觀測通知：御夫座SU與御夫座AB兩變星之協同觀測

本文由 Amway 委託，泛科學企劃執行。

到底怎樣才算是「乾淨」？這不是什麼靈魂拷問，而是一個價值上億的商業命題。

在半導體產業的無塵室中，「乾淨」的定義極其殘酷：一粒肉眼看不見的灰塵，就足以讓造價數百萬美元的晶圓直接報廢。空氣品質的好壞，甚至能成為台積電（TSMC）決定是否在當地設廠的關鍵性指標。回到你的家中，雖然不需要生產精密晶片，但我們呼吸系統中的肺泡同樣精密，卻長期暴露在充滿 PM2.5、病毒以及各種揮發性氣體的環境中。為了守護健康，你可能還要付費購買「乾淨的空氣」來用。

因此，空氣議題早已超越單純的環保範疇，成為同時影響國家經濟與個人健康的重要問題。

很多人可能沒想到，無論是家用的空氣清淨機，還是造價動輒百億的頂尖晶圓廠，它們對抗污染的核心武器並非什麼複雜的雷射防護罩，而是同一件看起來平凡無奇的東西：一片外觀像紙一樣的 HEPA 濾網。但你真的相信，就憑這層厚度不到幾公分的板子，能擋住那些足以毀滅精密晶片、滲透人體細胞的「奈米級刺客」嗎？

這片大家都聽過的 HEPA 濾網，裡面到底是什麼？

首先，我們必須打破一個直覺上的誤解：HEPA 濾網（High Efficiency Particulate Air filter）在本質上其實並不是一張「網」。

細懸浮微粒 PM2.5，是指粒徑在 2.5 微米以下的污染物，它們能穿過呼吸道直達肺泡，並穿過血管引發全身性發炎。但這只是基本，在工廠與汽車尾氣中，還存在粒徑僅有 1 微米的 PM1，甚至是小於 0.1 微米的「超細懸浮微粒」（UFP，即 PM0.1）。 UFP 不僅能輕易進入血液，甚至能繞過血腦屏障（BBB），進入大腦與胎盤，其破壞力十分可怕。

如果 HEPA 濾網像水槽濾網或麵粉篩一樣，單靠孔目大小來「過濾」粒子，那麼為了攔截奈米微粒，濾網的孔目只能無限縮小到幾乎不透氣的程度。更別說在台積電或 Intel 的製程工程師眼裡，一般人認為的「乾淨」，在工程師眼裡簡直像沙塵暴一樣。對於線寬僅有 2 奈米或 3 奈米（相當於頭髮直徑萬分之一）的晶片而言，空氣中一顆微小的塵埃，就是一顆足以毀滅世界的隕石。

因此，傳統的過濾思維並非治本之道，我們需要的是原理截然不同的過濾方案。這套技術的雛形，最早可追溯至二戰時期的「曼哈頓計畫」。

HEPA 的前身，誕生於曼哈頓計畫！

1940 年代，製造濃縮鈾是發展原子彈的關鍵。然而，若將排氣直接排向大氣，會導致致命的放射性微粒擴散。負責解決這問題的是 1932 年諾貝爾化學獎得主歐文·朗繆爾（Irving Langmuir），他是薄膜和表面吸附現象的專家。他開發了「絕對過濾器」（Absolute Filter），其內部並非有孔的篩網，而是石綿纖維。

有趣的來了，如果把過濾器放到顯微鏡下，你會發現纖維之間的空隙，其實比某些被攔截的粒子還要大。那為什麼粒子穿不過去呢？這是因為在奈米尺度下，物理規則與宏觀世界完全不同。極微小的粒子在空氣中飛行時，並非走直線，而是會受到空氣分子撞擊，而產生「布朗運動」（Brownian Motion），像個醉漢一樣東倒西歪。

當粒子通過由緻密纖維構成的混亂迷宮時，布朗運動會迫使它們不斷轉彎、移動，最終撞擊到帶有靜電的纖維上。這時，靜電的吸附力會讓纖維就像蜘蛛網般死死黏住微粒。那些狂亂移動的奈米刺客，就這樣被永久禁錮迷宮中。

現在最常見的 HEPA 材料，是硼矽酸鹽玻璃纖維。

現代 HEPA 濾網最常見的核心材料為硼矽酸鹽玻璃纖維。這些玻璃纖維的直徑通常介於 0.5 至 2 微米之間，它們在濾網內隨機交織，像是一座茂密「黑森林」。微粒進入這片森林後，並非僅僅面對一層薄紙，而是得穿越一個具有厚度且排列混亂的纖維層，微粒極有可能在布朗運動的影響下撞擊並黏附在某根玻璃絲上。

除此之外，HEPA 濾網在外觀上還有一個極具辨識度的特徵，那就是像手風琴般的摺紙結構。濾材會被反覆摺疊、摺成手風琴的形狀，中間則用鋁箔或特殊的防潮紙進行結構支撐，目的是增加表面積。這不僅為了捕獲更多微粒，而是要「降低過濾風速」。這聽起來可能有點反直覺：過濾不是越快越好嗎？

其實，這與物理學中的流速控制有關。想像一條水管，如果你捏住出口，水流會變得湍急；若將出口放開並擴大，雖然總出水量不變，但出水處的流速會變得緩慢。對於 HEPA 濾網而言，當表面積越大，單位面積所需承載的空氣量就越少，空氣穿透濾網的速度也就越低。

低流速代表微粒停留在濾網內的時間也更久，增加被捕捉的機會。此外，越大的表面積也為 HEPA 濾網帶來了高「容塵量」，延長了使用壽命，這正是它能夠稱霸空氣清淨領域多年的主因。

然而，即便都叫做 HEPA 高效率空氣微粒子過濾網 (High Efficiency Particulate Air filter)，但每個 HEPA 的成分與結構還是會不一樣。例如 安麗逸新空氣清淨機 SKY ，其標榜「可過濾粒徑最小至 0.0024 微米」的污染物，去除率高達 99.99%。

0.0024 微米是什麼概念？塵蟎、花粉、皮屑或黴菌孢子，大小約在 2 至 200 微米；細懸浮微粒  PM2.5 大小約 2.5 微米，細菌也大概這麼大。最小的其實是粒徑小於 0.1 微米的「超細懸浮微粒」，大多數的病毒（如流感、新冠病毒）都落在此區間。對安麗逸新 的HEPA濾網來說，基本上通通都是可被攔截的榜上名單。

在過敏防護上，它更獲得英國過敏協會（Allergy UK）認證，能有效處理 19 大類、102 種過敏原，濾除空氣中超過 300 種氣態與固態污染物。

然而，同樣的過濾邏輯一旦進入半導體無塵室，就必須換一條更為嚴苛的技術路線。因為硼矽酸鹽玻璃纖維對晶圓來說有個致命傷，就是「硼 (Boron)」。

在半導體製程中，硼是常見的 P 型摻雜物，用來精準改變矽晶圓的電性。如果濾網有任何微小的破損、老化或化學侵蝕，進而釋放出極微量的硼離子，就可能直接污染晶圓，改變其導電特性，導致晶片報廢。

此外，無塵室要求的是比 HEPA 更極致的 ULPA（超低穿透率空氣濾網） 等級的潔淨度。ULPA 的標準通常要求對 0.12 微米 的粒子達到 99.999% 甚至 99.9999% 的超高攔截率。在奈米級的競爭中，任何多穿透的一顆微塵，都代表著一筆不小的經濟損失。

為了解決「硼」的問題並追求極限的過濾效率，材料學家搬出了塑膠界的王者，PTFE 也鐵氟龍。鐵氟龍不僅耐酸鹼、耐腐蝕，還能透過拉伸製成直徑僅 0.05 至 0.1 微米 的極細纖維，其細度遠勝玻璃纖維。雖然 PTFE 耐化學腐蝕，但它既昂貴且物理上也很脆弱，安裝時若不小心稍微觸碰，數萬元的濾網就可能報銷。因此，你只會在晶圓廠而非一般家庭環境看到它。

即便如此，在空氣濾淨系統中，還有一樣是無塵室和你家空氣清淨器上面都有的另一張濾網，就是活性碳濾網。

活性碳如何從物理攔截跨越到分子吸附？

好不容易將微塵擋在門外時，危機卻還沒有解除。因為空氣中還隱藏著另一類更難纏的大魔王：AMC（氣態分子污染物）。

HEPA 或 ULPA 這類物理濾網雖然能攔截固體微粒，但面對氣態分子時，就像是用網球拍想撈起水一樣徒勞。這些氣態分子如同「幽靈」一般，能輕易穿過物理濾網的縫隙，其中包括氮氧化物、二氧化硫，以及來自人體的氨氣與各種揮發性有機物（VOCs）。

為了對付這些幽靈，我們必須在物理防線之外，加裝一道「化學濾網」。

這道防線的核心就是我們熟知的活性碳。但這與烤肉用的木炭不同，這裡使用的是經過特殊改造的「浸漬處理（Impregnation）」活性碳。材料科學家會根據敵人的不同性質，在活性碳上添加不同的化學藥劑：

• 酸鹼中和：對付氮氧化物、二氧化硫等酸性氣體，會在活性碳上添加碳酸鉀、氫氧化鉀等鹼性藥劑，透過酸鹼中和反應將有害氣體轉化為固體鹽類。反之，如果添加了磷酸、檸檬酸等酸性藥劑，就能中和空氣中的氨氣等鹼類。
• 物理吸附與凡德瓦力：對於最麻煩的有機揮發物（VOCs，如甲醛、甲苯），因為它們不具酸鹼性，科學家會精密調控活性碳的孔徑大小，利用龐大的「比表面積」與分子間的吸引力（凡德瓦力），像海綿吸水般將特定的有機分子牢牢鎖在孔隙中。

空氣濾淨的終極邏輯：物理與化學防線的雙重合圍

在晶圓廠這種對空氣品質斤斤計較的極端環境，活性碳的運用並非「亂槍打鳥」，而是一場極其精密的對戰策略。

工程師會根據不同製程區域的空氣分析報告，像玩 RPG 遊戲時根據怪物屬性更換裝備一樣——「打火屬性怪要穿防火裝，打冰屬性則換上防寒裝」。在最關鍵的黃光微影區（Photolithography），晶圓最怕的是人體呼出的氨氣，此時便會配置經過酸性藥劑處理的活性碳進行精準中和；而在蝕刻區（Etching），若偵測到酸性廢氣，則會改用鹼性配方的濾網。這種「對症下藥」的客製化邏輯，是確保晶片良率的唯一準則。

而在你的家中，雖然我們無法像晶圓廠那樣天天進行空氣成分分析，但你的肺部同樣需要這種等級的保護。安麗逸新空氣清淨機 SKY 的設計邏輯，正是將這種工業級的精密防護帶入家庭。它不僅擁有前述的高規 HEPA 濾網，更搭載了獲得美國專利的活性碳氣味濾網。

關於活性碳，科學界有個關鍵指標：「比表面積（Specific Surface Area）」。活性碳的孔隙越多、表面積越大，其吸附能力就越強。逸新氣味濾網選用高品質椰殼製成的活性碳，並經過高溫與蒸氣的特殊活化處理，打造出多孔且極致高密度的結構。

這片濾網內的活性碳配重達 1,020 克，但其展開後的總吸附表面積竟然高達 1,260,000 平方公尺——這是一個令人難以想像的數字，相當於 10.5 個台北大巨蛋 的面積。這種超高的比表面積，是市面上常見濾網的百倍之多。更重要的是，它還添加了雙重觸媒技術，能特別針對甲醛、戴奧辛、臭氧以及各種細微的異味分子進行捕捉。這道專利塗層防線，能將你從裝潢家具散發的有機揮發氣體，或是路邊繁忙車流的廢氣中拯救出來，成為全家人的專屬空氣守護者。

總結來說，無論是造價百億的半導體無塵室，還是守護家人的空氣清淨機，其背後的科學邏輯如出一轍：「物理濾網攔截微粒，化學濾網捕捉氣體」。只有當這兩道防線同時運作，空氣才稱得上是真正的「乾淨」。

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• 撰文｜許世穎

本文轉載自 CASE 科學報 《天有多大？宇宙中的距離（3）—「人口普查」》

視差主要量測鄰近恆星的距離，想要量測得更遠就需要靠別的方法。在銀河系裡面有許多的恆星，有時會各自群聚為「星團（star cluster）」，就像是一個個村落。我們對這些村落進行「人口普查」，藉由它們的顏色與亮度來找出它們的距離。

遠看？近看？亮度不同！

在我們《天有多大？宇宙中的距離》系列的前一篇文章中，我們介紹了「視差」。利用在太陽兩端觀測到的天體位置差異，我們得以精確量測最遠一萬光年左右的明亮恆星距離。

可是光是銀河系大小就超過十萬光年，遙遠的恆星以現在的技術根本看不出位置差異、無法使用視差法，更不用說銀河系以外還有那麼多的天體了。我們還有什麼方法來量測距離呢？

在開始實際了解作法之前，讓我們先來想像一下：「有個人在夜裡手裡拿著一支蠟燭，站在你的面前，接著愈走愈遠、愈走愈遠…」那支蠟燭的亮度看起來會有什麼樣的變化？

如果你不感到害怕的話，應該可以想像：「蠟燭的亮光看起來會愈變愈暗」對吧！

從物理的角度來看，由於蠟燭發出來的光會朝四面八方射出去。距離蠟燭愈遠，蠟燭照射的面積就愈大，所以看到亮光就變暗了。可以想像，我們看到的亮度會與照射的面積成反比，也因此與距離的平方成反比（圖 1）。

接下來換個情景，想像一下一個人站在一座路燈旁，遠方也有另一盞一樣的路燈。如果這兩座路燈的工程品質夠好的話，我們可以假設這兩座路燈發的光本來是一樣多的。

旁邊的路燈看起來比較亮，遠方的路燈看起來比較暗。比較近的路燈要量測到距離相對簡單且精準。這樣一來，就可以利用兩盞路燈的亮度與其中一盞路燈的距離，換算出另外一盞路燈的距離啦。

我們也可以利用類似的方法來找去宇宙遙遠天體的距離，在宇宙中的天體發射出來的光，大多都是朝四面八方射出去，因此看到的亮度就跟這個球的表面積成反比、與觀測的距離成平方反比。我們利用鄰近天體、遙遠天體的亮度，搭配鄰近天體的距離，找到遙遠天體的距離。

接下來，我們就來實際認識一個用這種方法來計算距離的例子吧！

銀河系內星團的距離：人口普查

在對一些住得比較近的恆星進行「人口普查」之後，我們對於恆星的性質有了一定的理解。我們可以觀察恆星的顏色，量測出亮度，再依照它們的距離將亮度換算成光度，接著把恆星們「光度對顏色」的分布圖畫出來，這個圖被稱為「赫羅圖（Hertzsprung–Russell diagram或H–R diagram）」（圖 2）。從這個圖當中，可以研究出很多恆星的資訊。

比方說，我們發現在赫羅圖上，大多數的恆星會分布在一條帶狀區域上。這條帶狀區域稱為「主序星帶」。恆星絕大多數的生命時光，就是從在赫羅圖上的主序星帶一端移動到另外一端。我們可以從途中看出，恆星在它的演化之路上，會漸漸地從高溫、高光度，變成低溫、低光度。以觀測的角度來說，就是從「很亮的藍白色」，變成「很暗的紅色」（見圖 2）。

也就是說，我們能從「恆星的顏色」來推知「恆星的光度」。如果我們可以清楚量測出一顆恆星的顏色，就能夠猜出它們的光度，進而計算出它們的距離。雖然這個方法跟視差一點關係也沒有，但這個方法卻被稱為分光視差（Spectroscopic Parallax）。

不過要將這個方法用在單一顆恆星會有很多的不確定性。比方說，之所以叫做主序星「帶」，就是因為它不是一條「線」。即便是在同一個顏色，它的光度會有一個不算小的範圍。

所以比起單純用來找出一顆恆星的距離，這個方法更常被用來找出一整團恆星的距離。這個方法稱為「主序星擬合（Main Sequence Fitting）」。

在銀河系裡面有許多的恆星，這些恆星並不是完全隨機分布的，有時會各自群聚為「星團（star cluster）」。把每一顆恆星都想成一個人的話，銀河系就是有著一千億人口的國家（人口很多也沒關係，反正土地也很大）。而星團就是國家裡的村落。有的村落具有一定的規模，可能有上百萬顆星。也有些村落比較小巧，可能只有幾百顆星。

「主序星擬合（Main Sequence Fitting）」比較兩個村落的亮度，其中一個我們知道距離，另外一個的距離則是我們的目標。利用已知的距離，來得出未知的距離。

首先我們可以觀察銀河系內比較近、可以靠其他方法找出距離的星團。把星團裡的恆星「亮度對顏色」分布圖畫出來，可以找到一條主序星帶。

接著我們觀察未知距離的遙遠星團，一樣能從「亮度對顏色」分布圖中看到一條主序星帶。這兩條主序星帶由於星團的距離不同，亮度就會不一樣（範例見圖3）。比較這兩條主序星帶的亮度，就能換算出遙遠星團的成距離。

過去常用來作為參考的星團是「畢宿星團（Hyades）」與「昴宿星團（Pleiades）」（圖 4）。畢宿星團是距離地球最近的星團，只有 151 光年，昴宿星團稍微遠一點點，大約 440 光年。這種距離下星團中的恆星距離可以用視差非常精準的量測。

不過畢宿星團的缺點也是有的，畢竟主序星擬合之所以成立是建立在一個假設之上：「所有星團的主序星帶亮度都一樣」，然而這個假設是不一定成立的。我們已經發現，不同年齡的星團它們的主序星會長的不太一樣。

以畢宿星團來說，它是個相較之下年老的星團，大約6億年左右。如果要用它來找年輕星團的距離，就好像要拿開發中國家來和已開發國家比較一樣，總是會有些不公平。另外每個國家其實也都有著自己的特色，讓這個方法總是有潛在的偏差。

主序星擬合是「宇宙距離階梯（cosmic distance ladder）」很重要的一步。藉由假設主序星的性質一致，我們找到了銀河系內遙遠星團的距離。然而主序星擬合的極限還是離不開銀河系。

在下一篇中，我們將帶大家認識量測研究銀河系外星系距離最重要的角色：「造父變星」，並介紹一位偉大的天文學家亨麗愛塔‧勒維特（Henrietta Swan Leavitt）的故事。

參考資料

1. Pixabay / spirit111
2. Encyclopædia Britannica, Inc.
3. wiki / Hertzsprung–Russell diagram
4. ESO / CAS 2003
5. ESA Hubble / Overview of the Hyades star cluster (ground-based image)
6. wiki / Pleiades

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本系列其它文章：
天有多大？宇宙中的距離（1）—從地球到太陽
天有多大？宇宙中的距離（2）—從太陽到鄰近恆星
天有多大？宇宙中的距離（3）—「人口普查」

• 文／國立清華大學天文研究所教授 潘國全

「天若有情天亦老。」

──李賀，《金銅仙人辭漢歌》

恆星之所以取名為恆星，是因為古時人們相信恆星永恆不變，象徵著完美與無限。然而事實上並沒有什麼東西是永恆不變與完美的，恆星也如同人一般有著生老病死，只是恆星的一生可能橫跨數百萬到數百億年¹，遠多於你我的壽命，更長於人類的文明。

太陽是離我們最近的一顆恆星，目前的年紀約為 46 億年，天文學家預測它大概還可以再持續發光 50 億年以上。這麼長的時間，天文學家如何瞭解太陽是怎麼演化的呢？其他的星星與太陽到底有何不同？到底是什麼能量讓太陽能夠發光？為什麼有些星星看起來是不同的顏色？

對於太陽，我們可以假設太陽系的地球與其他行星、小行星是在類似的時間形成，所以研究地球內部的結構、隕石的成分等都可以間接幫助我們瞭解太陽，但這樣的研究方式卻沒辦法運用到其他恆星。

我們可以用統計的方式來瞭解星星。假想你在觀察某一所小學學生的身高分布，雖然學生之間有高矮胖瘦等差異，但在不同年級的教室裡，可能會發現年級與學生的身高呈現正相關分布。

整體來看，愈高年級的學生身高愈高，所以你不必等小學一年級的學生升到六年級，就可以推斷六年級學生的平均身高比一年級學生高。觀察星星也是如此，而星星的命名中也有類似的意味，好比說矮星（dwarf，又有侏儒的意思）與巨星（giant，巨人）。

那星星的學校在哪裡呢？事實上，大部分的星星並不孤單，有很多「雙星」或「三星」的系統，更有一種組成叫做「星團」，是由數百到數百萬顆星星所組成的。星團裡的星星，每顆都有不同的質量，但卻在相近的時間一起誕生，而不同質量的星星有著不同的演化過程和壽命。

顯示恆星演化過程的「赫羅圖」

丹麥天文學家赫茲普龍 (Ejnar Hertzsprung) 與美國天文學家羅素 (Henry N. Russell) 分別提出把恆星的光譜類型與光度²畫在一起的關係圖，後來命名為赫羅圖。

天文學家發現這樣的關係圖對瞭解恆星演化非常有幫助：恆星的光譜類型同時代表著恆星的表面等效溫度，恆星愈藍代表溫度愈高（正所謂爐火純青，藍色的火焰比黃色的火焰高溫）。如果我們對不同的星團畫赫羅圖，可以發現不同年齡的恆星在赫羅圖上有不同的分布。

天文學家發現大部分的年輕恆星都分布在圖中的對角線—那條稱作主序星 (main sequence stars) 的地帶，而質量愈大的恆星位在愈靠近圖中左上的部分（高亮度、高溫度），且演化得愈快（壽命短）；質量愈小的恆星則愈紅、愈暗淡，位在赫羅圖右下方。

究竟是什麼讓太陽可以維持目前的亮度這麼多年呢？太陽的亮度約為 3.8×10²⁶ 瓦特，每秒鐘所放出的能量比全人類整年所消耗的能量（約為 2×10¹³ 瓦特）還多。那麼高的能量到底是怎麼來的呢？

當物理學家發現核反應以及愛因斯坦的  \( E= mc^{2} \)  後，馬上就意識到太陽的能量是來自氫的核融合反應，而氫又是宇宙中最常見的一種元素，因此可以推斷恆星最開始的光芒都來自於氫的核融合反應，只是不同質量的恆星因為壓力與溫度不同，氫的核融合有不同的反應速率，導致它們演化的速度不同。

而氫燃燒完後，不同質量的恆星也因為重力造成的壓力不同而有完全不同的命運。概略來說，恆星依其質量可以分成三個種類：極低質量恆星、低質量恆星，以及大質量恆星。

極低質量恆星

在極低質量恆星之中，質量介於約 10～80 倍木星質量³之間的恆星又稱為棕矮星 (brown dwarf)；質量小於這個範圍則稱為次棕矮星 (sub­brown dwarf)；稍大一點則稱為紅矮星 (red dwarf)。

與太陽和一般的主序星不同，棕矮星因為重力微弱，核心內部的溫度和壓力不足以點燃氫的核融合反應，因此內部主要是氘在進行核融合反應，只能發出非常微弱的光芒。次棕矮星的質量更小，連氘的核融合反應都無法點燃，有些天文學家甚至還在爭論次棕矮星與行星（譬如木星）之間如何劃分。

紅矮星的質量大約介於 0.08～0.5 倍太陽質量，而且表面溫度低於 4,000 K。紅矮星的質量小，溫度低，暗淡不易觀測，但數量龐大。目前估計銀河系中約有六、七成的星星屬於紅矮星。紅矮星的光和熱主要來自氫融合成氦⁴。

目前恆星演化模型認為紅矮星是完全對流的，也就是核心產生的氦會對流至表面，使星球所有的成分均勻混合，延長反應時間。因此，理論上紅矮星的壽命非常長，目前普遍相信宇宙中所有的紅矮星都還沒有演化到下一個階段。如果紅矮星的氫燃燒完畢，將演化為一種目前仍未觀測到，純為理論預測的恆星—藍矮星 (blue dwarf)。

低質量恆星

低質量恆星的質量大約介於 0.5～8 倍太陽質量之間。

演化初期，低質量恆星主要是靠氫融合成氦的核反應；質量較小的恆星主要是透過質子—質子連鎖反應；而質量較大的恆星主要則靠碳氮氧融合循環 (CNO cycle) 來產生氦。在核心燃燒氫的這個階段稱為主序星，太陽目前就處在主序星階段，其內部溫度高達攝氏千萬度。

數十億年後，恆星核心內的氫將逐漸用盡，轉變以氦為主，而核心外圍則有一層氫燃燒的球層。此時內部的溫度仍不足以點燃氦的核反應，在赫羅圖上的演化階段從主序星帶慢慢往上方偏移，進入次巨星 (subgiant) 階段，它們與主序星有類似的光譜類型，但較為明亮。

這個階段主要是燃燒氦核外面的氫層。由於恆星內部的核反應停止，核融合產生的能量無法對抗重力的坍縮，因此內部的氦核會漸漸轉變為量子簡併的狀態，核心慢慢縮小，溫度和密度則漸漸增加（溫度約為一億度），但外層反而漸漸冷卻膨脹而轉變為紅巨星 (red giant)。

當核心內部的溫度最終達到足以點燃氦的核融合反應，使氦核心不再是簡併狀態而快速膨脹，此即氦閃 (helium flash)。核心的氦透過三氦過程 (triple­alpha process)融合成碳，效率比氫的核反應高非常多。這時核心內部達到新的平衡，在赫羅圖上從紅巨星階段往左邊平行移動，稱為水平分支 (horizontal branch)。

如同氫一般，最終核心的氦也將用盡，進入漸近巨星分支 (asymptotic giant branch)，此時恆星內部將再度變回簡併狀態而成為一顆白矮星 (white dwarf)，而外層由於劇烈的恆星風不斷將物質吹出，形成行星狀星雲 (planetary nebula)。低質量恆星的重力不足以使內部再度點燃碳的核反應。

大質量恆星

大於 8 倍太陽質量的大質量恆星，由於重力很強大，內部的氫燃燒完就只剩外層在燃燒，其溫度足以點燃氦的核反應，所以不會產生簡併狀態的核心，甚至可以一路燃燒下去，演化為超巨星 (supergiant)。

演化到最後，恆星內部會形成一個簡併的鐵核心，外圍則如洋蔥般依序圍繞著矽、氧、氖、碳、氦與最外圍的氫。比鐵輕的元素可以透過核融合放出能量，但是鐵非常穩定，如果要融合出超過鐵的元素反而需要給予能量，因此大質量恆星的核融合反應只會達到鐵。

簡併的鐵核是有質量上限的，當重力超過簡併壓力所能負擔的極限，核心會發生坍縮，形成超新星。而在超新星爆炸後，依其質量與內部結構的不同分布可能留下一顆中子星或黑洞。

總有一天地球會被吞食？

不管是低質量恆星產生的行星狀星雲，或是大質量恆星產生的超新星殘骸，最終回歸宇宙中的雲氣會再度形成第二代的恆星，生生不息地循環下去。我們的太陽也註定在約 5 億年後慢慢演化成紅巨星，其體積將會膨脹，除了吞食水星和金星，甚至可能會把地球也吞沒，屆時人類必定要離開地球（如果那時人類還存在）。

在進入紅巨星的階段之前，太陽演化至次巨星時，強烈的亮度會使地球升溫，溫度就像目前的金星，使地球不適合生物居住。幾億年看似還有好久，我們或許還不需要太在意，但在宇宙的某個角落，或許有某個文明正在經歷不得不離開母星的命運也說不定呢！

註解：

1. 宇宙目前的壽命也只有約 140 億年。
2. 光度：luminosity，天體每秒從其表面所輻射出的總能量。
3. 木星質量約為太陽質量的千分之一或地球質量的 320 倍。
4. 透過質子—質子連鎖反應，protonproton chain。

——本文摘自泛科學 2019 年 12 月選書《蔚為奇談！宇宙人的天文百科》，2019 年 11 月，三民出版。

美國哈佛史密松恩天文物理中心（Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）Hans Moritz Guenther博士申請XMM-Newton X射線觀測衛星進行御夫座SU（SU Aur）和御夫座AB（AB Aur）兩變星的觀測，並尋求光學天文臺的支援，希望能在2012年2/15~2/17期間進行同步觀測。歡迎有興趣者加入。

御夫座SU是典型的金牛座T型變星（T Tauri），御夫座AB則是接近赫比格Ae星（Herbig Ae star）的變星，這兩種都是由原恆星（protostar）即將轉變成主序星（main sequence star）的主序前星階段（pre–main sequence star），其中金牛座T型變星一般是低質量恆星，赫比格Ae星則是中高質量恆星。這兩類年輕恆星因周圍吸積盤中的物質還在持續堆積而引發某些讓亮度變化改變的現象。其中御夫SU經常發生閃焰等爆發，這些爆發在X射線波段相當明亮，可能在可見光波段也可見到；但是這種主序前星的閃焰爆發事件應該和太陽這類已經成熟的恆星所發生的閃焰不同，因此才讓Guenther博士計畫仔細研究。

御夫座SU星和AB星視亮度分別為9.5等和7.0等，相當明亮。此外，AB星與SU星僅相距3角分，鄰近還有顆亮度7.6等的參考星（comparison）。因此用，以口徑約5~10公分左右的小型望遠鏡就可以同時觀測這兩顆變星與參考星。可利用AAVSO的VSP取得參考星圖（http://www.aavso.org/vsp），星名部分請用SU AUR和AB AUR輸入。以下是這兩星的座標（2000.0）：
SU Aur R.A. 04 55 59.38  Dec. +30 34 01.5
AB Aur R.A. 04 55 45.84  Dec. +30 33 04.3

Guenther博士申請的XMM-Newton衛星觀測時間是國際標準時（UT）的2012年2月15日20:31:13到2月17日01:27:53之間；光學望遠鏡的觀測可在XMM-Newton開始觀測前幾小時到XMM-Newton結束觀測後幾小時，不過還是以XMM-Newton的觀測時間內為主。如果能在這幾日開始到2/24之間都有觀測資料，那就更好了。

Guenther博士建議：盡量用CCD進行觀測，每次曝光時間維持在1分鐘以下，且CCD的時間需事先校正好。V濾鏡優先，但若使用其他濾鏡的觀測也可接受；又因為兩星比較偏紅，不建議做無濾鏡的觀測。

資料來源:AAVSO Alert Notice 452[2012.02.08]

轉載自台北天文館之網路天文館網站