銀河系導讀(五)

第十四章 銀河王國的邊彊

銀河王國版圖橫跨100萬光年以上，殖民地包括獅子座Ⅰ和獅子座Ⅱ (兩者的位置離地球均超過70萬光年以上) 在內的10個伴星系，它們全都繞著銀河系公轉。在邊彊區中，只住著幾個球狀星團，也有很少量的發光恆星，在銀盤外的空間有某種無人看得見的暗物質，它的引力支配銀河系的殖民地，它們運動的情況表明暗物質的質量超過銀河系其餘部分的質量。

暗物質形成一個圍繞整個銀河系的暈，天文學家稱為暗暈，而之前由年老恆星組成的較裡邊的暈則稱為星暈。由於暗暈占銀系質量的大部分，暗示大多數其他大型星系主要也由暗物質構成，如果暗物質在宇宙中夠普遍，那麼所有這些暗物質的引力總有一天會迫使宇宙停止膨脹而轉為坍縮。

銀河系的伴星系

在暗暈裡穿行的伴星系中，最近最大的兩個是大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，它們發的光比其餘全部伴星系發光的總和還多。大麥哲倫雲離銀河系中心160,000光年，光度是銀河系的1/10，質量約為太陽的60億倍，可能含恆星100億顆；小麥哲倫雲離銀河系中心190,000光年，光度是銀河系的1/60，質量約為太陽的10億倍，可能含恆星20億顆。

麥哲倫雲的閃耀光輝表示出它們十分活躍，因為兩星系都充滿能產生新恆星群的氣體。1987年，大麥哲倫雲中一顆超新星爆炸，是自1604年來最亮的一顆超新星，但由於麥哲倫雲比銀系小，一生中能產生的超新星比較少，所以大、小麥哲倫雲年輕恆星的金屬性分別只有太陽值的60%和30%。

麥哲倫雲外的8個伴星系是屬於矮星系，所含恆星只有幾百萬顆，而最暗的矮星系發的光比銀河系中最亮的單顆恆星還少，這些矮星系將維持其極低的光度，因為它們幾乎不含能產生新恆星的氣體。路特格斯大學的卡爾頓．普萊爾 (Carlton Pryor) 說：「我們可以通過研究這些最小的星系來認識星系的一般性質，由於這些矮星系離我們很近，所以它們屬於我們幾乎毫不瞭解的最黯淡的星系之列。」

矮星系的數量比所有其他類星系的總和還多，但因為它們的光度低，很難觀察，只有銀河系和另外幾個近鄰星系周圍，才找得到像小熊座和天龍座星系這樣的矮星系，其分別離銀心215,000光年和250,000光年。這兩個矮星系發現於1954年，含年老恆星數百萬顆，其光度和一個球狀星團相當。天龍座是已知最暗的矮星系，光度只是單顆亮星參宿七的四倍。在距銀心255,000光年距離的玉夫座矮星系，因為較亮，於1938年由沙普利報告發現，是第一個被發現的矮星系。沙普利於1938年發現的天爐座矮星系則是最大的矮星系，其中甚至包括了五個球狀星團。曾經有天文學家認為矮星系本身可能就是瀰漫的球狀星團，但天爐座矮星系否認了這一點，因為矮星系中可以有自己的球狀星團，但球狀星團中沒有另外的球狀星團。

暗物質

利用矮星系可以探查銀河系的質量和暗物質的含量。矮星系是通過引力同銀河系束縛在一起的，從它們的速度就能推算銀河系的質量。如果矮星系運動得越快，銀河系的質量必定越大，以更能夠抓牢它們。研究矮星系運動的天文學家得出，銀河系大致擁有1萬億個太陽質量。

天體的質量除以其光度，由此得到的質光比如果愈大，就表示天體愈暗。太陽的質光比定為1，由於大數恆星的光度低於太陽，太陽附近區域的質光比大約等於3，而整個銀河系的質光比為67，這意味著銀河系充滿了暗物質。

因為軌道速度愈大，恆星愈遠，軌道內的質量就愈大，天文學家由恆星繞銀河系運動的速率，認為這些暗物質大多位於銀河系的外區。另外，由太陽的速度每秒230公里，距銀心27,000光年來計算，銀河系要控制住太陽，軌道內的質量必需有1,000億個太陽質量，但銀河系的總質量約10,000億個太陽質量，那麼90%的質量一定在太陽軌道以外，其中大部分位於暗暈之中。

暗暈最早是在其他漩渦狀星系周圍發現的，1969年美國魯冰和福特發現仙女座星系外盤的恆星公轉很快，後來又有人發現銀河系也有同樣的行為。在銀河系中，銀盤外區的恆星公轉速度和太陽差不多，這說明銀河系大部分質量沒有集中在銀盤邊緣以內，而是在外面的暗暈之中。延伸到銀盤邊緣的中性氫也一樣公轉得很快。另外，高速運動的暈族恆星也表示銀河系必須有大量暗物質才能束縛住它們。

許多天文學家認為叫做棕矮星的假想天體構成了暗物質，其它可能的候選者有已經冷卻變暗的白矮星、中子星和黑洞。這些由重子構成的天體都稱為「重子天體」。

有些天文學家認為暗物質由亞原子粒子構成，共可分為兩類：一是比光速慢的冷暗物質，稱為弱交互作用大質量粒子 (weakly interacting massive particles) 簡稱為 WIMP。另一類在宇宙年輕時期幾乎以光速運動，構成所謂的熱暗物質，其中最佳候選者就是中微子，如果它有質量的話。

1982年時發現天龍座星系中的三顆恆星運動得很快，速度瀰散度達每秒6公里，如果要控制住這些快速運動的恆星，黯淡的天龍座矮星系需有很大的質量和大量的暗物質。1985年 John Kormendy 指出，矮星系單位體積貯藏的暗物質甚至比銀河系這樣的巨大星系還多。天文學家後來根據更多的資料指出，小熊座和天龍座的質光比都在100上下。矮星系的持續研究可能告訴我們暗物質是什麼，或不是什麼。因為矮星系中不可能保存運動速度太高的熱暗物質，所以這些星系甚或銀河系的暗暈中，暗物質必是重子物質或 WIMP。

銀河系潮汐的受害者

但美國國家太陽天文台的天文學家 Jeffrey Kuhn 卻有不同的想法。通常愈大的天體系統中所含的暗物質應該愈多，但矮星系卻是例外。所以Kuhn認為矮星系恆星的高速度不是因為暗物質，而是根源於銀河系的潮汐作用。銀河系對一個天體較近一邊的引力大於對較遠一邊的引力，如果該天體束縛得很鬆散，它就會被拉開。雖然矮星系離銀心非常遙遠，受到的潮汐作用很弱，但 Kuhn 相信其中最近的小熊座和天龍座矮星系，因為繞銀河系軌道的運動激發了能對銀河系潮汐起放大作用的共振，所以目前正被扯散中。對一個矮星系來說，Kuhn 的共振取決於矮星系的密度和它和銀心距離的匹配，計算結果顯示，這兩個矮星系都具備產生共振的合適密度和距離。Kuhn 認為這些矮星系中的高速星是因為和銀河系交互作用獲得能量，和系統的引力無關。

Kuhn 認為在200,000～300,000光年處有一巨大的「堤礁」圍繞著銀河系，如果一個矮星系侵入這個範圍時，就會受到共振的影響，銀河系抽取軌道能量賦予矮星系的恆星，使恆星漂離矮星系，使矮星系趨於瓦解。天龍座矮星系和小熊座矮星系正通過此一陷阱區，所以它們的恆星具有最高的速度瀰散度。

反對的天文學家認為，如果恆星的瀰散速度如此之快，則矮星系內的恆星在一億年就可能相離4,000光年之遠，所以只要矮星系通過此一陷阱區，就會很快消失，不可能同時看到兩個處於此階段的矮星系。

因為不清楚這兩個矮星系中的高速度瀰散度是由於受到銀河系的潮汐作用，還是由於它們的低光度和大量的暗物質，未來可能觀測最遠的獅子座Ⅰ和獅子座Ⅱ來作檢測，因為兩者沒有來自銀河系的潮汐作用，所以 Kuhn 認為速度瀰散度是低的，但普萊爾認為兩者和天龍座矮星系差不多暗，應該含有高比例的暗物質，所以速度瀰散度是高的。但因為這兩個矮星系太遠，所以還沒有數據可以證明。

如果能發現更多的矮星系也可以協助解決這個問題。Kuhn 發現現有的八個矮星系都位於銀河系太陽的這一側，表示還有一些矮星系隱藏於銀河系的另一側。但普萊爾對發現其他矮星系並不樂觀，因為如果有其他的矮星系存在，表示其光度比現在能看到的還低，否則就是位於銀河盤面附近，這些都是很難觀測的。像最靠近銀道的船底座矮星系也位於銀道南22度。

1975年，21厘米電波觀測在雙子座發現了一個小伴星系，但因為光學及紅外線波段的觀測都沒看到，所以還不能放入確定的名單內。1994年，三位英國天文學家發現人馬座一個可能的矮星系，如果被證實的話，那它就是位於與太陽相對的銀河系的另一側。但即使它是一個矮星系，銀心的濃密的氣體和塵埃也會嚴重地妨礙對它的觀測。

如果潮汐作用是正確的，星系被拉扯開來，兩端的視向速度就會差很多，普萊爾現計劃測出小熊座和天龍座兩個矮星系中其它恆星的速度，以更多的數據來證明潮汐作用是錯的。Kuhn 則在尋找已經逃離小熊座和天龍座兩個矮星系的恆星，因為它們可能還來不及消散。

逼近邊境線

以前認為矮星系只有100億～150億歲高齡的年老恆星，像小熊座和天龍座兩個矮星系就是如此，但船底座矮星系大多數的恆星都在70億歲上下，最亮的天爐座矮星系甚至有一些只有20～30億歲的年輕恆星。

普萊爾認為小星系因為沒有足夠的引力保住氣體，超新星拋射的氣體會被銀河系俘獲，使矮星系無法使用這些氣體來生產恆星，所以矮星系愈暗，金屬性愈低。天龍座矮星系最暗，金屬性約為太陽值的1%，天爐座最亮，金屬性則為太陽值的4%。

麥哲倫雲雖然很大，但也會損失氣體，1973年發現，一股從麥哲倫雲伸出的氫氣流，深入至銀河系暗暈之內約30,000光年，這可能是因為大小麥哲倫的一次近距碰撞造成的。麥哲倫雲的下場是悲慘的，因為位於暗暈的暗物質會減慢伴星系的速度，使其向銀河系下落，最後被吞食。

最遙遠的，不屬於任何星團、伴星系或星群的個別恆星在大約160,000光年之外，它們是天琴座RR變星，這些星對於瞭解暗暈和星暈有很大的幫助。大多數天文學家認為，這些為數不多的星位於銀盤周圍的巨大暗物質海洋之中。

不過 Kuhn 懷疑暗物質的存在，因為暗物質不可見，需用引力來推知數量，但如果牛頓的引力定律不對，暗物質就有可能不存在。

普林斯頓的帕琴斯基 (Paczynski) 認為，如果暗的天體，如棕矮星和黑洞構成了銀河系的暗暈，當它們在可見恆星前通過時，它們的引力會使後者的光線發生偏折。這些由重子物質構成的假想暗天體後來命名為大質量緻密暈族天體，簡稱 MACHO (massive compact halo objects)。如果暗暈是由 WIMP 構成的，就看不到這種光度的變化了。帕琴斯基建議天文學家通過監測大麥哲倫雲的恆星來搜尋 MACHO。但這種 MACHO 通過大麥哲倫雲恆星前的機會是微乎其微的，觀測幾百萬顆恆星才會看到幾次 MACHO 引起的光度變化，而且還必需區分是恆星本身的光度變化，還是由 MACHO 所引起的。至1993年，研究報導可能發現了 MACHO。但現在究竟是 MACHO 還是 WIMP 構成暗暈仍然沒有答案。

宇宙的命運

宇宙究竟永遠膨脹或是終將坍縮，決定於它的質量密度。天文學家以Ω代表宇宙密度的大小，如果Ω小於1.0，宇宙將永遠膨脹；如果Ω大於1.0，則宇宙將在某一時刻坍縮。如果發光物質就是宇宙的全部物質，那麼Ω就在0.005和0.01間。但銀河系中存在質量十倍於發光物質的暗暈，其它星系可能也是如此，所以Ω要大十倍，也就是在0.05至0.1間。但星系團應該具備更多的暗物質才能防止星系逃跑，所以算出Ω大約是0.2。

但暴漲理論聲稱宇宙僅僅在它誕生後不到一秒的時間內激烈地膨脹過，由此推導出的Ω正好等於1。

銀河系最年老的恆星保留了大爆炸後僅僅幾分鐘內創造的元素，這些可能可以提供涉及大爆炸本質、宇宙質量密度，以及暗物質性質的線索。

第十五章 宇宙化石

前言

要瞭解銀河系最古老的祕密，請找目前在銀暈中最年老的恆星，它們仍保存著大霹靂初產生的輕元素－氫、氦及鋰。

施拉姆與大多數的宇宙學家認為支持大霹靂理論的三個支柱：

1.哈伯1929宣佈的宇宙膨脹－反應了宇宙的現狀；

2.彭齊亞斯 (Penzias) &威爾遜 (Wilson) 1965發現的微波輻射－帶我們回溯到宇宙數十萬歲的時期 (更早的爆炸輻射物都被當時密度極高的宇宙所吸收了)；

3.就是本章要討論的「輕元素的丰度」。

雄壯的宇宙劇－原始核融合

1.最近的銀暈恆星－卡普坦星，距地13光年。它夠老、又未被後來超新星爆炸所汙染，正是很好的研究對象。

2.標準的宇宙學說－大霹靂只產生了5種穩定的輕原子核：1H (76%)、4He (24%)、2H (0.006%)、3He (0.001%)、7Li (0.00000001%)，當時宇宙中正常或重子的密度能決定核反應的速率，間接決定了這些輕原子核的數量。所以測出輕元素就能瞭解由重子物質提供的部份宇宙密度Ω。

3.請坐穩，欣賞壯烈的宇宙劇場－BIG BANG！

4.結論－4He、2H、3He、7Li相對於1H的丰度，全都取決於Ω。目前天文學家測量這些丰度都指向Ω有單一數值。

宇宙的密度和宇宙的命運

1.早期對輕元素量的預測－2H、3He的丰度約為1H的萬分之一，4He是原始宇宙的23%，這樣的數字暗示7Li一定很少，丰度約為1H的百億分之一。在銀盤測量到的結果7Li的丰度竟高達預測值的一百倍。真令人失望，如此大霹靂理論可就站不住腳了。

2.最新的預測－1981法國末尼克&斯皮特在銀暈中找尋7Li的6707埃吸收譜線。結果測到的量恰好是1H的百億分之一，而且所有的銀暈恆星7Li 的丰度都一樣。

3.困難之處－7Li這個東東在溫度幾百度時會被破壞，所以現在測到的7Li丰度可能低於形成時的丰度。

4.意外的發現－1991史密施、藍伯特&尼森發現獅子座的暈族恆星HD84937有少量的6Li。6Li是更稀少的同位數，它比7Li更脆弱，且是由銀河系而不是由大霹靂產生的，HD84937中6Li是7Li丰度的1/20，測量到6Li表示恆星還沒有破壞任何7Li ，所以7Li的丰度可以反應大霹靂當時的量。

5.由輕元素到重子質量密度Ω－2H、3He、4He、7Li推出的Ω約介於0.01~0.10，而可見物質的Ω約只有0.005~0.01。表示原始核融合提供暗物質存在的獨立證據，與銀河系暗暈研究結果相符。雖然推出的數值不足以支持宇宙膨脹，但如施拉姆等天文學家仍舊相信，因為原始核融合得到的低Ω值，只應用於正常的重子物質，宇宙中還有非重子物質，如果宇宙總的Ω為1，那麼90~99%的宇宙質量將是非重子提供的。

非均勻的大霹靂？

1.鈹的發現－1991在暈族恆星HD140283中找到鈹，鈹的原子序是4，在標準模型說大霹靂不會產生鈹，可是觀測到的鈹是預計數量的幾千倍。有人以非均勻早期宇宙來解釋鈹的產生。

2.非均勻的大霹靂－由克羅福特&施拉姆於1982提出，1984威登詳細發展的。它是說在宇宙的第1秒內，宇宙中不存在p、n，只有構成p、n的亞亞原子粒子夸克，隨著宇宙膨脹和冷卻，夸克結合成p、n，這是宇宙年齡只有十萬分之一秒鐘發生的「相變」，這種相變形成了一個塊狀的非均勻宇宙。

3.非均勻爆炸的圖像－1985愛博蓋特&霍甘認為就如均勻模型一樣，非均勻宇宙開始時p多於n，且它們都集中於高密度區，但是n可以擴散到低密度區，p帶正電受到電子的吸引影響，它無法擴散到低密度區。結果型兩種區域：富含p的高密度區，和富含n的低密度區。富p區的核融合和均勻模型中的相似；富n區則發生了不同的反應。

4.錋的發現－基爾摩在發現鈹之後，又發現了錋，這是證明非均勻宇宙的另一個證據。

5.反對的聲音－

a.施拉姆不認為鈹、錋這些元素是大霹靂時產生的，而是早期銀河系演化的結果，宇宙線撞擊在太空中漂浮的較重元素而形成。除非能證明鈹、錋丰度不會隨金屬性降低而變化。實際的觀測發現銀暈鈹、錋丰度隨金屬性增加而增加，證實它們是銀河性產生的，與鋰丰度在銀暈中到處相同的狀況不同。

b.施拉姆另指出非均勻模型產生鈹、錋的數據與其它輕元素數據不符。如果非均勻模型真產生鈹、錋，那其它輕元素的數據就都錯了。

6.非均勻模型能提高Ω值？－2H、3He、4He、7Li的丰度暗示Ω約介於0.01~0.10，但計算時是假設早期宇宙是均勻的。若假設宇宙是非均勻模型，算法將不同，有些學者甚至認為如此能將Ω值提高到暴漲宇宙學家要求的幻數1.0，這意味暴漲宇宙可以完全由正常的重子物質構成。

7.反對的聲音－計算證明即使在早期非均勻宇宙中，重子物質的Ω仍達不到1.0。

8.仍有爭議－早期宇宙是均勻的？尚未成定論。因為鈹、錋真如施拉姆所說不是在大霹靂中形成，錋的丰度應是鈹的10倍左右，因為宇宙線產生的錋多於鈹。遺憾的是在暈族恆星測出的鈹錋比值，雖符合宇宙線理論，但誤差很大。

9.留下的難題－最年老的銀河系恆星中輕元素的丰度支持大霹靂理論；同樣的這些恆星卻也提出了最大的挑戰：最年老的恆星比許多宇宙學家認為的宇宙年齡更老。這個邏輯上不可能的結論卻可能完全推翻傳統的宇宙學。(續)