線強度マッピングによる小スケールの宇宙論的情報の解明
| Title |
Unveiling_cosmological_information_on_small_scales_with_line_intensity_mapping |
| Authors |
Sarah_Libanore,_Caner_Unal,_Debanjan_Sarkar,_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01658 |
現代の宇宙論における最も困難な課題の1つは、物質パワースペクトルとクラスタリングで小さなスケール$k\gtrsim0.5\,{\rmMpc}^{-1}$を調べることです。ここでは、暗黒物質の性質と原始パワースペクトルの形状に関する情報が保持されます。ただし、構造形成の非線形性と天体物理学的プロセスの寄与により、不確実性が大きくなります。このような小さなスケールは、例として高赤方偏移での星形成銀河からの一酸化炭素(CO)放出を使用して、今後の線強度マッピング調査を介してアクセスできることを示しています。これらの銀河を個別に検出することはできず、これらのスケールでは強度変動マップの2点相関にアクセスすることはできませんが、非常に非ガウス的な強度マップのボクセル強度分布(VID)は、かすかなソースからの統合された放射に敏感です。$z\sim3$と再イオン化の時代、$z\sim6$を対象とする計画されたCO調査の見通しを探り、そのVIDが$\Lambda$CDMからの偏差を$\lesssim10\%程度までプローブできることを示します。$少なくとも$k\sim10\,{\rmMpc}^{-1}$まで。
初期原始ブラック ホール クラスタリングの除外
マイクロレンズ効果とライマン$\alpha$フォレストからの制約を組み合わせて、形成時の恒星質量原始ブラックホールの大規模な空間クラスタリング(大きな非ガウス性の存在によって引き起こされるものなど)を示す簡単な議論を提供します。、除外されます。したがって、星質量の原始ブラックホールが暗黒物質の支配的な構成要素になることを妨げる既存の制約を回避することは、それらの初期クラスタリングを促進することによって回避することはできません。
KiDS-1000 Cosmology: 密度分割統計からの制約
| Title |
KiDS-1000_Cosmology:_Constraints_from_density_split_statistics |
| Authors |
Pierre_A._Burger,_Oliver_Friedrich,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Peter_Schneider,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Hendrik_Hildebrandt,_Angus_H._Wright,_Tiago_Castro,_Klaus_Dolag,_Catherine_Heymans,_Benjamin_Joachimi,_Nicolas_Martinet,_HuanYuan_Shan,_and_Tilman_Tr\"oster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02171 |
環境。2点関数を超える弱いレンズおよびクラスタリング統計は、物質密度場に関する非ガウス情報を取得できるため、相関関数とパワースペクトルに基づく主流の方法に比べて宇宙パラメータの制約が改善されます。ねらい。この論文は、前景密度に従って分類された領域の周りの平均せん断プロファイルを測定する密度分割統計に基づくキロ度調査の4番目のデータリリースの宇宙論的分析を提示します。後者は、明るい銀河のサンプルから構成されており、さらに赤と青のサンプルに分割して、根底にある暗黒物質密度とのそれぞれの関係を調べることができます。メソッド。密度分割統計の最先端モデルを使用し、固有の銀河配列やバリオンフィードバックなどの既知の体系的効果が注入されたモックデータに対してその堅牢性を検証します。結果。測光赤方偏移の不確実性と残留シアキャリブレーションバイアスを無視した後、完全なKiDS-brightサンプルについて$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_\mathrm{m}/0.3}=0.74^{の構造成長パラメーターを測定します。+0.03}_{-0.02}$は、2点宇宙シアーの結果と競合し、一致し、物質密度は$\Omega_\mathrm{m}=0.28\pm0.02$、一定の銀河バイアス$b=1.32^{+0.12}_{-0.10}$。
ユークリッドの準備。 XXIV. $\Lambda(\nu)$CDM宇宙論におけるハロー質量関数の較正
| Title |
Euclid_preparation._XXIV._Calibration_of_the_halo_mass_function_in_$\Lambda(\nu)$CDM_cosmologies |
| Authors |
Euclid_Collaboration,_T._Castro,_A._Fumagalli,_R._E._Angulo,_S._Bocquet,_S._Borgani,_C._Carbone,_J._Dakin,_K._Dolag,_C._Giocoli,_P._Monaco,_A._Ragagnin,_A._Saro,_E._Sefusatti,_M._Costanzi,_A._Amara,_L._Amendola,_M._Baldi,_R._Bender,_C._Bodendorf,_E._Branchini,_M._Brescia,_S._Camera,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_S._Galeotta,_B._Garilli,_B._Gillis,_A._Grazian,_F._Gruppi,_S.V.H._Haugan,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_T._Kitching,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_O._Mansutti,_O._Marggraf,_M._Meneghetti,_et_al._(115_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02174 |
ユークリッドの測光銀河団調査は、非常に競争力のある宇宙探査機になる可能性を秘めています。クラスターの観測による主な宇宙論的プローブは、その数のカウントであり、その中でハロー質量関数(HMF)が重要な理論量です。ユークリッドクラスターカウントから宇宙論的パラメーターを回復する際に、この量の不確実性が他の不確実性源よりも優勢であるために必要な精度と精度のレベルで、解析的HMFの新しいキャリブレーションを提示します。私たちのモデルは、シミュレーションの数値効果から生じる系統誤差を考慮して、ベイジアンアプローチを使用して一連のN体シミュレーションに対して調整されます。最初に、ラグランジュ摂動理論の異なる次数で生成された初期条件を使用し、異なるシミュレーションボックスサイズと質量分解能を採用することにより、異なるN体コードからのHMF予測の収束をテストします。次に、さまざまなハローファインダーアルゴリズムを使用した場合の効果と、結果として生じる違いが宇宙論的制約にどのように伝播するかを定量化します。HMFにおける普遍性の違反を追跡するために、アインシュタイン-ドシッターと標準の$\Lambda$CDM展開履歴の両方を仮定して、異なるスペクトルインデックスを持つスケールフリーパワースペクトルによって特徴付けられる初期条件に基づいてシミュレーションも分析します。これらの結果に基づいて、大規模なニュートリノ宇宙論を含む$\Lambda$CDMモデルの9つの異なるバリアントからの結果を再現する際にサブパーセントの正確さを示すHMFのフィッティング関数を構築します。キャリブレーションの体系的な不確実性は、将来の質量観測関係の予想される精度に関して、主にサブドミナントです。ただし、ハローファインダーによる効果の唯一の注目すべき例外は、偏った宇宙論的推論につながる可能性があることです。
原始惑星大気の照射による脱出 Ⅲ．ガイアDR2以降の近くのガス惑星の惑星パラメータと質量損失率の修正
| Title |
Irradiation-driven_escape_of_primordial_planetary_atmospheres_III._Revised_planetary_parameters_and_mass-loss_rates_for_nearby_gaseous_planets_after_Gaia_DR2 |
| Authors |
R._Spinelli,_E._Gallo,_F._Haardt,_A._Caldiroli,_F._Biassoni,_F._Borsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01650 |
この論文では、ガイア視差距離を活用して、スーパーアースからホットジュピターまでの27個のガス惑星の距離制限された（$\lesssim100$pc）サンプルの惑星パラメータと極紫外線（EUV）フラックスの修正された推定値を提供します--公開されているX線観測データを使用。特に、改訂された質量と半径は、HD149026bの土星のような密度($0.86\pm0.09$gcm$^{-3}$)を暗示しています。金属分率が高い。X線で検出された主星を持つ20の惑星について、1D光イオン化流体力学コードATESを利用して、更新された大気質量流出率も導き出します。ただし、X線とEUVフラックス間の変換における大きな不確実性と組み合わされたX線の変動性が、推定される瞬間的な質量損失率にどのように深刻な影響を与えるか、したがって、惑星の寿命全体にわたる統合された質量損失を制約/予測する能力にどのように影響するかに注意してください。
高分解能分光法による曇った褐色矮星伴星の鮮明なビュー
| Title |
A_Clear_View_of_a_Cloudy_Brown_Dwarf_Companion_from_High-Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Jerry_W._Xuan,_Jason_Wang,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Heather_Knutson,_Dimitri_Mawet,_Paul_Molli\`ere,_Jared_Kolecki,_Arthur_Vigan,_Sagnick_Mukherjee,_Nicole_Wallack,_Ji_Wang,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Geoffrey_A._Blake,_Charlotte_Z._Bond,_Marta_Bryan,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Mark_Chun,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Luke_Finnerty,_Michael_P._Fitzgerald,_Katelyn_Horstman,_Julie_Inglis,_Nemanja_Jovanovic,_Ronald_L\'opez,_Emily_Martin,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Sam_Ragland,_Bin_Ren,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_and_Peter_Wizinowich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01657 |
直接イメージング研究では、主に低解像度の分光法($R\sim20-100$)を使用して、巨大な太陽系外惑星と褐色矮星の伴星の大気を研究してきましたが、雲の存在により、取得された大気の存在量が縮退することがよくありました(例:C/O、金属性）。これは、これらの仲間の形成メカニズムへの明確な洞察を妨げます。KeckPlanetImagerandCharacterizer(KPIC)は、適応光学とシングルモードファイバーを使用して光をNIRSPEC($K$バンドで$R\sim35,000$)に転送し、高解像度分光法でこれらの課題に対処することを目指しています。petitRADTRANSに基づく大気検索フレームワークを使用して、ベンチマーク褐色矮星HD4747BのKPIC高解像度スペクトル($2.29-2.49~\mu$m)とアーカイブ低解像度スペクトル($1-2.2~\mu$m)を分析します。($m=67.2\pm1.8~M_{\rm{Jup}}$、$a=10.0\pm0.2$au、$T_{\rmeff}\approx1400$K)。KPIC高解像度スペクトルから測定した伴星のC/Oと金属量は、$1-2\sigma$以内で主星のものと一致することがわかりました。$K$バンドの高解像度スペクトルから取得されたパラメーターも、雲モデルの選択とは無関係です。対照的に、低解像度スペクトルから取得されたパラメーターは、選択した雲モデルに非常に敏感です。最後に、KPICデータを使用したこのL/T遷移コンパニオンで、CO、H$_2$O、およびCH$_4$(log(CH$_4$)=$-4.82\pm0.23$の体積混合比)を検出します。.相対分子存在量により、HD4747Bの大気中の化学的不均衡の程度を制限し、混合長理論から予測される上限にある垂直拡散係数を推測することができます。
恒星の変動性と機器のノイズが存在する場合の通過曲線と位相曲線の分析におけるウェーブレットの能力 III.通過パラメータの精度
| Title |
The_power_of_wavelets_in_analysis_of_transit_and_phase_curves_in_presence_of_stellar_variability_and_instrumental_noise_III._Accuracy_of_transit_parameters |
| Authors |
Szil\'ard_K\'alm\'an,_Gyula_Szab\'o_M.,_Szil\'ard_Csizmadia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01716 |
星の活動からのノイズ、対流ノイズ、機器のノイズなど、系外惑星の光度曲線の相関ノイズは、系外惑星のトランジット光度曲線を歪め、最適なトランジットパラメーターに偏りをもたらします。最適なフィッティングアルゴリズムは、相関ノイズの存在に対して安定しており、統計的に一貫した結果をもたらします。つまり、実際のバイアスは通常、誤差範囲内にあります。これは、日常的に使用されるほとんどのアルゴリズムで自動的に満たされるわけではなく、アルゴリズムのテストが必要です。このホワイトペーパーでは、一般的なケースで処理するためのブートストラップのようなテストについて説明し、これをウェーブレットベースのTLCM(TransitandLightCurveModeller)アルゴリズムに適用して、相関ノイズに対する安定性をテストします。この結果を、ホワイトノイズの仮定に基づくFITSHアルゴリズムと対比します。ARIMA(自己回帰積分移動平均)プロセスによって生成された相関ノイズモデルの存在下で、既知のパラメーターを使用してトランジットライトカーブをシミュレートしました。次に、シミュレートされた観測を解決し、結果のパラメーターとエラー間隔を調べました。ホワイトノイズのみが存在するというFITSHの仮定により、結果に矛盾が生じることがわかりました。最適なパラメーターの分布は、決定されたエラー間隔よりも3～6倍広くなります。一方、ウェーブレットベースのTLCMアルゴリズムは、相関ノイズを適切に処理し、実際のバイアスと完全に一致する適切に決定されたパラメーターとエラー間隔につながります。
衝撃圧縮された炭化水素におけるダイヤモンドの 3 段階の形成: 分解、種の分離、および核生成
| Title |
Three-step_Formation_of_Diamonds_in_Shock-compressed_Hydrocarbons:_Decomposition,_Species_Separation,_and_Nucleation |
| Authors |
Bo_Chen,_Qiyu_Zeng,_Xiaoxiang_Yu,_Jiahao_Chen,_Shen_Zhang,_Dongdong_Kang,_Jiayu_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01830 |
炭素水素の蓄積と循環は、氷の巨大惑星の化学進化を左右します。種の分離とダイヤモンドの沈殿は、静的および衝撃圧縮実験によって検証された、炭素-水素系で報告されています。それにもかかわらず、上記の現象の動的な形成プロセスはまだ十分に理解されていません。ここでは、ディープラーニングモデルを組み合わせて、分解、種の分離、核形成の手順を含む3段階のプロセスを経てダイヤモンドが形成されることを示します。125GPaと4590Kの衝撃条件下で、炭化水素は分解されて水素と低分子量アルカン(CH4とC2H6)になり、炭素鎖から抜けてC/H種が分離します。C-H結合のない残りの炭素原子が蓄積して核形成し、ダイヤモンド結晶を形成します。ダイヤモンドの成長過程は、動的エネルギー障壁が重要な役割を果たす臨界核サイズに関連していることがわかっています。ダイヤモンド形成のこれらの動的プロセスは、氷の巨大惑星の進化のモデルを確立する上で洞察力があります。
小石の降着がいわゆるヒル遷移質量で効率的になるポイントまで、およびそれを超えて、微惑星の降着による惑星胚の成長を調査します。遷移質量とストリーミング不安定性によって形成された微惑星の特徴的な質量の両方が、星からの距離の増加とともに増加します。ストリーミングの不安定性によってフィラメントに形成された小さな微惑星の集団に埋め込まれた大きな微惑星（胚）の成長のモデルを開発しました。このモデルには、胚の衝突による質量成長、微惑星の断片化、関与するすべての天体の速度進化、およびフィラメントの粘性拡散が一貫した方法で含まれています。胚は、原始惑星系円盤の寿命中に、円盤の内部領域でのみフィラメント内の利用可能なすべての物質を降着することがわかりました。対照的に、5～10AUを超える円盤の外側部分では、ほとんどまたはまったく成長していません。全体として、私たちの結果は、巨大惑星が形成される原始惑星系円盤の領域における微惑星の衝突成長の非常に長いタイムスケールを示しています。そのため、冷たい軌道で巨大な惑星を形成するために、小石の降着は、微惑星の初期質量関数に存在する最大の天体に直接作用しなければならず、相互衝突の助けはほとんどまたはまったくありません。
最も遠い既知のトランスネプチューンオブジェクトの近くの軌道力学の風景
最も遠い既知の海王星横断天体(近日点距離が38auを超え、半長軸が150auを超える)は、過去、外部、または現在のまだ見えていない摂動因子を明らかにする可能性があるため、興味深いものです。この可能性を実現するには、既知の惑星が軌道ダイナミクスにどのように影響するかを理解する必要があります。最近開発されたポアンカレマッピングアプローチを使用して、円形平面制限3体問題の軌道位相空間研究を行い、これを$N$惑星摂動子による3次元制限問題の場合に拡張しました。このアプローチにより、既知の巨大惑星の摂動下にある23の最も遠いTNOの動的景観を調査します。一般的な予想に反して、これらのTNOのほとんどが海王星の共鳴から遠く離れていないことがわかります。これらのTNOのほぼ半分(11)は、海王星の共鳴における安定したリレーションと一致する軌道を持っています。特に、TNO148209と474640の軌道は、それぞれ海王星の20:1と36:1の共鳴と重なります。軌道の不確実性が大きいにもかかわらず、5つのオブジェクトは現在非共鳴であると判断できます。これは、マッピングアプローチが長半径に加えて角位相空間の共鳴境界を決定するためです。共鳴の影響をあまり受けていない軌道領域にある天体は、セドナ、2012VP113、および2015KG163の3つだけです。私たちの分析は、海王星の共鳴が、現在観測可能な遠方のTNOの近日点分布の経度に適度な（数パーセント）不均一性を与えることも示しています。観測されたクラスタリングを説明するには十分な大きさではありませんが、近日点経度のこの小さな動的彫刻は、将来のより大きなTNOデータセットに関連する可能性があります。
$z\sim2.3$ にある主系列銀河の中心と外側の微分集合の歴史
| Title |
The_Differential_Assembly_History_of_the_Centers_and_Outskirts_of_Main_Sequence_Galaxies_at_$z\sim2.3$ |
| Authors |
Sam_E._Cutler,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji,_and_Yingjie_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01653 |
GOODS-NフィールドでのMOSDEF分光調査から選択された60個の$z\sim2.3$主系列星形成銀河の空間分解された星形成履歴(SFH)の研究を提示します。測光は、観測された$z_\mathrm{F850LP}-H_\mathrm{F160W}$色を使用して、中心と外側の空間成分に分解されます。プロスペクターコードは、HST/ACSとWFC3、スピッツァー/IRAC、および地上測光法を使用して、中心、周辺、および統合銀河のスペクトルエネルギー分布をモデル化するために使用され、MOSDEF分光法からの金属量と分光赤方偏移に関する追加の制約があります。低解像度バンドの場合、空間的に分解された測光は反復アプローチで決定されます。再構成されたSFHは、$\log(M_\star/M_\odot)<10.5$を持つ銀河の大部分が観測されている一方で、それらの中心領域は比較的最近($<100$Myr)の星形成のバーストを受けているが、周辺では滑らかで準定常なSFH。中心部分の星形成活動の強化は、それが非常に散逸的なガスの圧縮と降着によって生成されるという考えとほぼ一致しています。サンプルで観察された中心密度とサイズの広い分散は、選択された銀河ではこのプロセスが開始されたが、まだ完了にはほど遠いことを示唆しています。これは、宇宙の正午に星を形成する銀河を選択すると、「進化した」進化段階にあるシステムが含まれることが多いということです。この段階では、中心が最近、星形成活動のバーストを開始し、今後数億年以内にインサイドアウトクエンチングが開始される可能性があります。.
| Title |
Analytic_Post-Newtonian_Astrometric_and_Spectroscopic_Models_of_Orbits_around_Black_Holes |
| Authors |
S\'oley_\'O._Hyman,_Dimitrios_Psaltis,_Feryal_\"Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01655 |
銀河中心の内側0.1pcにある若い星のクラスターであるS星の観測は、私たちの銀河の中心にある超大質量ブラックホールの決定的な証拠を提供する上で重要です。いくつかの星は、典型的な人間の寿命よりも短い軌道を持っているため、複数の軌道を観察し、一般相対性理論の弱磁場領域をテストすることが可能です。現在のS星軌道の計算では、多数の小さな時間ステップの測地線方程式を数値的に解くために、時間とコストのかかる計算が必要です。この論文では、S星について収集された天文データと分光データの計算効率の高い1次ポストニュートンモデルを提示します。将来の30mクラスの望遠鏡、そして潜在的には非常に高い分光分解能を備えた現在の大型望遠鏡でさえ、今後10年ほどでS星のシャピロ効果を検出できる可能性があります。
HETDEXサーベイにおけるライマンアルファ放出銀河の恒星集団 I: GOODS-N領域におけるLAEの分析
| Title |
Stellar_Populations_of_Lyman-alpha_Emitting_Galaxies_in_the_HETDEX_Survey_I:_An_Analysis_of_LAEs_in_the_GOODS-N_Field |
| Authors |
Adam_P._McCarron_(UT_Austin),_Steven_L._Finkelstein_(UT_Austin),_Oscar_A._Chavez_Ortiz_(UT_Austin),_Dustin_Davis_(UT_Austin),_Erin_Mentuch_Cooper_(UT_Austin,_McDonald_Observatory),_Intae_Jung_(NASA_GSFC,_Catholic_University),_Delaney_R._White_(UT_Austin),_Gene_C._K._Leung_(UT_Austin),_Karl_Gebhardt_(UT_Austin),_Viviana_Acquaviva_(NYC_College_of_Technology),_William_P._Bowman_(PSU),_Robin_Ciardullo_(PSU),_Eric_Gawiser_(Rutgers),_Caryl_Gronwall_(PSU),_Gary_J._Hill_(UT_Austin,_McDonald_Observatory),_Wolfram_Kollatschny_(Gottingen),_Martin_Landriau_(LBNL),_Chenxu_Liu_(UT_Austin),_Daniel_N._Mock_(FSU),_and_Ariel_G._Sanchez_(MPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01660 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)によって分光学的に同定された1.9<z<3.5のGOODS-Nのライマンアルファ放出銀河(LAES)の恒星集団分析の結果を提示します。HETDEXが〜100万ライマンアルファ検出の大規模なデータベースを構築する際に必要な重要なツールである、ブラインド分光調査からの輝線検出を対応するイメージングに接続する方法を提供します。ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡からの0.4～4.5ミクロンをカバーする最大11個のフィルターにわたる測光データを使用して、天体の全体的な特性を調べ、どの特性がライマンアルファ放射の強度に影響を与えるかを調べます。恒星質量の中央値を0.8(^+2.9_-0.5)x10^9Msolと測定し、HETDEXの分光学的に選択されたLAEの物理的特性は、以前のディープナローバンド研究で選択されたLAEに匹敵すると結論付けました。星の質量と星形成率は、ライマンアルファ相当幅と強く相関することがわかりました。次に、z>7LAEの既知のサンプルを使用して、再電離の時代の銀河からのライマンアルファ放射を予測するプロトスタディを実行し、強力なエミッターの大部分の予測と観測の間の1シグマレベルでの一致を見つけます。
通常の銀河とダスティ スターバーストにおける星形成領域周辺の熱ガス、放射、および磁気圧の相対的な重要性
| Title |
The_Relative_Importance_of_Thermal_Gas,_Radiation,_and_Magnetic_Pressures_Around_Star-Forming_Regions_in_Normal_Galaxies_and_Dusty_Starbursts |
| Authors |
Eric_J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01663 |
この論文では、近くの通常の赤外線銀河と明るい赤外線銀河のサンプルにおける約200ドルの星形成領域周辺の熱ガス、放射、および(最小エネルギー)磁気圧の相対的な重要性に関する調査が提示されています。銀河距離の範囲が与えられると、圧力の推定は$\sim$0.1$-3$kpcにわたる空間スケールで行われます。熱ガスと放射の圧力の比は、星形成速度の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)に大きく依存していないように見えますが、物理的な開口部の物理的サイズが大きくなるにつれて着実に減少します。測定されます。磁気と放射線の圧力の比は、$\Sigma_{\rmSFR}$の関数として比較的平坦であり、核領域と核外領域の値が類似しているように見えますが、熱ガスと放射線の圧力の比とは異なります。、アパーチャサイズが大きくなるにつれて着実に増加します。さらに、磁気圧力は通常、サブkpcスケールでは放射圧よりも弱く、数kpcスケールでのみ重要な役割を果たし始めるようです。内部圧力の項を合計すると、($\Sigma_{\rmSFR}$-inferred)kpcスケールの動的平衡圧力推定値に対するそれらの比率はほぼ一定です。その結果、銀河円盤の物理的な領域は、必ずしも環境(例えば、核領域と核外領域)や星形成活動ではなく、星形成領域の周囲でどの圧力項が最も活発であるかを決定する上で支配的な役割を果たしている可能性があります。これらの結果は、主に異なる物理スケールで作用するプロセスの組み合わせが集合的に作用して、銀河円盤における星形成プロセスを調節するというシナリオと一致しています。
SDSS-IV MaNGA: The MaNGA矮小銀河サンプル
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_MaNGA_Dwarf_Galaxy_Sample |
| Authors |
M._Cano-D\'iaz,_H._M._Hern\'andez-Toledo,_A._Rodr\'iguez-Puebla,_H._J._Ibarra-Medel,_V._\'Avila-Reese,_O._Valenzuela,_A._E._Medellin-Hurtado,_J._A._V\'azquez-Mata,_A._Weijmans,_J._J._Gonz\'alez,_E._Aquino-Ortiz,_L._A._Mart\'inez-V\'azquez,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01664 |
SloanDigitalSkySurvey-IVプログラムの最終リリースから、MaNGADwarfgalaxy、MaNDala、Value-Added-Catalog、VACを提示します。MaNDalaは、$M_{*}<10^{9.1}\odot$および$M_{g}>-18.5$を持つランダムに選択された136個の明るい矮小銀河で構成されており、矮小銀河の最大の積分フィールド分光法の均質サンプルとなっています。DESILegacyImagingSurveysに基づく$g,r$および$z$ブロードバンドイメージングの測光分析と、Pipe3DSDSS-IVVACに基づく分光分析をリリースします。私たちのリリースには、表面の明るさ(SB)、幾何学的パラメーターと色プロファイル、S\'ersicフィット、星の人口特性(星の年齢、金属量、星形成の歴史など)、FOV内の輝線フラックスと銀河の有効半径。MaNDala銀河の大部分は、中心銀河である$\langle{}n_{\text{Sersic,r}}\rangle\sim1.6$を持つ星形成後期型銀河であることがわかりました(中心/衛星の二分法)。MaNDalaは広範囲のSB値をカバーしており(11の超拡散銀河と3つのコンパクト銀河の候補が見つかりました)、コルメンディダイアグラムとサイズ-質量/光度の関係で、古典的な矮小銀河と低質量銀河の間のギャップを埋めています。$10^8<M_{*}/\odot<10^{9}$で$\langle{}R_{e,r}\rangle\sim2.7$kpcで平坦化します。MaNDala銀河の大部分は、初期の低金属量のSFバーストから形成されたが、より金属が豊富なガスからの後期SFイベントからも形成された:MaNDala銀河の半分は、$\langle{}z\でその質量の$50\%$を集めたrangle>2$、最後の$20\%$は$\langle{}z\rangle<0.3$でした。最後に、主系列銀河の$M_{*}\sim10^{9}\odot$でのsSFR-$M_{*}$関係の屈曲は、MaNDalaによってサポートされているようです。
銀河群内の銀河のラム圧ストリッピングの役割の定量化
| Title |
Quantifying_the_role_of_ram_pressure_stripping_of_galaxies_within_galaxy_groups |
| Authors |
Tutku_Kolcu,_Jacob_P._Crossett,_Callum_Bellhouse,_Sean_McGee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01666 |
銀河円盤のラム圧力ストリッピングによるガスの除去は、銀河群では一般的なプロセスではないとよく言われます。この研究では、銀河の観測分類と単純な物理モデルの助けを借りて、これが真実ではない可能性があることを示しています。分光学的に選択された125の銀河グループ内の1311の銀河グループメンバーのサンプルから、45のラム圧除去銀河候補を調べて特定しました。これらの銀河のうち13は、複数の異なる特徴を持つ最も安全な候補です。これらの候補となるラム圧が剥ぎ取られた銀河は、クラスターで見られるものと同様の特性を持っています。それらは、ある範囲の星の質量で発生し、大部分が青色で星を形成しており、それらのグループに最初に陥ったものと一致する位相空間分布を持っています。これらの候補の唯一の際立った特徴は、それらがクラスターではなくグループで存在し、ハロー質量の中央値が10$^{13.5}$M$_\odot$であることです。これは驚くべきことのように思えるかもしれませんが、我々は予想されるラム圧力剥離力の解析モデルをグループで採用し、関連する落下速度とグループ内の媒体含有量の合理的な推定が、これらのハロー質量でラム圧力剥離銀河になることを発見しました。最後に、ラム圧フェーズの寿命に関するかなりの不確実性を考えると、この物理的メカニズムは、ラム圧で取り除かれた候補が確認できれば、銀河群の支配的な消光メカニズムになる可能性があります。
近くのメガメーザー銀河の隠れたブロード ラインの分光偏光測定: ブラック ホールの質量とビリアル積の間の相関に関する明確な証拠の欠如
| Title |
Spectropolarimetric_measurements_of_hidden_broad_lines_in_nearby_megamaser_galaxies:_a_lack_of_clear_evidence_for_a_correlation_between_black_hole_masses_and_virial_products |
| Authors |
Nora_B._Linzer,_Andy_D._Goulding,_Jenny_E._Greene,_Ryan_C._Hickox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01669 |
高精度のブラックホール(BH)質量には、現在の技術を使用して~100Mpc以内の銀河でのみ達成可能な優れた空間分解能が必要です。遠距離では、BH質量は活動銀河核の単一エポックスケーリング関係を使用して推定されることがよくあります。この方法では、光度とブロードライン領域(BLR)の速度分散のみを使用してビリアル積を計算し、追加のビリアル係数$f$を使用してBH質量を決定します。ただし、これらの単一エポック質量の精度は不明であり、オブジェクト間の$f$の分散に関する経験的な制約はほとんどありません。BLRの速度分布を測定する9つのメガメーザー銀河の分光偏光測定を使用して、単一エポックのBH質量の較正を試みます。単一エポックの質量と動的質量に使用されるビリアル積の間の相関関係の強力な証拠は、メガメーザーサンプル単独でも、残響マッピングモデリングからの動的質量と組み合わせた場合でも見つかりません。さらに、ビリアルパラメーター$f$がオブジェクト間で異なるという証拠を見つけましたが、光度や広い線幅などの他の観測可能なパラメーターとの相関関係の強力な証拠は見つかりませんでした。動的質量とビリアル積の間の相関関係の存在を完全に排除することはできませんが、メーザーに許可されている$f$値と文献で広く使用されている値との間には緊張関係があります。単一エポック法を使用してBH質量を正常に推測するには、さらに調査する必要があると結論付けています。
赤方偏移 $\geq 10$ の原始銀河における Pop III 星の寄与を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_contribution_of_Pop_III_stars_in_primeval_galaxies_at_redshift_$\geq_10$ |
| Authors |
Shafqat_Riaz,_Tilman_Hartwig,_Muhammad_A._Latif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01673 |
最初の星の検出はこれまでのところとらえどころのないままですが、今後のJWST観測によってその存在がすぐに明らかになる可能性があります。以前の研究では、検出に役立つ可能性のあるハロー質量と赤方偏移の可能性のある範囲全体を調査していません。JWSTの初期データリリースで$z\sim20$までの銀河が検出される可能性に動機付けられて、半解析モデルを使用して$10\leqz\leq26$から高赤方偏移銀河へのPopIII星の寄与を定量化します。A-SLOTHは、PopIIIおよびPopIIスターの形成とそのフィードバックを一貫してモデル化します。私たちの結果は、PopIII星の寄与が$\rm10^7-10^9~M_{\odot}$の低質量ハローで最も高いことを示唆しています。大質量ハロー$\rm\geq10^{10}~M_{\odot}$には1\%未満のPopIII星が含まれていますが、星の質量が$\rm10^9~M_{\odotの銀河をホストしています。}$早ければ$z\sim26$.興味深いことに、Pop~III集団の見かけの等級は、赤方偏移が高くなるにつれて明るくなりますが、Pop~IIIが優勢な銀河は、JWSTで直接検出するには微弱すぎます。私たちの結果は、JWSTが$z\sim26$までの銀河を検出できることを予測しています。これは、PopIII星のIMFを制限するのに役立ち、観測者が高赤方偏移銀河へのPop~III星の寄与を識別するように導くでしょう。
初期段階における大規模な集塊の核となる集団と運動学: アルマ望遠鏡の見解
| Title |
The_core_population_and_kinematics_of_a_massive_clump_at_early_stages:_an_ALMA_view |
| Authors |
E._Redaelli,_S._Bovino,_P._Sanhueza,_K._Morii,_G._Sabatini,_P._Caselli,_A._Giannetti,_S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01675 |
大質量星形成理論は、大質量星のプレステラーシードの特性について明確な予測を行います。大質量星形成の初期段階の観測は、重要な制約を提供することができますが、それらは困難で不足しています。高質量塊AGAL014.492-00.139に埋め込まれたプレステラーコア集団の特性を調査し、塊および塊からコアへのスケールでの運動学を研究します。アルマ干渉計で取得した広範なデータセットを分析しました。Bando-$\rmH_2D^+$データにデンドログラム分析を適用すると、22個のコアが特定されました。局所熱力学平衡条件での平均スペクトルを当てはめ、$0.8\,\rmmm$での連続発光を分析しました。コアは遷音速から穏やかな超音速の乱流レベルを持ち、$M_\mathrm{core}<30\,\rmM_\odot$で大部分が低質量に見えます。さらに、大規模なガスの運動学を追跡する$\rmN_2H^+$(1-0)遷移のバンド3観測を分析しました。フレンドオブフレンドアルゴリズムを使用して、4つの主要な速度コヒーレント構造を識別します。これらはすべて、前星と原始星のコアに関連付けられています。そのうちの1つはフィラメントのような構造を示しており、私たちの観察結果は原始星の1つに向かう大量降着と一致する可能性があります。この場合、質量降着率は$\dot{M}_\mathrm{acc}\approx2\times10^{-4}\rm\,M_\odot\,yr^{-1}$と推定されます.私たちの結果は、対象となるソースでの塊状の降着シナリオをサポートしています。前星段階のコアは本質的に低質量であり、たとえば磁場によるさらなるサポートが利用可能でない限り、それらはサブビリアルで重力に縛られているように見えます。
MeerKAT 無線連続体の特性を GAMA 光輝線および WISE 中赤外線活動に接続する
| Title |
Connecting_MeerKAT_radio_continuum_properties_to_GAMA_optical_emission-line_and_WISE_mid-infrared_activity |
| Authors |
H._F._M._Yao,_M._E._Cluver,_T._H._Jarrett,_Gyula_I._G._Jozsa,_M._G._Santos,_L._Marchetti,_M._J._I._Brown,_Y._A._Gordon,_S._Brough,_A.M._Hopkins,_B._W._Holwerda,_S._P._Driver,_E._M._Sadler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01679 |
大規模な調査でのAGNの識別は、通常、特定の波長領域に固有の異なるプロセスを追跡する、異なる診断方法から生じる一見不一致な分類によって妨げられてきました。しかし、八尾らに示されているように。(2020)、光輝線測定と中赤外測光の組み合わせを使用して、AGNと星形成活動の間の識別能力を最適化できます。この論文では、既存のGAMA-WISEデータと、GAMAG23地域の8deg$^2$をカバーする高品質MeerKAT無線連続体データを組み合わせて、新しい分類スキームをテストします。この1841個の銀河(z<0.25)のサンプルを使用して、全赤外線(12$\mu$mから導出)と電波光度の比q(TIR)、および光赤外線AGNと星形成との関係を調べます。(SF)分類。q(TIR)は、一般に赤外線で静止しているように見える大質量銀河のAGN活動を検出するのに効率的ですが、ホスト銀河の星形成からの放射が支配的な場合には信頼性が低くなることがわかります。ただし、q(TIR)は、光および/または赤外線波長では識別できないAGNを最大70%まで識別できることがわかりました。SFサンプルの中央値q(TIR)は2.57$\pm$0.23で、以前のローカルユニバースの推定値と一致しています。
変化する外見の活動銀河核 1ES 1927+654 におけるホスト銀河と急速に進化する広線領域
| Title |
The_Host_Galaxy_and_Rapidly_Evolving_Broad-line_Region_in_the_Changing-look_Active_Galactic_Nucleus_1ES_1927+654 |
| Authors |
Ruancun_Li,_Luis_C._Ho,_Claudio_Ricci,_Benny_Trakhtenbrot,_Iair_Arcavi,_Erin_Kara,_Daichi_Hiramatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01797 |
変化する外見の活動銀河核(AGN)は、ブロードライン領域(BLR)の起源と物理的性質を理解するための重要な実験室を提供します。我々は、変化する外観のAGN1ES\,1927+654の爆発から$\sim500$日後のフォローアップ光学分光法を調査します。輝線は、強度、速度幅、速度シフト、および対称性において劇的で体系的な変動を示しました。光学スペクトルとマルチバンド画像の分析は、ホスト銀河が疑似バルジと星の総質量$3.56_{-0.35}^{+0.38}\times10^{9}\,M_\odot$を含むことを示しています。アウトバーストからの強化された連続放射は降着円盤風を生成し、一時的な偏心円盤の上下の領域でBLR雲に凝縮しました。ブロードバルマーラインは、突発の100日後に$\sim100$日出現し、ナローライン放出の予想外の追加成分と共に現れました。新しく形成されたBLR雲は、同様の偏心軌道($e\approx0.6$)に沿って移動しました。BLRのバルマー減衰は、雲密度の経年変化の結果、$\sim4-5$倍に増加しました。後半の密度の低下により、\hei\と\heii\の放出が可能になりました。BLRはバイリアル化されていないため、ブラックホールの質量はブロードな輝線から導き出すことはできません。代わりに、ホスト銀河の恒星特性を使用して、$M_\mathrm{BH}=1.38_{-0.66}^{+1.25}\times10^{6}\,M_\odot$を推定します。原子核は、爆発のピーク時にエディントン限界付近またはそれを超えて到達しました。変化する外観のAGN1ES\,1927+654の性質について、他の潮汐破壊イベントとの関連で説明します。
JWST CEERS 観測で超高赤方偏移銀河を装うほこりの多いスターバースト
| Title |
A_dusty_starburst_masquerading_as_an_ultra-high_redshift_galaxy_in_JWST_CEERS_observations |
| Authors |
Jorge_A._Zavala,_Veronique_Buat,_Caitlin_M._Casey,_Denis_Burgarella,_Steven_L._Finkelstein,_Micaela_B._Bagley,_Laure_Ciesla,_Emanuele_Daddi,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Maximilien_Franco,_E._F._Jim'enez-Andrade,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Aur\'elien_Le_Bail,_E._J._Murphy,_Casey_Papovich,_Sandro_Tacchella,_Stephen_M._Wilkins,_Adriano_Fontana,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Lisa_J._Kewley,_Dale_D._Kocevski,_Allison_Kirkpatrick,_Jennifer_M._Lotz,_Laura_Pentericci,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Nor_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Rachel_S._Somerville,_Jonathan_R._Trump,_Guang_Yang,_L._Y._Aaron_Yung,_Omar_Almaini,_Ricardo_O._Amorin,_Marianna_Annunziatella,_Pablo_Arrabal_Haro,_Bren_E._Backhaus,_Guillermo_Barro,_Peter_Behroozi,_Eric_F._Bell,_Rachana_Bhatawdekar,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01816 |
$z\gtrsim12$にあるライマンブレイクギャラクシー(LBG)候補は、JWST/NIRCamイメージングで急速に特定されています。静止フレームUV光子の中性水素吸収によって生成される(赤方偏移)ブレークにより、これらの光源は、F150WやF200Wのような青色のフィルターではドロップアウトすると予想されますが、赤色のフィルター(F277W、F356W、F444Wなど)では十分に検出されます。）。ただし、低赤方偏移($z\lesssim7$)にある塵に覆われた星形成銀河も、$z>12$LBGの近赤外色を模倣している可能性があり、LBG候補サンプルの潜在的な汚染物質を表しています。ここでは、F115W、F150W、およびF200Wフィルターでドロップアウトする銀河CEERS_DSFG_1を報告します。JWSTデータのみに適合する測光赤方偏移は、$z_{\rmphot}\sim18$の赤方偏移を予測します。しかし、NOEMAで実施された深部ミリ波干渉観測に基づいて、$z\approx5$にあるダスト星形成銀河(DSFG)であることを示しています。また、同じフィールドで最近報告された$z\approx16.7$LBG候補、CEERS-93316の位置周辺の850$\,\mu\rmm$での$2.6\sigma$SCUBA-2検出を提示します。この検出が天体物理的なものであるか、このオブジェクトに関連していることを決定的に示すことはできませんが、関連している場合、利用可能なフォトメトリは、青色のNIR色にもかかわらず強い星雲輝線を持つ$z\sim5$DSFGと一致することを示しています。したがって、NIRCamドロップアウト銀河でのロバストな(サブ)ミリ波検出は、$z\sim4-6$赤方偏移解を示唆している可能性が高いと結論付けます。ここで、観測された近赤外ブレークは、強力な静止フレームの光学的バルマーブレークと高い残りのフレームのUVライマンブレークではなく、塵の減衰と強い星雲線の放出。これは、DSFGがJWST観測からの超高赤方偏移LBG候補の検索を汚染する可能性があるという証拠を提供します。
回転する円盤の重力不安定性としての分子雲: 修正された安定性基準
| Title |
Molecular_Clouds_as_Gravitational_Instabilities_in_Rotating_Disks:_A_Modified_Stability_Criterion |
| Authors |
Sharon_E._Meidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01888 |
分子ガス円盤は一般にトゥームレ安定($Q_T>$1)ですが、分子雲の存在と進行中の星形成によって証明されるように、構造形成に対して明らかに重力的に不安定です。この論文では、3Dパースペクティブを採用して、3D分散関係を使用して、垂直範囲にわたって摂動したときにディスクがどのように進化するかを説明し、平らな回転ディスクの不安定性の全体像を取得します。摂動のない平衡ディスクに垂直方向の摂動を明示的に追加することにより、安定性は中立面からの高さによって変化することが示されます。平衡密度がほぼ一定である$z$=0の近くで、不安定性はジーンズのような性質を帯び、ジーンズの長さよりも大きなスケールで発生し、しきい値$Q_M=\kappa^2/(4\piG\rho)=1$またはおよそ$Q_T\approx2$.一方、ミッドプレーンから遠く離れた場所では、安定性が広く行き渡っており、その結果、ディスク全体($z=\pm\infty$まで)が安定するためのしきい値が$Q_T=1$に引き下げられます。この新しいフレームワークでは、ガス円盤は、完全な2D不安定性が抑制されている場合でも、部分的な3D不安定性を介して断片化することができます。3D不安定性を介して形成されたフラグメントの成長率は、トゥームレ不安定性に匹敵するか、それよりも高速です。したがって、pcの数十のスケールでの分子ディスクの豊富な構造は、それらの3D性質の自然な結果と、おおよそディスクスケールの高さで作用するさまざまな垂直摂動への暴露と見なすことができます。銀河のポテンシャルの拡張、ディスク・ハロー・フローへの参加、星形成フィードバックへの露出。
大質量星形成雲の合成ngVLA線観測
| Title |
Synthetic_ngVLA_line_observations_of_a_massive_star-forming_cloud |
| Authors |
M._Juvela_(1),_E._Mannfors_(1),_T.Liu_(2),_L.V._Toth_(3)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_Finland,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Peoples_Republic_of_China_(3)_Department_of_Astronomy,_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Budapest,_Hungary) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01894 |
星形成前の雲の進化の研究には、高い感度と解像度での観測が必要であり、大質量星形成の領域は特に困難です。私たちは、大規模な星形成雲内の物理的条件が観測からどの程度の精度で決定できるかを定量化したいと考えています。私たちは、次世代VLA(ngVLA)干渉計が提供する可能性に特に関心を持っています。星形成の磁気流体力学シミュレーションからのデータを使用し、赤外線暗雲に似た物理的特性を持つフィラメント構造に集中します。スペクトル線の合成ngVLA観測を生成し、列密度、ガス温度、および運動学を分析します。結果は、理想的な観測と実際の3Dモデルと比較されます。4kpcの距離の場合、ngVLAは最もコンパクトな構成でも0.01pcの解像度を提供します。HCO+、NH3、N2H+、COアイソトポマーなどの豊富な分子については、雲の運動学と構造をサブアーク秒スケールまでマッピングできます。NH3の場合、追加の単一皿データがなくても、15*40秒角の雲全体で信頼できる柱密度マップを取得でき、運動温度は1Kの精度で復元されます。排出が目立ちます。ライン観測は、最大の縮尺を除いて、雲の運動学を正確に追跡します。視線の混乱は運動学の解釈を複雑にし、光学的に太い線の青の非対称性に基づく崩壊インジケーターの有用性を制限します。ngVLAは、キロパーセックの距離にある大質量星形成領域であっても、雲の小規模な構造と物理的および化学的状態に関する正確なデータを提供します。列の総密度と大規模な運動学の推定には、補完的な単一皿データが依然として不可欠です。
銀河のバイモダリティを超えて：局所宇宙における運動学的形態と星形成の間の複雑な相互作用
| Title |
Beyond_galaxy_bimodality:_the_complex_interplay_between_kinematic_morphology_and_star_formation_in_the_local_Universe |
| Authors |
A._Fraser-McKelvie_and_L._Cortese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01936 |
一般に、銀河は星の形成と構造の両方でバイモーダル集団であると想定されています。星を形成する銀河はディスクであり、受動銀河は大きなバルジをホストするか、完全に回転楕円体です。ここでは、このシナリオをテストするために、MaNGA銀河サーベイから抽出されたローカルユニバース内の体積が制限されたサンプルの銀河の運動学的形態の完全なセンサスを提示します。星の質量範囲が$9.75<\logM_{\star}[\rm{M}_{\odot}]<11.75$。恒星の質量が固定されている場合、$V/\sigma$の分布は二峰性ではなく、高速回転子と低速回転子の単純な分離は単純すぎることを示します。高速回転体は、少なくとも2つの集団の混合物であり、ここでは動的コールドディスクおよび中間システムと呼ばれ、ディスクは星の総質量と数の両方で支配的です。星形成銀河と受動銀河を別々に考えると、星形成集団はほぼ完全に円盤で構成されていますが、受動銀河は混合されており、一連の消光メカニズムを暗示しています。受動的な円盤は、受動的な銀河の$\sim$30%(数と質量の両方)に相当し、遅い回転体の銀河よりもほぼ2倍高く、これらが銀河の消光を理解するための重要な集団であることを繰り返します。これらの結果は、円盤状の銀河によって支配された局所的な宇宙の絵を描いており、そのほとんどは、クエンチング時またはクエンチング後に、回転のサポートがいくらか少なくなります。回転楕円体はある程度存在しますが、大多数の銀河の進化の終点ではないことは確かです。
NGC 253 の原始超星団 13 の熱構造について
| Title |
On_the_thermal_structure_of_the_proto-Super_Star_Cluster_13_in_NGC_253 |
| Authors |
F._Rico-Villas,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_J._Mart\'in-Pintado,_V.M._Rivilla_and_S._Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01941 |
高角度分解能のアルマ観測($0.02^{\prime\prime}\approx0.34$pc)を使用して、NGC253の中央領域にある原始超星団$13$の連続体と振動励起による熱構造と運動学を調べます。$v_4=1$までの振動状態から生じる$J=24-23$および$J=26-25$ラインからのHC$_3$N放出。HC$_3$Nの半径方向プロファイルの2D-LTEおよび非局所放射伝達モデリングと、PC幅$0.1$の同心リングの連続体放射を実行しました。2D-LTE解析から、非常に高い振動温度($>500$K)を伴う$1.5$pcのスーパーホットコア(SHC)と、半径方向速度のジャンプ($21$kms$^{-1}$)SE-NW方向。非局所モデルから、HC$_3$N列密度、H$_2$密度、ダスト温度($T_\text{dust}$)プロファイルを導出します。私たちの結果は、SHCの熱構造がIRの高いダスト不透明度による温室効果によって支配され、LTE$T_\text{dust}$とその派生光度の過大評価につながることを示しています。SHCの運動学と$T_\text{dust}$プロファイルは、星形成が雲と雲の衝突によって引き起こされた可能性が高いことを示唆しています。プロトSSC$13$を他の深く埋め込まれた星形成領域と比較し、$\sim100$L$_\を超える$L_\text{IR}/M_{\text{H}_2}$超過の起源について説明しますodot$M$_\odot^{-1}$が(U)LIRGで観測されました。
Gaia BP/RP スペクトルによる金属欠乏星の同定法
| Title |
A_method_for_identifying_metal-poor_stars_with_Gaia_BP/RP_spectra |
| Authors |
Theodora_Xylakis-Dornbusch,_Norbert_Christlieb,_Karin_Lind_and_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02027 |
環境。私たちの銀河で最も古く、最も金属の少ない星の研究は、銀河の化学進化と銀河と星形成の始まりについての理解を促進します。しかし、それらを見つけるのは難しいことで有名で、$\mathrm{[Fe/H]<-5.0}$でこれまでに検出された星は5つだけです。このように、第3回ガイアデータリリースで利用可能になった2億1900万のソースの分光測光データは、金属の少ない星を識別するための非常に有望なデータセットを構成します。ねらい。低解像度のガイア青光度計/赤光度計(BP/RP)スペクトルを使用して、金属の少ない星を識別したいと考えています。私たちの主な目的は、銀河系の恒星ハローの金属量分布関数の制約が不十分な尾部を埋めるのを助けることです。メソッド。シミュレートされた合成スペクトルを使用して、BP/RPガイアスペクトルからのフラックス比に基づいた金属の少ない候補選択方法を開発しました。結果。$\mathrm{H\beta}$線のそれに対するCaH\&K領域の相対的な鉄存在量とフラックス比の間の関係を発見しました。この関係は温度と表面重力に依存し、$\mathrm{4800\,K\leqT_{eff}\leq6300\,K}$を持つ星にも当てはまります。これをノイズの多いシミュレートされた合成スペクトルに適用し、$\mathrm{に対して$\sigma_{\mathrm{[Fe/H]}}\lessapprox0.65$dexの不確実性で$\mathrm{[Fe/H]}$を推定しました。-3\leq[Fe/H]}\leq0.5$とG=15-17magであり、これは$\mathrm{[Fe/H]<-2.0}$の星を確実に識別するのに十分です。推定された$\mathrm{[Fe/H]}\leq-2.5$dexを持つ星を選択することで、$\mathrm{[Fe/H]}\leq-3$を持つ星の80%を取得できると予測し、約50%の成功率があります。つまり、選択した星の2つに1つが$\mathrm{[Fe/H]}\leq-3$になります。赤化の影響を考慮していないため、この方法は絶滅の少ない領域にある星にのみ適用する必要があります。
巨大な銀河系外電波源の解読
>0.7Mpcと定義されている巨大電波源(GRS)は、宇宙で最大の単一天体であり、銀河(GRG)とクエーサー(GRQ)の両方に関連付けることができます。それらは、サイズがpcからMpcスケールの電波銀河とクエーサーの進化を理解する上で重要であり、それらの環境の貴重なプローブでもあります。これらの電波強度の高い活動銀河核(RLAGN)は、小規模ではホスト銀河の星間媒体と相互作用し、GRSでは大規模な銀河団内または銀河間媒体と相互作用します。過去数年間にいくつかの新しい機密調査が行われたことで、既知のGRSの数が何倍にも増加し、この分野への関心が復活しました。このレビュー記事では、50年近くの研究に基づいたこれらの情報源に関する現在の理解をまとめ、いくつかの未解決の問題に対処する上での平方キロメートルアレイ(SKA)の重要性について説明します。
スパークラー: JWST によってキャプチャされた進化した高赤方偏移球状星団
| Title |
The_Sparkler:_Evolved_High-Redshift_Globular_Clusters_Captured_by_JWST |
| Authors |
Lamiya_A._Mowla,_Kartheik_G._Iyer,_Guillaume_Desprez,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Nicholas_S._Martis,_Ga\"el_Noirot,_Ghassan_T._Sarrouh,_Victoria_Strait,_Yoshihisa_Asada,_Roberto_G._Abraham,_Gabriel_Brammer,_Marcin_Sawicki,_Chris_J._Willott,_Marusa_Bradac,_Ren\'e_Doyon,_Kate_Gould,_Adam_Muzzin,_Camilla_Pacifici,_Swara_Ravindranath,_Johannes_Zabl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02233 |
JWSTのデータを使用して、$z=0.39$銀河団によって強力に重力レンズされている注目すべき$z_{\rmspec}=1.378$銀河(「スパークラー」)の周りにあるコンパクトなソース(「スパークル」)を分析します。SMACSJ0723.3-7327。これらのコンパクトなソースのいくつかは、複数の画像で相互に識別でき、それらがホスト銀河に関連付けられていることを明確にしています.JWSTの{\em近赤外線カメラ}(NIRCam)からのデータを{\emハッブル宇宙望遠鏡}(HST)からのアーカイブデータと組み合わせて、これらの天体に対して0.4-4.4$\mu$m測光を行い、それらのいくつかを見つけました。非常に赤く、クエンチされた古い恒星系の色と一致します。形態学的適合により、これらの赤い光源は、強く拡大されたJWST/NIRCam画像でも空間的に解像されていないことが確認されます。一方、JWST/NIRISSスペクトルは、線香花火の本体での[OIII]5007放射を示していますが、赤いコンパクトな輝きでの星形成の兆候は示していません。線香花火のこれらのコンパクトな赤い伴星の最も自然な解釈は、それらが$z=1.378$で見られる進化した球状星団であるということです。サンプルに\textsc{DenseBasis}SEDフィッティングを適用して、これらの球状星団候補の$z_{form}\sim7-11$の形成赤方偏移を推測します。ビッグバンからわずか$\sim$0.5~Gyr後の観測と形成時間の時代。追加の分光法で確認された場合、これらの赤いコンパクトな「輝き」は、高赤方偏移で発見された最初の進化した球状星団を表し、宇宙での星形成を消滅させた最も初期の観測対象の1つである可能性があり、球状星団を理解するための新しい窓を開く可能性があります。クラスター形成。結果を再現するためのデータとコードは、\faGithub\href{https://niriss.github.io/sparkler.html}{http://canucs-jwst.com/sparkler.html}で入手できます。
フェルミ泡の逆衝撃はその起源を説明する
フェルミバブルはガンマ線を放出する大きな構造です。それらは銀河中心(GC)に関して対称であり、したがって、それらの作成はGCでの集中的なエネルギー注入に起因します。この研究では、気泡に関連するX線ガス構造に焦点を当てています。X線ガスの密度、温度、および衝撃年齢プロファイルの組み合わせを使用して、エネルギー注入メカニズムを区別できることを示します。数値シミュレーションの結果と観測結果を比較することにより、気泡はGCからの高速風によって生成されたことを示します。これは、GCからの強い逆衝撃が発生し、そこで観測された温度ピークが再現されているためです。一方、GCでの瞬間的なエネルギー注入では、温度プロファイルを再現できません。風速は~1000kms^-1で、~10^7年間吹き続けました。風の質量流束が大きいため、ブラックホールからの広角流出による星間ガスの巻き込みが必要です。したがって、この風は、他の銀河でしばしば観測される活発な銀河核の流出と同じである可能性があり、銀河とその中心のブラックホールの成長を調節すると考えられています。
イベント ホライズン テレスコープによるブレーザー J1924-2914 の内部パーセクの解像
| Title |
Resolving_the_inner_parsec_of_the_blazar_J1924-2914_with_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Sara_Issaoun,_Maciek_Wielgus,_Svetlana_Jorstad,_Thomas_P._Krichbaum,_Lindy_Blackburn,_Michael_Janssen,_Chi-Kwan_Chan,_Dominic_W._Pesce,_Jose_L._Gomez,_Kazunori_Akiyama,_Monika_Moscibrodzka,_Ivan_Marti-Vidal,_Andrew_Chael,_Rocco_Lico,_Jun_Liu,_Venkatessh_Ramakrishnan,_Mikhail_Lisakov,_Antonio_Fuentes,_Guang-Yao_Zhao,_Kotaro_Moriyama,_Avery_E._Broderick,_Paul_Tiede,_Nicholas_R._MacDonald,_Yosuke_Mizuno,_Efthalia_Traianou,_Laurent_Loinard,_Jordy_Davelaar,_Mark_Gurwell,_Ru-Sen_Lu,_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01662 |
ブレーザーJ1924-2914は、銀河中心のブラックホール射手座A*の主要なイベントホライズンテレスコープ(EHT)較正器です。ここでは、前例のない20$\mu$のEHT解像度で得られた、この光源の最初の全直線偏光強度画像を提示します。J1924-2914は、強い光学変動性と偏波を持つ非常にコンパクトなフラットスペクトル電波源です。2017年4月、ソースはEHT(4月5～11日)、グローバルミリ波VLBIアレイ(4月3日)、および超長基線アレイ(4月28日)とほぼ同時に観測され、4度のソースの斬新なビューが得られました。観測周波数、230、86、8.7、および2.3GHz。これらの観測は、サブパーセクから100パーセクのスケールまでジェットの特性を調べます。J1924-2914の多周波画像を組み合わせて、ソースの形態を調べます。ジェットは、2.3から230GHzの間で約90度のジェット投影位置角度の緩やかな時計回りの回転で、特徴的な曲がりを示すことがわかります。EHTの非常に高解像度のJ1924-2914の直線偏光強度画像は、ブラザーコンパクトコア内の規則正しいトロイダル磁場の証拠を提供します。
主成分干渉モデリング (PRIMO)、EHT データのアルゴリズム I: シミュレートされた EHT 観測からの画像の再構成
| Title |
Principal-Component_Interferometric_Modeling_(PRIMO),_an_Algorithm_for_EHT_Data_I:_Reconstructing_Images_from_Simulated_EHT_Observations |
| Authors |
Lia_Medeiros,_Dimitrios_Psaltis,_Tod_R._Lauer,_Feryal_Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01667 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)のまばらな干渉計カバレッジは、ブラックホール画像の再構成とモデルフィッティングの両方に大きな課題をもたらします。PRIMOは、画像再構成のための新しい主成分分析ベースのアルゴリズムで、低光度降着流の高忠実度の一般相対論的磁気流体シミュレーションの結果をトレーニングセットとして使用します。これにより、干渉データと一致し、シミュレーションによってスパンされる画像の空間に存在する画像の再構成が可能になります。PRIMOはモンティカルロマルコフ連鎖に従い、シミュレートされた画像のアンサンブルから導出された主成分の線形結合を干渉データに適合させます。シミュレーションパラメーターが主成分の生成に使用された画像アンサンブルのパラメーターと大きく異なる場合でも、PRIMOが複数のシミュレートされた画像の合成EHTデータセットを効率的かつ正確に再構築できることを示します。結果として得られる再構成は、アレイの性能と一致する解像度を達成し、放出リングの直径などの画像機能に大きな偏りを導入しません。
TAIGA天体物理学複合体のデータによる一次宇宙線エネルギースペクトルと平均質量組成
| Title |
Primary_Cosmic_Rays_Energy_Spectrum_and_Mean_Mass_Composition_by_the_Data_of_the_TAIGA_Astrophysical_Complex |
| Authors |
V._Prosin,_I._Astapov,_P._Bezyazeekov,_E._Bonvech,_A._Borodin,_A._Bulan,_A._Chiavassa,_D._Chernov,_A._Dyachok,_A._Gafarov,_A._Garmash,_V._Grebenyuk,_O._Gress,_E._Gress,_T._Gress,_A._Grinyuk,_O._Grishin,_A._D._Ivanova,_A._L._Ivanova,_N._Kalmykov,_V._Kindin,_S._Kiryuhin,_R._Kokoulin,_K._Komponiets,_E._Korosteleva,_V._Kozhin,_E._Kravchenko,_A._Kryukov,_L._Kuzmichev,_A._Lagutin,_M._Lavrova,_Y._Lemeshev,_B._Lubsandorzhiev,_N._Lubsandorzhiev,_A._Lukanov,_D._Lukyantsev,_S._Malakhov,_R._Mirgazov,_R._Monkhoev,_E._Okuneva,_E._Osipova,_A._Pakhorukov,_A._Pan,_L._Panasenko,_L._Pankov,_A._D._Panov,_A._Petrukhin,_I._Poddubny,_D._Podgrudkov,_V._Poleschuk,_V._Ponomareva,_E._Popova,_E._Postnikov,_V._Ptuskin,_A._Pushnin,_R._Raikin,_A._Razumov,_G._Rubtsov,_E._Ryabov,_Y._Sagan,_V._Samoliga,_A._Silaev,_A._Silaev_Jr,_A._Sidorenkov,_A._Skurikhin,_A._Sokolov,_L._Sveshnikova,_V._Tabolenko,_A._Tanaev,_B._Tarashchansky,_M._Y._Ternovoy,_L._Tkachev,_R._Togoo,_N._Ushakov,_A._Vaidyanathan,_P._Volchugov,_N._Volkov,_D._Voronin,_A._Zagorodnikov,_A._Zhaglova,_D._Zhurov,_I._Yashin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01689 |
Tunka-133アレイの7年間とTAIGA-HiSCOREアレイの2年間のデータから、EAS最大値$X_{max}$の平均深度のエネルギー依存性を修正しました。平均質量組成を特徴付けるパラメーター$\langle\lnA\rangle$は、これらの結果から導き出されました。$2\cdot10^{14}$-$2\cdot10^{16}$\,eVのエネルギー範囲の一次宇宙線の微分エネルギースペクトルは、新しいパラメーター$Q_{100}$チェレンコフ光を使用して再構築されました。コア距離100mでの磁束。}
RINGO3によるガンマ線バースト残光の偏光測定と測光
| Title |
Polarimetry_and_Photometry_of_Gamma-Ray_Bursts_Afterglows_with_RINGO3 |
| Authors |
M._Shrestha,_I._A._Steele,_S._Kobayashi,_R_J._Smith,_C._Guidorzi,_N._Jordana-Mitjans,_H._Jermak,_D._Arnold,_C._G._Mundell,_A._Gomboc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01729 |
リバプール望遠鏡に搭載された$\sim$7年の寿命にわたってRINGO3イメージング偏光計によって観測されたガンマ線バースト(GRB)光残光の測光および偏光測定を提示します。この間、RINGO3は67件のGRBアラートに応答しました。これらのうち、28個は光学的な残光があり、さらに10個は測光および偏光解析に十分な明るさでした($R\lessapprox{17}$)。GRB130606A、GRB130610A、GRB130612A、GRB140430A、GRB141220A、GRB151215A、GRB180325A、GRB180618A、GRB190114C、およびGRB19101の7つの光源(GR6Aおよび130606A、GRB130610A、およびGRB130612A(偏光モードが完全に作動する前に観測された)。これらの10のGRBのうち8つは古典的な長いGRBであり、1つは$T_{90}$$\sim$4秒の短い持続時間の境界面にあり、もう1つは放出が拡張された古典的な短いハードバーストです。GRB190114CとGRB191016Aの偏光を検出します。これらのGRBのいくつかの詳細な分析は以前に公開されていますが、ここでは、サンプル全体の均一な再削減と分析、および現在の文献と比較して幅広いコンテキストでの人口の調査を提示します。生存分析を使用して、時間減衰率、等方性エネルギー、赤方偏移などの他のGRBプロパティとの比較に分極の上限を完全に含めます。偏光特性とより広いサンプル特性との間に明確な相関関係は見られず、GRB磁場を完全に理解するには、GRBアフターグローの初期偏光測定のより大きなサンプルが必要であると結論付けています。
| Title |
High_resolution_X-ray_spectroscopy_of_V4641_Sgr_during_its_2020_outburst |
| Authors |
A._W._Shaw,_J._M._Miller,_V._Grinberg,_D._J._K._Buisson,_C._O._Heinke,_R._M._Plotkin,_J._A._Tomsick,_A._Bahramian,_P._Gandhi,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01732 |
チャンドラの2020年のバースト中に、銀河ブラックホールX線連星V4641Sgrを高解像度透過格子で観測しました。チャンドラグレーティング観測の2つのエポックにわたって、多数の高度にイオン化された金属線が、高温の円盤が優勢なX線連続体に重ね合わされているのが見えます。測定された内側の円盤の温度と光度は、内側の円盤の半径が実行不可能なほど小さいことを示唆しており、V4641Sgrの中央エンジンが隠されていることを示唆しており、散乱X線が見られます。チャンドラスペクトルの輝線は、単一の光イオン化モデルでは制約できないことがわかりました。代わりに、2つの別個の光イオン化モデルコンポーネントが必要であることがわかりました。V4641Sgrの観測されたX線スペクトルを、源の以前のアウトバースト中の光学的研究と比較し、線が降着円盤風に由来し、球形の形状をしている可能性があることを示唆しています。
ブラックホール磁気圏における磁気リコネクション: ジェットへのレプトン負荷、超光速電波ブロブ、および多波長フレア
| Title |
Magnetic_Reconnection_in_Black-Hole_Magnetospheres:_Lepton_Loading_into_Jets,_Superluminal_Radio_Blobs,_and_Multi-wavelength_Flares |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Kenji_Toma,_Hirofumi_Noda,_Kazuhiro_Hada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01882 |
観測された超光速電波ブロブによって示されるように、活動銀河核内の超大質量ブラックホールが相対論的ジェットを発射します。これらのジェットのエネルギー源は、回転するブラックホール(BH)からの電磁エネルギー抽出であるBlandford-Znajekプロセスの理論的枠組みで広く議論されていますが、電磁的に支配されたジェットにおける電波ブロブの形成メカニズムは長年にわたって研究されてきました。問題。磁気的に拘束されたディスクの最近の高解像度磁気流体力学シミュレーションは、BH地平線近くの赤道ディスクの一時的な磁気支配部分での磁気再結合を示し、効率的なMeVガンマ線生成とそれに続く電子-陽電子対のロードの有望なシナリオにつながった。BH磁気圏。このシナリオを開発して、超光速電波ブロブのエネルギー論、タイムスケール、および粒子数密度に関する理論的枠組みを構築し、他の波長帯で観測可能なシグネチャについて説明します。非熱電子が光からマルチMeVバンドまでの広帯域光子を放出することを解析的に示します。磁気圏で生成された電子-陽電子対はシンクロトロン自己吸収のために光学的に厚いため、注入されたエネルギーはプラズマに保存されます。蓄積されたエネルギーは、M87で観測された超光速電波ブロブに電力を供給するのに十分です。このシナリオは、SgrA*周辺のかなり暗い電波ブロブを予測します。これは、現在の施設では明確に検出されていないことと一致しています。さらに、このシナリオでは必然的に短い時間スケールで強力なX線フレアが生成され、将来のX線衛星によって検出可能になります。
IceCube と IceTop による宇宙線測定
IceCubeは、地理的な南極の深氷にある立方キロメートルのチェレンコフ検出器です。深氷検出器での支配的なイベント生成は、宇宙線の空気シャワーで生成された、約300GeVを超えるエネルギーを持つ大気ミュー粒子の透過で構成されます。さらに、表面アレイIceTopは、エアシャワーの電磁成分とGeVミューオンを測定します。したがって、IceCubeとIceTopは、前例のない統計で宇宙線を詳細に研究するユニークな機会をもたらします。IceCubeとIceTopからのコミックレイ測定の最近の結果を紹介します。この概要では、250TeVからEeV範囲までの宇宙線のエネルギースペクトルの測定値と、3PeVを超えるそれらの質量組成に焦点を当てます。また、エアシャワー内のミュオン含有量の測定結果についても報告し、現在のハドロン相互作用モデルからの予測との整合性について説明します。
カニパルサーで磁気遠心的に生成された超高エネルギー電子に関与する粒子の割合について
| Title |
On_the_fraction_of_particles_involved_in_magneto-centrifugally_generated_ultra-high_energy_electrons_in_the_Crab_pulsar |
| Authors |
Z.N._Osmanov_and_S.M._Mahajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01988 |
超高エネルギー電子($\sim600$TeV)が一次電子上で磁気遠心的に励起されたラングミュア波のランダウ減衰(回転減速からエネルギーを引き出す)によってパルサー大気で生成された地球への旅がグラフ化されています。それらが光円柱ゾーンを脱出するとき、カニ星雲の媒質と相互作用する超高エネルギー粒子が、量子シンクロトロンプロセスを介して急速にエネルギーを失い、非常にエネルギーの高いガンマ線を生成することが示されています~$\sim0.6$PeV.星間物質の宇宙背景放射と相互作用して、これらの超高エネルギー光子のごく一部のみが($\gamma\gamma$チャネルを介して)電子-陽電子対に変換されます。これらの光子の検出されたフラックスは、超高エネルギー光子(最大$600$TeV)の生成プロセスに関与する磁気圏粒子の割合($4\times10^{-7}$)に上限を課します。
マゼラン雲の円盤における拡散非熱放射
天の川銀河の2つの矮小銀河であるマゼラン雲は、フェルミ大面積望遠鏡(LAT)で最も明るいガンマ線源の1つです。両方の雲における非熱電磁放射とニュートリノ放射の包括的なモデリングを目指して、最近公開されたマーチソンワイドフィールドアレイとフェルミ/LATデータに基づいて、それらのディスクからの電波とガンマ線のスペクトルエネルギー分布を首尾一貫してモデル化します。相対論的電子と熱電子(シンクロトロン、コンプトン散乱、制動放射)および相対論的陽子(熱陽子との相互作用に続く中性パイオン崩壊)を含むすべての関連する放射プロセスが、正確な放出公式を使用して考慮されます。私たちの共同スペクトル分析は、雲の電波放射は一次および二次電子シンクロトロンと熱制動放射の両方の起源を持っていることを示していますが、ガンマ線は主に中性パイ中間子崩壊から発生し、相対論的制動放射と星明かりからのコンプトン散乱からの寄与があります。両方の銀河の陽子スペクトルは、同様のスペクトルインデックス~2.4とエネルギー密度~1eV/cm3を持つエネルギーのべき法則としてモデル化されています。予測された0.1～10GeVのニュートリノフラックスは、現在および今後の実験で検出するには低すぎます。私たちの分析は、両方のマゼラン雲のガンマ線放出の大部分がハドロン起源であるという以前の提案を確認しています。
$\gamma$ 光線は時間通りに走る
| Title |
$\gamma$_rays_run_on_time |
| Authors |
Daniel_Beltr\'an_Mart\'inez,_Felipe_J._Llanes-Estrada_and_Gloria_Tejedor-Garc\'ia_(Univ._Complutense_de_Madrid) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02247 |
通常、放射線の大幅な吸収には屈折が伴います。これは、宇宙距離を移動する$\gamma$光線には当てはまりません。屈折率の実数部と虚数部は、分散関係によって関連付けられているため、実際に通約可能であることを示していますが、物理的な観測量に目を向けると、(有限)光学深度はガンマの(無限小)時間遅延よりもはるかに大きくなります。重力放射に対する光線。明らかな矛盾を解決する数値的に大きな要因は、それぞれ基本的な波動特性(ブーゲー・ベール・ランベルトの法則)と標準宇宙論モデルから生じる$E_\gamma/H_0$です。
CUBES、カセグレン U バンド効率的なスペクトログラフ
| Title |
CUBES,_the_Cassegrain_U-Band_Efficient_Spectrograph |
| Authors |
S._Cristiani,_J._M._Alcal\'a,_S._H._P._Alencar,_S._A._Balashev,_N._Bastian,_B._Barbuy,_U._Battino,_A._Calcines,_G._Calderone,_P._Cambianica,_R._Carini,_B._Carter,_S._Cassisi,_B._V._Castilho,_G._Cescutti,_N._Christlieb,_R._Cirami,_I._Coretti,_R._Cooke,_S._Covino,_G._Cremonese,_K._Cunha,_G._Cupani,_A._R._da_Silva,_V._De_Caprio,_A._De_Cia,_H._Dekker,_V._D'Elia,_G._De_Silva,_M.Diaz,_P._Di_Marcantonio,_D._D'Auria,_V._D'Odorico,_A._Fitzsimmons,_H._Ernandes,_C._Evans,_M._Franchini,_M._Genoni,_B._G\"ansicke,_R._E._Giribaldi,_C._Gneiding,_A._Grazian,_C._J._Hansen,_F._La_Forgia,_M._Landoni,_M._Lazzarin,_D._Lunney,_W._Maciel,_W._Marcolino,_M.Marconi,_A._Migliorini,_C._Miller,_P._Noterdaeme,_C._Opitom,_G._Pariani,_B._Pilecki,_S._Piranomonte,_A._Quirrenbach,_E.M.A._Redaelli,_C._B._Pereira,_S._Randich,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01672 |
非常に大きな望遠鏡の時代では、現在の世代の8～10mの施設は、近い将来、地上のUV波長で競争力を維持する可能性があります。CassegrainU-BandEfficientSpectrograph(CUBES)は、R>20,000のスペクトル分解能で、近UV(305-400nmの要件、300-420nmの目標)で高効率(>40%)の観測を提供するように設計されています。(R~7,000の低解像度、空限定モード)。装置のスループットを最大化することに重点を置いた設計により(1時間の観測でU~18.5等級の天体に対して313nmでの高解像度要素あたり~20の信号対雑音比(SNR)を確保する)、多くの分野で新しい可能性を提供します。天体物理学、恒星スペクトルの重要な線へのアクセスを提供します:鉄ピークと重元素、軽元素(特にベリリウム)と軽元素分子(CO、CN、OH)の途方もない多様性、およびバルマー線とバルマー線ジャンプします(特に若い恒星天体では重要です)。UV範囲は、銀河系外の研究でも重要です。遠方の銀河の銀河周媒質、宇宙のUVバックグラウンドに対するさまざまな種類の光源の寄与、比較的透明な銀河間媒質の体制におけるH2と原始重水素の測定、および追跡調査です。爆発的なトランジェントの。CUBESプロジェクトは、2021年6月にフェーズAの概念設計を完了し、現在、詳細設計および建設フェーズに入っています。最初の科学オペレーションは2028年に計画されています。
CUBES サイエンス ケース
| Title |
The_CUBES_Science_Case |
| Authors |
Chris_Evans,_Stefano_Cristiani,_Cyrielle_Opitom,_Gabriele_Cescutti,_Valentina_D'Odorico,_Juan_Manuel_Alcal\'a,_Silvia_H._P._Alencar,_Sergei_Balashev,_Beatriz_Barbuy,_Nate_Bastian,_Umberto_Battino,_Pamela_Cambianica,_Roberta_Carini,_Brad_Carter,_Santi_Cassisi,_Bruno_Vaz_Castilho,_Norbert_Christlieb,_Ryan_Cooke,_Stefano_Covino,_Gabriele_Cremonese,_Katia_Cunha,_Andr\'e_R._da_Silva,_Valerio_D'Elia,_Annalisa_De_Cia,_Gayandhi_De_Silva,_Marcos_Diaz,_Paolo_Di_Marcantonio,_Heitor_Ernandes,_Alan_Fitzsimmons,_Mariagrazia_Franchini,_Boris_T._G\"ansicke,_Matteo_Genoni,_Riano_E._Giribaldi,_Andrea_Grazian,_Camilla_Juul_Hansen,_Fiorangela_La_Forgia,_Monica_Lazzarin,_Wagner_Marcolino,_Marcella_Marconi,_Alessandra_Migliorini,_Pasquier_Noterdaeme,_Claudio_Pereira,_Bogumil_Pilecki,_Andreas_Quirrenbach,_Sofia_Randich,_Silvia_Rossi,_Rodolfo_Smiljanic,_Colin_Snodgrass,_Julian_St\"urmer,_Andrea_Trost,_Eros_Vanzella,_Paolo_Ventura,_Duncan_Wright,_Tayyaba_Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01677 |
超大型望遠鏡用に現在建設中のカセグレンUバンド効率分光器(CUBES)の開発に対する科学的動機を紹介します。組み立てられたケースは、太陽系、銀河系、銀河系外の天文学にまたがる幅広い現代的なトピックにまたがっており、観測は現在の地上ベースのスペクトログラフの400nm未満の性能によって制限されています。各ケースの簡単な背景が提示され、各ケースからの流れを示す機器設計に関する特定の技術要件が特定されます。これらはCUBES設計への入力として使用され、R~24,000および~7,000の分解能で、300～405nmにわたる天文分光法の効率が10倍向上します。地上紫外波長で現在可能であるよりも3等級まで暗いソースを観測するCUBESの能力を実証する性能推定値を含め、その予測性能を既存の施設のコンテキストに置きます。
ILL研究用原子炉での将来の跳弾実験の高速中性子背景特性評価
| Title |
Fast_neutron_background_characterization_of_the_future_Ricochet_experiment_at_the_ILL_research_nuclear_reactor |
| Authors |
C._Augier,_G._Baulieu,_V._Belov,_L._Berge,_J._Billard,_G._Bres,_J.-L._Bret,_A._Broniatowski,_M._Calvo,_A._Cazes,_D._Chaize,_M._Chapellier,_L._Chaplinsky,_G._Chemin,_R._Chen,_J._Colas,_M._De_Jesus,_P._de_Marcillac,_L._Dumoulin,_O._Exshaw,_S._Ferriol,_E._Figueroa-Feliciano,_J.-B._Filippini,_J._A._Formaggio,_S._Fuard,_J._Gascon,_A._Giuliani,_J._Goupy,_C._Goy,_C._Guerin,_E._Guy,_P._Harrington,_S._T._Heine,_S._A._Hertel,_M._Heusch,_C._F._Hirjibehedin,_Z._Hong,_J.-C._Ianigro,_Y._Jin,_J._P._Johnston,_A._Juillard,_D._Karaivanov,_S._Kazarcev,_J._Lamblin,_H._Lattaud,_M._Li,_A._Lubashevskiy,_S._Marnieros,_D._W._Mayer,_J._Minet,_D._Misiak,_J.-L._Mocellin,_A._Monfardini,_F._Mounier,_W._D._Oliver,_E._Olivieri,_C._Oriol,_P._K._Patel,_E._Perbet,_H._D._Pinckney,_D._Poda,_D._Ponomarev,_F._Rarbi,_J.-S._Real,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01760 |
将来のRicochet実験は、コヒーレント弾性ニュートリノ核散乱(CENNS)プロセスを100eV未満の核反跳エネルギー範囲まで高精度で測定することにより、電弱セクターの新しい物理学を探索することを目的としています。この実験では、フランスのグルノーブルにあるInstitutLaueLangevin(ILL)の58MWの研究用原子炉コアから8.8メートル離れた場所に、GeとZnのターゲット結晶を組み合わせたkgスケールの低エネルギーしきい値検出器アレイを配置します。現在、Ricochetの共同研究は、実験の遮蔽設計を最適化するために、将来の実験サイトの背景を特徴付けています。粒子の識別によって積極的に拒否することができない最も脅威的な背景成分は、keVスケールの中性子誘起核反跳で構成されます。これらの初期高速中性子は、原子炉の炉心と周囲の実験(リアクトジェニクス)によって、および周囲の物質で一次中性子とミュー粒子誘導中性子を生成する宇宙線によって生成されます。この論文では、熱中性子、熱外中性子、および高速中性子に対して高い感度を示す$^3$He比例計数管を使用して、跳弾中性子背景特性を提示します。これらの測定値をRicochetGeant4シミュレーションと比較して、反応原性および宇宙原性中性子背景推定を検証します。最終的に、将来の跳弾実験のための中性子バックグラウンドの推定値と、結果として得られるCENNS検出の重要性を提示します。
| Title |
High_Contrast_Imaging_at_the_Photon_Noise_Limit_with_WFS-based_PSF_Calibration |
| Authors |
Olivier_Guyon,_Barnaby_Norris,_Marc-Antoine_Martinod,_Kyohoon_Ahn,_Vincent_Deo,_Nour_Skaf,_Julien_Lozi,_Sebastien_Vievard,_Sebastiaan_Haffert,_Thayne_Currie,_Jared_Males,_Alison_Wong,_Peter_Tuthill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01806 |
スペックルノイズは、補償光学システムを使用したハイコントラストイメージングのエラーの主な原因です。スペックルノイズを十分な精度と精度でキャリブレーションするための波面センシングテレメトリの可能性について説明し、高コントラストイメージング機器によって取得された科学画像の後処理で除去できるようにします。このような自己較正システムでは、太陽系外惑星の検出は光子ノイズによって制限され、現在のシステムよりもはるかに堅牢で効率的になります。最初の実験室および空でのテストを示し、残留スペックルノイズが高コントラスト領域の読み出しおよびフォトンノイズを超える精度に実際に較正されていることを短い時間スケールで示します。宇宙と地上の高コントラストイメージングシステムの設計への影響について説明します。
| Title |
High_Contrast_and_High_Angular_Imaging_at_Subaru_Telescope |
| Authors |
Olivier_Guyon,_Kyohoon_Ahn,_Masayuki_Akiyama,_Thayne_Currie,_Vincent_Deo,_Takashi_Hattori,_Tomoyuki_Kudo,_Julien_Lozi,_Yosuke_Minowa,_Yoshito_Ono,_Nour_Skaf,_Motohide_Tamura,_Vincent_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01809 |
すばる望遠鏡の補償光学プロジェクトは、20分角のFOVを超える部分補正を提供する地上層補償光学(GLAO)から、太陽系外惑星イメージング用の極端補償光学(ExAO)まで、幅広い機能分野に及びます。このホワイトペーパーでは、SubaruExtremeAdaptiveOpticsAdaptiveOptics(SCExAO)システムとその計測器モジュールによって提供される現在および今後の狭い視野機能、およびNasmythAOシステムの今後の3000アクチュエータアップグレードについて説明します。
SuperCamに搭載された火星のマイク
| Title |
The_Mars_Microphone_onboard_SuperCam |
| Authors |
D._Mimoun_(1)_and_A._Cadu_(1)_and_N._Murdoch_(1)_and_A._Sournac_(1)_and_Y._Parot_(2)_and_P._Bernardi_(3)_and_B._Chide_(2)_and_P._Pilleri_(2)_and_A._Stott_(1)_and_M._Gillier_(1)_and_V._Sridhar_(4)_and_S._Maurice_(2)_and_R._C._Wiens_(5)_and_the_SuperCam_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01940 |
マーズマイクロフォンは、キュリオシティローバーに搭載されて数年間機能してきたChemCam機器の改良版であるSuperCamの5つの測定技術の1つです。SuperCamはローバーのマストユニットに配置され、ローバーの頭のユニークなポインティング機能を利用します。火星の音を記録した最初の機器であることに加えて、SuperCamマイクは、いくつかの独自の科学的目的に取り組むことができます。火星の岩石へのレーザー衝突に関連する音の研究により、火星の岩石の機械的特性をよりよく理解すること。火星の表面:大気の乱れ、対流渦、塵の持ち上げプロセス、ローバー自体との風の相互作用。マイクは、ローバーのさまざまな動きの音の特徴を理解するのにも役立ちます。ロボットアームとマストの操作、火星の荒れた床での運転、ポンプの監視など...SuperCamマイクが納品されました2019年初頭にSuperCamチームに参加し、ジェット推進研究所(JPL、カリフォルニア州パサデナ)に完全なSuperCam機器を統合しました。火星2020ミッションは2020年7月に打ち上げられ、2021年2月18日に火星に着陸しました。ミッションの運用は、少なくとも2023年8月まで続くと予想されます。マイクは完全に動作しています。
AstroVision: 深層学習を使用した小型ボディへのミッションの自律的な特徴検出と記述に向けて
| Title |
AstroVision:_Towards_Autonomous_Feature_Detection_and_Description_for_Missions_to_Small_Bodies_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Travis_Driver,_Katherine_Skinner,_Mehregan_Dor,_Panagiotis_Tsiotras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02053 |
小さな天体へのミッションは、対象天体の特性評価と周囲の相対的なナビゲーションのために、光学的特徴追跡に大きく依存しています。ディープラーニングは特徴の検出と記述において大きな進歩をもたらしましたが、大規模な注釈付きデータセットの利用が限られているため、宇宙アプリケーション向けのデータ駆動型モデルのトレーニングと検証は困難です。このホワイトペーパーでは、過去および現在進行中のミッション中にキャプチャされた16の異なる小型天体の実画像115,970枚で構成される大規模なデータセットであるAstroVisionを紹介します。私たちはAstroVisionを活用して、一連の標準化されたベンチマークを開発し、手作りおよびデータ駆動型の特徴検出および記述方法の徹底的な評価を実施します。次に、最先端の深い特徴検出および記述ネットワークのエンドツーエンドのトレーニングにAstroVisionを採用し、複数のベンチマークでパフォーマンスの向上を実証します。完全なベンチマークパイプラインとデータセットは、宇宙アプリケーション向けのコンピュータービジョンアルゴリズムの進歩を促進するために公開されます。
SMuRF トーン トラッキング エレクトロニクスを使用した読み出し用のシミュレーション スイート
| Title |
A_simulation_suite_for_readout_with_SMuRF_tone-tracking_electronics |
| Authors |
Cyndia_Yu,_Zeeshan_Ahmed,_J._Mitch_D'Ewart,_Josef_C._Frisch,_Shawn_W._Henderson,_Max_Silva-Feaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02198 |
SLACMicroresonatorRF(SMuRF)エレクトロニクスを使用した読み出しの効果をモデル化するためのシミュレーションスイートの詳細を紹介します。SMURFエレクトロニクスは、超伝導マイクロ波共振器ベースの検出器システムで使用するためのウォーム読み出しおよび制御システムです。このシステムはBICEP/Keckプログラムで使用されており、今後のシモンズ天文台およびBICEPArray実験で使用される予定です。このシミュレーションスイートは、オフライン解析、モデリング、および調査のための主要なSMuRFアルゴリズムのソフトウェア実装です。適切にモデル化されていない場合、キャリブレーション、共振器周波数推定、およびトーントラッキング用のファームウェア実装アルゴリズムは、潜在的なバイアスまたはエラーの原因となります。シミュレーターは、真の検出器信号、現実的な共振器特性、SMuRF関連のユーザー制御の読み出し設定を入力として受け取ります。これは、実験データ取得システムに渡される検出器タイムストリームの最終フラックスランプ復調出力を返し、最終科学データに対する読み出し関連パラメーターの影響の分析を可能にします。これはPythonで公開されており、ユーザーチュートリアル用のJupyterノートブックが付属しています。
| Title |
Applications_of_Machine_Learning_to_Predicting_Core-collapse_Supernova_Explosion_Outcomes |
| Authors |
Benny_T.-H._Tsang,_David_Vartanyan,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01661 |
コア崩壊型超新星の前駆体特性に由来する既存の基準のほとんどは、爆発の結果を予測する上であまり正確ではありません。機械学習アプローチを使用してコア崩壊型超新星の爆発結果を特定する斬新な方法を紹介します。Fornaxで進化させた100の2D軸対称超新星シミュレーションのサンプルから情報を得て、ランダムフォレスト分類子を爆発予測子としてトレーニングおよび評価します。さらに、コンパクトネスパラメーター、Ertl条件、およびシリコン/酸素界面を特徴付ける新しく開発されたセットを含む物理ベースの機能セットを調べます。9$-$27M$_{\odot}$の1500を超える超新星前駆体を使用して、自動エンコーダーをさらにトレーニングし、前駆体密度プロファイルから物理学にとらわれない特徴を直接抽出します。密度プロファイルだけでも、爆発性に関する意味のある情報が含まれていることがわかります。シリコン/酸素と自動エンコーダーの両方の機能は、$\approx$90\%の精度で爆発の結果を予測します。はるかに大規模な多次元シミュレーションセットを見越して、機械学習アプリケーションが爆発結果の予測を超えて役立つ将来の方向性を特定します。
大規模連星進化におけるオーバーコンタクトフェーズの抑制 -- II.既知の O+O オーバーコンタクト システムの周期安定性
| Title |
Constraining_the_overcontact_phase_in_massive_binary_evolution_--_II._Period_stability_of_known_O+O_overcontact_systems |
| Authors |
Michael_Abdul-Masih,_Ana_Escorza,_Athira_Menon,_Laurent_Mahy,_and_Pablo_Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01671 |
大規模な星の進化における多くのエキゾチックな現象を説明するために合体がしばしば呼び出されることを考えると、合体の直前の進化段階であるオーバーコンタクト段階を理解することは非常に重要です。その重要性にもかかわらず、大規模なオーバーコンタクト連星の進化の理解には大きな不確実性が存在します。6つのそのようなオブジェクトのサンプルの周期が変化する速度を測定することにより、大規模なオーバーコンタクトシステムの将来の動的進化に関する堅牢な観測制約を提供することを目指しています。さらに、理論モデルが予測するように、不等質量システムの期間が等質量対応システムよりも高い変化率を示すかどうかを調査することを目的としています。最大40年にわたるさまざまな地上および宇宙ベースのミッションからのアーカイブ測光データを使用して、いくつかの短い期間にわたって各システムの期間を測定します。次に、測定された期間に線形回帰を適用して、データセット全体で期間が変化する速度を決定します。私たちのサンプルのすべての星の周期変化は非常に小さく、質量比との相関関係はないようです。これは、これらのシステムの軌道周期が核の時間スケールで安定しており、不均等な質量システムが期待どおりに等しくならない可能性があることを意味します。結果を人口合成分布と比較すると、予想される質量比と期間安定性の間に大きな不一致があることがわかります。これらの不一致は、初期周期が短いシステムを削除することである程度軽減できることがわかりました。これは、観測されたオーバーコンタクトシステムのサンプルが初期軌道周期が長い連星系に由来する可能性があることを示唆しています。
ベテルギウスの大減光: 表面質量放出 (SME) とその結果
| Title |
The_Great_Dimming_of_Betelgeuse:_a_Surface_Mass_Ejection_(SME)_and_its_Consequences |
| Authors |
Andrea_K._Dupree_(1),_Klaus_G._Strassmeier_(2),_Thomas_Calderwood_(3),_Thomas_Granzer_(2),_Michael_Weber_(2),_Kateryna_Kravchenko_(4),_Lynn_D._Matthews_(5),_Miguel_Montarges_(6),_James_Tappin_(7),_William_T._Thompson_(8)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Leibniz-Institut_fur_Astrophysik_Potsdam,_(3)_AAVSO,_(4)_Max-Planck_Institut_for_Extraterrestrial_Physics,_(5)_Haystack_Observatory_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(6)_LESIA_Observatoire_de_Paris,_(7)_RAL_Space_Rutherford_Appleton_Laboratory,_(8)_ADNET_Systems_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01676 |
明るい超巨星、ベテルギウス(オリオン座アルファ星、HD39801)は、2020年1月27日$-$2月13日に歴史的な光減光を経験しました。この減光イベントの前、最中、およびその後に、電磁スペクトルにわたる多くの画像および分光観測が取得されました。.ベテルギウスのこれらの観測は、かなりの表面質量放出(SME)が発生し、超巨星の拡張された大気を通って移動したことを明らかにしています。2019年の1月から3月にかけて発生した光球の衝撃は、その後の11か月間に恒星の拡張された大気を通過し、大気中の粉塵の生成につながりました。大量の流出の結果として、恒星の光球は低温のまま、彩層は密度の低いままになった。放出された質量は、星からの年間質量損失率全体のかなりの割合を表している可能性があり、一時的な質量損失イベントが恒星風に匹敵する量に寄与する可能性があることを示唆しています。SMEの後、ベテルギウスは平均光球の低温化、異常な短い測光振動、速度偏位の減少、大減光後の2年以上にわたる光学速度と動径速度の$\sim$400日周期の脈動の消失を残されました。.
表面のスピンアップ：惑星の巻き込みまたは予期しない角運動量輸送の証拠？
| Title |
Spinning_up_the_Surface:_Evidence_for_Planetary_Engulfment_or_Unexpected_Angular_Momentum_Transport? |
| Authors |
Jamie_Tayar,_Facundo_D._Moyano,_Melinda_Soares-Furtado,_Ana_Escorza,_Meridith_Joyce,_Sarah_L._Martell,_Rafael_A._Garc\'ia,_Sylvain_N._Breton,_St\'ephane_Mathis,_Savita_Mathur,_Vincent_Delsanti,_Sven_Kiefer,_Sabine_Reffert,_Dominic_M._Bowman,_Timothy_Van_Reeth,_Shreeya_Shetye,_Charlotte_Gehan,_Samuel_K._Grunblatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01678 |
この論文では、低質量で低光度の巨星における非単調な動径回転プロファイルの検出の可能性について報告します。ほとんどの低質量および中質量の星では、主系列の回転は固定に近いようです。これらの星が巨人に進化するにつれて、コアが収縮し、エンベロープが拡大します。これは、コアが速く、エンベロープと表面が遅い放射状の回転プロファイルを示唆しているはずです。しかし、KIC9267654は、この単純な角運動量保存の議論と矛盾して、バルクエンベロープの回転速度よりも速い表面の回転速度を示しているようです。分光学的表面制約を改善し、脈動周波数が以前に公開されたコアとエンベロープの回転速度と一致することを示し、星が強い化学的特異性を示さないことを示します。潮汐的に相互作用する星の仲間に対する証拠について議論します。最後に、この異常な回転プロファイルの考えられる起源について説明します。これには、巨大惑星の潜在的な摂取や、近くの恒星下の伴星によって引き起こされる潮汐慣性波による異常な角運動量輸送が含まれ、さらなる観測的および理論的努力を奨励します。
正体不明のX線源にある激変星を探す
| Title |
Searching_for_cataclysmic_variable_stars_in_unidentified_X-ray_sources |
| Authors |
J._Takata,_X.F._Wang_(HUST),_A.K.H._Kong_(NTHU),_J._Mao,_X._Hou_(YNAO),_C.-P._Hu_(NCUE),_L._C.-C._Lin,_K.L._Li_(NCKU),_C.Y._Hui_(CNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01833 |
AR~Scorpii型連星系の候補を特定することを目的として、新しい激変変光星(CV)の測光検索を実行します。未確認のX線源に関連付けられている可能性が高いGAIA源を選択し、ZwickyTransientFacility、TransitingExoplanetSurveySatellite、および台湾のLulin1メートル望遠鏡によって取得された光度曲線を分析します。CVの候補として8つの情報源を調査し、そのうち6つの情報源が新しい識別情報です。別の2つのソースは、以前の研究でCVとして認識されていますが、詳細な調査は行われていません。正体不明のXMM-NewtonまたはSwiftソースに関連する2つの食システムと、正体不明のASKAソースに関連する1つの有力な極の候補を特定します。2つの極候補はいわゆるCVの周期ギャップに位置する可能性があり、他の6つの候補は周期ギャップよりも短い軌道周期を持っています。AR~Scorpii型連星系の有望な候補は特定されていませんが、私たちの研究は、X線を放出し、頻繁な爆発を示さないCV系は以前の調査では見逃された可能性があることを示唆しています。
中間星と大質量星の間のギャップを埋める I: 2$M_{\odot}$ AGB 星の最先端のモナッシュ恒星進化プログラムに対する MESA の検証
| Title |
Bridging_the_Gap_between_Intermediate_and_Massive_Stars_I:_Validation_of_MESA_against_the_State-of-the-Art_Monash_Stellar_Evolution_Program_for_a_2$M_{\odot}$_AGB_Star |
| Authors |
Giulia_C._Cinquegrana,_Meridith_Joyce,_Amanda_I._Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01859 |
1次元の星の構造と進化のプログラムは、さまざまな物理的処方箋とアルゴリズムを使用して構築されます。つまり、同じ入力物理学を使用した場合でも、モデルの予測間に差異が生じる可能性があります。これは、そのような偏差が物理的なものなのか数値的なものなのかという疑問につながります。コード検証研究は、これらの問題を研究するための重要かつ必要なツールです。ゼロ年齢の主系列から熱的に脈動する漸近巨星分枝の先端まで進化した$2M_{\odot}$モデルについて、Monash恒星進化プログラムとMESAとの間の最初の直接比較を提供します。6つの重要な進化点で2つのモデルの内部構造を比較し、熱パルス漸近巨大ブランチ中の対流エンベロープの中心温度、中心密度、および温度などの特性が非常に一致していることを発見しました。モデル間の水素排出コア質量の差は、進化全体を通して4.2%未満であり、最終的な値はわずか1.5%しか変化しません。光度や半径などの表面量は、漸近的な巨大分岐の前では0.2%未満しか変化しません。熱パルスの間、主に混合の不確実性と大気境界条件の処理により、差は3.4％に拡大します。ベテランのMonashコードがクローズドソースであることを考えると、現在の作業は最初の完全にオープンソースの計算アナログを提供します。これにより、漸近巨大ブランチでの精密モデリングへのアクセスが向上し、MESAで実行される大質量計算の基礎が築かれますが、AGB中にモナッシュコードの標準が維持されます。
大質量X線連星におけるドナー星脈動のTESS検索
大質量X線連星(HMXB)の対応する地上ベースの光学測光では、〜0.3-0.5dのタイムスケールで周期的な変調が存在することが明らかになりました。最近の宇宙ベースの観測で、OB星とBe星のCorotとTESSは、初期型の星ではpモードとgモードによって引き起こされる脈動が一般的であることを示しました。そのため、主に2分間のケイデンスモードでTESSデータを使用して、23のHMXB(大部分は中性子星系ですが、1つのブラックホール、CygX-1を含む)の光学的対応物の変動性を体系的に調査しました。4つのシステムで軌道周期変調を除去した後、23のすべてのソースが、1日未満の周期での準周期変動の証拠を示していることがわかりました。それらのパワースペクトルを、他のOBおよびBeタイプの星の観測結果と比較します。V725TauとHD249179(HMXBではない可能性があります)の2つの星系で、バーストの証拠が見つかりました。前者はX線フレアと同時でした。アウトバースト期間中のパワースペクトルの変化を検索し、それらを他のBeシステムで見られるアウトバーストと比較します。
初期太陽系におけるプルトニウム244の起源
| Title |
Origin_of_Plutonium-244_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
Maria_Lugaro,_Andr\'es_Yag\"ue_L\'opez,_Benj\'amin_So\'os,_Benoit_C\^ot\'e,_M\'aria_Pet\H{o},_Nicole_Vassh,_Benjamin_Wehmeyer,_Marco_Pignatari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02074 |
急速な(r)中性子捕捉プロセスによって生成された短寿命放射性核種244Pu(半減期80Myr)の初期の太陽系における起源を調査します。rプロセス元素合成モデルの2つの大きなセットを検討し、ESSの244Puの起源が他のrおよび低速(s)中性子捕獲プロセスの放射性核の起源と一致するかどうかを分析します。rプロセスモデルの不確実性は、核物理学の入力と天体物理学的サイトの両方から生じます。前者は、近い質量の同位体(129I/127I、244Pu/238U、および247Pu/235U)の比率に強く影響します。代わりに、129I/247Cm比は、非常に異なる質量の同位体を含み、上記のものよりもはるかに変動しやすく、天体物理学的サイトの物理学によってより影響を受けます。銀河系の星間物質におけるこれらの放射性核の存在量の進化の可能なシナリオを検討し、どのシナリオと条件の下で他の同位体の起源と一致する244Puの起源の解決策を見つけることができるかを検証します。解は一般に、ソースから太陽系に到達した星間媒体ガスのパーセルへの追加間の間隔($\delta$)によって制御される、考えられるすべての異なるレジームについて、崩壊時間スケールと比較して見出されます。星間物質中のrプロセス噴出物が比較的小さな領域内で混合されている場合(長い$\delta$につながる)、初期太陽系における129Iおよび247Cm存在量を説明する最後のイベントも存在量を説明できることを導き出します。244Puの。ただし、半減期が長いため、244Puは1つだけではなく、いくつかのイベントに由来する可能性があります。星間物質中のr過程噴出物が比較的大きな領域内で混合されている場合(短い$\delta$につながる)、分子雲の形成から太陽の形成までに経過した時間は9-16Myrであることが導き出されます。.
非歳差運動、エキセントリック、質量比の大きな吸気のための重力自力インフォームド有効一体波形モデルに向けて
| Title |
Towards_a_gravitational_self_force-informed_effective-one-body_waveform_model_for_nonprecessing,_eccentric,_large-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Alessandro_Nagar,_and_Simone_Albanesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.14002 |
個々の質量$(m_1,m_2)$を持つスピン整列偏心連星の有効な一体モデルの開発におけるいくつかの最近の進歩に基づいて、大きな質量比で刺激的な連星を記述することを目的とした新しいEOB波形モデルを導入しますレジーム、$m_1\ggm_2$。このモデルは、風変わりな連星に対して現在最先端のTEOBResumS-Daliモデルを利用していますが、数値相対性理論(NR)シミュレーションによって通知される標準のEOBポテンシャル$(A,\bar{D},Q)$は置き換えられています。対称質量比$\nu\equivm_1m_2/(m_1+m_2)^2$で線形である対応する関数を8.5PN精度で取得します。強磁場での挙動を改善するために、これらの関数は、(i)適切に因数分解され、Pad\'e近似を使用して復元され、(ii)重力自己力理論によって得られた最先端の数値結果にさらに効果的に通知されます(GSF）。簡単にするために、モデルのスピンセクターはTEOBResumS-Daliの1つと見なされますが、NR情報に基づいたスピン軌道の有効な修正は削除されます。将来の重力波検出器の偏心エクストリーム（および中間）質量比インスパイラルの波形を生成するための概念的に完全な分析ツールとして、現在のGSFに基づくEOBフレームワークを提案します。
ダークサイレンによるマルチバンド重力波コスモグラフィー
重力波は、ハッブル定数の早期宇宙測定と後期宇宙測定の間の緊張を解決するのに役立つ可能性があり、この可能性は、この研究で実証するように、デシヘルツ帯域の重力波検出器で強化できます。このような検出器は、宇宙と地上の間の恒星質量ブラックホール連星のマルチバンド観測に特に適しており、タイミング三角測量の長いベースラインのおかげでソースローカライゼーションの精度が大幅に向上し、「ダークサイレン」宇宙論が促進されます。提案されているデシヘルツの概念には、DECIGO/B-DECIGO、TianGOなどがあります。ここでは、さまざまなネットワーク構成によるダークサイレンバイナリのマルチバンド観測の見通しを検討します。マルチバンド観測では、ブラックホール連星から宇宙論的距離までの単一銀河を一意に識別することができるため、ダークサイレンはあたかも電磁的な対応物があるかのように振る舞うことがわかります。完全にローカライズされたダークサイレンのみを考慮して、フィッシャーマトリックスアプローチを使用して、ハッブル定数と物質密度パラメーターの誤差を推定します。デシヘルツ検出器は、人口分布の比較に基づく統計的手法からの体系化なしでホスト銀河をより遠くまで識別することができるため、宇宙パラメータを測定する私たちの能力を大幅に向上させることがわかりました。
サラマンカの空の主な特徴を提示した後、その中に表されているものが占星術または天文学的な考察によって動機付けられているかどうかを分析します。クラウディウス・プトレマイオスのテトラビブロスに記述された惑星ハウスのシステムに基づく占星術の説明は、サルマンティン・ボールトに見られる惑星配置に対応していないことがわかります。最後に、サラマンカの空の天文学的解釈は、Almagestによると15世紀に知られている宇宙の表現、その研究による星座の星の配置、および状況証拠が1475年8月に置かれている塗装された惑星配置。
候補の偏心連星ブラック ホールの再評価: 高次モードを含むモデルの結果
| Title |
Reassessing_candidate_eccentric_binary_black_holes:_Results_with_a_model_including_higher-order_modes |
| Authors |
H._L._Iglesias,_J._Lange,_I._Bartos,_S._Bhaumik,_R._Gamba,_V._Gayathri,_A._Jan,_R._Nowicki,_R._O'Shaughnessy,_D._Shoemaker,_R._Venkataramanan,_and_K._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.01766 |
重力波信号からの離心率の検出は、特定のバイナリの形成チャネルを区別するのに役立つと期待されています。この研究では、可能性のある完全な離心率範囲を説明するモデル(TEOBResumSGeneral)を初めて使用して、以前に報告されたすべての連星ブラックホールを再評価します。非常に偏心した軌道からの放出をモデル化するために重要な高次の重力放出を組み込んでいます。これら5つのイベントの奇抜さを推定します。初めて、イベントの1つであるGW190929の偏心のわずかな証拠を提示します。異なる設定での以前の研究とは対照的に、同じシステムの偏心軌道をサポートする証拠は見つかりません。分析に偏心を組み込むと、いくつかのイベントの複数のパラメーターで事後が劇的にシフトし、機能が他の分析に悪影響を与える可能性があることがわかりました。
Athena の WFI の DEPFET センサーを使用した総電離線量試験
| Title |
Total_ionizing_dose_test_with_DEPFET_sensors_for_Athena's_WFI |
| Authors |
Valentin_Emberger,_Michael_Bonholzer,_Johannes_M\"uller-Seidlitz_and_Robert_Andritschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02023 |
AthenaのWFIの焦点面は、DEPFET(DEpletedP-channelField-EffectTransistor)のアレイと、ステアリング、読み出し、およびアナログ信号整形に使用されるASICを含む分光単一光子X線検出器で構成されています。これらのコンポーネントは、電離放射線の影響に関して調べる必要があります。総電離線量(TID)テストは、64x64DEPFETと1つのSWITCHERおよびVERITASASICを備えたプロトタイプの検出器モジュールで行われました。WFI検出器ヘッドの現在の設計では、完全に空になった450$\μmの厚さのセンサーのバルクで漏れ電流が大幅に増加するのを防ぐために、4cmのアルミニウムに相当するプロトンシールドが特徴です。これにより、公称ミッション中の予想線量と線量率が比較的低く保たれます($\sim$5Gy)。それにもかかわらず、予期しない影響を排除し、非常に敏感な読み出しチェーンと検出器の性能に影響を与える可能性のある放射線関連の変化を研究するために、専用のTIDテストで現在のシステムを研究することが重要です。低線量、低線量率、低い動作温度(<-60{\deg}C)の組み合わせでありながら、しきい値電圧の小さな変化に対する高い感度は、標準的な耐放射線電子部品のTIDテストと比較して、何らかの異常な境界条件を表しています。このような状況下では、公称動作条件での照射を実現するために、X線源を使用して私たち自身の研究室でテストを行うことが有益であることがわかりました。さらに、アニーリング効果を考慮に入れることが容易になった。被試験デバイスでX線スペクトルと強度を測定することにより、適度に正確な線量測定が実現されます。総線量14Gyの照射とそれに続くアニーリングの後、DEPFETのしきい値電圧は平均値80mVシフトしましたが、読み出しノイズが10%わずかに増加したことを除けば、性能は変化しませんでした。
共鳴と高光子エネルギーを含む水素原子からのレイリー散乱
| Title |
Rayleigh_scattering_from_hydrogen_atoms_including_resonances_and_high_photon_energies |
| Authors |
Ren\'e_D._Rohrmann_and_Mat\'ias_Vera_Rueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.02111 |
基底状態の水素原子によるレイリー散乱による非相対論的断面積は、広範囲の光子エネルギー($<0.8$keV)で計算されます。評価は、原子分極率の実数成分と虚数成分の観点から実行されます。この2次放射プロセスを特徴付ける中間状態の合計は、結合状態と連続体状態の振動子強度の正確な解析式を使用して実行されます。励起状態の有限寿命とそれらの2つの微細構造レベル($p_{1/2}$と$p_{3/2}$)への分裂に関連する減衰項は、共鳴断面積で考慮されます。断面評価に必要なフィッティング式は、入射光子エネルギーi)最初の共鳴(Lyman-$\alpha_{1/2}$)の赤側、ii)共鳴に対応するスペクトル領域(任意の数のそれら）、およびiii）イオン化しきい値を超えています。
