天文学-星系与恒星

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前恒星核是低质量恒星(质量≤几倍太阳质量)及行星形成的早期场所,为复杂有机分子(COMs)的初始化学条件提供了重要见解。氘化COMs反映了分子继承和/或再加工的程度,因为在原恒星系统中高氘化水平表明COMs在前恒星阶段形成,此时氘化作用增强。在L1689N分子云中,前恒星核IRAS 16293E位于化学成分丰富的原恒星系统IRAS 16293-2422 A和B以东90角秒处。IRAS 16293A、B和E在同一诞生云内展示了星际介质中最高的氘化水平之一,其D/H比值比太阳系高出10^5倍。本研究首次调查了IRAS 16293E中最简单的COM——甲醇(CH3OH)的氘化水平。研究使用亚利桑那射电天文台(ARO)12米望远镜,在3毫米波段针对CH2DOH、CHD2OH、13CH3OH以及几种更高复杂度的COMs(包括乙醛CH3CHO、甲酸甲酯HCOOCH3和二甲醚CH3OCH3)进行了有利过渡观测。随后,使用Yebes 40米望远镜在7毫米(Q波段)进行了补充观测。本文报告了在IRAS 16293E中首次探测到这些COMs和氘化甲醇,并通过观测数据计算了激发温度、柱密度和相对丰度比。研究发现,IRAS 16293E与A和B原恒星以及其他前恒星核、原恒星和彗星67P/Churyumov-Gerasimenko的相对分子比和D/H值具有惊人的相似性。这些结果支持了这样一种观点:在前恒星核坍缩并在原恒星阶段升温时,COMs的化学再加工是有限的。这一发现为理解星际化学演化及行星形成初期的化学条件提供了重要依据。

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本研究针对高红移星系中恒星形成的物理机制提出了一个新的湍流框架。观测表明,高红移星系的形成物理与后期星系显著不同,相较于类似银河系的大型稳定盘状星系,高红移星系通常呈现出团块状、不规则的形态以及爆发式的恒星形成历史。研究通过星系形成模拟,结合多相星际介质(ISM)的分辨率,探讨了低质量爆发式星系与高质量稳定恒星形成星系之间的差异。模拟结果显示,稳定盘状星系可被建模为嵌入在高温环星系介质(CGM)中的“平衡盘”,而爆发式星系则更为动态,其恒星形成发生在一个弥散主导的介质中,介质范围扩展至晕尺度,且ISM与CGM之间无明显边界。本文提出了一种解析框架,用于建模不适合作为平衡盘的爆发式星系中的恒星形成。该框架将低质量晕中的气体近似为连续的超音速湍流介质,具有较大的密度波动,恒星形成发生在近似对数正态密度分布的高密度尾部区域。这一模型类似于分子云中湍流恒星形成的理论,但在此应用于内CGM尺度。通过与FIRE项目的星系形成模拟进行比较,研究表明该湍流框架能够解释晕中的恒星形成效率和径向分布特征。湍流框架明确展示了即使在高密度气体中局部效率接近于1,瞬时星系平均恒星形成效率仍可能相对较低的原因。这一框架为理解高红移星系中复杂的恒星形成过程提供了新的理论工具,并有助于揭示早期宇宙中星系演化的物理机制。

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本研究利用大型低分辨率光谱巡天数据来约束白矮星的恒星结构,重点探讨了氢吸收线形状的精确理解,这些线条因斯塔克效应而受到压力展宽。研究结合了斯隆数字巡天(SDSS)和Ia型超新星前身星巡天(TIPS)的数据,揭示了低分辨率光谱观测中径向速度测量相对于高分辨率光谱测量的显著偏差(5-15 km/s)。研究结果表明,当前最先进的白矮星模型大气未能完全解释高密度等离子体中线条形成的物理机制,特别是在线条翼部的影响。为此,研究提出了一种不依赖于假设质量-半径关系的校正方法,以解决分辨率引发的红移问题。研究进一步证明,通过这些校正后的引力红移统计测量结果与理论质量-半径关系的一致性得到了显著改善。本文为低分辨率光谱下的白矮星径向速度测量提供了最佳实践指南,适用于包括斯隆数字巡天、暗能量光谱仪器、4米多目标光谱望远镜以及宽场多重光谱设施在内的多个项目。这些发现不仅验证了SDSS-V的波长校准准确性,还为白矮星的质量-半径测试提供了更可靠的实验基础,对恒星物理学中白矮星结构的研究具有重要意义。

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冷古典柯伊伯带对象(CCKBOs)被认为是第一代微行星,距太阳42-47天文单位(au)处形成,并自形成以来未受干扰。传统观点认为其形成过程涉及原行星盘气体中尘埃颗粒通过流体不稳定性聚集,随后发生引力坍缩。然而,先前的计算结果与CCKBOs的原始性质不符,因为这些计算假设固体物质总量远超实际存在的CCKBOs质量(仅为地球质量的几千分之一),且未能解释如何排除超过99%的多余质量。本研究通过尘埃和气体的三维数值模拟表明,CCKBOs的总质量、约100公里的特征尺寸以及顺行双星的普遍性可以在太阳星云生命末期(仅剩初始最小质量气体的2-5%)得以重现。在这一阶段,太阳金属丰度水平的毫米级固体颗粒因星云逆风从42-47 au区域流失,其中约1%的尘埃坍缩成微行星,留在CCKBOs区域。研究通过简单的解析估计并结合数值模拟确认,流体不稳定性引发的团块自旋角动量确保了双星系统的形成。此外,本文还指出其他形成机制(如尘埃被困于气体压力凸起中)无法重现低质量CCKBOs的特征。研究同时指出了仍待解决的关键问题,为后续研究提供了方向。本文的研究结果为理解柯伊伯带的形成机制提供了重要见解,并对行星系统的演化模型具有深远影响。

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本文研究了合并冷核星系团CHIPS 1911+4455(红移z=0.485)中活动星系核(AGN)反馈对最亮星系团星系(BCG)恒星暴发的影响,探讨了此类系统在非冷核与冷核星系团之间的过渡特性及其对大质量星系团演化的启示。研究采用多频段(0.3-5 GHz)甚长基线阵列(VLBA)和Jansky甚大阵列(JVLA)的新观测数据,覆盖了从0.01到20 kpc的广泛尺度范围。分析结果显示,BCG中的AGN近期被激活,VLBA数据揭示了一个紧凑的核心以及对称的、约30 pc长的喷流,表明AGN的启动可能与先前研究发现的热气体增强冷却有关。在更大尺度(10 kpc)上,朝南延伸的微弱射电“触须”与恒星形成结呈现出显著的对齐,解释为与恒星暴发BCG相关的同步辐射区域。推算的射电恒星形成率(100-155 M⊙/yr)与光学/红外观测结果(140-190 M⊙/yr)一致。结合之前的X射线、光学和毫米波研究,本文的JVLA和VLBA射电观测表明,CHIPS 1911+4455代表了星系团演化中的一个过渡阶段,其中中央星系的AGN刚刚开始响应大量的热气体冷却。这一发现为理解AGN反馈与星系团环境之间的动态相互作用提供了重要线索,同时也揭示了恒星形成与AGN活动在星系团演化中的协同作用。

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本文基于詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的COSMOS-Web巡天数据,研究了红移范围从z~5.5到z~14的三个红移区间内星系的静止帧紫外光度函数(UVLF)。研究样本通过HST/ACS F814W、JWST/NIRCam F115W和F150W滤波器的dropout技术筛选,共包含3099个星系,覆盖了从暗(M_UV~ -19 mag)到亮(M_UV~ -22.5 mag)的广泛光度范围。研究发现,这些星系正在经历快速的恒星形成,表现出蓝色的恒星群体。令人惊讶的是,在z>8时,它们的中值紫外光谱斜率β并未发生显著演化,这表明早期宇宙中尘埃含量极低,或尘埃与恒星形成在物理上存在分离。测量的UVLF在亮端(M_UV< -21 mag)显示出较之前的JWST前实证结果和理论预测(基于演化的Schechter函数)的过量现象,这种过量从z~9开始出现,并在z~12时变得更加显著。分析表明,要重现高红移处紫外亮星系的观测丰度,需要结合多种物理过程,包括更高的恒星形成效率、星系光度的适度随机性以及极低的尘埃消光。本研究为理解早期宇宙中星系的形成和演化提供了重要见解,揭示了高红移星系的物理性质及其光度分布的独特性。

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TRAPPIST-1是一颗M8型矮星,拥有七颗已知系外行星,是当前詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)最常观测的目标之一。然而,该恒星活动性极高,其表面被认为覆盖着磁特征,这些特征会污染行星的透射光谱。为了清除透射光谱中的干扰,需要了解这些磁特征的辐射光谱,但目前这一信息尚不清楚。本研究开发了一种新方法,利用JWST/NIRISS的时间分辨观测数据测量这些光谱。研究团队检测到TRAPPIST-1在耀斑后光谱通量持续增强的现象。通过分析,研究排除了耀斑衰减残留作为通量增强原因的可能性,指出这一现象可能源于耀斑引发的恒星表面结构变化。研究提出,耀斑事件可能导致部分暗磁特征消失,从而产生净增亮效应。这一假设受到太阳数据的支持:太阳表面高分辨率图像直接观测到耀斑引发的磁特征消失,且这种过程产生的太阳亮度变化与TRAPPIST-1上的观测结果非常相似。本研究首次实现了对M8型矮星上磁特征光谱的测量。分析表明,消失的磁特征温度低于TRAPPIST-1光球层,但最多仅低几百开尔文。这一发现为理解M型矮星表面磁活动及其对系外行星观测的影响提供了重要依据,同时为未来清理行星透射光谱中的干扰奠定了基础。

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半解析模型是研究首批恒星和星系的重要工具,其数值效率高,能够在大体积和红移范围内探索广泛的天体物理参数空间。由于气体光加热效应,再电离区域内的恒星形成受到抑制,因此在这些模型中跟踪再电离过程是必要的。本研究通过将三种半解析再电离处方(包括两种先前开发的模型和一种新模型)的三维电离泡分布与Renaissance流体力学宇宙学辐射转移模拟进行比较,评估了它们的准确性。研究发现,先前存在的模型能够准确确定我们约6共动Mpc模拟盒内较大电离泡的分布,但未能考虑密集丝状结构中自屏蔽的中性气体。因此,这些处方高估了受再电离反馈影响的HII区域中晕的占比,误差高达一个数量级(具体取决于晕质量和红移)。这导致对III型星和低质量金属富集星系的再电离反馈效应被不切实际地放大。我们新开发的模型考虑了宇宙网的密度结构,在确定电离区域中晕的比例方面与Renaissance模拟结果高度一致。这一改进有助于更准确地模拟再电离对早期宇宙中恒星和星系形成的影响,为理解首批天体的形成和演化提供了更可靠的理论框架。研究结果表明,考虑宇宙网密度结构是提高半解析模型精度的关键。

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本文报道了对Abell 2029星系团中心及两个北部区域约500 ks的XRISM观测结果。利用Resolve仪器,我们成功分辨出类氢和类氦铁(Fe)离子的多条发射线,研究聚焦于通过线比诊断方法分析Abell 2029的多温度结构。采用单温度碰撞电离平衡(CIE)模型,我们测得中心区域、内北部区域和外北部区域的平均等离子体温度分别为6.73 keV、7.61 keV和8.14 keV,覆盖了高达700 kpc的径向范围。为进一步探究热结构,我们通过比较观测到的发射线通量比与原子数据库预测值,推导出激发温度和电离温度。结果显示,中心和内北部区域显著偏离单温度CIE模型,表明存在多相气体。中心区域的激发和电离温度范围为2.85 keV至8.5 keV,内北部区域为4.3 keV至9.8 keV,外北部区域为8.3 keV至10.4 keV,这些温度分布与先前观测到的A2029温度梯度基本一致。然而,Resolve探测到两个明显较冷的成分——中心区域的3.42 keV和内北部区域的约4.3 keV,可能与气体晃动导致的冷气体位移有关。此外,我们在A2029核心热分辨出一个2.85 keV的气体成分,这可能是理解气体冷却的重要进展。我们提出,这一较冷气体是A2029持续冷却过程的直接产物,已冷却至当前温度。如果这种温度结构稳定且无加热机制存在,该气体库可能会进一步冷却至更低温度并形成恒星。这一发现为星系团气体冷却和星形成机制提供了新的见解。

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本研究聚焦于Lyman-Alpha发射体(LAEs)的形态结构及其演化,以揭示其形成路径和Lyα发射的物理起源。通过利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的高分辨率成像数据,研究分析了一个包含876个光谱确认的LAEs的大样本,覆盖红移范围3到7。研究发现,LAEs的尺寸随红移演化呈现出一定的规律性:在较高红移时,LAEs的尺寸较小,而随着红移降低,尺寸逐渐增大。此外,LAEs的尺寸-质量关系显示出与典型恒星形成星系(SFGs)相似的斜率,但在其给定恒星质量下,LAEs的尺寸略小。这一结果表明,LAEs可能经历了与SFGs相似的结构演化过程,但其形成机制可能受到早期宇宙中独特物理条件的制约。研究还探讨了LAEs尺寸演化的可能驱动因素,包括星系合并、气体吸积以及星系内部的恒星形成活动等。关键发现为LAEs的形成机制提供了重要线索,特别是在早期宇宙中星系结构演化的背景下。本研究通过JWST的观测数据,显著提升了对LAEs尺寸和结构关系的理解,为未来关于早期星系形成和演化的研究奠定了基础。结论指出,LAEs的尺寸演化和尺寸-质量关系反映了早期宇宙中星系形成和成长的复杂物理过程,强调了高分辨率观测在揭示这些过程的重要性。

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本研究旨在探讨行星群体和多星系统的统计特性,以进一步约束行星和恒星形成的理论。通过对M型到A型恒星的极低质量伴星的调查,研究检测到源于多星形成过程的褐矮星和源于 circumstellar 盘的行星。研究团队构建了一个复合模型,同时描述了源于“多星类过程”的极低质量褐矮星伴星和源于“行星类过程”的气态巨行星,并将其作为轨道分离和宿主恒星质量的函数。研究汇集了一个伴星频率估计数据库,涵盖了质量从75木星质量、分离距离从300天文单位(AU)以及宿主质量从2太阳质量(M⊙)的数据。利用Multinest工具对数据进行拟合,研究团队测试了多种模型,进行了模型选择并推导了概率密度函数。研究假设伴星质量比分布与轨道分离无关,并对M型矮星、FGK型星和A型星周围的气态巨行星群体拟合了一个共同的对数正态轨道分布。最终,一个基于行星和褐矮星伴星质量比分布的六参数模型被选为最优模型。行星伴星质量比分布斜率与先前研究一致(dN/dq ~ q^{-1.3} ± 0.03)。质量为2.0 M⊙的恒星周围的气态巨行星遵循对数正态分布,峰值位于ln(a) = 1.30 ± 0.03(约3.8 AU),离散度为0.22 ± 0.04。M型矮星的气态巨行星分布峰值轨道半径小于A型星,这与冰线(iceline)理论一致。褐矮星伴星分布延续了恒星双星的模式,褐矮星沙漠现象可通过平坦的质量函数和低于0.1的质量比限制来解释。本研究为理解行星和恒星形成机制提供了重要见解。

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本研究通过实验室天体物理学方法探讨了超新星遗迹(SNRs)碰撞对恒星形成的影响。研究背景源于理论模型对恒星形成速率的低估,而观测数据表明,在巨分子云中,恒星形成常受到外部触发机制的影响,特别是在象鼻星云等区域,外部触发可能占恒星形成的14-25%。实验室天体物理学为研究此类触发过程提供了有力工具,尤其是在模拟超新星遗迹与致密团块或其他遗迹的相互作用方面。本文利用三维辐射流体力学代码TROLL对实验室实验配置进行了全面的数值研究,成功再现了关键实验现象,并与解析模型进行了有价值的比较。研究揭示了SNRs碰撞如何降低致密团块的重力稳定性,从而促进其坍缩并可能触发恒星形成。此外,研究还提出了一种新的实验设置,针对DEM L316系统中观测到的不对称碰撞提供了改进的缩放比例。研究结果强调了实验室实验与数值模拟之间的强大协同作用,为实验室天体物理学的未来发展奠定了坚实基础。这一发现对理解恒星形成机制及其触发条件具有重要意义,为天体物理学领域提供了新的研究视角。

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本文研究了褐矮星(BD)[NC98] Cha Hα 1(简称Cha Hα 1)圆盘的气体和尘埃成分,这是MIRI中红外圆盘调查(MINDS)JWST保证时间项目的一部分。研究背景在于,近期詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)的观测显示褐矮星具有丰富的化学成分,为巨行星形成提供了重要见解。本研究旨在利用JWST的MIRI中分辨率光谱仪(MRS)在4.9至28微米波段获取数据,表征Cha Hα 1圆盘的化学组成。研究方法包括使用尘埃拟合工具DuCK分析尘埃成分和颗粒大小,并通过板模型识别和拟合分子发射特征。研究发现,与极低质量恒星圆盘相比,Cha Hα 1的圆盘显示出明显的硅酸盐发射特征。此外,JWST揭示了大量的碳氢化合物,包括C2H2、13CCH2、CH3、CH4、C2H4、C4H2、C3H4、C2H6和C6H6,表明圆盘气体C/O比大于1。同时,检测到CO2、13CO2、HCN、H2和H2O,但未发现CO和OH的信号。尘埃主要由约4微米大小的非晶态硅酸盐(MgSiO3)组成,推断出约10%以上的尘埃质量分数为5微米大小的晶态镁橄榄石,未检测到多环芳香烃。研究结论指出,Cha Hα 1展示了迄今为止在褐矮星原行星盘中观察到的最丰富的化学成分,包括强烈的尘埃特征、12种含碳分子、H2和水。这种多样的分子环境为测试我们对褐矮星圆盘化学的理解以及其对可能形成的行星的影响提供了独特机会。

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本研究聚焦于星系团的速度各向异性分布(β(r)),这是与星系团内成员星系轨道形状直接相关的参数,对理解星系团的形成过程、成员星系的演化过程以及基于星系团运动学确定星系团质量具有重要意义。研究利用CLASH-VLT数据集,分析了9个红移范围在0.19至0.45之间的大质量星系团,每个星系团拥有150至950个光谱成员。通过基于宇宙学模拟校准的CLUMPS算法筛选光谱成员,并运用MAMPOSSt代码对星系团成员在投影相空间中的分布进行分析,以约束星系团质量分布M(r),其中使用了先前引力透镜分析得出的先验条件。在得到MAMPOSSt的最佳拟合质量分布后,通过解Jeans方程的反演问题确定β(r),且不假设其函数形式。此外,研究还使用DS+代码识别子团并表征星系团的动力学状态。结果表明,平均β(r)呈现轻微的径向特性,从星系团中心的β≈0.2增加到病毒半径处的β≈0.4。不同星系团的β(r)存在显著方差,且这种方差无法完全由观测不确定性解释。研究发现,质量较低且给定质量下浓度较低的星系团具有更切向的β(r);而拥有丰富子团的星系团,其β(r)与平均值的偏差更大。本研究揭示了星系团动力学特性的多样性及其驱动因素,为进一步理解星系团的形成与演化提供了重要依据。

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本文结合现代光谱巡天数据与Gaia距离测量,针对银河系O型星的基本参数进行了可靠的估计,并涵盖了所有光谱类型和光度等级。研究提供了基于高质量观测数据的更新且统计上稳健的经验校准,包括O型星的基本参数、绝对目视星等(Mv)以及博洛米特校正(BC)。研究团队对358颗银河系O型星的样本进行了统一的分析,结合高分辨率光谱和Gaia距离数据。其中,234颗满足严格质量标准的恒星(涉及视差、消光和多波段光度测量)被用于推导基本参数的经验校准。通过对这些恒星的Mv测量值应用校准关系,估算了校准参数,从而评估了校准的内部一致性和预测能力。研究更新了基于光谱类型的V、III和I光度等级的基本参数校准,与先前研究相比,发现了显著的系统性偏移,特别是在矮星的有效温度和所有光度等级的Mv上,这些偏移进一步影响了衍生量的计算。将Mv校准应用于完整样本后,得到了半径和光度的一致估计,但光谱质量(Msp)显示出较大的散布。此外,研究还评估了Hβ线特征的FW3414参数作为Mv校准器的有效性,这在大规模巡天中尤其有用,尤其是在缺乏可靠光谱分类的情况下。排除SB1系统仅对V光度等级的Msp校准有显著影响。这些更新后的经验校准为银河系O型星提供了坚实的参考,并将支持银河系内外大质量恒星群体的研究,特别是在大规模光谱巡天时代。

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本文是研究星形成区域复杂早期恒星动力学的一系列论文中的第一篇,旨在解决在分子云环境中模拟恒星动力学的数值挑战,特别是在年轻恒星与其周围气体强烈耦合以及长度和时间尺度范围广泛的情况下。研究目标是通过开发新的模拟框架,生成大规模模拟数据集以支持统计分析。本文将来自恒星动力学领域的正则化和减慢方法(SDAR)集成到流体力学代码Phantom中,用于模拟嵌入式恒星团的早期动力学演化。同时,提出了一种新的恒星形成处方,以低数值成本初始化恒星,并确保与气体分布一致。此外,还增加了H II区扩展的处方,用于模拟气体移除过程。通过测试案例模拟,研究追踪了从云团坍缩到几百万年时间内恒星团的动力学演化。新开发的数值方法有效提升了计算速度,N-Body动力学在新型实现中从未成为计算瓶颈。初步模拟结果表明,大质量恒星对星形成过程有显著影响,并塑造了恒星团的动力学结构。根据这些大质量恒星的位置及其反馈强度,它们可能提前破坏部分云团,或触发第二次云团坍缩,优先形成低质量恒星。这种随机行为进一步证实了统计研究的必要性。总之,本研究提出的Phantom N-Body框架能够高效模拟恒星团的形成与演化,为构建嵌入式恒星团动力学演化模型提供了必要的统计分析基础。

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本文研究了不同红移下星系与其他大规模结构示踪物之间的交叉相关如何用于高精度重建宇宙关键物理量的平均值及其在数十亿年间的演化。然而,正确解读这些测量结果必须确保其独立于所用星系样本的聚类特性。本研究探索了多种方法来提取层析重建测量结果,并利用FLAMINGO流体动力学模拟证明可以构建一个稳健的估计器,该估计器不受小尺度星系偏倚的影响。研究重点在于晕偏倚加权电子压力⟨bP_e⟩和星形成密度⟨bρ_SFR⟩的层析重建,这两者分别可通过对Sunyaev-Zel'dovich效应和宇宙红外背景图的层析分析进行重建。结果表明,使用不同的星系样本,这些物理量在广泛的红移范围内可以以1-3%的精度被重建。此外,本文还展示了如何使用晕模型准确解释这些测量结果,前提是能够为晕质量函数、大尺度晕偏倚以及被重建物理量对晕质量的依赖性构建足够可靠的模型。研究结论表明,通过精心设计的估计器和模型,可以有效克服星系偏倚的影响,从而提高宇宙学参数测量的精度,为理解宇宙演化提供重要数据支持。

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空间分辨的气相金属丰度图是理解星系化学演化的关键要素。本研究利用JWST/NIRISS宽场无狭缝光谱(WFSS)观测数据,首次呈现了多个单独星系的空间分辨金属丰度图。研究对象包括8个星系,其中4个来自JWST-PASSAGE项目,4个来自GLASS-JWST ERS项目。除一个星系的红移为z=3.1外,其余星系的红移范围在1.9≤z≤2.0。样本星系的恒星质量范围为8.0<logM<9.5,星形成率(SFR)范围为0.2<log(SFR/Msun/yr)<1.1,全球金属丰度范围为7.8<logOH<9.0。针对缺乏空间分辨Hα线数据时区分星形成(SF)和活动星系核(AGN)的挑战,本研究基于MAPPINGS v5.1公开的HII区模型网格,在OHNO参数空间中提出了一条新的SF-AGN分界线。研究还探讨了样本星系的质量-金属丰度梯度关系,发现其与恒星质量无明显趋势,这可能暗示高红移星系尚未进入吸积主导阶段。通过将空间分辨的金属丰度和SFR图之间的相关性解释为星系中金属传输有效时间尺度的代理指标,发现该时间尺度随恒星质量增加而略有增加,表明低质量星系中反馈机制更为有效。本研究为高红移星系的化学演化和反馈机制提供了重要见解。

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本文报道了首次在恒星形成区域的4.7 GHz激发OH脉泽中检测到圆偏振的现象。研究利用绿岸100米望远镜进行了完整的斯托克斯参数测量。圆偏振的两个分量之间的塞曼位移为测量这些脉泽点周围磁场提供了依据。研究采用了三种不同的方法来确定右圆偏振和左圆偏振分量之间的速度位移。基于档案中的分子参数(精度有限且数值不确定),研究发现磁场强度约为100毫高斯(mG)。此外,文章还讨论了使用1.7 GHz和6.0 GHz OH脉泽来估算恒星形成区域磁场的局限性和注意事项。研究结果为理解恒星形成区域的磁场特性提供了重要数据,尽管分子参数的不确定性对结果的精度产生了一定影响。作者强调,未来的研究需要更精确的分子参数和更先进的观测技术,以进一步验证和扩展这些发现。这项工作不仅揭示了OH脉泽中磁场的作用,也为研究恒星形成过程中的物理条件提供了新的视角。研究结论表明,4.7 GHz OH脉泽的圆偏振检测是探索星际介质磁场特性的有效手段,可能对后续相关研究产生深远影响。

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LiDO(大倾角远距离天体)巡天项目发现了首个被明确归类为海王星10:1均值运动共振的天体,编号为2020 VN40。该天体在短期内于10:1共振中保持稳定,但在地质时间尺度(Gyr)上并不稳定。2020 VN40可能属于散射粘附群体,暂时驻留在距离约139.5个天文单位的10:1共振位置。这一发现证实了这一遥远共振区域确实存在天体群体,尽管由于观测偏差,单一发现可能暗示存在一个难以探测的大规模群体。2020 VN40的轨道倾角为33.4度,通过对该天体轨道克隆体的n体数值积分,发现了一些意想不到的演化特征。虽然2020 VN40的克隆体在预期共振中心(约90度、180度和270度)附近显示出共振振动,但对于特定倾角和偏心率范围的部分克隆体,其共振参数在0度附近振动。由于这种现象发生在演化过程中偏心率较低的部分,因此这种行为也可能相当稳定。初步研究表明,这种在0度中心附近的振动是高倾角天体在n:1共振中的普遍效应,因为它们与海王星的共振相互作用强烈依赖于近心点参数ω。在大倾角情况下,随着ω的进动,共振岛会发生偏移,当ω为90度和270度时,对称振动的中心会切换到0度。2020 VN40为研究大倾角共振天体的演化提供了重要见解,尤其是在半长轴增加的情况下,这类天体变得更加普遍。

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本研究聚焦于过去十年内发现的首批星际天体1I/'Oumuamua、2I/Borisov和3I/ATLAS,旨在通过分析它们在银河系引力势中的轨迹,推断其可能的起源。研究采用蒙特卡洛轨道积分方法,为每个天体生成10,000个轨迹集合,以充分考虑天体速度和太阳运动参数的测量不确定性。同时,研究构建了一个贝叶斯统计框架,将类Rayleigh似然函数与星形成率先验相结合,通过轨道轨迹的最大垂直偏移(z_max)推断恒星年龄。似然函数纳入了与年龄相关的速度弥散,反映了薄盘-厚盘过渡以及银河系历史上的动力学加热效应。蒙特卡洛分析结果显示,1I/'Oumuamua的z_max中值为0.016 ± 0.002 kpc,2I/Borisov为0.121 ± 0.010 kpc,3I/ATLAS为0.480 ± 0.020 kpc。贝叶斯年龄推断表明,1I/'Oumuamua可能起源于一个年轻的恒星系统(年龄中值为1.0 Gyr,68%置信区间为0.1-4.1 Gyr),2I/Borisov来自中等年龄的恒星群体(3.8 Gyr,68%置信区间为1.8-5.9 Gyr),而3I/ATLAS则可能源自一个古老的厚盘系统(9.6 Gyr,68%置信区间为7.8-10.3 Gyr)。研究结果清晰地展示了年龄区分,垂直偏移较小的天体对应于较年轻的恒星起源。这一研究为星际天体的起源提供了重要的动力学和统计学证据,有助于理解银河系中恒星系统的形成与演化历史。

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本文介绍了利用中国天眼(FAST,五百米口径球面射电望远镜)进行HI(中性氢)强度映射的Commensal Radio Astronomy FAST Survey (CRAFTS)项目的校准流程和数据验证结果。研究团队使用L波段(1.05-1.45GHz)19波束接收机,进行了70小时的漂移扫描观测,覆盖了270平方度的天区。研究中采用了脉冲星后端和光谱后端对光谱时间序列数据(TOD)进行校准,并将其投影到HEALPix地图上。校准后的TOD数据具有30kHz的频率分辨率和1秒的时间分辨率,而地图数据立方体则具有30kHz的频率分辨率和2.95平方角分的空分辨率。研究团队进一步分析了指向误差、噪声溢出、射频干扰(RFI)污染及其对数据质量的影响。结果显示,校准后TOD的噪声水平约为5.7mJy,地图噪声水平为1.6mJy,与无RFI干扰通道的理论预测值相差不到5%。通过主成分分析(PCA)验证数据质量,发现去除30个主成分后,残差地图呈现出热噪声主导的特性。此外,研究识别出447个孤立的明亮连续谱源,与NRAO-VLA Sky Survey (NVSS)目录匹配,TOD和地图级别的相对流量误差分别为8.3%和6.6%。同时,研究测量了90个红移z<0.07的星系的HI发射,并与HI-MaNGA光谱进行比较,整体HI积分流量误差为16.7%。这些结果为评估CRAFTS进行宇宙学HI探测的可行性提供了重要依据,为后续研究奠定了基础。

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本文研究了在光学薄介质中,高温饱和气体与冷凝颗粒共存的稳定性问题。这种情况可能出现在激波下游、冷凝前沿或蒸发撞击过程中。研究表明,气体-颗粒混合物容易受到热不稳定性的影响,即温度较低、冷凝物密度较高的区域会更快冷却,从而加速冷凝。如果这种失控冷凝区域的声波穿越时间短于其冷却时间,则该区域会从周围高压环境中吸积更多的气体和颗粒质量。通过对线性化扰动方程的数值积分,研究表明这种辐射-冷凝不稳定性可以在逐渐冷却的气体中形成颗粒团簇和空洞。只要辐射能够逸出以冷却颗粒过密区域,热不稳定性就有助于从小行星碰撞产生的蒸发碎片中聚集球粒陨石母体,并普遍形成小行星。本研究揭示了热不稳定性在行星形成过程中的潜在作用,为理解球粒陨石和小行星的形成机制提供了新的理论视角。研究结果表明,这种不稳定性可能在早期太阳系的物质演化中扮演重要角色,尤其是在解释小天体如何通过冷凝和吸积过程逐渐形成较大天体的机制方面具有重要意义。

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本文研究了星系气相金属丰度梯度在过去四十年来在本地和高红移宇宙中的广泛研究情况,金属丰度梯度反映了星系的重子循环和增长过程。借助詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)前所未有的空间分辨率和灵敏度,研究人员首次能够在红移高达z=9的范围内测量金属丰度及其径向梯度。本研究基于455个光谱确认的星系样本,红移范围为1.7≲z≲9,这些星系通过JWST的NIRCam或NIRISS宽场无狭缝光谱(WFSS)在亚千秒差距(kpc)尺度上实现了空间分辨。结合文献中的遗留观测数据,研究发现,在红移z>5时,星系中心金属丰度较高,呈现出约-0.4 dex kpc^{-1}的负金属丰度梯度。随着时间推移,这些梯度逐渐变平,在红移z≈2(宇宙星形成率峰值时期)接近于零。此后,在红移接近z=0的较低红移阶段,梯度再次变为负值。这种演化可能反映了星系形成模式的转变:在“宇宙黎明”时期,星系经历由强烈中心星形成主导的内向外增长阶段,反馈效率低且气体混合有限;在“宇宙正午”时期,由于反馈驱动的风和气体吸积,气体混合增强;而在接近现代的后期阶段,演化速度减缓,反馈作用减少。这些物理过程,包括气体吸积和反馈,不仅在宇宙尺度上调控星系和恒星的形成,还塑造了单个星系在宇宙时间中的演化路径。

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本文研究了第三颗星际天体3I/ATLAS的发现及其对银河系星际天体群体的统计推断意义。研究指出,彗星活动可能显著影响3I/ATLAS的亮度,因为假设其为小行星反射率时推导出的核大小会导致星际天体每颗恒星的质量不可持续。3I/ATLAS相对于太阳具有高达58 km/s的超速,表明其年龄较之前发现的星际天体更大。通过运动学分析,本文计算了星际天体年龄的后验分布,发现3I/ATLAS的年龄可能在30亿至110亿年之间,前提是星际天体与恒星的年龄-速度弥散关系等价。此外,研究还计算了宿主星金属丰度的分布,发现3I/ATLAS有12%的概率起源于金属丰度[Fe/H]≤-0.4的恒星。这些结果表明,星际天体的形成在低金属丰度和银河系早期历史中可能较为高效。最后,基于这三颗星际天体的观测数据,本文估算了银河系历史上的星际天体形成率,并提出随着未来更多星际天体的发现,可进一步完善这一计算框架。通过比较星际天体与恒星形成历史,可以为银河系中恒星系统形成的历史提供独特见解。这一研究为理解早期行星形成和星际天体起源提供了重要线索。

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尘埃星形成星系长期以来被认为是连接大质量星系演化中星形成阶段与静止阶段的缺失进化桥梁。本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜(JWST)和阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列(ALMA)的强大观测能力,通过静止光学、静止近红外(NIR)和静止亚毫米波段的高分辨率成像,研究了这一关键阶段内恒星群体和尘埃的多波长形态特征。研究团队对选自1.1mm GOODS-ALMA 2.0巡天的33个红移范围在z=1.5至z=5.5的星系进行了JWST/NIRCam成像和ALMA毫米波尘埃发射的联合分析,并将这一群体的形态与质量和红移匹配的野外星形成星系及静止星系样本进行了比较。结果表明,1.1mm选定的样本在形态上与其他质量相似的星形成星系存在显著差异:在1.5-4.4μm波段,尺寸-波长梯度更陡,且随波长增加尺寸减少更为明显。相较于野外星形成星系,1.1mm选定星系的静止近红外表面亮度分布在内区更亮,且与静止星系群体的分布惊人地相似。这些形态差异可能表明,尘埃星形成星系与典型的星形成星系不同,其恒星质量已在严重尘埃遮挡的核心区域内积累,导致静止光学波段呈现扩展且团块状的形态,而在静止近红外波段的发射更为紧凑且与尘埃空间分布一致。如果核心凸起结构已形成,研究推测这些毫米波选定的星系可能即将演化为静止星系的后代。本研究为理解宇宙正午时期星系演化的关键阶段提供了重要见解。

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本文研究了即将到来的第四阶段巡天项目(如Simons Observatory、LSST和Euclid)在测量宇宙微波背景(CMB)和星系弱引力透镜方面的潜力,这些项目将以空前的精度获取数据。虽然功率谱是分析弱透镜数据的标准统计量,但非线性结构增长产生的非高斯性在高阶统计量中编码了额外的宇宙学信息。本文预测了未来巡天项目利用CMB和星系透镜的功率谱及双谱(包括它们的交叉相关)约束宇宙学参数的能力。研究考虑了一个包含八个参数的模型(ΛCDM + ∑m_ν + w_0),并根据第四阶段巡天项目的规格评估了参数约束能力。在无系统误差的情况下,CMB和星系透镜双谱均被发现具有高信噪比。本文测试了两种先验条件:一种是基于CMB温度和E模偏振各向异性约束的“强”先验,另一种是假设最小的“弱”先验。在弱先验条件下,双谱通过打破参数退化 Hawkins 效应显著改善了参数约束能力;而在强先验条件下,改进较为有限,尤其是对CMB双谱。在非线性效应占主导的小尺度上,双谱的约束能力可与功率谱媲美。此外,CMB和星系透镜之间存在强烈的协同效应,结合两种探针可获得更严格的约束,尤其是在中微子质量方面。近期研究发现CMB透镜双谱受Born近似的强烈影响,但考虑后Born修正后主要结论保持不变。这些结果凸显了高阶透镜统计量的潜力,并激励进一步研究被忽视的效应,如非高斯协方差、仪器系统误差和重子反馈。

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本研究利用壳模型方法计算了高温高密度恒星环境中sd壳核的弱相互作用速率。研究采用了从头算的有效相互作用以及唯象相互作用来计算Gamow-Teller强度和弱相互作用速率。弱相互作用速率在密度和温度的精细网格上进行评估,具体针对质量数A=23、25、29、31和33的Urca对核,计算了电子俘获和β−衰变速率,并将其作为log10(ρY_e)的函数,得到了相应的Urca密度。此外,研究还考虑了屏蔽效应对这些恒星弱相互作用速率的影响。对于A=29、31和33的Urca对,评估了中子星壳层中的固有冷却强度。研究还对A=29至39的核编制了恒星弱相互作用速率表,包含中微子能量发射和伽马热产生的数据。研究结果为理解恒星环境中的核过程提供了重要数据支持,特别是对中子星冷却机制和恒星演化模型具有重要意义。通过细致的计算和分析,本文揭示了弱相互作用速率在极端条件下的行为,为天体物理中核反应的理论建模提供了可靠的基础数据,同时也为进一步研究恒星内部的能量转移和热平衡机制奠定了基础。

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本研究聚焦于化学特异脉动星的调查,这对于深入理解脉动驱动机制至关重要。为了揭示恒星的真实特异性质,详细的光谱分析显得尤为必要。因此,本文选取了十颗先前被认为是化学特异的δ Scuti星作为研究对象,这些恒星需要全面更新的光谱分析以揭示其化学丰度结构。研究利用公开的高分辨率光谱和光度数据,对目标恒星进行了光谱分类、大气参数测定以及详细的化学丰度分布分析。同时,研究还使用TESS数据分析了恒星的脉动特性,并推导出了最高振幅脉动频率的脉动模式。此外,通过演化轨迹和等龄线估算了目标恒星的质量和年龄。研究结果表明,仅有三颗目标恒星表现出化学特异性:AU Scl和FG Eri被归类为金属A型(Am)星,HZ Vel被归类为λ Bootis星,而其他恒星则被发现为化学正常的恒星。本研究强调了化学丰度分析在化学特异星分类中的重要性,为后续研究提供了重要参考,并有助于更准确地理解δ Scuti星的物理性质和演化过程。

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本研究通过比较低红移下活动星系核(AGN)在宿主星系中的分布预测与观测结果,发现宇宙学模拟预测与观测模式之间存在显著差异。现代宇宙学模拟中包含了AGN反馈模型,这些模型通过调整以重现观测到的星系恒星质量函数。然而,由于对AGN反馈物理机制的真实理解不足,不同模拟之间的模型差异较大。为了区分这些模型并可能测试其底层物理机制,本研究对这些模型进行了独立测试。研究团队在早期研究中发现,观测到的完整性校正后的星系中无线电AGN(爱丁顿比λ > 10^{-3})的比例(F_AGN)与宿主星系恒星质量(M_星)密切相关,但在固定M_星下与宿主星系的比星形成率(sSFR)几乎无关。本研究进一步测试了EAGLE、SIMBA和TNG100模拟中的无线电模式AGN反馈模型,比较了它们对F_AGN(M_星)的预测与观测约束。结果表明,这些模拟均未能定性地重现F_AGN对M_星和sSFR的观测依赖关系。此外,尽管TNG100模型可以通过修改以更好地重现观测到的F_AGN趋势,但这种修改可能会改变其对局部恒星质量函数和星形成率的预测,而这些预测是最初校准模拟的关键观测依据。研究结果强调了重新审视EAGLE、SIMBA、TNG100及其他类似模型中AGN反馈处方的迫切需求,以更好地理解和模拟AGN反馈的物理过程。

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本研究通过光学和近红外光度观测以及ISO SWS仪器的中红外光谱数据,探讨了碳丰富演化恒星的芳香族红外带(AIB)特征与其光学性质之间的潜在关联。研究这种关联有助于为低质量至中等质量恒星在渐近巨星分支(AGB)阶段之后的演化路径提供重要约束。研究对象包括五个著名的碳丰富天体,处于不同的后AGB或行星状星云(PN)阶段,分别为CRL 2688、PN M 2-43、NGC 7027、BD+30°3639和AFGL 2132,获取了它们在U、B、V、R、I、J、H、K和L波段的光度测量数据。分析结果显示,这五个天体均表现出显著的AIB特征,但其光谱轮廓存在明显差异。这些差异归因于周围星周物质的化学成分和物理条件的不同。特别值得注意的是,除AFGL 2132外,其余天体均检测到3.28μm的多环芳烃(PAH)特征,这表明AFGL 2132周围可能存在独特的PAH群体或环境条件。尽管这些天体具有大致相似的演化阶段,但AIB特征的多样性凸显了其星周环境的复杂性和异质性。本研究通过结合多波段观测数据,揭示了碳丰富演化恒星周围尘埃和PAH化学的复杂特性,为理解恒星演化后期阶段的物质循环和化学过程提供了重要线索。研究结果强调了进一步探索星周环境物理和化学条件的重要性,以更全面地理解恒星演化的最终阶段。

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本研究聚焦于NGC 5813星系,这是NGC 5846星系群中的中心主导(cD)椭圆星系,近期可能经历了合并事件,且被报道拥有异常多的超亮X射线源(ULXs)。研究表明,ULXs的数量在晚型星系中与当前恒星形成率相关,而在早型星系(ETGs)中则与恒星质量相关。由于ETGs中气体、尘埃和恒星形成活动极少,推测与其相关的ULXs多为高光度低质量X射线双星(LMXBs)或前景/背景源。本研究利用Chandra和XMM-Newton观测数据,对NGC 5813中持续存在的ULXs进行了多时期光谱分析。在先前报道的八个ULXs中,四个被重新确认,两个在九次Chandra观测中未持续检测到,另两个被确认为前景源。此外,发现了一个新的持续性ULX。研究对五个光度持续高于10^39 erg/s的ULXs进行了光谱分析,并结合XMM-Newton数据评估了它们的变异性。研究还探讨了这些ULXs与球状星团的关联,发现一个ULX位于HST观测视野内,距离某个球状星团中心仅0.1角分;另一个ULX则发现了光学和紫外对应体。在变异性方面,一个ULX在数天时间尺度上表现出变异,但其余ULXs在较长时间尺度上未显示明确变异证据。本研究为理解早型星系中ULXs的起源和性质提供了重要数据支持,并对NGC 5813的特殊环境及其天体物理过程进行了深入探讨。

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[基于标题推测] 本文可能聚焦于活动星系核(AGN)的金属丰度研究,特别关注通过紫外和光学发射线数据来重新校准C43金属丰度测量方法。研究可能探讨了C43校准方法的局限性,并提出改进方案,以更准确地估算AGN中的金属丰度。此外,论文可能分析了这一校准调整对天文学中关于星系演化、星际介质性质以及黑洞活动影响的理解所带来的潜在影响。金属丰度是理解星系形成和演化的关键参数,因此本文的研究可能为解释AGN环境中的化学演化提供重要见解,同时也可能对未来的观测和理论模型发展产生指导作用。

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本文研究了红巨星分支(RGB)上恒星质量损失的机制,提出了一种基于等离子体模型的新解释。研究背景源于近期通过星震学方法测定的野外恒星在RGB阶段的累积质量损失(ΔM)呈现出随金属丰度增加而减少的趋势,这一趋势与现有许多RGB质量损失模型不符。作者提出了一种‘等离子体’模型,认为在对流区下方通过剪切发电机产生的磁通环,在RGB‘拐点’后的演化阶段开始浮升至恒星表面,从而引发质量损失。本研究通过分析三个不同的恒星样本,探讨了拐点后RGB平均质量损失率(由ΔM和拐点后RGB寿命确定)与拐点结束时恒星属性的相关性。研究发现,拐点后RGB平均质量损失率与对流区内的密度标高数量之间存在强烈的负相关性。基于此,作者提出对流区内的密度标高数量是决定RGB拐点后质量损失过程速率的主导因素。这一发现为理解红巨星质量损失机制提供了新的视角,并可能对恒星演化模型的改进产生重要影响。研究方法结合了星震学数据和理论建模,关键结论强调了对流区结构在质量损失过程中的核心作用,为后续研究提供了理论基础。

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本研究对矮星系 NGC 147 和 NGC 185 中的长周期变星(LPVs)以及脉动渐近巨星分支(AGB)恒星的物质损失和尘埃产生速率进行了比较分析,重点探讨了这些恒星作为尘埃回馈至星际介质的主要指标的作用。对于 NGC 147,总物质损失速率计算为 (9.44 ± 3.78) × 10^{-4} 太阳质量/年,LPV 的光度范围为 (6.20 ± 0.25) × 10^{2} 太阳光度至 (7.87 ± 0.32) × 10^{3} 太阳光度。而在 NGC 185 中,总物质损失速率较高,为 (1.58 ± 0.63) × 10^{-3} 太阳质量/年,LPV 光度范围为 (5.68 ± 0.23) × 10^{2} 太阳光度至 (1.54 ± 0.66) × 10^{4} 太阳光度。研究发现,恒星光度、由于星周尘埃自遮蔽导致的内禀红化以及较高的物质损失速率之间存在正相关。此外,通过对尘埃注入速率的计算、尘埃分布的二维地图以及观测到的尘埃质量的比较,研究提供了 NGC 147 与仙女座星系之间存在引力相互作用的证据,这种相互作用影响了系统内的尘埃分布。研究结果为理解矮星系中尘埃的形成与分布机制提供了重要见解,同时揭示了星系间引力作用对星际介质的影响。这些发现有助于进一步探讨星系演化过程中尘埃和恒星物质损失的动态过程。

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本文介绍了针对球状星团47 Tucanae中热木星的首次大视场巡天搜索结果,旨在改进对球状星团中行星发生率的限制。此前针对球状星团的凌星行星搜索未发现任何行星,仅对发生率设定了略高于银河系厚盘中较高金属丰度区域的限制。本研究作为多波段成像巡天寻找高Alpha行星(MISHAPS)项目的一部分,利用位于CTIO的4米Blanco望远镜上的暗能量相机,对47 Tucanae的外围区域进行了24个部分和完整夜晚的观测,分析了19,930颗恒星的数据。尽管未发现明确的行星信号,但结合Gilliland等人2000年利用哈勃望远镜对星团内部34,091颗恒星的独立样本搜索所设定的上限,本研究对周期在0.8至8.3天、半径在0.5至2.0倍木星半径的热木星发生率设定了迄今为止最严格的限制,即f_HJ < 0.11%,比开普勒视场中的发生率低约4倍。此外,本次搜索发现了35个可能的凌星行星候选体,但通过后续分析排除了所有候选体,无需进一步观测确认。同时,研究还发现了4个食双星系统,其中包括3个此前未被编录的分离食双星。本研究为球状星团中热木星的发生率提供了重要的限制条件,为理解低金属丰度环境下行星形成的机制提供了新视角。

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本研究介绍了SISSI(分层剪切星际介质中的超新星)仿真套件,旨在更全面地理解在受银河旋转、重力和湍流影响的复杂星际介质(ISM)中演化的超新星遗迹(SNRs)。研究通过对一个模拟孤立盘状星系的ISM进行放大仿真,分析了30个SNRs的扩展过程。星系ISM的分辨率最高达到约12 pc,而在爆炸源附近的放大区域分辨率达到约0.18 pc。研究计算了SNRs几何形态的时间演化,并将其与本地泡(Local Bubble)的观测几何形态进行比较。结果表明,在演化早期,SNRs的形态与现有解析模型吻合较好。然而,在较长时间尺度上(约为轨道时间尺度的1%),SNRs偏离球对称性,呈现出越来越明显的扁长或扁平形态。偏离球对称性的时间尺度比基于银河剪切简单模型的预期要短,表明银河剪切本身无法完全解释这种差异。尽管如此,SNRs短轴和长轴的排列方向与该模型的预期一致,暗示变形可能与剪切有关。与本地泡几何形态的比较显示,其年龄可能比之前认为的略年轻,但其形态对于同龄和同尺寸的SNR而言属于标准形态。研究结论指出,SNRs几何形态的研究能够揭示塑造其动力学演化的复杂相互作用的宝贵见解,未来针对银河系SNRs几何形态的研究可利用这些见解,更清晰地了解塑造银河系ISM的过程。

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[基于标题推测] 本论文可能聚焦于天文学中棒状星系的动力学研究,特别是在侧视(edge-on)视角下,通过一种称为轨道叠加(orbit-superposition)的方法来恢复星系中棒结构的模式速度(pattern speed)。模式速度是棒状星系中棒结构旋转速度的关键参数,对理解星系的形成、演化以及内部动力学机制具有重要意义。研究可能涉及数值模拟、观测数据的分析以及理论模型的构建,旨在解决侧视星系中由于投影效应导致的观测困难。论文可能提出了一种创新的算法或模型,通过轨道叠加技术结合星系中恒星的运动轨迹数据,精确估算棒结构的旋转速度。这一研究可能为星系动力学领域提供新的分析工具,并有助于揭示棒状星系在宇宙演化中的作用。

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本文研究了活动星系核(AGN)中宽发射线的光谱特征,重点分析了宽线区(BLR)内离散云团的复杂动力学对发射线轮廓形状的影响。BLR的云团位置分布或几何形状与BLR时间延迟的测量直接相关。本研究通过对大量基于物理的BLR云团分布模拟与光子通量加权发射率进行卷积,探讨了光谱线轮廓的通用形状,并提取了相应模型的时间延迟直方图以计算BLR的大小。研究采用的物理模型假设云团由外盘大气中尘埃受到的辐射压力驱动,模型参数较少,适用于BLR的低电离部分,并通过之前的模型测试得到验证。模型使用非流体力学的单云方法模拟BLR动力学,从而得到云团位置和速度的分布。研究发现,线轮廓的宽度随着黑洞质量或观测角度的增加而变宽,随着吸积率的增加而变窄。发射线轮廓的蓝翼随着黑洞质量和吸积率的增加而更加显著,这与外流结构的形成和增强一致。此外,研究表明,峰值时间延迟比平均延迟值更能代表观测趋势以及半径-光度关系的散布情况。通过这些发现,本文为理解BLR的物理性质及其与活动星系核整体特性的关系提供了重要见解。

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SN 2024ggi是一颗II型超新星(SN),于2024年4月3.21日(世界时)在附近的NGC 3621星系(距离约6.7±0.1兆秒差距)中被发现。由于其距离较近,研究人员得以详细探究该超新星的性质及其前身星。本研究聚焦于SN 2024ggi在星云阶段(爆炸后第287至400天)的光学演化特性,旨在分析前身星的性质及抛射物可能的非对称性。研究方法包括使用拉斯坎帕纳斯天文台和双子座南天文台获取的光学测光和光谱数据,共获得四次星云阶段光谱(分别在爆炸后第287、288、360和396天),并辅以320至400天期间的uBVgri波段晚期测光数据。通过分析星云发射特征,研究了抛射物的非对称性。基于[O I]通量和[O I]/[Ca II]比率,并结合文献中的光谱模型,估算了前身星的零龄主序质量。此外,利用光学测光和近红外数据构建了全波段光变曲线,以推导合成的镍质量。研究结果表明,前身星的零龄主序质量在12至15个太阳质量之间。晚期全波段光变曲线与合成的^{56}Ni质量为0.05至0.06个太阳质量一致。线轮廓在观测期间仅显示出微小变化,表明抛射物大致对称,但可能存在一团富氧物质朝观测者方向移动。直到爆炸后400天,未检测到星周物质相互作用的迹象。本研究为低质量II型超新星前身星的性质及其部分提供了重要见解,有助于进一步理解超新星演化过程。