韋伯拍下獵戶座的金色星系團 MACS J0454.1-0300：重力透鏡拉出的光弧

金色的星系團，拉長的橙色光弧

散布在畫面各處的金色星系，都屬於 MACS J0454.1-0300。我們看到的是宇宙約 80億歲時的星系團，所以它的光在路上走了將近 60億年。這個數字是我們自己算的（138億減 80億，等於 58億），不是 ESA 提供的。這些金色的星系是橢圓星系，其中最大、最亮的位在中央。

影像的顏色雖然是人為配上的，這些星系呈現金色卻有物理上的原因。橢圓星系裡能用來形成新恆星的氣體很少，所以它們的光主要來自年老、溫度較低的恆星，而這類恆星在長波段發出的光比較多。這張影像用了 0.9 到 4.4 微米之間的十個波段，幾乎全在紅外線範圍，波長越長的波段配上越紅的顏色，這類星系因此呈現金色。

左邊的橙色光弧不是星系團的成員，而是遠得多的星系，星系團的重力把它們的形狀拉成了弧形。另一方面，宇宙空間的膨脹也把它們發出的光波拉長，使波長往光譜的紅端偏移，這就是紅移。韋伯對這種光比哈伯靈敏得多，所以它拍出了數百個星系，而哈伯 2014 年拍攝同一個星系團的影像裡，並沒有這些星系。

星系團怎麼放大遠方的光，300 倍又是從哪裡來的

星系團的質量非常大，而質量會讓光的路徑彎曲。只要背景星系、星系團和地球幾乎排成一直線，背景星系的光就能沿著好幾條彎曲的路徑來到我們這裡，形成光弧，有時還會讓同一個天體出現好幾個影像。一個星系要出現四個以上的影像，三者必須排列得非常精準；根據 ESA/Webb 的說法，只有 10–20% 的星系團有這種情形。

重力透鏡不會改變光源的表面亮度（單位面積的亮度），而是把光源的影像拉大，讓它在天空中看起來面積更大。放大率就是影像在天空中的視面積，除以沒有透鏡時光源的視面積；表面亮度不變，所以影像面積如果是原來的 300 倍，收到的光也就是 300 倍。天空中有幾條叫做臨界曲線的線，放大率在這些線附近最高。如果光源是理想化的一個點，理論上那裡的放大率沒有上限；真實的光源有一定的大小，放大率因此有限，而且光源越小，放大率能升得越高。所以放大率最高的是小團塊，而不是整個星系。

300 倍這個數字，來自背景星系裡的明亮小團塊。這些團塊最小只有 5 光年寬，其中一些的放大倍率超過 300 倍。有了這面天然的透鏡，韋伯就能研究單靠它 6.5 公尺的主鏡偵測不到的暗弱天體。

這片天區告訴我們什麼，接下來還要觀測什麼

這片天區裡有早期宇宙星系的多重影像：一組是大霹靂後 20億年的星系群，另一個是大霹靂後只有 8億年的單一星系。這群星系看起來正在合併，似乎因此引發了大規模的恆星形成。研究人員在 MACS J0454.1-0300 裡找到兩處能讓一個星系出現四個以上影像的罕見排列；在同一個星系團裡找到不只一處，這還是頭一遭。

這些資料來自韋伯的兩個觀測計畫。其中一個由 L. Furtak 主持（計畫編號 5058），要尋找宇宙最初 10億年間經透鏡放大的單顆恆星。這個計畫將在這裡持續監測一個受到透鏡放大的背景星系，看看有沒有被極度放大的單顆恆星；這項監測是接下來的工作，新聞稿也沒有公布任何結果。另一個由 S. Fujimoto 主持（計畫編號 6882），目標是在多個波段觀測一大批星系團，研究早期星系裡的恆星形成是怎麼開始的。

它在天上哪裡，你自己看得到什麼

這個星系團位在獵戶座，赤經 4 時 54 分、赤緯 −3°（相當於天空中的經度和緯度），就在天球赤道南邊一點，所以南北半球都看得到。從臺北看，它最高可升到南方地平線上約 62°。12月初它與太陽在天球上相對，所以在半夜前後升到最高。

要親眼看到它，就是另一回事了。根據 SIMBAD 資料庫，星系團裡最亮的星系在近紅外線的 I 波段是 18.1 等；在列有目視（V）星等的成員星系中，沒有一個亮於 19 等。這麼暗的星系，用業餘望遠鏡也看不到：依常見的經驗法則，口徑 40 公分的望遠鏡大約能看到 15 等，而 19 等的亮度只有 15 等的四十分之一左右。這張影像裡的透鏡光弧是靠韋伯對紅外線的靈敏度才拍得到，從目鏡裡是看不到的。