動的暗黒エネルギー モデルによる $H_0$ 緊張の平滑化
| Title |
Smoothing_the_$H_0$_tension_with_a_dynamical_dark_energy_model |
| Authors |
Safae_Dahmani,_Amine_Bouali,_Imad_El_Bojaddaini,_Ahmed_Errahmani,_Taoufik_Ouali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04200 |
プランクデータと、現在の膨張率$H_0$および物質変動振幅$S_8$の直接測定値との不一致は、今日の宇宙論で最も興味深いパズルの1つになっています。$H_0$の張力は、標準的な宇宙論、つまり$\Lambda$CDMのコンテキストで$4.2\sigma$に達しました。したがって、この問題の説明は、その秘密を明らかにするために必須です。その成功にもかかわらず、$\Lambda$CDMは張力の問題に満足のいく説明を与えることができません。観測可能な測定値に何らかの系統誤差が隠されている可能性がない限り、宇宙論の標準モデルを超えた物理学を提唱する必要があります。この観点から、前述の問題を説明するために、$\Lambda$CDMの代替としてファントム動的ダークエネルギーモデルを研究します。このファントムモデルは、$\Lambda$CDMと比較して、1つの追加パラメーター$\Omega_{pdde}$によって特徴付けられます。すべてのデータの組み合わせで、$H_0$と$\Omega_{pdde}$の間に強い正の相関が得られます。プランク測定をBAOとパンテオンと共に使用すると、$H_0$と$S_8$の張力がそれぞれ$3\sigma$と$2.6\sigma$であることがわかります。SNIaの絶対等級$M_B$に事前分布を導入することにより、$H_0$の張力は$H_0=69.76_{-0.82}^{+0.75}$kms$^{で$2.27\sigma$に減少します。-1}$Mpc$^{-1}$であり、$S_8$の張力は$S_8=0.8269_{-0.012}^{+0.011}$で値$2.37\sigma$に達します。
ハロー質量関数に対する急速希釈エネルギー密度の影響
| Title |
Impact_of_a_Rapid_Diluted_Energy_Density_on_the_halo_mass_function |
| Authors |
Dante_V._Gomez-Navarro,_Alejandro_Aviles,_Axel_de_la_Macorra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04254 |
私たちは暗黒エネルギー宇宙論モデルを研究しています。これは粒子の標準モデルの拡張であり、非常に早い段階で余分な相対論的エネルギー密度を持ち、相転移が起こると急速に希釈されることを特徴としています。これらのモデルは、相転移エポック前後およびその前に地平線を横切るモードについて、物質パワースペクトル内によく局所化された特徴(または隆起)を生成します。これは、追加のエネルギー成分の存在が、放射線が優勢な時期に物質のゆらぎの成長を促進するためです。特定のモデルを検討する代わりに、物質パワースペクトルのガウスバンプのパラメトリックファミリに焦点を当てます。N体シミュレーション、ハローモデルベースのHMcode法、およびピークバックグラウンド分割フレームワークを使用して、このようなバンプ宇宙論の進化と、ハロー質量関数およびハローパワースペクトルにおけるそれらの影響を研究します。隆起は、物理的によく理解されるようになるさまざまな非線形効果の影響を受けます。それらから、最も特徴的な特徴が中間のハロー質量に現れると予測できます$10^{12.3}\,h^{-1}M_{\odot}<M<10^{13.6}\,h^{-1}M_{\odot}$.この範囲外では、物質パワースペクトルの原始隆起の位置に関係なく、ハローは大きな影響を受けないと予想されます。私たちの分析結果は正確で、シミュレートされたデータと非常に満足のいく一致を示しています。
MeerKAT による HI 強度マッピング: 干渉計モードを使用した遅延パワー スペクトル測定の予測
| Title |
HI_intensity_mapping_with_MeerKAT:_forecast_for_delay_power_spectrum_measurement_using_interferometer_mode |
| Authors |
Ming_Zhang,_Yichao_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04445 |
中性水素(HI)強度マッピング(IM)調査は、一般に、宇宙の膨張の歴史を調査するための有望なツールと見なされています。この作業では、干渉計モードでのMeerKATHIIM観測の能力を調査して、パワースペクトルを推定し、典型的なダークエネルギーモデルで宇宙論的パラメーターを制約します。さらに、遅延スペクトルの新しいアプローチが採用されており、周波数空間で前景から弱いHI信号を分離することができます。異なる調査フィールドが、10時間という限られた観測時間で、パワースペクトル$\DeltaP/P$の分数誤差に大きな影響を与えることがわかりました。積分時間が10時間から10000時間に増加すると、宇宙分散が支配的になり始めるまで、$\DeltaP/P$は明らかに小さくなります。合計10000時間の観測では、MeerKATLバンドで100ポイント、MeerKATUHFバンドで10ポイントを追跡すると、低$k$でのより低い$\DeltaP/P$を達成できます。10000時間のHIIM調査をシミュレートすることにより、$\sigma(\Omega_{\rmm})=0.044$および$\sigma(H_0)=2.8~{\rmkm\s^{-1}\Mpc^{を取得します。$\sigma(\Omega_{\rmm})=0.028$および$\sigma(H_0)=2.0~{\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}}$$\Lambda$CDMモデルでMeerKATUHFバンドを使用。ただし、$w$CDMおよびCPLモデルでは、MeerKATは、プランクデータと組み合わせても、暗黒エネルギーの状態方程式を制約する限定的な機能を示しています。私たちの分析は、HIIM調査における近い将来のMeerKAT観測の有用なガイドであることが示されています。
CMB 異方性の一般化された等方性角度相関関数による統計的等方性違反の捕捉
| Title |
Capturing_Statistical_Isotropy_violation_with_generalized_Isotropic_Angular_Correlation_Functions_of_CMB_Anisotropy |
| Authors |
Dipanshu,_Tarun_Souradeep,_Shriya_Hirve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04539 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の変動の精巧に測定されたマップは、データ内の非統計的等方性(nSI)機能の体系的な観測可能な測定を通じて、宇宙の統計的等方性(SI)の原理をテストする可能性を提示します。CMB温度場の最近の測定値は、SIからの偏差の興味をそそる証拠を提供します。強力な数学的定式化に基づく体系的なアプローチにより、任意のnSI機能を既知の物理的効果または観測アーティファクトまで追跡できます。説明されていないnSIの特徴は、宇宙論の標準モデルに計り知れない宇宙論的影響を与える可能性があります。BipoSH(BipolarSphericalHarmonics)は、2D球面上のフィールドの統計的等方性からの逸脱を定量化するための一般的な形式を提供します。最小高調波と呼ばれるBipoSH関数の既知の縮小を採用します(Manakovetal.1996)。BipoSHのこの削減手法が、空のマップ内のnSI機能の観測可能な定量化である等方性角度相関関数(mBipoSH)の新しい一般化されたセットにつながることを示します。バイポーラ倍数$L$で射影$M$でBipoSHによってキャプチャされたCMBマップ内のnSI機能は、偶数パリティの場合は$(L+1)$mBipoSH角度相関関数および$L$によって調査できることを示します。奇数パリティの場合に機能します。この手紙では、角度パワースペクトルCMB変動を一般化するBipoSHスペクトルをコンパクトで補完する一般化された角度相関関数の観点から、統計的等方性からの偏差の新しい観察可能な定量化を提示します。
宇宙の夜明けにおける電波銀河の視線効果による 21 cm の強いゆらぎと異方性
| Title |
Strong_21-cm_fluctuations_and_anisotropy_due_to_the_line-of-sight_effect_of_radio_galaxies_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Sudipta_Sikder,_Rennan_Barkana,_Anastasia_Fialkov_and_Itamar_Reis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04585 |
EDGESの共同研究によって報告された地球規模の21cm信号の検出は、標準的な天体物理学的予測よりも大幅に強力です。考えられる説明の1つは、宇宙マイクロ波背景放射を超える初期の電波過剰です。このような電波背景放射は、高赤方偏移銀河が低周波シンクロトロン放射を生成するのに特に効率的である場合、それらによって生成された可能性があります。このような不均一な電波バックグラウンドが21cm信号に及ぼす影響については、以前に調査しました。ただし、各水素雲によって見られるバックグラウンドの等方性の単純化した仮定を作成しました。ここでは、21cmの吸収が視線に沿って発生するため、各吸収雲の背後にある電波源に敏感であるという事実を説明する完全な計算を実行します。完全な計算により、宇宙の夜明けの21cmパワースペクトルが最大2桁まで大幅に増強されることがわかりました。一方、グローバルな21cm信号への影響は$5\%$レベルのみです。高赤方偏移の21cmのゆらぎを潜在的により簡単に観測できるようにすることに加えて、見通し線の電波効果により、21cmのパワースペクトルに新しい異方性が生じます。これらの効果は、非常に高い電波効率の場合に特に大きくなりますが、初期銀河では中程度に高い電波効率を検出することさえも可能になります。これは、EDGES信号がSARAS実験によって争われているため、特に重要です。
ハローの赤方偏移空間空間分布からの宇宙速度場の AI 支援による再構成
| Title |
AI-assisted_reconstruction_of_cosmic_velocity_field_from_redshift-space_spatial_distribution_of_halos |
| Authors |
Ziyong_Wu,_Liang_Xiao,_Xu_Xiao,_Jie_Wang,_Xi_Kang,_Yang_Wang,_Xin_Wang,_Le_Zhang,_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04586 |
暗黒物質のハローの特異な速度は、宇宙論と銀河の進化における多くの問題を研究する上で極めて重要です。この研究では、最先端の深層学習技術であるUNetベースのニューラルネットワークを使用して、暗黒物質ハローの赤方偏移空間分布から固有の速度場を再構築することを提案します。ポイントツーポイントの比較とさまざまな統計的特性の調査を通じて、再構築された速度場がグラウンドトゥルースとよく一致していることを示します。$k\lesssim1.1$$h/\rmMpc$(シミュレーションのナイキスト周波数)が約80%の精度である場合、速度の大きさ、発散、および渦度を含むさまざまな速度場成分のパワースペクトルを正常に復元できます。このアプローチは非常に有望であり、ハローの測定された3D空間情報を使用して赤方偏移空間の歪みを修正する代替方法を提示します。さらに、ハローの運動量場の再構成について、UNetは同様の良好な結果を達成します。したがって、宇宙論のさまざまな側面でのアプリケーションは、赤方偏移エラーの修正、宇宙ウェブの構造における測定の改善、動的なスンヤエフ-ゼルドビッチ効果、BAO再構成など、非常に広範です。
バリオン音響振動スケールでの銀河の整列
大規模な楕円銀河は、宇宙の構造の中で互いに向き合って整列しています。このような配置は、大規模構造物の潮汐場に関する線形関係を通じて、大規模でよく説明されます。このようなスケールでは、銀河の配列はバリオン音響振動(BAO)の存在に敏感です。銀河配列相関におけるBAO特徴の形状は、クラスタリング相関関数における従来のピークとは異なります。代わりに、BAOスケールでトラフ機能として表示されます。この作業では、この機能が物質の球状シェルからの潮汐場の単純なおもちゃモデルによって説明できることを示します。これは、機能の物理的な洞察を与えるのに役立ち、アライメント統計におけるBAOの調整されたテンプレートベースの識別方法の必要性を強調します。また、固有のアライメント測定でBAOを特定するための投影ベースラインと測光赤方偏移の不確実性の影響についても説明します。
白色矮星汚染の最小の惑星ドライバー
白色矮星のいくつかのロシュ半径内に惑星の破片を届けるための多くの潜在的なメカニズムは、巨大な惑星または地球型惑星である摂動を特徴とする重力散乱イベントに依存しています。ただし、白色矮星を周回するこれらの惑星の人口はまだ不明であり、白色矮星のかなりの部分について、星の進化の最大の惑星生存者は地球下質量小惑星である可能性があります。ここでは、白色矮星を汚染する可能性のある最小の質量摂動因子を特定しようとします。小惑星の不安定な構成と安定した構成の両方の計算コストの高い数値シミュレーションを通じて、この重要な下限がルナ質量の約1つに等しいことがわかりました。さらに、この質量限界に上から近づくにつれて、白色矮星汚染が発生する典型的な冷却年齢が増加することがわかります。その結果、地球とその月の間には摂動質量の2桁の範囲があり、これらのシステムで数千のそのようなルナサイズのオブジェクトが形成される可能性があるにもかかわらず、白色矮星汚染研究ではほとんど未調査のままです。
The Similar Seven: システム パラメーターと大気特性の相関関係をテストするための非常によく似た系外惑星のセット
| Title |
The_Similar_Seven:_A_set_of_very-alike_exoplanets_to_test_correlations_between_system_parameters_and_atmospheric_properties |
| Authors |
Chima_D._McGruder,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Rafael_Brahm,_and_Andr\'es_Jord\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04174 |
系外惑星大気の研究では、観測された高高度エアロゾルと他のシステムパラメータとの間に明確な相関関係がないことがわかっています。これは、特定のパラメーターを分離して検査できる均一な太陽系外惑星のサンプルが不足しているためである可能性があります。ここでは、非常によく似たシステムパラメーターを持つ7つの太陽系外惑星のセットを紹介します。既存の測光時系列、ガイア視差、および高解像度分光データを分析して、これらのシステムの均一な恒星、惑星、および軌道パラメーターの新しいセットを生成します。これにより、ホスト星の金属性と、制約するためにUVとX線の観測を必要とする可能性のある高エネルギー照射レベルを除いて、すべてのシステムのほとんどの測定パラメーターが非常に類似していることを確認します。サンプルから、WASP-6b、WASP-96b、およびWASP-110bは、NaIダブレット5892.9{\AA}を使用してエアロゾルカバレッジレベルを推定するために使用する透過スペクトルを観測しました。主星の金属量と惑星のエアロゾルレベルの間に暫定的な相関関係があることを発見しました。恒星の金属量に見られる傾向は、サンプル内の残りの惑星の透過スペクトルを観察することでテストできます。私たちの予測に基づくと、WASP-25bとWASP-55bはWASP-124bとHATS-29bよりもエアロゾルのレベルが高いはずです。最後に、ここで提示されたような同様の惑星の対象を絞った調査が、将来、太陽系外惑星の大気特性の駆動要因を特定するための鍵となり、将来の観測のサンプル選択基準として使用できる可能性があることを強調します。JWST、ARIEL、および次世代の地上望遠鏡。
近くにある地球サイズの外惑星の JWST 透過スペクトル
| Title |
A_JWST_transmission_spectrum_of_a_nearby_Earth-sized_exoplanet |
| Authors |
J._Lustig-Yaeger,_G._Fu,_E._M._May,_K._N._Ortiz_Ceballos,_S._E._Moran,_S._Peacock,_K._B._Stevenson,_M._L\'opez-Morales,_R._J._MacDonald,_L._C._Mayorga,_D._K._Sing,_K._S._Sotzen,_J._A._Valenti,_J._Adams,_M._K._Alam,_N._E._Batalha,_K._A._Bennett,_J._Gonzalez-Quiles,_J._Kirk,_E._Kruse,_J._D._Lothringer,_Z._Rustamkulov,_H._R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04191 |
今後10年間の太陽系外惑星での生命の探索における重要な最初のステップは、小さなM型矮星を通過する岩石惑星が大気を持っているかどうか、もしそうなら、どのようなプロセスが時間の経過とともにそれらを形成するかを決定することです。JWSTを使用した分光法は、以前の方法に比べて波長範囲が広く、解像度が向上しているため、地球サイズのM型矮星惑星の大気を検出して特徴付ける新しい機能を提供します。ここでは、JWSTを使用して、暖かい(586K)、地球半径0.99の外惑星で、ハビタブルゾーンの内部にあるLHS475bの発見を独自に検証し、正確な2.9～5.3umの透過スペクトルを報告します。2回のトランジット観測により、原始的な水素優勢で雲のない純粋なメタン大気を除外しました。これまでのところ、特徴のない透過スペクトルは、高高度の雲層(金星に似ている)、希薄な大気(火星に似ている)、または認識できる大気がまったくない(水星に似ている)惑星と一致したままです。斑点や白斑による星の汚染の兆候はありません。私たちの観測は、JWSTが50ppm未満の吸収特性を持つ地球型太陽系外惑星の二次大気を制約するために必要な感度を持っていること、および現在の大気制約が機器の限界ではなく惑星自体の性質を物語っていることを示しています。
自発光惑星の視線速度測定から太陽系外衛星を検出：HR 7672 Bの観測への応用と今後の展望
| Title |
Detecting_exomoons_from_radial_velocity_measurements_of_self-luminous_planets:_application_to_observations_of_HR_7672_B_and_future_prospects |
| Authors |
Jean-Baptiste_Ruffio,_Katelyn_Horstman,_Dimitri_Mawet,_Lee_J._Rosenthal,_Konstantin_Batygin,_Jason_J._Wang,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Ji_Wang,_Benjamin_J._Fulton,_Quinn_M._Konopacky,_Shubh_Agrawal,_Lea_A._Hirsch,_Andrew_W._Howard,_Sarah_Blunt,_Eric_Nielsen,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Charlotte_Z._Bond,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Luke_Finnerty,_Michael_P._Fitzgerald,_Nemanja_Jovanovic,_Ronald_L\'opez,_Emily_C._Martin,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_Nicole_L._Wallack,_Peter_Wizinowich,_Jerry_W._Xuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04206 |
系外衛星と呼ばれる太陽系外惑星の周りの衛星の検出は、ほとんど未踏の領域のままです。この作業では、自発光の直接画像化された惑星の視線速度モニタリングから、これらのとらえどころのないオブジェクトを検出する可能性を研究します。この手法は、高解像度分光法と高コントラストイメージングの力を組み合わせた専用機器の開発により可能になりました。まず、KeckPlanetImagerを使用した褐色矮星の伴星(HR7672B;Kmag=13;0.7"間隔)の観測から、ガリレオ衛星と同様の間隔で質量比1-4%の衛星に対する感度を示します。W.M.ケック天文台のCharacterizer(KPIC;KバンドでR~35,000)したがって、現在の計測器は、連星形成に似た重力不安定性から形成される可能性のある大きな未解決の衛星にすでに敏感です.エンドツーエンドのシミュレーションを使用して、私たちはその後、30メートル望遠鏡のために計画されているMODHISなどの将来の機器は、質量比が約1e-4の衛星に敏感になるはずである.そのような小さな月は、太陽系の木星衛星と同様に惑星周円盤で形成される可能性が高い.ロシター・マクラフリン効果を探すことは、短い軌道周期で最小の月を検出するための興味深い経路になる可能性もあります.将来の太陽系外衛星の発見により、亜星の正確な質量測定が可能になります.それらが周回し、太陽系外惑星の形成に関する重要な洞察を提供する仲間。それらはまた、恒星のハビタブルゾーンにある巨大ガス惑星を周回するハビタブルな地球サイズの衛星の数を制限するのにも役立ちます。
小惑星の表面への衝突クレーター イベントの統計分析のための噴出雲分布: 感度分析
| Title |
Ejecta_cloud_distributions_for_the_statistical_analysis_of_impact_cratering_events_onto_asteroids'_surfaces:_a_sensitivity_analysis |
| Authors |
Mirko_Trisolini_and_Camilla_Colombo_and_Yuichi_Tsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04284 |
この作品は、小惑星の表面への発射体の衝突によって生成されるプルームを特徴付けるための噴出物雲分布のモデルを提示します。確率密度関数の組み合わせに基づく連続体分布は、フラグメントのサイズ、放出速度、および放出角度を記述するために開発されています。噴出物の分布は、噴出物の運命を統計的に分析するために使用されます。噴出物分布を空間充填サンプリング手法と組み合わせることにより、分布からサンプルを抽出し、それらに多数の\emph{代表的フラグメント}を割り当てて、単一サンプルの時間的進化がフラグメントの集合を代表するようにします。この方法論を使用して、さまざまなモデリング手法と仮定の関数として噴出物の運命を分析します。さまざまなタイプの分布、噴出速度モデル、係数などの影響を評価します。結果は、一部のモデリング仮定が他のものよりも影響力があり、場合によっては、衝突の割合などの噴出物進化のさまざまな側面に影響を与えることを示しています。小惑星表面上の破片の脱出または衝突破片の分布。
| Title |
A_Possible_Converter_to_Denoise_the_Images_of_Exoplanet_Candidates_through_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
Pattana_Chintarungruangchai,_Ing-Guey_Jiang,_Jun_Hashimoto,_Yu_Komatsu,_Mihoko_Konishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04292 |
直接撮像法は、多くの系外惑星を検出し、惑星形成の分野に重要な貢献をしてきました。標準的な方法では、角度差分画像(ADI)技術が採用されており、ADI画像フレームが多いほど、信号対雑音比(SNR)が大きくなる可能性があります。ただし、常にオーバーサブスクライブされている大型望遠鏡からの貴重な観測時間が必要になります。したがって、より少ない数のADIフレームから得られるSNRを増加できるコンバータを生成する可能性を探ります。ここでは、2次元畳み込みニューラルネットワーク(2D-CNN)を使用した機械学習手法をテストします。いくつかの2D-CNNモデルがトレーニングされ、ノイズ除去のパフォーマンスが提示され、比較されます。残差学習手法とバッチ正規化(MWIN5-RB)を使用した、提案した修正5層ワイド推論ネットワークが最良の結果をもたらすことがわかりました。このMWIN5-RBは、将来の観測データのコンバーターとして使用できると結論付けています。
M 型矮星の周りに水の世界が存在するという決定的な証拠は、とらえどころのないままです
| Title |
Conclusive_evidence_for_a_population_of_water-worlds_around_M-dwarfs_remains_elusive |
| Authors |
James_G._Rogers,_Hilke_E._Schlichting,_James_E._Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04321 |
近くにある小さな太陽系外惑星の集団は、スーパーアースとサブ海王星に分かれています。岩石コアとH/Heが優勢な大気を持ち、熱進化、照射、質量損失を説明する海王星亜星の物理的に動機付けられた質量半径関係を計算します。惑星$\lesssim10~$M$_\oplus$の場合、海王星亜星は惑星の質量に比例する大気の質量分率を保持し、結果として生じる質量と半径の関係が、ケイ酸塩と氷の組成比は1:1です。さらに、導出された質量と半径の関係が、観測されたM型矮星を周回する系外惑星の人口と非常によく一致していること、および惑星の質量と半径だけでは一部の亜海王星の組成を決定するには不十分であることを示しています。最後に、現在の太陽系外惑星の人口統計では、恒星の質量（したがって光度）と年齢の両方でスーパーアースとサブネプチューンの比率が増加していることを強調しています。したがって、質量半径図で組成を推測する際に、このようなプロセスを無視すべきではありません。
CARMENES は、M 型矮星の周りの系外惑星を探します。 CARMENES と HARPS-N のデータで測定された GJ 1151 周辺の長周期惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._A_long-period_planet_around_GJ_1151_measured_with_CARMENES_and_HARPS-N_data |
| Authors |
J._Blanco-Pozo,_M._Perger,_M._Damasso,_G._Anglada_Escud\'e,_I._Ribas,_D._Baroch,_J._A._Caballero,_C._Cifuentes,_S.V._Jeffers,_M._Lafarga,_A._Kaminski,_S._Kaur,_E._Nagel,_V._Perdelwitz,_M._P\'erez-Torres,_A._Sozzetti,_D._Vigan\`o,_P._J._Amado,_G._Andreuzzi,_E._L._Brown,_F._Del_Sordo,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_M._K\"urster,_A._F._Lanza,_A._Melis,_E._Molinari,_D._Montes,_M._Murgia,_E._Pall\'e,_L._Pe\~na-Mo\~nino,_D._Perrodin,_M._Pilia,_E._Poretti,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_A._Schweitzer,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04442 |
主星との相互作用からの電波放射を通じて、短周期軌道にある惑星の伴星を検出することは、太陽系外惑星科学の新しい展望です。最近、LOFAR観測を使用して、低質量恒星系GJ1151の近くで食欲をそそる信号が発見されました。惑星の仲間を探し、星の磁気活動の可能性のある兆候を調査し、電波信号の可能な説明を見つけるために、GJ1151の分光時系列データを研究しました。CARMENES、HARPS-N、およびHPF機器で取得されたスペクトルから測定された結合された動径速度を使用し、これらのスペクトルから活動指標を抽出して、星の磁気活動がデータに与える影響を軽減し、Gaiaアストロメトリーの詳細な分析を実行しました。MEarthおよびASAS-SN調査から得られるすべての利用可能な測光時系列。我々は、GJ1151のM$>$10.6M$_{\oplus}$コンパニオンを、距離0.57auの390d軌道で発見しました。2番目の変調の証拠も存在します。これは、長期的な磁気変動または2番目の(亜星)伴星による可能性があります。この星は、磁気活動の上昇のエピソードを示しており、そのうちの1つは観測されたLOFAR電波放射に関連している可能性があります。検出されたGJ1151b、または追加の外部コンパニオンが検出された信号のソースである可能性は非常に低いことを示しています。最小質量の上限を1.2M$_{\oplus}$と定めているため、電波放射に関連している可能性のある検出されていない短周期惑星の提案された説明を完全に除外することはできません。
衝撃溶融ガラスとテクタイトの中赤外双方向反射分光法
| Title |
Mid-infrared_bi-directional_reflectance_spectroscopy_of_impact_melt_glasses_and_tektites |
| Authors |
Andreas_Morlok,_Aleksandra_N._Stojic,_Iris_Weber,_Harald_Hiesinger,_Michael_Zanetti,_Joern_Helbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04476 |
MERTIS(MercuryRadiometerandThermalInfraredSpectrometer)、ESA/JAXABepiColomboミッションに搭載された機器。水星はその歴史の中で多くの衝撃にさらされてきたので、衝撃ガラスは他の天体でも一般的であり、テクタイト(イルギズ石、リビア砂漠ガラス、モルダバイト、ムオンノン、タイ石)の粉末と衝撃ガラス(デレン、エルギギトギン、Lonar、Mien、Mistastin、およびPopigai衝撃構造)は、双方向反射率で2.5～19ミクロンの4つのサイズ分画(0～25、25～63、93～125、および125～250ミクロン)で分析されました。特徴的なChristiansenFeature(CF)は、7.3ミクロン(リビア砂漠ガラス)と8.2ミクロン(デレン)の間で識別されます。ほとんどのサンプルは、8.9ミクロン(リビア砂漠ガラス)と10.3ミクロン(デレン)の間の強いレストストラーレンバンド(RB)によって支配される、高度に非晶質の材料に典型的な中赤外スペクトルを示します。かなりの量の鉱物片があっても、この一般的なバンド形状にはほとんど影響しません。サンプルの珪長質/苦鉄質組成を表すSiO2含有量をCFと比較すると、珪長質/中間ガラスとテクタイトが大きなグループを形成し、比較的苦鉄質のサンプルが2番目のグループを形成することがわかります。約15ミクロンよりも長い波長での機能の欠如は、高度に非晶質な状態の追加の兆候です。テクタイトと2つの衝撃ガラス、それぞれIrghiziteとEl'gygytgynは、他のほとんどの衝撃ガラスよりもはるかに弱い水の特徴を持っています。
惑星形成円盤の偏光散乱光位相関数の観測
| Title |
Observed_polarized_scattered_light_phase_functions_of_planet-forming_disks |
| Authors |
Christian_Ginski,_Ryo_Tazaki,_Carsten_Dominik,_Tomas_Stolker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04617 |
ダスト粒子は、惑星体を構成するビルディングブロックです。惑星形成円盤の研究の主な目標は、ダスト粒子と凝集体の特性を制限して、その起源、構造、および関連する成長と円盤内の混合プロセスを追跡することです。ディスクのある場所でのダストの散乱および/または放出の観察は、多くの場合、凝集体のサイズ、空隙率、またはフラクタル次元などの粒子の種類に関する縮退情報につながります。このような粒子の完全な(偏光)散乱位相関数を複数の波長で導出することによって、進歩を遂げることができます。これは、散乱光画像から慎重に抽出することで可能になりました。このような抽出には、ディスク内の散乱面の形状に関する知識が必要であり、そのような知識と関連する不確実性を取得する方法について説明します。VLT/SPHEREによる観測から得られた円盤画像のサンプルを使用して、広い位相角をカバーする円盤のサンプル全体の位相関数を初めて抽出しました。分極位相関数には2つのカテゴリがあることがわかります。抽出された関数を凝集体の厳密なTマトリックス計算からの理論的予測と比較すると、1つのカテゴリはフラクタルな多孔質凝集体に関連付けることができ、もう1つのカテゴリはよりコンパクトで多孔性の少ない凝集体と一致することが示されます。よりコンパクトな粒子は、埋め込まれた惑星が強化された垂直混合を引き起こすディスクで見えるようになると推測しています。
超大質量ブラック ホールと銀河の運命は、個々の合体によって決まるのか、それともホスト ハローの特性によって決まるのか?
| Title |
Are_the_fates_of_supermassive_black_holes_and_galaxies_determined_by_individual_mergers,_or_by_the_properties_of_their_host_haloes? |
| Authors |
Jonathan_J._Davies,_Andrew_Pontzen,_Robert_A._Crain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04145 |
大質量銀河の運命は、AGNフィードバックの影響により、中心の超大質量ブラックホール(BH)の進化と結びついています。シミュレートされた銀河集団内の相関関係は、BHの質量が、特定のハロー質量での結合エネルギーやアセンブリ時間など、ホストのダークマターハローの特性によって支配されていることを示唆しています。しかし、銀河の合体もBHの成長とAGNの影響に影響を与えることが示されているため、全体像はより複雑でなければなりません.この研究では、EAGLEモデルでシミュレートされた天の川のような銀河のアセンブリ履歴を調整するために遺伝子改変技術を使用して、この問題を調査します。破壊的な合併イベントがない場合、ハローアセンブリ時間(したがって結合エネルギー)を変更し、BHの統合された成長にほとんど変化が見られません。これは、銀河円盤によって提供される角運動量のサポートに起因すると考えられます。これにより、BHへのガスの流入が減少し、ハローの特性からBHの成長が効果的に切り離されます。集合体の歴史に大規模な合体を導入すると、円盤が崩壊し、BHが$\約4\times$大きくなり、フィードバックが注入されて、ハローバリオンの割合が$\約2$の係数で減少し、星の形成が抑制されます。合併イベントは、EAGLEのBH質量の多様性に不可欠であるように思われます。また、結合イベントがハロー結合エネルギーを大幅に増加させる可能性があることも示しており、これらの量間の相関関係を説明できる可能性があります。
銀河球状星団のハッブル宇宙望遠鏡 UV レガシー調査。 XXIV.複数の恒星集団の内部運動学の違い
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_UV_Legacy_Survey_of_Galactic_Globular_Clusters._XXIV._Differences_in_internal_kinematics_of_multiple_stellar_populations |
| Authors |
M._Libralato,_E._Vesperini,_A._Bellini,_A._P._Milone,_R._P._van_der_Marel,_G._Piotto,_J._Anderson,_A._Aparicio,_B._Barbuy,_L._R._Bedin,_T._M._Brown,_S._Cassisi,_D._Nardiello,_A._Sarajedini,_M._Scalco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04148 |
銀河球状星団(GC)内の複数の恒星集団(mPOP)の運動学的特性の理解は、それらの化学的および測光的特性について私たちが知っていることと比較してまだ限られています。このような制限は、このトピックの包括的な観察調査の欠如から生じます。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡のデータで計算された高精度の固有運動に基づいて、56GCにおけるmPOPの最初の均質な運動学的解析を提示します。mPOPタグ付けがより明確な赤色巨星分枝星に着目し、第一世代（1G）と第二世代（2G）に属する星の速度分散を測定しました。1G星は半光半径でも一般に運動学的に等方性であるのに対し、2G星は中心で等方性であり、半光半径の前で放射状に異方性になることがわかります。半径方向の異方性は、2G星の接線速度分散が1G星に比べて小さいことによって引き起こされますが、運動の半径方向成分は同等です。また、mPOPの運動学的特性が銀河系の潮汐場の影響を受ける可能性がある証拠も示しており、外部潮汐場の強度とmPOPのいくつかの特性との関係を示唆する以前の観測結果および理論的結果を裏付けています。GCの中央領域に限定されていますが、私たちの分析はmPOP現象への新しい洞察につながり、mPOPの内部運動学の将来の観察研究の動機を提供します.
$\rm [C_{II}]$ 158 $\rm \mu m$ 銀河星形成率の指標としての発光
| Title |
$\rm_[C_{II}]$_158_$\rm_\mu_m$_emission_as_an_indicator_of_galaxy_star_formation_rate |
| Authors |
Lichen_Liang,_Robert_Feldmann,_Norman_Murray,_Desika_Narayanan,_Christopher_C._Hayward,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Luigi_Bassini,_Alexander_J._Richings,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Dongwoo_T._Chung,_Jennifer_Y._H._Chan,_Onur_\c{C}atmabacak,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04149 |
局所的な星形成銀河(SFG)の観測は、単一電離炭素線の光度($L_{\rm[C_{II}]}$)と星形成率(SFR)の間に密接な相関関係があることを示しており、$L_{\rm[C_{II}]}$は、銀河の有用なSFRトレーサーになる可能性があります。しかし、他のいくつかの銀河集団は、局所的なSFGよりも$L_{\rm[C_{II}]}{}/{}\rmSFR$が低いことがわかっています。赤方偏移、および再電離期(EoR)のいくつかの中程度の星形成銀河。この「$\rm[C_{II}]$赤字」の原因は不明です。この作業では、$M_*\approx10^7-5\times10^の$z=0-8$銀河のサンプルを使用して、銀河の$L_{\rm[C_{II}]}$-SFR関係を調べます。{11}\,M_\odot$は、現実的な環境のフィードバック(FIRE)プロジェクトからの宇宙ボリュームおよびズームインシミュレーションから抽出されました。銀河の$L_{\rm[C_{II}]}$/SFRの簡単な解析式を、次のパラメータを使って見つけます:$\rm[C_{II}]$放出ガスの質量分率($f_{\rm[C_{II}]}$)、ガス金属量($Z_{\rmgas}$)、ガス密度($n_{\rmgas}$)、およびガス枯渇時間($t_{\rmdep}{}={}M_{\rmガス}{}/{}\rmSFR$)。$t_{\rmdep}$($Z_{\rmgas}$)が$\rmH_2$-豊富な($\rmH_2$-貧しい)銀河。観測されたIR発光銀河と初期EoR銀河の$\rm[C_{II}]$赤字は、2つの異なる領域に対応しており、それぞれ短いガス枯渇時間と低いガス金属量によるものです。私たちの結果は、$\rm[C_{II}]$不足は銀河の一般的な現象であり、一定の$L_{\rm[C_{II}]}$からSFRへの変換を適用する際には注意が必要であることを示しています。高赤方偏移での宇宙SFR密度を推定し、今後の$\rm[C_{II}]$線強度マッピング実験からのデータを解釈するために、ローカルSFGから導出される係数。
回転棒による恒星ハローの相混合の加速
| Title |
Accelerated_phase-mixing_in_the_stellar_halo_due_to_a_rotating_bar |
| Authors |
Elliot_Y._Davies,_Adam_M._Dillamore,_Eugene_Vasiliev_and_Vasily_Belokurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04154 |
銀河の合体では、衛星から潮汐的に剥ぎ取られ、ホスト銀河に降着した星は、相混合を受け、相空間で細粒構造を形成します。しかし、これらの壊れやすい構造は、その後の銀河の進化、特に合体が完了した後に現れる回転バーによって破壊される可能性があります。この作業では、バーの存在下での位相空間構造の存続可能性を調査します。天の川と同様の振幅とパターン速度を持つバーは、バーの長さに匹敵する中心半径を持つ粒子で構成されるかなりの量の下部構造をぼやけさせ、破壊することがわかりました。これは、\textit{Gaia}DR3データで位相空間シェブロンが最近発見されたことと矛盾しているように見えますが、観測と同じ分析手順を適用すると、シミュレーションで最も顕著なシェブロンを復元できます。さらに、角運動量がバーパターン速度と反対の符号を持つ星の集団では、平滑化効果はそれほど顕著ではありません。
Pegasus W: M31 の暈の外側にある超微光矮小銀河で、再電離によって消光されていない
| Title |
Pegasus_W:_An_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Outside_the_Halo_of_M31_Not_Quenched_by_Reionization |
| Authors |
Kristen._B._W._McQuinn,_Yao-Yuan_Mao,_Matthew_R._Buckley,_David_Shih,_Roger_E._Cohen,_and_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04157 |
天の川-M31系の向こう側、M31のビリアル半径の外側に位置する超微光矮小（UFD）銀河、ペガサスWの発見を報告します。銀河までの距離は915(+60/-91)kpcであり、ハッブル宇宙望遠鏡の光学イメージングで識別された水平分岐(HB)星の光度を使用して測定されます。この銀河の半光半径(r_h)は100(+11/-13)pc、M_V=-7.20(+0.17/-0.16)等で、現在の星の質量は6.5(+1.1/-1.4)です。)x10^4ミリ秒。色等級図(CMD)で、UFD銀河での後期の星形成を示唆する500Myrよりも若い可能性があるソースを特定しますが、これらが銀河内の正真正銘の若い星であることを確認するには、さらなる研究が必要です。CMDを恒星進化ライブラリに適合させることに基づいて、PegasusWは拡張された星形成履歴(SFH)を示します。tau_90メトリック(銀河が恒星質量の90%を形成する時間スケールとして定義)を使用すると、銀河はわずか7.4(+2.2/-2.6)Gyr前に消滅しました。これは、多くのUFDの消滅時間スケールに似ています。M31の衛星ですが、天の川のUFD衛星よりもかなり新しいものです。このような後期の消光は、再電離によって予想されるより迅速な時間スケールと矛盾しており、現在はM31の衛星ではありませんが、それでもペガサスWは環境プロセスによってゆっくりと消光されたことを示唆しています。
$JWST$ レンズ付きの $HST$ 暗黒銀河とその静止伴星 $z=2.58$ の洞察
| Title |
$JWST$_Insight_Into_a_Lensed_$HST$-dark_Galaxy_and_its_Quiescent_Companion_at_$z=2.58$ |
| Authors |
Vasily_Kokorev,_Shuowen_Jin,_Georgios_E._Magdis,_Karina_I._Caputi,_Francesco_Valentino,_Pratika_Dayal,_Maxime_Trebitsch,_Gabriel_Brammer,_Seiji_Fujimoto,_Franz_Bauer,_Edoardo_Iani,_Kotaro_Kohno,_David_Blanquez_Sese,_Carlos_G\'omez-Guijarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04158 |
新たな$JWST$/NIRCam観測を用いて、アベル2744フィールドでの$HST$暗黒銀河の最初の空間分解概観を提示します。NIRCAMでは$\sim$1$\mu$mでは大部分が見えませんが、まばらな塊状の部分構造を除いて、この物体は長波長帯域でよく検出され、分解され、F277Wではらせん形状がはっきりと見えます。補助的なALMAと$Herschel$のデータを組み合わせることで、この天体は、恒星固有の質量log$(M_*/M_\odot)\sim11.6$と、塵に覆われたSFR$\sim560~M_\odot$~yr$^{-1}$.潮汐の特徴を持つ大規模な静止銀河(log$(M_*/M_\odot)\sim11.1$)が2インチ($r$$\sim$9kpc)離れており、$JWSTによって推測される一貫した赤方偏移があります。$フォトメトリ,潜在的な主要な合体を示します.ほこりの多い渦巻きは星形成の主系列にあり、光学的に高いほこりの減衰を示しています($3<A_{\rmV}<4.5$).遠赤外線では、その統合された塵のSEDは光学的に$\lambda_0\sim500$$\mu$mまで厚く、非常に塵の多い性質をさらにサポートしています.$HST$-暗黒銀河の空間分解分析は、ほぼ均一な$A_{\rmVを明らかにします}\sim$57kpc$^2$に及ぶ$\sim$57kpc$^2$領域,これはALMAの1mm連続体放射に空間的に一致します.現在の$JWST$サーベイの地表の明るさの減光と深さを考慮して,$HSTのレンズなしの類似物$z>4$の$-dark銀河はF356WとF444Wでのみ検出可能であり、$z\sim6$では完全に$JWST$-darkになります。$JWST$の挑戦的な仕事。
28 の天の川球状星団における複数の恒星集団の広視野ビュー
| Title |
A_Wide-Field_View_on_Multiple_Stellar_Populations_in_28_Milky_Way_Globular_Clusters |
| Authors |
E._Leitinger,_H._Baumgardt,_I._Cabrera-Ziri,_M._Hilker,_E._Pancino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04166 |
銀河の球状星団(GC)の大部分には、特定の化学組成の変動を示す複数の恒星集団が含まれています。特に、GCは一般に、軽元素異常を示す「濃縮された」集団とともに、野の星に似た存在量を持つ「原始」集団を含んでいます。この論文では、28の銀河系GCにおける複数の恒星集団の均一で広視野の分析を提示します。HST測光と広視野の地上測光を組み合わせて使用することにより、各クラスター内のすべての星の84%から99%を分析することができます。GCごとに、確立された$C_{\rm{UBI}}$カラーインデックスを使用して星を個別のサブ集団に分類し、これらの集団の空間分布を調査します。私たちの結果は、動的に若いGCには、集中的に集中した濃縮または原始的な集団が含まれるか、集中的に集中した集団が含まれない可能性があることを示しています。動的に古いGCは、予想どおり完全に混合された母集団を示します。中心に集中した原始(および均一に混合)集団で生まれたクラスターの存在は、多くのクラスター形成シナリオが直面する質量予算の問題を悪化させます。これらの結果の多様性は、私たちが見つけたさまざまな初期条件を説明できる追加の理論の必要性も強調しています。最後に、小マゼラン雲と大マゼラン雲からの若い質量と低質量のクラスターのデータも使用して、GCサンプルのさまざまなグローバルパラメーターの関数として濃縮星の割合を調査し、濃縮星の割合がクラスターの初期質量。
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: ブラック
ホールの質量$-$Stellar Mass Relations at $0.2\lesssim z\lesssim 0.8$
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_The_Black_Hole_Mass$-$Stellar_Mass_Relations_at_$0.2\lesssim_z\lesssim_0.8$ |
| Authors |
Jennifer_I-Hsiu_Li,_Yue_Shen,_Luis_C._Ho,_W._N._Brandt,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Y._Homayouni,_Anton_M._Koekemoer,_Donald_P._Schneider,_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04177 |
$0.2\lesssimz\lesssim0.8$(中央値赤方偏移$z_{\rmmed}=0.5$)。ブラックホールの質量は遠方のクエーサー専用の残響マッピングプログラムから導出され、恒星の質量は2バンド光学+IRHSTイメージングから推定されます。これらのクエーサーのほとんどは、ホスト銀河の重心から$\lesssim1$kpc以内にうまく集中しており、合体/擾乱システムでより大きな空間オフセットを示しているのはごくわずかです。私たちのサンプルは、恒星の質量($\sim10^9-10^{11}\,M_\odot$)とブラックホールの質量($\sim10^7-10^9\,M_\)で2桁に及びます。odot$)であり、2つの量の間に有意な相関関係があることを示しています。$\log(M_{\rmBH}/M_{\rm\odot})=7.01_{-0.33}^{+0.23}+1.74_{-0.64}^{+0.64}\log(M_{\rm*,ホスト}/10^{10}M_{\rm\odot})$、$0.47_{-0.17}^{+0.24}$dexの固有の散乱があります。クエーサーホストをバルジとディスクに分解すると、同様の$M_{\rmBH}-M_{\rm*,bulge}$関係があり、バルジディスク分解の体系的な不確実性が原因である可能性が高い、わずかに大きな分散があります。$z_{\rmmed}=0.5$での$M_{\rmBH}-M_{\rm*,host}$の関係は、局所静止銀河の関係と似ており、サンプルによって調査された赤方偏移範囲での進化は無視できます。.残響マッピングからの直接的なブラックホール質量とサンプルの大きなダイナミックレンジにより、選択バイアスは結論に大きな影響を与えないようです。私たちの結果は、文献の他のサンプルとともに、局所的に測定されたブラックホールの質量$-$host恒星の質量関係が$z\sim1$にすでに存在することを示唆しています。
C および CH と水素分子との反応がグリシン ガス粒子ネットワークに及ぼす影響の調査
| Title |
Investigating_the_impact_of_reactions_of_C_and_CH_with_molecular_hydrogen_on_a_glycine_gas-grain_network |
| Authors |
Johannes_Heyl,_Thanja_Lamberts,_Serena_Viti,_and_Jonathan_Holdship |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04324 |
CおよびCHと分子状水素との反応をガス粒子ネットワークに含めることの影響は、感度分析によって評価されます。この目的のために、3つのパラメータ、すなわち、反応\ce{C+H2->CH2}の効率と宇宙線イオン化率を変化させます。3番目のパラメータは、崩壊する暗雲の最終的な密度です。12モデルのグリッドを実行して、化学ネットワークの最終的な分子存在量に対するすべてのパラメーターの影響を調べます。分子水素との反応を含めると、ネットワークの水素経済が変化することがわかりました。一部の種は分子状水素によって水素化されるため、原子状水素が解放されます。\ce{CH4}、\ce{CH3OH}、\ce{NH3}などの水素化から生成される単純な分子の存在量が増加すると同時に、グリシンやその前駆体などのより複雑な種の存在量が大幅に減少します。彼らの最終的な豊かさで。グリシンの前駆体が優先的に水素化されるため、グリシン自体の生産効率が低下することがわかりました。
動径加速度関係の関数形について
動径加速度関係(RAR)にカプセル化された晩期型銀河ダイナミクスに、データから方程式を学習する新しい方法(網羅的記号回帰(ESR))を適用します。バリオンによる求心加速度$g_\text{bar}$を総動的加速度$g_\text{obs}$に関連付けると、RARはその規則性と緊密さにより、新しい自然法則を明らかにすると主張されています。、修正ニュートン動力学(MOND)と一致しています。この関係への適合は、特定の関数形式への事前の期待によって制限されてきましたが、ESRは、関数パラメーター空間を網羅的かつほぼ事前のない検索を提供して、単純さと精度を最適に交換する方程式を特定します。SPARCデータを扱うと、比例係数が明確に1ではなく、最高の関数が高い$g_\text{bar}$で$g_\text{obs}\proptog_\text{bar}$を満たすことがわかります。深いMOND制限$g_\text{obs}\propto\sqrt{g_\text{bar}}$as$g_\text{bar}\to0$はほとんど明らかではありません。外部フィールド効果の有無にかかわらず、MONDに従ってモックデータを生成することにより、シンボリック回帰が生成関数を特定したり、漸近勾配を正常に再構築したりすることが期待されないことがわかります。SPARCRARの限られた動的範囲と重大な不確実性により、その機能形式の決定的な記述が妨げられ、したがって、このデータだけでは、法則のような重力挙動を実証したり除外したりすることはできないと結論付けています。
高赤方偏移ブレーザー候補 J0141-5427 の非常に長い基線干渉観測
| Title |
Very_long_baseline_interferometry_observations_of_the_high-redshift_blazar_candidate_J0141-5427 |
| Authors |
K._\'E._Gab\'anyi,_S._Belladitta,_S._Frey,_G._Orosz,_L._I._Gurvits,_K._Rozgonyi,_T._An,_H._Cao,_Z._Paragi,_K._Perger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04533 |
活動銀河核(AGN)は、赤方偏移z~7まで観測されています。それらは、初期の宇宙とその中心での超大質量ブラックホールの成長を調査する上で重要です。小さな視野角でジェットが見られる電波の大きいAGNは、ブレーザーと呼ばれ、それらの放射の相対論的なブースティングを示します。したがって、明らかに明るいジェットは、高赤方偏移の宇宙で検出するのがより簡単です。DESJ014132.4-542749.9は、z=5で電波発光しますが、X線が弱いブレーザー候補です。オーストラリアのロングベースラインアレイを使用して、1.7GHzと8.5GHzでこのソースの高解像度電波干渉観測を行いました。単一のコンパクトな電波放射機能が、フラットな電波スペクトルで両方の周波数で検出されました。その物体のミリ秒レベルの正確な位置を導き出しました。その輝度温度の周波数依存性は、より低い赤方偏移で観測されたブレーザー源のそれに似ています。私たちの観察に基づいて、そのブレーザーの性質を確認できます。その電波特性を、同様にX線が弱く電波が明るい他の2つのAGNの電波特性と比較したところ、それらは非常に異なる相対論的ブースティング特性を示すことがわかりました。
銀河における放射性核の不均一濃縮: 生きたMn-53、Fe-60、Hf-182、およびPu-244の深海アーカイブへの沈着。波をサーフィン？
| Title |
Inhomogeneous_enrichment_of_radioactive_nuclei_in_the_Galaxy:_Deposition_of_live_Mn-53,_Fe-60,_Hf-182,_and_Pu-244_into_deep-sea_archives._Surfing_the_wave? |
| Authors |
Benjamin_Wehmeyer,_Andr\'es_Yag\"ue_L\'opez,_Benoit_C\^ot\'e,_Maria_K._Pet\H{o},_Chiaki_Kobayashi,_Maria_Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04593 |
安定元素の銀河化学進化(GCE)をモデル化すると、銀河の形成史と元素合成サイトの相対的な寄与に対する洞察が得られますが、短寿命放射性同位体(SLR)の進化をモデル化すると、最近の元素合成に関する補足的なタイミング情報が得られます。SLRの進化を研究するには、その空間分布を理解する必要があります。3次元GCEモデルを使用して、最近の検出を説明する目的で、Mn-53、Fe-60、Hf-182、およびPu-244の4つのSLRの進化を調査しましたMyr)太陽系外起源の生きたMn-53、Fe-60、およびPu-244の深海貯留層への沈着。コア崩壊型超新星(CCSNe)が、銀河におけるSLRの主要な伝播メカニズムであることを発見しました。この結果、これら4つのSLRが地球上に同時に到着することになりますが、それらは異なる天体物理学的サイトで生成された可能性があります。これにより、生きた太陽系外Mn-53、Fe-60、およびPu-244が同じ、または類似の場所で発見される理由を説明できます。、深海堆積物の層。Hf-182は、同様の深さの堆積物にも見られるはずです。
圧縮性乱流の宇宙線抗力と減衰
宇宙線(CR)が2次フェルミ加速を介して乱流からエネルギーを得ることができることはよく知られていますが、このエネルギー移動が乱流カスケードにどのように影響するかは、ほとんど解明されていません。ここで、減衰時間が$t_{\rmdamp}\sim\rhov^{2}/\dot{E}_{\rmCR}\proptoE_{\rmCR}^{-1}$は乱流カスケード時間に匹敵します。拡散性CR輸送を伴うガスCR流体内の撹拌圧縮乱流の磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、$\dot{E}_{\rmCR}\sim\tilde{\epsilon}で飽和するCR誘起減衰の明確な痕跡を示します。$、ここで、$\tilde{\epsilon}$は乱流エネルギー入力率です。その場合、大規模な運動のほとんどすべてのエネルギーはCRによって吸収され、グリッドスケールにカスケードしません。この「発散クリーニング」は、小規模な乱流を大部分ソレノイド状にし、熱不安定性にとって重要な変動を抑制する可能性があります。小規模な圧縮モードの欠如は、$E>300$GeVCRの仮説上の共鳴散乱にも問題があります。-閉じ込めは非効率的.CRトランスポートがストリーミングで支配されている場合、CRは大規模な動きも減衰させ、現実的な$E_{\rmCR}\simE_{\rmg}$シナリオでは運動エネルギーが最大1桁減少します。、しかし、乱流（振幅が減少した）は、同じパワースペクトルを持つ小さなスケールにカスケードします.このような大規模な減衰は、観測された速度分散から得られた乱流速度が乱流強制率、つまり$\tilde{\epsilonを大幅に過小評価する可能性があることを意味します}\gg\rhov^{3}/L$.これらの調査結果は、乱流運転モードの混合による、将来のより高解像度のシミュレーションを動機付けます。
ガンマ線とニュートリノの対応による LHAASO 銀河 PeVatron の探査
| Title |
Probing_LHAASO_Galactic_PeVatrons_through_gamma-ray_and_neutrino_correspondence |
| Authors |
Prantik_Sarmah,_Sovan_Chakraborty,_Jagdish_C._Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04161 |
最近、大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、超高エネルギー(UHE;$E_{\gamma}>100$TeV)ガンマ線の銀河点源をいくつか検出しました。これらのガンマ線は、PeVエネルギーの宇宙線(CR)のレプトンまたはハドロン相互作用で生成される可能性があります。ハドロンチャネル($p-p$相互作用)では、ガンマ線にニュートリノが付随します。したがって、ニュートリノの検出は、そのような物体でのCR加速を理解する上で非常に重要です。ニュートリノフラックスを推定するために、超新星残骸(SNRG106.3+2.7、SNRG40.5-0.5)と空間的に関連することがわかっている2つのLHAASOソース(J2226+6057、J1908+0621)を採用します。これら2つのソースの場合、検出されたTeV-PeVガンマ線スペクトルは異常に硬いことがわかります(スペクトルインデックス$\sim$1.8)。上記の2つのプロトタイプに基づいて、ガンマ線とニュートリノ放出のモデルを開発します。これら2つのソースからのニュートリノフラックスは、IceCubeの感度を下回っていることがわかりますが、今後のIceCube-Gen2およびKM3NeT実験では検出可能です。さらに、同様の他の10個のLHAASOPeVatronソースからのニュートリノフラックスを推定し、それらのほとんどがIceCube-Gen2およびKM3NeTで検出可能であることがわかっています。最後に、モデルパラメータ、特にスペクトルパワーの法則インデックスを調査し、そのような銀河系の発生源におけるCR加速をプローブするニュートリノ検出器の将来の可能性を推定します。
銀河でスペクトル分解された宇宙線からのガンマ線放出
| Title |
Gamma-ray_emission_from_spectrally_resolved_cosmic_rays_in_galaxies |
| Authors |
Maria_Werhahn,_Philipp_Girichidis,_Christoph_Pfrommer,_Joseph_Whittingham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04163 |
宇宙線(CR)は近くの銀河の星間物質(ISM)に遍在していますが、それらの特性の多くは十分に制約されていません。ガンマ線観測は、この点で強力なツールを提供し、CR陽子とISMの相互作用とそれらの輸送特性の両方を制限することができます。観測シグネチャとCR物理学の間のリンクをよりよく理解するために、すべての計算セルでスペクトル分解されたCR輸送を使用して実行される孤立した銀河の一連の磁気流体力学(MHD)AREPOシミュレーションを使用し、その後のガンマ線放出を使用して計算します。CRAYON+(宇宙線放射)コード。シミュレートされた各ハローでは、CRのエネルギー依存の空間拡散をモデル化すると、「灰色」の定常状態モデルによって予測されるものと比較して、高エネルギー(~100GeV)ガンマ線の分布がより拡張されます。対応する放出マップと放射状プロファイルに表示されます。それにもかかわらず、同じスペクトル指数を回復するには通常、拡散係数のエネルギー依存性をわずかに変化させる必要がありますが、総ガンマ線スペクトルは定常状態モデルでよく近似できることがよくあります。私たちのシミュレーションは、観測された近くの星形成銀河のスペクトル指数とガンマ線スペクトルを再現し、遠赤外線とガンマ線の関係の最近の観測とも一致しています。ただし、スペクトル分解されたモデルは、CRの灰色シミュレーションと比較して、星形成率が低いため、光度がわずかに小さいことがわかります。私たちの研究は、今後のチェレンコフ望遠鏡アレイ観測所で調査されるように、空間分解された高エネルギーガンマ線放出の正確な予測のために、スペクトル分解されたCR輸送をモデル化することの重要性を強調しています。
XMM-Newton データを使用した銀河中心の中心度における過剰 Fe XXV 線放出の研究
| Title |
Study_of_the_excess_Fe_XXV_line_emission_in_the_central_degrees_of_the_Galactic_centre_using_XMM-Newton_data |
| Authors |
K._Anastasopoulou,_G._Ponti,_M._C._Sormani,_N._Locatelli,_F._Haberl,_M._R._Morris,_E._M._Churazov,_R._Sch\"odel,_C._Maitra,_S._Campana,_E._M._Di_Teodoro,_C._Jin,_I._Khabibullin,_S._Mondal,_M._Sasaki,_Y._Zhang,_X._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04164 |
銀河海嶺で観測される拡散したFeXXV(6.7keV)線放出は、多数の未解決のX線点源の重ね合わせによって生成されると広く受け入れられています。しかし、私たちの銀河系の中心度では、非常に高温($\sim$7keV)の拡散プラズマの存在はまだ議論されています。この作業では、銀河中心(GC)と内部ディスク($-10^{\circ}$$<\ell<10^{\circ}$,$-2^{\circ}<b<2^{\circ}$)。最近の星の質量分布モデルを使用して、未解決の点源からのX線放出量を推定し、$\ell=\pm1^{\circ}$および$b=\pm0.25^の領域内であることがわかりました。\circ$6.7keVの放射は、未解決の点源から予想される放射の1.3から1.5倍を超えています。過剰な放出は、既知の超新星残骸が位置する領域に向かって強化されており、この放出の少なくとも一部は、本物の拡散した非常に高温のプラズマによるものであることを示唆しています。超過全体が非常に高温のプラズマによるものである場合、少なくとも$\sim6\times10^{40}$ergs$^{-1}$のエネルギー注入率が必要ですが、これは測定された超新星爆発率では提供できません。または過去のSgrA$^{*}$アクティビティだけ。しかし、我々が観測した過剰のほぼ全体は、バー/バルジより$\sim$1.9倍高い鉄存在量を持つGC恒星集団を仮定することで説明できることがわかりました。対応する地域。この場合でも、残りのX線過剰は$\ell=\pm0.3^{\circ}$と$b=\pm0.15^\circ$に集中し、熱エネルギー$\sim2に相当します。\times10^{52}$ergであり、GCで推定される超新星爆発率によって再現できます。最後に、観測されたGCFermi-LAT超過との可能な接続について説明します。
| Title |
Flares_from_dual_jets_in_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
E._M._Guti\'errez,_L._Combi,_G._E._Romero,_M._Campanelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04280 |
超大質量ブラックホール連星(SMBHB)は、銀河の合体の自然な副産物であり、強力なマルチメッセンジャーソースになると期待されています。それらは物質の降着によって動力を与えられ、通常の活動銀河核(AGN)と同様に電磁スペクトル全体で輝きます。現在の電磁観測所は、近い将来、これらのシステムを検出して特定する可能性が十分にありますが、単一のAGNとSMBHBを区別するには、正確な観測指標が必要です。この作業では、SMBHBsからの新しい電磁署名を提案します。それは、ブラックホールによって発射されたジェット間の相互作用によって引き起こされる周期的なフレアです。我々は、ブラックホールに近い連星が周辺円盤と各穴の周りに形成されたミニディスクから物質を降着させ、ブランドフォー-ズナジェックメカニズムを介してスピンの方向に磁気的に支配されたジェットを発射することを調査します。スピンがわずかに傾いている場合、2つのジェットは軌道ごとに1回衝突します。この相互作用は、粒子が加速され、非熱放射を放出するプラズモイドを形成する強力な磁気再接続イベントを引き起こす可能性があると主張しています。これらの粒子の進化をモデル化し、放射出力を計算して、さまざまな波長でのスペクトルと光曲線を取得します。これらのフレアは、電波、軟X線、ガンマ線で大きく輝き、SMBHBの周期的な多波長電磁的特徴を提供することを示しています。
回転するブラックホールに磁化された超音速風の降着を3次元で提示します。ショックコーンの進化と形態への影響を説明するために、代表的なスピン風の向きを選択します。磁化された場合の最も重要な発見は、純粋な流体力学的シナリオとは異なり、磁場圧力がガス圧力を支配する希薄なスポットの形成です。これらの希少なスポットでは、ショックコーン内に渦が形成されていることがわかります。
歳差運動ジェットと X 型電波銀河の形成のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Precessing_Jets_and_the_Formation_of_X-shaped_Radio_Galaxies |
| Authors |
Chris_Nolting,_Jay_Ball,_and_Tri_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04343 |
ジェット歳差運動は、電波銀河(RG)ジェットと"X/S/Z形状"電波銀河の非対称性を説明するために呼び出されることがあります。これは、ソースの活動銀河核(AGN)への連星ブラックホールコンパニオンの存在によって、または降着によって引き起こされます。不安定。電波銀河ジェット歳差運動の一連のシミュレーションを提示し、宇宙線電子(CRe)の受動的分布を含め、これらの発生源が時間の経過とともにどのように進化するかを調べ、電波シンクロトロン放射をモデル化し、発生源の合成電波マップを作成できるようにします。異なる角度から見た単一のソースが異なるRG形態学的分類をもたらし、これらの分類の物理的意味を混乱させる可能性があることがわかりました。さらに、ジェットの軌道は、それ自体の自己相互作用により不安定になり、媒体内の衝撃、風、または寒冷前線などの外部ダイナミクスの影響のように見える「再配向イベント」につながる可能性があります。最後に、歳差運動軸の近くの視線からそのような歳差運動源の電波の残骸を見る場合、「奇妙なラジオサークル」に似たものが観察されるかもしれません。
タイプC準周期振動によるブラックホールX線連星MAXI~J1535$-$571の複合媒体
| Title |
The_comptonizing_medium_of_the_black-hole_X-ray_binary_MAXI~J1535$-$571_through_type-C_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Divya_Rawat,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Diego_Altamirano,_Konstantinos_Karpouzas,_Liang_Zhang,_Kevin_Alabarta,_Tomaso_M._Belloni,_Pankaj_Jain,_and_Candela_Bellavita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04418 |
2017年9月と10月のNICER観測を使用して、ブラックホール候補MAXI~J1535$-$571の詳細なスペクトルおよび時間分析を提示します。特に、ソースがタイプCの準周期性を示す場合、ハード中間状態での観測に焦点を当てます。振動(QPO)。ソースの時間平均スペクトルと、QPOのrmsおよび位相遅れスペクトルを、1成分の時間依存Comptonizationモデルに適合させました。QPO周波数が$\sim1.8$Hzから$\sim9.0$Hzに増加すると、コロナは$\sim10^4$から$\sim3\times10^3$kmに収縮することがわかりました。フィッティングは、システムが2つのコロナで構成されていることを示唆しています。1つは時間平均スペクトルを支配する小さなコロナで、もう1つはQPOのrmsスペクトルとラグスペクトルを支配するおそらくジェットです。ソースのスペクトルパラメータとQPOの特性(ラグスペクトルを含む)とQPO周波数との関係に大きな断絶があることを発見しました。関係の変化は、QPO周波数が臨界周波数$\nu_c\approx3.0$Hzを超えると発生します。興味深いことに、QPOは、この発生源のジェットからの電波放射が消滅すると同時に、この臨界周波数に到達します。
VTSCat: ガンマ線観測の VERITAS カタログ
| Title |
VTSCat:_The_VERITAS_Catalog_of_Gamma-Ray_Observations |
| Authors |
W._Benbow,_A._Brill,_M._Capasso,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_M._K._Daniel,_M._Errando,_A._Falcone,_K._A_Farrell,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M_Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_G._Gallagher,_A._Gent,_C._Giuri,_O._Gueta,_W._F_Hanlon,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Hoang,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_N._Korzoun,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_M._J_Millard,_C._L._Mooney,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_D._Pandel,_N._Park,_S._R._Patel,_S._Patel,_K._Pfrang,_A._Pichel,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_G._T._Richards,_E._Roache,_A._C._Rovero,_C._Rulten,_J._L._Ryan,_I._Sadeh,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_M._Splettstoesser,_B._Stevenson,_D._Tak,_V._V._Vassiliev,_S._P._Wakely,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_T._J_Williamson,_L._Angelini,_A._Basu-Zych,_E._Sabol,_A._Smale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04498 |
地上にあるガンマ線天文台VERITAS(VeryEnergeticRadiationImagingTelescopeArraySystem)は、約85ドルGeVから30ドルTeVの範囲のエネルギーを持つ天体物理起源の光子に敏感です。この装置は、アリゾナ州南部のフレッドローレンスウィップル天文台(FLWO)で運用されている、直径12mの4つのイメージングチェレンコフ望遠鏡で構成されています。VERITASは2007年に4台の望遠鏡の運用を開始し、年間約1100時間の晴天データを収集しています。VERITASコラボレーションは、2008年以来、多種多様な天体のガンマ線観測を報告する100以上のジャーナル記事を発行してきました。星形成銀河、矮小球状銀河、変動性の高い活動銀河核のような銀河外の源。このノートでは、すべてのVERITAS出版物からのハイレベルデータ製品のカタログであるVTSCatを紹介します。
Fermi-LAT 観測から検出されたシグナス繭の複数の発光成分
| Title |
Multiple_emission_components_in_the_Cygnus_cocoon_detected_from_Fermi-LAT_observations |
| Authors |
X._Astiasarain,_L._Tibaldo.,_P._Martin,_J._Kn\"odlseder,_Q._Remy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04504 |
星形成領域は、銀河宇宙線のライフサイクルにおいて重要な役割を果たしている可能性があります。はくちょう座Xのガンマ線観測により、過剰なハードスペクトルガンマ線放出の存在が明らかになりました。これは、加速されたばかりの粒子の繭に関連している可能性があります。Fermi-LargeAreaTelescope(LAT)での約13年間の観測に基づいて、繭を含む残留放射の改良された分光形態特性評価を実行しました。繭の最適モデルには、2つの主な放出コンポーネントが含まれます。拡張コンポーネントFCESG78.74+1.56は、拡張$r_{68}=4.4^\circ\pm0.1^\circ\,^の2Dガウスによって記述されます。{+0.1^\circ}_{-0.1^\circ}$、および中心成分FCESG80.00+0.50は、光解離領域の境界内のイオン化ガスの分布によって追跡されます。両者はスペクトルが大きく異なります。はくちょう座Xの中央空洞の端に位置し、FCESG80.00+0.50のスペクトルと互換性のあるスペクトルを持つ追加の拡張放出成分FCESG78.83+3.57は、繭に関連している可能性があります。2つの主成分については、放射のスペクトルとラジアルアジマスプロファイルは、非熱粒子の1つの集団を含む拡散損失フレームワークで説明できます。粒子は、中央ソースからの拡散の結果としてFCESG78.74+1.56の全範囲にまたがり、最も内側の領域でイオン化ガスと相互作用することによってソースFCESG80.00+0.50を生じさせます。この単純な拡散損失モデルの場合、実行可能なセットアップは、エネルギー論、輸送条件、および関連する時間スケールの点で非常に異なる可能性があり、ハドロンとレプトンの両方のシナリオが可能です。解決策は、おそらくCygOB2やNGC6910などの顕著な星団での長期にわたる粒子加速から、おそらく超新星残骸からの可能性が高い過去10～100kyr以内のより最近の短命の粒子の放出にまで及びます。(要約)
マグネターは、パルサーの中で最も強く磁化されたサブクラスです。グリッチやバーストなどの観察されたマグネター活動は、まだ体系的に説明されていません。ダイナモ理論に着想を得て、この手紙では、これらの観察を説明するための統一された図を提案します。グリッチによるこれらのマグネターの速度場の摂動は、グリッチに関連する活動のスプリングヘッドとして機能すると推測します。グリッチの前後でパルス無線パルスのスパーク周波数を比較すると、想像上の画像を調べることができると主張します。
ZTF Bright Transient Survey による Ia-CSM 超新星の系統的研究
| Title |
A_Systematic_Study_of_Ia-CSM_Supernovae_from_the_ZTF_Bright_Transient_Survey |
| Authors |
Yashvi_Sharma,_Jesper_Sollerman,_Christoffer_Fremling,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Kishalay_De,_Ido_Irani,_Steve_Schulze,_Nora_Linn_Strotjohann,_Avishay_Gal-Yam,_Kate_Maguire,_Daniel_A._Perley,_Eric_C._Bellm,_Erik_C._Kool,_Thomas_Brink,_Rachel_Bruch,_Maxime_Deckers,_Richard_Dekany,_Alison_Dugas,_Samantha_Goldwasser,_Matthew_J._Graham,_Melissa_L._Graham,_Steven_L._Groom,_Matt_Hankins,_Jacob_Jencson,_Joel_P._Johansson,_Viraj_Karambelkar,_Mansi_M._Kasliwal,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford,_James_D._Neill,_Guy_Nir,_Reed_L._Riddle,_Mickael_Rigault,_Tassilo_Schweyer,_Jacco_H._Terwel,_Lin_Yan,_Yi_Yang,_and_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04637 |
星周媒体との強い相互作用を示す超新星(SNe)の中には、タイプIa超新星のまれなサブクラスであるSNeIa-CSMがあり、SNeIInによく似ていますが、希薄な過剰発光の上に強く狭い水素輝線を示します。タイプIaスペクトル。このクラスの唯一の以前の系統的研究(Silvermanetal.2013)では、16個のオブジェクトが特定され、そのうち8個は歴史的なもので、8個はパロマートランジエントファクトリー(PTF)のものでした。現在、PTFの後継調査であるZwickyTransientFacility(ZTF)を使用して、体系的なBrightTransientSurvey(BTS)を通じて、このタイプの12の追加オブジェクトを分類しました。この研究では、このサンプルの光学および中赤外光曲線、光学スペクトル、ホスト銀河の特性を提示および分析します。以前の研究と一致して、-19.1から-21の間のピーク絶対等級、弱いH$\beta$、大きなバルマー減衰値~7、および強いCaNIRを持つスペクトルを持つ通常のSNeIaと比較して、オブジェクトがゆっくりと進化する光度曲線を持つことがわかります。放出。NEOWISEによって観測されたサンプルからの10個のSNeのうち、9個で$3\sigma$の検出があり、一部はH$\alpha$の赤い翼の明確な減少を示しており、新たに形成されたダストを示しています。我々のSNIa-CSMサンプルは、Silvermanetal.で観察されたように、SNeIInとは大幅に異なるHeI$\lambda5876$の等価幅の分布を持っていません。2013年。ホストは、最近の星形成を伴う後期型銀河である傾向があります。また、SNeIa-CSMの29$^{+27}_{-21}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$のレート推定値を導き出します。これは、SNIa率。この作業は、Silvermanetal.でよく研究されたIa-CSMオブジェクトのサンプルのほぼ2倍です。2013年には、総数を28に増やしました。
電波静かなパルサーを取り囲む TeV ハロー候補の HAWC 検出
| Title |
HAWC_Detection_of_a_TeV_Halo_Candidate_Surrounding_a_Radio-quiet_pulsar |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_E._Belmont-Moreno,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_N._Fraija,_K._Fang,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_Armelle_Jardin-Blicq,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_A._Iriarte,_V._Joshi,_A._Lara,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_M._Schneider,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_Y._Son,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_X._Wang,_K._Whitaker,_E._Willox,_H._Zhou,_C._de_Le\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04646 |
拡張された超高エネルギー(VHE;0.1-100~TeV)$\gamma$線放射は、いくつかの中年期のパルサーの周りで観測されており、「TeVハロー」と呼ばれている.それらの形成メカニズムは議論の余地がある.2321日間の観測で、高高度水域チェレンコフ(HAWC)ガンマ線天文台は、電波の静かなパルサーの位置でVHE$\gamma$線放出を検出したPSRJ0359+5414$>6\sigma$有意性.さまざまなスペクトルおよび空間モデルを使用して尤度テストを実行し、TeVスペクトルを近くのソースの多波長観測と比較することにより、この超過が関連するTeVハローと一致することを示しますPSRJ0359+5414,ただし、この性質を確認するには、HAWCの将来の観測と多波長追跡が必要です.この新しいハロー候補は、銀河系外縁部の混雑していない領域に位置しています.他のハローと同様の特性を共有していますが、そのパルサーは若くてラジオ静か。私たちの観測は、TeVハローがパルサーの周りに一般的に存在する可能性があり、その形成がパルサー磁気圏の構成に依存しないことを意味します。
地球を守るための集中宇宙天気戦略と、月と火星の有人探査
| Title |
Focused_Space_Weather_Strategy_for_Securing_Earth,_and_Human_Exploration_of_the_Moon_and_Mars |
| Authors |
A._Posner,_N._Arge,_K._Cho,_B._Heber,_F._Effenberger,_T._Y._Chen,_S._Krucker,_P._K\"uhl,_O._Malandraki,_Y.-D._Park,_A._Pulkkinen,_N._Raouafi,_S._K._Solanki,_O._C._StCyr,_R._D._Strauss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04136 |
このホワイトペーパーでは、対処することで、太陽放射の危険性と地磁気嵐の予測を大幅に改善する観測のギャップを認識しています。放射線予測は、これから定義する「太陽放射半球」全体の観測に依存します。火星探査では、放射線関連の観測を戦略的に配置する必要があります。また、改良された現場および太陽/太陽圏リモートセンシングを通じて地磁気嵐予測を改善する軌道ソリューションも提案します。
| Title |
A_Global_Radio_Remote_Sensing_Network_for_Observing_Space_Weather_Dynamics |
| Authors |
Ryan_Volz,_Philip_J._Erickson,_Scott_E._Palo,_Jorge_L._Chau,_Juha_Vierinen,_Thomas_Y._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04137 |
地球に近い宇宙環境の現在のサンプリングは、その中で非常に変化しやすいプロセスを測定し、より低い大気の天気と同等の予測を行うには完全に不十分です.私たちは、地球に近い宇宙環境の密な観測を提供する無線機器のネットワークの科学的根拠と、今後30年間で大規模なカバレッジを実装するために必要な幅広いステップを概説します.
再帰型推論マシンを使用した重力レンズ系における前景密度と背景表面輝度のピクセル化された再構成
| Title |
Pixelated_Reconstruction_of_Foreground_Density_and_Background_Surface_Brightness_in_Gravitational_Lensing_Systems_using_Recurrent_Inference_Machines |
| Authors |
Alexandre_Adam,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Yashar_Hezaveh_and_Max_Welling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04168 |
背景のソースの画像の歪みを定量化し、前景のレンズの質量密度を再構築するために強い重力レンズをモデル化することは、計算上の困難な課題でした。重力レンズ画像の品質が向上するにつれて、そこに含まれる情報を完全に活用するタスクは、計算上およびアルゴリズム上、より困難になります。この作業では、RecurrentInferenceMachine(RIM)に基づくニューラルネットワークを使用して、背景ソースの歪みのない画像とレンズの質量密度分布をピクセル化されたマップとして同時に再構築します。この方法は、物理モデル(レイトレーシングシミュレーション)を使用して与えられたデータの尤度を最適化するプロセスを学習することにより、モデルパラメーター(ソースの画像とピクセル化された密度マップ)を反復的に再構築します。トレーニングデータを使用したニューラルネットワーク。より伝統的なパラメトリックモデルと比較すると、提案された方法ははるかに表現力があり、複雑な質量分布を再構築できます。これは、IllustrisTNG宇宙流体力学シミュレーションから取得した現実的なレンズ銀河を使用して実証します。
| Title |
Trajectory_Based_RFI_Subtraction_and_Calibration_for_Radio_Interferometry |
| Authors |
Chris_Finlay,_Bruce_A._Bassett,_Martin_Kunz,_Nadeem_Oozeer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04188 |
通常、無線干渉計のキャリブレーションと無線周波数干渉(RFI)の除去は別々に行われます。ここでは、衛星のようにRFIが正確な軌跡をたどる場合、アンテナゲインとRFIを一緒にモデル化すると大きな利点があることを示します。驚くべき利点の1つは、RFI信号自体を活用することで、キャリブレーションソリューションが改善されることです。TABASCAL(TrAjectoryBAsedRFISubtractionandCALibration)を提示します。これは、RFI信号と軌跡、および相関後の可視性におけるキャリブレーションパラメーターを共同でモデル化する新しいアルゴリズムです。TABASCALは、最適化または完全なベイジアン統計手法のいずれかを使用して、他の方法では破棄される汚染されたデータのキャリブレーションソリューションを見つけることができます。1Jyソースに対して-20dBから15dBの間で変化する振幅を持つ衛星ベースのRFIによって汚染されたシミュレートされたMeerKATキャリブレーション観測でTABASCALをテストします。RFIを使用しない場合と比較して、偏りがなく、最大1桁まで制約されたゲイン推定値が得られます。TABASCALは、隣接するターゲット観測にさらに適用できます。5分間のキャリブレーションデータを使用すると、純粋にフラグを立てたデータを使用した場合と比較してノイズが約半分になり、汚染されていない観測よりもわずか23%高い画像が得られました。TABASCAL処理データのソース検出しきい値と回復フラックス分布は、汚染されていないデータと同等でした。対照的に、単独でRFIフラグを立てると、ソースフラックスが一貫して過小評価され、検出されるソースが少なくなります。平均RFI振幅が17Jyの場合、TABASCALを使用すると、理想的な$3\sigma$フラグの75%のデータ損失と比較して、データ損失が1%未満になり、科学分析に利用できるデータが大幅に増加します。衛星RFIのケースを調べましたが、TABASCALは、平面や地面に固定された物体など、パラメーター化可能な軌道上を移動するすべてのRFIに対して機能するはずです。
シンプルなアンテナを備えた電波干渉計
電波干渉計は、広い範囲に配置された複数のアンテナで構成されています。ALMA(アタカマ大型ミリ波/サブミリ波配列)、VLA(非常に大規模な配列)、VLBA(非常に長いベースライン配列)、GMRT(巨大なMetrewave電波望遠鏡)、MWA(マーチソンワイドフィールド配列)、EHT(イベントホライズン望遠鏡)、およびSKA（SquareKilometerArray）、その名前自体が平方キロメートルの面積を物語っています。ほとんどの電波観測所は、巨大なパラボラアンテナを構築または構成しており、大規模なアンテナアレイを構成しているものはほとんどありません。しかし、ダイポール、ループ、または八木-UDAのような単純なアンテナが干渉計の要素と見なされるとどうなるでしょうか?では、計器の視認性にどのように影響するのでしょうか?はい、それは少なくなりますが、どのくらい弱いですか？さらに、それに到達するための数学は何ですか?これらの疑問がこの作品に押し寄せました。ここでは、単純なヤングの二重スリット実験から始まり、アンテナ素子のゲインに関する電波干渉計の強度分布までの詳細な導出を見つけることができます。この文献は、ゲイン11dBiの八木アンテナの干渉計を理解するのに役立ち、可視性は0.0714になりました。この明快さは、現在の作業では重要ではありませんでした。したがって、この作業を使用して、要件に適した干渉計を設計および構築できます。
地球重力波観測所のための地震メタマテリアルを用いた低周波ノイズ軽減とバンドギャップエンジニアリング
| Title |
Low-Frequency_Noise_Mitigation_and_Bandgap_Engineering_using_Seismic_Metamaterials_for_Terrestrial_Gravitational_Wave_Observatories |
| Authors |
John_J._Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04325 |
重力波は、最初の検出以来、宇宙を研究するための重要な観測方法の1つになりました。ただし、地上の観測所には、周囲の摂動の近くにある地震および重力勾配ノイズのために、検出周波数帯域に対する固有の障壁があります。メタマテリアルと呼ばれる媒体の人工構造の最近の興味深い開発は、波力学の新しい分野とさまざまな分野でのその応用を切り開いています。この論文では、メタマテリアル媒体の下で波力学を使用することにより、地上ベースの重力波検出器のノイズを処理するための新しいフレームワークを提案します。具体的には、KAGRA重力波観測所の地震振動に起因する音響ノイズの地下への影響を軽減するためのバンドギャップエンジニアリング技術の適用を提案します。
345 GHz でのアルマ フェージング システムの特性評価
| Title |
A_Characterization_of_the_ALMA_Phasing_System_at_345_GHz |
| Authors |
G._B._Crew,_C._Goddi,_L._D._Matthews,_H._Rottmann,_A._Saez,_and_I._Marti-Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04543 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)位相システム(APS)の開発により、ALMAは、最大230GHz(~1.3mm)の周波数で非常に長いベースライン干渉計(VLBI)の非常に高感度なステーションとして機能できるようになりました。APSの使用を345GHz(~0.87mm)まで拡張する取り組みが現在進行中です。ここでは、EventHorizonTelescope(EHT)と共同で2018年10月に実施された成功したグローバルVLBIテストキャンペーンを含む、2015年から2021年の間に実施された一連のテストに基づいて、345GHzでのAPS性能の特性評価を報告します。
ヒアデス散開星団の真正単星600個の天体物理的性質
| Title |
Astrophysical_properties_of_600_bonafide_single_stars_in_the_Hyades_open_cluster |
| Authors |
Wolfgang_Brandner,_Per_Calissendorff,_Taisiya_Kopytova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04159 |
星の天体物理学的特性の決定は依然として困難であり、多くの場合、恒星モデルの適用に依存しています。近くの散開星団における恒星シーケンスは、恒星の進化モデルと等時線をテストおよび調整し、これらのモデルを使用して天体物理学的特性を恒星の大規模なサンプルに一貫して割り当てるための最良の手段のいくつかを提供します。ヒアデス星団のメンバーの単一星系列を更新し、最適な等時線を特定し、星の天体物理学的特性を決定することを目的としています。近くの星のガイアカタログは、ヒアデス星団の可能性の高いメンバーの包括的なサンプルを提供します。多段階の方法を適用して、測光異常値にフラグを立て、正真正銘の単一星と可能性のある連星系および複数系を識別します。単一の星は、0.12から2.2Msunの質量範囲で、[M/H]=+0.18±0.03の超太陽金属量と775±25Myrの年齢のPARSEC等時線によって適切に適合する、タイトなシーケンスを定義します。等時線により、質量、有効温度、光度、および表面重力を、600個の正真正銘の単一主系列星のそれぞれに割り当てることができます。観測されたシーケンスは、PARSEC等時線を検証します。導出された星の特性は、大気および進化モデルのベンチマークとして、また星の天体物理特性の全天カタログのベンチマークとして機能します。恒星の特性は、ヒアデス系外惑星ホスト間の系外惑星の特性の研究にも関連しています。
連星系および複数の恒星系の最適な観測スケジューリング フレームワーク
| Title |
Optimal_observational_scheduling_framework_for_binary_and_multiple_stellar_systems |
| Authors |
Miguel_Videla,_Rene_A._Mendez,_Jorge_F._Silva,_and_Marcos_E._Orchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04162 |
人間のタイムセールで変化する天体の天体物理現象を観測する最適な瞬間は、通常は希少な観測施設を費用対効果の高い方法で使用することに影響するため、重要な問題です。この論文では、最大エントロピーサンプリング原理に基づくベイジアンフレームワークを通じて、タイトなビジュアルバイナリシステムの場合のこの問題に対処します。私たちの提案する情報駆動型の方法論は、バイナリシステムの周期的構造を利用して、最適な観測時間の確率分布の計算効率の高い推定を提供します。ベイズの意味で提案されたサンプリング方法論の最適性とその有効性を、直接的な数値実験を通じて示します。2つの可視分光連星と1つの純粋な天文三重階層システムの研究に、このスキームを適用することに成功しました。私たちの方法論は、時間発展するあらゆる現象に適用できることに注意してください。これは、観測のリズムの定義が科学目標の達成に重大な影響を与える可能性がある専用調査の時代に特に興味深いアプリケーションです。
大質量日食連星：内部構造と進化のモデルのテストベッド -- V1034 Sco、GL Car、V573 Car、V346 Cen
の正確な基本特性と表面化学組成
| Title |
High-mass_eclipsing_binaries:_a_testbed_for_models_of_interior_structure_and_evolution_--_Accurate_fundamental_properties_and_surface_chemical_composition_for_V1034_Sco,_GL_Car,_V573_Car_and_V346_Cen |
| Authors |
K._Pavlovski,_J._Southworth,_A._Tkachenko,_T._Van_Reeth,_and_E._Tamajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04215 |
星の表面の化学組成は、熱核燃焼の生成物を表面にもたらす物理的プロセスの影響を受けます。星の構造と進化を理解する可能性があるにもかかわらず、元素の存在量を利用できるのは大質量連星のほんの一部です。大質量星を含む4つの日食連星系(V1034Sco、GLCar、V573Car、V346Cen)の物理的特性と光球存在量を決定することにより、このサンプルを拡大することを目指しています。成分の質量は8～17Msun、有効温度は22500～32200Kで、すべて主系列にあります。HARPSからの新しい高解像度で高い信号対雑音分光法を提示し、スペクトルのもつれの解消とNLTEスペクトル合成を使用してそれらを分析します。TESS衛星からの既存の光度曲線と新しい測光をモデル化します。星の質量を0.6～2.0パーセントの精度で、半径を0.8～1.7パーセントの精度で、有効温度を1.1～1.6パーセントの精度で測定し、C、N、Oの存在量を測定します。、MgおよびSi。存在量は、大質量日食連星に関する以前の研究で見つかったものと似ています。私たちのサンプルは現在、13連星系の25個の大質量星で構成されています。また、V346Cenには潮汐励起の脈動も見られます。以前の結論を補強します。内部の化学元素輸送は、おそらく潮汐力の影響により、同じ質量レジームと進化段階の単一星の対応物ほど効率的ではありません。私たちの最終的な目標は、連星のOB型星のより大きなサンプルを提供することです。これにより、恒星の進化モデルや単一の大質量星との完全な比較が可能になります。
| Title |
Barium_and_related_stars,_and_their_white-dwarf_companions._III._The_masses_of_the_white_dwarfs |
| Authors |
A._Escorza_(ESO_Chile)_and_R._J._De_Rosa_(ESO_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04232 |
質量は、測定が最も難しい星の特性の1つです。バリウム星の白色矮星の場合、状況はさらに悪化します。これらの星は暗く、冷たく、直接的な方法で観察するのは困難です。しかし、Ba星はこれらのWDの漸近巨星分枝前駆体によって重元素に富む物質で汚染されており、それらのWDコンパニオンの特性には、AGB星が関与する連星相互作用プロセスと低速中性子捕獲に関する重要な情報が含まれています。-核合成のプロセス。できるだけ多くのBa星のWDコンパニオンの正確で仮定のない質量を決定することを目指しています。これらの相互作用後の連星系の形成と進化、およびそれらのAGB前駆細胞の内部で行われた元素合成プロセスについて学ぶのに役立つ新しい観察上の制約を提供したいと考えています。ソフトウェアパッケージorvaraを使用して、アーカイブの動径速度データをヒッパルコスおよびガイアの天体観測と組み合わせました。このコードは、並列強化マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、これらのタイプのデータの任意の組み合わせに単一のケプラーモデルを同時に適合させるように設計されています。Ba星質量と視差にはガウスプライアを採用し、軌道要素とWD質量には有益でないプライアを仮定しました。60Ba星系の新しい軌道傾斜角と伴星質量を決定しました。これには、いくつかの新しい軌道と最長周期系のいくつかの改善された軌道が含まれます。また、これまで知られていなかったトリプルシステムを解明し、2つのコンパニオンの軌道と質量を制約しました。（原稿に続く）
SOAP-GPU: グラフィカル プロセッシング ユニットを使用した恒星活動の効率的なスペクトル モデリング
恒星活動の緩和は、視線速度(RV)測定で地球に似た太陽系外惑星を検出するための主要な課題の1つです。いくつかの有望な技術は現在、恒星と惑星の摂動を区別するために、スペクトル時系列の使用を調査しています。この論文では、グラフィカルプロセッシングユニット(GPU)を使用してスペクトルレベルで恒星の活動をモデル化できる新しいバージョンのSpotOscillationAndPlanet(SOAP)2.0コードを紹介します。GPUの計算能力を利用して、元のSOAP2.0コードの背後にある計算コストの高いアルゴリズムを最適化します。任意の波長範囲で星の活動をモデル化できるGPUカーネルを開発しています。スペクトルレベルでの星の活動の処理に加えて、SOAP-GPUには、中心から端までのスペクトル線の二等分線の変更も含まれており、PHOENIXスペクトルを入力として取り、静かな光球、スポット、および白斑をモデル化することができます。星のプロパティの広いスペースの星の活動。ベンチマーク計算では、R=115の解像度で可視スペクトル範囲全体で星の活動をモデル化する場合、スペクトルを生成するSOAP2.0の修正バージョンと比較して、この新しいコードは同じ精度で計算速度が60倍向上することが示されています。'000。コードには、中心から四肢の角度までのスペクトル線二等分線の変化が含まれるようになりましたが、導出されたRVへの影響はわずかです。公開されているSOAP-GPUコードを使用すると、星の活動をスペクトルレベルで効率的にモデル化できます。これは、他のノイズ源の影響を受けないスペクトル時系列のレベルで機能する星の活動軽減技術をさらにテストするために不可欠です。パフォーマンスが大幅に向上するだけでなく、SOAP-GPUにはより多くの物理演算が含まれており、PHOENIXスペクトルライブラリの使用により、FからK矮星まで、太陽以外のさまざまな星をモデル化できます。
中性子星と白色矮星内部の組成駆動対流における熱輸送と対流速度
| Title |
Heat_transport_and_convective_velocities_in_compositionally-driven_convection_in_neutron_star_and_white_dwarf_interiors |
| Authors |
J._R._Fuentes,_A._Cumming,_M._Castro-Tapia,_and_E._H._Anders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04273 |
中性子星の降着における海洋と地殻の界面での結晶化、または白色矮星の冷却における固体コアの成長によって引き起こされる、組成に起因する対流に関連する熱輸送を調査します。ブシネスク対流の混合長理論と数値シミュレーションの両方を使用して、対流熱輸送に対する熱拡散と急速回転の影響を研究します。組成フラックスの関数として、熱流束、組成勾配、およびP\'eclet数(対流ターンオーバー時間に対する熱拡散時間の比率)を決定します。熱拡散による対流流体要素からの熱の損失は、減少した熱浮力を克服するために必要なより小さな組成勾配によって相殺されるため、熱流束と組成流束の間の比率はP\'eclet数とは無関係であることがわかります。組成フラックスが増加するにつれて、それらの間で急速な遷移を伴う2つの対流レジームが見つかります。中性子星と白色矮星の冷却への影響について議論します。中性子星の対流は、両方の領域にまたがっています。中性子星の海の急速な混合が見られ、回転に応じて数週間から数分の対流ターンオーバー時間があります。コア結晶化の初期段階を除いて、白色矮星対流は熱拡散が支配する運指体制にあります。対流速度は、結晶化によるダイナモの最近の推定値よりもはるかに小さいことがわかりました。運動エネルギーとして運ばれるエネルギーのごく一部は、観察された白色矮星磁場の説明として、結晶化駆動ダイナモの有効性に疑問を投げかけています。
FS Aurigae とその三重激変変数システム仮説の再検討
| Title |
Revisiting_FS_Aurigae_and_its_triple_cataclysmic_variable_system_hypothesis |
| Authors |
Carlos_E._Chavez,_Andres_Aviles,_Nikolaos_Georgakarakos,_Cesar_Ramos,_Hector_Aceves,_Gagik_Tovmassian,_Sergey_Zharikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04286 |
2011年のFSぎょしゃ座の長期光度曲線では、875日の周期を持つ超長期変動(VLPP)が観測されました。この周期性は6サイクルで計算されました。過去5年間の新しい観測結果で周期性を再検討します。合計18年間の観察により、第3の天体が大変動変数(CV)を長期的に摂動させているという仮説が確認されました。第3物体の偏心軌道と傾斜軌道、バイナリポストニュートン補正などのモデルの改良が考慮されます。FSAurのVLPPを確認し、857$\pm$78日の新しい期間を見つけます。永年摂動は、3番目の天体の質量がM=29MJの場合に最も効率的であり、2011年に報告された50MJよりはるかに少ない。VLPPの代替シナリオを検討します。新しいデータと分析は、FSAurがトリプルシステムのCVであるという仮説をサポートしています。
ほぼ非圧縮性の磁気流体力学モデルと低減磁気流体力学乱流モデルによるコロナル ループ加熱
| Title |
Coronal_Loop_Heating_by_Nearly_Incompressible_Magnetohydrodynamic_and_Reduced_Magnetohydrodynamic_Turbulence_Models |
| Authors |
Mehmet_Sarp_Yalim,_Gary_P._Zank,_Mahboubeh_Asgari-Targhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04319 |
光球を超えた波と乱流の輸送は、コロナ加熱問題の中心です。静かな太陽コロナの乱流は、ほぼ非圧縮性の磁気流体力学(NIMHD)理論に基づいてモデル化され、開放磁場領域での低周波乱流の輸送を説明しています。それは、磁気カーペットによって駆動され、下部コロナからの亜音速、亜アルベニアの流れによって移流された、結合された多数準2Dおよび少数スラブ成分の進化を説明しています。このホワイトペーパーでは、NIMHD乱流輸送モデルを太陽コロナのMHDモデルと結合して、コロナループの加熱問題を調べます。現実的なベンチマークコロナルループ問題では、NIMHDモデルで記述されたMHD乱流の輸送と散逸によって、ループが約150万Kに加熱されることがわかります。また、冠状ループの加熱において、多数の2Dコンポーネントが少数のスラブコンポーネントと同じくらい重要であることもわかりました。結合されたMHD/NIMHDモデルの結果を縮小MHD(RMHD)モデルと比較します。これらのモデルの重要な違いは、RMHDが小規模な速度と磁場の変動を解決し、それらの進化に関連する実際の粘性/抵抗損失を取得するのに対し、NIMHDは変動する速度と磁場のスカラーモーメントを展開し、MHDを使用して損失を概算することです。乱流現象学。モデル間の基本的な違いにもかかわらず、それらのシミュレーション結果は非常によく一致しており、コロナ内部の加熱率はほぼ同じです。
脈動食連星AI Hyaの総合的な分光・測光研究
| Title |
Comprehensive_spectroscopic_and_photometric_study_of_pulsating_eclipsing_binary_star_AI_Hya |
| Authors |
F._Kahraman_Alivacus,_T._Pawar,_K._G._He{\l}miniak,_G._Handler,_A._Moharana,_F._Alicavus,_P._De_Cat,_F._Leone,_G._Catanzaro,_M._Giarrusso,_N._Ukita,_E._Kambe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04409 |
脈動する食連星は、星の内部を探り、基本的な星のパラメーターを正確に決定する機会を提供する注目すべきシステムです。特に、脈動成分を伴う切り離された食連星系は、これらの連星系における連星効果が無視できるため、振動の性質を理解するための重要な対象です。宇宙データに基づく最近の研究では、一部の振動する星の脈動メカニズムが完全には理解されていないことが示されています。したがって、切り離された食連星内の多くの脈動星の包括的な研究が重要です。この研究では、異なる方法で2つの独立したグループによって研究された、脈動する切り離された食の連星系AIHyaの詳細な分析を提示します。分光学的調査を実施して、動径速度測定による軌道パラメータと、複合スペクトルおよび/または分離スペクトルを使用した各連星成分の大気パラメータを推定しました。この系のより明るい成分は大質量で低温の化学的に正常な星であり、より高温の連星成分はわずかに金属が豊富な天体であることがわかりました。AIHyaの基本的なパラメータは、バイナリバリエーションの分析によって決定され、その後、進化モデリングで使用されました。その結果、星系の年齢を850$\pm$20Myrとして取得し、両方の連星成分がデルタScuti不安定帯にあることを発見しました。周波数分析により、5.5～13.0d$^{-1}$の間の脈動周波数が明らかになり、どの連星成分が脈動成分であるかを推定しようとしました。しかし、これらの周波数は両方のバイナリコンポーネントに由来する可能性があることが判明しました。
ガイア天体観測に基づくループス I 雲の新しいメンバー X-Shooter スペクトルからの物理的および降着特性
| Title |
New_members_of_the_Lupus_I_cloud_based_on_Gaia_astrometry_Physical_and_accretion_properties_from_X-Shooter_spectra |
| Authors |
F._Z._Majidi,_J._M._Alcala',_A._Frasca,_S._Desidera,_C._F._Manara,_G._Beccari,_V._D'Orazi,_A._Bayo,_K._Biazzo,_R._Claudi,_E._Covino,_G._Mantovan,_M._Montalto,_D._Nardiello,_G._Piotto,_and_E._Rigliaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04463 |
LupusI領域に位置する12の若い恒星天体(YSO)を特徴付け、上部ケンタウルスルプス(UCL)準恒星連合と空間的に重なります。この研究の目的は、LupusI雲がこれまでに文献で主張されているものよりも多くのメンバーを持っているかどうかを理解し、この地域のグローバルな特性についてより深い洞察を得ることです。LupusI正真正銘のメンバーとの一貫した運動学的特性に基づいて、GaiaDR2カタログを使用してターゲットを選択しました。X-Shooterによって観測された12のYSOのサンプルでは、10のループスIメンバーを特定しました。技術的な問題により、GaiaDR26014269268967059840と2MASSJ15361110-3444473の2つのターゲットのメンバーシップステータスを特定できませんでした。私たちのターゲットの4つがアクターであることがわかりました。その中には、質量が~0.03M_Sunの2MASSJ15551027-3455045が、ループス複合体でこれまでで最も質量の小さいアクターの1つです。私たちのターゲットのいくつか(付加体を含む)は、ループスIの主フィラメントに関して原位置および雲外で形成されているため、我々の研究は、ループスIの主フィラメントの周りにM型矮星の拡散集団があることを示唆している可能性があります。これに関連して、ガイアカタログを使用した運動学的分析が、ルプスI雲の新しいメンバーを特定する上で重要な役割を果たしたことを強調したいと思います。
太陽プロミネンス柱における非線形高速磁気音波
プロミネンスピラーにおける小規模な振動の最近の高分解能および高ケイデンスのHinode/SOT観測に動機付けられた、太陽プロミネンスにおける非線形高速磁気音波(NFM)波の特性を調査します。例として、2012年2月14日のHinode/SOT観測の詳細を分析します。これは、NFM波と一致する準周期的な伝搬機能であり、Ca~IIの発光とH_alphaの遠方の青い翼で画像化されています。ウェーブレット解析を実行し、1～3分の周期範囲で振動を見つけます。これらの観察に基づいて、NFM波を3次元磁気流体力学(3DMHD)モデルでモデル化し、以前の2.5DMHD研究を拡張します。新しいモデルには、高温コロナに埋め込まれたプロミネンスピラーの高密度低温材料の構造が、潜在的および非力のせん断磁場構成の両方で含まれています。非線形モデルは、線形波とNFM波に関連するモード結合と伝播密度圧縮の影響を示しています。誘導された高速磁気音波は、密度圧縮と電流とともに、3Dピラー構造で再現されます。柱構造と波の伝播に対する非力の場での磁気せん断によるローレンツ力の動的効果を初めて実証します。3DMHDモデリングから得られた洞察は、高速MHD波活動を示すプロミネンス構造のコロナ地震学を改善するのに役立ちます。
太陽フレアにおける MHD 乱流によって駆動される段階加熱のモデル
| Title |
A_Model_for_Gradual_Phase_Heating_Driven_by_MHD_Turbulence_in_Solar_Flares |
| Authors |
William_Ashfield_IV_and_Dana_Longcope |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04592 |
コロナフレアの放出は、通常、衝動的に駆動される1次元のフレアループモデルで予測される時間スケールよりも長い時間スケールで減衰することが観測されています。この不一致は、これらのモデルからの放出が数分にわたって減衰する漸進的な段階で最も顕著になります。磁気リコネクションはフレアのエネルギー源として呼び出されますが、数秒以内に特定のループにエネルギーを蓄積する必要があります。この衝動的な通電を長く継続的なアドホックな加熱で補うモデルは、長時間の放出を首尾よく再現しましたが、明確な物理的正当化は提供していません。ここでは、電流シートを介して新たに再接続された磁束管の収縮中に開始された乱流アルフベン波のゆっくりとした散逸による拡張フレア加熱のモデルを提案します。一次元シミュレーションを使用して、遷移領域の高密度勾配からの反射によってトラップされたMHD波乱流の生成と進化を追跡します。乱流エネルギーは、反対方向に伝播する波の間の非線形相互作用によって消散します。ここでは、現象論的な1点閉包モデルを使用してモデル化されています。シミュレーションから合成されたAIAのEUV光度曲線は、数十分程度の発光減衰を再現することができました。この単純なモデルは、観測されたコロナフレア放出によって必要とされる拡張加熱を、リコネクションによるフレアエネルギー放出から首尾一貫して生成するための可能なメカニズムを提供することがわかりました。
一般化された SU(2) Proca 理論における粒子のような解
| Title |
Particle-like_solutions_in_the_generalized_SU(2)_Proca_theory |
| Authors |
Jhan_N._Martinez_(1),_Jose_F._Rodriguez_(1,2),_Yeinzon_Rodriguez_(1,3),_Gabriel_Gomez_(4)_((1)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(2)_ICRANet,_(3)_Universidad_Antonio_Narino,_(4)_Universidad_de_Santiago_de_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13832 |
一般化されたSU(2)Proca理論は、SU(2)群の微分同相写像とグローバルな内部変換の両方の下で作用が不変であるベクトルテンソル修正重力理論です。この作業は、天体物理学的スケールで理論の物理的性質を調査する最初のアプローチを構成します。ゲージボソンスターとも呼ばれるアインシュタイン-ヤン-ミルズ方程式の粒子のような解を自然に一般化する解を見つけました。解が静的で、漸近的に平坦で、大域的に規則的でなければならないという要件の下で、ベクトル場のt'Hooft-Polyakov磁気モノポール配置が1つの実行可能な可能性として浮上します。解は、漸近展開によって解析的に得られ、境界値問題を解くことによって数値的に得られました。負の実効エネルギー密度と虚数の実効電荷を持つ領域など、ソリューションに新しい機能が見つかりました。また、理論のパラメーター空間のある領域に対して、新しい種類のグローバルに帯電した解を得ました。さらに、平衡シーケンスを構築し、場合によっては転換点を見つけました。これらの結果は、Einstein-Yang-Millsのケースには存在しない安定した解の存在を示唆しています。
レプトン電荷$L_\mu-L_\tau$に弱く結合した明るい暗光子結合は、そのコヒーレント振動がレプトンの分散関係を変化させる興味深い暗黒物質の候補です。この効果がニュートリノフレーバー変換のダイナミクスをどのように変更するかを研究し、大気と太陽の振動に焦点を当てています。$\sim10^{-11}\,\mathrm{eV}$未満の質量のダークフォトンゲージ結合に関する世界をリードする限界を得るために、T2K、SNO、およびスーパーカミオカンデ実験からのデータを分析します。ニュートリノの質量二乗差と混合角のシフトと新しい物理効果の間の縮退は、ニュートリノの真空振動パラメーターに対する現在の制約を大幅に緩和します。
現在および今後の大容量ニュートリノ実験で観測できるメソジェネシスの暗黒物質を調べることができる最初のクラスの信号を紹介し、研究します。観測された物質と反物質の非対称性を生成するための十分に動機付けられたメソジェネシスのシナリオでは、必然的にバリオン数の下に帯電した暗黒物質があります。これらの粒子と核との相互作用は、自発的な核子崩壊とは異なる運動学を伴う核子崩壊を誘発する可能性があります。このプロセスの速度を計算し、核効果による重要な歪みを含む信号のシミュレーションを開発します。DUNE、スーパーカミオカンデ、ハイパーカミオカンデのこの顕著な信号に対する感度を推定します。
テレパラレル ホーンデスク重力におけるゴースト不安定性とラプラシアン不安定性
| Title |
Ghost_and_Laplacian_Instabilities_in_the_Teleparallel_Horndeski_Gravity |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Maria_Caruana,_Jackson_Levi_Said,_Joseph_Sultana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04457 |
テレパラレルジオメトリは、曲率ではなくねじれが重力相互作用を媒介する重力理論を構築するためのプラットフォームを提供します。Horndeski重力のテレパラレルアナログは、このねじりフレームワークでスカラーテンソル理論が考慮されるテレパラレルジオメトリへのアプローチです。ダイナミクスでは低次のテレパラレル重力であるため、これはメートル法Horndeski重力よりも一般的であることが判明しました。言い換えれば、テレパラレルHorndeski重力モデルのクラスは、標準の計量モデルよりもはるかに広いです。この作業では、ゴースト不安定性とラプラシアン不安定性に由来するこの幅広いモデルの制約を調査します。その目的は、基本的な考慮事項によって理論の病的な分岐を制限することです。非常に大規模なクラスのモデルが物理的に実行可能であると結論付けることができます。
再建方法とインフレスペクトルの増幅
| Title |
Reconstruction_Methods_and_the_Amplification_of_the_Inflationary_Spectrum |
| Authors |
Leonardo_Chataignier,_Alexander_Yu._Kamenshchik,_Alessandro_Tronconi,_Giovanni_Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04477 |
スカラーインフレ摂動のスペクトルのハッブルパラメーターのさまざまな進化の結果を分析します。分析は、一時的な進化によって記述されたインフレ段階に限定されます。これは、振幅の増強につながる可能性のあるインフレスペクトルに珍しい特徴が生じる場合です。次に、ムハノフ・ササキ方程式の成長する解の存在下または非存在下で、スペクトルがそれぞれどのように増幅または青に傾くかについて説明します。極小結合インフレトンを伴う一般相対論の場合と誘導重力の場合を明示的に考察した。最後に、コンスタントロールインフレーションに関するいくつかの注意事項について説明します。
ダークフォトンを簡単に追加
ダークセクターゲージグループのパイ中間子は、3ドルから2ドルへの相互作用のフリーズアウトによって生成され、自然に大きな自己相互作用を伴う、強く相互作用する大質量粒子(SIMP)暗黒物質である可能性があります。セットアップにダークフォトンを追加することですべてが可能かどうかを研究します:i)可視セクターとの熱化を維持する、ii)$3\to2$相互作用を共鳴的に増強し、摂動的なパイ中間子の記述を可能にする、およびiii)を提供する小規模な構造形成に影響を与える速度依存の自己相互作用。必要な動力学的混合が小さすぎてSMとの熱平衡を維持できないため、これはわずかに除外されていることがわかります。小規模構造の要件iii)を削除すると、$\alpha_d=0.01-1$の暗電荷とダークパイ中間子質量$m_\pi\geq30$MeVに対して実行可能なセットアップが再現されます。遅い時間の全滅は無視できないものであり、SIMPダークパイオンは少し弱虫です。
二次元無力電流シートの運動平衡
| Title |
Kinetic_equilibrium_of_two-dimensional_force-free_current_sheets |
| Authors |
Xin_An,_Anton_Artemyev,_Vassilis_Angelopoulos,_Andrei_Runov,_Sergey_Kamaletdinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04590 |
フォースフリーカレントシートは、電場が整列した電流とほぼ均一なプラズマ圧力を持つ局所的なプラズマ構造です。太陽圏全体に広く見られるこのような構造は、プラズマの不安定性と磁気リコネクションのサイトであり、その成長速度は構造の電流シート構成によって制御されます。多くの運動平衡モデルが1次元(1D)フォースフリーカレントシート用に開発されているという事実にもかかわらず、カレントシートに垂直な磁場成分を持つ2次元(2D)対応モデルは十分な注目を集めていません。現在まで。ここでは、セル内粒子シミュレーションを使用して、初期の磁気流体力学的平衡からの緩和を通じて、このような2Dフォースフリーカレントシートを検索します。シミュレーションの終わりに向かって運動平衡が確立され、運動力のない電流シートの存在が実証されます。後期平衡状態のシステム電流は、初期構成のようにフィールドが整列したままですが、イオンと電子の両方の速度分布関数は、初期のドリフトマクスウェルから最終的な時間定常ブラソフ状態まで体系的に進化します。運動平衡での2Dフォースフリーカレントシートの存在は、システムの運動の追加の積分を発見し、運動分布関数を構築し、最終的にそれらの安定特性を調査するという将来の作業を必要とします。
