天文速遞
學術統籌處
●●「孤伶伶」的中子星●●
△△第一顆單獨存在的中子星
利用ＨＳＴ，天文學家首次在可見光波段中發現一顆單獨存在的中子星
，因而獲得一次獨有的機會──對於恆星燃燒殆盡之後，引力坍縮所產生的
一類異常天體，可以精確地測量其大小尺度，也可以縮窄其成份及結構等有
關理論。
天體物理學家透過勾畫一顆單獨存在的中子星的特性，可以更了解當中
子星的過渡物質在強大引力場之下，受到超高壓及高溫時的經歷。
觀測結果表明：恆星溫度高達華氏一百二十萬度，直徑不大於十六點八
哩（二十八公里）。因為沒有一種已知天體能夠有這樣高溫，而體積卻如此
細小，所以證明它是一顆中子星。
史東尼．布魯克市紐約州立大學的弗雷德．沃爾特表示，經過觀測，他
們可以開始制訂一部分中子星內部模型。
△△中子星的物態
因為恆星的所以它的密度很高。
在眾多超新星中，有部分演化為高密度的中子星，形成正常物質的電子
及質子被擠壓而成中子及其他奇異的「遜原子微粒」（比原子更細小的粒子
，subatomic particles）──中子星物質是已知物質中最高密度的東西。
理論上，一手掌中子星物質的重量可以與整整一隊戰艦隊伍相比。
對於這種地球上找不到的、處於反常密度下產生轉化的物質，現時哈勃
的觀測加上以往的資料，可以幫助天文學家作出精細的數學描述──物態的
轉化。在日常生活中，最為人所熟悉的是水的轉化──氣態的水汽、液態的
水及固態的水冰；但是對於中子星，在它的極高溫及極高壓下，物質如何發
生變化呢？目前還是不大清楚的。
△△不是雙星，也不是脈衝星
銀河系中，中子星的數量應該有數以億計。然而，所有中子星中，不是
Ｘ射線雙星系統，就是脈衝星。
現在，哈勃所發現的中子星不是雙星系統的一員，也不是脈衝射電源，
沒有脈衝Ｘ射線或射電波。脈衝星是強磁場的年青中子星，沒有脈衝的中子
星可能是年老的（超逾一百萬年），甚至是死亡的脈衝星，又或者根本不是
脈衝星。在Ｘ射線觀測中，祇有少數單個中子星候選者被準確定位，而這次
的發現卻是第一個可以確定的光學對應點。
△△中子星的發現與光學定位
第一條線索是來自一九九二年，當時ＲＯＳＡＴ（倫琴射線衛星，即Ｘ
射線衛星，the Roentgen Satellite）在這位置發現一個光亮的Ｘ射線源，
可是在光學測量中，它卻沒有任何光學相應點。既然它又熱又光，何以在其
他波長卻沒有相應點呢？於是天文學家便對之留意。
到九六年十月，天文學家利用ＷＦＰＣ２進行光學搜尋，最後在Ｘ射線
源旁邊兩弧秒之內為其恆星光點準確定位。
△△中子星的測量
雖然，天文學家沒有直接測量中子星的距離，僥倖地，這顆中子星剛位
於一團位於南冕座，距離我們四百光年的分子雲之前。
以分子雲的距離為上限，天文學家利用哈勃眼中的中子星亮度及顏色，
與ＲＯＳＡＴ及ＥＵＶＥ（極紫外探測者，Extreme Ultraviolet Explorer）
兩枚衛星的Ｘ射線亮度比較，然後計算出中子星的直徑。
這顆中子星於Ｘ射線的波長表現最強，而在哈勃的兩個影像中，紫外波
長的比可見光波長的為強。天文學家可以總結的說：他們已經直接地看到了
高達華氏一百二十萬度中子星的致密表面。
雖然這中子星溫度極高，可是，在可見光中，它的亮度祇有二十五等；
同時，它也是相對地接近地球，所以，它一定是極之細小，比白矮星還要小
很多。如果是一顆同樣亮度的高溫白矮星，它便距離我們十五萬光年，位於
銀河系之外了，而Ｘ射線放射程度祇及這顆中子星的七萬分之一而已。
現時假定了這顆中子星是位於最遠的極限──以其背後分子雲構成的背
景牆為最遠距離，直徑為十六點八哩。要是它的實際距離更為接近我們時，
它的體積會更為細小，對於核心物質的物態理論更會造成更大的挑戰。
△△觀測對理論的挑戰
雖然雙星系統中的中子星可以給予天文學家計算質量之用，可是也對現
有理論構成更大的矛盾，天文學家更為此而須更努力估量中子星的尺度。
在雙星系統中，中子星不斷地吞噬伴星，來自中子星的光線並非真正來
自恆星表面，而是來自噴流、吸積盤及其他恆星周圍的現象，最後所測到的
尺度便不精確。
天文學家計劃於明年再次準確地測量其距離及大小。
△△附圖一
圖中為弧伶伶的中子星。
Credits: Fred Walter (State University of New York at Stony Brook), and NASA
●●恆星之最──可能是最亮的恆星●●
△△銀河系中央的爆發性巨大恆星
天文學家利用哈勃太空望遠鏡證實現時已知的最亮恆星──「手槍星」
，它的能量級數為太陽的一千萬倍，體積之大足以把地球軌道也涵括在內，
每六秒鐘所放射出的能量相當於太陽一年所放射的總和。
洛杉磯加利福尼亞大學（ＵＣＬＡ）領導的一個天文學家小組利用ＮＩ
ＣＭＯＳ揭露一次極巨大的恆星爆發所產生的星雲，星雲的橫跨度達到四光
年，差不多等於太陽與毗鄰星（半人馬α）的距離。
天文學家估計，這顆巨大恆星大約在一至三百萬年前形成，質量達到太
陽的二百倍。可是經過猛烈的爆發，它把大量質量拋向外太空。
ＵＣＬＡ的唐．Ｆ．菲格表示：這顆恆星可能比其他的還要巨大，也毫
無疑問，它就算在估計的下限，也是最巨大的一顆。它的形成及生命歷程將
會為恆星誕生及演化的新理論提供重要的驗證。
△△從猛烈爆發而來的星雲
因為這顆恆星被如手槍狀的星雲所包圍，所以ＵＣＬＡ的天文學家稱之
為「手槍星」。「手槍星」接近銀河系核心，位於人馬座的方向，距離我們
二萬五千光年，它被銀河系的巨大塵埃雲所遮掩，所以肉眼是看不到的。
於九十年代初期，天文學家開始留意到這顆恆星，可是直至一九九五年
才知道這片星雲與它的關係。當時，菲格在他的哲學博士論文中提出：恆星
在過去的爆發階段可能產生了這團星雲。現在哈勃的分光觀測正好驗證了他
的理論。
△△超巨大恆星的命終
天文學家相信，大約四千至六千年前的一次巨大爆發中，恆星外層噴發
出十倍太陽質量的物質而形成了這手槍星雲。在隨後的日子，物質繼續損耗
。最後，手槍星祇剩下一個光禿禿的、溫度高達十萬度的熾熱核心。
如此巨大的恆星，如此戲劇性的燃燒速度，也註定它要在一至三百萬年
間走到末路，並在隨後的三百萬年間的任何一刻，以光亮的超新星爆發為它
的終點。與太陽相比，區區幾百萬年，祇及太陽十億年壽命的一半。
這類恆星可能就是正常熱星及異常的沃爾夫─拉葉星之間的斷點。
馬克．莫里斯（ＵＣＬＡ的天文教授及本計劃的共同研究員）表示：巨
大的恆星如一枝兩頭皆燃著的蠟燭，它們可以更為光亮，可是也以極高速地
損耗恆星的燃料。正因為高速的燃燒，也可能帶來一些戲劇性的變化，例如
超新星爆發。經過演化，它們可能噴發出大部分的恆星大氣，就以手槍星這
個案為例，恆星產生了星雲及極度強勁的星風（星風是由恆星向外吹出的電
離粒子流，它的星風比太陽的還要強大一百億倍）。
△△何以難於發現？
如果銀河系中心及地球間沒有星際塵埃雲阻隔著，星光沒有被吸收，它
會以一顆四等星給我們看見。可是，在可見光波段，一萬億（美式trillion，
即一百萬的兩次冪）顆光子中，祇有一顆可以安全「抵壘」，最強力的望遠
鏡也不能看到它。然而，在紅外波段，它卻有十分之一的紅外粒子可以成功
到達地球，所以天文學家便利用近年急速發展的紅外望遠鏡（例如ＮＩＣＭ
ＯＳ）觀測之。以往，天文學家相信恆星是由巨大塵埃雲在引力下收縮，最
終形成熾熱的團塊，並開始氫核聚變。可是手槍星在形成時的質量龐大，那
麼它是如何形成呢？
△△恆星的形成、演化與星系中心
在恆星的形成與演化的理論中，質量過大（比太陽大很多）將要面對嚴
重的難題。我們知道，所有恆星都是由龐大的塵埃雲坍縮而成的。當雲塊核
心凝聚足夠物質以產生氫熱核聚變時，它可能輻射出足夠的能量以阻止物質
無止境的內聚，從而限制了恆星的極限質量。目前的恆星世界中，極大質量
的恆星樣辦祇佔一個少數，正好說明恆星的自我調節是相當有效的。
可是，目前的證據也使天文學家相信那兒的恆星形成過程可能有利於產
生比太陽龐大許多的恆星。手槍星的圖像暗示了它的初始質量可能超逾了恆
星理論質量的上限，而它的所在位置也很可能是接近銀河系的核心，那兒「
風起雲湧」，恆星也很有可能是由雲塊碰撞而形成。
就算在形成過程完結後，巨大恆星還是處於向內物質引力及向外輻射壓
力之夾縫間──一種不穩定的平衡態。它的重力剛可以抵受來自核心並把單
薄的外層往外推的輻射壓力，可是祇要平衡上出現少許動盪，例如恆星內部
的熱核反應出現短暫的加劇，就足以引致嚴重的破壞性──強大的爆發，把
恆星外層推離。
莫里斯表示，也許在銀河系核心附近找到極龐大的恆星並不是意外，就
目前的證據也使他們愈來愈相信那兒的恆星誕生條件可能有利於形成比太陽
巨大很多的恆星，而手槍星也似是位於一大堆同類恆星中表面的一顆。
哥倫比亞大學的Ｒ．米高．李查稱：銀河系的中心一向被認為是一個活
躍區，包括了似是存在的巨大黑洞。現在他們利用哈勃加上ＮＩＣＭＯＳ，
發現了一些最龐大恆星。以宇宙的時間尺度來說，它們剛在昨天形成，又將
會於明天以猛烈的超新星爆發而告終。
△△將來的路向
在來年，這天文學家小組還會利用新裝上夏威夷十米凱克二號望遠鏡上
的近紅外分光儀（ＮＩＲＳＰＥＣ，near-infrared spectrometer）以測
量氣殼之膨脹速率。
麥利安希望他們可以利用ＵＣＬＡ所研製的新儀器看到星雲的膨脹。吉
納．西雷拜補充，他們利用新紅外科技，可以為鄰近銀河系中心的所有年青
及年老的恆星進行普查──以前被認為是不可能的，特別是可以開始對於銀
河核心的整個恆星形成史進行「解碼」。天文學家除了要進行新觀測外，還
會發展更多電腦模型，以更準確地建立恆星的物理參數及分析噴發物的化學
成份。
△△附圖二
在哈勃ＮＩＣＭＯＳ圖的中央，手槍星呈現如一光亮的小白點。因為受
到塵埃雲的阻隔，祇得利用紅外觀測才可看到這一顆相信是太空中其中一顆
最龐大的恆星。它的輻射足以吹走兩個相當於若干倍太陽質量、膨脹中的氣
殼（圖中呈紫紅色）。最大的一層橫跨度達到四光年。
不管它損耗多少的物質，現時的質量也超過太陽的一百倍，而天文學家
相信，它原本的質量可能是太陽的二百倍，可是劇烈的噴發使它的物質大量
損失。
附圖的偽色影像是合成了兩張九七年九月十三日的圖像而成。圖像場寬
四點八光年，而解像度達到每一像素為一千分之七十五弧秒。
Credits: Don F. Figer, Mark Morris, and Ian S. McLean (UCLA),
Gene Serabyn (Caltech), and R. Michael Rich (Columbia Univ.) and NASA
●●海爾─鮑普彗星持久性的塵埃噴流●●
△△前言
海爾─鮑普彗星於四月一日過近日點後，漸漸離開我們的視線了。前一
陣子，歐洲南方天文台的圖像仍然顯現到它的持久性塵埃尾，表示它的活躍
性仍強。
△△海爾─鮑普彗星的氣體分布（附圖三Ａ）
九七年十月一日，天文學家利用拉西拉天文台二米二ＥＳＯ／ＭＰＩ望
遠鏡獲取了海爾─鮑普彗星的ＣＣＤ圖像，祇顯示了它的彗核一帶的情況。
那時候，它與地球相距三點一個天文單位，相當於四億六千五百萬公里。場
寬每邊三弧分，即邊長四十萬公里，也差不多是滿月面積的一百分之一。
附圖三Ａ為透過紫外濾鏡所獲取的圖像，主要顯示了彗核中氰分子氣體
的分布。
Credits: European Southern Observatory
△△海爾─鮑普彗星的塵埃分布（附圖三Ｂ）
附圖三Ｂ則為透過黃綠（Ｖ）濾鏡所獲取的圖像，顯示了彗核中塵埃微
粒的分布。
因為望遠鏡是追蹤著彗星拍攝的，所以背景星體並不呈現為圓形，尤其
是附圖三Ａ。
Credits: European Southern Observatory
△△海爾─鮑普彗星的塵埃噴流（附圖三Ｃ）
利用現有的特別圖像加強處理技術，天文學家可以把噴流從彗星的扇形
塵埃結構中分辨出來。附圖三Ｂ顯示了從彗核表面最少有四條，甚至六條塵
埃噴流。
現時多條塵埃噴泡的箭豬狀外形，很像拉西拉一點五四米丹麥望遠鏡於
九六年下半年所拍到的模樣差不多。相信彗星的塵埃分布並不均勻，不像相
當均勻分布的氣體（似是由全向膨脹所造成）。
新圖像是Hermann Boehnhardt（ESO） 及 Francois Colas（Bureau
des Longitudes, Paris, France) 利用ＥＳＯ／ＭＰＧ二米二連同ＥＦＯ
ＳＣ２儀器所拍到的，圖中的北方及東方分別是上方及左方右旋十二度處。
Credits: European Southern Observatory
△△ＥＳＯ三米六＋ＴＩＭＭＩ圖像
自九七年四月一日海爾─鮑普通過近日點後，它逐漸南移，並在天球上
接近太陽。在五月中至七月中的兩個月間，基本上不能利用光學儀器以獲取
常規影像。
於彗星過近日點後，Hans-Ulrich Kaeufl（ESO） 及 Yan Fernandez
（Univ. of Maryland, USA） 於拉西拉天文台，利用安裝了ＴＩＭＭＩ（
Thermal Infrared MultiMode Instrument，熱紅外多模式儀）的三米六
望遠鏡上成功地獲取了第一張半紅外圖像。拍攝是在日間觀測中進行。
當時，日彗距離僅是三十一度，彗星卻遠在太陽後方，距離地球四億一
千七百萬公里（2.785 天文單位），而日彗地夾角祇有十五度。
△△附圖三Ｄ
圖三Ｄ及三Ｅ兩張圖像均為偽色圖像，每邊長六十四像素。
圖三Ｄ是拍於九七年七月十九日13:38:34UT，每像素為零點四五弧秒，
每邊長二十九弧秒，北上東左。輻射頻帶由十點三至十三微米，主要是來自
塵埃的熱輻射。
Credits: European Southern Observatory
△△附圖三Ｅ
圖三Ｅ則拍於同日14:58:49UT，每一像素為零點六六弧秒，每邊長四十
二弧秒，北上東左。輻射頻帶是由九點一至十點四，主要是來自硅酸鹽晶粒
的輻射。
Credits: European Southern Observatory
學術統籌處
