紅外光宇宙大躍進:去吧!韋伯太空望遠鏡

  • 物理專文
  • 撰文者:楊燿綸 (日本理化學研究所)
  • 發文日期:2022-08-01
  • 點閱次數:975

“ trois, deux, unité, top ” ​,美國時間2021年的聖誕節清晨,在任務指揮官 Jean-Luc Voyer 的倒數中,亞利安五號火箭順利點火升空,乘載著詹姆士・韋伯太空望遠鏡 (James Webb Space Telescope,簡稱JWST),開啟人類宇宙探索的新篇章。



picture1.png

圖一:在法屬圭亞那的歐洲太空發射中心,亞利安五號火箭於2021年12月25日搭載韋伯望遠鏡升空。圖片來源:NASA/Bill Ingalls




深度探索紅外光宇宙

詹姆士・韋伯太空望遠鏡 (以下簡稱韋伯望遠鏡) 是由美國太空總署 (NASA) 主導,在加拿大太空總署 (CSA) 以及歐洲太空總署 (ESA) 的合作下,經歷約30年的設計及建造,而誕生的次世代旗艦級太空望遠鏡。大家耳熟能詳的哈伯太空望遠鏡 (Hubble Space Telescope) 主要觀測紫外光、可見光以及近紅外光,而韋伯望遠鏡將會觀測近紅外光以及波長更長的中紅外光,相較於過去同波段的太空望遠鏡 (如史匹哲太空望遠鏡),韋伯望遠鏡有百倍以上的靈敏度,讓我們探索各種未知的天文現象。

 

天文科學的重大突破

韋伯望遠鏡將在四個主要研究領域上做出貢獻:

  • 了解宇宙誕生的過程:大爆炸後,宇宙初期是黑暗的,一開始宇宙中充滿了高密度游離氣體,光子在輻射過程中經歷無數次散射,無法穿透這些高密度游離氣體,就像在擁擠的演唱會搖滾區,無法隨意離開的感覺。漸漸地,氣體溫度下降,游離氣體轉變成大多由氫氣組成的中性氣體,然而,這時的宇宙還沒有能夠放出輻射線天體,也就沒有光源。直到第一代的恆星、星系誕生,放出輻射線游離中性氣體,光子能夠在相對低密度的環境中輻射,宇宙才變得透明,這段時間稱為「再游離時期」 (Epoch of Reionization)。宇宙的初代星系便是我們了解「再游離時期」的最佳目標。由於宇宙加速膨脹的關係,早期天體放出的輻射線波長變長,產生紅移。韋伯望遠鏡的高靈敏度紅外光觀測能力,將大幅突破現階段對於早期星系觀測的極限。
  • 了解星系的演化:藉由哈伯望遠鏡以及許多的觀測資料,我們看到無數個大小、形狀各不同的星系,透過分析星系的光譜,我們能分辨出早期宇宙的星系,一窺星系的演化史。韋伯望遠鏡在紅外光觀測的極高靈敏度,讓我們可以更完整地觀測不同時期的星系,從一幅幅的圖像,我們將可以如動畫般看到星系隨時間的變化,並透過星系,進而了解暗物質在宇宙演化中扮演的角色。
  • 行星大氣組成:許多行星大氣的分子 (像是二氧化碳、水、甲烷等) 在紅外光波段有獨特的光譜,讓我們可以辨識這些分子的含量,進而了解系外行星 (在太陽系外環繞其他恆星的行星) 的大氣組成。在過去約十年間,我們發現近五千顆系外行星,目前估計幾乎每一個恆星都有行星環繞,我們極盡所能地想知道,這些系外行星的大氣組成,也許,有與地球相似的環境,這樣的行星也能夠如地球一般涵養生命。韋伯望遠鏡將能夠觀測系外行星的大氣組成,當系外行星運行到我們與其環繞恆星的中間時,恆星一小小部分的光芒會被行星擋住,而這一小小部分的光芒中的一小小部分會穿透行星的大氣達到韋伯望遠鏡,透過觀測穿透過大氣的光芒,我們將能看到各種不同分子特有的吸收光譜,進而了解這些系外行星的大氣組成。
  • 恆星與行星形成的過程:恆星與行星剛形成時,多半環繞著富含塵埃的雲氣,有點像是我們常看到的煙霧,擋住了視線。紅外光相較於可見光有較長的波長,而這些瀰漫的塵埃顆粒大小約0.1微米,比韋伯望遠鏡觀測的中紅外光波長小了至少一個數量級,因此,在中紅外光波段,我們能夠看穿這些塵埃,去觀察恆星及行星形成時的各種過程。中紅外光譜更包含了恆星及行星形成區域中重要的分子,像是:氫分子、二氧化碳、甲烷、乙炔等等。這些分子沒有電偶極距,因此不像其他分子 (如一氧化碳等) 在無線電波段有著容易辨識的旋轉光譜,而它們的磁偶極距產生的光譜,便落在韋伯望遠鏡觀測的中紅外光波段。除此之外,在恆星及行星形成區域的低溫中,許多分子結凍於塵埃上,這些「冰」在恆星及行星形成的化學演化中扮演著非常重要的角色,許多化學反應都在這些「冰」上進行。中紅外光光譜則是觀測這些結凍的分子的最佳方法。當這些結凍的分子受到背景輻射時,特定波長的輻射會被吸收成為這些分子振動的能量,不同的官能基 (如甲基、羥基等) 在量測的光譜上形成特殊的吸收光譜,這些吸收光譜橫跨相較於放射光譜線來說更多波長,也因此需要更好的靈敏度才能量測到這些結凍分子的吸收光譜,進而了解恆星及行星形成區域的化學變化。

 

前所未有的觀測能力

前面提到,韋伯望遠鏡的靈敏度是過去同波段的史匹哲太空望遠鏡百倍以上,這邊就來好好介紹韋伯望遠鏡以及其所搭載的觀測儀器。韋伯望遠鏡的主鏡直徑約6.5米,由18個六邊型的面鏡拼接而成,相較之下,哈伯望遠鏡的主鏡只有2.4米,而史匹哲望遠鏡的主鏡則只有0.6米。主鏡的大小直接影響望遠鏡的空間解析度以及靈敏度,鏡面越大,解析度越高,靈敏度也越高。韋伯望遠鏡有四個觀測儀器,近紅外光相機 (NIRCAM)、精準指向儀以及近紅外光廣角無狹縫光譜儀 (FGS/NIRISS)、近紅外光光譜儀 (NIRSpec) 以及中紅外光觀測儀器 (MIRI)。透過這些儀器,韋伯望遠鏡能在0.6至28微米中取得天體的影像及光譜。

NIRCAM主要觀測0.6至5微米的影像,透過各種不同的濾鏡,天文學家不僅可以了解天體在這些波長的亮度變化,也能量測特定的光譜線,像是:Br-γ譜線。此外,NIRCAM還能夠進行無狹縫光譜量測,不同於一般的光譜儀使用狹縫來散射接收到的訊號,無狹縫光譜量測使用稜鏡來散射訊號,能夠充分利用NIRCAM的大視野 (2.2角分x 2.2角分),同時量測多個天體的低解析度光譜。NIRCAM也有搭載日冕觀測儀 (coronagraph),在觀測亮度極小的系外行星時能夠擋住其中相對亮的恆星,讓望遠鏡能夠進行長時間的觀測。

Picture2_v2.png

圖二:韋伯太空望遠鏡外觀結構圖。圖片來源:123RF

 

FGS/NIRISS是韋伯望遠鏡進行指向及追蹤的儀器,同時,這個儀器也能夠進行無狹縫光譜量測。它與NIRCAM各負責0.6至5微米中不同的波段。比較特別的是,NIRISS還能夠進行孔徑遮罩干涉 (aperture masking interferometry) 來達到優於光學的空間解析度,對於直接觀測系外行星有極大的幫助。

 

NIRSpec是韋伯望遠鏡在近紅外光 (0.6至5.3微米) 的主要光譜儀,透過光譜,我們能夠量測發射譜線以及吸收光譜,進而去推斷天體的各種物理及化學特性。NIRSpec還有一個特殊的微快門陣列 (micron shutter assembly),它由25萬個100微米x200微米大的快門所組成,每一個快門就像是一個活門板一樣可以控制開合,這25萬個微小快門布滿了NIRSpec的大視野 (3.4角分x 3.4角分),讓我們能夠同時觀測超過一百個天體,大幅提升觀測的效率。

 

MIRI負責觀測5至28微米的影像及光譜,在這段光譜中包含了許多分子的振動光譜,讓我們可以量測低溫氣體或固體產生的吸收光譜,以及高溫雲氣的發射譜線,進而了解天體的物理及化學性質。任何有一定溫度的物體,包含儀器本身都會在這個波長範圍中放出輻射線,干擾了天體的訊號。為了降低這些干擾,MIRI的工作溫度必須要降到絕對溫度7度,這也是韋伯望遠鏡上溫度最低的地方。

 

必須萬無一失的航太工程

韋伯望遠鏡成功發射的背後不僅是觀測儀器的研發,乘載著這些儀器的機械結構更是需要航太工程上的突破。為了要達到這些觀測儀器工作的極低溫,韋伯望遠鏡使用五層面積如網球場般大小、卻像紙一樣薄的隔熱膜,將望遠鏡區分為向陽側及背陽側 (如圖三所示),背陽側有著望遠鏡本身以及所有的觀測儀器,少了太陽光的照射,這些儀器的溫度可以輕易降到絕對溫度50度以下,向陽側則有太陽能板以及無法在極低溫運作的電子儀器。

picture3.png

圖三:韋伯望遠鏡遮陽膜兩側的酬載分佈以及溫度區分。圖片來源:NASA/STScI

 

韋伯望遠鏡主鏡長達6.5米,又有網球場大小的遮陽膜,這是人類史上最大的太空望遠鏡,要如何將這麼大的望遠鏡發射到它的軌道 (L2) 是一大難題,而目前最大的火箭亞利安五號只能搭載寬約4.5米的儀器。為了將韋伯望遠鏡放入亞利安五號中,科學家們透過各種活動裝置將望遠鏡「折疊」成柱狀,進入太空後,再緩緩展開。這些裝置總共有178個固定機制,每一個都必須要零失誤地鬆開,韋伯望遠鏡才能展開成完全體。另外,不同於哈伯望遠鏡的近地軌道,韋伯望遠鏡繞行L2拉格朗日點,是地球、太陽、及月球的引力平衡點之一,韋伯望遠鏡在L2能無間斷的背向太陽進行觀測任務。不過,L2距離地球150萬公里,以現今的技術,我們無法如哈伯望遠鏡一般對韋伯望遠鏡進行維修,因此,每一個設計都必須要萬無一失。

 

天文學家們把韋伯望遠鏡發射後的29天稱作為「驚心動魄的29天」,在這段時間中火箭必須要發射到適當的軌道、太陽能板必須要展開、五層遮陽膜要順利展開、主鏡兩側要展開、次鏡必須要放到正確位置、三次軌道修正必須要萬無一失……等等,這些步驟只要有一個出錯,韋伯望遠鏡就宣告失敗。在這段時間內,全球天文學家無不時時追蹤望遠鏡的最新狀態,然而,每個複雜且精細的步驟都依照計畫順利完成,甚至超出預期。精準的火箭發射以及軌道修正,節省了望遠鏡攜帶的燃料,因此觀測任務將可進行超過20年,遠大於原本設計10年工作時間!在發射後五個月的現在,望遠鏡已經順利展開繞行著L2,光學系統已經校正完成,所有的觀測儀器都已經完成對焦,正在進行細部的校正當中。近期,韋伯望遠鏡團隊釋出觀測儀器對焦後的影像 (圖四),這些圖像裡面的細節,尤其是MIRI所拍到的雲氣細微結構完全超出先前的觀測能力 (圖五),這讓我們更加期待韋伯望遠鏡在觀測計畫正式開始後的各種科學突破!

picture4.png

圖四:韋伯望遠鏡各儀器解析度測試時觀測到的影像,這些影像是大麥哲倫星雲的一小部分。圖片來源:NASA/STScI


picture5.png

圖五:MIRI觀測的影像 (右) 與史匹哲望遠鏡在接近波段的影像 (左) 比較

圖片來源:NASA/JPL-Caltech(左),NASA/ESA/CSA/STScI(右)

 

蓄勢待發的第一期觀測計畫

為了發揮韋伯望遠鏡最大的效用,它的觀測時間開放給全球天文學家來申請,透過各領域專家對於突破性、可行性等進行審查後,脫穎而出的觀測計畫便會排入第一期的觀測計畫。韋伯望遠鏡預計每年進行新一期的觀測計畫。在第一期的觀測計畫中,總共有1178個觀測計畫申請,其中286個觀測計畫獲選。除此之外,韋伯望遠鏡團隊更是在兩年前便遴選了數個早期科學計畫 (Early Release Science) ,透過各種不同領域具代表性的觀測計畫,來測試韋伯望遠鏡的觀測能力,這些計畫的資料會在觀測完成後隨即向大眾公開,讓天文學家們可以更瞭解韋伯望遠鏡的特性,進而發揮望遠鏡的最大功能。

 

在競爭激烈的第一期觀測計畫中,不乏由台灣的天文學家以及在台灣學術機構的天文學家所領導的觀測計畫。在行星形成領域,師大物理系的吳亞霖助理教授領導的計畫將觀測七個行星質量大小的伴星,它們很有可能是正在形成中的行星。透過多波段觀測去量測這些伴星周遭的塵埃,我們將能推估這些行星質量伴星的成長過程。在恆星形成領域,清大天文所的何英宏 (Daniel Harsono) 助理教授將帶領團隊運用韋伯望遠鏡的高空間解析度,分析原始恆星周遭常見的噴流是如何產生,並且研究這些噴流如何影響在原始恆星周圍的行星形成。這個計畫是何英宏在唸碩士班時發想的點子,但在當時受限於觀測能力無法執行,現在,他終於可以利用韋伯望遠鏡來追尋多年前種下的研究種子。另外,在日本理化學研究所的楊燿綸研究員主持的觀測計畫,將探究原恆星周遭有機分子的形成機制,利用望遠鏡在中紅外光的高靈敏度,這個計畫將量測結凍的固態分子產生的微量吸收光譜,去驗證目前關於恆星形成化學演化的理論模型,並研究在氣態中時常量測到的有機分子,如何在塵埃上生成。

 

在更大的尺度,中研院天文及天文物理所的諸葛莎夏博士後研究員 (Sascha Zeegers) 將研究星際間塵埃的組成,這些塵埃在各種天體演化中扮演極重要角色,然而我們對於這些塵埃組成 (例如:矽基塵埃與碳基塵埃) 、不同塵埃在銀河系中的分佈、造成不同塵埃的物理成因等,都因為觀測上的限制,而只有粗略的了解。諸葛莎夏主持的計畫將觀測分布在銀河系不同地方的12個年輕恆星,以這些恆星的輻射作為背景,這個計畫仰賴韋伯望遠鏡的高靈敏度,將量測在星際中塵埃造成的微量吸收光譜。最後,加州理工學院賴劭愉博士後研究員的觀測計畫將研究細小的塵埃如何在高紫外光輻射的環境中存活。天文學家一般認為高紫外光輻射會破壞細小塵埃,然而在高紫外光輻射的星爆星系II Zw 40中卻發現豐富的細小塵埃,賴劭愉將透過韋伯望遠鏡的高空間解析度去量測這個星系不同區域的光譜,進而分析這些塵埃的組成以及所處的物理環境,探究這些塵埃的成因。

 

韋伯太空望遠鏡的世代

韋伯望遠鏡代表的不僅僅是一座充滿挑戰的天文望遠鏡,它更代表著人類即將對於宇宙有著截然不同的了解,目前已知極暗的天體對於韋伯望遠鏡來說都可以輕而易舉的進行觀測,韋伯望遠鏡將發現我們從未觀測過的天體,甚至揭露我們還一無所知的天文現象,在未來數十年天文研究發展中扮演關鍵角色。讓我們一起期待韋伯望遠鏡帶來前所未見的影像及光譜,探索宇宙中許多未知的謎團!