プロンプトカスプからの暗黒物質消滅信号に対する星の遭遇の影響
| Title |
The_effect_of_stellar_encounters_on_the_dark_matter_annihilation_signal_from_prompt_cusps |
| Authors |
Jens_St\"ucker,_Go_Ogiya,_Simon_D.M._White_and_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04670 |
プロンプトカスプは、最も密度の高い準平衡暗黒物質オブジェクトです。1つは、初期宇宙密度場のすべての孤立したピーク内で崩壊の瞬間に形成されます。それらはべき法則密度プロファイル$\rho\proptor^{-1.5}$を持ち、中心位相空間密度は暗黒物質の原始速度分散によって設定されます。後期には、それらは暗黒物質質量の$\sim1\%$を占めますが、潮汐が乱れる最も密度の高い領域を除くすべての領域で、その消滅光度の$>90\%$を占めます。ここでは、平均的な銀河潮汐ではなく、個々の星の遭遇が、銀河内のプロンプトカスプの支配的な混乱要因であることを示しています。それらの累積効果は、衝撃的な衝撃の強さ$B_*=2\piG\int\rho_*({\bfx}(t))\,\mathrm{d}t$$\星の総質量密度であるrho_*$は、カスプの形成後の軌跡全体にわたって統合されます。恒星との遭遇と平均潮汐は、遠く離れた観測者が見るハロー消滅の光度にわずかな影響しか与えませんが、これは太陽の位置のために銀河のハローには当てはまりません。100GeVのWIMPでは、地球質量の即発カスプが予測され、恒星との遭遇により、20kpcですでに平均消滅光度が2倍に抑制されるため、それらの消滅放射は上空でほぼ均一に見えると予測されます。したがって、銀河中心の$\gamma$線過剰はカスプの影響を受けません。それが本当に暗黒物質消滅放射である場合、銀河系の外側のハローとその先にあるプロンプトカスプは、1～10GeVの範囲で観測された等方性$\gamma$線背景の20～80%を占めているに違いありません。
QUIJOTE の科学的結果 -- VIII. QUIJOTE-MFIによる成分分離による拡散偏光前景
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_VIII._Diffuse_polarized_foregrounds_from_component_separation_with_QUIJOTE-MFI |
| Authors |
E._de_la_Hoz,_R._B._Barreiro,_P._Vielva,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_B._Casaponsa,_F._Guidi,_M._Ashdown,_R._T._G\'enova-Santos,_E._Artal,_F._J._Casas,_R._Fern\'andez-Cobos,_M._Fern\'andez-Torreiro,_D._Herranz,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_M._L\'opez-Caniego,_C._H._L\'opez-Caraballo,_M._W._Peel,_L._Piccirillo,_F._Poidevin,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel,_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05117 |
11および13GHzのQUIJOTE-MFIデータから、WMAPKおよびKaバンド(23および33GHz)とすべてのプランク偏波チャネル(30-353GHz)を組み合わせて、北天の直線偏波天体物理成分マップを導出します。パラメトリック成分分離法B-SecRET。QUIJOTE-MFIデータの追加により、低周波前景のパラメータ推定、特にシンクロトロンスペクトルインデックス$\beta_s$の推定が大幅に改善されます。北天半球の最初の詳細な$\beta_s$マップを$2^{\circ}$の平滑化スケールで提示します。空全体で統計的に有意な空間変動が見られます。適合度が信頼できるピクセルのみを考慮すると、$-3.08$の平均値と$0.13$の分散が得られます。シンクロトロン放出のべき法則モデルは、銀河面外のデータにうまく適合しますが、この領域内の複雑さを追跡することはできません。さらに、曲率が一様な放射光モデル$c_s$を仮定すると、$c_s=-0.0797\pm0.0012$の値が得られます。ただし、べき乗則または曲率が一様なべき乗則のどちらのモデルが優先されるかを判断するには、統計的有意性が不十分です。さらに、偏光における熱ダストスペクトルパラメータを推定します。私たちのCMB、シンクロトロン、およびサーマルダストマップは、PR4プランクリリースの対応する製品と高度に相関していますが、シンクロトロン放出にはいくつかの大規模な違いが見られます。最後に、信号対雑音比の高いシンクロトロン放射領域での$\beta_s$推定は、事前に独立しているのに対し、これらの領域の外では、事前が$\beta_s$推定を支配していることがわかります。
ディスクと惑星の人口統合に向けて。 Ⅱ．個体群レベルで円盤モデルと観察に立ち向かう
| Title |
Towards_a_population_synthesis_of_discs_and_planets._II._Confronting_disc_models_and_observations_at_the_population_level |
| Authors |
Alexandre_Emsenhuber,_Remo_Burn,_Jesse_Weder,_Kristina_Monsch,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano,_Thomas_Preibisch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04656 |
ねらい。個体群レベルでのディスク観測を最もよく再現する初期条件の分布を見つけたいと考えています。メソッド。最初に、ガス円盤、塵、小石の粘性進化を含む1Dモデルを使用してパラメーター調査を実行し、放出モデルと組み合わせて、ALMAで観測可能なミリ波フラックスを計算しました。これは、観測値との比較に関連する量を数秒で計算できる機械学習サロゲートモデルをトレーニングするために使用されました。この代理モデルは、パラメーター研究と合成ディスク集団を実行するために使用されました。結果。パラメータ研究を実行すると、内部光蒸発は、外部光蒸発よりも円盤寿命の恒星質量への依存性が低くなることがわかりました。この依存性については、今後調査する必要があります。人口合成を実行すると、内部および外部の光蒸発の複合損失の下で、ディスクの寿命が短すぎることがわかります。結論。観測上の制約に適合させるために、円盤進化の将来のモデルには、次のプロセスの1つまたは組み合わせを含める必要があります。エネルギー放射。それにもかかわらず、低外部光蒸発領域のディスク特性は、より大容量でコンパクトなディスクを使用することで再現できます。ここで、$\alpha$粘度パラメーターの最適値は$3\times10^{-4}$と$10^{-3}$の間にあり、ディスク分散の主なモードは内部光蒸発です。
微惑星の狭い環からの岩石スーパーアースの形成
| Title |
Formation_of_Rocky_Super-Earths_From_A_Narrow_Ring_of_Planetesimals |
| Authors |
Konstantin_Batygin_and_Alessandro_Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04680 |
銀河で最も豊富な惑星であるスーパーアースの形成は、とらえどころのないままです。これらの惑星は通常、地球の数倍の質量を持っています。多くの場合、H/He大気に囲まれていますが、主に岩が多いようです。倍数で発生することが多い。さらに、同じ星を囲む惑星は質量と半径が似ている傾向がありますが、異なるシステムに属する惑星は全体的に顕著な多様性を示します。ここでは、前述の制約を満たす岩石惑星形成の理論的図を進めます。最近の研究に基づいて、微惑星がディスク内の離散した場所で急速に形成できることを実証し、スーパーアースはケイ酸塩に富む微惑星のリング内で発生することを提案します約1AU程度。この図の文脈の中で、惑星は、孤立と軌道移動によって規制される最終質量に達するまで、主に岩石微惑星間の対衝突によって成長することを示しています。数値シミュレーションを使用してモデルを定量化し、合成惑星系が観測された短周期太陽系外惑星の集団のコンパクトで多共鳴の前駆体に非常に似ていることを実証します。したがって、私たちの結果は、太陽系内に短周期のスーパーアースが存在しないことは、原始太陽系星雲内の原始微惑星リングの質量が比較的小さいことに単純に起因する可能性があることを示しています。
直接画像化されたサブスターコンパニオンをホストするクールな星の回転周期、傾斜、および傾斜：スピン軌道のずれは一般的です
| Title |
Rotation_Periods,_Inclinations,_and_Obliquities_of_Cool_Stars_Hosting_Directly_Imaged_Substellar_Companions:_Spin-Orbit_Misalignments_are_Common |
| Authors |
Brendan_P._Bowler,_Quang_H._Tran,_Zhoujian_Zhang,_Marvin_Morgan,_Katelyn_B._Ashok,_Sarah_Blunt,_Marta_L._Bryan,_Analis_E._Evans,_Kyle_Franson,_Daniel_Huber,_Vighnesh_Nagpal,_Ya-Lin_Wu,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04692 |
星の自転軸と惑星の軌道面の間の向きは、星系の形成と力学の歴史に関する貴重な情報を提供します。トランジットしない惑星が遠く離れている場合、恒星の真の傾斜角を測定するのは困難ですが、恒星の自転軸と伴星の軌道面の傾きの差から、スピン軌道方向の下限を決定できます($\Deltai$）。直接画像化された惑星と褐色矮星の伴星をホストする低温星(SpT$\gtrsim$F5)の自転周期、恒星の傾斜角、および傾斜角の一様な分析の結果を提示します。この取り組みの一環として、ハーランJ.スミス望遠鏡の高解像度タル分光器を使用して、22個の主星の新しい$v\sini_*$値を取得しました。私たちのサンプルには、自転周期を持つ62個のホスト星が含まれており、そのほとんどは、トランシティングエキソプラネットサーベイサテライトの光度曲線を使用して新たに測定されたものです。これらのうち、53の星は、予測された自転速度と赤道速度から決定された傾斜角を持ち、主に褐色矮星をホストする21の星は、$\Deltai$に制約があります。これらのうち11個(サンプルの52$^{+10}_{-11}$%)はずれている可能性が高く、残りの10個の主星はスピン軌道の整列と一致しています。アンサンブルとして、10～250AUの最小傾斜角分布は、極端なシナリオ単独よりも、等方性と整列したシステムの混合とより一致しています。直接的な雲の崩壊、原始的な整列と不整列を伴うディスク内の形成、またはによって処理されたアーキテクチャを指しています。動的進化。これは、直接画像化された惑星をホストする星とは対照的であり、低傾斜度を好むことを示しています。これらの結果は、長周期褐色矮星と巨大惑星の軌道の間の恒星の傾斜角と軌道離心率の新たな違いを補強します。
ホット ジュピター HAT-P-32Ab の光から赤外線への透過スペクトルの 2 肢による説明
| Title |
A_Two-limb_Explanation_for_the_Optical-to-infrared_Transmission_Spectrum_of_the_Hot_Jupiter_HAT-P-32Ab |
| Authors |
Xin-Kai_Li,_Guo_Chen,_Hai-Bin_Zhao,_Hong-Chi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04812 |
パロマー200インチヘイル望遠鏡(P200)のカーネギー天文台分光器と多目的イメージングカメラ(COSMIC)で取得したホットジュピターHAT-P-32Abの新しい光透過スペクトルを提示します。3990～9390\AAの波長範囲をカバーするP200/COSMIC透過スペクトルは、200～400\AAの範囲の幅を持つ25の分光測光ビンで構成され、共通の波長範囲で得られた以前の通過測定値と一致しています。ハッブル宇宙望遠鏡によって取得された1.1--1.7$\mu$mスペクトルおよび2つのスピッツァー測定値とともに、5つの独立した機器からの測定値に基づいて結合された光透過スペクトルを導出します。平坦な光学的連続体、1.4$\mu$mの水吸収特性、および4.4$\mu$mの二酸化炭素特性。0.3--5.1$\mu$m透過スペクトルに対してベイジアンスペクトル回復分析を実行し、$134^{+45}_{-33}\times$太陽金属量の2リム近似によって十分に説明できることを発見しました。、$1134^{+232}_{-194}$Kの非常にかすんでいる朝の肢と、$1516^{+33}_{-44}$~Kのもやのない夕方の肢があります。これにより、HAT-P-32Abは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡が光度曲線で非対称の特徴を直接探すための有望なターゲットになります。
非重力力とトルクの組み合わせ測定による 67P/Churyumov-Gerasimenko 彗星の活動分布
| Title |
Activity_distribution_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko_from_combined_measurements_of_non-gravitational_forces_and_torques |
| Authors |
Nicholas_Attree,_Laurent_Jorda,_Olivier_Groussin,_Jessica_Agarwal,_Riccardo_Lasagni_Manghi,_Paolo_Tortora,_Marco_Zannoni,_Raphael_Marschall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04892 |
ねらい。活動を理解することは、彗星の構造、形成、および進化を解読するために不可欠です。彗星活動のモデルを67P/Churyumov-Gerasimenkoのダイナミクスと比較することによって調査します。メソッド。総ガス放出速度と、ガス放出によって引き起こされる非重力力とトルクの4つの成分にフィッティングすることにより、水活動の単純な熱モデルを結合されたRosettaデータセットに一致させ、さらに他の2つのトルクに一致させるためにモデルパラメータを最終的に手動で調整しました。コンポーネント。彗星の表面上の相対活動の分布に関して熱モデルをパラメータ化し、これをさまざまな地形タイプにリンクしようとしました。また、ペブル構造に基づいたより高度な熱モデルもテストしました。結果。日射に対する半球状の二分法と非線形の水のガス放出応答を確認します。彗星の南半球と固結した地形は、特に近日点で、北半球と塵に覆われた未固結の地形タイプに比べて活発な活動を示しています。さらに、非重力トルクは活動分布に特に敏感であり、特に極軸方向に適合するために、活動は南半球と固結地形ですでに高い活動を超えて集中しなければならないことがわかります。南極と頭上の彗星の体と首に。これは、単純な熱モデルと小石ベースのモデルの両方に当てはまります。全体として、私たちの結果は、表面分布に関係なく、日射のみによって引き起こされる表面氷の昇華の単純なモデルでは水分活性を一致させることができず、データに適合させるには局所的な空間的および時間的変動の両方が必要であることを示しています。
67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ彗星のコマにおけるデシメートルサイズのダスト凝集体の分布とダイナミクス
| Title |
Distribution_and_dynamics_of_decimeter-sized_dust_agglomerates_in_the_coma_of_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
P._Lemos,_J._Agarwal,_M._Schr\"oter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04895 |
\textit{Rosetta}に搭載された主要なイメージングシステムであるOSIRISを使用して取得した67P/Churyumov-Gerasimenkoのコマの画像を分析する方法を提示します。ここでは、ダストの集合体は、宇宙船に対する相対速度のために明るいトラックとして見ることができます。.この方法を2015年7月、2015年12月、2016年1月に撮影された105枚の画像に適用し、20000個を超える個々のオブジェクトを識別しました。それらの位相関数を見つけて、それらの測光分析を実行しました。この位相関数は、核で見つかったものと同じ傾向に従い、検出された粒子のサイズが$\sim1$mmより大きいことと一致しています。さらに、位相関数は、日心距離が増加すると浅くなり、平均凝集体サイズが減少することを示します。画像で観察された凝集体を特徴付けるために、コマの排出とダイナミクスの単純化されたモデルを開発し、それに基づいて合成画像を生成しました。合成画像と実際の画像の間で最適なシミュレーションパラメーターを見つけることで、逆問題を解決しました。そうすることで、平均凝集体サイズ$\sim$dmと初速度$\simeq$1ms$^{-1}$を得ることができました。両方とも、地心距離の増加に伴って減少し、活動が減少したことを示しています。また、比較によって得られたサイズは、水分活性によって引き起こされる放出と互換性がないため、主にCO$_2$などの他のソースを呼び出す必要があります。
惑星磁気圏における閉磁力線渦
回転が支配的な磁気圏では、閉じた磁力線が惑星の周りを回転する領域と、開いた磁力線が惑星から離れて伸びる領域があり、マグネトテイルのローブを形成します。この論文は、閉じた磁力線がマグネトテールに固定されたねじれた渦構造を形成する、3番目の大きく異なる領域が存在する可能性があることを示しています。このようなパターンは、磁気圏内に重要なプラズマ源があり、プラズモイド形成プロセスの時間スケールが惑星の自転周期よりもかなり大きい場合に形成されます。渦が存在する場合、DungeyサイクルとVasyliunasサイクルは異なる動作をします。ダンジーフローは、極冠の中央領域を貫通しません。テイルリコネクションイベントはまれであるため、本質的に3次元の渦形成プラズマ運動に参加するのに十分な時間をプラズマに残します。上記の条件は土星で満たされています。土星の夜側磁気圏でカッシーニ探査機によって測定されたプラズマと磁場のデータに、渦のようなパターンを発見しました。これらの渦の中で渦巻くプラズマは昼側に到達することはなく、磁気尾部の高緯度領域で逆行運動を行います。低エネルギープラズマデータは、観察されたパターンが閉磁力線渦に対応することを示唆しています。
背景:ホットジュピター型太陽系外惑星$\tau$Bo\"otisbでの磁場の最初の暫定的な検出は、Turneretal.(2021)によって最近報告されました。磁場は、円偏波電波放射の観測から推測されました。LOFAR望遠鏡で得られた.電波放射はおそらく周囲の恒星風と惑星の磁場との相互作用の結果である.方法:$\tau$Bo\"otisbの周りの宇宙環境とその相互作用の磁気流体シミュレーションを行う.PLUTOコードを使って星風と一緒に。Turneretal.で提案された磁場強度を考慮して、観測された電波放射につながるエネルギーフラックスを引き起こす物理的プロセスを理解するために、磁気圏エネルギーフラックスとさまざまな磁場方向の影響を研究します。（2021）。さらに、太陽系外の恒星風の予測の不確実性を考慮して、恒星風の密度と圧力が磁気圏エネルギー束に及ぼす影響を研究します。結果:私たちのシミュレーションでは、この相互作用はおそらく非常に強いものであることがわかりました。星風によって生成されるアルフエニックおよびエネルギー流束と惑星の相互作用は、観測された電波出力と一致しています。磁気圏ポインティングフラックスは、開いた、半開いた、閉じた磁気圏で1-8$\times10^{18}$Wのオーダーです。ポインティングフラックスは、ターナーらの電波出力とエネルギー的に一致しています。(2021)惑星と星の磁場が整列している場合、磁気圏ポインティング磁束対無線効率$>10^{-3}$について。効率係数が低い場合、磁気圏放出シナリオは、この研究でモデル化されたパラメーター空間によると、十分に強力ではありません。主星の磁極反転が反整列磁場構成に向かう場合、磁気圏放射シナリオで予想される電波出力は、観測可能なしきい値を下回ります。
銀河系の星の起源が惑星の構成要素の構成にどのように影響するか
| Title |
How_the_origin_of_stars_in_the_Galaxy_impacts_the_composition_of_planetary_building_blocks |
| Authors |
N._Cabral,_A._Guilbert-Lepoutre,_B._Bitsch,_N._Lagarde_and_S._Diakite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05034 |
環境。私たちの銀河系は、さまざまな化学的存在量を持つさまざまな星の集団で構成されており、惑星の構成要素(PBB)の組成を刻印すると考えられています。このように、恒星の特性は、その系で形成される惑星や小天体の特性に影響を与えるはずです。これに関連して、高解像度の分光調査は、とそのホスト星の間の化学的リンクへの窓を開きます。ねらい。APOGEEとGALAHという2つの大規模な分光サーベイを比較することにより、銀河全体のさまざまな恒星集団のPBB組成の傾向を特定することを目指しています。これらの調査で決定されたPBB組成の信頼性を、伝播エラー調査で評価します。メソッド。大規模サーベイGALAH-DR3およびAPOGEE-DR17からの星の分光学的存在量は、化学量論的凝縮モデルの入力として使用されました。星をさまざまな銀河成分に分類し、PBB組成の傾向を[Fe/H]の関数として定量化しました。また、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]ダイアグラムの分布組成パターンを分析しました。結果。私たちの伝搬誤差研究は、[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]の全体的な傾向が強いことを示唆しており、これはAPOGEEとGALAHの両方の二重研究によって裏付けられています。したがって、薄い円盤の星と厚い円盤の星を分離するバイモーダルPBB組成の存在を確認します。さらに、化学量論的な水のPBB含有量が[Fe/H]と逆相関していることを確認します。結論。私たちの結果は、薄い円盤と厚い円盤の両方にある金属の少ない星が、水が豊富なPBBと氷が豊富な小さな天体の適切なホストであることを示唆しています。しかし、金属の少ない星([Fe/H]<0)の場合、水の質量分率の$\alpha$含有量依存性のために、厚い円盤星の周りのPBBは薄い円盤星の周りのPBBよりも高い水分含有量を持つはずです。
NEATM のようなモデルの制限の制約: 地球近傍小惑星 (285263) 1998 QE2 のケーススタディ
| Title |
Constraining_the_Limitations_of_NEATM-like_Models:_A_Case_Study_with_Near-Earth_Asteroid_(285263)_1998_QE2 |
| Authors |
Samuel_A._Myers_(1),_Ellen_S._Howell_(1),_Christopher_Magri_(2),_Ronald_J._Vervack_Jr_(3),_Yanga_R._Fern\'andez_(4),_Sean_E._Marshall_(4_and_5),_Patrick_A._Taylor_(6)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_University_of_Maine_Farmington,_(3)_Johns_Hopkins_Applied_Physics_Laboratory,_(4)_University_of_Central_Florida,_(5)_Arecibo_Observatory,_(6)_National_Radio_Astronomy_Observatory/Green_Bank_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05071 |
近地球小惑星(NEA)は、惑星形成、小惑星ダイナミクス、および惑星防衛イニシアチブに関する調査の重要なテストベッドです。これらの研究は、NEAのサイズ、アルベド分布、およびレゴリスの特性を理解することに依存しています。単純な熱モデルは、これらの特性を決定するために一般的に使用される方法ですが、小惑星の形状と特性について仮定を単純化するため、固有の制限があります。アレシボ望遠鏡の最近の崩壊と直接的なサイズ測定の減少、およびLSSTやNEOサーベイヤーなどの将来の施設が間もなくオンラインになるため、これらのモデルは、NEA人口に関する知識においてますます重要な役割を果たします。したがって、これらのモデルの限界を理解することが重要です。この作業では、モデルの結果をより複雑な熱物理モデル、レーダーデータ、およびその他の既存の解析と比較することにより、単純な熱モデルの制限を制限します。さらに、単純な熱モデルを使用して、推測されたNEAプロパティにより厳しい制約を課す方法を提示します。これらの比較と制約は、ケーススタディとしてNEA(285263)1998QE2を使用して調査されます。NASAIRTFSpeX機器とNEOWISEミッションの両方からの単純な熱モデルとデータを使用して、QE2を分析します。0.05から0.10の間のアルベドと0から425Jm$^{-2}$s$^{-1/2}$K$^{-1}$の間の熱慣性を決定します。全体として、単純な熱モデルはQE2の特性を十分に制約できることがわかりましたが、モデルの不確実性は、地形、表示ジオメトリ、および使用されるデータの波長範囲によって影響を受ける可能性があることがわかりました。
機械学習によって識別された HD 142666 に埋め込まれた原始惑星の運動学的証拠
| Title |
Kinematic_Evidence_of_an_Embedded_Protoplanet_in_HD_142666_Identified_by_Machine_Learning |
| Authors |
J._P._Terry_and_C._Hall_and_S._Abreau_and_S._Gleyzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05075 |
原始惑星系円盤の観測では、太陽系外惑星の形成によって、円盤のガスやちりに特徴的な痕跡が残ることが示されています。ガス中では、これらの形成系外惑星がケプラー運動からの逸脱を引き起こし、これは分子線観測を通じて検出できます。私たちの以前の研究では、機械学習がこれらの円盤に惑星が存在するかどうかを正しく判断できることが示されています。私たちの機械学習モデルを使用して、ディスクHD142666内の強力な局在化された非ケプラー運動を識別します。75auで5木星質量の惑星を持つシステムのその後の流体力学シミュレーションは、運動学的構造を再現します。この分野で現在確立されている基準では、HD142666には惑星があると結論付けています。この作業は、機械学習を使用して、これまで見過ごされてきた原始惑星系円盤のケプラー以外の特徴を特定するための第一歩を表しています。
金星、ホスフィン、そして生命の可能性
宇宙の他の場所での生命の探索は、21世紀の科学の中心的な目的の1つです。この研究のほとんどは、他の星を周回する惑星を対象としていますが、私たち自身の太陽系での生命の探索は、この取り組みの重要な部分です。金星は生命にとって過酷な環境であると考えられがちですが、遠い過去にはもっと親切な場所だったかもしれません。生命が過去にそこで進化したとすれば、金星の雲デッキは、私たちが知っている生命が今日生き残る可能性がある唯一のニッチです。これらの雲でホスフィン分子PH$_3$が発見されたことで、雲の中の生命の可能性を調べる研究が再び活性化されました。このレビューでは、金星に生命が存在する可能性に関する研究の背景を検討し、ホスフィンの発見について議論し、相反する観測と分析を確認し、将来の観測と宇宙ミッションを楽しみにしています。金星のホスフィンの起源と、そこに生命が存在するかどうかの問題に。
スーパーアースとサブネプチューンの揮発性大気におけるケイ酸塩の観測可能性
| Title |
Observability_of_silicates_in_volatile_atmospheres_of_super-Earths_and_sub-Neptunes |
| Authors |
Mantas_Zilinskas,_Yamila_Miguel,_Chritstiaan_P._A._van_Buchem_and_Ignas_A._G._Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05190 |
確認された短周期のスーパーアースとそれより小さい海王星の多くは、表面のケイ酸塩が長時間溶融状態に維持されるように十分に照射されています。系外惑星に対するマグマオーシャンの影響の直接的な証拠はありませんが、理論によると、アウトガスと多様な進化経路により、結果として生じる大気組成の広い範囲が可能であるはずです。下にあるマグマの海のガス放出によって引き起こされる大気汚染は、低解像度の分光法を使用して検出できる可能性があります。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡は、溶岩の世界を含む小さな惑星を特徴付けるために必要なスペクトル範囲と感度を提供します。この観点から、蒸発谷の端にある揮発性大気に沈んだガス放出ケイ酸塩の観測可能性を評価します。太陽に似た恒星の周りに仮想的な2R${_\oplus}$惑星を配置することで、熱構造やガス放出を含む広範囲の潜在的な大気組成を1次元で首尾一貫してモデル化します。私たちは、H、C、およびNが豊富な大気に注目しています。ケイ酸塩と揮発性物質の多様な化学的性質を評価し、MIRILRSを使用した発光分光法によって、ガス放出された種のどのような特徴を検出できるかを評価します。結果は、かなりの揮発性エンベロープ、赤外線不透明度が強い場合でも、ケイ酸塩の存在が深い熱反転を引き起こし、放出に影響を与えることを示しています。純粋な溶岩の世界と同様に、SiOは主要な赤外線、5および9\textmumバンドを持つ唯一のアウトガス種のままです。ただし、少量の揮発性物質、特にH2OとH-でさえ、その観測性を妨げる可能性があります。また、C/O比がSiO存在量の決定に大きな役割を果たすこともわかりました。強く照射された惑星でSiOを検出することは、金属量が高く、C/O比が低い大気を示している可能性があります。これは、大気とその下の溶融物との間の効率的な相互作用の結果である可能性があります。
星間遺産と太陽系の誕生環境
| Title |
Interstellar_Heritage_and_the_Birth_Environment_of_the_Solar_System |
| Authors |
Edwin_A._Bergin,_Conel_Alexander,_Maria_Drozdovskaya,_Matthieu_Gounelle,_Susanne_Pfalzner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05212 |
この章では、彗星物質の起源を探り、彗星の組成が太陽系の起源の文脈で提供する手がかりについて説明します。このレビューは、彗星の耐火性物質と揮発性物質の両方に焦点を当てており、太陽系を今日の状態に形作ったプロセスに関する重要な情報を共同で提供します。どちらの分野も、過去10年間で大幅に進歩しました。また、彗星をより広く見て、隕石とともに、惑星間ダスト粒子や彗星サンプルの可能性がある隕石物質を含む彗星物質の実験室での研究、および彗星コマの現場/遠隔研究を考慮した組成について議論します。私たちのレビューでは、元素/分子組成、同位体比、炭素質およびケイ酸塩耐火物、短寿命放射性核種、および太陽誕生環境のプローブとして使用できる太陽系ダイナミクスからの重要な分野に焦点を当てています。私たちは、クラスター化された星形成環境での太陽系の誕生を示すこのデータを合成します。
JWST は恒星集団早期解放科学プログラム II を解決しました。アンケートの概要
| Title |
The_JWST_Resolved_Stellar_Populations_Early_Release_Science_Program_II._Survey_Overview |
| Authors |
Daniel_R._Weisz,_Kristen_B._W._McQuinn,_Alessandro_Savino,_Nitya_Kallivayalil,_Jay_Anderson,_Martha_L._Boyer,_Matteo_Correnti,_Marla_C._Geha,_Andrew_E._Dolphin,_Karin_M._Sandstrom,_Andrew_A._Cole,_Benjamin_F._Williams,_Evan_D._Skillman,_Roger_E._Cohen,_Max_J._B._Newman,_Rachael_Beaton,_Alessandro_Bressan,_Alberto_Bolatto,_Michael_Boylan-Kolchin,_Alyson_M._Brooks,_James_S._Bullock,_Charlie_Conroy,_M._C._Cooper,_Julianne_J._Dalcanton,_Aaron_L._Dotter,_Tobias_K._Fritz,_Chris_Garling,_Mario_Gennaro,_Karoline_M._Gilbert,_Leo_Girardi,_Benjamin_D._Johnson,_L._Clifton_Johnson,_Jason_Kalirai,_Evan_N._Kirby,_Dustin_Lang,_Paola_Marigo,_Hannah_Richstein,_Edward_F._Schlafly,_Judy_Schmidt,_Erik_J._Tollerud,_Jack_T._Warfield,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04659 |
JWSTResolvedStellarPopulationsEarlyReleaseScience(ERS)科学プログラムを紹介します。私たちは、ローカルグループの3つのターゲット(天の川球状星団M92、超微光矮小銀河ドラコII、星形成矮小銀河WLM)の27.5時間のNIRCamおよびNIRISS画像を取得しました。光度、距離は$\sim10^4$、表面の明るさは$\sim10^5$です。調査戦略、科学的および技術的目標、実装の詳細について説明し、厳選されたNIRCam色等級図(CMD)を提示し、NIRCam露光時間計算機(ETC)を検証します。当社のCMDは、各クラスのターゲットに対して存在する最も深いものの1つです。それらは、M92で理論上の水素燃焼限界に達しています($<0.08$$M_{\odot}$;SNR$\sim5$at$m_{F090W}\sim28.2$;$M_{F090W}\sim+13.6$)。、DracoIIで天の川の外で観測された最低質量の星を含めます(0.09$M_{\odot}$;SNR$=10$at$m_{F090W}\sim29$;$M_{F090W}\sim+12.1$))、WLMの最も古い主系列ターンオフより$\sim1.5$マグニチュード下に達します($m_{F090W}\sim29.5$でSNR$=10$;$M_{F090W}\sim+4.6$)。M92F090W$-$F150Wデータと比較すると、$\sim0.05$magが青すぎますが、PARSEC恒星モデルはNIRCamCMDと質的に一致しています。NIRCamETC(v2.0)は、混雑していないフィールドでのDOLPHOT恒星測光からのフォトンノイズに基づくSNRと一致しますが、HSTで知られているものと同様に、ETCはより混雑したフィールドでは正確ではない可能性があります。DOLPHOTNIRCamおよびNIRISSモジュールのベータ版をコミュニティにリリースします。このERSプログラムの結果により、JWSTは、今後数十年間、解決された恒星集団研究の主要な手段として確立されるでしょう。
すばるHSCサーベイの弱レンズ効果測定で明らかになった星の質量依存銀河サイズと暗黒物質のハロー半径の関係
弱い重力レンズ測定を使用して、低赤方偏移銀河の銀河サイズと暗黒物質のハロー半径の関係の星の質量依存性を調べます。私たちのサンプルは、$10^{8}{\rmM}_{\odot}h^{-2}$よりも質量が大きく、GAMAサーベイDR4とHSC-SSPPDR2。サンプルをいくつかの星の質量ビンに分割し、積み重ねられた弱いレンズ信号を測定します。星の質量とハローの質量関係を推測するために、条件付きの星の質量関数の形式を使用して信号をモデル化します。単一のS\'ersicモデルをサンプル銀河のHSC$i$バンド画像に当てはめ、それらの3次元半光半径を取得します。これらの測定値を使用して、銀河のサイズと質量の中央値関係を構築します。次に、2つの関係を組み合わせて、銀河のサイズとハロー半径の関係を導き出します。$\sim10^{9.35}{\rmM}_{\odot}h^{-2}$を超える星の質量では、銀河のサイズとハロー半径の関係が2桁にわたってほぼ線形であることを確認しました。この星の質量の下では、$10^{8.7}{\rmM}_{\odot}h^{-2}$の星の質量で最大25%のこの直線性からの下方逸脱の証拠が見られます。星の質量ハローの質量関係がより低い質量スケールに外挿される場合、銀河サイズの測定値は、これらの偏差が$10^{8}{\rmM}_{\odot}h^{-2で50%にも達する可能性があることを示しています。}$.矮小銀河領域におけるそのような傾向の存在は、矮小銀河のサイズを説明するために転送されるハロー角運動量の一定の割合を使用するモデルの修正を必要とするか、そうでなければ、そのような低質量銀河のホストダークマターハローに関する知識の欠如を指摘する..
破壊された矮小銀河の質量スペクトルを金属量分布関数で解明
| Title |
Unravelling_the_mass_spectrum_of_destroyed_dwarf_galaxies_with_the_metallicity_distribution_function |
| Authors |
Alis_J._Deason_(Durham),_Sergey_E._Koposov_(Edinburgh),_Azadeh_Fattahi_(Durham),_Robert_J._J._Grand_(IAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04667 |
降着した恒星集団は、破壊された銀河の残骸で構成されており、天の川(MW)などの銀河の「恒星ハロー」を支配することがよくあります。この外部寄与者の集団は、銀河の過去の組み立ての歴史の重要な指標です。恒星集団のビン化されていない金属量分布関数(MDF)を使用して、その祖先の質量スペクトルを推定する新しい統計手法を紹介します。私たちのモデルは、よく知られている銀河の質量と金属量の関係を利用し、個々の前駆銀河のガウスMDF分布を仮定しています。したがって、全体のMDFは、小さな銀河からのMDFの混合物です。この方法を、MWの恒星ハローと、古典的なMW衛星銀河に適用します。衛星銀河の恒星構成要素のサンプルサイズは比較的小さいですが、L>L_host/100の降着集団の証拠は見つかりませんでした。MW星のハローには、10kpc以内にN~1-3個の巨大な前駆星(L>10^8L_Sun)があり、おそらく合計で数百の前駆星があることがわかりました。また、MW質量ハローのシミュレーションでこの方法をテストし、2倍以内に真の降着個体数を回復できることを発見しました。将来のデータセットは、MDFに何桁も多くの星を提供します。この方法は、MWとその衛星の両方について、超微光矮星質量スケールまで降着集団を定量化するための強力な手法になる可能性があります。
z=2.37 のサンバースト ライマン連続体星団における大質量星の存在と分離の手がかり
| Title |
Clues_on_the_presence_and_segregation_of_very_massive_stars_in_the_Sunburst_Lyman-continuum_cluster_at_z=2.37 |
| Authors |
U._Mestric,_E._Vanzella,_A._Upadhyaya,_F._Martins,_R._Marques-Chaves,_D._Schaerer,_J._Guibert,_A._Zanella,_C._Grillo,_P._Rosati,_F._Calura,_G.B._Caminha,_A._Bolamperti,_M._Meneghetti,_P._Bergamini,_A._Mercurio,_M._Nonino,_R._Pascale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04672 |
{\ttSunburst}レンズ銀河にホストされている$z$=2.37の若い大質量星団の中心におそらく分離されている非常に大質量の星(VMS、質量$>100$\,\msun)の同定について報告します。このような結果は、2つの証拠に基づいています。(1)同じ星団のいくつかの複数の画像のVLT/MUSEスペクトルは、\heii\広い放射、\nivblue\放射、\nivなどのVMSの重要なスペクトルシグネチャを示しています。\P-シグニプロファイル。特に、\heii\は幅が広く($\sim1610\pm300$\kms)、3\AA\の幅に相当し、非対称プロファイルを示しています。このような特徴には、星の質量が100~\msunを超える非常に若い($\sim2.5$Myr)星の人口構成要素が必要です。通常の大質量星のSalpeterIMFおよびBPASSモデルを想定すると、観測されたスペクトルの特徴には$\sim$400のVMSが必要です。(2)LyCドメイン($\lambda<900$\AA)のS/N~$\sim100$で同じ星団が検出されます。LyC発光は、1700\AA~(倍率とは無関係)で観測される半径よりも少なくとも2倍小さい半径の領域から発生し、クラスターの中心に位置します。絶対スケールでは、デレンズ後の有効半径はR$_{\tteff}[{\ttLyC}]\sim4.7\pm1.5$pcおよびR$_{\tteff}[1700]=です。7.8\pm1.4$PC.LyC放射は、主にホットで大質量の星によって生成されます。これは、それらの空間分布(VMSを含む)がクラスターの中心部により優先的に限定されることを意味します。$\sim10^7$\msun\のクラスターによってホストされている約400個のVMSが、逃げるLyC光子の$\sim$15\%を生成していますが、残りは他の巨大な初期型星から生成されています。
CMZoom III: スペクトル ライン データのリリース
| Title |
CMZoom_III:_Spectral_Line_Data_Release |
| Authors |
Daniel_Callanan,_Steven_N._Longmore,_Cara_Battersby,_H._Perry_Hatchfield,_Daniel_L._Walker,_Jonathan_Henshaw,_Eric_Keto,_Ashley_Barnes,_Adam_Ginsburg,_Jens_Kauffmann,_Diederik_Kruijssen,_Xing_Lu,_Elisabeth_A._C._Mills,_Thushara_Pillai,_Qizhou_Zhang,_John_Bally,_Natalie_Butterfield,_Yanett_A._Contreras,_Luis_C._Ho,_Katharina_Immer,_Katharine_G._Johnston,_Juergen_Ott,_Nimesh_Patel_and_Volker_Tolls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04699 |
SMAラージプログラム\textit{CMZoom}のスペクトル線成分の概要とデータリリースを紹介します。\textit{CMZoom}は$^{12}$CO(2-1)、$^{13}$CO(2-1)、C$^{18}$O(2-1)、Hの3つの遷移を観測しました$_{2}$CO、CH$_{3}$OHのいくつかの遷移、OCSの2つの遷移、およびSiOとSOの単一遷移、N(H$_2$)$\ge10のカラム密度を超えるガス内^{23}$\,cm$^{-2}$中央分子帯(CMZ;銀河の数百パーセル内)。すべてのコンパクトな1.3\,mm\emph{CMZoom}連続体ソースからスペクトルを抽出し、ラインプロファイルをスペクトルに適合させます。H$_{2}$CO3(0,3)-2(0,2)遷移からの適合結果を使用して、ソースの運動学的特性を決定します。\emph{CMZoom}ソースの総質量の$\sim90$\%が信頼できる運動学を持っていることがわかります。4つのコンパクトな連続体ソースだけが正式に自己重力です.残りは、CMZ内の高い外部圧力によって閉じ込められていると仮定すると、静水圧平衡にあることと一致しています。ビリアル結合源の質量と密度に基づいて、星形成が1回の自由落下時間内に$10\%-75\%$の星形成効率で起こると仮定すると、将来の組み込み星形成率に下限を設定します。$0.008-0.06$\,M$_{\odot}$\,yr$^{-1}$の説得力のある原始星の流出は2つだけであり、これまで検出されていなかった非常に大規模で活発に増加しているYSOの強力な流出を除外しています。最後に、分子ガス雲と相互作用する中間質量ブラックホールの証拠として主張されている高速コンパクトクラウド(HVCC)を検出するのに十分な感度と解像度があるにもかかわらず、大規模な調査エリア全体でそのようなオブジェクトは見つかりません。
銀河核付近のオタマジャクシ分子雲の発見
この論文では、SgrA*の北西$2\farcm6$で急な速度勾配を持つ孤立した特異なコンパクトな雲の発見を報告します。この「オタマジャクシ」分子雲は、位置速度空間におけるその特徴的な頭尾構造のためにユニークです。各速度チャネルでCO{\itJ}=3--2強度ピークを追跡することにより、オタマジャクシの運動学が、質量$1の点のような物体の周りのケプラー運動によってよく再現できることに気付きました\!\回\!10^{5}\,M_{\odot}$.軌道に沿った線強度比の変化は、ケプラー軌道モデルと一致しています。オタマジャクシの空間的なコンパクトさと、他の波長に明るい対応物がないことは、この天体が中間質量のブラックホールである可能性があることを示しています。
低等温モデルのファミリーによる球状星団の動的特性の調査
| Title |
Investigating_Dynamical_Properties_of_Globular_Clusters_through_a_Family_of_Lowered_Isothermal_Models |
| Authors |
Chia-Hsuan_Cheng_and_Ing-Guey_Jiang_(NTHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04868 |
球状星団の動的特性を調査するために、表面の明るさと運動学的データが収集され、LIMEPYモデルと呼ばれる低等温モデルのファミリーに適合されました。研究された18の球状星団について、濃度、切断、および異方性の量が決定されました。さらに、クラスターの質量、半質量半径、距離、および質量対光比も得られました。一般に、LIMEPYモデルはこれらのクラスターをうまく説明できます。これらの18のクラスターのうち、NGC5139、NGC6388、およびNGC7078は、文献で中間質量ブラックホールをホストする候補であると主張されていました。モデルは、NGC5139の中心固有運動速度分散とNGC6388の固有運動速度分散プロファイルの勾配に適切に適合できませんでした。したがって、中間質量ブラックホールまたは恒星質量ブラックグループを持つより専用のモデルクラスター中心の穴を考慮する必要がある場合があります。NGC7078を考慮すると、ある程度の異方性を持つモデルはデータに適合します。最後に、強力な濃度-切断反相関および切断-長軸相関が明らかになりました。これは、球状星団の動的進化の観測的痕跡である可能性があります。
Gaia DR2 データによる宇宙時間スケールでの球状星団相互および銀河中心との相互作用の確率の統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_the_Probability_of_Interaction_of_Globular_Clusters_with_Each_Other_and_with_the_Galactic_Center_on_the_Cosmological_Time_Scale_According_to_Gaia_DR2_Data |
| Authors |
Maryna_Ishchenko,_Margaryta_Sobolenko,_Peter_Berczik_and_Taras_Ponamarev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04936 |
この研究は、恒星球状星団(GC)の軌道の動的な進化を調査することを目的としています。軌道を過去にさかのぼって統合するために、著者らは、銀河のポテンシャルに最も近い、宇宙論的シミュレーションから導き出された時変ポテンシャルのモデルを使用しています。これにより、過去に動的な変化を経験した銀河の銀河中心(GalC)とGCが互いに接近して通過する(衝突する)確率を推定することができます。銀河のダイナミクスを時間的に再現するために、IllustrisTNG-100大規模宇宙論データベースから選択された5つのポテンシャルが使用されます。これらのポテンシャルは、天の川の現在の物理パラメータと特性が類似しています。これらの時変ポテンシャルにより、オリジナルのphi-GPUN-bodyコードを使用して、10Gyr遡って143個のGCの軌道軌道を再現しました。各GCは、GaiaDR2観測から割り当てられたクラスター中心の位置と速度を持つ単一の物理粒子として扱われました。ポテンシャルのそれぞれについて、観測データの誤差内でランダム化されたGCの初期速度で1000の初期条件が生成されました。この研究では、近接通路とは、相対距離が100pc未満で、相対速度が250km/s未満の通路と見なします。GalCから近い距離を通過するクラスターを選択するには、相対距離のみに基づいて次の基準が適用されます。100pc未満である必要があります。上記の基準を適用して、著者らは、GC同士およびGalCに関して、統計的に有意なGCの近接継代率を得ました。進化中のGCは、平均で約10の交差軌道を持ち、GalCの近くで選択されたポテンシャルのそれぞれについて50pcの距離で1Gyrに約3から4の近接した通路を持つことが決定されています。
乱流分子雲におけるダスト粒子のダイナミクス。デカップリングの条件とさまざまな数値実装の制限
| Title |
Dynamics_of_dust_grains_in_turbulent_molecular_clouds._Conditions_for_decoupling_and_limits_of_different_numerical_implementations |
| Authors |
Beno\^it_Commer\c{c}on,_Ugo_Lebreuilly,_Daniel_J._Price,_Francesco_Lovascio,_Guillaume_Laibe,_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04946 |
分子雲中のダスト粒子のダイナミクスは、超音速の乱流ガス運動との相互作用によって調節されています。ダスト粒子がガスのダイナミクスから切り離される条件は、ほとんど制約されていないままです。最初に、解析的予測と数値実験の両方を使用して、動的デカップリングの臨界ダスト粒子サイズを調査することを目的としています。第二に、乱流分子雲におけるダストとガスの混合物の進化について、根本的に異なる2つの数値的実装の妥当性の範囲を設定することを目指しています。2つの異なるスキームを使用して一連の数値実験を実行しました。最初に、オイラーグリッド上の終末速度近似(TVA)で単流体形式を使用しました。次に、2流体スキームを使用しました。ダストダイナミクスはラグランジュ超粒子で処理され、ガスダイナミクスはオイラーグリッドで処理されます。単流体の結果は、デカップリングの理論上の臨界サイズとよく一致しています。ストークス数St>0.1、つまりサイズが$s>4~\μmのダスト粒子のダストダイナミクスデカップリングを報告します。TVAは分子雲の10$\mu$mの粒子サイズ、特に最も密度の高い領域に適していることがわかりました。ただし、St>1の低密度物質で測定された最大ダスト濃縮度には疑問があります。ラグランジュダスト実験では、結果がすべてのダスト粒子サイズの数値に影響されることを示しています。St<<1では、ダストダイナミクスは、高密度領域での人為的なトラッピングによって大きく影響を受け、ダスト濃度の偽の変動につながります。St>1では、最大ダスト濃縮度は、ガスダイナミクスに使用されるグリッド解像度によって調整されます。したがって、以前の同様の数値研究の結果は、この研究で強調した制限に関して再検討する必要があります。サブミクロンのダスト粒子のダスト濃縮は、分子雲の最も密度の高い部分では起こりそうにありません。
C$_3$ の曲がり: $l$ 型の倍加と共鳴を実験的に調べる
| Title |
The_Bending_of_C$_3$:_Experimentally_Probing_the_$l$-type_Doubling_and_Resonance |
| Authors |
Marie-Aline_Martin-Drumel,_Qiang_Zhang,_Kirstin_D._Doney,_Olivier_Pirali,_Michel_Vervloet,_Dennis_Tokaryk,_Colin_Western,_Harold_Linnartz,_Yang_Chen,_Dongfeng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04992 |
C$_3$は、さまざまな天文環境で同定された純粋な炭素鎖分子であり、基底電子状態での低位置曲げモード($\nu_2$)を含む遷移の観察を通じて、運動温度の優れたプローブと見なされます。現在の研究室の作業は、放電実験で生成されたC$_3$の高解像度の光学スペクトルと赤外線スペクトルの記録を組み合わせることにより、励起の複数の量子でこの曲げモードを調査することを目的としています。ロビブロニック(A$^1\Pi_u-$X$^1\Sigma_g^+$)遷移の光スペクトルは、大学で狭帯域幅レーザー光源として単一の経度モード光パラメトリック発振器を使用したレーザー誘起蛍光分光法によって記録されています。中国の科学技術。X(0$v_2$0)、$v_2=0-5$から始まる36バンドが割り当てられます。回転振動$\nu_3$バンドの中赤外スペクトルは、SOLEILシンクロトロン施設のAILESビームラインでグローバルソースを使用するフーリエ変換赤外分光法によって記録されています。スペクトルは、$\nu_2$で最大5量子の励起を含むホットバンドを明らかにします。現在記録されているすべてのスペクトルと文献データの分析を組み合わせることにより、特に曲げモードを含む状態の正確な回転パラメーターとC$_3$の絶対エネルギーレベルが決定されます。XおよびA状態(文献および現在の研究)を含む利用可能なすべてのデータを含む1つのPGOPHERファイルを使用して、すべてのデータを適合させます。この研究から得られた分光学的情報により、ここで調査された赤外線および光学領域だけでなく、特に$\nu_2$バンド領域(約63cm$^{-1}$)で、C$_3$の新しい星間探索が可能になります。振動衛星を正確に予測できるようになりました。これにより、C$_3$は、暗くて濃い雲から半透明の雲まで、非常に異なる天文環境を研究するための普遍的な診断ツールになります。
HETDEX と SDSS 分光データで調べた銀河と AGN 周辺の宇宙規模の HI 分布
| Title |
Cosmological-Scale_HI_Distribution_Around_Galaxies_and_AGN_Probed_with_the_HETDEX_and_SDSS_Spectroscopic_Data |
| Authors |
Dongsheng_Sun,_Ken_Mawatari,_Ouchi_Masami,_Yoshiaki_Ono,_Hidenobu_Yajima,_Yechi_Zhang,_Makito_Abe,_William_P._Bowman,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Karl_Gebhardt,_Gary_J._Hill,_Chenxu_Liu,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05100 |
Ly$で開発された2つの空白フィールドで合計837deg$^2$にわたる$z=2-3$での宇宙規模の3次元(3D)中性水素({\scHi})トモグラフィーマップを提示します。$z$=2.08-3.67での14,736の背景スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)クエーサーの\alpha$森林吸収。トモグラフィーマップを使用して、大規模な($\gtrsim10$$h^{-1}$cMpc)平均{\scHi}ラジアルプロファイルと視線(LoS)の2方向プロファイルを調べます。$z=2-3$での銀河とAGNの周りの横方向(TS)方向は、Hobby-EberlyTelescopeDarkEnergyeXperiment(HETDEX)とSDSS調査によってそれぞれ特定されました。{\scHi}銀河の周りの放射状プロファイルのピークこのことは、銀河のダークマターハローが平均してAGNのものよりも質量が小さいことを示唆しています。AGNのLoSプロファイルはTSプロファイルよりも狭く、カイザー効果を示しています。$\gtrsim30$$h^{-1}$cMpcには{\scHi}銀河の豊富な構造とAGNの向こう側にイオン化された周辺が存在し、これは銀河を伝搬する高エネルギー光子の影響によって説明できるLoSプロファイルに見られます。長距離。私たちの調査結果は、AGNの{\scHi}放射状プロファイルが、近接ゾーン($\lesssim$数$h^{-1}$cMpc)から{\scHi}リッチ構造($\sim1)への遷移があることを示しています。-30$$h^{-1}$cMpc)とイオン化された郊外($\gtrsim30$$h^{-1}$cMpc)。{\scHi}プロファイルに対するAGNタイプ(タイプ1とタイプ2)の有意な依存性はありませんが、放射状プロファイルのピークはAGN光度と反相関しており、AGNのイオン化効果がガス質量の違い。
QUIJOTEの科学的成果 -- IV. Multi-Frequency Instrument を使用した 10 ～ 20 GHz での強度と偏波の北天調査
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_IV._A_northern_sky_survey_in_intensity_and_polarization_at_10-20GHz_with_the_Multi-Frequency_Instrument |
| Authors |
J._A._Rubino-Martin,_F._Guidi,_R._T._Genova-Santos,_S._E._Harper,_D._Herranz,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_F._Poidevin,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_F._Vansyngel,_P._Vielva,_R._A._Watson,_E._Artal,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_J._D._Bilbao-Ahedo,_F._J._Casas,_B._Casaponsa,_R._Cepeda-Arroita,_E._de_la_Hoz,_C._Dickinson,_R._Fernandez-Cobos,_M._Fernandez-Torreiro,_R._Gonzalez-Gonzalez,_C._Hernandez-Monteagudo,_M._Lopez-Caniego,_C._Lopez-Caraballo,_E._Martinez-Gonzalez,_M._W._Peel,_A._E._Pelaez-Santos,_Y._Perrott,_L._Piccirillo,_N._Razavi-Ghods,_P._Scott,_D._Titterington,_D._Tramonte,_R._Vignaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05113 |
11、13、17、および19GHzを中心とする4つの周波数帯域でのQUIJOTE強度および偏光マップを提示し、北天領域の大部分を含む約29000deg$^2$をカバーします。これらのマップは、2013年5月から2018年6月の間に最初のQUIJOTE機器(MFI)で取得された9,000時間の観測から得られたもので、角度分解能は約$1^\circ$、偏光の感度は35～40$\mu$の範囲です。1度のビームあたりのKであり、強度が$\sim2$-$4$悪くなります。使用されるデータ処理パイプラインと、実空間統計と角度パワースペクトルに関するマップの基本特性について説明します。キャリブレーションの精度と系統的影響の残留レベルを特徴付けるために、多くの検証テストが適用され、保守的な全体的なキャリブレーションの不確実性が5%であることがわかりました。また、マイクロ波周波数でキャリブレータとしてよく使用される4つの明るい天体ソース(TauA、CasA、CygA、および3C274)のフラックス密度についても説明します。私たちのマップの偏光信号は、シンクロトロン放射によって支配されています。11GHzマップとWMAP23GHzマップの間のスペクトルインデックス値の分布は、$\beta=-3.09$でピークに達し、標準偏差は0.14です。$\ell=80$のスケールで測定されたBB/EE比は、銀河カット$|b|>10^\circ$に対して$0.26\pm0.07$です。大きな角度スケール($\ell\lesssim50$)で11GHzの正のTE相関が見られますが、EBおよびTB信号は多重極範囲$30\lesssim\ell\lesssim150$でゼロと一致しています。このホワイトペーパーで説明するマップは公開されています。
QUIJOTE の科学的結果 -- V. 銀河領域 W49、W51、および IC443 のマイクロ波強度と偏光スペクトル
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_V._The_microwave_intensity_and_polarisation_spectra_of_the_Galactic_regions_W49,_W51_and_IC443 |
| Authors |
D._Tramonte,_R._T._G\'enova-Santos,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_P._Vielva,_F._Poidevin,_C._H._L\'opez-Caraballo,_M._W._Peel,_M._Ashdown,_E._Artal,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_E._de_la_Hoz,_M._Fern\'andez-Torreiro,_F._Guidi,_D._Herranz,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_E._Martinez-Gonzalez,_L._Piccirillo,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_F._Vansyngel_and_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05114 |
QUIJOTE実験で得られた、銀河領域W49、W51、およびIC443に向けた新しい強度および偏光マップを提示します。これは、10〜20GHzの周波数範囲を$\sim$1度の角度分解能でカバーし、感度は35〜79の範囲です総強度は${\mu}$K/ビーム、偏光は13-23${\mu}$K/ビーム。各地域について、0.4から3000GHzの範囲の周波数でQUIJOTEマップを補助データと組み合わせ、スペクトルエネルギー分布を再構築し、既知の前景の組み合わせでモデル化します。ピーク周波数${\nu}_{AME}$=(20.0$\pm$1.4)GHzと${\nu}_{AME}$=(17.7$\pm$3.6)GHzです。これは、W51に対するAMEの最初の検出です。超コンパクトなHII領域から残留AMEフラックス密度への汚染は、W49で10%、W51で5%と推定され、AME検出を除外しません。偏光SEDは、拡散光に起因する、W49では${\alpha}_s$=-0.67$\pm$0.10、W51では${\alpha}_s$=-0.51$\pm$0.07のスペクトルインデックスを持つシンクロトロンの寄与を明らかにします。それぞれ銀河系の放出と局所的な超新星残骸へ。全強度のIC443に向かって、以前の研究と一致して、カットオフ周波数${\nu}_{0,s}$=(114$\pm$73)GHzの壊れたべき法則シンクロトロンスペクトルを測定します。ただし、私たちの分析では、以前にIC443に対して主張されていたAMEの寄与を除外しています。この研究では、偏光AME放出の証拠は検出されません。
QUIJOTE 科学的結果 -- VII. QUIJOTE-MFI 北半球ワイドサーベイにおける銀河の AME ソース
| Title |
QUIJOTE_Scientific_Results_--_VII._Galactic_AME_sources_in_the_QUIJOTE-MFI_Northern_Hemisphere_Wide-Survey |
| Authors |
F._Poidevin,_R._T._G\'enova-Santos,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_C._H._L\'opez-Caraballo,_R._A._Watson,_E._Artal,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_E._de_la_Hoz,_M._Fern\'andez-Torreiro,_F._Guidi,_D._Herranz,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_E._Martinez-Gonzalez,_M._W._Peel,_L._Piccirillo,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel,_P._Vielva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05116 |
QUIJOTE-MFINorthHemisphereWide-Surveyは、11、13、17、および19$\,$GHzで赤緯$-30^\circ$上の空のマップを提供しました。これらのデータを補助データと組み合わせて、異常なマイクロ波放射(AME)を含む52の候補コンパクトソースのサンプルについて、周波数範囲0.4～3\,000$\,$GHzの強度のスペクトルエネルギー分布を生成します。サンプル全体に1$^\circ$スケールで成分分離分析を適用し、そこからAMEの有意性が高い44のソースを特定します。この最後のサンプルで、さまざまな適合パラメーター間の相関関係を調べます。QUIJOTE-MFIデータは、AMEスペクトルの特性評価と、他の成分からの分離を著しく改善するのに役立ちます。特に、10～20GHzのデータを無視すると、平均してAME振幅が過小評価され、自由-自由成分が過大評価されます。平均AMEピーク周波数は23.6$\pm$3.6$\,$GHzであり、以前の研究で報告された値よりも約4$\,$GHz低いことがわかりました。最も強い相関関係は、熱ダストとAME成分のピーク磁束密度の間に見られます。AME放射率($A_{\rmAME}/\tau_{250}$)と星間放射線場の間には、穏やかな相関関係が見られます。一方、AME放射率と自由自由放射放射測定値との間に相関関係は見られません。私たちの統計結果は、回転するダストの励起メカニズムに関して、星間放射場が依然としてAMEの強度の主な要因である可能性があることを示唆しています。一方、回転するダストが、自由-自由放射によって支配される高温相ではなく、星間物質の低温相に関連している可能性が最も高いかどうかは明らかではありません。
QUIJOTE の科学的結果 -- IX. QUIJOTE-MFI広域測量図の電波源
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_IX._Radio_sources_in_the_QUIJOTE-MFI_wide_survey_maps |
| Authors |
D._Herranz,_M._L\'opez-Caniego,_C._H._L\'opez-Caraballo,_R._T._G\'enova-Santos,_Y._C._Perrott,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_R._Rebolo,_E._Artal,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_E._de_la_Hoz,_M._Fern\'andez-Torreiro,_F._Guidi,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_M._W._Peel,_L._Piccirillo,_F._Poidevin,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel,_P._Vielva,_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05118 |
2012年から2018年の間に編集されたMulti-FrequencyInstrumentのマップから抽出されたQ-U-IJOintTENerife(QUIJOTE)ワイドサーベイ電波源のカタログを提示します。カタログには、強度と偏波で観測された786の電波源が含まれており、2つの別々のサブに分割されています。カタログ:\emph{Planck}共同研究によって以前に研究された47の明るい光源を含むものと、\emph{Planck}コンパクト光源の第2カタログから選択された、またはメキシカンハットを使用して行われたブラインド検索によって見つかった739の光源の拡張カタログ。2ウェーブレット。私たちのカタログのソースの大部分(38.7%)は$|b|内にあります。銀河面の\leq20^\circ$領域。銀河系外である可能性が高いソースの統計的特性を決定します。これらの統計的特性は、現在利用可能なモデルと互換性があり、11GHzで$\sim$1.8Jyの完全性の限界があることがわかります。それぞれ(11,13,17,19)GHzで$99.99\%$有意レベルを超えてPが検出された(38,33,31,23)ソースの偏光特性を提供します。偏波の中央値は、11～19GHzの周波数間隔で$2.8$～$4.7$\%の範囲にあります。ここでは、銀河系と銀河系外のソースを区別しません。ここに示す結果は、フラットスペクトルおよびスティープスペクトルの無線ソースに関する文献で報告されている結果と一致しています。
最新のマイクロレンズ観測による天の川星と褐色矮星の初期質量関数の探査
| Title |
Probing_the_Milky_Way_stellar_and_brown_dwarf_initial_mass_function_with_modern_microlensing_observations |
| Authors |
Gilles_Chabrier_(CRAL,_ENS-Lyon,_U._of_Exeter),_Romain_Lenoble_(CRAL,_ENS-Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05139 |
銀河の中央バルジに向けた最近のマイクロレンズ観測を使用して、褐色矮星ドメイン内のこれらの領域の星全体と褐色矮星の初期質量関数（IMF）を調べます。IMFは、銀河円盤の同じChabrier(2005)IMF特性と一致することがわかります。対照的に、文献で示唆されている他のIMFは、観測と比較して、短時間のイベント、つまり非常に低質量の星と褐色矮星の数を過大に予測しています。これもまた、褐色矮星と恒星が主に同じメカニズムで形成されるという示唆を裏付けています。恒星ドメインと亜恒星ドメインの異なるIMFに対する主張は、むしろIMFの誤ったパラメーター化から生じることを示しています。さらに、他の地域と比較して多数の短時間イベントによって示されるように、バルジの中央地域のIMFは底が重いように見えることを示します。これは、大規模な初期型銀河におけるIMFの以前の分析を思い起こさせ、同じ種類の2段階の形成シナリオを示唆しています。中央のバルジは、銀河の残りの部分よりも暴力的でバーストのような条件下で最初に形成されました。
e-TidalGCs プロジェクト: 銀河球状星団によって生成される潮汐外の特徴のモデル化
| Title |
The_e-TidalGCs_Project:_Modeling_the_extra-tidal_features_generated_by_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Salvatore_Ferrone,_Paola_Di_Matteo,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Misha_Haywood,_Owain_N._Snaith,_Marco_Montouri,_Sergey_Khoperskov,_David_Valls-Gabaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05166 |
6D位相空間情報、質量、およびサイズが利用可能なすべての銀河球状星団(現在159個の球状星団)を取り巻く潮汐外の特徴をモデリングおよび予測することを目的としたe-TidalGCsプロジェクトを紹介します。空の潮汐外物質の分布と、さまざまな日心距離で見つかったさまざまな構造に関する結果の分析と提示に焦点を当てています。見つかった多種多様な形態を強調します。標準的な潮汐尾を超えて、私たちのモデルは、球状星団によって生成された潮汐外の特徴が、薄くて細長い形状から厚くて複雑なハローのような構造まで、さまざまな形状を取ることを明らかにします.また、銀河の球状星団の周りで見つかった最もよく研究された恒星の流れのいくつかをモデルの予測と比較します。つまり、銀河団NGC3201、NGC4590、NGC5466、Pal5に関連するものです。シミュレートされたストリームの空は、中央の回転楕円体または恒星棒を含むか含まない3つの異なるモデルを使用することにより、銀河の可能性によって変化します。全体として、私たちのモデルは、過去5年間にフィールド内の現在の球状星団の人口によって失われた質量は$0.3-2.1\times10^{7}M_{\odot}$の間であると予測しています。現在の質量。この失われた質量のほとんどは銀河系の内側にあり、この集団の半質量半径は4～6kpcです。シミュレーションの出力は、ESAガイアミッションと補完的な分光調査が、これらのモデルを比較できる精巧なデータを提供しているときに、公開されます。
z ~ 0.3-4 でのラジオ ラウド AGN におけるブラック ホールと銀河の共進化
| Title |
Black_hole_and_galaxy_co-evolution_in_radio-loud_AGN_at_z_~_0.3-4 |
| Authors |
R._Poitevineau,_G._Castignani_and_F._Combes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05186 |
銀河の中心にある超大質量ブラックホール(SMBH)の質量とバルジ質量または中心速度分散の間にはよく知られた関係が存在します。これは、SMBHとその銀河ホスト間の共進化を示唆しています。私たちの目的は、この関係を特に電波の大きい銀河について、赤方偏移$z$の関数として研究することです。我々は、VLAFIRSTからの低無線周波数ソースを、光学のSDSSDR14ugrizおよびDESDR2grzY、赤外線のWISE、および銀河と質量を含む広域調査からの分光学的に確認されたソースとクロスマッチングすることにより、電波銀河とAGNのサンプルを選択しました。アセンブリ(GAMA)分光調査。信号対雑音(S/N)が高いWISEマグニチュードのソースと、輝線が広いソースのみを保持し、42の電波ソースのサブサンプルを選択しました。すべて、赤外線から光学的な対応物があり、恒星、星を特徴付けました。形成、およびブラックホールのプロパティ。SMBHの中心質量、星の質量$M_\star$、エディントン比$\eta$、ジェット出力$Q_{\rmjet}$を推定しました。SMBH質量、$M_\star$、$\eta$、および$z$の間の関係は、それらをスケーリング関係($M_{\rmBH}$--$M_{\star}$,$M_{\rmBH}/M_\star$--$z$,$M_{\rmBH}$--$Q_{\rmjet}$および$Q_{\rmjet}$--$\eta$)文献から。無線モードのAGNフィードバック(またはクラスター環境)がSMBHへの降着を制御し、電波源の恒星の集合が議論されている進化的シナリオが議論されています。$M_{\rmBH}/M_\star$比率。このパイロット研究は、EuclidやVeraRubin望遠鏡などの広域調査を使用した将来の調査のベンチマークとなります。
南部の 2.3 GHz および 8.4 GHz での 11 個の校正器のマルチエポック電波源構造解析
| Title |
Multi-epoch_radio_source_structure_analysis_of_11_calibrators_at_2.3_and_8.4_GHz_in_the_south |
| Authors |
Sanmay_Chatterjee,_Sayan_Basu_and_Dan_MacMillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05188 |
2.3(Sバンド)と8.4GHz(Xバンド)で南半球の11のキャリブレータソースのソース構造解析を提示します。電波基本カタログで入手可能なマルチエポックの非常に長いベースライン干渉計ソースマップを使用して、ジェット構造の変動性を分析し、ゴダード宇宙飛行センターデータベースからのフラックスも使用して、これら2つが互いに補完するかどうかを確認しました。また、マップからの総フラックスは、データベースからのフラックスでプロットされました。S/Xバンドの光度曲線解析により、S/Xバンドでの構造変動のより明確な図が提供され、「コアシフト」現象の可能性も示されます。サンプルのソースの大部分でジェットのような構造が見つかりました。
25平方度の明るい赤い銀河の周りの衛星人口 DESI Legacy Imaging Surveys Early Data Release
| Title |
The_satellite_population_around_luminous_red_galaxies_in_the_25_square_degree_DESI_Legacy_Imaging_Surveys_Early_Data_Release |
| Authors |
Melinda_Townsend,_Gregory_Rudnick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05210 |
明るい赤い銀河(LRG)は、最も大規模な銀河の代表であり、元々はスローンデジタルスカイサーベイで大規模な構造の優れたトレーサーとして選択されました。それらは一様に古い恒星集団によって支配されており、星形成率が低く、初期型の形態を持ち、冷たいガスがほとんどありません。古い星の集団とその場での星の形成がほとんどないにもかかわらず、研究は、それらがz=1以降、星の質量を成長させたことを示しており、主に衛星の降着によって成長したことを示唆しています。この画像のテストは、かなりの数のLRGを含むのに十分な空の領域をカバーし、かすかな衛星を検出するのに十分な深さの両方をカバーする深い画像データセットが不足しているため、制限されています。我々は、DESILegacyImagingSurveysの25平方度のEarlyDataRelease(EDR)を使用して、z=0.65までのLRGの衛星銀河集団を特徴付けます。DESILegacyImagingSurveysは、SDSSよりも2～2.5等深く、より優れた画質のgrzイメージングで構成されています。新しい統計的背景技術を使用して、0.2<z<0.65で1823のLRGの周りの推定衛星銀河の過剰集団を特定します。3つの赤方偏移と光度ビンで、衛星銀河の数とそれらのr色分布を、L*よりも少なくとも3.6倍暗い静止フレーム$g$バンドの光度限界まで測定します。さらに、フォワードモデリング手法を開発し、それを適用して、赤方偏移ビンと光度ビンのそれぞれに含まれる衛星の平均数を制限します。最後に、これらの推定値を使用して、ローカルユニバースまでのLRG内の星の質量増加量を決定します。
球状星団 NGC 6355 の時間化学力学的解析: バルジの基本的なレンガを探して
| Title |
Chrono-chemodynamical_analysis_of_the_globular_cluster_NGC_6355:_Looking_for_the_fundamental_bricks_of_the_Bulge |
| Authors |
Stefano_O._Souza,_Heitor_Ernandes,_Marica_Valentini,_Beatriz_Barbuy,_Cristina_Chiappini,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Sergio_Ortolani,_Am\^ancio_C._S._Fria\c{c}a,_Anna_B._A._Queiroz,_and_Eduardo_Bica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05227 |
銀河集合時間に関する情報は、球状星団の化学力学に刻印されています。これは、天の川の形成と進化を理解するのに役立つ重要なプローブです。天の川銀河の最も複雑で混合された構成要素である銀河バルジを研究する場合、これらの天体の原位置と外の起源を識別することは困難です。銀河バルジの初期の進化を調査するために、球状星団NGC6355を分析しました。FRAMES-UVESによる高解像度分光法、ハッブル宇宙望遠鏡による測光、および銀河力学から情報を収集することにより、化学的存在量と運動学的および動的特性を導き出しました。球状星団NGC6355に適用された計算。$\alpha$強化を使用して、NGC6355について$13.2\pm1.1$Gyrの年齢と[Fe/H]$=-1.39\pm0.08$の金属量を導出します。[$\alpha$/Fe]$=+0.37\pm0.11$の球状星団の存在量パターンは、バルジフィールドRRLyrae星およびその場でよく研究されている球状星団と互換性があります。$8.54\pm0.19$kpcの日心距離と$R_V=2.84\pm0.02$の消衰係数を考慮すると、軌道パラメーターは、クラスターが現在バルジボリューム内に閉じ込められていることを示唆しています。NGC6355はバルジの主な前駆細胞に由来する可能性が非常に高いです。{それにもかかわらず、まだ}降着イベントから形成された可能性は低いです。これは、その年代が不確かであり、[Mg/Mn][Al/Fe]の組み合わせが豊富であるためです。古い適度に金属の少ない内部銀河団に比べて金属量が比較的低いことは、初期の銀河バルジでその場で形成された球状星団の金属量が低いことを示唆している可能性があります。
FLARES IX: 小型銀河の形成と進化を推進する物理メカニズム
| Title |
FLARES_IX:_The_Physical_Mechanisms_Driving_Compact_Galaxy_Formation_and_Evolution |
| Authors |
William_J._Roper,_Christopher_C._Lovell,_Aswin_P._Vijayan,_Dimitrios_Irodotou,_Jussi_K._Kuusisto,_Jasleen_Matharu,_Louise_T._C._Seeyave,_Peter_A._Thomas,_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05228 |
流体力学的シミュレーションのFLARES(FirstLightAndReionisationEpochSimulations)スイートでは、高い赤方偏移($z>5$)固有のサイズと光度の関係が、驚くべきことに、負の勾配を持っていることがわかりました。ただし、ダスト減衰の影響を含めた後、正の勾配のUV観測サイズと光度の関係が、他のシミュレートおよび観測研究とよく一致していることがわかりました。この作業では、この分析を拡張して、サイズ-質量/サイズ-光度の負の関係を促進するコンパクト銀河の形成と進化を促進する根本的な物理的メカニズムを調べます。サイズと質量の関係の負の勾配を駆動するコンパクト銀河($R_{1/2,\star}<1\mathrm{pkpc}$)の大部分は、効率的な集中化によって拡張サイズからコンパクトサイズに移行したことがわかりました。冷却し、その結果、核内で特定の星形成率が高くなります。これらのコンパクトな恒星系は、対応する恒星系よりも$100\times$も大きい非星形成ガス分布に覆われています。EAGLEシミュレーションスイートの銀河と比較すると、これらの拡張されたガス分布が「オン」になり、$z=5$と$z=0$の間で星を形成し始め、サイズが大きくなり、サイズが進化することがわかります。-負の勾配から正の勾配への質量関係。これは、コンパクトなバルジが周囲のディスクよりも早く形成される裏返しの銀河形成のプロセスを明確に示しています。
SN 2020bio: 初期の星周相互作用の証拠を持つ二重峰型 IIb 超新星
| Title |
SN_2020bio:_A_Double-peaked_Type_IIb_Supernova_with_Evidence_of_Early-time_Circumstellar_Interaction |
| Authors |
C._Pellegrino,_D._Hiramatsu,_I._Arcavi,_D._A._Howell,_K._A._Bostroem,_P._J._Brown,_J._Burke,_N._Elias-Rosa,_K._Itagaki,_H._Kaneda,_C._McCully,_M._Modjaz,_E._Padilla_Gonzalez,_T._A._Pritchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04662 |
SN2020bioは、主にラスクンブレス天文台とSwiftによって取得された、爆発の1日以内に発見された二重ピークのタイプIIb超新星(SN)です。SN2020bioは、よく研究されている他のタイプIIbSNeと同様に、その光度曲線の最初の1週間を通して急速かつ長期にわたる初期の低下を示します。この初期の発光は、SN爆発によって衝撃加熱された始原星の拡張された外側エンベロープの冷却に起因すると考えられています。SN2020bioを他のダブルピークタイプIIbSNeのサンプルと比較して、その前駆体の特性を調べます。分析モデルは初期の放出に適合し、前駆体半径($\approx$100--1500$R_\odot$)とHに富むエンベロープ質量($\approx$0.01--0.5$M_\odot$)の推定値を与えます。他のタイプIIbSNeと一致します。ただし、SN2020bioには次のようないくつかの特徴があります。1)弱いHスペクトルの特徴と既存の星周物質を示す狭い輝線2)合成された少量の$^{56}$Ni($M_{\text{Ni}}$$\approx$0.02$M_\odot$)を暗示する低照度の二次光曲線ピーク;3)低光度の星雲[OI]の特徴。これらの観察結果は、爆発前にHエンベロープの大部分を剥ぎ取られた低質量の前駆体(M$_{\text{ZAMS}}\approx$12$M_\odot$)とより一致しています。この研究は、IIb型SNeとその前駆体の観察された特性の多様性の増大に追加されます。
ランダウ閉鎖を備えた多流体力学を粒子内細胞法に結合
| Title |
Coupling_multi-fluid_dynamics_equipped_with_Landau_closures_to_the_particle-in-cell_method |
| Authors |
Rouven_Lemmerz,_Mohamad_Shalaby,_Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04679 |
セル内粒子(PIC)メソッドは、磁化プラズマの研究に使用されています。ただし、これには大量の計算コストが必要であり、シミュレーションが短い物理的実行時間に制限され、多くの場合、3次元未満の空間でのセットアップに制限されます。従来、これはハイブリッドPIC法(質量のない電子を採用)または磁気流体力学PIC法(バックグラウンドプラズマを単一電荷中性磁気流体力学流体としてモデル化)によって回避されています。どちらの方法も重要なプラズマ運動効果のモデル化を妨げるため、電流結合スキームを介して完全に明示的で電荷保存的な多流体ソルバーをPICコードSHARPに結合し、Maxwellの完全なセットを解く新しい流体PICコードを導入します。方程式。これにより、オームの法則で通常採用される単純化が回避され、任意の速度分布で任意の数のイオン、電子、または中性種を初期化する汎用性を維持しながら、電子の時間的および空間的スケールを完全に解決できます。流体ソルバーには、ランダウ減衰をエミュレートするクロージャーが含まれているため、流体種におけるこの重要な運動プロセスを説明できます。当社の流体PICコードは、空間と時間において2次精度です。このコードは、衝撃の安定性と精度、非磁化および磁化プラズマにおける波の分散関係と減衰率など、いくつかのテスト問題に対して正常に検証されています。また、線形理論やPICシミュレーションと比較して、磁化された熱背景プラズマ内の荷電粒子のドリフトによって駆動されるジャイロスケールおよび中間スケールの不安定性の成長率と飽和レベルも一致します。この新しい流体シャープコードは、巨視的な時間スケールで熱プラズマと相互作用する高エネルギー宇宙線を研究するために特別に設計されています。
AGN 1H~0707-495 および IRAS 13224-3809 における X 線反響の拡張コロナ モデル
新しい垂直拡張コロナモデルを、以前に測定された\emph{XMM-Newton}によって観測された2つの非常に変化しやすいナローラインセイファート1活動銀河核(AGN)、1H~0707-495およびIRAS~13224-3809の残響タイムラグに適合させます。同様に観測されたさまざまなフラックスグループで、16年間にわたるすべての観測でモデルを探索します。このモデルは、ブラックホールの回転軸に沿って高さ$h_1$と$h_2$にそれぞれ配置された2つのX線源を使用します。これらのソースには、関連付けられた光子インデックス$\Gamma_1$と$\Gamma_2$があり、最大応答時間$t_\text{max}$でディスクの変動に応答し、2つの$t_の応答間の伝播遅延があります。\text{shift}$.1H0707-495では、$h_2$が$\Gamma_1$と有意に相関し、イオン化$\xi$と反相関していることがわかります。1H0707-495コロナが上向きに伸びている間、放射はよりソフトに見え、ディスクはイオン化されていません。IRAS13224-3809には類似点が見られますが、$\Gamma_2$と$t_\text{max}$および$t_\text{shift}$の両方との間に有意な逆相関があります。これは、IRAS13224-3809コロナが垂直に上向きに伸びながら柔らかくなると、全体的なコロナ応答がより速くなることを示唆しています。これは、内側の椎間板もより活発になることを示唆している可能性があります。さらに、$\Gamma_1$と$\Gamma_2$は極端で、比較的変動が少ないですが、1H0707-495よりもIRAS13224-3809の方がより分離しています。これは、IRAS13224-3809コロナが、1Hと比較した場合、$\Gamma_1$と$\Gamma_2$の2つの明確なスペクトルゾーン(おそらくコロナ温度の2つの異なるゾーンに関連している)を持っているという意味で、より斑状である可能性があることを示唆しています。0707-495。
疑わしい銀河SN IaxレムナントPa 30での例外的な光学星雲の発見は、1181 CEの歴史的なゲストスターにリンクされています
| Title |
Discovery_of_an_Exceptional_Optical_Nebulosity_in_the_Suspected_Galactic_SN_Iax_Remnant_Pa_30_Linked_to_the_Historical_Guest_Star_of_1181_CE |
| Authors |
Robert_A._Fesen,_Bradley_E._Schaefer,_Dana_Patchick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04809 |
新たに認識された若い銀河SN残骸、Pa30(G123.1+4.6)は、約16,000km/sの風速を持つ高温の中心星を中心としており、最近、二重縮退合体の結果であると提案されています。1181CEのゲストスターに関連するSNIaxイベント。ここでは、Pa30の深い光学[SII]6716,6731画像を提示します。これは、異常で高度に構造化された直径170インチの星雲であり、数十の長い(5インチ-20インチ)放射状に整列したフィラメントがあり、熱い中心付近に収束点があります。星.フィラメントの光学スペクトルは、電子密度が100から700cm^-3の最大膨張速度~1100km/sと、22ミクロンのWISE画像での外観に似た厚い殻のような構造を示しています.Hアルファ放射はありませんでした.見られる(6716/H-α>8),検出された唯一の他の線状放射はかすかな[ArIII]7136であり、これはS、Arに富むがHに乏しい残骸を示唆している.星雲の角度サイズは、推定2.3kpcの距離、および1100km/sの膨張速度は、西暦1181年頃の爆発の日付と一致しています。残骸の異常な外観は、中心星の高光度の風によって引き起こされる塊と風の相互作用による、風による噴出物の光イオン化による可能性があります。
二重核進化で形成された連星ブラックホールの合体
| Title |
Merging_binary_black_holes_formed_through_double-core_evolution |
| Authors |
Y._Qin,_R._-C._Hu,_G._Meynet,_Y._Z._Wang,_J._-P._Zhu,_H._F._Song,_X._W._Shu,_S._C._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04918 |
現在までに、合体イベントのさまざまな形成チャネルが精力的に調査され、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)コラボレーションによって報告されたほぼ100のダブルブラックホール(BH)合体イベントが検出されました。ここでは、代替の形成シナリオ、つまり、二重ヘリウム星（以下、二重コア進化チャネル）を介して形成される連星BH（BBH）を体系的に調査します。このシナリオでは、2つのヘリウム星(Heに富む星)は、共通エンベロープフェーズ(すなわち、CEチャネルと安定物質移動チャネル)の有無にかかわらず、古典的な孤立連星進化シナリオの結果である可能性があります。化学的に均一に進化するバイナリ(つまり、CHEチャネル)。内部微分回転とヘリウムに富む星の質量損失、および連星における潮汐相互作用を考慮に入れた、詳細な星の構造と連星進化の計算を実行します。Heに富む星が同じ質量を持つ連星の場合、ゼロエイジヘリウム主系列(ZAHeMS:Heに富む星がコアでヘリウムを燃焼し始める時間)で潮汐が働き始めていることがわかります。初期金属量に応じて、初期軌道周期が1.0日を超えない場合。連星における恒星の質量損失率と潮汐相互作用に加えて、結果として生じるBHスピンを決定する際の角運動量輸送効率の役割は、より高い金属金属環境に由来するBH前駆体を考慮するとより強くなることがわかります。ダブルコアの進化シナリオが常に高速回転するBBHを生成するとは限らないことを強調し、LVKから報告されたBBHの特性をモデリングと比較します。
20年間行方不明：MeerKATがとらえどころのない連星パルサーM30Bを再検出
| Title |
Missing_for_20_years:_MeerKAT_re-detects_the_elusive_binary_pulsar_M30B |
| Authors |
Vishnu_Balakrishnan,_Paulo_Freire,_Scott_Ransom,_Alessandro_Ridolfi,_Ewan_Barr,_Weiwei_Chen,_Vivek_Venkatraman_Krishnan,_David_J._Champion,_Michael_Kramer,_Tasha_Gautam,_Prajwal_Padmanabh,_Yunpeng_Men,_Federico_Abbate,_Benjamin_Stappers,_Ingrid_Stairs,_Evan_Keane,_and_Andrea_Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04983 |
PSRJ2140$-$2311Bは、2001年にコアが崩壊した球状星団M30の7.8時間のグリーンバンク望遠鏡(GBT)観測で発見された13ミリ秒のパルサーであり、非常に偏心した連星軌道にあると予測されています。それ以来、このパルサーは検出されていないため、その正確な軌道パラメータは今まで謎のままでした.この作業では、TRAPUM大規模調査プロジェクトの一環としてMeerKAT望遠鏡のUHF受信機で取得した観測を使用して、このパルサーの確認を提示します。バックエンドのビームフォーミング機能を利用して、クラスターの中心から$1.2(1)^\prime$に配置してローカライズしました。私たちの観測により、その軌道の決定が可能になりました。それは非常に偏心しており($e=0.879$)、軌道周期は$6.2$日です。また、ペリアストロンの前進率、$\dot{\omega}=0.078\pm0.002\、\rmdeg\、yr^{-1}$も測定しました。この効果が完全に相対論的であると仮定すると、一般相対性理論は系の総質量の推定値$M_{\rmTOT}=2.53\pm0.08$M$_{\odot}$を提供し、最も軽い二重中性子星と一致します。システムが知られています。これをシステムの質量関数と組み合わせると、それぞれ$m_p<1.43\、\rmM_{\odot}$および$m_c>1.10\、\rmM_{\odot}$のパルサーおよびコンパニオン質量が得られます。検出されない大規模なコンパニオンは、大規模なWDまたはNSのいずれかである可能性があります。M30Bは、二次的な交換遭遇の結果として形成された可能性があります。将来のタイミング観測により、位相コヒーレントタイミングソリューションの決定が可能になり、$\dot{\omega}$の不確実性が大幅に改善され、$m_p$と$m_c$を決定する追加の相対論的効果の検出が可能になる可能性があります。
QUIJOTEの科学的成果 -- VI. QUIJOTEで見たヘイズ
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_VI._The_Haze_as_seen_by_QUIJOTE |
| Authors |
F._Guidi,_R._T._G\'enova-Santos,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_M._W._Peel,_M._Fern\'andez-Torreiro,_C._H._L\'opez-Caraballo,_R._Vignaga,_E._de_la_Hoz,_P._Vielva,_R._A._Watson,_M._Ashdown,_C._Dickinson,_E._Artal,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_D._Herranz,_R._J._Hoyland,_A._N._Lasenby,_E._Martinez-Gonzalez,_L._Piccirillo,_F._Poidevin,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05115 |
ヘイズは、銀河の中心を取り囲む過剰なマイクロ波強度放射です。$\gamma$線のフェルミバブルやS-PASS電波偏波プルームと空間的に相関しており、共通の起源の可能性を示唆している。銀河中心でのエネルギーイベントや銀河ハローでの暗黒物質の崩壊など、ヘイズの起源を説明するために提案されたモデルは、まだ明確な物理的解釈を提供していません。この論文では、11GHzと13GHzでのQ-U-IJOintTENerife(QUIJOTE)実験のMulti-FrequencyInstrument(MFI)からの新しい観測結果を含むヘイズの再分析を提示します。ヘイズを強度と偏光で分析し、そのスペクトルを特徴付けます。ヘイズに起因する過剰な拡散強度信号を検出します。周波数11$\,\leq\nu\leq\,$70GHzでのスペクトルは、スペクトルインデックス$\beta^{\rmH}=-2.79\pm0.08$のべき乗則であり、銀河よりも平坦です。同じ領域($\beta^{\rmS}=-2.98\pm0.04$)のシンクロトロンですが、以前の研究で得られたものより急勾配です($\beta^{\rmH}\sim-2.5$at23)。$\,\leq\,\nu\leq\,$70GHz)。また、Haze領域のQUIJOTE-MFIマップで過剰な偏波信号が観察されます。これは、偏光ヘイズの最初のヒント検出、またはその領域のシンクロトロンスペクトルの曲率の結果です。最後に、銀河中心の活動に関連する偏極構造のスペクトルは、低周波数(2.3$\leq\nu\leq$23GHzで$\beta\sim-3.2$)で急勾配であり、11GHzを超えると平坦になることを示します。
爆発メカニズムに対する大規模な剥ぎ取られたコア崩壊超新星前駆体の大きな結合エネルギーの意味
| Title |
The_implications_of_large_binding_energies_of_massive_stripped_core_collapse_supernova_progenitors_on_the_explosion_mechanism |
| Authors |
Dmitry_Shishkin,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05144 |
恒星進化コードMESAを使用して大規模な剥ぎ取られたエンベロープコア崩壊超新星(SECCSN)前駆細胞の結合エネルギーを調べ、炭素-酸素コアが$>20M_\odotの質量を持つ爆発を説明できるのは、ジッタリングジェット爆発メカニズムだけであることを発見しました。$崩壊して中性子星(NS)残骸を残す。レムナントがNSであるという仮定の下で、コア崩壊時の結合エネルギーを計算します。つまり、質量座標$~1.5-2.5M_\odot$より上の恒星ガスが爆発で放出されます。$M_{CO}>20M_\odot$の炭素-酸素コア質量を持つ剥ぎ取られたエンベロープ前駆細胞のエジェクタの典型的な結合エネルギーは、$E_{bind}>2x10^{51}erg$であることを発見しました。このような高エネルギーを供給できるのはジェット駆動の爆発メカニズムだけであるため、ジェットはそのようなコアを爆発させる必要があると結論付けています。私たちは結果をSN2020qlbに適用します。これは$~30-50M_\odot$と主張されているコア質量を持つSECCSNであり、揺らめくジェットの爆発メカニズムがNSを離れるような爆発を最もよく説明していると結論付けています。
正則化最尤法を使用した AIA データからの DEM プロファイルとマップのロバストな構築
| Title |
Robust_Construction_of_DEM_Profiles_and_Maps_from_AIA_data_using_a_Regularized_Maximum_Likelihood_Method |
| Authors |
Paolo_Massa,_A._Gordon_Emslie,_Iain_G._Hannah,_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04688 |
ねらい。指定された波長帯域、特に大気イメージングアセンブリ(AIA)によって観測されたEUV強度の離散セットから微分発光測定プロファイルを構築するという数学的に不適切な問題に対処するために設計された正則化最尤法(RML)アルゴリズムを導入および開発するNASAの太陽力学観測所で。メソッド。RMLは、最大尤度の機能と、他の著者が使用する正規化されたアプローチを組み合わせたものです。また、正定差分エミッション測定プロファイルを生成することも保証されています。結果。パラメトリック差分放出プロファイルフォームから生成されたシミュレーションデータと、2010年11月3日の太陽噴火イベントからのAIAデータの両方を使用して、この方法の有効性を評価し、他の公開されたアルゴリズムと比較します。差分放出測定プロファイルとマップの類似点と相違点さまざまなアルゴリズムによる再構築について説明します。結論。RML反転法は、数学的に厳密で、計算効率が高く、データノイズが存在する場合でも堅牢です。そのため、離散スペクトル線のデータセットから差分放出測定プロファイルを計算するためのかなりの可能性を示しています。
サンプル チューブからの固体 MSR サンプルの抽出に関する科学的優先事項
| Title |
Science_Priorities_for_the_Extraction_of_the_Solid_MSR_Samples_from_their_Sample_Tubes |
| Authors |
N._Dauphas,_S.S._Russell,_D._Beaty,_F._Thiessen,_J._Barnes,_L._Bonal,_J._Bridges,_T._Bristow,_J._Eiler,_L._Ferriere,_T._Fornaro,_J._Gattacceca,_B._Hoffman,_E.J._Javaux,_T._Kleine,_H.Y._McSween,_M._Prasad,_L._Rampe,_M._Schmidt,_B._Schoene,_K.L._Siebach,_J._Stern,_N._Tosca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04694 |
火星から持ち帰られるサンプルの化学的および構造的完全性を維持することは、MSRの科学的目的を達成する上で最も重要です。PerseveranceによってJezeroで回収されたサンプルの性質に関する私たちの知識を考慮すると、サンプルチューブを開くには、少なくとも2つのオプションをテストする必要があります。(2)チューブの両端にある2つの放射状のカットと、チューブの上半分を持ち上げてサンプルにアクセスするための2つの縦方向のカット。戦略1はおそらく汚染を最小限に抑えますが、弱く固化されたサンプルの物理的完全性に影響を与えるリスクを伴います。戦略2は、サンプルの物理的完全性を維持するのに最適ですが、より多くの操作と追加の機器が必要になるため、サンプルの汚染と誤った取り扱いのリスクが高まります。したがって、サンプルチューブを開くための柔軟なアプローチが必要であり、返される岩石サンプルの性質に応じて、いくつかのオプションを利用できる必要があります。サンプルが異なる種類のサンプル(緩く結合した堆積物と固化したマグマ岩など)を処理するために返される場合、開口戦略1と2の両方が利用可能である必要がある場合があります。この問題は、アナログサンプルでエンジニアリングテストを行った後に再検討する必要があります。MSRサンプルチューブは、厳格なBSL4条件下で開く必要があり、この側面を計画に統合する必要があります。
VLBI による視差と固有運動の測定手法
超長基線干渉計を使用したセンチメートル波長での天体観測は、天空で1度未満離れているターゲットとキャリブレータソースの間の角度について、精度が~1uasに近づいています。BeSSeLサーベイと日本のVERAプロジェクトは、これを使用して、巨大な若い星に関連する数百のメーザーソースの三角視差を測定することにより、天の川の渦巻き構造をマッピングしています。この論文では、観測のスケジューリング、データのキャリブレーション、および位置の測定に関する詳細を含め、マイクロアーク秒アストロメトリーがどのように行われるかについて概説します。
M\'{e}O と携帯望遠鏡による $\gamma$ Cas の H$\alpha$ エンベロープの強度干渉観測
| Title |
Intensity_Interferometry_observations_of_the_H$\alpha$_envelope_of_$\gamma$_Cas_with_M\'{e}O_and_a_portable_telescope |
| Authors |
Nolan_Matthews,_Jean-Pierre_Rivet,_David_Vernet,_Mathilde_Hugbart,_Guillaume_Labeyrie,_Robin_Kaiser,_Julien_Chab\'e,_Cl\'ement_Courde,_Olivier_Lai,_Farrokh_Vakili,_Olivier_Garde,_and_William_Guerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04878 |
明るいBe星$\gamma$-CasのH$\alpha$輝線内の強度干渉測定を使用して実行された拡張環境の観測について報告します。これらの観測は、1.54メートルのM\'{e}O光学計測望遠鏡とポータブル1メートル望遠鏡(T1M)に取り付けられたI2C強度干渉計の修正版を使用して実行されました。H$\alpha$エンベロープの範囲をより適切に制限するために、T1M望遠鏡の2つの異なる位置で観測が行われました。これは、拡張領域が部分的および完全に解決された中間および長い基線に対応します。観測されたデータは、$\gamma$-Casの過去の干渉観測と一致することがわかりました。これらの観測は、異なる光学設計の光学望遠鏡に強度干渉計機能を装備する能力を実証し、同様のシステムを多くの追加の望遠鏡に拡張する可能性を示しています。
完全な非 LTE スペクトル線形成 II。原子フレーム内でのコヒーレント散乱による 2 分布放射伝達
| Title |
Full_non-LTE_spectral_line_formation_II._Two-distribution_radiation_transfer_with_coherent_scattering_in_the_atom's_frame |
| Authors |
F._Paletou_(U._Toulouse,_OMP,_Irap,_France),_M._Sampoorna_(IIA_Bangalore,_India),_C._Peymirat_(U._Toulouse,_FSI,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04924 |
この記事では、Paletou&Peymirat(2021;Oxenius1986も参照)によって基本的な形式が再検討された、いわゆる「完全な非LTE」放射伝達問題の数値解法について説明します。より具体的には、非LTE放射伝達のための通常の数値反復法が、上記の形式と結び付けられます。新しい数値加算について詳しく説明しています。Hummer(1962,1969)の$R_{\rmI-A}$部分周波数再分布関数を使用して、2レベルアトムの標準的な非LTE転送問題を使用してプロセス全体のベンチマークを行います。最後に、励起された原子の速度分布関数の空間分布などの新しい量を表示します。これは、非LTE放射伝達にこのより一般的なフレームを採用することによってのみアクセスできます。
LBT の補償光学系の最適フィルタリング技術
| Title |
Optimal_filtering_techniques_for_the_adaptive_optics_system_of_the_LBT |
| Authors |
G._Agapito,_F._Quir\'os-Pacheco,_P._Tesi,_A._Riccardi,_S._Esposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05165 |
この論文では、LBT望遠鏡の適応光学システムに最適なフィルタリング技術を適用する方法について説明します。カルマンフィルタとH$_\infty$フィルタの両方の適用を研究して、大気乱流による位相摂動の時間発展と、傾斜モードでの望遠鏡の振動を推定しました。H$_\infty$フィルターと、カルマンフィルターに対する利点と欠点に焦点を当てます。
変光星の OGLE コレクション。小マゼラン雲の 2600 以上のデルタ Scuti 星
| Title |
The_OGLE_Collection_of_Variable_Stars._Over_2600_Delta_Scuti_Stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
I._Soszy\'nski,_A._Udalski,_J._Skowron,_P._Pietrukowicz,_M._K._Szyma\'nski,_R._Poleski,_D._M._Skowron,_S._Koz{\l}owski,_P._Mr\'oz,_P._Iwanek,_M._Wrona,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04663 |
小マゼラン雲(SMC)の全域で発見されたデルタScuti星の史上初のコレクションを提示します。サンプルは2810個の変数で構成され、そのうち2600個を超える天体がSMCに属していますが、残りの星は天の川のハローのメンバーである可能性が最も高いです。サンプルは、2733個のシングルモードパルセータと77個のマルチモードパルセータに分割されています。すべてのデルタSct星の観測パラメータ(脈動周期、平均等級、振幅、フーリエ係数)と、光学重力レンズ実験(OGLE-IV)。
30 MG の磁場を持つ DZ 白色矮星
| Title |
A_DZ_white_dwarf_with_a_30_MG_magnetic_field |
| Authors |
Mark_A._Hollands,_Stella_Stopkowicz,_Marios-Petros_Kitsaras,_Florian_Hampe,_Simon_Blaschke,_J._J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04665 |
磁場強度が10MG未満の磁気白色矮星は、スペクトル線のゼーマン分裂が磁場強度に比例して現れるため、簡単に認識できます。しかし、$\geq100$MG場では、遷移波長は無秩序になり、磁場の非摂動的処理による波長と振動子強度の量子化学的予測が必要になります。水素とヘリウムについては以前に非常に正確な計算が行われていたが、採用された変分法は、電子が3～4個を超える系では計算が困難になる。有限フィールド結合クラスター理論などの最新の計算技術により、任意の強い磁場における多電子系の計算が可能になります。白色矮星の約25%のスペクトルには金属線があり、そのうちのいくつかは磁気も持っているため、一部の金属が非常に強い磁場で観測され、認識できないスペクトルが生じる可能性があります。SDSSJ114333.48+661531.83を磁気DZ白色矮星として特定し、そのスペクトルは未知の波長で多くの異常な形状の線を示しています。計算有限フィールド結合クラスター法から計算された原子データを使用して、Na、Mg、およびCaから生じるこれらの線のいくつかを特定しました。驚くべきことに、30MGという比較的低い電界強度が見つかりました。ここでは、さまざまな元素からの多数の重なり合う線により、DAやDBよりもはるかに低い電界強度でのスペクトルの解釈が困難になります。最後に、SDSSJ1143+6615の磁場構造をモデル化し、データがオフセット双極子と一致することを発見しました。
古典的なセファイドに関連する電波放出の最初の検出
| Title |
First_Detection_of_Radio_Emission_Associated_with_a_Classical_Cepheid |
| Authors |
L._D._Matthews_(MIT_Haystack_Observatory),_N._R._Evans_(Center_for_Astrophysics_Harvard_&_Smithsonian),_and_M._P._Rupen_(NRC,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04666 |
KarlG.JanskyVeryLargeArrayでの観測に基づいて、古典的なセファイド変光星デルタCepheiに関連する15GHzの無線連続体放射の検出を報告します。私たちの結果は、古典的なセファイドからの電波連続体放射の最初の可能性のある検出を構成します。2018年後半の3回の脈動サイクル中に、脈動フェーズφ〜0.43（最大半径と最小温度のフェーズに対応）で星を観測し、3つのエポックの1つで統計的に有意な放出（>5シグマ）を検出しました。観測された電波放射は、数日から数週間のタイムスケールで10%以上のレベルで変動するようです。また、2014年の観測から、脈動位相phi=0.31での10GHz磁束密度の上限を提示します。観測された15GHz放射を生成する可能性のあるメカニズムについて説明しますが、現在のデータから決定的な識別を行うことはできません。このシナリオはまだ厳密に除外することはできませんが、この放出は、近くにいる後期型の矮星の仲間からのものと一致しているようには見えません。以前のX線観測では、デルタCepheiでは、脈動フェーズphi~0.43の間にX線フラックスが周期的に増加することが示されています。φ〜0.43での3回の観測エポックのうち2回での電波検出の欠如は、電波放射が特定の脈動フェーズと関連していないか、各脈動サイクルで生成された電波放射の強度が可変であることを示唆しています。
太陽系よりも古い星の観測されたスピンの進化がダイナモモードの変更を必要としない理由
| Title |
Why_the_observed_spin_evolution_of_older-than-solar_like_stars_might_not_require_a_dynamo_mode_change |
| Authors |
Ketevan_Kotorashvili,_Eric_G._Blackman,_James_E._Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04693 |
主系列星のスピンの進化は、基本的な星の進化、星の老化、星の活動、そして伴惑星への結果的な影響について長い間関心を集めてきました。太陽よりも古い後期型主系列星の観測は、データを説明するために、双極子優勢の磁場から、より顕著な高次多極子を持つ磁場への変化が必要である可能性があることを意味すると解釈されてきました。この推論につながるスピンダウンモデルは、基本的に太陽に合わせて調整されています。ここでは、個々の星を単なる太陽ではなく固定点と見なす別のアプローチをとります。時間依存の理論モデルを使用して、パーカー型風とスピンに結合した時間発展磁場を含む低質量主系列星のスピン進化を解きます。風は星の半径とコロナベースの温度に対して指数関数的に敏感であるため、観測された各星を個別の固定点として使用することがより適切であり、結果として、一組の解曲線を生成します。シンプルなライン。この解曲線のエンベロープは、単一のラインフィットとは異なり、データと一致しており、それを説明するために磁場のモーダル遷移を明確に必要としません。また、理論的なエンベロープは、コロナで熱伝導がより支配的なプレーヤーである場合、古い星のデータをいくらかよく追跡します。
The Core Normal Type Ia Supernova 2019np: 非球面層と非球面 56Ni コアによる全体的な球状爆発
| Title |
The_Core_Normal_Type_Ia_Supernova_2019np:_An_Overall_Spherical_Explosion_with_an_Aspherical_Surface_Layer_and_an_Aspherical_56Ni_Core |
| Authors |
Peter_Hoeflich,_Yi_Yang,_Dietrich_Baade,_Aleksandar_Cikota,_Justyn_R._Maund,_Divya_Mishra,_Ferdinando_Patat,_Kishore_C._Patra,_Lifan_Wang,_J._Craig_Wheeler,_Alexei_V._Filippenko,_Avishay_Gal-Yam,_Steve_Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04721 |
通常の熱核超新星SN2019npのBバンド最大値に対して-14.5から+14.5日の光学分光偏光測定では、最初のエポックで0.21+-0.09%の固有の連続偏光p(cont)が検出されました。-11.5日から+05日の間、p(cont)は約0のままで、+14.5日までには0.19+-0.10%で再び有意でした。最初のエポックを考慮しないと、SiIII(6355A)の主軸はほぼ一定で、+14.5日目に両方が反対方向に回転するまで、連続体の近くにとどまりました。詳細な放射流体力学シミュレーションは、最も外側の噴出物で非常に急な密度勾配を生成するため、約0.2%の低い最初のエポックp(const)にもかかわらず、外側の炭素が豊富な3で約2の軸比を持つ別の構造を示唆しています。..5E-3Mo.CaII近赤外トリプレット(NIR3)の偏光プロファイルの大きな振幅のゆらぎと極座標ダイアグラムの綿状の外観は、共通の起源によって関連している可能性があります。偏光スペクトルの時間的進化は、中心から外れた遅延爆発と一致します。偏光の遅い時間の増加と位置角度の変化の可能性も、非球面56Niコアと一致しています。p(cont)と、SiII(6355A)およびCaIINIR3による吸収は、拡張光球の同じ領域で形成され、線掩蔽と熱化の間の相互作用により、pが生成されます。小規模な分極の特徴は小規模な構造によるものかもしれませんが、多くは準連続体の原子パターンに関連している可能性があります。全光束スペクトルに相当するものはほとんどありません。SN2019npを他のSNeと比較し、SNIa分光偏光測定の将来の目標と戦略を開発します。
崖を登る: JWST データを使用した ML アプローチを使用した宇宙の崖の YSO の分類
| Title |
Climbing_the_Cliffs:_Classifying_YSOs_in_the_Cosmic_Cliffs_using_a_ML_Approach_with_JWST_Data |
| Authors |
B._L._Crompvoets,_H._Teimoorinia,_and_J._Di_Francesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04772 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、早期放出観測中に星形成領域NGC3324の一部を観測しました。確率的ランダムフォレスト機械学習モデルを使用して、視野内のYSOを識別します。ミクルスキー宇宙望遠鏡アーカイブで利用可能な測光データ製品から一致するカタログを作成し、スピッツァーが以前に検出した458個のオブジェクトを含む8632個のオブジェクトを取得します。スピッツァーから以前に分類されたデータを使用して、Webbデータのサンプルをトレーニングします。データフィールド内で合計72のYSO候補を取得します。そのうちの52はJWSTでのみ表示されます。
超新星 1181 AD の中国と日本の観測から Iax 型超新星、CO と 1 つの白色矮星の合体までの道のり
| Title |
The_Path_from_the_Chinese_and_Japanese_Observations_of_Supernova_1181_AD,_to_a_Type_Iax_Supernova,_to_the_Merger_of_CO_and_ONe_White_Dwarfs |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04807 |
西暦1181年、中国と日本の観測者は、川社星座に明るい「客星」があり、動かず、185日間目に見えると報告しました。2013年に、D.Patchickは、ユニークな星を取り囲むユニークな星雲を発見しました。2つのグループが、「Pa30」と名付けられたこの構造を、超新星のサブサブクラスである低光度タイプのSN1181の超新星残骸であると考えています。Iax。ここで、私は幅広い新しい観測的証拠を提供します:最初に、中国と日本の元の報告の詳細な分析は、1181年の「ゲストスター」を小さな領域に配置し、唯一の興味深い情報源はPa30です.第二に、古代の記録自信を持ってピークマグニチュードを0.0>V_peak>-1.4として配置し、したがってピーク絶対マグニチュード-14.5>M_V,peak>-16.0mag.3番目に、中心星Pa30は1917年のB=14.90から1950年のB=16.20へ、2022年のB=16.58へと減光している。1日以上、0.00046～10日から厳密な制限までの期間、コヒーレントな変調はありません。第5に、遠赤外線から紫外線までのスペクトルエネルギー分布は、F_nuがnu^(0.99±0.07)に比例し、観測された光度が128±24L_Sun、絶対等級M_V=+1.07のほぼ完全なべき乗則です。.私は、オリエンタル観測を超新星に、次にPa30に、次に低光度のタイプIaxSNに、そしてCOと1つの白色矮星。
$\delta$ 連星 HD 23642 を食している明るいプレアデス星団の Scuti 脈動
トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)からの光度曲線に基づいて、プレアデスで唯一の明るい食システムであるHD23642での脈動の発見を発表します。46の脈動周波数を測定し、それらを2次成分のデルタScuti脈動に帰します。l=1のダブレットが4つ見つかり、そのうちの3つが星の自転速度と一致する周波数分割を持っています。双極子モードの振幅比は、高い星の傾斜角と一致しており、星の自転周期は軌道周期と一致しています。一緒に、これらはセカンダリのスピン軸が軌道軸と整列していることを示唆しています。また、正確な実効温度と分光光度比を決定し、後者を使用して、TESSデータと公開された動径速度と共にシステムの物理的特性を決定します。ガイア視差と一致する星系までの距離を測定し、理論的な星の進化モデルとの比較に基づいて、170+/-20Myrの年齢を測定します。
A 星と F 星の回転変調: 星の磁気スポットまたは対流コアの回転?
| Title |
Rotational_modulation_in_A_and_F_stars:_Magnetic_stellar_spots_or_convective_core_rotation? |
| Authors |
Andreea_I._Henriksen_(1),_Victoria_Antoci_(1),_Hideyuki_Saio_(2),_Matteo_Cantiello_(3),_Hans_Kjeldsen_(4),_Donald_W._Kurtz_(5_and_6),_Simon_J._Murphy_(7),_Savita_Mathur_(8_and_9),_Rafael_A._Garc\'ia_(10),_\^Angela_R._G._Santos_(11)_((1)_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_Kgs._Lyngby,_Denmark,_(2)_Astronomical_Institute,_Graduate_School_of_Science,_Tohoku_University,_Japan,_(3)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_New_York,_USA,_(4)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University,_Aarhus,_Denmark,_(5)_Department_of_Physics,_North-West_University,_South_Africa,_(6)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_UK,_(7)_University_of_Southern_Queensland,_Springfield_Campus,_Springfield,_AU,_(8)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(9)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Departamento_de_Astrof\'isica,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(10)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Diderot,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_France,_(11)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04974 |
ケプラーのミッションは、多くの星の光度曲線における星の変動性が非常に多いことを明らかにし、その一部は磁気活動または星の振動に関連していました。この作業では、ロスビーモードと回転変調(いわゆる\textit{こぶ\&スパイク}機能)として解釈される162個の中質量星の周期信号を分析します。回転変調(\textit{spike})が、磁場によって引き起こされた恒星スポットによるものなのか、対流コアの回転速度に対応する周波数でg~modesを共鳴的に励起する過安定対流(OsC)モードによるものなのかを調べます。スパイクが星の表面の磁気スポットによって作成されると仮定すると、理論的な予測とよく一致する磁場の振幅が回復します。私たちのデータは、スパイク振幅と星の質量との間の明確な反相関、およびおそらく星の年齢との相関を示しており、（サブ）表面対流層におけるダイナモ生成磁場理論と一致しています。ハーモニックな挙動を調査すると、125個の星について、考えられる2つの説明のいずれも除外できないことがわかります。私たちの結果は、ダイナモによって生成された磁場シナリオが\textit{spike}機能を説明する可能性が高いことを示唆していますが、2つのシナリオを区別するにはさらなる作業が必要であると評価しています。2つの説明のいずれかを除外する方法の1つは、\textit{こぶ\&スパイク}星の磁場を直接観察することです。もう1つの方法は、OsCモードシナリオでの回転要件または対流コア(星の年齢)の存在に関して、星の詳細なモデリングを通じて追加の制約を課すことです。
高速回転子 $\zeta$ Aql の研究: 微分表面回転?
| Title |
A_study_of_the_rapid_rotator_$\zeta$_Aql:_differential_surface_rotation? |
| Authors |
Ian_D._Howarth,_Jeremy_Bailey,_Daniel_V._Cotton,_and_Lucyna_Kedziora-Chudczer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05018 |
急速に回転するA0主系列星$\zeta$Aqlの新しい極めて正確な光偏光測定法を報告し、波長範囲$\sim$400～900nmをカバーし、回転によって誘起された信号を明らかにします。我々は、星のパラメータを確立するために、$\omega$モデルの重力暗化を伴うRoche幾何学の枠組みの中で、フラックス分布とラインプロファイルと共にポラリメトリをモデル化します。追加の制約は、11.1時間の周期$P_{\rmphot}$で変動性を示すTESS測光によって提供されます。固体表面の回転に基づくモデル化により、回転周期$P_{\rmrot}$が得られますが、これはこの値とわずかに一致するだけです。新しいESTER星構造モデルを計算して、水平表面速度場を予測します。これは、$\sim$2%レベルでのみ固体回転から逸脱します(ラインプロファイル解析から導出された微分回転のかなり強力な経験的上限と一致します)。）。これらのモデルは、赤道自転周期$P_{\rmrot,e}$を$P_{\rmphot}$と一致させ、「微調整」を必要としません(ガイア視差用)。表面の存在量がかなり太陽以下であることを確認します($\mbox{[M/H]}\simeq-0.5$)。星の基本的なパラメータは、かなり良い精度で確立されています:${M=2.53\pm0.16\,\mbox{M}_\odot}$,$\log{L/\mbox{L}_\odot}=1.82\pm0.02$,$R_{\rmp}=2.21\pm0.02\,\mbox{R}_\odot$,$T_{\rmeff}=9693\pm50~\mbox{K}$,$i=85{^{+5}_{-7}}^\circ$、および$\omega/\omega_{\rmc}=0.95\pm0.02$。回転効果を組み込んだ単一星、太陽存在量の恒星進化モデルとの比較は、優れた一致を示しています(ただし、$\mbox{[M/H]}\simeq-0.4$のモデルではやや一致度が低くなります)。
太陽タコクラインにおけるせん断駆動の磁気浮力: 回転による平均起電力
| Title |
Shear-driven_magnetic_buoyancy_in_the_solar_tachocline:_The_mean_electromotive_force_due_to_rotation |
| Authors |
Craig_D._Duguid,_Paul_J._Bushby,_Toby_S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05067 |
太陽の磁気サイクルの主要な理論パラダイムは、$\alpha\omega$ダイナモプロセスであり、そこでは、差動回転と乱流、らせん流の組み合わせが、11年ごとに反転する大規模な磁場を生成します。ほとんどの$\alpha\omega$太陽ダイナモモデルは、強いトロイダルフィールドを生成するために太陽タコクラインの差動回転に依存しています。このようなモデルの最も問題のある部分は、$\alpha$効果として知られるプロセスによる大規模なポロイダル場の生成です。これは通常、回転の影響下での小規模な対流運動に起因すると考えられていますが、この再生プロセスの効率は、いくつかの数値シミュレーションによって疑問視されています。タコクライン内の可能性のある条件に動機付けられたこの論文の目的は、ポロイダル磁場再生の代替メカニズム、つまりせん断によって生成された回転磁性層の磁気浮力の不安定性を調査することです。局所的な完全に圧縮可能なモデルを使用します。このモデルでは、課された垂直せん断が最初の垂直磁場を巻き上げます。フィールドは最終的に浮力的に不安定になり、結果として生じる平均起電力(EMF)を測定します。十分に速い回転では、平均電磁界の重要な成分が平均磁場の方向と一致していることがわかります。これは、古典的な$\alpha\omega$ダイナモモデルの特徴です。したがって、我々の結果は、磁気浮力が太陽における大規模なポロイダル場の生成に直接寄与する可能性があることを示唆しています。
白色矮星のデータ駆動選択とスペクトル分類
| Title |
Data-Driven_Selection_and_Spectral_Classification_of_White_Dwarf_Stars |
| Authors |
Olivier_Vincent,_Pierre_Bergeron,_Patrick_Dufour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05209 |
次世代の分光調査は、今後数年間で数十万の白色矮星(WD)候補のスペクトルを提供することが期待されています。現在、白色矮星の分光学的分類はほとんどが目視検査によって行われており、かなりの量の専門家の注意が必要です。WD候補の高速自動選択と分光学的分類のためのデータ駆動型パイプラインを提案します。このパイプラインは、利用可能なGaiaアストロメトリ、フォトメトリ、およびSloanDigitalSkySurvey(SDSS)スペクトルと信号対雑音比を備えた分光学的に確認されたオブジェクトを使用してトレーニングされます$\geq9$.パイプラインは、既存のアルゴリズムよりも精度と完全性が向上したWD候補を選択し、それらの主要な分光タイプを$\gtrsim90\%$の精度で分類し、同様のパフォーマンスで主系列コンパニオンを分光的に検出します。パイプラインをSDSSデータリリース17(DR17)とクロスマッチするGaiaDataRelease3に適用し、424096の信頼性の高いWD候補を特定し、36523WDスペクトルの自動化された定量化可能な分類の最初のカタログを提供します。カタログとパイプラインの両方がオンラインで利用可能になります。このようなツールは、SDSS-V調査を実施する際に特に有用であり、データがリリースされるたびに何千ものスペクトルを迅速に分類できます。
| Title |
Probing_lens-induced_gravitational-wave_birefringence_as_a_test_of_general_relativity |
| Authors |
Srashti_Goyal_and_Aditya_Vijaykumar_and_Jose_Maria_Ezquiaga_and_Miguel_Zumalacarregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04826 |
一般相対性理論(GR)を超えた理論は、重力波(GW)の伝搬を修正します。一部では、不均一性(別名、重力レンズ)により、メトリックフィールドと追加フィールドの間の相互作用がレンズ誘起複屈折(LIB)を引き起こします。これは、2つの線形GW偏光($+$と$\times$)の異なる速度です。不均一性は非等方性結晶として機能し、GW信号を2つの成分に分割し、その相対的な時間遅延は理論とレンズパラメーターに依存します。ここでは、GWスクランブリングの観測的見通し、つまり、両方のGW偏波間の時間遅延が信号の持続時間よりも小さく、検出器によって記録された波形が歪んでいる場合を研究します。最新のLIGO-Virgo-KAGRAカタログGWTC-3を分析しましたが、LIBの決定的な証拠は見つかりませんでした。LIBを支持する最大の対数ベイズファクターは、GW$190521$に対して$3.21$であり、特に騒々しいが短いイベントです。ただし、(ガウス)ノイズの変動による誤報を考慮すると、この証拠は1-$\sigma$を下回ります。時間遅延に対する最も厳しい制約は、GW$200311\_115853$から$<0.51$ms(90%C.L.)です。GWスクランブリングが観測されていないことから、視線に沿ってランダムに分布するレンズ（銀河など）の可能性を考慮して、LIBの光学深度を制限します。(四次)スカラーテンソルHorndeski理論に対するLIB制約は、広いパラメーター範囲の太陽系テストよりも厳しく、いくつかの制限でGW170817に匹敵します。GW190521をAGNバイナリとして解釈する(つまり、AGNフレアを対応するものとして解釈する)と、さらに厳しい制約が可能になります。私たちの結果は、GWレンズに基づくGRのテストによって達成可能な可能性と高感度を示しています。
外部カーブラックホールによって引き起こされる連星系の潮汐変形
| Title |
Tidal_deformations_of_a_binary_system_induced_by_an_external_Kerr_black_hole |
| Authors |
Filippo_Camilloni,_Gianluca_Grignani,_Troels_Harmark,_Roberto_Oliveri,_Marta_Orselli,_Daniele_Pica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04879 |
ブラックホールの背景で動く連星系のダイナミクスは、潮汐力の影響を受けます。この作業では、カーブラックホールについて、四重極次数での電気および磁気潮汐モーメントを導き出し、後者は完全な一般性で初めて計算されます。カーブラックホールで構成される階層的なトリプルシステムと、シュヴァルツシルトブラックホールとテスト粒子で構成される極端な質量比のバイナリシステムのシナリオで、これらの瞬間を利用します。連星系におけるテスト粒子の永年力学が、はるかに大きなカーブラックホールからの潮汐力の存在によってどのように歪められるかを研究します。バイナリシステムはカーブラックホールのイベントホライズンの近くにあることが許可されているため、連星システムと潮汐力の両方について、ポストニュートン近似を超える強い重力効果を扱います。テスト粒子の永年ダイナミクスの物理量のシフトを計算し、それらがゲージ不変であることを示します。特に、テスト粒子の最も内側の安定した円軌道と光子球の場合に形式を適用します。私たちの結果は、連星系が超大質量ブラックホールの近くにあるという天体物理学的状況に関連しています。
COSINE-200実験用に独自開発した精製法と結晶成長により作製した超高純度NaI(Tl)検出器の性能
| Title |
Performance_of_an_ultra-pure_NaI(Tl)_detector_produced_by_an_indigenously-developed_purification_method_and_crystal_growth_for_the_COSINE-200_experiment |
| Authors |
Hyun_Seok_Lee,_Byung_Ju_Park,_Jae_Jin_Choi,_Olga_Gileva,_Chang_Hyon_Ha,_Alain_Iltis,_Eun_Ju_Jeon,_Dae_Yeon_Kim,_Kyung_Won_Kim,_Sung_Hyun_Kim,_Sun_Kee_Kim,_Yeong_Duk_Kim,_Young_Ju_Ko,_Cheol_Ho_Lee,_Hyun_Su_Lee,_In_Soo_Lee,_Moo_Hyun_Lee,_Se_Jin_Ra,_Ju_Kyung_Son,_Keon_Ah_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.04884 |
COSINE-100実験は、暗黒物質を観測したと主張するDAMA/LIBRA実験の結果をテストするために、106kgの低バックグラウンドNaI(Tl)検出器で動作しています。しかし、COSINE-100実験で使用されたNaI(Tl)結晶のバックグラウンドはDAMA検出器のバックグラウンドよりも2～3倍高いため、DAMA/LIBRA実験からの主張された観察に関する結論には達しませんでした。したがって、超低バックグラウンドNaI(Tl)検出器を使用して、現在のCOSINE-100実験を次のフェーズであるCOSINE-200にアップグレードする予定です。基本原理は、Sigma-Aldrich社から市販されているアストログレードのNaI粉末ですでに証明されています。しかし、韓国の基礎科学研究所(IBS)の地下物理学センター(CUP)で、生のNaI粉末の直接精製を使用して、超高純度のNaI粉末の大量生産プロセスを開発しました。COSINE200実験用に1,000kg以上の超高純度粉末を製造する予定です。CUPに設置した結晶育成装置により、NaI粉末の精製技術を用いてバックグラウンドの低い結晶を育成することに成功しました。低バックグラウンドのNaI(Tl)検出器を組み立てました。この記事では、韓国のIBSで製造されたこの超高純度NaI(Tl)結晶検出器の性能を報告します。
カー・ヴァイディアのようなブラックホールの影
この作業では、明確に定義されたカー限界とヴァイディア限界を持つ回転時間依存ブラックホールソリューションのシャドウ境界曲線を調べます。これらの解は、Eddington-Finkelstein座標で線形の質量関数を持つVaidya解に正角な球対称シードメトリックにNewman-Janisアルゴリズムを適用することによって構築されます。等角キリングベクトルフィールドを備えたこのクラスのソリューションは、ヌル測地線の分離可能性を示し、その影の境界曲線の解析式を開発することができます。降着率に対する影の平均半径と非対称係数の依存性を説明する単純なべき法則を見つけます。M87${}^*$とSgrA${}^*$の最近のイベントホライズンテレスコープ観測へのモデルの適用性についても説明します。
勾配の非計量性を伴う時空の重力のゲージ不変理論: いくつかの宇宙論的パズルの解決の可能性
| Title |
Gauge_invariant_theory_of_gravity_in_spacetime_with_gradient_nonmetricity:_A_possible_resolution_of_several_cosmological_puzzles |
| Authors |
Israel_Quiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05007 |
この論文では、特に宇宙の加速膨張の現在の段階やハッブル張力の問題など、いくつかの宇宙論的パズルの代替の統一された説明を探すために、対称原理を適用します。ワイルゲージ対称性は、ワイル可積分幾何学時空で作用する重力のゲージ不変理論の明白な対称性であり、現在の宇宙の実際の(壊れていない)対称性である可能性があると主張します。この対称性は、一般相対性理論とその既知の修正の枠組みの中で生じる現代の根本的な問題の現象論的に実現可能な説明の中核にあるかもしれません。
暗黒物質のハローを持つ銀河の極端な質量比の渦巻き
Hernquist型の密度分布を持つ暗黒物質(DM)ハローに浸されたシュヴァルツシルトブラックホールの解析的、静的、球対称メトリックを使用して、軌道周期と軌道歳差運動、半緯度直腸の進化、およびDMハローの環境での偏心EMRIの偏心。DMハローの密度が十分に大きい場合、軌道の歳差運動がどのように減少し、方向を逆転させるかを示します。局所的なDMハローの存在は、半広直腸と離心率の減少を遅らせます。合併前の1年間の進化で、DMハローがある場合とない場合の軌道周期数を比較すると、10^{-4}$ほどのコンパクトさを持つDMハローが検出できることがわかりました。DMハローがある場合とない場合のGW波形間の不一致を計算することにより、銀河の環境でEMRIからのGWを使用して、DMハローの存在をテストし、$10^{-5}$ほどのコンパクトさを検出できることを示します。
アフィンヌル座標のアインシュタイン方程式から導出されたゆっくりと回転するカー計量
漸近ボンダイ慣性系に適応したアフィンヌル計量の準球近似を使用して、ゆっくりと回転する静止および軸対称真空時空の特定の角運動量に関して計量関数の高次近似を提示します。メトリックは、アインシュタイン方程式の階層を、摂動のマスター関数を利用した特性定式化に統合する手順に従って取得されます。さらに、Boyer-Lindquist座標から採用されたアフィンヌル座標への明示的な変換を実行することにより、低速回転近似におけるカー計量との等価性が検証されます。
FLRW時空での真空の実行: 量子化された物質場からの $\rho_{\rm vac}(H)$ のダイナミクス
| Title |
Running_vacuum_in_FLRW_spacetime:_The_dynamics_of_$\rho_{\rm_vac}(H)$_from_the_quantized_matter_fields |
| Authors |
Cristian_Moreno-Pulido,_Joan_Sola_Peracaula,_Samira_Cheraghchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05205 |
過去数年間の現象学的研究は、真空エネルギー密度(VED)が宇宙論的進化を伴う連続量であり、この連続性が$\Lambda$CDMを苦しめる宇宙論的緊張を緩和するのに役立つという考えに重要な支持を提供してきました。理論的な側面では、最近の献身的な研究により、FLRW時空の適切に繰り込まれた$\rho_{\rmvac}$が「ランニング真空モデル」(RVM)形式を採用することが示されました。私たち2人(CMPとJSP)による以前の3つの研究では、そのような計算は、重力と非最小結合のスカラー場のみに焦点を当てていましたが、現在の研究では、スピン$1/2$フェルミオンの寄与を計算し、それらを組み合わせます。計算は、シェル外のくりこみ点$M$でUV発散を差し引くことに基づいて、断熱くりこみ手順の新しいバージョンを使用して実行されます。$\rho_{\rmvac}$の$M$による量子スケーリングは、ハッブル速度$H$による宇宙進化に変わります。結果として、「宇宙定数」$\Lambda$は、与えられたエポック$H$の周りの(任意の)$8\piG(H)\rho_{\rmvac}(H)$のほぼ持続的な値としてフレームワークに表示されます。ここで、$G(H)$は重力結合で、非常に緩やかですが(対数的に)実行されています。現在のVED進化は$\delta\rho_{\rmvac}(H)\sim\nu_{\rmeff}m_{\rmPl}^2\left(H^2-H_0^2\右)\(|\nu_{\rmeff}|\ll1)$.係数$\nu_{\rmeff}$は、すべての量子化されたフィールド、ボソン、およびフェルミオンからの寄与を受け取ります。驚くべきことに、初期宇宙でインフレーションを引き起こす可能性のあるより高いパワー${\calO}(H^{6})$も存在します。最後に、真空の状態方程式(EoS)もボソンとフェルミオン場から量子補正を受け、その値を-1からシフトします。注目すべき結果は、量子真空のEoSが今日では効果的に真髄のように見えるかもしれないということです。
