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大發現:公民科學家貢獻好眼力 尋得兩顆太陽系外行星

臺北天文館_96
・2011/09/30 ・2012字 ・閱讀時間約 4 分鐘 ・SR值 512 ・六年級

公民科學家萬歲!經由他們的集體努力,克卜勒計畫已經確認又多找到兩顆系外行星!

這兩顆系外行星是「全民一起挺科學 – 行星獵人」(Planet Hunters)專案計畫自從2010年12月開始號召成員以來,結出的第一批初熟果子。這個專案動用到全球公民的眼球勢力,要在克卜勒計畫資料庫中進行挖寶活動,搜尋系外行星。

話說專案啟動當時,還未滿30天,就已傳來發現行星的好消息。如今獲得確認:一共有兩顆所謂的「行星候選人」通過了後續驗證篩選:其中之一屬岩石質地、大小條件等都和地球類似的行星,另一顆則是條件比較接近木星的氣體巨行星。

「行星獵人」專案共同發起人之一,來自耶魯大學的研究員Meg Schwamb發表她的感想說,仔細想想,這樣的經驗其實十分奇妙,坐在自家電腦前,無論何人,竟然都能成為地球上首先抓住銀河系千億顆恒星中一有同伴形影相隨這個事實的第一人,這實在太神奇,太令人感動了。

無論我們從哪個角度取景來看,克卜勒計畫都算是已取得了了不起的大成功 – 到目前為止,經由它提供的偵測資料,已經發現到超過1,200顆「行星候選人」(在克卜勒計劃中,還未經驗證,但有可能會是行星的圖片資料,就被稱為「行星候選人」)。「銀河系除了太陽系以外究竟有多少恒星有行星」是個大家都很想探索的答案,而克卜勒太空觀測站所取得的資料是科學界可以回答這個問題的一處極豐富的寶藏,不過相對的,這也必須耗費來自全球4萬位網民以難得的「好眼力」來幫助天文學家鎖定「哪些恒星有行星」來做分析,帶分析的母體數量不小,總共15萬顆!當然,其中特別要找的,就是環繞著這些恒星做公轉運動,本身條件又很像地球的「類地」行星(Earth-like)。已經找到的1,200顆行星候選人,對我們有什麼意義嗎?事實上,它說明的是一件還沒曝光的大事,沒看到的部分比已經看到的部份更令人引發想像:克卜勒計畫搜集的資料庫裏,恐怕還有更多尚不為人知的鑽石隱匿未現。

科學團隊成員Meg Schwamb還表示,在「行星獵人」計畫啟動以前,「人眼真能勝過機器眼?」這件事其實仍遭到懷疑。機器眼在一步步自動化設定下偵測處理,真的還會有細節遭遺漏,非要靠人眼來抓漏不可嗎?這可沒人說的準。因此,「行星獵人」這個計畫對他們科學團隊來說,可以說其實算是一個帶有「賭賭看」味道的計畫。

不過,如今事實證明,這一把賭注下得很值得,也讓世人都明白,在「辨識不同型態圖案」這個我們覺得超簡單的工作上,唯獨人眼還是「天然的尚好」,雖然,贊助行星獵人計畫的公民科學家並沒有取代「真正的科學家」在研究和分析上的角色,但在搜尋太陽系外行星這個計畫上,眼珠子已經令人刮目相看的取得了一個極有價值的狠角色,也成為後續這個研究計畫上不可或缺的幫手之一。

當我們從圖片上看見某恆星有顆同伴星,但無法確定它是恆星或行星,也不知該圖片所顯示者是雙星系統食(eclipse)或者掩星事件時,科學家就會以偵測繞著恆星運動的天體,其徑向速度有無晃動(wobble)的方式來加以進一步判斷,藉由這個方法,便可得知究竟是恆星或行星。行星獵人計畫如何進行篩選驗證的流程呢?首先,每顆恒星資料都由多組不同的公民科學家把關看守,(事實上,最後得票數最高的這兩顆行星,先前已經通過由多達數十組公民科學家加以辨識的過程,結果一致認定它應該是行星!)然後下一步,行星獵人計畫的科學團隊,再將「公民科學家」完成驗證後、認定「有可能是行星」的前10名最高票的候選人圖片資料,一起轉送給克卜勒團隊,進行第二回合驗證,目的是篩除誤報:譬如它不是掩星現象,而是雙星系統「食」現象等等這一類的誤判;在這個階段以後,10個候選人只剩下兩個,然後,科學團隊再回頭央請Keck天文臺和2MASS(2微米巡天觀測)根據行星候選人的母恒星資料來判斷,這兩顆天體是否真符合行星的資格。

關於這兩顆行星候選人的特徵,目前資料顯示,它們繞著母恆星公轉的週期大約僅只有10到50天。比地球公轉週期的365天短了許多,它們的半徑尺寸則落在2.5倍到8倍於地球半徑的範圍中。雖然其中有一顆可能是一個岩質行星,但可惜它並不座落在所謂的「適居帶」,「適居帶」有個重要的關鍵特色,就是它含有液態水;而液態水,是我們習慣所知的所謂「生命」現象不可或缺的物質。

研究團隊科學家Meg Schwamb說:克卜勒計畫一直傾向將自己定位成是個統計型的巡天觀測任務,換句話說,它們決定「讓數字說話」。若將克卜勒計畫中以機器眼找到的行星候選人或行星獵人所發現的行星候選人加總,其總數量超過1200顆以上;然而這些行星候選人,都因為恆星太微弱,或繞行恆星的行星徑向速度過小,小到世上靈敏度最好的光譜儀都無法成功偵測它們的信號,也就無法進一步證實它們的確是行星。該團隊未來將盡量爭取透過以凱克望遠鏡來測量行星候選人的徑向速度。

最後,這兩位行星候選人的廬山真面目到底是還不是顆行星呢?目前,行星獵人計劃的科學團隊表示 – 高達95%的機會,答案是 – 「yes,安啦,如假包換。」(Lauren 譯)

資料來源:中研院天文網

轉載自台北天文館之網路天文網網站

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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

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

  • 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

延伸閱讀(報導與科普文章)

  1. 本次研究相關
  2. 費米泡泡相關
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EASY天文地科小站_96
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謎樣的「超快自旋小行星」——什麼原因讓它自旋這麼快而不崩解?
科技大觀園_96
・2021/12/23 ・2604字 ・閱讀時間約 5 分鐘

超快自旋小行星的自旋週期小於兩小時。圖/沈佩泠繪

科學家相信,一顆小行星的內部可能是由一堆大大小小的碎片組成,這些碎片靠著彼此的重力聚集成一顆小行星,這就是所謂的「瓦礫堆模型」。瓦礫堆小行星無法自旋太快,如果自旋速度超過一個極限,整顆小行星就會遭受強大的離心力而崩解。瓦礫堆模型可以解釋為什麼小行星有一個自旋週期 2 小時的極限,因為超過這個極限,小行星就會瓦解。 

圖中的黑點是一般小行星,圖中虛線是 2 小時的自旋週期,藍色圓點是超快自旋小行星,它們的自旋週期比一般小行星快,短於 2 小時。圖/章展誥提供

「凡事都有例外」,這句話在小行星的自旋週期上也適用。2002 年,科學家發現一顆特別的小行星,它的長度大約 700 公尺,自旋週期只有半小時!這種小行星被稱為「超快自旋小行星」。這個例外讓天文學家感到困惑,是什麼原因讓它自旋這麼快而不崩解?瓦礫堆模型不適用了嗎?還有其他更多的超快自旋小行星嗎?這些問題就成了章展誥的研究主題。

如何量測小行星的自旋週期?

小行星本身不發光,只會反射太陽光。假設小行星的形狀是長橢圓形,當太陽照射到面積最大那一側,小行星看起來最亮;當太陽照射面積最小那一側,小行星看起來最暗。從小行星的亮度變化就可以知道它的自旋週期。 

從小行星的亮度變化可以推算出它的自旋週期。圖/沈佩泠繪

章展誥於 2011 年取得中央大學天文所博士學位,當時是跟隨高仲明教授研究銀河系結構。畢業後他先留在原團隊做博士後研究,後來轉跟隨葉永烜教授,與美國加州理工學院合作研究小行星的旋轉與結構模型,自此與超快自旋小行星結緣。

為了尋找其他的超快自旋小行星,章展誥利用加州理工學院帕洛馬瞬變工廠(Palomar Transient Factory)的 1.2 公尺廣視野望遠鏡,進行大量小行星自旋週期的測量。2014 年春季,他發現一顆疑似超快自旋小行星,這顆小行星的亮度相當暗,無法確定它是不是真的轉得很快,就像聽音樂時,音量很低,很難聽清楚是哪一首歌;這時如果你有一對大象般巨大的耳朵,就可以把旋律聽得清楚。音樂和光一樣都是一種訊號,章展誥需要大口徑的望遠鏡,進一步確認這顆小行星是不是真的轉得很快。 

加州理工學院帕洛馬瞬變工廠的執行地——帕洛馬天文台。圖/Wikipedia

當時他正在加州理工學院訪問,便與加州理工學院的合作者使用他們的 5 公尺口徑望遠鏡進行自旋週期確認,結果顯示它確實是一顆超快自旋小行星。這顆超快自旋小行星的發現,證實了 2002 年發現的第一顆超快自旋小行星並不孤單,超快自旋小行星是一個族群。 

提到那次經驗,章展誥心中除了喜悅還有震撼,原來美國一流名校是這樣做研究的!取得 5 公尺望遠鏡的使用時間就像是走到對街買杯奶茶一樣容易,資源如此豐富,做研究自然得心應手。

除了轉得快,與其他小行星有什麼不同?

因為超快自旋小行星的相關研究成果,在 2017 年 4 月舉行的「小行星、彗星、流星國際研討會」(Asteroids, Comets, Meteors 2017, ACM 2017)上,國際天文學會(IAU)宣布將編號 10679 的小行星命名為 Chankaochang——章展誥小行星。到 2020 年 3 月為止,已知的超快自旋小行星一共有 26 顆,其中的 23 顆是章展誥的團隊發現的。除了尋找更多超快自旋小行星,章展誥還進一步研究它們的組成和分佈,比較它們與其他小行星有什麼異同。

小行星距離我們那麼遠,天文學家要如何研究小行星的組成呢?假設建築工地裡有三種建材,分別是磚頭、水泥和大理石,如果它們放在手碰不到的距離,要如何分辨?你一定知道從顏色就可以分辨它們的材質,紅色是磚頭,灰色是水泥,白色是大理石。實際上天文學家也用類似的方法,他們用小行星的顏色來分辨它們的組成。章展誥的研究發現,這些超快自旋小行星的組成與一般的小行星並沒有不同。

小行星主要分佈在火星與木星的軌道之間,這些小行星分佈的區域稱為小行星帶。超快自旋小行星在小行星帶的分佈位置有什麼特別的地方嗎?它們比較靠近火星或木星?章展誥發現超快自旋小行星分佈的位置並不特別,與其他小行星分佈的位置很相似。

超快自旋小行星除了自旋得超快,它們的組成與分佈跟其他小行星並沒有什麼不同。至於為什麼它們可以轉得超快而不裂解,目前仍是未解之謎,期待未來章展誥能夠解開謎團,告訴我們答案。 

章展誥目前是中央大學天文所的助理研究學者。圖/章展誥提供

從星團到小行星 章展誥繞著天文轉

章展誥大學是念中央大學物理系,修過普通天文學後,覺得天文容易上手,後來進入天文所蔡文祥教授的研究室做暑期學生,開始他的天文研究之路。當時的時空背景,大多數的大學生畢業後都會選擇念碩士班,章展誥覺得天文比較親近,所以選擇報考天文所。考上中央大學天文所,繼續跟隨蔡文祥教授研究球狀星團。

碩士班畢業後,章展誥到成功大學物理系許瑞榮教授實驗室協助研究紅色精靈,紅色精靈是一種高空閃電現象,他參與的團隊很幸運地拍到紅色精靈,這是臺灣首次記錄這種特殊、罕見的現象。

離開成大後,章展誥曾經到科技業工作,後來覺得不同部門之間,對解決問題方式存在很大的差異,因此在一年後離開企業界,回到中央大學擔任高仲明教授的研究助理,工作是用大量的天文數據和影像建構虛擬天文台。處理大數據的經驗,讓他可以幫助學弟解決研究上的問題,這讓章展誥興起攻讀博士的念頭。於是在 2006 年,他進入中央大學天文所博士班就讀,研究銀河系;博士後一直到現在,則聚焦在小行星。

從球狀星團、紅色精靈、虛擬天文台、銀河系到小行星,章展誥跨足天文、太空多個研究領域,至於未來,且讓我們拭目以待!

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大麥哲倫星系觸發,銀河系部分結構的反應運動
臺北天文館_96
・2021/02/22 ・3126字 ・閱讀時間約 6 分鐘 ・SR值 608 ・十年級

  • 本文轉載自臺北天文館,《臺北星空》第 99 期
  • 文/美國夏威夷大學天文研究所 泛星計畫博士後研究員|林建爭
  • 校稿/美國夏威夷 專案文物修復師|王品方

來自愛丁堡大學的天文學家 Michael S .Petersen 與 Jorge Peñarrubia 近期在自然 (Nature) 期刊中,針對銀河系與大麥哲倫星系 (The Large Magellanic Cloud) 的交互運動,有了新的發現。這份最新的研究指出受到大麥哲倫星系重力場的影響,銀河盤面發生偏移,透過測量銀暈(銀河系的主要部分向外延伸,大致成球形的結構)上不同類型恆星的運動,發現銀河盤面正朝著大麥哲倫星系過往的軌跡方向移動,這個觀測結果與數值模擬的模型相符。

銀河系最大的衛星星系——大麥哲倫星系

大麥哲倫星系是銀河系最大的衛星星系,其質量超過銀河系的十分之一,近期觀測發現,它正以高達每秒 327 公里的速度從銀河系旁通過,離銀河系中心距離僅約 16 萬光年(註:銀河半徑約 5 萬光年),是最接近銀河系的。這樣規模的衛星星系在如此近的距離下高速經過銀河系帶來重力場的變化,使銀河盤面相對於質量中心產生偏移,然而銀暈與盤面受到衛星星系重力牽引的影響不同,位於銀暈越外圍的恆星需要較長的時間尺度才能將重力場的變化反應在運動軌跡上。

當一個外力突然進入一穩定旋轉的慣性系統,如同用手去觸碰正在旋轉的陀螺會使它產生偏移,銀河盤面因大麥哲倫重力場影響而會發生偏移且朝某一方向移動,銀暈的運動軌跡也會出現變化以維持動態平衡,這個銀暈因受盤面偏移而產生的運動改變稱作反應運動 (reflex motion)。

銀暈模擬圖。圖/Wikipedia

其實反應運動的測量在恆星尺度上也被拿來當作尋找系外行星的工具之一,如圖 1 所示,反應運動主要與系統中質點的質量比有關,舉例來說,一個質量越大的行星繞著母恆星旋轉,母恆星的反應運動越大(繞系統質心的旋轉半徑越大);因此,天文學家們可藉由觀測恆星的反應運動來發現周圍的未知行星,隨著觀測技術的進步,可以偵測到的自行運動越來越小,距離量測也越趨準確,未來藉由反應運動的測量將有機會發現更小質量的系外行星。

圖1. 系外行星系統。母恆星受到系外行星重力場影響而有些微偏移質量中心的圓周運動,紅色圈是母恆星的軌道,藍色圈是系外行星軌道,此系外行星系統質量中心在正中央。由於系外行星與母恆星亮度對比太大不易直接觀測,因此藉由精確測量母恆星的反應運動,可以間接推測此系統是否有行星的存在。模擬動畫/Movie of a star’s reflex motion
圖2. 銀河系與大麥哲倫星系交互運動模擬截圖。紅色是大麥哲倫星系及其軌跡,藍色是銀河系盤面受到大麥哲倫星系重力場影響的軌跡,銀河系盤面正朝大麥哲倫星系過去的移動軌跡移動。圖/The Milky Way in disequilibrium | Nature Portfolio Astronomy Community

那如何藉由反應運動的測量來分析銀河盤面與大麥哲倫星系的交互運動呢?天文學家 Petersen 等人利用銀暈上的 K 型巨星 (K Giants)、藍水平分支星 (Blue Horizontal Branchs) 和衛星星系來分析銀河盤面的移動速度。這三個分類中,資料樣本數量龐大的亮星來源 K 型巨星,擁有較精確的自行運動測量數值,有助於將盤面移動速度限縮在較小的範圍內,如圖 3 紅色區域所示。

圖3. 銀河系盤面運動方向投影圖。陰影輪廓由淺至深分別表示 67%、90%和 95%銀河盤面運動方向的機率,不同顏色表示不同星體推估出來的機率分佈,淺灰色是綜合統計結果、紅色是 K 型巨星 (K Giants)、藍色是藍水平分支星 (Blue Horizontal Branchs)、橘色是衛星星系 (Satellites)。黑白背景是 Pan-STARRS DR1 和 Gaia DR2 的RR天琴變星的密度分佈圖。LMC是大麥哲倫星系,周圍兩個質量較小的衛星星系分別是:小麥哲倫星系 (SMC) 和人馬座矮星系 (Sgr) ,白色虛線表示大麥哲倫星系過去的運動軌跡。圖/Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall

綜合分析三類不同來源恆星的觀測資料後,Petersen 等人發現目前銀河盤面正以相對於外圍銀暈(離銀河中心 13-39 萬光年範圍)約每秒 32 公里的速度,朝向大麥哲倫星系早期通過銀河系的軌跡方向移動,而不是朝向大麥哲倫星系當前的位置移動,如圖 2 的模擬圖以及圖 3 觀測資料的結果所示。這樣的現象主要是因為大麥哲倫星系移動的速度太快,使得銀河盤面在重力牽引導致的位移上發生延遲,這個觀測結果與數值模擬銀河系與大麥哲倫星系的交互運動模型一致。

Petersen等人透過六項恆星參數的測量,包含有距離 (heliocentric distances)、銀河座標 (Galactocentric coordinates)、自行運動 (proper motion) 與視向速度 (line-of-sight velocities),估算出銀暈上恆星的反應運動;這個觀測結果說明了在模擬銀河系的動態模型時,大麥哲倫星系接近銀河系時所帶來的重力擾動是不可忽略的。此外,在觀測銀暈上的恆星時所使用的參考座標系,也必須針對銀河盤面產生的反應運動進行校正。

研究人員更進一步地利用貝氏擬合 (Bayesian-fitting) 的技術(註:將模型參數看成隨機變量,利用馬可夫鍊蒙地卡羅法來估算出模型參數的一種統計解法)來測試目前銀河系與大麥哲倫星系的數值模型,發現從銀河系現有的反應運動所對應到的是一個較大質量的大麥哲倫星系,這個結果暗示著大麥哲倫星系在接近時可能伴隨著帶有暗物質的星系暈。他們認為未來光譜觀測的巡天計畫與 Gaia 資料的公開,將有助於更精確的模擬大麥哲倫星系通過銀河系時的軌跡,甚至有機會進一步了解暗物質在銀河系與大麥哲倫星系中的分佈與結構。

更加精準的測量數據 揭開星系間的奧秘

這項研究結果也指出,我們不能單純的將銀河系當是做一個動態平衡系統。觀測者需要校正重力擾動對盤面質心位移所產生的非慣性效應;儘管我們目前已針對太陽的反應運動進行校正,但銀河盤面與其他星系的動力學研究,如大麥哲倫星系造成銀河系的反應運動,仍不可忽略。

總和來說,這份研究探討了位於銀暈外圍(半徑大於 13 萬光年)的恆星運動因銀河盤面位移而產生反應運動,位於較小半徑內,反應運動的程度幾乎可以忽略。此外,這份研究也指出,受到銀河系和大麥哲倫星系相互重力牽引的影響,這兩星系間的系統位能也隨著時間變化,若我們能更了解這部分動態的能量轉移,許多問題將有望被一一解開,例如大麥哲倫星系的接近軌跡與暗物質如何影響其路徑?大麥哲倫會在接近銀河系時因潮汐力而流失其暗物質嗎?這些暗物質又會往何處去呢?

隨著近期 Gaia 資料的公開,在自行運動上有更大範圍且準確的測量,綜合一些大型望遠鏡的光譜巡天計畫,例如 LAMOST、4MOST 及 VLT-MOONS,銀暈上恆星的視向速度測量資料將會更加準確,也有助於我們了解大麥哲倫星系接近銀河系的軌跡與其潮汐碎片 (tidal debries) 的位置。於此,在接下來的幾十年中,我們將有機會一揭銀河系與星系周圍動態運動的神秘面紗。

大小麥哲倫星系。圖/林建爭

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