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天文館

臺北天文館學報(出版品)

臺北天文館學報 第二期

JTAM VOL. 2 (2004


封面封底(pdf檔案)
版權頁、目錄(pdf檔案)


分類作者標題
宇宙論何佩勵、陳林文、Stephane Leon、Jean Guibert、顏吉鴻Shapley 超星系團中星系團的排列(pdf檔案)
宇宙論陳詩湧、葉永烜重力透鏡現象的資料探勘(pdf檔案)
星系吳思瑩、孫維新電波及正常星系之核心灰塵特徵(pdf檔案)
星系陳安貞、孫維新活躍星系核宿主星系之多波段光度研究(pdf檔案)
星雲星團吳志剛、傅學海年輕疏散星團 NGC 6910之光度、運動與動力(pdf檔案)
恆星楊盛智、周翊長期監測低質量X-Ray雙星4U 1820-30 之軌道週期演化及運行機制(pdf檔案)
天文儀器黃裕仁、陳文屏、張智威「中美掩星計畫」的掩星偵測和星場選擇(pdf檔案)
天文儀器木下大輔、陳錦威、林宏欽、林忠義、黃癸雲、張永欣、陳文屏鹿林天文台CCD光度系統之特性與效能(pdf檔案)

標題:Shapley 超星系團中星系團的排列

作者:何佩勵、陳林文、Stephane Leon、Jean Guibert、顏吉鴻

關鍵字:Shapley 超星系團 (supercluster)、星系密集區 (galaxy overdensity region)、星系團排列 (alignment of galaxy clusters)

摘要:
   我們利用Shapley超星系團 (supercluster) 核心A3558附近大約20°×20°天空的星系資料,偵測到220個星系密集區 (overdensity region),將其中同屬一個星系團/群內的次結構 (substructure)者合併計算後,我們共得到164個單獨的星系團或星系群,其中有37個包含一個以上的星系密集區在內,可視為正在進行星系團/群合併的候選者 (merger candidate )。利用FLASH的星系紅移資料估算這些星系團/群的紅移速度,並計算其橢圓度及長軸方位角,結果顯示在Shapley超星系團之中,最鄰近的星系團/群之間存在互相排列 (alignment) 的現象,其中正在進行星系團/群合併的候選者有較為明顯的排列情形。另外,視橢圓度 (apparent ellipticity) 與最鄰近星系團間的排列角度呈現負相關的趨勢,也就是,橢圓度愈大的星系團/群表現出愈明顯的排列。從我們的結果來看,對於有次結構、較大橢圓度的星系團/群,有較好的排列,這結果與星系團沿著大尺度絲狀結構 (large-scale filament structure) 非均向性地聚集合併的模式是一致的。至於對超星系團核心A3558的排列,較好的排列侷限於核心附近的Abell星系團,我們尚無法由目前的結果推測Shapley超星系團塌縮 (collapse) 的範圍。

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標題:重力透鏡現象的資料探勘

作者:陳詩湧、葉永烜

關鍵字:重力透鏡(gravitational lensing)、矩分析(moments analysis)、merging galaxies、arc fitting

摘要:
   依據廣義相對論,光線的行進路徑會受重力影響而彎曲。若遙遠的星體與地球之間有大質量的物質存在,在類似光線經過透鏡聚焦的情形下,我們會觀測到圓弧狀的天體或是雙重甚至多重影像。這種放大現象可以幫助我們更了解高紅移且微弱的星系。
  目前大部份的天文學家用目視或基於星系團的稠密度來搜尋重力透鏡事件,而我們則利用星體形狀資訊進行物體的辨識。由於這種新的思維方法是基於形狀參數,理論上是可以偵測出由暗星系團或暗物質所造成的重力透鏡現象。
  我們根據圖像的『第二階中心矩』守恆作出『橢圓形誤差』的形狀參數之定義,並使用它來篩選星體。接下來是要對可疑的星體做線性和弧形回歸。最後根據以上兩種回歸的誤差來判別它是否是重力透鏡作用的現象。由於我們所使用的回歸法和形狀參數,與圖像的矩函數有關係,在資料有效的運用下使得整個運算過程很快。

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標題:電波及正常星系之核心灰塵特徵

作者:吳思瑩、孫維新

關鍵字:灰塵特徵(dust features)、電波星系(radio galaxies)、正常星系(normal galaxies)、哈伯太空望遠鏡(HST)

摘要:
   我們對一些電波星系做統計上的研究,為了瞭解我們可以多常偵測到核心附近的光學噴流、環心的灰塵盤、灰塵帶,或灰塵纖維狀結構。且想進一步找出灰塵的存在是否與它們的無線電波性質之間有關聯。我們總共用了46個距離我們較近的電波星系之哈伯望遠鏡觀測資料,它們皆是含有無線電波噴流,但沒有發表過伴隨著有光學波段噴流的星系。星系模型扣除原影像後,並沒有發現在星系中心附近有任何明顯的光學特徵,然而,在這些星系中,有22個(大約48%)出現了深色類似灰塵盤、灰塵帶、甚至纖維狀結構。有些星系我們已證實前人已發表過,但是仍有一些星系是別人尚未發現過的,像是PKS2152-69這個星系。未來進一步的研究將會探討它們之間的物理及核心灰塵和周遭環境的關係。

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標題:活躍星系核宿主星系之多波段光度研究

作者:陳安貞、孫維新

關鍵字:活躍星系核(Active Galactic Nucleus)、宿主星系(Host Galaxy)、表面亮度(Surface Brightness)、色指數(Color Index)、亮度分佈解析(Decomposition of Intensity Profile)

摘要:
   本研究使用BVR波段觀測41個近處的活躍星系,針對西佛I,II型星系及LINERs所處的宿主星系之表面亮度分佈及色指數。41個星系包含5個西佛I型,19個西佛II型,17個LINERs,西佛I型有較藍的核心,宿主星系之顏色並無顯著差異。我們也將32個漩渦及棒漩星系的亮度分佈解析成核心、橢球、盤面三個部份,西佛I型星系有較高的核心亮度貢獻,西佛II型其次,LINERs最低;橢球及盤面的部份則未見明顯差異。

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標題:年輕疏散星團 NGC 6910之光度、運動與動力

作者:吳志剛、傅學海

關鍵字:疏散星團(open cluster)、恆星計數(star count)、金氏模式(King model)

摘要:
   本研究針對年輕疏散星團NGC 6910,以中央大學鹿林前山天文台一米望遠鏡進行光度觀測,獲得星團光度、星際吸收與紅化、距離與年齡等參數。以美國海軍天文台星表B1.0(USNO-B1.0)之數據,進行恆星計數統計,以及星團運動與動力方面的分析,以推算星團的半徑、密集度等參數。
  在對NGC6910中心區域進行CCD Johnson UBV三波段光度觀測,UBV三波段之光度誤差分別為0.056, 0.028 與 0.021星等,紅化為E(B-V) = 1.11±0.16。將修正紅化後的星團星色─星等圖(CMD)與恆星演化等時模型〈isochrones〉擬合的結果顯示,NGC 6910的年齡約為3.98百萬年至一千萬年之間,距離模式為10.88。
  根據USNO-B1.0 中POSS-I 103a-O blue sensitive plates 測定星等,星團1°×1°範圍內的座標作為資料庫,進行恆星計數統計分析。結果顯示NGC 6910的表面恆星數量密度分佈符合金氏模式(King 1962),當距離為1500pc時,核心半徑(rc)2.48 pc,潮汐半徑(rt)26.13 pc, k=12.50 stars/pc2。Oort常數採用A = 14.4±0.8 km s-1 kpc-1 、B = -12.4±0.6 km s-1 kpc-1(Feast and Whitelock 1997),則星團總質量約為6400 M⊙。

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標題:長期監測低質量X-Ray雙星4U 1820-30 之軌道週期演化及運行機制

作者:楊盛智、周翊

關鍵字:低質量X射線雙星 (Low Mass X-Ray Binary)、階級式的三星系統 (hierarchical triple system)、superhump

摘要:
   本篇使用1998-2002年RXTE(X-ray波段望遠鏡)長時間之監測的觀測數據,針對座落於球狀星團NGC 6624中心附近的低質量X-ray雙星(low mass X-ray binary) 4U 1820-30,之軌道光變加以分析,並尋找可能存在的運行機制。在1998-1999年的數據中,我們發現明顯的相位偏移(phase shift = -0.20 ~ -0.31)及相位跳動( phase jitter = 0.034 ) 結合前人自1976年以來觀測的結果,我們發現這個系統的軌道週期變化有明顯的二次微分項( ),並從三次擬合的結果得出dot(P)= (1.87±0.96) x 10-13 yr,由於這個系統的軌道週期有二次微分項的,以致前人可能低估了4U 1820-30的軌道變化。此外,我們應用一維的CLEAN演算法(one- dimensional CLEAN algorithm),來尋找可能因階級式三星系統或吸積盤進動造成在傅氏空間(Fourier space)中的差拍頻率的現象,但是在RXTE 1998-2000年的觀測資料中,我們並未發現這個現象。
 

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標題:「中美掩星計畫」的掩星偵測和星場選擇

作者:黃裕仁、陳文屏、張智威

關鍵字:太陽系(Solar System)、古柏帶天體(Kuiper-belt Objects)、觀測技術(Observational Technique)、統計分析(Statistical Analysis)

摘要:
   中美掩星計畫 (Taiwan-America Occultation Survey; 簡稱TAOS) 的目的在統計古柏帶天體的數量與空間分佈。TAOS並不對古柏帶天體進行直接成像觀測,而是利用它們遮掩遠方背景恆星時,造成背景恆星光度衰減,藉此原理以統計方法來估計古柏帶天體的數量。
   TAOS 之電子相機利用特殊讀取方式,可以取得達數赫茲的快速光度資料,並藉由多台望遠鏡觀測提高事件偵測可信度。本研究以TAOS影像參數,利用MATLAB 套裝程式撰寫影像模擬程式。一方面幫助瞭解 TAOS 特殊取樣影像的特性,有助於開發光度分析程式;另方面藉由模擬掩星事件,評估利用無母數排序統計方法來偵測掩星事件的可行性。模擬程式的另個應用,在於估計星體光度受到鄰近星干擾的程度。我們引入「掩星偵測值」參數,量化某星體被排序法偵測到掩星的機率。藉由比較各星場中整體「掩星偵測值」的大小,便可以評估適合TAOS 監測的星場,提高掩星事件的偵測率。

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標題:鹿林天文台CCD光度系統之特性與效能

作者:木下大輔、陳錦威、林宏欽、林忠義、黃癸雲、張永欣、陳文屏

關鍵字:電子耦合元件(CCD)、校正(calibration)、轉換係數(transformation coefficients)

摘要:
   台灣鹿林天文台光學一米望遠鏡於2003年一月起正式開放於科學觀測。為了評估CCD光度系統的效能和特性,我們從 2004 年二月至四月觀測許多藍道(Landolt)標準星做為光度校正的指標。在此文章,我們報告整個系統的初步分析結果,其內容包括了"CCD的增益值、讀出噪音、暗電流效應、標準濾鏡UBVRI的轉換係數(大氣消光係數、色指數和極限星等值)與天光背景的亮度"等。

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