宇宙の膨張率は、重力ポテンシャルによる局所的な不均一性の周りで変調されます。すると、ハッブル図の銀河団の周りに速度波が観測されます。この論文では、2048^3粒子を使用して、宇宙環境の宇宙論的シミュレーション(別名CLONE:ConstrainedLOcal&NestingEnvironmentSimulation)を使用して、幅が~738Mpcでそれらを研究しています。シミュレーションは初めて、最も大規模な暗黒物質のハローの視線で発生する速度波が、コマや他のいくつかの局所の視線で局所的な銀河速度カタログで観測された速度波と一致することを示しています(Abell)クラスター。おとめ座やケンタウルス座などの最も制約の多い星団、つまり私たちに最も近い星団では、銀河群によって引き起こされ、さらに非線形領域に入る二次波も際立っています。完全に非線形のz=0状態に進化する前に、$\Lambda$CDMを仮定すると、CLONEの初期条件は、線形理論、パワースペクトル、および非常に不確実でまばらな局所固有速度のみによって制約されるため、この一致は完全には予想されません。さらに、速度波エンベロープへのガウスフィットは、波の特性がクラスター質量と密接に絡み合っていることを示しています。ただし、このリンクは複雑で、クラスターの環境と形成の歴史が関係しています。機械学習技術を使用して複雑な波と質量の関係をより完全に把握することで、近い将来、速度波を使用して、大きなクラスター半径内の銀河のダイナミクスから追加の独立した質量推定値を提供できるようになる可能性があります。
深層学習を用いた HSC サーベイ初年度データからの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_HSC_survey_first-year_data_using_deep_learning |
| Authors |
Tianhuan_Lu,_Zolt\'an_Haiman,_and_Xiangchong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01354 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)と従来の要約統計を使用して、SubaruHyperSuprime-Cam(HSC)の初年度の弱いレンズシアーカタログからの宇宙論的制約を提示します。最初の年の領域から19の$3\times3\,\mathrm{{deg}^2}$サブフィールドをトリミングし、赤方偏移$0.3\lez\le1.5$の銀河を4つの等間隔の赤方偏移ビンに分割します。トモグラフィー解析を実行します。宇宙論的な$N$体シミュレーションからシミュレートされた収束マップを生成するパイプラインを開発します。ここでは、真のカタログの特性と一致するように、固有のアライメント(IA)、バリオン、測光赤方偏移誤差、点広がり関数誤差などの効果を説明します。.シミュレートされたマップから基礎となるパラメーターを予測できるCNNをトレーニングし、それらを使用してベイジアン分析の尤度関数を構築します。2つの自由宇宙パラメータ$\Omega_\mathrm{m}$と$\sigma_8$を持つ$\Lambda$低温暗黒物質モデルでは、$\Omega_\mathrm{m}=0.278_{-0.035}^{+0.037}$、$S_8\equiv(\Omega_\mathrm{m}/0.3)^{0.5}\sigma_8=0.793_{-0.018}^{+0.017}$、およびIA振幅$A_\mathrm{IA}=0.20_{-0.58}^{+0.55}$.4つの追加の自由バリオンパラメーターを持つモデルでは、$\Omega_\mathrm{m}=0.268_{-0.036}^{+0.040}$、$S_8=0.819_{-0.024}^{+0.034}$が見つかります。および$A_\mathrm{IA}=-0.16_{-0.58}^{+0.59}$であり、バリオンパラメータは適切に制約されていません。また、CNNによるパラメーターの統計的不確実性は、パワースペクトルからのものよりも小さいことがわかります($S_8$の場合は5～24パーセント小さく、$\Omega_\mathrm{m}$の場合は2.5～3.0倍小さくなります)。)、HSCデータから追加の宇宙論的情報を明らかにするためのCNNの有効性を示しています。バリオンを使用すると、HSCの初年度データとPlanck2018の$S_8$の不一致が$\sim2.2\,\sigma$から$0.3\text{--}0.5\,\sigma$に減少します。
標準的な宇宙論モデルと強く矛盾する天文観測がレビューされています。特に、HSTとJWSTによって発見された、銀河の形成が早すぎることについて詳細に議論されています。非常に若い宇宙の非常に密度の高い人口を明らかにする他のデータと、他のさまざまな種類の天体が多数提示されています。同様の問題、またはおそらくもっと顕著な問題が、現在の宇宙でも見られることが示されています。上記の問題はすべて、宇宙が太陽質量の一部から超大質量BHまでの広い質量間隔で原始ブラックホールで満たされているという仮定によってうまく解決できると主張されています.1993年に発表されたPBH形成のメカニズムについて説明します。このメカニズムによって予測されたこのようなPBHの対数正規質量スペクトルは、データと非常によく一致することが示されています。最後に、反物質による私たちの銀河系の人口の豊富な可能性について議論し、その同定の新しい方法を提示します
地上の検出器による等方性確率的重力波背景の最大許容偏光状態の測定
| Title |
Measuring_the_maximally_allowed_polarization_states_of_the_isotropic_stochastic_gravitational_wave_background_with_the_ground-based_detectors |
| Authors |
Hidetoshi_Omiya,_Naoki_Seto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01489 |
LIGO-Indiaを追加することの影響に特に注意を払いながら、第2世代の検出器ネットワークを使用した等方性重力波背景の偏光研究について説明します。バックグラウンドは、最大で5つのスペクトルコンポーネント(3つのパリティ偶数と2つのパリティ奇数)によって特徴付けることができます。それらは、個々のスペクトルに対して定義された対応するオーバーラップ削減関数の違いによって代数的に分解できます。オーバーラップ削減関数間の2つの興味深い関係を新たに特定しました。これらの関係は一般に、低周波数領域$f\lesssim30$Hzでの代数的分解を妨げます。また、LIGO-Indiaは、奇数スペクトル成分に対するネットワーク感度を大幅に改善できることもわかりました。
非局所重力による宇宙論的緊張への対処
| Title |
Addressing_Cosmological_Tensions_by_Non-Local_Gravity |
| Authors |
Filippo_Bouch\`e,_Salvatore_Capozziello,_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01503 |
$\Lambda$CDMモデルの主な欠点に対処することを目的として、近年、別の宇宙モデルが精査されています。さらに、宇宙論的調査の精度が向上するにつれて、宇宙マイクロ波背景放射のモデルに依存する分析と、より低い赤方偏移プローブとの間で新たな緊張が高まっています。このフレームワーク内で、主な宇宙論的特徴は幾何学的に駆動される加速膨張である、量子に着想を得た2つの非局所拡張重力理論を確認します。モデルは特にハッブルと成長張力に照らして調査されており、Deser-Woodardの有望な特徴が明らかになりました。一方では、モデルの現象論的定式化の宇宙論的分析は、構造の成長の低下を示していますが、$\Lambda$CDMに関して同等の背景を示しています。一方、ネーター対称性に基づく非局所宇宙論の新しい定式化の銀河団スケールでのレンズ機能の研究は、$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を緩和する可能性をもたらします。ただし、この非局所的な重力理論には、スクリーニングメカニズムの緊急の必要性が生じます。
K2 & TESS シナジー II: TESS プライマリ ミッションで 26 のシステムを再検討する
| Title |
The_K2_&_TESS_Synergy_II:_Revisiting_26_systems_in_the_TESS_Primary_Mission |
| Authors |
Erica_Thygesen,_Jessica_A._Ranshaw,_Joseph_E._Rodriguez,_Andrew_Vanderburg,_Samuel_N._Quinn,_Jason_D._Eastman,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_Roland_K._Vanderspek,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Mma_Ikwut-Ukwa,_Knicole_D._Col\'on,_Jessie_Dotson,_Christina_Hedges,_Karen_A._Collins,_Michael_L._Calkins,_Perry_Berlind,_Gilbert_A._Esquerdo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01306 |
NASAのK2ミッションの遺産は、これらのシステムの大気の研究に特に重点を置いて、さらなる特徴付けのために新しい施設や将来の施設で再訪できる何百ものトランジット系外惑星を提供してきました。しかし、K2で発見された太陽系外惑星の大部分は、次の10年以内に4時間以上の将来のトランジット時間について典型的な不確実性を持っており、今後の多くの施設にとって観測はあまり実用的ではありません。幸いなことに、NASAのTransitingexoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションは空のほとんどを再観測しており、$\sim$300K2システムの天体暦を更新する機会を提供しています。このシリーズの2番目の論文では、K2とTESSのライトカーブ(利用可能な場合は拡張ミッションデータを含む)をグローバルにフィッティングすることにより、TESSのプライマリミッションで観測された26の単一惑星、K2で発見されたシステムを、アーカイブの放射速度と共に再分析します。測定。K2サンプルがかすかであるため、ここで調査した13の星系には、TESSで検出できるトランジットがありません。そのような場合、K2ライトカーブを再調整し、更新されたシステムパラメータを提供します。$M_*\gtrsim0.6M_\odot$を持つ23のシステムについて、ガイア視差、スペクトルエネルギー分布(SED)適合、およびMESA等時線と恒星トラック(MIST)恒星進化モデルの組み合わせを使用して、主星のパラメーターを決定します。将来のTESS拡張ミッションへの期待を考えると、K2&TESSSynergyプロジェクトのような取り組みは、将来の特性評価のためにトランジット惑星へのアクセスを確保すると同時に、将来の人口計画のための恒星および惑星パラメータの一貫したカタログにつながります。
D/シューメーカー・レビー第9彗星とウェズリー天体木星衝突の中間赤外線観測のレトロスペクティブ分析
| Title |
A_retrospective_analysis_of_mid-infrared_observations_of_the_Comet_D/Shoemaker-Levy_9_and_Wesley_impacts_on_Jupiter |
| Authors |
James_A._Sinclair_and_Carey_M._Lisse_and_Glenn_S._Orton_and_Meera_Krishnamoorthy_and_Leigh_N._Fletcher_and_Joseph_Hora_and_Csaba_Palotai_and_Thomas_Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01347 |
1994年7月のD/Shoemaker-Levy9彗星(以下、SL9)と2009年7月のWesleyインパクターによる衝突の余波をとらえた木星の地球ベースの中赤外線観測のレトロスペクティブな分析を提示します。影響は以前に報告されているため、一貫した方法を使用して両方のイベントを再調査し、堅牢で定量的な比較を可能にすることにしました。分光光度法と分光法を分析し、2つの独立した分析を使用して両方の影響を捉えました。我々は、SL9の衝突地点が成層圏CH4放出で7.9umで強化されていることを観察している。これはプルームの再突入による衝撃加熱と断熱圧縮によるものであり、8.5-11.5umでは成層圏NH3放出と非ガス状の彗星物質によるものである。30mbarで5.7ppmvのNH3濃度を導き出します。新しい調査結果では、SL9衝突サイトも18～19umで非ガス放出機能を示すことがわかりました。8.5～11.5umおよび18～19umの非ガス状の発光は、同様の存在量で主に非晶質のかんらん石と黒曜石によって最もよく再現されます。Wesleyの衝突サイトでは、8.8～11.5umおよび18～19umの放出が増強されています。これは、30mbarで150ppbvの濃度の非晶質カンラン石と成層圏NH3によって主に再現できることがわかりました。成層圏のNH3の存在量は、SL9の衝突ではWesleyの衝突に比べて40倍高く、前者が大気のより深く、NH3が豊富な高度に到達したことを確認しています。ウェズリー衝突にシリカが存在しないと、入射速度に10km/sの上限が設定され、インパクターの入射角に9度の上限が設定され、ケイ酸塩を変換するには温度が不十分になります。
初期M型矮星TOI 4342周辺の2:1共鳴付近の双子惑星のTESS発見
| Title |
TESS_Discovery_of_Twin_Planets_near_2:1_Resonance_around_Early_M-Dwarf_TOI_4342 |
| Authors |
Evan_Tey,_Chelsea_X._Huang,_Michelle_Kunimoto,_Andrew_Vanderburg,_Avi_Shporer,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Eric_L._N._Jensen,_Richard_P._Schwarz,_Ramotholo_Sefako,_Tianjun_Gan,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Kathryn_V._Lester,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Jon_M._Jenkins,_Joshua_N._Winn,_Douglas_A._Caldwell,_David_Charbonneau,_Christopher_J._Burke,_and_Zahra_Essack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01370 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からのデータを使用して、M-dwarfTOI4342($T_{mag}=11.032)周辺の多惑星系の発見と検証を通じて、MITQuick-LookPipeline(QLP)の改善を紹介します。$、$M_*=0.63M_\odot$、$R_*=0.60R_\odot$、$T_{eff}=3900$K、$d=61.54$pc)。新しい複数惑星の検索を含むQLPの更新と、TESSの最初の拡張ミッションからのより高速なケイデンスデータにより、2つの亜海王星を発見しました($R_b=2.266_{-0.038}^{+0.038}R_\oplus$および$R_c=2.415_{-0.040}^{+0.043}R_\oplus$;$P_b$=5.538日および$P_c$=10.689日)、地上測光、スペクトル、およびスペックルイメージングでそれらを検証しました。両方の惑星の透過分光測定基準(TSM)は36と32と高く、TOI4342は比較大気研究に最適なシステムの1つです。このシステムは、QLPの改善と、より速いケイデンスのフルフレーム画像(FFI)が、新しい複数惑星システムの発見にどのようにつながるかを示しています。
深層学習による太陽系外惑星の特定。 V. TESS フル フレーム画像観測の改善された光曲線分類
| Title |
Identifying_Exoplanets_with_Deep_Learning._V._Improved_Light_Curve_Classification_for_TESS_Full_Frame_Image_Observations |
| Authors |
Evan_Tey,_Dan_Moldovan,_Michelle_Kunimoto,_Chelsea_X._Huang,_Avi_Shporer,_Tansu_Daylan,_Daniel_Muthukrishna,_Andrew_Vanderburg,_Anne_Dattilo,_George_R._Ricker,_S._Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01371 |
TESSミッションは大量の時系列データを生成しますが、検出可能な系外惑星通過信号を含むのはごく一部です。ニューラルネットワークなどの深層学習技術は、有望な天体物理学の食の候補を、恒星の変動性や体系的な機器効果などの他の現象から、効率的で偏りのない持続可能な方法で区別するのに効果的であることが証明されています。この論文は、プライマリミッションと第1拡張ミッションのフルフレーム画像からの光度曲線と、ボックス最小二乗法によって検出された周期信号を含む高品質のデータセットを示しています(Kov\'acsetal.2002;Hartman2012)。このデータセットは、徹底的な手動レビュープロセスを使用してキュレーションされ、Astronet-Triage-v2と呼ばれるニューラルネットワークのトレーニングに使用されました。私たちのテストセットでは、通過/日食イベントについて、75.7%(すべての予測陽性に対する真陽性)の精度で99.6%の再現率(陽性ラベルを持つすべてのデータに対する真陽性)を達成します。トレーニングデータの90%はプライマリミッションからのものであるため、保持された第1拡張ミッションデータを一般化する能力もテストします。ここでは、0.965の適合率-再現率曲線の下に領域があり、Astronet-Triageよりも4%改善されています(Yuetal.2019)。2022年4月までのTESSオブジェクトオブインタレスト(TOI)カタログ(惑星と惑星候補のショートリスト)では、Astronet-Triage-v2は4140のTOIのうち3577を回復できますが、Astronet-Triageは同じレベルの3349のターゲットしか回復できません。精度。つまり、Astronet-Triage-v2にアップグレードすると、少なくとも200の惑星候補が失われるのを防ぐことができます。新しいモデルは現在、Quick-LookPipelineの惑星候補トリアージに使用されています(Huangetal.2020a,b;Kunimotoetal.2021)。
彗星の高温鉱物の起源としての原始惑星エンベロープでのダスト処理
結晶性ケイ酸塩は、多数の彗星に見られます。これらは、800Kを超える温度の内部ホットディスクでのみ作成でき、彗星形成領域にそれらを輸送する明確なメカニズムがないため、太陽系形成モデルに長年の難問を投げかけています。ここでは、原始惑星系円盤にまだ埋め込まれている若い原始惑星を囲む静水圧エンベロープの内部で、これらの粒子が形成された可能性があることを提案します。単純化された1Dモデルを使用して、これらのエンベロープの熱構造を調査し、1～30AUのどこかに位置する0.08～1.5M_Earthの範囲のコア質量について、エンベロープの底部の温度と圧力が十分に高く、迅速にさまざまなサイズのケイ酸塩粒子を蒸発させます。さらに、粒子の存在量が少なくとも太陽の場合、これらのエンベロープは完全に対流になり、ボンダイ半径を横切ってディスクに戻るダストの放出が可能になります。したがって、アモルファスケイ酸塩は、これらのエンベロープ内で結晶粒子に熱処理され、対流拡散によってディスクに戻され、最終的に彗星の構成要素に組み込まれます。
ネルドリンガー リース衝突クレーターからの衝突岩の中赤外分光法
| Title |
Mid-Infrared_spectroscopy_of_impactites_from_the_Noerdlinger_Ries_impact_crater |
| Authors |
A._Morlok,_A.N._Stojic,_I._Dittmar,_H._Hiesinger,_M._Tiedeken,_M._Sohn,_I._Weber,_J._Helbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01683 |
この研究は、2017年に水星に打ち上げられる予定のESA/JAXABepiColombo宇宙探査機に搭載された装置であるMERTIS(MercuryRadiometerandThermalInfraredSpectrometer)のスペクトルの中赤外データベース(7-14ミクロン)を構築する取り組みの一部です。.水星は、その歴史を通じてさまざまな影響にさらされてきました。地球のインパクタイトに関するこの研究は、惑星物質の中赤外スペクトル特性に対する衝撃変成作用の影響の推定を提供することができます。この研究では、南ドイツのネルドリンガーリースクレーターに焦点を当てています。このクレーターは、豊富なスエバイトの衝突クレーターがあり、保存状態が良く、簡単にアクセスできる衝突クレーターです。OttingとAumuehleからのスエバイトと溶融ガラスのバルクサンプル、およびPolsingenからの赤いスエバイトを特徴付け、中赤外範囲での反射スペクトルを取得しました。さらに、その場での中赤外スペクトルは、薄片のガラスとマトリックス領域から作成されました。結果は、バルクスエバイトと溶融ガラスの両方のサンプル、およびin-situ測定の類似した、しかし区別可能なスペクトルを示しています。AumuehleとOttingの衝撃溶融ガラスは、9.3～9.6ミクロンのレストストラーレンバンドが支配的なスペクトルを持っています。ポルシンゲンからのバルクメルトロック、バルクスエバイト、および細粒マトリックスは、9.4～9.6ミクロンの間に最も強いバンドを持っています。また、結晶相に関連する8.5～9ミクロン、および12.5～12.8ミクロンの特徴もあります。スメクタイトなどの微粒子マトリックスに風化生成物の証拠があります。水星は、その歴史の中であらゆるサイズの衝突体による多くの衝突に耐えてきました。そのため、リース衝突イベントのような単一の衝突でのみ形成されたインパクタイトで観測されたスペクトル特性は、過去にさらに多くの衝突にさらされた惑星体で非常に一般的であると予想できます。中赤外線リモートセンシングデータでは、水星の表面は非晶質物質の特徴によって支配されると予想できると結論付けています。
遷移円盤で運動学的に検出された惑星候補
| Title |
A_kinematically-detected_planet_candidate_in_a_transition_disk |
| Authors |
Jochen_Stadler,_Myriam_Benisty,_Andr\'es_F._Izquierdo,_Stefano_Facchini,_Richard_Teague,_Nicolas_Kurtovic,_Paola_Pinilla,_Jaehan_Bae,_Megan_Ansdell,_Ryan_Loomis,_Satoshi_Mayama,_Laura_M._P\'erez,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01684 |
遷移円盤は原始惑星系の円盤であり、内部の空洞が大質量の伴星によって取り除かれる可能性があるため、速度構造をマッピングするために高解像度で観測する主要なターゲットになります。RXJ1604.3-2130A付近の遷移円盤のアルマバンド6の塵とガスの観測結果を紹介します。視線速度とピーク強度の$^{12}$COラインチャネルマップとモーメントマップを調べます。チャネルごとの放出のケプラーモデルを適合させて、ラインプロファイルの違いを調べ、すべての速度成分の投影されていない放射状プロファイルを生成します。$^{12}$CO放出は、$\sim$56auの内側と81auのダスト連続体リング内に空洞があることを示しています。$^{12}$CO線とダスト連続体の方位角の明るさの変化は、散乱光観測で検出された影とほぼ一致しています。連続体リング内の西に向かって強い局所化された非ケプラー関数を見つけます($R=41\pm10$auおよび$PA=280\pm2^\circ$)。方位角で300$^\circ$を超える、きつく巻かれた渦巻きも検出されており、局在化された非ケプラーの特徴に接続されている可能性があります。最後に、ガスキャビティ内の等速線の曲がりは、内側のディスクの位置がずれている可能性があり、高度に摂動した内側領域を示しています。散乱光の影と広く一致していますが、局所的な非ケプラーの特徴は、温度の変化だけによるものではありません。代わりに、運動学的特徴を、ダスト連続体リングの端にある巨大なコンパニオンを追跡するものと解釈します。らせんは、惑星と円盤の相互作用によって引き起こされる浮力共鳴によって引き起こされると推測しています。しかし、$\sim$41auにあるこの可能性のある惑星は、ガスが枯渇した空洞、低い降着率、不整列な内部ディスクを説明できず、別の伴星がより近くに存在することを示唆しています。
高分解能透過分光法による高温木星および超高温木星の四肢の非対称性の診断
| Title |
Diagnosing_limb_asymmetries_in_hot_and_ultra-hot_Jupiters_with_high-resolution_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Arjun_B._Savel,_Eliza_M.-R._Kempton,_Emily_Rauscher,_Thaddeus_D._Komacek,_Jacob_L._Bean,_Matej_Malik,_and_Isaac_Malsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01694 |
潮汐同期の可能性が高いため、(超)熱い木星の大気は、空間的に非常に不均一な星座を経験するはずです。大きな放射コントラストと結果として生じる大気循環は、通過中にこれらの大気の東端と西端で非対称性を生み出す可能性のある温度と化学的勾配を引き起こします。(超)ホット木星の透過スペクトルを高いスペクトル分解能で観測することにより、これらの非対称性を回復できます。つまり、相互相関分析によって得られた系外惑星の大気に由来する正味のドップラーシフトによって回復できます。作用するメカニズムの範囲を考えると、観測された非対称性の根本的な原因を特定することは自明ではありません。この作業では、パラメーター化された自己無撞着大気モデルの両方を使用して、ホットおよびウルトラホット木星の高解像度相互相関分光法における非対称性の原因と診断を探ります。非対称性が観察された場合、他の多くのプロセスが非対称性を生み出す可能性があるため、それを平衡化学勾配に帰するのは難しいことがわかります.惑星大気の温度範囲にわたって化学的に安定している分子を特定することは、他の種で観察される肢の非対称性のさまざまな潜在的な原因を解明するための「ベースライン」を確立するのに役立ちます。超高温の木星温度範囲のほぼ全体にわたって安定であることを考えると、COが理想的な分子であることがわかります。さらに、四肢の非対称性が朝のターミネーターの雲によるものである場合、多くの種の青方偏移が通過中に減少するはずであることがわかります。最後に、フォワードモデルをKesselietal.と比較します。(2022)では、高解像度スペクトルを2つの位相ビンにビニングすることで、信号対ノイズの維持と非対称性の解決との間で望ましいトレードオフが提供されることを示しています。
APOGEE を用いた Gaia-Enceladus/Sausage 衛星と天の川衛星の化学組成の比較分析
| Title |
A_Comparative_Analysis_of_the_Chemical_Compositions_of_Gaia-Enceladus/Sausage_and_Milky_Way_Satellites_using_APOGEE |
| Authors |
Laura_Fernandes,_Andrew_C._Mason,_Danny_Horta,_Ricardo_P._Schiavon,_Christian_Hayes,_Sten_Hasselquist,_Diane_Feuillet,_Rachael_L._Beaton,_Henrik_J\"onsson,_Shobhit_Kisku,_Ivan_Lacerna,_Jianhui_Lian,_Dante_Minniti,_Sandro_Villanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01302 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験(APOGEE2)の第17回データリリースからのデータを使用して、最近発見されたガイアエンケラドゥス/ソーセージシステム(GE/S)の化学組成を10個の天の川(MW)矮小衛星の化学組成と対比します。銀河:LMC、SMC、Bo\"otesI、Carina、Draco、Fornax、Sagittarius、Sculptor、Sextans、UrsaMinor。私たちの主な焦点は、[Mg/Fe]-[Fe/H]および[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面は、化学診断のための文献で一般的に使用されており、矮小銀河をその場の個体群と区別することができます。純粋に軌道パラメータに基づいて定義された/Sサンプルは、ほぼ完全に、化学空間内の「付加された」恒星集団の軌跡内に収まります。星の形成、MW衛星の金属に富んだ端の星集団は、GE/Sの対応する集団よりも[Mg/Mn]が低いという特徴があります。GE/S星の化学組成は、同程度のさらに高い質量のMW衛星よりも初期の星形成率が高いことと一致しており、初期の宇宙での星形成は、質量に加えて他のパラメーターの影響を強く受けていたことを示唆しています。矮小銀河の[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面における金属量勾配の方向が、銀河系の初期の星形成率の指標であることを発見しました。
| Title |
Universality_in_the_Random_Walk_Structure_Function_of_Luminous_Quasi-Stellar_Objects |
| Authors |
Ji-Jia_Tang,_Christian_Wolf,_John_Tonry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01304 |
急速に成長するブラックホールは降着円盤に囲まれており、宇宙で最も明るい天体となっています。それらの明るさは変化することが知られていますが、その原因は単純な円盤モデルでは暗示されておらず、まだ議論されています.降着円盤はサイズが小さく、距離が長いため、パズルに対処する解決済みの画像はありません。この作業では、光度、波長、および軌道/熱時間スケールに対するそれらの変動性の依存性を研究します。NASA/ATLASプロジェクトによる$>5$年間の観測から得られた、ほとんど夜間のリズムの光度曲線を持つ、最も明るいそのような天体を5,000以上使用します。時間が薄円盤モデルの軌道または熱時間スケールの単位で表される場合、光度と波長に関係なく、主な原因として磁気回転不安定性のモデルをサポートする普遍的な構造関数が見つかります。$>1$~dexの時間範囲にわたって、部分変動振幅は$\log(A/A_0)\simeq1/2\times\log(\Deltat/t_{\rmth})$に従います。普遍性からの逸脱は、円盤の構造と向きに関する手がかりを保持している可能性があります。
$z=4.3$ の SPT2349-56 原始星団に向けて拡張されたライマン $\alpha$ 放射
| Title |
Extended_Lyman-$\alpha$_emission_towards_the_SPT2349-56_protocluster_at_$z=4.3$ |
| Authors |
Yordanka_Apostolovski,_Manuel_Aravena,_Timo_Anguita,_Matthieu_Bethermin,_James_Burgoyne,_Scott_Chapman,_Carlos_De_Breuck,_Anthony_Gonzalez,_Max_Gronke,_Lucia_Guaita,_Yashar_Hezaveh,_Ryley_Hill,_Sreevani_Jarugula,_Evelyn_Johnston,_Matt_Malkan,_Desika_Narayanan,_Cassie_Reuter,_Manuel_Solimano,_Justin_Spilker,_Nikolaus_Sulzenauer,_Joaquin_Vieira,_David_Vizgan,_and_Axel_Wei{\ss} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01328 |
コンテクスト。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用した深部分光調査により、空で最も明るい赤外線源のいくつかは、高赤方偏移の塵の多い星形成銀河(DSFG)の集中に対応することが明らかになりました。これらの中で、z=4.304のSPT2349-56プロトクラスターシステムは、その高いソース密度と統合された星形成率により、最も極端な例の1つです。ねらい。この比類のない密度の高い環境を特徴付けるために、超大型望遠鏡(VLT)でマルチユニット分光探査機(MUSE)を使用して、SPT2349-56の周りでライマン$\alpha$線放出の深部調査を実施しました。メソッド。この調査の深い三次元の性質を利用して、原始銀河団の中心部と北側の拡張部に向かってライマン$\alpha$エミッター(LAE)の高感度検索を実行しました。これは、この分野で最も明るい赤外線領域に対応します。プロトクラスター赤方偏移周辺のMUSEデータキューブから抽出された平滑化された狭帯域画像を使用して、可能な拡張構造を検索しました。結果。このフィールドでは、z=4.3で3つのLAEのみを識別します。これは、空白フィールドに対する期待と一致し、プロトクラスターのコアに空間的に関連付けられた拡張ライマン$\alpha$構造です。このフィールドで以前に特定されたすべてのDSFGは、ライマン$\alpha$放出では検出されず、これらのシステムの顕著なダストの覆い隠しと一致しています。我々は拡張されたライマン-$\alpha$構造を発見し、サイズは約$60\times60$kpc$^{2}$で、プロトクラスターコアの西56kpcに位置しています。3つのDSFGは、この構造の位置と空間的に一致しています。3つの共空間DSFGまたはプロトクラスターコア自体のいずれかが、電離光子をライマン$\alpha$構造に供給していると結論付けます。
z=4.3 の原始銀河団 SPT2349-56 で最も明るい星団銀河の形成: ラジオ ラウド AGN の発見
| Title |
Brightest_Cluster_Galaxy_Formation_in_the_z=4.3_Protocluster_SPT2349-56:_Discovery_of_a_Radio-Loud_AGN |
| Authors |
Scott_C._Chapman,_Ryley_Hill,_Manuel_Aravena,_Melanie_Archipley,_Arif_Babul,_James_Burgoyne,_Rebecca_E._A._Canning,_Carlos_De_Breuck,_Anthony_H._Gonzalez,_Christopher_C._Hayward,_Seon_Woo_Kim,_Matt_Malkan,_Dan_P._Marrone,_Vincent_McIntyre,_Eric_Murphy,_Emily_Pass,_Ryan_W._Perry,_Kedar_A._Phadke,_Douglas_Rennehan,_Cassie_Reuter,_Kaja_M._Rotermund,_Douglas_Scott,_Nick_Seymour,_Manuel_Solimano,_Justin_Spilker,_Anthony_A._Stark,_Nikolaus_Sulzenauer,_Nick_Tothill,_Joaquin_D._Vieira,_David_Vizgan,_George_Wang,_and_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01375 |
構造内で特定された約30個のサブミリ波銀河の中で電波の大きな活動銀河核(AGN)を検出する目的で、ATCAを使用してz=4.3の原始銀河団SPT2349-56を観測しました。L_2.2=(4.42pm0.56)x10^{25}W/Hzの光度で2.2\,GHzでSMGの中心複合体を検出します。また、ASKAPは888MHzでソースを検出し、無線スペクトルインデックスをalpha=-1.6pm0.3に制限し、5.5および9GHzでのATCA非検出と一致し、L_1.4(rest)=(2.4pm0.3)を意味します。x10^{26}W/Hz。この電波光度は、通常のFIR電波相関を仮定すると、星形成から予想されるよりも約100倍高く、形成中の最も明るいクラスター銀河(BCG)によって駆動されるAGNを明確に示しています。SPT2349-56のSMGのいずれも、私たちが利用できる他の診断(特に、J=16への12CO、OH163um、CII/IR、および光スペクトル)でAGNの兆候を示しておらず、電波連続体が、隠されたAGNの強力なプローブであることを強調しています。高zプロトクラスターで。FIRと無線の相関関係と一致して、クラスターメンバー間で他の重要な無線検出は検出されません。これらの結果を、ATCAプログラムでも観測された22個のSPT-SMG重力レンズと共に、電波源とSMGのフィールドサンプル、および高赤方偏移の強力な電波銀河と比較します。私たちの結果は、初期の超大質量ブラックホール(SMBH)の成長とクラスターフィードバックに対する、このガスが豊富で高密度な環境の影響をよりよく理解することを可能にします。(3.3pm0.7)x10^{38}Wの電力が、ラジオラウドAGNによって成長するICMに注入されると推定されます。そのエネルギーは、100Myrを超え、中央ハローのガス質量の結合エネルギーに匹敵します。AGNパワーは、投影半径120kpcのコア領域にある23のカタログ化されたSMGからの超新星フィードバックからの瞬間的なエネルギー注入にも匹敵します。SPT2349-56ラジオラウドAGNは、初期のICMに強力なフィードバックを提供している可能性があります。
eROSITA Final Equatorial Depth Survey (eFEDS) で見た X 線活動銀河核の宇宙網
| Title |
The_cosmic_web_of_X-ray_active_galactic_nuclei_seen_through_the_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey_(eFEDS) |
| Authors |
Johan_Comparat,_Wentao_Luo,_Andrea_Merloni,_Surhud_More,_Mara_Salvato,_Mirko_Krumpe,_Takamitsu_Miyaji,_William_Brandt,_Antonis_Georgakakis,_Masayuki_Akiyama,_Johannes_Buchner,_Tom_Dwelly,_Toshihiro_Kawaguchi,_Teng_Liu,_Tohru_Nagao,_Kirpal_Nandra,_John_Silverman,_Yoshiki_Toba,_Scott_F._Anderson,_Juna_Kollmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01388 |
一般集団のどの銀河が活動銀河核(AGN)に変わるかは、銀河の形成と進化のキーストーンです。SRG/eROSITAの連続した140平方度のパイロット調査フィールドのおかげで、低赤方偏移$0.05<z<0.55$で、大規模で完全かつ偏りのない軟X線フラックス制限AGNサンプルを構築しました。SDSS-Vからのスペクトルを使用したクラスタリングと、HSCからのイメージングを使用した銀河-銀河レンズ効果の2つの要約統計量が測定され、ハロー占有分布と存在量マッチングモデルで解釈されます。どちらのモデルも、観察結果をうまく説明しています。AGNハロー占有分布の例外的な完全なビューを取得します。AGNの集団は、平均質量が$3.9_{-2.4}^{+2.0}\times10^{12}M_\odot$のハローに広く分布しています。これは、$b(z=0.34)=0.99^{+0.08}_{-0.10}$の大規模なハローバイアスに対応します。中央占有は大きな遷移パラメータ$\sigma_{\log_{10}(M)}=1.28\pm0.2$を持っています。衛星占有分布は、傾斜が浅い$\alpha_{{\rmsat}}=0.73\pm0.38$という特徴があります。衛星のAGNはまれであり、$f_{{\rmsat}}<20\%$であることがわかります。軟X線で選択されたAGNのほとんどは、中心銀河の暗黒物質ハローにホストされています。軟X線の光度と大規模なハローバイアスとの間には弱い相関関係があることが確認されています(3.3$\sigma$)。環境依存のAGNトリガーの影響について説明します。この研究は、eROSITAをSDSS-V、4MOST、DESI、LSST、およびEuclidと組み合わせることにより、今後10年間でX線AGN、それらのホスト銀河、暗黒物質ハローの共進化を完全にチャート化する道を開きます。
LSTM アプローチによるクエーサーの中央超大質量ブラック ホール質量のモデル化
| Title |
Modeling_the_Central_Supermassive_Black_Holes_Mass_of_Quasars_via_LSTM_Approach |
| Authors |
Seyed_Sajad_Tabasi,_Reyhaneh_Vojoudi_Salmani,_Pouriya_Khaliliyan,_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01459 |
クエーサーに関する基本的な問題の1つは、その中心にある超大質量ブラックホールに関連しています。このような巨大な質量を持つブラックホールが存在する理由はまだ不明であり、それらを説明するためにさまざまなモデルが提案されています。ただし、コミュニティに受け入れられている包括的な説明はまだありません。私たちが唯一確信していることは、これらのブラックホールが巨大な星の崩壊によっても、それらの周りの物質の降着によっても作られたものではないということです.さらに、別の重要な問題は、時間の経過とともにこれらのブラックホールの質量分布です。赤方偏移を遡ると、より多くの質量を持つブラックホールが観測され、星形成の赤方偏移のピークを過ぎると、この手順が減少することが観測によって示されています。それにもかかわらず、このピークの正確な赤方偏移はまだ議論の余地があります。この論文では、深層学習とLSTMアルゴリズムの助けを借りて、QuasarNETデータを考慮して、時間の経過に伴うクエーサーの中心ブラックホールの質量に適したモデルを見つけようとしました。私たちのモデルは、赤方偏移3から7まで報告されたこれらのデータを使用して構築され、2つの赤方偏移間隔0から3および7から10について、クエーサーの中心にある超大質量ブラックホールの質量を予測しました。また、中央のブラックホールから観測されたデータを使用して、指定された間隔でモデルをテストし、結果について説明しました。
銀河団内の光は、1を超える赤方偏移ですでに豊富です
銀河団内光(ICL)は、個々の銀河ではなく、銀河団のハローに重力的に結合している星からの拡散光です。有力な理論では、全光量に対するICLの比率によって定義されるICLの割合は、赤方偏移の増加とともに急速に減少し、z>1で数パーセントのレベルになると予測されています。現在までに、この赤方偏移レジームの2つのクラスターしか調査されていないためです。1つは低赤方偏移の平均値よりもはるかに低い割合を示していますが、もう1つは低赤方偏移の値と同様の割合を持っています。ここでは、遠赤外線画像データに基づく1\lesssimz\lesssim2にある10個の銀河団のICL研究を報告します。主要な理論に反して、私たちの研究では、z\lesssim1でICLがすでに豊富に存在し、平均ICL割合は約17\%であることがわかりました。さらに、クラスターの質量とICLの割合の間、またはICLの色とクラスター中心の半径の間に有意な相関関係は観察されません。私たちの調査結果は、段階的なストリッピングがもはやICL形成の主要なメカニズムではないことを示唆しています。代わりに、私たちの研究は、支配的なICL生成が、最も明るい銀河団の形成と成長と並行して、および/または前処理された迷星の降着を通じて発生するシナリオをサポートしています。
二重電波ローブを生成する活動核を持つ 3 つの新しい渦巻銀河
| Title |
Three_new_spiral_galaxies_with_active_nuclei_producing_double_radio_lobes |
| Authors |
Gao_Xuyang,_Yuan_Zhongsheng,_Han_Jinlin,_Wen_Zhonglue_and_Shan_Susu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01548 |
二重電波ローブは、一般に楕円銀河の活動核によって生成されると考えられています。しかし、複数のダブルローブ電波源が渦巻銀河に関連していることが確実に発見されています。SDSSDR8データから選択した$\sim9\times10^5$の渦巻銀河を、NVSSおよびFIRSTの完全な1.4GHz電波源カタログとクロスマッチングすることにより、3つの新しい渦巻銀河を特定します:J0326$-$0623、J1110+0321、およびJ1134+3046は、以前に知られている5つのダブルローブスパイラルに加えて、ダブルラジオローブを生成します。新たに発見されたものと文献で知られている他のすべてのケースを組み合わせることで、これらの渦巻銀河のほとんどは銀河群または貧弱なクラスターに位置し、その環境はフィールドよりも密度が高く、それらの約半分は親系の中心にある最も明るい銀河。したがって、環境は、スパイラルが二重の無線ローブを生成するための重要な要因の1つであることを示唆しています.
セイファート銀河 NGC 2639 の複数のジェット サイクルによる AGN フィードバック
| Title |
AGN_Feedback_Through_Multiple_Jet_Cycles_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_2639 |
| Authors |
Vaishnav_V._Rao,_Preeti_Kharb,_Rubinur_Khatun,_Silpa_S.,_Namrata_Roy,_Binny_Sebastian,_Veeresh_Singh,_Janhavi_Baghel,_Souvik_Manna,_C._H._Ishwara-Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01610 |
セイファート銀河NGC2639は、AGNジェット/ローブ活動の3つのエピソードを示すことが知られています。ここでは、以前に知られていた$\sim1.5$kpc、$\KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)およびVeryLongBaselineArray(VLBA)を介して検出されたsim360$パーセクおよび$\sim3$パーセクジェットフィーチャ。スペクトル老化ソフトウェアBRATSを使用して、$\sim9$kpc、$\sim1.5$kpc、および$\sim360$パーセクエピソードの年齢をそれぞれ$34^{+4}_{-6}と導き出します。$Myr、$11.8^{+1.7}_{-1.4}$Myr、および$2.8^{+0.7}_{-0.5}$Myrであり、小規模な合併が9～22Myr離れて発生したと結論付けます。NGC2639は、中央の$\sim6$kpc領域でCO(1-0)分子ガスが不足していることを示しています。また、GALEXNUV画像は、同じ領域で最近の星形成が明らかに不足していることを示していますが、NGC2639の星形成率(SFR)の表面密度は、星のグローバルなシュミットの法則と比較して5～18ドル低いです。-形成銀河。これにより、NGC2639は、一時的なジェット活動と負のAGNフィードバックの可能性のある兆候を示す、電波の静かなAGNのまれなケースになります。
超大質量ブラックホールによる星の潮汐捕獲：周期的な核トランジェントと準周期的噴火への影響
| Title |
Tidal_capture_of_stars_by_supermassive_black_holes:_implications_for_periodic_nuclear_transients_and_quasi-periodic_eruptions |
| Authors |
M._Cufari,_C._J._Nixon,_Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01300 |
銀河の中心に突入する星は、超大質量ブラックホール(SMBH)によって潮汐的に摂動され、接近すると摂動が大きくなります。これらの潮汐を励起すると、星の軌道エネルギーが犠牲になります。これは、より小さな近心(つまり、星とSMBHの間のより近い遭遇)が常にSMBHにより緊密に結合した星をもたらすという素朴な結論につながります。しかし、近心距離が十分に小さくなり、星が部分的に破壊されると、星によって失われた質量の形態学的非対称性により、生き残ったコアの軌道エネルギーが\emph{increase}になり、その放出が発生する可能性があります。--SMBHによる。平滑化粒子の流体力学シミュレーションを使用して、これら2つの効果(潮汐励起と非対称質量損失)の組み合わせにより、潮汐によって失われるエネルギーの最大量が、結合エネルギーの$\sim2.5\%$になることを示します。これは、星の総結合エネルギーの理論上の最大値よりも大幅に小さいです。この結果は、定期的な核トランジェントASASSN-14koおよびquasi-定期的な噴火は、動的交換(すなわち、丘の捕獲)などの潮汐捕獲以外のメカニズムを通じてSMBHにバインドする必要があります。
連星ブラックホールスピン：GWTC-3によるモデル選択
| Title |
Binary_black_hole_spins:_model_selection_with_GWTC-3 |
| Authors |
P\'erigois_Carole,_Mapelli_Michela,_Santoliquido_Filippo,_Bouffanais_Yann,_Rufolo_Roberta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01312 |
恒星質量ブラックホールのスピンの起源はまだ議論の余地があり、大質量恒星内部の角運動量輸送は不確実性の主な原因の1つです。ここでは、階層的なベイジアン推論を適用して、第3の重力波過渡カタログ(GWTC-3)で最も信頼性の高い59の連星ブラックホール合体イベントからスピンモデルの制約を導き出します。チャープ質量、質量比、赤方偏移、実効スピン、歳差運動スピンの5つのパラメーターを考慮します。モデルの選択には、ブラックホールのスピンとネイタルキックの大幅に異なる仮定にまたがるバイナリ母集団合成シミュレーションのセットを使用します。特に、私たちのスピンモデルは、星の角運動量輸送の最大効率から最小効率までの範囲です。歳差運動のスピンパラメータを分析に含めると、無視できるほど小さいスピンのみを予測するモデルがGWTC-3データと緊張関係にあることがわかります。一方で、ほとんどのスピンが無視できるほど小さいが、潮汐的にスピンアップしたブラックホールの部分母集団も含むモデルは、データとよく一致します。私たちの結果は、歳差運動のスピンパラメーターがモデルの選択に重大な影響を与えることを示しています。
矮小銀河の X 線源の多波長精査: ULX 対 AGN
| Title |
Multiwavelength_Scrutiny_of_X-ray_Sources_in_Dwarf_Galaxies:_ULXs_versus_AGN |
| Authors |
Erica_Thygesen,_Richard_M._Plotkin,_Roberto_Soria,_Amy_E._Reines,_Jenny_E._Greene,_Gemma_E._Anderson,_Vivienne_F._Baldassare,_Milo_G._Owens,_Ryan_T._Urquhart,_Elena_Gallo,_James_C._A._Miller-Jones,_Jeremiah_D._Paul,_and_Alexandar_P._Rollings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01317 |
静かな進化の歴史のおかげで、近くの矮小銀河(恒星質量$M_\star\lesssim3\times10^9M_\odot$)は、超大質量銀河の成長を「種付け」したメカニズムについて教えてくれる可能性があります。また、最初の恒星質量ブラックホールがどのように形成され、その環境と相互作用したかについても説明します。ここでは、X線(チャンドラ)、光学/近赤外線(ハッブル宇宙望遠鏡)、および電波(カールG.ヤンスキー超大型アレイ)における3つの矮小銀河の高空間分解能観測を紹介します。これらの3つの銀河は、低解像度のX線イメージングに基づいて、候補となる活動銀河核をホストしていると以前に特定されていました。私たちの新しい観測では、2つの銀河(SDSSJ121326.01+543631.6およびSDSSJ122111.29+173819.1)のX線源が核から離れており、対応する電波放出がないことがわかりました。3番目の銀河(Mrk1434)には2つのX線源(それぞれ$L_{\rmX}\approx10^{40}$ergs$^{-1}$)が含まれており、2".8離れています。金属量が低く(12+log(O/H)=7.8)、星雲\ion{He}{II}$\lambda$4686ライン放出を放出します。北側のソースは、9.0GHzで空間的に一致する点状の電波放出と拡張電波を持っています。X線バイナリの解釈(超高輝度X線源が「ラジオバブル」を吹き飛ばす)と活動銀河核の解釈($\approx4\times10^5M_\odot$ブラックホールの打ち上げ)について説明します。どちらの場合でも、X線源が数百年前に約30倍から90倍の明るさを持っていない限り、\ion{He}{II}放出はX線源によって光イオン化されないことがわかります。
カッパ1 CetiからのX線フレアにおけるクールプラズマの発生の遅延
| Title |
Delayed_Development_of_Cool_Plasmas_in_X-ray_Flares_from_kappa1_Ceti |
| Authors |
Kenji_Hamaguchi,_Jeffrey_W._Reep,_Vladimir_Airapetian,_Shin_Toriumi,_Keith_C._Gendreau_and_Zaven_Arzoumanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01377 |
中性子星の内部組成ExplorerR(NICER)X線観測所は、2019年に近くの若い太陽のような星、カッパ1セティからのスーパーフレアに相当する2つの強力なX線フレアを観測しました。NICERは、開始から初期崩壊までの各フレアを追跡します。ピーク付近で30ctss-1以上を収集し、フレア上昇の詳細なスペクトル変動研究を可能にします。9月のフレアは約800秒で急速に変化しますが、12月のフレアは時間スケールが数倍長くなります。どちらのフレアでも、ハードバンド(2～4keV)の光度曲線は、急速な上昇とゆっくりとした減衰を伴う典型的な恒星のX線フレアの変化を示していますが、軟X線の光度曲線、特に9月のフレアでは、平らなピークが長く続いています。.時間分解スペクトルには、kT~0.3-1keVと~2-4keVの2つの温度プラズマコンポーネントが必要です。両方のコンポーネントは同様に変化しますが、冷たいコンポーネントは、熱いコンポーネントと比較して4～6分の1の放出測定値(EM)で約200秒遅れます。流体力学的フレアループシミュレーションとの比較は、低温成分が磁気ループのフットポイント近くのX線プラズマから発生し、主に熱伝導によって冷却されることを示しています。タイムラグは、蒸発ガスがフレアループ全体を通過する時間を表します。冷たいコンポーネントは、シミュレートされた対応するコンポーネントよりも数倍小さいEMを持ち、おそらくループ断面積の拡大または乱流変動による伝導冷却の抑制を示唆しています。冷却コンポーネントのタイムラグと小さなEM比は、フレアループの形状に重要な制約を与えます。
GRB 211211A のコラプサーの起源は (かろうじて) 可能です
ガンマ線バースト(GRB)は、歴史的に2つのクラスに分類されてきました。短期間のGRBは連星中性子星合体(NSM)に関連付けられており、長期間のバーストはコア崩壊超新星(SNe)のサブセットに関連付けられています。GRB211211Aは最近、NSMによって生成されたとされる最初の長時間バーストとして注目を集めました。NSM起源の証拠は、重力波で検出されたNSMGW170817の後に観測されたキロノバと一致する過剰な光学および近赤外線放射でした。キロノバは、合体後の急速な中性子捕獲(rプロセス)によって合成された重元素の特性から、独自の電磁気的特徴を引き出します。最近のシミュレーションでは、長いGRBをトリガーする「コラプサー」SNeもrプロセス要素を生成する可能性があることが示唆されています。GRB211211Aとその残光の観測は、長いGRBに続くものに典型的なSNを除外しましたが、異常なコラプサーは、GRB211211Aの持続時間とその残光におけるrプロセスによる過剰の両方を説明できます。GRB211211Aのようなイベントの前駆体として低質量コラプサーを評価する半解析的放射線輸送モデリングを使用します。一連のコラプサーモデルをGRB211211Aに続く残光を差し引いた放出と比較し、高い運動エネルギーと予想外のパターンのNi-56濃縮を伴うモデルに最もよく一致することを見つけます。核崩壊爆発がどのようにしてそのような噴出物を生成するのか、そして私たちの予測がより単純なキロノバモデルによって生成される予測とどのように異なるのかについて議論します.また、電波観測により、キロノバと、ここで検討しているより大規模なコラプサー噴出物を区別できることも示しています。
降着X線パルサーからのガンマ線放出の深層探査 1A 0535+262
バイナリシステムは、ガンマ線源の確立されたサブクラスです。大質量X線連星パルサー1A~0535+262は長い間ガンマ線放出源である可能性があると考えられてきましたが、\textit{Fermi}-LATとVERITASデータを使用した以前のガンマ線検索では上限がありましたそれだけ。13年以上の\textit{Fermi}-LATデータを使用して、1Aから0535+262までのガンマ線放射と脈動を深く探索することを目指しています。分析は、\textit{Fermi}-LATデータセット全体と、\textit{Fermi}の打ち上げ以降に1A~0535+262が経験したX線バーストの両方に対して実行されました。脈動探索のためのエフェメリスを生成するために、さまざまなX線観測が使用されてきました。また、ガンマ線フラックスの長期変動を調査し、アウトバーストの軌道位相分解解析を実行します。\textit{Fermi}-LATミッション期間全体またはそのX線バースト中に、1A~0535+262からの安定したまたはパルス状のガンマ線放射は検出されませんでした。このようにして、95\%の信頼レベルで、これまでで最も深いガンマ線の光度の上限を(2.3$-$4.7)$\times10^{32}\,\rmerg\,s^{-1}付近と導き出しました。$仮定されたさまざまなスペクトルインデックスに応じて、$L_{\rm\gamma}$と$L_{\rmX}$(2$-$150keV)の比率は(1.9$-$3.9)$\times10^になります。{-6}$.
高速電波バースト FRB 20201124A の動的スペクトルのアトラス
| Title |
Atlas_of_dynamic_spectra_of_fast_radio_burst_FRB_20201124A |
| Authors |
Bo-Jun_Wang,_Heng_Xu,_Jin-Chen_Jiang,_Jiang-Wei_Xu,_Jia-Rui_Niu,_Ping_Chen,_Ke-Jia_Lee,_Bing_Zhang,_Wei-Wei_Zhu,_Su-Bo_Dong,_Chun-Feng_Zhang,_Hai_Fu,_De-Jiang_Zhou,_Yong-Kun_Zhang,_Pei_Wang,_Yi_Feng,_Ye_Li,_Dong-Zi_Li,_Wen-Bin_Lu,_Yuan-Pei_Yang,_R._N._Caballero,_Ce_Cai,_Mao-Zheng_Chen,_Zi-Gao_Dai,_A._Esamdin,_Heng-Qian_Gan,_Jin-Lin_Han,_Long-Fei_Hao,_Yu-Xiang_Huang,_Peng_Jiang,_Cheng-Kui_Li,_Di_Li,_Hui_Li,_Xin-Qiao_Li,_Zhi-Xuan_Li,_Zhi-Yong_Liu,_Rui_Luo,_Yun-Peng_Men,_Chen-Hui_Niu,_Wen-Xi_Peng,_Lei_Qian,_Li-Ming_Song,_Jing-Hai_Sun,_Fa-Yin_Wang,_Min_Wang,_Na_Wang,_Wei-Yang_Wang,_Xue-Feng_Wu,_Shuo_Xiao,_Shao-Lin_Xiong,_Yong-Hua_Xu,_Ren-Xin_Xu,_Jun_Yang,_Xuan_Yang,_Rui_Yao,_Qi-Bin_Yi,_You-Ling_Yue,_Dong-Jun_Yu,_Wen-Fei_Yu,_Jian-Ping_Yuan,_Bin-Bin_Zhang,_Song-Bo_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Yi_Zhao,_Wei-Kang_Zheng,_Yan_Zhu,_Jin-Hang_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01429 |
高速無線バースト(FRB)は高度に分散されたミリ秒単位の無線バーストであり、その物理的な起源はまだ完全には理解されていません。FRB20201124Aは、最も頻繁に繰り返されるFRBの1つです。この論文では、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)で測定されたFRB20201124Aの1863バーストダイナミックスペクトルのコレクションを提示します。2021年4月から6月までのFRBアクティブフェーズの観測から得られた現在のコレクションは、これまでにFRBで検出された最大のバーストサンプルです。バーストのダイナミックスペクトルとダイナミックスペクトルの時間情報を含む標準のPSRFITs形式が採用されており、さらに、読者がパルス位置を特定するのに役立つマスクファイルも提供されています。
Fermi-LAT ライト カーブ レポジトリ
| Title |
The_Fermi-LAT_Light_Curve_Repository |
| Authors |
Abdollahi_Soheila,_Ajello_Marco,_Baldini_Luca,_Ballet_Jean,_Bastieri_Denis,_Becerra_Gonzalez_Josefa,_Bellazzini_Ronaldo,_Berretta_Alessandra,_Bissaldi_Elisabetta,_Bonino_Raffaella,_Brill_Ari,_Bruel_Philippe,_Burns_Eric,_Caputo_Regina,_Caraveo_Patrizia,_Cibrario_Nicol\`o,_Ciprini_Stefano,_Cristarella_Orestano_Paolo,_Cutini_Sara,_D'Ammando_Filippo,_De_Gaetano_Salvatore,_Di_Lalla_Niccol\`o,_Di_Venere_Leonardo,_Digel_Seth,_Dom\'inguez_Alberto,_Ferrara_Elizabeth,_Fiori_Alessio,_Fukazawa_Yasushi,_Fusco_Piergiorgio,_Gammaldi_Viviana,_Gargano_Fabio,_Garrappa_Simone,_Gasbarra_Claudio,_Gasparrini_Dario,_Giglietto_Nico,_Giordano_Francesco,_Giroletti_Marcello,_Green_David,_Grenier_Isabelle,_Guiriec_Sylvain,_Gustafsson_Michael,_Horan_Deirdre,_Hou_Xian,_J\'ohannesson_Gu{\dh}laugur,_Kerr_Matthew_T.,_Kocevski_Daniel,_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01607 |
フェルミ大面積望遠鏡(LAT)の光度曲線レポジトリ(LCR)は、複数のタイムスケールで生成された可変フェルミLAT光源のガンマ線光度曲線の継続的に更新され、公開されているライブラリです。Fermi-LATLCRは、Fermi-LAT観測の最初の10年間のソースカタログで変数と見なされた1525のソースについて、3日、7日、および30日のタイムスケールでビニングされた出版品質の光度曲線を提供することを目的としています。リポジトリは、ソースと周囲の領域をモデル化する完全尤度分析によって生成された光度曲線で構成され、各時間ビンのフラックスと光子インデックスを提供します。LCRは、ユーザーがLATデータをすばやく検索して、ガンマ線源からの相関変動とフレア放出エピソードを特定できるようにすることで、時間領域およびマルチメッセンジャーコミュニティ向けのリソースとして意図されています。LCRで採用されているサンプルの選択と分析について説明し、関連するデータアクセスポータルの概要を示します。
2050 年までのソーラーセイル推進力: 太陽物理学ミッションを可能にする能力
| Title |
Solar_Sail_Propulsion_by_2050:_An_Enabling_Capability_for_Heliophysics_Missions |
| Authors |
Les_Johnson,_Nathan_Barnes,_Matteo_Ceriotti,_Thomas_Y._Chen,_Artur_Davoyan,_Louis_Friedman,_Darren_Garber,_Roman_Kezerashvili,_Ken_Kobayashi,_Greg_Matloff,_Colin_McInnes,_Pat_Mulligan,_Grover_Swartzlander,_Slava_G._Turyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01297 |
ソーラーセイルは、ミッションが太陽地球線から離れた持続的な観測など、独自の見晴らしの良い場所から太陽環境を観測することを可能にします。サブL1ステーションキープ。高傾斜太陽軌道;地球の極座および極観測観測所。太陽圏から星間媒体への移行を研究するための高速輸送ミッション、および幅広いユーザーコミュニティ全体で関心のあるミッション。最近および計画されたデモンストレーションミッションにより、この技術は近い将来の科学ミッションで使用できるようになります。
コロラド紫外線輸送実験 (CUTE) ミッションの軌道上でのパフォーマンス
| Title |
The_on-orbit_performance_of_the_Colorado_Ultraviolet_Transit_Experiment_(CUTE)_Mission |
| Authors |
Arika_Egan,_Nicholas_Nell,_Ambily_Suresh,_Kevin_France,_Brian_Fleming,_A._G._Sreejith,_Julian_Lambert,_Nicholas_DeCicco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01307 |
コロラド紫外線トランジット実験($CUTE$)の軌道上でのパフォーマンスを紹介します。$CUTE$は、2021年9月27日に打ち上げられた6UのCubeSatで、短周期系外惑星の近紫外(NUV、2480A～3306A)トランジット分光法を取得しています。この装置は、20cm$\times$8cmの長方形のカセグレン望遠鏡、ホログラフィックに支配された収差補正回折格子を備えたNUV分光器、および受動的に冷却され、裏面照射型のNUV最適化CCD検出器で構成されています。望遠鏡は、18$'$$\times$60$''$スリットを通して分光器に光を供給します。宇宙船バスはBlueCanyonTechnologiesXB1で、$CUTE$の科学暴露の56%で$\leq$6$''$ジッターを示しました。宇宙船の試運転に続いて、$CUTE$機器の軌道上での性能を特徴付けるために、軌道上でのキャリブレーションプログラムが実行されました。このキャリブレーションの結果は、$CUTE$の有効面積が$\approx$19.0--27.5cm$^{2}$であり、平均固有分解能要素がバンドパス全体で2.9Aであることを示しています。この論文では、科学機器の性能パラメータの測定と、天文台の熱およびポインティング特性について説明します。
Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) 用の新しい 90 GHz 検出器のオンスカイ性能
| Title |
On-sky_performance_of_new_90_GHz_detectors_for_the_Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS) |
| Authors |
Carolina_N\'u\~nez,_John_W._Appel,_Michael_K._Brewer,_Sarah_Marie_Bruno,_Rahul_Datta,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_David_T._Chuss,_Sumit_Dahal,_Kevin_L._Denis,_Joseph_Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Kyle_Helson,_Tobias_Marriage,_Carolina_Morales_P\'erez,_Ivan_L._Padilla,_Matthew_A._Petroff,_Karwan_Rostem,_Duncan_J._Watts,_Edward_J._Wollack,_and_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01417 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)は、チリのアタカマ砂漠の高度5,200mに位置する偏光に敏感な望遠鏡アレイで、大きな角度スケールで偏光宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を測定するように設計されています。CLASSアレイは現在、4つの周波数帯域をカバーする3つの望遠鏡で観測しています。1つは90GHz(W1)。150/220GHz(HF)の1つのダイクロイックシステム。2022年の南半球の冬に、7つの焦点面モジュールのうち4つを交換して、最初の90GHz望遠鏡(W1)をアップグレードしました。これらの新しいモジュールには、光学効率と検出器の安定性を向上させることを目的とした、最新の設計の検出器ウェーハが含まれています。木星の観測から得られた設計変更と空での光学効率の測定について説明します。
ASCENT - トランジション エッジ センサー マイクロカロリメーター検出器を使用した気球搭載硬 X 線イメージング分光望遠鏡
| Title |
ASCENT_-_A_balloon-borne_hard_X-ray_imaging_spectroscopy_telescope_using_transition_edge_sensor_microcalorimeter_detectors |
| Authors |
Fabian_Kislat,_Daniel_Becker,_Douglas_Bennett,_Adrika_Dasgupta,_Joseph_Fowler,_Christopher_L._Fryer,_Johnathon_Gard,_Ephraim_Gau,_Danielle_Gurgew,_Keon_Harmon,_Takayuki_Hayashi,_Scott_Heatwole,_Md_Arman_Hossen,_Henric_Krawczynski,_R._James_Lanzi,_Jason_Legere,_John_A._B._Mates,_Mark_McConnell,_Johanna_Nagy,_Takashi_Okajima,_Toshiki_Sato,_Daniel_Schmidt,_Sean_Spooner,_Daniel_Swetz,_Keisuke_Tamura,_Joel_Ullom,_Joel_Weber,_Amanda_Wester,_Patrick_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01525 |
コア崩壊超新星は、鉄より重い元素の銀河における主な発生源の1つと考えられています。したがって、元素の起源を理解することは、超新星の爆発メカニズムと超新星元素合成の理解と密接に結びついています。若い超新星残骸のX線およびガンマ線観測は、改善された理論モデリングと組み合わされて、これらのイベントに関する私たちの知識に大きな改善をもたらしました。同位体${}^{44}$Tiは、コア崩壊エンジンの最も内側の領域の最も感度の高いプローブの1つであり、その空間分布と速度分布が重要な観測量です。核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)を使用した硬X線イメージング分光法により、超新星残骸カシオペアA(CasA)の構造に新たな洞察がもたらされ、超新星エンジンの対流性が確立されました。ただし、このエンジンの詳細については多くの疑問が残ります。ここでは、ASCENT(ASuperConductingENergeticX-rayTelescope)と呼ばれる気球によるフォローアップミッションのコンセプトを紹介します。ASCENTは、97keVで55eV半値全幅(FWHM)のエネルギー分解能を実証した遷移端センサーガンマ線マイクロ熱量計検出器を使用しています。このNuSTARの8～16倍のエネルギー分解能の向上により、${}^{44}$Ti放出の高解像度イメージングと分光法が可能になります。これにより、ガンマ線の線の赤方偏移、幅、形状の詳細な再構成が可能になり、次のような質問に対処できるようになります。中性子星の「キック」の源は何ですか?${}^{44}$Tiの主な生産経路は?CasAのエンジンはユニークですか？
AOFlagger 3 に基づく Apertif の干渉検出戦略
| Title |
An_interference_detection_strategy_for_Apertif_based_on_AOFlagger_3 |
| Authors |
A._R._Offringa,_B._Adebahr,_A._Kutkin,_E._A._K._Adams,_T._A._Oosterloo,_J._M._van_der_Hulst,_H._D\'enes,_C._G._Bassa,_D._L._Lucero,_W._J._G._Blok,_K._M._Hess,_J._van_Leeuwen,_G._M._Loose,_Y._Maan,_L._C._Oostrum,_E._Orr\'u,_D._Vohl,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01562 |
コンテクスト。Apertifは、1.1～1.5GHzで動作するWesterborkSynthesisRadioTelescope用のマルチビーム受信機システムであり、さまざまな無線サービスとオーバーラップし、天文信号が無線周波数干渉(RFI)で汚染されます。ねらい。Apertif干渉を軽減するアプローチを分析し、そのイメージングモードの自動検出手順を設計します。このアプローチを使用して、300を超えるApertif観測の長期的なRFI検出結果を提示します。メソッド。私たちのアプローチは、AOFlagger検出アプローチに基づいています。SumThresholdとscale-invariantランク演算子の両方のステップで無効なデータの範囲(たとえば、シャドウイングが原因)を処理する方法など、いくつかの新機能を導入しました。キャリブレーション前のバンドパスキャリブレーション。自己相関フラグ付け;およびHIフラグの回避。これらのメソッドは、スクリプト作成にLua言語を使用する新しいフレームワークで実装されます。これは、AOFlaggerバージョン3で新しく追加されました。結果。私たちのアプローチはRFIを完全に自動的に除去し、これらのデータのさらなるキャリブレーションと(連続)イメージングに十分な堅牢性と効果性を備えています。304件の観測結果を分析した結果、RFIが広範囲に及んだために平均11.1%のデータが失われたことがわかりました。自己相関で14.6%のRFIが観察されます。計算上、AOFlaggerは単一のコンピューティングノードで370MB/秒のスループットを達成します。公開されている機械学習の結果と比較すると、この方法は1～2桁高速です。
VLT での ERIS の最初のオンスカイ結果
| Title |
First_on-sky_results_of_ERIS_at_VLT |
| Authors |
Kateryna_Kravchenko,_Yigit_Dallilar,_Olivier_Absil,_Alex_Agudo_Berbel,_Andrea_Baruffolo,_Markus_J._Bonse,_Alexander_Buron,_Yixian_Cao,_Angela_Cortes,_Felix_Dannert,_Richard_Davies,_Robert_J._De_Rosa,_Matthias_Deysenroth,_David_S._Doelman,_Frank_Eisenhauer,_Simone_Esposito,_Helmut_Feuchtgruber,_Natascha_F\"orster_Schreiber,_Xiaofeng_Gao,_Hans_Gemperlein,_Reinhard_Genzel,_Stefan_Gillessen,_Christian_Ginski,_Adrian_M._Glauser,_Andreas_Glindemann,_Paolo_Grani,_Pierre_Haguenauer,_Johannes_Hartwig,_Jean_Hayoz,_Marianne_Heida,_Matthew_Kenworthy,_Johann_Kolb,_Harald_Kuntschner,_Dieter_Lutz,_Daizhong_Liu,_Mike_MacIntosh,_Micha\"el_Marsset,_Gilles_Orban_de_Xivry,_Hakan_\"Ozdemir,_Alfio_Puglisi,_Sascha_P._Quanz,_Christian_Rau,_Armando_Riccardi,_Daniel_Schuppe,_Frans_Snik,_Eckhard_Sturm,_Linda_Tacconi,_William_D._Taylor,_and_Erich_Wiezorrek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01580 |
ERIS(EnhancedResolutionImagerandSpectrograph)は、チリのパラナル天文台にあるVLT-UT4望遠鏡のカセグレン焦点に設置された新しい補償光学機器です。ERISは、JからKバンドをカバーする積分フィールドユニット(IFU)スペクトログラフであるSPIFFIERと、JからMバンドをカバーするイメージャーであるNIXの2つの近赤外線装置で構成されています。ERISには、LGSとNGSの両方で機能する補償光学システムがあります。パラナル天文台でのERISのアセンブリ統合検証(AIV)フェーズは、2021年12月に開始され、その後2022年に数回の試運転が行われました。予備的な科学的結果に基づく将来の見通し。
BlueWalker 3 サテライトの色あせ
今年の12月8日から始まったBlueWalker3(BW3)の観測は、見かけの明るさが減少したことを示しています。軌道のベータ角度とその結果として生じる太陽光発電の考慮事項により、その頃に衛星の姿勢を調整する必要があったと仮定します。そのため、ソーラーアレイを支えるフラットパネル形状の宇宙船の名目上の天頂に面する側は、太陽に向かって傾いていました。その結果、地上の観測者が見ている天底側はほとんど暗かった。したがって、BW3は一般的にかすかに見え、場合によってはまったく見られませんでした。減光量は4等級まで。数値モデリングは、傾斜量が13{\deg}から16{\deg}の範囲にあることを示しています。この状況は、宇宙船の小さな傾きで達成できる、地上からのBW3の外観の改善を示しています。衛星運用者と天文学者は、この発見に基づいて、明るい衛星が天体観測に及ぼす悪影響に共同で取り組むことができます。
重力モードの周期間隔を使用して、11個の赤色巨星のコアで検出された強い磁場
| Title |
Strong_magnetic_fields_detected_in_the_cores_of_11_red_giant_stars_using_gravity-mode_period_spacings |
| Authors |
S._Deheuvels,_G._Li,_J._Ballot,_F._Ligni\`eres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01308 |
星の進化における重要性にもかかわらず、星の内部の磁場についてはほとんどわかっていません。いくつかの赤色巨星のコアの磁場の最近の地震検出は、それらの強さの測定値とそれらのトポロジーに関する情報を与えました。予想される重力モードの規則的な周期間隔からの逸脱を示す水素殻燃焼巨人の不可解なケースを再検討します。これらの星はまた、対応する星と比較して測定された周期間隔が短すぎる傾向があります。ここでは、これらの2つの特徴が、これらの星のコアの強い磁場によって十分に説明されることを示しています。これらの異常を示す11のケプラー赤色巨星について、40から610kGの範囲のコア磁場強度に下限を設定します。1つの星の場合、測定されたフィールドは、コア内で重力波が伝播しなくなる臨界フィールドを超えています。この星は低周波で混合モード抑制を示していることがわかり、この現象が強力なコア磁場に関連している可能性がさらに示唆されています。
赤色超巨星 $\mu$ Cep の対流プルームの高さ
| Title |
The_height_of_convective_plumes_in_the_red_supergiant_$\mu$_Cep |
| Authors |
A._L\'opez_Ariste,_M._Wavasseur,_Ph._Mathias,_A._L\`ebre,_B._Tessore_and_S._Georgiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01326 |
ねらい。私たちは、赤色超巨星の対流と、進化した低温星からの質量損失を引き起こすメカニズムを理解しようとしています。メソッド。$\mu$Cepのスペクトルの原子線の線形分光偏光測定は、以前のモデルから予想される波長範囲をはるかに超えた情報を明らかにします。これは、前半球、時には後半球にも見える拡張中の構造として解釈されます。観測された直線分極に適合するように、反転アルゴリズムを介してプラズマ分布とそれに関連する速度をモデル化します。結果。その上に見えるほど十分に高く上昇する肢を越えたプラズマの存在を仮定すると、観測された直線偏光の特徴とそれらの時間の進化を説明できることがわかります。これから、対流プルームの幾何学的な高さを推測し、この高温プラズマが少なくとも1.1R*に上昇することを確認できます。結論。$\mu$Cepは、プラズマがしばしば1.1R*を超える活動期にあるようです。この結果は、同様に進化した段階にあるすべての赤色超巨星に一般化されます。現在、$\mu$Cepが行っているように、特定の時代にプラズマをより高い高度に容易に送る可能性があります。このような高さまで上昇するプラズマは、恒星の重力から容易に逃げることができます。
G5.900-0.430 の 6.7 GHz メタノール メーザーにおける最長周期変動の検出
| Title |
Detection_of_the_longest_periodic_variability_in_6.7_GHz_methanol_masers_of_G5.900-0.430 |
| Authors |
Yoshihiro_Tanabe,_Yoshinori_Yonekura,_MacLeod_C._Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01432 |
高質量星形成領域G5.900-0.430に関連する6.7GHzメタノールメーザーの日立32m電波望遠鏡による長期モニタリング観測が提示されます。VLSR=9.77および10.84km/sのフィーチャでは約1260日のフラックス変動の期間が検出され、0.66km/sのフィーチャでは2つ目の短い期間である130.6日が決定されます。これは、2つの異なる期間を持つ唯一の2番目のソースです。約1260日の周期は、既知の6.7GHzメタノールメーザーの最長周期の約2倍の長さです。対称的な正弦曲線の変動パターンと、予想される周期と光度の関係との一致は、このソースの9.77km/sと10.84km/sの特徴のメーザーフラックス変動のメカニズムが原始星の脈動不安定性によって説明できることを示唆しています。一方、0.66km/sの特徴は断続的で非対称な変動プロファイルを持っているため、この特徴はCWBまたはスパイラルショックモデルによって説明されることを提案します。VLBIを使用して0.66km/sフィーチャの空間分布を取得すると、このソースの理解が深まります。
近くの若い星のイメージングによる円盤進化の研究 (DESTINYS): 若い星 T CrA とその星周環境の特徴付け
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_Characterization_of_the_young_star_T_CrA_and_its_circumstellar_environment |
| Authors |
E._Rigliaco,_R._Gratton,_S._Ceppi,_C._Ginski,_M._Hogerheijde,_M._Benisty,_T._Birnstiel,_M._Dima,_S._Facchini,_A._Garufi,_J._Bae,_M._Langlois,_G._Lodato,_E._Mamajek,_C._F._Manara,_F._M\'enard,_\'A._Ribas,_and_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01486 |
若い星の誕生環境は、星自体とその周囲に強い痕跡を残しています。若いHerbigAe/Be星TCrA周辺の裕福な星周環境の詳細な分析を提示します。私たちの目的は、散乱光画像に見られるように、星系の性質と拡張された星周構造を理解することです。アーカイブデータと新しい補償光学の高コントラストで高解像度の画像を組み合わせて分析を行います。散乱光の画像は、非常に高い傾斜で見られるディスク表面の明るい前方散乱リム、ディスク中央面の暗いレーン、バイポーラアウトフロー、およびストリーマフィーチャから構成される複雑な環境の存在を明らかにします。円盤上の誕生雲を取り囲んでいます。光度曲線の分析は、この星が29.6年の周期を持つ連星であることを示唆しています。散乱光の画像をアルマ望遠鏡の連続体と12CO線放射と比較すると、円盤がケプラー回転しており、流出する物質の北側が後退し、南側が観測者に近づいていることがわかります。ディスク自体が真横に見える。散乱光で見られる流出の方向は、星に関連付けられたより遠くの分子水素輝線天体(MHO)の方向と一致しています。放射伝達スキームを使用したSEDのモデリングは、提案された構成、およびSmoothedParticleHydrodynamicsコードを使用して実行された流体力学シミュレーションとよく一致します。私たちは、TCrAの周りに物質を降着させるストリーマーの証拠を見つけました。これらのストリーマは、TCrAが形成されているフィラメントを円盤の外側部分と接続しており、内側と外側の円盤の間の強いミスアライメントは、円盤に降着する物質の角運動量の方向の変化によるものであることを示唆しています。星形成の後期。
粒子の凝固とイオン化を迅速に追跡する方法。 III.非理想的な MHD による原始星の崩壊
| Title |
Fast_methods_to_track_grain_coagulation_and_ionization._III._Protostellar_collapse_with_non-ideal_MHD |
| Authors |
Pierre_Marchand,_Ugo_Lebreuilly,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Vincent_Guillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01510 |
ダスト粒子は、惑星形成、放射伝達の不透明度、化学、オーム、ホール、両極拡散による磁場など、星形成の多くの側面に影響を与えます。ダスト粒子のサイズ分布は、これらすべての側面に影響を与える主要な特性です。粒子サイズは、星形成プロセス全体の凝集によって増加します。ここでは、このシリーズの以前の論文で説明した方法を使用した原始星崩壊の数値シミュレーションについて説明します。凝固からの粒子サイズ分布の進化と非理想的な磁気流体力学効果を、一貫して低数値コストで計算します。凝固効率は、主に高密度領域で費やされた時間の影響を受けることがわかりました。わずか1000年前の内部原始惑星系円盤では、サブミクロンの半径から始まり、粒径は100{\μ}m以上に達します。また、粒子の成長が抵抗率に大きく影響し、間接的にディスクのダイナミクスと角運動量に影響することも示しています。
キンク不安定噴流の基部における準周期脈動の起源
| Title |
Origin_of_Quasi-Periodic_Pulsation_at_the_Base_of_Kink_Unstable_Jet |
| Authors |
Sudheer_K._Mishra,_Kartika_Sangal,_Pradeep_Kayshap,_Petr_Jelinek,_A.K._Srivastava,_and_S.P._Rajaguru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01534 |
2014年8月29日$^{th}$に太陽の西端で発生するブローアウトジェットを、SDO/AIAとIRISによって提供された高解像度イメージング/分光観測を使用して調べます。逆$\gamma$形状のフラックスロープは、ジェット{--}のキンク不安定性の開始の形態学的指標の前に現れます。よじれて不安定なフラックスロープのねじれた磁力線は、その明るい結び目で再接続し、平均速度234kms$^{-1}$で$\approx$06:30:43UTにブローアウトジェットを発射します。打ち上げ直後、フラックスロープの北脚が完全に噴出します。時間距離図は、複数のスパイクまたは明るいドットを示しています。これは、周期的な変動、つまり準周期的変動(QPP)の結果です。ウェーブレット解析により、QPPの主周期が$\approx$03分であることが確認されます。IRISスペクトル(Si~{\sciv}、C~{\scii}、およびMg~{\scii})も、幅広い$\&$複雑なプロファイルの存在と双方向性を通じて、磁気リコネクションの発生を示している可能性があります。ジェットで流れます。さらに、線の広がりは$\約$03分の周期で周期的であり、線幅が広い場合はプラズマの上昇が常に発生することがわかりました。EM曲線は、異なる温度ビンで$\approx$03分の同じ期間も示しています。画像とEMは、この噴流の尖塔が、高温(冠状)の物質ではなく、主に低温(彩層/遷移領域)であることを示しています。さらに、線の広がり、強度、およびEM曲線には$\approx$03分の期間があり、複数の磁気リコネクションが噴出ジェット内でQPPを引き起こすことを強く支持しています。
説明可能な人工知能を使用してプレフレアのスペクトル特徴を特定する
| Title |
Identifying_preflare_spectral_features_using_explainable_artificial_intelligence |
| Authors |
Brandon_Panos,_Lucia_Kleint_and_Jonas_Zbinden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01560 |
太陽フレアの予測は、実用的かつ科学的に興味深いものです。ただし、この予測タスクに使用される多くの機械学習方法は、モデルのパフォーマンスの背後にある物理的な説明を提供しません。勾配加重クラス活性化マッピング(Grad-CAM)と期待勾配(EG)と呼ばれる、最近開発された2つの説明可能な人工知能技術を利用して、フレア活動領域と非フレア活動領域に由来するMgIIスペクトル。この事実は、短時間スケールのフレア予測のタスクに適用できます。2つの手法は、スペクトルに投影できる視覚的な説明(ヒートマップ)を生成し、前兆フレア活動に強く関連する特徴の識別を可能にします。個々の波長のレベルで説明可能な解釈の検索を自動化し、IRISスペクトルデータを使用してフレア予測の複数の例を提供し、予測スコアが一般的にフレアの開始前に増加することを発見しました。アクティブな領域の大部分をカバーし、IRISおよびSDO/AIA画像の両方で小さなプレフレアの明るさと一致する大きなIRISラスターは、より良い予測につながる傾向があります。モデルは、MgII三重項発光、フロー、および広く高度に非対称なスペクトルがすべて、フレア予測のタスクにとって重要であることを明らかにしています。さらに、強度はスペクトルの予測スコアとわずかにしか相関していないことがわかりました。つまり、強度の低いスペクトルは、フレア予測タスクにとって依然として非常に重要である可能性があり、時間の$78$%は、モデルの最大の注意の位置に沿っています。プリフレアフェーズ中のスリットは、フレアの最大UV放射の位置を予測します。
中間質量星の最終AGB段階におけるケイ酸塩の激しい生成
| Title |
The_intense_production_of_silicates_during_the_final_AGB_phases_of_intermediate_mass_stars |
| Authors |
E._Marini,_F._Dell'Agli,_D._Kamath,_P._Ventura,_L._Mattsson,_T._Marchetti,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_R._Carini,_M._Fabrizio_and_S._Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01647 |
AGBを介して進化する星の星周エンベロープでのケイ酸塩の形成は、星の進化モデリングに影響を与える不確実性、ダスト形成プロセスの説明、放射圧による星の流出を加速するケイ酸塩粒子の能力を考慮して、まだ議論されています。AGBフェーズを経て進化する間、太陽金属量の中間質量(M$\geq4M_{\odot}$)星の風におけるダストの形成を研究します。銀河の星間物質のケイ酸塩の一般的な濃縮への寄与を評価する目的で、このクラスの星による質量損失メカニズムのさまざまな処理をテストしました。AGB星のサブサンプルを検討します。そのSEDは$10$と$18\mu$mでの深い吸収特性によって特徴付けられます。これは、宇宙全体でケイ酸塩の生成に最も関連性のある寄与を提供する星のクラスと見なすことができます。.星の進化とダスト形成モデリングの結果を使用して、観測されたSEDを適合させ、同時に、検出された脈動周期と導出された表面化学組成を再現しました。この分析は、最終的なAGB段階でこれらのソースが経験するケイ酸塩の生産速度に対する厳しい制約の導出につながります。調査された4つのソースのうち2つが、現在HBBを受けている星であり、質量損失率が最大になる段階に近い段階を経て進化していると解釈されています。残りの2つの星は、対流マントルが徐々に消費されてHBBがオフになった後、最後のAGBフェーズを経て進化している可能性があります。観測証拠との一貫性を探す場合、$1-2\times10^{-4}M_{\odot}/$yrのオーダーの質量損失率が必要です。これらの結果は、以前に決定されたより$\sim3$倍高いことが判明した中間質量星によるケイ酸塩収量の修正の必要性を示しています。
太陽フレア中のライマン連続体の形成
| Title |
Formation_Of_The_Lyman_Continuum_During_Solar_Flares |
| Authors |
Shaun_A._McLaughlin,_Ryan_O._Milligan,_Graham_S._Kerr,_Aaron_J._Monson,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_and_Mihalis_Mathioudakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01648 |
ライマン連続体(LyC;$<911.12$\AA)は、静かな太陽の彩層の上部で形成され、LyCを太陽フレア時の彩層プラズマを調べるための強力なツールにしています。フレア中の彩層における非熱エネルギー沈着の影響を理解するために、F-CHROMAプロジェクトの一部としてRADYNコードを使用して生成された磁場整列放射流体力学モデルのグリッドからLyCプロファイルを分析しました。非熱電子分布関数の範囲に応答して、LyCのスペクトル応答、水素の離脱係数$b_1$、および色温度$T_c$の時間的変化が調査されました。LyC強度は、太陽フレア中に4～5.5桁増加することが見られ、ビームの非熱電子フラックスに最も強く反応しました。一般に、$b_1$は太陽フレア中に$10^2$-$10^3$から1に近づくまで減少し、局所条件との結合がより強くなったことを示し、$T_c$は$8$-$9$kKから$10$-$16$に増加しました。kK。$T_c$は、$b_1$が最小のときのプラズマの電子温度にほぼ等しいことがわかりました。LyCの光学的に厚いコンポーネントと光学的に薄いコンポーネントの両方が、最近の観察結果の解釈と一致して見つかりました。光学的に厚い層は、静止期に比べてフレア中に彩層内でより深く形成されますが、光学的に薄い層は、上向きに伝播する低温高密度領域で、彩層蒸発により高高度で形成されます。これらの結果を、現在および将来のミッションのコンテキストに置きます。
星の運動学的グループと非常に広い連星の間の境界に到達します。 IV. Gaia DR3 で 1000 秒角を超える rho を持つ最も広いワシントン二重星系
| Title |
Reaching_the_boundary_between_stellar_kinematic_groups_and_very_wide_binaries._IV._The_widest_Washington_double_star_systems_with_rho_>_1000_arcsec_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Javier_Gonz\'alez-Payo,_Jos\'e_A._Caballero,_Miriam_Cort\'es-Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01722 |
目的:最新のGaiaDR3データを使用して、ワシントン二重星(WDS)カタログ内で角度分離$\rho$が1000秒角を超える最も広いペアを分析します。方法:一般的な固有運動、視差、および(利用可能な場合)動径速度に基づいて、ペアが恒星系に属していることを、色等級図の個々の成分の軌跡と共に確認しました。また、WDSによって報告されたか、新しいGaia天文検索で発見された、ウルトラワイドペアに近い追加のコンパニオンも探しました。さらに、各星(および白色矮星)の質量を決定し、予測された物理的分離を使用して、システムの重力ポテンシャルエネルギー|Ug*|を計算しました。結果:現在WDSによってカタログ化されている155159ペアのうち、$\rho$>1000秒角のペアが504あります。これらのうち、2つの超広角ペアのみが特定されておらず、10は利用可能な天体観測がなく、339は適切な運動または視差で保守的なフィルタリングを通過していません。銀河のフィールドで真正なウルトラワイドペアとして残ります。補完的な天体観測および書誌検索で特定された、より短い間隔で追加されたメンバーを説明すると、94の超広角星系で79個の新しい星(報告された39個、およびWDSによって報告されていない40個)が見つかりました。このサンプルは、大きなGaiaDR3RUWE、$\sigma_{Vr}$、または固有運動異常を伴う新しい近接連星候補を含めると拡張されます。さらに、サブシステムの大部分と、3つ以上の星を持つ多くの広いシステムの非階層構成は注目に値します。
ライマン アルファ散乱モデルは、T おうし座系における降着と流出の運動学を追跡します
| Title |
Lyman-alpha_Scattering_Models_Trace_Accretion_and_Outflow_Kinematics_in_T_Tauri_Systems |
| Authors |
Nicole_Arulanantham,_Max_Gronke,_Eleonora_Fiorellino,_Jorge_Filipe_Gameiro,_Antonio_Frasca,_Joel_Green,_Seok-Jun_Chang,_Rik_A._B._Claes,_Catherine_C._Espaillat,_Kevin_France,_Gregory_J._Herczeg,_Carlo_F._Manara,_Laura_Venuti,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Richard_Alexander,_Jerome_Bouvier,_Justyn_Campbell-White,_Jochen_Eisl\"offel,_William_J._Fischer,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Miguel_Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01761 |
おうし座T星は、星間円盤に入射する全UVフラックスの$\sim$88%に寄与する幅広いライマンアルファ輝線を生成します。ライマンアルファ光子は、降着衝撃と原始星彩層で生成され、観測者に到達する前に、降着流、風と噴流、原始惑星系円盤、および星間物質を通って移動する必要があります。この軌跡は、ディスク環境の運動学的および不透明度の特徴を伝える、非対称の二重ピークの特徴を生み出します。ライマンアルファ輝線の進化と円盤自体の関係を理解するために、重要な標準としてのハッブルUVレガシーライブラリー(ULLYSES)プログラムのデータリリース3に含まれるターゲットからHST-COSスペクトルをモデル化します。単純な球状の拡張シェルでの共鳴散乱が高速の輝線翼を再現できることがわかり、介在するHI内の平均速度の推定値が得られます。モデルの速度はKバンドベールと有意に相関しており、ターンオーバーを示しています。流出する風によって吸収されたライマンアルファプロファイルから、高温の内部ディスクが枯渇するにつれて降着流によって抑制された輝線まで。私たちのサンプルのターゲットのわずか30%が、降着流からの吸収が赤方偏移したプロファイルを持っており、その多くはダストギャップを解消しています。この段階で、ライマンアルファ光子は観測者への経路に沿って円盤風と交差しなくなる可能性があります。私たちの結果は、ガス円盤内でのライマンアルファ放射の経時的な大幅な進化を示しており、ALMAとJWSTで観測可能な化学的差異につながる可能性があります。
超高エネルギーでのエアシャワーサイズの不確実性を推定する改善された方法
$10^{17}$から$10^{18}$eVを超えるエネルギーを持つ宇宙線が検出された統計的に有意な数の収集には、大気中に誘発された大規模な空気シャワーを検出するために、地表に広い間隔で配置された粒子検出器が必要です。一次エネルギーの代理である空気シャワーのサイズは、基準距離で信号を補間するために、観測された信号を期待値の関数形式に適合させることによって推定されます。関数形式は、シャワーコアからの距離に伴う予想される信号の急速な減衰を表します。通常、2つの対数勾配を使用して、信号の短距離および長距離の減少を説明します。エアシャワーのサイズに関連する不確実性は、対数尤度が最小値付近の適合パラメーターに二次依存するという仮定の下で決定されるため、意味のある分散共分散行列が提供されます。この論文では、1つの信号が他の信号よりもはるかに大きいイベントトポロジの場合、最小値付近の近似関数の2次依存性は不十分な近似であり、不確実性の不正確な推定につながることを示します。二次形状を復元するために、シャワーフロントの平面に投影された最大信号を記録する検出器の周りの極座標を使用して、対数極距離、極角、および対数シャワーサイズに関する尤度関数を自由として定義することを提案しますパラメーター。修正されたパラメーターへの適合関数の依存性が二次関数によって適切に近似されるため、意味のある分散共分散行列が新しい座標系で復元されることを示します。後続の高レベル分析のための新しい座標系での不確実性の使用が示されています。
再加熱、CMB、$\Delta N_{eff}$ による WIMP、FIMP、および Inflaton 現象学
| Title |
WIMPs,_FIMPs,_and_Inflaton_phenomenology_via_reheating,_CMB_and_$\Delta_N_{eff}$ |
| Authors |
MD_Riajul_Haque,_Debaprasad_Maity,_Rajesh_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01641 |
この論文では、インフレーション後の再加熱ダイナミクスを広範に分析し、暗黒物質(DM)とインフレトン現象学への影響の可能性を調べました。非重力および重力媒介崩壊プロセスを介して、質量のないスカラー（ボソン再加熱）およびフェルミオン（フェルミオン再加熱）に入るインフレトンのさまざまな可能なチャネルを介した再加熱を研究しました。さらに、減衰プロセスに対する有限温度効果を含めます。ダイナミクスの制御における正確な役割に加えて、インフレトンポテンシャルに直接関連する再加熱状態方程式（EoS）に応じて、再加熱の段階的なプロセスにおけるさまざまな温度補正減衰チャネルの相対的な重要性を比較しました。特に、インフレトンの普遍的な重力崩壊は、広範囲のインフレトン崩壊パラメータの再加熱プロセスで非常に重要な役割を果たすことが観察されています。私たちの研究では、典型的な$\alpha$アトラクターのインフレーションモデルを考えます。さらに、これらの異なるインフレトン減衰チャネルとCMBパワースペクトルの間の興味深い関係を確立します。これは、インフレ、再加熱、およびDMの統一モデルを構築する上で大きな意味を持つ可能性があります。重力散乱、熱浴散乱、直接インフレトン崩壊など、さまざまな物理プロセスが関与するフェルミオンとスカラーDMの両方を分析します。重力崩壊は、文献[52]ですでに観察されているDM質量の最大制限を設定する上で重要な役割を果たすことが再び観察されます。結合強度に応じて、再加熱中のFIMPとWIMPのようなDMの両方の生成と、さまざまな宇宙論的および実験室実験の観点からの詳細な現象論的意味を詳細に分析しました。
DBI-Galileonモデルは、5Dバルクに埋め込まれた4Dブレーンのダイナミクスの最も一般的な理論としてその基礎を見つけるテンソル-スカラー重力理論です。ブレーンの張力に関連する宇宙定数など、物理的な意味を持ついくつかの自由なパラメーターを提供するため、特に興味深いものです。このモデルのほとんどの研究は、5Dバルクの最大対称ジオメトリを想定して実行されており、理論がさまざまなタイプのガリレオンに還元されることが示されています。対照的に、バルクのジオメトリの一般的なケースは、共変ガリレオンとは異なるガリレオンモデルの共変化、つまりDBI-Galileonを提供します。重力波の速度に対する厳しい制約から、私たちは自然に、ブレーンの運動エネルギーがその張力に比べて小さいというモデルの非相対論的限界を考慮するようになります。これは、後期宇宙論の文脈で研究されています。非相対論的極限におけるDBI-Galileonは、シフト対称のHorndeski理論として表現できる一般相対性理論(GR)の拡張にすぎません。背景と摂動レベルでこの理論の記述を開発しました。ただし、平らなFLRWバックグラウンドの周りのスカラー摂動とテンソル摂動を調べることで、自由パラメーターのすべての組み合わせに対して真空の致命的な不安定性につながるゴースト自由度が含まれていることがわかりました。教訓として、より一般的なケースでこの不安定性を回避するために競合するHorndeskiの用語を強調しました。
