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利用機器學習辨識橢圓星系的運動特徵。本研究利用 MaNGA 大型星系巡天的積分視場光譜資料，分析恆星速度彌散隨星系半徑的變化，並結合非監督式與監督式機器學習建立自動分類模型。模型經訓練與測試後，可將橢圓星系的速度彌散剖面分為平坦(Flat)、下降(Decline)、上升(Ascend)及不規則(Irregular)四種類型，測試資料的整體分類正確率達 88%。將模型應用於 2,624 個 MaNGA DR17橢圓星系後，發現約 68.87% 的星系呈現平坦型速度彌散剖面。此方法使研究人員能快速分析大量星系的運動結構，並為進一步研究橢圓星系的形成、演化及質量分布提供新的統計工具。

段儀博士、田雍博士，以及高仲明教授一起發表了一項運用機器學習研究橢圓星系內部恆星運動的新成果。研究團隊使用 Apache Point Observatory 鄰近星系巡天計畫(MaNGA)的觀測資料，分析恆星速度彌散隨星系半徑的變化，並結合非監督式 K-means 分群與監督式 TreeBagger 分類模型，將橢圓星系的速度彌散剖面分為平坦型(Flat)、下降型(Decline)、上升型(Ascend)及不規則型(Irregular)四類。訓練完成的模型在獨立測試資料上的整體分類正確率達到 88%。

研究團隊進一步將模型應用於 MaNGA DR17 中的 2,624 個橢圓星系，結果發現約 67.9% 呈現平坦型速度彌散剖面，而約 24.5% 為下降型。大量平坦型星系的出現特別值得關注，因為先前研究發現，許多星系團中最明亮的中央星系也具有類似的運動特徵。這項研究展示了機器學習如何協助天文學家快速分析大型星系巡天資料，並為進一步研究星系形成、演化與內部質量分布提供新的統計工具。本研究已發表於 RAS Techniques and Instruments (Duann, Tian & Ko 2023, RASTAI, 2, 649–656)。

https://doi.org/10.1093/rasti/rzad044

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WASP-189b 可能的近紫外早進凌現象及其磁流體力學解釋。上圖為 CUTE 立方衛星對 WASP-189b 三次近紫外凌日的觀測結果，其中第三次觀測(V3）呈現約 31.5 分鐘的可能進凌時間提前，顯示行星前方可能存在額外的吸收物質。下圖則為二維磁流體力學模擬，展示不同快磁聲馬赫數條件下，恆星風與行星磁層交互作用所形成的結構。模擬顯示，明顯的弓形震波需要足夠高速且高密度的恆星風；較低速的恆星風則可能在行星前方形成受到磁場限制的高密度電漿堆積。這些冷卻後的壓縮物質，可能更有利於產生可被近紫外凌日觀測偵測到的早進凌吸收訊號。

段儀博士與研究團隊利用 6U 立方衛星 Colorado Ultraviolet Transit Experiment (CUTE)的資料，研究超熱木星 WASP-189b 是否存在近紫外波段的早進凌(early ingress）現象。在三次凌日觀測中，第三次觀測呈現約 31.5 分鐘的可能相位提前，相當於在行星前方數個行星半徑處存在額外吸收物質。這類訊號長期以來被認為可能與恆星風和系外行星磁層之間的交互作用有關。

為了探討其物理來源，研究團隊進一步進行不同恆星風條件下的磁流體力學模擬。結果顯示，高速且高密度的恆星風確實可以形成典型的弓形震波，但震波後方的電漿溫度可能過高，反而不利於近紫外吸收；當恆星風由高速轉為較低速時，先前受到壓縮的電漿則可能在維持高密度的同時逐漸冷卻，形成更容易被觀測到的磁性電漿堆積區。這項研究顯示，系外行星磁層是否能被觀測到，不只取決於震波是否形成，也與恆星風隨時間的變化及電漿冷卻過程密切相關，並為研究超熱木星的星球—恆星交互作用提供新的觀測與理論框架。本研究已發表於 Astronomy & Astrophysics (Duann et al. 2025, A&A, 703, A24）。

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556404

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利用機器學習連結觀測到的系外行星族群與行星形成歷程。上圖為本研究的分析架構：首先利用 NASA Exoplanet Archive 中的真實系外行星資料，依據行星的物理與軌道動力學特徵進行 Gaussian Mixture Model(GMM)非監督式分群，再將不同觀測族群映射至卵石吸積(pebble accretion)模型所產生的模擬行星族群。下圖比較四類行星族群在三項形成參數上的分布，包括形成初期可利用的原行星盤氣體量(G₁)、行星氣體質量比例(f_qas)，以及冰—岩石質量比。結果顯示，熱巨行星(HG)、以暖木星為主的族群(WJD)、低質量巨行星(LMG)及超高質量氣體巨行星(VMGG)具有不同的形成歷史，其中超高質量氣體巨行星較傾向於在氣體仍相當豐富的原行星盤早期形成。

研究成果介紹

Dr. Yi Duann 與丹麥哥本哈根大學 Globe Institute 行星與恆星形成中心(Center for Star and Planet Formation)研究團隊合作，利用機器學習建立觀測系外行星與理論行星形成模型之間的連結。研究並未事先將行星指定為特定類別，而是利用兩階段 Gaussian Mixture Model，根據行星的軌道與動力學參數，自動辨識觀測資料中自然存在的不同族群。接著，團隊將這些真實行星族群映射至卵石吸積模型產生的模擬行星，使目前無法直接由觀測取得的形成時間、氣體包層成長與固體組成，可以在族群尺度上進行統計比較。

研究中的多項統計檢定進一步證實，不同族群之間的差異並非單純來自視覺上的分群。其中，行星氣體質量比例與行星—恆星質量比呈現最強的族群差異，效應量皆約為 0.67；另一項多類別統計診斷則能以 98.2% 的整體準確率區分這些模擬形成族群。超高質量氣體巨行星的形成初期氣體可利用量最高，中位數約為 0.864，並呈現早期形成與高效率氣體吸積之間的明顯關聯；相較之下，低質量巨行星則具有更廣泛且多樣化的形成歷史。這項研究建立了一座由現今系外行星觀測通往行星形成物理的資料驅動橋樑。本研究已發表於 Astronomy & Astrophysics (Duann et al. 2026, A&A, 711, A238)。

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202659961

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碳質塵埃如何影響太空中的 CO₂ 形成？
從本校物理系及天文所陳俞融教授的研究團隊：在寒冷的宇宙環境中，星際塵埃表面常覆蓋著一層冰晶，其中包含 CO、CO₂ 和 H₂O 等分子。這些冰晶保存了重要的揮發性物質，也參與恆星與行星形成過程中的化學演化。
在實驗室裡，科學家經常利用平滑、化學性質穩定的表面來研究星際冰晶，並假設當冰晶層夠厚時，底下的表面就不再重要。然而，真實的星際塵埃其實具有高度多孔的結構。那麼，塵埃表面的特性，是否仍會影響覆蓋在上面的冰晶？
在這項研究中，科學家將 CO、CO₂ 和 H₂O 冰晶分別沉積在平滑的 CaF2 表面，以及實驗室製作的多孔碳質塵埃類比物上，並在 15 K 的低溫下利用紅外光譜觀察冰晶的特徵，再逐步升溫追蹤它們的變化與脫附行為。
主要發現
• 碳質塵埃改變了 CO 和 CO₂ 冰晶的紅外光譜特徵。
• CO 和 CO₂ 會擴散進入多孔塵埃中，使脫附延後。
• 相較之下，H₂O 冰晶受到塵埃表面的影響較小。
這項研究為什麼重要？
研究顯示，星際塵埃並不只是承載冰晶的「背景舞台」。它的多孔結構會影響分子的排列方式、我們看到的紅外光譜，以及分子何時從冰晶中脫附回到氣相。因此，在解讀 JWST 等天文望遠鏡觀測到的星際冰晶光譜時，塵埃與冰晶之間的交互作用也是不可忽略的一環。這些結果也有助於建立更貼近真實星際環境的化學模型，進一步了解恆星與行星形成環境中的物質演化。

Y.-H. Chiu, T. Suhasaria*, C. Jäger, C.-Y. Lee, K.-J. Chuang, Th. Henning, and Y.-J. Chen*, Molecule-speci c di usion and desorption of interstellar ices on carbonaceous dust , A&A, 712, L16 (2026)

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CO 光譜能告訴我們星際冰晶的形成故事嗎？
從本校物理系及天文所陳俞融教授的研究團隊：在寒冷的宇宙環境中，各種分子會陸續附著在塵埃表面，逐漸形成冰晶外殼。這些冰晶並不是單一、均勻的結構，而會隨著周遭溫度、化學組成與形成歷程不同，呈現出不同的排列方式與局部環境。這些差異，也會反映在它們的紅外光譜上。
其中，CO 是一個特別敏感的「探針」。它的紅外吸收特徵，會隨著周圍有哪些分子、冰晶是混合還是分層，以及形成時經歷過什麼樣的溫度變化而改變。問題是，過去許多實驗都在固定低溫下製作冰晶，但真實宇宙中的塵埃，往往是在持續降溫的過程中逐步累積分子。那麼，CO 的光譜是否能幫助我們看出這些冰晶是如何形成與演化的？
在這項研究中，科學家製作含有 CO、H₂O、NH₃、CH₄、CO₂ 與 CH₃OH 的冰晶，並比較兩種形成方式：一種是在固定 12 K 下沉積，另一種則是在溫度從 200 K 降到 12 K 的過程中持續沉積。研究團隊再利用這些實驗光譜建立 CO 的特徵資料庫，並拿來分析 JWST 對兩條分子雲視線與一個原行星盤的觀測結果。
主要發現
• CO 的光譜形狀可以反映冰晶中的化學環境與結構。
• 降溫過程中形成的冰晶較容易呈現分層結構，固定低溫沉積則較容易形成混合冰晶。
• JWST 光譜顯示，分子雲中的 CO 主要存在於分層環境，而原行星盤中的冰晶則更複雜，也經歷了更多後續重整。
這項研究為什麼重要？
這項研究顯示，CO 的紅外吸收帶不只是辨認分子的「光譜指紋」，也可以成為讀取星際冰晶形成歷史與內部結構的線索。透過把實驗室光譜直接與 JWST 觀測連結，科學家可以更進一步了解冰晶中的分子如何排列，以及這些結構如何從相對平靜的分子雲，演變到更動態、受熱與擾動影響的原行星盤環境。

R. Aslam, C.-Y. Lee, Y.-H. Chiu, C. Cecchi-Pestellini*, A. Ciaravella, A. Jiménez-Escobar, A. Mangione, & Y.-J. Chen*, CO Line Pro les in Accreting Ices, ApJ, 1003, 3 (2026)

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碳質塵埃如何塑造太空中的 CO₂ 化學？
從本校物理系及天文所陳俞融教授的研究團隊：宇宙中散布著大量微小的富碳塵埃。別看它們尺寸微小，表面卻像是一座座迷你化學實驗室：周圍氣體中的分子可以附著在塵埃上，並在這裡展開各種化學反應。
過去研究已發現，當覆蓋水冰的碳質塵埃受到X射線或紫外光照射時，可以形成 CO₂。但一顆塵埃「本身是什麼樣子」，是否也會影響 CO₂ 的形成？特別是塵埃的厚度與含氫程度，扮演了什麼角色？
在這項研究中，科學家在實驗室製作不同厚度與含氫程度的碳質塵埃類比物，在僅 15 K 的低溫下覆上一層水冰，再以極紫外光照射，模擬這類在原行星盤環境中特別重要的高能輻射過程。
主要發現
• 塵埃厚度越厚，形成的 CO₂ 越多。
• 含氫的碳質塵埃具有更高的反應性。
• 極紫外光照射還會改變碳的結構，促使 C≡C 三鍵的形成。
這項研究為什麼重要？研究顯示，碳質塵埃並非只是讓冰晶附著的「背景舞台」，塵埃本身的厚度與含氫程度，也會左右冰晶與塵埃交界處發生的化學反應。這些結果讓我們更進一步了解，在孕育行星系統的原行星盤中，CO₂ 與富碳物質可能如何受到高能輻射影響，並隨著環境持續演化。

C.-Y. Lee*, K.-J. Chuang*, Y.-Y. Hsu, C. Jäger, Th. Henning, & Y.-J. Chen*, Extreme-ultraviolet Photochemistry in Water-covered Carbonaceous Dust Analogs: Effects of Dust Thickness and Hydrogen Content, ApJ, 1004, 181 (2026)

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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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