中美彗星掩星計畫

國科會「科學發展月刊」審核中

陳文屏、蔡文祥、汪仁鴻(中央大學天文所及物理系、所)

聯絡人 : 陳文屏 wchen@joule.phy.ncu.edu.tw

科學背景

瞭解太陽及行星系統的起源及演化是天文研究的重要課題之一。現在大多數科學家相信太陽系乃從一團雲氣收縮而形成,中央高溫的部分成為恆星,而在旋轉的環星盤裡,塵埃則凝結成為行星。製造太陽及行星剩餘下來的物質,仍不斷撞擊剛形成的行星及衛星,在短時間內,這些氣體與塵埃就被太陽風、輻射,以及大行星的重力擾動,拋出系統之外。在太陽系的內圍,也就是比較靠近太陽的區域,由於溫度高,天體成分以金屬及氧化物為主。數以萬計的小行星是這種物質的代表,它們主要分佈在火星與木星之間,距離太陽大約 2─3個天文單位(1 天文單位是地球與太陽的平均距離,大約為一億五千萬公里,簡稱 AU)。

太陽系外圍天體的成分以冰體為主,歐特 (Oort 1950) 提出假說,認為被大行星拋出的小型冰體,分佈在太陽系以外的廣大球狀區域中。在這個稱為「歐特雲」區域裡的小冰體一旦受到擾動,便有可能受到太陽引力的影響,而跑進太陽系的內圍,成為彗星(陳文屏 1996)。艾吉沃斯 (Edgeworth 1949) 及古柏 (Kuiper 1951) 分別認為,歐特雲的內層另有扁平的結構,大約與行星所在的黃道面平行,是短週期(小於兩百年)彗星的發源地,這個區域稱為「古柏帶」 (Kuiper Belt),從海王星的軌道(30 AU)起向外延伸,最遠可能達 1000 天文單位 。

藉著地面觀測及太空任務,我們目前對太陽系中質量較大的成員(行星、衛星)有了一定的瞭解,但是對於位在太陽系外圍的小天體,由於直徑小、亮度低 ── 這些天體的反光亮度大致與其距離的四次方成反比 ── 因此非常不容易偵測到,像是彗星就只有在繞行到太陽附近時,我們才能研究它們。這些小天體(小行星及彗星核)不但保存了早年太陽系生成的訊息,也對早期行星的演化 ── 包括大氣與海洋的形成、生物的起源以及急遽的環境變遷 ── 有極關鍵的影響。

圖一所示為太陽系的質量密度分佈,我們看得出來從木星(J)一直到海王星 (N) 沿著一條平滑的曲線,但是到了海王星以外,則由於重力擾動以及碰撞的影響,造成密度急遽下降,但是在更遠的地方則密度可能保持與太陽系形成時(t0=46億年)差不多相同的密度,也就是說該地區以外雖然密度低,因此以現有太陽系年齡尚不足以凝結成大型行星,但是卻有可能仍保留了大量的小型冰體。

圖一:太陽系的質量密度分佈。橫軸為與太陽的距離,以地球到太陽的距離為單位 (=1 AU)。此圖取自 Stern (1996)。

在 1992年 朱威 (Jewitt) 及盧 (Luu) 首先發現了第一個古柏帶天體 1992 QB1,其直徑達 200 公里,以40.9 天文單位 到 47.1 天文單位 的軌道距離繞行太陽 (Jewitt & Luu 1993)。過去幾年天文學家使用大型光學望遠鏡,不斷在古柏帶的區域發現新的天體,截至1998年夏天,已經發現了大約七十個直徑大於一百公里的彗星核 (Luu & Jewitt 1998)。這些結果證實了古柏帶確實存在,成為行星科學近年來的重大突破,同時讓我們對太陽系有了更為宏觀的認識,而原來一些似乎奇特的天體也有了新的認定,例如開朗 (Chiron) 原來以為是小行星,但是後來出現彗星現象;又例如冥王星背離了其他行星共同的規律性,長久以來天文學家一直困擾冥王星的來源,但是現在認為冥王星可能就是個古柏帶天體,只不過是家族中體積比較大的成員罷了。

受限於望遠鏡口徑,現在對於古柏帶天體的瞭解只侷限於直徑大於約一、兩百公里的天體,同時搜尋的手段全都是定點式長期曝光,而並非沿著黃道面附近進行有系統的尋找,因此樣本也不完全。就現有的數據看來,更小型的天體在數量上要多得多,有些是當初凝結後形成的,有的則是碰撞後的產物。圖二所示為已知古柏帶天體的數量分佈,可以看出小型天體的數量大幅增加。圖中最左方的點是湯保 (Tombaugh) 在1931 年發現的冥王星,圖中央部分對應的約是100公里直徑的古柏帶天體。我們發現數百公里直徑的天體,其數量大約(沿著黃道面)每平方度有一、兩個,而按照這樣的推測,類似冥王星大小的天體可能也有相當的數量。目前搜尋大型古柏帶天體的工作才剛開始,預計在未來數年內會有長足的進展。

 

圖二:太陽系外圍天體的數量分佈,橫軸為星等(數字越大,亮度越低),大約也反映了該天體的反光面積,縱軸為每平方度面積裡亮於該星等的古柏帶天體個數。直線為部分資料的回歸擬合,可以看出隨著天體變小,數量增加的趨勢。最右端上方的點為哈柏太空望遠鏡的資料,由於指認仍有爭議,並未列入擬合。此圖取自 Luu & Jewitt 1998。

圖二的直線是部分資料點的回歸曲線。根據此回歸關係外插,那麼直徑 1─2 公里的小天體的數量在 1010 以上;如果把最右端、目前仍有爭議的哈柏太空望遠鏡的資料點 (Cochran 1995)也加入分析,外插之後的小天體數量將更多。這些小型的古柏帶彗星族群,雖然數量上非常龐大,但是由於光度太暗,以目前的儀器仍無法直接觀測。本計畫將克服亮度低的困難,而利用掩星的方法,來清點這些小型天體的數量,同時進一步估計它們的大小分佈及空間分佈。

觀測策略

當彗星掩過恆星時,恆星的亮度瞬間會變暗,藉由監測彗星發生掩星的頻率,我們便能夠推測彗星的數量及大小(圖三)。這個方法的特點是,只要彗星不是太小或太遠而發生繞射效應,都可以造成明顯的掩星現象,而與彗星的距離無關(溫志懿 1998)。隨著地球運動,恆星的陰影會移動,因此掩星所造成的亮度變化依序可被不同的望遠鏡所記錄。不同觀測站所記錄到的資料可以用來判別掩星事件的可信度,因為我們實驗設計的要求是必須同時在三座望遠鏡偵測到可能的掩星事件,才通過統計檢驗。

各觀測站測量到的掩星時間差還可以用來判別陰影的運行速度,並藉以判斷彗星的大小及距離。能夠判斷距離的原因是因為古柏帶中的天體距離遙遠,陰影運動主要來自地球的公轉,而如果掩星來自比較近(例如位於小行星帶裡)的天體,則小行星本身的軌道運動也會有影響。

 

圖三:當彗星掩過背景恆星時,恆星的光度會減弱,甚至消失。對於一、兩公里大小的彗星核來說,掩星延續的時間不到一秒鐘。隨著地球運動,掩星的現象依序會被地面上不同的觀測站記錄到。

本島處於低緯度,能夠長期觀測黃道面,因此我們決定在台灣中部玉山附近山區放置數台小型廣角望遠鏡,自動監測彗星掩星的事件。除了天候、大氣狀況的考量以外,觀測站選址的特殊要求是必須位於幾乎相同緯度的東西方向,且距離必須在5∼10公里。這樣東西基線的安置,足以讓我們估計古柏帶彗星的數量即粗略的大小分佈,實際觀測兩、三年後,一旦證實可行,我們將額外置放南北向的觀測站,如此一來我們可以有效地得到彗星大小的訊息,也可以知道它們在黃道面上下分佈的寬廣程度。就目前所知的大型(大於100公里)古柏帶天體而言,它們的軌道傾角分佈,已經呈現大於之前理論預測的範圍。

目前選定的地點包括鹿林前山(海拔 2885 公尺),以及玉山西峰附近的一座山頭(海拔 3450 公尺)。該兩峰頂東西基線約6公里,彼此有直接目視,方便將來無線電通訊。這兩個預定地也都有足夠的腹地,尤其位於國家公園邊界的鹿林前山,目前已建有中央大學天文台,因此在日後儀器維修及補給方面會有很大的幫助。

 

圖四:觀測站將設於台灣中部山區,右圖(玉山國家公園附近)取自觀光局手冊。

由於我們並非直接取得天體的影像,因此不需要大口徑的望遠鏡。因為掩星事件的機率極低,所以必須長期監測大量恆星的光度,這要求望遠鏡的視野必須寬廣,能夠同時監測很多星。我們的望遠鏡口徑50 公分,採用非常快速的F/2 光學系統,配上 2048×2048的 CCD 偵測器後,有效視野為 3 平方度。我們初期規劃三座望遠鏡系統,目前正由美國的托魯斯精密光學公司 (Torus Precision Optics) 承製中,預計於1999 年春季完成。

 

圖五:口徑50公分的短焦長廣角望遠鏡 (Torus Precision Optics, Inc)。

參與本計畫的單位主要是國內中央大學天文所(陳文屏、蔡文祥、Claudia Lemme、汪仁鴻)、中央研究院地球科學所(李太楓)及天文與天文物理所籌備處(袁旂、溫志懿、金升光),以及美國勞倫斯利物摩國家實驗室 (Lawrence Livermore National Laboratory; LLNL,參與人員包括 Charles Alcock、Kem Cook、Stuart Marshall),此三個單位將就台址開發、觀測系統(望遠鏡、偵測器)建造、自動控制、遙控通訊、資料處理分析等事項合作,並各自籌措一座望遠鏡系統的經費。另外參與計畫的研究人員來自澳洲國家天文台 (Tim Axelrod)、美國 NASA/Ames (Jack Lissauer)、柏克萊大學天文系 (Imke de Pater)、柏克萊大學統計系 (John Rice、Chyng Liang),以及韓國延世大學 (Yong-Ik Byun)等。

因為需要快速監測恆星光度的變化,因此在觀測時將不追蹤,而讓恆星的影像隨著地球自轉「飄過」偵測器,每條星跡因此就等於是恆星的光變曲線 (light curve),相當於每個像元 0.2 秒的曝光與取樣時間。以如此短暫的曝光量,想要得到可靠的星跡光變曲線,被監測的目標星必須亮於約 15 星等。圖六乃模擬掩星的資料,可以看出某顆星的星跡有部分中斷的情形。每座望遠鏡在得到影像資料後,必須及時處理並分析,一旦偵測出可能疑似掩星的事件,則立即通知其他望遠鏡,做吻合檢驗,而如果三座望遠鏡在同時段對同顆星都偵測到中斷的星跡,這就非常可能真的是古柏帶彗星所造成的掩星事件。各望遠鏡之間的同步觀測及通訊整合非常重要。

 

圖六:(上圖)模擬掩星事件的部分影像,及(下圖)該星的星跡,可以看出掩星事件。

我們估計如果保持隨時監測約 3000 顆恆星,那麼預計偵測到的彗星掩星事件從每個月數次到數百次;之所以有如此大的不確定範圍,正反映了我們對古柏帶天體數量的無知,也正是我們的計畫想要解答的問題!

計畫管理、整合與分工

我們的計畫名稱為「中美掩星計畫」 (Taiwan-America Occultation Survey; TAOS)。有關經費LLNL 由美國能源部及NASA 提供,中央研究院由所方主題計畫支持,中央大學則由國科會補助,總經費約為 50 萬美金。「自然」雜誌因此認為 TAOS 是「經費少、野心大」的計畫 (Nathan 1997)。

計畫執行的關鍵在各單位研究群之間的聯繫。目前三方計畫主持人每週固定舉行電話會議,嚴格監督執行進度。各工作小組(例如控制軟體、偵測軟體)成員也保持大約每兩週一次電話會議。全體參與人員則每半年舉行工作會報,面對面討論已經完成的工作,以及未來的責任分工。截至一九九八年秋天,除了望遠鏡正在製作以外,控制 CCD 相機的軟體程式也順利開發中。觀測站用地使用許可,也已經有關單位核准。已完成的一座望遠鏡遮罩,現在暫時置放於中央大學科學四館的屋頂做風雨承受測試(圖七),將於年底移往鹿林前山的觀測站址。於1999 年望遠鏡交貨後,將先在LLNL 進行系統整合,然後運至台灣,於該年年底在鹿林前山開始實際觀測工作。若運作順利,約一年後將一座觀測站移往西峰前山,另兩座則留在鹿林前山,進行完整的搜尋觀測。

 

圖七:(左)TAOS 望遠鏡的遮罩目前在中央大學校園內進行承受風雨測試,後方為中央大學教學望遠鏡之八角圓頂;(右)遮罩利用剪刀式扇葉片開合,具有遇雨自動關閉的功能。

整個計畫所得到的科學結果將具有高度的衝擊性,因為 TAOS 將解答行星科學一項重要的問題。由於觀測採無人自動操作方式,白天利用太陽能充電,夜晚時遮罩自動開啟,就目標星場進行觀測,若遇到不良天候,或是電力系統故障,則自動關閉。所有觀測資料將利用觀測站內的電腦即時處理、分析。所需要的自動觀測、影像處理分析、事件通訊及交叉檢驗等技術也極具挑戰性。

本計畫所產生的資料數量龐大,預計每晚可達150─1000 億位元,每年將產生數千億次恆星光度的測量資料,除了古柏帶彗星以外,也將提供研究快速變星等天體極有價值的資料庫。所有資料在經過即時處理、分析後,將儲存在數位影像光碟上。一旦有疑似掩星事件,該部分資料同時將傳回中壢及台北,以便進行研判,並且通知國際大型望遠鏡做追蹤觀測。我們估計開始觀測5年後,能夠得到足夠的統計資料估計古柏帶天體的數量。

我們的實驗是針對 30 天文單位以外的小型天體進行完整普查工作的唯一手段,所獲得的資料除了彗星核以外,也可對小行星的數量予以估計。我們的結果將對太陽系形成及早期演化的理論提供關鍵的驗證,同時所開發出來的機械人式全自動望遠鏡觀測系統、遙控通訊,以及處理大量數據等技術,也對我國正在發展的遠距觀測大有裨益。

 

參考資料:

溫志懿 (民87) 中美掩星觀測計畫,物理雙月刊,20(4):469-472
陳文屏 (民85) 失而復返的太陽系成員 ── 彗星,物理雙月刊,18(5):545-555
Edgeworth, K. E. (1949) Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 109 : 600-609
Jewitt, D. C. & Luu, J. X. (1993) Discovery of the Candidate Kuiper Belt Object 1992 QB1. Nature, 362 : 730-732
Kuiper, G. P. (1951) In Astrophysics, pp.357-424. McGraw-Hill, New York, NY.
Luu, J. X. & Jewitt, D. C. (1998) Deep Imaging of the Kuiper Belt with the Keck 10-m Telescope, Astrophy. J. Lett. 502 : L91-L94
Nathan, R. (1997) Taiwan looks to the skies for a boost to its basic research. Nature, 390 : 544
Oort, J. H. (1950), Bull. Astron. Inst. Neth. 11 : 91-110
Stern, A. S. (1996) On the Collisional Environment, Accretion Time Scales, and Architecture of the Massive, Primordial Kuiper Belt, Astron. J., 112 : 1203-1211