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SN 2026fvx, observed on April 4, 2026 with a robotic telescope from Utah, is a Type Ia supernova in the galaxy NGC 4205

[日常變化較大通常會被長期平均]

什麼是太陽黑子數(Sunspot Number)?

我們觀測太陽光球面的黑子,通常用於太陽活動觀測的紀錄.主要是觀察太陽黑子的豐度在時間尺度上的變化，這可以從幾個小時或幾個月甚至到年份來觀察。在天文觀測上,我們說的太陽黑子數的指標是 用來量化黑子的數量。這樣的指數至今仍被天文界廣泛使用 .
如今，在太陽電波觀測太陽活動指數，也運用太陽電波2.8GHz(波長 10.7公分) 的太陽通量(F 10.7 centimetre solar flux)。

國際通用的太陽黑子數（Rz）定義為：
Rｚ = K * （10 * G + I）*.G 是太陽上可見的太陽黑子群(ｇ) 和 I 單黑子數量(f). 而 k 修正指數是各天文台或觀測單位的之間的差異。

我們觀測太陽黑子數量為指標可以每天一次的觀測，因為日常變化較大通常會被長期平均，且變化最多 常見的有每月平均值和年度平均值。如果以一年平均太陽黑子數(Rz)計算時， 太陽黑子數會採平滑變化，描繪出太陽週期的變化曲線。在 另一方面，日均與月均值若是有相當大的變化來對應相對於年度曲線。這種變化會是快速的爆發(通常是指 太陽區域的活動常與太陽閃焰爆發或其它現象相關事件。

現在國際間所採用的平均太陽黑子數是蘇黎世所制定的太陽黑子平均數(Rz  又稱為 Zurich number). 自1981年1月起，該號碼被太陽黑子國際碼取代(International Sunspot Number (RI) ,美國太陽黑子編號是ASWFC Culgoora天文台所制定(ASWFC Solar Geophysical Summary) 。

NASA：發現外星生命證據機率相當高
https://www.orangenews.hk/international/VFzoXX3/%E5%A4%96%E6%98%9F%E4%BA%BA%E7%88%AD%E8%AB%96--NASA-%E7%99%BC%E7%8F%BE%E5%A4%96%E6%98%9F%E7%94%9F%E5%91%BD%E8%AD%89%E6%93%9A%E6%A9%9F%E7%8E%87%E7%9B%B8%E7%95%B6%E9%AB%98.shtml

https://www.cnbeta.com.tw/articles/science/1556792.htm
原文鏈接：外星人爭論丨​NASA：發現外星生命證據機率相當高 https://www.orangenews.hk/international/VFzoXX3/?utm_source=newscopy&utm_medium=referral

阿提米絲2號 月面東方海  Mare Orientale  https://www.dailymail.co.uk/news/article-15706833/Astronauts-onboard-Artemis-II-set-humans-moons-mysterious-feature-sunlight.html

BUT

https://www.cnbeta.com.tw/articles/science/1556606.htm


https://www.youtube.com/watch?v=DV0sTgTnlSk





https://www.cnbeta.com.tw/articles/science/1556570.htm
将打破阿波罗13号创造的人类最远太空飞行纪录

阿耳忒弥斯II号载人飞船将在本周飞抵距地球最远约252757英里（约406773公里）的位置，刷新由阿波罗13号在1970年创造的人类最远太空飞行纪录。

根据计划，飞船将于4月6日进行一次月球飞掠，最近时将从距离月表约4600英里（约7400公里）的高度掠过。其间，宇航员将对月球进行成像，包括拍摄此前从未被人类肉眼近距离“现场”观测到的区域，为后续深空探测和载人登月任务积累数据。完成飞掠后，飞船将踏上回程，并预计于4月10日太平洋夏令时间17时21分在地球海面溅落。

https://technews.tw/2026/04/06/how-supercomputers-are-rewriting-the-history-of-globular-clusters/

由法國國家科學研究中心等單位領導的國際研究團隊，以最先進數值模擬，首次用宇宙時間等級重建球狀星團從誕生至今的完整演化歷程，並發現這些星團在形成初期具有遠比今日更強的內部自轉，顛覆過去對形成與結構的理解。

球狀星團是極為致密、呈球形的恆星系統，內含多達數百萬顆恆星，彼此由重力束縛，並形成於宇宙早期階段，幾乎存在於所有星系，包括銀河系，其中約擁有 160 個球狀星團。由於它們保留了約 130 億年前宇宙環境的重要資訊，因此對於理解星系形成與早期宇宙演化至關重要。然而，球狀星團的內部結構與動力學極為複雜，恆星之間持續進行強烈的重力交互作用，同時還受到宿主星系重力場的影響，再加上恆星本身會隨時間演化甚至爆炸，使得它們的整體結構不斷改變。

要用電腦真實模擬這麼大的系統，必須同時考慮所有恆星之間的重力交互作用、外部星系環境的影響，以及恆星從誕生到死亡的演化過程，計算量極為龐大，過去幾乎無法完成。

這次團隊用超級電腦模擬，總計耗費約 35 萬小時 GPU 計算時間，模擬包含 25 萬至 150 萬顆恆星的星團，並追蹤長達 130 億年演化，是目前最具挑戰性模擬之一。結果顯示，我們今日觀測到的球狀星團，其實只是一部分活下來的原始族群，並長時間重力動力學與恆星演化共同作用下，結構遭大幅重塑。

利用超低頻(VLF)研究太陽閃焰對第太陽活動週期低太陽活動期和高太陽活動期 D 層電離層的影響
Solar flare effects on D-region ionosphere using VLF measurements during low- and high-solar activity

大溪天文台多年來自開始的流星電波自HRO到現在的FRO.3年來自行開發的太陽閃焰多頻FFT望遠鏡,投入太陽色球活動的觀測. 使用其電波振幅的變化和電波相位(如有設立電波干涉儀裝置).可以得到這些變化和太陽閃焰有一定的正比關係.如果有探空電波裝置,可以測量在太陽閃焰爆發時,其D層電離發生的電子密度( β)和有效反射高度(H ′)有其相對關係.

大溪天文台於2024-2026年利用新開發的超低頻多頻FFT窄頻濾波太陽電波望遠鏡,利用其所觀測到閃焰爆發時的電波的振幅變化數據,和南太平洋大學(USP)科學院的太陽輻射通量觀測和太陽電波干涉儀 整理資料做一比對,概略了解以下的太陽閃焰對VLF超低頻電波在D電離層的變化和整理簡單的結論.

1.太陽閃焰爆發後,所造成的超低頻VLF 電波振幅和相位增強與太陽閃焰爆發產生的 X 射線通量(X ray flux)的對數成正比。比較大溪接收的 JJI 電波 和UPS 南太平洋觀測站對 NLK 和 NWC 兩條路徑的電波傳導,其觀測到的電波振幅變化( ΔA )和太陽X光通量強度發現，大溪天文台 JJI的訊號ΔA (最大值約 -8dB）和 NLK 訊號的 ΔA 較大（最大值約 11.5 dB），而 NWC 訊號的ΔA 則較小（約 3.5 dB）。

2.在太陽閃焰較小或在低太陽活動期產生的 ΔA 值高於中等太陽活動期。所有訊號在低太陽活動期和中等太陽活動期的震幅(採干涉接收到的相位)擾動水準都非常相似，其中 NLK 記錄到的相位差最大值可達 200°，NWC 記錄到的最大值可達 150°。

3.太陽閃焰透過增加D層電離度會降低D層電離的高度.也就是降低有效反射高度(H ′)，關係就是電離層高度降低效應與 X 射線閃焰通量強度的對數大致成正比。電離層 D 區自由電子密度 ( β ) 也顯著增加。

4.在太陽活動時,注意 H ′和 β 隨太陽閃焰能量功率的變化有顯著差異。一般來說，對於同類型閃焰，低太陽活動時期 β 的增幅大於中等太陽活動時期。此外，對於同類型閃焰，低太陽活動時期 H ′的降低幅度（ ΔH ′）比中等太陽活動時期大 1-2 公里。這種 β 和 H ′水準的差異在強 M 級和 X 級閃焰中比在弱 C 級閃焰中更為明顯。

因此可以推斷，在強閃焰爆發時，特別是 M 級和 X 級閃焰爆發時,通常若發生在太陽活動較低時，會比在太陽活動較高時更能增加 D 層電子密度 ( β )和電子密度隨高度 H ′產生較大變化，導致降低 D 層電離層高度也產生變化。圖1: a 2012年7月5日太陽閃焰爆發期間 GOES X 射線通量(W/m² )的變化 。 b . 2012 年 7 月 5 日太陽閃焰期間 NWC 訊號的振幅和相位變化。

圖2:在南太平洋 斐濟觀測到的 NLK 和 NWC 超低頻相位擾動，作為太陽閃焰爆發 比對 X 射線通量(dB 為單位，相對於 0.1–0.8 nm 波段的 1 µW/m 2)的函數，分別針對低太陽活動條件（紅點和相應的紅色曲線吻合）和中等太陽活動條件（藍點和中等太陽活動條件的藍色曲線吻合)。

圖3:NLK 訊號的振幅和相位擾動隨太陽天頂角絕對值的變化，適用於 M1.0 至 M1.3 級閃焰發生在太陽位於天頂角度時,角度越大即振幅和相位越小。圖3
*太陽天頂角(SZA): 太陽天頂角（solar zenith angle）是太陽的天頂角，即太陽光線與垂直方向之間的夾角。

圖4: 在太陽閃焰爆發期間，D層電離高度會發生變化. 取最高高度 H 和變化差 H′p 。 因此.D層電離高度在太陽產生擾動所產生的變化為ΔH ′ = H ′ − H′p 這樣的數學關係和振幅和相位變化成正比.為此，我們繪製了三種訊號的 ΔH′ 與閃焰爆發時的功率的關係圖，如這些圖表明，ΔH′ 隨太陽閃焰爆發強度的增加呈線性增加。

圖5: D 層電子密度高度剖面 N e (h)（單位：cm-3），該剖面適用於約 100 km 高度以下（Wait 和 Spies，1964），其計算公式為 N e (h) = 1.43 × 107[exp(-0.15H′)exp[(β-0.15)(h-H′)]]。

參考文獻:
作者資訊 作者及單位
斐濟南太平洋大學科學、技術與環境學院工程與物理學院，蘇瓦，斐濟
阿比凱什·庫馬爾和蘇希爾·庫馬爾
南太平洋大學（USP）科學、技術與環境學院研究委員會為本研究提供的初步經費支持。作者也感謝 USP 主研究辦公室在策略研究主題（項目編號：6177-3107-Acct-617704）架構下提供的經費支持，本研究的部分工作正是在此資助下完成的。
通訊作者
Kumar, A., Kumar, S.
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http://www.swpc.noaa.gov/ftpmenu/warehouse.html
https://link.springer.com/article/10.1186/s40623-018-0794-8

https://digiphoto.techbang.com/posts/13711-stmicroelectronics-vb1940-image-sensor

意法半導體（STMicroelectronics）所開發的 VB1940，是一款解析度達 510 萬像素的感光元件，其核心優勢在於創新的混合式架構。這款感光元件不僅能提供高精度的 RGB 彩色影像，還能同時輸出近紅外線（NIR）訊號。最令技術人員關注的是，它能根據拍攝環境的需要，靈活調度全域快門與滾動快門模式。這種設計讓影像系統在處理一般靜態場景時能保有極高的畫質細節，而在切換至全域快門模式後，則能完美克服運動過程產生的影像形變，提供極為穩定且準確的視覺資料。

https://tw.news.yahoo.com/%E7%8F%BE%E7%95%B0%E5%B8%B8-%E9%99%B8-%E5%A4%A9%E9%BE%8D%E4%B8%89%E8%99%9F-%E7%81%AB%E7%AE%AD%E9%A6%96%E9%A3%9B%E5%A4%B1%E6%95%97-%E6%80%A7%E8%83%BD%E5%B0%8D%E6%A8%99spacex%E7%8D%B5%E9%B7%B99-093949613.html

https://tam.gov.taipei/News_Content.aspx?n=EF86D8AF23B9A85B&sms=F32C4FF0AC5C2801&s=A974494C5D96F8CA