矮小球状銀河の白色矮星: 新しいクラスのコンパクト暗黒物質検出器
| Title |
White_Dwarfs_in_Dwarf_Spheroidal_Galaxies:_A_New_Class_of_Compact-Dark-Matter_Detectors |
| Authors |
Juri_Smirnov,_Ariel_Goobar,_Tim_Linden,_and_Edvard_M\"ortsell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00013 |
最近の調査では、白色矮星の爆発的な点火に由来すると推測される、Caに富むギャップ遷移として知られる微光の超新星の集団が発見されました。独自のスペクトルと光度に加えて、これらの超新星は異常な空間分布を持っており、推定されたホスト銀河から遠く離れたところに主に見られます。暗黒物質の相互作用が低質量の白色矮星の間で熱核爆発を誘発するシナリオに従って、Caに富むギャップトランジェントの位置が、大きな銀河を取り囲む矮小球状銀河の分布によく一致していることを示します。標準的な恒星またはバイナリの進化メカニズムを備えています。観測されたイベント率を説明するもっともらしい候補は、質量が$10^{21}$グラムを超える原始ブラックホールです。
無限のバリオン: シミュレートされた Three Hundred クラスター周辺の異方性 tSZ 信号に拡散ガスがどのように寄与するか
| Title |
Boundless_baryons:_how_diffuse_gas_contributes_to_anisotropic_tSZ_signal_around_simulated_Three_Hundred_clusters |
| Authors |
Martine_Lokken,_Weiguang_Cui,_J._Richard_Bond,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Norm_Murray,_Romeel_Dav\'e,_and_Alexander_van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00242 |
熱Sunyaev-Zel'dovich(tSZ)効果によって観測される、銀河団を取り巻く拡散ガスの異方性分布の今後の高赤方偏移観測は、異なる天体物理フィードバックモデルを区別するのに役立ち、宇宙センサス、宇宙探査機として使用される可能性があります。これらの観測から情報を収集するための典型的なアプローチは、暗黒物質シミュレーションまたは分析予測にハローモデルに基づくガス処方を適用することです。この研究では、TheThreeHundredGizmo-Simba流体力学シミュレーションでガスを分析し、ハローを超えるガスが異方性tSZ信号の主な原因であるかどうかを調査することにより、そのような処方箋を通知しようとしています。赤方偏移$z=1$で拡散ガスから濃縮ガスを分離するためにさまざまな定義が適用され、98個のシミュレーションスナップショットにわたる各カテゴリからのtSZ信号が、銀河フィラメント軸に沿った配向スタッキングによって結合されます。結果は、拡散ガスに使用される定義によって大きく異なります。これは、拡散状態の宇宙ガスの割合を議論する際には注意が必要であることを示しています。すべての場合において、拡散ガスは重要であり、最大$\sim50\%$のtSZ信号に寄与します。ハロー中心から1～2ビリアル半径に存在する結合していないガスが特に重要です。方向付けられたスタッキングと環境のサブセレクションは、ホットハローガスよりも銀河フィラメント軸に沿って整列しているが集中していない、暖かい-ホットな銀河間媒体からの信号を増幅するのに役立ちます。
階層的クラスタリングの確率論 III.ハロー質量関数の非普遍性と非定常性
| Title |
A_Stochastic_Theory_of_the_Hierarchical_Clustering_III._The_Non-universality_and_Non-stationarity_of_the_Halo_Mass_Function |
| Authors |
A._Lapi,_T._Ronconi,_L._Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00399 |
階層的クラスタリングの確率論の枠組みの中で、暗黒物質ハローの統計を記述するフォッカー・プランク方程式の時間依存解を調査し、これらが定常状態に収束するために必要な典型的なタイムスケールについて議論します。初期条件。定常解が$z\approx0$での最先端の$N-$bodyシミュレーションの結果を非常に正確に再現できることを示していますが、宇宙の進化を完全に説明するにはそれ以上のことが必要です。高赤方偏移へのシミュレートされたハロー質量関数。具体的には、フォッカー・プランク方程式の時間依存解が、妥当な初期条件で、シミュレートされたハロー質量関数の非普遍的な進化を説明できることを示します。標準的な理論的推定と比較して、私たちの確率論は、$z\gtrsim10$に向かって数倍高いハロー数密度を予測します。これは、JWSTからの初期および今後のデータを解明するのに役立つ結果です。最後に、現在および将来の$N-$body実験の設計、解釈、およびエミュレートにおける私たちのアプローチの関連性を指摘します。
| Title |
Investigating_the_Hubble_Tension:_Effect_of_Cepheid_Calibration |
| Authors |
Rahul_Kumar_Thakur,_Harish_Kumar,_Shashikant_Gupta,_Dinkar_Verma,_Rahul_Nigam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00578 |
SH0ES共同研究(R11およびR16)によるIa型超新星(SNe)の最近の観測は、プランク衛星を利用した最近のCMBR観測と$\LambdaCDM$宇宙モデルの適用によって報告された値から、少なくとも$3\sigma$離れています。これは現代の宇宙論で最も困難な問題の1つであり、ハッブル張力として知られています。R11とR16のSNeIaは、天の川、LMC、およびNGC4258の3つの異なる銀河のセファイド変数によって較正されました。カーネギーハッブルプログラム(CHP)による、赤色巨星アプローチの先端を使用して調整されたタイプIaSNeの観測では、ハッブル定数について多少異なる推定値が得られました。これにより、ハッブル張力が3$\sigma$以上から2$\sigma$以下に減少しました。SNeIaキャリブレーションに問題があるかどうかに答え、ハッブル張力が本物かどうかを調査することは正当な質問です。統計的手法、すなわちANOVA、KS検定、およびt検定を使用して、セファイドキャリブレーションが宿主に依存しているかどうかを調べます。私たちの分析は、(i)R11とR16の両方のデータが非ガウスの体系的な影響を受けていること、(ii)R11とR16の両方のグループのサブサンプル(異なるアンカーベース)の$H_0$値が99で有意に異なることを示しています。\%信頼レベル、および(iii)金属に富むMWサンプルを無視しても$H_0$値は大幅に減少しないため、ハッブル張力が持続します。ハッブル定数のわずかな減少は、ホスト環境の違いに関連している可能性があります。したがって、単一のユニバーサルリレーション環境ベースの勾配とゼロポイントを使用する代わりに、優先する必要があります。
放射伝達モデルによる G29-38 白色矮星塵円盤の形状
| Title |
The_Geometry_of_the_G29-38_White_Dwarf_Dust_Disk_from_Radiative_Transfer_Modeling |
| Authors |
Nicholas_P._Ballering,_Colette_I._Levens,_Kate_Y._L._Su,_L._Ilsedore_Cleeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00118 |
多くの白色矮星は、微惑星の崩壊によって生成され、過剰な赤外線によって明らかにされた塵の円盤をホストしています。G29-38の周りの円盤は最初に発見され、現在よく観察されていますが、その形状と塵の特性のまとまりのある画像が不足しています。ここでは、半径方向および垂直方向の温度と光学的深さの勾配を説明する放射伝達計算を使用して、G29-38ディスクを初めてモデル化します。10$\mum$シリケートフィーチャの幅を過大に予測しているにもかかわらず、利用可能な赤外線測定値とよく一致する一連のモデルに到達しました。結果として得られる一連のモデルには、92-100$R_\text{WD}$($R_\text{WD}$は白色矮星半径)に位置する円盤の内側の端があります。これは、円盤に直接照らされた前縁が存在するため、以前のモデル化の取り組みによって推測されたよりも星から離れています。ディスクの半径方向の幅が狭い($\leq$10$R_\text{WD}$);このような特徴は、非効率的な広がり、または潮汐破壊半径が昇華半径に近接していることによって説明できます。モデルの半開き角は$\geq$1.4$^\circ$です。このような構造は、土星の輪に類似した一般的に採用されているフラットディスクモデルと強く矛盾し、主系列デブリディスクの垂直構造と一致します。私たちの結果は、円盤が単一の微惑星の崩壊後に受動的に進化するのではなく、衝突的に活発であり、新しい物質を継続的に供給しているという考えと一致しています。
火星周辺の粒子のギガ年力学進化
火星の周りには、さまざまなサイズの粒子が存在する可能性があります。大きな粒子の軌道は主に火星の重力によって支配されていますが、小さな粒子の軌道は非重力によって大きく影響を受ける可能性があります。火星周辺の粒子動力学に関する以前の研究の多くは、$\lesssim10^{4}$年間、比較的小さな粒子($r_{\rp}\lesssim100\,\mum$の半径)に焦点を当ててきました。この論文では、直接的な数値軌道積分と解析的アプローチを使用して、火星の重力、火星の$J_{2}$、太陽放射圧(SRP)、およびポインティング・ロバートソン(PR)力を考慮して、ギガ年にわたる動的進化を研究します。マイクロメートルからメートルまでの範囲の半径で火星の赤道面の近くを周回する粒子の。また、粒子ダイナミクスに対する惑星の影の影響についても新たに研究しています。私たちの結果は、最初は$\lesssim8$火星半径(現在のダイモスの軌道より下)にある小さな粒子($r_{\rmp}\lesssim10\,\mum$)が離心率のためにSRPによってすぐに取り除かれることを示しています。増加し、近心距離で火星と衝突します。大きな粒子($r_{\rmp}>10\,\mum$)の軌道は、PR力(タイムスケール$>10^{4}$年)のためにゆっくりと崩壊します。惑星の影は、軌道上の太陽に照らされた領域を減少させ、PR抗力の効率を低下させます。しかし、惑星の影を含めても、半径$\sim10$cmまでの粒子は、最初は火星半径$\lesssim8$で、最終的には$\sim10^{9}$以内で火星表面に螺旋を描くことを示しています。年。粒子が小さいほど、火星に到達するまでの時間が短くなり、その逆も同様です。私たちの結果は、フォボスとダイモスの形成に関する巨大衝突仮説の文脈で、火星の周りに残っている粒子の性質をよりよく理解し、制約するために重要です。
火星の若い堆積岩の年代と浸食速度
MedusaeFossaeFormation(MFF)は、火星の赤道付近にある謎めいた堆積単位であり、形成プロセスと絶対年齢は不明です。表面が激しく風食されているため、既存のクレーター数データを使用したクレーターサイズ頻度分布関数に基づく1パラメータモデルを使用して、MFFの絶対モデル年代を決定することは困難です。クレーター形成をランダムなポアソン過程として扱うことにより、年齢と一定の侵食速度($\beta$)の両方を推定する新しい2パラメーターモデルを作成します。私たちの研究では、MFFと他の若い赤道堆積岩の両方について、ContextCamera画像から収集された新しいクレーター数データを使用しています。私たちの新しいモデルに基づくと、中央MFFは$>$1.5Gyr前に形成され、侵食率は低かった($<$650nmyr$^{-1}$)のに対し、東MFF、極東MFF、ゼフィリア平野は形成された可能性が最も高い$<$1.5Gyr前に、侵食率が高かった($>$740nm$^{-1}$)。ゲールクレーターとイースタンカンドールにあるアイオリス山(非公式にはシャープ山として知られている)の頂上は、比較的若く、侵食率が低い。推定された侵食率に基づいて（急速な侵食は準安定な浅い氷を可能にするため）、ガンマ線分光法または中性子分光法によって検出可能な浅い赤道直下の水氷の妥当な場所として、ZephyriaPlanumを含むいくつかのサイトも特定します。火星で$<$1.5Gyrの堆積岩層を確認し、古いMFFサイトと新しいMFFサイトを区別することに加えて、侵食が速い場所はより古い年代を持ち、侵食が遅いMFFの場所はより古い最適な年代を持っていることがわかりました。
熱い土星 JWST ERO ターゲット WASP-96b に雲が形成される
WASP-96bは熱い土星系外惑星であり、平衡温度は熱力学的に予想される大規模な雲形成の範囲内にあります。ハッブル/WFC3、スピッツァー/IRAC、およびVLT/FORS2による以前の観測は、単一のスペクトルに結合されており、その検索結果は、冷たいが雲のない大気を示唆しています。最近、この惑星は早期解放観測(ERO)の一環としてジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で観測されました。1Dプロファイルは、3DGCMexpeRT/MITgcmの結果から抽出され、動的な非平衡モデルの入力として使用され、混合組成の鉱物雲粒子の形成を研究します。ARCiSリトリーバルフレームワークをJWST以前のWASP-96bトランジットスペクトルに適用して、雲のあるモデルと想定される雲のないトランジットスペクトルとの間の明らかな矛盾を調査します。雲はWASP-96bの大気全体に遍在すると予測されています。ケイ酸塩材料は40%から90%の間で寄与するため、スペクトルに影響を与える低圧領域では金属酸化物も最大40%寄与します。これらの雲のモデルを現在利用可能な大気遷移スペクトルと一致させる方法を探ります。垂直方向の混合が減少すると、雲が大気中のより深いところに沈降するように作用し、雲粒子の多孔性が増加すると、近赤外および光学領域の雲の不透明度が低下します。これらの効果はどちらも、雲が大気中に存在することを可能にしながら、より明確な分子の特徴を観察することを可能にします。WASP-96bの大気に雲がない可能性は低いです。また、HST、スピッツァー、およびVLTスペクトルの検索は、複数の曇った溶液がデータを再現することを示しています。JWSTの観測は雲の影響を受けます。NIRISSの波長範囲内でさえ、雲頂圧は桁違いに変化します。NIRSpecの長波長端とMIRIの短波長端は、WASP-96bのターミネーターの手足の間の大気の非対称性を探る可能性があります。
TNG50 を持つ MW/M31 様銀河の衛星: クエンチフラクション、ガス含有量、および星形成の歴史
| Title |
Satellites_of_MW/M31-like_galaxies_with_TNG50:_quenched_fractions,_gas_content,_and_star_formation_histories |
| Authors |
Christoph_Engler,_Annalisa_Pillepich,_Gandhali_D._Joshi,_Anna_Pasquali,_Dylan_Nelson,_and_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00010 |
最高解像度のTNG50で、198天の川(MW)およびアンドロメダ様(M31)のホスト周辺のM*>=5x10^6Msunを持つ約1200の衛星銀河のクエンチ画分、ガス含有量、および星形成履歴を分析します。IllustrisTNGシミュレーションの実行。衛星は、ホスト銀河までの距離が短く、MWのようなホストと比較してより質量の大きいM31のような、より小さな質量に対してより大きなクエンチフラクションを示します。衛星がホストのビリアル半径を横切ると、そのガス含有量が大幅に低下します。300kpc以内のほとんどの衛星は、マゼラン雲やM32のように巨大でない限り、z=0で検出可能なガス貯留層を含んでいません。それにもかかわらず、それらの恒星の集まりは大きな多様性を示しています。平均して、衛星の累積的な星形成履歴は、より明るく質量の大きい衛星ほど、降水が遅く、質量の少ないホストにある衛星ほど長くなります。これらの関係に基づいて、観測されたMWとM31矮星の降水期を推測することさえできます。マゼラン雲とレオIでは0～4Gyr前、M32とIC10ではそれぞれ4～8Gyr前と0～2Gyr前。198のTNG50MW/M31のようなホストの周りの現在の衛星の数パーセントだけがクラゲ。現在消光されているTNG50衛星の消光からの典型的な時間は、6.9(+2.5)(-3.3)Gyr前です。TNG50の結果は、観測されたMWおよびM31衛星のクエンチフラクションと恒星集合体と一致していますが、SAGAサーベイの衛星は、TNG50および他の観測された類似物よりも低いクエンチフラクションを示しています。
SOFIA (SALSA Legacy Program) による銀河外磁気。 Ⅵ．アンテナ銀河の多相星間媒体の磁場
| Title |
Extragalactic_magnetism_with_SOFIA_(SALSA_Legacy_Program)._VI._The_magnetic_fields_in_the_multi-phase_interstellar_medium_of_the_Antennae_galaxies |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez,_Alejandro_S._Borlaff,_Rainer_Beck,_William_T._Reach,_Sui_Ann_Mao,_Evangelia_Ntormousi,_Konstantinos_Tassis,_Sergio_Martin-Alvarez,_Susan_E._Clark,_Daniel_A._Dale,_Ignacio_del_Moral-Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00012 |
合体は銀河の成長の基本的な経路であると考えられており、星間物質(ISM)のガス力学と磁場(Bフィールド)を乱します。ただし、合併中にBフィールドを増幅および消散させるメカニズムは不明のままです。2つの渦巻銀河であるアンテナ銀河の最も近い合体の多相ISMにおける秩序あるBフィールドの形態を特徴付けます。$154~\mu$mの熱ダストと$11$cmの電波シンクロトロン放射偏光観測を使用して、推定されたBフィールドを比較します。$154~\mu$mのBフィールドは$11$cmのBフィールドよりも、アンテナ銀河全体で秩序立っていることがわかります。乱流から秩序化された$154~\mu$mBフィールドは、銀河コアと星形成領域で増加します。レリックスパイラルアームには規則的なスパイラル$154~\mu$mBフィールドがあり、$11$cmBフィールドは放射状です。$154~\mu$mのBフィールドは、星形成領域によって駆動される高い$^{12}$CO(1-0)速度分散を持つ乱流ダイナモによって支配される可能性があります。一方、$11$cmのBフィールドは、銀河相互作用によって駆動される高HI速度分散。この結果は、主に合体によって乱された暖かいガスと、遺物のスパイラルアームのダイナミクスに依然従う高密度のガスとの間の解離を示しています。2つの銀河を結ぶ$\sim8.9$kpcスケールの順序付けられたBフィールドが見つかりました。潮汐尾の基部は、HIおよび$^{12}$CO(1-0)放出と共空間的であり、合併によって駆動される$154~\mu$mおよび$11$cmのBフィールドを圧縮および/またはせん断しています。システムの残りの部分や他の渦巻銀河に関して、増幅されたBフィールドが、両方の銀河と潮汐尾の間のガスの流れを支えている可能性があることを示唆しています。
赤色巨星分枝星の風からの降着は、しし座 I の超大質量ブラック ホールを明らかにする可能性がある
$\sim3\times10^6\,\rmM_\odot$の超大質量ブラックホール(SMBH)が、最近、しし座I矮小銀河の中心で動的測定によって検出されました。標準的な縮尺関係を超えると、このSMBHはガスを欠いている銀河によってホストされており、最後の$\sim1$Gyrに重要な星形成はありません。この検出は、ブラックホールとそのホストの形成モデルに大きな影響を与える可能性があります。SMBHのボンダイ半径内の$\sim100$進化した星の集団からの風は、エディントン比が$9\times10^{-8}$と$9\times10^{-7}の間で、かなりの降着率を生み出すことを提案します。$、星の質量損失の値に応じて。これらの速度は、移流優勢の降着流(ADAF)モードで降着するSMBHの典型です。予測されたスペクトルは、$\sim0.1-1$THz($300-3000\,\mathrm{\mum}$)のマイクロ波でピークに達し、降着率に応じてより高いエネルギーで大きな変動を示します。$6$GHzで$\sim0.1$mJyの電波フラックスを予測しますが、これは降着特性にわずかに依存します。Chandra、VLA、およびALMAによるディープイメージングは、このSMBHの存在を確認し、その降着の流れを制限することができます。
TNG50 シミュレーションにおける天の川に似た銀河の周銀河媒質 -- I: ハロー ガスの特性と SMBH フィードバックの役割
| Title |
The_Circumgalactic_Medium_of_Milky_Way-like_Galaxies_in_the_TNG50_Simulation_--_I:_Halo_Gas_Properties_and_the_Role_of_SMBH_Feedback |
| Authors |
Rahul_Ramesh,_Dylan_Nelson_and_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00020 |
IllustrisTNGプロジェクトの一部である宇宙磁気流体力学シミュレーションTNG50から、$z=0$にある132個の天の川(MW)のような銀河の銀河周媒質(CGM)内のガスの物理的特性を分析します。サンプル全体のCGMガスの特性と量は多様であり、さまざまなフェーズ(低温、高温、高温)の分数予算、およびニュートラルHI質量と金属質量はかなり異なります。$10.5<\rm{M}_\star/\rm{M}_\odot<10.9$の恒星質量範囲にわたって、$0.15<\rm{R/R_{\rm200c}}からのガス物理特性の半径方向プロファイル<1.0$は、CGMの構造が非常に複雑であることを示しており、個々の銀河の周りの固定距離と異なる銀河間で大きな変動があります。CGMガスは多相です。密度、温度、エントロピーの分布はすべて多峰性ですが、金属量と熱圧の分布は単峰性です。すべてが広いです。MWのようなハローの磁場の予測を提示します。内側のハローの磁場強度の中央値$|B|\sim\,1\mu$Gは距離が離れると急速に減少しますが、磁気圧力は$内でのみ熱圧力を支配します。\sim0.2\times\RVIR$.$\sim10^6\,$Kのビリアル温度ガスは、おおよその圧力平衡でサブドミナントクール、$<10^5\,$K成分と共存します。最後に、CGMの物理的特性は銀河の星形成速度と密接に関連しており、超大質量ブラックホール(SMBH)からのフィードバックに依存しています。TNG50では、SMBH駆動の動的風からのエネルギーが高速流出($\gtrsim2000$km/s)を生成し、ガスを超ビリアル温度($>10^{6.5-7}$K)に加熱することがわかります。それ以外の場合は準静的なガス状ハローの流入と流出の正味のバランスを調整します。
大規模な銀河団における活動銀河核の発生率の宇宙進化：シミュレーションと観測
| Title |
Cosmic_evolution_of_the_incidence_of_Active_Galactic_Nuclei_in_massive_clusters:_Simulations_versus_observations |
| Authors |
Iv\'an_Mu\~noz_Rodr\'iguez,_Antonis_Georgakakis,_Francesco_Shankar,_Viola_Allevato,_Silvia_Bonoli,_Marcella_Brusa,_Andrea_Lapi_and_Akke_Viitanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00032 |
この論文では、大規模な銀河団における活動銀河核(AGN)の発生率を研究することにより、超大質量ブラックホールへの降着イベントの変調における小規模環境($<1$Mpc)の役割を調査します。柔軟な、データ駆動型の半経験的モデルは、パラメーターの最小セットに基づいて開発され、銀河でのAGNの発生率は環境に依存しないというゼロ次の仮定の下で開発されます。これは、大規模なダークマターハロー($\gtrsim3\times10^{14}\,M_{\odot}$)内の銀河間でX線によって選択されたAGNの割合が赤方偏移とともにどのように進化するかを予測し、観測との緊張関係を明らかにするために使用されます。.高い赤方偏移$z\sim1.2$では、モデルはAGN分数を過小予測し、特に高いX線光度$L_X(\rm2-10\,keV)\gtrsim10^{44}\,erg\,s^{-1}$.低赤方偏移$z\sim0.2$では、モデルは適度な光度AGN($L_X(\rm2-10\,keV)\gtrsim10^{43}\,erg\,s^{-1}$)観測値より$2-3$倍高い係数です。これらの発見は、半経験的モデルが依存するゼロ次の仮定を拒否し、ブラックホールの成長に対する小規模環境の強力で赤方偏移に依存する影響を示しています。銀河団は、$z\sim1.2$でのモデルの予想に比べてAGN活動を促進し、現在に近づくとそれを抑制しているように見えます。これらの傾向は、より高い赤方偏移に向かって銀河のガス含有量が増加することと、クラスターに落ちる銀河の初期にAGNが効率的にトリガーされることによって説明できます。
天の川銀河とM31に似た銀河とTNG50の合体と集合の歴史：合体による円盤の生存
| Title |
The_merger_and_assembly_histories_of_Milky_Way-_and_M31-like_galaxies_with_TNG50:_disk_survival_through_mergers |
| Authors |
Diego_Sotillo-Ramos,_Annalisa_Pillepich,_Martina_Donnari,_Dylan_Nelson,_Lukas_Eisert,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Gandhali_Joshi,_Mark_Vogelsberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00036 |
天の川(MW)とアンドロメダ(M31)に似た銀河の合体と集合の歴史を分析して、この質量の円盤銀河が最近の大規模な合体(星の質量比$\ge$1:4）。このために、宇宙磁気流体力学シミュレーションTNG50を使用し、$z=0$恒星質量($10^{10.5-11.2}{\rmM_{\odot}}$)に基づいて選択された198個のアナログ銀河を特定します。星の形態と局所環境。第1に、大規模な合体はよくあることです。TNG50内のMW/M31に似た銀河の85%(168)は、生涯にわたって少なくとも1回の大合体を経験しています。実際、31の銀河(16%)が最近、つまり過去5Gyrで大規模な合体を起こしています。合体中に利用可能なガスは、近心軌道でスターバーストを誘発するか、または合体後の長期の星形成を維持するのに十分です.ケースの約半分では、既存の星の円盤は合体のために破壊されますが、星形成のおかげで再形成されます.さらに、合体質量比が高いほど、恒星円盤が破壊される可能性が高くなります。より古い大規模な合体を伴うものと比較して、最近の大規模な合体を伴うMW/M31のような銀河は、平均して、星の円盤がやや厚く、星のハローがより重く、星のハローがやや浅く、恒星の元の位置よりも大きな質量分率を持っていますが、運動学的には同様に質量が大きいです。-定義された膨らみ。これはすべて、銀河とアンドロメダの観測されたさまざまな特性と、それぞれ8-11Gyrと約2Gyr前の最近の主要な合体に関する制約と定性的に一致しています.現代の宇宙論的シミュレーションによると、最近の静かな合体の歴史は、$z=0$で比較的薄い恒星円盤を得る前提条件ではありません。
MgII吸収を生成するクエーサーの上部にある銀河の性質
小さな距離にあるクエーサーと銀河のペアは、銀河の円盤とハローの界面におけるガス流の重要なプローブです。SDSSスペクトルで検出可能な星雲輝線を示す$0.39\lez_{abs}\le1.05$にある198MgII吸収体のホスト銀河を調べます。これらのうち74個のホスト銀河の衝突パラメーター(5.9$\leD[kpc]\le$16.9)と絶対Bバンド等級($-18.7\le{\rmM_B}\le-22.3$mag)の測定結果を報告します。DESILegacyImagingSurveyからのマルチバンド画像を使用したアブソーバーは、既知のホスト銀河の数を$D\le17$kpcで2倍以上に増やしました。これにより、$W_{2796}(D=0)=3.44\pm0.20$オングストロームおよび指数関数の最適なパラメーターを使用して、MgIIの残りの等価幅($W_{2796}$)とDの間の関係を定量化することができました。21.6$^{+2.41}_{-1.97}$kpc$のスケール長。$M_B$とD、および$M_B$と$W_{2796}$の間に有意な逆相関が見られ、より明るい銀河がより強いMgII吸収を生成することと一致しています。積み重ねられた画像を使用して、サンプル全体の銀河からの平均的な放射を検出します。これらの画像と積み重ねられたスペクトルを使用して、平均星質量($9.4\lelog(M_*/M_\odot)\le9.8$)、星形成率($2.3\le{\rmSFR}[M_\odotyr^{-1}]\le4.5$)、年齢(2.5$-$4Gyr)、金属量(12+log(O/H)$\sim$8.3)、イオン化パラメータ(log~q[cms$^{-1}$]$\sim$7.7)これらの銀河について。見つかった平均$M_*$は、文献で研究されているMgII吸収体の平均$M_*$と比較して小さいです。推定された平均SFRと金属量は、それぞれ主系列で予想されるものと既知の星の質量-金属量関係と一致しています。高$z$銀河の星形成領域に近いガス流を調べるには、このサンプルの高空間分解能追跡分光観測と画像観測が不可欠です。
z~2 で観測された矮小銀河のライマン アルファ東西分布の起源
| Title |
The_Origin_of_the_Observed_Lyman_alpha_EW_Distribution_of_Dwarf_Galaxies_at_z~2 |
| Authors |
C._Snapp-Kolas,_B._Siana,_T._Gburek,_A._Alavi,_N._Emami,_J._Richard,_D._P._Stark,_C._Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00041 |
星団Abell1689、MACSJ0717、およびMACSJ1149の背後にあるKeck/LRISrest-UVおよびKeck/MOSFIRErest-opticalスペクトルで観測された$z\sim2$にある32個のレンズ付き銀河のrest-UV選択サンプルを提示します。サンプルは、この赤方偏移で観察された最も弱いUV光度($-19\le{\rmM_{\rmUV}}\le-17$)に向かって押しています。Ly$\alpha$エミッター($\rmEW\ge20\\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$)として識別される矮小銀河の割合は${\rmX_{\rmLAE}}=25^{+15}_{-10}\%$.バルマー線とUV連続体を使用して固有のEWを推定し、観測されたEW分布に対する電離スペクトルとLy$\alpha$エスケープフラクションの影響を区別できるようにします。より暗い銀河($\rmM_{\rmUV}>-19$)は、より明るい銀河よりも大きな固有東西と脱出率を示します。固有東西が40$\\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$より大きい銀河だけが、0.05より大きい脱出率を持っています。エスケープフラクションと$\rmA_V$およびUVスペクトル勾配の間に逆相関があることがわかります。サンプルの体積逃避率は$f_{\rmesc}^{\rmLy\alpha}=4.59^{+2.0}_{-1.4}\%$であり、文献の他の場所で見つかった測定値と一致しています。統合されたLy$\alpha$光度密度の合計の約半分は、${\rmEW}_{\rmobs}>20\\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$の銀河に由来します。.
CEERS キーペーパー V: HST 暗黒銀河の性質に関する試行錯誤
| Title |
CEERS_Key_Paper_V:_A_triality_on_the_nature_of_HST-dark_galaxies |
| Authors |
Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Guillermo_Barro,_Marianna_Annunziatella,_Luca_Costantin,_\'Angela_Garc\'ia-Argum\'anez,_Elizabeth_J._McGrath,_Rosa_M._M\'erida,_Jorge_A._Zavala,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Bren_E._Backhaus,_Peter_Behroozi,_Eric_F._Bell,_V\'eronique_Buat,_Antonello_Calabr\`o,_Caitlin_M._Casey,_Nikko_J._Cleri,_Rosemary_T._Coogan,_M._C._Cooper,_Asantha_R._Cooray,_Avishai_Dekel,_Mark_Dickinson,_David_Elbaz,_Henry_C._Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Adriano_Fontana,_Maximilien_Franco,_Jonathan_P._Gardner,_Mauro_Giavalisco,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Yuchen_Guo,_Shardha_Jogee,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Arianna_S._Long,_Jennifer_M._Lotz,_Ray_A._Lucas,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00045 |
JWSTが近赤外線および中赤外線(IR)で提供する新しい機能を使用して、光学/近赤外線の微光、中赤外線の明るい光源、いわゆるHST暗黒銀河の性質をこれまでになく詳細に調査します。.EGSのCEERS調査からJWSTデータを収集し、HSTデータと合わせて、空間的に分解された光から中間IRへのスペクトルエネルギー分布(SED)を分析して、測光赤方偏移と恒星集団特性の両方を2次元で推定することにより、このタスクに対処します。.F150W-F356W>1.5等、F356W<27.5等の138個の銀河を選択しました。これには、暗黒のHST銀河(H>24等)が含まれます。これらの発生源の性質は3つあります:(1)71%は質量が9<logM/M_sun<11で、さまざまな特定のSFR(<1から>100Gyr^-1);(2)18%は、3<z<5、質量logM/M_sun~10、スターバースト後の恒星質量加重年齢(0.5-1Gyr)の静止/休眠(つまり、再点火と若返りの対象)の銀河です。(3)11%は強い若いスターバーストであり、6<z<7およびlogM/M_sun~9.5に高い東西輝線を示します。形態学的には、サンプルは、XELG-z6(有効半径が0.4kpcより小さい)の顕著なコンパクトさを備えた円盤状の銀河に偏っています。SFGの大きな減衰(2<A(V)<5mag)は、有効半径の1.5倍、約2kpc以内に見られます。私たちの技術は、IR明るい銀河とサブミリ銀河の予想されるダスト放出光度を再現しています。私たちの結果は、z~20とz~10の間に高レベルの星形成活動があることを示唆しており、事実上100%の銀河がすでに10^8M_sunの恒星成分を形成しており、それらの60%が10^9M_sunを形成しており、10%最大10^10M_sun(insituまたはexsitu)。(要約)
Deep Lens Survey で強力な重力レンズを発見するための機械学習方法の最適化
| Title |
Optimizing_machine_learning_methods_to_discover_strong_gravitational_lenses_in_the_Deep_Lens_Survey |
| Authors |
Keerthi_Vasan_G.C.,_Stephen_Sheng,_Tucker_Jones,_Chi_Po_Choi,_and_James_Sharpnack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00047 |
機械学習(ML)モデルは、必要な人間による検査の量を減らすことで、画像調査における強力な重力レンズの検索を大幅に改善できます。この作業では、ResNetV2ニューラルネットワークアーキテクチャでトレーニングされた教師あり、半教師あり、および教師なし学習アルゴリズムのパフォーマンスを、ディープレンズサーベイ(DLS)で強力な重力レンズを効率的に見つける能力についてテストします。調査からの銀河画像を、シミュレートされたレンズソースと組み合わせて、トレーニングデータセットのラベル付きデータとして使用します。半教師あり学習とデータ拡張(トレーニング中に画像に適用される変換、例えば回転)を使用するモデルと、GenerativeAdversarialNetwork(GAN)で生成された画像が最高のパフォーマンスをもたらすことがわかりました。これらは、教師ありアルゴリズムと比較して、すべてのリコール値で5～10倍優れた精度を提供します。最高性能のモデルを完全な20deg$^2$DLS調査に適用すると、モデルからの上位17の画像予測内に3つのグレードAレンズ候補が見つかります。モデル予測の$1$\%($\sim2500$画像)が視覚的に検査されると、これは9つのグレードA候補と13のグレードB候補に増加します。これは、現在の浅い広域サーベイ(ダークエネルギーサーベイなど)と比較したレンズ候補の空の密度の$\gtrsim10\times$であり、今後のより深い全天サーベイでの発見を待っているレンズの山を示しています。これらの結果は、強力なレンズシステムを見つけることを任務とするパイプラインが非常に効率的であり、人間の労力を最小限に抑えることができることを示唆しています。さらに、モデルによって特定された2つのグレードA候補のレンズ作用の性質の分光学的確認を報告し、方法をさらに検証します。
LINER銀河NGC 4293の低質量AGNからのコンパクトな対称放出
| Title |
A_compact_symmetric_ejection_from_the_low_mass_AGN_in_the_LINER_galaxy_NGC_4293 |
| Authors |
Xiaolong_Yang_(SHAO),_Ruiling_Wang_(ARS-SHAO),_Quan_Guo_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00048 |
銀河NGC4293($z=0.003$)の低質量活動銀河核(AGN)の超長基線アレイ(VLBA)観測を実施しました。このオブジェクトは、低電離核輝線領域(LINER)に関連付けられています。そのブラックホールの質量は$\sim10^5$または$\sim10^7M_\odot$と推定されます。VLBA1.5GHz画像は、$\sim7$パーセクに相当する$\sim120$masの角度距離で分離された2つの離散電波ブロブを含む逆対称構造を示しています。さらに、その統合された無線スペクトルは、$\sim0.44$GHzの周波数でターンオーバーします。コンパクトさとスペクトルに基づいて、NGC4293の核電波源は、コンパクトな対称形態を持つ(メガヘルツ)ピークスペクトル(PS/MPS)電波源のサンプルに属します。NGC4293の1.4GHzの無線出力はVLBA観測でわずか$\sim10^{20}\,\mathrm{W\,Hz^{-1}}$であり、これはローカルAGNと一致していますが、現在のPSサンプルよりも低い値です。.2つのブロブの1つは急峻な電波スペクトル$\alpha=-0.62\pm0.08$($S_\nu\propto\nu^{+\alpha}$)を持ち、もう1つは逆スペクトル$\alphaを持ちます=0.32\pm0.10$.2つのブロブのVLBA1.5GHz光度比は3.23で、両方のブロブは、ホットスポットが各電波ローブの端に存在する横方向に流れる構造を示しています。これは、高密度の核周囲媒体とのジェット相互作用として説明できます。NGC4293のブラックホールの質量は、ブラックホールの活動の基本平面を通じて推定されます。これにより、ブラックホールの質量は$\lesssim10^6M_\odot$に制約されます。これは、このオブジェクトが低質量のAGNであり、IMBHの降着および放出の潜在的な候補であることをサポートしています。
中質量ブラックホール候補をホストする4つの活動銀河核の電波観測：流出活動と進化の研究
| Title |
Radio_observations_of_four_active_galactic_nuclei_hosting_intermediate-mass_black_hole_candidates:_studying_the_outflow_activity_and_evolution |
| Authors |
Xiaolong_Yang_(SHAO),_Prashanth_Mohan_(SHAO),_Jun_Yang_(OSO),_Luis_C._Ho_(KIAA-PKU),_J.N.H.S._Aditya_(ASTRO_3D),_Shaohua_Zhang_(SNU),_Sumit_Jaiswal_(SHAO),_Xiaofeng_Yang_(XAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00050 |
中間質量ブラックホール(IMBHs;$10^2-10^6$$M_\odot$)の観測探索には、比較的孤立した矮小銀河が含まれます。活動銀河核(AGN)をホストするものについては、IMBHの性質は、降着-ジェット活動を通じて識別される場合があります。AGNをホストする4つの矮小銀河(潜在的にIMBHを宿す)の電波観測を提示します。非常に大規模な配列(VLA)観測は、1.4GHzと9GHzの間の急勾配のスペクトル($-$0.63から$-$1.05のインデックス)を示しています。ただし、9GHz帯域内スペクトルインデックスとの比較では、GH047とGH158の急勾配(古い/遺物の放出を意味する)とGH106とGH163の平坦化(最近の活動を意味する)を示しています。VLA1.4GHzと非常に長いベースラインアレイ(VLBA)1.5GHz観測における重複する放射領域、およびおそらく対称的なpcスケールの拡張は、後者の2つの最近の活動と一致しています。コンパクトVLBA電波光度、X線光度(降着活動を調べる)、およびブラックホールの質量を使用して、すべてのAGNが経験的な基本平面関係にあることがわかります。4つのAGNは比較的高いエディントン比($0.04-0.32$)で電波が静かであり、流出放出を伴うスペクトル状態遷移中のX線連星に似ています。さらに、これら4つのソースの電波とX線の光度比$\log{R_\mathrm{X}}$$-3.9$から$-5.6$は、降着円盤と風の活動からのコロナ質量放出を含むシナリオをサポートしています。kpcスケールへの成長は、若いAGNやピークスペクトルソースと同様の軌道に沿って進行する可能性があります。したがって、上記の複雑な手がかりは、近くの宇宙のIMBHの検出と監視に役立ちます。
ALMACAL VIII: アルマ深部校正データにおける対象外の銀河外 CO 輝線のパイロット調査
| Title |
ALMACAL_VIII:_A_pilot_survey_for_untargeted_extragalactic_CO_emission_lines_in_deep_ALMA_calibration_data |
| Authors |
Aleksandra_Hamanowicz,_Martin_A._Zwaan,_C\'eline_P\'eroux,_Claudia_del_P._Lagos,_Anne_Klitsch,_Rob_J._Ivison,_Andrew_D._Biggs,_Roland_Szakacs,_Alejandra_Fresco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00066 |
ALMACALを使用した対象外の銀河系外一酸化炭素(CO)輝線調査のパイロット版を提示します。これは、科学的な目的でALMAキャリブレーションデータを利用するプロジェクトです。深さ33(Texp>40分)のALMACALフィールドで、S/N>4を超える6つのCO輝線検出を報告し、3分の1はMUSE観測によって確認されました。このパイロット調査では、南天の多くの点に広く分布する、宇宙論的に重要な~10^5cMpc^3の体積を調査し、調査が宇宙分散の影響をほとんど受けないようにしています。確率関数を使用して、銀河形成のShark半分析モデルからCO検出の赤方偏移確率を導き出します。検出のための典型的なCO励起を仮定することにより、赤方偏移範囲0<z<1.5にわたる宇宙分子ガス質量密度の進化に制約を課します。私たちのパイロット調査の結果は、他のターゲットを絞っていない輝線調査の調査結果および理論モデルの予測と一致しており、現在、進化していない分子ガスの質量密度を除外することはできません。私たちの研究は、マルチサイトラインの非ターゲットCO輝線調査としてALMAキャリブレータフィールドを使用する可能性を示しています。このアプローチを完全なALMACALデータベースに適用すると、宇宙分散のない、正確な、赤方偏移の関数としての分子光度関数の測定値が得られます。
天の川銀河とアンドロメダ座にある極度に金属の少ない星はどこにある? TNG50への期待
| Title |
Where_are_the_extremely_metal-poor_stars_in_the_Milky_Way_and_Andromeda?_Expectations_from_TNG50 |
| Authors |
Li-Hsin_Chen,_Annalisa_Pillepich,_Simon_C._O._Glover,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00087 |
TNG50シミュレーションで、$z=0$にある198の天の川(MW)/M31に似た銀河の極度に金属の少ない星(EMP、[Fe/H]$<-3$)の位置を分析します。各システムは、衛星(恒星質量$\ge5\times10^6\,M_\odot$)。TNG50によると、シミュレートされたすべてのシステムにわたって、主要な銀河と衛星の恒星のハローは、EMPの最高周波数を示します(最大$M_{\mathrm{EMP,comp}}$-to-$M_{\mathrm{tot,comp}}$星の質量比)、したがって、それらを見つける可能性が最も高くなります。このような周波数は、大質量衛星よりも低質量衛星で大きくなります。さらに、TNG50は、主銀河の恒星ハローが常にホストし、システムのEMPの大部分に寄与していると予測しています。つまり、システム内のすべてのEMPに対するEMPの最大の質量比(最大$M_{\mathrm{EMP,comp}}$-to-$M_\mathrm{EMP}(<300\mathrm{kpc})$)。しかし、特に、TNG50の33MW/M31のような銀河には、EMPの総質量の10%以上に寄与するコールドディスクがあり、それぞれ$\gtrsim10^{6.5-7}\,M_\odotであることもわかりました。冷たい円軌道のEMPの$。これらの定性的な記述は、EMP星の正確な定義、つまり採用された金属量の閾値には依存しません。この作業の結果は、空間的および運動学的な観点から、前例のない数のよく解像されたMW/M31のようなシステムにわたって、EMP星の位置の理論的予測を提供します。
SPYGLASS III: Fornax-Horologium アソシエーションとオーストラル コンプレックス内のトレースバックの歴史
| Title |
SPYGLASS_III:_The_Fornax-Horologium_Association_and_its_Traceback_History_within_the_Austral_Complex |
| Authors |
Ronan_Kerr,_Adam_L._Kraus,_Simon_J._Murphy,_Daniel_M._Krolikowski,_Timothy_R._Bedding,_Aaron_C._Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00123 |
若い協会の研究は、局所的な星形成プロセスの完全な記録を構築するために不可欠です。$\chi^1$Fornacisクラスターを含むFornax-Horologiumアソシエーション(FH)は、太陽に最も近い若い恒星集団の1つを表しています。この協会は最近、Tuc-Hor、Carina、およびColumba協会とリンクしており、ほぼ完全に150pc以内の広範な「オーストラルコンプレックス」を構築しています。新しい分光観測に加えて、ガイアの天体観測と測光を使用して、これまでで最も深いFHの調査を行い、既知の人口のほぼ2倍にあたる300を超える候補メンバーを特定しました。このサンプルを他の構成集団の文献調査と組み合わせることで、オーストラル複合体全体をカバーする連続した恒星集団を生成し、外部集団への接続とともにサブ集団の定義を再評価できるようにします。この分析により、FH、Tuc-Hor、Columba、およびCarinaの新しい定義が復元され、Austral複合体とSco-Cenに関連するPlatais8クラスターとの間の接続も明らかになります。これは、オーストラル複合体が、はるかに大きく、より多様な星形成イベントのほんの一部である可能性があることを示唆しています。年齢を計算し、形成に戻って星の個体群を追跡すると、オーストラル複合体の空間的および連続的な形成の2つの異なるノードが明らかになり、1つはTuc-Horを含み、もう1つはFH、Carina、およびColumbaを含みます。これは、他の場所で同様の構造を示している最近の研究を反映しており、トレースバックを使用してのみ出現するこれらのノードが、局所的な星形成の最も明確な離散単位であり、より大きな星形成イベントを再構築するために必要な重要なビルディングブロックを表している可能性があることを示唆しています。
複雑な有機物放出におけるソース構造の重要性 III.大質量原始星周辺の円盤の効果
| Title |
Importance_of_source_structure_on_complex_organics_emission_III._Effect_of_disks_around_massive_protostars |
| Authors |
P._Nazari,_B._Tabone,_and_G._P._Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00126 |
複雑な有機分子は、一部の大質量原始星に向かってのみ検出されます。この研究の目的は、いくつかの大質量原始星系からのメタノール放出の欠如を大質量円盤で説明できるかどうかを調査することです。エンベロープのみのモデルとエンベロープとディスクのモデルを考慮し、RADMC-3Dを使用してメタノール放出を計算します。両方のモデルで、不透明度の高いおよび低いミリメートル(mm)の粉塵が別々に考慮され、メタノールの存在量がパラメーター化されます。ディスク内のこれらのオブジェクトの降着率が高いため、粘性加熱が含まれています。低質量原始星とは対照的に、円盤の存在は温度構造とメタノール放出に大きな影響を与えません。円盤のシャドーイング効果は、高質量の天体にとってはそれほど重要ではなく、円盤の中央面は、高い降着率のために効果的な粘性加熱のために熱くなっています。大質量原始星に向かう赤外線吸収線の観測と一致して、$L=10^4$Lのモデルの半径<50auで、垂直方向の温度反転、つまり円盤表面よりも円盤中央面の温度が高いことがわかります。$_{\odot}$と、エンベロープの質量が550M$_{\odot}$を超える限り、大きなmmの不透明ダスト。大質量の原始星からのメタノール放出で観測された大きな散乱は、低および高mmの不透明度のダストを含むエンベローププラスディスクモデルを使用して、低光度のオブジェクトに向かってほとんど説明できます。光度の高い光源に向かうメタノール放出の変動は、円盤の有無にかかわらずモデルでは説明できません。ただし、これらのオブジェクトの$L/M$は、それらが超コンパクト/超コンパクトHII領域に関連付けられる可能性があることを示唆しています。したがって、高光度光源へのメタノール放出が少ないことは、メタノールが存在しないHII領域をホストすることによって説明できます。
合体前の銀河団 Abell 98 におけるガスのスロッシングと寒冷前線
| Title |
Gas_sloshing_and_cold_fronts_in_pre-merging_galaxy_cluster_Abell_98 |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Scott_Randall,_Yuanyuan_Su,_Gabriella_E._Alvarez,_Craig_L._Sarazin,_Christine_Jones,_Elizabeth_Blanton,_Paul_Nulsen,_Priyanka_Chakraborty,_Esra_Bulbul,_John_Zuhone,_Felipe_Andrade-Santos,_and_Ryan_E._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00130 |
合併前の銀河団Abell98の深いチャンドラ観測結果を提示します。Abell98は複雑な合体システムです。北側(A98N)と中央部分星団(A98S)が南北方向に沿って合体しているのに対し、A98Sは2つの別個のX線核で別の後期合体を行っています。我々は、A98NとA98Sの東コアでのガスのスロッシングスパイラルの検出を報告します。A98Nに2つの寒冷前線が検出されました。A98Sの東コアの東方向と西コアの西方向に沿って、さらに2つの表面輝度エッジが見つかります。これらの端で温度とガス密度を測定すると、東端は寒冷前線のように見え、西端はマッハ数$\cal{M}$$\approx$1.5の衝撃前線であることがわかります。A98Sの東核に関連するX線放出の「尾」を検出します。私たちの測定結果は、尾部が周囲のガスよりも4.2-$\sigma$レベル低いことを示しており、尾部がラム圧で取り除かれた冷たいコアの残骸の一部であることを示唆しています。
磁場、密度勾配、速度勾配、および重力の間の相対的な向きによって明らかにされた NGC 6334 のマルチスケールの物理的特性
| Title |
Multi-scale_physical_properties_of_NGC_6334_as_revealed_by_relative_orientations_between_magnetic_fields,_density_gradients,_velocity_gradients,_and_gravity |
| Authors |
Junhao_Liu,_Qizhou_Zhang,_Patrick_M._Koch,_Hauyu_Baobab_Liu,_Zhi-Yun_Li,_Shanghuo_Li,_Josep_Miquel_Girart,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Tao-Chung_Ching,_Paul_Ho,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Ramprasad_Rao,_and_Ya-wen_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00152 |
大質量星形成領域NGC6334の4つの塊(I(N)、I、IV、およびV)に対するALMAダスト偏光および分子線観測を提示します。JCMTからの大規模なダスト偏光および分子線データと併せて、PlanckとNANTEN2を使用して、磁場($\theta_{\mathrm{B}}$)、カラム密度勾配($\theta_{\mathrm{NG}}$)、局所重力($\theta_{\mathrm{LG}}$)および速度勾配($\theta_{\mathrm{VG}}$)を使用して、NGCのマルチスケール($\sim$30pcから0.003pcまで)の物理特性を調査します。6334.列密度($N_{\mathrm{H_2}}$)が増加します。これは、以前の数値研究で明らかにされたように、複雑な/雲のスケールでのトランスからサブアルフヴァンへの乱気流の特徴です。$\theta_{\mathrm{NG}}$と$\theta_{\mathrm{LG}}$はNGC6334クラウド内で優先的に配置されているため、$\theta_{\mathrm{B}間のより平行な配置を提案します。より高い$N_{\mathrm{H_2}}$での}$と$\theta_{\mathrm{NG}}$は、磁力線が重力によって引きずられるためです。さらに高い$N_{\mathrm{H_2}}$では、$\theta_{\mathrm{B}}$と$\theta_{\mathrm{NG}}$または$\theta_{\mathrm{LG}の間の角度}$は、優先配向がないか、統計的にわずかに垂直である状態に戻ります。これは、磁場構造が星形成活動の影響を受けていることを示唆しています。$\theta_{\mathrm{B}}$と$\theta_{\mathrm{VG}}$の間で、調査した$N_{\mathrm{H_2}}$範囲全体で、統計的により垂直な配置が見つかりました。-to-sub-Alfv\'{e}nic状態も小規模で。偏光強度勾配(KTH)法から導出された正規化された質量対フラックス比は、$N_{\mathrm{H_2}}$とともに増加します。
オリオン座の後方散乱と線の広がり
オリオン大星雲の高速度分解能光学スペクトルにおける輝線の検査により、主電離前線輝線の赤い翼の速度成分が、光子優勢領域での後方散乱によるものであることが確認されました。この散乱光成分は、一般的な星間媒体の粒子またはオリオン星雲群の前景にある粒子と一致する弱い波長依存性を持っています。60年以上前から知られている異常な線幅拡大コンポーネントは、前例のないほど詳細に特徴付けられています。この余分な広がりは、スペクトルの見通し線に沿った乱流による可能性がありますが、磁気エネルギーと熱エネルギーの比率がほぼ等しく、スペクトル全体で一定である条件では、\alf\波によるものである可能性を探っています。イオン化ガス。
X字型の電波銀河J0725+5835はAGNペアに関連しています
| Title |
The_X-shaped_radio_galaxy_J0725+5835_is_associated_with_an_AGN_pair |
| Authors |
Xiaolong_Yang_(SHAO,_KIAA-PKU),_Jialu_Ji_(Glasgow_of_Strathclyde),_Ravi_Joshi_(IIA),_Jun_Yang_(OSO),_Tao_An_(SHAO),_Ran_Wang_(KIAA-PKU),_Luis_C._Ho_(KIAA-PKU),_David_H._Roberts_(Brandeis_University),_Lakshmi_Saripalli_(RRI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00254 |
X字型の電波銀河(XRG)は、2対の整列していない電波ローブ(主な電波ローブと「翼」)を示す銀河であり、特異な形態の有望なモデルの1つはジェットの再配向です。それを明確にするために、XRGJ0725+5835の欧州VLBIネットワーク(EVN)5GHz観測を実施しました。私たちの観測では、非熱電波放射を伴う2つのミリアーク秒(mas)スケールの電波成分が検出され、それらのそれぞれは、二重の活動核に対応する、同様の測光赤方偏移と(光学および赤外線)等級を持つ光学対応物と一致します。さらに、改善されたVLA画像により、2つの電波コア間のブリッジと、伴銀河を取り囲む領域でのジェットの曲がりが見つかりました。これは、主銀河と伴銀河の間の相互作用をさらにサポートします。さらに、コンパニオンにアーク秒スケールのジェットが発見されたことも報告しています。主銀河と伴銀河の間の距離が$\sim100$kpcであると予測されることから、XRGJ0725+5835はおそらくデュアルジェットAGNシステムに関連付けられています。EVNとVLAの両方の観測で、ジェットが方向を変えているという兆候が見られます。これは、X字型の形態の原因である可能性があります。ジェットの再配向の起源について、いくつかのシナリオが議論されています。
重力レンズの高速多重極法。高倍率クエーサーマイクロレンズへの応用
| Title |
Fast_Multipole_Method_for_Gravitational_Lensing._Application_to_High_Magnification_Quasar_Microlensing |
| Authors |
J._Jim\'enez_Vicente_(1,2)_and_E._Mediavilla_(3,4)_((1)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica_y_del_Cosmos,_Universidad_de_Granada,_Granada,_Spain,_(2)._Instituto_Carlos_I_de_F\'isica_Te\'orica_y_Computacional._Universidad_de_Granada._Granada._Spain,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias._Tenerife._Spain,_(4)_Universidad_de_La_Laguna._Tenerife._Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00354 |
高速多重極法(FMM)を使用して重力レンズ光線追跡計算を高速化する方法を紹介します。この方法により、多数のディフレクタ$N_*$が関与する場合に、誤差を厳密に制御しながら光線偏向を非常に高速に計算できます。特に、この方法を逆ポリゴンマッピング技術(IPM)と組み合わせてクエーサーマイクロレンズに適用し、非常に多くの数を必要とする非常に高いワークロード(高倍率、大サイズ、および/または高解像度)でマイクロレンズ倍率マップを生成します。デフレクターの。FMM-IPMを使用すると、標準のInverseRayShootingに比べて計算時間を$\sim10^5$倍に短縮でき、このアルゴリズムをパーソナルコンピューターで使用することは、GPUで標準のIRSを使用することに匹敵します。また、FMM-IPM\footnote{http://gloton.ugr.es/microlensing/}を使用してマイクロレンズ倍率マップを簡単に計算するための柔軟なWebインターフェイスも提供します。クラスター化された原始ブラックホールや、銀河団の巨大な弧に近い非常に拡大された星など、いくつかの挑戦的で興味深い天体物理学的シナリオに適用することにより、この新しい方法の力を実証します。また、多数の要素($N\gtrsim10^7$)で構成された宇宙論的シミュレーションから得られたハローの光線偏向を計算するためのFMMのパフォーマンス/使用法も示します。
天の川銀河におけるフッ素の化学進化
| Title |
Chemical_Evolution_of_Fluorine_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Kate_A._Womack,_Fiorenzo_Vincenzo,_Brad_K._Gibson,_Benoit_C\^ot\'e,_Marco_Pignatari,_Hannah_E._Brinkman,_Paolo_Ventura,_Amanda_Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00402 |
フッ素には多くの異なる潜在的な生産場所と生産経路があり、フッ素生産の主要な場所を絞り込むことは特に困難です。この作業では、化学進化モデルを、金属量範囲-2$<$[Fe/H]$<$0.4および上限をカバーする天の川の星のフッ素存在量の観測と比較することにより、どのソースが銀河フッ素への主要な寄与者であるかを調査します-3.4$<$[Fe/H]$<$-2.3の範囲。私たちのモデルでは、フッ素の化学進化に対するAGBと大規模な星の収量の両方の変化の影響を調べるために、さまざまな星の収量セットを使用しています。特に、大質量星の初期回転速度のさまざまな処方箋と、金属量に依存する回転速度の混合を調査します。低金属量で観測された[F/O]および[F/Fe]の存在比と、[Fe/H]$\gtrsim$-1での[F/Ba]の増加傾向は、化学進化によってのみ再現できることがわかりました。モデルは、すべての金属量において、初期回転速度が300kms$^{-1}$もの高速で回転する大質量星からの寄与を想定しています。回転速度の混合は、過大評価されると予測される$v_{\text{rot}}$=300$\text{kms}^{-1}$の大質量星を単独で使用するよりも、より物理的な解決策を提供する可能性があります。[Fe/H]$\gtrsim$-1でのフッ素および平均sプロセス元素存在量。AGB星からの寄与は、[Fe/H]$\approx$-1から始まると予測され、窒素存在量の進化と厳密に結びついて、金属量が高くなるとますます重要になる。最後に、最新の降伏量セットを使用して、ウォルフ・ライエ風のフッ素の存在量を調査し、それらが銀河のフッ素の主な原因であることを除外しました。
TNG50から実際の銀河まで、Fornaxのような環境での恒星円盤の生存
| Title |
The_survival_of_stellar_discs_in_Fornax-like_environments,_from_TNG50_to_real_galaxies |
| Authors |
Pablo_M._Gal\'an-de_Anta,_M._Sarzi,_A._Pillepich,_Y._Ding,_L._Zhu,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_K._Fahrion,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_I._Iodice,_M._Lyubenova,_I._Mart\'in-Navarro,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_G._van_de_Ven_and_P._T._de_Zeeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00429 |
宇宙論的シミュレーションのIllustrisTNGスイートから実行されたTNG50で特定された10個のFornaxのようなクラスターで、運動学的に定義された恒星円盤の進化を研究します。現在の恒星質量$M_{\star}\geq3\times10^{8}M_{\odot}$を持つ円盤銀河を考え、最初にホストクラスターに入ってからの進化をたどります。このような密度の高い環境に落下してから生き残った恒星円盤は非常に少なく、40%が生き残っているものからすべてが破壊されているものまでさまざまです。このような生存率は、TNG50の2つのより大規模な乙女座のようなクラスターについて以前に報告されたものと一致しています。しかし、絶対的に言えば、Fornaxのような銀河団にある現在の円盤銀河の数が少ないことは、Fornax3Dサーベイで描写されているように、実際のFornax銀河団の中央領域に3つのエッジオン円盤銀河が存在することと矛盾している可能性があります。.Fornax3Dの同じ選択機能を使用してランダムな方向からFornax類似物を見ると、TNG50のいずれか1つのFornaxのようなクラスターで3つのエッジオンディスク銀河を見つける確率は、不可能ではありませんがかなり低くなります。また、Fornaxの3つのエッジオンの積分フィールド分光法から得られた赤道面付近の星の人口特性を、TNG50の現在の円盤銀河の同様の視線積分値と比較しました。これらの1つについては、その円盤の非常に古くて金属が豊富な恒星集団は、フィールド内の天体を含め、TNG50のどの円盤銀河とも一致しません。最先端の宇宙論的シミュレーションをさらにテストする方法として、パッシブクラスタースパイラルに関する将来の研究を指摘しながら、これらの調査結果の可能な解釈について説明します。
銀河の進化を研究するために、異なる赤方偏移の銀河を関連付ける
| Title |
Relating_galaxies_across_different_redshift_to_study_galaxy_evolution |
| Authors |
Kai_Wang,_Houjun_Mo,_Cheng_Li,_Yangyao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00485 |
ハローと銀河のつながりを利用して、異なる赤方偏移で観測された銀河を統計的にリンクし、そのリンクを使用して銀河集団の赤方偏移の進化を推測する一般的なフレームワークを提案します。流体力学シミュレーションに基づく私たちのテストは、私たちの方法が$z\sim3$までの星の質量集合の歴史を正確に復元できることを示しています。odot}$.この方法を観測データに適用すると、銀河の主な前駆星の星の質量進化が、星の質量、ハロー質量、星形成状態などの子孫の特性に強く依存することが示されます。現在、低質量グループ/ハローにホストされている銀河は、$z\sim1.8$以降、大規模なクラスターにホストされている銀河よりも$\sim2.5$倍の速さで恒星質量を成長させています。ホストハロー質量へのこの依存性は、同様の星形成状態を持つ子孫銀河でははるかに弱くなります。星形成銀河は、$z\sim1.8$以降、静止している銀河よりも約2～4倍速く成長します。TNGとEAGLEの両方のシミュレーションは、特に低質量の子孫の場合、$z>1$で前駆星の質量を過大に予測しています。
潮流とパルサー タイミングを使用した加速ラダーの構築
| Title |
Building_an_Acceleration_Ladder_with_Tidal_Streams_and_Pulsar_Timing |
| Authors |
Peter_Craig,_Sukanya_Chakrabarti,_Robyn_E._Sanderson,_and_Farnik_Nikakhtar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00613 |
私たちは、最近の局所的な直接加速度測定値と組み合わせて作用角座標で恒星ストリームを分析し、銀河の可能性に関する共同制約を提供します。ストリーム分析では、2点相関関数に基づく尤度分析でカルバックライブラーダイバージェンスを使用します。天の川(MW)の可能性を説明するローカルおよびグローバルパラメーターに対して、パルサーの加速と恒星ストリームからのジョイント制約を提供します。私たちの目標は、現在ダイナミックレンジが制限されている直接加速度測定を、はるかに大きな量のMWにアクセスできる間接技術と組み合わせる「加速ラダー」を構築することです。恒星ストリームでMWポテンシャルを制約するために、Palomar5、Orphan、Nyx、Helmi、およびGD1ストリーム.ここで検討したポテンシャルモデルのうち、ストリームの好ましいポテンシャルは2成分Staeckelポテンシャルです.また、恒星ストリームとパルサータイミングからの垂直加速度を比較します。関数$f(z)=\alpha_{1pulsar}z-\frac{\partial\Phi}{\partialz}$を定義します。ここで、$\Phi$は恒星ストリームから決定されるMWポテンシャルであり、$\alpha_{1~\rmpulsar}z$は、パルサーのタイミング観測から決定された垂直加速度です.私たちの分析は、ストリームから決定されたオールト限界が、パルサーのタイミング観測から決定されたものより一貫して(電位の選択に関係なく)低いことを示しています.ここで導出された値は、恒星の流れからの加速度の推定値を修正するために使用できます。
M81付近で赤いバックスプラッシュ銀河候補を発見
| Title |
Discovery_of_a_red_backsplash_galaxy_candidate_near_M81 |
| Authors |
Kirsten_J._Casey,_Johnny_P._Greco,_Annika_H._G._Peter,_A._Bianca_Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00629 |
低質量銀河の消光メカニズムを理解することは、銀河の進化全体を理解するために不可欠です。特に、孤立した銀河は、星形成に影響を与える複雑な内部および外部プロセスを解きほぐすのに役立つ重要なツールです。低質量領域におけるクエンチされたフィールド銀河とサテライト銀河の比較は、発見の大きな機会を提供します.任意のホストハローのビリアル半径$R_{vir}$の外側で知られています。重要なことに、シミュレーションと観測は、バックスプラッシュ銀河の中間集団も存在し、環境クエンチングの解釈を補完する可能性があることを示唆しています。バックスプラッシュ銀河は、フィールド銀河と同様に、ホストハローのビリアル半径の外側に存在しますが、その星形成は、より大規模なシステムとの以前の相互作用によって深く影響を受ける可能性があります。この論文では、低質量($M_{\star}$$\sim$$10^{7}M_{\odot}$)クエンチ銀河の発見を報告する。M81グループ。dw0910p7326(通称ブロビー)と名付けられたこの新しい銀河が、バックスプラッシュ銀河か、より遠方の銀河である可能性を調査するために、表面の明るさのゆらぎ(SBF)を使用します。測定されたSBF距離$3.21\substack{+0.15+0.41
超高輝度 X 線源の風: 新たな課題
超高輝度X線源(ULX)は、10^39erg/sを超える極端なX線連星であり、ほとんどの場合、中性子星への超エディントン降着と、エディントン限界を超えて降着する恒星質量ブラックホールの結果です。これは、コヒーレントな脈動、サイクロトロン線、強力な風が発見された後に理解されました。後者は、XMM-Newtonに搭載された高解像度X線分光計のおかげで可能になりました。ULX風は、その相対論的速度(0.1-0.3c)により大量の電力を運び、周囲の媒体に大きな影響を与えることができ、観測された100pcのULXスーパーバブルを生成する可能性が高く、中央の降着体に到達できる物質の量を制限します。.したがって、ULX風の研究は、1)物質がコンパクトな物体によってどれだけの量と速度で降着できるか、および2)周囲の媒体へのフィードバックがどれほど強いかを理解するために不可欠です。これは、超大質量ブラックホールの成長を理解することにも関連しています。ここでは、この現象学の概要を説明し、最近のエキサイティングな結果を強調し、XRISM、eXTP、ATHENAなどの将来のミッションが私たちの理解をどのように向上させるかを示します。
時間変動性、円盤と連星の間の角運動量移動、降着連星の永年進化など、周連星降着のダイナミクスに関する最近の研究をレビューします。これらのダイナミクスは、恒星連星の形成/進化、周連星の形成/移動、および(超)大質量ブラックホール連星の進化に影響を与える可能性があります。傾いた/ゆがんだ周連星系円盤のダイナミクスと進化について議論し、原始惑星系円盤の最近の観測と結び付けます。特別な種類の周連星降着には、「大きな」円盤に埋め込まれた連星が関与しており、AGNディスク内の恒星質量ブラックホールの合体に寄与している可能性があります。$\bullet$周縁降着は変動性が高く、連星離心率$e_{\に応じて、$P_{\rmb}$(連星周期)または$\sim5P_{\rmp}$で変調されます。rmb}$と質量比$q_{\rmb}$.$\bullet$周連星円盤の内部領域は、コヒーレントな偏心構造を発達させる可能性があり、降着を調節し、円盤内で起こる物理的プロセス(惑星の移動など)に影響を与える可能性があります。$\bullet$長い時間スケールで、周連星降着は連星を等しい質量に向けて操縦し、一般に想定されているように、常に連星軌道の崩壊につながるとは限りません。永年軌道進化は連星パラメータ($e_{\rmb}$と$q_{\rmb}$)と降着ガスの熱力学的性質に依存します。$\bullet$離心率の低い連星の周りに位置合わせされていない円盤は、粘性散逸のために共平面性に向かって進化する傾向があります。しかし、$e_{\rmb}$が有意な場合、円盤は「極軸合わせ」に向かって進化し、円盤面は連星面に垂直になります。
Ia 型超新星 2021aefx の JWST 近赤外および中赤外星雲スペクトル
| Title |
A_JWST_Near-_and_Mid-Infrared_Nebular_Spectrum_of_the_Type_Ia_Supernova_2021aefx |
| Authors |
Lindsey_A._Kwok,_Saurabh_W._Jha,_Tea_Temim,_Ori_D._Fox,_Conor_Larison,_Yssavo_Camacho-Neves,_Max_J._Brenner_Newman,_Justin_D._R._Pierel,_Ryan_J._Foley,_Jennifer_E._Andrews,_Carles_Badenes,_Barnabas_Barna,_K._Azalee_Bostroem,_Maxime_Deckers,_Andreas_Flors,_Peter_Garnavich,_Melissa_L._Graham,_Or_Graur,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_John_P._Hughes,_Joel_Johansson,_Sarah_Kendrew,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Keiichi_Maeda,_Kate_Maguire,_Curtis_McCully,_John_T._O'Brien,_Armin_Rest,_David_J._Sand,_Melissa_Shahbandeh,_Louis-Gregory_Strolger,_Tamas_Szalai,_Chris_Ashall,_E._Baron,_Chris_R._Burns,_James_M._DerKacy,_Tyco_Mera_Evans,_Alec_Fisher,_Lluis_Galbany,_Peter_Hoeflich,_Eric_Hsiao,_Thomas_de_Jaeger,_Emir_Karamehmetoglu,_Kevin_Krisciunas,_Sahana_Kumar,_Jing_Lu,_Justyn_Maund,_Paolo_A._Mazzali,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00038 |
我々は、最大光から$+255$日後に星雲段階にある近くの通常のIa型超新星SN2021aefxのJWST近赤外および中赤外分光観測を提示します。私たちの近赤外線分光器(NIRSpec)と中赤外線装置(MIRI)観測は、南アフリカの大型望遠鏡(SALT)からの地上ベースの光学データと組み合わされて、最初の完全な光学$+$NIR$+$MIR星雲SNIaスペクトルを構成します0.3$-$14$\mu$mをカバーしています。このスペクトルは、これまで観測されていなかった2.5$-$5$\mu$m領域を明らかにし、強い星雲鉄と安定したニッケル放出を明らかにし、前駆体の質量を制約する高密度燃焼を示しています。このデータは、以前のスピッツァーMIRデータと比較して、感度と分解能が大幅に向上していることを示しています。中質量元素アルゴンからの線だけでなく、鉄族元素からの多数のNIRおよびMIR星雲輝線を識別します。アルゴン線は、鉄族元素よりも高速に伸びており、遅延爆発または二重爆発SNIaモデルの特徴である層状噴出物を示唆しています。1.2$\mu$mを超える特徴に対する単純な幾何学的ラインプロファイルへの適合を提示し、ほとんどのラインがガウス分布または球状の放出分布と一致することを発見しました。放出の厚い球殻を示すプロファイル。ラインプロファイルフィットを使用して、SN2021aefxの放射率構造を調査し、運動学的特性を測定します。JWSTによるSN2021aefxおよびその他のSNeIaの継続的な観測は、SNIaの組成、イオン化構造、密度、および温度の研究に変革をもたらし、SNIaの前駆体および爆発モデルに重要な制約を提供します。
超大質量ブラックホール連星のバーディーン・ペターソン効果、円盤破壊、スピンの向き
| Title |
The_Bardeen-Petterson_effect,_disk_breaking,_and_the_spin_orientations_of_supermassive_black-hole_binaries |
| Authors |
Nathan_Steinle,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00044 |
超大質量ブラックホール連星は、動的摩擦、個々の星のロスコーン散乱、ディスク移動、および重力波放出によって合体するように駆動されます。2つの主な形成シナリオが予想されます。ガスの乏しい銀河環境で形成される連星は、円盤移動を経験せず、おおよそ等方的なスピン方向で重力波優勢フェーズに入る可能性が高い。比較すると、ガスが豊富な銀河環境で進化する連星は、バーディーン・ペターソン効果がブラックホールのスピンを円盤の軌道角運動量に揃えるように作用する、円盤降着の顕著な段階を経験する可能性があります。しかし、降着円盤が壊れた場合、整列は強く抑制されると予想されます。これは、パラメーター空間の大部分で発生することが最近示された現象です。この論文では、ディスク破壊の影響を初めて考慮に入れて、超大質量ブラックホール連星の共同ガス駆動移動とスピン整列の半解析的モデルを開発します。私たちのモデルは、連星の異なる亜集団の発生を予測しており、ブラックホールの合体の将来の重力波観測が、(i)ガスが豊富なホストとガスが少ないホストを区別し、(ii)ゆがんだ降着のダイナミクスを制約するために使用できる可能性があることを示唆しています。ディスク。
非常に相対論的な潮汐破壊イベント
恒星が超大質量ブラックホールの非常に近くを通過するときに発生する極端な潮汐破壊イベント(eTDEs)は、長年求められていた一般相対論的効果(ブラックホールの周りを数回曲がり、その後離れる軌道)を観察する方法を提供する可能性があります。一般的な相対論的流体力学シミュレーションを通じて、このようなeTDEは、恒星がブラックホールに接近するがそれほど接近しない大部分の潮汐破壊と容易に区別されることを示します。星の軌道に沿って、eTDE内の破片は最初は三日月形に分布し、すぐにきつい渦巻きに変わります。その後、質量の一部がブラックホールに向かって落下し、残りは排出されます。落下する破片内の内部衝撃が、観測された放出に力を与えます。結果として得られる光度曲線は、おおよそエディントンの光度まで急速に上昇し、このレベルを数週間から1年(恒星の質量とブラックホールの質量の両方に応じて)維持し、その後低下します。そのパワーのほとんどは、温度$\sim10^{6}$K($\sim100$eV)での熱X線にあります。eTDEの破片の進化と観測機能は通常のTDEとは質的に異なり、eTDEは新しいタイプのTDEになります。eTDEが低質量ブラックホールで発生することは比較的まれですが、高質量ブラックホール周辺のほとんどの潮汐破壊は極端です。それらの検出は、以前はアクセスできなかったエキゾチックな相対論的現象のビューを提供します。
Ic 型 SN 2021krf の近赤外および光学観測: 塵の形成と光の後期放射
| Title |
Near-Infrared_and_Optical_Observations_of_Type_Ic_SN_2021krf:_Dust_Formation_and_Luminous_Late-time_Emission |
| Authors |
Aravind_P._Ravi,_Jeonghee_Rho,_Sangwook_Park,_Seong_Hyun_Park,_Sung-Chul_Yoon,_T._R._Geballe,_Jozsef_Vinko,_Samaporn_Tinyanont,_K._Azalee_Bostroem,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Regis_Cartier,_Tyler_Pritchard,_Morten_Andersen,_Sergey_Blinnikov,_Yize_Dong,_Peter_Blanchard,_Charles_D._Kilpatrick,_Peter_Hoeflich,_Stefano_Valenti,_Alexei_V._Filippenko,_Nicholas_B._Suntzeff,_Ji_Yeon_Seok,_R._Konyves-Toth,_Matthew_R._Siebert,_and_David_O._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00205 |
いくつかの地上望遠鏡で13日から259日の間に得られたタイプIc超新星(SNIc)SN2021krfの近赤外線(NIR)および光学観測を提示します。68日目のNIRスペクトルは、$\sim2.0\μmの長さ方向に上昇する$K$バンドの連続フラックス密度を示します。これは、SN噴出物で新たに形成されたダストに由来する可能性があります。この上昇する連続体に関連して、$\sim2\times10^{-5}$M$_{\odot}$の炭素粒子ダスト質量と$\sim900-1200$Kのダスト温度を推定し、ダストはSN噴出物で形成されました。1次元多群放射流体力学コードSTELLAを利用して、3.93および5.74M$_{\odot}$のC-O星質量を特徴とするSN2021krfの2つの縮退前駆星解を提示しますが、最適適合$^{56は同じです}$Ni質量0.11M$_{\odot}$初期(0～70日)。遅い時間(70-300日)では、SN2021krfの光学的光度曲線は、$^{56}$Co放射性崩壊から予想されるよりも大幅にゆっくりと減少します。259日目の後期の光スペクトルは、SNからの強いCaIIおよび[OI]イジェクタラインを示しています。後期のSNスペクトルにH線とHe線が存在しないことは、噴出物と星周媒体との有意な相互作用が存在しないことを示唆しています。放射性崩壊と、典型的なマグネターの磁場よりも小さい磁場を持つミリ秒パルサーの中央エンジンの形で追加の動力源を組み合わせて、ボロメータ光度曲線全体を再現します。
ガンマ線バーストからの超高エネルギー宇宙ニュートリノIceCubeTeVおよびPeVニュートリノイベントをガンマ線バースト~(GRB)と関連付けるという最近の提案に基づいて、ニュートリノのローレンツ違反を考慮して、GRBニュートリノフラックスに関する新しい推定値を提供し、この結果は、IceCubeコラボレーションによる以前の結果よりもはるかに大きいものです。60~TeV以上の24のニュートリノ「シャワー」イベントのうち、12のイベントがGRBに関連しています。このような結果は、GRB火球モデルからの予測に匹敵します。トラックイベントの分析は、シャワーイベントと一致する結果を提供し、高エネルギーの宇宙ニュートリノを関連付けます。我々はまた、ニュートリノの同じローレンツ違反の特徴の下でGRBを用いて、背景推定を行い、超高エネルギーIceCubeニュートリノイベントの重要なソースとしてGRBを明らかにする.我々の研究は、ニュートリノのローレンツ違反と$CPT$違反を支持し、相対論を超えた新しい物理。
PKS 0244-470 と 4C+38.41 の $\gamma$ 線光度曲線における過渡的準周期振動の可能性の検出
| Title |
The_detection_of_possible_transient_Quasi-Periodic_Oscillations_in_the_$\gamma$-ray_light_curve_of_PKS_0244-470_and_4C+38.41 |
| Authors |
Avik_Kumar_Das,_Raj_Prince,_Alok_C._Gupta,_Pankaj_Kushwaha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00588 |
Fermi-LATの継続的な監視機能により、ブレーザーの$\gamma$線の光度曲線における準周期振動(QPO)の調査が可能になり、これらのソースとジェットの物理を広範囲にわたって調査するための新しい視点が与えられました。タイムスケール。ブレイザーPKS0244-470\&4C+38.41の長期的な$\gamma$線光度曲線における一時的なQPOの存在を報告します。最初に、ベイジアンブロックアルゴリズムを使用してさまざまなフラックス状態を特定し、次にフラックスレベルがかなり規則的な間隔で変化する各フラックスフェーズのセグメントで考えられる一時的なQPOを調査しました。これをソース固有分散と組み合わせて、PKS0244-470の2つのフラックスフェーズを特定しました:1つの活動(AP-1)と1つの静止フェーズ(QP-1)。4C+38.41についても同様に、4つの活動(AP-1、AP-2、AP-3、およびAP-4)と2つの静止(QP-1およびQP-2)フェーズを特定しました。PKS0244-470のAP-1フェーズは、$\sim$225日間のQPOが8サイクル($\sim$4.1$\sigma$)持続することを示しています。4C+38.41では、AP-1フェーズとAP-2フェーズは、それぞれ$\sim$110日と$\sim$60日のQPOを示し、5サイクル持続します。AP-3では3つのサブフェーズを特定し、すべてが5つの完全なサイクルで$\sim$週スケールの再発性上昇を示しましたが、QP-1では2つのサブフェーズ(Q1とQ2)を特定できました。Q1フェーズは、6つの完全なサイクルで$\sim$104日のかなりの期間を示しています。Q2フェーズも有意なQPOを示していますが、$\sim$3.7サイクルしかありません。すべての検出は、少なくとも4サイクル以上で局所的に有意です。考えられる原因について議論し、現在の駆動によるキンクの不安定性と湾曲したジェットモデルがQPOの短縮と延長の最も可能性の高い原因であると主張しますが、後者はこれらを説明するために連続的な加速または粒子の注入を必要とします。
SPECULOOS 南天天文台での降水水蒸気を考慮した正確な近赤外測光
| Title |
Precise_near-infrared_photometry,_accounting_for_precipitable_water_vapour_at_SPECULOOS_Southern_Observatory |
| Authors |
Peter_P._Pedersen,_C._A._Murray,_D._Queloz,_M._Gillon,_B._O._Demory,_A._H._M._J._Triaud,_J._de_Wit,_L._Delrez,_G._Dransfield,_E._Ducrot,_L._J._Garcia,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M._N._G\"unther,_E._Jehin,_J._McCormac,_P._Niraula,_F._J._Pozuelos,_B._V._Rackham,_N._Schanche,_D._Sebastian,_S._J._Thompson,_M._Timmermans,_R._Wells |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00156 |
降水水蒸気(PWV)によって引き起こされる変動は、特に近赤外線で、地上から収集された時系列測光測定の精度に大きな影響を与える可能性があります。ここでは、この変動性をモデル化して軽減する新しい方法と、開発されたツールであるUmbrellaをオープンソース化する方法を紹介します。この研究では、3つの一般的なバンドパス(r'、i'、z')およびSPECULOOSのプライマリバンドパス(I+z')での測光が、PWV変動によって測光的に影響を受ける程度を評価します。このバンドパスの選択では、I+z'バンドパスがPWV変動に最も敏感であることがわかり、次にz'、i'、およびr'が続きます。この補正は、SPECULOOSのサザン天文台(SSO)によってI+z'バンドパスで観測された近くの後期M型およびL型星の全球光度曲線で評価され、LHATPROおよび局所温度/湿度センサーからのPWV測定値を使用しました。RMSの中央値の1.1%の減少が、SSOのターゲットの予想通過時間よりも短い変動性で観察されました。長期変動が誘発される可能性がある、予想される通過期間よりも長いタイムスケールでは、同じ補正方法でRMSの中央値が53.8%減少することが観察されました。
ALMA2030 広帯域感度アップグレード
広帯域感度アップグレード(WSU)は、ALMA2030開発ロードマップの最優先イニシアチブです。WSUは、ALMAのシステム帯域幅を最初は2倍、最終的には4倍にし、受信機、デジタル電子機器、相関器をアップグレードすることで感度を向上させます。WSUは、連続体科学であろうとスペクトル線科学であろうと、将来のすべてのALMA観測に大幅な改善をもたらします。帯域幅を2倍にアップグレードすると、連続体のイメージング速度が3倍になり、レシーバーの温度が向上することで得られます。スペクトル線のイメージング速度が2～3倍向上します。WSUによって提供される改善は、0.1～0.2km/sの分解能で相関する瞬時帯域幅がほとんどの受信帯域で1～2桁増加する高スペクトル分解能の観測で最も劇的になります。改善された感度とスペクトル調整の把握により、探査の新しい道が開かれ、より効率的な観測が可能になります。その影響は、ALMAのモットーである「宇宙の起源を求めて」を具現化する膨大な数のトピックに及びます。WSUは、原始惑星系円盤の化学物質の在庫を大幅に拡大し、惑星が形成される方法と時期に大きな影響を与えるでしょう。星間物質の観測では、さまざまな分子種を測定して、雲、核、原始星の大きなサンプルを構築します。WSUは、高赤方偏移の銀河の効率的な調査も可能にします。WSUの最初の要素は、広帯域バンド2受信機、バンド6への広帯域アップグレード、新しいデジタイザとデジタル伝送システム、および新しい相関器を含む、この10年の後半に利用可能になります。新たに開発されたACA分光計やバンド9と10へのアップグレードなど、その他のアップグレードが検討されています。WSUによって可能になったゲインにより、アルマ望遠鏡はミリ波/サブミリ波天文学の世界有数の施設としてさらに強化されます。【要約】
地球掩蔽法によるInsight-HXMTデータを用いた中性大気密度測定
| Title |
Neutral_Atmospheric_Density_Measurement_Using_Insight-HXMT_Data_by_Earth_Occultation_Technique |
| Authors |
Wang-Chen_Xue,_Xiao-Bo_Li,_Shao-Lin_Xiong,_Yong_Chen,_Shuang-Nan_Zhang,_Li-Ming_Song,_Shu_Zhang,_Ming-Yu_Ge,_You-Li_Tuo,_Hai-Tao_Li,_Dao-Chun_Yu,_Dong-Ya_Guo,_Jia-Cong_Liu,_Yan-Qiu_Zhang,_and_Chao_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00293 |
地球掩蔽技術は、天文学と大気密度測定の両方に幅広い用途があります。我々は、Insight-HardX-rayModulationTelescope(Insight-HXMT)によって6keVから100keVの間のエネルギーで観測されたカニ星雲の掩蔽中の背景モデルを構築します。ポアソン統計とガウス統計を組み合わせた、地球掩蔽技術に基づくベイジアン大気密度検索法を提案します。掩蔽中のX線光子の大気減衰をモデル化することにより、異なる高度範囲での大気の中性密度を同時に取得しました。私たちの方法は、隣接する大気層の間の密度の相関関係を考慮し、以前の研究が受ける可能性のある潜在的な系統的バイアスを減らします。ライトカーブフィッティングまたはスペクトルフィッティングに基づく以前の分析では、データのスペクトル情報または時間情報も失われていました。以前の研究とは対照的に、Insight-HXMTに搭載された3つの望遠鏡で観測された掩蔽データが分析に完全に使用され、密度検索の統計誤差がさらに減少しました。Insight-HXMTによって観測されたかに星雲の115セットの掩蔽データを使用して、(半)経験的大気モデルをクロスチェックするために、この方法を適用します。取得された中性密度は、高度55～80km、80～90kmの範囲で、広く使用されている大気モデルNRLMSISE-00の値よりも約10%、約20%、および約25%小さいことがわかります。、および90～100kmです。また、新しくリリースされた大気モデルNRLMSIS2.0が、密度測定値とほぼ一致していることも示しています。
銀河分類: Sloan Digital Sky Survey 画像を分類するためのディープ ラーニング アプローチ
| Title |
Galaxy_classification:_a_deep_learning_approach_for_classifying_Sloan_Digital_Sky_Survey_images |
| Authors |
Sarvesh_Gharat_and_Yogesh_Dandawate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00397 |
ここ数十年で、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)などの大規模なスカイサーベイにより、膨大な量のデータが生成されました。天文学者によるこの膨大な量のデータの分類には時間がかかります。このプロセスを簡素化するために、2007年にギャラクシーズーと呼ばれるボランティアベースの市民科学プロジェクトが導入され、分類にかかる時間が大幅に短縮されました。ただし、ディープラーニングのこの現代では、この分類タスクを自動化することで、分類にかかる時間が短縮されるため、非常に有益です。過去数年間、銀河を複数のクラスに分類するという驚異的な仕事をする多くのアルゴリズムが提案されてきました。しかし、これらのアルゴリズムはすべて、銀河を6つ未満のクラスに分類する傾向があります。しかし、私たちが銀河について知っている詳細な情報を考慮すると、銀河を8つ以上のクラスに分類する必要があります。この研究では、SDSSデータを拡張されたハッブル音叉から10のクラスに分類するためのニューラルネットワークモデルが提案されています。円盤縁銀河と円盤面銀河には細心の注意が払われ、各クラスに関連するさまざまな下部構造と微細な特徴が区別されます。提案されたモデルは、この方法を完全に自動化する機能を抽出するための畳み込み層で構成されています。達成されたテスト精度は84.73%であり、授業でそのような詳細を考慮した後、たまたま期待できるものです。畳み込み層に加えて、提案されたモデルには、分類を担当するさらに3つの層があるため、アルゴリズムの消費時間が短縮されます。
ミラは長い二次期間を示していますか?
脈動する赤色巨星でよく見られる長い二次周期(LSP)現象は、ミラではまだ検出されていません。このホワイトペーパーの目的は、これに物理的な理由があるのか、それとも単なる観察バイアスなのかを検証することです。1663ミラを含む大マゼラン雲の長周期変光星のOGLE-IIIサンプルを使用して、これらの天体の二次周期性の検索を実行し、周期-光度図上の位置に基づいて長二次周期の星の候補を特定します。.1663のMiraのうち、108が潜在的な候補として特定され、変動性はLSPとほぼ一致していました。これは、大マゼラン雲にあるミラサンプル全体の7%になります。すべてではないにしても、ほとんどのMiraLSP候補はCリッチな星です。この分析の結果は、ミラが長い二次期間を示す可能性があることを示唆しています。ただし、長期的な変動性は、ミラが示すことが知られている周期と振幅の不規則性にも関連している可能性があります。決定的な結論を導き出すには、さらなる研究が必要です。
Korg: 最新の 1D LTE スペクトル合成パッケージ
FGK星の1DLTE(局所熱力学平衡)スペクトル合成用の新しいパッケージであるKorgを紹介します。これは、近紫外から近赤外までの理論スペクトルを計算し、平面平行および球面放射伝達の両方を実装します。Korgの入力と内部構造の概要を説明し、Korg、MOOG、Turbospectrum、SMEの合成スペクトルを比較します。コルグと他のコードとの間の不一致は、他のコード間の不一致よりも大きくはありませんが、コード間の不一致はかなりのものです。C$_2$バンドのケースを詳細に調べ、スペクトル合成への物理入力の不確実性が不一致のかなりの割合を占めていることを発見しました。Korgは、通常の使用では他のコードよりも1～100倍高速で、自動微分ライブラリと互換性があり、簡単に拡張できるため、大規模なデータセットに適用される統計的推論やパラメーター推定に最適です。ドキュメントとインストール手順は、https://ajwheeler.github.io/Korg.jl/stable/で入手できます。
放射線または低気圧なしでの MHD シミュレーションにおけるコロナ加熱の観測的特徴
| Title |
Observational_Signatures_of_Coronal_Heating_in_MHD_Simulations_Without_Radiation_or_a_Lower_Atmosphere |
| Authors |
James_A._Klimchuk,_Kalman_J._Knizhnik,_and_Vadim_M._Uritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00104 |
コロナ加熱の詳細をシミュレートし、放出された放射線を有意義に予測することは非常に困難です。したがって、観測による現実的なモデルのテストは大きな課題です。観測によるコロナ加熱の痕跡は、放射、熱伝導、およびその下の遷移領域と彩層との質量とエネルギーの交換に決定的に依存しています。多くの電磁流体シミュレーションの研究では、これらの効果が含まれておらず、代わりに計算リソースを問題の磁気的側面に当てることを選択しています。欠落した効果を近似的に説明する簡単な方法を開発しました。これは事後的にシミュレーション出力に適用されるため、多くの研究にとって貴重なツールとなる可能性があります。これを使用して、光球対流を表す渦境界運動によって駆動されるモデルコロナからの放出を予測しました。個々の磁気ストランドは、計算量全体と局所的なクラスターの両方に散らばって、短期間の増光を経験することがわかりました。前者は観測されたコロナの拡散成分を説明するかもしれませんが、後者は明るいコロナループを説明するかもしれません。観測されたループのいくつかの特性は、かなりよく再現されています。幅、寿命、および準円形の断面(縦横比は大きくありません)。私たちの結果は、ループがナノフレアの「嵐」によって加熱された複数のストランド構造であるという考えを支持します。
急速に回転する磁性初期 B 星 HD 345439 の測光特性と恒星パラメータ
| Title |
Photometric_properties_and_stellar_parameters_of_the_rapidly_rotating_magnetic_early-B_star_HD_345439 |
| Authors |
Dong-Xiang_Shen,_Jin-Zhong_Liu,_Chun-Hua_Zhu,_Guo-Liang_Lv,_Yu_Zhang,_Cheng-Long_Lv,_Hao-Zhi_Wang,_Lei_Li,_Xi-Zhen_Lu,_Jin-Long_Yu,_Abdurepqet_Rustem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00271 |
最初に、南山1メートル広視野望遠鏡を使用した、急速に回転する磁気星HD345439の多色測光結果を提示します。測光観測から、0.7699\pm0.0014日の回転周期を導き出します。HD345439の光度曲線は、磁気雲から生じる二重非対称S波の特徴によって支配されています。TransitingExoplanetSurveySatelliteのセクター41では、脈動動作は観測されません。残留光束にも、光度曲線の極値での系統的変動にも、遠心ブレイクアウトイベントが発生したという証拠は見つかりません。剛体回転磁気圏モデルの仮説に基づいて、磁場傾斜角{$\beta$}と回転傾斜角$i$を制限し、近似関係{$\beta+i\approx105^{\円}$}。色の過剰、消光、明度は、$E_{(B-V)}=0.745\pm0.016\,$mag、$A_{V}=2.31\pm0.05\、$mag、および$\rmで決定されます。log\,(L/L_{\odot})=3.82\pm0.1$dex、それぞれ。さらに、有効温度を$T$$\rm_{eff}=22\pm1$kKとして、表面重力をlog$g=4.00\pm0.22$として導出します。質量$M=7.24_{-1.24}^{+1.75}\rmM_{\odot}$、半径$R=4.44_{-1.93}^{+2.68}\rmR_{\odot}$、およびage$\rm\tau_{age}=23.62\,_{-21.97}^{+4.24}$MyrはHertzsprung--Russellダイアグラムから推定されます
シェル モデルを使用した WN4 スター HD 50896 の凝集の調査
| Title |
Using_Shell_Models_to_Investigate_Clumping_in_the_WN4_Star_HD_50896 |
| Authors |
Brian_L._Flores,_D._John_Hillier,_and_Luc_Dessart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00283 |
Wolf-Rayet(WR)星のスペクトルは、風に由来する強くて広い輝線を示します。これらの風は放射的に駆動され、流体力学的不安定性の影響を受けやすく、その結果、塊が形成されます。WR星のスペクトルをモデル化する場合、通常、体積充填率(VFF)アプローチを使用して塊状の風を処理します。ただし、これは風塊全体が光学的に薄い塊に存在するという仮定に基づいており、これは密集した風では必ずしも正当化できません。VFFアプローチの有効性をテストするために、以前に説明したクランピングの処理方法である「シェル」アプローチを使用して、WN4星HD50896の密な風の中での線と連続体の形成を研究します。球状のシェルは、観測されたスペクトルと緊張しています。輝線の永続的な「くぼみ」が線の中心で発生します。このくぼみを取り除くには、モデルが「壊れた」シェル(横方向に非常にデコヒーレントなシェル)を使用する必要があります。これは、HD50896の風、ひいては他のWR星の風が、横方向に閉じ込められ、半径方向に圧縮された小さな塊(ソボレフ長よりも小さい塊)で構成されていることをほのめかしています。VFFアプローチが有効であるために必要な条件のいくつかについて説明します。
複数の恒星集団による球状星団の形成: 単一連星複合シナリオ
第1世代(1G)の単一漸近巨星分枝(AGB)星と中間質量近接連星(IMCB)がガスを放出し、そこから第2世代(2G)の星が形成されるGC形成シナリオについて説明します。シナリオの2つの重要なパラメーターは、連星の分数(f_b)と1G星の星の初期質量関数(IMF)の勾配(アルファ)です。GC形成の分析モデルと1ゾーンモデルによって導き出された主な結果は次のとおりです。2G星の質量分率(f_2g)は、α<1.8で~0.4より高くなることがあり、f_bにはあまり依存しません。現在の質量(M_gc)に対するGCの初期質量の比率は、0.5<f_b<0.9のアルファに応じて2から7の範囲です。1G星と2G星の間の[Na/Fe]の差は、モデルパラメータの広い範囲で0.7にもなります。2G星のLi存在量は、IMCBからの元のガスがLiを含まないと仮定されたとしても、1Gのそれと同じくらい高くなる可能性があります。2G星の形成史には、IMCB集団からのガス放出率の合計に2つのピークがあるため、少なくとも2つのピークが見られます。f_2gとM_gcの間に観察された相関は、M_gcに依存するアルファによるものである可能性があります。1G星とガス雲の間の頻繁な力学的相互作用により大規模な星形成が抑制されるため、2G形成の仮想的な長期(~10^8年)が可能である。
$\gamma$ コロンベ: 最近剥ぎ取られた脈動する大質量星の核
| Title |
$\gamma$_Columbae:_the_recently_stripped,_pulsating_core_of_a_massive_star |
| Authors |
Andreas_Irrgang,_Norbert_Przybilla,_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00358 |
地球上の生命にとって不可欠な条件は、太陽による放射熱の安定した供給です。他のすべての星と同様に、太陽は、密度と温度が核融合プロセスが発生するのに十分なほど高い中央領域で放射エネルギーを生成します。恒星のコアは通常、不透明なエンベロープで覆われているため、恒星のコアとその生命を生み出す核プロセスに関する私たちの知識のほとんどは、理論モデリングまたは太陽ニュートリノの検出や恒星の脈動の研究などの間接的な観測から得られます。非常にまれなケースでのみ、星のコアが露出することがあります。たとえば、星のごく一部がウォルフライエ星やヘリウムホット準矮星に進化する場合です。しかし、大部分の星、つまり中心部で水素をヘリウムに燃焼させる未進化の星については、コアに関する直接的な観測の手がかりがまだありません。包括的な分光分析と星震学の分析に基づいて、明るいB型星$\gamma$コロンバエが剥ぎ取られた脈動コア(質量$4$-$5\,M_\odot$、ここで$M_\odot$は太陽の質量)で、中心部の水素核融合を終えたばかりの約$12\,M_\odot$の、以前ははるかに大質量だった星の質量です。この星の推定パラメータは、この星がまだ短命の剥ぎ取り後の構造再調整段階にあることを示しており、非常にまれな天体となっています。このユニークな星の発見は、核天体物理学と共通エンベロープ進化に関して、単一星と連星の両方の物理学に対する貴重な洞察を得る道を開きます。特に、剥ぎ取られたエンベロープ星の構造と進化に関する最初の観測上の制約を提供します。
| Title |
Detecting_axion_dark_matter_beyond_the_magnetoquasistatic_approximation |
| Authors |
Joshua_N._Benabou,_Joshua_W._Foster,_Yonatan_Kahn,_Benjamin_R._Safdi,_Chiara_P._Salemi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00008 |
静的な実験室磁場の存在下でコヒーレントDMアクシオンを振動磁場に変換することに依存する大統一スケールの減衰定数を持つアクシオンダークマター（DM）を検出するための多くの提案が提唱されています。重要なことに、ABRACADABRA$\unicode{x2013}$を含む$\unicode{x2013}$のような実験は、今日までアクシオンのコンプトン波長が実験のサイズよりも大きいという限界で機能してきました。MQS)アクシオン信号のモデル化へのアプローチ。有限要素法を使用して、MQS近似を仮定せずに結合アクシオン-電磁気運動方程式を解きます。単純なMQS制限よりも2桁低い周波数では、MQS近似が不十分な近似になることを示します。放射損失は、それ以外の場合は高$Q$共振読み出し回路の品質係数を低下させますが、これは遮蔽と損失材料の最小化によって軽減される可能性があります。さらに、検出器の形状に関連する自己共振は、ピックアップシステムの反応特性を変化させ、MQSを超えた2つの一般的な機能につながります。共振を維持するために容量性ではなく誘導性チューニングを必要とする周波数があり、検出器自体がマルチ高周波でのポール共振器。これらの機能を説明すると、アクシオン-光子結合に対する競合感度は、単純なMQS制限をはるかに超えて拡張される可能性があります。
| Title |
Bayesian_analysis_of_neutron-star_properties_with_parameterized_equations_of_state:_the_role_of_the_likelihood_functions |
| Authors |
Jin-Liang_Jiang,_Christian_Ecker,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00018 |
可変尤度関数または一定尤度関数のいずれかを使用して、中性子星の状態方程式のベイジアン推論分析を実行するときに導入される体系的な違いを調査しました。前者には、測定値の分布に関する完全な情報が保持され、データを徹底的に使用できるという利点があります。一方、後者には、はるかに単純な実装と計算コストの削減という利点があります。どちらのアプローチでも、EOSは同一の事前確率を持ち、X線および重力波観測からの制約、ならびにキラル有効理論および摂動QCDからの制約を満たすように、音速パラメーター化法を使用して構築されています。すべての場合において、2つのアプローチは非常に類似した結果につながり、$90\%$の信頼レベルは本質的に重複しています。いくつかの違いが現れますが、確率密度が非常に小さい地域では、ほとんどの場合、定尤度分析で使用されるバイナリ潮汐変形能$\tilde\Lambda\leq720$に設定された鋭いカットオフが原因です。私たちの分析では、さらに2つの結果が得られました。まず、最大質量の星の正規化された中心数密度$n_{\rmc,TOV}/n_s$と最大質量の星の半径$R_{\rmTOV}$の間の明らかな逆相関。第二に、最も重要なことは、チャープ質量$\mathcal{M}_{\rmchirp}$とバイナリ潮汐変形能$\tilde{\Lambda}$の間の関係を確認したことです。この結果の重要性は、非常に正確に測定された量$\mathcal{M}_{\rmchirp}$を、微物理学に関する重要な情報を含む量$\tilde{\Lambdaと関連付けることです。}$.したがって、将来の検出で$\mathcal{M}_{\rmchirp}$が測定されると、私たちの関係は$\tilde{\Lambda}$に厳しい制約を設定する可能性があります。
日の出の $A'$ ビュー: 角度情報でヘリオスコープをブーストする
| Title |
$A'$_view_of_the_sunrise:_Boosting_helioscopes_with_angular_information |
| Authors |
Jonas_Frerick,_Felix_Kahlhoefer,_Kai_Schmidt-Hoberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00022 |
太陽は、アクシオンや暗光子などの仮想的な光粒子を多量に生成する可能性があり、いわゆるヘリオスコープで実験的に調べることができるシナリオです。ここでは、そのような機器の感度に対する太陽暗光子の角度およびスペクトル分布の影響を調査します。全質量範囲にわたるダークフォトンフラックスのこのスペクトルおよび角度依存性を初めて評価し、この情報をひので太陽X線望遠鏡からの既存のデータに適用します。具体的には、古典的なヘリオスコープ分析用のキャリブレーション画像と、非常に大きな振動長に対する感度を提供する日食からのデータを使用します。信号機能を利用すると、単純なカウント実験と比較して、混合パラメーターに関して制約を1桁以上高めることができることを示します。
深層学習の解釈可能性のための相互情報の堅牢な推定量
| Title |
A_robust_estimator_of_mutual_information_for_deep_learning_interpretability |
| Authors |
Davide_Piras,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Luisa_Lucie-Smith,_Ningyuan_Guo,_Brian_Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00024 |
深層学習モデルの内部動作を解釈するために、情報理論で確立されたメトリックである相互情報量(MI)の使用を開発します。有限数のサンプルからMIを正確に推定するために、離散設定と連続設定の両方に適用できるガウス混合モデルに基づくアルゴリズムであるGMM-MI($``$Jimmie$"$と発音)を提示します。GMM-MIは、計算効率が高く、ハイパーパラメータの選択に対してロバストであり、有限のサンプルサイズによるMI推定の不確実性を提供します.グラウンドトゥルースMIがわかっているおもちゃのデータでGMM-MIを広く検証し、そのパフォーマンスを確立された相互情報量推定器と比較します.次に、表現学習のコンテキストでMIestimatorを使用し、高度に非線形なプロセスを記述する合成データと物理データセットを操作する方法を示します.深層学習モデルをトレーニングして、意味のある圧縮(潜在)表現内で高次元データをエンコードします。、およびGMM-MIを使用して、潜在変数間のもつれの解消のレベルと、関連する物理量との関連付けの両方を定量化し、相互のロックを解除します。潜在表現の可読性。GMM-MIは公開されています。
一般相対論的放射磁気流体力学方程式の時間発展のための大域的な高次数値スキーム
| Title |
Global_high-order_numerical_schemes_for_the_time_evolution_of_the_general_relativistic_radiation_magneto-hydrodynamics_equations |
| Authors |
Manuel_R._Izquierdo,_Lorenzo_Pareschi,_Borja_Mi\~nano,_Joan_Mass\'o,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00027 |
ニュートリノの輸送を正しくモデル化することは、コア崩壊超新星や連星中性子星合体などのいくつかの天体物理シナリオで非常に重要です。この論文では、グレー近似内の最初の2つのモーメント(M1スキーム)のみを考慮して、切り捨てられたモーメント形式に焦点を当てます。M1スキームを解くことは、進化方程式が硬くなり、移流拡散問題として振る舞う領域での放射と物質の相互作用をモデル化する必要があるため、依然として数学的に困難です。ここでは、MHDに一般的に使用される明示的なRKを使用できるようにしながら、そのような動作によって引き起こされる時間ステップの制限を克服するように設計されたImplicit-ExplicitRunge-Kutta(IMEX)メソッドに基づくさまざまなグローバルな高次時間積分スキームを提示します。そしてアインシュタイン方程式。最後に、いくつかの数値テストでそれらのパフォーマンスを分析します。
スピン誘起四重極探索の次元削減波形
| Title |
Dimensionally_Reduced_Waveforms_for_Spin-Induced_Quadrupole_Searches |
| Authors |
Horng_Sheng_Chia,_Thomas_D._P._Edwards,_Richard_N._George,_Aaron_Zimmerman,_Adam_Coogan,_Katherine_Freese,_Cody_Messick,_and_Christian_N._Setzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00039 |
コンポーネントが大きなスピン誘起四極子モーメントを持つバイナリインスパイラルの非常に正確で次元を削減した重力波形を提示します。体のスピン誘起四重極は、二体合体の初期吸気段階で波形の位相に最初に現れ、体の内部構造の比較的きれいなプローブになります。ただし、カーからの四重極偏差が大きい天体の場合、連星ブラックホール(BBH)モデルを使用した検索は効果的ではありません。計算で実行可能な検索を実行するために、そのようなシステムの元の6次元ポストニュートン波形から派生した2次元縮小モデルを提示します。私たちの次元削減方法は、ポストニュートン展開でのパワーカウント、ソースフィジックスの適切な再パラメーター化、およびパラメーター空間のほとんどの物理的に動機付けされた領域で小さい位相の項の切り捨てによって導かれます。さらに、四重極偏差が大きいと、バイナリシステムが最小結合エネルギーに達する頻度が大幅に低下することに注意してください。この最小値は吸気体制の終わりを知らせ、PN波形の自然なカットオフを提供します。これらの周波数カットオフの正確な分析推定値を提供します。最後に、次元削減された波形の有効性をテストするために注入研究を実行します。$|\chi_i|のコンポーネントスピンを持つシステムの場合、$80\%$以上の注入で$\varepsilon>0.999$の効果があることがわかりました。\lesssim0.6$と$\kappa_i\lesssim10^3$の無次元四重極。重要なことに、これらの波形は、大きな四重極を持つ天体物理オブジェクトの効果的な検索を可能にするための重要な最初のステップを表しています。
ブラックホール(BH)の極限環境をアクシオン-光子相互作用の潜在的な場所として利用することにより、磁化プラズマのアクシオン生成モデルを使用して、アクシオン-プラズモン雲に浸された漸近的に平坦に回転するBHの影を研究します。.BHの暗い影にあるアクシオンの足跡を明らかにすることを目的として、この論文では、回転するBHの周りの入射光子の動きに対する固定アクシオンプラズモンバックグラウンドの影響を調査します。いくつかの自由なパラメーター設定の下で、回転するBHの周りのアクシオンプラズモン雲が影の形状とサイズに影響を与え、その役割が非磁化プラズマや標準的な真空ソリューションと区別できるようになることがわかりました。高回転BHに限定することで、アクシオン-プラズモン結合が強くなるにつれてBHシャドウのサイズが大きくなることを示します。興味深いことに、私たちの分析は、アクシオンの質量が重くなるにつれて、影にそれ自体の微妙な痕跡を残す可能性があることを示しています.逆に、非回転極限（シュヴァルツシルト）では、BHの影形状の球対称性を回復することで、そのサイズが縮小します。影のサイズの変化の傾向と連携して、磁化プラズマに囲まれたBHからのエネルギー放出の調査は、アクシオンプラズモンクラウドの存在下での回転BHからの最大エネルギー放出率が、非プラズマに比べて増加することを示しています。磁化プラズマと真空ソリューション。その後、回転を緩和することにより、アクシオンプラズモンクラウドは、BHからのエネルギー放出率の低下を引き起こします。
強い結合問題のないガリレオ創世記の原始非ガウス性
ガリレオ創世記は、一般的に強結合問題に悩まされていますが、これは、創世記の古典的なエネルギースケールと強結合スケールの間の階層によっては回避できます。この論文では、強結合問題のないガリレオ創世記のモデルが、ガリレオ創世記の2つの統一されたフレームワークに基づいて、観測されたCMB変動の統計的特性を説明できるかどうかを調査します。スカラー摂動とテンソル摂動の伝搬速度が一定であるクラスに注目することにより、強い結合を回避し、わずかに赤に傾いたスカラーパワースペクトルを可能にするモデルが、スカラー非ガウス性の過剰生成に悩まされることを示します。
| Title |
PeV-scale_leptogenesis,_gravity_waves_and_black_holes_from_a_SUSY-breaking_phase_transition |
| Authors |
James_M._Cline,_Benoit_Laurent,_Stuart_Raby,_Jean-Samuel_Roux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00422 |
超対称性は非常に動機付けられた理論的枠組みであり、その破壊の規模はPeVエネルギーである可能性があり、大型ハドロン衝突型加速器でのヌル探索を説明します。一次相転移を突破するSUSYは、初期宇宙で発生した可能性があり、潜在的な重力波信号につながります.ゲージを介した超対称性の破れの現実的なモデルを構築することで、そのような遷移が重い右手系ニュートリノとスニュートリノの質量を誘発し、そのCPを破る崩壊がPeVスケールでのレプトジェネシスと、ニュートリノ質量生成の新しいメカニズムをもたらすことを示します。1ループで。同じモデルに対して、考えられる重力波信号を予測し、相転移中に原始ブラックホールが生成される可能性を研究します。
二次重力におけるポストインフレーション効果としての暗黒エネルギー
宇宙膨張の加速は、負圧物質も宇宙定数もなしに、十分なインフレーションを引き起こすことが知られている二次重力モデルによって説明できることを、解析的および数値的に示しています。したがって、暗黒エネルギーは二次重力におけるインフレ後の効果である可能性があることを示唆しています。また、このモデルがすべてのEinsteinメトリクスを解として認めていることも示しています。したがって、アインシュタインの重力の古典的なテストでは、このモデルを反証することはできません。
AGN赤方偏移の不確実性を伴うガンマ線スペクトルの不規則性に対するアクシオン効果
不確かな赤方偏移活動銀河核(AGN)VERJ0521+211からのTeVガンマ線スペクトルの不規則性に対する光子ALP(アクシオン様粒子)振動効果を調べます。ガンマ線スペクトルは、Fermi-LATとVERITASの共同研究により、2013年と2014年に3つのフラックス状態で測定されます。これらの状態を使用して、ALPパラメーター($m_a,g_{a\gamma}$)空間に組み合わせた制約を設定します。また、VERJ0521+211の4つの赤方偏移上限シナリオを使用して、ALP制約に対する銀河外背景光(EBL)吸収効果をテストします。VERJ0521+211によって設定された3$\sigma$photon-ALP結合制約は、およそ$g_{a\gamma}\gtrsim2.3\times10^{-11}\rm\,GeV^{-1}$にあります。$m_a\lesssim5\times10^{-8}\,\rmeV$.赤方偏移の上限シナリオとフォトンALPの制約との間に明確な関係は見つかりません。
制限ありと制限なしの宇宙加速
スカラーテンソル重力理論の斬新で興味深いクラスは、スカラー場が一定の加速になるか、加速を停止して一定の速度になる場の動きに制限があるものです。これらを、高エネルギー宇宙定数を動的にキャンセルする機能と組み合わせます。十分に調整された、または自己調整のアプローチを通じて。後期のド・シッター極限は不安定かもしれないが、宇宙定数が大きいにも関わらず、物質優位のエポックと後期の加速を伴う宇宙膨張の歴史を首尾よく持つことができる。Dirac-Born-Infeldアクションなどの極モデルは、宇宙の速度制限に特に関心があります。
CRESSTの深層学習による自動データクリーニングに向けて
| Title |
Towards_an_automated_data_cleaning_with_deep_learning_in_CRESST |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_D._Bartolot,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_A._Garai,_V.M._Ghete,_S._Gerster,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_M._Lackner,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_L._Meyer,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_D._Rizvanovic,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema,_W._Waltenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.00564 |
CRESST実験では、極低温熱量計を使用して暗黒物質粒子によって引き起こされる核反跳を高感度に測定します。記録された信号は、パイルアップや読み出しアーティファクトによって引き起こされる誤って再構成された反動エネルギーを避けるために、慎重なクリーニングプロセスを受ける必要があります。このプロセスを時系列分類タスクとして組み立て、ニューラルネットワークで自動化することを提案します。CRESSTによって2013年から2019年の間に記録された68の検出器からの100万を超えるラベル付きレコードのデータセットを使用して、データクリーニングタスクを学習するために一般的に使用される4つのニューラルネットワークアーキテクチャの機能をテストします。私たちの最高のパフォーマンスのモデルは、テストセットで0.932のバランスの取れた精度を達成しています。誤って予測されたイベントの約半分が実際には誤ってラベル付けされたイベントであり、残りの大部分がコンテキスト依存のグラウンドトゥルースを持っていることを例示的な検出器で示します。さらに、シミュレートされたデータを使用して、分類器の再現率と選択性を評価します。結果は、トレーニングされた分類子がデータクリーニングタスクに適していることを確認します。
GRB221009A 重いニュートリノの放射崩壊によるガンマ線?
ガンマ線バーストGRB221009Aからの高エネルギーガンマ線フラックスの減衰を減少させるメカニズムを考察します。このメカニズムは、重い$m_N\sim0.1\,\mathrm{MeV}$のほとんど無菌ニュートリノ$N$の存在に基づいています。$N$は$\pi$のGRBで生成され、$K$は$\nu_\mu$との混合によって減衰します。それらは地球に向かう途中で$N\rightarrow\nu\gamma$の放射性崩壊を受けます。ガンマ線の通常の指数関数的減衰は、光学的深さの逆減衰に持ち上げられます。このシナリオに関するさまざまな制限について説明します。$18\,\mathrm{TeV}$および潜在的に$251\,\mathrm{TeV}$での高エネルギー$\gamma$イベントは、(i)GRBのアクティブニュートリノフルエンスが観測限界に近い場合に説明できることがわかりました。、(ii)$N\rightarrow\nu\gamma$の分岐率は、少なくとも10\%のオーダーです。
