天文学家最早发现的星系（极目远眺的意义）

天文学家最早发现的星系（极目远眺的意义）一来，很多星系（尤其是越远的星系）都很黯淡，难以测量光谱，二来，测量光谱实际上是又贵又耗时的。 所以，以「寻找」为目的，做单一波段的搜索通常是比较实际的做法。 但若是使用单一波段，不就代表我们没有光谱，这样不就又不知道距离了吗？那既然这样，我们只要测量所有星系的光谱，不就能知道最远的星系是哪一个了吗？ 可惜事情并没有这么简单。天文学家并没有一把长达“一百多万光年”的尺，那他们是如何寻找，并且知道这些早期星系距离我们有多远呢？ 让我们把两个问题分开，先来探讨在宇宙学尺度下的距离是怎么得到的。由于我们知道宇宙在膨胀，而这些远离我们的星系所发出的光，也会因为类似都卜勒效应的影响，有着红移的现象。 而越远的星系远离我们的速度越快，它们的红移值也就越大; 而从实验室中，我们知道每种元素都会发出特定的谱线，藉由测量到星系光谱中特定谱线的实际位置，并与那条谱线所该在的位置比较，就能够计算这些星系的红移值

近日，来自东京大学和伦敦大学学院的科学家 播金优一（Yuichi Harikane） 在天文物理期刊《The Astrophysical Journal》发表了一篇论文，宣称他们可能找到目前最远的星系（名为 HD-1，红移值 z 约为13），打破了原本最远（GNz-11，z 约为 11）的纪录。

天文学家为什么执着要找最远的星系呢？
是单纯为了破纪录而破、抑或是蕴藏了什么科学涵义？
天文学家们又是怎么寻找、并且推论这些星系多远的呢？

时间推回到二十世纪初，当时的科学家们对宇宙大小到底是恒定或是膨胀争论不休，其中，爱因斯坦（Albert Einstein）便是支持「宇宙稳恒态理论」的知名科学家。 而支持膨胀宇宙的科学家们，一直到公元 1929 年，爱德温. 哈伯（Edwin Hubble）通过测量其他星系，发现了宇宙在膨胀，才为膨胀宇宙（也就是日后人们所说的「大爆炸理论 The Big Bang Theory」）注入了一剂强心针。

接下来的各种证据，如宇宙微波背景辐射、宇宙中元素的比例等，让天文学家们越来越确信宇宙的年龄是有限的，并开始利用纸笔与超级计算机，来推测最早、也就是第一代星系及恒星的样貌，并尝试用望远镜，来寻找早期星系是否和我们预测的相符。

科学家是如何知道距离的呢？

天文学家并没有一把长达“一百多万光年”的尺，那他们是如何寻找，并且知道这些早期星系距离我们有多远呢？ 让我们把两个问题分开，先来探讨在宇宙学尺度下的距离是怎么得到的。

由于我们知道宇宙在膨胀，而这些远离我们的星系所发出的光，也会因为类似都卜勒效应的影响，有着红移的现象。 而越远的星系远离我们的速度越快，它们的红移值也就越大; 而从实验室中，我们知道每种元素都会发出特定的谱线，藉由测量到星系光谱中特定谱线的实际位置，并与那条谱线所该在的位置比较，就能够计算这些星系的红移值了。

而结合红移值和其他测量到的宇宙学参数（例如哈伯常数），就可以从星系的红移值计算出物理上的距离，比如大家常会看到的「光年」。

那既然这样，我们只要测量所有星系的光谱，不就能知道最远的星系是哪一个了吗？ 可惜事情并没有这么简单。

一来，很多星系（尤其是越远的星系）都很黯淡，难以测量光谱，二来，测量光谱实际上是又贵又耗时的。 所以，以「寻找」为目的，做单一波段的搜索通常是比较实际的做法。 但若是使用单一波段，不就代表我们没有光谱，这样不就又不知道距离了吗？

Well yes but actually no。 大家应该都听过盲人摸象的故事，透过观测越多的波段，我们就越能描绘出实际上的光谱，再根据现有的理论模型，我们就可以利用光谱拟合来推论出这些星系的红移值。

那要如何锁定这些早期的星系？

天文学家总不可能对每个能测量到的星系都做很多波段的观测，并且大费周章的利用理论模型去拟合他们。 很多特定的望远镜（例如 ALMA、JWST）是要写观测计划书和其他天文学家竞争观测时间的，总要给出一个有力的理由，才能让你的观测计划脱颖而出。

但还没有资料之前，天文学家要怎么知道哪个星系是最远的？ 这便产生了一个「没有工作经验要怎么有工作经验」的循环。 怎么办呢？ 天文学家就是要想办法，在已经观测的深空数据库中去寻找最远的星系。

而要怎么在庞大的数据库中寻找遥远的星系呢？ 让我们再次简单回顾历史。 量子物理在十九世纪末至二十世纪初逐渐开始发展时，瑞士物理学家约翰. 巴耳末（Johann Balmer）研究激发态的氢原子所放出的光谱，发现在可见光波段，氢原子只会发射一系列特定波长的谱线。 随后美国物理学家西奥多. 莱曼（Theodore Lyman）也接着发现，氢原子从受激态回到基态时，会放出一系列位于紫外线波段的谱线，这些特定的谱线也被称为莱曼系。

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-break galaxies; 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（Interstellar medium; ISM）和星系際物質（Intergalactic medium; 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谱線（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），就可以粗略地估計星系的紅移。

舉例來說，如果我們要找紅移值為 9 的萊曼断裂星系，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 的莱曼断裂星系。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。

近日打破纪录的最远星系，也是透过 H-band drop-out（在波长 H 波段没有观测到，而较长的波段有）所找出的。

上图为近日打破纪录的最远星系 HD1 的 H-band drop-out，可以看到长波段：4.5、3.6 微米以及 Ks 波段都有侦测到，但在 H 波段（以及更短波长）的影像就消失不见了。 蓝色的光谱 z 值为 13.3 的莱曼断裂模型，灰色的光谱则为可能的低红移污染，z=3.9 的巴耳末断裂模型。

当然，这只能帮助科学家初步的筛选，而且此种方法会受到一些其他非早期星系的污染。

举例来说，上文提到氢原子除了莱曼系以外，还有回到第一激发态的巴耳末系。 若只是单纯地透过drop-out，因为巴耳末系本身的谱线就比莱曼系来得红，所以也有可能找到的是红移值较小的巴耳末断裂; 此外，非常红且充满尘埃的星系也会在光谱上出现类似「骤降」的特征。

当然，更多波段以及光谱的观测，都有助于厘清这些可能的污染。 而除了上述的方法以外，莱曼α 发射体（Lyman-alpha emitters; LAEs）、伽玛射线暴的宿主星系、重力透镜效应等，也是寻找遥远星系的重要方法哦！

那么，找出这些早期星系有什么科学意义？

现代宇宙学理论认为，宇宙在早期曾经经历过两次相变。 第一次是宇宙从炙热的游离态降温回到中性的气态，被称为宇宙的复合时期（Epoch of Recombination），也是大家熟悉的宇宙微波背景的起源; 第二次（也是最后一次）的相变，宇宙中的中性氢变成了游离化的氢离子，这个相变的过程被称为再电离时期（Epoch of Reionization; EoR）。

而目前认为，第二次这个电离的原因，是第一代恒星和第一代星系所发出的强紫外线光，把周围的中性氢游离成氢离子。 藉由寻找越来越多的早期星系，我们就能透过这些早期星系来描绘宇宙再电离时期的历史，而这又能够进一步验证现代宇宙学理论是否正确。 不仅如此，研究这些早期星系，可以让我们对于星系演化的历史更往前推，或是研究早期星系的超大质量黑洞，是如何长到这么大等等的议题。

未来展望

在 2021 年底顺利升空的詹姆斯. 韦伯太空望远镜（James Webb Space Telescope; JWST），其中一个主要的科学目标就是研究早期宇宙。 如这篇文章一开始提到的「新的最远的星系（HD-1）」，又如前一阵子发现的「最远恒星 Earendel」，以及同一团队的另一个红移约 11 的星系，都在第一轮 JWST 的观测计画之中。

期待几个月后JWST公布的第一批科学照片，能大幅革新我们对早期宇宙的认识。