星光小學是一個很美的夢想,這個夢想才剛起步,我很幸運的,可以參與其中,見證這一個小小夢想的萌芽。
前陣子,在科學月刊上看到一篇報導,是在說尖石國中在2007年5月以檢測家鄉河流的水質為題,參加新竹縣國中小科展,得到國中地科組的第一名!而這也是尖石國中五十年來第一次得到這麼好的成績。偏遠地區的原住民部落一直以來就處在一個社會教育資源相對匱乏的環境,但其實他們的地理條件在某些科學研究的主題上反而是種優勢,如何善用這種優勢為他們帶來更好的資源和機會,需要許多人共同的努力。就像在天文館隔壁的科教館,舉辦「科教巡迴車」的活動,標榜著「科教資源上山,孩子不必下山!」,高雄的科工館也有「部落科學實驗站」,把科學教育資源帶到偏遠地區。
之後,聽到琦峰提起「星光小學」的構想,心裡頭覺得很開心,偏遠地區的孩子們,坐擁我們這些生活在都市的人們渴求的燦爛星空(在我家附近,天空被鄰近的高樓切割,竟要左躲又閃才能勉強拼湊出星座的一角…),如果能將天文教學發展成這些學校的本位課程,該是多麼好的一件事!
一月二十六、二十七日,來自南投縣仁愛鄉合作國小賽德克族的小朋友們,千里迢迢地來到天文館,在短短的周六中午到周日中午的時間中,進行了許許多多的活動:上課、展示場導覽、動手做星座盤和月亮盤、望遠鏡組裝、劇場影片欣賞、搭乘宇宙探險軌道車…,可惜那幾天天氣不是很好,預定的觀星行程取消了,也有些小朋友們健康狀況不太好。小朋友們還教了我們一些賽德克話,像是「葛必呀」(好像是「加油」?)、「叔巴呀搭搭」(再見)、「摩嗨以叔吧」(謝謝)!他們離開天文館的時候,我們一邊揮手以剛學來的賽德克話喊著「叔巴呀搭搭」,也相約四月的時候,換我們到他們的學校去!
三月中召開行前會議的時候,我自告奮勇地說要負責講「月亮」的課程,但是心裡其實很緊張,雖然很久之前就在天文館當志工了,前陣子也才結束短短一個多月的職代工作,但是一直也只有帶團(而且也已經有一陣子沒有帶團了…),這次到合作國小卻是我第一次講課。「月亮」是個好像很簡單卻又有許多繁雜的科學概念的主題,從小一到小六這樣寬廣的年齡層也讓我不太知道要如何著手,謝謝琦峰和毅宏提供的投影片範本,之後在網站上找相關的圖片和影片時,還很幸運地在Youtube上找到泰雅族射日傳說的卡通(有興趣的人不妨也可以去找找看,還蠻有趣的,還是以泰雅族語發音的喔!)。
四月十二、十三日,琦峰、小周和十八位志工夥伴們,浩浩蕩蕩地從天文館出發,我因為準備投影片一夜沒睡(因為太晚開始準備了…),於是埋在行李堆中昏睡了整路,中午過後抵達在路的盡頭的合作國小,小巴開進學校操場時,小朋友們已經等不及地衝到車子旁,不禁讓我想起了去年九月的時候在蘭嶼小朋友們追著流動圖書車跑的那個場景…。首先小朋友帶我們一起跳著原住民的舞蹈,接著就由麗惠「星姊姊說故事:大熊座和小熊座」揭開序幕,丁老師的「星子傳說」講解星座盤的使用以及動手做星座盤,一定要提一下的是陳茂雄大哥親手製作的超精美大型木製星座盤,真的讓大家大為讚嘆!接著就輪到我講「月亮」了,很緊張地講完之後,不禁有如釋重負的感覺,很佩服當過國小老師的志工們,總是可以從容地侃侃而談,還有和小朋友做互動,上課這件事果然是需要練習的啊!
接著我們便飽餐了一頓由志工夥伴和老師們親手做的超好吃水餃、酸辣湯和炒青菜,煮水餃的大炒鍋要用一個像鐵鍬一樣的鍋鏟呢!晚餐過後,我們一行人沿著部落往外散步,路上還遇到了巡迴各部落有如小型超級市場的貨車,有肉有青菜有海鮮什麼都賣。也吃飽飯的小朋友們跑過來,搶著拉著我們的手和我們講話,一個小妹妹牽著我和我絮絮叨叨了一陣後,便鬆開了手跑去別處,再跑回來的時候手裡拿著從路邊採的一把小白花,說是要送給我的,我把小白花輕輕地拿在手裡,心裡一陣感動,那份心意好像比什麼都還珍貴。
晚上由於天氣又不太好,原定的觀星行程也只好改為室內課程,不過還是很有趣喔!我是第一次看到「HomeStar」星空投影機,小小一顆球只要插上電放入月面或是星空的投影片,就可以在天花板上投影出Kagaya先生畫的月面圖或者是千萬顆的星星,果然是高度都市化的日本會開發出來的東西啊!(希望這樣沒有廣告或是置入性行銷的嫌疑才好…後來我也跟琦峰借了他的HomeStar回家玩,看著滿天星空入睡真的很幸福呢!)琦峰和秀鑾姊講解著月亮和星空,可惜沒有機會看到他們這邊的星空,應該有比HomeStar投影出來的更美吧!小周則是講解望遠鏡的組裝和操作,小朋友們真的是學習能力很強呢,不一會兒的功夫就都很熟悉了。晚上還有暖暖的營火、烤地瓜、小米酒和各式各樣的宵夜喔!
隔天早上,老師說要帶我們去走吊橋,路上博學多聞的志工們(不是我…)講解著各式各樣的植物和動物,讓人獲益匪淺(雖然現在還是忘了…),還有看到泰雅族射日的雕像(果然前一天來的路上都在睡覺,所以沒看到),甚至也有射日造型的路燈呢!吊橋下湍急的河流,讓人想起太魯閣波瀾壯闊的寧靜,山裡總有一種特殊的氛圍,會讓人忘了山下的一切紛擾。回來用過超豐盛的早餐之後,便是由明宏擔綱的「太陽系之旅」,以及琦峰的「(大家都)有獎徵答」讓每一個小朋友都拿到製作飛機的材料,迎著陽光大家把飛機射向天際,多希望你們每一個人也能像飛機一樣自在翱翔。之後進行授證「第一所星光小學」牌匾,希望以後還有第二所、第三所和很多很多所(琦峰說這次活動結束之後才是責任的開始,就像選上了才是責任的開始一樣…),主任也回贈了我們很漂亮的感謝狀和精美的原住民風提袋,回程的路上,相信大家的心裡一定都像琦峰之前寄給大家的信上說的豐收滿滿(當然還有把我和羽欣圍起來的滿滿的高麗菜)。謝謝琦峰和小周,所有的志工們,合作國小的老師,還有很多在背後默默付出的人們,當然還要感謝贊助單位,才能讓這個計畫可以順利實行。
其實有時候,我不禁會對自己的渺小和不足感到一些惶恐,但是,當那一把小白花被輕輕地放在我手心裡的那一刻,我所有的疑惑,都得到了解答。我想,我們都在以自己可以的方式,為了我們覺得有價值、有意義的事情努力著,或許渺小,但是,這是我僅有的。我相信,我們可以一起讓一些小小的改變悄悄地發生。
文 / 胡佳伶(臺北市立天文科學教育館第三中隊志工)
轉載自臺北天文館 臺北星空 42期(pdf檔)
2008年11月1日 星期六
2008年10月6日 星期一
恆星質量的上下限
恆星可以有多大?又可以有多小?關於恆星質量的下限比較沒有爭議,一般認為是0.08倍太陽質量(80 MJupiter),根據計算,若低於此一質量,則核心溫度無法點燃氫的核融合反應(Tign = 1.5 x 106 K)。
其計算主要來自於靜態平衡,向外的核心壓力與向內的恆星質量所產生的重力之平衡。雲氣收縮、密度增加,溫度也跟著升高,直到可以點燃氫的核融合反應或是被電子簡併氣體所產生的壓力撐住,便可以得到Mmin與Tign的關係式,若Tign = 1.5 x 106 K ,可以計算出Mmin = 0.08倍太陽質量。
恆星質量的上限則較有爭議,一為由計算得出的理論值,另一為直接觀測得到的大質量恆星的數據,另一種則是觀測星協、星團,從其中大質量恆星的分佈推測出理論上的恆星質量上限。以下分別簡單做介紹。
計算主要也是在靜態平衡中,向內的恆星重力與向外的核心壓力(由氣體的熱能與核反應產生的能量所造成的輻射壓),當恆星質量過大,恆星便會發生裂解,即為恆星的質量上限,如此計算出的恆星質量上限約為100倍太陽質量。
直接觀測的大質量恆星的例子則有1997年10月由UCLA的Figer等人,利用哈柏太空望遠鏡的近紅外光相機及多體光譜儀(Multi-Object Spectrometer,NICMOS),所觀測到銀河中心附近的一顆超大質量恆星—手槍星 (Pistol Star),它距離我們約25,000光年,天文學家估計它生成時的質量有200倍的太陽質量,目前觀測到約100倍太陽質量是經過1~3百萬年噴發後的結果(下圖左)。2004年1月由佛羅里達大學天文學家 Steve Eikenberry 在美國天文學會會議AAS所發表,位於 45,000 光年外的 LBV 1806-20,質量是太陽的 150 倍,亮度比太陽高四千萬倍,直徑也比太陽大 200 倍(下圖中)。另一個例子,是在2007年6月由University of Montréal 的Anthony Moffat等人在加拿大天文學會(Canadian Astronomical Society,CASCA)發表,在距離我們約20,000光年的NGC 3603之中的A1,它是一個週期為3.77天的食雙星系統,主星的質量有113倍太陽質量,伴星的質量也有89倍太陽質量(下圖右)。
另一種統計學上的方法,則是去觀察星協或星團中大質量恆星的分佈,推測出理論上的恆星質量上限,其中一個例子是美國密西根大學天文學家Sally Oey與英國劍橋天文研究所C.J. Clarke在2005年2月10日發表在「天文物理期刊通訊」(Astrophysical Journal Letters),他們針對12個OB星協(OB associations)與星團中的恆星進行統計研究,這是天文學家首度利用大量星團來進行這種統計分析,結果顯示恆星質量的上限,約在120到200倍太陽質量之間。另一個例子則是由2005年3月10日由天文學家Donald F. Figer等人發表在「自然」(Nature)期刊,他們利用哈柏太空望遠鏡觀察圓拱星團(Arches cluster),這是銀河系中最緻密的星團,也是銀河系中大質量恆星最密集的地方。但他們在其中找不到質量為130倍太陽質量以上的恆星,與根據理論模型預測的會有20至30顆質量約130至1000倍太陽質量的恆星並不吻合,因此他們認為恆星的質量上限是150倍太陽質量。
參考資料:
恆星質量上下限的計算
http://www.phys.ncku.edu.tw/~htsu/astrophysics/chap5_stellar_structure.pdf
手槍星
http://my.nthu.edu.tw/~res9202/news/pistol/
http://www.cnn.com/TECH/9710/07/pistol.star.ap/
LBV 1806-20
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2004/200401/04011202.htm
http://www.starrix.hk/database/star_massive_star.html
http://www.xs4all.nl/~carlkop/lbv1806.html
A1
http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=5620
http://arxiv.org/abs/0806.2815
星團中大質量恆星的研究
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2005/200502/05021203.htm
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2005/200503/05031001.htm
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/05/text/
其計算主要來自於靜態平衡,向外的核心壓力與向內的恆星質量所產生的重力之平衡。雲氣收縮、密度增加,溫度也跟著升高,直到可以點燃氫的核融合反應或是被電子簡併氣體所產生的壓力撐住,便可以得到Mmin與Tign的關係式,若Tign = 1.5 x 106 K ,可以計算出Mmin = 0.08倍太陽質量。
恆星質量的上限則較有爭議,一為由計算得出的理論值,另一為直接觀測得到的大質量恆星的數據,另一種則是觀測星協、星團,從其中大質量恆星的分佈推測出理論上的恆星質量上限。以下分別簡單做介紹。
計算主要也是在靜態平衡中,向內的恆星重力與向外的核心壓力(由氣體的熱能與核反應產生的能量所造成的輻射壓),當恆星質量過大,恆星便會發生裂解,即為恆星的質量上限,如此計算出的恆星質量上限約為100倍太陽質量。
直接觀測的大質量恆星的例子則有1997年10月由UCLA的Figer等人,利用哈柏太空望遠鏡的近紅外光相機及多體光譜儀(Multi-Object Spectrometer,NICMOS),所觀測到銀河中心附近的一顆超大質量恆星—手槍星 (Pistol Star),它距離我們約25,000光年,天文學家估計它生成時的質量有200倍的太陽質量,目前觀測到約100倍太陽質量是經過1~3百萬年噴發後的結果(下圖左)。2004年1月由佛羅里達大學天文學家 Steve Eikenberry 在美國天文學會會議AAS所發表,位於 45,000 光年外的 LBV 1806-20,質量是太陽的 150 倍,亮度比太陽高四千萬倍,直徑也比太陽大 200 倍(下圖中)。另一個例子,是在2007年6月由University of Montréal 的Anthony Moffat等人在加拿大天文學會(Canadian Astronomical Society,CASCA)發表,在距離我們約20,000光年的NGC 3603之中的A1,它是一個週期為3.77天的食雙星系統,主星的質量有113倍太陽質量,伴星的質量也有89倍太陽質量(下圖右)。
參考資料:
恆星質量上下限的計算
http://www.phys.ncku.edu.tw/~htsu/astrophysics/chap5_stellar_structure.pdf
手槍星
http://my.nthu.edu.tw/~res9202/news/pistol/
http://www.cnn.com/TECH/9710/07/pistol.star.ap/
LBV 1806-20
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2004/200401/04011202.htm
http://www.starrix.hk/database/star_massive_star.html
http://www.xs4all.nl/~carlkop/lbv1806.html
A1
http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=5620
http://arxiv.org/abs/0806.2815
星團中大質量恆星的研究
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2005/200502/05021203.htm
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2005/200503/05031001.htm
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/05/text/
2008年9月30日 星期二
我們孤獨嗎?-搜尋系外行星
「宇宙如此的大,如果只有我們的話,那豈不是太寂寞了…」,在電影「接觸未來」中的這句話,道出了身為目前宇宙中唯一已知生命形式的我們,內心最深切的渴望。
在天氣晴朗的南島夏夜,抬頭仰望,可以看到劃過星空的銀河,這裡其實是我們太陽系所在的家園-銀河系,在銀河系中有兩千多億顆恆星,太陽僅僅是其中一顆平凡的恆星。但是,這顆平凡的恆星,卻有不平凡之處,它擁有八顆行星環繞,而其中的一顆星球-地球,孕育了目前宇宙中唯一已知的生命形式。
在宇宙中的其他地方,還有行星的存在嗎?如果有的話,是不是也有一顆像是地球一樣,能夠滋養生命的行星呢?這些問題,無疑是我們對這個無垠宇宙所提出的萬千疑惑中,最吸引人的一個,而這些問題的答案,或許能夠解答我們內心最深切的好奇與渴望:「我們,孤獨嗎?」
真有系外行星的存在嗎?
早在西元前三百年,希臘的哲學家伊比鳩魯,就曾經提出除了我們所處的世界外,還有無限個與我們相似,或是不相似的世界存在,而在其它的世界中,也孕育著如同我們現在所見到的形形色色的生物。1584年,義大利的一位修道士-布魯諾,則提出了除了包含地球的七顆行星繞著太陽運轉之外(在當時甚至連這個前衛的觀念都還不被接受),宇宙中還有數不盡的像地球一樣的行星,也繞著它們的太陽運轉。
在這之後,好萊塢充分滿足了我們對於其他星球上生物的幻想,最早的一部外星人電影可以追溯到1902年,法國導演George Milies所執導的一部默片「月球之旅」,片中描述地球的太空人與「月球人」相遇的情形。1982年大受轟動的「E.T.」和1996年的「ID4星際終結者」,則是描述了性情大相逕庭的外星人們,來到地球後所引發的種種風波。
正當好萊塢以奇幻的想像力,帶領人們遨遊星際之時,科學家把我們的注意力從「科幻」轉到了「科學」。在1995年,第一顆環繞另一恆星的行星被發現了!一組瑞士的的科學家,利用徑向速度的方法,在48光年外的飛馬座51號恆星近旁,首度發現另一顆行星,環繞著太陽系外的主序星運轉。在這之後,系外行星的發現不斷地成為媒體的頭條新聞,直到2008年的9月,已有314顆系外行星被發現,可是在這三百多顆行星之中,尚未有一顆和地球一樣-擁有生命-的行星。
搜尋系外行星的方法
行星不像恆星一樣會自己發光,它只會反射星恆星的光芒,我們該如何在耀眼的恆星旁,發現黯淡的行星呢?因此,搜尋系外行星是一個相當困難的工作,目前為止,我們最倚賴的方法是徑向速度法。在瞭解徑向速度法之前,我們必須先複習一下「質心」的概念(圖一),行星與恆星相比之下,質量是非常小的,比較類似圖一中(B)的情形,若觀測者在恆星與質心的連線方向上,就可以看到恆星一下接近我們,一下又遠離我們的情形。
這樣的效果表現在觀測數據上,我們則可以看到光譜的紅移及藍移,也就是所謂的「都卜勒效應」,在恆星接近我們時,波會被壓縮,導致波長縮短,因此譜線會向藍端(波長短、頻率高)移動,遠離我們時,波會被拉開,導致波長增加,因此譜線向紅端(波長長、頻率低)移動(如圖二)。在日常生活中,我們也可以體驗到都卜勒效應的存在,若有機會在高速公路上遇到急馳而過的救護車,你會發現當它接近我們時,鳴笛的頻率變高,而遠離我們時,頻率則變低。利用譜線位移的大小,我們可以計算出恆星遠離和接近的速度,並進一步的計算出行星的質量。
另一個類似的方法則是天體測量,和徑向速度法的原理相同,這個方法所倚賴的是行星對它的母恆星所產生的拉扯力量,但不同的是,我們藉由直接測量恆星在遙遠背景星群中的微小移動,可以推估行星的存在。在太陽系中,木星也會對太陽產生拉扯,使得它的位置有所改變,圖三是在距離太陽10秒差距(約32.6光年)處,所觀測到太陽的天體測量位置。預計在2009年發射的太空干涉儀任務(Space Interferometry Mission),就是希望能夠利用這個方法,觀測到遠處恆星微小的位移,而能找到與地球大小類似的行星。
我們除了靠行星對母恆星產生的拉扯,而發現行星的存在,另一個方法則是掩星法,你可以想像,當黯淡的行星經過我們和恆星的中間時,必然會遮掩住一部份恆星的光芒,藉由觀測恆星週期性的微小光度變化,我們可以推知行星的存在,並計算出它的軌道和大小。預計在2009年2月發射的克卜勒太空任務(Kepler Mission),就搭載了精密的光度儀,希望能觀測微小的恆星光度變化,而發現地球般大小的行星。
另一個有趣的方法,是重力微透鏡,它的概念來自於愛因斯坦的廣義相對論-重力使空間產生扭曲。遙遠恆星的星光經過近處恆星時,由於恆星的質量扭曲了周遭的空間,產生類似透鏡的效果,若近處的恆星有行星系統的存在,那重力微透鏡的成像會產生細微的偏折,我們可以藉由這些細微的變化,推測出行星的存在(如圖四),並且可以計算出行星的質量和軌道半徑。這個方法的優點是它並不像其他方法,一定要有相當大質量的行星,但是它的觀測也相對困難許多。首個藉由重力微透鏡發現的行星,是2003年的OGLE 2003–BLG–235,而到2008年9月為止,有八顆行星是藉由此方法被發現的。
還有另一個方法是光學觀測,利用日冕儀遮擋住母恆星耀眼的光芒,我們可能就可以看到在它旁邊黯淡的行星,預計在2012至2015年發射的的類地行星發現號(Terrestrial Planet Finder),就可能會配備這樣的儀器,好讓我們能夠藉由行星反射的母恆星光芒,直接看到它們的的存在。
當然除了以上提到的方法,還有許多其他搜尋系外行星的方法,但這些方法都有其限制,技術上的限制使得我們到目前為止找到的行星,大多數都是「熱木星」,也就是與母恆星距離相當近的大質量行星,但如果我們的目標是希望找到可能有生命存在的行星,目前為止的三百多顆行星並不符合我們的期待。未來我們也將利用更多、更好的地面及太空探測器,希望能夠找到類似地球的行星,而更進一步地接近我們的目標-有可能孕育生命的行星。
在那遙遠的彼方,有生命存在的可能性嗎?
如果我們在類似太陽的恆星近旁,發現了類似地球的行星環繞,那麼接下來,直指核心的問題必然是:「那裡,有生命嗎?」地球有多麼幸運,擁有了許多的巧合,才能孕育出生命,其中一個很重要的因素就是地球與太陽的位置,不太近也不太遠,不太熱也不太冷,剛剛好可以是液態水可以存在的溫度範圍,而這個範圍就被稱為「適居帶」(圖五)。太陽系中的適居帶,只有地球一顆行星,而不同質量的母恆星,其適居帶的範圍也不一樣。因此我們的目標是希望能夠找到一顆位於適居帶上的行星,那麼它有生命的可能性就會大了許多。
另外也有一些方法,可以讓我們檢驗這個星球上是否有可能支持生命。像是直接探測是否有液態水存在的證據,這在太陽系其他行星的探索上,就是一個相當重要的課題;我們可以藉由行星上的反射光譜,研究其是否有大氣層;其他像是氧氣的存在,可能暗示了植物和藻類生存的可能性;而甲烷這種生物代謝產物,則暗示了有生物活動的可能性。
在過去的十幾年來,系外行星的數字從0增加到314,我們在系外行星的探索上,有了驚人的發展,外星生命的探測,絕對會是接下來的這個世紀裡一個很有潛力的科學課題。現在看來,我們好像離問題的解答越來越近,你相信有外星生命的存在嗎?我相信有,畢竟…宇宙如此的大,如果只有我們的話,那豈不是太寂寞了…。
在天氣晴朗的南島夏夜,抬頭仰望,可以看到劃過星空的銀河,這裡其實是我們太陽系所在的家園-銀河系,在銀河系中有兩千多億顆恆星,太陽僅僅是其中一顆平凡的恆星。但是,這顆平凡的恆星,卻有不平凡之處,它擁有八顆行星環繞,而其中的一顆星球-地球,孕育了目前宇宙中唯一已知的生命形式。
在宇宙中的其他地方,還有行星的存在嗎?如果有的話,是不是也有一顆像是地球一樣,能夠滋養生命的行星呢?這些問題,無疑是我們對這個無垠宇宙所提出的萬千疑惑中,最吸引人的一個,而這些問題的答案,或許能夠解答我們內心最深切的好奇與渴望:「我們,孤獨嗎?」
真有系外行星的存在嗎?
早在西元前三百年,希臘的哲學家伊比鳩魯,就曾經提出除了我們所處的世界外,還有無限個與我們相似,或是不相似的世界存在,而在其它的世界中,也孕育著如同我們現在所見到的形形色色的生物。1584年,義大利的一位修道士-布魯諾,則提出了除了包含地球的七顆行星繞著太陽運轉之外(在當時甚至連這個前衛的觀念都還不被接受),宇宙中還有數不盡的像地球一樣的行星,也繞著它們的太陽運轉。
在這之後,好萊塢充分滿足了我們對於其他星球上生物的幻想,最早的一部外星人電影可以追溯到1902年,法國導演George Milies所執導的一部默片「月球之旅」,片中描述地球的太空人與「月球人」相遇的情形。1982年大受轟動的「E.T.」和1996年的「ID4星際終結者」,則是描述了性情大相逕庭的外星人們,來到地球後所引發的種種風波。
正當好萊塢以奇幻的想像力,帶領人們遨遊星際之時,科學家把我們的注意力從「科幻」轉到了「科學」。在1995年,第一顆環繞另一恆星的行星被發現了!一組瑞士的的科學家,利用徑向速度的方法,在48光年外的飛馬座51號恆星近旁,首度發現另一顆行星,環繞著太陽系外的主序星運轉。在這之後,系外行星的發現不斷地成為媒體的頭條新聞,直到2008年的9月,已有314顆系外行星被發現,可是在這三百多顆行星之中,尚未有一顆和地球一樣-擁有生命-的行星。
搜尋系外行星的方法
行星不像恆星一樣會自己發光,它只會反射星恆星的光芒,我們該如何在耀眼的恆星旁,發現黯淡的行星呢?因此,搜尋系外行星是一個相當困難的工作,目前為止,我們最倚賴的方法是徑向速度法。在瞭解徑向速度法之前,我們必須先複習一下「質心」的概念(圖一),行星與恆星相比之下,質量是非常小的,比較類似圖一中(B)的情形,若觀測者在恆星與質心的連線方向上,就可以看到恆星一下接近我們,一下又遠離我們的情形。
這樣的效果表現在觀測數據上,我們則可以看到光譜的紅移及藍移,也就是所謂的「都卜勒效應」,在恆星接近我們時,波會被壓縮,導致波長縮短,因此譜線會向藍端(波長短、頻率高)移動,遠離我們時,波會被拉開,導致波長增加,因此譜線向紅端(波長長、頻率低)移動(如圖二)。在日常生活中,我們也可以體驗到都卜勒效應的存在,若有機會在高速公路上遇到急馳而過的救護車,你會發現當它接近我們時,鳴笛的頻率變高,而遠離我們時,頻率則變低。利用譜線位移的大小,我們可以計算出恆星遠離和接近的速度,並進一步的計算出行星的質量。
![]() |
圖二:都卜勒效應的原理和應用
(A)波源接近觀測者時,波會被壓縮,導致波長縮短,頻率變高(在可見光中就是往藍端移動);遠離我們時,波會被拉開,導致波長增加,頻率變低(在可見光中就是往紅端移動)。
(B)恆星因為受到鄰近行星的拉扯,有時而接近、時而遠離的現象,因此我們可以看到譜線的藍移與紅移。
圖片來源:
|
另一個類似的方法則是天體測量,和徑向速度法的原理相同,這個方法所倚賴的是行星對它的母恆星所產生的拉扯力量,但不同的是,我們藉由直接測量恆星在遙遠背景星群中的微小移動,可以推估行星的存在。在太陽系中,木星也會對太陽產生拉扯,使得它的位置有所改變,圖三是在距離太陽10秒差距(約32.6光年)處,所觀測到太陽的天體測量位置。預計在2009年發射的太空干涉儀任務(Space Interferometry Mission),就是希望能夠利用這個方法,觀測到遠處恆星微小的位移,而能找到與地球大小類似的行星。
![]() |
圖三:在距離太陽10秒差距(約32.6光年)處,可以觀測到木星對太陽的拉扯,而使得太陽的天體測量位置有所改變。
|
我們除了靠行星對母恆星產生的拉扯,而發現行星的存在,另一個方法則是掩星法,你可以想像,當黯淡的行星經過我們和恆星的中間時,必然會遮掩住一部份恆星的光芒,藉由觀測恆星週期性的微小光度變化,我們可以推知行星的存在,並計算出它的軌道和大小。預計在2009年2月發射的克卜勒太空任務(Kepler Mission),就搭載了精密的光度儀,希望能觀測微小的恆星光度變化,而發現地球般大小的行星。
另一個有趣的方法,是重力微透鏡,它的概念來自於愛因斯坦的廣義相對論-重力使空間產生扭曲。遙遠恆星的星光經過近處恆星時,由於恆星的質量扭曲了周遭的空間,產生類似透鏡的效果,若近處的恆星有行星系統的存在,那重力微透鏡的成像會產生細微的偏折,我們可以藉由這些細微的變化,推測出行星的存在(如圖四),並且可以計算出行星的質量和軌道半徑。這個方法的優點是它並不像其他方法,一定要有相當大質量的行星,但是它的觀測也相對困難許多。首個藉由重力微透鏡發現的行星,是2003年的OGLE 2003–BLG–235,而到2008年9月為止,有八顆行星是藉由此方法被發現的。
![]() |
圖四:重力微透鏡
遙遠恆星的星光經過近處恆星時,由於恆星的質量使得附近的空間遭到扭曲,產生類似透鏡的效果,若近處的恆星有行星系統的存在,那重力微透鏡的成像會產生細微的偏折,我們可以藉由這些細微的變化,推測出行星的存在。
|
還有另一個方法是光學觀測,利用日冕儀遮擋住母恆星耀眼的光芒,我們可能就可以看到在它旁邊黯淡的行星,預計在2012至2015年發射的的類地行星發現號(Terrestrial Planet Finder),就可能會配備這樣的儀器,好讓我們能夠藉由行星反射的母恆星光芒,直接看到它們的的存在。
當然除了以上提到的方法,還有許多其他搜尋系外行星的方法,但這些方法都有其限制,技術上的限制使得我們到目前為止找到的行星,大多數都是「熱木星」,也就是與母恆星距離相當近的大質量行星,但如果我們的目標是希望找到可能有生命存在的行星,目前為止的三百多顆行星並不符合我們的期待。未來我們也將利用更多、更好的地面及太空探測器,希望能夠找到類似地球的行星,而更進一步地接近我們的目標-有可能孕育生命的行星。
在那遙遠的彼方,有生命存在的可能性嗎?
如果我們在類似太陽的恆星近旁,發現了類似地球的行星環繞,那麼接下來,直指核心的問題必然是:「那裡,有生命嗎?」地球有多麼幸運,擁有了許多的巧合,才能孕育出生命,其中一個很重要的因素就是地球與太陽的位置,不太近也不太遠,不太熱也不太冷,剛剛好可以是液態水可以存在的溫度範圍,而這個範圍就被稱為「適居帶」(圖五)。太陽系中的適居帶,只有地球一顆行星,而不同質量的母恆星,其適居帶的範圍也不一樣。因此我們的目標是希望能夠找到一顆位於適居帶上的行星,那麼它有生命的可能性就會大了許多。
![]() |
圖五:適居帶
圖中藍色的區域表示可以有液態水存在的範圍,也就是適居帶。太陽系中的適居帶,只有地球一顆行星,而不同質量的母恆星(縱軸),其適居帶的範圍(橫軸)也不一樣。
|
另外也有一些方法,可以讓我們檢驗這個星球上是否有可能支持生命。像是直接探測是否有液態水存在的證據,這在太陽系其他行星的探索上,就是一個相當重要的課題;我們可以藉由行星上的反射光譜,研究其是否有大氣層;其他像是氧氣的存在,可能暗示了植物和藻類生存的可能性;而甲烷這種生物代謝產物,則暗示了有生物活動的可能性。
在過去的十幾年來,系外行星的數字從0增加到314,我們在系外行星的探索上,有了驚人的發展,外星生命的探測,絕對會是接下來的這個世紀裡一個很有潛力的科學課題。現在看來,我們好像離問題的解答越來越近,你相信有外星生命的存在嗎?我相信有,畢竟…宇宙如此的大,如果只有我們的話,那豈不是太寂寞了…。
2008年4月22日 星期二
第一代恆星
在130至140億年前的宇宙初期的大霹靂過後,所形成的第一代恆星,將會是只由氫與氦所組成的,一般來說認為它們會是相當大質量的恆星,它們的壽命非常短,因此在現今的宇宙我們已經無法觀察到第一代的恆星。取而代之的,我們可以觀察到在緊接著第一代恆星死亡後,所誕生的第二代恆星,它們的組成相當缺乏重元素。也因此搜尋鐵元素比例相當低的恆星,就成為尋找這些在相當早期形成恆星的必要條件。
第一個例子是在2005年由Christlieb等人所發現的HE 0107-5240,第二個例子則是2005年Frebel等人所發現的HE 1327-2326,它們的鐵元素含量分別只有太陽的1/200,000和1/300,000,在這之前我們所知的鐵元素含量最低的恆星是太陽的1/25,而這個記錄保存了二十多年。但相對來說,它們較太陽含有更多的較輕的元素,如碳、氮、氧,這些元素是形成目前我們所認知的生命相當重要的成分。
現今的電腦模型預測,宇宙早期形成的恆星具有約數百倍太陽質量,在數百萬年之間就會將它們的燃料消耗殆盡,它們死亡後會噴發出大量的鐵和少量的碳,但這和Iwamoto等人的模型所預測,以及2005年由Christlieb和Frebel兩組科學家所觀察到的重金屬含量相當低的早期恆星,似乎有所矛盾,不過目前觀測的結果顯示恆星在形成時其質量也會有各樣的分佈,這樣的分佈使第一代恆星可能也有僅相當於25倍太陽質量的恆星,這樣低質量的第一代恆星可能就可以解釋目前所觀察到的第二代恆星HE 0107-5240和HE 1327-2326的元素豐度。這兩顆恆星的質量可能僅有太陽的80%,壽命較長,根據目前較被接受的模型,這樣低質量的恆星,可能是因為第一代恆星爆發所引起的震波所形成的,它們也提供了我們唯一的機會,去瞭解在它們之前的第一代恆星所製造出的元素豐度,這些恆星的大氣記住了孕育它們的雲氣成分。
在這之前所發現的12個低金屬豐度的恆星,其中有5個有較多的輕元素如碳、氮、氧,看來似乎早期的宇宙環境適合這些輕元素的生成,這也是目前早期恆星形成的模型中相當重要的一環,因為這些輕元素提供了有效率的冷卻機制,能讓皆下來的低質量恆星有效的生成。
參考資料:
Timothy C. Beers, Science 309, 390, (2005)
N. Christlieb et al., Nature 419, 904 (2005)
A Frebel et al., Nature 434, 871 (2005)
第一個例子是在2005年由Christlieb等人所發現的HE 0107-5240,第二個例子則是2005年Frebel等人所發現的HE 1327-2326,它們的鐵元素含量分別只有太陽的1/200,000和1/300,000,在這之前我們所知的鐵元素含量最低的恆星是太陽的1/25,而這個記錄保存了二十多年。但相對來說,它們較太陽含有更多的較輕的元素,如碳、氮、氧,這些元素是形成目前我們所認知的生命相當重要的成分。
現今的電腦模型預測,宇宙早期形成的恆星具有約數百倍太陽質量,在數百萬年之間就會將它們的燃料消耗殆盡,它們死亡後會噴發出大量的鐵和少量的碳,但這和Iwamoto等人的模型所預測,以及2005年由Christlieb和Frebel兩組科學家所觀察到的重金屬含量相當低的早期恆星,似乎有所矛盾,不過目前觀測的結果顯示恆星在形成時其質量也會有各樣的分佈,這樣的分佈使第一代恆星可能也有僅相當於25倍太陽質量的恆星,這樣低質量的第一代恆星可能就可以解釋目前所觀察到的第二代恆星HE 0107-5240和HE 1327-2326的元素豐度。這兩顆恆星的質量可能僅有太陽的80%,壽命較長,根據目前較被接受的模型,這樣低質量的恆星,可能是因為第一代恆星爆發所引起的震波所形成的,它們也提供了我們唯一的機會,去瞭解在它們之前的第一代恆星所製造出的元素豐度,這些恆星的大氣記住了孕育它們的雲氣成分。
在這之前所發現的12個低金屬豐度的恆星,其中有5個有較多的輕元素如碳、氮、氧,看來似乎早期的宇宙環境適合這些輕元素的生成,這也是目前早期恆星形成的模型中相當重要的一環,因為這些輕元素提供了有效率的冷卻機制,能讓皆下來的低質量恆星有效的生成。
參考資料:
Timothy C. Beers, Science 309, 390, (2005)
N. Christlieb et al., Nature 419, 904 (2005)
A Frebel et al., Nature 434, 871 (2005)
2008年3月20日 星期四
Sciscape科景新聞_20080320_卡西尼號新發現:土衛六泰坦可能有地下海洋!
卡西尼號利用雷達測量土衛六泰坦(Titan)的地表特徵來推測其自轉速度的變化,找到支持泰坦可能有地下海洋的證據!
卡西尼號【註一】在2005年10月至2007年5月間,利用合成孔徑雷達(Synthetic Aperture Radar,SAR)穿透泰坦濃厚且富含甲烷的大氣霧霾所獲得的影像資料,讓科學家們可以辨識泰坦地表的地形特徵(包含湖泊、峽谷以及山脈)、並標定其位置。由於其中有19個區域有超過一次的觀測紀錄,因此研究人員可以比較區域內的地標其前後的雷達觀測資料。他們發現這些地標有系統地位移約30公里,若非有地下海洋存在,很難解釋泰坦的地殼如何能輕易地脫離內部地核、而有此一致的漂移。這項研究成果由John Hopkins大學應用物理實驗室的Ralph Lorenz等人發表在2008年3月21日的「科學」(Science)期刊上。
分析這些數據,科學家推算泰坦有0.3度的自轉傾角、自轉的速度比同步自轉(synchronous rotation,永遠以同一面面對土星)每年快了0.36度。然而其自轉速度並非保持不變,因為大氣與泰坦地殼間有角動量的交換,又全球大氣循環方向受到季節變換的影響,因此,泰坦的自轉速度會隨季節而改變。但若沒有地下海洋的存在,轉速的變化會很小甚至是不存在。在觀測期間(2004-2006年)恰好是泰坦北半球的冬天,若卡西尼能夠延長任務十年,觀察到泰坦春天(2009年)及北半球夏天(2016-2017年)【註二】的自轉速度變化,將能夠驗證這個理論。
科學家們推測地下海洋大約位在泰坦地表下70公里處,若能確認地下海洋的存在,再加上泰坦的表面富含有機物質,對天文生物學家而言,泰坦儼然成為一個相當具有吸引力的研究目標,它將能幫助我們瞭解有機物質如何能在冰衛星形成,而地下海洋是否為合適生命演化的環境。
【註一】卡西尼-惠更斯(Cassini-Huygens)任務是由美國太空總署(NASA)、歐洲太空總署(ESA)以及義大利太空總署(ASI)所共同合作的一項計畫,於1997年10月15日發射,2004年6月30日進入土星軌道,2004年12月24日釋放惠更斯號探測器,惠更斯號於2005年1月14日登陸土衛六泰坦。卡西尼號是第一艘進入土星軌道研究土星系統(包含土星環及其衛星)的太空船,惠更斯號更是第一艘登陸其他行星的衛星的探測器。
【註二】當星體的自轉軸與公轉太陽時的軌道面有交角時,使得太陽直射在星體表面位置產生變化而帶來四季。四季的變化週期與公轉週期有關。泰坦有0.3度的自轉傾角,並跟隨土星繞太陽公轉,所以泰坦四季更迭的時間與土星大致相同,皆為土星公轉一圈的時間29.46年,和泰坦的自轉週期16天比起來真是久了許多。土星北半球上次的冬天發生在2002年,2009年則是土星北半球的春天,2016-2017年左右則會是北半球的夏天。
原始論文
Ralph D. Lorenz et al., "Titan's Rotation Reveals an Internal Ocean and Changing Zonal Winds", Science, 319, 1649 (2008)
Christophe Sotin & Gabriel Tobie, "Titan's Hidden Ocean", Science, 319, 1629 (2008)
編按:Christophe Sotin 和 Gabriel Tobie 在此篇評論中提到土衛六泰坦有3度的自轉傾角,實為0.3度之誤。
Editor: Seline
轉載自科景網站http://www.sciscape.org/news_detail.php?news_id=2352
新聞來源:ScienceNow
http://news.sciencemag.org/sciencenow/2008/03/20-03.html
卡西尼號【註一】在2005年10月至2007年5月間,利用合成孔徑雷達(Synthetic Aperture Radar,SAR)穿透泰坦濃厚且富含甲烷的大氣霧霾所獲得的影像資料,讓科學家們可以辨識泰坦地表的地形特徵(包含湖泊、峽谷以及山脈)、並標定其位置。由於其中有19個區域有超過一次的觀測紀錄,因此研究人員可以比較區域內的地標其前後的雷達觀測資料。他們發現這些地標有系統地位移約30公里,若非有地下海洋存在,很難解釋泰坦的地殼如何能輕易地脫離內部地核、而有此一致的漂移。這項研究成果由John Hopkins大學應用物理實驗室的Ralph Lorenz等人發表在2008年3月21日的「科學」(Science)期刊上。
分析這些數據,科學家推算泰坦有0.3度的自轉傾角、自轉的速度比同步自轉(synchronous rotation,永遠以同一面面對土星)每年快了0.36度。然而其自轉速度並非保持不變,因為大氣與泰坦地殼間有角動量的交換,又全球大氣循環方向受到季節變換的影響,因此,泰坦的自轉速度會隨季節而改變。但若沒有地下海洋的存在,轉速的變化會很小甚至是不存在。在觀測期間(2004-2006年)恰好是泰坦北半球的冬天,若卡西尼能夠延長任務十年,觀察到泰坦春天(2009年)及北半球夏天(2016-2017年)【註二】的自轉速度變化,將能夠驗證這個理論。
科學家們推測地下海洋大約位在泰坦地表下70公里處,若能確認地下海洋的存在,再加上泰坦的表面富含有機物質,對天文生物學家而言,泰坦儼然成為一個相當具有吸引力的研究目標,它將能幫助我們瞭解有機物質如何能在冰衛星形成,而地下海洋是否為合適生命演化的環境。
【註一】卡西尼-惠更斯(Cassini-Huygens)任務是由美國太空總署(NASA)、歐洲太空總署(ESA)以及義大利太空總署(ASI)所共同合作的一項計畫,於1997年10月15日發射,2004年6月30日進入土星軌道,2004年12月24日釋放惠更斯號探測器,惠更斯號於2005年1月14日登陸土衛六泰坦。卡西尼號是第一艘進入土星軌道研究土星系統(包含土星環及其衛星)的太空船,惠更斯號更是第一艘登陸其他行星的衛星的探測器。
【註二】當星體的自轉軸與公轉太陽時的軌道面有交角時,使得太陽直射在星體表面位置產生變化而帶來四季。四季的變化週期與公轉週期有關。泰坦有0.3度的自轉傾角,並跟隨土星繞太陽公轉,所以泰坦四季更迭的時間與土星大致相同,皆為土星公轉一圈的時間29.46年,和泰坦的自轉週期16天比起來真是久了許多。土星北半球上次的冬天發生在2002年,2009年則是土星北半球的春天,2016-2017年左右則會是北半球的夏天。
原始論文
Ralph D. Lorenz et al., "Titan's Rotation Reveals an Internal Ocean and Changing Zonal Winds", Science, 319, 1649 (2008)
Christophe Sotin & Gabriel Tobie, "Titan's Hidden Ocean", Science, 319, 1629 (2008)
編按:Christophe Sotin 和 Gabriel Tobie 在此篇評論中提到土衛六泰坦有3度的自轉傾角,實為0.3度之誤。
Editor: Seline
轉載自科景網站http://www.sciscape.org/news_detail.php?news_id=2352
新聞來源:ScienceNow
http://news.sciencemag.org/sciencenow/2008/03/20-03.html
2008年3月11日 星期二
拉格朗日點
拉格朗日點(Lagrange points)是指在兩個互繞質心的大物體的引力作用下,有五個點能使小物體運動時之於兩個大物體的相對位置並無改變,是由義大利及法國的數學家Lagrange 在1772年所發表的論文中為求三體問題的通解所計算出來的,他假設在三體問題中小物體的運動是遵循能量改變最少的軌道(動能-位能),其中他計算出了五個點,分別稱為L1~L5。
其中L1、L2和L3三個點位在兩個大質量物體的連線上,這三個點是較不穩定的點,如果一個小質量物體在這三個點稍微有位置上的改變,就會失去平衡而離開。而L4、L5這兩個點則是位在與兩大質量天體的連線恰構成一等腰三角形處,這兩個點較為穩定,小質量物體若在這兩個點上稍有移動,並不會脫離,而是繞這個點附近作震盪擺動。
L1是位在兩個大質量物體的連線上,且位置在兩者之間,這點所受到的重力恰為兩大質量物體對它的重力的差,對日地系統來說,原本位於地球內側的物體會有較地球短的軌道週期,但地球對此物體的重力減弱了太陽對此物體的重力,使的其週期較原本慢,而有了和地球相同的軌道週期,此點是觀察太陽的絕佳位置,像是Solar and Heliospheric Observatory(SOHO)衛星及Advanced Composition Explorer(ACE)就是被放置在日地系統的L1上。
L2的位置也在兩大質量物體的連線上,且在較小物體的一側,這點所受到的重力恰為兩大質量物體對它的重力的和,對日地系統來說,原本位於地球外側的物體會有較地球長的軌道週期,但地球對此物體的重力加強了太陽對此物體的重力,使的其週期較原本快,而有了和地球相同的軌道週期,此點是設置太空望遠鏡的絕佳位置,因為此點對太陽及地球的指向永遠一樣,容易保護和校正,已發射的Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP)就是位在日地系統的L2上,而將來計畫要發射的Herschel Space Observatory、Gaia probe,和James Webb Space Telescope也預計被放在L2上。
L3的位置也在兩大質量物體的連線上,且在較大物體的一側,以日地系統為例,此點位在地球軌道稍微外側處,原本應該有較地球長的軌道週期,但因地球和太陽位在此一小物體的同一方向上,使得向心力變得更大,因此有了跟地球相同的軌道週期,許多科幻小說會在L3描繪出一個「反地球」,不過其實這一點處在一個相當不平衡的狀況,因為其他的行星很容易就經過此點附近而對它造成擾動使它離開此點。
L4和L5在以兩大質量物體連線為底的等邊三角形的第三個頂點上,L4位在較小物體圍繞較大物體運行軌道的前方,L5則是位在較小物體圍繞較大物體運行軌道的後方,其位置會在超前和落後小物體軌道的60度的地方,由於這兩點距離兩個大質量物體的距離相同,它所受此兩物體的重力就會是這兩個物體的質量比,這兩點又被稱作三角拉格朗日點或是特洛依點,在太陽系的系統中我們常可以見到位在L4和L5的例子,最著名的就是位在日木系統的L4和L5的希臘群小行星和特洛依群小行星,甚至是在解釋月球起源的學說中,就有一解釋是在日地系統的L4或L5上,有一顆叫做Theia的行星,在它的軌道失去平衡後,撞上地球因而形成月球。
參考資料:
http://en.wikipedia.org/wiki/Lagrangian_point
其中L1、L2和L3三個點位在兩個大質量物體的連線上,這三個點是較不穩定的點,如果一個小質量物體在這三個點稍微有位置上的改變,就會失去平衡而離開。而L4、L5這兩個點則是位在與兩大質量天體的連線恰構成一等腰三角形處,這兩個點較為穩定,小質量物體若在這兩個點上稍有移動,並不會脫離,而是繞這個點附近作震盪擺動。
L1是位在兩個大質量物體的連線上,且位置在兩者之間,這點所受到的重力恰為兩大質量物體對它的重力的差,對日地系統來說,原本位於地球內側的物體會有較地球短的軌道週期,但地球對此物體的重力減弱了太陽對此物體的重力,使的其週期較原本慢,而有了和地球相同的軌道週期,此點是觀察太陽的絕佳位置,像是Solar and Heliospheric Observatory(SOHO)衛星及Advanced Composition Explorer(ACE)就是被放置在日地系統的L1上。
L2的位置也在兩大質量物體的連線上,且在較小物體的一側,這點所受到的重力恰為兩大質量物體對它的重力的和,對日地系統來說,原本位於地球外側的物體會有較地球長的軌道週期,但地球對此物體的重力加強了太陽對此物體的重力,使的其週期較原本快,而有了和地球相同的軌道週期,此點是設置太空望遠鏡的絕佳位置,因為此點對太陽及地球的指向永遠一樣,容易保護和校正,已發射的Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP)就是位在日地系統的L2上,而將來計畫要發射的Herschel Space Observatory、Gaia probe,和James Webb Space Telescope也預計被放在L2上。
L3的位置也在兩大質量物體的連線上,且在較大物體的一側,以日地系統為例,此點位在地球軌道稍微外側處,原本應該有較地球長的軌道週期,但因地球和太陽位在此一小物體的同一方向上,使得向心力變得更大,因此有了跟地球相同的軌道週期,許多科幻小說會在L3描繪出一個「反地球」,不過其實這一點處在一個相當不平衡的狀況,因為其他的行星很容易就經過此點附近而對它造成擾動使它離開此點。
L4和L5在以兩大質量物體連線為底的等邊三角形的第三個頂點上,L4位在較小物體圍繞較大物體運行軌道的前方,L5則是位在較小物體圍繞較大物體運行軌道的後方,其位置會在超前和落後小物體軌道的60度的地方,由於這兩點距離兩個大質量物體的距離相同,它所受此兩物體的重力就會是這兩個物體的質量比,這兩點又被稱作三角拉格朗日點或是特洛依點,在太陽系的系統中我們常可以見到位在L4和L5的例子,最著名的就是位在日木系統的L4和L5的希臘群小行星和特洛依群小行星,甚至是在解釋月球起源的學說中,就有一解釋是在日地系統的L4或L5上,有一顆叫做Theia的行星,在它的軌道失去平衡後,撞上地球因而形成月球。
參考資料:
http://en.wikipedia.org/wiki/Lagrangian_point
特洛依小行星
特洛依小行星(Trojan Asteroids)指的是位在日木系統中的L4和L5兩點的小行星,其位置分別是在超前和落後木星軌道60度的位置上,和木星有相同的軌道週期。在Lagrange計算出五個Lagrange points的一百多年後,1904年E. E. Barnard首次留下可能是發現特洛依群小行星的紀錄,1906年德國天文學家Max Wolf發現了位在L4的一顆小行星並以588 Achilles(阿基里斯)命名,它在L4附近有著異常的軌道運動,在不久之後,有越來越多的小行星在L4和L5這兩點被發現,並且因著Max Wolf以588 Achilles命名第一顆L4的小行星,後來的天文學家們便以荷馬史詩Iliad中特洛依戰爭的人物們為這兩群小行星命名,其中L4以希臘方的英雄們命名,稱為希臘群(Greek group),而L5則以特洛依方的英雄們命名,稱為特洛依群(Trojan group),但其實也有些錯置的例子。
至2007年8月為止,在L4和L5分別有640顆及536顆已被編號和539及509顆未被編號的特洛依小行星。2006年UC Berkeley、法國巴黎天文台、夏威夷凱克望遠鏡(Keck Telescope)的天文學家在2月2日的「自然」(Nature)期刊上發表研究,指出他們所發現的第一對特特洛依小行星雙星617 Patroclus和Menoetius,經計算後發現密度極低(0.8g/cm3),因此認為這對小行星的組成應該是表面被塵土覆蓋的冰,性質與海王星軌道外的庫伯帶天體(Kuiper Belt Objects,KBO)非常類似,因此認為特洛依小行星的起源可能與KBO相同。
參考資料:
http://en.wikipedia.org/wiki/Trojan_asteroid#Trojan_asteroids
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2006/200602/06020401.htm
至2007年8月為止,在L4和L5分別有640顆及536顆已被編號和539及509顆未被編號的特洛依小行星。2006年UC Berkeley、法國巴黎天文台、夏威夷凱克望遠鏡(Keck Telescope)的天文學家在2月2日的「自然」(Nature)期刊上發表研究,指出他們所發現的第一對特特洛依小行星雙星617 Patroclus和Menoetius,經計算後發現密度極低(0.8g/cm3),因此認為這對小行星的組成應該是表面被塵土覆蓋的冰,性質與海王星軌道外的庫伯帶天體(Kuiper Belt Objects,KBO)非常類似,因此認為特洛依小行星的起源可能與KBO相同。
參考資料:
http://en.wikipedia.org/wiki/Trojan_asteroid#Trojan_asteroids
http://tamweb.tam.gov.tw/news/2006/200602/06020401.htm
訂閱:
文章 (Atom)










