Lyman-$\alpha$ フォレスト フラックス自己相関関数からの $z \geq 5.4$ での電離光子の平均自由行程に対する制約の予測
| Title |
Forecasting_constraints_on_the_mean_free_path_of_ionizing_photons_at_$z_\geq_5.4$_from_the_Lyman-$\alpha$_forest_flux_auto-correlation_function |
| Authors |
Molly_Wolfson,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Jose_O\~norbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09013 |
高$z$クエーサーへのライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)森林伝送には、再電離の時代の直後の宇宙の状態に関する情報が含まれています。Ly$\alpha$フォレスト透過率の変動は、紫外背景(UVB)の空間変動に部分的に起因しており、UVB変動のレベルは電離光子の平均自由行程によって設定されます($\lambda_{\text{mfp}}$)。Ly$\alpha$フォレストフラックスの自己相関関数は、透過変動の強度と規模を特徴付けるものであり、我々が示すように、$\lambda_{\text{mfp}}$に敏感です。$z\sim6$での最近の測定値は、$z>5.0$での$\lambda_{\text{mfp}}$の予想外の急速な進化を示唆しており、これは自己相関関数の進化に特徴を残します。この予測では、$5.4\leqz\leq6.0$のXQR-30拡張データセットと同様のプロパティを持つ模擬Ly$\alpha$フォレストデータをモデル化します。宇宙の分散のため、$z$ごとに100個のモックデータセットを調査します。さらに、モックデータが自己相関関数のモデル値と一致する理想的なケースを見ていきます。$z=6.0$で$\lambda_{\text{mfp}}=9.0$cMpcのような理想的なデータの場合、$\lambda_{\text{mfp}}=12^{+6}_{-3}を回復します。$cMpc。この精度は、ライマン限界を超えたクエーサースペクトルの積み重ねによる$\lambda_{\text{mfp}}$の直接測定に匹敵します。XQR-30データの3倍以上の解像度を持つ仮想データは、すべての$z$でエラーバーが$\sim40\%$減少します。この作業における自己相関関数のモック値の分布は、高$z$に対して非常に非ガウス的であり、高$z$Ly$\alpha$フォレストの他の統計を使用して、この仮定を行うことに対して注意を払う必要があります。.厳密な統計的手法を使用して推論テストに合格していますが、非ガウス手法に関する今後の作業により、より精度の高い測定が可能になります。
ゲージド・クインテッセンス
暗黒エネルギーは、現在の宇宙のエネルギー収支を支配しているにもかかわらず、宇宙で最も理解されていない要素です。ダイナミックな暗黒エネルギーの一般的なモデルであるクインテッセンススカラーがありますが、非常にとらえどころのない性質のため、調査は限られています。真髄がアーベルゲージ対称性によって測定されるモデルを提示します。クインテッセンスは、実部がダークエネルギーフィールドであり、虚部がニューゲージボソンの縦成分である複素スカラーに昇格されます。暗黒エネルギー物理学に興味深い特徴をもたらします。真髄の動作がどのように影響を受けるか、そのゲージの相互作用が要求された暗エネルギー特性によってどのように制約されるかなど、モデルの一般的な機能を研究します。
測光測量からの動的クラスター質量
| Title |
Dynamical_cluster_masses_from_photometric_surveys |
| Authors |
Omar_Contigiani,_Henk_Hoekstra,_Margot_M._Brouwer,_Andrej_Dvornik,_Maria_Cristina_Fortuna,_Crist\'obal_Sif\'on,_Ziang_Yan,_Mohammadjavad_Vakili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09369 |
銀河団の質量は、2つの方法のいずれかで広範測光調査からのみ得られたデータを使用して測定できます。弱いレンズ信号の振幅から直接、またはビン化されたレンズ測定を使用して較正されたスケーリング関係を使用して間接的に測定できます。この論文では、最近提案されたアイデアに基づいて構築し、衛星分布の放射状プロファイルに基づく代替方法を実装します。この手法は、速度情報を使用せずにクラスターの位相空間構造への明確なウィンドウを提供する、最近降着した銀河のアポセンターに関連する機能であるスプラッシュバックに依存しています。キロ度サーベイの4番目のデータリリースで明るい赤い銀河のサンプルの周りに積み重ねられた衛星分布を使用してこの動的測定を実行し、存在量マッチングとレンズ質量を使用して結果を検証します。この測定の力を説明するために、動的質量推定とレンズ質量推定を組み合わせて、クラスタースケールでの重力のスカラーテンソル理論を確実に制約します。私たちの結果は、秩序統一の一般相対性理論からの逸脱を除外しています。将来のデータセットへの影響について議論して、論文を締めくくります。スプラッシュバック質量測定は調査体積にのみ比例するため、ステージIVの測光調査は、スプラッシュバックを使用して高赤方偏移クラスター質量を提供するのに適しています。
単一フィールド インフレーション モデルの正則化
スペクトルインデックス$n_s$およびテンソルとスカラーの比率$r$の最近のPlanck2018測定値と一致する多くの単一フィールドインフレーションモデルがあります。観測データとの良好な一致にもかかわらず、これらのモデルのいくつかは、インフレーションの終了直後に崩壊するユニバースを生成する正則化されていないポテンシャルを持つことに苦しんでいます。この論文では、インフレーションの終わりに向かって行動ポテンシャルを修正する方法を選択する方法が、モデルのインフレ予測に大きな影響を与える可能性があることを示しています。
インフレトン構造からのPBHの生産
ビッグバン元素合成以前の時代には、再加熱中に高速で振動するインフレトン場によって支配された場合、宇宙は原始的な構造形成期を示すことができました。これに関連して、原始ブラックホール形成の新しいメカニズムを仮定しました[L.E.Padilla、J.C.Hidalgo、およびK.A.Malik、Phys.Ｒｅｖ．Ｄ、ｖｏｌ．106、p。023519、2022年7月]、拡張された再加熱時代と、インフレトンハローとインフレトン星の重力崩壊を規定するスカラーフィールド暗黒物質モデルの間の類推を引き出します。このホワイトペーパーでは、この新しいメカニズムを実現するための要件について説明します。小さなスケールでピークを持つ一般的な原始パワースペクトルが、かなりの数のPBHの生成に最も適していることを示します。このような要件が満たされ、再加熱が十分に長く続く場合、$M_{\rmPBH}\sim1~\mathrm{gram}$を持つPBHの大きな集団が生成される可能性があります。特に、PBHの質量分率は、放射線または圧力のない塵が支配する宇宙で直接崩壊してPBHが形成される場合よりも桁違いに大きいことがわかります。私たちの調査結果の観察可能な意味を見て、再加熱の終了後のある時点でPBH成分が宇宙のエネルギー密度を支配する可能性を探ります。
コズミック ウェブのフィラメントとシートの最大範囲: SDSS DR17 の分析
| Title |
The_maximum_extent_of_the_filaments_and_sheets_in_the_cosmic_web:_an_analysis_of_the_SDSS_DR17 |
| Authors |
Prakash_Sarkar,_Biswajit_Pandey,_Suman_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09472 |
フィラメントとシートは、コズミックウェブで最も印象的な視覚パターンです。これらの大規模構造物の最大範囲は、構造の多様性と複雑さのために決定するのが困難です。SDSSから立方体領域にある銀河の体積が制限されたサンプルを構築し、それをより小さなサブキューブに分割してシャッフルします。三次元銀河分布の平均フィラメント性と平面性を密度閾値の関数として定量化し、それらを元のデータのシャッフルされた実現からのものと比較します。サブキューブのサイズを変更することにより、さまざまなシャッフルの長さに対して分析が繰り返されます。シャッフルされたデータの平均フィラメント性と平面性は、シャッフルスケールが本物のフィラメントとシートの最大サイズよりも小さい場合に大幅な低下を示します。$\sim130\,\rmMpc$のシャッフルスケールでも、これらの統計的尺度の統計的に有意な減少が観察され、3次元のフィラメントとシートがこの長さスケールまで拡張できることが示されます。それらは、SDSSデータキューブのサイズが限られているため、分析では見逃されている、やや大きな長さスケールに拡張される可能性があります。しかし、私たちの分析では、銀河分布の中で最も伸びたフィラメントと最も巨大なシートのサイズは$200\,\rmMpc$よりも小さくなければならないと安全に推測できます。
最小質量太陽系外星雲のバイアス緩和: 固体ディスク プロファイルの多様性について
その場での惑星形成の理論における基本的なアイデアは、現在の場所で惑星を形成するために必要な円盤固体の表面密度プロファイル($\Sigma$)である「最小質量太陽系外星雲」(MMEN)です。これまでのほとんどの研究では、観測された集団内のすべての太陽系外惑星に1つのべき法則が当てはめられていましたが、ほとんどの系外惑星系が普遍的な円盤テンプレートから形成されているかどうかは不明です。MMENを再構築するために、多惑星システムの基礎となるアーキテクチャに高度な統計モデルを使用します。シミュレートされた物理カタログとケプラー観測カタログにより、推定されたMMENの変更に対する検出バイアスの役割、特にトランジットまたは検出されていない惑星の影響を直接評価することができます。$\Sigma=\Sigma_0^*(a/a_0)^\beta$という形式のべき法則を各多惑星系に当てはめると、ディスクプロファイルの広い分布が得られることがわかりました。$\Sigma_0^*=336_{-291}^{+727}$g/cm$^2$および$\beta=-1.98_{-1.52}^{+1.55}$は、$\Sigma_0^*$は、$a_0=0.3$AUでの正規化です。内惑星形成円盤の約半分は、1天文単位以内に$\gtrsim40M_\oplus$の最小固体質量を持っています。トランジット観測は$\beta$の中央値にバイアスをかける傾向はありませんが、$\Sigma_0^*$の大幅な過大評価と過小評価につながる可能性があり、ディスク質量の推定分布を広げます。それにもかかわらず、検出バイアスは、観察されたディスクプロファイルの完全な分散を説明することはできません。すべての惑星がその場で形成された場合、普遍的なMMENはありません。固体円盤のプロファイルが非常に多様であることは、惑星系のかなりの部分が移動の歴史を経験したことを示唆しています。
ガニメデのオーロラ楕円の南北の交互の明るさの比率: ジュノ PJ34 フライバイ周辺のハッブル宇宙望遠鏡観測
| Title |
Alternating_north-south_brightness_ratio_of_Ganymede's_auroral_ovals:_Hubble_Space_Telescope_observations_around_the_Juno_PJ34_flyby |
| Authors |
Joachim_Saur,_Stefan_Duling,_Alexandre_Wennmacher,_Clarissa_Willmes,_Lorenz_Roth,_Darrell_F._Strobel,_Fr\'ed\'eric_Allegrini,_Fran_Bagenal,_Scott_J._Bolton,_Bertrand_Bonfond,_George_Clark,_Randy_Gladstone,_T.K._Greathouse,_Denis_C._Grodent,_Candice_J._Hansen,_W.S._Kurth,_Glenn_S._Orton,_Kurt_D._Retherford,_Abigail_M._Rymer,_Ali_H._Sulaiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09057 |
2021年6月7日に探査機ジュノーのフライバイの周りで撮影された、ガニメデの軌道後尾側からのハッブル宇宙望遠鏡の観測結果を報告します。ガニメデの北と南のオーロラ楕円は、木星の磁気圏プラズマシートに面する楕円のように明るさが交互になっていることがわかります。他のものより明るいです。これは、ガニメデのオーロラに電力を供給する発電機が、ガニメデの磁気圏の北と南にある木星のプラズマシートの運動量であることを示唆しています。ガニメデと月の上下のプラズマシートとの磁気結合は、非対称の磁気応力と電磁エネルギーフラックスを引き起こし、最終的にオーロラ加速プロセスに力を与えます。100秒という短い時間スケールでのオーロラ放射の明確な統計的に有意な時間変動は解決できませんでした。OI1356\AA$\;$の放出には、数十mWm$^{-2}$の電子エネルギー束が必要であり、ガニメデはオーロラのエミッターとしては非常に劣っていることを示しています。
SHARDDS 調査: Auto-RSM フレームワークによる点源分析に基づく惑星発生率の制限
| Title |
The_SHARDDS_survey:_limits_on_planet_occurrence_rates_based_on_point_sources_analysis_via_the_Auto-RSM_framework |
| Authors |
C.-H._Dahlqvist,_J._Milli,_O._Absil,_F._Cantalloube,_L._Matra,_E._Choquet,_C._del_Burgo,_J._P._Marshall,_M._Wyatt,_S._Ertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09204 |
過去10年間、HCIの調査により、5auを超える距離にある亜恒星伴星の頻度と特性に関する新しい洞察が得られました。これに関連して、私たちの研究は、既知の明るい破片円盤を持つ55の主系列星を収集するSHARDDS調査を考慮することにより、破片円盤内の潜在的な系外惑星と褐色矮星を検出して特徴付けることを目的としています。AutoRSMフレームワークに依存して、検出マップとコントラスト曲線の計算を介して、ターゲットの詳細な分析を実行します。クラスタリングアプローチを使用して、ターゲットのセットを複数のサブセットに分割し、考慮されるサブセットごとに1つの最適なパラメータ化を推定することで計算時間を短縮します。Auto-RSMを使用すると、300masで10-5のメジアンコントラスト、95%の完全性レベルで、短い分離で高いコントラストを実現できます。さまざまなアプローチで生成された検出マップは、潜在的な惑星の仲間を特定するために、コントラスト曲線とともに使用されます。RSMフレームワークに基づく新しい惑星特性評価アルゴリズムが開発され、正常にテストされ、標準的なアプローチと比較して、かすかなソースの天文および測光の精度が高いことが示されました。HD206893の既知の伴星と、背景星である可能性が最も高いHD114082付近の2つの点状光源を除いて、他の星の周囲に新たな伴星は検出されませんでした。達成可能なコントラストとHCIシーケンスを特徴付けるパラメーターとの間の相関研究は、高コントラスト画像の品質を定義するためのストレール、風速、および風によるハローの重要性を強調しています。最後に、惑星の検出と発生頻度のマップが生成され、SHARDDSサーベイでは、質量が10MJを超える準恒星伴星の10～100auの高い検出率が示されます。
原始惑星系円盤の乱流レベルのプローブとしてのミリメートルギャップコントラスト
| Title |
Millimeter_Gap_Contrast_as_a_Probe_for_Turbulence_Level_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Yao_Liu,_Gesa_H.-M._Bertrang,_Mario_Flock,_Giovanni_P._Rosotti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Yann_Boehler,_Stefano_Facchini,_Can_Cui,_Sebastian_Wolf_and_Min_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09230 |
乱流運動は角運動量輸送を調節し、原始惑星系円盤の塵の進化に影響を与えると考えられています。乱流の強さを測定することは、高い空間分解能とスペクトル分解能のデータが必要であり、温度を正確に決定する必要があるため、ガスライン観測では困難です。この作業では、よく知られているHD163296ディスクを例に取り、乱気流のレベルのプローブとして、高角度解像度の連続体画像で識別されたギャップのコントラストを調査しました。自己無撞着な放射伝達モデルを使用して、ディスクの長軸と短軸に沿った半径方向の輝度プロファイルと、B67リングとB100リングの方位角輝度プロファイルを同時に分析しました。これらのプロファイルから測定されたすべてのギャップコントラストをフィッティングすることにより、ガスとダストのスケールの高さの比率$\Lambda$を$3.0_{-0.8}^{+0.3}$、$1.2_{-0.1}^{+に制約しました。D48、B67、およびB100リージョンの場合は、それぞれ0.1}$および${\ge}\,6.5$です。さまざまなガスとダストのスケールの高さの比率は、ダストの沈降の程度が半径によって変化することを示しています。$\Lambda$の推定値は、D48およびB100領域で$\alpha_{\rmturb}\,{<}\,3\times10^{-3}$の乱流レベルに変換されます。ガスライン観測によって設定された上限。しかし、B67環の乱流運動は$\alpha_{\rmturb}\,{\sim}1.2\,{\times}\,10^{-2}$と強い。$\Lambda$とダスト表面密度降下の深さの間の縮退により、D86ギャップ領域の乱流強度は制約されません。
特殊相対性理論による一般相対論的惑星運動の取得の試み
惑星の一般相対論的(GR)運動方程式とその解を、特殊相対論(SR)手法だけで導き出すことを試みています。太陽に対する惑星の運動と、惑星に対する太陽の運動は、天力学の摂動論を用いた特別な相対論的枠組みで独立して解かれます。この解は、太陽の重力下での時空の構造の性質を明らかにし、それが惑星の運動に与える影響を調べます。このように調べた運動をPN近似で一般相対性理論によって得られたものと比較すると、両者は平均運動と軌道半径に関しては異なっていますが、近日点歳差運動とまったく同じです。
オゾンは分子状酸素の信頼できる代用物ですか? I. 地球のような大気の O2-O3 関係
| Title |
Is_ozone_a_reliable_proxy_for_molecular_oxygen?_I._The_O2-O3_relationship_for_Earth-like_atmospheres |
| Authors |
Thea_Kozakis,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09415 |
酸素分子(O2)と還元ガスのペアは、地球型太陽系外惑星の大気特性評価の有望なバイオシグネチャーペアと見なされています。惑星大気でO2が検出されない可能性がある状況(たとえば、中赤外波長)では、O2の光化学生成物であるオゾン(O3)を、O2の存在を推測するためのプロキシとして使用できることが示唆されています。しかし、O3生成はO2に非線形に依存し、主星のUVスペクトルに強く影響されます。O2の代用としてのO3の信頼性を評価するために、1D結合気候/光化学コードであるAtmosを使用して、さまざまな恒星ホスト(G0V-M5V)とO2存在量。全体として、O2-O3の関係は恒星のホストによって大きく異なり、高温の星(G0V-K2V)と低温の星(K5V-M5V)では異なる傾向になることがわかりました。高温の主星を周回する惑星は、直観に反して、O2レベルが地球の現在の大気レベル(PAL)の100%から最初に減少すると、O3の増加を経験し、最大O3存在量はPALO2の25～55%で発生します。O2の量が最初に減少すると、O2の光分解が可能な大量のUV光子が、O3の生成がより効率的に行われる大気のより低い(密度の高い)領域に到達し、O3レベルが増加します。この効果は、より低温の主星(K5V-M5V)では発生しません。なぜなら、より弱い入射UVフラックスは、O3生成が大気の十分に密度の高い領域で発生することを許可しないためです。O3を作成します。全体として、O3測定から正確なO2レベルを推測することは非常に困難(または不可能)ですが、ホスト星のUVスペクトルに関する情報とコンテキストの手がかりがあれば、O3は太陽系外惑星の潜在的な表面居住性に関する貴重な情報を提供します。
はぐれ惑星と褐色矮星：JWSTで観測可能な自由浮遊惑星質量天体の個体数予測
| Title |
Rogue_planets_and_brown_dwarfs:_Predicting_the_populations_free-floating_planetary_mass_objects_observable_with_JWST |
| Authors |
Aleks_Scholz_(St_Andrews),_Koraljka_Muzic_(Lisbon),_Ray_Jayawardhana_(Cornell),_Lyra_Quinlan,_James_Wurster_(St_Andrews) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09465 |
自由浮遊(またはローグ)惑星は、ホストシステムから解放(または排出)された惑星です。シミュレーションではかなりの数の惑星の存在が予測されていますが、質量が5Mjup未満の自由浮遊惑星の直接的な観測証拠はまだ不足しています。JWSTを使用したいくつかのサイクル1観測プログラムは、4つの異なる星形成クラスターでそれらを探すことを目的としています。これらの調査は、1-15Mjupの質量(ホットスタート形成を想定)に敏感になるように設計されており、これは、これらのクラスターの年齢の初期Lから後期Tのスペクトルタイプに対応します。既存のシミュレーションが大幅に外れていない場合、計画されたプログラムでは、NGC1333やIC348などの中程度の密度のクラスターで最大10～20個の巨大なローグ惑星が見つかり、高密度領域では数十個から約100個の惑星が見つかる可能性が高いことをここで示します。NGC2024やオリオン星雲団など。この数は環境によって調整されると予想され、星が誕生時に複数の巨大惑星を形成する場合、大幅に高くなる可能性があります。対照的に、コアの崩壊から形成された自由浮遊褐色矮星の数(つまり星のようなもの)は大幅に少なく、星の数の約0.25%にすぎず、ここで検討している星団では1～7個であると予想されます。10Mjupを下回ると、その数値はさらに1桁低下します。また、分光学的確認の後、計画された調査が前景または背景のフィールド褐色矮星によって著しく汚染されるリスクがないことも示しています。まとめると、私たちの結果は、これらのJWST調査でL型矮星とT型矮星の集団が見つかった場合、それは主に不正な惑星で構成されていると予想されることを意味します。
GJ 1252b: 大気のない高温の地上スーパーアース
| Title |
GJ_1252b:_A_Hot_Terrestrial_Super-Earth_With_No_Atmosphere |
| Authors |
Ian_J._M._Crossfield,_Matej_Malik,_Michelle_L._Hill,_Stephen_R._Kane,_Bradford_Foley,_Alex_S._Polanski,_David_Coria,_Jonathan_Brande,_Yanzhe_Zhang,_Katherine_Wienke,_Laura_Kreidberg,_Nicolas_B._Cowan,_Diana_Dragomir,_Varoujan_Gorjian,_Thomas_Mikal-Evans,_Bjoern_Benneke,_Jessie_L._Christiansen,_Drake_Deming,_Farisa_Y._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09479 |
近くの恒星(特にM型矮星)を周回することが知られている岩石の多い地球型太陽系外惑星の数が増加していることから、これらの惑星の表面特性、大気組成、脱出の歴史を研究する可能性に注目が集まっています。ここでは、スピッツァー宇宙望遠鏡のIRAC24.5ミクロンチャネルを使用して地球系外惑星GJ1252bの二次食を検出したことを報告します。1410(+91/-125)Kの昼側の輝度温度に対応し、大気がない場合の予測と一致する149(+25/-32)ppmの食の深さを測定します。私たちの測定値を大気モデルと比較すると、GJ1252bの地表圧力は10バール未満で、金星よりかなり低いことがわかります。エネルギーが限られていると仮定すると、100バールの大気でさえ、推定年齢の3.9+/-0.4Gyrよりもはるかに短い1Myr未満で失われます。予想される質量損失は、マントルのガス放出によって克服できますが、それはマントルの炭素含有量が質量で7%を超える場合に限られます。したがって、GJ1252bには重要な大気はないと結論付けます。花崗岩様または長石質の表面組成を持ち、大気を含まないモデルスペクトルは、>2シグマで好ましくありません。日食は、軌道位相0.5のちょうど+1.4(+2.8/-1.0)分後に発生し、ecosオメガ=+0.0025(+0.0049/-0.0018)を示し、円軌道と一致しています。したがって、潮汐加熱は、GJ1252bの世界的なエネルギー収支にとって無視できる可能性があります。最後に、トランジット天体暦の精度を10倍改善し、1.180+/-0.078R_Eのより正確な惑星半径を提供し、振幅によるトランジットタイミングの変動を除外する、GJ1252bの未発表の追加のTESSトランジットフォトメトリも分析します。<1分。
130 kpc までの NGC 5128 球状星団の新しい速度測定: アウター ハローの運動学、下部構造およびダイナミクス
| Title |
New_Velocity_Measurements_of_NGC_5128_Globular_Clusters_out_to_130_kpc:_Outer_Halo_Kinematics,_Substructure_and_Dynamics |
| Authors |
A.K._Hughes,_D.J._Sand,_A._Seth,_J._Strader,_C._Lidman,_K._Voggel,_A._Dumont,_D._Crnojevi\'c,_M._Mateo,_N._Caldwell,_D.A._Forbes,_S._Pearson,_P._Guhathakurta,_E._Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.08997 |
我々は、マゼラン望遠鏡とアングロ・オーストラリア望遠鏡による、これまでに知られている174個の球状星団と122個の新たに確認された球状星団(GC)について、D=3.8Mpcで最も接近可能な大規模な初期型銀河であるNGC5128の新しい視線速度測定値を提示します。注目すべきことに、これらの新たに確認されたGCのうち28個は、以前の研究でほとんどGCが確認されていなかったアウターハローで、投影半径>50'($\gtrsim54$kpc)にあり、$\sim130$kpcまで伸びています。銀河の赤色巨星分岐星図に見られるハロー下部構造を空間的にトレースするGCのサブセットをいくつか特定します。場合によっては、GCのこれらのサブセットは運動学的に低温であり、これらの特定の星の下部構造に直接関連し、そこから発生している可能性があります。645個のGCの組み合わせた運動学的サンプルから、すべての半径でコヒーレントな回転の証拠が見られ、金属が豊富なGC部分母集団の回転振幅が高くなります。トレーサー質量推定器を使用して、$\sim120$kpc以内で$2.5\pm0.3\times10^{12}M_{\odot}$の全封入質量を測定します。恒星マッピングとGCキネマティクスの結合力により、NGC5128は、ローカルグループではアクセスできない質量スケールでの銀河集合を理解するための進行中のキーストーンとなっています。
赤方偏移 $z=6.2$ で非常に拡大された星、Earendel の JWST イメージング
| Title |
JWST_Imaging_of_Earendel,_the_Extremely_Magnified_Star_at_Redshift_$z=6.2$ |
| Authors |
Brian_Welch,_Dan_Coe,_Erik_Zackrisson,_S.E._de_Mink,_Swara_Ravindranath,_Jay_Anderson,_Gabriel_Brammer,_Larry_Bradley,_Jinmi_Yoon,_Patrick_Kelly,_Jose_M._Diego,_Rogier_Windhorst,_Adi_Zitrin,_Paola_Dimauro,_Yolanda_Jimenez-Teja,_Abdurro'uf,_Mario_Nonino,_Ana_Acebron,_Felipe_Andrade-Santos,_Roberto_J._Avila,_Matthew_B._Bayliss,_Alex_Benitez,_Tom_Broadhurst,_Rachana_Bhatawdekar,_Marusa_Bradac,_Gabriel_Caminha,_Wenlei_Chen,_Jan_Eldridge,_Ebraheem_Farag,_Michael_Florian,_Brenda_Frye,_Seiji_Fujimoto,_Sebastian_Gomez,_Alaina_Henry,_Tiger_Y.-Y_Hsiao,_Taylor_A._Hutchison,_Bethan_L._James,_Meridith_Joyce,_Intae_Jung,_Gourav_Khullar,_Rebecca_L._Larson,_Guillaume_Mahler,_Nir_Mandelker,_Stephan_McCandliss,_Takahiro_Morishita,_Rosa_Newshore,_Colin_Norman,_Kyle_O'Connor,_Pascal_A._Oesch,_Masamune_Oguri,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09007 |
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像に基づいて、Earendelという愛称で呼ばれる重力レンズ星WHL0137-LSは、測光赤方偏移$\zphot=6.2\pm0.1$で識別されました。ここでは、JamesWebbSpaceTelescope(\JWST)NearInfraredCamera(NIRCam)によるEarendelの画像を、0.8～5.0$\mu$mにわたる8つのフィルターで表示します。これらのより解像度の高い画像では、Earendelはレンズ効果臨界曲線上の単一の未解決の点光源のままであり、レンズ倍率の下限を$\mu>4000$に増やし、光源面の半径をさらに$r<0.02$pcに制限します。$\sim4000$AU.これらの新しい観測は、Earendelが個々の星または複数の星系によって最もよく説明されるという結論を強化します。新しいイメージングは、以前の測光赤方偏移の推定もサポートしており、宇宙の最初の10億年以内の恒星源としてのアーレンデルの解釈を固めています。星のスペクトルを測光法に当てはめると、星の温度は$T_{\mathrm{eff}}\simeq13000$--16000Kとなります。この場合のレンズ除去されたボロメータ光度は、$\log(L)=5.8$--6.6$L_{\odot}$の範囲であり、明るい青色の変光星が期待される範囲にあります。温度の異なる2つの星を考慮に入れると、自由パラメーターが増加する代わりに、測光法により適した適合が得られる可能性があります。その結果、$T_{{\rmeff}}\gtrsim20000$Kおよび$T_{{\rmeff}}\lesssim13000$Kは、より高温のコンポーネントとより低温のコンポーネントにそれぞれ適用されます。2022年後半に予定されている\JWST\NIRSpecを含むフォローアップ観測は、この天体の性質をさらに解明するために必要であり、宇宙の最初の10億年で大質量星を研究するユニークな機会を提供します。
SDSS-IV MaNGA: 渦巻銀河におけるガスと星の化学的共進化
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_the_chemical_co-evolution_of_gas_and_stars_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Michael_J._Greener,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Michael_Merrifield,_Thomas_Peterken,_Elizaveta_Sazonova,_Roan_Haggar,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Richard_R._Lane_and_Kaike_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09008 |
SDSS-IVMaNGAサーベイからのデータを使用して、異なる質量の渦巻銀河の星とガスの両方の成分の金属量が時間とともにどのように進化するかを考古学的に調査します。恒星成分については、銀河の吸収線スペクトルをさまざまな年齢の集団に分解し、それらの金属量を決定することで、この進化を直接測定できます。気体成分については、輝線から直接現在の金属量を測定することしかできません。しかし、ガスの金属量、星の質量、星形成率の間には確立された関係があり、赤方偏移ではあまり進化しません。後者の2つの量は、吸収線スペクトルの分解から任意のエポックに対して直接決定できるため、この関係を使用して、宇宙時間にわたるガスの金属量の変化を推測できます。この方法で導き出された現在の値と、輝線から直接得られた値を比較すると、この方法の有効性が確認されます。このアプローチを1619個の渦巻銀河のサンプルに適用すると、宇宙の正午から過去100億年にわたってこれらのシステムの金属量がどのように変化したかが明らかになります。低質量銀河の場合、星とガスの両方の金属量が一緒に増加します。大質量系では、平均的な恒星の金属量は、推測されたガスの金属量と歩調を合わせて増加しておらず、実際には時間とともに減少しています。このようなバラバラな振る舞いは、これらのより大規模なシステムが、その生涯にわたってかなりの量のほとんど元のガスを降着させ、この物質が銀河に十分に混合されていない場合に予想されるものです.
COBE/DIRBE データを使用した $\lambda$-Orionis の PAH 放出の追跡
| Title |
Tracing_PAH_Emission_in_$\lambda$-Orionis_Using_COBE/DIRBE_Data |
| Authors |
David_T._Chuss,_Brandon_S._Hensley,_Alan_J._Kogut,_Jordan_A._Guerra,_Hayley_C._Nofi,_Javad_Siah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09049 |
COBE/DIRBEのアーカイブデータを使用して、$\lambda$-Orionis地域での多環芳香族炭化水素(PAH)放出のマップを作成します。DIRBE3.5$\mu$mバンド内の3.3$\mu$mPAHフィーチャの存在と、隣接するDIRBEバンド(1.25$\mu$m、2.2$\mu$m、および4.9$\mu$m)により、3.5$\mu$mデータへのPAHの寄与を推定できます。既知のPAH機能の中で最も短い波長を持つ3.3$\mu$m機能は、異常なマイクロ波放射(AME)のキャリアの主要な候補でもある最小のPAHをプローブします。このマップを使用して、AMEとPAH分子からの放出との関連を調査します。$\lambda$-Orionisの空間相関は、PAHマップとAMEの間よりもAMEと遠赤外線ダスト放出(DIRBE240$\mu$mマップで表される)の間の方が高いことがわかりました。この発見は、より長い波長でPAH機能を使用した以前の研究と一致しており、AMEがPAHの回転によるものであるという仮説と矛盾しています。ただし、PAHが両方のキャリアである場合でも、中赤外線とマイクロ波放射の間の予想される相関関係は、局所的な環境条件に対する各放射メカニズムの異なる感度によって潜在的に低下する可能性があります。
AGNの光から近赤外への変動時間遅延からハッブル定数を測定する可能性について
光から近赤外への変動時間遅延は、少数(約7)のAGNについて既に報告されており、そのうちの5つについてのみしっかりと確立されています。時間遅延は、おそらくIR波長とともに増加しています。最も自然なこの時間遅延は、IR放射が核放射によって加熱された核周囲のダストに起因するモデルによって解釈できます。与えられたモデルでは、近赤外線(NIR)放射領域の狭さに関する提案は、ダストが昇華温度に達するある臨界値よりも近い原子核からの距離に保存できない限り、非常に自然です。グラファイト粒子(Barvainis、1987)。NGC4151の場合、NIR領域が薄いリングまたはトーラスの形をしていることが示されています。このリングの半径は、核活性のレベルと相関します(Oknyanskijetal.1999)。NIR発光領域の半径が光度に依存することは、オブジェクトの変動性(NGC4151の場合のように)の下で明らかになり、光度の高いオブジェクトと低いオブジェクトを考慮した場合にも明らかになります。観測された時間遅延により、AGNまでの赤方偏移に依存しない光度距離を導き出し、ハッブル定数を推定できると仮定します。ハッブル定数の決定にこの戦略を使用する際の問題点について説明します。
Gaia DR3 選択関数の経験的モデル
| Title |
An_empirical_model_of_the_Gaia_DR3_selection_function |
| Authors |
Tristan_Cantat-Gaudin,_Morgan_Fouesneau,_Hans-Walter_Rix,_Anthony_G._A._Brown,_Alfred_Castro-Ginard,_Ronald_Drimmel,_David_W._Hogg,_Andrew_R._Casey,_Shourya_Khanna,_Semyeong_Oh,_Adrian_M._Price_Whelan,_Vasily_Belokurov,_Andrew_K._Saydjari,_Gregory_M._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09335 |
天文カタログの解釈とモデル化には、カタログの完全性または選択機能(どのような特性のオブジェクトがカタログに掲載される可能性があったか)を理解する必要があります。ここでは、GaiaDR3カタログ全体の完全性を経験的に定量化することに着手しました。ガイアはこれまでで最高の角度分解能を備えた全天光学調査であり、直接比較できる一貫した「グラウンドトゥルース」が存在しないため、この作業は簡単ではありません。しかし、十分に特徴付けられたより深いイメージングにより、ガイアの$G$バンドが空の一部にわたって完全であることを経験的に評価することができます。これに基づいて、観測された$G$の大きさと上空での位置の関数として、ガイアの単純な分析的完全性モデルを考案しました。これは、混雑の影響と複雑なガイア走査法則の両方を説明しています。私たちのモデルは1つの量のみに依存します:$\texttt{astrometric_matched_transits}$$\leq10$のカタログ化されたソースの空のパッチの中央値$M_{10}$。$M_{10}$は、Gaiaパイプラインにおける基本的な完全性の決定を反映しており、GaiaDR3カタログ自体から計算可能であるため、全天にわたって適用可能です。DarkEnergyCameraPlaneSurvey(DECaPS)を使用してモデルを調整し、球状星団のハッブル宇宙望遠鏡の観測に対してその予測をテストします。私たちのモデルは、ガイアの完全性の値を空全体で数パーセントと予測していることがわかりました。このモデルは、GaiaUnlimitedプロジェクトによって構築および管理されている$\texttt{gaiasf}$Pythonパッケージの一部として利用できるようになっています。
AGNジェットで膨張した気泡とクラスター内媒質の複雑な相互作用
| Title |
The_complex_interplay_of_AGN_jet-inflated_bubbles_and_the_intracluster_medium |
| Authors |
Filip_Hu\v{s}ko_(1),_Cedric_G._Lacey_(1),_((1)_-_ICC,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09393 |
平滑化された粒子流体力学コードであるSWIFTを使用して、活動銀河核(AGN)ジェットによって膨張した気泡の進化と、周囲の銀河団内媒質(ICM)との相互作用をシミュレートします。これらのジェットは、ジェットがオフになった後($t=50$Myr)にローブを膨らませ、泡に変わります。ジェットに注入されたほとんどすべてのエネルギーは、オフになった後、非常に迅速にICMに転送されます。その約$70%は熱の形で、残りは動力学的です。遅い時間($t>500$Myr)には、次のことがわかります:1)最近観測されたものと同様に、気泡は低エントロピーガスの後続のフィラメントを引き出します。2)浮力の作用とフィラメントの持ち上げが、気泡とICMの両方のエネルギー論と3）最初に注入されたエネルギーのほとんどすべてが重力ポテンシャルエネルギーの形であり、気泡にはその15ドルパーセントが含まれ、残りはICMに含まれています.これらの発見は、フィードバックが主にガスのより大きな半径への変位を通じて進行することを示しています。これらのフィラメントの隆起は、中心密度を低下させ、中心温度を上昇させることにより、ICMの熱力学的特性を永続的に変化させることがわかりました($30$kpc以内)。ジェットのフィードバックは、ICMの加熱(冷却を遅らせる可能性があります)だけでなく、中央ガス密度の隆起に関連した減少によっても進行することを提案します。後者は、冷却に利用できるガスの量を減らすことに加えて、冷却も遅らせます。
散開星団とセファイドの Gaia DR3 データに基づく銀河セファイドの光度スケールの 0.9% キャリブレーション
| Title |
A_0.9%_Calibration_of_the_Galactic_Cepheid_luminosity_scale_based_on_Gaia_DR3_data_of_open_clusters_and_Cepheids |
| Authors |
Mauricio_Cruz_Reyes_and_Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09403 |
レビット法則のキャリブレーションを改善するために、ESAミッションガイアの3回目のデータリリース(DR3)からの高品質の天体観測に基づいて、銀河の古典的なセファイドの近くにある散開星団の探索を行いました。私たちのアプローチでは、既存のクラスターの事前知識は必要なく、新しいホストクラスターの検出と、以前に報告された関連付けのクロスチェックの両方を行うことができます。私たちのゴールドサンプルは、27個の基本モードと7個の倍音セファイドを含む、28個の散開星団に存在する34個のセファイドで構成されています。3つの新しい正真正銘のクラスターCepheids(V0378Cen、STTau、およびGHLup)が報告され、VWCru、IQNor、およびSXVelのホストクラスターの識別が修正されました。太陽から2kpc以内の散開星団で発生するセファイドの割合は、$f_{\mathrm{CC,2kpc}}=0.092\pm0.009$です。クラスターとフィールドセファイドを組み合わせて、さまざまな個々の光学および近赤外線通過帯域に対して銀河セファイドのレビット法則を較正し、ガイアおよびHST測光に基づく赤化のないヴェーゼンハイト等級を使用しながら、セファイドに適用可能な残留オフセットを解きます。視差,$\Delta\varpi_{\text{Cep}}$.我々の結果とSH0ES距離ラダーとの最も直接的な比較は、NIRHSTWesenheit等級における10d太陽金属量Cepheidの絶対等級$M_H^W=-5.915\pm0の両方に対して優れた($0.3\sigma$)一致をもたらします。017$mag、残留視差オフセット$\varpi_{\text{Cl}}=-13\pm5\,\mu$as.26クラスターのセファイドと225MWのセファイドをGaiaDR3アストロメトリーとフォトメトリーで使用して、太陽の金属量$M_G^W=-5.996\pm0.019$magと$\デルタ\varpi_{\text{Cep}}=-19\pm3\,\mu$as.これらの結果は、純粋にMWセファイドの観測に基づいたセファイド光度スケールの現在最も正確な絶対較正を示しています。
金を探すが、ヘリウムを見つける：重力波追跡観測による超新星 SN2019wxt の発見
| Title |
Panning_for_gold,_but_finding_helium:_discovery_of_the_ultra-stripped_supernova_SN2019wxt_from_gravitational-wave_follow-up_observations |
| Authors |
I._Agudo,_L._Amati,_T._An,_F._E._Bauer,_S._Benetti,_M._G._Bernardini,_R._Beswick,_K._Bhirombhakdi,_T._de_Boer,_M._Branchesi,_S._J._Brennan,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_E._Cappellaro,_N._Castro_Rodr\'iguez,_A._J._Castro-Tirado,_K._C._Chambers,_E._Chassande-Mottin,_S._Chaty,_T.-W._Chen,_A._Coleiro,_S._Covino,_F._D'Ammando,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_A._Fiore,_A._Fl\"ors,_M._Fraser,_S._Frey,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_C._Gall,_H._Gao,_J._Garc\'ia-Rojas,_G._Ghirlanda,_S._Giarratana,_J._H._Gillanders,_M._Giroletti,_B._P._Gompertz,_M._Gromadzki,_K._E._Heintz,_Y.-D._Hu,_M._E._Huber,_A._Inkenhaag,_L._Izzo,_Z._P._Jin,_P._G._Jonker,_D._A._Kann,_E._C._Kool,_R._Kotak,_G._Leloudas,_A._J._Levan,_C.-C._Lin,_J._D._Lyman,_E._A._Magnier,_K._Maguire,_I._Mandel,_B._Marcote,_D._Mata_S\'anchez,_S._Mattila,_A._Melandri,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09000 |
S191213gのフォローアップ中に発見されたトランジェントの多波長観測の結果を提示します。これは、LIGO-VirgoCollaborationによって報告された重力波(GW)イベントです。この検索により、天空の位置(80\%GW等高線内)と距離($\sim$150\,Mpc)がGWイベントの局在化の不確実性ともっともらしい互換性を持つ銀河の若いトランジェントであるSN2019wxtが得られました。当初、トランジェントの厳密に制約された年齢、その比較的微弱なピークマグニチュード($M_i\sim-16.7$\,mag)、および5\,日あたり$\sim1$\,magの$r-$band減少率が示唆的であるように見えました。コンパクトなバイナリ合併の。しかし、SN2019wxtは分光学的にはIb型超新星に似ており、光学的近赤外進化の分析により、S191213gと関連付けることはできなかったものの、それでも恒星進化の極端な結果を表しているという結論が急速に導かれました。光度曲線をモデル化することにより、放出物の質量は$\sim0.1\,M_\odot$と推定され、$^{56}$Niはこの$\sim20\%$を構成していました。微量のカルシウムを含む、ヘリウムと酸素が支配的な組成で、そのスペクトル進化を広く再現することができました。観測されたSN2019wxtの特性を生じさせる可能性のあるさまざまな前駆細胞を検討し、連星系における極度に剥ぎ取られた起源が最も可能性の高い説明であると結論付けました。SN2019wxtなどのトランジェントからGWイベントに対応する電磁気を解くことは困難です。汚染のレベルを特徴付けるために、SN2019wxtの特性に匹敵する特性を持つイベントの割合を推定し、そのようなイベントが1週間あたり$\sim1$発生する可能性があることを発見しました。O4アラートの典型的なGWローカリゼーション領域内で500\,Mpcの光度距離で発生し、それを超えると、現在の電磁追跡キャンペーンの典型的な深さよりも暗くなります.
| Title |
The_Photon_Ring_in_M87* |
| Authors |
Avery_E._Broderick,_Dominic_W._Pesce,_Paul_Tiede,_Hung-Yi_Pu,_Roman_Gold,_Richard_Anantua,_Silke_Britzen,_Chiara_Ceccobello,_Koushik_Chatterjee,_Yongjun_Chen,_Nicholas_S._Conroy,_Geoffrey_B._Crew,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Yuzhu_Cui,_Sheperd_S._Doeleman,_Razieh_Emami,_Joseph_Farah,_Christian_M._Fromm,_Peter_Galison,_Boris_Georgiev,_Luis_C._Ho,_David_J._James,_Britton_Jeter,_Alejandra_Jimenez-Rosales,_Jun_Yi_Koay,_Carsten_Kramer,_Thomas_P._Krichbaum,_Sang-Sung_Lee,_Michael_Lindqvist,_Ivan_Mart\'i-Vidal,_Karl_M._Menten,_Yosuke_Mizuno,_James_M._Moran,_Monika_Moscibrodzka,_Antonios_Nathanail,_Joey_Neilsen,_Chunchong_Ni,_Jongho_Park,_Vincent_Pietu,_Luciano_Rezzolla,_Angelo_Ricarte,_Bart_Ripperda,_Lijing_Shao,_Fumie_Tazaki,_Kenji_Toma,_Pablo_Torne,_Jonathan_Weintroub,_Maciek_Wielgus,_Feng_Yuan,_Shan-Shan_Zhao,_Shuo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09004 |
2017年のイベントホライズンテレスコープ（EHT）観測の同時モデリングとイメージングにより、超大質量ブラックホールM87*周辺の重力レンズ二次画像（いわゆる「フォトンリング」の無限シリーズの最初のもの）の測定値を報告します。推定されたリングサイズは、2017年のEHT観測キャンペーンの7日間にわたって一定のままであり、理論上の期待と一致しており、そのような測定が時空を調査し、EHTの最初の結果のセットの基礎となるモデルの顕著な確認を提供するという明確な証拠を提供します。残留拡散放出は、1週間に匹敵する時間スケールで進化します。時計回りに急速に回転しているジェットのベースから予想されるものと一致する南西の拡張を高い重要度で検出できます。この結果は、Blandford-Znajekプロセスを介して放出された、ブラックホールのスピン駆動の流出を伴うM87*のジェットの同定をさらにサポートします。シミュレートされた画像に見られる明るいリング状の特徴を持つモデル化された薄いリングコンポーネントの特定に基づいて、M87*の質量の3つの修正された推定値を提示します。3つの推定値はすべて互いに一致し、以前に報告された値とも一致しています。私たちの最強の質量制約は、リングと拡散放出領域の両方からの情報を組み合わせたもので、一緒に$4.20^{+0.12}_{-0.06}~\mu{\rmas}$の質量対距離比を意味し、対応する$(7.13\pm0.39)\times10^9M_\odot$のブラックホールの質量。後者のエラーは、M87*までの不確実な距離から生じる系統的な不確実性によって支配されています。
AT2019wxt: 重力波トリガーの電磁追跡で発見された、超新星超新星候補
| Title |
AT2019wxt:_An_ultra-stripped_supernova_candidate_discovered_in_electromagnetic_follow-up_of_a_gravitational_wave_trigger |
| Authors |
Hinna_Shivkumar,_Amruta_D._Jaodand,_Arvind_Balasubramanian,_Christoffer_Fremling,_Alessandra_Corsi,_Anastasios_Tzanidakis,_Samaya_Nissanke,_Mansi_Kasliwal,_Murray_Brightman,_Geert_Raaijmakers,_Kristin_Kruse_Madsen,_Fiona_Harrison,_Dario_Carbone,_Nayana_A.J.,_Jean-Michel_D\'esert,_and_Igor_Andreoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09010 |
重力波(GW)トリガーS191213g(LIGOScientificCollaboration&VirgoCollaboration2019a）。S191213gはLIGO-Virgoデータのオフライン解析で重要なGWイベントとして確認されませんでしたが、AT2019wxtはその特異な性質のために興味深いトランジェントのままでした。AT2019wxtの光学/NIR光曲線は、現在知られている超剥離型超新星(USSNe)候補に類似した方法で急速に進化する二重ピーク構造を示しました。この二重の尖った構造は、前駆体の周りに拡張エンベロープが存在することを示唆しています。これは、i)初期の衝撃冷却放出とii)後期の放射性$^{56}$Ni崩壊の2つの要素でモデル化するのが最適です。我々はAT2019wxtの噴出物質量を$M_{ej}\approx{0.20M_{\odot}}$に制限します。また、AT2019wxtをフォローアップし、ChandraとJanskyの超大規模配列を$\sim$260日にわたって長期にわたって観測しました。これらの長期にわたるX線および電波観測キャンペーンでは、AT2019wxtの場所で決定的な対応物は検出されませんでした。X線の上限を$9.93\times10^{-17}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$に設定し、AT2019wxtの領域からの過剰な電波放出を検出します。しかし、SN1993JやGW170817のような電波フラックスの変動性に関する証拠はほとんどありません。測定された電波フラックスへの実質的なホスト銀河の寄与がありそうです。EMGWフォローアップ観測中の光学/NIR観測におけるAT2019wxtの発見と初期のピーク捕捉は、USSNeを特定するための専用の初期のマルチバンド測光観測の必要性を強調しています。
マグネター回転の初期進化 I: ゆっくりと回転する「通常の」マグネター
| Title |
The_Early_Evolution_of_Magnetar_Rotation_I:_Slowly_Rotating_"Normal"_Magnetars |
| Authors |
Tejas_Prasanna,_Matthew_S._B._Coleman,_Matthias_J._Raives,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09042 |
コア崩壊超新星での形成に続く数秒で、「原始」マグネターはニュートリノで加熱された磁気遠心風を駆動します。一連の2次元軸対称MHDシミュレーションを使用して、初期スピン周期$P_{\star0}=50-500$msの比較的ゆっくりと回転するマグネターが、ニュートリノケルビンヘルムホルツ冷却期に急速にスピンダウンすることを示します。これらの初期の自転周期は、通常の銀河パルサーについて推定されるものを代表しており、ガンマ線バーストや超光度超新星について引き起こされるものよりもはるかに遅い.初期の流れは非相対論的であり、アルフベン半径は原始マグネター半径よりもはるかに大きいため、スピンダウンは通常使用される双極子式よりも数百万倍効率的です。クローズドゾーンからの準周期的なプラズモイド放出は、スピンダウンを強化します。極磁場強度$B_0\gtrsim5\times10^{14}$Gの場合、スピンダウンのタイムスケールはケルビンヘルムホルツのタイムスケールよりも短くなる可能性があります。$B_0\gtrsim10^{15}$Gの場合、初期段階では数秒です。$B_0$、$P_{\star0}$、および質量($M$)の関数として原始マグネターを冷却するためのスピン進化を計算します。$\simeq1.3\times10^{15}\,{\rm\,G}\,(P_{\star0}/{400\,\rm\,ms})より大きい$B_0$で生まれた原マグネター^{-1.4}(M/1.4\,{\rmM}_\odot)^{2.2}$進化の最初の数秒で、冷却が終わるかなり前に$>1$秒の期間までスピンダウンするエポックと古典的な双極子スピンダウンの始まり。スピンダウンは、$M$が低いほど効率的で、$P_{\star0}$が大きいほど効率的です。マグネターの特徴的な年代と超新星残骸の年代の不一致など、観測されたマグネターへの影響について説明します。最後に、残りのRCW103における1E161348-5055の起源と、他の超低速回転マグネターの可能性について推測します。
ZTF DR3 の能動学習による超新星探索
| Title |
Supernova_search_with_active_learning_in_ZTF_DR3 |
| Authors |
Maria_V._Pruzhinskaya,_Emille_E._O._Ishida,_Alexandra_K._Novinskaya,_Etienne_Russeil,_Alina_A._Volnova,_Konstantin_L._Malanchev,_Matwey_V._Kornilov,_Patrick_D._Aleo,_Vladimir_S._Korolev,_Vadim_V._Krushinsky,_Sreevarsha_Sreejith_and_Emmanuel_Gangler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09053 |
ビッグデータセットに対する適応学習技術の可能性を探るために、SNADチームはActiveAnomalyDiscovery(AAD)をツールとして使用して、ZwickyTransientの最初の9.4か月の測光データで新しい超新星(SN)候補を検索しました。施設調査-2018年3月17日から12月31日まで(58194<MJD<58483)。銀河緯度の高い70のZTFフィールドを分析し、2100の異常値を視覚的に検査しました。その結果、104個の超新星に似た天体が見つかり、そのうち57個は初めて一時ネームサーバーに報告され、47個は既知のタイプの超新星または超新星候補として他のカタログで以前に言及されていました。カタログ化されていないトランジェントの多色光度曲線を視覚的に検査し、さまざまな超新星モデルとの適合を実行して、適切なクラスに割り当てました:Ia、Ib/c、IIP、IIL、IIn。さらに、報告されていないゆっくりと進化するトランジェントも特定しました。これらは超光度のSN候補であり、赤色矮星フレアや活動銀河核など、カタログに掲載されていない天体もいくつかありました。AAD戦略の根底にある人間と機械の統合の有効性を確認するだけでなく、私たちの結果は現在利用可能なパイプラインの潜在的な漏れを明らかにし、将来の大規模な天文調査で同様の損失を回避するのに役立ちます.このアルゴリズムにより、あらゆるタイプのデータの直接検索と、専門家が選択した異常の定義が可能になります。
GW170817/GRB170817A の後期の残光: 大きな視野角と、ハッブル定数が局所測定値とより一致する値にシフトしたこと
| Title |
The_late_afterglow_of_GW170817/GRB170817A:_a_large_viewing_angle_and_the_shift_of_the_Hubble_constant_to_a_value_more_consistent_with_the_local_measurements |
| Authors |
Yi-Ying_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Zhi-Ping_Jin_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09121 |
中性子星合体イベントのマルチメッセンジャーデータは、ハッブル定数の制約に有望です。これまでのところ、GW170817は、多波長の電磁対応物を持つユニークな重力波イベントです。特に、その電波とX線の放出は、過去3～5ドルで測定されています。この作業では、GW170817/GRB170817AのX線、光学、および電波の残光放出をフィッティングし、比較的大きな視野角$\sim0.5\,\rmrad$が必要であることを発見しました。そうしないと、後期の残光データがうまく再現できません。このような視野角は、重力波データ解析で優先順位として取り込まれており、視野角と光度距離の間の縮退は解消されています。最後に、ハッブル定数$H_0=72.00^{+4.05}_{-4.13}\,\rmkm\,s^{-1}\,Mpc^{-1}$があり、これはそれとより一致しています。他のローカル測定によって得られます。将来の中性子星合体イベントのマルチメッセンジャーデータからかなり類似した値が推測される場合、それはハッブル張力の存在に重要なサポートを提供します.
| Title |
Synchrotron_Polarization_of_Gamma-Ray_Burst_Afterglow_Shocks_with_Hydrodynamic-scale_Turbulent_Magnetic_Field |
| Authors |
Asuka_Kuwata,_Kenji_Toma,_Shigeo_S._Kimura,_Sara_Tomita_and_Jiro_Shimoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09242 |
ガンマ線バースト(GRB)の残光は、拡大する前方衝撃波から放出され、星間磁場よりもはるかに強い磁場を持つと予想されますが、磁場の起源は長年の問題です。これまでに、プラズマ運動不安定性と磁気流体力学的不安定性の2つの磁場増幅メカニズムが議論されてきました。これらの2つのプロセスによって増幅されたフィールドのコヒーレンス長スケールは、7～10桁異なり、偏光観測によってそれらを区別できる可能性があります。流体力学的スケールの乱流磁場の仮定の下で、前方衝撃アフターグロー分極の半解析的モデルを構築します。等方性乱流とゼロ視野角のシンクロトロン偏光の数値計算を実行します。流体共動フレームのフィールドコヒーレンス長スケールが衝撃を受けた領域の厚さに匹敵する場合、偏光度は約1〜3％であることがわかります。この偏光度の範囲は、観測された後期光学的残光のそれに匹敵します。私たちのモデルはまた、電波偏波度が平均的には光偏波度に匹敵するが、いくつかの時間間隔で光偏波度よりも高くなる可能性があることを示しています。偏光角は、ランダムかつ連続的に変化することが示されています。これらの偏光特性は、プラズマ運動不安定性の場合とは明らかに異なります。GRB残光の電波および光バンドでの同時偏光観測が最近開始されました。これは、磁場増幅メカニズムを制約するのに役立ちます。
$E_{\mathrm{iso}}$-$E_{\mathrm{p}}$ ガンマ線バーストの相関: キャリブレーションと宇宙論的応用
| Title |
$E_{\mathrm{iso}}$-$E_{\mathrm{p}}$_correlation_of_gamma_ray_bursts:_calibration_and_cosmological_applications |
| Authors |
X._D._Jia,_J._P._Hu,_J.Yang,_B._B._Zhang,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09272 |
ガンマ線バースト(GRB)は最も爆発的な現象であり、宇宙の膨張の研究に使用できます。この論文では、SwiftおよびFermi観測からの$E_{\mathrm{iso}}$-$E_{\mathrm{p}}$相関の長いGRBサンプルをコンパイルします。サンプルには、赤方偏移が0.03から8.20の221の長いGRBが含まれています。異なる赤方偏移間隔でのデータの分析から、この相関の赤方偏移の進化に関する統計的に有意な証拠は見つかりません。次に、6つのサブサンプルで相関を調整し、調整されたものを使用して宇宙論的パラメーターを制約します。部分的アプローチを採用して、ダークエネルギー状態方程式(EOS)の赤方偏移の進化を研究し、EOSは低赤方偏移で振動する傾向があるが、高赤方偏移では$-1$と一致することを発見しました。これは、低赤方偏移で$2\sigma$の信頼レベルで動的暗黒エネルギーを示唆しています。
宇宙線極度分布観測所で基本定数の変化を調べる
| Title |
Studying_the_variation_of_fundamental_constants_at_the_Cosmic_Ray_Extremely_Distributed_Observatory |
| Authors |
D._Alvarez-Castillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09391 |
時間による、または空間の局所的な領域における基本定数の変化の研究は、地球上の複数の検出器で構成される宇宙線超分散観測所の目標の1つです。この論文では、CREDOによる宇宙線検出によって潜在的に識別できるさまざまな影響が提示されます。
Themis を使用したハイブリッド超長基線干渉法によるイメージングとモデリング
| Title |
Hybrid_Very_Long_Baseline_Interferometry_Imaging_and_Modeling_with_Themis |
| Authors |
Avery_E._Broderick,_Dominic_W._Pesce,_Paul_Tiede,_Hung-Yi_Pu,_Roman_Gold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09003 |
非常に長いベースラインの干渉観測から画像を生成することは、困難であり、通常は一意ではない反転の問題を引き起こします。この問題は、制約、いくつかの一般的なもの(強度の正の値など)および物理的な考慮事項(滑らかさ、機器の解像度など)によって動機付けられたものを導入することによって単純化されます。機器の系統的不確実性とu-v平面でのまばらなカバレッジに同時に対処する必要があるため、さらに複雑になります。EventHorizonTelescope用に開発されたパラメータ推定フレームワークThemisの新しいベイジアン画像再構成手法を報告します。これには2つの重要な機能があります。まず、画像再構成の完全なベイジアン処理により、画像の完全な事後分布を生成でき、画像特徴の統計的有意性に関する厳密で定量的な調査が可能になります。第二に、直接モデル化された特徴を画像再構成と同時にシームレスに組み込むことが可能です。光子リングを検出して特徴付けようとして、シミュレートされたM87データの再構成に狭いスラッシュリングを組み込むことにより、この2番目の機能を実証します。高忠実度のフォトンリングサイズを取得できることを示し、2%～5%の精度で質量測定を可能にし、天体物理学的な不確実性の影響を本質的に受けず、一般相対性理論の正確なテストの機会を生み出します。
深層学習プログラムを使用した微弱で見かけの運動率の高い近地球小惑星の発見
| Title |
Discovering_Faint_and_High_Apparent_Motion_Rate_Near-Earth_Asteroids_Using_A_Deep_Learning_Program |
| Authors |
Franklin_Wang,_Jian_Ge,_Kevin_Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09098 |
多くの近地球天体は地上の望遠鏡によって発見されていますが、いくつかの動きの速い天体、特に検出限界に近い天体は天文台によって見落とされています。微弱で高速移動する近地球オブジェクトを検出するための畳み込みニューラルネットワークを開発しました。シミュレーションから生成された人工ストリークでトレーニングされ、シミュレートされたデータで98.7%の精度と0.02%の偽陽性率でこれらの小惑星ストリークを見つけることができました。このプログラムは、2019年の4晩でツヴィッキー一時施設(ZTF)からの画像データを検索するために使用され、これまで発見されていなかった6つの小惑星を特定しました。私たちの検出の視覚的なマグニチュードは~19.0-20.3の範囲であり、モーションレートは~6.8-24度/日の範囲であり、同様のモーションレートで移動する他のZTF検出と比較して非常に微弱です。小惑星のアルベド値が既知の小惑星のアルベド分布関数に従うと仮定すると、小惑星のサイズは直径約1～51mで、近距離では月から約5～60距離離れています。純粋にシミュレートされたデータセットを使用してモデルをトレーニングすることで、プログラムは、実際の検出を使用してニューラルネットワークをトレーニングする以前に設計されたニューラルネットワークによって行われたほぼすべての発見を回復しながら、微弱で動きの速いオブジェクトを検出する感度を高めることができます。私たちのアプローチは、動きの速い小惑星の筋を検出するために、どの天文台でも採用できます。
連成離散統一気体動力学スキーム (CDUGKS) による計算流体力学
このホワイトペーパーでは、https://journals.aps.org/pre/abstract/10.1103/PhysRevE.98.053310の結合離散統合ガス速度論スキーム(CDUGKS)のオープンソース実装を紹介します。幅広いフロー体制。1DSod衝撃管、2Dケルビン-ヘルムホルツ不安定性、1D熱音響波、三角グレショ渦、正弦波速度摂動など、天体物理学の流体力学文献からのよく知られた多くのテスト問題を含むいくつかの問題でその性能を実証します。これらの問題について、コードが非粘性/オイラー体制から自由ストリーミング体制までの流れをシミュレートし、適切な体制でショックと緊急の拡散プロセスをキャプチャできることを示します。また、さまざまなプラントル数を使用して、固定粘度でさまざまな熱伝導率をシミュレートするスキームの能力を実証します。このスキームは、空間と時間に関して2次精度であり、多くのソルバーとは異なり、気体の平均自由行程とは独立した時間ステップを使用します。私たちのコード(MP-CDUGKS)は、CC01.0ユニバーサルライセンスの下で公開されており、https://github.com/alvarozamora/CDUGKSで入手できます。
関連する天体物理条件における VUV 光子と PAH 間の相互作用の研究
| Title |
Studying_the_interaction_between_VUV_photons_and_PAHs_in_relevant_astrophysical_conditions |
| Authors |
A_Marciniak_(IRAP,_LCAR),_A_Bonnamy_(IRAP),_S_Zamith_(LCAR),_L_Nogu\`es_(IRAP),_O_Coeur-Joly_(IRAP),_D_Murat_(IRAP),_P_Moretto-Capelle_(LCAR),_J.-M_l'Hermite_(LCAR),_G_Mulas_(OAC,_IRAP),_C_Joblin_(IRAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09175 |
PIRENEAとPIRENEA2は、天文学的に関心のある種を含む基本的な分子プロセスの研究に特化した実験装置です。PIRENEAへのVUVソースの結合により、天体物理学的光解離領域に関連する条件下で、脂肪族結合を含む多環芳香族炭化水素(PAH)のフラグメンテーション経路と安定性を研究することができました。PIRE-NEA2は、これらの研究をPAHクラスターなどのより大きなシステムに拡張し、より一般的にガス-ナノ粒子-光子相互作用を研究する可能性を開きます。
1/2 波長板用のムライトとデュロイド、CMB 偏光測定用のアルミナ フィルターを使用した広帯域多層反射防止コーティング
| Title |
Broadband_multi-layer_anti-reflection_coatings_with_mullite_and_duroid_for_half-wave_plates_and_alumina_filters_for_CMB_polarimetry |
| Authors |
Kana_Sakaguri,_Masaya_Hasegawa,_Yuki_Sakurai,_Charles_Hill,_Akito_Kusaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09209 |
広帯域の2層反射防止(AR)コーティングは、サファイアの1/2波長板(HWP)および宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光測定用のアルミナ赤外線(IR)フィルターで使用するために開発されました。小さなCMBBモード信号を測定するには、検出器に到達する光子数を最大化し、軸外入射角での反射によるスプリアス偏光を最小化する必要があります。ただし、サファイアHWPやアルミナIRフィルターは屈折率が3.1程度と高く、ARコーティングを施す必要があります。溶射ムライトとデュロイド5880LZは、極低温で使用するための指数と熱膨張係数の観点から選択されました。これらの材料を使用すると、反射率は90/150GHzで約2%、220/280GHzで<1%に減少しました。ARコーティングの設計、製造、および光学性能評価について説明します。コーティングは、シモンズアレイと呼ばれる現在の地上ベースのCMB実験で使用されました。それらは、シモンズ天文台などの次世代CMB実験にも適用できます。
現代占星術に関するインタビュー
MichaelPerrymanは、HipparcosとGaiaミッションの科学者とプロジェクトリーダーの何人かにインタビューしました。彼らの写真付きのインタビューは、彼のサイトhttps://www.michaelperryman.co.ukに掲載されています。マイケルはエッセイも書いており、これまでに84通のエッセイを書いています。--ガイアミッションの成果について、彼のサイトに掲載されています。インタビューのうち3つは私とのインタビューで、Michaelと共著した書き起こしが以下のタイトルで提供されています:#1.1980年までの天文学とアストロメトリーについてのインタビュー#2.1980年以降のアストロメトリーの復活についてのインタビュー#3.1990年以降の10億個の星のアストロメトリ1992年にRoemerと呼ばれる人工衛星の提案で、CCD検出器での直接撮像による詳細な設計を行いました。1993年に、大文字の「I」が干渉計を表す頭字語GAIAを使用して、おそらくより良いオプションが提案されました。しかし、1998年に干渉計はこの目的には適していないことが示され、1992年からの元のアイデアに戻ってさらに発展させました。名前は後にガイアに変更されました-継続性のために.
太陽のヘイル磁気サイクルと「拡張太陽サイクル」パラダイムの結合
| Title |
Uniting_The_Sun's_Hale_Magnetic_Cycle_and_`Extended_Solar_Cycle'_Paradigms |
| Authors |
Scott_W._McIntosh_and_Phillip_H._Scherrer_and_Leif_Svalgaard_and_Robert_J._Leamon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09026 |
ウィルコックス太陽天文台(WSO)は、太陽の大規模な磁場を毎日綿密に観測することで、太陽活動の2つの磁気(ヘイル)サイクルをカタログ化しました。これらの2回(~22年)のヘイルサイクルは、4回($\sim$11年)の黒点サイクル(番号21から24)をもたらしました。最近の研究では、太陽の光球、彩層、およびコロナの画像解析から得られた多数のプロキシを介してではあるが、「拡張太陽周期」(ESC)の持続性と基本的なヘイル周期への接続が強調されている。この短い原稿は、ESC、表面トロイダル磁場の進化、およびヘイルサイクルの進化の対応を示しています。黒点周期25が始まると、総観規模の観測が提供できる潜在的な予測能力を考えると、ヘイル周期と拡張周期を観測的にマッピングすることへの関心はこれ以上高くなることはありません。
太陽風の位相混合と1/fスペクトル
約1時間のスケールでの太陽コロナおよび太陽風の変動のエネルギースペクトルで観測される1/f乗則の起源と進化は、完全には理解されていません。線形メカニズムと非線形メカニズムの両方を含むいくつかの既存の理論は、それを説明することを目的としています。太陽コロナと太陽風の見過ごされがちな特性は、それらの非常に不均一な性質です。この論文では、磁場全体で不均一なプラズマを伝播する純粋なアルフベン波と表面アルフベン波の線形進化を調査します。不均一性は密度によって与えられます。密度は、パワースペクトルの勾配が-2から-1の範囲の2次元カラーノイズとしてモデル化されます。Alfv\'en波は個々の磁力線上を独立して伝播し、最終的には位相混合のプロセスを通じて完全に位相がずれ、非現実的なスペクトルにつながります.不均一な背景と伝播波との間の結合が完全に説明されると、表面アルフエン波(キンクまたはアルフエンニックとも呼ばれる)などの横波が現れ、隣接する磁力線の集合的な波動挙動を示します。Alfv\'enの速度が異なります。位相混合と共鳴吸収によって誘起される表面アルフエン波エネルギーの線形カスケードが、バックグラウンド密度の垂直パワースペクトルに向かう垂直波エネルギースペクトルにつながることを示します。私たちのモデルに基づいて、太陽コロナの1/fの垂直密度パワースペクトルは、線形プロセスを通じて、最大スケールで観測される変動の1/fスペクトルを誘発できることを提案します。
高振幅 {\delta} Scuti Star AE Ursae Majoris の正確な進化的星震学
| Title |
Precise_Evolutionary_Asteroseismology_of_High-Amplitude_{\delta}_Scuti_Star_AE_Ursae_Majoris |
| Authors |
Hui-Fang_Xue,_Jia-Shu_Niu,_Jian-Ning_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09158 |
星の構造と進化の理論は、現代の天文学の基礎の1つです。星の内部構造とその進化の状態は、星震学によって正確にテストできます。これは、内部情報が地球規模の振動波によって星の表面にもたらされ、観測可能になるためです。恒星の進化速度(つまり、星が特別な進化段階にとどまる時間スケールはどれくらいか?)については、人間文明の進化の歴史と星の時間スケールの間には乗り越えられないギャップがあるため、アンサンブルによって大まかにしかテストできません。ほとんどの場合、さまざまな進化段階にある星の数であり、これらの星のすべてのスナップショットが、星の進化に関する私たちの世界的な見方を構成しています。星の進化が脈動星の構造と対応する地球規模に及ぼす影響は、その脈動モードの小さな周期変動につながります。これは、その進化状態の最も価値のある指標であり、星の進化理論をテストするために使用できます。星の集まりではなく、単一の星。ここでは、高振幅$\delta$Scuti星AEおおぐま座を報告します。この星は、主系列(MS)後の進化段階に位置し、観測された線形周期変動率は、実質的にその進化効果に帰することができます。この結果は、プレMSからポストMSまでの星の進化理論を単一の星で前例のない精度でテストし、フレームワークを他のタイプの脈動星に拡張して、現在の星をテストすることを目的とした正確な進化星震学を実行できます。進化のさまざまな段階における進化論を調べ、理論と観測との食い違いを発見し、最終的に完全かつ正確な星の進化論を構築して、これらの各星の歴史をさかのぼります。
ベガの10年にわたる磁気モニタリング
ねらい。ベガの表面で検出された非常に弱い磁場は、AおよびBスペクトルタイプの弱い磁気の星が広範囲に分布していることを示唆しています。我々は、この原型的な星の磁場幾何学の長期安定性を調査することにより、この磁気の起源についてより多くの手がかりを集めることに貢献しています。メソッド。長期キャンペーンの一環として収集された分光偏波データを使用し、2008年から2018年の間に2,000件以上の観測が行われました。時系列全体から抽出されたさまざまなサブセットを使用して、大規模な表面磁場のいくつかのマップを再構築します。結果。偏波信号が$\sim0.68$d周期に従って変調されていることを確認しました。これは恒星の自転周期として解釈されます。表面磁場は複雑な形状で構成されています。ベガについて以前に報告された、半径方向の磁場強度が約-5Gの非常に局所的な極磁気スポットの存在を確認しました。星の表面も、極強度が9に近い双極子で覆われていることを示しています。Gと$90^\circ$に近い双極子の傾き。両方の磁気構造は、10年以上にわたって非常に安定しています。利用可能なデータは、小規模な磁気スポットが極域に限定されない可能性があることを示唆していますが、それらの再構成の信頼性が低いため、それらの時間的進化についてしっかりと結論付けることができません.
発生期の惑星状星雲を探す：SPLASH サーベイにおける OHPNe 候補
| Title |
Searching_for_nascent_planetary_nebulae:_OHPNe_candidates_in_the_SPLASH_survey |
| Authors |
Rold\'an_A._Cala,_Jos\'e_F._G\'omez,_Luis_F._Miranda,_Lucero_Uscanga,_Shari_L._Breen,_Joanne_R._Dawson,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Hiroshi_Imai,_Hai-Hua_Qiao,_Olga_Su\'arez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09199 |
漸近巨星分枝星が球対称から多様な形状の惑星状星雲(PNe)に進化することは、集中的な研究のトピックです。若いPNeは、この移行期の開始を特徴付けるユニークな機会を提供します。特に、OHメーザー放出PNe(OHPNe)は発生期のPNeと見なされます。実際、これまでに確認されたOHPNeは6つだけです。より多くのOHPNeを特定して特徴付けるために、ヒドロキシルのサザンパークス大面積調査(SPLASH)の干渉追跡の未発表の連続体データを処理しました。次に、OHメーザーとラジオ連続体放射の干渉位置を一致させ、後者をPNeの特徴である光イオン化ガスからの自由自由放射の可能性のあるトレーサーと見なしました。正の一致を持つ8つのオブジェクトを報告し、そのうち4つがここで初めてOHPNe候補として分類されます(IRAS16372-4808、IRAS17494-2645、IRAS18019-2216、およびOH341.6811+00.2634)。利用可能な証拠は、それらが進化した星であることを強く示していますが、確認されたOHPNeとの比較は、それらがPNeである可能性が高いことを示しています。ただし、真正なPNeとしての最終的な確認には、光学/赤外線分光法が必要です。得られた電波連続体放出のスペクトルインデックス($\simeq$0.4～1.3の間)は、光イオン化ガスからの部分的に光学的に厚い自由-自由放出と一致しています。また、それらは、確認されたOHPNe($9.5\lesssim[3.4]-[22]\lesssim13.5$、および$4.0\lesssim[4.6]-[12]\lesssimと同じWISE色-色図の領域にクラスター化されます。7.0$)、したがって、この図は、将来さらに多くのOHPNe候補を特定するのに役立つ可能性があります。
伴星からミリ秒パルサー PSR J2051-0827 までの多色光学的光度曲線
| Title |
Multi-colour_optical_light_curves_of_the_companion_star_to_the_millisecond_pulsar_PSR_J2051-0827 |
| Authors |
V._S._Dhillon,_M._R._Kennedy,_R._P._Breton,_C._J._Clark,_D._Mata_S\'anchez,_G._Voisin,_E._Breedt,_A._J._Brown,_M._J._Dyer,_M._J._Green,_P._Kerry,_S._P._Littlefair,_T._R._Marsh,_S._G._Parsons,_I._Pelisoli,_D._I._Sahman,_J._F._Wild,_M._H._van_Kerkwijk,_B._W._Stappers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09249 |
ULTRACAMとHiPERCAMをそれぞれ使用して、約10年離れて得られた、黒い未亡人パルサーPSRJ2051-0827の伴星の同時多色光学的光度曲線を提示します。ULTRACAMの光度曲線は、伴星の先頭の半球が末尾の半球よりも明るく見えるという、以前に報告された非対称性を裏付けています。ただし、HiPERCAMの光度曲線はこの非対称性を示さず、原因となるメカニズムが何であれ、10年以下の時間スケールで変化することを示しています。対称的なHiPERCAM光度曲線を直接加熱モデルに当てはめ、システムパラメーターを導き出し、軌道傾斜角$55.9^{+4.8}_{-4.1}$度を見つけ、電波日食の制約とよく一致しました。パルサーのスピンダウンエネルギーの約半分が光度に変換され、その結果、温度は日中の約$5150^{+190}_{-190}$Kから$2750^{+130}_{伴星の夜側に-150}$K。伴星は、そのロッシュローブ($f_{\rmRL}=0.88^{+0.02}_{-0.02}$)を埋めようとしており、質量は$0.039^{+0.010}_{-0.011}$Mです。$_{\odot}$、$20.24^{+0.59}_{-0.44}$gcm$^{-3}$の平均密度と$0.0036<k_2<0.0047$の範囲のアプシダル運動定数を与えます。コンパニオンの質量と平均密度の値は褐色矮星のものと一致していますが、アプシダル運動定数は、そのような天体に典型的なものよりもはるかに中心に凝縮された内部構造を意味します。
原始惑星系円盤の分子量に対する金属量の影響
| Title |
The_effect_of_metallicity_on_the_abundances_of_molecules_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
R._Guadarrama,_Eduard_I._Vorobyov,_Christian_Rab,_Manuel_G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09327 |
原始惑星系円盤の物理的、熱的、化学的性質、特に炭素系分子の形成と破壊に対するさまざまな金属量の影響を研究しています。熱化学コードProoDIMOを使用して、放射場、ディスク温度、およびさまざまな分子(H$_2$O、CH$_4$、CO、CO$_2$、HCN、CN、HCO$^+$およびN$_2$H$^+$)。フィデューシャルディスクモデルを参照モデルとして使用し、金属量の少ない2つのモデルを作成します。さまざまな化学種への結果として生じる影響は、ディスク全体の存在量分布と垂直列密度を分析することによって研究されます。さらに、化学種の形成と破壊反応が研究されています。結果は、円盤の金属量と円盤内の星の放射場の強さとの関係を示しています。金属量が減少すると、放射場は円盤のより深い領域に浸透することができます。その結果、金属量の少ない円盤全体に強い放射場があり、円盤を加熱します。これは、さまざまな化学種の化学生成および破壊効率の一連の変化を引き起こします。ほとんどの場合、利用可能な種の存在量は変化し、一定の係数によって縮小された存在量と比較してより大きな値を持ちます。金属性は、ここで研究されている分子のスノーラインにも明らかな影響を与えます。金属量が減少すると、雪線がさらに押し出され、既存の雪輪のサイズが縮小します。
回帰新星V3890 Sgrの2019年の噴火の赤外線分光法：赤道風と極風への分離が明らかに
| Title |
Infrared_spectroscopy_of_the_2019_eruption_of_the_recurrent_nova_V3890_Sgr:_separation_into_equatorial_and_polar_winds_revealed |
| Authors |
A._Evans_(Keele_University,_UK),_T._R._Geballe_(Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab),_C._E._Woodward_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_R._D._Gehrz_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_S._Starrfield_(Arizona_State_University),_M._Shahbandeh_(Florida_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09356 |
2019年の再発新星V3890Sgrの噴火の赤外分光法を提示します。これは、噴火後5.1～46.3日の期間にわたって取得されました。赤色巨星のスペクトルは、フラックスが減少するにつれてより顕著になり、46.3日までにスペクトルを支配しました。水素とヘリウムの輝線は、幅の広い台座の上に重ねられた幅の狭いコンポーネントで構成されていました。狭い成分の半値全幅は、噴火が進行するにつれて時間$t$と共に${t}^{-0.74}$として減少しましたが、広い成分の半値全幅は本質的に一定のままでした。逆に、Pa,$\beta$の狭い成分のラインフラックスはほぼ一定のままでしたが、広い成分のラインフラックスは$\lesssim25$~daysの期間にわたって係数$\sim30$だけ減少しました。広い成分の挙動は、短い$\sim3.3$日バーストで放出された物質で、連星平面に垂直な妨げられていない高速流の噴出物で発生するものと一致しています。狭い成分は、蓄積された星周物質に遭遇する物質で発生します。アウトバーストスペクトルは、冠状線が豊富でした。2つのコロナ線相があり、1つは超軟X線源によってイオン化されたガスに由来し、もう1つは衝撃を受けたガスに由来します。放出ガスが衝撃を受けた23.4日におけるシリコンと硫黄のコロナ線の相対フラックスから、コロナガスの温度は$9.3\times10^5$~Kであり、存在量は太陽に近いと推定される。
J-PLUS: Virtual Observatory ツールを使用した超低温矮星の発見と特徴付け II. 2 回目のデータ リリースと機械学習の方法論
| Title |
J-PLUS:_Discovery_and_characterisation_of_ultracool_dwarfs_using_Virtual_Observatory_tools_II._Second_data_release_and_machine_learning_methodology |
| Authors |
P._Mas-Buitrago,_E._Solano,_A._Gonz\'alez-Marcos,_C._Rodrigo,_E._L._Mart\'in,_J._A._Caballero,_F._Jim\'enez-Esteban,_P._Cruz,_A._Ederoclite,_J._Ordieres-Mer\'e,_A._Bello-Garc\'ia,_R._A._Dupke,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._Alcaniz,_L._Sodr\'e_Jr.,_R._E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09377 |
超低温矮星(UCD)は、M7VからL、T、およびYスペクトルタイプの低温天体まで、恒星集団の中で最も質量の小さいメンバーと褐色矮星で構成されます。それらのほとんどは、仮想天文台(VO)が非常に有用であることが証明されている広視野画像調査を使用して発見されています。VO方法論に従って、JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey(J-PLUS)の2番目のデータリリース(2176deg$^2$)全体でUCDの検索を実行することを目指しています。また、J-PLUS測光のみに依存する純粋な機械学習(ML)ベースの方法論を使用して、この検索を再現する機能も検討します。VOSAツールを使用して有効温度を推定し、それぞれ視差、適切な動き、および色に基づく3つの異なるアプローチに従いました。ML手法については、主成分分析とサポートベクターマシンアルゴリズムに基づく2段階の手法を構築しました。合計7827個の新しい候補UCDを特定しました。これは、J-PLUSの2回目のデータリリースの空のカバレッジで報告されたUCDの数が約135%増加したことを表しています。候補のUCDの中から、未解決の可能性のある122のバイナリシステム、78のワイドマルチプルシステム、および若い関連付けに属する高いベイジアン確率を持つ48のオブジェクトが見つかりました。また、CaIIHおよびK輝線に対応するフィルターで強い過剰な4つの天体と、H$\alpha$フィルターで過剰な発光を持つ他の4つの天体も特定しました。MLアプローチでは、テストとブラインドテストでそれぞれ92%と91%のリコールスコアが得られました。UCDの提案された検索方法を統合しました。これは、J-PASやEuclidなどのより深く、より大規模な今後の調査で使用されます。ML方法論は、測光的により制限的ではありますが、VOSAで分析する前に多数の真陰性を破棄できるという意味でより効率的であると結論付けました。
NGC1818 は、若いマゼラン雲クラスターにおける延長された主系列ターンオフの起源を明らかにします
| Title |
NGC1818_unveils_the_origin_of_the_extended_main-sequence_turn-off_in_young_Magellanic_Clouds_clusters |
| Authors |
Giacomo_Cordoni,_Antonino_P._Milone,_Anna_F._Marino,_Michele_Cignoni,_Edoardo_P._Lagioia,_Marco_Tailo,_Mar\'ilia_Carlos,_Emanuele_Dondoglio,_Sohee_Jang,_Anjana_Mohandasan_and_Maria_V._Legnardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09467 |
若い星団の起源は、現代の恒星天体物理学にとって大きな課題となっています。恒星の自転は、主系列のターンオフに沿って観察される色の広がり、つまり中心部の水素が使い尽くされた後に星が主系列を離れる場所、およびより若い恒星系の色等級図における複数の主系列を部分的に説明します。約2Gyrであるが、観測上の制約を満たすには年齢差が必要なようである。ここでは、主系列のターンオン、つまり色等級図に沿って前主系列の星が主系列に結合する点を利用して、星の自転と年齢の影響を分離して評価する別のアプローチを紹介します。約40百万年前の星団NGC1818における長期にわたる星形成の存在または欠如。私たちの結果は、8Myr以内に閉じ込められた速い星形成の証拠を提供するため、主系列ターンオフの延長の原因として年齢差を排除し、若い星団の星集団の探査における代替の観測的視点への道を導きます。
Levi-Civita ストリング状ソースへの円筒対称の放射状降着
| Title |
Cylindrically_symmetric_radial_accretion_onto_a_Levi-Civita_string-like_source |
| Authors |
{\L}ukasz_Bratek,_Joanna_Ja{\l}ocha,_Marek_Kutschera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09024 |
ポリトロープ物質の放射状の定常状態の降着は、Levi-Civitaバックグラウンドメトリックの円筒対称性の下で調査されます。このモデルは、強い重力場でのボンダイ降着の円筒形の類似物と見なすことができます。この研究の副産物として、線の質量密度を定義する問題が取り上げられ、計量自由パラメーターの役割が物理的観測量の例で議論されます。放射状降着方程式の形式は、内部解の構造に影響されません。したがって、降着解の分析は、構造のない均一な文字列を記述するLevi-Civitaメトリックの特別なウィルソン形式に限定できます。
UHE光子探索の展望における磁気単極子の問題について
(また内部:この原稿は、磁気モノポールの存在に対する議論を読者に紹介します。これは、スタウシュキェヴィチの電荷の量子力学の重要な部分を形成します)$10^{18}を超えるエネルギーを持つ超高エネルギー(UHE)光子\eV$が観測される可能性があります。それらは、荷電粒子を含むさまざまなプロセスで生成されます。ただし、よりエキゾチックなシナリオも可能です。UHE光子は、大規模な磁気荷電モノポール-反モノポールペアの遭遇、または通常$10^{21}\eV$またはそれを超える高エネルギーに加速されたモノポールに関連するプロセスで放出される可能性があります。UHE光子を観察すると、磁気単極子の特性に制約が生じる可能性があります。自然界に磁気単極子が存在することを支持する説得力のある理論的理由があります。したがって、これらの粒子の予測された観測シグネチャは、現在実施中の専用の実験で検索されます。これらの試みにもかかわらず、磁気モノポールはまだ経験的に証明されていません。ディラックの理論によって許容される磁気モノポールが孤立した粒子の形で自然界で実現されないかもしれないという理論的な理由もあります。磁気単極子のUHE光子シグネチャの検出または非検出により、この魅力的なパズルの解決に近づくことができます。
G ウェッツェル データを使用した地球角回転速度測定の $10^9$ の 1 部分を克服
| Title |
Overcoming_1_part_in_$10^9$_of_Earth_angular_rotation_rate_measurement_with_the_G_Wettzell_data |
| Authors |
A._D._V._Di_Virgilio,_G._Terreni,_A._Basti,_N._Beverini,_G._Carelli,_D._Ciampini,_F._Fuso,_E._Maccioni,_P._Marsili,_J._Kodet,_K._U._Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09134 |
$10^9$の1分の1の精度を取得する必要がある場合、地上の機器を使用した地球の角回転速度の絶対測定は困難になります。このしきい値は、基礎物理学と測地学にとって重要であり、重力セクターでの一般相対性理論とローレンツ違反の影響を調査し、地球の自転速度の高速変動を提供します。高感度リングレーザージャイロスコープ(RLG)は現在、近い将来にこのタスクを達成する唯一の有望な技術ですが、その精度はレーザー操作に関連する体系によってこれまでのところ制限されています。この論文では、それぞれ3日間の2つの異なる観測セットを分析します。それらは、測地観測所ウェッツェルのGリングレーザーから取得されました。GINGERINOリングレーザーの適用方法は、レーザー系統を識別して抽出するために開発されました。利用可能なデータセットでは、残差はほとんどホワイトノイズの動作を示し、約$10^4$~sの積分時間の後、アラン偏差は$10^9$で1パート未満に低下します。
太陽活動変動の惑星理論：レビュー
Wolf(1859,MNRAS19,85-86)は、11年周期の黒点周期についてコメントし、「黒点の頻度の変動は、金星、地球、木星、および土星の影響に依存する」と推測しました。私たちの惑星系の高度な同期は、惑星の軌道半径の比率がスケーリングミラー対称方程式を通じて互いに密接に関連しているという事実によってすでにうまく明らかにされています(BankandScafetta,Front.Astron.SpaceSci.8,758184、2022）。多くの惑星高調波と、月単位から千年単位までの太陽系の惑星運動を特徴付ける軌道不変不等式を検討すると、それらがランダムに分布しているわけではなく、明らかにいくつかの特定の値の周りに群がる傾向があることを示します。主な太陽活動サイクル.場合によっては、惑星モデルは、シュヴァーベ11年黒点周期を含む太陽振動の時相を予測することさえできました。また、太陽活動がその内部ダイナミクスのみによって調節されているという仮説に基づく太陽モデルは、観測されたサイクルの多様性を再現できなかったことも強調します。惑星の潮汐力は弱いですが、太陽の構造と太陽ダイナモが惑星の動きにどのように同調するかを説明できる多くのメカニズムを確認します。特に、弱い潮汐力の影響が、誘導された水素燃焼の増加によって太陽コアでどのように大幅に増幅されるかについて説明します。惑星系の電磁気的および重力的な大規模構造を変調するメカニズムも議論されています。
バリオンが重なり合った高密度の核物質
| Title |
Dense_Nuclear_Matter_with_Baryon_Overlap |
| Authors |
Jesper_Leong_(1),_Theo_F._Motta_*1,_Anthony_W._Thomas_(1)_and_P._A._M._Guichon_(3)_((1)_CSSM_and_ARC_Centre_of_Excellence_for_Dark_Matter_Particle_Physics,_Department_of_Physics,_University_of_Adelaide,_(2)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik,_Justus-Liebig-Universit\"at_Giessen,_(3)_Irfu,_CEA,_Universit\'e_Paris-Saclay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09331 |
NSのコア内で適用可能な新しい短距離物理の可能性は、クォーク-メソン結合モデルによって生成される状態方程式に組み込まれます。エネルギー密度に対するこの新しい物理学の寄与は、関係するバリオンのクォークコア間の重なりの量に比例すると見なされます。巨大モノポール共鳴に関するデータと互換性のある非圧縮性を含む、飽和密度での対称核物質の特性を変更することなく、最大質量$M_{max}>2.1$M$_\odot$の中性子星を維持することができます。ハイペロンが含まれている場合。
エネルギー条件の継承: 文字列コンパクト化における no-go 定理の再考
| Title |
The_inheritance_of_energy_conditions:_Revisiting_no-go_theorems_in_string_compactifications |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Suddhasattwa_Brahma,_Mir_Mehedi_Faruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09341 |
ひも理論の基本的な課題の1つは、そこから現実的な4次元宇宙背景を導き出すことです。最近、ひもコンパクト化で満たさなければならない厳密な一貫性条件が存在することが示されました。この作業では、低エネルギー弦理論から生じる可能性のある背景を2つのステップで分類するために、\textit{共変および背景に依存しない}一貫性要件としてエネルギー条件に焦点を当てます。まず、いくつかの合理的な仮定の下で、超重力作用が通常、多くの関連するエネルギー条件に従う方法を示します。驚くべきことに、オタマジャクシ相殺条件により、個々にエネルギー条件に違反するオブジェクトが存在する場合でも、エネルギー条件が満たされることがわかります。その後、高次元のエネルギー条件が対応する低次元のエネルギー条件を暗示するために必要な一連の条件をリストし、それによって許容される低エネルギーソリューションを分類します。ノーゴー定理に関して、私たちの目的は、宇宙論的背景に重点を置いて、これらのエネルギー条件に必然的に違反する4次元時空を導出するために回避しなければならない仮定を強調することです.
