Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program の 3 年間の形状カタログの弱レンズ断層撮影による赤方偏移分布の推定
| Title |
Weak_Lensing_Tomographic_Redshift_Distribution_Inference_for_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program_three-year_shape_catalogue |
| Authors |
Markus_Michael_Rau,_Roohi_Dalal,_Tianqing_Zhang,_Xiangchong_Li,_Atsushi_J._Nishizawa,_Surhud_More,_Rachel_Mandelbaum,_Michael_A._Strauss,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16516 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramWeakLensing3年(HSCY3)解析の事後サンプル赤方偏移分布を提示します。銀河の測光と空間相互相関を使用して、サンプルの赤方偏移分布のベイジアン階層推論を組み合わせて実行します。空間相互相関は、光度赤方偏移$z<1.2$まで利用可能な正確な赤方偏移情報を使用して、明るい赤色銀河(LRG)のサブサンプルを使用して導出されます。せん断カタログの空間サブセットをカバーする分光データとマルチバンド測光データで校正された2つの経験的手法の組み合わせを使用して、測光ベースの制約を導き出します。限られた空間範囲は、推論に含める宇宙分散エラーバジェットを誘発します。相互相関分析は、LRGの測光赤方偏移誤差をモデル化して、系統的バイアスと統計的不確実性を補正します。空間相互相関、測光、および組み合わせた分析の事後を使用して導出されたサンプルの赤方偏移分布間の一貫性を示します。この評価に基づいて、3年間の宇宙論的ウィークレンズ分析で使用されるトモグラフィビンのサンプル赤方偏移分布の保守的な事前分布をお勧めします。
第 2 回電波シンクロトロン背景ワークショップ: 会議の概要とレポート
| Title |
The_Second_Radio_Synchrotron_Background_Workshop:_Conference_Summary_and_Report |
| Authors |
J._Singal,_N._Fornengo,_M._Regis,_G._Bernardi,_D._Bordenave,_E._Branchini,_N._Cappelluti,_A._Caputo,_I.P._Carucci,_J._Chluba,_A._Cuoco,_C._DiLullo,_A._Fialkov,_C._Hale,_S.E._Harper,_S._Heston,_G._Holder,_A._Kogut,_M.G.H._Krause,_J.P._Leahy,_S._Mittal,_R.A._Monsalve,_G._Piccirilli,_E._Pinetti,_S._Recchia,_M._Taoso,_and_E._Todarello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16547 |
2022年6月15～17日にイタリアのバローロで開催された第2回電波シンクロトロンバックグラウンドワークショップの概要を説明します。この会議が召集されたのは、拡散電波ゼロレベルの利用可能な測定値が、既知の銀河および銀河外の発生源とプロセスに起因する可能性のあるレベルよりも数倍高いことを示唆し続けているためであり、現在最もよく理解されていない電磁気的背景であり、主要な未解決の問題となっています。天体物理学で。ワークショップは、この現象の調査の次の優先事項について合意したマッププロジェクト。
ダーク エネルギー調査 3 年目の高赤方偏移サンプル: 銀河クラスターの選択、特徴付け、分析
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Year_3_high_redshift_sample:_Selection,_characterization_and_analysis_of_galaxy_clustering |
| Authors |
C._S\'anchez,_A._Alarcon,_G._M._Bernstein,_J._Sanchez,_S._Pandey,_M._Raveri,_J._Prat,_N._Weaverdyck,_I._Sevilla-Noarbe,_C._Chang,_E._Baxter,_Y._Omori,_B._Jain,_O._Alves,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_J._Blazek,_A._Choi,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_M._Crocce,_D._Cross,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_P._Fosalba,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_H._Huang,_E._M._Huff,_N._Kuropatkin,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_E._Krause,_A._Porredon,_M._Rodriguez-Monroy,_E._S._Rykoff,_L._F._Secco,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._Carretero,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16593 |
暗黒エネルギー調査(DES)のような画像銀河調査の基準宇宙論的分析は、通常、赤方偏移$z<1$で宇宙を調べます。これは主に、これらの調査の深さが限られているためであり、また、そのような分析が、低赤方偏移でより効率的な銀河のレンズ効果に大きく依存しているためです。この作業では、DESYear3データを使用した高赤方偏移銀河サンプルの選択と特徴付け、およびそれらの銀河クラスタリング測定の分析を提示します。特に、以前のDESYear3分析で使用された銀河よりも暗い銀河とベイジアン赤方偏移スキームを使用して、$z\sim0.9$、$1.2$、および$1.5$付近の平均赤方偏移を持つ3つのトモグラフィビンを定義します。基準DESYear3分析の赤方偏移カバレッジ。これらのサンプルには合計約900万個の銀河が含まれており、その銀河密度はDESYear3基準ケースの2倍以上です。さまざまな分光学的および高品質の赤方偏移サンプルの使用を含む、サンプルの赤方偏移の不確実性を特徴付け、銀河密度と調査観測条件との間の相関関係を修正するための機械学習方法を開発します。スケールカット後の総信号対雑音比$S/N\sim70$を使用した銀河クラスタリング測定の分析により、宇宙の物質の割合$\Omega_m$とハッブルパラメーターの組み合わせに対する堅牢な宇宙論的制約が得られます。$h$、$\Omega_m=0.195^{+0.023}_{-0.018}$、および銀河クラスタリング信号の振幅の2～3%の測定値、銀河のバイアスと物質変動の振幅の調査、$b\sigma_8$.付随論文$\textit{(準備中)}$は、PlanckとSPTからのCMBレンズ効果によるこれらの高$z$サンプルの相互相関と、これらの測定値の宇宙論的分析を、この作品。
ハロー摂動理論モデルを使用したBOSS銀河パワースペクトルからのRSD測定
| Title |
RSD_measurements_from_BOSS_galaxy_power_spectrum_using_the_halo_perturbation_theory_model |
| Authors |
Byeonghee_Yu,_Uros_Seljak,_Yin_Li,_Sukhdeep_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16794 |
SDSS-IIIBOSSDR12銀河のパワースペクトル多極子の宇宙論的解析からの構造制約の成長を提示します。Handらの銀河パワースペクトルモデルを使用します。(2017)、これは銀河をハロー質量ビンに分解し、それぞれがハローバイアスとハロー質量の間の関係を使用して個別にモデル化されます。このモデルは、オイラー摂動理論と$N$体シミュレーションで較正されたハローモデルを組み合わせて、ハロークラスタリングをモデル化します。この作業では、分析的な非接続部分と経験的な接続部分を組み合わせて共分散行列も生成します。いくつかの主成分を選択して接続コンポーネントを平滑化し、モック共分散とよく一致することを示します。$f\sigma_8$に厳しい制約があります:$f\sigma_8(z_{\mathrm{eff}}=0.38)=0.489\pm0.036$および$f\sigma_8(z_{\mathrm{eff}}=0.61)=0.455\pm0.026$at$k_{\mathrm{max}}=0.2\h$Mpc$^{-1}$、プランク振幅とよく一致。これは、プランクの$S_8=0.832\pm0.013$の0.3シグマ内で、$S_8=0.821\pm0.037$または4%の全体的な振幅誤差に対応します。スケールカットの選択、共分散行列、および十六極子$P_4(k)$の選択に対する宇宙パラメータ推定の感度について説明します。$k_{\mathrm{max}}=0.4\h$Mpc$^{-1}$を使用すると、制約が全体の2.7%の振幅誤差($S_8=0.786\pm0.021$の場合)に大幅に改善されることがわかりますが、MultiDark-PATCHYモックのモデルの仕様ミスの証拠がいくつかあります。$k_{\mathrm{max}}$を一貫して確実に選択することは、依然としてRSD分析方法の主な課題です。
後期宇宙の大規模なジオメトリは、R$\times{\Sigma}_3$として分解できます。ここで、Rは宇宙時間を表し、${\Sigma}_3$は3次元の空間多様体です。宇宙の空間セクション${\Sigma}_3$の空間幾何学は、サーストン-ペレルマンの定理に従っていると推測します。これによれば、$\Sigma_3$の幾何学は、サーストンの幾何化予想からの8つの幾何学のいずれか、または滑らかに縫い合わされたサーストン形状の組み合わせ。個々のジオメトリのトポロジーは観測的な役割を果たさない、つまり、個々のジオメトリのサイズは今日のハッブル半径よりもはるかに大きいと仮定しています。ローカルハッブルパッチがそのようなジオメトリを1つだけ含むという単純化した仮定を利用して、個々のジオメトリのそれぞれのダイナミクスを調査します。これは、非常に大きなスケールではほぼ均一ですが、空間的等方性は一般的に破られます。空間的異方性は、減速する宇宙では時間の経過とともに大きくなりますが、加速する宇宙では減衰します。このように作成された異方性の問題は、平坦性の問題がどのように解決されるかに似た、原始インフレの期間によって解決できます。したがって、宇宙の大規模な幾何学に関しては、サーストンの幾何学はいずれもフリードマンの幾何学と同等と見なされるべきです。推測をテストするために使用できる2つの観測方法を検討します.1つは光度距離に基づいており、もう1つは角直径距離測定に基づいていますが、詳細な予測の実装は将来に任せます。
シミュレートされた天琴重力波データと電磁波データを使用して、一致問題とハッブル張力問題を研究する
| Title |
Using_simulated_Tianqin_gravitational_wave_data_and_electromagnetic_wave_data_to_study_the_coincidence_problem_and_Hubble_tension_problem |
| Authors |
JiaWei_Zhang,_Jingwang_Diao,_Yu_Pan,_MingYue_Cheng,_Jin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16979 |
この論文では、電磁波データ(H0LiCOW、$H(z)$、SNe)と重力波データ(Tianqin)を使用して、相互作用する暗エネルギー(IDE)モデルを制約し、ハッブル張力問題と一致問題を調査します。これら4種類のデータ(Tianqin+H0LiCOW+SNe+$H(z)$)を組み合わせることで、$1\sigma$の信頼区間でパラメーター値を取得しました:$\Omega_m=0.36\pm0.18$,$\omega_x=-1.29^{+0.61}_{-0.23}$、$\xi=3.15^{+0.36}_{-1.1}$、および$H_0=70.04\pm0.42$$kms^{-1}Mpc^{-1}$.私たちの結果によると、$H_0$の最適なバルブは、ハッブル張力問題をある程度緩和できることを示しています。さらに、中心値が一致問題を示す$\xi+3\omega_x=-0.72^{+2.19}_{-1.19}(1\sigma)$は、わずかに緩和されます。ただし、$\xi+3\omega_x=0$は依然として$1\sigma$誤差範囲内にあり、これは$\Lambda$CDMモデルが現在も観測データと最もよく一致するモデルであることを示しています。最後に,モデルパラメータに対する電磁波と重力波の拘束結果を比較し,モデルパラメータに対する電磁波データの拘束効果がシミュレートされたTianqin重力波データよりも優れていることを発見した。
暗黒物質の天体捕獲における銀河分布の影響
暗黒物質の天体捕獲は、その粒子特性を制約する上で有用なハンドルを提供します。捕獲形式は、天体近傍の暗黒物質の位相空間分布に敏感です。この記事の目的は、さまざまな天体の内部に暗黒物質粒子が捕捉される速度に対する不確実性の影響と宇宙シミュレーションの影響を体系的に研究することです。標準的なハローモデルの枠組みを超えて、観測や宇宙シミュレーションから着想を得た実用的なダークマター速度分布モデルを取り上げます。標準的なハローモデルの範囲内で、捕捉率の最大$\sim20\%$の変化を報告します。一方、銀河のハロー内の暗黒物質粒子が経験的な速度分布を持ち、十分に解決された洗練された宇宙シミュレーションからパラメーター値を取得する場合、この数は最大$\sim200\%$になる可能性があります。
大規模構造の有効場理論による赤方偏移銀河のワンループ バイスペクトル
| Title |
The_one-loop_bispectrum_of_galaxies_in_redshift_space_from_the_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Guido_D'Amico,_Yaniv_Donath,_Matthew_Lewandowski,_Leonardo_Senatore,_Pierre_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17130 |
実空間と赤方偏移空間における暗黒物質とバイアストレーサーの1ループバイスペクトルのカーネルと大規模構造反項の有効場理論を導出します。これには、変動の4次までの偏ったトレーサーの拡張が必要です。その過程で、くりこみに関連するいくつかの微妙な点に遭遇します。1つは、運動量を再正規化する際に、局所的な反項が非局所的に寄与するという事実です。2番目の微妙な点は、速度場の局所積のくりこみに関連しています。これは、ガリレイ対称性を維持するためにくりこまれた速度で表す必要があります。特定した反項が、微分展開の先頭および下位の順序で1ループバイスペクトルを再正規化するのに必要かつ十分であることを確認します。ここで最初に提示したカーネルは、BOSSデータの1ループバイスペクトルの最初の分析に既に使用されています[1、2]。
暗黒エネルギーと修正重力に関する宇宙論的展望
宇宙論的手法は、競合する宇宙論的シナリオを区別するためのモデルに依存しない強力なツールです。宇宙論的距離の高赤方偏移膨張を危険にさらす収束の問題を解決するという観点から、標準的な宇宙論の主要な長所と短所について説明します。$f(R)$、$f(T)$、および$f(Q)$重力フレームワークの下で暗黒エネルギーの挙動を再構築するために、合理的な宇宙論的近似に特に焦点を当てています。宇宙系列に関する観測上の制約に基づいて、宇宙加速の起源と、暗黒エネルギー問題を説明するために標準的な宇宙論モデルを超える可能性を調査します。
PLATOコンソーシアム恒星リム暗化係数の最初のリリース
| Title |
First_release_of_PLATO_consortium_stellar_limb-darkening_coefficients |
| Authors |
Giuseppe_Morello,_Jeffrey_Gerber,_Bertrand_Plez,_Maria_Bergemann,_Juan_Cabrera,_Hans-G\"unter_Ludwig,_Thierry_Morel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16510 |
我々は、PLAnetaryTransitsandOscillationsofstars(PLATO)のコンソーシアムによって計算された恒星リム暗化係数(LDC)と強度プロファイル(IP)の最初のグリッドをリリースします。宇宙庁(ESA)は2026年に打ち上げ予定です。\texttt{MARCS}モデル大気のグリッド上で\texttt{TurboSpectrum}を使用してスペクトル合成を実行しました。最後に、\texttt{ExoTETHyS}を採用して、高解像度スペクトル($R=2\times10^5$)をすべてのPLATOカメラの最先端の応答関数で畳み込み、最適なLDCを計算しました。たたみ込まれたIPを概算します。PLATO製品に加えて、恒星大気モデルと計算手順の同じグリッドに基づいて、ケプラーミッション用の新しいLDCとIPを提供します。データは次のリンクからダウンロードできます:\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.7339706}。
HD 163296 ディスク内の提案された原始惑星と空間的に一致する原子状炭素放出で検出された局在運動学的構造
| Title |
A_localized_kinematic_structure_detected_in_atomic_carbon_emission_spatially_coincident_with_a_proposed_protoplanet_in_the_HD_163296_disk |
| Authors |
Felipe_Alarc\'on,_Edwin_Bergin,_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16531 |
過去5年間、原始惑星系円盤の運動学の研究により、新しい原始惑星候補と、惑星と円盤の相互作用の可能性に関連するいくつかの構造が発見されました。HD163296円盤で、48auの最も深いダストギャップ内に存在する局所的な運動学的双極構造を、原子状炭素線放出から検出します。HD163296の恒星ジェットと分子風は、文献で詳細に説明されています。ただし、CI放出の運動学的異常は、それらのいずれにも関連付けられていません。さらに、運動学的構造点の速度は、円盤のケプラープロファイルと区別するのに十分な速さの成分を示します。また、その原子の性質は、COを解離してCI流出、またはディスクの上層からの強い極流を開始するのに十分なほど強力な局所的なUV源を示唆しています。恒星ジェットと以前に観測された分子風を破棄することにより、原始惑星の流入/流出、または円盤風に関連する可能性のあるCI放出のこの運動学的特徴のさまざまな原因を探ります。
短周期のスーパーアースとミニ海王星は$\sim50\%$以上の太陽のような星を取り囲んでおり、観測による特徴付けを直接行うのに比較的適しています。それにもかかわらず、これらの惑星が降着する環境を直接調査することは困難です。それにもかかわらず、軌道共鳴に近い惑星のペアは、原始惑星系ディスクの内部領域へのユニークな窓を提供します。これは、それらが形成の条件と軌道アーキテクチャの初期の進化を保持しているためです。この作業では、多惑星系内の通過タイミングの変動を定量化するための新しいアプローチを提示し、ケプラーによって検出された100を超える惑星ペアの準共鳴ダイナミクスを調べます。一次共鳴の可積分モデルを使用して、正確な共鳴の$\approx0.6\%$幅の周期比で、共鳴角の振動から循環への明確な遷移を見つけます。これらのシステムの軌道特性は、それらが共鳴強制平衡から体系的に遠く離れていることを示しています。累積的に、私たちのモデリングは、強い円盤減衰、潮汐散逸、または微惑星散乱によって形成された軌道アーキテクチャが観測と一致しない一方で、乱流渦による確率的攪拌が原始惑星系円盤の散逸効果を増強するシナリオがデータのいくつかの特徴を再現することを示しています。
白色矮星周辺のケイ酸塩/揮発性降着円盤の進化のモデル化
| Title |
Modeling_the_Evolution_of_Silicate/Volatile_Accretion_Discs_around_White_Dwarfs |
| Authors |
Ayaka_Okuya,_Shigeru_Ida,_Ryuki_Hyodo,_Satoshi_Okuzumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16797 |
金属で汚染された白色矮星の周囲で検出された破片円盤の数が増えています。それらは、潮汐によって破壊された系外惑星体に由来すると考えられており、ホストWDへの金属の降着に関与しています。(1)ポインティング・ロバートソン抗力$\dot{M}_{\rmPR}$によって引き起こされるよりも高い観測的に推測された降着速度、および(2)地上の岩石物質の降着を示す耐火物に富む光球組成を説明する、以前の研究では、粒子の昇華によって生成されるケイ酸塩蒸気の増加によるガス抵抗によるケイ酸塩粒子の暴走降着が提案されました。昇華線を超えて拡散した蒸気の再凝縮は無視されたため、固体リッチでのガス抵抗による粒子ドリフトへのシリケート昇華/凝縮と逆反応を一貫して組み込んだ1次元の移流/拡散シミュレーションによって、この問題を再検討します。ディスク。固体粒子に重なる領域のケイ酸塩蒸気密度は飽和蒸気圧に従い、再凝縮が含まれる場合、暴走降着は起こらないことがわかります。これにより、単組成ケイ酸塩円盤からの降着速度が常に平衡状態で$\dot{M}_{\rmPR}$に制限されます。あるいは、揮発性ガス(水蒸気など)を結合する追加のシミュレーションを実行することにより、揮発性ガスがガス抵抗を介してケイ酸塩の降着を$>\dot{M}_{\rmPR}$に強化することを実証します。固体から気体への効率的な逆反応による揮発性降着の抑制により、ディスクの初期揮発分率が$\lesssim10$wt\%の場合、耐火物に富む降着が同時に再現されます。C型の小惑星類似体から発生した円盤は、高$\dot{M}$パズルの手がかりになる可能性があります。
DSタウの原始惑星系円盤におけるダスト粒径の半径方向プロファイル
| Title |
The_Radial_Profile_of_Dust_Grain_Size_in_the_Protoplanetary_Disk_of_DS_Tau |
| Authors |
Dafa_Li,_Yao_Liu,_Hongchi_Wang,_Yao_Wang,_Yuehui_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16833 |
原始惑星系円盤のダスト粒子がどのようにして急速な半径方向のドリフトを克服し、ミクロンサイズの粒子から惑星に成長するのかはよくわかっていません。重要なのは、円盤の半径の関数として、ダストの蓄積と成長の証拠を探すことです。マルチバンドALMA観測を自己無撞着放射伝達モデルに適合させることにより、DSTauディスクの粒子サイズの半径方向プロファイルを調査します。最適な粒子サイズは、ディスクの内側のセンチメートルから外側の領域の30ミクロンまでの範囲です。このような裏返しの減少傾向は、ダストの進化の理論と一致しています。最適なモデルに基づいて、2木星質量のダストがギャップ内で枯渇していることがわかります。ガス対ダストの質量比を考慮すると、失われた質量は、文献の流体力学シミュレーションによって推測される3.5木星質量の惑星を形成するのに十分です。さらに、私たちのモデリングは、ギャップとリングの間の界面領域で、粒子サイズプロファイルが不連続性を示し、その振幅が放射伝達解析で採用されたダストモデルに依存することも示しています。より高い角度分解能での将来の多波長観測は、ディスク下部構造の近くでの粒子サイズとその変動をより適切に制限するために必要です。
巨大惑星形成のトレーサーとしての窒素。 I.: 温暖な系外惑星大気における不平衡アンモニア存在量の普遍的な深層断熱プロファイルと半解析的予測
| Title |
Nitrogen_as_a_Tracer_of_Giant_Planet_Formation._I.:_A_Universal_Deep_Adiabatic_Profile_and_Semi-analytical_Predictions_of_Disequilibrium_Ammonia_Abundances_in_Warm_Exoplanetary_Atmospheres |
| Authors |
Kazumasa_Ohno_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16876 |
巨大系外惑星の分光観測の主な動機は、大気組成から惑星形成過程を明らかにすることです。最近のいくつかの研究は、炭素や酸素のような大気中の窒素が惑星形成環境に重要な制約を与える可能性があることを示唆しています。窒素化学は暖かい大気では熱化学的平衡からかけ離れている可能性があるため、観測可能なNH3存在量が大気のバルク窒素存在量を診断できる条件と仮定を広範囲に調査します。このシリーズの最初の論文では、1D放射対流平衡モデルを使用して、平衡温度、表面重力、固有温度、大気金属量、およびC/O比にわたる大気T-Pプロファイルを調査します。固有温度と表面重力が同じモデルは、広い平衡温度範囲(250～1200K)にわたって、大気深部で共有される「普遍的な」断熱と一致します。これは、より高温または低温のモデルでは見られません。この挙動を古典的な「放射ゼロ解」の観点から説明し、暖かい太陽系外惑星の深部大気の半分析的T-Pプロファイルを確立します。次に、このプロファイルを使用して、垂直方向にクエンチされたNH3の存在量を予測します。太陽の金属量では、私たちの結果は、クエンチされたNH3存在量が低い固有温度でのバルク窒素存在量(10%以内)とのみ一致することを示しています。ギル）。惑星が高い金属量($\ge$10$\times$太陽)の大気を持っている場合、クエンチされたNH3の存在量は、ほとんどすべての惑星の質量と年齢でバルク窒素の存在量を大幅に過小評価します。NH3からのバルク窒素の評価を改善するためのモデリングと観察戦略を提案します。
巨大惑星形成のトレーサーとしての窒素。 II.: 窒素光化学の包括的な研究と、透過および発光スペクトルにおける NH3 および HCN の観測への影響
| Title |
Nitrogen_as_a_Tracer_of_Giant_Planet_Formation._II.:_Comprehensive_Study_of_Nitrogen_Photochemistry_and_Implications_for_Observing_NH3_and_HCN_in_Transmission_and_Emission_Spectra |
| Authors |
Kazumasa_Ohno_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16877 |
大気中の窒素は、巨大惑星の形成に重要な制約を与える可能性があります。私たちの半分析的研究(Ohno&Fortney2022)に続いて、惑星の平衡温度、質量、年齢、渦拡散係数、大気組成、そして恒星スペクトル型。クエンチされたNH3存在量は、木星以下の質量(<1MJ)の惑星および太陽組成大気の古い時代(>1Gyr)でのみバルク窒素存在量と一致することを確認し、大気中の窒素存在量を推測するための重要な警告を強調しています。私たちの半分析モデルは、VULCANによって計算されたクエンチされたNH3存在量を再現するため、取得したNH3存在量からバルク窒素存在量を推測するのに役立ちます。透過スペクトルと発光スペクトルを計算することにより、熱化学と光化学によるNH3の枯渇はより高温の惑星で重要であるのに対し、より低温の惑星ではスペクトル特性全体が弱くなるため、400～1000Kの平衡温度範囲がNH3の検出に最適であると予測されます。この温度範囲で太陽のような星の周りの木星質量の惑星の場合、NH3は透過スペクトルで1.5、2.1、および11$\rm{\mu}m$で$\sim$50ppmの観測可能なシグネチャを残し、>300--発光スペクトルの6$\rm{\mu}m$および11$\rm{\mu}m$で100ppm。NH3の光解離により、低圧でHCNがNH3に置き換わります。ただし、HCNカラム密度が低いと、NH3よりも吸収特性がはるかに弱くなります。NH3の特徴はJWSTの観測で容易に利用でき、大気中の窒素の存在量を制限することができます。これにより、巨大な太陽系外惑星の形成過程を理解するための新しい道が開かれる可能性があります。
TESS によって発見されたホットなスーパーネプチューンの視線速度の確認と、暖かい土星質量の伴星
| Title |
Radial_velocity_confirmation_of_a_hot_super-Neptune_discovered_by_TESS_with_a_warm_Saturn-mass_companion |
| Authors |
E._Knudstrup,_D._Gandolfi,_G._Nowak,_C._M._Persson,_E._Furlan,_J._Livingston,_E._Matthews,_M._S._Lundkvist,_M._L._Winther,_J._L._R{\o}rsted,_S._H._Albrecht,_E._Goffo,_I._Carleo,_H._J._Deeg,_K._A._Collins,_N._Narita,_H._Isaacson,_S._Redfield,_F._Dai,_T._Hirano,_J._M._Akana_Murphy,_C._Beard,_L._A._Buchhave,_S._Cary,_A._Chontos,_I._Crossfield,_W._D._Cochran,_D._Conti,_P._A._Dalba,_M._Esposito,_S._Fajardo-Acosta,_S._Giacalone,_S._K._Grunblatt,_P._Guerra,_A._P._Hatzes,_R._Holcomb,_F._G._Horta,_A._W._Howard,_D._Huber,_J._M._Jenkins,_P._Kab\'ath,_S._Kane,_J._Korth,_K._W._F._Lam,_K._V._Lester,_R._Matson,_K._K._McLeod,_J._Orell-Miquel,_F._Murgas,_E._Palle,_A._S._Polanski,_G._Ricker,_P._Robertson,_R._Rubenzahl,_J_E._Schlieder,_S._Seager,_A._M._S._Smith,_P._Tenenbaum,_E._Turtelboom,_R._Vanderspek,_L._Weiss,_and_J._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17035 |
惑星系TOI-1288の発見と確認について報告する。この後期Gドワーフには、TOI-1288bとTOI-1288cの2つの惑星があります。TESSの宇宙搭載および地上ベースのトランジット測光を、HARPS-NおよびHIRESの高精度ドップラー測定と組み合わせて、システム内の両方の惑星の質量と惑星bの半径を制約するために使用します。TOI-1288~bの周期は$2.699835^{+0.000004}_{-0.000003}$d、半径は$5.24\pm0.09$R$_\oplus$、質量は$42\pm3$M$_\oplus$、この惑星を海王星の砂漠に位置する熱く通過する超海王星にします。この砂漠は、短周期軌道上の海王星サイズの惑星の不足を指します。TOI-1288の2年半にわたるドップラーモニタリングにより、土星質量の惑星が適度に偏心した軌道($0.13^{+0.07}_{-0.09}$)に存在し、最小質量が$84\pm7$であることが明らかになりました。M$_\oplus$と$443^{+11}_{-13}$の期間d.TESSデータの5つのセクターに相当するデータは、TOI-1288cの予想される中間通過時間をカバーしておらず、これらのセクターでこの惑星の通過を検出していません。
MUSE-ALMA Haloes VII: 測量科学の目標と設計、データ処理と最終カタログ
| Title |
MUSE-ALMA_Haloes_VII:_Survey_Science_Goals_&_Design,_Data_Processing_and_Final_Catalogues |
| Authors |
C\'eline_P\'eroux,_Simon_Weng,_Arjun_Karki,_Ramona_Augustin,_Varsha_P._Kulkarni,_Roland_Szakacs,_Anne_Klitsch,_Aleksandra_Hamanowicz,_Alejandra_Y._Fresco,_Martin_A._Zwaan,_Andrew_Biggs,_Andrew_J._Fox,_Mattjew_Hayes,_J._Christopher_Howk,_Glenn_G._Kacprzak,_Susan_Kassin,_Harald_Kuntschner,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16517 |
銀河の銀河系周辺領域におけるガス循環は、多相であることが知られています。MUSE-ALMAHaloesサーベイは、そのようなCGMガスの物理的特性の理解を大幅に進めることを目的として、吸収および放出データの大規模な多波長観測サンプルを収集します。MUSE-ALMAHaloes調査の重要な要素は、VLT/MUSE、ALMA、およびHSTで実施される複数施設の観測キャンペーンです。MUSE-ALMAHaloesターゲットは、19のVLT/MUSEIFSクエーサーフィールドで構成され、その中には32の$z_{\rmabs}<$0.85の強力な吸収体が含まれており、N$_{HI}$$\geq10^{18}$cm$^{\が測定されています。rm-2}$UV分光法から。さらに、新しい補完的なHST媒体プログラムを使用して、40軌道の3バンドUVISおよびIRWFC3イメージングを通じて銀河の星の内容を特徴付けます。吸収体が選択したターゲットを超えて、分光赤方偏移を持つ703個のオブジェクトを含む、すべてのフィールドを組み合わせた3658個のソースを検出します。この銀河で選択されたサンプルは、現在の論文の主な焦点を構成しています。これらの天体の分子ガス特性を調べるために、いくつかのフィールドのミリ波アルマ観測を確保しました。ここでは、全体的な調査科学の目標、ターゲットの選択、観測戦略、データ処理、および完全なサンプルのソース識別を示します。さらに、VLT/MUSE、ALMA、HST広帯域画像で検出されたすべての天体の等級測定値のカタログと、VLT/MUSE観測から得られた関連する分光赤方偏移のカタログを提供します。一緒に、このデータセットは、複雑な銀河構造の凝縮物質のバリオンセンサスをもたらす、同じオブジェクトの中性原子ガス、分子ガス、および星の堅牢な特徴付けを提供します。
VERTICO III: おとめ座銀河団銀河における Kennicutt-Schmidt 関係
| Title |
VERTICO_III:_The_Kennicutt-Schmidt_relation_in_Virgo_cluster_galaxies |
| Authors |
M._J._Jim\'enez-Donaire,_T._Brown,_C._D._Wilson,_I._D._Roberts,_N._Zabel,_S._L._Ellison,_M._Thorp,_V._Villanueva,_R._Chown,_D._Bisaria,_A._D._Bolatto,_A._Boselli,_B._Catinella,_A._Chung,_L._Cortese,_T._A._Davis,_C._D._P._Lagos,_B._Lee,_L._C._Parker,_K._Spekkens,_A._R._H._Stevens,_and_J._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16521 |
このVERTICOサイエンスペーパーでは、銀河進化の文脈において、星形成プロセスが銀河環境と重力相互作用にどのように依存するかを研究することを目的としています。おとめ座銀河団の渦巻銀河のサブサンプルで、ケニカット-シュミット(KS)関係としても知られる、星形成率(SFR)表面密度と分子ガス表面密度の間のスケーリング関係を調べます。おとめ座銀河団の37個の渦巻銀河の円盤全体で、12CO(2-1)遷移によって追跡されるように、分子ガスの含有量を解決するために、720pcの解像度でVERTICO-ALMA大規模プログラムからの新しいACAおよびTP観測を使用します。アーカイブ観測と組み合わせて、銀河の集合体全体および個々の銀河内のKS関係のパラメーターを推定します。全集団のKS勾配はN=0.97+/-0.07であり、特徴的な分子ガスの枯渇時間はサンプル全体で1.86Gyrであり、孤立した星形成銀河での以前の研究と一致しています。個々の銀河では、0.69～1.40の範囲のKS勾配と、銀河ごとに約4倍異なる典型的な星形成効率(SFE)が見られます。これらの銀河から銀河への変動は、0.42dexの散乱によって特徴付けられるアンサンブルKS関係の散乱で~0.20dexを説明します。おとめ座銀河団のHI欠損銀河は、HI正常銀河団銀河よりも急峻なKS関係と低い分子ガス効率を示すことがわかりました。おとめ座銀河団銀河の分子ガス含有量は、孤立した銀河と同様に振る舞うように見えますが、VERTICOサンプルは、星団環境が星形成の調節に重要な役割を果たしていることを示しています。HI銀河の内容に影響を与える環境メカニズムは、銀河団内の分子ガスのSFEにも直接的な影響を与え、HI欠損メンバーの枯渇時間を長くします。
球状星団からの星の脱出 I: 脱出のメカニズムと放出時の特性
| Title |
Stellar_Escape_from_Globular_Clusters_I:_Escape_Mechanisms_and_Properties_at_Ejection |
| Authors |
Newlin_C._Weatherford,_Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_Giacomo_Fragione,_Sourav_Chatterjee,_Kyle_Kremer,_and_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16523 |
球状星団(GC)からの星の脱出の理論は、1世紀近く前にさかのぼります。強力な重力散乱、超新星、重力波駆動の合体、潮汐破壊イベント、および物理的な衝突によっても、より激しい放出が発生する可能性がありますが、多くの脱出メカニズムの包括的な研究は限られています.ガイア宇宙望遠鏡からの最近の精巧な運動学的データは、天の川(MW)内の多数の星の流れを明らかにし、多くの起源を特定のMWGCにまでさかのぼり、これらの星団からの星の脱出をさらに調査する必要性を強調しています。このシリーズの最初の研究では、クラスターモンテカルロ(CMC)GCモデルと、MWGCの郊外、潮汐尾、および関連するストリームに関する最新のGaiaデータとの間の詳細なフォローアップ比較の基礎を築きました。GCからの脱出メカニズムを徹底的に見直し、脱出率、放出速度、および脱出者の人口統計への相対的な寄与を調べます。三体連星形成が典型的なMWGCからの高速放出を支配している可能性があることを初めて示し、MWの超高速星のいくつかを説明する可能性があります。その質量のために、ブラックホールはこのプロセスを強力に触媒し、観測可能なコアの崩壊の開始時の損失は、急激な中心の明るさプロファイルによって特徴付けられ、崩壊後の密度の増加にもかかわらず、3体連星の形成を劇的に削減します。また、熱偏心分布から生まれた場合でも、脱出する連星は、銀河フィールドで観測されたほぼ均一な分布と一致する、非熱偏心を持つことを示しています。
z=6.3 銀河の星間物質の分析: スイフト GRB 210905A の残光と環境の X シューター分光法と HST イメージング
| Title |
Dissecting_the_interstellar_medium_of_a_z=6.3_galaxy:_X-shooter_spectroscopy_and_HST_imaging_of_the_afterglow_and_environment_of_the_Swift_GRB_210905A |
| Authors |
A._Saccardi,_S._D._Vergani,_A._De_Cia,_V._D'Elia,_K._E._Heintz,_L._Izzo,_J._T._Palmerio,_P._Petitjean,_A._Rossi,_A._de_Ugarte_Postigo,_L._Christensen,_C._Konstantopoulou,_A._J._Levan,_D._B._Malesani,_P._M{\o}ller,_T._Ramburuth-Hurt,_R._Salvaterra,_N._R._Tanvir,_C._C._Th\"one,_S._Vejlgaard,_J._P._U._Fynbo,_D._A._Kann,_P._Schady,_D._J._Watson,_K._Wiersema,_S._Campana,_S._Covino,_M._De_Pasquale,_H._Fausey,_D._H._Hartmann,_A._J._van_der_Horst,_P._Jakobsson,_E._Palazzi,_G._Pugliese,_S._Savaglio,_R._L._C._Starling,_G._Stratta,_T._Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16524 |
ビッグバン後の最初の10億年における銀河の性質の研究は、現在の天体物理学の主要なトピックの1つです。長いガンマ線バースト(GRB)の残光の光学/近赤外分光法は、ホスト銀河と前景吸収体の星間物質(ISM)を、最高の赤方偏移まで調べるための強力な診断ツールを提供します。スウィフトニールゲーレルズ天文台によってトリガーされたGRB210905AのVLT/Xシューター残光スペクトルを分析し、z=6.3118の複雑なシステムからの中性水素、低電離、高電離、および微細構造の吸収線を検出します。、GRBホスト銀河と関連付けます。ホストシステムのISM特性を研究し、金属量、運動学、および化学的存在パターンを明らかにします。z~6.3系の総金属量は[M/H]=-1.75+/-0.13であり、ダストの枯渇を補正し、α元素の増強を考慮に入れています。さらに、ダストの総量とダスト対金属の質量比(DTM)([Zn/Fe]_fit=0.32+/-0.09、DTM=0.12+/-0.11)を決定します。大質量星による元素合成の兆候と、アルミニウムの特異な過剰量の証拠を発見しました。微細構造線の解析から、GRBに最も近い低電離ガス雲の距離が数kpcであることがわかりました。これらのより遠い距離は、電離光子の数が多いためである可能性があります。GRBフィールドのHST/F140W画像を使用して、GRBホスト銀河と、GRBから2インチ以内の複数のオブジェクトを示します。観測を説明できる銀河の構造と運動学について説明し、ライマンアルファ放出VLT/MUSEおよびJWSTを使用した深部分光観測は、再電離時代の銀河がどのように形成および進化するかをよりよく理解することを目的として、我々の結果を電離ガスの特性と組み合わせるという独自の可能性を提供します。
星形成率における形態と環境の役割 -- 0 < z < 3.5 からの COSMOS における星の質量関係
| Title |
Morphology_&_Environment's_Role_on_the_Star_Formation_Rate_--_Stellar_Mass_Relation_in_COSMOS_from_0_ |
| Authors |
Kevin_C._Cooke,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Caitlin_Rose,_K.D._Tyler,_Behnam_Darvish,_Sarah_K._Leslie,_Ying-jie_Peng,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Anton_M._Koekemoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16527 |
環境、形態、および星形成率の関係を調査します。これは、0<z<のCOSMOSフィールドで、星を形成する銀河(一般に「星形成主系列」と呼ばれます)のサンプルに由来する星の質量関係です。3.5。公開パッケージMAGPHYSおよびSED3FITを使用して、111,537個の銀河の恒星質量選択サンプルのFUV--FIRSEDを構築し、恒星およびダスト放出モデルに適合させました。最適なパラメーター推定値から、星形成率(赤方偏移、局所環境、NUVrJ色診断、および形態の関数としての星の質量関係)を構築します。高質量でのターンオーバーを含む、カラーカラーおよびsSFRで選択された星形成銀河集団に由来する主系列の形状は、0<z<3.5の赤方偏移で環境依存性を示さないことがわかりました。SFMSの高質量端における形態の役割を調べて、バルジの成長が高質量回転率を促進しているかどうかを判断します。星形成銀河はバルジ対総比率とは無関係にこのターンオーバーを経験することがわかり、ターンオーバーがバルジの成長ではなく星の質量とともに進化するディスクコンポーネントの特定の星形成率によるというケースを強化します。
超大質量楕円銀河SDSS J0100+1818によって強くレンズ化された複数のソースの拡張構造の再構築
| Title |
Reconstructing_the_extended_structure_of_multiple_sources_strongly_lensed_by_the_ultra-massive_elliptical_galaxy_SDSS_J0100+1818 |
| Authors |
A._Bolamperti,_C._Grillo,_R._Ca\~nameras,_S._H._Suyu,_L._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16528 |
完全な強いレンズ分析を通じて、偏向器SDSSJ0100+1818の総質量分布とバリオン質量分布を調べます。この系は$z=0.581$に位置する超大質量初期型銀河で構成されており、星の総質量は$(1.5\pm0.3)10^{12}$M$_\odot$で、星の速度分散は($450\pm40$)kms$^{-1}$,3つの背景光源の10個の複数の画像に囲まれており、そのうちの2つは分光学的に$z=1.880$で確認されました。高解像度HST測光とVLT/Xシューター分光法を利用して、複数の画像の位置を測定し、ソフトウェアGLEEを使用して強力なレンズ研究を実行します。レンズのさまざまな総質量プロファイルをテストし、背景のソースを最初に点のようにモデル化し、次に拡張オブジェクトとしてモデル化します。観測された複数の画像の位置を正常に予測し、約7200HSTピクセルにわたってソースの複雑な表面輝度分布を再構築します。レンズの累積総質量プロファイルを測定し、総質量値$(9.1\pm0.1)10^{12}$M$_\odot$、約42kpcのアインシュタイン半径内、恒星オーバーを見つけます-レンズ銀河の半光半径($R_e=9.3$kpc)での($49\pm12$)%から、外側領域($R=70$kpc)。これらの結果は、SDSSJ0100+1818のバリオン質量成分がそのコアに非常に集中しており、レンズ初期型銀河/グループが巨大な暗黒物質ハローに浸されていることを示唆しています。これは、中間赤方偏移の他の超高質量候補で見つかったものと一致しています。また、遠く離れたソースの物理的なサイズも測定し、数百パーセクまで分解します。最後に、採用されたレンズ全質量モデルに関連する、背景銀河の再構築されたサイズに関する系統的不確実性の関連する原因を定量化し、議論します。
合併の特徴は一般的ですが、z~0.7 の最近消滅した大規模な銀河では普遍的ではありません。
| Title |
Merger_Signatures_are_Common,_but_not_Universal,_In_Massive,_Recently-Quenched_Galaxies_at_z~0.7 |
| Authors |
Margaret_Verrico_and_David_J._Setton_and_Rachel_Bezanson_and_Jenny_E._Greene_and_Katherine_A._Suess_and_Andy_D._Goulding_and_Justin_S._Spilker_and_Mariska_Kriek_and_Robert_Feldmann_and_Desika_Narayanan_and_Vincenzo_Donofrio_and_Gourav_Khullar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16532 |
SQuIGGで特定されたz$\sim$0.7の143個の$\rm{M}_*\sim10^{11}\rm{M}_\odot$ポストスターバースト銀河の合体による潮汐擾乱の視覚的分類を提示します。$\vec{L}$Eサンプル。このサンプルは、過去$\sim$500Myrs以内に星形成の最初のエポックを停止したSloanDigitalSkySurveyからの銀河を分光学的に選択します。視覚的分類は、HyperSuprimeCam(HSC)i-bandイメージングで実行されます。大規模初期銀河センサスからの質量と赤方偏移が一致した星形成銀河と静止銀河の対照サンプルと比較すると、スターバースト後の銀河は、どちらのカテゴリよりも乱れたものとして分類される可能性が高いことがわかります。これは、古い静止銀河の擾乱率の$3.6^{+2.9}_{-1.3}$倍、星形成銀河の擾乱率の$2.1^{+1.9}_{-.73}$倍に相当します。潮汐の特徴が$\lesssim500$Myrの間持続すると仮定すると、これは合体がこれらのポストスターバーストのかなりの割合で消光と一致していることを示唆しています。私たちのサンプルでは、潮汐擾乱のある銀河は、擾乱されていないスターバースト後の銀河よりも平均して若く、大規模な合体による潮汐の特徴が時間の経過とともに薄れている可能性があることを示唆しています。これは、平均して、乱されていないサブセットがより暗く、表面の明るさが低い潮汐の特徴を特定するのが難しくなるという事実によって悪化する可能性があります。しかし、10個の若い(消滅してから$\lesssim150$Myr)乱されていない銀河が存在することは、大規模な合体だけが、中間赤方偏移の大質量銀河における星形成の最初の時期を停止させる唯一の速い物理的メカニズムではないことを示唆しています。
近くの銀河における体積星形成法則
| Title |
The_volumetric_star_formation_law_in_nearby_galaxies |
| Authors |
C._Bacchini,_F._Fraternali,_G._Pezzulli,_G._Iorio,_A._Marasco,_C._Nipoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16538 |
星形成法則は、銀河の低温ガス(HI+H$_2$)含有量とその星形成率(SFR)の間の経験的関係であり、銀河の形成と進化のあらゆるモデルにとって重要です。このような法則のよく知られた例は、投影された表面密度に基づくシュミット-ケニカットの法則です。しかし、固有の体積密度の間により基本的な関係が存在するかどうかは、長い間不明でした。垂直静水圧平衡を仮定することにより、23の局所銀河のサンプル内のガス円盤の厚さの半径方向プロファイルを推測し、これらの測定値を使用して、観測されたガスの表面密度とSFRを逆投影体積密度に変換します。これらの量を結び付ける密接な相関関係を発見し、これを体積星形成法則と呼んでいます。この関係とその性質は、星形成の物理を理解する上で重要な意味を持っています。
超新星フィードバックが近くの星形成銀河のガス乱流を支えている証拠
| Title |
Evidence_for_supernova_feedback_sustaining_gas_turbulence_in_nearby_star-forming_galaxies |
| Authors |
C._Bacchini,_F._Fraternali,_G._Pezzulli,_G._Iorio,_A._Marasco,_C._Nipoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16540 |
HIとCOの観測は、銀河の冷たいガスが非常に乱れていることを示しています。ただし、乱流エネルギーはすぐに消散すると予想され、観測を説明するには何らかのエネルギー源が必要であることを意味します。そのような乱気流の性質は、主な候補である超新星(SN)フィードバックでさえ不十分であるように見えたため、長い間不明でした。他のメカニズムが提案されていますが、一般的なコンセンサスには達していません。私たちの研究の重要な目新しさは、ガスディスクの厚さとフレアリングが乱流の散逸時間スケールを増加させ、それを維持するために必要なエネルギー注入率を減らすことを考慮していることです。理論上の予想と見事に一致して、冷たいガスの乱流を維持するために必要なSNエネルギー(別名SN結合効率)の割合が$\sim1$%であることを発見し、長年の難問を解決しました。
宇宙論的文脈における偏在銀河：新しい銀河とハローのつながり
| Title |
Lopsided_Galaxies_in_a_cosmological_context:_a_new_galaxy-halo_connection |
| Authors |
Silvio_Varela-Lavin,_Facundo_A._G\'omez,_Patricia_B._Tissera,_Gurtina_Besla,_Nicol\'as_Garavito-Camargo,_and_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16577 |
円盤銀河は一般に、歪みや偏りなど、形態に非対称な特徴を示します。これらの特徴は、特定の円盤銀河の最近の進化に関する重要な情報を提供できます。近くの宇宙では、後期型銀河の最大30%が全球的な非軸対称偏った質量分布を示しますが、この摂動の起源にはほとんど注意が払われていません。この作業では、IllustrisTNGプロジェクトのTNG50シミュレーションから抽出されたシミュレートされた円盤銀河における偏った摂動の起源を研究します。この摂動のさまざまな励起メカニズムを統計的に調査します。たとえば、衛星の直接的な潮汐相互作用や、基になる暗黒物質分布の歪みなどです。また、偏った摂動につながる主な物理的条件を特徴付けます。私たちのサンプル銀河の50%は偏ったモード$m=1$~0.12を超えています。中央の星の表面密度や円盤の半径方向の広がりなどの内部銀河の特性と、偏ったモードの強度との間に強い相関関係があることを発見しました。偏った銀河の大部分は、対称的な銀河よりも中心表面の密度が低く、円盤が広がっています。その結果、そのような偏った銀河は自己重力的に結合しにくくなり、その外側の円盤領域はさまざまな種類の外部摂動の影響を受けやすくなります。ただし、衛星銀河との潮汐相互作用が偏ったモードの主な駆動因子であるという強力な証拠は見つかりません。偏在銀河は、高スピンの非対称暗黒物質ハローに存在する傾向があり、後期型の偏在銀河における強い銀河-ハロー接続を示しています。
銀河面を横切るスミス高速雲の成分
| Title |
A_Component_of_the_Smith_High_Velocity_Cloud_Now_Crossing_the_Galactic_Plane |
| Authors |
Felix_J._Lockman,_Robert_A._Benjamin,_Nicolas_Pichette,_Christopher_Thibodeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16598 |
私たちは、天の川の新しい構造を特定しました。これは、現在、経度25度付近で銀河面を横切っているスミス高速雲の主成分です。グリーンバンク望遠鏡(GBT)からの新しい21cmHIデータを使用して、この構造の一部である数十の雲の特性を測定しました。それらの運動学はスミス雲のそれと一致しており、VLSRはそれらの方向への円回転によって許容されるものを超えています。主成分の雲のほとんどは、円盤ガスと相互作用している証拠を示しており、相互作用の場所を推定できます。主成分は、太陽から9.5kpc、銀河の中心から約4.5kpcの距離で銀河面を横切ります。そのHI質量は、スミス雲の中立成分の質量に匹敵する10^6太陽質量と同じくらい高いかもしれませんが、GBTデータで解像される雲に含まれるのは、このほんの一部に過ぎません。スミス雲のように、主成分は銀河の内側にあるISMに質量と角運動量を加えているように見えます。スミス雲は孤立した物体ではなく、約1kpcのギャップで分離された2つの部分で、空を横切って40度(約7kpc)以上伸びる構造の一部であることが示唆されています。
HST Grism Spectroscopy による $1.2
$\lambda 5007$ 光度関数
| Title |
The_H$\alpha$_and_[O_III]_$\lambda_5007$_Luminosity_Functions_of_$1.2 |
| Authors |
Gautam_Nagaraj,_Robin_Ciardullo,_William_P._Bowman,_Alex_Lawson,_Caryl_Gronwall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16650 |
ユークリッドとローマ宇宙望遠鏡(ローマン)は、まもなくグリズム分光法を使用して、H$\alpha$と[OIII]$\lambda5007$放射を介して何百万もの銀河を検出します。これらの機器から予想される銀河数をより適切に制限するために、3D-HSTサーベイからの4,239個の輝線銀河の精査されたサンプルを使用して、$1.16の間のH$\alpha$および[OIII]$\lambda5007$光度関数を測定します。<z<1.90$;このサンプルは、この赤方偏移での以前の研究より$\sim4$倍大きい。H$\alpha$については以前の測定値と非常によく一致していますが、[OIII]については、以前の研究よりも中間光度の銀河の数が多いと予測しています。両方の線について、特徴的な光度$\mathcal{L}_*$が赤方偏移とともに単調に増加することがわかり、H$\alpha$光度関数を使用して、その時代の宇宙星形成率密度を計算します。H$\alpha$で見える銀河は、その時代の総星形成率の$\sim81\%$を占めており、この値は$1.16<z<1.56$赤方偏移の範囲ではほとんど変化しないことがわかります。最後に、極限フラックスの関数として銀河の表面密度を導出し、ユークリッドワイドサーベイの銀河数の以前の予測は変更されていないが、ローマ高緯度サーベイには以前の推定よりも多くの[OIII]銀河が存在する可能性があることを発見しました。.
| Title |
Dynamics_in_the_outskirts_of_four_Milky_Way_globular_clusters:_it's_the_tides_that_dominate |
| Authors |
Zhen_Wan,_Anthony_D._Arnold,_William_H._Oliver,_Geraint_F._Lewis,_Holger_Baumgardt,_Mark_Gieles,_Vincent_H\'enault-Brunet,_Thomas_de_Boer,_Eduardo_Balbinot,_Gary_Da_Costa,_Dougal_Mackey,_Denis_Erkal,_Annette_Ferguson,_Pete_Kuzma,_Elena_Pancino,_Jorge_Penarrubia,_Nicoletta_Sanna,_Antonio_Sollima,_Roeland_P._van_der_Marel,_Laura_L._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16659 |
4つの球状星団(NGC1261、NGC4590、NGC1904、およびNGC1851)の周辺の分光測量の結果を提示します。これらの星団の中心から1度以内のターゲットをカバーし、アングロオーストラリアの2dF/AAOmegaを使用します。超大型望遠鏡(VLT)の望遠鏡(AAT)とFLAMES。個々の星の化学力学情報を抽出し、そこから速度分散プロファイルと各クラスターの回転を推定しました。観察結果は、結果を解釈するために、各クラスターの直接的な$N$-bodyシミュレーションおよび適切な{\sclimpy}/{\scspes}モデルと比較されます。NGC1851では、検出された内部回転は既存の文献と一致しており、NGC1261では、切り捨て半径を超えた何らかの回転信号が示されています。NGC1261、NGC1851、およびNGC1904の観測とシミュレーションの両方の分散プロファイルは、{\sclimpy}/{\scspes}モデルが切り捨て半径を超えて予測するため、減少しないことがわかります。$-bodyシミュレーションは、脱出した星が優勢であることを示しています。NGC4590の分散プロファイルは、{\sclimpy}/{\scspes}モデルの予測に従いますが、データは切り捨て半径を効果的に超えません。NGC1261、NGC1851、およびNGC1904の周辺における増加/平坦な分散プロファイルが、シミュレーションによって再現されています。したがって、問題のクラスターの増加/フラットな分散プロファイルは、暗黒物質を導入することなく、銀河との潮汐相互作用によって説明できます。
光学分光法によって明らかにされた、青色過剰の塵に覆われた 4 つの銀河の極端な性質
| Title |
Extreme_nature_of_four_blue-excess_dust-obscured_galaxies_revealed_by_optical_spectroscopy |
| Authors |
Akatoki_Noboriguchi,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_Kohei_Ichikawa,_Masaru_Kajisawa,_Nanako_Kato,_Toshihiro_Kawaguchi,_Hideo_Matsuhara,_Yoshiki_Matsuoka,_Kyoko_Onishi,_Masafusa_Onoue,_Nozomu_Tamada,_Koki_Terao,_Yuichi_Terashima,_Yoshihiro_Ueda,_and_Takuji_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16748 |
すばるハイパーシュプリームカムによって識別された4つの青く過剰なダストで覆われた銀河(BluDOG)の光学分光観測を報告します。BluDOGは塵に覆われた銀河(DOG、極端に赤い色で定義される$(i-[22])_{\rmAB}\geq7.0$;Tobaetal.2015)のサブクラスであり、かなりのフラックスを示しています。光$g$バンドと$r$バンドでべき乗則を超える超過は、より長い波長でのフラックスに適合します。登口ら。(2019)は、BluDOGは、ガスが豊富な大規模な合併シナリオに含まれる吹き飛ばしフェーズに対応する可能性があることを示唆しています。しかし、分光情報が不足しているため、BluDOGの詳細な特性は理解されていません。この作業では、すばる/FOCASとVLT/FORS2を使用して、4つのBluDOGの深部光学分光観測を行います。得られたスペクトルは、等価幅が非常に大きい広い輝線と、CIVラインプロファイルの青い翼を示しています。赤方偏移は2.2から3.3の間です。CIVラインの平均静止フレーム等価幅は$160\pm33$$\mathrm{\mathring{A}}$であり、典型的なタイプ1クエーサーの平均よりも$\sim$7倍高い。それらの速度プロファイルのFWHMは1990～4470${\rmkm\s^{-1}}$で、非対称パラメーターは0.05～0.25です。このような強いCIV線は、BluDOGのスペクトルエネルギー分布に見られる青色過剰の原因の一部である、広帯域の大きさに大きく影響します。推定される超大質量ブラックホールの質量は$1.1\times10^8<M_{\rmBH}/M_\odot<5.5\times10^8$です。BluDOGの推測されたエディントン比は1より高く($1.1<\lambda_{\rmEdd}<3.8$)、BluDOGが超大質量ブラックホールの急速な進化段階にあることを示唆しています。
円盤銀河のバー形成に対する中心質量濃度の影響
バーは円盤銀河では一般的ですが、その形成条件はよくわかっていません。$N$ボディシミュレーションを使用して、恒星円盤、古典的なバルジ、ダークハローからなる孤立した銀河のバーの形成と進化を研究しています。天の川銀河に似ているが、古典的なバルジとハローの集中の質量とコンパクトさが異なる24の銀河モデルを検討します。バーの形成には$(Q_{T,\text{min}}/1.2)^2+(\text{CMC}/0.05)^2\lesssim1$が必要であることがわかります。ここで、$Q_{T,\text{min}}$とCMCは、それぞれトゥームレ安定性パラメーターと中心質量濃度の最小値を指します。バーは、バルジとハローが小さくコンパクトでない銀河では、より強く、より長く、回転が遅くなる傾向があります。モデルで形成されたすべてのバーはスローバーに対応します。円盤の$\sim10$--$20$\%のふくらみ質量を持つモデルは、集中したハローの下にあり、天の川のバーに似たバーを生成します。以前の研究で提案された他のバー形成基準に関連して、調査結果について説明します。
[NeII] の NGC 7538 IRS2: コンパクトな HII 領域のシェルとキャビティの運動学
NGC7538IRS2はコンパクトなHII領域であり、最近の星形成源であり、殻の形態を持ち、可視HII領域NGC7538の境界に位置しています。TEXES分光計で得られた[NeII]12.8ミクロン輝線のスペクトルキューブを提示します。速度分解能約4km/s、角分解能0.3インチのジェミニ北上。データキューブの運動学は、複数の空洞の壁に沿って流れる電離ガスを示しています。流出によって作成された重畳空洞のモデルを使用して、IRS2の運動学と構造をシミュレートしました。密度勾配を持つ雲に埋め込まれた星から.IRS2構造を支配する最大のものを含む空洞のほとんどは、B型星に関連付けられています.明るい電離O星連星IRS2a/bの流出は範囲が小さく、IRS2モデルは、HII領域の挙動が存在する最も大質量の星だけの問題ではないことを示しています;雲の塊と低質量の星の活動が、構造と運動学。
AstroSat UV Deep Field North: 遠紫外測光カタログ
| Title |
The_AstroSat_UV_Deep_Field_North:_the_far_and_near_ultraviolet_photometric_catalog |
| Authors |
Chayan_Mondal,_Kanak_Saha,_Souradeep_Bhattacharya,_Anshuman_Borgohain,_Shyam_N._Tandon,_Marc_Rafelski,_Rolf_A._Jansen,_Rogier_A._Windhorst,_Harry_I._Teplitz,_Brent_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16923 |
1つの遠紫外フィルター(F154W、34.0キロ秒)と2つの近紫外フィルターを使用して、AstroSat/UVIT(AstroSatUVDeepFieldnorth-AUDFn)を使用したGreatObservatoriesOriginsSurveyNorthern(GOODS-N)フィールドの深紫外イメージング観測を提示します。(N242W、19.2キロ秒;N245M、15.5キロ秒)。UVITフィールド全体でUV空の背景の性質が調査され、各フィルターのグローバル平均とrmsが推定されました。F154W、N242W、およびN245Mバンドの点源について、それぞれ$m_{\rmAB}$$\sim$27.35mag、27.28mag、および27.02magの3$\sigma$検出限界に達します。FUVおよびNUV画像の50\%の完全性の限界は、それぞれ$m_{\rmAB}=$26.40magおよび27.05magです。各帯域のPSFを作成し、それらのFWHMを推定したところ、F154Wで1.18インチ、N242Wで1.11インチ、N245Mで1.24インチでした。SExtractorを使用して、FUVフィルターとNUVフィルターのソースを個別に識別し、AUDFnフィールド全体のUVソースカタログを生成します。FUVおよびNUVで推定されるソースカウント勾配は、0.57dexmag$^{-1}$(19～25mag)および0.44dexmag$^{-1}$(カタログには、FUVとNUVにそれぞれ6839と16171のソース(50\%の完全性限界よりも明るい)が含まれています.特定されたソースのFUVとNUVフラックス測定は、既存のマルチバンドデータを補完しますGOODS-Nフィールドで、赤方偏移$z<1$で銀河の静止系FUV特性を調べ、赤方偏移$z>0.97$で候補となるライマン連続体リーカーを検索できるようにします。
| Title |
High-$z$_Quasar_Candidate_Archive:_A_Spectroscopic_Catalog_of_Quasars_and_Contaminants_in_Various_Quasar_Searches |
| Authors |
Da-Ming_Yang,_Jan-Torge_Schindler,_Riccardo_Nanni,_Joseph_F._Hennawi,_Eduardo_Ba\~nados,_Xiaohui_Fan,_Anniek_Gloudemans,_Huub_Rottgering,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16996 |
高$z$クエーサー候補アーカイブ(HzQCA)を提示し、Keck/LRIS、Keck/MOSFIRE、およびKeck/NIRESを使用した174個の$z\gtrsim5$クエーサー候補の分光観測を要約します。$z\sim6$クエーサーとして7つの候補を識別し、そのうち3つがここで新たに報告され、51の候補が褐色矮星として識別されました。残りの情報源では、74の候補がクエーサーである可能性は低いです。2つの情報源は決定的ではありません。他のものは完全に削減または抽出できませんでした。分類に基づいて、DELS($z$)、VIKING/UKIDSS($YJHK_s$/$YJHK$)、およびun\textit{WISE}($W1W2$)からの測光測定値を使用して、色空間におけるクエーサーと汚染物質の分布を調査します。）。同定された褐色矮星は、クエーサー候補の選択方法で一般的に使用される経験的な褐色矮星モデルと完全には一致していないことがわかります。分光学的確認戦略を改良するために、3つの機器すべてについて高$z$クエーサーと汚染物質の合成分光法をシミュレートします。シミュレーションは、HzQCAの分光データを利用します。クエーサーの確認に必要な露光時間を予測し、分光追跡観測のための最適な戦略を提案します。たとえば、$z=7.6$で$m_J=21.5$または$z=7.0$で$m_J=23.0$をLRISで15\,minの露出時間以内に識別できることを示します。HzQCAの発行により、将来のクエーサー調査と候補分類のためのガイダンスを提供することを目指しています。
Gaia Data Release 3: 1240 万の変数ソースを 25 クラスに全天分類
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_All-sky_classification_of_12.4_million_variable_sources_into_25_classes |
| Authors |
Lorenzo_Rimoldini,_Berry_Holl,_Panagiotis_Gavras,_Marc_Audard,_Joris_De_Ridder,_Nami_Mowlavi,_Krzysztof_Nienartowicz,_Gr\'egory_Jevardat_de_Fombelle,_Isabelle_Lecoeur-Ta\"ibi,_Lea_Karbevska,_Dafydd_W._Evans,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Maria_I._Carnerero,_Gisella_Clementini,_Elisa_Distefano,_Alessia_Garofalo,_Pedro_Garc\'ia-Lario,_Roy_Gomel,_Sergei_A._Klioner,_Katarzyna_Kruszy\'nska,_Alessandro_C._Lanzafame,_Thomas_Lebzelter,_G\'abor_Marton,_Tsevi_Mazeh,_Roberto_Molinaro,_Aviad_Panahi,_Claudia_M._Raiteri,_Vincenzo_Ripepi,_L\'aszl\'o_Szabados,_David_Teyssier,_Michele_Trabucchi,_{\L}ukasz_Wyrzykowski,_Shay_Zucker,_Laurent_Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17238 |
GaiaDR3には、Gバンド測光を使用した18億のソースが含まれており、そのうち15億はGBPおよびGRP測光を使用しており、空の位置、視差、固有運動によって補完されています。3つのフォトメトリックバンドでの視野通過の中央値は、ソースあたり40～44の測定値であり、34か月のデータ収集をカバーしています。全天にわたってガイアによって変数として検出される銀河系および銀河系外のオブジェクトの分類を追求します。教師あり機械学習(eXtremeGradientBoostingおよびRandomForest)を使用して、G、BP、およびRPバンドの測光時系列で可変オブジェクトを分類するマルチクラス、バイナリ、およびメタ分類子を生成しました。分類結果は1,240万のソース(可能性のある変光天体のはるかに大きなセットから選択)で構成され、約900万の変光星が天の川銀河とマゼラン雲やアンドロメダなどの近くの銀河で22の変光タイプに分類され、さらに数千の超新星爆発が含まれます。遠方の銀河では、100万の活動銀河核と、ほぼ250万の銀河があります。銀河の識別は、Gaiaによって検出された拡張天体の人為的な変動性から可能になったため、GaiaDR3アーカイブのgalaxy_candidatesテーブルで、本物の変動性の分類(vari_classifier_resultテーブル内)とは別に公開されました。後者には、数mmagから数マグニチュードまでの振幅を持つ、周期的および非周期的変数(脈動、食、回転、噴火、激変、確率、マイクロレンズ現象)の24の変動クラスまたはクラスグループが含まれています。
NGC 4945 における正のフィードバック、消光、および連続するスーパースタークラスター (SSC) の形成
| Title |
Positive_feedback,_quenching_and_sequential_super_star_cluster_(SSC)_formation_in_NGC_4945 |
| Authors |
Enrica_Bellocchi,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Fernando_Rico-Villas,_Sergio_Mart\'in,_Izaskun_Jim\'enez-Sierra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17268 |
超星団(proto-SSC)の原始星相を追跡するために、NGC4945の核に向かうHCNとHC$_3$Nの地上線と振動励起線のALMAイメージング(解像度0.1\arcsec-0.4\arcsec)を使用しました。同定された14のSSCのうち、8つがプロトSSC相にあり、振動HCN放出を示し、そのうち5つが振動HC$_3$N放出も示していることがわかります。私たちは原始SSCの年齢を5-9.7$\times$10$^4$yrと見積もっています。HCN放出のみのより進化したものは、ゼロエイジメインシーケンス(ZAMS;age$\gtrsim$10$^5$yr)に近づいています。親雲の励起は、SSCの進化段階に関連しているようで、最も若い原始SSCとZAMSSSCの回転温度はそれぞれ高い($\sim$65K)と低い($\sim$25K)。SSCZAMSフェーズにおけるHII領域による加熱は、かなり局所的であるように思われます。最も若いプロトSSCは分子流出の端に位置しており、ショックを受けた領域での正のフィードバックによるSSC形成を示しています。NGC4945の原始SSCは、スターバースト銀河NGC253よりも進化しているようです。連続したSSCの形成が、両方の銀河のSSCの空間分布と異なる年齢を説明できることを提案します。
NuSTAR が 2 つのバルジレス銀河を観測: NGC 4178 または J0851+3926 で硬 X 線 AGN が検出されない
| Title |
NuSTAR_Observes_Two_Bulgeless_Galaxies:_No_Hard_X-ray_AGN_Detected_in_NGC_4178_or_J0851+3926 |
| Authors |
Ryan_W._Pfeifle,_Shobita_Satyapal,_Claudio_Ricci,_Nathan_J._Secrest,_Mario_Gliozzi,_Thomas_Bohn,_Gabriela_Canalizo,_Michael_A._Reefe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17271 |
「古典的な」バルジを示さない、円盤が優勢な銀河における適度な光度のAGNの過去数十年にわたる発見は、永年メカニズムがこれらの系における超大質量ブラックホールの重要な成長経路を表していることを示唆している。NGC4178とJ0851+3926の2つのバルジレス銀河における光学的にとらえどころのないAGNの新しいフォローアップNuSTAR観測を提示します。NGC4178は当初、スピッツァーによって検出された[NeV]中赤外線放射の検出に基づいてAGNをホストしていると報告され、チャンドラX線イメージングに基づいて、非常に不明瞭なAGNまたは超新星残骸のいずれかをホストすると主張されてきました。.J0851+3926は当初、そのWISE中赤外色に基づいてAGNとして識別され、フォローアップの近赤外分光法により以前に隠された広い線領域が明らかになり、光学的にとらえどころのないAGNの説得力のある証拠が提供されました。新しいNuSTARイメージングではAGNも検出されず、硬X線10-24keVフラックスの上限$<7.41\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^を導き出します。{-1}$および$<9.40\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$は、それぞれNGC4178およびJ0851+3926のAGNに対応します。これらの非検出が視線に沿った大きな吸収カラムによるものである場合、NGC4178およびJ0851+3926の非検出は、log($N_{\rm{H}}/\rm{のカラム密度で説明できます。cm}^2)>24.2$とlog($N_{\rm{H}}/\rm{cm}^2)>24.1$です。NGC4178の核活動の性質はまだ決定的ではありません。[NeV]は過去に活動が活発になった時期をたどる可能性がありますが、AGNは現在比較的静かです。J0851+3926で検出されないことと多波長特性は、AGNが非常に隠されていることと一致しています。
大質量ブラック ホールによる星の破壊からの非常に明るいジェット
| Title |
A_very_luminous_jet_from_the_disruption_of_a_star_by_a_massive_black_hole |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Daniel_A._Perley,_Yuhan_Yao,_Wenbin_Lu,_S._Bradley_Cenko,_Harsh_Kumar,_Shreya_Anand,_Anna_Y._Q._Ho,_Mansi_M._Kasliwal,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Ana_Sagues-Carracedo,_Steve_Schulze,_D._Alexander_Kann,_S._R._Kulkarni,_Jesper_Sollerman,_Nial_Tanvir,_Armin_Rest,_Luca_Izzo,_Jean_J._Somalwar,_David_L._Kaplan,_Tomas_Ahumada,_G._C._Anupama,_Katie_Auchettl,_Sudhanshu_Barway,_Eric_C._Bellm,_Varun_Bhalerao,_Joshua_S._Bloom,_Michael_Bremer,_Mattia_Bulla,_Eric_Burns,_Sergio_Campana,_Poonam_Chandra,_Panos_Charalampopoulos,_Jeff_Cooke,_Valerio_D'Elia,_Kaustav_Kashyap_Das,_Dougal_Dobie,_Jos\'e_Feliciano_Ag\"u\'i_Fern\'andez,_James_Freeburn,_Cristoffer_Fremling,_Suvi_Gezari,_Simon_Goode,_Matthew_Graham,_Erica_Hammerstein,_Viraj_R._Karambelkar,_Charles_D._Kilpatrick,_Erik_C._Kool,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16530 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、銀河の中心にある超大質量ブラックホール(SMBH)が近づきすぎた星を激しく破壊するときに放出される電磁エネルギーのバーストです。TDEは、SMBHへの降着を研究するための新しいウィンドウを提供します。まれに、この降着が相対論的ジェットの発射につながることもありますが、必要な条件は完全には理解されていません。現在までに最もよく研究されている噴流TDEはSwiftJ1644+57で、これはガンマ線で発見されましたが、光の波長で見るには塵に覆われすぎていました。ここでは、AT2022cmcの光学的発見を報告します。AT2022cmcは、宇宙距離(赤方偏移z=1.19325)で急速に減光する光源であり、その固有の光度曲線は数日以内に明るいプラトーに移行しました。X線、サブミリ波、電波を含む他の波長での明るい対応物の観測は、スピン$a\gtrsim0.3$を持つSMBHによって打ち上げられた可能性が高いシンクロトロン「残光」を含むジェットTDEとしてのAT2022cmcの解釈を支持します。.4年間のZwickyTransientFacility(ZTF)調査データを使用して、軸上で$0.02^{+0.04}_{-0.01}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$のレートを計算します明るい、急速に退色する赤色成分に基づいたジェットTDEであり、X線および電波観測から得られたレートを補完する測定値を提供します。放射角度の影響を補正すると、この割合は、TDEの約1%が相対論的ジェットを持っていることを確認します。光学調査では、AT2022cmcをプロトタイプとして使用して、噴射されたTDEの集団を明らかにすることができます。
宇宙論的ブラックホールによる星の崩壊に続く相対論的ジェットの誕生
| Title |
The_Birth_of_a_Relativistic_Jet_Following_the_Disruption_of_a_Star_by_a_Cosmological_Black_Hole |
| Authors |
Dheeraj_R._Pasham_(MIT),_Matteo_Lucchini_(MIT),_Tanmoy_Laskar,_Benjamin_P._Gompertz,_Shubham_Srivastav,_Matt_Nicholl,_Stephen_J._Smartt,_James_C._A._Miller-Jones,_Kate_D._Alexander,_Rob_Fender,_Graham_P._Smith,_Michael_D._Fulton,_Gulab_Dewangan,_Keith_Gendreau,_Eric_R._Coughlin,_Lauren_Rhodes,_Assaf_Horesh,_Sjoert_van_Velzen,_Itai_Sfaradi,_Muryel_Guolo,_N._Castro_Segura,_Aysha_Aamer,_Joseph_P._Anderson,_Iair_Arcavi,_Sean_J._Brennan,_Kenneth_Chambers,_Panos_Charalampopoulos,_Ting-Wan_Chen,_A._Clocchiatti,_Thomas_de_Boer,_Michel_Dennefeld,_Elizabeth_Ferrara,_Lluis_Galbany,_Hua_Gao,_James_H._Gillanders,_Adelle_Goodwin,_Mariusz_Gromadzki,_M_Huber,_Peter_G._Jonker,_Manasvita_Joshi,_Erin_Kara,_Thomas_L._Killestein,_Peter_Kosec,_Daniel_Kocevski,_Giorgos_Leloudas,_Chien-Cheng_Lin,_Raffaella_Margutti,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16537 |
ブラックホールは、潮汐によって星を破壊した後、強力な相対論的ジェットを発射することができます。このジェットがたまたま私たちの視線と一致する場合、全体の明るさは数桁ドップラーブーストされます。その結果、このような軸上の相対論的潮汐破壊イベント(TDE)は、宇宙論的(赤方偏移$z>$1)の静止ブラックホールを明らかにする可能性があり、スーパーエディントンジェットで動作する放射メカニズムを理解するための理想的なテストベッドです。ここでは、$z=1.193$で光学的に発見された過渡的な\targetの多波長(X線、UV、光学、および電波)観測を提示します。$\gtrsim$10$^{48}$ergs$^{-1}$のピーク観測光度、1000秒という短い時間スケールでの系統的変動、および30以上続く全体の持続時間など、その異常なX線特性残りの日数は、相対論的TDEに関連する特性です。発見後5～50日にわたるX線から電波へのスペクトルエネルギー分布は、相対論的ジェット(電波)からのシンクロトロン放射、シンクロトロン自己コンプトン(X線)、および低エネルギーで見られるものと同様の熱放射として説明できます。赤方偏移TDE(UV/光学)。私たちのモデリングは、ブレーザーに似たビーム状の高度に相対論的なジェットを意味しますが、極端な物質支配、つまりジェット内の電子対磁場エネルギー密度の高い比率が必要であり、ジェットの理論的理解に挑戦します。
銀河間電磁カスケードを用いた宇宙線源の研究
この論文では、銀河間電磁カスケードが宇宙線源のプローブとして使用されています。これは次のように達成されます。銀河系外の宇宙では、宇宙線が電磁カスケードを開始し、ガンマ線とニュートリノの放出が発生します。超大質量ブラックホール付近での粒子加速を研究するために、宇宙線データと銀河系外ガンマ線およびニュートリノ放出の共同解析を使用しました。粒子注入スペクトルは、粒子加速のプロセスに依存します。ここでは、さまざまな注入スペクトルを持つモデルについて説明します。宇宙での宇宙線の伝播の計算は、公開されているTransportCRコードを使用して実行されました。電磁カスケードで発生するガンマ線とニュートリノの放出ではなく、地球上の粒子フラックスに寄与しないソースの新しいサブクラスが存在する可能性があることがわかりました。さらに、超強力な磁場に囲まれた「エキゾチックな」超大質量ブラックホールの相対数の上限が導出されます。
複数のアウトバーストにおけるタイプ C 準周期振動を伴う H 1743--322 の降着ジオメトリの追跡
| Title |
Trace_the_Accretion_Geometry_of_H_1743--322_with_Type_C_Quasi-periodic_Oscillations_in_Multiple_Outbursts |
| Authors |
Qing-Cang_Shui,_Shu_Zhang,_Yu-Peng_P._Chen,_Shuang-Nan_Zhang,_Ling-Da_Kong,_Peng-Ju_Wang,_Long_Ji,_Hong-Xing_Yin,_J._L._Qu,_L._Tao,_M.Y._Ge,_Jing-Qiang_Peng,_Zhi_Chang,_Jian_Li,_Peng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16679 |
ロッシX線タイミングエクスプローラー(RXTE)時代全体のH1743--322のタイプC準周期振動(QPO)観測の系統的分析を提示します。異なるアウトバーストには大きなフラックスの違いがありますが、QPO分数二乗平均平方根(rms)振幅と放出の非熱部分との間に一貫した正の相関関係を示していることがわかります。これは、個々の固有のQPOrmsの独立性を示しています。H1743--322のバースト輝度。ただし、周波数に対するQPOrmsの依存性は、アウトバーストの立ち上がりフェーズと減衰フェーズの間で異なり、減衰フェーズのQPO分数rmsは、低周波数での立ち上がりフェーズのそれよりも大幅に低くなります。スペクトル分析はまた、2つのアウトバースト段階の間のコロナ温度の異なる範囲を明らかにします。半定量的分析は、Lense-Thirring歳差運動モデルがQPOrmsの違いの原因である可能性があることを示しており、可変的な冠状の幾何学的形状が必要です。ただし、可変コンプトン化モデルも調査結果を説明できます。rms差と硬度-強度線図(HID)のヒステリシストレースが相互に付随しているという事実は、2つの現象の関連性を示しています。調査結果をQPO位相遅れと以前に発表された準同時電波フラックスと相関させることにより、GRS1915+105で最近報告されたものと同様に、H1743--322にコロナジェット遷移がある可能性があると提案します。
$\gamma$ 線狭線セイファート 1 銀河 SDSS J211852.96$-$073227.5 の電波構造
| Title |
The_radio_structure_of_the_$\gamma$-ray_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_SDSS_J211852.96$-$073227.5 |
| Authors |
Xi_Shao,_Minfeng_Gu,_Yongjun_Chen,_Hui_Yang,_Su_Yao,_Weimin_Yuan,_Zhiqiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16705 |
$\gamma$線狭線セイファート1銀河(NLS1s)は、相対論的ジェットを持つ$\gamma$線活動銀河核の3番目のクラスと見なすことができます。この論文では、$\gamma$-rayNLS1、SDSSJ211852.96$-$073227.5(J2118$-$0732、$z=0.26$)のマルチバンド高解像度超長基線配列(VLBA)画像を提示します。コアジェットラジオの形態とラジオコアでの重要な磁束密度の変化を見つけます。VLBA画像とコアの変動性から推定される高輝度温度は、それが実質的な相対論的ビーム効果を示すことを示しています。いくつかの帯域での無線放射を考慮すると、ソースは1GHzを超える逆スペクトルを持っていますが、74MHzから1GHzの低周波数では急峻なスペクトルを持っていることがわかります。これらは、それぞれ現在の活動と古い拡散/拡張放出から生じる可能性があります。J2118$-$0732は、コアジェットの形態、フラックス密度の大幅な変動、ビーム効果により、ブレーザーに似ています。中央のブラックホールの質量が小さいことと進行中の合併環境を考慮すると、J2118$-$0732はブレーザーの低質量、低出力の対応物である可能性があり、最終的にブレーザーに進化する可能性があります。
矮小なホスト銀河における繰り返しのない高速電波バースト
| Title |
A_non-repeating_fast_radio_burst_in_a_dwarf_host_galaxy |
| Authors |
Shivani_Bhandari,_Alexa_C._Gordon,_Danica_R._Scott,_Lachlan_Marnoch,_Navin_Sridhar,_Pravir_Kumar,_Clancy_W._James,_Hao_Qiu,_Keith_W._Bannister,_Adam_T.Deller,_Tarraneh_Eftekhari,_Wen-fai_Fong,_Marcin_Glowacki,_J._Xavier_Prochaska,_Stuart_D._Ryder,_Ryan_M._Shannon,_Sunil_Simha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16790 |
我々は、CommensalReal-timeASKAPFastTransients(CRAFT)サーベイの一環として、オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)を使用して、まだ繰り返されていない高速電波バースト(FRB)の発見を提示します。FRB20210117Aは、$728.95\pm0.01$pccm$^{-3}$の分散測定(DM)で1271.5MHzの中心周波数で検出されました。バーストのサブアーク秒の局在化により、そのホスト銀河が$z=0.214(1)$にあることが特定されました。光学観測により、ホストは、進行中の星形成がほとんどない矮小銀河であることが明らかになりました。これは、既知の反復FRB20121102Aおよび20190520Bの矮小ホスト銀河とは大きく異なります。ホストからの過剰なDMの寄与を見つけ、それをFRBのローカル環境に帰します。FRBサイトまたはホスト銀河からの電波放射は見つかりません。低磁化環境と持続性電波源(PRS)の欠如は、FRB源が他の矮小銀河に見られるものよりも古く、矮小銀河環境におけるFRB源の多様性を確立していることを示しています。私たちの観測結果は、超降着ブラックホールからの降着ジェットによってFRBが駆動される超星雲モデルによって最もよく説明されることがわかりました。最後に、高時間分解能分析により、FRBの繰り返しで見られるものと同様のバースト特性が明らかになりました。我々はFRB20210117Aの追跡観測を行い、繰り返しの性質を確立することをお勧めします。
高速自転中質量ブラックホール 3XMM J150052.0+015452
ブラックホールによって潮汐的に破壊された星は、超エディントン質量降着率の降着円盤を形成できます。内側の円盤によって生成されるX線放射は、ブラックホールの質量$M_\bullet$と無次元スピンパラメーター$a_\bullet$に制約を与えます。以前の研究では、潮汐破壊イベント3XMMJ150052.0+015452(以下、J150052)の原因となった$M_\bullet$は、中間ブラックホール(IMBH)体制。2008年以降にソースの10年間の崩壊中に取得されたマルチエポックXMM-NewtonおよびChandraX線スペクトルを、最新のスリム降着円盤モデルでフィッティングすると、$M_\bullet=2.0^{+1.0}_{-0.3}\times10が得られます。^{5}M_{\odot}$(68%の信頼度)および$a_\bullet>0.97$(84.1%の信頼度の下限)。2008年から2014年の間に得られたスペクトルは、2014年以降のスペクトルよりもかなり硬くなっており、初期のスペクトルに対するコロナによる逆コンプトン化の影響を含めることで、この進化をうまく説明できます。ソース降着率が超エディントンである場合にコロナが存在しますが、質量降着率がエディントン限界付近である2014年以降に取得されたデータには、コロナの影響の証拠はありません。私たちのスペクトル研究に基づいて、コロナは光学的に厚くて暖かい($kT_e=2.3^{+2.7}_{-0.8}$keV)と推測します。J150052の質量とスピンの測定は、それがIMBHであることを確認し、極限に近い急速なスピンを示しています。これらの$M_\bullet$と$a_\bullet$の値は、質量$\sim10^{-16}$eVのベクトルボソンとアクシオンの両方を除外します。
IceTopとIceCubeで検出されたエアシャワー中のTeVミュオンの多重度
南極にあるIceCubeニュートリノ天文台は、低エネルギー(GeV)と高エネルギー(TeV)の両方のミューオン成分を測定することにより、大規模なエアシャワーでのミューオン生成モデルの独自のテストを提供できます。ここでは、IceCubeと同時にIceTopで検出された垂直に近い空気シャワーのTeVミュオン含有量の測定値を示します。一次宇宙線エネルギーは、地表で観測された空気シャワーの優勢な電磁成分から推定されます。深部検出器で測定されたエネルギー損失に基づいて、シャワーの高エネルギーミュオン含有量が調べられます。ニューラルネットワークを使用して、TeVミューオンの一次エネルギーと多重度をイベントごとに推定します。ベースライン分析は、ハドロン相互作用モデルSibyll2.1を使用して、2.5PeVから250PeVの間の一次エネルギーの関数として平均多重度を決定します。ポストLHCモデルQGSJet-II.04およびEPOS-LHCに基づくシミュレーションを使用して得られた結果は、最大100PeVの一次エネルギーに対して提示されます。3つすべてのハドロン相互作用モデルについて、TeVミュオン含有量の測定値は、最近の組成モデルを仮定した予測と一致しています。結果をエアシャワー内のGeVミュオンの測定値と比較すると、LHC後のモデルに基づいて得られた組成の解釈に緊張があることが明らかになります。
「BlackWidow」(BW)ミリ秒パルサー(MSP)の加熱されたサブスターコンパニオンの光学的研究は、MSP粒子と放射出力、および中性子星質量に関する独自の情報を提供します。ここでは、フェルミ$\gamma$線源に関連して新たに発見された一連の比較的明るいBWsの光学測光と分光法の分析を紹介します。光学データを解釈するには、コンパニオン加熱の洗練されたモデルが必要です。好ましい加熱モデルを選択し、コンパニオンの質量と半径、パルサーの加熱力、中性子星の質量について報告する、均一な分析を提供します。準恒星の伴星は実質的に縮退しており、平均密度は$15-30\times$Solarですが、温度半径がゼロよりも大きくなっています。我々は、最も極端な再生BWパルサーが大きな$>0.8M_\odot$降着質量と低い$<10^8$G磁場の両方を持っているという証拠を見つけた。一連の重いBWを調べると、$2.19M_\odot$($1\sigma$信頼度)または$2.08M_\odot$($3\sigma$信頼度)よりも大きな中性子星質量が必要であると推測されます。これらの範囲は、標準的な表で最も厳密な状態方程式を除くすべてを除外します。
ガンマ線は、極限宇宙の研究にとって特権的な視点を構成します。共通の起源を持つと考えられている荷電宇宙線とは異なり、ガンマ線は銀河および銀河間磁場によって偏向されません。これは、ガンマ線フラックス、到着時間、および伝搬効果による角度分布の変更が考慮されると、まだほとんど知られていない、最も強力な粒子加速器を明らかにする機会を提供します。ガンマ線望遠鏡には、衛星搭載型と地上搭載型の両方で、幅広いエネルギー範囲をカバーする多種多様な機器が含まれています。これらのレクチャーノートでは、ガンマ線天文学の検出技術の概要を説明します。銀河および銀河外のシナリオにおけるガンマ線伝搬効果の詳細な説明も提供されています。
はくちょう座 X における拡散ガンマ線放出: Fornieri & Zhang 2022 へのコメント
粒子加速器付近の高エネルギー放出は、局所的な媒体特性、特に乱流特性によって決定される粒子加速とその後の脱出プロセスを調べるための独自のウィンドウを提供します。局所環境での粒子拡散は、局所媒体、特に磁場と乱流によって決定される銀河内のCRグローバル伝搬から推測される平均値とは異なる可能性があることが、理論的にも観測的にも実証されています。Fornieri&Zhang(2022)による最近の出版物では、Yan&Lazarian(2008)からの高速モード散乱計算の形式を使用して粒子輸送を計算し、Makwana&Yan(2020)およびZhangらからのMHDモード合成結果を計算しました。（2020）。著者らは、HAWCとFerm-LATからのCygnusXの観測結果を再現できると主張しています(Abeysekaraetal.,2021;Ackermannetal.,2011)。この論文では、彼らが得た粒子拡散係数は、採用された乱流と媒体の特性に対応しておらず、桁違いに不正確であることを明らかにしています。また、注入プロセスは、高エネルギー粒子分布とその結果のガンマ線放出を決定する上で不可欠な役割を果たしていることも指摘しています。
マグネターの歳差運動: 偏波電磁波の動的進化と変調
| Title |
Precession_of_magnetars:_dynamical_evolutions_and_modulations_on_polarized_electromagnetic_waves |
| Authors |
Yong_Gao,_Lijing_Shao,_Gregory_Desvignes,_David_Ian_Jones,_Michael_Kramer,_Garvin_Yim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17087 |
マグネターは、高度に磁化された中性子星(NS)であると推測されています。強い内部磁場と地殻の弾力性が星を変形させ、自由歳差運動を引き起こす可能性があります。近距離場と遠距離場の電磁トルクを組み込んだ三軸変形したNSの歳差運動のダイナミクスを研究します。さまざまなNSジオメトリとトルクのタイミング残差を取得します。また、歳差運動するマグネターからの偏光X線信号と電波信号も調査します。ストークスパラメータの変調は、マグネターの表面から放出される熱X線に対して得られます。無線信号の場合、単純な回転ベクトルモデル(RVM)を適用して、偏波の位置角(PA)に変調を与えます。私たちの結果は包括的であり、タイミングデータとX線および電波放射の分極を使用してマグネターの歳差運動を検索するために使用する準備ができています。歳差運動するマグネターの将来の観測は、強い磁場の形状と強度、放出形状、およびNSの状態方程式(EoS)に関する貴重な情報を提供してくれるでしょう。
鉄に強い核トランジェントPS16dtmの盛衰
| Title |
The_rise_and_fall_of_the_iron-strong_nuclear_transient_PS16dtm |
| Authors |
T._Petrushevska,_G._Leloudas,_D._Ilic,_M._Bronikowski,_P._Charalampopoulos,_G._K._Jaisawal,_E._Paraskeva,_M._Pursiainen,_N._Rakic,_S._Schulze,_K._Taggart,_C._K._Wedderkopp,_J._P._Anderson,_T._de_Boer,_K._Chambers,_T._W._Chen,_G._Damljanovic,_M._Fraser,_H._Gao,_A._Gomboc,_M._Gromadzki,_N._Ihanec,_K._Maguire,_B._Marcun,_T._E._Muller-Bravo,_M._Nicholl,_F._Onori,_T._M._Reynolds,_S._J._Smartt,_J._Sollerman,_K._W._Smith,_T._Wevers,_and_L._Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17097 |
大規模な光学調査の出現のおかげで、銀河の核領域からの多様な一連のフレアが最近発見されました。これらには、銀河の中心にある超大質量ブラックホールによる星の破壊、潮汐破壊イベント(TDE)として知られる核トランジェントが含まれます。活動銀河核(AGN)は明るさと輝線強度の極端な変化を示すことがあり、これはしばしば変化する外観のAGN(CLAGN)と呼ばれます。物理的および観察上の類似性を考えると、核トランジェントをCLAGNまたはTDEとして解釈および区別することは依然として困難です。この分野で進歩を遂げる際の障害の1つは、AGNにおける長寿命の核爆発の十分にサンプリングされたデータがないことです。ここでは、TDE候補であると提案されている狭線セイファート1(NLSy1)銀河の核トランジェントであるPS16dtmを調べます。私たちの目的は、NLSy1銀河に由来するバーストをよりよく理解するために、PS16dtmの分光学的および測光特性を研究することです。約2000日間にわたる当社の広範な多波長フォローアップには、UV/光学、中赤外(MIR)およびX線観測における測光と分光法が含まれます。さらに、スペクトルを再現し、スペクトル線の進化を研究するために、既存の半経験的モデルを改良しました。UV/光曲線は、最初の検出から$\sim50$日と$\sim100$日後に二重のピークを示し、その後減少して平坦になり、2000日間の監視後にバースト前のレベルに達します。MIRの光曲線は光とほぼ同時に上昇しますが、観測の最後のエポックでアウトバースト前のレベルに近づいているUV/光とは異なり、MIR放射は執筆時点でまだ上昇しています。光学スペクトルは、広いバルマーの特徴と、これまでに核トランジェントで検出された最強の広いFeII放射を示しています。【要約】
グラフ ニューラル ネットワークを使用した IceCube での宇宙線組成分析
IceCubeニュートリノ天文台は、南極氷の奥深くに埋め込まれた多成分検出器です。この議事録では、IceCubeとその表面アレイであるIceTopの統合操作からの解析について説明し、宇宙線組成を推定します。この研究では、信号フットプリント情報と再構成された宇宙線空気シャワーパラメータを利用して、一次宇宙線の質量を推定するための新しいグラフニューラルネットワークベースのアプローチについて説明します。さらに、この作業では、宇宙線組成の推定を改善するための新しい組成に敏感なパラメーターも導入され、宇宙線空気シャワーの高エネルギーミュオン含有量に関する理解が深まる可能性があります。
ブレイザージェットの多波長放出サインにおける不安定性の役割に関する数値研究
| Title |
A_numerical_study_on_the_role_of_instabilities_on_multi-wavelength_emission_signatures_of_blazar_jets |
| Authors |
Sriyasriti_Acharya,_Bhargav_Vaidya,_Indu_Kalpa_Dihingia,_Sushmita_Agarwal,_Amit_Shukla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17270 |
Blazarsは活動銀河の一種であり、その噴流は相対論的で視準線に沿って方向付けられたプラズマのコリメートされた流れであり、多数の磁気流体力学(MHD)不安定性を生じやすい傾向があります。私たちは、ブレーザーからのマルチバンド放出と変動性シグネチャを調節する際の放射線と粒子加速プロセスの相互作用を研究することを目指しています。特に、目標は、ブレーザーからの長期的な可変排出シグネチャを駆動する際に、MHDの不安定性によって生じるショックの影響を解読することです。この点に関して、ブレーザージェットの代表的なセクションのRMHDシミュレーションを実行しました。ジェットは、シンクロトロンプロセスによる放射損失と衝撃による粒子加速を説明するために、オイラーとラグランジュのハイブリッドフレームワークを使用して進化します。さらに、ブレーザーに関連する外部コンプトン(EC)プロセスによる放射損失を組み込み、検証しました。さらに、検証テストとして2Dスラブジェットの数値シミュレーションを通じて、さまざまな放射メカニズムの影響を比較しました。最後に、プラズマ柱の3Dシミュレーションを実行することにより、磁場の影響と外部放射場の特性を定量化するパラメトリック研究を実施しました。合成光曲線とスペクトルエネルギー分布(SED)を分析して、不安定性による衝撃の影響を定性的に理解します。不安定性の進化に伴って生成された衝撃が、高エネルギーバンドでフレアサインを生じさせることを観察します。このような衝撃の影響は、SEDのシンクロトロンコンポーネントの瞬間的な平坦化からも明らかです。後の段階では、シンクロトロンプロセスからECによって支配されるプロセスへのX線放出の遷移を観察します。ECプロセスを含めると、ガンマ線の放出も発生し、低シンクロトロンピークブレーザーで通常見られるような軽度のコンプトン優勢の特徴が示されます。
宇宙船時系列の最適な周波数領域解析: 欠損データ マルチテーパー パワー スペクトル推定器の紹介
| Title |
Optimal_frequency-domain_analysis_for_spacecraft_time_series:_Introducing_the_missing-data_multitaper_power_spectrum_estimator |
| Authors |
Sarah_E._Dodson-Robinson_and_Charlotte_Haley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16549 |
Lomb-Scargleピリオドグラムは天文学の基礎ですが、重大な欠点があります。データを取得しても分散が減少しません。統計学者は、分散を抑制するパワースペクトル推定器を開発してきた60年の歴史がありますが、そのほとんどは天文学では使用されていません。これらの推定器は、観測周期が均一で、季節的または毎日のギャップがない時系列用に定式化されているためです。ここでは、欠落データマルチテーパーパワースペクトル推定器を宇宙船データに適用する方法を示します。観測間の時間間隔は一定ですが、スラスターの発射または運動量ダンプ中にデータが欠落しています。高調波成分のF検定をマルチテーパーパワースペクトル推定に適用して、ホワイトノイズに基づく誤警報レベルを超えない統計的に有意な振動を特定することができます。マルチテーパリングは、パワースペクトル推定のダイナミックレンジを改善し、スペクトルウィンドウアーティファクトを抑制します。惑星間磁場と太陽の10.7cm電波束の同時測定でマルチテーパリングを実証し、太陽の活動サイクルと準2年振動に関連する周波数で高いコヒーレンスを発見しました。次に、KIC6102338のケプラー観測に適用されたマルチテーパーとF検定の組み合わせが、反復的な正弦波フィッティングと減算を必要とせずに微分回転を検出することを示します。重要な信号は両方の回転周波数の高調波に存在し、反太陽回転プロファイルを示唆しています。最後に、変調信号から低周波エンベロープを抽出する、複素復調の欠損データマルチテーパーバージョンを示します。マルチテーパーパワースペクトル推定器は、通常の観測リズムですべての時系列に使用する必要があると主張します。
JWST NIRCam デフォーカス イメージング: 測光安定性とミラーの傾きの検出方法
| Title |
JWST_NIRCam_Defocused_Imaging:_Photometric_Stability_Performance_and_How_it_Can_Sense_Mirror_Tilts |
| Authors |
Everett_Schlawin,_Thomas_Beatty,_Brian_Brooks,_Nikolay_K._Nikolov,_Thomas_P._Greene,_N\'estor_Espinoza,_Kayli_Glidic,_Keith_Baka,_Eiichi_Egami,_John_Stansberry,_Martha_Boyer,_Mario_Gennaro,_Jarron_Leisenring,_Bryan_Hilbert,_Karl_Misselt,_Doug_Kelly,_Alicia_Canipe,_Charles_Beichman,_Matteo_Correnti,_J._Scott_Knight,_Alden_Jurling,_Marshall_D._Perrin,_Lee_D._Feinberg,_Michael_W._McElwain,_Nicholas_Bond,_David_Ciardi,_Sarah_Kendrew,_and_Marcia_Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16727 |
JWSTNIRCam短波長測光を使用して、太陽系外惑星HAT-P-14bの通過光度曲線を取得し、機器の試運転の一環として性能を評価します。短波長の精度は、空間的に相関する1/fノイズの補正後、理論上の限界である107ppmと比較して、時系列全体で測定された27秒の積分あたり152ppmです。電荷トラッピングによる持続効果は、特徴的な短いタイムスケールを持つ指数関数によく適合し、5～15分程度に落ち着きます。短波長デフォーカス測光は、JWSTのリアルタイム波面誤差の測定にも非常に適しています。画像の分析と再構成された波面マップは、2つの異なる六角形の主ミラーセグメントが、約1.4秒未満で向きを急速に変更する「傾斜イベント」を示したことを示しています。場合によっては、傾斜イベントによって引き起こされるフラックスジャンプの大きさとタイミングを望遠鏡モデルで正確に予測できます。これらの傾斜イベントは、FWHMから診断された点広がり関数の変化の形で、同時長波長NIRCamグリズムスペクトル画像だけで感知できます。それらは、差分画像からFGS装置で感知することもできます。ミラーの背後にあるバックプレーン構造の応力が突然解放された可能性がある傾斜イベントは、地上でのテストで発見されたため、試運転期間中に予想されました。傾斜イベントは頻度が減少する兆しを見せていますが、完全に消えたわけではありません。検出器は、各統合の最初のいくつかのグループで線形動作からのわずかな(1%未満の)偏差を示し、ほんの一握りのグループのみが可能な明るいターゲットの絶対フラックスと通過深度に影響を与える可能性があります。全体として、ノイズは理論上のフォトンノイズと読み取りノイズの50%以内です。これは、高精度の時系列測定に適しています。
パネル ディスカッション: 機械学習のための実用的な問題解決
| Title |
Panel_Discussion:_Practical_Problem_Solving_for_Machine_Learning |
| Authors |
Guillermo_Cabrera,_Sungwook_E._Hong,_Lilianne_Nakazono,_David_Parkinson,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16782 |
機械学習は天体物理学者にとって強力なツールであり、コミュニティではすでにかなりの割合を占めています。しかし、適切な理解、解釈の難しさ、およびまとまりのあるトレーニングの欠如に関連して、参入にはいくつかの障壁が残っています.このディスカッションセッションでは、これらの質問のいくつかに対処し、この分野がどのように前進するかを提案しました。
MUSE 第 2 世代 VLT 装置
| Title |
The_MUSE_second-generation_VLT_instrument |
| Authors |
Bacon_R.,_Accardo_M.,_Adjali_L.,_Anwand_H.,_Bauer_S.,_Biswas_I.,_Blaizot_J.,_Boudon_D.,_Brau-Nogue_S.,_Brinchmann_J.,_Caillier_P.,_Capoani_L.,_Carollo_C.M.,_Contini_T.,_Couderc_P.,_Daguise_E.,_Deiries_S.,_Delabre_B.,_Dreizler_S.,_Dubois_J.P.,_Dupieux_M.,_Dupuy_C.,_Emsellem_E.,_Fechner_T.,_Fleischmann_A.,_Francois_M.,_Gallou_G.,_Gharsa_T.,_Glindemann_A.,_Gojak_D.,_Guiderdoni_B.,_Hansali_G.,_Hahn_T.,_Jarno_A.,_Kelz_A.,_Koehler_C.,_Kosmalski_J.,_Laurent_F.,_Le_Floch_M.,_Lilly_S.J.,_Lizon_J.-L.,_Loupias_M.,_Manescau_A.,_Monstein_C.,_Nicklas_H.,_Olaya_J-C,_Pares_L.,_Pasquini_L.,_Pecontal-Rousset_A.,_Pello_R.,_Petit_C.,_Popow_E.,_Reiss_R.,_Remillieux_A.,_Renault_E.,_Roth_M.,_Rupprecht_G.,_Serre_D.,_Schaye_J.,_Soucail_G.,_Steinmetz_M.,_Streicher_O.,_Stuik_R.,_Valentin_H.,_Vernet_J.,_Weilbacher_P.,_Wisotzki_L.,_Yerle_N |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16795 |
MultiUnitSpectroscopicExplorer(MUSE)は、現在製造、組み立て、および統合段階にある第2世代のVLTパノラマ積分フィールド分光器です。MUSEは、0.2x0.2arcsec2でサンプリングされた1x1arcmin2のフィールドを持ち、4つのレーザーガイドスターを使用するVLTグランドレイヤー適応光学ESO施設によって支援されます。この機器は、24個の同一の高性能積分フィールドユニットの大規模なアセンブリであり、それぞれが高度な画像スライサー、スペクトログラフ、および4kx4k検出器で構成されています。この論文では、製造の進捗状況をレビューし、最初の一体型フィールドユニットで達成された性能を報告します。
ラウエ レンズ: ハード X/ソフト ガンマ線天文学用集光光学系
| Title |
Laue_lenses:_Focusing_optics_for_hard_X/soft_Gamma-ray_Astronomy |
| Authors |
L_Ferro,_M._Moita,_P._Rosati,_R._Lolli,_C._Guidorzi,_F._Frontera,_E._Virgilli,_E._Caroli,_N._Auricchio,_J._B._Stephen,_C._Labanti,_F._Fuschino,_R._Campana,_C._Ferrari,_S._Squerzanti,_M._Pucci,_S._del_Sordo,_C._Gargano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16880 |
硬X線/軟ガンマ線天文学は、重力波、ガンマ線バースト、ブラックホール物理などの電磁気的対応物など、重要な天体物理現象の研究の重要な分野です。ただし、このエネルギーバンドで動作する集束装置がないため、70keVを超えるエネルギー範囲では、測定の空間的局在化、イメージング機能、および感度が大幅に制限されます。硬X線/軟ガンマ線を集光するのに適した新世代の機器は、現在の直視望遠鏡の限界のためにまだ不明な天体物理現象の性質に光を当てるために必要です.ラウエレンズはそんなニーズに応えます。ラウエレンズは、ラウエ回折によって放射を共通のラウエレンズ焦点に集中させることができる多数の適切に配向された結晶からなる光学デバイスです。より柔らかいX線に一般的に使用されるかすめ入射望遠鏡とは対照的に、ラウエレンズの透過構成により、数百keVのエネルギーでもかなりの感度領域を得ることができます。フェラーラ大学では、広帯域ラウエレンズのモデル化と構築に積極的に取り組んでいます。この作品では、ラウエレンズの背後にある主なコンセプトと、レンズセクターの最初のプロトタイプを開発することによってラウエレンズの技術的準備の進歩に専念するTRILL（ラウエレンズの技術的準備の増加）プロジェクトの最新の技術開発を紹介します。ゲルマニウムの円筒形の曲がった結晶でできています。
Java でのパフォーマンスの向上: TOPCAT と STILTS
TOPCATとSTILTSは、大規模または非常に大規模なデータセットの効率性に常に重点を置いてきた、表形式のデータを操作するための成熟したJavaデスクトップアプリケーションです。このホワイトペーパーでは、主要なアルゴリズムやその他の戦略をマルチスレッド化することで、パフォーマンスをさらに向上させるための近年の取り組みから得られた進歩、経験、および教訓を紹介します。
ASTENA: 過渡ガンマ線天空の深い研究と核天体物理学のためのミッションコンセプト
| Title |
ASTENA:_a_mission_concept_for_a_deep_study_of_the_transient_gamma-ray_sky_and_for_nuclear_astrophysics |
| Authors |
E._Virgilli,_F._Frontera,_P._Rosati,_C._Guidorzi,_L._Ferro,_M._Moita,_M._Orlandini,_F._Fuschino,_R._Campana,_C._Labanti,_E._Marchesini,_E._Caroli,_N._Auricchio,_J._B._Stephen,_C._Ferrari,_S._Squerzanti,_S._Del_Sordo,_C._Gargano,_M._Pucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16916 |
ガンマ線天文学は、その可能性がまだ十分に活用されていない分野です。超新星(SN)爆発における元素と同位体の存在量の観測は、星の構造と進化の重要なプローブであるだけでなく、Ia型SNeを宇宙膨張特性の研究の標準的なろうそくにする物理学を理解する上でも重要です。その重要な役割にもかかわらず、核天体物理学は、主に典型的な輝線強度が小さく消失し、望遠鏡の非常に高い感度を必要とするため、あまり研究されていない分野のままです。さらに、511keVでの陽電子消滅線の銀河バルジ優勢の強度が測定されているにもかかわらず、その起源は依然として謎のままである。これらの科学的問題に答えるには、現在の計測器に対して感度と角度分解能を飛躍的に向上させる必要があります。EUプロジェクトAHEAD内で考案された、前述のトピックに取り組むことができる新しい高エネルギーミッションが提案されています。このミッションのコンセプトは、ASTENA(AdvancedSurveyorofTransientEventsandNuclearAstrophysics)と名付けられ、2つの機器が含まれています。イメージングと分光機能を備えた広視野モニター(WFM-IS、2keV-20MeV)と狭視野望遠鏡(NFT、50-700keV)。角度分解能、感度、および大きな視野角の組み合わせにより、ASTENAはハードXおよびソフトガンマ線エネルギーバンドでブレークスルーとなり、このエネルギーバンドでの偏光測定も可能になります。この講演では、ミッションの科学的目標が議論され、ペイロード構成が説明され、主要なターゲットを観察する際に期待されるパフォーマンスが示されます。
太陽コロナホールからの地磁気嵐予測
| Title |
Geomagnetic_storm_forecasting_from_solar_coronal_holes |
| Authors |
Simona_Nitti,_Tatiana_Podladchikova,_Stefan_J._Hofmeister,_Astrid_M._Veronig,_Giuliana_Verbanac_and_Mario_Bandi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16572 |
コロナホール(CH)は、太陽風の高速ストリーム(HSS)の源であり、低速の太陽風との相互作用により、太陽圏に共回転相互作用領域(CIR)が作成されます。CIRが地球に衝突するたびに、地磁気嵐が発生する可能性があります。CH領域と関連する磁場極性を使用して、太陽観測から直接CIR/HSS駆動の地磁気嵐の強度を予測する方法を開発します。まず、太陽のCHの特性、関連するHSS、CIR、L1での惑星間磁場(IMF)の方向、および地磁気指数DstとKpによる関連する地磁気嵐の強度を含むデータセットを構築します。次に、ガウス過程モデルを使用してDstおよびKp指数を予測します。このモデルは、地球の磁場軸の方向の年次変動を説明します。CIRに関連するL1でのIMFの極性は、CHソースの極性と比較して、約83%のケースで保持されることを示しています。2010年から2020年の期間にわたってモデルをテストしたところ、太陽に向かう/太陽から離れる極性を持つHSSについて、R=0.63/0.73の予測および観測されたDstインデックスとR=0.65/0.67のKpインデックスの間の相関係数が得られました。.これらの調査結果は、太陽観測から直接CIR/HSS駆動の地磁気嵐を予測し、予測リードタイムを数日まで延長できる可能性を示しています。これは、宇宙天気予報の強化に関連しています。
SPICE PSF 修正: 一般的なフレームワークと機能のデモンストレーション
| Title |
SPICE_PSF_Correction:_General_Framework_and_Capability_Demonstration |
| Authors |
Joseph_E._Plowman,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Andrzej_Fludra,_Terje_Fredvik,_Donald_M._Hassler,_Sudip_Mandal,_Hardi_Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16635 |
PSFアーティファクトを除去し、イメージャーやスペクトログラフを含む多次元データソースの解像度を向上させる新しい方法を提示します。並進不変であるデコンボリューションではなく、この方法はスパースマトリックスソルバーに基づいています。これにより、空間的に変化するPSFに適用したり、根本的に異なる空間、スペクトル、または熱応答関数(SDO/AIAやRHESSIなど)を持つ機器からの観測を組み合わせたりすることもできます。これはソーラーオービターSPICEのPSFアーティファクトを修正するために開発されたため、動機、方法の提示、および結果はそのアプリケーションを中心に展開されます。ただし、2D画像データのデコンボリューションや同様の問題に代わるより堅牢な(たとえば、さまざまなPSFのWRT)として使用することもでき、より一般的な線形反転の問題に関連しています。
原始惑星系円盤のダスト特性の決定: SED から導出された質量とアルマ望遠鏡による沈降
| Title |
Determining_Dust_Properties_in_Protoplanetary_Disks:_SED-derived_Masses_and_Settling_With_ALMA |
| Authors |
Anneliese_Rilinger,_Catherine_Espaillat,_Zihua_Xin,_\'Alvaro_Ribas,_Enrique_Mac\'ias,_Sarah_Luettgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16732 |
0.5マイルから10マイルの範囲の11の星形成領域から、おうし座T星の周りの338個の円盤のスペクトルエネルギー分布(SED)モデリングを提示します。SEDモデルから推測される円盤の質量は、通常、(サブ)mmの調査から報告されたものよりも1.5～5倍大きく、ディスクの質量が大きいほど、一般に差異が大きくなります。(サブ)mmフラックスから得られる質量は、ディスクがすべてのミリ波で光学的に薄いという仮定に依存しています。これは、観測されたフラックスがディスク内の質量全体に影響されないため、ディスク質量が過小評価される可能性があります。SEDモデルはこの仮定を行わないため、より高い質量が得られます。より吸収性の高い素材を使用したディスクは、特定の波長で光学的に厚くする必要があります。これは、円盤の温度が星の光度によってスケーリングされると、大質量星の周りの円盤に大きな不一致をもたらす可能性があります。また、さまざまな星形成領域で円盤の質量と塵の沈降の程度を比較し、新しい領域の円盤は古い領域の円盤よりも重い円盤を持っていますが、塵の沈降の程度は同程度であることがわかりました。一緒に、これらの結果は、「失われた」質量の問題に対する潜在的な部分的な解決策を提供します。以前の研究では、円盤が光学的に薄いと仮定して質量を過小評価していましたが、おうし座T星の周りの円盤は実際に惑星系を形成するのに十分な物質を持っている可能性があります。これらの惑星系はまた、以前に理論化されたよりも早く形成された可能性があります。
バイナリとディスク: 美しいものは JWST で NGC3132 内にあります
| Title |
The_binary_and_the_disk:_the_beauty_is_found_within_NGC3132_with_JWST |
| Authors |
Raghvendra_Sahai,_Valentin_Bujarrabal,_Guillermo_Quintana-Lacaci,_Nicole_Reindl,_Griet_Van_de_Steene,_Carmen_S\'anchez_Contreras,_Michael_E._Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16741 |
惑星状星雲(PN)NGC3132は、(1-8)ムサン星が白色矮星(WD)に進化する際の死の苦しみの中で経験する、劇的ではあるがほとんど理解されていない質量損失現象の顕著な例です。NGC3132のJWST多波長(0.9～18ミクロン)イメージングの分析から、NGC3132のWD中心星(CS)の周りに広がったダストクラウドの発見を報告します。明るさは、>~2秒角の放射状の範囲に制限されています。CSの北東(および地球から0.75kpc)に1.7秒角の位置にあるA2V星は、これらの星の間で(0.24+/-0.045)degの相対軌道角運動を検出することにより、後者に重力的に拘束されていることを示します。〜20歳。JWST画像から抽出されたCSの開口測光を、公開されている光学測光とアーカイブのUVスペクトルと共に使用して、CSのスペクトルエネルギー分布(SED)と、UVから中赤外(0.091-18ミクロン)範囲。CSのSEDと7.7、12.8、および18ミクロンの半径方向の強度分布をダストからの熱放射に適合させるには、ダストの質量が約1.3x10^2で、半径が約1785auを超える雲が必要であることがわかります。(-2)M(地球)および70%のケイ酸塩と30%の非晶質炭素である粒子。ダストクラウドのもっともらしい起源と、CS、近くの低質量伴星、およびより遠くにあるA2V星の3つの星系が主系列上で安定した階層的な三重系を形成する進化シナリオを提案します。しかし、後で動的に不安定になり、現在の多極PNを形成する壮大な質量放出をもたらします。
太陽のアルマ望遠鏡の単一皿画像で検出されたフレア
太陽フレアの(サブ)ミリ波放射はよくわかっていません。空間分解能がなければ、他の波長のフレア放射と簡単に比較することはできません。AtacamaLargeMillimeter-submillimeterArray(ALMA)は、初めて十分な解像度を提供します。しかし、干渉計として使うと視野が活動領域より狭く、フレアが発生するとオンデマンドでの観測ができません。容易に入手できる大規模な単一皿アルマ望遠鏡による太陽ミリフレアの観測を使用し、それらを他の波長で観測されたよく知られた特徴と比較します。これらの他のフレア放出の特性は、空間と時間で相関しており、ミリメートルの明るさを解釈するために使用でき、その逆も可能です。目的は、単一皿観測の時間と空間の解像度によって制限される、信頼できる関連付けを取得することです。3mmと1mmでアルマ望遠鏡の観測を収集し、フレアカタログに記載されている時間帯のミリメートルの明るさを検索しました。時間と空間の比較に使用できる9つ以上の画像を含む5つのイベントが見つかりました。ミリ波の明るさは、クール(H$\alpha$、30.4nm)、中間(17.1nm)、およびホット(9.4nm)線のさまざまなフレア機能に関連付けられています。いくつかのケースでは、ミリ波の増光は、ホットフレアループの足元でピークに達しました。他の場合では、ピークはアクティブなH{\alpha}フィラメントの頂点またはフットポイントと一致しました。ポストフレアループとホットループのトップにも相関関係があり、場合によってはまったく特徴がないこともわかりました。単一皿観測によって提供された広い視野により、初めてミリ波でのフレア活動を完全に概観することができました。関連する現象は、フレア中にタイプと場所が変化することが多く、以前に空間分解能なしで観察されたミリ波フレア放出の時々当惑する挙動を説明する可能性があります。
ICME フラックス ロープにおける表面アルフベン波のその場での最初の観測
| Title |
First_in-situ_observation_of_surface_Alfv\'en_waves_in_ICME_flux_rope |
| Authors |
Anil_raghav,_Omkar_Dhamane,_Zubair_shaikh,_Naba_Azmi,_Ankita_Manjrekar,_Utsav_Panchal,_Kalpesh_Ghag,_Daniele_Telloni,_Raffaella_D'Amicis,_Prathmesh_Tari,_Akshata_Gurav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16972 |
Alfv\'en波(AW)は、宇宙および天体物理学のプラズマでは避けられません。プラズマで発生するさまざまな物理プロセスにおけるそれらの重要な役割は、太陽地球物理学の熱心な研究を引き起こしました。シミュレーション研究では、表面AW(SAW)と呼ばれる、円筒形フラックスロープの表面に沿ったAWの生成が提案されています。ただし、この明確な波の観測による検証は、これまでとらえどころのないものでした。惑星間コロナ質量放出フラックスロープにおけるSAWの最初の\textit{in-situ}観測を報告します。それらを識別するためにWal\'enテストを適用します。Elsa\"sser変数は、これらのSAWの特性評価に使用されます。これらのSAWは、フラックスロープのフットポイントの移動によって、またはプラズマ磁気雲の境界に沿った不安定性によって励起される可能性があります。ここで、プラズマ密度または磁場強度の変化表面配向磁場がSAWを引き起こす可能性があります。
中間質量の可視連星の中の低質量コンパニオン砂漠: 褐色矮星砂漠のスケールアップされた対応物
| Title |
A_low-mass_companion_desert_among_intermediate-mass_visual_binaries:_The_scaled-up_counterpart_to_the_brown_dwarf_desert |
| Authors |
G._Duchene,_J._T._Oon,_R._J._De_Rosa,_P._Kantorski,_B._Coy,_J._J._Wang,_S._Thomas,_J._Patience,_L._Pueyo,_E._L._Nielsen,_Q._Konopacky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17209 |
中間質量(1.75--4.5$M_\odot$)星の高コントラストイメージング調査を提示して、最も極端な恒星連星、つまり最低質量恒星伴星を検索します。リック天文台とジェミニ天文台で適応光学を使用して、169個の星を観測し、24個の候補の伴星を検出しました。そのうち16個は新たに発見され、3個を除くすべてが物理的な伴侶である可能性が高いか確認されています。私たちのサンプルの75\%でサブステラ限界まで感度が得られたにもかかわらず、0.3$M_\odot$未満のコンパニオンは検出されず、恒星コンパニオンの分布が質量比$q_\mathrm{分}\gtrsim0.075$.私たちの結果を既知の褐色矮星の伴星と組み合わせることで、質量が$0.02\lesssimq\lesssim0.05$の範囲にある低質量の伴星から中質量星までの伴星を特定しました。複数のシステムの形成メカニズムは、ほとんどスケール不変の方法で動作し、非常に不均一なシステムの形成を排除すると結論付けています。同様に、「惑星」($q\lesssim0.02$)の伴星を形成するメカニズムは、おそらく星の質量とそれらの原始惑星系円盤との間の相関関係の結果として、星の質量に比例して増加する可能性があります。最後に、質量の小さい恒星に付随する褐色矮星のかなりの数の存在と、太陽型恒星の周りの$\approx1\,M_\mathrm{Jup}$に向かう惑星質量天体の増加する集団の存在を予測します。現在の計測器の改善により、これらの予測がテストされます。
極限状態での核物質への FRG アプローチ
| Title |
FRG_Approach_to_Nuclear_Matter_at_Extreme_Conditions |
| Authors |
P\'eter_P\'osfay,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi,_Antal_Jakov\'ac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1510.04906 |
機能繰り込み群(FRG)は、システムの有効な作用における量子ゆらぎの影響を考慮に入れる正確な方法です。核物質の有効理論に適用されるFRG法は、場の量子ゆらぎを組み込んだ状態方程式を生成します。局所ポテンシャル近似(LPA)を使用して、極端な条件下での核物質のワレッカ型モデルの状態方程式を決定できます。これらのモデルは、対応するトールマン-オッペンハイマー-ボルコフ(TOV)方程式を解き、対応するコンパクトスターモデルの特性(質量と半径)を調べることでテストできます。ここでは、この方法の最初のステップを示します。Walecka型のラグランジュを使用して、FRGベースのフレームワーク内でマクスウェル構造を取得しました。
コンパクト星観測量における量子ゆらぎの効果
| Title |
The_effect_of_quantum_fluctuations_in_compact_star_observables |
| Authors |
P\'eter_P\'osfay,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi,_Antal_Jakov\'ac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1710.05410 |
2017年6月14日にISSに展開されたNICER実験以来、コンパクトな星に関する天体物理学的測定は、大きな進化のジャンプの直前にあります。これにより、コンパクトな星の半径を10%未満の誤差で決定できるデータがすぐに提供されます。これは、中性子星に見られる超高密度の核物質の構造を説明することを目的とした核モデルに新たな課題をもたらします。QCD状態図の詳細な研究は、コールド高密度物質の状態方程式におけるボソン量子ゆらぎの重要性を示しています。ここでは、実証モデルを使用して、質量、半径、コンパクトさなどのコンパクトな星の観測量に対するボソン量子ゆらぎの影響を示します。また、量子ゆらぎによる圧縮率の値の違いも計算しました。上記の量は、平均場、1ループ、および高次多ループ近似で計算されます。結果は、これらの影響の大きさが約5%であることを示しており、今後の高精度測定で検出される可能性のある領域に位置付けられます。
フェルミのパラドックスに対する新しい解決策が提示されています。無線通信の開始後、ある文明が特定の年齢(コンタクト時代と呼ばれます)に達するまで、推定上の異星文明からのプローブまたは訪問の可能性は非常に低くなります。生物惑星が一般的である場合、推定される高度な文明は、ラジオ放送などの技術的特徴を持つ惑星にプローブを優先的に送信する可能性があります.接触確率は、最も初期の電波放出(放射圏)を検出し、現在太陽系に到達するプローブを送信できるほど近くに位置する近くの文明を見つける機会として定義されます。文明が非常に豊富でない限り、現在の地球への接触確率は非常に低いことがわかりました。電波圏は時間とともに拡大するため、接触確率も拡大します。ContactEraは、(無線送信の開始以降)接触確率が1の順序になる時間として定義されます。その時点で、エイリアンプローブ(またはメッセージ)の可能性が高くなります。文明が非常に豊富でない限り、コンタクト時代は数百年から数千年のオーダーであることが示されており、物理的なプローブだけでなく、送信（つまり、SETI）にも適用される可能性があります。その結果、文明の通信寿命が少なくとも数千年でない限り、文明が相互通信できる可能性は低いことが示されています。
初期宇宙の熱プラズマは、確率的重力波(GW)背景を生成しました。これは、今日マイクロ波領域でピークに達し、宇宙重力マイクロ波背景(CGMB)と呼ばれました。以前の研究では、CGMBに寄与する単一のグラビトン生成プロセスのみが考慮されてきました。ここでは、グラビトンペアの生成プロセスも調査し、プランク質量単位の宇宙の最高温度を熱浴内の内部カップリングで割った値が十分に大きい場合、これらが重要な貢献につながる可能性があることを示しています。暗黒物質の凍結生成メカニズムは、原始熱プラズマからのGW生成メカニズムと概念的に非常に類似しているため、後者を「GW凍結生成」と呼びます。また、単一重力子生成で生じる量子重力効果は、最大温度とプランク質量の比率の2乗の係数だけ、主要な次数の結果よりも小さいことも示しています。私たちの仕事では、四次相互作用を持つスカラーモデル内でCGMBスペクトルを明示的に計算します。
ニュートリノは、自然界では疑似ディラックになる可能性があります。ディラックフェルミオンとして効果的に振る舞いながら、マヨラナフェルミオンになることもあります。このようなシナリオは、ソフトレプトン数の破れの結果である小さな質量二乗差$(\deltam^2)$によって駆動される活発な無菌ニュートリノ振動を予測します。小さな$\deltam^2$による振動は、天体物理学のベースライン上でのみ発生するため、地球ニュートリノ振動実験では利用できません。これは、遠くから来る高エネルギーニュートリノがこのシナリオをテストするために自然に使用できることを意味します。$\deltam^2\leq10^{-18}{\rmeV}^2$を$90\以上に制限するために、IceCube共同研究による活動銀河核NGC1068からの高エネルギーニュートリノの最近の観測を使用します。%$信頼水準-$\deltam^2$の値に対するこれまでで最も強力な制限の1つ。
流体中の島々: 島々は宇宙論では一般的です
状態方程式$w$を持つ一般的な完全流体を使用して、宇宙時空におけるエンタングルメントアイランドの可能性について説明します。ハッブルパラメーターが消失する時間対称のスライスを持つ平坦な宇宙では、常にそのスライスに島があることがわかります。次に、一般的な完全な流体を持つ静止宇宙を考慮して、そのようなスライスから離れます。局所的な熱平衡の仮定の下では、共動エントロピー密度$s_c$は一定です。その結果、島の条件は、正規化のある時点でエネルギー密度(またはハッブルパラメーター)と温度の間で不等式になります。その結果、放射線ではない実質的にすべての流体、つまり$w\neq1/3$に対して島が存在する可能性があります。また、空間曲率のある宇宙の結果の影響についても説明します。最後に、島が特異点のある時空でのみ発生した以前のすべての例とは対照的に、背景レベルで古典的な特異点を持たない単純調和宇宙モデルで島が発生することを示します。
ハッブル張力のパラダイムとしてのジョーダン フレームの $f(R)$ 重力
等方性宇宙ダイナミクスに実装されている、いわゆるジョーダンフレームの$f(R)$重力を分析します。本研究の目的は、超新星Iaパンテオンサンプルの最近のデータ解析によると、非最小結合スカラー場のダイナミクスを介してハッブル定数の効果的な赤方偏移依存性を説明できることを示すことです。$f(R)$の重力に現れます。私たちは、同じ技術的パラダイムに従って、分析的および純粋に数値的な観点の両方から問題に直面しています。赤方偏移$z$でのハッブル定数の期待される減衰がスカラー場ポテンシャルの形式によって保証されることを立証するために到着します。、解析的アプローチの場合のように、または数値手順が対処されたときに事後確率が得られます。したがって、$f(R)$ダークエネルギーモデルは、$f(R)$スカラーモードによるアインシュタイン定数の再スケーリングによるハッブル定数の明らかな変動を説明できることを示しています。
確率的重力波バックグラウンド サーチによる渦雪崩パルサー グリッチのアンサンブル プロパティのプロービング
| Title |
Probing_Ensemble_Properties_of_Vortex-avalanche_Pulsar_Glitches_with_a_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_Search |
| Authors |
Federico_De_Lillo,_Jishnu_Suresh,_Antoine_Depasse,_Magdalena_Sieniawska,_Andrew_L._Miller_and_Giacomo_Bruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16857 |
確率的重力波背景(SGWB)は、宇宙および天体物理学の発生源からの個々に検出不可能で未解決の重力波(GW)信号の重ね合わせによって生成されると予想されます。このような信号は、地上ベースのGW検出器のネットワークによって取得されたデータを使用して、専用の技術で検索できます。この作業では、銀河内での回転パルサー周波数の急激な増加であるパルサーグリッチに起因する天体物理学的SGWBを検討します。より具体的には、グリッチがパルサーの量子化された超流動的な渦雪崩に関連していると想定し、グリッチフェーズ中に放出されたGWバーストの重ね合わせからSGWBをモデル化します。AdvancedLIGOとVirgoの最初の3つの観測実行からのデータを使用して、このSGWBのような信号の相互相関検索を実行します。SGWB信号の証拠が見つからなかったので、2つの異なるグリッチ領域に対応する2つの異なるべき法則SGWBの無次元エネルギー密度パラメーター$\Omega_{\mathrm{gw}}(f)$に上限を設定しました。スペクトルインデックス5/2に対して25Hzで$\Omega_{\mathrm{gw}}(f)\leq7.5\times10^{-10}$を取得し、$\Omega_{\mathrm{gw}}(f)\leq5.7\times10^{-17}$スペクトルインデックス17/2の25Hzで。次に、これらの結果を使用して、銀河のグリッチ率の関数として、グリッチが発生している銀河パルサーの集団のグリッチ中の平均グリッチ持続時間と渦の平均半径方向運動に制約を設定します。
ブラックホールは宇宙で最もコンパクトな天体です。一般相対性理論によれば、ブラックホールには、アインシュタインの理論が崩壊する特異点を隠す地平線があります。最近、重力波は地平線の存在を調べ、コンパクトな天体の性質を調査する可能性を開いた。これは、地平線がなく、特異点のないコンパクトなオブジェクトの存在を予測するいくつかの量子重力モデルを考えると、特に興味深いものです。このようなエキゾチックなコンパクト天体は、ブラックホールの場合とは異なる重力波信号を放出する可能性があります。この論文では、地平線のないコンパクトなオブジェクトの安定性を分析し、それらの特徴的な振動周波数を計算するための一般的なフレームワークを導き出します。我々は、合体後の後期信号でこれらの天体から放出される重力波エコーを検索するための、物理的に動機付けられた分析テンプレートを提供します。最後に、将来の重力波検出器によって観測可能な極端な質量比の渦巻きが、モデルに依存しないブラックホールパラダイムのテストをどのように可能にするかを推測します。
小ピクセル サイズ sCMOS センサーの X 線性能と空乏層の影響
| Title |
X-ray_Performance_of_a_Small_Pixel_Size_sCMOS_Sensor_and_the_Effect_of_Depletion_Depth |
| Authors |
Yu_Hsiao,_Zhixing_Ling,_Chen_Zhang,_Wenxin_Wang,_Quan_Zhou,_Xinyang_Wang,_Shuang-Nan_Zhang_and_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.16901 |
近年、科学用相補型金属酸化膜半導体(sCMOS)デバイスは、高フレームレート、低暗電流、高放射線耐性、低読み出しノイズなどの特性により、X線検出にますます適用されるようになっています。6.5um*6.5umの小さなピクセルサイズを持つ裏面照射型(BSI)sCMOSセンサーの基本性能をテストしました。-20℃の温度で、読み出しノイズは1.6e、暗電流は0.5e/ピクセル/秒、エネルギー分解能は単一ピクセルイベントで204.6eVに達します。削除深度が異なる3つのバージョンのセンサーを使用して、センサーのパフォーマンスに対する削除深度の影響も調べました。より深い空乏領域を持つセンサーは、すべてのタイプのピクセル分割パターンのイベントに対してより優れたエネルギー分解能を達成でき、X線光子によって生成された光電子を収集する効率が高いことがわかりました。さらに、重心(CG)モデルを使用して、電荷拡散に対する空乏深度の影響を調べます。この研究に基づいて、軟X線分光器のアプリケーションには高度に枯渇したsCMOSが推奨されます。
通過する準 2 日波の X シューターおよび SABRE 観測からのさまざまな OH 線の実効放射高
| Title |
Effective_Emission_Heights_of_Various_OH_Lines_From_X-shooter_and_SABER_Observations_of_a_Passing_Quasi-2-Day_Wave |
| Authors |
Stefan_Noll,_Carsten_Schmidt,_Wolfgang_Kausch,_Michael_Bittner,_Stefan_Kimeswenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17043 |
振動的および回転的に励起されたOHラジカルの化学ルミネセンス放射は、地球大気の夜間の近赤外放射を広い波長領域で支配しており、80～100kmのメソポーズ領域の化学的および動的状態の重要なトレーサーです。衝突関連遷移の放射寿命と速度係数はOHエネルギーレベルに依存するため、ライン依存の放出プロファイルが予想されます。ただし、主に衛星ベースの測定によって明らかにされたバンド全体のいくつかの高さの違いを除いて、個々の線のデータが不足しています。セロ・パラナルの超大型望遠鏡の中解像度分光器Xシューターと2017年に8晩で強い準2日波(Q2DW)を共同観測したおかげで、298のOH線の実効放射高を導出することに成功しました。チリのTIMED衛星に搭載された手足を測定するSABER放射計。私たちのフィッティング手順は、約44時間の周期と約32kmの垂直波長を持つ単一の波に対して最も説得力のある結果を明らかにしました。その後、Q2DWのライン依存フェーズと高度分解フェーズにより、有効高度は最大8km異なり、振動および回転励起の増加とともに増加する傾向があります。測定された放射の高さと波の振幅(真夜中過ぎに最も強かった)のラインパラメーターへの依存性は、各振動レベルに寒冷熱化集団と熱非熱化集団の存在を意味します。
回転球殻対流の緯度領域化
対流は、回転している地球物理学的および天体物理学的物体上およびその中で遍在的に発生します。以前の球殻研究では、極域の対流ダイナミクスが低緯度の赤道ダイナミクスとは大きく異なる可能性があることが示されています。しかし、ほとんどの球殻対流スケーリング則は、物理学における緯度差を消去するグローバル平均量を使用しています。ここでは、地域化された対流熱伝達特性の観点から球殻シミュレーションを分析することにより、これらの緯度の違いを定量化します。これは、シェルの2つの特定の、緯度的に離れた部分、極地域と赤道地域、それぞれ$Nu_p$と$Nu_e$でローカルヌセルト数を測定することによって行われます。回転する球殻では、対流は最初に接線円柱の外側で発生し、赤道域の熱伝達が小規模および中程度の超臨界で支配的になります。接線円柱内で極対流を引き起こすには、レイリー数$Ra$でパラメータ化された浮力強制力が臨界赤道強制力を$\approx20$倍超えなければならないことを示します。トリガーされると、$Nu_p$は$Nu_e$よりもはるかに速く$Ra$で増加します。赤道域と極域の熱流束は、十分に高い$Ra$で同等になる傾向があります。極対流データとデカルト数値シミュレーションを比較すると、熱伝達と平均バルク温度勾配の点で、2つのジオメトリ間の量的な一致が明らかになります。この一致は、球殻回転対流ダイナミクスが、球シミュレーションと、理論的、数値的、または実験的な調査経路の削減の両方を介してアクセスできることを示しています。
未確認空中現象 Ⅱ． UAPの特性評価
| Title |
Unidentified_aerial_phenomena_II._Evaluation_of_UAP_properties |
| Authors |
B.E._Zhilyaev,_V._N._Petukhov,_V._M._Reshetnyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17085 |
NASAは研究チームに未確認航空現象(UAP)の調査を依頼しました。これは、既知の自然現象として科学的に特定できない事象の観測です。ウクライナのNASの主な天文台も、UAPの独立した研究を行っています。UAP観測では、キエフとキエフ地域南部のヴィナリフカ村に設置された2つの流星観測所を使用しました。昼間の空の両側監視により、高度620kmと1130kmで256km/sと78km/sの速度で移動する2つの発光体が検出されました。比色分析は、オブジェクトが暗いことを示しました:B-V=1.35、V-R=0.23。オブジェクトのサイズは100メートルを超えると推定されています。これらのオブジェクトの検出は実験的な事実です。それらの特性の推定は、観測データから得られます。著者はこれらのオブジェクトを解釈しません。2018年8月と9月に毎秒30フレームのレートでマルチカラーDSLRカメラを使用したキエフでの昼間の空監視と、2022年10月にマルチカラーCMOSカメラを使用したビナリフカでの日中の空監視により、暗い物体(ファントム)のいくつかのケースが明らかになりました。それらが存在する時間は、原則として、ほんの一瞬です。これらは、サイズが20～100メートル、速度が2～30km/sの楕円形の物体です。
太陽コロナの永遠の謎
物理学者は、太陽の磁場がコロナを星自体の表面よりもはるかに熱くすることを長い間知っていました.しかし、フィリップ・G・ジャッジが説明するように、どのように、そしてなぜ、これらのフィールドがエネルギーを輸送し、蓄積するのかは、まだ謎です.
アレクサンダー・フリードマンによる宇宙膨張と量子真空の予言から 100 周年
古代からアルベルトアインシュタインまで開発された宇宙の主な科学的描写を再検討し、それらのすべてが宇宙を物理的性質が変化しない静止系として扱ったことを強調します。これとは対照的に、100年前にアレクサンダー・フリードマンは、エネルギー密度が無限大の点から宇宙が膨張すると予言しました。この予測の物理的意味と、遠く離れた銀河のスペクトルの赤方偏移と遺物放射の発見からなる実験的確認について簡単に説明します。ホットユニバースの理論における地平線問題に言及した後、インフレーションモデルは、インフレトン場の代替としての量子真空の概念に関連して考察されます。宇宙の加速膨張は、量子真空に由来する宇宙定数によって強化されているとして議論されています。アレクサンダー・フリードマンの宇宙膨張の予測は、以前の時代と比較して私たちの世界像を根本的に変えたので、彼の名前はプトレマイオスとコペルニクスの名前と同等に置かれるべきであるという結論が下されます.
統一された SU(3) および SU(6) 対称形式におけるバリオン結合スキーム
スピン1/2バリオンオクテットとスピン3/2デカプレットのバリオン-メソン結合定数を、ワレッカのラグランジュ密度に存在する湯川結合などの対称性引数に依存する統一されたアプローチで計算します。型モデルは、SU(3)およびSU(6)群変換の下で不変でなければなりません。バリオンとスカラー$\sigma$メソンとの結合定数は、すべての粒子に拡張できるアプローチで、ハイペロンと$\Delta$共鳴の既知の潜在的な深さを再現するために固定されています。次に、計算された結合定数を適用して、その組成に混合されたハイロンとデルタを持つ中性子星物質を研究します。$\Delta^-$は、中性子星内部に存在する最も重要なエキゾチック粒子であると結論付けています。選択されたパラメーター化に関係なく、常に存在し、非常に低い密度で発生すると、ほとんどすべての既知の中性子星に現れる可能性があります。しかし、その存在は標準的な1.4M$_\odot$星の天体物理学的特性に影響を与え、場合によっては到達最大質量の増加に寄与することさえあります。
Ricci ホライズン カットオフを使用した Tsallis ホログラフィック ダーク エネルギーに対する観測上の制約
この研究では、3つの観測データセットを使用して、非線形相互作用および非相互作用Tsallisホログラフィックダークエネルギー(THDE)をRicciホライズンカットオフで制約することに関心があります。この目的のために、非相互作用項と非線形相互作用項を考慮したRicciホライズンを使用したTHDEは、ハッブル($H(z)$)、暗エネルギー状態方程式($\omega_{DE}$)、有効状態方程式($\omega_{eff}$)、および減速($q$)パラメータ。$H(z)$パラメーターを調査すると、観測に関してモデルが適切に一致していることがわかります。また、後期のRicciカットオフを使用した非相互作用および非線形相互作用THDEの転換点を明らかにすることもできます。次に、モデルの$\omega_{DE}$の分析は、暗黒エネルギーが現時点でファントム状態を経験できることを示しています。しかし、それは初期の時代の真髄レジームにあり、後期のエポックでは宇宙定数に近づきます。$\omega_{eff}$パラメータについても同様の結果が得られますが、$\omega_{eff}$は現在の赤方偏移でクインテッセンス領域を経験するという違いがあります。上記のパラメーターに加えて、$q$パラメーターの研究は、モデルが物質から暗黒エネルギー支配の時代への許容可能な遷移段階を満たしていることを示しています。その後、モデルの古典的安定性($v_{s}^{2}$)が分析されます。$v_{s}^{2}$は、Ricciカットオフを持つ非相互作用および非線形相互作用THDEが、過去の時代では安定であり、現在では不安定であり、進歩的なエポックであることを示しています。次に、$Jerk$($J$)および$OM$パラメータを使用して、モデルと$\LambdaCDM$モデルを区別します。最後に、IRカットオフとしてRicciを使用して、THDEと非線形相互作用THDEの宇宙の年齢を計算します。
曲がった膨張宇宙の量子初期条件
| Title |
Quantum_Initial_Conditions_for_Curved_Inflating_Universes |
| Authors |
Mary_I._Letey,_Zakhar_Shumaylov,_Fruzsina_J._Agocs,_Will_J._Handley,_Michael_P._Hobson,_Anthony_N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.17248 |
空間的に湾曲した宇宙における標準的に正規化されたインフレ摂動の動機付け、構築、および量子化の課題について説明します。これは、非断熱性と空間曲率との相互作用により、歴史的に困難であることが証明されていることを示しています。正規に正規化された、単一のスカラーパラメーターまで固有の新しい曲率摂動を提案します。この修正された量子化は、スカラー場で満たされた湾曲した宇宙論における量子化手順の理論的意味だけでなく、大きな角度スケールでの原始パワースペクトルへの変更を介して潜在的に観測結果をもたらします。
