弱いレンズクラスターの形状が自己相互作用暗黒物質に影響されない理由
| Title |
Why_weak_lensing_cluster_shapes_are_insensitive_to_self-interacting_dark_matter |
| Authors |
Andrew_Robertson,_Eric_Huff_and_Katarina_Markovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13474 |
弱い重力レンズ効果から推定される銀河団の形状が暗黒物質の性質のテストとして使用できるかどうかを調べます。2つの異なる暗黒物質モデル(CDMとSIDM)で実行された宇宙論的シミュレーションから抽出された重力レンズを使用して、模擬の弱いレンズデータを分析します。シミュレートされたクラスターのせん断場に楕円形のNFWプロファイルを当てはめます。CDMとSIDMの間の3D形状の分布には大きな違いがありますが、弱いレンズ効果で推定されたクラスター形状の分布はほとんど区別できないことがわかります。この情報損失の原因は2つあります。まず、弱いレンズ効果は、基礎となる3D形状ではなく、投影された質量分布の形状を測定し、投影効果が違いの一部を洗い流します。第二に、弱いレンズ作用は、ビリアル半径(~1.5Mpc)に近いスケールでクラスターの投影された形状に最も敏感ですが、SIDM形状は内部ハローのCDMと最も異なります。質量分布の楕円率が銀河団の中心までの距離によって変化する、銀河団の質量分布のモデルを紹介します。この質量分布では、弱いレンズ効果のデータでクラスター形状を持つCDMとSIDMを区別することはできませんが(小さい半径での楕円率は、弱いレンズ効果によってほとんど制約されません)、クラスターの強い重力レンズ効果と弱い重力レンズ効果を組み合わせてモデル化する場合に役立ちます。
宇宙空間における原始ブラックホールの合体率について
宇宙空隙は、宇宙の大部分を覆う宇宙ウェブの低密度部分構造として知られています。宇宙空間には少数の暗黒物質ハローが含まれていることが知られているため、宇宙のこれらの人里離れた領域に原始ブラックホール(PBH)が存在する可能性は低くありません。この作業では、宇宙空隙に構造化された暗黒物質ハロー内のPBHの結合率を計算し、高度レーザー干渉計重力波天文台(aLIGO)-高度な乙女座(aVirgo)検出器。PBHシナリオに依存すると、我々の分析結果は、aLIGO-aVirgo検出器によって記録されたすべてのブラックホール合体の年間イベントの約$2\sim3$が宇宙空隙に属することを示しています。また、宇宙空隙におけるPBHの合併率の赤方偏移の進化も計算します。結果は、PBHの合併率の進化が赤方偏移の変化に対して最小の感度を持っていることを示しています。最後に、PBHの結合率の挙動を宇宙空隙における質量と割合の関数として指定し、よく適合する$\mathcal{R}(M_{PBH},f_{PBH})$関係を推定します。私たちの調査結果で。
2 つのデータセットの比率を測定する偏りのない方法
| Title |
An_unbiased_method_of_measuring_the_ratio_of_two_data_sets |
| Authors |
Zeyang_Sun_(SJTU),_Pengjie_Zhang_(SJTU),_Ji_Yao_(SHAO),_Fuyu_Dong_(KIAS),_Huanyuan_Shan_(SHAO),_Eric_Jullo_(CNRS),_Jean-Paul_Kneib_(EPFL),_Boyan_Yin_(CMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13717 |
天文データ分析の特定のケースでは、抽出する意味のある物理量は、2つのデータセット間の比率$R$です。例としては、レンズ比、分光赤方偏移サンプルの侵入率、重力ポテンシャルの減衰率、重力をテストするための$E_G$などがあります。ただし、単純に2つのデータセットの比率を求めると、分母の(統計的であっても)エラーが$R$の系統的エラーになるため、バイアスがかかります。さらに、$R$の統計誤差を最小限に抑えるには最適ではありません。ベイジアン分析とデータのガウス誤差の通常の仮定に基づいて、事後PDF$P(R)$の分析式を導き出します。この結果により、統計誤差を最小限に抑えて、高速で偏りのない$R$測定が可能になります。さらに、2つのデータセット間の比例関係以外の基礎となるモデルに依存していません。さらに一般的には、2つのデータセットが直接ではなく、基礎となる物理/統計に比例関係が成立する場合に適用されます。複数の比率の場合にも適用されます($R\rightarrow{\bfR}=(R_1,R_2,\cdots)$)。この方法を説明するための例として、レンズ効果の比率を取り上げます。レンズをDESIイメージングサーベイギャラクシーと見なし、ソースをDECaLSコズミックシアーと\emph{Planck}CMBレンズと見なします。分析をCMBレンズ効果と宇宙シアーの比率に限定します。結果の$P(R$)は、複数のレンズシアペアに対して、すべてほぼガウスです。測定された$R$のS/Nは、$5.3$から$8.4$の範囲です。上記の結果の堅牢性を検証するために、いくつかのテストを実行します。
複数の疑似スカラー場からのインフレーション: PBH 暗黒物質と重力波
| Title |
Inflation_from_Multiple_Pseudo-Scalar_Fields:_PBH_Dark_Matter_and_Gravitational_Waves |
| Authors |
Alireza_Talebian,_Seyed_Ali_Hosseini_Mansoori,_Hassan_Firouzjahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13822 |
Chern-Simons相互作用を介して$U(1)$ゲージフィールドに結合された複数の疑似スカラーフィールドを使用したインフレーションのモデルを研究します。パリティに違反する相互作用のため、ゲージ場の1つの分極が増幅され、曲率摂動パワースペクトルが強化されます。各疑似スカラーフィールドがその最小値に向かってロールするにつれて、インフレは複数の段階で進行し、インフレ中にさまざまなスケールで曲率摂動パワースペクトルに複数の異なるピークが生じます。パワースペクトルの局所的なピークは、暗黒物質(DM)存在量の大部分を供給することができる原始ブラックホール(PBH)を生成します。さらに、自明ではないスペクトルを持つ重力波(GW)が生成されます。これは、今後のさまざまなGW観測所の感度範囲内にあります。
原始重力波からの遺物放射の信頼できる計算に向けて
| Title |
Towards_a_reliable_calculation_of_relic_radiation_from_primordial_gravitational_waves |
| Authors |
William_Giar\`e,_Matteo_Forconi,_Eleonora_Di_Valentino,_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14159 |
初期宇宙で追加の放射として振る舞うインフレ重力波は、すべてのスケールにわたる重力波の統合エネルギー密度に依存するさらなる補正によって、相対論的種の有効数($N_{\rmeff}$)を増やすことができます。この効果は、通常、ビッグバン元素合成から生じる境界に照らして、インフレーションの(青に傾いた)モデルを制約するために使用されます。この論文では、この寄与を再計算し、最先端の分析のいくつかの注意点について説明します。パラメトリックな調査を通じて、計算が積分の紫外周波数によって支配されていること、したがってインフレーションの終わりに非常に近い地平線を横切るモードに対応するスケールでのテンソルスペクトルの挙動によって支配されることを最初に示します。ロールのダイナミクスが崩壊し、重力波の生成がモデルに大きく依存するようになります。これらの結果に動機付けられて、理論上のモンテカルロを実現し、インフレーションの有効場理論の枠組みの中で作業して、非常に幅広いクラスのモデルの観測可能な予測を調査します。モデルごとに連成微分方程式を解きます。その解は、インフレーションの終わりまでのスペクトルの進化を完全に指定します。$\DeltaN_{\rmeff}^{\rmGW}$の計算がモデルに著しく依存することを証明し、したがって、インフレ宇宙に関する信頼できる情報を推測するには正確な分析が必要であると結論付けます。
| Title |
Clusteringenesis:_from_Light_to_Heavy_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Valerio_De_Luca,_Gabriele_Franciolini,_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14171 |
後者が形成時に強くクラスター化されている場合、重い原始ブラックホールははるかに軽いものから発生する可能性があることを示しています。この集団は後期宇宙観測からの通常の制約を受けますが、初期条件との関係は標準的なシナリオとは異なり、効率的な降着がない場合でも大規模な原始ブラックホールを生成する新しいメカニズムを提供し、新しいシナリオを開きます。、例えば超大質量ブラックホールの生成に。
金星大気中のホスフィン: SOFIA GREAT Observations からの厳密な上限
| Title |
Phosphine_in_the_Venusian_Atmosphere:_A_Strict_Upper_Limit_from_SOFIA_GREAT_Observations |
| Authors |
M._A._Cordiner,_G._L._Villanueva,_H._Wiesemeyer,_S._N._Milam,_I._de_Pater,_A._Moullet,_R._Aladro,_C._A._Nixon,_A._E._Thelen,_S._B._Charnley,_J._Stutzki,_V._Kofman,_S._Faggi,_G._Liuzzi,_R._Cosentino,_B._A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13519 |
金星の大気中のホスフィン(PH$_3$)の存在は、Greavesらによって報告されました。(2021a)、地上ベースのミリ波分光法を使用した267GHzでのJ=1-0遷移の観測に基づく。この予想外の発見は、金星の大気を理解する上での課題となり、大気中のリン含有ガスの発生源と吸収源の再評価につながりました。ここでは、2021年11月に実施された3回の飛行で、SOFIA航空機に搭載されたGREAT機器を使用して金星でPH$_3$を検索した結果を示します。大気PH$_3$の証拠は検出されませんでした。放射伝達モデリングを通じて、高度範囲75～110kmでPH$_3$存在量のディスク平均上限を0.8ppbと導き出しました。これは、以前の地上ベースの研究よりも厳しいものです。
磁気圏で削られた原始惑星系円盤での移動の停止
| Title |
Halting_Migration_in_Magnetospherically_Sculpted_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Tze_Yeung_Mathew_Yu,_Brad_Hansen_and_Yasuhiro_Hasegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13674 |
恒星の磁場が原始惑星系円盤の内縁を形成する方法について、物理的に動機づけられたモデルを提示し、海王星とスーパーアースの惑星の移動と停止の結果を調べます。このモデルは、円盤の内側のトランケーションの外側に遷移帯を組み込んでおり、そこでは表面密度プロファイルが星の磁場の円盤への拡散によって変更されます。この変更により、移行ゾーンの外縁に移行トラップが発生します。星の磁場強度と磁気拡散プロファイルの範囲を考慮して、単一惑星の移動のシミュレーションを実行しました。私たちのシミュレーションは、惑星の最終的な位置と、主星から円盤に利用できる総磁気収支との間に密接な関係があることを示しています。67から180Gの間の恒星磁場と3から2.75の間のべき乗指数が、観測されたスーパーアースとサブネプチューンの近接人口の発生率が傾きを変える場所を合理的に再現できることを発見しました。
WとMoの金属ケイ酸塩分配と、バルクケイ酸塩地球におけるそれらの存在量の制御における炭素の役割
| Title |
Metal-silicate_partitioning_of_W_and_Mo_and_the_role_of_carbon_in_controlling_their_abundances_in_the_Bulk_Silicate_Earth |
| Authors |
E._S._Jennings,_S._A._Jacobson,_D._C._Rubie,_Y._Nakajima,_A._K._Vogel,_L._A._Rose-Weston,_D._J._Frost |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14028 |
コア形成中のモリブデンとタングステンの液体金属-液体ケイ酸塩の分配は、特にHf-W同位体システムが初期の惑星進化の日付を特定するために使用されるため、地球や他の惑星体の進化を理解するために十分に制約されている必要があります.48の新しい高圧および高温実験結果を以前の実験の包括的なデータベースと組み合わせて、MoとWの分配の体系を再検討します。Ｗ分配は、ケイ酸塩および金属溶融組成物に特に敏感であり、温度が上昇するにつれて親鉄性になる。$\Delta$IW-1.5から-3.5の完全な実験的fO2範囲で、Wはケイ酸塩メルトで6+の酸化状態を持つことを示します。Moは4+の酸化状態を持ち、その分配はケイ酸塩溶融組成の影響をあまり受けませんが、金属溶融組成にも依存します。DMoは、地球の深さが増すにつれてほぼ一定に保たれます。WとMoの両方が、金属のC含有量の増加に伴い親鉄性になるため、イプシロン相互作用パラメーターに適合します。WとMoは、Cとともに、結合されたN体降着とコア-マントル分化モデルに組み込まれます。WとMoは、WとMoが効率的に地球のコアに分配され、マントルに蓄積しないように、初期の降着地球が硫黄が枯渇し、炭素が豊富である必要があることを示します。この場合、生成された地球に似た惑星は、シミュレートされたすべての元素のBSEに一致するマントル組成を持っています。ただし、文献には、バルクマントルのC存在量の推定値には、低(100ppm)と高(800ppm)の2つの異なるグループがあり、すべてのモデルは、より高い推定炭素存在量と一致しています。Fe2+のFe3+プラス金属Feへの不均化によって深部マグマ海で生成された分散金属液滴の分離の影響が考慮される場合、低いBSEC存在量は達成可能です。
系外惑星 HIP41378 d を通過する 9 か月周期のロシター・マクラフリン検出
| Title |
Rossiter-McLaughlin_detection_of_the_9-month_period_transiting_exoplanet_HIP41378_d |
| Authors |
S._Grouffal,_A._Santerne,_V._Bourrier,_X._Dumusque,_A._H._M._J._Triaud,_L._Malavolta,_V._Kunovac,_D._J._Armstrong,_O._Attia,_S._C._C._Barros,_I._Boisse,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_C._D._Dressing,_P._Figueira,_J._Lillo-Box,_A._Mortier,_D._Nardiello,_N._C._Santos,_S._G._Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14125 |
ロシター・マクラフリン(RM)効果は、惑星の軌道傾斜角を測定できる方法です。これは、特にホットジュピターの惑星の形成と移動のメカニズムを理解するために使用されてきた重要な制約です。この論文では、海王星サイズの長周期トランジット惑星HIP41378dのRM観測を紹介します。これらの観測は、2019年と2022年の2つのトランジットイベントでHARPS-N/TNGおよびESPRESSO/ESO-VLTスペクトログラフを使用して取得されました。従来のRM法とRMRevolutions法の両方を使用したデータの分析により、軌道周期がこの惑星の周期は278日であり、惑星は傾斜角$\lambda$=57.1+26.4-17.9度の順行軌道にあり、この値は両方の方法で一致しています。HIP41378dは、これまでに傾斜度が測定された最長周期の惑星です。2019年と2022年のトランジットでは、それぞれ30分と100分の精度でトランジットのタイミングの変動を検出できません。この結果はまた、RM効果が、今後のESAのPLATOミッションによって検出されるような、小惑星と長周期惑星の通過を地上から追跡するための解決策を提供することを示しています。
APOGEE DR17 の対象ケプラー オブジェクトの元素の豊富さ
惑星ホスト星の元素存在量は、惑星形成環境の条件に光を当てることができます。APOGEEの130の既知/候補の惑星ホストの個々の存在量が、参照ドッペルゲンガーサンプルの存在量と統計的に異なるかどうかをテストします。参照セットは、対象の各ケプラーオブジェクト(KOI)と同じTeff、logg、[Fe/H]、および[Mg/H]で選択されたオブジェクトで構成されます。これら4つのパラメーターのローカル線形モデルを使用して、KOIとそのドッペルゲンガーの12の個々の存在量(X=C、N、O、Na、Al、Si、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Ni)を予測し、忠実度の高い(SNR>200)APOGEE観測によるフィールドスターのサンプルのASPCAP存在量測定。2つのサンプルの元素予測残差(モデル測定値)を比較し、高品質のサンプルを選択した場合、それらを区別できないことがわかります。これらの元素のKOIおよびドッペルゲンガーサンプルについて、それぞれ~0.038dexおよび~0.041dexの固有分散の中央値を報告します。固定されたTeff、logg、[Fe/H]、および[Mg/H]での個々の存在量は、既知の惑星ホストでは目立たないと結論付けています。私たちの結果は、惑星ホスト星の惑星形成の化学的特徴を明らかにするために必要な存在量精度の上限を確立します。
ビニングは常に罪を犯していますか?太陽系外惑星の位相曲線に対する時間平均の影響
| Title |
Is_binning_always_sinning?_The_impact_of_time-averaging_for_exoplanet_phase_curves |
| Authors |
Giuseppe_Morello,_Achr\`ene_Dyrek,_Quentin_Changeat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14194 |
有限統合時間または時間ビニングが太陽系外惑星の位相曲線の分析にどのように影響するかを調べます。この効果を説明するため、または無視された場合は、取得されたパラメーターの潜在的なバイアスを推定するための分析式を提供します。予想どおり、より長い時間スケールでの変動がより滑らかであるため、位相曲線は、重大なバイアスを引き起こすことなく、トランジットよりも大きくビニングできます。周期$P$の正弦波位相曲線の最も単純なケースでは、積分時間$\Deltat$はスケーリング係数$\text{sinc}{\left(\pi\Deltat/P\right)によってその振幅を減少させます。}$、そのフェーズまたは形状を変更せずに。また、位相曲線の観測から妥当なパラメーターエラーバーを予測する式も提供します。私たちの調査結果は、モデル化されていない天体物理信号や機器の系統的効果を含む、合成データセットと実際のデータセットの両方でテストされています。Spitzerデータを使用したテストでは、高周波相関ノイズの補正により、ビニングが予測を超えて最適なパラメーターに影響を与える可能性があることが示されています。最後に、取得したパラメーターに大きなバイアスを導入することなく、太陽系外惑星の位相曲線の分析を高速化するための重要なガイドラインをまとめます。
HR 8799 システムの追加の惑星の軌道探索
| Title |
Deep_orbital_search_for_additional_planets_in_the_HR_8799_system |
| Authors |
William_Thompson,_Christian_Marois,_Clarissa_R._Do_\'O,_Quinn_Konopacky,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Jason_Wang,_Andy_J._Skemer,_Robert_J._De_Rosa,_and_Bruce_Macintosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14213 |
HR8799システムには、15天文単位と80天文単位を周回する4つの巨大な惑星があります。この系の軌道安定性とその外側の破片円盤の研究により、既知の系の内部と外部の両方に追加の惑星が存在する可能性が開かれています。内部惑星を探索するのに十分な感度に到達することは、恒星の回折コアに近い明るい準静的スペックルノイズと比較的速い軌道運動の組み合わせにより、非常に困難です。この作業では、14の観測シーケンスを含むKeckでNIRC2を使用したディープLバンドイメージングキャンペーンを紹介します。さらに、合計16.75時間のアーカイブデータを再縮小します。これは、単一の直接イメージングターゲットの最大の均一なデータセットの1つです。もっともらしい軌道運動を補償しながら画像内の惑星を検出するためのベイジアンモデリング手法を使用して、HR8799システム内の追加の惑星の存在に深い制限を提示します。最終的な組み合わせは、4-5AUで4-7$M_{jup}$と一致する暫定的な候補を示しており、$3\sigma$よりも優れた同等の誤警報確率で検出されました。この分析手法は、アーカイブデータや、複数のエポックでターゲットを再訪する今後のミッションからの新しい観測に広く適用できます。
開いた星団の非対称な潮汐尾: 星団のプラを横断する星は、ニュートン重力に挑戦します
| Title |
Asymmetrical_tidal_tails_of_open_star_clusters:_stars_crossing_their_cluster's_prah_challenge_Newtonian_gravitation |
| Authors |
Pavel_Kroupa_(Bonn,_Praha),_Tereza_Jerabkova_(ESO),_Ingo_Thies_(Bonn),_Jan_Pflamm-Altenburg_(Bonn),_Benoit_Famaey_(Strasbourg),_Henri_M.J._Boffin_(ESO),_Joerg_Dabringhausen_(Praha),_Giacomo_Beccari_(ESO),_Timo_Prusti_(ESA),_Christian_Boily_(Strasbourg),_Xufen_Wu_(Hefei),_Jaroslav_Haas_(Praha),_Hosein_Haghi_(Zanjan),_Akram_Hasani_Zonoozi_(Zanjan),_Guillaume_Thomas_(Tenerife),_Ladislav_Subr_(Praha),_Sverre_J._Aarseth_(Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13472 |
誕生後、すべての星のかなりの部分が、星団の起源である潮汐境界(prah)を通過して、古典的な潮汐尾に入ります。先行尾部と後続尾部の星の数の非対称性は、重力理論をテストします。尾のデータを持つ5つの散開星団(Hyades、Praesepe、ComaBerenices、COIN-Gaia13、NGC752)はすべて、中心のdcl=50pc内に、末尾の尾よりも先頭の方が目に見えて多くの星を持っています。Jerabkova-compact-convergent-point(CCP)メソッドを使用して、4つの近くの600-2000Myrの古い散開星団の拡張尾部がdcl>50pcにマッピングされました。これらはほぼ円形の銀河中心軌道上にあり、散開星団の軌道離心率を推定する式が導出されています。この問題にファントムオブラムセスコードを適用すると、ニュートン重力では尾部はほぼ対称になります。ミルグロミアンダイナミクス(MOND)では、非対称性は50<dcl/pc<200の観測値に達し、銀河周辺付近で最大となり、アポギャラクティコン付近でわずかに反転する可能性があり、K'"上部遊星過密度は非対称間隔になっています。円軌道上では、非対称なスピルアウトにより軌道離心率が発生し、軌道角運動量とは逆方向に回転します.この正の動力学的フィードバックは、軌道離心率が増加し続けるにつれて、ミルグロム式開星団が急速に消滅することを示唆しています.さまざまな年齢の散開星団の周りの潮汐尾を調べ、ミルグロム直接n体コードを開発します。
$\texttt{Mangrove}$: 合体木から銀河の性質を学ぶ
| Title |
$\texttt{Mangrove}$:_Learning_Galaxy_Properties_from_Merger_Trees |
| Authors |
Christian_Kragh_Jespersen,_Miles_Cranmer,_Peter_Melchior,_Shirley_Ho,_Rachel_S._Somerville,_Austen_Gabrielpillai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13473 |
暗黒物質にバリオンの特性を効率的にマッピングすることは、天体物理学における主要な課題です。半解析モデル(SAM)と流体力学シミュレーションは、宇宙論的に重要なボリューム全体で銀河の観測量を再現する際に目覚ましい進歩を遂げましたが、これらの方法は依然としてかなりの計算時間を必要とし、多くのアプリケーションの障壁となっています。グラフニューラルネットワーク(GNN)は、物理的な関係を学習するための自然な選択であることが最近証明されました。天体物理学で見られる最も本質的にグラフのような構造の中には、暗黒物質ハローの進化をエンコードする暗黒物質合体木があります。この論文では、新しいグラフベースのエミュレーターフレームワーク$\texttt{Mangrove}$を紹介し、それが銀河の星の質量、冷たいガスの質量と金属量、瞬間および時間平均の星形成率、およびブラックホールをエミュレートすることを示します。質量--SAMによって予測されるように--40秒で$(75Mpc/h)^3$シミュレーションボックス全体で他の方法よりも最大2倍低い二乗平均平方根誤差で、SAMよりも4桁高速です。$\texttt{Mangrove}$によって、銀河の特性の合体履歴への依存性を定量化できることを示します。私たちの結果をこの分野の最新技術と比較すると、すべてのターゲットプロパティで大幅な改善が見られます。$\texttt{Mangrove}$は公開されています。
VIPERS サーベイによる z$\sim$0.7 の AGN 矮小銀河の環境
矮小銀河は、環境とAGN活動との関係を研究するための理想的な実験室です。ただし、AGNをホストする矮小銀河が存在する環境のタイプはまだ不明であり、低赤方偏移の研究(z<0.5)に限られています。VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey(VIPERS)を使用して、0.5<z<0.9での環境を初めて調査します。12,942個の低質量($\rm{log}(M_\mathrm{*}/M_{\odot})\leq10$)銀河のサンプルを選択し、輝線診断図を使用してAGNを識別します。それらの局所環境を、5番目の最近傍法から導出された銀河密度コントラスト$\delta$として特徴付けます。私たちの研究は、AGNと非AGN矮小銀河が中間赤方偏移の同様の環境に存在することを示しており、z=0.9以降、環境がAGN活動を引き起こす重要な要因ではないことを示唆しています。矮小銀河は、AGNをホストしているかどうかに関係なく、低密度環境を強く好みます。それらの特性は、より密度の高い環境に移動しても変化せず、環境の影響により矮小銀河がガスに富んでいないことを示唆しています。さらに、AGNの存在はホストのプロパティを変更せず、AGNフィードバックがホストの星形成に影響を与えないというシナリオをサポートします。最後に、AGNは超大質量ブラックホールをホストすることがわかっています。これは、z>0.5でAGNをホストする矮小銀河の最初の研究です。次世代の詳細な調査により、このような環境傾向の欠如が、かすかな高赤方偏移の矮小銀河の個体群にも共通しているかどうかが明らかになるでしょう。
Fairall 9 の光学系から UV 連続体への負の長いラグ
| Title |
A_Negative_Long_Lag_from_the_Optical_to_the_UV_Continuum_in_Fairall_9 |
| Authors |
Philippe_Z._Yao,_Amy_Secunda,_Yan-Fei_Jiang,_Jenny_E._Greene,_and_Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13489 |
近くのセイファート1銀河フェアオール9で、青色のバンドが赤色のバンドに遅れる、長いタイムスケールの負のラグの検出を報告します。活動銀河核(AGN)の光度曲線は、幅広いタイムスケールで変動性を示します。異なる波長間のタイムラグを測定することにより、他の方法ではアクセスできない降着円盤の構造と運動学を調べることができます。一般的なアプローチの1つである残響マッピングでは、光の移動時に円盤を外側に移動する連続体と線の遅れを定量化し、円盤のサイズと温度プロファイルを明らかにします。数値シミュレーションに触発されて、降着プロセス自体を追跡しながら、より長い時間スケールで内側に移動するAGN光曲線には、より長いラグが存在すると予想されます。時間空間と周波数空間の両方でAGN光曲線を分析することにより、残響ラグとは反対方向に伝播するFairall9の長いタイムスケールラグ($\sim-70$日)の検出を報告します。短い連続ラグ($<10$日)も検出され、文献で報告されている残響ラグと一致しています。薄い円盤モデルによって動機付けられたモデルを使用して、周波数の関数としてより長いラグをフィッティングすると、円盤スケールの高さが円盤の外側に増加する可能性が高いことがわかります。この検出は、降着円盤構造を広範囲のAGNパラメーターにわたってマッピングするというエキサイティングな見通しをもたらします。
SDSS-IV MaStar: 連続体補足フルスペクトルフィッティングによる恒星パラメータ決定
| Title |
SDSS-IV_MaStar:_Stellar_Parameter_Determination_with_Continuum-Supplemented_Full-Spectrum_Fitting |
| Authors |
Daniel_Lazarz,_Renbin_Yan,_Ronald_Wilhelm,_Yanping_Chen,_Lewis_Hill,_Jon_A._Holtzman,_Julie_Imig,_Claudia_Maraston,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Guy_S._Stringfellow,_Daniel_Thomas,_Timothy_C._Beers,_Dmitry_Bizyaev,_Niv_Drory,_Richard_R._Lane,_and_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13511 |
MaStarStellarLibraryに付属するように構築された恒星パラメーターカタログを提示します。これは、経験的で中解像度の恒星スペクトルの包括的なコレクションです。多成分$\chi^{2}$フィッティングアプローチを使用してこのパラメーターカタログを構築し、MaStarスペクトルをATLAS9ベースのBOSZモデルスペクトルを補間することによって生成されたモデルに一致させました。与えられたモデルの合計$\chi^{2}$は、観測されたスペクトルの狭帯域の特徴(吸収線など)と広帯域の連続体形状を別々に特徴付けるために構築されたコンポーネントの合計として定義されます。フィッティングでは、フラックスのキャリブレーションによる減衰と系統が考慮されました。モデル空間の特定の領域の$\chi^{2}$分布は、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムを使用してサンプリングされ、そこからのデータを使用して大気パラメーター推定($T_{eff}$,logg、[Fe/H]、および[$\alpha$/Fe])、対応する不確実性、および直接吸光測定。パラメータと不確実性を抽出するために2つの方法が使用されました。MCMCの所定の最小$\chi^{2}$結果を受け入れる方法と、ベイジアン推論を使用して$\chi^{2}から尤度加重平均を計算する方法です。$分布はMCMCによってサンプリングされます。結果は、利用可能な場合は繰り返し観測を使用し、それらを外部データセット(APOGEE-2およびGaiaDR2など)と比較することによって、内部整合性について評価されました。スペクトルフィッティングの実行により、現在の理論モデルスペクトルの欠陥の可能性が明らかになり、モデルの改善に役立つMaStarスペクトルの潜在的な力が示されました。このペーパーは、SDSS-IVDR17で最初に提示されたパラメーターの更新を表しています。BestFitの結果を含むMaStarパラメータカタログは、SDSS-IVDR17Webサイトで、MaStar恒星パラメータ付加価値カタログのバージョン2の一部として入手できます。
AGN風のダストダイナミクス：多波長AGN変動の新しいメカニズム
活動銀河核(AGN)の部分的な塵の遮蔽は、AGN変動のいくつかのケースの潜在的な説明として提案されています。AGN鳥居に存在するダストとガスの混合物は、放射圧によって加速され、AGN風が発生します。これらの条件下での粉塵は、急速に成長する共鳴抗力不安定性(RDI)の一般的なクラスに対して不安定であることが示されています。AGN風に似た条件での明示的なダストダイナミクスを含む、放射線による流出の最初の一連の数値シミュレーションを提示し、AGNトーラスの形態、AGNの変動性、および放射線が効果的に発射する能力に対するRDIの意味について説明します。風。RDIは急速に発達し、流出の地球規模の時間スケールよりもはるかに短い時間で飽和に達し、その結果、ボックスサイズのスケールでフィラメント状構造が形成され、強力なダストの凝集とミクロスケールでの超アルフベニック速度分散が生じることがわかりました。.これにより、ダストの不透明度とガス柱密度に10～20%の変動が生じ、AGNで一般的に観測されるレッドノイズパワースペクトルを使用して、1年から10年の時間スケールで、クエーサー降着円盤への模擬観測された視線に沿って統合されます。さらに、私たちのすべてのシミュレーションは、放射がダストガス混合物に十分に結合されており、理想と比較して$\lesssim3$光子の運動量損失の係数でガスの70～90%を巻き込む高度に超音速の風を発生させることを示しています。場合。したがって、RDIは、AGN鳥居の塊状の性質を生成し、観測と一致するAGNの変動性を促進する上で重要な役割を果たす可能性があります。
ソンブレロ銀河に隠された分子ガスリング
ソンブレロ銀河としても知られるメシエ104の分子リングのHerschel、ALMA、およびMUSE観測を紹介します。これらの未発表のアーカイブデータは、M104の星間物質の内容に新たな光を当てます。特に、CO放出で測定される水素分子と、遠赤外線で測定されるダストは、リングに沿って均一に分布しています。H$\alpha$と[CII]放射によって明らかにされた電離ガスは、リングに沿って結び目で分布しています。SAa銀河として分類されているにもかかわらず、M104は初期型銀河に典型的な特徴を示しています。したがって、その[CII]と塵の放出を、HerschelとSOFIAで観測された初期型銀河のサンプルと比較しました。M104の[CII]/FIR比は、典型的な星形成銀河よりもはるかに低く、代わりに初期型銀河の値に非常に似ています。光輝線診断を使用して領域を分類することにより、[CII]/FIRダイアグラムでHIIとして分類された領域は、低イオン化放出領域として分類された領域よりも星形成銀河に近いこともわかりました。[CII]とH$\alpha$放出の間の良好な一致は、CO放出と星形成の間の相関関係の欠如と相まって、環に沿った活発な星形成が非常に限られていること、および[CII]放出のほとんどが分子ガスではなく、イオン化された中性の原子ガス。COラインの全強度から、水素分子の質量は0.9$\times10^9$M$_{\odot}$と推定されます。これは、初期型の銀河のものと私たちの銀河の分子リングの内容の中間の値です。.
プレステラーコア L1544 の周りの大きな (~1 pc) 収縮エンベロープ
| Title |
A_large_(~1_pc)_contracting_envelope_around_the_prestellar_core_L1544 |
| Authors |
E._Redaelli,_A._Chac\'on-Tanarro,_P._Caselli,_M._Tafalla,_J._E._Pineda,_S._Spezzano,_O._Sipil\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13571 |
太陽のような星の発祥の地であるプレステラーコアは、分子雲を構成するフィラメント構造の断片化から形成され、そこから運動学を少なくとも部分的に継承する必要があります。さらに、それらが重力崩壊の危機に瀕しているとき、それらは亜音速の落下運動の兆候を示します。崩壊がどのように発生するかに依存するこれらの動きがどの程度延長されるかは、ほとんど不明のままです。私たちは原始的なプレステラーコアL1544を取り囲むエンベロープの運動学を調査し、クラウドコア接続を研究したいと考えています。私たちの目的のために、大きなマップで$\rmHCO^+$(1-0)遷移を観察しました。\hcopはエンベロープ内に豊富にあると予想されるため、ソース内の大規模な運動学の理想的なプローブになります。非局所熱力学的平衡放射伝達によってダストピークでのスペクトルをモデル化しました。ダストピークでのスペクトルを再現するには、大きな($\sim1\,\rmpc$)エンベロープが必要で、低密度(最大で数十$\rmcm^{-3}$)で収縮します。$\approx0.05\,\rmkm\,s^{-1}$.落下速度のマップを取得するために、Hill5モデルを使用してデータキューブを適合させました。これは、典型的な値が$0.1-0.2\,\rmkm\,s^{-1}$の範囲で、落下運動が拡張されていることを示しています。私たちの結果は、収縮運動がコアを囲む拡散エンベロープに及ぶことを示唆しています。これは、エンベロープが磁気的に超臨界であることを示したソースでの最近の磁場測定と一致しています。
OMEGAWINGS 銀河団における棒状銀河の形態駆動型進化
| Title |
Morphology_driven_evolution_of_barred_galaxies_in_OMEGAWINGS_Clusters |
| Authors |
Amira_A._Tawfeek,_Bernardo_Cervantes_Sodi,_Jacopo_Fritz,_Alessia_Moretti,_David_P\'erez-Mill\'an,_Marco_Gullieuszik,_Bianca_M._Poggianti,_Benedetta_Vulcani_and_Daniela_Bettoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13580 |
32のローカルX線選択クラスターの外側領域までをカバーする拡張WIde-fieldNearbyGalaxy-clusterSurvey(OmegaWINGS)から引き出された銀河のサンプルを利用して、クラスター環境における禁止された銀河の研究を提示します。棒銀河は、楕円率と位置角プロファイルの半自動分析によって識別されます。以前の研究と一致して、銀河の星の質量と形態学的タイプとのバー分率の強い共依存性が見つかり、大規模な後期型銀河で最大になります。棒銀河の割合は、星団の質量が増加し、星団中心距離が減少するにつれて減少します。これは、形態学的タイプを制御すると依存関係がなくなります。これは、銀河団環境で棒をホストする銀河の可能性がその形態変換によって決定されることを示しています。銀河団中心の距離が大きい場合、最も近くにある銀河までの距離への依存性が検出されます。これは、近くの伴星を持つ潮汐力がバーの形成を抑制したり、バーを破壊したりすることができることを示唆しています。私たちのサンプルの棒状銀河は、銀河団のビリアル半径内に位置する初期型の星形成銀河か、クラスターのビリアル半径を超えた後期型の消光銀河です。形態学的変化を遂げている銀河において、クラスターに入るすでに消滅した棒銀河が、ラム圧と棒による摂動ガスの相互作用によって中心的に活性化されるというシナリオを提案します。
ngVLA による高赤方偏移銀河の分光
$\sim0.75$kpc解像度($0.085"$)で画像化するngVLAの機能、高赤方偏移の星形成円盤銀河からの分子線放出のシミュレーションを提示します。結果は、ALMAの現在の機能と比較されます。ALMAは、統合された放出を検出し、銀河のより明るい放出領域全体の速度勾配とサイズを決定します.ngVLAは、採用された空間分解能と速度分解能で$\sim6$より敏感です.この感度は、詳細な列を回復するために必要です.密度分布、速度場、および最大解像度での速度分散.ngVLAは、比較的かすかな領域であっても$0.75$~kpcの解像度でスペクトル線プロファイルの詳細な分析を可能にします.ngVLAは回転曲線を大きな半径まで追跡し、サブを回復します.塊、渦巻き腕、バー、リングなどのディスク内の構造これらの特徴の検出は、冷たいガスがどのように高いrで星の形成を促進するかを評価するために重要ですエドシフト。
銀河の螺旋腕
銀河の渦巻き腕の最も重要な理論は、Lin-Shu分散関係に基づく密度波理論です。ただし、密度波は群速度とともに内側のリンドブラッド共鳴に向かって移動し、消える傾向があります。らせん波を補充するためのさまざまなメカニズムが提案されています。非線形効果は、内側と外側のリンドブラッド共鳴と共回転の近くで重要な役割を果たします。渦巻腕を支える軌道は、4/1共鳴まで伸びる通常の銀河の歳差運動楕円です。一方、棒銀河では棒の端にある不安定な周期軌道の多様体に沿って渦巻腕が伸びており、無秩序な軌道で構成されています。しかし、これらの混沌とした軌道は解析的に見つけることができます。
DEVILS: SED由来の金属性の宇宙進化と星形成の歴史との関係
| Title |
DEVILS:_Cosmic_evolution_of_SED-derived_metallicities_and_their_connection_to_star-formation_histories |
| Authors |
Jessica_E._Thorne,_Aaron_S._G._Robotham,_Sabine_Bellstedt,_Luke_J._M._Davies,_Robin_H._W._Cook,_Luca_Cortese,_Benne_Holwerda,_Steven_Phillipps,_Malgorzata_Siudek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13696 |
銀河の気相金属量は通常、オーロラまたは星雲輝線によって測定されますが、金属量は銀河の全体的なスペクトルエネルギー分布(SED)にも影響を与え、SEDフィッティングによって推定できます。我々は、DeepExtragalacticVIsibleLegacySurvey(DEVILS)とGalaxyandMassAssembly(GAMA)調査。これらを使用して、質量と金属量の関係(MZR)の進化を追跡し、MZRが恒星質量$M_\star=10^{10.5}\で$\sim0.1\,$dexによる正規化でのみ進化することを示します。M_\odot$.低赤方偏移($z<0.3$)での活発な銀河核放出の証拠であるSEDの有無にかかわらず、銀河間でMZRに違いは見られません。私たちの結果は、$z<0.3$に対して$M_\star>10^{10.5}\,M_\odot$を持つ銀河の固定質量での金属量と星形成活動の間に逆相関があることを示唆しています。ProSpectを使用して抽出された星形成履歴を使用して、MZRと年齢、幅、形状などの星形成履歴の特性との高次相関を調べます。与えられた星の質量において、より高い金属量をもつ銀河は、その質量のほとんどをより短い時間スケールで形成し、星形成速度がピークに達する前に形成したことがわかりました。この研究は、MZRを形成する物理的プロセスを理解するために、銀河の現在の気相金属性とその星形成の歴史との関係を調査することの価値を強調しています。
水氷上での OH ラジカルの拡散の活性化エネルギーの直接測定
| Title |
Direct_Determination_of_the_Activation_Energy_for_Diffusion_of_OH_Radicals_on_Water_Ice |
| Authors |
A._Miyazaki,_M._Tsuge,_H._Hidaka,_Y._Nakai,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13753 |
光刺激脱離法と共鳴増強多光子イオン化法の組み合わせを使用して、星間氷類似体の表面でのOHラジカルの挙動を54～80Kの温度で監視しました。コンパクトな非晶質固体水は、60Kを超える温度で徐々に減少しました。アレニウスの式を使用してOH強度の温度依存性を分析すると、減少は、OHの熱拡散によって律速される2つのOHラジカルの再結合によって説明できます。表面拡散の活性化エネルギーは、0.14+/-0.01eVであることが初めて実験的に決定されました。これは、理論モデルで想定されているものよりも大きいか、同等です。この値は、OHラジカルの拡散反応が星間氷上で約36Kで活性化し始めることを意味します。
MONDによる銀河団のビリアル定理
| Title |
Virial_theorem_in_clusters_of_galaxies_with_MOND |
| Authors |
M._Lopez-Corredoira,_J._E._Betancort-Rijo,_R._Scarpa,_Z._Chrobakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13961 |
MONDとして知られるニュートン力学の特定の修正は、非バリオン暗黒物質(DM)を呼び出すことなく、さまざまなスケールでほとんどの天体物理システムのダイナミクスを再現することが示されています。しかし、MONDを豊富な銀河団に適用すると、観測に関するビリアル定理から導き出される動的質量の予測値が(約2倍)不足するという、長年にわたる未解決の問題があります。この記事では、X線データと静水圧平衡からのクラスター温度を使用するのではなく、視線に沿ったクラスターメンバーの速度分散を使用して、ビリアル定理にアプローチします。非閉鎖系の圧力(表面)補正を適用して、ニュートン重力+DMおよびMONDのクラスターにおけるビリアル定理の解析計算が開発されています。DMプロファイル、バリオン比、およびバリオン($\beta$モデルまたはその他)プロファイルの最近のキャリブレーションが使用されますが、観測上の制約内で自由なパラメーターの範囲を設定できます。Newton+DMと同様の結果をもたらすクラスタ内のMONDの解が存在することが示されています。特に、$\beta=0.55-0.70$および0.1～$r_{500}$の0.3倍(既知のデータと一致)。以前の研究で発見された意見の不一致は、(不適切な静水圧平衡の仮定に基づく)圧力補正の欠如および/またはバリオン物質プロファイルの不適切なパラメーターによるものと思われます。
JWST は、トリプル レンズ MACS0647$-$JD での $z \sim 11$ 銀河合併の可能性を明らかにします
| Title |
JWST_reveals_a_possible_$z_\sim_11$_galaxy_merger_in_triply-lensed_MACS0647$-$JD |
| Authors |
Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Dan_Coe,_Abdurrouf,_Lily_Whitler,_Intae_Jung,_Gourav_Khullar,_Ashish_Kumar_Meena,_Pratika_Dayal,_Kirk_S._S._Barrow,_Lillian_Santos-Olmsted,_Adam_Casselman,_Eros_Vanzella,_Mario_Nonino,_Yolanda_Jimenez-Teja,_Masamune_Oguri,_Daniel_P._Stark,_Lukas_J._Furtak,_Adi_Zitrin,_Angela_Adamo,_Gabriel_Brammer,_Larry_Bradley,_Jose_M._Diego,_Erik_Zackrisson,_Steven_L._Finkelstein,_Rogier_A._Windhorst,_Rachana_Bhatawdekar,_Taylor_A._Hutchison,_Tom_Broadhurst,_Paola_Dimauro,_Felipe_Andrade-Santos,_Jan_J._Eldridge,_Ana_Acebron,_Roberto_J._Avila,_Matthew_B._Bayliss,_Alex_Benitez,_Christian_Binggeli,_Patricia_Bolan,_Marusa_Bradac,_Adam_C._Carnall,_Christopher_J._Conselice,_Megan_Donahue,_Brenda_Frye,_Seiji_Fujimoto,_Alaina_Henry,_Bethan_L._James,_Susan_Kassin,_Lisa_Kewley,_Rebecca_L._Larson,_et_al._(18_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14123 |
MACS0647$-$JDは、最初にハッブル宇宙望遠鏡で発見された三重レンズ$z\sim11$銀河です。ここでは、MACS0647$-$JDを明確に解決する新しいJWSTイメージングを報告します。これは、単一の銀河内で銀河または恒星複合体を結合している2つのコンポーネントを持っていることを示しています。どちらも非常に小さく、星の質量は$\sim10^8\,M_\odot$で、半径は$r<100\,\rmpc$です。より明るい大きな成分"A"は本質的に非常に青色($\beta\sim-2.6$)であり、おそらくごく最近の星形成と塵がないためであり、有効半径$\sim70\,\rmpc$で空間的に拡張されています。.小さい成分「B」はより赤く見えます($\beta\sim-2$)。これはおそらく古い($100-200\,\rmMyr$)ためであり、ダストの減衰は軽度です($A_V\sim0.1\,\rmmag$)、およびより小さい半径$\sim20\,\rmpc$.高赤方偏移シミュレーションで似たような色の銀河を特定し、それらの星形成の歴史の位相がずれていることを発見しました。恒星の推定質量比はおよそ2:1であり、物理的な距離は$\sim400\,\rmpc$であるため、ビッグバンから4億年後に銀河の合体が起こる可能性があります。また、$\sim3\,{\rmkpc}$離れた候補の伴銀河Cを特定し、銀河AおよびBと合体する運命にあると考えられます。銀河A+Bからの結合光は、$\sim$8,5倍に拡大されます、およびF356Wフラックス$\sim322$、$203$、$86\、\rmnJy$(ABmag25.1、25.6、26.6)を持つ3つのレンズ付き画像JD1、2、および3の2。MACS0647$-$JDは、JWSTと同様の赤方偏移で最近発見された他の銀河よりもかなり明るい。拡大しないと、ABmag27.3($M_{UV}=-20.4$)になります。高い信頼水準で、$1-5\rm\mum$にわたる6つのNIRCamフィルターで測定された測光に基づいて、$z=10.6\pm0.3$の測光赤方偏移を取得し、$4300\,\r{A}$残りフレーム。2023年1月に予定されているJWSTNIRSpec観測では、分光赤方偏移と、MACS0647$-$JDの物理的特性のより詳細な研究が提供されます。
進化するクラスター コア: パズルのピースを組み合わせる
| Title |
The_evolving_cluster_cores:_Putting_together_the_pieces_of_the_puzzle |
| Authors |
S._Molendi,_S._De_Grandi,_M._Rossetti,_I._Bartalucci,_F._Gastaldello,_S._Ghizzardi_and_M.Gaspari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14148 |
この作業では、クールコア(CC)と非クールコア(NCC)のクラスターの分割が原始的な違いによるものなのか、それともクラスターが宇宙時間にわたってどのように進化するのかという問題に対処します。私たちの最初の目標は、クールコアレムナント(CCR)として知られるNCCのサブクラスの中心領域からのスペクトルが、少量ではあるがかなりの量の短い冷却時間のガスを持つことと一致しているかどうかを確立することです。ギガイヤーの。私たちの2番目の目標は、この残留冷却ガスから放出される低電離鉄線が、XRISMとATHENAに搭載される熱量計で検出できるかどうかを判断することです。マルチ温度モデルを使用してCCRシステムのスペクトル解析を実行し、さまざまなコンポーネントが互いに圧力平衡にあると仮定して、X線放出ガスのエントロピー分布と冷却時間分布を導き出しました。私たちのシステムのほとんどで、スペクトルモデルは、CCシステムのものに匹敵する質量を持つ、低エントロピーで短い冷却時間のガスの一部を可能にします。さらに、シミュレーションは、XRISMとATHENAに搭載された将来の分光計が、低温ガスからの輝線を直接分解する能力を持ち、その存在の議論の余地のない証拠を提供することを示しています。私たちが調査したシナリオ内では、宇宙時間全体で測定されたCCの一定の割合は、合併によってNCCに変換されたCCが、CCに戻るNCCによってバランスがとられる動的平衡から生じます。さらに、CCとNCCは別個のサブクラスとしてではなく、クラスターが移動できる「状態」として見なされるべきです。
| Title |
Orbit-Superposition_Dynamical_Modelling_of_Barred_Galaxies |
| Authors |
Behzad_Tahmasebzadeh,_Ling_Zhu,_Juntai_Shen,_Ortwin_Gerhard,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14218 |
棒状構造は銀河の進化を理解する上で重要ですが、その複雑な形態学的および運動学的特性のために、近くの銀河のほとんどの力学モデルには明示的に含まれていませんでした。VandenBoschらによる3軸軌道重ね合わせSchwarzschildの実装を変更します。(2008)禁止された構造を明示的に含める。重力ポテンシャルは、球状の暗黒物質のハローと星の質量の組み合わせです。軸対称ディスクと3軸バードバルジを含む2成分デプロジェクション法を使用して、観測された2D画像からデプロジェクションされた3D恒星密度分布を使用します。バーパターン速度を自由パラメータとして、銀河の図形回転を考えます。箱型/ピーナッツまたはX型のバーを使用したN体シミュレーションから作成されたIFUデータを使用して、模擬銀河に適用することにより、この方法を検証します。私たちのモデルは、観測された2D表面密度とすべての運動学的特徴によく適合します。バーパターンの速度は、相対不確実性が10%未満で十分に回復します。モデルの内部恒星軌道分布に基づいて、銀河をX字型の棒、箱型のバルジ、垂直に伸びた構造、円盤に分解し、モデルがこれらの構造を一般的によく復元し、実際の構造と同様であることを示します。N体シミュレーションで。私たちの方法は、IFU観測を使用して、近くの棒銀河の棒構造を明示的にモデル化する現実的な方法を提供します。
ngEHT を使用したフォトン リングの測定
| Title |
Measuring_Photon_Rings_with_the_ngEHT |
| Authors |
Paul_Tiede,_Michael_D._Johnson,_Dominic_W._Pesce,_Daniel_C._M._Palumbo,_Dominic_O._Chang,_Peter_Galison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13498 |
一般相対性理論は、ブラックホールの周りの光学的に薄い降着流の画像は、ブラックホールの近くでますます強くレンズ化された放射に対応する一連のますますシャープなサブリングで構成される「フォトンリング」を一般的に持つべきであると予測しています。レンズ作用の効果は時空の曲率によって決定されるため、フォトンリングは、ブラックホールの特性の正確な測定とカー計量のテストへの道筋を提供します。イベントホライズンテレスコープ(EHT)および次世代EHT(ngEHT)による超長基線干渉法(VLBI)を使用して、フォトンリングの検出と測定の可能性を探ります。単純な幾何学的モデルへの理想化された自己適合を使用した一連のテストを提示し、2017年と2022年のEHT観測では、フォトンリングを検出するための角度分解能と感度が不足していることを示します。これらのモデルでは345GHzで十分です。次に、柔軟なラスター画像(直接放出をキャプチャするため)とリング成分の2つのコンポーネントを同時にモデル化する「ハイブリッドイメージング」を適用することにより、一般的な相対論的磁気流体力学シミュレーションからのより現実的な画像を使用して、検出の見通しを分析します。ベイジアンVLBIモデリングパッケージ\comradeを使用して、フォトンリングの検出と測定の両方について、ハイブリッドイメージングの結果を細心の注意を払って解釈する必要があることを示します。ハイブリッドイメージングは、フォトンリングの偽陽性を容易に生成します。光子リングの性質に対応します。
M 87* 画像の楕円率の測定
銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールのイベントホライズンテレスコープ(EHT)画像は、地平線スケールでの降着環境の最初の画像を提供しました。一般相対性理論は、ブラックホールM87*の傾斜角を考えると、影のイメージはほぼ円形になるはずだと予測しています。M87*の画像再構成における楕円率のロバストな検出は、地平線スケールでの新しい重力物理学を示す可能性があります。ここでは、EHT分析で使用されるイメージングパラメーターが環の楕円率に敏感であるかどうかを分析し、M87*の楕円率に対する制約を測定します。トップセットは楕円率を回復できないことがわかりました。単純な幾何学的モデルの場合でも、真の楕円率は低く偏っており、円環が好まれます。したがって、M87*の楕円率に制約を課すために、GRMHDシミュレーションの550個のシミュレートされたデータセットの楕円率を測定します。固有軸比が2:1の画像は、EHT画像再構成から見られる楕円率と一致することがわかります。
中性子星の磁気圏における強力な高速磁気音波の伝播
| Title |
Propagation_of_a_Strong_Fast_Magnetosonic_Wave_in_the_Magnetosphere_of_a_Neutron_Star |
| Authors |
Alexander_Y._Chen,_Yajie_Yuan,_Xinyu_Li,_and_Jens_F._Mahlmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13506 |
中性子星の磁気圏内部における、強力で低周波、直線偏波の高速磁気音波の伝搬を研究しています。波の相対強度$\deltaB/B$は、光円柱に到達する前に半径の関数として成長し、小さな摂動として始まったものは、磁気圏を脱出する前に非線形に成長する可能性があります。第一原理パーティクルインセル(PIC)シミュレーションを使用して、波が非線形になるときの波の進化を詳細に調べます。$\deltaB/B$が次数1に近づくと、最初は正弦波が大きく歪むことがわかります。波は各波長で衝撃に急峻になります。プラズマ粒子は衝撃波にドリフトし、波の残りの部分でコヒーレントな回転を受け、その後熱化されます。このプロセスは、マグネターの磁気圏の奥深くで放出されたFRBのエネルギーを急速に消散させ、閉じた磁力線ゾーンで生成されたGHz波が逃げるのを効果的に防ぎます。このメカニズムは、相対論的イジェクタを必要とせずに、kHzの高速磁気音波から磁気圏に衝撃を与える効果的な方法も提供する可能性があります。結果として生じる衝撃は、長距離に伝播する可能性があり、シンクロトロンメーザーとしてFRBを生成する可能性があります。
中性子星の摂動磁気圏におけるモンスター放射ショック
中性子星の磁気圏は、星の地震や連星系の相互作用によって乱される可能性があります。摂動は通常、kHz帯域にあり、磁気流体力学(MHD)波を励起します。磁気圏の圧縮波動が、通常の衝突のない衝撃波とは異なり、放射反応を介したモンスターショックに急峻になることを示します。衝撃は簡単な分析的説明を認めます。それらは放射損失を伴って磁気圏を通って膨張し、その後、爆風が中性子星風に発射されます。モンスターショックは、マグネターからのX線バーストの新しい可能性のあるメカニズムを提供し、マグネターのX線活動と高速電波バーストとの関連性をサポートします。同様の衝撃は、すべての軌道周期で磁化された中性子星連星で発生し、連星合体のX線前駆体を生成するはずです。波の伝播と衝撃波の形成を計算するために提示された方法は、相対論的MHDでより広い用途を持つ可能性があります。
UHE宇宙粒子検出のための電波実験の概要
無線検出は、過去数十年にわたって大きな勢いを増してきた成熟した技術です。その物理的な検出原理は、主にシャワーの電磁部分によって駆動されるため、ハドロン相互作用の不確実性にあまり敏感ではありません。さらに、その技術的な検出原理により、100%のデューティサイクルと、低コストのアンテナによる広い表面カバレッジが可能になります。現在、UHE粒子のさまざまな検出方法は、主な観測対象として電波信号に依存しています。たとえば、ピエールオージェ天文台のAERAやLOFARなどの地上実験では、大気中の高エネルギー粒子によって引き起こされる空気シャワーからの電波放射が検出されます。ARA、IceCube、またはARIANNAなどの氷中実験では、相互作用の長さを短縮する高密度の媒体での検出の恩恵を受けます。最後に、ANITAなどの気球実験では、わずか数個のアンテナで非常に高感度のUHEニュートリノ検出が可能です。電波検出は現在、ますます大規模な電波実験を構築して検出器の感度を高め、UHEでの低フラックスに対処することに重点を置いています。この議事録では、空気中(AERA、Auger-Prime、GRAND)、気球(ANITA、PUEO)またはその他の媒体(IceCube-Gen2、BEACON、RNO-G)。
ソフトガンマリピーター(SGR)フレアの光度は、エディントン光度を大幅に上回っています。これは、放射断面積が強く抑制されるEモードで主に放射するためです。エネルギーは磁気圏で放出され、磁気的にトラップされた対火球を形成し、星の表面は火球からの強力な放射によって照らされます。この放射線による物質の表面からのアブレーションを研究しています。Eモードの光子は表面層内で散乱し、一部はO光子に変換され、その散乱断面積はトムソン断面積のオーダーです。Oモード放射の高い放射圧により、プラズマが上方に押し出されます。持ち上げられた物質は、火の玉の周りに厚いバリオンシースを形成します。星の表面の照らされた部分に極冠が含まれている場合、重い、穏やかに相対論的なバリオン風が形成されます。
放射光ゆらぎ統計による圧縮性MHD乱流の性質の研究
| Title |
Studying_the_properties_of_compressible_MHD_turbulence_by_synchrotron_fluctuation_statistics |
| Authors |
Ru-Yue_Wang_(XTU),_Jian-Fu_Zhang_(XTU),_Alex_Lazarian_(UWM),_Hua-Ping_Xiao_(XTU),_Fu-Yuan_Xiang_(XTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13615 |
3DMHD数値シミュレーションから生じる合成シンクロトロン観測に基づいて、さまざまな乱流領域をカバーする圧縮性MHD乱流の観測可能な特性を研究します。シンクロトロンの放射率と強度を使用して、正規化された相関関数を使用することにより、宇宙線スペクトルインデックスが乱流特性の測定にどのように影響するかを最初に調べます。次に、3つの基本MHDモードから生じるシンクロトロンの合計強度と偏光強度の異方性が、視野角、つまり平均磁場と視線の間の角度によってどのように変化するかを調べます。この目的のために、単極モーメントに対する四重極モーメントの比率(QM)を使用します。私たちの数値結果は次のことを示しています:(1)任意の宇宙線スペクトル指数に対するシンクロトロン統計の2点相関関数は、Lazarianによって提供された解析式と一致して、磁場指数$\gamma=2$の特殊なケースに関連しています。\&ポゴシアン(2012);(2)Alfv\'enおよび低速モードから生じるシンクロトロンの全強度および偏光強度の異方性は、視野角の増加とともに増加しますが、高速モードの異方性は、視野角によってほとんど変化しません。（3）乱流を研究するためのシンクロトロン強度の解析式は、偏光強度の統計を記述するために適用でき、QMは乱流の異方性を回復するためにうまく使用できます。この研究は、ラザリアンとポゴシアンの分析的アプローチを検証し、観測から乱気流を研究する方法を開きます。
シンチレーションアークを用いたPSR~J1909-3744の電離星間物質と軌道ダイナミクスの解析
| Title |
Analysis_of_the_ionized_interstellar_medium_and_orbital_dynamics_of_PSR~J1909-3744_using_scintillation_arcs |
| Authors |
Jacob_Askew,_Daniel_Reardon_and_Ryan_Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13703 |
連星ミリ秒パルサー(MSP)の長期研究は、強磁場重力の正確なテストを提供し、中性子星質量の測定に使用できます。PSR~J1909$-$3744、バイナリMSPは、いくつかのパルサータイミング解析の対象となっています。エッジオン軌道により、シャピロ遅延を使用して質量を測定できます。ただし、傾斜角$i$と、昇交点の経度$\Omega$の複数の解という意味で縮退があります。電波パルサーは、電離星間物質(IISM)の不均一性のためにシンチレートします。これにより、ダイナミックスペクトルのパワースペクトルにシンチレーションアークが発生し、これらを使用して星間媒体を研究し、連星パルサー軌道を制約することができます。ここでは、PSR~J1909-3744のシンチレーションを、64mのParkesRadioTelescope(Murriyang)から$\approx$13\年にわたる観測を使用して、より低い信号対雑音領域でシンチレーションを研究する技術を使用して研究します。円弧曲率測定値の年次変動と軌道変動を監視することにより、IISMの速度を特徴付けることができます。この間、IISMの統計は一定のままであり、わずかに異方性のモデル(軸比$\gtrsim1.2$)が優先されることがわかりました。$s=0.49\pm0.04$または$D_s=590\pm50$\,pcで単一の支配的な薄い散乱スクリーンまでの相対距離を、異方性の角度$\zeta=85\pm6^\circで測定します。$(北の東)と異方性方向の速度$V_{\textrm{IISM},\zeta}=14\pm10$\,km\,s$^{-1}$.IISMの物理モデルと現在のパルサータイミング結果を組み合わせることで、$\Omega=225\pm3^\circ$と$i=86.46\pm0.05^\circ$も制約します。
Swift J1728.9-3613 はブラック ホールの X 線バイナリです: NICER を使用したスペクトルとタイミングの研究
NeilGehrelsSwiftObservatoryのBurstAlertTelescope(BAT)によって発見された、NICERとSwiftを使用して、新しい銀河X線トランジェントSwiftJ1728.9-3613のさまざまなタイミングとスペクトル特性を調べます。ソースは、爆発中にさまざまなスペクトル状態への複数の遷移を経験し、完全な進化により、硬度強度図にq字型のトラックが作成されました。部分的なヒステリシスもRMS強度図で観察されます。これは、ブラックホールのトランジェントのもう1つの明確に定義された現象です。SIMSでは、パワー密度スペクトルは広帯域ノイズ成分によって支配され、2つのタイプBQPOが検出されました。アウトバースト中に実行されたNICER観測から得られた1～10keVのエネルギースペクトルをフィッティングし、スペクトルパラメータの時間的変化を調べました。MJD58584.69では、小規模なリフレアが発生し、スペクトルインデックスが他のスペクトルパラメーターの有限変化に関連するはるかに低い値に減少し、1～10keV平均フラックスも増加したことが観測されました。降着円盤の最も内側の半径は、柔らかい状態の間、ほぼ一定であることが観測されました。これは、最も内側の安定した円軌道(ISCO)に対応します。非回転ブラックホール連星系を考慮して、1～10keVのNICERスペクトルをdiskbb成分に適合させることにより、コンパクトな天体の質量の下限を約4.6Mと測定しました。ボロメータ光度がエディントン光度の0.01倍のときに、ソフトからハードへの遷移が発生しました。タイミングとスペクトル特性の進化を組み合わせた研究に基づいて、新しいソースSwiftJ1728.9-3613はブラックホールX線連星であると結論付けています。
コア崩壊超新星におけるポストキックジェットの意味
私は、コア崩壊型超新星(CCSN)残骸の軸対称な形態学的特徴を形成するジェットがポストキックジェットであるという仮定、つまり中性子星(NS)が爆発後、出生キック速度を獲得した後にこれらのジェットを発射するという仮定を主張します。、CCSN前駆体の崩壊前のコアには、星を爆発させるジッタージェットをサポートするのに十分な角運動量変動があるという結論につながります。シェーピングジェットがキックの速度と一致する傾向も垂直になる傾向もないという発見から、シェーピングジェットがキック後のジェットであるという仮定には、次のような意味があると私は主張します。(1)NSは、爆発後約10秒で、爆発の中心から半径約5000kmの質量を降着します。(2)ジェットキック角度の中間値を説明するのに必要な降着ガスの角運動量の変動は、爆発の直前および爆発中の断続的なプレキック降着円盤をサポートするのにも十分です。このような断続的な降着円盤は、揺れるジェット爆発メカニズムのフレーム内で星を爆発させるジェットを発射する可能性があります。これは、シェーピングジェットが、ポストキックジェットではなく、ジッタリングジェット爆発メカニズムの最後のジェットである可能性が最も高いことを示唆しています。(3)ジッタリングジェットの爆発メカニズムの予想は、ブラックホールの出生キック速度が小さいことです。
AGNジェットの偏光観測：過去と未来
磁場は、活動銀河核(AGN)で生成されるジェットのバルク加速と伝播において重要な役割を果たしていると考えられています。AGNジェットの偏光観測は、その磁場に関する貴重な情報を提供します。放射伝達、ジェット構造、成層化などの要因により、観測された偏光から磁場構造を決定することは必ずしも簡単ではありません。この論文では、これらの効果と、電波、光、紫外線の波長を含むさまざまな波長での偏光放射への影響を確認します。非常に長いベースライン干渉計(VLBI)を使用して、AGNジェットの発射および加速領域の磁場を調べることもできます。これは、小さな物理スケールで発生します。これらの領域ではジェットの分極が弱いため、磁場の調査は一般に困難です。ただし、最近のVLBI観測では、いくつかの近くのソースで重要な分極とファラデー回転が検出されています。これらの観測結果と今後の展望について紹介します。さらに、最近開発されたVLBIデータの偏光キャリブレーションとイメージング技術について簡単に説明します。これにより、超大質量ブラックホールの周囲とAGNジェット内の磁場構造のより詳細な分析が可能になります。
ミュオン束検出による宇宙線異方性研究
| Title |
Cosmic_ray_anisotropy_study_by_means_of_detection_of_muon_bundles |
| Authors |
G._Trinchero_(1),_M.B._Amelchakov_(2),_A.G._Bogdanov_(2),_A._Chiavassa_(2,3,4),_A.N._Dmitrieva_(2),_G._Mannocchi_(1),_S.S._Khokhlov_(2),_R.P._Kokoulin_(2),_K.G._Kompaniets_(2),_A.A._Petrukhin_(2),_V.V._Shutenko_(2),_I.A._Shulzhenko_(2),_I.I._Yashin_(2),_E.A._Yurina_(2)_((1)_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino_-_INAF,_Italy_(2)_National_Research_Nuclear_University_MEPhI_(Moscow_Engineering_Physics_Institute),_Moscow,_115409_Russia_(3)_Dipartimento_di_Fisica_dell'_Universita_degli_Studi_di_Torino,_10125_Torino,_Italy_(4)_Sezione_di_Torino_dell'_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_-_INFN,_10125_Torino,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13916 |
この作業では、高エネルギー宇宙線の異方性を探索するためのツールとして、大規模な空気シャワーで形成され、地上レベルで検出されるミュオン束を使用します。このような選択は、ミュー粒子が一次粒子の方向を正確に保持することを可能にする貫通能力によって説明されます。2012年から2022年にかけて、実験施設NEVOD(MEPhI、モスクワ)の一部である座標追跡検出器DECORを使用して、長期ミューオン束検出を実行しました。宇宙線の異方性を探索するために、ローカル座標系で天頂角が15度から75度の範囲に到達するミュオン束が使用されます。データ取得期間全体で、約1,400万件のイベントが蓄積されています。この論文では、実験複合施設NEVODで開発され、私たちの研究で実装されたいくつかの方法について説明します。検出器と異なる方向の検出効率の不均一性、および宇宙線の一次エネルギーを推定する方法。ここでは、PeV領域のエネルギーを持つ宇宙線の双極子異方性の検索結果を提示し、他の科学施設で得られた結果と比較します。
混成星を探査するツールとしての地殻破壊
| Title |
Crustal_failure_as_a_tool_to_probe_hybrid_stars |
| Authors |
Jonas_P._Pereira,_Micha{\l}_Bejger,_Pawe{\l}_Haensel,_Julian_Leszek_Zdunik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14048 |
中性子星が核子だけで構成されているのか、それとも混成星なのか、つまり、核子クラストと外核に加えて、クォークコアも持っているのかは現在不明です。量子色力学はこのような相転移の可能性を考慮していますが、コンパクトな星の対象範囲での正確な計算はまだとらえどころのないものです。ここでは、混成星の地殻を壊すいくつかの側面を調べます。地殻破壊軌道/重力波周波数と最大楕円率は、クォークハドロン密度ジャンプと状態方程式の剛性に敏感であることを示します。驚くべきことに、静的な潮汐に関連する地殻破壊の頻度は、星の質量(特定の伴星の質量に対して)に比例して変化し、その勾配には星の微物理学に関する情報が含まれます。液体クォークコアが弾性ハドロン相に接触する場合、これは大きなエネルギー密度ジャンプの結果である可能性があります。外核。私たちの分析はまた、楕円率または地殻破壊周波数に与えられた上限が、小さなまたは非常に大きなエネルギー密度ジャンプを持つ星の代表者を持つ可能性があることを示唆しています。したがって、孤立した星のLIGO-Virgo-KAGRAネットワークの連続重力波観測からの楕円率の上限、および連星系での地殻破壊に関連するガンマ線前駆体は、中性子星の相転移のいくつかの側面を制約する可能性があります。
高速電波バーストホスト銀河の分散測定: 宇宙論的シミュレーションからの推定
| Title |
The_dispersion_measure_of_Fast_Radio_Bursts_host_galaxies:_estimation_from_cosmological_simulations |
| Authors |
Jian-Feng_Mo,_Weishan_Zhu,_Yang_Wang,_Lin_Tang,_Long-Long_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14052 |
高速無線バーストの分散測定(DM)は、その距離、介在媒体の特性などの重要な情報をエンコードします。IllustrisおよびIllustrisTNGプロジェクトのシミュレーションに基づいて、ホスト$\rm{DM_{host}}$の星間媒体および銀河周媒体が寄与するFRBのDMを分析します。星形成率(SFR)と星の質量、つまり若い前駆細胞と古い前駆細胞をそれぞれ追跡する2つの個体群モデルを調べます。$\rm{DM_{host}}$の分布は、$z=0$で2つの集団間で大きな違いを示しています。恒星質量モデルは、SFRモデルに対して低DM端で過剰を示しています。SFR(恒星質量)モデルの中央値は、$M_*=10の銀河に対して$\rm{DM_{host}}$=179(63)$\rm{pc\,cm^{-3}}$です。TNG100-1の^{8-13}\,M_{\odot}$。Illustris-1の銀河の$\rm{DM_{host}}$ははるかに小さいです。$\rm{DM_{host}}$の分布は、両方のモデルの対数正規関数から逸脱しています。さらに、ホストの恒星質量関数において、ホスト銀河の中心からの空間オフセットにおいて、2つの集団は適度に異なります。$\rm{DM_{host}}$は、$M_*<10^{10.5}\,M_{\odot}$の場合、ホストの星の質量とともに増加し、より高い質量で変動します。$0<z<2$では、$\rm{DM_{host}}$が赤方偏移とともに増加します。2つの母集団間の$\rm{DM_{host}}$の差は、赤方偏移の増加とともに減少します。将来、より局所化されたイベントが利用可能になると、$\rm{DM_{host}}$などの統計、銀河の中心からのオフセット、およびホストの星の質量関数が、FRBの起源を確認するのに非常に役立ちます。一方、局所的なFRBイベントの$\rm{DM_{host}}$の統計は、銀河の進化におけるバリオン物理モデルを制約するのに役立つ可能性があります。
余剰の長寿命: 相互作用するトランジェント SN 2017hcc
| Title |
A_long_life_of_excess:_The_interacting_transient_SN_2017hcc |
| Authors |
S._Moran_(1),_M._Fraser_(2),_R._Kotak_(1),_A._Pastorello_(3),_S._Benetti_(3),_S.J._Brennan_(2),_C.P._Guti\'errez_(1_and_4),_E._Kankare_(1),_H._Kuncarayakti_(1),_S._Mattila_(1_and_5),_T.M._Reynolds_(1,_6_and_7),_J.P._Anderson_(8),_P.J._Brown_(9),_S._Campana_(10),_K.C._Chambers_(11),_T.-W._Chen_(12),_M._Della_Valle_(13,_14_and_15),_M._Dennefeld_(16),_N._Elias-Rosa_(3_and_17),_L._Galbany_(17_and_18),_F.J._Galindo-Guil_(19),_D._Hiramatsu_(20,_21,_22_and_23),_C._Inserra_(24),_G._Leloudas_(25),_M._Nicholl_(26),_A._Reguitti_(3,_27_and_28),_M._Shahbandeh_(29),_S.J._Smartt_(30),_L._Tartaglia_(3),_D.R._Young_(30)_((1)_University_of_Turku,_(2)_University_College_Dublin,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(4)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO,_(5)_European_University_Cyprus,_(6)_Cosmic_Dawn_Center,_(7)_Niels_Bohr_Institute,_(8)_European_Southern_Observatory,_(9)_George_P._and_Cynthia_Woods_Mitchell_Institute_for_Fundamental_Physics_&_Astronomy,_(10)_INAF_-_Osservatorio_astronomico_di_Brera,_(11)_University_of_Hawaii,_(12)_Stockholm_University,_(13)_INAF_-_Capodimonte_Astronomical_Observatory,_(14)_INFN-Napoli,_(15)_ICRANet,_(16)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(17)_Institute_of_Space_Sciences,_Barcelona,_(18)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya,_(19)_Centro_de_Estudios_de_F\'isica_del_Cosmos_de_Arag\'on,_(20)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(21)_The_NSF_AI_Institute_for_Artificial_Intelligence_and_Fundamental_Interactions,_(22)_Las_Cumbres_Observatory,_(23)_University_of_California,_Santa_Barbara,_(24)_Cardiff_University,_(25)_DTU_Space,_(26)_Birmingham_Institute_for_Gravitational_Wave_Astronomy_and_School_of_Physics_and_Astronomy,_(27)_Universidad_Andres_Bello,_(28)_Millennium_Institute_of_Astrophysics,_(29)_Florida_State_University,_(30)_Queen's_University_Belfast) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14076 |
この研究では、太陽に近い金属量のらせん状の矮星ホストで発見された、長寿命のタイプIIn超新星SN2017hccの5年間のフォローアップキャンペーンの結果を提示します。長い上昇時間(57$\pm$2日、ATLAS$o$バンド)と高い光度(ATLAS$o$バンドで$-$20.78$\pm$0.01magでピーク)は、大量の噴出物と大質量で高密度の星周物質(CSM)。SN2017hccの進化は分光的にも測光的にも遅く、長寿命のタイプIInであるSN2010jlを連想させます。赤外線(IR)過剰はピークの直後に明らかであり、青方偏移は数百日から始まるバルマーラインで顕著でしたが、約+1200日までに減衰しているように見えました。既存のダストからの赤外線光エコーが早い時期に支配的であり、エポック>$\sim$+800日で新しいダスト粒子の凝縮が発生する可能性があると仮定します。
GRB 201009AのIceCubeニュートリノ非検出に基づくモデルの制約
GRB221009Aは、等方性エネルギーが$10^{54}~{\rmergs}$より大きい明るいガンマ線バースト(GRB)です。そのかなり低い赤方偏移は、高エネルギーニュートリノ検出の有望な候補となっています。しかし、\emph{IceCube}コラボレーションによって報告されたこのGRBのニュートリノ検索では、nullの結果が得られました。この論文では、IceCube観測からの上限を利用して、さまざまなGRB即発放出モデルをテストします。少なくともこの特定のバーストでは、散逸性光球モデルは大きなパラメーター空間で除外できることがわかりました。内部衝撃モデルは、大きなバルクモーションローレンツ係数$\Gamma$でのみ存続できます。最も厳密で保守的な制約は、それぞれ$\Gamma>\sim400$および$\Gamma>\sim200$です。内部衝突誘起磁気リコネクションと乱流(ICMART)モデルの場合、GRB221009Aからの制約は控えめです。ICMARTモデルでは、ほとんどの散逸エネルギーが陽子に蓄積され、加速されたすべての陽子がニュートリノの生成に適しているという極端な状況でのみ、わずかに大きなバルク運動($\Gamma>\sim400$)が必要です。
電子陽電子対の生成は、高エネルギーガンマ線天体物理観測に不可欠なプロセスです。先駆的なOSO-3カウンター望遠鏡に続いて、フィールドは主に高エネルギー物理検出器から派生した粒子追跡機器の使用に発展しました。技術の多くは気球搭載のガンマ線望遠鏡で開発されましたが、大気中の高いバックグラウンドから逃れる必要があるため、画期的な発見はSAS-2およびCOS-B衛星からもたらされました。次の主要な対生成の成功は、コンプトンガンマ線天文台のEGRETであり、100MeVを超えるエネルギーで最初の全天マップを提供し、さまざまなガンマ線源を発見しましたが、その多くは可変でした。現世代の対生産望遠鏡であるAGILEとFermiLATは、高エネルギーガンマ線天体物理学を拡大し、特に多波長とマルチメッセンジャーの研究に重点を置いています。楽器の性能を向上させたペア生産に基づいて、将来のミッションのためにさまざまなオプションが開かれています。
高密度デジタル ビームフォーミング アレイによるグローバル CD/EoR 信号検出とその先
| Title |
Global_CD/EoR_Signal_Detection_with_a_Dense_Digital_Beamforming_Array_and_Beyond |
| Authors |
Junhua_Gu,_Jingying_Wang,_Huanyuan_Shan,_Qian_Zheng,_Quan_Guo,_Yan_Huang,_Kuanjun_Li,_and_Tianyang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13483 |
全天平均電波スペクトルから抽出された地球規模の中性水素21cm信号は、宇宙の夜明けと再電離の時代(CD/EoR)の特徴の1つです。アンテナビームパターンの周波数依存性と強力な前景放射が相まって、人工的なスペクトル構造が導入され、誤検出が発生する可能性があります。この問題を克服するために、デジタルビームフォーミングアレイを使用して無彩色のステーションビームパターンを形成できる可能性があります。この作業では、高密度の規則的なビームフォーミングアレイを使用してアクロマティックビームパターンを形成し、グローバルCD/EoR信号を検出する方法について説明し、アレイ構成、アンテナ重量の最適化、エラー推定などのトピックを取り上げます。また、ビームフォーミングアレイと干渉計の等価性に基づいて、冗長なベースラインをキャンセルすることで、アレイ内のほとんどのアンテナを削除できることも示しています。アレイ設計の例を示し、アンテナの重みを最適化し、冗長なベースラインをキャンセルして最終的なアレイ構成を示します。例のアレイのパフォーマンスは、シミュレーションに基づいて評価されます。これは、高密度のデジタルビームフォーミングアレイを使用してCD/EoR信号を検出する実現可能性に向けた肯定的な指標を提供します。
HERMES-Pathfinderは、ガンマ線バーストや重力波イベントの電磁対応物などの宇宙の高エネルギー過渡現象の位置を特定し、監視するためのシンプルだが革新的なX線検出器をホストする6つの3Uナノ衛星のコンステレーションです。HERMESTechnologicalPathfinderプロジェクトはイタリア宇宙庁から資金提供を受けていますが、HERMESScientificPathfinderプロジェクトは助成契約第821896号に基づく欧州連合のHorizon2020ResearchandInnovationProgramから資金提供を受けています。HERMES-Pathfinderは軌道上でのデモンストレーションです。HERMES-Pathfinderの主な科学的目標と、HERMES-Pathfinderのペイロードと性能の説明を提示します。
| Title |
Calibration_of_the_first_detector_flight_models_for_the_HERMES_constellation_and_the_SpIRIT_mission |
| Authors |
R._Campana,_G._Baroni,_G._Della_Casa,_G._Dilillo,_E._J._Marchesini,_F._Ceraudo,_A._Guzman,_P._Hedderman,_Y._Evangelista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13860 |
HERMES(HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellites)は、地球低軌道を飛行する6つの3UCubeSatのコンステレーションに基づく宇宙ミッションであり、ハイブリッドシリコンドリフト検出器/GAGG:Ceシンチレータ光検出器システムに基づく新しい小型機器をホストします。X線やガンマ線に敏感。さらに、HERMESコンステレーションは、アクティブに冷却されたHERMES検出器システムのペイロードを太陽同期軌道(SSO)で運ぶ、オーストラリアとイタリアの宇宙産業のレスポンシブインテリジェントサーマル(SpIRIT)6UCubeSatと連携して動作します。この論文では、最初のHERMESおよびSpIRIT飛行検出器の地上較正の概要を提供し、較正計画、検出器の性能、および特性評価の概要を説明します。
| Title |
Design,_integration,_and_test_of_the_scientific_payloads_on-board_the_HERMES_constellation_and_the_SpIRIT_mission |
| Authors |
Y._Evangelista,_F._Fiore,_R._Campana,_F._Ceraudo,_G._Della_Casa,_E._Demenev,_G._Dilillo,_M._Fiorini,_M._Grassi,_A._Guzman,_P._Hedderman,_E._J._Marchesini,_G._Morgante,_F._Mele,_P._Nogara,_A._Nuti,_R._Piazzolla,_S._Pliego_Caballero,_I._Rashevskaya,_F._Russo,_G._Sottile,_C._Labanti,_G._Baroni,_P._Bellutti,_G._Bertuccio,_J._Cao,_T._Chen,_I._Dedolli,_M._Feroci,_F._Fuschino,_M._Gandola,_N._Gao,_F._Ficorella,_P._Malcovati,_A._Picciotto,_A._Rachevski,_A._Santangelo,_C._Tenzer,_A._Vacchi,_L._Wang,_Y._Xu,_G._Zampa,_N._Zampa,_N._Zorzi_(for_the_HERMES_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13866 |
HERMES(HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellites)は、地球低軌道(LEO)を飛行するナノ衛星のコンステレーションに基づく宇宙ミッションです。6台の3UCubeSatバスは、X線とガンマ線に敏感なハイブリッドシリコンドリフト検出器/GAGG:Ceシンチレータ光検出器システムをホストする新しい小型化された機器をホストします。HERMESは、ガンマ線バースト(GRB)などの明るい高エネルギートランジェントの時間的放出を調査し、三角測量法を利用する数ステラジアンの視野で(アークミンレベルの精度で)高速なトランジェントローカリゼーションを保証します。2023年後半に予定されている打ち上げ日により、HERMESトランジェントモニタリングは、次世代の重力波実験を補完する重要な機能を表しています.さらに、HERMESコンステレーションは、2023年初頭に打ち上げられる予定の、宇宙産業対応インテリジェント熱(SpIRIT)6UCubeSatと連携して運用されます。SpIRITは、太陽同期軌道で運ばれる高エネルギー天体物理学のためのオーストラリアとイタリアのミッションです。(SSO)積極的に冷却されたHERMES検出器システムのペイロード。HERMESコラボレーションを代表して、このホワイトペーパーでは、HERMESとSpIRITのペイロードの設計、統合、およびテストについて説明し、広帯域で高感度のX線およびガンマ線検出器に対応できるようにするために採用された技術ソリューションを強調します。1UCubesatボリューム。
| Title |
The_power_supply_unit_onboard_the_HERMES_nano-satellite_constellation |
| Authors |
Paolo_Nogara,_Giuseppe_Sottile,_Francesco_Russo,_Giovanni_La_Rosa,_Fabio_Paolo_Lo_Gerfo,_Melania_Del_Santo,_Yuri_Evangelista,_Riccardo_Campana,_Fabio_Fuschino,_and_Fabrizio_Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13875 |
HERMESPathfinder(HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellitesPathfinder)は、地球低軌道のナノ衛星群に基づく宇宙ミッションであり、新しい小型化された検出器をホストして、次のような明るい高エネルギー過渡現象のX線の一時的な放出を調べます。ガンマ線バーストと重力波の電磁対応物。この野心的な目標は、ほとんどの商用既製コンポーネントを活用することで達成されます。HERMES-SPでは、ペイロードに必要な電圧を供給すると同時に、ラッチアップイベントからペイロードを保護するカスタム電源ユニットボードが設計されています。
液晶空間光変調器を用いたアクティブフォーカルプレーンコロナグラフィー: 可視域での広帯域コントラスト性能
| Title |
Active_focal-plane_coronagraphy_with_liquid-crystal_spatial-light_modulators:_Broadband_contrast_performance_in_the_visible |
| Authors |
J._G._Kuhn_and_P._Patapis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14000 |
空間光変調器(SLM)技術の技術的進歩により、これらのデバイスをプログラム可能なアクティブフォーカルプレーンフェーズコロナグラフィックマスクとして使用できるようになり、斬新で用途が広く適応性の高い高コントラストイメージング観察戦略への扉が開かれました。ただし、SLM誘起位相応答のスカラーの性質は、天文イメージングで一般的であるように、広帯域光にアプローチを適用する場合の潜在的なハードルです。初めて、可視領域(640nm)でアクティブな焦点面位相マスクとして使用される2つの市販のSLMデバイスの広帯域光(最大12pc帯域幅)を使用した実験結果を提示します。理想的または現実的な望遠鏡の開口条件では、コントラスト性能はこの帯域幅範囲でほとんど影響を受けず、通常は大気残留物によって支配される地上ベースの高コントラストイメージングに十分なレベルに達することが示されています。
光害と地球大気中の人為起源光子の濃度
| Title |
Light_pollution_and_the_concentration_of_anthropogenic_photons_in_the_terrestrial_atmosphere |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Carmen_Bao-Varela,_and_Fabio_Falchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14131 |
光害は、地球大気中の人為起源の光子(光量子)の体積濃度の観点から厳密に説明できます。この定式化は、光の放出、散乱、および吸収の基本的な物理学と一致しており、現在粒子状物質などの他の古典的な汚染物質で行われているのと完全に類似した方法で、粒子体積濃度の観点から光害レベルを表すことができます。または分子汚染物質。この作業では、光子体積濃度と従来の光測光量との間の明示的な変換式を提供します。光害レベルのこの同等の説明は、標準的な汚染物質として夜間の人工光を識別するのに役立ついくつかの関連する洞察を提供します。また、環境および公衆衛生の研究と規制の目的で人工光への曝露を表現する補完的な方法も可能にします。
質量-光度平面における星の年齢の決定
星の年齢は歴史的に、モデルの標準化されたグリッドの等時線フィッティングに依存してきました。これらの恒星モデルは、大質量星の観測サンプルに重要な制約を与えてきましたが、主にグリッド全体に適用される内部混合メカニズムにおいて、多くの体系的な不確実性を継承しており、等時線法を根本的に弱体化させています。この作業では、Higgins&VinkのM-L平面を星の年齢を決定する方法として利用し、ミキシング補正モデルを使用して、較正されたコアオーバーシュートalpha_ovと回転速度を適用して観測データに適合させます。新しい方法を紹介するために複数のテストベッドを提供すると同時に、一般的に使用される等時線法との比較を提供し、支配的な系統誤差を強調します。個々のO星の進化を再現し、VLT-FLAMESタランチュラサーベイからのOおよびB超巨星のより広いサンプルを分析し、専用モデルにalpha_ov、Omega/Omega_crit、および最終的には星の年齢の推定値を提供します。M-L平面は、O超巨星サンプルの分光質量の大きな不一致を強調しています。さらに、M-L平面は、B超巨星サンプルの進化的質量が不適切であることも示しています。最後に、切り離された食連星、VFTS642およびVFTS500を利用し、それらの正確な動的質量から生じる年齢を提示し、それらの内部混合を制限する機会を提供します。TAMSに近いシステムであるVFTS500の場合、両方のコンポーネントが大量のコアオーバーシュート(alpha_ov~0.5)を必要とすることがわかり、これはメインシーケンス幅の拡張を意味します。したがって、B超巨星の大部分はまだコアで水素を燃焼していると推測されます。
一連の低状態から回復して以来、中間極FO Aquariiは同じではありませんでした
| Title |
The_Intermediate_Polar_FO_Aquarii_Has_Not_Been_the_Same_Since_Recovering_from_a_Series_of_Low_States |
| Authors |
Peter_Garnavich_(1),_Colin_Littlefield_(1_and_2),_Rebecca_S._Boyle_(1)_and_Mark_Kennedy_(3)_((1)_Notre_Dame,_(2)_BAERI,_(3)_UCC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13492 |
FOAqrは、白色矮星の20.9分の自転周期に対応する大きな振幅の測光変動を長い間示してきた明るい中間極です。2016年から2020年の間、この星系は一連の前例のない低い状態に見舞われましたが、最近のデータによると、現在は通常の光学的光度に回復しています。2014年にK2/Keplerによって得られた光度曲線を、2021年に得られたTESSミッションからの光度測定と比較します。2014年の光度曲線の支配的な特徴であったスピンパルスが、連星軌道の後半で弱いことがわかります。また、TESS測光ではビートパルスが強調される。軌道の後半では、スピン周波数の約2倍の変動が見られます。白色矮星がスピンダウンし始めた今、これらの測光特性はFOAqrの新しい標準になるかもしれません。
褐色矮星グリーゼ 229B の大気中回収
| Title |
An_Atmospheric_Retrieval_of_the_Brown_Dwarf_Gliese_229B |
| Authors |
Emily_Calamari,_Jacqueline_K._Faherty,_Ben_Burningham,_Eileen_Gonzales,_Daniella_Bardalez-Gagliuffi,_Johanna_M._Vos,_Marina_Gemma,_Niall_Whiteford,_and_Josefine_Gaarn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13614 |
BREWSTER検索コードを使用したGl229Bの大気検索解析の結果を提示します。LineらのT型矮星の検索作業と一致して、最適なモデルは雲のないものであることがわかりました。2017年、ザレスキーら。2022年およびゴンザレスら。2020.モデルから決定された基本的なパラメーター(質量、半径、log(L_{Bol}/L_{Sun})、log(g))は、取得したT_{eff}を除いて、SEDから導出された値に1\sigma以内で一致します。T_{eff}は、進化モデルに基づくSED値よりも約100K低温です。得られた質量は50^{+12}_{-9}M_{Jup}であることがわかりますが、Gl229Bの観測量は、動力学での質量に関する優先順位を持つ雲のないモデルによって説明できることもわかります。値、70M_{Jup}。H_2O、CO、CH_4、NH_3、Na、およびKの存在量を制限し、その主要なGl229Aと比較して、スーパーソーラーのC/O比を見つけることができます。大気中の酸素の枯渇による全体的な亜太陽金属量を報告しますが、太陽[C/H]を見つけます。これは、プライマリの金属量と一致します。この研究は、特に褐色矮星の検索ベースの研究で、スーパーソーラーのC/O比に向かう傾向の高まりに貢献していることを発見し、この結果が形成メカニズム、内部物理プロセス、およびモデルのバイアスに与える影響について議論します。
年輪放射性炭素記録における宇宙放射線事象のモデル化
| Title |
Modelling_Cosmic_Radiation_Events_in_the_Tree-ring_Radiocarbon_Record |
| Authors |
Qingyuan_Zhang,_Utkarsh_Sharma,_Jordan_A._Dennis,_Andrea_Scifo,_Margot_Kuitems,_Ulf_Buentgen,_Mathew_J._Owens,_Michael_W._Dee,_Benjamin_J.S._Pope |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13775 |
樹木年輪の放射性炭素含有量の年次分析により、炭素14の生成がまれに急激に増加することが明らかになりました。これらの「ミヤケイベント」は、太陽または他のエネルギー的な天体物理源からの宇宙放射線のまれな増加によって生成される可能性があります。生成された放射性炭素は、地球の大気や海洋を循環するだけでなく、生物圏に吸収され、樹木の年輪に閉じ込められます。したがって、年輪の高解像度の放射性炭素測定値を解釈するには、地球規模の炭素循環全体をモデル化する必要があります。ここでは、炭素循環のボックスモデルを最新のベイジアン推論ツールに接続する最初のオープンソースPythonパッケージである「ticktack」を紹介します。これを使用して、公開されているすべての年間14Cツリーデータを分析し、6つの既知の三宅イベントすべての事後パラメーターを推測します。それらは太陽周期との一貫した関係を示しておらず、いくつかは天体物理学または地球物理学のモデルに挑戦する延長された期間を示しています。
ミリ波における太陽の数値モデリングの展望と課題
| Title |
Prospects_and_challenges_of_numerical_modelling_of_the_Sun_at_millimetre_wavelengths |
| Authors |
Sven_Wedemeyer,_Gregory_Fleishman,_Jaime_de_la_Cruz_Rodriguez,_Stanislav_Gunar,_Joao_M._da_Silva_Santos,_Patrick_Antolin,_Juan_Camilo_Guevara_Gomez,_Mikolaj_Szydlarski,_Henrik_Eklund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13894 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)は、太陽の研究で一般的に使用されている他の診断を補完する新しい診断の可能性を提供します。特に、ミリ波で前例のない空間分解能で彩層ガスの本質的に線形な温度計として機能するアルマ望遠鏡の能力と、将来の偏光測定は、大きな診断の可能性を秘めています。したがって、太陽アルマ望遠鏡の観測は、太陽大気の外層の構造、ダイナミクス、およびエネルギーバランスに関する長年の疑問に答えることに大きく貢献することが期待されています。この点で、現在および将来のALMAデータは、太陽大気の数値モデルを制約し、さらに発展させるためにも重要であり、観測の解釈にしばしば不可欠です。後者は、空間的および時間的スケールの拡張範囲にわたって発生する過多のプロセスを含む太陽の非常に断続的で動的な性質を考えると、特に重要です。したがって、太陽の現実的なフォワードモデリングには、非平衡効果を説明する時間依存の3次元放射磁気流体力学が必要であり、通常は別のステップとして詳細な放射伝達計算が必要であり、観測と比較できる合成観測量が得られます。このような人為的な観測は、観測の解釈を助けることに加えて、ALMAの太陽観測モードを設計および最適化するための有益なツールを提供する、機器およびシーイング効果を説明することもあります。他の方向では、アルマ望遠鏡のデータと他の同時観測を組み合わせることで、データ反転技術による太陽大気構造の再構築が可能になります。この記事では、太陽の数値モデリングに対するALMAの影響の中心的な側面、その可能性と課題、および選択された例を取り上げます。
TESSによって発見された古い星の周りの3つの低質量仲間
| Title |
Three_low-mass_companions_around_aged_stars_discovered_by_TESS |
| Authors |
Zitao_Lin,_Tianjun_Gan,_Sharon_X._Wang,_Avi_Shporer,_Markus_Rabus,_George_Zhou,_Angelica_Psaridi,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_Shude_Mao,_Keivan_G._Stassun,_Coel_Hellier,_Steve_B._Howell,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Douglas_A._Caldwe,_Karen_A._Collins,_Jason_L._Curtis,_Jacqueline_K._Faherty,_Crystal_L._Gnilka,_Samuel_K._Grunblatt,_Jon_M._Jenkins,_Marshall_C._Johnson,_Nicholas_Law,_Monika_Lendl,_Colin_Littlefield,_Michael_B._Lund,_Mikkel_N._Lund,_Andrew_W._Mann,_Scott_McDermott,_Lokesh_Mishra,_Dany_Mounzer,_Martin_Paegert,_Tyler_Pritchard,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Gregor_Srdoc,_Jiaxin_Tang,_St\'ephane_Udry,_Roland_Vanderspek,_David_Watanabe,_Joshua_N._Winn,_Jie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13939 |
褐色矮星(TOI-2336b)と水素燃焼質量限界に近い2つの天体(TOI-1608bおよびTOI-2521b)です。これらの3つのシステムは、トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)からのデータを使用して最初に特定されました。TOI-2336bの半径は$1.05\pm0.04\R_J$、質量は$69.9\pm2.3\M_J$、公転周期は7.71日です。TOI-1608bの半径は$1.21\pm0.06\R_J$、質量は$90.7\pm3.7\M_J$、公転周期は2.47日です。TOI-2521bの半径は$1.01\pm0.04\R_J$、質量は$77.5\pm3.3\M_J$、軌道周期は5.56日です。これらの低質量のコンパニオンはすべて膨張していることがわかりました。既知のトランジット褐色矮星と低質量M矮星のサンプルを使用して、半径、質量、入射フラックスの関係を当てはめました。褐色矮星と低質量星のフラックスと半径の間に正の相関が見られましたが、これは巨大惑星で観察された相関よりも弱いものでした。
太陽彩層の Ca II K 明るいフィブリルに沿った 3D 横振動
| Title |
Transverse_oscillations_in_3D_along_Ca_II_K_bright_fibrils_in_the_Solar_chromosphere |
| Authors |
Sepideh_Kianfar,_Jorrit_Leenaarts,_Sara_Esteban_Pozuelo,_Jo\~ao_M._da_Silva_Santos,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Sanja_Danilovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14089 |
太陽彩層のフィブリルは、非分光画像データから決定される横方向の振動を持っています。それらは数kWm$^{-2}$のエネルギー束を運ぶと推定されており、これは平均的な彩層放射エネルギー損失のかなりの部分です。空（水平）方向だけでなく、視線（垂直）方向に沿ったフィブリルの振動特性を決定することを目指しています。スウェーデンの1m太陽望遠鏡で取得したFeI6173、CaII8542、およびCaIIKのイメージング分光データを取得しました。120の明るいCaIIKフィブリルのサンプルを作成し、それらの水平方向の動きを測定しました。それらの垂直方向の動きは、観測されたスペクトルの非LTEインバージョンによって決定されました。フィブリル振動の周期と速度振幅、およびフィブリルの垂直振動と水平振動の位相差を決定しました。明るいCaIIKフィブリルは、平均周期$2.2\times10^2$s、水平速度振幅2kms$^{-1}$の横波を運び、以前の結果と一致しています。平均垂直速度振幅は1kms$^{-1}$です。120のフィブリルのうち118が垂直方向と水平方向の両方に波を運び、そのうちの55は同じ周期を持っていることがわかりました。これらの55については、$0$と$2\pi$の間のすべての位相差が発生し、直線偏波($0$または$\pi$の位相差)が穏やかではあるが有意に優先されることがわかります。結果は、フィブリルの光球の足元での粒状バフェッティングによって横波が励起されるというシナリオと一致しています。画像データのみに基づく横波フラックスの推定値は、垂直速度の寄与を無視しているため、低すぎます。
RU Lupの降着変動
| Title |
Accretion_variability_in_RU_Lup |
| Authors |
Camille_Stock,_Pauline_McGinnis,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Antonella_Natta,_and_Tom_P._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14134 |
古典的なおうし座T型星(CTTS)の降着プロセスは、時間スケールによって異なることが観察されています。この変動性を研究することは、星の進化を理解するために不可欠であり、内部で働いている複雑なプロセスへの洞察を提供します。連続体ベールと輝線ベールの間の二分法を理解することは、星のスペクトルに存在するベールの量を正確に測定するために不可欠です。ここでは、分光偏光計ESPaDOnSからのほぼ連続した15日間の光学分光データを利用して、CTTSRULupでの短期間の降着活動を特徴付け、LiI6707A吸収線のベールとの関係を調べます。降着を追跡するHIバルマー系列の輝線が研究され、各夜の降着光度(Lacc)と質量降着速度(Macc)を取得するために使用されました。また、夜ごとに複数の光球吸収線(NaI5688A、MnI6021A、およびLiI6707A)を使用してベールを測定しました。私たちは、LiI6707Aラインが星のLaccと強い正の相関関係を生み出すベールの測定値を提供することを発見しました。Li枯渇を補正すると、LiI6707Aラインで測定された平均ベールはr_LiI(avg)~3.25+/-0.20であり、これは研究された他の光球ライン(r_avg~3.28+/-0.65)と一致しています。固有であり、幾何学的効果によるものではないLaccとMaccの短い時間スケールの変動を測定しました。ベールとラックの変化を比較すると、強い正の相関関係があることがわかります。この研究は、この相関関係をツールとして使用して、測定された変動性が絶滅によるものか、降着の本質的な変化によるものかを判断する方法の例を提供します。ベールの決定はLaccの測定とは独立したプロセスであるため、それらの関係により、若い星の降着現象をさらに調査することができます。
同様の一般相対論的磁気流体力学コードは、連星中性子星合体に対して異なる結果を生成します
| Title |
Similar_general_relativistic_magnetohydrodynamic_codes_produce_different_results_for_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Pedro_Luis_Espino,_Gabriele_Bozzola,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13481 |
この論文では、一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)の同様のオープンソースコードが、中性子星連星合体の重要な特徴に対して異なる結果を生み出すことを示します。まず、公開されているIllinoisGRMHDコードの新しいオープンソースバージョンを提示します。これは、現実的な有限温度状態方程式をサポートします。アップグレードされたコードの厳密なテストの後、GRHydro、IllinoisGRMHD、Spritz、およびWhiskyTHCの間でコード比較を実行します。これらは同じ物理を実装していますが、計算方法がわずかに異なります。比較の利点は、すべてのコードがEinsteinToolkitスイートに組み込まれていることです。したがって、それらの唯一の違いはアルゴリズムです。収束特性、流体力学、重力波は類似していますが、合体時間、残骸の寿命、重力波の位相は異なります。このようなシミュレーションでモデル化された合併後のダイナミクスが、特に精密重力波天文学の時代に核物質の特性を推測するために確実に使用される前に、そのような違いを解決する必要があります。
階層的三体問題への効果的な二体アプローチ: 四重極から 1PN
| Title |
Effective_two-body_approach_to_the_hierarchical_three-body_problem:_quadrupole_to_1PN |
| Authors |
Adrien_Kuntz,_Francesco_Serra,_Enrico_Trincherini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13493 |
重力波天文学にとって重要な連星系の多くは、遠く離れた第3の天体によって周回されており、その相対論的ダイナミクスを大幅に変化させる可能性があります。相対論的補正と三体相互作用の間の相互作用を理解するには、精密な計算が必要です。有効場理論アプローチを使用して、1PN四重極次数までの階層型三体システムの長い時間スケールのダイナミクスを記述する有効なアクションを導き出します。このレベルの近似では、計算は、軌道時間スケールでの小さな振動の反作用と、断熱近似からの偏差によって複雑になります。近同一性変換の方法を使用して高速モードを排除することにより、これらの問題に対処します。これにより、三体系の一般的な構成における1PN四重極交差項の完全な表現を初めて計算することができます。得られた運動方程式を数値的に統合し、1PN四重極項が相対論的三体系の長期ダイナミクスに影響を与える可能性があることを示します。
反強磁性体は、スピン依存相互作用を持つサブMeV暗黒物質を探すための最適なターゲットとして提案します。これらの材料は、非常に小さな運動量の移動でもマルチマグノン放出を可能にするため、keVと同じくらい軽い暗黒物質粒子に敏感です。効果的な理論を使用して、イベント率を簡単な方法で計算します。ここで研究された材料の中で、酸化ニッケル（十分に評価された反強磁性体）が理想的な候補ターゲットとして特定されました。実際、そのギャップのないマグノンの伝播速度は典型的な暗黒物質の速度に非常に近く、たった1つのマグノンの放出によってさえ、すべての運動エネルギーを吸収することができます。
2 つの暗黒物質流体を持つエキゾチックなコンパクト天体
| Title |
Exotic_Compact_Objects_with_Two_Dark_Matter_Fluids |
| Authors |
Marie_Cassing,_Alexander_Brisebois,_Muhammad_Azeem,_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13697 |
暗黒物質の2つの異なる流体で作られたコンパクトなオブジェクトの一般的なプロパティは、スケール不変のアプローチで研究されています。私たちは、2つの流体が分離されているコアシェル構造と、両方の暗黒物質流体が互いに浸されている混合暗黒物質成分を持つコンパクトな天体を調査します。考慮される星座は、非圧縮性流体、自由で相互作用するフェルミ気体、および真空項を伴う状態方程式、つまり自己結合暗黒物質の組み合わせです。単一の暗黒物質流体を持つコンパクト天体や、白色矮星、中性子星、クォーク星などの通常のバリオン物質でできたコンパクト星とは区別される、組み合わせた暗黒物質コンパクト天体の質量と半径の関係に新しい特徴が見られます。特定の結合された暗黒物質星の最大コンパクト度は、コンパクト星の因果限界までの値に達することができますが、暗黒物質流体の因果関係が保証されている場合、その限界を超えることはありません。
FLRW宇宙における赤方偏移ドリフトの動的解析
| Title |
Dynamical_analysis_of_the_redshift_drift_in_FLRW_universes |
| Authors |
Francisco_S._N._Lobo,_Jos\'e_Pedro_Mimoso,_Jessica_Santiago_and_Matt_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.13946 |
赤方偏移ドリフトは、膨張するFLRW宇宙でハッブル流と共に移動するエミッターと観測者の間で観測される赤方偏移が、ハッブル時間に匹敵するタイムスケールでゆっくりと進化する現象です。以前の記事[JCAP04(2020)043;\arXiv{2001.11964}]現在の著者のうち3人は、FLRW宇宙の赤方偏移ドリフトの宇宙論的分析を実行し、ダイナミクス(フリードマン方程式)の問題を一時的に脇に置きました。現在の記事では、正確なFLRWユニバースのフレームワーク内でダイナミクスを追加しています。適切な一般的な物質モデルを開発し、低赤方偏移の漸近挙動と、赤方偏移を記述する代替変数を使用する有用性の両方を研究します。
地球生命の起源における$^{40}$Kの役割について
カリウムの豊富さと生物学的役割は、その不安定な核種が陸生生物形成のすべての段階に存在していたことを示唆しています。$^{40}$Kは、太古の時代に同位体比が増加したため、原始地球に存在した特別な、おそらく独特の生物遺伝学的条件に寄与した可能性があります。UおよびTh放射性核種と比較して、$^{40}$Kの放射化学的影響はそれほど破壊的ではなく、原生物分子の構造的および機能的特性の中程度ではあるが永続的な進化を促進する可能性があります。$^{40}$Kの主要な$\beta$崩壊経路では、始生代のカリウムイオン溶液によって生成される放射線量は、地球上の現在の背景放射線よりも1～2桁大きくなる可能性があります。$\beta$減衰によって間接的に影響を受ける有機分子の速度の推定値は、プレバイオティックソリューションの溶媒における二次イベントの伝播の2つの概略モデルに対して提供されます。$^{40}$Kによって放出された左手系の$\beta^-$粒子は、原始地球で弱い核力を介してL型アミノ酸のエナンチオマー過剰を引き起こす最良の候補です。濃度依存の放射線量$^{40}$Kは、生命の起源の乾湿シナリオによく適合し、前生物的化学経路の現実的なシミュレーションで考慮されるべきです。
コンパクトな連星合体からの重力波は、強い場の体制で重力理論をテストするのに役立ちます。連星中性子星からの重力波における中性子星の潮汐変形能を測定することにより、極端な密度での物質の状態方程式に厳しい制約が課せられました。重力の代替理論における潮汐愛の数は、一般的な相対論の対応物とは大きく異なる場合があります。潮汐ラブ数がどのように変化するかを正確に理解することで、科学者は、状態方程式測定の不確実性から、一般相対性理論を超えた物理学の影響を解きほぐすことができます。この作業では、重力のスカラーテンソル理論における中性子星の完全相対論的な$l\geq2$潮汐愛数を明示的に計算します。いくつかの現実的な状態方程式を使用して、質量、半径、および潮汐変形性の関係が一般相対論の関係とどのように異なるかを調べます。潮汐ラブ数と潮汐変形可能性は、特定の領域では一般相対性理論(強いスカラー化の場合は$>200\%$)のものとは大きく異なる可能性があることがわかりました。この違いは、一般相対性理論から潮汐ラブ数を使用すると、連星中性子星と中性子星とブラックホールの合体からの重力波を使用した一般相対性理論のテストで重大なエラーが発生する可能性があることを示唆しています。
急速に回転するブラック ホールのゆっくりと減衰するリングダウン: LISA を使用した小さな質量比の合体による無毛定理の調査
| Title |
Slowly_Decaying_Ringdown_of_a_Rapidly_Spinning_Black_Hole:_Probing_the_No-Hair_Theorem_by_Small_Mass-Ratio_Mergers_with_LISA |
| Authors |
Naritaka_Oshita_and_Daichi_Tsuna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.14049 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)を使用した、倍音や高調波を含む複数の準正規(QN)モードの検出可能性は、超大質量を含む中間または極端な質量比の合体によって引き起こされる重力波(GW)信号を計算することによって調査されます。ブラックホール(SMBH)。急速に回転するブラックホールのリングダウンは長寿命であり、リングダウンの高調波は小さな質量比の合体で著しく励起されることを確認しました。急速に回転するSMBHからのGWの観測には、複数のQNモードを検出し、ブラックホールの無毛定理を高精度でテストする上で大きな利点があることを実証します。
非摂動的レジームの有限温度でのヤンミルズ理論のグルオンセクターを記述するホログラフィックモデルを構築します。温度の関数としての状態方程式は、格子量子色力学(QCD)データとよく一致しています。さらに、非閉込め相転移を捉えるための適切な秩序パラメータであるポリアコフループとグルオン凝縮も、格子QCDデータと定量的によく一致しています。$T_c=276.5\,\text{MeV}$で、格子QCD予測と一致する強い一次閉じ込め/非閉じ込め相転移が得られます。この閉じ込め/非閉じ込め相転移から得られる確率的重力波背景は、近い将来、関連する原始ブラックホール(PBH)の生成が現在の観測限界を飽和させるときに、国際パルサータイミングアレイと平方キロメートルアレイで潜在的に検出可能になります。LIGO-Virgo-CollaborationO3データからのPBH存在量。
高スケールの非熱レプトジェネシスの CMB フットプリント
インフレーションスペクトルインデックス($n_s$)とテンソル対スカラー比($r$)の測定値から、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)での高スケールの非熱レプトジェネシスの痕跡を研究します。実験室での実験。インフレトンのその後の崩壊から重い右手系ニュートリノ(RHN)へのバリオン(レプトン)非対称性の非熱的生成は、インフレーション終了後の初期宇宙における再加熱ダイナミクスに敏感であると主張します。このような依存関係は、プランク実験によって十分に制約されている$n_s-r$平面に検出可能なインプリントを提供します。我々は、(i)インフレトンが主に放射線に崩壊するケースと、(ii)インフラトンが主にRHNに崩壊するケースと、続いてSM粒子に崩壊して宇宙を適切に再加熱するケースの2つを調査します。$n_s$と$r$の対応する推定値を取得し、最近のPlanck/BICEPデータを考慮すると、後者のケースがより予測的であることがわかります。$\alpha-$アトラクタインフレーションモデルを考慮した結果を提供しますが、ここで提案する処方箋は非常に一般的であり、非熱的レプトジェネイシスの条件が満たされている場合、さまざまな種類の単一フィールドインフレーションモデルに実装できます。
最近、Swift-BAT、GBM、およびLHAASOを含むいくつかの望遠鏡が、GRB221009A($z=0.15$の赤方偏移にある)と名付けられたガンマ線バーストからのこれまでで最も高エネルギーで長いガンマ線を観測しました。2022年10月9日。これまでの理解では、このような遠距離で生成された非常に高エネルギーの光子は、地球に到達する前に深刻な減衰を受けることがわかっています。我々は遷移磁気双極子モーメントを持つサブMeVの重いニュートリノの存在を提案し、それを介して重いニュートリノがGRBで生成される。その後、銀河まで長距離を移動し、ニュートリノと光子に崩壊して観測されます。このようにして、GRBで生成された元の高エネルギー光子は、長距離減衰に耐えることができます。
