義工天文訓練班 --- 第三講內容

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1 雙星 變星 星團 星雲 第 10 篇 今次離開太陽系, 了解一些雙星 變星 星團和星雲 雙星 根據歐洲依巴谷衛星 ( 簡稱 Hipparcos) 的巡天觀測,12 等內的星大約有 1 / 5 是雙星 (double stars) 或聚星 (multiple stars) 目視雙星是視線上貼近的星, 常說有大熊座的開陽 (Mizar), 它與較暗的輔 (Alcor) 幾乎在同一視線, 兩星前後相隔二光年, 至今我們未肯定它們是否有物理聯係, 但開陽本身確是有兩星互繞的 物理雙星 (binary) 天鵝座的輦道增七 (Albireo / β Cyg) 未知是否物理雙星, 不過它是雙星中最美麗的, 用望遠鏡看較亮的主星呈橙色, 伴星藍色, 主伴分隔 34 角秒 易辨的雙星見書尾附錄, 除開陽和輦道增七外, 知名的還有天琴 Double-Double 獵戶 Trapezium 大犬 Winter Albireo 仙女 γ 等 天鵝座 輦道增七 所有物理雙星必定圍繞兩星的共同質心旋轉, 主星 質心 伴星永遠連成直線, 因此主伴兩星都有相同的軌道週期, 軌道的大小必定如右圖所示 : M a 1 = m a 2 雙星動畫 物理雙星又分為幾類 : 分光雙星 (spectroscopic binary) 有些雙星的主伴星非常貼近, 即使用望遠鏡也只見到一點光, 但從分光儀得知光源卻是雙星, 像下圖 A B 兩星因互繞關係, 星光譜線會出現有週期性的紅移及藍移 ( 前講義說的多普勒效應 ), 從紅 藍移的交替規律我們便可以分析雙星的移動速度 軌道週期和質量 利用這種方法鑑定的雙星稱為分光雙星, 例如已知是物理雙星的開陽, 主星 A 與伴星 B 現時相隔 14 角秒,A B 本身亦是分光雙星, 因此開陽是四星系統 分光雙星 : 紅移表示星退行 ( 正視向速度 ), 藍移表示星前行向地球 用望遠鏡看, 開陽 - 輔分隔 12 角分, 開陽 A - B 分隔 14 角秒 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 1 of 24

2 掩食雙星 (eclipsing binary) 因兩星交食而光變的星稱為掩食雙星 著名例子有英仙 β, 又稱大陵五 (Algol), 俗名魔星 (The Demon Star), 它也是分光雙星, 距離地球 90 光年, 主星 A 與伴星 B 相隔只有 角秒, 望遠鏡不能分辨它們, 但因為光源的亮度變化很有規律和符合星掩現象, 我們便推斷它是掩食雙星 下圖說明大陵五中雙星的掩食過程 : 當較暗的 B 遮掩 A 時, 亮度跌至 3.4 等, 兩星分開時升至 2.1 等, 較光的 A 遮掩 B 時又微跌至 2.2 等, 就這樣兩星互掩使亮度循環變化, 週期 68.8 小時 詳細分析更顯示 A 和 B 星被一顆 1.7 M 的 C 星圍繞, 週期 681 天 另一掩食例子是天琴 β, 亮度變化 3.4 ~ 4.3 等, 掩食週期 12.9 天 密近雙星 (close binary) 在這種雙星內 ( 右圖 ), 兩星十分靠近, 雙方引力使星體變形, 甚至拉出物質流向另一方或彼此連接起來 虛線是引力約束面, 稱 洛希瓣 (Roche lobe), 星體的膨脹只容許到洛希瓣面, 隨後的外流物質只能通過拉格朗日點 L1 輸往對方 密近雙星例子有上述的天琴 β ( 兩星之間有物質流動 ) 和大熊 W ( 兩星表面連接一起 ) 參考 : 天體測量雙星 (astrometric binary) 有時雙星中的伴星因某些原因而不可見或很難見, 但由於雙星繞着質心運行, 從地球見到的主星便不斷沿自行方向的兩旁擺動, 儘管擺動輕微, 我們仍然可以通過測量得知伴星的存在 例如 8.6 光年遠的天狼星, 它有一顆暗近萬倍的伴星, 天狼星的光芒往往把伴星掩沒 1844 年德國數學家貝塞爾 (F. W. Bessel) 研究天狼星的擺動, 預言天狼伴星存在, 十八年後伴星終被克拉克 (Alvan Clark) 在測試 18 吋折射鏡時發現 說起來, 克拉克的發現有點幸運, 因為他試鏡時天狼雙星分隔達 9 角秒, 伴星勉強可見, 如果在早幾年試鏡, 主伴星更靠近, 即使用更大口徑觀測也未必見到伴星 左 : 哈勃太空望遠鏡在 2003 年拍攝的天狼主星 ( 1.5 等 ) 及其伴星 (8.3 等 ), 當時兩星分隔 6 或 16 AU 中 : 年天狼主星在天空的擺動行跡, 虛線是伴星的行跡 右 : 天狼伴星相對主星的軌道 天狼雙星的角距在 3 ~ 11 角秒之間變化, 週期 50 年 鑑定它們的軌道後, 主星和伴星的質量便可以用牛頓 - 開普勒定律推算出來, 見前講義 開普勒定律 牛頓引力定律 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 2 of 24

3 一些暗雙星是依靠太空配合地面觀測才發現的, 例子有船帆座的盧曼 16 (Luhman 16), 它是一對互繞的低溫棕矮星, 亮度暗過 10 等 主星在 2011 年由 WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) 紅外線探測器發現, 後來從地面觀測再找到伴星, 兩星總質量小於 0.1 M, 發現時相隔 1.5 角秒或 3 AU, 互繞週期 25 年, 距離地球 6.5 光年 盧曼 16 是目前繼比鄰星 (4.2 光年遠 ) 和巴納德星 (6.0 光年遠 ) 之後最近太陽的星系統 X 射線雙星 (X-ray binary) 雙星不局限於有正常核能的星, 它可以由無核能的緻密天體與正常伴星構成, 也可以完全是一對緻密天體 緻密天體指下篇論述的白矮星 中子星或星黑洞 設一中子星與正常伴星彼此靠近, 前者的強大引力會吸積伴星物質, 繼而產生連續的 X 射線 ( 見 星光的本質 ), 甚至有物質以近光速撞落中子星而激發短暫的 X 射線閃變 出現這情況的系統又稱為 X 射線雙星, 例子有天蠍座的 Sco X-1 合併視星等 設右圖的物理雙星由 A 和較暗的 B 星組成,A 與 B 非常接近, 視覺上這雙星看似單一星體 S; 如果 A 的視星等是 a,b 的視星等是 b,a 和 B 的合併視星等 ( 即是 S 的視星等 ) 是 s, 那麼 s = a 2.5 log ( a b ) 視星等 a b 合併視星等 s 算式證明根據光度和星等的定義, 若兩顆星 A B 到地球的距離相同, b A 星 :B 星光度比例 = L A / L B = a a S 星 :A 星光度比例 = L S / L A = s b S 星光度是主伴兩星光度之和, 因此 L S = L A + L B = L A + (L A / a a ) = L A ( b ) a L S / L A = b a s a = b a 簡化式子後得 s = a 2.5 log ( b ) 例 : 在雙子座的北河二 (Castor / α Gemini) 是物理雙星, 互繞週期 467 年, 主星視星等 2.0, 伴星視星等 2.9, 2.0 兩星的合併視星等 = log ( ) = 1.6 例 : 如果物理雙星內的主伴星亮度相同, zero s a = 2.5 log ( ) = 0.75 即是合併後的亮度比主星或伴星亮 0.75 個星等 變星 本文指的變星是光度隨內部結構 輻射機制或大氣情況而變化的星, 主要分類有造父變星 天琴 RR 型變星 長週期變星 不規則變星 有編號的變星近八萬顆, 下表是一些較易分辨的亮變星 : 星名 赤經 赤緯 視星等變化 變化週期 類型 仙王 δ Delta Cephei 22h 29.2m 天 造父變星 天鷹 η Eta Aquilae 19h 52.5m 天 造父變星 劍魚 β Beta Doradus 05h 33.6m 天 造父變星 雙子 ζ Zeta Geminorum 07h 04.1m 天 造父變星 鯨魚 O Omicron Ceti 02h 19.3m ( ) 332 天 長週期變星 天鵝 χ Chi Cygni 19h 50.6m ( ) 407 天 長週期變星 英仙 ρ Rho Persei 03h 05.2m 天? 不規則變星 雙子 η Eta Geminorum 06h 14.9m 天? 不規則變星 獵戶 α Alpha Orionis 05h 55.2m 年? 不規則變星 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 3 of 24

4 造父變星 這類變星以仙王 δ ( 造父一 ) 為代表, 故稱 Cepheid variables 或 Cepheids, 譯名 " 造父變星 " 造父變星會依其金屬豐度再分為經典型 (Classical Cepheids, 亦稱 I 型 ) 及 II 型 ( 亦稱 W Virginis variables), 前者佔數比後者多, 本文後述的造父變星都是經典型 經典造父變星是大質量 ( 約 5 ~ 20 倍太陽質量 ), 金屬含量較多的非主序星, 譜型 F5 至 K2 之間, 所以顏色偏黃 這時期的星體內已累積一層氦, 氦原子只有兩個電子, 它會按溫度壓力等條件而電離, 如果氦層是一次電離 ( 氦原子失去一個電子 ), 氦層仍然是透明的, 於是核心的輻射便透過氦層向外輸出, 氦層因此吸收透過的能量令本身升溫, 結果氦再失多一個電子變成二次電離, 二次電離的氦只剩下原子核, 所以氦層變成半透明, 星的亮度因而減弱, 星的外層因少受熱而收縮, 同時氦層也因少吸核心能量而降溫, 氦再次回復一次電離, 就這樣, 星體的亮度和直徑跟隨氦層的電離程度 ( 透明度 ) 作循環變化 變幅介乎 0.5 至 2 個星等, 週期 1 至 30 天, 少數長達 50 天 ( 例如在船尾座的 RS Puppis, 光變週期 42 天 ) 目前已知約有 700 顆經典造父變星在銀河系, 通常分佈在旋臂上, 在其他星系也找到造父變星 1912 年美國女天文學家勒維特 (Leavit) 發現造父變星的光變週期與光度有特定的關係 (period-luminosity relation), 光變週期越長, 光度越大, 因此測定某一造父變星的週期, 我們便得知它的光度或絕對星等, 從絕對星等與視星等之差又可算出該星及其母星系的距離 勒維特的發現相當重要, 當代人以為仙女座的 M31 是在銀河系之內的 旋渦星雲, 後來哈勃 (Edwin Hubble) 利用 M31 內的造父變星測定 M31 原來是在銀河系之外的一個星系 哈勃也利用這種測距法找出星系距離與紅移的關係, 得到宇宙膨脹的印象 自此之後, 造父變星已成為一種有效的距離指標, 坊間稱之為 量天尺, 適用於測距到大約 30 Mpc ( 一億光年 ) 造父變星的週期 - 光變關係 光變週期越長, 光度越大 年的哈勃 2. 哈勃在 1923 年用一百吋望遠鏡拍攝的 M31, 右上角手寫字 VAR! 就是他用來測定星系距離的造父變星 星等 - 距離公式見第 1 篇講義 : M = m log (d) AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 4 of 24

5 例 : 造父變星測距法 圖一是綜合許多經典造父變星資料後得到的週期 - 光度曲線, 縱軸是絕對星等 M, 橫軸是光變週期 P 的對數, 在橫軸 0.8 至 1.6 之間的線段呈現這個關係 : M = 2.81 log (P) 1.43 圖二是哈勃太空望遠鏡從 M100 星系取得一顆編號 8 經典造父變星的光變數據 ( 來源 ), 這變星的視星等在 ~ 之間變化, 平均視星等 m = ( ) /2 = 25.74, 光變週期 P = 26.5 天 從週光曲線得出相應的絕對星等 M = 2.81 log (26.5) 1.43 = 5.43, 設 M100 到地球的距離為 d, M = m log (d) 5.43 = log (d) d = 17.1 Mpc 或 56 百萬光年 以造父變星為量天尺, 一般的測距誤差在 20 % 內 或許你問 : 我們怎樣肯定這把量天尺的準確性呢? 原來有些造父變星是比較接近地球的, 我們可以採用三角學的視差法 (parallax) 首先鑑定星的距離, 然後將視差結果與造父變星的測距結果對照, 這樣便可印證造父變星測距法的準確程度和適用範圍了 利用造父變星, 我們又可校準適用更遠距離的量天尺, 不同測距範圍的量天尺便組成了一套完整的量天階梯 (distance ladder), 造父變星測距法正是這階梯中的第二級, 視差法是第一級 在後講義 星的演化 中, 我們將會論述另一種叫 Ia 型超新星, 能顯示更遠距離的量天尺 天琴 RR 型變星 (RR Lyrae variables) 這類星的光變週期少於 1 天, 變幅約為 1 個星等, 但絕對星等固定在 +0.6 左右 ( 相當於 50 L ), 因此它又是一種量天尺, 適用於測距到大約 3 百萬光年 天琴 RR 型變星最初在觀測天琴座的 RR 星時發現, 後來更多同類在銀河系的球狀星團內找到, 結果許多球狀星團的距離都被天文學家計算出來, 從而得出球狀星團在銀河系的分佈情況 銀河系中心在人馬座等等的結論, 球狀星團將在下一節再述 例 : 設 M3 球狀星團的距離為 d, 在 M3 內某天琴 RR 型變星的平均視星等為 15.7 根據公式 M = m log (d) 0.6 = log (d) d = pc 或 光年 M3 是銀河內的球狀星團, 白圈是星團中的天琴 RR 型變星, 可以當作量天尺測定 M3 的距離 來源 : Harvard CfA - J. Hartman & K. Stanek AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 5 of 24

6 長週期變星 這類變星的光變週期由大約三個月至幾年不等, 例子有鯨魚座的 Omicron Ceti ( 芻藁增二 ), 距離地球約 300 光年, 亮度變化 2 ~ 10 等, 週期 332 天 由於它的亮度在目視極限的 6 等上下起落, 所以有時在天空出現, 有時消失 十七世紀時歐洲人察覺它的奇妙表現, 於是以拉丁文命名 Mira, 即是精彩奇妙的意思 Mira 與造父變星不同, 它屬於低質量星, 前身像太陽, 當星核的氫燃料殆盡後, 氦聚變成為主導能源令外層的氫膨脹如火星軌道, 表面溫度低於 3500 K, 即是我們形容的紅巨星 Mira 正好代表紅巨星的晚年, 它的狀態並不穩定, 體積不斷脈動, 亮度也跟隨變化, 不過 Mira 的紅巨星生涯不會持久, 它將會過渡至 行星狀星雲 階段, 最後星雲散去只剩下居中無核能的白矮星, 行星狀星雲稍後再述 Mira 亦與暗弱變星 VZ Ceti 構成一密近雙星系統, 互繞週期約 400 年 不規則變星 這種變星最令人迷惑, 其中一分類稱 北冕 R 型變星 (R CrB variables), 它是富碳質的大質量星, 星光帶黃, 亮度在幾年內反覆變化, 也可以不變化, 因此沒有規則可言 到了 2007 年, 不規則之謎才被解開 歐洲南天文台 (ESO) 利用精密的 VLT 干涉儀觀測一顆在人馬座的 RY Sagittarii, 它是南半球最亮的北冕 R 型變星, 表面被一團碳氣遮掩 ( 下圖 ), 研究認為星體內的劇烈對流作用把碳氣帶上星面, 但碳氣並不均勻, 當較密的碳氣遮掩星面時, 星光便暗下來, 當碳氣被星面的星風 (stellar wind) 吹散後, 星光便回復正常的 6 等 RY Sagittarii 體內的對流作用把碳氣帶到星面 蝎虎 BL 型天體 年, 觀測者發覺蝎虎座 BL (BL Lacertae 或簡寫 BL Lac) 好像一顆 14 ~ 17 等的不規則變星, 只有連續光譜但沒有明顯的譜線, 後來發現多個同樣的特殊天體, 於是不再用變星編號而統稱為 蝎虎 BL 型天體 (BL Lac objects) 它們具備以下的觀測特性 : 1. 極不規測的快速光變, 持續由幾十分鐘到幾個月不等 2. 幾乎沒有譜線的連續光譜, 要採用高分辨的攝譜儀, 同時要遮掩或減低主體光芒才見到暗弱而窄的譜線 3. 從射電 紅外 光學 紫外到 X 射綫都呈現大偏振的非熱輻射 實際上, 蝎虎 BL 型天體不是銀河的星而是一個活動星系核心, 由於核心的噴流朝向觀測者, 因而形成了光變和偏振的現象 現今蝎虎 BL 型天體被納入 耀變體 (blazer) 類, 在後講義再述 JD ( 儒略日期 Julian Date) 撤除公曆中的閏日, 以公元前 4713 年 1 月 1 日正午為日期起點, 以後每 24 小時遞增 1 天, 例如 1997 年 9 月 8 日 12:00 UT, 轉換為 JD 便等於 天, 兩者之間的轉換見 人造衛星時代再推出 MJD ( 簡化儒略日期 Modified Julian Date), 它以 1858 年 11 月 17 日凌晨為起點, 轉換公式是 MJD = JD 變星觀測常用 JD 或 MJD 計時 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 6 of 24

7 梅西爾星表 NGC IC 及其他星表 星表是觀星的重要工具, 最早有實用價值的星表要算是梅西爾星表 (Messier Catalogue), 編者原是十八世紀的查里斯 梅西爾 (Charles Messier) 梅西爾是法國人, 本身喜愛搜獵彗星, 他把找到的 103 個天體記錄下來, 以方便他尋找彗星時不會被這些天體混淆 後人把他的星表擴展至 110 個, 其中星團佔 56, 星系佔 40, 星雲佔 12, 雙星及超新星殘骸各一, 詳見下頁的圖表 查里斯 梅西爾 ( ) 梅西爾的繪圖 ( 左 ) 獵戶座 M42 及 M43 星雲, 四合星 Trapezium 在 M42 的中心 ( 右 ) 仙女座 M31 M32 及 M110, 當代人以為它們是 星雲 新總星表 (New General Catalogue / NGC) 亦是廣為人知的深空天體星表之一, 最初由十九世紀後期的丹麥天文學家 Dreyer 在 William Herschel 觀測的基礎上整理而成, 隨後星表增加至大約 7800 個天體, 後來更有補充的索引星表 (Index Catalogue / IC), 包括約 5300 個天體, 同時更正了 NGC 原有的錯誤 (On-line NGC / IC / Messier Catalogue ) 此外, 知名的星表有 : Hipparcos and Tycho Catalogues,1997 年完成, 根據歐洲的 Hipparcos 衛星和 Tycho Survey 的探測結果而制定, 約有 12 萬顆關於視差 自行及亮度至 12 等的星 2000 年的 Tycho-II Catalogue 擴展到 2.5 百萬顆星 2016 年, 歐洲太空天文台 Gaia 完成了更具規模及精密的空間普查, 涉及 10 億顆星, 部分星視差小至微角秒級 (micro-arcsecond), 其結果將會陸續公開 Hubble Guide Star Catalog (GSC), 為配合哈勃太空望遠鏡和宇航而設, 約有 2 千萬顆 6 ~ 15 等的星,GSC-II 有 9 億多顆暗至 21 等的星 PPM Star Catalogue (Positions and Proper Motions Star Catalogue), 約有 37 萬顆暗至 11 等的星, 它已取代了舊有的 SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory) 星表 Principal Galaxy Catalogue (PGC),1989 年的初版有 7 萬多個星系, 後來的 PGC 2003 擴展至 1 百萬個暗至 18 等的星系 Washington Double Star Catalog (WDS),2012 年時約有 11 萬對雙星 / 聚星 General Catalogue of Variable Stars (GCVS),2011 年版約有 4 萬顆變星 Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae,2000 年版約有 1500 個行星狀星雲 1950 及 60 年代關於發射星雲的 Gum Catalog RCW Catalogue 和 Sharpless Catalog 有時, 業餘觀星者也用科德韋爾星表 (Caldwell Catalogue) 作為梅西爾星表的補充, 它依赤緯次序選出 109 個深空天體, 包括一些梅西爾星表沒有的南天天體 互聯網亦提供許多太陽系以外的天體資料, 例如 NED SIMBAD MAST SDSS NASA Exoplanet Archive 等 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 7 of 24

8 梅西爾星表的天體 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 8 of 24

9 梅西爾星表 Messier Catalogue ( 不同來源列出的視直徑 視星等 距離和星系分類可能有別 ) 編號 NGC 所在 赤經 赤緯 視直徑 視星等 距離 分類 別名 / IC 星座 ( 角分 ) ( 千光年 ) 金牛 05h 34.5m x 超新星殘骸 蟹狀星雲 寶瓶 21h 33.5m 球狀星團 獵犬 13h 42.2m 球狀星團 天蠍 16h 23.6m 球狀星團 巨蛇 15h 18.6m 球狀星團 天蠍 17h 40.1m 疏散星團 蝴蝶星團 天蠍 17h 53.9m 疏散星團 人馬 18h 03.8m x 星雲 礁湖星雲 蛇夫 17h 19.2m 球狀星團 蛇夫 16h 57.1m 球狀星團 盾牌 18h 51.1m 疏散星團 野鴨星團 蛇夫 16h 47.2m 球狀星團 武仙 16h 41.7m 球狀星團 蛇夫 17h 37.6m 球狀星團 飛馬 21h 30.0m 球狀星團 巨蛇 18h 18.8m 星團 + 星雲 鷹星雲 人馬 18h 20.8m 星雲 奧米加 ( 天鵝 ) 星雲 人馬 18h 19.9m 疏散星團 蛇夫 17h 02.6m 球狀星團 人馬 18h 02.3m 星雲 三裂 ( 三葉 ) 星雲 人馬 18h 04.6m 疏散星團 人馬 18h 36.4m 球狀星團 人馬 17h 56.8m 疏散星團 24 IC 4715 人馬 18h 18.4m 銀河旋臂的一部分 25 IC 4725 人馬 18h 31.6m 疏散星團 盾牌 18h 45.2m 疏散星團 狐狸 19h 59.6m x 行星狀星雲 啞鈴星雲 人馬 18h 24.5m 球狀星團 天鵝 20h 23.9m 疏散星團 摩羯 21h 40.4m 球狀星團 仙女 00h 42.7m x ,500 Sb 星系 仙女星系 仙女 00h 42.7m x ,500 E2 星系 三角 01h 33.9m x ,000 Sc 星系 三角星系 英仙 02h 42.0m 疏散星團 雙子 06h 08.9m 疏散星團星系外觀分類 御夫 05h 36.1m 疏散星團 Sb = Spiral barred 御夫 05h 52.4m 疏散星團 Sc = Spiral elliptical 御夫 05h 28.7m 疏散星團 E = Elliptical 天鵝 21h 32.2m 疏散星團 Ir = Irregular 40 大熊 12h 22.4m 雙星 大犬 06h 46.0m 疏散星團 獵戶 05h 35.4m x 星雲 獵戶星雲 獵戶 05h 35.6m x 星雲 巨蟹 08h 40.1m 疏散星團 蜂巢星團 45 Pleiades 金牛 03h 46.9m 疏散星團 昴 ( 七姊妹 ) 星團 船尾 07h 41.8m 疏散星團 船尾 07h 36.6m 疏散星團 長蛇 08h 13.8m 疏散星團 室女 12h 29.8m x ,000 E4 星系 麒麟 07h 03.2m 疏散星團 獵犬 13h 29.9m x ,000 Sc 星系 渦狀星系 仙后 23h 24.2m 疏散星團 后髮 13h 12.9m 球狀星團 人馬 18h 55.1m 球狀星團 人馬 19h 40.0m 球狀星團 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 9 of 24

10 梅西爾星表 Messier Catalogue ( 不同來源列出的視直徑 視星等 距離和星系分類可能有別 ) 編號 NGC 所在 赤經 赤緯 視直徑 視星等 距離 分類 別名 / IC 星座 ( 角分 ) ( 千光年 ) 天琴 19h 16.6m 球狀星團 天琴 18h 53.6m 行星狀星雲 戒指 ( 環狀 ) 星雲 室女 12h 37.7m x ,000 Sb 星系 室女 12h 42.0m x ,000 E3 星系 室女 12h 43.7m x ,000 E1 星系 室女 12h 21.9m x ,000 Sc 星系 蛇夫 17h 01.2m 球狀星團 獵犬 13h 15.8m x ,000 Sb 星系 向日葵星系 后髮 12h 56.7m x ,000 Sb 星系 黑眼星系 獅子 11h 18.9m x ,000 Sb 星系 獅子 11h 20.2m x ,000 Sb 星系 巨蟹 08h 50.4m 疏散星團星系外觀分類 長蛇 12h 39.5m 球狀星團 Sb = Spiral barred 人馬 18h 31.4m 球狀星團 Sc = Spiral elliptical 人馬 18h 43.2m 球狀星團 E = Elliptical 天箭 19h 53.8m 球狀星團 Ir = Irregular 寶瓶 20h 53.5m 球狀星團 寶瓶 20h 59.0m 疏散星團 雙魚 01h 36.7m x ,000 Sc 星系 人馬 20h 06.1m 球狀星團 /651 英仙 01h 42.3m x 行星狀星雲 小啞鈴星雲 鯨魚 02h 42.7m x ,000 Sb 星系 獵戶 05h 46.7m x 星雲 天兔 05h 24.5m 球狀星團 天蠍 16h 17.0m 球狀星團 大熊 09h 55.6m x ,000 Sb 星系 波德星系 大熊 09h 55.8m x ,000 Ir 星系 雪茄星系 長蛇 13h 37.0m x ,000 Sc 星系 室女 12h 25.1m x ,000 E1 星系 后髮 12h 25.4m x ,000 Ep 星系 室女 12h 26.2m x ,000 E3 星系 室女 12h 30.8m ,000 E1 星系 后髮 12h 32.0m x ,000 Sb 星系 室女 12h 35.7m ,000 E0 星系 室女 12h 36.8m x ,000 Sb 星系 后髮 12h 35.4m x ,000 Sb 星系 武仙 17h 17.1m 球狀星團 船尾 07h 44.6m 疏散星團 獵犬 12h 50.9m x ,000 Sb 星系 獅子 10h 44.0m x ,000 Sb 星系 獅子 10h 46.8m x ,000 Sb 星系 大熊 11h 14.8m 行星狀星雲 貓頭鷹星雲 后髮 12h 13.8m x ,000 Sb 星系 后髮 12h 18.8m ,000 Sc 星系 后髮 12h 22.9m x ,000 Sc 星系 大熊 14h 03.2m ,000 Sc 星系 風車星系 天龍 15h 06.5m ,000 E6 星系 (NGC 5866 是後人加入的天體 ) 仙后 01h 33.2m 疏散星團 室女 12h 40.0m x ,000 Sb 星系 寬邊帽星系 獅子 10h 47.8m x ,000 E1 星系 獵犬 12h 19.0m x ,000 Sb 星系 蛇夫 16h 32.5m 球狀星團 大熊 11h 11.5m x ,000 Sc 星系 大熊 11h 57.6m x ,000 Sb 星系 仙女 00h 40.4m x ,600 E6 星系 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 10 of 24

11 科德韋爾星表 Caldwell Catalogue ( 不同來源列出的視直徑 視星等和距離可能有別 ) 編號 NGC 所在 赤經 赤緯 視直徑 視星等 距離 分類 別名 / IC 星座 hr min deg min ( 角分 ) ( 千光年 ) 仙王 疏散星團 2 40 仙王 行星狀星雲 蝴蝶結星雲 天龍 x ,000 星系 仙王 x 疏散星團和星雲 鳶尾花星雲 5 IC 342 鹿豹 ,000 星系 天龍 (core) 行星狀星雲 貓眼星雲 鹿豹 x ,000 星系 仙后 疏散星團 9 Sh2-155 仙王 x 星雲 洞穴星雲 仙后 疏散星團 仙后 x ~ 11 星雲 氣泡星雲 仙王 x ,000 星系 煙花星系 仙后 疏散星團 貓頭鷹星團 / 884 英仙 & 疏散星團 雙星團 天鵝 行星狀星雲 眨眼星雲 蝎虎 疏散星團 仙后 x ,500 星系 仙后 ,000 星系 19 IC 5146 天鵝 疏散星團和星雲 繭星雲 天鵝 x 星雲 北美洲星雲 獵犬 x ,000 星系 仙女 ~ 6 行星狀星雲 藍雪球星雲 仙女 x ,000 星系 英仙 ,000 星系 英仙座 A 天貓 球狀星團 獵犬 x ,000? 星系 天鵝 x 星雲 眉月星雲 仙女 疏散星團 獵犬 x ,000? 星系 飛馬 x ,000 星系 31 IC 405 御夫 x 星雲 火焰之星星雲 獵犬 x ,000 星系 鯨魚星系 天鵝 x 超新星殘骸 東面紗星雲 天鵝 x 超新星殘骸 西面紗星雲 后髮 x ,000 星系 后髮 x ,000? 星系 狐狸 疏散星團 后髮 x ,000? 星系 細針星系 雙子 ? 行星狀星雲 愛斯基摩星雲 獅子 x ,000 星系 41 Mel 25 金牛 疏散星團 畢星團 海豚 球狀星團 飛馬 x ,000 星系 飛馬 x ,000 星系 牧夫 x ,000? 星系 麒麟 x 1 ~ 星雲 哈勃變光星雲 海豚 球狀星團 巨蟹 x ,000 星系 麒麟 x ? 星雲 玫瑰星雲 麒麟 ? 疏散星團 ( 在玫瑰星雲內 ) 51 IC 1613 鯨魚 x ,300 星系 室女 x ,000? 星系 六分儀 x ,000 星系 紡錘星系 麒麟 疏散星團 寶瓶 x ~ 4 行星狀星雲 土星星雲 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 11 of 24

12 科德韋爾星表 Caldwell Catalogue ( 不同來源列出的視直徑 視星等和距離可能有別 ) 編號 NGC 所在 赤經 赤緯 視直徑 視星等 距離 分類 別名 / IC 星座 hr min deg min ( 角分 ) ( 千光年 ) 鯨魚 行星狀星雲 顱骨星雲 人馬 ,600 星系 巴納德星系 大犬 ? 疏散星團 長蛇 行星狀星雲 木星鬼影 烏鴉 x ,000? 星系 天線星系 烏鴉 x ,000? 星系 天線星系 鯨魚 x ,000 星系 寶瓶 x 行星狀星雲 螺旋星雲 大犬 疏散星團和星雲 玉夫 x ,000 星系 銀幣星系 長蛇 球狀星團 天爐 x ,000 星系 南冕 ~ ? 星雲 天蠍 行星狀星雲 臭蟲星雲 玉夫 x ,000 星系 船尾 疏散星團 玉夫 x 6 8 7,000 星系 天鴿 球狀星團 船帆 x 行星狀星雲 八裂星雲 天蠍 疏散星團 天蠍 疏散星團和星雲 半人馬 x ,000? 星系 半人馬 A 星系 南冕 球狀星團 船帆 球狀星團 半人馬 球狀星團 奧米加球狀星團 天壇 球狀星團 天壇 疏散星團 半人馬 x ,000 星系 半人馬 球狀星團 85 IC 2391 船帆 疏散星團 船帆 omicron 天壇 球狀星團 時鐘 球狀星團 圓規 疏散星團 矩尺 疏散星團 矩尺 S 星團 船底 ? 行星狀星雲 船底 疏散星團 船底 x 120 4? 6.5 ~ 10 星雲 船底星雲 孔雀 球狀星團 南十字 疏散星團 珠寶盒星團 南三角 疏散星團 船底 疏散星團 半人馬 疏散星團 南十字 疏散星團 99 - 南十字 x 黑暗星雲 煤袋星雲 100 IC 2944 半人馬 x 疏散星團和星雲 走地雞星雲 孔雀 x ,000 星系 102 IC 2602 船底 疏散星團 船底 θ 星團 劍魚 x 疏散星團和星雲 蜘蛛星雲 杜鵑 球狀星團 蒼蠅 球狀星團 杜鵑 球狀星團 杜鵑 天燕 球狀星團 蒼蠅 球狀星團 蝘蜓 行星狀星雲 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 12 of 24

13 星團 在梅西爾星表中有一半是銀河系內的星團, 同一團內的星年齡大約相同, 以形狀分有疏散星團 (open clusters) 和球狀星團 (globular clusters) 比疏散星團更鬆散但有物理聯系的星群則叫 星協 (star association), 最近是 Sco-Cen Association, 距離約 400 光年, 包括數百顆 B 到 A 譜型星 疏散星團含星由數十至數千顆不等, 由星際間的引力拉合成不規則形狀, 一般範圍幾十光年, 中心星數密度大約是太陽系鄰近空間的數千倍, 雖叫疏散, 但亦算 星團, 不過星際間的牽制引力始終有限, 因此疏散星團的形狀不會長久, 著名例子有金牛座的 M45 ( 昴星團 / Pleiades) 球狀星團則由數萬至數百萬顆星緊湊而成, 直徑 30 ~ 300 光年, 在中心每立方光年的星數可達數百, 因此星際間的牽制力頗強, 球狀長期不散, 例子有武仙座的 M13 人馬座的 M22 和半人馬座的奥米加球狀星團 疏散星團 M45 (Pleiades) 球狀星團 M13 已知的疏散星團多數集中在銀道面 ( 銀河系平面 ) 的兩旁, 離銀道面少於 600 光年, 離太陽少於 1 萬光年 ; 球狀星團的分佈頗為奇特, 近銀心 ( 銀河系中心 ) 的團數較密, 其餘在銀心以外的球形空間分佈, 最遠的離銀心超過 5 萬光年, 所有球狀星團都以扁長的軌道繞銀心運轉 論年齡, 疏散星團的星頗為年輕, 上圖 M45 的總星數有幾百顆, 平均年齡約 1 億年, 照片上的藍氣是星際塵氣反射亮星的光, 星的自行頗大, 再過兩億年,M45 的形狀就大改了 反觀 M13 球狀星團, 離地球 2 萬光年, 含星 30 萬顆, 星團年齡約 120 億年, 估計將來仍是球狀的老樣子, 其他在銀河系的球狀星團都很老, 最老的與大爆炸論的宇宙年齡 (138 億年 ) 相當 為什麼銀河系的球狀星團和疏散狀星團在分佈和年齡方面有如此大的分別呢? 我們可以從右圖理解 : 銀河系源自百多億年前的一團原始氫氣雲 (a), 氣雲中密度變動較大的區域首先形成一大群的星, 隨後群內的星靠引力聚合成球狀星團, 所以球狀星團最初分佈在氣雲各處 (b), 不過氣雲也因自身的重力塌縮而變成盤狀 (c), 結果多數球狀星團被扯進盤內而瓦解, 只有少數球狀星團遺留在盤外的球形空間 (d), 後來盤狀出現旋臂, 旋臂亦娠育大量後一代的星, 包括我們已知的疏散星團 由於盤內的星數相當多, 這裡的星容易被近鄰干擾, 即使成團也難似球狀, 所以疏散星團總比球狀星團多, 目前已知銀河系有超過 1000 個疏散星團, 但只有約 150 個球狀星團, 天文學家相信銀盤內有更多疏散星團未及發現, 因為它們處於密集的銀河背景星場中而不能證認, 又或者受星際塵氣遮擋而無法看見 球狀星團亦在其他星系找到 : 仙女座的 M31 星系約有 500 個球狀星團 ; 室女座的 M87 橢圓星系有一萬多個球狀星團 ; 在南半球 16 萬光年外的大麥哲倫雲 (LMC) 有球狀星團, 其中一個稱 NGC 1850, 估計它形成於 5 千萬年前, 遠比銀河系年老的球狀星團年輕 在 M31 星系的 Mayall II 球狀星團 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 13 of 24

14 在天蠍座的疏散星團 M 7 (NGC 6475) 綜合亮度 3.3 等 視直徑 1.30 距離 900 光年 年齡約 2 億年 ESO 1406a 在南十字座的 珠寶盒 疏散星團 (NGC 4755) 綜合亮度 4.2 等 距離 6 千光年 年齡 14 百萬年 ESO 0940b AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 14 of 24

15 在半人馬座的奧米加球狀星團 (NGC 5139) 亮度 3.9 等 距離 1.6 萬光年 年齡 120 億年 有研究說這個球狀 星團的內心可能藏著一個大質量黑洞 因此它的前身可能是幷入銀河系而失去外圍物質的小星系 ESO 0844a 在大麥哲倫雲的球狀星團 NGC 1850 距離 16 萬光年 年齡 5 千萬年 遠比銀河系的年老球狀星團年輕 NASA-HST AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 15 of 24

16 星雲 星雲是星際間的氫氣 氦氣 其他氣體和塵埃聚集的空間, 平均密度約幾百個原子 / cc, 亮度低, 太遠的未及發現, 因此我們找到的星雲都在銀河系或其鄰近星系, 一般的分類有發射星雲 (emission nebula) 反射星雲 (reflection nebula) 黑暗星雲 (dark nebula) 和行星狀星雲 (planetary nebula) 四種 參考 : 在獵戶座的各種星雲 發射星雲 發射星雲的光譜都有明亮的發射線, 故名, 它有幾個主要來源 : ( 一 ) 星雲的氣體原子被鄰近星的紫外輻射電離 ( 電子脫離原子核 ), 之後電子又和原子核復合激發熒光, 電離 - 復合是循環不絕的過程, 星雲便長期發出特有的熒光 在天鵝座的北美洲星雲 (North America Nebula / NGC 7000) 及塘鵝星雲 (Pelican Nebula / IC 5070) 是典型例子, 它們的發射線以 H-α (656.3 nm) 最顯著, 因此星雲呈現紅色, 平均溫度約 K, 其他 H-α 發射有人馬座的礁湖星雲 (Lagoon Nebula / M 8) 及奧米加星雲 (Omega Nebula / M 17) 麒麟座的玫瑰星雲 (Rosette Nebula / Caldwell 49) 船底座的船底星雲 (Carina Nebula / NGC 3372) 仙王座的 IC 1396 英仙座的加州星雲 (California Nebula / NGC 1499) 等 北美洲星雲 ( 左 ) 塘鵝星雲 ( 右 ) 礁湖星雲 M8 船底星雲 NGC 3372 IC 1396 發射星雲, 視直徑約 3 0, 距離約 3 千光年, 雲內有許多條狀的黑塵, 其中方格位置似象鼻, 綽號 Elephant s Trunk Nebula G 處是 µ Cephei, 亮度 4 等, 顏色深紅, 綽號紅榴石星 (Garnet Star) AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 16 of 24

17 ( 二 ) 除了熱輻射之外, 一些星雲亦釋放同步加速輻射, 這種輻射有很強的偏振性, 即是電磁波的電場限在單一取向 例子有金牛座的蟹狀星雲 (Crab Nebula / M 1), 它是中國北宋 天關客星 在公元 1054 年爆發後的超新星殘骸, 現時亮度 9 等, 星雲中心有一顆每秒自轉 30 次的脈衝星 (pulsar), 其磁場驅使電子以近光速運動, 發出廣闊的同步加速輻射, 在蟹狀星雲照片的假藍色就是同步加速輻射的 X 射線部分 在南半球還有船帆超新星殘骸 (Vela SNR), 其內的脈衝星每秒自轉 11 次, 同時釋放 X 射線同步加速輻射 X 射線反影脈衝星的磁場異常強大 ( 三 ) 星際氣體被超新星爆炸的震波擠壓時會電離生光, 例如在天鵝座的天鵝圈 左圖是天鵝圈 (Cygnus Loop), 視直徑 3 0, 距離地球約 1500 光年, 它是一萬多年前超新星爆發的殘骸,E 部分叫東面紗星雲 (Eastern Veil Nebula),W 部分叫西面紗星雲 (Western Veil Nebula) 右圖是天鵝圈的局部區域, 顏色代表氣體被超新星震波激發的輻射 : 紅 = 中性氫, 藍 = 二次電離氧, 綠 = 一次電離硫 參考 ( 四 ) 大質量星 ( 例如 NGC 7635 星雲中心的 O- 型星 ) 在演化途中會拋出自身的物質, 稱星風 (stellar wind), 它的速度可達每秒二千公里, 往往脫離母體的引力束縛而外吹, 結果星風把周圍的星際氣體向外推壓形成氣泡, 中心星的紫外線也把氣泡和周圍氣體電離激發 H-α 紅光 右圖 : 位於仙后座的 NGC 7635, 又稱氣泡星雲 (Bubble Nebula), 距離地球 8 千光年, 亮度 10 等, 鄰近是 M52 疏散星團 照片視場闊約 1 0 (140 光年 ) AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 17 of 24

18 ( 五 ) 根據理論, 在重力塌縮中的星際氣體會娠育原始星, 原始星被其塵氣圈包圍並且射出噴流, 被噴流撞擊的氣體會電離生光, 例如右圖一對編號 HH1 HH2 的瓣狀小星雲 ( 稱 HH 天體 / Herbig-Haro objects), 兩者位於獵戶座, 相隔 1 光年, 距離地球 1500 光年, 星雲源自中間一顆隱閉原始星的噴流, 不過噴流是過渡性的, 幾千年後便會消失, 所以這種星雲並非常見 反射星雲 這種星雲本身不發光, 鄰近的星光又無能力把星雲電離, 因此星雲的塵粒只反射外來的星光, 又因為星光的藍段波長比紅段更易被散射, 反射星雲的顏色往往偏藍, 例如在波江座的巫頭星雲 (Witch Head Nebula / IC 2118), 亮度 13 等, 距離獵戶座的藍超巨星 參宿七 (Rigel) 只有 40 光年, 星雲因反射參宿七的星光而偏藍 反射星雲還有獵戶座的 M78 麒麟座的 NGC 2261 天蠍座的 IC 4592 等 巫頭星雲, 亮度 13 等 ( 參宿七在照片右邊外 ) 在獵戶座的 M78 反射星雲把其內數顆新生亮星的光反射, 因此呈現藍色 它比巫頭星雲亮得多, 亮度 8 等, 視直徑 8 角分, 距離 1600 光年 NGC 2261 是在麒麟座的反射星雲, 視直徑約 2 角分, 距離 2500 光年, 平均亮度 9 等 哈勃首先察覺星雲的亮度不時改變, 故此 NGC 2261 又稱為 哈勃變光星雲 (Hubble s Variable Nebula) 星雲的反射光來自麒麟 R 星 ( 照片左下角 ), 研究者認為麒麟 R 星周圍可能有許多集結成團的塵埃, 當這些不透光的塵埃團掠過這顆星附近時, 它們所造成的陰影就投射到 NGC 2261 上, 結果星雲的亮度改變 在天蠍座的 IC 4592 反射星雲, 視直徑 2.5 0, 距離 450 光年, 它反射 Nu Sco 的星光而呈現藍色 小圓圈是紅矮星 K2-33, 它有一顆比地球大五倍的年輕行星, 相距母星只有 0.05AU, 軌道週期 5.4 天 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 18 of 24

19 有時同一星雲可以是發射和反射星雲的合體, 例如人馬座的三裂星雲 (Trifid Nebula / M 20) 獵戶星雲 (M 42) 和御夫座的火焰之星星雲 (Flaming Star Nebula / IC 405); 紅光來自發射星雲, 藍光來自反射星雲 不過反射星雲不一定是藍色的, 見酒壺星雲 (Toby Jug Nebula / IC 2220) 三裂星雲 M20 (Joseph Liu, by Fujicolor film) 獵戶星雲 M42 及較小的 M43 (100mm 鏡頭 AC 攝 ) 火熖之星星雲 IC 405: 紅色是發射星雲, 包圍著亮星 (AE Aurigae,6 等 ) 的藍氣是反射星雲 酒壺星雲 IC 2220 位於船底座, 視面只有 6 x 4 角分, 因外形像英國古舊的 Toby Jug 酒壺而名 星雲來自中心一顆紅巨星的外拋物質, 星光欠缺藍色, 所以星雲只反射紅巨星的紅 黃光 黑暗星雲 又稱吸收星雲, 它的密度較大, 能把背後星光吸掉, 本身也沒有可見光, 只發紅外綫或電波 一些黑暗星雲依靠環境光才露出輪廓, 例子有獵戶座的馬頭星雲 (Horsehead Nebula) 麒麟座的錐狀星雲 (Cone Nebula) 在南天銀河的煤袋星雲 (Coalsack Nebula) 馬頭星雲在照片中右, 又稱 Barnard 33, 在馬頭背景的紅色發射星雲是 IC 434, 左下角藍色反射星雲是 NGC 2023 視場影像稱 NGC 2264, 包括黑暗的錐狀星雲 ( 下邊 ) 紅色發射星雲和別稱 聖誕樹 的亮星團 煤袋星雲與南十字座, 兩者位於南天銀河內, 肉眼可見 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 19 of 24

20 行星狀星雲 這是小規模的星雲, 一般直徑只有幾光年, 遠比常見的 M42 (24 光年 ) 細小 行星狀星雲的前身是低質量星 ( 約 4 M 以下 ), 當星核的氫耗盡後, 它會膨脹成紅巨星, 其表面的星風不停把自身的物質吹走, 最後紅巨星露出居中的高溫核心, 流失的物質則成為氣殼 氣殼被核心的強烈紫外線電離而生光, 外觀有點像行星的小圓面,18 世紀的威廉 赫歇爾形容它為 行星狀星雲, 此後這稱呼一直保留至今, 實際上它與行星沒有任何關係 數萬年後, 行星狀的氣殼便會降溫和散失, 留下居中無核動力的星核心, 稱 白矮星 (white dwarf) 典型的行星狀星雲 : 天琴座的戒指星雲 (Ring Nebula / M57), 環形其實是氣殼的最易見部分 狐貍座的啞鈴星雲 (Dumbbell Nebula / M27) 英仙座的小啞鈴星雲 (Little Dumbbell Nebula / M76) 大熊座的貓頭鷹星雲 (Owl Nebula / M97) 雙子座的愛斯基摩星雲 (Eskimo Nebula / NGC 2392) 寶瓶座的螺旋星雲 (Helix Nebula / NGC 7293) 在球狀星團 M15 內的行星狀星雲 K 年代以後, 非圓面的行星狀星雲陸續被發現, 其中不少成偶極或雙翼形狀, 稱 偶極行星狀星雲 (bipolar planetary nebula) 或 偶極星雲 (bipolar nebula) 偶極的成因至今未有共識, AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 20 of 24

21 有人認為某些老星在演化途中會產生一個塵氣圈圍繞星的赤道, 像右圖的 臭蟲星雲 NGC 6302 在星雲中心的星被塵氣圈圍困, 星風 ( 外流物質 ) 只能從塵氣圈兩面的空間散出, 結果形成雙翼 ; 另一些人認為中心星的密度很高, 它的強烈磁場可以扭轉星風沿著星磁極噴出, 結果形成雙翼 ; 更有理論認為星風不足以形成大型的偶極結構, 雙翼可能是近距雙星合併後演化的結果 總而言之, 行星狀星雲的形態與其中心星的演化有密切關係, 但未有成熟理論解釋雙翼的成因 單從觀測而言, 行星狀星雲的外觀應該不止一款, 見下圖 : 藍色球及其內翼代表偶極行星狀星雲的理論模型, 沿 A 看模型會像天琴座戒指星雲的圓面, 沿 B 看會像蛇夫座 Minkowski 2-9 星雲的雙翼, 沿 C 看會像蒼蠅座沙漏星雲的的雙環, 不過大部分的偶極結構都很暗淡, 要靠大望遠鏡才能分辨 從不同視向辨認的行星狀星雲 偶極行星狀星雲 NGC 6302: 這是一張由哈勃太空望遠鏡以多塊濾鏡 + 紫外線波段拍攝的合成照片, 濾鏡能顯示星雲的化學成分 NGC 6302 又稱臭蟲星雲 (Bug Nebula), 位於天蠍座, 亮度 9 等, 距離 3800 光年 星雲中心被塵氣圈圍繞, 目前只有哈勃鏡才探測得到在中心的星, 估計它的質量為 0.64 M, 溫度 20 萬度, 因此釋放大量紫外線 塵氣圈含碳酸鹽, 在地球上碳酸鹽 ( 例如石灰岩 ) 與水有密切的關係, 但科學家不知道碳酸鹽是怎樣在塵氣圈中產生的 星雲的雙翼在二千年前從中心開始伸展, 現時總長度約 3 光年, 雙翼的伸展速度超過 200 km/s, 比典型行星狀星雲的膨脹速度快得多 照片的紅光由電離氮發出, 白光由電離硫發出 照片來源 更多參考 : Planetary Nebula Puzzles Giant Planetary Nebulae 星雲的禁線 星雲的發射光譜有一個特點, 就是多了所謂的禁線 (forbidden lines), 稱 禁 表示這種發射線被禁止或很難在地球上發生, 只會在極低密度的外太空才找得到 為什麼會這樣呢? 原來最稀薄的人造真空仍有億個原子 / cc, 原子經常彼此互碰, 因此原子內不容易有電子停在高能階來等待向下躍遷, 光譜不會釋放足夠強度的發射線 反觀星雲的密度, 平均只有幾百個原子 / cc, 原子甚少機會碰撞, 原子內的電子有足夠機會駐留在某一能階等待向下躍遷, 結果光譜出現星雲獨有而地球上很難出現的禁線 通過禁線的觀測, 天文學家可以衡量星雲的密度和溫度 禁線通常以括號標示, 例如右圖船底星雲的兩條 501 nm 及 496 nm [O III] 禁線 O III 即是二次電離氧, 呈綠藍色, 許多行星狀星雲的可見光都來自 O III, 觀測者往往加配 O III 濾鏡來提升行星狀星雲的影像反差 船底星雲 (NGC 3372) 的光譜 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 21 of 24

22 歷史回顧 左 梅西爾星表在 1771 年初版 在此之前 天體位置多印在星圖上 這一張由 La Hire 在 1705 年繪製 右 梅西爾喜愛搜獵彗星 這張是他繪畫的星圖 上有 1779 年彗星在 4 月時走過后髮座和室女座的路徑 天體編號 a b c 及 1 至 11 就是現稱的后髮和室女星系團 ( ) Harvard University Observatory archive 1891 年 哈佛大學天文台台長皮克林 (E. C. Pickering) 以低薪雇用一批婦女擔任 computers 之職 負責測量底片上的星亮度 這樣冗長的工作 男士不願做 女性 卻做得很好 貼在牆上的 β Aurigae 光變曲線正是她們的工作表現之一 皮克林左 邊是失聰的勒維特 (Leavitt) 後來她確立了造父變星的週期 - 光度關係 另一持放 大鏡者是分析光譜的莫里 (Maury) 在旁企立是發現馬頭星雲的費萊明 (Fleming) AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 22 of 24

23 1. 美國海軍天文台的 26 吋 Clark refractor, 霍爾 (A. Hall) 在 1877 年用此鏡發現兩顆火衛, 它也是測量雙星的主力儀器, 現在仍然使用 2. 配合 26 吋鏡使用的測微器 (micrometer), 能準確測定雙星的角距和位角 在雙星觀測的盛行年代, 天文學家也測量了許多星的自行 (proper motion) 自行指星在天球的實際位移, 在蛇夫座的巴納德星 (Barnard s Star) 是已知最大自行的星, 距離太陽系只有 6.0 光年, 巴納德在 1916 年測得此星每年的自行高達 10.3 角秒, 相當於自行速度 V1 = 89 km/s, 從藍移得知這星亦以 V2 = 111 km/s 的視向速度移近太陽系, 由此算出巴納德星的空間速度 VS = (V1 2 + V2 2 ) = 142 km/s ( 相對太陽系而言 ), 八千年後, 巴納德星的距離將近至 3.8 光年, 大約與比鄰星 (Proxima Centauri) 的同時距離相等 小羅拔 伯納姆 (Robert Burnham Junior ), 曾任美國羅威爾天文台觀測員, 著有 伯納姆天體手冊 三卷 (Burnham s Celestial Handbook An Observer s Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 1 to 3), 這是 1970 / 80 年代有名的深空天體觀測手冊, 但他的一生坎坷, 晚年在公園賣畫為生, 卒於慈善醫院 AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 23 of 24

24 Q&A 1. 有一密近雙星由正常核燃燒的星體構成, 為什麼主星不把伴星扯成碎塊? 2. 怎樣從雙星的軌道特性估計星的質量? 3. 開陽 (Mizar) 內有 A B 兩星互繞,A 的視星等 2.3,B 的視星等 4.0, 求 A B 的合併視星等 4. 為什麼造父變星有光變? 在 M31 星系內有經典造父變星 A, 它的平均視星等 = 19.4, 光變週期 = 20.2 天, 求星系的距離 5. 為什麼用紅外線拍攝 M13 能見更多星? 6. 請列出銀河系內疏散星團與球狀星團的三個分別? 7. 為什麼北半球的觀星者說夏季的梅西爾天體比冬季時多? 8. 為什麼星雲的顏色有紅有藍? 9. 將來的太陽會變成行星狀星雲嗎? 10. (a) 蟹狀星雲 M1 是超新星殘骸, 最大視直徑約 6 角分, 距離 6500 光年, 從紅移觀測得知星雲以 1500 km/s 的速度膨脹, 假設膨脹速度不變, 超新星在多少年前爆發? (b) 現在已查明 M1 前身是公元 1054 年的超新星 ( 古中國記載是 天關客星 ), 為何 M1 被認為是超新星殘骸而不是行星狀星雲? 11. 附圖是天龍座的 NGC 6543 ( 貓眼行星狀星雲 ), 它的視半徑每年膨脹 角秒, 從紅移觀測又知星雲以 16.4 km/s 膨脹, 求星雲的距離 答案 : 1. 因為兩星都是氣體, 不是岩質的固體 2. 請參閱前講義 開普勒定律 牛頓引力定律 的例子 3. 根據公式 s = a 2.5 log ( a b ), 合併視星等 = log ( ) = 造父變星的內部氦層會依電離程度而呈透明或半透明, 因此星的光度也跟隨變化 從經典造父變星的週期 - 光度曲線得知, A 的絕對星等 M = 5.1 設 d 為 M31 到地球的距離, M = m log (d), 5.1= log (d), d = 0.79 Mpc 或 2.6 百萬光年 5. 因為 M13 由年老的星聚集而成, 老星多呈紅色甚至偏向紅外線波段,M13 的紅外線照片自然呈現更多老星了 6. 兩者以含星的數目 年齡 分佈情況分別最大 7. 較亮的梅西爾天體多集中在人馬座及其附近, 這天區是北半球觀星者常說的夏季銀河 8. 一般而言, 星雲的紅光來自電離氫 ( 特別是 H-alpha), 藍光是星雲反射鄰近星體的光 9. 會, 根據現時理論, 低質量星 ( 約 4 個太陽質量以下 ) 燒盡核心的氫燃料後會變成紅巨星, 紅巨星到末期時又變成行星狀星雲, 將來的太陽也一樣 10. (a) M1 的最大半徑 = 6500 sin 1 (3 角分 ) = 5.7 光年, 膨脹速度 = 1500 km/s = 光速, 若膨脹速度不變,M1 是在 5.7 / 年前爆發 (b) 因為超新星爆炸使 M1 的膨脹 ( 擴散 ) 速度超過 1000 km/s, 比行星狀星雲的膨脹速度快得多 11. 設 NGC 6543 星雲距離地球 d 光年地球 1 年內膨脹星雲膨脹速度 16.4 km/s = 5.47 x 10 5 光速 角秒或 ( 即是每年膨脹 5.47 x 10 5 光年 ) 假設膨脹速度在各方向都一樣, 5.47 x 10 5 / d = sin ( ) / year d 光年 星雲 5.47 x 10 5 光年 d = 3300 光年 更多資料 : AC_BiVar_ClusterNebula Alan Chu 24 of 24