宇宙空間で重力を拘束する際の課題
N体シミュレーションを使用して、nDGPおよび$f(R)$重力モデルとGRのボイドサイズとクラスタリング統計を比較します。暗黒物質のハローだけではなく、模擬銀河カタログから得られた統計を考慮することがいかに重要であるかを示します。GRモデルと$f(R)$モデルのボイドサイズ関数の顕著な違いは、ダークマターハローを使用してボイドが識別されたときに存在し、ボイドがハローの模擬銀河トレーサーからより現実的に識別されたときに除去されます。$f(R)$モデルとnDGPモデルのボイド半径方向速度と速度分散は、ハローとモックギャラクシーで識別されたボイドの両方で、GRに比べて強化されています。それにもかかわらず、モックギャラクシートレーサーから導出された赤方偏移空間ボイド四重極モーメントは、3つの重力モデル間で驚くほど類似していることがわかります。ガウスストリーミングモデル(GSM)は、修正された重力モデルで$\xi_2$を正確に再構築することが示されています。関数導関数アプローチを使用してGSMを使用し、重力モデルに対する$\xi_2$の非感受性を分析します。線形理論を仮定すると、ボイド四重極が、修正重力理論における赤方偏移空間成長率パラメーター$\beta=f/b$の不偏推定量になることが示されます。
CMB III のスペクトル空間進化: 伝達関数、パワー スペクトル、およびフィッシャー予測
| Title |
Spectro-spatial_evolution_of_the_CMB_III:_transfer_functions,_power_spectra_and_Fisher_forecasts |
| Authors |
Thomas_Kite,_Andrea_Ravenni,_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02817 |
この論文では、摂動宇宙における宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の歪み伝達関数の最初の計算を提供し、このシリーズの論文IとIIに続きます。ソリューションに固有の物理的効果を説明し、摂動光子スペクトルのさまざまな制限ケースについて説明および実証します。歪み伝達関数と光子スペクトル自体の関係を明らかにし、単一エネルギー注入および減衰粒子シナリオのスペクトル歪みを含む、制約可能なCMB信号パワースペクトルを計算できる機械を提供します。私たちの結果は、$\mu\timesT$および$y\timesT$パワースペクトルが、COBE/FIRASからの既存の制約に違反することなく、現在および将来のCMB実験で制約できるレベルに達することを示しています。相互相関信号の振幅は平均歪みレベルに直接依存するため、赤方偏移$10^3\lesssimz\lesssim3\times10^6$からの原始プラズマの状態と周波数との間に新しい基本的なリンクが確立されます。従属CMB空。これにより、CMBイメージャーを使用して平均的な早期エネルギー放出を制限する新しい方法が提供されます。例として、単一のエネルギー放出と崩壊する粒子のシナリオに対する制約を導き出します。これは、LiteBIRDがCOBE/FIRASのエネルギー解放限界を$\simeq2.5$倍まで改善できる可能性があることを示していますが、PICOは制約を1桁以上厳しくすることができます。ここで考慮される信号は、歪み異方性の研究から原始非ガウス性に対する宇宙分散制限制約に到達するための重要な課題をさらに提供する可能性があります。私たちの仕事は、将来のCMB測定と分析への相乗的な分光学的アプローチの計り知れない可能性をさらに強調しています。
銀河系外サブミリ波天体の自己管理型成分分離
| Title |
Self-supervised_component_separation_for_the_extragalactic_submillimeter_sky |
| Authors |
V._Bonjean,_H._Tanimura,_N._Aghanim,_T._Bonnaire_and_M._Douspis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02847 |
銀河系外のサブミリ波の空の成分、すなわち宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、宇宙赤外線背景放射(CIB)、およびSunyaev-Zel'dovich(SZ)効果。この概念実証論文では、93から545GHzの範囲の周波数でWebSky銀河系外シミュレーションマップでアプローチをテストし、最先端の従来の方法MILCAの1つと比較します。SZ。最初に画像を視覚的に比較し、次に全天再構成された高解像度マップをパワースペクトルで統計的に比較します。クロススペクトルを用いて他の成分からの混入を調べ、特にCIBとSZ効果の相関関係を強調し、銀河団の位置周辺のSZフラックスを計算します。独立したネットワークは、MILCAよりも少ない汚染でさまざまなコンポーネントを再構築する方法を学習します。これはここでは理想的なケース(ノイズ、ビーム、前景なし)でテストされていますが、この方法は、プランク衛星と組み合わせたシモンズ天文台(SO)などの将来の実験に適用できる可能性が高いことを示しています。
ECHOにおける熱ダスト除去の周波数の最適範囲
| Title |
Optimum_Range_of_Frequency_for_Thermal_Dust_Removal_in_ECHO |
| Authors |
Aparajita_Sen,_Soumen_Basak,_Tuhin_Ghosh,_Debabrata_Adak,_Srijita_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02869 |
インドの宇宙論者コンソーシアムは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光の原始Bモードを検出することを目的とした第4世代のCMB宇宙ミッションを提案しました。このかすかな信号の検出は、熱塵とシンクロトロンの支配的な天体物理学的前景放射の下に深く埋もれているため、非常に困難です。熱ダストの適切な除去を容易にするために、ECHOの機器設計には、220～850GHzの範囲でダストが支配的な9つの高周波チャネルが含まれています。この作業では、NeedletInternalLinearCombination(NILC)成分分離法を使用して、高周波ECHOバンドの有用性を綿密に再検討します。3つのダストモデルを検討します。単一修正黒体(MBB)放射法則を使用したダストSED、物理ダストモデル、および周波数-周波数相関除去を備えた多層ダストモデル。220～390GHzの範囲のECHO帯域が、効果的な粉塵除去に最も重要であることがわかりました。600～850GHz範囲の高周波チャネルを追加しても、単一のMBBモデルのECHOの感度はわずかに改善されるだけで、より複雑な物理モデルや多層ダストモデルでは大幅な改善は見られません。
大規模構造の有効場理論による暗黒物質の崩壊の抑制
BOSS-DR12データに適用された大規模構造の有効場理論(EFTofLSS)のおかげで、崩壊する低温暗黒物質(DCDM)モデルに関する最初の制約を提示します。DCDMの2つの現象論的モデルを検討します。ii)すべてのCDMが$\tau$の寿命で崩壊し、DRと大規模な暖かい暗黒物質(WDM)粒子になり、分数$\varepsilon$DRに転送されたCDM静止質量エネルギーの。$S_8$の緊張を解決するために提案されたDCDMモデルのEFTofLSS制約の影響について説明します。
ハロー質量関数と暗黒物質ハローの内部構造との統計的関係について
| Title |
On_the_statistical_relation_between_the_halo_mass_function_and_the_internal_structure_of_dark_matter_haloes |
| Authors |
T._R._G._Richardson,_P.-S._Corasaniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03233 |
環境。大規模で完全な銀河団のサンプルを使用して、数カウントの測定値から宇宙論的パラメーターの制約を推測できます。彼らの解釈の鍵は、宇宙論的シミュレーションからのハロー質量関数の正確に較正された推定値の利用可能性です。銀河団の質量は通常、特定の物質の過密度(臨界密度の単位)を囲む球状領域内の質量として定義されます。ただし、これは、ハロー質量関数のキャリブレーションに使用される数値ハローカタログの質量定義とは異なる場合があります。ねらい。この記事では、両方の質量の比率として定義されたハロースパース性の分布を使用して、異なる質量過密度定義間でハロー質量関数を正確にマッピングできるようにする一般的なノンパラメトリック形式を提示します。質量の定義を変更すると、ハロースパースの分布をモデル化できることを示します。メソッド。確率変量の標準的な変換規則を使用して、さまざまな過密度でのハロー質量関数とハロースパース性の分布の間の関係を導き出します。結果。これらの関係は、数パーセントレベルの統計誤差内で、宇宙シミュレーションからのN体ハロー質量関数を再現することを示しています。さらに、これらの関係により、さまざまな過密度でのハロー質量関数をハロー密度プロファイルのパラメトリック記述に関連付けることができます。特に、Navarro-Frenk-Whiteプロファイルの濃度-質量関係の場合について説明します。最後に、このような関係を使用すると、特定の質量のハローのサンプルのスパース性の分布を予測できることを示し、個々の銀河団のスパース性の測定値から宇宙論的制約を推測する方法を開きます。
後期異方性を持つ空間的に均質な宇宙
| Title |
Spatially_Homogeneous_Universes_with_Late-Time_Anisotropy |
| Authors |
Andrei_Constantin,_Thomas_R._Harvey,_Sebastian_von_Hausegger,_and_Andre_Lukas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03234 |
宇宙論的原理は、十分に大きなスケールでは、宇宙は空間スライス上で均一で等方性であると主張しています。この原則に異議を唱えるには、FLRWの仮説からの逸脱が必要です。この論文では、3つの空間次元のうち2つだけが最大対称である空間的に均一であるが異方性の宇宙、すなわち閉じたKantowski-Sachs宇宙と開いた軸対称のBianchiタイプIII宇宙の宇宙進化を分析します。これらのモデルは2つのスケールファクターによって特徴付けられ、放射、物質、宇宙定数を使用して宇宙での進化を研究します。いずれの場合も、2つのスケール係数は異なる展開を示し、この異方性により、光の伝播にレンズ効果が生じます。赤方偏移、角直径距離、光度距離を計算するための明示的な式を導出し、Ia型超新星とCMBの観測に関連してこれらのモデルの予測について説明します。
アダプティブ ムービング メッシュを使用したローカル ディスク シミュレーションにおける重力乱流
自己重力は、原始惑星系円盤、ブラックホール周辺の降着円盤、銀河円盤などの回転でサポートされるシステムの進化において重要な役割を果たします。これは、乱流を引き起こしたり、重力による断片化を引き起こしたりする可能性があるためです。このようなシステムは、高い局所解像度を持つシアリングボックス近似で調べることができますが、フラグメンテーションの場合に発生する可能性のある大きな密度のコントラストにより、一定の空間解像度を持つオイラーコードの有用性は依然として制限されます。この論文では、移動メッシュコードAREPOのTreePMメソッドに基づく、せん断ボックス用の新しい自己重力ソルバーを紹介します。空間重力分解能は適応型であり、これはコードの準ラグランジュ流体力学的分解能を十分に活用するために重要です。新しい実装を、単純な$\beta$冷却処方と組み合わせた2次元および3次元の自己重力円盤に適用します。弱い冷却では安定した重力乱流状態が見られますが、強い冷却では破片の形成は避けられません。フラグメンテーションが発生する臨界冷却効率の収束に到達するには、3次元シミュレーションの成層化を模倣する2次元のケースで重力を平滑化する必要があります。私たちが見つけた臨界冷却効率$\beta\approx3$は、重力乱流状態を特徴付けるボックス平均量と同様に、文献のさまざまな以前の結果とよく一致しています。興味深いことに、$\beta>3$の場合に確率論的フラグメンテーションが観測されます。これにより、原始惑星系円盤の寿命にわたってフラグメンテーションを観測するために必要な冷却効率がわずかに低下します。ここで概説する数値的方法は、銀河円盤や磁化された自己重力円盤の問題を研究するのに適しているようです。
Qatar-6 の軌道アーキテクチャ: 完全に調整された 3 体システム?
| Title |
The_Orbital_Architecture_of_Qatar-6:_A_Fully_Aligned_3-Body_System? |
| Authors |
Malena_Rice,_Songhu_Wang,_Konstantin_Gerbig,_Xian-Yu_Wang,_Fei_Dai,_Dakotah_Tyler,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02542 |
太陽系外系の進化の歴史の一部は、主星の自転軸に対する惑星の軌道の向きによって化石化されています。ただし、暖かい木星のスピン軌道の制約は、特に広範囲の動的プロセスに適した連星系では、比較的不足しています。ケック/HIRES分光器で観測されたロシター・マクラフリン効果の測定結果を報告します。これは、連星系内の1つの星を周回する暖かい木星であるカタール-6Abのトランジットを横切って観測されました。この測定値から、空に投影されたスピン軌道角$\lambda={0.1\pm2.6}^{\circ}$を取得します。この新しい制約を、TESSフォトメトリーから測定したQatar-6Aの恒星の回転速度と組み合わせて、真の傾斜角$\psi={21.82^{+8.86}_{-18.36}}^{\circ}$--ほぼ正確な位置合わせと一致。また、GaiaDR3からの天文データを活用して、カタール6連星系がエッジオンであることを示します($i_{B}={90.17^{+1.07}_{-1.06}}^{\circ}$)。恒星の連星とトランジットする系外惑星の軌道が、視線軌道と軌道の整列を示すように。最終的に、3体Qatar-6システムのすべての現在の制約が、スピン軌道と軌道軌道アライメントの両方と一致することを示します。システムの完全な3D構成を最終的に検証するには、主星の投影された星の自転速度と、連星平面に対するトランジットの空平面ジオメトリの高精度測定が必要です。
サブネプチューンのウォーターワールドの暴走温室
水が豊富な亜海王星に対する水蒸気暴走温室効果現象の意味が開発されています。特に、非常に高い水の在庫を持つ惑星の暴走後の平衡プロセスの性質が取り上げられています。準暴走状態から超暴走状態へのしきい値を超えると、冷たい深い液体の海と深い内部の氷X相を含む平衡状態から、高温の超臨界流体内部を含む状態への遷移が発生します。地球型惑星について以前に指摘された暴走温室効果半径の膨張効果と同様に、与えられた質量に対応する顕著な半径の膨張がありますが、現在の場合、膨張は惑星の内部全体を含みます。計算にはAQUA状態方程式データベースを採用し、内部構造計算を簡略化しています。$\mathrm{H_2}$混合物、ケイ酸塩コア、およびホットスタート対コールドスタート進化軌跡の効果に関するいくつかの推測が提供されています。考察された現象の質量半径署名の検索は、縮退とデータの欠如によって制限されますが、観測の意味が議論されています。
鉛直方向に冷却時間が変化する原始惑星系円盤における鉛直せん断不安定性の2つの飽和状態
| Title |
Two_saturated_states_of_the_vertical_shear_instability_in_protoplanetary_disks_with_vertically_varying_cooling_times |
| Authors |
Yuya_Fukuhara,_Satoshi_Okuzumi,_Tomohiro_Ono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02743 |
原始惑星系円盤の乱流は、ダストの進化と微惑星の形成に重要な役割を果たしています。垂直せん断不安定性(VSI)は、円盤の外側領域で乱流を発生させる流体力学的メカニズムの候補の1つです。VSIは、垂直せん断に加えて急速なガス冷却を必要とします。線形安定性分析は、VSIがガス冷却が非効率なミッドプレーン周辺で動作しない可能性があることを示唆しています。この研究では、線形にVSI安定なミッドプレーン領域を持つディスクでのVSIの非線形の結果を調査します。垂直方向に冷却時間が変化する軸対称ディスクの2次元グローバル流体力学シミュレーションを実行します。垂直方向の冷却時間プロファイルによって、VSIに対して線形に安定したミッドプレーン層と、ミッドプレーンの上下の不安定な層の厚さが決まります。ミッドプレーン安定層の厚さが、非線形飽和状態でのVSI駆動乱流の垂直構造を決定することがわかりました。2種類の最終飽和状態を特定します。(1)VSI安定ミッドプレーン層に侵入する垂直乱流運動を特徴とするT状態と、(2)不安定層に閉じ込められた乱流運動を特徴とするpT状態です。pT状態は、ミッドプレーンVSI安定層が2つのガススケールの高さよりも厚い場合に実現されます。また、ミッドプレーンの上下にあるVSI不安定領域が2つのガススケールの高さよりも薄い場合、VSIによる乱流がすべての高さで大幅に抑制されることもわかりました。不安定層と安定層の厚さの関数として、VSIによる乱流の強度を予測する実験式を提示します。これらの式は、ディスクの冷却効率を制御するVSI駆動の乱流とダスト粒子がどのように同時に進化するかを調べるのに役立ちます。
小領域の雲分解モデルによってシミュレートされた異なる惑星重力下の対流と雲
| Title |
Convection_and_Clouds_under_Different_Planetary_Gravities_Simulated_by_a_Small-domain_Cloud-resolving_Model |
| Authors |
Jiachen_Liu,_Jun_Yang,_Yixiao_Zhang,_and_Zhihong_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02832 |
この研究では、雲分解モデル(CRM)を使用して、重力が小さな領域(96kmx96km)の放射対流平衡(RCE)で対流と雲にどのように影響するかを調査します。私たちの実験は、大きな(>1km$^2$)対流セルを解像できる1kmの水平グリッド間隔で実行されます。一定の恒星フラックスの下では、海面温度が重力の減少とともに上昇することがわかりました。これは、低重力の惑星では水蒸気含有量が多く、雲が多いため、晴天の温室効果が大きくなり、小さな領域での雲の温暖化効果が強くなるためです。異なる重力値の下で星フラックスを増加させることにより、対流が準定常状態から振動状態に移行することがわかりました。振動状態では、数日周期の対流サイクルがあり、激しい表面降水を伴う短い湿潤相と、表面降水を伴わない乾燥相で構成されます。対流が振動状態に移行すると、水蒸気量と上層雲の割合が大幅に増加し、急速な温暖化が起こります。振動状態への移行後、雲の正味の正の放射効果は、星フラックスの増加とともに減少します。これは、安定した気候効果を示しています。準定常状態では、CO$_2$の大気吸収の特徴は、大気の高度が大きいため、低重力の惑星でより検出可能です。振動状態にある間、上層雲はほとんどすべての吸収機能を弱め、大気成分を特徴付けるのを難しくします。
METISによる周惑星円盤の観測
コンテキスト:惑星と月の形成プロセスを完全に理解するには、巨大惑星が降着する惑星周辺環境を調査する観測が必要です。中赤外ELTイメージャーおよびスペクトログラフ(METIS)は、惑星周円盤からの温ガス輝線を検出する独自の機能を提供します。目的:4.5-5$\muから$^{12}$COの基本的なv=1-0遷移を伴う惑星周円盤(CPD)を検出する超大型望遠鏡(ELT)のMETIS装置の機能を実証することを目的としています。$m。方法:よく研究されたHD100546移行前ディスクのケースを検討して、ディスクモデリングアプローチを知らせます。放射熱化学ディスクモデリングコードProDiMoを使用して、合成スペクトルチャネルマップを生成します。観測シミュレーターSimMETISは、統合フィールド分光(IFU)モードで現実的なデータプロダクトを生成するために使用されます。結果:CPDの検出可能性は、外部照射のレベルと円盤の物理的な範囲に強く依存し、大規模な(~10M$_{\rmJ}$)惑星と、半径が惑星のヒル半径に近づく空間的に拡張された円盤を支持します。.$^{12}$CO線の放出の大部分は円盤の外側表面から発生するため、CO線のプロファイルは中央でピークに達します。惑星の光度は、励起円盤ガスライン放射に大きく寄与しません。CPDのダストが枯渇している場合、外部放射線がライン放出領域により深く浸透できるため、$^{12}$COライン放出が強化されます。結論:移行前の円盤を持つUV明るい星系は、ELT/METISでCOを放出するCPDを検索するための理想的な候補です。METISは、わずか60秒の総検出器統合時間で、基本的な$^{12}$CO回転振動線放出を介して、さまざまな惑星周円盤を検出できます。
原始惑星系円盤の惑星駆動ギャップの端での渦の出現
| Title |
Emergence_of_vortices_at_the_edges_of_planet-driven_gaps_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Nicolas_P._Cimerman_and_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03062 |
原始惑星系円盤(PPD)に埋め込まれた若い惑星は、らせん状の密度波を励起し、円盤内で角運動量を伝播し、衝撃を与え、堆積させます。これにより、円盤内の有効粘性が低い場合、惑星軌道の周りにギャップが開きます。これは、低質量(サブサーマル)の惑星であっても同様です。これらの惑星によって引き起こされたギャップの端は、ロスビー波動不安定性(RWI)を介して観測可能な渦が発生しやすいことが知られています。非粘性円盤内の低質量惑星によって駆動される渦の発達のタイムスケールを研究しています。我々は最近開発された、惑星駆動の衝撃による渦度生成の半分析理論を採用して、惑星付近の渦度の進化を予測し、そこから、時間の関数として惑星誘起ギャップの半径方向プロファイルを導き出します（この手順は複数の可能性があります他の用途、例えばダストトラップの研究、小石の付着の抑制など)。次に、RWIに対するギャップエッジの線形安定性を分析し、不安定モードの最初の出現と（後で）ギャップエッジで完全に発達した渦のタイムスケールを取得します。惑星と円盤のパラメーターの関数としてこれらのタイムスケールの有用な式を提示し、それらの物理的な正当化を提供します。また、高解像度の2D流体力学シミュレーションに対して半分析フレームワークを徹底的にテストし、理論的予測の精度を確認します。追加の物理学を組み込むために半分析フレームワークを拡張できる方法について説明します。惑星の降着、移動、および非ゼロのディスク粘度。私たちの結果は、PPDの観察を解釈し、シミュレーションで渦の出現を予測するために使用できます。
40 Myr 超木星原始惑星デローム 1 (AB)b で解像された近紫外水素輝線: 磁気圏降着の兆候
| Title |
Resolved_near-UV_hydrogen_emission_lines_at_40-Myr_super-Jovian_protoplanet_Delorme_1_(AB)b:_Indications_of_magnetospheric_accretion |
| Authors |
Simon_C._Ringqvist,_Gayathri_Viswanath,_Yuhiko_Aoyama,_Markus_Janson,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Alexis_Brandeker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03207 |
背景:惑星質量伴星(PMC)での降着は、系内に原始惑星系円盤が存在することを示唆しており、惑星周円盤を伴っている可能性が高い。PMCは明るい主星に近接しているため、降着するPMCの高解像度分光法は非常に困難です。ただし、十分に分離されたコンパニオンの場合、そのようなスペクトルは実現可能であり、降着へのユニークなウィンドウです。目的:私たちは、~40Myrの観測を追跡し、現在も降着中の周連星PMCDelorme1(AB)bを追跡しました。高解像度分光法を使用して、近紫外の豊富な輝線にアクセスすることにより、降着プロセスをさらに特徴付けました。方法:ESOVLT/UT2のUVESスペクトログラフを使用して、Delorme1(AB)bの330-452nmでR_lambda~50000分光法を取得しました。コンパニオンの放出をM5低質量連星の放出から分離した後、惑星降着衝撃モデリングを含む詳細な放出線分析を実行しました。結果:デローム1(AB)bで進行中の降着を再確認し、(超木星)原始惑星で近紫外(H-ガンマ、H-デルタ、H-イプシロン、H8H9)。H11、H12、HeIおよびCaIIH/Kを暫定的に検出します。分析は、線光度ベースの降着率dM/dt=2e-8MJ/yrの惑星降着ショックを強く支持します。線は非対称であり、異なる速度シフトを持つ狭いコンポーネントと広いコンポーネントの合計によって適切に記述されます。全体的な線の形状は、衝撃前の速度v0=170+-30km/sによって最もよく説明され、惑星の質量M_P=13+-5MJと数密度n0~1e13/cm^3またはn0~1e11/を意味します。cm^3。密度が高いということは、惑星の表面に対して約1%の小さな線放射領域を意味します。これは、磁気圏の降着に有利に働きます。このケースは、非対称プロファイルにおける青方偏移放射の存在によって強化される可能性があります。結論:ABRV。
WASP-43b の繰り返されるスピッツァー位相曲線間の変動性の欠如
| Title |
A_Lack_of_Variability_Between_Repeated_Spitzer_Phase_Curves_of_WASP-43b |
| Authors |
Matthew_M._Murphy,_Thomas_G._Beatty,_Michael_T._Roman,_Isaac_Malsky,_Alex_Wingate,_Grace_Ochs,_L._Cinque,_Hayley_Beltz,_Emily_Rauscher,_Emiza_M.-R._Kempton,_and_Kevin_B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03240 |
ホット・ジュピターの地球規模の大気は、位相曲線観測を使用して広く研究されてきましたが、これらのデータの時間変動のレベルは十分に制約されていません.惑星位相曲線の時間変動の可能性を調査するために、スピッツァー宇宙望遠鏡を使用して4.5ミクロンでホットジュピターWASP-43bの2つの完全な軌道位相曲線を観測し、Stevensonらの以前の4.5ミクロン位相曲線を再分析しました。（2017）。数週間から数年の時間スケールにまたがる、これらの3つのフェーズカーブ間に有意な時間変動は見られません。3つの観測値は、日食の深さが3907±85ppm、昼側の積分輝度温度が1479±13K、夜側の積分輝度温度が755±46K、および東向きの-ピークが10.4±1.8度シフトしました。観測をモデル化するために、さまざまな垂直範囲の単純な雲モデルを使用して、WASP-43bの3DGCMシミュレーションを実行しました。これらのシミュレーションを私たちの観測と比較すると、WASP-43bの夜側は曇りで、比較的雲のない昼側に移行する可能性が高いことがわかります。WASP-43bsの雲の垂直方向の厚さが気圧スケールの3倍を超える変化は、観測された変動の上限と一致しないと推定されます。したがって、これらの観測結果は、WASP-43bs雲が数年までの時間スケールにわたって垂直方向および空間的な範囲で安定していることを示しています。これらの結果は、以前の高温木星の単一スピッツァー位相曲線観測から得られた大気特性が、これらの大気の平衡特性を示している可能性が高いことを強く示唆しています。
銀河置換法を用いた宇宙論的 N 体シミュレーションにおける最も明るい銀河団銀河と銀河団内光の形成
| Title |
The_formation_of_the_brightest_cluster_galaxy_and_intracluster_light_in_cosmological_N-body_simulations_with_the_Galaxy_Replacement_Technique |
| Authors |
Kyungwon_Chun,_Jihye_Shin,_Rory_Smith,_Jongwan_Ko,_Jaewon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02510 |
$z=0$にある銀河団内の銀河団内光(ICL)と最も明るい銀河団銀河(BCG)の形成チャネルを調べます。このために、「GalaxyReplacementTechnique」(GRT)を使用して、多重解像度の宇宙論的N体シミュレーションを実行します。ICLとBCGの形成チャネルを、クラスター中心からの距離の関数として、および$z=0$でのクラスターの動的状態を調べます。これを行うために、ICLとBCGの星をさかのぼって、それらが最初にクラスターに入ったときに存在していた星の構成要素を特定します。クラスターの中央領域のICLおよびBCGの前駆細胞は、外側の領域と比較して、クラスターに対する前駆細胞の総質量比がより早く低下したことがわかりました。これにより、落下時間と前駆細胞の総質量比に負の放射状勾配が生じます。始原銀河の星の質量は、すべての銀河団で同じ半径勾配を示すわけではありませんが、大質量銀河($M_{\rm{gal}}>10^{10}~M_{\odot}~h^{-1}$)最もリラックスしたクラスターを除いて、すべてのクラスターのICLとBCGの支配的な形成チャネルです。動的により緩和されていないクラスターの場合、ICLとBCGの前駆細胞がより最近になって、より高い質量と質量比でクラスターに分類されることがわかります。さらに、前処理によって形成された大質量銀河と群質量ハローの拡散物質が、緩和されていない銀河団の外側領域のICLに大きく寄与していることがわかります。
COSMOS2020: The Galaxy Stellar Mass Function: $0.2\lt z \leq 7.5$
での銀河の集合と星形成停止について
| Title |
COSMOS2020:_The_Galaxy_Stellar_Mass_Function:_On_the_assembly_and_star_formation_cessation_of_galaxies_at_$0.2\lt_z_\leq_7.5$ |
| Authors |
J._R._Weaver,_I._Davidzon,_S._Toft,_O._Ilbert,_H._J._McCracken,_K._M._L._Gould,_C._K._Jespersen,_C._Steinhardt,_C._D._P._Lagos,_P._L._Capak,_C._M._Casey,_N._Chartab,_A._L._Faisst,_C._C._Hayward,_J._S._Kartaltepe,_O._B._Kauffmann,_A._M._Koekemoer,_V._Kokorev,_C._Laigle,_D._Liu,_A._Long,_G._E._Magdis,_C._J._R._McPartland,_B._Milvang-Jensen,_B._Mobasher,_A._Moneti,_Y._Peng,_D._B._Sanders,_M._Shuntov,_A._Sneppen,_F._Valentino,_L._Zalesky,_and_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02512 |
銀河がどのように形成、集合、星形成を停止するかは、現代の銀河進化研究における中心的な問題です。これらのプロセスは、銀河の恒星質量関数(SMF)に消えないように刻印されています。COSMOSサーベイにより、$z=7.5\rightarrow0.2$からの宇宙の歴史の90%にわたるSMF、静止銀河部分、および宇宙星の質量密度の形状と進化に関する制約を提示します。現在、COSMOS2020カタログで利用されている、より深く均一な近赤外線カバレッジにより、1.27deg$^{2}$の大きな有効領域を活用して、サンプル統計を改善し、特に希少で大規模な銀河の宇宙分散を理解し、より高い赤方偏移にプッシュします以前の研究よりも信頼性と質量の完全性が向上しています。$NUVrJ$color-colorselectionにより、総星質量関数を星形成サブサンプルと静止サブサンプルに分割します。次に、固有のSMF、その主要なパラメーターの進化、および$z=7.5$までの宇宙星の質量密度を推測するために、測定値にSchechter関数が適用されます。以前の研究と一致して、$z=7.5$以降、銀河SMFに滑らかで単調な進化が見られます。星形成システムの数密度は、星の質量が$z=7.5\rightarrow2$から40年にわたって著しく一貫して増加したようであり、その後、大質量システムが主に静止状態(すなわちダウンサイジング)になります。$z\sim2.5-5.5$の過剰な大規模なシステムは、著しく赤い色を持ち、一部は新たに特定され、観測された数密度を、SMFをシェクター関数と調和させることができない点まで増加させます。宇宙分散および/またはAGN汚染を含む体系化は、この過剰を完全に説明する可能性は低いため、FIR調査で見つかったものと同様に、ほこりで覆われたオブジェクトからの寄与がある可能性があると推測しています.(要約)
近くの活動銀河における狭線領域ダイナミクスの調査
| Title |
Investigating_the_Narrow_Line_Region_Dynamics_in_Nearby_Active_Galaxies |
| Authors |
Beena_Meena,_D._Michael_Crenshaw,_Henrique_R._Schmitt,_Mitchell_Revalski,_Zo_Chapman,_Travis_C._Fischer,_Steven_B._Kraemer,_Justin_H._Robinson,_Julia_Falcone,_Garrett_E._Polack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02513 |
ハッブル宇宙望遠鏡とアパッチポイント天文台からの観測を使用して、近くのセイファート銀河Mrk3、Mrk78、NGC1068、およびNGC4151の狭線領域(NLR)アウトフローの動的モデルを提示します。ロングスリット分光法を使用して、空間的に分解された流出とイオン化ガスの回転速度をマッピングします。また、ホスト銀河の画像の表面輝度分解を実行して、囲まれた星の質量分布を超大質量ブラックホール(SMBH)からの距離の関数として制約します。NLRガスがAGN放射圧によって加速され、その後ホスト銀河とSMBH重力ポテンシャルによって減速されると仮定すると、ガスがSMBHから複数の距離でその場で発射される流出速度プロファイルを導出します。モデルからのターンオーバー(加速から減速まで)半径と、観測された速度に見られるターンオーバーと、ボロメータ光度$>$10$^{44}$を使用したAGNの空間分解された質量流出率との間に強い相関関係があることがわかりました。ergsec$^{-1}$.この一貫性は、放射圧がこれらの中程度の光度のAGNにおけるNLR流出の背後にある支配的な駆動メカニズムであることを示しており、力の乗数$\sim$500が、モデル化されたターンオーバー半径と観測されたターンオーバー半径との間で最良の一致をもたらします。しかし、Meena2021では、NGC4051のモデル化されたターンオーバー距離が観測された運動学よりもはるかに小さい低光度では、この傾向が維持されない可能性があることがわかりました。この結果は、追加の力が低光度AGNでのNLR流出の加速に関与しているか、ターンオーバー半径を定量化するにはより高い空間分解能の観測が必要であることを示している可能性があります。
JWSTによって観測された超初期($z>10$)銀河候補からの[OIII]88$\mu$m放射を検出する最近の試みは成功していません。ズームインシミュレーションを使用することにより、これらの銀河は微弱であり、イオン化パラメーター$U_{\rmイオン}が低い結果として、局所的な金属不足の$\rm[OIII]-SFR$関係をほとんど下回っていることを示します。\lesssim10^{-3}$.このような低い$U_{\rmion}$値は、初期の集合段階にある銀河で見られ、その星はまだ高密度の出生雲に埋め込まれています。ただし、サンプルで最も明るい銀河($\rm{log}[L_{\rm{[OIII]}}/L_\odot]=8.4$,$U_{\rmion}\approx0.1$)は、わずか$2.8$時間でALMAによって検出されました。
IllustrisTNG 銀河の輝線特性: 局所診断図から JWST の高赤方偏移予測まで
| Title |
Emission-line_properties_of_IllustrisTNG_galaxies:_from_local_diagnostic_diagrams_to_high-redshift_predictions_for_JWST |
| Authors |
Michaela_Hirschmann,_Stephane_Charlot,_Anna_Feltre,_Emma_Curtis-Lake,_Rachel_S._Somerville,_Jacopo_Chevallard,_Ena_Choi,_Dylan_Nelson,_Christophe_Morisset,_Adele_Plat,_Alba_Vidal-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02522 |
完全な宇宙論的枠組みで、z$\approx$0からz=8までの赤方偏移における銀河集団の合成、静止フレーム光学および紫外(UV)輝線特性を計算します。これは、後処理で宇宙論的なIllustrisTNGシミュレーションを新世代の星雲放出モデルと結合し、若い星、漸近巨星分岐後(PAGB)星、降着ブラックホール(BH)からの線放出を考慮して実現します。そして、初めて、高速放射ショック。さまざまな電離源に支配されたシミュレートされた銀河の輝線特性は、古典的な診断図から予想されるものとほぼ一致しており、固定された[NII]/H$\alpha$で観測された[OIII]/H$\beta$の増加を反映しています。そして、H$\alpha$、[OIII]$\lambda5007$および[OII]$\lambda3727$光度関数のz$\approx$0からz$\sim$2への進化。より高い赤方偏移では、輝線銀河集団が星形成銀河と活動銀河に支配されており、衝撃波とPAGBが支配する銀河の割合は無視できるほど小さいことがわかります。高赤方偏移銀河の支配的な電離源を確実に特定できる10のUV診断図を強調します。また、z=4からz=7までのいくつかの光学線およびUV線の光度関数の進化、およびNIRSpec機器を使用した深部の中解像度の分光観測で視野ごとに検出できると予想される銀河の数も計算します。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡に乗り込みます。H$\alpha$および[OIII]$\lambda5007$エミッターの偏りのない国勢調査を達成するには、2時間の暴露で十分であることがわかりますが、H$\beta$には少なくとも5時間必要であり、10時間でも[OII]$\lambda3727$,OIII]$\lambda1663$,CIII]$\lambda1908$,CIV$\lambda1550$,[NII]$\lambda6584$,SiIII]$\lambda1888$およびHeII$\lambda1640$エミッター、特にほこりの存在下で。
二重ピーク輝線銀河の起源: 回転する円盤、バー、または銀河の合体?
| Title |
The_origin_of_double-peak_emission-line_galaxies:_rotating_discs,_bars_or_galaxy_mergers? |
| Authors |
Daniel_Maschmann,_Anaelle_Halle,_Anne-Laure_Melchior,_Francoise_Combes,_Igor_V._Chilingarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02529 |
銀河の中心で検出されたダブルピーク(DP)形状の輝線は、過去に、二重の活動銀河核、流出または合体などの特異な運動学を識別するために広く使用されてきました。大きなDP銀河のサンプルから、星形成が進行中の小さな合体銀河とのつながりが示唆されました。DPシグネチャを作成するさまざまなメカニズムをよりよく理解するために、ここでは、ディスクモデルとシミュレーションから計算された合成SDSS分光観測を調べます。銀河の回転曲線の中心部にDPシグネチャがどのように接続されているかを示します。これは主に恒星の膨らみによって形成されます。さらに、バーの長軸に沿って見ると、バーが強力なDP輝線シグネチャを作成できることがわかります。大規模な合併は、合体後の合体後期段階(最終的な合体後の1\,Gyr)で中央の回転ディスクを形成し、DP署名を作成します。マイナーな合体は、最終的な合体後350\,Myr以内の銀河の傾斜角とは相関のないDPの特徴を示す傾向があります。これらのシナリオと観察との比較は、大規模な合併を好まない。なぜなら、これらは主に楕円形であり、S0形態がわずかしかないからである。さらに、このような合体の後期段階では、強化された星の形成が薄れている可能性が最も高い.一方、バーと小さな合併は、観察結果と非常によく比較できます。どちらの観測も観測で見られる星形成の増加と一致しており、特にマイナーな合体は観測方向との依存性を示していません。ただし、議論された可能性を区別するには、銀河の運動学を空間的に解決する観測が必要です。DPの起源については、宇宙論的シミュレーションとのより広範な比較によって、より多くの洞察が得られるでしょう。DPの起源を理解することは、将来の高赤方偏移調査で銀河の質量成長を研究するための重要なツールを提供できます。
ラベルのない観測を使用した機械学習由来の測光赤方偏移と物理特性推定の改善
| Title |
Improving_machine_learning-derived_photometric_redshifts_and_physical_property_estimates_using_unlabelled_observations |
| Authors |
A._Humphrey,_P.A.C._Cunha,_A._Paulino-Afonso,_S._Amarantidis,_R._Carvajal,_J.M._Gomes,_I._Matute,_P._Papaderos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02537 |
大規模な天文調査の時代に、機械学習は銀河の特性を効率的に推定するための有望なソリューションを提供します。機械学習を適用するための従来の「教師あり」パラダイムには、ラベル付けされたデータでモデルをトレーニングし、このモデルを使用して以前にラベル付けされていないデータのラベルを予測することが含まれます。半教師付き「疑似ラベリング」手法は、代替パラダイムを提供し、モデルトレーニングアルゴリズムがラベル付きデータとまだラベル付けされていないデータの両方から学習できるようにします。COSMOS2015広帯域測光法と公開されているいくつかの機械学習アルゴリズムの1つを使用して、赤方偏移、星の質量、および星形成率を推定する問題について疑似標識法をテストし、純粋な教師あり学習と比較して大幅な改善を得ました。勾配ブースティングツリーメソッドCatBoost、XGBoost、およびLightGBMが最もメリットがあり、絶対誤差のメトリックが最大15%削減されることがわかりました。また、測光赤方偏移の壊滅的な外れ値の割合にも同様の改善が見られます。疑似ラベリング技術は、数十億のソースの測光データを提供するEuclidやLSSTなどの今後の大規模な画像調査で、銀河の赤方偏移と物理的特性の推定に役立つと主張しています。
天の北極ループの起源について
北天極ループ(NCPL)は、星形成の初期段階の前駆体を研究するためのユニークな実験室を提供します。その起源を明らかにすることは、その内容の進化を制御する動的メカニズムを理解するための鍵です。この研究では、高解像度のダスト絶滅データとHIデータをそれぞれ使用して、NCPLの3Dジオメトリとダイナミクスを調査します。北極星とおおぐま座に向かう物質は、ラドクリフ波と同様の方向を向いた平面に沿って分布していることがわかります。間に投影されたSpiderは、3Dでは切断されて表示され、ループ形状の不連続性が生じます。NCPLの内部を形成する細長い空洞は、ローカルバブル(LB)の突起であり、暖かい(おそらく熱い)ガスで満たされている可能性が高く、密集した雲の場所を通り抜けて行きます。Meyerdierksらによって提案された円柱モデルを連想させる、観察者に向けられた長球体としてのキャビティの理想化されたモデル。(1991)は、突起を取り囲み、横方向に拡大する温かいHIガスの弧に収まります。Meyerdierksらによって最初に主張されたように。(1991)によると、空洞の非球形の幾何学とその内部にOB星がないことは、単一の点のようなエネルギー源または複数の超新星によって引き起こされる起源を否定しています。むしろ、突起の形成は、LBから下部ハローの既存の不均一媒体への暖かいガスの伝播に関連している可能性があり、そのトポロジーは、ローカルアームに沿った過去の星形成活動によって形成された可能性が高い。
W33複合体における雲雲衝突によるハブフィラメント構造の形成
| Title |
Formation_of_hub-filament_structure_triggered_by_cloud-cloud_collision_in_W33_complex |
| Authors |
Jian-Wen_Zhou,_Shanghuo_Li,_Hong-Li_Liu,_Yaping_Peng,_Siju_Zhang,_Feng-Wei_Xu,_Chao_Zhang,_Tie_Liu,_Jin-Zeng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02627 |
ハブフィラメントシステムは、大質量星や星団の誕生のゆりかごであることが示唆されていますが、ハブフィラメント構造の形成はまだ不明です。調査データFUGIN$^{13}$CO(1-0)、C$^{18}$O(1-0)、SEDIGISM$^{13}$CO(2-1)を使用して、フォーメーションを調査します。W33複合体におけるハブフィラメント構造の構造|文献情報|J-GLOBAL科学技術総合リンクセンターW33複合体は、W33-blueとW33-redと呼ばれる2つの衝突する雲で構成されています。複数の速度成分をフィッティングすることでW33-blueの速度構造を分解し、連続的で単調な速度場を見つけます。デンドログラム構造のビリアルパラメーターは、W33-blueの重力の優位性を示唆しています。速度分散と柱密度の間の強い正の相関は、W33-blueの非熱運動が重力による崩壊に由来する可能性があることを示しています。これらの特徴は、W33-blueのフィラメント構造が圧縮層の重力崩壊に起因することを示唆しています。ただし、W33-blueの大規模な速度勾配は、主に、フィラメントに根ざした縦方向の流入ではなく、雲と雲の衝突と活発な星形成のフィードバックに起因する可能性があります。上記の観察結果から、雲と雲の衝突がW33複合体のハブ-フィラメント構造の形成を引き起こすと主張します。一方、W33-blueでの複数スケールのハブフィラメント構造の出現は、圧縮層からハブフィラメントシステムへの移行の痕跡である可能性があります。
宇宙の砂: 再電離の時代における塵の多い星形成銀河の起源
| Title |
Cosmic_Sands:_The_Origin_of_Dusty,_Star-forming_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Sidney_Lower,_Desika_Narayanan,_Qi_Li,_and_Romeel_Dav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02636 |
初期宇宙における最初の大質量で塵の多い銀河の形成を研究するために、Simba銀河形成モデルに基づく宇宙論的ズームインシミュレーションのCosmicSandsスイートを紹介します。最も大規模なハローに存在するコンパクトな原始大質量銀河は、小さなサブハローとのほぼ連続的な合体を経て、星形成率(SFR)と星の質量の蓄積を促進していることがわかります。銀河はすでにz=10までにかなり化学的に進化しており、モデル化された塵の質量は、同じ時代の観測から推測されたものに匹敵します。銀河へのガスの降着を追跡して、これらの初期のシステムが極端なSFRをどのように維持できるかを理解します。スムーズなガスの降着はSFRを250M$_{\odot}$/yr以上に維持できることを発見しましたが、主系列をはるかに超える銀河を後押しするSFRを達成するには、ガスに富む主要な合体のようなより大きな摂動がスターバーストを引き起こすために必要です。エピソード。宇宙の砂のシミュレーションをダスト放射伝達で後処理すると、最もダストに富んだ銀河の赤外線光度は局所的なULIRGに匹敵するが、それらは古典的なz=2サブミリの銀河よりもかなり暗いことがわかります。最高質量でのこの不一致の考えられる理由と、初期のダスト銀河の化学的濃縮を研究するために実行する予定の将来の作業についての議論で終わります。
PHANGS-JWST Treasury Survey: Nearby GalaxieS の高角度解像度での星形成、フィードバック、およびダスト物理学
| Title |
The_PHANGS-JWST_Treasury_Survey:_Star_Formation,_Feedback,_and_Dust_Physics_at_High_Angular_resolution_in_Nearby_GalaxieS |
| Authors |
Janice_C._Lee,_Karin_M._Sandstrom,_Adam_K._Leroy,_David_A._Thilker,_Eva_Schinnerer,_Erik_Rosolowsky,_Kirsten_L._Larson,_Oleg_V._Egorov,_Thomas_G._Williams,_Judy_Schmidt,_Eric_Emsellem,_Gagandeep_S._Anand,_Ashley_T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Beslic,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Alberto_D._Bolatto,_Mederic_Boquien,_Jakob_den_Brok,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_Jeremy_Chastenet,_Melanie_Chevance,_I-Da_Chiang,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Cosima_Eibensteiner,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Kiana_F._Henny,_Jonathan_D._Henshaw,_Nils_Hoyer,_Annie_Hughes,_Sarah_Jeffreson,_Mar{\i}a_J._Jimenez-Donaire,_Jaeyeon_Kim,_Hwihyun_Kim,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Koch,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Jing_Li,_Daizhong_Liu,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02667 |
PHANGSの共同研究では、近くの銀河における星形成と星間物質のマルチスケール、マルチフェーズ研究のための参照データセットを構築しています。JWSTの打ち上げと試運転の成功により、高解像度の赤外線画像を取得して、星団と分子雲($\sim$5-50pc)のスケールで最も若い星の個体群とダスト放出を調べることができるようになりました。サイクル1では、PHANGSは近くにある19個の渦巻銀河の2～21$\mu$mから8バンドの画像調査を行っています。CO(2-1)マッピング、光積分場分光法、および19の銀河すべてのUV光学イメージングは、ALMA、VLT/MUSE、およびハッブルによる大規模なプログラムを通じて取得されています。PHANGS-JWSTを使用すると、星形成の完全な目録、星団の質量と年齢の正確な測定、埋め込まれた最も若い星の個体群の識別、および小さな塵粒の物理的状態の特性評価が可能になります。$\sim$10,000星団のハッブルカタログ、$\sim$20,000HII領域のMUSE分光マッピング、および$\sim$12,000ALMAで識別された分子雲と組み合わせると、星の初期段階のタイムスケールと効率を測定することが可能になります。形成とフィードバックを調べ、小さなダスト粒子の特性が局所的なISM条件に依存することの経験的モデルを構築し、ダストを再処理した星明かりが星形成活動をどのように追跡するかについての理解を、さまざまな銀河環境全体にわたってテストします。ここでは、PHANGS-JWSTTreasuryの調査について説明し、最初の数か月の科学操作で得られた注目すべき画像を提示し、PHANGS-JWST出版物の最初のシリーズで提示された最初の結果のコンテキストを提供します。
SDSS-IV MaNGA: 銀河相互作用が活動銀河核にどのように影響するか
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_How_Galaxy_Interactions_Influence_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Joshua_L._Steffen,_Hai_Fu,_Joel_R._Brownstein,_J._M._Comerford,_I._Cruz-Gonz\'alez,_Y._Sophia_Dai,_Niv_Drory,_Arran_C._Gross,_C._Alenka_Negrete,_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02677 |
銀河ペアと孤立した銀河の間の活動銀河核(AGN)の比較研究を発表し、MaNGAインテグラルフィールド分光調査の最終データを公開します。サーベイのフットプリント内で391のキネマティックギャラクシーペアのサンプルを構築し、サーベイのスペクトルを使用してAGNを選択します。AGNサンプルの共動体積密度を使用して、潮汐相互作用が核降着のトリガーに与える影響を定量化します。私たちの仮説は、ペアのサンプルには、確率的降着だけでなく、潮汐による降着と相関降着によっても引き起こされるAGNが含まれているというものです。対照サンプルによって固定された確率的にトリガーされたAGNのレベルを使用して、予測された分離(rp)の関数として、潮汐によって誘発された降着および相関降着の強度をモデル化し、モデルの期待値を、デュアルAGNおよびオフセットAGNの観測された体積密度と比較します(ペアの単一のAGN)。rp~10kpcでは、潮汐相互作用が確率的燃料供給よりも~30%多くのAGNを誘発し、オフセットAGNの~12%が相関のために二重AGNになることがわかります。これらの両方の効果の強さは、rpの増加とともに減少します。また、銀河ペアのAGNのOIII光度は、孤立した銀河で見られるものと一致していることもわかりました。私たちの結果は、潮汐によって誘発された効果を統計的に検出できる一方で、相互作用する銀河で潮汐によって誘発されたAGNと確率的に誘発されたAGNを分離することは困難であることを示しています。
SDSS-IV MaNGA 用の視覚的に分類された分光オブジェクト カタログ
MaNGAインテグラルフィールド分光サーベイで視覚的に分類されたオブジェクトのカタログを提供します。MaNGAサーベイは、それぞれの積分フィールドユニットで単一の銀河をターゲットにするように設計されています。ただし、これらのフィールドの多くは補助オブジェクトをホストします。MaNGAの視野内のSDSSフォトメトリックオブジェクトをクリーンアップすることにより、これらの個別のオブジェクトを識別します。次に、MaNGAのデータキューブからのスペクトルを使用して、識別されたオブジェクトをスペクトル的に分類します。このカタログには、10,130のユニークなMaNGAフィールドからの1385の星、11,439の銀河、および107の広線活動銀河核(BLAGN)の位置と分類が含まれています。また、次のような銀河の分光学的に導出されたパラメーターも提供します。星の質量、ガスと星の運動学、輝線フラックスと等価幅。このカタログは、MaNGAカタログのサイズを最大50%効果的に拡張し、MaNGAプロジェクトの有用性を高めます。
確率的重力波背景検出に対する A/E チャネルの影響
| Title |
The_impacts_of_A/E_channels_on_stochastic_gravitational_wave_background_detection |
| Authors |
Zheng-Cheng_Liang,_Zhi-Yuan-Li,_Jun_Cheng,_En-Kun_Li,_Jian-dong_Zhang,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02852 |
時間遅延干渉法(TDI)の方法は、衛星搭載重力波検出器のレーザーノイズをキャンセルするために提案されています。すべての異なるTDIの組み合わせの中で、最も一般的に使用されるのは直交チャネルA、E、およびTです。ここで、AとEは信号に敏感で、Tは信号に敏感ではありません。一方、確率的重力波背景を検出するには、オーバーラップ削減機能を導入してチャネル間の相関を特徴付ける必要があります。オーバーラップ削減関数の計算では、等アームマイケルソンチャネルを仮定して、低周波近似で作業すると便利なことがよくあります。ただし、$\rmA/E$チャネルのオーバーラップ削減機能を使用したい場合、低周波近似は失敗します。$\rmA/E$チャネルのオーバーラップ削減関数の正確な形式を導出します。重複削減関数に基づいて、TianQin、TianQinI+II、およびTianQin+LISAの感度曲線を計算します。$\rmA/E$チャネルで計算された検出感度は、等腕マイケルソンチャネルから得られた検出感度とほぼ一致していると結論付けます。
ビッグバン後の最初の700 Myr内の銀河集合と化学濃縮の基本的な平面
| Title |
A_fundamental_plane_of_galaxy_assembly_and_chemical_enrichment_within_the_first_700_Myr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Kasper_E._Heintz,_Gabriel_B._Brammer,_Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Claudia_del_P._Lagos,_Aswin_P._Vijayan,_Jorryt_Matthee,_Darach_Watson,_Charlotte_A._Mason,_Anne_Hutter,_Sune_Toft,_Johan_P._U._Fynbo,_Pascal_A._Oesch,_and_Victoria_B._Strait |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02890 |
宇宙時間の最後の12Gyrの銀河は、星形成率(SFR)、星の質量($M_\star$)、および化学的存在量に関連する単一の普遍的な基本平面に従います。これらの基本的なスケーリング関係からの逸脱は、銀河の進化を制御するプロセスの劇的な変化を意味します。観測は、この関係が非常に初期の宇宙で壊れている可能性を示唆しています。しかし、最近まで、銀河の化学組成は、赤方偏移$z=3.3$までさかのぼって確実に測定することができました。JWSTを使用すると、ビッグバン後の最初の数億年の間、赤方偏移$z\approx7-10$で、銀河のSFR、$M_\star$、および気相金属量を特徴付けることができるようになりました。ここで、この時代の銀河は、普遍的なSFR-$M_\star$主系列と質量-金属量のスケーリング関係に従うが、それらの化学的存在量は後の銀河の基本平面から予想されるよりも3倍低いことを示しています。最先端のシミュレーションと比較すると、これらの発見は、銀河の集合と星形成が以前に予想されていたよりも急速に始まっていることを示唆しており、さらに、この時点での銀河は依然として銀河間媒体と密接に結びついており、銀河の継続的な減少にさらされていることを示しています。存在する金属を効果的に希釈する元のガス。
低質量銀河の測光質量推定と恒星質量-ハロー質量関係
| Title |
Photometric_Mass_Estimation_and_the_Stellar_Mass-Halo_Mass_Relation_for_Low_Mass_Galaxies |
| Authors |
Dennis_Zaritsky_and_Peter_Behroozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02948 |
我々は、10$^5$M$_\odot$の恒星質量までの恒星質量-ハロー質量(SMHM)関係を確立することを可能にする局所銀河の測光的ハロー質量推定技術を提示する。4つの局所銀河団のSMHM関係、または銀河団と場の関係の間に検出可能な違いは見られず、アバンダンスマッチングアプローチを使用して導出された以前のSMHM関係の外挿との一致が見られます。経験的なSMHM関係にべき法則を当てはめ、採用されたNFW暗黒物質プロファイルとM$_*<10^9$M$_\odot$の場合、ハローの質量はM$_h=10^{10.35\であることを発見しました。pm0.02}({\rmM}_*/10^8{\rmM}_\odot)^{0.63\pm0.02}$.この関係の正規化は、採用された暗黒物質のポテンシャルに依存する体系的なモデリングエラーの影響を受けやすく、引用された不確実性は中央値の関係の不確実性を指します。我々の選択基準を満たすM$_*<10^{9}$M$_\odot$の銀河の場合、我々の方法論から生じる不確実性を含め、$M_h$のフィットに関する分散は0.3dexです。最後に、同じ手法を使用してSMHM関係に低光度局所群銀河を配置し、それをM$_*\sim10^3$M$_\odot$に拡張し、これらの銀河のいくつかが追加の質量内部の証拠を示すことを示唆します標準の暗黒物質プロファイルによって提供される有効半径を超える有効半径まで。この質量が中心のブラックホールの形である場合、ブラックホールの質量は中間質量のブラックホール$10^{(5.7\pm0.6)}$M$_\odot$の範囲にあり、これは質量に対応します。これは、M$_h$の数パーセントであり、より大規模な銀河を表す関係から外挿された値をはるかに上回っています。
メーザーと電波星のVLBIアストロメトリーによる銀河の構造と運動学の研究
| Title |
Study_of_the_structure_and_kinematics_of_the_Galaxy_according_to_VLBI_astrometry_of_masers_and_radio_stars |
| Authors |
V._V._Bobylev,_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03045 |
近年、電波干渉観測により、三角視差の絶対値や、メーザー放射源や電波星の固有運動が高い精度で求められるようになりました。これらの天体の三角視差を決定する際の誤差は、平均で約10マイクロアーク秒であり、太陽から銀河の中心までの距離にある星の分布の幾何学的および運動学的特性を自信を持って研究することができます。この記事では、メーザーと電波星のVLBI観測を使用してさまざまな科学チームによって得られた、銀河の構造と運動学の研究の主な結果の概要を説明します。この作品の著者によって得られた銀河の研究結果に主な注意が払われています。
パーカー不安定性の定常状態
| Title |
Steady_states_of_the_Parker_instability |
| Authors |
Devika_Tharakkal,_Anvar_Shukurov,_Frederick_A._Gent,_Graeme_R._Sarson,_Andrew_P._Snodin,_Luiz_Felippe_S._Rodrigues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03215 |
銀河におけるパーカー不安定性の線形特性、非線形飽和、安定した強い非線形状態を研究します。宇宙線の有無にかかわらず、磁気浮力とその結果を検討します。宇宙線は、異方性の非フィック拡散による流体近似を使用して記述されます。不安定性に対する非物理的な制約(不安定な背景状態を指定するためによく使用される境界条件など)を回避するために、不安定な磁気静水圧平衡を表す背景状態からの偏差について、非理想的なMHD方程式が解かれます。等温気体を考慮し、回転を無視します。不安定性の線形進化は、以前の分析モデルおよび数値モデルとほぼ一致しています。しかし、以前の研究の単純化した仮定のほとんどは成り立たず、定量的ではなく定性的な図しか提供しないことを示しています。その非線形段階では、不安定性によりバックグラウンド状態が初期状態から大幅に変化しました。磁場と宇宙線の両方の垂直方向の分布ははるかに広く、ガス層はより薄く、磁場と宇宙線の両方のエネルギー密度は大幅に減少します。非線形状態の空間構造は、線形モードの空間構造とは異なります。一時的なガスの流出は、飽和に近づくにつれて弱い非線形不安定性によって引き起こされます。
MaNGA 星形成領域のソフトネス ダイアグラム: 拡散イオン化ガス汚染または局所的な HOLMES 優勢?
| Title |
The_softness_diagram_for_MaNGA_star-forming_regions:_diffuse_ionized_gas_contamination_or_local_HOLMES_predominance? |
| Authors |
Enrique_P\'erez-Montero,_Igor_Zinchenko,_Jos\'e_M._V\'ilchez,_Almudena_Zurita,_Estrella_Florido,_Borja_P\'erez-D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03216 |
いわゆるソフトネスダイアグラムを調べます。このダイアグラムの主な機能は、星形成領域の電離放射線の硬度を提供することです。ホットで古い低質量進化星(HOLMES)が、以前のMaNGAデータ分析で示唆されているように、星形成領域内のイオン化。コードHCm-Teffを使用して、イオン化パラメーターと等価実効温度(T*)の両方を導出し、大質量星と惑星状星雲(PNe)のモデルを採用し、ソフトネスダイアグラムで異なる一連の輝線を調べて、MaNGAとCHAOSの星形成領域のサンプルで観測された柔らかさのパラメーターの違いの主な原因。大質量星よりも硬いソースによってイオン化されたと思われるT*>60kKの領域の割合は、[SII]$\lambda\lambda$6716,6731の輝線がソフトネスダイアグラムで使用されます。ただし、$\lambda$6584の[NII]輝線を代わりに使用すると、両方のサンプルのこの領域のそれぞれの割合が大幅に減少します(MaNGAで20%、CHAOSで10%)。これは、低解像度のMaNGAデータの拡散イオン化ガス(DIG)汚染が、HII領域でのHOLMESの主な役割とは対照的に、測定されたT*を人為的に増加させる原因であることを示している可能性があります。
大規模な衝突風連星 WR 20a の多波長研究: 高速回転 LIGO 連星ブラック ホール合体の可能性のある前駆体
| Title |
A_Multiwavelength_Study_of_the_Massive_Colliding_Wind_Binary_WR_20a:_A_Possible_Progenitor_for_Fast-Spinning_LIGO_Binary_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Grace_M._Olivier,_Laura_A._Lopez,_Katie_Auchettl,_Anna_L._Rosen,_Aldo_Batta,_Kathryn_F._Neugent,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Tharindu_Jayasinghe,_Patrick_J._Vallely,_Dominick_M._Rowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02514 |
WR20aは、私たちの銀河系で知られている中で最も大規模な近接連星です。2つの$\approx$80M$_\odot$ウォルフライエ星で構成され、散開星団ヴェスタールンド2で$\approx$3.7日の短い周期を持っています。連星進化とコンパクトな物体形成の現在不確実な物理学、および大規模な日食連星系における風の衝突領域の研究。WR20aの深いチャンドラ観測を使用して、2つのWolf-Rayet星の間の風の衝突領域の時間変動を研究し、その軌道周期の$\約$2/3をカバーするX線光度曲線を生成することができます。一方のピークのフラックスがもう一方のピークのフラックスよりも2.5$\sigma$大きいため、X線の光度曲線が非対称であることがわかります。この非対称性は、2つの星からの非対称な質量損失、または系の異常に速い回転による風の衝突領域の偏りによって引き起こされる可能性があります。TESSおよびASAS-SNによって測定された光学的光度曲線と比較すると、X線光度曲線も位相空間でシフトされます。さらに、2つの星の寿命の終わりに予想される連星ブラックホールの合体をモデル化することにより、このシステムの最終的な運命を探ります。このシステムは、高速回転する連星ブラックホールの合体イベントのLIGO前駆体のサブ集団の代表になるように進化すると結論付けています。
3FHL カタログの識別。 Ⅵ．機械学習によるソース分類による 3FHL 関連付けられていないオブジェクトの迅速な観察
| Title |
Identifying_the_3FHL_Catalog._VI._Swift_Observations_of_3FHL_Unassociated_Objects_with_Source_Classification_via_Machine_Learning |
| Authors |
S._Joffre,_R._Silver,_M._Rajagopal,_M._Ajello,_N._Torres-Alb\`a,_A._Pizzetti,_S._Marchesi,_and_A._Kaur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02579 |
HardFermiLargeAreaTelescopeSources(3FHL)の第3カタログでは、E>10GeVで1556個の天体が検出されたと報告されています。ただし、177のソースは関連付けられていないままであり、23は起源不明のROSATX線検出に関連付けられています。Swift-XRTを使用して、これらの関連付けられていない未知のソースの30に対して、尖ったX線観測が行われました。30視野中21視野で明るいX線源の対応物が検出されました。これらの21のフィールドのうちの5つで、複数のX線対応物が検出され、合計26のX線源が分析されました。多波長データは、検出された各X線源について編集されました。検出された26個のX線源のうち21個がブレーザーの多波長特性を示し、1つのX線源が銀河源の特性を示していることがわかりました。訓練されたデシジョンツリー、ランダムフォレスト、およびサポートベクターマシンモデルを使用して、21のすべてのブラザー対応候補がBLLacertaeオブジェクト(BLLacs)であると予測します。これは、BLLacsが3FHLで最も人口の多いソースクラスであることと一致しています。
| Title |
Collisionless_accretion_onto_black_holes:_dynamics_and_flares |
| Authors |
Alisa_Galishnikova,_Alexander_Philippov,_Eliot_Quataert,_Fabio_Bacchini,_Kyle_Parfrey,_Bart_Ripperda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02583 |
軸対称一般相対論的パーティクルインセルシミュレーションを使用して、回転するブラックホールへの無衝突プラズマの降着を第一原理から研究します。これらの結果を、類似の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションと並べて比較します。全体的な流れのダイナミクスには多くの類似点がありますが、動的シミュレーションと流体シミュレーションの間には3つの重要な違いが特定されています。私たちの動力学的アプローチでは、磁気リコネクションはより効率的であり、非熱粒子集団を急速に加速します。さらに、動力学的シミュレーションのプラズマは、動力学的スケールの不安定性を励起する圧力異方性や、自由ストリーミング値に近づく地平線近くの大きな場に沿った熱流束など、熱平衡からの大幅な逸脱を引き起こします。GRAVITYとイベントホライズンテレスコープによるSgrA*とM87のイベントホライズンスケール観測のモデル化に対する結果の意味について説明します。
AGNディスクのバイナリ形成メカニズムとしてのガスの動的摩擦
| Title |
Gas_dynamical_friction_as_a_binary_formation_mechanism_in_AGN_discs |
| Authors |
Stanislav_DeLaurentiis,_Marguerite_Epstein-Martin,_Zoltan_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02650 |
この論文では、気体の動的摩擦(DF)が、活動銀河核(AGN)円盤に埋め込まれたフライバイ恒星質量ブラックホール(sBH)の運動にどのように影響するかを調べます。超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲の最初は円軌道に近い2つの共平面sBHの相互作用の3体統合を実行します。DFは、AGNディスクで重力結合したケプラーに近いバイナリの形成を促進できることがわかり、そのようなキャプチャが発生する衝撃パラメーターとAGNディスクパラメーターの離散範囲を示します。また、バインドされたバイナリの離心率と回転の感覚(背景のAGNディスクに対して順行または逆行)の傾向を、最初の遭遇の影響パラメーターの関数として報告します。ガス摩擦のおおよその説明に基づいていますが、我々の結果は、AGNディスクでの連星形成は一般的であり、順行と逆行の両方、および円形と偏心連星の両方を生成する可能性があることを示唆しています。
狭い Fe-K$\alpha$ 残響マッピングにより、変化する外見の活動銀河核内の不活性化された広線領域が明らかになる
| Title |
Narrow_Fe-K$\alpha$_Reverberation_Mapping_Unveils_the_Deactivated_Broad-Line_Region_in_a_Changing-Look_Active_Galactic_Nucleus |
| Authors |
Hirofumi_Noda,_Taisei_Mineta,_Takeo_Minezaki,_Hiroaki_Sameshima,_Mitsuru_Kokubo,_Taiki_Kawamuro,_Satoshi_Yamada,_Takashi_Horiuchi,_Hironori_Matsumoto,_Makoto_Watanabe,_Kumiko_Morihana,_Yoichi_Itoh,_Koji_S._Kawabata,_Yasushi_Fukazawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02731 |
「Changing-lookactivegallacticnuclei」(CLAGN)は、タイプ1とタイプ2の間で見かけのタイプが変化することが知られており、通常、年単位での光度の劇的な変化を伴います。ただし、CLAGNのブロードライン領域(BLR)の材料がタイプ遷移中に現れたり消えたりするのか、ライン生産が単にアクティブ化または非アクティブ化されている間に同じ場所に留まるのかはまだ不明です。ここでは、すざく望遠鏡、スイフト望遠鏡、および地上望遠鏡によるCLAGN、NGC3516のX線光学モニタリングの結果を提示します。BLRマテリアル。2013年から2014年のタイプ2(かすかな)フェーズで、数十日の時間スケールで狭いFe-K$\alpha$ラインの有意な変動を検出し、「狭いFe-K$\alpha$残響マッピング、そのフラックスの変化を、コロナからのX線連続体および降着円盤からの$B$バンドの連続体と比較しています。その結果、連続体の背後にあるFe-K$\alpha$ラインの時間差は$10.1^{+5.8}_{-5.6}$日($1\sigma$エラー)であることがわかりました。タイプ1(明るい)フェーズで光学分光残響マッピングで決定されたBLRの位置。この発見は、BLR材料が、タイプ2フェーズ中に光ブロードラインを放出することなく、同じ位置にとどまったことを示しています。タイプ遷移中の放射の劇的な減少を考慮すると、我々の結果は、降着円盤からの放射圧が主な駆動力であるべきであると提案するBLRの熱く議論された形成モデルと矛盾している可能性があります。
AGNにおけるコンプトン化によるタイムラグとX線コロナの制約に関する理論的研究
| Title |
A_theoretical_study_of_the_time-lags_due_to_Comptonization_and_the_constraints_on_the_X-ray_corona_in_AGN |
| Authors |
W._Zhang,_I._E._Papadakis,_M._Dov\v{c}iak,_M._Bursa,_V._Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02734 |
ブラックホールの回転軸上に位置する、球形で均一な静止X線コロナにおける円盤放出光子のComptonizationによるフーリエタイムラグを調べます。一般相対論的モンテカルロ放射伝達コードであるMonkを使用して、Novikov-Thorne温度プロファイルを持つ薄いディスクから放出される光子のコンプトン散乱を計算します。コンプトン化によるモデルのタイムラグは、特性周波数まで一定のままであり、その後、より高い周波数で急速にゼロに減少することがわかります。コロナ半径、温度、光学的深さ、高さ、およびさまざまな降着率とブラックホール質量の幅広い値について、タイムラグとクロススペクトルを決定するために使用できる方程式を提供します。また、単一のコロナのX線光度の方程式を、その特性とディスク上の位置の関数として提供します。驚くべきことに、観測された近くの明るい活動銀河のX線タイムラグは、複数の動的コロナの逆Comptonizationプロセスによってうまく再現できます。
フラックス分解X線分光法における隠れたバイアス
フラックス分解X線分光法は、さまざまなフラックスレベル間のターゲットのスペクトル変動を調査するために広く採用されています。多くの場合、これは、単一の光度曲線を特定の計数率のしきい値を持つ複数の光束レベルに水平に分割することによって行われます。この作業では、このアプローチには、特定の状況下でスペクトル分析に影響を与える可能性のある2つの隠れたバイアスがあることを指摘します。1つ目は、ライトカーブビン内のソースカウントのポアソン変動が固有の変動と比較して無視できない場合、このアプローチは、高(低)状態の固有の平均フラックスレベルを過大評価(過小評価)することです。2番目のバイアスは、バックグラウンドカウント率のポアソン変動が無視できない場合、高(低)状態のバックグラウンドスペクトルが過小評価(過大評価)され、偏ったスペクトルフィッティングパラメーターが得られることです。バイアスの影響、特にAGNのコロナ温度の測定値がどのようにバイアスされるかを説明するために、NuSTARスペクトルを例に取ります。このようなバイアスの重要性を評価するためのおもちゃの方法と、必要に応じてそれらを修正するためのアプローチを提示します。
超大質量ブラック ホールの風が X 線で -- SUBWAYS。 I. ローカル ユニバースを超えた QSO での超高速アウトフロー
| Title |
Supermassive_Black_Hole_Winds_in_X-rays_--_SUBWAYS._I._Ultra-fast_outflows_in_QSOs_beyond_the_local_Universe |
| Authors |
G._A._Matzeu,_M._Brusa,_G._Lanzuisi,_M._Dadina,_S._Bianchi,_G._Kriss,_M._Mehdipour,_E._Nardini,_G._Chartas,_R._Middei,_E._Piconcelli,_V._Gianolli,_A._Comastri,_A._L._Longinotti,_Y._Krongold,_F._Ricci,_P._O._Petrucci,_F._Tombesi,_A._Luminari,_L._Zappacosta,_G._Miniutti,_M._Gaspari,_E._Behar,_M._Bischetti,_S._Mathur,_M._Perna,_M._Giustini,_P._Grandi,_E._Torresi,_C._Vignali,_G._Bruni,_M._Cappi,_E._Costantini,_G._Cresci,_B._De_Marco,_A._De_Rosa,_R._Gilli,_M._Guainazzi,_J._Kaastra,_S._Kraemer,_F._La_Franca,_A._Marconi,_F._Panessa,_G._Ponti,_D._Proga,_F._Ursini,_F._Fiore,_A._R._King,_R._Maiolino,_G._Matt,_A._Merloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02960 |
$22$発光($2\times10^{45}\lesssimL_{\rmbol}\rm/erg\,s^{-1}\lesssim2\times10^{46}$)中間赤方偏移($0.1\lesssimz\lesssim0.4$)の活動銀河核(AGN)、x-rAYS(SUBWAYS)サンプルの超大質量ブラックホール風の一部として、ほとんどがクエーサー(QSO)で構成され、タイプ\,1AGN.ここでは、2019年から2020年の間に\textit{XMM-Newton}で17のターゲットが観測され、残りの5つは以前の観測からのものです。この大規模なキャンペーン($1.45\,\rmMs$の期間)の目的は、AGNの超大質量ブラックホールから放出されるX線における風のさまざまな兆候を特徴付けることです。この論文では、Fe\,Kバンド($E>7\,\rmkeV$)の青方偏移吸収トラフを通じて通常検出される超高速アウトフロー(UFO)の検索と特徴付けに焦点を当てます。モンテカルロ手順に従うことにより、高度にイオン化された鉄に対応する吸収線の検出を確認します(例:Fe\,\textsc{xxv}\,H$\alpha$,Fe\,\textsc{xxvi}\,Ly$\)$\gtrsim95\%$信頼レベルで7/22ソースのalpha$)(個々の行ごと)。サンプル内のそのような吸収機能の全体的な結合確率は$>99.9\%$です。SUBWAYSキャンペーンは、\xmmおよび\suzaku観測を使用して取得された、セイファートに関する以前のローカル研究よりも高い光度と赤方偏移で広がっています。前の調査結果と一致するサンプル全体で$\sim30\%$のUFO検出率が見つかりました。この研究は独立して、広範囲の光度にわたってAGNのかなりの割合で穏やかな相対論的速度（$\gtrsim0.1c$）で伝播する高度にイオン化された物質の存在をさらにサポートします。流体力学的多相シミュレーションでもサポートされているように、自動調整されたAGNフィードバックサイクル。
| Title |
Supermassive_Black_Hole_Winds_in_X-rays:_SUBWAYS._II._HST_UV_spectroscopy_of_winds_at_intermediate_redshifts |
| Authors |
M._Mehdipour,_G._A._Kriss,_M._Brusa,_G._A._Matzeu,_M._Gaspari,_S._B._Kraemer,_S._Mathur,_E._Behar,_S._Bianchi,_M._Cappi,_G._Chartas,_E._Costantini,_G._Cresci,_M._Dadina,_B._De_Marco,_A._De_Rosa,_J._P._Dunn,_V._E._Gianolli,_M._Giustini,_J._S._Kaastra,_A._R._King,_Y._Krongold,_F._La_Franca,_G._Lanzuisi,_A._L._Longinotti,_A._Luminari,_R._Middei,_G._Miniutti,_E._Nardini,_M._Perna,_P.-O._Petrucci,_E._Piconcelli,_G._Ponti,_F._Ricci,_F._Tombesi,_F._Ursini,_C._Vignali,_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02961 |
HSTで観測された21の活動銀河核(AGN)における電離流出のUV分光研究を提示します。SUBWAYSサンプルのターゲットは、局地的なセイファート銀河と高赤方偏移の明るいクエーサーとの間の未調査のAGNのパラメーター空間を調べる目的で選択されました。0.1-0.4の赤方偏移と10^45-10^46erg/sの放射光度(L_bol)にまたがる私たちのターゲットは、大規模な多波長キャンペーンで観測されています。ここでは、UVスペクトルをモデル化し、さまざまなタイプのAGN流出を探します。ターゲットの60%がHI吸収の流出の存在を示し、40%がCIV、NV、またはOVIによる吸収として見られるイオン化された流出を示していることがわかります。これは、局地的なセイファート銀河で見られるイオン化された流出の発生に匹敵します。サンプル内のすべてのUV吸収線は比較的狭く、流出速度は最大-3300km/sに達します。X線の超高速アウトフロー(UFO)に対応するUVは検出されませんでした。ただし、X線UFOを持つすべてのSUBWAYSターゲットは、低速でのUV流出の存在を示しています。UVイオンのカラム密度(N)とAGNのL_bolの間には有意な相関関係があり、HIのNはL_bolと共に減少し、OVIのNはL_bolと共に増加します。これは光イオン化効果である可能性が高く、AGNの光度が高くなるにつれて、風はよりイオン化され、中性イオンまたは低イオン化イオンによる吸収が少なくなり、高イオン化イオンによる吸収が多くなります。さらに、UVイオンのNは、流出速度が増加するにつれて減少することがわかります。これは、ＵＶ吸収媒体を排出している機械力によって説明されるかもしれない。観察された関係は、多相AGNフィーディングおよびフィードバックシミュレーションと一致しており、放射プロセスと機械プロセスの両方が組み合わされていることを示しています。
低質量X線連星シミュレーションデータ公開
モデル化された低質量X線連星(LMXB)のオープンアクセスデータベースであるDABS(DatabaseofAccretingBinarySimulations)を紹介します。DABSは、中性子星とブラックホールLMXBの進化の軌跡を使用して作成されており、付加質量、ドナー質量、および軌道周期の初期条件の大規模なセットにまたがっています。LMXBは、対流および回転ブースト磁気ブレーキ処方で進化しています。このオンラインデータベースの最も重要な資産はツールPEAS(AccretingSystemsのProgenitorExtractor)です。このツールを使用して、ユーザーが入力した任意のLMXBシステムの前駆細胞を予測し、物質移動の開始前にそれらのプロパティを表示できます。この予測により、観測されたLMXBの前駆細胞の予備検索が容易になり、さらに詳細な分析を合理化するのに役立ちます。PEASツールは、連星における超新星キックと一般的なエンベロープの結果に特化した集団合成手法を制約するためにも使用できます。
エクストリームブレイザーPGC 2402248における非常に高いエネルギー放出メカニズム
| Title |
Very_high_energy_emission_mechanism_in_the_extreme_blazar_PGC_2402248 |
| Authors |
B._Medina-Carrillo,_Sarira_Sahu,_G._S\'anchez-Col\'on,_and_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03064 |
超高周波ピークBLLacs(EHBL)は、$10^{17}$Hzを超えるシンクロトロンピーク周波数と、数GeVsから数TeVsのエネルギー範囲にある2番目のピークによって特徴付けられます。MAGIC望遠鏡は、2018年4月19日に初めて、複数の他の機器によって多波長で同時に観測されたEHBLPGC2402248からマルチTeVガンマ線を検出しました。光源の広帯域スペクトルエネルギー分布は、通常、レプトンモデルとハドロンモデルを使用してモデル化されます。多くの高エネルギーブレーザーからの謎めいた超高エネルギー(VHE)フレアイベントの解釈におけるフォトハドロンモデルの成功により、このモデルを拡張して、MAGIC望遠鏡で観測されたPGC2402248からのVHEイベントを説明し、結果を他の結果と比較します。モデル。フォトハドロン適合は同等であり、他のほとんどのモデルよりも優れていると結論付けています。さらに、スペクトルがハードではなく、低放出状態であることを示します。このフレアイベントの推定バルクローレンツファクターは、$\lesssim34$であることがわかります。
TeVsからPeVsまでのエネルギーを持つ天体物理学ニュートリノの起源のモデルは、マルチメッセンジャー観測と集団研究によって強く制約されています。最近の結果は、これらのニュートリノと超長基線干渉法(VLBI)で観測された電波フラックスによって選択された活動銀河核(AGN)との間に統計的に有意な関連があることを示しています。これは、ニュートリノがブレーザーの中央パーセクで生成され、相対論的ジェットが観測者を指しているAGNであることを示唆しています。しかし、従来のAGNモデルは、観測的にブレーザーに関連するニュートリノフラックスの最高エネルギー部分のみを説明する傾向があります。ここでは、ジェット基地の近くに位置する電波コアであるVLBI電波フラックスに支配的な寄与を与えるAGNの一部でニュートリノがどのように生成されるかについて詳しく説明します。そこの物理的条件は、中央のブラックホールの周囲の環境と、ジェットに沿って移動するプラズマの塊の両方とは異なります。必要なニュートリノ流束は、光子のものよりもかなり小さいが、ブラックホールの近くで加速された相対論的陽子とコア内の放射との相互作用で生成することができる。
BL Lacの色偏光：かすかに明るく
| Title |
Chromatic_optical_polarization_of_BL_Lac:_while_faint_and_bright |
| Authors |
Elena_Shablovinskaya,_Eugene_Malygin,_Dmitry_Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03200 |
\textit{IXPE}天文台によって提供された天体物理学的X線偏光に関する最初の結果により、BLLacタイプの天体の波長依存シンクロトロン偏光への関心が高まっています。この論文は、BLLac($z=0.069$)と名付けられた有名なブレーザーの偏光におけるマルチバンド光学観測の結果を示しています。活動の段階に関係なく、オブジェクトの放射は、安定した振動期間なしで最大1.5時間の時間スケールで発生する変化を伴う、明るさと偏光の日中変動によって特徴付けられることが示されました。さまざまな光学バンドでの偏光観測は、ブレザーの偏光度と角度が波長に依存し、最大色度と観測された最大偏光度が最小輝度状態で検出されたことを示しています。フレア状態の間、偏光色収差は、1時間の時間スケールでフラックス勾配とともに変化しました。定性的には、このような動作はジェット内衝撃モデルで説明できますが、色収差の振幅とその急速な変化はモデルの予測とは大きく異なり、数値計算に挑戦します。
せん断流における粒子加速: 相対論的 MHD ジェット シミュレーションにおける乱流スパイン シース構造の自己生成
| Title |
Particle_acceleration_in_shearing_flows:_the_self-generation_of_turbulent_spine-sheath_structures_in_relativistic_MHD_jet_simulations |
| Authors |
Jie-Shuang_Wang,_Brian_Reville,_Yosuke_Mizuno,_Frank_M._Rieger,_Felix_A._Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03226 |
数キロパーセックスケールの銀河系外ジェットのX線観測は、シンクロトロンの起源を支持しています。放出電子の短い冷却時間は、サブPeVエネルギーまでの電子の分散加速を必要とします。以前の論文で、これはせん断加速度モデルによって首尾一貫して説明できることを発見しました。このモデルでは、粒子が加速されて、主に速度プロファイルと乱流スペクトルによって決定されるスペクトルインデックスを持つべき乗則スペクトルが生成されます。この論文では、3D相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行して、スパインシース構造の形成と、静的な繭に伝播する相対論的ジェットの乱流の発達を調査します。典型的なFanaroff-RileyタイプI/IIジェットに一致するように選択された値を使用して、さまざまなスパイン速度と磁場プロファイルを調査します。すべての場合において、主にケルビン・ヘルムホルツ不安定性により、棘と繭の界面に鞘が生成されることがわかります。シース内の大規模な速度プロファイルは線形に近いです。乱流はスパインとシースの両方で発生し、乱流速度スペクトルはコルモゴロフスケーリングと一致します。粒子スペクトルインデックスに焦点を当てて、せん断粒子加速の意味を調べます。
ディープ ニューラル ネットワークを使用した電波連続体マップでの天文ソースの検出
| Title |
Astronomical_source_detection_in_radio_continuum_maps_with_deep_neural_networks |
| Authors |
S._Riggi,_D._Magro,_R._Sortino,_A._De_Marco,_C._Bordiu,_T._Cecconello,_A.M._Hopkins,_J._Marvil,_G._Umana,_E._Sciacca,_F._Vitello,_F._Bufano,_A._Ingallinera,_G._Fiameni,_C._Spampinato,_K._Zarb_Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02538 |
ソースの発見は、オーストラリアのSKAパスファインダー(ASKAP)望遠鏡の宇宙の進化地図(EMU)調査など、SKA前駆体を使用した今後の電波連続体調査で最も困難なタスクの1つです。このような調査の解像度、感度、空範囲は前例のないものであり、既存のソースファインダーに新しい機能と改善を加える必要があります。その中で、特に銀河面での誤検出率の低減と、複数のバラバラの島を物理的なオブジェクトに関連付ける機能.このギャップを埋めるために、MaskR-CNNオブジェクト検出フレームワークに基づく新しいソースファインダーを開発しました。これは、無線連続体画像内のコンパクト、拡張、スプリアス、および不十分な画像ソースを検出および分類することができます。このモデルは、アーリーサイエンスおよびパイロット調査フェーズで観測されたASKAPEMUデータと、VLAおよびATCA望遠鏡で取得された以前の電波調査データを使用してトレーニングされました。テストサンプルでは、最終モデルは85\%を超える全体的な検出の完全性、$\sim$65\%の信頼性、および90\%を超える分類精度/再現率を達成します。すべてのソースクラスについて得られた結果が報告され、議論されます。
EHT ポラリメトリーによる銀河中心の降着乱流の調査
| Title |
Probing_Accretion_Turbulence_in_the_Galactic_Center_with_EHT_Polarimetry |
| Authors |
Chunchong_Ni,_Avery_E._Broderick,_Roman_Gold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02544 |
微分回転によって引き起こされる不安定性によって成長する磁場は、ブラックホールへの降着に不可欠であると考えられています。これらの不安定性は乱流状態で飽和します。したがって、射手座A*(SgrA*)の地平線解像画像の空間的および時間的変動は、降着理論のこの重要な側面を経験的に評価することができます。しかし、星間散乱は銀河中心からの高周波電波画像をぼやけさせ、偽の小規模構造を導入し、画像の空間変動の解釈を複雑にします。星間散乱がSgrA*の偏光画像に与える影響を調査し、信頼できる物理パラメータについては、介在する散乱が非複屈折であることを示します。したがって、水平線解像偏光ミリ波/サブミリ波VLBI観測を利用して、固有の空間変動の統計的尺度を生成し、その結果、基礎となる降着流の乱流を生成する散乱緩和スキームを構築します。最適な分極基底が識別され、3次元での磁場配向の変動の測定値に対応します。シミュレートされたデータセットを使用して緩和スキームを検証し、現在および将来の地上実験で画像変動パワースペクトルを正確に測定できることを発見しました。
ケック天文台アーカイブ (KOA) でのリアルタイムのデータ取り込み
| Title |
Real-time_Data_Ingestion_at_the_Keck_Observatory_Archive_(KOA) |
| Authors |
G._Bruce_Berriman,_M._Brodheim,_M._Brown,_L._Fuhrman,_C.R._Gelino,_M._Kong,_C.-H._Lee,_M.S._Lynn,_J._Mader,_T._Oluyide,_M.A._Swain,_T._Tucker,_A._Laity,_J._Riley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02576 |
今年の2月以降、KOAはほぼリアルタイムで取得されたデータの準備、転送、取り込みを開始しました。ほとんどの場合、観測者はKOAを介して取得から1分以内にデータを利用できます。リアルタイムの取り込みは、2022年の夏の終わりまでにすべてのアクティブな機器で完了する予定です。天文台は、最新のPythonデータ削減パイプラインの開発をサポートしています。アーカイブへの取り込み。このプレゼンテーションでは、リアルタイムデータインジェストをサポートするために開発されたインフラストラクチャについて説明します。これは、エンドツーエンドの運用をモダナイズするというObservatoryのより大きなイニシアチブの一部です。望遠鏡の運用中、WMKOのソフトウェアは、キーワードベースの天文台制御システムの監視を通じて新たに取得されたファイルが認識されると、自動的に実行されます。このシステムは、事実上すべての天文台機能を実行するためにケックで使用されています。モニターは、制御システムに組み込まれたコールバックを使用して、個別にアーカイブに送信するファイルのデータ準備を開始します。スケジュールスクリプトやファイルシステム関連のトリガーは不要です。Flaskマイクロフレームワークから呼び出されるHTTPベースのシステムは、WMKOとNExScI間のファイル転送を可能にし、NExScIでのデータ取り込みをトリガーします。NEXScIの取り込みシステムは、コンパクト(4KLOC)で、耐障害性に優れたPythonベースのシステムです。共有ファイルシステムを使用して、WMKOからNExScIにデータを転送します。取り込みコードは機器に依存せず、機器パラメーターは構成ファイルから読み取られます。これは、2004年から使用されていた扱いにくい(50KLOC)Cベースのシステムに取って代わります。
Coma Off It: 天体画像から可変点広がり関数を削除する
| Title |
Coma_Off_It:_Removing_Variable_Point_Spread_Functions_from_Astronomical_Images |
| Authors |
J._M._Hughes,_C._E._DeForest,_and_D._B._Seaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02594 |
視野全体にわたって、望遠鏡または他のイメージング機器の点広がり関数を事後的に正則化する方法について説明します。一般に、イメージング機器は、コマ、球面収差、および同様の効果により、視野全体でゆっくりと変化する点広がり関数を使用した局所畳み込みによって、光源の点光源をぼかします。後処理でPSFを正則化して、視野全体にわたって均一で狭い「実効PSF」を持つデータを生成することが可能です。次に、この方法は、他の方法では達成できないよりも高い解像度でシームレスな広視野の天文モザイクを可能にし、データの均一性が重要な望遠鏡、レンズ、およびその他の光学システムの設計トレードスペースを変更する可能性があります。メソッドは、データを必要とする機器へのアクセスを必要とせず、スターフィールド画像を含む既存のデータセットからブートストラップできます。
スカラー渦コロナグラフのトポロジカル デザイン
| Title |
Topological_Designs_for_Scalar_Vortex_Coronagraphs |
| Authors |
Niyati_Desai,_Jorge_Llop-Sayson,_Arielle_Bertrou-Cantou,_Garreth_Ruane,_A.J._Eldorado_Riggs,_Eugene_Serabyn,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02633 |
将来の主力ミッションのために、太陽に似た星の周りの地球に似た太陽系外惑星の検出と特徴付けを行うには、コロナグラフが狭い角度間隔で大きなスペクトル帯域幅(>=20%)で1e-10のオーダーのコントラストを達成する必要があります。系外惑星の直接イメージングにおけるスカラー渦コロナグラフ(SVC)の可能性を探るこれまでの進捗状況を紹介します。SVCは、ベクトル渦コロナグラフ(VVC)の魅力的な代替手段です。VVCは最近、20%の広帯域光で6e-9の生のコントラストを示しましたが、偏光に依存します。SVCは、入射光に同じ位相ランプをインプリントし、偏光分離を必要としませんが、色の挙動によって本質的に制限されます。近年、特定のパターンに従って方位角位相関数を変調またはラップすることによってこの問題を解決するために、いくつかのSVC設計が提案されています。そのような設計の1つである階段SVCについて、10%のブロードバンド光で2e-7の生のコントラストを示す最高の実験SVC結果を提示します。SVCの広帯域性能と収差感度はトポロジーに大きく依存するため、さまざまな帯域幅にわたって高コントラストを最適化するために、いくつかのSVC設計の比較研究を実施しました。さらに、無彩色のソリューションを見つけるためにパフォーマンスを予測する新しいコロナグラフ最適化ツールを紹介します。
環状フィールドでの相対アストロメトリー
| Title |
Relative_astrometry_in_an_annular_field |
| Authors |
Mario_Gai,_Alberto_Vecchiato,_Alberto_Riva,_Alexey_Butkevich,_Deborah_Busonero,_Zhaoxiang_Qi,_Mario_Lattanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.03001 |
バックグラウンド。1mクラスの宇宙望遠鏡を使用したマイクロアーク秒レベル以下の相対天体観測は、系外惑星の検出と特性評価、および天体物理学と基礎物理学の最前線にあるいくつかのトピックのためのツールとして繰り返し提案されてきました。標的。この論文では、望遠鏡の光軸に近い隣接領域を撮像する従来の焦点面と比較して、環状の視野に基づく計器の概念の潜在的な利点を調査します。方法。G=12等よりも明るい基準星の空の分布の関数として、相対的な天体観測の基本的な側面を概説します(GaiaEDR3から)。G=8等までのターゲットのフィールドスターの統計は、解析とシミュレーションによって評価されます。結果。ソースモデルはわずかな測定で改善されるため、観測効率は個々のターゲットに関する事前知識から恩恵を受けます。専用の観測(10～20時間)により、系外惑星の軌道傾斜角を数度に抑えることができます。星のサンプルを含めるように観測戦略を調整して、参照フレームを具体化し、残りのカタログ誤差を平均して目的のマイクロアーク秒レベルに下げるのに十分な大きさにすることができます。ほとんどのターゲットでは、環状フィールドは通常、従来のフィールドよりも4～7倍多くの基準星を提供します。各ターゲットの最も明るい基準星は、最大2等まで明るくなります。結論。提案された環状フィールド望遠鏡のコンセプトは、従来の設計に関して、観測の柔軟性および/または天体観測の性能を向上させます。したがって、将来の相対天文観測ミッションの最適化への魅力的な貢献となるようです。
ASAS-SN 食連星 III の付加価値カタログ: ガイア分光連星の質量と半径
| Title |
The_Value-Added_Catalog_of_ASAS-SN_Eclipsing_Binaries_III:_Masses_and_Radii_of_Gaia_Spectroscopic_Binaries |
| Authors |
D._M._Rowan,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_Todd_A._Thompson,_B._J._Shappee,_and_W._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02509 |
恒星の質量と半径は、日食の連星光度曲線と分光軌道を組み合わせることで導き出すことができます。以前の研究では、PHOEBEを使用して、30,000以上の切り離された日食連星の超新星全天自動調査(ASAS-SN)光度曲線をモデル化しました。ここでは、結果をGaiaDataRelease3の128の二重線分光軌道と組み合わせます。下部主系列と巨大分枝の二重線分光連星のASAS-SN光度曲線を視覚的に検査し、サンプルに11個の連星を追加します。ASAS-SN値と一致するGaia周期と離心率を持つシステムは50%のみであることがわかります。emceeとPHOEBEを使用して、それぞれ7.9%と6.3%の中央部分の不確かさを持つ合計122個の星の質量と半径を決定します。
接触連星の質量比分布
接触連星の質量比$q$は、臨界しきい値$q_\text{min}$を超えるまで、物質移動、磁気ブレーキ、および熱緩和振動によって小さい値に変化します。それが起こると、連星は潮汐ダーウィン不安定性を経験し、成分の急速な合体とシステムの観測可能な増光につながります。単一の接触連星の$q$の決定には通常、分光法が必要なため、これまでのところ、接触連星の十分に大きな母集団での$q$の分布は測定されていません。しかし、以前に示したように、観測された光度曲線振幅の分布から、接触連星の全集団の質量比分布を推測することが可能です。ベイジアン推論を使用して、ケプラー日食連星カタログから接触連星候補のサンプルを、ガイアからのデータと有効温度の推定値と組み合わせて取得します。各候補者に、後期型または早期型のいずれかのコンタクトバイナリである確率を割り当てます。全体として、サンプルには約300の後期型と200の初期型の接触バイナリ候補が含まれています。質量比が指数$b$と$q_\text{min}$でのカットオフを持つべき法則によって記述されると仮定して、振幅分布をモデル化します。$q_\text{min}=0.087^{+0.024}_{-0.015}$は、期間が0.3日を超える後期タイプの接触バイナリに対して見つかります。より短い期間の後期型バイナリの場合、$q_\text{min}=0.246^{+0.029}_{-0.046}$が見つかりますが、サンプルは小さいです。周期が1日未満の初期型接触連星では、$q_\text{min}=0.030^{+0.018}_{-0.022}$が得られます。これらの結果は、コンポーネントの構造に対する$q_\text{min}$の依存性を示しており、以前の理論的予測と広く互換性があります。私たちの方法は、TESSやその他の宇宙ベースの調査からのコンタクトバイナリの大規模なサンプルに簡単に拡張できます。
日食連星の再議論。論文 XII。 F型ツインシステムZZボオーティス
ZZBooは、周期4.992dの円軌道上にある2つのほぼ同一の星を含むF型分離食連星系です。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)を使用して2つの観測セクターからの光度曲線を分析し、構成星の物理的特性を高精度で決定するために、公開されている2つのセットの視線速度を解析します。1.558+/-0.008Msunと1.599+/-0.012Msunの質量、および2.063+/-0.006Rsunと2.205+/-0.006Rsunの半径が見つかりました。一次食と二次食の深さの類似性は、過去に混乱を引き起こしました。TESSデータの質が高いということは、どちらがどちらであるかを初めて明確に識別できることを意味します。主星は決定的に高温ですが、副星よりも小さく、重さもありません。新しい高精度軌道天体暦を定義し、システムのガイア視差を使用して有効温度を取得します。副星は主星よりも進化しており、太陽の化学組成と1.7Gyrの年齢について、理論的な予測とよく一致しています。
太陽フレアと恒星フレアの確率分布関数
太陽フレアの軟X線データを調べたところ、フレアフルエンスの分布関数は、累乗指数が2よりわずかに小さいテーパーべき乗則またはガンマ関数分布によってうまくモデル化されることがわかりました。これは、フレア集団の総エネルギーが主に少数の大きなフレアが原因です。1000年に発生する可能性のある最大の太陽フレアは、GOESフレアクラスで約X70になると予測されています。また、太陽型星からのスーパーフレア(太陽フレアよりもエネルギーが強い)を調べたところ、ガンマ関数分布のフィッティングにおけるそれらのべき乗指数は約1.05であり、太陽フレアよりもはるかに平坦であることがわかりました。下に外挿した恒星フレアエネルギーの分布関数は、太陽フレアエネルギーの分布関数とはつながらない。
連続横密度プロファイルを持つソーラーコロナスラブのスタンディングソーセージ摂動：カットオフ波数、エバネッセント固有モード、および振動連続体
| Title |
Standing_Sausage_Perturbations_in_Solar_Coronal_Slabs_with_Continuous_Transverse_Density_Profiles:_cutoff_wavenumbers,_evanescent_eigenmodes,_and_oscillatory_continuum |
| Authors |
Zexing_Wang,_Bo_Li,_Shao-Xia_Chen,_Mijie_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02690 |
太陽活動領域ループで観測されたソーセージ摂動の欠如は、通例、カットオフ軸方向波数の関連性と、結果としてトラップされたモード(ここでは「エバネッセント固有モード」と呼ばれる)が存在しないことに起因します。しかし、いくつかの最近の固有値問題の研究では、外部密度が十分にゆっくりと変化する平衡状態ではカットオフ波数が消失する可能性があり、それによってソーセージの摂動候補の希少性に疑問が投げかけられています。閉じたドメインの固有値を使用して適切な初期値の問題を解くことにより、軸方向の基本波を励起する小振幅のソーセージ型摂動に対する、まっすぐで横方向に構造化された冠状スラブの応答を調べます。スラブ外部の密度変化は、いくつかの急峻パラメータ$\mu$によって決定され、$\mu\ge2$($\mu<2$)のときにカットオフ波数が存在する(存在しない)と理論的に予想されます。ただし、モーダル動作の違いにもかかわらず、$\mu$が変化した場合、数値結果はシステムの進化に質的な違いを示していません。$\mu\ge2$の場合、振動固有モードのみが許可されます。私たちの離散固有スペクトルは、ドメインが広がるとますます密集し、真にオープンなシステムの振動連続体が生じます。$\mu<2$の場合、振動固有モードは許可されたままになり、システムの進化を支配します。カットオフ波数の無関係性は、すべての高速波がエバネッセントであることを意味しないことを示します。むしろ、ドメインサイズが大きくなると、エバネッセント固有モードの数が増えることを意味します。ここで定式化された導波路でも、ソーセージの摂動を検出することは依然として困難であると結論付けています。
LAMOST DR9をベースにしたアプスターカタログ
LAMOSTDR9で2700個のAp星のサンプルを提示します。GaiaDR3の$BP$-$RP$カラーインデックスを使用して、Ap星に典型的な温度範囲内にある候補が最初に選択されます。次に、Ap星に特徴的な5200\,\AA\フラックスの低下の特徴が、LAMOSTDR9スペクトルで視覚的にチェックされます。詳細なスペクトル特徴は、変更されたスペクトル分類プログラムMKCLASSを適用することによって与えられます。$T_{\rmeff}$、$\logg$、[Fe/H]、[Si/H]、$v{\sin}i$などのこれらのAp星の恒星パラメータは、ホット星カタログまたは経験的関係から導き出された後、統計分析が実行されます。進化の段階についても説明されています。最後に、TESSまたはケプラーの光度曲線を持つ人の回転と脈動の特徴について説明します。これらのAp星の中には、7つの新しい回転変数、1つの新しいroAp星、および以前に知られているroAp星の新しい$\delta$Scuti脈動が見つかりました。
Fe X の磁場誘起遷移の太陽および星のコロナ磁場測定への応用
| Title |
Application_of_a_magnetic-field-induced_transition_in_Fe_X_to_solar_and_stellar_coronal_magnetic_field_measurements |
| Authors |
Yajie_Chen,_Wenxian_Li,_Hui_Tian,_Xianyong_Bai,_Roger_Hutton,_Tomas_Brage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02873 |
磁場は、太陽やその他の星の大気における幅広い動的現象を駆動する上で重要な役割を果たします。すべての大気層での磁場の定期的かつ正確な測定は、これらの磁気活動を理解するために非常に重要ですが、太陽と恒星のコロナでは、弱い磁場強度と高温のため、そのような測定は依然として課題です。最近、257.26{\AA}におけるFeXの磁場誘起転移(MIT)が、太陽および恒星コロナにおける磁場測定のために提案された。このレビューでは、天体物理学におけるこの方法の適用における最近の進歩の概要を提示します。まず、MIT法の基礎となる理論を紹介し、FeX線のスペクトルモデリングに不可欠な既存の原子データを確認します。また、プラズマ磁場を診断するためのプローブとしてのMIT技術の潜在的な能力を検証する実験室での測定についても説明します。次に、フォワードモデリングによるMIT法に基づく太陽および星のコロナ磁場測定の適合性と精度の調査を続けます。さらに、「ひので」に搭載された極端紫外イメージング分光計によって得られた既存の分光観測へのMIT法の適用についても議論します。この新しい技術は、太陽と星のコロナの磁場を定期的に測定するための可能な方法を提供しますが、その精度を向上させるにはさらなる努力が必要です。最後に、このトピックに関する将来の研究の課題と展望について説明します。
Gaia DR3を使用して新たに特定されたコンパクトな階層トリプルシステム候補
| Title |
Newly_identified_compact_hierarchical_triple_system_candidates_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Don\'at_R._Czavalinga,_Tibor_Mitnyan,_Saul_A._Rappaport,_Tam\'as_Borkovits,_Robert_Gagliano,_Mark_Omohundro,_Martti_H._K._Kristiansen_and_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02903 |
ねらい。GaiaDR3の大きな可能性と将来のデータリリースを利用して、新しいコンパクトな階層型三重星を特定する新しい方法を紹介します。現在のコンパクトな階層トリプルの数を大幅に増やすことを目指しています。メソッド。さまざまな天空調査から合計で100万を超えるターゲットのいくつかの食連星カタログを利用して、連星の食周期よりもかなり長い周期を持つGaiaDR3非単一星軌道解を検索します。ほとんどの場合、これらの解は、それらのシステムの三次星の外軌道に属しているはずです。また、TESSEclipseタイミングのバリエーションを使用して、最適な候補のいくつかを検証しようとします。結果。適切なガイア軌道解を持つ403個の天体が見つかり、そのうち27個は既に知られている三重系です。これにより、サンプルで新たに識別された376の階層的トリプルシステム候補が作成されます。外側軌道離心率の累積確率分布を分析し、ケプラーおよびOGLEミッションの観測に基づく以前の研究で発見されたものと非常に似ていることを発見しました。192個の天体のTESSデータで、測定可能な非線形の食のタイミングの変動または3番目の天体の食を発見しました。これらのうち、十分にサンプリングされたTESS観測を使用して、22個のオブジェクトの食のタイミングの変動に対する分析的な光の移動時間効果モデルを構築します。私たちのソリューションの外部軌道パラメータをGaiaソリューションの外部軌道パラメータと比較すると、最も信頼できる軌道パラメータは軌道周期であることがわかりますが、他のパラメータの値は注意して使用する必要があります。
非拡張現象としての黒点周期における半球非対称性
| Title |
Hemispheric_asymmetry_in_the_sunspot_cycle_as_a_nonextensive_phenomenon |
| Authors |
Leonardo_F._G._Batista,_Thiago_M._Santiago,_Paulo_C._F._da_Silva_Filho,_Cleo_V._Silva_and_Daniel_B._de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02928 |
太陽の光球上の暗い黒点の出現は、北半球と南半球の間で対称的であるとは考えられていません。何人かの著者によって得られたさまざまな結論の中で、南北非対称性は実際の体系的な現象であり、ランダムな変動によるものではないことを指摘できます。現在の作業では、マーシャル宇宙飛行センター(MSFC)データベースから抽出された半球で分割された13の太陽周期のサンプルの太陽黒点面積データを選択し、非平衡統計モデル(非平衡モデル)を使用して確率分布の挙動を調査しました。-広範な統計力学。この統計的枠組みに基づいて、非拡張エントロピーパラメータ$q$が$\sim$22年(ヘイルサイクル)の周期で半正弦波の変動を持つことがわかりました。最も重要な結果の中で、非対称指数$q(A)$が南半球に対する北半球の優位性を明らかにしたことを強調できます。したがって、パラメータ$q(A)$は、太陽ダイナモの長期変動を診断するための有効な尺度と見なすことができると結論付けました。最後に、私たちの研究は、非広範な観点から太陽変動を調査するための新しいアプローチを開きます。
TESS で観測されたホット亜矮星 B 星の星震学: 2 つの新しい重力モード脈動星の発見
| Title |
Asteroseismology_of_hot_subdwarf_B_stars_observed_with_TESS:_discovery_of_two_new_gravity_mode_pulsating_stars |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Roberto_Silvotti,_Andrzej_S._Baran,_Maja_Vuckovic,_P\'eter_Nemeth,_Sumanta_K._Sahoo_and_Mike_Reed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02950 |
TIC033834484とTIC309658435は長周期脈動亜矮星B星で、トランシティング系外惑星探査衛星(TESS)によって広範囲(それぞれ675日と621日)観測されました。高精度測光光度曲線は、両方の星を含む40以上の脈動モードの存在を明らかにします。私たちが発見したすべての振動周波数は、重力(g)モードの脈動に関連しており、その周波数は80$\mu$Hz(2500秒)から400$\mu$Hz(12000秒)に及びます。脈動モードを識別するために、漸近周期間隔と回転周波数マルチプレットを含むアステロ地震ツールを利用します。両方のターゲットの双極子(l=1)モードシーケンスを見つけ、双極子モードの平均周期間隔($\DeltaP_{l=1}$)を計算しました。これにより、モードを識別することができます。周波数マルチプレットは、TIC033834484に対して約64日の回転周期を提供します。フォローアップの地上分光法から、TIC\,033834484の実効温度は24210K(140)、表面重力はlogg=5.28(03)、TIC309658435の実効温度は25910K(150)であることがわかります。)、loggの表面重力=5.48(03)。
半古典重力におけるボソン星とその近縁種
| Title |
Boson_stars_and_their_relatives_in_semiclassical_gravity |
| Authors |
Miguel_Alcubierre,_Juan_Barranco,_Argelia_Bernal,_Juan_Carlos_Degollado,_Alberto_Diez-Tejedor,_Miguel_Megevand,_Dar\'io_N\'u\~nez_and_Olivier_Sarbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02530 |
半古典的重力近似を使用して、場の量子論でボソン星配置を構成します。私たちの注意を静的なケースに限定すると、状態が$N${\it同一粒子}の励起を記述する{\it単一実量子}スカラー場の半古典的Einstein-Klein-Gordonシステムが示されます。与えられたエネルギーレベルは、$N${\itcomplexclassic}スカラーフィールドのEinstein-Klein-Gordonシステムに還元できます。エネルギー準位が量子数$n$、$\ell$および$m$でラベル付けされている、球対称の静的シナリオが特に考慮されます。すべての粒子が基底状態$n=\ell=m=0$に収容されると、$n\neq0$の場合に励起できる標準の静的ボソン星解が回復します。一方、すべての粒子が動径および全角運動量数$n$および$\ell$を$\ell\neq0$で固定しているが、それらの磁気数$m$に関して均一に分布している場合、$\ell$-ボソンスターを取得しますが、$\ell=m=0$および$n$が複数の値を取る場合、多状態ボソンスター解が取得されます。$N$粒子、静的、球対称、半古典的な実Einstein-Klein-Gordonシステムに対する最も一般的な解を構成する複数$\ell$多状態ボソン星を含む、これらの構成のさらなる一般化が提示されます。粒子の総数が決まっています。同じ時空構成が多場の古典理論にも現れるという事実にもかかわらず、半古典重力では、それらは多体系を記述する単一の場の状態に関連する量子ゆらぎとして自然に発生します。私たちの結果は、超軽量スカラー場/ファジー暗黒物質候補のコンテキストでの直接検出実験に潜在的な影響を与える可能性があります。
初期宇宙における大きな偏差
ゆらぎは宇宙論において重要な役割を果たします。それらは、インフレのダイナミクスから構造の形成まで、さまざまな現象に関連しています。多くの場合、これらの変動は粗粒度であり、中心極限定理の結果としてガウス分布に従います。しかし、一部のクラスの観測量はまれな変動に支配されており、基礎となる微物理学の詳細に敏感です。この論文では、大偏差原理を使用して、基本的な説明に訴える必要がある場合を診断できると主張します。具体的には、確率的インフレーションを支配するFokker-Planck方程式の妥当性のレジームを調査します。典型的な変動の場合、このフレームワークは、ランダムウォークに期待される中心極限タイプの動作につながります。ただし、大偏差原理のレジームの変動は、新しいエネルギースケールを伴うインスタントンのような鞍点によって決定されます。このエネルギースケールがEFTのUVカットオフを超える場合、テールは微視的記述でのみ計算可能です。永久インフレーションへの相転移、deSitterにおけるスカラー場のゆらぎの分布、原始ブラックホールの生成を決定するという文脈で、この現象を明示的に示します。
大質量ブラックホール連星合体からの短寿命信号の観測におけるLISAの科学的性能について
| Title |
On_the_LISA_science_performance_in_observations_of_short-lived_signals_from_massive_black_hole_binary_coalescences |
| Authors |
Geraint_Pratten,_Antoine_Klein,_Christopher_J._Moore,_Hannah_Middleton,_Nathan_Steinle,_Patricia_Schmidt,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02572 |
大質量ブラックホール連星系の観測は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の主要な科学目的の1つです。計測器の設計要件は最近改訂されました。要件は$0.1\,\mathrm{mHz}$に設定され、より低い周波数での追加の明示的な要件はありません。これは、大規模で高赤方偏移の連星の合体によって生成される短命の信号の観測に影響を与えます。ここでは、最も悲観的なシナリオを考えます:LISAが$0.1\,\mathrm{mHz}$未満の感度を持たない(ありそうにない)ケースです。これらの系からの重力放射には、より高い多重極子(優勢な$\ell=|m|=2$モードを超える)が存在することが示されています。これは、総信号対雑音比$\sim10^で検出可能です。3$により、LISAは物理パラメータ、赤方偏移を正確に測定し、空の位置を制限する機能を保持できます。この点を説明するために、合計(赤方偏移)質量範囲$4\times10^6-4\times10^7\,M_\odot$($\ell=|m|=2$)重力波信号は、帯域内で$\approx12$時間から$\approx20$日間続く。非常に正確な(スピン整列)波形近似IMRPhenomXHMを使用して放出された重力放射をモデル化し、LISAノイズ直交時間遅延干渉チャネルで完全にコヒーレントなベイジアン解析を実行します。
メッセンジャー観測を使用した水星での ICME 関連の Forbush 減少の特徴付け: 1 段階または 2 段階構造の同定
| Title |
Characterizing_ICME-related_Forbush_Decreases_at_Mercury_using_MESSENGER_Observations:_Identification_of_a_One_or_Two-Step_Structure |
| Authors |
Emma_E._Davies_(1),_R\'eka_M._Winslow_(1),_David_J._Lawrence_(2)_((1)_Institute_for_the_Study_of_Earth,_Ocean,_and_Space,_University_of_New_Hampshire,_Durham,_New_Hampshire,_USA,_(2)_The_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_Laurel,_Maryland,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02707 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)の大規模な磁気構造は、フォーブッシュ減少(Fds)として知られる、宇宙船によってその場で測定された銀河宇宙線(GCR)フラックスの減少を引き起こすことが示されています。水星を周回する軌道段階でMESSENGERが取得したGCRカウント率の測定値を使用して、ICMEの通過に関連するFdを特定し、その構造を特徴付けます。高品質のGCRデータに対応する42のICMEのうち、79%がFdに関連付けられています。したがって、合計33のICME関連Fdが特定され、そのうち24(73%)は2段階構造を持っています。重ね合わせエポック分析を使用して、MESSENGERで平均Fdプロファイルを作成し、個々のイベントの変動性にもかかわらず、2段階構造が生成され、ICMEの磁気境界に直接リンクされていることを発見しました。地球と火星での以前の研究の結果を使用することにより、2段階のFdが太陽の近くでより一般的に観測されるかどうかについても説明します。可能性は高いものの、地球で実施された以前の研究の幅広い結果と比較すると、これは決定的なものではないことがわかりました。最後に、FdのGCRフラックスの減少率は、平均して地球や火星よりもメッセンジャーで大きく、日心距離の増加とともに減少することがわかりました。パーセンテージ減少と最大時間減少の間の関係も以前の研究と一致しており、ICMEが太陽圏を伝播する際の拡大に関連する傾向に従います。
暗黒物質からの大型ミュオン EDM
| Title |
A_Large_Muon_EDM_from_Dark_Matter |
| Authors |
Kim_Siang_Khaw,_Yuichiro_Nakai,_Ryosuke_Sato,_Yoshihiro_Shigekami,_Zhihao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02891 |
報告されているミュオンの異常磁気モーメントの不一致を説明し、ミューオンの大きな電気双極子モーメント(EDM)を予測できる暗黒物質(DM)のモデルを探索します。このモデルには、DMフェルミ粒子と新しいスカラーが含まれており、そのミューオンとの排他的な相互作用によって、観測されたミューオン質量が放射的に生成されます。DMの直接的および間接的な検出実験やコライダー検索による制約は、安全に回避されます。観測されたDM存在量を与え、ミューオン$g-2$異常を説明するモデルパラメーター空間は、ミューオンEDM$d_{\mu}\simeq(4$-$5)\times10^{-22}\,e\,{\rmcm}$は、投影されたPSImuEDM実験によって調べることができます。別の実行可能なパラメーター空間は、現在進行中のフェルミラボミュオン$g-2$実験によって到達可能な$d_{\mu}=\mathcal{O}(10^{-21})\,e\,{\rmcm}$を達成し、将来のJ-PARCミュオン$g-2$/EDM実験。
相互作用する単項式スカラー場ポテンシャルと完全流体のダイナミクス
初期宇宙の宇宙論モデルに動機付けられて、単項ポテンシャル$V(\phi)=\frac{(\lambda\phi)^{2n}}{2n}$を持つ最小結合スカラー場でアインシュタイン方程式のダイナミクスを分析します,$\lambda>0$,$n\in\mathbb{N}$,$p_\mathrm{pf}=(\gamma_\mathrm{pf}-1)\rho_\mathrm{pf}$,$\gamma_\mathrm{pf}\in(0,2)$,平らなロバートソン・ウォーカー時空で。相互作用は、$\Gamma(\phi)=\mu\phi^{2p}$,$\mu>0$,$p\in\mathbb{N}\cup\{0の形式の摩擦に似た項です。\}$.分析は、コンパクトな状態空間でのアインシュタイン方程式の新しい規則的な3次元力学システムの定式化の導入、および準同次ブローアップや時間を含む平均化方法などの力学システムのツールの使用に依存しています。従属摂動パラメータ。相互作用項の影響により、$p=n/2$で分岐が見つかります。一般に、この項は$p<n/2$($p>n/2$)の将来(過去)の漸近線により大きな影響を与えます。$p<n/2$の場合、$p=(n-1)/2$または$p<(n-1)/2$に依存する、可能な将来のアトラクタの複雑さを見つけます。最初のケースでは、将来のダイナミクスはLi\'enardシステムによって管理されます。一方、$p=(n-2)/2$の場合、一般的な将来のアトラクタは、これまで文献で知られていない新しいソリューションで構成され、将来の加速を促進することができますが、$p<(n-2)/2$の場合は一般的な将来のアトラクタde-Sitterソリューション。$p=n/2$の場合、将来の漸近線は、流体が支配するか、流体もスカラー場も支配しない振動挙動を持つ可能性があります。$p>n/2$の場合、将来の漸近線は交互作用がない場合と似ています。最後に、パラメーターに関係なく、インフレの準de-Sitter解が常に過去に向かって存在することを示します。したがって、$p\leq(n-2)/2$の場合は、典型的なインフレーションの新しい宇宙論モデルを提供する可能性があります。
M31暗黒物質プロファイルの数値解析
| Title |
Numerical_analyses_of_M31_dark_matter_profiles |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Yergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino,_Hernando_Quevedo,_Gulnur_Zhumakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02999 |
アンドロメダ銀河(M31)のバルジ、ディスク、およびハローコンポーネントを考慮して、暗黒物質質量の大部分を含む最後のものを考慮して、回転曲線を再現します。したがって、私たちの処方箋は、銀河のバルジを2つのコンポーネント、つまり、それぞれ内側バルジとメインバルジに分割することです。したがって、両方のバルジは、指数密度プロファイルによってモデル化されます。これは、広く受け入れられているドヴォクルールの法則が、銀河のバルジの回転曲線全体を再現できないことを強調しているためです。さらに、ハロー領域の暗黒物質の質量を推定するために、さまざまな現象学的暗黒物質プロファイルを採用しています。さらに、最小二乗法を適用して、回転曲線からモデルの自由パラメーター、つまり特性(中心)密度、スケール半径、およびその結果として総質量を決定します。そのために、メトロポリスアルゴリズムに基づいてマルコフ連鎖モンテカルロ統計分析を実行し、回転曲線の速度と半径のデータポイントを採用する可能性を最大化します。バルジ、ディスク、ハローのコンポーネントを個別にフィッティングするのではなく、すべてのコンポーネントを含め、すべてのデータポイントを使用して全体的なフィッティングを実行します。したがって、対応する調査結果を批判的に分析し、特に、ベイジアン情報量基準を使用して、M31暗黒物質のダイナミクスを説明するための最も認定されたモデルを評価します。
ブラックホールの近くには磁場が存在し、強い重力によって光子がブラックホールの周りを回ることができることが知られています。これらの事実を利用して、架空の疑似スカラー粒子、いわゆるアクシオンを調べることができます。実際、光子は磁場中を伝播するときにアクシオンに変換できます。このような光子がアクシオンに変換されると、ブラックホールの影の周りの光子リングが暗くなります。我々は、超大質量ブラックホールに対して光子リングの減光が効率的に発生することを示します。驚くべきことに、フォトンリングの最大調光率は25%であることがわかりました。M87$^*$の場合、X線とガンマ線の帯域で10%程度の減光が見られます。調光の周波数帯域と大きさは、アクシオンと光子の結合とアクシオンの質量に依存します。したがって、光子リングの歪んだスペクトルは、アクシオンを検出するための新しいツールを提供します。
光スカラーカップリングの厳密なパルサータイミング境界と物質
物質への共形および非形式結合を伴うスカラーテンソル理論に対するパルサータイミング制約について説明します。ダイナミクスを重心フレームの動きに還元し、平均異常パラメーター化を使用して、一般化された準ケプラー解の形で共形および非形式相互作用によって引き起こされる最初のポストニュートン補正を見つけます。また、スカラー放射による放射反力と、対応するポストケプラーパラメータ(PKP)を導出します。さまざまなパルサー到着時間(TOA)データセットを使用して、PKPのスカラー補正を調べます。特に、非公式結合によって引き起こされるPKP項への寄与はより高い周波数に敏感であるため、大きな軌道周波数を持つシステムに焦点を当てています。最も制約的なパルサータイミングイベントは、PSRB1913+16とダブルパルサーPSRJ0737-3039A/Bであり、太陽系のシャピロ効果から得られる等角結合に結合されたカッシーニよりも強いことがわかりました。他のパルサーイベントを使用して結合された制約は、共形結合$\beta^2<2.3\cdot10^{-5}$の上限と、$\Lambda\sim1\{\の非形式結合スケールの下限を与えます。rmMeV}$は、カッシーニの境界とGW-170817の制約にそれぞれ匹敵します。ブラックホールの仲間とのパルサータイミングの将来の測定についても説明します。
