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NASA 測試防輻射背心成效顯著  https://technews.tw/2026/08/24/radiation-vest-tested-during-artemis-i-can-cut-astronauts-exposure-in-solar-storms/

 GJ 1214 b 次海王星的大氣雲與霧，可能不是兩個獨立現象 _ 
另一篇 astro-ph.EP 研究：Wet Removal and Cloud Enhancement: The Microphysics of Cloud-Haze Interactions on Sub-Neptunes

研究者建立新的微物理模型，研究次海王星大氣中的：

clouds（凝結雲）＋ photochemical hazes（光化學霧）

如何互相作用。

以類似 GJ 1214 b 的暖次海王星為例，模型顯示：

某些條件下，霧粒子會成為雲的凝結核心，然後被「濕移除」；
另一種條件下，反而會產生大量混合的 cloud-haze 粒子；
大氣光學厚度因此可能大幅增加；
最終可讓 JWST 可觀測的 transmission spectrum 產生相當於約 4 個 scale heights 的差異。

這提醒我們：看到一顆次海王星「光譜很平」，未必代表它沒有大氣，也可能是雲霧微物理把光譜特徵遮掉。
https://arxiv.org/abs/2608.19100

 室女座星系團出現一個「幾乎看不見」的矮星系TTT J1237327+143535   _
研究團隊發現一個極低表面亮度的小型星系 TTT J1237327+143535。

它的中央表面亮度約為 27.9 mag arcsec⁻²，恆星總質量只有約

https://arxiv.org/abs/2608.19326

「極度缺乏金屬」的早期星系 可能有一部分其實是測量假象_  觀測 Abell 2744 引力透鏡場中的早期星系 ，發現其中三個星系的電子密度竟高達約 10⁵–10⁶ cm⁻³。
這種極高電子密度會壓低 [O III] 5008 Å 發射線，若直接套用一般低密度氣體的分析方法，就可能把星系的金屬豐度低估最多約 1.1 dex。換句話說，一些被分類為「極度貧金屬星系」的天體，可能只是受到高密度電離氣體造成的光譜偏差。

這件事對 JWST 的早期宇宙研究相當重要，因為我們正大量依賴 JWST 光譜來回答：

第一代星系到底有多快完成化學富集？
如果金屬豐度系統性被低估，我們對早期星系化學演化的圖像就可能需要修正。

An Optical Illusion: High Electron Densities Create Extremely Metal-Poor Galaxy Impostors
https://arxiv.org/abs/2608.20339

https://youtube.com/shorts/A-H8Q8eiEA0?si=VStuE-gNfR7fUK6h

https://technews.tw/2026/08/20/s301-star-black-hole-gravity/

[圖1]

大溪天文台 1.4GHz 中性氫電波望遠鏡的基本設計


大溪天文台 自2024年開始計畫開發一座以1420 MHz頻率為中心、頻寬約50 MHz以 中性氫(H-I line)為主要觀測的電波望遠鏡。基本上,星際間的中性氫到達地球的電波,其接收的訊號是非常微弱，所以我計劃設計的觀測系統,經過現實的考量,其預期整體增益約為40-50dB. 實際這也和背景電子雜訊強度幾乎並無差異，因此觀測H-l line 的電波系統必須使用高增益，同時盡量降低雜訊以最大化訊噪比(S/N  signal-to-noise ratio ratio)。除了接收機以外,首要最重要的元件將是一個低噪放大器（LNA），噪聲指數為<1dB。在經過放大後，需有一個位於1420 MHz中心的帶通濾波器(band-pass filter)，只讓我們主要觀測頻率的頻譜部分通過,其它則過濾掉。這套系統為了配合快速傅立葉頻譜分析(FFT) 將接收器設計是一個軟體定義無線電（SDR）模組替代傳統AOR AR-5000A 系接收機，再連接到電腦的 USB 埠。這套SDR模組必須具備良好的石英振盪頻率穩定性，才能獲得明確且可重複的訊號頻譜。圖1
我的設計組成部分必要規格需求如下：
第一個 LNA 放大器，帶通濾波器 1420MHz，增益=30-40dB，FN<1dB  圖2 圖3 圖4
寬頻放大器，增益 = 10-20dB  
帶通濾波器（約50MHz的通帶）中心位於1420MHz
1420 MHz 預濾波 LNA
訊號接收鏈的第一元件是低噪聲放大（LNA），它是最關鍵且最重要的元件，因為其噪音指數（NF）決定低噪的優質 LNA 以達到最大化 S/N比 .
接收器採用了英國的 SDRPlay RSP1A (台北市天文協會流星觀測電波望遠鏡則採用最新的SDRPlay RSP1B) 。
另外也採購專對應H-I line 的 NooElec SAWbird+ H1m 是一款專門用於接收中性氫線的（LNA）模組，放大器中心頻率位於1420 MHz頻率，具有鋁製外殼中，配有兩個 SMA 連接器和 USB 插座作為電源供應。

Technical Data :
+40dB of RF gain at 1420MHz (在1420MHz時，射頻增益+40dB)
65MHz 3dB bandwidth (65MHz 3dB 頻寬)
0.8dB noise figure at 1420MHz (1420MHz 降噪指數為 0.8dB)
50Ω gain block (50Ω 增益模組)
+3.3V-5V single sup  (+3.3V-5V 單電源供應)
122mA Current Draw  (122mA 低電流消耗)

寬頻放大器 SPF5189Z是一款前級放大器，設計用於軟體定義無線電接收器與天線之間。內部移除了 SAW 濾波器，以覆蓋 0.1MHz 到 4GHz 頻段, 在1.42GHz頻率的增益為15dB(頻率越高則增益越大)。供電有兩種方式：透過 USB 接頭以 USB 線都可以為裝置供電5V工作電壓。我們選擇用 USB 線供電。圖5 圖6

1420 MHz 頻段窄頻通濾波器(1420 MHz Narrow-Band Pass Filter)
此濾波器專為對中性氫線觀測業餘電波天文學家所設計。採用了TA2494A 元件，尺寸僅為50 x 10mm ,損耗通常低於 3.5dB，頻段為 80MHz。
技術資料:
中心頻率 1420MHz
有效帶通頻率 1380-1460MHz
損耗在 1380 至 1460 MHz 3.5dB
振幅 1380 至 1460 MHz 1.0 dBpp
VSWR=1380 至 1420 MHz  1.9：1
抑制參考 0dB ：
直流至 1300 MHz 28dB
1550 至 3000 MHz 30dB
標準阻抗 50Ω
最大輸入功率= 10 dBm

Center Frequency 1420MHz
Usable Bandpass 1380-1460MHz
Insertion Loss, 1380 to 1460 MHz 3.5dB
Amplitude Ripple, 1380 to 1460 MHz 1.0 dBpp
VSWR, 1380  to 1420 MHz 1.9:1
Rejection referenced to 0dB :
DC to 1300 MHz 28dB
1550 to 3000 MHz 30dB
Impedance 50Ω
Maximum Input Power Level 10 dBm

基本設計的電波望遠鏡,其頻率的增益約為40-50dB，假設先不考慮慮天線的「增益」及其對其他頻率的進一步濾波操作（天線作為高通濾波器運作）。
所以我對 SDR 接收機必須加到這些值上，其中可以配置射頻增益、中頻增益和BB增益。我們這裡的射頻增益設為 0，另外兩個參數則設為 10dB(RF gain, the IF gain and the BB gain can be configured.)

雜訊指數
對於噪音指數使用Friis公式：
其中 F 和 G 的值不以 dB 表示，而是以比率表示。

G1 = 40dB = 10000
F1 = 0.8dB = 1.2
F2 = 0.75dB = 1.2

F總數 = F1 + （F2 – 1） / G1 = 1.2 + （1.2-1）/10000 ≅ 1.2 ⇒ F總數 = 0.8dB

先設定噪音指數等於 LNA 的噪音指數值。因此，SDR接收器的雜訊也必須加到射頻部分，該部分等於3.5dB，但由於射頻部分的高增益，此值也可忽略不計。
利用這些資料，我們也能計算接收機的等效噪音溫度Te(噪音溫度是一個理論概念=指的是將電阻加熱到Te溫度所產生的噪音)。溫度 Te 與噪音指數的關係如下：
Te = （F-1）*To
其中 To 為參考溫度 290°K。 對我們的系統，我們得到 Te = 58°K。 這是一個相當理論的理論值，實際值會稍高一些。

https://def.ltn.com.tw/article/breakingnews/5547280

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