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火星任務— 解開火星沙丘之謎--《科學月刊》

科學月刊_96
・2015/12/12 ・3568字 ・閱讀時間約 7 分鐘 ・SR值 516 ・六年級

劉勇君/美國楊百翰大學地質科學系畢業,現為美國亞利桑那州立大學地球與太空科學研究所博士生,研究專長為行星地形學。
梁勝雄/現任職於經濟部中央地質調查所,研究專長為構造地質與活動斷層調查。

太陽系八大行星中,由內往外數第四顆行星,就是火星(Mars),為四顆類地行星之一。古時候觀測星體的主要工具為你我的「肉眼」,而火星肉眼可見顏色為火紅色,常常使人聯想到血腥的戰事,故在西方世界借用古羅馬神話掌管戰爭神祇之名,命名為Mars(「戰神」之意);在中國古代則稱火星為熒惑星,因為「熒熒如火」,且火星常常出現一陣子又消失了,不像其他星體,常駐於天空,而令人感到迷惑,故稱之「熒惑」。

因為人類觀測的工具不斷的進步,從最初的肉眼到望遠鏡,至40年前的火星人造探測衛星觀測,甚至近年派遣登陸器(如機會號)登陸火星「直接」探測。因此,以前不了解的問題,現在都已經揭開神祕面紗。雖然現階段仍然不是人類「親手」碰觸火星表面,但是卻能藉由「比較行星學」認識火星。首先,讓我們先了解什麼是比較行星學?

「比較行星學」的初登板

1971 年美國太空總署(NASA)水手9號太空船(Mariner 9)傳回了火星地表的第一張清晰照片。令科學家驚訝的是,火星的地表特徵(火山、河谷遺跡、隕石坑、沙丘等)(圖一)與地球地貌非常類似,可是我們又沒有親身蒞臨火星,為什麼可以這樣認為呢?主要原因在於地質學家在研究地球上的地質作用時,多會先利用航空照片或衛星影像來輔助判識大區域的地質構造現象或是地質地貌。在了解大區域的地質概況後,才會親身抵達野外實地觀測及考察。

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圖一:維京一號所拍攝的火星表面影像,火星地表地貌與地球非常相似。(Copyright Calvin J. Hamilton)

同理,科學家會藉由太空船或是探測衛星所拍攝的影像,以研究火星地貌及地質作用。科學家假設,他們所「看到」的行星上的地表地貌,是類似於地球上可觀察到的。由此就能根據我們所熟知的地球科學理論,進而套用在解釋其他行星的地質作用,這個研究方法稱為「比較行星學(comparative planetology)」。

火星沙丘的奧祕

在風力作用下,沙丘(dune)是一種常見的沙粒堆積的地貌(圖二)。沙丘通常呈現丘狀或壟狀堆積,一般高度可達幾公尺甚至幾十到幾百公尺。在地球上,沙丘於沙漠地帶分布最廣,不過海岸及河岸的沙灘,也可以找到沙丘的地貌。1976 年美國維京1號(Viking 1)太空船傳回了比水手9號更清晰的影像,科學家發現火星地表有許多大型的沙丘,而且在火星上的沙丘(圖三),長度與寬度都比地球沙丘大上好幾倍,這是由於火星大氣非常稀薄,風力也較小,沙粒較難被風力帶動及堆積。因此需要較長的時間,才能慢慢形成大型的沙丘地貌。

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圖二:蒙古沙漠的沙丘以及波紋。(hbieser)
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圖三:高解析度HiRISE 影像,火星沙丘以及波紋清晰可見。(NASA JPL/HiRISE/ Unversity of Arizona)

在地球沙丘的研究上,沙丘的形態、分佈、排列、規模的演育可做為推論古氣候變遷及地殼變動的參考。如分析沙丘的排列可推得盛行風或季風的風向(圖四);又如知道沙丘的地質年代,就可推論沙丘形成當時的地質年代的盛行風風向,並與現今的風向做一比較,更可推測氣候是如何改變的。火星的沙丘研究也與此研究方向一致,現在科學家相信火星地表過去應有穩定的液態水,研究火星的沙丘有助於推論火星過去的行星風向、大氣環流,以及重要的火星氣候歷史,所以,火星沙丘研究目前是行星科學中,熱門的科學研究議題方向之一。

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圖四:風向(紅色箭頭)不同,將可能形成不同種類的沙丘。(作者提供)

新的研究思維與方向

近十年來,行星科學家根據「火星軌道相機(Mars Orbiter Camera, MOC)」所拍攝的衛星影像發現,有些沙丘可能已形成十幾萬年以上,且從未發生過變化,故推論火星上大部分區域的盛行風向及大氣環流在過去十幾萬年以來都沒有重大的改變。2005年,美國航太總署將更高解析度的「高解析度成像科學設備相機(High Resolution ImagingScience Experiment, HiRISE)」放上火星軌道,HiRISE影像的解析度高達25公分/像素(25公分約為一個平板電腦的大小),比大多數的地球航照圖幅解析度還要高。

分析HiRISE 影像,科學家們觀測到沙丘上非常小的波紋構造(ripple)。波紋構造的波長大約為十幾公分至幾公尺左右。在地球上,波紋大多由近地表的風場(near-surface wind) 所形成。這裡要特別說明一下,利用分析沙丘地貌推得的風場可歸類為盛行風或是長期風場(long-term wind regime),但是分析波紋推得的風場則歸類為近地表風或是短期風場(short-term regime)。地表風場大多代表當季的風向,而盛行風則通常不因季節而改變。由於之前科學家推測,火星近十幾萬年的風向應該沒有太大的改變,所以科學家們也並未特別注意沙丘上的波紋或許可帶來更多分析風向及大氣環流的線索。

直到2010 年時,義大利科學家希爾維斯特(Simone Silvestro)仔細對照兩張相隔五個多月拍攝的HiRISE影像發現,波紋竟然在這段時間移動了2公尺,這是人類對火星沙丘上的波紋進行研究以來,目前已知最快的移動速度,這個研究大大地改變行星科學家對於火星的風場及古氣候之看法,火星沙丘上的波紋也提供了新的研究方向。

美國史密森尼學會國家航空太空博物館(Smithsonian’s National Air and Space Museum,電影「博物館驚魂夜2」的拍攝場地)行星地質學家奇貝曼(James R. Zimbelman),於2013年開始有系統地分析火星不同區域的沙丘波紋,藉由分析波紋形狀可判斷迎風面的風向(圖五),由此可得知近地表風場的環流方向,在他的研究團隊的最新研究中發現,由波紋推得的近地表風場顯得非常複雜,風向可能會因季節而改變,另外,對比分析沙丘得到的盛行風風向後,發現有幾個方向的風在過去幾千或幾萬年都保持不變。

這說明了火星大氣環流的複雜性,在某一些區域的風場每隔半個火星年就會改變方向,而某一些區域的風場卻可能好幾萬年都保持不變,這些新發現讓原本以為已經很了解火星古氣候變遷的科學家們感到困惑不已,勢必需要更多的研究才能解開火星大氣、氣候變遷和沙丘地貌之間的關聯性。

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圖五:經由火星波紋推得的近地表風場,每一條白線代表風向,沙丘北邊風向多為東西向,靠近沙丘風向則變為南北向。(NASA JPL/ HiRISE/ University of Arizona)

後記─細節越多了解越少

在行星科學領域裡,科學家們需要計畫新的太空任務來取得新的觀測影像,也需要細細觀察每個行星表面的衛星影像來判識不同星球上的地質作用。HiRISE 的首席科學家麥克溫(Alfred S. McEwen)曾說道:「我們對火星取得更多的觀測細節,我們就越能感受到火星的獨特之處。」誠如斯言,當我們人類得到越多的火星上的細節,卻發現我們對她的了解越少!每當取得新的資料後,如HiRISE,行星科學家們都期待可以更進一步了解不同行星的表面有哪些自然作用,但往往會衍生出更多、更複雜的科學問題。看起來好像很繁雜、很沒有規律,但這也是行星科學研究迷人之處,永遠讓人有意想不到的驚喜與新的科學發現。談到這裡,您有想要參與「火星任務」嗎?

NASA Citizen Science Planet Four 研究計畫

對於火星任務有興趣的讀者,若想對於這個研究領域有所貢獻,可以參加美國太空總署設計給地球居民的研究推廣計畫,與全世界其他夥伴,一起合力來解決目前尚未解開的火星謎題。該計畫稱為「Planet Four」,是火星表面的大氣研究計畫,希望透過辨識火星表面暗土壤(dark features,為火星季節轉換時,近地表冰層的二氧化碳因氣壓變化從地表噴出,噴出的二氧化碳氣體帶著灰塵顆粒,在地表形成顏色較暗的痕跡稱之)的分佈狀況,用以回推火星的大氣運動模式。自2005 年開始,科學家們取得大量高解析度的HiRISE 影像,但因研究人力不足,科學家們無法仔細檢視每一張HiRISE影像的暗土壤分佈,故美國太空總署的科學家們設計Planet Four,期望讓一般社會大眾或是有興趣研究火星的莘莘學子能參與重要的火星研究計畫,協助檢視HiRISE 影像,並辨識出暗土壤。

更多關於Planet Four 計畫請瀏覽網站。www.planetfour.org

參考資料:

  1. Liu, Z. Y. C. and Zimbelman, J. R., Recent near-surface wind directions inferred from mapping sand ripples on Martian dunes, Icarus, Vol. 261:169-181, 2015.
  2. 石再添等人,〈臺灣西部海岸沙丘之地形學研究〉,《師大地理研究報告》99-148 頁,1993 年。
  3. 何春蓀,國立編譯館主編,〈第13 章- 沙漠和風的作用〉,《普通地質學》,五南出版社,285-312 頁,2004 年。

front本文選自《科學月刊》2015年11月號

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極目遠眺的意義:天文學家為何追尋第一代星系

Tiger Hsiao_96
・2022/05/15 ・3764字 ・閱讀時間約 7 分鐘
  • 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

近日,來自東京大學和倫敦大學學院的科學家 播金優一(Yuichi Harikane) 在天文物理期刊《The Astrophysical Journal》發表了一篇論文,宣稱他們可能找到目前最遠的星系(名為 HD-1,紅移值 z 約為13),打破了原本最遠(GNz-11,z 約為 11)的紀錄。

天文學家為什麼執著要找最遠的星系呢?
是單純為了破紀錄而破、抑或是蘊藏了什麼科學涵義?
天文學家們又是怎麼尋找、並且推論這些星系多遠的呢?

HD1 的影像。圖/Harikane et al.

時間推回到二十世紀初,當時的科學家們對宇宙大小到底是恆定或是膨脹爭論不休,其中,愛因斯坦(Albert Einstein)便是支持「宇宙穩恆態理論」的知名科學家。而支持膨脹宇宙的科學家們,一直到西元 1929 年,愛德溫.哈伯(Edwin Hubble)透過測量其他星系,發現了宇宙在膨脹,才為膨脹宇宙(也就是日後人們所說的「大爆炸理論 The Big Bang Theory」)注入了一劑強心針。

接下來的各種證據,如宇宙微波背景輻射、宇宙中元素的比例等,讓天文學家們越來越確信宇宙的年齡是有限的,並開始利用紙筆與超級電腦,來推測最早、也就是第一代星系及恆星的樣貌,並嘗試用望遠鏡,來尋找早期星系是否和我們預測的相符。

科學家是如何知道距離的呢?

天文學家並沒有一把長達「一百多萬光年」的尺,那他們是如何尋找,並且知道這些早期星系距離我們有多遠呢?讓我們把兩個問題分開,先來探討在宇宙學尺度下的距離是怎麼得到的。

由於我們知道宇宙在膨脹,而這些遠離我們的星系所發出的光,也會因為類似都卜勒效應的影響,有著紅移的現象。而越遠的星系遠離我們的速度越快,它們紅移值也就越大;而從實驗室中,我們知道每種元素都會發出特定的譜線,藉由測量到星系光譜中特定譜線的實際位置,並與那條譜線所該在的位置比較,就能夠計算這些星系的紅移值了。

而結合紅移值和其他測量到的宇宙學參數(例如哈伯常數),就可以從星系的紅移值計算出物理上的距離,比如大家常會看到的「光年」。

星系的紅移(Redshift)與它跟地球的距離(Distance)可以互相換算。圖/林彥興

那既然這樣,我們只要測量所有星系的光譜,不就能知道最遠的星系是哪一個了嗎?可惜事情並沒有這麼簡單。

一來,很多星系(尤其是越遠的星系)都很黯淡,難以測量光譜,二來,測量光譜實際上是又貴又耗時的。所以,以「尋找」的為目的,做單一波段的搜索通常是比較實際的作法。但若是使用單一波段,不就代表我們沒有光譜,這樣不就又不知道距離了?

Well yes, but actually no。大家應該都聽過盲人摸象的故事,透過觀測越多的波段,我們就越能描繪出實際上的光譜,再根據現有的理論模型,我們就可以利用光譜擬合來推論出這些星系的紅移值。

那要如何鎖定這些早期的星系?

天文學家總不可能對每個能測量到的星系都做很多波段的觀測,並且大費周章的利用理論模型去擬合他們。很多特定的望遠鏡(例如 ALMA、JWST)是要寫觀測計畫書和其他天文學家競爭觀測時間的,總要給出一個有力的理由,才能讓你的觀測計劃脫穎而出。

但還沒有資料之前,天文學家要怎麼知道哪個星系是最遠的?這便產生了一個「沒有工作要怎麼有工作經驗」的迴圈。怎麼辦呢?天文學家就是要想辦法,在已經觀測的深空資料庫中去尋找最遠的星系。

哈伯太空望遠鏡拍攝的「哈伯極深空 Hubble Extreme Deep Field」影像。藉由比較圖片中不同紅移的星系的性質,天文學家就能重建出過去百億年來星系的形成與演化歷史。圖/NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch, University of California, Santa Cruz; R. Bouwens, Leiden University; and the HUDF09 Team

而要怎麼在龐大的資料庫中尋找遙遠的星系呢?讓我們再次簡單回顧歷史。量子物理在十九世紀末至二十世紀初逐漸開始發展時,瑞士物理學家約翰.巴耳末(Johann Balmer)研究激發態的氫原子所放出的光譜,發現在可見光波段,氫原子只會發射一系列特定波長的譜線。隨後美國物理學家西奧多.萊曼(Theodore Lyman)也接著發現,氫原子從受激態回到基態時,會放出一系列位於紫外線波段的譜線,這些特定的譜線也被稱為萊曼系。

氫原子的各個譜線家族,由上而下分別是位於紫外線的萊曼系,位於可見光的巴耳末系,以及位於紅外線的帕森系。圖/Szdori, OrangeDog

而用來尋找早期星系的第一種方法,也是最主要的搜索方法,就與萊曼系關係密切。天文學家發現,宇宙中有一種名為「萊曼斷裂星系(Lyman-break galaxies; LBGs)」的星系,這種星系的光譜有一個很明顯的特徵,便是在特定的波長以下就幾乎觀測不到,原因是波長更短的光(更高的能量)都被星際物質(Interstellar medium; ISM)和星系際物質(Intergalactic medium; IGM)的中性氫的萊曼線系給吸收了。

而萊曼線系中波長最短的譜線(常稱為萊曼極限)約在 91.2 奈米,最長的萊曼 α 譜線則約在 121.6 奈米。只要透過兩個波長足夠接近的波段去尋找「在長波長有觀測到、但在短波段沒觀測到的天體」(稱為 drop-out),就可以粗略的估計星系的紅移。

舉例來說,如果我們要找紅移值為 9 的萊曼斷裂星系,只需要稍微長於和短於 1216 奈米的兩個波段,看看有沒有星系出現在長波段的影像中,但在短波段的影像中卻沒有出現,就有可能是在紅移值為 9 的萊曼斷裂星系。如果要找越遠的萊曼斷裂星系,只需要換波長較長的波段即可。

近日打破紀錄的最遠星系,也是透過 H-band drop-out(在波長 H 波段沒有觀測到,而較長的波段有)所找出的。

光譜drop-out的例子。圖/Harikane et al (2022)

上圖為近日打破紀錄的最遠星系 HD1 的 H-band drop-out,可以看到長波段:4.5、3.6 微米以及 Ks 波段都有偵測到,但在 H 波段(以及更短波長)的影像就消失不見了。藍色的光譜 z 值為 13.3 的萊曼斷裂模型,灰色的光譜則為可能的低紅移汙染,z=3.9 的巴耳末斷裂模型。

當然,這只能幫助科學家初步的篩選,而且此種方法會受到一些其他非早期星系的汙染。

舉例來說,上文提到氫原子除了萊曼系以外,還有回到第一激發態的巴耳末系。若只是單純地透過 drop-out,因為巴耳末系本身的譜線就比萊曼系來得紅,所以也有可能找到的是紅移值較小的巴耳末斷裂;此外,非常紅且充滿塵埃的星系也會在光譜上出現類似「驟降」的特徵。

當然,更多波段以及光譜的觀測,都有助於釐清這些可能的汙染。而除了上述的方法以外,萊曼 α 發射體(Lyman-alpha emitters; LAEs)、伽瑪射線暴的宿主星系、重力透鏡效應等,也是尋找遙遠星系的重要方法哦!

那麼,找出這些早期星系有什麼科學意義?

現代宇宙學理論認為,宇宙在早期曾經經歷過兩次相變。第一次是宇宙從炙熱的游離態降溫回到中性的氣態,被稱為宇宙的復合時期(Epoch of Recombination),也是大家熟悉的宇宙微波背景的起源;第二次(也是最後一次)的相變,宇宙中的中性氫變成了游離化的氫離子,這個相變的過程被稱為再電離時期(Epoch of Reionization; EoR)。

而目前認為,第二次這個電離的原因,是第一代恆星和第一代星系所發出的強紫外線光,把周圍的中性氫游離成氫離子。藉由尋找越來越多的早期星系,我們就能透過這些早期星系來描繪宇宙再電離時期的歷史,而這又能夠進一步驗證現代宇宙學理論是否正確。不僅如此,研究這些早期星系,可以讓我們對於星系演化的歷史更往前推,或是研究早期星系的超大質量黑洞,是如何長到這麼大等等的議題。

未來展望

在 2021 年底順利升空的詹姆斯.韋伯太空望遠鏡(James Webb Space Telescope; JWST),其中一個主要的科學目標就是研究早期宇宙。如這篇文章一開始提到的「新的最遠的星系(HD-1)」,又如前一陣子發現的「最遠恆星 Earendel」,以及同一團隊的另一個紅移約 11 的星系,都在第一輪 JWST 的觀測計畫之中。

期待幾個月後 JWST 公布的第一批科學照片,能大幅革新我們對早期宇宙的認識。

參考資料(論文們)

延伸閱讀(科普文章)


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Tiger Hsiao_96
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現為清大天文所碩二學生,即將赴美於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。