月偏蝕

最近天文奇觀三連發,

不知道大家有沒有要挑戰大滿貫的呢?

接著就來說說今天的吧!

先看看新聞囉!

 

 

 

 

 

月偏食6/4傍晚發生 臺灣可見月出帶食

 

• 月偏食6/4傍晚發生 臺灣可見月出帶食

繼五月二十一號日環食之後，六月四號傍晚，天象將發生「月偏食」天象，台北市立天文教育館表示，這是繼五月二十一號凌晨的日環食之後，臺灣地區可見的第二個重要天象。臺北市立天文教育館將在六月四號晚間六點半到八點半，開放天文觀測區，與民眾一同觀賞這個今年臺灣地區唯一可見的月食現象。(

台北市立天文教育館表示，當月亮處在滿月位置，而且太陽-地球-月亮幾乎成一直線，月球通過地球影子時，一部分月亮在陽光無法直射的地球本影中會較暗，另一部分在可被部分陽光照射的半影中，則顯得比較亮，因而形成月偏食。而六月四號傍晚的月偏食，臺灣地區可見月出帶食，從晚間六點三十五分月亮東昇時，已經處在月偏食的過程中，臺灣地區無法看見半影食開始和初虧的階段；不過之後晚間七點零三分食甚、晚間八點零七分復圓、晚間九點二十分半影食結束，臺灣地區民眾可以觀測，而這次月偏食的最大食分為0.3703，也就是說：月亮最接近地球影子中心時，大約只有三分之一多的月亮直徑，在地球本影中。(照片由台北市立天文教育館提供)

接著就介紹一下月蝕吧~

月蝕，是一種當月球運行進入地球的陰影（本影部份）時，原本可被太陽光照亮的部份，有部份或全部不能被直射陽光照亮，使得位於地球的觀測者無法看到普通的月相的天文現象。月蝕發生時，太陽、地球、月球恰好或幾乎在同一條直線上，因此月蝕必定發生在滿月的晚上（農曆十五、十六、或十七），如《說文》所說「日蝕則朔，月蝕則望」。地球陰影位於地球公轉軌道面（黃道面）內，此平面與月球軌道面（白道面）並不重合，黃白道面交角約5度；大多數滿月時，月球不在黃道面內，而是或偏北或偏南，不在地球陰影內，因此並不是每個滿月時，都發生月蝕。每年全球至少發生兩次月蝕。最近一次月全蝕發生於2011年12月10日，下一次月全蝕將發生於2018年1月31日。

月蝕類型

月球進入地球的本影區和半影區時會產生不同類型的月蝕

月蝕有三種類型：

1. 月全蝕：當整個月球進入地球的本影內時，在其前後均會發生月偏蝕與半影月蝕。最近一次月全蝕發生於2011年12月10日，下一次月全蝕將發生於2018年1月31日。
2. 月偏蝕：當月球只有部份進入地球的本影時，在其前後均會發生半影月蝕。最近一次月偏蝕發生於2010年6月26日。
3. 半影月蝕：此時月球只是掠過地球的半影區，造成月面的光度極輕微減弱，所以較不易為人注意。最近一次半影月蝕發生於2009年8月6日。隨後是2012年11月28日月食

 沒有月環蝕

由於地球的本影比月球大得多，這也意味著在發生月全蝕時，月球會完全進入地球的本影區內，所以絕對不會出現月環蝕這種現象。

月蝕過程

月全蝕（當地時間2003年11月8日於美國密西根州大急流市拍攝）

月全蝕過程動畫（當地時間2007年3月3日在瑞士比拉赫拍攝）

1. 半影蝕始：月球剛剛和半影區接觸，這時月球表面光度略為減少，但肉眼較難覺察。
2. 初虧（僅月偏蝕和月全蝕）：月球由東緣進入地影的一刻，月球與地球本影第一次外切。
3. 蝕既（僅月全蝕）：月球完全進入地球本影的一刻，並與本影第一次內切。
4. 蝕甚：月圓面中心與地球本影中心最接近的瞬間，此時前後月球表面呈紅銅色或暗紅色(適用於月全蝕)。（原因：大陽光經過地球大氣層時發生散射。）
5. 生光（僅月全蝕）：月球開始離開地球本影的一刻，並與地球本影第二次內切。
6. 復圓（僅月偏蝕和月全蝕）：月球完全離開地球本影，與地球本影第二次外切。
7. 半影蝕終：月球離開半影，整個月蝕過程正式完結。

• 月偏蝕沒有蝕既、生光過程，蝕甚也只表示最接近地球陰影的時刻。

 時間

相比於日蝕，月蝕發生的時間是十分長的，平均需時數小時，各年月蝕的時刻在大部分日曆上均有說明。月全蝕時間最長可長達1小時45分，日全蝕最長僅能 7分31秒。2011年6月16日的月全蝕階段達到1小時41分鐘。但是2003年11月8日的月全蝕整個只有25分鐘。

2007年3月3日，在英格蘭的利茲看到的月全蝕過程。

月蝕與科學研究

最早的月蝕記錄是前2283年美索不達米亞的記錄。殷商的卜辭載「六日甲午夕，月有蝕」、「旬壬申系，月有蝕」，《詩經‧小雅》載有：「彼月而蝕，則維其常」，《小雅·十月之交》篇「彼月而微，此日而微」，微係指月蝕。《荀子‧天論》：「夫日月之有蝕，風雨之不時。」古代中國與非洲民間認為月蝕是「天狗吞月」，必須敲鑼打鼓才能趕走天狗。在漢朝時，張衡就已經發現了月蝕的部份原理，他認為是地球走到月亮的前面把太陽的光擋住了，「當日之沖，光常不合者，蔽於地也，是謂暗虛，在星則星微，遇月則月蝕。」。前4世紀的亞里士多德根據月蝕看到地球影子的圓形而推斷出地球是圓的。前3世紀古希臘的天文學家阿里斯塔克、前2世紀的喜帕恰斯都提出過通過月蝕來測定太陽、地球、月亮的大小。






資料及圖片來源:
維基百科http://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E6%9C%88%E5%81%8F%E9%A3%9F

恆星的一生

恆星可以生存很久,
但你知道它的一生是如何演變的嗎?
我們一起來看看吧!



誕生
恆星的演化開始於巨分子雲。太空中的粒子密度大約是每立方厘米 0.1到1個氫原子，但是巨分子雲的密度是每立方厘米數千到百萬個氫原子。一個巨分子雲包含數十萬到數千萬個太陽質量，直徑為50到300光年。
在巨分子雲環繞星系旋轉時，一些事件可能造成它的引力坍縮。 例如：巨分子雲可能互相衝撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發拋出的高速物質也可能是觸發因素之一。最後，星系碰撞造成的星雲壓縮和擾動也可能形成大量恆星。
坍縮過程中的角動量守恆會造成巨分子雲碎片不斷分解為更小的片段。質量少於約50太陽質量的碎片會形成恆星。在這個過程中，氣體被釋放的勢能所加熱，而角動量守恆也會造成星雲開始產生自轉之後形成原恆星。

恆星形成的初始階段幾乎被密集的星雲氣體和灰塵掩蓋。通常，正在產生恆星的星源會通過在四周光亮的氣體雲上造成陰影被觀測，稱為包克球。
質量非常小的原恆星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。恆星和棕矮星確切的質量界限取決於化學成分，金屬豐度（金屬在天文學中泛指所有比氦重的元素）越多的界限越低。金屬豐度和太陽相似的原恆星，其界限大約是0.075太陽質量。質量大於13木星質量（）的棕矮星，會進行氘的融合反應，而有些天文學家認為這樣的恆星才能稱為棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天體則被分類為次恆星天體。這兩種類型，無論是否能燃燒氘，它的光度都是黯淡並在數億年的歲月中逐漸冷卻，慢慢的步向死亡。

質量更高的原恆星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大於太陽質量的恆星，碳氮氧循環在能量的產生上貢獻了可觀的數量。核融合的開始會導致流體靜力平衡短暫的失去，這是核心向外的「輻射壓」和恆星質量引起的「重力壓」之間的平衡，以防止恆星進一步的「引力塌縮」，但恆星迅速的演變至穩定狀態。

LH 95是大麥哲倫雲中的恆星育嬰室。

新誕生的恆星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的範圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到數十倍於太陽質量。恆星的亮度和顏色取決於表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定。
新誕生的恆星會落在赫羅圖的主序帶上一個特定的點。小而冷的紅矮星以緩慢的速度燃燒氫，可以在主序帶上滯留數百億年，而質量大且熱的超巨星只能在主序帶上逗留數百萬年。像太陽這種大小居中的恆星，在主序帶上停留的時間大約是100億年。太陽被認為正在其壽命的中間點上，因此它還穩定在主序帶上。一旦恆星消耗掉核心內大部份的氫之後，它就會離開主序帶。


成熟

人馬座是聚集大量恆星的星場。

 依據恆星誕生時的質量，在經歷數百萬至數十億年後，在核心持續進行的核融合反應在核心累積了大量的氦。質量越大和越熱的恆星製造氦的速度比質量小和冷的恆星更快。
累積的氦，密度比氫更高，因為自身的壓縮和核反應的持續進行而逐漸增加。必須藉由更高的溫度抵抗因壓縮而增強的重力，來維持穩定的平衡。
最後，核心能供應的氫會被耗盡，就沒有由氫的核融合產生向外的壓力來抵抗重力。它將收縮直至電子簡併變得足以抵抗重力，或是核心有足夠的溫度（一億K）可以燃燒氦，哪一種情況會先發生取決於恆星的質量。


關於恆星的質量...

1.低質量恆星
在低質量恆星停止經由核反應產生能量之後，會發生甚麼事情，目前還無法直接得知：目前認知的宇宙年齡只有137億歲，比低質量恆星會停止核反應的時間還短（在某些情況下，少了幾個數量級），所以目前的理論都是根據計算機模擬塑造的。
質量低於0.5太陽質量的恆星，在核心的氫融合停止之後，很單純的僅僅因為沒有足夠的質量在核心產生足夠的壓力，因此不能進行氦核的融合反應。這類恆星在消耗掉氫元素之前，被稱作紅矮星，像是比鄰星，其中有些的壽命會比太陽長上數千倍。目前的天文物理學模型認為0.1太陽質量的恆星，在主序帶上停留的時間可以長達6萬億年，並且要再耗上數千億年或更多的時間，才會慢慢的塌縮成為白矮星。如果恆星的核心缺少對流（像現在的太陽），它將始終都被數層氫的外層包圍著，這些也許都是在演化中產生的氫層；但是，如果恆星有著完全的對流（大多數低質量恆星都是這樣的），在它的周圍就不會分出層次。果真如此，它將如同下面所說的中等質量恆星一樣，它將在不引起氦融合的情況下發展成為紅巨星；否則，它將單純的收縮，直到電子簡併壓力阻止重力的崩潰，然後直接轉變成為白矮星。


2.中等尺度恆星

當質量類似太陽的恆星死亡時就會成為行星狀星雲，如貓眼星雲。

在另一種情況，在核心外圍數層含有氫的殼層在核融合反應的加速下，立刻造成恆星的膨脹。因為這是在核心外圍的數層，因而它們所受到的重力較低，它們擴張的速率會比能量增加的更快，因此會造成溫度的下降，並且使得它們比在主序帶的階段還要偏紅。像這樣的恆星就稱為紅巨星。

根據赫羅圖，紅巨星是不在主序帶上的巨大恆星，恆星分類是K或M，包括在金牛座內的畢宿五和牧夫座的大角星，都是紅巨星。
質量在數個太陽質量之內的恆星在電子簡併壓力的支撐下，將發展出外圍仍然包覆著氫的氦核心。它的重力將數層的氫直接擠壓在氦核上，這造成氫融合的反應速率比在主序帶上有著相同質量的恆星更快。這反而使恆星變得更為明亮（亮度增加1,000至10,000倍）和膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，因而導致有效溫度的下降。

恆星膨脹的是在外圍的對流層，將物質由靠近核融合的區域攜帶至恆星的表面，並經由湍流與表面的物質混合。除了質量最低的恆星之外的所有恆星，在內部進行核融合的物質在這個點之前都是深埋在恆星的內部，經由對流的作用使核融合的產物第一次可以在恆星的表面被看見。在這個階段的演變，結果是很微妙的，最大的效應是對氫和氦的同位素造成的改變，但是尚未能觀測到。有作用的是出現在表面的碳氮氧循環，較低的¹²C/¹³C比率和改變碳和氮的比率。這些是由分光學上發現的，並且在許多演變中的恆星上被測量到。

質量與太陽相似的恆星演化示範簡圖
恆星從塌縮的氣體雲中誕生（①），經過收縮階段成為原恆星（②），然後進入主序帶（③）。一旦在核心的氫被耗盡，它膨脹成為紅巨星（④），然後它的外殼散逸成為行星狀星雲，核心變質成為白矮星（⑤）。

當圍繞著核心的氫被消耗時，核心吸收產生出來的氦，進一步造成核心的收縮，並且使殘餘的氫更快的進行核融合，這最終將導致氦融合（包括3氦過）在核心進行。在質量比0.5太陽質量更大的恆星，電子簡併壓力也許能將氦融合的延後數百萬至數千萬年；在更重的恆星，氦核和疊加在外數層氣體的總質量，將使得電子簡併壓力不足以延遲氦融合的過程。

當核心的溫度和壓力足以引燃核心的氦融合時，如果電子簡併壓力是支撐核心的主要力量時，將會發生氦閃。在質量更巨大的核心，電子簡併壓力不是支撐核心的主要力量，氦融合的燃燒相對的會較為平靜的進行。即使發生氦閃，快速釋放能量（太陽能量的10⁸數量級）的時間也較短暫，所以在恆星外面可以觀察到的表面層也不會受到影響。由氦融合產生的能量會造成核心的擴張，因此疊加在核心外層的氫融合速率會減慢，使得總能量的產生降低。所以，恆星會收縮，雖然不是所有的都會再回到主序帶，它會在赫羅圖的水平分支上遷移，在半徑上逐漸收縮和增加表面的溫度。

在恆星消耗了核心的氦之後，融合在包含了碳和氧的高熱核心附近繼續進行。恆星隨著進入赫羅圖上的漸近巨星分支，與原始的紅巨星演變平行，但是能量的產生較快（因而持續的時間也較短）。

在能量輸出上的變化造成恆星大小和溫度周期性的變化。能量輸出的本身降低了能量放射的頻率，伴隨的還有經由強烈的恆星風和猛烈的脈動造成質量損失率的增加。在這個階段的恆星，根據它們呈現的明顯特徵被稱為晚期型恆星、OH_-IR恆星或米拉型恆星。被逐出的氣體是來自恆星的內部，也含有相對豐富的被創造元素，特別是碳和氧的豐度與恆星的類型有關。由氣體構成的膨脹裝的氣殼稱為環星包（ circumstellar envelope），並且會隨著遠離恆星而逐漸降低溫度，而允許微塵和分子的形成。在理想的情況下，來自核心的高能量紅外線輸入環星包後會激發形成微波受激輻射。

氦燃燒的速率對溫度極端的敏感，會導致極大的不穩定性。巨大的脈動組合，最終將給恆星足夠的動能外面的數層氣殼拋出，形成潛在的行星狀星雲。依然留存在星雲中心的恆星核心，溫度會逐漸下降而成為小而緻密的白矮星。

3.大質量恆星

蟹狀星雲是大約在1,000年前爆炸的超新星四散的殘骸。

 

在大質量的恆星，在電子簡併壓力能夠成為主流之前，核心已經大到能夠將由氫融合產生的氦引燃。因此當這些恆星在膨脹和冷卻時，它們的亮度不會比低質量的恆星大多少；但是它們會比低質量恆星開始時的階段亮許多，並且也會比低質量恆星形成的紅巨星明亮，因此這些恆星被稱為超巨星。

質量特別大的恆星（約超過40倍太陽質量），會非常明亮和有著相當高速的恆星風。在它們膨脹成為超巨星之前，因為強大的輻射壓力，傾向於先剝離外面的氣體殼層，因而它們的質量損失也非常快，這導致它們在主序帶的階段都維持著表面的高溫（藍白的顏色）。因為恆星的外殼會被極端強大的輻射壓剝離，因此恆星的質量不能超過120個太陽質量。雖然較低的質量可以使外殼被剝離的速度減緩，但如果它們是靠得夠近的聯星，當它膨脹而外殼被剝離時，會與伴星結合；或是因為它們的自轉夠快，對流作用將所有的物質帶至表層，造成徹底的混合，而沒有可以分離的核心和外殼，都能避免成為紅巨星或紅超巨星。

當從外殼的基部獲得氫並融合成氦時，核心也逐漸變得更熱和更密集。在大質量的恆星，電子簡併壓力不足以單獨的阻止重力崩潰，至於每一種在核心被消耗掉的元素，點燃更重的元素融合之火，也都能暫時的阻止重力崩潰。如果恆星的核心不是太重（質量大約低於1.4倍太陽質量），它也許可以如前所述的質量較低恆星，形成一顆白矮星（外面可能有行星狀星雲包圍著），不同的是這種白矮星主要是由氧、氖和鎂組成。

在核心崩潰之前，大質量恆星的核心結構是有如洋蔥般的層層排列（未按照比例）。

當原始恆星質量達到某種程度時（估計是2.5倍太陽質量，並大約在10倍太陽質量以內），核心的溫度可以達到光致破壞的溫度（大約是1.1GK）開始形成氧和氦，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量的其他元素。最後，溫度達到任何一種元素都會被局部毀壞的高溫程度，通常都會釋放出α粒子（氦核），又立刻和其他原子核融合，所以有少數的原子核經過整理之後會成為更重的原子核，而釋放出來的淨能量是增加的，因為打破母原子核所釋放出來的能量大於融合成子原子核所需要的能量。

核心質量太大不能形成白矮星，又未能達到足以承受氖轉換成氧與鎂的恆星，在融合成更重的元素之前，就將經歷重力崩潰的過程（因為電子捕獲）。無論電子捕獲造成溫度增加或降低，都會在重力崩潰之前構成比原來小的原子核（像是鋁和鈉），可以在重力崩潰之前對總能量的產生造成重大的衝擊。這也許對之後產生引人注目的超新星爆炸與拋出的元素和同位素豐度都有影響。

一旦恆星核合成的過程產生鐵-56，接下來的過程都將消耗能量（將碎片結合成原子核所釋放出來的能量小於將母原子核擊碎所需要的能量）。如果核心的質量大於錢德拉塞卡極限，電子簡併壓力將不足以支撐與對抗因為質量所產生的重力，核心將突然的產生崩潰，災難性的崩潰將形成中子星直至黑洞（在核心的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下）。
雖然還未完全了解過程，某些重力位能的轉換使這些核心崩潰並形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩潰時，就像在超新星1987 A所觀測到的，會產生巨大的中微子浪湧。極端高能量的中微子會破壞一些原子核，它們的一些能量會消耗在釋出核子，包括中子，還有一些能量會轉換成熱能和動能，因而造成衝擊波與一些來自核心崩潰的物質匯合造成反彈。

在非常緻密的匯合物質中發生的電子捕獲產生了額外的中子，有些反彈的物質受到中子的轟擊，又誘發了一些核子捕獲，創造出一系列，包括放射性物質鈾在內，比鐵重的元素。雖然，非爆炸性的紅巨星在早期的反應和次反應中釋放出的中子也能創造出一定數量比鐵重的元素，但在這種反應下產生比鐵重的元素豐度（特別是，有些穩定和長壽的同位素與一些同位素）與超新星爆炸有著顯著的不同。我們發現太陽系的重元素豐度與這兩者都不一樣，因此無論是超新星或紅巨星都無法單獨的用來解釋被觀察到的重元素和同位素的豐度。

從核心崩潰轉移到反彈物質的能量不僅產生了重元素，還提供了它們加速和脫離所需要的逃逸速度（這種機制還沒有被充分的了解），因而導致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對這些能量轉移過程的了解仍不能令人滿意，雖然目前的計算機模擬能對Ib、Ic或II型超新星的能量轉移提供部分的解釋，但仍不足以解釋觀測到的物質拋射所攜帶的能量。從分析中子星聯星（需要兩次相似的超新星）的軌道參數和質量獲得的一些證據顯示氧氖鎂核心崩潰所產生的超新星可能與觀測到由鐵核崩潰的超新星有所不同（除了大小之外還有其他的不同）。
質量最大的恆星也許在超新星爆炸中因為能量超過它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見的事件，導致不穩定對超新星，事後的核心不會留下包括黑洞在內的各種殘骸。


死亡
依據它在生命期間的質量，它的殘骸會是下面四種型態之一。

1.白矮星

太陽質量的恆星，演化成白矮星之後的質量大約是0.6太陽質量，被壓縮的體積則近似地球的大小。白矮星是非常穩定的天體，因為它向內的重力是與核心的電子產生的電子簡併壓力（這是包立不相容原理導致的結果）達到平衡。電子簡併壓力提供了一個相當寬鬆的極限來抵抗重力進一步的壓縮；因此，針對不同的化學元素，白矮星的質量越大，體積反而越小。在沒有燃料可以繼續燃燒的情況下，恆星殘餘的熱量仍可以繼續向外輻射數十億年。
白矮星的化學成分取決於它的質量。只有幾個太陽質量的恆星，可以進行碳融合產生鎂、氖和少量其它的元素，造成一顆主要成分是氧、氖和鎂的白矮星。在拋棄掉足夠質量的條件下，使它的質量不至於超過錢德拉塞卡極限（下文）；並且在碳燃燒不夠猛烈的條件下，使他免於成為一顆超新星。質量的數量級與太陽相同的恆星無法點燃碳融合的核反應，所產生的白矮星主要成分是碳和氧，而且質量太低，不足以產生重力崩潰，除非在後期能夠增加質量（見下文）。質量低於0.5太陽質量的恆星，連氦燃燒都無法引燃（前文），因此壓縮後成為白矮星之後的主要成分是氦。
在最後，所有的白矮星都將變成冰冷黑暗的天體，有些人就稱它們為黑矮星。但是目前的宇宙還不夠老，還不足以產生像黑矮星這樣的天體。
如果白矮星的質量能增加至超越錢德拉塞卡極限－對主要成分是碳、氧、氖、和/或鎂的白矮星，是1.4太陽質量，電子簡併壓力將無法抵抗重力，將會因為電子捕獲導致恆星塌縮。取決於化學成分和塌縮前的核心溫度，核心可能會塌縮成為一顆中子星，或是因為引燃碳和氧的燃燒而失控。質量越重的元素越傾向於恆星塌縮，因為需要較高的溫度才能重新點燃核心的燃料，也因此能使核子減輕的電子捕獲過程能使核反應較容易進行；然而，越高的核心溫度越容易造成恆星核反應的失控，這會導致恆星塌縮成為Ia超新星。即使大質量恆星死亡產生的II 型超新星釋放出的總能量更多，這種超新星會比II型超新星還要明亮數倍。這種會導致塌縮的不穩定性使得超過甚至接近1.4太陽質量的白矮星不可能存在（唯一可能的例外是超高速自轉的白矮星，因為離心力的作用抵銷了質量上的問題）。聯星之間的質量轉移可能會造成白矮星的質量接近錢德拉塞卡極限，因而造成不穩定的狀況。
如果在密近雙星系統中有一顆白矮星和一顆普通的恆星，來自較大伴星的氫會在白矮星周圍形成吸積盤，並使得白矮星的質量增加，直到白矮星的溫度增加引發失控的核反應。在白矮星的質量尚未達到錢德拉塞卡極限之前，這種爆發只會形成新星。

2.中子星

像泡泡的影像是在15,000年前爆炸的超新星產生的衝激波，現在仍在擴張中。

 

當恆星的核心崩潰時，壓力造成電子捕獲，因而使得大多數氫都轉變成為中子。原本使原子核分離的電磁力消失之後（在比例上，如果原子核的大小如同芝麻，原子的大小就如同一個標準足球場），恆星的核心就成為只有中子的緻密球體 (就像是個巨大的原子核)，在外面有幾層由簡併物質（主要是鐵的薄層和後續的反應產生的物質）組成的外殼。中子也遵循包利不相容原理，使用類似電子簡併壓力但更強的力來抵抗重力的壓縮。
像這種被稱為中子星的恆星，是非常小的，直徑的數量級只有10公里，尺寸不會超過一個大城市的大小並且有著極高的密度。它們的自轉週期 由於恆星的收縮而縮得很短（因為角動量守恆），有些高達每秒600轉。隨著這些恆星的高速自轉，每當恆星的磁極朝向地球時，地球就會接到一次脈衝的輻射。像這樣的中子星被稱為波霎，第一顆被發現的中子星就是這種型態的。

3.黑洞

如果恆星的殘骸有足夠大的質量，中子簡併壓力將不足以阻擋恆星塌縮至史瓦西半徑之下時，這個恆星的殘骸就會成為黑洞。現在還不知道需要要多大的質量才會發生這種情況，而目前的估計是在3個太陽質量以上。
黑洞是廣義相對論所預測的天體，而在天文學上的觀測和理論也都支持黑洞的存在。依據廣義相對論傳統的說法，沒有物質或訊息能夠從黑洞的內部傳遞給在外部的觀測者，雖然量子效應允許這種嚴謹的規律產生誤差。
雖然恆星經由塌縮產生超新星的機制還未被充分的了解，也不知道不經過可見的超新星爆炸，恆星是否能夠直接塌縮形成黑洞；還是超新星爆炸之後要先形成中子星，然後再繼續塌縮成為黑洞；從最初的恆星質量到最後的殘骸質量之間的關聯性也不完全的可靠。要解決這些不確定的問題，還需要分析更多的超新星和超新星殘骸。

4.奇異星

奇異星是一種其成分包括電子、質子和中子，以簡併壓力對抗重力塌縮達到平衡，並且具有其它的量子特性的緻密星。它們包括夸克和奇怪的星(包含夸克或奇異物質)和更理論的先子星(由先子組成)。
絕大多數的奇異星都是理論上的，但是在2002年4月20日錢卓X射線天文台檢測到兩個夸克星的候選者，標示為RX J1856.5-3754和3C58，而在之前被認為是中子星。基於已知的物理定律，前者看起來非常小，而後者比它們應有的溫度冷了許多，認為它們組成的材料密度比多中子核( neutronium)更稠密。但是，這些觀測仍受到研究人員的質疑，認為結果仍有爭論的餘地(不夠確鑿)。

奇異星的分類
中子星是有可能分解成為其元件的夸克星。在這種情況下，恆星將進一步收縮並變得更為緻密，但是如果沒有額外的質量添加，它可能無限期的停留在這種新狀態下。它已經成為一個很大的核子，一顆在這種狀態下的恆星被稱為夸克星。如果夸克星含有奇怪的物質，它將被稱為奇怪星。脈衝星RX J1856.5-3754和3C58被認為可能是夸克星。

 先子星

 

先子星(preon star)是建議中由先子，一群假設的次原子粒子，組成的一種緻密星。預期先子星有著極為巨大的密度，超過每立方公尺10²³ 公斤 － 介於夸克星和黑洞之間。先子星可能源自超新星爆炸或是大爆炸，這類物件可以通過引力透鏡的γ射線檢測到。先子星是暗物質的潛在候選者，但是，目前來自粒子加速器的觀側依然不能證實先子的存在。
在廣義相對論中，如果恆星塌縮至小於史瓦西半徑的大小，一個視界就會在這個半徑上形成，而且這顆恆星就成為黑洞。對一個太陽質量的物體，史瓦西半徑是3公里，所以，要符合廣義相對論，任何太陽質量大小先子星的半徑會大於這個數值。一個質量與地球相同先子星的大小只有如一顆網球。

Q 星

 

Q星，也稱為灰洞，是一種假想中的緻密天體型態，它比中子星重，外在的物質還保持著粒子數。建議或已發現的恆星質量天體(白矮星、中子星和夸克和先子星)全都以質點粒子的簡併壓力支撐著，所有這些都被稱為簡併恆星。
Q星不能被誤認為是夸克星，這個Q並不是代表夸克(quark)，而是對應於一個量子數。Q星可能被錯認為恆星黑洞，一個此種天體的候選者是緻密天體的天鵝座V404。Brands of Q stars

• 超對稱 Q-球
• B-球，有大量重子數的Q-球。它們存在於吸收了Q-球的中子星。

電弱星是一種理論上的恆星類型，是已經重力崩潰，但由來自電弱燃燒的輻射壓力支撐的恆星，這就是通過電弱力將夸克轉換成輕子釋放能量。這一種過程使恆星有如蘋果大小體積的核心，包含大約2個地球的質量
恆星的生命過程中，理論上電弱星的產生是在超新星塌縮之後。電弱星的密度比夸克星更高，並且可能是夸克的簡併壓力不再能承受引力吸引，但是可能依然受到弱電燃燒的輻射壓力支撐著。這個階段恆星的生命期可能最多只有一千萬年。

其他:
玻色子星

 

 資料及圖片來源:
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金星凌日

金星凌日是位於太陽和地球之間的行星金星直接從太陽的前方掠過，成為相對於太陽的可見黑暗盤狀 。當凌時，從地球可以看見金星是在太陽盤面上移動的一個黑色小圓盤。這類凌的時間通常以小時來度量 。凌日類似於月球造成的日食。雖然金星的直徑幾乎是月球的4倍，但是因為它比月球更遠離地球，並且通過太陽前方的速度也比月球慢，因此以更小和更慢的速度橫越過太陽前方。觀察金星凌日始得科學家可以利用視差的原理計算太陽和地球之間的距離。
金星凌日是罕見，但可以預測的天文現象。它們以243年的週期重複相同的模式，在漫長的121.5年和105.5年的間隔之間，插入了一對間隔8年的事件。這種週期性反應出地球和金星公轉週期的8:13和243:395軌道共振的事實。
最近的一對金星凌日是2004年6月8日和2012年6月5-6日。之前的一對是1874年12月和1882年12月，而在2012年之後，下一對的金星凌日發生在2117年和2125年的12月。
採用和觀測日食的日偏食階段的防護措施，可以安全的觀測金星凌日。沒有安全的保護措施，就直接盯著太陽明亮的盤面－光球，會迅速的對眼睛造成永久性的嚴重傷害。

合日
金星繞日公轉的軌道平面對黃道面(地球繞日公轉的軌道平面) 傾斜3.4度，因此在合的時候，金星通常是從太陽的上方 (或下方) 通過。只有在金星下合的時候經過與黃道平面的交點，金星通過黃道面，才會發生凌日的現象。雖然軌道平面的傾斜只有3.4°，但是當下合時，金星可以在太陽上方 (或下方) 9.6°遠處。由於太陽的角直徑大約是0.5°，因此金星在下合時可以遠離太陽達到18倍的太陽視直徑。
金星凌日的一種模式是以243年的序列週期重複著：在相隔8年之後，間隔121.5年，再一個8年的間隔，然後再經過105.5年。這種243年的模式是因為243個地球的恆星週期(365.25636天，比回歸年長一些) 是88,757.3天，與395個金星恆星年 (224.701天) 的88,756.9天，非常接近。因此在經過這個週期後，金星和地球都回到幾乎相同的軌道相對位置上。這個週期時間相當於152個金星的會合週期。

2004年的金星凌日

金星凌日的歷史
古希臘、古埃及、巴比倫和中國的觀測者都知道金星和記錄行星的運動。早期希臘人認為出現在早上和黃昏的金星是不同的兩顆行星－赫斯珀勒斯是昏星，佛斯福勒斯是晨星。畢達哥拉斯確認它們是同一顆行星。但是沒有證據表明這些文明古國知道凌日的現象或事件。金星在古美洲文化是很重要的，特別是瑪雅文化，他們稱它是Noh Ek，「大亮星」或Xux Ek，「暴躁之星」；他們將金星具體化成為她們的神：庫庫爾坎。在德勒斯登法典，瑪雅人繪製了完整的金星週期，儘管對金星的路徑有著精確的知識，但沒有提到凌日。
最早關於金星凌日現象的記載來自阿拉伯自然科學家、哲學家法拉比。他在一張羊皮紙上寫道：「我看見了金星，它像太陽面龐上的一粒胎痣。」如果這是真實的，那麼，法拉比看到的是在910年11月24日發生的金星凌日。
17世紀，英國天文學家愛德蒙·哈雷最早提出了觀測方法。最早成功預報金星凌日的是德國天文學家開普勒。他成功預言了在1631年12月7日發生的金星凌日。1761年發生的金星凌日，使俄國天文學家羅蒙諾索夫發現了金星大氣，這是人類第一次知道除地球以外有大氣的行星。


不只是地球,在火星、木星、土星、天王星及海王星同樣都有金星凌日的現象喔~
 這次快把握機會吧~不然下次要105.5年後了喔


資料來源:
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絢爛的爆炸~

不知道大家有沒有聽過超新星呢?
那是恆星最燦爛的謝幕喔~
今天就來說說這個囉~~





超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。恆星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一光速的速度向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構，這被稱作超新星殘骸。
超新星形成機制都來自兩種情形之一：
1.通過核融合產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過引力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。引力塌縮所釋放的引力勢能會加熱並驅散恆星的外層物質。
2.另一種形成機制為一顆白矮星可能會從其伴星那裡獲取並積累物質（通常是通過吸積，少數通過合併）從而提升核心的溫度，以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核融合，最終將恆星完全摧毀。當質量超過錢德拉塞卡極限（約為1.38倍太陽質量）的恆星內部的核融合爐無法提供足夠的能量時，恆星將走向塌縮；而當吸積過程中的白矮星質量達到這一極限時它們將會質量過高而燒毀。



需要注意的是，白矮星還會通過碳氮氧循環在其表面形成一種與上述有所不同的並且規模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷引力塌縮的過程後是無法形成超新星的。

克卜勒超新星

 超新星的命名
當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成：一年中首先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名，如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星；而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業餘天文學家每年能發現幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發現的最後一顆超新星為SN 2005nc，表示它是2005年發現的第367顆超新星。
歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（克卜勒超新星）。自1885年起開始使用字母命名，即使在那一年只有一顆超新星被發現（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。


 引力塌縮
核心塌縮超新星核心的塌縮速度可以達到每秒七萬千米（約0.23倍光速），這個過程會導致核心的溫度和密度發生急劇增長。核心的這一能量損失過程終止了向外的簡併壓力與向內引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核並釋放中子，同時吸收能量；而質子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產生中子和逃逸的微中子。
在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始溫度可達一千億K，這是太陽核心溫度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩定的中子星，而這一過程能夠通過進一步的微中子釋放來完成。這些「熱」微中子構成了涵蓋所有味的微中子-反微中子對，並且在數量上是通過電子俘獲形成的微中子的好幾倍。大約10⁴⁶焦耳的引力能量：約佔星體剩餘質量的10%：會轉化成持續時間約10秒的微中子暴，這是這場事件的主要產物。微中子暴會帶走核心的能量並加速塌縮過程，而某些微中子則還有可能被恆星的外層物質吸收，為其後的超新星爆發提供能量。
核心最終會塌縮為一個直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個原子核的密度相當，其後塌縮會因核子間的強交互作用以及中子簡併壓力突然終止。向內塌縮的物質的運動由於突然被停止，物質會發生一定程度的反彈，由此會激發出向外傳播的激波。計算機模擬的結果指出這種向外擴散的激波並不是導致超新星爆發的直接原因；實際上在核心的外層區域由於重元素的解體導致的能量消耗，激波存在的時間只有毫秒量級。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使核心的外層區域重新獲得大約10⁴⁴焦耳的能量，從而形成可見的爆發。當前的相關研究主要集中在對於作為這一過程基礎的微中子重新升溫、自旋和磁場效應的組合研究。

在一顆大質量恆星（a）的演化後期，不同元素構成的洋蔥層狀結構進行核融合反應並形成鐵核（b）。鐵核的質量達到錢德拉塞卡極限並開始塌縮，鐵核內部的原子核被壓縮為中子（c），導致內陷的物質反彈（d）並輻射向外傳播的激波（紅色表示）。激波因能量消耗而停止傳播（e），但由由於某一過程（可能與微中子的交互作用有關）重新獲得能量。這導致了周圍物質因爆炸而向四面八方噴射（f），只留下一塊中子簡併的殘餘（中子星）。

當原始恆星的質量低於大約20倍太陽質量（取決於爆炸的強度以及爆炸後回落的物質總量），塌縮後的剩餘產物是一顆中子星；對於高於這個質量的恆星，剩餘質量由於超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續塌縮為一個黑洞（這種塌縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一，並且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產生再一次的超新星爆發），理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。
對於超過50倍太陽質量的恆星，一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接塌縮為黑洞，。據最近的觀測顯示，質量極高（140-250倍太陽質量）並且所含重元素（相對氦元素而言）比例較低的恆星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺跡。這類相當罕見的超新星的形成機制可能並不相同（而可能部分類似於Ia型超新星爆發），從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星SN 2006gy，據估計它具有150倍太陽質量，對它的觀測表明如此巨大質量恆星的爆炸與先前的理論預測有著基礎性的差異。

超新星SN1994D(左下角的亮點)

對地球的影響
如果一顆超新星爆發的位置非常接近地球以至於它能夠對地球的生物圈產生明顯的影響，這樣的超新星被稱為近地超新星，它們到地球的距離粗略為一百光年以內。超新星對類地行星所產生的負面影響的主要原因是伽瑪射線：對地球而言，伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學反應，將氮分子轉化為氮氧化物，並破壞臭氧層使地球表面暴露於對生物有害的太陽輻射與宇宙射線之下。據認為一顆近地超新星引起的伽瑪射線暴有可能是造成奧陶紀-志留紀滅絕事件的原因，這造成了當時地球近60%的海洋生物的消失。
有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大質量恆星上，而在距太陽幾百光年的範圍內確實有幾顆主要恆星有可能在短至一千年的時間內成為超新星；一個典型的例子是參宿四，它是一顆距地球427光年的紅超巨星。不過值得注意的是，一般認為這些預測中的超新星對地球幾乎不會產生任何影響。
如果Ia型超新星的爆發距地球足夠近，它們被認為是潛在的極大危險，這是由於它們都形成於普通的黯淡的白矮星，從而一顆Ia型超新星有可能在人們始料未及的情形下在一個未被認真研究過的恆星系統中爆發。有理論認為Ia型超新星影響地球的範圍是1000秒差距以內（合3300光年），已知的最近候選者是飛馬座IK。

超新星殘骸~N 63A

超新星殘骸~蟹狀星雲

資料及圖片來源:
維基百科 http://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E8%B6%85%E6%96%B0%E6%98%9F

近日天文焦點---日環蝕

最近大家有沒有注意到,
今天的日環蝕是近來天文界的焦點呢?
呵呵~因為家裡離學校很遠,
要很早起床坐車,
所以我也"躬逢其盛",
早上和全家人及隔壁鄰居一起看日蝕喔~


既然是最近的焦點,
我們這篇文就來介紹一下日蝕吧!




日食，又作日蝕，是一種天文現象，只在月球運行至太陽與地球之間時發生。這時，對地球上的部分地區來說，月球位於太陽前方，因此來自太陽的部分或全部光線被擋住，看起來好像是太陽的一部分或全部消失了。日食只在朔，即月球與太陽呈現合的狀態時發生。
日食(日蝕)是相當罕見的現象，日食分為四種，包括日全食、日環食、日偏食及全環食，其中較罕見的是全環食，只發生在地球表面與月球本影尖端非常接近的情形下，這時不同地區會出現日偏食、日全食和日環食三種不同的日食。

日蝕形成原理示意圖

日食可以分為四類：

• 日全食：由於對稱的緣故，月球的暗影，也就是落在地球表面的陰影，寬度正好可以遮住整個太陽。只有在日全食發生時才可能用肉眼觀測到模糊的日冕。日全食只在月球位於近地點時發生，此時月球的本影錐長度較月地之間距離長，本影錐才能掃到地球表面。由於太陽的實際體積比月球大很多，所以日全食通常只能在地球上一塊非常小的區域見到，因為月亮的本影對太陽來說只是一個小點。（在全食區之外，所見的食相是偏食）。最近一次日全食發生於2010年7月11日，下一次的日全食將發生於2012年11月13日。

日全蝕

日冕

• 日偏食：造成日偏食的原因是因為觀測者落在月球的半影區中，觀測者會看見一部分的太陽被月球的陰影遮蓋，太陽和月球只有部分重合，依據兩者中心的視距離遠近（太陽被月球遮蓋的最大直徑）來衡量食的大小。通常日偏食是伴隨著其他食相發生，如日全食或日環食或日全環食。但發生在極區的某些日食會是單純的日偏食（不伴隨其他食相），這是因為月球與黃道面的距離稍遠，只有半影碰到地球表面，最近一次不伴隨其他食相的日偏食發生於2011年7月1日，下一次的不伴隨其他食相的日偏食將發生於2014年10月23日。

日偏蝕

• 日環食：當月球處於遠地點時，月球的本影錐不能到達地球；到達地球的是由本影錐延長出的偽本影錐。此時月球的視直徑略小於太陽。因此，這時太陽邊緣的光球仍可見，形成一環繞在月球陰影周圍的亮環。（在環食區之外，所見的食相是偏食）。最近一次日環食發生於2010年1月15日，下一次的日環食將發生於2012年5月21日。

日環蝕

• 全環食：全環食只發生在地球表面與月球本影尖端非常接近，或月球與地球表面的距離和月本影的長度很接近的情形下。由於地球為球體之關係，而本影影錐接觸地球時為日全食（常為在食帶中間），在食帶兩端由於影錐未能接觸地球，致只能有偽本影到達地球之下，所看到的是日環食。所以，當全環食發生時，隨著地月之間的相對運動，會先後出現環食→全食→環食，當然，對於某一個具體的地點來說，在一次日食過程中是不會同時看到全食和環食的。全環食發生機率甚少，最近一次全環食發生於2005年4月8日，下一次的全環食將發生於2013年11月3日。

日全食和日環食在天文學中稱之為中心食，只要發生中心食，必然會發生日偏食。而當日出時，太陽已被食去（日食沒結束）時，當地發生日出帶食或帶食日出，而日落時太陽還在被食（日食尚未結束）時則稱帶食日落或日落帶食。另外月食有半影月食，但日食沒有半影日食。
像是今天的日環蝕,就是日出前就已經開始了喔~



全食的五大階段
日全食觀測的全過程包括五大階段：

1. 初虧：因月球自西向東繞地球公轉，當月球東沿相切於太陽西沿，日食正式開始，太陽開始出現虧損。
2. 食既：月球繼續向東運行，當東沿相切於太陽東沿時，太陽完全被月球遮擋，光線完全被吞食，稱為食既。日全食開始。
3. 食甚：當月球東移至中心與太陽中心重合的位置，日全食達到極點，稱為食甚。
4. 生光：月球繼續東移，當西沿相切於太陽西沿，太陽開始露出，光芒開始重現，稱為生光。日全食結束。
5. 復圓：生光後月球遮擋太陽越來越少，當月球西沿相切於太陽東沿，太陽圓盤形狀完全恢復，整個日食過程結束。

日全蝕過程

接下來,這種天文景觀要如何才能看到呢??
繼續看下去吧~


在觀測日食時，不應當直接目視太陽，即使是在黃昏或日環食時，刺眼的太陽光（光球）也會引起視網膜破壞而影響視力。如果要直視太陽，需使用保護措施，如專用於目視太陽觀測的濾光片、焊接用14號或以上的護目眼鏡。否則可以投影法觀看（如簡單的針孔照相機在紙上成像，或利用望遠鏡把太陽影像投影於白紙上）。以墨水倒影，隔著煙薰黑的玻璃、已曝光的底片（含有銀的黑白底片除外）、太陽眼鏡、偏振光濾鏡等，因為不能過濾紅外線和紫外線，減光效果不佳，皆不安全。使用日食眼鏡觀測60秒，需休息30秒以上再繼續觀測。

可觀測日蝕的眼鏡

按照慣例,再來幾張特別的圖片吧~

正在生光

鑽石環

鑽石環的形成,是因為月球上有較大的隕石坑,
在日全蝕或環蝕的食甚期要結束.正要生光時,
產生有如鑽戒般的環狀光.

超高畫質的日蝕照片

這張很棒吧?連月球表面都一清二楚!!





這次對於日蝕的介紹就到這裡囉~!
一樣請大家繼續指教:)



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美麗的星雲

大家是不是還記得,
地科課本上關於星雲的美麗圖片呢?
發的第1篇文,
來小小介紹星雲給大家吧!

先放1張圖片給大家看~

這是火焰星雲

星雲是什麼呢?

星雲是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲。下圖這個星雲刻畫出NASA最著名的影像：創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。

創生之柱

星雲的形成

許多星雲或恆星都是在引力坍縮的星際介質氣體或ISM中形成的。當物質因為本身的重量而坍縮時，在中心可能會形成大質量的恆星，而且它們的紫外線輻射會造成周圍的氣體電離，使它們發射出可見光的波長。玫瑰星雲和鵜鶘星雲就是這種星雲的例子。這些星雲的小，就是所謂的電離氫區，會依據原來分子雲的大小而有所不同。它們位於恆星誕生區，而形成的恆星經常是所知的那些年輕、鬆散的集團。
有些星雲的形成是大質量、生命短暫的恆星發生超新星爆炸的結果。從超新星爆炸拋射出來的物質是被高能量電離的，還會產生緻密物質。金牛座的蟹狀星雲就是最著名的例子，這個被創造的緻密物質就是位於蟹狀星雲中心的中子星。
另一種可能形成的星雲是行星狀星雲，這是低質量恆星生命的最後階段，像是地球的太陽。質量上限大約是8-10倍太陽質量的恆星，會演化成為紅巨星，並且外層的大氣層在脹縮時，會以緩慢的速率流失質量。當恆星失去了足夠的物質之後，它表面的溫度會升高，而且它發射出的紫外線會使早先被拋出而環繞在周圍的氣體被電離。這種星雲的97%是氫，3%是氦，其餘的則是微量但可偵測到的物質。在這一階段的主要功能是完成平衡。


接下來介紹的是星雲的種類~
電離氫區：這其中包括瀰漫星雲、亮星雲和反射星雲。
行星狀星雲
超新星殘骸
暗星雲

瀰漫星雲

反射星雲是在恆星的瀰漫星雲的例子。
大多數的星雲都可以被描述成瀰漫星雲，這意味著它們是擴散的，沒有明確邊界。在可見光下，這些星雲可以再細分為發射星雲和反射星雲，這種分類法取決於我們看它是如何發光的。發射星雲包含電離的氣體（多數是氫離子），它們發射出譜線。這些發射星雲經常被稱為電離氫區；職業的天文學家經常使用HII來表示這些電離的氫。相對於發射星雲，反射星雲本身幾乎不會產生可見光，他僅是反射鄰近恆星的光。
雖然這些星雲在可見光中有著不同的波長，但是它們的光源都來是紅外線波長。這些輻射主要來是星雲內部的塵埃。

行星狀星雲

行星狀星雲是低質量漸近巨星分支的恆星轉化成白矮星時，從外殼拋出的氣體形成的星雲。這些星雲發射出的光譜類似於在恆星形成區域發現的星雲所發出的光譜。技術上，因為多數的氫都是電離的，因此它們是HII區。但是，行星狀星雲的密度比恆星形成區的星雲更高和更緊密。它們被稱為行星狀星雲是因為天文學家初次看見這些天體時，認為這些星雲像是行星的盤面，雖然它們與行星沒有任何關聯。相信我們的太陽在誕生120億年後會成為其中的一員。

上圖為貓眼星雲,是行星狀星雲的例子

這是行星狀星雲的小分支---原行星雲

原行星雲（PPN）是介於晚期漸近巨星分支（LAGB）階段和隨後的行星狀星雲（PN）階段之間，當恆星快速的進行演化而短暫存在的一種天體。在AGB階段，恆星經歷質量的損失，釋出由氫氣形成的星周殼。當這個階段結束時，恆星就進入PPN階段。
PPN因為中心的恆星而充滿活力，使它發射出強烈紅外線輻射而成為反射星雲。當來自中心被汙染的恆星風形成和衝擊外殼成為軸向對稱的型式，同時生成快速移動的分子風。當PPN成為行星狀星雲的精確點取決於中央恆星的溫度。PPN的階段會持續至中心恆星的溫度達到30,000K之後，這是熱得足夠使周圍氣體電離的溫度。

上圖為紅矩行星雲,為原行星雲的例子

超新星殘骸

大質量恆星抵達生命的終點時會成為超新星。當在核心的核融合停止，恆星會坍縮。墬入內部的氣體不是從核心被強烈的反彈就是獲得大量的能量，因而導致恆星爆炸性的向外擴展。膨脹的氣殼形成超新星殘骸，一種特別的瀰漫星雲。雖然有許多可見光和X射線輻射源自超新星殘骸電離的氣體，但大量的電波發射是來自被稱為同步輻射的非熱輻射。這種輻射源自高速電子在磁場內的振盪。

上圖為蟹狀星雲,為超新星殘骸的例子

暗星雲

暗星雲也與瀰漫星雲相似，但它似乎既不發射也不反射任何光線，取而代之的是，它們是在更遙遠的恆星前面或發射星雲前面的黑暗雲氣。

上圖為馬頭星雲,是暗星雲的例子

這張也是馬頭星雲,是不是更像馬的頭呢?



接下來再多放幾張美麗的星雲圖片,
讓大家一飽眼福吧!!!

NGC 2818星雲

Ω星雲

三裂星雲

螞蟻星雲

魔女星雲




看了這麼多圖和介紹,
對星空背後的秘密有沒有更清楚一些呢?
星雲就介紹到這裡,後續還會有更多其他的介紹喔~
請多多關注XD~~~






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奇摩圖片
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