塔核心

多數人對黑洞的印象,大概是一個擁有強大重力、會撕碎與吞噬一切的純黑球體。由於連光也無法逃離它的魔爪,因此黑洞總是隱身在宇宙黑暗的背景中難以觀測。

這樣的圖象雖然大致正確,卻不是事情的全貌。黑洞確實會以它強大的重力吃進物質,天文學家也確實相信茫茫星海中,有許多難以觀測的黑洞漫步其中。但是被黑洞重力捕獲的物質,往往不會直直地朝黑洞落去,而是會在黑洞週遭形成一個旋轉的盤狀構造,稱為「吸積盤 Accretion Disk」。

在吸積盤上,物質之間不斷的碰撞、摩擦、緩緩向黑洞靠近,在過程中將重力位能轉化為動能、熱能、磁能等各式各樣的能量形式,並釋放出橫跨伽瑪射線到無線電波的電磁輻射。在許多系統中,還可以觀測到物質快速的從黑洞附近噴出,通常速度較慢(約每秒數百至數千公里)者通常稱為「外流 Outflow」,速度較快(接近光速)者則稱為「噴流 Jet」。

對超大質量黑洞吸積盤與噴流的數值模擬。在吸積盤上,物質以圓形軌道環繞黑洞,並緩緩的向內移動,直到最終在吸積盤的最內側被黑洞吞噬。而從黑洞兩極高速噴出的物質,則形成了噴流。
影/EHT, Hotaka Shiokawa.

黑洞產生的輻射、噴流與外流,不僅讓我們能夠用各式各樣的觀測手段去尋找和研究黑洞,它們同時也會對黑洞所在的環境產生影響。

尤其當身處星系中心、質量是太陽數百萬倍以上的「超大質量黑洞 SMBH」們在大快朵頤週遭的氣體時,能夠以太陽數百萬倍、甚至數千億倍以上的功率釋放能量,成為宇宙中最明亮的天體。

如此龐大的能量,足以影響整個星系乃至於星系團的演化。它可能促進星系中恆星的形成,為星系帶來新生;或者是抑制星系中恆星的形成,讓星系變得死氣沉沉。另一方面,星系中恆星的形成、超新星爆炸等其他現象,也會決定有多少氣體能夠流到位於星系中心的黑洞上,從而影響黑洞的成長。

超大質量黑洞與星系之間互相影響、共同演化的機制,統稱為「活躍星系核回饋 AGN Feedback」,是當代天文物理非常重要的研究領域。

天文學家常用星系的「恆星形成率 SFR」來衡量一個星系的狀態。如果一個星系正在產生許多新恆星(即恆星形成率高),這就是個「生機勃勃」的星系(如左圖的 NGC 4038 / NGC 4039);反之,如果一個星系都只有年邁的恆星,那這就是個「死氣沉沉」的星系(如右圖的 IC 2006)。
圖/WikipediaESO

半人馬座 A 星系是經典的活躍星系之一。由星系中心射出的筆直藍色區域,就是超大質量黑洞的噴流。圖/ESA_Multimedia

過去 20 多年的無數理論與觀測成果,讓天文學家相信活躍星系核回饋確實對星系的演化有重要的影響。但是具體是怎麼影響?影響多大?目前仍沒有明確的結論,甚至連直接的觀測證據都十分稀少。因此,天文學家迫切的想要找到更多活躍星系核回饋的直接證據,了解黑洞究竟是怎麼與星系一同成長。

瞄準目標:矮星系 Henize 2-10

在這個研究中,天文學家鎖定位在羅盤座(Pyxis)、距離地球約 3400 萬光年的矮星系「Henize 2-10」。過去其他天文學家以無線電與 X 射線觀測的結果顯示,這個星系中心可能有一個正在進食的超大質量黑洞,因此是尋找活躍星系核回饋證據的絕佳場所。

為了得到高解析度的影像,天文學家使用哈伯太空望遠鏡仔細的研究星系中心的影像與光譜,發現在星系的中心有一道長約 500 光年、由游離氣體組成的纖維狀結構,源自星系中心的超大質量黑洞噴出的外流。而黑洞東方(圖中的左手邊)約 230 光年外,有一片正在形成許多新恆星的區域(稱為恆星形成區),與外流相連。

天文學家仔細分析星系的光譜後,認為黑洞的外流正是催生這片恆星形成區的幕後推手。因為外流推擠、壓縮了星系中的氣體,增加了氣體的密度,才進一步激發了這批新恆星的形成。對研究黑洞與活躍星系核的天文學家來說,這無疑是一次振奮人心的發現!

哈伯太空望遠鏡拍攝的 Henize 2-10(左),以及其中心部分的 H alpha 波段影像(右)。在右編的影像中 Massive Black Hole 即是黑洞所在的位置,Outflow 是外流、Triggered Star Formation 即是恆星形成區。
圖/Hubblesite

結語:萬里長征的一小步

黑洞不只是能夠吞噬一切的引力怪獸。它在囫圇吞棗的過程中,其實可以釋放出巨大的能量。尤其是位於星系中心的超大質量黑洞們,它們產出的能量之龐大,甚至能夠影響整個星系的演化,稱為活躍星系核回饋。但是怎麼影響?影響多大?天文學家們仍在積極的研究。

這次在 Henize 2-10 星系中觀測到的黑洞外流與其激發的恆星形成,是活躍星系核回饋相當重要的直接證據。未來,天文學家將繼續在更多的星系中,尋找黑洞與星系互動的蛛絲馬跡,直到揭開活躍星系核回饋的神秘面紗。

參考資料


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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。