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新視野號發現冥王星表面有霾和流冰

臺北天文館_96
・2015/08/01 ・1421字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 535 ・七年級

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

科學家從新視野號(New Horizons)觀測最新資料發現冥王星表面有流冰(flowing ice),還意外發現有層擴散瀰漫的霾(haze)。結合前幾天公佈的奇特化學反應、山脈山脊和遍佈行星表面的霾,再再都顯示冥王星表面地質極其多樣化,讓科學家不禁驚嘆這是個「充滿驚奇的冰世界」。

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新視野號從冥王星背對太陽的方向拍下這張光環的照片,光環的部分是由冥王星的大氣層所造成的,新視野號在距離冥王星約兩百萬公里的地方拍下這張照片,推測冥王星的大氣層結構約為20公里。 來源:NASA

在新視野號在接近冥王星後約7小時,新視野號上的長程勘測相機(Long Range Reconnaissance Imager,LORRI)回頭捕捉陽光穿透冥王星大氣的影像,發現冥王星外籠罩了一層霾,厚度大概是從表面向上延伸至130公里高之處。初步分析結果顯示:霾主要集中在明顯不同的兩層中,其中一層約在距地表大概80公里高的位置,另一層則在約50公里高之處。

「當我看到這個第一幅古柏帶天體(Kuiper Belt,指海王星軌道以外的小行星帶,含冥王星〉的大氣影像時,我驚訝得下巴都要掉到地上了。」新視野號首席研究員阿倫‧史騰〈Alan Stern〉表示:「這幅影像不僅提醒我們這些太空任務能給我們帶來多少不可思議的發現,還提醒我們這個宇宙還有多少不可思議的美麗境界。」

在這幅影像中偵測到的霾,是製造出冥王星表面複雜碳氫化合物,並使冥王星表面呈現紅色調的關鍵要素。由理論模型顯示:霾的形成,是陽光中的紫外線使冥王星大氣中的甲烷(methane)氣體粒子分解的結果。甲烷是一種簡單型態的碳氫化合物。而甲烷的分解會觸發複雜一點的碳氫化合物氣體的形成,如乙烯 (ethylene)和乙炔(acetylene)等,新視野號在冥王星大氣中已確定發現這兩種碳氫化合物的存在。

當這些碳氫化合物降落至大氣低一點、冷一點的部分時,會凝華成冰粒而形成霾。太陽紫外光會將這些霾轉變成托林(tholin),這是一種沒有一定化學分子式的碳氫化合物分子,顏色偏紅棕等暗色。當它落在冥王星表面時,會使冥王星表面冷卻。由於霾大約是在距冥王星表面約30公里的高處形成,這表示科,學家先前所估算冥王星表面溫度可能稍微偏高了。

除了霾之外,LORRI影像中也提供證據顯示冥王星表面有奇特的「流冰」現象,其成因可能是冥王星近期發生的地質活動。這是科學家們原本抱持期望,卻沒料到真的可以看到的新發現。

影像顯示,在冥王星表面被命名為湯博區(Tombaugh Regio)的心形區塊西半邊,有個約德州大小、被暱稱為史波尼克高原(Sputnik Planum)的地方,科學家發現此處的冰層明顯地有流動過,而且很可能還在持續進行中,如同地球上的冰河。過去只有在地球和火星表面上看過這類地質活動,所以當科學家看到這些的景象,簡直就像中了大獎般的樂不可支。

此外,根據新視野號上的拉夫儀器〈Ralph instrument〉所偵測的化學組成資料,史波尼克高原富含氮、一氧化碳和甲烷冰。在冥王星表面溫度低達攝氏零下230度的溫度 下,這些冰能如同冰河一般流動。而在湯博區最南邊、靠近黑暗赤道區、滿佈坑洞的地層,似乎都已經被這些新形成的沈積冰層侵入。

本影片中模擬了新視野號飛掠史波尼克高原,以及新發現、被暱稱為希拉蕊山(Hillary Montes)的動畫。

新視野號目前位在冥王星軌道外約1220萬公里遠處,持續向外朝古柏帶深處飛去,預計至2016年底都還可以將資料傳送回地球。

本文轉載自網路天文館

資料來源:NASA’s New Horizons Team Finds Haze, Flowing Ice on Pluto, 2015.07.25, KLC

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看不見的歐若拉——物理學家解釋火星上極光的成因
Ash_96
・2022/07/05 ・4548字 ・閱讀時間約 9 分鐘

極光。圖/envato elements

形成極光的要素有三,其中之一就是磁場。地球具有覆蓋全球的磁場,可以在兩極地區生成北極光和南極光;然而,火星沒有覆蓋全球的磁場,因此火星上的極光並非出現在兩極,只能在特定區域生成。

近期,愛荷華大學領導的研究團隊,根據美國航空暨太空總署(NASA)火星大氣與揮發物演化任務(MAVEN)探測器的數據,確認了火星離散極光是由太陽風和火星南半球地殼上空殘存的磁場相互作用所生成

極光三要素:大氣、磁場、高能帶電粒子

在介紹火星前,讓我們先把鏡頭轉到地球,談談地球上的極光在哪裡形成,以及如何形成。

地球極光出現的區域稱為極光橢圓區(auroral oval),涵蓋北極與南極地區,但並非以兩極為中心;換句話說,極光橢圓區也涵蓋了極圈以外的部分高緯度地區。另外,極光橢圓區的寬度與延伸範圍,會隨著太陽黑子 11 年的循環週期而變動。

當太陽風和地球磁層的高能帶電粒子被地球磁場牽引,沿著磁力線加速往高緯度地區移動,最後和大氣中的原子碰撞時,就會形成多采多姿的極光。

綜合以上所述,可以得知極光的三個要素是:大氣、磁場、高能帶電粒子。

地球上這些「指引我們美妙未來的魔幻極光」,若屬於可見光波段,就能用肉眼觀測,並以相機記錄這夢幻舞動的光線。

極光橢圓區與地理北極、地磁北極相對位置圖。其中紅色實線表示極圈範圍,綠色區域則為極光橢圓區。圖/National Park Service

火星的大氣層、磁場以及離散極光

在介紹離散極光之前,得先介紹它的幕後推手——行星際磁場(Interplanetary Magnetic Field,IMF)。IMF就是太陽風產生的磁場,在行星際空間主導著太陽系系統內的太空天氣變化,並阻擋來自星際間的高能粒子轟擊。

那麼 IMF 是如何產生的呢?當太陽風的高能帶電粒子從太陽表面向外傳播,會同時拖曳太陽的磁力線一起離開;太陽一邊自轉一邊拋射這些粒子,讓延伸的磁力線在黃道面上形成了螺旋型態的磁場。

以蛋糕裝飾來說明的話,太陽就像是在轉盤上的蛋糕,太陽風粒子就是擠花裝飾;而當蛋糕一邊以固定速度自轉,擠花逐漸向外擴散的同時,就會在蛋糕產生螺旋狀的軌跡。

因為太陽一邊自轉,一邊拋射太陽風的關係,IMF的磁力線會扭曲呈現如圖的螺旋狀。圖/維基百科
蛋糕的螺旋狀擠花。影片/Youyube

對太陽風和 IMF 有基本認識之後,讓我們把鏡頭轉向火星,談談火星的大氣層和磁層和地球有什麼不同。

相較地球來說,火星的大氣層非常稀薄。這是因為太陽風的高能粒子轟擊火星大氣層,強大的能量將大氣層的中性原子解離為離子態,導致大氣層的散失;該過程稱作濺射(sputtering),發生在火星大氣層的濺射主要透過兩種方式達成—–第一,在 IMF 的作用之下,部分的離子會環繞磁力線運動,隨著 IMF 移動而被帶離火星;另外一部份的離子則像撞球一般,撞擊其他位於火星大氣層頂端的中性原子,引發連鎖的解離反應。 

MAVEN 任務的領銜研究員 Bruce Jakosky 說明,根據團隊研究的成果,太陽風的濺射效應會將火星大氣層中的惰性氣體氬解離,並將這些氬離子從大氣層中剝離。火星大氣層內氬的同位素(質子數相同,但是質量不同的元素)以氬-38 以及氬-36 為主,後者因為質量較小而較容易發生濺射。

藉由氬- 38 和氬-36 的佔比,Jakosky 的團隊推估火星約有 65% 的氬已經散逸至外太空。基於該研究結果還可以推算出火星大氣層中其他氣體的散逸情形;其中又以二氧化碳為焦點,畢竟行星需要足夠的溫度才能維持液態水的存在,而二氧化碳在溫室效應有很大的貢獻。

火星的大氣層因為太陽風的濺射效應逐漸被剝離。圖/NASA

接著,讓我們一探究竟火星磁場與地球有何不同。地球能形成全球磁場的奧秘是什麼呢?這要先從行星發電機理論開始說起,該理論指出行星要維持穩定的磁場有三個要件——導電流體、驅動導電流體運動的能量來源、科氏力。

以地球為例,地核內部保留了地球形成初始的熱能,約有 4000°C 至 6000°C 的高溫。位於地核底層的高溫液態鐵,因為密度下降而上升至地核頂端,接觸到地函時,這些液體會喪失部分熱能而冷卻,因為溫度比周圍環境低,密度變高而下沉;如此不斷的熱對流循環下,讓帶有磁力的流體不斷運動,進而形成電磁感應。另外,科氏力的作用讓地球內部湧升的流體偏向,產生螺旋狀的流動效果,有如電流通過螺旋線圈移動的效果。

在火星所發現的地殼岩石證據顯示,火星在數十億年前曾經和地球一樣具有全球的磁場。科學家對火星磁場消失的原因還不是很清楚,其中一種假說認為可能跟火星質量較小有關,在火星形成之初散熱較快,造成火星外核液態鐵短時間內就凝固,無法像地球一樣,保留高溫地核使液態的鐵和鎳因為密度的變化,不斷從地核深處上升至地函,再冷卻下降,持續進行熱對流。

火星地核內部缺乏驅動導電流體的原動力,導致火星內部的發電機幾乎停止運轉,無法形成全球的磁場。話雖如此,火星仍然具備小區塊的磁場,主要分布在火星南半球留有殘存磁性的地殼上空。

行星發電機理論中科氏力影響行星地核內熱對流的導電流體偏向。圖/Wikipedia

磁層與大氣層相互依存,火星在太陽風不斷吹襲之下,大氣層愈趨稀薄;火星內部又缺乏發電機的動力,無法形成完整的磁層。火星缺乏厚實的大氣層保護,就難以阻擋外太空隕石的猛烈攻勢,因此如今呈現貧瘠乾燥又坑坑疤疤的外貌。

既然這樣,看似缺乏極光形成要素的火星,又是如何形成極光的呢?

雖然火星沒有覆蓋全球的磁層作為保護,但火星南半球仍帶有區域性的磁場。在那裡,磁性地殼形成的殘存磁場與太陽風交互作用,滿足了極光生成的條件。這種極光被稱為「離散極光」,與地球上常見的極光不同,有些發生在人眼看不見的波段(比如紫外線),所以也更加提升了觀測難度。

那麼,研究團隊是怎麼發現這種紫外線離散極光的呢?那就是藉由文章首段提到的 MAVEN 探測器所搭載的紫外成像光譜儀(Imaging Ultraviolet Spectrograph,IUVS)!

該團隊的成員 Zachary Girazian 是一位天文及物理學家,他解釋了太陽風如何影響火星上的極光。

火星離散極光的發現

研究團隊根據火星上離散極光的觀測結果,比較以下數據之間的關係——太陽風的動態壓力、行星際磁場(IMF)強度、時鐘角和錐角[註 1] 以及火星上極光的紫外線,發現在磁場較強的地殼區域內,極光的發生率主要取決於太陽風磁場的方向;反之,區域外的極光發生率則與太陽風動壓(Solar Wind Dynamic Pressure)關聯較高,但是太陽風動壓的高低則與極光亮度幾乎無關。

N. M. Schneider 與團隊曾在 2021 年的研究發表提到,在火星南緯 30 度至 60 度之間、東經 150 度至 210 度之間的矩形範圍內,當 IMF 的時鐘角呈現負值,如果正逢火星的傍晚時刻,較容易觀測到離散極光;也就是說在火星上符合前述的環境條件很可能有利於磁重聯(Magnetic Reconnection)——意即磁場斷開重新連接後,剩餘的磁場能量就會轉化為其他形式的能量(如動能、熱能等)加以釋放,例如極光就是磁重聯效應的美麗產物。

未來研究方向:移居火星

因為火星上離散極光的生成與殘存的磁層有關,而磁層又關乎大氣的保存。所以觀測離散極光的數據資料,也能作為後續追蹤火星大氣層逸散情形的一個新指標。愛荷華大學的研究成果,主要在兩個方面有極大的進展——太陽風如何在缺乏全球磁層覆蓋的行星生成極光;以及離散極光在不同的環境條件的成因。

人類一直以來懷抱著移居外太空的夢想,火星是目前人類圓夢的最佳選擇;但是在執行火星移民計畫之前,火星不斷逸散的大氣層是首要解決的課題。缺乏覆蓋全球的大氣層保護,生物將難以在貧瘠的土壤存活。或許透過火星上極光觀測的研究成果,科學家們將發掘新的突破點;期許在不久的將來,我們能找到火星適居的鑰匙。

  • 註1:IMF 的時鐘角(Clock Angle)與錐角(Cone Angle)

如何判定 IMF 的角度呢?因為磁場空間是立體的關係,我們測量 IMF 方向切線與 X、Y、Z 軸之間的夾角——也就是運用空間向量的概念,來衡量 IMF 的角度。時鐘角是指 Y、Z 軸平面上,IMF 方向與 Z 軸的夾角;而錐角則是在 X、Y 平面上,IMF 方向與 X 軸之間的夾角。

IMF 時鐘角和錐角示意圖。圖/ResearchGate

參考資料

  1. Science Daily. Physicists explain how type of aurora on Mars is formed.
  2. Z. Girazian, N. M. Schneider, Z. Milby, X. Fang, J. Halekas, T. Weber, S. K. Jain, J.-C. Gérard, L. Soret, J. Deighan, C. O. Lee. Discrete Aurora at Mars: Dependence on Upstream Solar Wind Conditions. Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume 127, Issue 4.
  3. Michelle Starr. Mars Has Auroras Without a Global Magnetic Field, And We Finally Know How. ScienceAlert.
  4. Michelle Starr. For The First Time, Physicists Have Confirmed The Enigmatic Waves That Cause Auroras. ScienceAlert.
  5. Southwest Research Institute. SwRI Scientists Map Magnetic Reconnection In Earth’s Magnetotail.
  6. 呂凌霄。太空教室學習資料庫
  7. 頭條匯。火星上的「離散極光」是如何形成的?物理學家有新發現,帶你揭秘
  8. Wilson Cheung。【北極物語】承載北極文化──極光。綠色和平
  9. 大紀元。火星上的極光是如何形成的? 科學家解謎
  10. BBC News 中文。北極光:美國科學家首次在實驗室驗證北極光產生原理
  11. 明日科學。科學團隊藉由 NASA 的太空船所收集的資料得知火星大氣層的流失可能肇因於強烈的太陽風
  12. 台北天文館。NASA 首次繪製火星周圍電流分布圖,證實火星有磁場。科技新報。
  13. 交通部中央氣象局太空天氣作業辦公室。太空天氣問答集
  14. Denise Chow. In an ultraviolet glow, auroras on Mars spotted by UAE orbiter. NBC News.
  15. NASA. NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere.
  16. NASA Goddard. NASA | Mars Atmosphere Loss: Sputtering.
Ash_96
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外交系畢業,很多人看成外文(是不是又回頭看一次? ) 常常在外向與保守的極端之間擺盪;借用朋友說的詞彙,我屬於營業式外向。 喜歡踩點甜點店和咖啡廳,大概是嚮往那種文青都會女子的感覺,或是純粹愛吃。 喜歡k-pop ,跳舞的時候會自動設定為開演唱會模式,自我催眠現在我最帥。

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旋轉、跳躍、冥王星他閉著眼,遊走在混亂邊緣?!
全國大學天文社聯盟
・2022/06/29 ・3745字 ・閱讀時間約 7 分鐘

國小高年級科普文,素養閱讀就從今天就開始!!

  • 作者/語星葉,與一隻米克斯黑狗簡單地生活在新竹,正在努力成為天文學家。

在浩瀚的太陽系裡,冥王星一直是個迷人又「謎人」的存在。關於冥王星精彩的故事很多:1930年被鍥而不捨的天文台助理發現、2006年被從行星殿堂「降級」為矮行星、2014年新視野號成功飛掠並帶來無數珍貴的照片與科學資料……如今關於冥王星的新研究又帶來驚喜──或該說是驚嚇?

新視野號拍下的冥王星。圖/NASA

冥王星與海王星的「雙星共舞」

冥王星是第一顆被人類發現的「海王星外天體(Trans-Neptunian object, TNO)」。如今我們已知海王星軌道外有數百顆這類的天體,並且數量還在增加中。這類天體雖繞行著太陽,但其軌道週期之大,宛如被太陽遺忘在邊疆的散兵。有些 TNO 還長得奇形怪狀,例如妊神星(Haumea)雖然有 1/3 個冥王星的質量,但其外型不是球型,而是一顆橢球,且其長軸比短軸長了一倍!

大型的海王星外天體(TNO)體積對照圖。圖/Wikimedia Commons

上圖最左上角是冥王星系統,其中最大的衛星凱倫(Charon)甚至大到使這個雙體系統的重心在冥王星之外,因此也稱冥王星是個雙(矮行)星系統。而妊神星(Haumea)則硬生生長成恐龍蛋形狀,因其自轉一圈只花 4 小時,這樣的高自轉速度使它無法成球體。值得一提的是,已知的 TNO 體積都小於月球。

冥王星本身更是有許多有趣的現象。冥王星的軌道偏心率高,呈橢圓狀,而且軌道平面是傾斜的,跟太陽系盤面差了 17 度角(見下圖)。除此之外,冥王星跟海王星的關係可謂糾葛難分──冥王星的軌道跟海王星有些微交錯,即某些時候冥王星會轉到海王星軌道的內側,此時冥王星比海王星離太陽更近!這樣難道兩顆星不會因為太過靠近,而使彼此的軌道不穩定嗎?天文學家發現,冥王星與海王星的軌道呈和諧的共振關係,兩顆星就像在跳方塊舞,互相受彼此的重力牽連著、卻不會因距離太近而打破軌道的平衡。

這兩顆星的和諧軌道共振有兩個要素:首先,冥王星跟海王星的軌道週期呈現近乎 3:2 的比例,且當冥王星在近日點時,海王星大約在與其軌道長軸呈垂直的位置。更精確地說,冥王星的近日點位置是會浮動的,在天體力學中稱為冥王星近日點的天平動(Libration,指的是天體軌道角度的週期性震盪)。

若由上往下看太陽系盤面,冥王星的近日點天平動會與海王星軌道保持上述的關係,因而不會與海王星太過接近。另一個要素則是軌道傾角方向的天平動。由於先前提到的軌道傾斜,冥王星的近日點能保持在遠高於海王星軌道平面的位置,因此更加確保兩顆星不會相遇

上圖為冥王星軌道與八大行星軌道對照圖。截圖自The Sky Map | 3D Solar System Simulator
有興趣的讀者可以上這個網站,搜尋 Pluto 並勾選 animate ,調整合適的時距,便可以隨心所欲從任意角度觀察冥王星與八大行星的軌道運動。只是 3D 模擬運算量大,網站頗容易當哈哈……

你以為天體運行繞一圈就結束了嗎?讓影片畫給你看

其實天體力學的軌道計算非常的複雜。連結是神人用 Python 寫的開源模擬所繪製的影片。前半段影片顯示的是冥王星與海王星的軌道共振狀態,冥王星以紅色標示,海王星以藍色標示,坐標系則隨著海王星一起公轉;後半段影片展示一個無軌道共振的系統作為對照,冥王星質量的天體以綠色表示。

影片中,左上圖是從上往下看太陽系盤面,可以看見海王星的位置其實有微小的變化,這是因為海王星的軌道並非正圓;而冥王星的軌跡則顯示出上下兩個對稱的弧線,這是近日點的位置,可以發現平均下來近日點跟太陽的連線,的確跟海王星位置跟太陽的連線是垂直的,還可以觀察到近日點天平動的幅度。

下方兩張圖則是從側面看太陽系(平行於太陽系盤面看過去),可以看出兩側高凸的近日點位置的確遠高出黃道面(z=0)。這個模擬的時長為 2 萬年,冥王星約繞行太陽 80 圈,可以看見其軌跡是有跡可循的;相對的,影片後半沒有軌道共振的對照組,其近日點在這兩萬年內不斷地漂泊,繞行軌跡也相當混亂無序。

上述的模擬只考慮了太陽、海王星與冥王星的三體運動(雖然已經極為複雜了),那麼其他已知的氣體行星,會不會對冥王星軌道造成微小的擾動呢?欸嘿, N-body simulation 出場了!(筆者表示害怕)

天體間精巧的運行,就像宇宙中迷人的舞步。 圖/envato

天體力學下的平衡

美國亞利桑那大學的天文學家 Malhotra 與日本國立天文台的 Ito 研究員,在他們的模擬中考慮了太陽以及所有氣體巨行星──木星、土星、天王星與海王星──對冥王星的重力作用,並且把模擬時長拉長到50億年(上述 Python 模擬的 16 萬倍),也就是預期太陽剩餘的壽命。他們想嘗試回答,在太陽穩定照亮世間的漫漫時光裡,像冥王星這樣軌道如此精巧的天體,究竟是否能長久和海王星跳著方塊舞呢?

在模擬中,他們分別測試了不同的行星組合,以判斷各巨行星對冥王星軌道的影響。一如過去所知,模擬結果顯示了海王星的重力主導了冥王星近日點在平行太陽系盤面方向的天平動,也就是保持著 3/2 的和諧共振。然而,對於軌道傾角方向的天平動,海王星並未握有太大實權。拉長時間來看,冥王星近日點的天平動無論在平行盤面、軌道傾角兩個方向上,對巨行星們的一舉一動都頗為敏感。巨行星們的重力作用會使冥王星軌道產生微擾(Perturbation),使冥王星軌道產生天平動,只要天平動限縮在穩定的範圍內,就不用擔心冥王星會被耍得團團轉。

令人驚訝的是,根據模擬結果,他們發現在平行盤面的方向上,天王星竟在破壞冥王星的軌道穩定!不過別擔心,這個軌道穩定破壞者正被木星和土星給鎮壓著──在不含天王星的模型中,冥王星平行盤面的天平動和實際情況相去不遠,然而在移除木星和土星、只考慮天王星及海王星的模型裡,冥王星軌道只能在千萬年之內保持穩定。然而在軌道傾角方向上,天王星又有其貢獻,因為只有在考慮所有巨行星的模型裡,此方向的天平動才是與現實相符且長久穩定的

因此,在維護冥王星精密的軌道平衡上,四大行星可謂缺一不可。更令人驚奇的是,在漫長的 50 億年模擬中,冥王星的天平動雖被限縮在一個安全穩定的範圍內,但這個穩定範圍其實非常的狹窄!若冥王星稍有不慎,掉到了安全範圍之外,其軌道將變得無序而渾沌,便不再跟海王星跳著和諧的方塊舞了。

天體只要一脫離重力穩定帶,便有可能就此離開太陽系這個大舞池。 圖/envato

太陽系就是個大舞池

看到這裡,你是否震撼於冥王星的軌道之精密,簡直像是被刻意調整過的呢?就如同生物演化的優勝劣汰,過去太陽系也曾盛大進行著重力之舞淘汰賽,只要一有天體踏出重力穩定帶,便可能被逐出舞池、或者惹上其他天體的麻煩。

今日現存的太陽系成員都是重力之舞的佼佼者,它們因緣際會來到為數不多的重力穩定帶,尋得屬於自己的舞步,悠然繞旋至今。然而在過去,它們可都曾有過波瀾壯闊的瞬間──或許是與其他天體擦身而過、或許是被逼到穩定帶的邊陲……透過精細演算太陽系天體的移動,天文學家得以窺探這場重力之舞淘汰賽的精彩回顧,甚至可能發現被淘汰天體所遺留的蛛絲馬跡。

如今在太陽系這浩瀚的舞台上,行星、衛星、彗星、 TNO 等天體組成舞團,相互配合著對方的舞步,漫遊於其中。它們已是訓練有素的舞者,所演出的每一支舞都令人為之震撼,值得反覆品味、研究,就連遠在五十億公里外的冥王星,都使天文學家為之神往。究竟從冥王星複雜而精美的舞步中,還能挖掘出什麼有趣的新發現呢?讓我們拭目以待!

宇宙的奧秘,吸引著人們不斷地探索。 圖/envato

註:關於冥王星的故事,非常推薦閱讀精采的《冥王星任務》(時報出版)一書,由新視野號主持人共同執筆寫下,高潮迭起、充滿笑與淚,會讓你一看就停不下來!

參考資料:

paper本體https://www.pnas.org/doi/epdf/10.1073/pnas.2118692119

科普新聞 https://www.space.com/pluto-orbit-influences-from-giant-planets

冥王星軌道開源模擬 https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2515-5172/ac3086, https://github.com/renumalhotra/2021-Pluto-Neptune-Resonant-Dynamics-Visualized-in-4D

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從太空窺探金星表面的派克太陽探測器
Heidi_96
・2022/03/04 ・3829字 ・閱讀時間約 7 分鐘

在天文觀測中,自古以來就有許多關於金星的紀錄。從 1960 年代起,蘇聯、美國太空總署(NASA)、歐洲太空總署(ESA)和日本也都相繼發射探測器,執行不同類型的太空任務,希望能夠更認識金星。

2020 年,NASA 的派克太陽探測器(Parker Solar Probe,簡稱「派克號」)首次在太空中以可見光拍攝金星表面,並在 2021 年 2 月再次拍攝一系列可見光照片後,將他們的分析成果公諸於世。

本篇文章將依序介紹金星探測史、派克號的探測方法、可見光照片的分析成果,以及金星探測的未來展望。現在,就讓我們從頭認識這位閃閃發亮的鄰居吧!

始於科學革命的金星之旅

對地球上的我們來說,月亮是夜空中最亮的天體,但你知道最亮的「行星」是哪一顆嗎?那就是本篇文章的主角——金星!金星的平均視星等,也就是肉眼所看到的平均星體亮度,大約是 -4.14,僅次於月亮的 -12.74 與太陽的 -26.74(數字越小就越亮)[1],不只是地球夜空中最亮的行星,更是太陽系第三明亮的星體。

有個這麼耀眼的酷東西掛在天上,想必科學家絕不會輕易放過!就在科學革命(1543–1687 年)期間,天文學領域突飛猛進——哥白尼提倡日心說、牛頓發現萬有引力、克卜勒導出行星運動定律等等。同時期的知名科學家還有伽利略,他改良望遠鏡,透過觀測金星相位(圖一),也就是金星表面的光照變化,得知金星並不是繞著地球運行,進而推翻當時蔚為盛行的地心說。

圖一:伽利略透過望遠鏡發現金星和月亮一樣有盈缺變化。圖片上半部分別是土星、木星和火星。圖/NASA

此後,眾多業餘天文學家和天文愛好者也都一窩蜂利用望遠鏡觀測金星。有許多人聲稱在背光側看見了微弱的灰白色光芒,並將其稱作「灰光」(Ashen light)。

有些人認為是灰光是金星上的閃電,有些人則認為是紫外線穿透金星大氣時,氧離子游離而輻射出的暗綠色光芒(類似地球上的極光現象),可是沒有人能夠確實拍照紀錄,因此當時普遍認為灰光只是一種視錯覺。時至今日,這些假設也都還沒有確切的科學根據。[2]

不斷演進的金星探測技術

時間來到 1960 年代,繼水手 2 號(Mariner 2)在 1962 年掠過金星後,金星 4 號(Venera 4) 在 1967 年進入金星大氣層進行分析,結果顯示金星大氣約含有 90-93% 二氧化碳、7% 氮氣,以及少許氧氣和水蒸氣。[3] 緊接著在 1975 年,金星 9 號(Venera 9)測出表面溫度約 485 °C、雲層厚度約 30–40 公里。除此之外,還拍下金星表面的 180 度全景照片(圖二),是史上第一個將金星照片傳回地球的探測器。[4]

圖二:1975 年 10 月 22 日,Venera 9 拍下第一張金星表面的照片。圖/NASA 

金星大氣層布滿厚厚的硫酸雲,不僅反射了大約 75% 的陽光,也阻擋了來自金星表面的大部分可見光。因此,科學家決定改用雷達儀器測繪金星表面。1990 年代,麥哲倫(Magellan)多次以雷達測繪金星表面的火山和隕石坑等地貌結構,其清晰程度與可見光測繪不相上下,可說是目前最詳細的金星地圖(圖三)。[5]

圖三:根據麥哲倫的數據資料製作的金星視圖。圖/NASA

此後,科學家進一步利用近紅外線(NIR)觀測金星背光面,因為近紅外線(波長 0.75–1.5 μm)有利於影像在低光環境下生成,而這個波段恰好也是大氣透明度最高的範圍,可以更清楚地看見金星表面。1998 年,卡西尼號(Cassini)以 0.85 μm 的波段觀測金星,可惜這種方法在技術上難以突破,因為輻射強度會隨著波長變短而迅速下降。直到 2020 年,派克號才終於以更短的波長捕捉到金星表面的輻射。

飛越金星七次的「派克號」

2018 年 8 月,派克號發射升空,飛往太陽(圖四)。為了在這漫長的旅途中節省燃料,派克號總共得進行七次重力輔助飛越(VGA),利用金星的引力逐步修正飛行軌道,最終在 2025 年抵達距離太陽中心 10 個太陽半徑(約 690 萬公里)的地方,進行日冕和太陽風的測量任務。

七次重力輔助飛越(VGA)的時程分別如下[6]

  • VGA1:2018 年 10 月 3 日
  • VGA2:2019 年 12 月 26 日
  • VGA3:2020 年 7 月 11 日
  • VGA4:2021 年 2 月 20 日
  • VGA5:2021 年 10 月 16 日
  • VGA6:2023 年 8 月 21 日
  • VGA7:2024 年 11 月 6 日
圖四:準備發射升空的派克號。圖/NASA

截至目前(2022 年 3 月),派克號順利完成了前 5 次 VGA。在 VGA1 和 VGA2 期間,派克號都沒有任何動作。

後來,科學家認為可以利用其搭載的 WISPR 望遠鏡(Wide-Field Imager for Parker Solar Probe)觀測金星雲層。WISPR 可說是派克號的靈魂之窗,但它並不只是一座望遠鏡,而是兩座寬頻光學望遠鏡—— WISPR-I(Inner)和 WISPR-O(Outer),兩者配備的濾光片都只能讓可見光(波長 0.5–0.8 μm)通過。

於是,在 VGA3 和 VGA4 期間,科學家突發奇想,讓 WISPR 對準金星的向光面和背光面,分別拍下照片,想藉此測量雲的速度。沒想到 WISPR 竟然直接穿透了厚重的雲層,以可見光拍攝到明暗不一的表面,同時達成「以光學望遠鏡觀測金星表面」和「從太空拍攝金星表面的可見光照片」兩項創舉。

這時候,問題來了!WISPR 的最短曝光時間是 2 秒,但金星的向光面太亮了,拍出來的照片張張過曝、過飽和,還產生假影,使得原圖和電腦重組照片有所誤差。為了避免這樣的問題,科學家只好放棄拍攝向光面,改以背光面的照片作為研究材料。

WISPR 拍攝的可見光照片

VGA3 期間拍攝的照片只有兩張可以用,其中一張如下(圖五,黑白部分)。在這張照片長達 18.4 秒的曝光期間,派克號不斷被宇宙塵埃(漂浮在太空中的小顆粒)撞擊,造成隔熱罩上的材料燒毀,留下許多水平方向的刮痕。若是忽略刮痕,可以清楚看到明暗不一致的區域,而造成顏色深淺不一的主要原因就是金星的地形特徵。

藉由比對 WISPR 照片與麥哲倫的雷達地形圖(圖五,彩色部分),科學家得以了解溫度如何隨高度變化。圖中黑色(紅色)部分是金星最大的高地區域,位於阿芙蘿黛蒂高地(Aphrodite Terra)西邊的奧瓦達區(Ovda Regio)——越接近白色的區塊越熱,是低海拔地形;越接近黑色的區塊則越冷,是高海拔地形。

圖五:VGA3 觀測到的金星可見光影像(黑白)與麥哲倫雷達地形圖(彩色)的對比。圖/NASA

有了 VGA3 的失敗經驗後,VGA4 的照片就沒有出現刮痕了,而且還從不同的角度拍到了金星表面(圖六)。在 VGA3 期間,派克號是從金星後方飛越,因此 WISPR 拍到的是金星的東側邊緣;在 VGA4 期間,派克號則是從金星前方飛越,因此 WISPR 拍到的是金星的西側邊緣——這讓科學家能夠更細微、更全面地觀察金星的背光面。

圖六:VGA4 觀測到的金星可見光影像(黑白)與麥哲倫雷達地形圖(彩色)的對比。圖/NASA

金星探測的未來展望

雖然金星、地球和火星都是在同一時間形成,現在卻大不相同——火星的大氣層非常稀薄,而金星的大氣層非常厚重。為了解開這個謎團,NASA 和 ESA 在 2021 年 6 月宣布了 3 項全新的金星探測任務,分別是 VERITAS[7]、DAVINCI[8] 和 EnVision[9]。這些任務將進一步探測金星的大氣、地質和其他條件,瞭解這顆星球是否曾經宜居,又是如何演變成現在的樣貌。

至於派克號,不幸的消息是,2021 年 10 月的 VGA5 不利於背光面拍攝,而 2023 年 8 月的 VGA6 也將是如此。如果你也和我一樣想看更多 WISPR 拍攝的可見光照片,就讓我們期待 2024 年 11 月的最後一次飛越(VGA7)吧!

NASA 官方針對派克號金星探測任務的介紹。影/YouTube-NASA

註解

  1. Apparent magnitude – Wikipedia
  2. Ashen light – Wikipedia
  3. Venera 4 – Wikipedia
  4. Venera 9 – Wikipedia
  5. Magellan (spacecraft) – Wikipedia
  6. Parker Solar Probe: The Mission
  7. In Depth | Veritas – NASA Solar System Exploration
  8. DAVINCI Homepage – Probe and Flyby Mission to Venus Atmosphere
  9. EnVision: a mission for understanding planets everywhere

參考資料

Heidi_96
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PanSci 編輯部角落生物|外語系畢業,潛心於翻譯與教學,試圖淡化語言與知識的隔閡。