インフレーション宇宙のシミュレーション: 単一フィールドから axion-U(1) モデルまで
数値格子シミュレーションに基づくインフレ時代の非線形研究を提示します。格子シミュレーションは原始宇宙論でよく知られたツールであり、インフレーション後の再加熱時代を研究するために広く使用されてきました。この既知のメカニズムをインフレ時代に一般化します。これは、インフレが終わるずっと前のインフレ時代の最初のシミュレーションであるため、論文の最初の部分では、インフレの最小単一フィールドモデルに焦点を当てています。格子上のインフレーションをシミュレートするために必要な概念的および技術的な要素について説明します。シミュレーションは、スカラー摂動のほぼスケール不変のスペクトルと、ポテンシャルのステップによって引き起こされるパワースペクトルの振動を再現するために使用されます。第2部では、インフレーションのより複雑なaxion-U(1)モデルに焦点を当て、深いインフレーション期におけるこのモデルの最初の格子シミュレーションを提示します。シミュレーションを使用して、このモデルから原始スカラー摂動の新しい特性を発見します。理論の線形レジームでは、スカラー摂動の統計的特性を記述する鍵となるのは、高次の非ガウス性(トライスペクトルを超える)であることがわかります。逆に、理論の非線形領域では、摂動がほぼガウス分布であることがわかります。これにより、原始ブラックホールの過剰生産による既存の制約が緩和され、LISAなどの今後の実験で観測可能な範囲で重力波信号が可能になります。私たちの結果は、格子シミュレーションがインフレ時代とその観測的特徴を研究するための強力なツールになり得ることを示しています。
膨大な量の相対論的電子に包まれた銀河団
| Title |
Galaxy_clusters_enveloped_by_vast_volumes_of_relativistic_electrons |
| Authors |
V._Cuciti,_F._de_Gasperin,_M._Brueggen,_F._Vazza,_G._Brunetti,_T._W._Shimwell,_H._W._Edler,_R._J._van_Weeren,_A._Botteon,_R._Cassano,_G._Di_Gennaro,_F._Gastaldello,_A._Drabent,_H._J._A._Rottgering,_and_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13617 |
銀河団の中心領域は磁場が浸透し、相対論的電子で満たされています。クラスターが融合すると、磁場が増幅され、相対論的電子がクラスター内媒体の乱流によって再加速されます。これらの電子は1～10GeVのエネルギーに達し、磁場の存在下では、通常~1平方Mpcの領域をカバーする拡散電波ハローを生成します。ここでは、電波ハローがはるかに拡張された拡散電波放射に埋め込まれており、電波ハローの30倍の体積を占める4つのクラスターの観測結果を報告します。これらの大きなフィーチャの放射率は、電波ハローの放射率よりも約20倍低くなります。相対論的電子と磁場は電波ハローをはるかに超えて広がっており、クラスターの外側領域の物理的条件は電波ハローの物理的条件とはまったく異なると結論付けています。
高 z 大質量銀河の星の質量密度に対する解決策としてのファジー暗黒物質
| Title |
Fuzzy_Dark_Matter_as_a_Solution_to_the_Stellar_Mass_Density_of_High-z_Massive_Galaxies |
| Authors |
Yan_Gong,_Bin_Yue,_Ye_Cao,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13757 |
JWSTの早期リリースデータは、7<z<11で大質量銀河の予想外に高い星質量密度を示しています。これを説明するには、おそらく高い星形成効率が必要です。しかし、このような高い星形成効率は、電離光子の数を大幅に増加させ、宇宙再電離史の現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定と深刻な矛盾をもたらすでしょう。この問題を解決するために、超軽量のスカラー粒子で構成されるファジーダークマター(FDM)を調べます。超軽量アクシオンを計算し、異なるアクシオン質量のハロー質量関数と星の質量密度を計算します。FDMモデルは小さなハローと銀河の形成を効果的に抑制できるため、星形成効率が高くなると、$z\sim8$でのJWSTデータとCMB散乱の光学的深さの両方を同時に一致させることができます。アクシオンの質量$m_a\simeq5\times10^{-23}$と$10^{-21}\\rmeV$が、プランクとWMAPの結果にそれぞれ適合するために必要であることがわかります。また、$z\sim10$のJWSTデータはまだ高すぎて、このシナリオに収まらないこともわかりました。サンプルの推定平均赤方偏移には大きな不確実性がある可能性があり、採用されたスペクトルエネルギー分布(SED)テンプレートと測光赤方偏移コードに応じて$z\sim9$まで低くなる可能性があることに注意してください。さらに、質量$\sim$keVの暖かい暗黒物質も、FDMと同様にハロー形成に影響を与えるため、代替の選択肢となる可能性があります。
指数関数的尾部摂動によって引き起こされる原始ブラックホールと重力波
| Title |
Primordial_black_holes_and_gravitational_waves_induced_by_exponential-tailed_perturbations |
| Authors |
Katsuya_T._Abe,_Ryoto_Inui,_Yuichiro_Tada,_and_Shuichiro_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13891 |
質量が$\sim[10^{-15}M_\odot,10^{-11}M_{\odot}]$である原始ブラックホール(PBH)は、暗黒物質全体の候補として広く研究されています(DM）。このようなPBH-DMシナリオをテストするためのプローブの1つは、スカラー誘起確率重力波(GW)であり、LISAミッションのターゲットとなるmHz帯域でピークに達する周波数を持つPBHを形成する原始ゆらぎの強化を伴います。PBH-DMシナリオをチェックするために確率的GWを利用するには、PBHの存在量とGWスペクトルの振幅を正確に関連付ける必要があります。最近、Kitajimaetal.では、強化された原始曲率摂動の非ガウス性がPBHの存在量に及ぼす影響がピーク理論に基づいて調査され、指数テールと呼ばれる特定の非ガウス特性が大幅に増加することがわかりました。ガウスの場合と比較したPBHの存在量。この作業では、指数テールのケースでPBHDMに関連付けられた誘導確率的GWのスペクトルを調査します。非ガウス性を適切に考慮するために、スペクトルの計算に図式アプローチを採用します。確率的GWスペクトルの振幅はガウスの場合よりもわずかに低いことがわかりますが、それでもLISA感度で検出できます。また、非ガウスの寄与は、複雑な運動量構成を通じて高周波側に現れる可能性があることもわかりました。この特徴はLISA感度で現れますが、DECIGOミッションのようなより感度の高いGW観測から、非ガウス性に関する情報を取得できる可能性があります。
Lyman-$\alpha$ フォレストからの赤方偏移 2.3 での膨張率に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_expansion_rate_at_redshift_2.3_from_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Andrei_Cuceu,_Andreu_Font-Ribera,_Seshadri_Nadathur,_Benjamin_Joachimi,_Paul_Martini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13942 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)によって測定されたLyman-$\alpha$(Ly$\alpha$)森林相関の異方性から、赤方偏移$z=2.3$での宇宙の膨張率を測定します。私たちの結果は、$z>1$の大規模構造から最も正確です。平坦な$\Lambda$CDMでは、Ly$\alpha$だけから$\Omega_\mathrm{m}=0.36^{+0.03}_{-0.04}$と物質密度を決定し、バリオンよりも2倍タイトです。音響振動は同じデータから生じます。元素合成の前に、ハッブル定数を$H_0=63.2\pm2.5$km/s/Mpcと測定します。他のSDSSトレーサーと組み合わせて、$H_0=67.2\pm0.9$km/s/Mpcを見つけ、ダークエネルギーの状態方程式パラメーターを測定すると、$w=-0.90\pm0.12$となります。私たちの仕事は、高赤方偏移で宇宙論を制約するための新しい道を開きます。
宇宙論の拡張モデルにおけるアタカマ宇宙望遠鏡とプランク衛星の間の地球規模の「CMB張力」の定量化
| Title |
Quantifying_the_global_"CMB_tension"_between_the_Atacama_Cosmology_Telescope_and_the_Planck_satellite_in_extended_models_of_cosmology |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Alessandro_Melchiorri,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14054 |
アタカマ宇宙論望遠鏡とプランク衛星によって発表された宇宙マイクロ波背景温度と偏光異方性の角度パワースペクトルの最新の観測の間のグローバルな一致を、追加パラメーターのさまざまな組み合わせを含めることによって異なるさまざまな宇宙モデルで研究します。Suspiciousness統計を使用することにより、ベースライン$\Lambda$CDM内の$\sim2.5\,\sigma$のガウス等価レベルで定量化された、2つの実験間のグローバルな「CMB緊張」がレベルで減少することを示します。相対論的粒子の有効数($N_{\rmeff}$)が標準値より大幅に少ない場合、$1.8\sigma$のその他の拡張モデル。
非自己相似 光度温度関係と動摩擦
| Title |
Non_self-similar_Luminosity-temperature_relation_and_dynamical_friction |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo,_Morgan_Le_Delliou_and_Man_Ho_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14096 |
以前の論文\citep{DelPopolo2005}の結果を拡張し、動摩擦の役割を考慮して、光度-温度関係(LTR)を復元しました。一方、自己相似性($L\proptoT^2$が得られるスケーリング則)を仮定することにより、光度と温度の関係が${L\proptoT^{\simeq3}}$と急峻になることが観測によって示されています。この違いは、予熱、超新星フィードバック、AGNからの加熱などの非重力プロセスによるエネルギー入力の観点から説明できます。この論文では、句読点付き平衡モデル\citep{Cavaliere1999}の修正版を使用してLTRを研究し、追加の動摩擦を考慮して、\citep{DelPopolo2005}に見られるアプローチを拡張しました。結果は、$\simeq2$keVで曲がり、より大きなエネルギーで$2.76\pm0.18$、2keVより小さいエネルギーで$3.4\pm0.18$の傾きを持つ非自己相似LTRです。この結果は、XXL調査\citep{Giles2016}と一致しています。さらに、エネルギーが小さいほど勾配が急になることは、低質量端でLTRがさらに急勾配になると主張するいくつかの研究と一致しています。また、私たちのモデルの結果を400dグループのサンプルと比較したところ、グループでは勾配がクラスターよりもわずかに急であり、%つまり$3.35\pm0.3$であり、\citep{Zou2016}の400dグループの研究と一致しています。傾き$3.29\pm0.33$を与えるサンプル。
球状崩壊モデルのスプラッシュバック半径
数年前に、暗黒物質のハローの周辺は、非常に狭い半径範囲で非常に急峻な密度プロファイルを特徴とすることが示されました。この特徴は、異なる粒子軌道の類似した位置、すなわち崩壊後の半分の軌道でのスプラッシュバック物質の積み上げとして解釈されています。アディカリ等。(2014)は、非常に単純なモデルを通じてスプラッシュバック半径の位置を取得しました。つまり、成長するNFWプロファイル形状のダークマターハローを横切る際の二次落下モデルでダークマターシェルの軌跡を計算します。暗黒物質の殻の軌跡から計算する代わりに、ハロープロファイルを課したため、スプラッシュバック半径の周りの暗黒物質のプロファイルを見つけることができませんでした。本稿では、シェルの交差、および順序付けられた、ランダムな角運動量、動的摩擦、断熱収縮などのいくつかの物理的効果を取り入れた改良された球状の落下モデルを使用します。これにより、内側から外側への密度プロファイルを決定できます。地域、および外側の密度プロファイルの動作を調べます。密度プロファイル、および密度プロファイルの対数勾配を、Diemer\&Kravtsov(2014)シミュレーションの結果と比較し、モデルの予測とシミュレーションの間の良好な一致を見つけます。
$\Lambda$CDM モデルの Cusp-core 問題の解決策のレビュー
| Title |
Review_of_solutions_to_the_Cusp-core_problem_of_the_$\Lambda$CDM_Model |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo_and_Morgan_Le_Delliou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14151 |
このレビューは、カスプコア問題の概要をフィールドに提案することを目的としています。これには、提唱されている解決策の議論が含まれ、それぞれが中心密度の説明を満足に提供できる方法を評価します。カスプコアの問題が暗黒物質の性質、重力、それらのスケールでの暗黒物質とのバリオン相互作用の影響に対する私たちの不十分な把握を反映しているかどうかにかかわらず、それに対する解決策は、半分析モデルまたは完全な数値コードに含まれています。宇宙論におけるパラダイムの変更の必要性を指摘するか、$\Lambda$CDMパラダイムのより細かい部分を解決することに成功していないことを指摘します。
スタロビンスキーの線形ポテンシャルモデルにおける原始ブラックホール形成
Starobinskyによって最初に提案された、異なる勾配の2つの線形ポテンシャルを接着するモデルで、共動曲率摂動$\calR$のパワースペクトルを調べます。強化されたパワースペクトルは、結合スケールの$\pi$倍の波数で最大に達することがわかります。ピークは紫外プラトーの$\sim2.61$倍です。また、非単一クロックフェーズのみからの寄与を考慮して、有効な超低速ロール$e$フォールディング数を適切に定義すると、その近ピーク動作を一定ロールモデルで十分に近似できることも示します。非アトラクタ相へのそのような急激な遷移は、スカラー誘起重力波のエネルギースペクトルにいくつかの興味深い特徴を残す可能性があり、そのような高いピークで生成された原始ブラックホールがすべて暗黒物質。
ライマン-$\alpha$ フォレスト パワー スペクトルからの暖暗黒物質の新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Warm_Dark_Matter_from_the_Lyman-$\alpha$_Forest_Power_Spectrum |
| Authors |
Bruno_Villasenor_(UC_Santa_Cruz),_Brant_Robertson_(UC_Santa_Cruz),_Piero_Madau_(UC_Santa_Cruz),_Evan_Schneider_(Pitt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14220 |
遠方のクエーサーのスペクトルで検出されたライマン$\alpha$吸収線の森は、暗黒物質の性質と特性、および拡散バリオン物質の熱力学に関する情報をエンコードします。その主な観測量である1Dフラックスパワースペクトル(FPS)は、標準的な$\Lambda$CDMと比較して、暖かい暗黒物質(WDM)宇宙論において、小さなスケールでは抑制を示し、大きなスケールでは増強を示すはずです。ここでは、グラフィックスプロセッシングユニットで加速されたコード{\scCholla}で実行される1080の高解像度宇宙流体力学シミュレーションの前例のないスイートを提示し、幅広い物理的動機の下でのライマン-$\alpha$フォレストの進化を研究します。初期宇宙におけるWDM熱遺物のさまざまな自由ストリーミングの長さとガスの熱履歴。赤方偏移$4.0\lesssimz\lesssim5.2$(Boeraetal.2019)でこれまでに調査された最小の速度スケールまで測定された森林FPSとの合成データの統計的比較により、下限$m_{\rmWDM}>3.1$が得られます。WDM粒子質量のkeV（95パーセントCL）であり、これらの赤方偏移で星形成銀河と活動銀河核によって生成される光加熱および光電離背景の振幅とスペクトルを制限します。興味深いことに、私たちのベイジアン推論分析は、$m_{\rmWDM}=4.5_{-1.4}^{+45}$keV(95%CL)の最適な熱遺物の質量を持つWDMモデルを弱く支持しているようです。フリーストリーミングによるFPSの抑制は、特有の速度スミアリングのために$k\gtrsim0.1\,$skm$^{-1}$で飽和し、この飽和した抑制とわずかに低いガス温度を組み合わせることで、WDMコスモロジーで観測された小規模FPSに適度に適合します。
崩壊前の蒸発: 星形成領域における木星惑星のタイムスケールの比較
| Title |
Evaporation_before_disruption:_comparing_timescales_for_Jovian_planets_in_star-forming_regions |
| Authors |
Emma_C._Daffern-Powell_(1)_and_Richard_J._Parker_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13601 |
シミュレーションは、惑星の軌道が密集した星形成領域で容易に乱されることを示しています。惑星は星間で交換され、自由に浮遊し、他の星に捕獲される可能性があります。しかし、密集した星形成領域は、原始惑星系円盤内のガスを蒸発させる可能性のある光電離放射線を放出する大質量星を含む、密度の高い星形成領域でもある傾向があります。木星質量惑星を含む星形成領域のN体シミュレーションを分析し、それらの軌道が変更されたとき、自由に浮遊するようになったとき、盗まれたり捕獲されたりするときを決定します。同時に、同じ星形成領域の大質量星からのFUV放射場にさらされたときの原始惑星系円盤の進化の計算を実行します。破壊された惑星系のほぼ半分(44%)で、改変、捕獲、盗難、または自由浮遊状態になると、原始惑星系円盤の半径が内側に進化するか、円盤内のガスが完全に蒸発することがわかります。惑星の軌道が乱れる前に。これは、密集した人口の多い星形成領域で分裂した惑星は、スーパーアースまたはミニ海王星である可能性が高いことを意味します。木星の質量惑星は、光蒸発による質量損失のために形成できないからです。さらに、密集した地球型惑星の周りにある遠い木星質量惑星の最近の発見は、人口の多い星形成領域でのそれらの形成に反論している。
太陽のような星の周りにTTVを示す暖かいサブネプチューン、TOI-1221 bの検証
| Title |
Validation_of_TOI-1221_b,_a_warm_sub-Neptune_exhibiting_TTVs_around_a_Sun-like_star |
| Authors |
Christopher_R._Mann,_David_Lafreni\`ere,_Diana_Dragomir,_Samuel_N._Quinn,_Thiam-Guan_Tan,_Karen_A._Collins,_Steve_B._Howell,_Carl_Ziegler,_Andrew_W._Mann,_Keivan_G._Stassun,_Martti_H._Kristiansen,_Hugh_Osborn,_Tabetha_Boyajian,_Nora_Eisner,_Coel_Hellier,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Brian_McLean,_Pamela_Rowden,_Guillermo_Torres,_Douglas_A._Caldwell,_Kevin_I._Collins,_Richard_P._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13651 |
海王星亜惑星TOI-1221b(TIC349095149.01)が太陽に似た(m$_{\rmV}$=10.5)スター。{\itTESS}光曲線測定と、PEST(0.3~m)およびLCOGT(1.0~m)からの地上ベースの時系列測光を組み合わせて、通過光曲線を分析し、潜在的な日食連星汚染物質として近くの星を除外します。SOARとGemini/Zorroからの高コントラスト画像は、距離$r=0.1"$で$\Delta$mag=5までの近くの星の汚染物質を除外します。と3.5M$_{\rmJup}$(それぞれ1$\sigma$と3$\sigma$)であり、分光連星の兆候は見られません。惑星半径$R_{\rmp}/R_に適合します。\star=0.02679^{+0.00067}_{-0.00056}$$R_{\rmp}=2.91^{+0.13}_{-0.12}R_{\oplus}$に対応し、サブネプチューンに配置$a=0.404^{+0.026}_{-0.023}$の軌道半長軸auは$S=5.57^{+0.75}_{-0.68}\S_{\oplus}$の日射量を予測します、海王星のようなモデルが与えられた場合、$T_{\rmeq}=$400Kの中程度の平衡温度を示唆しています.8回のトランジットを分析すると、23.0ドルの振幅を持つ正弦波のトランジットタイミング変動の重要な証拠(>$5\sigma$)が見つかります^{+5.2}_{-4.1}$分、超期間$485^{+15}_{-19}$日.偽陽性確率fFPPのトリケラトプス$=0.0014\pm0.0003$およびTOI-1221の統計的検証をサポートするその他の定性的および定量的証拠b.
彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコのアルベド斑
ここでは、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoの核のアルベドの斑入りのレベルを調べます。これは、標準的な測光位相関数モデルのパラメーターを、Rosetta/OSIRIS狭角カメラによってオレンジ色のフィルターで取得した画像のディスク平均放射率データに適合させることによって行われます。観測された放射輝度係数とディスク平均解の間の局所的な不一致は、局所的な単一散乱アルベドのプロキシWとして解釈されます。平均W=0.055付近で0.02<W<0.09の広い範囲が見つかります。観測されたアルベドの変化は、核の形態と強く相関しています。平均よりも滑らかな地形は明るく、固まった地形は暗いです。さらに、滑らかな地形は形態学的変化の前に暗くなり、層序的に低い地形(各核ローブの中心に対して)は、層序的に高い地形よりも明るいことがわかります。観察されたアルベドの変化は、空隙率とコヒーレント効果の違いによるものであると提案します。圧縮により、小さな明るい粒子が、より大きな光学的に有効な粒子として集合的に作用し、暗いです。したがって、暗い圧密地形マテリアルは滑らかな地形マテリアルよりも圧縮されていると考えられ、後者の暗色化は沈下によるものです。
フーリエ解析を用いた軌道要素の解析的決定。 Ⅱ．ガイア アストロメトリーとその視線速度との組み合わせ
| Title |
Analytical_determination_of_orbital_elements_using_Fourier_analysis._II._Gaia_astrometry_and_its_combination_with_radial_velocities |
| Authors |
J.-B._Delisle_and_D._S\'egransan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13992 |
ESAの全球天文宇宙ミッションガイアは、2014年以来、10億個の星の位置を監視してきました。このような大規模なデータセットの分析は、関連するデータ処理の点で困難です。特に、ガイアアストロメトリーを使用して星(惑星、褐色矮星、または星)の単一または複数のコンパニオンをブラインド検出および特徴付けするには、非常に効率的なアルゴリズムが必要です。この記事では、空間天文時系列のスキャン、および天文と視線速度時系列の組み合わせを介してコンパニオンを検出および特徴付ける一連の分析方法を紹介します。一般的な線形ピリオドグラムフレームワークを提案し、ピリオドグラムピークの誤警報確率(FAP)の解析式を導出します。重要なピークが特定されると、信号のフーリエ分解に基づいて、コンパニオンのすべての軌道要素の分析推定値が提供されます。ピリオドグラム、FAP、および軌道要素の推定値は、アストロメトリックおよびラジアル速度の時系列に対して個別に、または連携して計算できます。これらの方法は、より正確で計算集約的な数値アルゴリズム(最小二乗最小化、マルコフ連鎖モンテカルロ、遺伝的アルゴリズムなど)を補完します。特に、解析的近似は数値アルゴリズムの収束を加速するための初期条件として使用できます。私たちの形式は、3回目のガイアデータリリースのガイア系外惑星パイプラインに部分的に実装されています。ガイアの天文時系列はまだ公開されていないため、コンパニオンをホストすることが知られている3つのターゲットについて、地上のCORALIE動径速度とともに、ヒッパルコスデータに基づいて方法を説明します:HD223636(HIP117622)、HD17289(HIP12726)、およびHD3277(HIP2790)。
M型矮星周辺の岩石系外惑星への後期爆撃の減少
初期の地球への化学的に還元された微惑星の海洋蒸発の影響は、酸化されたリソスフェアにもかかわらず、還元された窒素化合物の大気生成を触媒し、プレバイオティック合成を引き起こすことが示唆されています。地球化学的証拠は、地球上の乾燥した高度に減少した後期ベニヤを支持していますが、低質量星の周りの後期衝突破片の組成は、ホストの延長された前主系列段階の結果として、変動する揮発性損失の影響を受けます。M型矮星質量スペクトル全体で後期惑星形成のシミュレーションを実行し、冥王代のアナログ環境で爆撃エポックを減らす上限を導き出します。太陽系のシナリオとは対照的に、原始惑星の原始暴走温室効果相の延長と、内部放射性加熱による小さな微惑星の乾燥により、初期の揮発性分布が変化します。星の質量が減少するにつれて、後期降着の減少する影響の割合が減少することがわかりました。星の周りの若い惑星$\leq$0.4$M_\odot$は、星が主系列に到達すると、プレバイオティクス的に適切な濃度の還元大気化合物を生成するのに十分な質量の影響を受けません。M型矮星惑星が地球のような揮発性物質の濃度を超えないためには、微惑星とより大きな原始惑星の両方が広範な揮発分除去プロセスを経る必要があり、通常、二次大気を放出するのに十分な大気含有量を持つ長寿命のマグマ海洋相から出現する可能性があります。私たちの結果は、若い岩石太陽系外惑星の表面状態を一時的に減少させることは、M型矮星よりもFGK型の星の周りで好まれることを示唆しています。
Three Hundred プロジェクト: 銀河団はクラスター崩壊を生き延びられない
| Title |
The_Three_Hundred_project:_Galaxy_groups_do_not_survive_cluster_infall |
| Authors |
Roan_Haggar,_Ulrike_Kuchner,_Meghan_E._Gray,_Frazer_R._Pearce,_Alexander_Knebe,_Gustavo_Yepes,_Weiguang_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13604 |
銀河団は、銀河を個々の物体として、または銀河群のメンバーとして降着させることによって成長します。これらのグループは、銀河の進化に大きな影響を与え、銀河からガスを取り除き、銀河の合併率を高めます。ただし、グループが大規模なクラスターと相互作用するときにグループのダイナミクスと構造がどのように影響を受けるか、またはすべてのグループメンバーが必ずしも同じ進化プロセスを経験するかどうかは明らかではありません.大きな銀河団の324の流体力学的再シミュレーションのスイートであるTheThreeHundredプロジェクトのデータを使用して、銀河団を通過する1340のグループの特性を研究します。群銀河の半分は、最初の近心、通常は銀河団に突入してからわずか0.5～1Gyrで群から重力的に解放されることがわかっています。ほとんどのグループは、クラスターの衛星集団とすぐに混ざり合います。落下するグループハローの8%だけが後でクラスターを離れますが、これらのほぼ半分については、すべての銀河がこの段階までに拘束されなくなったり、潮汐によって分裂したり、中央に融合したりします。グループ中心の位相空間における銀河の位置も重要です。グループがクラスター内に入ると、グループの中心近くの銀河($r\lesssim0.7R_{200}$)だけが束縛されたままになり、動きの遅い銀河は拘束されたままになります。グループの中心にある銀河は、潮汐が乱れるか、別の銀河と合体する可能性があります。この作業は、群銀河の環境史を制約する将来の観測研究に役立つでしょう。たとえば、銀河団の内部または近くで観察されたグループは、ごく最近接近した可能性が高く、これは、それらの銀河が以前にクラスター環境を経験したことがないことを意味します。
星雲放出のモデリングにおける多成分ダスト減衰の必要性: SDSS-IV MaNGA からの制約
| Title |
The_need_for_multicomponent_dust_attenuation_in_modeling_nebular_emission:_constraints_from_SDSS-IV_MaNGA |
| Authors |
Xihan_Ji,_Renbin_Yan,_Kevin_Bundy,_M\'ed\'eric_Boquien,_Adam_Schaefer,_Francesco_Belfiore,_Matthew_A._Bershady,_Niv_Drory,_Cheng_Li,_Kyle_B._Westfall,_Dmitry_Bizyaev,_David_R._Law,_Rog\'erio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13618 |
ほぼすべての銀河系外輝線研究で採用されている基本的な仮定は、異なる輝線の減衰は単一の減衰曲線で記述できるというものです。ここでは、この仮定が多くの場合に失敗し、導出された結果に重要な意味があることを示します。水素のバルマー線、高電離遷移、低電離遷移の3種類の遷移の間で微分星雲減衰を測定する新しい方法を開発しました。このメソッドは、減衰に影響されないライン比によってまたがる多次元空間で観察されたデータをビンに入れます。各小さなビン内では、線比の変動は主に星雲の減衰の変動によって引き起こされます。これにより、禁制線とバルマー線の両方を使用して星雲の減衰を測定できます。このメソッドを、SDSS-IVMaNGAからの240万個のHII領域スパクセルのサンプルに適用しました。高電離線とバルマー線の減衰は、$R_V=3.1$の1つのFitzpatrick(1999)吸光曲線で十分に説明できることがわかりました。ただし、1つの減衰曲線で3つの遷移すべてを同時に説明することはできません。これは、おそらくキロパーセクの解像度での分光法が、異なる固有のライン比と異なるレベルの減衰を持つ複数の領域を混合するため、異なるラインが異なる効果的な減衰を持つことを強く示唆しています。その結果、異なるラインが同じ減衰曲線をたどるという仮定は崩れます。バルマー線によって決定された単一の減衰曲線を使用して、減衰に敏感な禁制線の比率を修正すると、ダスト減衰モデルの詳細に応じて、$A_V=1$で0.06～0.25dexによって導出される星雲パラメーターにバイアスがかかる可能性があります。高い空間分解能と広いスペクトルカバレッジを備えたHII領域の統計的に大きなサンプルの観察は、モデリングを改善し、この効果の正確な補正を導き出すために不可欠です。
分子粉砕
最近の観測は、銀河がその多相銀河周媒質(CGM)に分子成分を遍在的にホストしている可能性があることを示唆しています。ただし、分子CGMの構造と運動学は理論的には十分に研究されておらず、観測的にはほとんど制約されていません。最近の研究は、効率的な冷却を備えた分子ガス雲が、原子雲と同様に熱風の中での加速に耐えることを示唆しています。しかし、外部から衝撃を受けたときや冷却されたときの圧力による分子雲の分裂については、まだ研究されていません。分子温度への流体力学的断片化のプロセスを調査するために、圧力平衡から摂動した雲の放射非粘性流体力学シミュレーションを実行します。臨界サイズよりも大きい分子雲は、小さな液滴の霧に砕け散ることがあり、臨界サイズは原子の場合とは大きく異なります。冷たい雲は、音が交差する時間が冷却時間の極大値である~8000Kを超えた場合にのみ粉砕されることがわかりました。さらに、その結果、冷たい雲を小さな液滴の「霧」に「粉砕」する普遍的なメカニズムの証拠が見つかりました。回転断片化-私たちが「分裂」と呼んでいるプロセス。私たちの結果は、観測と宇宙論的シミュレーションでCGMの分子相を解決することに影響を与えます。
| Title |
The_Space_Density_of_Intermediate_Redshift,_Extremely_Compact,_Massive_Starburst_Galaxies |
| Authors |
Kelly_E._Whalen,_Ryan_C._Hickox,_Alison_L._Coil,_Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_James_E._Geach,_John_Moustakas,_Gregory_H._Rudnick,_David_S._N._Rupke,_Paul_H._Sell,_Christy_A._Tremonti,_Julie_D._Davis,_Serena_Perrotta,_and_Grayson_C._Petter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13632 |
中間赤方偏移($z\sim0.5$)、質量($M_{*}\sim10^{11}\\text{M}_{\odot}$)、コンパクト($R_{e}\sim100$pc)スターバースト($\Sigma_{SFR}\sim1000\\text{M}_{\odot}\\text{yr}^{-1}\text{kpc}^{-1}$)潮汐の特徴を持つ銀河は、最近大規模な合体を起こしたことを示しています。それらのサブセットは、キロパーセック規模の$>1000\\text{km}\\text{s}^{-1}$流出をホストし、AGN活動の徴候をほとんど示していません。-スケールフィードバック。この論文の目的は、それらの空間密度を計算して、それらをより良い宇宙論的文脈に配置できるようにすることです.これは、大規模でコンパクトなスターバースト銀河の恒星集団を経験的にモデル化することによって行います。最近極端な核スターバーストを経験した銀河が対象となり、分光学的に選択されたサンプルに含まれる平均時間スケールを決定します。私たちの基準で対象とする大規模でコンパクトなスターバースト銀河は、$\sim148^{+27}_{-24}$Myrに対して選択可能であり、固有の空間密度$n_{\text{CS}}\sim(1.1^{+0.5}_{-0.3})\times10^{-6}\\\text{Mpc}^{-3}$.この空間密度は、私たちの$z\sim0.5$コンパクトスターバーストが、初期宇宙におけるコンパクトな星形成銀河の最も極端にコンパクトで星を形成する低赤方偏移の類似物であり、それらが中間の一部の前駆体であることと広く一致しています。赤方偏移ポストスターバーストとコンパクトな静止銀河。
超高速アウトフローを持つクエーサーの研究による放出と吸収アウトフローの関係
| Title |
Connection_between_Emission_and_Absorption_Outflows_through_the_Study_of_Quasars_with_Extremely-High_Velocity_Outflows |
| Authors |
Paola_Rodr\'iguez_Hidalgo_and_Amy_Rankine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13642 |
最近発見されたアウトフローのクラスである超高速アウトフロー(EHVO)は、質量エネルギーの点で最も強力である可能性が高いため、フィードバックプロセスを理解するための鍵となる可能性があります。これらのEHVOは、赤方偏移1.052<z_em<7.641で観測されていますが、放出の流出との潜在的な関係は研究されていませんでした。EHVOは、現時点では少数ですが、CIVとHeIIの明確な特性を示しているように見えます。特に、EHVOは、CIV輝線の青方偏移が大きいクエーサーでより優勢であり、これらの極端な流出の放出シグネチャと吸収流出シグネチャの間の関係を示唆しています。また、流出の最大速度の初期傾向も見られます。これは、BALQSOで以前に発見されたものと似ていますが、現在は以前の研究を最大0.2cまでの速度に拡張しています。私たちのサンプルの放射光度、エディントン比、およびブラックホールの質量は、CIV放射特性を考慮すると、一般的なクエーサーの集団と全体的に非常に似ていることがわかります。これは、クエーサーがEHVOをホストするためのHeII強度の暫定的な上限を観察しているため、HeIIEWのケースに近いです。この研究は、EHVOなどの極端な流出がクエーサーに現れ、それが全体のBALQSO集団とは明らかに異なるクラスであり、放出と吸収で観測された流出の間の関係を固めていることを示しています。
天の川の衛星をむさぼり食う: Galacticus による矮小銀河のモデル化
| Title |
Devouring_the_Milky_Way_Satellites:_Modeling_Dwarf_Galaxies_with_Galacticus |
| Authors |
Sachi_Weerasooriya,_Mia_Sauda_Bovill,_Andrew_Benson,_Alexi_M._Musick,_Massimo_Ricotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13663 |
矮小銀河は宇宙全体に遍在しており、さまざまな形の内部および外部フィードバックに非常に敏感です。過去20年間で、局部銀河群とそれ以降の矮小銀河のセンサスが著しく増加しました。流体力学シミュレーション(FIREII、MINTジャスティスリーグなど)は、観測された矮星の特性を超微光まで再現しましたが、そのようなシミュレーションを実行するには膨大な計算リソースが必要です。この作業では、半解析モデルGalacticusの標準的な物理的実装を制約して、天の川衛星の観測された特性をSDSSで見つかった超微光矮星まで再現します。天の川類似体の高解像度N体シミュレーションから合体ツリーでGalacticusを実行します。観測と流体力学シミュレーションの両方から累積光度関数と光度-金属性関係を一致させることにより、最適なパラメーターを決定します。正しいパラメータを使用すると、ギャラクティカスの標準的な物理学は、観測された天の川矮星の光度関数と光度-金属性の関係を再現できます。さらに、z=0からM_V<=-6(L>=10^4L_solar)までの半光半径、速度分散、および質量対光比の多次元一致が見つかりました。z=0の天の川衛星集団の特性をうまく再現することに加えて、モデル化された矮星は、局所グループの矮星と一致する星形成の歴史を持っています。
CFHT/MegaCAM 調査からの M33 セファイド
この論文では、Hartmanらによって撮影されたM33のSloang,r,iアーカイブイメージングデータを分析します。(2006)カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡でMegacamを使用。M33銀河までの距離を決定するために、いくつかの分析手順を実行して、セファイドの人口を特定しました。Lomb-Scargleアルゴリズムを使用して周期性を見つけ、1989年の周期変光星を視覚的に識別しました。Cepheidsは色等級図の特定の領域を占めているため、Cepheidsを他の変数と区別するために、Cepheid不安定性ストリップの予想される位置を使用して、M33のCepheidsを他の変数から選択しました。これにより、現在までにM33で知られている最大のCepheidサンプルである1622個の変数のサンプルが得られました。これらのセファイドをさらに異なるサブクラスに分類し、基本モードのセファイドを使用して、さまざまなフィルターでのM33の距離係数を推定しました:{\mu}=25.044+/-0.083magフィルターでrフィルターで0.074mag、iフィルターで{\mu}=24.785+/-0.068mag。これらの結果は、以前の結果と一致しています。
新しい光での NGC 7027 のマッピング: CO$^+$ および HCO$^+$ 放出は、その光子と X 線が優勢な領域を明らかにします
| Title |
Mapping_NGC_7027_in_New_Light:_CO$^+$_and_HCO$^+$_Emission_Reveal_Its_Photon-_and_X-ray-Dominated_Regions |
| Authors |
Jesse_Bublitz,_Joel_H._Kastner,_Pierre_Hily-Blant,_Thierry_Forveille,_Miguel_Santander-Garc\'ia,_Javier_Alcolea,_Valentin_Bujarrabal,_David_J._Wilner,_Rodolfo_Montez,_Jr.,_and_Isabel_Aleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13680 |
若くてよく研究されている惑星状星雲NGC7027には、明るい点状のUV(中心星)と拡散(衝撃星雲)X線放出によって照射される重要な分子ガスが含まれています。この星雲は、光子およびX線が優勢な領域(PDRおよびXDR)内の分子化学および物理的状態を調査するための優れた主題を表しています。まだ、PN環境におけるCO$^+$とHCO$^+$の正確な形成経路は不明なままです。ここでは、SMACOおよびHST2.12~$\muとともに、IRAMNOEMA干渉計で取得した、照射トレーサーCO$^+$およびHCO$^+$におけるNGC7027の$\sim$2$"$解像度マップを提示します。$mH$_2$dataforcontext.CO$^+$マップは、任意のPNにおけるこの分子イオンの最初の干渉マップを構成します.CO$^+$とHCO$^+$マップの比較は、著しく異なる発光形態を明らかにします.2つの分子間の系統的な空間変位と同様に、星雲の中央ウエストに沿って見られる最も明るいHCO$^+$の領域は、外側で$\sim$1$"$($\sim$900au)だけ半径方向にずれています。対応するCO$^+$排出ピーク。CO$^+$放射はさらに、星雲のPDRの内部境界を正確に追跡し(近赤外線H$_2$放射によって描写されるように)、中心星のUV放射がCO$^+$形成を駆動することを示唆している。CO$^+$に対するHCO$^+$の半径方向外側への変位は、ダストを透過する軟X線が周囲の分子エンベロープのHCO$^+$存在量を高め、XDRを形成する原因であることを示しています。したがって、NGC7027のこれらの干渉CO$^+$およびHCO$^+$観測は、分子ガスの強力なUVおよびX線照射によって(それぞれ)形成されたPDRとXDRの間の空間的差異を明確に確立します。
トレーサー粒子による分子雲の崩壊: パート I、何が崩壊するのか?
| Title |
Collapsing_Molecular_Clouds_with_Tracer_Particles:_Part_I,_What_Collapses? |
| Authors |
David_C._Collins,_Dan_K._Le,_Luz_L._Jimenez_Vela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13687 |
分子ガスの雲から星が形成されることを理解するには、本質的に次の2つのことを知る必要があります。疑似ラグランジュトレーサー粒子を自己重力乱流の3つのシミュレーションに埋め込むことで、これらの問題に対処します。崩壊の終わりに前星のコアを特定し、トレーサー粒子を使用してシミュレーションを巻き戻し、各シミュレーションの開始時に各コアのプレイメージガスを特定します。これは一連の論文の第1回目で、この手法を紹介し、最初の質問である「どのガスが崩壊するのか?」を検討します。t=0でのプレイメージガスについて、いくつかの量を調べます。いくつかの量の確率分布関数(PDF)、速度の構造関数、いくつかの長さスケール、体積充填率、異なるプリイメージ間のオーバーラップ、およびプリイメージガスのフラクタル次元。プリイメージガスの密度と速度のPDFの解析的記述が見つかりました。コアのプレイメージが大きくてまばらであることを発見し、1つのコアのガスが多くの乱流密度ゆらぎと少数の速度ゆらぎから生じることを示します。バイナリシステムには、フラクタルな方法でオーバーラップするプリイメージがあることがわかります。最後に、密度分布を使用して、星形成率の新しい予測を導き出します。
THORサーベイにおける4つの超新星残骸からの偏光放射
| Title |
Polarized_Emission_From_Four_Supernova_Remnants_In_The_THOR_Survey |
| Authors |
Russell_Shanahan,_Jeroen_M._Stil,_Loren_Anderson,_Henrik_Beuther,_Paul_Goldsmith,_Juergen_Ott,_Michael_Rugel,_Juan_Soler,_Jonas_Syed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13717 |
超新星残骸(SNR)G46.8-0.3、G43.3-0.2、G41.1-0.3、およびG39.2-0.3の偏光とファラデー回転を、Lバンド(1～2GHz)無線連続体で示します。HI/OH/Recombinationline(THOR)調査。G46.8-0.3、G43.3-0.2、およびG39.2-0.3から分極を検出しますが、G41.1-0.3のストークスIの1%レベルで上限を見つけます。G46.8-0.3およびG39.2-0.3では、分極分極は1%から~6%の小さなスケールで変化します。G43.3-0.2は分極が3%未満で分極が少なくなっています。各SNRの明るい領域の1%レベルに上限があり、関連する強化されたファラデー偏光解消の証拠はありません。解像度限界16インチまでの角度スケールで、ファラデー深度と分極偏光の大幅な変動が観察されます。G43.3-0.2の偏光検出の多くは多成分です.G39.2-0.3では、すべての偏光検出と2成分ファラデーのサブセットについて、狭いピークと広いピークを持つバイモーダルファラデー深度分布を見つけます。回転.SNRの前側で狭いピークを識別し、裏側で広いピークを識別します.同様に、G46.8-0.3の観測されたファラデー深度分布を、前側からの分布の重ね合わせとして解釈し、裏面小規模な磁場構造と内部ファラデー回転を持つ部分的に満たされたシェルの証拠として、結果を解釈します。
クラスタリングに基づく赤方偏移推定を使用した進化する銀河の光度と質量関数の測定
| Title |
Measurement_of_the_evolving_galaxy_luminosity_and_mass_function_using_clustering-based_redshift_inference |
| Authors |
Geray_S._Karademir,_Edward_N._Taylor,_Chris_Blake,_Michelle_E._Cluver,_Thomas_H._Jarrett_and_Dian_P._Triani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13825 |
クラスタリングに基づく赤方偏移推論(cluster-$z$)を使用して、WISEW1($3.4\mum$)中赤外測光法を使用して、進化する銀河の光度関数(GLF)と銀河の恒星質量関数(GSMF)を測定するためのフレームワークを開発します。と位置。GalaxyAndMassAssembly(GAMA)サーベイ、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)からの複数の参照セットを使用します。得られたcluster-$z$sを組み合わせると、調査範囲を拡大でき、各参照セットの特定のプロパティを考慮して、各参照セットを最大限に活用して全体的に最良の結果を得ることができます。したがって、北銀河キャップ(NGC)の$\sim7500\,\mathrm{deg}^2$から$z<0.6$までのGLFとGSMFを測定することができます。私たちの方法は、photo-$z$sの導出に困難をもたらす、より暗い等級の新しい研究に簡単に適用できます。GSMFの測定は現在、差分銀河バイアスの進化に関連するより複雑な効果ではなく、k補正と質量対光比のモデルによって制限されています。将来の調査でより良い統計が得られると、この手法は、例えば、ヴェラC.ルービン天文台、ユークリッドミッション、またはナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡。
スリットとIFUスペクトルからの銀河の星間ガスのキャリブレーションベースの存在量
| Title |
Calibration-based_abundances_in_the_interstellar_gas_of_galaxies_from_slit_and_IFU_spectra |
| Authors |
Pilyugin_L.S.,_Lara-Lopez_M.A.,_Vilchez_J.M.,_Duarte_Puertas_S.,_Zinchenko_I.A.,_Dors_O.L |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13967 |
この作業では、利用可能な積分フィールドユニット(IFU)分光法といくつかの近くの銀河のスリットスペクトルを利用します。豊富な決定のための既存の経験的RおよびSキャリブレーションは、高品質のスリットスペクトルを持つHII領域のサンプルを使用して構築されます。この論文では、これらのキャリブレーションのIFUスペクトルへの適用性をテストします。近くにある8つの銀河について、IFUとスリット分光法の両方を使用して得られたキャリブレーションベースの存在量を推定します。銀河の分数半径Rg(光学半径に正規化)で0.1のビンのスリットおよびIFUスペクトルベースの存在量の中央値が決定され、比較されます。Rキャリブレーションによって得られたIFUとスリットスペクトルベースの存在量は互いに近く、存在量の差の平均値は0.005dexであり、差の分散は38データポイントで0.037dexであることがわかります。Sキャリブレーションは、高い金属量でIFUスペクトルベースの存在量の系統的に過小評価された値を生成する可能性があり、差の平均値は21データポイントで-0.059dexであり、低い金属量では差の平均値は-0.018dexであり、散乱は36データポイントで0.045dexです。これは、Rキャリブレーションが、SキャリブレーションよりもスリットとIFUスペクトルの間でより一貫した存在量推定を生成することを示しています。異なる空間分解能と異なる空間サンプリングで得られたIFUスペクトルを使用して、同じキャリブレーションで存在量を正確に推定できることがわかりました。これは、HII領域の大口径スペクトルへの拡散イオン化ガスの寄与が二次的な影響を与えるという最近の発見と一致しています。
銀河探査機としてのフィールド RR Lyrae の使用について。 Ⅵ．円座と近くの矮小銀河の混合モードRR Lyrae変数
| Title |
On_the_Use_of_Field_RR_Lyrae_as_Galactic_Probes._VI._Mixed_mode_RR_Lyrae_variables_in_Fornax_and_in_nearby_dwarf_galaxies |
| Authors |
V.F._Braga_(1,2,3),_G._Fiorentino_(1),_G._Bono_(1,4),_P.B._Stetson_(5),_C.E._Mart\'inez-V\'azquez_(6),_S._Kwak_(4),_M._Tantalo_(1,4),_M._Dall'Ora_(7),_M._Di_Criscienzo_(1),_M._Fabrizio_(1,2),_M._Marengo_(8),_S._Marinoni_(1,2),_P.M._Marrese_(1,2),_M._Monelli_(3),_M._Tantalo_(1,4)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(2)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(5)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(6)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab,_Hilo,_HI_96720,_USA,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14004 |
24年間にわたって収集された$B$バンドと$V$バンドの時系列を使用して、円座矮小楕円体(dSph)銀河の混合モード(RRd)RRLyrae(RRL)変数の特性を調べます。FornaxのRRdの特性を、マゼラン雲および近くのdSphsのRRdの特性と比較します。特にSculptorに焦点を当てています。RRLの総数に対するRRdsの比率は、金属量とともに減少することがわかりました。通常、dSphには0.49$\ltsimP_0\ltsim$0.53日のRRdがほとんどありませんが、Fornaxはピーターセンダイアグラムのこの周期のギャップ(基本周期に対する最初の倍音と基本周期の比率)を埋めます。また、FornaxRRdsのPetersenダイアグラムの分布がSMCRRdsに似ていることもわかりました。これは、それらの古い星が同様の金属量分布を持っていることを示唆しています。周期振幅比(PARS)ダイアグラムを導入します。これは、距離と赤みに関係なく、新しい脈動診断です。この平面のLMCRRdsは、金属が豊富なコンポーネントと金属が少ないコンポーネントとして識別された短周期および長周期のシーケンスに沿って分布していることがわかりました。これらの2つのグループは、PetersenとBailey(光度振幅対対数周期)の図でも明確に分離されています。これらの状況証拠は、2つのグループが異なる進化的特性を持っていることを示しています。この調査で採用されたすべての脈動診断は、FornaxおよびSculptordSphの古い恒星集団が異なる化学的濃縮履歴を受けたことを示唆しています。FornaxRRdはSMCRRdに似ていますが、SculptorRRdはLMCRRdの金属が豊富なコンポーネントにより似ています。
プレステラーコア L1544 の落下速度について
プレステラーコアL1544の落下速度に対する化学の影響を定量化することを目的としています。以前の観察研究では、いくつかの分子の回転遷移の二重ピークラインプロファイルの証拠が見つかりました。これは、落下速度のアドホックなアップスケーリングなしでは、ソースの物理構造について現在利用可能なモデルでは説明できません。L1544のような特性(質量と外径の観点から)を持つコアの崩壊の一次元流体力学的シミュレーションを実行しました。放射伝達シミュレーションによって決定された分子線冷却。これは、シミュレーション設定のこれらの拡張(以前のモデルと比較して)がより高い落下速度につながるかどうかを判断することを目的としています。シミュレーションが順次単純化された一連のシミュレーションを実行した後、落下速度は化学ネットワークのサイズやライン冷却へのアプローチとはほとんど無関係であることがわかりました。化学進化は落下速度に大きな影響を与えておらず、観察によって示唆されているより高い落下速度は、コアが現在考えられているよりも動的に進化した結果である可能性があると結論付けています。シミュレートされたコアが低すぎます。ただし、化学はコアの寿命に大きな影響を与えます。これは、シミュレーション全体で約2倍変化し、化学ネットワークが単純化されると長くなります。したがって、モデルは不確実性のいくつかの原因の影響を受けますが、現在の結果は、小さな化学ネットワークの使用がコア寿命の不正確な推定につながることを明確に示しています。崩壊前の段階。
z = 0.77 の円盤銀河の重力アーク トモグラフィーによる低温ガス吸収に対する方位の影響
| Title |
Orientation_effects_on_cool_gas_absorption_from_gravitational-arc_tomography_of_a_z_=_0.77_disc_galaxy |
| Authors |
A._Fernandez-Figueroa_(1),_S._Lopez_(1),_N._Tejos_(2),_T._A._M._Berg,_(1,3)_C._Ledoux_(3),_P._Noterdaeme_(4,5),_A._Afruni_(1),_L._F._Barrientos_(6),_J._Gonzalez-Lopez_(7,8),_M._Hamel_(1),_E._J._Johnston_(8),_A._Katsianis_(9),_K._Sharon_(10)_and_M._Solimano_(8)_((1)_U._de_Chile,_(2)_PUCV,_(3)_ESO,_(4)_FCLA-CNRS_and_U._de_Chile,_(5)_IAP,_(6)_PUC,_(7)_Carnegie,_(8)_UDP,_(9)_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(10)_U._of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14134 |
遠方の巨大重力弧の空間分解分光法を使用して、z〜0.77で前景の星形成銀河(G1)の銀河周媒質におけるMgII吸収相当幅(EW)と被覆率(カッパ)に対する配向効果をテストします。42の空間的にビニングされたアーク位置は、10から30kpcの間のG1と30から90度(短軸)の間の方位角アルファへの影響パラメーター(D)を均一にサンプリングします。クエーサー吸収体の研究で統計的に観察されたものと同様のEW-D反相関と、EWとカッパの両方とアルファとの明らかな相関が見られ、非等方性のガス分布が明らかになりました。G1での流出の存在を示唆するMgIIキネマティクスに関する以前の結果に沿って、EW空間分布を再現するには、少なくとも単純な3D静的ダブルコーンモデル(バイポーラ流出の痕跡を表す)が必要です。アークによってプローブされたD値とアルファ値は、ディスクの存在を確認できませんが、データはディスクのみを非常に嫌っています。私たちの結果は、他の現存するプローブを使用して統計的に観察されたEW-α相関が、双極金属に富む風によって部分的に形作られているという解釈を支持しています。
スパイラル アームは金属の高速道路: シミュレートされた宇宙論的ズームイン凝集円盤における方位気相金属性変化
| Title |
Spiral_Arms_are_Metal_Freeways:_Azimuthal_Gas-Phase_Metallicity_Variations_in_Simulated_Cosmological_Zoom-in_Flocculent_Disks |
| Authors |
Matthew_E._Orr,_Blakesley_Burkhart,_Andrew_Wetzel,_Philip_F._Hopkins,_Ivanna_A._Escala,_Allison_L._Strom,_Paul_F._Goldsmith,_Jorge_L._Pineda,_Christopher_C._Hayward,_Sarah_R._Loebman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14159 |
サブグリッド乱流金属混合モデルを含む、現実的な環境のフィードバック(FIRE-2)宇宙論的ズームインシミュレーションスイートからシミュレートされた天の川質量円盤銀河の気相金属量プロファイルの方位角変動を調べます。250から750~pcの範囲のピクセルサイズで$z\approx0$にある円盤の空間分解マップを作成します。これは現代の積分フィールドユニット(IFU)銀河サーベイに類似しており、冷たい銀河と濃い銀河の両方の気相金属量をマッピングしています。ガスとイオン化ガスは、HII領域と相関していました。らせん状の腕は、$\lesssim0.1$~dex程度の金属量の中央値に対して、金属が豊富な金属と金属が少ないパターンで交互になっていることを報告しています。このパターンは、金属混合の強度が異なるシミュレーションでも持続し、サブグリッドスケールを超える物理学からパターンが出現することを示しています。$z\approx0$では、局所的な濃縮が方位角金属量の変動の支配的な原因ではないようです。これらの空間スケールでは、局所的な星形成との相関関係はありません。むしろ、腕は互いに対して内側と外側に動いており、より大きなスケールの星間物質に混ざる前に、局所的な金属量の勾配を放射状に運んでいます。アームは、比較的金属の少ないガスを半径方向内側に、比較的濃縮されたガスを半径方向外側に導く高速道路として機能することを提案します。
DESI Legacy Imaging Survey における低赤方偏移銀河の色勾配
銀河内の放射状の色のグラデーションは、星の年齢、金属量、ダストの赤化のグラデーションから生じます。広域イメージング調査からの色勾配の大きなサンプルは、小さな積分フィールド分光データセットを補完することができ、銀河形成モデルを制約するために使用できます。ここでは、DESILegacyImagingSurveyDR9の測光法を使用して、低赤方偏移銀河(z<0.1)の色勾配を測定します。私たちのサンプルは、分光赤方偏移を持つ約93,000個の銀河と測光赤方偏移を持つ約574,000個の銀河で構成されています。低赤方偏移の典型的な後期型システムの内側のディスクに対応する、0.5ReからReまでの半径範囲にわたる勾配に焦点を当てます。この領域は、以前の色グラデーションの統計的研究の焦点であり、最近ではMaNGAなどの分光調査によって調査されています。私たちのサンプルのほとんどの銀河の色の勾配は負であり（中心に向かって赤くなる）、文献と一致しています。色のグラデーション、平均$g-r$および$r-z$色、$M_r$、$M_\star$、およびsSFRの間の経験的関係を調査します。$M_r$($M_\star$)による勾配強度の傾向は、$M_r\sim-21$($\log_{10}\,M_\star/\mathrm{M_\odot}\sim10.5$)。この質量以下では、$M_\star$が大きくなるにつれて色の勾配が急になり、大質量の銀河では色の勾配が浅くなります。$M_{\star}\sim10^{8}\,\mathrm{M_\odot}$の銀河では、正の勾配(半径が小さいほど青い星)が典型的であることがわかります。結果を、異なる恒星集団ライブラリのMaNGAスペクトルへの適合から派生した2つのデータセットの年齢および金属量の勾配と比較しますが、観察される傾向について明確なコンセンサスの説明は見つかりません。両方のMaNGAデータセットは、特に赤のシーケンスに沿った色のグラデーションの平坦性を説明するために、ダストの赤化からの重要な寄与を暗示しているようです。
フィラメントとシートにおける銀河相互作用：大規模構造と局所密度の影響
| Title |
Galaxy_interactions_in_filaments_and_sheets:_effects_of_the_large-scale_structures_versus_the_local_density |
| Authors |
Apashanka_Das,_Biswajit_Pandey,_Suman_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14194 |
主な相互作用は、銀河の星形成を引き起こし、銀河の色を変えることが知られています。SDSSデータを使用してフィラメントとシートの主要な相互作用を研究し、銀河相互作用に対する大規模環境の影響を理解します。局所次元を使用してフィラメントとシートの銀河を識別し、これらの環境に存在する主要なペアも見つけます。対の分離の関数として相互作用する銀河の星形成率と色は、フィラメントとシートで別々に分析されます。分析は、異なる大きさの範囲をカバーする3つのボリューム制限されたサンプルに対して繰り返されます。フィラメントに存在する主要なペアは、$\sim50$kpcの予想されるペア分離まで、シートに存在するものよりも有意に高い星形成率(SFR)とより青い色を示します。予測される分離が50kpcを超える銀河ペアのSFRと色の両方で、この動作の完全な逆転が観察されます。以前のいくつかの研究では、銀河のペアがフィラメント軸に沿っていることが報告されています。フィラメント内のこのような整列は、これらの違いを引き起こす可能性のある異方性降着を示しています。より明るい銀河のサンプルでは、これらの傾向は観察されません。より明るい銀河サンプルからのフィラメントとシートのペアは、これらの環境で比較的密度の高い領域をトレースします。より明るいサンプルにこれらの傾向がないことは、大規模な環境の影響に対する局所密度の支配的な影響によって説明される可能性があります。
らせんの不安定性: モードの飽和と減衰
この論文は、渦巻不安定性をサポートする円盤銀河シミュレーションの挙動のさまざまな側面を報告するシリーズを継続します。この論文の焦点は、線形らせん不安定性がどのように飽和および減衰するか、および円盤の特性がらせんの制限振幅にどのように影響するかを示すことです。繰り返しになりますが、それぞれが単一の不安定性を持ち、それがコースを実行するまで追跡する理想化されたモデルを採用します。驚くべきことに、わずか6回のシミュレーションからではありますが、モードの成長率とその制限振幅の間に密接な相関関係があることがわかりました。共回転付近の非線形軌道偏向がモードを飽和させ、ゆっくりと成長するモードで利用可能な時間が長くなると、より低い振幅で臨界偏向が生じることを示します。また、内部リンドブラッド共鳴での散乱は、モードが飽和するまで重要ではないこともわかりました。この一連の論文における私たちの目的は、私たちが今達成したと信じているものであり、シミュレーションで他の人や私たち自身によって観察された、説得力のある十分に文書化された物理的挙動の説明を開発することでした。何十年も。シミュレーションを理解することは、特定されたメカニズムに直面する可能性のある銀河から観測証拠を見つけるという、より大きな目的に向けた重要なステップです。
谷のない山なし: 中性子星とブラック ホールの質量ギャップに照らした重力波源の安定した物質移動チャネル
| Title |
No_peaks_without_valleys:_The_stable_mass_transfer_channel_for_gravitational-wave_sources_in_light_of_the_neutron_star-black_hole_mass_gap |
| Authors |
L._A._C._van_Son,_S._E._de_Mink,_M._Renzo,_S._Justham,_E._Zapartas,_K._Breivik,_T._Callister,_W._M._Farr_and_C._Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13609 |
重力波(GW)の検出により、2重コンパクト天体の質量分布の特徴が明らかになり始めています。ブラックホール(BH)の質量分布の下端は、ここで寄与する形成チャネルがほとんどなく、宇宙星形成の変動に対して高質量端よりもロバストであるため、特に興味深いものです。この作業では、質量分布の低質量端に焦点を当てて、GWソースの形成のための安定した物質移動チャネルを調査します。このチャネルに影響を与える不確実な物理プロセスの広範な調査を実施します。基準となる仮定では、このチャネルはGWで観測された連星BH合体率のピークを非常によく再現し、中性子星とされるBH質量ギャップの上端と一致するカットオフ質量を予測することに注意してください。ピーク質量とカットオフ質量は、このチャネルの固有の特性の結果です。つまり、(1)物質移動フェーズ中の安定性の要件、および(2)最終的なコンパクトオブジェクトの質量が初期質量にスケーリングされる複雑な方法です。主成分質量のカットオフの分析式を提供し、これが数値結果と適切に一致することを示します。私たちの結果は、形成チャネルのみに起因する選択効果が、GW検出における主張されているNS-BH質量ギャップの説明を提供できることを示唆しています。これは、ギャップがBH形成中の超新星フォールバックの結果であるという一般的に採用されている見解に代わるものを提供します。
マグネターからの偏光 X 線の IXPE 検出と QED 真空共鳴での光子モード変換
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による異常なX線パルサー4U0142+61の最近の観測は、超強力な磁場に恵まれた中性子星であるマグネターを研究するための新しい道を切り開いた($B\gtrsim10^{14}$G)。検出された偏光X線は、低光子エネルギー($E\lesssim4$keV)から高光子エネルギー($E\gtrsim5.5$keV)まで、興味深い90$^\circ$直線偏光スイングを示します。このスイングは、マグネター大気の真空共鳴での光子偏光モード変換によって自然に説明できることを示しています。共鳴は、強い磁場におけるプラズマ誘起複屈折とQED誘起真空複屈折の複合効果から生じ、モード変換はニュートリノ振動のMSW効果に類似しています。この説明は、4U0142の大気が部分的にイオン化された重元素(Feなど)で構成されていること、および表面磁場が$10^{14}$~Gと同等またはそれ未満であることを示唆しており、測定値から推測される双極子場と一致しています。スピンダウン。また、4U0142+61のスピン軸がその速度方向と一致していることも意味します。
相対論的磁化ジェットの境界におけるケルビン・ヘルムホルツ不安定性
| Title |
The_Kelvin-Helmholtz_instability_at_the_boundary_of_relativistic_magnetized_jets |
| Authors |
Anthony_Chow,_Jordy_Davelaar,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13699 |
相対論的ジェットの境界に適した条件に焦点を当てて、相対運動中の2つの流体を分離する平面界面の線形安定性を研究します。ジェットは磁気が支配的ですが、周囲の風はガス圧が支配的です。分散関係の最も一般的な形式を導出し、実際のシステムに適した、ジェットのアルフエン速度$v_A$よりもはるかに小さい周囲音速の解の解析的近似を提供します。安定性は、主に波動ベクトルとジェット磁場の間の角度$\psi$によって決まります。$\psi=\pi/2$の場合、磁気張力は何の役割も果たさず、私たちの解はガス圧支配ジェットの解に似ています。ここで、サブアルフベネティックジェットのみが不安定です($0<M_e\equiv(v/v_A)\cos\theta<1$、ここで、$v$はせん断速度、$\theta$は速度と速度の間の角度です)。波ベクトル)。$\psi=0$の場合、速度せん断の自由エネルギーは磁気張力に打ち勝つ必要があり、超アルフエニックジェットのみが不安定になります($1<M_e<\sqrt{(1+\Gamma_w^2)/[1+(v_A/c)^2\Gamma_w^2]}$、$\Gamma_w$は風の断熱指数)。私たちの結果は、相対論的磁化ジェットの伝播と放出に重要な意味を持っています。
XMM-Newton を用いた高度に隠蔽された HMXB パルサー IGR J16320-4751 における特異な時間的およびスペクトル的特徴
| Title |
Peculiar_temporal_and_spectral_features_in_highly_obscured_HMXB_pulsar_IGR_J16320-4751_using_XMM-Newton |
| Authors |
Varun_Bahal,_Nirmal_Iyer,_Biswajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13847 |
IGRJ16320-4751は、非常に遅い中性子星($P_{spin}\sim1300$秒)を含む高度に隠蔽されたHMXBソースであり、その超巨星の伴星を$\sim$9日の周期で周回しています。それは、スペクトルで高い柱密度($N_{H}\sim2-5\times10^{23}$$cm^{-2}$)を示しており、食源ではないにもかかわらず、軌道に沿ったフラックスの大きな変動を示しています。.単一の軌道中に撮影された8つの観測を含む、このソースのアーカイブXMM-Newton観測からのいくつかの特異なタイミングとスペクトルの特徴について報告します。パルサーは、さまざまな観測からの平均計数率、フレア活動、計数率の突然の変化、脈動の停止、数日離れた観測からの可変パルスプロファイルに関して、大きなタイミング変動性を示しています。IGRJ16320-4751は、光度曲線における脈動のこの一時的な停止が観察された少数の光源の1つであることに注意してください。失われたパルスのセグメントの周りの時間分解スペクトル分析は、可変吸収がこのソースでそのような動作を導き出していることを示しています。FeK$_\alpha$光子から部分的に寄与する6.2-6.6keVバンドのエネルギー分解パルスプロファイルは、強い脈動を示しています。しかし、より体系的な分析により、このバンドでのFeK$_\alpha$光子の寄与による平坦なパルスプロファイルが明らかになり、この放出の原因となる物質の対称分布が示唆されます。XMM-Newton観測では11スペクトル中6スペクトルで3keV以下のソフトな過剰発光が見られます。
A399-401 の詳細な研究: 広視野ファセット キャリブレーションへの応用
| Title |
A_deep_study_of_A399-401:_An_application_for_wide-field_facet_calibration |
| Authors |
J.M.G.H.J._de_Jong,_R.J._van_Weeren,_A._Botteon,_J.B.R._Oonk,_G._Brunetti,_T.W._Shimwell,_R._Cassano,_H.J.A._R\"ottgering,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13930 |
Abell399とAbell401の間のMpcスケールのブリッジにおける粒子加速メカニズムを調べ、特に、シンクロトロン放出が1次または2次のフェルミ再加速に由来するかどうかを評価します。Abell399とAbell401からの深部(約40時間)の低周波ARray(LOFAR)観測を使用し、改善された方向依存キャリブレーションを適用して、144MHzで3つの異なる解像度で深部電波画像を生成します。ポイントツーポイント分析により、新しいマップからの電波放射とXMMニュートン観測からのX線放射の間のブリッジトレンドが見つかります。私たちの観察と結果を分析することにより、二次フェルミ再加速は、過去のAGN活動がその場で必要な化石プラズマの供給に関与している可能性がある電波橋からの放射を説明するために現在最も好まれているプロセスであると主張します再加速。アーベル401とアーベル399からの電波ハローも、2次フェルミ再加速モデルと一致しています。
1 回限りの繰り返し発生する高速無線バースト: 統計分析
| Title |
One-off_and_Repeating_Fast_Radio_Bursts:_A_Statistical_Analysis |
| Authors |
Hao-Yan_Chen,_Wei-Min_Gu,_Mouyuan_Sun,_and_Tuan_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13943 |
検出されたバーストの数に応じて、高速無線バースト(FRB)は2つのカテゴリ、つまり、1回限りのFRBと繰り返し発生するものに分類できます。カナダ水素強度マッピング実験高速電波バーストプロジェクトの最初のFRBカタログに基づいて、これら2つのカテゴリの統計的比較を行います。Anderson-Darling、Kolmogrov-Smirnov、およびEnergy統計テストを使用して、1回限りのFRBと繰り返しのFRBの間のバーストプロパティの有意な統計的差異($p$-value$<$0.001)を見つけます。より具体的には、距離を制御した後、1回限りのFRBのピーク光度は、平均して、繰り返しのものよりも高いことがわかります。繰り返しFRBのパルス時間幅は、平均して、1回限りのものよりも長くなります。この違いは、これら2つのカテゴリが異なる物理的起源を持つ可能性があることを示しています。さらに、FRBのサブ母集団について説明し、1回限りのFRBおよび繰り返しのFRBにサブ母集団が存在することを裏付ける統計的証拠を提供します。
モノジェムリングにおけるPSR B0656+14の星間シンチレーションと偏光
| Title |
Interstellar_scintillation_and_polarization_of_PSR_B0656+14_in_the_Monogem_Ring |
| Authors |
Jumei_Yao,_William_A._Coles,_Richard_N._Manchester,_Daniel_R._Stinebring,_Michael_Kramer,_Na_Wang,_Di_Li,_Weiwei_Zhu,_Yi_Feng,_Jianping_Yuan,_and_Pei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14059 |
500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)を使用して1年にわたって3つのエポックで行われたPSR~B0656+14の高感度星間シンチレーションおよび偏光観測は、散乱が2つの異なるコンパクトな領域によって支配されていることを示しています。パルサーに近い方をモノジェムリングのシェルと識別し、関連性を確認しました。もう1つは、おそらくローカルバブルに関連付けられています。観測されたパルサーのスピン軸の位置角度と空間速度は、$19\fdg3\pm$0\fdg8の間隔で大きく異なり、以前に公開された$1\degr\pm2\のほぼ完全な位置合わせとは一致しないことがわかりました。degr$.2つの独立した散乱領域は、2つの強力な前方放物線アークを示す2次スペクトルで明確に定義されます。円弧の曲率は、外側と内側の円弧に対応する散乱スクリーンが、それぞれPSRB0656+14から約28%、地球から185%の位置にあることを意味します。観測されたドップラープロファイルと電磁シミュレーションを比較すると、両方の散乱領域がわずかに異方性であることがわかります。外側の円弧では、異方性$A_R$は約1.3であると推定され、散乱の不規則性はパルサー速度に平行に配置されます。外側の弧については、観測された遅延プロファイルを、理論上の強い散乱モデルから計算された遅延プロファイルと比較します。私たちの結果は、MonogemRingの散乱不規則性の空間スペクトルがKolmogorovよりも平坦であることを示唆していますが、これを確認するにはさらなる観測が必要です。
暗黒物質(DM)粒子の必要性を支持する純粋な重力の証拠は説得力があり、銀河から宇宙スケールの観測に基づいています。これまでのところ、有望なWIMPシナリオ粒子は検出を逃れており、DMの代替モデルを動機付けています。潜在的に原始ブラックホール(PBH)によって放出される可能性があり、超高エネルギー(UHE)ニュートリノと光子に崩壊または消滅する可能性がある超重暗黒物質(SHDM)を含むシナリオを検討します。$E\ge100$EeVのエネルギーを持つ光子集団の観測は、まったく新しい物理現象の存在を意味するか、DMモデルに光を当てるでしょう。超高エネルギー宇宙線観測所だけが、UHE光子誘起の広範な空気シャワーの測定によって、このようなUHE崩壊生成物を検出する能力を持っています。$J(>10^{11.3}~{\rm{GeV}})<3.6\times10^{-5}$kmを意味する$10^{11.3}$GeVを超えるUHE宇宙線フラックスの上限を使用$^{-2}$sr$^{-1}$y$^{-1}$、$90\%$C.L.ピエールオージェ天文台の報告によると、質量$10^{15}\leM_{X}\le10^{17}$GeVのDM粒子の寿命に関する世界的な限界が得られます。ここで導出された制約は新しいものであり、まだ調査されていないパラメーター空間の領域をカバーしています。これらのミッションによって得られる改善を定量化するために、将来のPOEMMAおよびJEM-EUSO実験から予測される制約と結果を比較します。さらに、初期のPBH支配の時代が重力波(GW)スペクトルに固有のスペクトルブレーク$f_{\ast}$を導入すると仮定すると、その周波数はSHDM質量に関連し、潜在的なプローブと極限をマッピングします。DM粒子は$f_{\ast}-M_{X}$パラメーター空間で質量します。
最近発見された Be/X 線パルサーのスペクトルとタイミングの特性 eRASSUJ 052914.9-662446
| Title |
Spectral_and_Timing_properties_of_the_recently_discovered_Be/X-ray_pulsar_eRASSUJ_052914.9-662446 |
| Authors |
Binay_Rai,_Manoj_Ghising,_Mohammed_Tobrej,_Ruchi_Tamang,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14180 |
新たに発見されたBe/X線パルサーeRASSUJ052914.9-662446のNuSTARとSwiftによる観測結果を発表しました。これは、2020年の観測を使用したパルサーの時間的およびスペクトル特性の最初の詳細な研究です。1411.5$\pm$0.5秒のコヒーレントな脈動が発生源から検出されました。パルスプロファイルは、中性子星の表面のみからの放出による可能性がある単純な単一ピークの特徴に似ていることがわかりました。パルスプロファイルはエネルギーに大きく依存します。パルスプロファイルのパルス部分の変動は、エネルギーに対して非単調であることがわかっています。0.5-20keVのSwiftとNuSTARの同時観測は、$\sim$5.7keVの高エネルギーカットオフによって修正されたべき法則にうまく適合できます。NuSTARの0.5～79keVエネルギー範囲での光度は$\sim$7.9x1035erg/sでした。3～79keVのスペクトル束は、パルス位相による変調を示しています。
| Title |
Optical_circular_polarization_induced_by_axion-like_particles_in_blazars |
| Authors |
Run-Min_Yao,_Xiao-Jun_Bi,_Jin-Wei_Wang,_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14214 |
アクシオン様粒子(ALP)と光子の間の相互作用が、ブレーザーにおける光円偏光(CP)の起源である可能性があることを提案します。$0.1\%$のレベルで光CPが検出されないことを使用して、ALP-光子結合$g_{a\gamma}\cdotB_\mathrm{T0}\lesssim7.9\times10に制約を課すことができます。^{-12}~\mathrm{G\cdotGeV}^{-1}$for$m_{a}\lesssim10^{-13}~\mathrm{eV}$,の磁場モデルに依存ブレザージェット。この制約は、ハドロン放射モデルなど、磁場強度が大きいブレーザーモデルでは厳しいものになります。また、2つのブレーザーにおける光学CPの可能性のある観測について分析を行い、$\mathcal{O}(10^{-12})~\mathrm{GeVのALP光子結合によって説明できることを発見しました。}^{-1}$.見通しとして、我々の分析は、ブレーザーの放射モデルに関するさらなる研究と、光の直線偏光とCPの高精度同時測定によって改善される可能性があります。
DVGAN: 時間領域重力波物理学のための Wasserstein GAN トレーニングの安定化
| Title |
DVGAN:_Stabilize_Wasserstein_GAN_training_for_time-domain_Gravitational_Wave_physics |
| Authors |
Tom_Dooney,_Stefano_Bromuri,_Lyana_Curier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13592 |
重力波(GW)検出器環境の時間領域観測をシミュレートすることで、GW発生源の理解を深め、GW信号検出用のデータセットを増強し、検出器のノイズを特徴付けるのに役立ち、物理学の向上につながります。この論文では、DVGANと呼ばれる3プレーヤーのWassersteinGenerativeAdversarialNetwork(WGAN)を使用して、固定長の時間領域信号をシミュレートする新しいアプローチを紹介します。これには、入力信号の導関数を識別する補助弁別器が含まれます。アブレーション研究を使用して、補助微分弁別器からの敵対的フィードバックを含む効果をバニラの2プレーヤーWGANと比較します。導関数を識別することで、トレーニング段階で1D連続信号のGANコンポーネントの学習を安定させることができることを示します。これにより、生成された信号がより滑らかになり、実際のサンプルとの区別が難しくなり、トレーニングデータの分布をより適切に捉えることができます。DVGANは、高度なLIGOGW検出器でキャプチャされた実際の過渡ノイズイベントをシミュレートするためにも使用されます。
機械学習技術による DAMA/LIBRA 信号に対する ANAIS-112 の感度の向上
| Title |
Improving_ANAIS-112_sensitivity_to_DAMA/LIBRA_signal_with_machine_learning_techniques |
| Authors |
I._Coarasa,_J._Apilluelo,_J._Amar\'e,_S._Cebri\'an,_D._Cintas,_E._Garc\'ia,_M._Mart\'inez,_M._A._Oliv\'an,_Y._Ortigoza,_A._Ortiz_de_Sol\'orzano,_T._Pardo,_J._Puimed\'on,_A._Salinas,_M._L._Sarsa,_P._Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14113 |
銀河ハローからの暗黒物質粒子に期待される検出率と互換性のある検出率の年次変調のDAMA/LIBRA観測は、20年以上にわたって証拠を蓄積してきました。それはとらえどころのない暗黒物質の直接検出の唯一のヒントですが、他の非常に敏感な実験の否定的な結果と強い緊張関係にあり、現在のすべての実験結果を調整するための特別なシナリオが必要です。同じターゲット物質NaI(Tl)を使用してDAMA/LIBRAの結果をテストすることで、粒子モデルとハローモデルへの依存がなくなり、これがANAIS-112実験の目標であり、2017年8月からスペインのカンフランク地下研究所でデータを取得しています112.5kgのNaI(Tl)。非常に低いエネルギーでは、検出率は非バルクシンチレーションイベントによって支配され、慎重なイベント選択が必須です。この記事では、この目的のために高効率でトレーニングされたブーストデシジョンツリー(BDT)を使用して、ANAIS-112データのこの寄与をより適切に特徴付け、フィルター処理するために費やされた取り組みをまとめます。トレーニング集団の選択、BDTパラメータの最適なカットを決定する手順、関心領域(ROI)におけるバルクシンチレーションの選択効率の推定、およびこのパフォーマンスの評価について報告します。前のフィルタリングに関する分析。ROIのバックグラウンド除去で達成された改善、さらには検出効率の向上により、ANAIS-112の感度が向上し、DAMA/LIBRAの年間変調結果を3年間の曝露で3$\sigma$を超えてテストすることが可能になりました。2022年8月に予定されていた5年間より数年間データを延長することにより、5$\sigma$の費用がかかります。
地域ベースの畳み込みニューラル ネットワークを使用した LOFAR 2 メートル スカイ サーベイの電波源とコンポーネントの関連付け
| Title |
Radio_source-component_association_for_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_with_region-based_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Rafa\"el_I.J._Mostert,_Kenneth_J._Duncan,_Lara_Alegre,_Huub_J.A._R\"ottgering,_Wendy_L._Williams,_Philip_N._Best,_Martin_J._Hardcastle,_Raffaella_Morganti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14226 |
電波騒々しい活動銀河核(RLAGN)は、多くの場合、空間的に分離された複数の構成要素で構成される形態学的に複雑なオブジェクトです。天文学者は、無線コンポーネントの関連付けを解決するために目視検査に頼ることがよくあります。ただし、$144$MHzの低周波アレイ(LOFAR)2メートルスカイサーベイ(LoTSS)からの画像に現れる何十万もの適切に分解されたRLAGNすべてに目視検査を適用することは、困難で時間のかかるプロセスです。、たとえ大規模な人員を抱えていても。機械学習アプローチを使用して、大きな($>15$秒角)無線コンポーネントの無線コンポーネントの関連付けを自動化することを目指しています。アソシエーションの問題を分類の問題に変え、最初のLoTSSデータリリースからの専門家の注釈を模倣するように適応した高速領域ベースの畳み込みニューラルネットワークをトレーニングしました。既存の勾配ブースティング分類器からの予測を使用して検討する、大きくて明るい無線コンポーネントとは無関係である可能性が高い未解決の無線ソースを削除することにより、オーバーフィッティングを減らし、コンポーネントの関連付けを簡素化するために回転データ拡張を実装しました。LoTSSの最初のデータリリースでの大きな($>15$秒角)および明るい($>10$mJy)電波成分の場合、私たちのモデルは、天文学者が導き出したものと同じ$85.3\%\pm0.6$ケースの関連付けを提供します。関連付けを手動で実行します。関連付けが公共のクラウドソーシングの取り組みを通じて行われると、私たちのモデルと同様の結果が得られます。私たちの方法は、大規模な無線調査のために手動の無線コンポーネントの関連付けを効率的に実行でき、自動無線形態分類または自動光ホスト識別の基礎として機能します。これにより、拡張された複雑な形態を持つ電波源のサンプルの完全性と信頼性を研究する道が開かれます。
スピッツァーの IRS キャリブレーションを IRAC に結び付ける: IRS 標準星の観測
| Title |
Tying_Spitzer's_IRS_Calibration_to_IRAC:_Observations_of_IRS_Standard_Stars |
| Authors |
Kathleen_E._Kraemer,_Charles_W._Engelke,_Bailey_A._Renger,_and_G._C._Sloan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13681 |
スピッツァーの赤外線分光器(IRS)によって観測された61個の標準星のセットの3.6および4.5um測光を提示します。スピッツァーの赤外線アレイカメラ(IRAC)を使用して測光を行い、スピッツァー用マルチバンド赤外線光度計(MIPS)の較正に固定されていたIRACとIRSの較正を結び付けます。IRSデータの波長範囲は、IRAC4.5umバンドとわずかに重複するだけで、3.6umバンドとはまったく重複しません。したがって、サンプルの星と同じスペクトルタイプと光度クラスを持つ星のスペクトルテンプレートから合成スペクトルを生成し、6～7umでIRSデータに正規化し、それらを観測された測光と比較しました。IRS標準星の新しいIRAC観測は、2つの機器が互いに1%以内に調整されていることを示しています。
QU Vul: 新星シェルのインテグラル フィールド スペクトロスコピー ケース スタディ
| Title |
QU_Vul:_An_Integral_Field_Spectroscopy_Case_Study_of_a_Nova_Shell |
| Authors |
E._Santamar\'ia_(1_and_2),_M._A._Guerrero_(3),_J._A._Toal\'a_(4),_G._Ramos-Larios_(1_and_2)_and_L._Sabin_(5)_((1)_Universidad_de_Guadalajara,_CUCEI,_Blvd._Marcelino_Garc\'i_a_Barrag\'an_1421,_44430,_Guadalajara,_Jalisco,_Mexico,_(2)_Instituto_de_Astronom\'i_a_y_Meteorolog\'i_a,_Dpto.\_de_F\'i_sica,_CUCEI,_Av.\_Vallarta_2602,_44130,_Guadalajara,_Jalisco,_Mexico,_(3)_Instituto_de_Astrof\'i_sica_de_Andaluc\'i_a,_IAA-CSIC,_Glorieta_de_la_Astronom\'i_a_s/n,_18008,_Granada,_Spain,_(4)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica_(IRyA),_UNAM_Campus_Morelia,_Apartado_postal_3-72,_58090_Morelia,_Michoac\'an,_Mexico,_(5)_Instituto_de_Astronom\'i_a,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Apdo.\_Postal_877,_C.P._22860,_Ensenada,_B.C.,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13722 |
この新星殻の包括的な3Dビューを提供する、新星残骸QU\,VulのGTCMEGARA高分散積分場分光観測を提示します。H$\alpha$放射のトモグラフィー分析により、このシェル内の物質の不均一で塊状の分布を特徴とする複雑な物理構造が明らかになりました。全体の構造は、軸比が1.4$\pm$0.2、主軸の傾きが$12^{\circ}\pm6^{\circ}$、および極と赤道の楕円体として記述できます。膨張速度はそれぞれ$\approx$560km~s$^{-1}$と400$\pm$60kms$^{-1}$です。空平面での膨張速度と角膨張を比較すると、距離は1.43$\pm$0.23kpcとなります。イオン化された質量は、$\approx2\times10^{-4}$M$_\odot$であることが判明しました。充填率。新星の殻はまだ自由膨張段階にあり、噴出物の質量が掃き上げられた星周中程度の質量よりもはるかに大きいため、これが予想されます。新星殻内の物質の3D分布と半径方向速度は、新星殻の初期の光学スペクトルで観察された、いわゆる「城郭状」の線プロファイルの解釈を提供します。これは、さまざまな方向に沿って放射状に移動する結び目と塊に起因する可能性があります。
太陽分光偏光データの逆変換のための反復 OLA 法: I. 熱力学量の単一変数および複数変数の逆変換
| Title |
An_iterative_OLA_method_for_inversion_of_solar_spectropolarimetric_data:_I._Single_and_multiple_variable_inversions_of_thermodynamic_quantities |
| Authors |
Piyush_Agrawal,_Mark_P._Rast_and_Basilio_Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13734 |
この論文では、太陽分光データの解釈への最適局所平均化(OLA)インバージョン手法の適応について説明します。大気と放射場が局所熱力学平衡(LTE)にあると仮定して、太陽大気の熱力学的特性を逆転させることに焦点を当てています。今後の作業のために、磁場の反転とLTE以外の反転を残します。OLA法の利点は、変数間のクロストークエラーを最小限に抑えて(詳細に)最適に解決されたソリューションを計算することです。さらに、この方法では、反転したソリューションの垂直方向の解像度を直接評価できます。この方法を分光インバージョンに適応させる際に直面する主な課題は、インバージョンを開始するために使用される大気モデルと、それが回復しようとする下層の大気との間の大きな振幅差に起因するため、反復スキームの開発が必要になります。ここでは、単一変数と多変数の反転の両方に対して開発した反復OLAメソッドについて説明し、シミュレートされたデータと合成されたスペクトルでのパフォーマンスを示します。多変数反転を実行する場合、応答関数の増幅係数を使用すると、スペクトル感度の低い変数の反転を困難にする固有のスペクトル感度バイアスに対処できることに注意してください。OLA法は、ほとんどの場合、頻繁に使用される応答関数(SIR)スキームに基づくストークス反転と同等またはそれ以上に確実に反転できますが、いくつかの問題が残っています。特に、この方法は、大気成層における大規模なオフセットを回復するのに苦労しています。この側面を改善するための将来の戦略を提案します。
原始星、円盤、アウトフローの形成における磁場の役割
| Title |
The_role_of_magnetic_fields_in_the_formation_of_protostars,_disks,_and_outflows |
| Authors |
Yusuke_Tsukamoto,_Ana\"elle_Maury,_Beno\^it_Commer\c{c}on,_Felipe_O._Alves,_Erin_G._Cox,_Nami_Sakai,_Tom_Ray,_Bo_Zhao,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13765 |
原始星、原始惑星系円盤の形成と初期進化、および分子雲コア内の磁場と部分的にイオン化されたガスの相互作用によって決定される流出の駆動に関する現在の理解を提示します。近年、この分野は、サブミリ波の観測を通じて大きな発展を遂げており、原始星形成のモデルを制約しています。観測が提供したこれらの観測の結果として、若い恒星天体の形成と進化に関する最先端の理論的理解が説明されています。特に、弱電離ガスと適切なスケールでの磁場との間のカップリング、デカップリング、および再カップリングの重要性を強調します。これは、若い原始星における重力崩壊と磁場の間の複雑で密接な関係を強調しています。
SDO/HMI ベクトル磁気データ プロダクトと統計的および機械学習手法を使用した太陽フレア インデックスの予測
| Title |
Solar_Flare_Index_Prediction_Using_SDO/HMI_Vector_Magnetic_Data_Products_with_Statistical_and_Machine_Learning_Methods |
| Authors |
Hewei_Zhang,_Qin_Li,_Yanxing_Yang,_Ju_Jing,_Jason_T.L._Wang,_Haimin_Wang,_Zuofeng_Shang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13779 |
太陽フレア、特にMクラスとXクラスのフレアは、多くの場合、コロナ質量放出(CME)に関連しています。それらは宇宙天気の影響の最も重要な原因であり、地球に近い環境に深刻な影響を与える可能性があります。したがって、破壊的で危険な結果を軽減するために、フレア(特にMおよびXクラスのもの)を予測することが不可欠です。ここでは、特定の時間間隔内のさまざまなクラスのフレアの数を考慮して、ARのフレア生産性を定量化するARのフレアインデックス(FI)の予測に対するいくつかの統計的および機械学習アプローチを紹介します。具体的には、サンプルには、2010年5月から2017年12月までに太陽面に出現した563のARが含まれています。25の磁気パラメータは、太陽力学観測所に搭載されたHelioseismicandMagneticImager(HMI)のSpace-weatherHMIActiveRegionPatches(SHARP)によって提供されます。(SDO)、プロキシによってARに格納されたコロナ磁気エネルギーを特徴付け、予測因子として使用されます。これらのSHARPパラメーターとARのFIとの関係を、機械学習アルゴリズム(スプライン回帰)とリサンプリング法(ガウスノイズによる回帰のための合成少数点オーバーサンプリング手法、略してSMOGN)を使用して調査します。確立された関係に基づいて、次の1日以内に特定のARのFIの値を予測できます。他の4つの一般的な機械学習アルゴリズムと比較して、私たちの方法は、特に大きなFIについて、FI予測の精度を向上させます。さらに、9つの異なる機械学習方法によってレンダリングされたランクから計算されたBordaCountメソッドによって、SHARPパラメーターの重要度をソートします。
太陽大気の統計的構造化に対する、磁場の磁束によって特徴付けられる磁場の役割と寄与
| Title |
The_role_and_contribution_of_magnetic_fields,_characterized_via_their_magnetic_flux,_to_the_statistical_structuring_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
K.J._Li,_J.C._Xu,_W._Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13789 |
太陽の上層大気の異常な加熱は、現代の天文学における8つの重要な問題の1つです。さらに、太陽大気の成層化は、太陽物理学における重要な問題です。この研究では、高温の蝶のようなパターンが彩層を通過して、光球の太陽黒点の磁気蝶パターンの真上にあるコロナに至ることがわかっています。したがって、3次元大気におけるバタフライダイアグラムを説明するために、バタフライボディという用語を導入することを提案します。さらに、さまざまな層でのいわゆる極光輝についても説明します。光球と彩層では統計的に太陽周期と逆位相であるのに対し、コロナでは太陽周期と同位相であることがわかっています。したがって、さまざまな磁束強度の太陽磁気要素の役割と関係を説明して、太陽周期にわたる蝶体を伴う太陽大気の統計的構造を説明します。
LAMOST 中解像度サーベイから発見された長周期プレ ELM システム
| Title |
A_long-period_pre-ELM_system_discovered_from_LAMOST_medium-resolution_survey |
| Authors |
Zhi-Xiang_Zhang,_Ling-Lin_Zheng,_Wei-Min_Gu,_Mouyuan_Sun,_Tuan_Yi,_Jian-Rong_Shi,_Song_Wang,_Zhong-Rui_Bai,_Hao-Tong_Zhang,_Wen-Yuan_Cui,_Junfeng_Wang,_Jianfeng_Wu,_Xiang-Dong_Li,_Yong_Shao,_Kai-Xing_Lu,_Yu_Bai,_Chunqian_Li,_Jin-Bo_Fu,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13889 |
LAMOST~J041920.07+072545.4(以下、J0419)は、肥大化した超低質量の白色矮星以前(ELMWD以前)と、公転周期が0.607189~日のコンパクトな天体からなる近接連星です。大振幅の楕円体変動と明らかなバルマーとHe~I輝線は、満たされたロッシュローブと進行中の物質移動を示唆しています。J0419の15年間のモニタリングで爆発イベントは検出されず、物質移動率が非常に低いことを示しています。前ELMの温度$T_\mathrm{eff}=5793_{-133}^{+124}\,\rmK$は、既知のELMよりも低温ですが、ほとんどのCVドナーよりも高温です。Rocheローブ内の平均密度とSEDフィッティングから制約された半径を組み合わせて、ELM前の質量$M_1=0.176\pm0.014\,M_\odot$を取得します。光速度曲線と動径速度曲線のジョイントフィッティングにより、$M_2=1.09\pm0.05\,M_\odotのコンパクトオブジェクト質量に対応する、$i=66.5_{-1.7}^{+1.4}$度の傾斜角が得られます。$.非常に膨張した前ELMは、既知のELMまたは前ELMよりも小さい表面重力($\logg=3.9\pm0.01$、$R_1=0.78\pm0.02\、R_\odot$)を持っています。J0419の温度と光度($L_\mathrm{bol}=0.62_{-0.10}^{+0.11}\,L_\odot$)は主系列に近く、HRダイアグラムは非効率的です。進化モデルに基づくと、周期が比較的長く、$\logg$が小さいことは、J0419が軌道進化の「分岐期」に近い可能性があることを示しており、J0419はELM/pre-ELMWDを接続するためのユニークなソースになります。システム、幅広いバイナリ、および激変変数。
太陽のような星のスーパーフレア: 測光調査で真のフレア源を特定するための新しい方法
| Title |
Superflares_on_solar-like_stars:_A_new_method_for_identifying_the_true_flare_sources_in_photometric_surveys |
| Authors |
Valeriy_Vasilyev,_Timo_Reinhold,_Alexander_I._Shapiro,_Natalie_A._Krivova,_Ilya_Usoskin,_Benjamin_T._Montet,_Sami_K._Solanki,_Laurent_Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13903 |
過去数年間、大規模な測光調査からデータを収集することにより、何千もの恒星フレアが検出されました。ただし、これらの検出は、主なターゲットと同じ開口部に現れる背景の星などの潜在的な汚染源を考慮していません。ケプラーミッションからのデータを使用して、大規模な測光調査で真のフレアソースを特定する新しい方法を提示します。潜在的なフレアは2つのステップで識別されます。最初に、移動平均より5{\sigma}のしきい値を超える少なくとも2つの後続のデータポイントの光度曲線を検索します。これらの2つのケイデンスについて、ケプラーピクセルデータから「静かな」星フラックスを差し引いて、潜在的なフレアが主な光源である新しい画像を取得します。2番目のステップでは、ベイジアンアプローチを使用して機器の点像分布関数を適合させ、検出器上のフラックス過剰の可能性が最も高い場所を特定します。太陽に近い有効温度を持つ5862個の主系列星にこの方法を適用しました。光度曲線の少なくとも2つの連続したポイントで、5シグマを超える2274のイベントが見つかりました。2番目のステップを適用すると、この数は342個のスーパーフレアに減少しました。これらのうち、283のフレアが178のターゲット星で発生し、47のイベントがより暗い背景の星に関連付けられ、10のケースでは、フレアの場所がターゲットと背景の星の間で区別できませんでした。また、フレアが以前に報告されたが、私たちの技術ではそれらをターゲット星に帰することができなかったケースも提示します。1)光度曲線の外れ値を特定するだけでは、それらを星のフレアに帰するのに不十分であり、2)機器のピクセルレベルのデータと点広がり関数を考慮した場合にのみ、フレアを特定の星に一意に帰することができると結論付けます。.結果として、以前のフレアの統計は、機器の影響と未解決の天体物理的ソースによって汚染されている可能性があります。
40パーシーの白色矮星サンプルからの局所的な星形成の歴史
| Title |
Local_stellar_formation_history_from_the_40_pc_white_dwarf_sample |
| Authors |
E._Cukanovaite,_P.-E._Tremblay,_S._Toonen,_K.D._Temmink,_Christopher_J._Manser,_M.W._O'Brien_and_J._McCleery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13919 |
ガイアが定義した40pcの白色矮星サンプルから、局所的な星形成の歴史を導き出します。これは現在、分光法が利用可能な白色矮星の最大のボリューム完全なサンプルであり、光球での化学的存在量の分類、およびその後の大気パラメーターの正確な決定を可能にします。人口合成モデルを作成し、最後の約10.5Gyrの均一な星の形成履歴が、観測された絶対ガイアG等級の分布に十分に適合することを示します。導出の堅牢性をテストするために、初期質量関数、初期と最終の質量関係、運動学的進化、バイナリ分数、白色矮星の冷却時間スケールなど、集団合成モデルのさまざまな仮定を変更します。これらのテストから、私たちのモデルの仮定は、ルックバック時間の関数として導出された相対的な星形成率にわずかな影響しか与えないと結論付けています。ただし、星形成の開始(銀河円盤の年齢)は、白色矮星の冷却モデルを含むさまざまな入力パラメーターに敏感です。私たちが導き出した恒星形成の歴史は、これまでのほとんどの研究よりも絶対的なガイアG等級にはるかによく適合しています。
LAMOST と TESS の時間領域観測によって明らかになった白色矮星主系列連星
| Title |
A_White_Dwarf-Main_Sequence_Binary_Unveiled_by_Time-Domain_Observations_from_LAMOST_and_TESS |
| Authors |
Ling-Lin_Zheng,_Wei-Min_Gu,_Mouyuan_Sun,_Zhixiang_Zhang,_Tuan_Yi,_Jianfeng_Wu,_Junfeng_Wang,_Jin-Bo_Fu,_Sen-Yu_Qi,_Fan_Yang,_Song_Wang,_Liang_Wang,_Zhongrui_Bai,_Haotong_Zhang,_Chun-Qian_Li,_Jian-Rong_Shi,_Weikai_Zong,_Yu_Bai,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13924 |
LAMOSTの中解像度時間領域サーベイによって発見された単線白色矮星主系列連星系、LAMOSTJ172900.17+652952.8を報告します。光学可視星の視線速度の半振幅と軌道周期は、パロマー200インチ望遠鏡の追跡観測とTESSからの光度曲線を使用して測定されます。したがって、目に見えない白色矮星候補の質量関数$f(M_{\rm{2}})=0.120\,\pm\,0.003\,M_{\odot}$が導き出されます。目に見える星の質量は、スペクトルエネルギー分布フィッティング$M_{\mathrm{1}}$=$0.81^{+0.07}_{-0.06}\,M_{\odot}$に基づいて測定されます。したがって、その見えない仲間の質量は$M_{\rm{2}}\,\gtrsim\,0.63\,M_{\odot}$です。伴星は、質量比$q=M_{\rm{2}}/M_{\rm1}\gtrsim0.78$と単線スペクトルにより、主系列星ではなくコンパクトな天体であるはずです。コンパクトな天体は、傾斜角$i\,\lesssim\,40^{\circ}$が小さいことを除けば、白色矮星である可能性が高いです。GALEXNUVフラックスを使用することにより、白色矮星候補の有効温度は$T_{\rmeff}^{\rmWD}\,\lesssim\,12000-13500$Kに制限されます。白色矮星を検出することは困難です。シングルエポックの光学分光調査を介して、明るい仲間に勝っています。したがって、光時間領域調査は、連星内の目に見えない白色矮星やその他のコンパクトなオブジェクトを明らかにする上で重要な役割を果たすことができます。
赤色巨星表面の自転速度の星震学インバージョンの改善
星の内部自転に関する星震観測は、亜巨星と赤色巨星の理論モデルでは角運動量輸送が実質的に欠如していることを示している。したがって、モデルに含まれる内部輸送プロセスを制約するには、正確なコアと表面の回転速度の測定が必要です。以前の研究で見つかった星状地震学的表面回転速度の実質的な系統誤差を排除します。赤色巨星の回転反転のOptimallyLocalizedAverages法のための新しい目的関数を提案します。これにより、同じデータからより正確なエンベロープ回転率推定値が得られます。さまざまな進化段階と質量にわたる恒星モデルからの合成観測を使用して、改善を実証します。新しい反転手法により、コアの回転とは無関係な表面の回転速度の推定値を取得できることがわかりました。赤色巨星の枝の根元にある星の場合、エンベロープの回転が一定であると仮定すると、系統誤差が約20%から0に近い値に減少します。また、この方法と線形化された回転分割の方法との同等性も示します。私たちの新しい回転反転法は、赤色巨星表面の回転速度の系統誤差を大幅に減らします。表面回転率の独立した測定と組み合わせることで、これにより、内部回転プロファイルに設定するより良い制約が可能になります。これは、赤色巨星枝の下部に沿った内部角運動量輸送をさらに制限するための非常に重要なプローブになります。
LAMOST 低解像度サーベイからの K/M ドワーフ コンパニオンを含むコンパクト オブジェクト候補
| Title |
Compact_Object_Candidates_with_K/M-dwarf_Companions_from_LAMOST_Low-resolution_Survey |
| Authors |
Hui-Jun_Mu,_Wei-Min_Gu,_Tuan_Yi,_Ling-Lin_Zheng,_Hao_Sou,_Zhong-Rui_Bai,_Hao-Tong_Zhang,_Ya-Juan_Lei,_and_Cheng-Ming_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14023 |
天の川銀河でコンパクト天体(ブラックホール、中性子星、白色矮星)を探すことは、恒星の進化の歴史、コンパクト天体の物理、銀河の構造を理解するために不可欠です。明るい恒星のコンパニオンを持つ連星のコンパクトなオブジェクトは、光学観測の完璧なターゲットです。候補となるコンパクト天体は、伴星の視線速度を監視することで実現できます。しかし、ほとんどの分光望遠鏡は通常、比較的低い効率で星のスペクトルを取得するため、何百万もの星の空の調査は事実上不可能です。大規模な分光調査であるラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)の効率は、コンパクトな天体の候補を探索する特別な機会を提供します。つまり、単純に分光観測からです。後期型K/M星は、私たちの銀河系で最も豊富な集団です。K/M矮星伴星を伴う近接連星ではケプラー速度が比較的大きいため、隠れたコンパクト天体を発見し、より簡単に追跡することができます。この研究では、K/M矮星伴星を持つコンパクト天体の候補を、LAMOST低解像度星スペクトルで調査します。LAMOSTDataRelease5に基づいて、$\DeltaV_{\rmR}>150~{\rmkm~s}の大きな視線速度変動を持つK/M型矮星を含む$56$連星のサンプルを取得しました。^{-1}$。TransitingExoplanetSurveySatelliteからの測光情報を補完して、35ドルのコンパクト天体候補のサンプルを導き出し、その中で16ドルの光源の軌道周期が光度曲線によって明らかになりました。例として2つのソースを考えて、動径速度曲線をフィッティングすることにより、コンパクトなオブジェクトが2つのシステムに存在することを確認しました。この研究は、LAMOSTによるコンパクトオブジェクトの検索の原理と威力を示しています。
Am星とホットジュピターの惑星は関連していますか?
| Title |
Are_Am_stars_and_hot-Jupiter_planets_related? |
| Authors |
C._Saffe,_J._Alacoria,_P._Miquelarena,_R._Petrucci,_M._Jaque_Arancibia,_R._Angeloni,_E._Martioli,_M._Flores,_E._Jofre,_A._Collado,_and_F._Gunella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.14257 |
Am星はしばしば短周期連星系の構成要素であり、そこでは潮汐相互作用が低い回転速度をもたらし、観測された化学的特異性を発展させるのに役立ちます。しかし、単一のAm星と広い連星系に属するAm星の起源は不明です。非常に最近、同期している可能性が高いホットブラウンドワーフをホストしているAmスターと、ホットジュピターの惑星をホストしている可能性のある他のAmスターの証拠があります。これらのホットで低質量の伴星が、Am星の発達に役割を果たすことができるかどうか、つまり、「単一のAm」問題を緩和するのに役立つかどうか疑問に思います。19個の初期型星のサンプルを調査しました。そのうち7個はホットブラウンドワーフをホストし、12個はホットジュピター惑星をホストしています。サンプルで4つのAm星(KELT-19A、KELT-17、HATS-70およびTOI-503)と2つの可能性のあるAm星(TOI-681およびHAT-P-69)を検出しました。特に、ホットブラウンドワーフをホストする新しいAm星HATS-70を検出し、ホットジュピターホストWASP-189のこのクラスを除外しました。両方とも、以前に報告されたものとは異なる組成を示しています。ホット褐色矮星をホストする星内(50-75%)とホットジュピターをホストする星(20-42%)内のAm星の発生率を推定しました。高温褐色矮星をホストするAm星の発生率は、一般的にAm星の発生率よりも高いという結果になりました。これは、熱い褐色の矮星の存在がAm星の発達に役割を果たし、熱い木星の惑星の場合とは異なり、「単一のAm」問題を軽減するのに役立つ可能性があることを意味します。特に、これらの結果は、単一のAm星または広い連星系のAm星をターゲットにすることで、高温褐色矮星の探索が有利になる可能性があることも示しています。ここで見つかった初期の傾向の重要性を改善するために、ホットコンパニオンをホストする追加の初期タイプの星からの分析をお勧めします。【要約】
太陽系天体による光の偏向が高精度 SKA アストロメトリーに及ぼす影響
| Title |
The_Effect_of_Light_Deflection_by_Solar_System_Objects_on_High-Precision_SKA_Astrometry |
| Authors |
Yingjie_Li,_Ye_Xu,_Shaibo_Bian,_ZeHao_Lin,_JingJing_Li,_DeJian_Liu,_Chaojie_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08702 |
177個の衛星と8個の小惑星を含む、太陽系の195個の天体によって引き起こされる偏角を計算しました。21個の衛星と6個の小惑星は、遠く離れたコンパクトな銀河系外の光源からの光を0.1$\mu$as以上曲げることができ、14個の衛星と小惑星ケレスは1.0$\mu$as以上だけ光を曲げることができます。5つの惑星(地球、木星、土星を除く)、冥王星、セレスの重力場によってもたらされる摂動のゾーンと持続時間を計算しました。摂動は、平方キロメートル配列(SKA)で測定された天体観測に影響を与えます。偏角が0.1および1.0$\mu$より大きい摂動ゾーンは、リボンとして表示されます。それらの幅は、天王星、海王星、金星では数十度、その他の天体では0.1$\mu$asで数度以下、金星では$\sim$16$^{\circ}$から数度または他のオブジェクトは1.0$\mu$asで少なくなります。計算された摂動持続時間から、選択された天体の重力場の影響を4つのレベルに分けることができます:SKAアストロメトリーにほとんど影響を与えない(I)、ほとんど影響を与えない(II)、大きな影響を与える可能性がある(III)シングルエポックアストロメトリーであり、シングルエポックアストロメトリーとマルチエポックアストロメトリーの両方に大きな影響を与える可能性があります(IV)。これらのレベルに対応するオブジェクトは、セレス(I)、冥王星(II)、水星と火星(III)、およびその他のオブジェクト(IV)です。
LISAが一次相転移から重力波背景を検出する可能性
| Title |
Prospects_for_LISA_to_detect_a_gravitational-wave_background_from_first_order_phase_transitions |
| Authors |
Guillaume_Boileau_and_Nelson_Christensen_and_Chloe_Gowling_and_Mark_Hindmarsh_and_Renate_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13277 |
初期宇宙の一次相転移は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)によって検出可能な重力波背景を生成する可能性があります。そのような観測は、標準モデルを超えた物理学の証拠を提供します。宇宙全体での連星ブラックホールの合体による銀河外前景、白色矮星連星による銀河前景、およびLISAノイズの存在下で、LISAが相転移からの重力波背景を観測する能力を研究します。相転移重力波バックグラウンドを二重の壊れたべき法則としてモデル化し、逸脱情報基準を検出統計として使用し、フィッシャー行列とマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、パワースペクトルのパラメーターの測定精度を評価します。重力波の背景、前景、およびLISAノイズに関連するすべてのパラメーターを推定する際に、LISAが1mHzのピーク周波数と$\OmPeakの正規化されたエネルギー密度振幅を持つ相転移から重力波の背景を検出できることがわかりました。simeq3\times10^{-11}$.$\OmPeak\simeq10^{-10}$では、ピーク周波数が$4\times10^{-4}$から$9\times10^{-3}$Hzの範囲にある場合、信号は検出可能であり、ピーク振幅と周波数は、10\%から1\%の精度で推定できます。
磁気浮力の防音近似の妥当性
圧縮性流れのモデルに音響波が存在すると、解析および数値解析が複雑になる可能性があります。したがって、これらの波を除外するためにいくつかの方法が開発されており、Boussinesqモデル、非弾性モデル、疑似非圧縮モデルなど、さまざまな「防音」モデルが作成されています。太陽内部の文脈で磁気浮力を記述するためのこれらの近似モデルのそれぞれの妥当性を評価します。一般的な防音モデルが導入され、非回転と回転の両方のケースを含む多くの漸近的な体制で完全に圧縮可能なシステムと比較されます。モデルが完全に圧縮可能なシステムの主要な次数の動作をキャプチャするために満たす必要がある特定の制約を取得します。次に、既存の防音モデルのどれがこれらの制約を満たしているか、およびどのパラメーター体制であるかについて説明します。また、疑似非圧縮性MHDモデルの変分導出を提示し、その基になるハミルトン構造を示します。
離散連続 (DISCO) 畳み込みによるスケーラブルで同変な球面 CNN
既存の球状畳み込みニューラルネットワーク(CNN)フレームワークは、計算的にスケーラブルで回転的に同変です。連続的なアプローチは、回転の等分散性を捉えますが、多くの場合、非常に多くの計算を必要とします。離散アプローチは、より好ましい計算パフォーマンスを提供しますが、等分散性を犠牲にします。ハイブリッド離散連続(DISCO)グループ畳み込みを開発します。これは、同変であり、計算上、高解像度にスケーラブルです。私たちのフレームワークはあらゆるコンパクトなグループに適用できますが、私たちは球体に特化しています。私たちのDISCO球面畳み込みは、$\text{SO}(3)$回転等分散を示すだけでなく、漸近的な$\text{SO}(3)/\text{SO}(2)$回転等分散の形式も示します。多くのアプリケーションに適しています(ここで、$\text{SO}(n)$は$n$次元で回転を表す特別な直交群です)。スパーステンソルの実装により、計算コストとメモリ使用量の両方について、球上のピクセル数の線形スケーリングを実現します。4kの全天球画像の場合、最も効率的な代替の同変球面畳み込みと比較すると、計算コストが$10^9$、メモリ使用量が$10^4$節約できます。DISCO球面CNNフレームワークを、セマンティックセグメンテーションや深度推定など、球面上の多数のベンチマーク高密度予測問題に適用し、そのすべてで最先端のパフォーマンスを実現しています。
偏平体によるヒル四体問題の正則化
3つの偏平な大質量体が相対的な平衡三角形構成を形成し、3つの大質量体のうち最小のものの近傍で4番目の無限小体の軌道を描くヒル四体問題を考えます。McGehee座標変換を介して、極小体と最小の質量体の間の衝突を正則化します。対応する衝突多様体を記述し、小さな質量体の偏平係数がゼロ値を通過するときに分岐することを示します。
2 成分ベクトル WIMP -- 拡張シーソー機構を備えたフェルミオン FIMP 暗黒物質モデル
ニュートリノ質量を説明し、豊富な暗黒物質現象学を持つ標準モデルの拡張を検討します。このモデルには、ベクトルWIMPとフェルミオンFIMPの2つの暗黒物質候補があり、それらの遺物密度の合計は暗黒物質の総量と一致します。暗黒物質の生成メカニズムとニュートリノセクターとの関係を、現在および将来の実験からさまざまな限界とともに幅広く研究しています。モデルの余分なスカラー場は、初期の宇宙で一次相転移を引き起こす可能性があります。一次相転移に伴う確率的重力波の生成を研究しています。相転移が強くなる可能性があり、したがってモデルが電弱バリオン形成の成功に必要な条件の1つを満たしている可能性があることを示します。相転移に伴う重力波の検出可能性についても議論されています。
ホーンデスク重力におけるコンパクト連星系からの渦巻き重力波形
| Title |
Inspiral_gravitational_waveforms_from_compact_binary_systems_in_Horndeski_gravity |
| Authors |
Yurika_Higashino,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13749 |
光速と同等の重力速度を持つホーンデスク理論のサブクラスでは、コンパクトな連星系の渦巻き期に放出される重力放射を研究します。スカラー場に依存する点状粒子のエネルギー運動量テンソルのポストニュートン展開の下で、スカラー摂動の波形を計算します。このスカラーモードは、重力波の呼吸分極と縦分極を発生させるだけでなく、横方向およびトレースレステンソル分極に関連するエネルギー損失に加えて、スカラー重力放射の原因にもなります。定常位相近似の下で2つのテンソル分極のフーリエ変換重力波形を計算し、結果の波形がパラメーター化されたポストアインシュタイン(ppE)形式の波形に減少することを示します。ppEパラメーターは、アインシュタインフレームのスカラー電荷に直接関連しており、その存在は一般相対性理論(GR)からの逸脱を可能にするために重要です。私たちの一般的な枠組みをいくつかの具体的な理論に適用し、高次のスカラー運動項を持つ自発的なスカラー化の新しい理論が、中性子星とブラックホールの連星から放出される重力波の観測によって調べることができるGRからの興味深い偏差を残すことを示します。スカラー質量が典型的な軌道周波数$\omega\simeq10^{-13}$eVのオーダーを超える場合、これは最近提案された、自己相互作用ポテンシャルを持つスカラー化された中性子星の場合であり、重力波形は実質的にその値まで減少します。GRで。
$\mathcal {P}$ および $\mathcal {CP}$ 違反を伴うカイラリティ不均衡 QCD 一次相転移からの重力波と原始ブラック ホール
| Title |
Gravitational_waves_and_primordial_black_holes_from_chirality_imbalanced_QCD_first-order_phase_transition_with_$\mathcal_{P}$_and_$\mathcal_{CP}$_violation |
| Authors |
Jingdong_Shao,_Mei_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.13809 |
QCDにおけるキラリティの不均衡は、キラル相転移を超える高温でのインスタントン反インスタントン対からの斥力的な軸方向ベクトル相互作用によって自発的に誘導され、低温で消失します。カイラリティの不均衡の相転移は、初期宇宙では$\mathcal{P}$と$\mathcal{CP}$の違反を伴う常に一次のものです。この作業では、重力波のスペクトルと、この一次相転移による原始ブラックホールの形成が調査され、強い磁場の効果も解析されます。カイラリティの不均衡によって生成される重力波は、LISA、Taiji、およびDECIGOによって検出され、ピークエネルギー密度は$10^{-11}$から$10^{-9}$の範囲にあり、ピーク周波数はこの範囲にあります。$10^{-5}$Hzから$10^{-2}$Hzまで。軸方向ベクトル結合強度が大きく、磁場が強いスペクトルほど、ピークエネルギー密度が高くなり、ピーク周波数が低くなります。この傾向に従って、重力波スペクトルもSKA、IPTA、およびEPTAによって検出できる可能性があります。擬似真空崩壊の延期のメカニズムに基づいて、相転移が非常に短時間で完了し、したがって擬似真空エネルギー密度が急激に減衰するため、典型的なパラメーターを使用してモデルでPBHを形成することはほとんど不可能です。
サブアルフエニック乱気流エネルギー論のラグランジアン特徴付け
我々は、コヒーレントな円筒流体パーセルのダイナミクスに基づいて、圧縮性およびサブアルフエン乱流のエネルギー論を計算します。平行および垂直の磁気ゆらぎは、磁化された流体の局所摂動ラグランジュの一般化された座標であることを示し、運動に伝達される磁気エネルギーの大部分が、初期磁場と変動磁場の間の結合に蓄えられたエネルギーであることを分析的に証明します。\vec{B}_{0}\cdot\delta\vec{B}/4\pi$.解析関係は、2次項まで数値データと一致しています。
