ブラックホールの形成をトリガーするために必要なレベルまで曲率の変動のサイズを増幅することによって原始ブラックホールを生成できるインフレのシナリオの概念的な側面を確認します。単一フィールドと複数フィールドのインフレーションの両方で、そうするための一般的なメカニズムを特定します。単一フィールドインフレーションでは、曲率変動のスペクトルは、宇宙ダイナミクスを制御するバックグラウンド量の顕著な勾配によって強化されます。これにより、非スローロールインフレーション進化の短い段階が誘導される可能性があります。複数のフィールドインフレーションでは、増幅は追加のセクターとの適切なカップリングによって発生します。これは、変動のサイズを高めるタキオン不安定性を特徴とします。代表的な例として、アクシオンのインフレーションと、フィールド空間で急速に変化するインフレーションの2フィールドモデルを考えます。最も関連性の高い計算のいくつかを含め、いくつかのモデルに共通する一般的なテーマを強調しながら、既存の理論文献を通じて読者を導くことにより、教育学的な方法で議論を展開します。
暗い森のEDGES：暗黒物質と大規模構造の複合体への新しい吸収ウィンドウ
| Title |
EDGES_of_the_dark_forest:_A_new_absorption_window_into_the_composite_dark_matter_and_large_scale_structure |
| Authors |
Anoma_Ganguly,_Rishi_Khatri,_Tuhin_S._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03624 |
電波からガンマ線までの電磁スペクトル全体、特に砂漠がある帯域、つまりバリオンからの強い線が予想されない領域で、暗い森/吸収機能を使用して暗黒物質を探す新しい方法を提案します。このような新しい特徴は、複合的な性質と内部電磁遷移を持つ暗黒物質モデルで発生する可能性があります。バックグラウンドソースからの光子は暗黒物質と相互作用し、ソーススペクトルに吸収信号が発生します。クエーサーなどのコンパクトなソースの場合、暗黒物質のハローでのこのような相互作用により、一連の近接した吸収線が生成される可能性があり、これを暗黒の森と呼びます。暗い森の特徴は、特に低質量端で、暗黒物質の自己相互作用とハロー質量関数の敏感なプローブであることを示しています。さらに、暗黒物質によるCMB光子の吸収は、CMBスペクトルに全体的な吸収信号を生じさせます。$2.5\times10^{-4}\text{eV}$-$5\times10^{3}$eVの範囲の暗黒物質遷移エネルギーの場合、そのような吸収特性により、COBE/FIRASのCMBのスペクトル歪みが生じます。60～600GHzの帯域。暗黒物質遷移周波数が$\sim$156GHzである場合、暗黒物質によるCMB光子の吸収が、50-100MHz範囲でEDGESコラボレーションによって検出された異常な吸収機能の説明を提供できることを示します。
The eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS) -- HSC
サーベイからの銀河を使用した X 線銀河団のスプラッシュバック半径
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS)_--_Splashback_radius_of_X-ray_galaxy_clusters_using_galaxies_from_HSC_survey |
| Authors |
Divya_Rana,_Surhud_More,_Hironao_Miyatake,_Sebastian_Grandis,_Matthias_Klein,_Esra_Bulbul,_I-Non_Chiu,_Satoshi_Miyazaki,_Neta_Bahcall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03626 |
HSCS19A測光銀河と相互相関させることにより、SRG/eROSITAeFEDSX線選択銀河団周辺のスプラッシュバック半径測定値を提示します。X線の選択は、光学クラスターファインダーアルゴリズムに影響を与える投影に関連する体系の影響をあまり受けないと予想されます。赤方偏移内で光度$L_X>10^{43.5}{\rmergs^{-1}h^{-2}}$を持つ0.5～2.0keVバンドで選択された、ほぼ体積制限されたX線クラスターサンプルを使用します。$z<0.75$で、信号対雑音比が$17.43$の予測相互相関の測定値を取得します。測定値をモデル化して3次元プロファイルを推測し、最も急な斜面が$-3$よりも急勾配であることを発見し、その場所をスプラッシュバック半径に関連付けます。3Dスプラッシュバック半径$r_{\rmsp}=1.45^{+0.30}_{-0.26}\,{\rmh^{-1}Mpc}$の値を推測します。また、銀河団の弱いレンズ信号を測定し、HSC-クラスターサンプルの中央赤方偏移$z=0.46$でのS16A形状カタログデータ。$r_{\rmsp}$の値を、次のハロー質量に基づく球面過密境界$r_{\rm200m}=1.75\pm0.08\,{\rmh^{-1}Mpc}$と比較します。$\Lambda$CDM予測と$1.2\sigma$内で一致しています。スプラッシュバック半径に対する私たちの制約は、広範ではありますが、X線で選択された銀河団サンプルに対してこれまでに得られた最良の測定値です。
SMACS0723における暗黒物質、星団内光と球状星団分布の相関について
| Title |
On_the_correlation_between_dark_matter,_intracluster_light_and_globular_cluster_distribution_in_SMACS0723 |
| Authors |
J.M._Diego,_M._Pascale,_B._Frye,_A._Zitrin,_T._Broadhurst,_G._Mahler,_G.B._Caminha,_M._Jauzac,_Myung_Gyoon_Lee,_Jang_Ho_Bae,_In_Sung_Jang,_Mireia_Montes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03629 |
JWSTで観測された最初のクラスターであるSMACS0723の自由形式モデルを提示します。このモデルは、星団内の質量(主に暗黒物質)の分布について強力な仮定を行っておらず、暗黒物質と星団内の光および球状星団の分布との間の可能な相関関係を研究するために使用します。質量モデリングの不確実性を調査するために、分光学的に確認されたシステムと、分光システムから導出されたレンズモデルによって予測された赤方偏移を持つ新しい候補システムに基づいて、3つのレンズモデルを導出します。BCGの影響範囲を超えると、総質量がICLを追跡しないことがわかり、暗黒成分(暗黒物質)の必要性が示唆されます。銀河団内の光で観測された2つのループ状の構造は、総質量(主に暗黒物質)の分布と明確な対応がありません。ICLの放射状プロファイルと球状星団の分布は互いに似ていますが、レンズモデルのプロファイルより急勾配です。より具体的には、ICLプロファイルと球状星団プロファイルの両方よりも、総質量が対数スケールで1dexだけ浅いことがわかります。これは、冷たい暗黒物質のN体シミュレーションとよく一致しています。
摂動論からのコズミックウェブ
| Title |
The_Cosmic_Web_from_Perturbation_Theory |
| Authors |
F.-S._Kitaura,_F._Sinigaglia,_A._Balaguera-Antol\'inez,_and_G._Favole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03648 |
コンテキスト:銀河調査で大規模構造(LSS)を分析するには、正確な構造形成モデルが必要です。このようなモデルは、理想的には高速であり、大規模なトレーニングデータセットを必要とせずにさまざまな宇宙パラメータ空間を迅速にスキャンするための明確な理論的フレームワークを備えている必要があります。目的:この研究は、粘性と渦度を含むラグランジュ摂動理論(LPT)を拡張して、フィールドレベルでの暗黒物質N体計算から宇宙進化を再現することを目的としています。方法:AugmentedLPT(ALPT)をeALPTと呼ばれるオイラーフレームワークに拡張します。これにより、応力テンソルのモデリングが可能になり、渦度が導入されます。ALPTがカールのないフィールドを想定していることを補うために、各オイラー変換後に現れる渦度の一部が後続のタイムステップに追加されます。このモデルには、宇宙論、赤方偏移スナップショット、宇宙体積、および粒子セルの数の選択以外に、3つの自由なパラメーターがあります。結果:N体ソルバーと比較して、暗黒物質分布の相互相関が、k=1hMpc$^{-1}$で、ゼルドビッチ近似での~55%から増加することがわかりました(ALPT);eALPTで~96および97%まで、それぞれ3および5ステップを使用して、k~0.3および0.7hMpc$^{-1}$までのパーセンテージ精度内のパワースペクトル。
DES-Y3調査に照らした成長と形状の分割
| Title |
Growth_and_Geometry_Split_in_Light_of_the_DES-Y3_Survey |
| Authors |
Kunhao_Zhong,_Evan_Saraivanov,_Vivian_Miranda,_Jiachuan_Xu,_Tim_Eifler,_and_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03694 |
ダークエネルギー調査(DES)の1年目と3年目の弱いレンズ効果と銀河クラスターデータを使用して、滑らかなダークエネルギーパラダイムをテストします。$\Lambda$CDMおよび$w$CDMモデル内で、$\Omega_\mathrm{m}$(および$w$)を2つのメタパラメーターに分割することで、拡張と構造の成長履歴を分離し、成長の異なる進化を可能にします。宇宙の幾何学。CMB、SNIa、BAO、BBNからの幾何学に関する事前分布の3つの異なる組み合わせを検討します。これらは、制約力が異なりますが、成長情報がDESの弱いレンズ効果と銀河クラスタリングのみから得られるように設計されています。DES-Y1データの場合、$\Lambda$CDMおよび$w$CDMパラメータ空間の両方で、成長メタパラメータとジオメトリメタパラメータの間に検出可能な緊張は見られません。このステートメントは、DES-Y3コズミックシアーおよび3x2pt解析にも当てはまります。DES-Y3銀河-銀河レンズ効果と銀河クラスタリング(2x2pt)の組み合わせについて、成長とジオメトリのメタパラメーター間の張力を測定すると、$\Lambda$CDMでは2.6$\sigma$、$w$CDMモデル空間、それぞれ。この緊張は、新しい物理学ではなく、DES-Y3RedMagic銀河サンプルの残留系統学に起因すると考えられます。DES-Y3の代替レンズサンプルと、将来の弱いレンズ効果および銀河クラスタリングデータセットを使用して、調査結果をさらに調査する予定です。
$R^3$ 拡張を使用した Weyl スケーリング不変重力のインフレーション
宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の宇宙論的観測は、私たちの宇宙が原始摂動のほぼスケーリングされた不変パワースペクトルを持っていることを示しています。ただし、この原始スペクトルの正確な起源はまだ不明です。ここでは、初期宇宙の原始摂動の原因となるインフレーションを引き起こすワイルスケーリング不変式$R^2+R^3$重力を提案します。インフレの観測量に対する分析的処理と数値処理の両方を開発し、このモデルが2つの異なるインフレパターンをサポートできる独特のスカラーポテンシャルを与えることを発見しました。最初のものは、純粋な$R^2$モデルで発生するものと似ていますが、テンソルとスカラーの比率$r$が$\mathcalO(10^{-4})$から$\数学O(10^{-2})$.もう1つは、スローロールインフレーションだけでなく、オシレーションによって誘発された加速膨張の短い段階を伴う新しい状況です。インフレーションの両方のパターンには、宇宙マイクロ波背景放射と原始重力波に関する将来の実験によって調べることができる実行可能なパラメーター空間があります。
再電離による暗黒物質の制約
この会議議事録は、Mencietal.で提示された制約の短い要約を提供します。2016年、2017年に熱WDM候補の質量、およびRomanelloetalで提示された結果について。2021年の再電離シナリオが、WDM宇宙論における初期の銀河形成によってどのように影響を受けるかについて。再電離の時代($z>$6)における銀河の存在量は、基本的な宇宙論的パラメーターに依存しており、最も重要なのは暗黒物質の特性に依存しているため、強力な宇宙論的プローブとして使用することができます。ここでは、原始銀河の数密度が熱WDM候補の質量をどのように制限できるかを示し、将来のJWST観測によって可能になる制限について説明します。次に、さまざまな宇宙シナリオで、再電離プロセスが初期の銀河形成によってどのように影響を受けるかを調査します。初期パワースペクトルを抑制した半解析モデルを使用して、熱暖暗黒物質および無菌ニュートリノ宇宙論におけるUV光度関数を取得します。各宇宙論に対して、$z<6.7$でプロセスの完了を保証する固定$f_{esc}$の上限を見つけます。
大質量銀河の豊富さによる暗黒エネルギーの制約
この会議議事録は、Menciらによって提示された制約の短い要約を提供します。（2020）およびMencietal。(2022)動的ダークエネルギーモデルに。標準的な$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)シナリオ内で生じるいくつかの観測上の緊張に対処するために、動的暗黒エネルギー(DDE)モデルが提案されています。状態方程式パラメーター$w_0$の局所的な値とその時間導関数$w_a$のさまざまな組み合わせによってパラメーター化されたさまざまなDDEモデルは、初期宇宙における大質量銀河のさまざまな最大存在量を予測します。我々は、観測された大量の銀河がすでにz>=4.5にある場所にあることを使用して、DDEモデルを制約します。この目的のために、4つの独立したプローブを検討します。（i）CANDELSサーベイからのz〜6で観測された星の質量関数。(ii)z~5のサブミリ波範囲で検出された巨大な星形成銀河の観測から導き出された巨大なハローの推定体積密度。(iii)SPT調査によってz~7で検出された最も大規模なシステムの希少性。(iv)初期のJWST観測から推測されたz~10での大量の(M>10^10.5Msun)銀河。私たちのプローブは、他の既存のプローブで許可されているDDEパラメーター空間の大部分を除外します。特に、初期のJWSTの結果は、確認された場合、標準の$\Lambda$CDMシナリオと2$\sigma$の信頼水準で緊張関係にあります。
暗黒物質モデルの崩壊は、熱的な Sunyaev-Zel'dovich 効果による $S_8$ 緊張の解決策になり得るか?
| Title |
Can_decaying_dark_matter_models_be_a_solution_to_the_$S_8$_tension_from_the_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_effect? |
| Authors |
Hideki_Tanimura,_Marian_Douspis,_Nabila_Aghanim_and_Joseph_Kuruvilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03939 |
プランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定と低赤方偏移プローブの間の$S_8$緊張に対する可能な解決策を考慮して、暗黒物質の崩壊(DDM)を含めることにより、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルを拡張しました。最初に、暗黒物質が相互作用のない暗放射の形に崩壊するDDMモデルをテストしました。このDDMモデルの下で、宇宙論におけるバックグラウンド進化とハロー質量関数における非線形処方を含む、崩壊寿命$\Gamma^{-1}$を変化させることにより、SunyaevZel'dovich効果に対するDDMの影響を調査しました。最新の高赤方偏移PlanckCMB測定と低赤方偏移SZ測定を組み合わせて、この拡張宇宙モデルの仮定の下で宇宙論的解析を行いました。私たちの結果は、$\Gamma^{-1}\sim200$Gyrが優先され、崩壊寿命の下限が95\%の信頼水準で$\sim$77Gyrであることを示しています。ただし、CMBデータはこのモデルを好まず、$S_8$の緊張は依然として残っています。さらに、ダークマターが暖かいダークマターとダーク放射に崩壊する他のDDMモデルをテストしました。このモデルは$\Gamma^{-1}\sim204$Gyrをサポートし、95\%の信頼水準で$\sim$47Gyrの崩壊寿命の下限で$S_8$張力を解決します。
Gravitational Waves Standard Sirens を使用したバルク粘性統一シナリオの調査
| Title |
Exploring_bulk_viscous_unified_scenarios_with_Gravitational_Waves_Standard_Sirens |
| Authors |
Weiqiang_Yang,_Supriya_Pan,_Eleonora_Di_Valentino,_Celia_Escamilla-Rivera,_Andronikos_Paliathanasis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03969 |
統一されたバルク粘性シナリオを検討し、プランク2018からの宇宙マイクロ波背景放射観測とIa型超新星からのパンテオンサンプルを使用してそれらを制約します。次に、提案されたアインシュタイン望遠鏡の${\calO}(10^3)$模擬重力波標準サイレン(GWSS)イベントから光度距離測定値を生成します。次に、これらのバルク粘性シナリオを制約する上でモックGWSSデータがどのように効果的であるかを予測するために、GWSSからのこれらのモック光度距離測定値を現在の宇宙探査機と組み合わせます。私たちの結果は、宇宙セクターのゼロでない時間依存のバルク粘度が現在の宇宙論的プローブによって強く好まれており、将来のGWSS測定によって多くの標準偏差で確認される可能性があることを示しています。さらに、GWSSデータを追加すると、この作業で使用される通常の宇宙探査機から得られる主要な宇宙論的パラメーターの不確実性を大幅に削減できることにも言及します。
photo-$z$ の不確かさの伝播: 関数微分アプローチ
測光赤方偏移は、大規模構造(LSS)調査の分析と解釈における重要な要素です。これらの赤方偏移推定の精度と精度は、測光測量の制約力に直接関係しています。したがって、最終的な分析で偏った結果を推測しないように、赤方偏移キャリブレーションの精度と精度の要件を定義する必要があります。LSSの弱い重力レンズ効果の場合、測光は、分析で使用される断層撮影ビンのそれぞれのソース赤方偏移分布(SRD)の推定で最高潮に達します。SRDの平均値のシフトと、キャリブレーションがそれらをどれだけうまく回復できなければならないかに焦点が当てられてきました。推定されたSRDは通常、対応するエラーを含む正規化されたヒストグラムとして与えられるため、これらの不確実性を適切に伝播して、特定の調査の要件が実際に満たされているかどうかを確認することは有益です。ここでは、関数導関数を使用して、最終的な観測量の感度を計算することを提案します。特定の赤方偏移でのSRDに関するレンズ角パワースペクトル。これにより、実現ごとに分析パイプライン全体を再度実行することなく、任意の形状の小さな摂動をSRDに伝播できます。この方法をEUCLID調査に適用し、KV450データセットのSRDを使用してそれを実証し、以前の結果を回復します。最後に、赤方偏移の不確実性を伝播する場合、2を超える次数の宇宙せん断モーメントはおそらく関係ないことに注意してください。
M型矮星TOI-700のハビタブルゾーンにある2番目の地球サイズの惑星
| Title |
A_Second_Earth-Sized_Planet_in_the_Habitable_Zone_of_the_M_Dwarf,_TOI-700 |
| Authors |
Emily_A._Gilbert,_Andrew_Vanderburg,_Joseph_E._Rodriguez,_Benjamin_J._Hord,_Matthew_S._Clement,_Thomas_Barclay,_Elisa_V._Quintana,_Joshua_E._Schlieder,_Stephen_R._Kane,_Jon_M._Jenkins,_Joseph_D._Twicken,_Michelle_Kunimoto,_Roland_Vanderspek,_Giada_N._Arney,_David_Charbonneau,_Maximilian_N._G\"unther,_Chelsea_X._Huang,_Giovanni_Isopi,_Veselin_B._Kostov,_Martti_H._Kristiansen,_David_W._Latham,_Franco_Mallia,_Eric_E._Mamajek,_Ismael_Mireles,_Samuel_N._Quinn,_George_R._Ricker,_Jack_Schulte,_S._Seager,_Gabrielle_Suissa,_Joshua_N._Winn,_Allison_Youngblood,_and_Aldo_Zapparata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03617 |
主星の楽観的ハビタブルゾーン(HZ)にある0.95R$_\oplus$惑星、TOI-700eの発見を報告します。この発見は、NASAのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)ミッションからの複数年にわたる監視によって可能になりました。主星、TOI-700(TIC150428135)は近く(31.1pc)の不活発なM2.5矮星($V_{mag}=13.15$)です。TOI-700は、小さなHZ惑星TOI-700dを含む3つの惑星をホストすることが既に知られています。新しい惑星の公転周期は27.8日で、その半径(0.95R$_\oplus$)に基づくと、岩が多い可能性があります。TOI-700は、TESSミッションの1年目と3年目に21セクターで観測されました。これには、3年目の20秒間隔の10セクターが含まれます。この完全なTESSデータセットと追加のフォローアップ観測を使用して、特定、検証、およびTOI-700の特徴付けe.この発見は、近くを通過する小さなHZ惑星と明るいホスト星の短いリストに別の世界を追加します。星が十分に明るく、現在および将来の施設を使用して惑星の質量と大気を制限する追跡観測が可能であるこのようなシステムは、非常に価値があります。複数の小さなHZ惑星の存在により、このシステムはフォローアップ観測にとってさらに魅力的になります。
ホットジュピターの緊急スペクトルフラックス：強い照射下での昼側の輝度温度の急激な上昇
| Title |
Emergent_Spectral_Fluxes_of_Hot_Jupiters:_an_Abrupt_Rise_in_Day_Side_Brightness_Temperature_Under_Strong_Irradiation |
| Authors |
Drake_Deming,_Michael_R._Line,_Heather_A._Knutson,_Ian_J._M._Crossfield,_Eliza_M.-R._Kempton,_Thaddeus_D._Komacek,_Nicole_L._Wallack,_and_Guangwei_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03639 |
スピッツァーからの二次食を使用して、通過中の熱い木星の緊急スペクトルフラックスを研究します。大きく均一なサンプルを得るために、スピッツァーが3.6ミクロンおよび/または4.5ミクロンで観測したすべてのホットジュピターのすべての二次食を再分析しました。私たちのサンプルは、以前に公開されていない13の惑星の食を含む、122の惑星の457の食で構成されています。これらの食の深さを使用して、系外惑星の大気から発生するスペクトルフラックスを計算し、それによって、熱い木星の温度とスペクトル特性を推測します。位相変化に似た輝度温度の急激な上昇が、1714Kと1818Kの間の平衡温度(99%信頼限界)で人口の昼側大気で発生することがわかりました。上昇の振幅は291+/-49ケルビンであり、2つの実行可能な原因は、縦方向の熱再分配を阻害する磁気抵抗の開始、および/または昼側の雲の急速な散逸です。また、金属量と温度反転に関するホットジュピターのスペクトル特性も調べます。温度反転による4.5ミクロンの放出を示すモデルは、最も高温の惑星のフラックスを統計的に再現しますが、放出への移行は急激ではなく緩やかです。スピッツァーフラックスは、約1200ケルビンよりも温度が低い惑星の金属量に敏感であり、熱い木星の人口のほとんどは、太陽から30X太陽の金属量を持つモデルトラックの間に収まります。
湿った対流は、中程度の大気湿度で最も激しくなります
地球の現在の気候では、湿った対流上昇気流の速度が地表の温暖化とともに増加します。この傾向は、温室効果が暴走しているような非常に高温多湿の大気では、非常に活発な対流が標準的である可能性があることを示唆しています。しかし、理論的および数値的証拠は、水蒸気が優勢な大気では対流が実際には穏やかであることを示唆しており、対流の勢いは中間の湿度レベルでピークに達する可能性があることを示唆しています。ここでは、広範囲の表面温度で地球のような大気の小領域対流分解シミュレーションを実行し、実際に対流の活力にピークがあることを確認します。これは、T_s~330K付近で発生することを示しています。固定されたT_sでバックグラウンド(非凝縮)ガスの量を変化させることによって水蒸気の相対存在量が変化すると、対流活力の同様のピークが存在し、冥王代と始生代の地球の気候と大気化学に影響を与える可能性があります。また、タイタンのような熱力学(つまり、凝縮メタンと低重力を伴う厚い窒素雰囲気)がT_s~95Kで対流の活力のピークを生成することも示しています。これは、タイタンの現在の表面温度に不思議なことに近いです。雲底の飽和比湿度の関数としてプロットされた、地球のような実験とタイタンのような実験の両方からの対流活力の測定基準はすべて、雲底の空気が質量で約10%の凝縮性ガスを含むときにピークに達します。私たちの結果は、地球大気で潜在的に一般的な現象を示しています。それは、凝縮性成分が希薄と非希薄の存在量の間にあるときに湿った対流が最も活発になるということです。
太陽系におけるフッ素、塩素、臭素、ヨウ素のハロゲンの存在量と凝縮温度
| Title |
Solar_System_Abundances_and_Condensation_Temperatures_of_the_Halogens_Fluorine,_Chlorine,_Bromine,_and_Iodine |
| Authors |
Katharina_Lodders_and_Bruce_Fegley_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03674 |
コンドライト中のハロゲンの濃度に関する大量の文献と、太陽系の存在量(つまり、太陽系の形成時の太陽系の代表的な存在量)に使用される星のハロゲンデータと、関連する分析上の問題を確認します。CIコンドライトの最近の分析による太陽系の塩素、臭素、ヨウ素の存在量が低いという主張は、太陽や他の星の核存在量の体系や測定値とのこのような低い値の不一致のため、支持できません。これらの特異な岩石タイプに関連する分析上の問題が、いくつかの研究でより低い分析結果を引き起こしたと思われます。CIコンドライトの質量濃度は、F=92+-20ppm、Cl=717+-110ppm、Br=3.77+-0.90ppm、I=0.77+-0.31ppmであり、存在量はN(Si)=10に正規化されています^6原子はN(F)=1270+-270、N(Cl)=5290+-810、N(Br)=12.3+-2.9、N(I)=1.59+-0.64です。logN(H)=12で現在の光球存在量にスケーリングされた隕石の値は、A(F)=4.61+-0.09、A(Cl)=5.23+-0.06、A(Br)=2.60+-0.09、およびA(I)=1.71+-0.15.これらの推奨される現在の太陽系の存在量は、N(F)=776+-260、A(F)=4.40+-0.25、およびN(Cl)=5500+-810、A(Cl)=の黒点値と比較されます。5.25+-0.12であり、他の星や他の天文環境におけるFとClの存在比と一致しています。横山らによる776+-21ppmの塩素量。(2022)CIコンドライトのような小惑星リュウグウについては、ここでCIコンドライトについて評価された塩素存在量と一致しています。以前の研究(Lodders2003、Fegley&Schaefer2010、Fegley&Lodders2018)から更新された平衡50%凝縮温度は、固溶体と動力学的阻害効果を考慮して、713K(F)、427K(Cl)、392K(Br)、および312K(I)全圧10^-4barで。より低いハロゲン存在量で計算された凝縮温度は、太陽組成ガスからの正しい凝縮温度を表していません。(要約)
太陽に似た星やクールな星の周りの地球に似た惑星からの光合成蛍光
| Title |
Photosynthetic_Fluorescence_from_Earth-Like_Planets_around_Sun-Like_and_Cool_Stars |
| Authors |
Yu_Komatsu,_Yasunori_Hori,_Masayuki_Kuzuhara,_Makiko_Kosugi,_Kenji_Takizawa,_Norio_Narita,_Masashi_Omiya,_Eunchul_Kim,_Nobuhiko_Kusakabe,_Victoria_Meadows_and_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03824 |
地球のリモートセンシングは、植物の反射スペクトルの急上昇である植生レッドエッジ(VRE)として、および太陽誘起蛍光として、光合成が追跡可能であることを実証しました。この研究では、太陽とM矮星の周りに酸素が豊富/乏しく無酸素の大気を持つ地球に似た惑星で、2種類の光合成色素、クロロフィル(Chls)とバクテリオクロロフィル(BChls)からの生物学的蛍光の検出可能性を調べました。H2O、CH4、O2、O3などの大気吸収とVREは、ChlsとBChlsからの蛍光発光を覆い隠します。1000-1100nmの波長のBChlベースの蛍光は、BChlbを持つ紫色のバクテリアのスペクトルを仮定すると、適切なバイオシグネチャーを提供できることがわかりましたが、それは水雲の範囲または1000nm付近の他の強力な吸収体がない場合に限られます。Chl蛍光は、VREとのスペクトル混合など、いくつかの理由で弱くなります。TRAPPIST-1周辺のChlとBChlの両方のケースで、蛍光と恒星の吸収線により、見かけの反射率の過剰が大幅に増加します。これは、高いスペクトル分解能を備えた地上ベースのフォローアップ観測によって、超低温赤色矮星の周りの蛍光を検出するための有望な機能になる可能性があります。ただし、LUVOIRのような宇宙ミッションであっても、太陽のような星の周りに長い時間を必要とします。さらに、蛍光とVREの同時検出は、吸収、反射率、および蛍光が物理的に関連しているため、光合成の痕跡を特定するための鍵となります。蛍光検出のさらなる検証のために、光強度の関数としての生物学的蛍光の非線形応答を考慮することができます。
多分散小石降着による微惑星から惑星への成長の解析理論
| Title |
An_Analytical_Theory_for_the_Growth_from_Planetesimals_to_Planets_by_Polydisperse_Pebble_Accretion |
| Authors |
Wladimir_Lyra,_Anders_Johansen,_Manuel_H._Ca\~nas,_Chao-Chin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03825 |
小石の降着は、惑星形成の重要な加速器として認識されています。しかし、単一サイズ(単分散)分布の式のみが文献で導出されています。これらは、ボンダイ降着の大幅な過小評価につながる可能性があり、降着小石の最適なサイズが質量分布を支配するものではない可能性があります。この論文では、小石降着の多分散理論を導出します。小石の半径のべき乗分布を考慮し、結果の表面と体積の数密度分布関数を見つけます。また、3Dおよび2Dの降着が限界となる、正確な単分散分析小石の降着率も導き出します。さらに、多分散の2Dヒルおよび3Dボンダイ限界に対する解析解を見つけます。多分散の小石の降着をMRN分布に対して数値的に統合し、単分散の場合と比較してヒル領域でわずかな減少(正確な係数3/7)を見つけました。対照的に、ボンダイ領域では、単分散と比較して1〜2桁高い降着率が見られ、小石の降着の開始も1〜2桁低い質量にまで拡大します。パラメータ空間のかなりの範囲にわたって、質量$10^{-6}-10^{-4}M_\oplus$の惑星種の上にボンダイが降着するための、円盤の寿命内のMyrタイムスケールを見つけます。この質量範囲は、微惑星の初期質量関数の高質量端と重なるため、ストリーミング不安定性による形成の直後に小石の降着が可能です。これにより、惑星の成長への主要な貢献として、相互の微惑星衝突の必要性が軽減されます。
潮汐変形による月コアの粘性に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_lunar_core_viscosity_from_tidal_deformation |
| Authors |
Arthur_Briaud,_Agn\`es_Fienga,_Daniele_Melini,_Nicolas_Rambaux,_Anthony_M\'emin,_Giorgio_Spada,_Christelle_Saliby,_Hauke_Hussmann,_Alexander_Stark,_Vishnu_Viswanathan,_and_Daniel_Baguet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04035 |
衛星の内部構造を研究するためのツールとして、地球と太陽によって引き起こされる月の潮汐変形を使用します。LRO宇宙船に搭載されたGRAILミッション、月面レーザー測距およびレーザー高度計からの2度の潮汐ラブ数k2およびh2と散逸係数の測定に基づいて、2つの層の厚さと粘度の120,000の可能な組み合わせについてモンテカルロサンプリングを実行します。月モデルのクラス。最初のものには、均一なコア、コアとマントルの境界にある低粘度ゾーン(LVZ)、マントル、および地殻が含まれます。2番目のものには追加の内部コアがあります。すべてのモデルは、月の総質量とその慣性モーメントと一致しています。潮汐変形の予測パラメータと観測パラメータを比較すると、内核の存在を除外できないことがわかります。さらに、LVZと地球のようなマントルの温度プロファイルを推定することにより、半径(500+-1)km、粘度21(4.5+-0.8)x10^16Pa.s、および密度に関する厳しい制約を取得します。(3400+-10)LVZのkg/m^3。また、外核の粘性(2.07+-1.03)x10^17Pa.sの最初の見積もりを推測します。これは、考えられる2つの異なる構造:厚さ70kmの外核と大きな内核(半径290km)を持つ月です。6000kg/m3の密度を持つ月)と、より厚い外核(厚さ169km)とより高密度で小さい内核(8000kg/m^3の場合、半径219km)を持つ月。
ケプラーの短いケイデンス観測によって明らかにされた深い半径の谷
半径の谷の特徴、つまり、約100日よりも短い周期で地球半径の1.5～2倍の範囲に惑星が存在しないことが観測されていることから、近くにある惑星の形成と進化についての洞察が得られます。ケプラーの1分間の短いケイデンス観測を使用して431の惑星のトランジットを再適合することにより、半径の谷の新しいビューを提示しますが、その大部分は以前にこの方法で分析されたことはありません。場合によっては、更新された惑星パラメータが以前の研究と大きく異なり、以前に観測されたよりも深い半径の谷が生じます。これは、惑星が形成時にコア組成がより均一である可能性が高いことを示唆しています。さらに、サポートベクターマシンを使用すると、半径の谷の位置が軌道周期と星の質量に強く依存し、星の年齢に弱く依存することがわかります。$\partial\log{\left(R_{p,\text{valley}}\right)}/\partial\log{P}=-0.096_{-0.027}^{+0.023}$,$\partial\log{\left(R_{p,\text{valley}}\right)}/\partial\log{M_{\star}}=0.231_{-0.064}^{+0.053}$,$\partial\log{\left(R_{p,\text{valley}}\right)}/\partial\log{\left(\text{age}\right)}=0.033_{-0.025}^{+0.017}$.これらの調査結果は、光蒸発やコア駆動の質量損失などの熱駆動型質量損失モデルを支持しており、後者のシナリオがわずかに優先されています。最後に、この作業は、惑星の半径を正確に決定するための短い測光ケイデンスを使用したトランジット観測の価値を強調し、サンプル内の惑星の正確かつ均一に決定されたパラメーターの最新リストを提供します。
星間残基類似体の隕石母体水質変質シミュレーション
| Title |
Meteorite_Parent_Body_Aqueous_Alteration_Simulations_of_Interstellar_Residue_Analogs |
| Authors |
Danna_Qasim,_Hannah_L._McLain,_Jose_C._Aponte,_Daniel_P._Glavin,_Jason_P._Dworkin_and_Christopher_K._Materese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04103 |
炭素質コンドライトのいくつかのファミリーは、地球や他の場所での生命の起源に貢献した可能性のあるプレバイオティクス有機物が豊富です.ただし、関連する母体条件下での星間前駆体からの複雑な可溶性有機分子の形成と化学進化は、完全には調査されていません。この研究では、星間残留物類似体の隕石母体の水性変化をシミュレートすることにより、このトピックに取り組みます。アミンとアミノ酸の分布は、定性的および定量的に調査され、星間と隕石のプレバイオティック有機存在量の間のギャップを埋めることに関連しています。メチルアミン>エチルアミン>グリシン>セリン>アラニン>\b{eta}-アラニンの存在量の傾向は、水質変質の前後で変化しないことがわかり、特定の雲の状態が星間物質の分布に影響を与える役割を果たしていることが示唆されます。・遺伝する隕石有機物。しかし、ここで研究したほとんどのアミンとアミノ酸の存在量は、125{\deg}Cで7日間水処理すると約2倍変化し、{\alpha}から\b{eta}への変化-アラニン比は、水質変化した炭素質コンドライトのものと一致しており、星間遺伝した隕石有機物の分布に対する隕石母体処理の影響力のある役割を示しています。\b{eta}-アラニンよりも{\alpha}-の存在量が多いことが検出されました。これは、水質変化した炭素質コンドライトで通常観察されるものとは反対です。これらの結果は、少なくとも実験でのミネラルと不溶性有機物関連物質の欠如によって説明されるかもしれません。非水変性サンプル中の揮発性アミンの豊富さは、これらのタイプの星間揮発性物質が小惑星や彗星に効率的に移動できることを示唆しており、太陽系天体に星間有機物が存在するという考えを支持しています。
z > 7 にある 3 つの大規模な UV 明るい銀河における低いライマン連続体脱出率の証拠
| Title |
Evidence_for_a_low_Lyman_Continuum_Escape_fraction_in_three_Massive,_UV-bright_galaxies_at_z_>_7 |
| Authors |
Callum_Witten,_Nicolas_Laporte_and_Harley_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03599 |
低質量の星形成銀河は再電離過程の主要な候補ですが、候補として大質量の星形成銀河を決定的に除外することはできません。ほとんどのシミュレーションでは前者が最良の候補であることが示されていますが、一部のモデルでは、z>6で巨大なUV明るい銀河(「オリガルヒ」)が電離収支の少なくとも80%を占めていることが示唆されています。この仮説を検証するために、同様の解像度のスペクトログラフ(VLT/X-shooterおよびKeck/MOSFIRE)。結論の信頼性を高めるために、すべてのスペクトルを積み重ねて、24.75時間の深く積み重ねられたスペクトルを取得します。積み重ねられたLyaプロファイルは、明確な非対称の赤いピークと青いピークがないことを示しています。さらに、さまざまな中性水素フラクションを使用してIGM透過を補正することにより、ターゲットの固有のスタックLyaプロファイルを推定し、プロファイルに大きな変化がないことを発見しました。速度オフセットVred>300km/sと赤いピークA~3の非対称性を測定します。ピーク分離、赤色ピークの非対称性、LyaとHbの比率、ベータ勾配などのさまざまなモデルと推定値を使用して、これら3つのUVブライト、質量(10^10Msol)、z>7つの銀河がfesc(LyC)<10%です。
PISN-explorer: 非常に大質量の最初の星の子孫を探す
| Title |
PISN-explorer:_hunting_the_descendants_of_very_massive_first_stars |
| Authors |
D._S._Aguado_(UNIFI),_S._Salvadori_(UNIFI),_A._Sk\'ulad\'ottir_(UNIFI),_E._Caffau_(GEPI),_P._Bonifacio_(GEPI),_I._Vanni_(UNIFI),_V._Gelli_(UNIFI),_I._Koutsouridou_(UNIFI),_A._M._Amarsi_(Uppsala) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03604 |
非常に質量の大きな最初の星($m>100\rmM_{\odot}$)は、再電離、金属濃縮、および超大質量ブラックホールの形成の初期段階の基礎でした。その中で、$140\leq\rmm/\rmM_{\odot}\leq260$を持つものは対不安定超新星(PISN)として進化し、その化学収量に独特の化学的特徴を残すと予測されています。それでも、長い検索にもかかわらず、PISNの優れた子孫はとらえどころのないままです。ここでは、主なPISN濃縮度を持つ星の候補を特定するための新しい方法論であるPISNエクスプローラーを提案します。PISNエクスプローラーは、物理駆動モデルとFERREコードの組み合わせに基づいています。大規模な分光調査(APOGEE、GALAH、GES、MINCE、およびJINAデータベース)からのデータに適用されます。140万を超えるオブジェクトを調査し、PISNの子孫の166の候補を含むカタログを作成しました。そのうちの1つである2M13593064+3241036は、VLTでのUVESで観察され、キリング元素CuおよびZnを含む完全な化学的特徴が導き出されました。私たちが提案した方法論は、天の川銀河とセクスタンやドラコなどの矮小衛星銀河の両方からPISN候補を選択するのに効率的であることがわかりました。最適に選択された候補を確認するには、さらに高解像度の観測が必要であり、非常に大規模な最初の星の存在と特性を調べることができます。
NANOGrav 12.5 年データ セット: 個々の超大質量ブラック ホール連星からの重力波のベイジアン限界
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_Data_Set:_Bayesian_Limits_on_Gravitational_Waves_from_Individual_Supermassive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Laura_Blecha,_Harsha_Blumer,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Bence_B\'ecsy,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Siyuan_Chen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Brendan_Drachler,_Justin_A._Ellis,_E._C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Gabriel_E._Freedman,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Joseph_Glaser,_Deborah_C._Good,_Kayhan_G\"ultekin,_Jeffrey_S._Hazboun,_Ross_J._Jennings,_Aaron_D._Johnson,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_William_G_Lamb,_T._Joseph_W._Lazio,_Natalia_Lewandowska,_Tingting_Liu,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_et_al._(31_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03608 |
北米重力波ナノヘルツ天文台(NANOGrav)などのパルサータイミングアレイの共同研究では、銀河の合体の後に形成された超大質量ブラックホール連星から放出されるナノヘルツ重力波を探しています。NANOGravの最近の12.5年間のデータセットを使用して、個々の円形超大質量ブラックホール連星からの連続波を検索しました。分析でパルサー距離の不確実性を正確にモデル化する新しい方法を作成し、連続波を含む決定論的な重力波信号を検索しながら、パルサータイミングアレイデータセットの一般的なレッドノイズプロセスを説明する新しい手法を実装しました。データに連続波の証拠が見つからなかったため、これらの発生源から放出される連続波のひずみ振幅に95\%の上限を設定しました。7.65ナノヘルツの最も感度の高い周波数で、$h_0<$$(6.82\pm0.35)\times10^{-15}$、および$h_0<$$(2.66\pm0.15)の空平均制限を設定しました。\times10^{-15}$私たちの最も敏感な空の場所で。最後に、超大質量ブラックホール連星候補3C~66Bのチャープ質量に$\mathcal{M}<$$(1.41\pm0.02)\times10^9M_\odot$のマルチメッセンジャー制限を設定しました。
UGC 4211: 230 pc の核分離で、局所宇宙で確認されたデュアル アクティブな銀河核
| Title |
UGC_4211:_A_Confirmed_Dual_Active_Galactic_Nucleus_in_the_Local_Universe_at_230_pc_Nuclear_Separation |
| Authors |
Michael_J._Koss,_Ezequiel_Treister,_Darshan_Kakkad,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Taiki_Kawamuro,_Jonathan_Williams,_Adi_Foord,_Benny_Trakhtenbrot,_Franz_E._Bauer,_George_C._Privon,_Claudio_Ricci,_Richard_Mushotzky,_Loreto_Barcos-Munoz,_Laura_Blecha,_Thomas_Connor,_Fiona_Harrison,_Tingting_Liu,_Macon_Magno,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Francisco_Muller-Sanchez,_Kyuseok_Oh,_T._Taro_Shimizu,_Krista_L._Smith,_Daniel_Stern,_Miguel_Parra_Tello,_and_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03609 |
我々は、z=0.03474でのUGC4211の多波長高空間解像度(~0.1インチ、70pc)観測を提示します。、約230pcの分離が予測されます)。ハッブル宇宙望遠鏡/STIS、VLT/MUSE+AO、Keck/OSIRIS+AO分光法、およびALMA観測を使用して、空間分布、光学的およびNIR輝線、およびミリメートル連続体放射がすべて、両方の核が電力を供給されていることと一致することを示します。超大質量ブラックホール(SMBH)の降着。私たちのデータを一般的なブラックホールの質量処方と組み合わせると、両方のSMBHの質量が類似していて、それぞれlogMBH~8.1(南)とlogMBH~8.3(北)であることを示唆しています。予測される230pc(ブラックホールの影響範囲の約6倍)の分離は、これまでに多波長分解分光法で研究された最も近い分離のデュアルAGNを表し、ALMAによる核(<50pc)連続体観測が隠れたものを発見する可能性を示しています。成長しているSMBHペア。近接分離デュアルAGNの正確な発生率はまだわかっていませんが、UGC4211が近くの硬X線検出AGNの少量の限られたサンプル内で見つかったことを考えると、驚くほど高い可能性があります。動摩擦の最終段階におけるサブkpc領域でのデュアルSMBH連星の観測は、将来の重力波観測所にとって重要な制約となります。
極塵成分を含む自己無撞着AGNモデルによるGOALSサンプル中の局所U/LIRGの硬X線から電波への多波長SED分析
| Title |
Hard_X-Ray_to_Radio_Multiwavelength_SED_Analysis_of_Local_U/LIRGs_in_GOALS_Sample_with_Self-consistent_AGN_Model_Including_Polar-dust_Component |
| Authors |
Satoshi_Yamada,_Yoshihiro_Ueda,_Mart\'in_Herrera-Endoqui,_Yoshiki_Toba,_Takamitsu_Miyaji,_Shoji_Ogawa,_Ryosuke_Uematsu,_Atsushi_Tanimoto,_Masatoshi_Imanishi,_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03613 |
我々は、GOALSの核分光望遠鏡アレイおよび/またはSwift/BurstAlertTelescopeで観測された57の局所的な明るいおよび超明るい赤外線銀河(U/LIRG)について、硬X線から電波への多波長スペクトルエネルギー分布(SED)分解を行います(Armusetal..2009)サンプル。赤外線(IR)CLUMPYモデルを実装することにより、最新のSEDフィッティングコードX-CIGALEを変更し、X線トーラスモデル(XCLUMPY)を使用した多波長研究を首尾一貫して可能にします。X線フィッティング(Yamadaetal.2021)によって得られたトーラスパラメータを採用して、ホスト銀河、活動銀河核(AGN)トーラス、および極塵の特性を推定します。星形成率(SFR)は合体段階で大きくなり、そのほとんどは主系列を上回っています。SFRは電波光度と相関しており、スターバースト放射が電波帯域で支配的であることを示しています。極塵の絶滅はトーラスの絶滅よりはるかに小さいが、UV-IR(主にIR)の極塵の光度は、トーラスのものより$\sim$2倍大きい。極塵の温度が低下する一方で、温度と塵の昇華半径によって推定される物理的サイズは、数十パーセク(初期の合体)から数十パーセク(後期の合体)までのAGN光度とともに増加します。(すなわち、進化)ほこりっぽい流出。SFRと固有のAGNの光度の比較は、スターバーストが最初に発生し、AGNが後で発生し、全体的な成長率が、局所的な銀河とSMBHの質量関係を確立できる同時共進化関係に従うことを示唆しています。標準的なAGNフィードバックシナリオをサポートする、後期合併における激しいスターバースト、AGN、および大規模な流出の共存を確認します。
NGC 2403 の円盤上での噴水駆動ガス降着による星形成
| Title |
Fountain-driven_gas_accretion_feeding_star_formation_over_the_disc_of_NGC_2403 |
| Authors |
Anqi_Li,_Filippo_Fraternali,_Antonino_Marasco,_Scott_C._Trager,_Gabriele_Pezzulli,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na_and_Marc_A._W._Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03614 |
近くの渦巻銀河NGC2403の中性面外ガス(EPG)を研究するために、銀河噴水の動的モデルを使用します。EPGは、恒星フィードバック(つまり、銀河噴水)とガス降着によって円盤から放出された物質の組み合わせとしてモデル化しました。銀河系内周媒質(CGM)から。この降着は、噴水によって引き起こされた高温のCGM(コロナ)の冷却/凝縮のために発生すると予想されます。私たちの動的モデルは、NGC2403のEPGH$\mathrm{\scriptsize{I}}$放出の分布と運動学を非常によく再現し、EPGの総質量が$4.7^{+1.2}_{-0.9}\times10^であることを示唆しています。8\mathrm{M}_\odot$、典型的なスケールの高さは約1kpc、自転速度の垂直勾配は$-10.0\pm2.7\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$.最適なモデルには、特徴的な流出速度$50\pm10\,\mathrm{km\,s^{-1}}$が必要です。流出するガスは、ほとんどがイオン化された状態で始まり、軌道の後半でのみ中性になります。モデルによって推測された内部高温CGMの凝縮による降着率は0.8$\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$であり、この銀河(0.6$\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$)。約4.5$\,$kpcの半径でピークに達する降着プロファイルは、観測値と互換性のある円盤成長率を予測することを示しています。私たちの結果は、噴水駆動のコロナ凝縮が、星の形成と、局所的な円盤銀河の円盤の裏返しの成長を維持するメカニズムである可能性が高いことを示しています。
SOFIA と ALMA による大規模な星形成における磁場とガス構造の調査: BYF 73 のマスカレード モンスターの事例
| Title |
SOFIA_and_ALMA_Investigate_Magnetic_Fields_and_Gas_Structures_in_Massive_Star_Formation:_The_Case_of_the_Masquerading_Monster_in_BYF_73 |
| Authors |
Peter_J._Barnes_(1_and_2),_Stuart_D._Ryder_(3_and_4),_Giles_Novak_(5_and_6),_Richard_M._Crutcher_(7),_Laura_M._Fissel_(8),_Rebecca_L._Pitts_(9),_William_J._Schap_III_(10)_((1)_Space_Science_Institute_USA,_(2)_University_of_New_England_Australia,_(3)_School_of_Mathematical_and_Physical_Sciences_Macquarie_University,_(4)_Astronomy_Astrophysics_and_Astrophotonics_Research_Centre_Macquarie_University,_(5)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_&_Research_in_Astrophysics,_(6)_Northwestern_University,_(7)_University_of_Illinois,_(8)_Queen's_University_Canada,_(9)_Niels_Bohr_Institute_Denmark,_(10)_University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03618 |
大質量分子雲BYF73のSOFIA+ALMA連続体とスペクトル線偏光データを提示し、この異常な大質量星形成実験室の磁場形態、ガス構造、およびエネルギー論に関する重要な詳細を明らかにします。154$\mu$mHAWC+偏光マップは、雲の外側層の目立たない形態と比較して、雲の最も密な内部0.55$\times$0.40pc部分に高度に組織化された磁場を見つけます。3mm連続体アルマ偏波データは、磁場がほぼ平行な中央の大質量原始星天体MIR2の周りのpcの長さの$\sim$500M$_{\odot}$「ストリーマー」を含む、内部ドメインのいくつかの構造を明らかにします。東西のストリーマに向かいますが、MIR2を横切って南北に向いています。磁場の向きは、しきい値$N_{\rmcrit}$=6.6$\times$10$^で、柱密度構造にほぼ平行からほぼ垂直に変化します。{26}$m$^{-2}$、$n_{\rmcrit}$=2.5$\times$10$^{11}$m$^{-3}$、および$B_{\rmcrit}$=42$\pm$7nT.ALMAはまた、雲全体の$^{12}$COのゴールドライヒ-キラフィス偏光をマッピングしました。これは、ストリーマーと強く相互作用するMIR2からの強力な双極流出である、全強度と偏光フラックスの両方を示しています。磁場はまた、流出方向に沿って強く整列しています。エネルギー的に、それはMIR2付近の流出を支配している可能性があり、そのような流出への磁気遠心起源のまれな証拠を構成しています。ストリーマーの一部は、MIR2の周りでケプラー回転している可能性があり、原始星+ディスク+エンベロープの重力質量1350$\pm$50M$_{\odot}$を意味します。あるいは、これらの運動学は、950$\pm$35M$_{\odot}$オブジェクトに向かって自由落下するガスによって説明できます。MIR2への高い降着率は、明らかにストリーマー/円盤を介して発生し、重力エネルギーの放出によるMIR2の総光度の$\sim$33%を占める可能性があります。
射手座 B2 への原子酸素量
拡散雲中の酸素のかなりの割合は観測では説明されておらず、未確認の枯渇酸素(UDO)と呼ばれる未知の耐火性形態であると仮定されています。全酸素量。以前の赤外線宇宙天文台(ISO)の観測は、さらに密集した半透明の雲のかなりの割合の酸素が原子の形である可能性があることを示唆しています。中心分子帯の大質量星形成領域SgrB2(M)に向かう63$\μ$m微細構造[OI]遷移の速度分解アーカイブSOFIA観測を分析しました。前景の渦状腕雲と、太陽と背景のダスト連続体源の間の拡張されたSgrB2エンベロープは、速度空間でスペクトル的に分離された複数の[Oi]吸収成分を生成します。いて座B2に向かう前景雲の気相酸素原子柱密度は、全水素柱密度とよく相関しており、原子酸素存在量の平均は$(2.51\pm0.69)\times10^{-4}$です。水素原子核。この値は、同じ視線での以前のISO測定値とよく一致しており、UVで測定された、低密度の暖かいガス中の星間中酸素量の合計よりも約35%低いです。射手座B2への視線上の酸素のかなりの部分がUDOの形であるという証拠は見つかりません。
強力な重力レンズの発見に対する人間の専門家による目視検査の影響
| Title |
The_impact_of_human_expert_visual_inspection_on_the_discovery_of_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Karina_Rojas,_Thomas_E._Collett,_Daniel_Ballard,_Mark_R._Magee,_Simon_Birrer,_Elizabeth_Buckley-Geer.,_James_H._H._Chan,_Benjamin_Cl\'ement,_Jos\'e_M._Diego,_Fabrizio_Gentile,_Jimena_Gonz\'alez,_R\'emy_Joseph,_Jorge_Mastache,_Stefan_Schuldt,_Crescenzo_Tortora,_Tom\'as_Verdugo,_Aprajita_Verma,_Tansu_Daylan,_Martin_Millon,_Neal_Jackson,_Simon_Dye,_Alejandra_Melo,_Guillaume_Mahler,_Ricardo_L._C._Ogando,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Alexander_Fritz,_Aniruddh_Herle,_Javier_A._Acevedo_Barroso,_Raoul_Ca\~nameras,_Claude_Cornen,_Birendra_Dhanasingham,_Karl_Glazebrook,_Michael_N._Martinez,_Dan_Ryczanowski,_Elodie_Savary,_Filipe_G\'ois-Silva,_L._Arturo_Ure\~na-L\'opez,_Matthew_P._Wiesner,_Joshua_Wilde,_Gabriel_Valim_Cal\c{c}ada,_R\'emi_Cabanac,_Yue_Pan,_Isaac_Sierra,_Giulia_Despali,_Micaele_V._Cavalcante-Gomes,_Christine_Macmillan,_Jacob_Maresca,_Aleksandra_Grudskaia,_Jackson_H._O'Donnell,_Eric_Paic,_Anna_Niemiec,_Lucia_F._de_la_Bella,_Jane_Bromley,_Devon_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03670 |
人間の「専門家」分類器が、イメージングのような暗エネルギー調査で強力な重力レンズ候補を特定する能力を調査します。プロジェクトの25$\%$以上を完了した合計55人を募集しました。分類タスク中に、参加者に1489枚の画像を提示します。サンプルには、レンズシミュレーション、実際のレンズ、レンズ以外の例、ラベルのないデータなど、さまざまなデータが含まれています。専門家は、明るく解像力の高いアインシュタインリングを見つけるのが非常に得意であることがわかりますが、$g$バンドのS/N比が$\sim$25未満またはアインシュタイン半径が$\sim$1.2倍未満のアークはめったに見られません。回復しました。非常に少数の非レンズが高く評価されています。個々の分類子のパフォーマンスにはかなりのばらつきがありますが、分類子の経験、自信、または学歴に依存しているようには見えません。これらの変動は、6つ以上の独立した分類子のチームで軽減できます。私たちの結果は、人間がレンズ候補の信頼できる剪定ステップであり、フォローアップ研究のための純粋で定量化可能な完全なサンプルを提供するという確信を与えます.
AGN フィードバックからの星形成消滅の基本的な特徴: 降着速度ではなく、超大質量ブラック ホールの質量に対する静止の重要な依存性
| Title |
The_fundamental_signature_of_star_formation_quenching_from_AGN_feedback:_A_critical_dependence_of_quiescence_on_supermassive_black_hole_mass_not_accretion_rate |
| Authors |
Asa_F._L._Bluck,_Joanna_M._Piotrowska,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03677 |
ランダムフォレスト分類による機械学習アプローチを利用して、さまざまな銀河および環境パラメーターに対する星形成消光の本質的な依存性を特定します。複雑な天文データにおいて、単なる相関関係ではなく、因果関係を分離するこの手法の力を以前に実証しました。最初に、3つの宇宙流体力学シミュレーション(Eagle、Illustris、およびIllustrisTNG)を分析し、コミック正午($z\sim2$)から現在の時代までの宇宙史の大部分にわたるスナップショットを選択します。log(M_*/M_{\odot})<12$.シミュレーションでは、ブラックホールの質量が、すべての時代における中心銀河の消光の最も予測的なパラメーターであることが満場一致でわかっています。おそらく驚くべきことに、ブラックホールの降着率(したがって活動銀河核AGNのボロメータ光度)は、消光に対してほとんど予測力がないことがわかっています。この理論的結果は、銀河システムに対するAGNフィードバックの累積的な影響の有用な代用として銀河の現在のAGN状態を使用しないように警告するため、銀河消光の観測研究にとって重要です。後者は、AGNの光度ではなく、ブラックホールの質量によって追跡されます。さらに、$9<\log(M_*/M_{\odot})で、$z=0-2$を対象とする現存する広視野銀河サーベイで容易に測定できる「観測可能な」パラメータのサブセットを調査します。<12ドル。3つのシミュレーションはすべて、ブラックホールの質量の代わりに、恒星の重力ポテンシャルが消光の予測において他のパラメーターよりも優れていると予測しています。SDSS(低赤方偏移)およびCANDELS(中間および高赤方偏移)で、この理論的予測を観測的に確認します。
紫外線近赤外線光学ノーザンサーベイからの合併後のAGN
| Title |
AGN_in_post-mergers_from_the_Ultraviolet_Near_Infrared_Optical_Northern_Survey |
| Authors |
Robert_W._Bickley,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton,_Scott_Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03681 |
主要な銀河の合体に関連する運動学的擾乱は、ガスの流入を生成することが知られており、これが参加銀河の超大質量ブラックホール(SMBH)への降着を引き起こす可能性があります。この効果は銀河のペアで研究されていますが、合体後の完全に合体した系の活動銀河核(AGN)の頻度は、既存の合体後のサンプルのサイズや不純物が限られているため、ほとんど制約されていません。以前は、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)予測と視覚的分類を組み合わせて、ディープrバンドイメージングで699の合併後の非常に純粋なサンプルを特定しました。ここで紹介する作業では、このサンプルのAGNの頻度を、発光線、中赤外(中赤外)色、および低励起電波銀河(LERG)の電波検出の3つの指標を使用して定量化します。また、合併後のAGNの頻度を、分光学的に識別された銀河ペアのサンプルの頻度と比較します。狭線発光と中赤外色によって識別されるAGNは、合併後の発生率が増加し、質量および赤方偏移が一致したコントロールよりも約4倍多くなっていることがわかりました。合体後の光学的および中赤外AGN過剰は、銀河ペアで見つかった値を超えており、合体後のAGN活動がピークに達することを示しています。逆に言えば、合併後またはペアでは大幅な過剰なLERGを回収することはありません。最後に、光学AGNをホストする合体後の[OIII]光度(SMBH降着率の代理)は、光学AGNと相互作用しない銀河よりも平均で約0.3dex高いことを発見しました。長期的なトリガーメカニズムよりも降着率。
PHANGS-HST 銀河の星団年齢推定の改善と NGC 628 の星団人口統計への影響
| Title |
Improving_Star_Cluster_Age_Estimates_in_PHANGS-HST_Galaxies_and_the_Impact_on_Cluster_Demographics_in_NGC_628 |
| Authors |
Bradley_C._Whitmore,_Rupali_Chandar,_Janice_C._Lee,_Matthew_Floyd,_Sinan_Deger,_James_Lilly,_Rebecca_Minsley,_David_A._Thilker,_M\'ed\'eric_Boquien,_Daniel_A._Dale,_Kiana_Henny,_Fabian_Scheuermann,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Eric_Emsellem,_Simon_Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Stephen_Hannon,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Adam_Leroy,_Angus_Mok,_Hsi-An_Pan,_Francesca_Pinna,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Eva_Schinnerer,_Mattia_C._Sormani,_Elizabeth_Watkins,_Thomas_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03689 |
恒星集団の物理的性質を導出する際の長年の問題は、年齢、赤化、および金属量の間の縮退です。銀河内のすべての星団に単一の金属量を使用すると、この縮退により、古い球状星団に$`$catastrophic$'$エラーが発生する可能性があります。通常、渦巻銀河で検出されたすべての銀河団の約10～20%は、10倍以上の不正確な年齢を持つ可能性があります。この論文では、PHANGS-HSTサーベイからの4つの銀河(NGC628、NGC1433、NGC1365、およびNGC3351)のパイロット研究を紹介します。古い球状星団の年代測定を修正する方法について説明します。最初に色を使用して候補を識別し、次に金属量の低い解に基づいて年齢と赤みを再割り当てします。若い$`$interlopers$'$はHalphaフラックスから識別できることがわかりました。CO(2-1)強度または粉塵の存在も使用できますが、私たちのテストでは、それらもうまく機能しないことが示されています。成功率の改善は$\sim$15%レベルで可能です(壊滅的な年齢推定の割合を13-21%から3-8%に減らします)。誤って年代測定された球状星団の大部分は、系統的に100Myr前後の年代が与えられており、若い個体群も汚染しています。誤って年代測定された球状星団は、NGC628で観測された星団の年齢分布に大きな影響を与え、この銀河での星団崩壊の物理的解釈に影響を与えます。NGC1365については、E(B-V)$>$1.5magの非常にほこりっぽい若い星団が古い球状星団のような年齢に割り当てられるという、2番目の主要な年代測定の問題を修正する方法も示しています。最後に、NGC1365の中央領域周辺で$\sim$300Myrクラスターの密集した集団が発見されたことに注目し、これが棒状銀河のダイナミクスからどのように自然に生じるかについて説明します。
150 MHz ～ 8.4 GHz の宇宙電波背景放射と、AGN と星形成銀河フラックスへの分割
| Title |
The_cosmic_radio_background_from_150_MHz--8.4_GHz,_and_its_division_into_AGN_and_star-forming_galaxy_flux |
| Authors |
Scott_A._Tompkins,_Simon_P._Driver,_Aaron_S.G._Robotham,_Rogier_A._Windhorst,_Claudia_del_P._Lagos,_T._Vernstrom,_Andrew_M._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03699 |
電波源数のほぼ完全な概要に基づいて、電波周波数での銀河外背景光(EBL)の改訂された測定値を提示します。150MHz、325MHz、610MHz、1.4GHz、3GHz、5GHz、および8.4GHzで無線EBLを提示します。すべての場合において、フラックスの10年あたりの電波EBLへの寄与は、AGNと星形成銀河(SFG)の集団によく一致する2つのこぶ分布を示し、各集団はほぼ等しいエネルギーを与えます。3GHzでのみ、EBLへのソース数の寄与が完全に収束するため、残りの帯域の無線EBLの経験的な下限を報告します。SFG母集団の形態に関するSHARK半分析モデルからの予測を採用することで、SFG母集団とAGN母集団の無線EBLへの総寄与の測定値を提供する微弱なソースカウントを適合させることができます。これは、SFG寄与の経験的に制約されたモデル依存の測定を構成しますが、AGN寄与の完全に経験的な測定です。{\scProSpect}スペクトルエネルギー分布コードを使用して、宇宙の星形成の歴史とChabrierの初期質量関数の採用から、すべての周波数でUV-光学-赤外線-mm-無線SFGEBLをモデル化できます。ただし、ラジオEBLのソースカウント推定値とARCADE-2実験から報告された直接測定値との間には、大きな不一致が残っています($5\times$)。かなりの離散ソース無線母集団の欠落を除外でき、高いARCADE-2無線EBL値の原因は、フォアグラウンド減算で、または無線空のまだ未知の拡散成分として探す必要があるかもしれないことを示唆しています。
色の進化の法医学的再構成からの銀河消光タイムスケール
| Title |
Galaxy_quenching_timescales_from_a_forensic_reconstruction_of_their_colour_evolution |
| Authors |
Mat\'ias_Bravo,_Aaron_S._G._Robotham,_Claudia_del_P._Lagos,_Luke_J._M._Davies,_Sabine_Bellstedt_and_Jessica_E._Thorne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03702 |
銀河が青い雲から赤い系列($\tau^{}_\mathrm{Q}$)に移動する時間スケールは、消光を促進するメカニズムへの洞察を提供します。ここでは、以前の研究に基づいて、GalaxyAndMassAssembly(GAMA)サーベイから観測された低赤方偏移銀河の色の進化を、ProSpectを使用したスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングに基づいて再構築する方法を紹介しました。青と赤の母集団の定義。また、SHARK半解析モデルから予測された色の進化を、シミュレートされた銀河サンプルのSEDフィットと組み合わせて使用して、測定された$\tau^{}_\mathrm{Q}$の精度を研究し、物理的な洞察を得ます銀河の色の進化.この作業では、観測とシミュレーションの両方に対して一貫したアプローチで$\tau^{}_\mathrm{Q}$を測定します。選択バイアスを説明した後、GAMAの$\tau^{}_\mathrm{Q}$が宇宙時間の関数として増加する証拠を見つけました($\tau^{}_\mathrm{Q}\sim1から)$\tau^{}_\mathrm{Q}\sim2$Gyrへの$\tau^{}_\mathrm{Q}\sim2$Gyr)、SHARKではありません($\tau^{}_\mathrm{Q}\lesssim1$ギル）。私たちの観測とシミュレーションは、星の質量の影響について意見が分かれており、GAMAは巨大な銀河がより速く移行していることを示していますが、SHARKでは反対です。環境はGAMAで$\sim10^{10}$M$_\odot$以下の銀河にのみ影響を与え、衛星は中心銀河より$\sim0.4だけ短い$\tau^{}_\mathrm{Q}$を持つことがわかりました$Gyr、SHARKとの質的な一致のみ。最後に、以前の文献と比較して、カップルGyrの順序でタイムスケールとの一貫性を見つけましたが、議論するいくつかの違いがあります.
KCWIを用いたボイド矮小銀河の恒星運動学
| Title |
The_Stellar_Kinematics_of_Void_Dwarf_Galaxies_Using_KCWI |
| Authors |
Mithi_A._C._de_los_Reyes,_Evan_N._Kirby,_Zhuyun_Zhuang,_Charles_C._Steidel,_Yuguang_Chen,_Coral_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03721 |
非常に密度の低い宇宙空隙に位置する矮小銀河は、銀河の形成と進化に対する大規模な環境の影響を解きほぐすための優れたテストベッドです。内部(N=21)と外部(N=9)に位置する低質量銀河($M_{\star}=10^{7}-10^{9}~M_{\odot}$)の積分場分光法を提示します。)KeckCosmicWebImager(KCWI)を使用した宇宙ボイド。恒星の視線方向の回転速度$v_{\mathrm{rot}}$と速度分散$\sigma_{\star}$の測定値を使用して、矮小球状銀河が潮汐によって形成されると仮定する潮汐撹拌仮説を検証します。より大規模なホスト銀河との相互作用。孤立した矮小銀河のサンプルについて、$v_{\mathrm{rot}}/\sigma_{\star}\lesssim2$の低い値を測定しましたが、$v_{\mathrm{rot}}/\sigma_の間に傾向は見つかりませんでした。{\star}$と巨大銀河$d_{L^{\star}}$から$d_{L^{\star}}\sim10$Mpcまでの距離。これらは、矮小銀河が、潮汐相互作用のような環境の影響がなくても、分散に支えられた「ふくらんでいる」システムになる可能性があることを示唆しています。また、$v_{\mathrm{rot}}/\sigma_{\star}$と銀河系の恒星質量の間に上昇傾向の兆候も見られ、おそらく恒星円盤の形成が環境ではなく質量に依存していることを示唆しています。私たちの結論のいくつかは体系的な効果によってわずかに修正される可能性がありますが、私たちの主な結果は依然として保持されます。つまり、孤立した低質量銀河は、古典的な銀河形成理論によって予測された動的に冷たい円盤ではなく、ふくらんでいるシステムとして形成され、残る可能性があるということです。
近くの銀河のパイロットサンプルにおけるサブ kpc スケールでの磁場、星形成率、およびガス密度
| Title |
Magnetic_Fields,_Star_Formation_Rates_and_Gas_Densities_at_Sub-kpc_Scales_in_a_Pilot_Sample_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Souvik_Manna,_Subhashis_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03752 |
メートル波長での非熱シンクロトロン電波放射を使用し、磁場と宇宙線粒子の間のエネルギーが等分配であると仮定して、7つの銀河のサンプルの磁場強度を推定しました。空間分解された星形成率(SFR)は、以前に研究された5つの銀河と共に7つの銀河について推定されました。12個の銀河を合わせたサンプルでは、等分布磁場(B$_\textrm{eq}$)はSFR表面密度($\Sigma_\textrm{SFR}$)とサブkpcスケールでB$_\textrm{eq}$$\propto$$\Sigma_\textrm{SFR}^{0.31\pm0.06}$、モデル予測と一致。一酸化炭素(CO)の回転遷移と水素原子(HI)の21cm線のアーカイブ観測を使用して、7つの銀河のサブサンプルのガス密度($\rho_\textrm{gas}$)を推定し、空間的に研究しました。磁場と$\rho_\textrm{gas}$の間の相関を解決しました。磁場とガス密度は、サブkpcスケールでB$_\textrm{eq}$$\propto$$\rho_\textrm{gas}^{0.40\pm0.09}$のように相関することがわかっています。これは、通常、B$\propto$$\rho_\textrm{gas}^{0.5}$を予測するモデルとほぼ一致しています。
Gaia DR3 視差に基づく RR Lyrae 中間赤外線の周期 - 光度 - 金属性および周期 - ヴェーゼンハイト - 金属性関係
| Title |
RR_Lyrae_mid-infrared_Period-Luminosity-Metallicity_and_Period-Wesenheit-Metallicity_relations_based_on_Gaia_DR3_parallaxes |
| Authors |
Joseph_P._Mullen_(1),_Massimo_Marengo_(1_and_2),_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez_(3_and_4),_Brian_Chaboyer_(5),_Giuseppe_Bono_(6_and_7),_Vittorio_F._Braga_(7_and_8),_Massimo_Dall'Ora_(9),_Valentina_D'Orazi_(6_and_10),_Michele_Fabrizio_(7_and_11),_Matteo_Monelli_(8_and_12),_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin_(13)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(2)_Department_of_Physics,_Florida_State_University,_Tallahassee,_FL,_USA,_(3)_Gemini_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_Hilo,_HI,_USA,_(4)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_NH,_USA,_(6)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(8)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(9)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(10)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(11)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(12)_Departmento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(13)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03777 |
最新のGaiaEDR3視差に基づくRRLyraeの新しい経験的赤外線周期-光度-金属性(PLZ)および周期-Wesenheit-金属性(PWZ)関係を提示します。この関係は、WISE$W1$および$W2$バンド、ならびに$W(W1,V-W1)$および$W(W2,V-W2)$Wesenheitマグニチュードで提供されます。この関係は、広範囲の金属量($-2.5\lesssim\textrm{[Fe/H]}\lesssim0.0$)。銀河系と銀河系外の両方の星の関連付けの距離係数を決定することにより、PLZとPWZの関係のパフォーマンスをテストします:ローカルグループのSculptordwarfspheroidalgalaxy(見つける$\bar{\mu}_{0}=19.47\pm0.06$)、銀河球状星団M4($\bar{\mu}_{0}=11.16\pm0.05$)、大マゼラン雲の網状球状星団($\bar{\mu}_{0}=)18.23\pm0.06$)。すべての関係を通じて決定された距離係数は、内部的に自己矛盾のないもの($\lesssim$0.05mag以内)ですが、さまざまな方法から得られた以前の文献の測定値よりも体系的に小さい($\sim$2-3$\sigma$だけ)です。/アンカー。ただし、EDR3に固定された同様の最近のRRLyraeの経験的関係との比較も同様に、PLZ/PWZRRLyrae関係の距離モジュラスがさまざまな程度で体系的に小さいことを示しています。
PHANGS-MUSE 星雲カタログ
| Title |
The_PHANGS-MUSE_Nebula_Catalogue |
| Authors |
B._Groves,_K._Kreckel,_F._Santoro,_F._Belfiore,_E._Zavodnik,_E._Congiu,_O._V._Egorov,_E._Emsellem,_K._Grasha,_A._Leroy,_F._Scheuermann,_E._Schinnerer,_E._J._Watkins,_A._T._Barnes,_F._Bigiel,_D._A._Dale,_S._C._O._Glover,_I._Pessa,_P._Sanchez-Blazquez,_and_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03811 |
電離星雲は、星間物質(ISM)の状態に関する重要な洞察を提供します。それらの明るい輝線は、銀河円盤全体や遠方の銀河で、ガス相の金属量などの物理的特性の測定を可能にします。PHANGS--MUSEサーベイは、近くにある19の主系列銀河の中心にある星形成円盤を光学分光でカバーしています。ここでは、このデータのH{\alpha}形態を使用して、30,790個の異なる星雲を識別し、銀河ごとに数千個の星雲を見つけます。各星雲について、輝線フラックスを抽出し、診断線比を使用して、支配的な励起メカニズムを特定します。合計23,244個の星雲(75%)がHII領域として分類されます。すべての星雲の塵の減衰は、バルマー減衰によって特徴付けられ、既存の環境マスクを使用して、それらの大規模な銀河環境(中心、バー、アーム、アーム間、ディスク)を識別します。ストロングライン処方を使用して、すべてのHII領域の気相酸素存在量(金属性)とイオン化パラメーターを測定します。この新しいカタログを使用して、半径方向の金属量の勾配を測定し、各銀河内の2次の金属量の変化を調べます。銀河ごとの金属量の世界的な分散を定量化することにより、地球規模の星形成率との弱い負の相関関係と、地球規模のガス速度分散との強い負の相関関係(電離ガスと分子ガスの両方)が見つかりました。この論文では、強力なラインフラックスと派生プロパティの完全なカタログをリリースし、さまざまなISM研究のための豊富なデータベースを提供します。
ローマ望遠鏡による孤立した星質量ブラック ホールの検出
孤立した恒星質量ブラックホール(ISMBH)は、マイクロレンズ観測によって識別できる可能性があります。この作業では、ローマン観測によるISMBHの検出と特徴付けを研究します。ローマンによって見られるこれらのイベントの大きなアンサンブルをシミュレートし、フィッシャー行列と共分散行列を計算することで、レンズオブジェクトの物理パラメーターのエラーを推定します。これには、レンズオブジェクトの質量、距離、適切な動きが含まれます。Romanの最初の3つの観測シーズンと他の観測シーズンとの間の約2.3年の時間差は、マイクロレンズ現象の実現とISMBHの特徴付けの効率を低下させる可能性があるため、少量の観測を追加するシナリオをさらに検討します。バルジが観測できる大きな時差は10日間です。これは、ローマ望遠鏡による観測の合計で約1日追加されることに相当します。これらの余分な観測により、ISMBHを特徴付けるRomanの効率が~$1-2\%$向上し、さらに重要なことに、可能な縮退ソリューションを回避することで結果のロバスト性が向上します。$[2,~50]M_{\odot}$,我々は、ローマ望遠鏡がそれぞれ$21\%$と$16$-$18\%$の効率で$<5\%$不確実性の範囲内でレンズの物理パラメータを決定すると結論付けます。これらの質量関数を考慮することにより、ミッション中のローマ望遠鏡は、天体マイクロレンズによって$3$-$4$、$15$-$17$、および$22$-$24$ISMBHを検出し、特徴付け、すべての物理パラメータの相対誤差が少なくなると予想されます。それぞれ$1,~5,~10\%$より。質量$\simeq10$-$25M_{\odot}$を持ち、ソースが銀河円盤内にある間、$D_l\lesssim0.5D_s$で観測者の近くに位置するISMBHによるマイクロレンズ効果イベントは、最小のエラーで特徴付けることができます。
有限範囲の自己無撞着力学モデル - II.放射状に切り捨てられたモデル
銀河、暗黒物質のハロー、星団の範囲は有限ですが、ほとんどの単純な力学モデルの範囲は無限です。有限範囲の動的モデルを生成するデフォルトの方法は、エネルギーの切り捨てを分布関数に適用することですが、このアプローチは、事前設定された密度プロファイルを使用してモデルを構築するのには適しておらず、軌道集団に非物理的な制約を課します。有限範囲の事前設定された密度プロファイル、理想的には異なる範囲の軌道構造を持つ球状システムの単純な動的モデルを構築できるかどうかを調査します。放射状に切り捨てられた動的モデルの一貫性を体系的に調査し、不連続な密度切り捨てを伴う球状モデルはエルゴード軌道構造によってサポートできないことを示します。一方、多くの放射状に切断されたモデルは、切断半径で完全に接線になる接線Osipkov-Merritt軌道構造によってサポートできると主張します。このような軌道構造を持つ放射状に切り捨てられたモデルの整合性仮説を定式化し、分析例とSpheCowコードを使用した大きなモデルパラメーター空間の数値探索を使用してテストします。結果を束縛軌道の占有率に関して物理的に解釈し、放射状に切断されたモデルをサポートできる接線Osipkov-Merritt軌道構造の可能な拡張について説明します。
近くの活動銀河 IC 5063 における暖かいガス流出の正確な物理的条件
| Title |
Precise_physical_conditions_for_the_warm_gas_outflows_in_the_nearby_active_galaxy_IC_5063 |
| Authors |
Luke_R._Holden,_Clive_N._Tadhunter,_Raffaella_Morganti,_Tom_Oosterloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03999 |
AGNによるアウトフローは現在、フィードバックメカニズムとして銀河進化のモデルで日常的に使用されていますが、その特性の多くは非常に不確実なままです。おそらく、不確実性の最大の原因は流出ガスの電子密度であり、これは導出された運動力と質量流出率に直接影響します。ここでは、近くの活動銀河IC5063(z=0.001131)の空間分解された広いスペクトル範囲のXshooter観測を提示します。これは、ISMと相互作用する電波ジェットによって引き起こされる衝撃によって引き起こされる流出の明確な特徴を示しています。初めて、より高い臨界密度のトランスオーロラ[SII]および[OII]線を使用して、活動銀河の空間分解観測で電子密度を導出し、これらの線が他の銀河と同じ空間領域で放出されているという証拠を提示します。主要な診断行。さらに、おそらく衝撃圧縮効果により、衝撃後のガスは衝撃前のガスよりも密度が高いことがわかります。暖かいイオン化された流出フェーズの運動力を導き出し、それらが銀河の進化モデルで必要とされるものよりも低いことがわかりました。ただし、IC5063のさまざまな気相の他の研究により、より冷たい気相が流出質量の大部分を構成するというより広い文脈に結果を置くことができます。支配的なイオン化と励起メカニズムを調査し、暖かいイオン化流出相がAGN光イオン化によって支配されているのに対し、暖かい分子相は複合AGNショック励起を持っていることを発見しました。全体として、我々の結果は、堅牢なアウトフロー診断の重要性を強調し、活動銀河におけるアウトフローの将来の研究のためのトランスオーロラ線の有用性を強化します。
息を引き取る天の川散開星団を捉える
理論モデルは、溶解に直面している星団の特異な速度分散プロファイルを示唆しています。彼らは、まだ星団に属している束縛された星と、すでに剥ぎ取られた束縛されていない星に加えて、星団から逃れるのに十分なエネルギーを獲得した星の中間集団が依然として星団のヤコビ半径内にあると予測しました。潜在的な脱出星と束縛されていない星の両方が、星団の潮汐尾に沿って観測されていない、熱い運動学を示しています。このような移行シナリオ、すなわちASCC92を横切る星を持つ散開星団の最初の証拠について報告します。散開星団は、初期の総質量のほぼ10%を集め、より高い星間吸収の影響を受ける銀河領域に向かって移動しています。正確には、クラスターのあいまいな外観は、以前は、その真の内部の動的進化段階を解きほぐすことを妨げていた可能性があります.
天の川のフラット サブシステム オブジェクトの垂直分布のモデル化
この論文は、自然分散と測定分散を考慮に入れて、銀河平面サブシステムの垂直構造と銀河の円盤の平均表面の結合モデリングの一般的な問題の考察の初期段階です。銀河円盤の平均表面を多項式モデルで近似し、モデル表面の法線に沿ったオブジェクトの二乗偏差を最小化することによってそのパラメーターを決定します。開発された方法により、銀河のゆがみの重要な詳細を同時に識別し、銀河円盤の平均的な(平坦でない)表面と天体システムの垂直スケールに対する太陽のオフセット$z_\odot$を推定することができます。データで覆われたディスクの任意の領域。この方法は、古典的なセファイドのデータに適用されます。平均的な円盤表面モデルの重要な局所極値が見つかりました。最初の銀河象限が最小で、2番目が最大です。よく知られた第三象限のワープが確認されました。モデルの最適な順序は$n_\text{o}=4$であることがわかりました。$z_\odot=28.1\pm\left.6.1\right|_{\text{stat.}}\left.{}\のローカル(太陽の近く、$n_\text{o}=0$)推定値。pm1.3\right|_{\text{cal.}}$pcは非ローカルに近い($n_\text{o}=4$)$z_\odot=27.1\pm\left.8.8\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+1.3}_{-1.2}\right|_{\text{cal.}}$pcであり、提案手法が$z_\odot$の見積もりをゆがめます。ただし、Cepheidsの垂直標準偏差の非局所推定$\sigma_{\rho}=132.0\pm\left.3.7\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+6.3}_{-5.9}\right|_{\text{cal.}}$pcはローカル$\sigma_{\rho}=\left.76.5\pm4.4\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+3.6}_{-3.4}\right|_{\text{cal.}}$pc。これは、太陽の周辺の外でより複雑なモデルを導入する必要があることを意味します。
低赤方偏移ライマン連続測量: ライマン連続脱出のプローブとしての光学的に薄いおよび厚い Mg II 線
| Title |
The_Low-Redshift_Lyman_Continuum_Survey:_Optically_Thin_and_Thick_Mg_II_Lines_as_Probes_of_Lyman_Continuum_Escape |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Alaina_Henry,_Timothy_Heckman,_John_Chisholm,_Rui_Marques-Chaves,_Floriane_Leclercq,_Danielle_A._Berg,_Anne_Jaskot,_Daniel_Schaerer,_G\'abor_Worseck,_Ricardo_O._Amor\'in,_Hakim_Atek,_Matthew_Hayes,_Zhiyuan_Ji,_G\"oran_\"Ostlin,_Alberto_Saldana-Lopez,_Trinh_Thuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04087 |
MgII2796,2803ダブレットは、局所的な星形成銀河におけるLy-αおよびライマン連続体(LyC)光子の脱出の有用な間接指標であることが示唆されています。しかし、これまでの研究は、強力なMgIIまたは強力なLyC放射を伴う銀河の小さなサンプルに焦点を当ててきました。ここでは、低赤方偏移ライマン連続体サーベイから選択された34の銀河のサンプルについて、MgIIの新たに得られた信号対雑音比が高く、解像度が中程度のスペクトルを使用して、銀河特性の広いダイナミックレンジを調べるMgIIの最初の研究を紹介します。.私たちのサンプルの銀河は、強い放射からP-Cygniプロファイル、および純粋な吸収までの範囲のMgIIプロファイルを持っていることを示しています。強力なLyCエミッター(LCE)として検出された銀河は、MgII放射の等価幅も大きく、非LCEはより多くの散乱の証拠を示す傾向があるという有意な傾向がある(2%までの疑似相関の可能性がある)ことがわかりました。そして、MgIIの吸収特性MgIIは、発光または吸収がMgIIプロファイルを支配するかどうかに関係なく、等価幅と脱出率の両方でLy-αと強く相関することがわかります。さらに、MgIIエミッター(MgE)として分類される銀河については、MgII、金属量、およびダストの情報を採用して、LyCの脱出率を3倍以内に見積もることができることを示します。これらの発見は、MgII線が銀河をLCEとして選択し、Ly-alphaとLyCの脱出の間接的な指標として機能するツールとして使用できます。
$3
| Title |
Clustering_dependence_on_Lyman-$\alpha$_luminosity_from_MUSE_surveys_at_$3 |
| Authors |
Y._Herrero_Alonso,_T._Miyaji,_L._Wisotzki,_M._Krumpe,_J._Matthee,_J._Schaye,_H._Aceves,_H._Kusakabe,_and_T._Urrutia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04133 |
[省略]ライマン$\alpha$光度に対するライマン$\alpha$エミッター(LAE)クラスタリングの依存性を調査します。MUSE-Wideサーベイから1030個のLAE、MUSE-Deepから679個のLAE、これまでで最も深い分光サーベイであるMUSEExtremelyDeepFieldから367個のLAEを使用しています。すべての天体は$3<z<6$の分光学的赤方偏移を持ち、Ly$\alpha$光度の大きなダイナミックレンジをカバーしています:$40.15<\log(L_{\rm{Ly}\alpha}/[\rm{erg\:s}^{-1}])<43.35$。Adelbergerらを適用します。K-estimatorをクラスタリング統計として使用し、測定値を最先端のハロー占有分布(HOD)モデルに適合させます。3つの主要なデータセットから、大規模なバイアス係数、1つの中央LAEをホストする最小質量$M_{\rm{min}}$、および(平均で)1つの衛星LAE$M_1$が見つかります。線明度の増加に伴い、弱く増加します。衛星の分数は$1\sigma$($3\sigma$)の信頼レベルで$\lesssim10$%($\lesssim20$%)であり、DMHが通常1つのLAEをホストするシナリオをサポートしています。次に、$L_{\rm{Ly}\alpha}$に対するクラスタリングプロパティの依存性を徹底的に調査するために、3つの主要なサンプルを互いに素なサブセットに分割しました。$L_{\rm{Ly}\alpha}$への強い($8\sigma$)クラスタリング依存性を報告します。ここで、最高輝度LAEサブサンプル($\log(L_{\rm{Ly}\alpha}/[\rm{erg\:s}^{-1}])\approx42.53$)はより強く($b_{\rm{high}}=3.13^{+0.08}_{-0.15}$)クラスターし、より大規模なDMH($\log(M_{\rm{h}}/[h^{-1}\rm{M}_{\odot}])=11.43^{+0.04}_{-0.10}$)最低光度のもの($\log(L_{\rm{Ly}\alpha}/[\rm{erg\:s}^{-1}])\approx40.97$)よりも、$のバイアスを示しますb_{\rm{low}}=1.79^{+0.08}_{-0.06}$を占め、$\log(M_{\rm{h}}/[h^{-1}\rm{M}_{\odot}])=10.00^{+0.12}_{-0.09}$ハロー。Ly$\alpha$光度関数の進化、ハロー質量に依存するLy$\alpha$エスケープ分数、および不完全な再イオン化シグネチャに対するこれらの結果の意味について説明します。
コア崩壊超新星爆発における $^{56}$Ni 問題の更新
コア崩壊超新星(CCSN)爆発メカニズムの詳細は、まだ完全に理解する必要があります。多次元流体力学シミュレーションで爆発を再現する成功例が増えていますが、その後の研究では、これらのシミュレーションの爆発エネルギー$\dot{E}_\mathrm{expl}$の成長率が十分に生成するには不十分であることが指摘されています。$^{56}$Niを観測に一致させます。この問題は、CCSNeでは「$^{56}$Ni問題」として知られています。しかし最近、いくつかの研究は、この$^{56}$Ni問題が爆発モデルの単純さに由来することを示唆しています。それに応じて、より現実的なモデルでCCSNeの元素合成の挙動に対する爆発エネルギー成長率$\dot{E}_\mathrm{expl}$の影響を調査します。電球近似でニュートリノの加熱と冷却の項を考慮した1Dラグランジュ流体力学コードを採用しています。以前の反論研究と一致して、$^{56}$Niの問題があることを繰り返します:$^{56}$Niは$\dot{E}_\mathrm{expl}$、低$\dot{E}_\mathrm{expl}$モデルの最も内側の物質の一部が脱出に失敗し、噴出物の最も内側の質量座標が外側の位置にシフトしました。私たちの結果を観測と比較すると、現代の低速爆発は、原則として、標準的なタイプIISNeの観測を再現できますが、剥ぎ取られたエンベロープSNeではこれが不可能であることがわかります。私たちの発見は、爆発メカニズムに強い制約を課しています。タイプIIと剥ぎ取られたエンベロープSNeの間では、前駆体構造と爆発メカニズムに大きな違いがあります。
| Title |
Revealing_Phase_Transition_in_Dense_Matter_with_Gravitational_Wave_Spectroscopy_of_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Pedro_Luis_Espino_and_Aviral_Prakash_and_David_Radice_and_Domenico_Logoteta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03619 |
連星中性子星合体の数値相対性シミュレーションを使用して、クォーク物質への高密度非閉じ込め相転移(PT)が合体後のマルチモーダル重力波(GW)分光法を使用してプローブできることを示します。ハドロンクォークPTは、レムナントの片腕スパイラル不安定性を抑制します。これは、$l=2,m=1$GWモードで運ばれるエネルギーと、2つのフェーズを分離するエネルギー密度ギャップとの間の逆相関に現れます。その結果、$l=2、m=1$および$l=2、m=2$GWモードの信号対雑音比の単一測定は、PTのエネルギー密度ギャップを制約する可能性があります。
可変降着円盤からのライン駆動風
数値流体力学シミュレーションを使用して、降着するアルファディスクから放出される線駆動の風を研究します。駆動放射場が静的である以前の研究に基づいて、ディスクの局所的な可変降着率から時間依存の放射束を計算します。円盤が定常状態になる前に、円盤の光度の約15%の変動は、風の質量流束の約2～3の変動と相関することがわかります。定常状態に達した後、光度の変動が3%まで低下すると、質量流束の変動が風の固有の変動によって支配されるため、これらの相関関係は消滅します。これは、失敗した風の発生率が高いために固有の変動性が高い低光度ランで特に顕著です。変化する質量流束は、主にディスク大気近くの塊と空隙の形成が原因で発生し、流れの低速部分に伝播します。このプロセスは、ディスク強度の局所的な変動によって影響を受ける可能性があります。質量流出の正規化された標準偏差を計算することにより、質量流出に対する光度変動の影響が、より高い光度でより目に見えることを示します。ただし、光度の増加による質量流出の絶対変化は、光度と質量フラックスのスケーリング関係が急峻になるため、光度が低いモデルほど大きくなります。さらに、CVとAGNへの影響、および観測上の見通しについても説明します。
SN~2021aefx の JWST 低解像度 MIRI スペクトル観測: Ia 型超新星の高密度燃焼
| Title |
JWST_Low-Resolution_MIRI_Spectral_Observations_of_SN~2021aefx:_High-density_Burning_in_a_Type_Ia_Supernova |
| Authors |
J._M._DerKacy,_C._Ashall,_P._Hoeflich,_E._Baron,_B._J._Shappee,_D._Baade,_J._Andrews,_K._A._Bostroem,_P._J._Brown,_C._R._Burns,_A._Burrow,_A._Cikota,_T._de_Jaeger,_A._Do,_Y._Dong,_I._Dominguez,_L._Galbany,_E._Y._Hsiao,_E._Karamehmetoglu,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_J._Lu,_T._B._Mera_Evans,_J._R._Maund,_P._Mazzali,_K._Medler,_N._Morrell,_F._Patat,_M._M._Phillips,_M._Shahbandeh,_S._Stangl,_C._P._Stevens,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_C._M._Telesco,_M._A._Tucker,_S._Valenti,_L._Wang,_Y._Yang,_S._W._Jha,_L._A._Kwok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03647 |
通常のIa型超新星(SNIa)SN2021aefxの静止フレームBバンド最大光から+323日後のJWST/MIRI低解像度中赤外(MIR)分光観測を提示します。スペクトルの範囲は4～14umで、上部が平らな[ArIII]8.991umプロファイル、強く傾斜した[CoIII]11.888umの特徴、複数の安定したNiラインなど、多くの独自の特性を示します。これらの機能は、爆発の物理に関する重要な情報を提供します。観察結果は、詳細なNLTE多次元モデルからの合成スペクトルと比較されます。最適適合モデルの結果を使用して、スペクトルブレンドのコンポーネントを識別し、爆発物理との定量的な比較を行います。輝線プロファイルと電子捕獲(EC)要素の存在は、爆発する白色矮星(WD)の質量と噴出物の化学的非対称性を制約するために使用されます。SN2021aefxの観測結果は、爆燃から爆轟への移行点に対して-30度の視角でのチャンドラセカール質量(Mch)WDの中心を外れた遅延爆轟爆発と一致することを示しています。安定したNi線の強度から、噴出物の中央領域では混合がほとんどまたはまったくないことがわかります。安定したNiの存在とAr速度分布の両方に基づいて、最初のWDの1.2Msunという厳密な下限を取得します。これは、ほとんどのサブMch爆発モデルがSN2021aefxの実行可能なモデルではないことを意味します。ここでの分析は、SNeIaの爆発シナリオを区別するためのMIRスペクトルの決定的な重要性を示しています。
異方的な赤道域に閉じ込められた前駆星風による超新星残骸の長方形およびジェット状の形態の彫刻
| Title |
The_sculpting_of_rectangular_and_jet-like_morphologies_in_supernova_remnants_by_anisotropic_equatorially-confined_progenitor_stellar_winds |
| Authors |
P._F._Velazquez_(1),_D._M.-A._Meyer_(2),_A._Chiotellis_(3,4),_A._E._Cruz-Alvarez_(1),_E._M._Schneiter_(5),_J._C._Toledo-Roy_(1),_E._M._Reynoso_(6),_A._Esquivel_(1)_((1)_Instituto_de_Ciencias_Nucleares,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Ap._70-543,_CDMX,_04510,_M\'exico_(2)_Universit\"at_Potsdam,_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Karl-Liebknecht-Strasse_24/25,_14476_Potsdam,_Germany_(3)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_and_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_15236,_Penteli,_Greece_(4)_4rth_Lykeion_Acharnon,_Acharneon_Ippeon_and_Paliggenesias,_136_74_Acharnes,_Greece_(5)_Departamento_de_Materiales_y_Tecnolog\'ia,_FCEFyN-UNC,_Av._V\'elez_Sarsfield_1611,_C\'ordoba,_Argentina_(6)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio_(IAFE),_Av._Int._G\"uiraldes_2620,_Pabell\'on_IAFE,_Ciudad_Universitaria,_1428,_Buenos_Aires,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03660 |
熱核融合超新星残骸(SNR)は、死んだ星の星雲の残り物です。それらの形態と発光特性は、前駆星の進化の歴史への洞察を提供します。しかし、一部のSNRは球状ですが、点のような爆発がほぼ均一な媒体に拡大することから予想されるように、他の多くのSNRは複雑な非球状の形態を示しますが、これはしばしば簡単には説明できません。この研究では、三次元磁気流体力学シミュレーションを使用して、長方形およびジェット状の形態が、前駆星によって駆動される異方性の双極星風の泡内で拡大するタイプIaまたはタイプIIの超新星(SNe)によって説明できることを示します。星風には異方性の密度分布があり、異方性の特性に応じてSNイジェクタの経路が異なります。観測結果と比較するために、数値シミュレーションから合成熱(X線)および非熱(シンクロトロン)放出マップを計算します。恒星風が高い質量損失率を持ち、赤道域で高密度の狭い円盤を形成すると、長方形の形態が生成されることがわかりました。代わりに、星風が広くて密集した円盤を発達させると、ジェット状または耳状の形態が得られます。質量損失率が低い恒星風は、SNRの形態に強く影響しません。最後に、質量損失率が高い場合の合成シンクロトロンおよびX線マップは、SNRG332.5-5.6およびG290.1-0.8の観測結果と質的に一致しています。
いて座 A* 降着円盤のホット スポット: 流体力学的洞察
EventHorizonTelescopeCollaborationの2017年4月7日のデータから得られた、私たちの銀河の超大質量ブラックホールSgrA*の最近の画像は、その降着円盤に複数のホットスポットを示しています。分析フレームワークを使用して、観測されたホットスポットはバラバラな要素ではなく、降着円盤内の熱渦場で形成された1つの回転する準定常マクロ構造の因果関係のあるコンポーネント(「花弁」)である可能性があることを示します。
MeerKAT がオメガ ケンタウリで 13 個の新しいパルサーを発見
| Title |
MeerKAT_discovery_of_13_new_pulsars_in_Omega_Centauri |
| Authors |
W._Chen,_P._C._C._Freire,_A._Ridolfi,_E._D._Barr,_B._Stappers,_M._Kramer,_A._Possenti,_S._M._Ransom,_L._Levin,_R._P._Breton,_M._Burgay,_F._Camilo,_S._Buchner,_D._J._Champion,_F._Abbate,_V._Venkatraman_Krishnan,_P._V._Padmanabh,_T._Gautam,_L._Vleeschower,_M._Geyer,_J-M._Grie{\ss}meier,_Y._P._Men,_V._Balakrishnan,_M._C._Bezuidenhout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03864 |
私たちの銀河系で最も大規模な球状星団であるオメガケンタウリは、パルサー探索の興味深いターゲットです。これは、その複数の星の集団と、かつて天の川に吸収された銀河の核であったという興味深い可能性があるためです。この球状星団におけるパルサーの最近の発見と既知のX線源との関連は、多数の既知のX線源を考えると、発見されていないパルサーの個体数がはるかに多いことを示唆しています。MeerKAT電波望遠鏡の優れた感度を利用して、オメガケンタウリのパルサーを探索しました。この論文では、13個の新しいパルサーの発見を含む、この調査の最初の結果のいくつかを紹介します。現在、この星団で知られているパルサーの総数は18です。それらの少なくとも半分は連星系にあり、予備的な軌道上の制約から、ほとんどの連星には軽い伴星があることが示唆されています。また、孤立パルサーと連星パルサーの比率と、このクラスターでどのように形成されたかについても説明します。
ブラック ホール スピン測定のための X 線ポラリメトリー]{マイクロクエーサーのブラック ホール スピンを測定するツールとしての X
線ポラリメトリー: IXPE 機能のシミュレーション
| Title |
X-ray_Polarimetry_for_Black_Hole_Spin_Measurements]{X-ray_Polarimetry_as_a_Tool_to_Measure_the_Black_Hole_Spin_in_Microquasars:_Simulations_of_IXPE_Capabilities |
| Authors |
Romana_Mikusincova,_Michal_Dovciak,_Michal_Bursa,_Niccolo_Di_Lalla,_Giorgio_Matt,_Jiri_Svoboda,_Roberto_Taverna,_Wenda_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04002 |
天体物理学的ブラックホールの角運動量(スピン)の測定は、ブラックホールの形成と進化に関する情報を提供するため、非常に重要です。X線偏光測定法を使用したブラックホールのスピンとジオメトリ測定のロバスト性を研究する目的で、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を使用したX線バイナリシステムのシミュレートされた観測を提示します。代表的な例として、GRS1915+105のパラメータを以前の明瞭なソフト状態で使用しました。偏光特性をシミュレートするために、帰還放射を含む降着円盤からの熱放射を説明する多色黒体を使用してソース放射をモデル化しました。私たちの分析は、X線波長帯での偏光観測が、システムのスピンと傾斜の両方を良好な精度で推定できることを示しています（最小スピン$\Deltaa\leq0.4$(0.4/スピンは0.998$\sim$40\%)、傾きは$\Deltai\leq30^\circ$(30$^\circ$/70$^\circ$$\sim$43\%)です。$\Deltaa\leq0.12$($\sim$12\%)のスピンと$\Deltai\leq20^\circ$($\sim$29\%)の傾斜角の範囲内で得られたより高いスピン値1$\sigma$エラー)。放射線を返す場合に焦点を当て、傾きを既知のパラメーターとして扱うと、$\Deltaa\leq0.15$($\sim$15\%)間隔および$\Delta$でスピンとディスクアルベドを再構築することができました。albedo$\leq0.45$(45\%)間隔は1$\sigma$エラー以内。X線偏光測定は、タイミングとスペクトルフィッティング方法に加えて、ブラックホールスピンを制約するための有用なツールになると結論付けています.
PSR~J1910$-$5959A: 白色矮星モデルをテストする珍しい重力実験室
| Title |
PSR~J1910$-$5959A:_A_rare_gravitational_laboratory_for_testing_white_dwarf_models |
| Authors |
A._Corongiu,_V._Venkatraman_Krishnan,_P._C._C._Freire,_M._Kramer,_A._Possenti,_M._Geyer,_A._Ridolfi,_F._Abbate,_M._Bailes,_E._D._Barr,_V._Balakrishnan,_S._Buchner,_D._J._Champion,_W._Chen,_B._V._Hugo,_A._Karastergiou,_A._G._Lyne,_R._N._Manchester,_P._V._Padmanabh,_A._Parthasarathy,_S._M._Ransom,_J._M._Sarkissian,_M._Serylak,_W._van_Straten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04055 |
PSRJ1910-5959A(J1910A)は、伴星ヘリウム白色矮星(HeWD)の周りを0.837日周期で周回するバイナリミリ秒パルサーです。このパルサーは、球状星団NGC6752の中心から6.3分角の位置にあります。大きなオフセットを考えると、パルサーとNGC6752との関連性が議論されてきました。Parkes64-m"Murriyang"望遠鏡の20年間のアーカイブデータを利用し、最近MeerKAT望遠鏡で観測を行いました。標準的なデータ削減手法を使用してパルス到着時間を取得し、ベイジアンパルサータイミング手法を使用して分析しました。パルサーの全強度と偏光プロファイルを分析し、視線に沿った星間散乱と、回転ベクトルモデルを適用してパルサーの形状を調べました。いくつかのポストケプラーパラメータの正確な測定値を取得します:シャピロ遅延の範囲$r=0.202(6)T_\odot$および形状s=0.999823(4)。そこから、軌道傾斜角は$88.9^{+であると推測されます。0.15}_{-0.14}\deg$で、パルサーとコンパニオンの質量はそれぞれ$1.55(7)M_{\odot}$と$0.202(6)M_{\odot}$です。軌道周期の経年変化$\dot{P}_{\rmb}=-53^{+7.4}_{-6.0}\times10^{-15}$\,s\,s$^{-1}$NGGC6752との関連性と、パルサーの投影半長軸の経年変化$\dot{x}=-40.7^{+7.3}_{-8.2}\times10^{-16}$\,s\,s$^{-1}$これは、HeWDスピンの位置がずれていることによるスピン軌道相互作用によって引き起こされた可能性が高く、系の分離された可能性が高い連星進化と矛盾しています。また、J1910Aのコンパニオンをテストベッドとして使用して、NS-WD連星におけるWDの構造と進化に関するいくつかの理論モデルについても説明します。J1910Aは、パルサーとHeWDコンパニオンの両方のいくつかのパラメータを正確に測定できる珍しいシステムです。そのため、HeWD構造と冷却の代替モデルを判別するためのテストベッドです。
パルサー風星雲の残響 (II): 「薄い殻」進化の解剖学
| Title |
Reverberation_of_pulsar_wind_nebulae_(II):_Anatomy_of_the_"thin-shell''_evolution |
| Authors |
R._Bandiera,_N._Bucciantini,_J._Mart\'in,_B._Olmi,_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04056 |
進化の初期には、パルサー風星雲(PWN)が超新星噴出物の内部を一掃し、薄い巨大な殻を形成します。その後、超新星残骸の逆衝撃が殻に到達すると、進化はより複雑になり、ほとんどの場合、膨張から圧縮に戻ります。この後の段階は「残響」と呼ばれます。このフェーズを理解するためにこれまでに行われた計算は、主に薄いシェルの近似で行われました。この場合、PWN半径の変化は、PWNからの内圧と、超新星残骸による外圧。シンシェルアプローチはかなり正当化できるように見えますが、その実装はこれまでのところ不正確であり、その正確性はテストされていません。外圧は、進化全体に沿ってセドフの解(またはその一定の割合)に従ってスケーリングされると単純に想定されていました。PWNのサイズに比べてシェルがもはや薄くないため、薄いシェルの仮定自体はプロセスに沿って失敗します。ここでは、数値モデル、次元引数、および解析的近似の組み合わせにより、PWNと超新星残骸との相互作用の詳細な解析を提示します。Sedov解を超える外圧の新しい解析的近似と、数値シミュレーションの結果を再現できる改訂された「薄いシェル」を提供します。最後に、さまざまな音源の残響中にPWNが圧縮される効率を計算します。
MeerKAT - VIII のサウザンド パルサー アレイ プログラム。 1198個のパルサーのサブパルス変調
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_-_VIII._The_subpulse_modulation_of_1198_pulsars |
| Authors |
X._Song,_P._Weltevrede,_A._Szary,_G._Wright,_M._J._Keith,_A._Basu,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_R._A._Main,_L._S._Oswald,_A._Parthasarathy,_B._Posselt,_M._Bailes,_S._Buchner,_B._Hugo,_M._Serylak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04067 |
MeerKATのThousand-Pulsar-Arrayプログラムを使用して、1198個のパルサーのサブパルス変調特性について報告します。分析されたパルサーの約35%は、以前の研究と一致して、デスラインに向かってより顕著であるドリフトサブパルスを示します。この一般的な現象は、高品質のデータがすべて利用可能である場合、パルサー人口全体の60%で検出可能であると推定されます。この大規模な研究は、パルサー集団全体のドリフトサブパルスの進化を前例のない詳細で明らかにします。特に、変調周期$P_3$は特徴的な年齢$\tau_c$に関してV字型の進化をたどり、ナイキスト周期$P_3>\sim2$に対応する最小の$P_3$値になることがわかります。$\tau_c>\sim10^{7.5}$年に発見されました。V字型の進化は、若いパルサーがエイリアス化された高速な固有の$P_3$を持っている場合に解釈および再現できます。小さな$\tau_c$パルサーのエイリアシングによる固有のサブパルス変調の不規則性の強化は、観測されたあまり明確でない$P_3$とより弱いスペクトル特徴を説明するでしょう。これらの結果を回転するサブビームとしてモデル化すると、その循環はパルサーが進化するにつれて遅くなるはずです。これは、循環がExBドリフトによって駆動される場合に予想されるものとは逆です。これは、観測された$P_3$周期性がExBシステムとパルサー周期の間のビートによるものである場合に解決できます。副産物として、12個のパルサーの正確な周期とスピンダウン率を特定します。これらのパルサーについては、調和的に関連する値が文献で報告されています。
宇宙論シミュレーション コード OpenGadget3 -- メッシュレス有限質量の実装
| Title |
The_Cosmological_Simulation_Code_OpenGadget3_--_Implementation_of_Meshless_Finite_Mass |
| Authors |
Frederick_Groth,_Ulrich_P._Steinwandel,_Milena_Valentini,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03612 |
亜音速乱流は、クラスター内媒質(ICM)の特性を決定する上で主要な役割を果たします。OpenGadget3に新しいMeshlessFiniteMass(MFM)実装を導入し、この特定の問題に適用します。この目的のために、コード内のMFMフレームワークの実装を検証するための一連のテストケースを提示します。これらには、安定性を調べるための滑らかな状況としての音波とケプラーディスク、一般的な混合不安定性としてのレイリー・テイラーおよびケルビン・ヘルムホルツ不安定性、混合と衝撃の両方を含むより複雑な例としてのブロブテスト、衝撃管が含まれますが、これらに限定されません。さまざまなマッハ数、セドフ爆風、重力自由落下などの自己重力、静水圧球、ゼルドビッチパンケーキ、気の利いた星団などのさまざまなテストを宇宙論的アプリケーションとして使用します。SPHに対する利点には、ミキシングの増加と収束動作の向上が含まれます。MFMソルバーが、宇宙論的な文脈でもロバストであることを示します。多くの方法で処理するのが非常に難しい問題である、減衰する亜音速乱流に適用すると、ソルバーが非常にうまく機能するという証拠を示します。MFMは、予想される速度パワースペクトルを高精度でキャプチャし、良好な収束動作を示します。OpenGadget3内でMFMまたはSPHを使用すると、数値散逸による乱流エネルギーの同等の減衰が発生します。さまざまな初期乱流エネルギー分数のエネルギー減衰を調べると、MFMはマッハ数$\mathcal{M}\approx0.007$までうまく機能することがわかります。最後に、勾配リミッターとエネルギー-エントロピースイッチが、流体の挙動と進化を制御するためにいかに重要であるかを示します。
Commission Femmes et Astronomie de la SF2A: フランスの天文学への女性の参加
| Title |
Commission_Femmes_et_Astronomie_de_la_SF2A:_Women_participation_in_French_astronomy |
| Authors |
Rhita-Maria_Ouazzani,_Caroline_Bot,_Sylvie_Brau-Nogu\'e,_Danielle_Briot,_Patrick_de_Laverny,_Nad\`ege_Lagarde,_Nicole_Nesvadba,_Julien_Malzac,_Isabelle_Vauglin_and_Olivia_Venot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03658 |
CommissionFemmesetAstronomyは、今日のフランスのプロの天文学における女性の存在をマッピングすることを目的とした統計調査を実施し、時間の経過とともにその進化を調査するための出発点を設定しました。2021年には、8つの天文学および天体物理学研究所のサブセットを進め、合計1,060人の従業員を受け入れました。地域社会・共同体。女性の割合が、キャリアステージ、責任のレベル、仕事の安定性、および収入のレベルによってどのように変化するかを調査しました。この予備調査の結果は、正社員へのアクセスが主要なボトルネックの1つであることから、漏れやすいパイプラインを示しているようです。女性の割合は、雇用の安定、キャリアステージ、資格レベル、収入レベルに応じて着実に減少しているように見えます。
TESS-Gaia ライト カーブ: PSF ベースの TESS FFI ライト カーブ プロダクト
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)は、55セクターの観測の後、2回目の拡張ミッションを続けています。TESSは、1800、600、または200秒のリズムでフルフレーム画像(FFI)を公開し、事前に選択された限られた数の星を超える星の光度曲線を抽出できるようにします。シミュレーションは、何千もの太陽系外惑星、日食連星、変光星、およびその他の天体物理学的トランジェントがこれらのFFI光度曲線で見られることを示しています。高精度の光度曲線を取得するために、近くの星からの汚染を除去するために有効な点広がり関数を使用してFFIを前方モデル化します。GaiaDR3からの星の位置と等級を事前分布として採用します。得られた光度曲線は、TESS-Gaia光度曲線(TGLC)と呼ばれ、打ち上げ前の騒音レベルの予測を厳密に追跡する測光精度を示しています。TGLCの測光精度は、密集したフィールドでも16番目のTESS等級で<~2%に達します。利用可能なすべてのセクターについて、MikulskiArchiveforSpaceTelescopes(MAST)を通じてTESS16等級までの星のTGLC口径とPSF光度曲線を公開しており、DOI:10.17909/610m-9474を介して将来の光度曲線を提供し続けます。オープンソースパッケージtglcは公開されており、任意のユーザーがカスタマイズされたライトカーブを生成できるようになっています。
チェレンコフ データをオンラインで分析する科学プラットフォーム向けの FAIR ソリューション
| Title |
FAIR_solutions_for_a_science_platform_to_analyse_Cherenkov_data_online |
| Authors |
Mathieu_Servillat_(LUTH),_Paula_Kornecki_(LUTH),_Catherine_Boisson_(LUTH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03841 |
科学的データ管理のためのFAIR指導原則(FAIR:Findable,Accessible,InteroperableandReusable)に準拠したチェレンコフデータの迅速な分析を実行するためのシステムを開発しました。VirtualObservatory(VO)を構築するObservatoryAlliance(IVOA)。したがって、明確に定義されたジョブを実行および再実行するために、コンピューティングクラスター上に制御された安定した環境を提供します。ユーザー固有の入力パラメーターを指定して、分析ジョブの実行を構成できます。来歴情報はシステムによって自動的に取得され、ユーザーがアクセスできます。長時間の転送を避けるために、データを計算ノードの近くに配置できます。このシステムは、主にチェレンコフ天文データの分析に使用されますが、他の目的にも使用される可能性があります。
モデルベースの強化学習は、モデルを使用しない方法よりもサンプル効率が高いことが証明されています。一方、モデルベースの強化学習におけるダイナミクスモデルの構築は複雑さを増しています。電波天文学におけるデータ処理タスクは、強化学習自体によって解決されている元の問題がモデルの作成であるような状況です。幸いなことに、同じタスクを実行するためのヒューリスティックまたは信号処理に基づく多くの方法が存在し、それらを活用して、実行する最善のアクションを提案する、つまり「ヒント」を提供することができます。モデル構築の複雑さを軽減する強化学習プロセスの補助として、環境によって生成された「ヒント」を使用することを提案します。ヒントを使用するようにソフトアクタークリティカアルゴリズムを変更し、不等式制約付きの乗数アルゴリズムの交互方向法を使用してエージェントをトレーニングします。いくつかの環境での結果は、モデルを使用しない方法と比較して、ヒントを使用することでサンプル効率が向上することを示しています。
変分ベイジアン ニューラル ネットワークを使用した N 体シミュレーションからの宇宙論的パラメーターの制約
| Title |
Constraining_cosmological_parameters_from_N-body_simulations_with_Variational_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
H\'ector_J._Hort\'ua,_Luz_\'Angela_Garc\'ia_and_Leonardo_Casta\~neda_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03991 |
深層学習に基づく方法は、複雑なデータから情報を取得する能力のおかげで、天体物理学パラメーターの回復に最近適用されています。これらの方法の1つは近似ベイジアンニューラルネットワーク(BNN)であり、これはパラメーター空間に一貫した事後分布をもたらすことが実証されており、不確実性の定量化に役立ちます。ただし、最新のニューラルネットワークと同様に、信頼性の高い不確実性の推定を生成する傾向があり、BNNをデータに適用するとバイアスが生じる可能性があります。この作業では、乗法正規化フロー(MNF)を実装します。これは、変分事後分布の柔軟性を高める目的で、BNNのパラメーターの近似事後分布のファミリーであり、$\Omega_m$、$h$、および$\を抽出します。QUIJOTEシミュレーションからのsigma_8$。この方法を標準のBNNおよびフリップアウト推定器と比較しました。BNNと組み合わせたMNFは、他のモデルよりも優れており、標準のBNNよりもほぼ1桁大きい予測性能、高精度($r^2=0.99$)で抽出された$\sigma_8$、および正確な不確実性推定値を得ることがわかりました。後者は、MNFが真の事後分布に近い、より現実的な予測分布を提供し、変分近似によって導入されたバイアスを軽減し、適切に調整されたネットワークで作業できるようにすることを意味します。
2021 年 10 月 9 日のフレア/CME イベントに関連する高エネルギー電子の複数回の注入
| Title |
Multiple_injections_of_energetic_electrons_associated_with_the_flare/CME_event_on_9_October_2021 |
| Authors |
Immanuel_Christopher_Jebaraj,_Athanasios_Koulooumvakos,_Nina_Dresing,_Alexander_Warmuth,_Nicolas_Wijsen,_Christian_Palmroos,_Jan_Gieseler,_Rami_Vainio,_Vratislav_Krupar,_Jasmina_Magdalenic,_Thomas_Wiegelmann,_Frederic_Schuller,_Andrea_Battaglia,_Annamaria_Fedeli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03650 |
2021年10月9日にソーラーオービター(SolO)を含む複数の宇宙船によって観測された太陽エネルギー粒子(SEP)イベントを調査します。このイベントは、M1.6フレア、コロナ質量放出(CME)、および衝撃波に関連していました。イベント中、高エネルギーの陽子と電子は、狭い縦方向の円錐内に配置された複数の機器によって記録されました。このイベントの興味深い側面は、フレア衝撃フェーズ中の多段階の粒子励起と、フレア最大化後にSolOで検出された電子加速の別のフェーズのように見えるものでした。私たちは、高エネルギー電子加速の複数の原因を調査し、特定することを目指しています。エネルギー粒子検出器(EPD)によるSEP電子観測と、SolOに搭載された分光器/イメージングX線望遠鏡(STIX)による硬X線(HXR)観測を、広い周波数範囲での電波観測と組み合わせて利用します。.エネルギー電子と、複数の加速エピソードに関連するさまざまなHXRおよび電波放射との関連付けを確立することに焦点を当てています。フレアは、5つの個別のHXRパルスの形で観測された非熱的フェーズ中に、少なくとも20分間電子を加速できたことがわかりました。また、衝撃波がインパルスフレアフェーズ中およびその後の電子加速に寄与したという証拠も示しています。EPD電子データの詳細な分析は、低エネルギー電子と高エネルギー電子の放出に時間差があり、高エネルギー放出が遅れたことを示しています。また、観測された電子の異方性特性は、加速の2つの段階で異なる接続性を示唆しています。
LS And: 1971年の発見以来初めてのWZ Sgeタイプの爆発
LSAndは1971年にM31領域で発見されたトランジェントであり、銀河間新星か矮小新星かについて議論されてきました。ZwickyTransientFacility(ZTF)のデータを使用して、2022年4月に既知の2回目のアウトバーストが発生したことがわかりました。その挙動は、長い減光尾を持つWZSge型矮新星の挙動であり、1971年と2022年のアウトバーストの光度曲線は非常によく一致していました。光度曲線は、LSAndが激変変数の期間の最小値に近い(しかし到達する前に)典型的なWZSgeタイプの矮新星であることを示唆しています。1971年のバーストの真の観測ピークは12.2等だったようです。バーストパラメータは他のWZSge型矮新星と同様でした。消えゆく尾は1年以上続き、天体は現在もこの尾にあります。減光する尾に0.5等の一時的な増光のヒントがあり、バースト後も天体は活動しているように見えます。
| Title |
The_depletion_of_the_red_supergiant_envelope_radiative_zone_during_common_envelope_evolution |
| Authors |
Tamar_Cohen,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03828 |
共通エンベロープ進化(CEE)を模倣する赤色超巨星(RSG)星の一次元恒星進化シミュレーションを実施し、エンベロープ対流ゾーンの内側境界が初期エンベロープ放射ゾーンに移動することを発見しました。エンベロープ対流は、RSG半径が約1桁以上減少した場合にのみ実質的に消滅します。その意味するところは、CEEを、コンパニオンがエンベロープ対流ゾーンの内側に渦巻いて除去する1つの段階と、コンパニオンが最初のエンベロープ放射ゾーンを周回し、安定した物質移動が行われる2番目の遅いフェーズに分割できないということです。せいぜい、これは軌道間隔が約数太陽半径のときに起こるかもしれません。ただし、その頃には他のプロセスが重要になってきます。現時点では、エネルギーの考察に基づく一般的に使用されているアルファ形式主義が、最良の現象学的形式主義であると結論付けています。
JWST/NIRCam による NGC 346 での塵の多い亜太陽質量の若い恒星天体の発見
| Title |
Discovery_of_dusty_sub-solar_mass_young_stellar_objects_in_NGC_346_with_JWST/NIRCam |
| Authors |
Olivia_C._Jones,_Conor_Nally,_Nolan_Habel,_Laura_Lenki\'c,_Katja_Fahrion,_Alec_S._Hirschauer,_Laurie_E._U._Chu,_Margaret_Meixner,_Guido_De_Marchi,_Massimo_Robberto,_Elena_Sabbi,_Peter_Zeidler,_Omnarayani_Nayak,_Klaus_M._Pontoppidan,_Katia_Biazzo,_Giovanna_Giardino,_B._A._Sargent,_David_R._Soderblom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03932 |
{\itJWST}NGC346の観測は、金属の少ない小マゼラン雲の星形成領域であり、IR過剰を伴う太陽以下の質量の若い星天体(YSO)のかなりの集団を明らかにしている。私たちは、現在進行中の低質量星形成がダストフィラメントに沿って集中している深層高解像度イメージングを備えた6つのNIRCamフィルター全体で33,000以上のソースを検出しました。これらの観察から、詳細な近赤外色等級図を作成し、これを使用してさまざまなYSOクラスの予備分類を行います。最も新しく、最も深く埋め込まれた天体の場合、{\emJWST}/NIRCamは、同等の波長で{\emSpitzer}観測よりも10等級以上小さくなり、{\emHST}よりも2等級も暗くなります。$\sim$0.1~\Msunに。銀河系外の環境で初めて、すべての進化段階で低質量YSOの完全なシーケンスを検出しました。さらに、IRの過剰と降着の証拠は、岩石惑星の形成に必要なダストが低金属量で存在することを示唆しています。
5つのDC白色矮星で磁場を発見
| Title |
Discovery_of_magnetic_fields_in_five_DC_white_dwarfs |
| Authors |
Andrei_V._Berdyugin,_Vilppu_Piirola,_Stefano_Bagnulo,_John_D._Landstreet,_and_Svetlana_V._Berdyugina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03959 |
白色矮星(WD)の約半分は、冷却するにつれてDC状態に進化します。他のものはDQまたは(一時的に?)DZWDになります。局所的な20pcボリュームの最近の磁気調査では、2～3Gyrよりも古いWDの間で高い周波数の磁場が確立されており、低質量および平均質量のWDでは、年をとるにつれて磁気の影響がより一般的になることが実証されています。フィールドは平均してより強くなります。ただし、約5Gyrよりも古いWDの入手可能な統計では、フィールドがこの年齢を超えてどのように進化するかを明確に確立していません。この後期進化の理解を深めるために、直流型WDにおける磁気の発生を明らかにするための調査を行っています。広帯域フィルター偏光測定法を使用します。これは、連続円偏光を介して特徴のないWDの磁場を検出する最も効率的な方法であると言えます。ここでは、5つのDCWD(観測された23のうち)での磁場の発見を報告します。これは、DCスペクトルクラスに属する既知の磁気WDのサンプルの合計をほぼ2倍にします。
K2 惑星ホスト星のサンプルの分光分析: 恒星パラメータ、金属性、および惑星半径
| Title |
A_Spectroscopic_Analysis_of_a_Sample_of_K2_Planet-Host_Stars:_Stellar_Parameters,_Metallicities_and_Planetary_Radii |
| Authors |
V._Loaiza-Tacuri,_Katia_Cunha,_Verne_V._Smith,_Cintia_F._Martinez,_Luan_Ghezzi,_Simon_C._Schuler,_Johanna_Teske,_and_Steve_B._Howell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03961 |
トランジット系外惑星の物理的性質は、主星の物理的性質と関連しています。WIYN望遠鏡のHydraスペクトログラフで観測されたFGK型星のスペクトルに基づく均一分光分析を提示します。ケプラー1からK2と33によって観測された81個の星の実効温度、表面重力、および金属量を導出しました。r{A}および等価幅測定に基づく分光技術を採用しました。計算は、Kuruczモデル大気とqoyllur-quipu(q$^2$)パッケージを使用してLTEで行われました。ソーラーリファレンスとして使用されるベンチマークソーラーツインとソーラープロキシの分析により、方法論を検証しました。我々は、Zeemanに敏感なFeI線を含むことが、我々のサンプル内の若くて活動している可能性のある星の導出された恒星パラメータに及ぼす影響を見積もったが、それは重要ではないことが分かった。恒星の質量と半径は、恒星のパラメーターをGaiaEDR3およびVの等時線と組み合わせることによって導き出されました。測定された恒星半径の内部精度の中央値は4.2\%であり、導出された惑星半径の内部不確実性の中央値は4.4\%になります。K2ホスト星を周回する83個の確認された惑星のサンプルでは、以前の調査結果と一致して、R$_{planet}1.9R{_\plus}$付近の半径ギャップが検出されました。惑星半径、軌道周期、および金属量の間の関係が調査され、これらもケプラー1システムの以前の発見を確認します。
炭素星の謎：40年後
1981年、IckoIbenJrは、「炭素星の謎:低質量のものはなぜそのようになるのか、そしてすべての高質量のものはどこに行ったのか?」というタイトルの論文を発表しました。AGB炭素星の光度関数。40年以上を経て、この長年の問題に対する私たちの理解は、より洗練された恒星モデルと観測上の制約の増加のおかげで、大幅に改善されました。この論文では、これらの研究の最先端をレビューし、将来の見通しを簡単に説明します。
ab 型 RR Lyrae 可変 V838 Cyg における 2 つの異なる弱い変調、および Blazhko 変調に対する金属存在量の潜在的な影響
| Title |
Two_Different_Weak_Modulations_in_ab-type_RR_Lyrae_Variable_V838_Cyg,_and_Potential_Influence_of_Metal_Abundance_on_Blazhko_Modulation |
| Authors |
L._-J._Li,_S._-B._Qian,_X._-D._Shi,_and_L._-Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04081 |
abタイプRRLyrae星V838Cygの最も弱い変調と比較的高い金属存在量に注目して、詳細な分析を実行するためにいくつかの天空調査でこの星の測光データを収集しました。O-Cダイアグラムは、V838Cygの脈動周期が大きな時間スケールで直線的に増加することを示しています。高精度ケプラーデータの再解析では、先に発見された59.45\pm0.04日の周期の変調を確認し、さらにそれより長い周期(840\pm21日)の弱い変調を発見しました。一連の分析の後、2つの変調をもたらすメカニズムは異なるという見解に傾いています。前者は典型的なBlazhko効果により似ていますが、後者をもたらすメカニズムは外因性要因である可能性があります。また、いくつかの文学作品から他のBlazhkoRRLyrae星の変調および物理パラメーターを収集して比較し、変調振幅(または振幅の上限)と金属存在量の間に潜在的な負の相関関係があることを発見しました。相対的に金属が多いと、星の外層大気の対流が促進され、ブラジコ変調を引き起こす可能性のある要因(乱流、衝撃波など)が抑制されると推測されます。今後の観察や研究は、この視点を参考にして行うことができます。
超高エネルギーでのエアシャワーサイズの不確実性を推定する改善された方法
$10^{17}$から$10^{18}$eVを超えるエネルギーを持つ宇宙線が検出された統計的に有意な数の収集には、大気中に誘発された大規模な空気シャワーを検出するために、地表に広い間隔で配置された粒子検出器が必要です。一次エネルギーの代理である空気シャワーのサイズは、基準距離で信号を補間するために、観測された信号を期待値の関数形式に適合させることによって推定されます。関数形式は、シャワーコアからの距離に伴う予想される信号の急速な減衰を表します。通常、2つの対数勾配を使用して、信号の短距離および長距離の減少を説明します。エアシャワーのサイズに関連する不確実性は、対数尤度が最小値付近の適合パラメーターに二次依存するという仮定の下で決定されるため、意味のある分散共分散行列が提供されます。この論文では、1つの信号が他の信号よりもはるかに大きいイベントトポロジの場合、最小値付近の近似関数の2次依存性は不十分な近似であり、不確実性の不正確な推定につながることを示します。二次形状を復元するために、シャワーフロントの平面に投影された最大信号を記録する検出器の周りの極座標を使用して、対数極距離、極角、および対数シャワーサイズに関する尤度関数を自由として定義することを提案しますパラメーター。修正されたパラメーターへの適合関数の依存性が二次関数によって適切に近似されるため、意味のある分散共分散行列が新しい座標系で復元されることを示します。後続の高レベル分析のための新しい座標系での不確実性の使用が示されています。
LOFARデータを用いた太陽コロナにおける超軽量暗黒物質変換の探索
| Title |
Searching_for_Ultralight_Dark_Matter_Conversion_in_Solar_Corona_using_LOFAR_Data |
| Authors |
Haipeng_An,_Xingyao_Chen,_Shuailiang_Ge,_Jia_Liu,_Yan_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03622 |
超軽量のアクシオンと暗黒光子は、意欲的な暗黒物質(DM)の候補です。アクシオンDMと暗光子DM(DPDM)は、それらの質量が太陽プラズマ周波数に等しい場合、太陽コロナ内で共鳴的に電磁(EM)波に変換できます。結果として生じるEM波は、太陽観測用の電波望遠鏡を介して検出できるDM質量に等しいエネルギーを持つ無線周波数範囲で単色です。高感度低周波アレイ（LOFAR）望遠鏡の観測データから、変換された単色信号を検索します。DPDMと光子の間の動的混合カップリングの上限は、周波数範囲$30-80$MHzで$10^{-13}$に達する可能性があることがわかりました。これは、宇宙マイクロ波背景放射による既存の制約よりも約1桁優れています。(CMB)観察。さらに、同じ周波数範囲でのアクシオン-光子結合の上限も得られます。これは、Light-Shining-through-a-Wall実験の制約よりも優れていますが、CASTまたはその他の天体物理学的限界を超えません。
強く相互作用する非対称暗黒物質検出器としての天体
非消滅暗黒物質粒子は、通常のバリオン物質との相互作用により、天体の内部に効率的に蓄積できます。重い質量の場合、それらは天体のコアに向かって引き寄せられ、小さなコア領域で熱化し、最終的にコアの崩壊によって小さなブラックホールを形成し、ホストオブジェクトの破壊をもたらします。さまざまな天体の存在が、強く相互作用する重い暗黒物質、地上の暗黒物質検出器および宇宙探査機の盲点に厳しい制約を与えることを実証します。木星のように、サイズが大きくコア温度が低い天体は、強く相互作用する重い非対称暗黒物質を調べるのに最適な検出器です。
核対称エネルギーパラメータの制約
レビューは、核結合エネルギー測定、中性子物質特性の理論的カイラル有効場予測、ユニタリーガス予想、および中性子表皮の厚さと双極子分極率の測定から生じる核対称性エネルギーパラメーターに対する制約について行われます。ほとんどの研究はパラメータ$S_V$と$L$に限定されてきましたが、$K_{\rmsym}$、または同等に中性子物質の非圧縮性$K_N$が果たす重要な役割と制約が議論されています。$S_V、L$、および$K_{N}$の間の強い相関関係は、核結合エネルギーと中性子物質理論の両方から見出されます。ただし、これらの相関関係は2つのケースで多少異なり、中性子物質理論からの相関関係の方が不確実性は小さくなります。$S_V=32.0\pm1.1$MeV、$L=51.9\pm7.9$MeV、$K_N=152.2\pm38.1$MeVであることが中性子物質理論から68\%の信頼度でわかります。中性子過剰原子核$^{48}$Ca、$^{120}$Sn、および$^{208}$Pbの中性子スキンの厚さおよび双極子分極率測定の理論的予測は、最近の実験測定値と比較されます。JeffersonLaboratoryによるCREXおよびPREX中性子皮膚実験。$^{208}$PbのPREXI+II測定値と$^{48}$CaのCREX測定値は、それぞれ$L=121\pm47$MeVと$L=-5\pm40$MeVを示唆しています。68\%の信頼度。ただし、両方の測定値を最適に満たす核相互作用は、$L=53\pm13$MeVを意味し、核質量測定または中性子物質理論のいずれかによって示唆される範囲に近く、核双極子分極率測定とも一致することを示しています。この小さなパラメーター範囲は、NICERX線およびLIGO/中性子星のおとめ座重力波観測。
複数のソース タイプを使用した LISA データのプロトタイプ グローバル分析
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)によってもたらされる新しいデータ分析の課題は、測定帯域内の圧倒的に多数の天体物理ソースと、それらがデータ内で検出される密度から生じます。LISAデータ内の多数の重力波源の確実な検出と特徴付けは、連続して行うことはできませんが、データ内に存在する天体物理学的および機器的特徴の完全なスイートを含むデータモデルのグローバルフィットを同時に行うことによって行うことができます。以前の分析では、個々のソースの種類に単独で焦点を当てていましたが、ここでは、結合された天体物理集団を含むLISAグローバルフィット分析の最初のデモンストレーションを提示します。プロトタイプパイプラインは、ブロックされたメトロポリスヘイスティングスアルゴリズムを使用して、電磁気観測によって既に特定されている既知の「検証連星」、大規模なブラックホールの合体の母集団、および機器のノイズモデルである超コンパクト銀河連星の母集団に交互に適合します。GlobalLISAAnalysisSoftwareSuite(GLASS)は、さまざまなモデルコンポーネント用に独自に開発されたサンプラーから組み立てられています。モジュラー設計により、モジュールを内部で設計する方法を過度に規定することなく、新しいコンポーネントを追加したり追加のコンポーネントを更新したりするための標準インターフェイスをグローバルフィットに定義することで、将来の開発に柔軟に対応できます。GLASSパイプラインは、LISADataChallenge2b用にシミュレートされたデータで実証されています。分析の結果と継続的な開発のロードマップが詳細に説明されています。
f(Q,T) 重力における一定ロールと原始ブラック ホール
| Title |
Constant-roll_and_primordial_black_holes_in_f(Q,T)_gravity |
| Authors |
K._El_Bourakadi,_M._Koussour,_G._Otalora,_M._Bennai,_T._Ouali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03696 |
この研究では、一定ロール条件の結果を調査し、宇宙論的インフレーションプロセスにおける$f(Q,T)$重力の役割を調べます。修正されたフリードマン方程式を計算し、修正されたスローロールパラメータを一定のロールパラメータ$\beta$に関連付けることができる代替手法を与えることによって、インフレのシナリオを分析します。カオスモデルとヒルトップモデルの両方を考慮して、スペクトルインデックスとテンソルとスカラーの比率を計算し、一定のロールパラメーター$\beta$のさまざまな選択について、それらの互換性をプランクのデータと比較します。降着プロセスとホーキング放射による蒸発を考慮して、選択した修正重力モデルで原始ブラックホールの進化を調べます。蒸発と降着の質量率を計算し、原始ブラックホールの質量と$f(Q,T)$重力モデルの放射の分析的推定を提供します。
初期宇宙を洗練するためのガイドとしてのハッブル張力: 明示的な局所ローレンツと微分同相の破れを伴う宇宙論
この論文は、重力標準モデル拡張(SME)に基づいて修正された宇宙設定を評価することに専念しています。私たちの分析は、ハッブル張力(HT)に基づいています。これは、それぞれ宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とIa型超新星からのデータを介したハッブルパラメーターの観測決定との不一致です。後者のアプローチはモデルに依存しませんが、前者は初期宇宙の物理を記述するために使用されるモデルに大きく依存します。HTに動機付けられて、CMB以前の時代のテストフレームワークとして、最近導入された2つの宇宙モデルを考慮に入れます。これらの設定には、それぞれ非動的なSMEバックグラウンドフィールド$s_{00}$および$s^{ij}$によってパラメーター化されたローカルローレンツ法および微分同相法違反が含まれます。これら2つの修正された宇宙論をCMB前時代の潜在的な説明として利用することにより、初期および後期の時代における宇宙膨張率の測定結果の緊張を説明することを目的としています。HTが単なる体系的な効果であることが判明しない限り、SME宇宙論などの特定のプレCMB新物理候補におけるパラメーター空間の領域を探索するための基準として役立ちます。抽出されたSME係数の制限を、文献に既に存在する境界を考慮して設定することにより、前述のモデルのいずれも、HTを修正するための適切なプレCMB候補ではないと推測します。このように、この論文で研究されたローレンツと微分同相の破れの特定の実現から生じる新しい物理学は、HTを説明しません。私たちの論文は、初期宇宙の記述を改良する新しい可能性として、この不一致を利用する方法を例示しています。
内部太陽圏における磁気流体乱流の異方性スケーリングの進化について
| Title |
On_the_evolution_of_the_Anisotropic_Scaling_of_Magnetohydrodynamic_Turbulence_in_the_Inner_Heliosphere |
| Authors |
Nikos_Sioulas,_Marco_Velli,_Zesen_Huang,_Chen_Shi,_Trevor_A._Bowen,_B._D._G._Chandran,_Ioannis_Liodis,_Stuart_D._Bale,_T._S._Horbury,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Davin_Larson,_Justin_Kasper,_Christopher_J._Owen,_Michael_L._Stevens,_Anthony_Case,_Marc_Pulupa,_J.W._Bonnell,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03896 |
日心距離$13\R_{\odot}\lesssimR\lesssim220$$R_{\odot}$をカバーするマージされたParkerSolarProbe($PSP$)とSolarOrbiter($SO$)データセットを分析して、半径方向の進化を調査します。風乱流の波数ベクトル空間におけるパワーとスペクトル指数の異方性。私たちの結果は、乱流の異方性シグネチャが、高速の場合、$V_{sw}\geq~400~km~s^{-1}$の場合、および低速の場合、$V_{sw}\leq~400~kmの場合に、明確な半径方向の進化を示すことを示しています。~s^{-1}$、風の流れが考慮されます。地球軌道における低速風の異方性特性は、「臨界的にバランスの取れた」カスケードと一致していますが、スペクトル指数異方性とパワー異方性の両方が太陽地理的距離の減少とともに減少します。高速ストリームは、太陽に近い異方性特性を大まかに保持することが観測されており、観測されたスペクトルインデックスとパワーの異方性は、「動的に整列された」タイプのカスケードとより一致しています。異方性スケーリングを正確に測定します。PSPの最初の近日点における高解像度解析により、慣性範囲内に2つのサブ範囲が存在することが確認されました。これは、弱い乱気流から強い乱気流への移行に関連している可能性があります。遷移は$\kappad_{i}\approx6\times10^{-2}$で発生し、-5/3から-2へ、および-3/2から-1.61への平行および垂直スペクトルのスケーリングのシフトを意味します。、それぞれ。私たちの結果は、太陽風におけるMHD乱流の異方性理論に強い観測上の制約を提供します。
Picard-Chebyshev 拡張による大規模な初期条件セットの GPU ベースの高精度軌道伝播
| Title |
GPU-based_high-precision_orbital_propagation_of_large_sets_of_initial_conditions_through_Picard-Chebyshev_augmentation |
| Authors |
Alessandro_Masat,_Camilla_Colombo,_Arnaud_Boutonnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.03989 |
高精度要件の下での初期条件の大規模なセットの軌道伝播は、現在、宇宙ミッションの開発におけるボトルネックです。惑星保護コンプライアンス分析用。提案されたアプローチは、効率的なピカード-チェビシェフ(PC)数値シミュレーションを通じて、動的モデルに任意の力源を含めることができます。統合スキームの2レベルの拡張が提案され、同じアルゴリズム呼び出し内で任意の数のシミュレーションを実行し、高性能およびGPU(グラフィックスプロセッシングユニット)コンピューティング機能を十分に活用します。CおよびNVIDIACUDAプログラミング言語での実装で得られたパフォーマンスは、金星とのソーラーオービターのような最初の共鳴フェーズの最適化から得られたテストケースで示されています。
