巨型氣態系外行星 TOI-4465 b 韋伯望遠鏡發現了它的第一顆系外行星水星失蹤隕石之謎被潮汐破壞的球狀星團ESO 280-SC06 新的理論框架揭示了黑洞振鈴訊號的複雜性巨型氣態系外行星 TOI-4465 b 原文圖說：系外行星 TOI-4465 b 圖片來源：NASA TOI-4465 b 是一顆距離地球約 400 光年的氣態巨行星。由NASA的凌日系外行星勘測衛星（TESS）太空望遠鏡首先發現它。為確認這顆行星，研究團隊需要捕捉另一次淩日，這種情況每 102 天只發生一次，或者每年大約發生 3 次，觀測視窗極其有限，每次淩日持續約12小時，但天氣等因素使觀測凌日更加複雜。研究團隊發起了一項跨越14個國家/地區的協調國際活動。這項工作包括來自10個國家的24名公民科學家，他們使用個人望遠鏡觀測，補充了來自專業天文臺的資料。 TOI-4465 b 是一顆巨大的氣態系外行星，半徑比木星大約 25%，質量幾乎是木星的六倍，密度幾乎是木星的三倍。這顆行星的軌道呈橢圓形，溫度範圍為 375-478 K（約 200-400°F）。 TOI-4465 b在行星大小和質量方面是一個尚未被充分研究，研究像TOI-4465 b這樣的長週期巨行星可以作為瞭解熱木星（其軌道非常靠近其恆星）和我們自己太陽系中的冷氣態巨行星之間的橋樑。韋伯望遠鏡發現了它的第一顆系外行星原文韋伯太空望遠鏡（JWST）首次成功直接拍攝到一顆未知系外行星TWA 7b，這是該望遠鏡首次發現並直接成像的系外行星。 TWA 7b位於距離地球約100光年的TWA 7恆星系統，質量與土星相當，約為木星的1/3，是迄今直接成像中最輕的系外行星，屬於次木星級行星。利用JWST的MIRI儀器配備的法國製造掩星儀（coronagraph），成功阻擋恆星光芒，捕捉到TWA 7b的微弱紅外輝光，克服了直接成像系外行星的挑戰。 TWA 7b位於年輕恆星（約640萬年）的原行星盤內，該盤具有三個環狀結構，但在第二個光環的一個空區域內，韋伯望遠鏡探測到了一些特別亮的東西，研究指出這可能是一顆相對較小且寒冷的行星，其質量至少比迄今為止直接成像的任何其他系外行星輕10倍。此發現有助於研究系外行星系統的多樣性及其形成與演化過程，為探索行星形成機制提供重要線索，研究成果發表在《自然》期刊。未來，天文學家相信韋伯望遠鏡將能夠發現比TWA 7b更小的行星。水星失蹤隕石之謎原文地球上已發現來自月球和火星的隕石約1000顆，但長期以來未找到來自水星的隕石，原因在於水星靠近太陽，隕石難以抵達地球。研究人員利用模擬顯示，來自水星的隕石可能確實存在，且可能已被誤認為其他型別隕石。這些隕石可能源自水星表面被撞擊後噴射的碎片。水星隕石預計具有高密度、低鐵含量及特定化學組成，可能與某些已知的地球隕石相似，但需進一步分析以確認其來源。科學家透過模擬水星表面撞擊事件，計算碎片軌跡，顯示部分碎片可能在數百萬年後抵達地球，挑戰過去認為水星隕石無法到達的假設。確認水星隕石將有助於瞭解水星的地質特性、太陽系內部行星的形成及演化，並為行星科學提供新線索。被潮汐破壞的球狀星團ESO 280-SC06 原文 ESO 280-SC06 位於大約 67,000 光年之外，是銀河系中最暗、金屬最貧乏的球狀星團之一。研究使用智利拉斯坎帕納斯天文臺的 Magellan 望遠鏡與 MIKE 高解析光譜儀，分析10顆紅巨星，首次對這個金屬極度貧乏的球狀星團進行化學豐度研究。發現研究發現 ESO 280-SC06 的金屬豐度約為 -2.54 dex，遠低於銀河系大多數球狀星團，但約80%的成員為「第二族」恆星，比例遠高於當前質量相似星團（約40%）。推估其形成初期質量約為 2.5×10⁵–5×10⁵太陽質量，現今剩餘約1.25 ×10⁴太陽質量，表示至少流失95–98%的質量。研究指出「第一族」恆星較可能先被剝離，導致現階段剩餘恆星中第二族恆星佔比偏高。 ESO 280 SC06是一顆極端貧金屬、質量劇減的球狀星團，高比例的第二族恆星與潮汐剝離現象，為理解銀河球狀星團形成、演化，以及外來系統被銀河潮汐摧毀的機制提供重要線索。新的理論框架揭示了黑洞振鈴訊號的複雜性原文科學家們提出了一個全面的理論框架，表明來自黑洞合併的重力波訊號比以前預期的要複雜得多，研究成果發表在《物理評論快報》。當宇宙中的兩個黑洞合併時，不會以簡單的碰撞結束。新形成的黑洞像敲擊的鐘聲一樣繼續振動，在所謂的「振鈴（ringdown）」階段產生重力波。研究人員發現，宇宙振鈴涉及複雜的二次模耦合，即當初級模態相互互動時產生的次級振蕩，這種非線性行為在愛因斯坦的廣義相對論中已經預測過，但直到現在才被完全描述。當黑洞合併時，生成的物件不會立即進入穩定狀態，它準法則模式（QNM）的特徵模式振蕩，即當時空曲率逐漸演變到平衡狀態時，黑洞振動固有頻率。非線性二階微擾理論的研究計算基於黑洞擾動理論框架，解決了黑洞行為的理論預測和數值模擬之間的差異，將成為探測黑洞振鈴的最佳工具。 ※ 本文由萌芽機器人自動轉貼自臺北市立天文科學教育館網站，原始上版日期為 2025-06-27T08:39:00，並有透過程式自動轉換字串，內容僅供參考，若有任何錯誤之處還請見諒！關於臺北市立天文科學教育館：又被稱為台北市立天文館或台北天文館，座落於臺灣臺北市士林區的臺北科學藝術園區內，隸屬於臺北市政府教育局，創立於 1996 年 11 月 7 日，於 1997 年 7 月 20 日正式全面開放。其起源可追溯至臺灣的第一座天文教育機構，即「臺北市立天文台」。

【天文新知】114-06-27天文新知彙整

巨型氣態系外行星 TOI-4465 b 原文

圖說：系外行星 TOI-4465 b

圖片來源：NASA

TOI-4465 b 是一顆距離地球約 400 光年的氣態巨行星。由NASA的凌日系外行星勘測衛星（TESS）太空望遠鏡首先發現它。
為確認這顆行星，研究團隊需要捕捉另一次淩日，這種情況每 102 天只發生一次，或者每年大約發生 3 次，觀測視窗極其有限，每次淩日持續約12小時，但天氣等因素使觀測凌日更加複雜。
研究團隊發起了一項跨越14個國家/地區的協調國際活動。這項工作包括來自10個國家的24名公民科學家，他們使用個人望遠鏡觀測，補充了來自專業天文臺的資料。
TOI-4465 b 是一顆巨大的氣態系外行星，半徑比木星大約 25%，質量幾乎是木星的六倍，密度幾乎是木星的三倍。這顆行星的軌道呈橢圓形，溫度範圍為 375-478 K（約 200-400°F）。
TOI-4465 b在行星大小和質量方面是一個尚未被充分研究，研究像TOI-4465 b這樣的長週期巨行星可以作為瞭解熱木星（其軌道非常靠近其恆星）和我們自己太陽系中的冷氣態巨行星之間的橋樑。

韋伯望遠鏡發現了它的第一顆系外行星 原文

韋伯太空望遠鏡（JWST）首次成功直接拍攝到一顆未知系外行星TWA 7b，這是該望遠鏡首次發現並直接成像的系外行星。
TWA 7b位於距離地球約100光年的TWA 7恆星系統，質量與土星相當，約為木星的1/3，是迄今直接成像中最輕的系外行星，屬於次木星級行星。
利用JWST的MIRI儀器配備的法國製造掩星儀（coronagraph），成功阻擋恆星光芒，捕捉到TWA 7b的微弱紅外輝光，克服了直接成像系外行星的挑戰。
TWA 7b位於年輕恆星（約640萬年）的原行星盤內，該盤具有三個環狀結構，但在第二個光環的一個空區域內，韋伯望遠鏡探測到了一些特別亮的東西，研究指出這可能是一顆相對較小且寒冷的行星，其質量至少比迄今為止直接成像的任何其他系外行星輕10倍。
此發現有助於研究系外行星系統的多樣性及其形成與演化過程，為探索行星形成機制提供重要線索，研究成果發表在《自然》期刊。
未來，天文學家相信韋伯望遠鏡將能夠發現比TWA 7b更小的行星。

水星失蹤隕石之謎 原文

地球上已發現來自月球和火星的隕石約1000顆，但長期以來未找到來自水星的隕石，原因在於水星靠近太陽，隕石難以抵達地球。
研究人員利用模擬顯示，來自水星的隕石可能確實存在，且可能已被誤認為其他型別隕石。這些隕石可能源自水星表面被撞擊後噴射的碎片。
水星隕石預計具有高密度、低鐵含量及特定化學組成，可能與某些已知的地球隕石相似，但需進一步分析以確認其來源。
科學家透過模擬水星表面撞擊事件，計算碎片軌跡，顯示部分碎片可能在數百萬年後抵達地球，挑戰過去認為水星隕石無法到達的假設。
確認水星隕石將有助於瞭解水星的地質特性、太陽系內部行星的形成及演化，並為行星科學提供新線索。

被潮汐破壞的球狀星團ESO 280-SC06 原文

ESO 280-SC06 位於大約 67,000 光年之外，是銀河系中最暗、金屬最貧乏的球狀星團之一。
研究使用智利拉斯坎帕納斯天文臺的 Magellan 望遠鏡與 MIKE 高解析光譜儀，分析10顆紅巨星，首次對這個金屬極度貧乏的球狀星團進行化學豐度研究。
發現研究發現 ESO 280-SC06 的金屬豐度約為 -2.54 dex，遠低於銀河系大多數球狀星團，但約80%的成員為「第二族」恆星，比例遠高於當前質量相似星團（約40%）。
推估其形成初期質量約為 2.5×10⁵–5×10⁵太陽質量，現今剩餘約1.25 ×10⁴太陽質量，表示至少流失95–98%的質量。研究指出「第一族」恆星較可能先被剝離，導致現階段剩餘恆星中第二族恆星佔比偏高。
ESO 280 SC06是一顆極端貧金屬、質量劇減的球狀星團，高比例的第二族恆星與潮汐剝離現象，為理解銀河球狀星團形成、演化，以及外來系統被銀河潮汐摧毀的機制提供重要線索。

新的理論框架揭示了黑洞振鈴訊號的複雜性 原文

科學家們提出了一個全面的理論框架，表明來自黑洞合併的重力波訊號比以前預期的要複雜得多，研究成果發表在《物理評論快報》。
當宇宙中的兩個黑洞合併時，不會以簡單的碰撞結束。新形成的黑洞像敲擊的鐘聲一樣繼續振動，在所謂的「振鈴（ringdown）」階段產生重力波。
研究人員發現，宇宙振鈴涉及複雜的二次模耦合，即當初級模態相互互動時產生的次級振蕩，這種非線性行為在愛因斯坦的廣義相對論中已經預測過，但直到現在才被完全描述。
當黑洞合併時，生成的物件不會立即進入穩定狀態，它準法則模式（QNM）的特徵模式振蕩，即當時空曲率逐漸演變到平衡狀態時，黑洞振動固有頻率。
非線性二階微擾理論的研究計算基於黑洞擾動理論框架，解決了黑洞行為的理論預測和數值模擬之間的差異，將成為探測黑洞振鈴的最佳工具。

※ 本文由萌芽機器人自動轉貼自臺北市立天文科學教育館網站，原始上版日期為 2025-06-27T08:39:00，並有透過程式自動轉換字串，內容僅供參考，若有任何錯誤之處還請見諒！

關於臺北市立天文科學教育館：又被稱為台北市立天文館或台北天文館，座落於臺灣臺北市士林區的臺北科學藝術園區內，隸屬於臺北市政府教育局，創立於 1996 年 11 月 7 日，於 1997 年 7 月 20 日正式全面開放。其起源可追溯至臺灣的第一座天文教育機構，即「臺北市立天文台」。