與原色、光譜、煉金術交織而成的牛頓光學——《全光譜》

牛頓從三稜鏡中獲得的最大體悟，並非不同色光在穿透同一介質後，折射率會有所不同。

席奧多瑞克與他同時代的研究學者已經證實這點了。

就算讓單色光再穿透另一個稜鏡也 ... 0 4 1 文字 分享 友善列印 繁| 简 0 4 1 好書推薦 專欄 科學傳播 與原色、光譜、煉金術交織而成的牛頓光學——《全光譜》 商周出版 ・2022/03/19 ・2705字 ・閱讀時間約5分鐘 ＋追蹤 相關標籤： 光譜(6) 全光譜(3) 太陽(46) 彩虹(7) 牛頓(21) 色度圖(1) 色彩科學(3) 熱門標籤： 量子力學(46) CT值(8) 後遺症(3) 快篩(7) 時間(37) 宇宙(81) 國小高年級科普文，素養閱讀就從今天就開始!! 作者／亞當．羅傑斯 譯者／ 王婉卉 光譜的故事 牛頓從三稜鏡中獲得的最大體悟，並非不同色光在穿透同一介質後，折射率會有所不同。

席奧多瑞克與他同時代的研究學者已經證實這點了。

就算讓單色光再穿透另一個稜鏡也不會改變，牛頓甚至不是證明這點的第一人——證明的人是十七世紀的波西米亞科學家約翰尼斯．馬克斯．馬奇（JohannesMarcusMarci）。

牛頓的獨家發現是，那些色彩是如何混合在一起。

他發覺，純粹陽光的白光，其實是所有其他色光混合而成的結果，透過稜鏡的折射，才使其分散開來。

或者就像牛頓所說的，光是「由形形色色的光線構成，有些光比其他光更容易折射。

」我們四周充斥的光是由順序固定的「純」色構成，而這個順序就是自亞里斯多德的時代起，眾人不斷在尋找的目標。

牛頓為這個順序想出了一個非常不錯的名稱，叫做「光譜」（spectrum）。

模擬的自然光光譜。

圖／Wikipedia 然後，牛頓誰也沒說，就這樣返回了劍橋。

他協助一位年長導師編輯光學與色彩的著作，卻沒告訴對方自己的新發現。

這位導師退休後，牛頓接任了這傢伙的職務：盧卡斯數學教授（LucasianProfessorofMathematics）榮譽職位。

牛頓這位據說上課很無聊的講師，這時才終於開始一點一滴發表自己從研究稜鏡所得出的結果。

儘管牛頓寫出的折射運算式既冰冷又毫不浪漫，卻依然有人深感崇拜。

當時的皇家學會祕書是德國人亨利．歐登堡（HenryOldenburg），工作主要是負責讓歐洲各地的研究人員能進行書信交流。

（歐登堡精通荷蘭語、英語、法語、德語、義大利語、拉丁語。

） 《自然科學會報》的鬥嘴故事 一六六四年，他向皇家學會創始成員的波以耳極力推銷一個可以賺錢的構想：把所有書信整合成只供訂閱的通訊刊物。

法國才剛開始出版《科學家週刊》（JournaldesSçavans），他們的編輯部也有向歐登堡邀稿。

結果，歐登堡反而把先前出版的一本週刊帶到了學會的集會上，連同一份他自己想嘗試的通訊草稿或校樣——一份相似「但本質更偏向哲學」的刊物，他如此表示。

於是，《自然科學會報》（PhilosophicalTransactions）就這樣創刊了，可說是世上首份徹徹底底的科學期刊。

一份有兩三頁，要價一先令。

歐登堡聽說了牛頓正在埋首研究的主題，於是開始不斷央求他發表成果。

最後，在一六七二年二月，牛頓洋洋灑灑寫了一封長信，描述自己的研究，以為這封信會在皇家學會的集會上由人朗讀。

由於歐登堡假定，任何人寄給自己的任何內容都屬於正式公開發表，於是就把那封信的內容刊登在當月的《自然科學會報》上。

這時，歐登堡已經把這份期刊改為訂閱制，而這種模式是否可行，全取決於獨家內容。

《自然科學會報》自創刊以來的七年間，發表的論文格式大多遵循波以耳樹立的範本，也就是採時序敘事。

現今期刊可能會遵循的格式——緒論、假設、研究方法、實驗結果、結論——當時尚未成形。

牛頓寫的信一開始有點像做工精良的成品，提出了研究方法與概念，並表達這整個研究到底多有樂趣，他自己對研究發現又是多樂在其中。

然後，他似乎就放棄了。

寫到一半，牛頓不再試圖用數學計算證明任何事，就只是寫下自己的理論，描述幾個實驗。

這不是「我的彩虹之旅」。

儘管如此，牛頓依然為世上有史以來的第一份科學期刊，寫下了有史以來的第一篇科學論文。

內容還是關於色彩與光。

色彩與光。

圖／Pexels 幾乎沒過多久，世上最聰明的一群人就開始酸他。

虎克在信件內容發表後的一週內，就寫信給歐登堡，表示牛頓對折射性不同的看法錯了、對白光的看法錯了、對光是由什麼構成的看法也錯了。

況且無論如何，虎克說，他早就做過這些實驗了，不覺得有什麼了不起。

接下來的四年間，《自然科學會報》不斷發表針對牛頓研究成果的批評，再刊登牛頓對這些批評的回應。

《光學》終於出版 最終，牛頓投降放棄。

他不再跟歐登堡有所交流。

虎克則在一七○三年去世，一年後，少了吹毛求疵的批評者，牛頓出版了《光學》（Opticks）。

在這本相當有分量的著作中，牛頓添加了一堆新難題。

他先前就一直在思考原色的問題，但現在終於承認光譜是連續的，而這個連續光譜包含了無窮的色彩層次變化，也是色彩何以會改變、色彩順序何以會漸變的答案。

然而，牛頓也堅決主張，這個光譜具有亞里斯多德式（與煉金術）的七種色彩：他在紅、黃、綠、藍、紫羅蘭中，加上了橙與靛藍，接著將所有色彩圍成一圈，透過根本就是他虛構的非光譜紫色，把其中一端的紅色與另一端的紫羅蘭色連接起來。

以現代色彩學術語來說，他創造出一張色度圖（chromaticitydiagram），試圖要量化混色的方式，似乎也呈現出色彩按順序漸變為另一種色彩。

色度圖。

圖／Wikimedia 牛頓建構的色彩順序屬於現代，有如彩虹般的漸層變化，是以自然的物理現象為基礎。

不過，把色彩圍成一圈，可能是牛頓輕觸尖頂巫師帽，向鍾情於畢達哥拉斯神奇數學比例的煉金術士致意。

牛頓實際上究竟有沒有尖頂巫師帽，歷史學家對此尚未發表意見，但他無疑相當熟悉煉金術是如何看待色彩，以及色彩具有的重要性：雖然是在背地裡，但牛頓確實寫下了大量關於煉金術的內容，而且在他位於三一學院〔TrinityCollege〕的實驗室裡，還放置了煉金術相關的藏書，以及煉金術會用到的常見材料。

但不像典型的煉金術士，牛頓運用的是數學。

他能相當精確地計算出每個色彩之間的折射率差異，色環（colorcircle）也依各顏色的比例，分配到長短不一的周長，意即各顏色的扇形區塊有大有小。

無可否認的是，這些比例都是主觀分配的結果，跟對應音階的神祕關聯有關，但就像之後會看到的，一般人對色彩彼此是如何互有關聯的認知，一向都很主觀。

這個色環逐漸成為具體表達色彩之間幾何關係的方法。

簡言之，就是所謂的色彩空間。

——摘自《全光譜》，2021年12月，商業周刊。

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這些五彩斑斕、美麗絕倫的照片究竟是什麼樣的天體，照片的背後又有哪些深藏的意義？就讓我們一起深入解密，韋伯的第一批照片吧！ 韋伯望遠鏡是什麼？ 詹姆士．韋伯太空望遠鏡是美國、歐洲與加拿大太空總署合作開發的新一代旗艦級紅外線太空望遠鏡，也是無數天文學家夢寐以求、能幫助人類破解許多未解天文迷團的利器。

韋伯的研發其實早從1996年就已經開始，但是由於開發時遇到諸多困難，導致嚴重的預算超支與進度延宕，這台耗資上百億美金的超級望遠鏡，直到去年年底才終於從法屬圭亞那發射中心，用一枚亞利安5號運載火箭發射升空，前往距離地球150萬公里的日地第二拉格朗日點。

延伸閱讀：為何NASA不惜大撒幣也要把它送上太空？——認識韋伯太空望遠鏡（一）延伸閱讀：史上最大口徑的JWST要如何塞進火箭？——認識韋伯太空望遠鏡（二）延伸閱讀：太空巨獸JWST升空後的150萬里長征——認識韋伯太空望遠鏡（三） 拉格朗日點是什麼？ 日地拉格朗日點一共有五個。

當物體在這些點上，其受到來自太陽與地球的重力恰到好處，因此太空船只需要少量的燃料，就可以長期與地球和太陽保持穩定的相對位置，可謂是地球軌道附近的風水寶地。

而韋伯繞行的，是位於地球後方的第二拉格朗日點，簡稱L2。

之所以選擇這裡，是因為只有L2的位置剛好會讓地球、太陽、月亮都在同一側，而這三個星體正是天文望遠鏡的主要紅外線光害來源。

位在L2的韋伯，就可以用它的遮陽帆一次把三顆星體全部擋住，認真凝望遠方而不受干擾，因此L2可以說是觀測宇宙的絕佳地點。

升空的幾個月之間，韋伯已經完成一系列的儀器校準工作，一步步把望遠鏡調整到最佳狀態。

延伸閱讀：淺談JWST的科學意義：探索宇宙深處與塵埃後的外星世界！——認識韋伯太空望遠鏡（四）延伸閱讀：順利升空只是開始！韋伯太空望遠鏡升空後「必須完美」的29天旅程 相比知名前輩「哈伯太空望遠鏡」，韋伯的優勢不只是擁有比哈伯大六倍的鏡面，更重要的是它是以紅外線為主力觀測波段。

宇宙膨脹造成嚴重紅移，但哈伯望遠鏡的守備範圍主要是可見光，波長範圍是90–2500奈米，可說是鞭長莫及啊。

這時換上以波長600–28500奈米的紅外線為守備範圍的韋伯，就可以讓我們看到更遙遠、更古老的宇宙。

此外，同一個天體在可見光和紅外線看起來，往往長得相當不一樣。

這個強大的紅外線觀測能力，正是韋伯最引以為傲的武器。

作為深具儀式感的第一批科學影像，韋伯這次公布的影像分別對應四個主要科學主題：早期宇宙、星系演化、恆星的生命循環與系外行星。

1.早期宇宙——星系團SMACS0723與重力透鏡效應 星系團SMACS0723。

圖／WebbSpaceTelescope 畫面中心黃白色的天體，是由成百上千的星系共同組成的星系團SMACS0723。

在韋伯之前，哈伯太空望遠鏡就曾經花費數個禮拜的時間拍攝這個星系團。

然而擁有更大鏡面、更精良儀器的韋伯，僅用了12.5個小時就拍出了解析度更高、畫面品質更好的照片，讓我們看到許多以前難以辨識的黯淡星系。

可見哈伯與韋伯在觀測能力上的差距。

對天文學家來說，圖中最令人興奮的其實不是前景壯闊的星系團，而是後方這些經過重力透鏡扭曲和放大的小小星系們。

星系團龐大的質量扭曲了周圍的時空，讓整個星系團好像一塊巨大的放大鏡一樣，可以偏折和聚焦通過的星光，稱為「重力透鏡效應」。

當星系團後方更遙遠、更古老的星系發出的光線通過星系團時，就會被星系團的重力透鏡效應偏折和聚焦，形成而圖中無數弧形的扭曲影像。

紅圈為照片上受重力透鏡影響的區域之一，可以看到星系被拉長。

這些仍在襁褓中的小小星系，往往正在快速的孕育新的恆星，或是互相合併，因此有著混沌不規則的形狀。

離我們越遠的星體發出的光，需要越長的時間才能到達我們的眼中。

因此研究這些遙遠且古老的星系，能幫助天文學家理解宇宙早期的模樣。

2.星系演化——史蒂芬五重奏（Stephan’sQuintet） 上一張照片讓我們認識星系的起源，這張「史蒂芬五重奏（Stephan’sQuintet）」則可以讓天文學家更仔細地研究星系內的複雜結構，以及星系與星系之間的交互作用。

史蒂芬五重奏（Stephan’sQuintet）。

圖／WebbScapeTelescope 正如其名，「史蒂芬五重奏（Stephan’sQuintet）」是由五個視覺上相當靠近的星系所組成。

但其實最左邊的這個星系（NGC7320）與另外四者並無關聯，只是從地球上看剛好位在天空中差不多的位置而已。

圖片中偏向黃白色，感覺如絲綢般順滑的部分是在近紅外線波段拍攝，主要顯示的是星系中恆星的分布；而醒目的橘紅色，則是來自中紅外波段的資料，展示的是星系中的高溫塵埃，以及星系中的氣體高速對撞時產生的震波（Shockwave）。

除了影像，韋伯還使用光譜儀仔細檢視了影像中右上方的星系（NGC7319）中心，因為那裏有一顆比太陽重2400萬倍的超大質量黑洞，正在吸食周遭的氣體，並在過程中釋放巨大的能量。

藉由觀察光譜的細節，韋伯可以分辨出像是氬離子、氖離子或是氫分子等等化學組成，甚至知道氣體的溫度、運動速度這些從一般照片難以辨識的資訊。

史蒂芬五重奏就像一個天然的實驗場，讓天文學家研究星系演化的詳細過程。

3.系外行星——WASP-96b的大氣光譜 這一張照片可能是整批影像中，視覺上最不起眼的一張，它是系外行星WASP-96b的大氣光譜。

WASP-96b的大氣光譜。

圖／WebbScapeTelescope 最近20多年來，人類對太陽系以外行星的認識越來越多。

截至今日，人類已經發現超過5000顆系外行星。

然而，以現有的觀測技術，天文學家通常只能用一些間接的方法，測量它們的質量、半徑、軌道週期等粗略的特性。

想知道這個行星是否適合生命生存，就不能少了行星大氣層的化學組成和溫度資訊。

那要怎麼取得行星的大氣資訊呢？當行星通過恆星跟地球中間時，恆星的一部分星光將會通過行星的大氣層，並被行星的大氣吸收。

吸收的多寡和波段，取決於行星大氣層的溫度和化學組成等特性。

此時，天文學家就可以藉由分析光譜中的各種特徵，去回推行星大氣層的性質。

圖片中的白點，即是韋伯實際觀測WASP-96b時取得的光譜資訊。

而藍色的線，則是天文學家認為最貼合觀測數據的理論模型。

根據這個觀測結果，天文學家計算出WASP-96b的大氣溫度約為725°C，大氣中明顯有著水氣，並推測可能還有雲和霾存在。

未來進一步的分析和觀測，將為世人揭開更多系外行星的神祕面紗。

4.恆星的生命循環——「南環狀星雲」與「船底座大星雲（Carina）」 最後兩張照片都與恆星的生命循環有關。

正如人會有生老病死，恆星也是一樣。

恆星一般誕生在巨大分子雲中，氣體在重力吸引下逐漸塌縮、升溫並點燃核融合，成為一顆恆星。

當小質量的恆星步入晚年，其結構容易變得不穩定，最終將自己的外層氣體拋射出去，形成美麗的行星狀星雲，也將氣體吐回到星際空間中，成為下一代恆星的養分。

氣體都拋射完之後留下的核心，就是白矮星。

延伸閱讀：宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星 各位現在看到的，是暱稱「南環狀星雲」的行星狀星雲，左右兩張圖分別於近紅外線與中紅外線拍攝。

南環狀星雲。

圖／WebbScapeTelescope 我們可以看到，左圖中的影像比右圖要更清晰一些，這是因為在相同的望遠鏡口徑下，波長越短所能達到的理論解析度就越高。

有趣的是，在左圖中看起來位於星雲中心的明亮恆星，其實並不是行星狀星雲的核心。

真正的核心其實是在其左下方，一顆被塵埃包裹著的黯淡白矮星。

在近紅外線波段的影像中，這顆白矮星幾乎淹沒在隔壁恆星的炙烈星芒之中。

但在中紅外波段，由於恆星的亮度相對降低，包裹著白矮星的塵埃發出的光就變得清晰可見。

再次展示即使是同一個天體，使用不同的波段進行觀測，往往可以看到不同的東西。

最後這片壯麗的宇宙山崖，則是位於「船底座大星雲Carina」西北角的NGC3324恆星形成區。

在這裡，源自星雲中無數初生恆星所發出的炙烈輻射、恆星風與噴流，吹散、游離了星雲中原有的濃密氣體與塵埃。

交織出這片壯闊而複雜的結構。

船底座大星雲（Carina）。

圖／WebbScapeTelescope 這張照片一共結合了這六個不同的濾鏡的影像拍攝而成。

每個濾鏡涵蓋的波段各不相同，代表的物理意義也不一樣。

比如（F090W、F200W、F444W）這三個寬帶濾鏡，分別在影像中按照波長順序，以藍色、綠色和紅色這三原色呈現，為照片打下骨幹。

而在此之上，照片的製作團隊又疊上青色代表氫原子的（F187N）濾鏡影像，以黃色代表氫分子的（F470N）濾鏡影像，以及用橘色代表甲烷和多環芳香烴的（F335M）濾鏡影像，為照片再添更多的細節。

延伸閱讀：用黑白相機拍出色彩繽紛的宇宙 想要將這麼多個波段的影像全部結合起來，仔細調整讓細節更加突出，最終呈現出一張如此絢麗又震撼的照片，是非常不容易的。

這展示了韋伯太空望遠鏡不僅在科學上相當重要，在藝術上也價值非凡。

最後別忘了，以上只挑選介紹了第一批資料中最具代表性的幾張，更多關於五個目標的照片和光譜，可以在韋伯的官網上找到。

而這批照片，又只是韋伯未來二十年服役生涯中，前兩個月的小試牛刀而已。

韋伯的時代，才剛剛要開始！ 發表意見 所有討論 0 登入與大家一起討論 EASY天文地科小站 20篇文章 ・ 624位粉絲 ＋追蹤 EASY是由一群熱愛地科的學生於2017年創立的團隊，目前主要由研究生與大學生組成。

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在英法七年戰爭的氛圍下，兩國的天文學家尤其較勁，都想要第一個量出日地距離，為天文學史畫下濃墨重彩的一筆。

然而當大家拭目以待地望向剛與太陽重疊的金星時，卻都露出了驚訝的表情──金星變形了！ 說到金星凌日，大家最有印象的或許是2012年的一次金星凌日，從天文學家到各個職業的人們都拿著減光濾鏡共襄盛舉，畢竟下一次的金星凌日要到2117年才會再發生。

然而在過去，金星凌日並不只是歡樂的娛樂事件，也是非常嚴肅的科學事件。

在十八世紀時，多數天文學家都接受哥白尼的日心說，而克卜勒提出的行星運動三大定律，則可以推導出各行星軌道半徑與地球軌道半徑之間的相對長度，然而最大的問題是當時的人們並不知道地球軌道半徑（地球到太陽的平均距離）的絕對長度。

為了解決這個問題，英國天文學家愛德蒙．哈雷於1716年提出了使用金星凌日來測量日地距離的方法。

如圖一所示，金星凌日的軌跡長短與在地球上的何處觀測有關，在軌跡較長處金星凌日的時間較長，反之則較短，這是因為在地球上不同處觀測金星的視角不同造成的。

假設我們在地球上的A與B兩處量測金星凌日的時間，我們可以量出兩地觀測金星時的視角差，在知道A與B間距的前提下，我們可以用視差法量出地球到金星在金星凌日發生時的距離（見圖二）。

最後根據克卜勒第三行星運動定律─行星公轉太陽週期平方與行星到太陽的平均距離立方成反比─可以得出金星到太陽的距離約為地球到太陽距離的0.7倍，我們也可以得知地球與金星在金星凌日時的距離是地球到太陽距離的0.3倍，由此可以推導出太陽與地球的距離。

圖一（左）：金星凌日軌跡。

圖二（右）：視差法算金星與地球距離。

此方法在當時極大鼓舞了天文學家的士氣，大家都摩拳擦掌的為1761年的金星凌日作出準備，共一百多名天文學家乘船至世界各地以測量不同地方金星凌日的時長，其中較為著名的有英國派出的庫克船長於大溪地觀測金星凌日，以及荷蘭則派出的JohanMauritsMoh到歷史課本中提過的荷蘭東印度公司巴達維雅總部進行觀測（圖三）。

然而正當金星與太陽重疊時，大家卻不知道何時該按下碼表記錄金星凌日開始的時間，因為金星變形了。

圖四是最早關於金星變形的紀錄，在金星靠近太陽的邊緣時金星的旁邊會出現黑色的陰影與太陽邊緣相連接，而這樣的陰影狀似水滴，因此這個現象也被稱作「黑滴現象」。

圖三（左）：巴達維雅總部，JohanMauritsMohr的私人天文台。

圖四（右）：於1761年被TorbernBergman記錄之黑滴現象。

當時的天文學家們為黑滴現象提出了各種不同的解釋，有些天文學家認為黑色的陰影是金星大氣對太陽光的散射與折射造成的錯覺，也有人認為這是地球大氣擾動造成的現象，還有人認為是太陽光通過金星時繞射所造成的陰影。

前面兩種解釋在1999年NASA的TRACE太空望遠鏡對水星凌日的觀測後被否定，因為太空中沒有地球大氣干擾，水星上則沒有大氣可以散射或折射太陽的光線，而觀測的照片中卻仍出現黑滴效應（圖五）。

光的繞射所能造成的影響則不足以產生黑滴現象（繞射影響在約10^{-9}角秒，可忽略[1]）。

圖五：1999年水星凌日，攝於NASA’sTransitionRegionandExplorer(TRACE)太空船（Schneider,Pasachoff,andGolub/LMSALandSAO/NASA） 關於黑滴現象的成因一直到2004年才得到令人信服的解釋，天文學家GlennSchneider認為黑滴現象是由望遠鏡的點擴散函數（PointSpreadFunction,PSF）以及太陽的周邊減光造成的[2]。

為了簡單瞭解他所提出的概念，大家可以將大拇指與食指放在一光源之前漸漸靠近（直視強光源會傷害眼睛，請注意光源強度不可以太強），在兩指快要靠在一起時，可以看見兩指中間突然浮現出一段陰暗的橋將兩指相連（如圖六）。

這是因為非點光源會在兩指的邊緣製造出模糊的陰影，而人眼對模糊的陰影並不敏感，因此直到兩指特別靠近時，兩指的陰影重疊導致陰影變明顯才看得出來。

圖七與圖八中的兩塊陰影可以幫助大家更好地破除這個錯覺，圖七單純顯示兩塊模糊的陰影，而圖八將陰影的等暗度線畫出來。

比較兩圖我們可以發現雖然圖七中兩塊陰影像是連接在一起，然而實際上圖八卻顯示兩陰影並沒有連接在一起[3]。

圖六（左）：大拇指與食指之間的暗橋。

圖七（中）：兩個模糊陰影[3]。

圖八（右）：同中間圖，但是增加了等暗度線[3]。

金星凌日所產生的黑滴效應也是透過類似的方式產生的，不過金星模糊陰影與太陽邊緣模糊的成因不同。

金星陰影在望遠鏡的觀測中，會因為望遠鏡的點擴散函數而在成像時顯得模糊。

望遠鏡的點擴散函數，指的是一望遠鏡在觀測點光源時成像的樣子，不同望遠鏡的點擴散函數有所不同，但通常口徑小或做工差的望遠鏡會有較大之點擴散函數，點光源被模糊化的程度也越高，看的也就越不清晰。

回到金星的陰影，當古代人們用做工差且口徑較小的望遠鏡觀測金星時，其陰影非常模糊、黑滴現象較現在的望遠鏡明顯的多，這也是為什麼各地回報黑滴現象的次數隨著望遠鏡的進步逐漸地減少[4]。

太陽邊緣的模糊則主要是因為太陽是一團沒有銳利邊緣的發光電漿。

如圖九所示，假設每單位體積電漿能發出的光相同，我們可以看到往太陽邊緣的線上通過的電漿比往太陽中心的線上通過的電漿要少，這也代表著往太陽中心看去的光線較亮，而越往太陽邊緣看去亮度會逐漸減少。

圖十是一個比較誇張的示意圖，圖中一模糊的黑影為金星，一模糊的白色邊緣則代表太陽邊緣，即便兩者的邊緣沒有接觸，我們仍能看到金星的邊緣伸出了黑影，與太陽邊緣相連接，這便是黑滴現象的由來。

圖九（左）：太陽周邊減光成因示意圖。

圖十（右）：黑滴現象示意圖。

回到日地距離的問題上，難道在這兩百多年的時間中沒有其他方式能量測金星與地球的距離嗎？實際上在雷達與遙測技術的加持下，人們早在1964年就能夠以高精度量測地球到金星間的距離了，因此如今的日地距離測量早已與金星凌日無關。

不過黑滴現象這一歷史悠久的問題，仍在一代一代天文學家的不懈努力下被解決了；時至今日，我們仍面臨著宇宙的諸多未知，而我由衷的期待這些現在看似無解的問題，能在未來的某一天被解決，無論花上幾十年、幾百年的時間。

參考資料： TheTransitofVenusandtheNotoriousBlackDrop,Schaefer,B.E.(2000)https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000AAS…197.0103S/abstractTRACEobservationsofthe15November1999transitofMercuryandtheBlackDropeffect:considerationsforthe2004transitofVenus,GlennSchneider(2004)https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103503003841?via%3DihubStackexchange,Whydoshadowsfromthesunjoineachotherwhennearenough?(2014)https://physics.stackexchange.com/questions/94235/why-do-shadows-from-the-sun-join-each-other-when-near-enoughTheblack-dropeffectexplained,JayM.Pasachof(2005)https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005tvnv.conf..242P/abstract 發表意見 所有討論 0 登入與大家一起討論 全國大學天文社聯盟 6篇文章 ・ 11位粉絲 ＋追蹤 TRENDING 熱門討論 即時 熱門 麥擱問啦！我講話自帶證據——孫天心解密「示證式」語法 1 17小時前 鑑識故事系列：被植入的性侵記憶 5 21小時前 【2022年搞笑諾貝爾獎】10項怪奇獲獎研究出爐：你賺多少其實跟你的才華沒有關係？蠍子斷尾求生，反而讓自己從此便秘？ 1 2天前 太陽能光電板就是一大堆曝曬在外的電池、會污染土壤與水質？關於太陽能板的迷思全破解 2 3天前 鑑識故事系列：被植入的性侵記憶 5 21小時前 你認為閱讀只需要用眼嗎？先聽懂，才能讀懂！ 5 2022/09/01 不用數學就可以解釋——相對論的著名想像實驗「雙胞胎悖論」 4 2022/09/02 全球熱浪災情頻傳！臺灣熱成這樣，竟然不符合「熱浪」的定義？ 3 3天前 RELATED 相關文章 誰在海邊蓋天文台啊（惱）──世界第一座電波干涉儀 與原色、光譜、煉金術交織而成的牛頓光學——《全光譜》 牛頓發現光譜前的那些故事——《全光譜》 從太空窺探金星表面的派克太陽探測器 龍，彩虹與性別——不只中國和歐洲，還有其他好幾種龍？ 0 29 7 文字 分享 友善列印 0 29 7 極目遠眺的意義：天文學家為何追尋第一代星系 TigerHsiao ・2022/05/15 ・3764字 ・閱讀時間約7分鐘 ＋追蹤 相關標籤： 光譜(6) 再電離時期(1) 天文(46) 宇宙(81) 宇宙相變(1) 宇宙膨脹(10) 早期星系(1) 氫原子(3) 第一代星系(1) 紅移(4) 萊曼系(1) 熱門標籤： 量子力學(46) CT值(8) 後遺症(3) 快篩(7) 時間(37) 宇宙(81) 文／蕭予揚清大天文所碩士生，將於約翰・霍普金斯大學攻讀天文博士　　林彥興清大天文所碩士生，EASY天文地科團隊總編 近日，來自東京大學和倫敦大學學院的科學家播金優一（YuichiHarikane）在天文物理期刊《TheAstrophysicalJournal》發表了一篇論文，宣稱他們可能找到目前最遠的星系（名為HD-1，紅移值z約為13），打破了原本最遠（GNz-11，z約為11）的紀錄。

天文學家為什麼執著要找最遠的星系呢？是單純為了破紀錄而破、抑或是蘊藏了什麼科學涵義？天文學家們又是怎麼尋找、並且推論這些星系多遠的呢？ HD1的影像。

圖／Harikaneetal. 時間推回到二十世紀初，當時的科學家們對宇宙大小到底是恆定或是膨脹爭論不休，其中，愛因斯坦（AlbertEinstein）便是支持「宇宙穩恆態理論」的知名科學家。

而支持膨脹宇宙的科學家們，一直到西元1929年，愛德溫．哈伯（EdwinHubble）透過測量其他星系，發現了宇宙在膨脹，才為膨脹宇宙（也就是日後人們所說的「大爆炸理論TheBigBangTheory」）注入了一劑強心針。

接下來的各種證據，如宇宙微波背景輻射、宇宙中元素的比例等，讓天文學家們越來越確信宇宙的年齡是有限的，並開始利用紙筆與超級電腦，來推測最早、也就是第一代星系及恆星的樣貌，並嘗試用望遠鏡，來尋找早期星系是否和我們預測的相符。

科學家是如何知道距離的呢？ 天文學家並沒有一把長達「一百多萬光年」的尺，那他們是如何尋找，並且知道這些早期星系距離我們有多遠呢？讓我們把兩個問題分開，先來探討在宇宙學尺度下的距離是怎麼得到的。

由於我們知道宇宙在膨脹，而這些遠離我們的星系所發出的光，也會因為類似都卜勒效應的影響，有著紅移的現象。

而越遠的星系遠離我們的速度越快，它們紅移值也就越大；而從實驗室中，我們知道每種元素都會發出特定的譜線，藉由測量到星系光譜中特定譜線的實際位置，並與那條譜線所該在的位置比較，就能夠計算這些星系的紅移值了。

而結合紅移值和其他測量到的宇宙學參數（例如哈伯常數），就可以從星系的紅移值計算出物理上的距離，比如大家常會看到的「光年」。

星系的紅移（Redshift）與它跟地球的距離（Distance）可以互相換算。

圖／林彥興 那既然這樣，我們只要測量所有星系的光譜，不就能知道最遠的星系是哪一個了嗎？可惜事情並沒有這麼簡單。

一來，很多星系（尤其是越遠的星系）都很黯淡，難以測量光譜，二來，測量光譜實際上是又貴又耗時的。

所以，以「尋找」的為目的，做單一波段的搜索通常是比較實際的作法。

但若是使用單一波段，不就代表我們沒有光譜，這樣不就又不知道距離了？ Wellyes,butactuallyno。

大家應該都聽過盲人摸象的故事，透過觀測越多的波段，我們就越能描繪出實際上的光譜，再根據現有的理論模型，我們就可以利用光譜擬合來推論出這些星系的紅移值。

那要如何鎖定這些早期的星系？ 天文學家總不可能對每個能測量到的星系都做很多波段的觀測，並且大費周章的利用理論模型去擬合他們。

很多特定的望遠鏡（例如ALMA、JWST）是要寫觀測計畫書和其他天文學家競爭觀測時間的，總要給出一個有力的理由，才能讓你的觀測計劃脫穎而出。

但還沒有資料之前，天文學家要怎麼知道哪個星系是最遠的？這便產生了一個「沒有工作要怎麼有工作經驗」的迴圈。

怎麼辦呢？天文學家就是要想辦法，在已經觀測的深空資料庫中去尋找最遠的星系。

哈伯太空望遠鏡拍攝的「哈伯極深空HubbleExtremeDeepField」影像。

藉由比較圖片中不同紅移的星系的性質，天文學家就能重建出過去百億年來星系的形成與演化歷史。

圖／NASA;ESA;G.Illingworth,D.Magee,andP.Oesch,UniversityofCalifornia,SantaCruz;R.Bouwens,LeidenUniversity;andtheHUDF09Team 而要怎麼在龐大的資料庫中尋找遙遠的星系呢？讓我們再次簡單回顧歷史。

量子物理在十九世紀末至二十世紀初逐漸開始發展時，瑞士物理學家約翰．巴耳末（JohannBalmer）研究激發態的氫原子所放出的光譜，發現在可見光波段，氫原子只會發射一系列特定波長的譜線。

隨後美國物理學家西奧多．萊曼（TheodoreLyman）也接著發現，氫原子從受激態回到基態時，會放出一系列位於紫外線波段的譜線，這些特定的譜線也被稱為萊曼系。

氫原子的各個譜線家族，由上而下分別是位於紫外線的萊曼系，位於可見光的巴耳末系，以及位於紅外線的帕森系。

圖／Szdori,OrangeDog 而用來尋找早期星系的第一種方法，也是最主要的搜索方法，就與萊曼系關係密切。

天文學家發現，宇宙中有一種名為「萊曼斷裂星系（Lyman-breakgalaxies;LBGs）」的星系，這種星系的光譜有一個很明顯的特徵，便是在特定的波長以下就幾乎觀測不到，原因是波長更短的光（更高的能量）都被星際物質（Interstellarmedium;ISM）和星系際物質（Intergalacticmedium;IGM）的中性氫的萊曼線系給吸收了。

而萊曼線系中波長最短的譜線（常稱為萊曼極限）約在91.2奈米，最長的萊曼α譜線則約在121.6奈米。

只要透過兩個波長足夠接近的波段去尋找「在長波長有觀測到、但在短波段沒觀測到的天體」（稱為drop-out），就可以粗略的估計星系的紅移。

舉例來說，如果我們要找紅移值為9的萊曼斷裂星系，只需要稍微長於和短於1216奈米的兩個波段，看看有沒有星系出現在長波段的影像中，但在短波段的影像中卻沒有出現，就有可能是在紅移值為9的萊曼斷裂星系。

如果要找越遠的萊曼斷裂星系，只需要換波長較長的波段即可。

近日打破紀錄的最遠星系，也是透過H-banddrop-out（在波長H波段沒有觀測到，而較長的波段有）所找出的。

光譜drop-out的例子。

圖／Harikaneetal(2022) 上圖為近日打破紀錄的最遠星系HD1的H-banddrop-out，可以看到長波段：4.5、3.6微米以及Ks波段都有偵測到，但在H波段（以及更短波長）的影像就消失不見了。

藍色的光譜z值為13.3的萊曼斷裂模型，灰色的光譜則為可能的低紅移汙染，z=3.9的巴耳末斷裂模型。

當然，這只能幫助科學家初步的篩選，而且此種方法會受到一些其他非早期星系的汙染。

舉例來說，上文提到氫原子除了萊曼系以外，還有回到第一激發態的巴耳末系。

若只是單純地透過drop-out，因為巴耳末系本身的譜線就比萊曼系來得紅，所以也有可能找到的是紅移值較小的巴耳末斷裂；此外，非常紅且充滿塵埃的星系也會在光譜上出現類似「驟降」的特徵。

當然，更多波段以及光譜的觀測，都有助於釐清這些可能的汙染。

而除了上述的方法以外，萊曼α發射體（Lyman-alphaemitters;LAEs）、伽瑪射線暴的宿主星系、重力透鏡效應等，也是尋找遙遠星系的重要方法哦！ 那麼，找出這些早期星系有什麼科學意義？ 現代宇宙學理論認為，宇宙在早期曾經經歷過兩次相變。

第一次是宇宙從炙熱的游離態降溫回到中性的氣態，被稱為宇宙的復合時期（EpochofRecombination），也是大家熟悉的宇宙微波背景的起源；第二次（也是最後一次）的相變，宇宙中的中性氫變成了游離化的氫離子，這個相變的過程被稱為再電離時期（EpochofReionization;EoR）。

而目前認為，第二次這個電離的原因，是第一代恆星和第一代星系所發出的強紫外線光，把周圍的中性氫游離成氫離子。

藉由尋找越來越多的早期星系，我們就能透過這些早期星系來描繪宇宙再電離時期的歷史，而這又能夠進一步驗證現代宇宙學理論是否正確。

不僅如此，研究這些早期星系，可以讓我們對於星系演化的歷史更往前推，或是研究早期星系的超大質量黑洞，是如何長到這麼大等等的議題。

未來展望 在2021年底順利升空的詹姆斯．韋伯太空望遠鏡（JamesWebbSpaceTelescope;JWST），其中一個主要的科學目標就是研究早期宇宙。

如這篇文章一開始提到的「新的最遠的星系（HD-1）」，又如前一陣子發現的「最遠恆星Earendel」，以及同一團隊的另一個紅移約11的星系，都在第一輪JWST的觀測計畫之中。

期待幾個月後JWST公布的第一批科學照片，能大幅革新我們對早期宇宙的認識。

參考資料（論文們） ASearchforH-DropoutLymanBreakGalaxiesatz∼12–16–TheAstrophysicalJournalAhighlymagnifiedstaratredshift6.2–NatureObservingtheFirstGalaxies–AstrophysicsandSpaceScienceLibraryGalaxiesintheFirstBillionYearsAftertheBigBang–AnnualReviewofAstronomyandAstrophysicsGalaxyFormationandReionization:KeyUnknownsandExpectedBreakthroughsbytheJamesWebbSpaceTelescope–AnnualReviewofAstronomyandAstrophysicsGeneralObserverProgramsinCycle1  延伸閱讀（科普文章） 為何NASA不惜大撒幣也要把它送上太空？——認識韋伯太空望遠鏡（一）–PanSci泛科學史上最大口徑的JWST要如何塞進火箭？——認識韋伯太空望遠鏡（二）–PanSci泛科學太空巨獸JWST升空後的150萬里長征——認識韋伯太空望遠鏡（三）淺談JWST的科學意義：探索宇宙深處與塵埃後的外星世界！——認識韋伯太空望遠鏡（四） 發表意見 所有討論 0 登入與大家一起討論 TigerHsiao 2篇文章 ・ 11位粉絲 ＋追蹤 現於約翰霍普金斯大學攻讀天文博士。

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