N44星雲裡的NGC 1929星團：意外明亮的超級泡泡

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• 本文轉載自臺北天文館，《臺北星空》第 99 期。
• 文／美國夏威夷大學天文研究所 泛星計畫博士後研究員｜林建爭
• 校稿／美國夏威夷 專案文物修復師｜王品方

來自愛丁堡大學的天文學家 Michael S .Petersen 與 Jorge Peñarrubia 近期在自然 (Nature) 期刊中，針對銀河系與大麥哲倫星系 (The Large Magellanic Cloud) 的交互運動，有了新的發現。這份最新的研究指出受到大麥哲倫星系重力場的影響，銀河盤面發生偏移，透過測量銀暈（銀河系的主要部分向外延伸，大致成球形的結構）上不同類型恆星的運動，發現銀河盤面正朝著大麥哲倫星系過往的軌跡方向移動，這個觀測結果與數值模擬的模型相符。

銀河系最大的衛星星系——大麥哲倫星系

大麥哲倫星系是銀河系最大的衛星星系，其質量超過銀河系的十分之一，近期觀測發現，它正以高達每秒 327 公里的速度從銀河系旁通過，離銀河系中心距離僅約 16 萬光年（註：銀河半徑約 5 萬光年），是最接近銀河系的。這樣規模的衛星星系在如此近的距離下高速經過銀河系帶來重力場的變化，使銀河盤面相對於質量中心產生偏移，然而銀暈與盤面受到衛星星系重力牽引的影響不同，位於銀暈越外圍的恆星需要較長的時間尺度才能將重力場的變化反應在運動軌跡上。

當一個外力突然進入一穩定旋轉的慣性系統，如同用手去觸碰正在旋轉的陀螺會使它產生偏移，銀河盤面因大麥哲倫重力場影響而會發生偏移且朝某一方向移動，銀暈的運動軌跡也會出現變化以維持動態平衡，這個銀暈因受盤面偏移而產生的運動改變稱作反應運動 (reflex motion)。

其實反應運動的測量在恆星尺度上也被拿來當作尋找系外行星的工具之一，如圖 1 所示，反應運動主要與系統中質點的質量比有關，舉例來說，一個質量越大的行星繞著母恆星旋轉，母恆星的反應運動越大（繞系統質心的旋轉半徑越大）；因此，天文學家們可藉由觀測恆星的反應運動來發現周圍的未知行星，隨著觀測技術的進步，可以偵測到的自行運動越來越小，距離量測也越趨準確，未來藉由反應運動的測量將有機會發現更小質量的系外行星。

那如何藉由反應運動的測量來分析銀河盤面與大麥哲倫星系的交互運動呢？天文學家 Petersen 等人利用銀暈上的 K 型巨星 (K Giants)、藍水平分支星 (Blue Horizontal Branchs) 和衛星星系來分析銀河盤面的移動速度。這三個分類中，資料樣本數量龐大的亮星來源 K 型巨星，擁有較精確的自行運動測量數值，有助於將盤面移動速度限縮在較小的範圍內，如圖 3 紅色區域所示。

綜合分析三類不同來源恆星的觀測資料後，Petersen 等人發現目前銀河盤面正以相對於外圍銀暈（離銀河中心 13-39 萬光年範圍）約每秒 32 公里的速度，朝向大麥哲倫星系早期通過銀河系的軌跡方向移動，而不是朝向大麥哲倫星系當前的位置移動，如圖 2 的模擬圖以及圖 3 觀測資料的結果所示。這樣的現象主要是因為大麥哲倫星系移動的速度太快，使得銀河盤面在重力牽引導致的位移上發生延遲，這個觀測結果與數值模擬銀河系與大麥哲倫星系的交互運動模型一致。

Petersen等人透過六項恆星參數的測量，包含有距離 (heliocentric distances)、銀河座標 (Galactocentric coordinates)、自行運動 (proper motion) 與視向速度 (line-of-sight velocities)，估算出銀暈上恆星的反應運動；這個觀測結果說明了在模擬銀河系的動態模型時，大麥哲倫星系接近銀河系時所帶來的重力擾動是不可忽略的。此外，在觀測銀暈上的恆星時所使用的參考座標系，也必須針對銀河盤面產生的反應運動進行校正。

研究人員更進一步地利用貝氏擬合 (Bayesian-fitting) 的技術（註：將模型參數看成隨機變量，利用馬可夫鍊蒙地卡羅法來估算出模型參數的一種統計解法）來測試目前銀河系與大麥哲倫星系的數值模型，發現從銀河系現有的反應運動所對應到的是一個較大質量的大麥哲倫星系，這個結果暗示著大麥哲倫星系在接近時可能伴隨著帶有暗物質的星系暈。他們認為未來光譜觀測的巡天計畫與 Gaia 資料的公開，將有助於更精確的模擬大麥哲倫星系通過銀河系時的軌跡，甚至有機會進一步了解暗物質在銀河系與大麥哲倫星系中的分佈與結構。

更加精準的測量數據 揭開星系間的奧秘

這項研究結果也指出，我們不能單純的將銀河系當是做一個動態平衡系統。觀測者需要校正重力擾動對盤面質心位移所產生的非慣性效應；儘管我們目前已針對太陽的反應運動進行校正，但銀河盤面與其他星系的動力學研究，如大麥哲倫星系造成銀河系的反應運動，仍不可忽略。

總和來說，這份研究探討了位於銀暈外圍（半徑大於 13 萬光年）的恆星運動因銀河盤面位移而產生反應運動，位於較小半徑內，反應運動的程度幾乎可以忽略。此外，這份研究也指出，受到銀河系和大麥哲倫星系相互重力牽引的影響，這兩星系間的系統位能也隨著時間變化，若我們能更了解這部分動態的能量轉移，許多問題將有望被一一解開，例如大麥哲倫星系的接近軌跡與暗物質如何影響其路徑？大麥哲倫會在接近銀河系時因潮汐力而流失其暗物質嗎？這些暗物質又會往何處去呢？

隨著近期 Gaia 資料的公開，在自行運動上有更大範圍且準確的測量，綜合一些大型望遠鏡的光譜巡天計畫，例如 LAMOST、4MOST 及 VLT-MOONS，銀暈上恆星的視向速度測量資料將會更加準確，也有助於我們了解大麥哲倫星系接近銀河系的軌跡與其潮汐碎片 (tidal debries) 的位置。於此，在接下來的幾十年中，我們將有機會一揭銀河系與星系周圍動態運動的神秘面紗。

原文及參考資料

• Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall | Nature Astronomy
• Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
• The Milky Way in disequilibrium | Nature Portfolio Astronomy Community
• Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall

延伸閱讀

• 探討大麥哲倫星系
• 銀河系將與大麥哲倫星系相撞

位在天鷹座方向的W49B是個高度變形的超新星殘骸，距離地球約26,000光年，由一場罕見的超新星爆炸所產生，形成迄今估計約僅1000年左右。有趣的是，它爆炸後的物質並不是對稱性的向外拋出，而是向兩極拋出的物質多於向赤道方向者。此外，有研究證據顯示這場超新星爆炸的結果，在中心處遺留的並非是常見的中子星，而是一顆黑洞；如果這項研究得到證實，那麼W49B將是銀河系中最年輕的黑洞。

上方影像是由錢卓X射線觀測衛星（Chandra X-ray Observatory）的X射線影像（藍色和綠色）、甚大電波陣列（Very Large Array）的電波影像（粉紅色）及帕洛瑪天文臺（Palomar Observatory）的紅外影像（黃色）組合而成。總觀測時數約為61.1小時。整幅影像寬約8.5角分，在26,0000光年遠之處，相當於60光年寬。（詳細影像資訊）

如果沒有外力影響，大質量恆星演化到末期所發生超新星爆炸通常會呈現對稱形狀，向各個方向拋出的物質大約是均勻的。然而，W49B卻是個例外，近自轉 軸兩極區域的物質向外拋出的速度遠高於近赤道區拋出的物質，因此兩極的物質噴流是超新星爆炸當時及之後的殘骸塑型的主因。

經由追蹤殘骸內不同元素的分佈和含量等狀況後，麻省理工學院（Massachusetts Institute of Technology）天文學家Laura Lopez等人將錢卓觀測資料與理論模型加以比較來瞭解超新星爆炸究竟是如何發生的。例如：他們發現僅有半數超新星殘骸中含有鐵元素，而其他的如硫或矽等 元素則遍佈於整個超新星殘骸中。這個現象符合非對稱爆發理論模型的預測。此外，和其他超新星殘骸相比，W49B的X射線和其他幾個波段的影像中，外形更近似桶狀，顯示這個恆星毀滅事件絕非尋常。

這些天文學同時還檢視看這場超新星爆炸後所遺留的是哪一種緻密天體。一般大質量恆星重力塌縮引發的超新星爆炸，多數遺留的緻密天體是快速自轉的中子 星，天文學家常可透過X射線或電波波段偵測到中子星的脈衝輻射，不過有時候某些X射線源並不具有脈衝現象。經由小心研究錢卓觀測資料後，這些天文學家發現此處沒有中子星存在的證據，而是更怪異的天體，例如：黑洞。

如果這場超新星爆炸真的在核心殘留了一顆黑洞，那麼以地球所見的1000年的年齡來論（不包含光線傳播所需的時間），W49B將是銀河系中最新、最年 輕的黑洞。SS433是銀河系中已知可能含有黑洞的超新星殘骸的著名典型範例，其年齡在17,000至21,000年之間（地球所見），遠比W49B老很多。

資料來源：NASA’s Chandra Suggests Rare Explosion Created Our Galaxy’s Youngest Black Hole. NASA [February 13, 2013]

轉載自 網路天文館

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上方影像所顯示的4個天體均為行星狀星雲（planetary nebula，PN），分別為貓眼星雲（Cat’s Eye, NGC 6543）、NGC 7662、NGC 7009和MGC 6826，它們都是錢卓X射線觀測衛星（Chandra X-ray Observatory）目前正在太陽系附近區域中進行系統性搜尋或觀測的目標之一。錢卓所偵測到各PN的X射線輻射以紫色標示，另紅色、綠色和藍色則來自哈柏太空望遠鏡（Hubble Space Telescope）的可見光波段觀測結果。

在這個巡天計畫近期發表的第一部份的論文中，在距離地球5000光年範圍內總共觀測了到21個行星狀星雲，並將另外14個錢卓先前另外觀測過得14個PN的研究結果也包含進去。

行星狀星雲是質量與太陽類似的恆星，演化到生命末期時，核心的氫融合燃料用盡後會逐漸膨脹成半徑比原來正常時還大數十到數百倍的紅巨星；我們的太陽估計約在幾十億年後便會進入這個階段。在此階段，恆星絕大部分的外層大氣會逐漸向外擴張，在恆星周圍形成殼層狀氣體層，最後只留下最後會收縮成白矮星的熾熱核心。來自熾熱核心的快速恆星風衝進原本已向外奔散的外層大氣，不僅將它們更進一步向外推送，並讓它們激發發光，因而形成瑰麗的行星狀星雲。

在錢卓這項新的PN巡天計畫中有30%的PN，以及本篇新聞中的4個PN，所發出的瀰散X射線輻射，是因為快速恆星風的震波與已向外擴散的外層大氣相互撞擊的結果。絕大部分PN的可見光影像，與其瀰散X射線資料綜合後，呈現出相當緊緻且邊緣鮮明的氣體殼層，在氣體殼層外圍還有一層比較暗的氣體暈。所有的緊密氣體殼層的年齡都在5000年以下，由此可知強烈震波是何時發生的。

另外，本研究中約有半數PN的中心都有個X射線點源，而且除了其中一個PN外，其餘的X射線點源所發出的高能X射線可能是伴星引起的，顯示時常向外拋擲物質、形成多重氣體殼層的PN通常擁有伴星。未來的研究重點，將擺在單星與雙星對行星狀星雲的結構和演化是否有何決定性關鍵。

資料來源：NGC 6543: A Planetary Nebula Gallery. NASA

轉載自 網路天文館