銀河団内混合媒質と銀河団の普遍的なエントロピープロファイルに対する準螺旋解
| Title |
Quasi-spiral_solution_to_the_mixed_intracluster_medium_and_the_universal_entropy_profile_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Uri_Keshet,_Itay_Raveh,_and_Arka_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09259 |
十分に解像された銀河団は、多くの場合、デプロジェクションされた密度$\rho$フィールドと温度$T$フィールドで大規模な準渦巻き構造を示し、寒冷前線として知られる接線方向の不連続によって描写され、線形の普遍的な動径エントロピープロファイルに重ね合わされます。$K(r)\proptoT\rho^{-2/3}\proptor$断熱。らせん構造がクラスター内混合媒質(ICM)に自然な準定常解を提供し、局所的に浮力のあるプラズマ相または重いプラズマ相を閉じ込める適度な圧力らせんを導入することを示します。ソリューションは、均一または差動回転の存在下で持続し、流入と流出の両方に対応できます。角運動量を蓄積し、プラズマを混合する摂動を伴う流体力学的断熱シミュレーションにより、自己相似スパイラル構造に漸近します。2Dと3D、合併とオフセット、クラスターのオイラーとラグランジュのシミュレーションで同様のスパイラルを見つけます。不連続面は、$\phi\propto\Phi(r)$によって球座標$\{r,\theta,\phi\}$で与えられます。ここで、$\Phi$は重力ポテンシャルであり、赤道($\theta=\pi/2$)平面と、カタツムリの殻に似た、平面に垂直な半円。局所的な対流不安定性がらせん巻きの間に発生する可能性があり、準線形$K(r)$領域で修正された全体的な不安定性を引き起こします。したがって、進化したスパイラルは、散逸した後でも、観測された$K\proptor$をICMに刻印します。らせん構造は、高温相と低温相を近接させ、観測された高速流出が放射冷却の存在下でも構造を維持できることを示唆しています。
宇宙論的シミュレーションによる天の川銀河とM31の運動学の収束について
天の川(MW)とローカルグループ(LG)の主要な銀河であるM31の運動学を使用して、LGの総質量を推定できます。M31固有運動に関する新しい結果は、最近、その推定値を改善するために使用されました。これらの結果は、宇宙論的N体シミュレーションを使用して導かれ、評価されることもある運動学的事前分布に基づいています。ただし、シミュレートされたLGアナログの運動学的特性は、親シミュレーションのサイズが小さいことによって引き起こされる効果的なパワースペクトルの切り捨てにより、偏る可能性があります。ここでは、シミュレーションボックスサイズに対するLGキネマティクスの依存性を調べて、LGキネマティックプロパティへの収束を主張するために、宇宙論的シミュレーションでは1Gpcのオーダーのボックスサイズが必要であると主張します。十分に大規模なシミュレーションを使用すると、MWに対するM31の接線方向および半径方向の速度が$v_{\mathrm{tan}}=105^{+94}_{-59}$km/sおよび$v_の範囲にあることがわかります。{\mathrm{rad}}=-108^{+68}_{-81}$km/sです。この研究では、N体シミュレーションから派生したLG運動学は、親シミュレーションのサイズを考慮して慎重に解釈する必要があることを強調しています。
サムイル・カプランとリヴィウ大学における天体物理学研究の発展 (彼の生誕 100 周年に捧げられた)
| Title |
Samuil_Kaplan_and_the_development_of_astrophysical_research_at_the_Lviv_University_(dedicated_to_the_100th_anniversary_of_his_birth) |
| Authors |
Bohdan_Novosyadlyj,_Bohdan_Hnatyk,_Yurij_Kulinich,_Bohdan_Melekh,_Oleh_Petruk,_Roman_Plyatsko,_Maksym_Tsizh,_Markiyan_Vavrukh_and_Natalia_Virun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09494 |
サムイル・カプラン(1921-1978)は、有能で有名な天体物理学者でした。彼は、旧ソ連のさまざまな都市にある多くの科学センターと提携していました。彼のキャリアの最初の13年間、つまり1948年から1961年にかけて、彼はウクライナのリヴィウ大学で働いていました（当時はウクライナ・ソビエト社会主義共和国と呼ばれていました）。本論文では、彼の生涯と科学的活動のリヴィウ時代が、アーカイブ資料と彼の出版された研究に基づいて説明されています。カプランは1948年6月にリヴィウに到着し、同じ月に科学の候補者の学位を取得しました。彼は大学の天文台の天体物理学部門の責任者であり、理論物理学科の教授であり、地球の人工衛星の光学観測ステーションの創設者および責任者でもありました。彼は市外の天文観測サイトの組織化に積極的でした。リヴィウでの数年間、カプランは9つの分野で80以上の記事と3つのモノグラフを書きました。当時の彼の興味の焦点は、シュバルツシルト領域の円軌道の安定性、白色矮星理論、宇宙ガス力学、宇宙プラズマ物理学、および乱流、宇宙線の加速、星間物質の物理学、星の物理と進化、宇宙論と重力、地球人工衛星の光学観測。彼の結果のいくつかは、これらの分野における理論の発展と観察技術の基礎となっています。リヴィウ時代に出版された彼の作品の完全な文献目録が提示されています。サムイル・カプランのそれぞれの科学的業績は、これらの分野における研究の現状に照らしてレビューされています。
Sunyaev-Zel'dovich 効果を利用してアルマ望遠鏡が撮影した z~1 の銀河団
| Title |
Galaxy_clusters_at_z~1_imaged_by_ALMA_with_the_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
T._Kitayama,_S._Ueda,_N._Okabe,_T._Akahori,_M._Hilton,_J._P._Hughes,_Y._Ichinohe,_K._Kohno,_E._Komatsu,_Y.-T._Lin,_H._Miyatake,_M._Oguri,_C._Sif\'on,_S._Takakuwa,_M._Takizawa,_T._Tsutsumi,_J._van_Marrewijk,_E._J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09503 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayによる、2つの銀河団、z=0.9のRCSJ2319+0038とz=1.1のHSCJ0947-0119に対する熱Sunyaev-Zel'dovich効果(SZE)の高角度分解能測定値を提示します。(ALMA)はバンド3に含まれています。利用可能なチャンドラX線データ、すばるのHyperSuprime-Camによって取得された光学データ、およびAtacamaCosmologyTelescopeからのミリ波SZEデータが補足されています。球対称性からの逸脱を考慮して、RCSJ2319+0038の2つのクラスターの内圧プロファイルと電子温度および密度プロファイルをノンパラメトリックに再構築しました。これは、$z\gtrsim0.9$での個々のクラスターの最初の測定値の1つです。両方のクラスターの内圧プロファイルは、ローカルのクールコアクラスターの内圧プロファイルよりもはるかに浅いことがわかります。私たちの結果は一貫して、RCSJ2319+0038が弱いクールコアをホストしていることを示唆しています。一方、HSCJ0947-0119は、RCSJ2319+0038よりもさらに浅い圧力プロファイルを示し、非冷却コアクラスターである可能性が高くなります。SZEの重心位置は、HSCJ0947-0119の銀河分布のピークから140$h_{70}^{-1}$kpc以上ずれており、この銀河団の合体の影響がより強いことを示唆しています。これらの遠方の星団は、より低い赤方偏移の星団に通常見られるクールなコアを発達させる非常に初期の段階にあると結論付けています。
CHEX-MATE: SPT と Planck で見た 6 つの銀河団の圧力プロファイル
| Title |
CHEX-MATE:_pressure_profiles_of_6_galaxy_clusters_as_seen_by_SPT_and_Planck |
| Authors |
Filippo_Oppizzi,_Federico_De_Luca,_Herv\'e_Bourdin,_Pasquale_Mazzotta,_Stefano_Ettori,_Fabio_Gastaldello,_Scott_Kay,_Lorenzo_Lovisari,_Ben_J._Maughan,_Etienne_Pointecouteau,_Gabriel_W._Pratt,_Mariachiara_Rossetti,_Jack_Sayers,_Mauro_Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09601 |
圧力プロファイルは、熱力学的条件と銀河団の内部構造の敏感なプローブです。クラスター内ガスは、暗黒物質の重力ポテンシャル内で静水圧平衡状態にあります。ただし、この平衡は摂動される可能性があります。熱エネルギー損失の結果として、フィードバックと非熱圧力がサポートします。宇宙時代にわたるガス圧の正確な測定は、クラスターの進化と天体物理学的プロセスの寄与を制約するために重要です。この作業では、プランク観測と南極望遠鏡(SPT)観測の組み合わせで測定されたSunyaev-Zeldovich(SZ)信号から銀河団の圧力プロファイルを導き出すための新しいアルゴリズムを提示しました。2つの機器の相乗効果により、幅広い空間スケールでプロファイルを追跡することが可能になりました。PlanckHigh-FrequencyInstrumentのより大きなスケールに対する感度を利用して、かすかな周辺を観察し、SPTのより高い空間分解能を利用して、最も内側の領域を解決しました。各機器の仕様を活かすために、2段階のパイプラインを開発しました。まず、背景(CMB)と前景(銀河放出)の汚染物質を除去するために、2つのデータセットに対して別々に成分分離を実行しました。次に、プランクデータとSPTデータを組み合わせてパラメトリック圧力プロファイルモデルを共同で適合させました。SPTによって検出された6つのCHEX-MATEクラスターのサンプルで、この手法を検証しました。SZ解析の結果を、XMM-NewtonによるX線観測から得られたプロファイルと比較します。ガス圧力構造のこれら2つの独立したプローブの間には、優れた一致が見られます。
初期の暗黒エネルギーで消えていく暗黒物質の一部?
ハッブル張力の再結合前初期暗黒エネルギー(EDE)分解では、通常、ハッブル定数値$H_0$の上昇は、いわゆる$S_8$張力の悪化を伴います。沼地予想に着想を得て、暗黒物質の一部$f_*$がEDEと結合している場合、$m_{cdm}\sim\exp{(-c{|\Delta\phi_{ede}|\overM_{pl}})}$with$c\sim{\calO}(1)$.PlanckCMB、BAO、Pantheon、SH0ESデータセット、およびDES-Y1データを使用して、関連するEDEモデルのMCMC分析を実行し、そのような割合が$S_8$の緊張を緩和するのに役立つことを発見しました。ただし、$c\gtrsim0.1$は非常に小さい$f_*$に対して許容されますが、これは暗黒物質のごく一部がEDEで消失したことを示唆していますが、$c\sim0$も一貫しています。
| Title |
Searching_for_axion_dark_matter_with_MeerKAT_Radio_Telescope |
| Authors |
Yun-Fan_Zhou_(1,2),_Nick_Houston_(3),_Gyula_I._G._Jozsa_(4,5,6),_Hao_Chen_(7,1,8),_Yin-Zhe_Ma_(9,10,1),_Qiang_Yuan_(1,2),_Tao_An_(11),_Yogesh_Chandola_(1),_Ran_Ding_(12),_Fujun_Du_(1,2),_Shao-Guang_Guo_(11),_Xiaoyuan_Huang_(1,2),_Mengtian_Li_(1,2),_Chandreyee_Sengupta_(1)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS,_(2)_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(3)_Beijing_University_of_Technology,_(4)_Max-Planck-Institut_fur_Radioastronomie,_(5)_Rhodes_University,_(6)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_(7)_University_of_Cape_Town,_(8)_Zhejiang_Laboratory,_(9)_University_of_KwaZulu-Natal,_(10)_National_Institute_for_Theoretical_and_Computational_Sciences_(NITheCS),_South_Africa,_(11)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_CAS,_(12)_Anhui_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09695 |
アクシオンは、電磁場の存在下で光子に直接変換する能力を備えた、自然で意欲的な暗黒物質の候補を提供します。特に説得力のある観測目標は、高度に磁化された中性子星の磁気圏における暗黒物質アクシオンの光子への変換であり、アクシオン質量の周波数を中心とする狭いスペクトルピークを生成すると予想されます。MeerKAT電波望遠鏡を孤立した中性子星J0806.4$-$4123に向けて$10$時間観測し、周波数範囲$769$-$1051$MHzの電波スペクトルを取得します。アクシオン暗黒物質(DM)の落下の変換プロセスをモデル化することにより、これらのスペクトルを、特定のアクシオンパラメーターの選択に対する理論上の期待値と比較します。データで$5\sigma$を超えるシグナルは検出されませんが、アクシオンDMのプリマコフ結合に一意の制約$g_{{\rma}\gamma\gamma}\lesssim9.3\times10^{-12}を提供します。\,{\rmGeV}^{-1}$、信頼水準$95\%$、質量範囲$3.18$-$4.35\,\mu$eV。この結果は、アクシオン質量範囲$4.20$-$4.35\,\mu$eVで最も強い制約を提供します。
ダーク エネルギー調査の 3 年目の結果: 倍率のモデリングと、銀河のクラスタリングと銀河間レンズ効果による宇宙論的制約への影響
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_Magnification_modeling_and_impact_on_cosmological_constraints_from_galaxy_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
J._Elvin-Poole,_N._MacCrann,_S._Everett,_J._Prat,_E._S._Rykoff,_J._De_Vicente,_B._Yanny,_K._Herner,_A._Fert\'e,_E._Di_Valentino,_A._Choi,_D._L._Burke,_I._Sevilla-Noarbe,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_J._Cordero,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_X._Fang,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_H._Huang,_E._M._Huff,_D._Huterer,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_P._Lemos,_A._R._Liddle,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_Y._Park,_A._Porredon,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09782 |
2つの異なるレンズサンプルを使用して、ダークエネルギー調査3年目の銀河クラスタリングと銀河-銀河レンズ効果の分析における倍率の影響を調べます。.バルログ画像シミュレーションを使用して、銀河のフラックスとサイズの選択の両方に対する倍率の影響を説明し、体系的な効果を説明します。倍率が銀河クラスタリングと銀河間レンズ宇宙論解析に及ぼす影響を推定し、MagLimサンプルの重要な体系であることがわかりました。$\Lambda$CDMと$w$CDMの宇宙論的パラメーターに広範な一貫性があることを確認し、銀河クラスタリング自己相関と銀河間レンズ信号からの宇宙論的制約をさまざまな倍率の事前確率で示します。ただし、倍率バイアス振幅を自由にできる場合、2点相関関数は、画像シミュレーションから得られた基準入力とは異なる振幅を好むことがわかります。レンズビン間のクロスクラスタリングを、レンズビンの自己相関のみを使用するベースライン分析からの予測と比較することにより、倍率分析を検証し、倍率以外の系統が不一致の原因である可能性があることを示します。レンズの赤方偏移ビン間のクロスクラスタリングをフィッティングに追加すると、レンズの倍率パラメーターの制約が大幅に改善され、制約力や事前のボリュームの問題を失うことなく、倍率係数に情報を持たない事前情報を使用できるようになります。
ライマン-$\alpha$ フォレストの一次元相関における宇宙論的情報の圧縮
| Title |
Compressing_the_cosmological_information_in_one-dimensional_correlations_of_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Christian_Pedersen,_Andreu_Font-Ribera,_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09895 |
BOSS/eBOSSや進行中のDESIなどの分光調査からのライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)森林の観測は、メガパーセクスケールでの構造の成長を研究するためのユニークなウィンドウを提供します。これらの測定値の解釈は複雑な作業であり、銀河間媒体の熱およびイオン化状態をモデル化し、周辺化するために流体力学的シミュレーションが必要です。この複雑さは、共同宇宙論解析におけるLy$\alpha$クラスタリング測定の使用を制限してきました。この作業では、Ly$\alpha$フォレストの1Dパワースペクトル($P_\mathrm{1D}$)の宇宙論的情報コンテンツが、制約パワーを大幅に失うことなく、単純な2パラメータ尤度に圧縮できることを示します。.流体力学的シミュレーションを使用してDESIからの$P_\mathrm{1D}$測定値をシミュレートし、圧縮された尤度がモデルに依存せず無損失であることを示し、大量のニュートリノが存在する場合や原始パワースペクトルが実行されている場合でも偏りのない結果を回復します。
冥王代の地球大気におけるHCN生成の実験的および理論的調査
| Title |
An_experimental_and_theoretical_investigation_of_HCN_production_in_the_Hadean_Earth_atmosphere |
| Authors |
Ben_K._D._Pearce,_Chao_He,_Sarah_M._H\"orst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09257 |
地球上の生命の起源の重要な初期段階には、還元性で主にH$_2$大気中でのシアン化水素(HCN)の生成が含まれていた可能性がある。HCNは、核酸塩基、ヌクレオチド、アミノ酸、リボースなどのRNAやタンパク質を構成するいくつかの生体分子の前駆体となる可能性があるため、生命の起源にとって重要です。この作業では、おそらく45億年から43億年前の冥王代の初期段階を表す大気条件(89から95%H$_2$)の減少におけるHCN生成の詳細な実験的および理論的調査を行います。我々は、0.1-6.5%の範囲のCH$_4$存在量に対する大気の上層でのHCN生成をシミュレートするために、低温プラズマ放電(実験室で短波UV放射に類似したもの)を利用しています。次に、実験的な質量スペクトル測定値を理論的な血漿モデルと組み合わせて、実験で生成されたHCN濃度を推定します。上層大気のHCN生成は、[HCN]=0.13$\pm$0.01[CH$_4$]の関係でCH$_4$の存在量に比例して増加することがわかりました。冥王代の地球の表面近くのHCNの濃度は、約2～3桁低いと予想されます。私たちの実験に1%の水を加えると、HCNの生成が50%程度減少します。私たちの実験では、主に4つの反応がHCN生成の原因であることがわかりました:(i)$^4$N+CH$_3$->H$_2$CN+H->HCN+H$_2$、(ii)$^4$N+CH->CN+Hに続いてCN+CH$_4$->HCN+CH$_3$,(iii)C$_2$H$_4$+$^4$N->HCN+CH$_3$、および(iv)$^4$N+$^3$CH$_2$->HCN+H。プレバイオティクス的に最も好ましい冥王代の大気は、CH$_4$(>5%)が非常に豊富でした。温室効果の結果として、表面は非常に熱くなる可能性があります。このようなプレバイオティクスのシナリオでは、HCNを有機ヘイズに組み込み、後で生体分子と前駆体を最初の池に放出することが重要だった可能性があります。
トランジット惑星とその主星における系統誤差の調査
| Title |
An_Exploration_of_Systematic_Errors_in_Transiting_Planets_and_Their_Host_Stars |
| Authors |
Alison_Duck,_B._Scott_Gaudi,_Jason_D._Eastman,_Joseph_E._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09266 |
トランジット惑星系は、惑星とその主星の大規模なサンプルの質量と半径を測定する最良の機会を提供します。ただし、相対測光と視線速度の測定だけでは、主星の密度が制限されるだけです。したがって、主星の質量と半径、ひいては惑星の質量と半径に1つのパラメータの縮退があります。いくつかの理論的、半経験的、およびほぼ経験的な方法を使用して、この縮退を打破し、ホストの星と惑星の質量と半径を個別に測定しました。これらの特性のいくつかで数パーセントの精度の時代が近づいているため、これらの異なる方法が同じオーダーの精度を提供しているか、またはそれよりも優れた精度を提供しているかを評価することが重要です。Torresの経験的関係、YY等時線、MIST等時線、およびスペクトルエネルギー分布、有効温度、\textit{Gaia}視差。これらの各方法を使用して、かなり典型的なホットジュピターであるKELT-15bのモデル化に分析を集中します。TESS測光、主星の光学-NIRフラックス密度、および\textit{Gaia}視差を、現存するKELT地上ベースのフォローアップ測光および動径速度測定と組み合わせて、グローバルにモデル化します。MIST間の推定恒星半径と惑星半径の$\sim6\%$($\sim2\sigma$)差など、さまざまな方法を使用すると、KELT-15システムの推定パラメータのいくつかに系統的な違いが見られます。等時線とSEDフィッティング。
原子トレーサーと分子トレーサーの組み合わせによる原始惑星系円盤ガス質量と炭素枯渇の解明
| Title |
Disentangling_protoplanetary_disk_gas_mass_and_carbon_depletion_through_combined_atomic_and_molecular_tracers |
| Authors |
J.A._Sturm,_A.S._Booth,_M.K._McClure,_M._Leemker_and_E.F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09286 |
原始惑星系円盤の全円盤ガス質量と元素C、N、O組成は、惑星形成を理解するための重要な要素です。H$_2$は円盤の冷たいバルクでは検出できず、水素に関する元素の存在量はすべての円盤モデルでガス質量とともに縮退するため、ガス質量の測定は複雑です。CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、および光学的に薄いC$^{17}$O$J$=2-1ラインの新しいNOEMA観測を提示し、追加の高角度分解能を使用しますLkCa15の代表的なモデルを構築するためのAtacamaLargeMillimeterArrayミリメートル連続体とCOデータ。ガス質量と炭素存在量を最も制約する遷移は、C$^{17}$O2-1,N${_2}$H$です。^+$3-2とHD1-0。これらの3つの分子を使用して、LkCa15ディスク内のガス質量が$M_\mathrm{g}=0.01^{+0.01}_{-0.004}M_{\odot}$であることがわかります。.炭素存在量はC/H=($3\pm1.5)\times10^{-5}$であり、元素炭素が3～9倍中程度に枯渇していることを意味します。分析された他のすべての遷移も、2倍のモデル化の不確実性内で、これらの数値と一致します。解決された\ce{C2H}画像を使用して、$\sim$1のC/O比を見つけます。これは、この円盤のH$_2$O枯渇に関する文献値と一致しています。LkCa15ディスクで深刻な炭素枯渇が見られないことは、ディスクの若い年齢と一致していますが、古い寒冷遷移ディスクで見られるより高い枯渇とは対照的です。光学的に薄いCO同位体線をN$_2$H$^+$と組み合わせることで、ガスの質量とCOの存在量の間の縮退を打破することが期待されます。低温ではあるが若い円盤を持つこの発生源の適度なレベルの枯渇は、進化する温度効果やダストトラップの存在だけではなく、長い炭素変換時間スケールが、円盤個体群間の炭素枯渇レベルに見られる進化的傾向に寄与することを示唆しています。
ならず者の惑星は、遠くのカイパーベルトに住むのを助けます
遠方のカイパーベルト(2:1共鳴を超える半長軸、おおよそ$a$=50-100au)のトランスネプチューン天体(TNO)の軌道分布は、外部太陽系の力学史に制約を与えます。最近の研究では、この領域の2つの顕著な特徴が示されています。1)海王星との遠距離平均運動共鳴にある天体の非常に大きな集団、および2)実質的に切り離された集団(海王星から大きく切り離された非共鳴天体)の存在です。海王星の移動モデルは、惑星の移動時代にいくつかの共鳴および分離したオブジェクトを埋め込むことができますが、多くは軌道分布のさまざまな側面と一致していません。この作業では、GPUベースのコードGLISSEの改良版を使用して実行されたシミュレーションを報告し、シミュレーションごとに100,000個のテスト粒子を並行して追跡し、惑星の接近遭遇を処理します。惑星形成中に一時的に存在する2地球質量のローグ惑星が、驚くべきことに惑星の移動がなくても、遠くの共鳴と分離した人口の両方に豊富に住むことができることを初めて示しました。ローグとの弱い遭遇が共鳴を埋める効率を大幅に高め、同時にTNOが高い近日点に達すると共鳴から追い出す方法を示します。ローグの永年にわたる重力の影響により、すべての半長軸で観察される多数の分離したオブジェクトが同時に生成されます。これらの結果は、追加の惑星の初期の存在が、遠いカイパーベルトで観測されたTNO軌道構造を再現することを示唆しています。
10年以上にわたる宇宙風化によって引き起こされた暗い小惑星表面のスペクトル進化
| Title |
Spectral_evolution_of_dark_asteroid_surfaces_induced_by_space_weathering_over_a_decade |
| Authors |
Sunao_Hasegawa,_Francesca_E._DeMeo,_Michael_Marsset,_Josef_Hanus,_Chrysa_Avdellidou,_Marco_Delbo,_Schelte_J._Bus,_Hidekazu_Hanayama,_Takashi_Horiuchi,_Driss_Takir,_Emmanuel_Jehin,_Marin_Ferrais,_Jooyeon_Geem,_Myungshin_Im,_Jinguk_Seo,_Yoonsoo_P._Bach,_Sunho_Jin,_Masateru_Ishiguro,_Daisuke_Kuroda,_Richard_P._Binzel,_Akiko_M._Nakamura,_Bin_Yang,_Pierre_Vernazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09415 |
太陽系の小惑星のような空気のない天体の表面は、宇宙風化の影響を受けることが知られています。このプロセスが隕石サンプルに及ぼす影響を調べるには、宇宙風化を模擬した実験が不可欠ですが、この実験で宇宙風化を再現するのにかかる時間は、実際の現象の数十億倍も短いという問題があります。2010年12月、T型小惑星596シェイラが数十メートルの衝突体と衝突しました。10年後、この小惑星の表層が衝突後の宇宙風化によってどのように変化しているかを研究する機会があります.そのために、私たちは596Scheilaの可視分光測光および近赤外分光観測を行いました。得られたスペクトルは、観測の不確実性の範囲内で、2010年の衝突イベントの直後に観測されたスペクトルと一致しています。これは、暗い小惑星の表面の色が、10年間の宇宙風化によって目立って変化しないことを示しています。この研究は、太陽系の実際の小惑星表面の宇宙風化による色の変化を調査した最初の研究です。新鮮な層が衝突によって小惑星の表面に定期的に作成されることを考慮すると、D/T型および暗い(低アルベド)X複合体の小惑星と、269Justitia、732Tjilaki(および203Pompeja)などの非常に赤いオブジェクトとの間の遺伝的リンクを提案します。.新しい観測結果は、ポンペヤ203がX型のような表面を持ち、いくつかの局所的な表面領域が非常に赤いスペクトルを示していることを示しています。
進化した星 HD 184010 を周回する 3 つの巨大惑星
| Title |
A_Trio_of_Giant_Planets_Orbiting_Evolved_Star_HD_184010 |
| Authors |
Huan-Yu_Teng,_Bun'ei_Sato,_Takuya_Takarada,_Masashi_Omiya,_Hiroki_Harakawa,_Makiko_Nagasawa,_Ryo_Hasegawa,_Hideyuki_Izumiura,_Eiji_Kambe,_Michitoshi_Yoshida,_Yoichi_Itoh,_Hiroyasu_Ando,_Eiichiro_Kokubo,_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09426 |
進化した星HD184010(HR7421、HIP96016)の周りに三重巨大惑星系が発見されたことを報告します。この発見は、2004年4月から2021年6月の間に岡山天体物理観測所で実施された正確な視線速度調査である岡山惑星探索プログラムの観測に基づいています。恒星はK0型で、赤色巨星の枝の始まりに位置しています。質量は$1.35_{-0.21}^{+0.19}M_{\odot}$、半径は$4.86_{-0.49}^{+0.55}R_{\odot}$、表面重力は$\$3.18_{-0.07}^{+0.08}$のg$を記録します。惑星系はコンパクトな構成の3つの巨大な惑星で構成されています:惑星の最小質量は$M_{\rm{b}}\sini=0.31_{-0.04}^{+0.03}M_{\rm{J}}$、$M_{\rm{c}}\sini=0.30_{-0.05}^{+0.04}M_{\rm{J}}$、および$M_{\rm{d}}\sini=0.45_{-0.06}^{+0.04}M_{\rm{J}}$、および$P_{\rm{b}}=286.6_{-0.7}^{+2.4}\\の軌道周期rm{d}$、$P_{\rm{c}}=484.3_{-3.5}^{+5.5}\\rm{d}$、および$P_{\rm{d}}=836.4_{-それぞれ8.4}^{+8.4}\\rm{d}$であり、これらは3セットの動径速度データに適合するトリプルケプラー軌道から導出されます。軌道周期の比率は$P_{\rm{d}}:P_{\rm{c}}:P_{\rm{b}}\sim21:12:7$に近く、近隣の惑星は両方とも$2:1$より低いです。動的安定性分析により、惑星はほぼ円形の軌道を持つはずであることが明らかになりました。システムは、共平面軌道、低離心率($e=0.05$)、最適な円形軌道フィッティングから導出された最小質量に等しい惑星質量から初期化され、1Gyrにわたって安定したままである可能性があります。その上、惑星は平均運動共鳴にある可能性は低いです。HD184010系はユニークです:高度に進化した星($\logg<3.5$cgs)と中間軌道周期($10^2\\rm{d}<P<10^3\\rm{d}$)。
確率的気象から推定カオス地球システムへ
この短いレポートでは、気象条件を決定する物理パラメータの継続的な変化が長期的な気候変動にどのようにつながるかについて説明します。気象パターンのこの変動性は、海洋-大気-雪氷圏-陸地システムである地球システムに刻印されている、連続的でランダムな短期間の気象励起への応答です。人新世において、地球システムが人間の行動によって支配されていることを考えると、地球システムは人類の活動の強度と変化率に反応します。したがって、地球システムの特定のモデルの文脈では、この変化率はカオス型の挙動を認める可能性があると主張します。
太陽に似た明るい恒星 HD 22946 を周回するスーパーアースと 2 つのサブ海王星を TESS が発見
| Title |
TESS_discovery_of_a_super-Earth_and_two_sub-Neptunes_orbiting_the_bright,_nearby,_Sun-like_star_HD_22946 |
| Authors |
Luca_Cacciapuoti,_Laura_Inno,_Giovanni_Covone,_Veselin_B._Kostov,_Thomas_Barclay,_Elisa_V._Quintana,_Knicole_D._Colon,_Keivan_G._Stassun,_Benjamin_Hord,_Steven_Giacalone,_Stephen_R._Kane,_Kelsey_Hoffman,_Jason_Rowe,_Gavin_Wang,_Kevin_I._Collins,_Karen_A._Collins,_Thiam-Guan_Tan,_Francesco_Gallo,_Christian_Magliano,_Riccardo_M._Ienco,_Markus_Rabus,_David_R._Ciardi,_Elise_Furlan,_Steve_B._Howell,_Crystal_L._Gnilka,_Nicholas_J._Scott,_Kathryn_V._Lester,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Christopher_J._Burke,_Samuel_N._Quinn,_Angelo_Ciaramella,_Pasquale_De_Luca,_Stefano_Fiscale,_Alessandra_Rotundi,_Livia_Marcellino,_Ardelio_Galletti,_Ida_Bifulco,_Fabrizio_Oliva,_Alton_Spencer,_Lisa_Kaltenegger,_Scott_McDermott,_Zahra_Essack,_Jon_M._Jenkins,_Bill_Wohler,_Joshua_N._Winn,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09597 |
トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)が、63パーセク離れたTIC~100990000とも呼ばれる明るい太陽のような恒星HD~22946(V=8.3mag)の周りに3つの惑星系を発見したことを報告します。この系は観測されました。セクター3、4、30、31のTESSと、TESSObjectsofInterest（TOI）411.01（惑星$c$）と411.02（惑星$b$）とラベル付けされた2つの惑星候補が、9.57日と4.04日の軌道で特定されました。それぞれ。この作業では、2つの惑星を検証し、光度曲線でトランジットのような追加の信号を1つ回復しました。これは、約46日間のより長い周期を持つ3番目のトランジット惑星の存在を示唆しています。TESSのトランジット信号の正確性を評価します。また、フォローアップイメージングと時系列測光を使用して、未解決の連星系、近くの食の連星、光度曲線を汚染する背景/前景の星など、誤検知シナリオを除外します。GaiaEDR3からの視差測定と、TFOPによる広帯域測光および分光追跡により、半径$1.157\pm0.025R_\odot$を含むTOI-411の恒星パラメータを制限することができました。この値を採用して、3つの太陽系外惑星候補の半径を決定し、惑星$b$は半径$1.72\pm0.10R_\oplus$のスーパーアースであり、惑星$c$と$d$はサブアースであることがわかりました。-海王星の惑星で、半径はそれぞれ$2.74\pm0.14R_\oplus$と$3.23\pm0.19R_\oplus$です。動的シミュレーションを使用して、システムの安定性を評価し、その動的パッキングを調査することにより、検出されていない他の非トランジット惑星の存在の可能性を評価しました。システムは動的に安定しており、潜在的にアンパックされており、$c$と$d$の間に少なくとももう1つの惑星をホストするのに十分なスペースがあることがわかりました。
ExoClock プロジェクト III: 地上および宇宙観測による 450 の新しい太陽系外惑星の天体暦
| Title |
ExoClock_Project_III:_450_new_exoplanet_ephemerides_from_ground_and_space_observations |
| Authors |
A._Kokori,_A._Tsiaras,_B._Edwards,_A._Jones,_G._Pantelidou,_G._Tinetti,_L._Bewersdorff,_A._Iliadou,_Y._Jongen,_G._Lekkas,_A._Nastasi,_E._Poultourtzidis,_C._Sidiropoulos,_F._Walter,_A._W\"unsche,_R._Abraham,_V._K._Agnihotri,_R._Albanesi,_E._Arce-Mansego,_D._Arnot,_M._Audejean,_C._Aumasson,_M._Bachschmidt,_G._Baj,_P._R._Barroy,_A._A._Belinski,_D._Bennett,_P._Benni,_K._Bernacki,_L._Betti,_A._Biagini,_P._Bosch,_P._Brandebourg,_L._Br\'at,_M._Bretton,_S._M._Brincat,_S._Brouillard,_A._Bruzas,_A._Bruzzone,_R._A._Buckland,_M._Cal\'o,_F._Campos,_A._Carreno,_J.-A._Carrion_Rodrigo,_R._Casali,_G._Casalnuovo,_M._Cataneo,_C.-M._Chang,_L._Changeat,_V._Chowdhury,_R._Ciantini,_M._Cilluffo,_J.-F._Coliac,_G._Conzo,_M._Correa,_G._Coulon,_N._Crouzet,_M._V._Crow,_I._Curtis,_D._Daniel,_S._Dawes,_B._Dauchet,_M._Deldem,_et_al._(154_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09673 |
ExoClockプロジェクトは、アリエルミッションの効率を高めることを目的として作成されました。これは、信頼できる正確な天体暦の一貫したカタログを作成するために、Ariel候補の天体暦を長期間にわたって継続的に監視および更新することによって達成されます。この作業は、複数のソースからの$\sim$18000データポイントの統合によって生成された、450の惑星の更新されたエフェメリスの均一なカタログを提示します。これらのソースには、地上の望遠鏡(ExoClockネットワークとETD)からの観測、文献からの中間値、および宇宙望遠鏡(Kepler/K2とTESS)からの光度曲線が含まれます。上記のすべてにより、発見後の年数の半分(中央値)の観測を収集することができ、中央値の不確実性が1分未満のデータが得られました。文献と比較して、プロジェクトによって生成された天体暦はより正確で偏りが少ない。初期の文献天体暦の40\%以上は、精度が低いかドリフトしていたため、プロジェクトの目標を達成するために更新する必要がありました。さらに、プロジェクトの統合アプローチにより、アリエル候補の大部分(95\%)の監視と、欠落データの特定の両方が可能になります。専用のExoClockネットワークは、データのギャップが特定されたときに追加の観測を提供することで、このタスクを効果的にサポートします。これらの結果は、候補惑星の観測範囲を拡大するために継続的な監視の必要性を強調しています。最後に、惑星の観測範囲を拡大することで、19の惑星のサンプルの傾向(TTV-トランジットタイミングの変動)を検出することができます。この作業で使用されるすべての製品、データ、およびコードは公開されており、より広い科学コミュニティがアクセスできます。
単一流体 vs. 多流体: 円盤惑星相互作用の単一流体モデルと多流体ダスト モデルの比較
| Title |
Single_Fluid_vs._Multifluid:_Comparison_between_single_fluid_and_multifluid_dust_models_for_disc_planet_interactions |
| Authors |
Kevin_Chan_and_Sijme-Jan_Paardekooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09830 |
原始惑星系円盤のダストギャップやダストリングなどの下部構造の最近の観察により、ダストを純粋にガス状の円盤モデルに含めることの重要性が強調されています。同時に、ダストとガスを別々にシミュレートする標準モデルでは、計算上の困難が生じます。これらには、よく結合されたダストとガスの間の相互作用を正確にシミュレートするためのコストと、ガス相の解像度を下回る領域でのダスト濃度の問題が含まれます。FARGO3Dを変更することで、これらの問題を克服できる、小さな粒子に有効な終末速度近似を組み込んだ単一の流体アプローチをテストします。この単一流体モデルを、さまざまな惑星質量の多流体モデルと比較します。すべてのケースでダスト密度分布に違いが見られます。大質量でギャップが開いている惑星では、結果として生じるダストリングの振幅に違いが見られます。これは、衝撃周辺の終末速度近似の失敗に起因すると考えられます。低質量惑星の場合、両方のモデルは、終末速度近似が過密なダストローブを示す共回転領域を除いて、どこでも一致します。これらは、熱拡散を伴う非等温シミュレーションで見られる熱ローブのほこりっぽい同等物として暫定的に解釈されますが、これを確認するにはさらに作業が必要です。同じ解像度で、終末速度近似モデルの計算時間は、2流体モデルよりも大幅に短縮されます。終末速度近似は原始惑星系円盤をモデル化するための貴重なツールですが、衝撃が含まれる場合は注意が必要であると結論付けています。
TESS を使用してトランスネプチューン オブジェクトを検出するための最尤系統効果モデリングと整合フィルタリング
TESSミッションからのデータを使用してトランスネプチューンオブジェクト(TNO)を検索するためのパイプラインを提示します。これには、散乱光とポインティングジッターの影響を差し引くための新しい最適化ベースのフレームワークが含まれます。私たちが採用するバックグラウンド減算手順を移動平均と組み合わせると、90366SEDNA、2015BP519などのTNOを「肉眼」で見ることができます。さらに、この手順により、直接目視観察によって2つのTNO候補を特定することもできました（その後、2003UZ413と2005RR43であることが特定されました）。候補TNOの抽出を自動化するために、さまざまな距離と軌道傾斜角にあるオブジェクトに合わせて調整できる一致フィルターを適用します。また、3つのトランスネプチューンオブジェクトの信号を高い信頼度で自動的に回復することにより、アルゴリズムのパフォーマンスを示します。さらに、回復率を大きさと距離の関数としてテストする合成実験を介して、このアプローチを検証します。距離と大きさの間にはトレードオフがあることがわかりました。マグニチュードを制御すると、より速く移動するオブジェクトを検出しやすくなります。私たちの方法は、+21等級で250AUの距離にある天体を検出でき、より暗い等級でより近い天体を検出できます。単一の最新のGPU(NVIDIAA100)で、この方法は1000の2048x2048フレームで5分で100の軌跡を検索でき、以前のアプローチよりも劇的に高速です。この方法を使用して、TNOと潜在的なプラネットナイン候補の大規模な完全自動調査を実行できます。
H1821+643: Swift/BAT サーベイで最も X 線と赤外線の発光量が多い AGN は、急速な星と超大質量ブラック
ホールの質量集合の過程にあります。
| Title |
H1821+643:_The_most_X-ray_and_infrared_luminous_AGN_in_the_Swift/BAT_survey_in_the_process_of_rapid_stellar_and_supermassive_black_hole_mass_assembly |
| Authors |
Hikaru_Fukuchi,_Kohei_Ichikawa,_Masayuki_Akiyama,_Claudio_Ricci,_Sunmyon_Chon,_Mitsuru_Kokubo,_Ang_Liu,_Takuya_Hashimoto,_Takuma_Izumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09255 |
H1821+643は、Swift/BATウルトラで$L_\mathrm{14-150keV}=5.2\times10^{45}$ergs$^{-1}$の最もX線で発光する非ビームAGNです。-硬X線調査であり、超高輝度赤外線(IR)銀河$L_\mathrm{IR}=10^{13.2}L_\odot$であり、巨大な銀河団の中心に位置し、これは非常にユニークです。ローカル宇宙でブラックホール（BH）とホスト銀河の急速な質量集合を達成する環境。SEDフィッティングツールCIGALE-2022.0を使用して、X線からIRへのスペクトルエネルギー分布（SED）をAGNとスターバースト成分に分解し、H1821+643が大量の冷たいガスを消費することを示します（$\dot{M}_\$\log(\mathrm{SFR}/M_{\odot}~\mathrm{yr}^{-1})=3.01\pm0.04$の星形成率とBHの降着率のmathrm{con}$)$\log(\dot{M}_\mathrm{BH}/M_{\odot}~\mathrm{yr}^{-1})=1.20\pm0.05$.この高い$\dot{M}_\mathrm{con}$は、クラスター内媒体(ICM)の冷却速度($\dot{M}_\mathrm{cool}$)、$\dot{M}_\mathrm{con}/\dot{M}_\mathrm{cool}\gtrsim1$、これは他のシステムの典型的な値よりも1～2桁高く、H1821がユニークで極端な環境を提供することを示しています急速なガス消費の。また、[OIII]63$\mu\mathrm{m}$のおかげで、H1821+643が$10^7$Kから$10^2$Kに達する効率的な冷却経路を持っていることも示しました。これは低温域の主な冷却材です。($10^4$Kから$10^2$K)冷却速度は$\dot{M}_{\mathrm{cool}}=3.2\times10^5\M_{\odot}\mathrm{~yr^{-1}}$であり、星形成領域は40kpcスケールを超えています。
天の川銀河周辺の初期型矮小銀河の化学的性質と星の性質
| Title |
Chemical_and_stellar_properties_of_early-type_dwarf_galaxies_around_the_Milky_Way |
| Authors |
Vasily_Belokurov_and_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09258 |
初期型矮星(ETD)は、ガスの供給が途絶えた低質量銀河の進化の終点です。星形成の停止は、古代の星の集団をむき出しにします。天の川の周りの矮小球状銀河と超微光銀河の分解された星の色、等級、金属量、存在量には豊富な情報が保存されており、それらの化学と星の集団を非常に詳細に研究することができます。ここでは、大規模な天体観測、測光、分光調査の繁栄のおかげで、過去10年間で急速に進歩した現在の理解をまとめます。ETD内の太古の恒星集団は、z=2を超えるエポックで物理的条件を小規模で研究するためのユニークな実験室を提供することを強調します。近くの矮星で観察された星形成と化学濃縮の歴史の多様性を強調します。これらのデータは、矮星の進化における重要なプロセスを明らかにするためにまだ完全に解読することはできませんが、重元素生成の場所を特定する最初の成功した試みが行われました.
低質量宿主の衛星の消滅における流出の二重の役割: NGC 3109
| Title |
The_Dual_Role_of_Outflows_in_Quenching_Satellites_of_Low-Mass_Hosts:_NGC_3109 |
| Authors |
Christopher_T._Garling,_Annika_H._G._Peter,_Kristine_Spekkens,_David_J._Sand,_Jonathan_Hargis,_Denija_Crnojevi\'c,_Jeffrey_L._Carlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09262 |
野外で観測された矮小銀河は圧倒的に星が形成されていますが、天の川銀河と同じかそれ以上の密度の環境にある矮小銀河は圧倒的に消光されています。この論文では、小マゼラン雲質量銀河NGC3109($\text{M}_*\sim10^8\,\text{M}_\odot$)の低密度環境におけるクエンチングを調べます。は、2つの既知の矮小衛星銀河(アントリアとアントリアB)をホストします。どちらも、フィールド内の同様の銀河と比較してHIが不足しており、最近星の形成を停止しています。2つの矮小衛星銀河の測定された星形成の歴史とガス質量と合わせて新しい半分析モデルを使用して、密度の高い銀河では一般的なように、星間媒体の直接ラム圧力ストリッピングだけでは消滅できなかったことを示します。環境。代わりに、原始的なガス流入からの衛星の分離と、衛星からの恒星フィードバック駆動の流出（合わせて飢餓クエンチングモデルと呼ばれる）と相まって、NGCへの落下時間と一致するタイムスケールで衛星をクエンチできることがわかりました。3109のハロー。現在、飢餓は「弱い」ラム圧力によって引き起こされ、低密度で弱く結合したガスが矮星衛星に降着するのを防ぎますが、より高密度の星間物質を直接除去することはできないと考えられています。これは、星形成によって駆動される流出が、低質量環境で衛星を消滅させる2つの目的を果たしていることを示唆しています。ホストからの流出は、衛星から星間物質を直接剥ぎ取ることはできませんが、緩やかに除去するには十分な、低密度の銀河周回媒体を形成します。矮小衛星自体の星形成によって引き起こされた、矮小衛星からの束縛されたガス状の流出。
HI 21 cm の放射と吸収による銀河の進化の調査: 平方キロメートル アレイの現状と展望
| Title |
Probing_galaxy_evolution_through_HI_21-cm_emission_and_absorption:_current_status_and_prospects_with_the_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
Rajeshwari_Dutta,_Sushma_Kurapati,_J._N._H._S._Aditya,_Omkar_Bait,_Mousumi_Das,_Prasun_Dutta,_K._Indulekha,_Meera_Nandakumar,_Narendra_Nath_Patra,_Nirupam_Roy,_Sambit_Roychowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09264 |
平方キロメートル配列(SKA)の主な科学的目標の1つは、宇宙時間を通じて銀河の進化において原子状水素(HI)ガスが果たす役割を理解することです。21cmの水素原子の超微細遷移線は、銀河に関連するHIガスの特性を検出および研究するための最良のツールの1つです。この記事では、21cm線の発光と吸収の両方の観測を通じて、HIガスと銀河との関係についての現在の理解を確認します。さらに、SKAとその前駆体およびパスファインダーで可能になるHI科学の概要を提供します。つまり、銀河の進化を支配するさまざまなプロセスを追跡する、近くから高赤方偏移までの銀河のHI21cm放射および吸収研究です。
z=2.6 でのスターバースト ディスクの星間媒体中のアンモニア
| Title |
Ammonia_in_the_interstellar_medium_of_a_starbursting_disc_at_z=2.6 |
| Authors |
M._J._Doherty_(Hertfordshire),_J._E._Geach,_R._J._Ivison,_K._M._Menten,_A._M._Jacob,_J._Forbrich,_S._Dye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09268 |
我々は、$z=2.6$にある重力レンズ効果があり、本質的に超光度の星バースト銀河であるオルソNH$_3$$(J_K=1_0\rightarrow0_0)$であるアンモニアの基底状態の回転放出を検出したことを報告する。統合されたラインプロファイルは、直径5kpcの回転ディスクによって適切にモデル化された運動学を解決した他の分子および原子輝線と一致しています。これは、NH$_3$放出の原因となるガスが地球規模の分子貯留層を広く追跡していることを意味しますが、高密度のポケットに分布している可能性があります($n\gtrsim5\times10^4$cm$^{-3}$)。光度が$2.8\times10^{6}$$L_\odot$の場合、NH$_3$の放出は、銀河の全赤外線光度の$2.5\times10^{-7}$を表し、銀河で観測された比率に匹敵します。オリオン座のクラインマン低層星雲で、天の川銀河の大質量星形成の場所と一致しています。$L_{\rmNH_3}/L_{\rmIR}$が星形成の「モード」の代用として機能する場合、これは、初期宇宙の極端なスターバーストにおける星形成の性質が銀河系のものと似ていることを示唆しています星形成領域、この状態の冷たい星間物質の大部分は、ガスが優勢な円盤の激しい円盤不安定性の嵐によって駆動されていると考えられます。これは、恒星の質量集合のピーク期近くで見られる最も極端な銀河における星形成の「オリオン座に満ちた」画像を支持しています。
ASymba: Simba シミュレーションにおける HI グローバル プロファイルの非対称性
| Title |
ASymba:_HI_global_profile_asymmetries_in_the_Simba_simulation |
| Authors |
M._Glowacki,_N._Deg,_S._L._Blyth,_N._Hank,_R._Dav\'e,_E._Elson,_K._Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09269 |
銀河の空間的に統合された1DHIグローバルプロファイルの非対称性は、銀河の進化を形成する内部プロセス(流出など)と外部プロセス(合体、潮汐相互作用、ラム圧剥離など)の両方について情報を提供してくれます。これらのどれが主にHIプロファイルの非対称性を引き起こすかを理解することは、特に興味深いことです。SKAパスファインダーおよびSKAHI排出量調査に至るまでに、流体力学シミュレーションがそのような研究に役立つリソースであることが証明されました。ここでは、ASymbaの背後にある方法論と最初の結果を紹介します。Simba銀河のHIにおける非対称性。このシミュレーションスイートがこの種の研究に初めて使用されました。これらの銀河のHIコンテンツの模擬観測を生成し、3つの異なる方法を使用してプロファイルの非対称性を計算します。$M_{\rmHI}$はすべての非対称性測定値と最も強い相関関係を持ち、銀河が経験した合体の数、およびガスと銀河の回転とも弱い相関関係があることがわかりました。また、非常に非対称なプロファイルを持つ銀河は、対称的なプロファイルを持つ銀河よりもHIガスの割合が低くなる傾向があり、さらにsSFRパラメーター空間でも同じことが見られるという点で、xGASSサンプルとよく一致しています。低HI質量の銀河の場合、非対称銀河と対称銀河を区別することは困難ですが、高HI質量の銀河ではこれが達成可能になります。これらの結果は、ASymbaの可能性を示し、今後の大規模なHI放出調査との比較を含む、さらなる研究の基礎を提供します。
ジェット パラダイムを打ち破るジェット ナローライン セイファート 1 銀河 -- ホスト銀河の形態の包括的な研究
| Title |
Jetted_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_breaking_the_jet_paradigm_--_a_comprehensive_study_of_host_galaxy_morphologies |
| Authors |
Irene_Varglund,_Emilia_J\"arvel\"a,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Marco_Berton,_Stefano_Ciroi_and_Enrico_Congiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09270 |
ナローラインセイファート1(NLS1)銀河は、主に渦巻銀河に存在する未進化の活動銀河核(AGN)です。しかし、ほとんどの場合、研究されたソースの数が少ないため、相対論的ジェットをホストするこれらのソースの特定のサブクラスであるジェットNLS1銀河のホストも、より多くのホストとして円盤状または楕円形であるかどうかについて議論されています。強力なジェットAGN。14個のNLS1銀河のホストの形態を調べたところ、そのうち11個が37GHzで検出され、これらの銀河源に相対論的ジェットがあることが示されました。この研究で使用されたJバンドとKsバンドのデータは、NordicOpticalTelescope(NOT)で取得されました。より適切なバンドを使用してホスト銀河の測光分解を実行し、さらに、JバンドとKsバンドの両方の観測値を持つすべてのソースのカラーマップを作成しました。12のソースのモデル化に成功し、そのうち9つは円盤状の形態をしている可能性が最も高いものでした。残りのソースのうち、1つのソースは円盤状または矮小銀河のいずれかにホストされている可能性があり、2つのケースでは結果は決定的ではありません。私たちのソースの1つだけが相互作用の明確な兆候を示していますが、私たちのソースのほとんどのカラーマップは、これらの観測の解像度が限られているために気付かれない可能性がある、初期の小さな合体を示している可能性がある核内の十分なダストを示唆しています。私たちの結果は、噴出NLS1銀河の主なホストタイプとして円盤状銀河をさらにサポートします。最も重要なことは、噴出するNLS1のモデル化されたホストの数が現在50を超えており、楕円形のホストがわずかしかないことから、円盤状の銀河も相対論的ジェットを発射して維持することができ、従来のジェットは大規模な楕円銀河だけが相対論的ジェットをホストできるというパラダイムは、非常に時代遅れです。
FRADO のスーパー エディントン ソースの風力学
| Title |
The_Wind_Dynamics_of_Super-Eddington_Sources_in_FRADO |
| Authors |
Mohammad-Hassan_Naddaf,_Bo\.zena_Czerny,_Michal_Zaja\v{c}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09304 |
非流体力学的2.5Dシミュレーションを実行して、ダストに作用する円盤放射圧に基づいて、降着円盤上の物質のダイナミクスを研究します。中心ブラックホールの質量が$10^7$から$10^9M_{\odot}$の範囲で、エディントン率の10倍の降着率を持つ超降着円盤を仮定します。このような高い降着率は、極端な発生源の特徴です。高い降着体の場合、FRADOモデルに基づく放射ダスト駆動メカニズムは常に円盤表面から大量の流出をもたらし、失敗した風はより大きな半径でのみ発生することを示します。流出率はブラックホールの質量に強く依存し、光学的に厚いエネルギー駆動型の解では、$10^8M_{\odot}$より大きい質量の降着率を超える可能性がありますが、運動量駆動型の流出は降着率を超えません。超エディントン降着の場合、採用されたディスクの定常性に違反しません。ただし、この場合でも、ディスクからの流出は強力な機械的フィードバックを意味します。
AllBRICQS: 全天明るく完全なクエーサー調査
| Title |
AllBRICQS:_the_All-sky_BRIght,_Complete_Quasar_Survey |
| Authors |
Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Wei_Jeat_Hon,_Samuel_Lai,_Patrick_Tisserand,_and_Rachel_Webster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09342 |
最後に残っている光学的に明るいクエーサーを発見することを目的とした、全天明るく完全なクエーサー調査(AllBRICQS)からの最初の結果について説明します。|b|を持つ116個のクエーサー(105個が新たに特定)を提示します。>10度、ガイア等級はB_P=16.5またはR_P=16等よりも明るい(さらにわずかに暗い等級の別の4等)、z=0.07-2.45の赤方偏移範囲にまたがる。AllBRICQSのソースは、GaiaとWISE全天衛星ミッションのデータを組み合わせて選択されており、GaiaDataRelease3で候補としてフラグが立てられていないクエーサーを特定することに成功しています。完全性は、マグニチュードと緯度の範囲内で約96%になると予想されます。、予備的な結果は約97%の選択純度を示します。ソースの分類に使用される光学分光法は、ブラックホールの質量測定や前景吸収システムの識別など、詳細なクエーサーの特徴付けも可能にします。AllBRICQSソースは、現在および将来の施設での信号対雑音比の高いフォローアップに利用できるクエーサーの数を大幅に増やします。
宇宙の夜明け中の銀河風による金属濃縮の程度
宇宙の夜明けに銀河の進化を促進する重要なプロセスの1つは、超新星フィードバックです。これは、銀河内の星形成を調節するのに役立つ可能性が高いですが、大規模な銀河間媒体に影響を与える風を駆動することもできます.ここでは、超新星駆動銀河風の単純な半解析モデルを提示し、高赤方偏移(z>6)宇宙における金属濃縮に対する銀河進化のさまざまな段階の寄与を調べます。z~6-8で観測された銀河の光度関数に較正されたモデルは、z~6で~1%、z~12で~0.1%の充填率を持ち、さまざまな星形成の処方箋が約1桁の不確実性を提供することを示しています。風で満たされた空間のごく一部にもかかわらず、これらのシナリオは、z>5のクエーサースペクトルで観測された金属線吸収体の豊富さを説明するのに十分な濃縮ボリュームを提供します。ミニハロ。これらは、z>10で全充填率を支配し、少なくとも総濃縮体積に関して、z~6で通常の銀河からの風と競合することさえあります。しかし、これらの領域は星形成の小さなバーストによって生成されるため、全体的な金属量ははるかに低くなります。最後に、これらの超新星駆動風のz>6でのコンプトン冷却は、宇宙マイクロ波背景放射にわずかな影響しか与えないことを示します。
分子結合エネルギーを推測するための最も制約的な氷の観測を特定する
| Title |
Identifying_the_most_constraining_ice_observations_to_infer_molecular_binding_energies |
| Authors |
Johannes_Heyl,_Elena_Sellentin,_Jonathan_Holdship_and_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09347 |
粒子表面化学を理解するためには、反応速度パラメータをよく理解する必要があります。拡散ベースの反応の場合、これらのパラメータは反応種の結合エネルギーです。ただし、ベイジアン推論を使用して粒子表面の存在量からこれらの値を推定する試みは、十分に制約するデータが不足しているため抑制されます。この作業では、MassiveOptimizedParameterEstimationandData(MOPED)圧縮アルゴリズムを使用して、分子結合エネルギーをより適切に制約するために、将来の氷の観測でどの種を優先する必要があるかを判断します。このアルゴリズムの結果を使用して、将来の観察でどの種に焦点を当てるべきかを推奨します。
FAST無線再結合ラインのベースライン補正：修正されたペナルティ付き最小二乗法平滑化技術
| Title |
Baseline_correction_for_FAST_radio_recombination_lines:_a_modified_penalized_least_squares_smoothing_technique |
| Authors |
Bin_Liu,_Lixin_Wang,_Junzhi_Wang,_Bo_Peng,_and_Hongjun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09555 |
パイロットプロジェクトは、500メートル開口球体望遠鏡(FAST)を使用して、電波再結合線(RRL)の銀河平面上の1度$^2$をマッピングするために進められています。動機は、銀河の電離環境を調査することを目的としたFASTを使用した大規模な銀河平面RRLサーベイの技術と信頼性を検証することです。このデータは、FAST19ビームLバンドのバンドパスが、無線周波数干渉(RFI)と定在波リップルによって深刻な影響を受けていることを示しています。これは、従来の低次多項式ではほとんど修正できません。この論文では、通常は高レベルのノイズを伴う弱い信号を含む電波天文スペクトルの一連のペナルティ付き最小二乗(PLS)ベースのベースライン補正方法を調査します。3つの有望なペナルティ付き最小二乗法、AsLS、arPLS、およびasPLSが評価されます。それらの利点を採用して、RRLスペクトルへのベースラインフィッティングを最適化するために、rrlPLSという名前の修正された方法が開発されました。それらの有効性を確認するために、4つの方法がシミュレーションによってテストされ、観測されたデータセットを使用してさらに検証されます。最適化されたパラメーター$\lambda=2\times10^8$を使用したrrlPLSメソッドは、RRLマップで最も感度が高く信頼性の高い放出機能を明らかにすることがわかりました。人為的なラインプロファイルを実際のデータキューブに注入することにより、rrlPLSのプロファイル歪みのさらなる評価が行われます。シミュレートされた信号と比較すると、信号対ノイズ比が低い処理されたラインは影響を受けにくく、その不確実性は主にrmsノイズによって引き起こされます。rrlPLSメソッドは、FASTRRL調査の将来のデータ処理パイプラインでのベースライン補正に適用されます。適切なパラメータで構成されているため、この作業で検証されたrrlPLS技術は、他の分光プロジェクトにも使用できます。
JCMT BISTRO サーベイ: POL-2 および HAWC+ を使用した、遠赤外線/サブミリ範囲の NGC 2071 の明るい領域の多波長偏光測定
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_Multi-wavelength_polarimetry_of_bright_regions_in_NGC_2071_in_the_far-infrared/submillimetre_range,_with_POL-2_and_HAWC+ |
| Authors |
L._Fanciullo_(1),_F._Kemper_(1_and_2),_K._Pattle_(3),_P._M._Koch_(1),_S._Sadavoy_(4),_S._Coud\'e_(5),_A._Soam_(5_and_6),_T._Hoang_(7),_T._Onaka_(8_and_9),_V._J._M._Le_Gouellec_(5_and_10),_D._Arzoumanian_(11_and_12),_D._Berry_(13),_C._Eswaraiah_(14_and_15),_E._J._Chung_(16),_R._Furuya_(17),_C._L._H._Hull_(18_and_19),_J._Hwang_(7_and_20),_D._Johnstone_(21_and_22),_J.-h._Kang_(7),_K._H._Kim_(7),_F._Kirchschlager_(23),_V._K\"onyves_(24),_J._Kwon_(9),_W._Kwon_(25_and_26),_S.-P._Lai_(27),_C._W._Lee_(7_and_20),_T._Liu_(28),_A.-R._Lyo_(7),_I._Stephens_(29_and_30),_M._Tamura_(9_and_12_and_31),_X._Tang_(32),_D._Ward-Thompson_(24),_A._Whitworth_(33),_H._Shinnaga_(34)_((1)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(2)_European_Southern_Observatory,_(3)_Centre_for_Astronomy,_School_of_Physics,_National_University_of_Ireland_Galway,_(4)_Department_for_Physics,_Engineering_Physics_and_Astrophysics,_Queen's_University,_(5)_SOFIA_Science_Center,_Universities_Space_Research_Association,_NASA_Ames_Research_Center,_(6)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_(7)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(8)_Department_of_Physics,_Faculty_of_Science_and_Engineering,_Meisei_University,_(9)_Department_of_Astronomy,_Graduate_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_(10)_Universit\'e_Paris-Saclay,_CNRS,_CEA,_Astrophysique,_Instrumentation_et_Mod\'elisation_de_Paris-Saclay,_(11)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_(12)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Mitaka,_Tokyo,_(13)_East_Asian_Observatory,_(14)_CAS_Key_Laboratory_of_FAST,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(15)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research,_(16)_Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungnam_National_University,_(17)_Tokushima_University,_(18)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Santiago,_Chile,_(19)_Joint_ALMA_Observatory,_(20)_University_of_Science_and_Technology,_Korea_(UST),_(21)_NRC_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_(22)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Victoria,_(23)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London,_(24)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_(25)_Department_of_Earth_Science_Education,_Seoul_National_University,_(26)_SNU_Astronomy_Research_Center,_Seoul_National_University,_(27)_Institute_of_Astronomy_and_Department_of_Physics,_National_Tsing_Hua_University,_(28)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(29)_Department_of_Earth,_Environment,_and_Physics,_Worcester_State_University,_(30)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(31)_Astrobiology_Center,_National_Institutes_of_Natural_Sciences_(32)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(33)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(34)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Graduate_School_of_Science_and_Engineering,_Kagoshima_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09604 |
偏光ダスト放出は、星間物質と星形成の研究における重要なトレーサーです。ただし、観測された偏光は、磁場構造、ダスト粒子の特性、粒子の整列効率、およびそれらの視線の変化の産物であり、偏光を明確に解釈することは困難です。複数の波長での偏光測定の比較は、この問題を軽減する可能な方法です。HAWC+/SOFIAとSCUBA-2/POL-2(BISTROサーベイから)のデータを使用して、154、214、850$\mu$mのNGC2071分子雲を分析します。偏光角度は、NGC2071の一部で波長によって大きく変化します。これは、各波長が異なるダスト集団を最もよく追跡するため、視線上の磁場の形態が変化することを示唆しています。他の考えられる説明は、雲に複数の偏光メカニズムが存在するか、非常に大きな粒子から散乱することです。観測された波長による偏光率の変化、特に214から154$\μ$m偏光比は、一様な配向効率の仮定の下で現在のダストモデルで再現することは困難です。また、単色強度をカラム密度の代用として使用する標準的な手順では、HAWC+波長で誤った結果が生じる可能性があることも示しています。これらの結果を得るには、長波長(POL-2,850$\mu$m)と短波長(HAWC+,$\lesssim200\,\mu$m)偏光測定の両方を使用することが重要です。この研究は、分子雲のダスト特性と、磁場と星形成の関係を理解するために、サブミリ波帯域での多波長偏光測定が重要であることを明確に示しています。
Sh2-112フィラメント雲複合体における星と星団の形成
輝線星雲Sh2-112周辺の星形成活動を紹介します。$\sim2.1$~kpcの距離で、半径3~pcのこの\ion{H}{2}複合体は、大質量星(O8\,V)BD$+$45\,3216によって照らされています。.関連する分子雲は$2\fdg0\times0\fdg83$の角度スケールで広がり、銀河経度に沿って73~pcx30~pcの線形サイズに対応します。高解像度($30\arcsec$)の吸光度マップは、平均吸光度が$A_{V}\sim2.78$~magで、最大$\sim17$~mag.私たちの分析により、豊富な集団($\sim500$)の若い($\sim1$~Myrの平均年齢)星と多数の($\sim350$)のH$\alpha$エミッターが特定されました。、フィラメント雲と空間的に相関しています。雲の端近くに位置する明るい星BD$+$45\,3216は、電離放射線が高密度のガスに遭遇し、ブリスター型の形態を形成するときに、弧のようなパターンを作成しました。3つの明確な若い星のグループが見つかりました。これらはすべて、雲の複合体の比較的密度の高い部分と一致しており、進行中の星の形成を示しています。さらに、CO同位体粒子によって追跡され、ほぼ$\sim80$~pcに広がる雲フィラメント(励起温度$\sim$~K)には、高密度のコア(励起温度$\sim$28--32~K)OB星によって励起された重要な電離放出(力学年齢$\sim$0.18--1.0~Myr)が関係しています。視線速度は主フィラメントに沿って動的(中央値$\sim-3.65$~km~s$^{-1}$)であり、銀河の東から西に向かって増加し、中央に大質量の星/クラスターを形成する質量の流れを特徴とします。ハブ。
潮汐破壊イベントをホストする銀河からの電波放射のLOFAR検索
| Title |
LOFAR_search_for_radio_emission_from_galaxies_hosting_tidal_disruption_events |
| Authors |
Kamakshi_Kaushik_(1),_Amitesh_Omar_(2),_Brijesh_Kumar_(2),_Kuntal_Mishra_(2)_and_Jagdish_Joshi_(2)_((1)_Savitribai_Phule_Pune_University,_Pune,_India,_(2)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences,_Nainital,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09643 |
144MHzのLOFAR-LoTSS2画像で、23の潮汐破壊イベントのホスト銀河からの電波放出が検索されました。3つのホスト銀河が拡散電波放射で検出されました。これは、銀河シンクロトロン電波放射または高密度銀河環境での拡散電波ハローのいずれかとして解釈できます。大部分の銀河で（一時的な）電波放射が検出されないのは、潮汐破壊イベントに関連する電波放射の自己吸収が原因である可能性があります。検出されたオブジェクトは、AT2018iih、RBS1032、およびNGC5905です。Sw1644+57の非検出も報告されています。
星形成領域におけるマルチスケールダイナミクス: 重力と乱流の相互作用
| Title |
Multi-scale_dynamics_in_star-forming_regions:_the_interplay_between_gravity_and_turbulence |
| Authors |
A._Traficante,_G._A._Fuller,_A._Duarte-Cabral,_D._Elia,_M._H._Heyer,_S._Molinari,_N._Peretto_and_E._Schisano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09665 |
星形成プロセスのマルチスケールビューでは、物質は大きな分子雲から塊やコアに流れます。このパラダイムでは、特に高質量領域で観測された超音速の非熱運動を、特に高質量領域で崩壊中に駆動するのが重力なのか乱気流なのか、そしてどのスケールで重力が最終的に星間物質の乱流を支配するようになるのかはまだ不明です。この問題を調査するために、幅広い質量と表面密度をカバーするように選択された70ミクロンの静かな塊のサンプルのダイナミクスと、それらが埋め込まれている親フィラメントのダイナミクスを組み合わせました。乱流と重力の間の継続的な相互作用を観察します。前者がすべてのスケールで構造を作成し、表面密度の臨界値Sigma_th=0.1gcm^-2に達すると後者が主導権を握ります。最も密度の高いフィラメントでは、この遷移はパーセクまたはさらに大きなスケールで発生する可能性があり、領域全体のグローバルな崩壊につながり、大規模なオブジェクトの形成につながる可能性が最も高い.
尾の物語: M81 グループの潮汐破壊超拡散銀河
| Title |
A_Tale_of_a_Tail:_A_Tidally-Disrupting_Ultra-Diffuse_Galaxy_in_the_M81_Group |
| Authors |
Rokas_\v{Z}emaitis,_Annette_M._N._Ferguson,_Sakurako_Okamoto,_Jean-Charles_Cuillandre,_Connor_J._Stone,_Nobuo_Arimoto,_Mike_J._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09713 |
超拡散銀河(UDG)の最も近い既知の例であるF8D1に関連する星の巨大な潮汐尾の発見を紹介します。F8D1は、複雑で明るい銀河巻雲に支配された空の領域にあり、20年以上前に発見されて以来、ほとんど研究されていません。潮汐の特徴は、M81グループのSubaruHyperSuprime-Camサーベイからのデータを使用して作成した、分解された赤色巨星分枝星のディープマップで明らかになりました。それは$\mu_g\sim32$magarcsec$^{-2}$の平均表面輝度を持ち、現在の画像では、F8D1の距離で$\gtrsim$60kpcを超えて追跡できます。銀河の北東、矮小渦巻NGC2976とM81の方向を指しています。CFHTのMegaCamで取得したディープマルチバンド画像を使用してF8D1の本体特性を再検討し、1.7-1.9kpcの有効半径と$\mu_{0}\sim24.7-25.7$magの中心表面輝度を測定します。銀河の反対側に対称的な特徴があると仮定すると、F8D1の現在の光度の$30-36$%がストリームに含まれていると計算されます。F8D1の分裂の最も可能性の高い起源は、M81への最近の接近通過であり、ガスを剥ぎ取り、星形成を消滅させたと主張します。非常に低い表面輝度での研究を可能にするのに十分に近い唯一のUDGであり、潮汐剥離と加熱に明確にリンクされた最初のUDGとして、F8D1は特に重要です.多くまたはほとんどのUDGは同様のプロセスの結果である可能性があり、これの最も明白な兆候は現在の検出限界以下に潜んでいます。
孤立したパルサー観測に対する中性子星出生キック速度の較正
| Title |
Calibration_of_neutron_star_natal_kick_velocities_to_isolated_pulsar_observations |
| Authors |
Veome_Kapil,_Ilya_Mandel,_Emanuele_Berti,_Bernhard_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09252 |
ラピッドバイナリ人口合成シミュレーションにおける超新星出生キックの現在の処方箋は、単純な関数を単一のパルサー速度データに適合させることに基づいています。Mandel&M\"ullerによって開発された孤立系および連星系で中性子星が受ける出生キックの新しいパラメーター化を調査します。これは、1Dおよび3Dの超新星シミュレーションに基づいており、前駆体の特性、残骸の質量、およびキック速度.銀河の単一パルサーの非常に長いベースライン干渉法速度測定を使用して、このモデルの2つの自由パラメーターを制約します.ネイタルキックパラメーターの推定値は、単一進化シナリオと連星進化シナリオの間で大きく異なることはありません.これらのパラメータは$v_{\rmns}=520$kms$^{-1}$であり、中性子星のキックのスケーリング前因子であり、$\sigma_{\rmns}=0.3$であり、一部の確率的散乱です。キックの速度で。
瀕死の星のジェット膨張した繭: LIGO で検出可能な新しい重力波源
| Title |
Jet-Inflated_Cocoons_in_Dying_Stars:_New_LIGO-Detectable_Gravitational_Wave_Sources |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Hiroki_Nagakura,_Alexander_Tchekhovskoy,_Priyamvada_Natarajan,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Nick_Kaaz,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09256 |
宇宙で最も強力なイベントであるロングガンマ線バースト(LGRB)は、死にかけている大質量星から発生するジェットによって生成されます。高度にビーム化されたジオメトリと巨大なエネルギーにより、ジェットは有望な重力波(GW)源になります。ただし、それらのサブヘルツGW放射は、地上ベースのGW検出器(LIGO)周波数帯域の外側にあります。瀕死の星の3D一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを使用して、特徴的なジェット活動にわたって、LIGOバンド$0.1-0.6$kHz内で強力な準球状GW放射を放出する乱流でエネルギーの高い泡繭をジェットが膨張させることを示します。タイムスケール、$\approx10-100$s.これは、LIGOによって数百Mpcまで検出可能な最初の非スパイラルGWソースであり、LIGO観測実行O4中に予想される検出可能なイベントは約0.1～10$です。これらのGWは、検出可能なエネルギーのコア崩壊超新星と繭の電磁放射を伴う可能性が高く、マルチメッセンジャーのソースを約束するジェット星の爆発を作ります。
NGC 253 のスターバーストによる流出の X 線特性
| Title |
X-ray_Properties_of_NGC_253's_Starburst-Driven_Outflow |
| Authors |
Sebastian_Lopez,_Laura_A._Lopez,_Dustin_D._Nguyen,_Todd_A._Thompson,_Smita_Mathur,_Alberto_D._Bolatto,_Neven_Vulic,_Amy_Sardone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09260 |
我々は{\itチャンドラ}X線天文台からの$\approx$365~ksの観測から得た画像とスペクトルデータを分析し、近くの真横にあるスターバースト銀河NGC~253を分析して、アウトフローの高温相の特性を制約した。流出の$-$1.1から$+$0.63kpcの領域に分析の焦点を当て、最適な温度と金属存在量を決定するスペクトル抽出用にいくつかの領域を定義します。温度と電子密度は流出の中央$\sim$250pc領域でピークに達し、距離とともに減少することがわかりました。これらの温度と密度のプロファイルは、断熱的な球状に拡大するスターバースト風のモデルとは一致せず、質量負荷や非球状の流出ジオメトリなどの追加の物理学の存在を示唆しています。得られた温度と密度は、核領域で数ミリの冷却時間をもたらします。これは、高温ガスが短軸に沿って逃げるときにバルク放射冷却を受ける可能性があることを意味する可能性があります。O、Ne、Mg、Si、S、およびFeの金属存在量はすべて中央領域でピークに達し、流出に沿った距離とともに減少しますが、Neは平坦な分布を維持します。金属の存在量は、スターバースト領域外での大幅な希釈を示しています。また、質量流出率の見積もりも見つかりました。これは、北部の流出で$2.8\:M_{\odot}/\rm{yr}$、南部の流出で$3.2\:M_{\odot}/\rm{yr}$です。.さらに、電荷交換からの放出を検出し、それがアウトフローの中央および南部領域での総広帯域($0.5-7$~keV)X線放出に大きく寄与($20-42$\%)していることを発見しました。.
楕円銀河NGC 5813の高温大気の化学構造と熱構造
| Title |
The_Chemical_and_Thermal_Structure_of_the_Hot_Atmosphere_of_the_Elliptical_Galaxy_NGC_5813 |
| Authors |
D._Chatzigiannakis,_A._Simionescu,_F._Mernier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09276 |
アーカイブの深部X線観測を使用し、最新の原子線放射データベースに基づく複数温度スペクトルモデルを採用して、銀河群NGC5813の化学的および熱的構造の堅牢な表現を提示します。私たちのターゲットの選択は、NGC5813が非常にリラックスした形態を持っているという事実によって動機付けられており、グループ内媒体(IGrM)におけるAGNフィードバックの影響の研究の有望な候補となっています。私たちの結果は、銀河団のNE-SW方向に沿った冷たいガスの顕著な拡張分布を示しており、銀河団の中心銀河にある超大質量ブラックホールがIGrMと相互作用することが知られている方向と相関しています。私たちの分析は、その場での冷却などの代替シナリオを明示的に除外することはできませんが、ガスがグループの中心から持ち上がっていることを示しています。IGrMの化学構造に関しては、大規模なクラスターでの以前の発見とは異なり、中央のAGNからのジェット/ローブによる最近の金属輸送の証拠は見つかりません。代わりに、元素の存在量は、グループ全体で平均して太陽の近くにとどまります。元素の分布は、ガラクトセントリック半径、方位角、およびガスの熱力学とは無関係であるように見え、IGrMが効率的に混合されたことを示唆しています。存在量分布の大規模な均一性は、全体的に緩和された形態にもかかわらず、NGC5813に複雑な動的プロセスが存在することを意味します。極端なAGNフィードバックまたはスロッシングの過去のイベントが、この背後にある主なメカニズムである可能性があります。
ボンディ半径周辺の高温降着流の数値シミュレーション
これまでの数値シミュレーションでは、ブラックホール周辺の高温の降着流で強風が発生する可能性があることが示されています。これらの研究のほとんどは、中央のブラックホールに近い領域のみに焦点を当てているため、風の生成がボンダイ半径周辺の大きな半径で停止するかどうかは不明です。ブら。2016年は核星重力下でのボンダイ半径周辺の高温降着流を研究した。彼らは、核星の重力がブラックホールの重力に匹敵するほど重要である場合、ボンダイ半径の周りに風が発生しないことを発見しました。ただし、一部の銀河では、ボンダイ半径周辺の核星の重力が強くない場合があります。この場合、ボンダイ半径の周りに風が発生するかどうかは明らかではありません。流体力学的シミュレーションを実行することにより、熱伝導がある場合とない場合のボンダイ半径周辺の高温降着流を調べます。仮想粒子軌道法を使用して、シミュレーションデータに基づいて風が存在するかどうかを調べます。私たちの数値結果は、核星の重力がない場合、ボンダイ半径の周りに風が発生し、質量流入率が内側に減少することを示しています。元らの結果を確認します。これは、対流ではなく風によるガスの質量損失によるものであることを示しています。
深い XMM-Newton 観測による PeVatron 候補 HESS J1702-420 のレプトン放出シナリオの制約
| Title |
Constraining_leptonic_emission_scenarios_for_the_PeVatron_candidate_HESS_J1702-420_with_deep_XMM-Newton_observations |
| Authors |
L._Giunti,_F._Acero,_B._Khelifi,_K._Kosack,_A._Lemiere,_R._Terrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09566 |
未確認のTeV源HESSJ1702-420は、100TeVまでの非常に硬いガンマ線スペクトルを持つ小規模な発光サブ領域の発見に基づいて、新しいハドロンPeVatron候補として最近提案されました(HESSJ1702-420Aと名付けられました)。.H.E.S.S.測定だけでは、多波長アプローチを選択しました。隠れたレプトン加速器との関連の可能性を探る目的で、XMM-Newton衛星を使用して深部X線観測が行われました。X線データには、HESSJ1702-420Aに対応する明確な証拠は見つかりませんでした。近くのすべてのX線点源との関連を除外した後、HESSJ1702-420A領域の拡散X線放射と平均磁場の厳密な上限を導き出しました。さらに、HESSJ1702-420Aとの関連は明らかではありませんが、除外することもできない、新しい拡張X線源の偶然の発見を報告します。Gammapy、Naima、およびXspecに基づく、X線およびガンマ線データの多波長モデリング専用の一連のスクリプトは、この作業のコンテキストで開発され、この論文と共に公開されています。
アインシュタインプローブ(EP)は、軟X線帯の空を監視するように設計されたミッションです。これは、前例のない感度と監視リズムで、高エネルギー過渡現象の体系的な調査と特性評価、および可変オブジェクトの監視を実行します。それは、ロブスターアイマイクロポアX線集束光学系によって実現される大きな瞬間視野（3,600平方度）を持っています。EPはまた、フォローアップ観測と新たに発見されたトランジェントの正確な位置決めを行うために、より大きな有効領域を持つ従来のX線集束望遠鏡を搭載しています。一時的なオブジェクトのアラートは、公開され、タイムリーに発行されます。EPの科学的目標は、かすかな、遠くにある、またはまれなタイプの高エネルギーのトランジェントと可変ソースを発見することに関係しています。適度な規模のミッションの範囲内で、EPは、近くの宇宙から高赤方偏移の宇宙まで、幅広い科学的トピックをカバーします。アインシュタイン探査機は、中国科学院のミッションであり、国際共同プロジェクトでもあります。この論文では、背景、科学的目的、および採用されたマイクロポアオプティクスとCMOS技術を含むミッション設計、機器と期待される性能、およびミッションプロファイルを提示します。プロジェクトの開発状況も表示されます。
2018年バースト時のMAXI J1820+070のガンマ線観測
| Title |
Gamma-ray_observations_of_MAXI_J1820+070_during_the_2018_outburst |
| Authors |
H._Abe,_S._Abe,_V._A._Acciari,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_G._Emery,_et_al._(383_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09785 |
MAXIJ1820+070は、コンパクトな天体としてブラックホールを持つ低質量X線連星です。この連星は、2018年3月から10月にかけて非常に明るいX線爆発を起こし、この全期間中の電波放射による非熱粒子集団の証拠を示しています。200GeVを超えるエネルギーでのH.E.S.S.、MAGIC、およびVERITAS実験によるMAXIJ1820+070アウトバーストの59.5時間の観測結果を組み合わせた結果が、0.1～500GeVのFermi-LATデータ、および電波からXまでの多波長観測とともに提示されます。-光線。MAXIJ1820+070からのガンマ線放出は検出されませんでしたが、得られた上限と多波長データにより、非熱粒子集団とジェットシンクロトロンスペクトルに関する合理的な仮定の下で、ソース特性に意味のある制約を課すことができます。特に、高エネルギーガンマ線放出領域がソースのハード状態の間に存在する場合、その予測されるフラックスは、得られたFermi-LATの上限より最大で20倍低くなければならないことを示すことができます。等分布よりかなり下の磁場の場合はより近くなります。状態遷移中、電子が最大500GeVまで加速されるというもっともらしい仮定の下で、多波長データとガンマ線の上限は、高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線放出の可能性があるという結論に一貫して導きます。領域は、ブラックホールから10^11～10^13cmの距離に配置する必要があります。低質量X線連星からの同様のバーストは、近い将来、CTAなどの今後の機器で検出できる可能性があります。
Swift および測光分析による SARA データを使用して高 z Fermi-LAT BL Lacs を明らかにする
| Title |
Revealing_high-z_Fermi-LAT_BL_Lacs_using_Swift_and_SARA_data_with_photometric_analysis |
| Authors |
Y._Sheng,_M._Rajagopal,_A._Kaur,_M._Ajello,_A._Dominguez,_A._Rau,_B._Cenko,_J._Greiner,_D._H._Hartmann,_I._Cox,_S._Joffre,_C._Karwin,_A._Mcdaniel,_R._Silver,_N._Torres-Alba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09877 |
BLLacertae(BLLac)天体はブレザーの一種で、特徴のない光スペクトルが特徴です。これは、BLLacsの赤方偏移を測定する際の課題です。この論文では、フォトメトリックドロップアウト技術を使用して、BLLacオブジェクトの赤方偏移を測定します。$uvw2,\uvm2,\uvw1,\u,\b,\v,\g',\r',\i',\z'$フィルター。60BLLacsを観察し、41ソースの信頼できる赤方偏移の上限を報告します。4つの高$z$BLLacs($z>1.3$)を発見し、この方法で見つかった高$z$BLLacsの数を20まで増やしました。blazar分割、および4LACカタログとフォトz技術で発見されたすべての高$z$BLLacsを使用したガンマ線の地平線。
| Title |
Intermediate-mass_black_holes_and_the_fundamental_plane_of_black_hole_accretion |
| Authors |
Kayhan_G\"ultekin,_Kristina_Nyland,_Nichole_Gray,_Greg_Fehmer,_Tianchi_Huang,_Matthew_Sparkman,_Amy_E._Reines,_Jenny_E._Greene,_Edward_M._Cackett,_and_Vivienne_Baldassare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09890 |
恒星質量$M_{*を持つ銀河で見つかった、質量$10^{4.9}<M<10^{6.1}\M_{\odot}$の8つのアクティブな中間質量ブラックホールのサンプルの新しい5GHzVLA観測を提示します。}<3\times10^{9}\M_{\odot}$.8つのソースのうち5つが高い有意性で検出されました。検出のうち、4つは点源と一致し、1つ(SDSSJ095418.15+471725.1、ブラックホール質量$M<10^{5}\M_{\odot}$)は、ジェットを含む拡張放出を明確に示しています。形態。新しい電波データをブラックホールの質量と文献のX線測定値と組み合わせて、ソースをブラックホールの降着の基本平面に配置しました。ソースが基本平面と一致する程度は、光学的な狭い輝線比に基づく星形成/複合/AGN分類に依存することがわかりました。単一の星形成源は、基本平面と一致しません。3つの複合ソースは一致しており、4つのAGNソースのうち3つが基本平面と一致していません。この不一致は本物であり、星形成をブラックホール活動に誤って帰した結果ではないと私たちは主張します.代わりに、AGNのような光輝線比を持つサンプル内のソースを基本平面に従わないものとして識別し、基本平面を使用して、電波スペクトルインデックス、放射効率、またはエディントン画分。
符号化された画像の PSF
| Title |
PSFs_of_coadded_images |
| Authors |
Rachel_Mandelbaum,_Mike_Jarvis,_Robert_H._Lupton,_James_Bosch,_Arun_Kannawadi,_Michael_D._Murphy,_Tianqing_Zhang,_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09253 |
共加算スキームの選択と、結果として得られる共加算画像の点広がり関数(PSF)との間の接続の詳細な調査を提供します。特に、共加算アルゴリズムのどのプロパティが、明確に定義されたPSFを持つ最終的な共加算画像につながるかを調査します。この議論の重要な要素は次のとおりです。1.線形共加算スキームが、比較的単純なシナリオと重み関数の選択に対しても、明確に定義されたPSFを欠く共加算をどのように生成できるかを示します。2.(a)各入力画像のPSFが同じである場合、または(b)coaddが独立した重みで生成される場合に、線形coaddが明確に定義されたPSFのみを持つという事実のより正式なデモンストレーションを提供します。信号の。3.2つのもっともらしい非線形共加算アルゴリズム(中央値とクリップ平均)が星の一貫したPSFプロファイルを生成できないいくつかの理由について説明します。4.すべての非線形共加算手順は、拡張オブジェクトに対して明確に定義されたPSFを生成できないことを示します。最後に、明確に定義されたPSFが必要な目的では、信号と相関せず、関心のある典型的なオブジェクト全体でほぼ均一な重みを持つ線形共加算スキームを使用する必要があると結論付けます。
| Title |
A_Double_Layered_Water_Cherenkov_Detector_Array_for_Gamma-Ray_Astronomy |
| Authors |
Samridha_Kunwar,_Hazal_Goksu,_Jim_Hinton,_Harm_Schoorlemmer,_Andrew_Smith,_Werner_Hofmann_and_Felix_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09305 |
現在、地上レベルの粒子検出は、TeV{\gamma}線天文学への十分に確立されたアプローチです。水で満たされた検出ユニットで生成されたチェレンコフ光の検出は、実績のある費用対効果の高いアプローチです。ここでは、将来の南部広視野ガンマ線天文台(SWGO)に向けたユニットの最適化について説明します。アレイ内の各水チェレンコフ検出器(WCD)ユニットが、黒い壁または反射壁を持つ2つのチャンバーと、各チャンバーに1つのPMTで構成される構成を調査します。下向きのPMTを備えた浅い下部チャンバーにより、{\gamma}線天文学におけるバックグラウンドの主な発生源であるミュー粒子タグ付けとハドロン誘起空気シャワーの識別が可能になります。{\gamma}/ハドロンの分離力と達成可能な角度分解能が、この構成の検出器ユニットの形状と壁の反射率にどのように依存するかを調査します。両方のチャンバーにいくつかの反射面があるこの二重層構成では、優れた角度分解能、バックグラウンド除去力、および低エネルギー応答が達成可能であることがわかります。
動径速度測定の正確なキャリブレーションのためにレーザー周波数コムのスペクトルを平坦化するための全フォトニック動的デバイス
| Title |
An_all-photonic,_dynamic_device_for_flattening_the_spectrum_of_a_laser_frequency_comb_for_precise_calibration_of_radial_velocity_measurements |
| Authors |
Nemanja_Jovanovic,_Pradip_Gatkine,_Boqiang_Shen,_Maodong_Gao,_Nick_Cvetojevic,_Katarzyna_{\L}awniczuk,_Ronald_Broeke,_Charles_Beichman,_Stephanie_Leifer,_Jeffery_Jewell,_Gautam_Vasisht_and_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09455 |
レーザー周波数コムは、最高の動径速度精度に到達するために急速に重要になってきています。欠点の1つは、スペクトル全体でコームラインの明るさが大きく変動することです(最大4～5桁)。これにより、一部のラインが飽和する一方で、他のラインは低信号でノイズの中で失われる可能性があります。これらの効果のいずれかでラインを失うと、精度が低下し、コームの効果が低下します。さらに、コームラインの明るさは時間とともに変化する可能性があり、最初は妥当なSNRを持つコームラインを上記の2つの領域に追いやる可能性があります。これら2つの影響を軽減するために、レーザー周波数コムは光学フラットナーを使用します。フラットナーは通常、コム光をグレーティングで分散させ、空間光変調器を使用してスペクトル全体の振幅を制御してから、光を別のシングルモードファイバーに再結合して分光器に送信するバルク光学セットアップです。これらのセットアップは、大規模(小さなベンチトップ)、高価(数十万ドル)になる可能性があり、安定性が制限されます。これらの問題に対処するために、チップ上の全フォトニックスペクトルフラットナーを開発しました。このデバイスは、SiNチップ上の光導波路から構成されています。レーザー周波数コムの出力光ファイバーからの光はチップに直接接続でき、そこで光は最初にアレイ導波路グレーティングを使用して分散されます。各チャンネルの明るさを制御するために、光はマッハツェンダ干渉計を通過してから、2番目のアレイ導波路回折格子と再結合されます。熱光学位相変調器は、必要に応じて経路長がチャネルに一致するように再結合する前に、各チャネルで使用されます。ここでは、第1世代のプロトタイプの結果を示します。このデバイスは、1400～1800nm(Hバンドをカバー)で動作し、20、20nm幅のチャネルを備えています。
uGMRT のリアルタイム ブロードバンド RFI フィルタリング システムの性能解析手法
| Title |
Performance_Analysis_Techniques_for_Real-time_Broadband_RFI_Filtering_System_of_uGMRT |
| Authors |
Kaushal_D._Buch,_Ruta_Kale,_Kishor_D._Naik,_Rahul_Aragade,_Mekhala_Muley,_Sanjay_Kudale,_Ajith_Kumar_B |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09504 |
人工の無線周波数干渉(RFI)として知られる人間の活動からの電磁放射は、電波天文観測に悪影響を及ぼします。UpgradedGiantMetrewaveRadioTelescope(uGMRT)アレイの近くでは、電力線のスパークが800MHz未満の周波数を観測する際の干渉の主な原因です。リアルタイムの広帯域RFI検出およびフィルタリングシステムは、uGMRT広帯域信号処理バックエンドの一部として実装され、広帯域RFIの影響を軽減します。uGMRTのビームフォーマモードと相関モードでの観測用システムのテストと試運転に使用される性能分析手法を紹介します。データの分析と解釈とともに、フィルター処理されていないデータとフィルター処理されたデータを同時に記録する概念と実装について、例を使用して説明します。ビームフォーマモードでは、スペクトログラム、単一スペクトルチャネル、およびそのフーリエ変換がパフォーマンス分析に使用されますが、コリレータモードでは、相互相関関数、クロージャフェーズ、および同時に記録されたフィルタリングされていないものとフィルタリングされたものからの可視性が実行されます。これらの手法は、ブロードバンドRFIフィルターのパフォーマンスをテストし、uGMRTユーザーにリリースするために使用されます。
分解された星のアインシュタインリングの進化する形態
近くの星による強い重力レンズ効果を考慮します。コンパクトな質量によるレンズ効果の波動光学処理を使用して、そのような恒星レンズの周りに形成される可能性のあるアインシュタインリングを研究します。これらの大きくて明るいリングは、既存の機器で解決できます。このようなレンズ現象は数時間または数日で起こり、光増幅のピークは数分続きます。そのような出来事の多くは、ガイア天文カタログを使用して予測される可能性があります。偶然の発見も可能です。偶発的な配置は、系外惑星の確認や発見、研究に使用できます。背景に密集した星の領域があるレンズの場合、これらのイベントは毎年またはより頻繁に発生する可能性があり、継続的または反復的な監視が保証されます。アインシュタインリングの進化する形態の解決されたイメージングと分光法は、レンズとソースの両方に関する知識を提供します。アインシュタインリングの角度サイズは、レンズの質量を直接測定することになります。ソースの主画像と副画像の方向の変化は、天文情報を提供します。イベントの継続時間は、ソースのサイズを決定するのに役立ちます。惑星レンズイベントの空の位置は、惑星の軌道を制約します。リングの分光法により、ソースの直接調査が可能になります。これらの事象の頻度と予測可能性、および画像化によって得られる豊富な情報は、近くの星の周りに形成されるアインシュタインリングの検索と研究専用の既存の施設または新しい機器を使用した観測キャンペーンを動機付けます。具体的な例として、$\alpha$ケンタウリAによる赤色巨星の予測された2028年のレンズ効果を考えます。
近赤外天文学のためのマイクロストリップライン結合動的インダクタンス検出器の設計
| Title |
Design_of_microstrip-line_coupled_kinetic_inductance_detectors_for_near_infrared_astronomy |
| Authors |
Shiling_Yu,_Shibo_Shu,_Ran_Duan,_Lihui_Yang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09544 |
キネティックインダクタンス検出器(KID)は、その低ノイズ、高速応答、およびフォトンカウンティング特性により、太陽系外惑星の探索などの天文観測において大きな可能性を秘めています。この論文では、近赤外天体観測用のマイクロストリップライン結合KIDアレイの設計プロセスとシミュレーション結果を提示します。コプレーナ導波路(CPW)フィードラインと比較して、マイクロストリップフィードラインはエアブリッジを必要としないため、製造プロセスが簡素化されます。設計部分では、主にインピーダンス変換ネットワーク、KID構造、および周波数クロストークシミュレーションに焦点を当てています。テストアレイには、8行13列の合計104個の共振器があり、範囲は4.899~6.194~GHzです。ピッチサイズは約200~$\mu$mで、周波数クロストークはシミュレーションで50~kHz未満です。
LiteBIRD用低周波望遠鏡焦点面検出器モジュールの開発
| Title |
Development_of_the_Low_Frequency_Telescope_Focal_Plane_Detector_Modules_for_LiteBIRD |
| Authors |
Benjamin_Westbrook,_Christopher_Raum,_Shawn_Beckman,_Adrian_T._Lee,_Nicole_Farias,_Andrew_Bogdan,_Amber_Hornsby,_Aritoki_Suzuki,_Kaja_Rotermund,_Tucker_Elleflot,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Shannon_M._Duff,_Johannes_Hubmayr,_Michael_R._Vissers,_Michael_J._Link,_Greg_Jaehnig,_Nils_Halverson,_Tomasso_Ghigna,_Masashi_Hazumi,_Samantha_Stever,_Yuto_Minami,_Keith_L._Thompson,_Megan_Russell,_Kam_Arnold,_Maximiliano_Silva-Feaver_(for_the_LiteBIRD_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09864 |
LiteBIRDは、2020年代後半にL2から全天にわたって34～448GHzの宇宙マイクロ波背景放射と銀河前景の偏波を測定するように設計されたJAXA主導の戦略的大型衛星ミッションです。科学ペイロードには、ミッションの周波数範囲の一部をカバーする独自の受信機を備えた低周波、中周波、高周波望遠鏡と呼ばれる3つの望遠鏡が含まれています。低周波望遠鏡は、銀河の前景と宇宙のマイクロ波背景からのシンクロトロン放射をマッピングします。総帯域幅が34～161GHzの低周波望遠鏡用の低周波焦点面モジュールの設計、製造、および特性評価について説明します。全周波数範囲をカバーするために、8つのオーバーラップバンドを持つ合計4つの異なるピクセルタイプがあります。これらのモジュールは、熱絶縁、機械的サポート、および検出器の放射バッフルを提供する単一の低周波焦点面ユニットに収容されています。モジュール設計は、周波数ドメイン多重化で読み取られる遷移エッジセンサーボロメーターに結合されたマルチクロイックレンズレット結合正弦波アンテナアレイを実装します。この技術は、地上での宇宙マイクロ波背景放射実験において強力な遺産を持っていますが、宇宙環境の広い周波数範囲、低い光負荷条件、および高い宇宙線背景放射により、LiteBIRDに適したこの技術をさらに開発する必要があります。これらの議事録では、78、100、および140GHzを中心とした帯域を持つ三重化プロトタイプピクセルの光学的およびボロメータ特性について説明します。
LAMOST DR8による初期型星の統計的性質
| Title |
The_statistical_properties_of_early-type_stars_from_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Yanjun_Guo,_Chao_Liu,_Luqian_Wang,_Jinliang_Wang,_Bo_Zhang,_Kaifan_Ji,_ZhanWen_Han,_XueFei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09272 |
大質量連星は、多くの天体物理分野で重要な役割を果たしています。大質量連星の統計的性質を調べることは、大質量星の形成を追跡し、恒星集団の進化を制限するために不可欠です。しかし、大質量連星の統計的性質については合意が得られていません。これは主に、分光観測の大規模で均一なサンプルが不足しているためです。初期型星(O-、B型、およびA型の星)に基づいて、有効温度$T_{\rmeff}$、星の金属量[M/H]、および投射速度$v\sin{i}$への依存性を調べます。LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)DataReleaseEight(DR8)からの均一な分光サンプル。$f_{\rmb}^{\rmin}$が$T_\mathrm{eff}$の増加とともに増加することがわかりました。バイナリ分率は、サンプル内のスペクトルの金属量と正の相関があります。検討したすべての$v\sin{i}$値に対して、$f_{\rmb}^{\rmin}$は$\sim$50\%の定数値を持ちます。連星集団は広い範囲の$v\sin{i}$値にわたって比較的均等に分布しているように見えますが、サンプル全体ではほとんどの星が$v\sin{i}$の低い値に集中していることを示しています(おそらく単一の大質量星の強風と磁気ブレーキによる)および$v\sin{i}$の高い値(連星の合体による可能性が高い)。恒星の進化と連星の相互作用がこれの一部の原因である可能性があります。および[M/H]。分布の不確実性は、観測頻度が高くなるほど、サンプルサイズが大きくなるにつれて減少します。
$\delta$-太陽黒点のアンブラル磁気ノットの特徴付け
| Title |
Characterizing_the_Umbral_Magnetic_Knots_of_$\delta$-Sunspots |
| Authors |
A._A._Norton,_P._J._Levens,_K._J._Knizhnik,_M._G._Linton_and_Y._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09381 |
デルタ($\delta$)スポットは、正の影と負の影が半影を共有する活動領域(AR)です。それらは強いフレアの発生源であることが知られています。$\delta$構成に関与する傘フラックスの割合を測定し、磁気結び目、つまり隣接する傘のダイナミクスを分離するために、新しい量、$\delta$(Do$\delta$)の次数を導入します。$\delta$構成で。HelioseismicおよびMagneticImagerデータを使用して、19の$\delta$スポットと11の$\beta$スポットを詳細に分析し、120の$\delta$スポットをより詳細に分析します。$\delta$-regionsはずっと$\delta$-configurationにあるわけではありませんが、観察された時間の55$\%$を$\delta$-spotsとして費やし、平均最大Do$\delta$/72$\%$。$\beta$-spotsと比較して、$\delta$-spotsは最大アンブラルフラックスが2.6$\times$、フラックス出現率が1.9$\times$、自転が2.6$\times$、72$\times$です。フレアエネルギー。平均して、磁気ノットは17$^{\circ}$day$^{-1}$回転し、$\beta$スポットは2$^{\circ}$day$^{-1}$回転します。磁気ノットの約72$\%$は、アンチヘイルまたはアンチジョイの傾きを示し、$\beta$スポットのわずか9$\%$とは対照的です。$\phi_{Do\delta}$とその領域から放出されるフレアエネルギーとの間には正の相関が存在します。$\delta$スポットは、半球の現在のヘリシティ規則64$\%$に従います。$\delta$スポットの84$\%$は単一のフラックス出現イベントによって形成され、58$\%$は四極磁気配置を持っています。$\delta$-スポットの特徴は、次のような形成メカニズムの特徴と一致しています:42$\%$キンク不安定性またはシグマ効果、32$\%$マルチセグメント浮力、16$\%$衝突および分類されていないが上昇しているOリングと一致する2つのアクティブな領域。
順方向モデリングと急速に回転する星のモード同定の探求
Asteroseismologyは、振動スペクトルの特性を星の内部物理学に関連付けることによって、何千もの星の内部物理学に窓を開きました。モードの識別、つまり、測定された振動周波数を対応するモードのジオメトリとプロパティに関連付けるプロセスは、地震スペクトルのこの分析の基礎です。急速に回転する星では、モードが複雑な形状を想定し、周波数の規則的なパターンがコリオリの力と遠心力の平坦化の影響下で混乱するため、この識別は困難な作業であり、不完全なままです。この記事では、最初に、光線力学、完全な(非)断熱計算、または従来の回転近似を使用して予測される、急速に回転する星に現れるさまざまなクラスのモードジオメトリと、関連する周波数および周期パターンについて説明します。.これらのパターンは構造量に比例し、これらの星の構造と進化に関する重要な制約を導き出すのに役立ちます。重力モードのパルセータ振動スペクトルの解読に関して、過去数年間に達成された驚くべき進歩と、振動モードを識別するための機械学習分類技術と、圧力の基礎となる物理学にアクセスできるようにするパターン分析戦略に基づく最近の開発を要約します。-モードパルセータ。これらのアプローチは、古典的なパルセータの星地震学をアンサンブルする道を開きます。最後に、これらの最近の進歩を組み合わせて順方向地震モデリングを改善する方法を強調します。有名な高速自転星であるラサルハグの例に焦点を当て、このような星のアラカルトモデリングを取得するプロセスと必要な進歩を説明します。
ポリトロープ関係を持つ現実的な恒星モデルの構築
この研究の目的は、不均一なポリトロープ指数を持つ単純な恒星モデルを構築することです。エムデン方程式は、実際の星のポリトロープ指数が一様でないポリトロープガス球を扱うことができないことを発見し、現実的な恒星モデルを構築します。重要な点は、ポリトロープ関係の本質により、密度と圧力の2つの独立した方程式を解く必要がありますが、静水圧のバランスとポリトロープ関係を組み合わせたエムデン方程式を解く必要はないということです。計算例として太陽を取り上げ、この単純なモデルがMESAコードと比較して非常に優れた結果をもたらすことを確認しました。この単純なモデルの利点は、標準的な星のモデルよりもはるかに単純な状態方程式にあります。
アルタイルの非放射状脈動の分光検出
| Title |
Spectroscopic_detection_of_Altair's_non-radial_pulsations |
| Authors |
M._Rieutord,_P._Petit,_D._Reese,_T._B\"ohm,_A._Lopez_Ariste,_G._Mirouh,_A._Domiciano_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09559 |
背景:急速な自転は初期型星に共通する特徴ですが、モデルにとっては依然として課題です。しかし、星の進化に対するその影響を理解することは、多数の星の観測された特性を解釈するために不可欠です。目的:高速自転星の特性、特に振動モードに観測上の制約を加えたいと考えています。方法:最近推定された赤道速度が313km/sである非常に急速に回転する星として知られている近くの星アルタイルに焦点を当てます。2020年9月に、高解像度分光偏光計Neo-Narvalを使用して、1晩の中断を含む6晩にわたってこの星を観測しました。彼らの時間-周波数分析は、これらの変動が、$m=10-15$オーダーの方位波数でAltairの表面を伝搬する重力慣性波によって引き起こされることを示しています。Altairの最新の一致モデルを使用した固有スペクトルの予備計算により、観測された波の最初のモデリングを行うことができます。結論:Altairは、最も明るい$\delta$Scuti星として知られていました。重力慣性波と音響波が励起された、最も明るい混成振動星であることがわかりました。観測をより詳細に説明するには、より多くの観測とより高度なモデルが必要であることは明らかです。
星の深い軸対称トロイダル磁場を検出できますか?
| Title |
Can_we_detect_deep_axisymmetric_toroidal_magnetic_fields_in_stars? |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_St\'ephane_Mathis,_Lisa_Bugnet,_Timothy_Van_Reeth_and_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09823 |
アステオ地震学の主要な発見の1つは、ヘルツスプルング-ラッセル図全体にわたる星の放射帯における角運動量(AM)の強力な抽出の特徴であり、その結果、コアと表面の回転コントラストが弱くなります。あらゆる努力にもかかわらず、星の地震学のおかげでプローブされた内部回転と混合の両方を再現する一貫したAM輸送理論は、現代の恒星天体物理学における主要な未解決の問題の1つとして残っています。このパズルを解明するための重要な要素は、考えられるさまざまなトポロジーを持つ磁場です。その中で、いわゆるテイラーMHD不安定性の影響を受ける強い軸対称トロイダル場が大きな役割を果たす可能性があります。それらは放射層でダイナモ作用を引き起こす可能性があり、結果として生じる磁気トルクによりAMの効率的な輸送が可能になります。しかし、これらの深いトロイダル磁場の痕跡を検出することは可能でしょうか?この質問に答える唯一の方法は星震学であり、研究の最良の研究所は、外部放射エンベロープのために中間質量および大質量星です。これらのほとんどは主系列の間の急速な回転体であるため、安定して成層化され、回転し、潜在的に強く磁化された放射帯で伝播する恒星の脈動を研究する必要があります。そのために、一般的な軸対称微分回転とトロイダル磁場を同時に考慮することにより、古典的なバージョンで重力慣性モードの断熱伝播の柔軟な処理を提供する、回転の従来の近似を一般化します。この新しい非摂動的形式を使用して、磁気重力慣性モードの漸近特性を導出し、さまざまな可能なフィールド構成を調査します。高精度の星震学データを使用して、磁気効果が赤道域で検出可能であることがわかりました。
理想気体の微物理学による因果的で安定した一次粘性相対論的流体力学
| Title |
Causal,_stable_first-order_viscous_relativistic_hydrodynamics_with_ideal_gas_microphysics |
| Authors |
Alex_Pandya,_Elias_R._Most,_Frans_Pretorius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09265 |
Bemfica、Disconzi、Noronha、およびKovtun(BDNK理論)によって開発された形式に基づいて、理想的なガス微視物理学を使用した因果的で安定した一次相対論的流体力学の最初の数値解析を提示します。BDNKアプローチは、保存された応力エネルギーテンソルとバリオン電流の定義を提供し、結合された一連の非線形不等式を条件として、運動方程式の因果関係、局所的な適切な設定、強い双曲線性、および線形安定性(平衡について)を厳密に証明します。未定のモデル係数を含む(「流体力学的フレーム」を定義する選択)。BDNK制約を満たす相対論的理想気体「ガンマ法則」状態方程式から派生した流体力学的フレームのクラスを提示し、一連の(0+1)Dおよび(1+1)の結果のモデルの特性を調査します。)Dは4Dミンコフスキー時空でテストします。これらのテストには、Eckart、BDNK、およびMuller-Israel-Stewart理論における散逸メカニズムの比較、ならびにBjorken流れ、平面衝撃波、および熱流ソリューションの因果関係および安定性特性に対する流体力学的フレームの影響の調査が含まれます。
パルサータイミングアレイデータのメモリを使用した重力波バーストの効率的なベイジアン探索の実装
| Title |
Implementation_of_an_efficient_Bayesian_search_for_gravitational_wave_bursts_with_memory_in_pulsar_timing_array_data |
| Authors |
Jerry_Sun,_Paul_T._Baker,_Aaron_D._Johnson,_Dustin_R._Madison,_Xavier_Siemens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09343 |
マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)サンプリングを使用してメモリ(BWM)を使用して重力波(GW)バーストのパルサータイミングデータを検索するための標準的なベイジアン手法は、実行に非常に計算コストがかかります。このホワイトペーパーでは、BWMを検索するための効率的なベイジアン手法の実装について説明します。この手法は、地球期間のBWM(地球上を通過するBWM)の信号モデルが完全に因数分解可能であるという事実を利用しています。この実装により、計算の複雑さが100分の1に軽減されると推定されます。また、この手法により、標準のベイジアン手法を使用して公開された結果と一致する上限が得られ、標準のMCMC手法と同じ分析をすべて実行するために使用できることも実証されています。実行。
| Title |
Probabilistic_Dalek_--_Emulator_framework_with_probabilistic_prediction_for_supernova_tomography |
| Authors |
Wolfgang_Kerzendorf,_Nutan_Chen,_Jack_O'Brien,_Johannes_Buchner,_Patrick_van_der_Smagt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09453 |
超新星スペクトル時系列を使用して、超新星トモグラフィーとして知られる空間的に分解された爆発モデルを再構築できます。観測されたスペクトル時系列に加えて、超新星トモグラフィーでは、再構成のための不確実性の定量化を伴う逆問題を実行する放射伝達モデルが必要です。超新星断層撮影モデルの最小のパラメーター化は、およそ12個のパラメーターであり、現実的なものは100個以上を必要とします。現実的な放射伝達モデルは、1回の評価に数十分のCPU分を必要とし、そのような計算のために何百万ものMCMCサンプルを必要とする従来の手段では問題を計算的に扱いにくくします。問題。機械学習技術を使用したサロゲートモデルまたはエミュレーターとして知られるシミュレーションを高速化する新しい方法は、このような問題の解決策と、スペクトル時系列から前駆体/爆発を理解する方法を提供します。TARDIS超新星放射伝達コードのエミュレーターは存在しますが、それらは超新星分野での知識獲得のための少数のアプリケーションを備えた単純化された低次元モデル(約12個のパラメーター)でのみうまく機能します。この作業では、放射伝達コードTARDISの新しいエミュレーターを提示します。これは、既存のエミュレーターよりも優れているだけでなく、予測の不確実性も提供します。これは、超新星および関連分野における緊急の問題を解明するために重要な数百のパラメーターの非常に高次元の空間をエミュレートできる、将来の能動学習ベースの機械の基盤を提供します。
重力理論におけるコンパクトオブジェクト
高次スカラーテンソル理論における明示的なコンパクトオブジェクトソリューションについて簡単に説明します。いわゆるステルスソリューションから始めます。そのメトリックは一般相対性理論(GR)ソリューションですが、球対称の場合と回転する場合の両方で自明でないスカラーフィールドが伴います。後者は、変形カーメトリックと呼ばれるスカラーテンソル理論の解析的定常解を構築することを可能にします。この解は、GRの通常のカー幾何学からの測定可能な逸脱を構成します。最後に、高次元のラブロック理論のカルザ・クライン縮約に由来するスカラーテンソル理論を検討します。これにより、非ステルスブラックホール、非常にコンパクトな中性子星、そして最終的にワームホールソリューションを得ることができます。
EモデルとTモデルのハイブリッドインフレ
ハイブリッドインフレーションの非超対称モデルに対する次数1または2の運動極の影響を検討します。これらの極は、対数ケーラーポテンシャルによって発生します。これは、インフレトン場の動的混合を制御し、対数の係数(-N)<0に関連するスカラー曲率で双曲多様体をパラメーター化します。インフレーションは、局所的なSU(2)xU(1)対称性の破れに関連しており、その後は宇宙論的な欠陥を生じず、可能な限り最小限の放射補正からインフレーションの可能性への影響はほとんど受けません。N=1で、関連する結合定数(ラムダとカッパ)の値が等しい場合、nsの観測上の中心値を達成するには、質量パラメーターmと対称性破れスケールMが10^12のオーダーである必要があります。それぞれGeVと10^17GeV。Nを1より大きくすると、テンソルとスカラーの比率rが0.002を超えて増加し、Nの最大許容値~10-20に達します。
| Title |
Hyperonic_equation_of_state_at_finite_temperature_for_neutron_stars |
| Authors |
Hristijan_Kochankovski,_Angels_Ramos_and_Laura_Tolos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09739 |
相対論的平均場アプローチ内の有限温度における中性子星のハイパーニックコアの組成と状態方程式をレビューします。Xi原子に関する最近の分析に従ってXiポテンシャルを改善することにより、FSU2Hスキームに基づいて構築された新しいFSU2H*モデルを利用し、有限温度補正を含むように拡張します。計算は広範囲の密度、温度、および電荷分率に対して行われるため、陽子中性子星、連星合体残骸、超新星爆発で見られるさまざまな条件が調査されます。ハイペロンを含むことは、有限温度での組成と状態方程式に強い影響を及ぼし、その結果、高温中性子星の性質と進化に大きな変化をもたらすでしょう。
$F(R)$ 重力における運動スカラーによる原始重力波エネルギースペクトルの増幅
この作業では、$F(R)$重力と運動スカラー場で構成される結合された理論的枠組みを検討します。スカラー場の運動エネルギーは、すべての宇宙時間のポテンシャルを支配し、運動スカラーポテンシャルは、小さくて自明でないように選択されます。この場合、真空$F(R)$重力の原始重力波エネルギースペクトルが大幅に強化され、将来の干渉計で検出できることを示しています。したがって、運動スカラーは、持続時間を延長するため、インフレーションの時代に大きく影響しますが、純粋な$F(R)$重力原始重力波のエネルギースペクトルに全体的な増幅効果もあります。信号の形状は、これらすべての理論に特徴的です。信号は基本的に平坦であり、未知の物理プロセスが原因で未知の減衰係数が発生しない限り、広範囲の周波数で将来のすべての重力波実験から検出できるはずだからです。
暗黒物質(DM)は、散乱して十分なエネルギーを失った後、天体に捕獲されて重力に縛られる可能性があります。天体内部の現在のDM分布を説明する一般的なフレームワークを導出します。これには、濃度拡散、熱拡散、重力、捕獲蓄積の影響が首尾一貫して含まれます。十分な相互作用を持つDMの場合、かなりのDM集団が熱化して天体表面に向かって座ることができることを示しています。この浮動分布により、太陽、地球、木星、褐色矮星、太陽系外惑星を含む幅広い天体でのDM検索の新しい現象論が可能になります。
