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質子其實沒那麼大!

臺北天文館_96
・2011/07/27 ・1788字 ・閱讀時間約 3 分鐘 ・SR值 596 ・九年級

20100728-2

清華大學物理系劉怡維副教授的研究團隊,投入10年參與的奇異氫原子國際研究計畫,以精密雷射光譜研究奇異氫原子 (Exotic atom),最終發現質子的大小比預期的來得小!這項最新的突破性研究結果刊登在七月八日發行的《自然》期刊,並成為當期的封面故事。

該實驗結果發現:組成物質的基本元素之一的質子,竟比原先預期小了四個百分比!這結果不只背離了目前所有的相關理論與實驗,更讓百年來建立的原子物理 學出現了矛盾與不一致。對此,理論學家已經對當前的基本原子物理理論展開檢討,目前尚未得到任何結論,也沒有妥適的解釋。相信在接下來幾年裡,這會是物理 學中有待解決的最重要的問題之一。因為,這項發現挑戰了當前已被精確地檢驗過的光與物質基本理論之正確性─即是量子電動力學 (Quantum electrodynamics, QED);或將改變了目前最精確的基本物理常數─雷德堡常數

質子是三種組成物質的基本元素之一:質子和中子構成原子核,以及圍繞著原子核的軌道電子,核內質子的數目可被用來標定化學元素。電子被認為是個無體 積、點一般的粒子;而由夸克組成的質子,則是個具有體積的粒子。氫原子是所有原子中最簡單的,它的原子核是由單一個質子組成,並有單一個電子繞著質子運 行。由於它的簡單性,氫原子也一直被認為是量子物理的「羅塞達石碑」,是物理學中最好的研究對象。縱觀歷史發展,氫原子的研究帶動了現代物理學的發展。

研究人員以奇異氫原子光譜的精密量測,以達到高精確度的質子半徑量測。所謂奇異氫原子是由一個帶負電的渺子(muon)圍 繞著一個質子所形成,渺子可以看成是質量重了200倍的電子,也因此渺子的運行軌道比在正常的氫原子內電子的軌道小了200倍,它更加靠近質子。渺子是如 此接近質子以致於它比電子更「容易」「感覺」到質子在空間中占有的體積,並且在渺子的運行軌道上造成明顯而且較容易被測量到的效應。該實驗使用特製雷射和 新型的渺子束,讓研究者可以測量這些渺子軌道的特性,進而決定質子的半徑。

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在1970年代,使用渺子氫原子測定質子的半徑的這個想法就已經產生了。然而在構想與實驗完成之間共花了40年的時間,因為太多實驗上的挑戰必須被克 服!它最後的實現是有賴於團隊的長期合作,每個研究成員帶來自己專長與技術,包括加速器物理、原子物理、雷射技術和偵測器。

實驗從2001年開始,在2002、2003和2007年的研究與尋找都不成功,最後在2009年夏天有了關鍵性的突破!在長達三個月的實驗設備安裝 與調整,以及三個星期的日以繼夜數據收集後,終於在2009年7月5日傍晚,科學家偵測到明確的訊號。經過漫長並仔細的數據分析,比過去更精確十倍的質子 的半徑數值被推導出,0.84184飛米 (1 飛米 = 0.000 000 000 000 001米),但明顯地與現今的公認值0.8768飛米不一致,科學家們仍在討論差異存在的可能原因。無庸置疑的是現在一切都必需重新被檢視:過去的超精密 測量的實驗結果、理論的計算,以及世界上最精確和最行之有效的基本理論本身:量子電動力學。

該實驗成功的結合了來自三大洲的32個科學家的合作,在擁有世界最強大的渺子束源的瑞士保羅謝勒研究所進行。台灣清華大學物理系的原子分子光學(AMO)研究群劉怡維副教授所帶領的團隊,專注於以精密量測檢驗基本物理理論的研究方向。該團隊參與該實驗長達十年,參與人員包括博士生高政揚先生,主要投入於雷射系統的建立與數據擷取。其他研究團隊尚有負責雷射系統的法國的卡斯特勒-布羅塞爾實驗室德國馬克斯普朗克研究所、以及在德國斯圖加特的 Strahlwerkzeuge 研究所Dausinger&Giesen公司。高感度的探測器是由葡萄牙的 CoimbraAveiro 大學所設計。美國的耶魯大學普林斯頓大學也貢獻了許多儀器設備與資源。

最後,該研究團隊能夠長期投入基本物理的研究有賴於清華大學物理系的支持,特別是帶領原子分子光學研究群的施宙聰教授;在經費上則是獲得國科會長期補助,特別是國際合作處提供的台瑞合作協議。

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相關論文發表在自然(Nature)期刊中:“The size of the proton“:Nature 466, 213-216 (8 July 2010)

資料來源:轉載自清華大學物理系,2011.07.08, KLC

引用自臺北天文館之網路天文館網站************

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臺北天文館_96
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快!還要更快!讓國家級地震警報更好用的「都會區強震預警精進計畫」
鳥苷三磷酸 (PanSci Promo)_96
・2024/01/21 ・2584字 ・閱讀時間約 5 分鐘

本文由 交通部中央氣象署 委託,泛科學企劃執行。

  • 文/陳儀珈

從地震儀感應到地震的震動,到我們的手機響起國家級警報,大約需要多少時間?

臺灣從 1991 年開始大量增建地震測站;1999 年臺灣爆發了 921 大地震,當時的地震速報系統約在震後 102 秒完成地震定位;2014 年正式對公眾推播強震即時警報;到了 2020 年 4 月,隨著技術不斷革新,當時交通部中央氣象局地震測報中心(以下簡稱為地震中心)僅需 10 秒,就可以發出地震預警訊息!

然而,地震中心並未因此而自滿,而是持續擴建地震觀測網,開發新技術。近年來,地震中心執行前瞻基礎建設 2.0「都會區強震預警精進計畫」,預計讓臺灣的地震預警系統邁入下一個新紀元!

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連上網路吧!用建設與技術,換取獲得地震資料的時間

「都會區強震預警精進計畫」起源於「民生公共物聯網數據應用及產業開展計畫」,該計畫致力於跨部會、跨單位合作,由 11 個執行單位共同策畫,致力於優化我國環境與防災治理,並建置資料開放平台。

看到這裡,或許你還沒反應過來地震預警系統跟物聯網(Internet of Things,IoT)有什麼關係,嘿嘿,那可大有關係啦!

當我們將各種實體物品透過網路連結起來,建立彼此與裝置的通訊後,成為了所謂的物聯網。在我國的地震預警系統中,即是透過將地震儀的資料即時傳輸到聯網系統,並進行運算,實現了對地震活動的即時監測和預警。

地震中心在臺灣架設了 700 多個強震監測站,但能夠和地震中心即時連線的,只有其中 500 個,藉由這項計畫,地震中心將致力增加可連線的強震監測站數量,並優化原有強震監測站的聯網品質。

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在地震中心的評估中,可以連線的強震監測站大約可在 113 年時,從原有的 500 個增加至 600 個,並且更新現有監測站的軟體與硬體設備,藉此提升地震預警系統的效能。

由此可知,倘若地震儀沒有了聯網的功能,我們也形同完全失去了地震預警系統的一切。

把地震儀放到井下後,有什麼好處?

除了加強地震儀的聯網功能外,把地震儀「放到地下」,也是提升地震預警系統效能的關鍵做法。

為什麼要把地震儀放到地底下?用日常生活來比喻的話,就像是買屋子時,要選擇鬧中取靜的社區,才不會讓吵雜的環境影響自己在房間聆聽優美的音樂;看星星時,要選擇光害比較不嚴重的山區,才能看清楚一閃又一閃的美麗星空。

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地表有太多、太多的環境雜訊了,因此當地震儀被安裝在地表時,想要從混亂的「噪音」之中找出關鍵的地震波,就像是在搖滾演唱會裡聽電話一樣困難,無論是電腦或研究人員,都需要花費比較多的時間,才能判讀來自地震的波形。

這些環境雜訊都是從哪裡來的?基本上,只要是你想得到的人為震動,對地震儀來說,都有可能是「噪音」!

當地震儀靠近工地或馬路時,一輛輛大卡車框啷、框啷地經過測站,是噪音;大稻埕夏日節放起絢麗的煙火,隨著煙花在天空上一個一個的炸開,也是噪音;台北捷運行經軌道的摩擦與震動,那也是噪音;有好奇的路人經過測站,推了推踢了下測站時,那也是不可忽視的噪音。

因此,井下地震儀(Borehole seismometer)的主要目的,就是盡量讓地震儀「遠離塵囂」,記錄到更清楚、雜訊更少的地震波!​無論是微震、強震,還是來自遠方的地震,井下地震儀都能提供遠比地表地震儀更高品質的訊號。

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地震中心於 2008 年展開建置井下地震儀觀測站的行動,根據不同測站底下的地質條件,​將井下地震儀放置在深達 30~500 公尺的乾井深處。​除了地震儀外,站房內也會備有資料收錄器、網路傳輸設備、不斷電設備與電池,讓測站可以儲存、傳送資料。

既然井下地震儀這麼強大,為什麼無法大規模建造測站呢?簡單來說,這一切可以歸咎於技術和成本問題。

安裝井下地震儀需要鑽井,然而鑽井的深度、難度均會提高時間、技術與金錢成本,因此,即使井下地震儀的訊號再好,若非有國家建設計畫的支援,也難以大量建置。

人口聚集,震災好嚴重?建立「客製化」的地震預警系統!

臺灣人口主要聚集於西半部,然而此區的震源深度較淺,再加上密集的人口與建築,容易造成相當重大的災害。

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許多都會區的建築老舊且密集,當屋齡超過 50 歲時,它很有可能是在沒有耐震規範的背景下建造而成的的,若是超過 25 年左右的房屋,也有可能不符合最新的耐震規範,並未具備現今標準下足夠的耐震能力。 

延伸閱讀:

在地震界有句名言「地震不會殺人,但建築物會」,因此,若建築物的結構不符合地震規範,地震發生時,在同一面積下越密集的老屋,有可能造成越多的傷亡。

因此,對於發生在都會區的直下型地震,預警時間的要求更高,需求也更迫切。

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地震中心著手於人口密集之都會區開發「客製化」的強震預警系統,目標針對都會區直下型淺層地震,可以在「震後 7 秒內」發布地震警報,將地震預警盲區縮小為 25 公里。

111 年起,地震中心已先後完成大臺北地區、桃園市客製化作業模組,並開始上線測試,當前正致力於臺南市的模組,未來的目標為高雄市與臺中市。

永不停歇的防災宣導行動、地震預警技術研發

地震預警系統僅能在地震來臨時警示民眾避難,無法主動保護民眾的生命安全,若人民沒有搭配正確的防震防災觀念,即使地震警報再快,也無法達到有效的防災效果。

因此除了不斷革新地震預警系統的技術,地震中心也積極投入於地震的宣導活動和教育管道,經營 Facebook 粉絲專頁「報地震 – 中央氣象署」、跨部會舉辦《地震島大冒險》特展、《震守家園 — 民生公共物聯網主題展》,讓民眾了解正確的避難行為與應變作為,充分發揮地震警報的效果。

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此外,雖然地震中心預計於 114 年將都會區的預警費時縮減為 7 秒,研發新技術的腳步不會停止;未來,他們將應用 AI 技術,持續強化地震預警系統的效能,降低地震對臺灣人民的威脅程度,保障你我生命財產安全。

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如果整個地球由質子構成,月球由電子構成,那會怎樣?——《如果這樣,會怎樣?2》
天下文化_96
・2023/04/26 ・2141字 ・閱讀時間約 4 分鐘

如果整個地球都由質子構成,而整個月球都由電子構成,那會怎樣?
——諾亞.威廉斯(Noah Williams)

質子地球,電子月球

這可能是我寫過最具破壞性的假設情境。

你可能會想像電子月球繞著質子地球運行,有點像是巨大的氫原子。某方面來說,這還有點道理;畢竟,電子繞著質子運行,而衛星繞著行星運行。事實上,原子的行星模型曾流行一時(不過,拿來解釋原子竟然不太管用)。

如果你把兩個電子放在一起,它們會想要分開。電子帶負電,而來自電荷的排斥力比將它們拉在一起的重力強了大約 20 個數量級。

如果你把 1052 個電子放在一起(構成月球),它們會劇烈的互相排斥,以致每個電子會被大到不可思議的能量推開。

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事實證明,對諾亞假設的「質子地球和電子月球」情境來說,行星模型更是大錯特錯。月球不會繞著地球運行,因為它們根本沒有機會影響彼此;使兩者各自分別炸開的力量,會遠大於兩者之間的任何吸引力。

如果暫時忽略廣義相對論(等一下會回來談),我們可以算出,來自這些電子相互排斥的能量,足以使它們向外加速到接近光速。將粒子加速到那樣的速率並不少見;桌上型粒子加速器(例如映像管螢幕)可以將電子加速到光速的相當比例。

但是,諾亞月球的電子所攜帶的能量,會遠遠大於普通加速器中的電子所攜帶的能量。它們的能量會超過普朗克能量的數量級,普朗克能量本身則是比最大的加速器中,所能達到的能量又大了很多數量級。換句話說,諾亞的問題遠遠超出普通物理學的程度,帶我們進入到量子重力與弦理論之類的高等理論領域。

所以我聯繫了尼爾斯.波耳研究所(Niels Bohr Institute)的弦理論科學家基勒博士(Dr. Cindy Keeler),請教她關於諾亞的假設情境。

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基勒博士同意,我們不應該信賴任何涉及「在每個電子中放這麼多能量」的計算,因為這遠遠超出加速器測試的能力範圍。「我不相信粒子能量超過普朗克尺度的任何事情,」她說。「我們實際觀測到的最大能量存在於宇宙射線中;我認為比大型強子對撞機大了差不多 106,但還是離普朗克能量很遠。身為弦理論科學家,我很想說會發生什麼關於弦理論的事情——但說老實話,我們也不知道。」

幸好,故事還沒結束。還記得我們先前決定忽略廣義相對論嗎?嗯,這是「帶入廣義相對論反而使問題更容易解決」的罕見情況之一。

在這種情境下,存在巨大的位能——使所有這些電子遠離彼此的能量。這樣的能量會扭曲空間和時間,和質量一樣。結果證明,電子月球中的能量大約等於整個可見宇宙的質量與能量總和。

相當於整個宇宙的質能集中在(相對較小的)月球的空間裡,會使時空強烈扭曲,甚至會比那 1052 個電子的排斥力還要強。

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基勒博士斷言:「沒錯,黑洞。」但這可不是普通的黑洞,而是帶有大量電荷的黑洞。為此,你需要一組不同的方程式——不是標準的史瓦西(Schwarzschild)方程式,而是萊斯納—諾德斯特洛姆(Reissner-Nordström)方程式。

萊斯納—諾德斯特洛姆方程式比較了向外的電荷作用力和向內的重力之間的平衡。如果來自電荷的向外推力夠大,黑洞周圍的事件視界可能會完全消失。那樣會留下密度無限大的物體,光可以從中逸出——這就是所謂的裸奇點(naked singularity)。

一旦有了裸奇點,物理學就會開始分崩離析。

量子力學和廣義相對論給出荒謬的答案,甚至是不同的荒謬答案。有人認為,物理定律根本不容許出現這種情況。正如基勒博士所言,「沒有人喜歡裸奇點。」

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以電子月球的例子來說,來自所有這些電子互相排斥的能量會非常大,以致重力會獲勝,而奇點會形成正常的黑洞。至少,某方面來說是「正常的」;它會是和可觀測宇宙一樣大的黑洞。這個黑洞會導致宇宙塌縮嗎?很難說。答案取決於暗能量是怎麼回事,沒有人知道暗能量是怎麼回事。

但就目前而言,至少附近的星系是安全的。由於黑洞的重力影響只能以光速向外擴展,因此我們周圍的大部分宇宙仍會天下太平,對我們荒謬的電子實驗毫不知情。

——本文摘自《如果這樣,會怎樣?2:千奇百怪的問題 嚴肅精確的回答》,2023 年 3 月,天下文化出版,未經同意請勿轉載。

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天下文化_96
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天下文化成立於1982年。一直堅持「傳播進步觀念,豐富閱讀世界」,已出版超過2,500種書籍,涵括財經企管、心理勵志、社會人文、科學文化、文學人生、健康生活、親子教養等領域。每一本書都帶給讀者知識、啟發、創意、以及實用的多重收穫,也持續引領台灣社會與國際重要管理潮流同步接軌。

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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。

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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?

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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。

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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。

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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!

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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。

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參考資料(論文們)

延伸閱讀(科普文章)

Tiger Hsiao_96
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現於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。