宇宙網環境を用いた宇宙論 Ⅱ．赤方偏移空間オートおよびクロス パワー スペクトル
| Title |
Cosmology_with_cosmic_web_environments_II._Redshift-space_auto_and_cross_power_spectra |
| Authors |
Tony_Bonnaire,_Joseph_Kuruvilla,_Nabila_Aghanim,_Aur\'elien_Decelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06838 |
宇宙モデルのパラメーター間の縮退は、物質分布に含まれる情報を大幅に制限することが知られています。このシリーズの最初の論文では、宇宙のウェブ環境について説明しました。すなわち、ボイド、壁、フィラメント、ノード。ニュートリノ質量の合計を含む、一連の6つの宇宙論的パラメーターに対する実空間の制約を改善するためのレバレッジとして使用できます。これらの結果に続いて、速度が物質密度場の等方性を壊すことによって標準の2点統計に情報を追加する赤方偏移空間での環境依存パワースペクトルの達成可能な制約を研究することを提案します。何千ものキホーテシミュレーションのセットに基づくフィッシャーの分析により、いくつかのコズミックウェブ環境で計算されたパワースペクトルの組み合わせが、いくつかの縮退を打ち破ることができると結論付けることができます。物質の単極子と四極子の情報だけと比較すると、環境依存スペクトルの組み合わせにより、物質密度やニュートリノの合計質量などの主要なパラメーターに対する制約が最大5.5倍まで厳しくなります。さらに、物質統計に含まれる情報は、赤方偏移空間の軽度の非線形スケールで急速に飽和しますが、環境内のパワースペクトルの組み合わせは、研究対象のすべてのスケールで制約を0.1ドルから$0.5$$h$/Mpcであり、さらに細かいスケールでさらに改善できることを示唆しています。
穴の大きさでチーズの味を推測する: 豊富なポップコーンの空隙を使用した宇宙論的テスト
| Title |
Guess_the_cheese_flavour_by_the_size_of_its_holes:_A_cosmological_test_using_the_abundance_of_Popcorn_voids |
| Authors |
Dante_J._Paz,_Carlos_M._Correa,_Sebasti\'an_R._Gualpa,_Andres_N._Ruiz,_Carlos_S._Bederi\'an,_R._Dario_Gra\~na,_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06849 |
宇宙空間の新しい定義と、それを実装するアルゴリズムを含む公開コードを提示します。このボイドファインダーでは、低密度領域は、ポップコーンボイドと呼ばれる自由形式のオブジェクトとして定義されます。このオブジェクトは、最大体積の球体と特定のジョイント統合低密度コントラストとの結合から作成されます。これは、特に調整やクリーニングプロセスなしでVdnモデルを使用して、エクスカーションセット理論によってその存在量を忠実に再現できる物質フィールドのボイドの定義を初めて提供します。また、赤方偏移空間の偏ったトレーサーサンプルのボイドの量も分析しました。Alcock-Paczy\'nskiテストと同様の証明で、仮定された基準宇宙論による幾何学的歪みを測定するためにボイドの存在量を使用する方法を示します。以前の研究から得られた形式を使用して、赤方偏移空間の歪みに対してポップコーンの空隙の豊富さを修正する方法を示します。エクスカーションセット理論と組み合わせて、この処理を使用して、宇宙論的プローブとしてボイド存在量測定の実現可能性を示します。パラメータ空間に大きな縮退があるにもかかわらず、ターゲットパラメータの偏りのない推定値を取得します。したがって、提案されたテストを他の宇宙論的プローブと組み合わせることで、現在の宇宙論的パラメーターの制約を改善する可能性があると結論付けています。
| Title |
Machine_learning_cosmology_from_void_properties |
| Authors |
Bonny_Y._Wang,_Alice_Pisani,_Francisco_Villaescusa-Navarro_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06860 |
宇宙ボイドは、宇宙で最大かつ最も密度の低い構造です。それらの特性は、宇宙の法則と構成要素に関する貴重な情報をエンコードすることが示されています.機械学習技術が、宇宙論的パラメーターの推論のためにボイド機能の情報を解き放つことができることを示します。GIGANTESデータセットの数千のボイドカタログに依存しており、すべてのカタログには$1~(h^{-1}{\rmGpc})^3$のボリュームから平均11,000個のボイドが含まれています。楕円率、密度コントラスト、および半径という、宇宙空隙の3つの特性に注目します。1)ボイドプロパティからのヒストグラムと2)ボイドカタログからのディープセットで完全に接続されたニューラルネットワークをトレーニングして、宇宙論的パラメーターの値に対して尤度のない推論を実行します。私たちの最良のモデルは、$\Omega_{\rmm}$、$\sigma_8$、および$n_s$の値を、平均相対誤差$10\%$、$4\%$、および$3\で制約できることがわかりました。voidカタログからの空間情報を使用せずに、それぞれ%$。私たちの結果は、機械学習を使用して宇宙論をボイドで制約する例を提供します。
SALT3 モデルのトレーニング プロセスにおける不確実性の宇宙論的制約への伝播
| Title |
Propagating_Uncertainties_in_the_SALT3_Model_Training_Process_to_Cosmological_Constraints |
| Authors |
M._Dai,_D._O._Jones,_W._D._Kenworthy,_R._Kessler,_J._D._R._Pierel,_R._J._Foley,_S._W._Jha,_and_D._M._Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06879 |
タイプIa超新星(SNeIa)は標準化可能なキャンドルであり、宇宙論的制約を生み出すために経験的にモデル化する必要があります。モデルトレーニング手順のバリエーションに対するこのモデリングの堅牢性を理解するために、最近開発されたSALT3モデルをテストするためのエンドツーエンドのパイプラインを構築します。2000年代以前の低$z$または調整が不十分な$U$バンドデータを削除し、SNIaスペクトルの量と忠実度を調整し、モデルに依存しないフレームワークを使用してトレーニングデータをシミュレートした結果を調査します。SALT3モデルの表面は、スペクトルと$U$バンドデータを追加することで改善され、ホスト銀河の汚染がSNスペクトルから十分に除去されていない場合、$\sim5\%$シフトする可能性があることがわかりました。結果として得られた$w$の測定値は、この作業で調査されたすべてのトレーニングバリアントで$2.5\%$以内で一貫していることがわかりました。最大のシフトは、色に依存するキャリブレーションオフセットまたはホスト銀河の汚染をトレーニングスペクトルに追加するバリアントから生じています。2000年代以前の低$z$データを削除するもの。これらの結果は、SALT3モデルのトレーニング手順がトレーニングデータの妥当な変動に対してほぼ堅牢であることを示していますが、トレーニングプロセスにおける分光データの処理には追加の注意を払う必要があります。また、トレーニング手順が入力データの色分布に敏感であることもわかりました。色分布が十分に広くない場合、結果の$w$測定値は$\sim2\%$によってバイアスされる可能性があります。将来の低$z$データ、特に$u$バンド観測と高いS/N比SNIaスペクトルは、今後数年間でSNIaモデリングを大幅に改善するのに役立ちます。
FFTLog を使用した次位物質 3 点相関関数のモデル化
| Title |
Modelling_the_next-to-leading_order_matter_three-point_correlation_function_using_FFTLog |
| Authors |
M.Guidi,_A._Veropalumbo,_E._Branchini,_A._Eggemeier,_C._Carbone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07382 |
宇宙の大規模構造(LSS)の高次統計、特に3点統計の研究は、発光物質と暗黒物質の間のバイアス関係、および原始ガウス性からの偏差に関する独自の情報を提供してくれます。その結果、特にフーリエ空間での理論モデリングだけでなく、測定技術の改善にも多くの努力が注がれてきました。代わりに、構成空間の分析では、ほとんど進歩がありませんでした。この作業は、構成空間でより高い摂動次数で3点統計をモデル化するための新しい戦略を提案することにより、このギャップを埋めるための最初のステップを表しています。物質バイスペクトルの次の主要な順序モデルから始めて、2D-FFTLogを使用して構成空間で対応するモデルを生成します。3点相関関数(3PCF)の分析モデルが既に存在する先行予測を使用して手順を調整します。次に、無衝突宇宙論的N体実験で物質分布に対して実行された測定値とその予測を比較することにより、3PCFモデルの良さを評価します。現在および将来の銀河の赤方偏移サーベイにまたがる範囲内の2つの赤方偏移(z=0.49およびz=1.05)に焦点を当てます。カイ2乗分析は、次の2次の3PCFモデルが両方の赤方偏移のすべての三角形構成の主要次数よりも大幅に改善され、それぞれ赤方偏移z=1.05およびz=0.49で一致する構成の数が増加することを明らかにしています。特に、最小辺の長さが非線形領域に入る三角形構成のバリオン音響振動(BAO)スケールでも大幅な改善が見られます。ここで提案されたモデルの計算コストは高くなりますが、48コアで5時間という法外なものではなく、銀河の完全な3PCモデルに向けた最初のステップを表しています。
衛星銀河からの超軽量暗黒物質の量子トンネリング
超軽量スカラー(アクシオン)暗黒物質のアイデアは理論的に魅力的であり、冷たい暗黒物質のいくつかの小規模な問題を解決する可能性があります。そのため、細心の注意を払う必要があります。この作業では、ホストハローからの潮汐重力による矮小衛星のスカラーフィールドのトンネリングを注意深く分析します。潮汐力は球対称とはほど遠いものです。直交面に閉じ込めながら、ハローの中心から矮星までの軸に沿ってトンネリングを引き起こします。波動関数を球面項と高次高調波に分解し、角度を積分して、残差動径シュロディンガー-ポアソン系を数値的に解きます。円座矮星ハローのコアが少なくとも宇宙は暗黒物質の粒子質量に$2\times10^{-22}\,\mbox{eV}\lesssimm\lesssim6\times10^{-22}\,$eVという境界を設定します。別の非常に低密度のハローが見られる場合、超軽量スカラーをコア提案として完全に除外します.さらに、非凝縮粒子はさらに鋭い下限を課す可能性があります.また、残りのサテライトが関数としてどのように分布できるかを決定します.半径の。
スペクトル的に制約された一致フィルターを使用して、銀河団 SZ 検出に対する CIB の影響を軽減する
| Title |
Mitigating_the_impact_of_the_CIB_on_galaxy_cluster_SZ_detection_with_spectrally_constrained_matched_filters |
| Authors |
\'I\~nigo_Zubeldia,_Jens_Chluba,_Richard_Battye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07410 |
熱Sunyaev-Zeldovich(tSZ)効果によって検出された銀河団は、強力な宇宙論的プローブであり、そこから$\Omega_{\mathrm{m}}$や$\sigma_8$などの宇宙論的パラメーターの制約を導き出すことができます。ただし、測定されたクラスターtSZ信号は、宇宙赤外線背景(CIB)放射によって汚染される可能性があります。これは、CIBがクラスターtSZフィールドと空間的に相関しているためです。WebskyシミュレーションからPlanckのようなデータをモックする反復多周波数整合フィルター(iMMF)クラスター検索法を適用することによって、この汚染の程度を定量化します。取得したクラスターtSZオブザーバブル(信号対雑音比およびCompton-$y$振幅)には、クラスターあたり約$0.5\、\sigma$のレベルで大きなバイアスが見られます。このCIBに起因するバイアスは、すべてのPlanckHFIチャネルが分析で使用される場合、予想よりも約$20$%少ない検出に変換され、導出された宇宙論的制約にバイアスがかかる可能性があります。小さな信号対雑音ペナルティを犠牲にしてクラスター相関CIBをスペクトル的に逆投影することにより、tSZクラスター観測量からのこのCIB誘発バイアスを抑制するのに非常に効果的であることが証明された、スペクトル的に制約されたiMMF、またはsciMMFを導入します。私たちのsciMMFは、モデリングの不確実性、つまり逆投影スペクトルエネルギー分布の選択に対しても堅牢です。これにより、CIBフリーのクラスターカタログを構築し、宇宙論的推論に使用できます。SZiFiパッケージの一部として、公開されているsciMMFの実装を提供しています。
SVD フレームワークを備えた複数のアンテナを使用した天空平均 21 cm 信号抽出: REACH ケース
| Title |
Sky-averaged_21-cm_signal_extraction_using_multiple_antennas_with_an_SVD_framework:_the_REACH_case |
| Authors |
Anchal_Saxena,_P._Daniel_Meerburg,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Will_Handley_and_L\'eon_V.E._Koopmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07415 |
高い赤方偏移で中性水素の天空平均輝度温度を測定することを目的とした天空平均21cm信号実験では、抽出された信号の不確実性は、主に前景と21cm信号モデル間の共分散に依存します。この論文では、一連のシミュレートされた前景信号と21cm信号の特異値分解から得られた変動モードを使用して、これらのモデルを構築します。複数のドリフトスキャンスペクトルをフィッティングしながら前景の時間依存性を利用する方法と組み合わせて使用できる、複数の異なるアンテナからのスペクトルを同時にフィッティングすることにより、21cmモードと前景モードの間のこのオーバーラップを減らす戦略を提示します。この考えを実証するために、2つの異なる前景モデルを検討します(i)上空の一定のスペクトルインデックスを仮定する単純な前景モデルと、(ii)スペクトルインデックスの空間的変化を仮定するより現実的な前景モデル.単純な前景モデルの場合、アンテナ設計が1つだけの場合、複数のタイムスライスからデータを同時に適合させると、信号を高い精度で抽出できます。異なるアンテナからのデータも同時に適合させると、21cmの信号抽出がさらに改善されます。詳細な前景モデルから生成されたより現実的な模擬観測を使用すると、フィッティングにさまざまなアンテナを含めることの影響が顕著になります。複数のタイムスライスを当てはめたとしても、アンテナタイプが1つしか使用されていない場合、復元された信号には偏りがあり、不正確であることがわかります。ただし、複数のアンテナタイプからのデータを同時にフィッティングすると、抽出された21cm信号のバイアスと不確実性が2～3分の1に減少します。私たちの分析は、REACH実験で考慮された3つのアンテナ設計に基づいていますが、これらの結果は、あらゆる地球規模の21cm信号実験に利用できます。
Agora: クロスサーベイ科学のためのマルチコンポーネント シミュレーション
現在利用可能な最も厳しい宇宙論的制約は、補完的なデータセットを組み合わせることによって得られます。相関データセットを組み合わせる場合、測定に影響を与えるさまざまな天体物理学的バイアスを特定して処理する必要があります。そのような偏りは数多くあり、それらはしばしば複雑な天体物理学的効果を介して互いに複雑に関連しており、分析的に特徴付けることが困難になっています.したがって、これらのバイアスを同時に全体として調査するには、複数のコンポーネントを一貫して実装したシミュレーションが必要です。この作業では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズ効果、熱的および運動学的Sunyaev-Zel'dovich(tSZ/kSZ)効果、宇宙赤外線背景放射(CIB)、電波源、銀河の過密度、銀河の弱いレンズ効果。これらの各プローブは、Multidark-Planck2(MDPL2)N体シミュレーションからのハローカタログおよび/または粒子を使用してライトコーンに実装され、モデリングは流体力学シミュレーションと公開データを使用して調整されます。個々のプローブの自動スペクトルとクロススペクトル、および観測対象間のクロススペクトルは、理論モデルとデータからの測定値と一致することが示されています。このシミュレーションは、予測、パイプラインのテスト、相互相関研究における天体物理学的バイアスの評価など、幅広い用途があることが示されています。さらに、この作業で作成されたシミュレーション製品は、完全な宇宙論分析を受けたときに入力宇宙論を回復するのに十分な精度を持ち、進行中および将来の調査のために現実世界の分析に適用する準備ができていることが実証されています。
大規模な伝播関数を使用した QFT 積分を使用して、EFTofLSS でループ積分を効率的に評価する
| Title |
Efficiently_evaluating_loop_integrals_in_the_EFTofLSS_using_QFT_integrals_with_massive_propagators |
| Authors |
Charalampos_Anastasiou,_Diogo_P._L._Bragan\c{c}a,_Leonardo_Senatore,_Henry_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07421 |
大規模構造の有効場理論でループ積分を解析的に計算する新しい方法を開発します。以前に利用可能な方法は、分析上の課題と計算およびメモリのコストにより、1ループのパワースペクトルを超える厳しい制限を示しています。私たちの新しい方法は、線形パワースペクトルを宇宙論に依存しない関数でフィッティングすることに基づいています。この関数は、複雑な質量を持つ量子場理論の質量伝播関数の整数乗に似ています。十分な精度に到達するには、それらの数が非常に少ないだけで十分です。以前のアプローチと同様に、宇宙論の依存関係は、私たちの基底の線形パワースペクトルの展開の座標ベクトルにエンコードされます。最初に、各エントリが基底ベクトルの特定の組み合わせで評価されるループ積分である、宇宙論に依存しないテンソルを生成します。各宇宙論について、ループ積分の評価は、このテンソルを線形パワースペクトルの座標ベクトルで縮小することになります。基底関数の3次元ループ積分は、再帰関係やファインマンパラメーター化などの素粒子物理学でよく知られている手法を使用して評価できます。赤方偏移空間における銀河のワンループバイスペクトルを評価するために、この形式を適用します。最終的な分析式は非常に単純で、計算コストとメモリコストをほとんどかけずに評価できます。同じ式がEFTofLSSのすべての1ループ$N$ポイント関数の統合を解決することを示します。この方法は、最初にここで提示されたもので、BOSSデータの最初の1ループバイスペクトル分析で、$\Lambda$CDMパラメーターと原始非ガウス性を制約するために既に適用されています。arXiv:2206.08327とarXiv:2201.11518を参照してください。
最も近い惑星形成円盤における低温重水素分画
| Title |
Cold_Deuterium_Fractionation_in_the_Nearest_Planet-Forming_Disk |
| Authors |
Carlos_E._Mu\~noz-Romero,_Karin_I._\"Oberg,_Charles_J._Law,_Richard_Teague,_Yuri_Aikawa,_Jennifer_B._Bergner,_David_J._Wilner_Jane_Huang,_Viviana_V._Guzm\'an_and_L._Ilsedore_Cleeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06912 |
重水素分別は、太陽系と原始惑星系円盤における揮発性物質の熱履歴への窓を提供します。活発な分子の重水素化の証拠は、一握りの円盤に向かって観察されていますが、重水素化された分子の半径方向および垂直方向の分布に対する観察上の制約が限られているため、この化学が微惑星を形成する組成に影響を与えるかどうかは不明のままです。この問題に光を当てるために、角度分解能$0.5"$(30au)でのDCO$^+$とDCN$J=2-1$の新しいALMA観測を紹介し、それらを高エネルギー遷移のアーカイブデータと組み合わせます。TWHya周辺の原始惑星系円盤.LTEと非LTEの両方を想定した動径励起解析を実行して、円盤内のDCO$^+$とDCN放射によって追跡される物理的条件を特定し、異なる円盤での重水素分別効率と経路を評価します。DCO$^{+}$とDCNについて、$1.9\times10^{12}$と$9.8\times10^{11}$cm$^{-2}$の同様のディスク平均カラム密度が見つかりました。両方の分子の温度は20-30Kであり、彗星と惑星を形成する中立面の近くに共通の起源があることを示しています.観測されたDCO$^+$/DCN存在比は、最近のモデリング結果と組み合わせて、気相C/の暫定的な証拠を提供します。O拡張$<40$au.HCNとHCO$^+$だけでなく、他のディスクでのDCO$^+$とDCNの観測は、TWHyaによって示された傾向を文脈に置き、ディスクの主な重水素化メカニズムを完全に制約するために必要です。
標準 RV 方程式は、$\omega_*$ ではなく、$\omega_p$ を使用します。
主系列星を周回する最初の太陽系外惑星が発見されて以来、天文学者は恒星の視線速度(RV)測定値を使用して惑星の軌道特性を推測してきました。単一の惑星を周回する星の場合、星の軌道は惑星軌道の拡張と$180^\circ$回転です。恒星の軌道特性の多くは、公転周期、離心率、傾斜角、昇交点の経度、ペリアストロン通過時間、平均偏差など、惑星の軌道特性と同じです。このパターンには注目すべき例外があります。ペリアストロンの引数$\omega$は、周回する物体の近点とその昇交点の間の角度として定義されます。言い換えれば、$\omega$は、軌道平面内の物体の楕円軌道の向きを表します。星-惑星系の場合、星のペリアストロンの引数($\omega_*$)は、惑星のペリアストロンの引数($\omega_p$)から$180^\circ$オフセットされます。$\hat{z}$が観測者から離れている従来の座標系の場合、標準のRV方程式は$\omega_p$で定義されます。ただし、RV方程式の多くの解釈には一貫性がないことがわかります。たとえば、一般的に使用されるラジアル速度モデリングツールキット\texttt{RadVel}は、標準の$\omega_p$を使用するRV方程式に依存していますが、そのドキュメントには、代わりに$\omega_*$をモデル化すると記載されています。その結果、合計265個の$\omega$値が実際の値から$180^\circ$オフセットされている可能性があると報告している54の公開論文を特定し、この問題の範囲は潜在的にさらに大きくなります。
| Title |
The_Direct_Mid-Infrared_Detectability_of_Habitable-zone_Exoplanets_Around_Nearby_Stars |
| Authors |
Zach_Werber,_Kevin_Wagner,_Daniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06993 |
最も近いいくつかの星のハビタブルゾーン内にある巨大な惑星は、現在、地上の望遠鏡で画像化できます。今後10年以内に、超大型望遠鏡(ELT)は、はるかに高い感度でより多くの近くの星のハビタブルゾーンを撮像し始めます。今後10年間の観測の最も有望な候補を決定するために、利用可能な大気モデルと進化モデルに基づいて、中間赤外線で地球$-$から超木星質量の外惑星までを直接検出できる理論的枠組みを確立します。最も近い83個のBAFGKタイプの星のうち、10pc以内の37個のFGKタイプの星と30pc以内の34個のBAタイプの星を、信頼できる年齢の制約に従って選択します。恒星の光度、距離、年齢、および惑星の軌道長半径、半径、アルベドに基づく惑星の有効温度のパラメトリックモデルに基づいて、ターゲットに優先順位を付けます。次に、現在の8メートルの望遠鏡と、星ごとに最大100時間の観測が可能な39メートルのELTで検出できる可能性が最も高い惑星を予測します。これをまとめると、非常に近い温帯地球サイズの惑星から、より遠くにある若い巨大惑星までの範囲に及ぶハビタブルゾーン系外惑星の検出に必要な観測時間をお勧めします。次に、現在の望遠鏡と今後のELTの理想的な初期ターゲットを推奨します。
| Title |
Transmission_strings:_a_technique_for_spatially_mapping_exoplanet_atmospheres_around_their_terminators |
| Authors |
David_Grant_and_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07294 |
太陽系外惑星の透過スペクトルは、通過中に惑星の大気を通過する光の吸収を測定するもので、ほとんどの場合、地球規模で評価され、惑星の大気ごとに1つのスペクトルが得られます。しかし、惑星大気に固有の3次元の性質は、熱的、化学的、および動的なプロセスを介して、観測対象に不均一な構造と特性を刻印する可能性があります。この作業では、送信中の太陽系外惑星の大気を空間的にマッピングする手法を考案します。私たちのアプローチは、通過光曲線が円形の惑星によって隠蔽された円形の星から作成されるという仮定を緩和し、代わりに、惑星の空に投影された形状の柔軟性を考慮します。惑星の半径は、その縁の周りの角度の一価関数であると定義し、この数学的オブジェクトを伝達ストリングと呼びます。これらの伝送ストリングは、フーリエ級数によってパラメーター化されます。これらの級数は、調整可能な複雑さを持ち、物理的に実用的な形状を生成し、古典的な円形のケースに還元できるこれらの級数によって動機付けられた選択です。私たちの技術の有用性は、主に高精度の多波長光曲線を対象としており、そこから惑星のターミネーターの周りの角度の関数として透過スペクトルを推測することができ、系外惑星の大気で行われている多次元物理学の分析を可能にします。より一般的には、この手法を任意のトランジットライトカーブに適用して、トランジットボディの形状を導き出すことができます。私たちが開発したアルゴリズムは、ハーモニカと呼ばれるオープンソースパッケージとして提供されています。
近くの恒星 GJ1002 を周回する 2 つの温帯地球質量惑星
| Title |
Two_temperate_Earth-mass_planets_orbiting_the_nearby_star_GJ1002 |
| Authors |
A._Su\'arez_Mascare\~no,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._Lillo-Box,_J._P._Faria,_V._M._Passegger,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_P._Figueira,_A._Sozzetti,_R._Rebolo,_F._Pepe,_N._C._Santos,_S._Cristiani,_C._Lovis,_A._M._Silva,_I._Ribas,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_M._Zechmeister,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_V._J._S._B\'ejar,_S._Benatti,_V._D'Odorico,_M._Damasso,_J._-B._Delisle,_P._Di_Marcantonio_S._Dreizler,_D._Ehrenreich,_A._P._Hatzes,_N._C._Hara,_Th._Henning,_A._Kaminski,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_C._J._A._P._Martins,_G._Micela,_D._Montes,_E._Pall\'e,_S._Pedraz,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_L._Tal-Or,_S._Sousa,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07332 |
ESPRESSOおよびCARMENESスペクトログラフからの視線速度(RV)時系列の分析に基づいて、近くのM型矮星GJ~1002のハビタブルゾーンを周回する2つの地球質量惑星の発見と特徴付けを報告します。主星は静かなM5.5~V星GJ~1002(光学では比較的暗い、$V\sim13.8$mag、しかし赤外線ではより明るい、$J\sim8.3$mag)で、から4.84pcに位置しています。太陽。2017年から2021年の間に取得された139の分光観測を分析します。RVの時系列と相互相関関数(CCF)の半値全幅(FWHM)の共同分析を実行して、地球に存在する惑星と恒星の信号をモデル化しました。星の活動に対処するためにガウス過程回帰を適用して、データを取得します。GJ~1002を周回する2つの惑星の信号を検出します。GJ~1002~bは最小質量$m_p\sini$が1.08$\pm$0.13M$_{\oplus}$で、公転周期が10.3465$\pm$0.0027日、距離が0.0457の惑星です。親星から$\pm$0.0013au離れており、0.67$F_{\oplus}$の推定恒星フラックスを受け取っています。GJ~1002cは最小質量$m_p\sini$が1.36$\pm$0.17M$_{\oplus}$で、公転周期が20.202$\pm$0.013日、距離が0.0738$の惑星です。親星から\pm$0.0021au離れており、0.257$F_{\oplus}$の推定星フラックスを受け取っています。また、126$\pm$15日の周期で星の自転の特徴を検出します。GJ~1002は、居住可能な環境を潜在的にホストする可能性のある惑星を持つ数少ない既知の近くのシステムの1つです。主星が太陽に近いことで、両方の惑星の軌道の角の大きさ(それぞれ$\sim$9.7masと$\sim$15.7mas)が大きくなり、それらの大気をハイコントラスト高-ELTまたはLIFEミッション用の将来の分光器ANDESなどの機器を使用した解像度分光法。
2 つの高度に変化する太陽系外惑星類似体の大気中の斑状のフォルステライト雲
| Title |
Patchy_Forsterite_Clouds_in_the_Atmospheres_of_Two_Highly_Variable_Exoplanet_Analogs |
| Authors |
Johanna_M._Vos,_Ben_Burningham,_Jacqueline_K._Faherty,_Sherelyn_Alejandro,_Eileen_Gonzales,_Emily_Calamari,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Channon_Visscher,_Xianyu_Tan,_Caroline_V._Morley,_Mark_Marley,_Marina_E._Gemma,_Niall_Whiteford,_Josefine_Gaarn,_Grace_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07399 |
ブリュースター検索フレームワークを使用して、高度に変動する$\sim200~$Myr古い初期Tタイプ惑星質量系外惑星類似体SIMPJ01365662+0933473および2MASSJ21392676+0220226のペアの大気検索分析を提示します。アーカイブ$1-15~\mu$mスペクトルを利用する我々の分析は、両方の天体にほぼ同一の大気を発見します。両方のターゲットについて、データは、より深く、光学的に厚い鉄(Fe)雲の上にある斑状の高高度フォルステライト(Mg$_2$SiO$_4$)雲によって最もよく説明されることがわかりました。私たちのモデルは、雲の位置や雲の粒子サイズなど、雲の特性をうまく制約しています。私たちの検索から推測された斑状のフォルステライトスラブ雲が、観測された変動性のスペクトル挙動の原因である可能性があることがわかりました。取得した雲の構造は、以前に分光学的変動測定から推定された大気構造と一致していますが、この図を大幅に明確にしています。カリーナ近傍移動グループの同じ分子雲内での形成をサポートする両方のオブジェクトの一貫したC/O比を見つけます。最後に、H$_2$OとCOの制約された存在量にいくつかの違いがあることに注意してください。これは、データの品質や、オーロラ活動やそれらの異なる回転率などの天体物理学的プロセスによって引き起こされる可能性があります。この作業で提示された結果は、JWSTを使用して太陽系外大気を特徴付ける詳細の有望なプレビューを提供し、より広い波長範囲にわたってより高品質のスペクトルを生成します。
$z \sim 0.8$ におけるポスト スターバースト銀河の非対称特徴の中心集中
| Title |
Central_Concentration_of_Asymmetric_Features_in_Post-starburst_Galaxies_at_$z_\sim_0.8$ |
| Authors |
Kazuharu_G._Himoto_and_Masaru_Kajisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06843 |
COSMOSフィールドで$0.7<z<0.9$にあるポストスターバースト銀河(PSB)の形態学的解析を提示します。COSMOS2020カタログの$i<24$の天体の紫外から中赤外までのマルチバンド測光法を、星形成履歴のノンパラメトリックな区分的定数関数を仮定した集団合成モデルに適合させ、特異度の高い94個の銀河を選択しました。観測前は321～1000Myrで$10^{-9.5}$yr$^{-1}$を超える星形成率(SSFR)であり、最近の321Myrでは1桁低いSSFRです。我々は、非対称特徴の濃度$C_{A}$を定量化する新しいノンパラメトリック形態学的指標を考案し、ハッブル宇宙望遠鏡/調査用高度カメラ$I_で濃度$C$および非対称性$A$と同様にそれを測定しました{\rmF814W}$バンドの画像。PSBの$C$の比較的高い値と$A$の低い値は、星形成銀河よりも静止銀河の値に似ていますが、PSBは静止銀河と星形成銀河の両方よりも系統的に高い$C_{A}$値を示すことがわかりました。銀河;PSBの36%が$\log{C_{A}}>0.8$であるのに対し、静止(星形成)銀河の16%(2%)だけがそのような高い$C_{A}$値を示します。$C_{A}$が高いPSBは、全体的な非対称性が$A\sim0.1$と比較的低く、中心付近で顕著な非対称性を示しています。$C_{A}$が高いPSBの割合は、観測前の321～1000MyrのSSFRの増加に伴い、進行中の星形成が残っているよりも増加します。これらの結果とそれらの高い表面星質量密度は、これらの銀河が最近の過去に核スターバーストを経験したことを示唆しており、そのようなスターバーストを引き起こすプロセスは、急速なガス消費、超新星/AGNフィードバックなどを通じて星形成の消滅につながる可能性があります。
動的システムを球状星団にモデル化するための、あつらえの方法の最初の適用を提示します。オーダーメイドのアルゴリズムにより、モデルクラスター内の個々の粒子の質量が調整され、モデルクラスターが観測されたクラスターの選択された特性を再現できるようになるまで、重力$N$体コードを介してシステムが時間とともに進化します。.この方法は、まず、クラスターの3次元または投影密度プロファイル、密度加重平均二乗速度プロファイル、または個々の平均二乗速度プロファイルを含む密度プロファイルに適合させながら、モック等方性および異方性クラスターの観測に適用されます。クラスターの3次元密度プロファイルは、クラスターの投影された表面密度または投影された運動学的特性に適合する場合、外側の領域にわずかな不一致があり、オーダーメイドの方法で簡単に再現できることがわかりました。観測されたクラスターが異方性である場合、クラスターの密度プロファイルと個々の平均二乗速度プロファイルに対してフィッティングするだけで、完全な異方性が完全に回復します。2つの運動学的特性がフィッティングに含まれている限り、部分的な異方性を回復できます。さらに、この方法を銀河球状星団M4の観測に適用し、表面密度プロファイル、固有運動速度プロファイルの平均二乗、および視線速度プロファイルの平均二乗の観測を再現する、銀河団の完全な6次元表現を生成します。.M2M法では、M4は主に等方性であり、質量は$9.2\pm0.4\times10^4\,M_{\odot}$で、半質量半径は$3.7\pm0.1$pcであると予測されます。
無衝突および多種N体シミュレーションにおける適応力軟化のための新しい保守的方法
| Title |
Novel_Conservative_Methods_for_Adaptive_Force_Softening_in_Collisionless_and_Multi-Species_N-Body_Simulations |
| Authors |
Philip_F._Hopkins,_Ethan_O._Nadler,_Michael_Y._Grudic,_Xuejian_Shen,_Isabel_Sands,_Fangzhou_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06851 |
シミュレーションで無衝突流体(暗黒物質、星、ブラックホール、塵、惑星体の集合体など)の自己重力をモデル化することは困難であり、いくらかの力の軟化が必要です。任意の高ダイナミックレンジシミュレーションで、軟化を適応的に展開できるようにすることが望ましい場合がよくありますが、これは、特に異なる「軟化法則」を持つ種が相互作用する可能性があるマルチフィジックスシミュレーションで、一貫性、保存、および精度に関する独自の課題をもたらします。したがって、エネルギーと運動量を保存する重力運動方程式の一般化された形式を導出します。これは、力の軟化を決定するために使用される任意のルールに適用でき、一貫した関連するタイムステップ基準、異なる軟化法則を持つ種間の相互作用項、および任意の最大値/最小限の軟化。また、粒子間の力を対称化するときに、より優れた精度と保存を維持するための新しい方法を導き出します。ローカル近傍粒子密度に基づいて、以前に説明した適応軟化スキームを見直して拡張し、重力場の特性、つまりポテンシャルまたは加速度または潮汐テンソルで軟化をスケーリングするためのいくつかの新しいスキームを提示します。「潮汐軟化」スキームは、物理的に動機付けられた並進およびガリレイ不変および等価原理を尊重する（したがって保守的な）方法を表すだけでなく、無視できるタイムステップまたはその他の計算上のペナルティを課し、ペアワイズ二体散乱が確実に行われることを示します。滑らかな背景の力と比較して小さく、過度のN体加熱を回避しながら、下部構造の潮汐破壊を適切に捉える（人工破壊を最小限に抑える）という顕著な課題を解決できます。このすべてをGIZMOコードで公開します。
最も遠い SPT-SZ クラスター内の銀河集団 -- II. 1.4
| Title |
Galaxy_populations_in_the_most_distant_SPT-SZ_clusters_--_II._Galaxy_structural_properties_in_massive_clusters_at_1.4 |
| Authors |
V._Strazzullo,_M._Pannella,_J._J._Mohr,_A._Saro,_M._L._N._Ashby,_M._B._Bayliss,_R._E._A._Canning,_B._Floyd,_A._H._Gonzalez,_G._Khullar,_K._J._Kim,_M._McDonald,_C._L._Reichardt,_K._Sharon,_T._Somboonpanyakul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06853 |
南極望遠鏡のSunyaevZel'dovich効果調査から、z~1.4-1.7にある5つの非常に大規模な銀河団の中央領域にある大規模な銀河集団の構造特性を調べます。恒星質量log(M/Msun)>10.85で、銀河構造と広範な恒星集団特性との間の関係を調べます。静止期と星形成期の銀河団銀河集団は、それぞれバルジとディスクが支配的なソースによって大きく支配されており、相対的な寄与はフィールドの対応するものと一致していることがわかります。同時に、コエバルフィールドに関してこれらの銀河団で観測された強化された静止銀河の割合は、有意な形態密度関係に反映されており、バルジ優勢銀河がこれらの銀河団内の大質量銀河集団を既にz〜1.5で明らかに支配しています。額面どおり、これらの観察結果は、広範な構造と恒星集団の特性の間の相関関係に重要な環境の特徴を示していません。特に、クラスター内の静止銀河部分が強化されているにもかかわらず、大量の静止銀河源のセルシック指数と軸比分布は、フィールドの対応物と一致しています。この一貫性は、クラスター銀河の星形成に影響を与える環境関連のプロセスに関係なく、少なくともプローブされたクラスター領域と銀河の星の質量範囲で、バルジ優勢な形態へのクエンチングと構造進化の間の密接な関係を示唆しています。また、星団銀河の星の質量対サイズの関係を調査し、星形成源と静止源が、フィールド対応物とほぼ同様の方法で質量サイズ平面に存在することを発見しました。亜集団。特に、静止銀河団銀河とバルジ優勢銀河団の両方は、フィールド内の対応する銀河と一致する固定星質量での平均サイズを持っています。
z<2 の楕円銀河における超大質量ブラック ホールの優先的な成長チャネル
| Title |
A_Preferential_Growth_Channel_for_Supermassive_Black_Holes_in_Elliptical_Galaxies_at_z<2 |
| Authors |
Duncan_Farrah,_Sara_Petty,_Kevin_Croker,_Gregory_Tarle,_Michael_Zevin,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Francesco_Shankar,_Lingyu_Wang,_David_L_Clements,_Andreas_Efstathiou,_Mark_Lacy,_Kurtis_A._Nishimura,_Jose_Afonso,_Chris_Pearson,_Lura_K_Pitchford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06854 |
$z\sim1$以降の楕円銀河における恒星と超大質量ブラックホール(SMBH)の質量の集合は、SMBHの質量と恒星の質量の間で局所的に観測された相関関係の起源を診断するのに役立ちます。したがって、$z\sim0$に1つ、$0.7\lesssimz\lesssim2.5$に2つの楕円銀河の3つのサンプルを作成し、$M_{BH}-M_*$平面での相対位置を定量化します。ベイジアン解析フレームワークを使用して、ローカルサンプルと両方のより高い赤方偏移サンプルの間の恒星質量とSMBH質量の両方で並進オフセットの証拠を見つけます。恒星質量のオフセットは小さく、測定バイアスと一致していますが、SMBH質量のオフセットははるかに大きく、$z\sim1$と$z\sim0$の間で7倍に達しています。SMBHオフセットの大きさも赤方偏移に依存する可能性があり、$z\sim2$で$\sim20$の係数に達します。結果は、高赤方偏移サンプルと低赤方偏移サンプルの変動、および分析アプローチの変更に対して堅牢です。オフセットの大きさと赤方偏移の進化は、選択バイアスと測定バイアスの観点から説明するのが困難です。$z\lesssim2$の楕円銀河でSMBHを優先的に成長させる物理的メカニズムがあるか、選択バイアスと測定バイアスの両方が過小評価されており、赤方偏移に依存していると結論付けます。
$z=8.496$ の銀河内およびその周辺の JWST と ALMA の複数ライン研究: FIR
ラインに対する光の比率とイオン化光子の脱出を促進するアウトフローの開始
| Title |
JWST_and_ALMA_Multiple-Line_Study_in_and_around_a_Galaxy_at_$z=8.496$:_Optical_to_FIR_Line_Ratios_and_the_Onset_of_an_Outflow_Promoting_Ionizing_Photon_Escape |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yuki_Isobe,_Gabriel_Brammer,_Masamune_Oguri,_Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Kasper_E._Heintz,_Vasily_Kokorev,_Franz_E._Bauer,_Andrea_Ferrara,_Takashi_Kojima,_Claudia_del_P._Lagos,_Sommovigo_Laura,_Daniel_Schaerer,_Kazuhiro_Shimasaku,_Bunyo_Hatsukade,_Kotaro_Kohno,_Fengwu_Sun,_Francesco_Valentino,_Darach_Watson,_Yoshinobu_Fudamoto,_Akio_K._Inoue,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Anton_M._Koekemoer,_Kirsten_Knudsen,_Minju_M._Lee,_Georgios_E._Magdis,_Johan_Richard,_Victoria_B._Strait,_Yuma_Sugahara,_Yoichi_Tamura,_Sune_Toft,_Hideki_Umehata,_and_Gregory_Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06863 |
$\log(M_{\rmstar}/M_{\odot})\sim7.8$で$z_{\rmspec}=8.496$にあるレンズ付き銀河のALMA深層分光法を提示します。SMACS0723のJWST/NIRSpecおよびNIRCamEarlyReleaseObservationsによって検出されます。私たちのアルマスペクトルは、それぞれ$4.0\sigma$と$4.5\sigma$で[OIII]88$\mu$mと[CII]158$\mu$mライン検出を示しています。[OIII]線の赤方偏移と位置はJWSTソースの赤方偏移と位置と一致しますが、[CII]線は$0の空間オフセットで90kms$^{-1}$だけ青方偏移しています.''5$(ソース面で$\approx0.5$kpc)JWSTソースから。[OIII]5007とH$\beta$線放出を含むNIRCamF444W画像は、星の構成要素を$>8$倍空間的に超えています。これは、$z=8.5$銀河がすでに強いアウトフローを経験しており、その酸素と炭素が[OIII]5007の延長とオフセット[CII]放出を生成し、電離光子の脱出を促進し、再電離を促進することを示しています。慎重なスリット損失補正と銀河系外空間での放出の除去により、[OIII]88$\mu$m/5007線比を評価し、光イオン化モデリングによって電子密度$n_{\rme}$を次のように導出します。$220^{+170}_{-100}$cm$^{-3}$であり、$z\sim2-3$銀河に匹敵します。銀河の[OIII]88$\mu$m/[CII]158$\mu$m線比は$>4$と推定され、これは既知の$z\sim6-9$銀河と同じくらい高い。この高い[OIII]88$\mu$m/[CII]158$\mu$mライン比は、一般的に高い$n_{\rme}$と低い金属量($Z_{\rmガス)によって説明されます。}/Z_{\odot}=0.04^{+0.02}_{-0.02}$)、高いイオン化パラメーター($\logU>-2.27$)、および低い炭素対酸素存在比($\log$)(C/O)$=[-0.52:-0.24]$)JWST/NIRSpecデータから取得。さらに[CII]フォローアップ観察は、光解離領域のカバー部分を制限します。
エチニル置換ナフタレンの実験室回転分光法と天文探索
| Title |
Laboratory_rotational_spectroscopy_and_astronomical_search_of_ethynyl_substituted_naphthalene |
| Authors |
Carlos_Cabezas,_Isabel_Pe\~na_and_Jos\'e_Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06876 |
シアノナフタレンの最近の星間検出は、同様の天文環境に存在する可能性のある関連する芳香族分子種に関心をもたらしています。これに関連して、ナフタレンのエチニル誘導体は、おうし座分子雲(TMC-1)で観察される有望な候補であり、シクロペンタジエンおよびベンゼンのシアノおよびエチニル誘導体とともにシアノナフタレンが検出されています。ナフタレンのエチニル誘導体の星間探索を可能にするには、それらの純粋な回転スペクトルを実験室で調査する必要があります。2～8GHzの周波数領域で動作する広帯域フーリエ変換マイクロ波分光計を使用して、1-および2-エチニルナフタレン種の回転スペクトルを初めて観測しました。正確な分光パラメータは、実験スペクトルの分析から導き出され、天文学的な検索のための信頼できる予測を可能にします。TMC-1で両方の異性体を検索すると、これらの種の存在量の上限が得られます。
JWST と ALMA によって明らかにされた、$z=8.496$ にある金属の少ない銀河のガスと星の含有量
| Title |
The_gas_and_stellar_content_of_a_metal-poor_galaxy_at_$z=8.496$_revealed_by_JWST_and_ALMA |
| Authors |
K._E._Heintz,_C._Gim\'enez-Arteaga,_S._Fujimoto,_G._Brammer,_D._Espada,_S._Gillman,_J._Gonz\'alez-L\'opez,_T._R._Greve,_Y._Harikane,_B._Hatsukade,_K._K._Knudsen,_A._M._Koekemoer,_K._Kohno,_V._Kokorev,_M._M._Lee,_G._E._Magdis,_E._J._Nelson,_F._Rizzo,_R._L._Sanders,_D._Schaerer,_A._E._Shapley,_V._B._Strait,_F._Sun,_S._Toft,_F._Valentino,_A._P._Vijayan,_D._Watson,_F._E._Bauer,_C._R._Christiansen,_and_S._N._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06877 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)と遠赤外線[CII]のEarlyReleaseObservationsプログラムの一環として得られたNIRSpec、NIRCam、およびNIRISS観測に基づいて、$z=8.496$にある銀河S04590の共同分析を提示します。-専用のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)観測によって検出された$158\mu$m輝線。S04590の物理的性質は、スペクトルエネルギー分布(SED)のモデル化と、JWST/NIRSpecで検出された赤方偏移光学星雲輝線によって決定されます。最適なSEDモデルは、低質量($M_\star=10^{7.2}-10^{8}\,M_{\odot}$)銀河で、酸素量が$12+\log{\rm(O/H)}=7.16^{+0.10}_{-0.12}$強い星雲とオーロラ輝線に由来。[CII]が効果的に星間物質(ISM)を追跡すると仮定すると、銀河の総ガス質量は$M_{\rmガス}=(8.0\pm4.0)\times10^{8}\,M_\と推定されます。[CII]の光度と空間範囲に基づくodot$。これにより、非常に高いガス分率$f_{\rmガス}=M_{\rmガス}/(M_{\rmガス}+M_\スター)\gtrsim90\%$が得られますが、その低い金属性。さらに、ガス質量と気相金属量に基づいて銀河の金属質量を導き出し、これはタイプII超新星から予想される金属生成と一致することがわかりました。最後に、$z\gtrsim6$での再電離期の銀河のダスト対ガス(DTG)およびダスト対金属(DTM)の比率に最初の制約を加え、logDGT$の全体的な低い質量比を示します。<-3.8$およびlogDTM$<-0.5$ですが、局所的なスケーリング関係、特に局所的な金属の乏しい銀河IZwicky18と一致しています。私たちの分析は、ガス、金属、および星の内容を特徴付ける際のALMAとJWSTの間の相乗効果を強調しています。銀河の第一世代。
COOL-LAMPS IV: $3 < z < 4$ にある、強くレンズされた明るい銀河のサンプル
| Title |
COOL-LAMPS_IV:_A_Sample_of_Bright_Strongly-Lensed_Galaxies_at_$3_ |
| Authors |
Yunchong_Zhang,_Viraj_Manwadkar,_Michael_D._Gladders,_Gourav_Khullar,_H{\aa}kon_Dahle,_Kate_A._Napier,_Guillaume_Mahler,_Keren_Sharon,_Owen_S._Matthews_Acu\~na,_Finian_Ashmead,_William_Cerny,_Juan_Remolina_Gonz\`alez,_Katya_Gozman,_Benjamin_C._Levine,_Daniel_Marohnic,_Michael_N._Martinez,_Kaiya_Merz,_Yue_Pan,_Jorge_A._Sanchez,_Isaac_Sierra,_Emily_E._Sisco,_Ezra_Sukay,_Kiyan_Tavangar_and_Erik_Zaborowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06902 |
$3<z<4$に5つの明るく強力な重力レンズ銀河の発見を報告します:COOLJ0101$+$2055($z=3.459$)、COOLJ0104$-$0757($z=3.480$)、COOLJ0145$+$1018($z=3.310$)、COOLJ0516$-$2208($z=3.549$)、COOLJ1356$+$0339($z=3.753$)。これらの銀河の等級は$r_{\rmAB},z_{\rmAB}<21.81$magで、$0.26<z<1$で銀河団によってレンズ化されています。このサンプルは、$3<z<4$で拡張アークを持つ、既知の明るいレンズ銀河の数を2倍にします。地上ベースのgrz/giyイメージングと光学分光法を使用してレンズ銀河を特徴付けます。モデルベースの光度を報告し、星の人口合成モデリングを介して星の質量、ダスト含有量、および星形成率を導き出します。地上ベースのイメージングに基づいてレンズモデルを構築すると、ソースの倍率は$\sim$29から$\sim$180の範囲と推定されます。これらの分析を組み合わせて、$\rmlog_{10}(M_{*}/M_{\odot})\sim9.7-11.0$の範囲の縮小星質量と、$\rmlog_{10}(SFR/(M_{\odot}\cdotyr^{-1}))\sim0.4-1.6$、この赤方偏移間隔の星形成主系列の大質量端にサンプル銀河を配置。さらに、5つの銀河のうち3つは強力なLy$\alpha$放出を持っており、将来の研究で高赤方偏移のLy$\alpha$放出体を研究するユニークな機会を提供します。
星間NC4NH+の発見：ジシアノポリインは確かに宇宙に豊富にある
| Title |
Discovery_of_interstellar_NC4NH+:_dicyanopolyynes_are_indeed_abundant_in_space |
| Authors |
M._Agundez,_C._Cabezas,_N._Marcelino,_R._Fuentetaja,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06903 |
非極性分子シアノゲン(NCCN)に関連する2つの種、そのプロトン化された形態(NCCNH+)および1つの準安定異性体(CNCN)が冷たい高密度の雲で以前に検出されたことは、ジシアノポリインが宇宙に豊富に存在するという仮説を支持しました。ここでは、NCCNに続く一連のジシアノポリインの2番目のメンバーであるNC4Nのプロトン化された形であるNC4NH+の空間での最初の同定を報告します。この検出は、TMC-1QUIJOTEのYebes40mライン調査内の6つの調和的に関連するラインの観察に基づいていました。6つの線は、回転定数B=1293.90840+/-0.00060MHzおよび遠心歪み定数D=28.59+/-1.21Hzに適合させることができます。MarcelinoらによるHC5NH+の以前の同定をサポートする高レベルのabinitio計算に基づいて、この一連の系統を自信を持ってNC4NH+に割り当てます。(2020)ここで導き出されたものよりも2MHz低い回転定数を持つ一連のラインの観察から。TMC-1のNC4NH+のカラム密度は(1.1+1.4-0.6)e10cm-2であり、これはNC4NH+がNCCNH+の8倍少ないことを意味します。以前にL483に対して報告され、TMC-1で暫定的に報告された種CNCNは、この後者の情報源で確認されています。NCCNとNC4NはTMC-1に存在し、それぞれHC3NとHC5Nの数倍から1桁少ない量で存在すると推定されます。これは、ジシアノポリインNC-(CC)n-CNが、対応するモノシアノポリインHCC-(CC)n-CNよりも低いレベルで存在することを意味します。ラジカルCNおよびC3NとHNCとの反応は、冷たい高密度の雲でNCCNおよびNC4Nへの最も可能性の高い形成経路として発生します。
宇宙の夜明けのクエーサーと銀河間媒体
宇宙の黎明期のクエーサーは、宇宙で最も初期の超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と成長、銀河と構造形成との関係、および再電離(EoR)の時代における銀河間媒質(IGM)の進化に関する強力なプローブを提供します。）。宇宙史の最初の10億年の間に何百ものクエーサーが発見され、クエーサーの赤方偏移フロンティアはz~7.6まで拡張されました。宇宙の夜明けにおけるクエーサーの観測は、次のことを示しています。平均スペクトルエネルギー分布に強い進化がないことは、AGN環境が急速に構築されていることを示しています。(2)10億太陽質量のBHがz>7.5に既に存在する。それらは、非常に効率的で持続的な降着と大量の初期BHシードの組み合わせによって、700Myr未満で形成および成長する必要があります。(3)急速なクエーサーの成長は、ホスト銀河での強力な星形成とフィードバック活動を伴い、それらは多様な形態学的および運動学的特性を示し、典型的な動的質量は局所的なBH/銀河スケーリング関係によって暗示されるものよりも低い。(4)クエーサースペクトルのHI吸収は、z~5.3-6での宇宙再電離の末尾をプローブし、IGM電離の大きな空間変動を伴う6.9<z<7.6でのEoR中間点を示します。重元素吸収線の観測は、銀河周縁媒質もEoR中にそのイオン化構造と金属濃縮の進化を経験することを示唆しています。
銀河の形態の自動分類: UML データセットに基づく、回転不変の教師あり機械学習手法
| Title |
Automatic_Classification_of_Galaxy_Morphology:_a_rotationally_invariant_supervised_machine_learning_method_based_on_the_UML-dataset |
| Authors |
G._W._Fang,_S._Ba,_Y._Z._Gu,_Z._S._Lin,_Y._J._Hou,_C._X._Qin,_C._C._Zhou,_J._Xu,_Y._Dai,_J._Song,_X._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06981 |
銀河の形態の分類は、次世代の望遠鏡によって生成される膨大な量のデータにとって、困難ではあるが意味のあるタスクです。適応極座標変換を導入することにより、銀河画像を回転するときに一貫した分類を保証する、回転不変の教師あり機械学習(SML)手法を開発します。適応極座標変換は、追加の回転画像をトレーニングセットに含めることによるデータ拡張の従来の方法と比較して、SML法のロバスト性を改善する効果的かつ効率的な方法であることが証明されています。以前の作業では、開発した教師なし機械学習(UML)メソッドを介して、よく分類された形態を持つ銀河のカタログを生成しました。このUMLデータセットをトレーニングセットとして使用することにより、銀河を5つのカテゴリ(分類不能、不規則、後期型円盤、初期型円盤、回転楕円体)に分類する新しい方法を適用します。一般に、不規則銀河から回転楕円体への順序に従った形態学的分類の結果は、S\'{e}rsic指数、有効半径、ノンパラメトリック統計、および色を含む、他の銀河特性の予想される傾向とよく一致します。このように、回転不変のSML法は、以前に開発されたUML法と共に、銀河の形態の自動分類のタスク全体を完了することを示しています。
HST / COSスペクトルによって明らかにされた狭線Seyfert 1 Galaxy PG 1001 + 054の高速流出熱吸収体
| Title |
Fast_Outflowing_Warm_Absorbers_in_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_PG_1001+054_Revealed_by_HST/COS_Spectra |
| Authors |
Xiao-Dan_Fu,_Junfeng_Wang,_Xiaoyu_Xu,_and_Zhi-Xiang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07001 |
狭線セイファート1(NLS1)銀河は重要なタイプの活動銀河核(AGN)であり、一般に高エディントン率で降着すると予想されます。それらの流出の特性とAGNフィードバックの重要性は依然として興味深いものです。NLS1PG1001+054で、毎秒7000～9000キロメートルの範囲の速度で、急速に流出する吸熱体(WA)が発見されたことを報告します。それらは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)に搭載された宇宙起源分光器(COS)で撮影された高解像度紫外(UV)スペクトルで、青方偏移したライマンアルファ線、Nv線、およびSiiv線で識別されます。3つのWAでXSTARを使用して光イオン化モデリングを実行します。得られた物理的特性は、イオン化とカラム密度の点でWAに典型的ですが、流出速度は大幅に高速です。これらのWAの推定位置は、AGNから1～73パーセクの範囲です。PG1001+054のX線で高電離吸収体が以前に検出されたことと合わせて、急速に流出するUV吸収体はおそらく多相流出の一部であることが示唆されます。このような構造は、降着円盤スケールでAGNから放出された流出によって生成される可能性が高く、層状吸収体を生成する周囲のISMに衝撃を与えます。3つのWAからの寄与が数十パーセクであると仮定すると、流出の運動力とAGNエディントン光度の推定比率は1.7%に達する可能性があり、効率的なAGNフィードバックのいくつかの理論モデルと比較した場合、主銀河に十分な影響を与える可能性が高くなります。.
合併による青色コンパクト矮小銀河 (BCD) の形成
| Title |
Forming_Blue_Compact_Dwarf_Galaxy_(BCD)_through_Mergers |
| Authors |
Daya_Nidhi_Chhatkuli,_Sanjaya_Paudel,_Rajesh_Kumar_Bachchan,_Binil_Aryal,_Jaewon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07022 |
青色コンパクト矮星銀河(BCD)は、低質量でガスに富む銀河間の相互作用によって形成されると長い間推測されてきましたが、そのような系のいくつかの候補が詳細に研究されています。合体矮小銀河カタログから選択されたコンパクトな星形成矮小銀河のサンプルを調べます。それらの分光学的および構造的特性の詳細な研究を提示します。銀河に見えるこれらのBCDは、拡張された恒星殻をホストしているため、矮小合体であることが確認されています。それらの星の質量は$8\times10^7$~M$_{\sun}$から$2\times10^9$~M$_{\sun}$の範囲です。拡張された尾とシェルは深い光学画像で際立っていますが、全体的な主軸の光プロファイルは、内側のコンパクトな半径と拡張された外側の半径の2成分のS\'ersic関数で適切にモデル化されています。2成分モデリングを使用して、内側と外側の成分の星質量比を計算します。サンプルの平均比率は4:1(範囲は10:1から2:1)であり、中心成分が恒星質量を支配しており、継続的な星形成のバーストがあることを示しています。H$_\alpha$相当幅の測定から、これらの銀河の星形成年代を導き出しました。これらの銀河の導出された星形成年代は、数百万年前であることが判明し、衛星相互作用のイベントによる最近の星形成の発火を示唆しています。
クローバーリーフ クエーサーの z = 2.56 での電波ローブの発見
| Title |
Discovery_of_a_radio_lobe_in_the_Cloverleaf_Quasar_at_z_=_2.56 |
| Authors |
Lei_Zhang,_Zhi-Yu_Zhang,_James._W._Nightingale,_Ze-Cheng_Zou,_Xiaoyue_Cao,_Chao-Wei_Tsai,_Chentao_Yang,_Yong_Shi,_Junzhi_Wang,_Dandan_Xu,_Ling-Rui_Lin,_Jing_Zhou,_Ran_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07027 |
超大質量ブラックホールの急速な成長とホスト銀河へのフィードバックは、銀河の進化を制御する上で重要な役割を果たしています。特に初期の宇宙ではそうです。しかし、宇宙論的減光とほとんどの観測の限られた角度分解能のために、活動銀河核(AGN)からホスト銀河へのフィードバックを解決することは困難です。重力レンズ効果は、その倍率により、AGNからの放射と高赤方偏移のホスト銀河を空間的に区別するための強力なツールを提供します。ここでは、光学、サブミリ、および電波波長での観測データに基づいて、強くレンズ化されたスターバーストクエーサー、H1413+117または赤方偏移$z=2.56$のクローバーリーフの電波ローブの発見を報告します。パラメトリックレンズモデルとノンパラメトリックレンズモデルの両方を使用し、ソース平面で再構成された画像を使用すると、${\sim}1.2\,\mathrm{kpc}$に位置する、微分レンズ化されたkpcスケーリングされた片面無線ローブが見つかります。ソース平面上のホスト銀河の北西。無線帯域のスペクトルエネルギー分布から、無線ローブのエネルギー転換点が1.5GHzから8GHzの間にあり、20～50Myrの年代を示していることがわかります。これは、ジェットモードからクエーサーモードへのクローバーリーフクエーサーのフィードバックスイッチングを示している可能性があります。
コンピューター上の宇宙再電離: $z\sim6$ でのライマン極限系の統計、物理的性質、および環境
| Title |
Cosmic_Reionization_On_Computers:_Statistics,_Physical_Properties_and_Environment_of_Lyman_Limit_Systems_at_$z\sim6$ |
| Authors |
Jiawen_Fan,_Hanjue_Zhu,_Camille_Avestruz,_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07033 |
ライマン極限系(LLS)は、遠方のクエーサーから放出されるライマン連続光子を吸収するのに十分なHI列密度($N_{\rmHI}$)を持つ高密度の水素雲です。それらの高い柱密度は、密集した環境での起源を意味します。ただし、高赤方偏移でのLLSの統計と分布はまだ不確実なままです。この論文では、"CosmicReionizationOnComputers"(CROC)プロジェクトの自己無撞着な放射伝達宇宙論的シミュレーションを使用して、$z\sim6$での宇宙再電離の終わりにおけるLLSの物理的性質を研究します。シミュレーションで多数のLLSサンプルを取得するために、3000の合成クエーサー視線を生成します。さらに、CROCの高い物理的忠実度と解像度により、これらのLLSサンプルと近くの銀河との関連を定量化することができます。私たちの結果は、より高い柱密度のLLSのより高い割合が近くの銀河と空間的に関連していることを示しています。さらに、銀河の近くにないLLSは、通常、銀河間媒体（IGM）内の隣接する銀河を接続するフィラメント構造に存在することがわかりました。大規模構造へのLLSの分布と関連付けのこの定量化は、再電離のエポック中のIGM銀河接続の理解を知らせ、将来の観測を解釈するための理論的基礎を提供します。
VLA による 9 つの PG クエーサーの偏光研究
| Title |
A_Polarimetric_Study_of_9_PG_Quasars_with_the_VLA |
| Authors |
Janhavi_Baghel_(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_Silpa_S._(NCRA-TIFR),_Luis_C._Ho_(Peking_University),_C._M._Harrison_(Newcastle_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07061 |
6GHzでのVLABアレイからの9つのラジオラウド(RL)クエーサーの偏光画像を提示します。これらのクエーサーは、16個のRLクエーサーと8個のBLLac天体からなるパロマーグリーン(PG)の「ブレーザー」サンプルに属します。すべてのクエーサーのコア、ジェット、ローブで広範な分極が検出され、コアは主に横方向の磁場(B-)を表示し、ジェットはジェットの方向に整列した磁場を表示します。ホットスポットは、ターミナルショックでのBフィールドの圧縮を意味する横方向のBフィールド、またはより複雑な構造のいずれかを示します。コアの分極分極は1～10%、ジェット/ローブは10～40%の範囲です。クエーサーのいくつかは、AGN活動の再開を示す、歪んだまたは混成のFRI/FRII電波形態を示しています。これは、無線周波数で偏りのないままであるPGサンプルの光学/UV選択基準に起因します。無線コアの帯域内スペクトルインデックスは比較的平坦ですが、ホットスポットでは急勾配です。これは、ホットスポットがジェットベンドまたはバウショックの位置にあるように見える偏光構造と一致しています。PGの「blazar」サンプル全体のグローバルプロパティを示します。ジェットパワーはクエーサーの降着率と相関することがわかりました。降着率が高いほど、より強力な電波ジェットが発生します。ここで研究された9つのクエーサーの電波コア分極偏波と150MHzの総電波光度との間の相関関係は、ジェットベースでより組織化されたBフィールドがコア分極偏波を高め、より強力な電波ジェットにつながることを意味する可能性があります。
IllustrisTNG シミュレーションで相互作用する銀河 -- IV: 合体後の銀河における超大質量ブラック ホールの降着率の向上
| Title |
Interacting_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulations_--_IV:_Enhanced_Supermassive_Black_Hole_Accretion_Rates_in_Post-Merger_Galaxies |
| Authors |
Shoshannah_Byrne-Mamahit,_Maan_Hani,_Sara_Ellison,_Salvatore_Quai,_David_Patton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07342 |
IllustrisTNGシミュレーションから引き出された1563個の合体後の銀河のコレクションにおける瞬間的な超大質量ブラックホール(SMBH)降着率の分析を提示します。私たちのサンプルは、最後のシミュレーションスナップショット(合体から約160マイル以内)で、赤方偏移範囲0<z<1で合体を経験した銀河で構成され、合体した星の質量比が1:10を超え、合体後の星の質量が$10を超えています。^{10}M_{\odot}$。平均して、合体後の降着率は対照サンプルの約1.7倍高く、合体後の銀河核は孤立した銀河核(AGN)フェーズを経験する可能性が3～4倍高いことがわかりました。銀河。SMBHの降着率の増加は、合体後約2Gyrの間持続し、星形成率の増加の約500Myrの寿命を大幅に超えています。星形成率とSMBH降着率の両方における同時増強の存在は、合体の質量比と合体後の銀河のガス質量の両方に依存することがわかりました。これらの降着率の向上にもかかわらず、合体後500Myrs以内に光るAGN($L_{bol}>10^{44}$erg/s)を経験するのは合体後の35%のみであり、光度を達成するのは10\%未満です。$L_{bol}>10^{45}$erg/sを超えています。さらに、IllustrisTNG銀河サンプルの最高光度($L_{bol}>10^{45}$erg/s)AGNの~10\%のみが最近の合体です。したがって、私たちの結果は、合体がAGN活動を引き起こす可能性がある(ただし常にそうとは限らない)という図と一致していますが、高光度AGNをホストする銀河の大部分は最近の合体ではありません。
Webb の最初のディープ フィールドにおける分光学的赤方偏移の最初の大規模なカタログ、SMACS J0723.3$-$7327
| Title |
The_first_large_catalogue_of_spectroscopic_redshifts_in_Webb's_First_Deep_Field,_SMACS_J0723.3$-$7327 |
| Authors |
Ga\"el_Noirot,_Guillaume_Desprez,_Yoshihisa_Asada,_Marcin_Sawicki,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Nicholas_Martis,_Ghassan_Sarrouh,_Victoria_Strait,_Roberto_Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabriel_Brammer,_Kartheik_Iyer,_Shannon_MacFarland,_Jasleen_Matharu,_Lamiya_Mowla,_Adam_Muzzin,_Camilla_Pacifici,_Swara_Ravindranath,_Chris_J._Willott,_Lo\"ic_Albert,_Ren\'e_Doyon,_John_B._Hutchings,_Neil_Rowlands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07366 |
JWST/NIRISSグリズム分光法から得られ、JWST/NIRSpecおよびVLT/MUSE赤方偏移を補足したSMACSJ0723.3$-$7327フィールド("Webb'sFirstDeepField")の分光学的赤方偏移カタログを提示します。カタログには、156のNIRISSグリズム赤方偏移を含む、安全な分光学的赤方偏移を持つ合計190のソースが含まれており、そのうち123は赤方偏移が以前は不明であったソースのものです。これらの新しいグリズム赤方偏移は、2つ以上の分光学的特徴(64ソース)、またはオブジェクトの9バンド測光赤方偏移(59ソース)から識別される単一のスペクトル特徴によって保護されます。これらは、この作業で特定された6つの新しいNIRSpec赤方偏移を含む、17個のNIRSpecと48個のMUSE赤方偏移で補完されます。$z_{\rmcl}=0.39$銀河団銀河の赤方偏移($\sim$40の新しいNIRISS吸収線赤方偏移を提供)に加えて、より高い赤方偏移($z=1.1)で3つの顕著な銀河の過密度も検出されます。$、$z=1.4$、および$z=2.0$-これまでJWST/NIRSpecおよびVLT/MUSEデータには見られませんでした。この論文では、分光赤方偏移サンプルの特性と、それを取得するために採用した方法について説明しています。Redshiftカタログは、https://niriss.github.io/smacs0723のコミュニティで利用できます。
ESO-VLT MIKiS 調査の再読み込み: NGC 6440 の内部運動学の調査
| Title |
The_ESO-VLT_MIKiS_survey_reloaded:_exploring_the_internal_kinematics_of_NGC_6440 |
| Authors |
Silvia_Leanza,_Cristina_Pallanca,_Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Emanuele_Dalessandro,_Mario_Cadelano,_Enrico_Vesperini,_Livia_Origlia,_Alessio_Mucciarelli,_Elena_Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07373 |
銀河球状星団のESO-VLTMulti-InstrumentKinematicSurvey(MIKiS)のコンテキストで、ここでは、銀河バルジに位置する巨大な球状星団であるNGC6440の視線速度分散プロファイルを提示します。4つの異なるスペクトログラフで取得したデータを組み合わせることで、中心から$\sim$0.1$"$から778$"$までの星団全体に分布する$\sim1800$個の個々の星のサンプルの視線速度を取得しました。最も信頼性の高い視線速度測定値を持つメンバー星の適切に選択されたサンプルを使用して、中心から最大250$"$までの速度分散プロファイルを導き出しました。プロファイルは、予測された星密度分布に最もよく適合する同じKingモデルによってよく説明されます。、一定の内側プラトー(${\sigma}_0\sim$12kms$^{-1}$)を持ち、中央カスプまたはその他の重大な偏差の証拠はありません。私たちのデータでは、回転の存在のみを研究することができましたクラスターの最も内側の領域(r<5$"$)では、回転軸の位置角度が$\sim$132$\pm$2{\deg}で、振幅が$\sim$3kms$^{-1}$(Vrot/${\sigma}_0\sim$0.3に対応)。また、回転信号と定性的に一致するシステムの平坦化が中央領域で検出されました。
原始銀河の中心でその場で金属の少ない星に分裂する核星団は、質量$10^3-10^6M_\odot$の中間質量ブラックホールの形成に理想的な環境を提供します。公開されている急速なクラスター進化コードであるRapsterに実装されている半分析モデルを利用します。星の衝突とガスの降着/排出の簡単なレシピをコードに実装し、各チャネルが星のブラックホールシードの繰り返しの合併によって中間質量ブラックホールの動的形成に寄与する領域を特定します。核クラスターの初期平均密度が$>10^8M_\odot{\rmpc}^{-3}$の場合、中間質量ブラックホールの形成はほぼ避けられないことがわかります。百万個の太陽質量ブラックホールは、最も重い($>10^7M_\odot$)および最もコンパクトな($<0.5~{\rmpc}$)核クラスターで1億マイル以内に形成されます。今日までに、これらが矮小銀河で観察された核クラスターの範囲に似ていること、および大規模なブラックホール形成プロセスの潜在的な重力波サインがあることを示しています。
Fermi-LAT データを用いた暗黒物質探索における天の川矮小球状銀河拡張の効果の調査
| Title |
Investigating_the_effect_of_Milky_Way_dwarf_spheroidal_galaxies_extension_on_dark_matter_searches_with_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro,_Martin_Stref,_Francesca_Calore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06850 |
質量対光比が高く、バリオン含有量が少ない天の川の衛星銀河、すなわち、矮小球状銀河(dSph)は、暗黒物質(DM)の性質をその最終消滅生成物によって検出または制限するための最も有望なターゲットの1つです。高エネルギー光子に。以前は、dSphsからのDM放射が点状であるという仮定を使用して、FermiLargeAreaTelescope(LAT)からのデータを使用してDM候補に強い制約を設定していました。ただし、DM密度が高く近接しているため、dSphは実際には、Fermi-LATによって検出されるのに十分な角度拡張を持っています。ここでは、Fermi-LATを使用した既知のdSphに向けたガンマ線DM信号の検索における角度拡張を考慮することの影響を初めて評価します。検討中のdSphに応じて、DM断面積の制限を最大2～2.5倍弱めることができることを示します。殲滅チャンネル。この結果は、dSphs制限を他のマルチメッセンジャーDM制約と比較する場合、および異常な「超過」のDM解釈をテストする場合に関連します。
光学的に厚い火球としての超新星のモデル化
OpenSupernovaCatalogのデータを使用して、135個の恒星超新星の特性を計算します。球対称の光学的に厚い火の玉モデルを使用して、温度、半径、光度、および膨張速度を生成します。これらのモデル化されたパラメーターは、さまざまなタイプの超新星に共通する傾向を明らかにします。タイプIa、II、IIP、およびIIb超新星に現れる明確な相を特定しました。合理的な連続成長(フェーズ1)の長い期間があり、光学的に厚い火球の単純なモデルに信憑性があることに注意してください。モデル化された半径は最大値に達し、それを超えると平坦になるか減少します(フェーズ2)。モデル化された最大半径である4500Kで観測された温度は、電子の再結合による不透明度の損失により、光学的に厚いモデルが適用されなくなるタイムラインが設定されることを示唆しています。Ia型超新星について、モデル化された最速の火球速度、モデル化された最大の火球半径、およびモデル化された最大光度を観測します。グループとして、タイプIa超新星は、タイプII超新星よりも8.5倍明るい最大光度に達します。超新星のモデル化されたパラメーターと超新星の分類タイプごとのタイミングを含む要約表を提示します。
MWA VCS データを使用したパルサー候補の画像ベースの検索
パルサーは、さまざまな物理学の探求に役立つことが証明されています。低い無線周波数でのパルサーは、スペクトル特性と放出メカニズムの理解を深めるために重要です。マーチソンワイドフィールドアレイ電圧捕捉システム(MWA-VCS)は、低周波数でのパルサーの研究と発見に日常的に使用されており、複合体を記録するユニークな機会を提供しています。オフラインでビームフォーミングするか、ミリ秒の時間分解能で画像化することができます。ビームフォーミングされたデータで検証できるパルサー候補を見つけるための画像ベースの方法を考案することで、プロセス全体を加速し、数を減らすことでより多くのパルサー検出につながる可能性があります。タイドアレイビームが必要であり、計算リソースの効率が向上します。感度が約4倍低下するにもかかわらず、MWA-VCSからの画像でパルサー候補を検索すると、より大きなパラメーター空間を探索できるため、高精度で見逃されたパルサーの発見につながる可能性があります。-伝播効果により高時間分解能の時系列データに隠されたパルサーなどの周波数調査。画像ベースの検索も可能oMWAを使用した従来のビームフォーミング検索ではアクセスできないパラメーター空間の部分をプローブするために不可欠です。スペクトル指数、偏光、変動性などのパルサー特性に基づいて、パルサー候補を見つける画像ベースの方法を開発およびテストしました。これらの方法論の効率は、既知のパルサーで検証されており、主な制限は感度と新しいパルサーであると確認された候補はありませんでした。この新しい機能は、複数の観測に適用され、MWAでパルサーの発見を加速し、SKA-Lowで将来の検索を高速化します。
タイプ I X 線バーストのスペクトルと、環礁および過渡的なソースからの燃料組成 4U 1730$-$22
| Title |
Type_I_X-ray_bursts_spectra_and_fuel_composition_from_the_atoll_and_transient_source_4U_1730$-$22 |
| Authors |
Yongqi_Lu,_Zhaosheng_Li,_Yuanyue_Pan,_Wenhui_Yu,_Yupeng_Chen,_Long_Ji,_Mingyu_Ge,_Shu_Zhang,_Jinlu_Qu,_Liming_Song,_and_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07038 |
NICERは、2021年と2022年に中性子星低質量X線連星4U1730$-$22からの2つの爆発を観測し、硬度強度図で同様のスペクトル進化を示しました。両方のアウトバーストで17のタイプIX線バーストが確認されました。X線バーストスペクトルは、開始後最初の$\sim10$秒で黒体モデルからの明らかな偏差を示しました。ポインティング・ロバートソン抗力または降着円盤からの反射による強化された持続的放出を追加すると、フィッティング結果が大幅に改善されます。その結果、17回のX線バーストのうち12回が光球半径拡大(PRE)特性を示したことがわかりました。HXMTによって観測された10個のX線バーストのうち9個のPREバーストを考慮すると、4U1730$-$22からの78%のバーストがPREを示しています。バーストの上昇時間、持続時間、局所的な降着率、および再発生時間から推定されるバースト燃料組成によると、これらのPREバーストは純粋なヘリウムによって駆動されたものであると提案します。PREバーストのタッチダウンフラックスから、$M_{\rmNS}=1.4M_\odot$の正準中性子星のソース距離$d=7.54\pm{0.46}~(X=0)$kpcを推定します。$R_{\rmNS}=10~{\rmkm}$.
GRB のプロンプト段階における高緯度排出の証拠: GRB は中央エンジンからどのくらい離れて生成されるか?
| Title |
Evidence_of_high_latitude_emission_in_the_prompt_phase_of_GRBs:_How_far_from_the_central_engine_are_the_GRBs_produced? |
| Authors |
Z._Lucas_Uhm,_Donggeun_Tak,_Bing_Zhang,_Judith_Racusin,_Daniel_Kocevski,_Sylvain_Guiriec,_Bin-Bin_Zhang,_Julie_McEnery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07094 |
ガンマ線バースト(GRB)の物理的メカニズムは、とらえどころのないままです。それらの物理的メカニズムを突き止める際の困難の1つは、競合する物理的メカニズムが異なる特徴的な距離を予測する一方で、GRBの即時ガンマ線が中央エンジンからどれだけ離れているかについての明確な観察証拠がないという事実に由来します。ここでは、「高緯度放出」（HLE）を利用して、この問題に対処する簡単な研究を紹介します。詳細な数値モデリングにより、GRBの「広いパルス」の減衰段階でHLEの明確な特徴が示されることがわかりました。HLEが$F_{\nu}$スペクトルの顕著なスペクトルブレークとして出現し、"見通し内放射"(LoSE)の間でも$\nuF_{\nu}$スペクトルのピークを支配できることを示します。はまだ進行中であり、HLEの出現に関する新しい見解を提供します。この「HLEブレーク」は、LoSEとHLEのピークエネルギー間の近さに応じて、いくつかの広いパルスに隠される可能性があることに注意してください。また、HLEシグネチャを示す広いパルスを持つFermi-GBMGRBの3つの例を紹介します。それらのガンマ線放出領域は、中央エンジンから$\sim10^{16}$cmに位置する必要があることを示します。これは、光球モデルと小さな半径の内部衝撃モデルを支持しませんが、大きな放出半径を持つ磁気散逸モデルを支持します。.
ガンマ線バースト ブロード パルスの時間的およびスペクトル進化: 即発放出における高緯度放出の同定
| Title |
Temporal_and_Spectral_Evolution_of_Gamma-ray_Burst_Broad_Pulses:_Identification_of_High_Latitude_Emission_in_the_Prompt_Emission |
| Authors |
Donggeun_Tak_and_Z._Lucas_Uhm_and_Judith_Racusin_and_Bing_Zhang_and_Sylvain_Guiriec_and_Daniel_Kocevski_and_Bin-Bin_Zhang_and_Julie_McEnery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07095 |
GRBブロードパルスの進化を理解する明るいガンマ線バースト(GRB)のブロードパルスの詳細な分析を実行します。時間的およびスペクトル特性を使用して、広いパルスの減衰段階で高緯度放出(HLE)シナリオをテストします。HLEは、相対論的な球状ジェットの曲率効果に由来します。この場合、高緯度の光子は遅延し、観測者の視線方向の放出よりも柔らかくなります。HLEの署名は、GRBの迅速な放出中に議論の余地なくまだ確認されていません。HLE理論は、特定の関係F$_{\nu,E_{p}}$$\propto$E$_{p}\!^{2}$を予測します。$\nu$F$_{\nu}$スペクトルと、$E_{p}$、F$_{\nu、E_{p}}$で測定されたスペクトルフラックスF$_{\nu}$。2008年から2017年にかけて、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡(フェルミ)に搭載されたガンマ線バーストモニター(GBM)によって検出された2157個のGRBで、この関係の証拠を探します。汚染を最小限に抑えるために偏りのない選択基準を課した後バックグラウンドとパルスのオーバーラップによる信号では、32個のGRBで32個の広いパルスのサンプルを作成します。これらの32の広いパルスのそれぞれに対して時間分解スペクトル分析を実行すると、18パルス(56%)の進化がHLE関係と明確に一致することがわかります。18の広いパルスの場合、F$_{\nu,E_{p}}$$\propto$E$_{p}\!^{\delta}$の関係の指数$\delta$は次のように分布します。中央値と幅がそれぞれ1.99と0.34のガウス関数。この結果は、HLEシグネチャを持つGRBの放出半径に対する制約を提供します。
ピエール・オジェ天文台による超高エネルギー光子・ニュートリノ探索
| Title |
Searches_for_ultra-high_energy_photons_and_neutrinos_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Nicol\'as_Mart\'in_Gonz\'alez_(on_behalf_of_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07139 |
ピエールオージェ天文台は、運用中の最大の宇宙粒子実験です。荷電超高エネルギー(UHE)宇宙線の測定を補完するものであり、UHE光子とニュートリノの検出に非常に優れた感度を提供します。光子フラックスとニュートリノフラックスは荷電粒子の加速メカニズムに相関しているため、これらの中性粒子の検索は、UHE宇宙線源と過渡天体物理現象のマルチメッセンジャー理解を強化します。さらに、拡散フラックスの検索は、銀河のハローにおける仮想の超重暗黒物質の崩壊などのエキゾチックなシナリオに関する情報をもたらす可能性があります。この寄稿では、天文台における現在のUHE光子とニュートリノの検索の概要を示し、最新の結果について説明します。1017eVを超えるUHE光子とニュートリノ拡散および点状フラックスに対する厳しい制限について報告します。これは、暗黒物質候補の性質と宇宙で最もエネルギーの高い粒子の発生源を記述する理論モデルに強い制約をもたらします。
2018 年の爆発時の AMXP IGR J17591-2342 のスペクトル分析
| Title |
Spectral_analysis_of_the_AMXP_IGR_J17591-2342_during_its_2018_outburst |
| Authors |
A._Manca,_A._F._Gambino,_A._Sanna,_G._K._Jaisawal,_T._Di_Salvo,_R._Iaria,_S._M._Mazzola,_A._Marino,_A._Anitra,_E._Bozzo,_A._Riggio,_and_L._Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07157 |
増加するミリ秒X線パルサーIGRJ17591-2342は、2018年8月にバーストを起こしたLMXBシステムであり、NICER天文台によって監視され、他の施設によって部分的に監視されました。同時観測のX線データリポジトリ全体を活用することにより、このソースのスペクトル放出がバースト中にどのように進化したかを研究することを目的としています。組み合わされた広帯域スペクトルの連続発光は、適度に光学的に厚いコロナ(tau=2.3+/-0.5)(34+/-9)keVの温度で。いくつかのスペクトルでは、温度と半径サイズがそれぞれ(0.8+/-0.2)keVと(3.3+/-1.5)kmの黒体成分が必要であり、中心放射の一部、おそらく中性子星表面は、コロナによって効率的に散乱されません。低エネルギーでの連続体は、OVIIIの吸収端とNeIXイオンの輝線の存在を示唆する有意な残留物によって特徴付けられます。さらに、幅広いFeIおよびFeXXVK-alpha輝線がバーストの異なる時点で検出され、システム内に反射が存在することを示唆しています。
RS\、へびつかい座 (2006 年および 2021 年) の高解像度 X 線スペクトル: SSS 変動の原因の解明
| Title |
High_Resolution_X-ray_Spectra_of_RS\,Ophiuchi_(2006_and_2021):_Revealing_the_cause_of_SSS_variability |
| Authors |
J.-U._Ness,_A.P._Beardmore,_M._Bode,_M._Darnley,_A._Dobrotka,_J.J._Drake,_J._Magdolen,_U._Munari,_J.P._Osborne,_M._Orio,_K.L._Page,_S._Starrfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07169 |
Swiftは、RSOphのSSSフェーズを2006年よりも2021年にはるかに暗く観測しました。2021年55.6日(2021d55.6)のXMM-Newton格子スペクトルを、2006d39.7日からのSSSChandraおよびXMM-Newton格子スペクトルと比較します。2006d54、および2006d66.9。観測された(より明るい)2006SSSスペクトルをダウンスケールして、2021d55.6スペクトルに一致させるための新しいアプローチを提示します:(1)定数係数、(2)マルチイオン化光電吸収モデル、および(3)有効温度が異なる2つの黒体モデルの比率によるスケーリング。このアプローチでは、ソースモデルを定義する必要がなく、ソースと吸収を同時にモデル化するよりも増分変化に敏感です。2021d55.6スペクトルは、より明るい2006スペクトルに吸収モデルを乗じることで、非常によく再現できます。2006d66.9スペクトルの場合のみ、追加の温度変更が必要です。さらに、2021d55.6スペクトルは、同じエポックの2006d54スペクトルよりも形状と構造が2006d39.7スペクトルにはるかに似ており、OI吸収端がより深く、青方偏移(1200km/s)が上よりも高い吸収線が多いことがわかります。日2006d54(700km/s)。2006d39.7、2006d54、および2021d55.6の日に、明るさと硬さの変化が相関しており、OIカラム密度の変化を示しています。35秒周期は2021d55.6日目に検出され、2006d54と比較して有意性は低かった。2006年に比べて2021年に軟X線放射が減少した主な理由は吸収であると結論付けます。2006d39.7日から2006d54日までの減速による線の青方偏移、OI端の深さ、および吸収線の数の減少を説明します。コンパニオンの恒星風の中での噴出物の加熱。2021年のこのような減速と加熱の減少は、不均一な恒星風を通してさまざまな角度から見ていることを示しています。
2019年の変化する外観のAGN IRAS23226-3843の爆発
| Title |
The_outburst_of_the_changing-look_AGN_IRAS23226-3843_in_2019 |
| Authors |
Wolfram_Kollatschny,_Dirk_Grupe,_Michael_L._Parker,_Martin_W._Ochmann,_Norbert_Schartel,_Encarni_Romero-Colmenero,_Hartmut_Winkler,_Stefanie_Komossa,_Philipp_Famula,_Malte_A._Probst,_Maria_Santos-Lleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07270 |
IRAS23226-3843は、X線と光学スペクトルの変化に基づいて、外観が変化するAGNとして以前に分類されていました。2019年のSwift観測では、2017年の観測と比較して、X線とUVフラックスの強い再輝が明らかになりました。その後、Swift、XMM-Newton、NuSTARの観測を光学スペクトル(SALTとSAAO1.9m望遠鏡)とともに行いました。2019年から2021年まで。IRAS23226-3843は、2019年に強いX線と光学バーストを示しました。2か月以内に、X線と光学連続体でそれぞれ5倍と1.6倍変化しました。これは、ホスト銀河の寄与を補正した後の光学では3倍に相当します。BalmerとFeIIの輝線強度は、同等の変動振幅を示しました。Halphaプロファイルは、1997年と1999年の青いピークのプロファイルから、2017年と2019年の広い二重ピークのプロファイルに変化しました。2019年。アウトバーストから1年後、2020年には光スペクトル型が変化し、セイファート型2となった。バルマー線とX線のFe帯に青色の流出成分が存在する。ディープブロードバンドXMM-Newton/NuSTARスペクトルは、2019年の最大状態で取得されました。このスペクトルは、2017年に取得されたスペクトルと質的に非常に似ていますが、10倍高くなっています。軟X線帯は特徴がないように見えます。ソフトエクセスは、コンプトン化モデルで適切にモデル化されています。べき法則連続体、Comptonizedソフトエクセス、および銀河吸収による広帯域フィットは、EPIC-pnとNuSTARスペクトルを組み合わせたものによくフィットします。さらに、X線では複雑で幅の広いFeK輝線プロファイルが見られます。IRAS23226-3843の外観の変化は、降着率の変化が原因である可能性が最も高いと考えられます。これは、数週間から数か月という時間スケールの短期的な変動に基づいています。
進行中の変化する外観の AGN AT2021fxu の多波長研究
| Title |
A_Multiwavelength_study_of_the_ongoing_Changing-look_AGN_AT2021fxu |
| Authors |
Yukta_Ajay_(IISER_Tirupati),_Muryel_Guolo_(JHU),_Dheeraj_Pasham_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07272 |
最近の光スペクトルに以前は存在しなかった広い輝線の出現を示し、Changing-look(CL)ActiveGalacticNucleus(AGN)を示唆するアクティブ光トランジェントAT2021fxuの多波長解析を提示します。スペクトル遷移中、個々の測光バンドの明るさは、光学バンドで$\approx$0.6まで、UVバンドで$\approx$1.1等級まで増加しました。増光は、光スペクトルの青方へのシフトを伴っていた。AT2021fxuは、アウトバーストの前後で高いX線(0.3-10keV)フラックスの変動を示し、平均X線フラックスはアウトバースト後に$\approx$2倍に増加します。ただし、X線のスペクトル形状はほぼ同じままで、見通し内の列密度に大きな変化はありません。AT2021fxuの全体的な特性は、Type-IIからType-1AGNへの降着速度による遷移と一致しています。
長期間の X 線と $\gamma$ 線データによる Mrk 180 の放出メカニズムの調査
| Title |
Exploring_the_Emission_Mechanisms_of_Mrk_180_with_long_term_X-ray_and_$\gamma$-ray_data |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Mondal,_Saikat_Das,_Nayantara_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07331 |
マルカリアン(Mrk)180は、0.045の赤方偏移に位置するBLLacertae(BLLac)天体であり、高エネルギー宇宙線加速の潜在的な候補です。我々は、12.8年間にわたって収集されたMrk180のFermiLargeAreaTelescope(\textit{Fermi}-LAT)$\gamma$線データを分析しましたが、長期的な$\gammaからのフラックスに有意な増強は見られませんでした。$-rayライトカーブ。また、多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を構築するために、SwiftX線、紫外線\&光学、およびX線マルチミラーミッション(XMM-Newton)データを分析しました。SEDは、多波長データへの最適な適合を見つけ、多波長放射の基礎となる物理学を説明するために、1ゾーンの純粋なレプトンおよびレプトハドロンのシナリオでモデル化されています。純粋なレプトンモデルと、超高エネルギー宇宙線(UHECR;$E\gtrsim0.1$EeV)と宇宙放射線背景および相対論的陽子と寒気との相互作用を含む2つのレプトハドロンモデルジェット内の陽子は、観測データポイントを説明するために私たちの仕事で比較されています。さらに、以前の研究では、Mrk180が$E>57$EeVのUHECRのテレスコープアレイ(TA)ホットスポットと関連付けられています。この推測は、超高エネルギーの陽子と鉄原子核がMrk180から地球に到達できるかどうかを確認する動機となります。Mrk180が、銀河系外磁場の保守的な強度のTAホットスポットに寄与するUHECRイベントの発生源である可能性は低いことがわかります。
| Title |
Observational_constraints_on_cosmic-ray_escape_from_ultra-high_energy_accelerators |
| Authors |
Antonio_Condorelli_and_Quentin_Luce_and_Sullivan_Marafico_and_Jonathan_Biteau_and_Olivier_Deligny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07340 |
ピエールオージェ天文台で推定された超高エネルギー宇宙線のエネルギースペクトルと質量組成は、銀河系外加速器での放出メカニズム、エネルギー論、環境内の元素の豊富さのベンチマークシナリオを導き出すために使用されます。.星の質量の密度に従ったソースの分布を仮定すると、地球上で観測される宇宙線の質量数が$\simeq$2\:EeVから最高エネルギーまで徐々に増加することは、それらの電荷とハードスペクトルインデックスで放出されます。さらに、推定された$\simeq$0.6\:EeVまでの陽子フラックスは、この母集団に対して、より重い原子核のスペクトル指数よりも大幅に柔らかいスペクトル指数を必要とすることが示されています。これは、注入された荷電核のエネルギー生成率を、閉じ込めゾーンから逃げる二次中性子のエネルギー生成率とは異なる形にするソース内相互作用と一致しています。推定された原子核の存在量とともに、これらの結果は線源環境における放射線レベルの制約を提供します。このシナリオ内では、エネルギーが増加するにつれて急激に低下する追加のコンポーネントが、足首までのエネルギー範囲で全粒子フラックスを構成するために必要です。
超高輝度 X 線源 M81 X-6: 歳差運動する降着円盤を持つ弱い磁化の中性子星?
| Title |
The_ultraluminous_X-ray_source_M81_X-6:_a_weakly_magnetised_neutron_star_with_a_precessing_accretion_disc? |
| Authors |
Roberta_Amato,_Andres_G\'urpide,_Natalie_A._Webb,_Olivier_Godet_and_Matthew_J._Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07391 |
中性子星(NS)を保持することが示唆されているULXM81X-6の性質を、XMMから入手可能なアーカイブデータの豊富なセットを使用して、その長期的なX線スペクトルおよび時間的進化を研究することによって調査します。Newton、Chandra、NuSTAR、およびSwift/XRT。硬度-強度図でソースの進化を追跡し、ソースが2つの主要な状態の間で振動することを発見しました.1つは硬くて明るいスペクトルを特徴とし、もう1つは低い硬度と光度です。ソフトコンポーネントのプロパティは、2つの状態間で一定のままであり、物質移動速度の変化がスペクトル遷移を駆動していないことを示唆しています。代わりに、ソースと既知の超軌道周期のバイモーダルな挙動は、降着円盤の歳差運動を指し示します。ここでは、2つの理論モデルをテストしました:(1)NSに磁場$B$$\lesssim10^{10}$Gがあり、M81Xのアイデアをサポートしている場合、超軌道周期を説明できるレンズ-サーリング歳差運動-6弱く磁化されたNSとして、(2)NS磁場のトルクによる歳差運動、これは$B\gtrsim$10$^{11}$Gにつながります。ただし、後者のシナリオでは、M81X-6は他のNS-ULXと同様の特性を共有しますが、他の脈動ULXで知られているものよりもはるかに高い磁場強度($B>10^{15}$G)を必要とするため、好ましくありません。さらに、推定上の降着柱に起因する硬質成分からの寄与が、脈動するULXで見られる典型的な値のすぐ下にあることを示します。これは、1つのXMMで見られるパルス部分($\leq10$\%)の低い値と相まって-ニュートン/pn観測は、源に脈動がないことを説明できます。M81X-6のスペクトル特性と変動性は、降着体が低磁場のNSである場合に説明できます。Lense-Thirring歳差運動の仮説の下で、数秒のNSのスピン周期を予測します。
周囲降着の流体力学的シミュレーション: 加熱と冷却のバランス
| Title |
Hydrodynamical_Simulations_of_Circumbinary_Accretion:_Balance_between_Heating_and_Cooling |
| Authors |
Hai-Yang_Wang,_Xue-Ning_Bai,_Dong_Lai,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07416 |
周辺連星円盤(CBD)における流体力学的相互作用は、若い恒星連星から銀河中心の超大質量ブラックホール連星に至るまで、さまざまな天体物理システムで重要な役割を果たしています。バイナリディスクシステムの以前のほとんどのシミュレーションでは、局所的な等温状態方程式が採用されています。この研究では、グリッドベースのコード$\texttt{Athena++}$を使用して、デカルトグリッド上で連星周辺降着の一連の2次元粘性流体力学シミュレーションを実行し、連星の中心空洞を解決します。気体の熱力学は、平衡温度への熱緩和によって処理されます(一定の$-\beta$冷却仮説に基づきます。ここで、$\beta$は局所ケプラー時間の単位での冷却時間です)。(平衡)ディスクアスペクト比$H/R=0.1$のCBD内の等質量の円形連星に注目すると、ディスクガスの冷却が連星軌道の進化、降着の変動性、CBDの形態、およびその効果に大きく影響することがわかります。ディスクの粘度処方に敏感に依存します。一定の動粘性率を採用すると、有限の冷却時間($\beta\gtrsim0.1$)により、アウトスパイラルではなくバイナリインスパイラルが発生し、CBDキャビティはより対称になります。動的に変化する$\alpha-$viscosityを採用すると、バイナリインスパイラルは狭い範囲の冷却時間(0.5付近の$\beta$に対応)内でのみ発生します。
GALLIFRAY -- ベイジアン手法を使用したブラック ホール画像の幾何学的モデリングおよびパラメータ推定フレームワーク
| Title |
GALLIFRAY_--_A_geometric_modeling_and_parameter_estimation_framework_for_black_hole_images_using_bayesian_techniques |
| Authors |
Saurabh,_Sourabh_Nampalliwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06827 |
EventHorizonTelescopeによるM87の銀河中心と天の川の最近の観測は、非常に長いベースライン干渉法(VLBI)を使用した基礎物理学のブラックホールベースのテストの新しい時代の到来を告げました。初期の分野であるため、いくつかの異なるモデリングおよび分析アプローチが流行しています(たとえば、幾何学的および物理的モデル、可視性および閉鎖振幅、不可知論者およびマルチメッセンジャーの事前分布)。\texttt{GALLIFRAY}は、VLBIデータを使用してパラメーターを推定/抽出するためのオープンソースのPythonベースのフレームワークです。モジュール性、効率性、適応性を主な目的として開発されています。この記事では、\texttt{GALLIFRAY}の設計と使用法について概説します。例として、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを使用してシミュレートされたデータセットに幾何学的および物理的モデルを適合させ、事後分布の良好な収束を見つけます。最後に、現在開発中のさらなる拡張機能の概要を説明します。
MMT用近赤外ピラミッド波面センサー
| Title |
A_Near-Infrared_Pyramid_Wavefront_Sensor_for_the_MMT |
| Authors |
Jacob_Taylor,_Suresh_Sivanandam,_Narsireddy_Anugu,_Adam_Butko,_Shaojie_Chen,_Olivier_Durney,_Tim_Hardy,_Masen_Lamb,_Manny_Montoya,_Katie_Morzinski,_Robin_Swanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06904 |
MMTOAdaptiveopticsexoPlanetcharacterizationSystem(MAPS)は、アリゾナ州のマウントホプキンスにある6.5メートルのMMT天文台への継続的なアップグレードです。MAPSには、アップグレードされた適応二次ミラー(ASM)、ARIES分光器へのアップグレード、および光学および近赤外線(NIR;0.9-1.8um)ピラミッド波面センサー(PyWFS)の両方を含む新しいAOシステムが含まれます。NIRPyWFSは、低読み取りノイズの電子アバランシェフォトダイオード(eAPD)アレイであるSAPHIRA検出器と組み合わせたIR最適化二重ピラミッドを利用します。このNIRPyWFSは、より赤いガイド星(例えば、KおよびM矮星または銀河面の非常に不明瞭な星)を使用できるようにすることで、MAPSの空範囲を桁違いに改善します。現在までに、カスタム設計された極低温SAPHIRAカメラは完全に特徴付けられており、高いアバランシェゲインでサブ電子読み取りノイズに達することができます。天文台に納入する前に閉ループ環境でカメラの性能をテストするために、AOテストベッドが設計および構築されました。SAPHIRAの性能をテストすることに加えて、テストベッドは、MMTOのASM用に提案された空でのキャリブレーション手順をテストし、さらに開発するために使用されます。NIRPyWFSから予想されるパフォーマンスの改善、テストベッドでのSAPHIRAのクローズドループパフォーマンス、およびASMキャリブレーション手順のステータスについて報告します。
東アジアVLBIネットワーク（EAVN）の観測システムと初期の科学的成果の概要
| Title |
Overview_of_the_Observing_System_and_Initial_Scientific_Accomplishments_of_the_East_Asian_VLBI_Network_(EAVN) |
| Authors |
Kazunori_Akiyama,_Juan-Carlos_Algaba,_Tao_An,_Keiichi_Asada,_Kitiyanee_Asanok,_Do-Young_Byun,_Thanapol_Chanapote,_Wen_Chen,_Zhong_Chen,_Xiaopeng_Cheng,_James_O._Chibueze,_Ilje_Cho,_Se-Hyung_Cho,_Hyun-Soo_Chung,_Lang_Cui,_Yuzhu_Cui,_Akihiro_Doi,_Jian_Dong,_Kenta_Fujisawa,_Wei_Gou,_Wen_Guo,_Kazuhiro_Hada,_Yoshiaki_Hagiwara,_Tomoya_Hirota,_Jeffrey_A._Hodgson,_Mareki_Honma,_Hiroshi_Imai,_Phrudth_Jaroenjittichai,_Wu_Jiang,_Yongbin_Jiang,_Yongchen_Jiang,_Takaaki_Jike,_Dong-Kyu_Jung,_Taehyun_Jung,_Noriyuki_Kawaguchi,_Dong-Jin_Kim,_Hyo-Ryoung_Kim,_Jaeheon_Kim,_Jeong-Sook_Kim,_Kee-Tae_Kim,_Soon-Wook_Kim,_Motoki_Kino,_Hideyuki_Kobayashi,_Shoko_Koyama,_Busaba_H._Kramer,_Jee-Won_Lee,_Jeong_Ae_Lee,_Sang-Sung_Lee,_Sang_Won_Lee,_Bin_Li,_Guanghui_Li,_Xiaofei_Li,_Zhixuan_Li,_Qinghui_Liu,_Xiang_Liu,_Ru-Sen_Lu,_et_al._(48_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07040 |
東アジアVLBIネットワーク(EAVN)は、東アジアの国際VLBI施設であり、東アジア諸国、および東南アジア諸国とヨーロッパ諸国の一部が相互に協力して運営されています。EAVNは現在、中国、日本、韓国にある16の電波望遠鏡と3つの相関器で構成されており、主に6.7、22、43GHzの3つの周波数帯域で運用されており、基線の最長距離は5078kmで、最高の角度分解能を実現しています。43GHzで0.28ミリ秒です。EAVNの特徴的な機能の1つは、9つの望遠鏡での多周波数同時データ受信です。これにより、周波数位相転送技術を使用して、より高い観測周波数でより良い感度を得ることができます。EAVNは2018年後半に共同利用プログラムを開始し、年間で合計1100時間以上の観測時間を提供しました。EAVNは全球VLBIアレイの地理的ギャップを埋め、連続した高解像度VLBI観測を行うことを可能にします。EAVNは、特に活動銀河核、進化した星、星形成領域の観測において、さまざまな科学的成果を生み出してきました。これらの活動は、地球上で最も長い基線を持つVLBI観測の機会を提供するために、「グローバルVLBIアライアンス」の立ち上げを開始する動機となっています。
タイミング、ガイア、および干渉アストロメトリーからのパルサー位置による動的および運動学的基準フレームの比較
| Title |
Comparison_of_dynamical_and_kinematic_reference_frames_via_pulsar_positions_from_timing,_Gaia,_and_interferometric_astrometry |
| Authors |
Niu_Liu_and_Zi_Zhu_and_John_Antoniadis_and_Jia-Cheng_Liu_and_Hong_Zhang_and_Nan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07178 |
パルサーは特殊な天体であり、その位置はタイミング、電波干渉計、およびサブミリアーク秒(mas)の精度でガイア天体観測から独立して決定できます。したがって、それらは動的参照フレームと運動学的参照フレームの間のリンクを監視する独自の方法を提供します。惑星天体暦によって表される動的基準フレームと、パルサーの位置を介してガイアとVLBIによって構築された運動学的基準フレームとの間の方向の一貫性を評価することを目的としました。GaiaDataRelease3の49個のパルサーと、PSR$\pi$およびMSPSR$\pi$プロジェクトからの非常に長いベースライン干渉法(VLBI)位置を持つ62個のパルサーを特定し、これらのパルサーの公開されたタイミングソリューションを検索しました。次に、タイミング、VLBI、およびガイアによって測定されたパルサーの位置を比較して、反復フィッティングによって、ガイアおよびVLBI参照フレームに対するエフェメリスフレームの方向オフセットを推定しました。GaiaおよびVLBI座標系に対して、DE200座標系で$\sim$10masの方向オフセットが見つかりました。私たちの結果は、比較に使用されるサブセットに大きく依存し、文献のタイミングソリューションを使用してフレーム回転を決定することの制限を反映して、アーカイブタイミングデータの過小評価されたエラーによって偏る可能性があります.
大質量星からのCに富むプレソーラー粒子中のC、N、Si、Al、およびTiの同位体比
| Title |
Isotopic_ratios_for_C,_N,_Si,_Al,_and_Ti_in_C-rich_presolar_grains_from_massive_stars |
| Authors |
Jordan_Schofield,_Marco_Pignatari,_Richard_J_Stancliffe,_Peter_Hoppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06846 |
特定の種類の炭化ケイ素(SiC)粒子、たとえばSiC-X粒子、および低密度(LD)グラファイトは、コア崩壊型超新星(CCSNe)の噴出物で凝縮したと考えられるCに富むプレソーラー粒子です。この作業では、プレソーラー粒子で測定されたC、N、Al、Si、Tiの同位体存在量を21のCCSNモデルの予測と比較します。$^{12}$C、$^{28}$Si、および$^{44}が豊富なC/Siゾーンの形成を支持する高エネルギーモデルを使用して、一連のSN爆発エネルギーの影響が考慮されます。$Ti.21のモデルのうち18は、HがHe殻に取り込まれ、そのようなHの取り込みから異なる存在量のHが残っています。中間から低エネルギー(C/Siゾーンを発達させない)のCCSNモデルは、Oに富むCCSN噴出物との混合を仮定しない限り、粒子中の$^{28}$Siおよび$^{44}$Ti同位体存在量を再現できません。最も$^{28}$Siに富む粒子は、C/Siゾーンからの物質が周囲のCに富む物質と混合されたときにエネルギーモデルによって再現され、観測された$^{44}$Ti/$^{48}$Tiと$^{49}$Ti/$^{48}$Tiの比率は、CリッチなC/Siゾーンと一致しています。水素摂取を伴うモデルでは、爆発エネルギーが高く、中間であるため、ほとんどのSiC-XおよびLDグラファイト。両方のケースで、最高の$^{26}$Al/$^{27}$Al比が得られ、SN衝撃が通過するとき、Heシェル材料の$X_H\およそ0.0024$にHがまだ存在します。以前の対流He殻にHが存在したことは、大質量星が超新星として爆発する前の最後の数日間にH摂取イベントが遅れたことを示しています。
ダークサイドの暴露
ブラックホール(BH)と中性子星(NS)の発見と特徴付けは、離れた明るい伴星(LC)を広い軌道に持ち、暗黒残骸(DR)形成や連星進化モデルの重要なテストベッドであるため、刺激的です。最近、Gaiaの非単一星カタログから33の候補が広い軌道(P_orb/day>100)、高質量(>1.4M_Sun)のDR、おそらくNSまたはBHをホストする分離連星として特定されました。アーカイブGALEXデータでこれらのソースの14のNUV対応を識別します。スペクトルエネルギー分布(SED)フィットを使用して、NUVからIRおよび星の進化モデルにまたがり、これら14のソースのLCの特性を推定します。LC質量と天文質量関数を使用して、DR質量を制約し、10個の質量が明らかにNSまたはBH質量範囲にあることを発見しました。1つのソースは、そのSEDで大幅なNUV超過を示します。最も自然な説明は、このソースのDRが白色矮星(WD)であるということです。このソースの推定DR質量もチャンドラセカールの質量制限よりも低くなっています。DR質量がWDであることと一致する他の2つのソースでNUV超過が見つかりました。ただし、それらの場合、利用可能な唯一のNUVデータは、UV過剰のカットオフの重要性を満たしていませんでした。LCを含む広い分離連星におけるDRの検出と特徴付けの重要性を考えると、X線、FUV、ラジオなどの複数の波長にまたがる候補ソースのフォローアップ調査をお勧めします。
ハイペリオン: 星の起源 広い視野で高解像度の分光を行う遠紫外宇宙望遠鏡
| Title |
Hyperion:_The_origin_of_the_stars_A_far-UV_space_telescope_for_high-resolution_spectroscopy_over_wide_fields |
| Authors |
Erika_Hamden,_David_Schiminovich,_Shouleh_Nikzad,_Neal_J._Turner,_Blakesley_Burkhart,_Thomas_J._Haworth,_Keri_Hoadley,_Jinyoung_Serena_Kim,_Shmuel_Bialyh,_Geoff_Bryden,_Haeun_Chung,_Nia_Imara,_Rob_Kennicutt,_Jorge_Pineda,_Shuo_Konga,_Yasuhiro_Hasegawa,_Ilaria_Pascucci,_Benjamin_Godard,_Mark_Krumholz,_Min-Young_Lee,_Daniel_Seifried,_Amiel_Sternberg,_Stefanie_Walch,_Miles_Smith,_Stephen_C._Unwin,_Elizabeth_Luthman,_Alina_Kiessling,_James_P._McGuire,_Mina_Rais-Zadeh,_Michael_Hoenk,_Thomas_Pavlak,_Carlos_Vargas,_Daewook_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06869 |
2021年12月のNASAMediumExplorerの機会発表に最近提案されたミッションコンセプトであるHyperionを紹介します。Hyperionは、天の川銀河の近くの星形成領域における分子雲と惑星形成円盤の形成と破壊を調査します。これは、強力な遠紫外(FUV)診断である蛍光分子水素からの発光のロングスリット高解像度分光法を使用して行います。水素分子(H2)は、宇宙で最も豊富な分子であり、星や惑星形成の重要な成分ですが、その対称的な原子構造と双極子モーメントの欠如により、可視波長にスペクトル線が存在しないことを意味するため、通常は直接観測されません。赤外線ではほとんどありません。Hyperionは、水素分子の豊富なFUV輝線を使用して、次の3つの科学的目的を達成します。(2)大規模な星のフィードバックが分子雲を分散させる速度とプロセスを特定する。（3）若い太陽類似星の周りの惑星形成円盤の進化を推進するメカニズムを決定する。Hyperionは、単純で効率の高い単一チャネルの機器設計を使用して、この科学を実施しています。Hyperionの装置は、焦点比がf/5の48cmの主鏡で構成されています。分光計には2つのモードがあり、どちらも138.5～161.5nmのバンドパスをカバーします。低解像度モードでは、スリット長65分角でR>10,000のスペクトル分解能があり、高解像度モードでは、スリット長5分でR>50,000のスペクトル分解能があります。ハイペリオンは2週間にわたる高地球の月共鳴TESSに似た軌道を占有し、軌道ごとに2週間の計画観測を行い、ダウンリンクとキャリブレーションの時間を設けます。Hyperionは、可能な限り最高の評価であるカテゴリーIとしてレビューされましたが、選択されませんでした。
Be + 白色矮星連星としてのガンマ Cas 星
B輝線(Be)星のガンマCasサブグループの明るく硬いX線放出フラックスの起源は、軌道を回る白色矮星(WD)伴星へのガスの降着によって引き起こされる可能性があります。このようなBe+WD連星は、ヘリウム星の質量ドナーから急速に回転する質量獲得星への物質移動の第2段階の予測結果です。剥ぎ取られたドナー星は小さくて高温の白色矮星になり、Be星の仲間に比べて非常に暗いです。ここでは、Be+WD連星の物理的および軌道特性に関するモデル予測について説明し、ガンマCasシステムに関する現在の観測結果が、予想される大きな連星周波数、伴星のかすかな質量、および比較的高い質量範囲と一致することを示します。スターホストになりましょう。コンパニオンは、紫外線分光法で検出するのに十分な明るさを持っているため、ヘリウム星(ホット準矮星sdO星)ではない可能性が高いと判断しましたが、ガンマCas連星の研究ではそれらの分光学的特徴は観察されませんでした。比較的近くにある星系の干渉計は、高温の亜矮星や低温の主系列星など、非常に暗い伴星を検出する手段を提供します。CHARAArray干渉計による5つのガンマCas連星の予備観測では、コンパニオンのフラックスの証拠は示されていないため、コンパニオンの実行可能な唯一の候補は白色矮星のままです。
銀河ウォルフ・ライエ星の分光多重度調査。 III.北部後期型の窒素に富むサンプル
| Title |
A_spectroscopic_multiplicity_survey_of_Galactic_Wolf-Rayet_stars._III._The_northern_late-type_nitrogen-rich_sample |
| Authors |
K._Dsilva,_T._Shenar,_H._Sana_and_P._Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06927 |
大質量星は強力な宇宙エンジンです。コア崩壊の直前のフェーズでは、$M_i\gtrsim20$$M_{\odot}$を持つ銀河内の大質量星は、古典的なウォルフライエ(WR)星として現れる可能性があります。均質RVサーベイの最終的な貢献として、この研究は北方銀河後期型の窒素に富むウォルフライエ(WNL)星の多重度特性を制約します。それらの固有のバイナリ分数と軌道周期の分布を、以前の研究の炭素に富む(WC)および初期型の窒素に富む(WNE)集団と比較します。ラパルマ島のメルカトル望遠鏡を使って、11個の銀河WNL星の完全な等級限定サンプルの高解像度スペクトルを取得しました。相互相関を使用して、相対RVを測定し、ピーク間のRV分散に基づいてバイナリ候補にフラグを付けました。モンテカルロサンプリングとベイジアンフレームワークを使用して、上限期間カットオフ、べき乗指数、および固有バイナリ分数の3次元尤度と1次元事後分布を計算しました。$C$50kms$^{-1}$の閾値を採用すると、ベイジアン分析は$0.42\substack{+0.15の固有の割合を生成しました
異なる磁気形態学的クラスの太陽活動領域の磁束: I. 周期的変動
| Title |
Magnetic_fluxes_of_solar_active_regions_of_different_magneto-morphological_classes:_I._Cyclic_variations |
| Authors |
Valentina_I._Abramenko,_Regina_A._Suleymanova,_Anastasija_V._Zhukova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07115 |
1996年5月12日から2021年12月27日までに観測された3046の太陽活動領域(AR)のデータを利用して、さまざまな複雑さのARからの磁束がどのように太陽周期に従うかを調査しました。SolarandHeliosphericObservatoryのMichelsonDopplerImager装置と、SolarDynamicsObservatoryのHelioseismicandMagneticImager装置からのマグネトグラムが利用されました。各ARは、通常の双極AR(クラスA1またはA2)、不規則な双極AR(クラスB1)、または多極AR(クラスB2またはB3)として分類されました。ユニポーラARは、特定のクラスUに分離されました。次の結果が見つかりました。異なるクラスのARからの符号なし磁束は、サイクルに従って同期して展開し、磁束曲線間の相関係数は(0.70-0.99)の範囲で変化します。最も深い太陽活動極小期は、すべてのクラスで同時に観測されます。最も深い極小値の間に最も単純なARのみが観察されました:A1クラスおよびB1クラスのAR。サイクルの全体的な形状は規則的なARによって支配されますが、太陽極大期の微細構造は最も複雑な不規則なARによって決定されます。ほぼ同量のフラックス(全フラックスの45$-$50%)は、太陽極大期にAクラスとBクラスのARによって寄与されます。したがって、観察により、10$^{21}$Mxを超える磁束を持つARの出現は、非線形動的散逸系の特性を示す固有のプロセスとして動作する太陽ダイナモによって引き起こされると結論付けることができます。周期的な動作と避けられない変動。
大質量褐色矮星の進化に対する新しい H/He 状態方程式の影響。水素燃焼限界の新たな決定
| Title |
Impact_of_a_new_H/He_equation_of_state_on_the_evolution_of_massive_brown_dwarfs._New_determination_of_the_hydrogen_burning_limit |
| Authors |
G._Chabrier_(CRAL_ENS-Lyon,_U._Exeter),_I._Baraffe_(U._Exeter,_CRAL_ENS-Lyon),_M._Phillips_(IOA_Hawaii,_U._Exeter),_F._Debras_(IRAP_Toulouse) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07153 |
我々は、水素とヘリウム種の間の相互作用を考慮した高密度の水素-ヘリウム混合物の最新の状態方程式(EOS)が、非常に低質量の星と褐色星の進化に与える影響を調べた(Chabrier\&Debras2021)。ドワーフ（BD）。これらの相互作用は、H/He混合物の熱力学的特性、特にエントロピー、これらの完全な対流体にとって最も重要な量を変更しますが、体全体の縮退の開始と発達も変更します。これは、より速い冷却速度、つまり、特定の質量と年齢のより冷たい等エントロピーに変換され、したがって、以前のEOSに基づくモデルよりも、特定の有効温度と光度に対してより大きな褐色矮星質量とより小さな半径になります。これは、$M\lesssim0.1\,\msol$,$\tau\gtrsim10^8$yrの範囲の特定の質量と年齢の天体は、より低温の有効温度とより暗い光度を持つことを意味します。これらの新しいモデルを観測的に決定されたいくつかのBD動的質量と対峙させ、これが進化モデルと観測の間の一致を改善し、動的質量決定と進化モデルの特性の間に観測された不一致の少なくとも一部を解決することを示します。高密度H/HeEOSのこの改善の顕著な結果は、より大きなH燃焼最小質量が得られることであり、現在、太陽のATMO大気モデルで$0.075\,\msol$($78.5\,\mjup$)であることがわかっています。金属性。これらの更新された褐色矮星モデルは公開されています。
AM CVn 星 CR Boo の最近のハンプとスーパーハンプの観測とアウトバースト パラメータの推定
| Title |
Recent_humps_and_superhumps_observations_and_an_estimation_of_outburst_parameters_of_the_AM_CVn_star_CR_Boo |
| Authors |
Daniela_Boneva,_Radoslav_Zamanov,_Svetlana_Boeva,_Georgi_Latev,_Yanko_Nikolov,_Zorica_Cvetkovi\'c,_Wojciech_Dimitrov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07189 |
AMCVn星CRBooのUBVRバンドでの観測結果を紹介します。私たちの観測キャンペーンには、国立天文台ロジェン、ベログラドチク、およびASビドイェヴィツァ望遠鏡で5晩にわたって得られたデータが含まれています。観測の全期間中、システムの明るさはBバンドで$13.95から17.23$の間で変化しました。静止期間中のこぶの出現と、オブジェクトのアクティブ状態中のスーパーハンプの出現を報告します(後者は2晩で検出されます)。$P_{sh}\approx24.76-24.92$min.最大輝度時の色は$-0.107<(B-V)_{0}<0.257$と推定され、対応する温度は$7700[K]<T(B-V)_{0}<11700[K]$の範囲にあります。.CRBooは、バースト活動のある夜に青から赤に変化することがわかりました。スーパーハンプが発生すると、星はより青くなります。
太陽のコロナおよび太陽圏磁場を通って伝播するコロナ質量放出ショックによって加速される太陽エネルギー粒子のデータ駆動型の物理学に基づく輸送モデル
| Title |
A_data-driven_physics-based_transport_model_of_solar_energetic_particles_accelerated_by_coronal_mass_ejection_shocks_propagating_through_the_solar_coronal_and_heliospheric_magnetic_fields |
| Authors |
Ming_Zhang,_Lei_Cheng,_Ju_Zhang,_Pete_Riley,_Ryun_Young_Kwon,_David_Lario,_Laura_Balmaceda,_Nikolai_Pogorelov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07259 |
太陽エネルギー粒子(SEP)からの放射線障害を予測するための計算ツールを開発するために、コロナ質量放出(CME)ショックからのSEPの注入、加速、伝播を計算するためのデータ駆動型の物理学に基づく粒子輸送モデルを作成しました。太陽コロナと惑星間磁場を横断します。このモデルは、コロナグラフ画像から決定された観測されたCMEショックを重ね合わせた太陽光球磁場測定によって駆動されるMHDモデルからのコロナおよび太陽圏プラズマおよび磁場構成の入力で実行されます。確率的シミュレーションと統合を含むいくつかの高度な計算手法を使用して、ピッチ角散乱、磁力線を横切る拡散、およびCMEショックによる粒子加速を含む、位相空間における時間依存の5次元焦点輸送方程式を厳密に解きます。このモデルを2011年11月3日のCMEイベントに適用します。計算結果は、粒子フラックスの正規化なしで、複数の宇宙船のSEP観測をかなりよく再現しています。広く離れた経度で地球、STEREO-AおよびSTEREO-Bで宇宙船によって見られるこの周回SEPイベントは、適度な速度の単一のCME衝撃による拡散衝撃加速によって説明できます。
恒星連星系における共通エンベロープ進化のシミュレーション：物理モデルと数値的手法
| Title |
Simulations_of_common-envelope_evolution_in_binary_stellar_systems:_physical_models_and_numerical_techniques |
| Authors |
Friedrich_K._Roepke_and_Orsola_De_Marco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07308 |
近接連星系の主星が巨人に進化し、その伴星を飲み込むと、その核と伴星は一時的に共通のエンベロープ内で互いを周回します。抗力は、軌道エネルギーと角運動量をエンベロープマテリアルに伝達します。このプロセスの効率に応じて、エンベロープは放出され、2つの恒星コアのタイトな残骸バイナリシステムを残すか、コアが融合してエンベロープ材料の一部を保持する可能性があります。共通エンベロープ進化の正確な結果は、X線連星、超新星の前駆体、検出可能な重力波を放出するコンパクトオブジェクトの合体の前駆体、および基本的な天体物理学的関連性のある他の多くのオブジェクトの形成において重要です。共通エンベロープの相互作用を特徴付ける幅広い空間的および時間的タイムスケールと、空間的対称性の欠如は、一貫したモデルを生成する上で大きな課題を提示します。したがって、これらの重要な段階は、連星進化の古典的な取り扱いにおける不確実性の最大の原因の1つです。共通エンベロープ相互作用の少なくとも一部の3次元流体力学シミュレーションは、共通エンベロープ進化のモデル化において予測力を得る鍵となります。このような3次元流体力学シミュレーションの理論的概念と数値的アプローチの開発を確認します。固有のマルチフィジックス、マルチスケールの課題により、問題に対してさまざまな近似と数値的手法が実行されるようになりました。これまでに公開されたシミュレーションとその主な結果をまとめます。最近の急速な進歩を考えると、共通エンベロープ相互作用の物理学の健全な理解は手の届くところにあり、したがって、星の天体物理学の残りの基本的な問題の1つが間もなく解決されるという希望があります.
銀河バルジに向かう OGLE-IV フィールドの新しい短周期デルタ Scuti 星
| Title |
New_Short-Period_Delta_Scuti_Stars_in_OGLE-IV_Fields_toward_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
P._Pietrukowicz,_M._Ratajczak,_I._Soszynski,_A._Udalski,_M.K._Szymanski,_K._Ulaczyk,_R._Poleski,_S._Kozlowski,_J._Skowron,_D.M._Skowron,_P._Mroz,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07355 |
OGLE-IV銀河バルジ領域に位置する24の不可解な短周期変光星の分類を報告します。星は低振幅(<0.05等級)の多周期天体であり、主周期は22～54分であり、そのタイプは測光のみに基づいて明確に確立することはできませんでした。低解像度の分光学的追跡調査により、すべての天体が主系列A/F型星であることが示されました。したがって、すべての変数はデルタSctタイプのパルセータです。OGLE-IV変光星コレクションに追加しました。
運動重力編組理論におけるファントム アトラクタ: 動的システム アプローチ
| Title |
Phantom_attractors_in_Kinetic_Gravity_Braiding_theories:_A_dynamical_system_approach |
| Authors |
Teodor_Borislavov_Vasilev,_Mariam_Bouhmadi-L\'opez_and_Prado_Mart\'in-Moruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.02547 |
運動重力編組モデルとして知られるスカラー場理論の拡張の歴史を修正します。これらの理論は、対応するラグランジアンがスカラー場の一定のシフトの下で不変である場合、宇宙の膨張を将来の自己調整deSitter状態に向けて駆動する可能性があることでよく知られています。それにもかかわらず、これらのシフト対称モデルの将来の運命はこれだけではありません。動的システム定式化を使用して、将来の宇宙論的特異点もこのフレームワークに現れる可能性があることを示します。さらに、理論の構成空間における将来のアトラクタがビッグリップ特異点に対応する明確な例を示します。
惑星間コロナ質量放出における乱流、間欠性、およびクロススケールエネルギー移動
| Title |
Turbulence,_intermittency_and_cross-scale_energy_transfer_in_an_interplanetary_coronal_mass_ejection |
| Authors |
Roque_M\'arquez_Rodr\'iguez,_Luca_Sorriso-Valvo_and_Emiliya_Yordanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.06871 |
2014年9月12～14日に検出された惑星間コロナ質量放出(ICME)の通過前、通過中、通過後にNASAの風探査機によって実施された太陽風の測定は、磁気流体力学(MHD)乱流のいくつかの特性を調べるために使用されました。磁場、速度、陽子密度の測定値のスペクトル指数と平坦度スケーリング指数が得られ、ICMEとその周辺のさまざまなサブ領域内の乱流の特性の標準的な説明が提供されました。この分析に続いて、同じサブ領域内の等方性の非圧縮性MHD乱流の3次モーメントスケーリング則の検証が行われ、ICMEプラズマ内の乱流の完全に発達した性質が確認されました。エネルギー伝達率も、各ICMEサブ地域と周囲の太陽風で推定されました。例外的に高い値がICMEシース内で発見され、ICMEの到着に伴う強力なエネルギー注入に関連する可能性のある間欠性の強化が見られました。
| Title |
Bayesian_Inference_of_the_Dense_Matter_Equation_of_State_built_upon_Covariant_Density_Functionals |
| Authors |
Mikhail_V._Beznogov_and_Adriana_R._Raduta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07168 |
［Ｔ．Malik,M.Ferreira,B.K.AgrawalおよびC.Provide\^encia,ApJ930,17(2022)]は、ベイジアン解析で使用され、核の自由度を持つ高密度物質の状態方程式(EOS)を決定します。核物理学と純粋中性子物質(PNM)の微視的計算からのさまざまな制約が、中性子星(NS)の最大質量の下限とともにEOSモデルに課され、制約の漸進的な組み込みの有効性、およびそれらの互換性を調査します。核物質のパラメータとNSの特性との間の相関関係。私たちの結果には、核物質のアイソベクトル挙動を制約する際にPNMの粒子あたりの圧力とエネルギーが果たすさまざまな役割が含まれています。スピン軌道分裂から抽出されたディラック有効質量の値による張力。正準質量NSの半径と、密度の関数としての粒子あたりのエネルギーのテイラー展開における2次および3次係数との間の相関。最大質量構成の中心圧力と飽和時の核子のディラック有効質量との相関。一部のモデルでは、NS最大質量の末尾が$2.7~\mathrm{M}_{\odot}$に達します。これは、GW190814の二次天体がNSであった可能性があることを意味します。
修正された重力でブラック ホールを回転させるための新しいアプローチとコード
| Title |
A_new_approach_and_code_for_spinning_black_holes_in_modified_gravity |
| Authors |
Pedro_G._S._Fernandes_and_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07293 |
修正重力理論における静止および軸対称ブラックホールの解とその特性を計算するためのスペクトル法アプローチについて説明し、実装します。結果のコードはJulia言語で書かれており、透過的で、新しい設定に簡単に適応できます。一般相対性理論とEinstein-Scalar-Gauss-Bonnet重力の両方でコードをテストします。それは正確かつ高速で、ほんの数秒で小さなエラー(ほとんどの場合$\sim\mathcal{O}\left(10^{-13}\right)$)でこれらの理論のスピンソリューションに収束します。
宇宙プラズマにおけるカウンタービーム電子の非周期的ファイアホース不安定性
| Title |
The_aperiodic_firehose_instability_of_counter-beaming_electrons_in_space_plasmas |
| Authors |
M._Lazar,_R.A._L\'opez,_P.S._Moya,_S._Poedts_and_S.M._Shaaban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07304 |
最近の研究では、天体物理学のシナリオから、熱く希薄なプラズマに特有のカウンタービーム電子の新しい不安定なレジームが明らかになりました。（逆）ビーム電子ファイアホース不安定性（BEFI）は、磁場に対して非常に斜めの伝搬角度に対して誘導され、温度異方性によって引き起こされる急速に成長する非周期モードに似ています。ここでは、電子と陽子の埋め込みバックグラウンドプラズマの影響を含む宇宙プラズマ条件について調査します。動的理論は、不安定なレジームを規定するために適用され、他の不安定性との相互作用のレジームと区別されます。線形理論は、バックグラウンド電子の相対密度の増加に伴って成長率と不安定な波数の範囲を減らすことにより、BEFIの体系的な抑制を予測します。有限の成長速度を得るには、ビーム速度を高くする必要はありません(熱速度に匹敵するだけです)が、ビームは十分に密度が高く、相対密度が総密度の少なくとも15～20\%でなければなりません。この不安定性に有利なプラズマ条件は、バックグラウンド電子の影響下で低下します。PICシミュレーションは、バックグラウンド電子の存在下でBEFIが励起されることを確認するだけでなく、この集団の抑制効果も確認します。静電(ES)不安定性への遷移領域では、ES変動との素早い相互作用下でビームが緩和された後、BEFIは依然として二次不安定性として発達するのに十分なほど堅牢です。BEFIは、電子ストロールによって引き起こされるファイアホース熱流束不安定性の特性に似ています。ただし、BEFIは二重(カウンタービーム)ストラールによって駆動され、斜めの角度で展開するため、閉磁場トポロジーや惑星間衝撃で観測される電子カウンタービームの正則化に効果的です。
水星の 2PN 近日点歳差運動は、次の将来に測定可能になるのでしょうか?
ヘル平均平均近日点速度$\dot\omega^\mathrm{2PN}$は、ガウス摂動方程式と接触ケプラー軌道要素を使用して2番目のポストニュートン(2PN)次数まで計算され、$-18$から$-の範囲です。$\left(\mu\mathrm{as\,cty}^{-1}\right)$、エポック$f_0$での真の異常に応じて、1世紀あたり4$マイクロアーク秒。これは4つの寄与の合計です。そのうちの1つは運動方程式に入る2PN加速度の直接的な結果であり、他の3つは太陽の重力場の1PN成分の間接的な影響です。天文学者E.V.PitjevaとN.P.Pitjevは$\sigma_{\dot\omega_\mathrm{exp}}\simeq8\,\mu\mathrm{as\,cty}^{-1}$であり、相対精度$2\times10^{-7}$PPNパラメーター$\beta$と$\gamma$の$\left(2+2\gamma-\beta\right)/3$の組み合わせは、よく知られている1PN近日点歳差運動をスケーリングします。実際、現実的な不確実性は、以前のメッセンジャーミッションの現在利用可能な生データを最近の改良された太陽コロナモデルで再処理したにもかかわらず、最大$\simeq10-50$倍大きくなる可能性があり、ヘルミーアン軌道に関する私たちの知識を改善するはずです。現在水星に向かっているBepiColombo宇宙船は、$\simeq10^{-6}$は、現在文献で利用可能なほとんどのシミュレーションによると、より可能性が高いようです。したがって、それほど遠くない将来、太陽系のダイナミクスにも2PN加速を含める必要があるかもしれません。
ド・ジッター空間の重力子四点関数
ド・シッター時空におけるアインシュタイン重力について、ツリーレベルの後期グラビトン4点相関関数と、関連する4次波動関数係数を計算します。この結果は、いくつかの方法で導き出されます。直接計算によって、in-in形式と宇宙の波動関数を使用します。フラット空間の波動関数係数を利用したヒューリスティックな導出による。ブーストレス宇宙論的ブートストラップ、特に宇宙論的光学定理、振幅極限、および明らかに局所的なテストの組み合わせを使用することによって。さまざまな方法の間で合意が見られます。
共有量子もつれを用いた干渉イメージング
| Title |
Interferometric_imaging_using_shared_quantum_entanglement |
| Authors |
Matthew_R._Brown,_Markus_Allgaier,_Val\'erian_Thiel,_John_Monnier,_Michael_G._Raymer,_and_Brian_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.07395 |
エンタングルメントベースのイメージングは、天文学と測地学の非常に長いベースライン干渉法で使用される収集開口部の空間分離を拡張することにより、イメージング解像度を大幅に向上させることを約束します。2つのアパーチャ間の位相基準として機能する2つのもつれフィールドモードを利用する卓上量子もつれベースの干渉イメージング技術を報告します。光源の空間分布は、各アパーチャで収集された光をエンタングルフィールドの1つと干渉させ、共同測定を行うことによって決定されます。このアプローチは、受信した光子ごとに得られる情報を最大化しながら、角度分解能を高める方法を提供します。
