國立中央大學天文研究所

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圖: 此圖顯示移除平滑演化趨勢後的軟 X 光(紅色)與硬 X 光(黑色)超軌道相位殘差分佈。數據分為兩個時期：上方圖表為 MJD 53500 - 57000，下方圖表為 MJD 57000 - 60300。虛線與水平誤差棒分別代表平均值及其 1σ 的誤差。在下方圖表中，可以清楚觀察到軟硬X光間 0.044 ± 0.010 的相位顯著相位偏移

本所周翊教授發表一項最新研究，透過分析長達 33 年的多個太空望遠鏡數據，深入探討了高質量 X 射線雙星系統 LMC X-4 的「超軌道」光變的演化。LMC X-4 位於大麥哲倫星系中，由一顆大質量恆星與一顆緻密的中子星組成的吸積雙星。這兩顆星每 1.4 天互相環繞一圈，同時系統還存在一個約 30.5 天的「超軌道週期」。天文學家指出，這個週期的核心機制在於中子星周圍存在一個顯著扭曲(warped)的吸積盤。這個扭曲的盤面正在緩慢的「進動」(precession)，在旋轉過程中會週期性地遮蔽中子星發出的 X 光。周教授的研究證實，儘管盤面結構與超軌道相位變化複雜，平均而言，LMC X-4 的進動週期相當其穩定，在過去三十多年間超軌道週期的變動僅為 0.55%，是目前已知同類系統中最穩定的。

但奇特的是，這項研究發現是在 2014 年底(MJD ~ 57000)之後，觀測數據顯示出軟(soft)、硬(hard) 光波段之間出現了明顯的「相位偏移」。這種現象顯示這個扭曲吸積盤的幾何結構發生了進一步的形變，從原本相對對稱的扭曲狀態轉變為一種不對稱的結構。這種盤面幾何形狀的改變，導致不同能量的射線在經過這個扭曲邊緣時，被遮蔽的時間點產生了落差。這項發現恰好與系統硬 X 射線強度的下降同時發生，說明該扭曲盤面正以一種全新且更為複雜的方式在遮蔽中心天體。這項發現為天文家提供了一個研究極端物理環境下吸積盤行為的理想實驗室。透過理解這些扭曲盤面在數十年間如何進動、演變與移位，研究人員能更進一步物質在極端重力與輻射壓力下如何流動。為高能天文物理學中關於吸積盤動力學的理解邁出了重要一步。本研究論文已刊登在Astrophysical Journal ( Chou 2026, ApJ, 1000, 23).

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林家龍博士: 我們利用鹿林天文台的一米望遠鏡與41公分望遠鏡，對高活躍M矮星 Wolf 359 進行同步多波段（u、g、r、i、z）可見光觀測與閃焰溫度分析。觀測於 2023年2月進行，在五個觀測夜間共偵測到 12 個閃焰事件。依其釋放能量估算，這些閃焰屬於太陽等級（solar-class）閃焰。透過光譜能量分布（spectral energy distribution, SED）擬合與 g/r 通量比，我們估算出閃焰的平均溫度為 5500 ± 1600 K，顯著低於傳統假設的 10000 K。結合文獻中報導的 M 矮星超級閃焰（superflare）資料與本次觀測的太陽等級閃焰，我們發現閃焰的峰值溫度與能量之間呈現明顯的正相關關係。此外，由於 M 矮星本身的可見光輻射不足以支撐穩定的光合作用，我們進一步評估 Wolf 359 的閃焰活動所提供的額外輻射，對位於其適居帶內的假想類地球行星上光合作用的影響。結果顯示，即使是能量高達 10³⁶ erg、溫度約 16500 K 的極端超級閃焰，長期而言，其輻射仍不足以維持類地球大氣中的氧氣（O₂）含量。
本研究已發表在 Lin et al. (2025) AJ, 170, 297 (包含本所葉永烜教授、博士畢業生黃立晴、助理侯偉傑以及助理蕭翔耀)。https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ae0c0a/meta

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潘彥丞教授的團隊近日發表最新研究，揭開了一類神秘白矮星爆炸的新面貌 —「超錢德拉塞卡」型Ia 超新星。這類超新星與一般的 Ia 超新星大不相同，不僅亮度更高、光變曲線變化更慢，還展現出特殊的光譜特徵。研究團隊首次利用 Swift 衛星建立了紫外線光譜的樣本，結果發現這些謎樣的超新星在紫外線波段異常的明亮，這是目前標準Ia型超新星爆炸模型難以解釋的現象。團隊推測，這可能與超新星爆炸時與周圍物質（CSM）的互動有關。中央大學的鹿林天文台一米望遠鏡也參與了此項研究，在可見光的波段提供與紫外光互補的觀測資料。這項成果已刊登於 Bhattacharjee & Pan et al., 2025, MNRAS, 542, 2752。

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圖：蝘蜓座 (Chamaeleon) 周圍分子暗雲以及相關的年輕恆星。圖中每個灰點代表一顆Gaia DR3的星球，用來襯托分子雲的分布。符號代表不同的年輕恆星族群：藍色與一號雲 (Cha I) 相關，橘色則屬於二號雲 (Cha II)。我們驗證三號雲 (Cha III) 沒有恆星形成活動，但驗證有三顆屬於二號雲的成員，投影在 Cha III前方，另外位於西南方的兩個分子雲 Cha East I and II （未顯示在圖中）也沒有年輕恆星。在雲氣之外，有一些之前不知道的年輕星體，以及屬於其他星團（紅色），或位於西北方向（未顯示在圖中）、鄰近的OB星協（紫色），雖然投影在相同天空區域，但分析它們的距離以及運動可以明顯區分出來。有編號的星星是我們新確認的年輕成員。這項研究是陳湘喻碩士論文的一部份，結果發表在 New Astronomy, 2025, 120, 102421

恆星從星際雲氣中成群誕生，有時受到大質量恆星影響，誘發新一代的恆星形成。碩士生陳湘喻跟指導教授陳文屏指認蝘蜓座分子暗雲區的年輕恆星，研究它們的空間分布、與雲氣以及與鄰近大質量恆星的關係，探討此區域恆星形成的過程。我們利用 Gaia 數據找出距離以及運動一致的星體，然後以紅外波段的2MASS 與 WISE資料診斷周圍是否有初生恆星特有的塵埃。這個區域有三個主要分子雲，其中已知 Cha I 恆星形成最活躍，其次是 Cha II，而 Cha III 則沒有任何年輕恆星。之前研究侷限於雲氣濃密之處，而我們使用全天數據，得以指認雲氣以外的成員星，用以解讀恆星誕生與雲氣消散的歷史，並詳細分辨出投影在在同樣天區，但屬於不同雲氣（距離、年齡稍異），以及不同星團，甚至鄰近OB星協的年輕成員（距離、年齡完全不同）。研究結果顯示大質量恆星的恆星風及輻射影響了此區域的雲氣結構（包括北方的 Musca 絲狀暗雲）以及恆星誕生的過程，但整個誘發過程止於 Cha III 之前，並未繼續往南方擴展。

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圖: 4U 1820-30 1987年至2023年間超軌道相位的演化。虛線、實線和短虛線分別代表線性、突變（glitch）和二次模型的最佳擬合結果。陰影區域表示在MJD 50,773至52,627之間的低功率狀態，垂直點線表示週期突變時間 MJD 52,380±414 （由突變模型評估所得），而水平方向的誤差表示突變時間的1σ誤差。

碩士生吳君磊與周翊教授對低質量X光雙星4U 1820-30的超軌道光變進行研究。長久以來，天文學家認為4U 1820-30的約171天超軌道光變可能由第三顆星環繞雙星系統產生的共振現象所導致，稱為三體模型，而其模型預測的週期穩定性是驗證此模型的關鍵。周教授率領的研究團隊分析了六座巡天或掃描式的X光望遠鏡長達36年的觀測數據，發現超軌道週期顯著縮短，從171天減少至167天。進一步的相位分析顯示，該週期可能在2001年初至2003年中產生突變，或以 Ṗ=(-4.20±0.72)x10^-4 天/天的變化率逐漸改變。這與三體模型穩定週期的預測不符，嚴重挑戰了該假說。為解釋4U 1820-30的超軌道光變，周教授團隊提出，它可能由輻照引發的質量轉移率不穩定所造成。本研究論文已刊登在Astrophysical Journal ( Yi Chou et al. 2025 ApJ 981 43 )，其預印本於2024年9月上傳至arXiv後，即被知名科普網站Phys.org報導，標題為 "Study Inspects Unusual Behavior of an X-ray Binary" 。

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圖: 小行星各家族 (Hungaria, Flora, Baptistina, Phocaea, Massalia, Vesta, Nysa-Polana, Maria, Adeona, Eunomia, Juno, Agnoa, Eos, Koronis, Hygiea, Themis, Euphrosyne, and Hilda families)的相位曲線在HG1G2模型中的分佈情形

小行星的分類與大小不再局限於多色測光與光譜觀測
小行星是圍繞太陽運動的岩石或者金屬天體，它們是太陽系形成早期未能發生吸積的殘留物質，因此仍然保存著太陽系原始星雲的信息。 S型和C型是最常見的小行星類型，分別代表了小行星兩種不同的光譜特徵，與它們的物質成分相關。1984年Tholen使用色測光數據將小行星進一步分類，隨後可見光與紅外波段的光譜將小行的分類更加細分，然而小行星光譜觀測與大樣本多色測光數據耗費大量觀測資源，因此尋找替代小行星光譜的分類方法便成為科學家近年來的主要目標。近年來各研究機構陸續使用大型望遠鏡展開巡天計畫，這些巡天計畫往往為了巡天效率多使用單一濾鏡或者少數濾鏡來節省巡天時間，這縮短的時間對瞬變天體很有時效性，但對區分小行星類型是無助益的，因為無法使用多色測光數據得到小行星的色指數，進一步對多個色指數開展主成分分析!
林忠義博士利用Zwicky Transient Facility（ZTF）(位於加利福尼亞州帕洛馬山的施密特望遠鏡擁有觀測視野達到47平方度)巡天資料將小行星進行光譜分類，論文研究方法為使用單一顏色濾鏡(雖然ZTF有三種濾鏡，但仍以r’觀測資料為最多)求得小行星光度隨相位角之間的關係，也稱之為小行星的相位函數，並將其分類。最後是用分類結果將小行星大小算出，隨後比較各小行星家族的大小分佈函數(size distribution)，了解各家族形成的時間與關聯性。這些研究成果已於今(2025)年6月20日發表於國際期刊《皇家天文學會月報》(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)。

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圖: SLT三色合成影像SN 2024ggi與其宿主星系NGC 3621。

由陳婷琬教授主持的Kinder計畫，透過鹿林天文台40公分SLT望遠鏡，在SN 2024ggi爆炸後僅14小時即成功取得其極早期的光度與溫度演化資料。SN 2024ggi 位於星系 NGC 3621，由大稀奇天體實驗室參與的ATLAS 計畫所發現，是近十年來距離地球最近的核心塌縮超新星之一（約 6.6 Mpc）。本研究特別結合了來自臺灣與香港的公民天文學家之力量，透過他們提供的光度觀測與鹿林SLT的早期觀測相互補強，提高時間解析度，使研究團隊得以重建SN 2024ggi爆炸初期的完整光變曲線。另外，這也是鹿林天文台首次實現「超新星夢幻連動觀測」：LOT負責光譜，SLT觀測光度！觀測顯示該超新星在早期階段光度迅速上升、顏色轉藍，並伴隨窄發射譜線，顯示其爆炸受到周圍環星物質的顯著影響。研究團隊推測，其前身星為紅超巨星，在爆炸前每年流失約10⁻³個太陽質量，並被約0.4個太陽質量的環星物質所包圍。本成果已發表於《The Astrophysical Journal》（Chen et al. 2025, ApJ, 983, 86）。

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圖：AT 2024gsa的LOT發現影像（左上），以及後續由Pan-STARRS1（右上）與Gemini望遠鏡（左下）取得的追蹤觀測影像。同時右下角顯示的是來自DECam的歷史影像。

由陳婷琬助理教授主持的Kinder計畫，使用鹿林天文台一米望遠鏡（LOT）偵測到天關衛星EP240414a事件的光學對應體 AT 2024gsa，並且通報給天文社群。這是天關衛星所發現的第二個具光學對應體的快速X射線瞬變源。該源位於其可能宿主星系（紅移 z ≈ 0.4）外圍，投影距離約27千秒差距。AT 2024gsa 的可見光光變曲線顯示出三個明顯的演化階段。第一階段為自初次觀測起的快速光度衰減，鹿林的早期觀測成功捕捉到這段變化，其光度演化與伽瑪射線暴（Gamma-Ray Bursts）餘輝模型相符。第二階段則是一次再增亮事件，約在兩日（已校正紅移後的時間）內急遽增亮至絕對星等Mr ≈ −21。儘管其明亮亮度與衰減速率類似於高亮度快速藍色光學瞬變（Fast Blue Optical Transients），但AT 2024gsa的色溫卻顯著偏紅，且其峰值亮度與熱輻射模型不符，暗示其並非高亮度快速藍色光學瞬變。第三階段則在快速X射線瞬變源事件發生後約16天達到另一個光度高峰，絕對星等Mi ≈ -19，可能與一顆逐漸顯現的超新星有關。

綜合EP240414a與歷來所有具有紅移資訊的快速X射線瞬變源事件，我們提出：天關衛星所發現的這類快速X射線瞬變源很可能主要來自高紅移的伽瑪射線暴，與早期所知的低紅移、低光度快速X射線瞬變源族群在起源與性質上有明顯差異。本成果已發表於《The Astrophysical Journal Letters》（Srivastav, Chen, Gillanders三位共同第一作者, 2025, ApJL, 978, L21）。

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