文 / 詹佩菁 學可泛指觀測波長相當於, 或較次毫米波段 (sub-millimeter) 長的地外電磁輻射 該領域自 20 世紀以來已有長足的進展 雖然領域比起可見光天文領域要年輕許多, 然而已對廣義相對論及宇宙大爆炸 (Big Bang) 模型提供公認最精密的檢驗 故學對於如筆者般具物理系背景的學生格外具有魅力 中央研究院天文與天文物理學研究所 ( 以下簡稱中研院天文所 ) 自成立以來, 於觀測天文學方面亦著重領域, 長期參與如次毫米波陣列 (Submillimeter Array) 及阿塔卡瑪大型毫米波陣列 (Atacama Large Millimeter Array) 等大型國際合作, 並與臺灣大學物理系合作興建用於觀測宇宙微波背景輻射的阿米巴陣列 筆者雖從事領域研究, 尚不敢稱對該領域之演進史有廣泛認識, 於本文僅盡一己所知, 對偏好的成果做簡單介紹 看不見的星光秘密 無線簡介 文 / 呂浩宇 14
緣起 肉眼可見的可見光波段以外的電磁輻射, 在早在西元 1800 年左右便為天文學家威廉. 赫歇爾爵士 (Frederick William Herschel; 亦為天 王星 天衛三 天衛四, 及土衛一 土衛二的發 現者 ) 所發現 當時赫歇爾正以分光器分離不同 顏色的太陽光, 並擺放溫度計, 利用溫度上升的 程度來測量太陽光譜的能量分佈 ( 如圖一 ) 然 而他卻意外地發現, 被擺放於光譜紅端以外以避 免受可見光譜照射, 被安排用來做對照組的溫度 計, 溫度反而上升地最高 據此, 赫歇爾推斷在 紅光譜外端尚受到肉眼不可見的紅外光之照射, 使得溫度計被加熱 隨後, 於西元 1886 年亨利. 魯道夫. 赫茲 (Heinrich Rudolf Hertz) 以振蕩器 產生波長更長的電磁波, 確立了光為電磁波動的 理論基礎 亦即, 紅光及紅外光為波長相對於藍 光較長的電磁場波動 20 世紀初, 美國的物理學家兼通訊工程師 卡爾. 央斯基 (Karl G. Jansky) 首次發現地外無 線電波源, 而被公認為學之父 當時, 剛從威斯康辛 - 麥迪遜 (Wisconsin-Madison) 取 得物理學士學位的央斯基進入了位於美國鈕澤西 (New Jersey) 的貝爾通話實驗室 (Bell Telephone Laboratories), 並接受指派尋找分析當進行以 10-20 公尺波長的無線電波通訊時, 可能的雜訊或 圖二 : 央斯基及他所建造的天線, 此天線置於環狀軌道上, 可調其指向 該天線的重製品現展示於美國國家臺綠堤 (Green Bank) 觀測站 (Copy Right: Bell Telephone Laboratories) 圖一 : 天文學家威廉. 赫雪爾爵士 (Frederick William Herschel ) 發現紅外光時實驗示意圖 ( 圖片來源 : http://www. nasa.gov/topics/technology/features/webb-beyond-vis_prt.htm, Credit: STScI) 干擾來源 央斯基當時以他自己建造的, 具有指向性的天線 ( 圖二 ) 進行觀測, 發現最主要的干擾源有三大類 :(1) 近處的打雷閃電,(2) 極遠處的打雷閃電所發出的電磁波, 經大氣電離層反射後到達無線電波接收機, 及 (3) 某穩定不明電磁波源 前兩類干擾源的發生難以事先預測 相對地, 第三類干擾源則經常可被偵測到, 並如遠處星體般具有每日提前 4 分鐘東升西落的特性 央斯基發現該穩定電磁波源來自於銀河系中央, 靠近人馬座 A(Sagittarius A) 的方向, 並於西元 1933 年發表了著名的論文 顯然源自地外的無線電波干擾源 (Electrical Disturbances Apparently of Extraterrestrial Origin) 雖然央斯基對此無線電波源極具興趣, 並向貝爾通話實驗室提出要求資金興建更靈敏的儀器進行後續觀測研究 然而時值美國戰後蕭條, 貝爾通話實驗室便以該電磁波源與貝爾實驗室未來將要發展的通訊系統無關為由拒絕 央斯基隨後被指派進行其它工作, 終生未再著手於與天文相關的研究 目前, 學家所常用的亮度單位即以央斯基命名 [1 Jy( 讀作 Jansky) = 每秒於每平方公尺及每單位頻率 (Hz) 接收到 10-26 瓦的功率 ] 目前全世界最大, 也是最先進的電波干涉陣列天文臺亦命名為卡爾. 央斯基極大陣列 (Karl G. Jansky Very Largy Array; 圖三 ) 每年美國國家臺並提供名為央斯基獎學金 (Jansky Fellowship) 的工作機會給與領域中表現最優異的數名博士後研究員 繼央斯基之後, 讀了 顯然源自地外的無線電波干擾源 論文的電子工程師葛羅特. 瑞博 (Grote 15 Centaurus Radio Jets Rising 圖片來圓 : http://apod.nasa.gov/apod/ap110413.html
Reber) 亦對人馬座電波源產生興趣, 同樣地向貝爾實驗室要求經費興建新的觀測儀器, 並因同樣的理由被拒 幸運地是, 瑞博並沒有因為被拒絕就放棄, 反而於 1937 年返家, 自籌經費在自己家的後院建造了直徑 9 公尺的拋物面碟型天線, 且於西元 1941 1943 間完成了對全天以 180 百萬赫茲 (MHz) 波段進行的造影 此為人類首次系統性的對地外進行無線觀測, 並且首次發現除人馬座外, 仙后座 A 及天鵝座 A 亦為顯著的電磁波源 此時瑞博的研究工作尚未引起注意, 使得有將近十年的時間, 他是全世界唯一的學家 ( 且為業餘 ) 但隨後全世界就突然出現大量的研究工作 因此, 瑞博亦被認為是開創學最重要的人物 之後的章節, 筆者將選擇介紹數項重要的研究成果, 以及簡介中央研究院天文及天文物理研究所正著手進行的項目 淺談重要應用與成果 受限於電磁波對大氣的穿透率, 無線電波段為除可見光及近紅外光波段以外, 唯一可供地面觀測站進行天文觀測的 大氣窗 (atmospheric window; 如圖四 ) 在電波接收機發展極為成熟的近代, 圖三 : 美國國家臺卡爾. 央斯基極大陣列 (NRAO Karl G. Jansky Very Largy Array; 筆者前往觀測時攝 ) 學亦成為天文物理最主要的領域之一 該大氣窗含括的電磁波主要源自於星際間游離電子的熱輻射及受加速電子發出的同步輻射 (synchrotron radiation) 極低溫的黑體輻射 (black body radiation) 以及星際分子能階躍遷時所發出特定頻率的發射譜線 在此筆者簡介這些觀測的數項重要應用 波霎 ( 或譯作脈衝星 ) 波霎 (Pulsar) 為強度隨極穩定週期變動的無線電波源, 首次由劍橋大學的研究員約瑟琳. 貝爾 (Jocelyn Bell) 以她自行建造的無線電波偵測天 圖四 : 電磁波在地球大氣的穿透率 橫軸為波長, 縱軸代表大氣的不透明度 ( 即 100% 代表該波段的電磁波完全無法穿透大氣層到達地表的觀測者 圖片來源 : http://commons.wikimedia.org/wiki/file:atmospheric_electromagnetic_opacity.svg) 16
線所發現 ( 圖五 ) 由於波霎亦如遠處天體般每日提前 4 分鐘東升西落, 而被認定為地外電磁波源 然卻又因其機械般週期性地閃動的特性, 不似任何其它的自然無線電波訊號源, 於初發現時無法被排除為由智慧生命所製造的信號 於是第一個被貝爾發現的波霎初被命名為 小綠人一號 (LGM-1, 為 Little Green Man 1 的縮寫 ), 後根據其座標被重新命名為 劍橋波霎 1919 (CP 1919, 為 Cambridge Pulsar 1919 的縮寫 ) 現今仍有許多目標為發現地外智慧生命的觀測研究計畫, 試圖利用統計方法分析尋找地外無線電波訊號中看似有規律的部份 ( 如 SETI 計畫, http://www.seti.org/) 圖五 : 左圖為發現波霎的天文學家貝爾 右為發現時的觀測紀錄 依近代的認知, 波霎的來源為向兩極方向發射電磁波束的中子星 (Neutron Star; 如圖六 ) 由於中子星的進動 ( 即兩極的指向繞某特定轉軸週期性的轉動 ), 使得當其兩極正指向地球時, 其所發出的電磁輻射始得被偵測到, 而成為週期性的無線電波源 波霎週期穩定的特性在天文物理實驗中可被用作天然的計時器, 對於驗證狹義及廣義相對論的效應 ( 時空的演變以及其與重力源的交互作用 ) 十分重要 據此,1974 年的諾貝爾獎頒發給了貝爾在劍橋時的指導教授安東尼. 休伊什 (Antony Hewish), 獎勵此發現 然而, 該獎項未直接頒給貝爾, 卻也引起了不少性別歧視的爭議, 即使貝爾 本人表示並未覺得不公 隨後, 天文物理學家約瑟夫. 泰勒 (Joseph Taylor) 與羅素. 豪斯 (Russel Hulse) 以口徑約 300 公尺的阿雷西波望遠鏡 (Arecibo Telescope) 觀測波霎雙星, 發現某特定波霎雙星互繞軌道距離隨時間以每天 1 公分減少 該結果完美吻合愛因斯坦廣義相對論對引力波效應的預測 ( 見圖六 ) 此二人於 1993 年獲諾貝爾獎 他們對波霎雙星的觀測至今仍為對廣義相對論預測的重力波效應最精密的檢驗 圖六 : 左上圖為進動中波霎向兩極方向發射電磁波的示意圖 (Copyright: NASA) 左下圖示意互繞的緻密雙星如何激發引力波 (Copyright: NASA) 上圖為約瑟夫. 泰勒與羅素. 豪斯對波霎雙星, 互繞週期 ( 縱軸 ) 隨時間 ( 橫軸 ) 遞減的觀測數據, 及以廣義相對論重力波理論所做的預測 ( 曲線 ) 17
宇宙微波背景輻射 宇宙微波背景輻射 (C o s m i c M i c r o w a v e Background Radiation) 為宇宙大爆炸時期發出的黑體輻射 隨宇宙的膨脹, 宇宙微波背景輻射於現代已降溫至絕對溫標約 2.73 K 宇宙微波背景輻射並有大致均勻均向的特性 對於宇宙微波背景輻射的理論預測於 1940 年末至 1950 年初由物理學家喬治. 加莫夫 (George Gamow) 拉爾夫. 阿菲爾 (Ralph A. Alpher) 及羅伯特. 赫爾曼 (Robert Herman) 等人提出, 其間並經過多次修正 於 1964 年, 實驗物理學家們開始著手興建探測器試圖驗證宇宙微波背景輻射的存在, 並在同年首次由當時尚不熟悉該理論預測 任職於貝爾通話實驗室的頂尖科學家阿諾. 彭齊亞斯 (Arno A. Penzias) 及羅伯特. 威爾森 (Robert W. Wilson) 意外測得 當時彭齊亞斯與威爾森志在建造極靈敏的微波探測器作為天文觀測, 及做與人造衛星進行通訊的實驗之用 ( 圖七 ) 經過無數仔細的調整, 他們發現無論將接收機對準天空中的任何方向, 皆探測到工程上無法解釋的, 不似由特定天體所發出的微弱雜訊 甚至, 因此一度以為是因為接收機內有太多鳥糞, 使得他們的觀測隨時受到鳥糞所發出的雜訊影響 然而經過仔細的清潔 ( 鳥糞 ), 他們仍然無法去除該微弱的雜訊 後由物理學家羅伯特. 迪克 (Robert H. Dicke) 建議詮釋該均向的訊號為宇宙微波背景輻射, 並協議同時但分別發表該結論於天文物理期刊 (Astrophysical Journal), 由彭齊亞斯與威爾森撰文詳述數據取得的細節, 並由羅伯特. 迪克撰文詳述理論預測 該發現於 1978 年獲頒諾貝爾物理獎 筆者曾在美國哈佛. 史密松天文臺見過威爾森數次, 並聽他津津樂道地談掃鳥糞的故事 威爾森後致力於建造毫米波接收機觀測星際分子, 並首次由對獵戶座星雲 (Orion Nebula) 的觀測意外地發現極強的一氧化碳 (CO) 分子譜線, 且隨後亦探測到其它構造簡單的星際分子 一氧化碳譜線由於容易觀測, 其發現對往後星際介質相關的研究具舉足輕重的地位 寫為 NASA) 於 1989 年發射了 宇宙背景探測者 (Cosmic Background Explorer; 簡寫為 COBE) 太空望遠鏡, 並成功探測到幅度僅為整體均向的宇宙微波背景輻射約十萬分之一的微小擾動 該結果進一步提供了有關宇宙最早期的量子擾動 (Quantum Fluctuation) 以及其如何隨宇宙暴漲 (Inflation) 放大的重要資訊 該計畫的領導者約翰. 馬瑟 (John C. Mather) 與喬治. 斯穆特 (George F. Smoot) 亦於 2006 年獲頒諾貝爾物理獎 隨後 NASA 並發射了解析度與靈敏度更高的 威爾金森微波異向性探測器 (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 簡稱為 WMAP) 太空望遠鏡進行進一步觀測 而歐洲太空總署 (European Space Agency) 又於 2009 年發射了 普朗克 (Planck) 太空望遠鏡, 做比 WMAP 更高解析度且更靈敏的後續觀測 複雜有機星際分子 由於星際介質 (Interstellar Medium) 的密度極低, 早期天文學家們認為在這樣的環境, 要使原子與原子間充分地有效碰撞, 或原子與分子碰撞, 而形成星際分子, 極為困難, 尤其是長碳鏈 (Carbon Chain) 或複雜有機分子 (Complex Organic Molecules) 至今天文學家已發現了上百種不同的星際分子, 其中並有超過 50 種帶有超過六個原子的複雜分子, 有些星際分子甚至可能是組成生命基本構成物質 ( 如 DNA) 的重要元素 這些發現初期著實令人意外, 近代並逐漸形成了以專門研究星際分子如何生成與消滅的 天文化學 (Astrochemistry) 學門 由於複雜的大型分子通常具有較大的轉動慣量, 根據量子力學, 為探測宇宙微波背景輻射的異向性 (Cosmic Microwave Background Anisotropy), 美國航太總署 (National Aeronautics and Space Administration; 簡 圖七 : 彭齊亞斯 ( 右 ) 與威爾森 ( 左 ), 以及他們用於發現宇宙微波背景輻射的微波接收機 18
這些大分子因而具有較小的轉動能階 其能階躍遷時所發出的特定譜線可在次毫米 毫米, 或甚至是公分波長的波段被偵測到 為這些複雜有機星際分子的發現以及進行後續研究, 甚至成為促成了當今地上最大可活動望遠鏡 Green Bank 100 米望遠鏡 (NRAO Green Bank 100m Telescope) 興建的主因之一 ( 圖八 ) 中研院天文及天文物理研究所發展項目 ( 一 ) 次毫米波陣列 次毫米波陣列 (Submillimeter Array) 為中研院天文所與美國哈佛. 史密松天文臺共同興建的干涉儀 ( 圖九 ) 依干涉陣列運作原理, 對傅立葉轉換 (Fourier Transform) 後的毫米及次毫米波強度隨空間之分佈進行觀測, 並於後置處理時進行傅立葉反轉換及造影 ( 電波干涉陣列天文觀測技術於 1974 年獲頒諾貝爾獎 ) 這些精密的技術使得次毫米波陣列可約略地被視為直徑為整個陣列的直徑的拋物面鏡, 得以提供單天線望遠鏡 (Single Dish Telescope) 難以望其項背的高角分辨率 (Angular Resolution) 觀測影像 次毫米波陣列位於海拔超過 4000 公尺的夏威夷毛納基火山 (Mauna Kea) 頂, 由 8 個天線組成 於 2003 年開始運作至今 於 2003 年至 2012 年間, 該天文臺為全世界唯一在次毫米波段進行天文觀測的干涉陣列, 極具競爭力 主要的觀測目標為恆星形成區域中, 低溫星際介質的連續黑體輻射及分子譜線 太陽系內天體 銀河系外星系, 及緻密天體 ( 如超大質量黑洞 ) 周圍介質的熱輻射及同步輻射等, 由於波長較可見光長的毫米波與次毫米波不易受散射的特性, 使得次毫米波陣列在對受到緻密星際塵埃包覆的恆星形成區域, 以及對星系核的觀測具不可替代的地位 ( 二 ) 阿塔卡瑪大型毫米波陣列 阿塔卡瑪大型毫米波陣列 (Atacama Large Millimeter Array) 位於智利的阿塔卡瑪高原, 可視 圖八 : 美國國家臺 Green Bank 100 米望遠鏡 照片為筆者前往觀測時攝 為次毫米波陣列的後繼者 ( 圖十 ) 雖然在相近的波段進行觀測, 然其所提供的角分辨率及靈敏度皆將遠在次毫米波陣列之上 該陣列仍在興建之中, 將由 66 個天線所組成 預計完成之後將解答如恆星 行星形成等與生命起源相關的根本問題 ( 三 ) 阿米巴陣列 又名李遠哲陣列 (Yuan Tseh Lee Array for Microwave Background Anisotropy; 圖十一 ), 座落於夏威夷毛納羅火山 (Mauna Loa) 海拔 3400 公尺處, 於 2007 年開始運轉 該天線陣列為中研院天文所與臺大物理系共同建造 主要觀測目標為受到遠處星系團內自由電子的反康普吞散射 (Inverse Compton Scattering) 影響而在小尺度局部強度略減的三毫米波段宇宙微波背景輻射 該天文臺初始為由 7 個口徑 60 公分的天線組成的干涉儀陣列, 現已昇級為具有 13 個口徑 120 公分天線的陣列, 使得靈敏度與造影品質皆大幅提升 主要科學成果如提供對哈伯常數獨立的推算, 以及增進對星系團內星系間介質的了解等 ( 四 ) 黑洞事象地平面望遠鏡 該計畫為國際合作項目, 藉由將全世界多處毫米波及次毫米波單天線 (Single Dish) 及干涉儀 (Interferometer) 天文臺連線 ( 如阿塔卡瑪大型毫米波陣列 次毫米波陣列, 及計畫興建中的格陵蘭天文臺等, 如圖十二 ), 形成次毫米波特長基線洲際干涉陣列天文臺 (Submillimeter Very Long Baseline 19
Array, 簡稱作 Submillimeter VLBI) 該陣列將在次毫米波段提供約 20 微角秒的解析度 主要觀測目標為解析位於銀河系中央, 事象地平面直徑約為 20 微角秒的超大質量黑洞 (Supermasive Black Hole) Sgr A*, 以及位於 M87 星系中心, 事象地平面估計直徑約為 16 微角秒的超大質量黑洞 故該建造中陣列又被命名為 事象地平面望遠鏡 (Event Horizon Telescope) 預計數年內可得到成果 結語 圖十二 : 事象地平面望遠鏡示意圖 規劃中, 將連線全球多處毫米波及次毫米波望遠鏡組成洲際特長基線干涉陣列 (Very Long Baseline Array; 圖片取自中研院天文所網頁 ) 觀測結果雖與肉眼可見的可見光天文觀測經驗差距極大, 以至於其相關知識在大眾間較不普及 然而隨著科學與技術的突破, 與影像品質的提升, 在國際間, 無論在學術領域及科普教育的地位都逐漸提升 該領域仍極年輕, 可預期未來還會有更多令人振奮的新發現 呂浩宇 : 博士後研究員 ( 中央研究院天文與天文物理學研究所 ) 特別感謝張智昱博士 ( 愛丁堡大學 ) 與呂行博士候選人 ( 南京大學 / 哈佛史密松天文臺 ) 協助校閱 圖九 : 位於夏威夷毛納基 (Mauna Kea) 火山頂的次毫米波陣列 (Submillimeter Array) 圖片取自中研院天文所網頁 圖十 : 位於智利阿塔卡瑪沙漠的阿塔卡瑪大型毫米波陣列 (Atacama Large Millimeter Array) 圖片取自中研院天文所網頁 圖十一 : 位於夏威夷毛納羅火山的阿米巴陣列 ( 又名李遠哲陣列 Yuan Tseh Lee Array for Microwave Background Anisotropy) 圖片取自中研院天文所網頁 20