吃到撐的中子星

• 作者／陳哲佑
  • 任職於日本理化學研究所，專長為黑洞物理、宇宙學、重力理論等。
  • 熱愛旅行、排球與珍珠奶茶

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  • 今（2023）年 6 月，北美奈赫茲重力波天文臺（NANOGrav）團隊觀察到宇宙中的低頻重力波。
  • NANOGrav 團隊利用數個脈衝星組成「脈衝星陣列」（PTA），測量各脈衝星訊號到達的時間，計算不同訊號的到達時間是否存在著相關性。
  • PTA 得到的重力波訊號相當持續，沒有明確的波源。科學家推測此訊號可能來自多個超大質量雙黑洞系統互繞而產生的疊加背景。

2015 年 9 月，位於美國的雷射干涉儀重力波天文臺（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO）成功偵測來自雙黑洞碰撞的重力波訊號（請見延伸閱讀 1）。

這個發現不僅再次驗證愛因斯坦（Albert Einstein）「廣義相對論」的成功，更引領人類進入嶄新的重力波天文學時代。到了現在，我們不僅能使用各種電磁波波段進行觀測，還多了重力波這個強而有力的工具能夠窺探我們身處的宇宙，甚至還有同時結合兩者的多信使天文學（multi-messenger astronomy）^註1，皆能帶給人類許多單純電磁波波段觀測無法觸及的資訊（請見延伸閱讀 2）。

如同不同波段的電磁波觀測結果為我們捎來不同的訊息，重力波也有不同的頻譜，且頻譜與產生重力波的波源性質有非常密切的關係。以雙黑洞碰撞為例，系統中黑洞的質量與碰撞過程中發出的重力波頻率大致上成反比，因此當系統中黑洞的質量愈大，它產生的重力波頻率就愈低。

目前地球上的三個重力波天文臺：LIGO、處女座重力波團隊（The Virgo Collaboration, Virgo），以及神岡重力波探測器（Kamioka Gravitational wave detector, KAGRA, or Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope, LCGT）都受限於干涉儀的長度，只對頻率範圍 10～1000 赫茲（Hz）的重力波有足夠的靈敏度，此範圍的重力波對應到的波源即是一般恆星質量大小的雙黑洞系統。

然而，來自超大質量黑洞互繞所發出的重力波頻率幾乎是奈赫茲（Nano Hertz，即 10^-9 Hz）級別，如果想要探測到此重力波，就需要一個「星系」規模的重力波探測器。雖然這聽起來彷彿天方夜譚，但就在今年 6 月，北美奈赫茲重力波天文臺（North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves, NANOGrav）的團隊利用「脈衝星計時陣列」（pulsar timing array, PTA）成功地觀測到這些低頻重力波存在的證據。

以不同方式觀察不同頻率的重力波

NANOGrav 如何觀測低頻重力波？

讀者聽過脈衝星（pulsar）嗎？它是一種高速旋轉且高度磁化的中子星（neutron star）^註2，會從磁極放出電磁波。隨著脈衝星的旋轉，它的電磁波會以非常規律的時間間隔掃過地球，因而被身處於地球上的我們偵測到，就像是海邊的燈塔所發出的光，會規律地掃過地平面一般。由於脈衝星的旋轉模式相當穩定，掃過地球的脈衝就如同宇宙中天然的時鐘，因此在天文學上有相當多的應用——甚至可以用來觀測重力波。

利用脈衝星觀測重力波的第一步，首先要記錄各個脈衝星的電磁脈衝到達地球的時間（time of arrival），並且將這些訊號與脈衝星電磁脈衝的理論模型做比對。

如果訊號和理論模型相符，那麼兩者相減後所得到的訊號差（residual）只會剩下一堆雜訊；相反的，如果宇宙中存在著重力波，並且扭曲了該脈衝星和地球之間的時空，那麼兩訊號相減之後就不會只有雜訊，而會出現時空擾動的蹤跡。

然而以觀測的角度來看，即便我們從來自單一脈衝星的訊號中發現訊號差出現偏離雜訊的跡象，也不能直接推論這些跡象一定是來自重力波。畢竟科學家對脈衝星的內部機制和脈衝傳遞的過程也並未完全了解，這些未知的機制都可能會使單一脈衝星的訊號差偏離雜訊。

因此為了要判斷重力波是否存在，就必須進行更進一步的觀測：利用數個脈衝星組成脈衝星陣列，測量每個脈衝星訊號到達的時間，並且計算這些不同脈衝星訊號的到達時間是否存在某種相關性。

舉例來說，如果脈衝星和地球之間沒有重力波造成的時空擾動，那麼即便每顆脈衝星的訊號差都出現偏離雜訊的跡象，彼此之間的訊號也會完全獨立且不相干；反之，如果脈衝星和地球之間有重力波經過，這些重力波便會扭曲時空，不僅會改變這些脈衝訊號的到達時間，且不同脈衝星訊號到達的時間變化也會具有某種特定的相關性。

根據廣義相對論的計算，一旦有重力波經過，不同脈衝星訊號之間的相關性與脈衝星在天球上的夾角會滿足一條特定的曲線，稱為 HD 曲線（Hellings-Downs curve）。

科學家以兩顆脈衝星為一組觀測單位，藉由觀測多組脈衝星的訊號、計算它們之間的相關性，再比較這些數據是否符合 HD 曲線，就能夠進一步推斷低頻重力波是否存在。值得一提的是，由於重力波訊號非常微弱，用來作為陣列的脈衝星必須有非常穩定的計時條件，因此一般會選擇自轉週期在毫秒（ms）級別的毫秒脈衝星作為觀測對象。

NANOGrav 在今年 6 月發布的觀測結果就是利用位於波多黎各的阿雷西博天文台（Arecibo Observatory，已於 2020 年因結構老舊而退役）、美國的綠堤望遠鏡（Robert C. Byrd Green Bank Telescope）和甚大天線陣（Very Large Array, VLA）觀測 68 顆毫秒脈衝星。

他們分析了長達 15 年的觀測數據後，發現這些脈衝星訊號的相關性與 HD 曲線相當吻合，證實了低頻重力波確實存在於我們的宇宙中。

除了 NANOGrav，其他團隊例如歐洲的脈衝星計時陣列（European Pulsar Timing Array, EPTA）、澳洲的帕克斯脈衝星計時陣列（Parkes Pulsar Timing Array, PPTA）、印度的脈衝星定時陣列（Indian Pulsar Timing Array, InPTA），以及中國的脈衝星計時陣列（Chinese Pulsar Timing Array, CPTA）等，皆得到相符的結果。

NANOGrav 觀測結果帶來的意義

與先前 LIGO 觀測到的瞬時重力波訊號不同，目前利用 PTA 得到的重力波訊號是相當持續的，而且並沒有較明確的單一波源，反而像是由來自四面八方數個波源組成的隨機背景訊號。

打個比方，LIGO 收到的重力波訊號像是我們站在海邊，迎面而來一波一波分明的海浪，每一波海浪分別對應到不同黑洞碰撞事件所發出的重力波；而 PTA 的訊號則是位於大海正中央，感受到隨機且不規則的海面起伏。

目前對這些奈赫茲級別的重力波訊號最合理也最自然的解釋，是來自多個超大質量雙黑洞系統互繞而產生的疊加背景。若真是如此，那這項發現將對天文學產生重大的意義。

過去科學界對於如此巨大的雙黑洞系統能否在可觀測宇宙（observable universe）的時間內互繞仍普遍存疑，如果PTA觀測到的重力波真的來自超大質量雙黑洞互繞，那代表這類系統不僅存在，它們的出現還比過去我們預期的更為頻繁，且產生的訊號也更強。

NANOGrav 的觀測結果

不過除了雙黑洞系統，也有其他「相對新奇」的物理機制也可能產生這樣的重力波背景，包含早期宇宙的相變、暗物質，以及其他非標準模型的物理等。若要從觀測的角度去區分這些成因，最重要的關鍵在於，能否從隨機背景中找到特定的波源方向。

如果是雙黑洞系統造成的重力波，勢必會有來自某些方向的訊號比較強；反之，如果是早期宇宙產生的重力波，那麼這些重力波將會隨著宇宙的膨脹瀰漫在整個宇宙中，因此它們勢必是相當均向的。

為了找到波源方向，提升訊號的靈敏度成為了當務之急。而若要提升 PTA 的靈敏度，最主要的方式有兩種——其一是將更多的脈衝星加入陣列；其二則是延長觀測的時間。

目前，不同的 PTA 團隊已經組成國際脈衝星計時陣列（International PTA）互相分享彼此的脈衝星觀測資料。隨著觀測技術的進步，解密這些奈赫茲級別的神祕重力波將指日可待。

註解

1. 相較於過往只能以可見光觀測宇宙，多信使天文學能利用多種探測訊號，如電磁波、微中子、重力波、宇宙射線等工具探索宇宙現象，獲得更多不同資訊及宇宙更細微的面貌。
2. 質量較重的恆星在演化到末期、發生超新星爆炸（supernova）後，就有可能成為中子星。

延伸閱讀

1. 林俊鈺（2016）。發現重力波！，科學月刊，556，248–249。
2. 金升光（2017）。重力波獨白落幕 多角觀測閃亮登場，科學月刊，576，892–893。
3. NANOgrav. (Jun 28 2023). Scientists use Exotic Stars to Tune into Hum from Cosmic Symphony. NANOgrav.

• 〈本文選自《科學月刊》2023 年 10 月號〉
• 科學月刊／在一個資訊不值錢的時代中，試圖緊握那知識餘溫外，也不忘科學事實和自由價值至上的科普雜誌。

• 文／語星葉

2018 年，在特大天線陣巡天計畫（VLA Sky Survey, VLASS）的資料中，一個來自遙遠星系的不尋常電波源，吸引了天文學家的注意。經過四年的觀察與分析，他們認為這個未知電波源，最可能是來自一個非常年輕且威力強大的中子星。

這個電波源在二十年前，在特大天線陣的第一個巡天計畫「FIRST」資料中尚不存在，代表這是個「瞬變天體（Transient）」，即在人類的時間尺度中，可觀察到明顯變化的天體——別忘了，人類的千年歷史，在宇宙時間尺度下都只是一瞬。

在當今望遠鏡技術的快速推進下，瞬變天體其實並不罕見。每天都有許多新的瞬變天體被望遠鏡捕捉。然而，至今仍有許多瞬變天體覆著未知的面紗，例如 21 世紀新發現、被稱作「快速電波爆（Fast radio burst, FRB，圖二）」的瞬變天體，便是今日天文物理學的熱門主題。

科學家對其極高光度、極短時距的成因和來源都還沒有定論。不過，這個新發現的電波源未來有望為我們帶來解答！

天文學家認為，這次的未知電波源，最可能是來自一顆脈衝星（Pulsar，圖一）、甚至可能同時是一顆磁星（Magnetar，圖六），與周遭氣體交互作用所產生的星雲亮光。脈衝星和磁星都是中子星的一種，至於它們分別是什麼，以及為何會有這些不同的名稱，則要回顧一下中子星的發現史。

理論推演中子星、觀測發現脈衝星，證明中子星的存在

在 1933 年的美國物理年會上，也就是查兌克宣布發現中子後一年，兩個不相干的理論團隊雙雙提出，因恆星塌縮後反彈而形成的「超新星」爆發，會促使中心區域坍縮形成「中子星」，即體積極小、非常緻密，由中子擠在一起形成的天體。這無疑是一重大突破，在此之前，天文學界還不清楚超新星跟新星（Nova）是來自不同的物理機制，而「中子星」更是沒人提過的概念。

• 延伸閱讀：宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星 – PanSci泛科學

此後，超新星的概念快速普及，觀測上古往今來的超新星也如雨後春筍般被識別與發現。然而，中子星的概念，還要等到三十多年後脈衝星的發現，才被廣為接受。^[3]

1967 年，一位年僅 24 歲的劍橋大學研究生約瑟琳．貝爾．伯奈爾（Jocelyn Bell Burnell，圖四）和她的指導教授安東尼．休伊什（Antony Hewish），在無線電望遠鏡資料中，發現了一種會以極短的週期快速閃爍的未知無線電波源，她們稱之為「脈衝星」。然而究竟是什麼原因產生這樣的訊號？他們沒有頭緒。

一開始，休伊什甚至認為可能是收到了來自遠方智慧生命的訊號，還暱稱為「小綠人（Little green man，20 世紀電影中外星人時常是綠色皮膚）」。因為他難以想像這樣短促而準確的週期性訊號，不是生命體、而是自然現象產生的。^[4]

此時，被猜疑了三十多年的中子星概念再次登場，而且馬到成功，完美地解釋了這種短週期出現的電波訊號。原來脈衝星是高速旋轉的中子星，其高轉速及強磁場會在中子星的兩極產生高能帶電粒子，從而發射出無線電波波段的輻射。於是兩極的電波束便隨著中子星的高速自轉，如燈塔般週期性的指向地球，被電波望遠鏡所接收，這便是脈衝星的由來（見圖五）。電波脈衝星的自轉週期只有 0.1～10 秒，如此極端的物理性質，也只有中子星可以滿足了。

至於磁星，一種擁有超強磁場的中子星，其發現就更加戲劇性了。

發現磁星

1979 年是磁星粉墨登場的一年。時年 3 月 5 日，先是蘇聯的金星 11 號和 12 號兩顆人造衛星被不明的伽瑪射線給擊中，其搭載的光子計數器瞬間就被「打爆」，超越計數器所能計量的數額，接著這波伽瑪射線接連爆擊了 NASA 的繞太陽衛星和繞金星衛星的伽瑪射線接收器，而後通過地球（還好我們的地球大氣層會把伽瑪射線隔絕在外），襲擊數個繞地衛星後揚長而去。

當年天文學家接收到數個類似的伽瑪射線閃光，其中最亮的閃光（也就是 3 月 5 日那波）在 0.2 秒內釋放了相當於太陽燃燒 1000 年的能量！

這些閃光還具有週期性，在約一週內反覆出現並逐漸消失，有的甚至幾個月或幾年後還會再度出現。經過數十年的研究，如今天文學家認為這些訊號同樣來自中子星，但這類中子星的磁場比一般中子星強上數百到數萬倍，因此被冠以「磁星」之名。

• 延伸閱讀：磁星形成之謎應該解開了吧！ – PanSci泛科學

威力相當於「一萬個螃蟹」的脈衝星風星雲

回到正題，天文學家分析 2018 年特大天線陣接收到的新電波源後發現，這個電波源來自約 4 億光年遠的一個矮星系，且坐落在許多大質量恆星之間，因此極可能是大質量恆星爆發後的殘骸。

超新星爆發之際，剛形成的中子星擁有超強磁場、極高速的自旋，但仍被爆炸所拋出的恆星碎片層層包裹而不可見。需待這層外殼緩緩擴張、物質密度降低以後，中子星所發出的光才得以「撥雲見日」，進入我們眼中。

與此同時，中子星強烈的磁場會拉扯外圍的帶電粒子，使其高速撞擊周遭星際物質，從而發出強烈的電磁輻射、形成圍繞中子星的明亮星雲，稱之為脈衝星風星雲（Pulsar wind nebula, PWN）。最有名的脈衝星風星雲——蟹狀星雲（Crab nebula，圖七）距離我們僅數千光年，因此我們對它有深入的觀察。

根據分析，這個電波源隨時間的光度變化和已知的脈衝星風星雲相似，因此研究人員認為最有可能的解釋，便是一個前所未見的超明亮脈衝星風星雲。

這個 20 年內便突破超新星爆炸煙塵的脈衝星，不僅是人類已知年紀最輕的中子星，更是一個威力強大的中子星。其發出的 X 光強度高達「一萬螃蟹」——不是筆者亂用，「螃蟹（Crab）」真的是一個天文學單位！

就像天文學家也常用「太陽質量」作為天體質量的單位，或是用「天文單位」衡量距離，一個「螃蟹」指的是一個蟹狀星雲發出的 X 射線強度。一個天體發出的 X 射線有幾個螃蟹，就是其亮度是蟹狀星雲幾倍的意思。之所以選擇蟹狀星雲作為標準，是因為在這個領域，它實在太近、太經典了。

言歸正傳，天文學家認為這顆脈衝星不僅是隻超級螃蟹，可能還是顆磁星——其磁場是人類目前所能製造的最強磁場的數億倍！由於磁星被認為可能是快速電波爆的來源，因此可以預期接下來這個年輕的候選磁星，將被天文學家們用望遠鏡細細關照，於其中能探究多少蛛絲馬跡，又有多少新發現尚待挖掘，讓我們引頸期待。

參考資料

1. Astronomers Find Evidence for Most Powerful Pulsar in Distant Galaxy – National Radio Astronomy Observatory
2. Dong, Dillon ; Hallinan, Gregg (2022). arXiv e-prints. 
3. Baade and Zwicky: “Super-novae,” neutron stars, and cosmic rays
4. Cosmic Search Vol. 1, No. 1 – Little Green Men, White Dwarfs or Pulsars?
5. Kouveliotou, C.; Duncan, R. C.; Thompson, C. (February 2003). “Magnetars“. Scientific American.

歐洲太空總署（ESA）XMM-牛頓X射線觀測衛星（XMM-Newton）偵測到一顆昏暗的中子星（neutron star），在X射線波段的亮度突然暴增了10,000倍左右，天文學家相信是因為這顆中子星試圖吞噬一大團物質所引發的這次爆發現象，這次爆發持續了約4小時左右。

中子星是大質量恆星演化到末期時，核心向內收縮成直徑僅約10公里的天體，因此中子星的密度非常高，表面的重力強度也非常強。這顆中子星伴星有個巨大的藍超巨星（blue supergiant）伴星，來自伴星的這團物質比這顆中子星還龐大，就像個巨大的氣體子彈衝向中子星，被中子星強大的重力拉扯而被加熱到數百萬的高溫，因而釋放大量X射線輻射，XMM-Newton觀測衛星才能偵測到它的存在。其實，由於這團物質過於龐大，所以只有其中的一小點衝撞到中子星而已；事實上，要不是中子星剛好在爆發物質噴出的路徑上，這一大團物質可能最終就消失在太空中，而地球上的人們卻從不知道它們的存在。

幸運的事還不只這一樁。這個編號為IGR J18410-0535的爆發是XMM-Newton衛星在一個長達12.5小時的申請觀測中偵測到的，但申請觀測的日內瓦大學（University of Geneva）Enrico Bozzo等天文學家們並沒有馬上得知爆發的消息。一直到10天之後，Bozzo等人收到XMM-Newton衛星傳回的資料，才突然瞭解到他們好像抓到什麼特別的現象，而且不止運氣好到XMM-Newton衛星剛好指向這個天體，而且他們申請的觀測時段居然剛好讓他們完整的捕捉到從開始爆發到結束的整個過程。

Bozzo開玩笑的說：不知道有沒有什麼方式可以度量幸運的程度，不過我們的幸運程度絕對是超級無敵的！他估計像這種程度的X射線爆發每年最多只有幾次而已。分析觀測資料後，Bozzo等人估計這團物質的大小約為1600萬公里寬，比中子星10公里的直徑大得多了，整團物質的體積則相當於1000億倍月亮的體積！然而，從X射線爆發的亮度所做的估計，這團物質的質量僅約月亮的千分之一而已。

這個事件將可幫助天文學家瞭解超巨星本身的性質，以及它拋射物質到太空的方式。所有的恆星都會向太空散發出原子，形成所謂的「恆星風（stellar wind）」。不過這個藍超巨星所造成的X射線爆發卻是將一整團物質一起向外拋出，從這團物質的大小與質量，天文學家們就可進一步瞭解這個將物質外拋的過程。

資料來源：http://www.esa.int/esaCP/SEMWVL3TBPG_index_0.html, 2011.06.28, KLC

引用自臺北天文館之網路天文館網站

• 本文轉載自臺北天文館，《臺北星空》第 99 期。
• 文／許晉翊。臺北市立天文科學教育館研究員。

塵埃可能是參宿四變暗的罪魁禍首

去年年底，天文學家發現參宿四的亮度異常降低，這現象還被某些人解釋為這顆紅超巨星已幾乎沒有核燃料，即將發生超新星爆炸。不過，華盛頓大學和羅威爾天文台的天文學家認為，參宿四更可能只是正在發生其他紅超巨星也會發生的事情：拋出的外層大氣遮住了一些往地球的光線。

天文學家在二月進行的觀測數據中，發現參宿四表面平均溫度比 2004 年的測量低了 50 至 100 度，這個結果使他們更加確定其答案必為星際塵埃，若是對流胞上升至表面冷卻的話，那降幅會更為明顯。

科學家宣稱在隕石中發現了外星蛋白質

繼默奇森隕石發現胺基酸以來，在 1990 年的一塊隕石中，隱藏了更具突破性的進展，蛋白質一般是由多個胺基酸組成的，同時也是地球上幾乎所有生物體中的必要組成成分，從細胞核膜到遺傳物質 DNA 都有蛋白質的身影。在這被稱為「Acfer 086」的隕石所含有的蛋白質，被稱為血石素 (Hemolithin) ，是一種新的命名，旨在描述其具有一半血紅素 (Hemoglobin) 及一半卵磷脂 (Lecithin) 的分子結構，科學家發現的這種新蛋白質，成分中含有鐵和鋰，且氘與氫的比例與地球上的不同，基本上可以確認絕非地球上的物質。儘管研究團隊認為這是最有可能的解釋，但是他們也指出其發現的複合性分子可能不是蛋白質，而只是一種聚合物，所以現在下結論仍為之過早，但是種種跡象顯示「它」是蛋白質的機率相當高。

宇宙最早的物質可能潛藏於中子星的核心

中子星是恆星死亡後的核心塌縮而形成，中子星的質量上限約在兩個太陽質量，更大的質量將會形成黑洞，然而最近天文學家發現了少數超過這個上限的中子星。

研究團隊計算了中子星物質的狀態方程式，計算的結果描述了中子星的可能結構。結合最近 LIGO 和 VIRGO 的重力波觀測結果，更進一步揭露了許多中子星內部的訊息。根據他們的研究，這些死亡恆星的中心可能可以找到由夸克形成的核心，其含量甚至可能佔核心組成的一半以上，未來更多的中子星觀測資料將可提升或改善這項研究結果的正確性。

銀河系中也許有至少 36 個外星高等智慧文明存在

繼德瑞克方程式後，人類就一直持續在搜尋地外高等智慧文明，但長時間以來一無所獲，新的研究認為該方程式的後面幾項參數，不確定值太多，使得整個方程式的實用性降低，研究人員建立了一套新的參數及計算標準，稱為天文生物學哥白尼極限，在六種嚴格的限制條件下，得到的外星文明數量約為 36個。

若將此 36 個外星文明平均打散在銀河系中，可以得到每個文明的平均距離至少有 17,000 光年，而人類自有無線電訊號以來，也才 125 年，亦即最遠的傳播僅達125 光年，此外，無線電波在傳遞過程中也會逐漸變弱，因此，除非我們能想到如何建造無線電擴音器，並在接下來的 17,000 年都保持人類的生存及技術實力，否則我們仍無法與任何外星文明聯絡。

首次發現奇怪的冥府行星

天文學家發現一顆非常奇怪的系外行星 TOI-849b ，它位於 730 光年遠，母恆星TOI-849 與太陽非常相似。 TOI-849b 僅比海王星小一點，但質量卻是海王星的兩倍多，因此密度與地球差不多！如此高密度顯示它是岩質行星，但大小卻遠高於岩質行星的上限。這意味著它可能是非常罕見的冥府行星（Chthonia），即是大氣層已被剝離的氣體行星核心。

天文學家認為這種極靠近恆星的氣體行星，會被高熱剝離大氣，如 Gliese 3470 b 被觀測正以高速失去其大氣層。但這不足以解決 TOI-849b 大氣全部損失的原因，還有大天體碰撞等事件的可能性。另一可能原因是 TOI-849b 開始形成氣體行星時，沒有足夠的物質成為大氣。又或者是它在行星系統演化後期時形成，抑或是在原行星盤的間隙中形成的，使得沒有足夠的材料來增加大氣。研究小組計劃將繼續觀測，以確定 TOI-849b 是否還剩下任何大氣。

天文學家在本超星系團旁發現了新的長城結構

宇宙的結構並不是由隨機分佈的星系所組成，而是互纏互繞、具有藕斷絲連的特性，受到萬有引力的影響，較為靠近的星系組合成一個星系群或星系團，或隸屬於一個超星系團，這些藕斷絲連的網狀結構，又被稱為大尺度纖維狀結構，其中最大的一條被稱為武仙－北冕座長城，全長跨越 97 億光年，是目前已知最巨大的結構。新發現的纖維狀結構橫跨南極天空，至少長達 13.7 億光年，發現者將其命名為「南極長城」（South Pole Wall） ，而且南極長城的特別之處在於它離銀河系非常近，簡直就像是在我們的後院而已，僅有5億光年遠，（我們所在的結構稱為拉尼亞凱亞超星系團，直徑達5.2億光年，所以5億光年確實就像是後院的存在）換句話說，它是離我們最近的長城結構。

迄今為止質量最大的合併事件證實了中介質量黑洞的存在

在 70 億光年外，一對碰撞的黑洞產生了新的重力波，在 2019 年 5 月 21 日由 LIGO 和 VIRGO 雙重認證得知，這次的重力波事件是黑洞天文學中最受囑目的發現之一，因為該天體質量介於恆星級黑洞及超大質量黑洞之間，正是天文學家急欲尋找的中介質量黑洞，且我科技部及清華大學研究團隊亦參與其中。本次的重力波訊號與往常的訊號相比非常短，但經過艱困的比對分析後，科學家得知這是分別由 66 倍太陽質量及 85 倍太陽質量的黑洞合併而成，產物為一個約 142 倍太陽質量的黑洞，這是自發現重力波以來迄今為止最大質量的重力波源。

中介質量黑洞是黑洞系列的一個謎團，我們常發現的是恆星質量黑洞及超大質量黑洞，但是藉由重力波的觀測， GW190521 成為對於中介質量黑洞的第一次決定性的直接觀測。超大質量黑洞的形成過程仍是個謎，長久以來，科學家不清楚它們是由恆星大量坍縮聚集而成，抑或是透過一種尚未被發現的方式產生的，所以科學家一直在尋找中介質量黑洞，來填補介於兩者差異甚大的質量空隙，如今，科學家終於有證據可以證明中介質量黑洞確實存在。

歐西里斯號成功登陸貝努收集樣本

OSIRIS-REx 任務耗資 8 億美元，在 2016 年 9 月發射， 2018 年 12 月 3 日抵達500 公尺大的貝努近地小行星。經過一年多環繞研究後，團隊選擇了一個名為夜鶯（Nightingale）的小隕石坑為降落地點，因為該點表面物質的顆粒較細，且相對新鮮沒經過長期暴露於太空環境而變質。但夜鶯周圍也充滿危險，其中包括要經過一個兩層樓高，綽號厄運山（Mt. Doom）的巨石，而隕石坑內也有其他障礙物，因此太空船的目標是一個寬 8 公尺相對平坦無石塊的區域， OSIRIS-Rex 任務距離達3億公里之遙，相當不容易。臺灣本地時間 10 月 21 日 6 時 12 分歐西里斯號（OSIRISRex）號降落到近地小行星貝努（Bennu）表面，目標是從貝努表面收集至少 60 克的灰塵和碎石，預計 2023 年 9 月 24 日將樣品送回地球，以研究太陽系的起源與生命相關有機物和水的來源。中間還有一段插曲：一些岩石碎塊阻擋導致收集器無法完全閉合，使得在探測器的三公尺機械手臂末端的收集器內的小行星表面碎片樣本，一直在緩慢漏失到太空中，好在後來已經克服此狀況，且收集來的樣本也遠高於當初設定的最低目標。

阿雷西博望遠鏡的輝煌與終結

該望遠鏡於 1963 年落成啟用，阿雷西博天文臺開始運作之後，做出的科學貢獻不勝枚舉。 1964 年天文學家藉由雷達脈衝發現水星的自轉週期為 59 天，有別於原先認為的 88 天；1968 年提供了蟹狀星雲脈衝星（Crab Pulsar, PSRB0531+21，自轉週期33毫秒）存在的確切證據，也是第一顆被確認為跟超新星殘骸有關的中子星。 1974 年，天文學家法蘭克德瑞克及卡爾薩根設計了知名的阿雷西博訊息，內容包含人類的 DNA 結構，和太陽系的介紹等等，以強力的電磁波從阿雷西博天文台發送向距離地球 25000 光年的球狀星團 M13。雖然無法期待在不久的將來能收到回覆，卻是人類主動接觸外星文明的重要嘗試。 1989 年趁著小行星(4769)Castalia 經過，阿雷西博望遠鏡首次利用其功能描繪出小行星的 3D 圖像，迄今已研究過數百個近地小行星。今年的 12 月 1 日的一聲巨響，支撐平台的纜線應聲斷裂，整個接收平台、900 噸重的心臟與一個纜線塔硬生生撞入下方的碟型天線。雖然造成多大破壞還在評估，但照片與影片仍然震驚所有人，阿雷西博望遠鏡結束其 57 年傳奇的一生。

嫦娥五號返回艙帶回月壤， 40 年以來的新鮮貨

歷經 23 天的飛行，攜帶著月壤的中國嫦娥五號返回艙於 12 月 17 日凌晨 1 時 59 分安全返回地球，這是 40 年來首次收集月球樣本的任務。其返回艙在中國北部內蒙古四子王旗著陸場著陸。內蒙古地區夜間達攝氏零下 30 度，對於地面工作人員的準備是一大考驗。

嫦娥五號於 12 月 1 日登陸月球，並於兩天後開始返航，中國航天局也在月球上，升起了中國五星旗幟。此次任務是自 1976 年蘇聯「月球 24 號」任務以來的首次嘗試，使中國成為繼美國和蘇聯之後，第三個從月球上取回樣本的國家。飛船的任務是在「風暴洋」的區域收集兩公斤 (4.5磅) 的物質，該區域是一片廣闊的、此前尚未被探索過的熔岩平原。

中國的科學家們希望藉由採集回來的樣本了解月球的起源、形成以及月球表面的火山活動，並期望在 2022 年以前建立一個載人太空站，並最終將中國人送往月球。