宇宙論におけるグラフ ニューラル ネットワークの新しいアプリケーション
| Title |
New_applications_of_Graph_Neural_Networks_in_Cosmology |
| Authors |
Farida_Farsian,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Carlo_Giocoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11487 |
今後の宇宙論調査は前例のない量のデータを提供し、科学的利用を最大化するために革新的な統計手法が必要になります。宇宙トレーサーの存在量、2点および高次統計に基づく標準的な宇宙論的分析は、宇宙ウェブおよび大規模構造の特性を調査するために広く使用されてきました。ただし、これらの統計では、利用可能な情報コンテンツ全体のサブセットしか利用できません。したがって、私たちの目標は、銀河や銀河団の空間座標やその他の観測された特性を直接利用することにより、フォワードモデリングを通じて宇宙論的情報を抽出する機械学習に基づく新しいデータ分析技術を実装することです。具体的には、大規模な構造データをグラフ形式で新たに表現する方法を調査しました。このデータ形式は、最近提案された教師あり深層学習アルゴリズムのクラスであるグラフニューラルネットワークに直接供給することができます。さまざまな宇宙論の暗黒物質のハローカタログでこの方法をテストし、有望な結果を見つけました。特に、この方法は、バイナリ分類($99\%-$accuracy)とマルチクラス分類($97\%-$accuracy)の両方を通じて、さまざまなダークエネルギーモデルを高い精度で識別することができます。さらに、回帰により、高精度で$w_0$の値に対する制約を提供します。
大規模構造のハローモデルは、宇宙における物質のクラスター化の現象論的理解のための強力で不可欠なツールを提供します。ハローモデルはハローの重ね合わせから構造を構築しますが、個々のハローに明確な方法で物質を割り当てることができないため、その周辺(ビリアル半径を超える)でハロープロファイルを定義することはますます曖昧になります。この論文では、数値N体シミュレーションを使用して、大きな半径に拡張できる平均ハロープロファイルの体系的な定義を見つけることにより、この問題に取り組みます。これらのプロファイルは補正する必要があり、修正されたハローモデルで宇宙相関関数を計算するための重要な要素です。後者は、私たちの以前の研究(arXiv:1912.04872)で導入されたもので、非線形構造形成のより物理的に正確な現象論的記述を提供し、大規模での保存則を尊重します。ここでは、N体シミュレーションを使用して、このモデルを物質の自動パワースペクトルからハロー物質のクロスパワースペクトルに拡張します。(無次元の)補償されたハロープロファイル$r^3\times\rho(r)/M_{200c}$は、ビリアル半径$r\simeqr_{\rm200c}$、ハロー質量とは無関係。プロファイルは、以前の結果と一致して、2-3$\timesr_{\rm200c}$を超えて、ハロー周辺でゼロを越えて負の値になります。補償されたNavarro-Frenk-White(NFW)プロファイルの予備フィッティング関数を提供します。これを使用して、大規模構造の修正ハローモデルでより多くの物理観測量を計算できます。
銀河団のガス速度の間接測定: 楕円率と銀河団の動的状態の影響
| Title |
Indirect_Measurements_of_Gas_Velocities_in_Galaxy_Clusters:_Effects_of_Ellipticity_and_Cluster_Dynamic_State |
| Authors |
Irina_Zhuravleva,_Mandy_C._Chen,_Eugene_Churazov,_Alexander_A._Schekochihin,_Congyao_Zhang,_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11544 |
高温の銀河団内媒体におけるガス運動の直接的な速度測定を待っている間、銀河団内のガスの摂動を含む間接的なプローブに依存しています。Omega500宇宙論的シミュレーションからの異なる動的状態にある$\sim80$クラスターのサンプルを使用して、ガス密度の変動振幅、$\delta\rho/\rho$、圧力、$\deltaP/P$間のスケーリング関係を調べます。、X線表面輝度、Sunyaev-Zeldovich(SZ)yパラメータ、およびガス運動の特性マッハ数$M_{\rm1d}$。緩和されたクラスターでは、ハロー楕円率を考慮すると、$\delta\rho/\rho$または$\deltaP/P$が$r_{500c}$内で最大2分の1に減少します。$\delta\rho/\rho$(または$\deltaP/P$)と$M_{\rm1d}$の間に、比例係数$\eta\approx1$の強い線形相関があることを確認します。.緩和されていないクラスターの場合、相関関係はそれほど強くなく、$\delta\rho/\rho$($\deltaP/P$)に対して$\eta\approx1.3\pm0.5$($1.5\pm0.5$)が大きくなります。.$\delta\rho/\rho$を使用した$M_{\rm1d}$のべき法則スケーリングの検査は、緩和されたクラスターではほぼ線形であり、緩和されていないクラスターでは$\delta\に近いことを示しています。rho/\rho\proptoM_{\rm1d}^2$、非線形項と圧縮モードの役割の増大をサポートします。以前の研究と一致して、$M_{\rm1d}$と半径の強い相関関係が観察されます。これらの相関を修正すると、緩和された(摂動された)クラスターの$\sim4(7)$パーセントの$M_{\rm1d}$に残留散乱が残ります。静水圧質量バイアスは、緩和されたクラスターの$\delta\rho/\rho$と同じくらい強く$M_{\rm1d}$と相関します。得られた傾向を補正した後の残差のばらつきは$\sim6-7$パーセントです。これらの予測は、銀河団の既存のX線およびSZ観測と、X線マイクロ熱量計による今後の速度測定を組み合わせることで検証できます。
ギャップを開く惑星はダストリングをより広くする
| Title |
Gap-opening_Planets_Make_Dust_Rings_Wider |
| Authors |
Jiaqing_Bi_(UVic,_ASIAA),_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Ruobing_Dong_(UVic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11488 |
最も一般的に観察される円盤の下部構造の1つとして、高解像度の円盤調査からのダストリングは、異なる半径幅を持っているように見えます。PDS70とABAurの最近の観測では、円盤内の惑星だけでなく、付随する広いダストリングも明らかになりました。3次元の塵とガスのディスクシミュレーションを使用して、ギャップ開口惑星がディスク観測における大きなリング幅の原因であるかどうかを調べます。ギャップを開く惑星は、惑星の摂動を介して圧力バンプに閉じ込められたダストのリングを広げることができます.惑星に関連したダストリングの拡大効果は、拡散移流理論を使用して定量化できることを示し、3次元ディスクモデルにおける平衡ダストリング幅の一般化された基準を提供します。また、リングの幅はガス乱流の粘度$\alpha_{\rmturb}$を使用して推定できることを提案しますが、シュミット数が次数1より大きいことに注意してください。
ケプラー 91b の詳細な研究からの惑星潮汐散逸の制約
| Title |
Constraints_on_planetary_tidal_dissipation_from_a_detailed_study_of_Kepler_91b |
| Authors |
L._Fellay,_C._Pezzotti,_G._Buldgen,_P._Eggenberger,_and_E._Bolmont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11535 |
環境。何千もの太陽系外惑星の検出により、それらの動的進化を詳細に特徴付けることは、それらの形成を理解するための重要なステップです。主星と惑星の両方で発生する潮汐の散逸を研究することは、系に存在する天体間で発生する角運動量の分布を調査し、軌道パラメータの進化を研究するために非常に重要です。理論的な観点から、体全体の潮の消散は、潮汐の質係数Q'pを減少させるいわゆる位相またはタイムラグ平衡潮汐モデルに依存することによって研究することができます。数とタイムラグ(k2DeltaT)は、摂動されたボディ内で潮汐がどの程度効率的に消散されるかを表します。系外惑星系の現在の構成を調べてこれらの要因を制約することは非常に困難であり、システム全体の進化を説明するシミュレーションは、このプロセスを支配するメカニズムに光を当てるのに役立つかもしれません.ねらい。ケプラー91bの軌道進化を研究することにより、ホットジュピターのような惑星の潮汐消散係数を制限することを目指しています。メソッド。最初に、ケプラー91の詳細な星震特性評価を実行し、古典的制約と星震制約の両方を使用して専用の恒星モデルを計算しました。次に、軌道進化コードを使用して星の進化を惑星の1つに結び付け、惑星と主星の両方で散逸した潮汐を説明することで、システムの進化を研究しました。結果。ケプラー91b内で発生する平衡潮の散逸の効率を決定するk2DeltaTの最大値(または同等のQ'pの最小値)は、0.4pm0.25s(4.5+5.8*10^5)であることがわかりました。
さまざまな初期惑星質量構成の高離心率メカニズムからのホットジュピター候補の生成
| Title |
Production_of_hot_Jupiter_candidates_from_high-eccentricity_mechanisms_for_different_initial_planetary_mass_configurations |
| Authors |
H._Garz\'on,_Adri\'an_Rodr\'iguez,_G._C._de_El\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11760 |
ホットジュピター(HJ)は、長半径が$\sim$0.1au以内の公転周期が数日程度の巨大な惑星です。このタイプの惑星の起源を説明するためにいくつかの理論が引き合いに出されており、そのうちの1つは高離心率の移動です。この移行は、さまざまな偏心のメカニズムによって発生する可能性があります。私たちの調査は、6つの異なる種類の高偏心メカニズム、すなわち直接分散、共面、Kozai-Lidov、永年カオス、E1およびE2メカニズムに焦点を当てました。N体問題の文脈における正確な運動方程式の大規模な数値シミュレーションを考慮して、最初は半長軸に密集した多惑星系でHJ候補を生成するためのこれらのメカニズムの効率を調査しました。特に、惑星の初期数、最も内側の惑星軌道の初期長半径、惑星質量の初期構成、および一般相対論効果の包含に対する結果の感度を分析しました。E1メカニズムは、一般相対性理論の寄与の有無にかかわらずシミュレーションでHJ候補を生成するのに最も効率的であり、Kozai-LidovメカニズムとE2メカニズムがそれに続くことがわかりました。私たちの結果はまた、初期の等しい惑星質量構成を除いて、E1メカニズムは、この研究で考慮された他の初期惑星質量構成で特に効率的であることを明らかにしました。最後に、順行、逆行、および交互の軌道を持つHJ候補の生成を調査しました。私たちの統計分析によると、Kozai-Lidovメカニズムは、HJ候補の軌道傾斜角を大幅に励起する可能性が最も高くなります。
近くの地球外惑星LTT 1445Abの地上ベースの光透過分光法
| Title |
Ground-based_Optical_Transmission_Spectroscopy_of_the_Nearby_Terrestrial_Exoplanet_LTT_1445Ab |
| Authors |
Hannah_Diamond-Lowe,_Joao_M._Mendonca,_David_Charbonneau,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11809 |
近くのM型矮星系は現在、地球系外惑星大気の分光調査に最も有利な機会を提供しています。LTT~1445システムは、主星LTT~1445Aを周回する2つの既知の惑星を持つM型矮星の階層的なトリプルです。マゼランII/LDSS3Cを使用して、地球の世界LTT~1445Ab($R=1.3$R$_\oplus$、$M=2.9$M$_\oplus$)の4つのトランジットを低解像度で観測します。LTT~1445BCペアの合成フラックスを比較星として使用し、M型矮星が別のM型矮星の時系列観測からテルル変動を除去するために初めて使用されたことを示しています。LTT~1445BとCの両方からの発光にH$\alpha$が見られ、LTT~1445Cのデータセットの1つにフレアが見られます。これらの汚染されたデータは分析から削除されます。620--1020nmからLTT~1445Abの広帯域透過光曲線を構築します。3分の時間ビンにビン化すると、結合された広帯域光曲線で43ppmのrmsが得られます。それぞれが20nmにまたがる20個の分光測光ビンで透過スペクトルを構築し、それを透明な1$\times$太陽組成大気のモデルと比較します。地表圧力が10バールの場合は信頼度$3.4\sigma$で、地表圧力が1バールの場合は信頼性$2.9\sigma$で、この大気圧のケースを除外します。JWSTによるLTT~1445Abの今後の二次食観測は、この地球上に平均分子量の高い大気、かすんでいるまたは曇った大気、または大気がまったくない場合をさらに調査します。
グランドタックモデルにおける地球類似惑星の組成に対する衝突侵食の影響：地球の形成への影響
| Title |
The_effect_of_collisional_erosion_on_the_composition_of_Earth-analog_planets_in_Grand_Tack_models:_Implications_for_the_formation_of_the_Earth |
| Authors |
Allibert_L.,_Siebert_J.,_Charnoz_S.,_Jacobson_S.A.,_Raymond_S.N |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11896 |
地球の初期の地殻の衝突による地球体の降着中の侵食は、バルクケイ酸塩地球(BSE、つまり、現在のマントルに追加された地殻の組成)の原始化学組成を大幅に変更する可能性があります。特に、初期の分化した地殻は優先的にそれらに富んでいたため、ケイ酸塩メルトに強い親和性を持つ元素（つまり、不適合元素）の存在量を変更するのに特に効率的です。ここでは、侵食モデル(EROD)をさらに開発して、BSEの最終組成に対する衝突侵食の影響を定量化します。結果は、現在のBSE組成モデルと比較され、地球の降着プロセスに関する制約が提供されます。グランドタックモデルのコンテキストで、約50の地球類似体の降着履歴全体について、地殻剥離に起因するBSE化学組成の進化が計算されます。選択された化学元素は、広範囲の不適合度に及びます。クラストが低い部分溶融速度から形成される場合、BSEのRb、Th、またはUなどの最も互換性のない親油性元素について、最大40wt%の損失が予想されることがわかります。したがって、降着中の地殻形成プロセスの正確な性質と降着履歴自体の両方に応じて、耐火性親油性元素(RLE)はBSEでコンドライトの相対的比率にない可能性があります。その場合、現在のBSE推定値は、これらの元素の地球化学的不適合性に応じて修正する必要があるかもしれません。あるいは、RLEが実際にBSEでコンドライトの相対的割合にある場合、BSEの化学組成に影響を与えるのに効率的な降着シナリオは疑問視されるべきです。
彗星におけるHFの回転励起における水と電子の衝突の影響
| Title |
The_effect_of_water_and_electron_collisions_in_the_rotational_excitation_of_HF_in_comets |
| Authors |
J._Loreau,_A._Faure,_F._Lique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11967 |
5～150Kの温度範囲で、水分子(彗星コマの主要なコライダー)との衝突によって引き起こされる7つの最低レベルのフッ化水素(HF)の回転励起の速度係数の最初のセットを提示します。計算は、正確な剛性ローターのabinitio相互作用ポテンシャルからの量子統計的アプローチで実行されます。電子衝撃によるHF励起の速度係数も、10～10,000Kの温度範囲でボルン近似内で計算されます。次に、これらの速度係数は、太陽放射ポンピングと放射減衰も含む彗星コマの簡略化された非局所熱力学的平衡(非LTE)モデルで使用されます。HFの回転レベルの非LTE集団につながるH2O密度の範囲を調査します。HFの大きな双極子の結果として、水分子と電子の両方との衝突が必要であることを考慮して、彗星におけるHFの励起を説明することを示します。
The Mantis Network II: GCM モデリングによる UHJ WASP-121b および WASP-189b の 3D
高解像度観測可能な特性の調査
| Title |
The_Mantis_Network_II:_Examining_the_3D_high-resolution_observable_properties_of_the_UHJs_WASP-121b_and_WASP-189b_through_GCM_modelling |
| Authors |
Elspeth_K._H._Lee,_Bibiana_Prinoth,_Daniel_Kitzmann,_Shang-Min_Tsai,_Jens_Hoeijmakers,_Nicholas_W._Borsato_and_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11986 |
超高温木星(UHJ)の大気は、低スペクトル分解能と高スペクトル分解能の両方で分子と原子を検出するための主要なターゲットです。UHJのWASP-121bとWASP-189bの大気を、紫外線(UV)吸収種を含む高温相関k不透明度スキームを使用して、これらの惑星の3D大循環モデル(GCM)を実行することによって調べます。GCMの結果は、低および高スペクトル分解能で後処理され、利用可能なデータと比較されます。高解像度の結果は、分子および原子テンプレートと相互相関して、モック分子検出を生成します。当社のGCMモデルは、UHJの以前の1D放射対流平衡モデルと同様の温度-圧力(T-p)構造傾向を生成します。さらに、UV不透明度を含めると、UHJ大気の高高度低圧領域の熱的および動的特性が大幅に形作られ、UV光の吸収による急激なT-p反転が生じます。これは、光学波長の高解像度観測が、より深いジェット形成層ではなく、動的に異なる上層大気領域をプローブしていることを示唆しています。
磁気誘導測定へのベイジアンアプローチによる氷の月の内部構造の解明
| Title |
Revealing_the_interior_structure_of_icy_moons_with_a_Bayesian_approach_to_magnetic_induction_measurements |
| Authors |
John_B._Biersteker,_Benjamin_P._Weiss,_Corey_J._Cochrane,_Camilla_D._K._Harris,_Xianzhe_Jia,_Krishan_K._Khurana,_Jiang_Liu,_Neil_Murphy,_Carol_A._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12019 |
太陽系のいくつかの氷の月と小さな天体は、地下に液体の水の海をホストしていると考えられています。これらの塩水、導電性の海と、時間とともに変化する外部磁場との相互作用により、誘導磁場が生成されます。これらの誘導磁場の磁力測定観測により、これらの海の検出と特徴付けが可能になります。今後のエウロパクリッパーミッションから予想される磁力測定測定に適用される多周波誘導とベイジアン推論を使用して、氷の月の内部を特徴付けるためのフレームワークを提示します。エウロパクリッパー磁力計(ECM)からのシミュレートされたデータを使用して、私たちのアプローチはエウロパの妥当な内部構造の広い範囲を正確に取得できます。特に、海の導電率は、考慮されたすべての内部構造シナリオで${\pm}50\%$以内に回復され、海の厚さは、5回のアウトで${\pm}25~\mathrm{km}$以内に取得できます。7つのシナリオの。${\pm}50\%$までの氷殻の厚さの特徴付けは、7つのシナリオのうち6つのシナリオで可能です。氷殻の厚さの回復は、エウロパと周囲の磁気圏プラズマとの相互作用から生じる磁場の正確なモデリングに大きく左右されますが、海洋の厚さはより控えめに影響を受け、海洋の導電率の回復はほとんど変化しません。さらに、アプリオリな制約(静的重力測定など)を追加すると、磁力測定のみと比較して海洋の特徴付けが改善される可能性があることがわかりました。
観測と星のモデリングによると、惑星の飲み込みの検出はまれです
| Title |
Planet_Engulfment_Detections_are_Rare_According_to_Observations_and_Stellar_Modeling |
| Authors |
Aida_Behmard,_Fei_Dai,_John_M._Brewer,_Travis_A._Berger,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12121 |
惑星系内での動的な進化により、惑星がホスト星に飲み込まれる可能性があります。巻き込みに続いて、恒星の光球の豊富なパターンは、惑星からの岩石物質の降着を反映します。星の伴星は同じ出生ガス雲から形成され、原始的な化学組成を0.03$から$0.05dex以内で共有すると予想されるため、複数の星系はそのような存在量の傾向を探すのに最適な環境です。存在量の測定により、時折岩石の増強が得られましたが、既知の惑星系を対象とした観測はほとんどありませんでした。このギャップに対処するために、少なくとも1つの星が既知の惑星ホストである36のマルチスターシステムのKeck-HIRES調査を実施しました。HAT-P-4のみが飲み込みを示唆する存在量パターンを示しますが、分子雲の典型的な乱流スケールを超えるその大きな予測分離(30,000$\pm$140AU)に基づいて原始的である可能性が高いことがわかりました。システム間の巻き込み検出の欠如を理解するために、MESA恒星モデルを使用して、恒星光球の難治性濃縮の強度と持続時間を定量化しました。10回の$M_{\oplus}$飲み込みイベントからの観測可能なシグネチャは、1つの$M_{\odot}$星で$\sim$90Myr持続することがわかりました。署名は1.1$-$1.2$M_{\odot}$星で最大かつ最長寿命ですが、巻き込み後は$\sim$2Gyr観測できなくなります。これは、飲み込みが数Gyr古いシステムではめったに検出されないことを示しています.
スターバーストのビッグバン中に加速する銀河風
恒星スペクトルモデリングを組み合わせてスターバーストの年齢を推定し、吸収線を組み合わせて速度を測定することにより、銀河流出の時間的、幾何学的、およびエネルギー的特性を推定する新しい方法を開発します。スターバーストイベント中に風が時間とともに加速される場合、これら2つの測定値により、ビッグバン宇宙論における長さスケールとハッブルパラメーターと同様に、風の半径を解くことができます。この風の半径は、風の物理学において重要ですが、制約するのが難しいパラメーターです。z=0.05-0.44で87のスターバースト銀河のスペクトルを使用してこの方法を実証し、風がスターバーストフェーズ全体で加速し、約10Myrで約1kpcの典型的な半径に成長することを発見しました。質量流量は時間とともに急速に増加し、質量負荷係数は約10Myrで1を超えます。まだ加速されている間に、ガスは局部的なポテンシャルから解き放たれ、銀河周辺媒体を濃縮する可能性があります。恒星風と超新星から得られる力学的エネルギーをモデル化し、初期の低温流出に占める量はごくわずかであると見積もっています。ただし、エネルギー蓄積は急速に増加し、最近の流体力学シミュレーションと同様に、10Myrの低温流で予算の約10%が占められています。特に高赤方偏移銀河に対して、このモデルをどのように開発できるかについて議論します。
NuSTAR時代のコンプトン厚AGN。 IX. 4 つのローカル AGN の NuSTAR と XMM-Newton の共同解析
| Title |
Compton-thick_AGN_in_the_NuSTAR_Era._IX._A_Joint_NuSTAR_and_XMM-Newton_Analysis_of_Four_Local_AGN |
| Authors |
Ross_Silver,_Nuria_Torres-Alba,_Xiurui_Zhao,_Stefano_Marchesi,_Andrealuna_Pizzetti,_Isaiah_Cox,_Marco_Ajello,_Giancarlo_Cusumano,_Valentina_La_Parola,_and_Alberto_Segreto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11506 |
スウィフトバーストアラート望遠鏡(BAT)の150か月カタログから選択された4つの近くのコンプトン厚の活動銀河核(AGN)候補のNuSTARとXMM-Newton同時観測の広帯域X線スペクトル解析の結果を提示します。この作業は、ローカルユニバース(z<0.05)のすべてのコンプトン層(NH>=10^24cm^-2)のAGNを特定して特徴付けるためのより大きな取り組みの一部です。MYTorus、borus02、およびUXClumpyの3つの物理的に動機付けられたモデルを使用して、これらのソースを適合させ、特徴付けました。分析された4つの候補のうち、2MASXJ02051994-0233055は明瞭な(NH<10^22cm^-2)AGN、2MASXJ04075215-6116126、およびIC2227はコンプトン薄(10^22cm^-2<NH<10^24cm^-2)AGNとその1つであるESO362-8は、コンプトン厚のAGNであることが確認されました。さらに、すべてのソースは、視線と平均トーラス水素柱密度の間に統計的に有意な差があることがわかり、AGNの覆い隠している物質が不均一であるという考えをさらに支持しています。さらに、サンプルのソースの半分(2MASXJ02051994-0233055および2MASXJ04075215-6116126)は、過去10年間に大きな光度の変化を示し、これがAGNの共通の特徴である可能性を示唆しています。
暗黒物質がぼやけている場合、最初の星は巨大なパンケーキで形成されます
| Title |
If_dark_matter_is_fuzzy,_the_first_stars_form_in_massive_pancakes |
| Authors |
Mihir_Kulkarni,_Eli_Visbal,_Greg_L._Bryan,_Xinyu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11515 |
ファジー暗黒物質(FDM)は、低質量銀河の小規模な不一致によって動機付けられた、標準的な低温暗黒物質(CDM)モデルの提案された修正です。kpcスケールのドブロイ波長を持つ超軽量(質量$\sim10^{-22}$eV)のアクシオンで構成され、これは、最初の崩壊した天体が比較的大規模な暗黒物質ハローで形成されることを予測する候補のクラスの1つです。.これは、最初の星と銀河の形成の歴史が非常に異なることを意味し、そのようなモデルに強い制約を課す可能性があります.ここでは、FDM宇宙論における最初の星の形成を数値的にシミュレートし、代表的なボリュームの崩壊に続いて、原始の非平衡化学ネットワークと冷却を含む原始原始星の形成までを初めて行います。我々は2つの新しい結果を見つけた:第一に、大規模な崩壊は非常に薄く平らなガス「パンケーキ」をもたらす;第二に、非常に異なる宇宙論にもかかわらず、このパンケーキは、CDMのものと見分けがつかない原始星の物体を形成するまで断片化する.これらの結果は、このモデルの星の第1世代も大質量である可能性が高く、シートの形態のために自己制御せず、大規模なPopIIIスターバーストをもたらすことを示しています。この拡張された構造は、星からの電離フィードバックを説明する単純なモデルを使用して20Myrを超える$10^4$であり、JWSTで観測できるはずです.これらの予測は、FDMおよび類似の暗黒物質候補の潜在的な発煙銃サインを提供します.
THOR 21 cm 吸収スペクトルによる銀河面の原子状水素ガスの特性: 高緯度ガスとの比較
| Title |
Properties_of_atomic_hydrogen_gas_in_the_Galactic_plane_from_THOR_21-cm_absorption_spectra:_a_comparison_with_the_high_latitude_gas |
| Authors |
Arghyadeep_Basu,_Nirupam_Roy,_Henrik_Beuther,_Jonas_Syed,_J\"urgen_Ott,_Juan_D._Soler,_Jeroen_Stil_and_Michael_R._Rugel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11551 |
中性水素の21cm線は、寒冷期と暖期の原子星間媒体の優れたトレーサーです。21cmの放射と吸収を組み合わせた観測は、密度と温度の広い範囲にわたるガスの特性を研究するのに非常に役立ちます。この作業では、最近の干渉調査からの21cm吸収スペクトルと、以前の単一皿調査からの対応する発光スペクトルを使用して、天の川の原子ガスの特性を調べました。特に、銀河面のガス円盤を通る視線と、より拡散したガスを通る高緯度銀河の視線との間の特性の比較に焦点を当てています。予想通り、分析は、高緯度の視線に沿ったものと比較して、銀河面のガスの平均温度が低いことを示しています。平面内のガスも分子分率が高く、ダストとガスの相関関係で急激な遷移と平坦化を示します。一方、21cmの輝度温度と光学的深さの間に観察された相関関係は、スピン温度分布の本質的な違いと、中間の光学的深さ(0.02<$\tau$<0.2)を持つ銀河平面内のガスの一部を示していますが、より高いです。同じ光学的深さの高緯度での拡散ガスのスピン温度と比較して。これは、銀河面に存在する、温度がわずかに高く、密度が低い冷たいガスのごく一部による可能性があります。
銀河の流出と電離光子の脱出との関係
| Title |
The_connection_between_galactic_outflows_and_the_escape_of_ionizing_photons |
| Authors |
Ramesh_Mainali,_Jane_R._Rigby,_John_Chisholm,_Matthew_Bayliss,_Rongmon_Bordoloi,_Michael_D._Gladders,_T._Emil_Rivera-Thorsen,_H\r{a}kon_Dahle,_Keren_Sharon,_Michael_Florian,_Danielle_A._Berg,_Soniya_Sharma,_M._Riley_Owens,_Karin_Kjellgren,_Keunho_J._Kim,_Julia_Wayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11575 |
ライマン連続体(LyC)としても知られる電離光子を漏出している、サンバーストアークとして知られる重力レンズ銀河のスペクトルを分析します。重力レンズ効果による拡大により、銀河は電離光子を漏出する1つの領域と漏出しないいくつかの領域に空間的に分解されます。マゼランからのレストフレーム紫外スペクトルと光学スペクトルは、LyC漏れ領域の6つの複数の画像と、LyC発光を示さない4つの領域を含む、レンズ付きアークに沿った10の異なる領域をターゲットにしています。電離光子放出領域の静止フレーム光学スペクトルは、青方偏移($\DeltaV$=27kms$^{-1}$)の広い放出成分(FWHM=327kms$^{-1})を明らかにします。$)は[OIII]ラインフラックス全体の55%を占めており、狭い成分(FWHM=112kms$^{-1}$)に加えて、高度にイオン化された強力なガス流出の存在を示唆しています。これは、静止フレームUVスペクトルから推測される高速イオン化流出と一致しています。対照的に、幅広い放射成分は非漏れ領域ではあまり目立たず、[OIII]ラインフラックス全体の$\sim$26%を占めます。高電離吸収線は漏洩者と非漏洩者の両方で顕著ですが、低電離吸収線は漏洩者では非常に弱く、見通しガスが漏洩者で高度に電離されていることを示唆しています。恒星風の特徴の分析により、LyCが漏れている領域の恒星集団は、漏れていない領域($\sim$12Myr)よりもかなり若い($\sim$3Myr)ことが明らかになり、若い星からの恒星のフィードバックが重要な役割を果たしている可能性があることが強調されています。光子の逃避をイオン化する役割。
行為に巻き込まれた: 内部銀河の金属が豊富な高速雲
| Title |
Caught_in_the_Act:_A_Metal-Rich_High-Velocity_Cloud_in_the_Inner_Galaxy |
| Authors |
Frances_H._Cashman,_Andrew_J._Fox,_Bart_P._Wakker,_Trisha_Ashley,_Derck_Massa,_Edward_B._Jenkins,_Dhanesh_Krishnarao,_Felix_J._Lockman,_Robert_A._Benjamin,_Rongmon_Bordoloi,_and_Tae-Sun_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11583 |
銀河系内部の高速で流出する雲の化学的および物理的条件を特徴付けます。$v_\mathrm{LSR}$=125.6kms$^{-1}$に向かう高速雲の[O/H]=$+0.36\pm0.12$の超太陽金属量を報告します。starHD156359($l$=328.$^{\circ}$7,$b$=$-$14.$^{\circ}$5,$d$=9kpc,$z$=$-$2.3kpc).FUSE、HSTSTIS、およびESOFEROSからのアーカイブ観測を使用して、HI、OI、CII、NII、SiII、CaII、SiIII、FeIII、CIV、SiIV、NV、およびOVI.FUSEデータの複数の不飽和HIライマンシリーズラインから、HVCでlog$N$(HI)=$15.54\pm0.05$の低いHIカラム密度を測定します。[Si/O]=$-0.33\pm0.14$,[Fe/O]=$-で、酸素に対するシリコン、鉄、およびカルシウム吸収の相対強度から、HVCの低ダスト枯渇レベルを決定します。0.30\pm0.20$、[Ca/O]=$-0.56\pm0.16$。衝突イオン化モデルを使用した高イオン吸収の分析は、高温プラズマが多相であることを示しており、CIVとSiIVは10$^{4.9}$Kガスを追跡し、NVとOVIは10$^{5.4}を追跡します。$Kガス。雲の金属性、塵の含有量、運動学、および円盤への近接性はすべて、銀河風の起源と一致しています。HD156359の視線が銀河の内部を探っているように、HVCは、多段階の銀河の流出に巻き込まれ、ハローに追い出されるという行為に巻き込まれた若い雲のように見えます。
分子雲の放射磁気乱流シミュレーションにおける巨大なプレステラーコア
| Title |
Massive_Prestellar_Cores_in_Radiation-magneto-turbulent_Simulations_of_Molecular_Clouds |
| Authors |
Chong-Chong_He,_Massimo_Ricotti_(University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11629 |
グリッドベースのコードRAMSES-RTを使用して、一連の巨大分子雲(GMC)の放射線磁気流体力学シミュレーションで、数AUの解像度で前星核の形成と崩壊をシミュレートします。GMC内の個々の大規模な前星コアにズームインすることにより、私たちの知る限り、初めて現実的な初期/境界条件を採用しました。「準球状」と「フィラメント状」の2つの異なる断片化モードを識別します。両方のモードで、破片は最終的に準定常降着円盤またはトロイドに埋め込まれ、半径は~500-5000AU、開口角$H/R\sim0.5-1$になります。ディスク/トロイドはトゥームレ安定ですが、付着した既存のフラグメントが外側のディスクを周回していることがわかり、ディスクの断片化として現れます。各コアは、ガス質量のほぼ100%を、円盤の中心近くで形成されるいくつかの大質量星に変換します。大質量星の周りの大きく重い円盤は、半径が200～1000AUを超える外側の円盤の磁気圧力と、内側の円盤の乱流圧力によって支えられています。最も大質量のコアは、その初期質量の数倍の質量を降着し、トロイドに囲まれた8つの大質量星の(原始)星団を形成します。これは、超大質量星形成の競争的な降着シナリオを示唆しています。また、単一の大質量星によって生成されたHII領域は、数百キロ年にわたって高密度の星周円盤に閉じ込められたままですが、広い連星または複数のシステム内の大質量星の動的な動きが、円盤の最も密な部分から星を移動させます。UV放射を逃がして、安定したまたは脈動するバイポーラHII領域を生成します。
最近の研究では、質量$m\sim10^3-10^4M_{\odot}$の巨大な物体の形をした暗黒物質の重力散乱が、冷たい暗黒物質。散乱断面積は速度に依存するため、暗黒物質の自己相互作用が矮小銀河では重要であるが、大質量銀河や銀河団では重要ではない理由をこのシナリオで説明できます。このレターでは、この種の暗黒質量天体が、可能な静止質量範囲$m_{\nu}\sim7.6$keV$-$71MeVの無菌ニュートリノでできていることを示します。この質量範囲は一般に、現在の観測上の制約のほとんどを満たしています。無菌ニュートリノハローの全体構造は、標準的な物理学から簡単に予測できます。
SPT-SZサーベイからの高赤方偏移、ダスト、星形成銀河の静止フレームサブミリ波スペクトル
| Title |
The_Rest-Frame_Submillimeter_Spectrum_of_High_Redshift,_Dusty,_Star-Forming_Galaxies_from_the_SPT-SZ_Survey |
| Authors |
C._Reuter,_J._S._Spilker,_J._D._Vieira,_D._P._Marrone,_A._Weiss,_M._Aravena,_M._A._Archipley,_S._C._Chapman,_A._Gonzalez,_T._R._Greve,_C._C._Hayward,_R._Hill,_S._Jarugula,_S._Kim,_M._Malkan,_K._A._Phadke,_A._A._Stark,_N._Sulzenauer,_and_D._Vizgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11671 |
南極望遠鏡SZサーベイ(SPT-SZ)から選択され、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)のBand3で測定された、塵の多い星形成銀河(DSFG)の最終カタログの平均静止フレームスペクトルを提示します。.この作業は、Spilkeretal.で与えられた以前の平均静止フレームスペクトルに基づいています。最初の22のソースについては2014年であり、合計78のソースで構成され、それぞれのダスト質量によって正規化されています。スペクトルは$1.9$$<$z$<$$6.9$にまたがり、240$-$800GHzのレストフレーム周波数をカバーします。$^{12}$CO、$[$CI$]$、およびH$_2$Oから複数の明るい線の特徴を検出し、$^{13}$CO、HCN、HCO$^からより暗い分子遷移を検出します。+$、HNC、CN、およびCH。これらの高赤方偏移DSFGの星間媒質(ISM)の典型的な特性を特徴付けるために、これらの検出を他の分子からの制限と共に使用します。有効ダスト温度などのさまざまな銀河の特性によって平均スペクトルがどのように変化するかを調べるために、大きなサンプルをサブセットに分割することができます。ダストの温度が高い星系では、明るい$^{12}$CO輝線に違いが見られ、より暖かく励起された高密度のガストレーサー、またはより大きな高密度のガス貯留層のいずれかが含まれていることがわかります。これらの観測結果は、遠くの明るいDSFG(L$_{\mathrm{IR}}$$>$$10^{12}$L$_\odot$)におけるISMの研究への参照点として役立ち、研究に情報を提供します。$z=2-3$での星形成のピーク時代の前の化学進化。
前駆体質量を使用したサブハロー存在量マッチング
各（サブ）ハロー$M_{\rmprog}$の主な前駆体のビリアル質量を、その時点での銀河恒星質量$M_*$のプロキシとして使用する、新しいサブハロー存在量マッチング（SHAM）モデルを提案します。観察。この$M_{\rmprog}$モデルは、$M_\mathrm{prog}$が測定されるエポック$z_{\rmprog}$の選択に応じて、2点相関関数を予測します。$z_{\rmprog}$をフィッティングパラメーターとして使用して、$M_{\rmprog}$モデルを、$z\simeq0.4$で観測された銀河サンプルの最新の角度相関関数に適用します。$M_{*,~{\rmlim}}/(h^{-2}M_\odot)=10^{11}$から$10^{8.6}$.$M_{\rmprog}$モデルは、$0.1\textrm{--}10~h^{-1}{\rmMpc}$のスケール範囲全体にわたって観測を非常によく再現できます。$10^9\leqM_{*,~{\rmlim}}/(h^{-2}M_\odot)\leq10^{10.2}$のサンプルに対して、広く使用されている$V_{\rmpeak}$モデルは、$\lesssim1~h^{-1}{\rmMpc}$のスケールで振幅を欠いており、$M_\mathrm{prog}$モデルの高い能力を示しています観測されたクラスタリング測定値を説明します。$M_*\simeq10^{9.7}~h^{-2}M_\の中間質量銀河の場合、最適な$z_{\rmprog}$パラメータは最高($z_{\rmprog}\simeq5$)です。odot$であり、低質量銀河と高質量銀河の両方で$z_\mathrm{prog}\simeq1$に向かって小さくなります。これらの傾向は、質量の小さい銀河でのその場での星形成の小型化と、質量の大きい銀河でのその場外での星の質量成長の大きな寄与を反映していると解釈します。
ダブルローブのラジオノイズAGNをホストする大質量円盤銀河のとらえどころのない集団
| Title |
An_Elusive_Population_of_Massive_Disk_Galaxies_Hosting_Double-lobed_Radio-loud_AGNs |
| Authors |
Zihao_Wu,_Luis_C._Ho,_Ming-Yang_Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11724 |
電波の大きな活動銀河核は巨大な楕円銀河のみに存在することが一般に認められています。円盤状の光学的対応物に関連する拡張二重ローブ構造を持つ電波銀河のサンプルの高解像度光学ハッブル宇宙望遠鏡画像を分析します。電波ローブと光学的対応物との間の偶然の整列の確率を体系的に評価した後、本物の関連性を持つ可能性が高い18個のオブジェクトのサンプルを取得します。ホスト銀河は明確な後期型の形態を持っており、これには渦巻腕、エッジオンシステム間の大規模なダストレーン、例外的に弱いバルジが含まれます。バルジと総光の比率が低い(中央値$B/T=0.13$)。S\'{e}rsic指数の中央値が1.4で、表面の有効輝度が低いため、バルジは疑似バルジと一致します。ほとんどのホストは異常に大きな恒星質量(中央値$M_*=1.3\times10^{11}\,M_\odot$)と赤色の光学色(中央値$g-r=0.69\,$mag)を持ち、大質量星と一致しています。、赤いシーケンス上の静止銀河。ブラックホールの質量(星の質量)は、大規模な電波ジェットの発射に基本的な役割を果たしており、後期型銀河における拡張された電波ローブの希少性は、高質量端での急峻な星の質量関数の結果であることを示唆しています。.円盤状電波銀河は、主にファナロフ-ライリータイプIIの形態を持っていますが、従来楕円銀河によってホストされていた同様のタイプのソースよりも低い電波出力を持っています。ラジオジェットは、銀河のバルジまたはディスクの短軸と優先的に整列することはありません。
ディスク寿命の分布からディスク寿命の中央値を導き出す
観測によると、個々の原始惑星系円盤の寿命は\mbox{$<$1Myr}から$\gg$20Myrまでさまざまです。ディスクの寿命分布は現在不明です。ディスク寿命のガウス分布の例として、そのようなディスク寿命分布を推定する簡単な方法を提案します。この方法で推定されたディスクの寿命の中央値も示されています。
古典セファイドの三次元運動学
線形Ogorodnikov-Milneモデルを適用して、天の川の古典的なセファイドの3次元運動学を研究します。Mr'ozらからの832の古典的なCepheidsのサンプル。(2019)GaiaDR2カタログからの距離、視線速度、固有運動が使用されます。セファイドの空間速度は、以前に非線形回転モデルに基づいて発見された微分銀河回転から解放されました。星の視線速度と固有運動を含む完全なオゴロドニコフ-ミルネモデルに基づいて、銀河の$y$軸の周りの回転の角速度$\Omega_y=0.64\pm0.17$~を推定しました。kms$^{-1}$kpc$^{-1}$.この回転は、銀河系の薄い円盤の歪みに関係していると考えられています。ディスクワープによる変形がないと仮定して、セファイドの固有運動のみを使用した計算では、角速度$\Omega_y=0.54\pm0.15$~kmの$y$軸の周りの残留回転の存在が示されました。s$^{-1}$kpc$^{-1}$と角速度$\Omega_x=0.33\pm0.10$~kms$^{-1}$kpc$^{-1}$.
楕円銀河の化学進化Ⅰ：超新星とAGNフィードバック
| Title |
Chemical_evolution_of_elliptical_galaxies_I:_supernovae_and_AGN_feedback |
| Authors |
Marta_Molero,_Francesca_Matteucci,_Luca_Ciotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11851 |
楕円銀河の形成と進化、およびそれらが星の形成をどのように抑制し、消滅を維持するかを研究しています。能動的および受動的進化中のガス質量とその化学的存在量の時間発展を詳細に追跡するワンゾーン化学モデルが採用されています。このモデルには、ガスの流入と流出の両方と、詳細な星の元素合成が含まれています。星形成シナリオのダウンサイジングに続いて、異なる落下質量を持つ楕円銀河が考慮されます。化学進化シミュレーションには、フィードバックプロセスの新しい計算が含まれています。恒星風による加熱、コア崩壊SNe、タイプIaSNe(通常、銀河形成シミュレーションでは強調されない)、およびAGNフィードバックが含まれます。AGNフィードバックは、この種のモデルでは斬新であり、中央の超大質量ブラックホールへのボンダイエディントン限定降着を考慮して計算されます。[$\alpha$/Fe]比が銀河の質量、質量金属性、$\rmM_{BH}-\sigma$および$\rmM_{BH}-M_{*}$関係。さらに、星のフィードバック、特にIa型SNeは、主な銀河風の発生後、特に低質量の楕円銀河で、星の形成を抑制した状態を維持する上で主要な役割を果たしていることを示しています。より大きなシステムでは、AGNからガスの熱エネルギーへの寄与が必要になるようです。しかし、主な銀河風の発達に対するAGNの影響は、不当に高いAGN効率または非常に低い恒星フィードバックが想定されない限り、無視できます。初期型銀河のエネルギー収支においてタイプIaSNeが果たす重要な役割を強調します。
| Title |
Metal-THINGS:_The_association_and_optical_characterization_of_SNRs_with_HI_holes_in_NGC_6946 |
| Authors |
M._A._Lara-Lopez,_L._S._Pilyugin,_J._Zaragoza-Cardiel,_I._A._Zinchenko,_O._Lopez-Cruz,_S._P._O'Sullivan,_M._E._De_Rossi,_S._Dib,_L._E._Garduno,_M._Rosado,_M._Sanchez-Cruces,_M._Valerdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11878 |
「花火」銀河としても知られるNGC~6946は、高い[SII]/Haライン比で光学的に識別された147を含む、合計225の超新星残骸(SNR)候補をホストする異常な銀河です。さらに、この銀河は、以前の研究で分析された顕著なHIホールを示しています。実際、SNRとHIホールの間の関係と、周囲のガスにおける物理的な意味は注目に値します。この論文では、Metal-THINGSサーベイからの新しい積分フィールドユニット(IFU)データを使用して、SNRとHIホールの関係を調査します。以前に同定されたHIホール、SNR候補、および渦巻銀河NGC6946のMetal-THINGSからの新しい積分フィールドユニット(IFU)データを組み合わせた分析を提示します。イオン化、拡散電離ガス、および銀河全体のボールドウィン-フィリップス-テルレヴィッチ分類。NGC6946で以前に識別された121のHIホールの光学特性を詳細に分析することにより、SNRがHIホールの縁に集中していることがわかります。さらに、私たちのIFUデータは、星の形成率と消滅が穴の縁で強化されていることを示しています。程度は低いですが、酸素の存在量とイオン化パラメーターは、穴の縁が強化されていることを示しています。全体として、これは穴の縁で誘導された星形成の証拠を提供します。その起源は、数十マイル前の大きな星団での複数の超新星爆発によって作成されたスーパーバブルの膨張によって説明できます。
$z=6.0$ での遠赤外線発光クエーサー SDSS J2310+1855 の星間媒体分布、ガス運動学、およびシステム ダイナミクス
| Title |
The_interstellar_medium_distribution,_gas_kinematics,_and_system_dynamics_of_the_far-infrared_luminous_quasar_SDSS_J2310+1855_at_$z=6.0$ |
| Authors |
Yali_Shao,_Ran_Wang,_Axel_Weiss,_Jeff_Wagg,_Chris_L._Carilli,_Michael_A._Strauss,_Fabian_Walter,_Pierre_Cox,_Xiaohui_Fan,_Karl_M._Menten,_Desika_Narayanan,_Dominik_Riechers,_Frank_Bertoldi,_Alain_Omont,_and_Linhua_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11926 |
[CII]、CO(9-8)、OH$^{+}$\,($1_{1}$--$0_{1}$)は、$z=6.0031$でFIR発光クエーサーSDSSJ231038.88+185519.7に向かうダスト連続体放射に沿った線です。[CII]輝度は、Sersicインデックス0.59のフラットな分布に従います。CO(9-8)線とダストの連続体は、未解決の核成分とセルシック指数が~1の拡張セルシック成分に適合します。ダストの温度は、中心から離れるにつれて低下します。ダスト連続体の有効半径は、ライン放出やダスト質量の表面密度の有効半径よりも小さいが、星形成率の表面密度の有効半径と一致している。$(6.2\pm1.2)\times10^{8}M_{\odot}$視線に沿って。[CII]およびCO(9-8)データキューブに適合する3D傾斜リングモデルを採用しました。2つの線はどちらも回転が支配的であり、同一のディスク形状とガス運動をトレースします。[CII]線に適合する運動学的モデルから測定された円形回転曲線を4つの物質成分(ブラックホール、星、ガス、暗黒物質)に分解します。クエーサー-スターバースト系は、中心部の数キロパーセク内のバリオン物質によって支配されています。ブラックホールの質量を$2.97^{+0.51}_{-0.77}\times10^{9}\,M_{\odot}$に制限します。ブラックホールの動的質量が$z\sim6$で測定されたのはこれが初めてです。大質量の恒星成分($10^{9}\,M_{\odot}$のオーダー)は、宇宙がわずか0.93Gyrの年齢だったときにすでに存在していた可能性があります。このクエーサーのブラックホールの質量とバリオンの質量との関係は、中心の超大質量ブラックホールがホスト銀河の前に形成された可能性があることを示しています。【要約版。原稿の完全な要約を参照してください。]
IC1396における星形成：ガイアが明らかにした運動学とサブクラスター構造
| Title |
Star_formation_in_IC1396:_Kinematics_and_subcluster_structure_revealed_by_Gaia |
| Authors |
Mara_E._Pelayo-Bald\'arrago_(1_and_2),_Aurora_Sicilia-Aguilar_(2),_Min_Fang_(3),_Veronica_Roccatagliata_(4),_Jinyoung_Serena_Kim_(5),_David_Garc\'ia-\'Alvarez_(6_and_7)_((1)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica,_Facutad_de_Ciencias,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(2)_SUPA,_School_of_Science_and_Engineering,_University_of_Dundee,_UK,_(3)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_PR_China,_(4)_University_of_Pisa,_Italy,_(5)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_USA,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Spain,_(7)_Grantecan_S.A.,_Centro_de_Astrof\'isica_de_La_Palma,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11930 |
IC1396領域の運動学を研究し、人口センサスを完成させることにより、IC1396領域の星形成の歴史を調査します。多波長データを使用し、光学分光法(新しいメンバーを識別して分類するため)、近赤外線測光法(衝撃、ジェット、流出、およびクラスターメンバーと雲の間の相互作用を追跡するため)を組み合わせて、GaiaEDR3とともに新しい可能性を識別します。多次元固有運動/視差空間のメンバー。修正されたGaiaEDR3の距離は925$\pm$73pcで、以前にDR2で得られた距離よりわずかに近くなっています。ガイアのデータは、この地域に4つの異なるサブクラスターがあることを示しています。これらのサブクラスターの距離は一貫していますが、適切な動きには違いがあります。これは、年齢差とともに、複雑で多様な星形成の歴史を示唆しています。ガイアのデータは、分光測量や円盤探査を回避する傾向がある中間質量天体も明らかにします。私たちの分析により、334人の新しいメンバーを特定することができます。以前の推定年齢を確認して、平均年齢を$\sim$4Myrと推定しています。新しいメンバーが私たちの研究に追加されたので、私たちの方法が主に新しい円盤のない中間質量星を検出したため、以前の値よりも低い円盤の割合を28\%と見積もっています。星形成のさまざまなエピソードを持つ複雑な星形成の歴史を証明する、サブクラスター間の年齢差を見つけます。
天の川セファイドの螺旋腕と角運動量ギャップ
| Title |
Spiral_arms_and_the_angular_momentum_gap_in_Milky_Way_Cepheids |
| Authors |
Marcin_Semczuk,_Walter_Dehnen,_Ralph_Schoenrich,_E._Athanassoula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11964 |
天の川銀河円盤の外側にある古典的なセファイドの角運動量分布は、$L_\mathrm{gap}=2950\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}のギャップを持つバイモーダルです。\,\mathrm{kpc}$,$R=13\,\mathrm{kpc}$に対応するが、円盤星の一般集団には同様の特徴は見られない。同じ方位角にある複数の渦巻きアームセグメントでの星形成が、このようなマルチモダリティをもたらし、それが急速に解消され、若い星にのみ現れることを示します。銀河バーとの1:1の軌道共鳴などの他の説明とは異なり、これは$L_\mathrm{gap}$で観測された恒星のワープの急峻化の説明にもなります。これは、隣接するスパイラルアームがワープされたガスの異なる部分を表しているためです。ディスク。このシナリオでは、観察されたように、ギャップは明らかに若い星にのみ存在しますが、ほとんどの純粋な星の動力学的起源は、古い円盤星を含むすべての円盤集団に影響を与えます。
SOUX AGN サンプル: 光/UV/X 線 SED とディスクの性質
| Title |
The_SOUX_AGN_sample:_Optical/UV/X-ray_SEDs_and_the_nature_of_the_disc |
| Authors |
Jake_A._J._Mitchell,_Chris_Done,_Martin_J._Ward,_Daniel_Kynoch,_Scott_Hagen,_Elisabeta_Lusso_and_Hermine_Landt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11977 |
$\sim$700AGNのSOUXサンプルを使用して、$M_{\mathrm{BH}}$および$L_{2500}$の2Dグリッド上に平均的な光UV-X線SEDを形成します。これらを、新しいAGNSEDモデルQSOSEDの予測と比較します。QSOSEDには、ホットおよびウォームコンプトン化領域の両方と外側の標準ディスクの処方箋が含まれています。これにより、$L/L_{\mathrm{Edd}の広い範囲で7.5<log($M_{\mathrm{BH}}/M_{\mathrm{\odot}}$)<9.0の全体的なSEDがかなりよく予測されます。}$ですが、より高い質量では、モデルの外側のディスクスペクトルはデータと一致するには温度が低すぎます。SDSSサンプル全体から光学UV複合材料を作成し、これらを使用して、$M_{\mathrm{BH}}$の数十年にわたって光学UV連続体のスペクトル形状に大きな変化がないことが原因であることを示します。一定の明るさで。これは、ブラックホールのスピンが高い標準的な円盤モデルでは対応できないことを初めて示しています。これらは明らかに適合しますが、放出が観測者に到達するための一般相対論的効果が含まれていないため、自己矛盾がありません。高スピンでは、重力赤方偏移の増加が、小さな内側ディスク半径からの高温放射のほぼすべてを補償します。データは、現在の降着流モデルによる予測と一致しません。ディスクが$L/L_{\mathrm{Edd}}$で体系的に変化する暖かいコンプトン化層で完全に覆われているか、または降着流の構造が標準的なディスクモデルの構造とは根本的に異なっています。
ニュートリノ輸送と乱流粘性による連星中性子星合体シミュレーション: 異なるスキームとグリッド解像度の影響
| Title |
Binary_neutron_star_merger_simulations_with_neutrino_transport_and_turbulent_viscosity:_impact_of_different_schemes_and_grid_resolution |
| Authors |
Francesco_Zappa,_Sebastiano_Bernuzzi,_David_Radice,_Albino_Perego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11491 |
中性子星連星合体における微視物理学とグリッド解像度の異なる処理の影響に関する体系的な数値相対性理論の研究を提示します。流体力学、ニュートリノ漏れスキーム、M0スキームで増強された漏れ、およびより一貫したM1輸送スキームを比較する複数の解像度での一連のシミュレーションを検討します。さらに、乱流粘性に対するサブグリッドスキームの影響を検討します。粘性は重力崩壊に対してレムナントを安定させるのに役立ちますが、グリッド解像度はレムナントの安定性に対して微物理学よりも大きな影響を与えることがわかりました。重力波(GW)エネルギーは最大残骸密度と相関しており、GW観測から推測することができます。M1シミュレーションは、他のシミュレーションシリーズと比較して、局所的に温度を数パーセント低下させるニュートリノトラップガスの出現を示しています。この熱力学から外れた平衡効果は、合併で考慮される典型的な解像度でのGW放出を変化させません。さまざまな微物理学処理が、レムナントの円盤と噴出物の質量、形状、および組成に大きな影響を与えます。M1シミュレーションでは、系統的に大きなプロトン分率が示されています。異なる噴出物の組成は、ニュートリノの放出と吸収の両方がシミュレートされた場合にのみロバストな元素合成収率に反映されます。合体後15日までの球対称放射流体力学進化によって計算された合成キロノバ光度曲線は、主に噴出物の質量と組成に敏感です。それらは、さまざまな噴出物のコンポーネントのみを含めて確実に予測できます。現在の標準よりも高い解像度と組み合わせた高度な微物理学は、堅牢な長期進化と天体物理学的予測に不可欠であると思われると結論付けています。
FRBのようなバーストとパルスラジオエピソードへの道を切り開くマグネターのスピンダウングリッチ
| Title |
Magnetar_spin-down_glitch_clearing_the_way_for_FRB-like_bursts_and_a_pulsed_radio_episode |
| Authors |
G._Younes_(1,2),_M._G._Baring_(3),_A._K._Harding_(4),_T._Enoto_(5),_Z._Wadiasingh_(1,6),_A._B._Pearlman_(7,8),_W._C._G._Ho_(9),_S._Guillot_(10,_11),_Z._Arzoumanian_(1),_A._Borghese_(12,_13),_K._Gendreau_(1),_E._Gogus_(14),_T._Guver_(15),_A._J._van_der_Horst_(2),_C.-P._Hu_(16),_G._K._Jaisawal_(17),_C._Kouveliotou_(2),_L._Lin_(18),_W._A._Majid_(19,8)_((1)_NASA/GSFC,_(2)_GWU,_(3)_Rice_University,_(4)_LANL,_(5)_RIKEN,_(6)_UMD_College_Park,_(7)_McGill_University,_(8)_Caltech,_(9)_Haverford_College,_(10)_IRAP,_(11)_Universite_de_Toulouse,_(12)_ICE,_CSIC,_(13)_IEEC,_(14)_Sabanci_University,_(15)_Istanbul_University,_(16)_National_Changhua_University_of_Education,_(17)_Technical_University_of_Denmark,_(18)_Beijing_Normal_University,_(19)_JPL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11518 |
マグネターは、孤立した中性子星ファミリーの特別なサブセットであり、X線と電波の放出は主にその巨大な磁場の崩壊によって行われます。マグネターの多くの属性は、よくわかっていないままです:スピンダウングリッチまたは星の角運動量の突然の減少、銀河外の高速電波バースト(FRB)を連想させる電波バースト、数か月から数年続く一時的なパルス電波放射。ここで、マグネターSGRからの大きなスピンダウングリッチイベント($|\Delta\nu/\nu|=5.8_{-1.6}^{+2.6}\times10^{-6}$)の検出を明らかにします~2020年10月5日の1935+2154(+/-1日)。ソースの永続的な表面熱または磁気圏X線の挙動に変化は見られず、強力なX線バースト活動の証拠もありません。しかし、その後数日間、マグネターは3つのFRBに似た電波バーストを放出し、続いて1か月にわたるパルス電波放射が発生しました。マグネターからのスピンダウングリッチと無線信号の希少性を考えると、それらのおおよその同期性は関連性を示唆しており、それらの起源とトリガーメカニズムへの重要な手がかりを提供し、より広範なマグネターとFRB集団への影響をもたらします.磁極近くの衝撃的な地殻プラズマ脱落は、磁力線を梳かす風を発生させ、星の角運動量を急速に減少させる一方で、磁気圏の場の幾何学を一時的に変更して、電波放射を促進するために必要なペアの作成を可能にすると仮定しています。
X 線発光超新星: 地球生物圏への脅威
| Title |
X-Ray_Luminous_Supernovae:_Threats_to_Terrestrial_Biospheres |
| Authors |
Ian_R._Brunton,_Connor_O'Mahoney,_Brian_D._Fields,_Adrian_L._Melott,_Brian_C._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11622 |
超新星(SNe)に関連する壮大なエネルギーの爆発は、地球や類似の環境に対する潜在的に危険な影響に関する研究を長い間動機づけてきました。この研究の多くは、主に、最初の爆発から数日または数か月以内に電離光子が即座に到達することに関連する大気の損傷と、爆発から数千年後に到達する高エネルギー宇宙線に焦点を当てています。この研究では、高密度の星周媒体と相互作用する特定のSNeで発生し、最初の爆発から数か月および/または数年後に観測された持続的なX線放出に焦点を当てます。持続的な高いX線光度は、手ごわい距離に大量の電離放射線をもたらします。Chandra、Swift-XRT、XMM-Newton、NuSTARなどからの集合的なX線観測を分析することにより、これらのX線発光SNeによってもたらされる脅威の評価を提供します。この脅威は、以前に予想されていたよりもはるかに広い範囲の影響を持ち、最大$\sim$50pc離れた致命的な結果をもたらすタイプIIn爆発などの強力な星周相互作用の証拠を示すSNeにとって特に深刻であることがわかります。さらに、X線で明るいSNeは、地球の生物圏に実質的かつ明確な脅威をもたらし、銀河のハビタブルゾーンを引き締める可能性があります。放出の物理的性質とその完全な時間の進化に光を当て、これらのイベントが私たちの銀河の生命にもたらす危険性を明らかにするために、爆発後の数か月から数年間の相互作用するSNeのX線観測を追跡することをお勧めします。他の星形成領域。
複雑なAGN X線スペクトル変動を解決する新しい「スペクトル比モデルフィッティング」
| Title |
A_novel_"spectral-ratio_model_fitting"_to_resolve_complicated_AGN_X-ray_spectral_variations |
| Authors |
Takuya_Midooka,_Misaki_Mizumoto,_Ken_Ebisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11746 |
AGNの現在の放射磁気流体力学シミュレーションは、中心領域から遠く離れて不安定になり、ガスの塊に変わる、高温で強い降着円盤風の存在を予測しています。これらの内側の風と外側の塊は、それぞれ超高速アウトフロー(UFO)と塊状の吸収体として実際に観察される可能性があります。この図は、「内側が熱く、外側が塊状の風モデル」と呼ぶことができます。観測的には、複雑なスペクトル変動のために、UFOと塊状の吸収体の起源に制約を課すことは困難です。塊状の吸収体やその他のスペクトル成分のパラメータの縮退を解決するために、「スペクトル比モデルフィッティング」という新しい方法を開発しました。この方法では、視線内の吸収体のパラメータは、部分的に吸収されたスペクトルと吸収されていないスペクトルの比から推定されます。この方法を、2016年にXMM-Newtonによって1.5Msで観測された狭線セイファート1銀河IRAS13224-3809に適用しました。この銀河では、光源が極端なスペクトル変動と複雑な吸収特性を示しました。その結果、ソフトなスペクトル変動は、主に弱電離した塊状吸収体の被覆率の変化によって説明され、これらの吸収体はUFOの速度に匹敵するほどの高速で流出していることがわかった(~0.2-0.3c)。この結果は、塊状の吸収体とUFOの形成が同じ起源を共有していることを意味し、「高温の内側と塊状の外側の風モデル」を支持しています。
明るい Iax 型超新星 SN 2020rea の光学的研究
| Title |
Optical_studies_of_a_bright_Type_Iax_supernova_SN_2020rea |
| Authors |
Mridweeka_Singh,_Kuntal_Misra,_Devendra_K._Sahu,_Bhavya_Ailawadhi,_Anirban_Dutta,_D._Andrew_Howell,_G._C._Anupama,_K._Azalee_Bostroem,_Jamison_Burke,_Raya_Dastidar,_Anjasha_Gangopadhyay,_Daichi_Hiramatsu,_Hyobin_Im,_Curtis_McCully,_Craig_Pellegrino,_Shubham_Srivastav,_Rishabh_Singh_Teja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11752 |
Iax型超新星(SNe)の明るい光度端に位置するIax型超新星(SN)2020reaの光学測光および分光分析を提示します。SN~2020reaの光度曲線の減衰率は$\Delta$m$_{15}$(g)=1.31$\pm$0.08magで、SNe2012Zや2005hkと同様です。放射拡散モデルを使用して疑似ボロメータ光度曲線をモデル化すると、0.13$\pm$0.01M$_{\odot}$の$^{56}$Niの質量と0.77$^{+0.11}_{のイジェクタ質量が得られます。-0.21}$M$_{\odot}$.光球期のSN~2020reaのスペクトルの特徴は、SN2012Zとよく似ています。SN~2020reaの初期スペクトルのTARDISモデリングは、鉄族元素(IGE)の優勢を明らかにします。SN~2020reaのSi{\scII}線の最大光球速度は$\sim$6500kms$^{-1}$であり、Fe{\scII}線の測定速度よりも小さく、重大な混合を示します。観測されたSN~2020reaの物理的性質は、チャンドラセカール質量C-O白色矮星の純粋な爆燃モデルの予測と一致します。SN領域周辺のホスト銀河の金属量は12+log(O/H)=8.56$\pm$0.18dexであり、SN2012Zと同様です。
元素合成ネットワークを減らしたコア崩壊型超新星シミュレーション
| Title |
Core-collapse_supernovae_simulations_with_reduced_nucleosynthesis_networks |
| Authors |
Gerard_Nav\'o,_Moritz_Reichert,_Martin_Obergaulinger,_and_Almudena_Arcones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11848 |
爆発ダイナミクスと元素合成に影響を与える核反応ネットワークを含むコア崩壊超新星シミュレーションを提示します。異なる組成処理は、核子の量を変更し、領域の$\mathrm{\nu}$-不透明度を変更することにより、衝撃付近のニュートリノ加熱に変化をもたらす可能性があります。これにより、ショックの外側のラム圧力が低下し、拡張が容易になります。崩壊中に核反応によって放出されたエネルギーは、降着を遅らせ、衝撃の拡大を助けます。さらに、ショック後の物質で核エネルギーを生成すると、最大$20\,\%$のよりエネルギーの高い爆発が発生します。元素合成は、爆発の異なる動的進化により影響を受けます。私たちの結果は、核反応からのエネルギー生成が原始中性子星(PNS)の近くからの後期流出を維持するのに役立ち、より多くの中性子が豊富な種を合成することを示しています。さらに、in-situとex-situ反応ネットワークで計算された噴出物の間に体系的な不一致があることを示します。一部のCa、Ti、Cr、およびFe同位体の質量分率は、後処理の計算で一貫して過少生成され、異なる元素合成経路につながります。したがって、より正確な元素合成には、その場での大規模な核反応ネットワークが必要です。
人口確率が最大の重力波天文学におけるモデル探査
| Title |
Model_exploration_in_gravitational-wave_astronomy_with_the_maximum_population_likelihood |
| Authors |
Ethan_Payne,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11641 |
階層ベイジアン推論は、重力波を伴うコンパクト連星の個体群特性を研究するための不可欠なツールです。基本的な前提は、成分の質量、スピンベクトル、赤方偏移などの連星ブラックホールおよび/または中性子星パラメーターの未知の事前分布を推測することです。これらの分布は、大質量星の運命、連星がどのようにどこで組み立てられるか、そして宇宙時間にわたる宇宙の進化に光を当てます。階層分析は、データから推測されるハイパーパラメーターで条件付けされた事前分布を使用して、バイナリブラックホールの人口をモデル化します。ただし、モデルの指定を誤ると、誤った天体物理学的推論につながる可能性があります。このホワイトペーパーでは、次の質問に答えます。あるデータが与えられた場合、考えられるすべての事前分布のセットから、どの事前分布が最大の母集団尤度を生成しますか?この分布(これは真の事前確率ではありません)は$\pistroke$(「パイストローク」と発音します)であり、関連する\textit{最大母集団尤度}は$\Lstroke$(「Lストローク」と発音します)です。$\pistroke$の構造は、デルタ関数の線形重ね合わせであると仮定します。$\pistroke$と$\Lstroke$をモデルの探索/批判に使用する方法を示します。この$\Lstroke$形式を適用して、LIGO--乙女座--KAGRAの3番目の重力波トランジエントカタログで観測された連星ブラックホールの合体の集団を調べます。私たちの結果に基づいて、重力波人口モデルの可能な改善について説明します。
| Title |
An_Unsupervised_Hunt_for_Gravitational_Lenses |
| Authors |
Stephen_Sheng,_Keerthi_Vasan_G.C,_Chi_Po_Choi,_James_Sharpnack,_Tucker_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11681 |
強力な重力レンズにより、背景の物体からの光を前景の巨大な物体の周りに曲げることで、宇宙の最も遠い範囲を覗き込むことができます。残念ながら、これらのレンズは非常にまれであり、天文学の調査で手動でそれらを見つけることは困難であり、時間がかかります.したがって、陽性サンプルを形成する既知のレンズがあったとしてもほとんどない自動化された方法でそれらを見つけることを任されています。トレーニングを支援するために、調査画像内で現実的なレンズをシミュレートして、ポジティブサンプルを形成することができます。これらのシミュレートされたレンズを使用して単純にResNetモデルをトレーニングすると、モデルによって学習されたアーティファクトがシミュレーションに含まれるため、必要な高い再現率の精度が低下します。この作業では、シミュレーション、データ拡張、半教師あり学習、およびGANを組み合わせて、このパフォーマンスを1桁向上させるレンズ検出方法を開発します。アブレーション研究を実施し、非レンズとシミュレートされたレンズの数に応じてパフォーマンスがどのように変化するかを調べます。これらの発見により、研究者はほとんど「盲目的」に調査を行うことができ、依然として強い重力レンズを高い精度と再現率で分類できます。
Theseus による Heliosphere Sky Map 推定の改善に向けて
| Title |
Towards_Improved_Heliosphere_Sky_Map_Estimation_with_Theseus |
| Authors |
Dave_Osthus,_Brian_P._Weaver,_Lauren_J._Beesley,_Kelly_R._Moran,_Madeline_A._Ausdemore,_Eric_J._Zirnstein,_Paul_H._Janzen_and_Daniel_B._Reisenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12005 |
InterstellarBoundaryExplorer(IBEX)衛星は2008年から軌道に乗っており、太陽圏に由来するエネルギー分解されたエネルギー中性原子(ENA)を検出しています。太陽圏のさまざまな地域では、さまざまな速度でENAが生成されます。IBEXによって収集されたデータを取得し、以前よりも高い解像度で太陽圏ENAレートの空間マップ(スカイマップと呼ばれる)を推定することは、科学的に興味深いことです。これらの天空図は、その後、現在不可能な太陽圏特性の競合する理論を識別するために使用されます。IBEXが収集するデータは、スカイマップ推定に対する現在の課題です。主な2つの課題は、ノイズが多く不規則な間隔のデータ収集と、IBEX計測器の点拡散機能です。本質的に、IBEXによって収集されたデータはノイズが多く、推論対象の基礎となる天空図に偏っています。この論文では、Theseusと呼ばれる2段階の天空図推定手順を紹介します。ステージ1では、Theseusは、射影追跡回帰と一般化加法モデルを活用するアンサンブルアプローチを使用して、ノイズが多く不規則な間隔のデータからぼやけた天空図を推定します。ステージ2で、Theseusは正則化を使用して、ぼやけたマップでPSFをデコンボリューションすることにより、空のマップのぼけを取り除きます。ぼやけていないスカイマップの不確実性は、ブートストラップによって計算されます。テセウスを、シミュレートされたデータと実際のデータの両方でIBEXサイエンスオペレーションセンター(ISOC)によって運用上現在使用されている方法と密接に関連する方法と比較します。Theseusは、シミュレートされたデータで検討されたほぼすべてのメトリックでISOCを上回っており、Theseusが現在の最先端技術よりも改善されていることを示しています。
重力波イベントの追跡のための SVOM 衛星戦略の最適化
| Title |
Optimisation_of_the_SVOM_satellite_strategy_for_the_follow-up_of_Gravitational_wave_events |
| Authors |
J._-G._Ducoin,_B._Desoubrie,_F._Daigne,_N._Leroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12120 |
2023年末に打ち上げられる予定のSVOM衛星は、主にガンマ線バーストやその他の高エネルギー過渡現象の多波長観測に専念しています。搭載されたマイクロチャンネルX線望遠鏡と可視帯域望遠鏡のおかげで、重力波イベントの電磁追跡にも非常によく適応しています。LIGO-Virgo-KAGRAが提供する重力波トリガー候補のSVOMフォローアップ戦略について説明します。特に、対応する発見の可能性を最適化するために、重力波検出器の地平線に適応した銀河カタログの最近の開発を利用します。また、SVOMプラットフォームに固有の制約も考慮に入れています。最後に、重力波アラートに続いてSVOM観測計画の作成を実装し、この作業で導入されたいくつかの最適化の効率を定量化します。
太陽周期 23、24、および 25 にわたる複数の宇宙船 3He に富む期間の統計的研究とライブ カタログ
| Title |
Statistical_Study_and_Live_Catalogue_of_Multi-Spacecraft_3He-Rich_Time_Periods_over_Solar_Cycles_23,_24,_and_25 |
| Authors |
Samuel_T._Hart,_Maher_A._Dayeh,_Radoslav_Bu\v{c}\'ik,_Mihir_I._Desai,_Robert_W._Ebert,_George_C._Ho,_Gang_Li,_Glenn_M._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11600 |
AdvancedCompositionExplorer(ACE)に搭載された超低エネルギー同位体分光計(ULEIS)観測と、SolarTerrestrialObservatory(STEREO)-AおよびSTEREO-B宇宙船に搭載されたSolarIsotopeSpectrometer(SIS)観測からのイオン測定値を使用して、854を特定しました。31997年9月から2021年3月までのHeに富む期間。共回転相互作用領域(CIR)、漸進的な太陽エネルギー粒子(SEP)イベント、惑星間衝撃、衝動的なSEPイベントなど、観測された3He増強を伴うすべてのイベントタイプが含まれます。2つの異なる質量分離技術を使用して、各イベントの3He、4He、Fe、およびOフルエンスを取得し、0.32～0.45MeV/核子と0.64～1.28MeV/核子の間の3He/4HeおよびFe/O存在比を決定します。両方のエネルギー範囲間の3He/4HeとFe/Oの存在比に明確な相関関係が見られます。3He/4HeとFe/Oの関係には2つの明確な傾向が見られます。3He/4He値が低い場合、3He/4HeとFe/Oの間に正の線形相関があります。ただし、3He/4He~0.3では、Fe/Oが限界に達したように見え、相関が大幅に弱まります。3Heが豊富な期間のライブカタログを提供します。これには、複数の宇宙船で観測されたさまざまな種類のイベントのSEP関連期間における3He増強の開始時間と終了時間の堅牢な決定が含まれます。このカタログは一般に公開されています。新しいリリースは、新しいミッション(パーカーソーラープローブやソーラーオービターなど)からの新しい期間の追加、イベントの種類の特定(衝動的なSEPイベントなど)、または遠隔観測などの新しいパラメーターの追加などの主要な追加の後に行われます。アクティブな領域。
| Title |
Evolved_Eclipsing_Binaries_and_the_Age_of_the_Open_Cluster_NGC_752 |
| Authors |
Eric_L._Sandquist,_Andrew_J._Buckner,_Matthew_D._Shetrone,_Samuel_C._Barden,_Catherine_A._Pilachowski,_Constantine_P._Deliyannis,_Dianne_Harmer,_Robert_Mathieu,_Soren_Meibom,_Soren_Frandsen,_Jerome_A._Orosz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11649 |
散開星団NGC752の分岐点での2つの切り離された日食連星(1.01日連星DSAndおよび15.53dBD$+$37410)の改良された測光および分光観測の分析を提示します。DSAndについては、$M_1=1.692が見つかります。\pm0.004\pm0.010M_\odot$、$R_1=2.185\pm0.004\pm0.008R_\odot$、$M_2=1.184\pm0.001\pm0.003M_\odot$、および$R_2=1.200\pm0.003\pm0.005R_\odot$.連星の両方の星の異常な特徴を確認するか、新たに特定します。主星は、主系列がオフになるよりもわずかに高温であることがわかり、モデルと比較してその光度にかなりの不一致があります(モデルの光度は、約40%)、副星は同じ星団内の他の主系列星に比べて特大で低温です。証拠は、両方の星の非標準的な進化を示していますが、ほとんどのもっともらしい経路は、主星の光度が低いことを説明できません。BD$+$37410には周期ごとに1つの日食しかありませんが、広範な分光観測とTESS光度曲線は、星の質量をうまく制約します:$M_1=1.717\pm0.011M_\odot$および$M_2=1.175\pm0.005M_\odot$.$2.9R_\odot$付近の主系列の主星の半径は、その質量のモデルで大きな対流コアオーバーシュート($>0.2$圧力スケールの高さ)を決定的に必要とし、複数の証拠が$1.61\pm0.03の年齢に向かっていることを示しています。\pm0.05$Gyr(統計的および系統的不確実性)。NGC752は現在、赤い塊星の非縮退He点火から縮退He点火への移行を行っているため、BD$+$37410Aは、この移行が発生する星の質量を直接制約します。
ツインスターの惑星巻き込みサイン
惑星の巻き込みは、岩石惑星物質の降着に続く巻き込み星の光球中の難治性元素の増強から推測することができます。このような耐火性濃縮物は、恒星の内部混合プロセス、つまり、対流エンベロープと放射コアの間の逆平均分子量勾配によって引き起こされる熱塩混合プロセスの影響を受けます。MESA恒星モデルを使用して、惑星の巻き込みに続く巻き込みの特徴の強度と持続時間を定量化しました。我々は、飲み込み後の最初の$\sim$5$-$45Myrの間に熱塩混合が支配的であることを発見し、より長い時間スケールでの重力沈降による枯渇に道を譲る前に、$\sim$2の係数で署名を弱めることを発見しました。0.5-1.2$M_{\odot}$質量範囲の太陽金属量星は、飲み込む星の質量と飲み込まれる物質の量に応じて、$\sim$1Myr$-$8Gyrの観測可能な特徴的な時間スケールを持っています。初期のタイプの星は、より大きな初期の耐火性の増強を示しますが、より急速な枯渇を示します。太陽のような星($M$=0.9$-$1.1$M_{\odot}$)は、名目上の10$M_{\oplusに対して$\sim$20Myr$-$1.7Gyrのタイムスケールにわたって観測可能な特徴($>$0.05dex)を維持します}$巻き込みイベント、低金属性および/またはより高温の星(1$M_{\odot}$、$\sim$2$-$3Gyr)で発生する長寿命の署名を伴う。ゼロ年齢主系列のかなり後に発生する飲み込みイベントは、ヘリウムの重力沈降による熱塩混合の抑制により、より大きな信号を生成します(1$M_{\odot}$,$\sim$1.5Gyr)。これらの結果は、数Gyr歳の太陽に似た星で巻き込みの痕跡を観察するのが難しい可能性があることを示しています。
TYC 4209-1322-1 の極端な破片円盤における最近のダスト生成イベントの中赤外線時間領域研究
| Title |
Mid-infrared_time-domain_study_of_recent_dust_production_events_in_the_extreme_debris_disc_of_TYC_4209-1322-1 |
| Authors |
A._Mo\'or,_P._\'Abrah\'am,_\'A._K\'osp\'al,_K._Y._L._Su,_G._H._Rieke,_G._Cataldi,_A._B\'odi,_Zs._Bogn\'ar,_B._Cseh,_G._Cs\"ornyei,_N._Egei,_A._Farkas,_O._Hanyecz,_B._Ign\'acz,_Cs._Kalup,_R._K\"onyves-T\'oth,_L._Kriskovics,_L._M\'esz\'aros,_A._P\'al,_A._Ordasi,_K._S\'arneczky,_B._Seli,_\'A._S\'odor,_R._Szak\'ats,_J._Vink\'o,_G._Zsidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11856 |
極端な破片円盤は、異常に強い中赤外線の過剰な放出によって特徴付けられますが、これはしばしば変動することが証明されています。これらの円盤内の暖かい塵は一時的な性質のものであり、地球領域の星の近くで発生した最近の巨大な衝突に関連している可能性があります。ここでは、TYC4209-1322-1周辺で最近発見された極端なデブリディスクのスピッツァー宇宙望遠鏡によって実行された、877日間にわたるギャップのない測光モニタリングの結果を示します。これらの観測を他の時間領域の光学および中赤外線データと組み合わせることにより、過去12年間に特に重点を置いて、過去40年間の円盤の変動性を調査します。後者の期間中、ディスクは実質的な変化を示しました。最も重要なのは、WISEデータで概説されているように、2014年から2018年の間で明るくなり、その後減光したことです。スピッツァーの光度曲線は、2018年以降の円盤の退色段階とその後の新たな増光の概要を示しており、長期的な傾向に加えて、約39日間の追加の光束変調を明らかにしています。これらすべての変動は、2014年に軌道半径約0.3天文単位で発生した巨大な衝突の結果として解釈できることがわかりました。私たちの分析は、同様の規模の衝突が2010年頃にも発生した可能性があることを示唆しています。IRASデータが示唆するように、円盤が40年前にすでに特異的に塵に富んでいたという事実は、これらの塵生成イベントが、以前のさらに壊滅的な衝突によって引き起こされた一連の大きな衝突に属していることを示唆しています。
非対称核物質の核飽和パラメータを持つ中性子星の質量式
| Title |
Neutron_star_mass_formula_with_nuclear_saturation_parameters_for_asymmetric_nuclear_matter |
| Authors |
Hajime_Sotani_and_Shinsuke_Ota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11651 |
低質量中性子星は、中心密度が明らかに低いため、核飽和パラメータに直接関連しています。中性子星の質量と重力赤方偏移を表現するための核飽和パラメータの適切な組み合わせ、つまり$\eta\equiv(K_0L^2)^{1/3}$と対称核物質の非圧縮性$K_0を既に見つけています。$、および密度依存の核対称エネルギー、$L$。この研究では、非対称核物質$K_\tauの非圧縮性のアイソスピン依存性と$\eta_\tau\equiv(-K_\tauL^5)^{1/6}$で与えられる別の適切な組み合わせを新たに見つけました。$、中性子星の質量と重力赤方偏移の経験的関係を$\eta_\tau$と正規化された中心数密度の関数として導出します。これらの経験的関係を使用して、中心数密度が飽和密度の3倍未満である中性子星の質量と重力赤方偏移を$\sim10\%$の精度内で、半径を数\%の精度内で評価できます。さらに、地球実験からの中性子星の質量と半径の制約について、経験的関係を天文学的観測からの関係と共に使用して議論します。さらに、$\eta_\tau$と$\eta$の間には密接な相関関係があります。この相関により、$L=60\pm20$および$K_0=240\pm20$MeVと仮定して、$-348\leK_\tau\le-237$MeVとして$K_\tau$の制約を導出します。.
| Title |
Uncovering_the_neutrino_mass_ordering_with_the_next_galactic_core-collapse_supernova_neutrino_burst |
| Authors |
C\'esar_Jes\'us-Valls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11676 |
素粒子物理学の主要な難問は、質量秩序(MO)がニュートリノに続くものです。前例のないサイズ、感度、予算の次世代ニュートリノ検出器の建設が進行中であり、原子炉、大気、加速器ニュートリノを組み合わせた研究を通じて、次の10年で答えが期待されています。このレターでは、追加の経路の可能性が指摘されています。MSW効果により、コア崩壊型超新星(CCSNe)からのニュートリノフラックスのフレーバーコンテンツは、真のニュートリノMOに大きく依存します。この特徴を利用するために、体系的な不確実性に対してロバストな分析戦略が初めて特定され、それによって、パラダイム銀河CCSNに対して5~$\sigma$に類似したMO分離が達成できることが示されました。
アクシオンのようなインフレーション中の真空と熱変動による重力波背景
| Title |
Gravitational_wave_background_from_vacuum_and_thermal_fluctuations_during_axion-like_inflation |
| Authors |
P._Klose,_M._Laine,_S._Procacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11710 |
インフレトンと非アーベルトポロジー電荷密度の結合が急速に熱化する熱浴の生成につながる可能性を考慮して、アクシオンのようなインフレーションのフレームワークを再検討します。分散(質量)効果と吸収(摩擦)効果の両方が含まれます。現象学的に実行可能なパラメーターの場合、システムは弱いインフレ状態のままです(熱摩擦$\ll$ハッブル率)。テンソル摂動については、真空と熱生成の両方を組み込んだ補間式を導出します。後者は、LISAウィンドウでモデルに依存しない周波数形状$\simf_0^3$を生成し、その係数により熱エポックの最大せん断粘度を測定できます。ただし、係数が観測可能なほど大きいモデルを見つけるのは困難です。
禁止状態を含む深いポテンシャルを持つ 3$\alpha$ モデルにおける $^{12}$C 原子核の空間構造
| Title |
Spatial_Structure_of_the_$^{12}$C_Nucleus_in_a_3$\alpha$_Model_with_Deep_Potentials_Containing_Forbidden_States |
| Authors |
E._M._Tursunov,_M._Z._Saidov_and_M._M._Begijonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11763 |
$^{12}$C核の最低0$_1^+$、0$_2^+$、2$_1^+$、および2$_2^+$状態の空間構造は、3$内で研究されています。$S$波と$D$波のパウリ禁制状態で、バック、フリードリッヒ、ウィートリーの$\alpha\alpha$ポテンシャルを持つ\alpha$モデル。三体系におけるパウリ禁制状態は、正確な直交化法によって扱われます。基底および励起2$_1^+$束縛状態エネルギーへの最大の寄与は、部分波$(\lambda,\ell)=(2,2)$および$(\lambda,\ell)=(4,4)$.束縛状態とは対照的に、ホイル共鳴0$_2^+$とそのアナログ状態2$_2^+$では、支配的な寄与は$(\lambda,\ell)=(0,0)$と$(\lambda,\ell)=(2,2)$構成、それぞれ。$^{12}$C(0$_1^+$)基底状態と2$_1^+$励起束縛状態の推定確率密度関数は、$\alpha$粒子が距離を置いて移動する大部分が三角形構造を示しています。互いに約2.5fmです。しかし、ホイル共鳴の空間構造とそのアナログ状態は、$^8$Be+$\alpha$のように大きく異なる構造を持っています。ホイル状態では、最後の$\alpha$粒子は$R=3.0$fmと$R=5.0$fmの間の距離でダブレットから遠くに移動します。ホイルアナログ2$_2^+$状態では、2つのアルファ粒子は約15fmの距離で移動しますが、最後の$\alpha$粒子は、最大$R=30.0$fmの距離でダブレットから遠く移動できます。
暗黒のエコー: 暗黒からの重力波 SU(3) ヤン・ミルズ理論
改良されたホログラフィックQCDで相転移を分析し、純粋なSU(3)ヤンミルズダークセクターの閉じ込め転移で放出される重力波信号の推定値を取得します。ホログラフィーから効果的なアクションを導き出し、エネルギー収支と相転移の持続時間をわずかな誤差で計算できることを示します。これらは、重力波信号の予測を取得するための入力として使用されます。私たちの知る限り、これは、純粋なヤンミルの熱特性に関する格子データと一致するように指定されたホログラフィックモデルでの重力波信号の最初の計算です。
標準的なサイレンを使用した $f(Q)$ 重力の一般相対性理論からの偏差に関する制約の予測
| Title |
Forecasting_constraints_on_deviations_from_general_relativity_in_$f(Q)$_gravity_with_standard_sirens |
| Authors |
Rocco_D'Agostino,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11935 |
この作業では、$f(Q)$重力として知られる非計量性スカラーに基づく修正重力理論が、連星系の刺激による重力波の伝播にどのように影響するかを調べます。$f(Q)$重力に関する予測の制約について、次の2つの状況で標準的なサイレンイベントを考慮して説明します。アインシュタイン望遠鏡(ET);ii)レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の動作周波数帯域で観測されると予想される大規模なブラックホール連星の合併に基づく3つの標準サイレンモックカタログ。ET感度内で、赤方偏移範囲$0<z<4$で$<3\%$の精度で一般相対性理論からの偏差をテストすることが可能であることがわかりますが、理論の主な自由パラメーターはグローバルに制約されます。同じ範囲内で1.6\%の精度。LISAの予測に照らして、最良のシナリオでは、理論の主要な自由パラメーターは、高い赤方偏移まで1.6\%の精度で制約されることがわかります。したがって、ETとLISAによる将来の重力波観測は、非常に大きな宇宙距離までの重力の性質を高い精度でテストする独自の方法を提供すると結論付けています。
電荷の単一符号を持つプラズマ中の静電波のオイラーシミュレーション
オイラー数値シミュレーションを使用して、ペニング-マルムベルグトラップに閉じ込められた非中性プラズマでのプラズマ波の発射をモデル化します。波は、閉じ込め領域の境界となる導電性シリンダーの一端にある電気的に絶縁されたセクターに振動電位を印加することによって発射され、シリンダーの他端にある別の電気的に絶縁されたセクターによって受け取られる。Trivelpiece-Gould波と電子音響波の両方の発射が調査されます。戦略を採用して、シミュレーションは、周期的な空間境界条件を採用したシミュレーションの数値的利点を保持しながら、有限長プラズマの本質的な特徴を捉えます。シミュレーションのベンチマークテストとして、発射された小さな振幅のTrivelpiece-Gould波の結果は、これらの変動の線形化された解析ソリューションと比較されます。
中性子寿命異常とビッグバン元素合成
最先端のPythonパッケージ\textsc{PRyMordial}を使用して、さまざまな中性子寿命$\tau_n=840-1050$sに対するヘリウム4と重水素のビッグバン元素合成存在量を計算します。NACREII[1]とPRIMAT[2]の共同研究によって計算された、2つの異なる核反応速度の結果を示します。
DAMIC-M 実験: ステータスと最初の結果
| Title |
The_DAMIC-M_Experiment:_Status_and_First_Results |
| Authors |
I._Arnquist,_N._Avalos,_P._Bailly,_D._Baxter,_X._Bertou,_M._Bogdan,_C._Bourgeois,_J._Brandt,_A._Cadiou,_N._Castell\'o-Mor,_A.E._Chavarria,_M._Conde,_N.J._Corso,_J._Cortabitarte_Guti\'errez,_J._Cuevas-Zepeda,_A._Dastgheibi-Fard,_C._De_Dominicis,_O._Deligny,_R._Desani,_M._Dhellot,_J-J._Dormard,_J._Duarte-Campderros,_E._Estrada,_D._Florin,_N._Gadola,_R._Ga\"ior,_J._Gonz\'alez_S\'anchez,_T._Hossbach,_M._Huehn,_L._Khalil,_B._Kilminster,_A._Lantero-Barreda,_I._Lawson,_H._Lebbolo,_S._Lee,_P._Leray,_A._Letessier-Selvon,_P._Loaiza,_A._Lopez-Virto,_D._Martin,_A._Matalon,_K._McGuire,_T._Milleto,_P._Mitra,_D._Moya_Martin,_S._Munagavalasa,_D._Norcini,_C._Overman,_G._Papadopoulos,_S._Paul,_D._Peterson,_A._Piers,_O._Pochon,_P._Privitera,_K._Ramanathan,_D._Reynet,_P._Robmann,_R._Roehnelt,_M._Settimo,_R._Smida,_B._Stillwell,_R._Thomas,_M._Traina,_P._Vallerand,_T._Van_Wechel,_I._Vila,_R._Vilar,_A._Vollhardt,_G._Warot,_D._Wolf,_R._Yajur,_J-P._Zopounidis_(DAMIC-M_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12070 |
DAMIC-M(ModaneのDArkMatterInCCDs)実験では、厚い完全空乏型シリコン電荷結合素子(CCD)を使用して、年間1kgの露出を目標として暗黒物質粒子を検索します。CCDに実装された新しいスキッパー読み出しは、個々のピクセル電荷の複数の非破壊測定を通じて単一電子分解能を提供し、検出しきい値をeVスケールに押し上げます。DAMIC-Mは、暗黒物質粒子仮説、特にいわゆる「隠れセクター」に関連する候補の探査を数桁進めます。20gの低バックグラウンドスキッパーCCDを備えたプロトタイプの低バックグラウンドチャンバー(LBC)が、LaboratoireSouterraindeModaneに最近設置され、現在データを取得しています。DAMIC-M実験の状況と、LBC試運転データで得られた最初の結果を報告します。
ロスアラモスにおける中質量核と重核の核データ活動
| Title |
Nuclear_data_activities_for_medium_mass_and_heavy_nuclei_at_Los_Alamos |
| Authors |
M._R._Mumpower,_T._M_Sprouse,_T._Kawano,_M._W._Herman,_A._E._Lovell,_G._W._Misch,_D._Neudecker,_H._Sasaki,_I._Stetcu,_P._Talou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.12136 |
核データは、備蓄管理から最先端の科学研究まで、多くの最新のアプリケーションにとって重要です。これらの追求の中心にあるのは、核モデリングとデータの同化と普及のための堅牢なパイプラインです。ロスアラモスで進行中の中質量核から重核の核データへの取り組みのごく一部を要約します。NEXUSフレームワークの概要から始め、そのモジュールの1つをベイジアン手法を使用したモデルパラメーターの最適化に使用する方法を示します。数学的フレームワークは、モデルパラメーターと関連する相関関係を決定する際に、さまざまな測定データの組み合わせを提供します。また、データの外れ値を定量化できるという利点もあります。最近評価された239-Pu断面を強調することにより、この手順の力を実証します。さらに、FissionInR-processElements(FIRE)コラボレーションの一環として、最新の核モデリングとデータを天体物理シミュレーションに組み込むことで得られた洞察をカバーすることで、ツールとパイプラインの成功を紹介します。
単極モード放出と四重極モード放出の両方を考慮して、速度論的スクリーニングを使用した重力のスカラーテンソル理論で、中性子星の非球状振動によるスカラー波放出を数値的に研究します。文献の以前の結果と一致して、スクリーニング半径$r_{\rmsc}$のサイズに関係なく、モノポールは常にスクリーニング効果によって抑制されることがわかりました。ただし、四重極モードの場合、分析では、スカラー波の波長$\lambda_{\rmwave}$よりも大きなスクリーニング半径でのみ抑制が発生し、$r_{\rmsc}<\lambda_{では発生しないことが示されています。\rmwave}$.これは、この理論の性質を完全に理解するには、中性子星連星などの他のより複雑なシステムを、広範囲の$r_{\rmsc}$値を考慮して研究する必要があることを示しています。
