发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式：
2020年2月23日（星期日）傍晚18:58发将生小行星掩星事件，直径152公里的238号小行星尊神星（238 Hypatia）（亮度13.0等）将掩盖亮度12.0星等的麒麟座恒星UCAC4 491-026417（坐标RA 6h25m44.15s，Del +8d07m39.4s），掩食维持时间约22.8秒，亮度下降1.3星等。
掩食带呈南北向，通过俄罗斯、中国东北及台湾中东部地区、菲律宾、印度尼西亚等地。如图中所示，绿线为掩食中心线，蓝线为预测可观测界线，亮红线为预测的一倍误差范围。因此台北、桃园、新竹、宜兰、花莲、台东全区，以及苗栗、台中、南投、嘉义、高雄与屏东靠中央山脉一侧的部分区域，与绿岛、兰屿等离岛区域可观测此事件。由于被掩星亮度暗仅12.0星等，较不易观测，需要指向定位良好的赤道仪，并配合20公分（8吋）以上望远镜以CCD摄影观测。此外，精确观测时间与时间分辨率对小行星掩星非常重要，因此需要以GPS或网络校时，摄影曝光时间也需要在1秒之内。详细预报参考Asteroid Occultation网站。
发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式：
岩本彗星（C/2020 A2 (Iwamoto)）将在2020/2/22最接近地球，此时彗星距离仅约0.91AU，亮度估计可达11等，位置在天龙座与仙王座之间，午夜后自北偏东方升起。建议可利用口径20公分以上的望远镜观察，或用天文摄影方式记录下来。更多资讯请见吉田诚一彗星网。（台北天文馆王彦翔/编辑）
C/2020 A2 (Iwamoto)岩本彗星轨迹图。
发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式：
从地球中心向外看，木星和月球的赤经经度相同时，称为「木星合月」，此时通常为木星和月球较近的时段。本次木星合月发生在2020年2月20日上午03:36，距离约0.93度，此时两天体还在地平线之下，须等到03:53后到06:09天亮之前，就可在东南方低空看到月亮与木星接近的景象。当天月亮接近极细的残月，适合以肉眼或双筒望远镜观赏。此外根据预报，美国人造卫星Magnum 2将在05:45左右通过木星与月亮之间，增添本次木星合月的可看性。（编辑/台北天文馆虞景翔）
以Stellarium模拟双筒望远镜中的木星合月及Magnum 2的通过。
发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式：
国际空间站（International Space Station，ISS）由于体积庞大，轨道高度不高，所以当它通过某处上空时，可让地表上的部分人们所见，距离较近者，可看见亮度达-3等以上的缓慢移动亮点，此次经过台湾上空连续两天均可达-3等。
第一次发生在2月20日早上5时50分至6时，第二次则是2月21日早上5时05分至5时12分，因为在天空中的仰角变化，国际空间站的距离也有所不同，故并非马上就能见到-3等的亮点，以下为这两次的状况，根据不同的观星位置，其时间、方位也不尽相同。若是要提早知道符合观测位置的确切时间，可以浏览heavens-above网站，并调整右上角的观测位置以取得最佳信息。（编辑/台北天文馆许晋翊）
2020年2月20日国际空间站于5时50分出现在西南方地平线，亮度-0.7等，54分达最亮-3.6等，渐渐向东北离去变暗。
2020年2月21日国际空间站于5时05分出现在南方仰角约30度，亮度-2.9等，07分达最亮-3.7等，渐渐向东北离去变暗。
发布单位：台北市立天文科学教育馆
天王星和海王星是太阳系八大行星中最外侧的两颗，与木星和土星一样，体积质量大且主要由气体与冰所形成，有光环与众多卫星，一般将之归属于「类木行星」，更细致的分类则将之归为所谓的「冰质巨行星（icegiant）」。它们两个有许多性质类似，但许多性质又差异甚大，早已成为天文未解之谜其中之一。瑞士苏黎世大学（University of Zurich）PlanetS研究学者Christian Reinhardt等人提出一个可能的解释，认为这两颗行星其实曾遇到完全不同的撞击作用，才会导致它们差异甚大。相关论文发表在英国皇家天文学会月刊（MNRAS）中。
旅行者2号太空船拍摄的天王星（左）和海王星（右）。Credit: NASA/JPL
天王星和海王星的质量、大小和组成成分都相差无几，与太阳的距离也都很遥远，这些都是它们相近之处。但有些特性却不相同，例如：天王星和它的主要卫星都与黄道面夹角约97度，而且相对于太阳是逆向自转等。此外，天王星的主要卫星都是规则轨道（regular orbit），与行星成几乎相同的一定轨道倾角，显示它们应在环绕天王星的同一盘面中形成，类似地球的月球一样；而海王星最大的卫星崔顿（Triton，海卫一）的轨道倾斜角非常大，因此很可能是被捕获的。最后，它们的热通量（heat flux）和内部结构也非常不一样，海王星似乎有自己的内部热能来源，而天王星只有来自太阳的热辐射。
由于它们的质量、与太阳的距离和化学组成等都近似，一般认为这两颗行星的形成途径相同。所以造成它们许多特性不同的原因，很可能是在太阳系早期撞击非常频繁的状况下，一起剧烈撞击事件造成它们有巨大差异。但先前相关的研究工作一般仅限于研究天王星受到撞击的结果，或是对撞击计算过于简化，因此所得结果不够清楚。
模拟天王星（上）和海王星（下）受到撞击的结果。Credit: Reinhardt & Helled, ICS, University of Zürich
Reinhardt等人利用高精度计算机仿真两颗行星都受到不同程度撞击的结果，如上图。先假定两者在撞击前的条件非常类似，然后受到质量约1-3倍地球质量的天体撞击后的结果能解释现今观察到的这些特性差异。其中在天王星的部分，一个擦边过的撞击事件导致天王星自转轴倾斜，但并未影响到天王星的内部，撞击溅出的物质多到能在天王星周围形成碎屑盘，进而在其中形成规则卫星。另一方面，海王星受到质量密度皆大的天体正面撞击后，使其内部深处的结构受到强烈影响，并因此导致缺乏规则轨道的大型卫星。这样的撞击不仅撞击天体残余物质沈积在海王星内部，并会重新搅拌混合行星内部深处的物质，因此会得出实际观测显示的海王星热通量偏高的现象。
虽然一向认为这两颗行星诞生之初的过程基本相同，但现在看来似乎也没那么相近。这些天文学家期盼未来有关天王星和海王星有关的太空任务能提供关键线索，给定这个假设的可能范围，让天文学家们能进一步了解太阳系的形成及类似质量的系外行星的状况。（编译/台北天文馆张桂兰）
资料来源：PlanetS
发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式：
2020年2月19日凌晨2时56分发将生小行星掩星事件，直径105.5公里、亮度13.46等的506号小行星Marion（马里恩）将掩盖巨爵座亮度11.1星等的恒星TYC 6093-00619-1（坐标RA 11h52m4.0s，Del -16d30m1.7s），掩食维持时间约9.8秒，亮度下降2.5星等（至小行星的亮度13.46星等）。
掩食带通过日本，东南亚，中国海南岛以及台湾中北部。如图中所示，绿线为掩食中心线，蓝线为预测可观测界线，因此云林至宜兰以北可观测此事件。由于被掩星亮度暗仅11.1星等，较不易观测，需要指向定位良好的赤道仪，并配合20公分（8吋）以上望远镜以CCD摄影观测。此外，精确观测时间与时间分辨率对小行星掩星非常重要，因此需要以GPS或网络校时，摄影曝光时间也需要在1秒之内。详细预报参考Asteroid Occultation网站。
发布单位：可观自然教育中心暨天文馆
大家在网上看到一些深空天体照片时，是否觉得照片的颜色十分艳丽？但其实这些照片大部分都是由科学家自己「上色」，并非反映这些深空天体的真实颜色，究竟这些颜色有什么特别意义呢？
科学家最常用的一种上色方法为RGB颜色模型，科学家先用三张滤镜拍摄三张不同的照片，然后把三张照片分别填上红、绿、蓝三种颜色，再把它们重叠合成。最后进行一些光暗调节后，便会成为我们在网上经常看见的深空天体照片。
那么我们应该如何选择用什么滤镜去拍摄一张照片呢？这要根据该天体所发出的光谱而定。每个深空天体都会发出一种特定的光谱，而当中会有某种特定波长的光的线段比较强，我们就选择一些包含该特定波长的滤镜。
图片 1：M51在可见光的光谱
Credit: Stellarscenes, Naoyuki Kurita
笔者曾使用这个方法拍摄出M51涡状星系的相片，我们可以看见上图红色圈中有几条特别明显的发射线，于是笔者分别选择了425nm、520nm及Hα（656nm）滤镜，作为蓝色、绿色及红色的相片，在进行一些光暗调整后，会得出下图的结果。
图片 2：笔者拍摄的M51
图片 3：哈勃太空望远镜所拍摄的M51
Credits: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
我们可以看见照片中不同位置有不同颜色，而这正与M51的发射线有关，当某种颜色愈明亮，代表某种特定发射线愈强，亦暗示对应该发射线的特定化学物质在该天体中该位置的丰度。以图片2中的红色为例，红色所代表的最主要为Hα线，这种线大多源自于一些早期较高温的恒星附近的电离氢，而这些恒星大多集中在星系的旋臂，所以我们可以看到M51中旋臂位置中有较多的红色。
同一个原理亦可应用至其他颜色上，当我们了解到相片中的颜色所代表的波长，便能知道这些发射线的来源，从而了解不同恒星或物质的分配。所以下次大家在欣赏一张天文照片时，不妨了解一下相片背后用了什么滤镜拍摄以及它的光谱，从而了解该天体的化学物质组成及分布。
可观自然教育中心暨天文馆
实习生谢梓淇
发布单位：台北市立天文科学教育馆
汤博区（Tombaugh Regio）是冥王星著名的心形结构，在NASA的新视野号任务于2015年拍摄这颗矮行星后成名。新研究表明汤博区控制着它的大气循环。冥王星的稀薄大气层主成分是氮，以及少量的一氧化碳和甲烷。冷冻的氮气也覆盖在冥王星的表面并呈现心脏的形状。在白天，薄薄的氮冰变暖蒸发成气体；在晚上，气体凝结再次结冰。如同心跳一般，在矮行星周围泵送氮气。最近发表在《Journal of Geophysical》期刊研究表明，这现象推动冥王星的大气层沿其自转的反方向吹拂（retro-rotation），当气流接近地面时，它会传递热量，冰粒和霾颗粒，并在北部和西北部地区形成深色条纹和平原。作者表示冥王星即使大气密度很低，其大气与风也会影响表面。
冥王星表面的大部分氮冰位于汤博区，它的“左心”是一个1,000公里宽的冰盖，位于3公里深名为史波尼克高原（Sputnik Planitia）的盆地中，该地区因地势低而拥有大部分的氮冰。“心脏的右瓣”则是由延伸到盆地的高地和富氮冰川所组成。研究团队从新视野号飞越中获取观测数据，后使用天气预报模型模拟氮循环，并评价了风如何吹过地表。发现冥王星在“一年中”的大部分时间里，在其表面4公里以上吹西风，这是汤博区的氮在北部蒸发并在南部变成冰时所触发。研究人员还发现史波尼克高原的高悬崖会将冷空气困在盆地内部，使气流在流经西部地区时变得更强。这些来自汤博区的风能解释为什么史波尼克高原的西部拥有深色的平原和风条纹。因为风可以传递热量使表面变暖，使冰更快升华，并降低反射率，此外风也会传递和沈积深色颗粒，使表面条纹颜色变深。如果冥王星的风向不同，则它表面景观可能会完全不一样了。（编译/台北天文馆李瑾）
资料来源：Science Daily
发布单位：台北市立天文科学教育馆
2020年2月3日，美国佛罗里达天文爱好者Martin Wise在太阳南半球发现一个挣扎着要诞生的黑子群，可惜，诞生活动失败了！这场挣扎活动的具体表现就是在太阳表面出现一个约行星大小的磁沫（magnetic froth）。Wise是在他的自家后院天文台捕捉到了这场骚乱。下方照片是Wise使用口径120mm的望远镜，透过钙-K滤镜（Calcium K-line filter，CaK，波长393.4纳米）拍摄的太阳大气影像，清楚呈现太阳磁场网络中的白色磁沫，这就是黑子浮现的地方。如果这场黑子群能成功诞生，它将属第25太阳活动周期这个大家等待已久的新一轮太阳活动周期。之所以能知道它属于第25活动周期，是因为从太阳动力观测卫星（Solar Dynamics Observatory，SDO）测量到的磁沫磁极性是+/-，与第25活动周期的磁场模式相符。
Ca-K滤镜拍摄的太阳磁场影像。Credit: Martin Wise on February 2, 2020 @ Trenton, Florida, USA
根据美国海洋大气局（NOAA）太空气象预报中心（SWPC）于2019年12月初提出的预报：第25活动周期应在2020年4月开始（+/-6个月），极大期将发生在2025年7月（+/-8个月），强度与第24活动周期差不多，属于比较弱的活动程度。此外，如果SWPC预测正确，那么第24活动周期跨越了11.4年，将是有纪录以来第7长的太阳活动周期。（编译/台北天文馆张桂兰）
资料来源：Spaceweather.com
发布单位：台北市立天文科学教育馆
高光度超新星（superluminous supernova）是宇宙中最亮的爆发事件，自爆发后数个月的时间内所辐射出的能量相当于太阳整个生命周期发出的总辐射量，在它们最亮的期间，甚至可比拟它们宿主星系的总亮度。位在2.38亿光年远的NGC 1260星系中，SN 2006gy曾是迄今已知最亮的高光度超新星爆炸事件，也是这类事件中被研究最多的其中之一；但即便如此，天文学家仍不清楚这样的超新星是怎样形成的。瑞典斯德哥尔摩大学（Stockholm University）与日本研究学者透过这颗超新星的光谱中发现它含有大量中性铁元素，以前从未在其他超新星或其他天体中发现这样的状况。他们终于找到可以解释这个事件的光谱中那些特别的发射谱线（emission line）从何而来，以及这个超新星发生的原因。
SN 2006gy超新星。Image: Fox, Ori D. et al. Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 454 (2015) no.4
由于天体中的铁元素通常是游离化的，即其原子结构中的电子总会损失几颗而成为带正电的阳离子。从未有人将SN 2006gy的未知发射谱线与未损失任何电子的中性铁光谱比对过。Anders Jerkstrand等人首度尝试进行这样的比对，最后惊讶地发现那些观测到的未知发射谱线，居然一一与中性铁谱线对上了。更让他们惊讶的是：他们发现要形成这样的谱线，所需铁元素数量非常庞大，至少是1/3倍太阳质量这么多。这个发现直接排除一些有关SN 2006gy的旧有解释理论，例如：有个Ia型超新星刚好位在SN 2006gy后方这样的理论就被摒弃了。
根据最新理论，SN 2006gy的前身恒星是由一颗与地球差不多大的白矮星，和一颗富含氢元素的大质量恒星所组成的双星系统，两者互绕轨道非常接近，大约仅相当于太阳系的大小。当富氢恒星的内部点燃最后一轮的核融合反应，外层大气包层开始膨胀，白矮星被富氢恒星的包层包围吞噬，逐渐旋落至富氢恒星的核心。当抵达核心时，这颗不稳定的白矮星发生爆炸，形成所谓的Ia型超新星（Type Ia supernova）。超新星爆炸时向外抛出的物质撞击到原本持续向外膨胀的包层，因而造就了SN 2006gy闪瞎人的超高光度。这样的论点将启发天文学家重新检视并建立关于双星系统演化以及白矮星爆发所需必要条件的理论。（编译/台北天文馆张桂兰）
资料来源：瑞典斯德哥尔摩大学