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[2003-01-18]

這篇寫了不少有關宇宙探索新發展的資料,但由於篇幅所限,不能甚麼也說得很詳細。也可以按這裡下載PDF檔案。


宇宙探索新世代

"The Universe is far from revealing all of its secrets to us
and we should never really be surprised at what we may discover.
That's what this enterprise is all about
- a voyage of human discovery that will take, perhaps,
forever to complete."
-- Gergory Bothun

Contents
Introduction
早期宇宙的結構形成
星系形成與演化
重力波探索
γ射線暴
四大太空望遠鏡
James Webb Space Telescope
射電波
其他觀測

宙,擁有無盡的空間,黑暗、冰冷且浩瀚。我們的宇宙比任何東西都要空曠,這個真空比地球的項峰上的空氣還要稀薄億倍再億倍。它既年老卻又年青,它包含著大部份無生命的物質,於二百億年前誕生至今,但這些沒有生命的卻擁有無限的生命力,可以不斷演化,在宇宙中不斷循環,製造出新的生命。在宇宙的真空中,物質在宇宙中只佔有很少的位置,只有光和重力才能把訊息傳播,亦只有靠光和重力,我們才能夠看到宇宙最遠古的一面。

早期宇宙的結構形成 [Return to Top]


圖二 COBE探測到CMB的細微不一致性


圖三 宇宙3個可能的形狀

圖四 MAP的構想圖

圖五 Planck的構想圖

宇宙誕生的過程是天文學家一個主要的研究對象,大霹靂(Big Bang)理論是現今幾乎公認的宇宙起源理論,根據大霹靂,宇宙是由一場約二百億年前發生的大爆炸而成,它不斷膨脹同時冷卻,最後形成今時今日的宇宙。宇宙剛形成時,它的溫度為大約1032 K,之後的10-10秒內,光的粒子稱為光子(photon)誕生,這些光子在高溫下,能量非常之高,它們互相撞擊,基於愛因斯坦物質與能量互換的理論,製造出質子(proton)和中子(neutron),這時是宇宙誕生後的10-4秒。當宇宙的溫度下降至109 K,大約是宇宙誕生後的100秒,核子反應將質子和中子結合,形成原子核,宇宙中的輕元素氦(helium, 4He)和鋰(lithium, 7Li),及同位數(deuterium, 2H)和氦三(helium-3, 3He)就在這個時候產生。電子(electron)在高溫下在宇宙中高速運動,質子沒有足夠能量抓住電子,即是說宇宙中所有物質均是離子(ion),這些高能粒子不斷碰撞,期間把光子發射、吸收或散射,使早期宇宙充滿著輻射,光在這個時候只能走很短的路,就會被其他粒子吸收。

宇宙微波背景輻射(Cosmic Microwave Background Radiation, CMB)是宇宙在大霹靂爆炸產生中留下來的餘波,在宇宙形成的30000年內,CMB都不能脫離充滿著高能質子和電子的等離子(plasma)海洋,直到宇宙不斷膨脹,溫度下降至4000K,電子才能慢下來,並穩定地停留在質子的外圍運行而形成不帶電的原子(atom),宇宙在這時便由輻射主導轉為物質主導,輻射與物質退耦(decouple),宇宙放晴,光被釋放,光子可以在宇宙中自由傳播。CMB的觀測便是宇宙誕生後我們可見最早的宇宙模樣。

最早期的宇宙物質和輻射都分佈得非常平均,但試想想,宇宙之所以能出現不同的結構,是因為不同地區物質的密度不同,其重力的影響使高密度的物質聚在一起,形成了宇宙中種種不同的結構,因此早期宇宙中的密度起伏(density fluctuation)是構成宇宙中結構形成(structure formation)的關鍵。宇宙在形成的最早期由於體積小,量子力學告訴我們宇宙中會出現大量的量子起伏(quantum fluctuation),使空間與空間的密度出現微少變化。根據大暴脹(inflation)理論,宇宙在形成的最初期,大約遠遠小於10-35秒至10-30秒時,在這麼短的時間內,宇宙以超光速的速度膨脹,把宇宙擴大1050 倍。宇宙之所以有現今的體積,全因暴脹的過程,在暴脹的同時,量子起伏由微觀擴大至宏觀,構成不同地區的密度差異,從而形成今時今日宇宙中的不同結構。1992年,太空探測器Cosmic Background Explorer(COBE, space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe)完成了第一輻宇宙微波背景輻射的地圖,有了這張地圖,我們可以觀測到太空每個位置的CMB溫度均為2.72K,這是大霹靂的有力證據。然而當中發現了微弱的起伏,CMB溫度為2.7251K至2.7249K,雖然差異很少,但這不一致性(anisotropy)卻包括著宇宙結構及其形成的重要資料。

隨著宇宙放晴,宇宙進入黑暗時期(dark age),這時宇宙中沒有一點固定的光源,漆黑一片,直至宇宙形成後的1億年,第一顆恆星誕生,第一個星系形成,宇宙中的第一種結構形成,使宇宙逃離黑暗的時代。星系是宇宙學家另一個主要研究的對象,是研究宇宙演化時必須研究的宇宙成員。相比起整個宇宙,恆星實在太細小了,所以宇宙學家會喜歡以星系作為單位去研究宇宙。當然,在研究星系的時候,會把恆星一起研究,因為恆星是組成星系的原素。


圖六 模擬利用MAP所拍攝到CMB的起伏

宇宙中除了有可觀測的光亮物質外,還有些觀測不到的物質,稱為黑暗物質(dark matter),它們存在於整個宇宙當中,其質量與密度絕對影響星系形成的過程與宇宙的形狀。天文學家把星系由星系核到外圍的旋轉速度與半徑畫成圖表,發現觀測到的物質並不能解釋星系外圍擁有相同旋轉速度的問題,因而發現黑暗物質的存在,我們知道圓盤式星系(disk galaxies)除了圓盤(disk)外,外圍還有一層銀暈(galactic halo)包圍,而銀暈是由黑暗物質組成,佔了星系質量的90%。含有質子、中子、電子的基本粒子稱為重子(baryon),重子的密度起伏的增加發生在輻射與物質退耦,而非重子黑暗物質(non-baryonic dark matter)的密度起伏的增加在物質輻射對等時期已開始。由於黑暗物質佔宇宙中9成質量,所以它操控著密度起伏的變化,即是操控著早期星系形成的過程。另外,我們宇宙的形狀是基於黑暗物質的多少,太多會形成封閉宇宙(closed universe),太少便會形成開放宇宙(open universe),剛好的則會形成平坦宇宙(flat universe),現時根據觀測,我們的宇宙是平坦的。

為了探索CMB,美國太空總署在2002年發射了一艘名為Microwave Anisotropy Probe (MAP, map.gsfc.nasa.gov)的太空探測器,它繼承了COBE,主要工作是記錄宇宙中的CMB分佈,製成一輻早期的宇宙CMB分佈地圖,當中主要量度CMB的不一致性,不同地區上溫度的微弱起伏,量度宇宙的形狀,宇宙中物質的含量,了解結構形成的過程。而在2007年,歐洲太空總署(European Space Agency, ESA)的Planck (sci.esa.int/home/planck)也會被發射,它也是一台觀測CMB的探測器,但解像度比MAP好,相信MAP和Planck對CMB的研究會替宇宙的形成帶來很多新的發現。

星系形成與演化 [Return to Top]


圖七 Hubble Space Telescope

圖八 HDF中的遠古星系
我們一直提及的光其實是一種電磁波(electromagnetic wave),它可依照不同波長分為射電波(radio wave)、紅外線(infrared)、可見光(optical light)、紫外線(ultraviolet)、X射線(X-ray)及γ線(gamma-ray)。當中以射電波的波長最長,而γ射線的波長最短。人類肉眼可見到的電磁波,稱為可見光,也就是大家熟悉,天文學家就是靠研究從宇宙所發出的電磁波來分析天體的特質,但由於波段不一定處於可見光波段,因此天文學家需要能夠接收不同波段的探測器。

紅移(redshift, 記號為z)是指物體的光譜向紅光移動的數值,這跟它遠離我們的速度有關。由於宇宙不斷膨脹,越遠的東西,遠離我們越快,紅移值也越高。光速是宇宙中最快的速度,現在所看見距離我們十億年的星系,它的光其實是早在十億年前已經發出,直至現在才到達我們的眼睛,所以,我們見到越遙遠的東西,也代表它們越古老。宇宙背景輻射也是因為紅移的關係,波長增加,變成了微波(microwave),遠古星系的光譜同樣也會紅移,並集中在射電波和紅外線波段,所以我們要利用不同波段的探測器來觀測不同種類的天體。

1995年,天文學家利用Hubble Space Telescope(HST, hubble.stsci.edu)在大熊座一處3’(1°/60=1’;1’/60=1”)大小的天區,曝光十日,得到一張稱為「北哈勃深空」(Hubble Deep Field North, HDF-N)的照片,照片中可以見到1500個以上處於不同演化階段的星系,它們距離我們超過十億光年以上,當中有100個候選的星系介乎2.5< z <3.5,15個候選星系介乎3.5< z <4.5,其中分光分析(spectroscopy)更確認了一個z = 5.34的星系。大部份星系都相當暗淡,視星等只有30等(大約是人類肉眼所能看見最暗東西的4億倍)。這些拍攝回來的星系距離我們相當遙遠而且古老。HDF對於研究星系形成及演化有很大的幫助,由HDF-N中可看到很多不規則的星系,它們的顏色跟形狀都比較奇特;然而現今的星系多數呈現完整的形狀,例如螺旋狀,體積也要比較大。它們有長達幾千光年,光亮的結(knot)和凝聚物,這些正是鄰近我們的星系有活躍恆星形成的地方。很多星系更有伴星系(companion),這可能是星系撞擊起源說(merging galaxies)的一個伏線。

我們現在所使用的星系分類法是19世紀的哈勃分類法(Hubble classification),它將星系外型(galaxy morphology)分為橢圓(ellipticals)、透鏡(lenticulars)、螺旋(spirals)和不規則(irregulars)四大類,這個分類法上的星系外型排列被稱為哈勃序列(Hubble sequence),並曾被誤認為星系演化的階段。由於我們觀測到越來越遠的星系,它們很早形成,外形千奇八怪,它們的外形已不能夠被哈勃序列所覆蓋,所以我們需要觀測更多的星系來制定新的星系分類法。星系主要可分為核球(bulge)和圓盤兩大部份,圓盤星系以圓盤比較特出,而橢圓星系由核球主導。星系演化的過程取決於星系中第一代恆星形成的速度,若恆星形成得很慢,氣體收縮便在恆星形成前發生,星系中的氣體會在高速旋轉下收縮至一垂直於自轉軸的圓盤,恆星在圓盤中形成,成為圓盤星系。若恆星形成得較快,氣體還未收縮,恆星已形成,散佈於核心四周,橢圓星系便會形成,它的恆星比較年老且光譜偏紅,然而相對地,圓盤星系的恆星較年輕。

「金屬」一詞在天文學上泛指重於氫與氦的元素,不過我還是比較喜歡「重元素」這個詞語。其實在宇宙誕生時只有1H、2H、3He、4He和7Li這些輕元素及同位數,而現今世界中其他的重元素都是由恆星演化的過程中製造出來。比鐵輕的元素透過核聚變(nuclear fusion)熔合成重元素,例如碳;質量大於3倍太陽質量的恆星死亡時會在超新星爆發(supernova explosion)的階段透過核合成(nucleosynthesis)製造出含有很多質子的重元素,如鈾。隨著恆星演化的不斷循環,星系的金屬度(metallity)隨著時間而增加,輕元素不斷轉為重元素,使重元素散播至星系際空間(intergalactic medium, IGM),以至整個宇宙。而重元素的出現與散播,使有機物質出現,再而繁衍出生命。


圖九 利用Lyα濾光片探測到的星系

圖十 QSO1422+231光譜中的LyαF

圖十一 ULIRG

尋找高紅移星系成為了研究星系演化的基本工具。哈勃(Edwin Hubble)當年發表描述宇宙膨脹的哈勃定律的文章中,最遙遠的星系也只有z<0.004,相等於現時宇宙年齡的99.5%。而在60年後,要尋找z~1的星系,即現時宇宙年齡的50%的星系,已經不再困難了。遙遠且有活躍恆星形成的星系,稱為星暴星系(starburst galaxies),它們的光譜中會出現一條很強的發射線-Lyman alpha(Lyα),這是電子由第一能態(first energy state)下降至基態(ground state)時所釋出的紫外線光子,擁有這特質的星系被稱為Lyα星系。我們可以利用窄波段Lyα濾光片(narrow band Lyα filter)來突顯出原本非常暗淡的Lyα星系的Lyα譜線。高紅移的星系都比較年輕,活躍恆星的形成令Lyα的紫外線光子被恆星大氣的離化氫,或被恆星際空間(interstellar medium, ISM)的中性氫所吸收,光譜在Lyman連續區出現躍變(Lyman continuum discontinuity),稱為Lyman break,這些星系稱Lyman break galaxies(LBGs)。這幾年來就是利用Lyα濾光片和尋找LBGs,把尋找最遙遠星系紅移的極限推至z~6了。

當星系的光穿過IGM時,IGM中會有著大量不同距離的氣體雲,會令星系的光譜留下吸收線(absorption line),由於各氣體雲的距離不同,所以它們的紅移也不同,致使星系的光譜會出現上百處尖銳的吸收線,主要是Lyα譜線,因而稱為Lymanα Forest(LyαF)。LyαF在宇宙學上功勞很大,它能把宇宙中的不同紅移的重子分佈都勾劃出來,對於研究宇宙的密度起了很大作用。若星系含有大量塵埃,那麼大部份由恆星發出的可見光和紫外線均會被吸收,使溫度上升,把能量以紅外線發射。紅移令紅外線變為介乎紅外線與射電波中間的亞毫米波段(submillimeter),而亞微米星系相信是有著大量的恆星演化的。另外,特高光度紅外星系(ultra-luminous infrared galaxies, ULIRGs)是擁有大量塵埃、光度特別高的星系,這可能源自星系合拼時引發的劇烈恆星演化。因此亞微米和紅外線觀測對了解星系演化也很有幫助。

60年代初期,天文學家在射電波段發現一些非常光亮的天體,它們看似只有一點卻發射出有上百個星系的光度,但由於當時的技術所限,它們只看到這類天體跟普通的恆星很類似,因此被名為類近恆星射電源(quasi-stellar radio sources)。後來發現這類天體只有10%會發出很強的射電波,所以以一般的類近恆星天體(quasi-stellar objects, QSOs)來稱呼,簡稱為類星體(quasar)。它們的光譜告訴我們它的光度並非由恆星的光而來,而且擁有很高的紅移值,以現時為例,已發現有z~6的類星體。在科技進步了的80年代,天文學家發現類星體的周圍有一團濛濃的光包著,而這團光都擁有著恆星的吸收線,另外,天文學家也發現一些類星體的紅移值,跟背景的星系團的星系一樣,而得知類星體位於星系團中,由此可推斷出類星體是一些很遙遠且光亮的星系,稱為活躍星系(active galaxies)。活躍星系的核心都釋放著異常大的能量,發出的光都比整個星系還要多,因此這天體也稱為活躍星系核(active galactic nuclei, AGNs),類星體就是一種特別光亮的AGN。我們相信QSOs和AGNs的核心擁有著怪獸般的特大質量黑洞(supermassive black hole),有著一億倍太陽質量,佔了整個星系總質量的1%。AGNs的能量就是由特大質量黑洞把物質吞噬下去時形成的吸積盤(accretion disk)所產生的。

重力波探索 [Return to Top]


圖十二 大質量天體圍繞互旋產生的重力波

圖十三 物質遇上重力波的形狀改變


圖十四 LIGO

圖十五 LIGO的原理圖

圖十六 LISA
根據愛因斯坦(Albert Einstein)的廣義相對論,質量的存在令時空彎曲。所以就像加速的粒子會發出電磁波一樣,任何質量的移動都會令時空改變,加速的質量會令時空產生波動,即重力波(gravitational wave)。重力波以光速傳播,並以垂直於它傳播的方向振動。當重力波經過一物質時,沿著某一個方向會使物質拉長(同時於垂直該方向壓偏物體),之後會類似地沿著該方向的垂直面拉長物體。可是重力比電磁力弱1040倍,重力波對物體的影響實在太微小,我們根本無法可以感受到,卻使時空好像湖面一樣泛起陣陣重力波的漣漪。

小質量的移動所造成的重力波弱得根本無法探測到,唯有宇宙中涉及強大的重力場或質量龐大的天體才較容易被探測。例子包括大質量的恆星在死亡的核心塌陷形成黑洞、密近雙星(close binaries)以高速旋轉、黑洞或中子星的互相撞擊或合拼(collision and merging of black holes/neutron stars)等。當兩個黑洞發生撞擊時,會釋出大量能量,轉化為重力波,在宇宙間傳播。

雖然我們至今仍未發現任何重力波,但由於重力波的重要,重力波探測器便成為所有天文學家的焦點。新的重力波探測器包括兩台地面的Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO, www.ligo.caltech.edu),它們位於美國,每台呈L字型,每邊為長4km的真空管。每邊放有鏡,當激光會射向鏡子,重力波的經過會使所測試質量的長度改變10-16cm,理論上是可以察覺到的。另外,Laser Interferometer Space Antenna (LISA, sci.esa.int/home/lisa) 是將會放於太空的重力波探測器,目的是探測由黑洞和雙星發出的重力波。若然成功,重力波探測器將成為宇宙探索的全新工具。我們一直用電磁波來做天文觀測,但電磁波受制於發射的物質本身,例如黑洞和宇宙放睛前的模樣都是不能用電磁波去觀測的,若我們真能掌握到探索重力波的技術,這便不再是天文學家的盲點,並將會為我們在宇宙研究上打開一度全新的大門,我們會看見宇宙間時空的漣漪,更能同時利用電磁波和重力波兩大工具來研究我們的宇宙。

γ射線暴 [Return to Top]

γ射線是宇宙中能量最高的電磁波,跟γ射線有關的天象均是涉及高能天體物理現象的,除了黑洞的能量太大會釋出γ射線外,γ射線暴(gamma-ray bursts, GRBs)是宇宙中最強的γ射線源。GRBs是宇宙中繼大霹靂之後最大規模的爆炸,在數秒至數分鐘內,放出大量的γ射線,比太空中γ射線總和還要多,假如可以用肉眼看到γ射線,我們便可以見到天空中出現一顆金星般光亮的星,維持數秒。

圖十七 GRB970228

圖十八 不同的GRBs的強度

至今,我們還未能對GRBs的成因有一個共識,只證實了GRBs是來自宇宙的深處。每一個GRB的爆發都會不同,它每次所爆發的能量有超新星爆發的一百萬倍。觀測GRBs非常困難,因為GRBs往往只維持短短幾秒,可是由察覺到這些暫現(transient)的γ射線,至儀器能捕捉到並開始記錄,都需要一定的時間,往往令觀測GRBs有困難。除了γ射線爆發外,我們還留意到隨後有不同波段的餘輝(afterglow) -X射線、可見光、紅外線甚至射電波等都有,因此一次GRB爆發需要用所有波段的儀器去記錄,結合不同波段的餘輝觀測,我們可以知道GRBs在宇宙中傳播的方法。

四大太空望遠鏡 [Return to Top]


圖十九 Compton-GRO

圖二十 3C279, 3C273

圖廿一 2704個GRBs的分佈
圖廿二 Chandra X-ray Observatory

太空探索不僅派出無人探測船前往各大行星,還發射了各類型的探測器量度宇宙,種種不同的探測器由美國、歐洲、日本甚至中國等多國研製,使新世代的宇宙探索多姿多采。美國太空總署的大型太空望遠鏡計劃包括了四台觀測不同波段的太空望遠鏡,旨在覆蓋大部份的電磁波段。這四台望遠鏡分別是於1990年發射觀測可見光的Hubble Space Telescope、1991年發射觀測γ射線的Compton Gamma-Ray Observatory(CGRO, cossc.gsfc.nasa.gov)、1999年發射觀測X射線的Chandra X-ray Observatory(CXO, chandra.harvard.edu)和預計於2003年發射觀測紅外線的Space Infrared Telescope Facility(SIRTF, sirtf.caltech.edu)。除了Compton在2000年回歸地球大氣層銷毀,以及SIRTF尚未發射外,Hubble和Chandra一直為天文界帶來新驚喜。


圖廿三 Sgr A*

圖廿四 擁有2個特大質量黑洞的星系NGC6240

圖廿五 SIRTF
HST發射升空12年以來不斷為天文界帶來重大的發現。很多探測器或太空望遠鏡都會處於大氣層之上,主要有兩個原因:一是我們的大氣層已將某波段電磁波吸收了,在地面根本無法觀測到該電磁波;二是可以避開空氣的揣動。HST就是因此能夠取得很多地面望遠鏡不能得到的資料。一般的地面望遠鏡的解像度為1”,而HST的解像度則為0.1”,比地面望遠鏡好十倍。HST是一台光學望遠鏡,它觀測到太陽系外的行星(extra-solar planets)、原恆星(protostars)誕生及星系碰撞(galaxies collision),它拍攝的HDF包含了很多遙遠古老的星系,還有類星體與特大質量黑洞的探測等等。12年間HST不斷服務,已經日趨年老,雖然當中有多次由太空穿梭機進行的維修任務,但仍然不能阻止其老化,最後一次的維修任務會於2004年執行,自此之後,每年需要4千萬美元經費運作的HST只會運作到2009年。然而,當初HST的設計也只是預計作15年的運作。

Compton負責γ射線的觀測,當CGRO未發射時,大家對類星體的認識很少,當CGRO指向當時唯一已知在γ射線波段可見的類星體3C273時,卻發現附近有一顆類星體3C279,是一個很強的γ射線源。Compton發現了一種新天體,耀變體(blazars),一種在γ射線可見的類星體。CGRO其中一個儀器Burst And Transient Source Experiment(BATSE)專門負責探測天空中的暫現γ射線爆發,由於GRBs爆發的時間那麼短和突發,當它一探測到GRBs,便即時把GRBs的坐標通知X射線探測器、地面的光學望遠鏡或射電望遠鏡,去追蹤GRBs的餘輝。BATSE將天空中GRBs的位置記下來,發現GRBs平均分佈於整個天空,令我們知道GRBs是來自宇宙深處的。

Chandra是另一台很重要的太空望遠鏡,專門負責X射線的觀測。X射線是繼γ射線,第二高能量的電磁波。Chandra的高準確度與解像度帶來很多發現,包括黑洞的觀測。除了質量為1億倍太陽質量位於星系核心的特大質量黑洞,和大質量恆星死亡時形成並擁有10倍太陽質量的恆星黑洞(stellar black holes)外,Chandra還探測到質量為太陽500倍的中質量黑洞(intermediate-mass black holes)。CXO更證實了我們銀河系中心稱為人馬座A*(Sgr A*)的地方,有著擁有3百萬太陽質量的特大質量黑洞,也見到一個星系中擁有兩個特大質量黑洞。此外,Chandra也有觀測星系核心射出的噴流(jet),超新星爆炸遺骸的重元素分佈等。

SIRFT是美國太空總署大型太空望遠鏡的最後一台,若不再延遲的話,將於2003年4月15日發射升空。SIRFT包含了一副直徑0.85米的望遠鏡,由於紅外線主要源自熱輻射,望遠鏡需要冷卻至接近絕對零度,才可將望遠鏡本身的熱力產生的影響減到最低。塵埃是天文觀測的一大敵人,可是在浩瀚的宇宙中,卻偏偏充滿著塵埃,使們無法看到其背後的一切。幸好,紅外線能穿透這些塵埃,有了SIRFT便可以揭開塵埃後的秘密。

恆星在充滿氣體和塵埃的分子雲(molecular cloud)中誕生,紅外線可以穿過分子雲,直接去觀看恆星形成的每一個階段。恆星在誕生時會在周圍形成原行星盤,孕育著行星,這時形成行星的材料-星子(planetesimals) 與較大的大石撞擊,令原行星盤充滿著小沙粒和行星碎片。我們用可見光也可以隱約地看到原行星盤,但它的母恆星太光會影響觀測,我們透過紅外線可以將這影響減小,知道原行星盤的成份和物質如何分佈以形成行星。另外,SIRFT可以探測到大量的褐矮星(brown dwarfs),這是未能產生熱核反應而夭折的恆星,並主要放射著紅外線。

SIRFT也會利用其紅外線波段觀測AGNs,ULIRGs和星暴星系。ULIRGs本身是一種發出很強紅外線的天體,而AGNs多被塵埃阻隔,星暴星系中的新恆星亦會發出強烈的紅外線,研究它們可以知道其分佈、不同紅移時的演化及了解它們發出龐大能量背後的原理。至於z>5的遙遠星系,它們原來發出的可見光都因重力紅移而變為近紅外線,SIRFT可以因此而找到更多古老星系,去了解星系的演化和當中的恆星演化史。

James Webb Space Telescope [Return to Top]


圖廿六 JWST的構想圖

舊稱為Next Generation Space Telescope的James Webb Space Telescope( JWST, www.jwst.nasa.gov )是HST的後繼者,預計於2010年6月發射,是繼HST之後另一台非常重要的天文望遠鏡。JWST的主鏡直徑長6米,較HST的2.4米主鏡還要大,觀測的波段為可見光到紅外線。

圖廿七 利用JWST所拍攝到星系最初演化的模擬模樣

基於JWST的大口徑和置於太空中的優勢,它集光力之大、解像度之高、靈敏度之強、光譜覆蓋範圍之廣,令我們在新世代有對強勁的眼睛,直接去看由黑暗時期完結至今各個宇宙時期中,大型結構、星系、黑暗物質、恆星演化與重子分佈的變化。重力紅移令我們需要一對好的紅外線眼睛才可以看到宇宙中第一批的結構和星系。JWST也可以了解在大型結構中,宇宙中黑暗物質的分佈,和清楚黑暗物質的屬性和成份,再由此推斷出宇宙的密度而計算宇宙的形狀。我們透過JWST,以比HST更短的時間便可以獲得比HDF更多遠古星系的早期宇宙照片,這照片將比HDF在了解早期宇宙與星系演化所扮演的功能上更加重要。我們在了解星系演化的同時,也要解答黑暗時期後照亮宇宙的光源問題,與打量重元素在早期宇宙的分佈。

利用JWST,我們也會對我們的銀河系有更多的認識,我們可以由量度銀河系附近的球狀星團(globular cluster)中白矮星(white dwarf)的光度,繪成圖表而推算銀河系中最年老的恆星的年齡。我們也可以認識自己星系的演化歷史,包括圓盤和核球形成的過程與時間、重元素化學演代的情況,與及黑暗物質對形成時的影響;另外,在本星系群(Local Group)中,我們的銀河系跟其他星系,如仙女座大星系的演化過程的異同,還有各自不同的金屬度會否令第一批形成的恆星受到影響等。

JWST的一雙紅眼睛,成為了它的一大優點。於原行星盤中,原被塵埃包圍的新生行星資料,可以用紅外線透露出來,我們會知道原行盤中物質的碰撞和碎裂對行星的影響。我們可以由同一個星團,有著一樣的起始條件如密度與溫度,研究當中恆星質量的分佈,便得知其恆星會否因而質量相近。JWST的解像度甚至可以直接去量度一些恆星的大氣化學成份,以後除了我們認識的太陽外,我們還可以對更多的恆星有更深入的了解。

射電波 [Return to Top]

天文學家另一種常用來觀測的電磁波波段,就是射電波段。由於射電波的波長很長,射電望遠鏡的直徑都很大。Very Large Array ( VLA, www.aoc.nrao.edu/vla/html/VLAhome.shtml ),於1980年啟用,為27台射電望遠鏡組成的干涉儀(interferometer),每一台望遠鏡的直徑為25米,排列成一個Y字型,利用電腦把每台獨立的望遠鏡所收集的數據整合成一個更強的訊號,使這個陣列成一個巨型天線,這就是干涉儀的意思。Very Long Baseline Array (VLBA, www.aoc.nrao.edu/vlba/html/VLBA.html ) ,於1993年啟用,為全球最大的天文儀器,它由10台25米碟型天線組成,天線的數目雖然比VLA少,但VLBA的天線卻由夏威夷分佈到處女群島,橫誇整個美洲,而干涉儀的解像度是由天線相距最長的距離而定,並非天線的多少,因此VLBA比VLA有更高的解像度。VLA和VLBA為天文學家最常用的射電望遠鏡,但由於天文學發展得太快,20年前的科技己經跟不上現今的需要,因而有一些新的計劃正進行中。

一些新的射電天文儀器會放棄巨碟型天線的設計,而改用電子技術,將多個便宜的小型探測器的訊息結合,從而節省製造巨型天線的成本。Allen Telescope Array (ATA, www.seti.org/science/ata.html ) 正利用這概念,構造350台直徑6米的射電接收器,以達至一台直徑100米望遠鏡的效果,ATA預計在2005年啟用。另一計劃為Atacama Large Millimeter Array ( ALMA, www.alma.nrao.edu/index.html ),ALMA是天文學家一直期待的毫米波長射電望遠鏡,它由64台直徑12米的天線組成,解像度為0.01”( 跟JWST一樣 ),比HST和VLA高十倍,預計2011年落成。


圖廿八 ATA的構想圖


圖廿九 ALMA的構想圖

Square Kilometer Array ( SKA, www.skatelescope.org ) 的建造將會是天文界另一個的轉捩點。SKA這個射電望遠鏡陣,正如其名所指,將會擁有超過1平方公里的有效接收面積,比現有任何陣列的靈敏度高100倍以上,SKA會是由多個天線接收站組成的干涉儀陣列,預計會由30個接收面積為106平方米的干涉站組成。SKA的成本預計為1億美元,為了減輕成本,天文學家必須發展新技術來配合,並且由多國合作分擔成本,現時中國、加拿大、澳洲、荷蘭均有對SKA提供方案。中國打算在貴州的一座山上建造巨碟,設計以20塊500米長的巨型接收碟為藍本,砌成碗型的大接收器;加拿大的設計由一系列200米長的反射板,再配合掛於半空可動的接收器而成;澳洲的設計則以“Luneburg lenses”來填滿陣列,每個透鏡大約為6米直徑。然而,到了2005年SKA的設計才會有最終決定,並於2015年啟用。



圖三十 四個國家[(a)中國(b)荷蘭(c)加拿大(d)澳洲]構想的SKA

天文學家一直以來都利用射電波段來尋找地外文明,有了ATA,收聽訊號的範圍增加了,搜索範圍增加了上千萬顆恆星,也加快了搜索的速度,快捷地去分辨有否由地外文明傳送到來的訊號,解答一個一直困擾人類的問題:「宇宙是否只得我們人類孤獨的一群,再沒有任何生命?」

宇宙中的毫米及亞毫米的電磁波段主要由冷氣體,及塵埃的熱發射組成,然而,這些物質同樣也會不斷地發射出紅外線。天文學家可以靠ALMA和SKA研究恆星誕生區域的化學成份演化,由星雲至原恆星盤,從而得知塵埃和氣體,如何於恆星形成的過程和星雲中分子的複雜性起了作用。另外,更可以觀測恆星表面所發生的變化,例如質量損失,從而了解恆星形成和演化的過程。此外,在星系際的層面,射電波也可以探測到星系分子雲的化學成份,從而得知它們如何在重力下改變,使其演化跟恆星的不同。而SKA則可以看到宇宙由混沌一片變為氫結合時的模樣,推測出宇宙中黑暗物質的的結構。另外也可以利用SKA把星系與星系之間的磁場辨認出來,當中較易分辨的重元素例如一氧化碳,可以推測到早期星系中重元素的演化,從而了解整個星系的演化過程。

其他觀測 [Return to Top]


圖三十一 Herschel的構想圖

HST退休是一件比較可惜的事,但無奈經費有限,新的任務取代舊的更是最自然不過了。可是JWST並不是集中在可見光波段運作,下一年代的光學天文學將會比較遜色。然而新技術令地面望遠鏡有很大的作為。自適應光學 (adaptive optics)為解決大氣揣動的新科技,它利用激光在大氣中製造出一顆人造的星,然後靠觀測該人造星的變動而得知大氣運動的變化,再由電腦指令那台望遠鏡中的幾組鏡片調整位置,從而抵消大氣運動對影像的影響。這科技現在已被某些地面望遠鏡所應用,如Very Large Telescope ( VLT, www.eso.org/outreach/info-events/ut1fl )及Keck Observatory ( www.astro.caltech.edu/mirror/keck ),而某些靠自適應光學所攝得的圖片,比HST的還要好。不過暫時此科技仍需繼續發展,現時較大面積的自適應光學技術尚未完備,因此希望在HST退休之後,地面望遠鏡能夠依靠新科技帶來高質素的影像。光學望遠鏡也開始利光學干涉儀的技術,將影像合成,例如VLT的4台8米直徑的單元望遠鏡會結合為干涉儀,得出的影像會比HST影像更好。

ESA的Herschel Space Observatory ( sci.esa.int/home/herschel ),舊稱Far Infrared and Submillimeter Telescope ( FIRST ),是一台覆蓋遠紅外線和亞毫米波段的太空望遠鏡,預計2007年跟Planck一起發射。它一樣有著紅外線眼睛,所以也會研究星系形成與恆星誕生這些基本問題。


圖三十二 XMM-Newton的構想圖

X-ray Multi Mirror (XMM)-Newton ( sci.esa.int/home/xmm )是一台ESA的X射線望遠鏡,於1999年升空,與Chandra同時對宇宙的X射線源作探索,例如黑洞的探測和了解星系的形成。

還有多台新的γ射線探測器會繼Compton之後,觀測宇宙中的γ射線天象,當中包括美國在2000年發射的High Energy Transient Explorer ( HETE, space.mit.edu/HETE )、ESA在2002年發射的International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory ( Integral, sci.esa.int/home/integral ),以及美國預備在2003年發射的Swift ( swift.gsfc.nasa.gov )。HETE是一台小型的太空探測器,其主要工作是探測天空中暫現的GRBs;Integral會研究超新星爆發時的γ射線、中子星、白矮星等的γ射線、AGNs的原理和探測GRBs;Swifts會研究GRBs的成因、GRBs的分類、爆發時GRBs對周遭的影響、量度LyαF、探測AGNs等。


圖三十三 Swift的構想圖


圖三十四 Integral 拍攝到第一輻的GRB, GRB021125

這一連串的新儀器,定會為我們帶來前所未有的新發現,甚至可能會出現新發現太多的情況而吃不消,但儘管如此,這個新世代的宇宙探索準會多姿多采是無可置疑。我們的宇宙比任何想像得到的還要大,它包含著一切,正因如此,宇宙就成為我們產生興趣的對象。對我們而言,不,甚至對整個人類而言,宇宙的一切太不可思議,窮一生也不能完完全全地去了解它的真締。所以只有不斷的去探索,一片一片的把宇宙的奧秘發掘出來,將碎片合成,才能慢慢看到它的模樣。我們沿著這條路走,在這個太空新世代或許會不斷尋找到新的發現和寫下新的一頁,但我們千萬不可以驕傲,因為這是一條無盡頭的路,我們行出每一步時的所見所聞,會成為了推動我們行下一步的原動力。


追加 ::

這是MAP於本文刊登後公佈的CMB圖。

 


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