インフレーション磁気発生における非等角結合関数の選択における課題の回避
| Title |
Circumventing_the_challenges_in_the_choice_of_the_non-conformal_coupling_function_in_inflationary_magnetogenesis |
| Authors |
Sagarika_Tripathy,_Debika_Chowdhury,_H._V._Ragavendra,_Rajeev_Kumar_Jain,_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05834 |
[要約]よく知られているように、インフレーション中に観測された振幅の磁場を生成するためには、電磁場の共形不変をインフレトンまたはスカラー曲率のいずれかに結合することによって破る必要があります。スカラー曲率へのカップリングは、スローロールインフレーションでも特定の課題をもたらし、インフレトンへのカップリングを考慮することが望ましいと思われます。スローロールインフレーションでは、適切な強度のほぼスケール不変の磁場を生成するには、インフレーションへの非共形結合を、目前のインフレーションモデルに応じて特に選択する必要があることを示すことができます。最近の研究では、スカラーパワースペクトルの強い特徴につながるスローロールインフレーションからの急激な逸脱が発生すると、電磁場のスペクトルに必然的に鋭い特徴が生じることを発見しました。非常に微調整。特に、超スローロールインフレーションのエポックが発生した場合、大規模な磁場の強度が大幅に抑制される可能性があることを発見しました。この作業では、これらの課題が2つのフィールドを含むインフレのモデルで回避できるかどうかを調べます。追加のスカラー場の存在により、超低速ロールインフレーションの中間エポックが発生した場合でも、必要な強度の磁場につながる結合関数を構築できることを示します。しかし、スローロールインフレーションからの逸脱によって誘導される磁場のスペクトルの特徴を完全に解決することはできないことがわかりました。コードMagCAMBを使用して、宇宙マイクロ波背景放射の異方性に対する磁場の影響を計算し、特徴を持つスペクトルが現在の制約と広く一致しているかどうかを調べます。
SRGミッションの文脈における崩壊する無菌ニュートリノ暗黒物質の相関分析
| Title |
Correlation_Analysis_of_Decaying_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_in_the_Context_of_the_SRG_Mission |
| Authors |
V._V._Barinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05919 |
暗黒物質の崩壊の痕跡と銀河の空間分布に関連するさまざまなシグネチャの相関分析を提供します。これらは、現在および将来の観測と宇宙論的制約のコンテキストで重要な役割を果たします。Spectr-Roentegn-Gamma(SRG)ミッションのコンテキストで観測を分析する際に、ステライルニュートリノを崩壊させるために取得できる制約に注意が払われます。eROSITA望遠鏡とART-XC望遠鏡の両方で取得できるこれらのシグネチャの相関スペクトルを調べ、多重極近似の適用可能性を調査します。
XMASS-I の完全なデータセットを使用した暗黒物質の直接検索
| Title |
Direct_dark_matter_searches_with_the_full_data_set_of_XMASS-I |
| Authors |
XMASS_Collaboration_:_K._Abe,_K._Hiraide,_N._Kato,_S._Moriyama,_M._Nakahata,_K._Sato,_H._Sekiya,_T._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_B._S._Yang,_N._Y._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._Itow,_K._Martens,_A._Mason,_M._Yamashita,_K._Miuchi,_Y._Takeuchi,_K._B._Lee,_M._K._Lee,_Y._Fukuda,_H._Ogawa,_K._Ichimura,_Y._Kishimoto,_K._Nishijima,_K._Fushimi,_B._D._Xu,_K._Kobayashi,_S._Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06204 |
この論文では、単相液体キセノン検出器であるXMASS-Iの完全なデータセットを使用したさまざまなWIMP暗黒物質探索について報告しています。安定したXMASS-Iデータは、2013年11月20日から2019年2月1日までの合計ライブ時間1590.9日間、分析しきい値${\rm1.0\,keV_{ee}}$を取得しました。${\rm0.5\,keV_{ee}}$の低い分析しきい値を取るデータの後半では、新しい低しきい値トリガーによっても利用可能でした。検出器の97~kgの基準体積でWIMP信号を検索すると、${\rm1.4\times10^{-44}\,cm^{2}}$のWIMP核子散乱断面積の限界が得られました。{\rm60\,GeV/c^{2}}90$\%$の信頼水準で$WIMP。また、832kgの液体キセノンを含む、検出器のターゲットボリューム全体で、WIMPによって誘発された年間変調シグネチャを検索しました。${\rm8\,GeV/c^{2}}$WIMPの核反動の場合、この解析では、${\rm2.3\times10^{-42}\,cmの90\%CL断面積限界が得られました。^{2}}$。${\rm0.5\,GeV/c^{2}}$のWIMP質量で、ミグダル効果と制動放射の特徴が評価され、${\rm1.4\times10^{-35}\,cm^{2}}$と${\rm1.1\times10^{-33}\,cm^{2}}$です。
z~16 で Pop III が生成したダスト スクリーン
代替宇宙論モデルの探索は、LCDMの予測と、低赤方偏移と高赤方偏移で測定されたH_0の値の不一致など、常に改善されている観測との間の不一致の増大によって主に動機付けられています。特に、R_h=ctユニバースとして知られる1つのモデルは、すべての矛盾を軽減または除去することに非常に成功しています。ただし、この図では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性は、z~1080の再結合帯の変動ではなく、赤方偏移z~16で発生したと考えられます。ここで、初期宇宙で作成されたCMBに続いて、PopIIIで生成されたダストスクリーンを介した散乱が、現在のデータではまだ除外できないことを示します。実際、プランクの測定値は、CMBパワースペクトルに約2～4%の周波数依存性があることを示唆しています。これは、ダストを介した光学的深さの変化として当然説明されますが、トムソン散乱が優勢な再結合環境ではありません。今後の測定では、たとえば、z~1080での再結合線の検出を介して、これら2つのシナリオを簡単に区別できるはずです。これにより、ダスト再処理のアイデアが完全に排除されます。
教師なしマルチ ハロー フィールド測定による TRGB (CAT) の比較分析: コントラストが重要
| Title |
Comparative_Analysis_of_TRGBs_(CATs)_from_Unsupervised,_Multi-Halo-Field_Measurements:_Contrast_is_Key |
| Authors |
J._Wu,_D._Scolnic,_A._G._Riess,_G._S._Anand,_R._Beaton,_S._Casertano,_X._Ke_and_S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06354 |
赤色巨星枝の先端(TRGB)は、赤色巨星の進化段階の終わりによる巨枝に沿った色等級図(CMD)の明らかな不連続であり、局所宇宙の距離を測定するために使用されます。実際には、先端はしばしばあいまいであり、エッジ検出応答(EDR)によるその位置特定は、ケースバイケースで適用されるいくつかの方法に依存します。確認バイアスを回避しながら、単一のホストフィールドのみを使用して、個々の選択が距離推定にどのように影響するかを評価することは困難です。標準化されたアプローチを考案するために、GHOSTSによって得られた高い信号対雑音比の恒星測光法を使用して、銀河ごとに複数のハローフィールド、単一ホストに対して最大11フィールド、および10銀河にわたって50フィールドにおけるTRGBの教師なしアルゴリズム解析を比較します。ハッブル宇宙望遠鏡で調査。最初に、星形成領域を除去するための空間フィルタリング、光度関数の平滑化と重み付け、色によるRGBの選択、可能性のあるRGB星の数とチップの上と下の星の比率($R$)。チップ「コントラスト」と呼ばれる$R$が、EDR測定の品質の最も重要な指標であることがわかります。フィールド間のEDR再現性は、$R=4$から7の場合、それぞれ0.3magから$\leq$0.05magまで変化しますが、フィールドの半分未満がより高い品質に達することがわかります。さらに、モデルに基づく恒星集団の年齢/金属量によって変化する$R$は、先端の大きさ(および低い内部絶滅を考慮した後)と相関することがわかります。つまり、傾きと先端のコントラストの関係です。$-0.023\pm0.0046$mag/ratio、TRGBの標準化を改善する$\sim5\sigma$の結果。堅牢な距離はしご測定のためのラング全体で一貫したTRGB標準化の価値について説明します。
| Title |
Probing_Axions_through_Tomography_of_Anisotropic_Cosmic_Birefringence |
| Authors |
Alessandro_Greco_(Physics_and_Astronomy_Dept._and_INFN,_Padova,_ITALY),_Nicola_Bartolo_(Physics_and_Astronomy_Dept._and_INFN_and_INAF,_Padova,_ITALY),_Alessandro_Gruppuso_(INAF_and_INFN,_Bologna,_ITALY,_and_Physics_and_Earth_Science_Dept.,_Ferrara,_ITALY) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06380 |
宇宙複屈折は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の光子が経験する線形偏光面の真空中の回転であり、理論的に十分に動機付けられたマクスウェル電磁気のパリティ違反拡張が考慮されます。このような回転をパラメータ化する角度が光子の方向に依存する場合、この現象は異方性宇宙複屈折(ACB)と呼ばれます。この論文では、再結合エポックと再イオン化エポックの両方で放出される光子を考慮することにより、ACBのトモグラフィー処理を初めて実行します。これにより、等方性の場合に関して、宇宙複屈折の物理的ソースに関する追加の補完的な情報を抽出できます。ここでは、分析的および数値的アプローチ(CLASSコードの修正を含む)を使用して、電磁セクターとの結合がそのような現象を誘発するアクシオンのような場$\chi$のケースに焦点を当てます。宇宙複屈折の異方性成分が独特の挙動を示すことがわかります。アクシオン質量の増加は異方性振幅の増強を意味し、純粋に等方性の場合に対してより広い範囲の質量を調べることができます。さらに、大きな角度スケールでは、ACBへの再イオン化と再結合の寄与の間の相互作用がアクシオンの質量に敏感であることを示しています。宇宙複屈折へのアプローチは、このアクシオンのような場の特性を調査するための有望なツールです。
機械学習を使用して物質伝達関数 $T(k)$ を圧縮する
| Title |
Using_machine_learning_to_compress_the_matter_transfer_function_$T(k)$ |
| Authors |
J._Bayron_Orjuela-Quintana_and_Savvas_Nesseris_and_Wilmar_Cardona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06393 |
線形物質のパワースペクトル$P(k,z)$は、宇宙論における理論と大規模な構造観測を結び付けます。そのスケール依存性は物質伝達関数$T(k)$に完全にエンコードされており、ボルツマンソルバーによって数値的に計算できます。また、よく知られているBardeen-Bond-Kaiserなどのフィッティング関数を使用して半解析的に計算することもできます。-Szalay(BBKS)およびEisenstein-Hu(EH)式。ただし、BBKSとEHの両方の式には、いくつかの重大な欠点があります。一方では、BBKSは単純な式ですが、精度は$10\%$までしかありません。これは、今後の調査の$1\%$精度目標をはるかに上回っています。一方、EHは今後の実験で必要とされるほど正確ですが、かなり長く複雑な式です。ここでは、特定の機械学習手法である遺伝的アルゴリズム(GA)を使用して、伝達関数$T(k)$のシンプルで正確なフィッティング式を導き出します。大質量ニュートリノの影響も考慮すると、式はEH式よりわずかに改善されますが、比較すると著しく短くなります。
急速に回転する惑星や恒星では、津波が対流渦とどのように相互作用するのでしょうか?
| Title |
How_do_tidal_waves_interact_with_convective_vortices_in_rapidly-rotating_planets_and_stars? |
| Authors |
Virgile_Dandoy,_Junho_Park,_Kyle_Augustson,_Aur\'elie_Astoul,_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05900 |
惑星および星の対流領域における潮汐慣性波の消散は、星-惑星/惑星-月システムの進化を促進する重要なメカニズムの1つです。この文脈では、潮汐慣性波と乱流対流の間の相互作用は、現実的かつ堅牢な方法でモデル化する必要があります。最先端のシミュレーションでは、津波の対流によって適用される摩擦は、ほとんどの場合、有効な渦粘性によってモデル化されます。このアプローチは、対流渦の特徴的な長さスケールが津波のものよりも小さい場合に有効である可能性があります。しかし、木星や土星の極で観測されたような、潜在的に安定した大規模な渦と津波が相互作用する場合、それは非常に疑わしいものになります。それらは、コリオリ加速度が回転軸の方向に沿って柱状渦構造の流れを形成する、急速に回転する物体の対流によって引き起こされる可能性があります。この論文では、潮汐慣性波と柱状対流渦の間の複雑な相互作用を調査します。対流柱状渦の準地衡半解析モデルを使用します。線形安定性解析(LSA)を実行して不安定な体制を特定し、対流渦と入ってくる潮汐慣性波の間の相互作用の線形数値シミュレーションを行います。不安定な体制では、入ってくる潮慣性波が渦の最も不安定なモードを引き起こし、乱流散逸につながることを確認します。安定した渦の場合、波と渦の相互作用により運動量の混合が発生し、渦コアの周りに低速領域が作成され、遠方場で放射する進行波の形で新しい波のような摂動が作成されます。この二次波の放出は、入射波の波長が渦の特徴的なサイズに近い場合に最も強くなります。
宇宙水素と氷の損失線
系外惑星の質量半径図における全体的な平衡温度依存傾向を説明し、水素と関連する揮発性物質の脱出メカニズムと、水素分子(H$_2$)が原子状水素(H）。質量半径図で2つの宇宙水素氷損失線(CHILL)を識別します。ガス円盤は1,000万年で分散することがよく知られています。ただし、ガスが豊富な惑星は、はるかに長い時間スケールで一部またはほとんどすべてのガスを失う可能性があります。したがって、水素ガスが優勢な星雲円盤から生まれたほとんどの惑星は、始原的なH$_2$エンベロープを持つことから始まるという仮説を立てています。このエンベロープは、主星からの放射によって引き起こされる脱出プロセスにより、徐々に失われます。
太陽系外惑星分光法の究極の限界: 量子アプローチ
太陽系外惑星科学における大きな課題の1つは、太陽系外惑星の大気構造を決定し、別の世界での生化学的プロセスの存在を示唆するバイオシグネチャーを見つけることです。私たちが検出しようとしているバイオマーカーは、酸素やメタンなどの系外惑星大気中のガスであり、可視および近赤外スペクトルに深い吸収特性があります。ここでは、はるかに明るい恒星源の存在下での暗い源について、スペクトル吸収線の有無を決定するための究極の量子限界を確立します。対称仮説検定と非対称仮説検定の両方のフレームワークで、関連するエラー指数を特徴付けます。空間デマルチプレックスに基づく構造化された測定により、惑星からの光を分離し、究極の量子限界を達成できることがわかりました。惑星が星に対して$\epsilon\ll1$の強度を持っている場合、このアプローチが直接分光法よりも大幅に優れていることを示し、係数$1/\epsilon$による誤差指数の改善をもたらします。干渉計技術とスペクトル解析を組み合わせた最適な測定を見つけます。
TRAPPIST-1 への適用による恒星フレアによる岩石系外惑星の内部加熱
| Title |
Interior_heating_of_rocky_exoplanets_from_stellar_flares_with_application_to_TRAPPIST-1 |
| Authors |
Alexander_Grayver,_Dan_J._Bower,_Joachim_Saur,_Caroline_Dorn_and_Brett_M._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06140 |
ハビタブルゾーンに惑星があるさまざまなスペクトルタイプの多くの星は、フレアを放出することが知られています。これまで、恒星フレアとそれに関連するコロナ質量放出(CME)の長期的な影響に対処する研究では、惑星の内部は惑星間CMEの影響を受けず、惑星の大気に対するプラズマ/UV相互作用の影響のみを考慮していると想定されていました。ここでは、フレアに関連するCMEによって運ばれる磁束が、オーム散逸による惑星の内部加熱をもたらし、さまざまな内部-外部相互作用につながることを示します。この効果を研究するための物理モデルを構築し、ケプラー観測によってフレア活動が制限されているTRAPPIST-1星に適用します。私たちのモデルは、入力パラメーターの不確実性と変動性を考慮して、確率論的に提示されています。特に最も内側の惑星の場合、我々の結果は、ケイ酸塩マントルで放散される熱が、地質学的プロセスを駆動するのに十分な大きさと寿命の両方を持ち、その結果、TRAPPIST-1惑星の火山活動とガス放出を促進することを示唆しています。さらに、私たちのモデルは、ジュール加熱が、固有磁場を持たない惑星と比較して、固有磁場を持つ惑星でさらに強化される可能性があると予測しています。関連する火山活動とガス放出は、継続的に大気を補充し、それによってフレアとCMEの直接的な影響によって引き起こされる大気の侵食を緩和する可能性があります。大気モデルと地球物理モデルの一貫性を維持するために、恒星フレアとCMEが近接する系外惑星系の大気に与える影響を、惑星内部への影響と併せて研究する必要があります。
タイプIの移行のコンテキストでのモーション共鳴キャプチャを意味します
| Title |
Mean_motion_resonance_capture_in_the_context_of_type-I_migration |
| Authors |
Kaltrina_Kajtazi,_Antoine_C._Petit_and_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06181 |
平均運動共鳴(MMR)へのキャプチャは、惑星系の最終的なアーキテクチャを形作る重要な動的メカニズムです。惑星の質量や円盤の表面密度などのさまざまな初期パラメーターを使用して、移動中の2つまたは3つの惑星のシステムをシミュレートし、結果として生じる共鳴チェーンを分析します。以前の研究とは対照的に、私たちの結果は、惑星がディスクにギャップを開けない限り、惑星の総質量が最終的なシステム構成にほとんど影響を与えない一方で、ディスクの特性が平均運動共鳴への捕獲に支配的な影響を与えることを示しています。その予測は数値結果と定性的に類似しているため、断熱共鳴捕獲がMMR形成につながる条件を理解するための正しいフレームワークであることを確認します。ただし、偏心減衰により、特定の共振でのキャプチャが容易になることがわかりました。典型的な円盤の状態では、惑星は2:1または3:2のMMRに取り込まれる傾向があり、観測された系外惑星のMMRとよく一致することがわかりました。私たちの結果は、システムの2つのカテゴリを予測します:広い共鳴(2:1または3:2MMR)の均一なチェーンを持つものと、4:3:2チェーンなどの外側のペアよりもコンパクトな内側のペアを持つものです。観測された系外惑星系には、両方のカテゴリーの共鳴鎖が存在します。一方、外側のペアよりも内側のペアが広いチェーンは非常にまれであり、確率的キャプチャから出現します。ここでの私たちの研究は、太陽系外惑星系の現在の構成を原始惑星系円盤内の形成条件にリンクするために使用できます。
SPIRou と TESS で発見され、特徴付けられた TOI-1695 周辺の海王星亜惑星
| Title |
A_sub-Neptune_planet_around_TOI-1695_discovered_and_characterized_with_SPIRou_and_TESS |
| Authors |
F._Kiefer,_G._H\'ebrard,_E._Martioli,_E._Artigau,_R._Doyon,_J.-F._Donati,_C._Cadieux,_A._Carmona,_D._R._Ciardi,_P._I._Cristofari,_L._de_Almeida,_P._Figueira,_E._Gaidos,_E._Gonzales,_A._Lecavelier,_K._G._Stassun,_L._Arnold,_B._Benneke,_I._Boisse,_X._Bonfils,_N._J._Cook,_P._Cort\'es-Zuleta,_X._Delfosse,_J._Dias_do_Nascimento,_M._Fausnaugh,_W._Fong,_P._Fouqu\'e,_T._Forveille,_J._Gomes_da_Silva,_K._Hesse,_\'A._K\'osp\'al,_H._Lewis,_C.-F._Liu,_J._H._C._Martins,_M._Paegert,_S._Seager,_H._Shang,_J._D._Twicken,_T._Vandal,_S._Vinatier,_T._Widemann,_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06205 |
TOI-1695は太陽から45$\,$pcの位置にある北半球のV-mag=13M-dwarf星であり、TESSフォトメトリでスーパーアース候補からの3.134日周期のトランジット信号がその周りに確認された。1.3$\,$mmagの通過深さで、候補TOI-1695.01の半径はTESSパイプラインによって1.82$\,$R$_\oplus$と推定され、平衡温度は$\sim$620$\でした。$K.SPIRou赤外線分光偏光計によるTOI-1695の1年にわたる視線速度モニタリングのおかげで、恒星の反射運動の検出に成功し、それが光度測定トランジット期間と一致する公転期間の惑星伴星によるものであることを立証しました。さまざまな方法を使用して比較し、それらのデータを削減して分析します。惑星信号の5.5-$\sigma$検出を報告し、質量$5.5$$\pm$$1.0\,$M$_\oplus$と半径2.03$\pm$0.18$\,$R$を与える_\oplus$.惑星の平均平衡温度は590$\pm$90$\,$Kとなります。この小さな惑星の平均密度3.6$\pm$1.1$\,$g$\,$cm$^{-3}$は、地球の平均密度に似ています(1.7-$\sigma$低い)。$f_{H,He}$=0.28$^{+0.46}_{-0.23}$%または$f_\text{water}$=23$\午後$12%.TOI-1695$\,$bは、M矮星半径谷の境界にある新しい亜海王星惑星であり、スーパーアース/亜海王星のような惑星の形成シナリオをテストするのに役立ちます。
ケプラーデータを用いた太陽系外衛星回廊内のトランジットタイミング変動の探索
| Title |
A_search_for_transit_timing_variations_within_the_exomoon_corridor_using_Kepler_data |
| Authors |
David_Kipping_and_Daniel_A._Yahalomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06210 |
エクソムーンは、親惑星でトランジットタイミングバリエーション(TTV)を生成し、そのアンダーサンプリングされた性質により、エクソムーンの人口統計に関係なく、そのようなTTVの半分が2～4サイクルの周波数範囲内で現れます。ここでは、公開されているケプラーTTVデータからそのような信号を検索し、一連の有意性とロバスト性のチェックに加えて、候補信号の独立した光度曲線分析を適用します。元の通過時間を使用して、堅牢で重要で高速な($P_{TTV}<4$サイクル)TTV信号を持つ11個の(表向きは)単一惑星を識別します。ただし、これらのうち、元の測光の独立した分析で回収されたのは5つだけであり、そのようなチェックの重要性が強調されています。生き残った信号は、信号の有意性、予測能力、およびエキソムーンとの一貫性を確保するために、追加の3つの統計テストにかけられます。以前にKepler-1513bとして検証されたKOI-3678.01は、すべてのテストに合格した唯一のケースであり、非常に有意な(>20シグマ)TTV信号を示し、周期性、振幅、および形状は、太陽系外衛星によって引き起こされたものと一致しています。私たちの分析によると、この惑星は$8.2_{-0.5}^{+0.7}$$R_{\oplus}$で、後期G型矮星の周りを$0.53_{-0.03}^{+0.04}$AUで周回しています。惑星の質量を予測した後、5Gyrの間、少なくとも0.3$M_{\oplus}$の太陽系外衛星を維持できると予想され、TTV信号は月の質量の0.75月の質量に相当します。したがって、このユニークな信号のフォローアップ観察と動的分析をお勧めしますが、そのようなデータが得られるまで懐疑論に注意してください。
超広角カイパーベルト連星の起源と進化の原動力としての TNO パッセージ
| Title |
Close_TNO_Passages_as_a_Driver_of_the_Origin_and_Evolution_of_Ultra-Wide_Kuiper_Belt_Binaries |
| Authors |
Hunter_M._Campbell_and_Lukas_R._Stone_and_Nathan_A._Kaib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06383 |
古典的なカイパーベルトの動的に冷たい低傾斜部分内には、多くの異常な特性を持つ弱く結合された連星系の集団が存在します。最も注目に値するのは、軌道間隔が非常に広いことです。ヒル半径の7%を超えています。これらの超広角太陽系外縁星連星(TNB)の安定性と進化は、主な進化メカニズムが連星構成要素間の相互作用と太陽系外縁天体(TNO)への影響であるという仮定の下で、過去に広く研究されてきました。ここでは、代わりに、近くを通過するが影響のないTNOの重力摂動によって駆動される進化を研究します。これらの通路をシミュレートすることにより、数十億年にわたる遭遇の総体的な影響が、カイパーベルトの連星進化に大きな影響を与えることを示しています。このようなプロセスにより、時間の経過とともにタイトなバイナリが大幅に拡大し、既知の最も広いTNBの分離に近づき、時にはそれを超える可能性があります。また、観測されたウルトラワイドTNBの離心率と傾斜角の分布は、そのような拡大された連星からサンプリングできることもわかりました。それらの豊富さを説明するのに十分な幅の広い連星を作成することはできませんが、作成した連星の軌道特性は、既知の広い連星と一致しています。
$z\sim 6$ クエーサーの星形成率は過大評価されていますか?
| Title |
Is_the_star_formation_rate_in_$z\sim_6$_quasars_overestimated? |
| Authors |
Fabio_Di_Mascia,_Stefano_Carniani,_Simona_Gallerani,_Fabio_Vito,_Andrea_Pallottini,_Andrea_Ferrara,_Milena_Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05790 |
$z\sim6$クエーサーで観測された大きな全赤外線(TIR)光度($L_{\rmTIR}\gtrsim10^{12}~L_\odot$)は、一般に高い星形成率($SFR\ホスト銀河のgtrsim10^2~M_\odot$yr$^{-1}$)。ただし、これらの推定は、中心の活動銀河核(AGN)からの寄与を無視して、ダストの加熱が恒星放射によって支配されているという仮定に依存しています。宇宙流体力学シミュレーションと放射伝達計算を組み合わせることにより、この仮定の妥当性をテストします。AGN放射がシミュレーションに含まれている場合、ホスト銀河の質量(光度)で重み付けされたダスト温度は、$T\approx50$K($T\approx70$K)から$T\approx80に増加することがわかります。$K($T\approx200$K)は、AGNがホスト銀河のダストの大部分を効果的に加熱することを示唆しています。標準の$SFR-L_{\rmTIR}$関係を使用して合成スペクトルエネルギー分布からAGNホスト銀河$SFR$を計算し、その結果をシミュレーションの「真の」値と比較します。$L_{\rmbol}\approx10^{12}~L_\odot$($\gtrsim10^{13}~L_\odot$)、これは、$z\sim6$クエーサーの星形成率が1桁以上過大評価される可能性があることを意味します。
CEERS キーペーパー I: JWST による銀河形成の最初の 500 Myr の早期調査
| Title |
CEERS_Key_Paper_I:_An_Early_Look_into_the_First_500_Myr_of_Galaxy_Formation_with_JWST |
| Authors |
Steven_L._Finkelstein,_Micaela_B._Bagley,_Henry_C._Ferguson,_Stephen_M._Wilkins,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Casey_Papovich,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Peter_Behroozi,_Mark_Dickinson,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Rebecca_L._Larson,_Aurelien_Le_Bail,_Alexa_M._Morales,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Denis_Burgarella,_Romeel_Dave,_Michaela_Hirschmann,_Rachel_S._Somerville,_Stijn_Wuyts,_Volker_Bromm,_Caitlin_M._Casey,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Jonathan_P._Gardner,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Taylor_A._Hutchison,_Saurabh_W._Jha,_Shardha_Jogee,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Arianna_S._Long,_Jennifer_M._Lotz,_Laura_Pentericci,_Justin_D._R._Pierel,_Nor_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Russell_E._Ryan_Jr,_Jonathan_R._Trump,_Guang_Yang,_Rachana_Bhatawdekar,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05792 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)調査からの銀河進化の最初の500Myrの調査を提示します。13のJWSTERSプログラムの1つであるCEERSは、いくつかのイメージングおよび分光モードを使用して、z~0.5からz>10までの銀河形成を対象としています。35.5平方分に及ぶCEERSNIRCamイメージングの最初のエポックを利用して、z>9の候補銀河を検索します。高品質の縮小画像を生成するためのいくつかのカスタム手順を実装する詳細なデータ削減プロセスに続いて、堅牢な色と正確な全光束に焦点を当てた7つのNIRCam広帯域および中帯域(および6つのハッブル広帯域)フィルターでマルチバンド測光を実行します。測光赤方偏移を測定し、z~9-16で26の銀河候補のサンプルを識別するための堅牢な選択基準のセットを考案します。これらの天体はコンパクトで、半光半径の中央値は~0.5kpcです。我々はz~11静止系紫外線(UV)光度関数の初期推定値を提示し、M_UV~-20での銀河の数密度がz~9からz~11までほとんど変化しないように見えることを発見した。また、候補の存在量(表面密度[arcmin^-2])がほぼすべての理論的予測を超えていることもわかりました。z>10では、星形成が上部に重い初期質量関数によって支配される可能性があることを含め、潜在的な影響を探ります。星形成物理学も役割を果たしている可能性があります。これらのソースの分光学的確認が緊急に必要とされていますが、私たちの結果は、JWSTに付属するより深いビューにより、これらの結論をさらに調査するための超高赤方偏移銀河の豊富なサンプルが得られることを示唆しています。
FIRE-2宇宙論シミュレーションにおける天の川様銀河の銀河降着イベントの観測可能な特性
| Title |
The_observable_properties_of_galaxy_accretion_events_in_Milky_Way-like_galaxies_in_the_FIRE-2_cosmological_simulations |
| Authors |
Danny_Horta,_Emily_C._Cunningham,_Robyn_E._Sanderson,_Kathryn_V._Johnston,_Nondh_Panithanpaisal,_Arpit_Arora,_Lina_Necib,_Andrew_Wetzel,_Jeremy_Bailin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05799 |
宇宙の$\Lambda$-ColdDarkMatterモデルでは、銀河は衛星系の降着によって部分的に形成されます。これまでの研究で、銀河系の恒星暈に含まれるこれらのプロセスの痕跡の理解が構築されてきました。この作品は、FIRE-2宇宙シミュレーションの\textit{Latte}スイートで7つの天の川のような銀河を使用して、その写真を再訪します。これらのシミュレーションの解像度により、M$_{*}$$\gtrsim$10$\times$$^{7}$M$_{\odot}$を超える衛星からの寄与の比較が可能になり、観測可能な特性の分析が可能になります。完全に自己首尾一貫した宇宙論的文脈で衛星を混乱させました。私たちの結果は、降着の時間と降着した衛星の星の質量が基本的なパラメーターであり、連携して結果の空間分布、軌道エネルギー、および[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]組成を決定することを示しています。そのような合体の恒星の破片$at$$present$$day$。これらのパラメーターは、$z=0$での降着銀河の結果として生じる動的状態も支配し、星のハロー(R$_{\mathrm{GC}}$$\lesssim$30kpc)の内部領域が低質量衛星と高質量衛星の両方からの完全に位相混合された破片が含まれています。さらに、早期に降着した低質量衛星のかなりの部分が、完全に段階的に混合されていない外側のハロー(R$_{\mathrm{GC}}$$>$50kpc)に破片を堆積させることがわかりました。、運動学的調査で識別できることを示します。私たちの結果は、将来の調査で私たちの銀河の外側の暈をますますマッピングできるようになるにつれて、対応するものがあまりにもかすかすぎて、より高い赤方偏移の調査で$in$$situ$見られない、長い間死んでいた矮小銀河の残骸を明らかにする可能性があることを示唆しています。
MaNGA初期型銀河の星集団解析：IMF依存性と系統的影響
| Title |
Stellar_population_analysis_of_MaNGA_early-type_galaxies:_IMF_dependence_and_systematic_effects |
| Authors |
M._Bernardi,_H._Dominguez_Sanchez,_R._K._Sheth,_J._R._Brownstein,_R._R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05800 |
我々は、単純な恒星集団(SSP)パラメーター(年齢、金属量[M/H]、$\alpha$増強[$\alpha$/Fe]、およびIMFの形状)の推定に関連する体系を研究し、関連する$M_*/Lを研究します。MaNGAサーベイにおける銀河の積み重ねられたスペクトルからの楕円低速回転子（E-SR）、高速回転子（E-FR）およびS0の$勾配。これらの体系は、(i)スタッキング時にスペクトルを正規化する方法から生じます。(ii)吸収線強度を推定する前に放出を差し引かなければならない。(iii)スペクトル全体またはいくつかの吸収線のみを適合させる決定。(iv)SSPモデルの違い(等時線、濃縮、IMFなど)。MILES+PadovaSSPモデルは、スタック内のH$_\beta$、$\langle$Fe$\rangle$、TiO$_{\rm2SDSS}$および[MgFe]Lickインデックスに適合し、半光半径$R_e$:(a)中央領域では年齢が若く、[$\alpha$/Fe]値が低くなりますが、[M/H]ではその逆です。(b)IMFは中央で底が重いが、約$R_e/2$を超えてKroupaに近い。(c)これにより、$M_*/L$は、$R_e/2$を超えた領域よりも中央領域で約$2\times$大きくなります。コンロイらのモデル。(2018)同様の[M/H]および[$\alpha$/Fe]プロファイルを返します。年齢と(したがって)$M_*/L$プロファイルは、太陽の存在量とKroupaIMFについても大幅に異なる可能性があります。非太陽存在量とIMFパラメーター化に対する異なる応答は、これらの違いをさらに悪化させます。E-SR、E-FR、S0の間には明確な(モデルに依存しない)違いがあります。年齢が若く、強化されていない[$\alpha$/Fe]値は、E-FRとS0がSSPではないことを示唆していますが、この仮定を緩和する可能性は低いです。推定された$M_*/L$勾配を大幅に変更します。
原子ガスが分子雲に収束する流れを探す
| Title |
Searching_for_converging_flows_of_atomic_gas_onto_a_molecular_cloud |
| Authors |
Mark_Heyer,_Paul_F._Goldsmith,_Robert_Simon,_Rebeca_Aladro,_Oliver_Ricken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05801 |
SOFIAに搭載されたupGREAT機器を使用して、孤立した分子雲からの[CII]微細構造線放出の新しい観測を提示します。これらのデータは、アーカイブCO=1-0およびHI21cm発光スペクトルと共に分析され、分子雲の形成における原子ガス流の収束の役割を調査します。明るい[CII]放射は、マップされた領域全体で検出されます。これは、雲内の新生星によって生成されるUV放射フィールドによって励起される光解離領域に由来する可能性があります。[CII]スペクトルの空間平均により、HI21cmラインが最も明るい速度間隔内で弱い[CII]放出を識別します。これらは、COと明るい[CII]放出の速度に対して4km/sで青方偏移しています。輝度温度、速度分散、およびHI21cm速度との整列は、この[CII]放出成分を星間物質(CNM)の冷たい中性原子ガスに関連付けます。このCNMの特徴は、既存の分子雲の向こう側への降着流であると提案します。質量降水率は3.2x10**{-4}Msun/年です。収束する流れの存在を示す[CII]またはHI21cmスペクトル線に、同等の赤方偏移成分の直接的な証拠はありません。
銀河スケールでの宇宙線効果の単純なサブグリッド モデル
最近の多くの数値研究では、超新星(SNe)または活動銀河核(AGN)からの宇宙線(CR)が銀河形成に重要な役割を果たしている可能性があると主張されています。しかし、明示的なCR磁気流体力学(CR-MHD)は依然として計算コストが高く、磁場や解決されたISM相構造を明示的に扱わないシミュレーションで物理的に意味があるかどうかは明らかではありません。そのため、意図的に非常に単純化されたCRの「サブグリッド」モデルを提示します。このモデルは、銀河系(>kpc)スケールでの近似CR効果を含む、シミュレーションまたは半分析モデルに関心のある人にとって最も重要な主要な定性的な動作を捉えようとします。、ごくわずかな計算オーバーヘッドを課しながら。このモデルは、最近開発された放射フィードバック用のサブグリッドモデルと数値的に類似しており、CR拡散率および/またはストリーミング速度の単純な定数パラメーター化を可能にします。ソースの任意の分布(ブラックホールの降着率、星粒子のSNe率、またはガス/銀河の星形成率に比例)を考慮し、CRが無視できる損失で銀河から逃れる限界と、CRがほとんどの損失を失う限界の間を補間します。それらのエネルギーは、脱出する前に壊滅的に破壊されます（スターバースト銀河などに関連）。数値方程式は、ほとんどのコードで重力と一緒に自明に解かれます。これを明示的なCR-MHDシミュレーションと比較し、(多くの)サブグリッド近似が崩れる場所と、不確実性の主な原因を突き止めるものについて説明します。
ロスコーンシールド
大質量ブラックホール(MBH)の近くをうろつく星は、ブラックホールの潮汐力によって引き裂かれることがあります。多くの波長での広視野調査の出現により、観測される潮汐破壊イベント(TDE)の数が急速に増加し、i)観測されたTDE率が理論上の予測よりも低いこと、およびii)E+A銀河が著しく過剰に存在することが明らかになりました。この過剰表現は、非E+A銀河の観測されたTDEと理論的に予測されたTDEとの間の緊張をさらに悪化させます。古典的なロスコーン理論は、多くの弱い散乱の累積効果に焦点を当てています。ただし、強い散乱は、星が潮汐によって乱される前に分布から星を取り除くことができます。TDEを受けるほとんどの星は、宇宙で最も密度の高い環境である影響範囲内から発生します。そのような環境では、他の場所ではめったに見られない接近遭遇が無視できなくなります。標準的なロスコーン理論を修正して、古典的な2体の相互作用、強い散乱、衝突、潮汐捕獲、および近接遭遇がロスコーンを保護できる条件の研究を考慮に入れます。i)強い散乱やその他の近接遭遇の影響を解析的に導出し、ii)弱い遭遇と強い遭遇の両方を含む時間依存のロスコーンダイナミクスを計算し、iii)強い散乱を伴うフォッカープランク方程式の解析解を導き出します。i)TDE率を最大1桁まで下げることができること、およびii)強力なシールドが深く沈み込む星を優先的に減らすことがわかります。また、強い散乱を考慮に入れると、E+A選好の説明の1つと考えられる恒星の過密度がTDE率を増加させない可能性があることも示しています。
潮汐力に対する球状星団の感受性を伴う暗黒物質欠損銀河の軌跡の銀河衝突誘起形成シナリオのテスト
| Title |
Testing_the_galaxy_collision_induced_formation_scenario_for_the_trail_of_dark_matter_deficient_galaxies_with_the_susceptibility_of_globular_clusters_to_the_tidal_force |
| Authors |
Go_Ogiya,_Frank_C._van_den_Bosch,_Andreas_Burkert,_Xi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05993 |
NGC1052の近くにある2つの暗黒物質欠乏銀河(DMDG)を含む拡散銀河の軌跡は、2つのガスに富んだ矮小銀河(一方はNGC1052に結合し、もう一方はNGC1052に結合)間の高速衝突によって形成されたことが示唆されています。拘束されていない軌道上。衝突は衝突する銀河のガス貯留層を圧縮し、それが今度は星形成のバーストを引き起こします。対照的に、原始銀河の暗黒物質と既存の星はそれを通過します。圧縮ガス内の高圧は大規模な球状星団(GC)の形成を助長するため、このシナリオは、大規模なGCの大きな集団を伴うDMDGの形成を説明でき、NGC1052-DF2(DF2)およびNGC1052-の観測と一致します。DF4.この「ミニ弾丸クラスター」シナリオの潜在的な問題は、DMDG内のGCの観測された空間分布が拡張されることです。GCは動的摩擦を経験し、その軌道が時間とともに減衰します。その結果、それらの形成時の分布は、現在観測されているよりもさらに広がっていたはずです。半解析モデルを使用して、観測されたDF2のGCの位置と速度は、DF2の中心から5～10kpcの半径距離で形成されたに違いないことを示しています。しかし、私たちが実証したように、このシナリオは、NGC1052からの強い潮汐力がDF2から拡張的に分散したGCを剥ぎ取り、観測を説明するために衝突時に33-59の大規模なGCを形成する必要があるという事実と調和させるのは困難です。
TYPHOONサーベイによる近傍銀河の広視野積分分光法
TYPHOONプログラムは、3650～9000Åの空間を完全にカバーする44の大きな角サイズの銀河の分光データキューブのアトラスを作成しています。この調査は、個々のHII領域内の星間物質(ISM)特性の変動を研究する比類のない機会を提供します。近くの銀河の星形成円盤全体にわたって。これにより、ISMの空間分布と分解された特性に関する重要な洞察が得られ、渦巻銀河と矮小銀河全体で金属がどのように効率的に混合および再分布されているかを理解できます。この議事録では、GrashaらによるTYPHOONプログラムの一環として、近くにある6つの渦巻銀河から得られた初期の科学的成果を紹介します。(2022)。HIIPhotを使用して、Hアルファ輝線の表面輝度に基づいて銀河内のHII領域を識別し、HII領域の酸素存在量の変動を測定します。この最初の研究では、渦巻きパターンがISMを組織化する役割を果たしている一方で、それだけでは、すべての銀河で観察される比較的均一な方位角の変化を確立できないことがわかりました。金属存在量の違いは、地域の物理的条件との強い相関関係によって引き起こされる可能性が高くなります。イオン化パラメーターと、相対金属量オフセット$\Delta$(O/H)によって測定されるローカル存在量との間に強い正の相関関係があることを発見しました。これらの変動は、局所的な星形成主導の自己濃縮と、らせん状の密度波の通過による大規模な混合主導の希釈の組み合わせによって説明できます。
原始銀河形成に対する種族 III 超新星残骸の影響
| Title |
Impact_of_the_Population_III_Supernova_Remnants_on_the_Primeval_Galaxy_Formation |
| Authors |
Ke-Jung_Chen,_Ching-Yao_Tang,_Meng-Yuan_Ho,_Sung-Han_Tsai,_Po-Sheng_Ou,_Masaomi_Ono,_and_Daniel_J._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06016 |
集団III(PopIII)の星は、初期の宇宙を化学的に豊かにし、原始銀河の形成を引き起こす超新星として死ぬ可能性があります。ここでは、ENZOを使用した高解像度放射流体力学シミュレーションを使用して、原始銀河の形成に対するPopIII超新星残骸(SNR)の影響をモデル化します。上部が重いPop~IIIの初期質量関数(IMF)からのSNRは、より多くの金属を生成し、それがガスのより効率的な冷却につながり、原始銀河におけるPop~II星形成の初期のエピソードであることを発見しました。これらのPop~II星は$\sim10^{-3}-10^{-2}$Zsunの金属量を持ち、それらの質量関数はべき法則に従い、インデックスはPopIIISNRのタイプに依存します。さらに、原始銀河の形態は、局所的な矮小銀河と同様に不規則に見えます。これらの原始銀河は、$z\sim10$の赤方偏移で形成される場合、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡({JWST})によって検出される可能性がある$6.0\times10^5$Lsunまでの放射光度を持っています。
HII銀河J084220+115000における電離ガスの空間分解特性
| Title |
Spatially-resolved_properties_of_the_ionized_gas_in_the_HII_galaxy_J084220+115000 |
| Authors |
D._Fern\'andez-Arenas,_E._Carrasco,_R._Terlevich,_E._Terlevich,_R._Amor\'in,_F._Bresolin,_R._Ch\'avez,_A._L._Gonz\'alez-Mor\'an,_D._Rosa-Gonz\'alez,_Y._D._Mayya,_O._Vega,_J._Zaragoza-Cardiel,_J._M\'endez-Abreu,_R._Izazaga-P\'erez,_A._Gil_de_Paz,_J._Gallego,_J._Iglesias-P\'aramo,_M.L._Garc\'ia-Vargas,_P._G\'omez-Alvarez,_A._Castillo-Morales,_N._Cardiel,_S._Pascual,_A._P\'erez-Calpena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06021 |
グランテレスコピオカナリアスでのMEGARAIntegralFieldUnit観測を使用して、金属の少ないHII銀河J084220+115000の空間分解分光研究を提示します。酸素、窒素、ヘリウムの直接法を使用してガスの金属量を推定し、平均値が12+$\log$(O/H)=$8.03\pm$0.06、積分電子密度と温度が$\sim161$cmであることがわかりました。$^{-3}$と$\sim15400$Kです。金属量の分布は、最小値と最大値(7.69$\pm$0.06と8.42$\pm$0.05)の間に$\Delta$(O/H)=0.72dexという広い範囲を示しており、これは矮星形成銀河では珍しいことです。$-1.51\pm0.05$の統合$\log$(N/O)比を導出し、N/OとO/Hの両方が金属の一次生産に対応することを発見しました。空間的に分解されたマップは、ガスが診断ライン比に従って大質量星によって光イオン化されているように見えることを示しています。スターバースト活動とこの銀河の酸素存在量の大きな変動を説明する可能なメカニズムの間で、私たちのデータは、2つの支配的な塊に局在する複数の星形成領域を引き起こす進行中の相互作用を目撃しているシナリオをサポートしています.
VLT、$\textit{HST}$、Pan-STARRS 画像による銀河バルジの惑星状星雲の形態と中心星
| Title |
Morphologies_and_Central_Stars_of_Planetary_Nebulae_in_the_Galactic_bulge_from_VLT,_$\textit{HST}$_and_Pan-STARRS_imaging |
| Authors |
Shuyu_Tan,_Quentin_A._Parker,_Albert_Zijlstra,_Andreas_Ritter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06029 |
これは、銀河バルジの10$\times$10度の領域内にある136個のコンパクトで既知の惑星状星雲について、一連の異なる結果を提示する一連の論文の最初のものです。私たちは、独自の広範なESO8mVLTディープイメージングおよび分光データの大規模な未発表サンプルを使用します。これは、詳細な形態学的分類と研究を提供するために利用可能なアーカイブのディープ$\textit{HST}$イメージングと組み合わされます。形態を割り当てる際の角度分解能と感度の影響について説明します。サンプルの大部分(68%)が双極性であることが示されており、惑星状星雲の前駆星の文脈におけるこれの意味が調査されています。$\textit{Gaia}$にはない4つの新しい惑星状星雲中心星も確認されました。これは、VLTとディープアーカイブのPan-STARRSブロードバンド画像の両方に基づいています。$\textit{Gaia}$の位置に基づいて、以前に報告された11個の推定中心星も、真の中心星ではありません。他のケースでは、文献で報告されている$\textit{Gaia}$中心星は、実際にはその中の実際の中心星ではなく、非常にコンパクトな惑星状星雲の全体的な重心位置に基づいています。このサンプルのPNeの$\textit{Gaia}$視差距離と運動学的年代は、新しいVLT画像と$\textit{Gaia}$距離と利用可能な場合の文献展開速度からの新しい角度サイズ測定値に基づいて、可能な場合に提供されます。これらすべての結果は、銀河のバルジとその惑星状星雲の人口の全体的な特徴の文脈の中で議論されています。
Simba シミュレーションにおける角運動量と質量の関係の測定
| Title |
Measurements_of_the_angular_momentum-mass_relations_in_the_Simba_simulation |
| Authors |
E._Elson,_M._G{\l}owacki,_R._Dav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06064 |
シンバ宇宙論的流体力学シミュレーションから引き出された銀河の特定の角運動量コンテンツ(j)の測定値を提示します。恒星、HI、およびバリオン物質の成分について、jと、HI質量表面密度が1Msun/pc^2に減少する半径内に含まれる質量との間に非常に密接な関係が存在することを示します。これらの関係は、さまざまな経験的測定と広く一致しています。恒星のj-M関係の散乱が主にHI含有量によって駆動されるという観測結果を確認し、他の重要なスケーリング関係からの銀河の偏差に対するその散乱の依存性を測定します。与えられた恒星の質量に対して、HIが豊富な銀河と希薄な銀河は、恒星固有の角運動量が平均より多い/少ない。HI質量分率についても同様ですが、より弱い相関関係が存在します。全体として、私たちの結果は、今後の大規模な銀河調査からのデータと結果を理解し、文脈化するためのプラットフォームとしてのSimbaシミュレーションの有用性を示しています。
近くの銀河における固有のダストと星形成のスケーリング関係
| Title |
Intrinsic_dust_and_star-formation_scaling_relations_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Bogdan_A._Pastrav_(Institute_of_Space_Science) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06099 |
最近の研究に続いて、近くの銀河の代表的なサンプルの詳細な分析結果を提示します。形態学的コンポーネントの測光パラメーターは、GALFITソフトウェアを使用して、バルジディスク分解から取得されます。以前に得られた粉塵、分解、投影効果の数値補正のメソッドとライブラリを使用して、測定(観測)パラメータを固有値に補正します。これらの効果によって導入されたバイアスの規模を強調するために、観測された固有の銀河ダストと星形成に関連するスケーリング関係が提示されています。星形成が銀河の若い星の円盤にどの程度分布しているかを理解するために、H$\alpha$画像のスケール長とフラックス/光度の測定に依存する星形成関連関係が示されています。サンプルの平均ダスト不透明度、ダスト対恒星質量、およびダスト対ガス比は、固有の関係の主な特徴とともに、文献に見られる値と一致することがわかります。
超新星残骸W28と相互作用する分子ガスのサブミリ波観測
| Title |
Submillimeter_observations_of_molecular_gas_interacting_with_the_supernova_remnant_W28 |
| Authors |
Parichay_Mazumdar,_Le_Ngoc_Tram,_Friedrich_Wyrowski,_Karl_M._Menten_and_Xindi_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06100 |
コンテキスト:超新星(SNe)は、大量のエネルギーと化学的に濃縮された物質を周囲の星間物質に注入し、場合によっては分子雲(MC)に注入します。超新星残骸(SNR)とMCとの相互作用は、雲の物理的および化学的特性の進化において重要な役割を果たします。それらの重要性にもかかわらず、SNRの影響を受けるMCの分子の豊富さに対処する研究はほんの一握りです。SNR-MCの(サブ)ミリ波の波長観測は、分子の豊富さのセンサスを構築するために使用できます。これは、雲の化学進化を説明することを目的としたさまざまな化学的および物理的モデルを動機付けることができます。目的：SNRW28に隣接する領域Fに向かって多分子・多遷移観測を行った。検出された線を使用して、この領域の物理的条件を制限しました。方法:APEXTelescopeを使用して、周波数$213\rm{-}374\,\textrm{GHz}$の分子線を観察しました。非LTERADEXモデリングを使用して観測データを解釈しました。結果:複数の分子種、すなわちCH$_{3}$OH、H$_{2}$CO、SO、SiO、CN、CCH、NO、CS、HCO$^+$、HCN、HNCからの発光を検出しました。、N$_2$H$^+$、CO、およびそれらのいくつかの同位体種から。SNRに向かって熱励起(非メーザー)CH$_{3}$OH放出の最初の検出を報告します。複数のH$_{2}$COおよびCH$_{3}$OHラインの非LTERADEXモデリングを使用して、運動温度を60から100$\,$Kに、ガス密度を$9\times10に制限します。^{5}$から$5\times10^{6}\,\rmcm^{-3}$.H$_{2}$COのオルソパラ比$\sim$2を得ました。これは、ホルムアルデヒドがダスト粒子表面で形成される可能性が最も高いことを示しています。結論:我々の結果は、H$_{2}$COおよびCH$_{3}$OHのような複雑な分子がSNR-MC相互作用で検出できることを示しています。これは、化学モデリングがそれらの形成経路を調査する動機となる可能性があります。
SHARDS ハッブル フロンティア フィールド II の輝線銀河: 赤方偏移 2 < z < 3.5 でのレンズ付き輝線銀河のライマン連続脱出画分の限界
| Title |
Emission_Line_Galaxies_in_the_SHARDS_Hubble_Frontier_Fields_II:_Limits_on_Lyman-Continuum_Escape_Fractions_of_Lensed_Emission_Line_Galaxies_at_Redshifts_2_ |
| Authors |
Alex_Griffiths,_Christopher_J._Conselice,_Leonardo_Ferreira,_Daniel_Ceverino,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Olga_Vega,_Daniel_Rosa-Gonzalez,_Anton_M._Koekemoer,_Danilo_Marchesini,_Jose_Miguel_Rodr{\i}guez_Espinosa,_Luc{\i}a_Rodr{\i}guez-Munoz,_Belen_Alcalde_Pampliega,_Elena_Terlevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06162 |
SHARDSHubbleFrontierFields中帯域サーベイで見つかったz<3.5でレンズ化された低質量輝線選択銀河のユニークなサンプルからのUV光子の脱出率に関する調査を提示します。このディープイメージングサーベイを使用して、候補ラインエミッターである赤方偏移2.4<z<3.5の間で、$log(M_{*}/M_{\odot})=7$までの42個の比較的低質量の銀河を特定しました。ディープマルチバンドハッブルUVISイメージングを使用して、これらの系から逃げる電離光子のフラックスを調査し、個々の銀河の$f^{rel}_{esc}$~7%の1$\sigma$上限を取得し、<2積み上げデータの%。$f^{\rmrel}_{\rmesc}=0.032^{+0.081}_{-0.009}$および$f^{\rmrel}_{\rmesc}=0.021^{+0.101}_{-0.006}$、どちらも~3.2$\sigma$レベルで検出されました。可能性のある汚染の詳細な分析により、これらの検出が見通し内の汚染に起因する可能性が0.1%未満であることが明らかになりました。比較的低いライマン連続体脱出率の限界と検出された系の低い割合は、これらが再電離源の類似物である場合、低質量線放出銀河が期待されるほど重要な再電離源ではない可能性があることを示しています。また、銀河サンプルの構造を調べたところ、脱出率と非対称構造との相関関係の証拠は見つかりませんでした。
プラトー光度からのタイプ II-P 超新星前駆体質量の推定
コア崩壊超新星爆発の観測を、それらの大質量星の前駆体の特性に結びつけることは、超新星科学の長い間求められてきた挑戦的な目標です。最近、バーカー等。(2022)自己無撞着ニュートリノ駆動コア崩壊超新星(CCSN)シミュレーションからの前駆細胞のランドスケープの放射光度曲線を提示しました。彼らは、タイプII-PCCSN光度曲線のプラトー光度と前駆体の末端鉄コア質量との間に密接な関係があることを発見しました。驚くべきことに、これにより、測光だけで前駆細胞の特性を制限することができます。TypeII-PCCSN光度曲線の大規模な観測サンプルを分析し、\citet{barker:2022}の関係を使用して鉄コア質量の分布を推定します。推定された分布は、星の進化モデルからの鉄コア質量の分布と非常によく一致します。つまり、観測データで非常に大規模な前駆星からの寄与を示唆する高質量の鉄コアが含まれています。この鉄コア質量の分布を使用して、観測データの前駆細胞の最小質量と最大質量を推測します。ベイジアン推論法を使用して最適な初期質量関数パラメーターを見つけると、M$_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$およびM$_{\mathrm{max}}=24.0が見つかります。観測データの^{+3.9}_{-1.9}$太陽質量。
AGN 降着円盤の EMRI と IMRI の同期
超質量比渦巻き(EMRI)と中間質量比渦巻き(IMRI)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の重要な重力波(GW)源です。これまでのところ、それらの形成と進化は独立していると考えられていますが、最近の理論では、恒星質量ブラックホール(sBH)と中間質量ブラックホール(IMBH)が活動銀河核(AGN)の降着円盤に共存できることが示唆されています。これは、EMRIとIMRIが同じ場所で形成される可能性があることを示しています。原始惑星系円盤内を移動するガス巨人がその軌道の近くに微惑星を閉じ込めることができるという事実に動機付けられて、この論文では、AGN円盤内のギャップ開口IMBHとそれを取り囲むsBHとの間の同様の相互作用を研究します。ディスクとIMBHによってsBHに課されるトルクを分析し、sBHがIMBHの軌道内にある場合、sBHがIMBHによってトラップされる可能性があることを示します。次に、数値シミュレーションにトルクを実装して、AGNディスクに埋め込まれた外側のIMBHと内側のsBHの移動を調べます。それらの移動は、中央の超大質量ブラックホールから約10シュヴァルツシルト半径の距離に到達するまで同期していることがわかります。この結果は、LISAが同じAGNから数年以内にEMRIとIMRIを検出する可能性があることを示しています。このようなGWソースは、AGNにおけるsBHとIMBHの形成と進化に関する豊富な情報をもたらします。
| Title |
A_short_gamma-ray_burst_from_a_proto-magnetar_remnant |
| Authors |
N._Jordana-Mitjans,_C._G._Mundell,_C._Guidorzi,_R._J._Smith,_E._Ramirez-Ruiz,_B._D._Metzger,_S._Kobayashi,_A._Gomboc,_I._A._Steele,_M._Shrestha,_M._Marongiu,_A._Rossi,_B._Rothberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05810 |
GW170817/GRB170817Aからの重力波とガンマ線の同時検出、それに続く1日後のキロノバ放出により、短期間のガンマ線バースト(GRB)の前駆体としてコンパクトな連星中性子星合体が確認されました。rプロセス核。しかし、合体の残骸とこれらの明るいガンマ線閃光に電力を供給するエネルギー貯留層の性質(および寿命)については議論が続いており、合体後の最初の数分間は光の波長では未調査です。ここでは、拡張ガンマ線放射を伴う短いGRB180618Aに関連する明るい熱発光の最初の発見を報告し、バースト後1.4分で始まる紫外および光学マルチカラー観測を報告します。スペクトルは、急速に減衰する残光と、バースト後15分で出現する熱発光と一致しており、急激かつ色的に減衰します(磁束密度$F_{\nu}\proptot^{-\alpha}$,$\alpha=4.6\pm0.3$)GRBからわずか35分後。ガンマ線から光の波長までの我々の観測は、相対論的速度で拡大する高温の星雲と一致しており、それは生まれたばかりの急速に自転し、高度に磁化された中性子星(すなわち、ミリ秒マグネター)からのプラズマ風によって動力を与えられており、その回転エネルギーは$L_{\rmth}\proptot^{-(2.22\pm0.14)}$をレートして、バインドされていない合併残骸を再加熱します。これらの結果は、そのような中性子星が合体後数百ミリ秒よりもはるかに長い時間スケールでブラックホールへの崩壊を生き残り、降着を通じてGRB自体に電力を供給できることを示唆しています。連星合体重力波源に対応する明るい熱光学的対応物は、将来の広視野高速ケイデンス空調査で一般的になる可能性があります。
等方性乱流における相対論的荷電粒子と磁力線の拡散
| Title |
Diffusion_of_relativistic_charged_particles_and_field_lines_in_isotropic_turbulence |
| Authors |
Marco_Kuhlen,_Vo_Hong_Minh_Phan,_Philipp_Mertsch_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05881 |
磁化された乱流の存在下で大規模な磁場を横切る非熱粒子の輸送は、高エネルギー天体物理学における長年の問題でした。特に興味深いのは、平行および垂直の平均自由行程$\lambda_{\parallel}$および$\lambda_{\perp}$の剛性$\mathcal{R}$への依存性です。銀河宇宙線の輸送から天体物理的衝撃での加速への応用を視野に入れて、この重要な問題を再検討しました。$\mathcal{R}\simeq10\,\textに対応する、かつてないほど低い還元剛体$r_g/L_c\simeq10^{-4}$で、合成の等方性コルモゴロフ乱流における宇宙線輸送のテスト粒子シミュレーションを実行しました。$B_{rms}=4\,\mu\text{G}$および相関長$L_c=30\,\text{pc}$の乱流磁場に対する{TV}$。(漸近的な)平行および垂直の平均自由行程$\lambda_{\parallel}$と$\lambda_{\perp}$を抽出すると、$\lambda_{\parallel}\propto(r_g/L_c)^{1/3}$は、コルモゴロフ乱流スペクトルの予想どおりです。対照的に、$\lambda_{\perp}$は、$10^{-2}\lesssimr_g/L_c\lesssim1$に対しては$r_g/L_c$へのより高速な依存性を持ちますが、$r_g/L_c\ll10^{-2}$、また$\lambda_{\perp}\propto(r_g/L_c)^{1/3}$.私たちの結果は、銀河宇宙線の輸送に重要な意味を持っています。
等方性乱流における磁力線部分拡散と宇宙線垂直輸送
| Title |
Field_line_subdiffusion_and_cosmic_ray_perpendicular_transport_in_isotropic_turbulence |
| Authors |
Marco_Kuhlen,_Vo_Hong_Minh_Phan,_Philipp_Mertsch_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05882 |
小規模な乱流磁場の存在下での高エネルギー粒子の輸送は、天体物理学における長年の問題です。解析理論は、粒子のジャイロ半径が乱流の相関長よりもわずかに小さい剛性での数値シミュレーションと一致しません。同時に、数値シミュレーションをより低い剛性に拡張することは、計算上非常に困難であることが証明されています。この手紙では、高剛性と低剛性の両方での等方性乱流における垂直輸送の問題に対する解決策を提供します。また、粒子の垂直拡散と磁力線の輸送との関係を明らかにします。この目的のために、グラフィックプロセッシングユニット(GPU)を多用して、前例のないほど低い剛体で大規模な一連のテスト粒子シミュレーションを実行しました。また、（1）磁力線に沿った初期粒子輸送、（2）磁力線の輸送、および（3）磁力線からの粒子の最終的な無相関化に基づいて、分析モデルを開発しました。数値結果は、中間リジダイトでの垂直拡散係数の非標準的な剛性依存性を示しています。最低の剛性では、標準の剛性依存性が回復します。シミュレートされた拡散係数は、解析モデルによってうまく再現されています。非標準的な剛性依存性は、磁力線輸送における部分拡散フェーズにまで遡ります。私たちの研究は、銀河宇宙線の輸送、垂直衝撃での加速、および太陽圏の高エネルギー粒子に重要な意味を持っています。
銀河カスケードガンマ線放出に対する銀河外磁場の影響
銀河外空間を伝搬する超高エネルギー宇宙線から電磁カスケードで生成されるガンマ線放射の強度に対する銀河外磁場の影響について説明します。宇宙線とカスケード粒子はどちらも、相対体積が小さいため、ほとんどが銀河、銀河団、および大規模な構造の外に伝播します。したがって、それらの磁場は、カスケードで生成される放出に弱く影響します。しかし、カスケードガンマ線放出を含む銀河系外ガンマ線背景の成分を知る必要がある場合、この影響の推定は暗黒物質粒子の探索に役立つ可能性があります。カスケード放出に対する磁場の影響を研究するために、10^(-6)および10^(-12)Gの磁場における宇宙粒子の伝播を分析します(前者は銀河および銀河団の内部で典型的であり、後者はボイドおよび銀河の外部で一般的です)。およびクラスタ)。カスケードガンマ線放射の計算スペクトルは、~10^7-10^9eVの範囲で類似しています。したがって、この範囲でカスケード放出を分析する場合、銀河外磁場のモデルを特定する必要はありません。
GWTC-3における化学的均一進化で形成された連星ブラックホール合体候補の探索
| Title |
Searching_for_candidates_of_coalescing_binary_black_holes_formed_through_chemically_homogeneous_evolution_in_GWTC-3 |
| Authors |
Ying_Qin,_Yuan-Zhu_Wang,_Simone_S._Bavera,_Shichao_Wu,_Georges_Meynet,_Yi-Ying_Wang,_Rui-Chong_Hu,_Jin-Ping_Zhu,_Dong-Hong_Wu,_Xin-Wen_Shu,_Fang-Kun_Peng,_Han-Feng_Song,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05945 |
LIGO、Virgo、およびKAGRA(LVK)の共同研究は、現在までに$p_{\rmastro}>50\%$の合体連星ブラックホール(BBH)が90個あることを発表しましたが、それらの形成チャネルの起源はまだ科学的に解明されていません。質問。LVKによってデフォルトの事前確率を使用して推測されたBBHのさまざまな特性(BH成分の質量と個々のスピン)を考えると、独立したグループは、さまざまな形成チャネルでBBHの形成を説明しようとしてきました。すべての形成シナリオの中で、化学的均質進化(CHE)チャネルは、特徴的な特徴、つまり、ほぼ等しい成分質量と、軌道角運動量に沿った優先的に高い個々のスピンで際立っています。GWTC-3で公式に報告されたBBHイベントに対して、孤立したバイナリ進化のさまざまな形成チャネルを表す天体物理学的に予測された事前確率(CEE:共通エンベロープ進化チャネル;CHE;SMT:安定した物質移動)でベイジアン推論を実行します。想定されるモデルを考えると、GW190517\_055101がCHEチャネルを介して形成された可能性が最も高いという強力な証拠を報告します。サブサンプルのBBHイベントがすべて、孤立したバイナリ進化チャネルの1つを介して形成されると仮定すると、$11.45~\mathrm{Gpc^{-3}~yr^{-でこれらのチャネルのローカル合併率密度の下限が得られます。1}}$(CEE)、$0.18~\mathrm{Gpc^{-3}~yr^{-1}}$(CHE)、および$0.63~\mathrm{Gpc^{-3}~yr^{-1}}$(SMT)$90\%$信頼できるレベル。
カーネギー超新星プロジェクト-II: Ia型超新星の近赤外スペクトル多様性とテンプレート
| Title |
Carnegie_Supernova_Project-II:_Near-infrared_spectral_diversity_and_template_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Jing_Lu,_Eric_Y._Hsiao,_Mark_M._Phillips,_Christopher_R._Burns,_Chris_Ashall,_Nidia_Morrell,_Lawrence_Ng,_Sahana_Kumar,_Melissa_Shahbandeh,_Peter_Hoeflich,_E._Baron,_Syed_Uddin,_Maximilian_D._Stritzinger,_Nicholas_B._Suntzeff,_Charles_Baltay,_Scott_Davis,_Tiara_R._Diamond,_Gaston_Folatelli,_Francisco_F\"orster,_Jonathan_Gagn\'e,_Llu\'is_Galbany,_Christa_Gall,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Simon_Holmbo,_Robert_P._Kirshner,_Kevin_Krisciunas,_G._H._Marion,_Saul_Perlmutter,_Priscila_J._Pessi,_Anthony_L._Piro,_David_Rabinowitz,_Stuart_D._Ryder,_David_J._Sand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05998 |
Ia型超新星(SNeIa)の近赤外(NIR)スペクトルの最大かつ最も均質なコレクションを提示します。カーネギー超新星プロジェクトIIの一部として取得された98の個々のSNeの339スペクトルです。これらのスペクトルは、6.5mマゼランバーデ望遠鏡のFIREスペクトログラフで取得され、0.8～2.5$\mu$mのスペクトル範囲を持っています。このサンプルを使用して、SNeIaのNIRスペクトル多様性を調査し、光曲線形状パラメーター、カラーストレッチsBVの関数としてスペクトル時系列のテンプレートを構築します。主成分分析は、スペクトル特徴の多様性を特徴付け、データの次元をより小さな部分空間に縮小するために適用されます。次に、ガウス過程回帰を使用して、位相と光曲線の形状に対する部分空間の依存性、および関連する不確実性をモデル化します。当社のテンプレートは、特徴的なNIR機能など、sBVと相関するスペクトル変動を予測できます:初期のMgIIとピーク後のHバンドブレーク。このテンプレートを使用すると、Hsiaoテンプレート(Hsiao2009)と比較して、K補正の系統的不確実性が$\sim$90%減少します。これらの不確実性は、平均で4$\times$10$^{-4}$magのレベルにあります。また、超新星スペクトルを特徴付けるための有望な結果を生成する条件付き変分オートエンコーダーを使用したニューラルネットワークアプローチも検討しましたが、同等の品質を組み立てるにはより大きなデータセットが必要です。このテンプレートは、ライトカーブフィッターのベースラインスペクトルエネルギー分布として機能し、説得力のある物理学を示す可能性のある特異なスペクトルの特徴を識別することができます。ここに提示された結果は、近くと遠くのサンプルの両方について、将来のSNIa宇宙論的実験を大幅に改善するでしょう。
スペクトル内に複数の吸収線の特徴を持つ大質量 X 線バイナリ パルサー 4U 1907+09
| Title |
A_high-mass_X-ray_binary_pulsar_4U_1907+09_with_multiple_absorption-line_features_in_the_spectrum |
| Authors |
Mohammed_Tobrej,_Binay_Rai,_Manoj_Ghising,_Ruchi_Tamang,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06038 |
高質量X線連星(HMXB)パルサー4U1907+09のX線観測を報告します。NuSTAR観測を使用して、ソースのスペクトルおよびタイミング分析が実行されました。光子イベントのタイミング解析により、パルス周期$442.92\;\pm\;0.03$sのソースのコヒーレントX線脈動が明らかになりました。ソースが$0.1971(4)syr^{-1}$の速度でスピンダウンしていることがわかります。パルスプロファイルは、二次ピークの振幅の減衰と、エネルギーの増加に伴う一次ピークの振幅の相対的な成長によって特徴付けられます。NuSTARの広帯域スペクトル範囲は、線源のX線連続体における複数の吸収特性を観察するために使用されています。$\sim17$keVと$\sim38$keVにそれぞれ2つの顕著なサイクロトロン吸収機能の存在を確認します。さらに、$\sim8$keVに、$\sim1.3$keVの幅を持つ吸収線の特徴を検出しました。パルス位相に伴うスペクトルパラメーターの変動は、位相分解分光法を使用して観察されており、パラメーターの関連する変動性は、基礎となる物理的な意味で議論されています。連続体の進化とスペクトルパラメーターの変動は、時間分解分光法によっても研究されています。
高速電波バーストの発見と科学的可能性
高速電波バースト(FRB)は、コヒーレントな電波放射のミリ秒単位のバーストであり、宇宙距離で検出できるほど明るい。このレビューでは、FRBの発見、その後のFRBの理解の進歩、および将来の展望について説明します。観測可能な数千のFRBが毎日地球に到達しています。それらはおそらく、遠く離れた宇宙にある強力な磁気および/または急速に回転する中性子星に由来します。一部のFRBは繰り返されますが、このサブクラスは強い磁気環境で発生することがよくあります。2つのリピータは、軌道周期と一致する周期的なアクティビティウィンドウを示します。近くにある1つのFRBは、X線バースト中の銀河マグネターからのものでした。いくつかのFRBのホスト銀河の位置が特定されており、ホスト環境と宇宙の総バリオンコンテンツに関する情報が提供されています。
eROSITA による狭線セイファート 1 銀河の初見
| Title |
The_first_look_at_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxies_with_eROSITA |
| Authors |
G._Gr\"unwald,_Th._Boller,_S._Rakshit,_J._Buchner,_T._Dauser,_M._Freyberg,_T._Liu,_M._Salvato,_A._Schichtel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06184 |
スペクトルレントゲンガンマ(SRG)ミッションに搭載された画像望遠鏡アレイ(eROSITA)を使用した拡張ROentgenサーベイを使用して、ナローラインセイファート1銀河(NLS1s)のスペクトルとタイミングの分析を初めて紹介します。約1,200個のNLS1のサンプルは、最初のeROSITA全天調査(eRASS1)カタログと、RakshitらによるSloanDigitalSkySurvey(SDSS)DR12から分光的に選択されたNLS1のカタログとのクロスマッチによって取得されました。[ApJS、229、39(2017)]。X線スペクトル解析は、単純なべき乗則に基づいています。NLS1の以前のX線研究から予想されるように、光子指数分布の平均値は約2.81+-0.03です。興味深いことに、それは正の方向に歪んでおり、ソースの約10%が4より大きい光子インデックスのスーパーソフトテールに位置しています。1keV。イオン化された流出はeROSITAによって検出されており、極端なスペクトルの急峻さの一部を説明している可能性があると主張しています。これは、フォトンインデックスと光流出パラメーターの間に見られる相関関係によってサポートされています。サンプルのeRASS1からeRASS3への光度曲線の本質的なX線変動性を分析しましたが、個々の調査スキャン中もスキャン間も有意な変動性は見つかりませんでした。
INTEGRAL/SPI による 20 年間のダークマター探索
国際ガンマ線天体物理学研究所(INTEGRAL)に搭載された高解像度分光計SPIによって収集されたほぼ20年間のデータに基づいて、狭い線のようなスペクトル特徴を介して現れる崩壊する暗黒物質粒子に関する制約を提示します。天の川観測のON-OFFタイプの分析により、質量が$40\,\text{keV}\のDM粒子の寿命を$\gtrsim10^{20}-10^{21}$年に制約することができました。<\,M_{\text{DM}}\,<\,14\,\text{MeV}$.この質量範囲内で、我々の分析はまた、$\geq3\sigma$重要度で検出された32の線状の特徴を明らかにし、そのうち29は既知の機器および天体物理学の線と一致します。特に、電子陽電子消滅(511keV)と$^{26}$Al(1809keV)線の検出について報告し、空間プロファイルは文献の以前の結果と一致しています。無菌ニュートリノDMの特定のケースについて、無菌ニュートリノ質量の関数として混合角の限界を報告します。強く時変するINTEGRAL/SPI機器のバックグラウンドに関連する体系的な不確実性の支配的な影響と、導出された結果に対するMWDM密度プロファイル測定の不確実性に関連する影響について説明します。
変更されていないパルサー: GRO J1750-27、まばたきをしない超臨界 X 線中性子星
| Title |
The_unaltered_pulsar:_GRO_J1750-27,_a_super-critical_X-ray_neutron_star_that_does_not_blink_an_eye |
| Authors |
C._Malacaria,_L._Ducci,_M._Falanga,_D._Altamirano,_E._Bozzo,_S._Guillot,_G._K._Jaisawal,_P._Kretschmar,_M._Ng,_P._Pradhan,_R._Rothschild,_A._Sanna,_P._Thalhammer,_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06367 |
降着するX線パルサー(XRP)が明るいX線バーストを受けると、光度に依存するスペクトルとタイミングの特徴を詳細に分析できます。XRPGROJ1750-27は最近、そのようなエピソードの1つを経験しました。その間、$NuSTAR$で観察され、$NICER$で監視されました。このようなデータセットは、常に${\sim}5\times10^{37}\,$erg/sを超える光度で1か月以上にわたってバーストをサンプリングするため、めったに利用できません。この値は、中性子星の表面上で放射衝撃が形成される典型的な臨界光度値よりも大きい。結合スペクトルのデータ分析は、K$\alpha$鉄線を示す高度に($N_H\sim(5-8)\times10^{22}\,$cm$^{-2}$)吸収されたスペクトルを返します。ソフトな黒体成分は降着円盤の内縁に由来する可能性が高く、4.7ドルの磁場強度に対応する${\sim}44\,$keVの重心エネルギーで、最も深いサイクロトロン線の1つが発見されたことを裏付けています。\times10^{12}\,$G.この値は、最近の調査結果と一致して、$14$kpcの距離を支持し、一括圧縮が優勢な降着フローを反映しているXRPの降着におけるスペクトル形成の最適な物理モデルによって独立してサポートされています。他の同様の情報源からの理論的期待と観測証拠に反して、アウトバーストの上昇、ピーク、および減衰を通じて$NICER$によって観測されたパルスプロファイルは、非常に安定したままです。鉄のK$\alpha$線のベストフィットパラメータを含む$NICER$スペクトルも、パルス部分の挙動と同様に、プローブされたすべてのアウトバースト段階でほとんど変化していません。これらの現象はすべて関連していると主張し、高光度領域で発生する降着柱の放出の飽和効果に起因すると解釈します。
シミュレーションベースの推論を使用した地上ベースの画像データに対する強力なレンズ パラメータ推定
| Title |
Strong_Lensing_Parameter_Estimation_on_Ground-Based_Imaging_Data_Using_Simulation-Based_Inference |
| Authors |
Jason_Poh,_Ashwin_Samudre,_Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c,_Brian_Nord,_Gourav_Khullar,_Dimitrios_Tanoglidis,_Joshua_A._Frieman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05836 |
ダークエネルギーサーベイ(DES)などの現在の地上ベースの宇宙論調査では、数千の銀河規模の強力なレンズが発見されると予測されていますが、ヴェラルービン天文台のレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)などの将来の調査は増加するでしょう。その数は1～2桁です。将来の調査で多数の強力なレンズが発見されると、強力なレンズは非常に競争力のある補完的な宇宙探査機になります。今後の調査で発見されるレンズの統計力の向上を活用するには、自動化されたレンズ分析技術が必要です。銀河-銀河レンズのレンズパラメーター推定のための2つのシミュレーションベースの推論(SBI)アプローチを提示します。DESのような地上ベースの画像データの12パラメーターレンズ質量モデルの推論を自動化するための神経事後推定(NPE)の適用の成功を示します。NPE制約をベイジアンニューラルネットワーク(BNN)と比較すると、BNNよりも優れていることがわかり、ほとんどの場合、より正確で正確な事後分布が生成されます。特に、いくつかの光源モデルパラメータは、BNN実装で体系的に偏っています。
恒星惑星活動研究キューブサット (SPARCS): 惑星の居住可能性へのインプットの決定
| Title |
The_Star-Planet_Activity_Research_CubeSat_(SPARCS):_Determining_Inputs_to_Planetary_Habitability |
| Authors |
David_R._Ardila,_Evgenya_Shkolnik,_Paul_Scowen,_Daniel_Jacobs,_Dawn_Gregory,_Travis_Barman,_Christopher_Basset,_Judd_Bowman,_Samuel_Cheng,_Jonathan_Gamaut,_Logan_Jensen,_April_Jewell,_Mary_Knapp,_Matthew_Kolopanis,_Joseph_Llama,_R._O._Parke_Loyd,_Victoria_Meadows,_Shouleh_Nikzad,_Sara_Peacock,_Tahina_Ramiaramanantsoa,_Nathaniel_Struebel,_Mark_Swain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05897 |
私たちの銀河系にある750億個の低質量星は、ハビタブルゾーン(HZ)に少なくとも1つの小さな惑星をホストしています。惑星が受ける恒星の紫外線(UV)放射は強く、変動が大きく、大気の損失、組成、居住性に影響を与えます。SPARCSは、153-171nmと260-300nmの2つのUVバンドで同時に、数日のタイムスケールで10～20個の低質量星を観測することにより、低質量星からの静止およびフレアUV放射を特徴付けるNASAの資金提供によるミッションです。nm。SPARCS太陽同期ターミネーター軌道により、長時間の中断のない観測が可能になり、一部のターゲットでは数十日に達します。ペイロードは、10cmクラスの望遠鏡、ダイクロイック素子、UV検出器と関連する電子機器、熱制御システム、および搭載プロセッサで構成されています。ペイロードは、BlueCanyonTechnologies6UCubeSatでホストされています。SPARCSは、他のミッションに広く適用できるいくつかの技術革新をホストしています。ペイロードは、宇宙での「2Dドープ」（つまり、デルタおよび超格子ドープ）検出器と検出器に統合された金属誘電体フィルターの使用を示しています。この検出器技術は、NASAのGALEX検出器よりも最大5倍の量子効率を提供します。さらに、SPARCSのペイロードプロセッサは動的露出制御を提供し、露出時間を自動的に調整して、フレアの飽和を回避し、最も強い恒星フレアを時間分解します。シンプルなパッシブ冷却システムにより、検出器の温度が238K未満に維持され、暗電流が最小限に抑えられます。宇宙船バスは、6インチ未満のポインティングジッタを提供し、フラットフィールドエラー、暗電流、および読み取りノイズの影響を最小限に抑えます。これらすべての要素により、CubeSatプラットフォーム内で競争力のある天体物理学が可能になります。SPARCSは現在、最終設計および製造段階にあります。(NASAのコンテキストでのフェーズC)2024年に打ち上げられ、1年間の主要な科学ミッションが行われます。
変圧器による銀河団の強いレンズアークの検出
| Title |
Detection_of_Strongly_Lensed_Arcs_in_Galaxy_Clusters_with_Transformers |
| Authors |
Peng_Jia,_Ruiqi_Sun,_Nan_Li,_Yu_Song,_Runyu_Ning,_Hongyan_Wei,_Rui_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05972 |
銀河団の強いレンズ作用は、大量の暗黒物質ハローの高密度コアの特性を調査し、他の方法では利用できないフラックスレベルと空間分解能で遠方宇宙を研究し、宇宙論モデルを独立して制約します。次世代の大規模スカイイメージング調査では、何千ものクラスタースケールの強いレンズが発見されると予想されます。これにより、クラスタースケールの強いレンズを適用して天体物理学および宇宙論の問題を解決する前例のない機会がもたらされるでしょう。ただし、大規模なデータセットは、その複雑さと多様性のために、天文学者が強いレンズ信号、特に強くレンズされたアークを特定して抽出することを課題としています。したがって、トランスフォーマーベースの検出アルゴリズムと画像シミュレーションアルゴリズムを含む、クラスタースケールの強くレンズ化されたアークを検出するためのフレームワークを提案します。クラスタースケールで強くレンズ化されたアークの事前情報をシミュレーションを通じてトレーニングデータに埋め込み、シミュレートされた画像を使用して検出アルゴリズムをトレーニングします。トレーニング済みのトランスフォーマーを使用して、シミュレートされたデータと実際のデータから強くレンズ化されたアークを検出します。結果は、私たちのアプローチが、シミュレーション画像からの強くレンズ化されたアークの検出において、99.63%の精度率、90.32%の再現率、85.37%の精度率、および0.23%の偽陽性率を達成でき、実際の観察画像でほぼすべての強くレンズ化されたアークを検出できることを示しています。さらに、解釈手法により、シミュレートされたデータに埋め込まれた重要な情報を特定できることを示しました。次のステップでは、アプローチの信頼性と使いやすさをテストするために、利用可能な観測(DESILegacyImagingSurveysなど)と、EuclidやCSSTなどの今後の大規模な天体調査のシミュレートされたデータに適用します。
階層クラスタリングは、データ分析における一般的なアルゴリズムです。特定のメトリックの下でデータの距離に基づいてデンドログラムを描画し、それらをグループ化するという点で、多くのクラスタリングアルゴリズムの中でユニークです。小惑星や分子雲から銀河や銀河団まで、さまざまなスケールをカバーする天文学研究のあらゆる分野で広く使用されています。この論文では、天文学のさまざまな分野における階層的クラスタリング手法の開発の歴史と現在の状況を体系的にレビューしています。これらのアプリケーションは、天体システムの固有の階層構造を明らかにするものと、天体の大きなサンプルを自動的に分類するものの2つの広いカテゴリに分類できます。これらのアプリケーションを検討することで、階層的クラスタリングアルゴリズムの条件と限界を明らかにし、より合理的で信頼性の高い天文学的発見を行うことができます。
flowMC: Jax での確率的推論のための正規化フロー拡張サンプリング パッケージ
| Title |
flowMC:_Normalizing-flow_enhanced_sampling_package_for_probabilistic_inference_in_Jax |
| Authors |
Kaze_W._K._Wong,_Marylou_Gabri\'e,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06397 |
flowMCは、深い生成モデリングを活用した加速マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)用のPythonライブラリです。これは、機械学習ライブラリーのJAXとFlaxの上に構築されています。コアでは、flowMCはローカルサンプラーと学習可能なグローバルサンプラーを連携して使用して、事後分布を効率的にサンプリングします。ローカルサンプラーの複数のチェーンがターゲットパラメーター空間の対象領域でサンプルを生成しますが、パッケージはこれらのサンプルを使用して正規化フローモデルをトレーニングし、それを使用してパラメーター空間全体のグローバルジャンプを提案します。flowMCサンプラーは、マルチモーダル分布やローカル相関を伴う分布など、重要なジオメトリを処理できます。flowMCの主な機能は次のリストにまとめられています。*flowMCは、Rational-QuadraticSplinesなどの最先端の正規化フローモデルを使用して、グローバルサンプラーを強化します。これらのモデルは、比較的短いトレーニング時間内で重要な機能をキャプチャするのに非常に効率的です。*GPUやTPUなどのアクセラレータの使用はネイティブでサポートされています。このコードは、SIMD並列処理による複数のアクセラレータの使用もサポートしています。*デフォルトでは、サンプリングプロセスをさらに高速化するために、ジャストインタイム(JIT)コンパイルが使用されます。*デフォルトのパラメーターでflowMCを使用したいユーザーのために、シンプルなブラックボックスインターフェイスを提供しますが、同時に、サンプラーパラメーターを調整する際のトレードオフを説明する広範なガイドも提供します。上記のすべての機能が緊密に統合されているため、flowMCは高性能でありながら使いやすい統計的推論用パッケージになっています。
軸対称平滑粒子磁気流体力学
| Title |
Axisymmetric_smoothed_particle_magneto-hydrodynamics |
| Authors |
Domingo_Garc\'ia-Senz,_Robert_Wissing,_Rub\'en_M._Cabez\'on,_Eda_Vurgun_and_Manuel_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06399 |
磁場を含む多くの天体物理学および地球のシナリオは、軸幾何学でアプローチできます。平滑化粒子流体力学(SPH)手法は、磁気流体力学(MHD)にうまく拡張されていますが、そのような手法に基づく十分に検証された軸対称MHDスキームはまだ存在しません。この作業では、科学文献のギャップを埋め、適切なジオメトリを表示する物理的な問題に適用できる新しい軸対称MHD流体力学コードを提案および確認します。これらの軸対称仮説に従って構築された流体力学コードは、標準の3D-SPMHDコードと同等の解像度で、計算負荷がはるかに少ない結果を生成できることを示します。
連続的に相互作用するコロナ質量放出: 完璧な嵐を作成するには?
| Title |
Successive_interacting_coronal_mass_ejections:_How_to_create_a_perfect_storm? |
| Authors |
Gordon_J._Koehn,_Ravindra_T._Desai,_Emma_E._Davies,_Robert_J._Forsyth,_Jonathan_P._Eastwood,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05899 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽における最大のタイプの噴火であり、地球の厳しい宇宙天気の主な要因です。この研究では、代表的な太陽圏内で連続的に相互作用するCMEをパラメトリックに評価するために、3次元磁気流体力学シミュレーション内にフォースフリーのスフェロマックCME記述を実装します。さまざまな方向、打ち上げ時間の変動、およびCME利き手についてCME-CME相互作用を調査し、主要な太陽風変数と、擾乱嵐時間指数および太陽系下磁気圏界面距離の経験的測定値を介して、それらの地理的有効性を定量化します。太陽と地球の間の2つの中程度のCMEの相互作用が地球での極端な条件にどのように変換されるか、および異なる半径距離でのCME-CMEの相互作用が異なる地球物理学的影響を引き起こす異なる太陽風変数をどのように最大化できるかを示します。特に、与えられたCMEの向きと利き手がどのように磁束の保存と損失に大きな影響を与え、その結果、惑星間磁場との磁気再結合によりB$_z$に影響を与えるかを示します。したがって、この研究は、複数のCMEが関与する地磁気嵐を予測するための早期診断として、太陽コロナにおけるCMEキラリティーの同定を示唆しています。
超大質量白色矮星の合体部分
| Title |
The_Merger_Fraction_of_Ultramassive_White_Dwarfs |
| Authors |
Mukremin_Kilic,_Adam_G._Moss,_Alekzander_Kosakowski,_P._Bergeron,_Annamarie_A._Conly,_Warren_R._Brown,_Silvia_Toonen,_Kurtis_A._Williams,_P._Dufour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05938 |
モントリオール白色矮星データベースの100pcサンプルに含まれる25の最も質量の大きい白色矮星の中から、追跡分光法と高ケイデンス測光法により、合体生成物を検索します。この個体群の中で、異常に高い割合(40%)の磁気白色矮星を発見しました。さらに、横速度の4つの外れ値を識別し、5つのオブジェクトで急速な回転を検出します。私たちの結果は、$M\approx1.3~M_{\odot}$超大質量白色矮星の$56^{+9}_{-10}$\%が合体によって形成されることを示しています。この分数は、$\alpha$処方箋($\alpha\lambda=2$を使用)を使用したデフォルトのバイナリ母集団合成計算から予想されるよりも大幅に高く、一般的なエンベロープ効率。
M サブドワーフ研究 III。パラメータ縮退を破るための分光診断
| Title |
M_Subdwarf_Research_III._Spectroscopic_Diagnostics_for_Breaking_Parameter_Degeneracy |
| Authors |
Shuo_Zhang_(1_and_2),_Hua-Wei_Zhang_(1_and_2),_Georges_Comte_(3),_Derek_Homeier_(4),_Rui_Wang_(5),_Neda_Hejazi_(6,7),_Yin-Bi_Li_(5),_A-Li_Luo_(5,8)_((1)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University,_Beijing,_China,_(2)_Kavli_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_Beijing,_China,_(3)_Aix-Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_Marseille,_France,_(4)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Landessternwarte,_K\"onigstuhl,_Heidelberg,_Germany,_(5)_CAS_Key_Laboratory_of_Optical_Astronomy,_National_Astronomical_Observatories,_Beijing,_China,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_the_University_of_Kansas,_Lawrence,_USA,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Georgia_State_University,_Atlanta,_USA,_(8)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05940 |
低解像度でのMサブドワーフスペクトルのパラメーターの縮退を理解するために、0.6～2.5{\μ}mの波長範囲で、狭帯域インデックスによって定量化されたバンド強度を使用して、多数のスペクトルの特徴を収集します。BT-Settlモデルシーケンスのインデックストレンドに基づいて、主な大気パラメーター(Teff、logg、[M/H]、および[alpha/Fe])が各スペクトルの特徴にどのように異なる影響を与えるかを示します。さらに、4つのパラメーターを順次決定するための4ステップのプロセスを提案します。これは、Jaoらによって提案された基本的なアイデアを拡張します。各ステップには、特定の恒星パラメーターを決定する際に縮退効果を打ち破るいくつかのスペクトル機能が含まれています。最後に、異なるスペクトル品質を持つ各分光診断の実現可能性を調査します。結果は、R~200まで解像度に依存しません。
コロナ質量放出の高速膨張中の衝撃加速電子
| Title |
Shock-accelerated_electrons_during_the_fast_expansion_of_a_coronal_mass_ejection |
| Authors |
D._E._Morosan,_J._Pomoell,_A._Kumari,_R._Vainio,_E._K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06049 |
環境。太陽系におけるエネルギー粒子の最も顕著な発生源のいくつかは、コロナ質量放出(CME)と呼ばれる太陽からの磁化プラズマの巨大な噴出であり、通常は荷電粒子を相対論的エネルギーまで加速する衝撃を引き起こします。特に、高エネルギーの電子ビームは、プラズマ放出メカニズムを介して無線バーストを生成できます。CMEショックに関連するバーストの主なタイプは、II型バーストとヘリンボーンバーストです。しかし、現在のところ、メトリックタイプIIバーストとヘリンボーンを生成する初期加速電子がどこで伝播し、いつ太陽大気から脱出するかは不明です。ねらい。ここでは、ヘリンゴーンバーストに関連付けられた強く拡大するCME駆動衝撃波の初期進化中の電子ビームの加速位置、エスケープ、および伝搬方向を調査します。メソッド。私たちは、Nan\c{c}ayRadioheliographからの地上ベースの電波観測を、SolarDynamicsObservatoryおよびSolarTerrestrialRelationsObservatoryからの宇宙ベースの極紫外線および白色光観測と組み合わせて使用しました。電子加速位置の3次元(3D)表現を作成し、これを太陽コロナの磁気流体力学(MHD)モデルの結果と組み合わせて、観測されたヘリンボーンバーストの起源を調査するために使用しました。結果。複数のヘリンボーンバーストが、CME側面の近くで空平面画像で見られます。これらのヘリンボーンバーストのいくつかは、異常な逆J形状を持ち、反対側のドリフトヘリンボーンも円偏光の反対方向を示します。観測されたバーストの電波特性と組み合わせた3Dアプローチを使用することにより、CME噴火における最初の電波放出は、アルフベン速度の低い領域と閉じた磁力線に沿って最初に伝播する電子に由来する可能性が最も高いという証拠を見つけました。コロナストリーマーを形成しています。
M6.5クラスの太陽フレア中のホットチャネルの形成と噴出
| Title |
Formation_and_Eruption_of_Hot_Channels_during_an_M6.5_Class_Solar_Flare |
| Authors |
Yanjie_Liu,_Yingna_Su,_Rui_Liu,_Jialin_Chen,_Tie_Liu,_and_Haisheng_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06060 |
2015年6月22日にNOAAAR12371で発生したM6.5クラスのフレア(SOL2015-06-22T18:23)に関連するホットチャネルの形成と噴出を調査します。SDO/AIAによる94{\AA}と131{\AA}の観測により、シードホットチャネルと呼ばれるホットループのグループとしての最初のホットチャネルの初期の形態が明らかになりました。いくつかのシードホットチャネルが極性反転線(PIL)の上に形成され、その形成はPILに沿った足元の増光の平行運動に関連しており、フレアの主段階の初期段階に進みます。このプロセス中に、シードホットチャネルが構築され、ゆっくりと上昇し、2番目の前駆体のピークで加速されます。それらは加速の過程で合流してより大きなホットチャネルを形成し、それが「逆{\gamma}」形状のねじれ構造を形成します。フレアピークの前に、噴火した最初のキンクホットチャネルの近くに、負の交差を伴う2番目のキンクホットチャネルが表示されます。これらの2つのホットチャネルの噴出により、メインフレアのGOES光曲線に2つのピークが生じます。PILに沿ったフットポイントのブライトニングの伝播は、ジッパーの再接続により、最初のねじれたホットチャネルが形成される可能性があることを示しています。AIAによって観測されたシードホットチャネル間のマージの発生は、外挿された非線形無力場モデルによってサポートされています。観測された最初のキンクホットチャネルの身もだえ運動は、ローレンツ力によって駆動される可能性があります。
ミンス I. プロジェクトと初年度サンプルのプレゼンテーション
| Title |
MINCE_I._Presentation_of_the_project_and_of_the_first_year_sample |
| Authors |
G._Cescutti,_P._Bonifacio,_E._Caffau,_L._Monaco,_M._Franchini,_L._Lombardo,_A.M._Matas_Pinto,_F._Lucertini,_P._Fran\c{c}ois,_E._Spitoni,_R._Lallement,_L._Sbordone,_A._Mucciarelli,_M._Spite,_C.J._Hansen,_P._Di_Marcantonio,_A._Ku\v{c}inskas,_V._Dobrovolskas,_A.J._Korn,_M._Valentini,_L._Magrini,_S._Cristallo_and_F._Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06086 |
近年、銀河考古学は天文学の中で特に活発な分野となっており、その主な焦点は銀河系の最も古い星に設定されています。ほとんどの場合、これらの星は最も金属が少ない星として識別されています。しかし、これらの古代の化石を見つけるための努力は、観測に重要な偏りをもたらしました。特に、中間の金属の少ない星(-2.5<[Fe/H]<-1.5)は見過ごされがちです。欠落している情報は、特に中性子捕捉元素に関係するものについて、銀河の化学濃縮の正確な研究に影響を及ぼし、WEAVEや4MOSTなどの将来の多天体分光調査では部分的にしかカバーされない.中間金属度中性子捕捉元素(MINCE)での測定は、主に銀河のハローに位置する、数百の明るく金属の少ない星の最初の高品質スペクトル(高S/N比および高解像度)を収集しています。主にガイアのデータに基づいて選択をまとめ、サンプルの星の大気と各星の化学的存在量を決定しました。この論文では、46個の星の59個のスペクトルの最初のサンプルを提示します。視線速度を測定し、すべての星の銀河軌道を計算しました。8個の星は薄い円盤に属し、15個は分裂した衛星に属し、残りは上記の構造に関連付けることができず、それらをハロー星と呼びます.これらの星のうち33個について、亜鉛までの元素の存在量を提供します。また、最近のモデルに基づく11の化学元素の化学進化の結果も示します。複数の望遠鏡と分光器を使用して高S/Nで高解像度のスペクトルを取得するという私たちの観測戦略は、現在のサンプルが約1年間の観測で取得されたため、非常に効率的であることが証明されています。最後に、私たちのターゲット選択戦略は、私たちの目的に満足できるものであることが証明されました.
前主系列連星DQタウにおける降着過程、磁場、および離隔運動
| Title |
Accretion_process,_magnetic_fields,_and_apsidal_motion_in_the_pre-main_sequence_binary_DQ_Tau |
| Authors |
Kim_Pouilly,_Oleg_Kochukhov,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Axel_Hahlin,_Andres_Carmona,_and_P\'eter_\'Abrah\'am |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06191 |
古典的なおうし座T星(CTTS)は、強い磁場の影響を受けて降着円盤から物質を降着する若い恒星天体です。磁気圧力は、いくつかの星の半径で円盤を切り詰め、磁力線をたどることによって、物質を円盤面から離れて星の表面に落下させます。ただし、このグローバルなスキームは、降着成分と重力的に相互作用するコンパニオンの存在によって妨げられる可能性があります。この研究は、異なる軌道位相で相互作用する2つの等質量($\sim$0.6\msun)CTTSで構成される、タイトな偏心バイナリDQTauの降着と磁場を研究することを目的としています。CFHTでESPaDOnSを使用して実行される高解像度の分光および分光偏光モニタリングを使用して、システムの変動性を調査しました。このシステムの史上初の磁場分析を提供します。ゼーマンドップラーイメージングは、一次よりも二次の磁場が強いことを明らかにしました(それぞれ1.2kGと0.5kG)。強さ（約2.5キログラム）。磁場のトポロジーと強度は、CTTSでの降着プロセスと互換性があります。このシステムの両方のコンポーネントは、軌道運動中に主なアクレターの変化を伴って降着しています。さらに、このシステムは、ペリアストロンとアパストロンでの質量降着率の大幅な向上を示しています。また、この系で初めて、軌道楕円の遠運動を発見しました。
TESS における 15000 の楕円体バイナリ候補: 軌道周期、バイナリ分数、および第三コンパニオン
| Title |
15000_Ellipsoidal_Binary_Candidates_in_TESS:_Orbital_Periods,_Binary_Fraction,_and_Tertiary_Companions |
| Authors |
Matthew_J._Green,_Dan_Maoz,_Tsevi_Mazeh,_Simchon_Faigler,_Sahar_Shahaf,_Roy_Gomel,_Kareem_El-Badry,_and_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06194 |
主系列の主星と軌道周期が5日未満の15779個の候補連星系の均一に選択されたサンプルを提示します。ターゲットは、潮汐によって誘導された楕円体変調に基づいて、TESSフルフレーム画像ライトカーブから選択されました。分光学的フォローアップは、サンプルの純度が$83\pm13$パーセントであることを示唆しています。注入回復テストにより、全体的な完全性を$P_\mathrm{orb}<3$日で$28\pm3$パーセントと見積もることができ、選択効果を定量化できます。サンプルの$39\pm4$パーセントが接触連星系であると推定し、接触連星系と分離連星系の周期分布を解きほぐします。短い軌道周期での主系列連星母集団の軌道周期分布を導出し、より長い周期で太陽型星について以前に発見された対数正規分布と連続する分布を見つけますが、$P_\mathrm{orb}\lesssim3$日、および$P_\mathrm{orb}\approx0.4$日での連絡先バイナリの山積み。周期範囲が1～5日の伴星は、温度が低い星と比較して、約6250K$(クラフトブレーク)よりも高温の星の周りで1桁多く発生することがわかっており、磁気ブレーキが重要な役割を果たしていることを示唆しています。温度分布と周期分布を形成します。解決された三次コンパニオンは、分離の中央値が3200AUで、バイナリの0.2$パーセント$9.0\pmに検出されます。三次伴星の頻度は、楕円体周期が最も短い星系の中で$29\pm5$%に上昇します。選択効果が定量化されたこの大規模なバイナリサンプルは、$P_\mathrm{orb}<5$日での分離および接触バイナリシステムの将来の研究のための強力なリソースになります。
MAXI~J1348--630: スケーリング法によるブラックホール質量と連星傾斜角の推定
| Title |
MAXI~J1348--630:_Estimating_the_black_hole_mass_and_binary_inclination_using_a_scaling_technique |
| Authors |
Lev_Titarchuk_(University_of_Ferrara,_Italy,_MSU,_GAISH,_Moscow,_Russia),_Elena_Seifina_(_MSU,_GAISH,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06271 |
MAXI~J1348--630の爆発活動は、その源にブラックホール(BH)が含まれているかどうかについて、多くの論争を巻き起こしました。ここでは、Swift/XRTデータを使用したMAXIJ348--630のバーストの分析結果を示します。ComptonizationとGaussianiron-lineコンポーネントの組み合わせを使用して、すべてのスペクトル状態のエネルギースペクトルをモデル化できることがわかりました。さらに、X線光子指数ガンマが質量降着速度Mdotと相関していることを示します。ガンマはLHSからHSSまでMdotで単調に増加し、ガンマ~3で飽和することがわかります。このインデックスの動作は、他の多くのBH候補によって示されるものと似ています。この結果は、MAXI~J1348--630にBHが存在するという観察証拠を表しています。また、ガンマの値がQPO頻度\nu_{L}と相関していることも示しています。この相関関係に基づいて、参照ソースとしてBHバイナリXTE~J1550--564を使用して、14.8+/-0.9M_{\odot}のBH質量を推定するスケーリング方法を適用しました。SRG/eROSITAによるMAXI~J1348--630の周りの巨大なダスト散乱リングの最近の発見により、このX線源までの距離の見積もりが改善されました。この距離で、ガンマとMdotに比例する正規化の間の相関関係のスケーリング手法を使用して、円盤の傾きi=(65+/-7)^0を推定することができました。kT_sの最初の減少は,照度フラクションfの増加と同時に起こった。アウトバーストの開始時に、コンプトン雲(または「コロナ」)は非常に拡張され、したがって、kT_sが約0.2～0.4keVである比較的遠いディスク領域からコロナにシード光子が注入されます。Mdotが増加する(または光度が増加する)間、コロナは収縮し、シード光子温度kT_sが増加します。
ビジュアル バイナリ コンポーネント $\xi$ Boo A (G8V) と $\xi$ Boo B (K5V) のリチウム存在量について
$\xi$BooAと$\xi$BooBのリチウム共鳴ダブレットの分光学的調査を、存在量と同位体比の両方に関して提示します。11.8mLBTとPEPSIを使用して、ピクセルあたりの信号対雑音比(S/N)が最大3200の新しい$R$=130\,000スペクトルを取得しました。1D-LTEMARCSモデルの大気と3D-NLTE補正に基づく合成ラインプロファイルとの適合から、両方の同位体の存在量を決定します。$\xi$BooAの場合、1D-LTEでA(Li)=2.40$\pm$0.03\,dexおよび$^6$Li/$^7$Li<1.5$\pm$1.0\,\%\が見つかります、3D-NLTEの場合、$\approx$2.45に増加します。$\xi$BooBの場合、$^6$Li/$^7$Liレベルが指定されていない1D-LTEでA(Li)=0.37$\pm$0.09\,dexを取得します。したがって、2つの星のいずれにも$^6$Liは見られません。$\xi$BooBに適合するLiのスポットモデルを検討し、A(Li)=0.45$\pm$0.09\,dexを見つけます。$^7$Liの存在量は、$\xi$BooAの場合は太陽の23倍ですが、$\xi$BooBの場合は太陽の3分の1ですが、どちらも同様の年齢のM35の単一星の傾向に適合します。クラスターを開く。有効温度は、TiOバンドヘッド強度から再決定されます。最適なグローバル金属量は、$\xi$BooAでは--0.13$\pm$0.01\,dex、$\xi$BooBでは+0.13$\pm$0.02\,dexであることに注意してください。K5Vのリチウム存在量ベンチマークスター61\,Cyg\,Aは、スポットモデルを含めるとA(Li)$\approx$0.53\,dexになりましたが、スポットモデルなしでは$\approx$0.15\,dexになりました。
3次元太陽風速度・密度モデルと太陽プロキシとの一般的な相関関係について
太陽風(SW)は太陽コロナからのプラズマの超音速流出であり、緯度方向の速度と密度のプロファイルは太陽活動によって変化します。SW陽子は、流入する星間中性原子と電荷交換し、太陽圏の境界領域内のプラズマの物理的状態に関する情報をもたらすエネルギー中性原子(ENA)を作成します。ENAの速度はそのエネルギーに依存するため、異なるエネルギーでの観測は、時間をさかのぼって異なるエポックに関する情報を提供します。したがって、この情報を理解するには、SWの進化の歴史を理解することが重要です。この論文では、惑星間シンチレーション(IPS)の分析結果に基づいて、SW速度と密度の緯度プロファイルの時間発展のWawHelioIon3DSWモデルを提供した\citet{porowski_etal:22a}による作業を拡張します。主成分分析の結果に基づいて、選択した太陽プロキシとIPSから得られたSWの構造との間の相関関係を求め、プロキシに基づいて過去3つの太陽周期中のSW構造の進化を再現できることを示します。これにより、南西構造の進化の歴史を1976年までさかのぼることができます。つまり、南西電流シートの傾きと太陽極磁場の重要な代用値の観測が利用可能になった時代にまでさかのぼることができます。将来のSWの構造を予測するためのプロキシの使用の可能性を指摘します。
弱結合自己重力系におけるBBGKY階層からの対相関関数式の導出
| Title |
Derivation_of_an_equation_of_pair_correlation_function_from_BBGKY_hierarchy_in_a_weakly_coupled_self_gravitating_system |
| Authors |
Anirban_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.15442 |
ペア相関関数の方程式は、準熱平衡における弱く結合した不均一な自己重力系のBBGKY階層の最初の2つのメンバーから導出されました。この作業は、中心緩和時間よりも古い星団の中心領域の熱力学的特性を研究するのに役立つ可能性があります。
分子雲のイオン化による暗黒物質電子散乱の制約
我々は、高密度分子雲中の暗黒物質による$\text{H}_2$のイオン化が、電子による暗黒物質の散乱強度に強い制約を与えることができることを実証する。分子雲は高いUV光学減衰を持ち、紫外線やX線の光子からそれらを保護します。それらの化学的および熱的進化は、低エネルギーの宇宙線によって支配されています。質量が$\gtrsim4$MeVの暗黒物質は$\text{H}_2$をイオン化でき、観測されたイオン化率に寄与します。$\text{H}_2$のダークマター誘起電離率が観測された宇宙線電離率$\zeta^{\text{H}_2}$を超えないことを要求するおうし座雲複合体のL1551などの分子雲。これにより、DM電子断面積$\bar{\sigma}_e$に強い制約を課すことができます。これは、既存の天体物理学的制約を補完し、地上および地下の直接検出実験が感度を失う、強く相互作用するパラメーター空間を調査します。計画された気球および衛星ベースの実験と組み合わせた分子雲からの制約が、電子と強く相互作用する暗黒物質の割合の存在量を強く制約することを示します。私たちは、境界を改善する可能性のある将来のモデリングと観察の取り組みについてコメントします。
ダークグルーボールに消滅するダークマターの間接検出
我々は暗黒のグルーボールに消滅する暗黒物質の間接的な検出を調べ、それは一連のポータルを介して標準モデルに崩壊します。これは、暗黒物質の候補が、多くの可能性のある複雑な暗黒セクターを代表する、光のフレーバーのない閉じ込めゲージ力に結合する場合に発生します。このような隠れ谷のシナリオは、極小モデルが検出されないことや、小さな階層問題に対するツインヒッグス解法などの理論的動機により、ますます検討されるようになっています。間接的な検出における暗いグルーボールの研究は、暗いシャワーでの生産をモデル化することの難しさによって以前は妨げられていました。最近のGlueShowerコードを使用して、光子チャネル、反陽子チャネル、および陽電子チャネルにわたる標準モデルへのダークグルーボールを介した暗黒物質の消滅に関する最初の制約を生成します。また、銀河中心超過を当てはめ、この観測を他の天体物理学的制約と組み合わせて使用して、マルチチャネル観測が理論のUVおよびIRの詳細、つまり正確な崩壊ポータルとハドロン化挙動をそれぞれどのように制約できるかを示します。これにより、コライダーでのヒドゥンバレーの検索に対して、独自の補完的な発見と診断の可能性がもたらされます。$\mathcal{O}(10~\mathrm{GeV})$ダークグルーボールに消滅する熱WIMPと、ツインヒッグスのような崩壊ポータルを介した標準モデルが銀河中心超過を説明できることに注目するのは興味深いことです。他の制約を尊重します。
ペルー中北部沿岸の考古天文学的研究
カラル文明はペルーの北中部沿岸で発展し、紀元前2870年から1970年の間に占領されました。考古天文学の分野で行われた最初の研究では、その首都であるシウダードサグラダデカラルのいくつかの建物に天文学的な方向性があった可能性を示す証拠が示されました。しかし、方法論的な問題がこれらの結論に疑問を投げかけています。最近の研究では、より一般的な統計分析が行われ、この文明の一部である10の都市集落に分布する合計55の建築物が対象となり、地形的および天文学的な方位パターンを特定することができました。この証拠に基づいて、都市の方向パターンを分析する目的で、首都に焦点を当てた新しい研究を実施することを提案します。最も重要な宗教的および行政的構造の分析に重点を置いて、それらの機能を決定します。関連する天体との可能なリンク。この研究には、赤緯ヒストグラム、密度関数、確率検定を使用して、さまざまな構造を測定するためのフィールドワークと、その後のデータの統計分析が含まれます。
対数パラメトリゼーションと振動パラメトリゼーションを用いた動的ダークエネルギー宇宙論におけるニュートリノの計量
| Title |
Weighing_neutrinos_in_dynamical_dark_energy_cosmology_with_the_logarithm_parametrization_and_the_oscillating_parametrization |
| Authors |
Rui-Yun_Guo,_Tian-Ying_Yao,_Xin-Yue_Zhao,_and_Yun-He_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05956 |
$w(z)=w_{0}+w_{1}\frac{z}{1+z}$および$w(z)=w_{0}+w_{1}\left(\frac{\ln(2+z)}{1+z}-\ln2\right)の対数パラメーター化を持つ他の2つのモデル$と$w(z)=w_{0}+w_{1}\left(\frac{\sin(1+z)}{1+z}-\sin(1)\right)$の振動パラメータ化.CPLモデルに対する利点は、暗黒エネルギーの後者の2つのパラメーター化が宇宙の進化の歴史全体を適切に調査できることです。宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星を含む現在の主流の観測を使用して、$\chi^2$統計解析を実行してこれらのモデルをグローバルに適合させ、対数パラメータ化と振動パラメータ化がCPLシナリオに対してわずかに優先されます。これらの動的ダークエネルギーモデルでは、ニュートリノの総質量を制限します。対数モデルと振動モデルでは、CPLモデルに比べて$\summ_{\nu}$の制約がはるかに緩いことがわかります。ニュートリノの可能な質量順序を考慮すると、縮退階層の場合に$\summ_{\nu}$に対する最も厳しい制約が現れることが明らかになります。さらに、通常の階層のケースが反転したケースよりもわずかに有利であることを確認します。
暗黒物質対消滅または無菌（右手系）ニュートリノへの崩壊から観測可能なスペクトルの包括的な研究を提供します。これは、例えば、ニュートリノポータル暗黒物質モデルで発生します。このモデルでは、無菌ニュートリノが暗黒物質と標準モデルセクター間のポータルとして機能します。その後の右巻きニュートリノの崩壊により、検出可能な標準モデル粒子、特に光子、陽電子、ニュートリノが生成されます。右手系ニュートリノの質量がGeVスケール以下のモデルと、TeVスケールまたはそれよりかなり重いモデルの現象論を研究しています。どちらの場合も、さまざまな理由から、モンテカルロシミュレーションを含む標準ツールは不十分で不正確です。右巻きニュートリノ崩壊に関連する分岐比と、広範囲の暗黒物質と右巻きニュートリノ質量の二次光子、陽電子、およびニュートリノのスペクトルを計算するための完全なフレームワークを提示します。そのような信号の一般的な特徴を議論し、スペクトルをダークマター消滅/ボトムクォークへの崩壊からの標準信号と比較します。さらに、このようなスペクトルの計算に使用できるオープンソースコード1を提供しています。コードはhttps://github.com/LoganAMorrison/blackthornで入手できます。
初期宇宙論と後期宇宙論: $f(R)$ 重力の視点
| Title |
Early_and_late_time_cosmology:_the_$f(R)$_gravity_perspective |
| Authors |
Francesco_Bajardi,_Rocco_D'Agostino,_Micol_Benetti,_Vittorio_De_Falco,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06268 |
初期宇宙時代と後期宇宙時代の観測結果の不一致、および宇宙定数の解釈に関連する真空エネルギーの問題は、$\Lambda$CDMモデルに疑問を投げかけています。これらの概念的および観察的事実に動機付けられて、アインシュタインの重力の拡張は、一般相対性理論が紫外および赤外スケールで被った未解決の問題を解決する観点から、最近集中的に検討されています。ここでは、特に宇宙論的応用に焦点を当てて、$f(R)$重力のいくつかの側面の簡単な概要を提供します。具体的には、実行可能なモデルを選択し、対応するダイナミクスを調査するための基準として、ネーター対称性が採用されます。このようにして、物質支配から現在の時代までの選択されたモデルの挙動を分析して、宇宙場の方程式の解を見つけます。さらに、エネルギー条件やいわゆる湿地帯の基準による制約も考慮されます。特に、宇宙の緊張を固定するために$f(R)$重力の可能性を定性的に議論します。
一次相転移における弱く相互作用する粒子からの重力波
| Title |
Gravitational_Waves_from_Feebly_Interacting_Particles_in_a_First_Order_Phase_Transition |
| Authors |
Ryusuke_Jinno,_Bibhushan_Shakya,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.06405 |
一次相転移は、初期宇宙からの重力波(GW)の発生源として十分に動機づけられ、広く研究されています。このような遷移中に解放された真空エネルギーは、主に真の真空の気泡の膨張する壁に伝達され、その衝突がGWの源になるか、周囲のプラズマに伝達され、GW源として機能する音波と乱流を生成すると想定されます。このレターでは、これまで考慮されていなかった別の可能性を研究します。放出されたエネルギーは、主に、流体の説明を認めず、個々に自由に流れる、弱く相互作用する粒子に伝達されます。このような構成からのGWの生成を研究するための形式を開発し、そのようなGW信号が従来のソースと比較して定性的に異なる特性を持ち、近い将来のGW検出器で潜在的に観測可能であることを実証します。
