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恐龍滅絕是暗物質幹的好事嗎?

臺北天文館_96
・2014/03/17 ・1689字 ・閱讀時間約 3 分鐘 ・SR值 554 ・八年級

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哈佛大學(Harvard University)2位物理理論學家Lisa Randall和Matthew Reece提出新理論,認為:我們銀河系盤面中有個薄薄的暗物質盤(disk of dark matter),太陽系會週期性穿越這個暗物質盤,可能會觸發彗星或隕石體大量撞擊地球,導致包括恐龍在內的某些物種滅絕。不過這個暗物質盤的存在與否,尚須天文觀測進行驗證;所以關於暗物質滅了恐龍的說法,雖然有趣,但仍須審慎以對。

隕石經常墜入地球大氣。約30年前,有科學家提出建議:隕石活動似乎會週期性增強,顯然必定有某種來自太空的未知原因造成這種現象。其中一種可能的解釋是太陽擁有迄今未偵測到的伴星,一般戲稱這顆未知伴星為「復仇女神(Nemesis)」或「死星(Death Star)」。每當這顆未知伴星近掠太陽時,便會擾動歐特雲(Oort cloud),使歐特雲中的彗星大量向太陽系內側飛奔。

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太陽以波浪狀的軌道環繞銀河系公轉。. Credit: Diagram by Nature, Milky Way impression by C. Carreau-ESA

Randall等人於去年提出另一種理論,認為隕石活動週期性增強的原因,是太陽帶著整個太陽系環繞銀河系中心公轉的過程中,其實還會上下穿越銀河盤面,使整個公轉軌道呈波浪狀擺動;在此過程中,太陽系會穿越銀盤中一層較稠密的暗物質層,就像是漢堡中間的火腿一樣,雖不清楚暗物質本質究竟為何,但與一般物質有重力交互作用,因此經過這個稠密的暗物質層時,歐特雲中的許多彗星受到暗物質的重力擾動而改變軌道,朝太陽系內側而來。

先前的理論模型沒有足夠強的重力造成這樣的擾動效果,但Randall等人的暗物質盤理論則顯示銀河系中心的暗物質盤卻恰可引起彗星風暴,且彗星風暴的週期性約為3500萬年,和地球撞擊隕坑的搜尋統計證據大致吻合。

一般認為暗物質與其他物質的重力交互作用並不強,因此很難逐漸沈澱安頓成這樣的盤狀結構。但這些科學家認為有一小部分暗物質的行為舉止和其他暗物質截然不同。他們在去年發展的「分散暗物質理論(dissipative dark matter)」,就是企圖解釋費米伽瑪射線太空望遠鏡(Fermi Gamma-ray Space Telescope)觀測到的來自銀河中心、似乎是暗物質發出的訊號。從Randall等人的理論模型,這個暗物質盤的厚度約僅35光年,密度則為約每平方光年1太陽質量--這樣的密度已足以引起週期性的彗星雨。

從撞擊隕坑的記錄統計得出的每3500萬年的週期性,其實證據並不穩固,隕坑記錄有起伏變動,意味著這種週期性的探查總是會找出某種關聯性。為了解決這個問題,Randall等人於是將問題反過來想,試圖用他們的理論來預期週期性會有多長,並將預測結果和直徑20公里以上、過去2億5000年內產生的隕坑記錄進行比對,所得結果顯示3500萬年週期性的可能性,比任意隨機的可能性高3倍,所以這個從隕坑記錄所得的3500萬年週期性有似乎可能是真的。

現在的問題癥結點在於Randall等人理論中的這個暗物質盤究竟是否存在?其密度是否如理論預測的那樣有足夠重力擾動?歐洲太空總署(ESA)去年發射升空的蓋亞(Gaia)太空任務預定要繪製銀河系的重力場,或許可以藉此確認暗物質盤是否存在。

不過這個3倍可能性比例的論調,並不是所有科學家都接受的。德國普朗克天文研究所(Max Planck Institute for Astronomy)天文物理學家Coryn Bailer-Jones表示:3:1這樣的比例,大概就是沒特別狀況,不太會提起的那種程度;更何況如果用不同角度去看描述暗物質盤的那些參數,其實完全可以得出別種不一樣的結果。再者這個模型也沒有考慮遠離歐特雲的那些小行星,但這些小行星其實對地球隕坑的形成貢獻也不小,這導致隕坑來自歐特雲受暗物質盤擾動導致彗星大量襲擊的比例是有誤差的。

堪薩斯大學(University of Kansas)天文物理學家Adrian Melott也表示:隨機選取隕坑,但這些隕坑的年齡估計的誤差有些其實頗大,這些也增加了用隕坑統計記錄來預測週期的不確定性;或許分散暗物質盤理論是一種可能的解釋,但並不能清楚且確實的解釋所有事情。

所以囉,這個暗物質盤導致恐龍滅絕的理論,雖有據,但不夠穩固,還無法確認其正確性。Randall為自我辯駁說:雖說提出預測的基本來源是基於隕坑統計記錄,但我們並沒有說這個點子100%正確,這只是將某些瘋狂的點子轉換成科學的一種嘗試罷了?

資料來源:Did dark matter kill the dinosaurs? Nature [07 March, 2014]

轉載自網路天文館

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不只是災難掃把星,你不知道的彗星事
臺北天文館_96
・2016/10/31 ・7232字 ・閱讀時間約 15 分鐘 ・SR值 571 ・九年級

文/胡佳伶|任職於臺北市立天文科學教育館

1997年來訪的海爾波普彗星帶給大家許多驚喜。圖 / http://www.astropix.com/HTML/SHOWCASE/970401.HTM
1997 年來訪的海爾波普彗星帶給大家許多驚喜。圖 / http://www.astropix.com/HTML/SHOWCASE/970401.HTM

編按:新海誠的動畫電影《你的名字》中那顆關鍵的彗星,緊緊牽動著整部片的劇情發展。人類對於彗星的觀察與想像,很早就出現在中外古代的史書記載中,直到今天我們仍然對於這個拖著長長尾巴的星體有許多好奇。在這篇文章中,我們將從歷史、來源和結構帶你重新認識彗星。

大家常說天文愛好者有四個畢生一定得要看到的天文奇觀:日全食、流星雨、極光、大彗星,不知道您親眼目睹了幾個?

彗星的歷史

古時不論中外,彗星皆被當作不祥之物,認為它預兆著天災人禍,這從中國古代對彗星的其它稱呼:孛星、星孛、妖星、異星、蓬星、長星……便不難看出。中國對於彗星的歷史紀錄悠久而詳細,在《准南子.兵馬訓》一書中「武王伐紂……彗星出,而受成殷人以柄。」便記載著公元前十一世紀的一次彗星天象;《春秋》魯文公十四年「秋七月,有星孛入於北斗。」是有確切年代可考的最早記載,更是世界上關於哈雷彗星的最早史料(西元前 613 年);《晉書·天文志》「彗星所謂掃星,本類星,末類彗,小者數寸,長或經天。彗星本無光,傅日而為光,故夕見則東指,晨見則西指。在日南北皆隨日光而指,頓挫其芒,或長或短。」則是首次對彗星的性質、型態和彗尾的成因有了比較詳細且正確的描述。

古人對於彗星之戒慎,更可以從長沙馬王堆三號所出土的西漢古墓帛書看出,內有 29 幅各種彗星形態,記錄了古代所觀測到各種不同形狀的彗核與彗尾。

馬王堆帛書中的彗星臨摹圖。圖 / http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/special_topics/essays/comets/images/ma_wang_dway.jpg
馬王堆帛書中的彗星臨摹圖。圖 / 成功大學物理學系

西方對彗星本質的解釋,始於亞里斯多德的 宇宙論,他認為彗星是種大氣現象。1543 年哥白尼(Nicolas Copernicus)出版《天體運行論》提出日心說,卻也未對彗星提出新見解。直到 16 世紀末期,麥可.麥斯特林(Michael Maestlin)及第谷.布拉罕觀測 1577 年出現的大彗星時,才首次注意到彗星在天空移動的角速度要比月亮還要慢上許多,證明彗星距離比月球還來得遠,也就是說彗星並非屬於亞里斯多德主張的地球領域,而是在以太構成的天域之中。

西方歷史中,彗星與災難的連結也不遑多讓。 著名的貝葉掛毯記載著西元 1066 年,英格蘭國王哈勒德二世被告知哈雷彗星的出現,預兆黑斯廷斯戰役諾曼征服英格蘭。即使到了現代,彗星仍常被部份媒體或宗教渲染成災難和世界末日的徵兆, 1998 年海爾波普彗星接近地球,天文迷雀躍歡騰之際,卻有美國加州天堂之門教派 39 名教徒集體自殺。但其實每年前來拜訪地球的彗星有數十顆之多,只要對這太陽系天體稍有了解,應該會覺得能遇到大彗星造訪這樣難得的天象, 並非災難,而是件幸運的盛事!

出現在貝葉掛毯上的哈雷彗星。圖 / By Myrabella, Public Domain, wikimedia commons.
出現在貝葉掛毯上的哈雷彗星。圖 / By Myrabella, Public Domain, wikimedia commons.

說文解字

彗星之名,其來有自,不論中西皆然。「彗」的本意就是帚,在《說文》中便記載著:「彗,埽竹也。」在甲骨文中,字01是象形字,象徵掃帚之形。在篆文中,字02為會意字,上方的字03是指細枝茂盛的草,下方的字04則是手持的意思,其造字的本意是用一種細枝茂盛的乾草紮成的掃帚,這也就是為什麼彗星俗稱為「掃把星」或「掃帚星」了!

西方語言中的「彗星」一詞(如英語:comet;法語:comète;德語:Komet), 源自拉丁文的 cometes,這是拉丁化的希臘文 κομήτης(komētēs),意為「長髮」,而κόμη(komē)這個字的本意就是頭髮的意思。希臘哲學家亞里斯多德是第一位使用κόμη/κομήτης 這個字,來形容他看見的「長頭髮的星星」。彗星的天文學符號Image 3,也清楚地描繪了它的外觀,由小圓盤象徵彗核,和三個突起的短線段象徵彗尾。

彗星的來源與分類

彗星是太陽系形成之初所遺留下來的小天體。約 46 億年前,一團巨大的分子雲因重力坍縮,中央溫度升高達數百萬度,點燃核融合反應形成原恆星,周圍雲氣因自轉在赤道方向形成環星盤。環星盤中距太陽越近溫度越高,熔點較高的物質逐漸聚集形成了類地行星。距太陽越遠溫度越低,氣體的逃脫速度較慢,外圍行星核心周圍包覆了熔點較低的物質,核心重力吸附原始雲氣中最豐富的氫和氦,形成外圍巨大的類木行星。環星盤最外圍溫度已低至水的熔點以下,物質密度相當低,不足以形成行星,這些剩餘的岩石、冰塊組成的太陽系小天體,形成環帶狀分布,稱為古柏帶(Kuiper Belt)。在太陽系形成早期,環星盤中眾多小天體,可能因受到大行星的重力彈射,被拋向太陽系外圍,形成球狀分布的歐特雲(Oort Cloud)。

歐特雲的概念是 1950 年由荷蘭天文學家 Jan Oort 所提出,可能有 1000 億到 2 兆個冰體組成的彗星核,以球殼狀分布在距離太陽 5,000 至 100,000 天文單位處。有時當巨大的分子雲或恆星經過太陽系附近, 或是與銀河盤面的潮汐作用,會使歐特雲外圍天 體受到擾動進入太陽系內部,形成所謂的長週期彗星。這些彗星有著極為狹長的橢圓軌道,要好幾千年到好幾億年才能繞行太陽一圈,且軌道面非常凌亂,平均散落在各個方向,這一類的彗星軌道也可能是雙曲線或是拋物線,終其一生只造訪內太陽系一次。2004 年發現的「賽德娜」(Sedna), 週期長達 10,500 年,軌道非常橢圓,近日點和遠日點分別是 76 和 1,000 天文單位,極有可能是來自於歐特雲內側的天體。

週期短於 200 年的短週期彗星,軌道傾角幾乎都集中在黃道面 30 度內,它們來自於約 30-55 天文單位處,海王星外圍呈環狀分布的古柏帶,因受重力擾動進入內太陽系,預測有數十萬個大於 100 公里的冰質天體及上兆個小彗核散布此處。

古柏帶與歐特雲的相對關係(想像圖)。圖 / http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/03/Kuiper_oort.jpg
古柏帶與歐特雲的相對關係(想像圖)。圖 /By NASA, Public Domain, wikimedia commons.

大部分的彗星都以安全的距離通過太陽附近,像是哈雷彗星與太陽的最近距離就有 8 千 9 百萬公里,但有些彗星的近日點非常接近太陽,可能近至只有數千公里,這類的彗星被稱為「掠日彗星」(sungrazing comet)。在太陽強大的潮汐力影響下,小彗星可能蒸發殆盡,大彗星也難逃粉身碎骨的命運。軌道類似的掠日彗星,可能源自於一顆大彗星母體。德國天文學家克魯茲首度注意到 1843 年、1880 年及 1882 年的掠日彗星共通點,指出這些彗星可能來自於 1066 年解體的一顆大彗星碎片,稱為「克魯茲族彗星」(Kreutz Sungrazers)。1965 年明亮的池谷.關彗星,和  2011 年掀起許多驚呼的 Lovejoy(C/2011 W3)彗星,也都是克魯茲族彗星成員。

2013 年 11 月 28 日通過近日點的C/2012 S1 ISON 彗星,與太陽表面的距離僅 110 萬公里,天文學家莫不希望它能像 Lovejoy 彗星(其近日點距離據太陽表面約 14 萬公里)一樣,能順利在通過近日點後存活,成為耀眼明亮的大彗星!自 SOHO 太陽觀測衛星(Solar and Heliospheric Observatory) 升空以後,業餘天文愛好者靠著檢查 SOHO 的影像,在電腦前就能發現掠日彗星,臺灣的蔡元生先生就曾在 2004 年及 2005 年分別發現兩顆 SOHO 彗星呢!

2011年來訪的Lovejoy彗星是顆非常明亮的掠日彗星。圖 / http://www.skyandtelescope.com/observing/home/136099108.html
2011 年來訪的 Lovejoy 彗星是顆非常明亮的掠日彗星。圖 / skyandtelescope

彗星不僅保存了 46 億年前太陽系形成的早期歷史,它所攜帶的水冰和有機物極有可能為早期的地球帶來生命的起源,因此彗星的研究是行星科學中相當重要的課題。

彗星的結構

彗星的結構(經修改加上中文)。圖 / http://spot.pcc.edu/~aodman/GS%20107%20web/outerobject/comet%20and%202%20tails.jpg
彗星的結構(經修改加上中文)。圖 / spot.pcc.edu

彗星的結構主要可以分為三部分:彗核彗髮彗尾

彗核是彗星遠離太陽時,唯一存在的部分,這個小小的冰凍核心,大小從幾百公尺到幾十公里不等,目前紀錄上最大的彗核,是約四十幾公里的海爾‧波普彗星。1950 年 Whipple 提出的「髒雪球模型」(Dirty Snowball Model),認為彗核主要是由冰雪(水、一氧化碳、二氧化碳、氨、甲烷)和灰塵(矽化物、金屬)組成,此外彗核蘊藏著許多有機物,如甲醇、氰化氫、甲醛、乙醇、乙烷等,還有許多複雜分子,如長鏈狀的碳水化合物及胺基酸存在。彗核反照率非常低,約只有 0.04 左右,可以說是太陽系內最黑暗的天體,接近太陽時彗核表面溫度升高,易揮發的物質昇華噴發產生噴流,因此不易直接觀察,目前只有數艘太空船曾近距離觀察彗核。其本身的重力並不足以使之形成球狀,因此大部分都呈現和小行星一樣的不規則形。近距離觀察彗星發現,表面是岩石及塵埃所覆蓋的薄殼,大部分的冰可能都藏在彗核內部。

太空船曾近距離觀察彗核的形狀及大小(經修改加上公制單位。圖 / http://minsex.blogspot.tw/2010/11/fab-five.html
太空船曾近距離觀察彗核的形狀及大小(經修改加上公制單位。圖 / http://minsex.blogspot.tw/2010/11/fab-five.html

當彗星接近太陽到約 5 天文單位,太陽 的熱使彗核的冰昇華為氣體,形成一團包覆在外圍的球形大氣層,稱為彗髮,彗髮會隨彗星接近太陽變得越來越大,直徑可達數十萬到數百萬公里。彗髮包含了中性分子及灰塵,彗核中的氣體母分子(CH4、 CO2、NH2、H2O)接近太陽時被釋放出 來,生命週期短暫不易觀測,這些母分子 因光解離作用產生第二代和第三代的分子 (CN、C2、C3、CH3、NH3、OH),生命週期長達數十萬到數百萬秒。圍繞在彗髮外圍,還有由氫原子雲氣所形成的龐大 包層(hydrogen envelope,halo),由於氫 原子輕、擴散速度快,其大小可達到數千萬公里,其波長為 Lyman-alpha 譜線的 1216 Å,僅太空望遠鏡的紫外波段影像可見。

太陽光的輻射壓和高速太陽風粒子, 將彗髮的物質吹向背對太陽的方向,形成 長長的彗尾,這也是彗星最迷人的部分。 彗星的彗尾有兩種,一種是塵埃尾(dust tail),一種是離子尾(ion tail),這兩種彗尾的外觀、成分和形成原因都不太一樣。

1997年海爾‧波普彗星的塵埃尾與離子尾相當明顯。圖 / http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comet_Hale-Bopp_1995O1.jpg
1997 年海爾.波普彗星的塵埃尾與離子尾相當明顯。圖 / http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Comet_Hale-Bopp_1995O1.jpg

黃白色的塵埃尾瀰散而彎曲。富含塵埃的彗星產生各種不同大小的塵埃,塵埃受太陽重力與太陽光壓影響,由於萬有引力正比於質量(~體積,塵埃半徑的三次方),輻射光壓正比於截面積(塵埃半徑的平方),因此越大的塵埃其向內的萬有引力大幅抵銷了向外的輻射光壓,越小的塵埃所受萬有引力較小,所以受到向外的淨力反而較大(如下圖),被推向較外圍;且根據克卜勒第三運動定律,距離太陽愈遠,塵埃運動速度也越慢,因此塵埃尾常呈扇形而瀰散,當彗星接近太陽時,扇形角度甚至 可超過 90 度。塵埃尾大致上背離太陽,但隨著彗星前進, 塵埃會被留在軌道後方,因此塵埃尾會彎向軌道前進的反方向。塵埃顆粒因反射和散射太陽光呈現黃白色,另外也受太陽光加熱發出紅外線,其長度可達 106 -107 公里。

大小不同的塵埃,受到向內的萬有引力和向外的輻射光壓的大小差別,越小的塵埃所受到向外的淨力越大(a為塵埃半徑)。敘述相反?!(我覺得沒有啊,是”向外的淨力”較大,我改了內文的文字了,這樣會比較容易理解嗎?)。圖
大小不同的塵埃,受到向內的萬有引力和向外的輻射光壓的大小差別,越小的塵埃所受到向外的淨力越大(a為塵埃半徑)。圖/《臺北星空》提供

藍色的離子尾狹長而筆直,方向則永遠背向太陽。 離子尾的成因是彗髮的中性物質經過太陽風的光解離游 離作用,形成離子態的 H2O+ 、CO+ 、N2+ 、CO2+ 、OH+ , 這些離子和電子共存呈電漿狀態,因此也被稱為電漿尾(plasma tail),長度可達 107-108 公里。離子尾在可見 光主要的發光物質是波長約 4273 Å 的 CO+ ,這也是離子尾常呈藍色的原因。離子尾指向沿太陽磁力線方向背離 太陽,與軌道方向無關。太陽的劇烈活動如日冕物質噴發,在太陽風磁場拉扯下,有時會造成離子尾的分叉、 斷裂、再生等現象。

鹿林彗星的離子尾產生斷裂的現象(紅圈處)。圖 / http://www.fototime.com/%7B9C1CC635-B45B-4B04-811D-802DC4DDFFAD%7D/picture.JPG (Ernesto Guido、Giovanni Sostero、Paul Camilleri,http://remanzacco.blogspot.com)
鹿林彗星的離子尾產生斷裂的現象(紅圈處)。圖 / http://www.fototime.com/%7B9C1CC635-B45B-4B04-811D-802DC4DDFFAD%7D/picture.JPG
(Ernesto Guido、Giovanni Sostero、Paul Camilleri,http://remanzacco.blogspot.com)

有時彗星的塵埃尾看起來反而朝向太陽,稱為「逆尾」(anti-tail)。彗星較大且重的塵埃,比較不受太陽輻射光壓影響被推向背離太陽,反而留在軌道後方。若 地球通過彗星軌道平面附近,因地球視角產生的幾何投影效應,塵埃尾看起來便朝向太陽。有時候彗核表殼破裂,物質從縫隙向外噴發形成的噴流,恰巧在向著太陽 的那一面,也會形成真正的逆尾。歷史上曾出現明顯逆尾的彗星包括 1957 年的 Arend-Roland 彗星、2007 年的海爾波普彗星(C/1995 O1 Hale-Bopp)、2009 年的鹿林彗星 (C/2007 N3 Lulin),以及 2013 年的泛星彗星(C/2011 L4 PANSTARRS)。

逆尾的成因。圖 / http://spaceweather.com/swpod2009/27feb09/tosar4.jpg?PHPSESSID=vnd799uc8out792pvma1bh38e6
逆尾的成因。圖 /spaceweather.com 
逆尾的成因。圖
逆尾的成因。圖/《臺北星空》提供。
2009年的鹿林彗星有非常明顯的逆尾(左側),右側是背向太陽的離子尾。圖 / https://en.wikipedia.org/wiki/File:C2007N3Lulin2panel_brimacombe.jpg
2009 年的鹿林彗星有非常明顯的逆尾(左側),右側是背向太陽的離子尾。圖 / By Joseph Brimacombe, Cairns, Australia, CC BY 2.5, wikimedia commons.

彗星留在軌道上的塵埃,還會帶來另一場驚喜!當地球通過彗星軌道附近,軌道上的殘骸受地球重力影響,短時間內大量掉落地球大氣層,就會形成流星雨,若正逢母彗星回歸後幾年內,流星雨有可能特別壯觀。造成獅子座流星雨的母彗星是週期 33 年的 55P/Tempel-Tuttle, 1998 年的回歸就造成了之後數年的獅子座流星雨大爆發,相信大家對於 2001 年 ZHR 值達數千顆的獅子座流星雨都還印象深刻。

流星雨的成因與彗星有關。圖 / http://tamweb.tam.gov.tw/v3/tw/item_img/8/comet_meteor.jpg
流星雨的成因與彗星有關。圖 / 台北市立天文科學教育館

彗星的命名

彗星是極少數可以用發現者名字命名的天體(小行星的命名權雖然屬於發現者,但卻不能以發現者的名字命名),臺 灣第一顆發現且命名的彗星是在 2009 年來訪的 C/2007 N3 Lulin 鹿林彗星,由中央大學鹿林天文台所發現。天文愛好者若在夜空中發現可疑的模糊天體,必須確認並非其他的可能性(如亮星的鬼影、昏暗的星群等),並以第二台觀測儀器確認,將所見到的影像每隔 15 分鐘或半小時記錄下來,確認其是否有在背景星空中移動,另外可以使用CBAT(中央天文電報局, Central Bureau for Astronomical Telegrams)的彗星辨認程式(comet-identification program)確認觀測天區是否有任何已知的小行星或彗星,如果可能的話,請有經驗的彗星觀測者協助確認,便可以將詳細的觀測記錄通報 CBAT

在有系統性的命名規則之前,彗星的命名有幾種不同的原則。像是二十世紀前,大部分的彗星僅簡單地以出現的年份或加上月份為名,像是 「1680 年大彗星」(C/1680 V1,Kirch’s Comet)、 「1882 年 9 月大彗星」(C/1882 R1,great September comet of 1882)、和「1910 年白晝大彗星、1910 年 1 月大彗星」(daylight comet of 1910、Great January Come t of 1910)等等。而在哈雷計算出 1531、 1607、1682 年造訪的彗星其實是同一個天體,並成功預測它在 1759 年的回歸之後,這顆彗星就被命名為「哈雷彗星」(Halley),第二顆和第三顆被確認的週期彗星——恩克彗星(Encke)和比拉彗星 (Biela),也同樣是以計算出軌道的天文學家,而非當初的發現者命名。

至二十世紀早期,以發現者名字為彗星命名已非常普遍,直至今日皆然,彗星名稱至多可以有三位獨立發現者的名字,像是海爾波普彗星(C/1995 O1 Hale-Bopp)就是以兩位獨立發現者 Alan Hale 與 Thomas Bopp 來命名,另外以著名的彗星獵人麥克諾特(Robert H. McNaught)命名的彗星就已經超過 50 顆。近年來,許多彗星是由天文計畫或大型儀器所發現,便會以之命名,像是 PanSTARRS 彗星是由泛星計畫(Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System,Pan-STARRS)發現。

1995 年以前,除了以發現者的姓名為彗星命名之外,另外也會以發現的西元年份,加上代表當年發現順序的小寫英文字母,給予彗星暫時性名稱,像是 1969i Bennett 彗星,就是 1969 年第九顆被發現的彗星。一旦軌道確定之後,則會以通過近日點的年份和代表順序的羅馬數字給予彗星永久名稱,像是 Bennett 彗星是 1970 年第二顆通過近日點的彗星,因此它的永久命名是 1970 II。如果一 年裡被發現的彗星不只 26 顆,這時便會在英文字母後面加上阿拉伯數字繼續編號,像是在 1989 年 的彗星編號就達 1989h1 之多。

但這套命名系統存在著一些缺陷,像是歷史上 的彗星由於缺乏軌道元素而在永久命名上會有些困擾,於是 1994 年 8 月 24 日於荷蘭海牙舉行的國際天文聯合會(IAU)大會中,決議修改舊有的彗星命 名規則,並自 1995 年開始使用新的彗星命名規則。 彗星在一年中以每半個月為單位使用英文大寫字母 表示被發現的時間,略過字母 I 和 Z(詳下表):

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再加上數字表示該時段內被宣布發現的順序(這和小行星的命名規則雷同)。因此像是 C/2012 S1 ISON 彗星就是在 2012 年 9 月下半月第一顆被發現的彗星。另外還會依彗星的性質在名字加上前綴標示如下:

慧16

如果彗星被觀測到回歸,或是經由觀測通過 遠日點確定其週期性,則會在 P/ 或 D/ 前冠上一個由國際天文聯合會小行星中心(MPC)所指定的官 方序號,例如 1P/1682 Q1 為哈雷彗星、3D/1832 S1 為比拉彗星。如果彗星分裂成好幾個碎片,則在名字後面加上 -A, -B,… 來區分每個碎核。


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本文轉載自台北市立天文館期刊《臺北星空》第 61 期,2013 年秋季號,點此看線上 pdf

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驚異奇航—星塵號
科學月刊_96
・2011/11/18 ・6469字 ・閱讀時間約 13 分鐘 ・SR值 531 ・七年級

星塵號於1999 年發射升空,飛越彗星,並獲得其塵埃樣本,完成人類史上首次收集彗星物質的任務。

文 / 劉名章、沈君山

圖一:星塵號發射時的景象。

西元2006 年1 月15 號洛杉磯時間凌晨兩點鐘,一道人造火球劃過了天際,直抵猶他州沙漠。這時,噴射推進實驗室(Jet Propulsion Lab)和NASA 詹森太空中心(Johnson Space Center)的人員無不歡天喜地,因為他們知道,星塵號回來了!這次返航的成功,給太陽系天文學家與宇宙化學家帶來無比的喜悅。這是人類史上第四次如此靠近彗星本體的任務( 前三次分別是Giotto , Deep Space , Deep Impact),同時這是第一次航程最遠的標本收集任務,也是首次利用世上最輕的固體「氣凝膠」(Aerogel)將彗星塵成功帶回地球供實驗室分析的任務。

太陽系的形成一直以來都是天文學家欲解的謎題。不管是透過望遠鏡觀測其他恆星形成區域,透過動力學模型來模擬太陽系與行星的形成,或是透過隕石的研究,最終的目的就是想要了解太陽系的起源。此處將由隕石的研究切入,然後再導引至我們今天的主題:「星塵」(Stardust)。

先從「老於太陽系顆粒」的研究談起

什麼是presolar grains(老於太陽系顆粒)?顧名思義,字首「pre」代表在某個時間或階段之前,「solar」則是「太陽的」,grain(顆粒)大家都知道,合起來說,就是太陽之前的粒子,翻成白話講則是「老於太陽系的顆粒」。怎麼知道這些顆粒老於太陽系呢?這些顆粒又有什麼重要的地方?其實它們本身就是別的星星(會發光的恆星)所產生的塵埃!

星星在演化的過程中,會透過恆星風或是爆炸的方式將本身物質釋放到星際空間,這些高熱的物質一開始以氣體的形式存在,冷卻之後就會凝結出直徑大約只有數微米或更小的小顆粒;當這些顆粒不小心跑進了正在形成的太陽系,有些被早期太陽系的高溫作用給毀了,有些則運氣很好的躲掉了這些高溫事件而被小行星保存了下來。某天小行星的碎片掉到地上變成隕石,被科學家拿到實驗室用各種物理化學的方法將這些小顆粒分離出來,以便進行各種分析。

圖二:星塵收集器安抵地球時的狀況,星塵號本身則繼續航 向無盡的宇宙。

這些顆粒是星星所產生的,因此這些顆粒中的每個原子都是從母星球「繼承」下來的。透過這些塵埃,科學家們便可以容易地在實驗室內了解星球內部的元素演化過程。您可能會很好奇,這些顆粒那麼小,要怎麼知道他們到底是太陽系或是外星的產物?這時候就是同位素分析派上用場的時候了。太陽系物體內的同位素成分一般來說算是相當的平均的。也就是說,若我們量測地球上的碳同位素比值(12C ∕13C),所得到的結果一定會很接近太陽系的平均值89 ,最多大概也只會有千分之幾的差距;但老於太陽系顆粒的碳同位素比值卻與太陽系的平均值89 有極大的差距,因此認定這些顆粒未曾參與太陽系形成之初的混合作用。

這些老於太陽系的顆粒裡面的原子,是由別的星球本身元素形成的產物,所以會和太陽系內的平均同位素比值相差甚大,以碳同位素為例,目前已發現的碳化矽(SiC)和石墨顆粒中,其碳同位素比值的分布可以從3 到10 萬!這些實驗室所產生的數值,配合上天文觀測與理論計算,提供了天文學家一個相當好的管道去了解遙遠星球內部的化學演化。

那從這些老於太陽系的顆粒中,我們除了可以回推這些顆粒的來源外,還可學到什麼呢?大家都知道,宇宙中的各種元素是由星星透過核融合或是爆炸所產生的。雖然從1957 年的第一篇元素形成論文開始,至今已有數不盡的理論模型問世,百家爭鳴,好不熱鬧。但是這麼多工作累積起來,可能也無法完全描述與理解大自然的神秘,更無法去驗證模型的真確性。這些小顆粒適時的在這一塊缺口中補上一角,讓科學家們可以在實驗室中,以較天文觀測精密的測量方式,提供遙遠恆星內部元素形成的資料。除此之外,這些小顆粒還可以提供科學家們古老銀河系化學演化、銀河系的年齡、星球周邊塵埃盤的形成和最早期的太陽系天文物理環境的資訊。在此限於主題與篇幅便不多談。

回到太陽系起源的研究

在太陽系中,有八大行星和一堆小型天體;前四顆類地行星,每一個都已經受過或長或短的分異過程與地質作用,現今之結構與組成已經和形成之初大異其趣。對於要了解太陽系的起源,幫助不太大。後四顆類木行星,雖然一般相信它們形成的時間極早,但由於絕大部份是氫氣,氦氣及一些氣體分子所組成,標本收集有相當程度的困難,多以太空船探測任務為主,不僅耗時且所費不貲;再加上這些氣體星球不能完全反應太陽系最初期成份,所以我們需要固體。

加州大學洛杉磯分校的麥克基甘教授(Kevin McKeegan)說的好:固體會記錄而氣體不會。因此現今普遍的宇宙化學研究,多是利用隕石中的同位素與礦物組成,試著了解太陽系形成時,周遭的天文物理環境與太陽星雲的化學組成。只是隕石大多來自於小行星,而小行星本體也或多或少受到了一些後期的變質作用,如撞擊,水與熱作用等等。造成一些最原始的同位素訊號或礦物受到了不同程度的改變。也因此,即使是所謂最原始的隕石,在某種程度上仍然不夠原始,這由隕石中稀有氣體相對於太陽的豐度較低的例子可以為證。

腦筋動到彗星上

圖三:星塵號所拍攝到的威德二號彗星影像。

既然隕石沒有辦法完完全全的反應太陽星雲最原始的化學成份,那我們還有什麼方法可以試著了解這個問題呢?科學家腦筋於是動到彗星身上。

天文學家普遍認為彗星也是太陽系最初期的產物,很可能跟隕石一樣記錄了太陽系最初的成份;更重要的,彗星被保存在極冷的地方,從彗星離子尾光譜中的分析得知,其相當程度的保留了有機物與揮發物質,所以我們多半相信,彗星所留下來的訊號應該會比隕石更完整,更接近真實。同時彗星內部更有可能保存大量的老於太陽系的顆粒。也因為如此,星塵號任務在90 年代中期,由華盛頓大學天文系布朗李教授(Donald Brownlee)主導之下,開始了整體的計畫與進展。在1999 年的2 月發射升空, 2004 年1 月穿過了「威德二號」彗星(Wild-2)的尾巴收集塵埃,並在2006年的1月返回地球表面,完成了這一段旅程。

或許有人會問,我們了解彗星有什麼好處?除了剛剛上面講的,試著去追溯太陽系最原始的成份,了解太陽系的起源,及尋找老於太陽系的顆粒之外,還有那些問題是可以藉由彗星塵提供一些線索的: 一、行星際空間顆粒(Interplanetary Dust Particles)與彗星塵的關係?二、地球上的水是彗星帶來的嗎?三、生命的起源與彗星的關係?

選定目標

各位也可能會覺得好奇,彗星一大把在天上,為什麼星塵號不去別的彗星而要去威德二號呢?其實很簡單,有三個主要原因:天時,地利與人和。天時與地利指的是,這顆彗星會在適當的時間出現在適當的地點,讓科學家們可以較容易的設計收集塵埃時的太空船路徑與速度。為什麼這很重要?各位可以想像,若在和太空船遭遇時的相對速度太大,塵埃就會直接穿過收集器而帶不回地球了。因此,星塵號幾乎是追著彗星的尾巴,從後面以每秒六公里的速度,將塵埃「抓進」氣凝膠當中。

那人和又是什麼呢?大家都知道,當彗星跑進內太陽系受到太陽加熱後,揮發物質就會因為高溫而逸失;經過多次循環後(>1000 次),彗星最後就不再會有彗尾了。像哈雷彗星,它從第一次被發現到1986年,總共已經進來大約一百次。它的原始成份已受了相當大的改變而不再「新鮮」了。所以,它已無法還原太陽系最原始的成份。而威德二號彗星,在1974 年之前都是屬於木星族彗星(Jovian comet ,指近日點在木星軌道附近),之後受木星重力擾動而改變了它的軌道,近日點內移到火星附近;至今進入內太陽系約五次。也因此這顆彗星從沒有真正的過度靠近太陽而被大量的揮發,其化學組成仍是相對的原始。這對於我們所期待的研究,真是再理想也不過的目標。

圖四:星塵號接近彗星收集微塵時的景象模擬。

如何收集—氣凝膠的妙用

圖五:切開收集到星塵的氣凝膠,保留紅蘿蔔形狀的破壞軌 道、以便容易取出微塵。

雖然星塵號追在威德二號彗星的尾巴後面,藉此減緩相互之間的相對速度,但星塵號仍承受著將近6倍步槍子彈速度微粒的衝擊。如果採用強硬手段直接將微塵擋住,那麼微塵將因高速的動能轉化為熱而將自身蒸發掉,致使該顆粒改變了外形及化學成份。此時氣凝膠的妙用就出現了。

氣凝膠是一種以矽為主的固體,結構像海綿一樣具有微米等級的多孔性,其中99.8 %的體積是空的。因此它的密度比玻璃輕1000 倍,同時還具有極低的導熱性及強度頗高的支撐性。當微粒撞上氣凝膠時,借著連續性的撞擊破壞氣凝膠,因而製造出比自身長度長200倍的一條類似紅蘿蔔形狀的破壞軌道。因此熱能被分散在此破壞軌道中,達到減速微粒且不破壞其外形及化學成份的目的。此破壞軌道還有項好處,它明確的指示出微塵停下的位置。否則要在直徑約50 公分大小的收集器內尋找微米大小的顆粒還真是一件困難的工作。

氣凝膠被安置在網球拍形狀的收集器上,因為具有雙面收集微塵的能力,科學家除了利用正面收集彗星微塵外,更利用星塵號在飛行旅途中以反面收集行星際空間的顆粒。由於顆粒都被埋在氣凝膠內,如何分辨何者為彗星微塵,何者為行星際空間的顆粒?解決的方法乃利用破壞軌道行成紅蘿蔔形狀的路徑,因為具有方向性所以可以輕易分辨出來。

跌破專家眼鏡的大發現

就在星塵號安然回到地球的兩天後,收集標本的大鐵罐在詹森太空中心的無塵室被打開,開始作最初期的狀況確認。加州大學洛杉磯分校的麥克基甘教授在現場時的轉述,他說:「這是非常完美的成功!有些彗星塵劃過的軌跡可以用肉眼清楚看到,並且收集到的東西似乎比大家原先預想的要來的多且大。當然,這只是非常非常初步的肉眼確認,我們真正會發現什麼,仍要等待初步檢驗團隊(Preliminary Examination Team,PET)的結果。PET至少需要半年的時間才能完成初步的彗星礦物學分析、氧氮同位素分析、化學組成分析,及紅外光譜學的分析等等。然後我們才能初步的知道這些標本所帶來的資訊」。

首先是礦物學方面。最重要的發現之一為星塵號所收集到的微塵中居然出現高溫環境下形成的礦物(形成溫度約凱氏溫度1300~1400度上下),比如說橄欖石、隕氮鈦石(osbornite; TiN)、輝石與我們在隕石的鈣鋁包裹體(Ca-Al-rich Inclusions)中找到的高溫礦物一樣。這些東西,讓研究太陽系化學的科學家們著實嚇了一大跳。彗星不是在40 天文單位(AU)之外形成的天體嗎?在這麼冷的環境中,應該多以揮發性物質或是低溫物質為主,為什麼會有在高溫下才能形成的礦物存在?小行星和彗星,一個大約在3AU,另一個在40AU以外,為什麼某些彗星塵的礦物組成跟隕石中的鈣鋁包裹體類似?若在這麼大的空間範圍內,找到組成相似的高溫礦物,這似乎代表的是,在太陽系早期必須要有大尺度輻射狀輸送物質的能力(radial transport),其轉移範圍從內太陽系到小行星帶,甚至到外太陽系,才有可能辦到。那這個大尺度輻射狀輸送物質的能力的物理背景是什麼?為什麼可以把小顆粒從內太陽系高溫處搬到3AU 甚至更遠的40AU 以外?

再來是同位素分析方面。PET 的同位素小組,分析了彗星塵中,氫、碳、氮與氧同位素的組成。這些分析,試圖回答下面的幾個問題。第一,彗星是不是主要由老於太陽系的物質組成的?第二,彗星中有多少真正的「星塵」(真正從演化後期的恆星中所形成的)?第三,彗星微塵中的同位素組成,和隕石、行星際空間微粒的關係又是什麼?第四,早期太陽系中的混合作用究竟到什麼程度?

首先是氫同位素方面,被分析的彗星微塵中,基本上沒有太令人印象深刻的成份,其D/H(氘∕氫比值) 落在已知的行星際微塵的D/H 範圍內,類似彗星水分子中的同位素成份,但低於彗星中氰化氫(HCN)的同位素值,更遠較最極端的行星際空間顆粒的比值低上許多。當然, D/H 很容易受到各種不同因素的影響,尤其是這些灰塵是透過撞擊而被氣凝膠抓住,在這個過程中,D/H極有可能產生變化。所以,這些量測到的D/H 可能無法反應威德二號彗星的水分子的同位素成份。

再來是碳與氮同位素,這兩種同位素的量測,主要是要來找尋老於太陽系的顆粒(presolar grains)。這些顆粒,由於是在星球中凝結下來,所以基本上它們保存了原先星球中,元素形成的特徵。而這些特徵和太陽系的平均值相差甚大。以碳同位素來說,太陽系物質的12C ∕ 13C 平均比值是約89 ,若今天發現了一顆微粒,它的12C ∕ 13C 比值約是52 ,那我們可以很篤定的說,這顆微粒絕非在太陽系內形成的顆粒,而是一顆從某個AGB 星球或是紅巨星來的小塵埃!氮同位素也是同樣的道理,只是平均太陽系的比值大約是300上下。所以,若我們發現一顆灰塵,其14N∕13N的比值離300有極大的差距,那我們也可以很肯定,這顆顆粒一定不是太陽系內產生的。

知道了這個前提,我們再回到星塵號的標本上。分析的結果也是讓大家驚訝莫名,PET階段分析氣凝膠中的微塵,居然沒有一顆是老於太陽系的顆粒!幸好,在收集器上的用鋁箔紙包裹住的部份中,在某個撞擊坑洞旁邊找到了一顆老於太陽系的顆粒,可惜的是,這顆小傢伙已被分析光光了,屍骨無存。從這個初步分析,顯示在彗星中(至少是威德二號這顆) 似乎沒有太多老於太陽系的顆粒。但這只是第一步。後續尚有許多標本等待研究,或許會有更多驚奇也說不定。

此外PET 團隊還有一項重大的發現,他們在氣凝膠及支撐框住氣凝膠的鋁芯中發現了氨基乙酸。一開始研究團隊無法排除此氨基乙酸可能來自地球上的污染的想法。此時同位素的功用又出現了,經過進一步的研究他們發現該氨基乙酸的碳具有較多的13C,也就是說其12C∕13C的比值比89 小很多,因此証實此氨基乙酸非太陽系內部的產物。由於筆者對生命科學的涉略不多,因此借用下面兩位專家的發言,來為這項大發現做註腳。

美國航太總署(NASA)的艾西拉博士(Jamie Elsila)說︰「氨基乙酸是具有生命的有機體製造蛋白質的物質之一,同時這是第一次在彗星上找到氨基酸」;「我們的發現支持生命的成份在太空間形成,並借由隕石和彗星的衝擊而傳播到地球的理論」。同時NASA 的主任皮契爾博士(Carl Pilcher)說︰「氨基乙酸在彗星的發現支持了組成生命的基本架構在太空中是隨處可見的想法,並且強化了在宇宙中生命的存在也許是共通的而不是罕見的論述」。

最後是氧同位素。氧是類地行星中最豐富的元素。而每個類地行星(含小行星)的平均氧同位素值都有些微的差異,所以氧同位素基本上可拿來當作這些行星的指紋。但是若把規模放到只有幾個毫米大小,我們會發現,在隕石的鈣鋁包裹體中,不同礦物居然有著不同的異常豐度,彼此間的差異可達到5%!如果是老於太陽系的顆粒,氧同位素的差異甚至可以達到好幾個數量級。星塵號部分微塵在經過初步分析後,具有隕石鈣鋁包裹體類似的礦物組合,同時居然和鈣鋁包裹體有相同的氧同位素成份!這下子不只礦物組成相似,連氧同位素都完全一模一樣。這更加讓我們相信,彗星中的某些小微塵,是和隕石中的某些礦物顆粒是完全相同的。所以,這和前面所寫的相呼應,在太陽系早期勢必要有大尺度輻射狀輸送物質的能力,從內太陽系到小行星帶再到庫伯帶以外,這一連串的巧合才有可能發生。

這些發現,最感到振奮的應該是前清大校長徐暇生院士,中研院李太楓院士,及中研院副研究員尚賢博士。他們在1998 年提出的X-wind 模型,已預測彗星上的物質有可能在礦物相上與同位素比值上的特點與隕石中的部份物質相符。模型中這些高溫顆粒形成在吸積盤的端點,非常靠近原始太陽約0.05AU 距離的地方,後來太陽磁場與吸積盤面的交互作用,產生了兩極噴流和盤面上一股強力的「風」,將這些高溫礦物帶離到小行星帶甚至更遠的庫伯帶,再和其他物質堆積形成小行星或是彗星。

其實,以上所說,都只是星塵號相當初步的一個結果。還有很多尚未被探索的顆粒等待科學家們去了解,不管是礦物學,光譜學,同位素分析,還是其他各種各樣稀奇的方法。在可預期的將來,這些彗星塵仍會繼續送到世界各地的實驗室進行各項研究。在台灣,李太楓院士所領導的團隊,也正在為分析這些標本而磨刀霍霍。希望在不久的將來,台灣也能夠在這個前無古人的實驗室彗星塵分析競賽中打響知名度;也希望到時候我們將能夠回答上面所列出的數個問題,讓我們對太陽系起源有更深一層的了解。

劉名章:任職中研院天文及天文物理研究所

沈君山:任職中研院地球科學研究所

原刊載於《科學月刊》第四十二卷第十一期

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科學月刊_96
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降落彗星,開啟彗星研究新視野
臺北天文館_96
・2012/02/10 ・1041字 ・閱讀時間約 2 分鐘 ・SR值 568 ・九年級

歐洲的羅賽達號太空船(Rosetta)正朝向它的目標—67P/Churyumov-Gerasimenkoand彗星前進,預計在2014年進入環繞這顆彗星的軌道,並釋放一個探測器,降落在這顆彗星的表面。這是彗星探測史上的兩個創舉。

彗星是45億年前太陽系形成歷史之初遺留下的原始物質所構成的小天體,一生中絕大部分時間都待在寒冷的太陽系外圍,性質鮮少變化,因此被天文學家視為研究太陽系早期歷史的金礦。

當它們沿著狹長的軌道逐漸逼近太陽時,受到的太陽光熱愈來愈熾烈,逐漸轉化成地球夜空中令人摒息的美景。歐洲太空總署(ESA)於2004年發射羅賽達號,讓它們盡量靠近這個美景的最佳賞景點,近距離研究這些帶著太陽系原始訊息的天體。

到目前為止,科學家們對彗星的瞭解,有很大一部份是來自數次的彗星飛掠任務。然而,飛掠式的彗星任務,只能匆匆瞥一眼處在某一演化階段的彗星外貌,無法獲得更全面的資料。這就是羅賽達號有別於其他彗星任務的地方,因為羅賽達號將環繞67P彗星達17個月之久,隨著彗星接近太陽再遠離太陽,科學家們將可親眼見到整個彗星受到猛烈太陽光熱影響下的演化狀況。

還在努力航向67P彗星的此時,羅賽達號處在休眠的狀態,預定在2014年的元旦復甦,之後進行一個月的自我檢測工作。如果一切安好,那麼將在2014年8月進入環繞67P彗核的軌道,掃瞄彗星表面,尋找降落地點。一旦選定降落地點後,太空船將降低高度至距離彗核表面約1公里之處,並放出登陸器(lander)。

登陸器名為「菲萊(Philae)」,此名原是埃及尼羅河中一座小島的名稱,科學家在這座靠近亞斯文的島上的神廟中,發現一塊石碑,就是得以讓世人破解古埃及文奧秘的「羅賽達石碑(Rosetta Stone)」。菲萊登陸器預定將在2014年11月登陸彗星表面;這是首次被完全控制的彗核登陸行動,類似阿波羅號登陸月表一樣。由於彗星表面重力極低,菲萊登陸器一確定登陸成功後,便會以類似魚叉的鉚釘鑽透彗核表面以便固定。固定後,登陸器才終於能著手取得這個彗核的第一手資料:收集彗核樣本,利用探測器中的顯微鏡自動檢測,並拍攝彗核地表的全景影像。

在此同時,上空環繞的太空船也很忙。船上的感應器不斷測繪彗星表面地形和磁場,監測彗星爆發噴流和間歇噴泉,測量物質流速率等等。將在彗核地表的登陸器和上空環繞的太空船資料予以整合後,還可獲得彗星的3D立體影像,甚至是彗核表面以下的地質結構等。

這個獨一無二的彗星任務,最終結果必定將讓彗星研究的歷史寫上一段好長的故事。

 

資料來源:Mission to Land on a Comet[2012.01.31]

轉載自台北天文館之網路天文館網站

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