始原ブラックホール(PBH)は、大振幅の初期密度ゆらぎから形成され、暗黒物質の一部またはすべてを構成している可能性があります。PBHが拡張された質量スペクトルを持っている場合、または混合PBH粒子暗黒物質のシナリオでは、PBHを生成するために必要な極端な密度変動は、潜在的に$10^{12}$M$_\odot$pc$^{-3}$.これらの超高密度ハローの形成の分析的記述を開発し、それを使用してPBHとハローの分布を定量的に比較します。暗黒物質のパーセントレベルの割合のみに寄与するPBHには、それにもかかわらず秩序1の割合を構成する超高密度のハローが伴います。この発見は、多くのPBHシナリオの予測を大幅に変更し、さまざまな新しい観察テストを可能にします。
HERA フェーズ I 観測による 21 cm EoR パワー スペクトルと IGM の X 線加熱に対する制約の改善
| Title |
Improved_Constraints_on_the_21_cm_EoR_Power_Spectrum_and_the_X-Ray_Heating_of_the_IGM_with_HERA_Phase_I_Observations |
| Authors |
The_HERA_Collaboration:_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Rennan_Barkana,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Daniela_Breitman,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steve_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_Samir_Choudhuri,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Anastasia_Fialkov,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Hugh_Garsden,_Brian_Glendenning,_Ad\'elie_Gorce,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Stefan_Heimersheim,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04912 |
水素再イオン化アレイ(HERA)の水素エポックのフェーズIで観測した94泊を使用して、再イオン化パワースペクトルの21cmエポックに関するこれまでで最も感度の高い上限を報告します。以前に報告された制限(HERACollaboration2022a)と同様の分析手法を使用すると、95%の信頼度で$\Delta^2(k=0.34$$h$Mpc$^{-1}$)$\leq457$mK$^2$at$z=7.9$であり、その$\Delta^2(k=0.36$$h$Mpc$^{-1})\leq3,496$mK$^2$at$z=10.4$、それぞれ2.1倍と2.6倍に改善されます。これらの制限は、信号損失を最小限に抑えるように設計された比較的保守的な分析を実行したにもかかわらず、データ品質を削減した後の$k$の広い範囲にわたる熱雑音とほぼ一致しています。私たちの結果は、データの統計テストとエンドツーエンドのパイプラインシミュレーションの両方で検証されています。また、再電離と宇宙の夜明けの天体物理学に関する最新の制約についても報告します。HERACollaboration(2022b)で以前に採用された複数の独立したモデリングと推論の手法を使用して、銀河間媒体が少なくとも$z=10.4$という早い時期に断熱冷却限界を超えて加熱されていたに違いないことを発見しました。「冷たい再イオン化」シナリオと呼ばれます。この加熱が、一般に信じられているように、宇宙の夜明けの高質量X線連星によるものである場合、我々の結果の99%の信頼区間は、軟X線の光度と星形成の間の局所的な関係を除外しており、したがって進化した低気圧によって駆動される加熱が必要です。-メタリシティスター。
ダーク エネルギー調査 3 年目の結果: 3 次元クラスタリングによるバリオン音響振動の測定
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Measurement_of_the_Baryon_Acoustic_Oscillations_with_Three-dimensional_Clustering |
| Authors |
K._C._Chan,_S._Avila,_A._Carnero_Rosell,_I._Ferrero,_J._Elvin-Poole,_E._Sanchez,_H._Camacho,_A._Porredon,_M._Crocce,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_C._Lidman,_M._Lima,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._Roodman,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05057 |
3次元相関関数は、画像銀河サーベイにおいても大規模構造の相関を要約する有効な方法を提供します。最初の3年間のダークエネルギー調査データのバリオン音響振動(BAO)スケールを測定するために、予測された3次元相関関数$\xi_{\rmp}$を適用しました。サンプルは、赤方偏移範囲$0.6<z_{\rmp}<1.1$の約700万個の銀河で構成され、フットプリントは$4108\,\mathrm{deg}^2$です。私たちの理論モデリングには、ガウス写真-$z$近似を超えた現実的な真の赤方偏移分布の影響が含まれています。測定のS/N比を向上させるために、一般的に使用されるトップハットの代わりにガウススタッキングウィンドウ関数が採用されています。完全なサンプルを使用すると、$D_{\rmM}(z_{\rmeff})/r_{\rms}$、共動角直径距離と音の水平線の間の比率は、$19.00\pmに制約されます。$z_{\rmeff}=0.835$で0.67$(シルクハット)および$19.15\pm0.58$(ガウス)。BAO信号は赤方偏移全体で不均一であるため、制約は角度相関$w$制約($18.84\pm0.50$)よりも弱いです。$0.7<z_{\rmp}<1.0$($z_{\rmeff}=0.845$)の範囲の均一なBAO信号サブサンプルを考慮すると、$\xi_{\rmp}$は$を生成します。19.80\pm0.67$(シルクハット)および$19.84\pm0.53$(ガウス).後者は$w$制約($19.86\pm0.55$)よりもやや強力です。$\xi_{\rmp}$の結果は、$w$よりもphoto-$z$エラーに敏感であることがわかります。photo-$z$ノイズが発生しやすい。ガウスウィンドウは、トップハットが低信号モードを抑制するように設計されているため、トップハットよりもロバストな結果をもたらします。$\xi_{\rmp}$と$w$などの角度統計には、それぞれ長所と短所があり、相互に重要なクロスチェックを行います。
$k$-最近傍分布によるトレーサー フィールド相互相関
天文学と宇宙論では、ポイント間の空間相互相関の特徴付けと理解に多大な努力が払われています。銀河の位置、高エネルギーニュートリノの到来方向、X線源とAGN源、および連続場-例:弱いレンズ作用と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップ。最近、離散(点)データセットのクラスタリングをより適切に特徴付けるために、$k$-最近傍形式を導入しました。ここでは、それを点場相互相関分析に拡張します。これは、ポイントデータセットの$k$NN測定値を、多くのスケールで平滑化されたフィールドの測定値と組み合わせます。結果の統計は、ポイントとフィールドの結合クラスタリングのすべての順序に影響されます。このアプローチは、2ポイントの相互相関とは異なり、線形(ガウス)相関がない場合でも、2つのデータセットの統計的依存性を測定できることを示しています。さらに、このフレームワークは、連続フィールドが高レベルのノイズによって汚染されている場合の相互相関の検出において、2点関数よりもはるかに効果的であることを示しています。特に高レベルのノイズの場合、宇宙論的シミュレーションにおけるハローとその下にある物質場の間の相互相関、$10h^{-1}{\rmMpc}$と$30h^{-1}{\rmMpcの間}$は、2点相互相関の有意性が$\sim1\sigma$の場合に、ここで紹介する手法を使用して$>5\sigma$の有意性で検出されます。最後に、ハローと物質場の$k$NN相互相関は、ハイブリッド有効場理論(HEFT)フレームワークによって準線形スケールで適切にモデル化できることを示します。二点相互相関。この方法による相互相関検出の統計的検出力の大幅な改善により、さまざまな宇宙論的アプリケーションにとって有望なツールとなります。
宇宙モデルに依存しない高速電波バーストとハッブル パラメータ測定からのハッブル定数の決定
| Title |
Cosmological-model-independent_determination_of_Hubble_constant_from_fast_radio_bursts_and_Hubble_parameter_measurements |
| Authors |
Yang_Liu,_Hongwei_Yu_and_Puxun_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05202 |
ローカライズされたFRBとハッブルパラメータの測定値からハッブル定数$H_0$を決定するための新しい宇宙モデルに依存しない方法を確立し、最初のそのような決定$H_0=70.60\pm2.11~\mathrm{km/s/Mpc赤方偏移範囲$0<z\leq0.66$の18の局在化されたFRBと19のハッブルパラメーター測定からのデータで、約3.00\%の不確実性の}$。この値は、宇宙モデルとは無関係であり、プランクCMB観測結果と近くのタイプIa超新星(SNIa)データの中間に位置します。シミュレーションは、$0<z\leq1$の赤方偏移範囲で25ハッブルパラメーターを持つ500のローカライズされたFRBからのモックデータを使用すると、$H_0$の不確実性を近くのSNIaからのレベルまで減らすことができることを示しています。ローカライズされたFRBは大量に検出されることが予想されるため、私たちの方法は、近い将来、信頼できるより正確な$H_0$の決定を与えることができ、ハッブル定数張力の考えられる起源を理解するのに役立ちます..
真空エネルギーと線形相互作用の相互作用に関する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_interacting_vacuum_energy_with_linear_interactions |
| Authors |
Chakkrit_Kaeonikhom,_Hooshyar_Assadullahi,_Jascha_Schewtschenko,_David_Wands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05363 |
最先端の宇宙観測を使用して、状態方程式$w=-1$を使用して、冷たい暗黒物質と真空エネルギーの間の相互作用に配置できる境界を探索します。ハッブル時間あたりのエネルギー移動$Q/H$が暗黒物質密度$\rho_c$と真空エネルギー$V$の一般的な線形関数である単純な背景モデルについて線形摂動を検討します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性のみを当てはめたときに見られるパラメーターの縮退を説明し、超新星データ、バリオン音響振動(BAO)、および赤方偏移空間歪み(RSD)を追加することによってこれらがどのように壊れるかを示します。特に、赤方偏移空間の歪みを非ゼロのエネルギー移動が存在する場合の構造の成長に関連付ける場合は注意が必要です。ダークセクターでの相互作用は、ハッブルパラメーター$H_0$または弱いレンズ効果$S_8$の低赤方偏移測定と、CMBデータから推測される値との間の緊張を緩和することができます。ただし、超新星およびBAO-RSDデータセットからの制約を含めると、これらの緊張が戻ってきます。一般的な線形相互作用モデルでは、ハッブルと弱いレンズの張力の両方を同時に緩和することは可能ですが、これらの張力の減少は控えめであることを示しています(それぞれ$4\sigma$と$2\sigma$よりわずかに減少しています)。.
実世界の CMB レンシング二次推定器のパワー スペクトル応答
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズパワースペクトル推定量の応答行列を、現実的な条件下で真のスカイパワーに推定する方法について説明します。二次推定量(QE)に基づくすべてのレンズ再構成パイプラインに適用できます。少数のガウスCMBモンテカルロと特別に設計されたQEを使用して、計算量をほとんどかけずに十分に正確な行列を取得します。この方法は、ＣＭＢレンズ再構成において遭遇する非理想性の少なくともいくつかを組み込むことによって、ＣＭＢレンズ帯域パワーのモデリングを改善するために使用され得る。これらの非理想性には、高調波ドメインまたはピクセル空間のいずれかで、常にマスキングが含まれ、多くの場合、不均一なフィルタリングが含まれます。プランクの最新のレンズ再構成のこれらの行列を取得し、マスキングによって誘発された残留結合が、プランクシミュレーションで見られる残留乗法バイアスを非常によく説明し、経験的な補正の必要性を排除することを示します。
中国の宇宙ステーション望遠鏡からの Ia 型超新星による宇宙制約の予測
| Title |
Forecast_of_Cosmological_Constraints_with_Type_Ia_Supernovae_from_the_Chinese_Space_Station_Telescope |
| Authors |
Shi-Yu_Li,_Yun-Long_Li,_Tianmeng_Zhang,_Jozsef_Vinko,_Eniko_Regos,_Xiaofeng_Wang,_Gaobo_Xi,_Hu_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05450 |
255～1000nmの波長範囲で観測する口径2mの中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)は、2024年に科学運用を開始する予定である。超新星を用いて約10平方度をカバーする超深場観測プログラムが提案されている(SNe)およびその他のトランジェントを主要なサイエンスドライバーの1つとして挙げています。この論文では、Ia型超新星(SNeIa)のシミュレートされた検出結果を提示し、宇宙論的パラメーターの決定に対する新しいデータセットの影響を調査します。シミュレートされた観測は、150秒の露出時間と10、20、および30日のケイデンスで行われます。合計80回の観測をカバーするが、4～14日の範囲のランダムな頻度で調査モードも調査されます。シミュレーション結果は、CSSTがz$<$1.3で最大$\sim1800$SNeIaを検出できることを示しています。シミュレートされたSNeIaは、宇宙論的パラメーターを制約するために使用されます。$\Omega_m$の制約は、Pantheonサンプルと比較して、10日間のケイデンスサンプルを使用して37.5%改善できます。Pantheonサンプルと一緒に300秒の露出時間でより深い測定シミュレーションを行うと、現在の$\Omega_m$の制約が58.3%、$\omega$が47.7%改善されます。将来の地上ベースのSNeIa調査を考慮すると、$\omega$の制約を59.1%改善できます。CSSTの超深宇宙観測プログラムは、広い赤方偏移範囲にわたって大量のSNeIaを発見し、暗黒エネルギーの性質に関する理解を深めることが期待されています。
質量が1MeVから1GeVの暗黒物質粒子の探索における最近の進歩について報告します。この質量範囲のいくつかの暗黒物質候補は、直接検出実験で測定可能な電子反跳信号を生成すると予想されます。半導体検出器で電子とともに散乱するダークマター粒子に焦点を当てています。これは、イオン化しきい値が低いため、基本的に最高の感度を持っているためです。電荷結合素子(CCD)シリコン検出器は主要な技術であり、今後数年間で大きな進歩が期待されています。CCDプログラムの状況を紹介し、その他の取り組みについて簡単に報告します。
H2ベースのメタン生成菌による初期火星の居住性と地球規模の冷却
ノアキア時代、火星の地殻は微生物にとって好ましい環境を提供していた可能性があります。多孔質の塩水で飽和したレゴリスは、紫外線や宇宙線から保護された物理的空間を作り出し、溶媒を提供したと考えられますが、地下温度と高密度の還元大気の拡散は、H2とCO2をエネルギーとして消費する単純な微生物生物をサポートし、炭素源となり、廃棄物としてメタンを生成します。地球上では、水素栄養メタン生成は最も初期の代謝の1つでしたが、初期の火星でのその実行可能性は定量的に評価されたことはありません。ここでは、H2ベースのメタン生成菌に対する火星のノアキア人の居住可能性の確率論的評価を提示し、火星の大気と気候に対する生物学的フィードバックを定量化します。地下の居住可能性は非常にありそうであり、主に表面の氷の被覆範囲によって制限されていることがわかりました。バイオマスの生産性は、初期の地球の海洋と同じくらい高かった可能性があります。しかし、メタン生成によって引き起こされる予測された大気組成の変化は、地球規模の寒冷化イベントを引き起こし、潜在的な初期の温暖な状態を終わらせ、表面の居住性を損ない、生物圏を火星の地殻の奥深くに追いやったでしょう.私たちの予測の空間的予測は、低緯度から中緯度の低地のサイトを、地表または地表近くでこの初期の生命の痕跡を明らかにするための良い候補として示しています。
海流によって駆動されるエウロパの非同期回転
木星の衛星エウロパの氷殻が、潮汐力によって非同期的に漂流する可能性があることは、以前から知られていました。ここでは、下層の海洋によって適用されるトルクも重要であり、逆行性の非同期回転(NSR)を引き起こす可能性があると主張します。高解像度の最先端の海洋大循環モデルの結果で氷殻回転モデルを駆動し、氷殻の粘弾性変形を考慮に入れます。氷殻モデルの結果を、氷殻の漂流速度の観測限界と一緒に使用して、現在少なくとも4桁は不明な有効粘度などの氷殻パラメーターを制約します。私たちの結果は、せいぜい緩慢な氷の対流を示唆しています。氷殻の緩和時間スケールと海流に応じて、氷殻は無視できるドリフト、一定のドリフト、またはランダムな変動に重ね合わされた振動ドリフトを示す場合があります。将来の宇宙船の観測は、これらの予測をテストし、氷の殻とその下にある海の特性への洞察をもたらします。
気候モデルを解決する三次元雲システムによる高偏角地球外惑星の気候
| Title |
Climate_of_high_obliquity_exo-terrestrial_planets_with_a_three-dimensional_cloud_system_resolving_climate_model |
| Authors |
Takanori_Kodama,_Daisuke_Takasuka,_Sam_Sherriff-Tadano,_Takeshi_Kuroda,_Tomoki_Miyakawa,_Ayako_Abe-Ouchi,_and_Masaki_Satoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05094 |
惑星の気候は、傾斜度、離心率、歳差運動などの惑星軌道パラメーターの影響を強く受けます。系外惑星系では、地球外惑星はさまざまな傾斜角を持つはずです。高偏角惑星では、日射量の分布が季節的に変化するため、極端な季節サイクルが発生します。ここでは、全球雲解像モデルである非静力学二十面体大気モデル(NICAM)を導入し、高偏角惑星の気候を調べます。このモデルは、3次元の雲の分布と水蒸気の垂直輸送を明示的にシミュレートできます。スーパーコンピュータ「富岳」を用いて地球外気候を高解像度でシミュレートしました。背景大気として1バールの空気を持ち、4つの異なる傾斜($0^{\circ}$、$23.5^{\circ}$、$45^{\circ}$、および$60^{\円}$）。2セットのシミュレーションを実行しました:1)低解像度(系外惑星科学の大循環モデルの標準解像度として~220kmメッシュ)、および2)高解像度(~14kmメッシュ)。明示的な雲の微物理学スキームを使用します。結果は、雲の微物理学を明示的に処理した高解像度シミュレーションにより、雲の割合が少なく、大気中の水蒸気が多いため、より温暖な気候が明らかになることを示唆しています。これは、雲に関連するプロセスの処理が、傾斜度が高い場合の気候レジームの異なる解像度間の違いにつながることを意味します。
DART の影響を予測する: 単純化されたモデルを使用した Dimorphos の軌道推定
| Title |
Anticipating_the_DART_impact:_Orbit_estimation_of_Dimorphos_using_a_simplified_model |
| Authors |
Shantanu_P._Naidu,_Steven_R._Chesley,_Davide_Farnocchia,_Nick_Moskovitz,_Petr_Pravec,_Petr_Scheirich,_Cristina_Thomas,_and_Andrew_S._Rivkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05101 |
2003年から2021年までのライトカーブで観測された65803ディディモス連星系の構成要素間の掩蔽と日食の時間を使用して、ディディモスに対するディモルフォスの軌道パラメーターを推定しました。加重最小二乗法と修正されたケプラー軌道モデルを採用して、時間の経過とともに平均運動の線形変化を引き起こす可能性のあるBinaryYORPなどの非重力による影響に対応しました。DART衝突の日であるエポック2022年9月26.0TDBでの相互軌道の周期は$11.9214869\pm0.000028$~h($1\sigma$)であり、軌道の平均運動は$(5.0\pm1.0)\times10^{-18}$~rads$^{-2}$$(1\sigma$)のレート。計画されている二重小惑星リダイレクトテスト(DART)ミッション中のディモルフォスの軌道段階における正式な$3\sigma$不確実性は、$5.4^\circ$です。2022年7月から9月まで、DARTの衝突の数か月から数日前の観測では、軌道位相の不確実性がわずかに改善され、約$4.2^\circ$に減少するはずです。比較的単純なモデルを使用して生成されたこれらの結果は、\citet{scheirich22}のより洗練されたモデルを使用して生成された結果と一致しています。
オールト雲彗星 C/2014 UN$_{271}$ への低 $\Delta V$ 宇宙船ミッションの分析
| Title |
Analysis_of_Low_$\Delta_V$_Spacecraft_Missions_to_Oort_Cloud_Comet_C/2014_UN$_{271}$ |
| Authors |
Adam_Hibberd,_T._Marshall_Eubanks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05190 |
C/2014UN$_{271}$彗星、その発見者\emph{Bernardinelli/Bernstein}にちなんで\emph{BB}と呼ばれ、一般にUN$_{271}$と呼ばれているのは、2つの面で極端な例です。、最初に発見時の太陽距離($>$29$\si{au}$)、次にその核のサイズ(137$\pm$15$\si{km}$)。遠日点距離が$\sim$33,000$\si{au}$(太陽系の重心に対して)で、軌道周期が$\sim$200万$\si{年}$であることから、太陽系の天体であることは間違いありません。emph{オールトの雲}であり、これまでに観測された中で最大のオールトの雲天体でもあります。\emph{その場での}UN$_{271}$の観測は、かなり科学的に重要です。太陽系の内側に近づいたときに初めて発見されたほとんどのオールト雲彗星とは異なり、UN$_{271}$は、そのようなミッションを計画するための適切な事前警告を提供するのに十分早く発見されました。この論文では、フライバイとランデブーの両方のオプションを使用して、近日点と黄道面の通過の周りの期間中にUN$_{271}$に到達するためのさまざまな方法について説明します。直接移動、木星による重力アシスト(GA)、または代わりに内惑星の一連のGAを利用します。特にNASA宇宙発射システム(SLS)を打ち上げ機として使用して、実行可能なフライバイとランデブー軌道が見つかりました。
デブリ ディスク観測を使用して、親微惑星帯内または外を周回する亜星伴星を推測する
| Title |
Using_debris_disk_observations_to_infer_substellar_companions_orbiting_within_or_outside_a_parent_planetesimal_belt |
| Authors |
T._A._Stuber_(1),_T._L\"ohne_(2),_S._Wolf_(1)_((1)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik_und_Astrophysik,_Christian-Albrechts-Universit\"at_zu_Kiel,_(2)_Astrophysikalisches_Institut_und_Universit\"atssternwarte,_Friedrich-Schiller-Universit\"at_Jena) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05315 |
ねらい。デブリ円盤内のダストのダイナミクスに対する、恒星下のコンパニオンに由来する永年摂動の影響を、空間的に分解された観測で調査できるかどうかを分析します。メソッド。スペクトルタイプA3Vの星の周りの狭く偏心した冷たい微惑星帯の衝突進化を数値的にシミュレートしました。ベルトよりも星の近くまたは遠くを周回するコンパニオンによって永年摂動されます。得られた空間ダスト分布に基づいて、$K$、$N$、および$Q$バンドで、70$\mu$mおよび1300$\mu$mの波長での表面輝度の空間分解マップをシミュレートしました。結果。正面から見た近くの破片円盤を仮定すると、明るさの分布は観測波長によって大きく変化することがわかります。たとえば、$N$バンドと$Q$バンドの間です。これは、噴出限界近くの最小粒子の放出の相対的な寄与が変化することによって説明できます。ハローを形成する小さな粒子と親ベルトに近い大きな粒子の両方の軌道は、ベルトの内側を周回するコンパニオンによって引き起こされる永年摂動のために歳差運動します。古い粒子で構成されているハローは、ベルトをたどります。トレーリングの大きさは、摂動体の質量が増加するにつれて減少し、したがって摂動の強度が増加するにつれて、楕円を一定の明るさの線に適合させることにより、表面の明るさの合成マップで回復する傾向があります。小さな粒子の軌道が大きく変化するため、外部摂動を伴う系では一様なハロー歳差運動は見られません。我々は、潜在的に検出可能な内部摂動因子または外部摂動因子を持つシステムを区別するのに適した輝度分布の特徴を特定しました。親微惑星帯。
系外惑星としての地球: II.地球の時変熱放出とバイオ指標の大気季節性
| Title |
Earth_as_an_Exoplanet:_II._Earth's_Time-Variable_Thermal_Emission_and_its_Atmospheric_Seasonality_of_Bio-Indicators |
| Authors |
Jean-Noel_Mettler_and_Sascha_P._Quanz_and_Ravit_Helled_and_Stephanie_L._Olson_and_Edward_W._Schwieterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05414 |
地球の円盤に統合された中赤外線熱放射スペクトルの観測ジオメトリへの依存性を評価し、スペクトルの特徴が地球の季節性によってどのように影響を受けるかを調査します。4年連続で、4つの異なるフルディスク観測ジオメトリ（北極と南極を中心としたビュー、アフリカと太平洋を中心とした赤道ビュー）の2690のディスク統合熱放射スペクトルを含む独占的なデータセットをコンパイルしました。スペクトルは、3.75～15.4ミクロンの波長範囲(公称解像度$\約$1200)の2378スペクトルチャネルから導出され、Aqua衛星に搭載されたAtmosphericInfraredSounderによって記録されました。地球の熱放射スペクトルには大きな季節変動があり、N2O、CH4、O3、CO2などの生体指標のスペクトル特性の強度は、季節と表示ジオメトリの両方に強く依存することがわかりました。さらに、後者の2つに関して強いスペクトル縮退を発見したことは、惑星環境を完全に特徴付けるために、マルチエポック測定と時間依存信号が必要になる可能性があることを示しています。地球、特に赤道ビューの場合でも、ディスクに統合されたデータのフラックスと吸収特性の強度の変動は小さく、通常$\leq$10%です。将来の太陽系外惑星の観測で、これらの変動をノイズから解きほぐすことが課題になります。しかし、惑星がいつ測定されるか(つまり、昼夜または季節)に関係なく、中間赤外線観測の結果はゼロ次まで同じままであり、これは反射光観測よりも有利です。
マントルプラグが存在する大規模衝突盆地のリソスフェア負荷モデル
| Title |
Lithospheric_loading_model_for_large_impact_basin_where_mantle_plug_presents |
| Authors |
Qingyun_Deng,_Zhen_Zhong,_Mao_Ye,_Jianguo_Yan,_Fei_Li,_Jean-Pierre_Barriot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05428 |
リソスフェアは、通常、地殻とマントルの一部で構成される、地球体の外側の剛体部分です。リソスフェアの物理的特性の特徴付けは、その進化の歴史を調査する上で重要です。リソスフェア内の質量に関連する負荷のモデリングを通じて、リソスフェアの弾性厚さなどの物理パラメーターを重力と地形データから推測できます。しかし、衝突盆地では、地形と重力の間の相関が低いため、このモデルは適用できません。この作業では、衝突盆地で一般的に形成されるマントル隆起構造を組み込んだ荷重モデルを提案しました。このマントルの隆起構造によって生じるたわみも、薄い弾性シェルの支配方程式でモデル化されます。たわんだリソスフェアの重力異常が表面と地殻-マントル境界で計算され、理論上の重力アドミタンスと相関が観測データと比較されます。火星の4つの大きな衝突盆地でのマントル負荷モデルの適用は、この初期マントルプラグを使用しない負荷モデルと比較して、観測されたアドミタンスと相関によりよく適合することを示しています。私たちの研究は、衝撃によって引き起こされる荷重とその結果生じるたわみを適切にモデル化することが、盆地地域の惑星リソスフェアの物理的性質を理解するための鍵であることを示唆しています。
移行ディスク: SED からイメージングへの観測革命
| Title |
Transition_disks:_the_observational_revolution_from_SEDs_to_imaging |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1)_((1)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05539 |
若い星を取り囲む原始惑星系円盤は、惑星の誕生場所です。特に興味深いのは、巨大な伴星の存在を示唆する、数十auの大きな内部ダスト空洞を持つ遷移円盤です。これらの空洞は、スペクトルエネルギー分布(SED)の赤字によって最初に認識され、後にミリ波干渉計の観測によって確認されました。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)は、塵とガスの原始惑星系円盤の空間分解イメージングの分野に真に革命をもたらし、ギャップと空洞の起源に関する重要なヒントを提供しました。同時に、新しいタイプの下部構造が明らかになりました。また、赤外線観測は、分解されたイメージング、干渉法、分光法の両方で広範囲の下部構造を示しています。遷移円盤に関する前回の総説(ProtostarsandPlanetsVI)以降、膨大な量のデータが収集され、遷移円盤の起源に関する多くの新しい洞察が得られました。このレビューでは、過去10年間の観測努力を要約し、その洞察をSEDモデリングからの予測と比較し、遷移円盤集団の特性を分析し、一般的な円盤進化におけるそれらの役割について説明します。
ガス駆動の惑星移動と共鳴鎖の破壊による太陽系外惑星半径の谷
| Title |
The_Exoplanet_Radius_Valley_from_Gas-driven_Planet_Migration_and_Breaking_of_Resonant_Chains |
| Authors |
Andre_Izidoro,_Hilke_E._Schlichting,_Andrea_Isella,_Rajdeep_Dasgupta,_Christian_Zimmermann,_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05595 |
1から4$R_{\oplus}$の間の太陽系外惑星の半径のサイズ頻度分布は、$\sim$1.4$R_{\oplus}$と$\sim$2.4$R_{\oplus}$にピークがあり、谷があるバイモーダルです。$\sim$1.8$R_{\oplus}$で。この半径の谷は、通常「スーパーアース」と「ミニ海王星」と呼ばれる2つのクラスの惑星を分けており、その起源については議論が続いています。あるモデルは、スーパーアースは、ミニ海王星の原始大気を剥ぎ取った光蒸発またはコア動力による質量損失の結果であると提案しています。対照的なモデルは、半径の谷をバルク組成の二分法として解釈し、スーパーアースは岩石惑星であり、ミニ海王星は水と氷に富む世界です。この作業では、移行モデルが半径の谷と一致しているかどうか、およびこれらのビューをどのように区別するかをテストします。移動モデルでは、惑星は円盤の内縁に向かって移動し、共鳴構成に固定された一連の惑星を形成します。ガス円盤が分散した後、軌道の不安定性が「鎖を壊し」、後期衝突を促進します。このモデルは、ケプラー惑星の周期比と惑星多重度の分布にほぼ一致し、TRAPPIST-1、ケプラー223、TOI-178などの共鳴連鎖を説明しています。ここで、惑星形成シミュレーションの結果と組成質量半径の関係を組み合わせ、後期巨大衝突で原始の水素に富んだ大気が完全に失われたと仮定することにより、移動モデルが太陽系外惑星の半径の谷と系内を説明していることを示します。ケプラー惑星の均一性(「エンドウ豆」)。私たちの結果は、サイズが$\sim$1.4$R_{\oplus}$の惑星は大部分が岩石であるのに対し、サイズが$\sim$2.4$R_{\oplus}$の惑星はほとんどが水の氷に富んだ世界であることを示唆しています。私たちの結果は、ミニ海王星のコアの岩石組成のみをサポートしていません。
ニューラル ネットワークによる Ca II 吸収線の発見
クエーサーの吸収線解析は、ガスとダストの成分とその物理的および化学的性質、ならびに初期宇宙における銀河の進化と形成を研究するために重要です。最も塵の多い吸収体の1つであり、他のほとんどの吸収体よりも赤方偏移が低いCaII吸収体は、最近の銀河の物理過程や状態を研究する際に特に価値があります。ただし、従来の方法では検出が困難なため、既知のクエーサーCaII吸収体の数は比較的少ないです。この作業では、深層学習を使用してCaII吸収線を検索するための正確かつ迅速なアプローチを開発しました。私たちの深層学習モデルでは、シミュレートされたデータを使用して調整された畳み込みニューラルネットワークが分類タスクに使用されます。シミュレートされたトレーニングデータは、人工CaII吸収線をSloanDigitalSkySurvey(SDSS)からの元のクエーサースペクトルに挿入することによって生成されますが、既存のCaIIカタログがテストセットとして採用されます。結果として得られるモデルは、テストセットの実際のデータに対して96%の精度を達成します。当社のソリューションは、従来の方法よりも数千倍速く実行され、従来の方法では数日から数週間かかる場合がある数千のクエーサーを分析するのにほんの一瞬しかかかりません。トレーニングされたニューラルネットワークは、SDSSのDR7およびDR12からのクエーサースペクトルに適用され、399の新しいクエーサーCaII吸収体を発見しました。さらに、従来の方法で他の研究グループによって以前に特定された409の既知のクエーサーCaII吸収体を確認しました。
初期宇宙の高密度領域における大質量星形成
大質量ブラックホール(MBH)の起源とその人口統計の両方は、現代の天体物理学において未解決の問題のままです。ここでは、Enzoコードを使用した宇宙論シミュレーションのBlackDemonスイートを紹介します。このスイートは、3つの高解像度の別個の領域で構成され、それぞれの辺の長さは1$\rm{h}^{-1}$Mpcで、より大きな高密度領域内で展開します。シミュレーションスイートには、各領域内の最初の銀河とMBHの形成を解決できる空間分解能と質量分解能があります。ここでは、一連の論文の第1回として、各領域の最初のハローが重力崩壊を受けるまでのシミュレーションスイートの進化を報告します。崩壊する最初のハローの総ビリアル質量はM$_{\rm{halo}}\sim1\times10^7\\rm{M}_{\odot}$で、$z\sim23$で崩壊します。.他の2つのハロー(それぞれ別の領域にある)の質量はM$_{\rm{halo}}\sim2\times10^6\\rm{M}_{\odot}$とM$_{\rm{halo}}\sim7\times10^6\\rm{M}_{\odot}$それぞれ。各地域のかなりの数のハローが急速に集合し、非常に急速な質量流入が発生しているため、冷却時間が長くなることがわかりました。高い質量流入率を考えると、質量が$10^3$から$10^5$$\rm{M}_{\odot}$の星は、これらの高降着率のハローの一般的な結果である可能性が高いと推定されます。まれな過密領域。集団IIIの初期質量関数の高質量端部の尾部の調査は、Abel,Bryan&Norman(2002)およびBromm,Coppi&Larson(2002)による最初の星の初期予測質量で完全に循環していることを意味します。実現中。これらの大規模な人口IIIの星は、匹敵する質量のMBHを形成し続けます。これは、最初のブラックホールも質量が$10^3$から$10^5$M$_{\odot}$の間である可能性が高いことを意味します。
ローマンの半解析的予測 -- 深部銀河調査の新時代の幕開け
| Title |
Semi-analytic_forecasts_for_Roman_--_the_beginning_of_a_new_era_of_deep-wide_galaxy_surveys |
| Authors |
L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Steven_L._Finkelstein,_Peter_Behroozi,_Romeel_Dav\'e,_Henry_C._Ferguson,_Jonathan_P._Gardner,_Gerg\"o_Popping,_Sangeeta_Malhotra,_Casey_Papovich,_James_E._Rhoads,_Micaela_B._Bagley,_Michaela_Hirschmann,_Anton_M._Koekemoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04902 |
NASAの次期旗艦天文台であるナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡は、ハッブルよりも2桁大きい視野とそれに匹敵する品質の角度分解能を備えた深宇宙銀河調査を再定義します。これらの将来の深部銀河調査では、科学的成果を予測し、調査戦略を最適化するために、新しいシミュレーションが必要です。この作業では、z~0から10にわたる-16<MUV<-25のシミュレートされた合計2,500万を超える銀河を含む、2-deg^2ライトコーンの5つの実現を提示します。このデータセットにより、導出された銀河形成と宇宙論的制約に対する調査サイズの影響。本質的で観測可能な銀河の特性は、十分に確立された物理学に基づく半解析的モデリングアプローチを使用して予測されます。数密度、宇宙SFR、視野間の分散、角度2点相関関数の予測を提供し、将来の広視野調査が現在の世代の調査と比較してこれらの測定値をどのように改善できるかを示します。また、これらのライトコーンと経験的モデルで構築された他のライトコーンとの比較も示します。モックライトコーンは、マルチ機器の相乗効果の調査と、現世代の機器やレガシー調査との接続を容易にするように設計されています。Romanに加えて、EuclidやRubinなどの今後の施設の他の多くの機器、および多くのレガシー調査の一部である機器の測光も提供します。この作業で提示された結果の完全なオブジェクトカタログとデータテーブルは、Webベースのインタラクティブなポータルhttps://www.simonsfoundation.org/semi-analytic-forecastsから入手できます。
銀河団内媒質と銀河中心の磁化フィラメントの集団
| Title |
Populations_of_Magnetized_Filaments_in_the_Intracluster_Medium_and_the_Galactic_Center |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_R._G._Arendt_and_M._Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04913 |
磁化された無線フィラメントは、私たちの銀河系の数百パーセルの内側に豊富に見られます。このフィラメントの集団を理解する進歩は、銀河の他の場所や外部銀河で検出されていないこともあり、ゆっくりと進んでいます。銀河団内の電波銀河の最近の高感度電波連続体観測により、ICM内に電波ジェット、テイル、ローブに関連する顕著な孤立したフィラメント構造が明らかになりました。このクラスのフィラメントの起源も理解されていません。ここでは、形態、フィラメント間の間隔、アスペクト比、媒体の熱圧に対する磁気エネルギー密度が類似しているため、2つの集団の作成に関与する根本的な物理的メカニズムは同じであると主張しますシンクロトロンエージングを受けました。これらの類似点は、ISMとICMの物理プロセスを初めて調査する機会を提供します。GCとICMの両方のフィラメントの起源は、大規模な風と雲との相互作用の結果であると考えられます。または、フィラメントは、弱磁化媒体内の乱流による磁力線の引き伸ばしと収集によって発生すると考えられます。4つの電波銀河IC40B、IC4496、J1333-3141、ESO137-006に関連する4つの電波銀河フィラメントについてこれらの考えを調べ、これら2つのフィラメント集団を比較することで、将来多くのことが理解できると主張します。
z>4 の天の川サイズの銀河における星団の形成 -- I. 原始球状星団の人口と私たちの間の詐欺師
| Title |
Stellar_cluster_formation_in_a_Milky_Way-sized_galaxy_at_z>4_--_I._The_proto-globular_cluster_population_and_the_imposter_amongst_us |
| Authors |
Floor_van_Donkelaar,_Lucio_Mayer,_Pedro_R._Capelo,_Tomas_Tamfal,_Thomas_R._Quinn_and_Piero_Madau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04915 |
赤方偏移$z>4$での球状星団(GC)の形成履歴は未解決の問題のままです。この作業では、天の川サイズの銀河の始原銀河を取り囲む領域におけるプロトGC候補の特性と形成を研究するために、宇宙論的$N$体流体力学的「ズームイン」シミュレーションGigaErisを使用します。このシミュレーションでは、金属線冷却、金属および熱拡散などの平滑化粒子流体力学の最新の実装を採用し、星団のスケールでシステムを解決することができます。我々は、プロトGC候補系を、バリオン質量分率$F_{\rmb}\geq0.75$および星の速度分散$\sigma_{\star}<20$kms$^{-1}$を持つ重力的に束縛された星系として定義する.$z=4.4$で、基準を満たす9つのシステムを識別します。これらのシステムはすべて、メインホストの中心から10kpcから30kpcの間に形成されます。それらのバリオン質量は$10^5$-$10^7$M$_{\odot}$の範囲にあります。シミュレーションの終わりまでに、それらはまだ比較的低い星の質量($M_{\star}\sim10^4$--$10^5$M$_{\odot}$)と金属量($-1.8)を持っています。\lesssim{\rm[Fe/H]}\lesssim-0.8$)青い銀河のGCに似ています。1つを除くすべての特定されたシステムは、銀河周辺領域の主銀河に降着するガスフィラメントに関連しているように見え、$z=5-4$で形成されます。例外は最も古い天体で、$z=5.8$と$z=5.2$の間でメインハローと相互作用し、潮汐質量損失により暗黒物質の内容全体を失った剥ぎ取られたコンパクトな矮小銀河のように見えます。
渦巻銀河における球状星団系と超大質量ブラックホールの関係 III. $M_\bullet-M_\ast$ 相関へのリンク
| Title |
The_relation_between_globular_cluster_systems_and_supermassive_black_holes_in_spiral_galaxies_III._The_link_to_the_$M_\bullet-M_\ast$_correlation |
| Authors |
Rosa_A._Gonz\'alez-L\'opezlira,_Luis_Lomel\'i-N\'u\~nez,_Yasna_Ordenes-Brice\~no,_Laurent_Loinard,_Stephen_Gwyn,_Karla_Alamo-Mart\'inez,_Gustavo_Bruzual,_Ariane_Lan\c{c}on,_Thomas_H._Puzia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04916 |
渦巻銀河における球状星団の総数$N_{\rmGC}$と中心ブラックホールの質量$M_\bullet$との関係を引き続き調査します。ここでは、Sab銀河NGC3368、NGC4736(M94)、NGC4826(M64)、およびSm銀河NGC4395の結果を示します。球状星団(GC)候補の選択は($u^*$-$i^\prime$)対($i^\prime$-$K_s$)の色-色図、および$i^\prime$-bandshapeパラメータ。これらの渦巻きと、NGC4258、NGC253、M104、M81、M31、および天の川について、$M_\bullet$対$N_{\rmGC}$の相関を決定します。また、Harris,Poole,&Harris(2014)の楕円形サンプルの相関関係を、Sahuetal.からの更新された銀河型と再決定します。2019b.さらに、$N_{\rmGC}$(Hudson,Harris,&Harris2014)との2勾配相関から、恒星銀河の総質量$M_\ast$を導き出し、$M_\bullet$と$M_を当てはめます。らせんと楕円の両方の\ast$。楕円のlog$M_\bullet\propto$(1.01$\pm$0.13)log$N_{\rmGC}$を取得し、log$M_\bullet\propto$(1.64$\pm$0.24)log$N_を取得します。{\rmGC}$後期型銀河(LTG)。楕円における$M_\bullet$対$N_{\rmGC}$の線形相関は、合併による統計的収束によるものである可能性がありますが、LTGの相関がそれほど急勾配であるわけではありません。ただし、$N_{\rmGC}$との相関から$M_\ast$を導出した$M_\bullet$対全星質量($M_\ast$)パラメータ空間では、$M_\bullet\propto$(1.48$\pm$0.18)log$M_\ast$は楕円形で、$M_\bullet\propto$(1.21$\pm$0.16)log$M_\ast$はLTGです。このパラメーター空間で楕円とLTGの間に観察された一致は、ブラックホールと銀河が「穏やかな」降着、AGNフィードバック、およびその他の永年過程を通じて共進化することを意味している可能性があります。
Bフィールドは低金属量矮小銀河の星形成を抑制しない
| Title |
B-fields_do_not_suppress_star_formation_in_low_metallicity_dwarf_galaxies |
| Authors |
David_J._Whitworth,_Rowan_J._Smith,_Ralf_S._Klessen,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Simon_C._O._Glover,_Robin_Tress,_Rudiger_Pakmor,_Juan_D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04922 |
多くの研究が、分子雲や天の川銀河のような銀河での星形成に対する磁場の影響を調べており、磁場が星形成を抑制すると結論付けています。ただし、これらの研究のほとんどは、飽和レベルに達した完全に発達した磁場に基づいており、原始磁場の成長段階が低金属環境での星形成にどのように影響するかを調査する作業はほとんどありません。この論文では、低金属量の矮小銀河に対する原始領域の成長段階の影響を調査します。孤立した5つの矮小銀河の高解像度AREPOシミュレーションを実行します。2つのモデルは流体力学的であり、2つは10^-6マイクロGの原始Bフィールドで始まり、1つは10^-2マイクロGの飽和Bフィールドで始まります。すべてのモデルには、非平衡の時間依存化学ネットワークが含まれます。これには、周囲のUVフィールドからのガスシールドの効果が含まれます。シンク粒子は、ガスの重力崩壊から直接形成され、ガスを降着させる星形成塊として扱われます。金属量、UVフィールド、および宇宙線イオン化率を、太陽値の0.01から0.10の間で変化させます。磁場は星形成率にほとんど影響を与えないことがわかりました。これは、以前に発表された結果と緊張関係にあります。水素分子と低温ガスの両方の質量分率の増加、垂直方向のガス速度分散の変化、および弱磁場モデルで作用するB磁場が、予想される星形成の抑制を克服することを示します。
衝突誘起磁気リコネクションによるフィラメント形成 ～星団形成～
| Title |
Filament_Formation_via_Collision-induced_Magnetic_Reconnection_--_Formation_of_a_Star_Cluster |
| Authors |
Shuo_Kong,_David_Whitworth,_Rowan_J._Smith,_Erika_T._Hamden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04934 |
オリオンA分子雲におけるフィラメントの形成を説明するために、衝突誘起磁気リコネクション(CMR)メカニズムが最近提案されました。このメカニズムでは、2つの雲が反平行の磁場で衝突すると、再結合された磁場の磁気張力によって高密度のフィラメントが生成されます。フィラメントには繊維状のサブ構造が含まれており、らせん状の磁場によって閉じ込められています。高密度フィラメントが星を形成できるかどうかを示すために、\textsc{Arepo}コードをシンク粒子と共に使用して、CMRフィラメントの形成に続く星形成をモデル化します。まず、\textsc{Arepo}でCMRフィラメントの形成を確認します。第二に、フィラメントは主軸に沿って崩壊した後、星団を形成することができます。磁場のない制御モデルと比較すると、CMRモデルには2つの特徴があります。まず、CMRクラスターは、$\sim4$より小さい体積に限定されます。閉じ込めは、らせん場と重力の組み合わせによるものです。第二に、CMRモデルは星形成率が$\sim2$倍低い。星の形成が遅いのも、大きなスケールからのガスの流入を妨げる表面のらせん場によるものです。質量は、ストリーマーを通じて降着クラスターにのみ供給されます。
拡散天の川銀河系星間物質における遠紫外塵の消滅と水素分子
| Title |
Far-ultraviolet_Dust_Extinction_and_Molecular_Hydrogen_in_the_Diffuse_Milky_Way_Interstellar_Medium |
| Authors |
Dries_Van_De_Putte_(1),_Stefan_I._B._Cartledge_(2),_Karl_D._Gordon_(1_and_3),_Geoffrey_C._Clayton_(4),_Julia_Roman-Duval_(1)_((1)_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_Dept._of_Physical_Sciences,_MacEwan_University,_(3)_Sterrenkundig_Observatorium,_Universiteit_Gent,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Louisiana_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04972 |
フルUVダスト減衰曲線(912-3000オングストローム)の変動を、拡散天の川の視線に沿ったHI/H$_2$/総H含有量と比較して、ISM条件とダスト特性の間の可能な関係を調査することを目的としています。IUEおよびFUSEデータに基づく75のUV吸光曲線の既存のサンプルを、UV吸収によって測定された原子および分子カラム密度と組み合わせます。H$_2$列密度データは、吸光曲線に関する以前の研究からの既存のライマン-ウェルナー吸収帯モデルに基づいています。HIカラム密度の文献値がまとめられ、アーカイブされたスペクトルにLy$\alpha$プロファイルを当てはめることで23の星について改善されました。H$_2$列と遠紫外吸収の間に強い相関関係があることを発見しました。根本的な原因は、H$_2$と遠紫外上昇機能の強さとの間の線形関係です。この吸光度はHIではスケーリングされず、総H列は代わりに$A(V)$で最適にスケーリングされます。したがって、遠紫外上昇のキャリアは分子ガスと一致し、紫外吸光特性を分子分率と比較することにより、さらなる関係が示されます。ガス対消光比$N(\rm{H})/A(V)$の変動は、UV対光消光比と相関しており、これは凝固または粉砕効果による可能性があると推測されます。H$_2$の温度に基づくと、最も強い遠紫外線の上昇強度は、より寒く密度の高い視線に現れることがわかります。
| Title |
A_non-interacting_Galactic_black_hole_candidate_in_a_binary_system_with_a_main-sequence_star |
| Authors |
Sukanya_Chakrabarti,_Joshua_D._Simon,_Peter_A._Craig,_Henrique_Reggiani,_Puragra_Guhathakurta,_Paul_A._Dalba,_Evan_N._Kirby,_Philip_Chang,_Daniel_R._Hey,_Alessandro_Savino,_and_Marla_Geha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05003 |
主系列の太陽のような星と巨大な非相互作用ブラックホール候補からなる太陽近傍($d=474$~pc)連星系の発見について説明します。\textit{Gaia}DR3バイナリカタログから、その高い質量比と主系列に近い位置に基づいて、このシステムを選択しました。目に見える星のスペクトルエネルギー分布(SED)は、単一の恒星モデルによって十分に記述されており、観測された測光に適合するために別の光源からの寄与が必要ないことを示しています。高S/Nマゼラン/MIKEスペクトルから星のパラメータを導出し、この星を$T_{\rmeff}=5972~\rmK$,$\log{g}=4.54$の主系列星として分類します。$M=0.91$~\msun.スペクトルは、第2の発光成分の兆候も示していません。過去3か月間、AutomatedPlanetFinder、Magellan、およびKeckを使用してこの系の視線速度を測定し、これを使用して連星の分光軌道を決定しました。速度データが\textit{Gaia}の天文軌道と一致していることを示し、巨大な暗黒伴星の独立した証拠を提供します。天文データと分光データを組み合わせて適合させると、$11.9^{+2.0}_{-1.6}$\msunのコンパニオン質量が導き出されます。この連星系は、偏心$(e=0.45\pm0.02)$の長周期($185.4\pm0.1$d)軌道上に巨大なブラックホールを持っていると結論付けます。このブラックホールを周回する主系列星は、中程度の金属不足($\mbox{[Fe/H]}=-0.30$)であり、薄い円盤星に似た銀河軌道上にあります。私たちの結論は、同じシステムの発見を最近報告した\cite{ElBadry2022Disc}とは無関係であり、ここで行ったよりもわずかに低い伴星質量を発見しました。
NGC 6153: 現実は複雑
| Title |
NGC_6153:_Reality_is_complicated |
| Authors |
Michael_G._Richer,_Anabel_Arrieta,_Lorena_Arias,_Lesly_Casta\~neda_Carlos,_Silvia_Torres-Peimbert,_Jos\'e_Alberto_L\'opez_and_Adolfo_Galindo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05085 |
我々は、ESOVLTのUVESスペクトログラフで得られた深い空間分解された高解像度スペクトルに基づいて、NGC6153の多くの物理プロセスから生じる輝線の運動学を研究します。私たちの最も基本的な発見は、NGC6153のプラズマが複雑で、特にその温度構造が複雑であるということです。ほとんどの輝線の運動学は、古典的な膨張法則を定義し、外側の部分が最も速く膨張します(通常の星雲プラズマ)。ただし、\ion{O}{1}、\ion{C}{2}、\ion{N}{2}、\ion{O}{2}、および\ion{Ne}{2の許可された行}は、2番目の運動学的成分(追加のプラズマ成分)を定義する一定の膨張速度を示します。物理的条件は2つのプラズマ成分を意味し、追加のプラズマ成分はより低い温度とより高い密度を持っています。[\ion{O}{2}]密度と[\ion{N}{2}]温度は異常ですが、これらの禁制線への再結合の寄与を考慮すると理解できます。2つのプラズマコンポーネントの温度は大きく異なります。通常の星雲プラズマは、その体積の一部(主殻)で温度変動があるように見えますが、他の場所ではわずかな変動しかありません。追加のプラズマ成分には、N$^{2+}$およびO$^{2+}$イオンの質量の約半分が含まれていますが、H$^+$イオンの質量の$3-5$\%しか含まれていません。そのため、2つのプラズマ成分の化学的存在量は大きく異なります。$12+\log(\mathrmO^{2+}/\mathrmH^+)\sim9.2$\,dexおよび$\mathrm{He}/\mathrmH\sim0.13$の存在量を推定します。それらはすべて複雑な問題ではありますが、複数のプラズマ成分、温度変動、特定の輝線への複数の物理プロセスの寄与はすべて、NGC6153の現実の一部であり、一般的に考慮に入れる必要があります。
GALAH DR3 から統計的に選択された極度に金属の少ない星候補の分光追跡
| Title |
Spectroscopic_follow-up_of_statistically_selected_extremely_metal-poor_star_candidates_from_GALAH_DR3 |
| Authors |
G._S._Da_Costa,_M._S._Bessell,_Thomas_Nordlander,_Arvind_C._N._Hughes,_A._D._Mackey,_Lee_R._Spitler_and_D._B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05161 |
大規模な星の分光調査の出現により、自然に機械学習技術が実装され、たとえば、完全なデータセットから潜在的に興味深い星の小さなサブサンプルが分離されます。最近の例では、GALAHサーベイからの$\sim$600,000の恒星スペクトルにt-SNE統計手法を適用して、極度に金属に乏しい候補(EMP、[Fe/H]$\leq$-3）出演者。以前の金属量推定値を欠いている83のGALAHEMP候補の低解像度分光追跡の結果を報告します。全体として、統計的選択は効率的($\sim$候補の3分の1が[Fe/H]$\leq$-2.75)であり、汚染が少ない($<$10%が[Fe/H]$>を持っている)ことがわかります。$-2)であり、以前の研究と一致する金属量分布関数を備えています。[Fe/H]$\leq$-3.0を持つ星が5つ見つかり、そのうちの1つが主系列ターンオフ星です。他の2つの星がCEMP-$s$星である可能性が高いことが明らかになり、既知の炭素星が再発見されました。結果は、採用された統計的選択アプローチが有効であることを示しており、したがって、同様の肯定的な結果を期待して、今後のさらに大規模な星の分光調査に適用できる。
OH メガメーザー放射がある場合とない場合の赤外線銀河の電波変動と広帯域スペクトル
| Title |
Radio_Variability_and_Broad-Band_Spectra_of_Infrared_Galaxies_with_and_without_OH_Megamaser_Emission |
| Authors |
Yu._V._Sotnikova_(1),_T._V._Mufakharov_(1,2),_A._G._Mikhailov_(1),_V._A._Stolyarov_(1,2,3),_Z._Z._Wu_(4),_M._G._Mingaliev_(1,2),_T._A._Semenova_(1),_A._K._Erkenov_(1),_N._N._Bursov_(1),_and_R._Y._Udovitskiy_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_(2)_Kazan_Federal_University,_(3)_University_of_Cambridge_(4)_Guizhou_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05207 |
2019年から2022年に電波望遠鏡RATAN-600を使用して2.3、4.7、8.2、および11.2GHzの周波数で実施された連続電波測定に基づいて、ヒドロキシル(OH)メガメーザー放射源がある場合とない場合の銀河の電波変動を研究します。おそらく、連続電波放射はメガメーザーの放射輝度に大きな影響を与えるため、電波放射の変動性などの特性は、OHM銀河のパラメータを決定する上で重要です。文献からの追加データを使用して、30年までの時間スケールでの電波変動のパラメーターが推定されました。48個のOHM銀河の変動指数の中央値は$V_{S}=0.08$-$0.17$の範囲にあり、OH放出のない30個の銀河では$V_{S}=0.08$-$0.28$です。両方のサンプルのいくつかの個々の銀河では、フラックス密度の変動は30～50%に達します。これらのソースは、一般的にAGNに関連付けられているか、活発な星形成を明らかにしています。一般に、OHメガメーザーの放射がある場合とない場合の明るい赤外線銀河の変動性は中程度であり、長い時間スケールで同じ大きさのオーダーです。広い周波数範囲(MHzからTHz)でスペクトルエネルギー分布パラメーターを推定することから、50GHz未満のスペクトルインデックスと、メガメーザーおよび対照サンプル銀河のダスト成分の色温度を決定しました。$\rho<0.05$のレベルでは、2つのサンプルのこれらのパラメーターの分布に統計的に有意な差はなく、ほこりの色温度と変動指数またはOHの明るさとの間に統計的に有意な相関関係もありません。ライン。
SDSS DR7とELUCIDシミュレーションによる銀河とハローの大きさの関係
SloanDigitalSkySurveyDataRelease7(SDSSDR7)の銀河と暗黒物質のみの暗黒物質ハロー、宇宙論的および制約付きELUCIDシミュレーションに基づいて、観測された中心銀河の半径と恒星質量$\gtrsim10との関係を調査します。^{8}h^{-2}{\rmM}_\odot$と、ビリアル質量$\gtrsim10^{10.5}h^{-1}{\rmMを持つホスト暗黒物質ハローのビリアル半径}_\odot$、および銀河とハローのサイズ関係のハロースピンと濃度への依存性。観測中の銀河は、ELUCIDシミュレーションで暗黒物質(サブ)ハローとマッチングされ、新しい近傍サブハロー存在量マッチング法が使用されます。銀河の2D半光半径$R_{50}$の場合、初期型銀河と後期型銀河は$R_{50}\proptoR_{\rmvir}^{0.55}で同じべき乗則指数0.55を持つことがわかります$、ただし初期型の銀河は、固定されたハロービリアル半径で後期型の銀河よりも小さい2D半光半径を持っています。2D半光半径$R_{50}$を3D半質量半径$r_{1/2}$に変換すると、初期型銀河と後期型銀河の両方が$\logr_{1/2}=0.55\log(R_{\rmvir}/210h^{-1}{\rmkpc})+0.39$.銀河とハローのサイズ比$r_{1/2}/R_{\rmvir}$は、ハロー質量の増加とともに減少することがわかりました。ハローの質量が固定されている場合、銀河とハローのサイズ比は、ハローのスピンや濃度に大きく依存しません。
Horizon-AGNシミュレーションに基づく星団銀河の星形成史と遷移時代
| Title |
Star_formation_history_and_transition_epoch_of_cluster_galaxies_based_on_the_Horizon-AGN_simulation |
| Authors |
Seyoung_Jeon,_Sukyoung_Yi,_Yohan_Dubois,_Aeree_Chung,_Julien_Devriendt,_San_Han,_Ryan_A._Jackson,_Taysun_Kimm,_Christophe_Pichon,_Jinsu_Rhee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05285 |
クラスター銀河は、今日のフィールド銀河よりもかなり低い星形成率を示しますが、クラスターは初期の宇宙でより活発な星形成の場所であったと考えられます.ここでは、大規模な宇宙流体力学シミュレーションであるHorizon-AGNに基づいて、グループ/クラスター銀河の星形成履歴(SFH)の解釈を提示します。大質量銀河は一般に、その環境に関係なく、星形成崩壊(すなわち「質量消滅」)のeフォールディングタイムスケールの値が小さいことがわかりますが、低質量銀河は顕著な環境依存性を示します。大規模なホストハロー(つまり、クラスター)では、低質量銀河がそのようなハローに長期間存在する場合、eフォールディングタイムスケールはさらに減少します。この「環境クエンチング」の傾向は、ラム圧ストリッピングからの理論的予測と一致しています。さらに、我々は、クラスター銀河がフィールド銀河よりも星の形成が少なくなる「遷移時期」を定義します。グループ/クラスター銀河の遷移エポックは、星とホストクラスターのハロー質量によって異なります。大規模なクラスター内の低質量銀河は、ルックバック時間で$\sim7.6$Gyr前の最も早い遷移エポックを示しています。しかし、低質量銀河団の巨大な銀河では$\sim5.2$Gyrに減少します。私たちの調査結果に基づいて、クラスターのハローと星の質量比に関して、クラスター銀河のSFHを説明できます。
VERTICO IV: おとめ座星団スパイラルのガス分布と星形成効率に対する環境の影響
| Title |
VERTICO_IV:_Environmental_Effects_on_the_Gas_Distribution_and_Star_Formation_Efficiency_of_Virgo_Cluster_Spirals |
| Authors |
Vicente_Villanueva,_Alberto_D._Bolatto,_Stuart_Vogel,_Tobias_Brown,_Christine_D._Wilson,_Nikki_Zabel,_Sara_Ellison,_Adam_R._H._Stevens,_Maria_Jesus_Jimenez_Donaire,_Kristine_Spekkens,_Mallory_Thorp,_Timothy_A._Davis,_Laura_C._Parker,_Ian_D._Roberts,_Dhruv_Bisaria,_Alessandro_Boselli,_Barbara_Catinella,_Aeree_Chung,_Luca_Cortese,_Bumhyun_Lee,_Adam_Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05381 |
以下から選択された38個の近くの銀河で、分子対原子ガス比$R_{\rmmol}$および単位分子ガス質量あたりの星形成率(SFR)SFE$_{\rmmol}$を測定します。VirgoEnvironmentTracedinCO(VERTICO)調査。ガラクトセントリック半径$r_{\rmgal}\sim1.2\,r_{25}$。分子成分と星成分のスケール長を決定し、それらの間に$\sim$3:5の関係を見つけ、フィールド銀河と比較した場合、VERTICO銀河ではCO放出が星の質量よりも中心に集中する傾向があることを示しています。空間的に分解された$R_{\rmmol}$は、フィールドサンプルと同様の半径で減少傾向を示しますが、恒星の有効半径$R_{\rmmol}$内の平均分子対原子ガス比は$R_{\rmmol}(r<R_{\rme})$は、\hi\、切断および/または非対称性(摂動)のレベルに応じて系統的に増加することを示しています。$R_{\rme}$、$R^{\rmmol}_{\star}(r<R_{\rme})$および$内の分子および原子対星の質量比の分析R^{\rmatom}_{\star}(r<R_{\rme})$はそれぞれ、VERTICO銀河は$R^{\rmmol}_{\star}に有意な変動を示さないことを示しています。(r<R_{\rme})$\hi\、摂動、フィールドからの銀河と比較すると、低い$R^{\rmatom}_{\star}(r<R_{\rme})$(つまり、摂動は$R^{\rmatom}_{\star}(r<R_{\rme})$を下げるのに十分です)。$R_{\rme}$、SFE$_{\rmmol}(r<R_{\rmmol})$内のSFE$_{\rmmol}$の体系的な減少を測定し、ますます摂動が\こんにちは。フィールド銀河と比較して、VERTICO銀河では原子ガスの摂動がますます大きくなり、$R_{\rmmol}$が増加し、分子ガスが星を形成する効率が低下します。
MURALES調査。 VII. 0.3
| Title |
The_MURALES_survey._VII._Optical_spectral_properties_of_the_nuclei_of_3C_radio_sources_at_0.3 |
| Authors |
A._Capetti_(1),_B._Balmaverde_(1),_R.D._Baldi_(2),_S._Baum_(3),_M._Chiaberge_(4,5),_P._Grandi_(6),_A._Marconi_(7,8),_C._O'Dea_(3),_G._Venturi_(9,8)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Via_Osservatorio_20,_I-10025_Pino_Torinese,_Italy_(2)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_Via_Gobetti_101,_I-40129_Bologna,_Italy_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manitoba,_Winnipeg,_MB_R3T_2N2,_Canada_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_3700_San_Martin_Dr.,_Baltimore,_MD_21210,_USA_(5)_Johns_Hopkins_University,_3400_N._Charles_Street,_Baltimore,_MD_21218,_USA_(6)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_via_Gobetti_93/3,_40129_Bologna,_Italy_(7)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita'_di_Firenze,_via_G._Sansone_1,_50019_Sesto_Fiorentino_(Firenze),_Italy,_(8)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Largo_Enrico_Fermi_5,_I-50125_Firenze,_Italy_(9)_Instituto_de_Astrofisica,_Facultad_de_Fisica,_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Casilla_306,_Santiago_22,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05407 |
MUseRAdioLoudEmissionlinesSnapshot(MURALES)プロジェクトのこの7番目の論文では、3C電波源のVLT/MUSE積分場スペクトログラフで得られた観測結果を提示し、0.3<zの26の天体の原子核の光学スペクトル特性について説明します。<0.82(赤方偏移中央値0.51)。これらの赤方偏移では、H$\alpha$と[NII]輝線は光スペクトルによってカバーされず、別の診断図が異なる分光学的サブクラスを分離するために必要です。静止フレームUVとスペクトルの青色部分の輝線の比率のみを使用して、高励起銀河と低励起銀河(HEGとLEG)へのロバストな分光学的分類を導き出します。主要な結果は、FRII/LEGが、最も明るいラジオの中で、最高レベルのラジオ電力(L$_{178}\sim2\times10^{35}$erg/s/Hzまで)でも見られることです。宇宙の源。さらに、FRIIRG集団内のそれらの割合は、電波輝度に強く依存しません。これは、ジェットの発射プロセスが超大質量ブラックホールの回転エネルギーの抽出によるものである場合、強力なFRII電波源のジェット特性が降着モードや降着円盤の構造に依存しないことを示唆しています。LEGとHEGフェーズの間の反復的な移行の別の可能性は、さまざまなAGNコンポーネントの変動タイムスケールに基づいて好まれません。
Gaia EDR3 と CatWise2020 を使用したクエーサーと銀河の分類
| Title |
Quasar_and_galaxy_classification_using_Gaia_EDR3_and_CatWise2020 |
| Authors |
Arvind_C.N._Hughes,_Coryn_A.L._Bailer-Jones,_Sara_Jamal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05505 |
この作業では、ガイアデータを使用して得られた分類と比較して、銀河外ソースの識別を改善するために、ガイアフォトメトリとアストロメトリをCatWISEからの赤外線データと組み合わせて使用することを評価します。宇宙の現実的なクラス分布に由来する事前知識を統合する分類方法論を提示することを目的として、さまざまな入力フィーチャ構成と事前関数を評価します。私たちの研究では、ガウス混合モデル(GMM)、XGBoost、CatBoostなどのさまざまな分類子を比較し、ソースを星、クエーサー、銀河の3つのクラスに分類し、SDSS16から取得したターゲットクエーサーと銀河のクラスラベルと星のラベルを使用します。ガイアEDR3から。私たちのアプローチでは、事後確率を調整して、事前関数を介して宇宙の銀河系外ソースの固有の分布を反映します。クエーサーと銀河の全体的な希少性を反映するグローバルな事前分布と、銀河の緯度と大きさの関数としてこれらのソースの分布をさらに組み込む混合事前分布の2つの事前分布を紹介します。銀河クラスとクエーサークラスの完全性と純度の点で、最高の分類性能は、高緯度でG=18.5～19.5の等級範囲にあるソースの混合事前確率を使用して達成されます。識別された最高性能の分類子をGaiaDR3からの3つのアプリケーションデータセットに適用し、混合事前分布と比較して、クエーサーまたは銀河と見なされるものについて、グローバル事前分布がより保守的であることを発見しました。特に、純粋なクエーサーと銀河の候補サンプルに適用すると、グローバル事前確率を使用してクエーサーで97%、銀河で99.9%の純度を達成し、混合事前確率を使用してそれぞれ96%と99%の純度を達成します。宇宙の現実的なクラス分布を表す調整された事前確率を適用することの重要性について議論することで、私たちの仕事を締めくくります。
12CO (3-2) 銀河面の高解像度サーベイ (COHRS): 完全なデータ公開
| Title |
12CO_(3-2)_High-Resolution_Survey_(COHRS)_of_the_Galactic_Plane:_Complete_Data_Release |
| Authors |
Geumsook_Park,_Malcolm_J._Currie,_Holly_S._Thomas,_Erik_Rosolowsky,_Jessica_T._Dempsey,_Kee-Tae_Kim,_Andrew_J._Rigby,_Yang_Su,_David_J._Eden,_Dario_Colombo,_Harriet_Parsons,_and_Toby_J._T._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05570 |
9.5$^{\circ}$$\le$l$\le$62.3の範囲で内側銀河面をマッピングした12CO(3-2)高解像度サーベイ(COHRS)の完全なデータリリースを提示します。$^{\circ}$と$|b|\le0.5^{\circ}$.COHRSは、ハワイの15mジェームズクラークマクスウェル望遠鏡(JCMT)でヘテロダインアレイレシーバープログラム(HARP)を使用して実行されました。リリースされたデータは、16.6秒角の空間解像度と0.635km/sの速度解像度を持つように平滑化され、$T_\mathrm{A}^*$で$\sim0.6$Kの平均二乗平均平方根を達成します。COHRSデータは、個々の分子雲の詳細な3次元構造や、銀河面の渦巻き腕などの大規模構造の調査に役立ちます。さらに、FUGIN、SEDIGISM、CHIMPS/CHIMPS2など、この調査と同様の角度分解能を持つさまざまなCO同位体および遷移の他の利用可能な公開調査からのデータにより、分子雲の物理的特性を研究し、それらの状態を互いに比較することができます。このホワイトペーパーでは、R2に関するさらなる観察結果と、最初のCOHRSリリース以降の改善されたデータ削減について報告します。COHRSデータの特性について説明し、統合された放射画像と対象領域の位置速度(PV)マップを示します。PVマップは、既存のCOおよびHI調査のスパイラルアームトレースとよく一致しています。また、12CO(1-0)と(3-2)の1次元分布と星形成集団の統合された1次元分布を取得して比較します。
ローカル グループとローカル ボリューム星形成履歴との宇宙時間にわたる一致の検索
適合性は、分離の関数としての銀河のペア間の特性の相関を示します。星形成率(SFR)、星の質量、特定の星形成率(sSFR)などの特性間の相関関係は、銀河の形成と進化に対する環境の影響に影響を与えます。同じ暗黒物質ハロー内の原始銀河と衛星の間の適合性は、シミュレーションと観測で十分に文書化されています。ただし、2ハロー適合として知られる、より遠距離での適合の存在は不明なままです。ローカルボリュームから4Mpcの距離にある銀河が、SFR、sSFR、星の質量、およびクエンチされた割合を物理的分離の関数として調べることによって適合性を示すかどうかを調べます。これらの銀河の星形成の歴史を利用して、この分析を時間をさかのぼって拡張し、過去の光円錐内の適合性の最初のプローブを提供します。現在、銀河の恒星質量またはsSFRは、2～3Mpc離れた隣接する銀河のSFRの中央値と相関することがわかっています。1Gyrのルックバック時間で、再び2～3Mpcの距離で、隣接する銀河の消光部分との相関が見られます。これらの一致のシグナルは、局部銀河団の矮小銀河と局部銀河団以外の矮小銀河の最近の星形成史の違いから生じる可能性が高い。JWST、Rubin、およびRomanを含む現在および将来のミッションがLocalVolume銀河のサンプルを拡大するにつれて、星形成の歴史を使用した適合性のテストは、銀河間の時空間相関を調査するための重要なツールを提供します。
AMS-02 陽電子フラクションによる GeV スケールの暗黒物質消滅の再考
| Title |
Revisiting_GeV-scale_annihilating_dark_matter_with_the_AMS-02_positron_fraction |
| Authors |
Iason_Krommydas_and_Ilias_Cholis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04903 |
反物質宇宙線は、暗黒物質の消滅など、物理学の新しい現象を調べるために使用されます。我々は、アルファ磁気分光計による宇宙線陽電子分画スペクトルを使用して、銀河内でのこのような消滅信号を探します。私たちは、質量が5～120GeVの暗黒物質に注目し、高エネルギーの電子と陽電子を生成しています。これらの宇宙線エネルギーでは、複数の天体物理学的ソースと現象の相互作用により、この検索は、根底にある天体物理学的背景の仮定に非常に敏感になります。宇宙線陽電子フラクションバックグラウンドの天体物理モデルの膨大な公開ライブラリを使用して、多くの消滅チャネルの暗黒物質の消滅断面積の堅牢な上限を導き出します。このライブラリは、さまざまな種類の宇宙線源と、空間と時間におけるそれらの分布に関する不確実性を説明しています。また、これらのソースの出力の不確実性、星間媒体の宇宙線スペクトルへのそれらの注入、および宇宙線の伝播の不確実性を説明します。与えられた暗黒物質粒子の質量と消滅チャネルについて、消滅断面積の上限は、その値が1桁分伸びるバンドによって与えられます。私たちの研究は、以前の結果と比較してより弱い制限を提供しますが、関連するすべての天体物理学的不確実性に対して堅牢です。5から15GeVの間で、宇宙線電子と陽電子の過剰フラックスの可能性を示す兆候が見られます。その超過は、天体物理学の背景パラメーター空間のすべてではありませんが、ほとんどの場合に見られ、その重要性はかなり異なる場合があります。これらの低エネルギー宇宙線の理解を深めるには、さらなる精査が必要です。最後に、これらのエネルギーに過剰な信号が見つかったとしても、現在のバックグラウンドの不確実性により、その根底にある粒子特性を正確に推定することはできないことに注意してください。
近くの銀河の球状星団で高速電波バーストを検出する可能性
| Title |
Prospects_for_Detecting_Fast_Radio_Bursts_in_Globular_Clusters_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Dongzi_Li,_Wenbin_Lu,_Anthony_L._Piro,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04907 |
M81の古い球状星団で繰り返される高速電波バースト(FRB)が最近検出されたことは、コア崩壊超新星で最近形成された若い中性子星の磁気活動に基づく従来のFRB形成メカニズムに挑戦しています。さらに、そのような近くの銀河でこのリピーターが検出されたことは、球状星団で同様のイベントが発生する局所宇宙率が高いことを意味します。M81FRBから推測された特性に基づいて、大きな球状星団系が知られている近くの($d\lesssim20\,$Mpc)銀河のFRB源の数を予測します。不確かなバーストエネルギー分布を取り入れて、FASTやMeerKatなどの無線機器によってこれらの銀河で検出可能なバーストの割合を推定します。すべての局在銀河の中で、M87がFRB検出の最良の候補であることがわかりました。我々は、M87の球状星団系が現在$\mathcal{O}(10)$FRBソースを含み、$\mathcal{O}(10)\,$hrの専用の無線調査(FASTによる)が$90\%を持っていると予測しています。$M87で球状星団FRBを検出する確率。ほんの一握りの追加の球状星団FRBが検出されただけでも、FRBのメカニズムと個体群の特性に非常に貴重な制約がもたらされます。以前の研究では、動的に形成された大規模な白色矮星連星合体の崩壊に続いて形成された若い中性子星が、これらのバーストの最も自然なメカニズムを提供する可能性があることが実証されています。一連の$N$体クラスターモデルを使用して、特にM87クラスターでのそのような合併に焦点を当てて、白色矮星の合併シナリオを調査します。近くの球状星団で観測されたFRBのアンサンブルで原理的にテストできる、このシナリオの多くの優れた機能について説明します。
AGN のフル スペクトル タイミング モデル。 Fairall 9 の変動性を解きほぐす
AGNの連続残響マッピングは、降着流の性質と形状に関する新しい洞察を提供できます。ディスクを照射する中心コロナからのX線の一部が吸収され、局所的なディスク温度が上昇します。これにより、スペクトルエネルギー分布(SED)に追加の再処理された寄与が与えられます。これは、駆動するX線光度曲線に対して遅れて不鮮明になります。降着円盤からこの残響を直接計算し、特定のX線光曲線に対して完全に時間依存のSEDを作成します。これをファレール9の集中的な監視データ(Hern\'andezSantistebanetal.2020)に適用し、ディスクから観測されたライトカーブのX線再処理によって観測されたUV変動を生成することは不可能であることを発見しました。代わりに、変動の大部分はUV放射プロセスに固有のものであることがわかり、この領域がShakura-Sunyaevディスクとはまったく異なる構造を持っているというAGNの変化からの証拠を追加します。この長い時間スケールの変動性を除外したところ、再処理だけでは、フラットディスクを照らす中心光源の想定されるジオメトリの高速な変動性を説明するにはまだ不十分であることがわかりました。再処理の振幅は、BLRおよび/または内側のディスク風などの任意の垂直構造によって増加させることができ、より良い一致が得られます。ただし、基本的に、このモデルには、再処理ではなくUV/EUV発光領域自体に起因する変動性の主要な要因が欠けています。
IceCubeニュートリノアラートの方向での検索によるニュートリノ源の集団の制約
| Title |
Constraints_on_populations_of_neutrino_sources_from_searches_in_the_directions_of_IceCube_neutrino_alerts |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_N._Aggarwal,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04930 |
2016年から、IceCubeニュートリノ天文台は、高エネルギー($E\gtrsim100$~TeV)ニュートリノ候補イベントの情報と、中程度から高エネルギー($\gtrsim30$\%)の情報を含むアラートをリアルタイムで送信しています。天体物理起源の確率。この作業では、そのようなアラートイベントの最近のカタログを使用します。これには、リアルタイムで発表されたイベントに加えて、さかのぼって特定されたイベントが含まれ、2011年から2020年の期間をカバーしています。また、これらのIceCubeアラートの到着方向から、さらに低エネルギーのニュートリノを検索します。このような分析を実行することで、宇宙ニュートリノ源のまれな集団の拡散天体物理的ニュートリノフラックスへの寄与をどのように制限できるかを示します。さまざまなタイムスケールでこれらのアラートイベントと一致するニュートリノ放出を検索した後、分スケールまたは日スケールの一時的なニュートリノ放出、またはこれらのアラートイベントの方向への安定したニュートリノ放出の重要な証拠は見つかりませんでした。この研究はまた、完全な天体物理学的ニュートリノフラックスを説明するには、ニュートリノ源の集団がどれだけ多くなければならないかを示しています。ソースが同じ光度、$E^{-2.5}$ニュートリノスペクトル、および星形成速度に従う数密度を持っていると仮定すると、ソースの数は$7\times10^{-9}~\textrmよりも多くなければなりません{Mpc}^{-3}$.この数は、代わりに数密度に宇宙進化がない場合、$3\times10^{-7}~\textrm{Mpc}^{-3}$に変わります。
定常状態間の遷移としてのコンパクト天体周辺のサブケプラー降着円盤のスペクトル状態の理解
| Title |
Understanding_spectral_states_of_sub-Keplerian_accretion_discs_around_compact_objects_as_transitions_between_steady_states |
| Authors |
Arunima_Ajay,_S_R_Rajesh,_Nishant_K._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04997 |
ここでは、スペクトル状態をモデル化するために、内部サブケプラー降着円盤の一連の定常状態に基づく単純な流体力学モデルを提示します。異なる流体力学的定常状態間の相関関係は、例えば、非周期的変動の起源を理解することを目的として研究されています。中心のコンパクト天体に近いコロナ/アウトフローのもっともらしい源は、基礎となる降着流の定常状態遷移の結果であることが示されています。この現象論的モデルは、内側のサブケプラー降着円盤に対する環境の影響についての洞察を与えることができると考えています。
複雑な磁気構造を持つ三次元コア崩壊超新星: II.回転不安定性とマルチメッセンジャー シグネチャ
| Title |
Three-dimensional_core-collapse_supernovae_with_complex_magnetic_structures:_II._Rotational_instabilities_and_multimessenger_signatures |
| Authors |
Matteo_Bugli,_J\'er\^ome_Guilet,_Thierry_Foglizzo_and_Martin_Obergaulinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05012 |
急速に回転する大質量星の重力崩壊は、中心の原始中性子星(PNS)内で低い$T/\|W\|$不安定性の開始につながる可能性があり、重力波(GW)とニュートリノ放出。急速に回転する前駆星の顕著な星の爆発を説明するために、通常、強い大規模な磁場が引き合いに出されますが、そのような不安定性の成長への影響はまだ明らかにされていません。一連の3次元磁気流体力学モデルを分析して、低$T/\|W\|$および関連するマルチメッセンジャー機能の開発に対するさまざまな磁気構成の影響を特徴付けます。磁場が存在しない場合、GWの強いバーストとニュートリノ放出の相関変調に関連する低$T/\|W\|$の動的時間スケールでの成長が観察されます。ただし、強い磁場を持つモデルは、角度の磁気輸送によって引き起こされる衝撃形成後の最初の$\sim100$msでの回転プロファイルの平坦化により、低い$T/\|W\|$のクエンチングを示します。勢い。関連するGW放射は1桁弱められ、より広いスペクトル形状を示し、PNSの大規模振動モードに関連する支配的な特徴はありません。ニュートリノの光度は、より扁平なPNSのために赤道面に沿って減衰し、信号の唯一の明確な変調はSASI活動によるものです。最後に、磁化されたモデルは、$\nu_e$に対して$\bar{\nu}_e$よりも低い光度を生成します。これは、PNS周囲の中性子が豊富な物質の濃度が高いことに関連しています。
孤立した連星進化における個々の進化経路からの観測された連星ブラックホール集団への寄与に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_contributions_to_the_observed_binary_black_hole_population_from_individual_evolutionary_pathways_in_isolated_binary_evolution |
| Authors |
Simon_Stevenson_and_Teagan_Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05040 |
連星ブラックホールの合体による重力波は、大質量星の進化(質量損失率を含む)、共通エンベロープフェーズ、大質量星の進化速度など、大質量連星星の進化のあまり理解されていない側面に光を当てるために使用できます。星は、宇宙の宇宙史を通して形成されます。この論文では、モデルパラメータ間の可能な縮退を特定することを目的として、合体速度と連星ブラックホールの合体のチャープ質量分布の予測に対するこれらのフェーズの\emph{correlated}影響を調査します。私たちのモデルの多くでは、大部分(検出可能なバイナリブラックホールの70%以上)が化学的に均一な進化シナリオから生じています。これらのモデルは、連星ブラックホールの合体率を過大に予測し、平均して巨大すぎるシステムを生成する傾向があります。私たちの好ましいモデルは、最近の理論的および観測的発展と緊張関係にある、ヘリウムが豊富なウルフ-ライエ星の質量損失率の向上を支持しています。ウォルフ-ライエ星の質量損失率の影響と、連星ブラックホールの合体の速度と特性に対する宇宙の金属量の進化との間の相関関係を特定します。観測された質量分布に基づいて、チャープ質量が$40$M$_\odot$(モデルで予測された最大値)を超える連星ブラックホールの$\sim10\%$は、孤立したこれは、高密度の星団や活動銀河核などの他の形成チャネルからの重要な寄与(>10%)を意味します。私たちのモデルは、近い将来、バイナリの進化を支配する不確実なパラメーターに関する推論を可能にします。
大マゼラン雲の新しい ASKAP 電波超新星残骸と候補
| Title |
New_ASKAP_Radio_Supernova_Remnants_and_Candidates_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Luke_M._Bozzetto,_Miroslav_D._Filipovi\'c_H._Sano,_R._Z._E._Alsaberi,_L._A._Barnes,_I._S._Boji\v{c}i\'c,_R._Brose,_L._Chomiuk,_E._J._Crawford,_S._Dai,_M._Ghavam,_F._Haberl,_T._Hill,_A._M._Hopkins,_A._Ingallinera,_T._Jarrett,_P._J._Kavanagh,_B._S._Koribalski,_R._Kothes,_D._Leahy,_E._Lenc,_I._Leonidaki,_P._Maggi,_C._Maitra,_C._Matthew,_J._L._Payne,_C._M._Pennock,_S._Points,_W._Reid,_S._Riggi,_G._Rowell,_M._Sasaki,_S._Safi-Harb,_J._Th._van_Loon,_N._F._H._Tothill,_D._Uro\v{s}evi\'c,_F._Zangrandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05090 |
大マゼラン雲(LMC)の14の電波超新星残骸(SNR)候補の新しいオーストラリアスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)サンプルを提示します。この新しいサンプルは、既知の数の古い、大きくて低い表面輝度LMCSNRを大幅に増加させます。各オブジェクトに対して多周波数検索を採用し、これらの14のSNR候補のいくつかで、光学的および場合によってはX線放射の可能性のある痕跡を発見しました。これらの14のSNR候補の1つ(MCSNRJ0522-6543)には、正真正銘のSNRを強く示す多周波数特性があります。また、以前に提案された20のLMCSNR候補のサンプルを調査し、MCSNRJ0506-6815のSNRの性質を確認します。表面輝度が低いSNR候補を検出しました。これは、衝撃波と大規模な前駆星(およびおそらく周囲のOB星)からの強い恒星風の組み合わせによって形成された可能性があります。私たちの新しいSNR候補のいくつかは、以前に発掘された星間物質(ISM)内でSNeタイプIaが爆発する低密度環境でも見られます。
X線パルサー1E 1145.1-6141のNuSTAR観測
この論文では、核分光望遠鏡アレイミッション(NuSTAR)によるX線パルサー1E1145.1-6141の硬X線観測について報告します。$\sim296.653\;\pm\;0.021\;s$の周期を持つソースのコヒーレントな脈動が検出されます。パルス周期の最新の測定値によると、ソースは平衡段階にある可能性があります。パルスプロファイルは、穏やかなエネルギー依存性を明らかにし、一般的にペンシルビームパターンを示唆しています。パルスプロファイルは、時間とともに進化してきました。パルス分数はエネルギーに依存し、$\sim32\で値が低下することがわかりました。keV$.NuSTARスペクトルは、2つの連続体成分、黒体放射、カットオフべき乗則、および鉄の輝線を説明するガウス形式の離散成分を含む複合モデルによって近似できます。光源の推定吸収フラックスは$\sim6\times10^{-10}\;erg\;cm^{-2}\;s^{-1}$で、これは$\sim5\times10の光度に対応します^{36}\;エルグ\;s^{-1}$。パルス位相分解分光法を実行して、パルス位相によるスペクトルパラメータの進化を理解しました。推定された黒体半径は、理論的予測のサイズと一致することがわかりました。
| Title |
Intranight_optical_variability_of_low-mass_Active_Galactic_Nuclei:_A_Pointer_to_blazar-like_activity |
| Authors |
Gopal-Krishna_(CEBS),_Krishan_Chand_(ARIES),_Hum_Chand_(CUHP),_Vibhore_Negi_(ARIES),_Sapna_Mishra_(IUCAA),_S._Britzen_(MPIfR),_and_P._S._Bisht_(SSJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05186 |
この研究は、質量$M_{BH}\sim10^6M_{\のブラックホール(BH)をホストする低質量活動銀河核(LMAGN)の夜間光学変動(INOV)を初めて特徴付けることを目的としています。odot}$、つまり、銀河中心のブラックホールSgrA*よりもさらに小さく、超大質量ブラックホールよりも2～3桁小さい(SMBH,$M_{BH}$$\sim$$10^8-10^9M_{\odot}$)はクエーサーに動力を与えると信じられています。したがって、LMAGNは、銀河X線連星のSMBHと恒星質量BHの間の広いギャップを埋めるAGNの重要なサブクラスです。X線および無線帯域ですでに検出されている12個のLMAGNの明確に定義された代表的なサンプルの夜間光学モニタリングの36セッションキャンペーンを実施しました。このLMAGNのセットは、ブレーザー(M$_{BH}\gtrsim$10$^{8-9}$M$_{\odot}$)および$\gamma$-rayが検出したナローラインセイファート1銀河(M$_{BH}\sim10^7$M$_{\odot}$)にも、相対論的ジェットがあると考えられています。これは、中間質量ブラックホール($M_{BH}$$\sim$$10^3-10^6M_{\odot}$)。
ブラック ホール X 線連星の全球降着特性: 現象学的観点から
ブラックホールX線連星(BHXB)は、スペクトルとタイミングの特性において豊富な現象論を示しています。さまざまなスペクトル状態にわたって、文献から20のBHXBのスペクトルデータを収集しました。スペクトル特性は、内部ディスク温度($T_{\rmin}$)、光子指数($\Gamma$)、ホットエレクトロン温度($kT_{\rme}$)、X線の形式で調べられます。光束($F_{\rmX}$)と光度($L_{\rmX}$)。地球規模での降着プロセスを理解するために、さまざまなスペクトルパラメータ間のさまざまな相関関係を調べました。熱軟状態(TSS)では、ほとんどのソースが$F_{\rmdisk}\proptoT_{\rmin}^4$関係に従っていることがわかります。ハードコンプトン化状態(HCS)では、$\Gamma$と全光度($L_{\rmtot}$)の間に「V」字型の相関が見られます。Comptonizedluminosityは、HCSおよびTSSのディスクluminosityと相関することが観察されます。中間状態(IMS)では顕著な相関関係は観察されません。内側ディスク半径($R_{\rmin}$)の進化は、HCSとIMSでは不明です。また、ホットエレクトロン温度が他のスペクトルパラメーターでどのように変化するかについても説明します。鉄線フラックスは、ディスクおよびコンプトン化フラックスと相関することがわかります。再処理された発光の強度は、スペクトル状態によって異なることがわかっています。
宇宙光子減衰からローレンツ不変性の破れを探す
Lorentzinvarianceviolation~(LIV)は、特殊相対性理論によって予測されるしきい値の動作を変更し、宇宙光子の伝播に影響を与えるしきい値異常を引き起こす可能性があります。この作業では、銀河系外背景光(EBL)による宇宙光子減衰に対するしきい値異常効果に焦点を当て、宇宙の長距離から伝搬される超高エネルギー(VHE)光子の観測からLIVを特定する方法について説明します。現在TeVおよびPeVエネルギーで動作している最も感度の高いガンマ線検出器アレイの1つである大型高高度空気シャワー天文台~(LHAASO)は、そのようなLIV検索を実行するための理想的な施設であることを指摘します。
ブラック ホール連星 4U 1957+115 のスペクトル特性: マルチ ミッションの視点
| Title |
Spectral_characteristics_of_the_black_hole_binary_4U_1957+115:_A_multi-mission_perspective |
| Authors |
Sneha_Prakash_Mudambi,_S._B._Gudennavar,_R._Misra,_S._G._Bubbly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05606 |
2016年から2019年の間に実施されたAstroSat、Swift、およびNuSTAR観測を使用した、持続ブラックホールX線連星、4U1957+115のスペクトル解析を報告します。ディスク放射、熱補償成分、およびぼやけた反射コンポーネントを使用したモデリングにより、ソースはディスクフラックス$\sim87$%および高エネルギー光子指数$\sim2.6$の高ソフト状態にあることが明らかになりました。内側のディスク半径が$\sim25$%変化したか、色硬化係数が$\sim12$%変化したという証拠があります。内側の円盤半径の値は、自転していないブラックホールの場合、ブラックホールの質量が$<7$M$_\odot$であり、ソースが$>30$kpc離れていることを意味します。一方、急速に回転するブラックホールは、より妥当なブラックホールの質量$<10$M$_\odot$およびソース距離$\sim10$kpcと一致します。距離を$10$kpcに固定し、相対論的降着円盤モデルを使用すると、ブラックホールの質量は6M$_\odot$に、傾斜角は72$^{\circ}$に制限されました。降着率と内半径の間、または同等に降着率と色因子の間に正の相関が検出されます。
直接崩壊ブラックホールの形成における磁場の役割
| Title |
Role_of_magnetic_fields_in_the_formation_of_direct_collapse_black_holes |
| Authors |
Muhammad_A._Latif,_Dominik_R._G._Schleicher,_Sadegh_Khochfar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05611 |
直接崩壊ブラックホール(DCBH)は、最初の超大質量ブラックホールの起源の主要な候補です。ただし、形成中の磁場の役割は、降着段階での磁場の影響を評価するのに十分なほど長く進化した以前の研究がないため、まだ不明です。ここでは、超大質量星(SMS)の予想寿命に匹敵する1.6Myrsのために進化した一連の3D宇宙論的磁気流体力学(MHD)シミュレーションの結果を報告します。我々の調査結果は、初期の磁場強度に関係なく、強い降着衝撃によって磁場が急速に増幅され、飽和状態に達することを示唆しています。それらは降着円盤を安定させ、純粋な流体力学的実行と比較してジーンズの質量を高めることにより、断片化を大幅に減らします。初期の塊の質量はMHDの実行で大きくなりますが、非MHDの場合は断片化の度合いが高いため、塊が急速に合体し、同様の質量になります。全体として、中央の塊の質量は$\rm10^5~M_{\odot}$であり、平均質量降着率$\rm\sim0.1~M_{\odot}/yr$はMHDと非MHDの両方で類似しています。-MHDケース。SMSの多重度は、MHDシミュレーションで大幅に削減されます。このように強力に増幅された磁場は、今後の電波望遠鏡で検出される可能性のあるジェットとアウトフローを発射すると予想されます。
アクシオン様粒子は GRB221009A からの非常に高いエネルギー放出を説明する
我々は、LHAASO実験によるガンマ線バーストGRB221009Aのごく最近の検出(18TeVまで伸びる非常に高エネルギーの尾部を持つ)が、質量${\calO}(10^{-10})\,{\rmeV}$と2光子結合${\calO}(10^{-11})\,{\rmGeV}^{-1}$.
| Title |
General_relativistic_simulations_of_collapsing_binary_neutron_star_mergers_with_Monte-Carlo_neutrino_transport |
| Authors |
Francois_Foucart,_Matthew_D._Duez,_Roland_Haas,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel,_Elizabeth_Spira-Savett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05670 |
中性子星-中性子星連星と中性子星-ブラックホール連星の最近の重力波観測は、大質量中性子星が合体系であまり珍しくないことを示しているようです。これらの発見により、大質量星を含むコンパクト連星の合体シミュレーションへの関心が高まっています。この原稿では、ニュートリノの進化にモンテカルロ放射輸送を使用した大質量中性子星連星の進化の最初のセットを提示します。私たちは、円盤を形成したり物質を放出したりする前に崩壊してブラックホールになるほぼ対称な連星から、より低質量の星の潮汐破壊がより興味深い合体後の残骸の生成につながる、より非対称な連星まで、さまざまなシステムを研究しています。後者のタイプのシステムについては、流出の特性に対する粘度の影響をさらに調査し、結果をWhiskyTHCコードで実行された同一のバイナリの2つの最近のシミュレーションと比較します。サブグリッド粘性モデルを使用すると、ブラックホールの特性、円盤の質量、流出の質量と速度、および電子分率の進化にいくつかの小さいながらも顕著な違いが見られます。流出特性の決定においてrプロセス加熱を説明するために使用される方法は、数値コード間の違いよりも大きな影響を与えるようです。また、モンテカルロコードを使用してニュートリノエネルギースペクトルをより詳細に調査し、最も放出された物質のシミュレーションを使用して、新しく実装されたラグランジュトレーサーが物質流出の合理的なサンプリングを提供することを検証します。計算グリッドを離れます。
| Title |
Sciences_with_Thai_National_Radio_Telescope |
| Authors |
Phrudth_Jaroenjittichai,_Koichiro_Sugiyama,_Busaba_H._Kramer,_Boonrucksar_Soonthornthum,_Takuya_Akahori,_Kitiyanee_Asanok,_Willem_Baan,_Sherin_Hassan_Bran,_Shari_L._Breen,_Se-Hyung_Cho,_Thanapol_Chanapote,_Richard_Dodson,_Simon_P._Ellingsen,_Sandra_Etoka,_Malcolm_D._Gray,_James_A._Green,_Kazuhiro_Hada,_Marcus_Halson,_Tomoya_Hirota,_Mareki_Honma,_Hiroshi_Imai,_Simon_Johnston,_Kee-Tae_Kim,_Michael_Kramer,_Di_Li,_Ronald_Macatangay,_Karl_M._Menten,_Young_Chol_Minh,_David_Mkrtichian,_Bannawit_Pimpanuwat,_Anita_M.S._Richards,_Maria_Rioja,_Wiphu_Rujopakarn,_Daisuke_Sakai,_Nobuyuki_Sakai,_Nattida_Samanso,_Siraprapa_Sanpa-arsa,_Eugene_Semenko,_Kazuyoshi_Sunada,_Vanisa_Surapipith,_Nattaporn_Thoonsaengngam,_Maxim_A._Voronkov,_Jompoj_Wongphecauxson,_Ram_Kesh_Yadav,_Bo_Zhang,_Xing_Wu_Zheng,_and_Saran_Poshyachinda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04926 |
このホワイトペーパーは、タイ国立電波望遠鏡(TNRT)で達成される可能性のある重要な科学トピックをまとめたものです。試運転フェーズは2022年半ばに開始されました。主要な科学トピックは、「パルサーと高速電波バースト(FRB)」、「星形成領域(SFR)」、「銀河と活動銀河核(AGN)」、「進化した星」で構成されます。L/C/X/Ku/K/Q/Wバンド(1-115GHz)の広い範囲の観測周波数をカバーする、「化学的に特異な(CP)星の電波放射」、および「測地学」。TNRTは、単一皿の装置として、機敏な観測システムと柔軟な操作により、時間領域の天文学を探求するのに最適なツールです。理想的な地理的位置により、TNRTは、東アジアVLBIネットワーク(EAVN)、オーストラリア長基線アレイ(LBA)、欧州VLBIネットワーク(EVN)などの超長基線干渉法(VLBI)アレイを大幅に強化します。空を独自にカバーすることで、より完全な「UV」カバーを実現し、サイドローブを減らして合成ビームと画像品質を向上させます。このドキュメントでは、TNRTをシングルディッシュモードで使用し、VLBIアレイと連携して達成できる重要な科学トピックについて説明します。
マルチオブジェクトスペクトログラフにおけるロボットファイバーポジショナーの監視調整
| Title |
Supervisory_Coordination_of_Robotic_Fiber_Positioners_in_Multi-Object_Spectrographs |
| Authors |
Matin_Macktoobian,_Denis_Gillet,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05013 |
この論文では、監視制御理論を使用して、ロボットファイバーポジショナーの完全な調整問題を解決します。特に、ポジショナーとその動作仕様を、その動作空間の離散化によって離散イベントシステムとしてモデル化します。特定の一連のポジショナーに関連付けられた調整スーパーバイザーを合成します。特に、調整スーパーバイザーには、対応するポジショナーの完全な調整問題に対するソリューションが含まれています。次に、監視制御理論のバックトラック強制力手法を使用して、完全性条件に基づくアルゴリズムを提示し、再構成問題に似た調整問題を解決します。例を使用して、メソッドの機能を説明します。
X 線 SOI ピクセル センサーの単一イベント耐性
| Title |
Single_Event_Tolerance_of_X-ray_SOI_Pixel_Sensors |
| Authors |
Kouichi_Hagino,_Mitsuki_Hayashida,_Takayoshi_Kohmura,_Toshiki_Doi,_Shun_Tsunomachi,_Masatoshi_Kitajima,_Takeshi_G._Tsuru,_Hiroyuki_Uchida,_Kazuho_Kayama,_Koji_Mori,_Ayaki_Takeda,_Yusuke_Nishioka,_Masataka_Yukumoto,_Kira_Mieda,_Syuto_Yonemura,_Tatsunori_Ishida,_Takaaki_Tanaka,_Yasuo_Arai,_Ikuo_Kurachi,_Hisashi_Kitamura,_Shoji_Kawahito,_Keita_Yasutomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05049 |
将来のX線天文衛星FORCE用に開発されたXRPIXという名前のX線シリコンオンインシュレータ(SOI)ピクセルセンサーの単一イベント耐性を評価します。この作業では、0.022MeV/(mg/cm2)から68MeV/(mg/cm2)。SEU断面積曲線から、飽和断面積としきい値LETが正常に取得され、$3.4^{+2.9}_{-0.9}\times10^{-10}~{\rmcm^2/bit}となります。$および$7.3^{+1.9}_{-3.5}~{\rmMeV/(mg/cm^2)}$、それぞれ。これらの値を使用すると、軌道上のSEU率は、主に宇宙線陽子によって誘導される二次粒子により、$\lesssim$0.1イベント/年と推定されます。XRPIXのシフトレジスタのこのSEUレートは、FORCE軌道では無視できます。
162MHz でのコンパクト ソースのセンサス: MWA フェーズ II IPS 調査からの最初のデータ リリース
| Title |
A_census_of_compact_sources_at_162MHz:_first_data_release_from_the_MWA_Phase_II_IPS_Survey |
| Authors |
John_Morgan,_Rajan_Chhetri,_Ron_Ekers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05400 |
162MHzでサブアーク秒スケールの重要な構造を持つGLEAM調査からの7000以上のソースのカタログを提示します。これらのソースのコンパクトな性質は、マーチソンワイドフィールドアレイからの干渉画像で測定された惑星間シンチレーション(IPS)シグネチャを介して検出および定量化されました。このアプローチの利点は、調査地域全体のすべての十分にコンパクトなソースが、明確に定義された磁束密度限界まで含まれることです。この調査は$\sim$250$\times$の10分間の観測に基づいており、カバーされる領域は多少不規則ですが、1時間以内の領域は<RA<11時間です。$-10^\circ<$Decl.$<+20^\circ$は完全にカバーされており、この領域の85%以上が0.2Jy未満のコンパクト構造の検出限界です。IPSを明確に示す7839のソースが検出され($>5\sigma$の信頼度)、さらに5550の暫定的な検出($>2\sigma$の信頼度)が検出されました。正規化されたシンチレーションインデックス(NSI;コンパクトなコンポーネントから来るフラックス密度の割合の尺度)は、これらのソースについて報告されます。NSIの確実で有益な上限は、さらに31081の情報源で報告されています。これは、これまでに実施された無線周波数でのコンパクトなソースの最大の調査を表しています。
HE 0107$-$5240 と $\rm [Fe/H]\le -4.5$ の他の CEMP-no 星のエスプレッソ観測
| Title |
Espresso_observations_of_HE_0107$-$5240_and_other_CEMP-no_stars_with_$\rm_[Fe/H]\le_-4.5$ |
| Authors |
D._Aguado_(UNIFI),_P._Molaro_(INAF),_E._Caffau_(GEPI),_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez_(IAC-ULL),_M._Zapatero_Osorio_(CSIC-INTA),_P._Bonifacio_(GEPI),_C._Allende_Prieto_(IAC-ULL),_R._Rebolo_(IAC-ULL),_M._Damasso_(INAF),_A._Su\'arez_Mascare\~no_(IAC-ULL),_S._B._Howell_(NASA),_E._Furlan_(NASA),_S._Cristiani_(INAF),_G._Cupani_(INAF),_P._Di_Marcantonio_(INAF),_V._D'Odorico_(INAF),_C._Lovis_(Gen\`eve),_C._J._A._P._Martins_(CAUP),_D._Milakovi\`c_(ESO),_M._T._Murphy_(CAS),_N._J._Nunes_(Lisboa),_F._Pepe_(Gen\`eve),_N._C._Santos_(CAUP),_T._M._Schmidt_(INAF),_and_A._Sozzetti_(INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04910 |
HE0107$-$5240は$\rm[Fe/H]=-5.39$のハイパーメタルプアスターです。VLTでESPRESSOスペクトログラフを使用して高解像度観測を行い、連星系HE0107$-$5240の運動学的特性を制約し、$\rm[Fe/H]<-4.5$。動径速度は、強いCHバンドを含む間隔4200$-$4315Aの相互相関を反復プロセスでテンプレートに対して使用することによって取得されます。ベイジアン法を適用して、ESPRESSO測定値および文献からの他のものを使用して軌道を計算します。HE0107$-$5240では、スペクトル合成による化学分析も行われています。HE0107$-$5240の3年以上にわたる観測では、視線速度が約0.5ms$^{-1}$d$^{-1}$の割合で単調に減少する傾向が見られます。期間は$P_{\rmorb}=13009_{-1370}^{+1496}$dで制約されます。a)[Sr/Fe]と[Ba/Fe]はそれぞれ$-0.76$と$+0.2$より低く、星がCEMP-noであることを確認します。b)$A(Li)<0.5$は、下部赤色巨星分枝星に見られる$A(Li)=1.1$のプラトーを大きく下回っており、Liがもともと枯渇していたことを示唆しています。c)同位体比$^{12}$C/$^{13}$Cは87$\pm6$であり、スピンスター前駆体から予想されるものとは対照的に、非常に低い$^{13}$Cを示しています。HE0107$-$5240は約13000d($\sim36$年)の長い周期を持つ連星であることを確認しました。炭素同位体比は、伴星がAGBフェーズを経て、現在観測されている星に質量を移した可能性を排除します。星。HE0107$-$5240の連星性は、第1世代の低質量星のいくつかが複数のシステムで形成されたことを意味し、低金属量が連星の形成を妨げないことを示しています。最後に、SMSS1605$-$1443でも$v_{rad}$変動の確かな兆候が見つかりました。
IGRINSで観測されたリンの銀河化学進化
| Title |
The_Galactic_Chemical_Evolution_of_phosphorus_observed_with_IGRINS |
| Authors |
G._Nandakumar_(1),_N._Ryde_(1),_M._Montelius_(2),_B._Thorsbro_(3),_H._J\"onsson_(4)_and_G._Mace_(5)_(1)_Lund_Observatory,_Department_of_Astronomy_and_Theoretical_Physics,_Lund_University,_Box_43,_SE-221_00_Lund,_Sweden,_(2)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_Landleven_12,_NL-9747_AD_Groningen,_the_Netherlands,_(3)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_7-3-1_Hongo,_Bunkyo-ku,_Tokyo_113-0033,_Japan,_(4)_Materials_Science_and_Applied_Mathematics,_Malm\"o_University,_SE-205_06_Malm\"o,_Sweden,_(5)_Department_of_Astronomy_and_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas,_Austin,_TX_78712,_USA |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04940 |
リン(P)は、生命にとって重要な要素の1つと考えられており、星系のスペクトルの存在量分析において重要な要素です。それでも、Pの存在量を推定し、さまざまな金属量にわたるその傾向を調査するための分光学的研究はほんの一握りしかありません。IGRINS機器を使用して、R=45,000のスペクトル分解能で完全なHKバンドスペクトルを観察しました。存在量は、SMEを1DMARCS恒星大気モデルと組み合わせて使用して決定されます。調査された星のサンプルは、光学FIESスペクトルを使用して推定された信頼性の高い恒星パラメーターを持っています(GILD;J\"onssonetal.inprep.)。16482.92オングストロームのP線からPの存在量を決定するために、CO($\nu=7-4$)混合.原子状炭素からC、N、Oの存在量を決定し、KのHバンド領域に豊富にある非混合分子線(CO、CN、OH)の範囲を決定します。混合CO($\nu=7-4$)線の適切なモデリングを保証する巨星金属量範囲-1.2dexの38K巨星の[P/Fe]対[Fe/H]の傾向を示す$<$[Fe/H]$<$0.4dex.私たちの傾向は、著名な矮星と限られた数の巨大な星の編集された文献サンプルとよく一致することがわかりました.私たちの傾向は$\sim$0.05高いことがわかりました.-Kobayashietal.(2006)arbiからのP収量を用いた大質量星のコア崩壊超新星(タイプII)に起因するCescuttietal.2012の理論的な化学進化傾向と比較して0.1dex2.75倍に増加しました。したがって、傾向に合わせるには、強調係数を$\sim$0.05-0.1dex高くする必要があるかもしれません。また、経験的に決定されたリンの主要な挙動を見つけます。さらに、リンの存在量は、理論的な化学進化の傾向と比較して、2つの金属に乏しいsに富む星で$\sim$0.6-0.9dex上昇することがわかっています。
大質量星団ウェスタールンドの距離と年齢 1. II.食連星 W36
| Title |
Distance_and_age_of_the_massive_stellar_cluster_Westerlund_1._II._The_eclipsing_binary_W36 |
| Authors |
Danilo_F._Rocha,_Leonardo_A._Almeida,_Augusto_Damineli,_Felipe_Navarete,_Michael_Abdul-Masih_and_Gregory_N._Mace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.04985 |
Westerlund1(Wd1)は、天の川銀河で最も関連性の高い星団の1つであり、大規模な星の形成を研究していますが、まだあまり知られていません。ここでは、測光データと分光データを使用して、食中の連星W36をモデル化し、そのスペクトルタイプがO6.5III+O9.5IVであり、これまで考えられていたよりも高温で明るいことを示しています。その距離$d_{\rmW36}$$=$4.03$\pm$0.25kpcは、論文I、Beasor&Davies、およびNegueruelaのグループによって報告された3つの最近のGaia-EDR3ベースの距離と誤差内で一致します。ただし、Wd1などの赤のソースのゼロ点を修正し、最適なアプローチを選択するために、さまざまなアプローチに従います。W36の正確なモデリングを使用しました。視差の加重平均距離(論文I)とバイナリ距離の結果は$d_{\rmwd1}$=4.05$\pm$0.20kpcとなり、前例のない5%の精度です。W36Bの年代を6.4$\pm$0.7Myrと推測するために、ジュネーブコードに基づいた等時線を採用し、スーパーソーラーの存在量を示しました。この天体は、0.5Myrの7.1$\pm$に発生したOB巨星と超巨星に代表される大量の星形成バーストの一部であると思われます。これは、最近発表された7.2MyrのPMS等時線と一致します。他のBAタイプの明るい進化した星と黄色超巨星は、8～11Myrの年齢範囲に広がっています。論文Iで議論された4つの赤色超巨星は、10.7$\pm$1Myrの年齢を持つクラスターの最も古い個体群を表しています。Wd1での星形成の複数のエピソードは、R136/30DorLMCクラスターについて報告されたものを連想させます。
II-P型超新星2019mhmとその前駆系の制約
| Title |
The_Type_II-P_Supernova_2019mhm_and_Constraints_on_Its_Progenitor_System |
| Authors |
J._Vazquez_(1),_C._D._Kilpatrick_(2),_G._Dimitriadis_(3),_R._J._Foley_(4),_A._L._Piro_(5),_A._Rest_(6_and_7),_C._Rojas-Bravo_(4)_((1)_Urbana,_USA,_(2)_Evanston,_USA,_(3)_Dublin,_Ireland,_(4)_Santa_Cruz,_USA,_(5)_Pasadena,_USA_(6)_Baltimore,_USA,_(7)_Baltimore,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05131 |
NGC6753に位置するタイプII-P超新星(SNII-P)2019mhmの爆発前後の観測結果を提示します。光学分光法と測光に基づいて、SN2019mhmが$の速度で水素の幅広い線を示すことを示します。-8500\pm200$kms$^{-1}$と、タイプII-Pサブクラスに典型的な光度の111\pm2$日延長プラトー。また、その後期ボロメータ光度曲線を当てはめ、最初に$5.7\substack{+7.0の${}^{56}$Ni質量を生成したと推測します
球状星団 UVIT レガシー調査 (GlobUleS) III.遠紫外線でのオメガ ケンタウリ
| Title |
Globular_Cluster_UVIT_legacy_Survey_(GlobUleS)_III._Omega_Centauri_in_Far-Ultraviolet |
| Authors |
Deepthi_S._Prabhu,_Annapurni_Subramaniam,_Snehalata_Sahu,_Chul_Chung,_Nathan_W._C._Leigh,_Emanuele_Dalessandro,_Sourav_Chatterjee,_N._Kameswara_Rao,_Michael_Shara,_Patrick_Cote,_Samyaday_Choudhury,_Gajendra_Pandey,_Aldo_A._R._Valcarce,_Gaurav_Singh,_Joesph_E._Postma,_Sharmila_Rani,_Avrajit_Bandyopadhyay,_Aaron_M._Geller,_John_Hutchings,_Thomas_Puzia,_Mirko_Simunovic,_Young-Jong_Sohn,_Sivarani_Thirupathi,_and_Ramakant_Singh_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05160 |
AstroSatに搭載されたUltravioletImagingTelescopeを使用して、中心から潮汐半径の~28%まで広がる遠紫外(FUV)における最も大規模な球状星団オメガケンタウリの最初の包括的な研究を提示します。FUV光学色等級図を利用可能な標準モデルと比較すると、水平枝(HB)星はひざ(hHB)よりも青く、白色矮星(WD)はFUVでモデル予測よりも0.5等ほど暗いことが明らかになりました。.それらはまた、別の大規模なクラスターであるM13の対応するものよりも暗いです。観測されたFUV分布を再現するために、最大0.43dexまでのYの実質的なHe濃縮を持つ3つのHeリッチ集団を含む、少なくとも5つのサブ集団でHBをシミュレートしました。ヘリウムが豊富な若い亜集団は、ヘリウムが正常な古い亜集団よりも放射状に分離されていることがわかり、古い世代からのその場での濃縮が示唆されます。OmegaCenhHBは、対応するM13と同じ有効温度範囲にまたがっていますが、半径が小さく光度が低いものもあります。これは、OmegaCenhHBの一部がM13のものよりも質量が小さいことを示唆している可能性があり、外側の極端なHB星の以前の分光学的研究から得られた結果と同様です。OmegaCenとM13のWDは同様の光度半径有効温度パラメーターを持ち、Y=0.4dexの前駆細胞から進化した0.44-0.46M$_\odot$HeコアWDモデルトラックは、これらの大部分に適合することがわかっています。この研究は、HB星の年齢[Fe/H]とY(特に)の推定範囲に基づいて、オメガCenの形成モデルに制約を与えます。
渦識別のための革新的で自動化された方法。 I. SWIRL アルゴリズムの説明
| Title |
An_innovative_and_automated_method_for_vortex_identification._I._Description_of_the_SWIRL_algorithm |
| Authors |
Jos\'e_Roberto_Canivete_Cuissa_and_Oskar_Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05223 |
環境。渦が何であるかについて、広く受け入れられている定義はまだ達成されていません。したがって、流体の流れの渦を識別するための明確で厳密な方法がありません。このような方法は、太陽大気などの非常に動的で乱流のあるシステムの渦に関する堅牢な統計的研究を行うために必要です。ねらい。流れのローカルおよびグローバルな特性に基づいて、渦を識別するための革新的で堅牢な自動化された方法論を開発することを目指しています。さらに、識別プロセスで弱い渦の検出を潜在的に妨げる可能性のあるしきい値の使用は避ける必要があります。メソッド。数学的基準の厳密さと形態学的手法のグローバルな視点を組み合わせた新しい方法を提示します。この方法の核心は、その近傍である程度の曲率を示す流れのすべてのポイントの回転中心を推定することにあります。そのために、Rortex基準を採用し、それを速度場の形態学的考察と組み合わせます。次に、推定された回転中心のクラスターによってコヒーレントな渦構造を識別します。結果。Rortexは、流れの剛体回転部分のみを測定し、純粋な流れの存在によってバイアスされないため、渦流から物理的情報を抽出するための旋回強度と渦度よりも信頼性の高い基準であることを示します。または本質的なせん断。2つのLamb-Oseen渦で構成された単純なテストケースで、この方法がうまく機能することを示します。提案された方法を最先端のクラスタリングアルゴリズムと組み合わせて、自動渦識別アルゴリズムを構築します。(要約)
KIC 7955301: 食のタイミングの変動と振動する赤色巨星を伴う階層的なトリプル システム
| Title |
KIC_7955301:_a_hierarchical_triple_system_with_eclipse_timing_variations_and_an_oscillating_red_giant |
| Authors |
P._Gaulme,_T._Borkovits,_T._Appourchaux,_K._Pavlovski,_F._Spada,_C._Gehan,_J._Ong,_A._Miglio,_A._Tkachenko,_B._Mosser,_M._Vrard,_M._Benbakoura,_S._D._Chojnowski,_J._Perkins,_A._Hedlund,_J._Jackiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05312 |
KIC7955301は、ケプラーミッションによって発見された日食のタイミングと深さの変化を伴う階層的なトリプルシステムです。K/G型主系列内食連星を持つ209日軌道上の赤色巨星枝の下部にある非食の主星で構成され、15.3日で周回します。この星系は、日食のタイミング変動の大きな振幅(4時間)と、l=3までのpモードと混合l=1モードを含む赤色巨星成分の明確な太陽のような振動で注目されました。このシステムは、シングルラインの分光トリプルです。アパッチポイント(ARCES)とオートプロヴァンス(SOPHIE)天文台で取得したケプラー測光データ、日食のタイミングの変動、視線速度データを組み合わせて動的モデルを実行します。赤色巨星の動的質量は、1.30(+0.03,-0.02)太陽質量で2%の精度で決定されます。地球規模の地震パラメータと個々の周波数に基づいて、アステロ地震モデリングを実行します。どちらの方法も、不確実性内の動的質量と一致する赤色巨星の質量につながります。アステロ地震学は、赤色巨星のコア(15日)、エンベロープ(150日)、傾斜角(75度)の自転速度も明らかにします。3つの異なるアプローチから3.3から5.8Gyrの間の年齢が導き出され、利用可能な情報が非常に豊富であるにもかかわらず、星の年齢を決定することの難しさを浮き彫りにしています。短いタイムスケールでは、内部連星は7.3年の長い間隔でさまざまな深さの食を示し、連続する11.9年間は食を示しません。これが、ケプラーがその日食を検出できた理由であり、TESSは検出できず、将来のESAPLATOミッションは検出する必要があります。長期的には、システムの進化は個々のコンポーネントの進化によるものです。赤色巨星の終わりまたは主星の漸近巨星分岐までに合体することで、現在の滑らかな進化を終わらせることができます。
接触バイナリ TU UMi の周期的な周期変化の検出
| Title |
Detection_of_a_cyclic_period_change_in_the_contact_binary_TU_UMi |
| Authors |
Dicle_Zengin_\c{C}amurdan_(1)_and_Burcu_\"Ozkarde\c{s}_(2)_((1)_Ege_University,_Science_Faculty,_Department_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_(2)_Department_of_Space_Science_and_Technologies,_Faculty_of_Arts_and_Sciences,_\c{C}anakkale_Onsekiz_Mart_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05326 |
この研究は、連星TUUMiの食のタイミングを計ることを目的としています。最小値の時間は、文献、2004年4月の観測、および2019年から2022年のTESS観測から取得されます。系の軌道周期分析は、振幅が0.0081dで周期が9.03の周期的な振動があることを示しています。$dP/dt=-1.12\times10^{-7}\,\mathrm{d}\,\mathrm{yr}^{-1}$.系の軌道周期の永年進化と、3番目のコンパニオンの存在の可能性、または系内の主成分の磁気活動サイクルを研究します。
巨大星の星震質量と半径の推定精度の確立。 Ⅱ． KIC 8430105 の恒星質量と半径の改訂
| Title |
Establishing_the_accuracy_of_asteroseismic_mass_and_radius_estimates_of_giant_stars._II._Revised_stellar_masses_and_radii_for_KIC_8430105 |
| Authors |
Jeppe_Sinkb{\ae}k_Thomsen,_Karsten_Frank_Brogaard,_Torben_Arentoft,_Ditte_Slumstrup,_Mikkel_N{\o}rup_Lund,_Frank_Grundahl,_Andrea_Miglio,_Jens_Jessen-Hansen,_S{\o}ren_Frandsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05410 |
星震スケール関係は、太陽のような振動を示す赤色巨星(RG)星の質量と半径の高精度測定を提供できます。それらの精度は、質量、半径、有効温度、および金属量の独立した正確な観測を使用して検証し、潜在的に改善することができます。私たちは、振動するRGをホストする長期のSB2食連星を使用して、これを達成しようとしています。KIC8430105を調査します。これについては、以前の研究で、日食バイナリ測定値と比較した場合、質量と半径の有意な星震学的過大評価が見つかりました。両方のコンポーネントの動的質量と半径を測定したところ、以前に確立されたものよりも大幅に低くなり、星震測定と動的測定の不一致が大きくなりました。RGコンポーネントの動的測定値は、星震スケール関係を使用して、対応する質量と半径の測定値と比較されました。修正されていないスケーリング関係は、他のシステムの研究と一致して、RGの質量を26%、半径を11%、平均密度を7%過大評価しました。しかし、$\Delta\nu$への理論的な修正を使用して、動的な結果と一致する$1\sigma$である星震学的平均密度を得ることができました。完全に一致していない$\nu_{max}$の測定値をいくつか取得しました。$\nu_{max}=76.78\pm0.81\mu$Hzの場合、$\Delta\nu$補正により、巨人の一貫した質量と半径が$2\sigma$提供されます。システムの年齢は、$3.7\pm0.4$Gyrと推定されました。
斜めに回転する星のグローバルな不均一性による測光変動のモデル化: 白色矮星のライトカーブへの適用
| Title |
Modeling_photometric_variations_due_to_a_global_inhomogeneity_on_an_obliquely_rotating_star:_application_to_lightcurves_of_white_dwarfs |
| Authors |
Yasushi_Suto,_Shin_Sasaki,_Masataka_Aizawa,_Kotaro_Fujisawa,_and_Kazumi_Kashiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05421 |
軸対称の不均一な表面を持つ星の斜めの回転によって引き起こされる測光変動を計算するための一般的なフレームワークを開発します。フレームワークを適用して、表面の不均一性の2つの単純なモデルを採用して、白色矮星のライトカーブを計算します。表面モデルと観測者の位置に応じて、結果として得られるライトカーブは、白色矮星の一部で観測される純粋な正弦曲線からの逸脱を示します。具体的な例として、高速回転する白色矮星ZTFJ190132.9+145808.7(419秒の回転周期)の観測された位相折り畳み光度曲線にモデルを適合させます。測光変動の原因となるスポットのサイズと傾斜角の両方が非常に大きく、白色矮星の磁場の表面分布に対する興味深い制約を意味することがわかりました。
フレアおよびCMEを生成する太陽活動領域の特性
太陽フレアとコロナ質量放出(CME)は、惑星間空間と地理空間に直接的かつ悪影響を及ぼします。それらを生み出すメカニズムをより深く理解し、効率的な予測スキームを構築することが最も重要です。フレアとCMEの発生源領域は、強力にせん断された磁極反転線に関連するいくつかの共通の形態学的特徴を示します。これは、大量の自由磁気エネルギーとヘリシティを蓄える複雑な磁気配置を示しています。この知識は、静かな、フレアを生成する、およびCMEを生成するアクティブな領域を効率的に区別するのに役立つパラメーターに変換されます。それにもかかわらず、フレアとCMEの予測は依然として多くの課題に直面しています。磁場情報は光球に制限されており、1つの観測点からのみアクセスできます。活性領域の動的挙動は、まだ予測に完全には組み込まれていません。フレアとCMEの確率論は、それらの予測を確率論的にします。これらの課題に対応するために、活動領域における磁気エネルギー貯蔵メカニズムのさまざまな側面を説明し、太陽周期全体のパラメトリック研究の機会を提供するために、新しい特性が提唱されました。この予測因子のインベントリには、流れ場、遷移領域/コロナ分光法、コロナ磁場のデータ駆動モデリング、および時系列からの動的効果のパラメータ化からの情報が含まれるようになりました。これらの方向に向けたさらなる作業は、上層大気層の磁場を観測する際の現在の制限を緩和するのに役立つ可能性があります。このホワイトペーパーでは、これらの取り組みと、新しい知識をより効率的な予測変数に変換し、新しいタイプのデータを含めることの重要性について説明します。
TESS で観測された脈動する H 欠乏 WD と pre-WDs: V. 2 つの新しい DBV パルセータ、WD
J152738.4-450207.4 および WD 1708-871 の発見、および既知の DBV 星 PG 1351+489、EC
20058- の星地震学5234、EC 04207-4748
| Title |
Pulsating_H-deficient_WDs_and_pre-WDs_observed_with_TESS:_V._Discovery_of_two_new_DBV_pulsators,_WD_J152738.4-450207.4_and_WD_1708-871,_and_asteroseismology_of_the_already_known_DBV_stars_PG_1351+489,_EC_20058-5234,_and_EC_04207-4748 |
| Authors |
Alejandro_H._C\'orsico,_Murat_Uzundag,_S._O._Kepler,_Leandro_G._Althaus,_Roberto_Silvotti,_Paul_A._Bradley,_Andrzej_S._Baran,_Detlev_Koester,_Keaton_J._Bell,_Alejandra_D._Romero,_J._J._Hermes,_and_Nicola_P._Gentile_Fusillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05486 |
{\slTESS}宇宙ミッションは最近、新しい脈動する白色矮星と前白色矮星を発見し、既知の白色矮星パルセータの周期性を高精度で検出する大きな可能性を実証しました。2つの新しい脈動するHeに富む大気白色矮星(DBV)の発見を報告し、{\slTESS}ミッションによって収集された観測と地上データを使用して、既に知られている3つのDBV星の詳細な星震学的分析を提示します。これらのDBV星の{\slTESS}光度曲線から周波数を抽出し、標準的なプレホワイトニング手順を使用して、潜在的な脈動周波数を導き出しました。我々が発見したすべての振動周波数は、$\sim190$sから$\sim936$sまでの周期を持つ$g$モードの脈動に関連しています。2つの新しいDBVを含むターゲットの一部で、周波数トリプレットから回転のヒントが見つかりました。3つのターゲットについて、恒星の質量を推測し、モードの調和次数$\ell$を制約することができる一定の周期間隔を見つけました。また、周期ごとの適合分析を実行し、3つのターゲットの星震動モデルを見つけました。星の質量は一般的に分光質量と互換性があります。地震学的モデルを取得することで、地震学的距離を推定し、{\itGaia}で測定された正確な天文距離と比較することができました。3つの星(PG~1351+489、EC~20058$-$5234、およびEC~04207$-$4748)の地震距離と天文距離の間には良い一致が見られますが、他の2つの星(WD~J152738.4)についてはそうです。$-$50207とWD~1708$-$871)の差はかなり大きいです。{\slTESS}ミッションからの高品質データは、星震学のツールを通じて、脈動する前白色矮星と白色矮星の内部構造を決定するための重要な手がかりを提供し続けています。
半導体におけるミグダル効果の測定
ミグダル効果は、サブGeV粒子暗黒物質に限界を設定する力があるため、特に暗黒物質直接検出コミュニティから多くの注目を集めています。現在、標準モデルプローブを使用した核散乱によるミグダル効果の実験的確認はありません。この作業では、シリコン中の中性子散乱角度分布に特に焦点を当てて、ミグダル効果の既存の計算を中性子核散乱の場合に拡張します。ミグダル効果の現在の計算に存在する仮定が中性子散乱に当てはまる運動学的レジームを特定し、これらに多くの実行可能な中性子キャリブレーションスキームが含まれていることを示します。次に、このフレームワークを適用して、FermilabのNEXUS施設を使用して極低温シリコン検出器のMigdal効果を測定するための実験戦略を提案します。
空間共変重力における偏極原始重力波
空間共変重力は、奇数次の空間微分項を重力作用に含める自然な方法を提供し、重力セクターでのパリティ対称性を破ります。多くのパリティ違反スカラーテンソル理論は、ユニタリゲージを適用することで、空間共変フレームワークにマッピングできます。これは、原始重力波(PGW)におけるパリティ違反効果を調査するための一般的なフレームワークを提供します。この論文の主な目的は、空間共変重力におけるPGWの分極と、それらの可能な観測効果を調査することです。この目的のために、最初に、一様漸近近似を使用して、スローロールインフレーション中のPGWのモード関数の近似解析解を構築します。近似解を使用して、パワースペクトルと対応するPGWの円偏波を解析的に計算します。空間共変重力からのパワースペクトルへの新しい寄与には、パリティ保存項からの部分とパリティ違反項からの部分の2つの部分が含まれていることが示されています。パリティ保存項はPGWの全体的な振幅にのみ影響を与えることができますが、パリティ違反項はPGWの非ゼロ円偏波を誘発します。つまり、GWの左側偏波モードと右側偏波モードは異なる振幅を持ちます。この非ゼロ円偏光の観測上の意味についても簡単に説明します。
ブラック ホールの X 線データを使用した重力のテスト
ブラックホールの周りの幾何学的に薄い降着円盤から放出されるX線放射の特性の分析は、強力な場の領域で一般相対性理論をテストするための強力なツールになる可能性があります。この章では、ブラックホールのX線データを使用した最先端の重力テストについて説明します。これまでのところ、ほとんどの努力はカー仮説の検証に費やされてきました。つまり、天体物理学的ブラックホールの周囲の時空はカー解によって記述されるということです。現在、X線データは、カー幾何学からの逸脱の可能性に関する最も厳しい制約の1つを提供できます。現在のところ、すべてのX線分析は一般相対性理論の予測と一致しています。
重力波のレンズ効果: 効率的な波動光学法と対称レンズによる検証
| Title |
Lensing_of_gravitational_waves:_efficient_wave-optics_methods_and_validation_with_symmetric_lenses |
| Authors |
Giovanni_Tambalo,_Miguel_Zumalac\'arregui,_Liang_Dai,_Mark_Ho-Yeuk_Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.05658 |
重力波(GW)天文学は、重力レンズ効果の波動光学体制を調査する可能性を提供します。波動光学(WO)効果は、波長が特性レンズ時間遅延に光速を掛けたものに匹敵する低周波数に関連するため、多くの場合、電磁信号では無視できます。正確な予測には、条件付きで収束する回折積分を計算する必要がありますが、これは高度に振動する被積分関数を含み、数値的に困難です。一般的な重力レンズに有効なWOレジームでレンズ効果予測を計算するためのいくつかの方法を開発および実装します。まず、高周波数と低周波数の近似を導出し、いくつかの解析レンズモデルの明示的な式を取得します。次に、中間周波数範囲に適した2つの数値的方法について説明します。1)正則化されたコンターフローは、広い範囲の周波数に対して数分の1秒で正確な答えをもたらします。2)複雑な変形は遅くなりますが、幾何学的レンズ方程式の解についての知識は必要ありません。どちらの方法も独立しており、互いに補完します。いくつかのレンズモデルでサブパーセントの精度を検証しましたが、これは近い将来のGW天文学への応用には十分なはずです。レンズ付きGWのモデル化とは別に、私たちの方法は、電波のプラズマレンズ効果の研究や重力のテストにも適用できます。
