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信念之躍‧太空跳傘 ──《知識大圖解》

知識大圖解_96
・2015/12/09 ・854字 ・閱讀時間約 1 分鐘 ・SR值 588 ・九年級

目前有三次從太空邊緣縱身一躍的記錄,但究竟要如何在如此極限的跳傘行動中存活呢?

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本圖出自《How It Works知識大圖解 國際中文版》第14期(2015年11月號),全見版請點擊圖片放大。

高空跳傘是追求刺激者熱愛的運動,但要是從平流層往下跳,會發生什麼事?菲利克斯.鮑加納(Felix Baumgartner)在2012年創下當時的紀錄,從地球上空39公里處以自由落體的速度跳下。這一跳是從平流層開始,其實不算真正的外太空,因為通常太空的定義是指在海平面上方100公里以外。但誰會這麼吹毛求疵呢?鮑加納自2005年起就與贊助商共同規畫這項任務,還招募了一支團隊,包含了在1960年首度嘗試平流層跳傘的喬.基廷格(Joe Kittinger)。

鮑加納當時所穿的加壓衣,是由太空人及飛行員在高空飛行時的配備所改良而來,他乘著由高空氦氣球懸吊的特製座艙進入高空。若飛行高度超過19公里,一定得穿加壓衣,否則失壓會導致體液內產生氣泡,這種體液沸騰的狀況會帶來致命危險。

加壓衣也能在鮑加納跳傘時幫助他抵抗極端溫度。在上升的過程中,座艙會提供大氣壓力,因此能抵禦嚴寒,也不會產生減壓症。當鮑加納抵達預定高度後,他將太空衣充氣,再打開艙門縱身一躍,這一跳不但打破了當時的高度紀錄,也突破了音障。在4分19秒的自由落體後,他的時速達到1342公里,而在距離地面1525公尺高時,他便打開特製的高空降落傘,完美降落地面。

鮑加納小檔案

菲利克斯.鮑加納是奧地利冒險家,他在職涯中的高空跳傘和定點跳傘(BASE jumping)曾創下許多紀錄。鮑加納曾在奧地利陸軍服役,並從表演競賽團隊中開始接觸高空跳傘,後來才轉換到定點跳傘領域。1999年,他從當時世界最高建築──451公尺的馬來西亞雙峰塔一躍而下,創下定點跳傘的最高高度紀錄;同年他也從里約熱內盧僅29公尺的救世基督像跳下,創下定點跳傘的最低高度紀錄。他當時已擔任歐洲直升機駕駛員,這些跳傘計畫可說是他職涯的延伸。

 

本文節錄自《How It Works知識大圖解 國際中文版》第14期(2015年11月號)

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知識大圖解_96
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臺灣的空污問題與眾不同,如何使空污預報更精確?先瞭解大氣邊界層和感測物聯網吧!
研之有物│中央研究院_96
・2022/10/16 ・6113字 ・閱讀時間約 12 分鐘

國民法官生存指南:用足夠的智識面對法庭裡的一切。

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/陳儀珈
  • 責任編輯/簡克志
  • 美術設計/蔡宛潔

你以為的大氣,不是真實的大氣!

大氣邊界層是人類的生活範圍,也是大部分空氣污染物存在的地方。然而,傳統氣象學模擬的大氣邊界層結構並不符合臺灣的真實情況,因此真實的空氣污染現象和理論的模擬預測間往往存在顯著的差異,導致污染防制策略缺乏精確的指引。

中央研究院「研之有物」專訪院內環境變遷研究中心研究員兼空氣品質專題中心執行長周崇光,他是建立空品專題中心的主要推手,研究團隊從大氣結構出發,試圖改善臺灣空氣品質的診斷及預報,這項計畫集結了來自民生公共物聯網國家高速網路與計算中心環境保護署等跨部門的資源,以下讓我們一起看周崇光怎麼說。

中研院環變中心研究員兼空品專題中心執行長周崇光。圖/研之有物

根據國際貨幣基金組織(IMF) 2021 年的報告,臺灣位列全球第 22 大經濟體,這個只有 3.6 萬平方公里的小小島國,一年內卻可以創造出高達 7,855.89 億美元的市場價值。

在美國國家航空暨太空總署(NASA)公布的地球夜景照中,我們彷彿可以看見,高樓一棟棟升起、工廠一座座建成、百貨一間間林立,在又長又窄的西半邊,從北到南形成臺北、臺中和高雄三大都會區。

西部臨海,東部靠山,這個寬度可能不到 100 公里的窄長地區,不僅聚集了臺灣 2,300 萬人的極大多數人口,凝聚出商業與工業的巨大產能,更集結了大量、複雜的「空氣污染物」。中研院「研之有物」專訪周崇光研究員,請他從空氣品質與都市氣象學的角度,細細剖析空污議題在這座海島上的獨特之處。

ASA 在 2016 年 12 月 31 日拍攝的夜景照,可看出臺灣有北、中、南三大亮區。圖/NASA

臺灣雖然小,但空汙問題好複雜!

臺灣國土面積僅有 3.6 萬平方公里,以大氣尺度來看非常的小,然而,我們在空氣污染面臨的挑戰卻異常艱鉅。

臺灣不僅處於許多境外污染源的下風處,接受來自各方的空氣污染物,各大都會區也因為地形的關係吃足了苦頭,整個中西部更是在窄長的地域中,面臨來自山、海的多重影響。

以下圖的臺中都會區為例,臺中位處於中央山脈西側的中央,本身是一個有數個開口的盆地,被多重大氣動力機制所影響,包含季風、海陸風、山谷風以及熱島環流,形成極度複雜的區域環流。

盆地內的空氣污染物原本就不容易擴散,再加上複雜的大氣環流和大氣化學反應,讓臺中的空氣品質狀況非常、非常的複雜,無法使用現有的大氣理論進行簡單的描述,使得大氣科學家極為不易於觀測和研究臺中的空污情形。

「這裡就像是巫婆煉湯一樣。」周崇光這麼說。

臺中位處於中央山脈西側的中央,本身是一個有數個開口的盆地,被多重大氣動力機制所影響,包含季風、海陸風、山谷風以及熱島環流,形成極度複雜的區域環流。圖/研之有物(資料來源/周崇光)

臺灣在東北風的影響下,不適合傳統的高煙囪理論

周崇光笑著說,到處觀察「煙囪」是他的職業病。

大陸環境的大氣結構相對簡單,自歐洲工業革命開始,傳統大氣科學的理論都告訴人們:越高、風越大,只要把煙囪建得高高的,就可讓風把污染物吹散、吹到很遠的地方。

平坦的大陸環境中,把煙囪建高可以讓煙流擴散及傳輸至很遠的地方。圖/rawpixel

「到了大陸國家,你會發現他們煙囪排出來的煙,經常是非常穩定的水平煙流,可以飄得很遠,這種煙流挾帶著空氣污染物飛到 10 幾公里外都不是問題!」,然而反觀臺灣的煙囪,卻很少出現這樣的水平煙流。

中研院空品專題中心對臺中火力發電廠的煙流觀測顯示,傳統高煙囪設計反而容易讓煙流進入「污染累積區」,在高度 450~800 公尺左右,橘色區域的空氣層風速僅有 0.5~3 公尺/秒。不同折線表示有兩個時段,分別是觀測當天凌晨 1 點到 3 點(紅線),以及晚上 19 點到 21 點(黃橘線)。圖/研之有物(資料來源/周崇光)

根據中研院空品專題中心對火力發電廠的煙流觀測資料,如果臺灣的煙囪蓋得跟大陸國家一樣高,有時候反而容易造成空氣污染物的累積。

從上圖可知,當臺灣處在微弱東北風的大氣環境之中,西部沿海風速最快的大氣區域(藍底),大約落在 200~400 公尺高之間,此區的風速大約為 5~6 公尺/秒左右,以東北風為主,是空氣污染物的「最佳擴散區」。

若是再往上,到了 450~800 公尺左右,風速驟然下降(橘底),僅有 0.5~3 公尺/秒。這個區域的大氣就像是被下層的東北風與上層的南風「夾擊」一樣,在兩個不同方向的風的對切之下,形成一個風速很低的「污染累積區」。

因此,若臺灣真的按照傳統的大氣理論建造高煙囪時,反而會讓煙囪的高溫煙流進入污染累積區;換個做法,如果煙囪低一點,才可以被強風吹散。

不過周崇光話鋒一轉:低煙囪設計要相當謹慎,也很難推行。高溫煙流排出去會有很明顯的白煙(水蒸氣凝結),一般人都不喜歡看到白煙離居住地太近,因此實務上還會特別做加熱設計,讓煙流先往上浮,再擴散,等於加高了煙囪的高度,這在工程上稱為「有效煙囪高度」。降低煙囪高度除了有視覺污染的問題,污染排放點離民眾越近,當工廠發生緊急異常排放時,異常事件的衝擊風險也會越大。

和傳統理論不一樣?那就做出臺灣自己的資料吧!

這麼經典的高煙囪理論,為什麼不能用在臺灣?

周崇光表示,大氣科學的理論大都源自於美國、歐洲,使得傳統大氣理論都更適用於大陸環境之下,因此難以直接應用於臺灣地狹人稠的海島結構,而中研院空品專題中心的目標之一,就是發展出屬於臺灣的「空污氣象學」。

周崇光提到:「臺灣跟大陸國家的空間條件實在差太多,所以我們必須要更精確知道,臺灣空氣污染物的高度分布到底長什麼樣子,才能更有效的管制並改善空品狀況。」

既然臺灣無法參考大陸型國家的大氣狀況,那麼小一點的、近一點的國家呢?韓國、日本的有沒有參考的價值?

周崇光笑著說,「你知道嗎?臺中盆地也才 10 幾公里,但是外圍的中央山脈高達 3,000 公尺以上!」就算是韓國、日本,它們的地理空間也比臺灣大多了,而且地形也沒有這麼複雜。

臺中盆地的衛星空照圖。圖/Wikipedia

當這麼多的工廠、車輛都擠在這小小的區域,究竟會對臺灣的空氣品質造成多嚴重的後果?某種程度來說,這也許是個細思極恐的問題呀。

因此,為了國內空污氣象學的發展,搞懂臺灣的大氣邊界層(Atmospheric boundary layer)是刻不容緩的工作。

大氣邊界層除了是人類的生活範圍,也是大部分的空氣污染物存在的地方,又被稱為行星邊界層(Planetary boundary layer)。在氣象學中,大氣邊界層指的是「直接受到地表作用影響」的大氣,高度從地表一直到數百至數千公尺不等,是大氣層中最靠近地球表面的部分。

然而,傳統氣象學所模擬出來的大氣邊界層結構並不符合臺灣的真實情形,因此,大氣科學家必須釐清大氣邊界層的氣象參數、動力機制,未來才能夠更精準的找到影響都市氣象以及空氣品質的關鍵因子。

但周崇光也感慨的說,「坦白講,目前臺灣還沒有辦法很『系統化』的改善邊界層的模擬條件,但我們仍然不斷的在努力,透過很多很多的調查、研究、模擬參數,漸漸地發展出半經驗、半理論的結構,最終的目標是歸納成一個系統性的成果,作為臺灣空污氣象學最扎實的理論基礎。」

從大規模的調查研究、積極補足知識的缺口、重新建立理論模型,到回頭檢視國家的空污防制策略,大氣科學家必須腳踏實地的、一步一步的,藉由大氣科學研究的力量,才能讓空氣品質管制更上一層樓。面對迫切的空氣污染防制議題、空污氣象學理論的不足,「空氣品質專題中心」也應運而生。

中研院在「大氣物理與化學」的研究群早已相當成熟,有著極為厚實的研究經驗和基礎,然而為了讓研究目標更明確、進一步聚集研究能量並進行跨部門的合作,中研院以提出空污議題的科學解釋與建議對策為目標, 2021 年 1 月在環境變遷研究中心之下成立空氣品質專題中心,成為全國規模最大的空氣品質專業研究機構。

除了宣示中研院對空污議題的重視之外,如此一來,研究預算的匡列、人力的評估,都有更紮實、更有架構的基礎。擺脫以往研究員們「自動自發」的空品研究,在中心的管理之下,空污的學術研究更能夠產生聚焦效果。

更精確的空氣品質預報

如果大家點入行政院環保署的空氣品質監測網,可以發現,目前來自中央監測的空氣品質預報的解析度並不高,由於空品狀況站數僅有 85 站,只能以「北部」、「竹苗」、「宜蘭」、「花東」、「中部」、「雲嘉南」、「高屏」等大範圍空品區進行未來三日的預報,尚無法以「縣市」或更小的區域為單位提供精準的預報。

全國空氣品質指標的測站點位圖,可看出共有 85 個測站。圖片資訊日期為 2022 年 9 月 13 日。圖/空氣品質監測網
未來三日空品區預報,目前僅能呈現大範圍空品區預報。圖片資訊日期為 2022 年 9 月 13 日。圖/空氣品質監測網

因此,為了提供更先進的空氣品質預報,致力掌握國內 PM2.5 及 O3 等空氣污染物濃度變化情形的「高解析度空氣品質診斷與預報模式發展計畫」,是空品專題中心相當關鍵的研究計畫之一,此計畫是行政院前瞻基礎建設中「民生公共物聯網數據應用及產業開展計畫」的一個分支,集結了中研院、國家高速網路與計算中心、環保署等跨部門資源。

該計畫預計發展一套 1 km*1 km 高解析度的 72 小時空氣品質預報模式,並描繪空氣污染物的 3D 空間分布,預期能夠對臺灣地區 PM2.5 及 O3 生成與傳輸過程進行更精確的模擬,進而應用於空氣污染事件的預報和成因診斷。

周崇光將這個計畫比喻為一個「神經系統」,由環保署統合高達 10,000 個感測器,就像是神經系統中的神經元,負責感知大氣環境中的變化,並透過民生公共物聯網提供的神經網路,將資訊傳輸至國家高速網路中心的超級電腦,而超級電腦就像是大腦一樣,提供強大的運算力,使得空污模式得以統合氣象條件、污染物排放量、以及感測器提供的環境變化狀況,計算和預報未來幾天空氣品質的可能變化。

雖然感測器來源不一,不同層級的靈敏度也有所落差,但隨著近年技術的進步和突破,微型感測器對 PM2.5 的監測資料已經具有足供參考的準確度,目前各縣市大約都有 100 個以上的微型感測器,環保署已經在全臺灣佈建了約 10,000 個感測器,透過高密度的監測數據進行資料分析,有效掌握全臺各地的空品狀態。

環保署已佈建約 1 萬個微型感測器,可監測各地 PM2.5 狀態。圖片資訊日期為 2022 年 9 月 13 日。圖/air 空氣網

此外,此研究計畫也希望藉由感測器的大量需求,協助推動臺灣感測器的產業,與經濟部、工研院合作推動感測器的國產化。目前工研院的技術已經技轉給國內廠商,國產感測器在環保署監測網的佔有率已達將近 3 成,未來會持續輔導相關廠商。

研究計畫一邊發展預報系統,也一邊透過微型感測器資料即時驗證預報的成效。就像是如果寫考卷時,我們可以一填答就馬上得知正確答案時,就可以隨時檢討自己的計算流程到底哪裡出了問題,不斷修正,找出最正確的解方。

同理,拜微型感測器遍布全臺之賜,大氣科學家逐漸能夠快速驗證空氣品質預報的模擬結果,有朝一日,國內空污的物理化學機制以及關鍵污染源,將不再是讓人頭痛的黑盒子。目前由於 PM2.5 的感測器已相對成熟且數量足夠,因此中研院空品專題中心已成功驗證 3 km*3 km 解析度之 PM2.5 預報資料,最終目標是精確到 1 km*1 km。

影/YouTube
中研院周崇光團隊已成功驗證高解析度 72 小時 PM2.5 預報資料,每小時可模擬 3 km*3 km 空間解析度,最終目標是精確到 1 km*1 km。圖片預報日期為 2021 年 12 月 18 日~2021 年 12 月 20 日。圖/研之有物(資料來源/周崇光)

如何讓空氣品質變好,又不影響現有的生活?

在中研院環變中心周崇光研究員帶領下的空品專題中心,其中一個核心精神,就是要對社會關鍵議題有貢獻。

專注發表學術論文是科學研究的本質,也是科學進步的動力,不過進行社會議題相關的科學研究通常會更辛苦,往往會花費極大的心力與時間。

做空氣污染防制就像是「精準醫療」的概念一樣,如何讓藥物只攻擊癌細胞而不對身體的其他地方造成太大的副作用?經過科學研究的探索後,如何讓臺灣的空氣品質更好而不衝擊社會文化和經濟?

空污管制並非是一味阻擋臺灣經濟和工業發展,空品專題中心希望可以藉由科學的力量,更精準、更沒有副作用的改善臺灣空氣品質。

除了大氣科學理論和空氣污染排放清單有所不足之外,像是能源政策、交通規劃、國土計畫都需要重頭思考。周崇光說:「一路研究下去,我們開始疑惑,當初為什麼我們都傻傻的,把這麼多的大型污染源擺在海邊,讓海風把污染物往內陸帶?為什麼臺灣的國土利用那麼集中?」這一些命題,都是一環扣一環。

最後周崇光強調,「空氣品質絕對是應用導向的研究,因此,我們除了做科學,也要讓這些研究結果有願景、有視野,讓臺灣變得更好。」

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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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哈伯也懂漂移?3D-DASH:哈伯太空望遠鏡最大的近紅外巡天計畫
Tiger Hsiao_96
・2022/07/10 ・2933字 ・閱讀時間約 6 分鐘

國民法官生存指南:用足夠的智識面對法庭裡的一切。

  • 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

若問當前軌道上最強的可見光太空望遠鏡是誰,那當然非哈伯太空望遠鏡莫屬。身處太空的它有著直徑 2.4 公尺的主鏡,可以在不受大氣層干擾的情況下,清晰地拍攝遙遠且黯淡的天體。然而,哈伯望遠鏡並非全能,雖然它在解析度(angular resolution)和靈敏度(sensitivity)上都無人能及,但也有不擅長的領域 ── 它的視野相當小。

哈伯太空望遠鏡。圖/NASA

即使是哈伯裝備的所有相機中視野最大的「先進巡天相機(ACS)」,其視野也只有 202 角秒 x 202 角秒而已,相當於滿月的 1.5%,或是一個十元硬幣在約 25 公尺外的大小。可以想見,想要用這麼小的視野拍攝廣大的區域,是相當緩慢而沒有效率的事。

直到最近幾年,天文學家發明了稱作「Drift And SHift (DASH)」的新型觀測模式,可以在不改變哈伯硬體設備的前提下,大大增加哈伯在近紅外線波段的拍攝效率。利用這項技術,來自多倫多大學的團隊展開名為 3D-DASH 的大型紅外線巡天計畫,其拍攝的天空範圍,是前一個紀錄保持人「CANDELS」的七倍之多。

不斷選擇「引導星」的傳統觀測模式

想了解為什麼 DASH 技術可以大大提升哈伯的觀測效率,就要先從哈伯原本是怎麼觀測的開始談起。

不知道大家有沒有在黑夜中拍照的經驗呢?在低亮度的環境中,相機總需要比較長的時間進行曝光,才能拍出清楚的照片。而如果你在曝光的過程中不小心移動了相機,那拍出來的照片就會糊成一團。同理,由於天文學家想要拍攝的目標,大多是極其遙遠且黯淡的天體,所以天文觀測時單張照片的曝光時間,往往動輒數百秒以上。因此,專業天文望遠鏡常會配備「導星(Guiding)」系統,以確保望遠鏡能在數百秒的時間內,都精準的指向同一個位置。

導星的原理很簡單,就是在望遠鏡和相機觀測的同時,同時用另一套相機監測視野中星星的位置。一旦發現畫面中恆星的位置有任何小小的移動,導星系統就會命令望遠鏡調整指向(pointing),即時把誤差修正回來。在哈伯望遠鏡上,這個負責導星的相機叫作「精細導星感測器(FGS)」。而這個用來幫望遠鏡「導航」的星星,就被稱為「引導星(guide star)」。

哈伯在進行拍攝時,需要找一顆導星來隨時校正方向。圖/GIPHY

一般來說,在哈伯望遠鏡每指向一個新的目標,都需要先花費一段約十分鐘的時間選擇引導星,然後才能進行科學拍攝。然而,由於哈伯的軌道週期僅有 97 分鐘左右,因此在一次軌道中,哈伯基本上只能拍攝一或兩個固定的天區,不然就會有大量的觀測時間被浪費在尋找引導星的過程中。如此一來,天文學家若想透過哈伯來拍攝 800 個不同指向,就需要花費 800 次的軌道繞行時間才能結束這項任務。

花費很多時間有什麼問題呢?哈伯望遠鏡的觀測,是由美國「太空望遠鏡科學研究所(STScI)」向全世界天文學家公開徵求觀測企劃之後,再從中挑選出最具科學效益的企劃後實施。一個耗時 800 個軌道週期的觀測,很難在競爭激烈的觀測計劃書中脫穎而出。

但如果,天文學家真的很需要用哈伯進行大面積的巡天,該怎麼辦呢?

提升效率的新方法

如前述,一般來說哈伯每指向一個新目標,都需要花費十分鐘來進行捕捉引導星。但換個角度想,如果把導星功能關掉,不就可以省下這些時間了嗎?

計画通り!圖/GIPHY

還真是沒錯,哈伯的設計的確是可以關掉導星系統,利用其中的陀螺儀來進行控制。但陀螺儀的能提供的穩定性終究不如導星系統,一旦曝光時間過長,望遠鏡的微小移動還是會造成最後曝光出來的星星像塗抹花生醬一樣糊成一片,這樣的影像是很難用於科學分析的。

開導星耗時間,不開導星又沒辦法長曝,該怎麼辦呢?

這時就輪到「Drift And SHift(DASH)」技術出場了!DASH 的核心概念很簡單:

  • 為了省時,我們就關掉導星。
  • 關導星不能長曝,那我們就拍很多短曝光時間的照片,降低每張照片的模糊程度,再把它們對齊之後疊起來。

以 3D-DASH 計劃來說,關掉導星會讓哈伯的指向以每秒 0.001 至 0.002 角秒的速度緩緩飄移。因此天文學家將每張照片的曝光時間壓縮到 25 秒以下,讓星點在畫面中的移動不超過一個像素(WFC-3 的像素大小為 0.129 角秒)。利用這樣的技術,天文學家就能在哈伯的一次軌道週期中,拍攝八個不同的指向,把觀測效率提升了八倍!

3D-DASH 的觀測天區和其他觀測計畫天區大小、深度(最暗可拍到的天體星等)的比對圖。圖/arxiv

拍這些照片有什麼用?3D-DASH 的科學意義

3D-DASH 計畫的觀測資料最近已於網路上公開,不過這龐大的資料量,觀測團隊以及其他科學家們還需要更多時間進行分析。不過,在公布這個計劃的論文中,團隊已經提出了一些值得分析的科學問題。

舉例來說,天文學家認為如今多數的橢圓星系(elliptical galaxy)們,都是由較小的星系合併而來。因此尋找合併中的星系,並測量它們的各項物理性質,是研究星系演化歷史的重要方法。但很多時候,地面望遠鏡可以大略看到一個光點可能是兩或多個相鄰的天體組成,卻沒有足夠的解析度可以研究它們的細節。但有了 3D-DASH 的資料,天文學家就可以清楚的看到星系們合併的細節,並研究其中細微的結構以及測量更多複雜的物理量。

合併中的星系們。圖/NASA

不過這種大範圍的巡天計畫也不是完美的。為了拍攝廣大的天區,每個天區分配到的平均觀測時間就會比較少,因此比起 CANDELS 等前輩們,3D-DASH 只能看到相對亮的星系們。雖然如此,3D-DASH 這種相對廣而淺的觀測,不僅可以提供更大量的星系樣本,幫助天文學家使用強大的統計方法進行分析;也可以讓天文學家先大概了解這片天區裡有些什麼,如果發現了有趣的目標,就可以使用哈伯或韋伯等其它強大的望遠鏡們進行更深入的觀測!

3D-DASH 的所涵蓋的天區,以及其超高的解析度。圖/arxiv

參考資料

延伸閱讀

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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。