宇宙時間を通じた暗黒物質ハローの集合状態の最適な指標の選択について
| Title |
On_the_choice_of_the_most_suitable_indicator_for_the_assembly_state_of_dark_matter_haloes_through_cosmic_time |
| Authors |
David_Vall\'es-P\'erez,_Susana_Planelles,_\'Oscar_Monllor-Berbegal,_and_Vicent_Quilis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02253 |
銀河と銀河団、およびそれらの高赤方偏移前駆体の動的状態と形態学的特徴は、それらの集合の歴史と密接に関連しており、そのような宇宙構造の形成と進化に関する重要な情報をエンコードしています。観測された構造の集合状態の最適な指標を見つけるための最初のステップとして、適度な体積の宇宙論的シミュレーションを使用して、合併および/または強い降着を受けている暗黒物質のハローを区別できる指標の最良の定義を批判的に調べますリラックスした進化を実験しているハローから。暗黒物質のハローの中心オフセット、ビリアル比、平均動径速度、スパース性、楕円率の組み合わせを使用して、これらのパラメーターのしきい値とその相対的な重みが赤方偏移でどのように変化し、可能な限り最良の分類を提供するかを調べます。これにより、ハローのサンプルを完全に緩和されたサブサンプル、わずかに緩和されたサブサンプル、および緩和されていないサブサンプルに分割できます。得られた分類は、シミュレーションデータ全体から抽出された完全な合併ツリーの分析から得られた合併活動と強く相関しています。さまざまな指標が赤方偏移とハロー質量にどのように依存するか、およびハローの真のアセンブリ履歴によりよく一致するそれらの最適な組み合わせに関する結果は、観測データに適用可能な一連の適切な指標を見つけるための関連するヒントになる可能性があります。
次世代分光サーベイのための宇宙論的フィッシャー予測
| Title |
Cosmological_Fisher_forecasts_for_next-generation_spectroscopic_surveys |
| Authors |
William_d'Assignies_D._(1,2,3),_Cheng_Zhao_(1),_Jiaxi_Yu_(1)_and_Jean-Paul_Kneib_(1)_((1)_Laboratory_of_Astrophysics_\'Ecole_Polytechnique_F\'ed\'erale_de_Lausanne,_Switzerland,_(2)_Institut_de_F\'isica_d'Altes_Energies,_Spain,(3)_Physics_institute_of_the_\'Ecole_Normale_Sup\'erieure_PSL,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02289 |
MegaMapper、MUltiplexedSurveyTelescope(MUST)、MaunaKeaSpectroscopicExplorer(MSE)、WideSpectroscopicTelescope(WST)などの次世代の分光調査では、銀河/クエーサーの赤方偏移の数が1桁増加すると予測されています。$z>2$で測定される数百万のスペクトル。バリオン音響振動(BAO)、赤方偏移空間歪み(RSD)測定、非ガウス振幅$f_{\rmNL}$、および総ニュートリノ質量$M_\に関するこれらの調査に対して、フィッシャー行列解析を実行します。ニュードル。BAOおよびRSDパラメーターの場合、これらの調査はサブパーセントレベル(<0.5パーセント)の精度を達成する可能性があり、これは10倍の改善を表します。最新のデータベース。NGの場合、これらの調査は$\sigma(f_{\rmNL})\sim1$の精度に達する可能性があります。彼らはまた、$\sigma(M_\nu)\sim0.02\,\rmeV$を$\sigma(M_\nu)\sim0.02\,\rmeV$で$M_\nu$に厳しい制約を課すこともできます。他のデータと。さらに、機器設備と調査戦略を考慮して、トレーサーの宇宙体積と数密度を導き出すために、一般的な調査モデルを導入します。フィッシャーの形式を使用して、幅広い調査観測パラメーターを(継続的に)調査し、宇宙論的制約を最適化するさまざまな調査戦略を提案できます。ファイバー数と調査期間を固定すると、$f_{\rmNL}$および$M_\nu$測定の最善の戦略は、ノイズの増加にもかかわらず、大量を観察することであることがわかります。ただし、見かけのマグニチュード限界については戦略が異なります。最後に、ファイバー数を増やすと$M_{\nu}$の測定値は向上しますが、$f_{\rmNL}$は大幅に改善されないことを証明します。
暗黒物質スパイクにおけるコンパクトなバイナリ合併率
| Title |
Compact_Binary_Merger_Rate_in_Dark-Matter_Spikes |
| Authors |
Saeed_Fakhry,_Zahra_Salehnia,_Azin_Shirmohammadi,_Mina_Ghodsi_Yengejeh,_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02349 |
現在、銀河ハローの中心に超大質量ブラックホール(SMBH)が存在することがほぼ確認されています。銀河ハローの中心でSMBHが断熱的に成長する場合、その周囲に暗黒物質スパイクとして知られる非常に高密度の領域が形成されると予想されます。この作業では、球状および楕円体の崩壊を伴うハローモデルを考慮しながら、ダークマタースパイクにおけるコンパクト連星の合併率を計算します。私たちの調査結果は、楕円体崩壊ダークマターハローモデルがコンパクト連星の合併率の向上をもたらす可能性があることを示しています。最後に、私たちの結果は、原始ブラックホール連星の合体率がLIGOVirgo検出器によって推定された結果と一致していることを確認していますが、そのような結果は原始ブラックホール-中性子星連星では実現できません。
原始ブラックホール(PBH)は、さまざまな形成メカニズムを介して多くのモデルで予測されています。PBHの起源を特定することは、PBHの存在を調査することと同じくらい重要です。小惑星質量のPBH[$\mathcal{O}(10^{17})~{\rmg}\lesssimM\lesssim\mathcal{O}(10^{22})~{\rmg}$]は、ホーキング放射からのガンマ線と初期宇宙からの確率的重力波(GW)を伴っています。原始曲率摂動、一次相転移、または宇宙ストリングからの崩壊を含む4つの具体的な形成メカニズムを検討し、現象論的研究のために各メカニズムの拡張PBH質量関数を導き出します。結果は、ガンマ線とGW信号を組み合わせることで、最大$\mathcal{O}(10^{19})~{\rmg}$までのPBHをプローブし、それらの物理的起源を特定できることを示しています。
次世代銀河と 21 cm 強度マッピング調査の組み合わせによる原始非ガウス性の制約
| Title |
Constraining_primordial_non-Gaussianity_by_combining_next-generation_galaxy_and_21_cm_intensity_mapping_surveys |
| Authors |
Sheean_Jolicoeur,_Roy_Maartens,_Simthembile_Dlamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02406 |
物質分布の調査には、原始宇宙で生成された可能性のある非ガウス性に関する「化石」情報が含まれています。この原始的な信号は、宇宙分散が最も強い最大規模でのみ存続します。マルチトレーサーアプローチでさまざまな調査を組み合わせることにより、宇宙分散を抑制し、原始非ガウス性レベルの精度を大幅に向上させることができます。最近開始されたDESIサーベイのような光学銀河サーベイと、今後のSKAOサーベイのような21cm強度マッピングサーベイという新しい非常に異なるタイプのサーベイの組み合わせを検討します。ローカルの原始非ガウス性パラメーター$f_{\mathrm{NL}}$の精度のフィッシャー予測は、このマルチトレーサーの組み合わせが、重複しない単一トレーサー情報とともに、からの精度に匹敵する精度を提供できることを示していますCMB。強度マッピングにおける最大の体系的、つまり前景汚染を考慮すると、$\sigma(f_{\mathrm{NL}})\sim3$が見つかります。
| Title |
Stochastic_gravitational_wave_background_from_the_collisions_of_dark_matter_halos |
| Authors |
Qiming_Yan,_Xin_Ren,_Yaqi_Zhao,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02414 |
暗黒物質(DM)ハロー衝突、すなわち銀河と銀河団の衝突が、重力制動放射を介して、確率的重力波背景に与える影響を初めて調べた。最初に、点質量と線形摂動理論を仮定して、単一の衝突イベントの重力波信号を計算します。次に、宇宙におけるすべての暗黒物質衝突の集合的な効果のエネルギースペクトルの計算に進みます。DMハローの衝突率に関しては、拡張Press-Schechter(EPS)理論によって計算されるDMハローの数密度と、与えられる単一のDMハローの衝突率の積によって与えられることを示します。宇宙論的進化による物質密度の線形成長率の関数を使用したシミュレーション結果による。したがって、すべての質量範囲と距離範囲を統合して、最終的にDMハロー衝突によって作成された確率的重力波背景のスペクトルを抽出します。我々が示すように、確率的重力波背景への結果としての寄与は、$f\approx10^{-9}Hz$であり、超大質量ブラックホールの合体などの他のGWソースよりもはるかに小さい。ただし、非常に低い周波数帯域では、より大きくなります。現在の観測感度では検出できませんが、将来的にはPTAによってアクセスできるようになる可能性があります。この場合、信号の重複を区別する技術を使用して分離し、宇宙研究に使用する必要があります。
CSST分光銀河とMeerKAT中性水素強度マッピング調査の相互相関予測
| Title |
Cross-Correlation_Forecast_of_CSST_Spectroscopic_Galaxy_and_MeerKAT_Neutral_Hydrogen_Intensity_Mapping_Surveys |
| Authors |
Yuer_Jiang,_Yan_Gong,_Meng_Zhang,_Qi_Xiong,_Xingchen_Zhou,_Furen_Deng,_Xuelei_Chen,_Yin-Zhe_Ma,_and_Bin_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02540 |
中性水素(HI)21cm強度マッピングのデータを銀河調査と相互相関させることは、天体物理学および宇宙論の情報を抽出する効果的な方法です。この作業では、MeerKATシングルディッシュモードHI強度マッピングと中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)分光銀河調査の相互相関を調べます。Multi-DarkN-bodyシミュレーションを使用して、$z=0.5$でMeerKATおよびCSSTサーベイの$\sim300$$\mathrm{deg}^2$のサーベイエリアをシミュレートします。PCAアルゴリズムを適用してHI強度マッピングの前景を除去し、前景除去プロセスによって発生するHI銀河クロスパワースペクトルの信号損失の問題を解決するために、信号補償が考慮されます。CSSTgalaxyautoおよびMeerKAT-CSSTクロスパワースペクトルから、パラメータ積$\Omega_{\rmHI}b_{\rmHI}r_{{\rmHI},g}$の制約精度が$\sim1\%$、これは現在の結果よりも約1桁高い値です。5000deg$^2$の調査エリアで完全なMeerKATHI強度マッピング調査を実行した後、精度を$<0.3\%$に高めることができます。これは、MeerKAT-CSST相互相関が、宇宙のHI特性と銀河と宇宙の進化を調べるための強力なツールになり得ることを意味します。
21cm線天文学と新しい物理学の制約
21cmの信号は、宇宙で最初の世代の発光体が形成された時期についての洞察を提供するための宝庫のようです。水素は、宇宙の夜明け(CD)における全バリオン物質の主要な部分です。したがって、21cm信号を使用してCD中に物理学を研究することは便利で有利です。エキゾチックなエネルギー源が存在すると、銀河間媒体(IGM)にエネルギーが注入され、ガスが加熱されます。その後、グローバル21cm信号の吸収振幅を変更できます。この機能は、IGMガスへのエネルギー注入のそのようなソースにロバストな境界を提供できます。
TDCOSMO. XIII。レンズ銀河の空間的に分解された恒星運動学を使用した、レンズ時間遅延からのハッブル定数測定の改善
| Title |
TDCOSMO._XIII._Improved_Hubble_constant_measurement_from_lensing_time_delays_using_spatially_resolved_stellar_kinematics_of_the_lens_galaxy |
| Authors |
Anowar_J._Shajib,_Pritom_Mozumdar,_Geoff_C.-F._Chen,_Tommaso_Treu,_Michele_Cappellari,_Shawn_Knabel,_Sherry_H._Suyu,_Vardha_N._Bennert,_Joshua_A._Frieman,_Dominique_Sluse,_Simon_Birrer,_Frederic_Courbin,_Christopher_D._Fassnacht,_Lizvette_Villafa\~na,_Peter_R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02656 |
強いレンズ時間遅延により、他の従来の方法とは独立してハッブル定数($H_{0}$)を測定できます。時間遅延コスモグラフィーの精度に対する主な制限は、質量シート縮退(MSD)です。以前のTDCOSMO分析のいくつかは、レンズ銀河の質量密度プロファイルに関する標準的な仮定を行うことでMSDを破り、7つのレンズから2%の精度に達しました。ただし、このアプローチでは、$H_0$の測定値に偏りが生じたり、誤差を過小評価したりする可能性があります。この作業では、初めて、KeckCosmicWebImager分光法から得られたRXJ1131$-$1231のレンズ銀河の空間分解運動学を使用して、以前に公開された時間遅延とハッブル宇宙望遠鏡から派生したレンズモデルを組み合わせて、MSDを破りました。イメージング。このアプローチにより、$H_0$を確実に見積もることができ、最大限に柔軟な質量モデルを効果的に実装できます。ブラインド分析に続いて、レンズ銀河までの角度直径距離$D_{\rmd}=865_{-81}^{+85}$Mpcと時間遅延距離$D_{\Deltat}=2180_を推定します。{-271}^{+472}$Mpc、$H_0=77.1_{-7.1}^{+7.3}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$を与える-フラット$\Lambda$冷たい暗黒物質の宇宙論。エラーバジェットは、レンズの質量プロファイルと視線効果に固有のMSD、および質量異方性の縮退と投影効果に関連するものを含む、すべての不確実性を説明します。私たちの新しい測定値は、この単一のシステムの標準的な単純にパラメータ化された質量プロファイルを使用して過去に得られたものと非常によく一致しています($H_0=78.3^{+3.4}_{-3.3}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)および7レンズの場合($H_0=74.2_{-1.6}^{+1.6}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)、または7レンズの場合単一開口運動学と、私たちが使用したのと同じ最大限に柔軟なモデル($H_0=73.3^{+5.8}_{-5.8}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)を使用します。この合意は、時間遅延コスモグラフィーの方法論を裏付けるものです。
冥王星・カロンの月系相互相互作用と強制周波数の軌道解析
環境。冥王星・カロン系の4つの小さな衛星、ステュクス、ニクス、ケルベロス、ヒドラの軌道は周連星であり、前者は連星矮小惑星を形成します。その結果、それらのそれぞれの軌道は、中央連星と相互の重力相互作用によって生じる多くの周波数によって特徴付けられます。ねらい。この作業では、高速フーリエ変換を使用して、これらの強制周波数の最も顕著なものを特定します。メソッド。半解析的方法と数値的方法の2つの方法が実装され、比較が行われています。結果。結果は、最初の近似として、離心率がゼロに設定されていても、冥王星とカロンによって引き起こされる一連の必然的な振動の重ね合わせとして月の軌道をうまくモデル化できることを示しています。さらに、相互の重力効果は長期的な進化において重要であり、特に軽い衛星であるStyxとKerberosでは、パワースペクトルの低周波領域を支配するモードを活性化します。これは、月を1つだけ含めた連星惑星と6体系全体のシミュレーションを比較することで明らかになります。これらのモードは長い統合時間で顕著になり、システムの明るい月の軌道に影響を与える可能性があります。
| Title |
A_framework_for_the_architecture_of_exoplanetary_systems._II._Nature_versus_nurture:_Emergent_formation_pathways_of_architecture_classes |
| Authors |
Lokesh_Mishra,_Yann_Alibert,_St\'ephane_Udry,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02373 |
このシリーズの最初の論文では、システムレベルで惑星系のアーキテクチャを特徴付けるためのモデルに依存しないフレームワークを提案しました。惑星系のアーキテクチャには、類似、混合、反秩序、秩序の4つのクラスがあります。この論文では、これらの4つのアーキテクチャクラスにつながる形成経路を調査します。システムの最終的な(質量)アーキテクチャを彫刻する際の自然と育成の役割を理解するために、ベルンモデルを使用して、アーキテクチャフレームワークを合成惑星システム(コア付加によって形成される)に適用します。一般的なパターンは、4つのアーキテクチャクラスの形成経路に現れます。初期固体質量が木星質量の1未満である原始惑星系円盤から出現するほとんどすべての惑星系は類似しています。より重いディスクから出現したシステムは、混合、逆順序、または順序付きになる可能性があります。動的相互作用(惑星-惑星、惑星-ディスク)の増加は、システムのアーキテクチャを混合から反秩序、秩序へとシフトする傾向があります。私たちのモデルは、新しい金属性とアーキテクチャの相関関係の存在を予測しています。同様の星系は、金属量の少ない星の周りに非常に多く出現します。金属量の増加に伴い、反順序クラスおよび順序クラスの発生が増加します。混合アーキテクチャの発生は、金属量の増加とともに最初に増加し、次に減少します。私たちの合成惑星系では、自然の役割は養育の役割から切り離されています。自然(または初期条件)は、システムのアーキテクチャが類似するかどうかを事前に決定します。それ以外の場合、育成は、システムが混合、逆順序、または順序付きになるかどうかに影響します。水が豊富な世界のみをホストするいくつかの惑星系を説明するために、「アーリャバタ形成シナリオ」を提案します。この論文の結果を支持または反駁する可能性のある将来の観察的および理論的研究の議論で、この論文を終了します。
| Title |
A_framework_for_the_architecture_of_exoplanetary_systems._I._Four_classes_of_planetary_system_architecture |
| Authors |
Lokesh_Mishra,_Yann_Alibert,_St\'ephane_Udry,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02374 |
システムレベルで系外惑星系のアーキテクチャを研究するためのモデルに依存しない新しいフレームワークを提示します。このフレームワークにより、個々の惑星系のアーキテクチャを特徴付け、定量化し、分類することができます。この取り組みにおける私たちの目的は、単一の惑星系内のさまざまな惑星量の配置と分布を研究するための体系的な方法を生み出すことです。惑星系アーキテクチャの空間を、類似、混合、逆秩序、秩序の4つのクラスに分割することを提案します。私たちのフレームワークを観測された合成多惑星系に適用し、それによって質量、半径、密度、コア質量、およびコア水の質量分率のアーキテクチャを研究しました。システムの(大規模な)アーキテクチャと他のプロパティとの関係を調査しました。私たちの研究は、次のことを示唆しています。(a)同様のアーキテクチャは、惑星形成の最も一般的な結果です。(b)惑星の内部構造と組成は、それらのシステムアーキテクチャとの強い関連性を示しています。(c)ほとんどのシステムは、コアマスアーキテクチャからマスアーキテクチャを継承します。(d)アイスライン内で始まり、その場で形成されたほとんどの惑星は、同様のアーキテクチャを持つシステムで発見されます。(e)ほとんどの逆秩序星系は湿った惑星が豊富であると予想されますが、観測されたほとんどの質量秩序星系は多くの乾燥した惑星を持つと予想されます。理論とよく一致して、観察は一般に、密度アーキテクチャが類似、混合、または逆順序であるシステムの発見に偏っていることがわかります。この研究では、理論と観察を理解するための新しい質問と新しいパラメーター空間を調べます。将来の研究では、私たちのフレームワークを利用して、個々の惑星の知識だけでなく、惑星系全体の多面的なアーキテクチャも制限する可能性があります。また、居住可能な世界をホストする際のシステムアーキテクチャの役割についても推測します。
木星のダイナミックな潮汐と内部構造の役割
環境。探査機ジュノーは、木星の潮汐応答と内部構造に重要な制約を与える、非常に正確な潮汐ラブ数を取得しました。ねらい。これらの観測結果を活用するためには、特定の内部モデルに対する木星の潮汐応答を正確に計算するためのアプローチを開発し、内部構造の役割を調査する必要があります。メソッド。疑似スペクトル法を使用して、圧縮性、自己重力、回転および粘性流体体の線形化された潮汐方程式を直接解きます。コリオリ力は完全に考慮されますが、遠心力は無視されます。特定の惑星内部モデルの潮汐ラブ数の実数部と虚数部を同時に取得できます。結果。木星の3つの単純な内部モデルの潮汐応答を計算します。これらのモデルには、コンパクトな剛性コアまたは拡張希薄コアが含まれる可能性があります。我々が検討するすべてのモデルは、動的潮汐による分数補正$\Deltak_{22}\approx-4\%$を説明できますが、観測された$\Deltak_{42}\approx-11\%を調整するのは困難です。高次の潮の愛の数の$。ガリレオ衛星に関連する潮汐周波数で、コリオリ力が拡張希薄コアの重力モードを大幅に変更することを示します。外側の領域に薄い安定した層が存在する場合、木星の潮汐応答にも影響を与えることを示しています。
月のマントルの底に半溶融層はありますか?
| Title |
Is_there_a_semi-molten_layer_at_the_base_of_the_lunar_mantle? |
| Authors |
Michaela_Walterov\'a_(1),_Marie_B\v{e}hounkov\'a_(2)_and_Michael_Efroimsky_(3)_((1)_Institute_of_Planetary_Research,_German_Aerospace_Center_(DLR),_Berlin,_Germany,_(2)_Department_of_Geophysics,_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_Charles_University,_Prague,_Czech_Republic,_(3)_US_Naval_Observatory,_Washington_DC,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02476 |
ラブ数$k_2$と潮汐の質係数$Q$によってパラメータ化され、月のレーザー測距(LLR)から推測されると、月の潮汐散逸は予期せぬ周波数依存性に従います。コアとマントルの境界を取り囲んでいます。この多かれ少なかれ標準的な解釈の範囲内で、基底層の粘度は$10^{15}$から$10^{16}$Pasのオーダーである必要があり、その外側の半径は深い月震のゾーンにまで及ぶと予測されています。これらの予測を岩石の機械的特性と一致させることは難しいかもしれませんが、基底層のない代替の月内部モデルは、潮汐$Q$の周波数依存性に適合できないと言われています。私たちの論文の目的は、月の潮汐$Q$の周波数依存性が、根深い部分融解を必要とせずに解釈できる条件を説明することです。マントルがSundberg-Cooperレオロジーによって記述される単純化された月のモデルを考案し、望ましい周波数依存性を生じさせるマントル内の弾性的に調整された粒界滑りの緩和強度と特徴的な時間スケールを予測します。この代替モデルの開発に加えて、従来のモデルを基底部分融解でテストします。そして、2つのモデルは、利用可能なセレノデティック測定では互いに区別できないことを示しています。月の潮汐消散の性質に関する追加の洞察は、より高度なラブ数と品質係数の測定、または月の裏側の地震学によって得ることができます。
CARMENES は、M 型矮星、Wolf 1069 b の周りの太陽系外惑星を探します: 近くの非常に低質量の星のハビタブル ゾーンにある地球質量の惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs,_Wolf_1069_b:_Earth-mass_planet_in_the_habitable_zone_of_a_nearby,_very_low-mass_star |
| Authors |
D._Kossakowski,_M._K\"urster,_T._Trifonov,_Th._Henning,_J._Kemmer,_J._A._Caballero,_R._Burn,_S._Sabotta,_J._S._Crouse,_T._J._Fauchez,_E._Nagel,_A._Kaminski,_E._Herrero,_E._Rodr\'iguez,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_I._Ribas,_A._Reiners,_J._Aceituno,_V._J._S._B\'ejar,_D._Baroch,_S._T._Bastelberger,_P._Chaturvedi,_C._Cifuentes,_S._Dreizler,_S._V._Jeffers,_R._Kopparapu,_M._Lafarga,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_S._Mart\'i_n-Ruiz,_D._Montes,_J._C._Morales,_E._Pall\'e,_A._Pavlov,_S._Pedraz,_V._Perdelwitz,_M._P\'erez-Torres,_M._Perger,_S._Reffert,_C._Rodr\'iguez_L\'opez,_M._Schlecker,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_Y._Shan,_A._Shields,_S._Stock,_E._Wolf,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02477 |
比較的近く($d\sim$9.6pc)で低質量($0.167\pm0.011M_\odot$)M5.0V星、Wolf1069。主星から$0.0672\pm0.0014$au離れたところに座っていると、Wolf1069bはハビタブルゾーン(HZ)に置かれ、$の入射フラックスを受け取ります。S=0.652\pm0.029S_\oplus$.惑星の信号は、CARMENESスペクトログラフからのテルリック補正された動径速度(RV)データを使用して検出され、ほぼ4年間にわたる合計262の分光観測に相当します。RVには追加の長周期信号があり、そのうちの1つは恒星の自転周期に起因すると考えられています。これは、OSNおよびTJO機能を使用してアーカイブ測光(MEarthおよびSuperWASPなど)を補完する新しい十分にサンプリングされた監視キャンペーンを含む、測光分析のおかげで可能になり、これにより更新された回転周期範囲$P_{rot}が得られました。=150-170$d、可能性のある値は$169.3^{+3.7}_{-3.6}$dです。CARMENESスペクトルによって提供される星の活動指標は、信号のエイリアシングやスポットの進化などの可能性のある要因のために正確ではありませんが、同様に遅い回転期間の証拠を示しています。私たちの検出限界は、公転周期が10日未満で、地球の1質量よりも大きな惑星が他に存在する可能性を除外できることを示しており、おそらくWolf1069bには激しい形成の歴史があったことを示唆しています。この惑星は、プロキシマケンタウリb、GJ1061d、ティーガーデンズスターc、GJ1002bおよびcに続いて、保守的なHZに位置する6番目に近い地球質量惑星でもあります。通過していないにもかかわらず、Wolf1069bは、将来の3次元気候モデルでさまざまな居住可能性のケースを調査したり、サブミリ秒$^{-1}$RVキャンペーンで潜在的な内部亜地球質量を検索したりするための非常に有望なターゲットです。惑星形成理論をテストするための惑星。
原始太陽系星雲における揮発性物質貯留層の進化
| Title |
Evolution_of_the_reservoirs_of_volatiles_in_the_protosolar_nebula |
| Authors |
Antoine_Schneeberger,_Olivier_Mousis,_Artyom_Aguichine_and_Jonathan_I._Lunine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02482 |
巨大惑星で観測された揮発性物質のスーパーソーラーの豊富さは、原始太陽系星雲での揮発性物質の形成時に組成勾配が存在したことを示唆しています。この勾配を説明するために、いくつかの研究では、微量種の半径方向輸送と、円盤で形成された固体と蒸気の存在量プロファイルに対するアイスラインの影響が調査されています。ただし、これらのモデルは、原始太陽系星雲の進化中に純粋な凝縮体または非晶質の氷の形で固体が存在することのみを考慮しています。彼らは通常、クラスレートの結晶化と不安定化の可能性を無視し、豊富な水とこれらの結晶形のそれらの間の結果として生じる相互作用を無視します。この研究は、原始太陽系星雲で考えられるすべての固相(純粋な凝縮体、アモルファス氷、およびクラスレート)を一緒に考慮することによって、この種の調査をさらに推進することを目的としています。この目的のために、蒸気相での微量種の進化、および塵と小石のダイナミクスを記述するモジュールと組み合わせた1次元(1D)の原始惑星系円盤モデルを使用しました。ここでは、H$_2$O、CO、CO$_2$、CH$_4$、H$_2$S、N$_2$、NH$_3$、Ar、Kr、Xe、およびPHを含む11の重要な種が考慮されています。$_3$。原始太陽系星雲の初期条件の2つのセットが調査されます。最初のシナリオでは、円盤は当初、純粋な凝縮体の形の氷の粒子で満たされています。この場合、クラスレートが結晶化し、その結晶化線で初期存在量の最大約10倍の濃縮ピークを形成できることを示します。2つ目のシナリオでは、揮発性物質が非晶質粒子の形で原始太陽系星雲に運ばれました。この場合、クラスレートの存在は、それらの形成領域に利用可能な結晶水氷がないため不可能です。純粋な凝縮体の濃縮ピークも、初期存在量の約7倍まで、雪線を越えて形成されます。
遷移円盤から形成される惑星系の長期安定性
| Title |
Longterm_Stability_of_Planetary_Systems_formed_from_a_Transitional_Disk |
| Authors |
Rory_Bowens,_Andrew_Shannon,_Rebekah_Dawson,_and_Jiayin_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02486 |
遷移円盤は原始惑星系の円盤で、中心に大きくて深い穴がガス中にあり、若い惑星によって刻まれた可能性があります。Dong,R.,&Dawson,R.2016,ApJ,825,7円盤の段階でそのようなギャップを切り開いて維持することができる複数の巨大惑星を持つシミュレートされたシステム。ここでは、ディスク散逸後10Gyrのシステムを進化させることによってシミュレーションを継続し、結果として得られるシステムアーキテクチャを、軌道の離心率や共鳴などの観測された巨大惑星の特性と比較します。シミュレートされたシステムには、観測された巨大な太陽系外惑星と比較して、不均衡に多数の円軌道が含まれていることがわかります。不安定になるシミュレートされたシステムでは大きな偏心率が生成されますが、不安定になるシステムはほとんどありません。これは、キャビティを維持するためにガスディスク段階で安定した状態を維持する必要があるためと考えられます。また、遷移円盤に影響された初期条件が、成熟したホスト星を周回する2:1共鳴システムの観測された若い年齢を説明できるかどうかも調べます。多くのシミュレートされた惑星のペアは、ガス円盤の段階で2:1の共鳴に固定されますが、分裂したものは、最初の10Myr以内に早期に分裂する傾向があります。私たちの結果は、遷移円盤を切り開いて維持できる巨大惑星系は、観測された巨大惑星の直接の前身ではないことを示唆しています。これは、遷移円盤の空洞が異なる起源を持っているか、惑星を密集させる収束移動などの別のプロセスが関与しているためです。移行ディスク段階の終わりに。
ニュートン重力に対する湯川補正を用いた二体問題の力学と安定性の再検討と太陽系への数値的適用
| Title |
Dynamics_and_stability_of_the_two-body_problem_with_Yukawa_correction_to_Newton's_gravity,_revisited_and_applied_numerically_to_the_solar_system |
| Authors |
Nawras_Abo_Hasan_(Damascus_Univ.),_Nabil_Joudieh_(Damascus_Univ.)_and_Nidal_Chamoun_(HIAST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02498 |
この原稿では、ハミルトンの定式化を使用したニュートンの重力ポテンシャルの湯川型補正について、2体天体系(惑星-太陽)の運動を概説します。対応する線形化ヤコビ行列を使用して安定性を再検討し、バートランドの定理条件が半径$\ll10^{15}m$に対して満たされていることを確認し、拘束閉軌道が期待されます。太陽系に適用して、惑星の運動方程式を提示し、それを解析的および数値的に解きます。軌道の解析式を利用して、湯川強度$\alpha$を推定し、以前の研究で採用された公称値($10^{-8}$)よりも大きく、次数($\alpha=10^{-4}-10^{-5}$)地球型惑星(水星、金星、地球、火星、冥王星)の場合はさらに大きい($\alpha=10^{-3}$)巨大惑星(木星、土星、天王星、海王星)の場合。NASAが観測した($r_{min},v_{max},e$)を入力として、$\alpha$の推定値と公称値の両方について軌道を分析的および数値的に分析し、対応する軌道を決定します。得られた軌道ごとに、特性パラメータ($r_{min}、r_{max}、a、b、e$)を再計算し、使用されたポテンシャル(湯川補正あり/なしのニュートン)および使用された方法に従ってそれらの値を比較します。（分析的および/または数値的）。観測データと比較すると、湯川補正による経路上の補正は、公称（推定）値に対して海王星（冥王星）に発生する最大偏差として8000万km（2000万km）のオーダーであると結論付けます$\alpha$の。
JWSTトランジット分光法を使用した太陽系外惑星の大気回収に関する初期の洞察
| Title |
Early_Insights_for_Atmospheric_Retrievals_of_Exoplanets_using_JWST_Transit_Spectroscopy |
| Authors |
Savvas_Constantinou,_Nikku_Madhusudhan_and_Siddharth_Gandhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02564 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の時代に入りました。3-5$\mu$mの範囲でNIRSpec機器を使用して得られた、熱い土星質量系外惑星WASP-39bの最初のJWST透過スペクトルを使用して、(a)JWST品質でどのような大気制約が可能かを調査します。このスペクトル範囲のデータ、(b)取得に使用される大気モデルの要件、(c)取得された大気特性に対するデータ削減パイプライン間の違いの影響、および(d)3-5$\mu$mのJWSTデータ間の相補性より短い波長での範囲およびHST観測。3-5$\mu$m範囲のJWSTスペクトルは、いくつかの顕著なエアロゾルの雲の不透明度のウィンドウを包含しながら、化学検出のための有望な手段を提供します。WASP-39bのCO$_2$、SO$_2$、H$_2$O、およびCOの最近の推定を確認し、H$_2$Sの暫定的な証拠を報告し、土星の金属量と一致する元素存在量を取得します。この比較的限られたスペクトル範囲で、$\sim$0.3-0.6dexの精度で分子存在量を取得します。3～5$\mu$mのデータのみを考慮すると、さまざまな還元パイプラインで報告されたスペクトルの違いは、最大$\sim$1dexの量の推定とあまり目立たない種の検出可能性に影響を与える可能性があります。より短い波長でのデータの補完。他のJWST機器またはHSTWFC3($\sim$0.8-1.7$\mu$m)を使用すると、存在量推定の精度と精度が大幅に向上します。高いデータ品質により、エアロゾルの組成、モーダルサイズ、範囲など、エアロゾルの特性に対する制約が可能になり、検索での考慮が促されます。私たちの結果は、JWST系外惑星分光法の有望性を強調すると同時に、JWST時代における堅牢なデータ削減と大気検索アプローチの重要性を強調しています。
系外惑星の海洋における多様な炭酸塩が炭素循環を促進する
| Title |
Diverse_Carbonates_in_Exoplanet_Oceans_Promote_the_Carbon_Cycle |
| Authors |
Kaustubh_Hakim,_Meng_Tian,_Dan_J._Bower,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02652 |
海洋における炭酸塩の沈殿は、温暖な気候を維持するための炭酸塩-ケイ酸塩循環(無機炭素循環)にとって不可欠です。炭酸塩化学の熱力学を考慮することにより、大気中の二酸化炭素含有量が10倍増加すると、海洋のpHが約0.5低下することが実証されました。海洋のpHの上限と下限は互いに1～4の範囲内にあり、上限は炭酸塩の沈殿によって緩衝され、炭素循環が作動するときの海洋のpHを定義します。炭酸塩補償深度(CCD)が海底より上にある場合、炭酸塩の沈殿と炭素循環は機能しなくなります。CCDは、海水温が高く、大気中の二酸化炭素含有量が高いため、深くなっています(>40km)。マグネシウム、カルシウム、鉄の主要な二価炭酸塩は、深部CCDのパラメーター空間をますます広くし、化学的多様性が炭素循環を促進することを示唆しています。系外惑星からの生命の探索は、地球の双子よりも化学的に多様なターゲットを含めることで恩恵を受けるでしょう。
星団の潮汐尾における確率的非対称性の程度について
| Title |
On_the_degree_of_stochastic_asymmetry_in_the_tidal_tails_of_star_clusters |
| Authors |
J._Pflamm-Altenburg,_P._Kroupa,_I._Thies,_T._Jerabkova,_G._Beccari,_T._Prusti,_and_H._M._J._Boffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02251 |
コンテキスト:星団の潮汐尾は、対称的に存在すると一般に理解されています。最近、ガイアデータの分析により、4つの散開星団ヒアデス、プレセペ、コーマベレニケス、およびNGC752の前部と後部の潮汐尾腕の間に大きな非対称性があることが明らかになりました。確率過程、確率的非対称性の程度は、この作業で定量化されます。方法:星団ごとに、特定の星団の寿命にわたって、プラマー球と銀河潮汐場の結合ポテンシャルにテスト粒子の1000構成が統合されます。4つの星団のそれぞれについて、確率的非対称性の分布関数が決定され、観測された非対称性と比較されます。結果:観測された4つの星団の非対称性の確率的起源の確率は次のとおりです:プレセペ~1.7シグマ、コーマベレニケス~2.4シグマ、ヒアデス~6.7シグマ、NGC752~1.6シグマ。結論:Praesepe、ComaBerenices、およびNGC752の場合、観測された非対称性は、確率的蒸発イベントとして解釈できます。ただし、ヒアデスの非対称潮汐尾の形成には、純粋な統計的蒸発効果を超える追加の動的プロセスが必要です。
近くのセイファート銀河における光および中赤外線放射
| Title |
Optical_and_mid-infrared_line_emission_in_nearby_Seyfert_galaxies |
| Authors |
A._Feltre,_C._Gruppioni,_L._Marchetti,_A._Mahoro,_F._Salvestrini,_M._Mignoli,_L._Bisigello,_F._Calura,_S._Charlot,_J._Chevallard,_E._Romero-Colmenero,_E._Curtis-Lake,_I._Delvecchio,_O._L._Dors,_M._Hirschmann,_T._Jarrett,_S._Marchesi,_M._E._Moloko,_A._Plat,_F._Pozzi,_R._Sefako,_A._Traina,_M._Vaccari,_P._V\"ais\"anen,_L._Vallini,_A._Vidal-Garc\'ia,_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02252 |
ライン比診断は、局地的なセイファートや星形成の歴史のピークにある銀河のように、強烈なブラックホール降着と星形成イベントを伴う銀河の電離放射線源に関する貴重な手がかりを提供します。ライン比と光イオン化モデルからのテスト予測を介してAGN識別を研究するための参照ジョイント光学および中赤外分析を提供することを目指しています。IRS/スピッツァー分光法とX線から中赤外のマルチバンドデータが利用可能な42のセイファート銀河について、南アフリカ大型望遠鏡で均一な光スペクトルを取得しました。主な光([OIII])および中赤外([NeV]、[OIV]、[NeIII])輝線のパワーを確認した後、AGN活動を追跡し、光と中赤外の線の比率に基づいて図を調べます。さまざまな電離源(AGN、星形成、および衝撃)の光電離モデル。純粋なAGN光イオン化モデルは、中赤外(5～40ミクロン)放射へのAGNの部分的な寄与が50%を超えるセイファート銀河の観測をよく再現することがわかりました。AGNの寄与が低いターゲットの場合、これらの同じモデルは、観測された中赤外線比を完全には再現しません。[NeV]/[NeII]、[OIV]/[NeII]、[NeIII]/[NeII]のような中赤外比は、光回線比とは異なり、中赤外へのAGN部分寄与への依存を示します。星の形成または放射ショックのいずれかからの追加の電離源は、中間赤外線での観測を説明するのに役立ちます。線比図における光学診断と中赤外診断の組み合わせの中で、[OI]/Halpha比を含むものだけが、AGN、星形成、およびショックの相対的な役割を同時に解明する有望な診断法です。主要な電離源を適切に特定するには、高度な統計技術と空間的に分解されたデータに基づく分析ツールを活用する必要があります。
ダイナミック データ マイニングは、銀河を構成する円盤とハローのカップリングを捉えます
| Title |
Dynamical_Data_Mining_Captures_Disc-Halo_Couplings_that_Structure_Galaxies |
| Authors |
Alexander_Johnson,_Michael_S._Petersen,_Kathryn_V._Johnston,_Martin_D._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02256 |
異なる銀河成分間の結合を研究することは、銀河ダイナミクスにおける挑戦的な問題です。動的データマイニングの手段として基底関数展開(BFE)とマルチチャネル特異スペクトル解析(mSSA)を使用して、天の川のようなシミュレートされた銀河で2つの多成分ディスクハロー双極子モードの証拠を発見します。モードの1つはシミュレーション全体で増加し、もう1つのモードはシミュレーション全体で減衰します。多成分ディスクハローモードは、主にハローによって駆動され、偏りやその他の非軸対称構造の観測など、銀河の構造進化に影響を与えます。私たちのシミュレーションでは、モードは、平衡モデルの恒星円盤に対して最大10%の表面密度の特徴を作成します。シミュレートされた銀河は平衡状態にあるように構築されましたが、BFE+mSSAは、両方とも1%レベルのリングや弱い2本腕の渦巻きを含む、非物理的な初期条件の不平衡によって引き起こされる永続的な周期信号の証拠も明らかにしました。この方法は、表面密度の変動が1%レベル以下の場合でも、明確な進化的特徴に敏感です。mSSAを使用すると、モードと不平衡の両方でクリーンな信号が生成され、入力BFE時系列からの推定器ノイズによる分散が効率的に除去されます。多成分ハローディスクモードの発見は、BFE+mSSAを多成分相互作用銀河の豊富なダイナミクスの動物園に適用するための強力な動機です。
GalCEM I -- オープンソースの詳細な同位体化学進化コード
| Title |
GalCEM_I_--_An_Open-Source_Detailed_Isotopic_Chemical_Evolution_Code |
| Authors |
Eda_Gjergo,_Aleksei_G._Sorokin,_Anthony_Ruth,_Emanuele_Spitoni,_Francesca_Matteucci,_Xilong_Fan,_Jinning_Liang,_Marco_Limongi,_Yuta_Yamazaki,_Motohiko_Kusakabe,_and_Toshitaka_Kajino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02257 |
これは、特定の銀河で同位体の質量を時間の関数として追跡する、ユーザーフレンドリーで詳細なモジュール式のGALacticChemicalEvolutionModel、GalCEMを紹介する一連の論文の最初のものです。追跡された同位体のリストは、入力収量によって提供される完全なセットに自動的に適応します。GalCEMの現在の反復では、451の同位体に分解された86の元素を追跡します。処方箋には、大質量星、低質量星から中質量星、Ia型超新星が濃縮チャネルとして含まれています。入力収量表から多次元補間曲線を抽出する前処理ツールを開発しました。これらの補間曲線は、各同位体および各濃縮チャネルに対して計算される完全な畳み込み積分の計算速度を向上させます。各時間ステップで数値積分を実行するために、被積分量を一貫した配列グリッドにマッピングします。微分方程式は、4次ルンゲクッタ法で解かれます。分析を、炭素から亜鉛、リチウムまでのすべての軽元素と中間元素の進化に限定します。私たちの結果は、銀河の豊富さを伴う非常に金属の少ない体制まで一貫しています。最終的なバリオン質量が$5\times10^{10}M_{\odot}$である典型的な渦巻銀河の個々の同位体の質量変化を追跡するためのツールを提供します。作業の将来の反復は、中性子捕捉チャネルからの濃縮と銀河特性の空間依存処理を含めることにより、完全な周期表に拡張されます。GalCEMは、https://github.com/egjergo/GalCEM/で公開されています。
Pristine サーベイ -- XX: Pristine と LAMOST から特定された極度に金属の少ない星の GTC フォローアップ観測
| Title |
The_Pristine_survey_--_XX:_GTC_follow-up_observations_of_extremely_metal-poor_stars_identified_from_Pristine_and_LAMOST |
| Authors |
Anke_Arentsen,_David_S._Aguado,_Federico_Sestito,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Nicolas_F._Martin,_Else_Starkenburg,_Pascale_Jablonka,_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02265 |
超金属希薄星([Fe/H]<-4.0)は非常にまれであり、それらを見つけることは困難な作業です。狭帯域測光と低解像度分光法の両方が候補を特定するための便利なツールであり、この作業では両方のアプローチを組み合わせています。Pristine調査の金属量に敏感な測光を低解像度の分光LAMOSTデータベースとクロスマッチさせ、[Fe/H]_Pristine<-2.5ですべてのLAMOSTスペクトルを再分析しました。このサンプルの約1/3([Fe/H]_Pristine品質のカットなしで選択)も、分光学的[Fe/H]<-2.5を持っていることがわかります。多くの低いシグナル対ノイズ(S/N)スペクトルを含むこのサンプルから、[Fe/H]<-4.0または[Fe/H]<-3.0であり、炭素存在量が非常に高い11個の星を選択しました。10.4mのグランテレスコピオカナリアス(GTC)でOSIRISを使用して、より高いS/Nの中分解能分光フォローアップを実行しました。[Fe/H]=-3.4であり、[Fe/H]=-3.8の最も金属量の少ない星である。これらのうちの3つは、+1.65<[C/Fe]<+2.45の明らかに炭素強化金属欠乏(CEMP)星です。最も炭素が豊富な2つの星は、最も金属の少ないCEMP-s星か、最も炭素が豊富なCEMP-知られていない星のいずれかであり、3番目の星はCEMPを持たない星である可能性が高い。OSIRISサンプルの軌道特性を導き出し、ターゲットの1つだけが既知の下部構造/降着イベントと自信を持って関連付けることができ、4つの内側ハロー星のうち3つが順行軌道を持っていることがわかりました。大規模な分光調査には、多くの隠された極度の超金属欠乏星が含まれている可能性があり、例えば、この作品のような測光法は、それらをより効率的かつ自信を持って明らかにすることができます。
見えないものの軌跡: 暗黒物質の放射状密度分布を追跡する青い球状星団 -- NGC 4278 のケーススタディ
| Title |
A_Trail_of_the_Invisible:_Blue_Globular_Clusters_Trace_the_Radial_Density_Distribution_of_the_Dark_Matter_--_Case_Study_of_NGC_4278 |
| Authors |
M._Kluge,_R.-S._Remus,_I._Babyk,_D._A._Forbes,_A._Dolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02292 |
小さな緩いグループに位置する初期型銀河NGC4278の新しい深部光学観測を紹介します。我々は、この銀河が微細な下部構造を欠いていること、つまり、半径$\sim$70kpcまでは緩和しているように見えることを発見した。私たちのgバンドとiバンドの表面輝度プロファイルは、$\sim$28magarcsec$^{-2}$の最も深いレベルまで均一です。アーカイブの球状星団(GC)数密度マップと総質量分布の新しい分析を組み合わせると、赤色のGC部分集団は2.4から14半質量半径の間の星の質量密度プロファイルをよく追跡し、青色のGC部分集団は星の質量密度プロファイルを追跡することがわかります。銀河の総質量密度プロファイル。さらに、赤色のGC空間分布は、恒星の質量(eps$\approx$0.1)と一致する楕円率を持ち、十分に中心に位置しています。一方、青色のGC分布はより長く(0.25<eps<0.4)、北西方向に2～3kpcずれています。私たちの結果は、赤いGCが銀河の恒星成分とともにその場で形成されるシナリオを補強しますが、青いGCはハローの総質量分布とより密接に整列しており、ハロー物質とともに降着しました。
MIRI/JWST の観測により、z=6.9 系 SPT0311-58 で非常に不明瞭なスターバーストが明らかになった
| Title |
MIRI/JWST_observations_reveal_an_extremely_obscured_starburst_in_the_z=6.9_system_SPT0311-58 |
| Authors |
J._\'Alvarez-M\'arquez,_A._Crespo_G\'omez,_L._Colina,_M._Neeleman,_F._Walter,_A._Labiano,_P._P\'erez-Gonz\'alez,_A._Bik,_H.U._Noorgaard-Nielsen,_G._Ostlin,_G._Wright,_A._Alonso-Herrero,_R._Azollini,_K.I._Caputi,_A._Eckart,_O._Le_F\`evre,_M._Garc\'ia-Mar\'in,_T.R._Greve,_J._Hjorth,_O._Ilbert,_S._Kendrew,_J.P._Pye,_T._Tikkanen,_M._Topinka,_P._van_der_Werf,_M._Ward,_E._F._van_Dishoeck,_M._G\"udel,_Th._Henning,_P.O._Lagage,_T._Ray,_and_C._Waelkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02313 |
MIRI搭載JWSTを使用して、z=6.9での超高輝度赤外線システムSPT0311-58の中赤外線サブアーク秒イメージング(MIRIM)と分光法(MRS)を提示します。MIRI観測は、既存のALMA遠赤外線連続体および[CII]158$\mu$mイメージングと比較されます。アルマ望遠鏡の観測では、この系の東側(E)と西側(W)の銀河で非常に高い星形成率(SFR)が示されていますが、H$\alpha$ラインは検出されていません。これは、Pa$\alpha$線の検出とともに、SEDの場合、下限が4.2(E)および3.9等(W)、さらに大きい5.6(E)および10.0(W)の非常に高い光学的星雲消光を意味します。派生値。絶滅補正されたPa$\alpha$SFRは、E銀河とW銀河でそれぞれ383と230M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。これは、E銀河の[CII]158$\mu$m線と赤外光に由来するSFRの50%、W銀河の6%に相当します。星の塊の特定のSFRは25から59Gyr$^{-1}$の範囲であり、赤方偏移6から8の同様の質量の銀河で測定された値よりも3倍から10倍大きい。MIRI観測は、塊状の星の構造を明らかにしている。、各塊には3～5個の$\times$10$^{9}$M$_\mathrm{\odot}$があり、星の総質量は2.0と1.5$\times$10$^{10}$MになりますそれぞれE銀河とW銀河の$_\mathrm{\odot}$。全体のガス質量分率は$M_\mathrm{gas}$/$M_*\sim3$であり、z=4.5-6の星形成銀河の場合と同様です。SPT0311-58が800Myrしか観測されていないにもかかわらず、サブ(kpc)スケールでの塊状分布や非常に高い平均吸光度などのSPT0311-58の観測された特性は、低および中間zLIRGおよびULIRGで観測されたものと類似しています。ビッグバンの後。SPT0311-58のような大規模で非常に不明瞭な塊状のスターバーストシステムは、大規模な高zバルジ/スフェロイドおよび明るいクエーサーの形成の初期段階を表している可能性があります。
GOALS-JWST: VV 114 の AGN と星形成のカーテンを引き戻す
| Title |
GOALS-JWST:_Pulling_Back_the_Curtain_on_the_AGN_and_Star_Formation_in_VV_114 |
| Authors |
J._Rich,_S._Aalto,_A.S._Evans,_V._Charmandaris,_G._C._Privon,_T._Lai,_H._Inami,_S._Linden,_L._Armus,_T._Diaz-Santos,_P._Appleton,_L._Barcos-Mu\~noz,_T._B\"oker,_K._L._Larson,_D._R._Law,_M._A._Malkan,_A._M._Medling,_Y._Song,_V._U,_P._van_der_Werf,_T._Bohn,_M._J._I._Brown,_L._Finnerty,_C._Hayward,_J._Howell,_K._Iwasawa,_F._Kemper,_J._Marshall,_J._M._Mazzarella,_J._McKinney,_F._Muller-Sanchez,_E.J._Murphy,_D._Sanders,_B._T._Soifer,_S._Stierwalt,_J._Surace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02338 |
近くの明るい赤外線銀河(LIRG)、VV114を対象としたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)ディレクターの裁量時間早期解放科学(ERS)プログラム1328の結果を提示します。非常に不明瞭な東部核(V114E)とその周辺地域。空間的に分解された高解像度のスペクトルは、2つの最も明るいIR源であるNEコアとSWコアを含む2～3kpcの投影領域にわたるガスとダストの物理的状態を明らかにします。私たちの観測は、SWコアがAGNをホストしているという分光学的証拠を初めて示しており、その非常に低い6.2{\μ}mおよび3.3{\μ}mPAH相当幅(それぞれ0.12および0.017{\μ}m)によって証明されています。中赤外および近赤外の色。NEコアの観測では、脂肪族炭化水素、大量の非晶質ケイ酸塩、および視線に沿った冷たいガスによるHCNによる吸収機能を含む、深く埋め込まれた星形成の兆候が示されています。[FeII]/Pf{\alpha}の上昇は、IRで明るいコアやクランプから遠く離れた、暖かいH$_{2}$からの放出の増強と一致する、拡張されたショックと一致することを検出します。また、H$_{2}$と、流出と以前に特定された潮の特徴によって引き起こされる微細構造線の両方で、広がりと複数の運動学的コンポーネントを特定します。
高赤方偏移 [OIII] エミッターのシミュレーション: 化学進化とマルチライン診断
| Title |
Simulations_of_high-redshift_[OIII]_emitters:_Chemical_evolution_and_multi-line_diagnostics |
| Authors |
Yurina_Nakazato,_Naoki_Yoshida,_Daniel_Ceverino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02416 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による最近の観測では、二重電離酸素からの強い輝線を持つ多数の高赤方偏移銀河が発見されました。アルマ望遠鏡による遠赤外線観測と組み合わせることで、多線診断を高赤方偏移銀河に適用して、星間物質の物理的状態を調べることができます。62の高解像度ズームイン銀河シミュレーションの出力を提供するFirstLightシミュレーションスイートを使用して、銀河の形成と進化を研究しています。HII領域の物理モデルを考案し、空間的に分解された[OIII]ライン放出を計算します。$M_*>10^9M_\odot$の恒星質量を持つ大質量銀河が$z=9$まで急速に化学進化することを示しています。星形成銀河の若い星の集団は[OIII]線放射を増加させ、星形成速度に対する線光度の比率を低赤方偏移銀河の比率よりも大きくします。これは最近の観測と一致しています。静止系の光学線と遠赤外線線のフラックス比を測定することで、高赤方偏移[OIII]エミッターの星形成ガスの密度や金属量などの物理的条件を推定できます。
| Title |
The_Bright_Extragalactic_ALMA_Redshift_Survey_(BEARS)_II:_Millimetre_photometry_of_gravitational_lens_candidates |
| Authors |
G._J._Bendo,_S._A._Urquhart,_S._Serjeant,_T._Bakx,_M._Hagimoto,_P._Cox,_R._Neri,_M._D._Lehnert,_H._Dannerbauer,_A._Amvrosiadis,_P._Andreani,_A._J._Baker,_A._Beelen,_S._Berta,_E._Borsato,_V._Buat,_K._M._Butler,_A._Cooray,_G._De_Zotti,_L._Dunne,_S._Dye,_S._Eales,_A._Enia,_L._Fan,_R._Gavazzi,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_A._I._Harris,_C._N._Herrera,_D._H._Hughes,_D._Ismail,_B._M._Jones,_K._Kohno,_M._Krips,_G._Lagache,_L._Marchetti,_M._Massardi,_H._Messias,_M._Negrello,_A._Omont,_I._P\'erez-Fournon,_D._A._Riechers,_D._Scott,_M._W._L._Smith,_F._Stanley,_Y._Tamura,_P._Temi,_P._van_der_Werf,_A._Verma,_C._Vlahakis,_A._Wei\ss,_C._Yang,_and_A._J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02584 |
Herschel観測から選択された85フィールドの101GHzおよび151GHzALMA連続体画像を提示します。これらの画像は、500ミクロンの磁束密度が80mJyを超え、250～500ミクロンの色がz>2と一致しており、そのほとんどは重力レンズまたは超高輝度赤外線銀河であると予想されます。.Herschel500ミクロンソースの約半分は、複数のALMAソースに分解されましたが、15の最も明るい500ミクロンHerschelソースのうち11は、個々のALMAソースに対応しています。分光学的赤方偏移を持つ単一の光源または同じ分光学的赤方偏移を持つ2つの光源のいずれかを含む37のフィールドについて、色温度とダスト放射率指数を調べました。色温度は赤方偏移によってわずかに変化するだけで、赤方偏移に依存する温度変化がないことと統計的に一致しています。これは一般に、遠赤外線、サブミリ、またはミリバンドで選択された他のサンプルからの結果に対応しますが、光学または近赤外線で選択されたサンプルからの結果には対応しません。-赤外線バンド。ダスト放射率指数は、ほとんど例外なく、値2とほぼ一致しています。また、赤外で明るい高赤方偏移銀河用に設計されたスペクトルエネルギー分布テンプレートに基づいて、分光学的赤方偏移を測光赤方偏移と比較しました。テンプレートは体系的に赤方偏移を最大15%過小評価しますが、ALMAデータを含めると、予測された赤方偏移の分散が最大2分の1に減少し、測光赤方偏移を推定するためのこれらのミリメートルデータの潜在的な有用性が示されます。
| Title |
How_bright_can_old_magnetars_be?_Assessing_the_impact_of_magnetized_envelopes_and_field_topology_on_neutron_star_cooling |
| Authors |
Clara_Dehman,_Jos\'e_A._Pons,_Daniele_Vigan\`o,_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02261 |
中性子星は、内部からのニュートリノ放出と表面からの光子冷却の組み合わせにより、寿命中に冷却されます。マグネターと呼ばれる強く磁化された中性子星も例外ではありませんが、それらの強い磁場の影響により、冷却理論はさらに複雑になります。他の要因に加えて、最も外側の100メートル(エンベロープ)をモデル化することは、表面温度を予測する上で重要な役割を果たします。この手紙では、中性子星の冷却特性に対するエンベロープの影響を再検討し、磁場の重要な影響に特に焦点を当てています。内部温度と表面温度の関係についての理解が過去20年間でどのように進化したか、また、中性子星のエンベロープとフィールドトポロジーに関するさまざまな仮定が、表面温度とその経年冷却に関する根本的に異なる結論にどのようにつながるかを探ります。特に、コアスレッド磁場を備えた比較的古いマグネターは、同じ時代の回転動力パルサーよりも実際にははるかに低温であることがわかりました。これは、地殻に閉じ込められたモデルで通常観察されるものとは異なります。私たちの結果は、古いマグネターのX線光度の推定、およびその後のさまざまな中性子星クラスの集団研究に重要な意味を持ちます。
衝突のない高 $\beta$ プラズマにおける微物理的に修正された磁気ソニック モード
| Title |
Microphysically_modified_magnetosonic_modes_in_collisionless,_high-$\beta$_plasmas |
| Authors |
Stephen_Majeski,_Matthew_W._Kunz,_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02273 |
ハイブリッド動力学シミュレーションと解析理論のサポートにより、高$\beta$無衝突プラズマにおける長波長非伝搬(NP)モードと高速磁気音波の非線形挙動を、特にその励起に注意して説明します。動的な微不安定性への反応。NPモードの垂直圧力平衡分極は、プラズマ$\beta$が増加する領域で、平行圧力よりも過剰な垂直圧力を生成します。モード振幅$\deltaB/B_0\gtrsim0.3$の場合、この過剰はミラーの不安定性を励起します。これらのマイクロスケールミラーからの粒子散乱は、通過時間減衰の非線形飽和を妨げ、大振幅NPモードが小振幅まで減衰し続けることを保証します。漸近的に大きな波長では、ミラー誘起散乱が通過時間減衰を完全に中断するのに十分な大きさになり、圧力摂動を等方化し、無衝突NPモードを磁気流体力学（MHD）エントロピーモードにモーフィングすると予測します。高速波では、波の振幅が$\deltaB/B_0\gtrsim2\beta^{-1}$を満たす場合、変動する圧力異方性がミラーとファイアホースの両方を不安定にします。誘導された粒子散乱は、遅延した衝撃形成とMHDのような波力学につながります。自己中断アルフベン波と自己持続イオン音響波に関する以前の研究と合わせて、私たちの結果は、クラスター内媒質などの低衝突性、高$\ベータ$プラズマにおける電磁乱流の新しい理論の基礎を確立します。、放射効率の悪い降着流、および地球に近い太陽風。
Swift/UVOT による異常に明るい高赤方偏移光学/紫外線フレアの検出
| Title |
The_detection_of_an_extraordinarily-luminous_high-redshift_optical/ultraviolet_flare_by_Swift/UVOT |
| Authors |
Zhi-Ping_Jin,_Hao_Zhou,_Yun_Wang,_Jin-Jun_Geng,_Stefano_Covino,_Xue-Feng_Wu,_Xiang_Li,_Yi-Zhong_Fan,_Da-Ming_Wei_and_Jian-Yan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02407 |
超高輝度の光学/紫外線フレアがガンマ線バーストで検出され、その記録は肉眼イベントGRB080319Bによって保持されました。このようなフレアは、内部衝撃または外部逆衝撃放射に広く起因しています。Swift/UVOTの飽和画像から信頼性の高い測光を導き出すために開発された新しい専用の方法を使用して、ここではGRB220101Aの最初のホワイトバンド$150~{\rms}$露出の時間分解分析を実行します。4.618であり、前例のないほど高い絶対AB等級$\sim-39.4$を伴う急速に進化する光学/紫外線フレアを報告しています。GRB080319Bとは異なり、この新しいフレアの一時的な挙動はガンマ線の活動を追跡していません。内部衝撃または逆衝撃のいずれかではなく、この光学的/紫外線モンスターは、遅れて放出された非常にエネルギーの高い物質が、以前に発射された減速する流出に追いつくことによって引き起こされた、リフレッシュされた衝撃からのものである可能性が最も高い.$-39$よりも明るい絶対AB等級を持つ最初の紫外線/光学フレアを検出し、そのような過渡現象に電力を供給する効率的なプロセスを明らかにします。
いて座 A* I の一般相対論的効果と近赤外および X 線変動
| Title |
General_relativistic_effects_and_the_near-infrared_and_X-ray_variability_of_Sgr_A*_I |
| Authors |
Sebastiano_D._von_Fellenberg,_Gunther_Witzel,_Michi_Baub\"ock,_Hui-Hsuan_Chung,_Nicol\'as_Aimar,_Matteo_Bordoni,_Antonia_Drescher,_Frank_Eisenhauer,_Reinhard_Genzel,_Stefan_Gillessen,_Nicola_Marchili,_Thibaut_Paumard,_Guy_Perrin,_Thomas_Ott,_Diogo_Ribeiro,_Eduardo_Ros,_Fr\'ed\'eric_Vincent,_Felix_Widmann,_S._P._Willner,_J._Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02558 |
射手座A*の近赤外線(NIR)およびX線放出は、降着流の最も内側の領域から発生すると想定される、時折の明るいフレアを示しています。\textit{Spitzer}および\textit{Chandra}天文台で取得したアーカイブデータで、$25$$4.5\mum$および$24$X線フレアを特定しました。一般相対論的光線追跡コードの助けを借りて、「ホットスポット」の軌跡をモデル化し、一般相対論の影響の兆候についてフレアの光度曲線を調べました。形状の明らかな多様性にもかかわらず、すべてのフレアは共通の指数関数的インパルス応答を共有しています。これは、可変性のビルディングブロックである特徴的な形状です。この形状は対称的です。つまり、立ち上がり時間と立ち下がり時間が同じです。さらに、NIRとX線のインパルス応答は、指数関数的な時定数$\tau\sim15$分で、不確実性の範囲内で同一です。観測された特徴的なフレアの形状は、真横から見たホットスポットの軌道と一致しません。フレアの光度曲線を個別にモデル化し、観測者に対するホットスポットの軌道面の傾きに関する制約を導出しました($i\sim30^{\circ},<75^{\circ}$)および固有の変動性の特徴的なタイムスケール(数十分)。
分子流出をホストする銀河からのガンマ線放出
多くの星形成銀河と活動銀河核(AGN)をホストする銀河は、電離、中性、原子、分子などのさまざまな段階で物質が大量に流出している証拠を示しています。特に分子の流出は、銀河からガスを除去し、それによって星の形成を抑制する役割を果たしている可能性があるため、最近の関心の的となっています。物質が銀河のコアから放出されると、流出する物質と星間物質との相互作用により、宇宙線が加速され、高エネルギーのガンマ線が生成されます。この作業では、{\fermi}大面積望遠鏡によって収集されたデータを使用して、分子流出をホストすることが知られている局所銀河のサンプルからのガンマ線放射を検索します。サンプルの平均ガンマ線放出特性を検索して特徴付けるために、スタッキング技術を採用しています。ガンマ線放出は、我々のサンプルの銀河から$4.4\,\sigma$レベルで検出され、1-800GeVのエネルギー範囲で$\Gamma\approx2$のベキ乗則光子指数を持っています。この放射は、星形成活動のトレーサー、すなわち$8-1000\:\mu$m赤外線光度と相関することがわかっています。また、観測された信号は、主にエネルギー駆動の流出をホストする\ion{H}{ii}銀河に起因する可能性があることもわかりました。流出が荷電粒子を直接加速していることを示唆する証拠は見つかっていませんが、分子流出のある銀河は、流出のない銀河よりも多くのガンマ線を生成する可能性があります。特に、分子流出を伴うガンマ線検出銀河で構成されるセットは、ほぼ完全な熱量計であり、高エネルギーニュートリノの検索の将来のターゲットになる可能性があります。
コロラド紫外線輸送実験 (CUTE) ミッションの概要
| Title |
The_Colorado_Ultraviolet_Transit_Experiment_(CUTE)_Mission_Overview |
| Authors |
Kevin_France,_Brian_Fleming,_Arika_Egan,_Jean-Michel_Desert,_Luca_Fossati,_Tommi_T._Koskinen,_Nicholas_Nell,_Pascal_Petit,_Aline_A._Vidotto,_Matthew_Beasley,_Nicholas_DeCicco,_Aickara_Gopinathan_Sreejith,_Ambily_Suresh,_Jared_Baumert,_P._Wilson_Cauley,_Carolina_Villarreal_DAngelo,_Keri_Hoadley,_Robert_Kane,_Richard_Kohnert,_Julian_Lambert,_and_Stefan_Ulrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02250 |
大気圏脱出は、多くの惑星の構造、組成、進化に影響を与える基本的なプロセスです。脱出の兆候は、明るい星を周回する近くのガス系外惑星で検出できます。これは、親星からの高レベルの極紫外線照射によるものです。コロラド紫外線トランジット実験(CUTE)は、近紫外線恒星の明るさ分布を利用して、近くの近接惑星の拡張大気の調査を行うように設計されたCubeSatミッションです。CUTEペイロードは、長方形のカセグレン望遠鏡(206mmx84mm)から供給される拡大NUV(2479~--~3306Ang)スペクトログラフです。スペクトログラムは、裏面照射型のUV強化CCDに記録されます。サイエンスペイロードは、6UBlueCanyonTechnologyXB1バスに統合されています。CUTEは2021年9月27日に地球低軌道の極軌道に打ち上げられ、軌道上での試運転期間を経て、このトランジット分光調査を実施しています。この論文は、ミッションの動機、開発経路を提示し、軌道上での最初の科学観測を提示することによって、小型衛星がこの種の科学を実施する可能性を示しています。プライマリサイエンスミッションは2022~--~2023年に実施され、2023年には公開データアーカイブがオンラインになります。
広範な用途のための光化学および放射線輸送モデル (PROTEUS)
| Title |
Photochemical_and_RadiatiOn_Transport_model_for_Extensive_USe_(PROTEUS) |
| Authors |
Yuki_Nakamura,_Naoki_Terada,_Shungo_Koyama,_Tatsuya_Yoshida,_Hiroki_Karyu,_Kaori_Terada,_Takeshi_Kuroda,_Arihiro_Kamada,_Isao_Murata,_Shotaro_Sakai,_Yuhei_Suzuki,_Mirai_Kobayashi,_and_Fran\c{c}ois_Leblanc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02415 |
Pythonグラフィカルユーザーインターフェイス(GUI)プログラムとFortran90モジュールで構成される、PhotochemicalandRadiatiOnTransportmodelforExtensiveUSe(PROTEUS)という名前の新しい柔軟な1次元光化学モデルを紹介します。PROTEUSは、多くの惑星大気への適応性、数千以上の化学反応を高効率で処理する柔軟性、およびGUIによる直感的な操作のために設計されています。化学反応は単純な文字列形式でPythonGUIプログラムに簡単に実装でき、ユーザーはGUI上で直感的に惑星と化学反応を選択できます。GUIで選択された化学反応は、PythonGUIプログラムの文字列解析関数によって自動的に分析され、Fortran90モジュールに適用されて、選択された惑星での選択された化学反応をシミュレートします。PROTEUSは、新しい光化学モデルを開発する必要がある人の時間を大幅に節約できます。ユーザーはPythonGUIプログラムで化学反応を記述し、GUI上で選択するだけで新しい光化学モデルを実行できます。
SWGO検出器の試作タンク
| Title |
A_prototype_tank_for_the_SWGO_detector |
| Authors |
Sofia_Grusovin,_Giovanni_Consolati,_Alessandro_de_Angelis,_Cornelia_Arcaro,_Francesca_Bisconti,_Andrea_Chiavassa,_Michele_Doro,_Fausto_Guarino,_Mos\e'_Mariotti,_Elisa_Prandini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02449 |
南方広視野ガンマ線天文台(SWGO)は、南半球に位置する次世代天文台の実現に取り組んでいる国際協力であり、銀河中心部の特別なビューを提供します。私たちは、ミラノ工科大学でプロトタイプの水チェレンコフ検出器の構築に取り組んでおり、いくつかの候補となる光センサーと構成の柔軟なテスト施設を使用しています。さまざまな種類の検出器を複数の構成で保持できる構造が、Politecnicoのラボで設計、構築、テストされています。さらに、SWGO天文台シミュレーションソフトウェアを使用して、ミュオンと電子のシャワーの分析的研究を実施し、プロトタイプタンクの検出能力とその水位との相関関係を調べました。
UHE ニュートリノの音響検出: ANDIAMO の視点
| Title |
Acoustic_detection_of_UHE_neutrinos:_ANDIAMO_perspectives |
| Authors |
Antonio_Marinelli,_Pasquale_Migliozzi,_Andreino_Simonelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02581 |
超高エネルギーニュートリノの可能性のある検出は、アスカリ放射線とさまざまな観測技術を通じて数十年にわたって試みられてきました。実際、そのようなエネルギーの高いニュートリノが媒質内で相互作用すると、熱音響効果を生み出すことができ、その結果、粒子カスケードによって生成されたエネルギーの一部を運ぶバイポーラ圧力パルスが発生します。この効果は、相関する無線放射を探している大気中で、および音響パルスを直接探している氷/水で観察できます。キロメートル単位の減衰長と、予想されるパルスの明確に定義された形状は、可能性のある観測所として、大面積の海底音響センサーアレイに有利に働きます。海底水中聴音器アレイでデータを取得する以前の取り組みは、すでに設置されている海底軍事アレイまたはチェレンコフ光検出器ユニットの位置を調整するために構築された音響システムのおかげで得られました。この議事では、アドリア海に設置されているが運用されていないオフショア石油掘削装置を動力源とするプラットフォームを主要なインフラストラクチャとして使用して、総表面積が最大$\sim$10000Km$^{2}$と最大$\sim$500Km$^{3}$のボリューム。将来、10$^{18}$eVを超えるエネルギーでのニュートリノイベントが確認されれば、ZeVエネルギー範囲までの宇宙線を放出できる強力な加速器が宇宙に存在することが確認されるでしょう。
WIYN オープン クラスター研究。 LXXXVII。 HST 紫外光検出による、M67 中の青いラーカーに付随する高温白色矮星
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study._LXXXVII._HST_Ultraviolet_Detection_of_Hot_White_Dwarf_Companions_to_Blue_Lurkers_in_M67 |
| Authors |
Andrew_C._Nine,_Robert_D._Mathieu,_Natalie_M._Gosnell,_Emily_M._Leiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02303 |
ハッブル宇宙望遠鏡によるM67の青い潜伏者(BL)の遠紫外調査の結果を提示します。進化したコンパニオンからの物質移動を示すBLの中に2つの白色矮星コンパニオンの証拠が見つかりました。1つはWOCS14020で、もう1つはWOCS3001です。sim$300--540Myrと$\sim$600--900Myrです。BLの回転期間と冷却年齢は、スピンアップモデルとその後の単一星のスピンダウンモデルと一致しており、バイナリ進化モデルは、非常に非保存的な物質移動を介して両方のBLへのもっともらしい進化経路をもたらします。BLは、古典的な青いはぐれ者の低光度の類似物であると結論付けています。
Redder than Red: 非常に赤い L/T 遷移矮星の発見
| Title |
Redder_than_Red:_Discovery_of_an_Exceptionally_Red_L/T_Transition_Dwarf |
| Authors |
Adam_C._Schneider,_Adam_J._Burgasser,_Justice_Bruursema,_Jeffrey_A._Munn,_Frederick_J._Vrba,_Dan_Caselden,_Martin_Kabatnik,_Austin_Rothermich,_Arttu_Sainio,_Thomas_P._Bickle,_Scott_E._Dahm,_Aaron_M._Meisner,_J._Davy_Kirkpatrick,_Genaro_Suarez,_Jonathan_Gagne,_Jacqueline_K._Faherty,_Johanna_M._Vos,_Marc_J._Kuchner,_Stephen_J._Williams,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Christian_Aganze,_Chih-Chun_Hsu,_Christopher_Theissen,_Michael_C._Cushing,_Federico_Marocco,_Sarah_Casewell,_and_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02322 |
BackyardWorlds:Planet9市民科学プロジェクトを通じて発見された、非常に赤い近赤外色をもつL/T遷移矮星であるCWISEJ050626.96$+$073842.4(CWISEJ0506$+$0738)の発見を紹介します。UKIRTとCatWISEからの測光では、$(J-K)_{\rmMKO}$カラーで2.97$\pm$0.03等、$J_{\rmMKO}-$W2カラーで4.93$\pm$0.02等となり、CWISEJ0506となります。$+$0738は、両方の色で最も赤い知られている自由浮遊L/T矮星です。Keck/NIRES近赤外分光法を用いてCWISEJ0506$+$0738の非常に赤い性質を確認し、それが低重力の後期型L/T遷移矮星であることを確認しました。CWISEJ0506$+$0738のスペクトルは、その大気中のCH$_4$吸収のサインの可能性を示しており、他の既知の若い赤色L型矮星よりも低い有効温度を示唆しています。このソースにL8$\gamma$-T0$\gamma$の予備的なスペクトルタイプを割り当てます。マルチエポックWISE測光に基づいて、CWISEJ0506$+$0738が3-5$\mu$mで変動することが暫定的にわかります。追跡調査のUKIRT観測から得られた適切な運動は、Keck/NIRESスペクトルからの動径速度と組み合わされており、測光距離の推定値は、$\beta$Pic移動グループの強いメンバーシップ確率を示しています。将来の視差測定は、この異常なオブジェクトのより明確な移動グループメンバーシップを確立するのに役立ちます。
Cepheus OB2 アソシエーションの $\textit{Gaia}$ ビュー
最も明るい星の発祥の地であるOBアソシエーションは、大質量星の形成とその環境への影響を理解するための重要なオブジェクトです。この研究の目的は、ケフェウスOB2協会の構造と運動学を調査し、この領域における星形成の歴史、特にケフェウスOB2を取り囲むケフェウスバブルの役割を特徴付けることです。\gaia\DR3データに基づいて、この領域の若い星の空間および年齢分布と運動学を研究します。$M_\mathrm{G}$vs.\gbp$-$\grp\色等級図で主系列前星の候補を選択し、クラスタリングアルゴリズムを使用して、CepOB2に属する13の星グループを特定します。10-13Myrの古い低質量および中質量星からなる4つのグループは、バブルの内部に位置し、関連付けCepOB2aの最も古いサブシステムの一部です。若いグループは周辺に見られます。接線速度は、周辺のいくつかのグループが星形成雲の拡大系で生まれたことを示唆していますが、他のグループは親雲と拡大する泡との衝突によって形成されました。
| Title |
Photometric_variable_stars_in_the_young_open_cluster_NGC_6823 |
| Authors |
Sneh_Lata,_W._P._Chen,_J._C._Pandey,_Athul_Dileep,_Zhong-Han_Ai,_Alisher_S._Hojaev,_Neelam_Panwar,_Santosh_Joshi,_Soumen_Mondal,_Siddhartha_Biswas,_B._C._Bhatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02399 |
若い散開星団NGC\,6823に向かって恒星の変動性を示しています。時系列の$V$バンドと$I$バンドのCCD測光により、88個の変光星の識別と特徴付けが行われましたが、そのうち14個しか認識されていませんでした。光学$UBVI$と赤外線測光法、GaiaEDR3視差と固有運動データを使用して、各変数のメンバーシップを確認します。72個の変光星がクラスターメンバーであることがわかっており、そのうち25個が主系列星で、48個が前主系列星です。銀河団のメンバーである可能性が高いことから、GAIA測光法に基づいて、銀河団の等時年齢が約2~Myrsであることが集合的に示唆されています。光度曲線の色と等級、および形状を使用して、主系列変数を$\beta$~Cep、$\delta$~Scuti、ゆっくりと脈動するBタイプ、および新しいクラス変数に分類しました。プレメインシーケンス変数のうち、8つは古典的なTTauri変数であり、4つはHerbigAe/Beオブジェクトですが、残りは弱線TTauri集団に属します。32個の星の可変性は、TESSライトカーブで検証されています。私たちの研究は、活発な星形成複合体であるシャープレスの前主系列星団と主系列星団のメンバーの変動性の洗練された分類を提供します\,86。TTSの現在のサンプルにはディスクロックメカニズムの強力な証拠はありませんが、より大きな$\Delta(I-K)$を持つ1つのTTSが低速回転子であることがわかっています。
太陽黒点数ソース データベースの再構築と 1947 年のチューリッヒ不連続点
| Title |
Reconstruction_of_the_Sunspot_Number_Source_Database_and_the_1947_Zurich_Discontinuity |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Clette,_Laure_Lef\`evre,_Sabrina_Bechet,_Renzo_Ramelli,_Marco_Cagnotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02429 |
太陽周期の主要な長期記録である黒点数系列の再調整には、1849年から1980年の間にこの指標を作成するためにチューリッヒ天文台が収集した生の黒点数のコレクション全体を復元する必要があります。ここで、報告します。この地球規模のデジタル太陽黒点数データベースの構築において最近達成された主な進歩について説明し、130年以上にわたって太陽黒点データを提供してきたすべての個々の観測者および専門の観測所の地球規模の統計を導き出します。まず、1945年から1979年までの過去34年間をカバーする長い間失われていたソースデータテーブルの完全な回復を発表し、それらのテーブルで入手できる固有の情報について説明します。次に、チューリッヒのコア観測チームと補助ステーションの進化もたどります。1947年、チューリッヒのチームと補助局の国際ネットワークの両方の構成に大きな混乱が見られました。この急激な移行は、チューリッヒ天文台の歴史の中でユニークであり、元のチューリッヒの太陽黒点数シリーズで見つかった主なスケールジャンプ、いわゆる「ヴァルトマイヤー」ジャンプと一致します。これは、20世紀初頭に徐々に導入された方法論的変化が、まさにその時点で役割を果たした理由を説明する重要な歴史的証拠を追加します.この新しい黒点データリソースを完全に完成させるために必要な残りの手順についてまとめます。
CFHT/SPIRou データを使用した若い星の近赤外線ベールに関する新しい洞察
| Title |
New_insights_on_the_near-infrared_veiling_of_young_stars_using_CFHT/SPIRou_data |
| Authors |
A._P._Sousa,_J._Bouvier,_S._H._P._Alencar,_J.-F._Donati,_C._Dougados,_E._Alecian,_A._Carmona,_L._Rebull,_N._Cook,_E._Artigau,_P._Fouqu\'e,_R._Doyon_and_the_SLS_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02450 |
ベールは、降着星のさまざまな波長範囲で遍在しています。ただし、IRドメインのベールの起源はよくわかっていません。降着スポットだけでは、降着系の浅い光球IRラインを説明するには不十分であり、別のソースがNIRのベールに寄与していることを示唆しています。内側のディスクは、IRベールを説明するための追加の放射源としてよく引用されます。この作業では、SPIRouLegacySurveyの枠組みの中で、CFHT/SPIRouスペクトログラフで観測された14個の降着星のサンプルを使用して、NIRベールの測定と議論を行い、その起源と変動時間スケールを理解することを目指しています。ベールの測定値を、降着および内部ディスクの診断と比較しました。測定されたベールは、サンプルのほとんどのターゲットでYバンドからKバンドに成長します。IRベールは、測光データを使用して得られたNIR放出過剰と一致します。ただし、ベールとシステムの降着特性の間には線形相関もあり、降着が内部ディスクの加熱に寄与し、その結果、内部ディスクの放出過剰に寄与することを示しています。また、NIRベールと視線に対するシステムの傾きとの関係も示しています。これはおそらく、システムの傾斜が増加するにつれて、NIR放出過剰が発生すると予想される内側ディスクエッジの目に見える部分の減少によるものです。NIRベールは、1日のタイムスケールで変化するように見え、光学ベールの変動性の夜ごとのダイナミクスを示しています。長期的には、平均NIRベールは、1か月から数年のタイムスケールでほとんどのターゲットに対して安定しているようです。ただし、システムのダイナミクスに影響を与える時折の高度な降着のエピソードでは、ターゲットRULupの場合に見られたように、ベールもそのような時期にはるかに顕著になるようです.
太陽コロナにおけるプラズマ診断としての振動リコネクション
| Title |
Oscillatory_reconnection_as_a_plasma_diagnostic_in_the_solar_corona |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas,_James_A._McLaughlin,_Gert_J._J._Botha,_St\'ephane_R\'egnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02452 |
振動リコネクションは、磁化されたプラズマの緩和プロセスであり、バックグラウンドプラズマの特性にのみ依存する固有の周期性があります。この研究は、太陽コロナにおける振動リコネクションの地震学的展望に焦点を当てています。PLUTOコードを使用して3セットのパラメーター研究(背景磁場、密度、温度の特徴的なコロナ値)を実行し、2D磁気Xポイントの完全に圧縮された抵抗MHD方程式を解きます。各パラメーターの調査から、振動再接続の期間を導き出します。この期間は、バックグラウンド磁場の特性強度と初期プラズマ温度の平方根に反比例し、平衡プラズマ密度の平方根依存性に従うことがわかります。これらの結果は、アルフエン速度の大きさと周期、および背景音の速度と周期の間に反比例があることを示しています。さらに、異方性熱伝導を追加しても、期間の平均値がわずかに増加するだけであることに注意してください。最後に、バックグラウンド磁場、密度、および温度に関連する周期の値を与える経験式を確立します。これにより、振動リコネクションの定量化された関係が得られ、太陽コロナのプラズマ診断として使用され、コロナ地震学に振動リコネクションを使用する可能性が開かれます。
質量比が 0.1 未満の 11 の接触連星の研究
| Title |
The_study_of_eleven_contact_binaries_with_mass_ratios_less_than_0.1 |
| Authors |
Xin-Yi_Liu,_Kai_Li,_Raul_Michel,_Xiang_Gao,_Xing_Gao,_Fei_Liu,_Shi-Peng_Yin,_Xi_Wang,_Guo-You_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02471 |
11個の皆既日食接触連星のマルチバンド測光観測が行われた。Wilson-Devinneyプログラムを適用して、測光解が得られました。CRTSJ133031.1+161202とCRTSJ154254.0+324652の2つのWサブタイプシステムがあり、残りのシステムはAサブタイプシステムです。CRTSJ154254.0+324652は94.3$\%$で最高の記入率を持ち、最低のオブジェクトはCRTSJ155009.2+493639で18.9$\%$しかありません。11の系の質量比はすべて0.1未満であり、質量比が非常に小さい連星系であることがわかります。周期変動の調査を行ったところ、3つの系の軌道周期がゆっくりと減少し、これは角運動量の損失が原因である可能性があり、6つの系の軌道周期がゆっくりと増加することがわかりました。これは、材料が二次成分から一次成分に移動する可能性があることを示しています。4天体のLAMOST低解像度スペクトルを解析し、スペクトル減算法を用いてH$\alpha$輝線を検出した。これは、4天体が彩層活動を示していることを意味する。それらの進化の状態を理解するために、質量-光度図と質量-半径図がプロットされました。2つの図は、一次成分が主系列の進化段階にあり、二次成分がTAMSを超えていることを示しており、これらが過剰に発光していることを示しています。11の系が安定状態にあるかどうかを判断するために、スピン角運動量と軌道角運動量の比($J_{s}/J_{o}$)と不安定性パラメーターを計算し、CRTSJ234634.7+222824は合併寸前です。
静かな太陽のX線輝点を加熱する際の小規模な衝撃イベントの役割
| Title |
Role_of_small-scale_impulsive_events_in_heating_the_X-ray_bright_points_of_the_quiet_Sun |
| Authors |
Biswajit_Mondal,_James_A_Klimchuk,_Santosh_V._Vadawale,_Aveek_Sarkar,_Giulio_Del_Zanna,_P.S._Athiray,_N._P._S._Mithun,_Helen_E._Mason,_and_A._Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02519 |
ナノフレアとして知られる小規模な衝撃イベントは、太陽コロナを数百万ケルビンの温度に保つことができる主要な候補の1つと考えられています。個々のナノフレアは、現在の世代の機器では検出が困難です。ただし、それらの存在は、差分放射測定(DEM)分析などの間接的な手法によって推測できます。ここでは、この手法を使用して、太陽周期24の極小期における静かなコロナのナノフレア加熱の可能性を調査します。ARがない場合は、X線輝点(XBP)がディスクに組み込まれたX線の主な原因となります。Chandrayaan-2オービターに搭載されたSolarX-rayMonitor（XSM）とSolarDynamicObservatoryに搭載されたAtmosphericImagingAssembly（AIA）からの観測を使用して、XBPのDEMを推定します。XBPは、バイポーラ磁場に関連する小規模なループで構成されています。EBTEL流体力学コードを使用して、このようなXBPループをシミュレートします。これらのループの長さと磁場強度は、光球マグネトグラムのポテンシャル場の外挿によって得られます。各ループは、ループの特性に依存するエネルギーを持つランダムなナノフレアによって加熱されると想定されます。すべてのループの複合ナノフレアエネルギー分布には、-2.5に近いべき法則の勾配があります。次に、シミュレーション出力を使用して、統合されたDEMを取得します。これは、1MKを超える温度で観測されたDEMと非常によく一致しており、モデルで予測されたナノフレア分布がXBP加熱を説明できることを示唆しています。
4 つの四肢黒化法則の再パラメータ化と JKTEBOP コードへの実装
| Title |
Re-parameterisation_of_four_limb_darkening_laws_and_their_implementation_into_the_JKTEBOP_code |
| Authors |
John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02531 |
リムダークニング(LD)は通常、日食連星系とトランジット惑星系の光度曲線のモデルにおける一連の関数"法則"を使用してパラメーター化されます。2係数のLD法則はすべて、それらの係数間の強い相関関係に悩まされており、高品質の光度曲線から両方の係数を確実に決定することができません。数値シミュレーションを使用して、はるかに弱い相関を示す二次、対数、平方根、および三次LD法則の再パラメーター化を提案し、それらをJKTEBOPコードに実装します。両方のLD係数が適合する場合は常に、これらの再パラメータ化を使用することをお勧めします。逆に、1つの係数だけをフィッティングする場合は、係数を不適切な値に固定することによる問題を回避するために、標準的な法則を使用する必要があります。これらの選択は、光度曲線モデルの他の適合パラメーターにほとんど影響を与えないことがわかりました。また、2乗のLD法則をデフォルトとして使用することをお勧めします。これは、理論的予測に適合するためであり、2次および線形法則は適合しないため避ける必要があります。
MUSEによる原始星の流出とジェットの禁止された輝線
| Title |
Forbidden_emission_lines_in_protostellar_outflows_and_jets_with_MUSE |
| Authors |
Lizxandra_Flores-Rivera,_Mario_Flock,_Nicol\'as_Kurtovic,_Bernd_Husemann,_Andrea_Banzatti,_Simon_C._Ringqvist,_Sebastian_Kamann,_Andr\'e_M\"uller,_Christian_Fendt,_Rebeca_Garcia_Lopez,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Thomas_Henning,_Carlos_Carrasco-Gonzalez,_Roy_van_Boekel,_Miriam_Keppler,_Ralf_Launhardt,_Yuhiko_Aoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02559 |
原始惑星系円盤の禁止された輝線は、円盤と主星の進化の研究における重要な診断です。空間的に分解された輝線[OI]6300,6363,[NII]6548,6583,H$\alpha$,および[SII]6716,6730オングストロームを報告します。これらは、内側のジェットと磁気駆動の風に関連していると考えられています。ディスク。観測は、超大型望遠鏡(VLT)で、マルチユニット分光探査機(MUSE)の光学積分視野スペクトログラフで実行されました。0.025X0.025arcsec$^{2}$の分解能で、内側の円盤に接続された流出/ジェット(PA$_{outflow/jet}$)の位置角度を導き出すことを目指します。ここで分析された禁制輝線は、原始惑星系円盤の内部に起源を持っています。DLTau、CITau、DSTau、IPTau、およびIMLupの流出/ジェットに沿った最大強度の放出から、特定されたほとんどのラインのPA$_{outflow/jet}$を確実に測定することができました。私たちの見積もりは、ほとんどのディスクでPA$_{dust}$と一致することがわかりました。これらの推定値は、信号対雑音レベルと流出(ジェット)のコリメーションに依存します。CIDA9、GOTau、およびGWLupの流出/ジェットは、PA$_{outflow/jet}$を推定するには小さすぎます。私たちの運動学分析に基づいて、DLタウとCIタウは、視線速度が100kms$^{-1}$をはるかに超える強力な流出/ジェットをホストしているのに対し、DSタウ、IPタウ、およびIMはラップ速度はより低く、その構造は風に関連する低速成分を含んでいます。質量損失率$\dot{M}_{{loss}}$の推定値は、(1.1-6.5)X10$^{-7}$-10$^{-8}$$M_{の範囲です\odot}$yr$^{-1}$ここで分析されたディスク流出/ジェットシステム。ここで分析された流出/ジェットシステムは、内側と外側のディスクの間で約1度以内に整列しています。IMLupの位置ずれの可能性を確認するには、さらなる観察が必要です。
パーカー太陽探査機で観測された磁気スイッチバックの形成
磁気スイッチバックは、太陽風における放射状磁場の急激な高振幅反転であり、太陽圏電流シートの交差を伴いません。マリナーとヘリオスのデータで70年代に最初に散発的に見られたスイッチバックは、後にユリシーズ宇宙船によって1天文単位を超えて観測され、最近、パーカーソーラープローブ宇宙船によって内太陽圏における太陽風の変動の典型的な要素として特定されました。ここでは、これらの磁気反転の形成に関する単純で予測可能な理論を提供します。スイッチバックは、横方向に変化する放射状の波の伝播速度による円偏波アルフエン波のせん断によって生成されます。磁場変動の解析的表現を提供し、必要十分条件を確立し、そのメカニズムが現実的な太陽風シナリオで機能することを示します。
$F_{10.7cm}$ -- 太陽黒点数の関係は線形で安定していますか?
$F_{10.7cm}$電波フラックスと黒点数は、太陽活動の最も広く使用されている長期的な指標です。それらは強く相関しているため、あるインデックスを別のインデックスに変換できるようにする多くのプロキシ関係が公開されました。ただし、これらの既存のプロキシは、特に太陽活動が低い場合に、大きな不一致を示しています。私たちの目的は、これらの多くの問題を世界的に明確にすることです。より正確なプロキシを取得するために、次数4までの新しい多項式回帰を計算します。また、回帰における時間平均化の役割を研究し、すべて静かな$F_{10.7}$バックグラウンドフラックスの問題を調査します。最後に、1947年から2015年までの期間全体にわたる$F_{10.7}$--太陽黒点数の関係の変化をチェックします。$4^{th}$次の多項式を使用すると、より正確な以前に公開されたすべてのものよりもプロキシ関係を使用し、標準誤差を与える式を導き出します。この関係は、日次、月次、年次の平均値で異なり、生の平均化されていない日次データでは完全に線形であることが証明されています。毎日の値の単純な2成分モデルによって、時間平均がどのように非線形プロキシ関係につながるかを示します。また、静かな太陽$F_{10.7}$の背景が絶対的なものではなく、実際には汚れのない期間の長さに依存することも示しています。最後に、$F_{10.7cm}$時系列が不均一であり、1980年から1981年の間に急激に10.5%上昇することがわかりました。新しいプロキシ関係は、適切なプロキシと$F_を選択するための時間スケールの重要性を示しています。{10.7}$静かな太陽の背景レベル。歴史的証拠から、1981年の急上昇は$F_{10.7}$科学チームとデータ処理の独自の変更による可能性が最も高く、新たに再調整された黒点番号(バージョン2)がおそらく唯一の黒点を提供すると結論付けています。この不均一性を修正するための可能な参照。
二次元流体力学シミュレーションに基づく恒星質量の関数としての対流コアオーバーシュートの研究
| Title |
A_study_of_convective_core_overshooting_as_a_function_of_stellar_mass_based_on_two-dimensional_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
I._Baraffe,_J._Clarke,_A._Morison,_D._G._Vlaykov,_T._Constantino,_T._Goffrey,_T._Guillet,_A._Le_Saux,_J._Pratt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02604 |
3$M_\odot$から20$M_\odot$までの質量範囲をカバーするゼロ年齢主系列星のコア対流の2次元数値シミュレーションを実行します。シミュレーションは、完全に圧縮可能な時間暗黙的コードMUSICを使用して実行されます。星の質量と光度の関数として、対流境界を横切る対流の弾道過程を説明するオーバーシュートの効率を研究します。また、3つの$M_\odot$モデルの星の光度を人為的に増加させた場合の影響も調べます。シミュレーションは、数百から数千の対流ターンオーバータイムスケールをカバーしています。対流エンベロープのために以前に開発された極端なプルームイベントのフレームワークを適用して、恒星質量の関数としてオーバーシュートの長さを導き出します。オーバーシュート距離($d_{\rmov}$)は、星の光度($L$)と対流コア半径($r_{\rmconv}$)に比例することがわかりました。スケーリング則$d_{\rmov}\proptoL^{1/3}r_{\rmconv}^{1/2}$を導出します。これは1D恒星進化コードに実装され、結果の恒星モデルが比較されます。観察に。スケーリングは、観測値と定性的に一致して、星の質量とともに大幅に増加するオーバーシュート距離の値を予測します。ただし、量的には、質量$\gtrsim10M_\odot$の予測値は過小評価されています。私たちの2Dシミュレーションは、最近の対流の3Dシミュレーションで示されているように、対流コアのシュヴァルツシルト境界のすぐ上にほぼ断熱層が形成されていることを示しています。最も明るいモデルは、ほぼ断熱層のサイズが時間とともに成長することを示しています。この成長は、ほぼ断熱層の上端が最大オーバーシュート長に近づき、シミュレーション時間がオーバーシュート層の典型的な熱拡散時間スケールを超えると、減速するように見えます。
ポスト AGB バイナリの典型的なフルディスクはどのように見えますか? -- PIONIER、GRAVITY、MATISSE データを再現する放射伝達モデル
| Title |
What_does_a_typical_full-disc_around_a_post-AGB_binary_look_like?_--_Radiative_transfer_models_reproducing_PIONIER,_GRAVITY,_and_MATISSE_data |
| Authors |
A._Corporaal,_J._Kluska,_H._Van_Winckel,_D._Kamath,_M._Min |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02622 |
(要約)進化したポスト漸近ジャイアントブランチ(post-AGB)連星系の周りの安定した周連星円盤は、若い恒星天体の周りの原始惑星系円盤と多くの類似点を示しています。これらの円盤は、星周円盤内の連星進化とマクロ構造の形成の両方に制約を与えることができます。ここでは、AGB後のバイナリシステムの1つ、IRAS08544-4431に焦点を当てます。放射伝達処理によりIRAS08544-4431の物理モデルを改良し、H、K、L、およびNバンドをカバーする近赤外および中赤外干渉解析を継続することを目指しています。以前に検出された過分解フラックスの量と、内側のダストディスクの縁とそれを超えた半径方向の強度プロファイルをキャプチャして、内側のディスク領域の物理プロセスに制約を課すことを目指しています。モンテカルロ放射伝達コードを使用して、測光と多波長赤外線干渉データセットの両方を再現することにより、ディスクの物理構造を調査しました。データセットを再現するのに最適なモデルを特定するための戦略を開発しました。すべてのバンドで赤外線測光データと干渉データをうまく適合させるモデルのファミリーを見つけました。一部の過剰分解フラックス成分はすべてのバンドで回復されましたが、最適化されたモデルは依然としてすべての過剰分解フラックスを説明するには不十分です。これは、システム内の別のほこりっぽい構造が役割を果たしていることを示唆しています。星周円盤の多波長赤外線干渉観測により、これまでにない詳細な内部円盤領域の研究が可能になります。洗練された物理モデルは、測光特性、放射範囲、可視性曲線の全体的な形状など、調査された機能のほとんどを再現できます。測光と組み合わせた多波長干渉計観測は、円盤が同様のダスト質量と効率的なダスト成長を持つ原始惑星系円盤に似ていることを示しています。
18 TeV GRB 221009A の光スカラーの説明
最近の天体物理学的トランジェントSwiftJ1913.1+1946は、$\gamma$線バーストGRB221009Aに関連している可能性があります。このイベントの赤方偏移は$z\simeq0.151$です。非常に高エネルギーの$\gamma$線(最大18TeV)がトランジェントに続き、LHAASOによって観測されました。さらに、Carpet-2は251TeVの光子のような空気シャワーを検出しました。このような高エネルギーの光子は、地球に到達する前に拡散銀河系外背景光(EBL)で容易に消滅すると予想されます。$\gamma$線の識別と赤方偏移の測定値が正しい場合、これらの測定値を説明するには新しい物理学が必要になる可能性があります。この手紙は、LHAASOによって報告された最もエネルギーの高い18TeVイベントの最初のCP偶数スカラー説明を提供します。この最小シナリオでは、軽いスカラーシングレット$S$が標準モデル(SM)ヒッグスボソン$h$と混合します。高度にブーストされた$S$粒子はGRBで生成され、地球に伝播する間に放射崩壊ダイフォトン$S\rightarrow\gamma\gamma$を受けます。したがって、結果として得られる光子は、EBLによって無効にされることなく、遠隔領域で生成される可能性があります。したがって、$\gamma$線の通常の指数関数的減少は、光学的深さの逆の減衰により持ち上げられ、スカラーキャリアによりはるかに大きくなります。
連星ブラックホールリングダウンを使用した修正重力理論の特定
| Title |
Identifying_modified_theories_of_gravity_using_binary_black-hole_ringdowns |
| Authors |
Costantino_Pacilio,_Swetha_Bhagwat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02267 |
ブラックホール分光法、つまり、ブラックホールリングダウンのさまざまなモードの特性周波数と減衰時間を測定することは、一般相対性理論(GR)からの逸脱をテストするための強力なプローブです。この作業では、GRのカーブラックホールのスペクトルからの偏差を識別する能力に関する包括的な研究を提示します。具体的には、理論的に動機付けられたさまざまなセットのブラックホール分光法と現象学的に修正されたスペクトルのパフォーマンスを調査します。GRカーブラックホールスペクトルへの変更を識別するために必要なリングダウンの信号対雑音比$\rho_{\rmRD}$は、変更の詳細に依存しますが、$\simを導入する変更基本モード周波数の1\%$シフトは通常、$\rho_{\rmRD}\in[150,500]$で区別できます。$\rho_{\rmRD}$のこの範囲は、次世代の検出器で実現可能であり、ブラックホール分光法の有望な科学的事例を示しています。
アダプティブ スプライン フィッティングを使用した重力波データからのグリッチ減算
| Title |
Glitch_subtraction_from_gravitational_wave_data_using_adaptive_spline_fitting |
| Authors |
Soumya_D._Mohanty,_Mohammad_A._T._Chowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02398 |
重力波データ内の機器および環境起源の一時的な信号(「グリッチ」)は、天体物理信号の検索の誤報率を高め、感度を低下させます。天体物理信号に直接重なるグリッチは、それらの検出を妨げ、パラメーター推定エラーを悪化させます。次世代の検出器では、検出可能な天体物理信号が占めるデータの割合が高くなるため、このような問題のある重複がより頻繁になる可能性があります。これらのグリッチの悪影響は、推定してデータから差し引くことで軽減できますが、予測できない波形と大きな形態的多様性が課題となります。補助センサーからのデータを予測因子として使用するグリッチの減算は機能しますが、ほとんどの場合は機能しません。したがって、補助データを必要とせず、多種多様なグリッチに対応し、オーバーラップの場合に天体物理信号への影響を最小限に抑えるノンパラメトリックグリッチ軽減方法が必要です。高いレートのグリッチに対処するために、そのような方法が計算的に高速であることも望ましい。フリーノットの配置を最適化して、ノイズの多いデータの滑らかな曲線と滑らかでない曲線の両方を推定する適応スプラインフィッティングが、非常に頻繁に現れるタイプの広帯域短時間グリッチに対するこれらの要件を満たすための有望なアプローチを提供することを示します。.この方法は、GravitySpyデータベースの3つの異なるクラスから引き出されたグリッチと、二重中性子星信号GW170817に重なったグリッチで実証されています。GW170817信号に対するグリッチ減算の影響、またはデータに注入された同様のものは、無視できることがわかります。
最初のポスト ニュートン次数での解析座標時間
| Title |
Analytical_coordinate_time_at_first_post-Newtonian_order |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Emmanuele_Battista,_John_Antoniadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02472 |
この手紙では、Damour-Deruelleソリューションを利用して、極角に関する座標時間の分析式を導き出します。この式は、パルサーのタイミング理論と重力波理論の両方に有利に適用されます。
時間結晶としての地球: 多体エントレインメントによる歳差運動共鳴による地磁気極性、地形、気候の変容的緩和による量子スケールの現象の巨視的性質
| Title |
Earth_as_a_time_crystal:_macroscopic_nature_of_a_quantum-scale_phenomenon_from_transformative_moderation_of_geomagnetic_polarity,_topography,_and_climate_by_precession_resonance_due_to_many-body_entrainment |
| Authors |
Mensur_Omerbashich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.02578 |
古データの周期性の主張は多く、非常に物議を醸しているため、顕生代(0-541My)の大量絶滅期を重ね合わせると、地球上の生命は不可能になります。この期間の捜索は、地質学的タイムスケールを軌道周波数に結び付ける地質年代学の近代化と一致し、高調波からの天文信号の分離を可能にしました。このように、惑星の古力学の代用として、多様なデータ(地磁気の極性、クレーター形成、絶滅のエピソード)を用いて、多体サブハーモニックエントレインメントが天文学的な強制力に対する地球の共鳴応答を誘発し、$2\pi$位相シフトした軸歳差運動p=26kyになることを示します。そしてそのPi=$2\pi$p/i;i=1,...n高調波は、古データの周期性に共鳴的に関与します。地層のこの準周期的な性質は、p'/4ロックステップからp'=41kyの傾斜角まで同時に引き起こされます。検証のために、GPTS-95で$2\pi$p(およびPi)を抑制した後の残差分析は、南大西洋アノマリーでタイムスケールのキャリブレーションを逆転させ、カンパニアン末期(0-83My)まで拡張し、地球-火星の弱い信号を検出することに成功しました。古い時代から以前に報告された惑星の共鳴。唯一の残留信号は、26.5-MyRampino周期です。これは、破壊的なたわみと変容的な極性反転の搬送波です。軌道強制力に対する地球の($2\pi$p,Pi)共鳴応答は、ミランコビッチ理論の長い間求められていたエネルギー伝達メカニズムですが、基本的なシステム特性--$2\pi$-位相シフト、1/4ロックステップフォーサー、および離散時間変換対称性(乗算/半分の周期)--典型的な量子時間結晶は、ここでは巨視的に見え、時間結晶の概念を目立たなくしています。驚くべきクロススケールの結果は、惑星の歳差運動が、以前に主張されたような激変的な地球力学現象であることを裏付けています。その場合、量子ダイナミクスの時間結晶は、フェッシュバッハ共鳴をもたらす衝突などの粒子エントレインメントによるものである可能性があります。
