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天文學

行星,與它們的誕生地

2020-11-01 文/麥格雷戈(Meredith A. MacGregor)|譯/邱淑慧
拱星盤是恆星誕生後所留下的塵埃渦漩, 高解析度影像顯現出藏身其中的行星,還有關於太陽系演變的線索。

重點提要

  1. 亞他加馬大型毫米波及次毫米波陣列(ALMA)在2011年啟用,天文學家首度有機會看清楚恆星周遭由氣體與塵埃所組成的拱星盤細節。
  2. 這些關於拱星盤構造的精細影像顯示,遙遠的行星系統如何形成並演變,其中彎曲與團塊等特徵意味著有行星存在。
  3. 未來幾年,新的超大型望遠鏡將使拱星盤的研究進入新階段,天文學家可能得以直接拍攝這些隱身在拱星盤內的行星。


在我剛進入研究所的那星期,智利新啟用的亞他加馬大型毫米波及次毫米波陣列(ALMA)正好宣佈首批科學計畫。這座具有開創性的設施,利用數十架無線電天線共同產生影像,精細度等同於單一座口徑16公里的望遠鏡。ALMA在毫米與次毫米波段具有極高解析度,可以看得比先前任何一座望遠鏡更精細、更遠。我把握機會參與了首批計畫之一:研究鄰近恆星AU Mic周遭由塵埃與碎石構成的圓盤,在ALMA啟用之前,天文學家不可能這麼仔細地觀測這個目標。塵埃和碎石可能聽起來無趣,但它們是形成行星的原料,而ALMA有機會目擊行星形成的過程。


後來又花了一年累積數據。現代天文學通常是遠距進行:不再需要在偏遠山上的天文台中度過漫漫長夜,要做的只是送出一連串電腦指令,設定望遠鏡觀測的目標和時間,然後耐心地(往往是缺乏耐心地)等待計畫列入排程並完成觀測。我依然記得等待資料下載時既期待又緊張,還有在電腦螢幕上看到影像完成時大感驚歎。那是一團細長的光,有三個亮點,一個在中心,另兩個在兩側。


我們團隊看到的是一個正在成長的「太陽系」,中心亮點是恆星,正向外噴發出高能量粒子,現在知道那是閃焰。繞行中心恆星的碎屑形成了圓盤,有如環繞太陽的庫伯帶(Kuiper Belt),另兩個亮點便是圓盤的邊緣。我們認為這個帶狀構造是AU Mic周遭的行星形成後遺留的碎石。AU Mic是一顆32光年之外的年輕M矮星(M dwarf),天文學家最近在這個「太陽系」發現兩顆行星,質量分別相當於木星和土星,兩者公轉軌道都相當接近母恆星AU Mic。現在天文學家獲得前所未有的絕佳機會,可以了解圓盤內的物質如何演變,以及與初生行星如何相互影響。


ALMA開始運作至今,性能持續擴展,現在設置了新天線並具有更高的解析度,涵蓋波長範圍也更廣。在此同時,許多關於這類圓盤和行星形成的研究也成果豐碩。ALMA已經拍攝數百幅初生行星的影像,協助建立關於這類系統形成過程的新觀點,並且發現了許多以其他方式未曾觀測到的行星。


找出初生行星

恆星形成於分子雲中,那是富含氣體與塵埃的廣大區域。空曠太空的密度通常是每立方公分只有一個原子,但是分子雲最濃密區域可達這個數值的1萬~100萬倍。當這些質量「核心」變得足夠緻密,會開始因為自身重力而塌縮成恆星。同一時間,塌縮核心的初始旋轉以及角動量守恆,會讓其餘物質自然形成環繞新生恆星的盤面,這些由塵埃與氣體所組成的集合體稱為「拱星盤」(circumstellar disk,拱星意指「在恆星周遭」)。


年輕恆星(僅誕生數百萬年)有相對較大的拱星盤,在典型系統中質量約是中心恆星的1~10%,以太陽大小的一顆恆星為例,拱星盤質量相當於木星的100倍。這些年輕且大型的拱星盤也是原行星盤,因為這是行星蓬勃形成之處。拱星盤中的岩石、金屬和冰凝聚成行星「種子」。當行星種子彼此碰撞並黏在一起,變得越來越大,直到其重力開始吸引更多物質,這個過程稱為「吸積」(accretion)。原行星寶寶在拱星盤內繞行並持續聚集物質,就像電玩遊戲小精靈一樣在拱星盤清出環縫。幾乎所有年齡小於數百萬年的恆星,周遭的拱星盤內都孕育著新行星系統。


原行星盤的狀態持續約數百萬年,過了這個時間點,初始拱星盤內的多數氣體與塵埃都會遭清除。清除過程以及時間尺度都是熱門的研究領域,天文學家認為大部份的塵埃和氣體要嘛向內落入中心恆星,要嘛遭強烈恆星風向外吹出。大約在1000萬年後,僅剩一個有新行星系統繞行的成熟恆星,以及小行星與彗星構成的「殘餘盤」(debris disk);殘餘物質的總質量很低,可能不到地球質量的10%。雖然這些殘餘盤質量可能足以形成小型類地行星或類似冥王星的天體,但仍可視為早期行星形成過程的化石記錄。殘餘盤的結構因為與初生行星的重力發生交互作用而改變,成份也能提供線索,有助於釐清行星原始物質等問題。


天文學家首度發現殘餘盤,是仰賴1983年發射的紅外天文衛星(IRAS),IRAS是第一枚在紅外波段(12~100微米,人類頭髮的寬度約75微米)搜尋整個天區的衛星。紅外輻射可以想成是熱,當IRAS接收天空中的紅外波段時,天文學家發現許多恆星看起來更明亮。原因為何?答案是塵埃。如果恆星周圍有富含塵埃的圓盤環繞,塵埃顆粒會因恆星的加熱而升溫,然後輻射出紅外波段的熱。從這個推論開始,新的研究領域於焉誕生。事實上,IRAS最初發現的四個殘餘盤(織女星、繪架座β星、天苑四和北落師門)仍有謎團,天文學家至今依舊在研究中。


天文學家利用紅外望遠鏡搜尋這些亮點,確認至少有20~25%的恆星有殘餘盤環繞。依據行星系統形成過程的知識,可以合理推論所有恆星都有殘餘物質環繞,畢竟根據克卜勒任務(Kepler mission)的統計結果,銀河系內的每顆恆星都至少有一顆行星,殘餘盤可能比已知的更加普遍。太陽系也有多重殘餘盤:小行星帶和庫伯帶,然而與其他恆星的殘餘盤相比,太陽系的塵埃其實相對較少。事實上,目前最深空的紅外巡天技術只能辨認出比太陽系殘餘盤塵埃含量高出一個數量級的。我們的宇宙家園會是異類嗎?天文學家還不確定。他們一直在研究最大型的極端殘餘盤,但有機會發現更多低質量殘餘盤,將有助於弄清楚太陽系形成的來龍去脈。


雖然天文學家是在1980年代開始從早期紅外觀測推論出塵埃盤存在,但並不知道樣貌。在1990~2000年代望遠鏡技術改良之前,只觀測到繪架座β星這一個恆星系統。值得注意的是,哈伯太空望遠鏡搭載了日冕儀,利用遮住中心恆星來觀測周圍較暗的天體,可以拍攝拱星盤上微小塵埃顆粒所散射出的光。雖然這類早期影像大多模糊,但首度指出拱星盤其實具有延展而複雜的構造。以繪架座β星的殘餘盤為例,哈伯太空望遠鏡的最初影像顯示其內部區域有彎曲構造,這可能表示當中有看不見的初生行星,後來直接拍攝的影像證實了這個假設。


小望遠鏡變大


來自塵埃的反射光其波長大致取決於塵埃顆粒大小;可見光與近紅外光主要來自直徑約數十微米的較小塵埃顆粒,遠紅外光與毫米波的成像則能靈敏辨別尺寸近似砂粒的較大塵埃顆粒。天文學家認為,要探索拱星盤內部構造,那些較大的顆粒是比較好的追蹤對象。拱星盤內持續不斷發生碰撞,較大的彗星和小行星互相撞擊,粉碎成越來越小的塵埃顆粒。拱星盤內最大的天體稱為「微行星」,會因為與拱星盤內其他行星發生交互作用而改變位置。如果可以定位這些微行星,便能推論行星的存在,就算無法直接觀測這樣的大型天體。


最細小的塵埃顆粒容易與星際氣體發生交互作用而移動,或受恆星本身的恆星風和輻射向外吹出。砂粒等較大的塵埃顆粒比較不易受這類作用干擾,因此有機會透過它們所受的重力影響,發掘隱藏的拱星盤構造和無法直接觀測的行星。


天文學家想要以較長的波段來研究拱星盤構造,以及無法直接觀測的行星跡象。這看似簡單,但有個陷阱。望遠鏡解析度的計算,是觀測的波長除以望遠鏡的口徑大小,因此當觀測波長由可見光增長為毫米波段,就必須大幅增加望遠鏡的口徑以達到相同解析度。哈伯太空望遠鏡的口徑為2.4公尺,觀測波長一微米,解析度為0.13弧秒。如果想要在波長一毫米的觀測條件下達到相同的解析度,需要把望遠鏡的口徑增大1000倍,也就是超過兩公里!我們無法建造這麼大的望遠鏡,所以必須利用一項稱為干涉度量學的技術,結合分佈範圍達兩公里的數架較小望遠鏡的訊號,等同於一座口徑兩公里的望遠鏡,得到相同的高解析度。


▲仰望深空:
ALMA位在智利高海拔的亞他加馬沙漠,利用數十架天線並列,拍攝遙遠的行星系統。


ALMA在2011年首度成功觀測,至今仍然是世界上最強大的干涉儀。ALMA位在智利海拔高度近五公里的亞他加馬沙漠,具有66架天線,可調整天線位置以擴展基線(兩天線之間的距離),範圍從150公尺到16公里。以美國華盛頓特區為例,ALMA的最緊密組態可以擠進白宮前的橢圓形草坪,最延展組態則可以延伸達整圈環城公路。ALMA在靈敏度與解析度上都提高了,可以拍攝比較暗的天體,獲得前所未有的細節。若說ALMA澈底改變了人類對拱星盤的認識,可是一點都不誇張.....


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