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銀星砂 :: 天文文章 :: 宇宙探索新世代 [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。 "The
Universe is far from revealing all of its secrets to us
宇宙，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]
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。
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]
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。
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]
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。
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]
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]
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。
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。
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]
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。
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。
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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圖廿二
Chandra X-ray
Observatory
圖廿七
利用JWST所拍攝到星系最初演化的模擬模樣
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cheungszeleung@gmail.com LAST UPDATE: 13/3/2015