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ALMA觀測波段

ALMA的觀測波段涵蓋0.35mm至9mm,為次毫米波與毫米波。由於宇宙中有大部分的物質溫度極低,大約10度K左右,其黑體輻射的峰值落在遠紅外線波段。就地面觀測來說,毫米與次毫米波是我們可以得到的最接近此輻射峰值的波段,因此提供了最高的靈敏度來探究宇宙中的輻射源。

ALMA的科學目標:

ALMA有著前所未有的探測靈敏度、角分辨率、頻譜解析度和影像品質,預期將帶來以下三項顯著突破,如 :


  1. 探測位於紅移z=3,類銀河系的普通星系中的CO或CII譜線,並在短時間之內得到足量的觀測資料。
  2. 由於宇宙膨脹產生的紅移效應,遙遠星系的光譜會紅移到較長的波段。這表示在毫米與次毫米波段因為距離減弱的亮度會因為較短波段的紅移而獲得補償。在可見光的世界裡則剛好相反,可見光波段探測的是黑體輻射另一端的波長範圍。因此,ALMA提供了一個非常重要的工具來觀測高紅移的宇宙結構與演化,尤其是有關宇宙早期的星系形成和恆星形成的問題。


    Obreschkow et. al. (2009) 模擬了氫原子(HI)和一氧化碳分子(CO)在高紅移下的發射線。
    左圖和右圖分別為HI和CO在紅移z=1.0-1.1的發射線分布圖。
    HI發射源外面的白色輪廓表示CO的50%等密度線,反之亦然。
    右圖的顏色表示的是Ico(5-4)與Ico(1-0)的比例。


    三幅圖分別對應z=1,3,6不同的星系紅移,顏色的描述與上圖相同,大小為3 x 1 角分。
    輻射強度z=3為1/10,z=6為1/100。
    論文出處: Obreschkow et al. 2009, ApJ, 703, 1890。


  3. 在近距離恆星形成區中捕捉氣體在原恆星或在原行星盤裡的運動。
  4. 在過去十年裡,探測系外行星已有了極大的進展。藉由可見光光譜探測恆星相對運動,以及行星遮掩恆星的現象,揭示了近恆星軌道上巨行星的存在。另一方面,次毫米波能夠探測並解析原行星盤裡的塵埃分佈,當中的結構或許就暗示著一顆行星的存在。哈柏太空望遠鏡(HST)也已經觀測到太陽系尺度的盤面結構。有時,可在盤面中心找到明亮的光源,可能有顆恆星鑲嵌其中。次毫米觀測的優點在於可測量原行星盤中塵埃的含量和運動情形。有了ALMA,靈敏度和解析率大幅地提升了,如此一來不只可以研究原行星盤,也可研究行星形成後所遺留的岩屑盤(debris disks),其內部結構和運動情形是研究行星(太暗無法直接探測)重力效應的重要指標工具。


    ALMA觀測(@950GHz)原行星盤的模擬圖 (Wolf & D'Angelo 2005)
    顯示其中有顆質量約1個木星質量的原行星
    (恆星質量約0.5個太陽質量,軌道半徑約5AU)。
    距離如標示分別為50 pc和100 pc。
    原行星盤質量設為金牛座蝴蝶星
    (因其星周盤狀似蝴蝶而得名)IRAS 04302+2247的盤面質量。
    請看左圖行星周圍的漩渦臂和行星後面的暗帶。
    圖片來源: S. Wolf。


    Cossins et al. (2010) 模擬使用ALMA對大質量星周盤的觀測
    (0.2個太陽質量),星周盤環繞著一個太陽質量的恆星。
    影像所示為45 GHz(左)、345 GHz(中)和870 GHz(右)對數尺度的光深(optical depth)圖。


    同樣的例子,圖示為模擬ALMA的兩小時transit觀測距離50 pc的輻射源。
    坐標軸刻度為角秒。論文出處: Cossins et al. 2010, MNRAS, 407, 181。


  5. 提供高解析度,最佳0.005角秒的精確影像。
  6. 毫米與次毫米干涉不只能達成以上的科學目標,也能解析不論是來自恆星形成區、原行星盤、太陽系天體、星系核、環星噴流和環星風或是宇宙邊緣正在形成的星系中塵埃的放射連續譜。次毫米波段中豐富的原子與分子譜線能提供不同激發條件下的動力學和化學探測。此外,也能以完善的偏振偵測能力來研究磁場的強度和方向。

    太陽系天體 - 有了ALMA,我們可以同時用連續譜和譜線來研究太陽系的天體。例如,在空間和運動學上去解析行星的氣候模式。甚至可以偵測和繪製木衛一(Io)上的火山噴發情形,並研究其分子組成。古柏帶天體和彗星也將成為其研究課題之一。

    恆星晚期 - 脫離主序帶後的恆星會拋出環星包層,其包含大量的塵埃和分子。由於其化學和激發態的變化,研究各種譜線可將環星包層像洋蔥搬層層剝離。而ALMA可以將其結構、運動和分子豐度研究得更為透徹。

    環星噴流 - 在過去這二十年,研究恆星形成的最大發現為,分子噴流在形成恆星的過程中是個相當重要而普遍的階段。星周盤上向內流入的物質最後會沿著磁力線往極區方向噴出多餘的角動量。失去角動量的物質會繼續向內流入,而其他物質則會藉由噴流重返星際間。雖然噴流的大尺度結構已由觀測確定,但星周盤內部的結構和激發情形卻難以研究。有了ALMA,我們期望能將噴流中心的運動學研究縮小到AU尺度。


    雙極噴流 HH 211 (使用SMA觀測,Lee et al. 2007)。
    灰色影像為噴流所產生的震波(Hirano et al. 2006)。


    畫家所繪的超音速噴流,由原恆星周圍的盤面噴出(Image Credit: Change Y.-C. Tsai/ASIAA)。

    恆星形成區的磁場結構 - 在次毫米波段的偏振研究指出塵埃發出的電磁波具有偏振性。不像可見光和紅外線的偏振是由反射和折射而來,次毫米波是直接來自塵粒本身的輻射,其偏振顯示了塵粒是拉長且對齊的。對齊機制據推測是由於塵粒垂直於磁場方向排列。藉由視線方向的觀測可以推出磁場的方向。ALMA提供更好的靈敏度和解析率,將大幅提升我們研究各種輻射源和更細微的空間尺度,也藉由研究磁場的結構來了解恆星形成的過程。


    解析度比較(上至下): SMA、HST和ALMA。


    ALMA解析度示意圖: 好比從台灣最南端可以清楚辨識台北101上的一塊錢硬幣!

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