uGMRT と SKA による銀河団と銀河団の拡散電波放射の調査
| Title |
Exploring_diffuse_radio_emission_in_galaxy_clusters_and_groups_with_the_uGMRT_and_the_SKA |
| Authors |
Surajit_Paul,_Ruta_Kale,_Abhirup_Datta,_Aritra_Basu,_Sharanya_Sur,_Viral_Parekh,_Prateek_Gupta,_Swarna_Chatterjee,_Sameer_Salunkhe,_Asif_Iqbal,_Mamta_Pandey-Pommier,_Ramij_Raja,_Majidul_Rahaman,_Somak_Raychaudhury,_Biman_B._Nath_and_Subhabrata_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01393 |
拡散電波放射はかなりの数の銀河団と銀河群で検出されており、宇宙の大規模構造(LSS)における広範な宇宙磁場と相対論的粒子の存在が明らかになりました。クラスター電波放射は微弱で急峻なスペクトルであるため、その観測は機器の感度と観測頻度によって大幅に制限され、情報不足につながります。低質量システムの場合はなおさらです。最近委託された低周波電波望遠鏡アレイの前例のない感度は、高度なキャリブレーションおよびイメージング技術の開発に支えられて、比類のない画質の達成に役立っています。同時に、高度な数値シミュレーションの開発とスーパーコンピューティング設備の利用可能性により、電波放射の高解像度数値モデリングとLSSの宇宙磁場の構造への道が開かれ、観測の能力に一致する予測につながっています。設備。モデリングと観測におけるこれらの急速に進化するシーンを考慮して、このレビューでは、新しい望遠鏡アレイの役割と高度なイメージング技術の開発を要約し、さまざまな種類のクラスター電波源の検出について説明します。特に、超銀河団フィラメントの形をした宇宙ウェブの観測、貧弱な銀河団や銀河群での放射の研究、超急峻なスペクトル源の研究について議論します。また、さまざまな拡散クラスター電波源と関連する磁場および偏波に関する現在の理論的理解についても確認します。検出の統計が理論的理解とともに向上するにつれて、固有の特性に基づいてソース分類スキームを更新します。最後に、アップグレードされたGMRTの役割と、今後のSKA(SquareKilometerArray)観測所への期待についてまとめます。
懐中電灯: Abell 370 で赤方偏移 $z$ = 1.26 のオフ コースティック レンズ付き星
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Flashlights:_An_Off-Caustic_Lensed_Star_at_Redshift_$z$_=_1.26_in_Abell_370 |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena,_Wenlei_Chen,_Adi_Zitrin,_Patrick_L._Kelly,_Miriam_Golubchik,_Rui_Zhou,_Amruth_Alfred,_Tom_Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Masamune_Oguri,_Liliya_L._R._Williams,_Alexei_V._Filippenko,_Sung_Kei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01402 |
エイベル370銀河団の\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}イメージングで、赤方偏移$z_{\rms}=1.2567$の強くレンズ化された弧に見られる過渡現象の発見を報告します。トランジェントは、\emph{Flashlights}プログラムのフレームワークで取得された2つの異なるエポックからの観測を使用して作成されたWFC3/UVISF200LP差分画像の$29.51\pm0.14$ABmagで検出され、F350LPバンドでも表示されます。($m_{\rmF350LP}\sim30.53$AB)。トランジェントは、臨界曲線の負のパリティ側で、そこから$\sim0.6''$の距離で観測され、以前のレンズ付き星の例よりも大きくなっています。臨界曲線からの距離が大きいと、マクロ倍率が大幅に小さくなりますが、シミュレーションでは、明るいO/Bタイプの超巨星が、観測された位置と等級で十分に高い倍率に達することができることが示されています。さらに、観察されたトランジェント画像は、予想される対応物から$\sim+0.8$日間のオブザーバーフレーム時間遅延を持つトレーリングイメージであるため、それよりも長く続くトランジェントは最小値側でも見られるはずであり、したがって除外されます。これは、トランジェントについて測定した青色($m_{\rmF200LP}-m_{\rmF350LP}\sim[-0.7,-1]$ABmag)とともに、(たとえば、キロ)新星は、レンズ効果のある星を最有力候補にします。示唆されているように、トランジェントが実際にレンズ付きの星であると仮定すると、\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}と\emph{ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡}を使用したクラスター調査で、近い将来、さらに多くのそのようなイベントが検出されるはずです。
磁場と相対論的電子が銀河団全体を満たしている
| Title |
Magnetic_fields_and_relativistic_electrons_fill_entire_galaxy_cluster |
| Authors |
A._Botteon,_R._J._van_Weeren,_G._Brunetti,_F._Vazza,_T._W._Shimwell,_M._Br\"uggen,_H._J._A._R\"ottgering,_F._de_Gasperin,_H._Akamatsu,_A._Bonafede,_R._Cassano,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_G._Di_Gennaro,_F._Gastaldello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01493 |
合体する銀河団内の高温プラズマは衝撃と乱流で満たされていると予測されており、その運動エネルギーの一部がシンクロトロン放射を生成する相対論的電子と磁場に変換される可能性があります。銀河団Abell2255の低周波アレイ(LOFAR)観測を分析すると、少なくとも5メガパーセクの非常に大きなスケールに分布する電波シンクロトロン放射の証拠が示されます。広範囲にわたる電波放射は、衝撃と乱流が運動エネルギーを効率的に相対論的粒子と磁場に伝達することを証明しています。放出の強度には、原始磁場の単純な圧縮から予想されるよりも少なくとも100倍高い磁場エネルギー密度が必要であり、おそらくダイナモがクラスター周辺でも効率的に動作することを意味します。また、非熱的要素がクラスター周辺のクラスター内媒体の圧力に大きく寄与している可能性があることも示唆しています。
ファジィ暗黒物質による非線形構造形成の弱いレンズ作用の視点
| Title |
A_weak_lensing_perspective_on_nonlinear_structure_formation_with_fuzzy_dark_matter |
| Authors |
Alexander_Kunkel,_Tzihong_Chiueh,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01523 |
摂動法を用いた弱いレンズ効果の観点から、ファジー暗黒物質(FDM)モデルとコールド暗黒物質(CDM)モデルの非線形構造形成を調査します。オイラー摂動理論を4次まで使用して、一貫して選択された初期条件からツリーレベルの物質のトライスペクトルと1ループの物質のスペクトルとバイスペクトルを計算します。ユークリッドのような弱いレンズ調査のコンテキストで、CDMとFDMのそれぞれのレンズスペクトル、バイスペクトル、トリスペクトルを導出します。最後に、粒子質量$m=10^{-21}$eV,$m=10^{-22}$eVおよび$m=10^{-23}$eV.$m=10^{-22}$eVの質量まで、FDMとCDMのケースを区別するために、弱いレンズ調査を使用できる可能性があることがわかりました。
すべての次数までの原始非ガウス性: 原始ブラック ホール モデルの理論的側面と意味
| Title |
Primordial_non-gaussianity_up_to_all_orders:_theoretical_aspects_and_implications_for_primordial_black_hole_models |
| Authors |
Giacomo_Ferrante,_Gabriele_Franciolini,_Antonio_Junior_Iovino,_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01728 |
曲率摂動場に局所的な非ガウス性(NG)が存在する場合の原始ブラックホール(PBH)の存在量を計算するための正確な形式を開発します。初めて、広く使用されている2次および3次近似を超えるNGを含め、完全に一般的な関数形式を検討します。圧縮関数のしきい値統計を採用して、狭いパワースペクトルと広いパワースペクトルの両方の存在量の計算に対処します。私たちの式は一般的なものですが、カーバトン場の物理ケースを考慮して、現象学的関連性の明示的な例について説明します。どのような条件下で従来の摂動的アプローチが信頼できるかを慎重に評価します。狭いパワースペクトルの場合、これは、摂動展開が2次次数を超えてプッシュされた場合にのみ発生します(最適な切り捨ての次数はスペクトルの幅に依存します)。最も重要なことは、広いスペクトルを考慮する場合、摂動的アプローチには本質的に欠陥があることを示しています。この場合、非摂動的計算のみが正しい結果をキャプチャします。最後に、PBHの豊富さとそれらの形成に関連する確率的重力波(GW)バックグラウンドとの間の関係に対する結果の現象論的関連性について説明します。NGは、特定のPBH存在量を生成するために必要な摂動の振幅を変更し、広範なスペクトルの大規模なPBH生成を促進するため、これらの効果のモデル化は、現在および将来のGW実験でPBHシナリオをそのシグネチャに関連付けるために重要です。
レンズ作用の銀河形成起源は低い問題
| Title |
The_galaxy_formation_origin_of_the_lensing_is_low_problem |
| Authors |
Jonas_Chaves-Montero,_Raul_E._Angulo_and_Sergio_Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01744 |
現在、$\Lambda$CDMの予測が大質量銀河の周りの重力レンズ作用の測定値を約30%過大評価していることが十分に確立されており、いわゆるレンズ作用は低い問題です。最先端の流体力学的シミュレーションを使用して、この不一致が$\Lambda$CDMパラダイム自体内の緊張ではなく、標準的な構造形成モデルの欠点を反映していることを示します。具体的には、この問題は、集合バイアス、暗黒物質に対する衛星銀河の分離、物質分布に対するバリオン効果など、単純なモデルにおけるさまざまな銀河形成効果を無視することから生じます。これらのそれぞれは、重力レンズ効果を過大評価することに寄与し、組み合わせると、レンズ効果の振幅とスケール依存性が低い問題であることが説明されます。単純化された構造形成モデルは、レンズ効果とクラスタリングを一緒に解釈するには不十分であり、次世代の大規模調査にはより洗練されたモデルを採用することが重要であると結論付けています。
分光最近傍を使用した測光赤方偏移推定の増強
| Title |
Augmenting_photometric_redshift_estimates_using_spectroscopic_nearest_neighbours |
| Authors |
F._Tosone,_M.S._Cagliari,_L._Guzzo,_B.R._Granett,_A._Crespi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01901 |
銀河のクラスタリングの結果として、空の平面上で観測された近くの銀河は、それらの角度分離に反比例する確率で空間的に相関しているはずです。原則として、この情報は、隣接する天体の一部で分光学的赤方偏移が利用できる場合に、測光赤方偏移の推定値を改善するために使用できます。ただし、調査の深さに応じて、このような角度相関は偶然の予測によって減少します。この作業では、深層学習モデルを実装して、分類タスクを解決することにより、見かけの角度近傍と実際の角度近傍を区別します。隣接する銀河間の測光、分光、空間情報を結びつけるために、グラフニューラルネットワークアーキテクチャを採用しています。SEDフィッティングに基づく測光赤方偏移も利用できるVIPERS銀河サーベイのデータでアルゴリズムをトレーニングし、検証します。このモデルは、銀河のペアが実際の角度の隣人であるという信頼レベルをもたらし、確率論的な方法で偶然の重ね合わせを解くことを可能にします。物理的なコンパニオンを識別できないオブジェクトを除外すると、すべての測光赤方偏移の品質メトリックが大幅に改善され、推定の品質が低下したことが確認されました。典型的なテスト構成では、アルゴリズムは、高品質の測光赤方偏移の約75%を含むサブセットを識別します。このサブセットの分散は50%(0.08から0.04へ)減少し、外れ値の割合は3%から減少します。0.8%に。さらに、検出確率が最も高い角近傍の分光学的赤方偏移が、対応するテンプレートフィッティング推定値と同等またはそれ以上の、ターゲット銀河の赤方偏移の優れた推定値を提供することを示します。
新しい井戸の発見: プロファイルの可能性による暗黒物質の崩壊
| Title |
Discovering_a_new_well:_Decaying_dark_matter_with_profile_likelihoods |
| Authors |
Emil_Brinch_Holm,_Laura_Herold,_Steen_Hannestad,_Andreas_Nygaard,_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01935 |
マルコフ連鎖モンテカルロ法からのベイジアンパラメーター推論をすべて使用する多数の研究は、崩壊する暗黒物質成分の存在を制約しています。そのような研究はすべて、非常に寿命の長い暗黒物質または非常に短命の暗黒物質のいずれかを強く好むことを発見しています。ただし、このレターでは、この設定が、ほとんどの観測データに適切に適合することが知られている標準の$\Lambda$CDMモデルに向かってモデルを駆動するパラメータボリューム効果によるものであることを示しています。代わりに、ボリューム効果のないプロファイルの可能性を使用して、最適なパラメーターが、約$3\%$の冷たい暗黒物質が再結合の直前に崩壊する中間領域に関連付けられていることを発見しました。2つの追加パラメーターを使用すると、このモデルは、\textit{Planck}とBAOおよび$\Delta\chi^2\approxを使用した$\Delta\chi^2\approx-2.8$の$\Lambda$CDMモデルよりも全体的に優先されます。SH0ES$H_0$測定値で-7.8$ですが、$H_0$テンションはわずかに緩和されています。最終的に、私たちの結果は、暗黒物質の崩壊が以前に想定されていたよりも実行可能であることを明らかにし、$\Lambda$CDMモデルの拡張を分析する際にベイジアンパラメーターの推論だけに頼ることの危険性を示しています。
ScalarFieldDarkMatter(SFDM)モデルは、Fuzzy、Wave、Bose-Einstein、Ultra-lightDarkMatterとも呼ばれ、銀河のさまざまな特徴をよりシンプルかつ自然に説明できるため、多くの注目を集めています。衛星銀河の数やカスプコア問題など。私たちは最近、このモデルがホスト、いわゆるVPOの周りの衛星銀河の広大な極軌道を説明できること、および銀河の真空領域でのX線とガンマ線の放出を説明できることを示しました。フェルミ泡。これらすべての現象において、SFDMの量子特性は非常に重要です。この作業では、SFDMの量子効果を宇宙レベルで研究し、これらの効果を銀河スケールだけでなく宇宙スケールでも確認します。便利な仮説を使用して、摂動方程式を統合して、原子に似たSFDMハローの形状が一般的な結果であることを示すことができました。この研究の主な結論は、成功したマイクロワールド理論である量子力学が宇宙の暗黒面も説明できるということです。
GPry でガウス過程を使用した高速で堅牢なベイジアン推論
| Title |
Fast_and_robust_Bayesian_Inference_using_Gaussian_Processes_with_GPry |
| Authors |
Jonas_El_Gammal,_Nils_Sch\"oneberg,_Jes\'us_Torrado,_Christian_Fidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02045 |
中程度の数のパラメーターを持つ一般的な(非ガウス)事後確率の高速ベイジアン推論のためのGPryアルゴリズムを提示します。GPryは事前トレーニングやGPUなどの特別なハードウェアを必要とせず、ベイジアン推論のための従来のモンテカルロ法を簡単に置き換えることを目的としています。私たちのアルゴリズムは、極値または非有限値を除外するサポートベクターマシン分類子によって支援された、対数事後分布のガウスプロセスサロゲートモデルの生成に基づいています。能動学習スキームにより、必要な事後評価の数を従来のモンテカルロ推論と比較して2桁減らすことができます。私たちのアルゴリズムは、最適な位置で後部の並列評価を可能にし、実測時間をさらに短縮します。アクティブラーニングスキームで事後分布のプロパティを使用し、GP事前分布を定義することで、パフォーマンスを大幅に改善します。特に、異なる次元での事後分布の予想される動的範囲を説明します。多数の合成および宇宙論の例に対してモデルをテストします。GPryは、尤度の評価時間(または理論的な観測量の計算)が数秒のオーダーである場合、従来のモンテカルロ法よりも優れています。1分を超える評価時間の場合、従来の方法では数か月かかる推論を数日で実行できます。GPryは、オープンソースのPythonパッケージ(pipinstallgpry)として配布されており、https://github.com/jonaselgammal/GPryにもあります。
| Title |
A_Targeted_Search_for_Main_Belt_Comets |
| Authors |
L\'ea_Ferellec,_Colin_Snodgrass,_Alan_Fitzsimmons,_Agata_Ro\.zek,_Daniel_Gardener,_Richard_Smith,_Hissa_Medeiros,_Cyrielle_Opitom_and_Henry_H._Hsieh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01435 |
メインベルト彗星(MBCs)は、メインアステロイドベルトの小惑星のような軌道を占めながら、昇華駆動の活動を示します。MBCとその候補は、アウターメインベルト(OMB)からの他の天体よりも、15{\deg}付近で近日点の経度の強いクラスタリングを示しています。MBCのこの潜在的な特性は、同様の軌道にある天体を観察することによって、新しい候補の発見を促進する可能性があります。2018年から2020年の間に、INT/WFCを使用して534個のターゲット小惑星のディープrバンド画像を取得しました。サンプルは、近日点の近くで観測されたOMBオブジェクトで構成され、近日点の経度は0{\deg}から30{\deg}の間で、軌道は既知のMBCに類似したパラメーター。私たちのパイプラインは、これらの天体のうち319個にアクティビティ検出方法を適用して尾部または昏睡状態を探し、残りの小惑星を視覚的に検査しました。私たちの活動検出パイプラインは、近日点から6か月後の2018年11月7日に観測された2001NL19(279870)付近のかすかな反太陽尾のような特徴を強調しました。これは彗星の活動と一致していますが、この天体の潜在的なMBC状態を調査するために、次の近日点でこの天体をさらに観測する必要があります。アクティブな場合、調査では$\sim$1:300の検出率が得られます。これは以前の同様の調査よりも高く、MBCの動的クラスタリングのアイデアをサポートしています。そうでない場合は、以前に推定されたOMB内のMBCの存在率(<1:500)と一致しています。
コミッショニング観測による JWST/NIRSpec の分光時系列性能
| Title |
Spectroscopic_Time-series_Performance_of_JWST/NIRSpec_from_Commissioning_Observations |
| Authors |
N\'estor_Espinoza,_Leonardo_\'Ubeda,_Stephan_M._Birkmann,_Pierre_Ferruit,_Jeff_A._Valenti,_David_K._Sing,_Zafar_Rustamkulov,_Michael_Regan,_Sarah_Kendrew,_Elena_Sabbi,_Everett_Schlawin,_Thomas_Beatty,_Lo\"ic_Albert,_Thomas_P._Greene,_Nikolay_Nikolov,_Diane_Karakla,_Charles_Keyes,_Nimisha_Kumari,_Catarina_Alves_de_Oliveira,_Torsten_B\"oker,_Maria_Pe\~na-Guerrero,_Giovanna_Giardino,_Elena_Manjavacas,_Charles_Proffitt,_Timothy_Rawle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01459 |
G395H/F290LPグレーティング/フィルターの組み合わせを備えたNIRSpec機器の明るいオブジェクト時系列（BOTS）モードを使用して取得された、トランジット系外惑星HAT-P-14bのJWST委託観測について報告します（$3-5\mu$m）.データは主にNIRSpecBOTSモードが期待どおりに機能していることを確認し、一般的な科学的使用を可能にするために使用されましたが、正確な透過スペクトルが得られましたが、これは機器の精度レベルまで特徴がなく、期待と一致していました与えられたHAT-P-14~bのスケールの高さが小さいため、大気の特徴が予想されます。\emph{JWST/NIRSpec}トランジットスペクトルの絶妙な品質と安定性(系統的な影響がほとんどない)により、$R=100$の分解能で、この波長範囲で50～60ppmの不確かさの中央値を得ることができました。これは、飛行前の予想と非常によく一致しており、HAT-P-14のようなF型星$J=9.094$のフォトンノイズ限界に近い(または限界にある)ものです。これらの観測は、最先端のトランジット太陽系外惑星大気科学を実行するNIRSpec/BOTSの能力を示しており、サイクル1以降で行われる観測と発見の舞台を設定します。
若い惑星系 AB Pic をのぞき込む。大気、軌道、傾斜角、および第 2 惑星候補
| Title |
Peering_into_the_Young_Planetary_System_AB_Pic._Atmosphere,_Orbit,_Obliquity_&_Second_Planetary_Candidate |
| Authors |
P._Palma-Bifani,_G._Chauvin,_M._Bonnefoy,_P._M._Rojo,_S._Petrus,_L._Rodet,_M._Langlois,_F._Allard,_B._Charnay,_C._Desgrange,_D._Homeier,_A.-M._Lagrange,_J.-L._Beuzit,_P._Baudoz,_A._Boccaletti,_A._Chomez,_P._Delorme,_S._Desidera,_M._Feldt,_C._Ginski,_R._Gratton,_A.-L._Maire,_M._Meyer,_M._Samland,_I._Snellen,_A._Vigan_and_Y._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01474 |
系外惑星と褐色矮星の境界に既知の伴星を持つABPic系を再訪することを目指しています。この研究は、コンパニオンの軌道と大気を調査するための豊富な一連の観測に基づいています。ABPicbのスペクトルを構成し、アーカイブのVLT/SINFONIKバンドデータを、JおよびHバンド(SINFONI)およびLpバンド(Magellan-AO)で公開されているスペクトルと、測光測定(HSTおよびスピッツァー)と組み合わせて作成しました。ExoREMとBT-SETTTL13の2つの大気モデルに基づいて、ForMoSAでスペクトルをモデル化しました。NaCo(2003年と2004年)とSPHERE(2015年)からの天文測定に適合するbの軌道特性を決定しました。軌道解は、真横から見て$\sim$190auの長半径を支持します。Exo-REMでは、T$_{eff}$が1700$\pm$50K、表面重力が4.5$\pm$0.3dexであり、以前の研究と一致しており、C/O比を初めて報告しています。0.58$\pm$0.08の($\sim$solar)。事後は、波長間隔と使用されるモデルのファミリーに敏感です。自転周期が2.1時間で、vsin(i)が$\sim$73km/sであることを考えると、真の傾斜角は$\sim$45または$\sim$135degであると初めて推定されます。スピンと軌道の向き。最後に、ヒッパルコスとガイアeDR3の間の適切な運動異常の存在は、SPHERE検出限界と適応された視線速度限界と比較して、2から10auを周回する$\sim$6M$_{Jup}$内惑星の存在を示します(40-200mas)。内部コンパニオンの存在の可能性は、スピン軸方向のミスアラインメントの可能性とともに、重力不安定性または内部により近いディスク内のコア降着とそれに続く動的相互作用による形成経路を強く支持します。パラメータに関連する不確実性を調べるには、惑星cの確認と特徴付け、および惑星bのより広い波長範囲へのアクセスが不可欠です。
Dragonfly での DraGMet/EFIELD 実験による、Titan での風に吹かれた荷電砂粒の検出と特徴付け
| Title |
Detection_and_characterization_of_wind-blown_charged_sand_grains_on_Titan_with_the_DraGMet/EFIELD_experiment_on_Dragonfly |
| Authors |
Audrey_Chatain,_Alice_Le_Gall,_Jean-Jacques_Berthelier,_Ralph_D._Lorenz,_Rafik_Hassen-Khodja,_Jean-Pierre_Lebreton,_Tom_Joly-Jehenne_and_Gr\'egoire_D\'eprez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01502 |
EFIELD機器は、2030年代半ばにタイタンの表面を探査するドラゴンフライミッションの地球物理学および気象センサーパッケージDraGMetの一部です。EFIELDは、各着陸地点でAC電場を受動的に記録するように設計された2つの電極で構成されています。Dragonflyの探査ゾーンは、砂粒で覆われた砂丘地帯で構成されます。これらの粒子の特性についてはほとんどわかっていませんが、カッシーニ-ホイヘンスの観測では、それらの大部分がタイタンの大気光化学によって生成され、表面で進化した有機物質でできていることが示唆されています。砂丘の形成についても、一般的に風による堆積物の輸送についてもほとんど知られていません。後者は粒子間力に大きく依存するため、粒子が摩擦によって帯電する方法に依存します。ここで、EFIELD実験がこれらの疑問に新しい洞察をもたらすことができることを示します。理想化されたEFIELDプローブの近くで風に吹かれた荷電砂粒子の軌道をシミュレートし、プローブの近くを飛行するそのような粒子がその可能性にどのように影響するかを予測するために、流体力学的静電モデルを開発しました。いくつかの条件では、結果として生じる摂動がEFIELDプローブによって検出されるのに十分なほど強いことを示しています。より具体的には、タイタンでの典型的な帯電した風に吹かれた粒子(200ミクロン)の検出には、機器の標準偏差ノイズが1mV未満であることが必要ですが、1つの電極の近くを飛んでいる時折の大きな粒子は、より高いノイズレベルで検出できます。さらに、EFIELD実験で検出された風に吹かれた荷電粒子の電荷と速度に関する情報を取得する方法を提案します。この方法は、粒子の軌跡が準線形とみなすことができる場合によく適用されます。EFIELD実験の実験室プロトタイプで得られた合成データと実験データの両方で反転アプローチを検証します。
氷粒の宇宙線誘起スパッタリング過程
| Title |
The_Cosmic-Ray_Induced_Sputtering_Process_On_Icy_Grains |
| Authors |
Arslan_\"Ozg\"un,_Hocuk_Seyit,_Caselli_Paola,_and_K\"u\c{c}\"uk_\.Ibrahim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01511 |
分子雲コアでは、CRイオンと氷粒子の衝突による宇宙線(CR)誘起スパッタリングは、ダスト粒子の周囲のマントルからの氷分子の脱着プロセスの1つです。このプロセスの効率は、氷マントルの物理化学的特性だけでなく、入射CRイオンの特性にも依存します。私たちの主な目的は、分子雲コアに見られるH$_2$OとCOの氷のスパッタリング効率を調べることです。計算ルーチンでは、30のCRイオンタイプ、5つの異なるCRイオンエネルギーフラックス分布、2つの別個の氷マントルコンポーネント(純粋なH$_2$OおよびCO)、3つの氷形成状態で構成される多次元パラメーター空間を考慮します。および2つのスパッタリング体制(線形および二次)。H$_2$OとCO氷のスパッタリング挙動は、特にCOスパッタリングの場合、線形領域ではなく二次領域によって支配されることがわかった。H$_2$OとCOの氷のスパッタリング速度係数は、採用されたCRイオンエネルギーフラックスと粒子サイズに依存するマントル深さに関して明確な変化を示します。円筒潜在領域の最大半径は、有効な電子阻止能に非常に敏感です。CO氷の航跡半径は、H$_2$O氷の値よりもはるかに大きい。H$_2$Oマントルとは対照的に、比較的軽いCRイオン($Z\geq4$)でさえ、${\rmS_{\rme,eff}}に応じてCOマントル内で飛跡を形成する可能性がある$.潜在的なトラック形成しきい値は、スパッタリングの線形レジームと二次レジームの間のセパレーターとして想定できることをお勧めします。
Unistellar Network によって観測された 16 時間のトランジット
| Title |
A_16_Hour_Transit_Observed_by_the_Unistellar_Network |
| Authors |
Amaury_Perrocheau,_Thomas_M._Esposito,_Paul_A._Dalba,_Franck_Marchis,_Arin_M._Avsar,_Ero_Carrera,_Michel_Douezy,_Keiichi_Fukui,_Ryan_Gamurot,_Tateki_Goto,_Bruno_Guillet,_Petri_Kuossari,_Jean-Marie_Laugier,_Pablo_Lewin,_Margaret_A._Loose,_Laurent_Manganese,_Benjamin_Mirwald,_Hubert_Mountz,_Marti_Mountz,_Cory_Ostrem,_Bruce_Parker,_Patrick_Picard,_Michael_Primm,_Justus_Randolph,_Jay_Runge,_Robert_Savonnet,_Chelsea_E._Sharon,_Jenny_Shih,_Masao_Shimizu,_George_Silvis,_Georges_Simard,_Alan_Simpson,_Thusheeta_Sivayogan,_Meyer_Stein,_Denis_Trudel,_Hiroaki_Tsuchiyama,_Kevin_Wagner,_and_Stefan_Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01532 |
5,000以上の系外惑星が確認されており、そのうち約4,000がトランジット法によって発見されました。ただし、公転周期が100日を超える太陽系外惑星はほとんどありません。ここでは、Unistellar地上望遠鏡ネットワークを使用して、1,071日の周期でK4星を周回する「木星アナログ」系外惑星であるKepler-167eのトランジット検出を報告します。2021年11月18日から20日まで、9つの異なる国にいる市民の天文学者が43回の観測を収集し、16時間のトランジットをカバーしました。ネストされたサンプリングアプローチを使用して観測を組み合わせて適合させると、トランジットの中間時間がUTC2021年11月19日17:20:51であり、1$\sigma$の不確実性が9.8分であることを検出しました。地上からその通過が検出されたことはありません。これは、ケプラー167eの4回目のトランジット検出ですが、地上からの検出は初めてです。このタイミング測定は軌道を改良し、宇宙望遠鏡を必要とせずにエフェメリスを最新に保ちます。このような観測は、小さな望遠鏡の調整されたネットワークが長い軌道周期を持つ惑星を特定して特徴付ける能力を示しています。
超低質量星 ZZ Tau IRS と JVLA の周りの三日月を伴うダスト リング内の粒子成長
| Title |
Grain_Growth_in_the_Dust_Ring_with_Crescent_around_Very_Low_Mass_Star_ZZ_Tau_IRS_with_JVLA |
| Authors |
Jun_Hashimoto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Ruobing_Dong,_Beibei_Liu,_and_Takayuki_Muto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01570 |
若い星の周りの三日月などの原始惑星系円盤のダストリングの方位角の非対称性は、ダストトラップとして解釈されることが多く、微惑星や惑星形成の理想的な場所として解釈されます。このようなダストトラップが超低質量星(VLM;$\lesssim$0.2~$M_\odot$の質量)の周りの円盤で微惑星形成を効果的に促進するかどうかは、そのようなシステムでの動的および粒子成長の時間スケールが長いため、議論の余地があります。このような系での粒子成長を調査するために、カールG.ジャンスキー超大型アレイ(JVLA)をセンチメートル波長で使用して、VLM星ZZ~Tau~IRSの周りの三日月形のダストリングを調べました。ZZ~Tau~IRS付近に有意なシグナルが検出された。三日月の最大粒子サイズ($a_{\rmmax}$)を推定するために、観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)を、放射伝達計算によって予測されたさまざまな$a_{\rmmax}$値のSEDと比較しました。私たちのモデル化の努力は不確かなダストの特性に依存していますが、それぞれ$a_{\rmmax}\gtrsim$~1~mmと$\lesssim$~60~$\mu$mを三日月とリングで見つけました。私たちの結果は、サブミクロンサイズの星間媒体と比較して、ZZ~Tau~IRSディスクで粒子成長が発生したことを示唆しています。mmサイズの小石を含む三日月での惑星形成は、小石の降着シナリオを介して、サブミリサイズの小石を含む他の地域よりも効率的に進行する可能性があります。
多惑星太陽系外系のカオス
ここでは、すでに確認され、NASAExoplanetArchiveにリストされている178の多惑星系のダイナミクスと安定性の最初の外観を示します。システムの混沌とした性質と通常の性質を区別するために、各システムのMEGNO指標の値が決定されました。それらのほぼ4分の3は、長期的に安定していると見なすことができます。研究された45のシステムのみが無秩序な動作を示します。その結果、惑星の数とそのパラメータがシステムの安定性に及ぼす影響を調査しました。MEGNOインジケーターと機械学習アルゴリズムSPOCKを使用して得られた結果の比較は、多惑星系の安定性を確認するための効果的なツールとしてSPOCKを使用できることを示唆しています。同様の研究が2017年にLaskarとPetitによって既に公開されています。AMD基準に基づく分析を結果と比較しました。考えられる不一致について説明します。
太陽系近傍におけるバルク地球型系外惑星組成の範囲に対するもっともらしい制約
| Title |
Plausible_constraints_on_the_range_of_bulk_terrestrial_exoplanet_compositions_in_the_Solar_neighbourhood |
| Authors |
Rob_J._Spaargaren_and_Haiyang_S._Wang_and_Stephen_J_Mojzsis_and_Maxim_D_Ballmer_and_Paul_J_Tackley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01800 |
岩石惑星の組成は、コアのサイズ、マントルの特性、および融解挙動に影響を与えることにより、惑星の進化を調節します。しかし、系外惑星研究のこの側面の定量的処理は、一般的に未調査のままです。私たちは、太陽系近傍(<200pc)における潜在的なバルク地球外惑星組成の範囲を制限しようと試みています。HypatiaおよびGALAHカタログからの星の化学存在量の人口分析に基づいて、岩石系外惑星の可能性のある組成を制限します。元素O、S、Na、Si、Mg、Fe、Ni、Ca、およびAlを考慮して、太陽のような星の周りのハビタブルゾーンにある架空の地球型太陽系外惑星の組成をシミュレートするために、揮発分除去モデルを適用します。さらに、一定の酸素フガシティーを仮定することでコアとマントルの微分を適用し、結果として生じるマントルの鉱物学をギブスエネルギー最小化アルゴリズムでモデル化します。いくつかの組成パラメーターに関する統計を報告し、差し迫ったモデリングと実験的研究でエンドメンバー組成として使用するための(21)の代表的な惑星組成の参照セットを提案します。恒星のFe/Mgと金属コアのサイズの間には強い相関関係があり、18～35wt%の範囲で変化する可能性があります。さらに、恒星のMg/Siはマントルの鉱物学の一次指標を与え、高Mg/Siの星はより弱く、フェロペリクラーゼに富むマントルにつながり、低Mg/Siの星は機械的により強いマントルにつながります。地殻の浮力とマントルの単斜輝石の割合を調節する元素Naは、揮発分除去によって最も影響を受けます。惑星マントルは主にFe/Mgケイ酸塩で構成されていることがわかりますが、コアのサイズと一般的な鉱物の相対的存在量は、系外惑星間で大きく異なる可能性があります。これらの違いは、太陽系近傍の岩石系外惑星間の異なる進化経路につながる可能性があります。
ARTEMIS シミュレーションにおける、恒星の付加運動と暗黒物質のハロー スピンとの相関関係
| Title |
A_correlation_between_accreted_stellar_kinematics_and_dark_matter_halo_spin_in_the_ARTEMIS_simulations |
| Authors |
Adam_M._Dillamore,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans_and_Andreea_S._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01378 |
天の川に似た銀河のARTEMISシミュレーションで、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス(GSE)類似体の存在と暗黒物質のハロースピンとの間の相関関係を報告します。(GSEのような)高度に放射状の軌道上に降着した星を大量に含むハローは、より等方的な星の速度分布を持つ対応するハローよりも平均して低いスピンを持っています。修正されたスピンパラメータ$\lambda^\prime$の中央値は、現在では$\sim1.7$倍の差があり、ビリアル平衡から離れたハローが取り除かれると同様の値になります。また、GSE類似体を含むハロー内の恒星集団のうち、降着した恒星が占める割合は小さく、通常は$\sim4$倍小さい恒星質量を持つ衛星からはぎ取られることも示しています。私たちの調査結果は、GSEのような特徴のないDMハローのより高いスピンは、恒星質量$\sim10^{10}M_\odot$の大きな衛星との合併によるものであり、GSEのような顕著な半径方向異方性の特徴をもたらさないことを示唆しています。.
JWST時代の宇宙正午における矮小銀河の質量と金属量の関係
| Title |
The_Mass-Metallicity_Relation_of_Dwarf_Galaxies_at_the_Cosmic_Noon_in_the_JWST_Era |
| Authors |
Mingyu_Li,_Zheng_Cai,_Fuyan_Bian,_Xiaojing_Lin,_Zihao_Li,_Yunjing_Wu,_Fengwu_Sun,_Shiwu_Zhang,_Siwei_Zou,_Xiaohui_Fan,_Eiichi_Egami,_Stephane_Charlot,_Gustavo_Bruzual_and_Jacopo_Chevallard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01382 |
星の質量範囲$M_\star\approx10^{6.5}-10^{9.5}M_\odot$の$z=2-3$における質量-金属量関係(MZR)を、55個の矮小銀河を用いて提示する。Abell2744およびSMACSJ0723-3732銀河団フィールド。これらの矮小銀河は、ディープJWST/NIRISSイメージングとスリットレスグリズム分光観測によって識別および確認されています。重力レンズ効果を利用して、$z=2-3$での以前のMZR関係を、以前の研究と比較して2.5桁以上もはるかに低い質量範囲に拡張します。MZRは、高質量端($M_\star>10^{9}M_\odot$)で、星の質量$10^9M_\odot$付近に傾きの転換点があります。これは、矮小銀河で支配的なフィードバックプロセスが、質量の大きい銀河とは異なる可能性があることを意味します。$z=3$から$z=2$まで、矮小銀河の金属量は、与えられた星の質量に対して$\approx0.1$dexだけ強化され、より大きな質量の銀河で見られる穏やかな進化と一致しています。さらに、$z=2-3$の矮小銀河では、気相の金属量、星の質量、および星形成率の間に3次元の関係、つまり基本的な金属量の関係(FMR)が存在することを確認しました。有意な赤方偏移進化を持たない我々の導出したFMRは、高赤方偏移宇宙におけるSFRと矮小銀河の金属量との間の反相関の起源を理解するためのベンチマークとして使用できます。
| Title |
Distinguishing_Dark_Matter_Cusps_from_Cores_using_Globular_Clusters |
| Authors |
Shaunak_Modak,_Shany_Danieli,_and_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01384 |
球状星団(GC)は、ホスト銀河の暗黒物質ハローの特性に関する貴重な洞察を提供します。半解析的な動的摩擦とGC-GC合併処方を組み込んだN体シミュレーションを使用して、カピーおよびコア暗黒物質ハローにおけるGC動径分布と質量関数の進化を研究します。矮小銀河UGC7369のGCリッチシステムのダイナミクスをモデル化すると、摩擦によって引き起こされる渦巻きとその後の大規模GCの合体が、GCの質量分離と核星団（NSC）の存在を自然かつロバストに説明できることがわかります。.ただし、NSCを形成するために必要な複数の合併は、暗黒物質のハローが尖っている場合にのみ発生します。コア付きハローでは、コア内の動的摩擦が失速することでGCのインスパイラルが停止するため、GCの合併率が大幅に低下し、NSCの形成が妨げられます。したがって、NSCの存在にはUGC7369のカスプが必要であると主張します。より一般的には、NSCの存在とそれに対応する合体によるGC質量関数の変化は、NSCの形成が合体支配的であると予想される銀河のカピーハローの指標として使用できることを提案します。これらのオブザーバブルは、他の内部ハロー密度プロファイルの制約手法をシンプルかつ強力に補完するものであり、より大きなサンプルへの直接的な拡張を可能にするはずです。
| Title |
Seeking_the_growth_of_the_first_black_hole_seeds_with_JWST |
| Authors |
Alessandro_Trinca,_Raffaella_Schneider,_Roberto_Maiolino,_Rosa_Valiante,_Luca_Graziani,_Marta_Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01389 |
JamesWebbSpaceTelescope(JWST)を使用した調査は、最初の重いBHシード($\rmM_{BH$z\sim7.5$.この論文では、$5\lez<15$で計画されたJWST調査で観測できる降着BHの数の予測を提供します。最近開発された宇宙考古学ツール(CAT)に基づいて研究を行っています。これにより、BHシードの形成と成長をモデル化でき、$4\lez\le7$で観測されたAGNと銀河の一般的な集団と一致します。JWSTが計画した調査は、$z>5$でアクティブなBH集団に関する補完的なビューを提供することがわかりました。最も希少な最も明るい星系を検出するのに十分な広さの領域をサンプリングし、CEERS/PRIMERはこれら2つの体制の間のギャップを埋めます。上記の調査の比較的狭い視野は、質量$\rm6\leqLog(M_{BH}/M_\odot)<8$at$7\lez<10$のBHを優先的に選択し、比較的金属の少ない銀河に存在します。($\rmLog(Z/Z_\odot)\ge-2$)。$z\ge10$では、質量が$\rm4\leqLog(M_{BH}/M_\odot)<6$の成長するBHを検出する感度を持つのはJADES-Deepだけであり、さらに金属の乏しい環境でホストされます。($\rm-3\leqLog(Z/Z_\odot)<-2$)。私たちのモデルでは、後者の集団は、質量成長の初期段階で超大質量星が直接崩壊することによって形成された重いBHシードに対応しています。これらのシステムを検出すると、最初のBHシードの性質と初期の成長に関する貴重な洞察が得られます。
銀河バーの座屈不安定性の起源: スケープゴートを探す
| Title |
The_Origin_of_Buckling_Instability_in_Galactic_Bars:_Searching_for_the_Scapegoat |
| Authors |
Xingchen_Li_(University_of_Kentucky),_Isaac_Shlosman_(University_of_Kentucky_and_Theoretical_Astrophysics,_Osaka_University),_Daniel_Pfenniger_(University_of_Geneva),_Clayton_Heller_(Georgia_Southern_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01391 |
恒星棒の座屈プロセスは、未解決の問題でいっぱいです。高解像度N体シミュレーションを使用して、恒星バーの座屈不安定性の起源を分析します。以前の研究では、非共鳴消防ホースの不安定性が垂直座屈の原因となることが促進されました。座屈プロセスを、バー内の恒星軌道の共鳴励起の観点から分析しました。これは、エネルギーを垂直振動に送り込みます。(1)座屈は中央質量濃度の急激な増加に関連し、バーとその回転軸に沿った速度を引き起こすことがわかりました。主軸の1つに投影された速度場は、循環セルを形成し、渦度を増加させます。これは、消防ホースの不安定性にはありません。(2)等密度等高線またはラプラス平面の曲率で測定すると、曲げ振幅は非線形であり、星の運動に大きな影響を与えます。(3)線形記述では、平面と垂直の2:1共鳴は座屈でのみ現れ、すぐに重なり合う位相に到達し、エネルギー伝達をサポートします。(4)非線形軌道解析を使用して、バーに沿った星の振動と回転軸に沿った星の振動を分析し、星が座屈と同時に垂直方向の2:1共鳴を横切ることを発見しました。棒状粒子の25%以上を捕捉する重なり合った平面と垂直の2:1共鳴は、恒星軌道の曲がりと共鳴作用との間の密接な関係を示す「発煙銃」を提供します。これらの粒子は、凝集を保証するために必要な成分を提供します垂直方向の非対称性が高まる中での反応。座屈不安定性を引き起こすには共振励起が重要であり、消防ホース不安定性からの寄与を再評価する必要があると結論付けています。最後に、座屈の観測上の意味について説明します。
乱流放射混合層の解剖学: 乱流伝導と粘性を伴う解析モデルからの洞察
| Title |
The_Anatomy_of_a_Turbulent_Radiative_Mixing_Layer:_Insights_from_an_Analytic_Model_with_Turbulent_Conduction_and_Viscosity |
| Authors |
Zirui_Chen,_Drummond_B._Fielding,_Greg_L._Bryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01395 |
乱流放射混合層(TRML)は、互いに動いている冷たくて高密度のガスと熱く拡散したガスの界面で形成されます。TRMLは、銀河風や銀河周媒質など、さまざまな規模の銀河内およびその周辺に遍在しています。それらは、放射冷却に効率的な中間温度のガスをホストしているため、銀河の低温ガス供給、相構造、およびスペクトル特性を制御する上で重要な役割を果たします。この作業では、TRMLのシンプルで直感的な分析1.5次元モデルの開発を可能にする有効な乱流伝導率と粘度の単純なパラメーター化を紹介します。当社の解析モデルは、わずかな計算コストでTRMLの3Dシミュレーションの質量流束、全冷却、および相構造を再現します。また、TRMLの物理学、特に放射冷却のバランスをとる際の相対運動エネルギーの粘性散逸の重要性に関する重要な洞察も明らかにします。この散逸は、高温相からのエンタルピー流束を相殺する中間温度相と、放射冷却を強化する低温相の両方で発生します。さらに、私たちのモデルは、TRMLの列密度と表面の明るさを計算するための高速で簡単な方法を提供し、観測に直接リンクすることができます。
$z >$ 7 の太陽金属銀河? [N II] 122 $\mu$m と [O III] 52 $\mu$m 行の検出
| Title |
A_solar_metallicity_galaxy_at_$z_>$_7?_Detection_of_the_[N_II]_122_$\mu$m_and_[O_III]_52_$\mu$m_lines |
| Authors |
Meghana_Killi_(1_and_2),_Darach_Watson_(1_and_2),_Seiji_Fujimoto_(1_and_2),_Hollis_Akins_(3),_Kirsten_Knudsen_(4),_Johan_Richard_(5),_Yuichi_Harikane_(6_and_7),_Dmitra_Rigopoulou_(8),_Francesca_Rizzo_(1_and_2),_Michele_Ginolfi_(9),_Gerg\"o_Popping_(9),_Vasily_Kokorev_(1_and_2)_((1)_Cosmic_Dawn_Center_(DAWN),_(2)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_(3)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Texas_at_Austin,_(4)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_(5)_Univ_Lyon,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_(6)_Institute_for_Cosmic_Ray_Research,_The_University_of_Tokyo,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London,_(8)_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(9)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01424 |
再電離時代の銀河の[NII]122$\mu$mと[OIII]52$\mu$m線の最初の検出を提示します。これらの線と以前の[CII]158$\mu$mおよび[OIII]88$\mu$mの測定値に基づいて、電子密度$\lesssim$500cm$^{-3}$と推定します。$z$=7.133にある重力レンズ効果のあるダスト銀河A1689-zD1の気相金属量$Z/Z_\odot\sim1.1\pm0.2$。$z\gtrsim$6の銀河ISMにおけるこれまでの金属量の他の測定値または指標は、通常、これよりも1桁低くなります。異常に高い金属量により、A1689-zD1は基本的な金属量の関係と一致しなくなりますが、星の質量にはかなりのダストによる遮蔽があり、不一致が部分的に解消される可能性があります。太陽の金属量を考えると、塵と金属の比率は予想よりも数倍低く、$z\sim$7を超える銀河では塵の形成効率が低い可能性があることを示唆しています。最後に、金属量の測定値が依存する酸素と比較した推定窒素濃縮度は、系内の星形成が約250Myrよりも古いことを示しており、この銀河の始まりを$z>$10に押し上げています。
ダスト温度の不確実性は、静止した高赤方偏移銀河のダスト連続体放出からのダストと分子ガス質量の推論を妨げる
| Title |
Dust_temperature_uncertainties_hamper_the_inference_of_dust_and_molecular_gas_masses_from_the_dust_continuum_emission_of_quiescent_high-redshift_galaxies |
| Authors |
R._K._Cochrane,_C._C._Hayward_and_D._Angl\'es-Alc\'azar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01526 |
観測されたフレームのサブミリ波とミリ波の波長での単一磁束密度測定は、銀河のダストとガスの質量を調べるために一般的に使用されます。このレターでは、FIRE(FeedbackinRealisticEnvironments)プロジェクトからの4つの巨大なハローに関する一連の制御実験を使用して、静止銀河に焦点を当ててダスト質量を推測するこの方法の堅牢性を探ります。出発点は、z=1.5とz=4.5の間の7つの赤方偏移にある4つの星形成中心銀河です。星の年齢を再割り当てすることにより、研究対象の各赤方偏移の前に100Myr、500Myr、または1Gyrの間クエンチされた修正された静止銀河を生成します。放射伝達を使用して、各基準銀河と修正銀河のスペクトルエネルギー分布を導き出します。推定されるダストの質量は、想定されるダストの温度T_dustに大きく依存することを実証します。T_dust~25Kを想定した静止銀河に関する最近の研究に動機付けられて、非星で見られるダスト温度がかなり低いため、ダスト質量と1.3mmフラックス密度の間の比率が、推定されるよりも最大1桁高くなる可能性があることを示します。-形成銀河。これは、ダスト質量の過小評価につながる可能性があります（そして、サブミリフラックス密度が分子ガス含有量の代用として使用される場合、ガス質量）。この過小評価は、観測されたフレーム1.3mm磁束密度がレイリージーンズ領域から離れた静止フレーム波長をプローブする高赤方偏移で最も深刻であり、したがってダスト温度に超線形的に依存します。観測からダスト温度を制限するために使用できる静止フレーム遠赤外線フラックス密度と質量加重ダスト温度の比率の間の関係を適合させ、より信頼性の高いダストと分子ガスの質量を導き出します。
直接軌道統合による銀河中心の天の川星暈の構築
| Title |
Constructing_the_Milky_Way_Stellar_Halo_in_the_Galactic_Center_by_Direct_Orbit_Integration |
| Authors |
Chengqun_Yang,_Ling_Zhu,_Behzad_Tahmasebzadeh,_Xiang-Xiang_Xue,_and_Chao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01534 |
高度に放射状の軌道にあるハロー星は、必然的に天の川の中心領域を通過するはずです。恒星のハローが動的平衡状態にあり、軸対称であるという仮定の下で、LAMOSTDR5と$Gaia$DR3からクロスマッチした$5\leqr\leq50$kpcで$\sim10,000$ハローK巨星の軌道を統合します。選択関数を慎重に検討することにより、$r\leq50$kpcの全領域で恒星のハロー分布を構築します。二重破冪関数は、星のハロー密度分布をよく表しており、内側領域の勾配が浅く、それぞれ$r=10$kpcと$r=25$kpcで2つの破れがあることがわかりました。恒星のハローは、外側から内側に向かって平坦になりますが、$r\lesssim5$kpcで$q\sim0.5$になります。恒星のハローは、内側5kpcでわずかな順行性回転を伴う等方性になり、$\sim250\rm\km\s^{-1}$の速度分散に達します。$5\leqr\leq50$kpcで$-0.005$dexkpc$^{-1}$の弱い負の金属量勾配が得られますが、[Fe/H]$を持つ相対的に金属に富む星が過剰に存在します。内側の10kpcで>-1$。私たちのサンプルの統合からの$r\leq5$kpcでのハロー侵入者の質量は$\sim1.2\times10^8\M_{\odot}$($\sim4.7\times10^7\M_{[Fe/H]$<-1.5$での\odot}$)は、銀河中心領域で直接観測された[Fe/H]$<-1.5$を持つ金属の少ない星の50～100%を説明できます。
ホット分子コアG10.47 + 0.03に向かって複雑な窒素含有分子エチルシアニドの検出
ミリ波およびサブミリ波の波長でのホット分子コアへの複雑な分子線の研究は、星間物質(ISM)の化学的複雑性に関する有益な知識を提供します。AtacamaLargeMillimeterを使用して、高温分子コアG10.47+0.03に向かう複雑な窒素含有分子エチルシアニド(C$_{2}$H$_{5}$CN)の回転輝線の検出を提示しました。/サブミリ波アレイ(ALMA)バンド4観測。G10.47+0.03に対するC$_{2}$H$_{5}$CNの推定カラム密度は(9.5$\pm$0.1)$\times$10$^{16}$cm$^{-2でした}$回転温度は223.8$\pm$4.3K。G10.47+0.03に向かうH$_{2}$に対するC$_{2}$H$_{5}$CNの推定分数存在量1.90$\times$10$^{-8}$でした。C$_{2}$H$_{5}$CNの推定フラクショナル存在量は、によって予測されたC$_{2}$H$_{5}$CNのシミュレートされた存在量とほぼ同じであることがわかりました。Garrod(2013)の三相ウォームアップモデル。また、ホット分子コアへのC$_{2}$H$_{5}$CNの可能な形成メカニズムについても議論し、CH$_{2}$とCH$間のバリアレスで発熱性のラジカル-ラジカル反応を主張しました。_{2}$CNは、G10.47+0.03に向けて大量のC$_{2}$H$_{5}$CN($\sim$10$^{-8}$)を生成する責任があります。ウォームアップ段階。
星間 N-PAH と CN-PAH の回転スペクトル: ピレンとコロネン
ベンゾニトリル(C6H5CN)、1-および2-シアノ-ナフタレン(C10H7CN)の冷たい暗い分子雲TMC-1中のセンチメートル(cm)波長での検出は、他のNおよびCN含有の検出の見通しを切り開いた。多環芳香族炭化水素(PAH)。この観点から、N-ピレン(C15H9N)、CN-ピレン(C15H9CN)、N-コロネン(C23H11N)、およびCN-コロネン(C23H11CN)の純粋な回転スペクトルが初めて報告されました。B3LYP/6-311+G(d,p)レベルの理論は、密度汎関数理論(DFT)計算で、分光パラメーターの計算と回転スペクトルのシミュレーションで最高のパフォーマンスを達成します。CN-PAHは永久双極子モーメントが大きいため、星間物質での検出に最も適したPAH種となっています。さらに、ピレンの分配関数が小さいため、CN-ピレンはTMC-1などの冷たくて暗い分子雲で発見される最有力候補となっています。現在の研究は、NおよびCNを含むPAHの理論的な回転スペクトルのベンチマークを設定し、実験室での実験や観察検索のガイドとして機能する可能性があります。
異常な AGN ホスト NGC 1266: 低光度の核を持つ分子ガスに富む S0 銀河における衝撃の証拠
NGC1266は、活動銀河核(AGN)をホストするレンズ状銀河(S0)であり、大量の衝撃ガスを含むことが知られています。中間\emph{J}CO線の光度比を星形成銀河(SFG)のIR連続体と比較し、COスペクトル線エネルギー分布(SLED)をモデル化します。\emph{J}の中高域($J_{\rmup}$=4--13)では、C型ショック($v_{\rms}$=25kms$^{-1}$,$n_{\rmH}$=$5\times10^{4}$cm$^{-3}$)はCO観測をよく再現できます。銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)は、コード{\ttX-CIGALE}によって構築およびモデル化され、星形成率(SFR,1.17$\pm$0.47\emph{M$_{\odot}$}年$^{-1}$)。また、私たちの研究では、中性水素領域のみからの[C\,{\scii}]のSFR導出が提供されています(1.38$\pm$0.14$M_{\odot}$yr$^{-1}$)。以前の研究では、NGC1266核のAGNまたはスターバーストの性質について、幻想的な結論が出されています。私たちのSEDモデルは、システム内の隠れたAGNが本質的に低光度であることを示しており、その結果、AGNの赤外線光度は期待されるレベルに達していません。\emph{NuSTAR}硬X線観測から得られた3～79keVバンドのアーカイブデータは、ぎりぎりの検出を示しており、不明瞭な光を放つAGNの存在を好まず、コンパクトなスターバーストがNGC1266核に対して優勢である可能性が高いことを示唆しています。
H\alpha-excess ソースの Gaia/IPHAS カタログのサブセットの分光学的フォローアップ
| Title |
Spectroscopic_follow-up_of_a_sub-set_of_the_Gaia/IPHAS_catalogue_of_H\alpha-excess_sources |
| Authors |
M._Fratta,_S._Scaringi,_M._Mongui\'o,_A._F._Pala,_J._E._Drew,_C._Knigge,_K._A._I{\l}kiewicz,_P._Gandhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01694 |
狭帯域測光調査でH\alpha輝線源を特定する最先端の技術は、空の近くのオブジェクトを参照してH\alpha超過を検索することで構成されます(位置ベースの選択)。ただし、このアプローチでは通常、誤った検出がほとんど得られませんが、本質的にかすかな、および/またはまれなH\alpha過剰ソースを選択できない場合があります。不均一な輝線集団のより完全な表現を得るために、最近、色等級図で近くのオブジェクトに関連する外れ値を見つける手法を開発しました(CMDベースの選択)。位置に基づく選択とCMDに基づく選択を組み合わせることで、銀河面北部のH\alpha超過候補の最新のカタログを作成しました。ここでは、このカタログからの114個の天体の分光追跡観測と分類を提示します。これにより、私たちの新しい選択方法をテストすることができます。サンプルで分光学的に確認された70個のH\alphaエミッターのうち、15個はCMDベースの選択によってのみ識別されたため、従来の位置ベースの手法では見逃されていたはずです。さらに、GaiaCMDで分光学的に確認されたエミッターの分布を調べます。この情報は、今後のWEAVEや4MOSTなどの大規模な調査で、特に他の色の導入で増強された場合に、輝線源の分類をサポートできます。
衝撃圧縮層に形成されたO星からの電離フィードバック
| Title |
Ionising_feedback_from_an_O_star_formed_in_a_shock-compressed_layer |
| Authors |
Anthony_Whitworth,_Felix_Priestley,_Samuel_Geen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01708 |
O星（またはOB星のコンパクトなクラスター）が衝撃圧縮層で形成され、双極HII領域（HIIR）のウエストで層にほぼ円形の穴を切り開くときに何が起こるかについて、単純な分析モデルを開発します。このモデルは3つのパラメータによって特徴付けられます:乱されていない層の半分の厚さZlay、乱されていない層の水素分子の平均数密度nlay、星の(集合的な)電離出力NdotLyC。円形の穴の半径は、WIF~3.8pc[Zlay/0.1pc]^{-1/6}[nlay/10^4cm^{-3}]^{-1/3}[NdotLyC/10^]で与えられます。{49}s^{-1}]^{1/6}[t/Myr]^{2/3}。電離ガスがバイポーラローブに供給される速度についても、同様のべき法則式が得られます。イオン化フロント(IF)に先行する衝撃フロント(SF)によって分子ガスが密集したリングに押し上げられる速度。そして、この密集したリングの密度。私たちのモデルは、観測された多くのHIIRの有用なゼロ次表現である可能性があることをお勧めします。層の中立面に近い方向から見ると、HIIRはバイポーラに見えます。層にほぼ垂直な方向から見ると、それは縁が明るくなった殻のように見えますが、中心を通って球対称の泡になるには弱すぎます。中間の視野角からは、より複雑な形態が期待できます。
イオン化ガス放出を追跡するおとめ座環境調査 (VESTIGE).XIV. M_star ~ 10^6 Mo までの豊かな環境における主系列関係
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE).XIV._The_main_sequence_relation_in_a_rich_environment_down_to_M_star_~_10^6_Mo |
| Authors |
A._Boselli,_M._Fossati,_J._Roediger,_M._Boquien,_M._Fumagalli,_M._Balogh,_S._Boissier,_J._Braine,_L._Ciesla,_P._C\^ot\'e,_J.C._Cuillandre,_L._Ferrarese,_G._Gavazzi,_S._Gwyn,_Junais,_G._Hensler,_A._Longobardi,_M._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01821 |
VESTIGEサーベイ中に検出された384個の星形成銀河のHalphaフラックスの編集を使用して、豊かな環境にある銀河の完全なサンプルのいくつかの重要なスケーリング関係を調べます。データの並外れた感度により、大質量(M*~10^11Mo)から矮星系(M*~10^6Mo)まで、Halpha光度関数の全ダイナミックレンジをサンプリングすることができます。これは、以前の研究を星の質量と星形成率(10^-4<SFR<10Moyr^-1)の動的範囲に拡張し、これまでに調査されたことのないものです。おとめ座銀河団の1ビリアル半径内にあるすべての星形成銀河について導き出された主系列(MS)関係は、近くにある孤立した天体の他のサンプルで観測されたものに匹敵する勾配を持っていますが、分散は~3倍大きくなっています。分散は利用可能なHIガスの量と密接に関連しており、ガスの少ない星系は星の質量が類似しているが通常のHI含有量を持つ天体のはるか下に位置しています。通常のHIガス含有量を持つ摂動のない銀河で測定すると、この関係は傾きa=0.92、切片b=-1.57、および散乱~0.40になります。これらの観測結果をモデルの予測と比較します。MS関係で観測された散乱は、ディスクからガスを除去し、短い（<1Gyr）タイムスケールで星形成を抑制するラム圧力などの激しい活発なストリッピングプロセスの後にのみ再現できます。これにより、飢餓などの穏やかなプロセスが除外されます。この解釈は、位相空間図内の異なる星形成活動とガス含有量の銀河の位置とも一致しています。また、摂動銀河の外側の剥ぎ取られた物質で形成された星形成領域は、摂動のないシステムによって描かれたMS関係よりもはるかに上にあることも示しています。これらのHII領域は、豊かな環境で典型的なコンパクトなソースの起源にある可能性があり、50Myr未満しか続かないスターバースト段階を生きており、後に静止システムになります。
ダストの凝集と分裂を伴う球状幾何学における原始星崩壊シミュレーション
| Title |
Protostellar_collapse_simulations_in_spherical_geometry_with_dust_coagulation_and_fragmentation |
| Authors |
Ugo_Lebreuilly,_Valentin_Vallucci-Goy,_Vincent_Guillet,_Maxime_Lombart_and_Pierre_Marchand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01891 |
新しく開発されたサメコードを使用して、原始星の崩壊中のダスト粒子の凝集と断片化をモデル化します。これは、球状のジオメトリと凝固/フラグメンテーション方程式でガス粉塵の流体力学を解きます。また、雲のイオン化状態と、オーム抵抗、両極性抵抗、およびホール抵抗を計算します。ダストのサイズ分布は、崩壊中に大幅に進化し、乱流の速度差によって大きな粒子の形成が制御されることがわかりました。乱流が含まれている場合、両極性拡散のみが分布から小さな粒子を除去するのに効率的であり、ブラウン運動はスタンドアロンプロセスとしてのみ効率的です。巨視的なガスダストドリフトは、粒子の成長では無視でき、最初のラーソンコアの近くでのみ動的に重要です。高密度では、凝集分布はダスト分布の初期選択の影響を受けないことがわかります。強い磁場が小さな粒子の枯渇を促進し、両極拡散の重要な増加を引き起こすことがわかっています。これは、磁場強度が原始星の崩壊中の小さな粒子集団によって調節される可能性があることを示唆しています。断片化はむき出しのケイ酸塩には効果的かもしれませんが、そのモデリングは制約のないパラメーターの選択に依存しています。また、氷のような穀物では無視できることがわかっています。フラグメンテーションが発生すると、磁気抵抗プロファイルに強く影響します。ダストの凝固は、原始星の崩壊中に十分に考慮する必要がある重要なプロセスです。断片化の開始とフィードバックは不確実なままであり、そのモデリングはさらに調査する必要があります。
オリオン星雲星団のM星多重集団の人口統計
| Title |
Demographics_of_the_M-star_Multiple_Population_in_the_Orion_Nebula_Cluster |
| Authors |
Matthew_De_Furio,_Christopher_Liu,_Michael_R._Meyer,_Megan_Reiter,_Adam_Kraus,_Trent_Dupuy,_John_Monnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01897 |
0.08～0.7M$_{\odot}$の主要な質量にわたる、オリオン星雲クラスター(ONC、高質量、高密度の星形成領域)の星の集団の多重度の人口統計を制約する最新の結果を提示します。私たちの研究では、複数のフィルター(GO-10246)を使用して、調査用の高度なカメラで取得されたハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブデータを利用しています。おうし座のような低質量、低密度の星座における以前の多重度調査では、銀河領域の約2倍の低質量星への過剰な伴星が特定され、領域と一致する質量比分布が見つかりました。以前に、質量比分布に制約を課すことなく、質量比=0.6-1.0および予測される分離=30-160auにわたって、ONCの低質量星への伴星周波数が銀河フィールドと一致することを発見しました。この研究では、経験的なPSFモデルを使用して、10au(0.025インチ)を超える分離に敏感な二重点広がり関数(PSF)フィッティングアルゴリズムを使用して、ONCのコンパニオンポピュレーションを調査します。ベイジアン解析により、ONC内の低質量星の伴星周波数を推定=0.13$^{+0.05}_{-0.03}$し、質量比分布に対するべき法則適合指数=2.08$^{+1.03}_{-0.85}$のすべての質量比と10～200auの予測された分離にわたって。ONCのコンパニオン周波数は、おそらく高い一時的な星の密度状態から、銀河フィールドの個体群と一致し、一致する確率は0.002であることがわかります。また、ONCの質量比の分布が磁場やおうし座と一致していることもわかりました。
銀河内のバリオンサイクルのプローブとしての星形成変動
| Title |
Star_Formation_Variability_as_a_Probe_for_the_Baryon_Cycle_within_Galaxies |
| Authors |
Eun-jin_Shin,_Sandro_Tacchella,_Ji-hoon_Kim,_Kartheik_G._Iyer_and_Vadim_A._Semenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01922 |
星形成の調節と、銀河内外でのバリオンの循環との関連を調べます。天の川質量銀河の理想化された数値シミュレーションを使用します。このシミュレーションでは、銀河の形態(ふくらみと総質量の比率)と星のフィードバック強度(80回のシミュレーションで合計8回のセットアップ)を体系的に変化させます。ディスク、渦巻腕、および大規模な星形成塊を通過する個々のガスの小包を追跡することにより、ガスが星間物質(ISM)のさまざまなフェーズを移動および振動し、星を形成する方法を定量化します。密なISM相でのガスの滞留時間($\tau_{\rmSF}$)、渦巻腕の性質(強度、数)、および塊の特性(数、質量関数、および若い星の割合)を示します。)銀河の形態と星のフィードバックの両方に依存します。これらの結果に基づいて、星形成履歴(SFH)の時間的および空間的なパワースペクトル密度(PSD)を使用して、銀河内のバリオンサイクルの特徴を定量化します。より強い星のフィードバックは、SFHの相関時間スケールがより長くなる一方で、よりバースト的な星の形成につながります。より強いフィードバックは、より均一なISMと$\tau_{\rmSF}の減少につながるため、より強いフィードバックは、密な星形成ISMフェーズを解消するからです。$.バルジ強度にも同様の効果があります。バルジ優勢銀河の深い重力ポテンシャルは、ISM内のガス塊を効果的にバラバラにする強力なせん断力を課します。これはその後、冷たいガスの断片化を阻害し、したがって円盤内での星の形成を阻害し、$\sim$1kpcのスケールでの空間パワーの減少につながります。SFHの時間的および空間的PSDの測定は、バリオンサイクルと星形成プロセスに制約を与えることができると結論付けています。
星形成に及ぼす衝撃波持続時間の影響と大質量星団形成の初期条件
| Title |
The_Effect_of_Shock_Wave_Duration_on_Star_Formation_and_the_Initial_Condition_of_Massive_Cluster_Formation |
| Authors |
Daisei_Abe,_Tsuyoshi_Inoue,_Rei_Enokiya_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01931 |
星は、その質量に関係なく、高密度の分子フィラメントで生まれます。衝撃によるISMの圧縮により、分子雲にフィラメントが形成されます。観測によると、雲中のガス柱密度のピークが10^23cm^-2を超える場所で大規模な星団が形成されます。この研究では、フィラメント/星形成に対する衝撃圧縮層の持続時間の影響と、{ガス流入持続時間で3次元(3D)等温磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行することにより、大質量星形成の初期条件がどのように実現されるかを調査します。境界から（つまり、衝撃波の持続時間）}を制御パラメーターとして使用します。ショックの背後に形成されたフィラメントは、短いショック持続時間のモデルでは持続時間の後に膨張しますが、長い持続時間のモデルでは、大量の超臨界フィラメントを形成することによって星形成につながります。さらに、衝撃の持続時間が衝撃後の自由落下の2回よりも長い場合、圧縮された層のピークコラム密度は10^23cm^-2を超え、{層の重力崩壊がそれを引き起こす}と予想されるOB星の数衝撃圧縮層に形成される量は10のオーダに達する（大規模なクラスター形成）。
JWSTによるPopulation III銀河の観測可能性と同定について
| Title |
On_the_observability_and_identification_of_Population_III_galaxies_with_JWST |
| Authors |
James_A._A._Trussler,_Christopher_J._Conselice,_Nathan_J._Adams,_Roberto_Maiolino,_Kimihiko_Nakajima,_Erik_Zackrisson_and_Leonardo_Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02038 |
集団III恒星+星雲スペクトルの理論モデルを利用して、ディープイメージングと分光法の両方を使用して、JWSTで集団III銀河を観測し、正確に識別する可能性を調査します。一連の異なるカラーカットを調査し、F444W-F560W、F560W-F770WカラーによるNIRCamとMIRI測光の組み合わせが、潜在的な$z=8$PopIII候補の最も堅牢な識別子を提供することを発見しました。NIRCamは$\sim$28.5-30.0ABmag深度(1-20時間)に到達する必要があり、MIRIF560Wは$\sim$27.5-29.0ABmag深度(10-100時間)に到達して$5\sigma$を達成する必要があると計算されます$M_*=10^6~\mathrm{M}_\odot$$z=8$でのポップIII銀河の連続検出。また、Ly$\alpha$、H$\beta$、および/またはHeII$\lambda1640$をターゲットとするスリットレスおよびNIRSpec分光調査を通じて、PopIII候補を特定する可能性についても説明します。ポップIII銀河と非ポップIII銀河の間でH$\beta$静止フレーム相当幅(EW)にわずかな違いがあることがわかり、この診断は実際的ではない可能性が高い.高いEWHeII$\lambda1640$発光の検出は決定的なPopIII識別子として機能し、$M_*=10^6のNIRSpec/G140Mとの(超)深い統合(10-250時間)を必要とすることがわかります。~\mathrm{M}_\odot$$z=8$でIII銀河をポップします。適度な($\mu=$2-3)レンズ効果および/または適度に重い($M_*=2$-$3\times10^6~\mathrm{M}_\odot$)ポップIII銀河では、そのようなライン検出は中規模のJWSTGOプログラムで達成されます。しかし、PopIII銀河のMIRIF770W検出には、かなりの重力レンズ($\mu=10$)および/または非常に大質量($M_*=10^7~\mathrm{M}_\odot$)の偶然の画像化が必要です。Ⅲ銀河。したがって、測光で高東西HeII$\lambda1640$エミッターを検索できるNIRCam中帯域イメージング調査は、PopIII候補を見つけるための実行可能な代替手段になる可能性があります。
中性子星合体の重力波観測は、中性子星の潮汐変形能の信号上の痕跡を測定することにより、核の状態方程式を調べることができます。将来の重力波観測が、連星中性子星インスパイラルからの状態方程式の正確な測定値を生成する能力を調査します。潮汐効果の測定可能性は状態方程式に依存するため、現在の観測上の制約にまたがるいくつかの状態方程式を調査します。シミュレートされたAdvancedLIGO-Virgoネットワークと、計画されているCosmicExplorer天文台によって見られる連星中性子星の集団を生成します。ベイジアン推論を実行して各信号のパラメーターを測定し、各集団の測定値を組み合わせて、$1.4M_{\odot}$中性子星の半径$R_{1.4}$を決定します。LIGO-Virgoネットワークは321個の信号で$R_{1.4}$を2%以上の精度で測定できることがわかりました。状態方程式と合併率。一方、1年間の観測で、CosmicExplorerは$R_{1.4}$を0.6%以上の精度で測定することがわかりました。どちらの場合も、不正確な事前質量などの系統的バイアスが測定精度に大きな影響を与える可能性があり、これらの影響を軽減するための努力が必要になることがわかりました。
高速ニュートリノフレーバー変換の小規模構造から大規模構造への接続
| Title |
Connecting_small-scale_to_large-scale_structures_of_fast_neutrino-flavor_conversion |
| Authors |
Hiroki_Nagakura,_Masamichi_Zaizen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01398 |
高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)の体系的な研究を、球対称の小規模および大規模数値シミュレーションの両方で提示します。一般に、FFCは準定常状態に達することができ、非線形相におけるこれらの特徴は、FFC不安定性の成長速度によって特徴付けられるのではなく、むしろ電子ニュートリノレプトン数(ELN)と重い1(XLN)。私たちの結果は、ニュートリノは、不安定性の成長率が低く（例えば、浅いELN交差）、フレーバー変換が活発に発生する狭い角度領域（運動量空間内）の場合でも、フレーバーの等分配にほぼ到達できることを示唆しています。これは、ELNとXLNの角度分布が、すべてのフレーバーのニュートリノと反ニュートリノのフレーバー変換の総量を決定するのに十分な情報を提供できないことを示しています。数値シミュレーションの結果に基づいて、コア崩壊超新星(CCSN)および連星中性子星の研究のために既存の古典的ニュートリノ輸送コードにFFCの効果を簡単に組み込むことができるように設計されたFFCの新しい近似スキームを提供します。合併（BNSM）。このスキームには、量子運動ニュートリノ輸送を解くことなくFFCの準定常状態の重要な特徴を捉える能力があり、CCSNおよびBNSM理論家のFFCへのアクセスを容易にするのに役立ちます。
| Title |
Quantifying_the_evidence_against_a_mass_gap_between_black_holes_and_neutron_stars |
| Authors |
L._M._de_S\'a_(1),_A._Bernardo_(1),_R._R._A._Bachega_(1),_J._E._Horvath_(1),_L._S._Rocha_(1_and_2),_P._H._R._S._Moraes_(3)_((1)_S\~ao_Paulo,_(2)_Bonn,_(3)_Santo_Andr\'e) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01447 |
$2\,M_{\odot}$と$5\,M_{\odot}$の間に天体が存在しないことは、「質量ギャップ」と呼ばれ、主に超新星メカニズムの特性に起因するとされています。彼らの誕生を妨げます。しかし、最近の観察によると、「ギャップ」内にあると報告されている多くの候補者がギャップを埋めている可能性があり、実際の不足、または主に少数の統計の結果である可能性があることを示唆しています.この作業では、個々の候補を定量化し、質量ギャップの同時確率を評価します。私たちの結果は、非常に高い信頼レベルで、絶対的な質量ギャップが存在しないことを示しています。将来天体が相対的に少なくなるかどうか、また、この個体数が形成プロセスにどのように関連している可能性があるかはまだわかっていません。これには、中性子星の合体、中性子星のブラックホールへの崩壊などが含まれる可能性があります。
軸外 GRB ジェットからの残光偏光
| Title |
Afterglow_Polarization_from_Off-Axis_GRB_Jets |
| Authors |
A._C._Caligula_do_E._S._Pedreira,_N._Fraija,_A._Galvan-Gamez,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_P._Veres,_M._G._Dainotti,_S._Dichiara_and_R._L._Becerra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01516 |
理論モデルと観測ツールの両方で、ガンマ線バースト(GRB)に関する研究を進めるにつれて、その物理的特性の調査のための選択肢がますます増え始めています。過渡現象は主にシンクロトロン放射によって支配されるため、GRBによって放出されるシンクロトロン光子は、バーストの進化を通じてある程度の偏光を示すはずです。特に短いGRBの場合、観測ツールの制約により、この偏光を観測することは依然として困難な場合がありますが、豊富なデータが得られる日のために基礎を築くことが最も重要です。この作業では、密度プロファイル$n(r)\proptor^{-k}$を持つ成層環境での軸外拡散トップハットジェットシンクロトロンシナリオにリンクされた偏光モデルを提示します。4度の成層$k=0,1,1.5{\rm\,and\,}2$および2極端な異方性の高い磁場構成。このモデルを適用し、軸外残光放出を示す一連のGRBから偏光を予測します。特に、GRB170817Aの場合、利用可能な偏光測定の上限を使用して、磁場の極端な異方性構成の可能性を排除します。
マグネター SGR 1935+2154 のアンチ グリッチに関する注意事項
マグネターSGR1935+2154は、高速電波バーストと過渡的なパルス電波放射を伴うアンチグリッチを備えていると報告されています。風ブレーキモデルでは、このトリプレットイベントは、(1)SGR1935+2154には強い粒子風がなく、持続状態の磁気双極子ブレーキによって近似できることを人々に伝えます。（2）そのアンチグリッチは、マグネターの最初のアンチグリッチと同様に、強化された粒子風によるものです。(3)その一時的なパルス電波放射は、バースト中の放射ビームの拡大と減少によるものと考えられます。強化された粒子加速ポテンシャルとパルサーの死線は、支配的な要因ではないかもしれません。
GALPROP で予測された定常状態のマルチ TeV 拡散ガンマ線放射とチェレンコフ望遠鏡アレイの展望
| Title |
The_Steady-State_Multi-TeV_Diffuse_Gamma-Ray_Emission_Predicted_with_GALPROP_and_Prospects_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
P._D._Marinos,_G._P._Rowell,_T._A._Porter,_G._J\'ohannesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01619 |
宇宙線(CR)は、星間物質(ISM)内の拡散ガス、放射線、および磁場と相互作用して、広い波長範囲にわたる全天フラックスの重要な構成要素である電磁放射を生成します。フェルミ大面積望遠鏡(LAT)は、GeV$\gamma$線エネルギーでこれらの放射を高い統計値で測定しました。一方、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)望遠鏡アレイは、TeV$\gamma$線エネルギー範囲で大規模な銀河系拡散放射を観測しました。GeVとTeVのエネルギーで観測された放射は、ソースによって注入されたCR粒子の共通の起源によって関連付けられていますが、一般的なISM(真の「拡散」)からの混合物のエネルギー依存性は、比較的近くの星間空間から放射されているものです。ソースとソース自体はよく理解されていません。このホワイトペーパーでは、CRソースの変動やその他のISMターゲット分布を含む定常状態の3Dモデルのグリッド上でGALPROPコードを使用して、広帯域放射の予測を調査します。特に、VHE($\geq$100GeV)$\gamma$線範囲でのモデル予測をH.E.S.S.と比較します。カタログ化された$\gamma$線源からの放出を慎重に差し引いた後の銀河平面サーベイ(HGPS)。未解決のソースの寄与とHGPSの体系的な不確実性を考慮すると、GALPROPモデルの予測は、HGPSソースを差し引いた拡散フラックスのより低い推定値と一致することがわかります。次世代のチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)からのデータを解釈するためのモデリング結果の意味について説明します。
Imaging X-ray Polarimetry Explorer による Circinus 銀河の核周辺領域のマッピング
| Title |
Mapping_the_circumnuclear_regions_of_the_Circinus_galaxy_with_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
F._Ursini,_A._Marinucci,_G._Matt,_S._Bianchi,_F._Marin,_H._L._Marshall,_R._Middei,_J._Poutanen,_A._De_Rosa,_L._Di_Gesu,_J._A._Garc\'ia,_A._Ingram,_D._E._Kim,_H._Krawczynski,_S._Puccetti,_P._Soffitta,_J._Svoboda,_F._Tombesi,_M._C._Weisskopf,_T._Barnouin,_M._Perri,_J._Podgorny,_A._Ratheesh,_A._Zaino,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_L._Baldini,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_F._Capitanio,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_S._Ciprini,_E._Costa,_E._Del_Monte,_N._Di_Lalla,_A._Di_Marco,_I._Donnarumma,_V._Doroshenko,_M._Dov\v{c}iak,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_S._Gunji,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_V._Karas,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_F._La_Monaca,_L._Latronico,_I._Liodakis,_S._Maldera,_A._Manfreda,_A._P._Marscher,_I._Mitsuishi,_T._Mizuno,_F._Muleri,_C._Y._Ng,_S._L._O'Dell,_N._Omodei,_C._Oppedisano,_A._Papitto,_G._G._Pavlov,_A._L._Peirson,_M._Pesce-Rollins,_P.-O._Petrucci,_M._Pilia,_A._Possenti,_B._D._Ramsey,_J._Rankin,_R._W._Romani,_C._Sgr\`o,_P._Slane,_G._Spandre,_T._Tamagawa,_F._Tavecchio,_R._Taverna,_Y._Tawara,_A._F._Tennant,_N._E._Thomas,_A._Trois,_S._S._Tsygankov,_R._Turolla,_J._Vink,_K._Wu,_F._Xie,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01697 |
イメージングX線ポラリメトリーエクスプローラー(IXPE)による最も近く、X線で最も明るいコンプトン厚の活動銀河核(AGN)であるサーキヌス銀河の観測について報告します。ソースが2～6keV帯域で著しく偏極していることがわかります。以前の研究から、X線スペクトルは、中性(トーラス)とイオン化(イオン化コーン)の両方の反射成分によって支配されることが知られています。私たちの分析は、中立反射体の偏光度が$28\pm7$パーセント(信頼度68%で)であり、偏光角が$18{\deg}\pm5{\deg}$であり、ほぼ垂直であることを示しています。ラジオジェット。イオン化された反射の偏光は制限されていません。トーラスから予想される偏光のモンテカルロシミュレーションとの比較は、ニュートラルリフレクターが45{\deg}-55{\deg}の半開き角を持つ赤道トーラスであることと一致することを示しています。これは、セイファート銀河における最初のX線偏光検出であり、AGNの核周辺領域の形状を調査する際のX線偏光測定の力を実証し、標準的な統一モデルの基本的な予測を確認します。
IceCube から選択した結果
ニュートリノ天文学は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の銀河系外源からのフラックスに予測される上限に匹敵する強度を持つ60TeVを超えるエネルギーでの拡散フラックスのIceCubeによる発見で誕生しました。そのような上限は、宇宙線がすべてのエネルギーをフォトパイオン生成に失う熱量測定源の場合に対応しますが、ニュートリノとガンマ線の間の最初の統計的に有意な同時観測は、興味深い自然のブザーから観測されました。$E^{-2.13}$スペクトルに対して290TeVのニュートリノエネルギーの可能性が最も高い非常に高エネルギーのミューオンイベントは、電磁(EM)スペクトルの多くの帯域で多数の調査を引き起こす他の天文台に警告を発しました。ブレーザーからの高ガンマ線状態は、イベントの直後と約40日間のフォローアップで明らかになりました。光バンドと無線バンドの事後観測でも、TXS0506+056ブレーザーからのフラックスの上昇が示されました。以前の100~dを超える期間のイベントの超過は、アラート自体よりも重要性が高いことでIceCubeによって観察されました。これらの観測は、活動銀河核(AGN)のジェットにおける陽子加速の単純な1ゾーン陽子シンクロトロンモデルよりも複雑なモデリングを引き起こし、EMスペクトル全体でより多くの観測を行いました。2つ目の証拠は、アラートイベントよりも低いエネルギーで十分に再構成されたミューオンイベントのサンプルで、再構成されたソフトスペクトルを伴う約50個のニュートリノイベントの安定した超過でした。ホットスポットは、110のガンマ線放射体とスターバースト銀河のカタログで、NGC1068と互換性のある方向に$2.9\sigma$の意味で特定されました。NGC1068は、ジェットの方向からではなく、トーラスを通して見たスターバースト銀河の穏やかな相対論的ジェットをホストしています。このセイファートII銀河は、地球からわずか14.4~Mpcの距離にあります。これらの観察について説明します。
相対論的ジェットの幾何学的および運動学的パラメーターに依存する観測された偏光方向
| Title |
The_observed_polarization_direction_depending_on_geometrical_and_kinematic_parameters_of_relativistic_jets |
| Authors |
Marina_S._Butuzova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01790 |
分極方向の研究は、活発な銀河のパーセクスケールのジェットにおける磁場の空間構造を復元するという問題において重要です。しかし、相対論的効果により、ソース参照フレームの天球に投影された磁場は、波の電気ベクトルの観測方向に直交すると仮定することはできません。さらに、ジェット成分の局所軸は、観測された偏光方向に影響を与えるその運動方向と一致しない場合があります。この記事では、波の電気ベクトルのジェット分布に対する横方向を分析します。これは、異なるねじれ角を持つヘリカル磁場と、ポロイダルフィールドが貫通する、さまざまな厚さのシースに囲まれた中心。1)電気ベクトルの横方向分布の形状は、ジェット軸の角度と視線方向の速度ベクトルに複雑に依存します。2)波の電気ベクトルの分布のみを使用してヘリカル磁場のツイスト方向を決定する際のあいまいさ。3)考慮された両方の磁場トポロジーは、「スパインシース」偏光構造と、ジェット軸偏光方向に対して縦方向の個々の明るい詳細の両方を再現できます。
$\gamma-\gamma$ 吸収に対するローレンツ不変性違反効果の予想されるシグネチャ
| Title |
Expected_Signature_For_the_Lorentz_Invariance_Violation_Effects_on_$\gamma-\gamma$_Absorption |
| Authors |
Y.G._Zheng,_S.J._Kang,_K.R._Zhu,_C.Y._Yang,_and_J.M._Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01836 |
予想外の非常に高エネルギーの$\gamma$線の特徴について、いくつかの重要な未解決の問題が残っています。メカニズムの理解を助けるために、サブリミナルの場合の線形および二次摂動モードに焦点を当て、本論文では、ガンマ線バースト(GRBs）。ペア生成プロセスの最小光子エネルギーしきい値の存在は、量子重力エネルギースケールに敏感なブレークエネルギーにつながることに注意してください。数十TeVのエネルギースペクトルブレークは、LIV効果の大まかな観察診断であると考えられます。期待されるスペクトル特性は、GRB221009Aに適用されます。結果は、ここで考慮されたローレンツ不変性違反効果を伴う宇宙の不透明度が、観測されたソースの$\gamma$線スペクトルを大まかに再現できることを示しています。線形摂動では{\rmQG,1}=3.35\times10^{20}$GeV、二次摂動では$E_{\rmQG,2}=9.19\times10^{13}$GeV。この値は、線形のブレークエネルギー$E_{\rm\gamma,break,1}\simeq55.95~\rmTeV$および$E_{\rm\gamma,break,2}\simeq73.66~\rmTeVに対応します。観測されたフレームの二次方程式の$。
Fermi-LAT によるガンマ線放出ブレーザーにおける周期的変動の証拠
| Title |
Evidence_of_Periodic_Variability_in_Gamma-ray_Emitting_Blazars_with_Fermi-LAT |
| Authors |
P._Pe\~nil,_M._Ajello,_S._Buson,_A._Dom\'inguez,_J.R._Westernacher-Schneider,_J._Zrake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01894 |
ブレザーが幅広い時間スケールで変動性を示すことができることはよく知られています。この挙動には$\gamma$線放出の周期性が含まれる可能性があり、これを明確に検出することは進行中の課題のままです。これは、関連するプロセスの固有の確率論と、適切にサンプリングされた光度曲線の欠如が原因の1つです。Fermi-LATデータに適用される12の確立された方法を使用して、24のブレーザーのサンプルにおける周期性の体系的な検索について報告します。このサンプルは、以前の研究から選択された最も有望な候補で構成されており、光度曲線を9年から12年に延長し、分析されるエネルギー範囲を$>$1GeVから$>$0.1GeVに広げています。これらの改善により、グローバルな意味で検出された期間を表示するブレザーのサンプルを構築することができます$\gtrsim3\,\sigma$.具体的には、これらのソースはPKS0454$-$234、S50716+714、OJ014、PG1553+113、およびPKS2155$-$304です。定期的な$\gamma$線の放出は、ジェットのパワー、粒子組成、または形状の変調を示している可能性がありますが、降着円盤で発生する可能性が最も高く、超大質量ブラックホール連星系の存在を示している可能性があります。
NICERとGW170817/AT2017gfoの観測からの中性子星物質の相対論的平均場モデルのベイジアン推論
| Title |
A_Bayesian_inference_of_relativistic_mean-field_model_for_neutron_star_matter_from_observation_of_NICER_and_GW170817/AT2017gfo |
| Authors |
Zhenyu_Zhu,_Ang_Li_and_Tong_liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02007 |
連星中性子星の合体に対応する光学的および近赤外線の観測は、宇宙における重元素の豊富さについての知識を深めるだけでなく、一般に知られている合体直後の残骸を明らかにするのに役立つだけでなく、高密度の核を効果的に制限することもできます。合体星の内部の物質特性と状態方程式（EOS）。核物質の相対論的平均場記述に従って、パルサーのNICER質量半径測定とともに、最初のマルチメッセンジャーイベントGW170817/AT2017gfoを使用して、EOSと核物質特性のベイジアン推論を実行します。キロノバは、動的噴出物を含む放射伝達モデルによって記述され、光度曲線は、噴出物の特性(放出された質量、速度、不透明度、または電子の割合)とバイナリパラメーター(質量比率と潮汐変形能の低下)。AT2017gfo解析からの減少した潮汐変形能の事後分布はバイモーダル構造を示し、最初のピークはGW170817データによって強化され、わずかに軟化した後方EOSにつながりますが、2番目のピークは核EOSでは達成できません。経験的な範囲の飽和特性。私たちの分析にNICERデータを含めると、大規模なパルサーPSRJ0740+6620のために、EOS後方が硬化します。これらの観測データの解析から、核飽和密度での核の非圧縮性、対称エネルギーとその勾配、および核子の有効質量の結果が得られます。
ALP シナリオと GRB 221009A について
非常に明るいガンマ線バーストGRB221009Aは、無線周波数からガンマ線まで、多数の天文台によって観測されました。特に興味深いのは、非常に高いエネルギーの光子のような空気シャワーの報告された観測です。LHAASOでの18TeVイベントとCarpet-2での251TeVイベントです。これらのエネルギーのガンマ線は、銀河間距離を移動する際に背景光子のペア生成イベントによって吸収されると予想されます。アクシオン様粒子(ALP)を呼び出すことにより、GRB221009Aに由来すると仮定して、これらのイベントの観察結果を説明しようとする研究がいくつかあります。このシナリオを再考し、よく知られていない磁場と背景の光子密度による天体物理学的な不確実性を説明します。ALPシナリオは、GRB221009Aからの18TeVと251TeVの光子を同時に説明することはできません。
| Title |
Efficient_Gravitational_Wave_Searches_with_Pulsar_Timing_Arrays_using_Hamiltonian_Monte_Carlo |
| Authors |
Gabriel_E._Freedman,_Aaron_D._Johnson,_Rutger_van_Haasteren,_Sarah_J._Vigeland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01401 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、パルス到着時間の相関偏差を探すことにより、低周波重力波(GW)を検出します。現在のベイジアン検索では、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)メソッドが使用されていますが、これは、PTAおよびGW信号をモデル化するために必要な多数のパラメーターをサンプリングするのに苦労しています。データスパンとパルサーの数が増えるにつれて、この問題は悪化するだけです。代替のモンテカルロサンプリング方法であるハミルトニアンモンテカルロ(HMC)は、ハミルトニアンダイナミクスを利用して、モデルの尤度の一次勾配によって通知されるサンプル提案を生成します。これにより、高次元分布への収束が速くなります。等方性確率的GWバックグラウンドを検索する代替サンプリング方法としてHMCを実装し、この方法が標準のMCMC手法で実行された同様の分析と同等の統計結果を生成し、必要なサンプル数が100～200倍少ないことを示します。HMCサンプル生成の速度が$\mathcal{O}(N_\mathrm{psr}^{5/4})$のようにスケーリングされることを示します。ここで、$N_\mathrm{psr}$はパルサーの数であり、$\mathcal{O}(N_\mathrm{psr}^2)$MCMCメソッドの場合。これらの要因は、HMCを使用してサンプルを生成するために必要な時間の増加を相殺し、PTAにHMC技術を採用する価値を示しています。
物理学に基づく深層学習による弱い重力レンズ効果のための銀河画像のデコンボリューション
| Title |
Galaxy_Image_Deconvolution_for_Weak_Gravitational_Lensing_with_Physics-informed_Deep_Learning |
| Authors |
Tianao_Li_and_Emma_Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01567 |
銀河の画像から光学的および大気のぼやけを取り除くことで、弱い重力レンズ効果と銀河の進化研究のための銀河の形状測定が大幅に改善されます。この不適切な設定の線形逆問題は通常、正則化事前確率または深層学習によって強化されたデコンボリューションアルゴリズムで解決されます。銀河調査における点広がり関数(PSF)デコンボリューション問題に、いわゆる「物理ベースの深層学習」アプローチを導入します。アルゴリズムアンローリングとプラグアンドプレイ手法を、ポアソンノイズモデルを使用した交互方向乗数法(ADMM)に適用し、ニューラルネットワークを使用して、シミュレートされた銀河画像から適切な事前確率を学習します。異なる輝度レベルの銀河に対するいくつかの方法の時間と性能のトレードオフを特徴付け、標準的な方法と比較して26%(SNR=20)/48%(SNR=100)および14%(SNR=20)の改善を示しています。現代の方法と比較して。
平滑化粒子流体力学による天体核物理学における固体のモデル化
| Title |
Modeling_Solids_in_Nuclear_Astrophysics_with_Smoothed_Particle_Hydrodynamics |
| Authors |
Irina_Sagert,_Oleg_Korobkin,_Ingo_Tews,_Bing-Jyun_Tsao,_Hyun_Lim,_Michael_J._Falato,_Julien_Loiseau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01927 |
平滑化粒子流体力学(SPH)は、調査中のシステムを支配する流体力学方程式を解くために計算天体物理学で頻繁に適用されるツールです。小惑星や小惑星の衝突など、一部の問題では、ダイナミクスを正確に記述するために材料強度を追加で含める必要があります。コンパクト星、つまり白色矮星や中性子星には、固体成分も存在します。中性子星は、自然界で知られている最強の物質である固い地殻を持っています。ただし、SPHまたはその他の計算流体力学コードを介してモデル化された場合、それらの動的進化は通常、純粋な流体力学の問題として記述されます。ここでは、ロスアラモス国立研究所のSPHコードFleCSPHを使用した材料強度を含む、中性子星地殻のトロイダル振動の最初の3Dシミュレーションを紹介します。この論文の前半では、固体材料モデリングの数値的実装と標準テストを紹介します。後半は基本トロイダルモードでの地殻振動のシミュレーションです。ここでは、論文の大部分を、固体の数値ノイズを抑制することができるアプローチに捧げます。最小化しないと、シミュレーションで後者が地殻変動を支配する可能性があります。
大きな H{\sc i}~スペクトル キューブでの銀河の検出
| Title |
Detecting_galaxies_in_a_large_H{\sc_i}~spectral_cube |
| Authors |
Abinash_Kumar_Shaw,_Manoj_Jagannath,_Aishrila_Mazumder,_Arnab_Chakraborty,_Narendra_Nath_Patra,_Rajesh_Mondal,_Samir_Choudhuri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.02041 |
間もなく登場するSKA(SquareKilometerArray)は、H{\sci}~科学を行うための膨大な量のデータを生成することが期待されています。現在の計算リソースで大量のデータを効率的に処理するために、MPIベースの{\scPython}パイプラインを開発しました。私たちのパイプラインは、このような大きなH{\sci}~21cmスペクトルキューブをいくつかの小さなキューブレットに分割し、公開されているH{\sci}~sourcefinder{\scSoFiA-$2$}を使用して並列処理します。パイプラインは、キューブレットの境界にあるソースも処理し、誤った冗長な検出を除外します。真のソースカタログと比較すると、検出効率は、平滑化カーネルサイズ、リンク長、しきい値などの{\scSoFiA-$2$}パラメータに依存することがわかります。すべてのフラックスビンの最適なカーネルサイズは、空間方向と周波数方向でそれぞれ$3$から$5$ピクセルと$7$から$15$ピクセルの間にあることがわかりました。復元されたソースパラメーターを元の値と比較すると、{\scSoFiA-$2$}の出力はカーネルサイズに大きく依存し、すべてのタイプのH{\sci}に対して単一のカーネル選択では不十分であることがわかります。銀河。また、ソースをより確実に見つけるためにパイプラインで使用できる{\scSoFiA-$2$}の代替方法の使用を提案します。
散開星団 M67 の CFHT/MegaPrime モニタリングからの 4 Gyr M-dwarf ジャイロクロン
| Title |
A_4_Gyr_M-dwarf_Gyrochrone_from_CFHT/MegaPrime_Monitoring_of_the_Open_Cluster_M67 |
| Authors |
Ryan_Dungee,_Jennifer_van_Saders,_Eric_Gaidos,_Mark_Chun,_Rafael_A._Garcia,_Eugene_A._Magnier,_Savita_Mathur,_Angela_R._G._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01377 |
4Gyrの古い散開星団M67の後期K型矮星と初期M型矮星メンバーの恒星自転周期を、ジャイロクロノロジーと恒星スピンダウンモデルのテストのキャリブレータとして提示します。クラスターメンバーシップにGaiaEDR3アストロメトリーを使用し、バイナリ識別にPan-STARRS(PS1)フォトメトリーを使用して、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のMegaPrime広視野イメージャーでM67を監視するキャンペーンから、この一連の回転周期を構築します。M67の1807メンバーを識別します。そのうち294は、重要なローテーション期間が検出された単一メンバーの候補です。さらに、データで観察された周期対色由来の有効温度シーケンスに多項式を当てはめます。非常に低温の矮星の自転は、2.7Gyrから4Gyrの単純な固体スピンダウンによって説明できることがわかりました。この回転シーケンスをジャイロクロノロジーモデルの予測と比較し、ルプレヒト147のシーケンスに適用されたスクマニッチのようなスピンダウン、P_rot\proptot^0.62が最もよく一致することを発見しました。これは、スペクトルタイプK7-M0について、太陽に近い金属量で、星がスピンダウンを再開すると、少なくともM67の年齢まで、単純なスクマニッチのようなもので自転の進化を説明するのに十分です。さらに、範囲M1～M3の星については、最新のスピンダウンモデルの予測と矛盾して、M67の年齢より前にスピンダウンが再開されたに違いないことを私たちのデータは示しています。
見かけのイータ・カリナエの長期進化とP Cygni吸収線の強化が果たす重要な役割
| Title |
The_apparent_eta_Carinae's_long-term_evolution_and_the_critical_role_played_by_the_strengthening_of_P_Cygni_absorption_lines |
| Authors |
A._Damineli,_D._J._Hillier,_F._Navarete_(3),_A._F._J._Moffat_(4),_G._Weigelt_(7),_T._R._Gull_(5),_M.F._Corcoran_(10,_11),_N._D._Richardson_(6),_T._P._Ho_(8),_T.I._Madura_(9),_D._Espinoza-Galeas_(12),_H._Hartman_(13),_P._Morris_(14),_C._S._Pickett_(15),_I._R._Stevens_(16),_C._M._P._Russell_(10,_11),_K._Hamaguchi_(10,_17),_F._J._Jablonski_(18),_M._Teodoro_(19),_P._McGee_(20,_21),_P._Cacella_(21),_B._Heathcote_(21),_K._Harrison_(21),_M._Johnston_(21),_T._Bohlsen_(21),_G._Di_Scala_(21)_((1)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy_&_Pittsburgh_Particle_Physics,_Astrophysics,_and_Cosmology_Center_(PITT_PACC),_University_of_Pittsburgh,_Pittsburgh,_PA,_USA,_(3)_SOAR_Telescope/NSF's_NOIRLab,_La_Serena,_Chile,_(4)_D\'epartement_de_Physique_and_Centre_de_Recherche_en_Astrophysique_du_Qu\'ebec_(CRAQ),_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Montr\'eal,_Qu\'ebec,_Canada,_(5)_Exoplanets_&_Stellar_Astrophysics_Laboratory,_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_Prescott,_AZ,_USA,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_Bonn,_Germany,_(8)_Department_of_Applied_Mathematics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_San_Jos\'e_State_University,_San_Jos\'e,_CA,_USA,_(10)_CRESST_II_and_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(11)_The_Catholic_University_of_America,_Washington,_DC,_USA,_(12)_Departamento_de_Astronomia_y_Astrofisica,_Facultad_de_Ciencias_Espaciales,_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Honduras,_Bulevar_Suyapa,_Tegucigalpa,_M.D.C,_Honduras,_Centroamerica,_(13)_Materials_Science_and_Applied_Mathematics,_Malm\"o_University,_Malm\"o,_Sweden,_(14)_California_Institute_of_Technology,_IPAC,_Pasadena,_CA,_USA,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_Prescott,_AZ,_USA,_(16)_School_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Birmingham,_Birmingham,_UK,_(17)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland_Baltimore_County,_Baltimore,_MD,_USA,_(18)_Instituto_Nacional_de_Pesquisas_Espaciais/MCTIC,_S\~ao_Jos\'e_dos_Campos,_SP,_Brazil,_(19)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(20)_Department_of_Physics,_School_of_Physical_Sciences,_University_of_Adelaide,_South_Australia,_(21)_SASER_Team,_South_Yarra,_Vic,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01445 |
20世紀全体にわたって、EtaCarinae(\ec)は独特のスペクトルを示しており、最近では典型的なLBVのスペクトルに向かって進化しています。このような進化を説明するための2つの競合するシナリオは、(1)安定した星の前での散逸オカルター、または(2)星の質量損失率の減少です。最初のメカニズムは同時に、中央の星が見かけの明るさを年々増加させているように見えるのに、その光度は変化していないように見える理由を説明しています。ホムンクルスの見かけの明るさがほぼ一定のままである理由。また、直射光で見られるスペクトルが、ホムンクルスから反射されたスペクトルに似てきている理由(そして、典型的なLBVに似ている)。2番目のシナリオは、これらの事実を説明しておらず、観測に反して、風の終末速度の増加を予測しています。この作業では、Pシグニ吸収線が長期的に強化されていることを示す新しいデータを提示します。これは、風密度の減少シナリオで予想される動作ではありません。前部に小さなオカルターがあるプライマリーの風のCMFGENモデリングは、観測結果と一致しています。消散するコロナグラフィックオカルターを呼び出すと、このオブジェクトがすでに表示されているよりもさらに特異になると主張することができます.しかし、それは逆に、多くの観察の間の明らかな矛盾を解決します。さらに、長期的な振る舞いを恒星周辺の原因と連星による周期的変動に割り当てることで、以前の予測不可能な天体のパラダイムとは対照的に、1900年代以降、これまで考えられていたよりも安定した恒星が明らかになりました。
近くの星の第 5 カタログ (CNS5)
| Title |
The_Fifth_Catalogue_of_Nearby_Stars_(CNS5) |
| Authors |
Alex_Golovin,_Sabine_Reffert,_Andreas_Just,_Stefan_Jordan,_Akash_Vani,_Hartmut_Jahrei{\ss} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01449 |
GaiaEDR3とHipparcosからの天文データと測光データに基づいて、赤外線で実施された地上ベースの天文調査からの視差で補足された、近くの星の第5カタログ(CNS5)の編集を提示します。CNS5の目的は、太陽系近傍の天体の最も完全なサンプルを提供することです。太陽の周りの25pcの球体にあるすべての既知の星と褐色矮星について、基本的な天文および測光パラメータが与えられています。さらに、太陽系近傍の星の内容の色等級図とさまざまな光度関数を提供し、CNS5カタログの完全性を特徴付けます。太陽の25pc以内に位置する可能性が最も高い星と褐色矮星のサンプルをコンパイルし、GaiaEDR3とHipparcosからの宇宙ベースの視差と、Bestetal.からの地上ベースの視差を取得します。(2021)、カークパトリックら。（2021）、およびCNS4から考慮に入れます。偽のソースからサンプルをきれいにするための一連の選択基準を開発します。さらに、主にガイアのかすかな赤のソースに影響を与えるガイア測光のブレンドの影響を軽減して、それらのオブジェクトを色等級図に確実に配置できることを示します。また、コルモゴロフ-スミルノフテストを使用してCNS5の完全性を評価し、太陽近傍の主系列星と白色矮星の観測光学および中間赤外線光度関数を導き出します。CNS5には5230個の星(4946個の主系列星、20個の赤色巨星、264個の白色矮星)と701個の褐色矮星を含む5931個の天体が含まれています。CNS5カタログは、Gバンドで19.7等、W1バンドの絶対等級で11.8等まで、統計的に完全であることがわかりました。これは、L8のスペクトルタイプに対応します。
NGC 1672 における ULX の可能な光学的対応物
この研究では、HST、チャンドラ、XMM-Newton、およびSwift-XRTからのアーカイブデータを使用して、NGC1672の9つの(X1-X9)候補ULXの性質を調べます。{\itChandra}とHSTの観測に基づく改善された天体観測は、これらのULXの光学的対応物を検索して特定します。X2と{dX6;X1、X5、およびX7の2つの潜在的な対応物は、それぞれのエラー半径内で決定されましたが、残りの4つのソースについては、光学的な対応物は見つかりませんでした。スペクトルエネルギー分布(SED)、X線および光学時間分析に基づいて、X1とX2の性質に関するいくつかの証拠が得られました。
小さな分離 A スター コンパニオン集団: CHARA/MIRC-X での最初の結果
| Title |
The_Small_Separation_A-Star_Companion_Population:_First_Results_with_CHARA/MIRC-X |
| Authors |
Matthew_De_Furio,_Tyler_Gardner,_John_Monnier,_Michael_R._Meyer,_Kaitlin_Kratter,_Gail_Schaefer,_Narsireddy_Anugu,_Claire_L._Davies,_Stefan_Kraus,_Cyprien_Lanthermann,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Jacob_Ennis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01465 |
中間質量のA型星の多重度特性を80pc以内に制限するために、長基線干渉法(LBI)サーベイの予備結果を提示します。近くの星の以前の多重度の研究では、15auを超えるピークを持ち、一次質量とともに増加する対数正規分布によく適合した軌道分離分布が示されています。DeRosaらのA星の多重度調査。(2014)は、30auを超えると感度が高く、100au未満では不完全であり、390au付近に対数正規ピークを発見しました。ゆっくりと回転し、化学的に特異なAm星の放射速度調査により、周期が$\leq$5日間(~0.1au)のかなりの数の非常に近い伴星が特定されました。これは、OタイプおよびBタイプの原始星の調査と同様の結果です。LBI技術の改善された性能により、他の調査が不完全な通常のAタイプの星のこれらの近接した分離を調べることができます。最初のサンプルは、推定質量が1.44～2.49M$_{\odot}$で、年代が10～790Myrの27のAタイプのプライマリで構成されており、CHARAArrayのMIRC-X装置で観察しました。オープンソースソフトウェアCANDIDを使用して5つのコンパニオンを検出し、そのうち3つが新しいものであり、0.19$^{+0.11}_{-0.06}$のコンパニオン頻度を、質量比0.25～1.0および予測される分離0.288～5.481auで導き出します。.我々の結果が質量比とサンプリングされた分離に関して、A星伴星母集団の以前のモデルに基づく外挿と一致する確率は10$^{-6}$であることがわかりました。私たちの結果は、星の形成と進化のプロセスを理解するために、これらの非常に近い分離を調査する必要があることを示しています。
IRIS によって観測されたスペクトル プロファイルからの熱力学の回復 (II): モンテカルロ実験に基づく不確実性の計算の改善
| Title |
Recovering_thermodynamics_from_spectral_profiles_observed_by_IRIS_(II):_improved_calculation_of_the_uncertainties_based_on_Monte_Carlo_experiments |
| Authors |
Alberto_Sainz_Dalda_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01563 |
MgIIh&kスペクトル線での界面領域イメージング分光器(IRIS)による観測は、太陽彩層の複雑な物理的条件の知識に向けた新しい診断ウィンドウを提供しました。これらの線の挙動を理解することに焦点を当てた理論的な取り組みにより、彩層のより優れた正確なビジョンを得ることができました。これらの取り組みには、フォワードモデリング、数値シミュレーション、反転が含まれます。この論文では、MgIIh&k線の反転後に得られる熱力学モデル大気に関連する不確実性に注意を向けます。IRIS2データベースの~50;000の合成代表プロファイルを使用して、反転プロセスにおける不確実性の最も重要な原因を特徴付けました。つまり、観測の固有ノイズ、プロセスのランダムな初期化、および高い・次元空間。この問題にモンテカルロ法を適用しました。したがって、特定の合成代表プロファイルについて、ランダム化された5つのノイズ実現(IRIS観測で最も一般的な露出時間の代表)を作成し、これらのプロファイルを異なる反転初期化で5回反転させました。得られた25の逆プロファイル、ノイズデータへの適合、およびモデル大気を使用して、標準偏差と適合度の経験的選択基準に基づいて、モデル大気の不確実性を決定します。このアプローチにより、IRIS2データベースで利用可能なモデルの新しい不確実性は、MgIIh&k線が熱力学の変化に敏感な光学深度でより信頼性が高くなります。
青色の大振幅パルセータの候補としてのシェルヘリウム燃焼ホット準矮星 B 星
| Title |
Shell_helium-burning_hot_subdwarf_B_stars_as_candidates_for_blue_large-amplitude_pulsators |
| Authors |
H.Xiong,_L.Casagrande,_X.Chen,_J.Vos,_X.Zhang,_S.Justham,_J._Li,_T.Wu,_Y.Li,_Z.Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01564 |
青色の大振幅パルセータ(BLAP)は、新しく発見されたタイプの変光星です。典型的な脈動周期は数十分程度で、光バンドで0.2から0.4等の比較的大きな振幅を持ち、周期の変化率は$10^{-7}yr^{-1のオーダーです。}$(正と負の両方)。それらは非常にまれなオブジェクトであり、その起源と内部構造を説明する試みが大きな注目を集めています.以前の研究では、BLAPは質量が$0.3M_\odot$前後の白色矮星以前、または$\sim0.7-1.1M_\odot$の範囲のコアヘリウム燃焼星である可能性があると提案されています。この作業では、多くのMESAモデルを使用して、BLAPがシェルヘリウム燃焼サブドワーフタイプB(SHeBsdB)として説明できるかどうかを計算および調査します。既存の観測上の制約に最もよく一致するモデルは、$\sim0.45-0.5M_\odot$の範囲のヘリウムコア質量を持ちます。私たちのモデルは、正の周期変化率が負に変化する可能性があると予測しています。SHeBsdBsの形成チャネルには連星進化が関与しており、大部分のBLAPsは連星ではないように見えますが(HD133729を除いて)、観測上の制約は依然として非常に貧弱です。これらの調査結果に動機付けられて、Rocheローブオーバーフローチャネルを調査しました。私たちが計算した304の連星進化モデルのうち、約半分は、現在利用可能な限られた観測からの検出を回避する長期連星でSHeBsdBを生成できます。
コダイカナル天文台で測定された太陽周期 14 ～ 24 の黒点数とグループ黒点面積データに存在する時間的進化と準周期的変動
| Title |
Temporal_evolutions_and_quasi-periodic_variations_present_in_the_sunspot_number_and_group_sunspot_area_data_measured_at_Kodaikanal_Observatory_for_solar_cycles_14_to_24 |
| Authors |
Belur_Ravindra,_Partha_Chowdhury,_Pratap_Chandra_Ray,_Kumaravel_Pichamani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01651 |
コダイカナル天文台は、1904年以来、白色光で太陽の総観観測を行っており、これらの画像は、太陽チャートと呼ばれるストーニーハーストグリッド上にスケッチされています。これらの連続した手描きのデータセットは、太陽の長期研究に使用されます。この記事では、1905年から2016年までの、太陽周期14から24までの月間半球黒点数と黒点群面積の時間的および周期的変動を調査します。反対側の半球の太陽周期のさまざまな時期。両方のデータセットで、サイクル19が最大振幅を示しています。黒点数の時系列では、サイクル24が最も弱く、グループエリアではサイクル15でした。両方のデータセットで、二重ピークの存在と「奇偶規則」の違反が見つかりました。ウェーブレット手法により、両方の時系列の周期的および準周期的変動を調べました。$\sim$11年周期の基本モードと22年周期の極性反転期間に加えて、太陽黒点活動データは反対半球、特にライガーグループと準隔年周期。これらの検出された準周期性の時間的進化も、北半球と南半球で異なります。バルク特性と反対側の半球間の結合を理解するために、データセットを統計的に分析しました。この研究は、2つの半球データセットが異なることを示していますが、いくつかの依存関係が存在する可能性があります。
破壊的な 3.6 m 望遠鏡での TIRCAM2 近赤外線イメージャーによる最初の月食の結果
| Title |
First_Lunar_Occultation_Results_with_the_TIRCAM2_Near-Infrared_Imager_at_the_Devasthal_3.6-m_Telescope |
| Authors |
Saurabh_Sharma,_Andrea_Richichi,_Devendra_K._Ojha,_Brajesh_Kumar,_Milind_Naik,_Jeewan_Rawat,_Darshan_S._Bora,_Kuldeep_Belwal,_Prakash_Dhami,_and_Mohit_Bisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01682 |
TIRCAM2は、インド北部のDevasthal3.6m望遠鏡にある施設の近赤外線イメージャーで、AladdinIIIInSbアレイ検出器を備えています。私たちは、月食(LO)を記録することを目的として、非常に高速な測光にTIRCAM2を使用する方法を開拓しました。このモードは現在運用されており、一般に提供されています。このホワイトペーパーでは、関連する機器の詳細について説明し、LOメソッドと基礎となるデータ分析手順への参照を提供し、これまでに記録されたLOイベントを一覧表示します。結果の中で、1つの小さな分離連星と2つの恒星角直径の測定につながったいくつかを強調します。最後に、今後の可能性のある手段の開発と科学的利益の見積もりについて簡単に説明します。特に、LO技術は、DOT望遠鏡でSNR=1でK~9等までのソースを検出できることがわかりました。~1ミリアーク秒(mas)を超える角直径は、10を超えるSNR、またはK~6magで測定できます。これらの数値は単なる目安であり、月の位相や月の四肢の動きの速度などの観測条件に大きく依存します。統計だけに基づくと、毎年、特定の望遠鏡と機器で原則的に観測できる数千のLOイベントがあります。
星の大部分は複数のシステムに属していますが、これらのシステムの形成に至るプロセスの理解はまだ不十分です。理論上の不確実性が大きいことを考えると、観察は基本的な役割を果たします。ここでは、この分野での高コントラストイメージング、より具体的にはESO超大型望遠鏡のSPHERE装置の貢献について説明します。SPHEREは、他の手法(特にGaiaとALMAを利用する手法)をうまく補完し、分離を伴う分布のピークに近いシステムを検出して特徴付け、ディスク内のバイナリ形成のスナップショットをキャプチャできるようにします。これは、ディスクの断片化を理解するために非常に貴重です。
活性領域ジェットにおけるプラズモイドの形成と熱力学的進化
| Title |
Formation_and_Thermodynamic_Evolution_of_plasmoids_in_active_region_jets |
| Authors |
Sargam_M._Mulay,_Durgesh_Tripathi,_Helen_Mason,_Giulio_Del_Zanna,_Vasilis_Archontis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01740 |
反復活動領域ジェットで連続的に発生するプラズモイドの温度構造の包括的な研究を実施しました。マルチサーマルプラズモイドは、大気イメージングアセンブリ(AIA)によって記録されたEUV/UV画像のフットポイント領域だけでなく、マルチスレッドスパイアに沿って移動していることがわかりました。差分放射測定(DEM)解析は、EUVAIA画像を使用して実行され、DEMの高温部分は、X線望遠鏡(XRT/Hinode)からのX線画像を組み合わせることによって拘束されました。ジェットに沿った伝播中に、スパイアプラズモイドの輝度、電子数密度、およびピーク温度の系統的な上昇と下降が観察されました。足元のプラズモイド(FP)(1.0-2.5MK)と尖塔のプラズモイド(SP)(1.0-2.24MK)は同様のピーク温度を持つことがわかりましたが、FPはより高いDEM加重温度(2.2-5.7MK)を持っています。SP（1.3-3.0MK）よりも。プラズモイドの電子数密度の下限-3.4-6.1$\times$10$^{8}$(3.3-5.9$\times$10$^{8}$)cm$の範囲のSP(FP)が得られました^{-3}$一方、尖塔では2.6～3.2$\times$10$^{8}$cm$^{-3}$の範囲でした。私たちの分析は、これらのプラズモイドの放出がジェットの基部の近くで始まることを示しており、そこで強い電流界面が形成されると考えられています。これは、ブロブがティアリングモードの不安定性によって誘発されたプラズモイドであることを示唆しています。
二重白色矮星集団に対する物質移動安定性基準の影響
| Title |
Influences_of_mass_transfer_stability_criterion_on_double_white_dwarf_populations |
| Authors |
Zhenwei_LI,_Xuefei_Chen,_Hongwei_Ge,_Hai-Liang_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01861 |
物質移動の安定性は、バイナリ進化における重要な問題です。ゲ等。断熱質量損失モデルを確立することにより、動的に安定した物質移動の臨界質量比を研究し、巨大ブランチ上のドナー星は、複合ポリトロープ星モデルに基づくものよりも安定する傾向があることを発見しました。DWD集団の形成と特性に対する物質移動安定性の影響を調査します。断熱質量損失モデル(Geのモデル)からの臨界質量比と複合ポリトロープモデルからの臨界質量比をそれぞれ採用する、一連のバイナリ母集団合成を実行しました。Geのモデルの場合、ほとんどのDWDは、CE排出効率$\alpha_{CE}$に関係なく、安定した非保存的なRocheローブオーバーフローと共通エンベロープ(CE)排出チャネル(RL+CEチャネル)から生成されます。一方、ポリトロープモデルの結果は、採用された$\alpha_{CE}$の値に大きく依存します。RL+CEチャネルから生成されたDWDは、匹敵するWD質量を持ち、質量比分布のピークは約1であることがわかります。DWDの大きさが制限されたサンプルに基づいて、検出可能なDWDと非常に低質量のWDの空間密度(ELMWD)コンパニオンのGeのモデルは、それぞれ$1347$と$473kpc^{-3}$で、観測値に近いです。一方、ポリトロープモデルはDWDの空間密度を約2～3倍過大に予測します。また、GeのモデルでのDWDの合体率分布の結果は、ポリトロープモデルの結果よりも観測をよく再現し、銀河内のELMWDの仲間とのDWDの合体率は約$1.8\times10^{-3}yrであることもわかりました。Geのモデルでは^{-1}$であり、これは観測推定に匹敵します。物質移動の安定性が、DWD集団の形成と特性、さらにSNeIaと検出可能なGW源の前駆体において重要な役割を果たすことを確認します。
Heに富む高温白色矮星HD 149499Bの大気中のセシウムの検出
| Title |
Detection_of_cesium_in_the_atmosphere_of_the_hot_He-rich_white_dwarf_HD_149499B |
| Authors |
P._Chayer,_C._Mendoza,_M._Mel\'endez,_J._Deprince_and_J._Dupuis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01868 |
白色矮星の大気中のセシウム(Z=55)の最初の検出を報告します。Heに富む白色矮星HD149499B(Teff=49,500K、logg=7.97)の遠紫外線分光エクスプローラースペクトルでは、CsIV、CsV、およびCsVIの約12本の吸収線が確認されています。線の幅は2.3～26.9m\r{A}の範囲です。大気中のセシウム含有量を決定するために、スペクトル合成分析を実行しました。非LTE大気モデルは、計算でセシウムを明示的に考慮して計算されました。この目的のために、測定値も理論値も文献に報告されていないため、AUTOSTRUCTURE（多構成Breit-Pauli）およびGRASP2K（多構成Dirac-Fock）原子構造コードの両方を使用して、CsIV-CsVIの結合-結合遷移の振動子強度を計算しました。.logN(Cs)/N(He)=-5.45(0.35)のセシウム存在量を決定しました。これは、質量分率logX(Cs)=-3.95(0.35)で表すこともできます。
コロナ電流の光球痕跡
フレアとコロナ質量放出は、コロナ電流に蓄えられた磁気エネルギーによって駆動されます。ここでは、光球ベクトルマグネトグラムでこれらの電流の発現を研究することにより、観測されたモデル活動領域(AR)におけるコロナ電流の性質を調査します。太陽物理学の文献に最近導入されたガウスの分離法を使用して、光球場を3つの異なる成分に分割します。それぞれが別々のソースから発生します:(i)光球を通過する電流、(ii)その下を流れる電流、および(iii)その上を流れる電流。構成要素(iii)をコロナ電流の光球痕跡と呼びます。AR10930とAR11158の両方で、光球のインプリントは、AR12673での最近の発見と同様に、これらのPILの上を水平に流れるコロナ電流と一致する、これらの領域の中央のせん断極性反転線(PIL)に沿って大規模で空間的にコヒーレントな構造を示します。シュックらによって。(2022)。同様の光球の痕跡が、既知の電流を持つ非潜在的なARの単純なモデルで見つかります。AR11158の光球痕跡のフレアに関連した変化は、近PILフィールドがより水平になり、「爆縮」シナリオと一致するという以前の報告と一致することがわかりました。この進化は、全体的な意味で、電流を運ぶコロナフィールドを効果的に短縮し、コロナフィールドの誘導エネルギー(DIE)の減少につながると仮定します。さらに、フレアの数時間前に、コロナフィールドの一部がゆっくりと拡大し、コロナインフレーション(CI)と見なされるプロセスであるという仮説を立てています。これは本質的に内破プロセスの逆です。これらの仮説は両方とも、可能性のないコロナ領域外挿で検証可能です。
白色矮星連星は共通のエンベロープ効率 $\alpha \sim 1/3$ を示唆している
共通エンベロープ(CE)の進化は、短周期の連星とそれに関連する天体物理イベントを作成する上で重要ですが、そのような連星の形成履歴の逆モデリングによって制約を受ける可能性があります。低質量のプライマリ(7つの食の二重WD、2つの非食の二重WD、1つのWD-褐色矮星)を持つ十分に制約された白色矮星(WD)連星のサンプルの分析を通じて、CEのエネルギー効率$\alpha_{\rm{CE}}$水素エンベロープを解放するのに必要です。HeコアWDモデルとCOコアWDモデルのグリッドを使用して、各プライマリWDの半径と温度に一致する質量と冷却年代を決定します。重力波駆動の軌道崩壊を想定して、CE後の軌道期間に関連する範囲を計算します。WDモデルを赤色巨星前駆星のグリッドにマッピングすることにより、CE進化が開始される時点での全エンベロープ結合エネルギーと可能な軌道周期を決定し、それによって$\alpha_{\rmCE}$を制約します。前駆細胞が0.9～2.0$M_\odot$のHeコアWDを想定すると、$\alpha_{\rmCE}\!\シム\!0.2-0.4$は、モデル化する各システムと一致しています。$\alpha_{\rm{CE}}$の大幅に高い値は、より高い質量の前駆細胞とCOコアWDに必要であるため、これらのシナリオはありそうにないと見なされます。私たちの値は、CE後のWDバイナリの以前の研究とほぼ一致しており、HeコアWDを生成するCEイベントのエンベロープ排出効率がほぼ一定で低いことを示唆しています。
縮約ホーンデスク理論における重力波の確率的背景
| Title |
Gravitational_wave_stochastic_background_in_reduced_Horndeski_theories |
| Authors |
Jo\~ao_C._Lobato,_Isabela_S._Matos,_Maur\'icio_O._Calv\~ao,_Ioav_Waga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01405 |
重力波(GW)が光の速度で移動する、2つの干渉計によって検出された個々の信号間の相関として測定された、統計的に均一で非偏光の確率的重力波背景(SGWB)信号の表現である、縮約されたホーンデスクの重力理論に一般化します。任意の構成で。また、修正された理論における宇宙論的距離に関する文献に見られるいくつかの結果、つまり、GW信号の双対性距離関係の同時妥当性、およびエネルギー束に基づく重力波光度距離と推定される距離との一致についても説明します。波の振幅から。この議論により、天体物理学的SGWB信号の単位立体角あたりのスペクトルエネルギー密度は、一般相対性理論(GR)と同じように、各発光源の光度と同じ関数依存性を持つと結論付けることができます。GWエネルギー運動量テンソルの一般化された表現とテンソルモードの修正伝搬法則を使用して、SGWBのエネルギー密度は、修正理論が一定時間の与えられた超曲面におけるGR。ただし、検出された信号とスペクトルエネルギー密度の関係は、グローバルファクター$G_4(\varphi(t_0))$によって変化するため、修正重力理論のプローブとして役立つ可能性があります。
重力波検出のための深層残差ネットワーク
| Title |
Deep_Residual_Networks_for_Gravitational_Wave_Detection |
| Authors |
Paraskevi_Nousi,_Alexandra_E._Koloniari,_Nikolaos_Passalis,_Panagiotis_Iosif,_Nikolaos_Stergioulas,_Anastasios_Tefas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01520 |
従来、重力波は、ウェーブレットに基づく整合フィルター処理やモデル化されていない検索などの手法で検出されます。ただし、整列していないスピンを持つ一般的なブラックホールバイナリの場合、パラメーター空間全体を調査したい場合、一致したフィルター処理は非現実的になり、重力波検索の感度と計算効率に厳しい制限が設定されます。ここでは、機械学習アルゴリズムの新しい組み合わせを使用して、特定の設定で従来の手法を超える敏感な距離に到達します。さらに、計算コストは、整合フィルタリングの計算コストのほんの一部です。主な構成要素は、信号対雑音比の経験的関係に基づく、54層の深層残差ネットワーク(ResNet)、深層適応入力正規化(DAIN)、動的データセット拡張、およびカリキュラム学習です。アルゴリズムの感度を、実際のLIGOO3aノイズサンプルにおける整列していないバイナリブラックホールの合体の多数の注入された波形からなるデータセットで、2つの従来のアルゴリズムと比較します。私たちの機械学習アルゴリズムは、天体物理学的に興味深いパラメーター空間のかなりの部分における重力波イベントの今後の迅速なオンライン検索で使用できます。コード、AResGW、および詳細な結果をhttps://github.com/vivinousi/gw-detection-deep-learningで公開しています。
スーパーストリングに着想を得たインフレーションのスタロビンスキー モデルへの量子補正について
| Title |
On_the_superstring-inspired_quantum_correction_to_the_Starobinsky_model_of_inflation |
| Authors |
Sergei_V._Ketov,_Ekaterina_O._Pozdeeva_and_Sergey_Yu._Vernov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01546 |
スーパーストリング/M理論は、実行可能なインフレーションモデルにUV補完を提供できる量子重力の理論です。超弦理論に触発された主要な量子補正として提案されたベルロビンソンテンソル$T^{\mu\nu\lambda\rho}$二乗項を追加して、スタロビンスキーインフレーションモデルを修正します。検討中の$(R+\frac{1}{6m^2}R^2-\frac{\beta}{8m^6}T^2)$モデルには2つのパラメーターがあります:インフレトン質量$m$と文字列-触発された正のパラメーター$\beta$。フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー宇宙の運動方程式を導出し、その解を調べます。パラメーター$\beta$の値の物理的限界を見つけるには、ゴーストが存在しないこと、および導出されたインフレ観測量と宇宙マイクロ波背景放射の測定値との整合性を要求します。
不均一な背景を伝搬する重力波の粘性減衰
| Title |
Viscous_attenuation_of_gravitational_waves_propagating_through_an_inhomogeneous_background |
| Authors |
Shashank_Shekhar_Pandey,_Arnab_Sarkar,_Amna_Ali_and_A._S._Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01652 |
後期宇宙における構造の存在下での重力波の伝播を考慮し、宇宙流体は粘性であるとも考えています。この作業では、宇宙流体の不均一性と粘性が、重力波の発生源に関連する観測量に及ぼす累積的な影響を調査します。逆反応フレームワークでブッチャートの平均化手順を採用して、不均一な時空のモデルを検討します。修正された赤方偏移対距離の関係を使用して、モデルのコンテキストでの平均化プロセスを通じて、モデルパラメーターのさまざまな組み合わせについて、観測された重力波振幅の赤方偏移依存部分の変動を調べ、同時に重力の減衰を考慮します。宇宙流体の粘性による波の振幅。次に、粘性減衰を考慮して、観測された重力波振幅の赤方偏移に依存する部分の変動に生じる違いを調べます。選択した粘性係数の値に応じて、解析に粘性減衰を含めた後に大きな偏差があることを示します。私たちの結果は、不均一な宇宙のモデル内で、重力波のコンパクトバイナリソースのパラメーターの正確な測定に対する粘性の影響の重要性を示しています。
| Title |
A_seesaw_model_for_large_neutrino_masses_in_concordance_with_cosmology |
| Authors |
Miguel_Escudero,_Thomas_Schwetz,_Jorge_Terol-Calvo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01729 |
ニュートリノ質量の合計に対する宇宙論的制約は、活性ニュートリノの数密度が標準シナリオと比較して減少する場合に緩和でき、同時にニュートリノ種の有効数$N_{\rmeff}\approx3$を維持します。暗放射線の新しい成分を導入することによって。このアイデアを実現するために、シーソーメカニズムを介してニュートリノ質量を同時に提供するUV完全モデルについて説明します。これは、ダークセクターの$U(1)$対称性に基づいており、ゲージまたはグローバルのいずれかです。重いシーソーニュートリノに加えて、暗放射を提供する質量のない無菌ニュートリノの$\mathcal{O}(10)$世代を導入する必要があります。次に、KATRIN実験の感度範囲で、$\summ_\nu\sim1$eVのアクティブなニュートリノ質量に対応できます。モデルの現象論について議論し、許容されるパラメーター空間を特定します。モデルのゲージバージョンが好ましいと主張します。この場合、モデルの典型的なエネルギースケールは10MeVから数GeVの範囲です。
| Title |
Scalarization |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Fethi_M._Ramazano\u{g}lu,_Hector_O._Silva,_Thomas_P._Sotiriou,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01766 |
スカラー化は、中性子星やブラックホールなどの強力な自己重力体にスカラーフィールド構成を付与するメカニズムです。スカラー構成は、コンパクトなオブジェクトを特徴付ける特定の量(コンパクトさやスピンなど)がしきい値を超えた場合にのみ現れるという点で、相転移に似ています。メカニズム自体、それを示す理論、中性子星、ブラックホール、およびそれらの連星におけるその発現、他の分野への潜在的な拡張、および将来の展望に関する徹底的な議論を含む、スカラー化の批判的かつ包括的なレビューを提供します。
パンデミックの時代における天文サマーキャンプの再定義: IAYC の 50 年の歴史からの脱却
| Title |
Redefining_Astronomy_Summer_Camps_in_the_Age_of_the_Pandemic:_a_Break_from_the_IAYC's_50-Year_History |
| Authors |
Eva-Maria_Ahrer_(1_and_2),_Melanie_Archipley_(1_and_3),_Hannah_S._Dalgleish_(1_and_4),_Daniel_J._Mortimer_(1_and_5)_((1)_International_Workshop_for_Astronomy_e.V.,_(2)_University_of_Warwick,_(3)_University_of_Illinois_Urbana-Champaign,_(4)_University_of_Namibia,_(5)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01767 |
InternationalAstronomicalYouthCamp(IAYC)は50年の歴史を持つサマーキャンプで、参加者は天文学プロジェクトに個別に取り組みます。進行中のCOVID-19パンデミックにより、2020年と2021年のIAYCの分割払いは、キャンプの歴史の中で初めてキャンセルされました。eIAYCと呼ばれるオンライン形式が確立され、次の3種類の活動で構成されています。(2)小規模な独立研究プロジェクト。(3)さまざまな社会活動を含む天文以外のプログラム。ここでは、IAYCの使命を推進するために、対面キャンプをオンラインの代替手段に適応させた経験を紹介します。組織の課題、オンラインエンゲージメントの経験、2020年のeIAYCが今年のeIAYCの計画にどのように情報を提供したかについて説明します。
強重力下でのフレームドラッグの観測的特徴
| Title |
Observational_Signatures_of_Frame_Dragging_in_Strong_Gravity |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Daniel_C._M._Palumbo,_Ramesh_Narayan,_Freek_Roelofs,_Razieh_Emami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01810 |
回転する大質量体の存在下で周回するオブジェクトは、Lense-Thirring効果として知られる重力磁気フレーム引きずり効果を経験します。これは、弱磁場限界で実験的に確認されています。回転するブラックホールの地平線近くの強磁場限界では、フレームの引きずりが極端になり、すべてのオブジェクトがブラックホールの角運動量と共回転しなければならなくなります。この作業では、一般的な相対論的数値シミュレーションを実行して、落下するガスが降着しているときに回転方向を強制的に反転させたときに現れる強磁場限界でのフレームドラッグの観察可能なシグネチャを特定します。全強度画像では、接線速度の切り替えにより、落下するストリームが「S」字型の特徴を示します。直線偏波では、半径の関数としての空間的に分解された分極目盛りの利き手のフリップは、ドラッグされたプラズマでの磁束の凍結により発生する磁場ジオメトリの遷移をエンコードします。イベントホライズンテレスコープのコラボレーションは、世界中の望遠鏡のネットワークを使用して、イベントホライズンスケールでブラックホールを直接画像化できることを実証しました。この研究で説明されている現象は、次世代のイベントホライズンテレスコープ（ngEHT）およびアレイの空間への拡張にアクセスできることを示しています。これにより、より高い空間解像度とダイナミックレンジを備えたイベントホライズンスケールで空間的に分解された画像が生成されます。
超軽量暗黒物質は、原子マルチグラディオメトリを使用してサブ Hz フロンティアで検索します
単一光子原子勾配測定法は、超軽量スカラー暗黒物質(ULDM)によって引き起こされる原子遷移エネルギーの振動を検索するために使用できる強力な実験手法です。サブHz領域では、バックグラウンドは重力勾配ノイズ(GGN)によって支配されると予想されます。これは、実験周辺の質量変動の結果として発生します。この作業では、GGNを表面レイリー波としてモデル化し、1mHzと1Hzの間の周波数ウィンドウでGGNを一貫して垂直原子勾配計の感度推定値に折り畳む尤度ベースの分析を構築します。特定の地質環境では、同じベースラインにある3つ以上の原子干渉計で構成されるマルチグラジオメータ構成を操作すると、GGNを大幅に軽減できることを示します。AIONやMAGIS-100の将来のバージョンなどのマルチグラジオメータ実験では、既存の実験では除外されていないサブHzレジームのスカラーULDMパラメータ空間の領域を調べる可能性があります。
コンパクト連星を回転させるための拡張位相空間法におけるさまざまな補正マップの性能
| Title |
Performance_of_different_correction_maps_in_the_extended_phase-space_method_for_spinning_compact_binaries |
| Authors |
Junjie_Luo,_Jie_Feng,_Hong-Hao_Zhang,_and_Weipeng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01880 |
LIGO/VIRGOチームによる重力波の最初の検出以来、関連する研究分野はより注目を集めています。広帯域レーザー干渉計の重力波源の1つとして、スピニングコンパクト連星系は、関連する研究者によって広く研究されてきました。整合フィルタリング技術を使用して重力波信号を分析するには、信頼性の高い数値アルゴリズムが必要です。ポストニュートン(PN)天体力学における回転コンパクト連星系は、不可分なハミルトニアンを持っています。拡張位相空間アルゴリズムは、このシステムの問題に対する効果的なソリューションです。以前の研究で拡張位相空間法の補正マップを開発しました。これにより、運動量スケール係数のみで方法の精度と安定性が大幅に向上します。この論文では、運動定数の誤差を最小限に抑えるために、数値解を修正するためにさらにスケール係数を追加します。ただし、これらの補正マップは、カオス軌道のハミルトニアンの部分項に大きなエネルギーバイアスをもたらし、そのポテンシャルや運動エネルギーなどが不正確に計算されることがわかります。ハミルトニアンの部分項のエネルギーバイアスを減らす新しい補正マップを開発します。これにより、代わりに数値解の精度が向上し、他のアルゴリズムで多様体補正を適用するための新しいアイデアも提供されます。
回転するブラック ホールの周りの自己相互作用アクシオン凝縮体の進化に対する複数のモードの影響
| Title |
Impact_of_multiple_modes_on_the_evolution_of_self-interacting_axion_condensate_around_rotating_black_holes |
| Authors |
Hidetoshi_Omiya,_Takuya_Takahashi,_Takahiro_Tanaka,_Hirotaka_Yoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.01949 |
アクシオンなどの超軽量粒子は、超放射不安定性によって、高度に回転するブラックホールの周りに巨視的な凝縮体を形成します。その巨視的な性質のために、凝縮体は重力波観測を通じてアクシオンを検出する可能性を開きます。ただし、実際の検出のためには、凝縮物の正確な進化を知る必要があります。将来の観測のために、凝縮体の進化に対する自己相互作用、特に異なるモード間の相互作用の影響を詳細に数値的に研究します。まず、凝縮体が最小の角量子数から始まる場合に焦点を当てる。この場合、非線形計算を実行し、二次雲が量子ゆらぎで始まったとしても、モード相互作用によって引き起こされる散逸が超放射不安定性を飽和させるのに十分強いことを示します。この結果は、この場合、ボセノバのような爆発現象は起こらないことを示しています。また、凝縮体は、主に2つのモードで構成される準定常状態に落ち着くことが示されました。1つは超放射不安定性が発生する最小の角量子数を持ち、もう1つは隣接するより高い角量子数を持ちます。また、凝縮体がより高い角度量子数の優勢で始まる場合も研究します。モード結合によって引き起こされる散逸プロセスは、小さな重力結合では発生しないことを示します。したがって、この場合はボセノバが発生する可能性があります。
小惑星採掘が世界の株式に与える影響に関する研究
将来の状況では、より多くの資源を求めて、人類は神秘的で明るい星空に向かって行進することを決定し、星間大探査の時代を切り開いた.宇宙条約によれば、天体の探査は、地球規模の平等を促進し、すべての国に利益をもたらすことを目的とすべきです。まず、グローバルな株式を定義し、それを測定する統合株式指数(UEI)モデルを設定しました。より相関性の高い要因をマージし、最終的に6つの要素を取得し、エントロピー法(TEM)を使用して、さまざまな国でのこれらの要素の分散を見つけます。次に、主成分分析(PCA)を使用して分散の次元を減らし、スキャンダル化されたインデックスを使用してグローバルな株式を取得します。第二に、小惑星採掘で未来をシミュレートし、統一株式指数(UEI)への影響を評価しました。次に、採掘可能な小惑星を、採掘の難しさと価値が異なる3つのクラスに分類し、民間企業、国内および国際機関を含む28の採掘事業体を特定しました。2025年から2085年の間に採掘された鉱物の価値の変化を決定するために、小惑星のクラス、採掘能力、および採掘規模の変化を考慮しました。採掘の産出額を、割り当てマトリックスを介して鉱物取引額に変換します。グレイリレーショナル分析(GRA)に基づく。最後に、条件を変更することによって、小惑星採掘の将来の3つの可能なバージョンを提示しました。小惑星採掘による地球規模の公平性の将来の傾向の変化に対応する2つのセットのポリシーを提案します。これらのポリシーの個別の効果と組み合わせた効果をテストしたところ、それらが肯定的であり、モデルの有効性を強力にサポートしていることがわかりました。
LHAASO の 18 TeV GRB221009A 光子のニュートリノ起源
LHAASOの共同研究では、最新のガンマ線バースト(GRB)であるGRB221009Aから10TeVを超えるエネルギーを持つ光子が検出されました。このイベントの赤方偏移$z\sim0.15$を考えると、そのようなエネルギーの光子は、地球に到達するかなり前に、拡散銀河系外背景光(EBL)と相互作用すると予想されます。この論文では、LHAASOによって報告された最もエネルギーの高い18TeVイベントのニュートリノ関連の説明を初めて提供します。最小限の実行可能なシナリオには、軽いニュートリノと無菌ニュートリノ間の混合と遷移磁気モーメントポータルの両方が含まれることがわかります。無菌ニュートリノの生成は、混合によって効率的に発生しますが、遷移磁気モーメントポータルは、非光子最終状態への混合によるツリーレベルの崩壊が抑制されるパラメーター空間の減衰率を支配します。この出来事に関する私たちの説明は、地球上の制約と一致している一方で、非標準的な宇宙論を指摘しています。
