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Rosetta號與67P彗星的太空探戈

廖英凱
・2014/09/03 ・1633字 ・閱讀時間約 3 分鐘 ・SR值 503 ・六年級
未命名
Rosetta號的飛行軌跡

2014年8月6日,歐洲太空總署(ESA)的Rosetta彗星探測船,歷經十年60億公里的飛行,到達67/P Churyumov-Gerasimenko彗星的軌道位置。這是人們首次利用太空船進入彗星的軌道,近距離觀測到彗星的表面。

如探戈般的的飛行軌道

我們較常聽到的地球、月球、火星或其他行星的探測計畫。均是將太空船減速進入觀測星體的重力場而成為該星體的人造衛星。再以些許動力微調軌道以執行長期的科學觀測任務。然而,在67P彗星觀測計畫中,直徑僅有4公里的彗星,其重力遠不足以把Rosetta號捕捉入穩定的週期軌道。因此,必須仰賴探測船本身的燃料動力,不斷調整其繞著太陽的克普勒軌道,讓Rosetta號得以「相對地」在67P彗星周圍環繞。ESA的太空飛航動力學專家,設計了一個最節省燃料的飛行路徑,讓Rosetta號從距67P十萬公里遠的距離,逐步接近目標,在8月6日時到達僅有100公里的距離,預計在未來兩個月內將逐步靠近觀測彗星的不同角度,最終執行Philae號登陸器送至彗星表面進行鑽探等計畫。

除了節省燃料的考量,光線的充足也是一大考驗。在太空中觀測行星、衛星與彗星等不會自己發光的天體,可沒有攝影棚裡拍模型能打燈打光的充足設備。而必須仰賴太陽光的反射,因此Rosetta的飛行軌道,還需要考量到彗星的自轉,必須在待觀測面也朝向太陽時,才能取得足夠清晰的畫面。而由於67P彗星的自轉週期是12.7小時,自轉軸與黃道面約30度的傾角,也使得距離南極約30度內的區域至今仍無法觀察。但因陽光角度會因彗星接近太陽而改變,進而影響到可觀測的區域,因此ESA的科學家也根據此特性設計軌道,從ESA的軌道示意影片中,可以看到Rosetta如探戈般的飛行軌跡以及兼顧各個角度與距離的觀測計畫,以彗星和飛船起舞,實在是個飛向宇宙浩瀚無垠的科宅浪漫哪~~

不只是個髒雪球

當浪漫過後,激情褪去,面紗一一的被揭露,真實也逐漸浮上檯面(這不是言情小說起手式….),Rosetta號在距67P彗星100公里時,所拍攝到的照片更令科學家們為之驚奇。67P彗星並非像「髒雪球」這樣常用作彗星的描述,也並非常見的球形星體天體,而是如「半身人像」般兩端大中間細。Rosetta的觀測團隊也根據這樣的特徵將67P彗星分成頭部(較小的一端)、頸部與身體(較大的一端)來稱呼。在頭部與身體兩部分,滿布一層層的不規則結構,但沒有明顯的隕石坑。而較細的頸部更有著一大片較明亮的平滑表面。

67P彗星@wikipedia
67P彗星@wikipedia

大部分彗星的成因,是由鬆散的冰、岩石與凍結的氣體所組成。故有「髒雪球(Dirty Snowball)」與「冰汙球(Icy Dirtball)」的稱呼。但在67P彗星上,卻可觀察到許多尚待研究的奇特地貌。例如在頸部與頭部交界處,可觀察到一道「懸崖」與類似沉積作用的疊層結構。而在地表光滑處又能找到一些在其他地方觀察不到的「巨石」。這些高度可達幾層樓高的巨石,在月球或其他行星表面,往往肇因於隕石碰撞所噴射出來的岩石。但在67P彗星表面並沒有見到大量隕石坑,也使得這些巨石的成因仍有待進一步探勘研究。

在67P彗星表面比較平滑的區域,常常可以發現一堆堆的大石塊,它們的成份和來源尙待觀察硏究。
在67P彗星表面比較平滑的區域,常常可以發現一堆堆的大石塊,它們的成份和來源尙待觀察硏究。

遠觀,是為褻玩做的最好準備(誤)

在8月6日至9月3日的觀測任務後,Rosetta預計於9月10日,在離彗核30公里處,開始遙測製作解析度約70公分的彗核的表面地圖。在這樣的解析度下,可以觀測到詳細的地質結構與噴氣現象。ESA也將根據此份遙測結果規劃適宜登陸地點,並在10月10日到達Rosetta號與67P彗星的最近點,距離僅10公里,在此階段針對登陸地點最更進一步的觀察,遙測解析度可達20公分。最終在11月11日,會將Rosetta上所搭載的一個重約100公斤的登陸器Philae號投放到彗核上。

隨著Rosetta號的太空探戈與Philae登陸器的一親芳澤,人類史上與彗星的第一次接觸將為我們揭開彗星的秘密與開啟更多太陽系外天體的研究方向。


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文章難易度
廖英凱
30 篇文章 ・ 247 位粉絲
非典型的不務正業者,對資訊與真相有詭異的渴望與執著,夢想能做出鋼鐵人或心靈史學。 https://www.ykliao.tw/


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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。