| Title |
Cosmic_radiation_backgrounds_from_primordial_black_holes |
| Authors |
Francesco_Ziparo,_Simona_Gallerani,_Andrea_Ferrara,_Fabio_Vito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09907 |
ChandraとARCADE2で得られた宇宙X線と電波バックグラウンド(それぞれCXB/CRB)の最近の測定では、既知の発生源から予想される信号を超える信号が報告されており、まだ発見されていないエミッター集団の存在が示唆されています。このような過剰は、暗黒物質(DM)のかなりの部分を構成する可能性がある原始ブラックホール(PBH)によるものであるという仮説を調査します。PBHへのガスの降着によるX線と電波の放出を予測する新しい半分析モデルを提示し、それらがDMハロー内と銀河間媒体(IGM)の両方に分布していると仮定します。私たちのモデルには、周囲の環境に対する加熱/イオン化フィードバックの一貫した処理が含まれています。(i)IGMに蓄積するPBHからの放出は、常に優勢であることがわかります($1\%\leqI_{\rmIGM}/I_{\rmtot}\leq40\%$)。(ii)CXB/CRB放出のほとんどは、初期エポック($z>6$)のDMミニハロー($M_h\leq10^6\M_{\odot}$)のPBHから発生します。DMのわずかな割合($f_{\rmPBH}\simeq0.3\%$)がPBHの形で観測されたCXB過剰の合計を説明できますが、CRBはPBHでは説明できません。私たちの結果は、質量範囲$1-1000\、M_\odotで$f_{\rmPBH}\leq3\times10^{-4}\(30/M_{\rmPBH})$に既存の最も強い制約を設定します。$.最後に、グローバル$\rmH_I$21cm信号に対する結果の意味についてコメントします。
The Hateful Eight: マグネティウム シミュレーションを使用して、Abell 2744
のような銀河団の巨大な下部構造をそれらの動的アセンブリ状態に接続する
| Title |
The_Hateful_Eight:_Connecting_Massive_Substructures_in_Galaxy_Clusters_like_Abell_2744_to_their_Dynamical_Assembly_State_using_the_Magneticum_Simulations |
| Authors |
Lucas_C._Kimmig,_Rhea-Silvia_Remus,_Klaus_Dolag_and_Veronica_Biffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09916 |
下部構造は、宇宙で最も大規模な崩壊構造である銀河団の動的状態と最近の降着履歴の優れたトレーサーとして知られています。観察により、一部のクラスター、特にAbell2744で非常に大規模な下部構造が見つかりました。これは、シミュレーションでは直接検出されないため、$\Lambda$CDMパラダイムと緊張関係にある可能性があります。ただし、下部構造の質量を測定する方法は、観測とシミュレーションで大きく異なります。完全に流体力学的な宇宙論的シミュレーションスイートであるMagneticumPathfinderを使用して、観測アプローチと同様に、シミュレーションから投影された下部構造の質量を測定する方法を開発しました。似たような質量分率の8つの下部構造を持つだけでなく、高温ガス成分にも同様の特徴を示すシミュレートされたAbell2744対応物を特定します。このクラスターは、大規模な合併と、z=1以降の少なくとも6回の大規模な小規模な合併イベントを通じて形成されたばかりであり、以前の最も大規模なコンポーネントの質量は$1\times10^{14}M_\odot$未満でした。すべての部分構造と8番目の部分構造の質量分率は、すべての銀河団質量範囲の動的状態と集合履歴の優れたトレーサーであり、高い分率は過去2Gyr内の合体イベントを示していることを示しています。最後に、バウンドとしてシミュレーションから直接測定されたサブハロー質量と投影で測定されたサブハロー質量の違いは方法論によるものであり、後者は一般に前者よりも2〜3倍大きいことを示しています。シミュレーションと観測の間の将来の比較研究のために、SubFind質量から予測される部分構造質量を推定する予測関数を提供します。
一人で歩くことは決してない：強い重力レンズのサブハロー測定に対する摂動者集団の影響
| Title |
One_never_walks_alone:_the_effect_of_the_perturber_population_on_subhalo_measurements_in_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Adam_Coogan,_Noemi_Anau_Montel,_Konstantin_Karchev,_Meiert_W._Grootes,_Francesco_Nattino,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09918 |
これまでの強力な重力レンズ画像における拡張アークの分析では、1つまたは2つの個別のサブハローのパラメーターを測定することによって暗黒物質の特性を制限してきました。ただし、そのような分析は、マルコフ連鎖モンテカルロやネストされたサンプリングなどの尤度ベースの方法に依存しているため、計算の扱いやすさのために、レンズモデルのリアリズムに対してさまざまな妥協が必要です。たとえば、他の多数のサブハローやラインオブ-ソースモデルの特定の形式を想定し、既知の尤度関数を持つノイズを必要とする、システム内のサイトハロー。ここでは、トランケートマージナルニューラル比推定(TMNRE)と呼ばれるシミュレーションベースの推論手法により、レンズ画像からサブハローパラメーターのマージナル事後分布を直接計算するようにニューラルネットワークをトレーニングすることで、これらの要件を緩和できることを示します。モックデータに対して一連の推論タスクを実行することにより、TMNREの精度を検証し、レンズとソースの不確実性だけでなく、数百のサブハローと視線ハローの母集団にわたって取り残されたサブハローパラメーターの事後分布を計算できることを示します。また、MLPMixerネットワークは、他のレンズ解析で調査された畳み込みアーキテクチャよりも、このようなタスクにはるかに適していることもわかりました。さらに、TMNREは事後関数を学習するため、尤度ベースの方法では非常にコストがかかる直接的な統計チェックが可能になることを示します。私たちの結果は、TMNREが複雑なレンズデータの分析に適していること、および個々の暗黒物質の下部構造の特性を測定する際に、完全なサブハローと視線のハロー集団を含める必要があることを示しています。
銀河団における電波遺物の形成と進化の半解析モデル
| Title |
A_Semi-Analytical_Model_for_the_Formation_and_Evolution_of_Radio_Relics_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Yihao_Zhou,_Haiguang_Xu,_Zhenghao_Zhu,_Yuanyuan_Zhao,_Shida_Fan,_Chenxi_Shan,_Yongkai_Zhu,_Lei_Hao,_Li_Ji,_Zhongli_Zhang_and_Xianzhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09951 |
電波遺物は、銀河団の周辺領域にあるMpcサイズのシンクロトロン源です。拡散衝撃加速度(DSA)シナリオに基づくモデルは、電波遺物の形成を説明するために広く受け入れられています。ただし、これらのモデルの重大な課題は、以前に加速された穏やかなエネルギーの電子の集団である化石電子がモデルに含まれていない限り、ほとんどの観測された衝撃が検出可能な放出を生成するには弱すぎるように見えることです。この問題に対処するために、化石相対論的電子をDSA理論に組み込むことにより、電波遺物の形成と進化を説明する新しい半分析モデルを提示します。これは、観測された14の遺物のサンプルによって制約され、Press-Schechter形式を使用して$20^{\circ}\times20^{\circ}$スカイフィールドでそれぞれ50、158、および1400MHzで遺物をシミュレートします。結果は、化石電子が電波放射に大きく寄与し、158MHzで熱電子のみによって生成される放射よりも4桁も明るい放射を生成できることを示しています。}-M_{\mathrm{vir}}$リレーション。$M_{\mathrm{vir}}>1.2\times10^{14}\,\mathrm{M}_{\odot}$の$7.1\%$クラスターが158MHzでレリックをホストすると予測しますが、これは一貫しています。LoTSSDR2によって与えられた$10\pm6\%$の結果で。また、将来のEoR実験では、電波ハローと同様に、電波遺物が深刻な前景汚染を引き起こすことが予想されることもわかっています。シード化石相対論的電子を提供するAGNの可能性は、衝撃が伝播中に遭遇すると予想される電波の大きなAGNの数を計算することによって評価されます。
Planck Compton$-y$ パラメーター マップから銀河団の質量を推測するための深層学習アプローチ
| Title |
A_Deep_Learning_Approach_to_Infer_Galaxy_Cluster_Masses_from_Planck_Compton$-y$_parameter_maps |
| Authors |
Daniel_de_Andres,_Weiguang_Cui,_Florian_Ruppin,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Giulia_Gianfagna,_Ichraf_Lahouli,_Gianmarco_Aversano,_Romain_Dupuis,_Mahmoud_Jarraya,_and_Jes\'us_Vega-Ferrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10333 |
銀河団は、宇宙の進化を調査するための有用な実験室であり、それらの総質量を正確に測定することで、重要な宇宙パラメータを制限することができます。ただし、さまざまな方法とスペクトルバンドを使用する観測から質量を推定すると、さまざまな系統誤差が生じます。この論文では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、プランク衛星が提供するコンプトンyパラメーターマップから銀河団の質量を確実かつ正確に推測する方法を評価します。CNNは、プランクの観測限界を考慮して、銀河団の流体力学的シミュレーションから生成された模擬画像でトレーニングされます。CNNアプローチは、通常の観測上の仮定の影響を受けないため、同じバイアスの影響を受けないことがわかります。トレーニング済みのCNNを実際のプランクマップに適用することで、15%のバイアス内でプランク測定値と互換性のあるクラスター質量を見つけます。最後に、この質量バイアスは、プランク質量のよく知られた静水圧平衡仮定と、Y500-M500スケーリング則のさまざまなパラメーターによって説明できることを示します。この作業は、流体力学的シミュレーションによってサポートされているCNNが、クラスターの質量を高精度で推定するための有望で独立したツールであり、他の調査や他のバンドの観測に拡張できることを強調しています。
相対論的 N 体シミュレーションからのライト コーンのカウント数のハロー バイアス
| Title |
The_halo_bias_for_number_counts_on_the_light_cone_from_relativistic_N-body_simulations |
| Authors |
Francesca_Lepori,_Sebastian_Schulz,_Julian_Adamek,_Ruth_Durrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10533 |
相対論的N体シミュレーションから初めて抽出されたハロー数カウントとその2点統計、観測可能な角度パワースペクトルを提示します。この作業で使用されるハローカタログは、相対論的N体コードgevolutionから構築され、ソースの観測された赤方偏移と角度位置は、数値カウントへのすべての相対論的スカラー寄与を含む、非摂動的光線追跡法を使用して計算されます。.シミュレートされたパワースペクトルを説明するために、線形バイアス処方の有効性と制限を調査します。特に、大規模なスケールでのさまざまなバイアス測定値の一貫性を評価し、統計誤差の範囲内で、データのモデル化において線形バイアスがどのスケールまで正確であるかを推定します。次に、このコンテキストで以前に調査されていない赤方偏移とスケールの範囲、つまり$0.4\le\bar{z}\le2$スケール$\ell_\mathrm{最大}\sim1000$。等しい赤方偏移での角度パワースペクトルは、線形バイアスと潮汐バイアスを含む2つのパラメーターモデルを使用して、バイアスパラメーターの数を最小限に拡張するだけで高精度にモデル化できることがわかりました。このモデルは、潮汐バイアスがなく、追加の自由度として2次バイアスがあるモデルよりも大幅に優れたパフォーマンスを示し、後者は$\bar{z}\ge0.7$で不正確であることを示します。最後に、シミュレーションから、ハロー数カウントとレンズ収束の相互相関を抽出します。この相互相関からの線形バイアスの推定値は、クラスタリング統計のみに基づく測定値と一致していること、およびハロー数カウントの倍率の影響を考慮して、計算されたバイアス。
星間流星は材料強度の外れ値です
塵よりも大きい最初の星間流星は、2014年に米国政府のセンサーによって検出され、2019年に星間天体の候補として特定され、2022年に国防総省によって確認されました。ここではそれぞれIM1とIM2と呼ばれる2つのオブジェクトの暗黙の材料強度を比較します。IM1とIM2は、CNEOSカタログの全273個の火球の中で、材料強度の点で1位と3位にランクされています。対数正規分布をCNEOSカタログ内のオブジェクトの材料強度に当てはめると、IM1とIM2はそれぞれ$3.5\sigma$と$2.6\sigma$のレベルで異常値になります。CNEOSカタログからこのような高い材料強度を持つ2つのオブジェクトを選択するランダムサンプリングとガウス確率は、それぞれ$\sim10^{-4}$と$\sim10^{-6}$です。IM2が確認された場合、これは、星間流星が、太陽系内から発生した流星よりも特徴的に高い物質強度を持つ集団から来ていることを意味します。さらに、2つの天体がランダムな軌道上の背景集団を代表している場合、それらを組み合わせた検出は、すべての難治性元素の$\sim40\%$がメートルスケールの星間天体に固定されていることを意味します。このような豊富な量は、惑星系の起源に反しているように見えます。
彗星とケンタウロスの CO、CO2、H2O の調査
| Title |
A_Survey_of_CO,_CO2,_and_H2O_in_Comets_and_Centaurs |
| Authors |
Olga_Harrington_Pinto,_Maria_Womack,_Yanga_R._Fernandez_and_James_Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09985 |
COとCO$_2$は、comaeにおける2つの主要な炭素含有分子であり、活動を推進する上で主要な役割を果たしています。それらの相対的存在量はまた、太陽系の形成と進化のモデルに強い観測上の制約を提供しますが、彗星の大規模なサンプルで一緒に研究されたことはありません.私たちは、25個の彗星のCOとCO$_2$の同時生成速度の公表された測定値を慎重にまとめて分析しました。昏睡状態の約半分はCOよりも大幅に多くのCO$_2$を持ち、約3分の1はCOが優勢で、約10分の1は同等の量の両方を生成します。COが3.5auを超える昏睡状態を支配するこの比率には、太陽中心の依存性がある可能性があります。私たちの研究では、木星系彗星の9つのうち8つが、COよりも多くのCO$_2$を生成します。動的に新しい6つの彗星は、内側の太陽を何度も通過した8つのオールト雲彗星よりも、COに対してCO$_2$を多く生成します。システム。これは、彗星核の外層の長期宇宙線処理によって説明されるかもしれません。(Q$_{CO}$/Q$_{H_2O}$)$_{median}$=3$\pm$1\%と(Q$_{CO_2}$/Q$_{H_2O}$)$_{中央値}$=12$\pm$2\%.無機揮発性炭素収支は、ほとんどの彗星でQ$_{CO}$+Q$_{CO_2}$)/Q$_{H_2O}$$\sim$18\%と推定されました。0.7から4.6auの間で、CO$_2$のガス放出は、COがそうではない方法で水の生成とより密接に結びついているように見えます。18個の彗星の揮発性炭素/酸素比はC/O$_{median}$$\sim$13\%であり、これはCOスノーライン内にある彗星形成環境と一致しています。
スパース大気モデル サンプリング分析 (SAMOSA) の相互比較: 動機とプロトコル バージョン 1.0。 CUISINES モデル相互比較プロジェクト
| Title |
The_Sparse_Atmospheric_MOdel_Sampling_Analysis_(SAMOSA)_intercomparison:_Motivations_and_protocol_version_1.0._A_CUISINES_model_intercomparison_project |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra,_Eric_T._Wolf,_Thomas_J._Fauchez,_Aomawa_L._Shields,_Ravi_K._Kopparapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10480 |
低質量星の周りを同期的に回転する惑星は、現在の地上および宇宙ベースのミッションが観察および特徴付けするための最も顕著なターゲットです。このようなモデル計算は、現在および将来のミッションでの観測対象に優先順位を付けるのに役立ちます。ただし、さまざまなモデルの複雑さと物理的なパラメーター化の本質的な違いにより、惑星の気候状態の予測が異なる可能性があります。そのようなモデルがターゲットの選択を導き、観測の分析を支援するためには、そのようなモデルの違いを理解することが必要です。この論文では、仮想惑星のモデルを、表面圧力と入射星座のパラメーター空間全体で3000K黒体星の周りの15日間の同期回転期間と相互比較するためのプロトコルを提示します。ExoPlaSimモデルを使用して、以前に公開されたこのパラメーター空間の調査から、16ケースのスパースサンプルを実行します。この広いパラメータスペース全体で特定のケースを選択することにより、SAMOSAの相互比較では、より単純なモデルで十分な領域と、より複雑なGCMが必要な領域を特定できます。ExoCAMを使用した予備的な比較では、水蒸気大気または初期の暴走温室状態にある可能性が最も高いパラメーター空間の領域を除いて、ExoCAMとExoPlaSimによって予測された気候状態の間の一般的な一貫性が示されています。この予備分析を使用して、あらゆるレベルの複雑さのモデルによる相互比較に参加するためのいくつかのオプションを定義します。他のGCMの参加は、このパラメーター空間全体の大気状態がモデルの機能によってどのように異なるかを理解するために重要です。
巨大な低表面輝度銀河の体積密度
| Title |
The_volume_density_of_giant_low_surface_brightness_galaxies |
| Authors |
Anna_S._Saburova,_Igor_V._Chilingarian,_Andrea_Kulier,_Gaspar_Galaz,_Kirill_A._Grishin,_Anastasia_V._Kasparova,_Victoria_Toptun,_Ivan_Yu._Katkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09906 |
まれな巨大な低表面輝度銀河(gLSBG)は、現代の銀河形成パラダイムのストレステストとして機能します。「それらはどれくらい珍しいのですか?」という質問に答えるには局所宇宙におけるそれらの体積密度を推定します。120平方度の目視検査。SubaruHyperSuprime-Camの深いデータによってカバーされたデータは、4人のチームメンバーによって独立して実行されました。$z\leq0.1$で、$g$-band27.7~mag~arcsec$^{-2}$等光半径または4つの円盤スケール長$4h\geq50$~kpc、37のいずれかを持つ42の巨大な円盤系を検出しました中心面の明るさが低かった($\mu_{0,g}\ge22.7$mag~arcsec$^{-2}$)。これは、巨大な拡張ディスクを持つすべての銀河の4.70$\times10^{-5}$Mpc$^{-3}$および4.04$\times10^{-5}$Mpc$^{-3の体積密度に対応します。}$$\simに変換されるgLSBGの場合、全天で$z<0.1$までの11$千のそのような銀河。これらの推定値は、EAGLE宇宙論的流体力学シミュレーションの結果とよく一致しています。巨大な円盤状の銀河は、通常サイズの渦巻きの体積密度分布の大きなサイズの終わりを表しており、巨大な円盤の例外的でない性質を示唆しています。新しく発見されたgLSBGの中で、活発な銀河核の割合が高いことがわかります。EAGLEシミュレーションの結果は、小規模および大規模な合体がgLSBG形成の支配的な経路であることを示唆しており、新しく発見された銀河の観測された特性はこの仮説を支持しています。
孤立した静止超拡散銀河 DGSAT I の球状星団と星形成の歴史
| Title |
The_globular_clusters_and_star_formation_history_of_the_isolated,_quiescent_ultra-diffuse_galaxy_DGSAT_I |
| Authors |
Steven_R._Janssens,_Aaron_J._Romanowsky,_Roberto_Abraham,_Jean_P._Brodie,_Warrick_J._Couch,_Duncan_A._Forbes,_Seppo_Laine,_David_Mart\'inez-Delgado_and_Pieter_G._van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09910 |
F606WおよびF814Wフィルターでの調査用ハッブル宇宙望遠鏡高度カメラの2つの軌道を使用して、孤立した静止超拡散銀河(UDG)DGSATIとその球状星団(GC)システムを調べます。これは、低密度環境でのUDG周辺のGCの最初の研究です。DGSATIは以前、不規則な青色の低輝度の塊をホストすることが判明しており、偶然の投影ではなく、銀河に属している可能性が非常に高いことを確認しており、星形成の最近のエピソードを表しています(${\sim}500~\mathrm{Myr}$)は、いくつかのUDGフォーメーションシナリオに挑戦します。色と大きさに基づいてGC候補を選択し、背景とともにGC放射状表面密度プロファイルの自己矛盾のないモデルを構築します。$R_\mathrm{GC}=2.7\pm0.1~\mathrm{kpc}$(拡散星明かりよりコンパクト)の半数半径と合計$12\pm2$GCを見つけます。GCの総質量分率は比較的高く、以前に測定された高速分散によっても暗示されるように、過剰な暗黒物質のハローをサポートしています。GCは、予想よりも高い光度まで広がっており、その色はホスト銀河の色に非常に似ており、その広がりは非常に狭いです。これらすべては、クラスター形成の初期の激しい爆発を示唆しています。この銀河の性質と起源は不可解なままですが、最も可能性の高いシナリオは、そのハロー質量に対して比較的少数の星を形成した「失敗した銀河」であり、サイズと静止状態が崩壊前のクラスターUDGに関連している可能性があります。
PROBES-I: 深い回転曲線と対応するマルチバンド測光の概要
| Title |
PROBES-I:_A_Compendium_of_Deep_Rotation_Curves_and_Matched_multiband_Photometry |
| Authors |
Connor_Stone,_Stephane_Courteau,_Nikhil_Arora,_Matthew_Frosst,_Thomas_Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09912 |
銀河外調査(PROBES)からの光度測定と回転曲線観測の概要を提示し、3163の後期型渦巻きの拡張回転曲線と、そのうちの1677の均一なマルチバンド光度測定を一致させます。Halphaロングスリットスペクトルとアパーチャ合成HI(21cm)速度マップから最初に抽出されたPROBES回転曲線は、通常、中央値2R_e(または1R_{23.5,r})まで拡張されます。当社の一様測光では、GALEX、DESI-LIS、およびWISE画像とソフトウェアAutoProfを利用して、25mag/arcsec^2(FUV、NUV)、27mag/arcsec^2を超える深さを達成するマルチバンド方位平均表面輝度プロファイルを生成します。(g,r)、および26mag/arcsec^2(z,W1,W2)。空間的に分解されたプロファイルのライブラリと構造パラメーターの広範なテーブルを備えた多用途のPROBESデータセットは、銀河の構造と形成の研究に役立ちます。
矮小銀河 J144013+024744 にある、X 線で大きく遮られた AGN の NuSTAR による観測
| Title |
NuSTAR_observations_of_a_heavily_X-ray_obscured_AGN_in_the_dwarf_galaxy_J144013+024744 |
| Authors |
Shrey._Ansh_(University_of_Alabama_Huntsville)_Chien-Ting_J._Chen_(USRA_STI/MSFC),_W._N._Brandt,_Carol_E._Hood,_E._S._Kammoun,_G._Lansbury,_St\'ephane_Paltani,_Amy_E._Reines,_C._Ricci,_Douglas_A._Swartz,_Jonathan_R._Trump,_F._Vito,_and_Ryan_C._Hickox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09913 |
中間質量ブラックホール(IMBH,$M_\bullet\approx10質量$M_{\bullet}\sim10^{5.2}M_\odot$の^{4-6}M_\odot$)。そのX線特性を調べるために、$\約100$ksのNuSTARでJ$144013+024744$をターゲットにしました。X線スペクトルには、吸収電力則、Pexmon、および物理モデル(RXTorus)が適合しました。事後を推定するために、ベイジアンX線分析が実行されました。現象論的および物理的モデルは、AGNが$N_{\rmH}=(3.4-7.0)\times10^{23}$cm$^{-2}$の列密度によって大きく隠されていることを示唆しています。特に、サブソーラーの金属性を持つRXTorusモデルは、不明瞭な柱がほぼコンプトンの厚さであることを示唆しています。$L_{\rm[OIV](25.89\mu{\rmm})}$を使用して、$2-10$keVの固有X線光度を、隠蔽されていないAGNの経験的スケーリング関係に基づいて推定されたX線光度と比較しました。$L_{[{\rmOIII}](5007{\rmオングストローム})}$、および$L_{6\rm\mum}$であり、高励起$[{\rmOIV}]$線が固有の$2-10$keVX線光度($L_{2-10}^{\rmint}\sim10^{41.41}{\rmergs}^{-1}$)のより良い推定値を提供します。.私たちの結果は、J$144013+024744$が、X線スペクトルで掩蔽の証拠を示した最初のタイプ2矮小銀河であることを示唆しています。私たちが推定した列密度は、IMBHを動力源とするAGNについてこれまでに測定された中で最も高い値であり、典型的なAGNトーラス形状が低質量端まで拡張する可能性があることを意味します。この研究は、X線観測を使用して、矮小銀河のブラックホールの占有率を制限することに影響を与えます。
エンジンとしての Uv のクラスター (CLUES): I. 調査プレゼンテーション \& 恒星光の FUV スペクトル分析
| Title |
CLusters_in_the_Uv_as_EngineS_(CLUES):_I._Survey_presentation_\&_FUV_spectral_analysis_of_the_stellar_light |
| Authors |
M._Sirressi,_A._Adamo,_M._Hayes,_S._Osborne,_S._Hernandez,_J._Chisholm,_M._Messa,_L._J._Smith,_A._Wofford,_A._Fox,_A._Mizener,_C._Usher,_A._Bik,_D._Calzetti,_E._Sabbi,_E._Schinnerer,_G._\"Ostlin,_K._Grasha,_M._Cignoni,_M._Fumagalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09914 |
TheClustersintheUvasEngineS(CLUES)調査は、1130～1770{\AA}、非常に若い(<20Myr)および大質量(>10^4太陽)のレストフレーム分光法を取得することを目的とした宇宙起源分光器(COS)キャンペーンです。大衆)ハッブル財務省プログラムLegacyExtraGalacticUvSurvey(LEGUS)の一部である銀河の星団。シリーズの最初の論文では、20個の若い星団からなるCLUESサンプルについて説明し、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)による多波長測光法と遠紫外(FUV)分光法の両方によって導き出されたそれらの物理的特性を報告します。2つの異なるデータセットの相乗効果のおかげで、各地域で見つかった多様な恒星集団(40から160pcのサイズ)の首尾一貫した図を構築できます。FUVで最も明るい恒星集団を中央のターゲット星団に関連付け、モデル化された他の集団をCOSアパーチャに含まれる拡散星に関連付けます。5Myrよりも若い星団では、測光年齢と分光年齢がよりよく一致していることが観察されます。5Myrよりも古いクラスターの場合、測光モデルの縮退により、測光と分光測定が逸脱し、後者は古い年代を生み出します。FUV分光法により、光学色が影響を受けないパラメーターである星の金属性をより適切に制限することができます。最後に、導出されたE(B-V)は非常に似ており、FUV分光法がより高い吸光度を持つソリューションを支持する傾向があります。回収された質量は、すべてのクラスターで2倍以内で一致しています。
太陽を取り巻く星間雲の混合
| Title |
Mixing_Interstellar_Clouds_Surrounding_the_Sun |
| Authors |
Pawe{\l}_Swaczyna_(1),_Nathan_A._Schwadron_(1_and_2),_Eberhard_M\"obius_(2),_Maciej_Bzowski_(3),_Priscilla_C._Frisch_(4),_Jeffrey_L._Linsky_(5),_David_J._McComas_(1),_Fatemeh_Rahmanifard_(2),_Seth_Redfield_(6),_R\'eka_M._Winslow_(2),_Brian_E._Wood_(7),_Gary_P._Zank_(8)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA,_(2)_Space_Science_Center,_University_of_New_Hampshire,_Durham,_NH,_USA,_(3)_Space_Research_Centre_PAS_(CBK_PAN),_Warsaw,_Poland,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago,_Chicago,_IL,_USA,_(5)_JILA,_University_of_Colorado_and_NIST,_Boulder,_CO,_USA,_(6)_Department_of_Astronomy_and_Van_Vleck_Observatory,_Wesleyan_University,_Middletown,_CT,_USA,_(7)_Space_Science_Division,_Naval_Research_Laboratory,_Washington,_DC,_USA,_(8)_Department_of_Space_Science,_University_of_Alabama_in_Huntsville,_AL,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09927 |
銀河を旅する際、太陽は星間物質のさまざまな領域を通過します。近くの星のスペクトルにおける星間吸収線の高解像度分光測定は、太陽の15pc以内のダース以上の暖かい部分電離雲からの吸収成分を示しています。最も近くにある2つの雲-ローカル星間雲(LIC)と銀河(G)雲-は互いに近づいています。それらのバルク太陽中心速度は、宇宙ベースの実験から得られた星間中性ヘリウム流速度と比較することができます。Ulysses、IBEX、STEREO観測からの最近の結果を組み合わせて、非常に局所的な星間物質の速度と温度のより正確な推定値を見つけます。太陽がLICの内部にあるという一般的な見方に反して、局所的に観測された星間中性ヘリウムの速度は、LICとG雲の速度の線形結合と一致するが、これら2つの速度のいずれとも一致しないことがわかった。.この発見は、太陽がこれら両方の雲からの物質で構成される混合雲星間媒体を通って移動することを示しています。これらの雲の間の相互作用は、太陽の近くと、これら2つの雲の相互作用領域内に位置する星に向かう星間水素の密度が大幅に高いことを説明しています。観測された星間ヘリウム分布関数の非対称性も、この相互作用を支持しています。この領域の構造と平衡は、その場での観測と望遠鏡による観測を使用したさらなる研究が必要です。
光無線位置オフセットは、AGN測光変動と逆相関しています
新しいGaiaDR3リリースからの測光変動情報を使用して、測光変動が、国際天体基準座標系(ICRF)を構成する活動銀河核(AGN)における光無線位置オフセットの普及率と逆相関することを初めて示します。.統計的に有意な光無線位置オフセットの全体的な普及率は$11\%$ですが、分数変動が最大の天体のオフセット普及率はわずか$\sim2\%$です。これらの非常に変化しやすい天体は、光の色がより赤く、光のスペクトルインデックスが急勾配であることを示しており、これは光と電波の放射が視線ジェットによって支配されていることを示しています。実際、最も変化しやすい天体のほぼ$\sim100\%$はFermiLATによって検出された$\gamma$線放射。この結果は、観測されたフレームで投影された光無線位置オフセットが最小化され、ジェット放出が最大にブーストされる場合、視線に最も近いジェットを優先的に選択する変動性の選択と一致しています。$\sim9\%$のICRF天体のみがこのような大きな測光変動を示しますが、これらの結果は、光源の変動を考慮に入れることで、光と無線の天体参照フレームリンクを最適に重み付けする手段が提供される可能性があることを示唆しています。
ガイアDR3ラジアルアクションによって明らかにされたディスクのらせん状の特徴
| Title |
Spiral-like_features_in_the_disc_revealed_by_the_Gaia_DR3_radial_actions |
| Authors |
P.A._Palicio,_A._Recio-Blanco,_E._Poggio,_T._Antoja,_P.J._McMillan,_E._Spitoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09989 |
銀河円盤の構造を見つけるために、新しいGaiaDR3アストロメトリーの動作を調査することを目指しています。天の川の軸対称モデルを仮定して、ガイアDR3星のアクションと軌道パラメータを完全な天体観測と速度で計算します。GaiaDR3測光データを使用して、対照サンプルとしてより優れたアストロメトリーを持つ巨星のサブセットを選択します。ラジアルアクションJ_Rのパーセンタイルのマップは、らせん状の形状構造を明らかにします。R~10.5kpcを中心とする幅1kpcの高J_R領域と、内半径の円軌道が支配する3つの円弧型領域が見つかります。また、巨大な個体群の過密状態で螺旋状の腕を識別します。我々は、Scutum-Sagittariusスパイラルアームの最も内側の領域で、文献とよく一致することを発見しました。より大きな半径では、低J_R構造は負のXでローカルアームを追跡しますが、ペルセウスアームの場合、一致はX<2kpc領域に制限され、より負の経度での文献に対する変位があります。外側リンドブラッド共鳴位置のいくつかの推定と一致して、約10.5kpcのガラクトセントリック半径で高いJ_R領域を検出します。古い星のダイナミクスのパターンは、いくつかの場所で、若い集団によって追跡された渦巻き腕の空間分布と一致しており、移動グループからの潜在的な寄与が小さいと結論付けています。
カリーナの照射された嘆きの壁の ALMA データキューブと連続体地図
G287.38-0.62の一部の$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、および[CI]の連続体とライン放出のアルマ望遠鏡観測を提示します。(Car1-E)カリーナ星形成複合体の領域。新しいデータは、分子雲が強力な放射線前線にさらされたときにサブアーク秒スケールでどのように反応するかを記録し、最も大規模な若い星を含む領域内の星形成の全体的なプロセスへの洞察を提供します。マップは、若い星団トランプラー14の近くに位置する高度に照射された雲である嘆きの壁の一部を含む、いくつかの分子雲が視線上に重なり合っていることを示しています。理論と一致して、蛍光H$_2からの明確な進行があります。$、[CI]、C$^{18}$Oまで、PDR前線までの距離。光学的に厚い$^{12}$COからの発光は領域全体に広がりますが、$^{13}$CO、[CI]、特にC$^{18}$Oはより光学的に薄く、クランプやフィラメントに近くなります。PDRインターフェイスに。嘆きの壁の雲自体の内部では、C$^{18}$Oのデータキューブに254の異なるコアサイズの塊を識別します。これらの天体の質量分布は、恒星IMFの質量分布に似ています。大規模な速度勾配は別として、クランプの動径速度には空間コヒーレンスサイズがありません。C$^{18}$Oの塊と連続体コアが星がなく、柱が存在しないように見えるという点で、嘆きの壁での星形成のトリガーの直接的な証拠はありません。ただし、雲の最も密度の高い部分はPDRに最も近く、C$^{18}$O放出は放射フロントに沿って平坦化されます。
拡散乱流 ISM II の 3D 化学構造 -- CH$^+$ の起源、80 年の謎に対する新しい解決策
| Title |
3D_chemical_structure_of_the_diffuse_turbulent_ISM_II_--_Origin_of_CH$^+$,_new_solution_to_an_80_years_mystery |
| Authors |
Benjamin_Godard_(LPENS),_Guillaume_Pineau_Des_For\^ets_(IAS),_Patrick_Hennebelle_(CEA),_Elena_Bellomi_(CfA),_Valeska_Valdivia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10196 |
目的:拡散星間物質(ISM)における大量のCH$^+$は、ガスの熱力学的および化学的状態の理解における長年の問題です。ここでは、乱流および多相環境でのCH+の形成を調査します。この場合、ガスの加熱はほとんど光電効果によってのみ駆動されます。方法:拡散ISMは、磁気流体力学(MHD)コードRAMSESを使用してシミュレートされます。RAMSESは、H$^+$、H、およびH$の存在量の時間依存の進化とともに、ガスの動的および熱進化を自己矛盾なく計算します。_2$.CH$^+$の存在量を含む化学の残りの部分は、H$^+$、H、およびH$_2$の非平衡の制約の下で、平衡状態で後処理で計算されます。観測との比較は、しばしば無視されますが最も重要な情報、つまり観測された視線に沿った傍受された拡散物質の長さを考慮して実行されます。結果:CH$^+$の質量の準全体性は不安定なガスに由来し、運動温度が600Kを超える環境では、密度は0.6～10cm$^{-3}$の範囲であり、電子分数は3x10$^{-4}$から6x10$^{-3}$の範囲で、分子分率は0.4未満です。その形成は、最初に冷たい中性媒質(CNM)で形成され、移流と熱不安定性の組み合わせにより、より拡散した環境や暖かい中性媒質(WNM)に注入された、暖かく平衡状態にないH$_2$によって駆動されます。HIからH$_2$への遷移と太陽近傍で観測された熱圧分布との最も緊密な一致を示すシミュレーションは、観測されたCH$^+$の存在量、観測の分散、確率を自然に再現することがわかっています。ほとんどの視線の発生率、CH$^+$の非検出率、およびそのラインプロファイルの分布。CH$^+$の量とシミュレートされた視線の統計的特性は、H$_2$に富む不安定ガスの割合によって設定され、銀河スケールでは拡散ISMの平均密度(または、同等に、その総質量)、平均UV放射場の振幅、および乱流強制の強さ。結論:この研究は、80年前の化学のなぞなぞに新しい自然な解決策を提供します。拡散ISMにおけるCH$^+$のほぼ遍在的な存在は、乱流移流と熱不安定性の組み合わせによって引き起こされるCNMとWNMの間の物質の交換に起因する可能性が高く、両極性拡散または断続的な乱流の領域を呼び出す必要はありません。散逸。したがって、2相の乱流混合により、CH$^+$はCNM雲のH$_2$質量損失率のトレーサーになる可能性があります。
フィールド金属の少ない窒素に富む矮星のサンプルの詳細な分析
| Title |
Detailed_analysis_of_a_sample_of_field_metal-poor_N-rich_dwarfs |
| Authors |
M_Spite_(GEPI),_F_Spite_(GEPI),_E_Caffau_(GEPI),_P_Bonifacio_(GEPI),_P_Fran\c{c}ois_(GEPI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10219 |
ねらい。この研究の目的は、フィールドNに富む矮星の詳細な化学組成を、球状星団(GC)の第2世代の星と比較して、それらがGCに由来するという仮説を調査することです。メソッド。我々は、6つの金属に乏しいNに富む星(そのうちの3つが初めて指摘された)のサンプル中の23の元素(LiからEuまで)の存在量を測定し、それらの化学組成を(i)と比較した。古典的な金属の少ない星のサンプルで観測された化学組成、および(ii)GCの第2世代の星で観測された存在量。結果。金属の少ないNに富む星では、CとOがわずかに不足していますが、[(C+N+O)/Fe]の分散は非常に小さく、Nの濃縮はCNO処理された物質による汚染の結果であることを強く示しています。.私たちのサンプルのNに富む星は、GCの第2世代の星のように、これらの星が形成された物質が大質量AGB星の噴出物によって汚染されている場合に予想されるように、過剰なNaと、時にはAlを示しています。.NGC6752で観測されたような野性星の反相関Na-Oを初めて確立することができました。Nに富む星HD74000は、その金属量の[Eu/Ba]比がかなり低いです。このような異常は、M15のいくつかの第2世代の星でも見られます。結論。この分析は、今日フィールドで観測されたNに富む星が、GCで第2世代の星として生まれたという仮説を支持しています。
中間高赤方偏移の Ia 型超新星ホスト銀河の星の集団: 星形成と金属量濃縮の歴史
| Title |
Stellar_Populations_in_type_Ia_supernova_host_galaxies_at_intermediate-high_redshift:_Star_formation_and_metallicity_enrichment_histories |
| Authors |
I._Millan-Irigoyen,_M._G._del_Valle-Espinosa,_R._Fern\'andez-Aranda,_L._Galbany,_J.M._Gomes,_M._Moreno-Raya,_\'A._R._L\'opez-S\'anchez_and_M._Moll\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10242 |
異なる赤方偏移でIa型超新星(SNIa)をホストする銀河を研究する私たちのプロジェクトの概要を提示します。赤方偏移$z\sim0.4-0.5$にある6つのSNIaホスト銀河のグランテレスコピオデカナリアス(GTC)光学分光法を提示します。それらは、サーベイSDSSおよびCOSMOSからの銀河を含む、中間高赤方偏移の一連のSNIaホスト銀河に結合されています。信号対雑音比およびその他の特性の観点から銀河スペクトルを選択した後の最終的なサンプルは、$0.04<z<1$の範囲の赤方偏移を持つ680個の銀河で構成されています。コード{\scfado}を使用して逆星集団合成を実行し、この一連の銀河の星形成と濃縮の歴史を推定し、同時にそれらの平均星年齢、金属量、星質量を取得します。これらの特性間の相関関係を分析した後、ハッブル図の残差と超新星の特徴(光度、色、強度のパラメーター)がこれらの恒星パラメーターに依存している可能性を探します。対数スケール$\log{\langleZ_で表した場合、ハッブル残差は-0.061\,mag\,dex$^{-1}$の勾配で質量で重み付けされた星の金属量に明確に依存することがわかります。{M}/Z_{\odot}\rangle}$.この結果は、局所銀河とSDSS調査銀河のガス酸素存在量から得られた以前の発見を裏付けています。恒星の金属量も使用する文献の他の研究と比較すると、同様の値が見つかりますが、オブジェクトの数が多く、赤方偏移の範囲が広いため、より精度が高く、重要性が高くなります(2.08対$\sim$1.1)。私たちのサンプルの。
垂直リアプノフ付近の位相空間構造は、棒状銀河モデルの L1,2 の周りを公転しています。
位相空間構造と、3D棒銀河モデルの不安定なラグランジュ点L1,2の周りの垂直リアプノフ周期軌道付近からの軌道拡散を調べます。これらの周期軌道の初期条件を摂動することにより、セクションの4D空間で次の5種類の軌道構造を検出しました。垂直リアプノフ周期軌道。(ii)領域内に存在する安定した周期軌道の周りの準周期軌道に属する2Dトーラス。それらは、L4,5付近の垂直安定周期軌道か、「安定異常」周期軌道のいずれかに関連付けられています。(iii)これらの円環に大きな時間間隔で粘着性のある軌道を描き、「粘着性の円環」を形成してから、それらがゆっくりと離れます。(iv)強い混沌とした振る舞いをする点群。そのような結果の雲は、「安定した異常な」周期軌道の周りのトーラスの存在によって妨げられるため、拡散速度が遅くなります。(v)「不安定な異常」周期軌道の不安定な不変多様体上に長時間固着する点からなるトロイダルゾーン。統合を続けると、安定した異常な周期軌道の周りにトーラスが存在するため、最終的にそれらは非常にカオスになり、拡散速度は小さくなります。
機械学習を使用して識別されたローカルグループの渦巻銀河 M33 内の巨大な若い恒星オブジェクト
| Title |
Massive_young_stellar_objects_in_the_Local_Group_spiral_galaxy_M33_identified_using_machine_learning |
| Authors |
David_A._Kinson,_Joana_M._Oliveira_and_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10371 |
ローカルグループの渦巻銀河M\,33内の恒星集団の教師付き機械学習分類を提示します。以前にNGC\,6822の集団に適用された確率的ランダムフォレスト(PRF)方法論は、近赤外分類機能と遠赤外分類機能の両方を利用しています。それは、ソースを9つのターゲットクラスに分類します。若い恒星天体(YSO)、酸素と炭素に富む漸近巨星分枝星、赤色巨星分枝と赤色超巨星、活動銀河核、青い星(O-、B-、A型主系列星)、ウォルフ・ライエ星、銀河前景星。100の分類にわたって、混同行列に基づいて$\sim$\,86\,per\,centの平均推定精度で162,746のソースを分類したPRFが実行されます。私たちは、M\,33の円盤全体で4985のYSOを特定し、密度ベースのクラスタリング分析を適用して、主に銀河の渦状腕にある68の星形成領域(SFR)を特定しました。既知のH\,{\scii}領域に対応するSFRが回収され、$\sim$\,91\,per\,centのSFRが文献で特定された巨大な分子雲と空間的に一致しました。NGC\,6822のSFRと同様に、測光測定をベンチマークとして確立された進化シーケンスを使用して、[H$\alpha$]$/$[24$\mu$m]と[250$\mu$m]$/$[500$\mu$m]を使用して、すべてのM\,33SFRの相対的な進化状態を推定します。各YSOの質量は、6\,$-$\,27\,M$_\odot$の範囲で推定されました。これらの質量を使用して、M\,33のSFRで0.63\,M$_\odot$\,yr$^{-1}$、0.79\,$\pm$\の直接YSOカウントに基づいて星形成率を推定します。0.16\,M$_\odot$\,yr$^{-1}$を中心に1.42\,$\pm$\,0.16\,M$_\odot$\,yr$^{-1}$グローバル。
かすかな銀河のかすかな星：II。 Bo\"otes I 超微光矮小球状銀河の低質量恒星初期質量関数
| Title |
Faint_Stars_in_a_Faint_Galaxy:_II._The_Low_Mass_Stellar_Initial_Mass_Function_of_the_Bo\"otes_I_Ultrafaint_Dwarf_Spheroidal_Galaxy |
| Authors |
Carrie_Filion,_Imants_Platais,_Rosemary_F.G._Wyse,_Vera_Kozhurina-Platais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10461 |
この論文は、ハッブル宇宙望遠鏡からの最近の深部イメージングの分析に基づいて、Bo\"otesI(Boo~I)超微光矮小銀河の低質量星の初期質量関数(IMF)に対する改善された制約を提示します。これらのデータから作成されたフォトメトリックカタログのBoo~Iの候補恒星メンバーは、ベイジアンアプローチを使用して達成され、ハッブル超深宇宙の補完的なアーカイブイメージングデータによって情報が提供されました。ソースのサブセットの固有運動を導き出し、天の川星の可能性が高いものを特定して削除することができました.また、Boo~Iの絶対固有運動を決定することができました.結果は一致していますが、完全に独立しています.,\textit{Gaia}による測定.次に、低質量IMFの3つの異なる形式の最適なパラメーター値が、Boo~Iメンバー星の可能性が高い星の色等級データのフォワードモデリングを通じて得られました。近似ベイジアン計算マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズム。最適な単冪則IMF勾配は$\alpha=-1.95_{-0.28}^{+0.32}$であり、最適な破冪則勾配は$\alpha_1=-1.67_{-0.57です。}^{+0.48}$および$\alpha_2=-2.57_{-1.04}^{+0.93}$.最適な対数正規特性の質量と幅のパラメーターは$\rm{M}_{\rm{c}}=0.17_{-0.11}^{+0.05}\calM_\odot$および$\sigma=0.49_です。{-0.20}^{+0.13}$.Boo~Iのこれらの壊れたべき乗法則と対数正規IMFパラメーターは、天の川銀河内の星について公表された結果と一致しており、したがって、Bo{\"}tesIと天の川銀河が同じ恒星IMFによって占められている可能性があります。.
| Title |
Coevolution_of_Supermassive_Black_Holes_and_their_Host_Galaxies_with_Galaxy_Mergers |
| Authors |
Chi-Hong_Lin,_Ke-Jung_Chen,_and_Chorng-Yuan_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10535 |
銀河の中心に存在する超大質量ブラックホール(SMBH)の形成を理解することは、現代の天体物理学における重要なトピックです。観測では、z$\sim7$の高赤方偏移銀河で、質量$M$$10^{9}\、\rmM_\odot$のSMBHが検出されました。しかし、ビッグバン後の最初の10億年以内に、どのようにしてSMBHがそのような巨大な質量に成長したかは、とらえどころのないままです.考えられる説明の1つは、SMBHが銀河の頻繁な合体を通じて短期間で成長し、急速な成長を維持するための持続可能なガスを提供したことです。この研究では、GIZMOコードを使用して、ホスト銀河でのSMBHの成長の流体力学シミュレーションを提示します。以前のシミュレーションとは対照的に、原子ガス粒子から分子ガス粒子を分離し、それらを独立して進化させることにより、分子雲モデルを開発しました。大規模な合併中に、原子および分子ガス粒子の質量分離の効果が分子粒子の動的摩擦を強化できることを示しました。その結果、分子ガスは銀河の中心に実質的に降着し、SMBHを$10^{6}\,\rmM_\odot$から$10^{9}\,\rmM_\odot$まで300Myr以内に成長させ、急速な成長を説明しています。SMBHの降着であり、この降着は銀河の中心で激しいスターバーストも引き起こします。さらに、天の川のような銀河のバルジに対する小さな合体の影響を調べたところ、バルジのサイズと質量が0.92kpcから1.9kpcに、$4.7\times10^{10}\から増加する可能性があることがわかりました。\rmM_\odot$から$7\times10^{10}\,\rmM_\odot$.
相互作用するバイナリ質量関数を蛍光 X 線で測定する
X線連星のコンパクトな天体の質量は、伴星の動径速度曲線に依存する動的測定によって最適に制約されます。今後の高X線スペクトル分解能望遠鏡を見越して、コンパクトな天体の質量関数を制約する可能性を探ります。FeK線の蛍光は、明るいX線連星のスペクトルにおける一般的な特徴であり、内部降着円盤からのドップラー拡大成分が広く研究されています。X線照射コンパニオンからの対応する狭い線を分離できる場合、これはバイナリシステムのプロパティをさらに制限する機会を提供します。ここでは、連星の幾何学をモデル化して伴星の立体角を決定し、鉄線の等価幅を推定します。質量比$q>0.1$の系の場合、予想されるK${\alpha}$相当幅は2～40eVであることがわかります。XSPECを使用したシミュレーションは、新しいマイクロ熱量計が$10を超えるソース連続体フラックスに対して、5-40kms$^{-1}$の精度でK${\alpha}$輝線放射速度測定値を生成できる十分な解像度を持つことを示しています。^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$.いくつかの注意事項を考慮する必要があります。この方法は、広い成分から狭い線を分離することに成功し、複雑な風とディスクの挙動から生じる散乱とは無関係に速度の明確な変化を観察することに依存しています。これらの問題は、マイクロカロリメーターで証明されたままですが、この方法は、光学測定が実行できないバイナリパラメーターを制約する可能性があります.
射手座 A* 付近の軌道運動 -- アルマ望遠鏡による偏波観測からの制約
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用してミリ波長で得られた、銀河中心部の超大質量ブラックホール射手座A*の偏光曲線について報告します。この観測は、イベントホライズンテレスコープキャンペーンの一環として行われました。2017年4月6日と7日の低変動源状態での観測を、2017年4月11日のX線フレア直後の観測と比較します。$\sim70$min.この回転は、低傾斜$\sim20^\circ$で観測された、動的に重要な垂直成分によって支配される磁場に埋め込まれたホットスポットの赤道時計回りの軌道運動の特徴として解釈します。ホットスポットは、未解決のソースでアルマ望遠鏡によって測定された直線偏光を一時的に支配する、強く偏光したシンクロトロン放射を放射します。私たちの単純な発光モデルは、偏光曲線の全体的な特徴を非常によく捉えています。ケプラー軌道を仮定すると、ホットスポット軌道半径は$\sim$5シュヴァルツシルト半径であることがわかります。正のブラックホールスピン、つまりホットスポットの順行運動のヒントが観測されます。急速に変化する回転測定を考慮して、ホットスポットの角運動量の投影された空軸は北から東に$\sim60^\circ$であり、180$^\circ$のあいまいさがあると推定されます。これらの結果は、いて座A*の降着構造が時計回りに回転する磁気的に拘束された円盤であることを示唆しています。
BASS XXXIII: Swift-BAT ブレーザーとそのジェット機による宇宙時間
| Title |
BASS_XXXIII:_Swift-BAT_blazars_and_their_jets_through_cosmic_time |
| Authors |
L._Marcotulli,_M._Ajello,_C._M._Urry,_V._S._Paliya,_M._Koss,_K._Oh,_G._Madejski,_Y._Ueda,_M._Balocovi\'c,_B._Trakhtenbrot,_F._Ricci,_C._Ricci,_D._Stern,_F._Harrison,_M._C._Powell,_and_BASS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09929 |
BATの105か月の調査カタログで検出された118のブレーザーのクリーンなサンプルを使用して、14～195keVの範囲で最新のスウィフトバーストアラートテレスコープ(BAT)ブレーザーの光度関数を導出します。BATAGNSpectroscopicSurvey(BASS)からの赤方偏移。我々は、ブレーザー集団全体と、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)のみに最適なX線光度関数を決定します。主な結果は次のとおりです。(1)任意の赤方偏移で、BATは、光度分布の可能な中断を超えて、最も明るいブレーザーを検出します。これは、密度と光度の進化を区別できないことを意味します。(2)FSRQによって支配されるブレーザー集団全体は、赤方偏移z~4.3まで正に進化し、以前の結果を確認し、以前に推定されたよりも高い赤方偏移でブザーの数密度が低いことを意味します。14～195keVでの宇宙X線背景放射に対するこの線源クラスの寄与は、5～18%の範囲であり、MeVバックグラウンドの100%を占める可能性があります。また、BATブレーザーの平均14keV-10GeVSEDを導出しました。これにより、MeV範囲の発生源の数だけでなく、高エネルギー(>100TeV)ニュートリノの予想数も予測できます。COSIのようなミッションでは、40MeVブレーザーと2つの同時ニュートリノが検出されます。最後に、ビーミング選択効果を考慮して、これらの銀河系外ジェットの母集団の分布と特性を導出します。視野角の分布は非常に狭く、ほとんどの光源が視線の5{\deg}以内に配置されていることがわかります。さらに、平均ローレンツ係数<$\Gamma$>=8-12は、これらの強力なソースについて以前に提案されたよりも低くなっています。
ブラック ホールの降着流におけるホット スポットのポラリメトリック シグネチャ
| Title |
Polarimetric_signatures_of_hot_spots_in_black_hole_accretion_flows |
| Authors |
Jesse_Vos,_Monika_Moscibrodzka,_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09931 |
射手座A*超大質量ブラックホールシステムで観測されたフレアイベントは、地平線近くの降着流の不均一な性質に起因する可能性があります。このフローの明るい領域は、密度または温度の異方性、いわゆる「ブライトスポット」または「ホットスポット」に関連している可能性があります。このような軌道上の特徴は、赤外線波長での観測やミリ波での最近の発見を説明するかもしれません。この作業では、放射的に非効率な降着流の背景に課せられた、周回する赤道の輝点からの放射を調べて、基礎となる磁場構造と、傾斜角、スポットサイズ、ブラックホールのスピンなどの他のシステム変数を示す偏光特性を見つけます。もっと。具体的には、一般的に典型的な二重ループ(プレッツェルのような)構造を示すストークスQ-Uシグネチャに対するこれらのパラメーターの影響を調査します。基礎となるプラズマ条件と周回スポットを記述する私たちの半分析モデルは、230GHzでのシンクロトン放出を計算する数値放射伝達コードipoleのフレームワーク内に構築されています。さまざまなQ-Uループシグネチャと、内側ループと外側ループの関係を紹介します。垂直磁場トポロジーの場合、内側のQ-Uループは、遠くの観測者から見たシンクロトロン放射の抑制によって説明されます。放射状およびトロイダル磁場トポロジーの場合、内側の\quloopは、観測者に対してスポットが後退している軌道の部分に対応します。私たちのモデルに基づいて、特に円偏波測定と組み合わせて、Q-Uループジオメトリの分析により、基礎となる磁場トポロジーを制約することが可能であると結論付けています。
銀河拡散ニュートリノフラックスの検出の見通し
| Title |
Prospects_for_detection_of_a_Galactic_diffuse_neutrino_flux |
| Authors |
Pedro_De_la_Torre_Luque_and_Daniele_Gaggero_and_Dario_Grasso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10011 |
非一様輸送を特徴とする銀河宇宙線輸送モデルが、ここ数年にわたって開発されてきました。このセットアップは、銀河のさまざまな領域でのガンマ線観測を再現することを目的としており(特に、銀河系内部のハドロンスペクトルの漸進的な硬化に焦点を当てています)、非常に高エネルギーのガンマ線拡散と互換性があることが示されました。最近検出されたPeVエネルギーまでの放出。この作業では、以前に提示された結果を拡張して、全天にわたってそのモデルの信頼性をテストします。この目的のために、異なるエネルギーについてFermi-LATによって測定された拡散ガンマ線放出の詳細な経度および緯度プロファイルと予測を比較し、予想される銀河ニュートリノ拡散放出を計算し、それをANTARESコラボレーションからの現在の制限と比較します。銀河ニュートリノ成分の検出の可能性により、モデルと、未解決のソースとTeVハローからの顕著な寄与を特徴とする他のシナリオとの間の縮退を打破できることを強調します。
ガンマ線バースト中の電子の冷却から生じるシンクロトロン低エネルギースペクトル
| Title |
The_Synchrotron_Low-Energy_Spectrum_Arising_from_the_Cooling_of_Electrons_in_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
A.D._Panaitescu_and_W.T._Vestrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10014 |
この作業は、シンクロトロンガンマ線バーストのスペクトルと光曲線に適用して、放射(シンクロトロンと自己コンプトン)放出と断熱損失による相対論的電子の冷却を研究する以前の取り組み(Panaitescu2019)の継続です。そのような冷却電子によって生成されます。ここでは、GRBパルス積分スペクトルの低エネルギー勾配b_LEを導出し、b_LEの測定分布の意味を定量化します。冷却するGRB電子が1～10keV未満で放射するのにかかる時間よりも磁場の寿命が長い場合、パワーP(ガンマ)~ガンマ^n(ngeq2)の放射冷却プロセス、つまりシンクロトロンと逆コンプトン(iC)がトムソン散乱により、電子注入時間t_iに関係なく、ソフトな低エネルギースペクトルスロープb_LEleq-1/2のGRBパルス積分スペクトルF_eps~eps^{b_LE}がピークエネルギーE_pより下になります。E_p以下のシンクロトロン光子のトムソン-クライン-ニシナ遷移での散乱によって支配されるIC冷却は、インデックスn=2/3->1を持ち、[0,1/6]のb_LEでよりハードな積分スペクトルを生成しますが、電子は断熱的です。-冷却すると緩やかな勾配b_LE=-3/4になります。ソフト統合スペクトルを生成する放射プロセスは、磁場の寿命t_Bが、典型的なGRB電子が冷却して1～10keV未満に放射する時間よりも短い場合にのみ、CGRO/BATSEおよびFermi/GBMによって測定されたよりハードな勾配に対応できます。これは、典型的なGRB電子の放射冷却時間スケールt_radの(最大で)10未満です。この場合、t_Bとb_LEは1対1で対応します。低エネルギー勾配b_LE>-3/4を説明するために、断熱電子冷却ではt_Bに同様の制限が必要です。この場合、勾配の多様性は、磁場のタイムスケールからではなく、電子注入率が時間とともにどのように変化するかによって主に生じます。
畳み込みニューラル ネットワークによる重力波を伴う回転コア崩壊型超新星のコア構造と核状態方程式の決定
| Title |
Determine_the_Core_Structure_and_Nuclear_Equation_of_State_of_Rotating_Core-Collapse_Supernovae_with_Gravitational_Waves_by_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Yang-Sheng_Chao,_Chen-Zhi_Su,_Ting-Yuan_Chen,_Daw-Wei_Wang_and_Kuo-Chuan_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10089 |
近くのコア崩壊超新星からの重力波を検出すると、超新星エンジンと核の状態方程式に意味のある制約が課せられます。ここでは、畳み込みニューラルネットワークモデルを使用して、Richersらの1824波形を使用して、コア回転速度、回転長スケール、および核状態方程式(EoS)を特定します。(2017)12太陽質量の前駆細胞。-10msから6msのコアバウンスの重力波信号を使用して、回転長スケール($93\%$)と回転速度($95\%$)の分類の高い予測精度を実現できます。プロンプト対流フェーズ中に追加の48ミリ秒信号を含めることで、4つの主要なEoSグループの分類で$96\%$の精度を達成できました。上記の3つのモデルを組み合わせることで、85\%$を超える精度でコアの回転率、回転長のスケール、およびEoSを同時に正確に予測することができました。最後に、FLASHシミュレーション(Panetal.2018)からの追加の74波形に転移学習法を適用することで、Richersの波形を使用するモデルが、平均絶対誤差を伴う連続値であっても、Panの波形から回転速度を正常に予測できることを示します。0.32rads$^{-1}$のみ。これらの結果は、GW信号を介したコア崩壊超新星イベントの識別にモデルを適用できる、はるかに広いパラメーター体制を示しています。
銀河連星に関する最近の MAGIC の結果
X線連星とガンマ線連星は、コンパクトな天体と、通常は縮退していない伴星からなる系です。これらのソースのほとんどは、電波からX線、時にはガンマ線まで、広い周波数範囲で放射線を放出することが示されています。MAGICコラボレーションによって銀河X線連星MAXIJ1820+070と1A0535+262、およびガンマ線連星HESSJ0632+057で得られた100GeVを超える超高エネルギーガンマ線の最近の結果について報告します。より低いエネルギーでの多波長データも提供され、ソースのより良いコンテキスト化が可能です。
34年間の眠りから目覚めたブラックホールX線連星EXO 1846-031の電波観測
| Title |
Radio_observations_of_the_Black_Hole_X-ray_Binary_EXO_1846-031_re-awakening_from_a_34-year_slumber |
| Authors |
D._R._A._Williams_(1_and_2),_S._E._Motta_(2_and_3),_R._Fender_(2_and_4),_J._C._A._Miller-Jones_(5),_J._Neilsen_(6),_J._R._Allison_(7),_J._Bright_(2_and_8),_I._Heywood_(2_and_9),_P._F._L._Jacob_(2),_L._Rhodes_(2_and_10),_E._Tremou_(11),_P._Woudt_(4),_J._van_den_Eijnden_(2),_F._Carotenuto_(2),_D._A._Green_(12),_D._Titterington_(12),_A._J._van_der_Horst_(13_and_14),_P._Saikia_(15)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_School_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_(2)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(3)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica,_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_(5)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_-_Curtin_University,_(6)_Department_of_Physics,_Villanova_University,_(7)_First_Light_Fusion_Ltd.,_UK,_(8)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA)_and_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Northwestern_University,_(9)_Department_of_Physics_and_Electronics,_Rhodes_University,_(10)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(11)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(12)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_(13)_Department_of_Physics,_The_George_Washington_University,_(14)_Astronomy,_Physics,_and_Statistics_Institute_of_Sciences_(APSIS),_(15)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics_(CAP3),_New_York_University_Abu_Dhabi) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10228 |
2019年のバーストからの無線[1.3GHzMeerKAT、4～8GHzKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)、および15.5GHzArcminuteMicrokelvinImagerLargeArray(AMI-LA)]とX線(SwiftおよびMAXI)データを提示します。候補のブラックホールX線連星(BHXB)EXO1846-031。バーストにおけるBHXBの特徴的なq字型のヒステリシスを示すHardness-Intensity図を計算します。EXO1846-031は、MeerKATで毎週、AMI-LAでほぼ毎日監視されました。VLA観測は、バーストの重要なポイントでサブアーク秒解像度の画像を提供し、移動する電波成分を示しています。電波とX線の光度曲線は大まかに互いに続き、~MJD58702でピークを示し、~MJD58731-58739の間の2番目のピークの前に短い減少が続きます。$E_{\rmmin}\sim$4$\times$10$^{41}$と5$\times$10$^{42}$ergの値を計算して、等分割からこれらの電波フレアの最小エネルギーを推定します。それぞれ。「静止」への復帰の正確な日付は、X線および電波観測では見逃されていますが、MJD58887と58905の間に発生した可能性が高いことを示唆しています。-エディントンの0.3～3%でハード遷移が発生しました。距離範囲は2.4～7.5\,kpcと計算されます。「ハード」状態のEXO1846-031の電波:X線平面を計算しました。これは、優先的に4.5kpcで、「電波の静かな」BHである可能性が最も高いことを示しています。この距離と$\theta$=73$^{\circ}$のジェット傾斜角を使用すると、VLAデータは$\beta_{\rmint}=0.29c$の固有ジェット速度に制限を設け、サブ内腔ジェット運動。
ガンマ線源の確率論的マルチクラス分類に向けて
機械学習アルゴリズムは、関連付けられていないソースの確率的分類を決定するために使用されています。銀河系と銀河系外の2つの大きなクラスに分類されることがよくあります。ただし、ソースにはさらに多くの物理クラスがあります。たとえば、最新のFermi-LAT4FGL-DR3カタログには23のクラスがあります。このノートでは、ガンマ線源のより一般的なマルチクラス分類を考慮して、大きなクラスの1つを2つのサブクラスに細分化します。3つの大きなクラスのそれぞれには、いくつかの物理的なクラスが含まれています。分類のパフォーマンスを2つと3つのクラスに比較します。2クラス分類の受信者動作特性曲線を計算します。3クラスの場合、サブクラスの確率を合計して、2つの大きなクラスのクラス確率を取得します。また、2クラスと3クラスの場合の適合率、再現率、および信頼性の図を比較します。
コンプトン シック セイファート 2 銀河 NGC 1068 の X 線スペクトルとタイミング解析
| Title |
X-ray_spectral_and_timing_analysis_of_the_Compton_Thick_Seyfert_2_galaxy_NGC_1068 |
| Authors |
Indrani_Pal,_C._S._Stalin,_M._L._Parker,_Vivek._K._Agrawal_and_S._Marchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10261 |
{\itNuSTAR}と{\itXMM-Newton}を使用して観測されたコンプトンシックセイファート2活動銀河核NGC1068のタイミングとスペクトル解析を提示します。この作業では、ソースのコロナ温度($\rm{kT_{e}}$)を初めて計算し、エポック間の変動がある場合はチェックしました。この作業で分析されたデータは、(a)2012年12月から2017年11月までの期間に実施された{\itNuSTAR}を使用した8エポックの観測と、(b){\itXMM-Newton}を使用した6エポックの観測で構成されていました。2000年7月から2015年2月の間に出ました。{\itNuSTAR}観測のタイミング分析から、ソースがソフトバンドに変化を示さないことがわかりました。しかし、20keVを超えるエネルギーでのフラックスを調べると、2014年8月と2017年8月の間に、2012年の3回の{\itNuSTAR}観測の平均フラックスと比較して、線源はそれぞれ約20\%と30\%明るかった。文学における以前の結果との一致。{\itXMM-Newton}データの分析から、エポック間だけでなく、エポック内でもハードバンド(2$-$4keV)に変化がないことがわかりました。ソフトバンド(0.2$-$2keV)では、ソースがエポック内で変化しないことが判明しましたが、エポックAに比べてエポックBでより明るいことが判明しました。物理モデルを適合させることにより、$\rm{kT_{e}}$を8.46$^{+0.39}_{-0.66}$keVから9.13$^{+0.63}_{-0.98}$keVの範囲に設定します。私たちの分析から、ソースに$\rm{kT_{e}}$のバリエーションは見つからなかったと結論付けています。
パルサー PSR J0740+6620 の質量、半径、音速に対するラストール重力の影響
ミリ秒パルサーは、最近の中性子星内部組成探査機(NICER)の観測に照らして、可能性のある物質と幾何学の結合とその物理的意味をテストするのに最適な実験室です。物質源が異方性流体であると想定されているのに対し、物質と幾何学が非最小結合であるラストール場の重力方程式をクロリバルア内部時空に適用します。星の内部のすべての物理量は、Rastallの$\epsilon$とコンパクトネスの$C=2GM/Rc^2$パラメーターで表現できることを示します。NICERとX線マルチミラー(XMM-Newton)X線観測によるパルサーPSRJ0740+6620の質量と半径の制約を使用して、Rastallパラメーターが最大で正の範囲の$\epsilon=0.041$になるように決定します。得られた解は、安定したコンパクトオブジェクトを提供します。さらに、一般的な相対論的処理とは異なり、音速の2乗は予想音速$c_s^2\leqc^2/3$に違反しません。状態方程式が仮定されていないことに注意してください。ただし、モデルはバッグ定数を持つ線形パターンによく適合します。一般に、$\epsilon>0$の場合、理論では、同じ質量の一般相対性理論と比較して、わずかに大きなサイズの星が予測されます。これは、流体力学的平衡方程式における物質の幾何学的結合による追加の力が、重力の影響を部分的に減少させるのに寄与すると説明されています。その結果、強いエネルギー条件によって許容される最大のコンパクト性は$C=0.735$と計算され、これは一般相対性理論の予測よりも$\sim2\%$高くなります。さらに、飽和核密度$\rho_{\text{nuc}}=2.7\times10^{14}$g/cm$^3$での表面密度に対して、最大質量$M=4M_\odot$を推定します。半径$R=16$km。
相対論的歳差運動モデルによるブラック ホールの質量とスピンの測定: XTE J1859+226
| Title |
Black_hole_mass_and_spin_measurements_through_the_Relativistic_Precession_Model:_XTE_J1859+226 |
| Authors |
S.E_Motta,_T._Belloni,_L._Stella,_G._Pappas,_J._A._Casares,_T._Mu\~noz-Darias,_M.A.P._Torres,_I.V._Yanes-Rizo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10376 |
連星系で降着するブラックホールと中性子星のX線光度曲線は、さまざまな種類の準周期振動(QPO)を示していますが、その起源についてはまだ議論されています。相対論的歳差運動モデルは、QPO周波数を一般相対論からの基本的な時間スケールで識別し、特定のタイプのそのような振動の可能な説明として提案されています。特定の条件下(つまり、特定のQPOトリプレットの検出)では、このようなモデルを使用して、コンパクトオブジェクトの質量とスピンの一貫した測定値を得ることができます。これまでのところ、これはブラックホール連星GROJ1655-40でのみ可能でした。1999～2000年のブラックホール過渡XTEJ1859+226の爆発からのRXTE/PCAデータでは、QPOトリプレットを発見し、相対論的歳差運動モデルを使用してブラックホールの質量とスピンの高精度測定値を取得しました-M=(7.85+/-0.46)Msun、a*=0.149+/-0.005-前者は、光学測定による最新の動的質量決定と一致しています。他のブラックホールシステムで既に観測されているものと同様に、QPOと広帯域ノイズ成分の周波数は、モデルによって予測されたコンパクトオブジェクトに近い粒子運動の一般的な相対論的周波数と一致します。私たちの調査結果は、以前の結果を確認し、相対論的歳差運動モデルの有効性をさらに支持します。相対論的歳差運動モデルは、これまでのところ、連星ブラックホールの合体によって生成される重力波からのスピンに近いスピンを一貫して生成した唯一の電磁測定ベースの方法です。
X線トランジェントXTE J1859+226におけるブラックホールの洗練された動的質量
| Title |
A_refined_dynamical_mass_for_the_black_hole_in_the_X-ray_transient_XTE_J1859+226 |
| Authors |
I._V._Yanes_Rizo,_M._A._P._Torres,_J._Casares,_S._E._Motta,_T._Mu\~noz-Darias,_P._Rodr\'iguez-Gil,_M._Armas_Padilla,_F._Jim\'enez-Ibarra,_P._G._Jonker,_J._Corral-Santana_and_R._Fender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10395 |
2017年7月の静止時に取得されたブラックホールX線トランジェントXTEJ1859+226の同時時間分解GTC分光法とWHT測光の2つの連続した夜を提示します。後期K型スペクトルテンプレートに対する個々のスペクトルの相互相関により、軌道周期を$0.276\pm0.003$dに制限し、ドナー星の視線速度の半振幅を$K_2=550\pm59$kmに制限することができました。s$^{-1}$.ちらつき活動によって強く汚染されていますが、測光$r$バンドと$i$バンドの光曲線で楕円体変調が検出されます。二重ピークH$\alpha$輝線プロファイルの特性とバイナリパラメータ間の相関関係を利用することにより、$66.6\pm4.3$degの軌道傾斜角を導き出し、精密な$K_2=562\pm40$kms$^{-1}$と質量比$q=M_2/M_1=0.07\pm0.01$.これらの値から、更新されたブラックホールの質量$M_1=7.8\pm1.9$M$_\odot$を取得しました。X線タイミングに基づく独立した質量推定値は、相対論的歳差運動モデルによって説明されるアウトバーストQPOトリプレットをさらにサポートする値とよく一致しています。また、伴星質量$M_2=0.55\pm0.16$M$_\odot$も取得しました。これは、K5-K7Vスペクトルタイプと一致しています。
接近するジェットと後退するジェットからの放出の同時性
| Title |
The_simultaneity_of_emission_from_approaching_and_receding_jets |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone,_Eli_C._Pattie,_Alexandra_J._Tetarenko_(Texas_Tech_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10397 |
コンパクトな円錐形の相対論的ジェットの標準的なBlandford-K\"oniglモデルが独特の特徴を持っていることを示します。観測された特定の放射周波数では、接近するジェットからの放出は、遠方の観測者の位置に同時に到着します。すべての有限傾斜角に対するカウンタージェットからの放射.この結果を使用して、ジェットが真に対称であるかどうかを判断できることを示します.傾斜角の範囲を持つ中性子星X線バイナリ.また、X線バイナリジェットの高ケイデンス時系列データで標準モデルからの偏差を探すために使用できるエコーマッピング技術についても議論し、これらがもっともらしいと結論付けます.一部のシステムに適用されます。
Insight-HXMT を使用した MAXI J1535$-$571 の過渡 QPO のウェーブレット解析
| Title |
Wavelet_analysis_of_the_transient_QPOs_in_MAXI_J1535$-$571_with_Insight-HXMT |
| Authors |
X._Chen,_W._Wang,_P_F._Tian,_P._Zhang,_Q._Liu,_H._J._Wu,_N._Sai,_Y._Huang,_L._M._Song,_J._L._Qu,_L._Tao,_S._Zhang,_F._J._Lu,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10408 |
ウェーブレット解析とパワー密度スペクトルを使用して、Insight-HXMTで観測されたMAXIJ1535$-$571で観測された2つの過渡準周期振動(QPO)を調べます。過渡QPOの重心周波数は$\sim10$Hz、FWHM$\sim0.6$Hz、rms振幅$\sim14\%$です。QPOと非QPOレジームのエネルギースペクトルも分離して分析され、QPOレジームと比較して非QPOレジームでは$E_{cut}$が高いほどスペクトルが柔らかくなります。私たちの結果は、MJD58016および58017で検出された一時的なQPOが依然としてタイプCのQPOであり、ソースがそのHIMSに残っていることを示唆しています。ウェーブレットに基づくすべてのタイプCQPO信号の持続時間は、$\sim10$keVを超える平均カウントレートと正の相関があり、異なる時間スケールでのQPOの出現はコロナと結合する必要があることを意味します。一時的なQPOの特性は、ジェットまたはフレアに関連している可能性があります。おそらく、コロナの部分的な放出がタイプCQPOの消失の原因です。
Insight-HXMT を使用した 1A 0535+262 の高エネルギー ミリヘルツ準周期振動は、現在のモデルに挑戦します
| Title |
High_energy_Millihertz_quasi-periodic_oscillations_in_1A_0535+262_with_Insight-HXMT_challenge_current_models |
| Authors |
Ruican_Ma,_Lian_Tao,_Shuang-Nan_Zhang,_Long_Ji,_Liang_Zhang,_Qingcui_Bu,_Jinlu_Qu,_Pablo_Reig,_Mariano_M\'endez,_Yanan_Wang,_Xiang_Ma,_Yue_Huang,_Mingyu_Ge,_Liming_Song,_Shu_Zhang,_Hexin_Liu,_Pengju_Wang,_Lingda_Kong,_Xiaoqin_Ren,_Shujie_Zhao,_Wei_Yu,_Zixu_Yang,_Panping_Li,_Shumei_Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10455 |
我々は、広いエネルギー帯域にわたるInsight-HXMTデータを使用して、Be/X線連星1A0535+262の2020年のバーストにおけるミリヘルツ準周期振動（mHzQPO）を研究しました。mHzQPOは、27～120keVのエネルギーバンドで検出されます。QPO重心周波数はソースフラックスと相関しており、アウトバースト中に35～95mHzの範囲で変化します。QPOは50～65keV帯域で最も大きく、最大8シグマの有意性がありますが、最低(1～27keV)および最高(>120keV)エネルギー帯域ではほとんど検出できません(<2シグマ)。特に、80keVを超えるmHzQPOの検出は、mHzQPOがこれまでに検出された中で最も高いエネルギーです。mHzQPOの分数rmsは最初に増加し、次にエネルギーとともに減少し、50～65keVで最大振幅に達します。さらに、アウトバーストのピークでは、mHzQPOは二重ピーク構造を示し、2つのピークの差は~0.02Hzで一定であり、この系の中性子星のスピン周波数の2倍です。ビート周波数モデル、ケプラー周波数モデル、反対方向の2つのジェットのモデル、中性子星の歳差運動など、mHzQPOの生成を説明するさまざまなシナリオについて説明しますが、いずれも起源を説明できないことがわかります。QPOウェルの。非熱放射の変動性がmHzQPOの原因である可能性があると結論付けていますが、物理的メカニズムを明らかにするにはさらなる理論的研究が必要です。
ライジェルのコンセプトでは、太陽系外惑星を地表で直接探査する必要があります。この提案は、ロボット地質学者をタウ・セティ系の系外惑星に送ります。10光年の距離にある、これは、温帯の岩石惑星を含む最も近いシステムである可能性があります。アポロと同様に、リゲルプロジェクトは、多くの工学分野の取り組みを結集する方法を提供します。Rigelコンセプトの鍵は、長期的な開発と管理です。1000年続く使命には、多世代にわたる監視が必要です。RigelはNASAプロジェクトとして開始される可能性がありますが、後に世界的な取り組みになります。惑星地球からのロボット大使の建設は、国家のコミュニティを団結させるのに役立ちます.遠く離れた子孫に利益をもたらすプロジェクトに取り組むとき、それは私たちの中で最高のものを引き出すでしょう.
The PAU Survey & Euclid: マルチタスク学習による広帯域測光赤方偏移の改善
| Title |
The_PAU_Survey_&_Euclid:_Improving_broad-band_photometric_redshifts_with_multi-task_learning |
| Authors |
L._Cabayol,_M._Eriksen,_J._Carretero,_R._Casas,_F.J._Castander,_E._Fern\'andez,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_H._Hildebrandt,_H._Hoekstra,_B._Joachimi,_R._Miquel,_C.Padilla,_A._Pocino,_E._Sanchez,_S._Serrano,_I._Sevilla,_M._Siudek,_P._Tallada-Cresp\'i,_N._Aghanim,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_R._Bender,_D._Bonino,_E.Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10161 |
現在および将来の画像調査では、何百万もの銀河について測光赤方偏移(photo-z)を推定する必要があります。フォトZの品質を向上させることは、宇宙論の理解を深めるための大きな課題です。この論文では、狭帯域の測光データと大規模な画像調査の間の相乗効果を利用して、広帯域の測光赤方偏移を改善する方法を探ります。マルチタスク学習(MTL)ネットワークを使用して、広帯域フォトメトリから広帯域フォトZと狭帯域フォトメトリを同時に予測することにより、広帯域フォトZ推定を改善します。狭帯域測光は、トレーニングフィールドでのみ必要です。これにより、広視野で狭帯域測光を行わない銀河でも、より優れたphoto-z予測が可能になります。この手法は、COSMOSフィールドの加速宇宙サーベイ(PAUS)の物理学からのデータでテストされています。この方法は、フォトzのみにブロードバンドカラーをマッピングするベースラインネットワークに対して外れ値率を40%削減しながら、大きさi_AB<23まで14%より正確なフォトzを予測することがわかりました。さらに、MTLは高赤方偏移銀河のフォトzバイアスを大幅に低減し、z>1の断層撮影ビンの赤方偏移分布を改善します。この手法をより深いサンプルに適用することは、\EuclidやLSSTなどの将来の調査にとって重要です。シミュレートされたデータの場合、i_AB<23のサンプルでトレーニングすると、24<i_AB<25のすべての銀河でフォトz散乱が15%減少します。また、フォトZ散乱をさらに低減するPAUS高精度フォトZを使用して、フォトメトリック銀河でトレーニングサンプルを拡張する効果も調べます。
インドにSKA地域センターのプロトタイプを建設する計画
| Title |
Plans_for_building_a_prototype_SKA_regional_centre_in_India |
| Authors |
Yogesh_Wadadekar,_Dipankar_Bhattacharya,_Abhirup_Datta,_Surajit_Paul_and_Divya_Oberoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10277 |
スクエアキロメートルアレイ(SKA)望遠鏡の科学的可能性を最大限に引き出すには、世界中のさまざまなSKA加盟国に複数のSKA地域センター(SRC)を建設する必要があります。これらのSRCは、SKA科学データ処理および処理システムによって生成された基本的なデータストリームから高度な科学データ製品を生成するための高性能コンピューティングとストレージを提供します。これは、SKAによって実施される主要な科学プロジェクトの成功に不可欠です。ユーザーコミュニティ。また、天文学者が非常に大規模なSKAデータセットの分析を実行できるようにサポートを提供します。このような大規模なデータセンターの建設は、すべてのSKA加盟国にとって技術的な課題です。このような状況で、各国はプロトSRCとして知られる、今後数年間(2022年以降)でより小さなSRCを構築することを計画しています。インドでは、uGMRT、Meerkat、MWAなどのインドの関与が強いSKAパスファインダーおよび前駆体からのデータの分析に使用されるプロトSRCの構築を提案します。proto-SRCのストレージ、コンピューティング、ネットワークのいくつかの側面についての私たちの考えと、それがデータ分析にどのように使用されるか、またインドの天文学者が率いるSKAの主要な科学プロジェクトに関連するさまざまなシミュレーションを実行する方法について説明します。また、proto-SRCが新しいハードウェアおよびソフトウェア技術を評価し、アルゴリズムの実装、パイプライン開発、データ視覚化ソフトウェアなどのSKAデータ処理および分析に関連する分野でソフトウェア開発を開始する方法についての考えを提示します。
ホットサブドワーフBPM 36430への3日間のコンパニオンのパルスタイミング発見
ホット準矮星B星は、連星伴星による可能性が高いエンベロープストリッピングを受けたコアヘリウム燃焼天体です。TransitingExoplanetSurveySatelliteからの高速測光を使用して、ホット準矮星BPM36430が、いくつかの低振幅gモードと強いpモード脈動を示すハイブリッドsdBV_rsパルセータであることを発見しました。後者は、パルス到着時間の明確な周期的変動を示しています。この位相振動に適合することは、BPM36430が3.1dごとに1回、約10光秒離れた重心を周回することを意味します。CTIO1.5m望遠鏡のCHIRONechelleスペクトログラフを使用して、パルスタイミングと一致する半振幅、周期、および位相の動径速度変動を検出することにより、反射運動を確認します。我々は、最小質量が0.42Msunの白色矮星の伴星がBPM36430を周回していると結論付けた。我々の研究は、脈動するホット亜矮星または白色矮星を周回する伴星がパルスタイミングから検出され、視線速度で確認されたのは2回目である。
ガイア データ リリース 3 の超暴走および超高速白色矮星候補: Ia/Iax 超新星爆発または動的遭遇からの残骸の可能性
| Title |
Hyper-runaway_and_hypervelocity_white_dwarf_candidates_in_Gaia_Data_Release_3:_possible_remnants_from_Ia/Iax_supernova_explosions_or_dynamical_encounters |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Hagai_Perets_and_Na'ama_Hallakou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09915 |
タイプIaおよびその他の特異な超新星(SNe)は、白色矮星(WD)の熱核爆発に由来すると考えられています。提案されたチャネルのいくつかは、部分的に爆発したWD(例:IaxSNレムナント)の放出、または非常に高速(>400kms$^{-1}$)での爆発するWDの同伴を伴います。したがって、このような超暴走/超高速(HVS)WDの特徴付けは、SNeの物理学と起源に光を当てる可能性があります。ここでは、GaiaDR3データを分析して、HVSWD候補と固有のサブメインシーケンス(サブMS)オブジェクトを検索します。以前に特定されたHVSを取得し、数十の新しいHVS候補を見つけます。2つの新しい結合されていないWDHVS、14個の結合されていない可能性のある新しいサブMSオブジェクト、および銀河脱出速度に匹敵する速度を持つ少数のWDとサブMSオブジェクトを特定します(接線速度のみに基づく)。さらに数十個のハイパーランナウェイWD(v$>400$kms$^{-1}$)が見つかりました。HVSWDおよびサブMS候補の数と特性は、極端な速度の放出($>1000$kms$^{-1}$)が、タイプIaSNeのわずかな部分のみに伴う可能性があることを示唆しています。IaSNeの起源へのD6シナリオ。ハイブリッドWD逆デトネーションチャネルに続くHVS放出率は、特定されたHVSと一致する可能性があります。低速のHVSWDの数は、タイプIaxSNeの起源および/または動的遭遇からの寄与と一致している可能性があります。また、既知のSNレムナントに関連するHVSWDも検索しましたが、そのような候補は1つだけ特定されました。
太陽嵐を予測するための黒点ベクトル磁場の深層学習による再構築
| Title |
Deep_learning_reconstruction_of_sunspot_vector_magnetic_fields_for_forecasting_solar_storms |
| Authors |
Dattaraj_B._Dhuri,_Shamik_Bhattacharjee,_Shravan_M._Hanasoge,_Sashi_Kiran_Mahapatra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09944 |
太陽磁気活動は極端な太陽フレアとコロナ質量放出を引き起こし、電子インフラに重大な脅威をもたらし、経済活動を著しく混乱させる可能性があります。したがって、爆発的な太陽活動の引き金を認識し、信頼できる宇宙天気予報を開発することが重要です。光球ベクトル磁場データは、太陽黒点磁場の複雑さを捉えるため、宇宙天気予報の質を向上させることができます。ただし、最先端のベクトル場観測は、2010年以降、SolarDynamicsObservatory/HelioseismandMagneticImager(SDO/HMI)からのみ一貫して利用できます。また、現在および過去のほとんどのミッションや、GlobalOscillationsNetworkGroupなどの観測施設でも利用できます。(GONG)見通し線(LOS)フィールドのみを記録します。ここでは、開始ベースの畳み込みニューラルネットワークを使用して、HMIのLOSマグネトグラムとGONGからHMI太陽黒点ベクトル場の特徴を高い忠実度(~90%の相関)と持続的なフレア予測精度で再構築します。2003年のハロウィーンの嵐の際にベクトル場の特徴を再構築しましたが、LOS場の観測のみが利用可能であり、CNNで推定された電流ヘリシティは、極端なフレアの前に観測された関連する太陽黒点の回転を正確に捉えており、顕著な変化を示しています。増加。したがって、私たちの研究は、過去のLOS測定から3つの太陽周期に相当するベクトルフィールドデータを再構築する道を開きます。これは、宇宙天気予報モデルを改善し、太陽活動に関する新しい洞察を得るのに非常に役立ちます.
分光測光標準 DA 白色矮星のセットを完成させる
| Title |
Perfecting_our_set_of_spectrophotometric_standard_DA_white_dwarfs |
| Authors |
A._Calamida_(STScI,_USA),_T._Matheson_(Noirlab,_USA),_E._W._Olszewski_(Steward_Observatory,_USA),_A._Saha_(Noirlab,_USA),_Tim_Axelrod_(Steward_Observatory,_USA),_C._Shanahan_(STScI,_USA),_J._Holberg_(University_of_Arizona,_USA),_S._Points_(CTIO,_Chile),_G._Narayan,_K._Malanchev_(University_of_Illinois,_USA),_R._Ridden-Harper_(University_of_Canterbury,_NZ),_N._Gentile-Fusillo_(ESO,_Germany),_R._Raddi_(Universitat_Politecnica_de_Catalunya,_Spain),_R._Bohlin,_A._Rest_(STScI,_USA),_I._Hubeny_(Steward_Observatory,_USA),_S._Deustua_(National_Institute_of_Standards_and_Technology,_USA)._J._Mackenty,_E._Sabbi_(STScI,_USA),_C._W._Stubbs_(Harvard_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09950 |
望遠鏡のラスカンブレス天文台ネットワークからの時間間隔観測を使用して、近紫外から近赤外および地上ベースの分光法までのハッブル宇宙望遠鏡の大きさを持つ一連のDA白色矮星の測光安定性を検証しました。最初の38個の星のリストは、高品質の分光光度基準のセットを構成する最終的な32個の星に絞り込まれました。これらの星は天空に一様に分布しており、いずれもr~16.5等以下です。それらの分布は、気団が2未満のときに地上の観測所からいつでも少なくとも2つを観測できるようになっています。候補標準の安定性を決定するために、ラスクンブレス天文台のデータからの光度曲線とさまざまな変動指数が使用されました。可能であれば、Pan-STARRS1、ZwickyTransientFacility、およびTESSデータも星の分類を確認するために使用されました。私たちの分析は、4つのDA白色矮星が測光変動の証拠を示す可能性があることを示しました。場合によっては、かすかな赤い光源が近くに存在するため、地上の望遠鏡でいくつかの分光光度標準を観察する際には注意が必要です。すべての星の光度曲線と検索チャートが提供されます。
| Title |
Semi-Supervised_Classification_and_Clustering_Analysis_for_Variable_Stars |
| Authors |
R._Pantoja,_M._Catelan,_K._Pichara,_P._Protopapas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09957 |
天文調査によって生成される膨大な量の時系列データにより、機械学習アルゴリズムを使用して、数百万の天体源を発見および分類することが求められています。変光星の場合、教師あり学習のアプローチが一般的になっています。ただし、これには、適切なパフォーマンスを達成するために専門家がラベル付けしたライトカーブのかなりのコレクションが必要であり、構築にはコストがかかります。この問題を解決するために、2つのアプローチを紹介します。1つ目は、半教師あり階層法です。これは、教師あり方法よりも大幅に少ないトレーニングデータを必要とします。第二に、変光星のクラスまたはサブクラスに対応する可能性のあるグループを見つけるクラスタリング分析手順。どちらの方法も、視覚化のためのデータの次元削減と次元の呪いを避けるために主にサポートされています。OGLE、CSS、およびGaiaの調査から収集したカタログを使用して、方法をテストしました。半教師付きメソッドは、トレーニングで$5\%$のデータのみを使用して、変光星の3つの選択されたカタログすべてに対して約90\%のパフォーマンスに達します。この方法は、訓練データが少ない場合に変光星の主なクラスを分類するのに適しています。私たちのクラスタリング分析は、発見されたクラスターのほとんどがクラスに関して90\%以上、サブクラスに関して80\%以上の純度を持っていることを確認しており、このタイプの分析が大規模な変動性調査で初期段階として使用できることを示唆しています。変光星のどのクラスまたはサブクラスがデータに存在するかを特定するステップ、および/または他の多くの可能なアプリケーションの中でトレーニングセットを構築するステップ。
$\eta$ Car の ALMA スペクトルにおける地球の吸収線
| Title |
Telluric_absorption_lines_in_the_ALMA_spectra_of_$\eta$_Car |
| Authors |
Zulema_Abraham,_Pedro._P._B._Beaklini,_Pierre_Cox,_Diego_Falceta-Goncalves_and_Lars-Ake_Nyman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09960 |
$\eta$Carと未知の伴星によって形成された大規模な連星系は、ミリ波とサブミリ波の波長の強力な光源です。恒星の近くでは、連続体制動放射と電波再結合線が$\eta$Carの巨大な電離風と高密度プラズマのいくつかのコンパクトな発生源から発生しています。分子線もこれらの波長で検出され、そのうちのいくつかは連続発光領域に向かって吸収されて見られ、それらの多くはALMA観測によって明らかにされました。ただし、アルマ望遠鏡の大気校正は低スペクトル分解能モードで実行されるため、科学製品の一部の高分解能スペクトルにはテルル線が依然として存在する可能性があり、分子の誤同定につながる可能性があります。$\eta$Carinaeは明るい光源であるため、一部の機能が強調表示される可能性があるため、この問題はさらに重要です。この作業では、私たちのグループが最近発表した高解像度(0.065"x0.043")観測を含む$\eta$CarのALMAアーカイブデータの3つの異なるセットを調べて、これらの吸収線のどれが本物であるかを検証し、その起源について議論します。.それらのいくつかは、連星系に近い雲で本当に発生したものであると結論付けていますが、他のものは、ALMAキャリブレーション手順中に地表線が誤って除去された結果であると結論付けています。これらの吸収線は、$\eta$Carよりもはるかに弱いため、位相キャリブレータには存在しないことがわかりました。高強度の連続体が小さな個々の系統的キャリブレーションエラーを強化するため、吸収線が表示されます。
CHARA 配列による分光連星の視覚的軌道。 IV. HD 61859、HD 89822、HD 109510、および HD 191692
| Title |
Visual_Orbits_of_Spectroscopic_Binaries_with_the_CHARA_Array._IV._HD_61859,_HD_89822,_HD_109510,_and_HD_191692 |
| Authors |
Kathryn_V._Lester,_Gail_H._Schaefer,_Francis_C._Fekel,_Douglas_R._Gies,_Todd_J._Henry,_Wei-Chun_Jao,_Leonardo_A._Paredes,_Hodari-Sadiki_Hubbard-James,_Christopher_D._Farrington,_Kathryn_D._Gordon,_S._Drew_Chojnowski,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Theo_ten_Brummelaar,_Claire_L._Davies,_Tyler_Gardner,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_and_Benjamin_R._Setterholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09993 |
4つの分光連星、HD61859、HD89822、HD109510、およびHD191692の可視軌道を、CHARAArrayによる長いベースライン干渉計を使用して提示します。また、APO3.5m、CTIO1.5m、フェアボーン天文台2.0m望遠鏡を使用して、エシェルスペクトルから新しい動径速度も取得しました。天文観測と分光観測を組み合わせることで、完全な3次元軌道を解き、星の質量を1～12%の不確実性で、距離を0.4～6%の不確実性で決定します。次に、ドップラートモグラフィーとスペクトルエネルギー分布解析により、各構成星の実効温度と半径を推定します。質量は1.4～3.5Msun、半径は1.5～4.7Rsun、温度は6400～10300Kでした。次に、観測された星のパラメーターを星の進化モデルの予測と比較しましたが、進化モデルによく適合するシステムは1つだけであることがわかりました。
過去 5 世紀の総太陽放射照度
| Title |
Total_Solar_Irradiance_during_the_Last_Five_Centuries |
| Authors |
V._Penza,_F._Berrilli,_L._Bertello,_M._Cantoresi,_S._Criscuoli_and_P._Giobbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10115 |
全太陽放射照度(TSI)は、数分から数世紀のタイムスケールで変化します。短い時間スケールでは、乱流対流と音響振動によって生じる強度変動の重ね合わせにより変化します。より長い時間スケールでは、主に太陽黒点によって引き起こされる黄斑の増光と減光のために、光球の磁気活動によって変化します。現代のTSIの変動は1970年代から宇宙から監視されてきましたが、はるかに長い期間にわたるTSIの変動は、磁束輸送モデルによってサポートされる可能性がある磁気特性の歴史的観測を使用するか、宇宙線同位体の測定から推定することしかできません(例:\textsuperscript{14}Cまたは\textsuperscript{10}Be)の年輪と氷床コアの濃度。過去数世紀、特にマウンダー極小期の17/18世紀におけるTSIの再構築は、気候の影響を研究する上で最も重要です。放射照度変動の時間成分、特に磁気サイクルを経年変動から分離するために、経験的モード分解アルゴリズムを適用することにより、磁気特性の歴史的観測と太陽変調ポテンシャル$\Phi$に関連する信号を分解しました。したがって、再構成は経験的であり、機能のコントラストやフィールド輸送モデルは必要ありません。マウンダー極小期の平均値と現在の値の差は$\simeq2.5Wm^{-2}$です。さらに、前世紀の前半には$\simeq1.5Wm^{-2}$の成長が見られ、20世紀半ば頃に停止し、次の50年間は一定のままであることが示されています。太陽周期へ。
コロナ加熱に対する彩層温度の影響
最近の観測および数値研究は、太陽彩層におけるさまざまな熱構造を示しています。遷移領域全体の熱相互作用がコロナ加熱の鍵であることを考えると、彩層の異なる熱構造がどのように異なるコロナ特性を生み出すかを調査する価値があります。この作業では、コロナルループのAlfv\'{e}n波加熱のMHDシミュレーションによって、コロナの特性が彩層温度によってどのように影響を受けるかを調べます。この目的のために、放射伝達方程式を解く代わりに、単純な放射損失関数を使用して、彩層温度を簡単に調整できるようにします。彩層が高温になると、彩層がより高い高さまで伸びるため、磁気ループのコロナ部分が短くなり、伝導冷却が促進されます。したがって、熱伝導に対して高温のコロナを維持するには、より長いループ長が必要です。数値シミュレーションから、ループの長さの半分$l_{\rmloop}$に関するコロナ形成の条件を簡単な形式で導き出します:$l_{\rmloop}>aT_{\rmmin}+l_{\rmth}$、ここで$T_{\rmmin}$は大気の最低温度で、パラメータ$a$と$l_{\rmth}$はコロナフィールド強度に負の依存性があります。私たちの結論は、彩層温度は、ループの長さが短く、コロナ領域が弱い場合、コロナ加熱に無視できない影響を与えるということです。特に、強化された彩層加熱は、コロナの形成を防ぐことができます。
中間中性子捕獲プロセス。 III.オーバーシュートのない質量と金属量の異なる AGB 星の i プロセス
| Title |
The_intermediate_neutron_capture_process._III._The_i-process_in_AGB_stars_of_different_masses_and_metallicities_without_overshoot |
| Authors |
A._Choplin,_L._Siess,_S._Goriely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10303 |
低速(s)および高速(r)中性子捕獲プロセスと並んで、中間中性子捕獲プロセス(iプロセス)が存在すると考えられています。これは、対流ヘリウム燃焼ゾーンで陽子が混合されたときに発生し、陽子摂取イベント(PIE)と呼ばれます。可能性のある天体物理サイトは、低質量で低金属量の星の漸近巨星分枝(AGB)相です。PIEを経験しているAGB星のグリッドのiプロセス収量を提供します。1、2、および3$M_{\odot}$の初期質量と[Fe/H]$=-3.0$,$-2.5$$-2.3,$および$-2.0,$の金属量で12のモデルを計算しました。星の進化コードSTAREVOLで。化学輸送方程式と結合した、最大1160種の核ネットワークを使用しました。これらのシミュレーションには、余分な混合プロセスは含まれていません。プロトンの取り込みは、12のAGBモデルのうち6つで行われます。これらのモデルは、$\simeq10^{14}-10^{15}$cm$^{-3}$の中性子密度を特徴とするiプロセス元素合成を経験します。PIEの特性に応じて、2つの異なる進化経路が続きます。星のエンベロープが急速に失われ、熱パルスが発生しなくなるか、AGBフェーズが追加の熱パルスで再開されます。この動作は、PIEが発生したときのパルス数、摂取された陽子の質量、およびパルス材料が対流エンベロープで希釈される程度に大きく依存します。PIE後の表面濃縮は、モデルの堅牢な機能であり、さまざまな対流仮定の下で持続します。私たちのモデルは、オーバーシュートや$^{13}$Cポケットの組み込みなど、パラメーター化された余分な混合プロセスなしで、Pbまでの重元素を合成できます。それにもかかわらず、iプロセスがオーバーシュート、熱塩、または回転などの混合プロセスにどのように依存するかはまだ調査されていません。
| Title |
Presolar_Silicon_Carbide_Grains_of_Types_Y_and_Z:_Their_Strontium_and_Barium_Isotopic_Compositions_and_Stellar_Origins |
| Authors |
Nan_Liu,_Thomas_Stephan,_Sergio_Cristallo,_Diego_Vescovi,_Roberto_Gallino,_Larry_R._Nittler,_Conel_M._O'_D._Alexander,_Andrew_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10347 |
タイプY(11)およびZ(7)の18のプレソーラーSiC粒子のSrおよびBa同位体組成を報告します。これらは一般に、太陽より低い金属量の漸近巨星分枝(AGB)星で形成されたと主張されているまれなタイプです。Y粒子とZ粒子は、主流(MS)粒子よりも高い88Sr/87Srと、より可変の138Ba/136Ba比を示すことがわかります。FRANECTorinoAGBモデルによると、粒子が0.15Zsun<=Z<1.00Zsunの低質量AGB星に由来する場合、Y粒子とZ粒子のSi、Sr、およびBa同位体組成は一貫して説明できます。低速中性子捕獲プロセスの露出は、1.0Z8AGBスターのMS粒子に必要な露出に比べて大幅に減少します。このシナリオは、Ti同位体に基づく以前の発見と一致していますが、MS、Y、およびZ粒子の区別できないMo同位体組成を説明できません。
日食連星の再議論。紙XI。皆既日食と半径の不一致を示す太陽型システム、ZZ Urase Majoris
| Title |
Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_XI._ZZ_Urase_Majoris,_a_solar-type_system_showing_total_eclipses_and_a_radius_discrepancy |
| Authors |
John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10384 |
ZzUMaは、皆既日食と星黒点活動を示す軌道周期2.299dの分離型食連星です。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からの光度曲線の5つのセクターと、公開されている2つの放射速度のセットを使用して、システムの特性を高精度で確立しました。主星の質量は1.135+/-0.009Msun、半径は1.437+/-0.007Rsunで、副星の質量は0.965+/-0.005Msun、半径1.075+/-0.005Rsunです。主星の特性は、わずかに超太陽の金属量と5.5Gyrの年齢の理論的予測と一致しています。副星の特性は、これらおよび他のすべてのモデル予測と一致しません。光度はモデルとよく一致していますが、半径が大きすぎ、温度が低すぎます。これらは、40年前から知られている半径の不一致の決定的な特徴であり、現在も活発に研究されています。星黒点の活動は、光度曲線の食外部分、食の深さの体系的な変化、およびシステムの中解像度スペクトルのCaH線とK線での発光で明らかです。TESS観測の過程で、星の間の光と表面の明るさの比率は、それぞれ20%と14%直線的に変化しますが、幾何学的パラメータは変化しません。スポット活動を示す天体の研究では、可能であれば長期間にわたる観測を使用し、光曲線がシステムの物理的特性のより確実な測定を可能にする皆既日食システムに集中することによって、これを説明する必要があります。
ELM-WDのELM：LAMOSTサーベイで発見された超低質量ホットドナー星
| Title |
ELM_of_ELM-WD:_An_extremely_low_mass_hot_donor_star_discovered_in_LAMOST_survey |
| Authors |
Hailong_Yuan,_Zhenwei_Li,_Zhongrui_Bai,_Yiqiao_Dong,_Mengxin_Wang,_Sicheng_Yu,_Xuefei_Chen,_Yongheng_Zhao,_Yaoquan_Chu,_Haotong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10386 |
極低質量白色矮星(ELMWD)とプレELMWDは、質量$<\sim0.3M_{\odot}$のヘリウム核白色矮星です。それらは近い連星で形成され、共通エンベロープ(CE)放出または安定したロシュローブオーバーフロー(RLOF)によって初期質量の半分以上を失っています。進化シミュレーションと観測の両方が、ELMWDの質量下限が$\approx0.14M_{\odot}$に存在することを示しています。ここでは、ELMWDの質量制限よりも低い可能性があるLAMOST調査で、非常に低質量のELMWD、ID70904216が発見されたことを報告します。LAMOSTとP200の分光観測に基づいて、ID70904216は軌道周期$P_{orb}=$0.219658日、視線速度半振幅$K1=317.33km/s$を示し、質量関数は0.73$M_{\odot}$となります。、コンパニオンがコンパクトな星であることを示します。低解像度のスペクトルは、放出特徴のない$T_{\rmeff}\sim7361K$を持つF型星を示しています。温度は、SEDフィッティング($7440K$)およびマルチカラー光曲線ソリューション($7400K$)から得られたものと一致しています。ZTFg、r、iバンドとCatalinaVバンドの光学的光度曲線は、振幅が$\approx30\%$の楕円体変動を示しており、目に見える伴星が大きく歪んでいることを示唆しています。Gaiaサーベイからの距離と組み合わせて、WDコードモデリングは、目に見える星の質量は$M1=0.08^{+0.06}_{-0.03}M_{\odot}$であり、目に見えない星の質量は$M2=0.94^{+0.45}_{-0.10}M_{\odot}$.目に見えるドナーの半径は$R=0.29\pm0.01R_{\odot}$です。傾斜角は60$^{\circ}$から90$^{\circ}$の間に制限されています。観察結果は、この系が$0.14M_{\odot}$の理論的限界を下回る超低質量のホットドナーを含むELMWD+WD/NSバイナリシステムであることを示しています。
日食バイナリ V367 シグニをシェルから引き出す
スペクトル分解能~17000で0.63～0.69umをカバーするスペクトルは、WSerpentisシステムV367Cygniで表示されます。外環系の殻に形成されるFeIIとSiIIの吸収線は顕著な特徴であり、これらの深さは時間とともに安定しており、殻が滑らかに分布し、よく混合されていることを示唆しています。均一性のさらなる証拠は、シェルラインの最も深い部分で測定された適度な半径方向速度の変動から得られます。以前は殻の回転に起因していた運動は、代わりにドナー星のスペクトルからの汚染のアーティファクトであることが示唆されています.初期から中期の巨星と一致するドナー星スペクトルが抽出されます。ドナースペクトルの金属線の深さは軌道相によって異なり、スポットアクティビティがその星の表面の大部分をカバーしていることを示唆しています。2番目の星を取り囲む降着円盤のスペクトルも抽出され、HerbigAe/Be星の発光スペクトルとの類似性が指摘されています。軌道位相による変動に加えて、H$\alpha$は2軌道以下のタイムスケールで時間とともに変化します。HeI6678放射の暫定的な検出は、プライマリミニマム付近で行われますが、他のフェーズでは行われません。最後に、V367Cyg内およびその周辺の熱い塵から予測される放出は、多かれ少なかれ対称的であり、28秒角、またはシステムの距離で0.09pcを超えて広がっています。したがって、V367Cygは周囲の空間の大きな体積に物質を放出しています。.
インフレ後の QCD アクシオンの窓を開く
QCDアクシオンの宇宙論は、インフレーション中にQCDアクシオンが存在するかどうかに大きく依存します。標準的な基準に反して、アクシオン減衰定数$f_a$がインフレのハッブルスケール$H_I$を(はるかに)上回っている場合でも、ペッセイクイン(PQ)対称性はインフレーションの間壊れないままである可能性があることを指摘します。これは、インフレトンのおおよそのシフト対称性を尊重する高次元演算子でエンコードされた、インフレトンとの繰り込み不可能な相互作用によるPQスカラーフィールドの重労働によって達成されます。このメカニズムは、インフレ後のQCDアクシオンに新しい窓を開き、パラメーター空間を大幅に拡大します。その中で、$f_a>H_I$のQCDアクシオン暗黒物質は、高スケールのインフレーションと互換性があり、アクシオンの等曲率摂動に対する制約から解放されます。.また、インフレーション中にPQフィールドの重労働を達成するために、インフレーションシフトの対称性の破れを制御下に維持する非微分カップリングも存在します。さらに、初期の物質支配時代を導入することにより、高い$f_a$のより多くのパラメーター空間が観測されたDMの存在量をもたらす可能性があります。
パルサー ポーラー キャップ カスケードで生成されるアクシオンに対する新しい制約
| Title |
Novel_Constraints_on_Axions_Produced_in_Pulsar_Polar_Cap_Cascades |
| Authors |
Dion_Noordhuis,_Anirudh_Prabhu,_Samuel_J._Witte,_Alexander_Y._Chen,_F\'abio_Cruz,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09917 |
アクシオンは、中性子星磁気圏の局所領域で大量に生成される可能性があり、周囲のプラズマが誘導電場を効率的に遮蔽することはできません。これらのアクシオンが中性子星から離れるにつれて、それらは共鳴して光子に遷移し、中性子星の固有の電波フラックスに大きな広帯域の寄与を生成します。この作業では、アクシオンの最初の生成から無線光子の最終的な検出までのこのプロセスをモデル化するための包括的なエンドツーエンドのフレームワークを開発し、アクシオン-光子結合$g_{a\gamma\gammaの制約を導き出します。}$、近くにある27個のパルサーの観測を使用。2.5次元のパーティクルインセルシミュレーションからの予測と、半解析モデルを使用して導出された予測を比較することにより、ソースのアクシオンスペクトルにおけるモデリングの不確実性を調べます。これらの結果は驚くべき一致を示しており、アクシオン-光子結合の制約につながり、通常は$\sim3$以下の係数で異なります。ここに示されている制限は、アクシオンの質量$10^{-9}\、{\rmeV}\lesssimm_a\lesssim10^{-5}\、\rmeV$の現在までで最も強力なものであり、決定的に、アクシオンが暗黒物質であるという仮定。
重力波干渉計用半導体光学における熱電荷キャリア屈折ノイズの再検討
| Title |
Revisiting_Thermal_Charge_Carrier_Refractive_Noise_in_Semiconductor_Optics_for_Gravitational-Wave_Interferometers |
| Authors |
Harrison_Siegel_and_Yuri_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.09994 |
次世代重力波干渉計のテスト質量は、半導体基板、おそらくシリコンを使用している可能性があります。半導体内の電荷キャリアの確率的な動きは、材料の屈折率にランダムな変動を引き起こし、熱電荷キャリア屈折(TCCR)ノイズと呼ばれるノイズ源を導入します。TCCRノイズは、2020年にBrunsらによってランジュバン力アプローチを使用して以前に研究されました。ここでは、変動散逸定理(FDT)を使用し、高反射コーティングによって入力テスト質量内で生成されるレーザー光の定在波の以前に無視された効果を考慮して、TCCRノイズのパワースペクトル密度を計算します。アインシュタイン望遠鏡のパラメータを使用して結果を定量化し、10Kの温度では、TCCRノイズの振幅が、以前に主張されていた値よりも$\sqrt{2}$倍大きく、77Kから300までであることを示しています。K定在波を無視することを選択した場合、振幅は以前に主張されたよりも約5〜7桁低く、定在波が含まれている場合は最大6倍低くなります.これらの違いにもかかわらず、Brunsらのように結論付けます。TCCRノイズは、次世代重力波干渉計の制限ノイズ源であってはなりません。
地磁気反転中の大気電離率
地球の磁気双極子場のマツヤマ-ブルンヘ反転は0.78Ma前に発生し、この期間の詳細な時間分解された古地磁気データが利用可能です。地磁気反転は宇宙線フラックスに影響を与えると予想され、それが大気の電離率に影響を与える可能性があります。この研究では、入力磁場に基づいて地球全体の大気イオン化をもたらすモデルが提示されています。時間依存の古地磁気データを入力として取り、反転中の大気電離率の3D時系列を生成します。双極子場が弱まるにつれて、大気のイオン化が低緯度で増加することを示します。増加は約です。地表では25%、上層大気では最大5倍です。世界的に、電離率は地表で約13%、上層大気で最大2倍に増加しますが、極域はほとんど影響を受けません。最後に、太陽の11年周期によるイオン化の変化は、逆転の影響を大きく受けます。太陽極小値と太陽極大値の間の大気電離の相対的な変化は、2桁から2桁の間で変化します。大気電離データはすべてダウンロード可能です。
動的チャーン・シモンズ重力における重力波の生成
重力チャーン-サイモンズ項が重い力学的場に結合されている、非正準運動項を持つ2フィールドインフレーションモデルで生成された重力波（GW）を調査します。このようなモデルでは、原始GWはいくつかのモードの共鳴増幅の期間を経験します。さらに、等曲率摂動は、有効な負の質量による一時的なタキオン不安定性に悩まされ、これが曲率摂動の原因となり、大きな誘導GWが発生します。これら2つの確率的重力波背景は異なる周波数帯域に対応しており、SKA、LISA、Taijiなどの将来のGW検出器によって検出されることが期待されています。
境界がなく幅が制限されたイベントの地震学的に一貫した表面破壊長モデル
| Title |
A_Seismologically_Consistent_Surface_Rupture_Length_Model_for_Unbounded_and_Width-Limited_Event |
| Authors |
Grigorios_Lavrentiadis,_Yongfei_Wang,_Norman_A._Abrahamson,_Yousef_Bozorgnia,_Christine_Goulet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.10401 |
この論文では、マグニチュード($\mathbf{M}$)、断層の厚さ、および断層の傾斜角の関数としての新しい表面-破壊-長さ($SRL$)の関係を提示します。この研究の目的は、無制限の破裂と幅制限された破裂の間のスケーリングの変化をモデル化することです。これは、地震理論に基づいた関係を平均変位のスケーリングに使用し、動的断層破断シミュレーションを使用して破断幅のスケーリングを制約することによって実現されます。この関係の開発に使用される経験的データセットは、$\mathbf{M}~5$から$8.1$および$SRL~1.1$から$432~km$の範囲の$123$イベントで構成されています。動的破壊シミュレーションデータセットには、$\mathbf{M}~4.9$から$8.2$および$SRL~1$から$655~km$の範囲の$554$イベントが含まれています。平均変位($\bar{D}$)スケーリングでは、面積の平方根($\sqrt{A}$)、下降幅($W$)、および断層面の長さ($L$)を評価した。経験的データは$\bar{D}\sim\sqrt{A}$スケーリングを支持します。提案されたモデルは、線形$\log(SLR)\sim\mathbf{M}$タイプのモデルと比較して、特に幅が制限されたイベントが支配する大きなマグニチュード範囲で、より優れた予測性能を示します。既存の$SRL$モデルとの比較は、公開された関係の経験的データセットにおける異なるマグニチュード範囲の結果であると考えられている、異なるマグニチュード範囲での一貫したスケーリングを示しています。
