有趣天文奇观

发布单位：台北市立天文科学教育馆

一个大型的国际研究团队发现的证据显示，小麦哲伦星系并非是一个单一星系，而是两个星系，一个在另一个的后面。多年来，麦哲伦星系一直被认为是两个不规则的矮星系，在南半球看起来彼此非常接近，根据其大小被命名为大、小麦哲伦星系。1980年代末，一些证据显示小麦哲伦星系（Small Magellanic Cloud，SMC）其实是两个矮星系，而在此次新的研究中，研究团队发现了更多证据，显示SMC确实是两个小型矮星系。

图说：大麦哲伦星系和小麦哲伦星系。图片来源：Andrew Lockwood

为了进一步了解SMC，研究团队首先研究了来自欧洲太空总署盖亚任务（Gaia）的资料，从而估算SMC各个部分恒星的平均速度。接下来研究来自澳大利亚平方公里阵列探路者（Australia Square Kilometre Array Pathfinder）的数据，进一步了解大、小麦哲伦星系中的星际介质。并分析APOGEE调查数据，这些数据由Sloan Foundation Telescope和NMSU Telescope的双向300光纤摄谱仪提供。透过以上的证据，研究团队发现SMC两个「部分」的化学成分截然不同，并且具有不同的速度，其中距离星系较近的部分移动得更快，这两个部分的质量大致相同，且都与LMC有相互作用。

研究团队得出的结论是，这些证据非常有力地表明存在两个独特的星系，相对于地球而言，其中一个星系似乎位于另一个星系的后面，而这样的相对位置也说明了为什么直到最近才注意到SMC可能是两个星系的原因。根据研究团队的计算，这两个星系中距我们较近的一个离地球约199,000光年，而较远的一个距离约215,000光年。相关研究成果发表于《arXiv》期刊上。（编译/台北天文馆赵瑞青）

资料来源：Phys.org

发布单位：台北市立天文科学教育馆

天文学家检测到无线电波爆发，这是第一次探测到太阳上的极光讯号，这些讯号来自于电子通过太阳黑子在太阳表面加速所产生。太阳极光发生在太阳黑子上空约40,000公里之处，太阳黑子是太阳表面上因磁力扭曲而形成的暗斑。

图说：艺术家对太阳表面类似极光的想象。图片来源：Sijie Yu

虽然天文学家能够从其他遥远的恒星接收到类似极光的讯号，但这是第一次从太阳本身观测到。研究人员指出该讯号与通常持续数小时或几分钟的瞬时电波爆发截然不同，而这项发现可能会改变目前对恒星磁性过程的理解。地球上的极光是太阳带电高能粒子与地球大气层中的原子碰撞造成的发光现象，当太阳黑子周围的磁场在自发性断裂前联结时，会发生闪焰和日冕巨量喷发。天文学家将电波望远镜指向特定的太阳黑子时发现了太阳极光，并认为这是由闪焰电子沿着强大的太阳黑子磁场线加速产生。研究人员表示这与在地球上观察到的极光不同，在太阳黑子上观察到的发射频率从数十万kHz到约一百万kHz，直接源于太阳黑子的磁场是地球磁场的数千倍。

这项新发现可以为研究太阳活动提供新的方法，研究团队也开始检查档案数据，以便发现太阳极光早期隐藏的证据。他们正在开始拼凑磁场和能量粒子如何在一个具有长期星斑的系统中相互作用的谜题，而这不仅适用于太阳，也适用于太阳系以外的恒星。相关研究成果发表于《自然·天文学》期刊上。（编译/台北天文馆赵瑞青）

资料来源：The Science Times

发布单位：台北市立天文科学教育馆

想象一下你正在黑暗的鸡舍里寻找鸡蛋，但你找到的不是鸡蛋而是一颗鸵鸟蛋，这就有点像天文学家在2023年发现的一颗巨大行星。该行星的质量超过地球的13倍，绕着一颗冷、暗的红矮星运行，这颗较小的红矮星为M型星，在哈勃恒星分类法里为最末位，不仅只有太阳质量的九分之一，而且光度也比太阳小100倍，这样大小的恒星一般认知中并没有办法在物质稀缺的行星盘中孕育出巨大的行星。

在过去的数年里，研究团队在美国宾州设计及建造了一台新仪器名为「适居带行星探测器」，用于检测这些冷暗星在人眼灵敏度之外的红外光，这是它们最常见的发光波长。「适居带行星探测器」连接到德州的10公尺口径霍比-埃伯利望远镜，可以测量行星在引力作用下对恒星速度的微小变化，这种技术称为都普勒径向速度法，非常适合检测系外行星。

径向速度法暂时还没有能力发现太阳大小恒星周围类似地球的适居星球，但是冷暗的M型星相对于地球等级的行星会显示出更明显的径向速度变化，这也使得该类行星更容易被检测出来，这些较小恒星周围的行星正是研究团队的狩猎目标，然后，他们发现了一颗超巨大的气体行星环绕着冷暗的M型恒星LHS 3154公转，在论文中给出的数值里，LHS 3154b的半径达到了木星的0.9078倍（约为6.5万公里），而恒星LHS 3154的半径只有太阳的0.14倍（约为10万公里），从艺术家给的附图来看其实行星还画小了，恒星只有行星的1.5倍大，这还真是不可思议。

图说：艺术家绘制的恒、行星比例图及太阳、地球对照。(by The Pennsylvania State University)

行星形成于由气体和尘埃组成的盘面中，这些盘拉拢附近的尘埃颗粒集中，最终结合形成固体的行星核心，一旦核心形成，行星可以透过引力吸引更多的固体尘埃及周围的气体，如氢和氦，这种形成行星的方式被称为核吸积法。像LHS 3154这样低质量的恒星应该没有足够的材料来形成这么大的核心，根据过往的资料分析，要形成这麽大质量的行星至少盘面的物质要多出10倍以上，即使透过另一种行星形成理论，「重力不稳定性」，即「盘中的气体和尘埃直接坍缩形成行星」，也难以解释这样一颗行星的形成。

冷暗的M型星是我们银河系中最常见的恒星，天文学家透过适居带行星探测器及其它仪器的观测经验中，即使在最大的M型星周围距离较近的轨道上，要找到类似太阳系中那样的行星，其比例也要少上10倍，而我们对于那些更小的M型恒星周围，从来没有发现如此巨大的行星，除了LHS 3154b。了解这些冷暗邻居的行星，将有助于我们理解行星形成的一般过程，这一研究领域的最终目标是让天文学家了解M型恒星是否能够支持生命的发展，本篇研究发表于《科学》期刊。（编译/台北天文馆技佐许晋翊）

资料来源：EXOKYOTO、Conversation

发布单位：台北市立天文科学教育馆 丨 观赏方式： ★★

2024年1月12日，水星将抵达今年第一次西大距的位置，水星与太阳之间的日距角约为23.5度，日出时在东南方向，仰角约18度，视亮度为-0.3等，虽然-0.3等以恒星的观点很亮，肉眼即可发现它的踪迹，但由于临近天亮，且受到大气层影响其亮度，仍需要一定的时间及眼力搜寻。

由于水星是内行星，平时都在太阳附近难以观察，但当水星来到「大距」的位置时（通常发生于太阳-水星-地球三者连线接近直角，水星位于这个角顶点位置时），从地球上所见的水星离太阳最远，届时在日出或日落时所见的水星仰角较高，最容易观看。其中，当水星位在太阳以东时称为「东大距」，见于日落后的西方天空；位在太阳以西时为「西大距」，见于日出前的东方天空。

本次的水星西大距，虽然发生于1月12日，但是在这前后三、四天的5时30分至天完全亮之前都是适合的观赏时机，1月11日时达到日出仰角最高（约19度）。由于行星基本上都位于黄道面上，故利用其它已经在天上的行星连线来查找不太容易以肉眼见到的水星，当天在天空中的亮行星仅有金星，找到金星后往左下方延伸即可找到较暗的水星，并且需于5时15分之后才能见到它升起，想要一睹水星的民众需前往东南至东方低空视野开阔处才能看到它；如果在好天气的情况下透过天文望远镜观察水星，甚至可看到水星的形状呈弦月般的外观，此时的水星视直径仅有约6.7角秒，建议使用口径20公分以上的望远镜才能见到这精彩的一幕。（编辑/台北天文馆技佐许晋翊）

2024年1月12日06:20东南方低空所见水星、金星及火星，若天气良好使用望远镜可见水星的弦月状。以上示意图由Stellarium软体产生。

发布单位：中国科学院国家天文台

2024年1月9日15时03分，中国在西昌卫星发射中心采用长征二号丙运载火箭，成功将爱因斯坦探针科学卫星发射升空，卫星顺利进入预定轨道，发射任务取得圆满成功。

爱因斯坦探针（Einstein Probe，简称EP）卫星是中国科学院空间科学先导专项继“悟空”、“墨子号”、“慧眼”、“实践十号”、“太极一号”、“怀柔一号”、“夸父一号”之后，研制发射的又一颗空间科学卫星，它是宇宙天体爆发的捕手，能精准捕捉到更加遥远和暗弱的暂现源和爆发天体，探寻来自引力波源的X射线信号，对研究恒星活动、黑洞和中子星等致密天体的形成、演化、并合等过程具有重要科学意义。

爱因斯坦探针卫星采用天文时域观测方法在软X射线波段，开展高灵敏度实时动态巡天监测，系统性地发现宇宙高能暂现和剧变天体，监测已知天体的活动性，探究其本质和物理过程。爱因斯坦探针卫星共搭载了宽视场X射线望远镜（WXT）和后随X射线望远镜（FXT）两台有效载荷。在国际上首次大规模运用了“龙虾眼”微孔阵列聚焦成像技术，探测能力国际领先，可实现灵敏度和空间分辨率1至2个数量级的提升，在进行大视场探测的同时，能够精准捕捉到宇宙中遥远暗弱的高能暂现源和转瞬即逝的未知现象，并发布预警引导天地基其它天文设备进行后随观测。卫星设计寿命5年。

中国科学院国家空间科学中心负责工程大总体和地面支撑系统的研制建设，微小卫星创新研究院负责抓总研制卫星系统，国家天文台负责科学应用系统研制建设，中国西安卫星测控中心负责实施测控系统，中国航天科技集团有限公司第一研究院负责运载火箭研制生产。此次发射是长征系列运载火箭第506次飞行。

资料来源：NSSC

发布单位：台北市立天文科学教育馆

游隼任务一号（Peregrine Mission 1）于2024年1月8日由联合发射联盟（ULA）的新型火神运载火箭（Vulcan Centaur）部署到太空后不久，太空船的推进系统出现了严重异常，该公司表示尽管他们能够成功地重新定位太空船并为电池充电，但很明显正在失去推进剂，这将使游隼号（Peregrine）无法按计划进行月球之旅，因而无法成为第一艘登陆月球的私人太空船。目前该团队正在努力稳定造成的损失，Astrobotic公司总部在X（以前称为Twitter）上的更新中写道：「我们正在评估目前可行的替代任务方案」。

图说：联合发射联盟的新型火神运载火箭于2024年1月8日发射游隼月球登陆器。图片来源：ULA

游隼任务一号的科学目标是研究月球外气层、月壤的热特性和氢丰度、磁场和辐射环境，并且测试先进的太阳能电池阵列。游隼号的发射是航天领域的重要时刻，它标志着强大的新型火神运载火箭将取代ULA之前的主力擎天神5号运载火箭（Atlas V）和三角洲系列运载火箭（Delta），并开启私人月球探索的新时代。游隼号是NASA商业月球酬载服务（CLPS）计划的一部分，该计划将NASA的科学酬载放置于私人的月球载荷交付服务。而这次飞行的着陆器上有五个NASA有效酬载，包括一个辐射探测器和几个光谱仪，其中一个旨在寻找地表下水冰的证据。

NASA认为利用私人太空船将使其能够快速、低成本地进行各种月球研究，并为阿提米丝计划的载人登月任务做好准备。NASA还希望CLPS能提高美国私人太空部门的能力，刺激地外经济的成长。但NASA仍强调，每一次CLPS任务都是高风险、高回报的。毕竟还没有私人太空船成功登陆月球过，所以途中出现一些失败也是意料之中，因此NASA似乎对游隼号目前的困境泰然处之，并表示每一次成功和挫折都是学习和成长的机会，我们将利用这一教训来促进月球科学、探索和商业开发。

Nova-C是NASA CLPS计划的下一个私人月球着陆器，由总部位于休士顿的Intuitive Machines公司建造，计划于2月中旬搭载SpaceX猎鹰9号火箭发射，在月球南极附近着陆。（编辑/台北天文馆赵瑞青）

图说：游隼月球登陆器的登月路径。图片来源：Astrobotic

资料来源：SPACE.com

发布单位：台北市立天文科学教育馆

2024年1月5日，日本宇宙航空研究开发机构（JAXA）的「X射线成像和光谱任务（XRISM）」公布了卫星「软X射线成像仪（soft X-ray imager, Xtend）」和「软X射线分光仪（soft X-ray spectrometer, Resolve）」的首批X射线观测数据的初步资讯，即开光照。这些资料是Xtend和Resolve于2023年10月7日开始进行细致的检查和调整，随后分别对每个仪器进行了首次观测。这座于2023年升空的X射线太空望远镜XRISM的独特之处在于其仪器中的Resolve，采用了一种创新的X射线感测器「微热量计（microcalorimeter）」。这种新型感测器使得Resolve能够在无需使用光栅分光的情况下，直接捕捉天体的X射线光谱。这使得Resolve特别适合用于研究弥散分布的X射线天体，例如星系团、超新星残骸等。

在首批资料中，Xtend揭示了一个星系团系统，即Abell 2319，如下图所示，其中紫色呈现了高温离子体发出X射线的分布情况。Abell 2319是一个两个星系团碰撞的系统。借由Xtend的能力，在单次观测中捕捉整个系统的热气体，揭示了与每个星系团相关的热气体的复杂分布，这将对我们理解星系团和宇宙大尺度结构带来显著的进展。

图说：Abell 2319是一个位于天鹅座的星系团系统，两个星系团在距离约770百万光年的地方相撞。这张影像是光学和X射线观测的结合。X射线影像以紫色显示，由Xtend取得。观测时间为2023年10月14日至10月24日。

同样地，Resolve的开光照展示了大麦哲伦星系中超新星残骸N132D的X射线光谱，谱线解析度及灵敏度超越了前一代仪器，在区分先前难以区分的发射线方面取得了非常大的进展。如下图所示，各种元素的谱线包括硅、硫、钙、铁等均清晰可见。通过分析发射线，天文学家可以比以前更准确地推断高温气体的元素丰度、温度和动能速度，然后重建这个超新星残骸的三维结构模型。借由Resolve超高分辨率及高灵敏度的光谱观测，将为宇宙中元素形成和演化提供新的理解，也是了解恒星、行星和生命的基础。

图说：位于大麦哲伦星系的超新星残骸N132D的X射线光谱，该星系是一个距离约163,000光年的矮星系。细灰色的光谱是由前一代X射线卫星Suzaku获得，Resolve的光谱以粗白色标记。观测时间为2023年12月4日至12月11日。背景图片为由Xtend取得的N132D影像。

天文学家和工程师对这些成功的开光照观测感到兴奋。XRISM将于二月展开仪器校正，然后逐步启动科学观测。期盼XRISM在X射线天文学领域带来卓越的成果，并期许将有更多令人振奋的新发现！（编辑/台北天文馆段皓元）

资料来源：JAXA

发布单位：台北市立天文科学教育馆

几十年来，自从航海家2号飞越海王星和天王星，并在途中拍摄了近距离图片之后，为何这两颗在大多数方面都极其相似的行星会有如此明显的颜色差异。根据航海家2号的图片显示，天王星呈现出水蓝色，而海王星似乎是深色的蓝色色调。

图说：航海家2号于1986年和1989年飞掠天王星和海王星后发布的图片（上图），与本研究中经过图像处理后的结果（下图）进行比较。（图片来源：Patrick Irwi）

鉴于这两颗行星的大气成分几乎相同，这种差异是令人费解的。然而，现在科学家重新处理了这些数据，发现天王星和海王星在颜色上非常接近，但仍有些许的差别。造成这种误解的原因是航海家2号用两种不同的色带记录了这两颗行星的图片，而海王星的图片在处理时强调了对比度，加深了它的真实颜色，使它看起来比实际更蓝。

英国大学行星物理学家Patrick Irwin解释道：「尽管当时行星科学家已经知道这种人为饱和的颜色，而且这些图像发布时附有说明文字，但时间一久，这种区别就淡忘了。将我们的模型应用到原始数据中，我们已经能够最准确的再现天王星和海王星的颜色。」

Irwin的团队利用两种强大的仪器：哈勃太空望远镜成像光谱仪（STIS）和欧洲南方天文台甚大望远镜的多单元光谱探测器来寻找答案。他们使用每台望远镜的数据来独立确定天王星和海王星的真实颜色，结果显示，海王星的颜色比我们想像的要淡得多，颜色更接近天王星。两者的主要区别在于，海王星的颜色略蓝，这可能是由于大气薄雾层较薄造成的。

新的观测结果也解决了另一个谜题：为何天王星在一年（84个地球年）公转的过程中会稍微改变颜色。由于它的自转轴垂直于公转的轨道平面，在夏至或冬至时，当南北极其中一极面向太阳，会稍微绿一点。在春分或秋分时，当赤道面向太阳，则会稍微偏蓝。

图说：显示天王星颜色变化的一系列图像。（图片来源：Irwin et al./University of Oxford）

研究指出，由于两极的甲烷含量比赤道少得多，这改变了天王星反射阳光的方式，因为甲烷会吸收红色波长。然而，这还不足以完全解释颜色的变化，所以研究人员在模型中添加了一个逐渐增厚的冰雾罩的变因。随着天王星从春分点到冬至点的移动，甲烷冰的薄雾变厚，增加了光线的反射率。结合这两个原因，才使得这颗行星呈现出迷人的色调变化。研究结果发表在《皇家天文学会月刊》上。（编辑/台北天文馆吴典谚）

资料来源：Science Alert

发布单位：台北市立天文科学教育馆

天文学家猜测，木卫三之所以拥有与其星体大小不相称的强大磁场，是因为木星所产生的强大潮汐效应，不断拉伸挤压星体，物质相互摩擦后加热熔化含铁核心，并产生对流驱动磁场，但是对于详细的运作过程其实并不瞭解。近期研究团队为了证实目前所认可的核心动力学模型之一：「铁雪」理论，是否为真，发展出一套新的实验，试图观察并验证此模型的正确性与可能性。

铁雪理论类似于在液态铁质核心环境内的「大气模型」，液态铁在核心外层与地函交界处冷却，形成铁质的「雪花」结晶之后，向内逐渐落下熔化后回中心。换句话说，木卫三的核心是颗受到木星引力的摇晃和搅拌的液态金属铁雪球。

图说：木卫三核心的铁雪理论示意图，液态铁在核心外层与地函交界处冷却产生铁的｢雪花结晶」，落向中心时搅动液态铁，产生强大且不断变动的磁场。图片来源：Science Alert

为了证实上述说法的可能性，研究团队设计了新的实验来进行验证。他们在一缸水的底部注入一层咸水，代表木卫三的地函，表层注入一层淡水，代表木卫三的中心处。由于冰晶的密度比水低，但是铁结晶的密度比液态铁高。所以就可由密度比较高的咸水代表与外核外层接触的地函，密度低的淡水代表中心处。接下来将咸水层降温，团队观察到下层与咸水交界处开始形成雪花冰晶，但并不是稳定地产生，而是到达过冷状态，也就是降温至冰点以下时，就会突然出现一团雪花向上浮起，然后暂停一段时间，直到咸水层附近的温度再次降至冰点以下，才会再释放出另一团雪花。

这种具有周期性，但是零星出现且位置不固定的过程，对星体的磁场产生重大影响。木卫三的铁雪结晶团会间歇性地出现，并分布在整个核心的不同地方。结果将是产生一个不断变化和变动的磁场，随着时间推移，磁场会增强、减弱和改变形状。科学家们推论，这种核心对流与产生磁场的方式，很可能会普遍地出现在所有较小星体的核心，包括体积稍大一些且拥有熔融金属核心的小行星、月球、水星，甚至火星等。至于地球这类较大星体的核心，由于包含不同金属成分的密度分层，所以地核中的金属往往会在密度分层的交界处凝固，并在往侧向飘移时熔化。而从地核最外侧直接落向中心，并不属于主要的对流模式。（编辑/台北天文馆蔡承颖）

资料来源：Science Alert