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圖、左圖:為在2008觀測到4U 1636-53的mHz QPO的dynamic spectra，右圖:同一筆資料用HHT分析出的Hilbert spectra，而黃色的contours為dynamic spectra。兩圖比較後可以發現Hilbert spectra 能展現較精準的時頻變化關係。
謝弘恩博士生：某一些以中子星為主星的低質量X光雙星中，發現有約100 秒時間尺度的準週期震盪現象，稱之為mHz QPO，這個現象一般認為是由於中子星表面熱核反應微小變化所致。為更進一步了解此一現象之內涵，我們利用希爾伯特-黃轉換針對XMM-Newton觀測X射線雙星4U 1636-53進行時頻分析，取得精確的相位資訊後，再進行相位解析光譜。分析結果發現與前人的研究不同的結果，在四筆觀測到mHz QPO的資料中，有三筆資料顯示熱點的面積在變化，但溫度幾乎不變，另一筆資料卻是溫度在做準週期震盪，而熱點面積不變。雖然對於造成此差異的原因目前尚不清楚，但後者之高能波段的顏色(hard color)與其他三筆明顯不同，因此差異是或許與當時之光譜狀態有關。這項研究結果已發表在Hsieh & Chou Astrophysical Journal (2020), 900, 116。
圖: 吸積毫秒X光脈衝星IGR J17591-234在假設脈衝頻率為定值得模型下得出的相 位演化圖。由擬合出來的二次曲線(紅色曲線)得出其中子星自轉頻率變化率為 (-6 ± 1)x10-14 Hz/s，經由吸積力矩理論，可推算出這顆中子星標面磁場約為 4x108 高斯。
周翊教授與物理系大學部專題生謝嘉豪: 利用於2017年升空運作的X光望遠鏡 NICER觀測吸積毫秒X光脈衝星IGR J17591-2342於2018年8月到10月間觀測資料， 分析其雙星軌道及中子星特性。在考慮過雙星吸積率對脈衝相位造成得影響後 ，除了精確地得出雙星軌道參數外，更得出中子星自轉頻率變化率為 (-6±1)x10-14 Hz/s，再 由吸積力矩理論推算出此中子星的表面磁場約為 4x108 高斯，與一般認知的低質量X光 雙星中的中子星相當。另外，在對不同能量的脈衝波型的分析中，我們發現脈 衝震幅在1-5 keV範圍內逐漸增加，但在更高能量波段逐漸下降，另外，脈衝抵 達時間在低能量波段(1-4 keV)大致相同，但在高能量波段(4-12 keV)逐漸超前達 1.14微秒。配合我們對NICER資料分析出的X光光譜，根據二分量模型，我們發 現這些脈衝在不同能量的表現，是由於其在中子星表面熱輻射相對非熱輻射較 強，再加上無脈衝之吸積盤熱輻射所致。這項研究結果發表在Tse, Chou & Hsieh, Astrophysical Journal (2020), 899, 120。
圖: 使用近地小天體巡天望遠鏡(CNEOST)收集並研究小行星之自轉週期
葉庭碩 博士生: 透過與紫金山天文台的合作，我們使用其近地小天體巡天望遠鏡(Chinese Near-Earth Object Survey Telescope, CNEOST)，於2017年及2018年的年初，總共收集到4522條小行星的光變曲線，而其中有506條光變曲線測得可靠的自轉週期。在這些可靠的自轉週期中，我們發現了16個自轉一周少於2個小時的小行星。這些小行星的存在很特別，因為在理論模型中，自轉速度如此快速的小行星理應要被自身的離心力撕碎，但他們依然好端端地在小行星帶內，這是我們想要了解並解答的問題。 此項研究成果發表於Yeh et al. (包含本所葉永烜教授，章展誥與林忠義兩位獨立研究學者) 2020, AJ, 160, 73。
饒兆聰 教授：Kundu et al 在2019年找到5顆在球狀星團NGC5024潮汐半徑外的天琴座RR型變星（可能是因潮汐力而 被拋棄在星團外）。這5 顆天琴座RR 型變星的位置以紅色方形標注在上方的影像。但有其中4 顆天琴座 RR 型變星是屬於臨近另一個球狀星團NGC5053 的天琴座RR 型變星，以綠色X 形標注。利用Gaia 和 ZTF的資料，我們尋找了在這兩個球狀星團附近的天區有沒有其他在潮汐半徑外的天琴座RR型變星，但搜 尋的結果卻是沒有。這項研究成果已發表在Ngeow et al (2020) AJ 160:31。
李建德 博士後研究員：HO Pup是中大與加州理工合作發現的爆發矮新星。它是一對質量轉移的雙星系統，成員包含熱矮星及白矮星。藉由加法夏望遠鏡的光譜觀測，完整紀錄光度爆發時Hα譜線變化。隨著外盤累積足夠的質量，滿足爆發條件而光度驟增。2019的3/15-3/22到達光度極大前，Hα吸收輪廓明顯增大，因此等效寬度逐步遞減。(包含本所饒兆聰教授、歐佳宇博士生)
圖、不同型態的M型星在不同閃焰能量上的年發生率分佈。
博士生黃立晴：在銀河系中，長壽的M型星為發展生命提供了足夠的時間，但 太空天氣亦是發展生命的重要因素，過於激烈頻繁的閃焰活動是發展生命的不 利條件，因此探討影響晚型恆星閃焰活動高低的因素將為尋找外星生命提供線 索。我們利用Kepler光變數據和LAMOST與雲南天文台2.4米望遠鏡的光譜數據 ，針對12顆M型食雙星系統進行閃焰活動的研究。從光變數據可發現這些雙星 系統的閃焰發生率（圖中紅線）與具極亮閃焰的單星（圖中褐線）相似，高能 量閃焰事件則較之稍少，但相較一般單星（圖中紫線）則有約十倍的閃焰發生 率（如圖）。這項成果發表在Huang, L.-C., et al. （包含本所葉永烜教授、林 家龍研究助理）ApJ, 2020, 892, 1上。
陳文屏教授：利用 Gaia 太空望遠鏡的精確恆星距離與運動數據，研究距離我們約750光年，年齡約1億年的年輕星團 Blanco 1，一共指認出644顆成員星，包括488顆位於星團核心，表示此星團目前仍處於動力穩定狀態，但已經顯示質量分層效應，也就是大質量成員星集中在中央區域。我們首度發現 Blanco 1 有潮汐尾，分別在星團核心（33光年）兩端，延伸長達180光年，亦顯示星團正開始瓦解。右圖展示星團成員的質量函數，在0.2～0.3太陽質量達到最高。垂直線標示數據的完整極限，目前尚未涵蓋棕矮星 （< 0.1太陽質量）。這項研究成果發表在 Zhang et al. Astrophysical Journal (2020), 889, 99
圖: CLASH星系團的徑向加速關係
田雍 博士後研究員: 我們首次接露了一個緊密的徑向加速關係在20個CLASH星系團。在本圖中，兩軸分別來自兩個獨立的測量：總加速度(gtot)來自弱重力透鏡和強重力透鏡效應；重子加速度(gbar)來自X射線氣體、恆星質量和星團最亮星系。方程gtot=(gbar g‡)1/2可描述徑向加速關係，其中g‡=(2.02±0.11)×10−9 ms−2。其斜率和星系中徑向加速關係的低加速度極限一致，但是截距則暗示了一個更大的加速度尺度。Tian et al. (包含本所高仲明教授), 2020, ApJ, 896, 70
Fig. Asteroid Discovery and Light Curve Extraction Using the Hough Transform: A Rotation Period Study for Subkilometer Main-belt Asteroids
Dr. Chan-Kao Chang: Using the Hough transform, a line detecting algorithm, more than 3000 new asteroids were discovered from a high-cadence observation of the Pan-STARRS 1 (PS1). This observation was originally planned to collected asteroid lightcurves for rotation period measurement and conducted in October 2016. Because of the high cadence observation (i.e., images were continuously taken one after one for the entire night), the detections of an asteroid would line up as a straight line and, therefore, these line-up detections can be used to identify asteroids.
With the collected lightcurves of these new asteroids, 122 reliable rotation periods were obtained and 13 of them are super-fast rotators (i.e., asteroids in the size range of rubble-pile structure, a weak aggregate of large and small components held together by gravity rather than material strength, have rotation periods < 2 hr). This kind of asteroids is not expected because they suppose to be destroyed due to the exceedingly centrifugal force introduced by a rotation period of < 2hr. How these super-fast rotators can survive is still a mystery. (Lo, Kai-Jie, et al. (including Chan-Kao Chang; Wing-Huen Ip; Wen-Ping Chen) 2020, AJ, 159, 25L)
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