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生命的奧祕

Write Science
・2013/02/01 ・3258字 ・閱讀時間約 6 分鐘 ・SR值 498 ・六年級

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我喜歡的音樂類型廣泛且不拘一格,我的iPod裡盡情循環播放的歌曲有來自Chris LeDoux, AC/DC, Ladysmith Black Mambazo, Dead Milkmen, Lisa Hannigan, The Clumsy Lovers, 亞瑟小子,和Mojo Nixon等大雜燴。三不五時,裡頭也插播一些重力波的聲響(這裡可聽見LIGO所記錄的重力波聲響;務必在每頁按下「聆聽」!)。我喜愛的歌曲中,有一首我百聽不厭,那就是Faith Hill所唱的〈生命的奧祕〉。這首歌的重點就是,生命其實毫無秘密可言,不過,我很愛「生命的奧祕藏在山姆的馬丁尼裡」這句歌詞。我從沒喝過什麼山姆的馬丁尼;而且,我甚至不知這位酒保山姆何許人也。但我想像得到,山姆的精湛特調琴酒為某人的味蕾帶來輕柔的喜悅。大抵是因為我也有類似的親身體驗,知道單純的感官享受的確能製造純粹的愉悅時刻(你該嚐嚐我內人做的羽衣甘藍湯)。

身為科學家,我傾向懷抱一種立場,就是沒有什麼是科學無法解答的。它提供了絕佳的工具來探索我們與宇宙的關聯。正因如此,當Faith Hill的悅耳旋律在我耳邊響起時,我思索著:生命的奧祕究竟為何?這點科學真的能為我們解答嗎?這可是大多數人也想得解的大哉問!同時它也揭示了科學裡的一重大關鍵:你得知道這問句本身是什麼意思!發問時,你真正著迷的又是什麼?以及這問題是否反映出你最深層的好奇心?

「生命的奧祕為何?」這句話可以有很多意思。也許這是關於生命起源的揣想。想像一連串的原始氫原子,從宇宙大爆炸時分裂出來,不斷被恆星的核反應吞噬並反覆加工。是從何時開始,這些原子聚集在一起突然產生出意識呢?這是科學家尚未解答的問題;但1952年在芝加哥大學進行的知名米勒-尤里實驗(Miller-Urey Experiment),卻提出了一個誘人的說法。這有可能是因為地球早期生命裡,原始大氣的氣體受到閃電的撞擊,因而製造出氨基酸,它是地球上所有有機體所需的蛋白質組成。它雖不是生命本身,卻是生命構成的要素。

 
 圖一  米勒-尤里實驗(左圖,原理圖)非常容易,用常見的實驗室設備就能完成。史丹利•米勒正用特斯拉線圈展開實驗(右圖)。

「生命的奧祕為何?」也可能是在問生物如何維繫生命。這曾是一個不可解的秘密,直到科學從自然手中找到解答。但凡有機體的精緻細節中,維生方式皆不同,但其運作機制與結果卻相同。大型複雜的分子(如糖與碳水化合物)在體內經化學過程分解,打破化學鏈之後,大分子變成較小的分子,進而釋放出能量。這一整個過程一般稱為呼吸作用(或細胞呼吸cellular respiration),而正是此作用,讓生物活下去。

 
圖二  糖解作用(糖酵解),也就是把糖(葡萄糖)被分解成能量。此能量釋放的過程,製造出高能量化合物如三磷酸腺苷(ATP),把能量送到身體各細胞。

更多時候,當人們提問「生命的奧祕為何?」時,他們在問的其實是「我如何才能快樂?」有趣的是,這問題在科學上幾乎是有答案的。要把這問題定義得更精確,應該這樣問:「在怎樣的情況下,人們會覺得自己快樂?」丹‧吉爾伯特(Dan Gilbert)和他哈佛的同事做了相當全面的研究(由此觀賞他在TED的精采演講),發現大腦其實能為人合成幸福感。認真看待他的建議吧:絕對、絕對,別當披頭四的鼓手。

身為大學教授,我經常建議我的學生,生命的奧祕就是去從事能使自己快樂的工作。我的學生來到我辦公室坐著,滿懷熱忱與不確定感,不顧一切想取悅父母、有好的學業表現、過好的生活。我總告訴他們:「從事能使你快樂的工作。」不論你決定做什麼,選一個能讓你每天從床上跳起來、迫不及待開始的行業。別只是為工作而工作。你不會想當艾爾頓‧強所唱的那個火箭人,他所有科學都不懂卻得一週五天做科學。做個能讓你感到喜悅的工作,因此當每晚入眠前,你不會覺得自己被踐踏。決定怎樣過生活,便是在決定自身的生命意義。這是因人而異的!

生命的奧祕於我而言是什麼呢?我希望每天早上醒來,滿心敬畏。這是為什麼我決定當科學家,因為每一天,宇宙都帶給我這般感受,它的簡潔與神祕,它的浩瀚無盡,囊括人類所有已知與未知的知識。我的生活充滿有趣的謎語,腦袋裡不時纏繞著自然創造並遺留的難題,每每讓我們這種由原子隨機組成的物種費盡思量。對宇宙的困惑、探索的興奮,以及無邊的奧祕,使我每天精神百倍。

為什麼我喜歡用望遠鏡來觀察?為什麼我持續製作更大型的望遠鏡?因為我滿心敬畏;透過望遠鏡凝視天空深處,看見面紗星雲所發射的微弱光芒,我總心受撼動;那是一顆行星的死亡回聲,它的光芒歷時逾8000年才抵達地球這端,遠早在人類歷史記錄前便開始發散。

圖三   準備好望遠鏡以在夜晚觀星(左圖)。面紗星雲(右圖,NGC 6992),是左方的望遠鏡可觀賞到的天象之一。

宇宙具感動人的力量,這不意外。有上千則例子能告訴我們,人如何因沉思宇宙與人類的定位,而內心激動。讓我說個故事給你聽。這是一個從西爾斯羅巴克(Sears Roebuck)擔任行政職退休的慈善家。他的名字叫馬克思‧阿德勒(Max Adler)。他退休時,耳聞德國公司卡爾蔡司(Carl Zeiss)做出一種新設備,能把夜空投影在暗室圓頂內。1928年,他動身旅行,想親眼目睹該儀器。夜空使他迷醉,使他決心要建造西半球第一個天文館。1930年五月,坐落在芝加哥密西根湖畔的阿德勒天文館(the Adler Planetarium)就此開幕。對阿德勒來說,天文館是一個象徵,用來提醒我們,人是宇宙的一份子。他說:「我們思考時鮮少明白,這整個世界的運轉,以及人類所做的所有努力,無不受宇宙既定秩序的管理;我們也鮮少看清,在宇宙殿堂之下,每件事甚至每個人之間,其實都互有關連。」這道出一個獨特而雋永的生命意義,那就是人即宇宙、宇宙即人。

 
圖四   [左圖] 馬克思‧阿德勒與奧斯卡‧米勒博士(左)、以及歐內斯特‧格倫斯菲爾德(右)在慕尼黑德意志博物館的合照。阿德勒在此首見蔡司投影機的運作。[中圖] 1930年5月12號阿德勒天文館開幕當天。[右圖] 阿德勒天文館。

阿德勒天文館連結了人和宇宙,是歷史悠久備受崇敬的機構。不論何時走進大廳,你都會為之驚嘆。這週在芝加哥,天文館任命了一位新總裁,是這屹立不搖的機構裡,繼續以宇宙奇蹟感動群眾的第九位領導者。我碰巧有機會和這位新星總裁蜜雪兒‧博韋拉爾森(Michelle Beauvais Larson)聊聊,我必須說,她對未來的樂觀與熱情使我著迷。對她來說,生命的奧祕,以及她的熱情,是去做利眾的好事,她的做法就是鼓勵人們有遠大的思考。「社會的未來仰賴教育以及人們的想像力。」她說。天文學是工具,啟發人深刻的思考;凝視宇宙深處,就像凝視著一個最宏大的秘密,

 圖五   蜜雪兒‧博韋拉爾森(Michelle Beauvais Larson),阿德勒天文館第九任領導者。

觀察你周圍的世界,為簡單的快樂而慶幸吧:看看那屋簷下的雨滴裡陽光穿透的光芒;貓咪與生俱來屠殺鞋帶的本領;楊‧凡艾克(an van Eyck)散發不安氣息的〈阿爾諾菲尼夫婦肖像畫〉;孩子因地板上旋轉的硬幣而生的純真喜悅;以及城市人忙著回歸家庭生活時,天空那一輪升起的滿月。生命的奧祕,其實就在時時保有自覺與好奇心。作為有感知的原子組合、作為有意識的小宇宙,我們人類得以認識周遭,陶醉在發現與認識世界的喜悅裡,沉緬其中而力求理解。你我皆如此;若不是這樣,圖書館、維基百科、美術館或天文台,都不可能存在,也不會有製作十字繡的雜誌、給手工吉他專用的工具箱、能放在後院家用的望遠鏡。能看並思考這些、感受生命的喜悅,多讓人雀躍。

最後,我相信生命的奧祕並非Faith Hill所總結的「一切成空」。生命的奧祕正是「你周圍的種種」。關上筆電、打開音樂、環顧四周,好好享受當下吧。

作者:Shane L. Larson
翻譯:Angela. M.H.,現為自由譯者(angela.mh19@gmail.com)

本文原發表於Write Science [2012-11-4]

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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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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

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  • 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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活躍黑洞的炙熱遺跡:費米泡泡
EASY天文地科小站_96
・2022/04/29 ・4611字 ・閱讀時間約 9 分鐘

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  • 作者: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
圖/ESA/Gaia/DPAC; H.-Y. Karen Yang; NASA visualization team.

你看過銀河嗎?

如果你在晴朗的夏日午夜旅行到沒有光害的山上,將會看到天上有一條淡淡的、若有似無的亮帶,好像一條薄薄的雲橫跨夜空,它正是我們所居住的星系 ── 銀河系(Milky Way)的盤面。在數位相機的加持之下,我們還能看到這薄薄的盤面上,其實布滿恆星、星雲、以及塵埃帶,複雜、深邃而美麗。

美麗的銀河。圖/陳子翔(CC BY-NC-ND 4.0)拍攝於清境。

但如果,你有一雙能夠看到「伽瑪射線」的眼睛,你將看到兩個視角高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形「泡泡」,矗立於銀河盤面兩側。它們名為「費米泡泡 Fermi Bubbles」,是銀河系中巨大且神祕的結構之一。

費米泡泡的起源,以及存在的意義,一直是過去十多年來,天文學家相當關注的研究主題。

費米泡泡示意圖。圖/NASA’s Goddard Space Flight Center

最近(2022 年 3 月),一篇刊登於《自然天文學》(Nature Astronomy)的研究顯示,壯闊的費米泡泡很可能源自兩百多萬年前,銀河系中心超大質量黑洞的一次能量爆發。

費米泡泡的發現

當我們一聽到「費米泡泡」這個詞,腦海中浮現的第一個問題往往是:

「費米是誰?這個泡泡跟他有什麼關係?」

在物理界,恩里科.費米(Enrico Fermi)這個名字可謂家喻戶曉。他是 20 世紀初最重要的物理學家之一,曾參與曼哈頓計畫,設計與建造世上第一個核子反應爐和原子彈;並且在量子力學、核子物理、粒子物理和統計力學都貢獻卓越。後世以他命名的物理概念、研究計畫不計其數。這之中,就包含「費米伽瑪射線太空望遠鏡 Fermi Gamma-ray Space Telescope」。

費米太空望遠鏡。圖/NASA

正如其名,費米是一座專門用於觀測伽瑪射線的太空望遠鏡,它於 2008 年發射升空,是軌道上最好的伽瑪射線太空望遠鏡之一。比起前輩們,費米擁有更大的視野、更高的靈敏度和空間解析度,可以看得更廣、更暗、更清楚。

它的主要任務,是不斷的掃視整片天空,繪製伽瑪射線的全天地圖(all sky map),研究黑洞、中子星、超新星等宇宙中最高能的天體。

費米太空望遠鏡的十週年科學成果紀念海報。圖片中橢圓形的區域,就是費米拍攝的伽瑪射線全天圖,以等面積投影法投影成二維的圖。中間的水平亮帶源自銀河盤面上的氣體,上下兩個泡泡狀結構就是費米泡泡的示意圖。圖/NASA

費米太空望遠鏡升空短短兩年後,天文學家就從觀測資料中發現,如果我們將費米的全天伽瑪射線圖中已知的星體(比如銀河系的瀰散氣體、中子星、其他星系等)全部扣除,將會看到銀河中心的上下兩側,各有一對高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形區域,而這是從未發現過的銀河系新結構!

天文學家於是將它命名為「費米泡泡 Fermi Bubble」,以紀念費米太空望遠鏡的重要貢獻。

相對於銀河系中的瀰散氣體,費米泡泡的亮度其實並不高。因此天文學家必須先小心翼翼的將其他伽瑪射線的來源建模並扣除,才能看到這巨大但黯淡的構造。影/NASA Video

而除了在伽瑪射線看到的費米泡泡之外,天文學家也在微波和 X 射線波段看到了相似的結構。

在微波波段,威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)和普朗克衛星(Planck)都在費米泡泡的位置觀測到兩片橢圓形的明亮區域,天文學家稱之為「微波薄霧 microwave haze」。而在 X 射線波段,2019 年才昇空的義羅西塔(eROSITA)衛星則發現了與費米泡泡相似,但是更大的泡泡狀結構,被稱為「eROSITA 泡泡」。

另外,在紫外線波段,雖然沒辦法直接看見泡泡狀的結構,但天文學家藉由遙遠天體通過費米泡泡中的稀薄氣體時產生的吸收譜線,可以計算出費米泡泡的膨脹速率,大約是每秒數百到數千公里的等級。

綜合以上資料,天文學家認為費米泡泡應該是源自數百萬至一千萬年前,銀河系中心的一次巨大爆炸。這場爆炸大約釋放了 1048 – 1049 焦耳的龐大能量(相當於太陽終其一生釋放的能量,再乘以 10000 倍以上),並加熱了銀河系中心的氣體,使其以每秒數千公里的速度劇烈膨脹。百萬年後的今天,就成為了橫跨數萬光年巨大泡泡。

但是,這張錯綜複雜的拼圖,還缺少了最核心的一塊:

這麼龐大的能量,究竟是從何而來?

超新星爆發還是黑洞噴流?費米泡泡的身世之謎

費米泡泡剛被發現不久,天文學家就對驅動費米泡泡的核心引擎,提出了兩位候選人:

第一種觀點,認為銀河系中心在數千萬年前可能曾有大量的恆星形成,其中年輕的恆星由於壽命短暫,很快的就走完它的一生,並發生超新星爆炸,釋放出巨大的能量。

另一種觀點,則認為銀河系中心的超大質量黑洞在數百萬年前可能短時間內吃進了大量氣體,並在過程中將能量以噴流(jet)或外流(outflow)的形式釋放出來。

兩種說法聽起來都頗有可能,而且天文學家都有在其他星系看過類似的現象,那該怎麼知道哪邊才是對的呢?這時,天文學家們就兵分兩路,觀測學家們繼續對費米泡泡進行更多觀測,尋找更多可能的隱藏線索;理論學家則利用電腦模擬,嘗試在電腦中重現出觀測結果。

劇烈的超新星爆發(如左圖的 M82)與黑洞噴流(如右圖的 Centaurus A)都可能產生類似費米泡泡的結構。圖/NASA, ESA, CXC, and JPL-CaltechNASA/CXC/SAO, Rolf Olsen, JPL-Caltech, NRAO/AUI/NSF/Univ.Hertfordshire/M.Hardcastle

早年,兩派假說各有各的優勢,也有各自難以解釋的弱點。但隨著觀測資料的不斷累積,天文學家漸漸發現黑洞的噴流假說似乎更符合觀測結果,因此更具說服力。但即使如此,想要在電腦模擬中一次重現費米泡泡所有的觀測特徵,仍是相當困難的挑戰。

三個願望,一次滿足

然而今(2022)年三月,清大天文所楊湘怡教授利用三維磁流體力學電腦模擬(MHD Simulation),就一次重現了費米泡泡、義羅西塔泡泡與微波薄霧三個重要的觀測特徵。

他們假設銀河系中心的超大質量黑洞,在 260 萬年前曾經朝著銀河系盤面的上下兩側噴出兩道噴流。噴流帶有 1050 焦耳的強大能量,其中含有大量以接近光速運動的高能電子。當這些高能電子與低能量的光子碰撞時,電子會將能量傳遞給光子,就好像被保齡球打到的球瓶一樣,讓光子從低能量的可見光,變成高能量的伽瑪射線。這個被稱為「逆康普頓散射 Inverse Compton Scattering」的機制,讓我們能在伽瑪射線看到費米泡泡。

與此同時,這些高能電子在銀河系的磁場中運動時,會以「同步輻射 Synchrotron Radiation」的方式放出微波與無線電波,形成我們看到的微波薄霧。最後,強大的噴流在撞擊銀河系中的氣體時,會產生以每秒數千公里高速移動的震波(Shock Wave)。震波所到之處,受到壓縮而加溫的氣體就會釋放出 X 射線,成為我們看到的義羅西塔泡泡。而且氣體運動的速度,也與紫外線觀測的結果相符。

這個研究結果,將伽瑪射線、X 光、紫外線到微波的所有觀測結果,用黑洞噴流漂亮的一次重現,這無疑是我們對費米泡泡理解的一大進展。

將理論模擬的費米泡泡投影到銀河系的可見光影像上。圖中可以清楚的看到費米泡泡(Cosmic rays)、義羅西塔泡泡(Shocks)以及它們跟太陽到銀河系中心的距離(28000 光年)的大小比較。圖/ESA/Gaia/DPAC; H.-Y. Karen Yang; NASA visualization team

未來展望

那麼,費米泡泡的身世之迷,就此蓋棺論定了嗎?

嗯⋯⋯還沒這麼快。

無論多麼精細的模擬,終究是對真實世界的近似與簡化,理論學家永遠可以繼續考慮更多的物理機制,計算出更精細的結果。觀測天文學家也會不斷拿出更多、更好的儀器,挑戰模擬的結果。

更宏觀的看,如果銀河系中心的超大質量黑洞在兩百多萬年前真的曾經如此活躍,它釋放出的龐大的能量,是否曾對銀河系造成其他的影響?我們是否能夠從中學到更多關於銀河系的歷史,以及黑洞跟星系間複雜的共同演化機制?這些都有待天文學家的持續探索。

費米泡泡的故事,仍未完結。

銘謝

感謝論文第一作者、清大天文所楊湘怡老師對本文的指導與建議。

參考資料(學術論文)

  1. Fermi and eROSITA bubbles as relics of the past activity of the Galaxy’s central black hole | Nature Astronomy
  2. Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles – NASA/ADS
  3. X-Ray and Gamma-Ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures – NASA/ADS
  4. Fermi Gamma-ray Space Telescope: High-Energy Results from the First Year

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