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龐大的星系團MACS 1206與重力透鏡

臺北天文館_96
・2011/10/19 ・599字 ・閱讀時間約 1 分鐘 ・SR值 578 ・九年級

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位在室女座方向,距離約45億光年遠,星系們彼此間的重力拉扯,造就了右方這個壯觀的場面。哈柏太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)跨越時空,帶大家回到45億年前的MACS J1206.2-0847(簡稱為MACS 1206)星系團場景。

影像中央是個超吸睛的巨型橢圓星系,由大都已數十億歲的老恆星組成,因此呈現橘紅色,周圍環繞著不太濃厚的銀暈。目光向外一一點,會看到許多扁盤狀的螺旋星系。在影像中間偏上及中間偏左處,可見兩個藍白色的螺旋星系,幾乎正面朝向地球,兩者都可見有壯觀的旋臂環繞中央的銀核。

事實上,在這幅影像的不同的方向、不同距離,所見到的星系大都不離橢圓星系和螺旋星系這兩種。每個星系都約由1千億顆恆星,偏藍的星系中有比較活躍的恆星形成過程,年輕熾熱的恆星造成它們偏藍的色調。相對地,偏紅的星系,特別是像影像中央的橢圓星系,基本上以處在比較穩定、近期少有恆星形成的狀態。

雖然MACS 1206星系團很壯觀,不過除此之外還有讓天文學家更感興趣的景象。在星系團中央周圍有一些幾乎對稱的弧狀結構環繞,這是遙遠星系受到這個龐大星系團的重力透鏡效應的結果。這種效應可讓天文學家研究原本遠到無法見到的星系性質,對天文學家而言相當重要。此外,MACS 1206星系團含有大量不可見的暗物質,其總質量超過發光的可見部分。

資料來源:Ambitious Hubble Survey Obtaining New Dark Matter Census

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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你想知道的黑洞 QA 大集結:為什麼拍到銀河系中心的黑洞很重要?如何能看到黑洞?
研之有物│中央研究院_96
・2022/08/13 ・6097字 ・閱讀時間約 12 分鐘

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本文轉載自中央研究院研之有物,泛科學為宣傳推廣執行單位。

  • 採訪撰文/簡克志
  • 美術設計/蔡宛潔

有限的資源,不可能的任務

2022 年 5 月 12 日是個大日子,這天人類終於獲得了第二顆黑洞的觀測影像!這顆黑洞稱為人馬座 A 星(Sagittarius A*, Sgr A*),它就位於我們銀河系家園的中心。為了成功拍到 Sgr A* ,天文學家必須克服重重困難,包含黑洞周圍的環繞物質變動太快,或是宇宙塵埃與星雲的雜訊干擾等。不過,黑洞和我們日常生活有關嗎?為什麼看見黑洞這麼重要?科學家又是如何找到這顆黑洞呢?中央研究院「研之有物」專訪院內天文及天文物理研究所通信研究員賀曾樸院士,請他解答我們對於黑洞的各種好奇!

中研院天文所通信研究員賀曾樸院士,曾擔任中研院天文所所長 10 年,至今仍持續推動天文學進展,積極提攜後進。圖/研之有物

仰望銀河系的中心:一個超大質量的緻密天體

天文學家很早就開始有系統地觀察銀河系中心的電波訊號。在 1933 年 Karl Jansky 透過他架設的天線裝置,首次記錄到位於人馬座的銀河系中心有 20 MHz 的未知電波發射源。因此,後續的電波天文學研究,對於銀河系中心一直很感興趣,並且把這個電波源稱為人馬座 A 星(Sagittarius A*, Sgr A*)。

賀院士在訪談中提到,中研院天文所的前籌備處主任(所長)魯國鏞院士,在 1985 年讀博士時,對銀河系中心電波源做了最早的干涉儀測量,當時魯院士推測這個來源可能是個大質量黑洞。

接著 1992 年開始,兩位天文學家 Andrea Ghez 和 Reinhard Genzel,利用先進干涉儀器觀測銀河系中心周圍的恆星運動長達 20 多年,他們發現這些恆星的橢圓軌道似乎都圍繞著一個共同的焦點(如下圖)。

試問宇宙中有「誰」重力這麼大、空間範圍卻又這麼小呢?超大質量黑洞是最合理的解釋。這也讓 Ghez 和 Genzel 獲得 2020 年諾貝爾物理獎的榮耀,原因是「發現銀河系中心是一個超大質量的緻密天體」;另一位得獎主是 Roger Penrose,原因是「證明廣義相對論能夠可靠地預測黑洞的形成」。

天文學家 Andrea Ghez 和 Reinhard Genzel,利用先進干涉儀器觀測銀河系中心的恆星運動長達 20 多年,他們發現這些恆星的橢圓軌道都圍繞著一個共同的焦點,超大質量黑洞是最合理的解釋。資料來源/UCLA Galactic Center Group

至此,科學家已經得知銀河系中心黑洞可能存在,接下來就需要找到黑洞存在的直接證據:看見黑洞。

事件視界望遠鏡(Event Horizon Telescope, EHT)聯盟於 2017 年創立,串連全世界研究人員一同構建出足以觀測黑洞的電波望遠鏡陣列,同年(2017)完成兩個超大質量黑洞的初步觀測——銀河系中心黑洞 Sgr A* 與 M87 星系中心黑洞,當時有 8 座電波望遠鏡一同貢獻解析力,中研院就參與了 3 座望遠鏡(SMA、JCMT、ALMA)的研發、建造與運作。

2019 年 4 月 10 日,人類獲得了史上第一張黑洞的照片!首次看見 M87 星系中心的超大質量黑洞,有明確的中心陰影和周圍明亮的環狀結構。

2022 年 5 月 12 日,我們終於揭開銀河系中心黑洞的秘密,獲得人馬座 A 星的直接影像證據,這是我們可觀察到距離最近的黑洞,也是目前唯二能夠觀測到的黑洞!

銀河系中心的黑洞影像,又稱為人馬座 A 星(Sgr A*)。資料來源/EHT

質量高達太陽的 4 百萬倍?銀河系「小」巨獸,人馬座 A 星

人馬座 A 星(Sgr A*)就像一隻「小」巨獸,說它巨,是因為 Sgr A* 的陰影直徑為太陽的 43 倍,質量高達太陽的 4 百萬倍,這是住在地球的我們難以想像的。不過和 M87 黑洞一比,Sgr A* 又顯得很「小」,因為 M87 黑洞陰影直徑為 Sgr A* 的 2,000 倍,質量是 Sgr A* 的 2,000 倍!(如下圖)。

人馬座 A 星(Sgr A*)和 M87 黑洞的大小比較,M87 黑洞直徑是 Sgr A* 的 2,000 倍,質量也是 Sgr A* 的 2,000 倍。資料來源/中研院天文所

奇妙的是,如果從地球上觀測人馬座 A 星和 M87 黑洞,兩個黑洞看起來會差不多大!Why?這是因為人馬座 A 星距離地球的距離,又比 M87 黑洞近了約 2,000 倍。從地球上看這兩個黑洞,剛好在天空形成一樣大的張角[註 1]

從圖片可以看到,人馬座 A 星和 M87 黑洞的結構很類似,周圍都有發光的環狀結構(吸積盤)、中心陰影也都很明顯。不過,要如何在地球上看見黑洞呢?

首先,不能用光學望遠鏡,必須使用電波望遠鏡看黑洞。電波和可見光的主要差別是波長,可見光的波長平均 0.5 微米左右,EHT 的電波望遠鏡觀測波長則約 1 毫米,兩者大約相差 2,000 倍。

賀院士強調,為了接收到遙遠星系的訊號,必須選擇不受塵埃影響的波長,電波的波長比灰塵要大得多,因此可以穿透塵埃,收到來自銀河系中心的訊號。反之,可見光很容易就會被塵埃擋住。

為了接收到遙遠星系的訊號,必須選擇不受塵埃影響的波長,電波的波長比灰塵要大得多,因此可以穿透塵埃,收到來自銀河系中心的訊號。資料來源/EHT、中研院天文所

不過,就算是銀河系中心,還是離我們很遠,要如何看得清楚?

賀院士說,波長和電波望遠鏡的「視力」(角解析度)有關,波長愈小、角解析度越好。因此波長也不能太大,否則會導致最終影像解析度不足,並影響天線精確度。

在技術和建置成本考量下, EHT 選擇次毫米波波長(0.5 毫米~1 毫米),1 毫米是目前最適合的觀測波長,可輸出黑洞影像解析度 3*3 像素。

咦?圖片解析度只有 3*3 像素?其實電波望遠鏡的「視力」(角解析度)已經非常高!這次觀測到人馬座 A 星的陰影直徑張角約 50 微角秒,是天空張角一度的一億分之一,相當於從地球看月球上一塊甜甜圈的大小。未來,EHT 觀測波長將使用 0.5 毫米(660 GHz)來獲得更高解析度,預計可達 15*15 像素。

未來在格陵蘭望遠鏡(GLT)和高頻觀測的技術支援下,黑洞照片解析度可望提升到 15×15 像素,圖片中為 M87 黑洞。資料來源/研之有物

除了波長之外,電波望遠鏡口徑也是影響角解析度的因子,口徑越大、角解析度越好。但是我們不可能做出和地球一樣大的望遠鏡,為了讓地表有限的電波望遠鏡模擬出巨大望遠鏡的效果,必須使用特長基線干涉(Very-long-baseline interferometry, VLBI)技術,讓不可能化為可能。

VLBI 技術採用口徑合成(Aperture synthesis)的方式,當地球自轉時,地表上的望遠鏡可以在不同時間逐漸涵蓋訊號接收範圍,目的是讓世界各地的 EHT 望遠鏡陣列產生等同於地球直徑般的巨大望遠鏡效果,請參考以下影片。

事件視界望遠鏡協作方式。資料來源/中研院天文所、EHT

這意味著我們要從有限的視野去看黑洞,因此科學家使用原子鐘、同步器來確保每個望遠鏡的訊號同步,每個望遠鏡內有超導體接收器來準確接收訊號,因為電波訊號溫度相當低(僅 3K)。最關鍵的是,研究人員要非常瞭解可能產生的偏誤,例如地球自轉、大氣層影響、星際散射等,逐步修正數據。

特別是銀河系中心黑洞 Sgr A*,除了要排除眾多塵埃和星雲的干擾之外,由於 Sgr A* 距離地球較近,尺寸又小,所以周圍物質繞一圈的時間比 M87 黑洞快很多,地球自轉速度跟不上。因此,當我們在地表使用 VLBI 技術去觀測 Sgr A* 時,就好像在拍一隻不斷快速追著尾巴跑的狗狗,增加了影像分析的困難。

目前天文學家已經有一套成熟的除錯方法,將混亂的原始資料校正梳理成我們看到的黑洞影像。2017 年收到初步觀測數據之後,研究團隊需要排除眾多干擾和錯誤訊號,因此直到 2022 年才能正式公開影像。本次取得的銀河系中心黑洞影像,無疑將人類對黑洞的認知更往前推進。

有關黑洞的 QA 集結!

接下來,「研之有物」編輯團隊為讀者收集了一些有趣的問題,一起來看賀院士如何回答吧!

為什麼拍到黑洞很重要?科學家為何高度關注?

黑洞是宇宙中重力最強的地方,在事件視界之內,光和資訊都無法逃脫,我們如果可以拍到想像中「看不到」的黑洞將會非常有趣。

2022 年的人馬座 A 星和 2019 年的 M87 黑洞都屬於超大質量黑洞,也就是質量有太陽的幾十萬到幾十億倍以上。這類黑洞存在各個星系中心,我們目前還不知道這類黑洞如何形成,因此需要更多黑洞影像的直接證據做確認,例如溫度多高、密度多少等。

從理論上來看,黑洞的觀測證據也有助於我們驗證愛因斯坦的相對論是否正確。

為什麼目前只拍到兩個黑洞?其他黑洞呢?

因為宇宙中很多小型的黑洞還無法觀測到,以目前 EHT 的角解析度來說,我們可以拍到最大的黑洞是 M87 黑洞,最近的黑洞是人馬座 A 星。在未來 10 年內,當提高角解析度時,將能夠捕捉到其他星系中的超大質量黑洞照片。

為什麼每個星系中心都會有一個超大質量黑洞呢?

天文學家還不知道這種超大質量黑洞如何形成,以及為什麼會位於星系的中心。目前只知道,超大質量黑洞位於每個星系重力位能井的中心。然而,超大質量黑洞有可能在宇宙誕生初期就已經形成,成為星系生成的「種子」。

天文學家如何定位銀河系的中心?

因為在一個星系中,所有恆星都會圍繞著星系的中心旋轉,就像我們太陽系的行星也會繞著太陽旋轉一樣。因此,我們可以從旋轉運動去找到銀河系最中心的位置。獲得諾貝爾物理獎的 Genzel 和 Ghez,他們就是去觀測銀河系中心附近快速旋轉的恆星,精準確認位於軌道焦點的超大質量緻密天體(也就是黑洞)之位置。

為什麼銀河系中心的黑洞會有三個特別亮的區域?為何 M87 黑洞周圍沒有這三個亮區呢?

人馬座 A 星周圍環狀結構的三個亮點,可能與周圍物質快速旋轉的擾動有關。這些亮點存在的時間尺度約在數分鐘至數小時,我們的觀測解析度可以捕捉到這些變化。而 M87 黑洞的環狀結構,也有可能存在這些亮點,但是 M87 黑洞構造的時間變化尺度更長,我們目前的觀測解析度還無法看到。

為什麼觀測銀河系中心黑洞和 M87 黑洞時,黑洞的旋轉軸都是對著地球呢?

黑洞的旋轉軸是由黑洞在形成過程中所累積的總角動量來決定。因此,黑洞轉軸可以是任意方向,取決於這顆黑洞過去的歷史。不過,因為黑洞旋轉軸剛好和我們的視線垂直的機率很低,因此我們很可能總是看到黑洞旋轉軸以某種角度指向地球。

黑洞影像是人去上色的,為什麼選溫潤的紅橘色而不是藍色呢?

因為幾乎所有的天文數據都是用可見光以外的波長去取得,所以儀器收集到的光其實人眼並不可見。在 EHT 計畫中,我們看到的是次毫米波長的光(波長約 1mm),天文學家使用具有代表性的顏色為圖像「上色」。

使用紅橘色來表示黑洞環狀結構,是為了傳達一個概念:環的溫度非常高,黑洞周圍的吸積物質溫度比太陽熱得多。雖然在天文學上藍色天體溫度更高,但我們採用一般大眾熟知的「紅 = 熱」的概念。

黑洞的「背面」看起來會如何?會和目前照片類似嗎?

從宇宙的另一端,我們也會看到環狀結構,因為黑洞中心強大的重力場,會讓光線像穿過「透鏡」一般產生彎曲,這就是「重力透鏡效應」。

然而,從背面觀測還是有不太一樣的地方。以 M87 黑洞為例,從地球看過去,黑洞環比較亮的底部區域,是由都卜勒加速(Doppler boosting)造成,環的亮部正在向觀察者移動。

反之,如果從 M87 黑洞的「背面」看過去,環的底部區域將遠離觀察者,頂部區域會向觀察者移動,因此黑洞「背面」的觀察者將看到環的頂部區域特別亮。

黑洞會吸收能量和排放能量嗎?吸收的量是否等同排放的量?

無論是愛因斯坦的理論預測和觀測結果都指出,在黑洞陰影內的所有輻射,都將向黑洞中心彎曲,黑洞陰影的邊界約為事件視界的 2.5 倍大。

所謂事件視界,就是所有光和物質都被黑洞吸進去的邊界,光和物質的能量會被黑洞吸收。在事件視界和陰影邊界的中間地帶,光和物質則被黑洞「捕捉」在一個緊密的軌道上。在陰影之外,光和物質才得以逃脫。

因此實際上,黑洞只會吸收輻射,不會放出輻射[註 2]。我們看到的輻射(光環),以及看不到的輻射(被黑洞吸入事件視界),這些輻射都來自黑洞周圍的吸積物質。

黑洞和人類的生活有什麼關係呢?(比如太陽、月亮就影響地球人類的生活:潮汐、晝夜等)

黑洞都離地球相當遠,作為恆星終結狀態的小黑洞亦然。因此黑洞透過輻射或重力對地球的影響,與太陽相比之下幾乎可以省略不計。然而,也正是人馬座 A 星的超大質量,讓銀河系盤面上的恆星都繞著銀河系旋轉,公轉一圈約需 2 億年。因此,我們在地球天空看到的恆星和星系也是在這個時間尺度內不斷變化。

另外,在純理論考量之下,如果人類可以利用物質落入黑洞周圍吸積盤所釋放的能量,將會比核能發電更有效率。這是因為釋放的能量接近於物質的質量當量,而來自核分裂或核融合的核能僅釋放出質量當量的很小一部分。雖然現在聽起來有點科幻,但是當年瑪麗居禮(Marie Curie)首度發現放射性材料之後,人類其實很快就能夠製造出核反應爐。

註解

  • 註 1:因此,雖然 Sgr A* 黑洞比 M87 黑洞距離地球還要近,但是因為直徑也更小,故兩者最終圖片解析度都是 3*3 像素。
  • 註 2:理論上,黑洞會釋放相當微弱的「霍金輻射」(Hawking radiation),但過程會非常非常緩慢。目前天文學家尚未觀測到霍金輻射。

延伸閱讀

研之有物│中央研究院_96
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研之有物,取諧音自「言之有物」,出處為《周易·家人》:「君子以言有物而行有恆」。探索具體研究案例、直擊研究員生活,成為串聯您與中研院的橋梁,通往博大精深的知識世界。 網頁:研之有物 臉書:研之有物@Facebook

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龐大的星系團MACS 1206與重力透鏡
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位在室女座方向,距離約45億光年遠,星系們彼此間的重力拉扯,造就了右方這個壯觀的場面。哈柏太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)跨越時空,帶大家回到45億年前的MACS J1206.2-0847(簡稱為MACS 1206)星系團場景。

影像中央是個超吸睛的巨型橢圓星系,由大都已數十億歲的老恆星組成,因此呈現橘紅色,周圍環繞著不太濃厚的銀暈。目光向外一一點,會看到許多扁盤狀的螺旋星系。在影像中間偏上及中間偏左處,可見兩個藍白色的螺旋星系,幾乎正面朝向地球,兩者都可見有壯觀的旋臂環繞中央的銀核。

事實上,在這幅影像的不同的方向、不同距離,所見到的星系大都不離橢圓星系和螺旋星系這兩種。每個星系都約由1千億顆恆星,偏藍的星系中有比較活躍的恆星形成過程,年輕熾熱的恆星造成它們偏藍的色調。相對地,偏紅的星系,特別是像影像中央的橢圓星系,基本上以處在比較穩定、近期少有恆星形成的狀態。

雖然MACS 1206星系團很壯觀,不過除此之外還有讓天文學家更感興趣的景象。在星系團中央周圍有一些幾乎對稱的弧狀結構環繞,這是遙遠星系受到這個龐大星系團的重力透鏡效應的結果。這種效應可讓天文學家研究原本遠到無法見到的星系性質,對天文學家而言相當重要。此外,MACS 1206星系團含有大量不可見的暗物質,其總質量超過發光的可見部分。

資料來源:Ambitious Hubble Survey Obtaining New Dark Matter Census

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人類也能擁有上帝視角,宇宙中的天然放大鏡:重力透鏡——《蔚為奇談!宇宙人的天文百科》
三民書局_96
・2019/12/22 ・3260字 ・閱讀時間約 6 分鐘 ・SR值 551 ・八年級

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  • 文/國立臺灣師範大學物理系副教授 李沃龍

重力透鏡的基礎是光在空間中傳播時,因受到區域重力場影響而發生偏折的效應,此效應是愛因斯坦等效原理的直接體現。

想像一下,當你乘坐一臺無窗電梯時可能遭遇的兩種狀況:加速向上與自由落下。當電梯加速向上的瞬間,你的身體因為慣性而靜止於原來的高度上,但電梯硬把你往上推,你會感受到體重似乎驟然增添了不少;另一方面,當你搭電梯下樓時,在電梯從靜止開始下降的瞬間,慣性試圖將你保持在原來的高度上,但當電梯突然下降時,身體失去支撐,你就誤以為身處在自由落下的狀態,重力的牽引倏忽消失,體重好像瞬間歸零。

行星們為什麼會轉彎?

這就是愛因斯坦在 1907 年發現的等效原理:引力造成的效應與物體加速運動時的效應是相等的!

愛因斯坦據此悟出引力其實算不上是一種「作用力」,運動中的物體所感受到的引力大小基本上與其質量無關,而是受到空間彎曲的影響。當空間中存在具有質量的物體時,它就會成為重力場源,並且使周圍的空間彎曲。

空間彎曲的程度取決於重力場源的質量:重力場源的質量愈大,代表重力場的強度愈強,會使空間彎曲得愈厲害。

若將空間視為有彈性的橡皮膜,可看出行星軌道的成因是來自太陽周遭空間被其龐大質量所扭曲,迫使原本直行的行星因應彎曲空間的形狀運動,形成會順勢轉彎的軌道。圖/三民提供

太陽系的行星軌道就可以用這種概念來理解:太陽的龐大質量會造成整個太陽系空間發生彎曲1,當行星在太陽所產生的重力場中移動時,我們以為它們是自己向前直行的,事實上這些行星卻是被迫因應彎曲的空間形狀而運動,順勢轉彎形成各自的繞日軌道。

當位於太陽後面的恆星所發出的光緊鄰著太陽旁邊通過時,其運動路徑會因受到太陽重力場的影響而偏折。由於地球上的觀測者總是想像光是沿直線傳播過來,因此會認定發光的恆星位在直線延伸的正前方。圖/三民提供

光在空間中傳播時,會受到區域重力場的影響而發生偏折,這種現象也可以用相同的方式解讀。由於重力不是一種「作用力」,因此被重力吸引的物質,無論是否具有質量,在向前直行的移動過程中,都會受空間彎曲的影響而順勢轉彎,造成運動路徑的偏折。

愛因斯坦曾經因此預言:「當星光緊鄰著太陽周邊通過時,會受太陽重力場扭曲而偏折。」

此現象在 1919 年天文學家觀測日食的時候被證實為真,愛因斯坦本人更因此而聲名遠播。

擺在宇宙中的天然放大鏡:重力透鏡

重力透鏡成像的基本原理:遙遠光源所發出的光,經大質量天體造成偏折後,在另一端聚焦成像。圖/三民提供

當遙遠光源發出的光行經大質量天體周邊的空間時,會受到該天體的重力場影響而產生偏折,在另一端聚焦成像,這就如同光線通過透鏡時會發生的現象,因此我們將此效應稱為重力透鏡。另外,造成光線偏折的天體被稱為透鏡天體,而光線在偏折聚焦後有可能形成光源的多重影像。

重力透鏡產生壯觀的多重影像。圖中透鏡天體的強大重力場,對同一個背景星系製造出3個不同影像,另對一個遙遠的類星體製造出 5 個不同影像。(Image credits: NASA/ESA/K. Sharon (Tel Aniv University)/E. Ofek (Caltech)) 圖/三民提供

任何具有質量的天體,都可能使行經其周遭的光線發生偏折,因此在各種不同尺度上,都可能觀察到重力透鏡的現象。根據尺度與效果的差異,天文學家一般將重力透鏡分為三類:微重力透鏡弱重力透鏡強重力透鏡

微重力透鏡:

當透鏡天體的質量僅相當於恆星等級時,所造成的重力透鏡效應比較微弱,因此被稱作微重力透鏡。

當行星或矮星等暗淡天體經過觀測者與背景光源之間時,會造成背景光源的光度發生增長性的變化,此即所謂的微重力透鏡效應。(Reference: The Planetary Society; illustration design: macrovector/Freepik) 圖/三民提供

由於微重力透鏡天體的重力場不夠強大,一般無法讓我們觀測到微透鏡成像,但足以在光譜上呈現出背景光源光度瞬間增強的現象。天文學家利用這項背景天體光度變化的特性來搜尋分布在銀河系中的暗淡天體,包括黑洞、中子星、白矮星、紅矮星、棕矮星,甚至是系外行星等。

弱重力透鏡:

目前宇宙學的主流模型認為太空中布滿了數量龐大的暗物質。由於這些奇異的暗物質並不與電磁波作用,我們只能透過重力作用辨識它們的存在。

遙遠星系發出的光在穿越廣闊空間抵達地球的途中,必然會遭遇暗物質,因此理論上來說,大多數星系的影像都經過暗物質重力場的扭曲,發生大約 1% 程度的形變,這就是所謂的弱重力透鏡效應。

透過統計星系團的平均透鏡效應,我們不需要知道星系團中個別星系的影像究竟遭受多大程度的扭曲,就能量測弱重力透鏡。為達此目的,宇宙學家必須先假設就整體而言,星系團裡所有的星系大致都呈現橢球狀外觀。另外,還需假設這些星系形狀的方位在太空中隨機分布,並不遵循一定的走向。

左側圖案顯示星系形狀的方位分布並無規律;右側圖案則顯示星系形狀的方位大致朝東北—西南的走向排列。圖/三民提供

倘若該天區真的出現了弱重力透鏡效應,當透鏡會聚光線時,會將所有星系的影像朝某一方向拉伸,這樣一來,該天區星系形狀的方位便會朝某一特定走向排列,偏離原本無規律分布的形態。宇宙學家可據此測量出弱重力透鏡的大小,利用弱重力透鏡效應,做為探測宇宙間暗物質分布的利器。

強重力透鏡:

當重力透鏡效應強大到可讓我們直接看見天體影像的形變或多重影像時,稱為強重力透鏡效應。

(a) 愛因斯坦環;(b) 愛因斯坦十字架;(c) 深空笑臉;(d)Abell 2218 星系團的強大重力扭曲了背景星系的影像,並形成多重影像。(Credits:(a)NASA/ESA/HST;(b)NASA/ESA/STScl;(c)NASA/ESA/JPL¬Caltech;(d)NASA/A. Fruchter (STScI) et al./WFPC2/HST) 圖/三民提供

強重力透鏡通常發生於大尺度的宇宙範疇裡,由質量巨大的星系團與其擁有的暗物質來扮演透鏡天體的角色。當更遙遠的背景星系發出的光通過這些透鏡天體時,往往會被其強大的重力場大角度偏折,星系的影像因而被劇烈扭曲,造就出外形詭異卻異常壯觀的天文奇景,例如愛因斯坦環、愛因斯坦十字架、深空笑臉及多重影像等。

搜尋宇宙早期形成的星系

重力透鏡效應除了作為暗物質存在的直接證據外,更可用來搜尋宇宙早期星系的蹤影。由於重力透鏡的聚焦功能,非常遙遠的大質量星系團基本上就等同於宇宙級放大鏡,有如上帝手中的終極望遠鏡,映照出大霹靂後 5 億年內即已形成的星系影像。

NASA 在 2018 年初宣布,透過星系團 SPT­CL J0615­5746 的聚焦,哈伯太空望遠鏡觀測到在早期宇宙所形成的一個胚胎星系 SPT0615­JD 的影像。

胚胎星系 SPT0615-JD 的透鏡影像。SPT0615-JD 在大霹靂後 5 億年內即已形成,是一個質量、寬度皆遠遠不及現代星系的宇宙早期胚胎星系。(Credits: NASA/ESA/STScI/B. Salmon) 圖/三民提供

通常在如此遙遠的深空裡拍攝到的星系都只是點狀光影,無法透露更多早期星系的物理特性。但 SPT­CL J0615­5746 星系團不僅放大了 SPT0615­JD 的影像,更將其外貌扭曲延展成一個長約 2 弧秒2的拱形天體。

在分析這個透鏡影像後,天文學家發現 SPT0615­JD 的質量不超過 30 億倍太陽質量,約為銀河系質量的 1% ;而其真實大小則不及 2,500 光年,大約只有我們銀河系的衛星星系小麥哲倫雲的一半左右。可見早期星系的性質,與我們銀河系這種現代星系大相逕庭。未來,隨著觀測到愈來愈多這類胚胎星系的透鏡影像,相信我們終能掌握星系形成的祕密!

註解:

  1. 比起太陽的質量,各行星的質量太小而可忽略。
  2. 弧秒:arc second,量測角度的單位,又稱為角秒。1 度等於 60 角分,1 角分等於 60 角秒。

——本文摘自泛科學 2019 年 12 月選書《蔚為奇談!宇宙人的天文百科》,2019 年 11 月,三民出版

 

 

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橢圓星系是從中心區開始「死透」
臺北天文館_96
・2015/04/24 ・1180字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 550 ・八年級

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蘇黎世聯邦理工學院(Eidgenössische Technische Hochschule Zürich,ETH Zürich或ETHZ)天文學家Sandro Tacchella利用哈伯太空望遠鏡(Hubble Space Telescope,HST)和歐南天文台(ESO)超大望遠鏡(Very Large Telescope,VLT)進行觀測,天文學家首度發現在大霹靂後約30億年的時期,星系的外圍區域仍在進行造星工作,但中心區域卻已經停工了。從這個情形看來,星系內的恆星形成現象似乎是從核心開始,並向外擴散,直到整個星系的恆星形成現象都停止,那麼這個星系就完全變成一個死寂的世界。

Galaxies die from the inside out

橢圓星系因其外型而得名。現今宇宙中到處可見的大質量橢圓星系,其中心區域內的恆星密度和質量都是我們銀河系中心區的10倍以上;事實上,這些橢圓星系含有的恆星數量約佔了宇宙誕生至今曾製造過的總恆星數量的半數,相當驚人。這些橢圓星系基本上都呈現紅色,星系內的恆星成員基本上都是年老的古老恆星,缺乏年輕的藍色恆星,星系內已經沒有新的恆星形成活動,星系內一片死寂。由橢圓星系內的紅色恆星的大致年齡,天文學家認為它們的宿主星系大約在100億年前就已經停止製造新恆星。然而,這個停工的時間點卻恰好處在宇宙中恆星形成活動的最高峰,當時許多星系都仍在大量製造新恆星,恆星誕生率約為現今的20倍左右。

credit:wiki
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天文物理學家早就想知道:既然橢圓星系的恆星形成活動也曾一度非常盛行,那麼最後到底是如何平息到如今幾乎死寂的狀態?

Tacchella等人研究22個質量各不相同的星系,年齡則約在大霹靂後30億年左右。利用哈伯的3號廣角相機(Wide Field Camera 3,WFC3),以近紅外波段進行觀測,可呈現老一點的恆星在恆星形成活動劇烈的星系內的空間分布狀況。此外,在自適應光學系統的輔助下,利用位在智利的VLT加上SINFONI儀器,可精確呈現哪裡有大量新恆星。將這兩種觀測結果綜合之後,便可呈現最詳盡的星系中各星族分布狀態的細節。

根據他們的研究結果,他們樣本中絕大部分的大質量星系在外圍區域的新恆星誕生率一直都非常穩定,但在稠密的中心區,恆星形成活動卻已經停止了。這證明大質量星系停止恆星形成的工作是由內而外的。這個發現解決了爭議許久的抑制恆星誕生的相關機制問題。

其中一種理論認為由於星系中心大質量黑洞在吞噬物質過程中所釋出的大量能量,將造星材料沖散,以致於無法誕生新恆星。另一種理論認為新鮮氣體停止繼續流入星系內,導致造星材料貧乏,無法誕生新恆星。當然還有其他不同的理論,不過從橢圓星系的恆星誕生活動是從中心而後逐漸向外停止的觀測結果看來,第一種理論似乎比較佔有優勢。這對瞭解宇宙是如何演變成如今我們所見模樣而言,是個非常關鍵的進展。

資料來源:

本文轉載自網路天文館