林彥興
今天再來帶大家淺淺認識新的觀測結果： 詹姆士韋伯太空望遠鏡拍攝的極遠星系 GN-z11 光譜。
第一集：極遠星系的意義和觀測原則
由於光速有限，宇宙中我們看得越遠，看到的就是越久以前的事物。因此研究星系形成與演化的天文學家們，長年以來致力於觀測最遙遠的星系，以了解第一代星系是如何形成。
但問題來了，你怎麼知道觀測影像中的星系有多遠呢？在這個領域中，天文學家能夠仰賴的幾乎只有星系的「紅移 z」，也就是星系發出的光在穿越宇宙的過程中，因為宇宙膨脹而波長增加的程度。紅移越大，星系就越遠。
但要怎麼測量星系的紅移呢？在〈極目遠眺的意義：天文學家為何追尋第一代星系〉一文中，我們有介紹過這些高紅移的遙遠星系光譜中往往有「萊曼斷裂 Lyman Break」的特徵。而天文學家雖然可以藉由比照不同波段的影像，估計萊曼斷裂的位置，從而推算出星系的紅移，但這種方法先天就有比較大的誤差。想要精確的測量紅移，並宣稱這是「已知最遙遠的星系」，還是直接看光譜更為可靠。
這次的主角 GN-z11 就是在前 JWST 時代觀測到的星系中，光譜紅移數值最大的星系之一。正如其名，其紅移估計約在 11 左右，長年佔據「已知最遠星系（之一）」的寶座。因此天文學家在規劃 JWST 的觀測任務時，GN-z11 是絕對不能錯過的目標。
上圖就是 JWST 拍攝的 GN-z11 光譜。可以看到圖中左側巨大的亮度斷崖，就是大名鼎鼎的萊曼斷裂。不僅如此，OII、MgII、巴爾曼系等發射譜線都清晰可見。大家可以到 Oesch et al. (2016) 的圖五去看看哈伯的觀測結果，就可以看到光譜的品質有多麼大的飛躍。而從這個新光譜，團隊測量出 GN-z11 的紅移約是 10.6 左右。而藉由這些發射譜線，團隊還能進一步研究星系中的超大質量黑洞是否正在快速吸積、恆星形成是否活躍、氣體的化學組成為何等問題。
第二集：JWST 的 NIRSpec 如何分光
如標題，這張光譜是由 JWST 上的「近紅外光譜儀 NIRSpec」儀器所拍攝。顧名思義，這是一個專職在近紅外線波段（600 到 5000 奈米）進行觀測的光譜儀。
而既然是光譜儀，就勢必得用某些機制，把不同波長的光線區分開來，我們才有辦法知道天體的光在不同波長的強度差異。而負責把光線根據波長區分開來的元件，稱為「分散器 Disperser」。
NIRSpec 上的分光器有兩種：
當你想要拍攝低解析度，但是高訊噪比且涵蓋整個近紅外波段時，可以選擇使用以氟化鈣（CaF2）打造的稜鏡（Prism），其原理就跟大家在國小學過的一樣，用不同波長的光折射角的不同進行分光。
如果想拍攝高解析度的光譜，則可以選用光柵（Grating）進行分光。光柵的工作原理基本上相當於 N 個狹縫排在一起，利用光的繞射和干涉來區分不同波長的光。光柵所能達到的光譜解析度，可以達到稜鏡的十倍以上，但是一次能夠觀測的波長範圍短，因此 NIRSpec 配有六個不同的光柵，可以根據解析度和波長範圍的需求挑選。
所以如果你只是想知道譜線在哪裡，然後量測星系的紅移，那也許只要使用稜鏡進行觀測就足夠了。但如果想要從譜線的寬度推測氣體的運動狀態，或是區分出靠很近的兩條譜線（比如圖上的 [NeIII] 和 HeI），那光柵可能就是更好的選擇。如何根據需求，正確的規劃和選擇儀器以獲得最好的科學資料，是觀測天文學家非常重要的技能。
第三集：禁線、半禁線和一般譜線
接下來，讓我們一起認識圖中的譜線們。
在可見光波段，光譜一般來自電子躍遷時放出或吸收的光。吸收的光多，會產生發射譜線；反之，則會產生吸收譜線。一般來說譜線的寫法，是該譜線對應的元素，加上一些序號和字母來描述譜線的來源。比如圖片中標註的 H gamma、H delta 和 H epsilon，就是電子從氫原子的第五、第六、第七殼層跳回第二殼層的時候所發出的光。
但仔細一看發現，圖片上譜線的名字們分成三種：
1. 沒有中括號
2. 左右都有中括號
3. 只有右邊有中括號
這三者分別對應的是：
1. 一般譜線（regular/allowed line）
2. 禁譜線（forbidden line）
3. 半禁譜線（semi forbidden line）
什麼意思呢？
呃......雖然有時候會被人稱做 Hard 地科小站，但是完整解釋這背後的量子物理，還是有點太超過本粉專的定位了（汗
但簡單的說，原子、尤其是複雜的原子往往有非常繁多的電子軌域，大可把它們想像成飯店的房間吧，而電子在躍遷時就相當於在換房間住。但高中物理沒有告訴你的是，並不是所有的房間都可以隨便換，有些房間之間的門非常的窄，一般情況下幾乎不可能發生躍遷，因此對應的譜線就被稱為「禁譜線forbidden line」。而相對的，有些房間之間可以隨便換，對應的躍遷就是「一般譜線 regular line」。而介於其中，不太可能但不是完全不可能發生的躍遷，就對應著「半禁譜線 semi forbidden line」。如果氣體的密度高，原子之間碰撞頻繁，那禁譜線和半禁譜線基本上完全看不到。
但上述是基於「一般情況」下會發生的事。宇宙中氣體的密度往往處在遠比地球上的真空艙還要更低，在這種極端的低密度環境下，原子間碰撞基率低，才有可能看到這些平常在地球上看不到的譜線。
第四集：光譜中雙線的來源
最後來介紹大魔王(?)，Doublet Line。
讓我們把目光聚焦到右下角從光柵取得的光譜上。如圖上所寫，這條譜線名為 [OII]，是自由電子被正一價的氧離子捕獲時會發出的禁線（forbidden line）。但仔細一看，圖中其實標註了兩條垂直的灰線，而且都標記著 [OII]，這是怎麼回事呢？
讓我們回到昨天的飯店比喻，我們說每個軌域就像一個房間，房間跟房間之間有能量差異。但實際上，很多房間的床其實是上下舖(?)，因此電子們即使住在同一個房間裡面，仍然因為自旋（spin）向上或向下而有些微的能量差異，這被稱為原子的「精細結構 Fine Structure」。或者更精確的說，這是精細結構中被稱為「自旋－軌道耦合 Spin-Orbit Coupling」的現象。這是個很酷又很不酷的東西，很酷的地方是，它給了電子軌域更多漂亮的細節，而且相關的「精細結構常數」在物理上有很深遠的意義。不酷的地方是我的量子物理考試不會寫：（
咳咳，總之，當電子從氧離子的 2D 軌域向 3S 軌域躍遷時，2D 軌域中細微的能量差異（精細結構）會讓譜線「分裂」成兩條，一條位在 372.6 奈米，一條位在 372.9 奈米，稱為「雙線 Doublet」，圖中的 [OII] 會標記兩條線的原因正是如此，只是本次觀測的解析度不夠將兩條線分開。借助更複雜的量子力學，天文學家甚至可以利用這兩條譜線之間，或是它們和其他譜線的強度差異，了解星系中氣體的密度、溫度等資訊。
順帶一提，在精細結構之上，還有由電子和原子核自旋耦合所產生的「超精細結構 Hyperfine Structure」。大家可能聽過的氫原子 21 公分譜線，就是超精細結構的典型例子。再者，如果原子處在強電場或強磁場的環境下，譜線還可以再進一步分裂，是為「史塔克效應 Stark Effect」和「賽曼效應 Zeeman Effect」。
結語
這個系列稍微(??)比平常的文再深入一點，希望大家看得還愉快。
天文圈有句俗話，叫做「一圖勝千言，一張光譜勝千圖」。比起簡單的「照片」，理解光譜往往需要相對艱深的量子物理知識。但正因為光譜是如此的複雜，所以其中飽含了關於天體的豐富資訊。而能夠將這些資訊從如此複雜的譜線森林中提取出來，都要感謝一個多世紀以來物理學家對離子、原子與分子結構的不斷探索。
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