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蜘蛛星雲仍在長大中

臺北天文館_96
・2011/11/16 ・850字 ・閱讀時間約 1 分鐘 ・SR值 521 ・七年級

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位在大麥哲倫星系(Large Magellanic Cloud,LMC)中的劍魚座30(30 Doradus),俗稱蜘蛛星雲或狼蛛星雲(Tarantula Nebula),是全天空最大的恆星形成區。在星雲中心有近2400顆大質量恆星,集眾星之力的輻射及恆星風,自然強得不得了。被強烈輻射與恆星風推擠之下,星雲仍在不斷擴張中。天文學家最近利用星雲中熾熱而明亮的X射線氣泡結構來建構這個星雲的大尺度結構及演化狀況,同時發現大質量恆星產生的強烈輻射壓不再是現階段雕刻星雲的主力來源。

右圖是錢卓X射線觀測衛星(Chandra X-ray Observatory)的X射線波段資料(藍色)和史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)的紅外波段資料(橘色)合成的結果。錢卓資料主要可見恆星風和超新星爆炸所產生的震波,將氣體加熱到極高溫而釋放出的X射線,因此清楚呈現被恆星風等吹出的龐大氣泡狀結構。而史匹哲資料則呈現出這個氣泡結構周邊溫度稍低的氣體和塵埃。

劍魚座30是所謂的氫離子區(HII region)。氫是由一個帶正電的質子和一個帶負電的電子組成的原子,質子在原子核中,電子環繞原子核運轉。當年輕而熾熱的恆星發出強烈輻射,將星雲中的中性氫原子(HI,I為羅馬數字1)唯一的電子打跑,使氫氣成為帶一價正電的氫離子(HII,II為羅馬數字2)。劍魚座30是整個本星系群(Local Group)規模最大、質量也最大的氫離子區。本星系群由我們的銀河系、仙女座星系、大小麥哲倫星系和其他共約30幾個星系組成的團體。而大麥哲倫星系是銀河系最大的衛星星系,距離僅約16萬光年。因此,距離近且規模龐大,讓劍魚座30成為最佳的大質量恆星演化研究室。

關於刻畫星雲形狀的主力來源,最新研究顯示不再是大質量恆星所發出的強烈輻射壓,而是周邊熾熱氣體的壓力;但是今年稍早另一篇論文卻與此結論相反,認為輻射壓,尤其是在星雲中心區域的大質量恆星附近,是主導劍魚座30演化的推手。因此,對於這個全天最大的恆星形成區的演化機制究竟為何,天文學家還得再加一把勁了。

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資料來源:30 Doradus and The Growing Tarantula Within[2011.11.10]

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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快!還要更快!讓國家級地震警報更好用的「都會區強震預警精進計畫」
鳥苷三磷酸 (PanSci Promo)_96
・2024/01/21 ・2584字 ・閱讀時間約 5 分鐘

本文由 交通部中央氣象署 委託,泛科學企劃執行。

  • 文/陳儀珈

從地震儀感應到地震的震動,到我們的手機響起國家級警報,大約需要多少時間?

臺灣從 1991 年開始大量增建地震測站;1999 年臺灣爆發了 921 大地震,當時的地震速報系統約在震後 102 秒完成地震定位;2014 年正式對公眾推播強震即時警報;到了 2020 年 4 月,隨著技術不斷革新,當時交通部中央氣象局地震測報中心(以下簡稱為地震中心)僅需 10 秒,就可以發出地震預警訊息!

然而,地震中心並未因此而自滿,而是持續擴建地震觀測網,開發新技術。近年來,地震中心執行前瞻基礎建設 2.0「都會區強震預警精進計畫」,預計讓臺灣的地震預警系統邁入下一個新紀元!

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連上網路吧!用建設與技術,換取獲得地震資料的時間

「都會區強震預警精進計畫」起源於「民生公共物聯網數據應用及產業開展計畫」,該計畫致力於跨部會、跨單位合作,由 11 個執行單位共同策畫,致力於優化我國環境與防災治理,並建置資料開放平台。

看到這裡,或許你還沒反應過來地震預警系統跟物聯網(Internet of Things,IoT)有什麼關係,嘿嘿,那可大有關係啦!

當我們將各種實體物品透過網路連結起來,建立彼此與裝置的通訊後,成為了所謂的物聯網。在我國的地震預警系統中,即是透過將地震儀的資料即時傳輸到聯網系統,並進行運算,實現了對地震活動的即時監測和預警。

地震中心在臺灣架設了 700 多個強震監測站,但能夠和地震中心即時連線的,只有其中 500 個,藉由這項計畫,地震中心將致力增加可連線的強震監測站數量,並優化原有強震監測站的聯網品質。

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在地震中心的評估中,可以連線的強震監測站大約可在 113 年時,從原有的 500 個增加至 600 個,並且更新現有監測站的軟體與硬體設備,藉此提升地震預警系統的效能。

由此可知,倘若地震儀沒有了聯網的功能,我們也形同完全失去了地震預警系統的一切。

把地震儀放到井下後,有什麼好處?

除了加強地震儀的聯網功能外,把地震儀「放到地下」,也是提升地震預警系統效能的關鍵做法。

為什麼要把地震儀放到地底下?用日常生活來比喻的話,就像是買屋子時,要選擇鬧中取靜的社區,才不會讓吵雜的環境影響自己在房間聆聽優美的音樂;看星星時,要選擇光害比較不嚴重的山區,才能看清楚一閃又一閃的美麗星空。

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地表有太多、太多的環境雜訊了,因此當地震儀被安裝在地表時,想要從混亂的「噪音」之中找出關鍵的地震波,就像是在搖滾演唱會裡聽電話一樣困難,無論是電腦或研究人員,都需要花費比較多的時間,才能判讀來自地震的波形。

這些環境雜訊都是從哪裡來的?基本上,只要是你想得到的人為震動,對地震儀來說,都有可能是「噪音」!

當地震儀靠近工地或馬路時,一輛輛大卡車框啷、框啷地經過測站,是噪音;大稻埕夏日節放起絢麗的煙火,隨著煙花在天空上一個一個的炸開,也是噪音;台北捷運行經軌道的摩擦與震動,那也是噪音;有好奇的路人經過測站,推了推踢了下測站時,那也是不可忽視的噪音。

因此,井下地震儀(Borehole seismometer)的主要目的,就是盡量讓地震儀「遠離塵囂」,記錄到更清楚、雜訊更少的地震波!​無論是微震、強震,還是來自遠方的地震,井下地震儀都能提供遠比地表地震儀更高品質的訊號。

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地震中心於 2008 年展開建置井下地震儀觀測站的行動,根據不同測站底下的地質條件,​將井下地震儀放置在深達 30~500 公尺的乾井深處。​除了地震儀外,站房內也會備有資料收錄器、網路傳輸設備、不斷電設備與電池,讓測站可以儲存、傳送資料。

既然井下地震儀這麼強大,為什麼無法大規模建造測站呢?簡單來說,這一切可以歸咎於技術和成本問題。

安裝井下地震儀需要鑽井,然而鑽井的深度、難度均會提高時間、技術與金錢成本,因此,即使井下地震儀的訊號再好,若非有國家建設計畫的支援,也難以大量建置。

人口聚集,震災好嚴重?建立「客製化」的地震預警系統!

臺灣人口主要聚集於西半部,然而此區的震源深度較淺,再加上密集的人口與建築,容易造成相當重大的災害。

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許多都會區的建築老舊且密集,當屋齡超過 50 歲時,它很有可能是在沒有耐震規範的背景下建造而成的的,若是超過 25 年左右的房屋,也有可能不符合最新的耐震規範,並未具備現今標準下足夠的耐震能力。 

延伸閱讀:

在地震界有句名言「地震不會殺人,但建築物會」,因此,若建築物的結構不符合地震規範,地震發生時,在同一面積下越密集的老屋,有可能造成越多的傷亡。

因此,對於發生在都會區的直下型地震,預警時間的要求更高,需求也更迫切。

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地震中心著手於人口密集之都會區開發「客製化」的強震預警系統,目標針對都會區直下型淺層地震,可以在「震後 7 秒內」發布地震警報,將地震預警盲區縮小為 25 公里。

111 年起,地震中心已先後完成大臺北地區、桃園市客製化作業模組,並開始上線測試,當前正致力於臺南市的模組,未來的目標為高雄市與臺中市。

永不停歇的防災宣導行動、地震預警技術研發

地震預警系統僅能在地震來臨時警示民眾避難,無法主動保護民眾的生命安全,若人民沒有搭配正確的防震防災觀念,即使地震警報再快,也無法達到有效的防災效果。

因此除了不斷革新地震預警系統的技術,地震中心也積極投入於地震的宣導活動和教育管道,經營 Facebook 粉絲專頁「報地震 – 中央氣象署」、跨部會舉辦《地震島大冒險》特展、《震守家園 — 民生公共物聯網主題展》,讓民眾了解正確的避難行為與應變作為,充分發揮地震警報的效果。

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此外,雖然地震中心預計於 114 年將都會區的預警費時縮減為 7 秒,研發新技術的腳步不會停止;未來,他們將應用 AI 技術,持續強化地震預警系統的效能,降低地震對臺灣人民的威脅程度,保障你我生命財產安全。

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整個宇宙都是我的動物園?——歡迎進入「天文化學」的思考領域
ntucase_96
・2021/09/24 ・3150字 ・閱讀時間約 6 分鐘

  • 撰文|許世穎

本文轉載自 CASE 科學報整個宇宙,都是我的動物園——天文化學

整個宇宙就像是一座「分子動物園」,藉由研究的分子光譜,我們可以得知這分子的分佈、溫度等性質;而由於不同的分子有著不同的「習性」,我們還可以得知孕育這些分子的星際環境。

要了解星際環境,可以從透過分子開始!圖/ESA/Hubble, CC4.0

天文化學是什麼?

天文學是研究宇宙間天體的自然科學,除了一般大眾較為知道的「天文物理學」以外,宇宙擁有很多的面向,其中一個就是本文的主題:「天文化學」。

同樣都是研究「物質」的科學,物理學與化學卻是以不太一樣的方式來觀察這個世界。天文化學著重那些宇宙間「不同天體環境中的原子、分子、離子」等,研究它們的形成、分布、彼此之間的交互作用,或是與環境的交互作用。(接下來為了方便起見,我們將分子、離子等統稱為分子。)

天文學雖然是最古早的科學之一,但是天文化學這個學門,則要到 20 世紀中期才開始慢慢出現。理由很簡單:因為分子看不到呀!星星那麼大一顆,用望遠鏡都不一定能看清楚了,更何況是擺在眼前都看不到的分子呢?

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因此要研究宇宙中的分子,必須要靠特別的技術才行;其中,最重要的技術之一,就是「光譜學」。

研究宇宙中的分子,必須依賴「光譜學」才行。圖/envato elements

光譜(spectrum)是將光依照波長或頻率排列出來的圖案,像「彩虹」就是一種光譜,是太陽光依照不同頻率分開來的圖案。而光的範疇除了可見光以外,還有很多肉眼看不到的波段,例如無線電波、紅外線、紫外線、X光……等。

每一種分子都有著屬於自己的光譜,在地球上的我們,如果想要知道分子的光譜長什麼樣子的話,除了可以做實驗量測以外,更多的是用電腦做精密的模擬計算來預測。分子的光譜就像它們的「指紋」,就像警察會將採集到的指紋與資料庫比對,來得知這枚指紋是哪個人留下來的,天文學家則是將觀測到的光譜與資料庫比對,來得知遙遠星際的另一端有哪些分子,甚至是它們的含量、溫度等(圖 1)。

想要了解更多天文學家如何使用光譜學,可以參考:<把光拆開來看:天文學中的光譜>。

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銀河系中央的光譜,從中可以分析出很多不同的分子,甚至包括他們的含量、溫度、分佈等等。圖/ESO/J. Emerson/VISTA, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Ando et al. Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit [2]

為什麼宇宙是「分子動物園」

動物們往往能反應出當地的環境,舉例來說,看到河馬就知道那邊是有水有草的環境;看到櫻花鉤吻鮭就知道有水溫偏低的溪流 [3]。將宇宙視為分子動物園也是一樣的,觀察分子的分佈、含量,也可以讓我們回推物理環境。目前,我們已從星際間,觀測到了約 200 多種分子,這裡就介紹幾種常見的星際分子吧!

宇宙中有很多不同的分子,分佈在不同的地方(示意圖)。圖/EAS2020[4]

氫分子(molecular hydrogen, H2

宇宙中含量最高的分子,也是「分子雲」的主要成分。分子雲中每一立方公分大約有一萬個氫分子(104 cm-3)。

分子雲是恆星、行星誕生的地方,所以了解氫分子的分佈,能幫助我們研究恆星形成。同時,氫分子能與較重的元素反應,是許多化學反應的催化劑,產生其他的分子如一氧化碳(CO)、二氧化碳(CO2)、 氰基自由基(CN)等。

氫分子對天文化學來說相當重要,可惜在分子雲這種均溫只有零下 200 多度的環境,幾乎是不太可能觀測到(因為它是個對稱的分子,有興趣的讀者可以再進一步了解。)[5][6]

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一氧化碳(carbon monoxide, CO)

一氧化碳分佈在星際間低溫、高密度的區域。它是星際間含量第二高的分子。

比起氫分子,一氧化碳容易觀測太多了,所以天文學家更容易從一氧化碳的圖像,來得知分子雲的分佈。由於分子雲幾乎沒辦法用可見光直接觀測,早期的科學家根本不知道我們周邊有這麼多分子雲的存在,直到觀測了一氧化碳的圖像之後才大開眼界。 [5][6][7]

被戲稱為「中指星雲」的分子雲。圖/維基百科, CC0

氨(ammonia, NH3

氨也是很容易被觀測到分子。歷史上第一個觀測到的分子是就是氨。氨有許多譜線,而這些譜線的強度對於環境變化非常敏感,能對應到很多種不同的星際環境。對氨的觀測能讓我們更精確地回推出該處的環境狀況 [8][9]

宇宙中的環境變化太大了,不同的環境下化學反應可能會有很大的差異。宇宙間的發散星際雲(diffuse cloud)、密集分子雲(dense cloud)、恆星形成的熱原恆星核(hot core)等這些已經偵測到大量分子的區域,溫度分佈從 10 K~1000 K(約攝氏 -200 度到 +800 度)、密度從每立方公分一百顆粒子到十兆顆粒子(102 cm-3~1013 cm-3)都有!

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這裡接著再介紹幾種分子含量高的星際環境。

恆星形成區域(star-forming region)

分子雲內部高密度、正在形成恆星的地方。獵戶座 KL 星雲(Orion KL)是獵戶座大分子雲中,恆星形成最活躍的區域。在這裡有許多的「複雜飽和有機分子」出現,如:甲醇(CH3OH)、甲酸甲脂(HCOOCH3)等,也有一些長鏈的碳分子,如:氰基乙炔(HCCCN)[10]

獵戶座 KL 星雲。圖/NASA, ESA/Hubble [10]

彗星 67P/Churyumov-Gerasimenko (comet 67P/C-G)

在近幾年的觀測資料中,科學家在這裡看到了含量極高的氧分子(molecular oxygen, O2),這讓他們感到非常意外。因為氧分子在宇宙中很容易起反應、變成其它的分子,而在彗星這麼樣一個容易揮發的環境中,卻能有高含量的氧分子存在,代表這些氧分子很有可能是在彗星形成的時候,就已經存在周遭的環境中,並且冰封在彗星上 [11][12]

彗星 67P/C-G(右)以及它的光譜(左)。圖/ESA/Rosetta/NAVCAM [12], CC 3.0(右)A. Bieler et al. (2015) (左)[11]

天文化學所牽涉到的範圍很廣,橫跨了許多不同的領域。 整個宇宙就是一座「分子動物園」。天文學家觀察這些宇宙中的分子,來得知遙遠天體中具有什麼樣的環境。星際間也發現了許多有機分子,研究這些分子甚至能幫助我們理解生命的起源,這是現在天文化學研究的一個重點方向。

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參考資料

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ntucase_96
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CASE的全名是 Center for the Advancement of Science Education,也就是台灣大學科學教育發展中心。創立於2008年10月,成立的宗旨是透過台大的自然科學學術資源,奠立全國基礎科學教育的優質文化與環境。

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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。

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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。

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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

原文及參考資料

延伸閱讀

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