| Title |
Thermalization,_Fragmentation_and_Tidal_Disruption:_The_Complex_Galactic_Dynamics_of_Dark_Matter_Superfluidity |
| Authors |
Lasha_Berezhiani,_Giordano_Cintia,_Justin_Khoury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10577 |
超流動性を示すことができる自己相互作用ボソン暗黒物質のアイデアが再検討されます。この理論の最も興味深いパラメータ空間は、完全に熱化された暗黒物質のハローに対応することを示しています。その結果、ハロー全体が高い縮退のためにボーズ・アインシュタイン凝縮を起こします。暗黒物質の密度プロファイルがハローの周辺にある冷たい暗黒物質に似ていることが観測的に好ましいので、ジーンズの波長はビリアル半径よりも少なくとも数倍短くなければならないと主張します。これは、凝縮時に暗黒物質のハローが超流動の塊に断片化することを伴います。ただし、これらのソリトンは強い潮汐破壊を経験し、ウイルス化された弱く相互作用するストリームとして動作することを示しています。例外は中央のソリトンで、観測限界と矛盾することなく数十キロパーセクの大きさになることがあります。その結果、矮小銀河では、観測された回転曲線は超流動ソリトン内に完全に含まれることができます。この場合、暗黒物質の分布はバリオン密度プロファイルに強く敏感であると予想されます。矮小銀河で観察される回転曲線の多様性は、超流動暗黒物質シナリオの自然な結果であると主張します。
eROSITA で見た、シミュレートされた銀河団の X 線観測量に対する多相ガスと投影の影響
| Title |
Effects_of_Multiphase_Gas_and_Projection_on_X-ray_Observables_in_Simulated_Galaxy_Clusters_as_Seen_by_eROSITA |
| Authors |
J._ZuHone_(1),_Y._E._Bahar_(2),_V._Biffi_(3,4),_K._Dolag_(5,6),_J._Sanders_(2),_E._Bulbul_(2),_T._Liu_(2),_T._Dauser_(7),_O._K\"onig_(7),_X._Zhang_(2),_and_V._Ghirardini_(2)_((1)_CfA,_(2)_MPE,_(3)_INAF,_(4)_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_(5)_LMU-Munich,_(6)_MPA,_(7)_Remeis-Observatory_&_ECAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11028 |
質量と赤方偏移の関数としての銀河団の数密度は、宇宙パラメータの敏感な関数です。宇宙論的パラメーターの研究にクラスターを使用するには、その質量をできるだけ正確に決定する必要があります。これは通常、質量観測可能なスケーリング関係を介して行われます。X線観測量は、特にクラスターの温度と光度が特定の半径のすべての放射に単一モデルフィットから推定される場合に、多相ガスと投影効果によって偏る可能性があります。現実的な宇宙論的シミュレーションからシミュレートされた銀河団を使用して、クラスターのスペクトル-レントゲン-ガンマ/eROSITA観測のコンテキストでこれらのバイアスの重要性を判断しようとします。Magneticumスイートからクラスターを抽出し、PHOXとSIXTEを使用してこれらのクラスターのeROSITA観測をシミュレートします。これらの観測から適合した観測量を、シミュレーションから導出された観測量と比較します。選択効果と質量関数を完全に考慮したベイジアンアプローチに従って、本質的に散乱した$L_{\rmX}-T$スケーリング関係をこれらの測定値に適合させました。クラスター観測量の最大のバイアスは、多相ガスからの放出を表すための単一温度モデルの適合が不十分であること、および見通し線に沿って予測された$r_{500c}$内のクラスター放出から生じるバイアスに起因します。球状の$r_{500c}$。$r_{500c}$内の他の星団からの放出の予測による温度と光度の偏りは小さいことがわかりました。シミュレートされたクラスターは、文献と比較して広く一貫しているがわずかに浅い勾配を持つ$L_{\rmX}-T$スケーリング関係に従うことがわかり、与えられた$L_{\rmX}$の固有の散乱Tは、選択効果が十分に考慮されている最近の観測結果と比較して低くなっています。
相互傾斜度の高い軌道にある2つの惑星を持つ太陽系外システムの位相空間アーキテクチャ
| Title |
The_phase-space_architecture_in_extrasolar_systems_with_two_planets_in_orbits_of_high_mutual_inclination |
| Authors |
Rita_Mastroianni,_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10569 |
2つの惑星の軌道間の相互傾斜$i_{mut}$の値が次第に高くなる位相空間の構造を研究するための統一された形式を提供することを目的として、永年3D惑星の3体問題を再検討します。$H_{sec}=H_{planar}+H_{space}$として永年ハミルトニアンの明確な分解(ヤコビ縮約後)を生成する「ブックキーピング」手法を提案します。ここで、$H_{space}$にはすべての項が含まれます。$i_{mut}$に依存します。軌道離心率の展開または多重極子展開によって得られたいくつかのモデルを数値的に比較します。ダイナミクスを正確に表すために必要な最小の切り捨て順序を見つけます。$i_{mut}$が増加するにつれて、「平面的な」体制から「Lidov-Kozai」体制への移行を探ります。典型的な(非階層的な)例を使用して、平面ケースの可積分永年ダイナミクスの位相図の構造が3Dケースでも大部分再現される方法を示します。ダイナミクスがほぼ可積分のままになる$i_{mut}$のレベルを半分析的に推定します。このレジームでは、ほぼ可積分なレジーム(アプシダル共回転共鳴)の基本的な周期軌道を半解析的に計算できる正規形法を提案します。一方、エネルギーが増加するにつれて、システムは徐々に「リドフ・コーザイ」レジームに移行します。後者は、傾いた周期軌道($C_1$と$C_2$)の2つの異なるファミリによって支配され、そのうちの$C_2$は、通常のLidov-Kozai機構によって不安定になります。上記の周期軌道のファミリー間の関係について説明します。最後に、2つの惑星のさまざまな質量と半長軸比の位相図の形式を数値的に調べ、システムパラメーターが1つまたは複数の階層的制限の近くで選択されているときに、上記で報告された現象がどの程度一般的であるかを確立することを目指します。
土星のダイナモ、ゾーナル ジェット、および渦のグローバル シミュレーション
惑星土星の流体力学は、交互の東西ジェット気流、大きなサイクロン渦と高気圧渦、および惑星の自転軸に対して高度に軸対称な双極子優勢磁場を生じさせます。これらの特徴を首尾一貫した方法でモデル化することは、土星の内部と大気のダイナミクスを理解するために重要です。ここでは、これらの機能を初めて同時に生成する球状シェルでの乱流高解像度ダイナモシミュレーションを報告します。重要なモデル成分は、長い間仮定されてきた安定成層(SSL)であり、深い金属水素層と外側の低導電性分子層の間に挟まれており、特定の深さで金属水素内のヘリウムの溶解度が制限されていることから生まれました。このモデルは、分子層内で極低気圧と顕著な低緯度および中緯度のジェット気流活動を自発的に生成します。赤道外の低緯度ジェット気流はSSLに部分的に浸透し、磁場と相互作用します。これは、回転軸を中心に磁場を軸対称化し、ポロイダル磁場の一部をトロイダル磁場に変換するのに役立ちます。トロイダル磁場は、より深いダイナモ領域を囲む2つのグローバルな磁気エネルギーリングとして表示されます。シミュレーションはまた、カッシーニグランドフィナーレの測定から推測されるように、土星の磁気エネルギースペクトルの第5球面高調波の特徴的なディップを模倣しています。私たちのモデルは、土星で例示されているように、巨大惑星の流体力学的および磁気的特徴の形成におけるSSLの役割を強調しています。
惑星が埋め込まれた円盤内の流体乱流
垂直せん断不安定性(VSI)は、原始惑星系円盤で活発な垂直混合と適度なレベルの降着を引き起こす可能性のある流体力学的乱流の源であり、近い将来に観測できる可能性があります。高解像度の3次元数値流体力学シミュレーションを使用して、惑星が埋め込まれている場合とない場合の原始惑星系円盤におけるVSIの動作をモデル化しました。次に、渦巻きの腕や渦などの非軸対称の特徴の寄与を含む完全なレイノルズ応力を、方位角で平均化された速度場によるレイノルズ応力と比較することにより、その降着と混合能力を測定しました。VSI。VSIが降着応力に寄与できることを検証し、円盤の状態に応じて、埋め込まれた惑星がVSI乱流応力と共存または抑制できることを示しました。具体的には、惑星または惑星によって生成された渦によって発射された渦巻き状の衝撃の存在は、惑星の近くのVSIに干渉し、惑星または渦から十分に離れたところで不安定性が回復する可能性があります。私たちの結果は、大規模な非軸対称の特徴を含むディスクでは、VSIシグネチャの観測はありそうにないことを示唆しています。
ダスト凝集体の衝突成長とフラグメンテーション。 Ⅱ．氷の破片の大量分布
| Title |
Collisional_Growth_and_Fragmentation_of_Dust_Aggregates._II._Mass_Distribution_of_Icy_Fragments |
| Authors |
Yukihiko_Hasegawa,_Takeru_K._Suzuki,_Hidekazu_Tanaka,_Hiroshi_Kobayashi,_Koji_Wada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10796 |
$N$体シミュレーションを実行することにより、サブミクロンサイズの氷のようなダストモノマーで構成されるダスト集合体間の衝突の基本的なプロセスを調査しました。衝突するダスト凝集体間の質量比と衝突速度の広い範囲で、衝突結果におけるフラグメントの質量分布を調べました。シミュレーション結果への数値フィッティングにより、大きな残骸と小さな破片の質量分布の解析式を導出しました。大きな残骸の質量に関する解析式は、大きなターゲットから小さな発射体への物質移動の寄与を再現できます。これは、$\gtrsim3$の質量比で発生し、以前の研究で示されています(Hasegawaetal.2021）。小さな破片の累積質量分布のべき乗指数は、質量比とは無関係であり、衝突速度にはわずかに依存するだけであることがわかりました。一方、個々のダストモノマーのフラグメントの質量分率は、一定の質量比で衝突する凝集体の総質量が増加すると減少します。この傾向は、衝突フラグメンテーションを介して大量の個々のダストモノマーを生成するために、複数の階層的な破壊的衝突(つまり、フラグメント間の衝突、フラグメントのフラグメント間の衝突)が必要であることを意味します。私たちのフラグメントモデルは、フラグメント上で統合された総幾何学的断面積が、ターゲットの幾何学的断面積とほぼ同じオーダーであると推定されることを示唆しています。
ホットジュピターは、謎めいたクラスのオブジェクトを形成しますが、その形成経路はまだ不明です。関数軌道、惑星と星の質量、および系の年齢としてのそれらの発生率の決定は、それらがどのように形成されるかを理解するための重要な要素になる可能性があります。現在までに、赤色巨星を周回するさまざまなホットジュピターが発見されており、それらの発生率を導き出すことは非常に興味深いことです。この研究では、明確に定義された赤色巨星のサンプル内のホットジュピターの数を決定し、その発生率を推定して、A、F、およびG型の星と比較することを目的としています。NASATESSミッションによる観測と一致するように、Gaiaを使用して、推定半径が2～5$R_\odot$の14474個の赤色巨星のサンプルが選択されました。続いて、ホットジュピターからのトランジットについてTESSの光度曲線が検索されました。注入されたシグナルを使用して検出効率を決定し、結果を幾何学的な通過確率でさらに補正して、発生率を推定しました。以前に確認された3つのホットジュピターが、他の1つのTESS対象オブジェクトと2つのMドワーフコンパニオンに加えて、TESSデータで見つかりました。この結果、発生率は$0.37^{+0.29}_{-0.09}$%になります。まだ大きな不確実性があるため、これはA、F、G型の星と区別することはできません。赤色巨星の拡大における惑星の飲み込みが、このサンプルでまだ重要な役割を果たしている可能性は低いと主張します。
玄武岩における実験的な衝撃誘起溶融脈：ユークリットの衝撃分類の改善
| Title |
Experimentally_shock-induced_melt_veins_in_basalt:_Improving_the_shock_classification_of_eucrites |
| Authors |
Haruka_Ono,_Kosuke_Kurosawa,_Takafumi_Niihara,_Takashi_Mikouchi,_Naotaka_Tomioka,_Junko_Isa,_Hiroyuki_Kagi,_Takuya_Matsuzaki,_Hiroshi_Sakuma,_Hidenori_Genda,_Tatsuhiro_Sakaiya,_Tadashi_Kondo,_Masahiro_Kayama,_Mizuho_Koike,_Yuji_Sano,_Masafumi_Murayama,_Wataru_Satake,_Takafumi_Matsui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10964 |
玄武岩質の岩石は、地球型惑星や、小惑星4ベスタを含む分化した小惑星に広く存在します。千葉工業大学の地上玄武岩で減衰圧縮パルスを用いた衝撃回復実験を行った。サンプルは圧力の範囲を記録し、観測された衝撃の特徴に圧力スケールを追加するために衝撃物理モデリングが行われました。衝撃を受けたサンプルは、光学および電子顕微鏡、電子後方散乱回折法、およびラマン分光法によって検査されました。これまで考えられていた(>20GPa)よりも低い圧力(~10GPa)で局所的な融解が起こることがわかりました。震央近くの衝撃を受けた玄武岩は、最近提案された玄武岩質ユークライトの分類スキームの衝撃度Cを表しており、そのため、我々の結果は分類スキームの圧力スケールを提供します。最後に、ベスタへの衝突速度分布を仮定することにより、衝撃度Cとして分類される玄武岩質ユークライトの総割合を約15%と推定しました。
PHANGS-JWST の最初の結果: 中赤外線放射は、ガス柱密度と 100 pc スケールでの加熱の両方をトレースします
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Mid-infrared_emission_traces_both_gas_column_density_and_heating_at_100_pc_scales |
| Authors |
Adam_K._Leroy,_Karin_Sandstrom,_Erik_Rosolowsky,_Francesco_Belfiore,_Alberto_D._Bolatto,_Yixian_Cao,_Eric_W._Koch,_Eva_Schinnerer,_Ashley._T._Barnes,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_F._Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_J\'er\'emy_Chastenet,_Ness_Mayker_Chen,_M\'elanie_Chevance,_Ryan_Chown,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Eric_Emsellem,_Cosima_Eibensteiner,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Jonathan_D._Henshaw,_Annie_Hughes,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Jaeyeon_Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Rebecca_C._Levy,_Daizhong_Liu,_Laura_A._Lopez,_Sharon_E._Meidt,_Eric_J._Murphy,_Justus_Neumann,_Ismael_Pessa,_J\'er\^ome_Pety,_Toshiki_Saito,_Amy_Sardone,_Jiayi_Sun,_David_A._Thilker,_Antonio_Usero,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10574 |
最初の4つのPHANGS-JWSTターゲットについて、70～160pcの解像度で、中赤外(中赤外)、吸光補正H$\alpha$、およびCO(2-1)放出を比較します。JWSTのF770W、F1000W、F1130W、およびF2100Wバンドの放出をCOおよびH$\alpha$に関連付ける相関強度、強度比、およびべき法則適合を報告します。これらのスケールでは、COとH$\alpha$はそれぞれ中赤外放射と強く相関しており、これらの相関関係はそれぞれCOとH$\alpha$放射を関連付けるものよりも強い。これは、中赤外放射がダストカラム密度トレーサーとして同時に作用し、分子ガス追跡COとの良好な一致をもたらし、加熱トレーサーとして機能し、H$\alpha$との良好な一致をもたらすことを反映しています。低温ガスと星形成の間の全体的な相関関係が崩壊し始めるスケールで、中間IR、CO、およびH$\alpha$を組み合わせることで、これら2つの効果を分離することができます。F770Wで$I_\nu=0.5$~MJysr$^{-1}$を超える中間IRをモデル化します。これは、分子ガスが星間物質(ISM)質量を支配する領域を選択するように設計されたカットです。この明るい発光は、CO追跡成分とH$\alpha$追跡成分を組み合わせたモデルによって一次的に説明できます。最適なモデルは、中間赤外線フラックスの$\sim50\%$が拡散星間放射場によって加熱された分子ガスから発生し、残りの$\sim50\%$が明るくほこりの多い星形成領域に関連していることを意味します.F770W、F1000W、F1130Wバンドと連続体が優勢なF2100Wバンドの違いについて説明し、中赤外をISMトレーサーとして使用するための次のステップを提案します。
RBS 797 の複数の衝撃前線: 銀河団の衝撃加熱に関するチャンドラ ウィンドウ
| Title |
Multiple_shock_fronts_in_RBS_797:_the_Chandra_window_on_shock_heating_in_galaxy_clusters |
| Authors |
F._Ubertosi,_M._Gitti,_F._Brighenti,_M._McDonald,_P._Nulsen,_M._Donahue,_G._Brunetti,_S._Randall,_M._Gaspari,_S._Ettori,_M._Calzadilla,_A._Ignesti,_L._Feretti,_E._L._Blanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10581 |
$\sim$427ksのチャンドラ観測を使用して、銀河団RBS797における衝撃加熱とICM冷却の研究を提示します。中心からおよそ50kpc、80kpc、および130kpcで、入れ子になった弱い衝撃の3つのペアを発見しました。ショックに関連する総エネルギーは$\sim6\times10^{61}$ergであり、中央のAGNは20～30Myrごとに$P_{sh}\approx10^{46}$の力で一対の弱いショックを発生させます。エルグs$^{-1}$。その形態と年齢($\sim$30Myr)に基づいて、内側の繭の衝撃は、以前に発見された4つの等距離のX線空洞に関連付けられています。内側の30kpcの熱力学的解析から、X線空洞の間と背後でICMがより低温のガスに凝縮している証拠が見つかりました。$3.4\times10^{46}$ergs$^{-1}$の総AGN機械力(キャビティとショック)は、$L_{cool}=2.3\times10^{45}として推定されるICM放射損失を相殺することができます。$ergs$^{-1}$.RBSの$P_{cav}$対$L_{cool}$、$P_{shock}$対$L_{cool}$、および$P_{tot}$対$L_{cool}$のプロットを作成することにより797と他の14の銀河団、グループ、および空洞と衝撃波の両方が検出された楕円銀河を調べた結果、最も強力な爆発が最も強力な冷却システムで見られることが確認されました。最終的に、我々は、AGNの機械力が、FRIとFRIIの電波銀河では異なる係数でガスの放射損失を超えることを観察します。FRIIの場合は100。
スターバースト矮小銀河CGCG 007-025の空間分解ケモダイナミクス：金属に乏しいガスの最近の降着の証拠
| Title |
Spatially-resolved_chemodynamics_of_the_starburst_dwarf_galaxy_CGCG_007-025:_Evidence_for_recent_accretion_of_metal-poor_gas |
| Authors |
M._G._del_Valle-Espinosa,_R._Sanchez-Janssen,_R._Amorin,_V._Fernandez,_J._Sanchez_Almeida,_B._Garcia_Lorenzo,_P._Papaderos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10585 |
近くの金属の少ないスターバースト矮小銀河は、高密度の星形成の物理学を、高z宇宙の観測では比類のない詳細と感度で調査するユニークな機会を提供します。ここでは、近くにあるガスの豊富なスターバースト矮星CGCG007-025の化学力学的研究からの最初の結果を提示します。VLT/MUSE積分場分光法を使用して、金属含有量から運動学まで、星形成(SF)ガスの特性を特徴付けます。星形成率(SFR)の表面密度は塊状の分布を示し、最も明るい結び目は5Myrの若いWolf-Rayet(WR)集団をホストしています(特徴的な5808\AA~WR隆起の存在によって明らかにされています)。イオン化されたガスの運動学は、無秩序な運動によって支配されます。狭い($\sigma\approx$50kms$^{-1}$)、中間(150kms$^{-1}$)、広い(1000kms$^{-1}$)の重ね合わせ)最も明るいSF領域の輝線プロファイルをモデル化するには運動学的コンポーネントが必要であり、大質量星からのエネルギー流出の存在を示唆しています。銀河の気相金属量は0.6dexに及び、SFR表面密度との強い反相関を示し、中央のSFノットでは12+log(O/H)=7.7に低下します。空間分解されたBPTは、ガスがSFプロセスによって純粋にイオン化されていることを示しています。最後に、SFRとガスの金属量の間の逆相関は、最近の中心から外れたスターバーストの起源として、金属の少ないガスの降着を指摘しており、落下する物質がガスの金属量を減少させ、SFエピソードに火をつけます。
チルキヌスの活動銀河核の解剖 III. VLT/FORS2 ポラリメトリーは、傾いた降着円盤によって照らされたダスト コーンを確認します
| Title |
Dissecting_the_active_galactic_nucleus_in_Circinus_--_III._VLT/FORS2_polarimetry_confirms_dusty_cone_illuminated_by_a_tilted_accretion_disc |
| Authors |
Marko_Stalevski,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_{\DJ}or{\dj}e_Savi\'c,_Makoto_Kishimoto,_Ana_Mour\~ao,_Enrique_Lopez-Rodriguez_and_Daniel_Asmus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10589 |
VLT/FORS2で得られた、$BVRI$バンドのサーキヌス銀河核の偏光マップを提示します。チルキヌスは最も近いセイファート2銀河であり、原型的な不明瞭な活動銀河核(AGN)を抱えています。最近の高角度分解能イメージングにより、その中赤外(MIR)放射の大部分が極域から来ていることが明らかになりました。以前に、これらの観測結果がコンパクトなダストディスクと双曲面シェルのモデルと一致し、より大きなスケールで中空の円錐に似ていることを実証しました。ここでは、中央エンジンから40pcまでのAGNコアに注目し、観測結果を放射伝達モデルと比較します。偏光マップは、イオン化コーンと一致する円錐構造を明らかにします。偏光度の波長依存性は、ダスト粒子での散乱が偏光を生成していることを示しています。観測された偏光度($\approx1-3\%$)は、モデルで予測された値よりも低くなっています。ただし、これは下限にすぎません。これは、恒星の放射が光学系の全フラックスを支配するためです。観測された偏光角($\approx30$度)は、傾斜した異方性中央光源によって照らされた中空の円錐を持つほこりの多い円盤のモデルによって再現されます。電離円錐の軸に沿った降着円盤、および放物面の殻や周囲の塵に包まれたトーラスなどの別の塵の形状は、データと矛盾しています。光偏光イメージングは、暫定的にほこりの多い流出に関連して、極地域にほこりが存在するという以前の証拠をサポートしていると結論付けています。
CGCG007-025 化学組成]{スターバースト矮小銀河 CGCG007-025 の分解された化学組成: 直接法と光イオン化モデルのフィッティング
| Title |
CGCG007-025_chemical_composition]{The_resolved_chemical_composition_of_the_starburst_dwarf_galaxy_CGCG007-025:_Direct_method_versus_photoionization_model_fitting |
| Authors |
Vital_Fern\'andez,_Ricardo_Amor\'in,_Rub\'en_Sanchez-Janssen_Macarena_Garcia_del_Valle-Espinosa_and_Polychronis_Papaderos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10593 |
この作業は、CGCG007-025のガス化学組成に焦点を当てています。このコンパクトな矮星は、銀河全体の星形成バーストを受けており、その空間的挙動はVLT/MUSEによって観測されています。ほぼ7800ボクセルを処理する新しいライン測定ライブラリを提示します。直接法による化学分析は、$[SIII]6312\AA$温度診断ラインの検出が良好な484ボクセルに制限されています。再結合フラックスは、集団合成を介して星の吸収に対して補正されます。さらに、ニューラルネットワークを介して光イオン化モデルに適合する新しいアルゴリズムについて説明します。分析された8つのイオン存在量は、$\sigma\sim0.1\,dex$の空間正規分布を示しています。ここで、この値の半分しか測定の不確実性によって説明できません。酸素存在量分布は$12+log(O/H)=7.88\pm0.11$です。$T_{e}[SIII]$と$ne[SII]$も正規分布しています。ただし、中央の最も明るい領域では、$ne[SII]$は銀河の平均値のほぼ3倍です。これは、消光測定にも反映されます。イオン化パラメーターには、$log(U)=-2.52^{0.17}_{0.19}$の分布があります。パラメータの空間動作は、$S^{2+}/S^{+}$マップと一致します。最後に、直接法と光イオン化モデルフィッティングとの不一致について説明します。後者の手法では、不均一な大きさの線を混在させると、結果の精度に影響を与える可能性があることがわかります。これらのフィッティングでは、ラインフラックスの最大不確実性よりも1桁低い最小フラックス不確実性を過大評価することをお勧めします。これにより、直接法との適合性が向上します。
ボイド銀河の天体物理学に対する局所的および大規模な影響
| Title |
Local_and_large-scale_effects_on_the_astrophysics_of_void-galaxies |
| Authors |
Agust\'in_M._Rodr\'iguez-Medrano,_Dante_J._Paz,_Federico_A._Stasyszyn,_Facundo_Rodr\'iguez,_Andr\'es_N._Ruiz_and_Manuel_Merch\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10594 |
宇宙空隙にある銀河は、宇宙全般に関して進化の遅れに関連する特性を持っていることが報告されています。これらの特徴は、銀河と環境との相互作用を反映しています。しかし、ボイド銀河の特性に対する大規模構造の影響の程度、またはこれらの領域に典型的なそれらの周りの低い局所密度によってのみ影響を受けるかどうかは明らかではありません。この記事では、SDSS-DR16の宇宙空隙を特定し、g-r色、星形成率、濃度など、銀河のさまざまな特性を調べました。局所的な環境を特徴付けるために、銀河のグループを特定し、暗黒物質と星の質量の関数としてそれらの特性を研究し、ボイドと一般的なサンプルで見つかったものを別々に分析しました。私たちの結果は、特定の質量(\sim10^13.5M_\dot未満)のハローに生息する銀河は、ホストハローが他の領域と比較してボイド内にある場合、より青く、より高い星形成率を持ち、集中度が低いことを示しています。ハローの質量が大きくなると、この傾向はなくなります。また、銀河の性質が、存在するボイドの種類に敏感かどうかを分析します。これは、宇宙の平均密度に漸近的に収束する空隙(Rタイプ)から、高密度領域(Sタイプ)に埋め込まれた空隙を分離することによって行われます。R型ボイドの銀河は、S型ボイドよりも青く、SFRが高く、濃度が低いことがわかりました。私たちの結果は、銀河の特性とボイドによって提供される大規模な環境とのある程度の相関関係を示しており、銀河の進化における二次メカニズムの可能性を示唆しています。
シミュレートされた合体後の銀河における銀河合体、AGN 活動、および星形成の急速な消滅の間の相互接続
| Title |
The_interconnection_between_galaxy_mergers,_AGN_activity_and_rapid_quenching_of_star_formation_in_simulated_post-merger_galaxies |
| Authors |
Salvatore_Quai,_Shoshannah_Byrne-Mamahit,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton,_Maan_H._Hani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10598 |
EAGLE、Illustris、IllustrisTNGという対照的な物理モデルを使用した3つの最先端の宇宙論的シミュレーションで、超大質量ブラックホール(SMBH)の降着と星形成の消滅における銀河の合体の役割を調査します。3つのシミュレーションすべてで最近合体した「合併後」では、SMBHの増加率が約2～5倍に上昇したことがわかりました。しかし、急速な(合体から500Myr以内の)星形成の消光はまれであり、発生率はIllustrisで0.4%、EAGLEで4.5%、IllustrisTNGで10%です。合併後のクエンチングのまれ性は、合併後も無傷のままである実質的なガス貯留層に起因します。うまくクエンチする合併後は、合併前のガス分率が低いものと、最大のガス損失を経験するものである傾向があります。まれではありますが、合併後の最近消散した割合は、非合併の対照サンプルと比較して、IllustrisTNGでは2倍、EAGLEでは11倍に上昇しています。逆に、Illustrisの合併後では、管理下よりも消光がまれです。Ellisonらによる最近の観測結果。急速な消光は、合併後では少なくとも30倍一般的であり、どのシミュレーションよりも大幅に高い過剰であることがわかりました。したがって、私たちの結果は、合併によるSMBHの増加はシミュレーションの広範な予測であるが、消光へのリンクは物理モデルに敏感に依存し、ここで研究されたシミュレーションのサブグリッドモデルのいずれも間の接続を完全に捉えることができないことを示しています観測で見られる合併と急速な消光。
分子雲の重力分裂中のハブ フィラメント システムの運動エネルギー収支と磁気エネルギー収支
| Title |
The_kinetic_and_magnetic_energy_budget_of_hub-filament_systems_during_the_gravitational_fragmentation_of_molecular_clouds |
| Authors |
Vianey_Camacho,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_Manuel_Zamora-Avil\'es,_and_Aina_Palau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10610 |
巨大な分子雲の形成のシミュレーションとそのその後の階層的な重力収縮。ビリアルパラメータ$\alpha$と質量のスケーリング、およびラーソン比$L$とカラム密度のスケーリングを調べます。また、$\alpha$と$L$の対応する磁気を定義し、それらの対応するスケーリング、およびEkとEmのEgによる直接スケーリングを検討します。最後に、数値結果を高密度コアの観測サンプルと比較します。1)磁気エネルギー収支パラメーターは、運動学的対応物($\alpha$および$L$)と同様のスケーリングに従いますが、Em/Ekの比率は|Eg|として減少します。増加します。2)$\alpha$は低質量で大きな散乱を示し、低カラム密度で$L$も同様です。大きな質量/列密度では、観察と一致して、構造は適度にサブウイルスになる傾向があります。3)最大の物体は重力によって拘束される傾向がありますが、内部の下部構造は拘束されないように見える傾向があります。したがって、後者は親構造の崩壊によって圧縮されています。4)最大の構造は磁気的に超臨界であるが、内部の下部構造はしばしば亜臨界に見える。5)一定の境界内では、親構造からの降着により質量含有量が増加し、$\mu$と断片化レベルの両方が一時的に増加します。6)ポイント2で観測された散乱は、EkとEmをEgに対して直接プロットすると大幅に減少します。これは、構造内のエネルギー収支の主な制御パラメーターがEgであり、そこから運動エネルギーと磁気エネルギーが得られることを示唆しています。
質量 - 金属量関係の分散に対するガス降着と AGN フィードバックの影響
| Title |
The_impact_of_gas_accretion_and_AGN_feedback_on_the_scatter_of_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Nancy_Yang,_Dirk_Scholte_and_Amelie_Saintonge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10657 |
銀河の気相金属量は、銀河の進化プロセス、特に星形成、フィードバック、流出、ガス降着に関する重要な情報をエンコードしており、その相対的な重要性は、質量と金属量の関係(MZR)の散乱における体系的な傾向から抽出できます。.ここでは、SDSSからの低赤方偏移(0.02<z<0.055)銀河のサンプルを使用して、MZR周辺の散乱の性質、それを引き起こす観測量と物理的プロセス、および銀河質量への依存性を調べます。Scholte&Saintonge(2023)の手法を使用して光輝線から推測された低温ガス質量を使用して、恒星質量が固定されている場合、金属量とガス質量が逆相関であることを確認しますが、M*=10^10.5Msunまでの銀河に限られます。.その質量レジームでは、ハロー質量の代用として2点相関関数の振幅を使用して、MZRからの銀河のオフセットとハロー質量の間のリンクを見つけます。固定された星の質量では、最もガスの少ない銀河が最も重いハローに存在します。この観察結果は、シミュレーションで予測されたように、ハロー質量の関数として銀河へのガス降着率の変化によって説明できます。より高い星質量では、MZRの散乱はガス質量およびハロー質量と非常に弱い相関しかありませんが、AGN活動ではより強い傾向が見られます。これらの結果は、金属量がガスの流入と流出、星形成、AGNフィードバックの間の相互作用によって設定され、MZRとその散乱を形成するというモデルとシミュレーションからの期待を裏付けています。
TYPHOONによる棒状銀河の金属性勾配
| Title |
Metallicity_Gradient_of_Barred_Galaxies_with_TYPHOON |
| Authors |
Qian-Hui_Chen,_Kathryn_Grasha,_Andrew_J._Battisti,_Lisa_J._Kewley,_Barry_F._Madore,_Mark_Seibert,_Jeff_A._Rich,_Rachael_L._Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10751 |
バーは、銀河の内部領域で物質を混合し、放射状の移動を刺激する上で重要な役割を果たします。以前の観測では、金属量勾配に対するバーの影響の証拠が見つかりましたが、その効果はまだ決定的ではありません。TYPHOON/PrISMサーベイを使用して、近くにある5つの銀河の星形成円盤全体にわたるバー領域に沿った、およびバー領域を超えた金属量の勾配を調査します。輝線図を使用して星形成スパクセルを特定し、銀河のバーがその場での星形成とその運動に影響を与えるエージェントとして機能するという証拠とともに、-0.0162から-0.073dex/kpcの範囲のグローバルな金属量勾配を回復します。ガスと星。バー領域内の金属量勾配を平坦化するバーの証拠(NGC~5068およびNGC~1566)とともに、「浅く急な」金属量放射状プロファイルのケースを観察し、バーがより急な金属量勾配を駆動しているように見えるインスタンスにも注目します。「急で浅い」金属プロファイル(NGC~1365およびNGC~1744)を生成します。NGC~2835の場合、バーの半径の$\sim$4倍の距離で「急な浅い」金属量勾配ブレークが発生します。これは、バーではなく銀河の周辺へのガスの降着によって引き起こされる可能性が高くなります。バー領域周辺の金属量勾配の変化は、NGC~1365、NGC~1566、およびNGC~1744における星形成速度の表面密度の変動を追跡します。局所銀河のガス相金属量勾配に対するさまざまなISM混合メカニズムの多様性と相対的な重要性をさらに調査するには、流体力学的シミュレーションと組み合わせたより大きなサンプルが必要です。
オリオン BN/KL 領域の爆発的放出における CO ストリーマーのモデル化
| Title |
Modelling_the_CO_streamers_in_the_explosive_ejection_of_Orion_BN/KL_region |
| Authors |
Ary_Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_Pedro_Ruben_Rivera-Ortiz,_Antonio_Castellanos-Ram\'irez,_Alejandro_C._Raga,_Liliana_Hern\'andez-Mart\'inez,_Jorge_Cant\'o,_Luis_A._Zapata,_F\'atima_Robles-Valdez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10752 |
オリオンBN/KLで観測されたCOストリーマーをモデル化するための高密度で高速な塊の反応ガス力学、軸対称シミュレーションを提示します。15の化学種、原子および分子ガスの冷却機能、および宇宙線による加熱を考慮しました。私たちの数値シミュレーションでは、さまざまな放出速度、星間媒体密度構成、およびCO含有量を調べます。CO密度と温度を使用して、CO($J=2\to1$)放射率を計算し、COマップと空間的に分解されたラインプロファイルを作成して、ストリーマーのCO放出領域を確認し、位置速度を取得できるようにしました。観察と比較するための図。BN/KLCOストリーマとH$_2$フィンガーの画像とラインプロファイルを再現するには、最初に密集した雲コア内を移動し、次に低密度環境に出現する塊が必要であることがわかりました。
CSST サーベイにおける局所群矮小銀河検出限界
| Title |
Local_Group_Dwarf_Galaxy_Detection_Limit_in_the_CSST_survey |
| Authors |
Han_Qu_(PMO),_Zhen_Yuan_(ObAS),_Amandine_Doliva-Dolinsky_(ObAS),_Nicolas_F._Martin_(ObAS),_Xi_Kang_(ZJU),_Chengliang_Wei_(PMO),_Guoliang_Li_(PMO),_Yu_Luo_(PMO),_Jiang_Chang_(PMO),_Chao-Wei_Tsai_(NAOC),_Zhou_Fan_(NAOC),_Rodrigo_Ibata_(ObAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10804 |
17,500度$^{2}$の空を1.1度$^2$の広い視野でカバーする中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の調査の矮小銀河の検出限界を予測します。点源深度は、$g$バンドで26.3等、$i$バンドで25.9等に達する。設計された測光バンドに基づいて模擬調査データを構築し、模擬点源測光カタログから人工矮小銀河の回復率を推定します。これらの人工矮小銀河の検出は、現在の調査での検索と一致して、それらの距離、等級、サイズに強く依存しています。$M_V=-3.0$および$\mu_{250}=32.0$mag/arcsec$^2$(半光半径$r_{\rmh}$=250pcat400kpc,and$M_V=-4.9$and$\mu_{250}=30.5$mag/arcsec$^2$アンドロメダ銀河周辺.LocalGroupを超えて、CSST調査は$M_V=-5.8$、および$\mu_{250}$=29.7mag/arcsec$^2$を1～2Mpcの距離範囲で達成し、かすかな視野矮小銀河のエキサイティングな発見空間を開きます。光学バンド、広い調査フットプリント、および空間解像度により、CSSTは間違いなく、低質量矮小銀河に関する知識を前例のない量に拡大します。
JCMT BISTRO 観測: NGC 6334 に関連する気泡の磁場形態
| Title |
JCMT_BISTRO_Observations:_Magnetic_Field_Morphology_of_Bubbles_Associated_with_NGC_6334 |
| Authors |
Mehrnoosh_Tahani,_Pierre_Bastien,_Ray_S._Furuya,_Kate_Pattle,_Doug_Johnstone,_Doris_Arzoumanian,_Yasuo_Doi,_Tetsuo_Hasegawa,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Simon_Coud\'e,_Laura_Fissel,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Fr\'ed\'erick_Poidevin,_Sarah_Sadavoy,_Rachel_Friesen,_Patrick_M._Koch,_James_Di_Francesco,_Gerald_H._Moriarty-Schieven,_Zhiwei_Chen,_Eun_Jung_Chung,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Tim_Gledhill,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Thiem_Hoang,_Jihye_Hwang,_Ji-hyun_Kang,_Kyoung_Hee_Kim,_Florian_Kirchschlager,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Hong-Li_Liu,_Takashi_Onaka,_Mark_G._Rawlings,_Archana_Soam,_Motohide_Tamura,_Xindi_Tang,_Kohji_Tomisaka,_Anthony_P._Whitworth,_Jungmi_Kwon,_Thuong_D._Hoang,_Matt_Redman,_David_Berry,_Tao-Chung_Ching,_Jia-Wei_Wang,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Derek_Ward-Thompson,_Martin_Houde,_et_al._(96_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10884 |
サブミリ波で観測されたNGC6334分子雲に関連するHII領域を研究し、BフィールドInStar-formingRegionObservations(BISTRO)調査の一部として取得しました。特に、これらのHII領域に関連する分極パターンと磁場形態を調査します。分極パターンと圧力計算解析により、これらの気泡のいくつかは、ガスと磁力線が気泡から押し出され、(気泡に対して)ほぼ接線方向の磁場形態に向かっていることを示しています。磁場の形態が砂時計に似ているNGC6334の最も密度の高い部分では、偏光観測はHII領域からの観測可能な影響を示しません。NGC6334の南にある泡の中に、この泡で以前に観察された双極構造に対応する2つのネストされた放射状偏光パターンが検出されました。最後に、この研究の結果を使用して、磁力線に物理的に影響を与えた気泡を識別するために将来の研究で使用できる手順(コンピュータービジョンを組み込む;円形のハフ変換)を提示します。
ストリームのファニングと分岐: 恒星ストリームの形態における共鳴の観測可能な特徴
| Title |
Stream_Fanning_and_Bifurcations:_Observable_Signatures_of_Resonances_in_Stellar_Stream_Morphology |
| Authors |
Tomer_D._Yavetz,_Kathryn_V._Johnston,_Sarah_Pearson,_Adrian_M._Price-Whelan,_and_Chris_Hamilton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11006 |
最近の観測により、天の川銀河の多くの恒星の流れに予想外の形態学的特徴がたくさんあることが明らかになりました。このような特徴の説明には、銀河の重力ポテンシャルの時間依存の変形、暗黒物質の下部構造によって引き起こされる局所的な混乱、ストリームの前駆体の特別な構成が含まれます。この論文では、これらの形態が、共鳴トラップされた軌道ファミリーのサブセットをホストする特定の静的で非球状の重力ポテンシャルでもどのように発生するかを研究します。これらの軌道ファミリー間の遷移、または分離は、ポテンシャルの軌道構造の急激な不連続を示します。共鳴軌道と近共鳴軌道の振動数を測定するための新しい数値的アプローチを開発し、これらの軌道上の星流の進化を研究するために適用します。共鳴に近い軌道の流れで発生する2つの異なる形態学的特徴を明らかにします。分岐は、セパラトリクスが恒星ストリームの軌道分布を2つ(またはそれ以上)の異なる軌道ファミリーに分割するときに発生します。暗黒物質のハローポテンシャルの特定の選択に対して、これらの効果がいくつかの天の川ストリームで発生する可能性があることを示し、これを使用して天の川の重力ポテンシャルの全体的な形状を調査および制約する方法について説明します。
PHANGS-JWST の最初の結果: 近くの銀河における多環式芳香族炭化水素放出の JWST イメージングによる拡散 ISM の追跡
| Title |
PHANGS-JWST_First_Results:_Tracing_the_Diffuse_ISM_with_JWST_Imaging_of_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Emission_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Karin_M._Sandstrom,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Eric_Emsellem,_Rowan_J._Smith,_Oleg_V._Egorov,_Thomas_G._Williams,_Kirsten_L._Larson,_Janice_C._Lee,_Eva_Schinnerer,_David_A._Thilker,_Ashley._T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_F._Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Alberto_D._Bolatto,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_J\'er\'emy_Chastenet,_M\'elanie_Chevance,_I-Da_Chiang,_Daniel_A._Dale,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Jonathan_D._Henshaw,_Annie_Hughes,_Jaeyeon_Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Laura_A._Lopez,_Daizhong_Liu,_Sharon_E._Meidt,_Eric_J._Murphy,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Amy_Sardone,_Mattia_C._Sormani,_Jessica_Sutter,_Antonio_Usero,_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11177 |
多環芳香族炭化水素(PAH)放出のJWST観測は、近くの銀河の冷たい星間物質(ISM)の最も深く、最も解像度の高いビューのいくつかを提供します。PAHが原子ガスおよび分子ガスと十分に混合され、平均拡散星間放射場によって照射される場合、PAH放出は、拡散ガス表面密度のほぼ線形で高解像度、高感度のトレーサーを提供する可能性があります。PHANGS-JWSTTreasuryからのIC5332、NGC628、NGC1365、およびNGC7496のMIRI観測に基づいて、この方法でPAH放出を使用して調査するパイロット研究を提示します。Leroyetal。で調整されたスケーリング関係を使用します。(2022)、スケーリングされたF1130Wは10～40pcの解像度と$\Sigma_{\rmgas}\sim2$M$_\odot$pc$^{-2}$の3$\sigma$の感度を提供します。ガスがHI優勢であると予想されるターゲットの$<7$M$_\odot$pc$^{-2}$で見られる構造の表面密度を特徴付けます。これらの低い表面密度での拡散ISMのフィラメント、アーム間放出、および穴の存在を強調します。$\sim10$M$_\odot$pc$^{-2}$の下では、NGC628、NGC1365、およびNGC7496のガス分布は、穴と気泡が浸透しているため、「スイスチーズ」のようなトポロジーを示しています。びまん性ISMの比較的滑らかな分布。最近の銀河シミュレーションと比較すると、低表面密度ガスの同様のトポロジーが観察されますが、セットアップと解像度が異なるシミュレーション間で顕著な違いがあります。高解像度、低表面密度ガスとシミュレーションとのこのような比較は、既存の原子および分子ガスマップでは不可能であり、PAH放出のJWSTマップのユニークな力を強調しています。
| Title |
Constraints_on_strong_phase_transitions_in_neutron_stars |
| Authors |
Tyler_Gorda,_Kai_Hebeler,_Aleksi_Kurkela,_Achim_Schwenk,_Aleksi_Vuorinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10576 |
中性子星の高密度で強く相互作用する物質の状態方程式(EOS)に沿った強い一次相転移(PT)の現在の限界を研究します。ポリトロープフォーム。この形の可能性のあるEOSの大規模なアンサンブルを構築し、それらを核密度でのキラル有効場理論計算と高密度での摂動QCDに固定し、それらを大質量パルサーと重力波観測からの天体物理学的制約にさらします。このセットアップ内で、PTはより大きな半径を持つ中性子星の解を許可することがわかりますが、それは遷移が核飽和密度の2倍未満で始まる場合に限られます。また、数値相対性理論の研究では現在調査されていない、許可されたPTの大きなパラメーター空間も特定します。さらに、現在の天体物理学的制約をわずかに超えるだけであることがわかりますが、双子星の解を可能にするパラメータ空間の小さな領域を見つけました。最後に、PTを超える高密度物質のかなり大きなコアが、主に質量の大きい安定した中性子星の中心に位置している可能性があることを発見しました。
| Title |
Which_sources_are_the_dominant_Galactic_cosmic-ray_accelerators? |
| Authors |
Jacco_Vink_(Anton_Pannekoek_Institute_and_GRAPPA,_University_of_Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10677 |
超新星残骸(SNR)は、銀河宇宙線の主要な発生源であると長い間考えられてきました。これは、超新星残骸が、PeVatronであるだけでなく、宇宙線に電力を供給するためのエネルギーのほとんどを提供したことを意味していました。SNRにおけるPeV宇宙線の証拠の欠如、および理論的考察により、このシナリオは受け入れられなくなりました。同時に、最新のLHAASOやその他のガンマ線の結果は、PeVatronsが星形成領域内に潜んでいることを示唆しています。ここで、SNRが依然として少なくとも10TeVまでの銀河宇宙線の主な発生源と見なされるべきであるが、宇宙線データが数PeVまでのエネルギーを持つ宇宙線の2番目の成分を許容する理由について説明します。この2番目のコンポーネントは、超新星/SNR、星形成領域内の再加速、またはパルサーのサブセットである可能性があります。特別なケースとして、H.E.S.S.によるウェスタールンド1の最近の観測がは、この領域内の拡散係数の値が低いことを示唆しています。これは、アルフベン速度>100km/sとともに、2次フェルミ加速により星形成領域をまとめてPeVatronにするための前提条件です.
フルGR$\nu$RMHDのブラックホール-中性子星合体円盤からのアウトフローにおける元素合成
| Title |
Nucleosynthesis_in_Outflows_from_Black_Hole-Neutron_Star_Merger_Disks_With_Full_GR$\nu$RMHD |
| Authors |
Sanjana_Curtis,_Jonah_M._Miller,_Carla_Frohlich,_Trevor_Sprouse,_Nicole_Lloyd-Ronning,_Matthew_Mumpower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10691 |
中性子星連星合体に加えて、ブラックホールと中性子星のらせん内合体は、$r$プロセス元素合成と関連するキロノバの予測サイトです。適切な質量比の場合、非常に大量の中性子豊富な物質が合体後の降着円盤から解放される可能性があります。完全輸送一般相対論的ニュートリノ放射磁気流体力学を使用して、4つの合併後の円盤のスイートをシミュレートします。これらのディスクからの流出は、堅牢な$r$プロセスの元素合成のしきい値条件に非常に近いことがわかります。これらの条件では、アウトフローの詳細なプロパティによって、完全な$r$プロセスが発生するかどうかが決まります。これは、観察可能な現象が広範囲に及ぶ可能性があることを意味します。平均して、ディスク流出ランタニド画分が太陽同位体パターンと比較して抑制されていることを示します。動的噴出物と組み合わせて、これらの流出は、青と赤の両方の成分を持つキロノバを意味します。
降着パルサー Cen X-3 からの X 線放出における軌道位相とスピン位相の変動
| Title |
Orbital-_and_spin-phase_variability_in_the_X-ray_emission_from_the_accreting_pulsar_Cen_X-3 |
| Authors |
Tsubasa_Tamba,_Hirokazu_Odaka,_Atsushi_Tanimoto,_Hiromasa_Suzuki,_Satoshi_Takashima,_Aya_Bamba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10782 |
大質量X線連星CenX-3の39ksNuSTAR観測データを解析し、軌道位相とスピン位相のスペクトル変動を調べた。この観測は、ソースの$\Phi=0.199$-$0.414$の軌道フェーズをカバーしています。ここで、$\Phi=0$は食の中心に対応します。軌道位相分解分光法は、低エネルギーの光子がスペクトルの変動に対してより支配的であり、変動の大部分は星風の塊による吸収の観点から説明できることを明らかにしました。一方、スピン位相分解分光法とエネルギー分解パルスプロファイルは、高エネルギー帯で大きなフラックス変動を示しました。これは、変動性の起源が降着柱内のコンプトン化の異なる効率であることを示唆しています。Fe輝線またはサイクロトロン共鳴散乱機能(CRSF)を含むエネルギーバンドは、近くのバンドと比較して明確な変動性を示します。Fe線はスピン相に沿って低い変動性を示しており、これは放出領域が中性子星から離れていることを示しています。CRSFの中心エネルギーと強度はどちらも、スピン位相分解フラックスと正の相関があり、放出された光子が高フラックス領域から来ると、より強い磁場とより深い吸収に直面することを示唆しています。また、軌道相とスピン相の変動性の独立性も調べました。それらは互いに相関を示さず、独立性が高く、これは観測中の降着流が安定していることを意味します。
| Title |
Numerical-relativity_simulation_for_tidal_disruption_of_white_dwarfs_by_a_supermassive_black_hole |
| Authors |
Alan_Tsz_Lok_Lam,_Masaru_Shibata,_Kenta_Kiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10891 |
質量$M_{\rmBH}=10^5M_\odotの自転していない超大質量ブラックホールによる、偏心$\sim1/3$--$2/3$の楕円軌道における白色矮星の潮汐破壊を調べます。最終的に潮汐破壊につながる極端な質量比のインスパイラルをターゲットとする完全に一般的な相対論的シミュレーションの$。数値相対論シミュレーションは、白色矮星の弱い自己重力が正確に解かれる適切な定式化を採用して実行されます。典型的な質量が$\sim0.6M_\odot$で半径$\approx1.2\times10^4$\,kmの白色矮星に対して、自転していないブラックホールの周りの限界軌道の近くで、潮汐の乱れが発生することを再確認します。$M_{\rmBH}\alt4\times10^5M_\odot$.
$30\,M_\odot$ が形成され、太陽の金属量でブラック ホールが合体する
| Title |
The_formation_of_$30\,M_\odot$_merging_black_holes_at_solar_metallicity |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Tassos_Fragos,_Emmanouil_Zapartas,_Jeff_J._Andrews,_Vicky_Kalogera,_Christopher_P._L._Berry,_Matthias_Kruckow,_Aaron_Dotter,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Kyle_A._Rocha,_Philipp_M._Srivastava,_Meng_Sun,_and_Zepei_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10924 |
孤立した連星で形成されるブラックホールの最大質量は、恒星風と連星間の相互作用によって決まります。個体群合成モデルにおける完全に自己無撞着な詳細な星の構造と連星進化の計算を初めて検討し、迅速な個体群合成モデルを使用した研究と比較して、ブラックホール連星の形成について新しい、質的に異なる図が現れました。連星ブラックホールの合体は、太陽の金属量で無視できない速度($\sim4\times10^{-7}\,M_\odot^{-1}$)で形成されることがわかっています。初期質量が$\gtrsim50\,M_\odot$であるそれらの始祖星は、超巨星半径まで拡大せず、ほとんどの場合、かなりのダスト駆動または明るい青色の可変風を回避します。全体として、前駆星は恒星風で失われる質量が少なく、その結果、$\sim30\,M_\odot$ほどの質量のブラックホールが形成され、それらの約半分は、最初に生まれたブラックホールを形成する前に質量移動エピソードを回避します。.最後に、最初の期間が数日の連星で、その一部はロシュローブオーバーフロー物質移動のエピソードを受ける可能性があるため、最初に生まれたブラックホールが穏やかに回転する$\chi_\mathrm{BH1}\lesssim0.2$、角運動量輸送。
DeepGlow: ガンマ線バーストと重力波イベントの物理残光モデルの効率的なニューラル ネットワーク エミュレーター
| Title |
DeepGlow:_an_efficient_neural-network_emulator_of_physical_afterglow_models_for_gamma-ray_bursts_and_gravitational-wave_events |
| Authors |
Oliver_M._Boersma_and_Joeri_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10943 |
ガンマ線バースト(GRB)と二重中性子星合体重力波イベントの後には、X線から電波まで輝く残光が続き、これらの広帯域過渡現象は一般に解析モデルを使用して解釈されます。このようなモデルは比較的高速に実行できるため、多くの試行錯誤によるモデル計算を通じて、爆風のエネルギーと形状パラメータを簡単に推定できます。ただし、問題の1つは、そのような分析モデルでは、より現実的な相対論的数値流体力学(RHD)シミュレーションほどには基礎となる物理プロセスを捉えられないことです。理想的には、これらのシミュレーションは代わりにパラメーター推定に使用されますが、その計算コストにより、これは扱いにくくなります。この目的のために、計算コストの高いRHDベースのGRB残光モデルを数パーセントの精度でエミュレートするようにトレーニングされた、非常に効率的なニューラルネットワークアーキテクチャであるDeepGlowを紹介します。最初の科学的応用として、広帯域GRB残光のパラメーターを推定するために、エミュレーターとRHDシミュレーションに合わせて調整された別の解析モデルの両方を比較します。これら2つのモデル間で一貫した結果が得られ、このGRBソースの周りに恒星風の前駆環境があることのさらなる証拠も得られます。DeepGlowは、他の方法では複雑すぎてすべてのパラメーターで実行できないシミュレーションを、現在および将来のGRB残光の実際の広帯域データに融合します。
| Title |
Hot_accretion_flows_in_low-luminosity_active_galactic_nuclei_in_NGC_4258_and_NGC_7213 |
| Authors |
Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki_and_Rafal_Wojaczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10973 |
2つの活動銀河核(AGN)、NGC4258およびNGC7213の高エネルギー放出を研究します。一般相対論的(GR)ホットフローモデル、kerrflowを、これらの天体のアーカイブBeppoSAX、NuSTAR、およびすざく観測に直接適用します。これらのデータセットのほとんどは、降着力の約10～20%が電子の直接加熱に使用されていることを示していますが、場合によっては電子加熱効率の大幅な変化の兆候も見られます。さらに、これらのすべてのX線データセットは、かなり強く磁化された流れを示しており、磁場はガス圧と等分配に近くなっています。モデル予測とNGC7213のFermi/LATデータを比較すると、非熱陽子の含有量を最大10%に制限することができます。
電波パルサープロファイルにおける曲率放射の散乱の証拠
電波パルサーは、いくつかの説明のつかない現象を示します。特に、明らかなコアコーン構造と興味深い周波数進化を伴う平均パルスプロファイルです。逆コンプトン散乱の本質的な幾何学的特性を通じて解釈できることを示します。散乱が双極子磁気圏で発生し、平均自由行程が長い場合、円錐サイズ比が3分の2の入れ子になった円錐構造が予想され、これは観測と一致しています。不連続なプロセスであるため、散乱は、収差遅延効果に由来する放出リングの離散高度構造と一致しています。上方散乱信号が曲率放射(CR)であると仮定すると、観察された分岐成分(BC)をCRの拡大されたマイクロビームとして解釈できます。発散磁場におけるビームコピー散乱。BCの大きなフラックスは、放出されたスペクトル全体が観測された狭い帯域幅に圧縮されることによって部分的に引き起こされます。これは、周波数分解されたBCが周波数積分された形状を持つ理由を説明しています。幅の広い低周波マイクロビームは、磁気圏の大部分を取り囲むことができるため、コヒーレンスに必要なエネルギーの要件が大幅に軽減されます。したがって、BCの特性は、観測された変調された電波束が、散乱による青方偏移とスペクトル圧縮の影響を強く受けていることを示唆しています。相対論的ビーミング公式(1/\gamma)は、一部のブルーシフトプロファイルフィーチャに直接適用できない可能性があるという意味で、常に適用できるとは限りません。
$^{26}$銀河からの INTEGRAL/SPI による Al ガンマ線
| Title |
$^{26}$Al_gamma_rays_from_the_Galaxy_with_INTEGRAL/SPI |
| Authors |
Moritz_M._M._Pleintinger,_Roland_Diehl,_Thomas_Siegert,_Jochen_Greiner,_and_Martin_G._H._Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11228 |
1.8MeVでの放射性$^{26}$Alの存在は、天の川銀河で進行中の核合成を反映しています。その崩壊による拡散放射は、宇宙のガンマ線望遠鏡で測定できます。$^{26}$Al発光の強度、線形状、および空間分布により、これらの元素合成源の研究が可能になります。ラインパラメーターは、その1~My寿命による星間物質内の大質量星のフィードバックをトレースします。私たちは、2003年から2020年までINTEGRALでSPIを使用して収集されたシングルイベントとダブルイベントを含むすべてのガンマ線データを使用して、天の川の$^{26}$Al放出に関する以前の研究を深めることを目指しています。改善されたスペクトル応答とバックグラウンドを適用します。ミッション全体にわたってスペクトルの詳細を追跡することから評価されます。銀河の$^{26}$Al放出の露出は、SPI内で測定されたすべてのイベントタイプを使用して強化されます。単一検出器と二重検出器のヒットについて、シミュレートされモデルで構築された空の分布をSPIスペクトルに最尤適合することにより、全天にわたる銀河$^{26}$Al放射の強度を再決定します。1.809~MeVで(1.84$\pm$0.03$)\times$10$^{-3}$~ph~cm$^{-2}$s$^{-1}$の全天フラックスを見つけます。$^{26}$Alからの線で、COMPTELでの以前の観測からの空の分布に適合していると判断されました。高緯度からの顕著な放出は、近くの大質量星群とスーパーバブルからの起源を示しており、ボトムアップの人口合成モデルによってもサポートされています。線の重心は(1809.83$\pm$0.04~keV)にあり、上空で統合されたソースキネマティクスからの線の広がりは(0.62$\pm0.3$)~keV(FWHM)です。
| Title |
High-Energy_Neutrinos_from_Gamma-Ray-Faint_Accretion-Powered_Hypernebulae |
| Authors |
Navin_Sridhar_(1),_Brian_D._Metzger_(1,_2),_Ke_Fang_(3)_((1)_Columbia_University,_(2)_Flatiron_Institute,_(3)_University_of_Wisconsin,_Madison) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11236 |
ハイパー星雲は、進化したポスト主系列星からブラックホールまたは中性子星の伴星へのハイパーエディントン質量移動に伴う降着を動力源とする風によって膨張します。イオンは、コリメートされた高速の円盤風/ジェットが低速で広角の風と衝突する終末衝撃で加速し、ハドロン($pp$)反応と光ハドロン($p\gamma$)ディスクの熱およびComptonized非熱背景光子との相互作用。一部の高速電波バースト(FRB)は、このような短寿命のジェット超降着エンジンによって駆動されている可能性があることが示唆されています。ms-durationバースト自体に関連するニュートリノ放出を検出するのは困難ですが、ハイパーネビュラに関連する場合、いくつかのFRB源の永続的な電波対応$-$$-$$-$は、高エネルギーニュートリノ拡散バックグラウンドフラックスに寄与する可能性があります。ハイパーネビュラの誕生率が恒星合体トランジェントと一般的なエンベロープイベントの発生率に従う場合、それらの体積積分ニュートリノ放出$-$は人口平均物質移動率$-$に依存し、$\gtrsim25\%を説明できることがわかりますアイスキューブ天文台とバイカルGVD望遠鏡で観測された高エネルギー拡散ニュートリノフラックスの$。ハイパーネビュラからの時間平均ニュートリノスペクトル$-$は、母集団パラメータ$-$に応じて、観測された拡散ニュートリノスペクトルを再現することもできます。ニュートリノ放出は、場合によっては、さらに$>$100PeVにまで拡大する可能性があり、将来の超高エネルギーニュートリノ観測所によって検出可能になります。星雲からブライト・ホイーラー($\gamma\gamma$)への相互作用を通る大きな光学的深さは、ニュートリノと一緒に生成されたGeV-PeVガンマ線の脱出を減衰させ、これらのガンマ線微弱ニュートリノ源をレンダリングします。等方性ガンマ線背景のフェルミ観測。
チェレンコフ望遠鏡アレイによるパルサー ハローの検出と特徴付け
| Title |
Detecting_and_characterizing_pulsar_haloes_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Christopher_Eckner,_Veronika_Vodeb,_Pierrick_Martin,_Gabrijela_Zaharijas,_Francesca_Calore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11265 |
最近同定されたパルサーハローのソースクラスは多数あり、TeV範囲で十分に明るく、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)で観測されるソースの大部分を構成する可能性があります。この作業では、銀河面サーベイ(GPS)の観測におけるパルサーハローの検出と特徴付けの見通しを定量化し、天の川銀河における個々のパルサーハローとその個体群の単純な現象論的拡散モデルを使用します。パルサーハローを発見し、CTAGPSでそれらの主要な物理パラメーターを制限する能力は、機器応答関数の最新の推定値と科学ツールのプロトタイプを使用して、シミュレートされた調査観測の完全な空間スペクトル尤度分析のフレームワークで評価されます。.ゲミンガ周辺のハローを代表するモデル設定では、約300個の天体がGPS調査で検出可能な放出を引き起こす可能性があることがわかりました。しかし、エネルギーに依存する形態で特定できたのはそのうちの3分の1にすぎず、パルサー周辺の抑制された拡散の大きさや範囲などの主要な物理パラメータに対する強い制約を導出できるのは、そのうちの10分の1にすぎませんでした。また、GPSで検出可能な(Gemingaのような)ハローをホストしている可能性のある既知のパルサーのリストを提供し、いくつかの体系的な不確実性に対する調査結果の堅牢性を評価します。
ウィンドウ処理されたガウス過程の分散の尺度
固定時間ウィンドウでの分散と分数分散(「rmsパーセント」または「変調指数」としてさまざまに知られています)は、天文ソースの変動性を特徴付けるために一般的に使用されます。ガウス過程のこの統計の特性を要約します。
| Title |
XMM-Newton |
| Authors |
Norbert_Schartel_(1),_Rosario_Gonz\'alez-Riestra_(2),_Peter_Kretschmar_(1),_Marcus_Kirsch_(3),_Pedro_Rodr\'iguez-Pascual_(2),_Simon_Rosen_(2),_Maria_Santos-Lle\'o_(1),_Michael_Smith_(4),_Martin_Stuhlinger_(2)_and_Eva_Verdugo-Rodrigo_(1)_((1)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain_(2)_Serco_Gesti\'on_de_Negocios_S.L.,_ESAC,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain_(3)_ESA,_European_Space_Operations_Centre_(ESOC),_Darmstadt,_Germany_(4)_Telespazio,_ESAC,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10995 |
X線マルチミラーミッション（XMM-Newton）は、非分散分光X線イメージングとタイミング、中解像度分散X線分光法と光学/UVイメージング、分光法とタイミングを同時に提供します。組み合わせて、イメージングカメラは、1.5keVで最大2500cm$^2$、5keVで$\sim$1800cm$^2$の150eVから12keVのエネルギー範囲にわたって有効領域を提供します。グレーティングは0.4keVから2.2keVのエネルギー範囲をカバーし、合計有効面積は0.8keVで最大120cm$^2$です。XMM-Newtonは、同時光学/UV測定を伴う、さまざまな高感度X線観測のユニークな機会を提供します。XMM-Newtonの観測時間の大部分は、ピアレビューされた機会の発表によって天文学コミュニティに提供されます。XMM-Newtonデータの科学的利用は、分析ソフトウェア、パイプライン処理、キャリブレーション、およびカタログ生成を提供する天文台クラスのX線施設によって支援されています。XMM-Newtonデータに基づく約380の査読済み論文が毎年公開されており、その大部分の論文が革新的な科学的結果を報告しています。
太陽表面せん断層内の微分回転と南北流れの変動 1996-2022
| Title |
Variations_in_Differential_Rotation_and_Meridional_Flow_within_the_Sun's_Surface_Shear_Layer_1996-2022 |
| Authors |
David_H._Hathaway,_Lisa_A._Upton,_Sushant_S._Mahajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10619 |
SOHO/MDIおよびSDO/HMIからのマグネトグラムに見られる磁気ネットワークの動きを太陽周期23、24、および25の始まり(1996-2022)にわたって追跡することにより、太陽の表面せん断層の微分回転と子午線の流れを測定します。個々の27日間のCarringtonローテーションで平均化された15～24の毎日の測定値から派生した軸対称フローを調べます。回転差の変動には、赤道ねじれ振動が含まれます。これは、活緯度を中心とするサイクロン流で、活緯度の極方向側では流れが遅くなり、赤道方向には流れが速くなります。高速流帯は、前のサイクルの下降期に$\sim$45$^\circ$緯度で始まり、赤道に向かってドリフトし、サイクルが最小になる頃に赤道で終了します。微分回転の変動には、45$^\circ$を超える極振動も含まれ、サイクル最大で回転が速くなり、サイクル最小で回転が遅くなります。赤道の変動は、サイクル23よりもサイクル24で強かったが、極の変動は弱かった。子午面流の変動には、活動緯度でのサイクルの上昇と最大の間の極方向の流れの減速と、サイクルの下降と最小の間の極方向の流れの加速が含まれます。アクティブな緯度の減速は、サイクル23よりもサイクル24の方が顕著ではありませんでした。極カウンターセル(赤道方向の流れ)は、極から$\sim$60$^\circ$緯度まで時々(1996-2000および2016-南は2022年、北は2001年から2011年および2017年から2022年）。どちらの軸対称流れも、深さによって強度が異なります。子午線の流れが内側に弱まる間、自転速度は内側に増加します。
太陽型原始星IRAS 16293-2422の分子環境
| Title |
The_molecular_environment_of_the_solar-type_protostar_IRAS_16293-2422 |
| Authors |
K._Angelique_Kahle_(1),_Antonio_Hern\'andez-G\'omez_(1),_Friedrich_Wyrowski_(1),_Karl_M._Menten_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10736 |
低質量星の形成に至る物理的および化学的プロセスを研究することは、太陽と太陽系の起源を理解する上で非常に重要です。特に、分子からの輝線や吸収線を解析することは、星形成のごく初期段階における運動学や化学に関する情報を得る基本的なツールです。この研究では、リンズ1689N暗雲に埋め込まれている、非常によく知られている低質量連星原始星IRAS16293-2422とプレステラーコア16293Eを取り巻く物質の空間構造と分子存在量を調べることを目的としています。AtacamaPathfinderEXperiment(APEX)12メートルサブミリ波望遠鏡にインストールされたLAsMAヘテロダインアレイを使用して、IRAS16293-2422および16293E周辺の約0.12x0.12pc$^2$の領域を撮像し、45.6GHzをカバーする分子環境を研究しました。277GHzから375GHzまでの周波数範囲で。同位体種を含む36の分子種から144の遷移を特定しました。マップは、エンベロープが雲コアの周りに複雑な形態を持ち、IRAS16293-2422から生じる流出構造を含む、E1、E2、W1、W2、およびHE2として知られる放出ピークを持っていることを明らかにしています。para-H$_2$COのいくつかの遷移を使用して、IRAS16293-2422と周囲の発光ピークに向かう運動温度の新しい下限を導き出しました。これらの温度に基づいて、検出されたすべての種のH$_2$体積密度と柱密度が、雲のコアとすべての発光ピークの周囲で導出されました。私たちの新しい観測は、IRAS16293-2422が前星核16293Eと相互作用することから生じる流出のシナリオをさらに確認します。分子雲全体で大規模な速度勾配が観察されます。さらに、調べた位置で明確な化学的違いが見られます。このデータは、放出ピークW2がより低温のダスト源に関連している可能性があることを示唆しています。
WOCS 4540: 非常に長い軌道周期のブルーストラグラーの詳細な分析
WOCS4540は、古い散開星団NGC188の最長軌道周期($P_{\rmorb}=3030$日)の青色はぐれ星(BSS)-白色矮星(WD)のペアです。また、クラスター内で最も明るいBSSの1つも含まれています。以前の\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}COS分光法は、0.53$M_{\odot}$のWD質量を測定しました。これは、炭素-酸素WDを示し、漸近分枝巨人(AGB)からの以前の物質移動を示唆しています。恒星天体物理学の実験用モジュールを使用して、赤色巨星ブランチフェーズ風物質移動、AGB風ロシュローブオーバーフロー、および通常のロシュローブオーバーフローを含むシステム進化の詳細なモデリングを行います。最適なモデルは、BSS、WD、および連星系に関するさまざまな観測上の制約との優れた一致を生み出します。BSSの観測された光度と有効温度を生成するために、3つのドナー物質移動メカニズムすべてが同様に寄与して1.5$M_{\odot}$BSSを構築します。全体の物質移動効率は55%です。通常のロッシュローブオーバーフローは、最大のAGB熱パルス中にのみ発生しますが、75%の効率で非常に高い降着率をもたらし、短時間(1Myr未満)降着体からの非常に高い光度上昇をもたらします。
120,000を超えるケプラー、K2、およびTESS星の変動クラスの視覚的分類が提示されます。サンプルは主に既知のスペクトルタイプを持つ星に基づいています。変動性の分類ではしばしばH-Rダイアグラムでの星の位置が必要になるため、有効温度のカタログが編集されました。光度はGaiaDR3視差から推定されました。この調査で見つかった変数のさまざまなクラスについて説明します。一般的な変動クラスのライトカーブとピリオドグラムの例を示します。予測される回転速度のカタログも含まれています。
活動領域 NOAA 12673 からの極端な太陽噴火活動の起源と太陽周期 24 の最大のフレア
| Title |
Origin_of_extreme_solar_eruptive_activity_from_the_active_region_NOAA_12673_and_the_largest_flare_of_solar_cycle_24 |
| Authors |
Bhuwan_Joshi_and_Prabir_K._Mitra_(USO/PRL,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10795 |
2017年、太陽が太陽周期24の最小段階に向かって移動していたとき、8月28日から9月10日にかけて、非常に活発な活動領域(AR)NOAA12673が太陽に現れました。活動レベルが最も高い間、ARはデルタに変わりました。光球からコロナ高さまでの磁場の最も複雑な構成を明らかにする-型の黒点領域。AR12673は4つのXクラスと27のMクラスのフレアを生成し、多数のCクラスのフレアを生成し、太陽周期24の最も強力なARの1つになりました。2017年9月6日のX9.3イベント。この作業では、AR12673からの進化と噴出を理解するために、多波長イメージングとコロナ磁場モデリングを含む包括的な分析の結果に焦点を当てています。2017年9月6日の2つのXクラスフレアの運動学的進化。我々は、強力な太陽過渡現象中のトリガーとその後の爆発に関連する、活動領域のさまざまな大規模および小規模の磁場構造を調査します。
メガスター(III)。 DR1後期型星の星のパラメータとデータプロダクト
| Title |
MEGASTAR_(III)._Stellar_parameters_and_data_products_for_DR1_late-type_stars |
| Authors |
M._Moll\'a,_M.L._Garc\'ia-Vargas,_I._Mill\'an-Irigoyen,_N._Cardiel,_E._Carrasco,_A._Gil_de_Paz,_S.R._Berlanas,_P._G\'omez-\'Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.10971 |
MEGARAは、GranTelescopioCanariasの光学積分フィールドおよび多対象分光器です。MEGASTARは、MEGARAを使用して高解像度$R=20\,000$(FWHM)で得られた恒星スペクトルの経験的ライブラリであり、2つの波長範囲で利用できます。\,\AA\と、8370から8885までの\ion{Ca}{ii}トリプレットを中心とする他のもの\,\AA\(\mbox{HR-R}および\mbox{HR-I}VPHグレーティング構成）。この作業では、これら2つの短い波長間隔の組み合わせであるMEGASTARスペクトルを使用して、B2より前のスペクトルタイプを持つ351のMEGASTARメンバーのサンプルについて、有効温度、表面重力、および金属量(およびそれらに関連する誤差)という恒星パラメーターを推定します。MEGASTARデータを理論上の恒星モデルと比較することにより、$\chi^2$手法を適用しました。文献で導出された恒星パラメータを持つ星については、公開されたパラメータと私たちのパラメータとの間に良好な一致が得られました。星のパラメータに加えて、この星のサンプルの整流スペクトル、動径速度、星の指数などのいくつかの製品も提供しています。近い将来、MEGASTARスペクトルとその導出された恒星パラメータを使用して、恒星集団進化合成モデルを計算します。これは、MEGARAで得られた星団と銀河スペクトルのより良い解釈に貢献します。
流出風モデリングのための 3D モンテカルロ放射伝達コードに向けた進歩
| Title |
Progress_towards_a_3D_Monte_Carlo_radiative_transfer_code_for_outflow_wind_modelling |
| Authors |
Jakub_Fi\v{s}\'ak,_Ji\v{r}\'i_Kub\'at,_Brankica_Kub\'atov\'a,_Markus_Kromer,_Ji\v{r}\'i_Krti\v{c}ka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11016 |
背景:膨張する恒星エンベロープの放射伝達モデリングは、その解析における重要なタスクです。不均一性と球対称性からのずれを説明するには、放射伝達モデリングへの3Dアプローチを開発する必要があります。目的:放射伝達モデリング用の3Dモンテカルロコードを提示します。これは、統計平衡方程式を使用してプラズマのイオン化と励起状態を計算し、さらに光子-物質結合を実装することを目的としています。最初のステップとして、ゼロから開発およびテストされたモンテカルロ放射線転送ルーチンを紹介します。方法:背景モデルの大気(温度、密度、および速度の構造)は、モデルグリッド(modGrid)と呼ばれる任意のグリッドを使用できます。放射伝達は、伝播グリッド(propgrid)と呼ばれるデカルトグリッドでモンテカルロ法を使用して解決されました。このデカルトグリッドは、modgridの構造に基づいて作成されました。これら2つのグリッド間の対応は、計算の開始時に設定され、その後は固定されていました。propgridは通常または適応型のいずれかです。適応グリッドの2つのモードがテストされました。異なるpropgridsの精度と計算速度を分析しました。光子と物質の相互作用は、ルーシーのマクロアトムアプローチを使用して処理されました。私たちのコードを使用したテスト計算は、別のモンテカルロ放射伝達コードによって得られた結果と比較されました。結果:モンテカルロ法とマクロアトム法を使用した3D放射伝達のための私たちの方法と関連コードは、放射伝達問題の正確で信頼性の高いソリューションを提供し、特に3D不均一性の包含と処理に有望です。
Gaia DR3 で近隣の散開星団を探す: 500 pc 内に 101 個の新しい散開星団
| Title |
Hunting_for_Neighboring_Open_Clusters_with_Gaia_DR3:_101_New_Open_Clusters_within_500_pc |
| Authors |
Songmei_Qin,_Jing_Zhong,_Tong_Tang,_Li_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11034 |
{\itGaia}DR3に基づくpyUPMASKおよびHDBSCANクラスタリングアルゴリズムを使用して、500pc以内の太陽近傍の散開星団を体系的に検索しました。ほとんどの散開星団の物理サイズが50pc未満であることを考慮して、さまざまな距離のシェルにスライスアプローチを採用し、報告された223個の散開星団と101個の新しく発見された散開星団(OCSN、Openソーラーネイバーフッドのクラスター）。私たちの発見により、太陽系近傍の散開星団の数が約45\%増加しました。この作業では、クラスターのサンプルに対して、より大きな空間範囲とより多くのメンバー星が達成されました。各クラスターのpyUPMASKアルゴリズムを介してメンバー星とメンバーシップ確率を提供し、それらの天体物理学的、年齢、および構造パラメーターを導き出しました。
50年以上前に長い間予測されていた、白色矮星の内部に結晶コアが存在するという強力な証拠が、ガイア宇宙望遠鏡によって最近得られました。したがって、結晶コアが白色矮星の特性とダイナミクスにどのように影響するかを調べることが重要です。この論文では、最初に、結晶コアのサイズに対する基本（f）、界面（i）、およびせん断（s）振動モードの周波数の依存性を調べます。iモードとsモードの周波数はコアのサイズに敏感に依存することがわかりましたが、fモードの周波数は、選択した白色矮星モデルのせいぜい数パーセントの影響しか受けません。次に、結晶化した白色矮星の潮汐変形能を考察し、コアの半径が星の半径の約70%よりも大きい場合にのみ、結晶化の効果が顕著になることを発見しました。白色矮星が完全に結晶化すると、潮汐変形能が数パーセントから約10パーセント変化する可能性があります。また、純粋な流体の白色矮星の質量、慣性モーメント、潮汐変形能、およびfモード周波数を結び付ける近似状態方程式の影響を受けない関係が存在することも示します。ただし、星の質量と組成によっては、白色矮星が結晶化するときに、これらの関係が数パーセント影響を受ける可能性があります。これらの変化は、後期インスパイラルまたは白色矮星連星の合体から放出された重力波に痕跡を残す可能性があり、将来の宇宙搭載重力波検出器によって検出できる可能性があります。
ミリ波での太陽 IV.小規模な明るい特徴における磁気流体力学的波動
| Title |
The_Sun_at_millimeter_wavelengths_IV._Magnetohydrodynamic_waves_in_small-scale_bright_features |
| Authors |
Juan_Camilo_Guevara_G\'omez,_Shahin_Jafarzadeh,_Sven_Wedemeyer,_Samuel_D._T._Grant,_Henrik_Eklund,_Mikolaj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11096 |
バンド3とバンド6のAtacamaLargeMillimeter/sub-millimeterArray(ALMA)によるプラージュ/拡張ネットワークの太陽観測と、同じバンドでのBifrostによる数値シミュレーションからの合成連続体マップを使用して、明るく小規模な磁気機能。この目的のために、アルゴリズムを使用して、観測とシミュレーションの視野(FoV)内の特徴を自動的に識別して追跡しました。バンド3と6の観測で、それぞれ193と293の特徴が見つかりました。劣化シミュレーションでは、フィーチャの総数はバンド3で24、バンド6で204でした。元のシミュレーションでは、フィーチャの総数はバンド3で36、バンド6で392でした。シミュレーションに基づいて、温度、サイズ、および水平速度で振動挙動を示すフィーチャの磁気的性質。平均振動周期は、温度が30～99秒、サイズが37～92秒、水平速度が37～78秒でした。平均振幅速度が2.1～5.0\,km\,s$^{-1}$の横(キンク)波が存在する可能性を示す兆候があります。温度振動とサイズ振動の間の逆位相挙動は、圧縮可能な高速ソーセージ電磁流体力学(MHD)モードの存在を示唆しています。最後に、ALMAによってサンプリングされた彩層高度でのファストソーセージ波のエネルギーフラックスを、バンド3では453-1838\,W\,m$^{-2}$、バンド3では3640-5485\,W\と推定しました。,m$^{-2}$バンド6の高さ(バンド6からバンド3へ)による波動エネルギーフラックスの減少は、彩層の高さでのエネルギー散逸、したがって波動加熱を示唆している可能性があります。-スケールの波は各バンドで典型的であり、彩層を通って上向きに伝播します。
ジェットによる太陽マイクロフレアのエネルギー放出部位の特定
| Title |
Identifying_the_energy_release_site_in_a_Solar_microflare_with_a_jet |
| Authors |
Andrea_Francesco_Battaglia,_Wen_Wang,_Jonas_Saqri,_Tatiana_Podladchikova,_Astrid_M._Veronig,_Hannah_Collier,_Ewan_C._M._Dickson,_Olena_Podladchikova,_Christian_Monstein,_Alexander_Warmuth,_Fr\'ed\'eric_Schuller,_Louise_Harra_and_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11098 |
ソーラーオービターとパーカーソーラープローブミッションの主な科学的問題の1つは、太陽コロナ下部の電子がどのように加速され、その後どのように惑星間空間にアクセスするかを理解することです。コロナジェットに関連するGOESA8クラスのマイクロフレアであるSOL2021-02-18T18:05イベントの場合に、加速された電子が惑星間空間にアクセスする方法と同様に、電子の加速とエネルギー放出サイトを調査することを目的としています。この調査では、ソーラーオービター、STEREO-A、および地球の3つの異なる視点を利用して、電波からX線までの範囲の観測を行います。UV/EUV画像とソーラーオービター/STIX(イメージングX線用分光計/望遠鏡)によるX線分光法を組み合わせた多波長タイミング解析を使用して、さまざまなフレアフェーズ中に観測された放出の起源を調査します。調査中のイベントは、電子の加速の開始時間とジェットおよび電波タイプIIIバーストが一致するという古典的な図式を満たしています。このマイクロフレアは、少なくとも10keVまでの顕著な硬X線非熱放射と、スペクトル指数2.9のマイクロフレアの通常よりもはるかに困難なスペクトルを特徴としています。地球の見晴らしの良い場所から見ると、マイクロフレアは肢の近くに見られ、EUVのフレアループの上にあるコロナエネルギー放出サイトが明らかになり、STIX分光分析から、これは(フレアとほぼ同じ温度で)高温であることが判明しました。さらに、この地域は時間の経過とともに高度が上昇しています(約30km/s)。フレアの間、同じ領域が空間的にコロナジェットの起源と一致します。ループ上で観測されたエネルギー解放サイトは電子加速サイトに対応すると結論付け、交換再接続が惑星間空間に開いた磁力線上の低コロナでの粒子加速の実行可能な候補であることを裏付けています。
失敗した太陽噴火における磁気リコネクション中のプラズモイド、フロー、およびジェット
| Title |
Plasmoids,_Flows,_and_Jets_During_Magnetic_Reconnection_in_a_Failed_Solar_Eruption |
| Authors |
Pankaj_Kumar,_Judith_T._Karpen,_Spiro_K._Antiochos,_C._Richard_DeVore,_Peter_F._Wyper,_Kyung-Suk_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11159 |
SDO/AIA、IRIS、STEREO、Hinode/SOTの多波長観測を用いて、2014年4月3日に活動領域12018で失敗した噴火とフレアの詳細な解析を報告します。フィラメントがゆっくりと上昇する前の2時間の間に、少なくとも4つのジェットが、この小さな活性領域(大きな輝点)のカスプから発せられ、ヌルポイントトポロジーが観察されました。フィラメントの緩やかな上昇中に、複数のプラズマブロブが見られ、最も可能性が高いのはカスプ近くのヌルポイント電流シートで形成されました。その後のフィラメント噴出はIRISの視野の外にあり、フレアを伴いましたが、閉じ込められたままでした。爆発的なフレア再接続段階では、追加のブロブが繰り返し出現し、噴出するフィラメントの下のフレア領域内で双方向に移動しました。フィラメントはよじれ、回転し、上昇するにつれて脚と脚の再接続を行いましたが、コロナ質量放出を生成することはできませんでした.ファンループ内の小さなジェット状の特徴は、フィラメントのスローライズ/プレフレア段階で検出されました。それらは、周囲の磁場とプラズモイドとの間の再接続の兆候として解釈され、ヌルポイントシートを離れてファンループに沿って流れます。Antolinらによって提案された局所的なナノフレア加熱シナリオと、失敗したフィラメント噴火の大規模なコンテキスト内で発生するこれらの小さなジェットの解釈を対比します。(2021)。
彩層からコロナ I までのフレアが差し迫った活動領域とフレアが静かな活動領域の特性: AIA 活動領域パッチ (AARPs) の導入
| Title |
Properties_of_Flare-Imminent_versus_Flare-Quiet_Active_Regions_from_the_Chromosphere_through_the_Corona_I:_Introduction_of_the_AIA_Active_Region_Patches_(AARPs) |
| Authors |
Karin_Dissauer,_KD_Leka,_Eric_L._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11251 |
ここから、太陽活動領域の彩層とコロナの特性を調べる一連の論文を始めます。この最初の論文では、このトピックの大規模なサンプル分析のためにキュレーションされた太陽力学天文台の大気イメージングアセンブリからの画像の広範なデータセットについて説明します。同じミッションのHelioseismicandMagneticImager(HMI)のパイプラインデータ分析システムである「HARPs」によって特定された「アクティブ領域パッチ」に基づいて(そして調整するように構築されて)、「本明細書で説明するAIAアクティブ領域パッチ(AARP)は、HARPを中心としたパッチ抽出(完全な空間サンプリングが保持される)によってのみ空間的にダウンサンプリングされ、時間領域でダウンサンプリングされた偏りのない複数波長のFITSファイルのセットを含みますが、短期間の運動学と長期的な傾向の両方を説明できます。AARPsデータベースは、このシリーズの論文IIのノンパラメトリック判別分析を使用して、物理学に基づいたパラメーター化と分析を可能にし、差分放射測定法を使用した分析について検証されています。AARPデータセットは現在、2010年半ばから2018年12月までをカバーし、サイズは約9TBで、SolarDataAnalysisCenterから入手できます。
彩層からコロナ II までのフレアが差し迫った活動領域とフレアが静かな活動領域の特性: NWRA 分類インフラストラクチャ (NCI)
からのノンパラメトリック判別分析の結果
| Title |
Properties_of_Flare-Imminent_versus_Flare-Quiet_Active_Regions_from_the_Chromosphere_through_the_Corona_II:_NonParametric_Discriminant_Analysis_Results_from_the_NWRA_Classification_Infrastructure_(NCI) |
| Authors |
KD_Leka,_Karin_Dissauer,_Graham_Barnes,_Eric_L._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11255 |
SolarDynamicsObservatory/AtmosphericImagingAssembly、AIAActiveRegionPatchデータベース(「AARPs」、論文I:Dissaueretal2022)からの活動領域を対象とした時系列画像の大規模なサンプルを使用して、コロナ、遷移領域、および彩層放射は、太陽フレアを差し迫って生成する領域と生成しない領域を区別することができます。直接画像と連続差分画像のモーメント分析に基づくパラメータ化により、ノンパラメトリック判別分析から物理的に解釈可能な結果が得られます。24時間と6時間の両方の有効期間を含む4つのイベント定義にわたって、160の画像ベースのパラメーターが、大気の一般的な状態、急速な明るさの変化、長期的な強度の変化を捉えます。ブライアスキルスコアの上位は0.07～0.33の範囲、トゥルースキル統計は0.68～0.82の範囲(どちらもイベント定義による)、受信者操作特性スキルスコアは0.8を超えています。総放射は、明るさの急激な増加または減少と同様に特に機能しますが、平均的な明るさの測定ではそうではなく、よく知られているアクティブ領域サイズ/フレア生産性の関係を示しています。ある領域でフレアが生成されると、活動領域のコロナプラズマは熱くなっているように見えます。94AAフィルターデータは、識別力のあるほとんどのパラメーターを提供し、複数の物理的レジームをサンプリングすることでメリットが得られることを示しています。特に、連続差分画像の高次モーメントを使用した分類の成功は、フレアが差し迫った領域が短命の小規模な増光イベントを表示する傾向があることを示しています。コロナの進化を記述するパラメーターは、フレアが差し迫った指標を提供できますが、「静的」パラメーターより優先されません。最後に、すべてのパラメーターとNPDAから導出された確率は、追加の研究のためにコミュニティで利用できます。
バブルウォールの反射
壁を横切るときに質量が変化する大量の暗光子の存在下で、気泡壁を拡大するダイナミクスについて説明します。十分に薄い壁の場合、横モードではなく縦モードの反射確率が一定であることを特徴とする過渡的な運動学的レジームが存在することを示します。この効果は、初期宇宙における真空バブルの膨張のダイナミクスに重要な影響を与える可能性があります。最も注目に値するのは、バブル壁の$\gamma$ファクターへの非単調な依存性を特徴とし、中間の$\gamma$ファクターでピークに達することを特徴とする、膨張する界面に新たな圧力源をもたらすことです。動圧。この圧力が気泡の壁の加速を停止するのに十分な大きさになると、真空エネルギー密度の差によって、暗光子の一部が相対論的になり、それらが暗放射に変わります。暗黒放射が遅い時間まで相対論的なままである場合、強度$\alpha\sim10^{-2}-10^{-1}$の相転移について、$\DeltaN_\text{eff}$への観測可能な寄与が可能です。.
de Sitter 宇宙の粒子
ド・ジッター時空は最大対称時空である。これは、宇宙定数を持つアインシュタイン方程式の真空解の1つです。これは正の宇宙定数を持つ解であり、宇宙が加速膨張していることを表しています。宇宙定数の可能性のある兆候の中で、この解決策は原始宇宙論と後期宇宙論に関連しています。宇宙定数がゼロの場合、その等長群の表現に関する研究は、素粒子物理学のより広い理解につながりました。$d+1$次元のdeSitterの等長群は群$SO(d+1,1)$であり、その表現はよく知られています。この洞察が与えられた場合、$SO(4,1)$のユニタリ既約表現が宇宙論的設定でどのように現れるかを調べることによって、4次元のdeSitter宇宙における初等自由度について何を学べるでしょうか?この記事は、宇宙定数のさまざまな符号での場の量子論とホログラフィーのより広い理解に役立つ、この方向に沿った最近の進歩を要約することを目的としています。deSitterの後期境界での$SO(4,1)$表現の発現に特に焦点が当てられています。議論は、表現に焦点を当てた後期境界と静的パッチでの将来の質問に向けて指摘することで締めくくられます。
中性子星対中性星: 天体物理学におけるランダウの出版から 90 周年を記念して
量子力学の発展の後期に、著名なプレーヤーの1人であるLevLandauは、量子論を適用することによって、物質の性質、さらには星の物質の性質を理解するために多大な努力を払いました。90年前、彼は「中性子」星のアイデアを発表しました。このアイデアは、前年のヨーロッパ訪問中に爆発しました。ランダウが論文を書く動機となった重要なポイントは、当時注目されていた新しいフェルミ・ディラック統計による電子ガスの極端に高い運動エネルギーを避けて、「巨大原子核」のエネルギーがより低い状態を作ることでした。電子と陽子は中性子の発見前に素であると想定されていたため、ランダウは「陽子と電子を結合する」ことによって中性子化/中和するしかありませんでした。しかし、今日、自然に対する私たちの理解は根本的に改善されており、別の方法(つまり、ストレンジオナイゼーション)も中和を具現化し、ランダウが念頭に置いていた低エネルギー状態を具現化する可能性があり、このマルチメッセンジャー時代に前例のない機会をさらに生み出す可能性があります天文学。「古い」物理学におけるストレンジオン物質は、ランダウによって開始されたコンパクト星から宇宙線や暗黒物質に至るまで、今日の物理学に劇的な影響を与える可能性があります。このエッセイでは、根本的に改革し、天体物理学におけるランダウの実質的な貢献を思い出し、それらの独特の記憶を思い出すために、中性子星の概念の起源と発展について簡単に説明します。
NECに違反したインフレ中の強化されたパリティ違反重力波の生成
単一場インフレーションモデルでのインフレーション中のゼロエネルギー条件(NEC)の違反は、インフレーションの原始重力波(GW)のパリティ違反効果($\Delta\chi$で定義)の振幅を自然に増大させます。は、重力のChern-Simons項に非最小結合です。NEC違反段階を経た後、宇宙はより高いスケールで後続のスローロールインフレーションに入り、その結果、インフレーション原始GWのほぼスケール不変のパワースペクトル(つまり、$P_{\rmT}$)が強化されます。一方、$P_{\rmT}$は、宇宙マイクロ波背景放射の周波数帯域での観測と一致しています。したがって、インフレ中のNECの違反は、パリティ違反効果の可観測性(つまり、$P_{\rmT}\cdot\Delta\chi$)を増幅します。$P_{\rmT}$が十分に大きい場合、$\Delta\chi$が数パーセントと小さい場合でも、GWのバックグラウンドにパリティ違反の重大な信号が刻印される可能性があります。これは、パルサータイミングアレイと宇宙空間で検出できる可能性があります。将来のベースの検出器。
赤方偏移$z\sim7.5$で観測されたクエーサーは、初期の星の残骸から成長するには大きすぎる超大質量ブラックホールによって動力を与えられています。この緊張を緩和するための提案は、ダストと金属を含まないガス雲が直接崩壊のプロセスを経て、赤方偏移$z\の周りに質量$M_\textrm{seed}\sim10^5M_\odot$のブラックホールシードを生成することです。シム17ドル。直接崩壊が起こるためには、水素分子を光解離するために大量のUV光子束が存在しなければならず、これによりガスはゆっくり冷却され、フラグメンテーションが回避されます。サブkeV質量の暗黒物質が崩壊または消滅して、直接崩壊を引き起こすのに必要なUVフラックスを生成する可能性を調査します。$13.6\textrm{eV}\lem_{dm}\le20\textrm{eV}$の範囲の質量を持つ暗黒物質を消滅させると、既存の制約を回避しながら必要なフラックスを生成できることがわかりました。暗黒物質の存在量全体を構成する非熱的に生成された暗黒物質粒子には、$\langle\sigmav\rangle\sim10^{-35}$cm$^3/$sの熱的に平均化された断面積が必要です。あるいは、フラックスは、全暗黒物質密度のほんの一部$\sim10^{-9}$を構成する熱の遺物に由来する可能性があります。独立した天体物理学的観測によって制約されていない崩壊暗黒物質モデルは、現在のシミュレーションが予測するよりも大きく、鋭く、またはより集中している暗黒物質ハローに埋め込まれたガス雲を除いて、水素分子を十分に抑制することができません。最後に、完全な3次元効果を含めることで結果がどのように変化するかを探ります。特に、$\mathrm{H}_2$自己遮蔽がこの研究で使用された控えめな見積もりよりも小さい場合、直接崩壊を引き起こす暗黒物質モデルの消滅と崩壊の両方の範囲が大幅に増加することを示しています。
デシヘルツ観測所による偏心重力波のパラメータ推定とその宇宙論的意味
| Title |
Parameter_Estimation_of_Eccentric_Gravitational_Waves_with_Decihertz_Observatory_and_Its_Cosmological_Implications |
| Authors |
Tao_Yang,_Rong-Gen_Cai,_Zhoujian_Cao,_Hyung_Mok_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11131 |
コンパクト連星の偏心は、重力波(GW)のパラメーター推定を改善できます。これは、偏心によって引き起こされる複数の高調波がより多くの情報を提供し、波形パラメーター間の縮退を解消できるという事実によるものです。この論文では、最初に、デシヘルツ観測所を使用した偏心GWのパラメーター推定を調査します。DECIGOの構成について2つのシナリオを考えます。つまり、設計感度を持つDECIGOの1つのクラスターと、同じく1つのクラスターを持つが比較として感度が劣るB-DECIGOです。フィッシャー行列を採用して、パラメーターの誤差を推定します。GWTC-3の典型的なバイナリをモックアップすることにより、ほぼすべての波形パラメーターの推定を大幅に改善できる偏心率がゼロにならないことがわかりました。特に、典型的な連星ブラックホール(BBH)の位置特定は、0.1Hzで初期離心率$e_0=0.4$の場合、$\mathcal{O}(10-10^{3.5})$の改善係数を達成できます。連星中性子星(BNS)と中性子星-ブラックホール連星(NSBH)の正確な局在化は、ミッドバンドの離心率によるBBHの局在化の大幅な改善とともに、ゴールデンダークサイレンのカタログを構築するよう私たちを刺激します。ホスト銀河は一意に識別できます。設計感度で1年間実行されているDECIGOのクラスターが1つだけで、数百のゴールデンダークBNS、NSBH、および数十のゴールデンダークBBHが観察できることがわかります。偏心は、ゴールデンダークBBHの個体数を$\sim7~(e_0=0)$から$\sim65~(e_0=0.2)$に大幅に増加させる可能性があります。このようなゴールデンダークBBHイベントの人口の増加は、$\Lambda$CDMモデルのハッブル定数測定の精度を2.06\%から0.68\%に、物質密度パラメーターを64\%から16\%に改善することができます。GW伝搬の現象論的パラメータ化により、修正重力の制約を6.2\%から1.6\%に改善できます。
復元された QCD 内の非ストレンジ クォーク星
| Title |
Non-strange_quark_stars_within_resummed_QCD |
| Authors |
Tulio_E._Restrepo,_Constan\c{c}a_Provid\^encia_and_Marcus_Benghi_Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.11184 |
{\itくりこみ群最適化摂動理論}(RGOPT)として知られる最近開発された復元手法は、NLOで非ストレンジコールドクォーク物質を記述するEoSの評価に使用されます。安定したクォーク物質はアップクォークとダウンクォークのみで構成できることを示唆する最近の調査に着想を得て、2つのフレーバー純粋クォーク星の質量半径関係が評価され、NNLOの摂動QCD(pQCD)からの予測と比較されます。この比較は、くりこみ群のプロパティと変分最適化手順を浸透させることにより、この方法が摂動級数の効率的な再開を可能にすることを明示的に示しています。注目すべきことに、パルサーPSRJ0740+6620の質量$M=2.08\pm0.07M_\odot$を再現するように繰り込みスケールを選択すると、質量とパルサーPSRJ0030+0451の半径、およびコンパクトオブジェクトHESSJ1731-347。さらに、RGOPTで得られたEoS(および質量半径関係)のスケール依存性は、pQCDと比較して大幅に改善されています。クォーク星の記述へのこの影響力のある適用は、圧縮されたクォーク物質を記述する際に、RGOPTがpQCDの強力な代替手段であることを示しています。
磁壁消滅 -- QFT の視点
離散対称性の自発的な破れによって形成された初期宇宙のドメインウォールネットワークは、宇宙論に多大な影響を与えます。しかし、それらはやや未踏のままです。形成から消滅までのドメインウォールエポックをよりよく理解するための新しい分析戦略を紹介します。私たちの方法には、磁壁形成時の初期状態と時間発展の量子場理論的処理が含まれています。$d+1$次元の平坦な時空における偏った初期条件を持つネットワークのドメインウォール面積密度は、$t^{-1/2}\,\exp\big(-(t/t_{ann})^{d/2}\big)$.凝縮物質と宇宙論で得られたこの結果と以前の結果との関係についてコメントします。膨張する宇宙へのこの法則の外挿は、ドメインウォールの「ガス」限界に近いネットワークに適用されます。
