0

0
0

文字

分享

0
0
0

登月快要半世紀了,但你了解月球嗎?──《知識大圖解》

知識大圖解_96
・2016/05/05 ・3129字 ・閱讀時間約 6 分鐘 ・SR值 514 ・六年級

月球起源的謎團

自古以來,月球一直籠罩著神祕的面紗。首先,就讓我們從月球的起源開始探究起:目前最主流的假說是大碰撞說,我們可以從月岩的定年研究得知,月球大約在45億年前形成,相當於太陽系最初形成的3000至5000萬年後。而地球在形成之後,就被一個大小和火星差不多的天體撞擊,天文學家將這個天體命名為忒伊亞(Theia)。這場撞擊所產生的殘骸散落在地球附近,最後凝聚成今日我們所稱的月球。至於月球的組成成分究竟是來自地球,還是當初撞上地球的小行星,又或是兩者皆有,至今仍備受爭論。

600px-Artist's_concept_of_collision_at_HD_172555
忒伊亞(Theia,神話故事中月球女神塞勒涅的母親)假說中,一個火星大的星體撞擊了地球,撞擊所產生的殘骸最後凝聚而成了月球。圖/wikipedia

月球是天空中第二亮的天體,亮度僅次於太陽,它以各種不同的方式影響著地球上的生命。月球、地球及太陽的重力交互作用讓海洋有了潮汐,每天的長度也因此微幅增加;我們還根據月相制定了曆法。直到1959年,蘇聯太空船登陸月球之前,我們都只能從遙遠的地球對月球進行研究。1969年,人類首度踏上月球;直至今日,月球仍是宇宙中除了地球之外,人類唯一駐足停留之處。

歷經數十年的研究,我們總算對這顆衛星有了多一點了解。我們知道月球內部和地球一樣有分異作用,分為核心、地函和地殼。核心部分富含鐵,液態外核包圍著中央的固態核心,核心和其他部分相較之下小得多,半徑僅約350公里,約為月球半徑的20%。在核心外圍,是500公里厚的部分熔融邊界層,科學家認為這是月球形成後不久,地函的岩漿海洋冷卻結晶所形成;至於地函,這層堅硬的岩石有1000公里厚。月球的地殼也是岩質,厚度約60至100公里。對月岩進行分析後,科學家發現大部分的月球地殼是由鋁和鈦組成,且含有大約等量的三斜鐵輝石(pyroxferroite)和矽鈦鋯鐵礦(tranquillityite),科學家最初在月球發現上述兩種礦物,但後來在地球上也有找到。月球的表層被破碎的岩石粉末覆蓋,這層風化層有著如雪片的質地,聞起來還有些火藥味。

太空人在月球上都要戴著頭盔也是有原因的:月球的大氣非常稀薄,大氣中沒有氧氣、氮氣或氫氣。事實上,月球大氣的總量不到10噸,因此太陽風能夠長驅直入,撞擊月球表面形成濺射,使粒子噴灑進入大氣。月球內部也會放出揮發性氣體,使表面出現釋氣現象,這些過程會持續產生鈉、鉀以及氬、氡、釙的化合物,太陽風則會帶來氦-4,因此我們能在月球大氣中找到這些物質。至於存在於地球上的氧和其他中性元素,只會在月球的風化層中出現,但在大氣中卻付之闕如;這可能是因為太陽風會快速地將這些元素吹至太空。

月球的身高體重

月球是太陽系中密度第二高的天體,僅次於木衛一埃歐(Io);它也是太陽系中第五大的衛星,前四大衛星分別是木衛三甘尼米德(Ganymede)、土衛六泰坦(Titan)、木衛四卡利斯多(Callisto)和木衛一埃歐。月球的直徑約為地球的四分之一,但其質量卻比0.0125個地球質量還要低。

月球有特殊的重力特性,雖然它和地球不同,並沒有雙極磁場,但卻有外部磁場,其重力僅約地球的六分之一。此外,月球還有許多質量聚集的「質量瘤」,形成強大的重力異常區,且大多集中在最大型的盆地附近。目前我們對於質量瘤的形成機制仍不太清楚,但盆地附近的重力異常可能來自於充斥其中的極高密度熔岩流。我們一直在月球上搜尋水的蹤跡,   雖然月球表面沒有水,但彗星帶來的水,或是太陽風的氫和風化層沉積物的氧交互作用所產生的水,仍可能潛伏在終年幽暗的盆地下。

月球呈現同步自轉,也就是它的公轉週期和自轉週期相同,因此月球一直以同一面面對地球;我們稱面向我們的那面為正面,另一面則是背面。有時候我們也會將背面稱為「暗面」,但其實背面和正面接收到的陽光照射量相同。

911px-Lunar_eclipse_October_8_2014_California_Alfredo_Garcia_Jr_mideclipse
月全食發生時,月亮會偏淡紅色。圖/wikipedia

我們會用月相來描述所見的月球正面形貌,月相會隨著月球繞行地球以及地球繞行太陽的軌道而變化。當太陽和月球在地球的兩側時,我們會見到滿月;當太陽和月球在地球的同一側時,月球看起來則是暗的(我們稱為「新月」),在這之間的月相則是上弦月和下弦月。當太陽、月球和地球排列在一條直線上時,稱為「朔望」(syzygy),這時會發生日食或是月食(月球位於太陽和地球中間時會發生日食;地球位於太陽和月球中間時會發生月食)。由於月球軌道和地球軌道不在同個平面上,因此並不是每次新月或滿月都會發生日食或月食。古代的巴比倫天文學家發現,每隔18年左右就會發生類似的日月食,他們稱這個周期為沙羅周期(Saros cycle)。

從觀月到登月

西元前五世紀,巴比倫的天文學家首度對月球進行記錄,印度、希臘、波斯和中國的天文學家也相繼提出理論解釋月光的起源、潮汐和月相。中世紀的天文學家認為月球是完美的球體,1608年望遠鏡發明後,人們很快就將望遠鏡轉向月球。17世紀末,義大利天文學家弗朗西斯科.馬利亞.格里馬迪(Francesco Maria Grimaldi)等人已為許多月面特徵命名。

1950年代和1960年代,美國和蘇聯的太空競賽最終聚焦於月球探索,先是派了軌道衛星前往月球,接著就是送上人類。蘇聯在競賽中拔得頭籌,月球2號(Luna 2)太空船於1959年撞擊月球表面,又首度於1966年在月球表面軟著陸,並將探測器送入月球軌道。但在1969年,美國關鍵的阿波羅11號(Apollo 11)任務讓人類首度登陸月球,贏得太空競賽的勝利。

人類曾一度認為,我們終將在月球上建立太空基地,不過這個願望至今仍未實現。美國航太總署(NASA)的載人太空計畫不斷改變,或許這個計畫最終會由其他組織或是私人企業實現。

近年來,NASA、歐洲太空總署(European Space Agency)、中國國家航天局(China National Space Administration)、印度太空研究機構(Indian Space Research Organisation)和其他組織仍不斷將軌道衛星和登陸器送上月球。2012年1月,兩艘名為聖杯號(Gravity Recovery and Interior Laboratory,簡稱GRAIL,意為月球重力描繪與內部結構實驗室)的太空船開始環繞月球,詳細地測繪月球表面,並對月球複雜的內部結構和重力進行研究。

仔細觀察月球表面

53
本圖節錄自《How It Works知識大圖解 國際中文版》第20期(2016年05月號),全見版請點擊圖片。

月球的兩個半球(面向我們的正面和遠離我們的背面)擁有相當不同的表面特徵,正面大部分是月海高地,月海是看起來顏色較深的區域(早期的天文學家以為這裡充滿了水,因此命名為海),高地的顏色看起來則較淺。其實月海並沒有水,它的顏色之所以看起來較深,是因為月海由早期火山噴發的熔岩凝固所形成;月球的背面正好相反,幾乎沒有月海。月球的正面和背面都布滿隕石坑,有些非常小,也有些寬達好幾公里;劇烈撞擊所產生的塵埃條紋,能由隕石坑中央向外綿延數百公尺。在月球形成後不久,山脈和其他火山地貌特徵就隨之成形,表面也逐漸冷卻、凝固。

登月阿波羅

54
本圖節錄自《How It Works知識大圖解 國際中文版》第20期(2016年05月號),全見版請點擊圖片。

1962年5月25日,時任美國總統約翰.甘迺迪(John F Kennedy)提出在十年內讓人類登陸月球並平安返航的目標。這在當時是個雄心勃勃的計畫,但NASA竟成功地在1969年7月21日以阿波羅11號將人類送上月球。NASA前後共六度將太空人送往月球,但由於預算縮減和經費移往天空實驗室(Skylab)太空梭計畫,在1972年12月阿波羅17號返回地球後,阿波羅任務就正式畫下句點,從那之後就再也沒有人類造訪月球了。


mybookHIW

 

本文節錄自《How It Works知識大圖解 國際中文版》第20期(2016年05月號)

更多精彩內容請上知識大圖解

 


數感宇宙探索課程,現正募資中!

文章難易度
知識大圖解_96
76 篇文章 ・ 4 位粉絲
How It Works擅長將複雜的知識轉化為活潑有趣的圖解知識,編輯方式以圖像化百科呈現,精簡易懂、精采動人、深入淺出的圖文編排,讓各年齡層的讀者們都能輕鬆閱讀。


0

26
4

文字

分享

0
26
4

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)


數感宇宙探索課程,現正募資中!

Tiger Hsiao_96
9 篇文章 ・ 7 位粉絲
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。