一個來自宇宙深處的高能訊號

2026年8月15日發表於《Astronomy & Astrophysics》的研究顯示，平譜射電類星體（flat-spectrum radio quasar，FSRQ）OP 313在紅移z = 0.997的位置，爆發時釋放出能量高於100 GeV的超高能（very-high-energy，VHE）伽馬射線。這使OP 313成為目前在這類能量下觀測到的最遙遠耀變體；更精確地說，是最遙遠的VHE耀變體或活動星系核之一，而不是所有類型超高能瞬變事件的距離紀錄保持者。31

在2023年12月的耀斑期間，位於西班牙加那利群島拉帕爾馬島羅克·德·洛斯·穆查丘斯天文台的LST-1，以及兩座MAGIC望遠鏡，都測得顯著的VHE伽馬射線發射。訊號在100 GeV以上約為0.3個「蟹狀星雲單位」——天文伽馬射線觀測常以蟹狀星雲作為標準亮度參考——即使光源距離地球約80億光年。3

LST-1如何「看見」伽馬射線？

LST-1是在試運轉中的大型大氣契倫科夫望遠鏡。它在接獲費米太空望遠鏡的LAT儀器（Fermi-LAT）發現OP 313活動增強的警報後展開追蹤。LST-1具備較低的能量門檻與大型集光面積，因此能在遙遠光源的訊號已受到宇宙背景光強烈削弱之前，捕捉到低能端的VHE伽馬射線。73

這類地面望遠鏡並不是直接拍攝伽馬射線。當伽馬射線撞入地球大氣層，會引發短暫的粒子簇射；簇射中的帶電粒子又會產生微弱、極短促的契倫科夫閃光。LST-1與MAGIC透過偵測這些大氣閃光，反推出原本伽馬射線的能量與來向。兩座MAGIC望遠鏡的觀測則獨立支持並延伸了VHE訊號的測量結果。3

這些光子為何能成為宇宙的「時間膠囊」？

OP 313的紅移接近1，代表研究人員看到的不是它今天的樣貌，而是伽馬射線在宇宙較年輕時發出的狀態。這批光子穿越宇宙約80億年後，才抵達地球；當時的宇宙已經過恆星形成率最高的「宇宙正午」時期，但仍遠比現在年輕。3

伽馬射線在旅途中並非毫髮無傷。它們會與遍布宇宙的河外背景光（extragalactic background light，EBL）——也就是歷代恆星與星系累積而成的紅外、可見光及紫外背景輻射——發生作用。當高能伽馬射線與低能背景光子的條件合適時，兩者可轉化為一個電子與一個正電子，這個過程稱為電子—正電子對產生。結果是部分伽馬射線從原本朝向地球的光束中消失，並在能譜上留下隨能量變化的衰減痕跡。3

研究團隊將費米、LST-1與MAGIC的資料合併，對OP 313原本可能具有的能譜與抵達地球時的能譜進行建模。由此，他們得以對EBL的總密度設定嚴格上限；以0.6微米波長為例，LST-1資料給出的限制為λIλ < 8.74 nW m⁻² sr⁻¹。3

耀斑的能量從何而來？

多波段觀測結果與一種相對論性噴流模型相符：OP 313中心超大質量黑洞周圍的電漿噴流中，電子被加速至接近光速。這些高能電子透過逆康普頓散射，將原本能量較低的光子推升至伽馬射線波段。3

由於噴流方向接近地球視線，光線會受到相對論性束射效應集中，讓我們看見的亮度遠高於若噴流朝向其他方向時的情況。這也解釋了為何如此遙遠的光源，仍能在地面契倫科夫望遠鏡的資料中留下可辨識訊號。

不只是距離紀錄，也是LST-1的首次發現

這項成果的儀器意義同樣重要：它是LST-1仍在試運轉期間完成的首次科學發現，證明這座原型望遠鏡已能進入低能VHE觀測領域。對遙遠光源而言，越低能量的伽馬射線通常越有機會穿過受到EBL強烈衰減的宇宙距離，因此這項能力尤其關鍵。1245

下一步是拉帕爾馬CTAO北方陣列的四座大型望遠鏡。該LST子陣列預定於10月15日正式揭幕，目標能將觀測範圍延伸至約20 GeV，提升研究人員偵測更遙遠伽馬射線發射源的能力。1245 對天文學家而言，OP 313不只是一項距離紀錄，也像是一道穿越80億年宇宙歷史的探測光束：光束本身揭示黑洞噴流的物理，而途中留下的衰減則提供了測量宇宙星系背景光的另一種方法。

一個來自宇宙深處的高能訊號

2026年8月15日發表於《Astronomy & Astrophysics》的研究顯示，平譜射電類星體（flat-spectrum radio quasar，FSRQ）OP 313在紅移z = 0.997的位置，爆發時釋放出能量高於100 GeV的超高能（very-high-energy，VHE）伽馬射線。這使OP 313成為目前在這類能量下觀測到的最遙遠耀變體；更精確地說，是最遙遠的VHE耀變體或活動星系核之一，而不是所有類型超高能瞬變事件的距離紀錄保持者。31

在2023年12月的耀斑期間，位於西班牙加那利群島拉帕爾馬島羅克·德·洛斯·穆查丘斯天文台的LST-1，以及兩座MAGIC望遠鏡，都測得顯著的VHE伽馬射線發射。訊號在100 GeV以上約為0.3個「蟹狀星雲單位」——天文伽馬射線觀測常以蟹狀星雲作為標準亮度參考——即使光源距離地球約80億光年。3

LST-1如何「看見」伽馬射線？

LST-1是在試運轉中的大型大氣契倫科夫望遠鏡。它在接獲費米太空望遠鏡的LAT儀器（Fermi-LAT）發現OP 313活動增強的警報後展開追蹤。LST-1具備較低的能量門檻與大型集光面積，因此能在遙遠光源的訊號已受到宇宙背景光強烈削弱之前，捕捉到低能端的VHE伽馬射線。73

這類地面望遠鏡並不是直接拍攝伽馬射線。當伽馬射線撞入地球大氣層，會引發短暫的粒子簇射；簇射中的帶電粒子又會產生微弱、極短促的契倫科夫閃光。LST-1與MAGIC透過偵測這些大氣閃光，反推出原本伽馬射線的能量與來向。兩座MAGIC望遠鏡的觀測則獨立支持並延伸了VHE訊號的測量結果。3

這些光子為何能成為宇宙的「時間膠囊」？

OP 313的紅移接近1，代表研究人員看到的不是它今天的樣貌，而是伽馬射線在宇宙較年輕時發出的狀態。這批光子穿越宇宙約80億年後，才抵達地球；當時的宇宙已經過恆星形成率最高的「宇宙正午」時期，但仍遠比現在年輕。3

伽馬射線在旅途中並非毫髮無傷。它們會與遍布宇宙的河外背景光（extragalactic background light，EBL）——也就是歷代恆星與星系累積而成的紅外、可見光及紫外背景輻射——發生作用。當高能伽馬射線與低能背景光子的條件合適時，兩者可轉化為一個電子與一個正電子，這個過程稱為電子—正電子對產生。結果是部分伽馬射線從原本朝向地球的光束中消失，並在能譜上留下隨能量變化的衰減痕跡。3

研究團隊將費米、LST-1與MAGIC的資料合併，對OP 313原本可能具有的能譜與抵達地球時的能譜進行建模。由此，他們得以對EBL的總密度設定嚴格上限；以0.6微米波長為例，LST-1資料給出的限制為λIλ < 8.74 nW m⁻² sr⁻¹。3

耀斑的能量從何而來？

多波段觀測結果與一種相對論性噴流模型相符：OP 313中心超大質量黑洞周圍的電漿噴流中，電子被加速至接近光速。這些高能電子透過逆康普頓散射，將原本能量較低的光子推升至伽馬射線波段。3

由於噴流方向接近地球視線，光線會受到相對論性束射效應集中，讓我們看見的亮度遠高於若噴流朝向其他方向時的情況。這也解釋了為何如此遙遠的光源，仍能在地面契倫科夫望遠鏡的資料中留下可辨識訊號。

不只是距離紀錄，也是LST-1的首次發現

這項成果的儀器意義同樣重要：它是LST-1仍在試運轉期間完成的首次科學發現，證明這座原型望遠鏡已能進入低能VHE觀測領域。對遙遠光源而言，越低能量的伽馬射線通常越有機會穿過受到EBL強烈衰減的宇宙距離，因此這項能力尤其關鍵。1245

下一步是拉帕爾馬CTAO北方陣列的四座大型望遠鏡。該LST子陣列預定於10月15日正式揭幕，目標能將觀測範圍延伸至約20 GeV，提升研究人員偵測更遙遠伽馬射線發射源的能力。1245 對天文學家而言，OP 313不只是一項距離紀錄，也像是一道穿越80億年宇宙歷史的探測光束：光束本身揭示黑洞噴流的物理，而途中留下的衰減則提供了測量宇宙星系背景光的另一種方法。