POLARBEAR を使用した CMB 円偏光測定用の 1/2 波長板の特性評価
| Title |
Characterization_of_a_half-wave_plate_for_CMB_circular_polarization_measurement_with_POLARBEAR |
| Authors |
T._Fujino,_S._Takakura,_Y._Chinone,_M._Hasegawa,_M._Hazumi,_N._Katayama,_A._T._Lee,_T._Matsumura,_Y._Minami,_H._Nishino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01983 |
1/2波長板(HWP)は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光の測定における系統誤差を抑制する変調器としてよく使用されます。HWPは、円偏波(CP)から直線偏波への光漏れを介して円偏波(CP)を測定するためにも使用できます。CMBのCPは、人口III星の超新星残骸との相互作用など、宇宙での相互作用によって生成されると予測されています。したがって、CMBのCPの観測は、種族III星を検索するための新しいツールです。この論文では、実験室で実際のHWPの透過スペクトル測定を使用して、漏れ係数の改善された測定を示します。\SIrange{120}{160}{GHz}の周波数範囲で、\textsc{Polarbear}実験で使用されたHWPを介して直線偏光の透過率を測定しました。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用してデータを物理モデルに適合させることにより、HWPの特性を評価します。次に、物理モデルを使用して帯域平均CP漏れ係数を推定します。漏れ係数はCPソースのスペクトルに強く依存することがわかります。したがって、CPから直線偏光への最大漏れ率は、レイリー-ジーンズスペクトルで$0.133\pm0.009$として計算されます。ゼロ以外の値は、\textsc{Polarbear}がCPに敏感であることを示しています。また、望遠鏡に搭載された検出器のバンドパスを利用してバンド平均値を算出しているため、実験における系統的な影響も考慮しています。
Sunyaev Zel'dovich 効果を使用した物質分布に対するフィードバックの影響の推測: CAMELS シミュレーションと
ACT+DES データからの洞察
| Title |
Inferring_the_impact_of_feedback_on_the_matter_distribution_using_the_Sunyaev_Zel'dovich_effect:_Insights_from_CAMELS_simulations_and_ACT+DES_data |
| Authors |
Shivam_Pandey,_Kai_Lehman,_Eric_J._Baxter,_Yueying_Ni,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Ana_Maria_Delgado_and_Tiziana_di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02186 |
活発な銀河核と星のプロセスからのフィードバックは、小規模な物質分布を変化させ、宇宙論における弱いレンズ効果の制約に重大な系統的不確実性をもたらします。機械学習シミュレーション(CAMELS)を使用した宇宙論と天体物理学を使用して、グループスケールのハローの観測可能な特性がフィードバックの物質分布への影響をどのように制限できるかを調査します。以前の研究の結果をより小さなハロー質量とより高い波数$k$に拡張すると、ハローのバリオン分率には、物質パワースペクトルに対するフィードバックの影響に関する重要な情報が含まれていることがわかります。グループスケールのハローからの熱SunyaevZel'dovich（tSZ）信号に同様の情報がどのように含まれているかを調べます。最近のダークエネルギー調査(DES)の弱いレンズ効果とアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)のtSZ相互相関測定とCAMELSでトレーニングされたモデルを使用して、$k\sim5\でのパワースペクトルに対するフィードバック効果に対する$10\%$制約を取得します。h/{\rmMpc}$.将来の調査では、パワースペクトルに対するバリオン効果を$k=1\、h/{\rmMpc}$および$で$\mathcal{O}(<1\%)$に制限できることを示しています。\mathcal{O}(3\%)$at$k=5\,h/{\rmMpc}$ここで紹介する方法を使用します。最後に、問題のバイスペクトルに対するフィードバックの影響を調査し、この場合、tSZ観測量が非常に有益であることを発見しました。
エッジを求めて: 太陽系外惑星の反射スペクトルにおける赤いエッジの検出可能性のベイジアン探査
| Title |
In_Search_of_the_Edge:_A_Bayesian_Exploration_of_the_Detectability_of_Red_Edges_in_Exoplanet_Reflection_Spectra |
| Authors |
Jonathan_Gomez_Barrientos,_Ryan_J._MacDonald,_Nikole_K._Lewis,_Lisa_Kaltenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01775 |
反射分光法は、居住可能な可能性のある地球外惑星の大気と表面を特徴付ける上で大きな可能性を秘めています。現在の地球の表面は、植生によって引き起こされた750nm付近の急激なアルベド変化(赤い縁)を示しています。これは、系外惑星に存在する場合、強いスペクトルシグネチャを残すことになります。ただし、反射スペクトルからの波長依存の表面特性の検索は、比較的ほとんど研究されていません。ここでは、アプリオリに未知の「エッジのような」特徴の波長位置を取得できる新しい表面アルベドパラメーター化を提案します。波長依存の表面アルベドモデルが、大気組成の取得においてより高い精度を達成することを実証します。信号対雑音比が中程度(S/N=10)で地球のような雲の場合でも、現代の地球アナログのシミュレートされた反射スペクトルを取得する場合、波長依存の表面は一般的に均一なアルベドモデルよりも優先されます。さらに、現在の地球のレッドエッジの位置は、堅牢かつ正確に制限できます(S/N=10で70nm以内)。私たちの結果は、将来の宇宙ベースの直接イメージングミッションが、現代の地球上の生命によって引き起こされるものと同様のスペクトルエッジを含む、岩石系外惑星の表面組成を推測する可能性があることを示唆しています。
原始惑星系円盤内の惑星の渦計量と年代測定
いくつかの原始惑星系円盤の高解像度のサブmm観測により、非非対称の特徴が明らかになりました。これは、埋め込まれた惑星によって切り開かれたギャップの端に形成される渦のダスト濃度として解釈されることがよくあります。渦を生成する惑星の質量と年齢に制約を設定するために、低粘度ディスクでの惑星主導の渦の発達のタイムスケールに関する最近の結果を使用します。渦を持つ原始惑星系円盤系の中心星の年齢を知ることで、惑星質量の下限を数十$M_\oplus$のレベルに設定することができます。また、惑星の質量の独立した上限は、惑星の年齢を制約しますが、現在の直接イメージング検出限界を考えると、この制約はまだそれほど厳しくありません(ディスクスケールの高さにも敏感に依存します)。これらの結果は、知られている場合、惑星の質量降着の歴史を説明するために拡張できます。ALMAによって明らかにされた、渦のような特徴を持ついくつかの原始惑星系円盤に計算を適用し、可能性のある推定惑星の最小質量に$(30-50)M_\oplus$(円盤アスペクト比$0.1$の場合)の制限を設定します。これらの渦を担当します。私たちの渦ベースの方法は、埋め込まれた惑星の特性を制約する独立した方法を提供し、他のアプローチを補完します。
TESS光度曲線の惑星検索で明らかになった誤報
| Title |
False_Alarms_Revealed_in_a_Planet_Search_of_TESS_Light_Curves |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Steve_Bryson,_Tansu_Daylan,_Jack_J._Lissauer,_Michael_R._Matesic,_Susan_E._Mullally_and_Jason_F._Rowe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01900 |
TESS光度曲線のBox-LeastSquaresトランジット検索で発見されたトランジットのようなシグネチャの周期分布を調べ、機器および天体物理ノイズ源に関連する周期で有意なパイルアップを示しました。逆光曲線の検索で発見された署名は、周期分布の類似した構造を特徴としています。自動化された検査方法では、これらの過剰な検出を削除する必要があり、光度曲線の反転は、誤警報をシミュレートし、新しい検査指標を設計するのに適した方法のようです。
JWST/MIRIの中分解能分光計による若い巨大太陽系外惑星の分子マッピングのシミュレーション性能
| Title |
Simulated_performance_of_the_molecular_mapping_for_young_giant_exoplanets_with_the_Medium_Resolution_Spectrometer_of_JWST/MIRI |
| Authors |
M._M\^alin,_A._Boccaletti,_B._Charnay,_F._Kiefer,_B._B\'ezard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02116 |
若い巨大惑星は、ダイレクトイメージングによる特徴付けに最適なターゲットです。最近打ち上げられたジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の中赤外装置(MIRI)の中解像度分光計(MRS)は、5$\mu$mを超える場所で前例のない感度で直接撮像するための最初の分光データへのアクセスを提供します。3700までのスペクトル分解能。これは、これらのオブジェクトを特徴付けるための地上ベースの機器からの近赤外線データに貴重な補完を提供します。私たちは、系外惑星の大気中の分子を検出するMIRI/MRSの性能を評価し、Exo-REM大気モデルを使用して大気パラメータを制約することを目指しています。合成モデルとの相互相関に基づく分子マッピング手法が最近導入されました。この有望な検出および特徴付け方法は、シミュレートされたMIRI/MRSデータでテストされます。直接画像化された惑星はMIRI/MRSで検出でき、分子(H$_2$O、CO、NH$_3$、CH$_4$、HCN、PH$_3$、CO$_2$)を検出できます。分子の特徴の強さとターゲットの明るさに応じて、さまざまな角度分離。恒星のスペクトルタイプが検出レベルに与える影響は弱いことがわかりました。この方法は、温度が1500K未満の惑星、明るいターゲット、角度分離が1$''$を超える惑星に対して、世界的に最も効率的です。私たちのパラメトリック研究により、将来検出される惑星を特徴付ける能力を予測することができます。MIRI/MRSは、系外惑星大気でまだ検出されていない分子種へのアクセスを提供します。惑星の温度の指標としての分子の検出は、先行研究のさまざまな仮説を区別することを可能にし、導き出された分子存在比は、惑星形成シナリオに新しい制約をもたらすはずです。
高速回転するディディモからのディモルフォスの動的な起源
ディディモスは地球に近い連星小惑星です。DARTおよびHERA宇宙ミッションのターゲットです。主要な天体であるディディモスは、質量が減少すると予想されるスピンの近くで回転します。副天体ディモルフォスは、約12時間で主天体を周回する140メートルの月です。ここでは、ディモルフォスの起源の可能性を調査します。リング/衛星相互作用の1Dモデルを使用して、ディディモスの表面から失われ、赤道にリングとして堆積した物質の進化を研究します。粘性の拡散により、リングはディディモスのロッシュ限界の外側に広がり、小衛星を形成することがわかりました。質量の一部がDimorphosとRoche限界近くのオブジェクトのセットを形成しますが、リングの質量のほとんどはDidymosに戻ります。今日のディモルフォスの特性と一致させるために、リングに入れなければならない総質量は、ディディモスの質量の約25%です。物質の一部がリングとディディモスの表面の間を数回移動した可能性があります。モデルは、ディディモスの潮汐パラメーターk2/Q<1e-5で観測されたものと同様の軌道を生成します。リング堆積のタイムスケールが長い場合(>100年)(そのため、材料フラックスが小さい場合)、ディモルフォスは、同様のサイズの衛星の衝突から形成されるため、不規則な形状になる可能性があります。ただし、ディディモスのトップ形状は、小惑星の高速スピンアップにより達成されると予想され、その結果、短い堆積時間スケール（<年）になります。その場合、人工衛星は、ロシュ限界で物質が徐々に降着して形成され、その結果、メートル単位のサイズの小片で構成される楕円形のディモルフォスが生成されます。これは、DARTミッションによって取得されたディモルフォスの最近の画像と明らかに一致しています。
ガイアン ハビタブル ゾーン
居住している系外惑星を探す場合、親星の周りのハビタブルゾーンの境界を理解することが重要です。生命がその地球環境に強く影響を与えることができる場合、ハビタブルゾーンの境界は生命の存在によって影響を受けると予想されます.ここでは、生命が温度としてラベル付けされたグローバルパラメーターに影響を与える可能性がある「もつれた生態学」の単純な抽象モデルを使用して、モデルシステムのハビタブルゾーンの境界を調査します。生命と気候の相互作用の他のモデルと同様に、種は温度を調節する働きをします。ただし、システムは、システムの状態が異なる平衡状態の間でジャンプする「句読点」も経験する可能性があります。それにもかかわらず、システムのアンサンブルは、平均して生命の条件を維持または改善する傾向があり、エントロピックガイアと呼ばれる機能です.この背後にあるメカニズムは、詳細に説明されているメモリを使用した順次選択です。このモデリングフレームワークを使用して、ガイアがどのようにハビタブルゾーンに影響を与え、最終的にハビタブルゾーンをガイアハビタブルゾーンと呼ぶものに拡張できるかについての疑問を調査します。これにより、星の周りのハビタブルゾーンのサイズに関する具体的な予測が生成され、太陽系外惑星のシミュレーションに関する将来の作業の方向性が示唆され、ガイアンボトルネック仮説とハビタビリティ/生息のパラドックスに対する洞察が得られます。
Gaia DR3 からの小惑星の反射率: 近紫外波長での人工的な赤化
| Title |
Asteroids'_reflectance_from_Gaia_DR3:_Artificial_reddening_at_near-UV_wavelengths |
| Authors |
Fernando_Tinaut-Ruano,_Eri_Tatsumi,_Paolo_Tanga,_Julia_de_Le\'on,_Marco_Delbo,_Francesca_De_Angeli,_David_Morate,_Javier_Licandro_and_Laurent_Galluccio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02157 |
ねらい。GaiaDataRelease3(DR3)に含まれる小惑星の反射率を担当するチームによって選択された太陽類似体の近紫外(NUV)領域での適合性を評価し、(乗法係数の形で)修正を提案することを目的としています。ガイアDR3小惑星の反射率スペクトルに適用して、太陽類似体ヒアデス64との違いを説明します。結果。このデータリリースの小惑星の反射スペクトルを計算するためにGaiaDR3用に選択された太陽類似体は、Hyades64よりも0.55{\μ}mより短い波長で体系的に赤いスペクトル勾配を持っていることがわかりました。赤の光度計(RP、0.7～1{\μ}m)ですが、青の光度計(BP)にある0.55{\μ}m未満の波長で補正を適用する必要があります。補正を適用した後、GaiaDR3スペクトル、ECAS、HST、およびTNGを使用した地上観測セットの間でより良い一致が見られます。結論。小惑星の反射率スペクトルの近紫外部分を補正することは、実験室のスペクトル(鉱物、隕石サンプルなど)と適切に比較したり、紫外吸収を定量的に分析したりするために非常に重要です(これは原始小惑星の水和を研究するために特に重要です)。選択した太陽類似体の0.5{\μ}m未満の波長でのスペクトル挙動を十分に研究し、GaiaDR4で考慮する必要があります。
一酸化炭素(CO)は豊富な分子であり、惑星の内部にとって非常に重要である可能性がありますが、その極端な揮発性のためにその特性の測定は困難です。惑星内部の条件に適用可能な温度と密度の範囲でのCOの状態方程式を計算します。以前の実験的および理論的研究は、限られた温度密度範囲のみをカバーしています。私たちの計算はこれらの初期の結果とよく一致していますが、現在は関連性の全範囲をカバーしています.計算方法は、Moreらによって記述された汎用的な状態方程式に基づいています。(1988)、コミュニティで使用される自由にダウンロード可能なルックアップテーブルを生成するためにここで使用されます。
一次元線形モデルにおける単純成分反応拡散の濃度分布
| Title |
Concentration_Distribution_of_Simple_Components_Reaction_Diffusion_in_one-dimensional_linear_Model |
| Authors |
Zihan_Huang_and_Xuewei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02235 |
揮発性物質の反応は、物質が惑星の表面から大気に持ち込まれるプロセスにおいて重要な役割を果たします。したがって、揮発性物質が惑星表面から揮発および拡散する際の大気中の揮発性物質の混合および化学反応プロセスをシミュレートすることにより、大気中のさまざまな成分の濃度分布を調べることができます。これが、この論文で解決すべき問題です。揮発性物質の拡散過程と大気中の反応過程から，単純な成分の拡散と反応を一次元スケールで考察した。揮発性物質の拡散と反応モデルを確立し,モデルの基礎を与えた。
銀河の星形成の初期段階
| Title |
The_Earliest_Stage_of_Galactic_Star_Formation |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Vadim_Rusakov,_Thomas_H._Clark,_Andrei_Diaconu,_John_Forbes,_Albert_Sneppen,_John_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01774 |
大規模な測光調査から星形成領域のガス温度($T_\textrm{SF}$)を推定するために最近開発された手法を使用して、進化を調べるために、個々の星のヘルツスプルング-ラッセル図に類似した図を提案します。個々の銀河の。この$T_\textrm{SF}$-sSFR(特定の星形成率)図では、星形成銀河のごく一部が、典型的な星形成銀河とは異なるフィードバックメカニズムによって支配されているように見えます。これらの銀河は一般的に、より若い星の集団、より低い星の質量、およびより高い赤方偏移に向かって相対的な量の増加を持っているため、これらの天体は銀河の星形成の初期段階にあると主張します.さらに、ハッブル観測では、これらの「核を形成する」銀河も異なる形態を示し、$T_\textrm{SF}$-sSFRダイアグラム上の軌跡も形態学的シーケンスであることがわかりました。したがって、環境的に引き起こされるスターバースト段階とは異なり、これらの最も初期のコア形成銀河は、典型的な銀河が星形成の歴史の初期に経験する段階であるように思われます.したがって、ほとんどの銀河は、最初に核形成段階を経て、次に円盤形成段階を経て、最後に静止状態になると主張します。
バックスプラッシュ銀河の恒星集団の探索
バックスプラッシュ銀河は、これらの構造に陥る際にクラスターコアを横切ってオーバーシュートする銀河です。彼らは環境の影響を受けており、人口減少とは対照的に目立つはずです。銀河団の近くにある銀河(R>R200)を対象とし、Sampaioらの編集から投影位相空間(PPS)のサンプルを選択します。SDSSデータに基づいています。PPSの2つの領域を比較する統計分析を提示します。クラスターまでの投影距離は同じですが、速度は異なります。この分析は、バックスプラッシュ銀河の星の個体数の変動の存在に依存しています。単線強度分析を使用した場合、同様の群中心距離にある一般的な落下銀河のサンプルに関して、部分的な寄与の下限が~5%、または2変量分布を採用した場合、~15-30%の下限が見つかりました。恒星の個体群は、年齢が高くなるほど微妙ではあるが有意な違いを示し、静止銀河の割合が高くなります。また、このセットを一般的なフィールドサンプルと比較すると、銀河の特性にかなり大きな違いが見られます。フィールドサンプルは一貫して若く、金属が少なく、静止銀河の割合が少ないです。私たちの「クラスター」サンプルがビリアル半径の外側に位置していることに注意して、この違いは、全体的な高密度領域での落下銀河の前処理によって引き起こされると予想されます。
全体的な負の中の局所的な正のフィードバック：FIRE宇宙論的シミュレーションにおける星形成に対するクエーサー風の影響
| Title |
Local_positive_feedback_in_the_overall_negative:_the_impact_of_quasar_winds_on_star_formation_in_the_FIRE_cosmological_simulations |
| Authors |
Jonathan_Mercedes-Feliz_(1),_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar_(1_and_2),_Christopher_C._Hayward_(2),_Rachel_K._Cochrane_(2_and_3),_Bryan_A._Terrazas_(4),_Sarah_Wellons_(5_and_7),_Alexander_J._Richings_(6),_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_(7),_Jorge_Moreno_(8),_Kung_Yi_Su_(2,_3_and_4),_Philip_F._Hopkins_(9),_Eliot_Quataert_(10)_and_Du\v{s}an_Kere\v{s}_(11)_((1)_UConn,_(2)_Flatiron,_(3)_Harvard,_(4)_Columbia,_(5)_Wesleyan,_(6)_University_of_Hull,_(7)_Northwestern,_(8)_Pomona_College_(9)_Caltech,_(10)_Princeton,_(11)_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01784 |
超大質量ブラックホールの降着による負のフィードバックは、星の形成を抑制し、大質量銀河を消滅させる重要な要素と見なされています。しかし、いくつかのモデルと観測は、ブラックホールのフィードバックがプラスの効果を持ち、星間媒体ガスを高密度に圧縮することによって星形成を引き起こす可能性があることを示唆しています.超洗練された降着円盤風の新しい実装を含む、FeedbackInRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトの宇宙流体力学シミュレーションを使用して、ブラックホールフィードバックの二重の役割を調査します。$z\sim2$($M_{\rmhalo}\sim10^{12.5}\,{\rmM}_{\odot}$)にある巨大な星形成銀河に焦点を当てると、運動力$\sim$10$^{46}$erg/sを伴うクエーサー風は、$>$20$\,$Myrに対して作用し、中央ガス空洞の形成を駆動し、銀河円盤全体の星形成速度の表面密度を劇的に低下させることができます.星形成の抑制は、主に、既存の星形成ガス貯留層を直接排気する場合と比較して、星形成になる可能性のあるガスの量を減らすことによって推進されます(予防フィードバックは放出フィードバックよりも支配的です)。クエーサー風の世界的な悪影響にもかかわらず、(1)風が支配する領域と星形成塊の空間的反相関、(2)圧縮ガスにおけるより高い局所的な星形成効率など、局所的な正のフィードバックのもっともらしい兆候をいくつか特定します。空洞の端近く、および（3）星形成への流出物質の局所的な寄与の増加。クエーサー風の存在下で形成される星は、より大きな半径距離で形成される傾向があります。私たちの結果は、正と負のAGNフィードバックが銀河に共存できることを示唆していますが、星形成の局所的な正のトリガーは、銀河全体の成長に小さな役割を果たしています。
HETDEX サーベイ: 輝線探査と発生源分類
| Title |
The_HETDEX_Survey:_Emission_Line_Exploration_and_Source_Classification |
| Authors |
Dustin_Davis,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Robin_Ciardullo,_Maximilian_Fabricius,_Daniel_J._Farrow,_John_J._Feldmeier,_Steven_L._Finkelstein,_Eric_Gawiser,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Ulrich_Hopp,_Lindsay_R._House,_Donghui_Jeong,_Wolfram_Kollatschny,_Eiichiro_Komatsu,_Martin_Landriau,_Chenxu_Liu,_Shun_Saito,_Sarah_Tuttle,_Isak_G._B._Wold,_Gregory_R._Zeimann,_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01799 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)は、$H(z)$と$D_A(z)$.HETDEXは、100万を超えるライマンアルファ放射(LAE)銀河と、大規模構造のトレーサーとして同数の低z銀河のマッピングを進めています。測定の成功は、主に[OII]の低い$z$インターローピング銀河からのLy$\alpha$放射を伴う銀河の観測後の分離に基づいており、汚染が少なく回収率が高い。EmissionLineeXplorer(ELiXer)はHETDEXの主要な分類ツールであり、科学のニーズに応じて、汚染と完全性の調整可能なバランスを提供します。複数の選択基準を組み合わせることで、ELiXerは、低$z$[OII]放出銀河からLAEを区別するために一般的に使用される20オングストロームの静止フレーム等価幅カットを改善します。[OII]ダブレットを解像できないスペクトル分解能R$\sim800$にもかかわらず、LAEと前景銀河を98.1%の精度で区別できることを示しています。デフォルトのELiXer構成を使用した場合、[OII]によるLy$\alpha$の汚染率は1.2%、Ly$\alpha$の回収率は99.1%と推定されます。これらのレートは、HETDEXの科学的要件を満たしています。
HETDEX 公開ソース カタログ 1: 非対象広域分光調査からの 50,000 を超えるライマン アルファ エミッターを含む 220,000 のソース
| Title |
HETDEX_Public_Source_Catalog_1:_220K_Sources_Including_Over_50K_Lyman_Alpha_Emitters_from_an_Untargeted_Wide-area_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Erin_Mentuch_Cooper,_Karl_Gebhardt,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Chenxu_Liu,_Gregory_Zeimann,_Robin_Ciardullo,_John_J._Feldmeier,_Niv_Drory,_Donghui_Jeong,_Barbara_Benda,_William_P._Bowman,_Michael_Boylan-Kolchin,_Oscar_A._Chavez_Ortiz,_Maya_H._Debski,_Mona_Dentler,_Maximilian_Fabricius,_Rameen_Farooq,_Steven_L._Finkelstein,_Eric_Gawiser,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Ulrich_Hopp,_Lindsay_R._House,_Steven_Janowiecki,_Hasti_Khoraminezhad,_Wolfram_Kollatschny,_Eiichiro_Komatsu,_Martin_Landriau,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Hanshin_Lee,_Phillip_MacQueen,_Ken_Mawatari,_Brianna_McKay,_Masami_Ouchi,_Jennifer_Poppe,_Shun_Saito,_Donald_P._Schneider,_Jan_Snigula,_Benjamin_P._Thomas,_Sarah_Tuttle,_Tanya_Urrutia,_Laurel_Weiss,_Lutz_Wisotzki,_Yechi_Zhang,_and_The_HETDEX_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01826 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)から得られたソースの最初の公開カタログを提示します。HETDEXは、540度^2の総ターゲット領域にわたる100万個を超えるLy-αを放出する銀河の空間分布を使用して、1.88<z<3.52でのハッブル膨張パラメーターと角直径距離を測定するように設計された統合フィールド分光調査です。.カタログは、2017年1月から2020年6月までの空の25度^2の連続ファイバースペクトルカバレッジから取得されます。ここでは、2つの補完的な検出方法によって物体検出が実行されます。HETDEXの公開カタログは、輝線銀河によって支配されており、51,863個のLy{\α}放出銀河(LAE)の同定と、z<0.5の123,891個のOII放出銀河が含まれています。カタログには、37,916個の星、輝線のない5274個の低赤方偏移(z<0.5)銀河、および4976個の活動銀河核も含まれています。カタログは、空の座標、赤方偏移、線の識別、分類情報、線フラックス、該当する場合はOIIおよびLy-alpha線の光度、およびHETDEX検出パイプラインによって処理されたすべての識別されたソースのスペクトルを提供します。広範なテストにより、HETDEXの赤方偏移がdeltaz<0.02内で、96.1%の確率で外部の分光カタログの赤方偏移に一致することが示されています。我々は、ディープ補助HyperSuprime-Camイメージングで測光対応部分を測定し、LAEサンプルの55.5％のみがr〜26.2mag（AB）の限界等級まで対応するrバンド連続体を持っていることを発見しました。これは、LAE検索がフォトメトリック事前選択で同様の感度を使用すると、HETDEXLAEカタログサンプルのほぼ半分が見逃されます。カタログに関するデータアクセスと詳細は、http://hetdex.org/でオンラインで確認できます。
ATOMS: アルマ望遠鏡による大質量星形成領域の 3 ミリ観測 -XIV.解決された UC Hii 領域のプロパティ
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_-XIV._Properties_of_resolved_UC_Hii_regions |
| Authors |
C._Zhang,_Feng-Yao_Zhu,_Tie_Liu,_Z._-Y._Ren,_H._-L._Liu,_Ke_Wang,_J._-W._Wu,_Y._Zhang,_J._-W._Zhou,_K._Tatematsu,_Guido_Garay,_Anandmayee_Tej,_Shanghuo_Li,_W._F._Xu,_Chang_Won_Lee,_Leonardo_Bronfman,_Archana_Soam,_and_D._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01876 |
水素組換え線(RRL)は、H{\scii}領域の物理的特性の主要な診断法の1つです。RRLH40$\alpha$、He40$\alpha$、および3mm連続発光を使用して、ATOMSサーベイで特定された分解されたUCH{\scii}領域の大きなサンプルの特性を調査します。合計で、H40$\alpha$放出から94のUCH{\scii}領域を識別します。これらのUCH{\scii}領域の電子密度、発光量、電子温度、イオン存在比(n$_{\rmHe^+}$/n$_{\rmH^+}など)の基本パラメータ$)、および線幅が導出されます。RRLに由来するこれらのUCH{\scii}領域の電子密度の中央値とn$_{\rmHe^+}$/n$_{\rmH^+}$比の中央値は$\sim$9000cmそれぞれ$^{-3}$と0.11。UCH{\scii}領域内では、n$_{\rmHe^+}$/n$_{\rmH^+}$比は、He40$\alpha$とH40$の強度比から導出されます。\alpha$線は、中央よりも境界領域の方が高いようです。H40$\alpha$の線幅は、主に熱運動と微乱流によって広がります。これらのUCH{\scii}領域の電子温度の中央値は$\sim$6700Kであり、ガラクトセントリック距離への依存性は弱い。
ATOMS: アルマ望遠鏡による大質量星形成領域の 3 ミリ観測 -- XV.大規模なハブ フィラメント システム SDC335
での地球規模の崩壊からコア フィーディングまでの着実な降着
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_XV._Steady_Accretion_from_Global_Collapse_to_Core_Feeding_in_Massive_Hub-filament_System_SDC335 |
| Authors |
Feng-Wei_Xu,_Ke_Wang,_Tie_Liu,_Paul_F._Goldsmith,_Qizhou_Zhang,_Mika_Juvela,_Hong-Li_Liu,_Sheng-Li_Qin,_Guang-Xing_Li,_Anandmayee_Tej,_Guido_Garay,_Leonardo_Bronfman,_Shanghuo_Li,_Yue-Fang_Wu,_Gilberto_C._G\'omez,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_Ken'ichi_Tatematsu,_Zhiyuan_Ren,_Yong_Zhang,_L._Viktor_Toth,_Xunchuan_Liu,_Nannan_Yue,_Siju_Zhang,_Tapas_Baug,_Namitha_Issac,_Amelia_M._Stutz,_Meizhu_Liu,_Gary_A._Fuller,_Mengyao_Tang,_Chao_Zhang,_Lokesh_Dewangan,_Chang_Won_Lee,_Jianwen_Zhou,_Jinjin_Xie,_Wenyu_Jiao,_Chao_Wang,_Rong_Liu,_Qiuyi_Luo,_Archana_Soam,_and_Chakali_Eswaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01895 |
ALMAバンド3/7による大規模なハブフィラメントシステム(HFS)SDC335の「心臓」の観測を提示し、その断片化と降着を調査します。$\sim0.03$pcの解像度で、3mmの連続体放射は2つの非常に高密度のコアMM1とMM2を$383(^{+234}_{-120})$$M_\odot$(10-24%それぞれ「心臓」の質量)と$74(^{+47}_{-24})$$M_\odot$。0.01pcまでの解像度で、0.87mmの連続体放出は、MM1が6つの凝縮にさらに断片化し、H$_2$CSの複数遷移線が温度推定を提供することを示しています。0.01pcのスケールでの凝縮の分離と質量との関係は、乱流がスケール依存ではなくスケールフリーであるように見える乱流ジーンズのフラグメンテーションに有利に働きます。H$^{13}$CO$^+$(1-0)輝線を使用して、位置-位置-速度空間で「心臓」内の複雑なガス運動を解決します。反時計回りのらせんパターンを継承する、大規模なフィラメントに接続された4つの主要なガス流を特定します。これらの流れに沿って、ガスは中央の巨大なコアMM1に供給されます。$45(\pm15)^{\circ}$の傾斜角と$5(\pm3)\times10^{-11}$のH$^{13}$CO$^+$存在量を仮定すると、総質量の降下速度は$2.40(\pm0.78)\times10^{-3}$$M_\odot$yr$^{-1}$と推定され、塊スケールの球状落下モデルから導出された降着速度と数値的に一致し、コア規模の流出。この一貫性は、地球規模の崩壊からの継続的でほぼ定常状態の効率的な降着を示唆しており、コアへの摂食を確実にします。SDC335の包括的な研究は、原型的な大規模な落下塊の詳細なガス運動学を示しており、大規模なサンプルでのさらなる体系的および統計的分析を求めています。
ATOMS: アルマ望遠鏡による大質量星形成領域の 3 ミリ観測 -XIII.大規模な ($\sim1500$ $\rm
M_\odot$) クランプで発見されたクランプ供給シナリオ内で継続的にトリガーされた星形成
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_-XIII._Ongoing_triggered_star_formation_within_clump-fed_scenario_found_in_the_massive_($\sim1500$_$\rm_M_\odot$)_clump |
| Authors |
S._Zhang_(1),_K._Wang_(1),_T._Liu_(2_and_3),_A._Zavagno_(4_and_5),_M._Juvela_(6),_H._Liu_(7),_A._Tej_(8),_A._M._Stutz_(9),_S._Li_(10),_L._Bronfman_(11),_Q._Zhang_(12),_P._F._Goldsmith_(13),_C._W._Lee_(14_and_15),_E._V\'azquez-Semadeni_(16),_K._Tatematsu_(17_and_18),_W._Jiao_(1_and_19),_F._Xu_(1_and_19),_C._Wang_(1_and_19),_J.-W._Zhou_(20_and_21)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(3)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(4)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_(5)_Institut_Universitaire_de_France_(IUF),_(6)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_(7)_Department_of_Astronomy,_Yunnan_University,_(8)_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology,_(9)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_(10)_Max-Planck-Institute_for_Astronomy,_(11)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Chile,_(12)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_(13)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(14)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(15)_University_of_Science_and_Technology,_Korea_(UST),_(16)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(17)_Nobeyama_Radio_Observatory,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_National_Institutes_of_Natural_Sciences,_(18)_Department_of_Astronomical_Science,_The_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_SOKENDAI,_(19)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University,_(20)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(21)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01937 |
イオン化フィードバックが大質量星の形成を引き起こすかどうかは、非常に議論されています。$\sim0.05$pcの空間分解能と20Kで1.1$\rmM_\odot$beam$^{-1}$の質量感度を持つALMA3mm観測を使用して、星の形成とガスの流れの構造を調べます。電離フィードバック駆動構造内に、IRAS18290-0924に関連する塊状の巨大な($\gtrsim1500$$\rmM_\odot$)縁の明るい雲(BRC)。このBRCは、電離ガスからの外部圧縮が考慮される場合にのみ拘束されます。電離放射線の方向に沿った小規模な($\lesssim1$pc)年代系列が、埋め込まれたコアと原始星について明らかにされており、これは、放射線駆動爆縮(RDI)による星形成の引き金となったことを示唆しています。さらに、フィラメント状のガス構造はBRCの中心に位置するコアに向かって収束しており、これらのフィラメントがコアに向かって大量に燃料を供給していることを示しています。H$^{13}$CO$^+$$J=1-0$ブループロファイルから導出されたローカルコアスケールの質量流入率は、フィラメント質量流入率と同程度の大きさで、約1$\rmです。M_\odot$kyr$^{-1}$.照射されたクランプ表面を覆う光解離領域(PDR)は、CCH、HCO$^+$、およびCSなどのいくつかの分子で検出されますが、これらの分子の空間分布成層は不明瞭です。PDRのCCHスペクトルは、$\sim2$kms$^{-1}$の投影速度でクランプ表面を離れる光蒸発流を示している可能性があります。私たちの新しい観察結果は、この大規模なBRCでクランプ供給プロセスを伴うRDIが機能していることを示しています。この結合されたプロセスが他の大規模なBRCで機能するかどうかは、専用の調査で調べる価値があります.
二重ピークの広い H$\alpha$ を持つ Type-1.9 AGN におけるダスト トーラスの開き角度の実用的な推定
| Title |
A_practicable_estimation_of_opening_angle_of_dust_torus_in_Type-1.9_AGN_with_double-peaked_broad_H$\alpha$ |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01957 |
この原稿では、中央の降着円盤から来る二重ピークの広いH$\alpha$(タイプ1.9DPAGN)を持つタイプ1.9AGNのユニークな特性を通じて、AGNのダストトーラスの開口角度を推定するための独立した方法が提案されています。広いH$\beta$を持たないタイプ1.9AGNは、一般に受け入れられているAGNの統一モデルによって期待できます。これは、中央のBLRがダストトーラスによって深刻に覆い隠され、その上部境界が視線上にあることを考慮したものです。ユニークなType-1.9DPAGNの場合、中央の降着円盤の傾斜角を決定するために、二重峰の広いH$\alpha$の降着円盤の起源を適用することができます。トーラス。次に、SDSSの低赤方偏移Type-1.9DPAGNのうち、赤方偏移0.063のSDSSJ1607+3319が収集され、好ましくないBBHシステムを考慮した後、中心ダストトーラスの半開き角は約46$\pm$4\degrと決定されます。ビリアルBH質量特性を介して広いH$\beta$の消失を説明するために、長期的な非変動性と不利な局所的な物理的条件を介してダブルピークの広いH$\alpha$を説明します。この結果は、AGNのダストトーラスに関するより詳細な研究が、近い将来Type-1.9DPAGNを通じて適切に行われることを示しています。
大質量星形成のための協調電波・赤外線サーベイ。 V. CORNISH-South 調査とカタログ
| Title |
The_Co-Ordinated_Radio_and_Infrared_Survey_for_High-Mass_Star_Formation._V._The_CORNISH-South_Survey_and_Catalogue |
| Authors |
T._Irabor_(1),_M.G._Hoare_(1),_M._Burton_(13),_W.D._Cotton_(3),_P._Diamond_(2),_S._Dougherty_(21),_S.P._Ellingsen_(15),_R._Fender_(14),_G.A._Fuller_(2_and_20),_S._Garrington_(2),_P.F._Goldsmith_(5),_J._Green_(12),_A.G._Gunn_(2),_J._Jackson_(7),_S._Kurtz_(4),_S.L._Lumsden_(1)J._Marti_(11),_I._McDonald_(2_and_22),_S._Molinari_(16),_T.J._Moore_(8),_M._Mutale_(1),_T._Muxlow_(2),_T._O\'Brien_(2),_R.D._Oudmaijer_(1),_R._Paladini_(19),_J.D._Pandian_(6),_J.M._Paredes_(10),_A.M.S._Richards_(2),_A._Sanchez-Monge_(20),_R._Spencer_(2),_M.A._Thompson_(1_and_9),_G._Umana_(18),_J.S._Urquhart_(17),_M._Wieringa_(12),_A._Zijlstra_(2)_((1)_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_UK,_(2)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manchester,_UK,_(3)_The_National_Radio_Astronomy_Observatory,_USA,_(4)_Institute_of_Radio_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Autonomous_University_of_Mexico,_M\'exico,_(5)_Jet_Propulsion_Laboratory_California_Institute_fo_Technology,_Pasadena,_(6)_Department_of_Earth_&_Space_Sciences,_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology,_Trivandrum,_India,_(7)_Green_Bank_Observatory,_USA,_(8)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Twelve_Quays_House,_UK,_(9)_Centre_for_Astrophysics_Research,_University_of_Hertfordshire,_UK,_(10)_Cosmos_Science_Institute,_University_of_Barcelona,_ICCUB,_Mart\'i_i_Franqu\'es,_1,_08028_Barcelona,_Spain,_(11)_Departamento_de_F\'isica_(EPSJ),_Universidad_de_Ja\'en,_Spain,_(12)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_Australia,_(13)_Armagh_Observatory_and_Planetarium,_College_Hill,_Northern_Ireland,_(14)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_Keble_Road,_Oxford,_UK,_(15)_School_of_natural_Sciences,_College_of_Sciences_and_Engineering,_University_of_Tasmania,_Australia,_(16)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_IAPS,_Italy,_(17)_Centre_for_Astrophysics_and_Planetary_Science,_University_of_Kent,_Canterbury,_UK,_(18)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Italy,_(19)_Infrared_Processing_Center,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA,_(20)_Physikalisches_Institut,_University_of_Cologne,_Z\"ulpicher_Str._77,_50937_K\"oln,_Germany,_(21)_The_ALMA_headquarters,_Santiago,_Chile,_(22)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Open_University,_Walton_Hall,_Milton_Keynes,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01988 |
南銀河面の最初の高空間解像度電波連続体調査を提示します。CORNISHプロジェクトは、$295^{\circ}<l<350^{\circ}$で定義された地域をマッピングしました。$|b|5.5GHzで<1^{\circ}$、解像度2.5$^{''}$(FWHM)。CORNISH-North調査と同様に、これは主に一致する無線データをSpitzerGLIMPSE調査地域に提供するように設計されています。CORNISH-South調査は、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)の6A構成を使用して、$\sim$0.11mJyビーム$^{-1}$の二乗平均平方根ノイズレベルを達成しました。この論文では、ソース特性の観測、データ処理、および測定について説明します。7$\sigma$の検出限界を超えると、4701のソースが検出され、それらのアンサンブルプロパティは、北側のカウンターパートと同様の分布を示します。カタログは非常に信頼性が高く、1.1mJyの磁束密度レベルで90%まで完成しています。非ガウス源の積分磁束密度と角度サイズを測定する新しい方法を開発しました。カタログには、主に位置、磁束密度測定値、および角度サイズが記載されています。対応する8$\mum$のIRを持つすべてのソースは視覚的に分類されており、光学、近IR、中IR、遠IR、およびサブミリの銀河平面調査からの追加の画像データを利用しています。これにより、524のHII領域が検出され、そのうち255が超小型HII領域、287の惑星状星雲、79の電波星、および6つの巨大な若い恒星天体が検出されました。残りのソースは、銀河系外にある可能性があります。これらのデータは、UCHII領域や銀河中面に向かうPNeなどのコンパクトな電離源の特徴付けと人口調査において特に重要です。
赤方偏移 0.5 ～ 3.0 での星形成銀河主系列の固有散乱の探索
| Title |
Exploring_the_Intrinsic_Scatter_of_the_Star-Forming_Galaxy_Main_Sequence_at_redshift_0.5_to_3.0 |
| Authors |
Rongjun_Huang,_Andrew_J._Battisti,_Kathryn_Grasha,_Elisabete_da_Cunha,_Claudia_del_P_Lagos,_Sarah_K._Leslie,_Emily_Wisnioski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01995 |
以前の研究では、銀河の「主系列」(MS)の正規化と散乱、つまり星形成率(SFR)と星の質量(M_*)の関係が宇宙時間にわたって進化することが示されています。ただし、そのような研究は、多くの場合、測光赤方偏移および/または静止フレームUVから近赤外データのみに依存しており、SFRおよびM_*の不確実性を過小評価する可能性があります。MAGPHYS+photo-zを使用して、0.5<z<3.0でCOSMOSフィールドにある12,380の銀河のUVから電波スペクトルエネルギー分布を当てはめ、導出されたSFRとM_*に測光赤方偏移の不確実性を首尾一貫して含めます。(1)測光赤方偏移の不確実性(マイナー)および(2)静止フレーム紫外から近赤外観測(厳しい)のみをフィッティングすることにより、観測されたMS散乱への影響を定量化します。固定赤方偏移とM_*では、銀河のサンプルの固有のMS散乱が測定の不確実性よりも1.4倍から2.6倍大きいことがわかります。平均固有MS散乱は、z=0.5から2.0に0.1dex減少しました。低zでは、固有MS散乱とM_*の間の傾向は、恒星質量とハローの逆質量関係(SMHM;M_*/M_halo対M_*)に似た関数形式に従い、logで固有MS散乱が最小になります。(M_*/M_sun)=10.25より低いM_*とより高いM_*でより大きな分散。一方、この分布は高Zではより平坦になります。SMHMはフィードバック効果の結果であると考えられており、この類似性は銀河のフィードバックと固有のMS散乱との間のリンクを示唆している可能性があります。これらの結果は、赤方偏移と質量の両方で固有のMS散乱のわずかな進化を支持します。
| Title |
Mapping_Circumgalactic_Medium_Observations_to_Theory_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Sarah_Appleby,_Romeel_Dav\'e,_Daniele_Sorini,_Christopher_Lovell,_Kevin_Lo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02001 |
Simba宇宙論シミュレーションからのVoigtプロファイルフィット合成吸収体のサンプルでトレーニングされた、クエーサー吸収線観測量から銀河周縁(CGM)の物理的条件を予測するためのランダムフォレストフレームワークを提示します。従来、CGM吸収体観測から物理的条件を抽出するには、均一な単相の雲などの仮定を単純化する必要がありましたが、宇宙論的シミュレーションを使用することで、そのような仮定をバイパスして、CGM観測量とその下にあるガス条件との間の複雑な関係をより適切に捉えることができます。吸収体の過密度、温度、および金属量を予測するために、さまざまな星形成率、星の質量、および影響パラメーターにわたって銀河の周りの\HIおよび選択された金属線の合成スペクトルでランダムフォレストモデルをトレーニングします。モデルは、Simbaの真の値をよく再現しており、横方向の標準偏差は、過密度で$0.2-0.3$dex、温度で$0.14-0.2$dex、金属線(HIではない)から予測される金属量で$0.16-0.2$dexです。イオン。特徴の重要性を調べると、ランダムフォレストは、過密度は吸収体の列密度によって最も知られており、温度は線幅によって駆動され、金属量は特定の星形成率に最も敏感であることを示しています。別の方法として、一度に1つの観察対象を削除することによって機能の重要性を調べると、過密度と金属性は、影響パラメーターによってより駆動されるように見えます。実際の物理的条件の分散がネットワークによって正確にスパンされるようにするために、正規化変換アプローチを導入します。トレーニング済みのモデルはオンラインで入手できます。
Sh2-112領域の形態とCOガス運動学の調査
| Title |
Investigating_the_morphology_and_CO_gas_kinematics_of_Sh2-112_region |
| Authors |
Kshitiz_Mallick,_Saurabh_Sharma,_Lokesh_Dewangan,_Devendra_Ojha,_Neelam_Panwar,_Tapas_Baug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02048 |
CO同位体-CO、13CO、およびC18Oの3-2遷移を使用して、Sh2-112大質量星形成領域の分子雲の研究を提示します。CGPSHIライン放射とMSXデータによって部分的に補足されます。Sh2-112は、O8V型の大質量星BD+453216を動力源とする光学的に可視の領域であり、2つの赤いMSXサーベイソース-G083.7962+03.3058とG083.7071+03.2817-をホストし、それぞれHII領域と若い星のオブジェクトとして分類されます.JamesClerkMaxwellTelescopeアーカイブからの削減されたスペクトルデータ製品は、それぞれ約7'x7'の視野を持つ2つのRMSオブジェクトを中心として、この目的のために利用されました。この領域の13CO(3-2)チャネルマップは、分子雲が大質量星から遠ざかる方向にフィラメント状に伸びていることを示しています。これは、空洞のような構造の端にあるようにも見えます。この空洞構造への複数の分子雲の突起は、放射の局所的なピークをホストします。位置-位置-速度空間で5$\sigma$レベルを超えて検出された放出塊のみから構築された領域の統合放出マップは、同じことを確認しています。MSXソースは、ガスが圧縮された空洞の境界に沿って分布していることがわかりました。これらの位置でスペクトルを抽出すると、マッハ数が高くなり、熱圧力と非熱圧力の比率が低くなり、雲内の超音速運動と非熱運動が優勢であることを示唆しています。
大質量「スターレス」コア G10.21-0.31 の断片化: 星形成の首尾一貫した進化像
| Title |
Fragmentation_of_the_High-mass_"Starless''_Core_G10.21-0.31:_a_Coherent_Evolutionary_Picture_for_Star_Formation |
| Authors |
Wenyu_Jiao,_Ke_Wang,_Thushara_G._S._Pillai,_Tapas_Baug,_Siju_Zhang,_Fengwei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02070 |
G10.21-0.31は$Spitzer$で特定された70$\mu$m-darkの高質量スターレスコア($M>300$$\mathrm{M_{\odot}}$内$r<0.15$pc)です。、$Herschel$、およびAPEX連続体サーベイであり、大質量星形成の初期段階を隠していると考えられています。この有望な大質量星のないコアの内部構造を解決するために、ALMAとSMAの観測を提示します。高感度の高解像度アルマ1.3mmダスト連続体放射は、乱流の断片化によって特徴付けられる11-18$\mathrm{M_{\odot}}$の範囲の質量の3つのコアを明らかにします。コア1、2、および3は、流出(CO、SiO)、ガス温度($\mathrm{H_2CO}$)、および重水素化($\mathrm{N_2D^+/N_2H)によって特徴付けられる、3つの異なる進化段階での一貫した進化を表します。^+}$)。G10.21で大質量星が形成される可能性を確認し、大質量星形成の進化経路を探ります。しかし、G10.21には大質量のプレステラーコアは存在しません。これは、コアが時間の経過とともに質量が増加する動的な星形成を示唆しています。
GLASS-JWST アーリー リリース サイエンス プログラム。 Ⅱ． Abell 2744 領域での NIRCam
イメージングとカタログのステージ I リリース
| Title |
The_GLASS-JWST_Early_Release_Science_Program._II._Stage_I_release_of_NIRCam_imaging_and_catalogs_in_the_Abell_2744_region |
| Authors |
Diego_Paris,_Emiliano_Merlin,_Adriano_Fontana,_Andrea_Bonchi,_Gabriel_Brammer,_Matteo_Correnti,_Tommaso_Treu,_Kristan_Boyett,_Antonello_Calabr\`o,_Marco_Castellano,_Wenlei_Chen,_Lilan_Yang,_Karl_Glazebrook,_Patrick_Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_Nicha_Leethochawalit,_Sara_Mascia,_Charlotte_Mason,_Takahiro_Morishita,_Mario_Nonino,_Laura_Pentericci,_Gianluca_Polenta,_Guido_Roberts-Borsani,_Paola_Santini,_Michele_Trenti,_Eros_Vanzella,_Benedetta_Vulcani,_Rogier_A._Windhorst,_Themiya_Nanayakkara,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02179 |
Abell2744銀河団の領域でこれまでに取得されたすべてのJWSTNIRCam観測に基づく画像と多波長フォトメトリックカタログを提示します。これらのデータは、GLASS-JWSTEarlyReleaseScienceProgram、UNCOVER、Director'sDiscretionaryTimeプログラム2756の3つの異なるプログラムから取得されています。NIRCam広帯域フィルターで観測された領域-クラスターの中央領域と拡張領域もカバーしています。新しい平行磁場として-合計で46.5arcmin$^2$です。8つのバンド(F090W、F115W、F150W、F200W、F277W、F356W、F410M、F444W)のすべての画像は、現在利用可能な最新のキャリブレーションとリファレンスを採用して縮小されています。データ削減は、公式のJWSTパイプラインの拡張バージョンを使用して実行され、生画像の欠陥を除去または軽減し、バックグラウンド減算と測光精度を向上させることを目的とした改善が行われました。すべてのNIRCamデータと利用可能なHSTデータを含むF444Wで検出されたマルチバンドカタログを取得し、PSF一致画像に強制開口測光を採用します。このカタログは、初期の科学的調査を可能にすることを目的としており、暗い銀河の研究用に最適化されています。24389のソースが含まれており、F444Wバンドの極限等級は28.5から30.5ABの範囲であり、フィールドを観測したサーベイのさまざまな露出時間の結果です。縮小されたNIRCam画像、関連する多波長カタログ、および$1/f$ノイズ除去に採用されたコードを公開します。これは、ユーザーがJWSTNIRCamデータに慣れ、フォローアップ観測のターゲットを特定できるようにすることを目的としています。
JWST によって明らかにされた WHL0137-08 および MACS0647+70 クラスター内の $0.3
銀河の空間的に分解された恒星集団: 銀河は宇宙時間にわたってどのように成長し、消滅するのか?
| Title |
Spatially_Resolved_Stellar_Populations_of_$0.3 |
| Authors |
Abdurro'uf,_Dan_Coe,_Intae_Jung,_Henry_C._Ferguson,_Gabriel_Brammer,_Kartheik_G._Iyer,_Larry_D._Bradley,_Pratika_Dayal,_Rogier_A._Windhorst,_Adi_Zitrin,_Ashish_Kumar_Meena,_Masamune_Oguri,_Jose_M._Diego,_Vasily_Kokorev,_Paola_Dimauro,_Angela_Adamo,_Christopher_J._Conselice,_Brian_Welch,_Eros_Vanzella,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Jinmi_Yoon,_Xinfeng_Xu,_Namrata_Roy,_Celia_R._Mulcahey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02209 |
2つのクラスター(WHL0137-08およびMACS0647+70)と空白のフィールドで$0.3<z<6.0$にある444個の銀河の空間分解された恒星集団を研究し、HSTとJWSTからの画像データを組み合わせて、空間分解されたスペクトルエネルギー分布(SED)pixedfitを使用したモデリング。銀河団領域での重力レンズ作用による倍率と組み合わされたイメージングデータの高い空間解像度により、一部の銀河をサブkpcスケール(109個の銀河)に分解することができます。宇宙正午以降の赤方偏移($2.5\lesssimz\lesssim6.0$)では、質量倍加時間が半径とは無関係であることがわかります。-SFR半径。より低い赤方偏移($1.5\lesssimz\lesssim2.5$)では、星形成銀河のかなりの部分が核スターバーストの証拠を示しています。.後の時代には、より多くの銀河が中心部での星形成を抑制しているが、円盤内で活発に星を形成していることがわかります。全体として、これらの傾向は、理論モデルとシミュレーションと一致する裏返しの銀河成長の図を示しています。また、$\sim0.38$dex散布で、中心質量の表面密度と地球規模の星の質量との間に密接な関係があることも観察されます。私たちの分析は、JWSTデータを使用した空間分解SED分析の可能性を示しています。より大きなサンプルを使用した将来の分析により、銀河質量の集合とその構造の成長をさらに調査できるようになります
天の川銀河の渦巻き腕接線付近の運動学的構造
スパイラルアームの接線付近で測定した、さまざまなアームトレーサーの半径方向速度の観測値を比較します。内側のスパイラルアームの入り口で予測される衝撃を考えると、密度波理論によってわずかな違いが予測されます。これらのスパイラルアームの多くでは、観測された速度オフセットが密度波理論の予測を裏付けています(メーザー速度とCOガスのピーク速度の間隔は約20km/sです)。エラー見積もり。次のスパイラルアームに到達するまでの時間が与えられます。
CAMELS の機械学習を使用して、問題のクラスタリングに対するフィードバックの影響を予測する
| Title |
Predicting_the_impact_of_feedback_on_matter_clustering_with_machine_learning_in_CAMELS |
| Authors |
Ana_Maria_Delgado,_Daniel_Angles-Alcazar,_Leander_Thiele,_Michelle_Ntampaka,_Shivam_Pandey,_Kai_Lehman,_Rachel_S._Somerville,_Shy_Genel,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02231 |
今後の大規模な宇宙論調査に必要な精度で全物質パワースペクトルから情報を抽出するには、物質の分布に対する銀河形成プロセスの複雑な影響を解明する必要があります。この作業では、何千もの$(25\,h^{-1}{\rmMpc})^3$さまざまな宇宙論、初期ランダムフィールド、恒星およびAGNフィードバック強度、サブグリッドモデルの実装、および(磁気)流体力学法によるボリュームの実現。我々は、バリオン物理学が$k\gtrsim0.1\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$スケールの物質クラスタリングに深く影響し、この効果の大きさは銀河形成の実装の詳細に大きく依存することを示しています。宇宙論的および天体物理学的パラメーターの変化。AGNフィードバック強度を増加させると、ハローバリオンの割合が減少し、一般にN体シミュレーションに比べて出力がより強力に抑制されますが、恒星フィードバックが強くなると、ブラックホールの成長が抑制され、したがってAGNフィードバックの影響が抑制されるため、全体的な効果が弱くなることがよくあります。大質量ハローの平均バリオン分率($M_{\rm200c}>10^{13.5}$M$_\odot\,h^{-1}$)と物質クラスタリングの抑制との間に広い相関関係があることがわかりますが、フィードバックパラメーターと宇宙分散効果のより広い調査により、以前の研究と比較して散乱します。ランダムフォレストリグレッサーが全質量範囲にわたるバリオン含有量とハローの豊富さでトレーニングされたことを示します$10^{10}\leqM_\mathrm{halo}/{\rmM}_{\odot}\,h^{-1}<10^{14}$は、スケール$k=0.5-20\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$の物質パワースペクトルに対する銀河形成の影響を予測でき、高度に非線形な領域における宇宙論的情報。
説明のつかない極端な速度オフセットを持つブロード ライン クエーサー: ショック後の流出?
| Title |
A_broad-line_quasar_with_unexplained_extreme_velocity_offsets:_post-shock_outflow? |
| Authors |
V._Rusakov,_C._L._Steinhardt,_M._Schramm,_A._L._Faisst,_D._Masters,_B._Mobasher_and_P._Pattarakijwanich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01782 |
クエーサーSDSS0956+5128は、放出に大きなオフセットを持つ3つの異なる速度成分を示します。幅の広いMgIIラインは、幅の狭いラインに対して$-1200$kms$^{-1}$シフトしています。幅広いH$\alpha$、H$\beta$ラインは$-4100$kms$^{-1}$にあります。Ly$\alpha$とCIV輝線の新しいハッブル宇宙望遠鏡スペクトルと、クエーサーの高解像度画像を提示します。これらの線のオフセットは、バルマー放射の速度成分と一致しており、光学および近赤外波長の測光では、ホスト銀河の最近の合体やクエーサーの位置の不規則性は示されていません。このデータは、反動するブラックホールのシナリオなど、クエーサーディスクの特別な方向と形態を含む、以前の最も可能性の高い仮説の予測を確認するものではなく、降着円盤の風とも一致しません。代わりに、蓄積された証拠に基づいて、広い線領域が強い衝撃波によって引き起こされた流出の状態にあり、超新星が衝撃噴出物を生成する可能性のあるイベントであるという新しいシナリオを提案します。
白色矮星 -- Ia 型超新星前駆体としての赤色巨星連星：磁気閉じ込めの有無
| Title |
White_dwarf_--_red_giant_star_binaries_as_Type_Ia_supernova_progenitors:_with_and_without_magnetic_confinement |
| Authors |
Iminhaji_Ablimit,_Philipp_Podsiadlowski,_Rosanne_Di_Stefano,_Saul_A._Rappaport,_James_Wicker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01783 |
タイプIa超新星(SNeIa)の性質と多様性を理解しようとして、さまざまな白色矮星(WD)連星シナリオが提案されてきました。この作業では、可能なSNIa前駆体(いわゆる共生前駆体チャネル)としての炭素-酸素WD--赤色巨星(RG)連星(磁気閉じ込めの役割を含む)の進化を研究します。\textsc{mesa}恒星進化コードを使用して、RG星の構造の時間依存性、風の質量損失、Roche-lobe-overflow(RLOF)質量移動率、極質量降着率(磁気閉じ込めの場合)、および軌道と角運動量の進化。WDが非磁性の場合と、WDの2つの小さな極冠に降着を強いるほど磁場が強い場合を考えます。小さな領域に閉じ込められた降着は、より効率的な水素燃焼を可能にし、潜在的に新星爆発を抑制します。これにより、WDがチャンドラセカールの質量限界に向かって質量が増大し、SNIaとして爆発しやすくなります。磁気閉じ込めを使用すると、SNeIaの共生チャネルの初期パラメーター空間は、磁気閉じ込めを使用しない場合と比較して、軌道周期が短くなり、ドナー質量が低くなります。超新星爆発を生き延び、SN残骸に見られる低質量HeWDまたは比較的低質量巨星の検索は、この共生チャネルの寄与を理解するための重要な洞察を提供します。
GRB 221009A の IXPE ビュー
| Title |
The_IXPE_view_of_GRB_221009A |
| Authors |
Michela_Negro,_Niccol\'o_Di_Lalla,_Nicola_Omodei,_P\'eter_Veres,_Stefano_Silvestri,_Alberto_Manfreda,_Eric_Burns,_Luca_Baldini,_Enrico_Costa,_Steven_R._Ehlert,_Jamie_A._Kennea,_Ioannis_Liodakis,_Herman_L._Marshall,_Sandro_Mereghetti,_Riccardo_Middei,_Fabio_Muleri,_Stephen_L._O'Dell,_Oliver_J._Roberts,_Roger_W._Romani,_Carmelo_Sgr\'o,_Alessandro_Di_Marco,_Simonetta_Puccetti,_Masanobu_Terashima,_Andrea_Tiengo,_Domenico_Viscolo,_Fabio_La_Monaca,_Luca_Latronico,_Giorgio_Matt,_Matteo_Perri,_Juri_Poutanen,_Ajay_Ratheesh,_Daniele_Rogantini,_Patrick_Slane,_Paolo_Soffitta,_Elina_Lindfors,_Kari_Nilsson,_Anni_Kasikov,_Alan_P._Marscher,_Fabrizio_Tavecchio,_Shuichi_Gunji,_Christian_Malacaria,_Alessandro_Paggi,_Yi-Jung_Yang,_Silvia_Zane,_Martin_C._Weisskopf,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Wayne_H._Baumgartner,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01798 |
GRB221009AのIXPE観測結果を提示します。これには、軟X線エネルギーバンドでの即時発光とアフターグロー発光の両方の直線偏光度の上限が含まれます。GRB221009Aは非常に明るいガンマ線バースト(GRB)で、2022年10月9日に天の川の塵の中を移動した後、地球に到達しました。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)は、10月11日にGRB221009Aに向けられ、GRB残光の2-8keVのX線偏光を初めて観測しました。残光発光の偏光度の上限を99%の信頼水準で13.8%に設定しました。この結果は、ジェットの開口角度とGRBの視野角、あるいは放出領域の他の特性に対する制約を提供します。さらに、IXPEは、GRBプロンプト放出のエコーであるダスト散乱光子のハローリングをキャプチャしました。プロンプト分極度の99%信頼度の上限は約55%であり、秩序磁場でのシンクロトロン放射を含むシナリオと一致しています。この単一のIXPEポインティングは、GRBアフターグローのX線偏光の最初の評価と、プロンプトフェーズとアフターグローフェーズの両方の偏光観測による最初のGRB研究の両方を提供します。
潮汐破壊イベントからの重力波のレンズ効果
この作業では、潮汐破壊イベント(TDE)の集団の重力波(GW)信号に対する重力レンズ効果を調査します。将来の宇宙ベースのGW観測所、特にLISAとDECIGOで検出されると予想されるレンズ拡大信号の数を推定します。半解析的手法と光線追跡シミュレーションの数値結果を組み合わせたハイブリッドアプローチを使用して、レンズ分布をモデル化します。TDE集団を、核TDE(銀河の中心にある大質量ブラックホールによって潮汐的に乱された主系列星)と球状TDE(球状星団内の中間質量ブラックホールによって潮汐的に乱された白色矮星)の2つのクラスに分類します。レンズ効果を考慮しても、LISAはTDEを観測することができませんが、DECIGOは$\sim$10強くレンズ化された($\mu>2$)球状TDEと$\sim$130強くレンズ化された核TDEを検出できます。、10年間の観察期間にわたって。私たちの結果は、将来のデシヘルツGW観測所でレンズ効果が果たす役割を明らかにしており、TDEを使用した刺激的なマルチメッセンジャーの機会を示していますが、同時に、ソースの天体物理特性を正しく再構築するための適切なデータ分析技術を開発する必要があることを示しています。
金属に富む超大質量原始星におけるCNO-rp駆動の一般相対論的不安定性超新星の光度曲線と元素合成
| Title |
Light-curves_and_nucleosynthesis_of_CNO-rp_driven_general_relativistic_instability_supernovae_in_metal_enriched_supermassive_protostars |
| Authors |
Chris_Nagele,_Hideyuki_Umeda,_Koh_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01941 |
超大質量ブラックホールの集合は、主に高赤方偏移のクエーサーが観測されているため、課題を提起していますが、さらに中質量ブラックホールの観測が現在不足しているためです。超大質量ブラックホールを作成するための1つのもっともらしいシナリオは、ガスを豊富に含む2つの銀河の合体によって引き起こされる直接的な崩壊です。このシナリオでは、太陽の金属量までの超大質量星の作成が可能であり、非常に急速な降着によって強化された金属量が可能になります。一般相対論的動径不安定性によって崩壊する、金属に富んだ超大質量原始星の挙動を調べます。これらの星は水素と金属の両方に富んでいるため、CNOサイクル(炭素-窒素-酸素)とrpプロセス(急速な陽子捕獲)によって爆発する可能性があります。ニュートリノ冷却の効果を持つ153同位体核ネットワークに結合された一連の1D一般相対論的流体力学シミュレーションを実行します。爆発の質量と金属量の範囲を決定します。次に、完全なrpプロセスをキャプチャする514同位体ネットワークを使用して後処理します。選択したモデルの元素合成とライトカーブを提示します。これらのイベントは、強化された窒素、抑制された軽元素($8\geq\rm{A}\geq14$)、および低質量p核種によって特徴付けられ、JWSTやその他の近赤外線サーベイでは、数十年にわたるトランジェントとして可視化されます。最後に、宇宙で現在進行中の爆発の数の見積もりを提供します。
ブラザー AO 0235+164 の長期多波長光ライトカーブの変動性の研究
| Title |
Study_of_variability_in_long-term_multiwavelength_optical_lightcurves_of_blazar_AO_0235+164 |
| Authors |
Abhradeep_Roy_(1),_Alok_C._Gupta_(2_and_3),_Varsha_R._Chitnis_(1),_Sergio_A._Cellone_(4_and_5),_Claudia_M._Raiteri_(6),_Gustavo_E._Romero_(5_and_7),_Paul_J._Wiita_(8),_Anshu_Chatterjee_(1),_Jorge_A._Combi_(5,_7_and_9),_Mai_Liao_(10_and_11),_Arkadipta_Sarkar_(12),_Massimo_Villata_(6)_((1)_Department_of_High_Energy_Physics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Homi_Bhabha_Road,_Mumbai-400005,_India,_(2)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences_(ARIES),_Manora_Peak,_Nainital_263001,_India,_(3)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Shanghai_200030,_China,_(4)_Complejo_Astron\'omico_El_Leoncito_(CASLEO,_CONICET-UNLP-UNC-UNSJ),_San_Juan,_Argentina,_(5)_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'i_sicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_La_Plata,_Buenos_Aires,_Argentina,_(6)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Via_Osservatorio_20,_I-10025_Pino_Torinese,_Italy,_(7)_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'i_a_(CCT-La_Plata,_CONICET,_CICPBA,_UNLP),_Buenos_Aires,_Argentina,_(8)_Department_of_Physics,_The_College_of_New_Jersey,_2000_Pennington_Rd.,_Ewing,_NJ_08628-0718,_USA,_(9)_Deptamento_de_Ingenier\'ia_Mec\'anica_y_Minera,_Universidad_de_Ja\'en,_Campus_Las_Lagunillas_s/n_Ed._A3_Ja\'en,_23071,_Spain,_(10)_CAS_Key_Laboratory_for_Researches_in_Galaxies_and_Cosmology,_Department_of_Astronomy,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei,_Anhui_230026,_China,_(11)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei,_Anhui_230026,_China,_(12)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron,_Platanenallee_6,_D-15738_Zeuthen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01944 |
$\sim$44年間(1975年から2019年)にわたってさまざまな望遠鏡によって収集された、ブラザーAO0235+164からの光多波長帯($U\!BV\!RI$)データに関する長期および日中変動研究を提示します。ブレーザーは、低状態と活動状態の間で約6等級の変動で、すべての波長帯で長年にわたって大幅に変動していることがわかりました。異なる波長帯の変動は、タイムラグなしで高度に相関しています。時間の経過に伴う色の変化に大きな傾向は見られませんでしたが、$B-I$カラーインデックスと$R$マグニチュードの間で、明るくなると青くなる傾向が観察されました。光$BV\!R$バンドのスペクトルエネルギー分布は、常に凸型を示します。1999年から2019年にかけて、CASLEOおよびCAHA望遠鏡によって$R$および$V$バンドで22晩行われたAO\,0235+164の準同時観測では、かなりの日中変動が頻繁に見られました。また、AO0235+164のスペクトルの広いMgII輝線を分析することにより、中心の超大質量ブラックホールの質量を$7.9\times10^7M_{\odot}$と推定しました。観測された変動性の原因となる可能性のある物理的なシナリオを簡単に調べます。
コア崩壊超新星中の衝撃後不安定性の発達に対する星の自転の影響
| Title |
Effect_of_stellar_rotation_on_the_development_of_post-shock_instabilities_during_core-collapse_supernovae |
| Authors |
A._-C._Buellet,_T._Foglizzo,_J._Guilet,_E._Abdikamalov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01962 |
不安定性の成長は、原始中性子星(PNS)の誕生直後の失速ショックの段階で超新星爆発を引き起こす鍵となります。ニュートリノ加熱を考慮した場合のニュートリノ駆動対流とSASIに対する星の自転の影響を評価します。回転は、重力波(GW)で検出可能なモードm=2の周波数に影響します。PNSと定常衝撃波の間の赤道面での線形安定性解析を使用し、特定の角運動量、ニュートリノ光度、および質量降着率の広い範囲を考慮します。支配的な不安定性の性質は、対流パラメータchiと回転速度に依存します。chi>=5の対流モードは、差動回転によって妨げられます。ただし、カイが小さい場合、大きな角度スケールm=1,2,3を持つ混合SASI対流モードが回転の恩恵を受け、遠心効果が小さい比較的低い回転速度で支配的になります。PNS表面(KPNS)での回転速度が0.3を超えるケプラー回転の場合、主モードの成長速度はニュートリノ加熱に弱く依存し、これは新しい不安定領域を浮き彫りにします。その周波数は、驚くべきことに加熱速度とは無関係であり、強力な順行スパイラルm=2が広いパラメーター範囲にわたって支配的であり、GWの生成に有利です。支配的な振動周波数と特定の角運動量の間には単純な線形関係が存在します。3つのレジームが区別されます。回転率が0.1KPNS未満の場合、差動回転は、赤道の純粋な対流モードに二次効果をもたらし、SASIに線形の不安定化効果をもたらします。中間の回転率(0.1から0.3KPNS)は、大きな角度スケールを含む混合SASI/対流/回転モードの出現につながります。最後に、強い回転は不安定性に対する浮力の影響を消し去ります。これにより、GW解析にとって価値のあるパラメーター空間の削減が可能になります。
超新星残骸(SNR)のX線データを分析することは、現在のX線天文学において最も困難なタスクの1つです。これは、SNRが空間的に拡張され、時間とともに変化するためです。B-スプラインに基づく自由形式の画像レジストレーション手法を導入することにより、拡散構造を構成するすべての部分の時系列特性を追跡する戦略を開発し、カシオペアAのチャンドラデータを使用してその方法論を実証しました。連続光度の時間変動の空間分布図。私たちの知る限り、これは、空間的および時間的視点の両方で、このような動的な拡散ターゲットの最初の包括的な特性評価です。抽出された光度曲線にk-meansアルゴリズムを適用することによって導出された4つのクラスターのそれぞれが、他のクラスターとは異なる明確な物理的意味を持っていることがわかりました。これは、私たちの方法が単なる自動化の手法ではなく、基礎となる物理を捉えることができることを示しています。
多波長解析による GRB 211211A のモデル選定
| Title |
Model_selection_for_GRB_211211A_through_multi-wavelength_analyses |
| Authors |
Nina_Kunert,_Sarah_Antier,_Vsevolod_Nedora,_Mattia_Bulla,_Peter_T._H._Pang,_Shreya_Anand,_Michael_Coughlin,_Ingo_Tews,_Jennifer_Barnes,_Meili_Pilloix,_Weizmann_Kiendrebeogo,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02049 |
GRB211211Aは最も近いガンマ線バーストの1つであるものの、部分的に決定的な電磁的特徴がなく、その分類に難題をもたらします。この論文では、GRB211211Aの可能性のある前駆体として4つの異なる天体物理学的シナリオを調査します:バイナリ中性子星合体、ブラックホール-中性子星合体、コア崩壊超新星、およびrプロセス濃縮コア崩壊急速に回転する大質量星(コラプサー)。どの天体物理学的シナリオとプロセスがGRB211211Aに関連していた可能性があるかを調査するために、さまざまなモデルと事前確率に基づいてベイジアン多波長分析の大規模なセットを実行します。私たちの分析は、GRB211211Aの観測された光度曲線を説明するために$r$プロセス元素合成に関連する可能性が高い追加のコンポーネントの存在が必要であるという以前の研究をサポートしています。距離を約$350~\rmMpc$、つまりホスト銀河と考えられるSDSSJ140910.47+275320.8の距離に固定すると、中性子星連星合体シナリオの統計的優先度が見つかり、構成要素の質量は$1.55^と推定されます。{+0.54}_{-0.42}M_{\odot}$と$1.34^{+0.25}_{-0.40}M_{\odot}$。
超新星残骸 N132D の HST 固有運動測定: 膨張の中心と年齢
| Title |
HST_Proper_Motion_Measurements_of_Supernova_Remnant_N132D:_Center_of_Expansion_and_Age |
| Authors |
John_Banovetz,_Dan_Milisavljevic,_Niharika_Sravan,_Kathryn_E._Weil,_Bhagya_Subrayan,_Robert_A._Fesen,_Daniel_J._Patnaude,_Paul_P._Plucinsky,_Charles_J._Law,_William_P._Blair,_Jon_A._Morse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02128 |
LMC超新星残骸N132Dの酸素に富む噴出物の適切な運動測定を、ハッブル宇宙望遠鏡の高度なカメラの16年間にわたる調査データの2つのエポックを使用して提示します。酸素に富むガスの120ノットの固有運動が測定され、$\alpha$=05:25:01.71および$\delta$=-69:38:41.64の膨張中心(CoE)を計算するために使用されました(J2000)1-$\sigma$の不確実性は2.90秒角です。この新しいCoE測定値は、光を放出する噴出物の形状に基づく以前の2つのCoE推定値から9.2および10.8秒角です。我々はまた、2770$\pm$500yrという爆発年代を導き出しました。視覚的に識別されたノットと重なる73ノットで、137ノットの適切な動きを検出して追跡する新しい自動化された手順を使用して、CoEと年齢の推定値を検証します。残骸の年齢にもかかわらず、噴出物の固有の動きは依然として弾道的であり、噴出物がISM空洞に拡大しているという概念と一致しています。親超新星からの爆発の非対称性の証拠も観察されています。視覚的に測定された固有運動測定値と対応する膨張中心と年齢を使用して、N132Dを他の超新星残骸と固有運動噴出物研究で比較します。
ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡のミッション: 光学望遠鏡の要素の設計、開発、および性能
| Title |
The_James_Webb_Space_Telescope_Mission:_Optical_Telescope_Element_Design,_Development,_and_Performance |
| Authors |
Michael_W._McElwain,_Lee_D._Feinberg,_Marshall_D._Perrin,_Mark_Clampin,_C._Matt_Mountain,_Matthew_D._Lallo,_Charles-Philippe_Lajoie,_Randy_A._Kimble,_Charles_W._Bowers,_Christopher_C._Stark,_D._Scott_Acton,_Ken_Aiello,_Charles_Atkinson,_Beth_Barinek,_Allison_Barto,_Scott_Basinger,_Tracy_Beck,_Matthew_D._Bergkoetter,_Marcel_Bluth,_Rene_A._Boucarut,_Gregory_R._Brady,_Keira_J._Brooks,_Bob_Brown,_John_Byard,_Larkin_Carey,_Maria_Carrasquilla,_Sid_Celeste,_Dan_Chae,_David_Chaney,_Pierre_Chayer,_Taylor_Chonis,_Lester_Cohen,_Helen_J._Cole,_Thomas_M._Comeau,_Matthew_Coon,_Eric_Coppock,_Laura_Coyle,_Rick_Davis,_Bruce_H._Dean,_Kenneth_J._Dziak,_Michael_Eisenhower,_Nicolas_Flagey,_Randy_Franck,_Benjamin_Gallagher,_Larry_Gilman,_Tiffany_Glassman,_Gary_Golnik,_Joseph_J._Green,_John_Grieco,_Shari_Haase,_et_al._(79_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01779 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は大型の赤外線宇宙望遠鏡で、天体物理学と惑星科学のブレークスルーを可能にする科学プログラムを最近開始しました。特に、JWSTは、宇宙で最も初期の発光体の最初の観測を提供し、太陽系外惑星の大気特性評価の新しい時代を開始します。この革新的な科学は、5層のサンシールドで受動的に冷却される6.6mの望遠鏡によって可能になります。主鏡は、革新的な画像ベースの波面センシングおよび制御アルゴリズムを使用して、軌道上で互いに対して整列および位相調整された、制御可能な18の制御可能な低面密度六角形セグメントで構成されています。この革新的な望遠鏡は、エンジニアリング分野全体に広く分散したチームで開発するのに20年以上かかりました。望遠鏡の要件、アーキテクチャ、開発、軌道上での優れた性能、および得られた教訓の概要を紹介します。JWSTは、セグメント化された開口宇宙望遠鏡のデモンストレーションに成功し、さらに大きな宇宙望遠鏡を構築する道を確立しました。
Wolf-Rayet 型質量損失の温度依存性: 高温の鉄バンプによって発生する風の探索的研究
| Title |
The_temperature_dependency_of_Wolf-Rayet-type_mass_loss:_An_exploratory_study_for_winds_launched_by_the_hot_iron_bump |
| Authors |
A._A._C._Sander,_R._R._Lefever,_L._G._Poniatowski,_V._Ramachandran,_G._N._Sabhahit,_and_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01785 |
文脈:He燃焼星の質量損失は、外側の水素エンベロープが部分的または完全に剥ぎ取られており、宇宙物質サイクルの触媒であり、大規模な星の進化の決定的な要素です。しかし、その理論的な基礎はまだ明らかになり始めたばかりであり、主要な依存関係はまだ明らかにされていません。目的:温度または半径の依存性は、他のホットスター風のドメインでは重要であるにもかかわらず、通常、古典的なWolf-Rayet(cWR)星の質量損失の説明には含まれていません。したがって、cWR体制における質量損失の包括的な説明にもそのような依存関係が必要かどうかを判断することを目的としています。方法:光度、質量、および表面存在量のさまざまな選択肢を使用して、温度ドメインに沿ってPoWRコードの流体力学的ブランチを使用して、動的に一貫した大気モデルのシーケンスを計算しました。初めて、運動方程式を解くときに非単調速度場を許可しました。結果として得られた速度構造は、主な風の特性が維持されるように、共動フレームの放射伝達のために補間されました。結果:主にさまざまな半径とその結果の重力加速度を反映する臨界/音速点の温度と質量損失率の強い依存性を見つけます。さらに、観測された有効温度と変換された質量損失率との間の関係が得られました。これは、基礎となる星のパラメーターに大きく依存していないようです。この関係は、外側の風のさまざまな凝集要因によって変化します。特性値が-4.5を下回ると、この関係の勾配が変化し、風はHeII電離光子に対して透明になります。結論:cWR星の質量損失は高次元の問題ですが、観測された有効温度の近似値を得るために使用できる固有のスケーリングも示しています。(...)
HH 24 コンプレックス: ジェット、複数の星形成、孤立した原始星
| Title |
The_HH_24_Complex:_Jets,_Multiple_Star_Formation,_and_Orphaned_Protostars |
| Authors |
Bo_Reipurth,_J._Bally,_Hsi-Wei_Yen,_H._G._Arce,_L._-F._Rodriguez,_A._C._Raga,_T._R._Geballe,_R._Rao,_F._Comeron,_S._Mikkola,_C._A._Aspin,_and_J._Walawender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01813 |
HH24複合体には、小さな原始星の複数のシステムから発する5つのコリメートされたジェットが含まれています。HST、ジェミニ、すばる、APO3.5m、VLA、およびアルマ望遠鏡からのデータに基づいて、ジェット、それらの駆動源、および埋め込まれた星系をホストする雲のコアの多波長研究を実施しました。データは、複数のシステムであるSSV63が、水素燃焼限界から原始ヘルビッグAe星までの質量の範囲の、少なくとも7つのソースを含むことを示しています。星は不安定な非階層構造にあり、境界線褐色矮星の1つは、孤立した原始星として約5,800年前に放出された後、25km/sで原始星系から遠ざかっています。埋め込まれたソースの5つは、ALMAで1.3mmで解決された小さな、おそらく切り捨てられた円盤に囲まれています。適切な運動と半径方向の速度は、ジェット速度が200～300km/sであることを意味します。2つの主要なHH24ジェット、EとCは双極ジェットシステムを形成し、少なくとも3パーセクの範囲でハービッグハローとH2ショックのパーセクスケールのチェーンの最も内側の部分を追跡します。H2COとC18Oの観察結果は、コアがかき回され、落下するストリーマーによって継続的に供給されていることを示しています。13COと12COは、ジェットによって刻まれたコンパクトで低速のキャビティ壁と、最も埋め込まれたオブジェクトからの超コンパクトな分子流出をトレースします。混沌としたN体のダイナミクスは、これらのオブジェクトをさらにいくつか放出する可能性があります。摂食ゾーンから星が放出されると、星の質量が決まります。したがって、非階層システムの動的減衰は、初期質量関数の確立に大きく貢献する可能性があります。
UOCS-IX。散開星団 NGC 2818 の AstroSat/UVIT 研究: 青いはぐれ星、黄色いはぐれ星、惑星状星雲、およびそれらの構成要素
| Title |
UOCS-IX._AstroSat/UVIT_study_of_the_open_cluster_NGC_2818:_Blue_Stragglers,_Yellow_Stragglers,_Planetary_Nebula,_and_their_membership |
| Authors |
Sharmila_Rani,_Gajendra_Pandey,_Annapurni_Subramaniam,_N._Kameswara_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01943 |
AstroSatに搭載された紫外線イメージング望遠鏡(UVIT)から取得した画像を使用して、フィールド内に惑星状星雲(PN)を持つ中間年齢の銀河散開星団NGC2818の最初の遠紫外(FUV)イメージング結果を提示します。UVITで検出されたソースとGaiaEDR3データを組み合わせて、クラスターメンバーを識別します。光学およびFUV光学色等級図での位置に基づいて、4つの明るく熱い青色のはぐれ星(BSS)と2つの黄色いはぐれ星(YSS)を検出します。スペクトルエネルギー分布(SED)を使用して推定されたパラメーターに基づいて、BSSは衝突生成物であるか、検出できない白色矮星(WD)コンパニオンを持っている可能性があると推測します。YSSの測光分析により、分光学的結果と一致して、それらの二値性が確認されました。YSSは物質移動のシナリオを通じて形成され、ホットコンポーネントはA型準矮星である可能性が高いことがわかっています。動径速度(RV)、PNとクラスターのガイアEDR3固有運動、およびPNとクラスターに向かって赤くなることの比較は、PNのメンバーシップを除外しません。中心星の位置を理論的なpAGBモデルと比較すると、星はすでにWD冷却段階に入っていることが示唆され、その質量は~0.66Msunであると推定されます。対応する前駆細胞の質量は約2.1Msunであることが判明し、クラスターのターンオフ質量に匹敵し、前駆細胞がクラスター内で形成された可能性があることを意味します。NGC2818は、PNをホストする数少ない既知のクラスターの1つである可能性があり、恒星の進化モデルをテストするユニークな機会を提供します。
太陽コロナジェットに電力を供給する多段階リコネクション
| Title |
Multi-stage_reconnection_powering_a_solar_coronal_jet |
| Authors |
David_M._Long,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Deborah_Baker,_Iain_G._Hannah,_Nawin_Ngampoopun,_David_Berghmans,_Andrei_N._Zhukov,_Luca_Teriaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02034 |
コロナジェットは、極地のコロナホールで一般的に観察される短命の噴火の特徴であり、太陽コロナへの質量とエネルギーの移動において重要な役割を果たすと考えられています。ソーラーオービター宇宙船(SO/EUI)に搭載された極端紫外線イメージャーと太陽力学観測所(SDO/AIA)に搭載された大気イメージングアセンブリによって見られたコロナブローアウトジェットのユニークな同時期の観測について説明します。コロナジェットは南極のコロナホールから噴出し、両方の機器によって高い空間分解能と時間分解能で観測されました。これにより、観測されたジェットを生成するブレイクアウト再接続プロセスのさまざまな段階の識別が可能になりました。観測された伝播の寿命全体で約100～200km/sのバルクプラズマフローの運動学が見つかりました。ジェットが衝突し、その後近くの極プルームによって誘導されたところに明確なねじれがあります。また、約715km/sの速度で伝播するバルクプラズマ運動の前に、わずかに速い特徴を特定しました。これは、噴火中に新たに再接続された磁力線のねじれが解けたことに起因すると考えられます。SDO/AIA観測を使用した微分放出測定(DEM)分析により、非常に弱いジェット信号が明らかになり、噴出する物質は、DEMを導出するために使用されたコロナパスバンドよりもはるかに低温である可能性が高いことが示されました。これは、SO/EUIによって観測されたLyman-$\alpha$パスバンド内のジェットの非常に明るい外観と一致しています。DEMを使用して、コロナジェットのソース領域の放射熱エネルギーを推定し、ナノフレアのエネルギーに匹敵する$\sim2\times10^{24}$エルグの値を見つけました。
ソーラー オービター/EUI 静かな太陽の温度 小規模な増光: 低温成分の証拠
| Title |
Temperature_of_Solar_Orbiter/EUI_quiet_Sun_small_scale_brightenings:_evidence_for_a_cooler_component |
| Authors |
A._Dolliou,_S._Parenti,_F._Auch\`ere,_K._Bocchialini,_G._Pelouze,_P._Antolin,_D._Berghmans,_L._Harra,_D._M._Long,_U._Sch\"uhle,_E._Kraaikamp,_K._Stegen,_C._Verbeeck,_S._Gissot,_R._Aznar_Cuadrado,_E._Buchlin,_M._Mierla,_L._Teriaca,_and_A._N._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02040 |
コンテキスト:2020年5月30日、ソーラーオービターに搭載されたEUI/HRIEUVによる4分間のシーケンス中に、静かな太陽(QS)で小規模で短寿命のEUV増光が観測されました。それらの物理的起源と、コロナまたは遷移領域(TR)加熱への影響の可能性はまだ決定されていません。目的:私たちの目的は、コロナまたはTRの起源を確立するために、これらのイベントの統計的な熱進化を導き出すことです。メソッド。私たちの熱分析は、SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)イメージャーのマルチサーマル感度を利用しています。これらのHRIEUVイベントは、AIAの6つのコロナバンドで最初に特定されました。次に、異なるバンドからの光曲線間の遅延を定量化する統計的なタイムラグ分析を実行しました。これらのタイムラグは、これらのイベントの温度変化に重要な洞察を与えることができます。分析は、バックグラウンドおよびフォアグラウンドの放出による結果への寄与の可能性を考慮して実行されます。結果:イベントは、分析された9対のAIAバンドすべてについて、12秒のAIAケイデンスよりも劣るタイムラグによって特徴付けられます。私たちの解釈は、コロナ温度に到達する、または到達しないイベントの共存の可能性です($\approx$1MK)。この作業で分析されたイベントは、クールな人口が支配していると考えています。
ATOMIUMクール進化星サンプルのVLT/SPHEREビュー。 I. 概要: 分極分析によるサンプルの特徴付け
| Title |
The_VLT/SPHERE_view_of_the_ATOMIUM_cool_evolved_star_sample._I._Overview:_Sample_characterization_through_polarization_analysis |
| Authors |
M._Montarg\`es,_E._Cannon,_A._de_Koter,_T._Khouri,_E._Lagadec,_P._Kervella,_L._Decin,_I._McDonald,_W._Homan,_L._B._F._M._Waters,_R._Sahai,_C._A._Gottlieb,_J._Malfait,_S._Maes,_B._Pimpanuwat,_M._Jeste,_T._Danilovich,_F._De_Ceuster,_M._Van_de_Sande,_D._Gobrecht,_S._H._J._Wallstr\"om,_K._T._Wong,_I._El_Mellah,_J._Bolte,_F._Herpin,_A._M._S._Richards,_A._Baudry,_S._Etoka,_M._D._Gray,_T._J._Millar,_K._M._Menten,_H._S._P._M\"uller,_J._M._C._Plane,_J._Yates,_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02081 |
ねらい。ATOMIUMプロジェクトを通じて、ALMAの大規模なプログラムに基づいて、近くにある17個のクールな進化した星(漸近巨星ブランチと赤色超巨星)のサンプルの一貫したビューを提示することを目指しています。メソッド。ここでは、17のATOMIUMソースのうち14の可視光で得られたVLT/SPHERE-ZIMPOL偏光マップを提示します。これらは、アルマ望遠鏡の高空間解像度データと同時に取得されました。偏光信号の解釈を支援するために、RADMC3Dコードを使用した3D放射伝達シミュレーションを通じて、ダストによる光散乱の合成マップを作成しました。結果。ZIMPOLによって観測された直線偏光(DoLP)の程度は、いくつかの光学フィルターに広がります。それは主に、点広がり関数のすぐ外側、空の平面内またはその近くに位置するダストをプローブし、全光学的深度が視線の中で1に近く、全星周ダストのほんの一部を表していると推測されます。最大DoLPは、ソースに応じて0.03～0.38の範囲で、一般的なダスト種で構成される粒子の3Dパイロットモデルで再現できる割合です。DoLPの空間構造は、多様な形状のセットを示しています。3つのソースについてのみ、ガス密度を追跡するALMAのCO線とSiO線と、塵を追跡するDoLPとの間の相関関係に注目します。結論。DoLPの塊状性と、ガスとダストの位置の間に一貫した相関関係がないことは、星の内部環境(CSE)では、ダストの形成が非常に特定の場所で発生することを示しています。これは、CSEの内部領域で導出された質量損失率とダスト対ガス比に潜在的な影響を及ぼします。$\pi^1$~GruとおそらくGYAqlを除いて、星周風と、より大きなスケールで風を形成する仮説上の伴星との間の相互作用は検出されません。これは、他のコンパニオンの軌道が空の平面から傾いていることを示唆しています。
黒点番号の再調整: ステータス レポート
| Title |
Re-calibration_of_the_Sunspot_Number:_Status_Report |
| Authors |
F._Clette,_L._Lef\`evre,_T._Chatzistergos,_H._Hayakawa,_V._M._Carrasco,_R._Arlt,_E._W._Cliver,_T._Dudok_de_Wit,_T._Friedli,_N._Karachik,_G._Kopp,_M._Lockwood,_S._Mathieu,_A._Mu\~noz-Jaramillo,_M._Owens,_D._Pesnell,_A._Pevtsov,_L._Svalgaard,_I._G._Usoskin,_L._van_Driel-Gesztelyi,_J._M._Vaquero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02084 |
2015年にバージョン2.0のSNがリリースされた後、進行中のウルフ黒点数(SN)とグループ黒点数(GN)の再調整の進捗状況を報告します。2017年に結成された国際宇宙科学研究所(ISSI)の国際チームによる物理学と作業の概要は、歴史的な太陽黒点数データベースの拡張を続けながら、最適なSNおよびGN再構築方法を開発しています。データベース側では大幅な進歩がありましたが、提案されたさまざまなSNおよび(主に)GN再構成方法を成熟に近づけるためには、さらに多くの作業が必要です。その後、新しい再構成(またはその組み合わせ)を(a)と比較できますあらゆる正規化スキームに対するベンチマークの期待(例えば、時間をさかのぼる観測者の正規化係数の一般的な増加)、および(b)F10.7などの独立したプロキシデータシリーズおよび地球の乱されていない磁場の毎日の変動範囲。SNとGNの基盤となるデータベースの新しいバージョンは、2022年まで数年間利用可能になり、2024年にはこれら2つの時系列の次のバージョンがリリースされる予定です。
小さな投影分離を伴う分解された白色矮星-褐色矮星連星の発見: SDSS J222551.65+001637.7AB
| Title |
Discovery_of_a_resolved_white_dwarf-brown_dwarf_binary_with_a_small_projected_separation:_SDSS_J222551.65+001637.7AB |
| Authors |
Jenni_R._French,_Sarah_L._Casewell,_Trent_J._Dupuy,_John_H._Debes,_Elena_Manjavacas,_Emily_C._Martin,_Siyi_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02101 |
SDSSJ222551.65+001637.7ABの確認を、密接に分離され、分離された白色矮星-褐色矮星連星として提示します。GNIRSから分光法を取得し、ふたご座北面のNIRIから限定的な$K_s$バンドイメージングを取得しました。ターゲットはその構成要素に空間的に分解されます:10926$\pm$246K白色矮星、対数$g=8.214\pm0.168$、質量0.66$^{+0.11}_{-0.06}$M$_{\odot}$とL4褐色矮星の伴星は$0.9498\pm0.0022$"離れています。ソノラ・ボブキャットの進化モデルから伴星の基本的な特性を導出し、質量が$25-53$Mであることを発見しました。$_{\text{Jup}}$と半径$0.101-0.128$R$_{\odot}$の褐色矮星、1$\sigma$の信頼レベルで、年齢を決定するためにwdwarfdateを使用します$1.97^{+4.41}_{-0.76}$Gyr.運動学的分析は、この連星がおそらく厚い円盤のメンバーであることを示しています.連星までの距離は218$^{+14}_{-13}$pcであるため、連星の予測分離は207$^{+13}_{-12}$AUです。白色矮星の祖先が主系列にあった場合、連星分離は$69\pm5$AUでした。.SDSSJ222551.65+001637.7ABは、3番目に近い空間分解された白色矮星-褐色矮星連星です。GD165ABおよびPHL5038ABの後。
太陽風乱流におけるマルチフラクタリティの起源: 電流シートの役割
| Title |
Origin_of_Multifractality_in_Solar_Wind_Turbulence:_the_Role_of_Current_Sheets |
| Authors |
Leonardo_F._Gomes,_Tiago_F._P._Gomes,_Erico_L._Rempel,_Silvio_Gama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02118 |
この作業では、マルチフラクタルフレームワークを提案して、太陽風の乱流におけるカレントシートの影響を調査します。マルチフラクタルトレンド除去変動解析とサロゲート法およびボラティリティを組み合わせて使用することにより、2つの太陽風磁場時系列が調査されます。現在のシートフリーシリーズには極端なイベントの断続的なバーストがないにもかかわらず、両方のシリーズが強くマルチフラクタルであることが示されていますが、現在のシートフリーシリーズは構造関数のスケーリング指数に対してほぼ線形の動作を示します。ロングレンジ相関は、現在のシートのないシリーズのマルチフラクタリティの主な原因であることが示されていますが、現在のシートのあるシリーズのマルチフラクタリティの原因は、ヘビーテール分布と非線形相関の組み合わせです。両方の時系列のマルチフラクタル性は、pモデルを使用したエネルギーカスケードプロセスに関連付けられることが正式に示されています。
小惑星質量の原始ブラック ホール周辺の超放射アクシオン雲
原始ブラックホールの周りの超放射不安定性を介して形成されたアクシオン雲のダイナミクスと観測シグネチャを分析し、質量範囲$10^{14}-10^{18}$kgに焦点を当てます。アクシオンの自己相互作用の主要な効果を考慮に入れ、これらが各雲内で生成されるアクシオンの数を制限しているにもかかわらず、多数の超放射アクシオンがブラックホールの重力ポテンシャルから解放され、銀河間媒体に蓄積することを示します。それらの脱出速度に応じて、ホスト銀河でさえ。これは、原始ブラックホールの暗黒物質が、原始ブラックホールの質量とスピンに応じて、0.1eVから1MeVの範囲の質量を持つ、非相対論的アクシオンのかなりの数の天体物理学的集団につながる可能性があることを意味します。次に、そのようなアクシオンが光子に結合する場合、主にスペクトルのX線およびガンマ線バンドでの銀河および銀河外のバックグラウンドフラックスへのそれらの寄与が、広範囲のパラメーターの現在の観測限界をすでに超えていることを示します。したがって、除外されます。最後に、原始ブラックホールとアクシオンのこの共存をさらに調査するために、アテナX線望遠鏡の展望を示します。
火星と海の世界で氷床コア科学を可能にする
| Title |
Enabling_Ice_Core_Science_on_Mars_and_Ocean_Worlds |
| Authors |
Alexander_G._Chipps,_Cassius_B._Tunis,_Nathan_Chellman,_Joseph_R._McConnell,_Bruce_Hammer,_Christopher_E._Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.01869 |
地球上の氷床は、火山活動、惑星の気候、および生命の広範な記録を提供します。火星では、そのような記録は数千万年から数億年(My)までさかのぼる可能性がありますが、地球ではほんの数Myです。ここでは、コンパクトな装置である氷科学用メルター昇華装置(MSIS)を提案して実証し、その潜在的な使用例について説明します。氷床コアの分析における現在の使用と同様に、MSISを下流の元素分析、化学分析、および生物学分析にリンクすることで、火星が火山活動を行っているかどうか、または最近の過去に火山活動があったかどうかに対処し、アマゾン後期の詳細な気候史の作成を可能にすることができます。、そして氷床に保存された地下生命の証拠を探します。昇華機能は、その場分析の予備濃縮器として機能するだけでなく、宇宙線生成核種などの希少物質の収集を可能にし、地球に戻して、近くの超新星や長期的な爆発の記録を確認および拡大するために使用できます。宇宙天気の傾向。エウロパやエンケラドゥスなどの海洋世界へのミッションには氷の処理が含まれ、そこでMSISは下流の湿式化学分析用の液体サンプルを提供します。このように、当社の溶融昇華システムを組み合わせることで、太陽物理学、居住性、宇宙生物学におけるさまざまな問題に対処することができます。
効果的なスカラー テンソル理論における FRW 宇宙の相転移と臨界現象
Horndeskiクラスに属する有効なスカラーテンソル理論の枠組みでFRW(Friedmann-Robertson-Walker)宇宙の相転移と臨界現象を見つけます。この理論では、FRW宇宙の熱力学的圧力(一般化された力)$P$を完全流体の仕事密度$W$と同一視します。これは、熱力学の第1法則から直接読み取った自然な定義です。この理論でFRW宇宙の熱力学的状態方程式$P=P(V,T)$を導出し、その$P$-$V$相転移と臨界現象について徹底的に議論します。臨界指数を計算し、それらが平均場理論と同じであることを示し、スケーリングの法則に従うことを示します。
ゲルセンシュタイン効果の簡単な導出
1961年にGertsenshteinが示したように、外部磁場は、ニュートリノフレーバー振動に類似した方法で重力子状態と光子状態の混合を触媒することができます。最初に、FreemanDysonの未発表のメモに基づく方法によるメカニズムの直接的な導出を提示します。次に、彼の方法を拡張して境界条件を含め、Boccalettiらの結果を取得します。重力子状態と光子状態の間の結合は非常に弱いが、中性子星$\sim10^{14}$Gの周りの大きな磁場がゲルツェンシュタイン効果を重力子のもっともらしい源にすることを我々は指摘する。実際、「原則として」観測可能な結果は、フィールドに平行な方向と垂直な方向との間での中性子星の光学的明るさの変化であろう。ゲルツェンシュタイン効果と同じプロセスであり、そのため、一般的なメカニズムは、天体物理学および宇宙論の幅広い関心の対象となる可能性があります。
非極小物質-曲率結合による重力理論とデ・シッター沼地予想
| Title |
Theories_of_gravity_with_nonminimal_matter-curvature_coupling_and_the_de_Sitter_swampland_conjectures |
| Authors |
Orfeu_Bertolami,_Cl\'audio_Gomes,_Paulo_M._S\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02109 |
物質と曲率の間の非最小結合を伴う重力の代替理論の文脈で、単一のスカラー場によって駆動されるインフレーション解が弦理論におけるド・シッター解の出現に関する湿地予想と調和できるかどうかを議論します。スローロール条件は、そのような重力の代替理論におけるかなり一般的なインフレーションの解決策についての湿地帯の予想と両立しないことがわかりました。
月軌道プラットフォームのための宇宙プラズマ物理科学の機会 - ゲートウェイ
| Title |
Space_Plasma_Physics_Science_Opportunities_for_the_Lunar_Orbital_Platform_-Gateway |
| Authors |
Iannis_Dandouras_(IRAP),_Matt_G_G_T_Taylor,_Johan_de_Keyser,_Yoshifumi_Futaana,_Ruth_A_Bamford,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Jean-Yves_Chaufray,_Dragos_Constantinescu,_Elisabetta_de_Angelis,_Pierre_Devoto,_Jonathan_Eastwood,_Marius_Echim,_Philippe_Garnier,_Benjamin_Grison,_David_Hercik,_Helmut_Lammer,_Andr\'e_Laurens,_Fran\c{c}ois_Leblanc,_Anna_Milillo,_Rumi_Nakamura,_Lubom\'ir_P\v{r}ech,_Elias_Roussos,_\v{S}t\v{e}p\'an_\v{S}tver\'ak,_Julien_Forest,_Arnaud_Trouche,_S\'ebastien_L_G_Hess,_Jean-Charles_Mateo-_V\'elez,_James_Carpenter,_Josef_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02189 |
月軌道プラットフォームゲートウェイ(LOPゲートウェイ、または単にゲートウェイ)は、2020年代半ばから、NASAおよびESAを含む国際パートナー組織によって月の近くで組み立てられ、運用される有人プラットフォームです。基礎および応用科学研究に新たな機会を提供します。月は、深宇宙のプラズマ環境を研究するためのユニークな場所です。さらに、月面と表面に囲まれた外気圏はこの環境と相互作用しており、複雑なマルチスケールの相互作用システムを構成しています。この論文では、宇宙プラズマ物理学、太陽物理学、および宇宙天気の分野でゲートウェイに外部に取り付けられたペイロードによって提供される機会を調べますが、月の近くにある居住プラットフォームに対する宇宙環境の影響も調べます。次に、これらの宇宙プラズマの測定と観測を実行するために必要なモデルペイロードの概念設計を示します。その結果、Gatewayは宇宙プラズマ物理学の研究に非常に適していることがわかりました。これにより、学際的な次元を持つ一連の科学的目標に取り組むことができます。
