| Title |
Quasar_Factor_Analysis_--_An_Unsupervised_and_Probabilistic_Quasar_Continuum_Prediction_Algorithm_with_Latent_Factor_Analysis |
| Authors |
Zechang_Sun,_Yuan-Sen_Ting_and_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11784 |
最初の発見以来、クエーサーは遠い宇宙の重要な探査機でした。ただし、その性質に関する知識が限られているため、固有のクエーサー連続体を予測することは、それらの使用のボトルネックになっています。クエーサー連続体を復元する既存の方法は、多くの場合、限られた数の高品質クエーサースペクトルに依存しており、クエーサー集団の完全な多様性を捉えることができない可能性があります。この研究では、教師なし確率モデル\textit{QuasarFactorAnalysis}(QFA)を提案します。これは、因子分析(FA)と銀河間媒体(IGM)の物理的事前分布を組み合わせて、これらの制限を克服します。QFAは、クエーサースペクトルを生成的にモデル化することにより、クエーサー連続体の事後分布をキャプチャします。以前の方法と比較して、Ly$\alpha$フォレスト領域での連続体予測について、QFAが最先端のパフォーマンス$\sim2\%$相対誤差を達成できることを示します。SloanDigitalSkySurveyDataRelease16から90,678$2<\mathrm{z}<3.5$,SNR$>2$クエーサースペクトルをさらに当てはめたところ、$\sim30\%$クエーサースペクトルでは、連続体が正しく決定されていないことがわかりました。以前の方法では、QFAは視覚的により妥当な連続体を生成します。QFAは、$\mathrm{z}\sim3$および$\mathrm{z}\simの$\sim4\%$での1DLy$\alpha$パワースペクトル測定で$\lesssim1\%$エラーも達成します。2.4ドル。さらに、QFAは、PCAよりも物理的に動機付けされている潜在的な要因を決定します。潜在因子の進化を調査し、ボールドウィン効果を除いて、有意な赤方偏移または光度依存性を報告していません。QFAの生成的な性質により、外れ値を確実に検出することもできます。我々は、QFAが減衰したLy$\alpha$システムと潜在的なタイプIIクエーサースペクトルを含む、範囲外のクエーサースペクトルを選択するのに効果的であることを示しました。
いくつかの 21 cm 分析における負のパワー スペクトル体系の統計
| Title |
The_Statistics_of_Negative_Power_Spectrum_Systematics_in_some_21_cm_Analyses |
| Authors |
Miguel_F._Morales,_Jonathan_Pober,_Bryna_J._Hazelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11881 |
非常に慎重な分析を通じて、コロパニスら。(2022)系統的な負のパワースペクトル(PS)を特定しました。21cmの宇宙論コミュニティは、負のPSは非物理的なものであるため、観測体系が力を加えると想定しています。その起源の謎に加えて、負のPSシステマティックスは、21cmPSの上限を人為的に下げるという幽霊を引き起こします。負のPSシステマティックスの原因は、PS推定値の計算方法の選択とベースライン依存のシステマティックパワーとの間の微妙な相互作用にあるようです。このホワイトペーパーでは、ベースラインに依存するシステマティックスの統計モデルを提示して、負のPSシステマティックスがどのように現れるか、およびそれらの統計的特性を調査します。これは、観測上の21cmの宇宙論の上限を報告する際に、いつ、どのように負のPSシステマティックスを考慮するかについての推奨事項につながります。
原始曲率とテンソル摂動によって引き起こされる二次スカラー摂動
| Title |
Second_order_scalar_perturbations_induced_by_primordial_curvature_and_tensor_perturbations |
| Authors |
Zhe_Changa,_Kung-Yu_Tinga,_Xukun_Zhang,_Jing-Zhi_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11948 |
原始摂動は必然的に高次の摂動を生成します。放射支配時代の原始曲率とテンソル摂動によって生成された2次スカラー摂動を研究します。すべての可能な2次ソース項を提示した後、カーネル関数の明示的な式と2次スカラー摂動のパワースペクトルを取得します。初期の二次摂動からの寄与が考慮されます。異なるテンソル対スカラー比$r$に対する2次スカラー摂動のパワースペクトルを計算します。
SO(10) 大統一理論における D パリティの破れからの原始ブラック ホール
| Title |
Primordial_black_holes_from_D-parity_breaking_in_SO(10)_grand_unified_theory |
| Authors |
Sasmita_Mishra_and_Urjit_A._Yajnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11980 |
連星ブラックホールの合体による重力波の証拠が増えていることから、原始ブラックホール(PBH)の研究への関心が新たに高まっています。ここでは、インフレ中に平衡から外れて形成され、その後インフレ後に崩壊する疑似トポロジカルドメイン壁の崩壊からのPBHの形成のメカニズムを研究します。この研究を、$SO(10)$に基づく超対称大統一理論(GUT)に埋め込まれた$D$パリティによる磁壁形成に適用し、結果として得られるPBHの存在量を既存の制約と比較します。したがって、巨視的な遺物を使用して、GUTを制約または除外したり、このクラスのGUTにおけるPBH形成の理論の改良を要求したりできます。
eROSITAサーベイにおける銀河団の静水質量プロファイル
| Title |
Hydrostatic_Mass_Profiles_of_Galaxy_Clusters_in_the_eROSITA_Survey |
| Authors |
Dominik_Scheck,_Jeremy_S._Sanders,_Veronica_Biffi,_Klaus_Dolag,_Esra_Bulbul,_Ang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12146 |
銀河団内媒質と銀河団の重力ポテンシャルとの間の静水圧平衡を仮定することは、それらの総質量を調査するために広く使用されている方法です。SRG/eROSITAサーベイのコンテキストで、観測コードで得られた静水質量をテストしたいと考えています。静水圧モデリングコードMBProj2を使用して、表面輝度プロファイルを、理想化された特性を持つシミュレートされたクラスターと、MagneticumPathfinderシミュレーションから取得した93個のクラスターのサンプルに適合させます。後者は、理想的な観測条件の仮定の下で、また現実的なeROSITAデータ品質のために調査します。フィッティングされた累積総質量プロファイルとシミュレーションによって提供される真の質量プロファイルを比較することで、アプローチの信頼性に関する知識を得ることができます。さらに、ガス密度と圧力の真のプロファイルを使用して、すべてのクラスターの理論に基づいて静水質量プロファイルを計算します。完全な静水圧平衡を満たすようにシミュレートされた理想化されたクラスターの場合、真の$r_{500}$および$r_{200}$での累積総質量を7%未満の偏差で再現できることがわかりました。理想化された観測条件下でのマグネティウムパスファインダーシミュレーションからのクラスターでは、真の$r_{500}$および$r_{200}$での当てはめられた累積総質量の中央値は、静水圧を考慮して、私たちの期待と一致しています。質量バイアス。それにもかかわらず、郊外の累積総質量プロファイルの急勾配が高すぎる傾向があることがわかります。現実的なeROSITAデータ品質では、この急峻性の問題は、赤方偏移が高いクラスターで激化するため、$r_{200}$での累積総質量が高くなりすぎます。シミュレーションから得られた真のプロファイルに基づく静水質量については、静水質量に関する予想とよく一致しています。
| Title |
Cosmography_using_strongly_lensed_gravitational_waves_from_binary_black_holes |
| Authors |
Souvik_Jana,_Shasvath_J._Kapadia,_Tejaswi_Venumadhav,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12212 |
第3世代の重力波(GW)検出器は、運用期間中に数百万回の連星ブラックホール(BBH)の合体を検出することが期待されています。それらのごく一部($\sim1\%$)は、介在する銀河や銀河団によって強くレンズ化され、GW信号の複数の観測可能なコピーを生成します。レンズ現象の予想数とレンズ現象間の時間遅延の分布は、宇宙論に依存します。検出されたレンズ現象の数とその時間遅延分布から宇宙パラメータを推定するためのベイジアン解析手法を開発します。予想される制約は、他の宇宙論的測定から得られたものと同等ですが、他のプローブでは調査されていない別の赤方偏移領域($z\sim10$)を調査しています。
PointNet を使用した Galaxy Redshift サーベイからの宇宙論
| Title |
Cosmology_from_Galaxy_Redshift_Surveys_with_PointNet |
| Authors |
Sotiris_Anagnostidis,_Arne_Thomsen,_Tomasz_Kacprzak,_Tilman_Tr\"oster,_Luca_Biggio,_Alexandre_Refregier,_Thomas_Hofmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12346 |
近年、ディープラーニングのアプローチは、点群データの分析において最先端の結果を達成しています。宇宙論では、銀河の赤方偏移調査は、このような空間内の位置の順列不変コレクションに似ています。これらの調査は、これまでのところ、パワースペクトルや相関関数などの2点統計で分析されてきました。これらの要約統計量の使用は、密度フィールドが線形でガウス型である大規模で最も正当化されます。ただし、今後の調査から期待される精度の向上を考慮すると、本質的に非ガウス分布である小さな角度分離の分析は、宇宙論的パラメーターをより適切に制約するための魅力的な手段を表しています。この作業では、\textit{PointNet}のようなニューラルネットワークを使用して、点群データから直接宇宙パラメータの値を回帰することにより、2点統計を改善することを目指しています。私たちのPointNetの実装は、$\mathcal{O}(10^4)-\mathcal{O}(10^5)$銀河の入力を一度に分析できます。.さらに、特定の固定赤方偏移での以前の静的なシミュレーションボックスとは対照的に、ライトコーンで銀河の赤方偏移調査データを分析する機能を示します。
ノイズ除去拡散確率モデルは、現実的な天体物理場を生成できますか?
| Title |
Can_denoising_diffusion_probabilistic_models_generate_realistic_astrophysical_fields? |
| Authors |
Nayantara_Mudur,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12444 |
スコアベースの生成モデルは、敵対的生成ネットワーク(GAN)の代替として登場し、複雑な画像分布からの学習とサンプリングを含むタスクのフローを正規化します。この作業では、これらのモデルが2つの天体物理学的コンテキストでフィールドを生成する能力を調査します。宇宙論シミュレーションからの暗黒物質の質量密度フィールドと星間塵の画像です。3つの異なる測定基準を使用して、真のフィールドに対するサンプリングされた宇宙フィールドの忠実度を調べ、対処すべき潜在的な問題を特定します。ダスト画像のノイズを除去する際に、ダストでトレーニングされたモデルの概念実証アプリケーションを示します。私たちの知る限り、これはこのクラスのモデルを星間物質に適用した最初の例です。
Euclid: 宇宙論における巨大ニュートリノのモデル化 -- コードの比較
| Title |
Euclid:_Modelling_massive_neutrinos_in_cosmology_--_a_code_comparison |
| Authors |
J._Adamek,_R._E._Angulo,_C._Arnold,_M._Baldi,_M._Biagetti,_B._Bose,_C._Carbone,_T._Castro,_J._Dakin,_K._Dolag,_W._Elbers,_C._Fidler,_C._Giocoli,_S._Hannestad,_F._Hassani,_C._Hern\'andez-Aguayo,_K._Koyama,_B._Li,_R._Mauland,_P._Monaco,_C._Moretti,_D._F._Mota,_C._Partmann,_G._Parimbelli,_D._Potter,_A._Schneider,_S._Schulz,_R._E._Smith,_V._Springel,_J._Stadel,_T._Tram,_M._Viel,_F._Villaescusa-Navarro,_H._A._Winther,_B._S._Wright,_M._Zennaro,_N._Aghanim,_L._Amendola,_N._Auricchio,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_S._Camera,_V._Capobianco,_V._F._Cardone,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C._A._J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_et_al._(72_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12457 |
宇宙論的大規模クラスタリングデータから絶対ニュートリノ質量スケールを測定することは、ユークリッドミッションの主要な科学目標の1つです。このような測定は、構造形成に対するニュートリノの影響の正確なモデル化に依存しており、これは$N$体シミュレーションで調べることができます。ここでは、大量のニュートリノを扱うための数値的手法の成熟度と信頼性を確立するための主要なコード比較作業の結果を紹介します。比較には、11個の完全な$N$-body実装(すべてが独立しているわけではありません)、おおよその時間積分による2つの$N$-bodyスキーム、および物質パワースペクトルを直接予測またはエミュレートする4つの追加コードが含まれます。共通の初期データセットを使用して、コールドダークマターとバリオンの非線形パワースペクトルの相対的一致を定量化し、$N$体コードについては、バイスペクトル、ハロー質量関数、およびハローバイアスの相対的一致も定量化します。さまざまな数値実装が完全に一貫した結果を生成することがわかります。したがって、最も一般的な要約統計では、大規模ニュートリノの影響をサブパーセントレベルでモデル化できると確信できます。また、将来の参照用にコード検証パイプラインも提供します。
HD 114082 の周囲の高アルベド低分極円盤には、木星サイズのトランジット惑星が存在する
| Title |
The_high-albedo,_low_polarization_disk_around_HD_114082_harbouring_a_Jupiter-sized_transiting_planet |
| Authors |
N._Engler,_J._Milli,_R._Gratton,_S._Ulmer-Moll,_A._Vigan,_H.M._Schmid,_S._Messina,_V._Squicciarini,_A.-M._Lagrange,_A._Grandjean,_J._Olofsson,_P._Th\'ebault,_R._van_Holstein,_M._Janson,_F._M\'enard,_J._P._Marshall,_G._Chauvin,_T._Bhowmik,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_C._del_Burgo,_E._Choquet,_S._Desidera,_M._Feldt,_T._Fusco,_J._Girard,_D._Gisler,_J._Hagelberg,_M._Langlois,_A.-L._Maire,_D._Mesa,_M.R._Meyer,_P._Rabou,_L._Rodet,_T._Schmidt,_and_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11767 |
F型星HD114082の周りの破片円盤の新しい光学および近赤外画像を提示します。直接画像観測を取得し、このターゲットのTESS測光時系列データを分析して、惑星の仲間を検索し、形態を特徴付けました。デブリ円盤の構造とダスト粒子の散乱特性。HD114082は、VLT/SPHERE機器で観測されました。KバンドのIRDISカメラは、ADI技術を使用したY、J、HバンドのIFSとともに、HバンドのIRDISとI_PRIMEバンドのZIMPOLを使用して観測されました。PDIテクニック。散乱光の画像は、光学的に薄いダストディスクでの単一散乱の3Dモデルに適合しました。ディスク内のダスト粒子の散乱および偏光位相関数、偏光分率、およびスペクトル散乱アルベドを導出するために、開口測光を実行しました。この方法は、ディスクの色を取得し、破片ディスクHD117214と比較してダストの反射率を調べるために、ディスクの反射スペクトルを取得するためにも使用されました。検出された惑星の半径とその軌道に制約を課すための惑星の通過と星の活動。デブリ円盤は、半径が~0.37$''$(35au)、傾斜が~83$^\circ$で、広い内部空洞を持つ軸対称なデブリベルトのように見えます。HD114082のダスト粒子の最大偏光率は~17%であり、反射率が高いため、スペクトル散乱アルベドは0.65になります。TESS測光データの分析により、半径$\sim$1~$\rmR_{J}$の半径$0.7\pm0.4$auの準主軸を持つHD114082にトランジットしている惑星の伴星が明らかになりました。IRDISKバンド画像では、コンパニオン質量に関して深い感度限界に達し、50auで~5$M_{\rmJup}$まで、20auで~11$M_{\rmJup}$まで下がっています。中央の星。
暴走質量損失による質量半径平面内の高温土星の除去
熱い土星の人口は質量半径空間で境界を示し、$\sim$0.1gcm$^{-3}$未満の密度で惑星は観察されません。それでも、惑星の内部構造モデルは、半径の膨張の自然な結果として、そのようなオブジェクトを容易に構築できます。ここでは、半径膨張、光蒸発による質量損失、ロシュローブオーバーフローの単純な処方箋を含む内部構造モデルを構築することにより、密度境界の彫刻においてXUV駆動の質量損失が果たす役割を調査します。$\sim$0.1gcm$^{-3}$よりもふくらんでいる惑星は、ガス層が剥ぎ取られるにつれて断熱半径膨張によって引き起こされる暴走質量損失を経験することを実証し、質量半径空間で観察されたエッジの良い説明を提供します.このプロセスは、半径周期と質量周期の空間でも見られますが、より小さく、高金属量の惑星は、形成時の人口分布の部分的な記録を保持しながら、短い周期でも生き残ることができます。
熱く高密度の亜海王星 TOI-824b は露出した海王星のマントルですか?猛暑日側のスピッツァー検出と内部組成の再解析
| Title |
Is_the_hot,_dense_sub-Neptune_TOI-824b_an_exposed_Neptune_mantle?_Spitzer_detection_of_the_hot_day_side_and_reanalysis_of_the_interior_composition |
| Authors |
Pierre-Alexis_Roy,_Bj\"orn_Benneke,_Caroline_Piaulet,_Ian_J._M._Crossfield,_Laura_Kreidberg,_Diana_Dragomir,_Drake_Deming,_Michael_W._Werner,_Vivien_Parmentier,_Jessie_L._Christiansen,_Courtney_D._Dressing,_Stephen_R._Kane,_Farisa_Y._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11793 |
ケプラーとTESSのミッションにより、海王星系外惑星が驚くほど豊富に存在することが明らかになりました。この豊富さにもかかわらず、海王星亜星の性質と組成の多様性に関する私たちの理解は、大部分が限られたままであり、その大部分は、透過分光法による大気研究がほとんど独占的に低密度の海王星亜星を対象としており、それらでさえ高高度の雲の影響を受けることが多かったためです。.ホットで高密度のTOI-824b($2.93\,R_\oplus$および$18.47\,M_\oplus$)の最近のTESSによる発見は、海王星亜惑星の科学への新しい窓を開きます。日食。ここでは、$3.6$チャンネルと$4.5\,\mathrm{\mum}$チャンネルでのスピッツァー二次食観測によるTOI-824bの暑い日の側面の検出を、その内部組成の再分析と組み合わせて提示します。測定された日食深度(142$^{+57}_{-52}$および245$^{+75}_{-77}$ppm)と明るさ温度(1463$^{+183}_{-196}$および1484$^{+180}_{-202}$K)は、熱の再分配が不十分であること($f>$0.49)とボンドアルベドが低いこと(A$_{B}<$0.26)を示しています。TOI-824bは「露出した海王星マントル」である可能性があると結論付けています。海王星のような水に富んだ内部を持つ惑星で、水素エンベロープを一度も降着しなかったか、その後水素エンベロープを失いました。暑い昼側の温度は、昼側から入ってくる放射の大部分を再放出する高金属エンベロープによって自然に説明されます。TOI-824bの密度も、最大1%の水素を降着した巨大な岩石のコアと一致していますが、観測された日食の深さは、7:1の尤度比で、高金属性GCMシミュレーションよりも太陽金属性GCMシミュレーションを支持しています。TOI-824bの性質に関する新たな洞察は、海王星下の個体群が以前に考えられていたよりも多様である可能性を示唆しており、海王星下で一般的に想定されているように、高密度で高温の海王星のいくつかは水素に富んだエンベロープをホストしていない可能性があります。
MAROON-XによるTRAPPIST-1惑星の傾斜度の測定
| Title |
Measuring_the_Obliquities_of_the_TRAPPIST-1_Planets_with_MAROON-X |
| Authors |
Madison_Brady,_Jacob_Bean,_Andreas_Seifahrt,_David_Kasper,_Rafael_Luque,_Ansgar_Reiners,_Bj\"orn_Benneke,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Julian_St\"urmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11841 |
惑星系に対する恒星の傾斜角は、系の形成と進化についての洞察を与えてくれるだけでなく、系内に追加の天体が存在することを暗示しています。ただし、大気追跡の最も有望なターゲットであるM型矮星は、正確な測定に関連する課題のために、傾斜特性調査の点で過小評価されています。この論文では、超精密視線速度スペクトログラフMAROON-Xを使用して、M型矮星後期のTRAPPIST-1の傾斜角を測定します。ロシター・マクラフリン効果により、星系の傾斜角は$-2^{+17}_{-19}$度、恒星の自転速度は2.1$\pm$0.3kms$^{-1}$と測定されます。恒星表面の微分回転を検出することはできませんでしたが、現在のデータでは、すべての惑星が同じ傾斜角度を共有するモデルが支持されていることがわかりました。ドップラー断層撮影法を使用して惑星の特徴を検出できませんでした。これは、星の回転が遅いこととデータのSNRが低いことの両方の結果である可能性があります。全体的に、TRAPPIST-1は低い傾斜角を持っているように見えます。これは、システムが低い原始傾斜角を持っていることを意味する可能性があります。それはまた、系の過去の特徴付けと恒星の自転周期の推定と一致する遅い回転子であるように思われます。MAROON-Xデータは、Rossiter-McLaughlin効果による星の傾斜度の正確な測定を可能にし、MAROON-Xの機能と、後期の暗い星の周りで高精度のRV測定を行うその機能を強調しています。
惑星規模の波の移動は、潮汐ロックされた水惑星に雲の変動を引き起こします
水が豊富な地球に似た惑星の惑星縁部に雲がかかると、透過スペクトルの化学的特徴が弱まり、これらの大気を特徴付ける試みが妨げられる可能性があります。しかし、地球と太陽系の世界の観測に基づくと、大気を持つ太陽系外惑星には短期的な気候変動と長期的な気候変動の両方があるはずであり、観測期間によっては雲量が少なくなる可能性があることを示唆しています。潮汐固定された地球のような惑星のシミュレーションで、ターミネーターで周期的な晴天イベントを引き起こすメカニズムを特定し、説明します。昼側の雲の放射効果、入ってくる星の放射と加熱、および大気の動的状態の間のフィードバック、特に潮汐固定された惑星に関する過去の研究で確認された帯状波数1のロスビー波は、ロスビー波の位相速度とロスビージャイアの位置は、惑星の東のターミネーターへの、またはそこからの雲の移流をもたらします。この振動は、プロキシマケンタウリb、TRAPPIST1-e、および恒星のハビタブルゾーンの最内縁に位置するこれらの世界の急速に回転するバージョンのシミュレーションで研究されています。1.4{\μ}mの水フィーチャと2.7{\μ}mの二酸化炭素フィーチャの通過深度の時系列をシミュレートします。透過スペクトルに対する大気の変動の影響は、昼側の雲量の構造とロスビー循環の位置に敏感ですが、現在の方法で検出できるほど重要な変動を示すシミュレーションはありません。
ガイア宇宙ミッションで観測された玄武岩質小惑星のスペクトル解析
| Title |
Spectral_analysis_of_basaltic_asteroids_observed_by_the_Gaia_space_mission |
| Authors |
Dagmara_Oszkiewicz,_Hanna_Klimczak,_Benoit_Carry,_Antti_Penttila,_Marcel_Popescu,_Joahim_Kruger,_Marcelo_Aron_Keniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12313 |
初期太陽系における微惑星の形成と進化を理解する鍵となるため、玄武岩質の小惑星(スペクトル的にV型に分類される)の特徴を明らかにすることには、多くの科学的関心が寄せられています。これらは、完全に分化した微惑星の地殻の一部として長い間認識されてきました。したがって、それらの多様性、分布、および物理的特性は、太陽系の理論的進化モデルにコンテキストを提供し、制約するために重要です。この作業では、ESAガイアミッションデータリリース3からのスペクトル測定の拡張データセットを使用してスペクトル分析を実行し、分析されたV型のサンプルサイズを文献と比較して3倍以上に増やします。Gaiaから提供されたデータを使用して、約2000のV型小惑星の可能性を特定しました。そのうち約350件がデータ検証基準に合格しています。このサンプルには、2.5auを超える31個の新しいV型小惑星と、フォカイア領域の6個の小惑星が含まれています。メインベルトの中央部と外側部にあるV型小惑星は、典型的なベストイドと比較して、異なるスペクトル特性を示すことが確認されました。内側のメインベルトでは、すべての集団のVタイプ間でスペクトルパラメーターが非常に多様であることを発見しました。小惑星の数は、(1459)Magnyaよりもさらに深いバンド深度を示しています。さらに、いくつかの天体は、0.9~\textmu{}mの帯域中心を示し、vestoidの典型的な値から1標準偏差以上離れています。ただし、DR3バンドの中心は過大評価されることが多いため、これらの調査結果を確認する必要があります。全体として、私たちの結果は、内側のメインベルトには(4)ベスタだけでなく、複数の分化した微惑星の残骸が含まれている可能性があることを示しています。
新星と「生まれ変わった巨人」からのプレソーラー粒子
| Title |
Pre-solar_grains_from_novae_and_"Born-again_giants" |
| Authors |
A._Evans_(Keele_University,_UK),_R._D._Gehrz_(University_of_Minnesota,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12410 |
古典的な新星噴火中に形成されたダストの特性と、低質量星のポスト漸近ジャイアントブランチ進化の後期段階で発生する非常に遅い熱パルス（VLTP）を確認します。どちらの場合も、炭素と炭化水素の粉塵が生成されます。新星は、C:O比とダスト組成に関する通常のパラダイムとは対照的に、ケイ酸塩ダストも生成する可能性があります。これらの塵の源が銀河の塵の数に大きく貢献するとは予想されていないにもかかわらず、両方の星の源からの粒子が回収された隕石と彗星の物質で識別され、特定の赤外線スペクトルの特徴が見られたという重要な証拠があります。彗星では、新星、VLTP、および太陽以前の粒子に共通しています。
GalaxyFlow: 現実的なガイア モック カタログのための流体力学シミュレーションのアップサンプリング
| Title |
GalaxyFlow:_Upsampling_Hydrodynamical_Simulations_for_Realistic_Gaia_Mock_Catalogs |
| Authors |
Sung_Hak_Lim,_Kailash_A._Raman,_Matthew_R._Buckley,_David_Shih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11765 |
銀河の宇宙論的N体シミュレーションは、数千の太陽質量のスケールの質量分解能を持つ「星の粒子」のレベルで動作します。これらのシミュレーションを星の模擬カタログに変えるには、星の粒子を同じ位相空間密度に従って個々の星に「アップサンプリング」する必要があります。このホワイトペーパーでは、フローの正規化が、EnBiDなどの従来使用されているカーネルスムージングアルゴリズムを大幅に改善する実行可能なアップサンプリング方法を提供することを示します。ぎょしゃ座6とh277の2つのシミュレートされた銀河の太陽の位置の近くで、GalaxyFlowと呼ばれるフローベースのアップサンプリング手法を示します。肉眼で見ると、GalaxyFlowはEnBiDベースの方法よりも滑らかで、GaiaDR3カタログにより近い恒星分布を生成します。生成モデルのパフォーマンスを定量的に比較するために、新しいマルチモデル分類子テストを紹介します。この分類子テストを使用して、GalaxyFlowが以前の方法よりも基礎となる星の粒子の密度をより正確に推定することを示します。
静水圧ハローにおける活発な銀河核ジェットのフィードバック
| Title |
Active_galactic_nucleus_jet_feedback_in_hydrostatic_halos |
| Authors |
Rainer_Weinberger,_Kung-Yi_Su,_Kristian_Ehlert,_Christoph_Pfrommer,_Lars_Hernquist,_Greg_L._Bryan,_Volker_Springel,_Yuan_Li,_Blakesley_Burkhart,_Ena_Choi,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11771 |
活動銀河核からのジェットによって駆動されるフィードバックは、クールコア銀河団の冷却流を減少させる原因であると考えられています。シミュレーションを使用して、孤立したハロー内の流体力学的ジェットからのフィードバックをモデル化します。ジェットの伝播は、ジェットの直径が十分に解決された後にのみ収束しますが、これらのジェットが冷却時間分布関数に及ぼす影響についての信頼できる予測には、ジェットで膨張したキャビティを安定に保つのに十分な解像度が必要です。異なるモデルのバリエーションと、異なる流体力学コードを使用した独立したジェットモデルを比較すると、支配的な不確実性は、特定のモデル内のジェット特性の選択であることを示しています。実装に関係なく、運動量フラックスが小さい軽いサーマルジェットは、重い動的ジェットよりも50ドルのMyrタイムスケールでより効率的に冷却流の開始を遅らせる傾向があることがわかりました。冷却流の遅延は、中心ガスのエントロピーの変位と増加に起因します。ジェットの光度が降着速度に依存する場合、コリメートされた光の流体力学的ジェットは、ジェットの歳差運動や広い開口角度を必要とせずに、ハロー内の冷却流を減らすことができます。ジェットのフィードバックを「運動風」の実装と比較すると、ハローガスとのさまざまな相互作用によって、同じ量の星形成率の減少が達成できることが示されます。一方、風は星の形成段階でより局所的に作用し、さまざまな時間変動特性として現れます。
銀河恒星集団の暗黒面 II: 星形成史のハロー質量と主系列の散乱への依存性
| Title |
The_dark_side_of_galaxy_stellar_populations_II:_The_dependence_of_star_formation_histories_on_halo_mass_and_on_the_scatter_of_the_main_sequence |
| Authors |
Laura_Scholz-Diaz,_Ignacio_Martin-Navarro,_Jesus_Falcon-Barroso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11779 |
近くの銀河は、その宇宙進化の最終結果であり、ホストであるダークマターハローの成長によって影響を受けると予測されています。この共進化は、現在観測されている銀河の特性に特徴を残す可能性があり、銀河の成長と特性がホストハローの特性とどのように関連しているかをさらに理解するために不可欠かもしれません。この作業では、SloanDigitalSkySurveyから引き出された吸収光学スペクトルを使用して、時間分解された恒星集団を調査することにより、ホストハローと星形成主系列の散乱の両方の観点から、近くの銀河の進化の歴史を研究します。銀河の星形成の歴史は、そのホストハローの質量に依存していることがわかった。さらに、z=0の星形成主系列の周りの散乱は(完全に)確率論的ではないこともわかりました。これは、現在異なる星形成率を持つ銀河が、平均して異なる星形成履歴を経験しているためです。私たちの調査結果は、暗黒物質のハローが銀河の星形成、ひいては主系列の進化を調節する上で重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しており、さらに、異なる進化段階にある銀河がこの関係の観測された散乱に寄与していることを示しています。
機械学習と次元削減アルゴリズムによる SDSS DR16 銀河スペクトルの再構築と分類
| Title |
Reconstructing_and_Classifying_SDSS_DR16_Galaxy_Spectra_with_Machine-Learning_and_Dimensionality_Reduction_Algorithms |
| Authors |
Felix_Pat_(1_and_2),_St\'ephanie_Juneau_(2),_Vanessa_B\"ohm_(3),_Ragadeepika_Pucha_(1),_A._G._Kim_(3),_A._S._Bolton_(2),_Cleo_Lepart_(3),_Dylan_Green_(4)_and_Adam_D._Myers_(5)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_NSF's_NOIRLab,_(3)_Berkeley_Center_for_Cosmological_Physics,_University_of_California,_(4)_University_of_California,_Irvine,_(5)_University_of_Wyoming) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11783 |
大規模な宇宙論調査からの銀河とクエーサーの光学スペクトルは、赤方偏移の測定と距離の推定に使用されます。また、これらの天体の固有の特性に関する情報も豊富です。ただし、それらの物理的な解釈は、かなりの数の自由度、さまざまなノイズ源、および同様のスペクトル特性を引き起こす物理パラメーター間の縮退のために困難な場合があります。これらの縮退についてより深い洞察を得るために、2つの教師なし機械学習フレームワークをSloanDigitalSkySurveyデータリリース16(SDSSDR16)のサンプルに適用します。最初のフレームワークはProbabilisticAuto-Encoder(PAE)で、1000要素から10パラメータへのデータ圧縮段階と密度推定段階で構成される2段階の深層学習フレームワークです。2番目のフレームワークは、非圧縮データと圧縮データの両方に適用される一様多様体近似投影(UMAP)です。圧縮されたデータUMAP上の領域全体を探索して、狭い輝線と青いスペクトルを持つ星形成銀河から、吸収線と赤いスペクトルを持つ受動銀河への緩やかな遷移を示す積み重ねられたスペクトルのシーケンスを構築します。クエーサーによって生成された幅広い輝線を持つ銀河に焦点を当てると、宇宙塵によって引き起こされるさまざまなレベルの掩蔽を持つシーケンスが見つかります。ここで紹介する実験は、大規模な天文学的分光調査のためのニューラルネットワークと次元削減アルゴリズムの将来のアプリケーションを通知します。
ガスに富む銀河の合体における超大質量ブラックホール連星の降着とフィードバックのモデル化
| Title |
Modelling_the_accretion_and_feedback_of_supermassive_black_hole_binaries_in_gas-rich_galaxy_mergers |
| Authors |
Shihong_Liao,_Peter_H._Johansson,_Matias_Mannerkoski,_Dimitrios_Irodotou,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Stuart_McAlpine,_Antti_Rantala,_Alexander_Rawlings,_Till_Sawala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11788 |
超大質量ブラックホール(SMBH)連星の降着とKETJUコードへのフィードバックのための新しいモデルを導入します。これにより、SMBH連星の進化を、ガスに富む銀河の合体における数十のシュヴァルツシルト半径の分離まで解決することができます。私たちのサブグリッドバイナリ降着モデルは、広く使用されているボンダイ-ホイル-リトルトン降着をバイナリフェーズに拡張し、優先的な質量降着を二次SMBHに組み込みます。純粋な熱または純粋な動的活動銀河核(AGN)フィードバックを使用して、理想化されたガスに富む円盤銀河の合体シミュレーションを実行します。私たちのバイナリ降着モデルは、より物理的に動機付けられたSMBH質量比を提供します。これは、重力波(GW)誘発反動速度を計算するための重要なパラメーターの1つです。シミュレートされたSMBHバイナリの合併時間スケールは、$t_{\rmmerge}{\sim}10$--$400$Myrの範囲です。面内等質量銀河の順行合体は、最も強いスターバーストを経験するため、最短の合体時間スケールにつながり、その後の高い星密度が急速なSMBH合体をもたらします。熱AGNフィードバックと比較して、キネティックAGNフィードバックは、より長い合体時間スケールを予測し、銀河中心からガスを除去して星形成を消滅させるのにより効果的であるため、コアに似た星のプロファイルをもたらします。これは、AGNフィードバックの実装が、SMBH合体のモデル化において重要な役割を果たすことを示唆しています。私たちのモデルは、今後のLISAGW天文台の主なターゲットである、ガスに富む銀河におけるSMBHの合体のモデル化を改善するのに役立ちます。
MaNGIA: 星の数を分析するための 10,000 個の模擬銀河
| Title |
MaNGIA:_10,000_mock_galaxies_for_stellar_population_analysis |
| Authors |
Regina_Sarmiento,_Marc_Huertas-Company,_Johan_H._Knapen,_H\'ector_Ibarra-Medel,_Annalisa_Pillepich,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Alina_Boecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11790 |
現代の天文観測は、空間的に分解された星の集団を含む近くの銀河の物理的特性への前例のないアクセスを提供します。しかし、観測では宇宙の現在の姿しか得られませんが、宇宙論的シミュレーションでは、銀河が進化の過程で経験したプロセスの過去の記録にアクセスできます。過去に起こった出来事を今日見られる銀河の特性と結び付けるには、観測と比較する前にシミュレーションを共通の基盤に持っていく必要があります。MaNGAサーベイからのデータをエミュレートします。これは、あらゆるタイプの10,000近くの銀河を含む、これまでで最大の統合フィールド分光銀河サーベイです。このために、宇宙論的シミュレーションTNG50を使用してMaNGIA(MappingNearbyGalaxieswithIllustrisTNGAstrophysics)を生成します。MaNGIAは、星の人口分析のために銀河の観測をエミュレートする同様のサイズの模擬MaNGAサンプルです。選択効果の影響を制限するために、MaNGAサンプル選択に一致するようにTNG銀河を選択します。シミュレートされたすべての銀河からMaNGAのようなデータキューブを生成し、これらをpyPipe3D解析コードで処理します。これにより、空間的に分解された星図を抽出できます。この最初の論文では、モックサンプルを生成するアプローチを提示し、そのプロパティの最初の調査を提供します。シミュレートされたMaNGIA銀河の星の集団と運動学は、全体的に観測とよく一致していることを示しています。特定の不一致、特に低質量領域から中質量領域における年齢と金属量の勾配、および大質量銀河の運動学における不一致については、さらに調査する必要があります。私たちの結果を、すべて小さなデータセットの同様の観察結果を模倣する他の試みと比較します。私たちの最終的なデータセットは、それを作成するために開発されたコードとともに、pyPipe3Dで分析された10,000を超える後処理されたデータキューブで構成される出版物と共にリリースされます。
教師なし分類が新しい進化経路を明らかにする
| Title |
Unsupervised_classification_reveals_new_evolutionary_pathways |
| Authors |
M._Siudek,_K._Lisiecki,_M._Mezcua,_K._Ma{\l}ek,_A._Pollo,_J._Krywult,_A._Karska,_Junais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11792 |
さまざまな種類の銀河の進化の一般的なシナリオはすでにあるように見えますが、今日のさまざまな種類の銀河のすべての形成につながったプロセスを完全かつ満足のいく形で理解することは、まだ手の届かないところにあります。この問題を解決するには、高い赤方偏移に達する大規模なデータセットと、それらを処理するための新しい方法論の両方が必要です。$z>0.5$で$\sim90,000$銀河を観測したVIPERS調査の統計的検出力と、教師なしクラスタリングアルゴリズムの適用により、12の銀河クラスを区別することができました。それらの環境依存性の研究は、この分類が実際には異なる銀河の進化経路を反映している可能性があることを示しています。たとえば、最も受動的な赤い銀河のクラスは、同様の恒星質量の他の赤い銀河より$\sim20\%$小さい銀河を集め、中間赤方偏移の赤いナゲットの最初のサンプルを明らかにします。一方、青色矮星銀河のクラスは主にAGNで構成されており、一般的に使用されている中赤外線AGNの選択に挑戦しています。
CLASS 調査の説明: SDSS 干し草の山にある冠状線の針
| Title |
CLASS_Survey_Description:_Coronal_Line_Needles_in_the_SDSS_Haystack |
| Authors |
Michael_Reefe,_Remington_O._Sexton,_Sara_M._Doan,_Shobita_Satyapal,_Nathan_J._Secrest,_Jenna_M._Cann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11882 |
冠状線は、活発な銀河核(AGN)を特定して特徴付けるための強力なツールですが、あまり理解されていません。これまでの文献では、一般的な銀河集団における冠状線の大規模な調査はほとんど行われていません。フラックス対RMS比$F$を使用した新しい事前選択手法と、それに続くマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)フィッティングを使用して、ほぼ100万個の銀河の光学スペクトルで20の冠状線の完全なスイートを検索しました。スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)データリリース8から。検出された258個の銀河の輝線パラメータのカタログを提示します。冠状線活動分光調査(CLASS)には、線の特性、ホスト銀河の特性、および少なくとも1つの線が検出されたすべての銀河の選択基準が含まれています。この包括的な研究は、冠状線のより限定されたセットに基づく過去の調査では、冠状線活動のかなりの部分が見逃されていることを明らかにしています。私たちのサンプルの$\sim$60%は、より広く調査された[FeX]$\lambda$6374を表示していません。さらに、冠状線とWISEW2の光度の間に強い相関関係があることを発見しました。これは、中赤外フラックスを使用してコロナルラインフラックスを予測できることを示唆しています。各ラインについて、完全にシミュレートされたデータでトレーニングされた新しいニューラルネットワークによって生成された、ラインが存在する信頼レベルも提供します。100,000のシミュレートされたスペクトルを使用して個々のラインを検出するようにネットワークをトレーニングした後、75.49%の全体的な真陽性率とわずか3.96%の偽陽性率を達成することがわかりました。
活動銀河核における希薄なブロード ライン領域: 残響マッピングにおける異常応答と弱い輝線クエーサーへの影響
| Title |
Rarefied_Broad-Line_Regions_in_Active_Galactic_Nuclei:_Anomalous_Responses_in_Reverberation_Mapping_and_Implications_for_Weak-Emission_Line_Quasars |
| Authors |
Pu_Du,_Shuo_Zhai,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11966 |
残響マッピング(RM)は、活動銀河核(AGN)のブロードライン領域(BLR)の物理を調べるために広く使用されている方法です。幅広い輝線のRM挙動がBLR密度の影響を受けるという予備的な証拠が増えていますが、その影響は理論的な観点から体系的に調査されていません。本稿では、局所的に最適に放出する雲モデルを採用し、CLOUDYを使用して、異なるBLR密度の顕著なUVおよび光輝線の一次元伝達関数を取得します。RM動作に対するBLR密度の影響には、主に3つの側面があることがわかります。まず、希薄なBLR(ガス密度が低い)は、RM観測で異常な応答を示す場合があります。それらの輝線の光度曲線は、一部のUVRMキャンペーンで観察された可能性がある連続体の光度曲線の変化に反比例します。第二に、AGNのBLR密度が異なると、タイムラグと輝線の同等の幅との間に相関関係が生じる可能性があり、半径と光度の関係の分散に寄与する可能性があります。第三に、BLR密度の変化は、異なる年の個々の天体のタイムラグの変化を説明するかもしれません。一部の弱い輝線クエーサー(WLQ)は、おそらく希薄なBLRの極端なケースです。彼らのRM観測は異常な反応を示すかもしれないと予測しています。
| Title |
King_Ghidorah_Supercluster:_Mapping_the_light_and_dark_matter_in_a_new_supercluster_at_z=0.55_using_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Rhythm_Shimakawa,_Nobuhiro_Okabe,_Masato_Shirasaki,_Masayuki_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11970 |
この論文では、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSC-SSPPDR3)の第3パブリックデータリリースで、$z=0.50-0.64$でキングギドラ超星団(KGSc)と呼ばれる最も大規模な超星団を発見したことを報告します。690deg$^2$、および銀河と暗黒物質のマッピングの初期結果。KGScの一次構造は、70comovingMpcを超えるトリプルブロードウィークレンズ(WL)ピークで構成されています。$z>0.5$でのこのような広範なWL検出は、現在、HSC-SSPによって生成された広視野の高品質画像を使用してのみ達成できます。この構造は、$\sim400$comovingMpcスケールにまたがる複数の大規模構造と連続しています。フィールド全体に、赤色シーケンスクラスターの顕著な過密度($\delta=14.7\pm4.5$)があります。さらに、視線に沿って前景に大規模な低密度が見られます。大容量宇宙論シミュレーションに基づく模擬データ解析によると、恒星質量と暗黒物質分布の過密度が密結合していることを確認し、主構造の総質量を$1\times10^{16}$太陽質量と見積もった。.さらに、スバルプライムフォーカススペクトログラフなどの今後の広視野多天体スペクトログラフは、100Mpcスケールを超える遠方のスーパークラスターへの追加の洞察を提供するのに役立つ可能性があります。
JWST とチャンドラ X 線温度マップによる銀河団合体の目撃
最初に公開されたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の画像は、銀河団SMACSJ0723.3-7327のもので、z=0.39にあるレンズ群であり、JWSTだけが提供できる詳細を示しています。焦点の大部分は、それをはるかに超えた赤方偏移にある見事にレンズ化された銀河に向けられてきましたが、この話には、単なるレンズ化クラスターであるだけではありません。チャンドラのX線温度マップは、クラスター内媒質(ICM)に後流を残して重要なサブクラスターと合体するクラスターの物語を伝えます。この論文では、アダプティブサーキュラービニングを使用してSMACSJ0723.3-7327の忠実度の高い温度マップを提示し、JWST画像を重ね合わせて、合併活動の明確な兆候を示しています。ICMはJWST画像の境界をはるかに超えて広がっており、低周波電波観測はまだ公開されていないため、このクラスターの完全なストーリーはまだ語られていません。この新しいX線温度マップは、適度に離れた活動的に合体しているクラスターの新しい詳細を明らかにします。
ALMA Fragmented Source Catalog in Orion (FraSCO) I.
OMC-2/FIR3、FIR4、および FIR5 に組み込まれたクラスター内のアウトフロー相互作用
| Title |
ALMA_Fragmented_Source_Catalogue_in_Orion_(FraSCO)_I._Outflow_interaction_within_an_embedded_cluster_in_OMC-2/FIR3,_FIR4,_and_FIR5 |
| Authors |
Asako_Sato,_Satoko_Takahashi,_Shun_Ishii,_Paul_T.P._Ho,_Masahiro_N._Machida,_John_Carpenter,_Luis_A.Zapata,_Paula_Stella_Teixeira,_S\"umeyye_Suri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12140 |
1.3mm連続体CO($J$=2--1)の高角度解像度($\sim1''$)および広視野($2'.9\times1'.9$)画像を提示します。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)から得られたOrionMolecularCloud2内の埋め込まれたプロトクラスター、FIR3、FIR4、およびFIR5へのSiO($J$=5--4)line放射。51の連続体ソースを特定し、そのうち36がこの研究で新たに特定されました。それらの塵の質量、予測されるサイズ、および$\mathrm{H_2}$ガス数密度は、$3.8\times10^{-5}$--$1.1\times10^{-2}\mathrm{M_{\と推定されます。odot}}$、290--2000\,au、および$6.4\times10^{6}$--$3.3\times10^{8}\,\mathrm{cm^{-3}}$。Jeans解析の結果は、原始星のソースの$\sim80\,\%$と前星のソースの$\sim15\,\%$が重力的に束縛されていることを示しています。CO($J$=2--1)放出で追跡された12の分子流出を特定し、そのうち6つが新たに検出されました。この領域で初めて、SiO($J$=5--4)放出によって追跡された衝撃ガス構造を空間的に分解しました。アウトフローやその他のショックを受けた領域から発生するショックを受けたガスを特定します。これらの結果は、ダスト凝縮、FIR4、およびFIR3内に位置するHOPS-370によって駆動されるエネルギー流出の間の相互作用の直接的な証拠を提供します。アウトフローの動的時間スケール、分裂時間スケール、および原始星の年齢の比較は、以前に提案されたFIR4のトリガーされた星形成シナリオが強く支持されていないことを示しています。また、$\mathrm{N_2H^+}$行で以前に識別されたハブ-ファイバーシステムと比較することにより、連続体画像で識別されたフィラメントの空間分布についても説明します。
謎めいた GLEAM 4-Jy (G4Jy) ソースの MeerKAT フォローアップ
| Title |
MeerKAT_follow-up_of_enigmatic_GLEAM_4-Jy_(G4Jy)_sources |
| Authors |
Precious_K._Sejake,_Sarah_V._White,_Ian_Heywood,_Kshitij_Thorat,_Hertzog_L._Bester,_Sphesihle_Makhathini,_and_Bernie_Fanaroff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12242 |
GLEAM(GaLacticandExtragalacticAll-skyMWA[MurchisonWidefieldArray])4-Jy(G4Jy)サンプルで140の電波源を調査した結果を提示します。これらのソースは、25から45秒角の解像度の既存の電波画像では十分な情報が得られないため、電波形態を評価し、ホスト銀河の識別を可能にするためにMeerKATで追跡調査されました。これらのソースをMeerKAT-2019サブセットと呼びます。目的は、4つのサーベイ(150、200、843/1400、および1300MHz)からの無線データを含むオーバーレイを視覚的に検査することにより、これらのソースのホスト銀河を特定することです。私たちの形態学的分類とホスト銀河の識別は、MeerKAT(1300MHz)からの~7秒角の解像度の画像に依存しています。オーバーレイの目視検査により、MeerKAT-2019サブセットの14の電波源は広角尾部(WAT)の形態を持ち、10は頭尾部、5つはX型、S型、Z型の形態を持っています。残りのソースのほとんどは、典型的な対称ローブの電波形態を持っています。140のソースのうち、98のソースのホスト銀河が見つかり、42のソース銀河は特定されませんでした。これらの42のソースは、MeerKATからのより解像度の高い画像であっても、あいまいな識別が行われています。
銀河形成シミュレーションのための PKDGRAV3 のメッシュフリー流体力学
| Title |
Mesh-free_hydrodynamics_in_PKDGRAV3_for_galaxy_formation_simulations |
| Authors |
Isaac_Alonso_Asensio,_Claudio_Dalla_Vecchia,_Douglas_Potter_and_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12243 |
最先端のN体コードPKDGRAV3を拡張し、宇宙論的シミュレーションのためのメッシュフリーの気体流体力学を組み込みます。メッシュレス有限体積法とメッシュレス有限質量法という2つの新しい流体力学ソルバーが実装されました。ソルバーは明らかに質量、運動量、エネルギーを保存し、宇宙シミュレーションを含む幅広い標準的なテストシミュレーションで検証されています。また、流体力学シミュレーションを実行するために実装されたPKDGRAV3の改善点についても説明します。これらの変更は、効率とモジュール性を念頭に置いて行われ、銀河の形成と進化の物理学、および将来のGPUへの移植に必要なモジュールを実装するための強固な基盤を提供します。コードは、この作業で提示されたドキュメントとすべてのテストシミュレーションと共に、パブリックリポジトリでリリースされます。
銀河団における星形成の空間分解図
銀河団や銀河団などの高密度環境における銀河の積分場分光研究は、星形成がどのように進行し、消滅するかを理解するための新しい洞察を提供してきました。MUSEとGASPサーベイの多波長データに基づいて、星形成活動の空間分解ビューと、クラスター銀河内の多相ガスとのリンクを提示します。異なるスケール間のリンク(つまり、空間分解された銀河と地球規模の星形成率と星の質量の関係)、クラゲ(始祖)とスターバースト後の(子孫)銀河の空間分解された痕跡と消滅の歴史について説明します。クラスター。最後に、銀河円盤と剥ぎ取られたガスの尾部の両方における星形成塊の多波長ビューについて説明します。
HI データ キューブ内の運動学的に異常なガスを分離する新しい手法
| Title |
A_new_technique_to_isolate_kinematically_anomalous_gas_in_HI_data_cubes |
| Authors |
Nandrianina_Randriamiarinarivo,_Ed_Elson,_Andrew_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12306 |
近くの銀河のHIライン観測は、一般的な円形の流れから逸脱した面外および/または運動学的に異常なガスの存在をしばしば明らかにします。この作業では、Simba宇宙論的シミュレーションから得られた銀河内の運動学的に異常なHIガスが、HI質量分率、特定の星形成率、局所的な環境密度などの銀河の特性に依存することを調べます。運動学的に異常なガスを特定するために、銀河円盤内で定期的に回転するガスからそれを分離するための単純で効果的な分解方法を使用します。この方法は、観測データセットへの適用に適していますが、ここではシミュレーションを使用して検証されています。一定の原子ガス質量分率では、特定の星形成速度に応じて異常ガス分率が増加することがわかりました。また、異常なガスの割合が銀河の環境に大きく依存していないこともわかりました。私たちの分解方法は、将来のHI調査から有用な洞察を生み出す可能性があります。
銀河磁化の種としての超新星の詳細
| Title |
A_closer_look_at_supernovae_as_seeds_for_galactic_magnetization |
| Authors |
Evangelia_Ntormousi,_Fabio_Del_Sordo,_Matteo_Cantiello_and_Andrea_Ferrara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12355 |
銀河で現在観測されている磁場を説明するには、初期の宇宙で比較的強いシードが必要です。$\mu$Gオーダーの磁場は、原始、nGまたはそれよりも弱い磁場が星の内部で増幅された後、超新星(SN)爆発によって放出されたという理論があります。この作業では、質量$M_{cl}$の星団によって星間媒体に注入できる最大の磁気エネルギーを、星の磁気について現在知られていることに基づいて計算します。初期型の星を考慮し、サルピーターまたはトップヘビーIMFのいずれかを採用します。それらの磁場については、ガウス分布またはバイモーダル分布のいずれかを採用しています。Gaussianモデルは、すべての大質量星が$10^3<\langleB_*\rangle<10^4$Gで磁化されていると仮定していますが、天の川星の観測と一致する双峰モデルは、OB星の5-10%のみを仮定しています。$10^3<\langleB_*\rangle<10^4$Gであり、残りは$10<\langleB_*\rangle<10^2$Gです。星の人口は総SNエネルギーの$10^{-10}-10^{-7}$倍です。これらの推定値の最高値は、SNエネルギーの約$10^{-2}$が磁気として注入される宇宙論的シミュレーションで通常使用されるものよりも約5桁低くなります。SN爆発による星の磁場の純粋な移流は、ダイナモの種をまくための良い候補ですが、銀河を磁化するには十分ではありません。SNeを銀河の磁化の主なメカニズムと仮定すると、磁場は、半径300pcのスーパーバブル内に$10^{5}$太陽質量が存在する場合の最良のシナリオで、強度が$10^{-7}$Gを超えることはありません。、より一般的な値は$10^{-10}-10^{-9}$~Gの間です。したがって、高赤方偏移での銀河磁化の他のシナリオを調査する必要があります。
| Title |
Dust-free_starburst_galaxies_at_redshifts_$z>10$ |
| Authors |
Biman_B._Nath,_Evgenii_O._Vasiliev,_Sergey_A._Drozdov,_Yuri_A._Shchekinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12378 |
最も遠い銀河の1つであるGN-z11は、宇宙が$\le$400Myr歳のときに形成され、バーストのような星形成率$\sim25~\msun$yr$^{-1}$を示しています。金属性$Z\sim0.2\pm0.1Z_\odot$.それは$z=2-3$銀河(「宇宙の正午」)に似ていますが、測定された赤化$E(B-V)=0.01\pm0.01$が塵の存在がほとんどまたはまったくないことを示しているという事実を除きます。塵は、比較的短い時間スケールでガスとともに塵を銀河から破壊または排出し、透明にする暴力的な動的イベントを暗示しています.これらのイベントの可能な物理的特性を推測するために、3D数値モデルを適用します.観測された星形成率は、$20-25$Myrの時間スケールで塵のベールを引き裂くのに十分です.これは、$z\ge10$と$z\simの間の銀河のUV光度関数の明らかな進化の欠如を説明することができます.7$,ほこりの不在によって、より高い赤方偏移でより低い銀河質量を補償することによって.しかし、これは一時的な現象であり、最後の超新星爆発が起こった直後に、膨張する殻が収縮して不明瞭になることを示しています.$\approの時間スケールの銀河x5-8$マイル。
コンパクトな天体の合体: SEVN による恒星と連星の進化からの不確実性の調査
| Title |
Compact_object_mergers:_exploring_uncertainties_from_stellar_and_binary_evolution_with_SEVN |
| Authors |
Giuliano_Iorio,_Guglielmo_Costa,_Michela_Mapelli,_Mario_Spera,_Gast\'on_J._Escobar,_Cecilia_Sgalletta,_Alessandro_A._Trani,_Erika_Korb,_Filippo_Santoliquido,_Marco_Dall'Amico,_Nicola_Gaspari,_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11774 |
人口合成コードは、大規模な連星の進化と連星コンパクトオブジェクト(BCO)形成のパラメーター空間を探索するためのユニークなツールです。ほとんどの人口合成コードは、同じ星の進化モデルに基づいているため、主な不確実性を調査する能力が制限されています。私たちのコードSEVNは、一連の事前計算された進化の軌跡から主要な恒星の特性を補間することで、この問題を克服します。SEVNを使用して、金属量範囲$0.0001\leqZ\leq0.03$で$1.2\times10^9$連星を進化させ、電子捕獲、コア崩壊、対不安定性超新星の多くのモデル、共通エンベロープのさまざまな仮定を調査しました。物質移動の安定性、準均質進化、恒星潮汐。恒星の進化は、単一および連星のコンパクト天体の形成に劇的な影響を与えることがわかりました。オーバーシュートパラメータ($\lambda_{\rmov}=0.4,0.5$)とペア不安定モデルをわずかに変更するだけで、ブラックホールの最大質量は$\approx{60}$から$\approx{100}\\mathrm{M}_\odot$.さらに、SEVNで得られたBCOの形成チャネルと合併効率は、同じバイナリ進化パラメータが使用されている場合でも、他の集団合成コードの結果に関して有意な違いを示しています。たとえば、BCOの主な伝統的な形成チャネルは、我々のモデルでは強く抑制されています。高い金属量($Z\gtrsim{0.01}$)では、結合する連星ブラックホールと連星中性子星のわずか$<20$%が、このチャネルを介して形成されます。、他の著者は分数$>70$%を発見しました。基準モデルのローカルBCO合併率密度は、LIGO--Virgo--KAGRAコラボレーションによる最新の見積もりと一致しています。
崩壊した回転大質量星の密度プロファイルは、長いガンマ線バーストを好む
| Title |
Density_Profiles_of_Collapsed_Rotating_Massive_Stars_Favor_Long_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Goni_Halevi,_Belinda_Wu,_Philipp_Moesta,_Ore_Gottlieb,_Alexander_Tchekhovskoy,_David_R._Aguilera-Dena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11781 |
長期ガンマ線バースト(lGRB)は、相対論的なコリメートされた流出(ジェット)に端を発し、崩壊する大質量星から掘り出されます。このプロセスを正確にモデル化するには、ジェットが伝播して脱出するための現実的な星のプロファイルが必要です。これまでのほとんどの研究では、大質量星に対して単純なべき法則または崩壊前のモデルが使用されてきました。ただし、lGRBモデルに関連する星のプロファイルは、実際には、コアが崩壊してコンパクトな天体を形成した後の星のプロファイルです。このような星のプロファイルを首尾一貫して計算するために、オープンソースコードGR1Dを使用して、化学的に均質な進化を遂げた低金属性で回転する大規模な星の前駆細胞のスイートのコア崩壊プロセスをシミュレートします。私たちのモデルは、$M_\mathrm{ZAMS}=13、18、21、25、35、40$、および$45M_\odot$の範囲のゼロ年齢主系列(ZAMS)質量に及びます。これらのモデルはすべて、コア崩壊の開始時に、$\alpha\approx2.5$で$\rho\proptor^{-\alpha}$という急勾配の密度プロファイルを特徴としており、lGRBと一致しないジェットが発生します。観測可能。7つのモデルのうち4つのモデルが崩壊し、BHと他の3つの原始中性子星(PNS)が形成されるまでを追跡します。すべてのモデルで、新しく形成されたBHまたはPNSの外側の密度プロファイルは、$\alpha\approx1.35{-}1.55$のより平坦なべき法則によってよく表されることがわかりました。このようなフラットな密度プロファイルは、BHを動力とするジェットの形成とブレイクアウトの成功に役立ち、実際、lGRBの観測可能な特性を再現するために必要です。lGRBの将来のモデルは、通常使用されるより急勾配の崩壊前のプロファイルではなく、ここで提示されているような、より浅い\textit{崩壊後の}恒星プロファイルで初期化する必要があります。
MeerKAT の Thousand-Pulsar-Array プログラム -- IX.観測されたパルサー集団の時間平均特性
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_program_on_MeerKAT_--_IX._The_time-averaged_properties_of_the_observed_pulsar_population |
| Authors |
B._Posselt,_A._Karastergiou,_S._Johnston,_A._Parthasarathy,_L._S._Oswald,_R.A._Main,_A._Basu,_M.J._Keith,_X._Song,_P._Weltevrede,_C._Tiburzi,_M._Bailes,_S._Buchner,_M._Geyer,_M._Kramer,_R._Spiewak,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11849 |
同じ望遠鏡とデータ削減ソフトウェアを使用して観測および処理された、電波パルサーの平均プロファイルのこれまでで最大の単一調査を提示します。具体的には、856～1712MHzの周波数帯域で、64皿のSARAOMeerKAT電波望遠鏡のThousandPulsarArray(TPA)プログラムによって観測された1170個のパルサーの測定値を提示します。回転測定(RM)、分散測定、磁束密度、偏光特性を提供します。カタログには、既知のパルサーRMの総数を大幅に増やす254個の新しいRMが含まれています。当社の統合時間は、通常、ソースごとに1000を超える個々のローテーションに及びます。ラジオ(疑似)ルミノシティはスピンダウンエネルギーに大きく浅い依存性を持ち、$\dot{E}^{0.15\pm0.04}$に比例することを示し、これは集団合成研究の以前の提案と矛盾します。さらに、観測された磁束密度スペクトルの急峻さと$\dot{E}$との間に有意な相関関係があり、分数直線偏光と$\dot{E}$、スペクトル指数、およびパルス幅との相関関係が見られます。、パルサーの電波放射について知られていることと、パルサーが時間とともにどのように進化するかという文脈で議論します。全体として、推定された表面磁場強度との有意な相関は見られず、$\dot{E}$との相関は特徴的な年齢との相関よりもはるかに強い。この発見は、磁気双極子ブレーキがパルサーの寿命にわたるパルサー回転の進化の支配的な要因ではない可能性があるという提案を支持します。完全偏波での忠実度の高い時間平均パルスプロファイルの公開データリリースは、当社のカタログに付属しています。
MWA を使用した高速電波バーストの繰り返しのターゲット検索
| Title |
A_targeted_search_for_repeating_fast_radio_bursts_with_the_MWA |
| Authors |
J._Tian,_G._E._Anderson,_P._J._Hancock,_J._C._A._Miller-Jones,_M._Sokolowski,_C._W._James,_N._D._R._Bhat,_N._A._Swainston,_D._Ung,_B._W._Meyers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11945 |
2014年9月の間にマーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)電圧捕捉システム(VCS)で取得された23.3\,hrのアーカイブデータを使用して、5つの繰り返しFRBからの低周波(144～215\,MHz)FRB放射の対象を絞った検索を提示します。そして2020年5月。MWAVCSが既知の中継器からのFRB信号を検索するために使用されたのはこれが初めてであり、これにより、以前に標準のMWA相関器モードで実行されたよりもはるかに感度の高いFRB検索が可能になります。$100\,\text{pc}\,\text{cm}^{-3で、それぞれ$400\,\mu$sおよび10\,kHzの時間分解能とスペクトル分解能で標準的な単一パルス検索を実行しました}$分散測定(DM)範囲は、調査された各繰り返しFRBの既知のDMを中心としています。$6\sigma$のしきい値を超えるFRBは検出されませんでした。FRB20190711Aの10回の観測とFRB20201124Aの4回の観測からそれぞれ導出された32～1175\,Jy\,msおよび36～488\,Jy\,msの範囲のフルエンス上限により、スペクトルを制約することができます。これらの2つのリピータがMWA観測中にアクティブであった場合、バーストのインデックスは$\gtrsim-1$になります。非検出の原因が自由自由吸収である場合、電子温度$T$に関して吸収媒体のサイズを$<1.00\times(T/10^4\text{K})^に制限できます。{-1.35}\,\text{pc}$,$<0.92\times(T/10^4\text{K})^{-1.35}\,\text{pc}$および$<[0.22\text{--}2.50]\times(T/10^4\text{K})^{-1.35}\,\text{pc}$(FRB20190117A、20190711A、20201124A)。ただし、これらのリピーターの活動が十分に特徴付けられていないことを考えると、検出されなかったということは、MWA観測中に活動していなかったことを示唆している可能性もあります。
いて座A*の水平スケール画像構造に対する非熱電子放射効果の影響
$\sim$20$\mu$の高い角度分解能を持つイベントホライズンテレスコープ(EHT)は、最近、銀河の超大質量ブラックホール、射手座A*のミリメートル画像を解決しました。これにより、地平線スケールでプラズマを研究するための新しいウィンドウが開きます。降着円盤にはおそらく非熱電子のごく一部が含まれており、それらの放出が観測された画像に寄与しているはずです。そのような貢献が、現在および将来の観測能力によって検出可能な構造の違いを引き起こすのに十分かどうかを研究します。粘性主導の加熱プロセスを考慮した半解析的降着円盤に非熱電子を導入し、熱分布とべき乗則テールの継続的なハイブリッド電子エネルギー分布を採用します。ブラックホール画像を生成し、三日月形パラメータとして構造的特徴を抽出します。非熱電子放射の存在により、三日月がはるかに明るくなり、わずかに大きくなり、適度に厚くなり、対称性が大幅に高まることがわかりました。非熱結合ローレンツ係数$\gamma_c=65$の場合、これは非熱電子が全体の$\sim1.5$%を占めることに相当し、非熱効果により230GHzで$\sim2$%のサイズ差が生じます。系と観測者の間の傾き、ブラックホールのスピン、星間物質の散乱効果など、他の物理的要因によって引き起こされる構造変化と比較すると、非熱電子放射は230GHzで最も重要でない役割を果たしますが、より重要になることがわかります。345GHzで。
高度に磁化されたコンパクト星の形成、検出の可能性、および結果
| Title |
Formation,_Possible_Detection_and_Consequences_of_Highly_Magnetized_Compact_Stars |
| Authors |
Banibrata_Mukhopadhyay,_Mukul_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.11998 |
過去数年間、大質量中性子星と白色矮星には、直接的または間接的な証拠があるため、非常に大きな関心が寄せられてきました。重力波イベントGW190814の最近の検出により、いわゆる質量ギャップ内に$\sim2.5-2.67M_{\odot}$もの質量を持つコンパクトな星の存在が確認されました。これは、非常に重い中性子星の存在を示しています。大規模なコンパクト天体を呼び出す主な目標の1つは、12を超えるIa型超新星の最近の検出を説明することでした。その特異性は、異常な光度曲線、特に高い光度と低い噴出物速度にあります。最近の一連の論文で、私たちのグループは、超チャンドラセカール質量を持つ高度に磁化された白色矮星が、これらの特異な超新星の前駆体の有望な候補になる可能性があることを提案しました。これらの磁化された星の質量と半径の関係は、磁化されていない対応する星の質量と半径の関係とは大きく異なり、その結果、超チャンドラセカールの質量限界が修正されます。これらのコンパクトな星は、ソフトガンマ線リピーター、異常なX線パルサー、白色矮星パルサー、重力放射など、幅広い意味合いを持っています。ここでは、過去10年ほどの主題の発展を振り返り、現在の主題の技術の全体的な状態を説明します。主に、これらの興味深い星の可能性のある形成チャネルと、直接検出方法の有効性に触れます。これらの磁化された星は、多くの興味深い結果をもたらす可能性があり、それらを標準的なろうそくの可能性として再考することも含まれます。
風変わりな軌道で惑星と相互作用する奇妙な星によって生成される高速電波バーストの繰り返し
| Title |
Repeating_fast_radio_bursts_produced_by_a_strange_star_interacting_with_its_planet_in_an_eccentric_orbit |
| Authors |
Nurimangul_Nurmamat,_Yong-Feng_Huang,_Jin-Jun_Geng,_Abdusattar_Kurban,_Bing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12026 |
FRB180916は、重要な反復高速無線バースト(FRB)ソースです。興味深いことに、FRB180916の活動は、16.35日の周期でよく制御された行動を示します。バーストは、各期間で約5日間のデューティサークルで発生することがわかります。この研究では、FRB180916のバーストは、その惑星と相互作用する奇妙な星によって生成されることを示唆しています。惑星は、そのコンパクトなホストの周りを非常に偏心した軌道で移動し、ペリアストロンは潮汐破壊半径をわずかに超えています。その結果、惑星はペリアストロンを通過するたびに部分的に崩壊します。惑星から剥ぎ取られた物質は、ストレンジスターによって降着し、磁力線に沿って極冠領域に落下し、そこに蓄積されます。極域の地殻が過負荷になると、最終的に局所的な崩壊が起こり、FRBがトリガーされます。観測された16.35日の期間は、惑星の軌道運動に対応し、5日間のデューティサークルは、ペリアストロン付近の部分的な崩壊の期間として説明されます。各局所的な崩壊イベントで放出されるエネルギーは、$\sim10^{42}~\rm{erg}$ほど高くなる可能性があり、放射効率が非常に低い場合でも、典型的なFRBを説明するのに十分な大きさです。
Daksha High Energy Transient Mission による科学
| Title |
Science_with_the_Daksha_High_Energy_Transients_Mission |
| Authors |
Varun_Bhalerao,_Disha_Sawant,_Archana_Pai,_Shriharsh_Tendulkar,_Santosh_Vadawale,_Dipankar_Bhattacharya,_Vikram_Rana,_Hitesh_Kumar_L._Adalja,_G_C_Anupama,_Suman_Bala,_Smaranika_Banerjee,_Judhajeet_Basu,_Hrishikesh_Belatikar,_Paz_Beniamini,_Mahesh_Bhaganagare,_Ankush_Bhaskar,_Soumyadeep_Bhattacharjee,_Sukanta_Bose,_Brad_Cenko,_Mehul_Vijay_Chanda,_Gulab_Dewangan,_Vishal_Dixit,_Anirban_Dutta,_Priyanka_Gawade,_Abhijeet_Ghodgaonkar,_Shiv_Kumar_Goyal,_Suresh_Gunasekaran,_P_J_Guruprasad,_Manikantan_Hemanth,_Kenta_Hotokezaka,_Shabnam_Iyyani,_Mansi_Kasliwal,_Jayprakash_G._Koyande,_Salil_Kulkarni,_APK_Kutty,_Tinkal_Ladiya,_Deepak_Marla,_Sujay_Mate,_Advait_Mehla,_N._P._S._Mithun,_Surhud_More,_Rakesh_Mote,_Dipanjan_Mukherjee,_Sanjoli_Narang,_Shyama_Narendranath,_Ayush_Nema,_Sudhanshu_Nimbalkar,_Samaya_Nissanke,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12052 |
提案されたダクシャ高エネルギー過渡ミッションの科学的事例を提示します。Dakshaは、1~keVから$>1$~MeVまでの全天をカバーする2つの衛星で構成されます。ミッションの主な目的は、重力波源に対応する電磁を発見し、特徴付けることです。ガンマ線バースト(GRB)を研究します。Dakshaは、さまざまな科学ケースに対応できる汎用性の高い全天モニターです。その広帯域スペクトル応答、高感度、および継続的な全天カバレッジにより、他の既存または提案されたミッションよりも暗くて希少なソースを発見します。Dakshaは、偏光研究、迅速なソフト分光法、および細かい時間分解スペクトル研究により、GRB研究において重要な進歩を遂げることができます。Dakshaは、X線パルサーの継続的な監視を提供します。マグネターの爆発と高速電波バーストに相当する高エネルギーを検出します。地球掩蔽を使用してソースフラックスを測定することで、2つの衛星を合わせて、活動銀河核、X線連星、および新星のような低速トランジェントを含む明るい硬X線ソースの毎日のフラックス測定値を取得します。2つの衛星間の相関研究を使用して、レンズ作用によって原始ブラックホールを調べることができます。Dakshaには、太陽に継続的に向けられる一連の検出器があり、優れた硬X線監視データを提供します。より身近なところでは、Dakshaの高感度と時間分解能を利用して、地上ガンマ線フラッシュの特性評価を行うことができます。
ガンマ線連星の 3D RMHD シミュレーション
我々は、可能な様々なパルサー形状（「フリスビー」、「側転」、「弾丸」-の方向への参照）を考慮して、大規模連星系における「恒星風」と「パルサー風」の相互作用の完全な3D相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行しました。パルサーのスピン、軌道の平面と運動の方向)、およびさまざまな風信頼比。結果として得られる固有の形態、および異なる視線は、軌道相に依存する著しく異なる流れの形状につながります。「Bullets-Cartwheel」構成でのコンパニオン優勢の風の場合、テールの長さ(ショックを受けていないパルサー風の領域)は、軌道の4分の1にわたって1桁変化する可能性があります。
{\it Fermi} データを使用した GRB のスペクトル エネルギー相関の再検討 I: モデルごとのプロパティ
ガンマ線バースト(GRB)は、さまざまなスペクトルを示します。いくつかのスペクトルモデル(バンド、カットオフべき乗則、黒体など)とそれらのハイブリッドバージョン(バンド+黒体など)は、観測されたGRBスペクトルに適合するために広く使用されています。ここでは、2008年7月から2022年5月までの既知の赤方偏移を持つ{\itFermi}-GBMによって検出されたすべてのバーストを収集し、「クリーンな」モデルベースのGRBスペクトルエネルギー相関分析を達成することを目的としています。ほぼ完全なGRBサンプルが作成されました。作成され、153のそのようなバーストを含みます.サンプルを使用し、詳細なスペクトル分析とモデル比較を実行することにより、$\nuF_\nu$の宇宙論的静止系ピークエネルギー($E_{\rmp,z}$)を調査します。(i)等方性ボロメータ等価放出エネルギー$E_{\gamma,\rmiso}$(Amati関係)、および(ii)等方性ボロメータ等価ピーク光度$L_{\rmと相関する即発放出スペクトルp,iso}$(米徳関係).線形回帰分析から、$E_{\rmp,z}$と$E_{\gamma,\rmiso}$(および$L_{\gamma,\rmiso}$)は、Band-likeバーストとCPL-likeバーストの両方で見つかります。相関関係は、$E_{\rmp,z}\proptoE^{0.41\pm0.06}_{\の形式になります。バンド状バースト(sGRBs+lGRBs)のgamma,\rmiso}$と$E_{\rmp,z}\proptoE^{0.00\pm0.13}_{\gamma,\rmiso}$の$E_{\rmpのCPLのようなバースト(sGRBs+lGRBs),z}$-$E_{\gamma,\rmiso}$平面。$E_{\rmp,z}$-$L_{\gamma,\rmiso}$平面でも同様の結果が得られ、$E_{\rmp,z}\proptoL^{0.41\pm0.09}_{\rmp,iso}$バンド状バースト全体と$E_{\rmp,z}\proptoL^{0.29\pm0.05}_{\rmp,iso}$完全なCPLのようなバーストの場合。さらに興味深いことに、CPLのようなバーストはバンドのようなバーストアマティとヨネトクの相関関係には当てはまらず、異なる放射プロセスを示唆し、これらのスペクトルエネルギー相関がモデルごとの特性に強く依存しているという事実を示しています。
活動銀河核(AGN)とその相対論的ジェットは、最も有望なクラスの超高エネルギー宇宙線(UHECR)加速器に属しています。このコンパクトなレビューでは、最近の機器による基本的な実験結果を要約し、ソースのエネルギー論に関する可能な解釈と天体物理学的制約について説明します。ブラックホールに近いギャップタイプの粒子加速、トランス相対論的ショックにおける一次フェルミ加速、大規模ジェットにおける確率論的せん断粒子加速を含む、AGNにおけるUHECR加速の潜在的な場所とメカニズムに特に注意が払われます。.現在の理解では、最後の2つのメカニズムが最も有望なメカニズムであり、近くのFR~Iタイプの電波銀河がUHECR加速に適した環境を提供すると主張されています。
MeerKAT電波望遠鏡によるFRB121102の像面検出
| Title |
Image_plane_detection_of_FRB121102_with_the_MeerKAT_radio_telescope |
| Authors |
J._C._Andrianjafy_(1),_N._Heeralall-Issur_(1),_A._A._Deshpande_(2_and_3_and_4),_K._Golap_(5),_P._Woudt_(6),_M._Caleb_(7_and_8),_E._D._Barr_(9),_W._Chen_(9),_F._Jankowski_(10),_M._Kramer_(9_and_10),_B._W._Stappers_(10),_J._Wu_(9)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Mauritius,_Mauritius,_(2)_Raman_Research_Institute,_Bangalore,_India,_(3)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pune,_India._(4)_Indian_Institute_of_Technology,_Kanpur,_India,_(5)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro,_USA,_(6)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_Rondebosch,_South_Africa,_(7)_Sydney_Institute_for_Astronomy,_School_of_Physics,_The_University_of_Sydney,_Sydney,_Australia,_(8)_ASTRO3D:_ARC_Centre_of_Excellence_for_All-sky_Astrophysics_in_3D,_Canberra,_Australia,_(9)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(10)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_Manchester,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12257 |
2019年9月に繰り返される高速電波バーストFRB121102のMeerKAT観測からの電波干渉2秒画像の分析を提示します。この間に、高時間および周波数分解能データキューブを使用して11の異なるパルスが以前に検出されました。この作業では、1.48GHzでイメージプレーンの11バーストのうち6つを検出し、最小ピーク信号対雑音比(S/N)は5{\sigma}で、フルエンス検出限界は0.512Jymsでした。これらは、MeerKATデータを含む2秒のタイムスケール画像を使用して、高速電波バースト(FRB)または電波トランジェントの最初の検出を構成します。当てはめられたバースト特性の分析により、バーストの局在化における加重平均精度が1秒角であることが明らかになりました。FRBの位置を正確に知ることは、ホスト銀河を特定し、今日まで解明されていないその神秘的な性質を理解するために不可欠です。また、1.09GHzで2秒の画像を生成しましたが、検出は得られませんでした。これは、パルスのスペクトル構造が主に高周波数で強度が高いことに起因すると考えられます。また、トランジェントを検索するための差分画像解析(DIA)への新しいアプローチを調査し、この手法が候補の数を減らす可能性があり、将来のMeerKAT観測のために画像平面でのFRBの検出を自動化するために使用できることを発見しました。
ブレーザージェットの移動・拡大する放出領域における粒子分布とカスケードの進化について
ブレイザーフレアを説明するモデルにはさまざまな種類があります。ここでは、ガンマ-ガンマペアの生成に特に重点を置いて、移動および拡大するブロブによって引き起こされるフレアプロファイルを研究します。最初に、単純な半分析モデルを開発して、拡大するブロブの粒子分布の進化を研究し、ペア生成の影響を示します。2番目のステップでは、PKS1510-089のパラメーターに基づくOneHaLeコードを使用して現実的なシミュレーションを作成します。半分析モデルは、ペアの生成がフレアの進化に大きく影響することを示していますが、開口角と拡大はフレアをかなり長引かせる可能性があります。PKS1510-089に基づくシミュレーションは、移動する拡大ブロブのフレアが、遅延した二次フレアを含む、波長に強く依存する光曲線をもたらすことを示しています。移動し、拡大するブロブは、さまざまな光度曲線プロファイルを伴う重大なフレアイベントを引き起こす可能性があります。フレアの原因の詳細を導き出すには、ハイケイデンスの多波長観測が必要です。最初のバーストを超えた拡張観測は、いくつかのエネルギーバンドでの二次フレアの遅延による開口角と粒子含有量に関する重要な情報を提供する可能性があります。
若いマグネター Swift J1818.0-1607 の最初の爆発の深部 X 線および電波観測
| Title |
Deep_X-ray_and_radio_observations_of_the_first_outburst_of_the_young_magnetar_Swift_J1818.0-1607 |
| Authors |
A._Y._Ibrahim,_A._Borghese,_N._Rea,_F._Coti_Zelati,_E._Parent,_T._D._Russell,_S._Ascenzi,_R._Sathyaprakash,_D._Gotz,_S._Mereghetti,_M._Topinka,_M._Rigoselli,_V._Savchenko,_S._Campana,_G._L._Israel,_A._Tiengo,_R._Perna,_R._Turolla,_S._Zane,_P._Esposito,_G._A._Rodr{\i}guez_Castillo,_V._Graber,_A._Possenti,_C._Dehman,_M._Ronchi_and_S._Loru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12391 |
SwiftJ1818.0-1607は、スピン周期が1.36秒で、双極子磁場強度がB~3E14Gで、銀河のパルサーの集団と比較して非常に若い、電波の大きなマグネターです。ここでは、XMM-Newton、NuSTAR、およびSwiftを使用して、2020年3月の最初のアウトバーストの活性化から2021年10月までのこの若いマグネターの長期X線モニタリングキャンペーンと、ハードXのINTEGRAL上限について報告します。-光線放出。1～10keVのマグネタースペクトルは、kT_BB～1.1keVの温度を持つ吸収された黒体によって適切にモデル化され、放射領域の半径が～0.6から～0.2kmに明らかに減少します。また、約50インチから約110インチに及ぶ線源の周囲に明るい拡散X線放射が確認されています。タイミング分析により、トルクの変動が大きく、平均スピンダウン速度はnudot~-2.3E-11Hz^2であることが明らかになり、時間の経過とともに大きさが減少するように見えました。また、2021年3月22日にKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)でSwiftJ1818.0-1607を観測しました。mJyは3GHzであり、マグネターの西約90インチに位置する明るい拡散電波放射の半リング状構造。拡散X線放射はダスト散乱ハローによるものであり、電波構造はその形態に基づいて、この若いパルサーの超新星残骸に関連している可能性があることを暫定的に示唆しています。
| Title |
Adding_Gamma-ray_Polarimetry_to_the_Multi-Messenger_Era |
| Authors |
Merlin_Kole,_Francesco_Iacovelli,_Michele_Mancarella,_Nicolas_Produit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12403 |
過去10年間で、天体物理学内に2つの新しい分野が出現しました。ガンマ線偏光測定とGW天文学です。前者は、天体物理源からの数十から数百keVのエネルギー範囲のガンマ線の偏光を測定することを目的としており、GAPやPOLARなどの最初の専用偏光計の打ち上げを見ました。一方、GW天文学は、2015年にLIGOによって最初のブラックホールの合体が検出され、続いて2017年に最初のマルチメッセンジャーが検出されたことから始まりました。共同観測の可能性はこれまで無視されてきました。この記事では、GW観測がガンマ線偏光測定にどのように最も貢献できるかを定義し、共同解析の科学的可能性を研究することを目的としています。さらに、近い将来、このような共同測定の実現可能性に関する予測を提供することを目指しています。GRB放射モデルに関する識別力を向上させるために、どのGW観測量をガンマ線偏光測定からの測定値と組み合わせることができるかを研究します。次に、現在および将来のGW検出器と偏光計の共同検出機能の予測を提供します。私たちの結果は、GWデータを偏光測定に追加することにより、単一の正確なジョイント検出により、放出モデルの大部分を除外できることを示しています。今後数年間で、GWとガンマ線偏光計の間の共同検出がすでに可能になる可能性があることを示しています。これらはモデル空間の一部を制限することを可能にしますが、関節検出を高度に制限する可能性は近い将来には小さいままです。しかし、そのような測定を1回行うだけでも科学的メリットがあるため、そのような努力を追求することが重要になります。さらに、アインシュタイン望遠鏡などの次世代のGW検出器を使用して、GWデータが偏光データをより適切に補完できるジョイント検出が可能になることを示します。
超新星残骸G1.9+0.3の磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Magneto_hydrodynamic_simulations_of_the_supernova_remnant_G1.9+0.3 |
| Authors |
Shaobo_Zhang,_Wenwu_Tian,_Mengfei_Zhang,_Hui_Zhu,_Xiaohong_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12426 |
最も若い銀河系超新星残骸G1.9+0.3は、その電波形態とX線形態の間の離散的な特徴を示しています。観測された電波形態は、北に単一の最大値を特徴としていますが、X線観測では、東側と西側に2つの反対の「耳」が示されています。3D磁気流体力学シミュレーションを使用して、レムナントの個別の特徴の形成を調査します。より良いシミュレーションのためにさまざまなパラメーターをテストし、密度勾配のある環境と塊のある環境で同様の個別の機能を再現しました。これにより、観察の可能な説明が得られます。
放射状に成層化された軸外 GRB 流出からの分極
| Title |
Polarization_From_A_Radially_Stratified_Off-Axis_GRB_Outflow |
| Authors |
A._C._Caligula_do_E._S._Pedreira,_N._Fraija,_A._Galvan-Gamez,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_S._Dichiara,_M._G._Dainotti,_R._L._Becerra,_P._Veres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12477 |
支配的な放射メカニズムガンマ線バースト(GRB)については議論の余地が残されていますが、シンクロトロン放射は、多波長残光観測を説明する最有力候補の1つです。そのため、GRBは進化の過程である程度の分極を示し、これらのバーストのエネルギー的および角度的特性を調査する実行可能な手段を提示することが期待されます。GRB観測に固有の複雑さのために偏光データを取得することは困難ですが、進歩が行われており、シンクロトロン偏光の理論的モデル化は今まで以上に重要になっています。この原稿では、放射断熱領域で進化するシンクロトロン前方衝撃放出が放射状に成層化された軸外流出によって記述される受託モデルの分極を提示します。これはべき乗速度分布でパラメータ化され、一定密度の風のような外部環境で減速されます。NeilGehrelsSwiftObservatoryによって観測された最も近い孤立したGRB候補と、電磁放射を生成する可能性のあるいくつかの重力波(GW)イベントを含む、軸外残光放射の証拠を示す選択されたバーストに対して、この理論的な分極モデルを適用します。GRB170817Aの場合、その磁場ジオメトリを制約するために、無線波長で利用可能な偏光測定の上限が必要です。
Alpha Centauri AB からの光レーザー放射の探索
アルファケンタウリAとBの方向からのレーザー光の検索は、2004年から2018年の間に取得された15362個の光学的高解像度スペクトルを調べることによって実行されました。いずれのスペクトルもレーザー輝線を示しません。しきい値は、3850から6900{\AA}の間のすべての波長で、両方の星のスペクトルの連続強度の10%でした。この検索では、レーザーが少なくとも1.4～5.4MW(波長による)の出力を持ち、1秒角の視野(1.3AUに投影)内に配置されている場合、AlphaCenBの方向からの光学レーザー光が明らかになったでしょう。ベンチマークの10メートルレーザーランチャー。AlphaCenAの場合、検出するにはレーザー出力を3倍にする必要があります。より小さな口径のレーザーも検出されますが、より多くの出力が必要になります。すべての光学調査を考慮すると、地球外技術を求めて成長する砂漠が出現しています。
Daksha: 高エネルギーのトランジェントを警戒中
| Title |
Daksha:_On_Alert_for_High_Energy_Transients |
| Authors |
Varun_Bhalerao,_Santosh_Vadawale,_Shriharsh_Tendulkar,_Dipankar_Bhattacharya,_Vikram_Rana,_Hitesh_Kumar_L._Adalja,_Hrishikesh_Belatikar,_Mahesh_Bhaganagare,_Gulab_Dewangan,_Abhijeet_Ghodgaonkar,_Shiv_Kumar_Goyal,_Suresh_Gunasekaran,_P_J_Guruprasad,_Jayprakash_G._Koyande,_Salil_Kulkarni,_APK_Kutty,_Tinkal_Ladiya,_Deepak_Marla,_Sujay_Mate,_N.P.S._Mithun,_Rakesh_Mote,_Sanjoli_Narang,_Ayush_Nema,_Sudhanshu_Nimbalkar,_Archana_Pai,_Sourav_Palit,_Arpit_Patel,_Jinaykumar_Patel,_Priya_Pradeep,_Prabhu_Ramachandran,_B.S._Bharath_Saiguhan,_Divita_Saraogi,_Disha_Sawant,_M._Shanmugam,_Piyush_Sharma,_Amit_Shetye,_Shreeya_Singh,_Nishant_Singh,_Akshat_Singhal,_S._Sreekumar,_Srividhya_Sridhar,_Rahul_Srinivasan,_Siddharth_Tallur,_Neeraj_K._Tiwari,_Amrutha_Lakshmi_Vadladi,_C._S._Vaishnava,_Sandeep_Vishwakarma,_Gaurav_Waratkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12055 |
重力波源とガンマ線バーストの電磁気的対応物の研究のために提案された高エネルギー過渡ミッションであるダクシャを提示します。ダクシャは、地球の反対側にある低地球赤道軌道にある2つの衛星で構成されます。各衛星には3種類の検出器が搭載されており、1keVから1MeVを超えるエネルギー範囲で全天をカバーします。機内で検出されたトランジェントは、発見から数分以内に公表されます。光源の位置、スペクトル、および光度曲線を取得するために、すべての光子データが地上ステーションパスにダウンロードされます。さらに、Dakshaは、X線パルサーの監視、マグネターの研究、太陽フレア、対応する高速電波バーストの探索、明るく持続的な高エネルギー源の定期的な監視、地上のガンマ線フラッシュ、プロービングなど、幅広い科学的事例に対応します。レンズ効果による原始ブラックホールの存在量。この論文では、Dakshaの技術的能力について説明しますが、詳細な科学的事例については別の論文で説明します。
TAIGA-HiSCORE 実験におけるデータ分析のための畳み込みニューラル ネットワークの適用
| Title |
Application_of_convolutional_neural_networks_for_data_analysis_in_TAIGA-HiSCORE_experiment |
| Authors |
Anna_Vlaskina,_Alexander_Kryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12197 |
TAIGA実験施設は、10TeVから数EeVの範囲の高エネルギーガンマ線天文学のためのハイブリッド観測所です。この複合施設は、TAIGA-IACT、TAIGA-HiSCOREなどの設備で構成されています。TAIGA-HiSCORE施設は、広範囲に散乱するチェレンコフ放射を検出する一連の広角同期ステーションです。TAIGA-HiSCOREデータは、シャワーエネルギー、到着方向、軸座標などのシャワー特性を再構築する機会を提供します。この作業の主なアイデアは、畳み込みニューラルネットワークを適用して、HiSCOREイベントを画像と見なして分析することです。HiSCOREステーションによって記録されたイベントの登録時間と振幅の分布は、入力データとして使用されます。この論文は、畳み込みニューラルネットワークを使用してエアシャワーの特性を決定した結果を示しています。畳み込みニューラルネットワークの単純なモデルでさえ、従来の方法に匹敵するEASパラメーターの復元精度を提供することが示されています。実際の実験で得られたエアシャワーパラメータ再構成の予備結果と、従来の解析結果との比較を示します。
脈動する超低質量白色矮星 SDSS J111215.82+111745.0 の星震学: 観測と一致する $p$ モードの脈動を持つモデル
| Title |
Asteroseismology_of_the_pulsating_extremely_low-mass_white_dwarf_SDSS_J111215.82+111745.0:_a_model_with_$p$-mode_pulsations_consistent_with_the_observations |
| Authors |
Jie_Su_and_Yan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12011 |
SDSSJ111215.82+111745.0は、脈動する極低質量の白色矮星としては2番目に発見されました。この星では、107.56秒と134.275秒の2つの短周期の脈動が検出されました。これは、白色矮星で初めて観測された圧力モード($p$モード)の脈動です。2つの潜在的な$p$モードはまだ確認されていませんが、SDSSJ111215.82+111745.0を興味深いオブジェクトにしています。この作業では、SDSSJ111215.82+111745.0で観測された7つの期間のセット全体を分析しました。$\ell=1$$g$モードの約93.4秒の平均周期間隔を明らかにするために、3つの独立した周期間隔テストを採用します。次に、H化学プロファイルを変数として、この星のアステロ地震モデリングを実行します。恒星パラメータ$M=0.1650\pm0.0137$$M_\odot$および$T_\mathrm{eff}=9750\pm560$Kは、最適モデルから決定され、H/He化学プロファイルも定義されます。疑わしい2つの$p$モードもベストフィットモデルでよく表されており、恒星パラメーターと脈動周波数の両方が、分光法から得られた値とよく一致しています。
OB 星の風: 金属性、自転、連星相互作用の影響
大質量星の風は、星の進化、最終的な残骸の質量、および周囲の星間物質へのフィードバックを決定する上で重要な要素です。低金属量でのOB星風の経験的結果を理論的予測と比較します。観測では、SMC金属量で非常に弱い風が吹いていることが示唆されていますが、例外もあります。我々は、SMC内の遅いが密な風を伴うOB星の間に隠れている2つの成分の風と部分的に剥ぎ取られた星によって、回転によって強化された質量損失率の有望な候補を特定しました。これらのシステムの予備分析、派生パラメーター、およびそれらの意味について説明します。最後に、X線連星のブラックホール付近でのOB風の相互作用について簡単に説明します。
非断熱条件における徐波によるコロナ地震学
低速の磁気音響波は、太陽のコロナプラズマを調べるための重要なツールです。徐波によるコロナ地震学への弱熱伝導理論の適用性を定量的に評価する。1Dコロナルループの線形定在遅波を数値的にモデル化し、フィールドに整列した熱伝導$\kappa_\parallel$を自由パラメーターとして使用し、その効率に制限はありません。完全な導電率で数値的に得られた摂動プラズマパラメータの時間変化は、潜在的な観測量として扱われ、標準的なデータ処理技術で分析されます。遅波振動周期は$\kappa_\parallel$とともに約30%増加することがわかり、これは有効波速度の対応する変更を示しています。これは弱い伝導理論には欠けています。プラズマ温度と密度の摂動の間の位相シフトは、$\kappa_\parallel$のすべての考慮された値について、近似的な弱伝導解とよく一致することがわかっています。対照的に、数値的に得られた温度と密度の摂動振幅の比率を弱い理論と比較すると、最大30～40%の相対誤差が明らかになりました。これらのパラメーターを使用して、コロナプラズマの実効断熱指数を、実効遅波速度と標準音速の比として直接測定し、ポリトロープ仮定で測定します。それ以外の場合、最大14%のエラー。初期摂動の減衰は、振動の最初のサイクル中に非指数関数的形式であることがわかりました。これは、コロナのエントロピー波の間接的な特徴と見なすことができ、これも弱い伝導理論では説明されていません。実行された解析と得られた結果は、妥当な単純化を行い、精度を損なうことなく、徐波によるコロナ地震学のより堅牢なスキームを提供します。
静かな太陽における彩層加熱とプラズマ流出の二流体数値モデル
| Title |
Two-fluid_numerical_model_of_chromospheric_heating_and_plasma_outflows_in_a_quiet-Sun |
| Authors |
K._Murawski,_Z.E._Musielak,_S._Poedts,_A.K._Srivastava,_and_L.H.S._Kadowaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12289 |
\textbf{目的:}この論文は、長年の太陽物理学の問題、すなわち太陽彩層の加熱と太陽風の起源に取り組んでいます。私たちの目的は、静かな太陽における彩層加熱とプラズマ流出の背後にある関連メカニズムを明らかにすることです。\textbf{方法:}このアプローチは、陽子+電子および水素原子の熱的非平衡(イオン化/再結合)、非断熱、および非理想的なダイナミクスを説明する2流体数値モデルに基づいています。このモデルを適用して、彩層におけるグラニュレーション生成波の伝播と消散、および静穏領域内のプラズマの流れを数値的にシミュレートします。\textbf{Results:}得られた結果は、プラズマ粘性、磁気抵抗率、および再結合によって補われた陽子+電子と水素原子との衝突が熱エネルギーの放出につながり、彩層の放射および熱損失を補償し、大気を維持することを示しています。最近の観測データと一致する、生成された波の平均温度と周期の垂直プロファイル。\textbf{結論:}私たちのモデルは、太陽大気のさまざまな層を形成し、動的に結合する、粒状化によって生成された波動、プラズマ流、およびその後の加熱の最も堅牢でグローバルな物理的状況を推測しています。
LAMOST DR8 で同定されたホット準矮星のシングルラインおよびコンポジット スペクトル
| Title |
Hot_subdwarf_stars_identified_in_LAMOST_DR8_with_single-lined_and_composite_spectra |
| Authors |
Zhenxin_Lei,_Ruijie_He,_Peter_Nemeth,_Joris_Vos,_Xuan_Zou,_Ke_Hu,_Huaping_Xiao,_Huahui_Yan,_Jingkun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12323 |
222個の熱い準矮星がLAMOSTDR8スペクトルで同定され、そのうち131個の星は複合スペクトルを示し、分解されていますが、91個の星は単線スペクトルを示しています。すべてのサンプル星の大気パラメータは、水素(H)とヘリウム(He)の線プロファイルを合成スペクトルに当てはめることによって得られました。我々のサンプルとGaiaDR3の非単星データを組み合わせることで、2つの長周期複合sdB連星が新たに発見されました。新しいシステムの1つは、既知の広いsdBバイナリの中で最高の離心率(つまり、0.5+/-0.09)を示しており、モデルの予測を超えています。15個の複合sdB星は、RUWE-AEN平面の高確率連星領域にあり、それらの連星の性質をさらに研究するために、優先的にフォローアップ観測に値します。複合スペクトルサンプルの冷たい仲間の温度の間に明確なギャップがはっきりと示されています。しかし、この特徴が熱い準矮星の形成史に関係しているかどうかについては、連星の性質が確認されるまでは結論を出すことができませんでした。
マゼラン雲のクールで明るく変光性の高い星。 II: Thorne-\.Zytkow 天体と超 AGB 星候補の分光分析と環境分析
| Title |
Cool,_Luminous,_and_Highly_Variable_Stars_in_the_Magellanic_Clouds._II:_Spectroscopic_and_Environmental_Analysis_of_Thorne-\.Zytkow_Object_and_Super-AGB_Star_Candidates |
| Authors |
Anna_J._G._O'Grady,_Maria_R._Drout,_B._M._Gaensler,_C._S._Kochanek,_Kathryn_F._Neugent,_Carolyn_L._Doherty,_Joshua_S._Speagle,_B._J._Shappee,_Michael_Rauch,_Ylva_G\"otberg,_Bethany_Ludwig,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12438 |
以前の研究では、マゼラン雲にある38個の冷たく明るい変光星の集団を特定し、11個を詳細に調べて、それらをいずれかのThorne-\.Zytkow天体(T\.ZO、中性子星のコアを持つ赤色超巨星)として分類しました。または超AGB星（コア崩壊を起こさない最も重い星）。この集団にはHV\,2112が含まれています。HV\,2112は、以前に他の研究でT\.ZOまたは大質量AGB星であると考えられていた特異な星です。ここでは、運動学的および電波環境と、これらの星の局所的な星形成の歴史を使用して、前駆系の年齢と過去の超新星の存在に制約を課して、この調査を続けます。これらの星は、最近の星形成領域とは関係がなく、それらの場所で過去に超新星が発生したという証拠は見つかっていません。最後に、赤色超巨星と比較して、スペクトル内の重元素とリチウムの存在も評価します。HV\,2112は、T\.ZO元素合成に関連する追加の強い線を示しています。以前の質量推定と相まって、結果は星が大質量(~4-6.5M$_{\odot}$)または超AGB(~6.5-12M$_{\odot}$)星であることと一致しています。熱的に脈動する相であり、低質量と高質量の恒星集団の間の遷移に関する重要な観測を提供します。HV\,2112はもっとあいまいです。最大質量のsAGB星か、安定性のための最小質量が13M$_\odot$まで下がればT\.ZOである可能性があります。
ホット準矮星連星の 2 つの物質移動における降着円盤光の制限
| Title |
Limiting_the_accretion_disk_light_in_two_mass_transferring_hot_subdwarf_binaries |
| Authors |
Kunal_Deshmukh,_Thomas_Kupfer,_Pasi_Hakala,_Evan_B._Bauer,_Andrei_Berdyugin,_Lars_Bildsten,_Thomas_R._Marsh,_Sandro_Mereghetti,_Vilppu_Piirola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12502 |
降着円盤を持つと予測される白色矮星の伴星を伴う2つのRoche-lobe充填ホット準矮星連星の追跡観測の結果を報告します。周期が39分のZTFJ213056.71+442046.5(ZTFJ2130)と周期が56分のZTFJ205515.98+465106.5(ZTFJ2055)は、両方とも光度曲線を持つ準矮星連星として発見されました。彼らのモデルの降着円盤。Keck/ESIを使用して詳細な高解像度スペクトル分析を実行し、両方のオブジェクトの降着機能の可能性を検索しました。また、ZTFJ2130にはNordicOpticalTelescope(NOT)を使用した偏光解析も採用しました。どちらの天体にも降着円盤の兆候は見られず、円盤によるフラックスの寄与と分極度の変動に上限を設けました。ZTFJ2130の39分間という短い期間と6年間にわたる測光データの利用可能性により、重力波放射による軌道崩壊を探すために、広範な$O-C$タイミング分析を実施しました。そのような減衰は決定的に検出されず、観測的に$\dotP$を制約するために、正確で一貫したタイミング測定と組み合わせたさらに数年のデータが必要であると見なされました。
重力との非最小カップリングによる暗黒物質の生成
重力との非最小結合を介して、インフレ後のスカラー暗黒物質生成を研究します。インフレトン振動期の間、暗黒物質は、十分に大きな非最小結合$\xi\gtrsim5$に対して共鳴的に生成されます。通常、曲率に対する逆反応と再散乱効果は、$30$を超える$\xi$の値で重要になることがわかります。これは、生産効率の単純な推定を無効にします。大きなカップリングでは、暗黒物質の収量は$\xi$にほとんど依存せず、インフレトン-暗黒物質系におけるおおよその準平衡を意味します。分析はヨルダン系に明らかな負のエネルギーが存在するために複雑になりますが、この動作は穏やかな暗黒物質の自己相互作用を導入することで規則化できます。格子シミュレーションを使用して、正しい暗黒物質の遺物の存在量につながるパラメーター空間を描写します。
相対論的輸送理論における量子コヒーレンス: baryogenesis への応用
量子コヒーレンスを記述できる場の理論的な局所量子輸送方程式を導出します。我々の方法は、非平衡量子場理論のシュウィンガー・ケルディシュ閉時間経路形式論から導き出されたカダノフ-ベイム方程式に基づいている。空間的に均一で等方性のシステムと、時間依存の質量と熱プラズマへの弱い結合を持つ混合フェルミオンに焦点を当てています。新しい局所近似(LA)法を導入し、それを使用して、コヒーレンスを記述し、スペクトル幅の影響も含めることができる量子運動方程式を導き出します。この方法は、衝突項のローカル仮説に基づいています。また、スペクトルansatzの直接的な導出、勾配展開を編成する新しい方法、およびコヒーレンス勾配の再開衝突項を導出する透明な方法を提供することにより、以前のコヒーレント準粒子近似(cQPA)を改善します。どちらの方法でも、輸送方程式は、混合フェルミオンのフレーバーコヒーレンスと粒子-反粒子コヒーレンス、および関連する振動を記述することができます。局所方程式の定式化に加えて、それらを初期宇宙のバリオン形成に適用します。より具体的には、共鳴レプトジェネシスにおけるCP非対称生成の詳細と、電弱バリオンジェネシスにおける軸方向ベクトル電流の進化を（時間依存のアナログで）研究します。方程式を数値的に解き、広範な分析を実行し、結果を半古典(ボルツマン)方程式と比較します。結果は、既知の半古典的効果をカバーしています。CP非対称性生成の正確な説明には、局所量子コヒーレンスの動的処理が必要であることがわかりました。これらの詳細がわかっている場合は、より単純な(半古典的な)アプローチに部分的に組み込むことができます。ただし、さまざまなシナリオまたは広いパラメーター範囲で正確な結果を得るには、コヒーレントな量子運動方程式が必要です。
弱磁場およびスローモーション近似でのアインシュタイン方程式の解に重力電磁アプローチを使用して、銀河力学に対する一般相対性理論の影響を調査します。特に、重力磁場の解の特定のクラスに焦点を当て、予想に反して、ニュートン速度プロファイルに無視できない補正を導入する可能性があることを示します。これらの補正の起源と解釈が議論され、いくつかの銀河モデルへの明示的な適用が提供されます。これらは、重力磁場の均一解(HS)、つまり物質電流が消失する解です。
インフレーション ド シッター時空における $V(\phi)=\lambda \phi^4/4!+\beta \phi^3/3!$
の非摂動的な質量のない最小量子スカラー場
| Title |
Non-perturbative_massless_minimal_quantum_scalar_field_with_$V(\phi)=\lambda_\phi^4/4!+\beta_\phi^3/3!$_in_the_inflationary_de_Sitter_spacetime |
| Authors |
Sourav_Bhattacharya,_Nitin_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12027 |
非対称自己相互作用$V(\phi)=\lambda\phi^4/4!+\beta\phi^3/3!$($\lambda>0$)インフレーションのdeSitter時空で。このポテンシャルは下から制限されます。$\beta=0$のケースは十分に研究されていますが、このようなハイブリッドポテンシャルを採用する動機は、$V(\phi)$と$\phiの有限の負の真空期待値を生成する可能性があるという事実に対応しています。$、初期条件$\langle\phi\rangle=0=\langleV(\phi)\rangle$を使用して、インフレーション宇宙定数$\Lambda$の動的スクリーニングを遅い時間に導きます。この作業では、最初に$\phi,\、\phi^2$および$V(\phi)$の真空期待値を、遅延時間の非摂動的確率論的形式を使用して計算します。インフレ$\Lambda$への反動が推定されます。$\langle\phi^2\rangle$を使用して、動的に生成されたスカラーフィールドの質量も計算します。次に、Schwinger-Keldysh形式を使用して、1ループと2ループでの最初のBunch-Davies真空に関して場の量子論を使用して$\langle\phi^2\rangle$を計算します。これらの結果は、宇宙時間とともに成長する非摂動的な永年対数を示しています。次に、最近提案されたくりこみ群に触発された形式主義を使用して、再開された$\langle\phi^2\rangle$を見つけようとします。私たちは、ローカルセルフエネルギーからの貢献のみを含む同じものの一部を再開することができました.対応する動的に生成された質量が計算されます。確率論的結果と場の量子論の結果を比較すると、定性的挙動は似ていますが、数値的には異なることがわかります。このような量的な不一致の考えられる理由について説明します。両方の形式主義を介して発見された結果における強力な非古典的効果の発現が強調されています。
重力、後期加速度、ハッブル張力の一般的な修正
| Title |
Generic_modification_of_gravity,_late_time_acceleration_and_Hubble_tension |
| Authors |
Mayukh_R._Gangopadhyay,_Shibesh_K._Jas_Pacif,_M._Sami,_and_Mohit_K._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12041 |
追加の自由度を呼び出さないが、アインシュタインフレームのバリオン物質と暗黒物質の間のカップリングを含む、重力の大規模な変更のシナリオを検討します。全物質エネルギー密度は標準保存に従い、進化はこの枠組みで減速の性質を持っています。このモデルは、個々の物質の構成要素が標準的な保存に従うが重力が変更される非公式変換によって実現されるジョーダンフレームの興味深い特徴を示しています。非公式変換の一般的なパラメーター化により、熱履歴はそのまま残ります。これは、標準フレームワークでは、少なくとも2つのスカラーフィールドを使用して実現できるファントムクロッシングを必然的に含むジョーダンフレームで遅い時間の加速を引き起こします。このシナリオは、ジョーダン座標系での加速とアインシュタイン座標系での減速という2つの際立った特徴と、幻影相が後期に出現することによるハッブル張力の解消の可能性によって具現化されます。
混成星は構造が反転している可能性がある
ハドロン物質のコアとクォーク物質のクラストからなる「クロス星」(CrS)というコンパクト星の新しい星構造を提案し、従来の混成星とは逆の構造を持っています。この明確な星構造は、ストレンジまたはアップダウンクォーク物質のいずれかが低圧でのバリオン物質の基底状態であるというクォーク物質仮説の文脈で、化学ポテンシャル交差に関連するクォーク物質からハドロン物質への遷移.CrSの物質とクォーク物質の組成は、LIGO/VirgoGW170817イベントによって示された小さな半径の制約、最近のNICERX線観測によって大質量コンパクト星に設定された大きな半径の制約、および最近の最も質量の大きい星の観測を調整するのに役立ちます。pulsarPSRJ0952-0607.これにより、ハドロン物質とクォーク物質の両方の状態方程式のためにより多くのスペースが開かれます。
2Dハイブリッド法：地震前後のVLF信号振幅変動の事例
| Title |
2D_Hybrid_method:Case_of_VLF_signal_amplitude_variations_in_the_time_vicinity_of_an_earthquake |
| Authors |
Andjelka_B._Kovacevic,_Aleksandra_Nina,_Luka_C._Popovic,_Milan_Radovanovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12067 |
音、地震、電離圏や脳活動、宇宙天体からの様々な放射などの自然現象のノイズデータから振動の形で情報を抽出することは非常に困難です。このような困難なデータセットで周期性を見つける方法として、ウェーブレットを使用する2Dハイブリッドアプローチが提示されます。私たちの手法は、2つの独立した周期軸によって定義される周期平面上の2つ(または1つ)の時系列のウェーブレット変換相関強度等高線マップを生成します。特に、2番目の次元全体にピークを広げることによって、我々の方法は、周期面で検出された振動の見かけの分解能を向上させ、相関係数を使用して信号変化の方向を識別します。2010年11月3日にセルビアのクラリエボ近郊で発生した地震の近くで、イタリアで発信され、セルビアで記録された超低周波(VLF)信号に対する2Dハイブリッド技術の性能を実証します。120～130秒の範囲で、対象となる地震に関連してのみ現れる明確な信号を特定しました。高速過渡振動を検出する可能性のあるスーパーレットなどの他のウェーブレットは、将来の分析で使用されます。
エネルギー粒子による恒星CNOサイクルの特異性
MeVアルファ粒子と発熱核プロセスで生成された陽子によって引き起こされる星のCNOサイクルの特異性が分析されます。これらの粒子の主なパラメーターと、星のコアでそれらによって引き起こされる超熱反応が計算されます。これらの反応は、恒星のCNOサイクルの2番目のブランチで異常な核の流れを引き起こす可能性があることが示されています。この現象は一般的な性質のものであり、進化の非爆発段階にあるさまざまな星に現れる可能性があると推測されています。いくつかのCNO特性に対する異常な流れの影響が実証されています。
Stern-Gerlach 干渉計を使用したアクシオン様暗黒物質の検出
| Title |
Axion-Like_Dark_Matter_Detection_Using_Stern-Gerlach_Interferometer |
| Authors |
Milad_Hajebrahimi,_Hassan_Manshouri,_Mohammad_Sharifian_and_Moslem_Zarei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.12331 |
中性原子の重ね合わせに基づく量子センサーは、暗黒物質(DM)の性質を感知するために有望です。この作業では、シュテルン-ゲルラッハ(SG)干渉計構成を使用して、アクシオン様粒子(ALP)を検出する新しい方法を模索しています。SG干渉計を使用して、$^{3}$Heや$^{87}$Rbなどの中性原子の空間量子重ね合わせを作成します。この重ね合わせとALPの相互作用は、重ね合わせた量子コンポーネント間の相対位相を誘導することが示されています。量子ボルツマン方程式(QBE)を使用して、センシングシステムの時間的進化を説明する最初の主な分析を紹介します。QBEアプローチでは、場の量子論(QFT)を使用して、量子系との相互作用の量子的性質の役割を強調します。結果の除外領域は、私たちのスキームが$m_{a}=10^{-10}-10^{2}\,\mathrm{eV}$とALP-原子結合の間の範囲のALP質量を除外できることを示しています$g=10^{-13}-10^{0}\,\mathrm{eV}$の間の定数。
3 次元磁気流体力学プラズマにおけるキネマティック高速ダイナモの再考: 非らせん流かららせん流へのダイナモ遷移
磁場が速度変動から生成されるダイナモは、いくつかの天体物理的および/または実験的現象を理解するための基本です。流体ヘリシティは、ダイナモ作用の開始において重要な役割を果たすことが知られていますが、その効果はまだ完全には理解されていません.この作業では、最近提案された流体の流れ[Yoshidaetal.物理。Ｒｅｖ．Ｌｅｔｔ．119,244501(2017)]は、シミュレーションの開始時に、制御パラメーターを使用してゼロまたは有限の流体ヘリシティを注入できるように呼び出されます。単純な運動学的高速ダイナモモデルを使用して、短いスケールのダイナモが流体ヘリシティに強く依存することを明確に示します。従来の理解とは対照的に、流体ヘリシティがショートスケールダイナモの物理に強く影響することが示されています。私たちの調査結果を裏付けるために、注入された流体ヘリシティのさまざまな値の後期磁場スペクトルが、「ねじれていない」から「ねじれた」への遷移を示す3D磁場表面の厳密な「幾何学的」シグネチャとともに提示されています。シートを「葉巻」のような構成にします。また、最も研究されているABCダイナモモデルの1つは、より低い磁気レイノルズ数の問題に対する「最速」のダイナモモデルではないことも示されています。この研究は、「非ダイナモ」レジームから「ダイナモ」レジームへの体系的な移行における流体ヘリシティの役割を初めて明らかにした。
