天文学-恒星与星系

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本文研究了大犬座β星(β Canis Majoris,简称β CMa)作为本地星际云(Local Interstellar Cloud, LIC)重要光电离源的特性。β CMa是一颗B1 II-III型巨星,距离地球约151±5 pc,与另一颗B型星大犬座ε星(ε CMa)共同对LIC的电离结构产生显著影响。研究通过分析β CMa的角直径、视差距离和总流量,结合非局部热力学平衡(non-LTE)模型大气,得出其恒星参数:有效温度Teff=25,180±1,120 K,表面重力log g=3.70±0.08,半径R=8.44±0.56 R⊙,质量M=13±1 M⊙,光度L=10^4.41±0.06 L⊙。利用极端紫外探测器(EUVE)观测数据,计算出β CMa的电离光子产生率QH=10^46.0±0.1 s^-1,以及作用于本地云表面的光子通量ΦHI≈3,700 cm^-2 s^-1和ΦHeI≈110 cm^-2 s^-1,对应的光电离率分别为ΓHI≈1.5×10^-14 s^-1和ΓHeI≈7.3×10^-16 s^-1。研究还发现,β CMa和ε CMa在约440万年前曾接近太阳约10 pc处,当时的电离通量是现在的180-200倍,对本地星际气体隧道形成和加热起到重要作用。此外,本地云内的莱曼连续谱(LyC)通量受到H I柱密度NHI=(1.9±0.1)×10^18 cm^-2的显著衰减,在莱曼极限处光学深度τLL=12.0±0.6。研究表明,β CMa由于较高温度,对He I的电离贡献显著大于ε CMa。文章还讨论了过去恒星运动对本地云电离历史的影响,以及非平衡电离效应的潜在作用。未来研究将进一步探讨其他电离源(如附近白矮星和本地热泡)对He+电离比例的贡献。

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本研究提出了一种新的方法,用于构建大规模系外行星大气观测目标列表,并量化了验证这些目标所需的地面观测资源。研究背景是当前系外行星大气表征正处于黄金时期,NASA的哈勃和詹姆斯·韦伯空间望远镜正在研究数十个系外行星大气,未来还将有Pandora Smallsat、Roman空间望远镜、ESA的Ariel任务以及NASA的宜居世界天文台等项目加入。本文提出了一种结合传统透射/发射光谱学优值指标(Figure of Merit, FOM)与更均匀采样行星半径和平衡温度分布的方法,编制了包含750个透射光谱目标和150个发射光谱目标的样本列表。研究发现,由于轨道周期、过境时间和轨道偏心率的不确定性,空间观测可能浪费数百小时的观测时间。此外,通过估算获得足够精度的系外行星质量所需的地面望远镜时间,发现需要超过100个夜晚的10米级望远镜观测时间。研究还分析了TESS任务对更新过境星历的贡献,并指出即使考虑未来的扩展任务,仍需针对性地面观测以减少观测时间损失。基于这些发现,作者提出了一系列建议,包括持续确认TESS行星候选体、定期更新过境星历、通过全球望远镜网络进行星历维护,以及协调获取精确质量和轨道参数的努力,以支持当前和未来的系外行星大气表征任务(如HST、JWST、Pandora、Ariel等)。研究强调了社区合作在准备和解释大气表征数据方面的重要性,旨在提高观测效率和科学产出。

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本文报道了首次通过光学巡天发现的核外潮汐瓦解事件(TDE)2024tvd的射电观测结果,该事件展现了迄今为止TDE中最快演化的射电发射特征。研究利用多个射电望远镜(如VLA、ALMA、ATA等)进行了多历元宽频带监测,发现2024tvd的射电光变曲线呈现双峰特征,首次峰值在光学发现后约131天出现,上升速度快于Fν~t^9,随后以Fν~t^-6的速度快速衰减;第二次峰值在约194天出现,初始上升速度高达Fν~t^18,光学薄区衰减速度为Fν~t^-12。研究团队通过自吸收和自由-自由吸收的同步辐射模型解释了这些观测结果,并首次在TDE射电研究中考虑了逆康普顿冷却效应。分析表明,单一即时流出难以解释双峰特征,推测可能存在一次在约80天发射的流出,或两次分别在约80天和170-190天发射的流出。流出的性质(亚相对论、轻度相对论或超相对论)尚不明确,但研究探讨了多种情景。此外,首次射电流出发射时间与X射线光谱中逆康普顿散射成分的出现时间一致,暗示可能与吸积驱动流出有关。研究强调2024tvd作为首个射电明亮的核外TDE,其独特射电演化可能与其中等质量黑洞或核外位置相关,但也可能仅是TDE射电多样性的一部分。结论指出需进一步高分辨率观测以确定流出性质。

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本研究通过哈勃空间望远镜的远紫外光谱观测,在一颗已知的氢丰富超大质量白矮星WD 0525+526中发现了大气中的碳元素,揭示了其可能的恒星合并起源。研究背景聚焦于超大质量白矮星的冷却延迟现象,尤其是在Gaia赫兹伯格-罗素图中的Q分支特征,这与核心结晶和相关物理过程有关。研究团队利用宇宙起源光谱仪(COS)对311颗氢大气白矮星进行光谱分析,发现WD 0525+526的光球碳丰度(log C/H = -4.62)远低于已知的六颗碳富集白矮星(log C/H > -0.5),且仅能在紫外波段探测到。研究方法包括对光谱数据的拟合,确定白矮星的有效温度(20820 K)和质量(1.20 M⊙),并通过STELUM代码模拟包层化学结构,发现其氢和氦层质量极低(分别为10^-13.8和10^-12.6白矮星总质量),远低于单星演化预期,表明其为合并残骸。关键发现是WD 0525+526的包层结构中存在半对流区,导致表面碳丰度较低,这一过程在白矮星研究中常被忽视。此外,其高空间速度和Q分支位置进一步支持合并起源。研究结论强调紫外光谱在识别和表征热白矮星合并残骸中的重要性,指出这类对象可能是双星演化导致热核超新星的重要通道。未来随着冷却,其表面氢层可能被稀释,转变为DQ型白矮星,但这一过程可能因核心中22Ne蒸馏过程释放能量而延迟数亿年。本研究为理解超大质量白矮星的演化历史提供了新视角。

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本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的中红外仪器(MIRI)在F1550C(15.5 μm)波段,对距离地球最近的类太阳恒星α Centauri A(α Cen A)进行了三次观测(2024年8月至2025年4月),以直接解析其宜居带并深入搜索系外行星和外尘埃盘(exozodiacal dust)辐射。本文首次展示了JWST在双星系统中的参考星差分成像技术,同时减去主星(α Cen A)的日冕图像及其伴星(α Cen B)的点扩散函数(PSF),以实现高对比度成像。研究达到了5σ点源对比灵敏度约10^-5至10^-4(分离度≳1′′),并对外尘埃盘(与α Cen AB共面)的灵敏度达到太阳系黄道尘云的5-8倍,这是迄今为止对任何恒星系统外尘埃盘探测的最深限度。在2024年8月的观测中,利用主成分分析(PCA)基于Karhunen-Loève图像处理算法,发现了一个点源候选体S1,信噪比(S/N)为4-6(3.3-4.3σ),投影分离度约1.5′′(2 au),F1550C通量密度约为3.5 mJy(对比度约5.5×10^-5)。通过多项测试,排除了S1为探测器伪影或PSF减法伪影的可能性,并确认其既非背景也非前景物体。然而,在2025年2月和4月的后续观测中未重新探测到S1。若S1具有天体物理性质,唯一解释是其因轨道运动移至灵敏度较差区域。研究还提供了各观测时期的二维灵敏度图,以支持轨道完整性计算。作者指出,确认短周期(约数年)行星候选体的挑战在于其显著的轨道运动,需进一步观测以确认S1是否为围绕α Cen A的巨行星。若确认,S1将成为迄今直接成像的最近、年龄最大、温度最低、周期最短且质量最低的类太阳恒星周围的行星。

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本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的中红外仪器(MIRI)对距离最近的类太阳恒星αCentauri A进行了冠状观测,旨在直接解析其宜居带并搜寻行星和外尘盘(exozodiacal dust)辐射。研究覆盖了2024年8月至2025年4月的三个观测时期,达到了探测有效温度约为225-250 K(1-1.2倍木星半径)行星以及外尘盘辐射(亮度为太阳系黄道尘云的5-8倍以上)的灵敏度。在2024年8月的观测中,发现了一个点源(S1),位于αCen A东侧1.5角秒处,通量密度为3.5 mJy,对比度为5.5×10^-5。然而,由于仅在单一滚动角度下成功观测,S1尚未被确认为真正的行星,且在2025年2月和4月的后续观测中未被重新探测到。研究排除了S1为背景或前景对象的可能性,并结合2019年VLT/NEAR项目发现的候选体C1,分析表明S1+C1有52%的概率因轨道运动在后续观测中被错过。轨道建模显示S1+C1可能处于周期为2-3年的偏心轨道(偏心率约0.4),相对于αCen AB轨道平面有显著倾角(约50°或130°)。光度分析表明,该候选行星温度约为225 K,半径约1-1.1倍木星半径,质量在90-150地球质量之间,与径向速度(RV)上限一致。此外,研究对外尘盘辐射设定了前所未有的上限,约为太阳系黄道尘云亮度的5-8倍,较以往对其他恒星系统的观测灵敏度提高了5-10倍。结论指出,若S1确认为行星,将是迄今成像的距离最近、温度最低、周期最短的类太阳恒星周围的巨行星,对行星形成和动力学演化研究具有重要意义。

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本文研究了螺旋星系0313–192中活动星系核(AGN)喷流的准直轮廓,这一星系属于罕见的螺旋星系托管的双瓣射电源(DRAGNs)。传统上,强大的千秒差距(kpc)尺度喷流多见于椭圆星系,而螺旋星系中的超大质量黑洞(SMBH)很少产生此类喷流。然而,越来越多的螺旋星系DRAGNs挑战了这一经典二分法。作者利用甚长基线阵列(VLBA)和甚大阵列(VLA)数据,追踪了0313–192喷流形态从近似毫秒差距(pc)到约100 kpc(投影距离)的跨度,覆盖了近五个数量级的尺度。研究发现,喷流在约610 pc(约7.9×10^6史瓦西半径)之前呈现抛物线扩展,随后转变为近似锥形结构,假设kpc尺度发射主要来自喷流而非瓣体。这种结构演化与椭圆星系中AGN喷流相似,表明磁流体力学(MHD)准直和加速机制可能解释了该系统喷流如何延伸至大尺度。然而,准直断裂发生在SMBH引力影响范围(约7.3×10^5史瓦西半径)之外,且未检测到扩展X射线晕或致密分子气体结构提供必要外部压力。因此,作者提出0313–192的喷流准直可能由非热成分(如来自磁化盘风的冲压和磁压)介导。这种机制可能在缺乏致密环境气体的情况下仍能实现喷流准直。研究结果揭示了螺旋星系在罕见条件下如何产生大规模喷流,并强调需扩展AGN喷流形成研究,超越传统模型,考虑更多样化的宿主环境和吸积状态。未来高分辨率多频成像和偏振测量将有助于进一步探索类似系统的喷流基部结构和磁场特性。

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本文研究了在超微弱矮星系(ultra-faint dwarf galaxies, dSphs)中提取暗物质晕参数的方法,特别是在仅有约10个已识别成员星且测得视线速度的情况下。随着未来观测(如Rubin天文台)发现更多矮星系,这种情况将愈发常见。研究假设暗物质分布遵循NFW轮廓,并通过平衡建模(如Jeans建模)发现,在成员星数量极少时,通常只能稳健地提取一个晕参数(ρsrs),而标度半径(rs)往往无法被约束。研究表明,Jeans建模的结果可以通过基于半光质量估计器的简单标度关系较好地重现,无需复杂的建模。作为应用,作者分析了最近发现的恒星系统大熊座III(Ursa Major III),该系统被乐观估计为具有已知物体中最大的J因子(与暗物质湮灭相关的天体物理因子)。然而,由于存在异常星(outlier stars),通过建模得到的J因子可能被高估,与半光质量估计器不一致;若移除异常星,则J因子无法从下限上被约束。研究指出,超微弱矮星系的暗物质含量评估对间接探测暗物质至关重要,但由于数据限制,标度半径和J因子的确定存在较大不确定性。作者建议,对于大熊座III的J因子评估需更多恒星数据以提高精度。总体而言,本文强调了在有限数据下暗物质晕参数提取的局限性,并提出了基于简单标度关系的替代方法,为未来矮星系研究提供了重要参考。

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本研究聚焦于近期詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)在红移z=6.6处观测到的第三类种群星(Pop III)候选体LAP1-B,该对象受到星系团MACS J0416的引力透镜效应放大。作者提出,LAP1-B是首个符合三项关键理论预测的Pop III星系统:(1)在极低金属丰度晕中形成,晕的维里温度范围为Tvir≈103-104K;(2)具有顶重初始质量函数(IMF),即质量分布偏向大质量恒星;(3)形成总质量约为几千太阳质量的低质量恒星团。研究表明,LAP1-B可能位于一个质量约为5×107太阳质量的暗物质晕中,其周围气体可能已被超新星或恒星风富集了金属。作者利用Visbal等人(2020年)的半解析模型,预测了在MACS J0416高放大倍数下可观测到的Pop III星团丰度,结果表明在z=6-7范围内预期可观测到约一个类似LAP1-B的Pop III星系。研究还指出,尽管Pop III星系在更早时期(更高红移)具有更高的内在丰度,但由于光度距离增加和暗物质晕质量较低(承载恒星较少),它们难以被探测到。因此,LAP1-B在当前观测极限下被发现的红移(z≈6.5)与理论预期一致。LAP1-B的线发射特征表明其为近期形成的恒星暴发,包含数千颗大质量Pop III星,符合顶重IMF和低质量星团的预测。此外,观测到的氧氢比和碳氧比也与理论模型相符,可能是超新星或快速旋转恒星风的金属富集所致。作者强调,LAP1-B可能只是通过星系团引力透镜研究Pop III星的冰山一角,未来更灵敏的观测有望在更高红移处发现更多类似对象。

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本研究探讨了在稳定分子量梯度存在下,分层恒星或行星内部的子午环流问题,旨在理解其对角动量传输的影响。研究背景源于子午环流在低质量恒星辐射包层中的全球性慢速流动,其建模参数(如背景旋转速率、剪切湍流、磁场和分子量梯度)存在不确定性,导致天体物理学界对其认识尚未达成共识。本文通过扩展大气科学中的向下控制原理,将成分分层纳入分析框架,采用线性化分析和非线性数值模拟相结合的方法,揭示了稳定分子量梯度如何减缓子午环流向深层的渗透,强调了时间依赖解的重要性。研究发现,线性分析中,分子量梯度显著限制了环流的渗透深度,而在非线性模拟中,由于子午流引起的成分混合,梯度被削弱,环流得以更深层渗透。此外,研究通过施密特数和罗斯比数划分了线性与非线性区域的界限,并提出了适用于太阳测震观测的两种可能的太阳测震层模型:一种是缓慢旋转演化,另一种是稳态测震层。研究还讨论了子午环流在恒星演化模型中的角动量传输应用,提出可将线性化理论的解析解用于探测流体和磁不稳定性。结论指出,分子量梯度在线性条件下显著阻碍环流渗透,但在非线性条件下影响较小,且需要额外的水平湍流或磁场机制来完全阻止渗透。未来研究需进一步约束太阳测震层的结构,并探索更广泛的参数空间。

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本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的PEARLS项目数据,对位于红移z=0.397的巨大星系团MACS J0416.1–2403中的球状星团(GCs)进行了深入的光度分析。研究背景聚焦于球状星团作为星系形成和演化历史的化石记录,其在高红移星系团中的分布和性质对理解星系团的组装过程具有重要意义。研究采用JWST/NIRCam的深场成像数据,覆盖F090W、F115W、F150W和F200W四个滤波器,使用DAOPHOT软件进行点源函数(PSF)光度测量,构建了一个包含2971个未分辨点源的目录,这些点源符合球状星团的特征。通过人工星测试,确定了F200W滤波器的50%完备性极限为30.63 AB等,80%完备性极限为30.36 AB等。研究进一步分析了颜色-星等图(CMDs),揭示了较宽的颜色分布和在较暗星等处增加的散射。利用KMM算法和Gaussian Mixture Modeling对颜色分布(F115W−F200W和F150W−F200W)进行统计分析,发现存在多组分结构的证据,尽管在近红外波段的双峰性不明显。球状星团光度函数(GCLF)被建模为对数正态分布,并结合双曲正切完备性函数进行校正。数据未能达到预期的本征转折星等(M0≈−8.93 mag),但观测到的光度函数在MF200W≈−12 mag处达到峰值,并因完备性限制在较暗星等处急剧下降,仅探测到GCLF的明亮端。研究结论表明,MACS0416中的球状星团表现出成熟、演化特征,与中等红移下大质量星系中的预期一致。未来更深层次的成像和光度选择将有助于进一步揭示球状星团亚群和完整光度函数的形态。

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本文介绍了Synthesizer,一个快速、灵活、模块化和可扩展的平台,用于模拟合成天文观测数据。Synthesizer主要用于从解析和数值星系形成模拟中生成模拟观测数据,涵盖多种应用场景,包括星系恒星形成和金属富集历史的解析建模、基于粒子的模拟生成模拟图像和积分场单元观测数据、活动星系核中心区域的详细光电离建模以及光谱-光度拟合等。软件提供了多种现成的恒星种群合成模型、光电离代码配置、尘埃模型和成像配置,支持交互式使用。研究背景在于,传统的星系形成和演化理论模型与观测数据的比较方法(如光谱能量分布拟合)存在简化假设导致的偏差,而前向建模方法通过预测数值模拟中星系的多波长电磁辐射,提供从物理到观测空间的唯一映射,避免了逆向建模的不确定性。Synthesizer通过模块化设计,允许用户灵活调整建模参数,快速生成预测结果,以评估不同建模选择对观测数据的影响。主要方法包括Galaxy对象(包含恒星、气体和黑洞组件)、Grid组件(多维观测数据数组)、Emission Models(定义发射生成过程)以及多种观测数据生成模块(如光谱、图像和数据立方体)。关键发现是Synthesizer能够高效处理大规模模拟星系目录,支持并行计算,并通过开放源代码和详细文档鼓励社区参与开发。结论指出,Synthesizer并非替代高保真建模方法,而是作为快速预测平台,适用于现代深度学习技术所需的大规模训练数据集生成,并为未来发展(如模拟器和自动微分)奠定了基础。

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本文研究了如何通过X射线变异性区分潮汐瓦解事件(TDEs)与活动星系核(AGNs)耀发,这对于即将到来的宽场X射线巡天中分类大量类似TDE的源至关重要。研究背景在于,TDEs是恒星被超大质量黑洞潮汐力撕裂产生的短暂电磁耀发现象,而AGN的X射线变异性可能模拟TDE的特征,造成分类困难。作者通过交叉匹配XMM-Newton和Swift-XRT点源目录与百万类星体目录及光学选定的TDE样本,构建了AGN和TDE的X射线变异性数据集。主要方法包括计算AGN的X射线结构函数(SF)和最大变异性(MaxVar),并以此为依据模拟AGN光变曲线,与TDE的光变特征进行比较。研究发现,AGN的X射线SF呈现幂律形式,幂律指数γ约为0.11-0.14,且在较长时间尺度上(约950±300天)存在阻尼时间尺度,表明变异性趋于平缓。TDE和AGN在短时间尺度(小于20天)上的变异性幅度相似,但TDE在20天或更长时间尺度上表现出更大的变异性,符合其幂律衰减特性。此外,通过对eROSITA TDE候选体的MaxVar分析,发现许多eROSITA-DE候选体与AGN变异性一致,可能并非真正的TDE。结论指出,观测时间需达到20天或以上才能有效区分TDE和AGN耀发,并建议对eROSITA-DE候选体进行更深入的X射线观测以确认其性质。本研究为未来X射线巡天中TDE的准确分类提供了重要参考。

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本文通过高分辨率三维流体动力学模拟(PPMstar)研究了大质量主序星光度曲线中随机低频(SLF)变异性的起源,聚焦于一颗非旋转的25太阳质量零龄主序星(ZAMS),模拟了其95%的恒星结构,包括核心对流区和薄外层包层对流区。研究背景在于SLF变异性是O型和B型星光度功率谱中普遍存在的现象,其物理机制尚未明确,可能与内部重力波(IGWs)相关。通过修改不透明度模型,将Fe不透明度峰值内移并增强幅度,确保了计算可行性。主要模拟(M424)的光度功率谱在低频段显示出与CoRoT和TESS卫星观测数据相似的定性和定量特征,高低频功率差异达两个数量级。研究发现,SLF变异性主要源于薄外层包层对流区内边界激发的内部重力波,这些波在薄外层包层对流区内表现为消散波。通过控制实验(抑制核心对流、仅包层对流等),进一步分析表明,单独的薄外层包层对流在低频段产生的功率远低于全星模型,证实IGWs与薄外层包层对流的相互作用是SLF变异性的主导因素。此外,IGW的光谱特征依赖于完整的恒星分层结构,表明内部结构可能影响表面可观测变异性。结论指出,尽管核心对流对SLF变异性的贡献较小(约10%),但其对整体分层的影响仍可能通过表面观测推断内部性质,为恒星演化模型的改进提供了潜在途径。未来研究需考虑化学分层和辐射耗散对波传播的影响。

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本文研究了低金属丰度蓝色致密矮星系SBS 0335-052 E中是否存在活跃大质量黑洞(BH)的证据,挑战了基于近红外(NIR)时间变异性和宽Hα翅膀的先前假设。作者通过KCWI/KCRM积分场观测,分析了超星团1和2(SSCs 1&2)的光谱特性,提出这些黑洞特征可能源自发光蓝变星(LBV)爆发,类似于η Carinae的双星系统。首先,[Fe II]发射线比率和检测到的O Iλ8446泵浦发射表明存在高密度气体(ne~10^6 cm^-3),位于由爆发前恒星风形成的星周介质(CSM)中。LBV爆发抛射物与CSM的后续冲击相互作用有效产生了温暖尘埃和相应的NIR过量。其次,SSCs 1&2相对于其他超星团表现出氮富集,这源于多次LBV爆发抛出的CNO循环物质。第三,作者检测到Hα宽翅膀的不对称性,速度范围从-5000到10000 km/s,这种不对称性由光学厚CSM中的电子散射引起。CSM冲击相互作用自然解释了[Fe V]和超亮X射线发射的亮度,而[Fe II]和[Fe IV]发射主要来自分别被冷的初级LBV和热的次级恒星光电离的气体。研究结果表明,在低金属丰度矮星系中,大质量恒星与高密度CSM的冲击相互作用可能模拟活跃大质量黑洞的特征。作者还讨论了Lyα辐射压力的重要性,指出其在早期星系演化中的潜在作用。结论强调了LBV爆发作为解释观测特征的替代模型,并为未来通过JWST观测进一步研究类似系统提供了方向。

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本研究通过PEACHES(Perseus ALMA Chemical Survey)项目数据及新的ALMA ACA观测,系统分析了英仙座35个Class 0/I低质量原恒星中C2H(乙炔自由基)的发射特性,旨在揭示其在年轻原恒星环境中的化学与演化过程。研究背景聚焦于C2H作为高C/O比气体和光化学活跃区域的示踪剂,在成熟原行星盘(Class II)中已被广泛研究,但在更年轻的嵌入式原恒星阶段(Class 0/I)中的行为尚不明确。本文利用ALMA 12m阵列和SMA数据,结合新获取的ACA观测,探讨C2H发射的形态、化学环境及其与原恒星演化的关系。主要方法包括对C2H、SO和CO发射的零阶矩图分析,空间强度分布剖面构建,以及通过局部热平衡(LTE)模型拟合C2H光谱以生成柱密度图。关键发现包括:C2H发射与原恒星流出腔壁存在明确关联,呈现扩展形态,且与SO发射在空间上显著反相关,证实C2H在年轻源中追踪光化学活跃的低氧气体;C2H柱密度范围为10^14–10^15 cm^-2,与成熟盘中的值相当;然而,C2H发射形态与原恒星演化指标(如全波温度、亮度、连续谱半径)无明显相关性,表明从扩展流出腔形态到Class II盘表面紧凑形态的转变可能在嵌入阶段后迅速发生。结论指出,C2H在嵌入式原恒星中的形成依赖于高C/O比和紫外辐射,与成熟系统类似,但形态演化需进一步研究过渡阶段源以明确转变机制。本研究为理解原恒星环境化学演化及行星形成初期条件提供了重要见解。

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本文介绍了中红外阵列相机-5(MIRAC-5)在6.5米MMT望远镜上的日冕仪升级项目,该项目结合了MMT自适应光学系外行星表征系统(MAPS)。中红外地面日冕仪成像结合自适应光学技术被认为是表征系外行星大气和研究年轻恒星周围原行星形成的重要工具。研究团队采购了环形槽相位掩模(AGPM),并在实验室中初步测试了其对轴上光源的抑制性能,发现其在10.5微米波长下抑制比可达1600:1。此外,团队利用高对比度端到端性能模拟器(HEEPS)优化了Lyot Stop设计,以平衡对比度和通量,最大化微弱伴星的信噪比。模拟结果表明,MIRAC-5与AGPM结合MAPS自适应光学系统后,在1角秒处可实现约3×10^-5的原始对比度,优于詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)中红外仪器(MIRI)在类似波段的表现。经后处理后,5σ灵敏度预计可达1.5×10^-5,足以探测某些已知系外行星如51 Eri b和Kappa And b。未来工作包括在2025年秋季安装AGPM并进行首次天文观测,同时验证Quadrant Analysis of Coronagraphic Images for Tip-tilt Sensing(QACITS)控制算法以优化长曝光性能。研究目标是使MIRAC-5/MAPS系统在对比度受限区域内与JWST/MIRI日冕仪竞争,特别是在明亮恒星周围的高对比度成像中展现潜力。

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本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)对四颗发光红新星(LRNe)进行了观测,这些河外瞬变天体源于大质量双星系统中共同包层演化(CEE)后的恒星合并。研究对象包括AT 2021blu、AT 2021biy、AT 2018bwo和M31-LRN-2015,其主星质量范围为3至24个太阳质量,合并后时间跨度为1100至3700天。观测使用中红外仪器(MIRI)在5-25微米波段进行,其中AT 2021blu和AT 2021biy还获取了5-12微米的低分辨率光谱。光谱显示出富氧分子的显著特征,包括水蒸气,支持了水泉源与CEE的关联性。通过辐射转移建模,计算出四颗LRNe的尘埃质量分别为4.2×10^{-5}、3×10^{-4}、7.5×10^{-5}和7.7×10^{-4}个太阳质量,相当于同阶段核心坍缩超新星(CCSNe)尘埃质量中值的10%、60%、6%和12%。结合发生率估算,LRNe对宇宙尘埃总量的贡献约为CCSNe的25%。此外,由于LRNe较低的膨胀速度,其尘埃可能较少受到逆向激波破坏,从而可能进一步增加其贡献。研究还测量了合并残骸的晚期性质,如光度、温度、半径和尘埃-气体比,揭示了尘埃形成时间尺度与主星质量的相关性,低质量合并的尘埃形成速度更快。JWST观测还发现大量水蒸气、CO和SiO分子,为研究氧丰富环境中分子的演化提供了重要实验室。总之,本研究强调了LRNe在理解宇宙尘埃来源、尘埃形成及分子演化、以及探测CEE阶段质量损失方面的重要潜力,呼吁对更广泛的LRNe样本进行多时期红外监测以确定其最终尘埃产量及分子特性演化。

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本研究通过紫外(UV)和光学发射线测量气相碳氧比(C/O),探讨其作为星系形成历史追踪指标的可靠性。碳和氧的富集时间尺度不同,C/O比可反映星系中不同质量恒星的形成和演化过程。然而,基于紫外碰撞激发线(CELs)和光学复合线(RLs)的测量可能受到丰度差异因子(ADF)的系统性偏差影响。本文利用哈勃空间望远镜(HST/COS)对四个附近H II区的紫外光谱数据,结合文献中两个额外H II区的数据,精确测量了C2+/O2+离子丰度,并与已有的光学复合线测量结果进行比较。研究发现,C2+的ADF与O2+的ADF一致,平均值为0.40±0.02 dex,表明两者受到相似的物理过程(如温度波动)影响。紫外CELs和光学RLs方法测得的C/O丰度差异小于0.1 dex,平均偏移为0.05±0.03 dex,表明这两种方法在C/O测量上具有高度一致性。此外,研究还探讨了星云温度结构对丰度测量的影响,发现即使在不同温度假设下,C/O比的测量结果依然稳健。这为利用C/O比作为“化学时钟”研究高红移星系(z≈2-10)化学演化提供了重要依据,尤其是在詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)观测背景下。研究结论支持直接比较不同方法测得的C/O丰度,为跨宇宙时间的星系化学演化研究奠定了基础。

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本研究通过对6300万颗FGK主序星的系统性搜索,探索了主序星蘸星(main-sequence dipper stars)的特性,这些恒星以不规则且常为非周期性的光度变暗事件为特征,为研究恒星周围物质的变异性及其与行星形成、碎片盘和星-行星相互作用的潜在联系提供了独特机会。研究利用Gaia eDR3和兹威基瞬变设施(ZTF)的数据,开发了一种新颖的光变曲线评分算法和可扩展的工作流程,成功识别出81个新的蘸星候选者。样本显示出多样化的光变曲线变暗形态,包括偏态和对称变暗,时间尺度从几天到几年不等,其中一些与KIC 8462852(Boyajian星)的夸张版本极为相似。研究发现,许多蘸星在ZTF数据中未显示明显的周期性模式,也未检测到红外过量或不规则变异性。通过整合档案数据,研究深入探讨了多种分类情景,并推测这些变暗事件的机制可能由恒星周围团块或带有盘的恒星/亚恒星伴星的掩星驱动。研究结果表明,大部分候选者不属于典型的食双星、激变变星或星斑活动,而更可能与恒星周围物质或盘状掩星有关。尽管缺乏红外过量和Hα发射的证据限制了对年轻恒星对象(YSO)的分类,但部分候选者显示出与尘埃团块或大尺度掩星相关的特征。研究还讨论了变暗事件的时间尺度和深度分布,揭示了快速和慢速变暗事件的双峰性,并通过颜色演变分析推测掩星物质可能具有较小的颗粒尺寸。本研究显著推进了对主序星蘸星的理解,为未来的多波段观测和光谱跟进提供了重要基础。

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本研究报道了在超过100亿年的超暗矮星系Pictor II中发现的一颗第二代恒星PicII-503的观测结果,该恒星在银河系外具有最低的铁和钙丰度(铁丰度小于太阳的1/43000,钙丰度约为太阳的1/160000),并表现出超过3000倍的碳增强。这颗恒星是首次在遗迹矮星系中明确识别的第二代恒星,表明碳增强的第二代恒星可以起源于原始小尺度系统。研究背景聚焦于低金属丰度恒星如何保留第一代恒星和超新星的化学指纹,特别是在银河系中最低金属丰度恒星显示出相对于其他元素的极端碳过量现象,而这种现象的起源一直是个谜。本研究通过“Mapping the Ancient Galaxy in CaHK (MAGIC)”巡天项目,利用暗能量相机和窄带滤波器在南半球约2000平方度的范围内成像,识别出Pictor II中的低金属丰度候选恒星,并对PicII-503进行了光谱后续观测。使用Magellan/Baade望远镜上的MagE光谱仪和甚大望远镜上的X-Shooter光谱仪,研究团队确认了该恒星的极端低金属丰度([Fe/H] < -4.63,[Ca/H] = -5.2)和显著的碳增强([C/Ca] = +3.76)。关键发现表明,PicII-503的化学丰度模式支持碳增强由低能量超新星产生的假说,因为在小尺度环境中,高能量超新星的产出更难被保留。这为第一代恒星化学富集的本地特征提供了重要证据,探索了当前高红移观测无法触及的领域。结论指出,PicII-503作为超暗矮星系中的碳增强金属贫乏(CEMP)恒星,揭示了银河系晕中类似恒星可能起源于被吸积的遗迹星系,并为早期宇宙化学演化提供了新的研究视角。此外,该恒星位于Pictor II的边缘(超过其半光半径的5倍),进一步支持低金属丰度恒星可能优先分布于超暗矮星系外围的观点,为早期星系形成理论提出了新的挑战。

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本研究利用澳大利亚Murchison Widefield Array (MWA) 的干涉数据,探索了高红移21厘米信号的特性,特别是在再电离时期(Epoch of Reionization, EoR)的信号检测。研究背景聚焦于宇宙最初十亿年的演化,期间首批恒星和星系形成,中性氢逐渐被电离。通过分析红移至z=6.5−7.0的21厘米信号,研究旨在揭示中性星际介质(IGM)的辐射和热学条件。研究方法基于21厘米信号预期的高度高斯分布特性,使用功率谱作为提取天体物理信息的主要统计工具。研究团队通过分离数据中的高斯和非高斯成分,处理前景污染(主要是连续谱源)和辐射噪声的影响,改进了对21厘米EoR功率谱的上限估计。关键发现包括:基于268小时的数据,在z=6.5时,EW极化的2σ上限从(30.2 mK)2改进至(23.0 mK)2,NS极化从(39.2 mK)2改进至(21.7 mK)2;在z=6.8和z=7.0,上限分别改进至P<(25.9 mK)2和P<(32.0 mK)2。此外,通过真实模拟验证了前景污染是非高斯行为的主要来源。研究结论表明,利用数据的高斯成分可以有效减少前景污染的影响,从而提供更严格的功率谱上限,为理解再电离时期的宇宙演化提供了重要约束。未来随着观测灵敏度的提升,数据分布的进一步探索将为早期宇宙研究提供更多信息,补充局部断层扫描研究的不足。

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本研究探讨了如何利用下一代自适应光学辅助的光学和近红外积分场光谱仪(如MAVIS、GMTIFS和HARMONI)在中等红移(z~1-3)范围内测量非活动星系核(非AGN)和活动星系核(AGN)宿主星系的气相金属丰度。研究背景在于,气相金属丰度是理解星系形成和演化的关键参数,尤其是在AGN对星系生长调节作用的研究中具有重要意义。然而,由于仪器配置和大气吸收的限制,传统的光学发射线在中等红移下无法同时观测到全部关键线条。为此,作者基于发射线的波长分布,提出了三种可行的发射线组合(Blue、LRed和SRed),并在不同红移窗口内评估了这些组合的可观测性。研究方法上,作者采用贝叶斯框架(NebulaBayes代码),通过比较使用部分发射线组合与使用z=0全光学线的结果,测试了不同策略在非AGN和AGN宿主星系中的金属丰度测量性能。关键发现包括:Blue组合在非AGN星系中表现最佳,但需注意其双模性问题;LRed组合在AGN宿主星系中表现最佳,而SRed组合在特定金属丰度范围内对非AGN星系有效。此外,研究还分析了信噪比(SNR)对测量精度的影响,提出未来观测需达到SNR Hβ≥10以确保随机误差小于0.1 dex。结论指出,针对不同目标星系群体和预期金属丰度范围,应选择合适的发射线组合和观测窗口,以实现AGN宿主与非AGN星系的直接比较,并为未来巡天设计提供曝光时间估算参考。本研究为理解AGN在星系演化中的作用提供了重要工具,并可进一步扩展至空间分辨的金属丰度分布研究。

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本研究重新分析了已知的分离食双星系统HP Draconis(HP Dra),该系统包含两颗晚期F型恒星,轨道周期较长为10.76天,轨道偏心率为0.036。研究利用NASA的凌日系外行星勘测卫星(TESS)在14个扇区获取的高精度光度数据,并结合文献中的光谱测量数据,精确确定了系统内两颗恒星的物理性质。结果显示两颗恒星的质量分别为1.135±0.002 M⊙和1.098±0.002 M⊙,半径分别为1.247±0.005 R⊙和1.150±0.005 R⊙,测量精度分别达到0.2%和0.4%,属于目前已知最精确的恒星参数之一。与先前研究相比,本文发现系统的第三光贡献显著减少(仅为0.5%,而非之前的10%),从而导致半径测量值发生显著变化。这些物理性质与理论预测相符,表明系统年龄约为35亿年,金属丰度接近太阳值。此外,通过对Ca II H和K线的光谱观测,研究发现两颗恒星均表现出色球层活动,TESS光曲线中也观测到由星斑活动引起的微小亮度变化。系统距离测定为77.9±1.2 pc,与Gaia DR3视差值79.2±0.3 pc一致。研究还探讨了可能的角动量变化和第三体存在的问题,但未发现显著证据。作者建议未来进行详细光谱分析以确定恒星大气化学成分,并进一步研究食时变化以验证角动量变化和第三体的可能性。总之,HP Dra的两颗恒星已成为已知物理参数最精确的恒星之一,为恒星演化理论提供了重要验证数据。

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本文研究了稳定分层中子星中含超子核的相对论r模的不稳定窗口。r模是旋转恒星中的一种振荡模式,主要由科氏力驱动恢复,并且最容易受到由引力波发射引发的Chandrasekhar-Friedman-Schutz (CFS) 不稳定性的影响,因此是当前和未来引力波探测的重要目标。然而,r模的不稳定性发展需要克服恒星内部的耗散过程,仅在特定的恒星角速度和红移温度组合下才会表现为不稳定,形成所谓的(Ω, T∞)平面上的不稳定窗口。本研究首次探讨了两种独立机制对r模不稳定窗口的联合影响:一是超子的存在显著增强了体黏度,二是非巴罗性物质中相对论r模的独特属性进一步放大了耗散效应,远超牛顿预测。研究还考虑了化学反应对绝热指数的修改以及核子超流和超导的影响。通过数值计算并结合低质量X射线双星中中子星的观测数据,研究发现超子物质中的体黏度可能提供足够的耗散来稳定最快旋转和中等高温恒星中的r模,即使考虑了核子超流和超导的影响。这些结果对观测数据的解释以及相对论r模物理的更广泛理解具有重要意义。研究表明,相对论效应显著增强了体黏度的耗散作用,相较于牛顿框架下所需的更高恒星质量,相对论框架下可以在较低质量(如1.6M⊙)的中子星中实现r模的稳定。此外,研究还揭示了核子超流对不稳定窗口的显著影响,而超导的影响相对较小。

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本文通过波动理论研究了膨胀宇宙中星系聚类现象,探讨了星系在相互引力作用下的聚类行为。研究背景聚焦于星系引力聚类对理解宇宙大尺度结构的形成和演化至关重要。作者评估了粒子(星系)数量的波动矩以及数量和能量之间的相关波动,特别是在聚类参数b≥0的区域内,此时引力相互作用已开始导致星系聚类。主要方法包括将波动理论应用于单组分和多组分系统,分析临界现象和引力相变。通过解析计算,研究发现相关波动<∆N∆U>显示出有趣的结果:过密区域通常具有负的总能量,而欠密区域通常具有正的总能量,且能量从正到负的转变临界值可以通过聚类参数b或临界温度Tc确定。对于单组分系统,该临界值为b=0.3,与先前通过比热分析和Lee-Yang理论得到的结果一致。研究进一步扩展到多组分系统,发现星系引力聚类对质量比(μ)更为敏感,而对数量密度(ν)的影响较小。质量较大的星系聚类速度更快,成为凝聚核;随着质量比增加,正负能量转变发生在更高的聚类阶段。关键结论表明,波动理论在宇宙多体问题中的应用能够有效揭示引力聚类的临界现象,并为未来观测研究提供了理论基础。本研究通过三种不同理论(波动理论、比热分析和Lee-Yang理论)得到一致结果,显示出宇宙演化过程中某种深层对称性,值得进一步探索。

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本文研究了原行星盘内缘(小于10个天文单位)区域的物理特性,这一区域是类地行星形成的关键场所。作者开发了一类新的多尘埃辐射磁化内缘模型,并将其与近红外观测数据进行比较,以揭示行星形成过程中的环境条件。研究目标包括探讨高耐火性尘埃种类对内缘形状的影响以及磁场对内盘结构的作用。模型考虑了四种主要尘埃种类(刚玉、铁、镁橄榄石和顽火辉石),每种尘埃具有不同的升华温度,并结合频率依赖的辐射和吸积加热效应,利用Optool工具包计算尘埃的不透明度。研究发现,考虑多种尘埃种类时,尘埃升华前沿(即内缘)变得更平滑且径向扩展更广。强磁化盘在L和N波段之间的发射通量显著增加,而弱磁化盘模型(1 au处垂直磁场≤0.3高斯)与近红外干涉观测数据最为吻合,表明内盘可能存在适度磁场(β≥10^4),足以驱动磁风。研究还指出,多尘埃模型结合磁场仍缺乏H波段的近红外发射,半光半径分析显示缺失通量源于内缘内部,甚至刚玉颗粒也已升华。可能的解释包括加热气体盘或靠近恒星的蒸发物体如微行星。最终,研究通过与Herbig型星盘系统(HD 100546、HD 163296、HD 169142)的H、K和N波段干涉观测对比,验证了模型的有效性,并为内盘磁场强度和结构提供了约束。

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本文对近期提出的共变耦合常数与疲劳光(CCC+TL)混合模型进行了严格的检验,该模型旨在解释詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)观测到的高红移星系角直径异常小的现象,而这一现象难以与标准的ΛCDM模型相协调。研究背景源于JWST揭示的高红移星系观测数据对现有宇宙学模型的挑战,促使研究者提出替代模型如CCC+TL,其通过假设光速随宇宙尺度因子的变化以及光子能量随传播距离的损失来解释观测现象。本研究采用宇宙计时器(Cosmic Chronometers)方法获得的模型无关的哈勃参数H(z)测量数据,对CCC+TL模型进行测试。研究方法包括使用Pantheon+ Ia型超新星(SN Ia)数据集优化的参数集来预测H(z)值,并与观测数据对比,同时对H(z)数据进行自由拟合以检验参数后验分布的一致性。关键发现表明,CCC+TL模型在SN Ia数据集上优化的参数无法重现H(z)数据,而ΛCDM模型则表现良好。通过贝叶斯信息准则(BIC)进行的统计比较显示,ΛCDM模型在H(z)数据上的表现远优于CCC+TL模型,ΔBIC值为60.85。此外,CCC+TL模型对H(z)数据的拟合结果显示光速变化指数参数α的最佳拟合值与SN Ia数据的结果存在约6σ的显著差异,表明该模型内部存在严重的不一致性。结论指出,尽管CCC+TL模型可能为JWST的高红移星系角直径观测提供解释,但其在面对宇宙膨胀历史的模型无关记录时面临重大挑战,而ΛCDM模型在整体膨胀历史数据上表现一致。本研究强调了多探针一致性测试的重要性,特别是利用H(z)等模型无关测量来评估新型宇宙学框架。

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本研究聚焦于中子星高质量X射线双星系统(HMXBs)中中子星从OB超巨星吸积物质的低频毫米波和射电波段的辐射特性,探讨了风密度在持续吸积(超巨星X射线双星,SgXBs)和爆发吸积(超巨星快速X射线瞬变源,SFXTs)模式中的作用。研究利用ALMA和NOEMA对12个系统进行了毫米波观测,并对其中6个目标补充了VLA射电观测。结果显示,12个目标中有9个在至少一个毫米波段被探测到,其中包括所有SFXTs,而在射电波段仅探测到2个目标。所有探测到的目标显示出反转的射电/毫米波光谱,谱指数在0.6至0.8之间,表明低频光谱主要由OB超巨星恒星风的自由-自由辐射主导,而喷流辐射在1GHz以上频率下不太可能被观测到。研究进一步发现,SFXTs在100GHz下的亮度普遍低于典型的SgXBs,这可能与SFXTs的恒星风密度较低有关,这一结论得到了荧光Fe Kα线差异的支持。此外,通过毫米波观测得到的恒星风约束条件与红外/光学/紫外研究及弓激波探测结果进行了比较,揭示了恒星风长期变异性的证据。研究结论指出,恒星风特性可能是驱动SgXBs和SFXTs吸积模式差异的重要因素,并为后续研究提供了数据支持。

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本研究重新审视了近期对G-step模型(GSM)作为解决哈勃张力问题可行性方案的质疑。哈勃张力是指通过早期宇宙观测(如宇宙微波背景辐射)和晚期宇宙观测(如距离阶梯方法)测得的哈勃常数(H0)之间的显著差异。GSM提出在红移z≈0.01之后有效引力常数Geff增加约4%,以调和局部和早期宇宙对H0的测量结果。通过详细的定量分析,本文表明许多针对GSM的约束条件需要重新考量。主要发现包括:(1)现代恒星建模显示恒星光度与引力常数的依赖关系为L∝G4,而非传统的G7,从而显著降低了与恒星演化约束的张力;(2)地球在1.5亿年前的流体行为保持了日/年比值在G转变期间的稳定性;(3)古气候数据表明相关时间尺度内约20°C的降温趋势与GSM一致,而非对其构成挑战;(4)距离指标比较显示,在适当考虑系统误差时,∆G/G的变化可达约20%(2σ置信水平);(5)G转变的离散性质保留了用于宇宙计时学的相对恒星种群年龄。综合考虑观测和理论建模中的不确定性水平,研究发现GSM仍是解决哈勃张力的可行候选模型。此外,作者提出了利用下一代观测设施进行特定测试的建议,这些测试可能最终确认或排除GSM的可行性。研究强调了对局部物理学和距离阶梯校准中潜在系统效应的深入探讨,而非单纯依赖早期宇宙物理学的修正。本文通过对现有数据的全面分析和不确定性的合理评估,展示了GSM在当前观测约束下的持续潜力,并为未来研究提供了明确的方向。

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本研究利用Atacama宇宙学望远镜(ACT)和MaDCoWS星系团目录的共同检测子样本,验证了在红移z>0.6-0.7的星系团中,0.5-2 keV波段的观测X射线流量(F_X)与星系团质量(M_500c)之间的预测关系。研究通过引入校正系数η来调整这一关系,η考虑了流量估计方法、样本选择函数以及质量定义等因素的影响。结果表明,X射线流量作为最基本的X射线可观测量,可作为遥远星系团(即使缺乏精确红移数据,仅假设z=1)的便捷且低成本的质量指标,前提是已知z≳0.6-0.7。研究发现,若使用ACT-DR5目录中的M_UPP_500c作为星系团质量,η值约为0.8;而若采用弱引力透镜校准的质量M_Cal_500c,则η值约为1.1。研究还利用eROSITA全天巡天数据进一步校准了F_X-M_500c关系,发现即使不考虑红移依赖性(即假设z=1),质量估计的均方根散度仍约为34%。这一结果表明,X射线流量可用于预选高红移星系团候选者,为后续深入观测提供有效约束。研究还讨论了流量估计中由于宇宙X射线背景(CXB)未分辨源的波动引入的偏差,并通过模拟评估了其影响。总之,本文确认了X射线流量作为高红移星系团质量粗略指标的实用性,尤其在缺乏详细观测数据的情况下,为宇宙学参数约束和星系团质量函数研究提供了重要工具。

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本文利用JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES) 在GOODS-S和GOODS-N区域的NIRCam光度数据,系统研究了红移范围3≤z≤9的星形成主序列(SFMS)及其散度。研究样本在恒星质量上完整至log(M★/M⊙)≈8.1。研究发现,SFMS的红移演化在10 Myr平均时间尺度上遵循sSFR∝(1+z)^μ的关系,其中μ=2.30+0.03/-0.01,与理论预测及暗物质晕的比质量吸积率一致。SFMS的归一化值随SFR平均时间尺度呈现复杂变化,反映了突发性星形成和上升星形成历史(SFHs)的共同影响。SFMS的散度随着SFR平均时间尺度的增加而减小,从10 Myr时的σ_int≈0.4-0.5 dex降至100 Myr时的σ_int≈0.2 dex,表明短期波动主导散度,但长期星形成活动变化也存在。研究还发现,突发性SFHs在较低恒星质量的星系中更为显著。此外,针对z>10的紫外(UV)亮星系过量观测现象,研究提出可能需要额外的机制,如顶重初始质量函数(IMF)、更高的星形成效率或增强的星形成突发性来解释。研究强调了在拟合SFMS时准确确定恒星质量完整性限制的重要性,尤其对于具有突发性SFHs的星系。结论指出,SFMS在z=9之前已确立,其散度反映了星形成过程的随机性,特别是在低质量星系中。

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本研究探讨了分形维数(DB)作为一种非参数化指标,用于区分星系中的大设计螺旋臂和絮状螺旋臂的可能性。研究背景源于星系螺旋臂形态的多样性及其形成机制的复杂性,螺旋臂在星系演化中扮演着重要角色,但其起源和分类仍存在争议。作者利用SDSS DR18数据集,选取了197个大设计螺旋星系和322个絮状螺旋星系,计算了它们的DB值,发现大设计螺旋星系的中位DB值为1.29(+0.06/-0.04),而絮状螺旋星系的中位值为1.38(+0.05/-0.06)。通过Kolmogorov-Smirnov(K-S)检验,确认两类星系的DB分布显著不同,拒绝了它们来自同一总体的零假设。此外,研究采用随机森林(Random Forest, RF)模型,将DB与其他五个参数(包括总原子氢质量MHI、原子氢质量与蓝光光度比MHI/LB、集中指数Ci、团块度S和臂对比度C)进行比较,评估其在螺旋臂形态分类中的有效性。结果显示,DB的特征重要性最高(30.8%),其次是Ci(26.0%)和MHI(21.0%),而传统使用的臂对比度C仅占8.3%。进一步分析表明,大设计螺旋星系的DB与中心速度弥散呈显著负相关(相关系数-0.3,p≪0.05),这与密度波理论相符,即中心Q屏障的存在有助于形成大设计螺旋结构;而絮状螺旋星系的相关性较弱(相关系数-0.12,p≈0.05),反映其形成主要由局部引力不稳定性驱动。研究结论指出,分形维数不仅是一种有效的形态分类工具,还与螺旋臂形成的物理机制密切相关,为星系演化研究提供了新的视角。

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本文利用Simba宇宙学流体力学模拟研究了黑洞质量与星系恒星质量之间的标度关系(M•−M∗),并通过分析该关系中的残差∆log(M•/M⊙)(∆)探讨了星系与黑洞的共同演化。研究表明,Simba模拟能够很好地重现观测到的M•−M∗关系,且中心星系与卫星星系之间的差异较小。通过中值确定残差,发现残差与星系冷气体含量、恒星形成率、颜色以及黑洞吸积特性显著相关。Simba中实现的扭矩(Torque)和邦迪(Bondi)吸积模型均对残差有贡献,其中扭矩吸积在高红移和低质量星系中起主要作用,而邦迪吸积(以及黑洞合并)在低红移和高质量星系中占主导地位。研究将样本分为∆>0和∆<0两组,追踪其主要前身星系的演化路径,提出了一种黑洞-星系共同演化的简单图景:早期形成的星系较早植入黑洞种子,恒星质量快速增长,迅速达到触发“喷流模式”反馈的临界点。这一过程减少了冷气体含量,抑制了恒星质量(M∗)的增长,导致星系猝灭。同时,在扭矩吸积的初始阶段,早期和晚期形成星系的黑洞质量相当,但早期形成星系在转向邦迪吸积时黑洞质量略高,与星系转变时间一致。由于早期形成星系较早达到这一阶段,拥有更长的邦迪吸积和合并时间,其残差为正,即在z=0时相较于相同M∗的晚期形成星系拥有更重的黑洞。这一图景得到了残差与星系年龄强正相关性的支持,作者建议通过观测数据验证Simba模拟提出的这一演化故事。研究还揭示了黑洞-星系演化分为两个阶段:第一阶段由扭矩吸积主导,冷气体快速增加,支持恒星形成和黑洞快速增长;第二阶段在“喷流模式”反馈启动后,扭矩吸积减缓,邦迪吸积占主导,星系冷气体减少,恒星形成受抑制,逐步猝灭。

📄 中文摘要:
本研究探讨了初始质量在12至20太阳质量之间的红超巨星(RSG)作为核坍缩超新星(CC SNe)前身星的演化过程,重点分析了由于脉动驱动的不稳定性及其晚期核燃烧阶段的动态喷射导致的增强质量损失效应。研究利用MESA恒星演化模型,结合脉动驱动超风和冲击诱导喷射的详细时间依赖质量损失率,构建了超新星爆炸前的星周介质(CSM)。通过考虑辐射驱动的风加速,计算了CSM的密度分布和柱密度。模型显示,在爆炸前的最后几十年至几个世纪内,质量损失率显著增强(约10^{-4}至10^{-2}太阳质量/年),形成了致密的CSM(密度≥10^{-15} g/cm3,距离≤10^{15} cm),这与对II型超新星(如SN 2023ixf、SN 2020ywx、SN 2017hcc、SN 2005ip和SN 1998S)的多波段观测结果一致。研究表明,单星RSG模型预测的致密CS壳的形成能够自然解释观测到的闪光电离特征、X射线和射电辐射,并对II型超新星周围的尘埃形成具有重要意义。此外,研究还讨论了旋转、金属丰度和双星相互作用等因素对质量损失和CSM形成的影响,指出未来需要进一步结合多维模拟和大规模巡天数据(如JWST和LSST)来完善模型。结论表明,脉动驱动的质量损失和动态喷射能够解释II型超新星环境观测多样性,为大质量恒星晚期演化和最终命运提供了重要见解。

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本研究报道了在碳富星IRC +10216的环星包层中,利用Yebes 40米射电望远镜进行的超灵敏线巡天观测,首次探测到线性3Σ−自由基SiC3(l-SiC3)和SiC5(l-SiC5)。通过对观测数据的分析,研究团队得出了l-SiC3和l-SiC5的柱密度分别为(3.6±0.4)×10^12 cm^-2和(1.8±0.2)×10^12 cm^-2。相比之下,线性SiC3的丰度约为其菱形异构体(r-SiC3)的1/2,研究还基于近期在Q波段(7毫米)以及IRAM 30米望远镜在3毫米和2毫米波段的高灵敏度观测,对r-SiC3进行了新的分析。观测结果表明,这些分子的发射主要来源于环星包层的外部冷层。研究推测,这些分子的形成可能通过涉及SiCnHm+阳离子的离子-中性反应路径或Si与SiC2的中性-中性反应实现。l-SiC3的旋转温度为5.2±0.5 K,而l-SiC5的旋转温度为17.2±1.6 K,表明它们主要在低温环境下形成。此外,研究还讨论了SiC3异构体之间的丰度比及可能的化学形成机制,指出光解SiC4可能不是SiC3的主要来源,而离子-中性反应或中性-中性反应(如Si与C3H或C5H的反应)可能是有效的合成路径。研究团队期待通过未来对IRC +10216的改进观测数据,探测到更重的SiCn家族成员。本研究补充了硅碳链分子家族的观测数据,为理解碳富星环星包层中的化学复杂性提供了重要线索。

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本研究探讨了利用宇宙射线天文台的荧光望远镜探测空间激光侧散射紫外光的可能性及其应用价值,特别是在皮埃尔·奥热天文台的实践中。研究背景源于宇宙射线观测中对大气状态尤其是气溶胶密度的精确测量需求,以确保光轨转换为准确的阵雨轮廓。空间激光的探测为系统研究当地大气气溶胶含量、验证望远镜光学校准以及监测地球气候观测卫星上科学仪器的性能提供了独特机会。本文详细报告了2019、2020和2021年对Aeolus卫星上ALADIN激光雷达仪器的激光射击重建结果,并首次呈现了2024年发射的EarthCARE卫星上ATLID激光雷达的初步观测数据。研究方法包括利用皮埃尔·奥热天文台的荧光探测器记录紫外激光脉冲,通过单目重建技术确定激光轨迹的几何形状,并对激光脉冲能量进行重建和校准。关键发现包括:对Aeolus激光的观测揭示了其信号随时间下降的原因主要源于发射路径的损失,并发现了接收路径的额外退化机制;EarthCARE卫星的轨道特性使其激光轨迹在皮埃尔·奥热天文台和望远镜阵列实验中均可被观测,为两大天文台的能量标度相对校准提供了可能。此外,EarthCARE激光数据还可用于改进和验证气溶胶垂直光学深度(VAOD)的标准测定。研究结论表明,宇宙射线天文台与空间气候传感任务的合作对双方仪器的理解和校准具有互利性,空间激光作为“标准烛光”有助于减少全天空通量和各向异性的不确定性,并为全球宇宙射线观测台的交叉校准提供了新途径。

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本研究聚焦于近地小行星 (153201) 2000 WO 107,探讨其自转特性、形状模型及密度估计。研究背景基于该小行星的光谱特性和反照率,显示其可能属于M型分类,暗示较高的金属含量和密度。研究团队在2020年11月28日至12月8日期间进行了光度观测,覆盖了相角从5度到68度的广泛范围,获取了典型接触双小行星的光变曲线,最大振幅达1.24 mag。同时,结合Goldstone雷达观测数据,进一步约束了小行星的形状模型。研究方法包括开发模拟光变曲线的程序,并通过马尔可夫链蒙特卡洛(MCMC)算法重建小行星形状,发现其最佳拟合形状由两个椭球体组成,尺寸分别为0.68×0.38×0.36 km和0.44×0.42×0.16 km。自转周期确定为5.017±0.002小时,角速度矢量的最可能方向指向黄道坐标λ=96°±8°和β=−78°±1°,另有一个次优解为λ=286°±11°和β=−76°±2°。基于形状和自转速率,估算小行星密度为4.80+0.34/−0.63 g/cm3,与其可能的金属成分一致。此外,轨道模拟显示该小行星为潜在危险天体,未来10,000年内与地球碰撞的综合概率为7×10−5。研究结论表明,该小行星的高密度支持其M型分类,并强调了其作为潜在资源和危险天体的重要性。

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本文研究了伽马射线暴(GRBs)在TeV能量范围内的余辉现象,特别是在极端条件下的辐射环境和粒子加速机制。作者通过优化后的相对论火球模型,对五个已被探测到TeV能量的GRBs(GRB 180720B、GRB 190114C、GRB 190829A、GRB 201216C和GRB 221009A)的同步辐射和逆康普顿辐射进行了建模,分析了X射线和GeV-TeV能量段在中间及晚期时间的高能发射数据,约束了模型参数及其时间演化。研究结果揭示了TeV探测GRBs之间的显著差异,这些差异可能反映了导致加速粒子最大能量(Emax=γmaxmec2)不同的多种物理过程。作者发现,晚期TeV余辉的光变曲线表现出不同的行为,取决于γmax的值,尤其是在GRB 221009A和GRB 180720B中观察到104至106秒之间的陡化现象,这种现象可能与粒子分布的最大能量有关,而非传统的喷流断裂效应。研究强调了在数小时至数天时间尺度上对X射线和GeV-TeV发射的晚期余辉观测对于诊断GRBs背后物理过程的重要性。此外,作者讨论了未来TeV观测的理论预期,指出早期(10-100秒)、中间(数小时)和晚期(1-2天)观测的结合将有助于确定TeV光变曲线的形状,从而推断γmax的具体值。文章还提到,TeV伽马射线观测为探测粒子分布的最大能量截止提供了强大工具,尤其是在晚期观测中,利用更长的曝光时间和改进的灵敏度可以揭示GRBs中极端粒子加速的物理特性。总之,本研究表明TeV余辉观测在理解GRBs的物理机制方面具有重要潜力,特别是在下一代切伦科夫望远镜提供更高灵敏度的情况下。

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本研究利用TESS(凌日系外行星巡天卫星)主要任务的数据,对一个亮度受限的恒星样本进行了单次光度系外彗星凌日的搜索。系外彗星凌日事件通常呈现不对称特征,即入凌时陡峭而退凌时较平缓,这是由于彗尾拖在彗核后方的缘故。研究目标是估算系外彗星凌日的发生率,并探讨其宿主恒星是否偏向于A/F型光谱类型,此前Kepler数据的一个调查已提出这一假设。研究成功恢复了TESS数据中围绕β绘架座(TIC 270577175)的已知系外彗星凌日事件,并新发现了三个主序星系统(TIC 280832588、TIC 73149665和TIC 143152957)具有类似系外彗星的凌日特征。此外,还在一个巨星(TIC 229790952)和一个可能的超巨星(TIC 110969638)周围各发现了一个系外彗星候选体。研究计算得出总发生率为2.64×10^{-4}星^{-1}年^{-1},远高于Kepler调查的6.7×10^{-6}星^{-1}年^{-1},部分原因可能是本研究对探测效率进行了校正,而Kepler研究未进行类似校正。然而,由于两项调查的探测数量均较少,发生率的不确定性较大。与Kepler调查不同,本研究发现两个候选宿主可能是G型恒星,但其光谱类型需通过光谱后续观测进一步确认。主要结论是,在0.1%-1%的凌日深度水平上,系外彗星凌日非常罕见,而更高精度的光度测量以探测和表征更浅的凌日事件是最有可能增加探测数量并得出更强统计结论的途径。研究还讨论了系外彗星在主序星和演化恒星(如巨星)周围的可能动态机制,并展望了未来高精度光度巡天(如PLATO任务)在系外彗星探测中的潜力。

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本文报道了利用Neil Gehrels-Swift天文台的紫外成像技术首次在第三个已确认的星际天体3I/ATLAS中探测到水活动。观测于2025年7月31日至8月1日进行,使用紫外/光学望远镜(UVOT)在3085 Å附近检测到OH (A2Σ — X2Π) 发射信号。水生产率高度依赖于红化假设,在5437.8 Å和3325.7 Å之间红化率为38.6%的情况下,水生产率为(1.35±0.27)×10^27分子/秒(约40 kg/秒),此时天体距日心距离为3.51 au。这一生产率使3I/ATLAS跻身少数在3 au以外仍能检测到OH发射的彗星之列,而在这一距离水冰升华通常效率较低。推算的生产率表明,至少需要19 km^2的活跃区域(假设平衡升华),且基于核半径的上限估计,超过20%的表面需处于活跃状态,这一比例高于大多数太阳系彗星的活跃水平。同时,近红外光谱观测显示彗发中存在大型冰粒,可能作为水蒸气的扩展来源。值得注意的是,在检测到OH发射之前未发现CN发射,这一异常现象可能反映了与典型彗星相比的颗粒驱动出气或挥发物组成的差异。虽然类似行为在太阳系彗星中也有观察,但远距离活动及挥发物储存与释放的机制仍不明确。若3I/ATLAS的彗发持续以H2O为主,支持其早期低金属度形成的假设,则其核的较大尺寸可能揭示低金属度系统中小行星形成与损失机制的关键知识空白。本研究强调了紫外空间观测在追踪远距离或动态异常天体活动起始与演化中的重要作用,持续监测将有助于阐明星际冰的热学与成分特性,并增进对太阳系外行星系统中挥发物保留与释放的理解。

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本文研究了FU Ori型亮度爆发对原行星盘温度结构的时变影响。FU Ori型爆发是年轻恒星系统中吸积爆发的典型案例,其高能量输出显著改变了周围原行星盘的物理和化学结构。由于盘内热时间尺度与爆发持续时间相当,盘的热结构响应具有明显的时变特性。研究旨在分析在爆发瞬态加热下盘的热结构如何演化,并考虑了两种可能的物理机制:一种是吸积率增加局限于亚天文单位(sub-au)内区,另一种是整个盘均受影响。研究采用HURAKAN代码进行时变辐射转移模拟,并以FU Ori系统(约90年前爆发,亮度达450 L⊙)为原型构建盘结构和亮度分布,同时使用RADMC-3D代码生成合成光谱能量分布(SED)。结果表明,光学厚区域在爆发期间需数年才能完全加热,爆发后需十年冷却,而光学薄的上层和外层区域几乎瞬时加热和冷却。这导致早期加热阶段出现异常径向温度分布,在数天文单位处出现温度极小值,且冷却阶段垂直方向上出现上层比中平面冷的逆温度梯度。近红外和中红外SED在爆发期间显著上升1-2个数量级,而毫米波段通量仅变化数倍且相对中心区域亮度变化有延迟。研究还发现两种模型(内区活跃与全盘活跃)在1-10微米波段SED上存在明显差异,归因于全盘活跃模型中存在更温暖的尘埃。非稳态辐射转移效应主要隐藏在光学厚区域的尘埃连续谱观测中,仅在爆发后十年内毫米波段有所体现。研究结论指出,盘温度的非均匀演化可能影响雪线形态和电离结构,未来对非平衡条件下盘化学演化及分子发射特征的研究具有重要意义。

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本研究探讨了原行星盘内化学成分与恒星属性之间的关系,特别是在中红外光谱中追踪的内盘化学变化。研究背景聚焦于原行星盘内化学组成对行星形成条件的影响,强调恒星光度和质量对盘内温度及化学演化的重要作用。研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的MIRI仪器,对一个包含52个目标的多样化样本(包括T Tauri星和极低质量星VLMS)进行了中红外光谱观测,分析了含碳分子C2H2和含氧分子H2O的通量比(FC2H2/FH2O)与恒星光度、吸积率及盘尘质量的关系。主要方法包括数据处理、线通量计算及板模型拟合,以确定平均光谱的性质。关键发现包括:FC2H2/FH2O与恒星光度呈显著负相关,VLMS盘中H2O通量较弱而C2H2通量较强,导致其通量比远高于T Tauri星;此外,该比值还与10微米硅酸盐特征强度、恒星吸积率及盘尘质量相关,暗示碳富集过程可能与VLMS盘的演化有关。板模型拟合显示,VLMS中H2O的温度和柱密度与T Tauri星中的温暖H2O组分相似,表明高C/O比不仅是氧耗竭的结果,而是碳增强的体现,表现为多种高柱密度烃类的存在。结论指出,内盘化学差异可能源于盘温度、恒星辐射场及尘埃颗粒演化的差异,强调了进一步建模和多维度观测的必要性,以揭示驱动过程及C/O比与通量比的精确联系。

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本文研究了在退化势(如开普勒势和简谐势)主导的系统中粒子碰撞率的计算问题。传统上,动能理论中的nΣv方法通过局部数量(粒子数密度n、截面Σ和平均相对速度v)计算粒子相互作用率,并广泛应用于恒星动力学中密集环境(如球状星团和核星团)的研究。然而,nΣv方法隐含地假设了遍历性假设,而这一假设在宇宙中最密集的恒星系统中并不总是成立。研究发现,在完全开普勒势或简谐势中,碰撞率由全局量——轨道交点数量决定,可能远低于或高于遍历性估计的nΣv值。作者进一步分析了在实际天体物理系统中,由于势的非完美性(如颗粒性或扩展质量导致的轨道进动),通常会恢复nΣv碰撞率。研究表明,只有在围绕中等质量黑洞的紧密束缚恒星或某些碎片盘中高质量端的碰撞级联中,nΣv方法才会出现显著偏差。通过对球状星团、核星团、超大质量黑洞周围环境以及行星系统和白矮星碎片盘的案例分析,作者指出,尽管在理论上退化势可能导致nΣv失效,但实际天体物理环境中多种效应(如广义相对论进动、长期扰动和双体松弛)通常会使nΣv方法保持有效。结论认为,nΣv方法在描述天体物理环境中的碰撞率时具有非凡的有效性,尽管在某些特定情况下需要修正。

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本研究在突破聆听(Breakthrough Listen)计划框架下,利用西弗吉尼亚州罗伯特·C·伯德绿岸望远镜(GBT)的档案数据,对2623颗恒星进行了迄今为止最大规模的技术特征(technosignatures)搜索,旨在探测地外文明的证据,如窄带多普勒漂移无线电信号。研究覆盖了L、S、C和X四个频段(1.1-11.2 GHz),共分析了6630个观测节律,总计3165小时的观测时间。作者提出了一种新颖的搜索算法“pickles”,基于峰度(kurtosis)统计方法,用于识别在目标源(ON)观测中显著而在非目标源(OFF)观测中较弱的信号,以区分潜在的地外信号和人类产生的射频干扰(RFI)。该方法不依赖特定信号形态假设,相较于传统算法和机器学习方法,能够捕捉更广泛的信号类型。研究结果显示,尽管发现了14168个可能包含候选信号的频率块,并最终筛选出75个窄带漂移信号作为候选,但通过视觉检查和进一步分析,所有候选信号均被归因于RFI。研究还提供了对附近恒星系统中窄带发射器存在的概率上限,表明在观测频段内,少于1%的恒星拥有亮度超过约0.3个阿雷西博雷达等效的发射器朝向地球发射信号。此外,本研究在灵敏度和目标数量上超越了以往的SETI搜索,Drake Figure of Merit达到4.8×10^8,Continuous Waveform Transmitter Rate Figure of Merit在0.45-0.85之间,对数百颗恒星探测下限达到2×10^12 W的等效各向同性辐射功率(EIRP)。尽管未发现确凿的地外信号,本研究强调了RFI对无线电SETI搜索的挑战,并为未来在日益复杂的RFI环境中开展搜索提供了有价值的算法和方法论贡献。

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本研究聚焦于星系团Nest200047,这是一个在星系团中观测到多个活动星系核(AGN)射电泡泡的典型案例,同时展现出复杂的非热丝状结构系统。这些结构可能受到浮力和星系团内气体运动的影响,并由大规模磁场稳定。本文通过结合LOFAR、uGMRT、MeerKAT和VLA等新一代射电望远镜的高质量数据,在53-1518 MHz的宽频范围内对该系统进行了详细的形态和光谱分析。研究揭示了系统内60 kpc范围内的全新丝状发射,围绕并延伸自内部泡泡和喷流,表明星系团核心的非热等离子体经历了复杂的动态演化。所有丝状结构宽度约为几千秒差距,长度从几十到几百千秒差距不等,表现出陡峭(光谱指数α≈1-2)和弯曲(光谱曲率高达1)的射电光谱,且沿长度方向光谱指数分布恒定,暗示粒子未沿丝状结构冷却,可能经历了共同的(再)加速或在相似磁场中演化,或以超阿尔芬速度沿丝状结构移动。基于纯辐射损失的光谱老化分析估算了三对泡泡的年龄分别为130 Myr、160-170 Myr和超过220 Myr,喷流活跃时间在50-100 Myr之间,停滞时间极短,支持AGN反馈的“维持模式”下近乎连续的能量注入假说。此外,考虑绝热膨胀后发现,最外侧北部泡泡D3的演化难以简单归因于内部泡泡的扩展,除非存在粒子再加速或与外部气体混合,或不同爆发特性导致。研究展示了新一代射电数据在理解反复喷流活动和反馈机制方面的潜力,并展望了SKA天文台带来的新机遇。

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本文针对即将到来的大型天文巡天项目(如Euclid、CSST和Roman空间望远镜)将发现的数十万强引力透镜系统,提出了一种高效的透镜建模工具TinyLensGPU,以应对传统建模方法计算成本高、易陷入局部最优的挑战。研究背景聚焦于星系-星系强引力透镜(GGSL)作为研究星系形成、演化及暗物质、暗能量性质的重要工具。作者开发了TinyLensGPU,利用基于XLA的JAX框架进行GPU加速,并结合神经网络增强的嵌套采样算法nautilus-sampler显著提升建模效率。在方法上,TinyLensGPU通过批量处理多维数组优化GPU计算,并采用贝叶斯概率框架和线性反演技术降低非线性参数空间维度。在1000个模拟透镜和63个SLACS真实透镜(由哈勃空间望远镜观测)上的测试表明,TinyLensGPU在RTX 4060 Ti GPU上实现了约2000倍的似然评估速度提升,建模时间从数天缩短至约3分钟,爱因斯坦半径恢复精度与文献值偏差小于5%,符合已知系统误差。然而,约5%的模拟案例和10%的SLACS样本出现灾难性失败,主要因采样器陷入局部最优。作者提出通过机器学习提供先验知识可缓解此类问题。结论指出,TinyLensGPU为大数据时代的强透镜高效分析迈出了重要一步,未来可通过全GPU采样和更复杂模型进一步改进。

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本研究提出了一种基于机器学习的方法,用于在脉冲星色散测量数据中搜寻轴子(axion)与电磁波相互作用引起的微小时间延迟信号。轴子作为暗物质的重要候选者,其与电磁波的相互作用会导致频率依赖的时间延迟,尤其在信号频率接近轴子质量一半时呈现显著的共振增强特征。然而,由于信号微弱且常被观测噪声掩盖,传统方法难以有效探测这些延迟。本文通过理论计算推导了轴子介质中电磁波的时间延迟函数,并结合实际射电望远镜观测条件,识别出在轴子质量一半附近的显著色散特征。基于此,研究团队开发了一种增强型InceptionTime网络,结合时间注意力机制和多尺度特征提取技术,在低信噪比环境下实现了对瞬态峰值信号的高效识别。模型在模拟数据上的测试表明,其分类准确率高达95%,即使在极低信噪比条件下也能保持稳健的检测性能。此外,通过对模拟噪声数据和真实已知无信号观测数据的验证,确认了方法对误报的鲁棒性。研究还探讨了未来射电望远镜(如齐台射电望远镜)在时间精度和带宽提升下的潜力,预计在轴子质量范围10^{-6}至10^{-4} eV内,对轴子衰变常数的约束能力可提高约四个数量级。本文为通过天体物理观测探测轴子暗物质提供了新的方法论,并为未来高精度观测设备的设计和数据分析奠定了基础。

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本文研究了ASASSN-24fw,一颗13等星,在2024年9月开始经历了一次显著的光学暗化事件,幅度为∆g=4.12±0.02星等,持续约8个月,至2025年5月末恢复平静。这是ASAS-SN项目监测十余年后首次观测到该星的显著变化。研究背景表明,长期且深度的恒星暗化事件为研究被尘埃结构包围的恒星或双星系统提供了独特机会。事件前的光谱能量分布(SED)显示其为前主序星或略微演化的F型星,伴有一定量的温暖尘埃发射。暗化期间,光学SED形状未变,光学和近红外光谱仍为F型星特征。SED分析及暗化时红外吸收特征的稀释表明可能存在一个约0.25M⊙的M型矮星伴星。Nair & Denisenko (2024)提出的43.8年周期似乎正确,可能是环双星盘进动周期的一半。光学日食几乎无色差,但蓝色滤光片下略深,∆(g−z)=0.31±0.15星等,V波段发射偏振高达4%。研究发现,能产生如此小的光学颜色变化和高偏振的物质最可能是大颗粒(约20μm)的碳质或水冰颗粒,这种颗粒分布常见于原行星盘、土星环系统及演化的碎片盘。研究方法包括多波段光度测量、光谱分析及偏振观测,结合历史数据和模型拟合推断系统几何和遮挡物性质。关键发现是暗化事件的对称性及无色差特性,提示遮挡物为大颗粒尘埃结构,而非近期碰撞产生的碎片云。文章还调查了46个类似遮挡事件,发现其中仅7个(或4个)与典型案例εAurigae或KH 15D密切匹配,样本在光学色-星等图上分布广泛,但约一半显示中红外过量,表明尘埃在产生此类事件中的重要性。结论指出,ASASSN-24fw最可能的系统几何为环双星盘,其43.8年周期为进动周期的一半,未来高分辨率光谱和偏振观测可进一步验证系统年龄及遮挡物性质。

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本文报道了围绕Herbig Ae/Be星XY Per的反射星云vdB 24在几天时间尺度上的光学变异性发现,这是首次在文献中记录的该星云的变异现象。反射星云通过反射附近恒星的光而非自身发射来发光,通常呈现蓝色,因短波蓝光比长波红光更容易被尘埃散射。研究背景指出,变反射星云是一类特殊的星云,与年轻变星相关,其亮度和形态可在较短时间内(如数年、月或周)发生显著变化,这种变化通常由中心恒星的内在变异性、吸积爆发或尘埃结构及阴影效应引起。本研究通过对来自NASA STScI数字化天空巡天(DSS1和DSS2)以及Zwicky瞬变设施(ZTF)等多个数据集的分析,结合Kamogata/Kiso/Kyoto广域巡天(KWS)和全天自动超新星巡天(ASAS-SN)的数据,详细探讨了vdB 24的亮度变化与中心星XY Per变异性之间的关联。研究发现,XY Per作为一个视觉双星系统,其主星表现出不规则的爆发性变异,而星云的亮度变化与中心星的亮度波动密切相关,尤其是在2019年和2020年的两个活跃阶段,星云内出现了局部增亮并呈现出类似光回波的几何效应,表现为表观超光速传播。研究还通过周期分析揭示了XY Per约3750天(约10年)的周期性变异。结论指出,vdB 24加入了类似哈勃变星云的稀有变反射星云类别,并呼吁进一步研究以揭示星云的三维结构。本研究为理解年轻恒星与周围星云的动态相互作用提供了重要见解。