新銀河影像協助天文學家解決星際介質固有謎題

本文由 Amway 委託，泛科學企劃執行。

到底怎樣才算是「乾淨」？這不是什麼靈魂拷問，而是一個價值上億的商業命題。

在半導體產業的無塵室中，「乾淨」的定義極其殘酷：一粒肉眼看不見的灰塵，就足以讓造價數百萬美元的晶圓直接報廢。空氣品質的好壞，甚至能成為台積電（TSMC）決定是否在當地設廠的關鍵性指標。回到你的家中，雖然不需要生產精密晶片，但我們呼吸系統中的肺泡同樣精密，卻長期暴露在充滿 PM2.5、病毒以及各種揮發性氣體的環境中。為了守護健康，你可能還要付費購買「乾淨的空氣」來用。

因此，空氣議題早已超越單純的環保範疇，成為同時影響國家經濟與個人健康的重要問題。

很多人可能沒想到，無論是家用的空氣清淨機，還是造價動輒百億的頂尖晶圓廠，它們對抗污染的核心武器並非什麼複雜的雷射防護罩，而是同一件看起來平凡無奇的東西：一片外觀像紙一樣的 HEPA 濾網。但你真的相信，就憑這層厚度不到幾公分的板子，能擋住那些足以毀滅精密晶片、滲透人體細胞的「奈米級刺客」嗎？

這片大家都聽過的 HEPA 濾網，裡面到底是什麼？

首先，我們必須打破一個直覺上的誤解：HEPA 濾網（High Efficiency Particulate Air filter）在本質上其實並不是一張「網」。

細懸浮微粒 PM2.5，是指粒徑在 2.5 微米以下的污染物，它們能穿過呼吸道直達肺泡，並穿過血管引發全身性發炎。但這只是基本，在工廠與汽車尾氣中，還存在粒徑僅有 1 微米的 PM1，甚至是小於 0.1 微米的「超細懸浮微粒」（UFP，即 PM0.1）。 UFP 不僅能輕易進入血液，甚至能繞過血腦屏障（BBB），進入大腦與胎盤，其破壞力十分可怕。

如果 HEPA 濾網像水槽濾網或麵粉篩一樣，單靠孔目大小來「過濾」粒子，那麼為了攔截奈米微粒，濾網的孔目只能無限縮小到幾乎不透氣的程度。更別說在台積電或 Intel 的製程工程師眼裡，一般人認為的「乾淨」，在工程師眼裡簡直像沙塵暴一樣。對於線寬僅有 2 奈米或 3 奈米（相當於頭髮直徑萬分之一）的晶片而言，空氣中一顆微小的塵埃，就是一顆足以毀滅世界的隕石。

因此，傳統的過濾思維並非治本之道，我們需要的是原理截然不同的過濾方案。這套技術的雛形，最早可追溯至二戰時期的「曼哈頓計畫」。

HEPA 的前身，誕生於曼哈頓計畫！

1940 年代，製造濃縮鈾是發展原子彈的關鍵。然而，若將排氣直接排向大氣，會導致致命的放射性微粒擴散。負責解決這問題的是 1932 年諾貝爾化學獎得主歐文·朗繆爾（Irving Langmuir），他是薄膜和表面吸附現象的專家。他開發了「絕對過濾器」（Absolute Filter），其內部並非有孔的篩網，而是石綿纖維。

有趣的來了，如果把過濾器放到顯微鏡下，你會發現纖維之間的空隙，其實比某些被攔截的粒子還要大。那為什麼粒子穿不過去呢？這是因為在奈米尺度下，物理規則與宏觀世界完全不同。極微小的粒子在空氣中飛行時，並非走直線，而是會受到空氣分子撞擊，而產生「布朗運動」（Brownian Motion），像個醉漢一樣東倒西歪。

當粒子通過由緻密纖維構成的混亂迷宮時，布朗運動會迫使它們不斷轉彎、移動，最終撞擊到帶有靜電的纖維上。這時，靜電的吸附力會讓纖維就像蜘蛛網般死死黏住微粒。那些狂亂移動的奈米刺客，就這樣被永久禁錮迷宮中。

現在最常見的 HEPA 材料，是硼矽酸鹽玻璃纖維。

現代 HEPA 濾網最常見的核心材料為硼矽酸鹽玻璃纖維。這些玻璃纖維的直徑通常介於 0.5 至 2 微米之間，它們在濾網內隨機交織，像是一座茂密「黑森林」。微粒進入這片森林後，並非僅僅面對一層薄紙，而是得穿越一個具有厚度且排列混亂的纖維層，微粒極有可能在布朗運動的影響下撞擊並黏附在某根玻璃絲上。

除此之外，HEPA 濾網在外觀上還有一個極具辨識度的特徵，那就是像手風琴般的摺紙結構。濾材會被反覆摺疊、摺成手風琴的形狀，中間則用鋁箔或特殊的防潮紙進行結構支撐，目的是增加表面積。這不僅為了捕獲更多微粒，而是要「降低過濾風速」。這聽起來可能有點反直覺：過濾不是越快越好嗎？

其實，這與物理學中的流速控制有關。想像一條水管，如果你捏住出口，水流會變得湍急；若將出口放開並擴大，雖然總出水量不變，但出水處的流速會變得緩慢。對於 HEPA 濾網而言，當表面積越大，單位面積所需承載的空氣量就越少，空氣穿透濾網的速度也就越低。

低流速代表微粒停留在濾網內的時間也更久，增加被捕捉的機會。此外，越大的表面積也為 HEPA 濾網帶來了高「容塵量」，延長了使用壽命，這正是它能夠稱霸空氣清淨領域多年的主因。

然而，即便都叫做 HEPA 高效率空氣微粒子過濾網 (High Efficiency Particulate Air filter)，但每個 HEPA 的成分與結構還是會不一樣。例如 安麗逸新空氣清淨機 SKY ，其標榜「可過濾粒徑最小至 0.0024 微米」的污染物，去除率高達 99.99%。

0.0024 微米是什麼概念？塵蟎、花粉、皮屑或黴菌孢子，大小約在 2 至 200 微米；細懸浮微粒  PM2.5 大小約 2.5 微米，細菌也大概這麼大。最小的其實是粒徑小於 0.1 微米的「超細懸浮微粒」，大多數的病毒（如流感、新冠病毒）都落在此區間。對安麗逸新 的HEPA濾網來說，基本上通通都是可被攔截的榜上名單。

在過敏防護上，它更獲得英國過敏協會（Allergy UK）認證，能有效處理 19 大類、102 種過敏原，濾除空氣中超過 300 種氣態與固態污染物。

然而，同樣的過濾邏輯一旦進入半導體無塵室，就必須換一條更為嚴苛的技術路線。因為硼矽酸鹽玻璃纖維對晶圓來說有個致命傷，就是「硼 (Boron)」。

在半導體製程中，硼是常見的 P 型摻雜物，用來精準改變矽晶圓的電性。如果濾網有任何微小的破損、老化或化學侵蝕，進而釋放出極微量的硼離子，就可能直接污染晶圓，改變其導電特性，導致晶片報廢。

此外，無塵室要求的是比 HEPA 更極致的 ULPA（超低穿透率空氣濾網） 等級的潔淨度。ULPA 的標準通常要求對 0.12 微米 的粒子達到 99.999% 甚至 99.9999% 的超高攔截率。在奈米級的競爭中，任何多穿透的一顆微塵，都代表著一筆不小的經濟損失。

為了解決「硼」的問題並追求極限的過濾效率，材料學家搬出了塑膠界的王者，PTFE 也鐵氟龍。鐵氟龍不僅耐酸鹼、耐腐蝕，還能透過拉伸製成直徑僅 0.05 至 0.1 微米 的極細纖維，其細度遠勝玻璃纖維。雖然 PTFE 耐化學腐蝕，但它既昂貴且物理上也很脆弱，安裝時若不小心稍微觸碰，數萬元的濾網就可能報銷。因此，你只會在晶圓廠而非一般家庭環境看到它。

即便如此，在空氣濾淨系統中，還有一樣是無塵室和你家空氣清淨器上面都有的另一張濾網，就是活性碳濾網。

活性碳如何從物理攔截跨越到分子吸附？

好不容易將微塵擋在門外時，危機卻還沒有解除。因為空氣中還隱藏著另一類更難纏的大魔王：AMC（氣態分子污染物）。

HEPA 或 ULPA 這類物理濾網雖然能攔截固體微粒，但面對氣態分子時，就像是用網球拍想撈起水一樣徒勞。這些氣態分子如同「幽靈」一般，能輕易穿過物理濾網的縫隙，其中包括氮氧化物、二氧化硫，以及來自人體的氨氣與各種揮發性有機物（VOCs）。

為了對付這些幽靈，我們必須在物理防線之外，加裝一道「化學濾網」。

這道防線的核心就是我們熟知的活性碳。但這與烤肉用的木炭不同，這裡使用的是經過特殊改造的「浸漬處理（Impregnation）」活性碳。材料科學家會根據敵人的不同性質，在活性碳上添加不同的化學藥劑：

• 酸鹼中和：對付氮氧化物、二氧化硫等酸性氣體，會在活性碳上添加碳酸鉀、氫氧化鉀等鹼性藥劑，透過酸鹼中和反應將有害氣體轉化為固體鹽類。反之，如果添加了磷酸、檸檬酸等酸性藥劑，就能中和空氣中的氨氣等鹼類。
• 物理吸附與凡德瓦力：對於最麻煩的有機揮發物（VOCs，如甲醛、甲苯），因為它們不具酸鹼性，科學家會精密調控活性碳的孔徑大小，利用龐大的「比表面積」與分子間的吸引力（凡德瓦力），像海綿吸水般將特定的有機分子牢牢鎖在孔隙中。

空氣濾淨的終極邏輯：物理與化學防線的雙重合圍

在晶圓廠這種對空氣品質斤斤計較的極端環境，活性碳的運用並非「亂槍打鳥」，而是一場極其精密的對戰策略。

工程師會根據不同製程區域的空氣分析報告，像玩 RPG 遊戲時根據怪物屬性更換裝備一樣——「打火屬性怪要穿防火裝，打冰屬性則換上防寒裝」。在最關鍵的黃光微影區（Photolithography），晶圓最怕的是人體呼出的氨氣，此時便會配置經過酸性藥劑處理的活性碳進行精準中和；而在蝕刻區（Etching），若偵測到酸性廢氣，則會改用鹼性配方的濾網。這種「對症下藥」的客製化邏輯，是確保晶片良率的唯一準則。

而在你的家中，雖然我們無法像晶圓廠那樣天天進行空氣成分分析，但你的肺部同樣需要這種等級的保護。安麗逸新空氣清淨機 SKY 的設計邏輯，正是將這種工業級的精密防護帶入家庭。它不僅擁有前述的高規 HEPA 濾網，更搭載了獲得美國專利的活性碳氣味濾網。

關於活性碳，科學界有個關鍵指標：「比表面積（Specific Surface Area）」。活性碳的孔隙越多、表面積越大，其吸附能力就越強。逸新氣味濾網選用高品質椰殼製成的活性碳，並經過高溫與蒸氣的特殊活化處理，打造出多孔且極致高密度的結構。

這片濾網內的活性碳配重達 1,020 克，但其展開後的總吸附表面積竟然高達 1,260,000 平方公尺——這是一個令人難以想像的數字，相當於 10.5 個台北大巨蛋 的面積。這種超高的比表面積，是市面上常見濾網的百倍之多。更重要的是，它還添加了雙重觸媒技術，能特別針對甲醛、戴奧辛、臭氧以及各種細微的異味分子進行捕捉。這道專利塗層防線，能將你從裝潢家具散發的有機揮發氣體，或是路邊繁忙車流的廢氣中拯救出來，成為全家人的專屬空氣守護者。

總結來說，無論是造價百億的半導體無塵室，還是守護家人的空氣清淨機，其背後的科學邏輯如出一轍：「物理濾網攔截微粒，化學濾網捕捉氣體」。只有當這兩道防線同時運作，空氣才稱得上是真正的「乾淨」。

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星塵號於1999 年發射升空，飛越彗星，並獲得其塵埃樣本，完成人類史上首次收集彗星物質的任務。

文 / 劉名章、沈君山

西元2006 年1 月15 號洛杉磯時間凌晨兩點鐘，一道人造火球劃過了天際，直抵猶他州沙漠。這時，噴射推進實驗室（Jet Propulsion Lab）和NASA 詹森太空中心（Johnson Space Center）的人員無不歡天喜地，因為他們知道，星塵號回來了！這次返航的成功，給太陽系天文學家與宇宙化學家帶來無比的喜悅。這是人類史上第四次如此靠近彗星本體的任務（ 前三次分別是Giotto ， Deep Space ， Deep Impact），同時這是第一次航程最遠的標本收集任務，也是首次利用世上最輕的固體「氣凝膠」（Aerogel）將彗星塵成功帶回地球供實驗室分析的任務。

太陽系的形成一直以來都是天文學家欲解的謎題。不管是透過望遠鏡觀測其他恆星形成區域，透過動力學模型來模擬太陽系與行星的形成，或是透過隕石的研究，最終的目的就是想要了解太陽系的起源。此處將由隕石的研究切入，然後再導引至我們今天的主題：「星塵」（Stardust）。

先從「老於太陽系顆粒」的研究談起

什麼是presolar grains（老於太陽系顆粒）？顧名思義，字首「pre」代表在某個時間或階段之前，「solar」則是「太陽的」，grain（顆粒）大家都知道，合起來說，就是太陽之前的粒子，翻成白話講則是「老於太陽系的顆粒」。怎麼知道這些顆粒老於太陽系呢？這些顆粒又有什麼重要的地方？其實它們本身就是別的星星（會發光的恆星）所產生的塵埃！

星星在演化的過程中，會透過恆星風或是爆炸的方式將本身物質釋放到星際空間，這些高熱的物質一開始以氣體的形式存在，冷卻之後就會凝結出直徑大約只有數微米或更小的小顆粒；當這些顆粒不小心跑進了正在形成的太陽系，有些被早期太陽系的高溫作用給毀了，有些則運氣很好的躲掉了這些高溫事件而被小行星保存了下來。某天小行星的碎片掉到地上變成隕石，被科學家拿到實驗室用各種物理化學的方法將這些小顆粒分離出來，以便進行各種分析。

這些顆粒是星星所產生的，因此這些顆粒中的每個原子都是從母星球「繼承」下來的。透過這些塵埃，科學家們便可以容易地在實驗室內了解星球內部的元素演化過程。您可能會很好奇，這些顆粒那麼小，要怎麼知道他們到底是太陽系或是外星的產物？這時候就是同位素分析派上用場的時候了。太陽系物體內的同位素成分一般來說算是相當的平均的。也就是說，若我們量測地球上的碳同位素比值（12C ∕13C），所得到的結果一定會很接近太陽系的平均值89 ，最多大概也只會有千分之幾的差距；但老於太陽系顆粒的碳同位素比值卻與太陽系的平均值89 有極大的差距，因此認定這些顆粒未曾參與太陽系形成之初的混合作用。

這些老於太陽系的顆粒裡面的原子，是由別的星球本身元素形成的產物，所以會和太陽系內的平均同位素比值相差甚大，以碳同位素為例，目前已發現的碳化矽（SiC）和石墨顆粒中，其碳同位素比值的分布可以從3 到10 萬！這些實驗室所產生的數值，配合上天文觀測與理論計算，提供了天文學家一個相當好的管道去了解遙遠星球內部的化學演化。

那從這些老於太陽系的顆粒中，我們除了可以回推這些顆粒的來源外，還可學到什麼呢？大家都知道，宇宙中的各種元素是由星星透過核融合或是爆炸所產生的。雖然從1957 年的第一篇元素形成論文開始，至今已有數不盡的理論模型問世，百家爭鳴，好不熱鬧。但是這麼多工作累積起來，可能也無法完全描述與理解大自然的神秘，更無法去驗證模型的真確性。這些小顆粒適時的在這一塊缺口中補上一角，讓科學家們可以在實驗室中，以較天文觀測精密的測量方式，提供遙遠恆星內部元素形成的資料。除此之外，這些小顆粒還可以提供科學家們古老銀河系化學演化、銀河系的年齡、星球周邊塵埃盤的形成和最早期的太陽系天文物理環境的資訊。在此限於主題與篇幅便不多談。

回到太陽系起源的研究

在太陽系中，有八大行星和一堆小型天體；前四顆類地行星，每一個都已經受過或長或短的分異過程與地質作用，現今之結構與組成已經和形成之初大異其趣。對於要了解太陽系的起源，幫助不太大。後四顆類木行星，雖然一般相信它們形成的時間極早，但由於絕大部份是氫氣，氦氣及一些氣體分子所組成，標本收集有相當程度的困難，多以太空船探測任務為主，不僅耗時且所費不貲；再加上這些氣體星球不能完全反應太陽系最初期成份，所以我們需要固體。

加州大學洛杉磯分校的麥克基甘教授（Kevin McKeegan）說的好：固體會記錄而氣體不會。因此現今普遍的宇宙化學研究，多是利用隕石中的同位素與礦物組成，試著了解太陽系形成時，周遭的天文物理環境與太陽星雲的化學組成。只是隕石大多來自於小行星，而小行星本體也或多或少受到了一些後期的變質作用，如撞擊，水與熱作用等等。造成一些最原始的同位素訊號或礦物受到了不同程度的改變。也因此，即使是所謂最原始的隕石，在某種程度上仍然不夠原始，這由隕石中稀有氣體相對於太陽的豐度較低的例子可以為證。

腦筋動到彗星上

既然隕石沒有辦法完完全全的反應太陽星雲最原始的化學成份，那我們還有什麼方法可以試著了解這個問題呢？科學家腦筋於是動到彗星身上。

天文學家普遍認為彗星也是太陽系最初期的產物，很可能跟隕石一樣記錄了太陽系最初的成份；更重要的，彗星被保存在極冷的地方，從彗星離子尾光譜中的分析得知，其相當程度的保留了有機物與揮發物質，所以我們多半相信，彗星所留下來的訊號應該會比隕石更完整，更接近真實。同時彗星內部更有可能保存大量的老於太陽系的顆粒。也因為如此，星塵號任務在90 年代中期，由華盛頓大學天文系布朗李教授（Donald Brownlee）主導之下，開始了整體的計畫與進展。在1999 年的2 月發射升空， 2004 年1 月穿過了「威德二號」彗星（Wild-2）的尾巴收集塵埃，並在2006年的1月返回地球表面，完成了這一段旅程。

或許有人會問，我們了解彗星有什麼好處？除了剛剛上面講的，試著去追溯太陽系最原始的成份，了解太陽系的起源，及尋找老於太陽系的顆粒之外，還有那些問題是可以藉由彗星塵提供一些線索的： 一、行星際空間顆粒（Interplanetary Dust Particles）與彗星塵的關係？二、地球上的水是彗星帶來的嗎？三、生命的起源與彗星的關係？

選定目標

各位也可能會覺得好奇，彗星一大把在天上，為什麼星塵號不去別的彗星而要去威德二號呢？其實很簡單，有三個主要原因：天時，地利與人和。天時與地利指的是，這顆彗星會在適當的時間出現在適當的地點，讓科學家們可以較容易的設計收集塵埃時的太空船路徑與速度。為什麼這很重要？各位可以想像，若在和太空船遭遇時的相對速度太大，塵埃就會直接穿過收集器而帶不回地球了。因此，星塵號幾乎是追著彗星的尾巴，從後面以每秒六公里的速度，將塵埃「抓進」氣凝膠當中。

那人和又是什麼呢？大家都知道，當彗星跑進內太陽系受到太陽加熱後，揮發物質就會因為高溫而逸失；經過多次循環後（>1000 次），彗星最後就不再會有彗尾了。像哈雷彗星，它從第一次被發現到1986年，總共已經進來大約一百次。它的原始成份已受了相當大的改變而不再「新鮮」了。所以，它已無法還原太陽系最原始的成份。而威德二號彗星，在1974 年之前都是屬於木星族彗星（Jovian comet ，指近日點在木星軌道附近），之後受木星重力擾動而改變了它的軌道，近日點內移到火星附近；至今進入內太陽系約五次。也因此這顆彗星從沒有真正的過度靠近太陽而被大量的揮發，其化學組成仍是相對的原始。這對於我們所期待的研究，真是再理想也不過的目標。

如何收集—氣凝膠的妙用

雖然星塵號追在威德二號彗星的尾巴後面，藉此減緩相互之間的相對速度，但星塵號仍承受著將近6倍步槍子彈速度微粒的衝擊。如果採用強硬手段直接將微塵擋住，那麼微塵將因高速的動能轉化為熱而將自身蒸發掉，致使該顆粒改變了外形及化學成份。此時氣凝膠的妙用就出現了。

氣凝膠是一種以矽為主的固體，結構像海綿一樣具有微米等級的多孔性，其中99.8 ％的體積是空的。因此它的密度比玻璃輕1000 倍，同時還具有極低的導熱性及強度頗高的支撐性。當微粒撞上氣凝膠時，借著連續性的撞擊破壞氣凝膠，因而製造出比自身長度長200倍的一條類似紅蘿蔔形狀的破壞軌道。因此熱能被分散在此破壞軌道中，達到減速微粒且不破壞其外形及化學成份的目的。此破壞軌道還有項好處，它明確的指示出微塵停下的位置。否則要在直徑約50 公分大小的收集器內尋找微米大小的顆粒還真是一件困難的工作。

氣凝膠被安置在網球拍形狀的收集器上，因為具有雙面收集微塵的能力，科學家除了利用正面收集彗星微塵外，更利用星塵號在飛行旅途中以反面收集行星際空間的顆粒。由於顆粒都被埋在氣凝膠內，如何分辨何者為彗星微塵，何者為行星際空間的顆粒？解決的方法乃利用破壞軌道行成紅蘿蔔形狀的路徑，因為具有方向性所以可以輕易分辨出來。

跌破專家眼鏡的大發現

就在星塵號安然回到地球的兩天後，收集標本的大鐵罐在詹森太空中心的無塵室被打開，開始作最初期的狀況確認。加州大學洛杉磯分校的麥克基甘教授在現場時的轉述，他說：「這是非常完美的成功！有些彗星塵劃過的軌跡可以用肉眼清楚看到，並且收集到的東西似乎比大家原先預想的要來的多且大。當然，這只是非常非常初步的肉眼確認，我們真正會發現什麼，仍要等待初步檢驗團隊（Preliminary Examination Team,PET）的結果。PET至少需要半年的時間才能完成初步的彗星礦物學分析、氧氮同位素分析、化學組成分析，及紅外光譜學的分析等等。然後我們才能初步的知道這些標本所帶來的資訊」。

首先是礦物學方面。最重要的發現之一為星塵號所收集到的微塵中居然出現高溫環境下形成的礦物（形成溫度約凱氏溫度1300~1400度上下），比如說橄欖石、隕氮鈦石（osbornite; TiN）、輝石與我們在隕石的鈣鋁包裹體（Ca-Al-rich Inclusions）中找到的高溫礦物一樣。這些東西，讓研究太陽系化學的科學家們著實嚇了一大跳。彗星不是在40 天文單位（AU）之外形成的天體嗎？在這麼冷的環境中，應該多以揮發性物質或是低溫物質為主，為什麼會有在高溫下才能形成的礦物存在？小行星和彗星，一個大約在3AU，另一個在40AU以外，為什麼某些彗星塵的礦物組成跟隕石中的鈣鋁包裹體類似？若在這麼大的空間範圍內，找到組成相似的高溫礦物，這似乎代表的是，在太陽系早期必須要有大尺度輻射狀輸送物質的能力（radial transport），其轉移範圍從內太陽系到小行星帶，甚至到外太陽系，才有可能辦到。那這個大尺度輻射狀輸送物質的能力的物理背景是什麼？為什麼可以把小顆粒從內太陽系高溫處搬到3AU 甚至更遠的40AU 以外？

再來是同位素分析方面。PET 的同位素小組，分析了彗星塵中，氫、碳、氮與氧同位素的組成。這些分析，試圖回答下面的幾個問題。第一，彗星是不是主要由老於太陽系的物質組成的？第二，彗星中有多少真正的「星塵」（真正從演化後期的恆星中所形成的）？第三，彗星微塵中的同位素組成，和隕石、行星際空間微粒的關係又是什麼？第四，早期太陽系中的混合作用究竟到什麼程度？

首先是氫同位素方面，被分析的彗星微塵中，基本上沒有太令人印象深刻的成份，其D/H（氘∕氫比值） 落在已知的行星際微塵的D/H 範圍內，類似彗星水分子中的同位素成份，但低於彗星中氰化氫（HCN）的同位素值，更遠較最極端的行星際空間顆粒的比值低上許多。當然， D/H 很容易受到各種不同因素的影響，尤其是這些灰塵是透過撞擊而被氣凝膠抓住，在這個過程中，D/H極有可能產生變化。所以，這些量測到的D/H 可能無法反應威德二號彗星的水分子的同位素成份。

再來是碳與氮同位素，這兩種同位素的量測，主要是要來找尋老於太陽系的顆粒（presolar grains）。這些顆粒，由於是在星球中凝結下來，所以基本上它們保存了原先星球中，元素形成的特徵。而這些特徵和太陽系的平均值相差甚大。以碳同位素來說，太陽系物質的12C ∕ 13C 平均比值是約89 ，若今天發現了一顆微粒，它的12C ∕ 13C 比值約是52 ，那我們可以很篤定的說，這顆微粒絕非在太陽系內形成的顆粒，而是一顆從某個AGB 星球或是紅巨星來的小塵埃！氮同位素也是同樣的道理，只是平均太陽系的比值大約是300上下。所以，若我們發現一顆灰塵，其14N∕13N的比值離300有極大的差距，那我們也可以很肯定，這顆顆粒一定不是太陽系內產生的。

知道了這個前提，我們再回到星塵號的標本上。分析的結果也是讓大家驚訝莫名，PET階段分析氣凝膠中的微塵，居然沒有一顆是老於太陽系的顆粒！幸好，在收集器上的用鋁箔紙包裹住的部份中，在某個撞擊坑洞旁邊找到了一顆老於太陽系的顆粒，可惜的是，這顆小傢伙已被分析光光了，屍骨無存。從這個初步分析，顯示在彗星中（至少是威德二號這顆） 似乎沒有太多老於太陽系的顆粒。但這只是第一步。後續尚有許多標本等待研究，或許會有更多驚奇也說不定。

此外PET 團隊還有一項重大的發現，他們在氣凝膠及支撐框住氣凝膠的鋁芯中發現了氨基乙酸。一開始研究團隊無法排除此氨基乙酸可能來自地球上的污染的想法。此時同位素的功用又出現了，經過進一步的研究他們發現該氨基乙酸的碳具有較多的13C，也就是說其12C∕13C的比值比89 小很多，因此証實此氨基乙酸非太陽系內部的產物。由於筆者對生命科學的涉略不多，因此借用下面兩位專家的發言，來為這項大發現做註腳。

美國航太總署（NASA）的艾西拉博士（Jamie Elsila）說︰「氨基乙酸是具有生命的有機體製造蛋白質的物質之一，同時這是第一次在彗星上找到氨基酸」；「我們的發現支持生命的成份在太空間形成，並借由隕石和彗星的衝擊而傳播到地球的理論」。同時NASA 的主任皮契爾博士（Carl Pilcher）說︰「氨基乙酸在彗星的發現支持了組成生命的基本架構在太空中是隨處可見的想法，並且強化了在宇宙中生命的存在也許是共通的而不是罕見的論述」。

最後是氧同位素。氧是類地行星中最豐富的元素。而每個類地行星（含小行星）的平均氧同位素值都有些微的差異，所以氧同位素基本上可拿來當作這些行星的指紋。但是若把規模放到只有幾個毫米大小，我們會發現，在隕石的鈣鋁包裹體中，不同礦物居然有著不同的異常豐度，彼此間的差異可達到5％！如果是老於太陽系的顆粒，氧同位素的差異甚至可以達到好幾個數量級。星塵號部分微塵在經過初步分析後，具有隕石鈣鋁包裹體類似的礦物組合，同時居然和鈣鋁包裹體有相同的氧同位素成份！這下子不只礦物組成相似，連氧同位素都完全一模一樣。這更加讓我們相信，彗星中的某些小微塵，是和隕石中的某些礦物顆粒是完全相同的。所以，這和前面所寫的相呼應，在太陽系早期勢必要有大尺度輻射狀輸送物質的能力，從內太陽系到小行星帶再到庫伯帶以外，這一連串的巧合才有可能發生。

這些發現，最感到振奮的應該是前清大校長徐暇生院士，中研院李太楓院士，及中研院副研究員尚賢博士。他們在1998 年提出的X-wind 模型，已預測彗星上的物質有可能在礦物相上與同位素比值上的特點與隕石中的部份物質相符。模型中這些高溫顆粒形成在吸積盤的端點，非常靠近原始太陽約0.05AU 距離的地方，後來太陽磁場與吸積盤面的交互作用，產生了兩極噴流和盤面上一股強力的「風」，將這些高溫礦物帶離到小行星帶甚至更遠的庫伯帶，再和其他物質堆積形成小行星或是彗星。

其實，以上所說，都只是星塵號相當初步的一個結果。還有很多尚未被探索的顆粒等待科學家們去了解，不管是礦物學，光譜學，同位素分析，還是其他各種各樣稀奇的方法。在可預期的將來，這些彗星塵仍會繼續送到世界各地的實驗室進行各項研究。在台灣，李太楓院士所領導的團隊，也正在為分析這些標本而磨刀霍霍。希望在不久的將來，台灣也能夠在這個前無古人的實驗室彗星塵分析競賽中打響知名度；也希望到時候我們將能夠回答上面所列出的數個問題，讓我們對太陽系起源有更深一層的了解。

劉名章：任職中研院天文及天文物理研究所

沈君山：任職中研院地球科學研究所

原刊載於《科學月刊》第四十二卷第十一期

一組天文團隊製作一幅銀河系中恆星之間星際介質（interstellar medium，ISM）的分佈圖，並藉此證明一種新的方法—類3維分佈圖（pseudo-3D map），可以發現星際介質的所在地，甚至是它們的組成成分，解開這個懸宕近百年的星塵謎題。

我們的宇宙在恆星間的空間中並不是真空的，而是多多少少有些物質，稱為星際介質。星際介質的組成成分是原子和分子構成的塵埃和氣體。現今的星際介質主要是恆星死亡後遺留的物質，而這些物質又成為建造新一代恆星和行星的材料，循環不已。

有句老話說：「我們都來自星塵（We are all stardust）」，因為組成生命的元素，除了氫和氦之外，其他重元素（或稱金屬元素）幾乎都來自恆星內部的核融合反應，或是大質量恆星死亡時發生的超新星爆炸。但天文學家們迄今尚不清楚恆星們為何會在它們現在所處之地形成。斯洛維尼亞共和國盧布爾雅那大學（University of Ljubljana）Janez Kos等人的新研究，正好提供了有關這個問題的新線索，他們特別關注一種來自星光的神秘特徵—瀰漫星際譜帶（diffuse interstellar bands，DIBS）。

DIBS是一位研究生於1922年拍攝來自遙遠恆星的星光光譜時，無意中發現的暗譜帶特徵。光譜可提供天文學家許多天體訊息，如組成成分、溫度和運動等。1922年的這位研究生發現在他拍攝的光譜影像中有一些暗譜線，顯示星光從恆星表面發出到抵達地球之間的旅途中，曾被星際間的物質吸收掉部分星光，才會產生這些暗譜線。自彼迄今，科學家已經確認了其中400多條這類瀰漫星際譜帶，但卻一直無法得知這些譜線到底是什麼樣的物質造成的、是哪裡的物質造成的。

研究學者曾假設這些吸收譜線是某些又大又複雜的分子造成的，但卻一直沒有實際觀測證據以茲證明。瞭解這種神秘物質的性質對天文學家來說很重要，因為如果可以獲知這些物質的性質，便可透過它們去瞭解恆星之間的空間中有些什麼樣的物理條件和化學作用；而這些細節正是理論上恆星與星系如何形成的關鍵要素。

這幅新製作的銀河系DIB物質類3維分佈圖是23位科學家利用徑向速度實驗（Radial Velocity Experiment，RAVE）蒐集了超過10年的觀測資料嘔心瀝血的成果。RAVE乃是利用位在澳洲的英國史密特望遠鏡（UK Schmidt Telescope）進行的一項計畫，可同時收集約150顆恆星星光的光譜訊息，而今已經累積超過50萬顆恆星的資料。之所以稱為「類3維」，是因為他們採用一種特別的數學演算模式，可以從實際上為2維的分佈資料，再加上垂直維度（第三個維度或距離維度）的狀況來繪製分佈圖。

由於RAVE恆星光譜資料非常龐大，再加上距離的資料，可以瞭解DIBS是在銀河系那個位置產生的，也可以知道這些物質在銀河系中究竟如何分佈。結果顯示可能造成DIBS的複雜分子的分佈狀況，和另一個已知成分的星際介質並不相同；這種已知成分的星際介質是固態的星塵粒子，RAVE也有追蹤觀測這些星塵粒子的分佈狀況，所以可以用來與DIBS分子比較。

雖然取得了有關DIBS之謎的新線索，不過這些科學家希望下一步能利用這項類3維技術，以及更精細的巡天觀測資料，繼續解決DIBS精確位置和構成物質的問題。

資料來源：Dark bands in starlight: New Milky Way maps help solve stubborn interstellar material mystery, 2014.08.14, KLC

本文轉載自網路天文館