高精度ガイア視差、低ゼロ点不確実性、およびハッブル宇宙望遠鏡測光法を備えたクラスターセファイド
| Title |
Cluster_Cepheids_with_High_Precision_Gaia_Parallaxes,_Low_Zeropoint_Uncertainties,_and_Hubble_Space_Telescope_Photometry |
| Authors |
Adam_G._Riess,_Louise_Breuval,_Wenlong_Yuan,_Stefano_Casertano,_Lucas_M.~Macri,_Dan_Scolnic,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Richard_I._Anderson,_Mauricio_Cruz_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01045 |
GaiaEDR3からの散開星団の17のセファイドのHST測光とそれらの平均視差を提示します。これらの視差は、ハッブル定数を測定するために以前に使用された個々のセファイド(G<8mag)の視差よりも正確です。これは、クラスターごとに平均300個を超える星に由来するためです。星団の視差も、ガイア視差のキャリブレーションが最も包括的である範囲(G>13等)に星があるため、系統的な不確実性が小さくなります。SNIaホストの銀河系外セファイドと同じ装置(WFC3)とフィルター(F555W、F814W、F160W)を使用して、期間と光度の関係で使用されたセファイド測光法を測定しました。Lindegren:2021bおよびほとんどの研究と一致する、この大きさの範囲zp=-3+/-4muasでの残留視差オフセットの証拠は見つかりません。クラスターサンプルから得られたHST近赤外線Wesenheitシステムのセファイド光度(P=10d、太陽金属性)は、M_{H,1}^W=-5.902+/-0.025および-5.890+/-0.018magです。それぞれ、視差オフセットの同時決定ありまたはなし。これらの結果は、フィールドセファイドからの測定値に似ており、幅広い範囲のガイア視差の精度を確認しています。このサンプルのみから校正されたSH0ES距離ラダーは、H_0=72.8+/-1.3およびH_0=73.2+/-1.1km/s/Mpcを与え、オフセット周辺化の有無にかかわらず;すべてのアンカーと組み合わせると、それぞれH_0=73.01+/-0.99および73.15+/-0.97であり、Planck+LambdaCDMと比較して、不確実性が5%または7%減少し、ハッブル張力が5.3シグマであることがわかります。最も単純な形式のLambdaCDMを使用して2つを結合するために、Gaiaからの視差とCMBの音響スケールの角度サイズの2つの最良の測定された宇宙スケールを調整することはますます困難になっているようです。
The Young and the Wild: z = 4 で形成されるプロトクラスターはどうなるか?
| Title |
The_Young_and_the_Wild:_What_happens_to_Protoclusters_forming_at_z_=_4? |
| Authors |
Rhea-Silvia_Remus,_Klaus_Dolag,_and_Helmut_Dannerbauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01053 |
流体力学的宇宙論シミュレーションスーツMagneticumの最大ボリュームの1つを使用して、SPT2349-56と同様の特性を持つ、赤方偏移=4で特定されたプロトクラスターの進化を研究します。シミュレーションで42のプロトクラスターを特定し、観測されたように大規模で同等に下部構造が豊富であり、これらの構造が既にウイルス化されていることを確認しました。これらの原始銀河団内の内部で高速回転するメンバー銀河のダイナミクスは、観測結果に似ており、急速に融合して、集まっている銀河団のBCGのコアを形成します。これらの構造のガス貯留層の半分は高温段階にあり、金属の濃縮は非常に早い段階にあります。これらの星系は、観測された冷たい星形成ガスの量とよく一致しており、大部分が太陽の値に濃縮されています。メンバー銀河の一部は、z=4ですでに消滅しており、ガス貯留層の測定では検出できないと予測しています。プロトクラスターの進化を追跡すると、高赤方偏移の典型的な質量指標のどれも、システムの現在の質量を予測するのに適したトレーサーではないことが明らかになります。z=4.3でSPT2349-56のような特性を持つシミュレートされたプロトクラスターはどれも、赤方偏移z=0で最も大規模なクラスターのトップ10に入らず、M=2x10^14Msunの質量にかろうじて達するものもあることがわかりました。シミュレートされた銀河の平均的な星形成率と質量成長率は、高赤方偏移での観測とかなりよく一致していますが、シミュレーションは、観測された原始銀河団内の非常に高い総星形成率を再現できません。より高い星形成効率（またはより低い枯渇時間スケール）を再現する能力。
COMET: エミュレートされた摂動理論によってモデル化された観測量のクラスタリング
| Title |
COMET:_Clustering_Observables_Modelled_by_Emulated_perturbation_Theory |
| Authors |
Alexander_Eggemeier,_Benjamin_Camacho-Quevedo,_Andrea_Pezzotta,_Martin_Crocce,_Rom\'an_Scoccimarro,_Ariel_G._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01070 |
この論文では、赤方偏移空間における銀河パワースペクトル多極子のガウス過程エミュレータであるCOMETを紹介します。モデル予測は1ループ摂動理論に基づいており、赤方偏移空間の歪みの2つの代替記述を検討します。効果的な減衰関数によって、小規模な速度の非摂動的な影響を保持します。COMETの出力は、任意の赤方偏移($z\sim3$まで)、任意の基準背景宇宙論、および形状パラメーター$\omega_c$、$\omega_b$、および$をカバーする大きなパラメーター空間で取得できます。n_s$、および進化パラメータ$h$、$A_s$、$\Omega_K$、$w_0$、および$w_a$。この柔軟性によってCOMETの精度が損なわれることはありません。これは、進化パラメーター間の正確な縮退を利用して、大幅に縮小されたパラメーター空間でエミュレーターをトレーニングできるようにするためです。予測は少なくとも2桁高速化されていますが、検証テストでは、単極子と四重極子で$0.1\,\%$(16重極子で$0.3\,\%$)、または$0.25\を超える精度が示されています。、体積が10倍に増加したEuclidサーベイで予想される統計的不確実性と比較して、3つの多重極子すべてのσ$。これらの違いが平均事後値のシフトに変換され、最大で同じサイズになることを示します。つまり、正確な基礎モデルと同じ信頼度でCOMETを使用できることを意味します。COMETは公開されているPythonパッケージで、赤方偏移空間とガウス共分散行列のツリーレベルのバイスペクトル多重極も提供します。
銀河外磁場の赤方偏移の進化
| Title |
The_redshift_evolution_of_extragalactic_magnetic_fields |
| Authors |
Valentin_Pomakov,_Shane_O'Sullivan,_Marcus_Bruggen,_Franco_Vazza,_Ettore_Carretti,_George_Heald,_Cathy_Horellou,_Timothy_Shimwell,_Aleksandar_Shulevski,_Tessa_Vernstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01336 |
遠方の電波源のファラデー回転の研究は、宇宙磁気の進化と起源を制約する可能性があります。LOFARTwoMeterSkySurvey:DataRelease2(LoTSSDR2)のデータを使用して、ファラデー回転測定(RM)の赤方偏移への依存性を調べます。空への投影という点では近いが、物理的に無関係な電波源(ランダムペア)に注目することで、2つの電波源間のRM差$\Delta$RMを測定します。したがって、$\Delta$RMへの銀河系外の寄与を他の寄与から分離します。得られたランダムペアのサンプルの統計分析を提示し、絶対RM差の中央値|$\Delta$RM|を見つけます。$=(1.79\pm0.09)$rad/m$^{2}$、|$\Delta$RM|ペアの赤方偏移の差とより近いソースの赤方偏移の両方に関して無相関であり、物理ペアに対するランダムペアの中央値超過は$(1.65\pm0.10)$rad/m$^{2}$です。この結果をモンテカルロシミュレーションで再現しようと試みました。この結果は、非消失シード宇宙磁場と$1/(1+z)^{\gamma}$として変化する共動磁場強度の赤方偏移展開を仮定したものです。最高のフィッティング結果$B_0\equivB_{\rmcomoving}(z=0)\lesssim(2.0\pm0.2)$nGと$\gamma\lesssim4.5\pm0.2$を見つけます。RMの違いに対するローカル環境のモデル化されていないが消えない寄与に。宇宙論的シミュレーションとの比較は、我々の結果がオーダーnGの均一なシードフィールドを持つ原始磁気発生シナリオと互換性がないことを示しています。
COLAによる修正重力の大規模構造プローブの研究
| Title |
Studying_large-scale_structure_probes_of_modified_gravity_with_COLA |
| Authors |
Bartolomeo_Fiorini,_Kazuya_Koyama,_Albert_Izard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01345 |
大規模構造の3つのプローブ、実空間パワースペクトル推定器$Q_0$、バイスペクトル、ボイドに対する2つの修正重力(MG)理論$f(R)$とnDGPの効果を研究し、高速近似COLAを検証します。これらのプローブの予測のための完全な$N$ボディシミュレーションに対するシミュレーション。赤方偏移空間パワースペクトルの最初の3つの偶数多極子を使用して$Q_0$を推定することで、ハローカタログと銀河カタログの両方の実空間パワースペクトルのMGブーストファクターを再現するのに十分であることがわかりました。暗黒物質(DM)のバイスペクトルと縮小バイスペクトルを分析することにより、DMバイスペクトルに存在する強いMG信号が主に強化されたパワースペクトルによるものであることを示します。シミュレーションでスクリーニング近似を採用することについて警告します。これは、DMレベルでMGバイスペクトル信号の重要な成分を発生させる可能性のある非線形の寄与を無視するためです。信号は、非線形銀河バイアスによって支配されます。最後に、ZOBOV流域アルゴリズムによって、銀河のモックカタログに対してボイド検出を実行します。ボイドと銀河の相互相関関数で赤方偏移空間歪み(RSD)の線形モデルを適用するために、まずRSDモデルに入るボイドプロファイルに対するMGの影響を調べます。nDGP理論の統合密度、速度分散、および動径速度プロファイルに関連するMG信号が見つかります。線形成長率のRSDモデルを当てはめ、nDGPモデルで線形理論予測を回復します。これは、$3\sigma$レベルでの$\Lambda$CDM予測よりも大きくなります。$f(R)$理論では、スケールに依存するため、フィットの結果を線形理論予測と単純に比較することはできませんが、$\Lambda$CDM予測と一致する結果が得られます。
色について: 暗黒エネルギー調査における Ia 型超新星の色に対する環境の影響
| Title |
Concerning_Colour:_The_Effect_of_Environment_on_Type_Ia_Supernova_Colour_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
L._Kelsey,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_P._Armstrong,_R._Chen,_D._Brout,_T._M._Davis,_M._Dixon,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_O._Graur,_R._Kessler,_C._Lidman,_A._M\"oller,_B._Popovic,_B._Rose,_D._Scolnic,_M._Smith,_M._Vincenzi,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_G._F._Lewis,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01357 |
最近の分析では、Ia型超新星(SNeIa)の色($c$)とその質量ステップのサイズ、ホスト銀河の恒星質量とハッブル残差との関係の間に興味深い相関関係があることがわかりました。これらの分析は、この関係の根底にある原因がほこりであることを示唆しています。DarkEnergySurveyの5年間のサンプルから測光的に分類された675のSNeIaのサンプルを使用して、色($c$)で分割されたサブサンプルのさまざまなホストおよびローカルプロパティのハッブル残差の違いを調べます。青($c<0$)と赤($c>0$)のSNeを比較すると、質量ステップのサイズに$3\sigma$の差が見られます。最小の実効値を観察します。低質量または青色環境での青色SNeのハッブル残差の散乱($\sim0.14$)は、これらの天体が宇宙論的分析に最も均一なサンプルを提供することを示唆しています。ハッブル残差と$M_\mathrm{stellar}$の間の$c$依存関係に適合することにより、既存のダストモデルを近似し、データから質量ステップを削除しますが、静止フレーム$U-R$に重要な残りのステップを見つけます。$M_\mathrm{stellar}$に基づく現在のダストモデリングでは、SN光度の残りの分散を完全には説明できない可能性があります。代わりに、ハッブル残差とグローバルな$U-R$の間の$c$依存の関係を考慮することによって、ほとんどの分散が除去され、その結果、他の環境プロパティで$\leq1\sigma$のステップが残り、$U-R$がさまざまな情報を提供することを示唆しますSNeIaの環境を$M_\mathrm{stellar}$に変更します。この$c$に依存する$U-R$の関係は、$U-R$がダストにより密接に関連している可能性があることを意味し、SN距離バイアスの補正に銀河$U-R$の色を将来含める動機となります。
高解像度 U(1)$\times$U(1) シミュレーションでのマルチテンション ストリング
| Title |
Multitension_strings_in_high-resolution_U(1)$\times$U(1)_simulations |
| Authors |
J._R._C._C._C._Correia,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01525 |
トポロジカルな欠陥は、初期の宇宙相転移の化石遺物であり、宇宙ひもが最も動機付けられた例です。ほとんどの場合、南部後藤弦またはアーベルヒッグス弦が研究されていますが、宇宙論的に現実的な弦には、そのワールドシートに追加の自由度が必要であると予想されます。具体的な例の1つは、IIB型超弦理論の超弦です。ここでは、数値的に便利なプロキシであるU(1)$\times$U(1)多重張力ネットワークの進化を研究するために、最近開発されたマルチGPU場の理論の宇宙弦コードの科学的利用を続けています。相互作用して束縛状態を形成できる張力ストリングネットワークは、宇宙のスーパーストリングから期待される動作への便利な最初の近似を提供します。(...)これまでのところ、このモデルの最大の場の理論シミュレーション、具体的には$4096^3$、$\Deltax=0.5$ボックスに依存しています。相関の長さと速度の診断の完全で一貫性のあるセットを通じて測定された、最も軽い文字列のスケーリングの堅牢な証拠を提示します。また、スケーリング動作と一致して、バインドされた状態セグメントの平均長が直線的に増加していることもわかります。(以前に報告された低解像度のシミュレーションでは、そのような動作は、慎重に設計された、それらのセグメントが豊富な初期条件でのみ特定されていました。)最後に、ネットワーク進化の初期段階で束縛状態の大規模な集団が形成されたという証拠は見られませんが、束縛状態の割合の漸近定数値の暫定的な証拠を提示しますが、この値は放射線と物質の時代では異なります。私たちの仕事は、GPUで加速された場の理論コードが単純なアーベルヒッグス近似を超えてうまく拡張できることを示し、現実的なストリングネットワークとその観測シグネチャの将来の詳細な研究を可能にします。
高赤方偏移銀河候補を使用した $\Lambda$CDM のストレス テスト
| Title |
Stress_Testing_$\Lambda$CDM_with_High-redshift_Galaxy_Candidates |
| Authors |
Michael_Boylan-Kolchin_(The_University_of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01611 |
JWSTからの初期のデータは、予想外に高い恒星質量を持つ高赤方偏移銀河候補の群れを明らかにしました。私はこれらの候補を、$\Lambda$CDMのようなモデルで予想される最も大規模な銀河の文脈で調べます。このモデルでは、銀河の星の質量は、ホストのダークマターハローの利用可能なバリオン貯留層によって制限されます。与えられた宇宙論では、質量と赤方偏移の関数としての暗黒物質ハローの存在量が、数密度$n(>M_{\star},z)$と星の質量密度$\rho_{\star}の絶対上限を設定します。(>M_{\star},z)$任意のエポック$z$で$M_{\star}$の恒星質量限界を超える銀河の数。JWST観測で報告された$z\sim10$での最も大規模な銀河候補の質量は、これらの制限と緊張関係にあります。これは、銀河の測光選択、銀河の恒星質量、または有効な調査体積の推定に関する十分に開発された技術の問題を示しています。$\Lambda$CDMモデル。最も強い張力が$z\sim10$に現れ、JWST銀河候補($z\sim16-20$)によって調べられた最高の赤方偏移(まだ?)ではないことは、$\Lambda$CDMのテストに有望です。今後の広域JWST調査を使用したモデル。
せん断ボックス近似による移動メッシュでの磁気回転不安定性のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_magnetorotational_instability_on_a_moving-mesh_with_the_shearing_box_approximation |
| Authors |
Oliver_Zier_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01065 |
磁気回転不安定性(MRI)は、十分にイオン化された降着円盤における重要なプロセスです。これは、効果的な粘性として作用する乱流を生成し、角運動量輸送を媒介する可能性があるためです。その局所的な性質のため、オイラー法を用いたシアリングボックス近似で解析されることが多く、そうでなければ、グローバルディスクシミュレーションで大きな移流エラーが発生する可能性があります。この作業では、$\nabla\cdotB=0$からの偏差を制御するために、準ラグランジュの移動メッシュコード${\rm\smallAREPO}$をDednerクリーニングスキームと組み合わせて適用する広範な研究について報告します。、せん断ボックス内の磁化された流れの問題に。平均バックグラウンド磁場を使用したMRIの解析的な線形成長率をうまく解決できることがわかりました。正味フラックスがゼロの場合、乱流が最終的に消滅する発散クリーニングの強度のしきい値があり、以前のオイラーシミュレーションとは対照的に、MRIの強度は解像度の増加に伴って減少しません。ボックスの垂直アスペクト比を大きくすると、Shietal.で説明されている平均場ダイナモが得られます。(2016)、および少なくとも200軌道のMRI乱流を維持できるアクティブなせん断電流効果。層別シミュレーションでは、少なくとも200軌道について、アクティブな$\alpha\omega$ダイナモと特徴的なバタフライダイアグラムを取得します。私たちの結果は、${\rm\smallATHENA}$などの静的グリッドコードで得られた以前の結果とよく比較されます。したがって、${\rm\smallAREPO}$は、この方法が準ラグランジュの性質から恩恵を受ける大域円盤シミュレーションや、大きな密度変化を伴うシアリングボックスシミュレーション(${\rm\smallAREPO}$の連続適応解像度は有利です。
彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコへの落下
| Title |
Airfall_on_Comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
B._J._R._Davidsson,_S._Birch,_G._A._Blake,_D._Bodewits,_J._P._Dworkin,_D._P._Glavin,_Y._Furukawa,_J._I._Lunine,_J._L._Mitchell,_A._N._Nguyen,_S._Squyres,_A._Takigawa,_J.-B._Vincent,_K._Zacny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01089 |
ここでは、活発な彗星の核、特に67P/Churyumov-Gerasimenkoでの、ある半球から別の半球への物質の移動プロセス(落下物質の堆積)を研究します。私たちの目標は次のとおりです:1)落下破片の層の厚さと、それがターゲット領域の位置にどのように依存するかを定量化する、2)$\mathrm{H_2O}$と$\mathrm{CO_2}$の氷の量を決定するコマを通過する間にさまざまなサイズの氷塵の集合体から失われ、3)堆積後の降下物質の蒸気損失の相対量を推定して、次の近日点アプローチで他の場所よりも活動的であると予想される場所を理解します。これらの問題に対処するために、軌道ダイナミクス、核と個々のコマ集合体の熱物理学、コマガスの動力学と流体力学、ガス抵抗によるダストのダイナミクスなど、さまざまな数値シミュレーションを使用します。蓄積された降下物の厚さは場所によって大きく異なり、通常は$0.1$-$1\,\mathrm{m}$のオーダーです。降下物質は、昏睡状態でかなり長い($12\,\mathrm{h}$)滞留した後、比較的小さな(cmサイズの)昏睡状態の集合体でさえ、かなりの量の水の氷を保存します。しかし、$\mathrm{CO_2}$は、比較的大きな(dmサイズの)凝集体であっても数時間以内に失われ、降下堆積物の重要な構成要素になるとは予想されていません。到達可能性と生存可能性の指標を導入して、さまざまな地域の相対的な能力を測定し、同時に降風を収集し、次の近日点通過まで水の氷を維持することで、次の近日点通過中に彗星活動に寄与する可能性を評価します。
Europa_s 条件下で 1 および 5 keV の電子を照射した NaCl-水氷混合物の VIS 分光法: カラーセンターと Na コロイドの形成
| Title |
VIS_spectroscopy_of_NaCl-water_ice_mixtures_irradiated_with_1_and_5_keV_electrons_under_Europa_s_conditions:_Formation_of_colour_centres_and_Na_colloids |
| Authors |
Romain_Cerubini,_Antoine_Pommerol,_Andr\'e_Galli,_Bernhard_Jost,_Peter_Wurz,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01314 |
エウロパの最近の実験室での取り組みと望遠鏡による観察により、照射によって生成された結晶欠陥によって引き起こされる塩化ナトリウム(NaCl)の黄色の着色の関連性が示されました。NaClがさまざまな方法で氷に水をまくために関連付けられているさまざまな種類の類似体を(エネルギー電子で)照射することによって、このプロセスをさらに調査します。私たちは、コンパクトなスラブと粒状粒子の2種類の氷の類似体を生成します。ここでは、2つの粒子サイズ(5および70$\mu$m)を調べます。極低温(100K)および高真空(10-7mbar)条件下で、1keVおよび5keVのエネルギーで電子照射を行います。2種類のカラーセンターの形成が観察されます。いわゆるF中心（460nm）がすべてのサンプルで形成されましたが、コンパクトスラブ内の吸収バンドの強度は他の氷の類似体を上回り、純粋なNaCl粒子内の吸収バンドの強度に匹敵しました。Mセンター(720nm)は、これまでエウロパの表面で検出されておらず、コンパクトスラブの照射中は検出限界に近かった。スラブは、主にFセンターを生成するため、Europa_sサーフェスの優れた類似物になる可能性があります。コンパクトなスラブと粒状のサンプルの間には、特に粒状のサンプル内のみに含まれるNaコロイドに起因する580nmでの吸収帯の存在など、その他の注目すべき違いが観察されています。このような吸収は、以前の研究では報告されていません。
DMタウの強く降着する遷移円盤におけるギャップ開口と内部円盤構造
| Title |
Gap_Opening_and_Inner_Disk_Structure_in_the_Strongly_Accreting_Transition_Disk_of_DM_Tau |
| Authors |
Logan_Francis,_Nienke_van_der_Marel,_Doug_Johnstone,_Eiji_Akiyama,_Simon_Bruderer,_Ruobing_Dong,_Jun_Hashimoto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Takayuki_Muto,_Yi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01598 |
遷移円盤内の大きな内部ダストギャップは、巨大な惑星が円盤内でガスとダストを彫刻している、または光蒸発風によってギャップが開いている証拠として、しばしば仮定されます。前者の仮説は、いくつかの円盤のギャップ内の惑星とガスの深い枯渇の観測によって強く支持されていますが、遷移円盤をホストする多くのおうし座T星は、枯渇していない円盤に典型的な速度で増加しており、これらの天体でどのようにギャップが開くのかという疑問が生じています。.このように、強く降着しているおうし座T星DMTauの周りの遷移円盤の構造の分析を提示します($\sim10^{-8.3}~\mathrm{M}_\odot~\mathrm{yr}^{-1}$)と乱流($\alpha=0.078\pm0.02$)。DALI熱化学コードを使用して、円盤モデルを当てはめ、降着率、高レベルの乱流、ALMAバンド6観測で追跡された$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$のガスを同時に再現します。^{18}$OJ=2--1行、および観測されたmm連続体からのダスト放出とスペクトルエネルギー分布。外側の円盤に比べて$\sim10$のガス表面密度の浅い枯渇が見られ、ガスが豊富な内側の円盤は観測と一致しています。ギャップの深さによって暗示された$<1$M$_\mathrm{Jup}$の惑星質量は、高粘性円盤にダストが閉じ込められるという予測と緊張関係にあります。_\mathrm{Jup}$.デッドゾーンを含む光蒸発モデルは、DMタウディスクのいくつかの特徴を定性的に再現できますが、高い降着率と観測されたmm連続フラックスを説明するのにまだ苦労しています。
データムレス トポグラフィー: 救済を定量化する普遍的に一貫した方法
地球上および地球外での起伏を定量化する基準として長い間使用されてきましたが、標高には限界があります。ゼロ標高基準は、特に海面のない惑星では、恣意的で一貫性のない慣習によって定義されているため、救済を定量化するための普遍的に標準化された方法がありません。さらに、そのような惑星の起伏を定量化する場合、ポイントの標高はそれ自体では意味がなく、他のポイントの標高と比較するとその値の大部分が導き出されます。これらの考慮事項に照らして、この論文では、データを完全に必要とせず、代わりに物理的に意味のある概念に基づいた、救済を定量化するための普遍的に一貫したフレームワークを紹介します。数学的に洗練され、恣意的なパラメータを持たないように設計された、いわゆるデータムレスメジャーは、データムレスポイントメジャーとデータムレスサーフェスメジャーに分けられます。測地基準点に対する点の垂直位置を表す標高とは対照的に、測地基準を持たない点測度は、ローカル地形に対する点の垂直位置を直接記述し、異なる惑星にまたがる山などの地形の起伏を比較するのに役立ちます。.一方、データムレスサーフェス測定は、単一点のレリーフとは対照的に、領域内のレリーフのさまざまな側面を定量化します。これは、基準楕円体に投影することなく、フラクタルのような惑星表面に直接適用できる、表面積と表面平均値の無測地定式化によって行われます。全体として、この論文は、将来の地形作業が標高の限界を超えることを可能にするデータムのないフレームワークの基礎を築きます。
制約付き参照星の差分イメージング: 高度に構造化された星周円盤の高忠実度画像の有効化
| Title |
Constrained_Reference_Star_Differential_Imaging:_Enabling_High-Fidelity_Imagery_of_Highly_Structured_Circumstellar_Disks |
| Authors |
Kellen_Lawson,_Thayne_Currie,_John_Wisniewski,_Tyler_Groff,_Michael_McElwain,_Joshua_Schlieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01606 |
高コントラスト画像は、星周円盤とその中にまだ埋め込まれている惑星を研究する機会を提供し、惑星系の形成と進化に関する重要な洞察を提供します。ただし、恒星のハロー光を抑制するためにしばしば必要とされる後処理技術は、通常、参照恒星微分画像(RDI)のような比較的保守的なアプローチを使用した場合でも、恒星周囲の光の重大で可変的な損失をもたらします。星周円盤を持つシステムのためのRDI点広がり関数(PSF)減算技術の新しいクラスである、「制約付き参照星差分イメージング」(制約付きRDI)を紹介します。制約付きRDIは、高解像度の偏光強度(PI)画像またはディスクのいずれかを利用しますRDIに共通するオーバーサブトラクションによる信号損失を大幅に制限または排除するモデル.我々は、偏波データを利用した制約付きRDIの能力を実証し、総強度でABぎょしゃ座原始惑星系ディスクのオーバーサブトラクションのない検出をもたらす.PI制約付きRDI最近発見された原始惑星ABぎょしゃ座b(Currieetal.2022)のスペクトルシグネチャを決定的に回復することができます.さらに、拘束されたRDIが間もなく獲得されるジェームズウェッブにとって強力な分析ツールになり得ることを示します。宇宙望遠鏡による円盤のコロナグラフィイメージング.どちらの場合も、拘束されたRDIは、円盤のより詳細な研究とより多くのロブを可能にする分析準備の整った製品を提供します。埋め込まれた太陽系外惑星の最初の検証。
Gaia eDR3 を使用したローカル 天の川星の運動学的下部構造のロバスト クラスタリング
| Title |
Robust_Clustering_of_the_Local_Milky_Way_Stellar_Kinematic_Substructures_with_Gaia_eDR3 |
| Authors |
Xiaowei_Ou,_Lina_Necib,_Anna_Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01056 |
クラスタリングアルゴリズムHDBSCANをGaia初期の3番目のデータリリースアストロメトリーに適用し、Gaiaの2番目のデータリリースである約550万個の星の視線速度測定値と組み合わせて、太陽近傍の局所的な星の運動学的下部構造を特定します。これらの構造を理解することは、天の川の形成のより完全な図を構築するのに役立ち、検出実験に役立つ暗黒物質の経験的な位相空間分布を構築するのに役立ちます。この調査の主な目的は、測定の不確実性を考慮し、クラスタリング結果の安定性を調査することにより、最も安定したクラスタのリストを提供することです。最近降着した構造を研究するために速度空間で、位相混合構造を見つけるために作用角空間で、クラスタリングアルゴリズムを2つの空間に適用します。一貫してノイズに関連付けられていない速度空間(アクション角度空間)で23(6)の堅牢なクラスターを見つけます。それらは既知の構造に起因します。ガイアソーセージエンケラドス、ヘルミストリーム、球状星団NGC3201は両方の空間で見つかりますが、NGC104と厚い円盤(セコイア)は速度空間(作用角空間)で識別されます。.これらの構造の運動学的特性を議論し、化学的存在量に基づいて、小さなクラスターの多くが同様の大きなクラスターに属しているかどうかを調べます。新しい構造は特定されていませんが、既知の構造のHDBSCANメンバーの選択は、星の不確かさの範囲内でリサンプリングすると、星の運動学を入力するのに不安定であることがわかります。したがって、クラスタリングアルゴリズムによって一貫して識別される局所的な運動学的構造の最も安定したサブセットを提示し、既存のものと将来の両方について、恒星構造の手動および自動識別の両方でエラー伝播を考慮する必要があることを強調します発見。(要約)
| Title |
Mapping_the_aliphatic_hydrocarbon_content_of_interstellar_dust_in_the_Galactic_plane |
| Authors |
B._G\"unay,_M._G._Burton,_M._Af\c{s}ar,_T._W._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01058 |
我々は、星間塵からの3.4$\μm吸収特徴の分光光度イメージングに基づいて、我々の銀河系の固相中の脂肪族炭化水素含有量をマッピングするための新しい観測方法を実装します。以前に、銀河中心星団を含むフィールドでこの方法を実証しました。3.4$\mu$mの吸収特性が以前に測定されていない銀河中心の新しい領域にこの方法を適用し、銀河面の領域に測定を拡張して、拡散した局所的な星間媒体をサンプリングしました。$\mu$mの吸収特性は以前に測定されています。これらのフィールドについて、3.4$\mu$mの光学深度と脂肪族炭化水素カラム密度マップを分析しました。光学的深さは、ソースごとに大きな変動がなく、各フィールドで合理的に均一であることがわかります。しかし、銀河中心の$b=0^{\circ}$に向かう方向に光学的深さが増加する弱い傾向があります。脂肪族炭化水素のカラム密度と存在量の平均値は、約数$\rm\times10^{18}\,cm^{-2}$および数十$\times10^{-6}$であることがわかりました。それぞれ、銀河面の新しい視線に対して。私たちは、銀河面の炭素の少なくとも10～20%が脂肪族の形であると結論付けています。
シミュレートされた大質量銀河における構造軸と運動軸の再配向率と長軸回転の起源
| Title |
Reorientation_Rates_of_Structural_and_Kinematic_Axes_in_Simulated_Massive_Galaxies_and_the_Origins_of_Prolate_Rotation |
| Authors |
Sahil_Hegde,_Greg_L._Bryan,_Shy_Genel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01098 |
この作業では、TNG300、$(300\mathrm{Mpc})の$\sim$4000大質量($M_*\geq10^{11}M_\odot$at$z=0$)銀河のサンプルを分析します。IllustrisTNGシミュレーションスイートの^3$ボックス。角運動量(AM)と形態学的主軸の間の運動学的不整合($\Psi_\mathrm{int}$)に焦点を当てて、これらの銀河の形状と運動学を特徴付けます。従来の純粋に形状または運動学に基づく分類は、サンプルの多様性を特徴付け、銀河の形態学的および運動学的軸の変化率に基づいて新しいクラスのセットを定義するには不十分であることがわかりました。これらのクラスは時間の経過とともにほとんど安定しており、銀河の6つの異なる集団に対応していることを示しています。急速なAM再配向（サンプルの58％）、不安定な銀河（10％）、回転する円盤（10％）、渦巻く葉巻（16％）です。)、位置ずれが遅い再配向銀河(3%)、および通常の扁長回転子(長軸回転を示す銀河;2%)。これらの銀河の最近の重要な(質量比$\mu>1/10$)合体が現在の特性の主な原因であることを実証し、これらの合体は衛星の最終的な時点で最もよく特徴付けられることを発見しました。つまり、これまで考えられていたよりもはるかに最終的な合体に近づいています。通常の扁長回転子は、内部AM方向に沿って放射状の合併を経験する回転ディスク前駆細胞から進化することを示します。最後に、これらの通常の扁長回転子は、大きな$\Psi_\mathrm{int}$を持つ同様のサイズの急速なAMリオリエンターの集団とは異なると主張します。長軸回転の条件。
MIGHTEE-HI: $z<0.5$ における星形成銀河の HI スケーリング関係の進化
| Title |
MIGHTEE-HI:_Evolution_of_HI_scaling_relations_of_star-forming_galaxies_at_$z<0.5$ |
| Authors |
Francesco_Sinigaglia,_Giulia_Rodighiero,_Ed_Elson,_Mattia_Vaccari,_Natasha_Maddox,_Bradley_S._Frank,_Matt_J._Jarvis,_Tom_Oosterloo,_Romeel_Dav\'e,_Mara_Salvato,_Maarten_Baes,_Sabine_Bellstedt,_Laura_Bisigello,_Jordan_D._Collier,_Robin_H._W._Cook,_Luke_J._M._Davies,_Jacinta_Delhaize,_Simon_P._Driver,_Caroline_Foster,_Sushma_Kurapati,_Claudia_del_P._Lagos,_Christopher_Lidman,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Martin_J._Meyer,_K._Moses_Mogotsi,_Hengxing_Pan,_Anastasia_A._Ponomareva,_Isabella_Prandoni,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Aaron_S._G._Robotham,_Mario_G._Santos,_Srikrishna_Sekhar,_Kristine_Spekkens,_Jessica_E._Thorne,_Jan_M._van_der_Hulst,_and_O._Ivy_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01121 |
$z>0.15$でのブラインド調査からのHI銀河スケーリング関係の最初の測定値を提示します。MIGHTEE-HIEarlyScienceデータキューブから抽出された$0.23<z<0.49$のHIで検出されなかった星形成銀河の9023スペクトルのスペクトルスタッキングを実行し、MeerKAT電波望遠鏡で取得しました。銀河を銀河特性($M_*$、SFR、およびsSFR、${\rmsSFR}\equivM_*/{\rmSFR}$)のビンに積み重ね、ほとんどの場合に$\gtrsim5\sigma$検出を取得します。ケース、この赤方偏移範囲でこれまでで最も強力なHIスタッキング検出。これらの検出により、プローブされた赤方偏移間隔でスケーリング関係を測定し、サンプル$z_{\rmmed}\sim0.37$から$z\sim0$への中央赤方偏移の証拠を見つけることができます。特に、低$M_*$銀河($\log_{10}(M_*/{\rmM_\odot})\sim9$)では、強力なHI枯渇($\sim0.5$dexin$\log_{10}(M_{\rmHI}/{\rmM}_\odot)$)、大質量銀河($\log_{10}(M_*/{\rmM_\odot})\sim11$)HI質量をほとんど変化させません。星形成活動を見ると、高度な星形成銀河は$M_{\rmHI}$($f_{\rmHI}$、ここで$f_{\rmHI}\equivM_{\rm}/M_*$)は固定SFR(sSFR)で、最小プローブSFR(sSFR)ではスケーリング関係は進化を示しません。これらの発見は、過去の$\sim4$Gyrの間に低$M_*$銀河が強力なHIの枯渇を経験したシナリオを示唆しているが、大規模な銀河は何らかの降着メカニズム、おそらく小規模な合体を通じて、かなりのHIの補充を受けている。興味深いことに、私たちの結果はSIMBAシミュレーションの予測とよく一致しています。この研究は、銀河のスケーリング関係に新しい重要な観測上の制約を設定すると結論付けています。
指数関数的に増幅された磁場により、種族 III 原始星周辺の円盤の断片化が解消される
| Title |
Exponentially_amplified_magnetic_field_eliminates_disk_fragmentation_around_the_Population_III_protostar |
| Authors |
Shingo_Hirano_(1_and_2),_Masahiro_N._Machida_(2)_((1)_University_of_Tokyo,_(2)_Kyushu_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01216 |
最初の(種族III)星の初期の質量関数を明確にするために残された重要な問題の1つは、降着円盤で形成された二次原始星の最終的な運命、特にそれらが合体するか生き残るかということです。宇宙磁場下での最初の星形成における磁気効果に焦点を当てています。最初の原始星形成から1000年後まで、一連の理想的な電磁流体シミュレーションを実行します。シンク粒子手法の代わりに、厳密な状態方程式アプローチを採用して、原始星に接続する磁場構造を表現します。$B_0=10^{-20}$Gat$n_0=10^4\,{\rmcm^{-3}}$、原始星の周りの磁場強度で初期化された雲の最初の原始星形成から10年後ピコガウスからキロガウスまで増幅し、現在の星と同じ強さです。原始星の近くのガス($\leq\!10$au)は、原始星形成後の最初の10年間で数十回の軌道回転を行っているため、磁場は急速に巻き上げられます。質量降着が進行するにつれて、重要な磁場領域が外側に広がり、磁気ブレーキにより、磁化されていないモデルで形成されるディスクの断片化が解消されます。一方、角運動量が小さいガス雲を想定すると、回転が遅くなるため、この増幅は機能しない可能性があります。ただし、その場合、ディスクの断片化は発生しません。宇宙磁場強度の指数関数的増幅(約$10^{-18}$G)により、種族IIIの原始星の周りのディスクの断片化が解消されると結論付けています。
M 82 の長軸に沿った高密度分子ガスの性質
| Title |
Properties_of_dense_molecular_gas_along_the_major_axis_of_M_82 |
| Authors |
Fei_Li,_Zhi-Yu_Zhang,_Junzhi_Wang,_Feng_Gao,_Shanghuo_Li,_Jing_Zhou,_Yichen_Sun,_Ziyi_Guo,_and_Shu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01259 |
高密度のガスは、銀河の進化と星の形成に重要です。HCNやHCO+などのアイソトポローグなどの光学的に薄い高密度ガストレーサーは、高密度分子ガスの励起条件を診断するのに非常に役立ちます。しかし、光学的に薄い高密度ガストレーサーに関する以前の研究は、感度と角度分解能が限られているため、銀河全体の平均的な特性に主に焦点を当てていました。近くにあるプロトタイプのスターバースト銀河であるM82は、単一皿望遠鏡による空間分解研究のユニークなケースを提供します。IRAM30m望遠鏡では、H13CN、HC15N、H13CO+、HN13C、H15NC、SiOJ=2-1、HC3NJ=10-9、H2COJ=2-1のJ=1-0遷移を観測しました。M82の長軸に沿って5つの位置。I(HCN)/I(H13CN)およびI(HCO+)/I(H13CO+)の強度比は、長軸に沿って大きな空間的変動を示し、ディスク上の値よりも中央領域の値が低く、光学深度が高いことを示しています。中央地域で。HCO+線の光学的深さは、すべての位置でHCN線の光学的深さよりも系統的に高いことがわかっています。さらに、14N/15N比は、中心から外側の円盤に向かって勾配が増加していることがわかります。
453個の赤方偏移$\sim$0.3クエーサーの大規模で明確に定義されたサンプルのホスト銀河の星形成主系列を、広帯域($grizy$)スペクトルのモデリングから星質量を導出することにより、以前に利用可能な星形成率で調査します。エネルギー分布。Pan-STARRS13$\pi$ステラジアンサーベイ画像の2次元同時マルチフィルター分解を実行し、波長変動を初めて明示的に考慮することにより、ホスト銀河から活動銀河核(AGN)を解きほぐします銀河構造の。現実の銀河と理想化された銀河の両方から生成されたモックAGNから、ホスト銀河のS\'ersicプロファイルとサイズを定量化します。ハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用したキャリブレーション銀河サンプルの詳細な形態学的分類により、クエーサーの大まかな形態学的タイプを推定することができます。クエーサーの大部分($\sim$60%)は、バルジ優勢の初期型銀河によってホストされていますが、かなりの部分($\sim$40%)は円盤優勢の後期型銀河に存在しており、少なくともこれらのシステムでは、最近のシミュレーションと近くのクエーサーの観測と一致して、主要な合併はAGN活動の規制に重要な役割を果たしていません。クエーサーの大部分($\sim$90%)は、銀河の星形成主系列上またはそれより上に位置する星形成率を持ち、より急速に降着するAGNは主系列よりもさらに上に移動します。クエーサーホスト銀河は一般に、後期型と初期型の両方のシステムで、活動していない銀河によって定義される星の質量とサイズの関係に従いますが、人口の約3分の1は、コンパクトな星形成を連想させる、与えられた星の質量でより小さなサイズを持っています。高赤方偏移の銀河。
GASP クラゲ銀河 JO194 とその環境との間の相互作用をチャンドラで明らかにする
| Title |
Unveiling_the_interplay_between_the_GASP_jellyfish_galaxy_JO194_and_its_environment_with_Chandra |
| Authors |
Chiara_Bartolini,_Alessandro_Ignesti,_Myriam_Gitti,_Fabrizio_Brighenti,_Anna_Wolter,_Alessia_Moretti,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Marco_Gullieuszik,_Jacopo_Fritz,_and_Neven_Tomi\v{c}i\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01425 |
クラゲ銀河のX線研究は、クラスター内媒質(ICM)と星間媒質(ISM)の間の相互作用の物理学に窓を開きました。この論文では、GASPクラゲ銀河JO194のアーカイブ\textit{Chandra}観測の研究を紹介します。恒星円盤から巻き戻された渦巻き腕まで伸びるX線放出を、平均温度$kT=0.79\pm0.03$keVで観測します。X線放出の起源を調べるために、観測されたX線光度を、H$\alpha$放出から得られた星形成率(SFR)から予想されるものと比較します。我々は、SFに関して$\sim2-4$倍のX線光度超過を見積もっています。したがって、SFはJO194の延長されたX線放射の主な原因ではないと結論付けています。スパイラルアームの金属量($Z=0.24^{+0.19}_{-0.12}Z_{\odot}$)は、JO194周辺のICMの金属量($Z=0.35\pm0.07$)と一致するため、ICM放射冷却が腕のX線放射を支配していることを示唆しています。X線プラズマはISM-ICM相互作用の結果であると推測されますが、この相互作用の性質はまだほとんどわかっていません。最後に、JO194のX線特性は、星の質量、ホストクラスター内の位相空間条件、および局所的なICM条件が異なる2つの他のGASP銀河の特性と一致していることを観察します。クラゲ銀河で拡張X線放出を誘発するために必要な条件は、ストリッピングの開始時に確立され、それらが長い時間スケールで持続できるため、さまざまなクラスターや進化段階の銀河が同様の拡張X線放出を示すことができることを示唆しています。.
電波静かなクエーサーのエディントン比に対する電波放射の依存性
| Title |
Dependence_of_the_Radio_Emission_on_the_Eddington_Ratio_of_Radio-Quiet_Quasars |
| Authors |
A._Alhosani,_J._D._Gelfand,_I._Zaw,_A._Laor,_E._Behar,_S._Chen,_R._Wrzosek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01488 |
クエーサーの約10%は「電波の大きい」もので、大きなジェットで大量の電波を放出します。残りの90%のクエーサーから見られる低レベルの電波放射の起源は不明です。非常に長いベースラインアレイで8つの電波静かなクエーサーのサンプルを観測したところ、それらの電波特性がエディントン比(r_Edd=L_AGN/L_Edd)に強く依存することがわかりました。より低いエディントン比(r_Edd<0.3)では、AGNの総電波放射は主に非常にコンパクトな領域から発生し、降着円盤と同じくらい小さい可能性があります。より高いエディントン比(r_Edd>0.3)では、このコンパクトな領域の相対的な寄与は大幅に減少し、総無線電力はほぼ同じままですが、放射は現在、100pcを超える領域から発生しています。r_Eddによる電波を放出するプラズマ領域の物理的起源の変化は予想外であり、電波の大きなクエーサーの特性はエディントン比との依存性を示さないためです。私たちの結果は、エディントン比が低い場合、磁化されたプラズマは降着円盤コロナによって閉じ込められる可能性が高く、エディントン比が高い場合にのみ、より大きなスケールに逃げることを示唆しています。恒星質量ブラックホールは、質量範囲全体でブラックホールへの降着を統一するパラダイムをサポートする、降着率に対する電波特性の同様の依存性を示します。
宇宙の夜明けと再電離の時代の 21 cm 信号に対する高 z 銀河の光度関数のターンオーバーの影響
| Title |
Impact_of_the_turnover_in_the_high-z_galaxy_luminosity_function_on_the_21-cm_signal_during_Cosmic_Dawn_and_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Zekang_Zhang,_Huanyuan_Shan,_Junhua_Gu,_Qian_Zheng,_Yidong_Xu,_Bin_Yue,_Yuchen_Liu,_Zhenghao_Zhu,_Quan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01492 |
高z銀河の光度関数(LF)のかすかな端の形状は、宇宙の夜明けと再電離のエポックの間の初期の星形成と再電離の物理学を知らせます。最近まで、強力な重力レンズクラスターの深い調査に基づいて、ハッブルフロンティアフィールド(HFF)は、z$\sim$6で紫外(UV)LFの潜在的なターンオーバーを発見していました。この論文では、LFのターンオーバー等級よりも大きな等級を持つ非常に暗い銀河の宇宙再電離への寄与を分析します。HFFからの測定値を、ハロー質量しきい値$M_t$、曲率パラメーター$\beta$、UV変換係数$l_{\rmUV}$の3つの自由パラメーターを含む抑制星形成効率モデルに適用します。68\%の信頼水準の適合によると、$M_t=1.82^{+2.86}_{-1.08}\times10^{10}\rmM_{\odot}$より小さいハローでの高赤方偏移星形成は減衰していることが分かった.ターンオーバーの大きさ$\rm\gtrsim-13.99-2.45$、対応するハロー質量$\lesssim(4.57+20.03)\times10^{9}\rmM_{\odot}$。グローバルな21cm信号の吸収トラフは、SFEモデルのパラメーターに敏感であることがわかります。($\beta$,$l_{\rmUV}$)=($2.17^{+2.42}_{-1.72}$,$9.33^{+0.43}_{-0.42}\rm~erg~yr~と一緒にs^{-1}M_{\odot}^{-1})$、トラフは$\sim$$134^{+10}_{-17}$$\rmMHz$、振幅$\sim$$-237^{-6}_{+7}$$\rmmK$、ターンオーバーがない場合の(106\rmMHz、-212\rmmK)と比較。さらに、かすかな銀河の星形成も21cmパワースペクトルに影響を与えることがわかりました。最適なピークパワーは$\sim4\%$減少し、$0.88h\rmMpc^{-1}$から$0.91h\rmMpc^{-1}$の小さいスケールに向かってシフトします。私たちの計算によると、そのような影響は、次の平方キロアレイで区別できます。
ビッグバン後の明るい銀河 $\sim 500$ Myr の時代: JWST による $z \gtrsim 15$ での星形成活動への洞察
| Title |
On_the_ages_of_bright_galaxies_$\sim_500$_Myr_after_the_Big_Bang:_insights_into_star_formation_activity_at_$z_\gtrsim_15$_with_JWST |
| Authors |
Lily_Whitler,_Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Michael_Topping,_Zuyi_Chen,_and_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01599 |
JWSTにより、初期宇宙における銀河の形成と進化を研究する新しい機会が生まれています。$z\gtrsim7$銀河の静止光学特性に対するスピッツァー制約は、銀河の恒星質量と星形成履歴(SFH)を使用して宇宙の星形成履歴を間接的に推測する能力を実証しました。ただし、スピッツァーでは$z\gtrsim8$で最も明るい個々の天体しか検出できなかったため、$z\gtrsim10$での過去の活動を確実に制限することは困難でした。ここでは、$z\gtrsim8$でのJWSTの大幅に改善された静止光感度を利用して、位置するように選択された11個のUV明るい($M_\text{UV}\lesssim-19.5$)銀河の年齢とSFHを制約します。$z\sim8.5-11$、次に$z\gtrsim15$での星形成活動への影響を調べます。2つのスペクトルエネルギー分布モデリングコードを使用してサンプル内の個々の天体の特性を推測し、明るい$z\sim8.5-11$銀河の年齢分布を推測します。同様の分析で推定された$z\sim7$よりも若い$\sim30$Myrという年齢の中央値が見つかりました。年齢分布は、明るい銀河$z\sim8.5-11$の$\sim9$パーセントのみが$z\gtrsim15$で同様に明るいことを示唆しており、明るい銀河の数密度が約1桁減少することを意味します。$z\sim8.5-11$と$z\sim15$の間。この進化は、明るい銀河の存在量が非常に早い時期に向かって大幅に減少しないことを示唆するいくつかの初期のJWSTの結果と一致させるのが難しいですが、若い星の集団が古い星の構成要素の上に形成される場合、または明るい場合は、この緊張が緩和される可能性があることを示唆しています。$z\sim15$の銀河は、星形成のバースト中に観察されます。
JWST / NIRCamイメージングで$ z = 7-11 $で非常に青いUV連続体傾斜を検索する：初期銀河における星の金属性と電離光子エスケープへの影響
| Title |
Searching_for_Extremely_Blue_UV_Continuum_Slopes_at_$z=7-11$_in_JWST/NIRCam_Imaging:_Implications_for_Stellar_Metallicity_and_Ionizing_Photon_Escape_in_Early_Galaxies |
| Authors |
Michael_W._Topping,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley,_Adele_Plat,_Lily_Whitler,_Zuyi_Chen,_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01610 |
銀河の紫外(UV)連続体勾配($\beta$wheref$_\lambda\propto\lambda^\beta$)は、星の集団の金属量や年齢から、銀河の塵。非常に青いUV勾配($\beta<-3$)を持つ再電離時代の銀河を特定することに、かなりの注目が集まっています。このようなシステムは、低金属量の星の道しるべを提供するだけでなく、HII領域から電離光子が漏れている可能性が高い銀河を特定します。このような青いUV勾配は、星雲連続体の赤化効果が減少した場合にのみ見ることができます。この論文では、最近のEGSフィールドのJWST/NIRCamイメージングで、非常に青いUV色を持つ再電離時代の銀河の検索を提示します。$z\simeq7-11$銀河の大規模なサンプルのUV勾配を特徴付け、$\beta=-2.1$の中央値を見つけました。低い光度(M$_{\rm{UV}}\simeq-19.5$)と低い恒星質量(5-6$\times10^7$M$_\odot$)の3つのシステムは、極端に青いUV勾配を示します。($\beta=-3.1$から$-3.2$)と星雲線の発光が弱いことを示す静止光測光。各星系は非常にコンパクト(r$_e<$260pc)で、星形成率が非常に高い表面密度を持っています。SEDは、さまざまなレベルの電離光子エスケープを持つ一連のBEAGLEモデルでモデル化されています。SEDは、基準(f$_{\rm{esc,HII}}$=0)またはアルファ強化(Z$_*<Z_{\rm{ISM}}$)モデルでは再現できません。組み合わせた青色のUV勾配と弱い星雲放出は、HII領域(f$_{\rm{esc,HII}}$=0.6-0.8)からのかなりの電離光子エスケープと非常に低い金属量の大質量星(Z$_*$=0.01-0.06Z$_\odot$)。これらの銀河の発見は、JWSTが再電離期にライマン連続体を漏出する銀河の候補を多数特定する可能性を浮き彫りにし、低金属量の星の集団が非常に多く存在する可能性があることを示唆しています。
初期のJWSTデータに見られるz〜9-17の銀河に関する包括的な研究：再電離前時代のUV光度関数と宇宙星形成の歴史
| Title |
A_Comprehensive_Study_on_Galaxies_at_z~9-17_Found_in_the_Early_JWST_Data:_UV_Luminosity_Functions_and_Cosmic_Star-Formation_History_at_the_Pre-Reionization_Epoch |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Masamune_Oguri,_Yoshiaki_Ono,_Kimihiko_Nakajima,_Yuki_Isobe,_Hiroya_Umeda,_Ken_Mawatari,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01612 |
早期放出観測(ERO)および早期放出科学(ERS)プログラムによって撮影された最初の90arcmin$^2$JWST/NIRCam画像を使用して、$z\sim9-17$でドロップアウト銀河候補に関する包括的な研究を行います。JWSTシミュレーション画像を使用すると、弱いphoto-$z$決定($\Delta\chi^2>4$)で多数の前景の侵入者が選択されることがわかります。したがって、安全な写真$z$選択基準($\Delta\chi^2>9$)と従来の色基準を慎重に適用し、ERONIRSpec分光赤方偏移を確認して、合計25個のドロップアウト銀河を$z\で取得します。$z_\mathrm{photo}=16.45_{-0.32}^{+0.09}$と$16.66_{-0.34}^{+1.86}$の2つの候補を含むsim9-17$。私たちは最近のJWST研究で発見されたドロップアウト銀河を徹底的に比較し、私たちの銀河サンプルは統計分析に十分信頼できると結論付けました。$z\sim9-17$でのUV光度関数を導出し、$z\sim9$および$12$でのUV光度関数が以前のHSTおよびJWST研究によって決定されたものと一致することを確認します。宇宙の星形成率密度は$z\sim9$から$12$に、おそらく$17$に減少しますが、$z\sim12-17$での密度は恒星形成効率モデルよりも高くなっています。興味深いことに、$z\sim11-17$には$M_{\rmUV}<-19.5$の6つの明るい銀河の候補があり、その星の質量は非常に高く、$10^{8-9}M_\odot$です。これらの銀河の大部分($\sim70\%$)は、その形態にAGNの痕跡を示さないため、宇宙の星形成速度密度が高く、これらの星状大質量銀河の存在は、前再電離時代の紫外線背景放射、または集団IIIのような星形成による効率的な紫外線放射生成。
ダスト、CO、および [CI]: 金属に富む銀河における分子ガス質量トレーサーの宇宙時間にわたるクロスキャリブレーション
| Title |
Dust,_CO_and_[CI]:_Cross-calibration_of_molecular_gas_mass_tracers_in_metal-rich_galaxies_across_cosmic_time |
| Authors |
L_Dunne,_S_J_Maddox,_P_P_Papadopoulos,_R_J_Ivison_and_H_L_Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01622 |
銀河の3つの主要な分子ガス質量トレーサー、$\rm^{12}CO$(1-0)、[CI]($^3P_1$-$^3P_0$)の自己無撞着な相互較正を提示します。局所円盤からサブミリ選択銀河(SMG)までの407個の銀河のサンプルを使用して、最大$z\およそ6$ベイジアン法を使用して、赤外線光度$L_{\rmIR}$で3～4桁以上の分子ガス指標の銀河規模の普遍的なキャリブレーションを生成します。ダストの連続体に関しては、温度と光度の間の新しい経験的関係を使用して決定された、質量で重み付けされたダスト温度$T_{\rmmw}$を使用します。平均$L/M_{\rmmol}$ガス質量換算係数は$\alpha_{850}=6.9\times10^{12}\,\rmW\,Hz^{-1}\,M_であることがわかります{\odot}^{-1}$,$\alpha_{\rmCO}=\rm4\,M_{\odot}(K\,km\,s^{-1}\,pc^2)^{-1}$と$\alpha_{\rmCI}=\rm17.0\,M_{\odot}(K\,km\,s^{-1}\,pc^2)^{-1}$、サンプルの平均ダスト特性($\kappa_H$=ガス対ダスト比/ダスト放射率)が局所的な金属に富む銀河および分子量に類似するという仮定に基づいています。CO(1-0)が最も高いのに対し、最も固有の散乱が少ないトレーサーは[CI](1-0)です。変換係数は、$L_{\rmIR}$と弱いが有意な相関関係を示しています。金属が豊富な銀河に典型的な塵の性質を仮定すると、中性炭素存在量$X_{\rmCI}=[C^0/\rmmol]=1.6\times10^{-5}$と推測されます。MW。主系列(MS)銀河と極端な星形成強度を持つ銀河(ULIRGとSMG)との間の$\alpha_{\rmCO}$のバイモダリティの証拠は見つかりませんでした。3つの変換係数の平均は、MS銀河とULIRG/SMGの間で10～20%以内で類似していることがわかっています。金属が豊富な銀河では、$\alpha_{\rmCO}$、$X_{\rmCI}$、および$\kappa_H$のほぼ普遍的な平均値が、全球分子ガスの推定に適していることを示しています。
JWST は、これまで HST が見逃していた 2
| Title |
JWST_reveals_a_population_of_ultra-red,_flattened_disk_galaxies_at_2 |
| Authors |
Erica_J._Nelson,_Katherine_A._Suess,_Rachel_Bezanson,_Sedona_H._Price,_Pieter_van_Dokkum,_Joel_Leja,_Bingjie_Wang_Katherine_E._Whitaker,_Ivo_Labb\'e,_Laia_Barrufet,_Gabriel_Brammer,_Daniel_J._Eisenstein,_Kasper_E._Heintz,_Benjamin_D._Johnson,_Elijah_Mathews,_Tim_B._Miller,_Pascal_A._Oesch,_Lester_Sandles,_David_J._Setton,_Joshua_S._Speagle,_Sandro_Tacchella,_Ken-ichi_Tadaki,_Hannah_\"Ubler_John_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01630 |
わずか1か月のデータで、JWSTはすでに宇宙に対する私たちの見方を変えており、前例のない数の銀河集団の星明かりを明らかにして解決しています。「HST-dark」銀河は以前に長い波長で検出されていましたが、これらの観測は一般に空間分解能の欠如に悩まされており、それらのサイズと形態を特徴付ける能力が制限されています。JWST/NIRCamでは明るく(4.4$\mu$m<24.5mag)、HSTでは非常に暗いか、見えない($<$1.6$\mu$m)HST-dark集団。これらの12個の銀河は、測光赤方偏移$2<z<6$、高い恒星質量$M_{\star}\gtrsim10^{10}~M_{\odotを持っています。驚くべきことに、銀河の投影軸比は4.4$\mu$mで伸びており、銀河群が円盤優勢または扁長であることを示唆している.ほとんどの銀河はすべての半径で赤く見えており、私たちは、これらの赤い円盤状のHST-dark銀河をUltra-redFlatteと呼んでいますネッドオブジェクト（UFO）。$r_e$(F444W)$\sim1-2$~kpcでは、銀河のサイズは$z\sim2$にあるコンパクトな大質量銀河と、$z\sim0$にある大質量銀河とS0のコアに似ています。サンプルの星の質量、サイズ、および形態は、一部がローカル宇宙のレンズ状または高速回転銀河の前駆体である可能性があることを示唆しています。この個体群の存在は、以前の宇宙の人口調査では、塵に覆われたスターバーストに加えて、巨大で塵の多いエッジオンディスクが見落とされた可能性があることを示唆しています。
HAWC を使用した短い GRB からの超高エネルギー ガンマ線放出に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_very_high_energy_gamma-ray_emission_from_short_GRBs_with_HAWC |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_8_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_C._de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_S._Dichiara,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_T.B._Humensky,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_S.S._Marinelli,_O._Martinez,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01075 |
多くのガンマ線バースト(GRB)が電波波長から観測されており、非常に高いエネルギー(VHE、>100GeV)でいくつか観測されています。HAWCガンマ線天文台は、その広い視野とデューティサイクルにより、VHEでの過渡現象の研究に適しています。これらの機能により、VHE放射の検索が可能になり、持続時間とスペクトルのさまざまなモデルの仮定を調べることができます。この論文では、2014年12月から2020年5月の間にHAWCによって収集されたデータを使用して、この期間中にFermi、Swift、およびKonus衛星をトリガーしたサンプル47の短いGRBからの80～800GeVのエネルギー範囲の放出を検索します。この分析は、各バーストの最初の20秒以内に遅延および延長されたVHE放出を検索するように最適化されています。即時放出に関して、VHE放出の証拠は、同時または遅延のいずれかではありません。GRBフルエンスで導出された上限(90%信頼レベル)は、シンクロトロン自己コンプトン前方衝撃モデルを制約するために使用されます。GRB170206AやGRB181222841などの最高のkeVフルエンスを持つバーストに対してz=0.3を仮定すると、$10^{-2}$cm$^{-3}$という低い星間密度の制約が得られます。主に急速冷却領域からのVHE放出を観察することは困難です。
| Title |
Coalescing_black_hole_binaries_from_globular_clusters:_mass_distributions_and_comparison_to_gravitational_wave_data_from_GWTC-3 |
| Authors |
Fabio_Antonini,_Mark_Gieles,_Fani_Dosopoulou,_Debatri_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01081 |
クラスター人口モデルcBHBdを使用して、球状クラスターで動的に形成された合体ブラックホールバイナリの質量分布を調べます。階層的な合併による質量成長の影響をモデルに含め、結果の分布を第3重力波過渡カタログから推測された分布と比較します。データから推測される一次ブラックホール質量分布の$m_1\simeq10M_\odot$でのピークを再現できるモデルはありません。これは、検出されたソースのほとんどが球状星団で形成されるというシナリオを不利にします。一方、球状星団の起源は、推定された$m_1\simeq35M_\odot$での二次ピークを説明できます。これには、最も質量の大きい星団が半質量密度$\rho_{\rmh,0}\で形成される必要があります。gtrsim10^4M_\odot\rmpc^{-3}$.最後に、推測された質量分布における高い質量カットオフの欠如は、階層的合併による初期質量ギャップの再増殖によっても説明できることを発見しました。$\simeq50M_\odot$を超える推定合併率を一致させるには、初期クラスター密度$\rho_{\rmh,0}\gtrsim10^4M_\odot\rmpc^{-3}$とそのブラックホールの両方が必要です。スピンがほぼゼロのフォーム。階層的な合併シナリオは、ブラックホールの質量分布における複数のピークの出現と位置について特定の予測を行い、将来のデータに対してテストすることができます。
安定した物質移動と共通エンベロープシナリオを介して、ライトアクシオン放出による星の冷却がブラックホール連星の形成と進化に与える影響を研究します。光アクシオン放出の存在下では、共通エンベロープを介して、低質量ギャップ($M_{\rmBH}<4{\rmM}_\odot$)のブラックホールとバイナリブラックホールの合体が形成されないことがわかります。フォーメーションチャンネル。一部のシステムでは、これはアクシオンがRocheローブオーバーフローを防止するために発生します。他のものでは、共通の封筒が排出されるのを防ぎます。私たちの結果は、カップリング$g_{a\gamma}\gtrsim10^{10}\、\rmGeV^{-1}$(光子へ)または$\alpha_{ae}\gtrsim10^{-26を持つアクシオンに適用されます。}$(電子に)と質量$m_a\ll10\,\rmkeV$.したがって、弱く結合した軽い粒子は、LIGO/Virgo/KAGRAデータで質量ギャップ$2{\rmM}_\odot<M_{\rmBH}<4{\rmM}_\odot$を生成する可能性があります。質量ギャップは星の残骸集団に存在します。
連星内衝撃モデルを用いたガンマ線連星HESS J0632+057の広帯域放射の調査
| Title |
Investigation_of_the_broadband_emission_of_the_gamma-ray_binary_HESS_J0632+057_using_an_intrabinary_shock_model |
| Authors |
Jinyoung_Kim_(1),_Hongjun_An_(1),_Kaya_Mori_(2)_((1)_Chungbuk_National_University,_(2)_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01189 |
現象論的イントラバイナリショック(IBS)モデルを使用して、ガンマ線バイナリHESSJ0632+057の豊富なX線およびガンマ線スペクトルエネルギー分布(SED)およびマルチバンド光度曲線(LC)データを調査しました。私たちのベースラインモデルは、IBSが推定パルサーとそのBeコンパニオンからの風の衝突によって形成され、IBSで加速された粒子がシンクロトロン（SY）および逆コンプトン上方散乱（ICS）プロセスを介して広帯域放射を放出すると仮定しています。最新の軌道解とシステムジオメトリ(Tokayeretal.2021)を採用して、グローバルなX線とTeVLCの特徴、$\phi\sim0.3$と$\sim0.7$の2つの広い隆起をSYで再現しました。およびICSモデルコンポーネント。これらのTeVLCピークは、ペリアストロン近くのシード光子密度の増強と上結合、またはIBSの下結合でのバルク加速粒子のドップラービーム放出によって引き起こされるICS放出に由来することがわかりました。私たちのIBSモデルは、観測されたSEDおよびLCデータのほとんどをうまく説明しましたが、TeV帯域の位相分解SEDデータには、衝撃前の粒子(パルサー風によって生成された)からのICS放出に関連する追加のコンポーネントが必要であることがわかりました。この発見は、IBS放射成分を描写し、特定の軌道位相でのパルサー風のバルクローレンツファクターを決定する可能性を示しています。
線力駆動風に対する放射抗力の影響
穏やかな相対論的速度の超高速アウトフロー(UFO)は、電波が静かで騒々しい活動銀河核(AGN)のX線スペクトルを使用して測定されます。一般に、UFOはブラックホール(BH)の周囲の降着円盤から生成されると考えられています。降着円盤からUFOを駆動するメカニズムとして、線力駆動モデルが提案されています。この論文では、非流体力学的アプローチを使用して、降着円盤から生成された線力駆動の風に対する放射抗力効果の影響を調べます。放射抗力効果が線力駆動の風を大幅に弱める可能性があることがわかりました。輻射抗力効果がない場合に比べ、輻射抗力効果を考慮すると、最大風速は$\sim$60\%--70\%減少し、質量流出率は$\sim減少します。$50\%--80\%となり、動力は約1桁減少します。放射抗力効果により、風が発生する範囲が狭くなります。
近くと遠くからのニュートリノ: IceCube ニュートリノ天文台の結果
| Title |
Neutrinos_from_near_and_far:_Results_from_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Tianlu_Yuan_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01226 |
地理的な南極でギガトンの氷を計測するIceCubeニュートリノ天文台は、過去10年間、画期的な科学的発見の最前線に立っています。これらには、TeV-PeV天体物理学ニュートリノのフラックスの観測、グラショー共鳴での最初の天体物理学ニュートリノの検出、高エネルギーニュートリノの最初の既知の天文学的発生源としてのブレザーTXS0506+056の証拠が含まれます。しかし、天体物理学ニュートリノの正確な起源、発生源と地球の大気中、および標準モデルを超えた物理学の文脈におけるそれらの生成メカニズムに関するいくつかの疑問が残っています。この手順では、ニュートリノの相互作用と振動に関する新しい制約から、天体物理学のニュートリノフラックスの最新の測定、その起源の探索、IceCube-Gen2による将来の展望まで、最新の結果の一部を取り上げます。
AMS-02 F/Si データからの輸送パラメータとフッ素源存在量
| Title |
Transport_parameters_from_AMS-02_F/Si_data_and_fluorine_source_abundance |
| Authors |
E._Ferronato_Bueno,_L._Derome,_Y._G\'enolini,_D._Maurin,_V._Tatischeff,_and_M._Vecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01337 |
AMS-02の共同研究は、前例のない精度の宇宙線F/Siデータを最近リリースしました。CRFは主に重い前駆細胞の断片化によって生成されますが、Siは主に発生源で加速されます。したがって、この比率は、CR伝播に対して最大限に敏感です。F/Si比から得られる輸送パラメータと、より軽いLi/C、Be/C、およびB/C比から得られる輸送パラメータとの適合性を調べます。また、最初のイオン化ポテンシャルが高いが適度に揮発性しかない数少ない元素の1つであり、CRの加速メカニズムを研究するための潜在的に重要な元素であるFのCRソースの存在量を調べます。USINEコードに実装された1D拡散モデルを使用し、いくつかの体系的な効果(データのエネルギー相関、核断面積、太陽変調の不確実性)を説明する$\chi^2$分析を実行します。また、EXFOR核データベースを利用して、最も重要な前駆体(56Fe、32S、28Si、27Al、24Mg、22Ne、および20Neであることが確認されている)のF生成断面積を更新します。AMS-02F/Siデータから得られた輸送パラメーターは、AMS-02(Li,Be,B)/Cデータから得られたものと互換性があります。これらすべての比率を組み合わせて適合させると、$\chi^2/dof\approx1.1$になり、BおよびF生成断面積が$\lesssim10\%$調整されます(後者は非常に少数の核データに基づいています)。ポイントであり、新しい測定値から大きな恩恵を受けるでしょう)。F/Si比は、Fの純粋な二次起源と互換性があり、最適な相対ソース存在量19F/28Si$_{CRS}\sim10^{-3}$および上限$\sim5\です。10^{-3}$倍。残念ながら、この制限は$\sim10^{-4}$レベルの値が必要なCR原子核のグローバル加速モデルをテストするには不十分です。このようなレベルは、数十TVで数パーセントの精度のF/Siデータで達成でき、おそらく次世代のCR実験の範囲内です。
広帯域X線分光法と銀河ブラックホール候補GRS 1758-258のスピン推定
| Title |
Broadband_X-ray_Spectroscopy_and_Estimation_of_Spin_of_the_Galactic_Black_Hole_Candidate_GRS_1758-258 |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Hsiang-Kuang_Chang,_Arka_Chatterjee,_Sachindra_Naik,_Samar_Safi-Harb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01399 |
SwiftとNuSTARによって同時に観測された、持続銀河ブラックホールX線連星GRS1758-258の広帯域(0.5～78keV)X線スペクトル研究の結果を提示します。吸収べき乗法モデルを当てはめると、スペクトル内に幅広いFe線と反射こぶが明らかになりました。スペクトル分析には、さまざまなフレーバーの相対論的反射モデルを使用しました。すべてのモデルは、GRS1758-258のブラックホールのスピンが>0.92であることを示しています。観測中、ソースは低ハード状態にあり、コロナのホットエレクトロン温度はkT$_e$~140keVと推定されました。ブラックホールの質量が10$M_{\odot}$で距離が8kpcであると仮定すると、ブラックホールは観測中にエディントン限界の~1.5%で降着していることがわかります。
NuSTARとXMM-Newtonが明らかにしたESO 511$-$G030の低温コロナ
| Title |
The_Low_Temperature_Corona_in_ESO_511$-$G030_Revealed_by_NuSTAR_and_XMM-Newton |
| Authors |
Zuobin_Zhang,_Jiachen_Jiang,_Honghui_Liu,_Cosimo_Bambi,_Christopher_S._Reynolds,_Andrew_C._Fabian,_Thomas_Dauser,_Kristin_Madsen,_Andrew_Young,_Luigi_Gallo,_Zhibo_Yu,_John_Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01452 |
セイファート1銀河ESO511$-$G030の調整されたXMM-Newton$+$NuSTAR観測の結果を提示します。この共同モニタリングプログラムでは、詳細な変動性とスペクトル分析を実施しています。長い時間スケールでフラックスのわずかな変動がありますが、ソースは観測期間を通じて低フラックスで非常に安定した状態を維持しました。広帯域(0.3-78~keV)スペクトルは、2~keV未満のソフトな過剰、比較的狭い鉄のK$\alpha$放出($\sim$6.4~keV)、および明らかな高エネルギーでのカットオフ。ソフトエクセスは、暖かい($kT_{\rme}\sim$0.19~keV)と光学的に厚い($\tau-18\sim25$)という2つの異なるシナリオでモデル化できることがわかりました。高密度($\log[n_{\rme}/{\rmcm}^{-3}]=17.1\sim18.5$)内部ディスクからの反射。すべてのモデルは、ホットコロナに低温($kT_{\rme}\sim$13~keV)を必要とします。
Poisson-FOCuS: ガンマ線バースト検出への応用によるカウント バースト検出のための効率的なオンライン手法
| Title |
Poisson-FOCuS:_An_efficient_online_method_for_detecting_count_bursts_with_application_to_gamma_ray_burst_detection |
| Authors |
Kes_Ward,_Giuseppe_Dilillo,_Idris_Eckley,_Paul_Fearnhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01494 |
ガンマ線バーストは、爆発している遠くの星からの閃光です。これらのバーストの検出には、さまざまなエネルギーバンドの光子を監視するキューブ衛星が使用されます。ガンマ線バーストがいつ発生したかを検出できる、立方体衛星に搭載された限られた計算リソースを使用して実行できる、計算効率の高いアルゴリズムが必要です。現在のアルゴリズムは、さまざまなサイズの時間ウィンドウのグリッド全体で光子数を監視することに基づいています。最近開発されたオンライン変化検出用のFOCuSアルゴリズムをポアソンデータに拡張する新しいアルゴリズムを提案します。私たちのアルゴリズムは、可能なすべてのウィンドウサイズを検索することと数学的に同等ですが、現在のグリッドベースの方法の半分の計算コストで済みます。フェルミガンマ線バーストカタログから引き出されたシミュレーションとデータを使用して、私たちのアプローチの追加の力を実証します。
キロノバ残光のモデリング: 熱電子集団の影響と GRB アウトフローとの相互作用
| Title |
Modelling_kilonova_afterglows:_Effects_of_the_thermal_electron_population_and_interaction_with_GRB_outflows |
| Authors |
Vsevolod_Nedora,_Tim_Dietrich,_Masaru_Shibata,_Martin_Pohl,_Ludovica_Crosato_Menegazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01558 |
潜在的なキロノバを伴うガンマ線バーストの数が増加していることを考えると、キロノバ残光のモデリングを進める重要性が高まっています。この電磁的特徴は、中性子星連星合体のマルチメッセンジャー像において重要な役割を果たし、エジェクタの性質、ひいては連星の性質を推測する可能性を提供する可能性があります。この作業では、マクスウェル(熱)分布とべき乗則(非熱)分布に従う2つの電子集団の存在が、キロノバ残光光曲線にどのように影響するかを調査します。モデリングは、半解析的な残光モデル$\texttt{PyBlastAfterglow}$を使用して行われます。GW170817を対象としたab-initio数値相対性理論連星中性子星合体シミュレーションからのキロノバ噴出物プロファイルのセットを検討します。初期には熱電子からの放出が支配的であることがわかります。星間媒体密度が十分に高い場合(${\simeq}0.1\,$cm$^{-3}$)、光度曲線に初期のピークが追加されます。噴出物が減速すると、スペクトルおよび時間指数が特徴的な方法で変化し、観測された場合、噴出物の速度分布を再構築するために使用できます。GRB170817Aから推定される低星間媒体密度の場合、熱電子集団からの放出は、非熱電子集団からの放出よりも暗いです。また、ガンマ線バースト噴出物を横方向に拡大することによって星間物質が変化した場合、キロノバ残光の光度曲線がどのように変化するかを評価します。後者については、GRB170817Aの観測によって情報を得た特性を検討します。主な効果は初期の時間${\lesssim}10^{3}\,$daysでの放出抑制であり、最大で${\sim}40\%$に達することがわかりました。これらの噴出物が突き抜けて衝撃波が形成される、その後の再輝は非常に穏やか(${\lesssim}10\%$)であり、時間の経過とともに不鮮明になり、観察できない場合があります。
XMM-Newton と NuSTAR による光学的に静止したクエーサーの観測
| Title |
XMM-Newton_and_NuSTAR_Observations_of_an_Optically_Quiescent_Quasar |
| Authors |
Claire_Greenwell,_Poshak_Gandhi,_George_Lansbury,_Peter_Boorman,_Vincenzo_Mainieri,_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01627 |
光学的に静止したクエーサー(OQQ)は、銀河のような光学的連続体を持つ、最近体系化された赤外線発光活動銀河核(AGN)のクラスを表します。それらは、AGNライフサイクルの興味深い短いフェーズを表す場合があります。それらの性質は不明のままですが、カバーファクターの高いメディア内に閉じ込められているか、最近のトリガーを示しています。ここでは、$z$=0.587で、以前に識別されたプロトタイプSDSSJ075139.06+402811.2である、OQQの最初の対象を絞った同時X線観測を提示します。ソースは、XMM-NewtonとNuSTARを使用して0.5～16keVで有意に検出され、現在の降着活動の存在を明確に確認しています。スペクトルモデリングにより、固有光度$L_{\rm2-10keV}$$\approx$4.4$\times$10$^{43}$ergs$^{-1}$が得られ、AGNレジーム内に十分収まりますが、相対光度は低くなります。その赤外線パワーに。log$N_{\rmH}$[cm$^{-2}$]$\approx$22で、少し隠れています。
2022年 南極でのCMB観測のためのアップグレードと改善された低周波カメラ感度
| Title |
2022_Upgrade_and_Improved_Low_Frequency_Camera_Sensitivity_for_CMB_Observation_at_the_South_Pole |
| Authors |
A._Soliman,_P.A.R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C.A._Bischoff,_D._Beck,_J.J._Bock,_V._Buza,_J._Cheshire,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A.J._Cukierman,_E.V._Denison,_M.I._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J.P._Filippini,_C._Giannakopoulos,_N._Goeckner-Wald,_D.C._Goldfinger,_J._Grayson,_P.K._Grimes,_G._Hall,_G._Halal,_M._Halpern,_E._Hand,_S.A._Harrison,_S._Henderson,_S.R._Hildebrandt,_G.C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K.D._Irwin,_J._Kangh,_K.S._Karkare,_S._Kefeli,_J.M._Kovac,_C.L._Kuo,_K._Lau,_E.M._Leitch,_A._Lennox,_T._Liu,_K.G._Megerian,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H.T._Nguyen,_R._O'Brient,_S._Palladino,_M.A._Petroff,_N._Precup,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C.D._Reintsema,_M._Salatino,_A._Schillaci,_B.L._Schmitt,_B._Singari,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01080 |
多周波数の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測で銀河の前景を制限することは、CMBに刻印されるビッグバン後のインフレーションの兆候である原始重力波(PGW)を測定するための感度に最終的に到達するための重要なステップです。BICEPArray望遠鏡は、分極銀河の前景を制御しながら、CMBBモード検索によってインフレーションのエネルギースケールを制限するように設計された、多周波数カメラのセットです。最低周波数のBICEPArray受信機(BA1)は2020年以来南極から観測しており、30GHzと40GHzのデータを提供して、CMBマップの銀河シンクロトロンを特徴付けています。このホワイトペーパーでは、BA1検出器の設計と、南極点での空での性能を含むカメラの完全な光学特性について説明します。この論文では、帯域外光子が検出器の性能に及ぼす影響など、最初の観測シーズンにおける設計上の課題も紹介しています。また、その影響を診断するために行われたテストと、これらの光子を最小限に抑えるための新しいアップグレード、および2022年の配備シーズン中にさらに多くのダイクロイック検出器を設置してBA1の感度を向上させることについても説明します。最後に、両方の光チャネルで光子ノイズが支配的な検出器を持つことを目標に、検出器のバックグラウンドノイズ測定を報告します。BA1は、前の展開シーズンと比較してマッピング速度の向上を実現します。
単一電子高感度読み出し (SiSeRO) X 線検出器: 技術の進歩と特性評価
| Title |
Single_electron_Sensitive_Readout_(SiSeRO)_X-ray_detectors:_Technological_progress_and_characterization |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Sven_Herrmann,_Peter_Orel,_R._G._Morris,_Daniel_R._Wilkins,_Steven_W._Allen,_Gregory_Prigozhin,_Beverly_LaMarr,_Andrew_Malonis,_Richard_Foster,_Marshall_W._Bautz,_Kevan_Donlon,_Michael_Cooper,_and_Christopher_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01082 |
単一電子センシティブ読み出し(SiSeRO)は、電荷結合素子(CCD)イメージセンサー用の新しいオンチップ電荷検出器出力ステージです。マサチューセッツ工科大学リンカーン研究所で開発されたこの技術は、トランジスタチャネルの下に空乏化された内部ゲートを持つp-MOSFETトランジスタを使用します。トランジスタのソース-ドレイン電流は、内部ゲートへの電荷の転送によって変調されます。スタンフォード大学では、オンチップトランジスタのドレイン電流に基づいてデバイスの特性を評価する読み出しモジュールを開発しました。特性評価は、さまざまなデバイスアーキテクチャを備えた多数のプロトタイプセンサーに対して実行されました。内部ゲートの位置、MOSFETポリシリコンゲート構造、およびMOSFETのソースとドレインに対する内部ゲートのトラフの位置(トラフは、内部ゲートに電荷を閉じ込めるために導入されます)。埋め込みチャネルSiSeROを使用して、電子あたり700pAを超える電荷/電流変換ゲイン、約6電子二乗平均平方根(RMS)の等価ノイズ電荷(ENC)、および半値全幅(FWHM)を達成しました。625Kpixel/sの読み出し速度で5.9keVで約140eVです。この論文では、SiSeROの動作原理、スタンフォード大学で開発された読み出しモジュール、およびSiSeROプロトタイプの特性評価テストの結果について説明します。また、これらのデバイスで反復非破壊読み出し(RNDR)を実装する可能性と、原則としてサブ電子ENC性能を生み出すことができる予備的な結果についても説明します。SiSeRO技術を成熟させるには、追加の測定と詳細なデバイスシミュレーションが不可欠です。ただし、この新しいデバイスクラスは、中程度の分光分解能を備えた、高速で低ノイズ、耐放射線性のメガピクセルイメージャーを必要とする、次世代の天文X線望遠鏡に刺激的な技術を提供します。
大口径ミリ波受信機用積層ポリエチレン窓の開発
| Title |
Laminate_polyethylene_window_development_for_large_aperture_millimeter_receivers |
| Authors |
Miranda_Eiben,_Denis_Barkats,_Aurelia_Balkanski,_Sage_Crystian,_Marion_I._Dierickx,_David_C._Goldfinger,_Paul_K._Grimes,_Robert_Kimberk,_John_M._Kovac,_Grant_Meiners,_Matthew_A._Petroff,_Destiny_Santalucia,_Elaine_Sheffield,_Calvin_Tsai,_Natalia_Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01088 |
宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光信号をターゲットとする新しい実験では、以前の実験よりも感度が高く、検出器が多く、口径の大きいミリ波望遠鏡が必要です。これらのより大きな開口部には、極低温光学系を収容するためのより大きな真空ウィンドウが必要です。高密度ポリエチレン(HDPE)製のものなど、従来の真空ウィンドウをスケールアップするには、大気圧からの余分な力を処理するために、ウィンドウ素材の厚さを対応して増やす必要があります。ウィンドウが厚いと、周囲温度での透過損失が大きくなり、光学負荷が増加し、感度が低下します。当社は、HDPEの100倍の強度を持つ素材である高弾性ポリエチレン(HMPE)の使用を開発し、加圧ホットラミネーションプロセスを使用して、より強く、より薄い窓を製造しました。BICEPArrayクライオスタットと将来のCMBアプリケーションに適した新しいウィンドウを開発することを目標に、薄いラミネート真空ウィンドウを生成するための特殊なオートクレーブの開発と、フルスケールの科学グレードのウィンドウの光学的および機械的特性評価について説明します。
将来のX線ミッションのための正確な粒子バックグラウンド推定に向けて：チャンドラACISとAMSの間の相関変動
| Title |
Towards_precision_particle_background_estimation_for_future_X-ray_missions:_correlated_variability_between_Chandra_ACIS_and_AMS |
| Authors |
Catherine_E._Grant,_Eric_D._Miller,_Marshall_W._Bautz,_Richard_Foster,_Ralph_P._Kraft,_Steven_Allen,_David_N._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01130 |
多くの将来のX線天文台の科学的目標は、かすかな拡散源の深い露出を通して宇宙網をマッピングすることです。このような観察には、低いバックグラウンドと、残りの拒否されていないバックグラウンドに関する可能な限りの知識が必要です。1～2keVを超えるバックグラウンドへの主な寄与は、銀河宇宙線陽子によるものです。それらのフラックスとスペクトルは、太陽周期によって変調されますが、より短い時間スケールでの太陽活動によっても変調されます。この変動性を理解することは、ESAのアテナX線天文台や大きな収集領域を持つ他のミッションの背景の不確実性を減らすために重要であることが証明されるかもしれません。チャンドラX線天文台のACISによって測定された粒子バックグラウンドの変動性を調べ、その変動性をISSの精密粒子検出器であるアルファ磁気分光計(AMS)によって測定された変動性と比較します。AMSによって測定された宇宙線陽子変動は、ACISバックグラウンドによく一致し、バックグラウンドの原因である陽子エネルギーを推定するために使用できることを示します。これが将来のミッションにどのように役立つかを議論します。
宇宙コロナグラフ光学ベンチ (SCoOB): 2. 宇宙搭載高コントラスト イメージング技術用の真空対応コロナグラフ テストベッドでの波面センシングと制御
| Title |
The_space_coronagraph_optical_bench_(SCoOB):_2._wavefront_sensing_and_control_in_a_vacuum-compatible_coronagraph_testbed_for_spaceborne_high-contrast_imaging_technology |
| Authors |
Kyle_Van_Gorkom,_Ewan_S._Douglas,_Jaren_N._Ashcraft,_Sebastiaan_Haffert,_Daewook_Kim,_Heejoo_Choi,_Ramya_N._Anche,_Jared_R._Males,_Kian_Milani,_Kevin_Derby,_Lori_Harrison,_Olivier_Durney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01155 |
2020年の天文学と天体物理学に関する10年調査では、今後10年間の重要な優先事項として、居住可能な系外惑星の検出と特性評価のための宇宙ベースの高コントラストイメージングが承認されました。宇宙のような環境で星明かり抑制技術の成熟度を高めるために、アリゾナ大学でSpaceCoronagraphOpticalBench(SCoOB)を開発しています。これは、CoronographicDebrisExoplanetExploringPayload(CDEEP)に基づく新しい熱真空(TVAC)テストベッドです。)、散乱光での星周円盤の高コントラストイメージングのためのSmallSatミッションコンセプト。完成すると、テストベッドはベクトル渦コロナグラフ(VVC)と、BostonMicromachinesCorp(BMC)のKilo-C微小電気機械システム(MEMS)変形可能ミラーおよび自己コヒーレントカメラ(SCC)を組み合わせて、10ドルを超える生のコントラストを目標にします。^{-8}$可視波長で。この議事録では、空気中のこのテストベッドでの波面センシングと制御の取り組みについて報告します。これには、光学システムの構築時の性能、焦点面波面制御のアルゴリズムの実装、ダークホール(高コントラスト領域の領域)の掘削が含まれます。電場共役(EFC)および関連アルゴリズムを使用します。
スペース コロナグラフ光学ベンチ (SCoOB): 1. 宇宙搭載の高コントラスト イメージング技術用の真空対応コロナグラフ テストベッドの設計と組み立て
| Title |
The_Space_Coronagraph_Optical_Bench_(SCoOB):_1._Design_and_Assembly_of_a_Vacuum-compatible_Coronagraph_Testbed_for_Spaceborne_High-Contrast_Imaging_Technology |
| Authors |
Jaren_N._Ashcraft,_Heejoo_Choi,_Ewan_S._Douglas,_Kevin_Derby,_Kyle_Van_Gorkom,_Daewook_Kim,_Ramya_Anche,_Alex_Carter,_Olivier_Durney,_Sebastiaan_Haffert,_Lori_Harrison,_Maggie_Kautz,_Jennifer_Lumbres,_Jared_R._Males,_Kian_Milani,_Oscar_M._Montoya,_George_A._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01156 |
衛星搭載のコロナグラフィ技術の開発は、可視光で居住可能な太陽系外惑星を検出するために最も重要です。宇宙では、コロナグラフは大気によって課される制限を回避して、より深いコントラストに到達し、主星の近くにあるかすかな伴星を検出できます。この技術を飛行のような環境で効果的にテストするには、熱真空(TVAC)チャンバーで動作するように高コントラストのイメージングテストベッドを設計する必要があります。TVAC互換の高コントラストイメージングテストベッドは、アリゾナ大学で、以前のミッションコンセプトであるコロナグラフィックデブリおよび系外惑星探査ペイロード(CDEEP)に触発されて開発中です。テストベッドは現在、可視波長で動作し、波面制御用にボストンマイクロマシンのKilo-CDMを備えています。ベクトル渦コロナグラフとナイフエッジリオコロナグラフの両方の動作モードがテスト中です。光学系は、10^-8torrで動作し、10^-8以上の生のコントラストを達成するように設計された1x2メートルの空気的に分離された光学ベンチに取り付けられます。光学表面の品質、アライメント手順、および最初の光の結果の検証が提示されます。また、真空チャンバー内でのテストベッドの統合状況についても報告します。
X 線速度読み取り: 次世代 CCD の高速で低ノイズの読み取りを可能にします
| Title |
X-ray_speed_reading:_enabling_fast,_low_noise_readout_for_next-generation_CCDs |
| Authors |
S._Herrmann,_P._Orel,_T._Chattopadhyay,_R._G._Morris,_G._Prigozhin,_K._Donlon,_R._Foster,_M._Bautz,_S._Allen,_and_C._Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01247 |
現在の最先端のCCDは、必要なフレームレートを除いて、将来の戦略的X線ミッションに必要なすべての主要な性能数値をほぼ提供できるところまで来ています。当社のスタンフォードグループは、マサチューセッツ工科大学(MIT)およびMITリンカーン研究所(MIT-LL)と共同で開発された、マイクロエレクトロニクス、信号処理、および新しい検出器デバイスの多面的なアプローチを通じて、この技術ギャップを埋めようとしています。ここでは、(統合された)読み出しエレクトロニクスの開発、デジタル信号処理、および新しいSiSeRO(SingleelectronSensitiveReadOut)デバイスの特性評価の結果を報告します。
複数の調査からの超新星の全色光度分類と将来の調査のための転移学習
| Title |
Pan-chromatic_photometric_classification_of_supernovae_from_multiple_surveys_and_transfer_learning_for_future_surveys |
| Authors |
Umar._F._Burhanudin_and_Justyn._R._Maund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01328 |
時間領域の天文学は新しい時代に入り、より高いケイデンスでの広域調査がこれまで以上に多くの発見を可能にします。この分野では、トランジェントを確立された分類法に自動分類するための機械学習と深層学習の使用が増加しています。このような分類子をトレーニングするには、十分に大きく代表的なトレーニングセットが必要です。これは、特に操作の開始時に、VeraRubinObservatoryなどの新しい将来の調査では保証されません。ガウス過程を使用して、畳み込みニューラルネットワークを使用した教師あり分類用のOpenSupernovaCatalogを通じて取得された、複数の調査から超新星光度曲線の均一な表現を作成する方法を紹介します。また、PhotometricLSSTAstronomicalTimeSeriesClassificationChallenge(PLAsTiCC)データセットから光度曲線を分類するための転移学習の使用についても調査します。畳み込みニューラルネットワークを使用して、ガウス過程で生成された複数の調査からの超新星光度曲線の表現を分類すると、タイプIa、Ibc、およびIIへの分類で0.859のAUCスコアが達成されます。PLAsTiCCライトカーブを分類する場合、転移学習により、最も過小評価されているクラスの分類精度が最大18%向上し、6つのクラス(Ia、Iax、Ia-91bg、Ibc、II、SLSN-I)。また、ラベル付けされたトレーニングセットが限られている場合の転移学習の有用性を調査し、運用開始時の将来の調査でこのアプローチを分類子のトレーニングにどのように使用できるかを確認します。
レーザー ガイド スター アップリンク ビーム: 10.4m のグラン テレスコピオ CANARIAS による散乱およびラマン放射の測定
| Title |
Laser_Guide_Star_uplink_beam:_scattering_and_Raman_emission_measurements_with_the_10.4m_Gran_Telescopio_CANARIAS |
| Authors |
G._Lombardi,_D._Bonaccini_Calia,_M._Centrone,_A._de_Ugarte_Postigo_and_S._Geier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01332 |
LaserGuideStarAdaptiveOptics(LGS-AO)は、いくつかの天文台で日常的に使用されています。強力なレーザーを使用すると、アップリンクレーザービームパスで顕在ラマン放射が生成され、さらに大気分子からの二次レイリー散乱とエアロゾルからのミー散乱が生成されます。この論文は、10.4mの大望遠カナリアス(GTC)で行われたキャンペーンの結果を報告しています。このキャンペーンは、589nmレーザーアップリンクビーム散乱と、軸から約1km離れて発射されたレーザーによってGTC分光イメージャーOSIRISに誘導されたラマン放出に起因するスペクトルおよび測光汚染を評価するために実施されました。測光汚染は、アップリンク光子の一次および二次散乱、ならびにラマン非弾性散乱によるものです。レーザービームを伝播して中間圏LGSを作成し、GTC望遠鏡をアップリンクレーザービームに向けて、さまざまな高さでLGSまで、観測ジオメトリを考慮して焦点を合わせました。私たちの観測では、O2とN2の振動線のラマン放射は20kmで見られ、高度とともに弱まり、30kmを超えると検出できなくなります。集束アップリンクビームの散乱は、ビームの中心から+/-0.2分角未満で検出可能ですが、集束LGSの場合、散乱はより狭く、プルームの周囲で+/-0.1分角未満で検出可能です。それに応じて、レーザー交通管制システム(LTCS)の推奨事項が提供されます。
星震面補正の処方箋
| Title |
A_prescription_for_the_asteroseismic_surface_correction |
| Authors |
Yaguang_Li,_Timothy_R._Bedding,_Dennis_Stello,_Daniel_Huber,_Marc_Hon,_Meridith_Joyce,_Tanda_Li,_Jean_Perkins,_Timothy_R._White,_Joel_C._Zinn,_Andrew_W._Howard_and_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01176 |
宇宙地震学では、表面効果は、観測された振動周波数とモデル化された振動周波数との間の不一致です。これは、太陽のような振動を伴う星の表面層の不適切なモデリングに起因します。表面効果を補正するには、通常、観測された周波数に慣例的に適合する自由パラメーターを持つ関数を使用する必要があります。H-Rダイアグラム全体で補正が滑らかに変化するはずであることに基づいて、3つの恒星表面特性(表面重力、有効温度、および金属量)の単純な関数としてパラメーター化します。主系列矮星から赤色巨星分枝星までの範囲の星をフィッティングすることにより、この関数を決定します。表面補正の絶対量は表面重力とともに増加しますが、それと$\nu_{\rmmax}$の比率は減少します。処方箋を適用すると、非現実的な表面補正が排除されるという利点があり、恒星モデリングによるパラメーター推定が改善されます。2つの散開星団を使用して、処方箋を採用することで、同じ星団内の各星のモデルから導き出された年齢のばらつきを減らすことができることがわかりました。アプリケーションでは、モデルの表面効果を説明する処方箋を使用して、$\Delta\nu$スケーリング関係の新しい改訂版を提供します。補正係数$f_{\Delta\nu}$の値は、表面効果を考慮せずに決定された値より最大2\%小さく、星震スケール半径が最大4\%、最大8\減少することを示唆しています。星震スケール質量の%。この改訂により、天体地震学的特性が、日食連星から決定されたものと一致するようになります。最後に、新しい補正係数と周波数が補正された恒星モデルが公開されます。
古典新星で初めて観測されたX線閃光の光度曲線解析
新星爆発の非常に初期の段階で予想されるX線閃光が、{\itSRG}/eROSITAによって、古典的な新星YZReticuli2020でついに検出されました。ノヴァモデル。さまざまな白色矮星(WD)質量と質量降着率のX線フラッシュの光度曲線モデルを提示します。YZRetのWD質量が$M_{\rmWD}\sim1.3~M_\odot$の質量であり、質量降着率が$\dotM_{\rmacc}\sim5\times10^であることを発見しました。{-10}-5\times10^{-9}~M_\odot$yr$^{-1}${\itSRG}/eROSITA観測。X線観測では、X線閃光時の光度がエディントン限界に近いことが確認されています。光球半径$\sim0.1~R_\odot$を超える光学的に厚い風の発生は、強い吸収によってYZRetのX線フラッシュを終了させました。これにより、風質量損失の開始時間に制約が設定されます。X線フラッシュの持続時間が非常に短いことを説明するには、水素に富むエンベロープへのコア材料のわずかな汚染が好ましいと思われます。
ロシュ・ローブを満たすホット準矮星と白色矮星連星：排出された共通エンベロープの検出の可能性
| Title |
A_Roche_Lobe-filling_hot_Subdwarf_and_White_Dwarf_Binary:_possible_detection_of_an_ejected_common_envelope |
| Authors |
Jiangdan_Li,_Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_P\'eter_N\'emeth,_Mike_Bessell,_Zhenwei_Li,_Xiaobin_Zhang,_Jiao_Li,_Luqian_Wang,_Lifang_Li,_Yangping_Luo,_Hailiang_Chen,_Kaifan_Ji,_Xuefei_Chen,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01253 |
熱い準矮星と降着する白色矮星(WD)からなる連星は、低周波での重力波放射源であり、WD質量が十分に大きい場合、Ia型超新星の前駆体となる可能性があります。ここでは、この種の知られている3番目の連星の発見を報告します。これは、ホット準矮星O(sdO)星と、軌道周期が3.495時間、6年間で軌道収縮が0.1秒のWDで構成されています。sdO星はロッシュローブを満たしすぎており、降着円盤を介して質量をWDに転送する可能性があります。分光法から、有効温度$T_{\mathrm{eff}}=54\,240\pm1\,840$Kと表面重力$\log{g}=4.841\pm0.108$が得られます。sdOスター。光度曲線解析から、$M_{\mathrm{sdO}}=0.55$${\mathrm{M_{\odot}}}$のsdO質量と$q=M_{\mathrm{の質量比が得られます。WD}}/M_{\mathrm{sdO}}=0.738\pm0.001$.また、円盤の半径は$\sim0.41R_\odot$で、厚さは$\sim0.18R_\odot$であると推定されます。この連星の起源はおそらく共通エンベロープ放出チャネルであり、sdO星の祖先はRGB星か、より可能性が高いのは初期のAGB星です。sdOスターはその後WDに進化し、WDコンパニオンと合流して、RCrBスターになる可能性があります。この天体のスペクトルの際立った特徴は、強力なCaH&K線であり、これは$\sim$200km/sだけ青方偏移し、最近放出された共通エンベロープに由来する可能性が高く、連星系の残りのCE物質には密度$\sim6\times10^{-10}{\rmg/cm^3}$.
ハンブルグ/ESOサーベイからの4つの金属に乏しい炭素星の分光学的研究：それらの仲間の低質量の性質の確認について
| Title |
Spectroscopic_study_of_four_metal-poor_carbon_stars_from_the_Hamburg/ESO_Survey:_On_confirming_the_low-mass_nature_of_their_companions |
| Authors |
Shejeelammal_J.,_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01258 |
外因性炭素星の元素存在量は、初期銀河における元素の起源と進化についてほとんど理解されていないことへの洞察を提供します。この作業では、ハンブルク/ESOサーベイ(HES)HE~0457$-$1805、HE~0920$-$0506、HE~1241$-$0337、およびHE~1327$-$2116。この分析は、Mercator/HERMES(R$\sim$86,000)およびSUBARU/HDS(R$\sim$50,000)で得られた高分解能スペクトルに基づいています。Fe、C、Oなどのいくつかの元素の存在量は中解像度スペクトルから入手できますが、これらのオブジェクトの初めての詳細な高解像度分光分析を提示します。天体HE~0457$-$1805とHE~1241$-$0337はCEMP-s星、HE~0920$-$0506はCH星、HE~1327$-$2116はCEMP-r/s星である。オブジェクトHE~0457$-$1805は確認済みのバイナリですが、他のオブジェクトのバイナリ状態は不明です。絶対炭素存在量A(C)対[Fe/H]ダイアグラム上のプログラム星の位置は、それらの連星の性質を示しています。プログラム星のさまざまな元素存在比を調べ、以前のAGBコンパニオンの低質量の性質を確認しました。i-processモデルは、HE~1327$-$2116で観測された存在量パターンをうまく再現できることを示しました。FRUITYモデルに基づいてHE~0457$-$1805、HE~0920$-$0506、およびHE~1241$-$0337に対して実行されたパラメトリックモデルベースの分析では、これら3つのオブジェクトの表面の化学組成が、低濃度からの汚染の影響を受けていることが確認されました。大量のAGBコンパニオン。
ペネロペ III. ○○チャの特異な降着変動と、観測された降着速度の広がりへの影響
| Title |
PENELLOPE_III._The_peculiar_accretion_variability_of_XX_Cha_and_its_impact_on_the_observed_spread_of_accretion_rates |
| Authors |
R.A.B._Claes,_C.F._Manara,_R._Garcia-Lopez,_A._Natta,_M._Fang,_Z._P._Fockter,_P._\'Abrah\'am,_J.M._Alcal\'a,_J._Campbell-White,_A._Caratti_o_Garatti,_E._Covino,_D._Fedele,_A._Frasca,_J.F._Gameiro,_G.J._Herczeg,_\'A._K\'osp\'al,_M._G._Petr-Gotzens,_G._Rosotti,_L._Venuti,_G._Zsidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01447 |
原始惑星系円盤の進化を制御するプロセスは、質量降着率が恒星と円盤の特性に応じてどのように変化するかを研究することによって制約を受けます。これらの関係の広がりは、円盤進化のモデルに対する制約として使用できますが、降着変動の影響が正しく説明されている場合に限ります。変動性の影響は、星形成の埋め込まれた段階ではかなり大きいかもしれませんが、後の段階では限定的であると考えられることがよくあります。ここでは、1つのターゲットであるXXChaの降着率に観測された大きな変動について報告し、古典的なおうし座T星の個体群研究への影響について説明します。最近のX-Shooter観測での紫外から近赤外スペクトルへのフィッティングによって決定された質量降着率は、11年前に同じ装置で測定されたものと比較されます。XXChaは、2010年から2021年の間にほぼ2dexの降着変動を示します。この変動が発生するタイムスケールは不明ですが、XXChaは、古典的なおうし座T星の極端な降着変動を示します。このような振る舞いが古典的なおうし座T星の間で一般的であり、おそらく以前に調査されたよりも長い時間スケールである場合、観測された降着率の広がりによって制約される円盤進化モデルの議論に関連する可能性があります。最後に、スペクトル線に基づく降着の変動性に関する以前の研究では、一部のターゲットの変動性が過小評価されている可能性があることに注意してください。
巨大な若い恒星天体における中赤外線とメーザーフラックス変動の相関 G036.70+00.09
| Title |
Mid-Infrared_and_Maser_Flux_Variability_Correlation_in_Massive_Young_Stellar_Object_G036.70+00.09 |
| Authors |
Mizuho_Uchiyama,_Kohei_Ichikawa,_Koichiro_Sugiyama,_Yoshihiro_Tanabe,_Yoshinori_Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01473 |
メーザー放射と中間赤外線(MIR;$\lambda=3$--$5$)の両方で、巨大な若い恒星天体(MYSO)G036.70+00.09(G036.70)の同時フラックス変動の発見を提示します。~$\mu$m)バンド。ALLWISEおよびNEOWISEのアーカイブデータベースを利用して、6か月周期で約10年の長い期間をカバーするG036.70が、W1(3.4~$\mu$m)$-$W2(4.6~$\mu$m)。53.0～53.2日のメタノールメーザーの周期性を発見した日立の32m電波望遠鏡を使用して、MIRデータセットを高ケイデンス6.7GHzクラスIIメタノールメーザーフラックスとクロスマッチングし、1年と1日という2つの異なるタイムスケールでの2つのバンドであり、どちらも降着バーストフェーズの状態にある場合を除いて、MYSOで報告されたことはありません。私たちの研究結果は、クラスIIメタノールメーザーがMYSOの降着円盤からの赤外線放射によって励起されるというシナリオを支持しています。また、MIRとメーザー変動の考えられる原因についても説明します。観測された2つの現象、重要な色の変化の兆候のない確率的な年間MIR変動とメーザーMIR変動相関、質量降着率の変化、および回転降着における非軸対称ダスト密度分布による視線消滅を説明するディスクは可能な起源です。G036.70で観測された変動性の起源を決定するには、降着に関連する輝線の分光モニタリングによる観測が不可欠です。
CubeSpec 宇宙ミッション: 時系列光学分光法による大質量星の星震学
| Title |
The_CubeSpec_space_mission:_Asteroseismology_of_massive_stars_from_time-series_optical_spectroscopy |
| Authors |
D._M._Bowman,_B._Vandenbussche,_H._Sana,_A._Tkachenko,_G._Raskin,_T._Delabie,_B._Vandoren,_P._Royer,_S._Garcia,_T._Van_Reeth,_the_CubeSpec_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01533 |
ESA/KULeuvenCubeSpecミッションは、低コストの宇宙ベースの高解像度光学分光法を提供するように特別に設計されています。ここでは、CubeSpecの科学要件と機能について説明します。主な科学的目標は、分光学的ラインプロファイルの変動性から脈動モードの識別を実行し、大質量星の星震学を強化することです。
SPAMMS: 変形した大質量星を研究するための 3D 分光分析技術のアプリケーションと使用例
| Title |
SPAMMS:_applications_and_use_cases_for_the_3D_spectroscopic_analysis_technique_to_study_deformed_massive_stars |
| Authors |
Michael_Abdul-Masih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01580 |
急速な回転や連星相互作用によるものであるかにかかわらず、大質量星では球対称性からの逸脱が一般的です。球面対称性からのこれらの逸脱は、温度を含む表面全体のさまざまなパラメーターの不均一な分布を引き起こすことが知られており、これらの大質量星のエンベロープ内の内部混合プロセスを促進する可能性があります。これらの3D歪みはよくあることですが、分光分析では無視されることがよくあります。非球状システムを分析するために特別に設計されたSPAMMS(大質量星の分光パッチモデル)と呼ばれる新しいスペクトル分析コードを提示します。コードがどのように機能するかについて説明し、その仮定について説明します。さらに、SPAMMSをさまざまな種類のシステムに適用する方法を示し、現在の分析手法では不可能な方法でSPAMMSが3D効果をモデル化する方法を示します。
将来のゼロ無限大 III に近いゼロ測地線の漸近的挙動: 内向きの光子
| Title |
Asymptotic_behavior_of_null_geodesics_near_future_null_infinity_III:_Photons_towards_inward_directions |
| Authors |
Masaya_Amo,_Keisuke_Izumi,_Yoshimune_Tomikawa,_Hirotaka_Yoshino,_Tetsuya_Shiromizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.00822 |
漸近的に平坦な時空のボンダイ座標でヌル測地線を研究することにより、将来のゼロ無限大近くで放出された光子が将来のゼロ無限大点に到達するための新しい十分条件が導き出されます。私たちの以前の研究[arXiv:2106.03150,arXiv:2110.10917]では、そのような条件は、一定の放射状表面に対して外向きまたは接線方向に放出される光子に対して確立されました。この論文では、内向きに放出された光子を含めることにより、以前の結果を改善しています。4次元では、[arXiv:2106.03150,arXiv:2110.10917]と同じ仮定を計量関数に課して、$|dr/du|$の初期値が特定の量よりも小さい場合、光子が将来のゼロ無限大に到達することを証明します。ここで、$r$と$u$は、それぞれラジアルとリタードの時間座標です。この量は、メトリックの漸近特性によって決定され、推測される最大光度に関連付けられます。高次元では、$dr/du>-(1-1/\sqrt{3})\approx-0.423$で放出された光子は、メトリック関数の仮定なしで将来のゼロ無限大に到達することが示されています。
ベキ乗インフレはペンローズのワイル曲率仮説を満たす
エントロピーの考察と時間の矢に基づいて、ペンローズは、宇宙はワイル曲率が消失する特殊な初期特異点で始まったに違いないと主張した。これはしばしばインフレと矛盾すると解釈されます。ここでは、ペンローズの説得は実際にはインフレと一致していると主張します。指数法則のインフレーションの例を使用して、インフレーションが過去のヌル特異点で始まることを示します。この場合、メトリックが最初に等角的に正確に平坦であるときにワイルテンソルが消失します。この初期状態は、ペンローズの条件に正確に従います。最初のヌル特異点は、$T$-反転を自然に破り、時間の矢を選びます。それは、無からの宇宙の創造として規制され、解釈される可能性があり、それが具体化すると、最初はプランクサイズの泡に収まります。ペンローズの初期条件は、調整されたユークリッド作用の極値によって選択されたバブルの初期$O(4)$対称性によって支持されます。予測された観測量は、データとわずかに緊張していますが、過去60回のefoldの間に累乗法則のインフレに対する小さな修正が開始されれば、それらは適合する可能性があります。
ハッブル張力と再加熱: ハイブリッド インフレーションの意味
ハッブル定数張力の新しい可能な解を調査します。H0遷移に関連する一次相転移が初期宇宙で発生したと仮定して、問題の簡単な解決策を提案します。宇宙の初期の進化は、対称性の破れが起こるまでの特定の期間持続したハイブリッドインフレーションの結果です。PlanckおよびSH0ESデータからの測定値に私たちのモデルを適合させると、H0測定値の不一致の重要な説明が得られます。このモデルで計算された量子ゆらぎは、再加熱パラメーターNreとTreに重要な結果をもたらします。したがって、これらのパラメーターを最近の結果に適合させるには、新しい制約を考慮する必要があります。
| Title |
Bremsstrahlung_from_the_Cosmic_Neutrino_Background |
| Authors |
Konstantin_Asteriadis,_Alejandro_Quiroga_Trivi\~no,_Martin_Spinrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01207 |
この論文では、運動学的閾値がなく、共鳴に依存せず、原理的には遺物ニュートリノの速度分布を測定できるニュートリノ散乱プロセスからの制動放射を使用した宇宙ニュートリノ背景放射の検出方法について説明します。具体的な例として、光子を放出する遺物ニュートリノから散乱する太陽ニュートリノの割合を計算します。また、放出された光子のエネルギーと角度分布も提供します。
重力波背景の運動学的双極子の標的探索
| Title |
Targeted_search_for_the_kinematic_dipole_of_the_gravitational-wave_background |
| Authors |
Adrian_Ka-Wai_Chung,_Alexander_C._Jenkins,_Joseph_D._Romano,_and_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01330 |
現在および将来の重力波干渉計を使用して、重力波背景の異方性を探索することに関心が高まっています。保証された異方性信号の1つは、宇宙マイクロ波背景放射などの他の全天観測物で測定される、宇宙静止座標系に対する私たちの特異な運動によって引き起こされる運動学的双極子です。この双極子の振幅と方向に関する私たちの以前の知識は、LIGO/Virgo/KAGRAによる既存の検索では明示的に説明されていませんが、重力波背景に寄与するソースを解きほぐすのに役立つ重要な情報を提供する可能性があります。ここでは、この事前知識を使用して、双極子の大きさの偏りのない最小分散推論を可能にする、対象を絞った検索パイプラインを開発します。私たちの検索は、地球の軌道による双極子の年間変調をキャプチャする時間依存信号モデルを可能にするために既存の方法を一般化します。モックデータでパイプラインを検証し、この時間依存性を無視すると、推測された双極子に$\sim10\%$ものバイアスがかかる可能性があることを示しています。次に、完全なLIGO/VirgoO1+O2+O3データセットに対して分析を実行し、既存の異方性検索結果と一致する双極子振幅の上限を取得します。
半導体ボロメータのインパルス応答における電熱結合と浮遊容量から生じる信号振動のモデル化
| Title |
Modelling_signal_oscillations_arising_from_electro-thermal_coupling_and_stray_capacitance_in_semiconducting_bolometer_impulse_response |
| Authors |
Samantha_Lynn_Stever,_Fran\c{c}ois_Couchot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01334 |
半導体ボロメータの電熱結合は、過渡検出器応答に非線形性を生じさせることが知られています。特に、そのような検出器が理想的な領域の外側にバイアスされている場合(つまり、IV曲線のターンオーバーポイントを超えている場合)が顕著です。この影響は、バイアス回路に浮遊容量が存在する場合、たとえば長い極低温ケーブルでさらに悪化します。複合NTDゲルマニウムボロメータにおけるこのような電熱結合と浮遊容量の影響の物理モデルを提示します。このモデルでは、高い$V_{\rmbias}$での以前の実験データが検出器のインパルス応答の振動を引き起こし、アルファ粒子による照射。このモデルは、電熱結合と浮遊容量の両方に依存して、実験データに見られる過渡振動を再現します。これは、このボロメータ検出器の特定のケースで実証された、そのような振動の実験的およびシミュレートされた例として意図されています。
広くドップラー拡がった媒体の非線形超放射レジームにおける過渡構造
| Title |
Transient_Structure_in_the_Non-linear_Superradiance_Regime_of_Widely_Doppler_Broadened_Media |
| Authors |
Christopher_Wyenberg_and_Fereshteh_Rajabi_and_Mohammed_Chamma_and_Aishwarya_Kumar_and_Martin_Houde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01523 |
速度分布が過渡プロセス自体の帯域幅を大幅に超える全帯域幅である場合、ドップラー拡張マクスウェル-ブロッホ方程式の非線形超放射(SR)レジームにおける過渡放射プロセスを調査します。非線形SRレジームに入るために必要な臨界しきい値を超えて滑らかな分布が反転した場合、グローバル偏光位相相関の形成と時間構造の消光を示します。非線形放出プロセスにおいて有限時間構造を維持できる確率的速度分布の候補を提案する。我々は、発生する偏波相関が中程度の帯域幅である場合はいつでも、速度チャネル数$n$で$O(n)$複素数であるドップラー拡大マクスウェル-ブロッホ方程式をシミュレートするための新しいアルゴリズムを開発し、それを確率的速度に適用します。広くドップラー拡張限界におけるピーク強度の持続的な遅延と持続時間を実証するために分布。横反転プロセスについて説明し、SR放出に協調的に関与する分子数の自動調節メカニズムを認識します。このメカニズムには、強度パルスの持続時間を、サンプルの長さに比例する下限に制限する効果があります。これは、シミュレーションで確認できます。
時間領域の数値シミュレーションを使用して、GWがシュヴァルツシルトブラックホールの時空をどのように通過するかを調べます。私たちの仕事は、線形次数まで摂動した3+1アインシュタインの方程式に基づいています。摂動方程式が無限小座標変換の下で共変であることを明示的に示します。次に、空間的に変化する波速を持つ対称的な二次双曲線波動方程式を解きます。波動方程式の波速は地平線で消失するため、形式主義は地平線での境界条件を自然に回避できます。私たちの形式には座標特異点も含まれていないため、規則性条件は必要ありません。次に、コードに基づいて、シュヴァルツシルトブラックホールを通過する有限および連続の初期平面波列の両方をシミュレートします。有限波列の場合、GWの波動帯はブラックホールによって激しくねじれていることがわかります。一方、連続波列の場合、幾何光学とは異なり、GWはバックホールで保護できません。光軸に沿ってブラックホールの背後に強いビームと干渉パターンが現れます。さらに、GW間の相互作用と背景の曲率による後方散乱は、ブラックホールに対する後続波面の伝搬方向に強く依存することがわかります。
