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Thu 12 Jan 23 19:00:00 GMT -- Fri 13 Jan 23 19:00:00 GMT

限界ニューラル比推定によるハッブル定数の標準サイレン推定のバイアス緩和

Title Debiasing_Standard_Siren_Inference_of_the_Hubble_Constant_with_Marginal_Neural_Ratio_Estimation
Authors Samuel_Gagnon-Hartman_and_John_Ruan_and_Daryl_Haggard
URL https://arxiv.org/abs/2301.05241
重力波(GW)標準サイレンは、$H_0$の標準サイレン推定に系統的バイアスがない場合、ハッブル張力を解決する可能性があります。しかし、連星中性子星(BNS)の合体からの標準的なサイレンは、系統的なバイアスの2つの原因に悩まされています。1つはGW放射の異方性から生じ、もう1つはキロノバからの電磁(EM)放射の異方性から生じます。観測されたBNS合併のサンプルの場合、従来のベイジアンアプローチによるバイアス緩和には、検出可能性の直接計算が含まれます。これは、合併検出を支配するパラメータ空間の次元が高いため、検出されたBNS合併の大規模なサンプルでは実行不可能です。この研究では、限界ニューラル比推定を使用したシミュレーションベースの推論(SBI)フレームワークの下で観測されたGWおよびEMデータの前方シミュレーションにハッブル定数を適合させることにより、この計算をバイパスします。私たちの方法の重要な革新は、GWでのみ検出されたBNS合併を含めることです。これにより、EM異方性によって導入されたバイアスを推定できます。私たちの方法は、既知の望遠鏡感度を使用し、キロノバ放出。このように、我々のSBIベースの方法は、検出されたEM対応物を伴う合併と伴わない合併の両方を含む、BNS合併のハッブル定数の偏りのない推論を可能にします。

強い重力レンズ効果の「外部せん断」はせん断ではない

Title Strong_gravitational_lensing's_`external_shear'_is_not_shear
Authors Amy_Etherington,_James_W._Nightingale,_Richard_Massey,_Sut-Ieng_Tam,_XiaoYue_Cao,_Anna_Niemiec,_Qiuhan_He,_Andrew_Robertson,_Ran_Li,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Shaun_Cole,_Jose_M._Diego,_Carlos_S._Frenk,_Brenda_L._Frye,_David_Harvey,_Mathilde_Jauzac,_Anton_M._Koekemoer,_David_J._Lagattuta,_Marceau_Limousin,_Guillaume_Mahler,_Ellen_Sirks,_and_Charles_L._Steinhardt
URL https://arxiv.org/abs/2301.05244
銀河規模の強い重力レンズの質量分布は、しばしば、楕円の累乗則に「外部シア」を加えたものとしてモデル化され、概念的には隣接する銀河と宇宙シアを説明します。そうでないことを示します。少数のまれなシステムを除いて、外部せん断の最適な値は、せん断の独立した測定値と相関しません。45のハッブル宇宙望遠鏡の画像、または複雑な質量分布を持つレンズの50の模擬画像の弱いレンズ効果からです。代わりに、ベストフィットシアーは、レンズ銀河の88%の長軸または短軸に合わせられます。その銀河が円盤状の場合、外部シアーの振幅が増加します。べき乗則モデルに付随する「外部せん断」は物理的に意味がなく、モデルの複雑さの欠如を補うためのファッジであると結論付けます。これは、いくつかの科学分析(銀河の進化、暗黒物質の物理学、または宇宙論的パラメーターの測定など)で物理的に意味があると解釈される他のモデルパラメーターにバイアスをかけるため、銀河規模の強いレンズ効果の将来の研究では、より柔軟な質量モデルを採用することをお勧めします。

KiDS と GAMA での広視野地上観測からの強力なレンズのモデル化

Title Modeling_Strong_Lenses_from_Wide-Field_Ground-Based_Observations_in_KiDS_and_GAMA
Authors Shawn_Knabel,_B._W._Holwerda,_J._Nightingale,_T._Treu,_M._Bilicki,_S._Braugh,_S._Driver,_L._Finnerty,_L._Haberzettl,_S._Hegde,_A._M._Hopkins,_K._Kuijken,_J._Liske,_K._A._Pimblett,_R._C._Steele,_A._Wright
URL https://arxiv.org/abs/2301.05320
ハッブル品質のイメージングによる銀河規模の強い重力レンズ研究の成功にもかかわらず、よく研究された強いレンズの数は少ないままです。その結果、レンズモデルと理論上の予測とを確実に比較することは困難です。これは、自動化されたベイジアンレンズモデリング手法を、重複する大規模な地上ベースのイメージングおよび分光調査の公開データリリースからの観測に適用する動機となります。それぞれ、キロ度調査(KiDS)および銀河および質量集合(GAMA)です。オープンソースのレンズモデリングソフトウェアPyAutoLensを使用して分析を実行します。高解像度で個々のレンズのより時間と費用のかかる観察を利用する研究を補完する手段として、低解像度で大規模な調査データを使用した強力なレンズモデリングの実現可能性を示します。単一開口スペクトルから背景光源の赤方偏移を決定し、前景レンズと背景光源の光のもつれを解くことに特別な考慮を払いながら、利点と課題について説明します。地上観測所の光学解像度の限界と小さなサンプルサイズによるモデルの最適なパラメーターの高い不確実性は、将来の研究で改善できます。将来の取り組みのために広く適用可能な推奨事項を提供します。適切に適用すると、このアプローチは、堅牢な統計的推論に必要な量の測定値をもたらす可能性があります。

ループ量子宇宙論による宇宙マイクロ波背景放射の非ガウス

Title Non-Gaussianity_in_the_cosmic_microwave_background_from_loop_quantum_cosmology
Authors Roshna_K_and_V._Sreenath
URL https://arxiv.org/abs/2301.05406
原初の非ガウス性は、初期宇宙のモデルに強い制約を課しています。インフレシナリオをプランクスケールに拡張する試みであるループ量子宇宙論(LQC)が、スケールに強く依存し、振動する非ガウス性につながることが研究により示されています。特に、LQCで生成された非ガウス関数$f_{_{\rmNL}}(k_1,\,k_2,\,k_3)$は、小さなスケールでスローロールインフレーション中に生成されたものと似ていますが、高度にスケールされています。依存性があり、大きな波長で振動します。この作業では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のバイスペクトルにおけるこのような原始バイスペクトルの痕跡を調査します。以前の研究に触発されて、LQCの原始バイスペクトルの分析テンプレートを提案し、対応する温度と電気分極の縮小されたバイスペクトルとそれらの3点相互相関を計算します。LQCで生成されたCMBバイスペクトルがプランクからの観測と一致することを示します。最後に、結果とそのLQCへの影響について説明します。

赤方偏移における銀河群と銀河団のスプラッシュバック半径

Title The_splashback_radius_of_groups_and_clusters_of_galaxies_at_low_redshifts
Authors Flera_G._Kopylova,_Alexander_I._Kopylov
URL https://arxiv.org/abs/2301.05432
銀河の157のグループとクラスター(200~km~s$^{-1}$<$\sigma$<1100~km~s$^{-1}$)の半径に沿った銀河の分布の研究を提示します。)ローカルユニバース(0.01<$z$<0.1)。銀河系の新しい境界を導入し、スプラッシュバック半径$R_{sp}$で識別しました。また、半径$R_c$の銀河系の中心領域を特定しました。これらの半径は、原則として最も明るい銀河と一致するグループ/クラスターの中心からの二乗距離に応じて、銀河の総数の観測された統合分布によって定義されます。半径$R_{sp}$は$R_{200c}$(銀河団の仮想化領域の半径)と中央領域の半径$R_c$に比例し、傾きは1に近いことを示します。得られた半径のX線光度への依存性の中で、$\logR_{sp}$-$\logL_X$の関係が最小の分散を持っています。$<R_{sp}>$=$1.67\pm0.05$~Mpcをサンプル全体で測定し、$<R_{sp}>$=$1.14\pm0.14$~Mpcを$\sigma\leq$400~km~s$^{-1}$,$<R_{sp}>$=$2.00\pm0.20$~Mpc$\sigma$>400~km~s$^{-1の銀河団}$.半径の平均比率$R_{sp}/R_{200c}=1.40\pm0.02$または$R_{sp}/R_{200m}=0.88\pm0.02$.}

特性に依存した銀河クラスタリングの正確な測定に向けて: II.平滑化された密度補正 $V_{\rm max}$ メソッドのテスト

Title Toward_accurate_measurement_of_property-dependent_galaxy_clustering:_II._Tests_of_the_smoothed_density-corrected_$V_{\rm_max}$_method
Authors Lei_Yang_(YNU),_Zhigang_Li_(NYNU)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05520
プロパティ依存の銀河クラスタリング推定のためのランダムカタログを構築するための平滑化された密度補正$V_{\rmmax}$手法を提示します。このアプローチは基本的に、Cole(2011)の密度補正$V_{\rmmax}$メソッドに基づいており、元のメソッドに3つの改良が加えられています。改善された方法を検証するために、異なる$k+e$補正を持つ2つの独立したモックカタログから2セットのフラックス制限サンプルを生成します。2点相関関数を比較することにより、平滑化された密度補正$V_{\rmmax}$アプローチによって作成されたランダムカタログが、一般的に使用される$V_{\rmmax}$メソッドとredshiftshuffledメソッド。フラックスが制限されたサンプルと色に依存するサブサンプルの場合、投影された相関関数の精度は、スケール$0.07h^{-1}\rmMpc$から$30h^{-1}\rmで$1\%$以内に十分に制限されます。Mpc$.赤方偏移空間相関関数の精度も$2\%$未満です。現時点では、次世代サーベイのクラスタリングメジャーという高精度の目標を達成するために有望な唯一のアプローチです。

時間遅延宇宙論からハッブル定数への特異な速度効果

Title Peculiar_velocity_effects_on_the_Hubble_constant_from_time-delay_cosmography
Authors Charles_Dalang,_Martin_Millon,_Tessa_Baker
URL https://arxiv.org/abs/2301.05574
現代宇宙論の2つの主要な課題は、ハッブル張力と宇宙双極子張力です。これらの交差点で、時間遅延宇宙論からのハッブル定数の推定に対する特異な速度の影響を調査します。レンズ、光源、および観測者の特異な速度によるハッブル定数の推定の偏りを定量化します。前者の2つは、あるシステムから別のシステムに相殺される可能性があり、レンズモデルを介して、時間遅延式の角度直径距離の決定、および光源に対する角度などの再構成された量に影響を与えます。一方、宇宙の双極子張力の文脈で議論されている量である観測者の特異な速度は、収差、赤方偏移、角直径距離、および再構成された量を通じて、観測される角度に体系的に影響します。H0LiCOW/TDCOSMOコラボレーションの7つのレンズの特異な速度における線形秩序へのハッブル定数の推論に対するこれらの特異な速度の影響を詳細に計算します。観測者の特異な速度だけで生成される偏りは、それとよく一致しているレンズでは$1.15\%$に達する可能性があります。これにより、7つのレンズを組み合わせた場合に$0.25\%$バイアスが発生します。レンズとソース銀河の典型的な固有の速度が$300$kms$^{-1}$であると仮定すると、これらはランダムな不確実性を追加し、個々のレンズで$1\%$に達する可能性がありますが、$0.24\%に減少します。完全なTDCOSMOサンプルの$。特異な速度が予想よりも大きいことが判明した場合、状況が変わる可能性があります。ハッブル定数のパーセント精度を目指す時間遅延コスモグラフィプログラムは、この体系的なバイアスの原因を考慮する必要があるかもしれません。これは特に、観測者の特異な速度と十分に一致する天球の一部をカバーする将来の地上ベースの調査に当てはまります。

スリットレス分光法による宇宙のマッピング

Title Mapping_the_Universe_with_slitless_spectroscopy
Authors P._Monaco_(for_the_Euclid_Consortium;_Trieste_University,_INAF-OATs,_INFN-Trieste,_IFPU)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05669
ユークリッドは、イメージングとスリットレス分光観測により、アクセス可能な銀河系外の空のほとんどを調査し、宇宙を$z=0.9$から$1.8$にマッピングするH$\alpha$線を放出する銀河の独自の分光カタログを作成します。予想される統計誤差が低い場合、誤差バジェットは、データとモデリングの不確実性に関連する系統誤差によって支配される可能性があります。予想される系統的影響を緩和し、緩和の不確実性を宇宙論的パラメーターのエラーバーに伝播するために提案された戦略について説明します。

エンケラドスの噴煙におけるHCNと多様な酸化還元化学の検出

Title Detection_of_HCN_and_diverse_redox_chemistry_in_the_plume_of_Enceladus
Authors Jonah_S._Peter,_Tom_A._Nordheim,_Kevin_P._Hand
URL https://arxiv.org/abs/2301.05259
カッシーニ探査機は、土星の衛星エンケラドゥスが南極の地形から噴出する一連のジェットを持っていることを発見しました。カッシーニのイオンおよび中性質量分析計(INMS)によって収集されたinsituデータの以前の研究では、放出されたプルーム内にH$_2$O、CO$_2$、CH$_4$、H$_2$、およびNH$_3$が特定されました。素材。プルーム内のマイナーな種の同定は、INMSデータに適合させるために使用できる可能な組み合わせが多数あるため、進行中の課題のままです。ここでは、HCN、CH$_2$O、C$_2$H$_2$、C$_3$H$_6$など、エンケラドゥスの生息可能性にとって非常に重要ないくつかの新しい化合物の発見を紹介します。詳細な統計フレームワークと組み合わせた低速INMSデータの分析により、高次元モデルフィッティングの影響を軽減することにより、プルーム内の以前は曖昧だった種を区別できます。もっともらしい鉱物学的触媒と表面放射線分解に由来する酸化還元勾配とともに、これらの化合物は潜在的に現存する微生物群集をサポートしたり、生命の起源につながる複雑な有機合成を促進したりする可能性があります。

巨大惑星と矮星惑星の摂動を伴うデブリ円盤の混合攪拌メカニズム

Title A_Mixed_Stirring_Mechanism_for_Debris_Discs_with_Giant_and_Dwarf_Planetary_Perturbations
Authors Marco_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_Jonathan_P._Marshall,_Antonio_Peimbert
URL https://arxiv.org/abs/2301.05265
デブリディスクは、ダスト粒子から微惑星までのサイズの天体のベルトで構成されています。これらのベルトは、他の星の周りの惑星系の目に見えるマーカーであり、その形状と構造を通じて太陽系外惑星の影響を明らかにすることができます.微惑星による自己攪拌と外部の巨大惑星による永年摂動という2つの重要な攪拌メカニズムが、微惑星帯のダイナミクスを説明するために特定されています。それらの相対的な重要性は個別に研究されていますが、組み合わせて検討する必要があります。この作業では、ディスクに埋め込まれた両方の準惑星と内部の巨大な惑星の重力摂動を組み合わせて、1〜Gyrにわたるデブリディスクの進化を調査する286個のN体シミュレーションのスイートを実行します。私たちのシステムは、外側の太陽系の構造にいくらかモデル化されました:太陽質量星、30~auの単一の巨大な巨大惑星($M_{\rmGP}=$10to316~$\mathrm{M}_{\oplus}$)、および100個の巨大な準惑星と1000個の質量のない粒子によって形成された破片円盤($M_{\rmDD}=$3.16~31.6~$\mathrm{M}_{\oplus}$)。1~Gyr以降の円盤と巨大惑星の進化を紹介します。ディスクの平均離心率と傾きの時間発展は、巨大惑星の質量と残りのディスク質量に強く依存しています。また、ディスクの質量が小さくても効率的な撹拌が実現されることもわかりました。一般に、混合メカニズムは、単独で作用するいずれかのメカニズムよりも冷たい破片ディスクの攪拌においてより効率的であることがわかります。

リーキー ダスト トラップ: フラグメンテーションが惑星によるダスト フィルタリングに与える影響

Title Leaky_Dust_Traps:_How_Fragmentation_impacts_Dust_Filtering_by_Planets
Authors Sebastian_Markus_Stammler_and_Tim_Lichtenberg_and_Joanna_Dr\k{a}\.zkowska_and_Tilman_Birnstiel
URL https://arxiv.org/abs/2301.05505
炭素質隕石と非炭素質隕石の間の元素合成同位体二分法は、太陽原始惑星系円盤における数百万年にわたる2つの異なる惑星形成貯留層の空間分離と共存の証拠として解釈されてきました。CAIの後100万年以内に木星のコアが急速に形成されることは、空間的および時間的分離の潜在的なメカニズムとして示唆されています。このシナリオでは、木星のコアが円盤に隙間を開け、内側に漂うダスト粒子を隙間の外縁の圧力バンプに閉じ込め、内側と外側の円盤の物質を互いに分離します。初期に形成された木星のコアによってギャップが開かれた原始惑星系ディスク内のダスト粒子のシミュレーションを実行しました。これには、ダストの成長とフラグメンテーション、およびダスト進化ソフトウェアDustPyを使用したダスト輸送が含まれます。私たちの数値実験は、ギャップの外縁に閉じ込められた粒子が急速に断片化し、ギャップを通って輸送され、隕石の記録と一致しない時間スケールで内側のディスクを外側のディスク材料で汚染することを示しています。これは、他のプロセスが太陽系の内側と外側の間の同位体分離を開始したか、少なくともそれに寄与したに違いないことを示唆しています。

木星通過中の HST Ly$\alpha$ 画像によるガニメデの大気探査

Title Probing_Ganymede's_atmosphere_with_HST_Ly$\alpha$_images_in_transit_of_Jupiter
Authors Lorenz_Roth_(1),_Gregorio_Marchesini_(1),_Tracy_M._Becker_(2,3),_H._Jens_Hoeijmakers_(4),_Philippa_M._Molyneux_(2),_Kurt_D._Retherford_(2,3),_Joachim_Saur_(5),_Shane_R._Carberry_Mogan_(6),_Jamey_R._Szalay_(7)_(_(1)_Space_and_Plasma_Physics,_KTH_Royal_Institute_of_Technology,_Stockholm,_Sweden,_(2)_Southwest_Research_Institute,_San_Antonio,_TX,_USA,_(3)_University_of_Texas_at_San_Antonio,_San_Antonio,_TX,_USA,_(4)_Lund_Observatory,_Department_of_Astronomy_and_Theoretical_Physics,_Lund_University,_Lund,_Sweden,_(5)_Universit\"at_zu_K\"oln,_K\"oln,_Germany,_(6)_Space_Sciences_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_CA,_USA,_(7)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05583
ハッブル宇宙望遠鏡による、木星の昼側半球を通過する最大の衛星ガニメデの遠紫外観測の結果を報告します。{Within}2021年9月9日のターゲットを絞ったキャンペーンでは、1回のトランジット通過中に2回の露出が行われ、月の縁の上にある木星の水素ライマン$\alpha$日照の減衰を調べました。背景の昼光は、ガニメデ周辺の拡張領域でわずかに減衰し、ガニメデが惑星の中心近くにあったときの2回目の露出でより強い減衰が見られます。月が木星の縁に近づいたときの最初の露出では、ガニメデコロナからの影響はほとんど検出できませんでした。これは、この表示ジオメトリでは木星のライマン$\alpha$の昼光がスペクトル的に広く、強度が低いためと考えられます。得られた約$(1-2)\times10^{12}$~cm$^{-2}$の垂直H列密度は、以前の結果と一致しています。ガニメデの円盤の角度変動を制限して、ローカルH$_2$O列密度の上限を$(2-3)\times10^{16}$~cm$^{-2}$と導き出します。観測された月の縁の近くの領域でのガス放出プルームから発生します。

CPD への粉塵のサイズ選択的降着: 低 CPD 質量とより大きな粒子のろ過

Title Size-selective_accretion_of_dust_onto_CPDs:_Low_CPD_masses_and_filtration_of_larger_grains
Authors Samuel_M._Karlin,_Olja_Pani\'c,_Sven_van_Loo
URL https://arxiv.org/abs/2301.05662
木星と土星の主要な衛星は、巨大な原始惑星を形成する周回惑星円盤で形成されたと考えられています。CPD内のガスとダストは異なる分布を持ち、粒子サイズによって異なる抗力によって互いに影響を及ぼします。しかし、個別のダイナミクスを使用した複数のダスト粒子サイズのシミュレーションは、これまで行われていません。私たちは、惑星周円盤に各粒子サイズのダストがどれだけあるかを評価しようとしています。ガスと、連続分布を表す1$\mu$mから1mmまでの4つの離散粒子サイズのダストを含む、多流体3D流体力学シミュレーションを実行します。1$M_{\odot}$星の周りの原始惑星系円盤に埋め込まれた1$M_\mathrm{Jup}$原始惑星を考えます。私たちの結果は、より小さな粒子サイズで切り捨てられたMRN分布を示しています。これは、$a=100\mu$mで減少し始め、1mmでゼロに近くなります。粉塵の塊の大部分を保持する大きな粉塵粒子は、粉塵のろ過のために、CPDへの付着が非常に非効率的です。したがって、CPDの塵の質量は小さくなければならず、原始惑星に対する質量比は~数$\times10^{-6}$です。これらの質量と対応するミリメートルの不透明度は、これまでに観測されたCPDフラックスと一致しています。

初期太陽系における炭素枯渇

Title Carbon_Depletion_in_the_Early_Solar_System
Authors Fabian_Binkert_and_Til_Birnstiel
URL https://arxiv.org/abs/2301.05706
太陽系の内側にある地球やその他の岩石の天体は、太陽系の外側、太陽、またはISMにある天体と比較して、炭素が枯渇しています。これは、原始星周物質から耐火性炭素が選択的に除去された結果であると考えられています。この研究では、初期太陽系の円盤相における耐火炭素質材料の光分解および熱分解を介した気体環境への炭素の不可逆的放出を研究しています。一次元移流方程式を解析的に解き、半径方向および垂直方向の輸送の影響下での固体中の炭素質物質の枯渇を記述する明示的な式を導き出します。どちらの枯渇メカニズムも、典型的な条件下では太陽系の存在量を個別に再現できないことがわかりました。放射状輸送は光分解をわずかに制限するだけですが、これらの条件下で炭素の枯渇を制限するのは非効率的な垂直輸送です。垂直混合効率の増加、および/または直接照射されたディスク体積の増加が、炭素の枯渇に有利であることを明示的に示しています。熱分解には、地球とコンドライトの形成領域を枯渇させるために、3AUを超える高温の内部ディスク(>500K)が必要です。適度に難治性の化合物が枯渇するようなこれらの状態を生み出すために、FUOriタイプの爆発が見られます。ただし、このような爆発は、ディスクの最も内側の領域を超えて、最も耐火性の炭素質化合物を枯渇させない可能性があります。したがって、1AUでの耐火性炭素の存在量は、通常、地球レベルには達しません。それにもかかわらず、特定の条件下では、光分解と熱分解が組み合わされて太陽系の存在量が再現されることがわかります。

低質量銀河の回転曲線が物質分布のトレーサーとして失敗する可能性がある多くの理由

Title The_many_reasons_that_the_rotation_curves_of_low-mass_galaxies_can_fail_as_tracers_of_their_matter_distributions
Authors Eleanor_R._Downing_(Durham-ICC)_and_Kyle_A._Oman_(Durham-ICC)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05242
銀河の回転曲線は円速度曲線に等しいと日常的に仮定されており(いくつかの修正を法として)、それらは優れた動的質量トレーサーです。$33$の低質量銀河($60<v_\mathrm{max}/\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}<120$)宇宙論的流体力学シミュレーションのAPOSTLEスイートから。これらのうち$3$のみが$z=0$での円速度曲線とほぼ等しい回転曲線を持ち、残りはさまざまな動的摂動を受けています。視覚化を使用して、いくつかのカテゴリのプロセスによって強く摂動される可能性が高い銀河の数の評価を導きます:合体/相互作用($6$/$33$銀河に影響を与える)、バルク放射状ガス流入($19$/$33$)、垂直ガスの流出($15$/$33$)、非球状のDMハロー($17$/$33$)、ワープ($8$/$33$)、およびIGMを通る動きによる風($5$/$33$)による歪み($5$/$33$))。ほとんどの銀河は、これらのカテゴリの複数に分類されます。$5$/$33$しか含まれていません。これらの効果の合計は、バリオンのタリー-フィッシャー関係($\alpha\sim3.9$の代わりに$\alpha\sim3.1$、ここで$M_\mathrm{bar}\proptov^\alpha$)を回避することは困難であり、低質量銀河の回転曲線形状で観測された多様性のかなりの部分の原因となる可能性があります。

シミュレートされた分子雲は実際の分子雲のように見えますか?

Title Do_simulated_molecular_clouds_look_like_real_ones?
Authors F._D._Priestley,_P._C._Clark,_A._P_Whitworth
URL https://arxiv.org/abs/2301.05245
分子雲のシミュレーションは、人工的に課された乱流速度場を持つ均一密度の球体など、高度に理想化された初期条件から始まることがよくあります。得られた構造は、連続体および線観測で検出されたものと定性的に類似しているように見えるかもしれませんが、それらが実際の分子雲を本当に代表しているかどうかは不明です。最近の観察研究では、分子線の積分強度と雲物質の総柱密度との間に、しばしば線形に近い緊密な関係が発見されました。磁気流体力学シミュレーション、時間依存化学、放射伝達を組み合わせて、モデル雲の合成分子線観測を生成します。線の強度と柱の密度の間には、観察されたものと同様に密接な相関関係がありますが、線形の挙動は(衝突ではなく)孤立したモデル雲でのみ見られます。この線形関係は、光学的に薄い放出によるものではありません。調査されたすべての線は高い光学的深さを持ち、列密度に伴う積分強度の増加は、視線に沿ったより高い速度分散によるものです。全体として、文献で一般的に使用されている理想化されたモデルは、実際の分子雲をかなり正確に表現しているように見えます。

分解された星間物質を用いた銀河シミュレーションにおける塵と化学の共進化

Title Co-evolution_of_Dust_and_Chemistry_in_Galaxy_Simulations_with_a_Resolved_Interstellar_Medium
Authors Chia-Yu_Hu,_Amiel_Sternberg,_Ewine_F._van_Dishoeck
URL https://arxiv.org/abs/2301.05247
近くの矮小不規則銀河は、低金属量の星間物質(ISM)を研究するための理想的な実験室です。これは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡で観測される非常に高い赤方偏移の銀河では一般的であると予想されます。孤立した低金属量($0.1~Z_\odot$)矮小銀河の最初の高解像度(~0.2pc)流体力学的シミュレーションと、時間依存化学ネットワークおよびダストが局所的に生成および破壊されるダスト進化モデルを組み合わせて提示します。さまざまなプロセスによって。一酸化炭素(CO)を正確にモデル化するために、水素分子(H$_2$)の時間依存効果を含む詳細な化学ネットワークを使用してシミュレーションを後処理します。私たちのモデルは、観測された星形成率とCO(1-0)光度($L_{\rmCO}$)をうまく再現しています。観測された$L_{\rmCO}$を再現するには、高密度ガス中のダストの成長が必要であることがわかりました。対照的に、H$_2$の存在量は非常に小さく、塵の成長の影響を受けないため、金属量が低いにもかかわらず、COからH$_2$への変換係数は天の川の値に似ています。したがって、金属量に依存するCOからH$_2$への変換係数を採用すると、観測的に推測されるダストとガスの比率は過小評価されます。高密度ガス内で新たに生成されたダストは、スパッタリングによって完全に破壊されることなく、超新星フィードバックを通じてISMと混合されます。これにより、ISMよりも20%~50%ダストの多い銀河系の流出が生じ、銀河間ダストの発生源となる可能性があります。

高 z 主系列類似体における CO 励起: DYNAMO 銀河における分解された CO(4-3)/CO(3-2) ライン比

Title CO_Excitation_in_High-z_Main_Sequence_Analogues:_Resolved_CO(4-3)/CO(3-2)_Line_Ratios_in_DYNAMO_Galaxies
Authors Laura_Lenki\'c,_Alberto_D._Bolatto,_Deanne_B._Fisher,_Roberto_Abraham,_Karl_Glazebrook,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Rebecca_C._Levy,_Danail_Obreschkow,_Carolyn_G._Volpert
URL https://arxiv.org/abs/2301.05251
一酸化炭素のスペクトル線エネルギー分布には、星形成分子水素ガスの物理的条件に関する情報が含まれています。ただし、局所的な放射線場特性との関係はあまり制約されていません。CO(3-2)とCO(4-3)の~1-2kpcスケールのALMA観測を使用して、主系列銀河のローカルアナログのCO(4-3)/CO(3-2)線比を特徴付けます。z~1-2、DYNAMOサンプルから抽出。各銀河のディスク全体でCO(4-3)/CO(3-2)を測定し、サンプルの中央線比$R_{43}=0.54^{+0.16}_{-0.15}$を見つけます。これは、局所的な星形成銀河の文献推定値よりも高く、局所的な宇宙に存在するにもかかわらず、ダイナモ銀河がz~1-2の主系列銀河に似ていることを示す複数の証拠と一致しています。既存の低解像度CO(1-0)観測と比較すると、$R_{41}$と$R_{31}$の値がそれぞれ$\sim0.2-0.3$と$\sim0.4-0.8$の範囲にあることがわかります。kpcスケールで分解された線比の測定値をHST観測のH$\alpha$と組み合わせて、星形成率の表面密度との関係を調査し、この関係をモデルからの予測と比較します。星形成率の表面密度の増加に伴い、CO(4-3)/CO(3-2)が増加することがわかりました。しかし、モデルは、我々が調べた星形成率の表面密度の範囲、特に低い範囲で、線の比率を過大に予測しています。最後に、HAWC+とFIFI-LSを使用したSOFIA観測では、塵の温度が低く、全赤外線光度に関して[CII]放射の赤字がないことが明らかになりました。

中帯域フィルターでのポラリメトリック残響マッピング

Title Polarimetric_Reverberation_Mapping_in_Medium-Band_Filters
Authors Elena_Shablovinskaya,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Roman_Uklein,_Eugene_Malygin,_Dragana_Ili\'c,_Stefano_Ciroi,_Dmitry_Oparin,_Luca_Crepaldi,_Lyuba_Slavcheva-Mihova,_Boyko_Mihov,_Yanko_Nikolov
URL https://arxiv.org/abs/2301.05267
以前、10年以上前に初めて提案された、活動銀河核(AGN)のポラリメトリック残響マッピングの「リロード」概念を提案しました。銀河Mrk6の広い輝線の残響マッピングのこのアプローチのテストに成功しました。このようなアイデアにより、AGNの中央パーセク構造を文字通り新しい光の中で見ることができることが示されました。しかし、この方法は当初、分光偏光観測の使用を想定しており、望遠鏡の時間の点で高価であり、まれな大型望遠鏡で実装されていました。現在、フォトメトリック残響マッピングのアイデアに従って、中帯域フィルターのブロードラインの偏波残響マッピングの適応を提案します。これは、フィルターの帯域幅がブロードラインと周囲の連続体近くに向けられるように選択された場合です。この論文では、ロジェン国立天文台(NAO)の支援を受けて特別天体物理観測所とアジアゴチマエカール天文台(OAPd/INAF)で共同で実施されたそのようなモニタリングの進捗状況を提示し、最も頻繁に観測されるAGNsMrkのいくつかの最初の結果を提示します。335、Mrk509、Mrk817、およびキャンペーンの将来の見通しに関する議論。

昏睡状態に陥る NGC 4839 の球状星団: 2 回目の落下の証拠?

Title Globular_Clusters_in_NGC_4839_Falling_into_Coma:_Evidence_for_the_Second_Infall?
Authors Seong-A_Oh,_Myung_Gyoon_Lee,_and_In_Sung_Jang
URL https://arxiv.org/abs/2301.05269
NGC4839はNGC4839グループの中で最も明るい銀河(cD)で、R\approx1$Mpcに位置し、Comaクラスターの南西にあり、Comaに陥っていることが知られています。ただし、コマ中心を通過した後、第1段階の降下にあるのか、第2段階の降下にあるのかについては、議論の余地があります。すばるアーカイブのHyperSuprime-Cam$gr$画像に基づいて、NGC4839とその環境の球状星団(GC)の広範なフィールド調査を提示します。NGC4839のGCシステムをNGC4816のGCシステムと比較します。NGC4816は近くのグループの最も明るいメンバー(S0)であり、コマの中心から西の同様の距離にあります。興味深いことに、NGC4839のGCの空間分布は、NGC4816のGCの空間分布よりもかなりコンパクトです。さらに、NGC4839のGCの動径数密度プロファイルは、$R_{N4839}\approx80で急激な低下を示しています。$kpc、NGC4816のGCのそれは、$80<R_{N4816}<500$kpcの外側の領域でも継続的なゆっくりとした減少を示しています。NGC4839GCシステムの有効半径は、NGC4816GCシステムの有効半径の約3分の1です。この顕著な違いは、NGC4839がコマを通過したときにその周辺でGCのかなりの部分を失った場合に説明できます。これは、NGC4839が約1.6Gyr前にコマの中心を通過し、最近南西のアポセンターに到達した後に2回目の降下を開始したという2回目の降下シナリオを強く支持しています。

円盤銀河 NGC 2655 における運動学とガスの起源

Title Kinematics_and_Origin_of_Gas_in_the_Disk_Galaxy_NGC_2655
Authors Olga_K._Sil'chenko,_Alexei_V._Moiseev,_Alexandre_S._Gusev,_Daria_V._Kozlova
URL https://arxiv.org/abs/2301.05326
特別天体物理観測所(SAORAS)の6m望遠鏡とコーカシアン山岳天文台の2.5m望遠鏡で得られた、初期型巨大円盤銀河NGC2655における電離ガスの分布、励起、および運動学に関する新しい観測データSternbergAstronomicalInstitute(CMOSAIMSU)の情報がこの作品で紹介されています。これらと以前のスペクトル観測の共同分析により、NGC2655内のガスの複数の性質について結論を下すことができました。適切な大きなガス状円盤が、赤道面で規則的な円回転を経験しているため、銀河の恒星ポテンシャルは数十億にも及びます。数年前に、NGC2655の中心部をほぼ垂直に約1000万年前に衝突させた合体した小さな衛星の残骸も観測しています。

高緯度の半透明雲 MBM 40 における塵とガスの混合

Title The_mixing_of_dust_and_gas_in_the_high_latitude_translucent_cloud_MBM_40
Authors Marco_Monaci,_Loris_Magnani,_Steven_N._Shore
URL https://arxiv.org/abs/2301.05388
環境。高緯度の分子雲(以下HLMC)は、星間ガスの動力学と天体化学の研究を精度良く可能にします。これは、それらが近接していること、一般に視界がはっきりしていること、および物理的状況を大幅に変更する可能性のある内部の星形成活動​​が欠如しているためです。最も近いHLMCの1つであるMBM40は広く研究されており、ダストとガスの混合比(DGMR)を推測して研究するための優れたターゲットとなっています。ねらい。星間物質でのダストとガスの混合は、天文学の進化と分子の存在量を追跡するための基本的な問題のままです。$H_2$は直接観測できず、HIスペクトルは常に、雲と直接相関していない異なる動的プロファイルがブレンドされて表示されるため、分子ガスと原子ガスの両方を説明することは困難です。2つの独立した戦略を使用して、分子および原子のガス柱密度を推測し、ダストとガスの混合比を計算しました。メソッド。$HI$21cmと$^{12}CO$ライン観測をIRAS100$\mu$m画像と組み合わせて、雲内のダストとガスの混合比を推測しました。雲の21cmプロファイルは、$^{12}CO$を使用して総水素分子柱密度を推定するハイブリッドガウス分解を使用して抽出されました。赤外線画像は、粉塵の放出を計算するために使用されました。結果。ダストとガスの混合比は、ヘアピン構造によって概説されるように、雲内でほぼ均一です。全水素柱密度と100$\mu$m放射率は、1桁の$N(H_{tot})$の範囲で直線的に相関します。

NGC 449 の近くにある重度に隠蔽された AGN の多波長解析

Title Multiwavelength_Analysis_of_a_Nearby_Heavily_Obscured_AGN_in_NGC_449
Authors Xiaotong_Guo,_Qiusheng_Gu,_Jun_Xu,_Guanwen_Fang,_Xue_Ge,_Yongyun_Chen,_Xiaoling_Yu_and_Nan_Ding
URL https://arxiv.org/abs/2301.05398
我々は、NGC449にある重度に隠蔽された活動銀河核(AGN)の多波長分析を発表しました。最初に、最新のNuSTARとXMM-Newtonデータを使用して広帯域X線スペクトルを構築しました。その列密度($\simeq10^{24}\rm{cm}^{-2}$)と光子指数($\Gamma\simeq2.4$)は、広帯域X線スペクトルを分析することによって確実に得られました。ただし、散乱率と固有のX線光度は十分に制限できませんでした。中赤外(中赤外)スペクトルとスペク​​トルエネルギー分布(SED)フィッティングから得られた情報と組み合わせて、固有のX線光度($\simeq8.54\times10^{42}\\rm{erg\s}^{-1}$)および散乱分数($f_{\rm{scat}}\simeq0.26\%$)。さらに、次の結果も導き出しました。(1)。中央のAGNの質量降着率は約$2.54\times10^{-2}\rm{M}_\odot\\rm{yr}^{-1}$で、エディントン比は$8.39\times10^{-2}$;(2)。このAGNのトーラスはガスとダストの比率が高い($N_{\rmH}/A_{\rmV}=8.40\times10^{22}\\rm{cm}^{-2}\\rm{mag}^{-1}$);(3)。ホスト銀河と中央のAGNはどちらも共進化の初期段階にあります。

低質量球状星団の複数の個体群: エリダヌス座

Title Multiple_Populations_in_Low-mass_Globular_Clusters:_Eridanus
Authors Yue_Wang,_Baitian_Tang,_Chengyuan_Li,_Holger_Baumgardt,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Doug_Geisler,_and_Yuanqing_Fang
URL https://arxiv.org/abs/2301.05410
天の川銀河、マゼラン雲、および他のいくつかの矮小銀河の星団では、軽元素の存在量の変動によって特徴付けられる複数の集団(MP)が発見されています。大量の観測に基づいて、質量は、星団内のMPの存在と外観に影響を与える重要なパラメーターであることが示唆されています。低質量星団におけるMPの存在をさらに調査し、MP形成の質量閾値を調査するために、いくつかの低質量銀河球状星団における星の人口構成を研究するプロジェクトを実施しました。ここでは、エリダヌス星団に関する私たちの研究を紹介します。グランテレスコピオカナリアスのOSIRIS/Multi-objectスペクトログラフで取得した青紫外低解像度スペクトルを使用して、サンプルの巨星のCHとCNのスペクトルインデックスを計算し、モデルスペクトルを使用してそれらの炭素と窒素の存在量を導き出しました。窒素の初期表面存在量の有意な分散がサンプルに見られ、エリダヌス島にMPが存在することを示しています。MPを使用してその場クラスターの年齢初期質量分布を調べると、年齢の増加とともに初期質量が増加するわずかな傾向が見られ、対数最小の最小初期質量〜4.98および5.26がそれぞれ若い端と古い端で見つかりますこれは、クラスターがMPを形成するための質量しきい値の大まかな参照を提供する可能性があります。ただし、確固たる結論を導き出す前に、初期質量が小さいクラスターをさらに観察する必要があります。

Fornax3D プロジェクト: Fornax クラスター銀河における動的コールド ディスクのアセンブリに対する環境の影響

Title The_Fornax3D_project:_Environmental_effects_on_the_assembly_of_dynamically_cold_disks_in_Fornax_cluster_galaxies
Authors Y._Ding,_L._Zhu,_G._van_de_Ven,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_L._Costantin,_K._Fahrion,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_M._Lyubenova,_I._Mart\'in-Navarro,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_M._Sarzi
URL https://arxiv.org/abs/2301.05532
Fornax3DプロジェクトのコンテキストでMUSE/VLTで観測されたFornaxクラスター内の16個の銀河に、人口軌道重ね合わせ法を適用します。光度分布、星の運動学、および年齢と金属量のマップを同時にフィッティングすることにより、内部の星軌道分布と、各銀河の異なる軌道上の星の年齢と金属量の分布を取得しました。モデルに基づいて、各銀河を動的コールドディスク(軌道円形度$\lambda_z\ge0.8$)と動的ホット非ディスクコンポーネント(軌道円形度$\lambda_z<0.8$)に分解し、表面を取得します。各コンポーネントの明るさ、年齢、および金属量の放射状プロファイル。銀河団への銀河の落下時間は、銀河のコールドディスクの年齢と強く相関しており、古いコールドディスクは古代の落下層に含まれています。TNG50宇宙論的シミュレーションで較正された相関関係を使用して、各銀河の降水時間$t_{\rminfall}$をその冷円盤年齢で定量化します。Fornax銀河団の銀河では、$t_{\rminfall}>8$Gyrの銀河の冷たい円盤の光度の割合は、より最近の降雨銀河よりも$\sim4$倍低いことがわかりました。質量。16の銀河のうち9つは空間的に広がった冷たい円盤を持ち、それらのほとんどは正またはゼロの年齢勾配を示します。内側の円盤の星は外側の円盤の星よりも$\sim2-5$Gyr若く、裏返しの成長の予想とは対照的です。私たちの結果は、銀河の冷たい円盤の集合は、外側領域でのガスの除去、または既存の円盤の一部の潮汐剥離または加熱によって、銀河団への落下によって強く影響を受けることを示しています。外側の円盤での星の形成は、銀河が銀河団に落ちた後すぐに停止する可能性がありますが、内側の円盤での星の形成はさらに数Gyr続き、冷たい円盤で測定された正の年齢勾配を構築します。

ハッブル ディープ フィールド ノースの NOEMA 分子ライン スキャン: CO 光度関数と分子ガスの宇宙密度に関する制約の改善

Title A_NOEMA_molecular_line_scan_of_the_Hubble_Deep_Field_North:_Improved_constraints_on_the_CO_luminosity_functions_and_cosmic_density_of_molecular_gas
Authors Leindert_A._Boogaard,_Roberto_Decarli,_Fabian_Walter,_Axel_Weiss,_Gerg\"o_Popping,_Roberto_Neri,_Manuel_Aravena,_Dominik_Riechers,_Richard_S._Ellis,_Chris_Carilli,_Pierre_Cox,_J\'er\^ome_Pety
URL https://arxiv.org/abs/2301.05705
観測された象徴的なハッブル深宇宙北極(HDF-N)の3mmでの8.5分角^2のスペクトルスキャン調査に基づいて、CO光度関数(LF)の測定値とz~6までの宇宙分子ガス密度の進化を提示します。北拡張ミリ波配列(NOEMA)を使用します。整合フィルタリングを使用して銀河からの線放射を検索し、HDF-Nの広範な多波長データを利用して赤方偏移確率分布を決定します。z=5.18にある有名なサブミリ波銀河HDF850.1を含む、1<z<6でCOエミッターとして7つの最も忠実度の高いソースを識別します。4つの高忠実度の3mm連続体源はすべて、z<=1にHDF850.1を加えた電波銀河であることがわかっています。<z>=5.0でのCO(5-4)LFの最初の測定を含め、HDF-NアウトのCOLFをz~6に制限します。NOEMAHDF-Nサーベイの比較的広い領域と深さは、既存の光度関数を膝より上の1<z<4で拡張し、CO(2-1)のオーバーラップ領域で0.15-0.4dexだけやや低い密度をもたらします。宇宙分散に起因するCO(3-2)遷移。HDF-NとASPECSのハッブル超深宇宙でCOLFの共同分析を実行し、それらが単一のシェクター関数で適切に記述できることを発見しました。共同分析からの宇宙分子ガス密度の進化は、以前の決定とよく一致しています。これは、測定値に対する宇宙のフィールド間の分散の影響が以前の見積もりと一致していることを意味し、第一原理から銀河をモデル化するシミュレーションの課題に追加されます。

最初の中性子星連星合体の起源と系譜の端から端までの研究

Title End-to-end_study_of_the_home_and_genealogy_of_the_first_binary_neutron_star_merger
Authors Heloise_F._Stevance,_Jan_J._Eldridge,_Elizabeth_R._Stanway,_Joe_Lyman,_Anna_F._McLeod,_and_Andrew_J._Levan
URL https://arxiv.org/abs/2301.05236
連星中性子星合体は大規模な連星進化の最終的な出来事の1つであり、その親システムについての理解はまだ始まったばかりです。今後の重力波検出は、多波長のフォローアップ観測と相まって、近隣の星の集団を特徴付け、それらの前駆体を検索することにより、これらのイベントの増加を研究することを可能にします。恒星進化のシミュレーションはこの作業に不可欠ですが、それらは多数の仮定にも基づいています。さらに、ホスト銀河を研究するために使用されるモデルは、前駆銀河を特徴付けるために使用されるモデルとは異なり、通常は単一の星集団に基づいています。ここでは、エンドツーエンドの分析を実行し、それを最初の連星中性子星合体-GW170817に展開するためのフレームワークを紹介します。BinaryPopulationAndSpectralSynthesis(BPASS)コードを使用して、ホスト銀河NGC4993の物理的特性を取得し、前駆体候補を推測することができます。私たちのシミュレーションでは、GW170817が5~12.5Gyrsの間に生まれたZ=0.010の恒星集団に由来する可能性が98%を超えています。恒星の系図を慎重に検討することにより、GW170817は、13~24Msolのプライマリと10~12Msolのセカンダリで生まれた連星系から生まれた可能性が最も高いことがわかりました。

対流 II におけるランダムな角運動量の数値シミュレーション: 「失敗した」超新星に続く赤色超巨星の遅延爆発

Title Numerical_simulations_of_the_random_angular_momentum_in_convection_II:_delayed_explosions_of_red_supergiants_following_"failed''_supernovae
Authors Andrea_Antoni_and_Eliot_Quataert
URL https://arxiv.org/abs/2301.05237
巨大な赤色超巨星または黄色超巨星の鉄核の崩壊がニュートリノ駆動の爆発につながらない場合、対流水素エンベロープのかなりの部分が、崩壊する核から形成されたブラックホールに向かって落下します。対流エンベロープのランダムな速度場により、落下する各シェルに有限の特定の角運動量が生じます。3D流体力学シミュレーションを使用して、この物質の落下を小さな半径までたどり、流れの循環半径を解決します。対流エンベロープの落下により、$\gtrsim$200km/sの流出速度で$\gtrsim$10$^{48}$エルグ爆発が発生し、エンベロープがほぼ完全に放出されることがわかりました。このような爆発の光度曲線は、噴出物が冷えて水素再結合前線が膨張している噴出物を通って後退するにつれて、特徴的な赤いプラトーを示します。超新星IIpスケーリングを採用すると、このイベントは$\gtrsim$10$^{40}$erg/sのプラトー光度と数百日の期間を持つことになります。これらのイベントは、赤色または黄色の超巨星前駆体を持つ明るい赤い新星に非常によく似ているように見えます。いくつかの明るい赤い新星は、実際には、ブラックホール形成の道しるべである可能性があります。ここで研究されているメカニズムは、原始中性子星の段階でニュートリノエネルギーの放射から生成される弱い衝撃よりも強力な爆発を生成します。地平線までずっとシミュレートすることはできないため、結果は、赤色または黄色の超巨星が崩壊してブラックホールを形成する際に生成される過渡現象のエネルギーと光度の下限である可能性があります。

アップグレードされたジャイアント メトロウェーブ電波望遠鏡を使用した 6 つの明るい正準パルサーの同時二重周波数シンチレーション アーク調査

Title A_Simultaneous_Dual-Frequency_Scintillation_Arc_Survey_of_Six_Bright_Canonical_Pulsars_Using_the_Upgraded_Giant_Metrewave_Radio_Telescope
Authors Jacob_E._Turner,_Bhal_Chandra_Joshi,_Maura_A._McLaughlin,_and_Daniel_R._Stinebring
URL https://arxiv.org/abs/2301.05306
アップグレードされたジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡を使用して、2つの周波数を同時にカバーする6つの明るい正準パルサーのシンチレーションアーク特性を測定します。300~750MHzの周波数でのこれらの観測により、周波数とエポックにわたるアーク進化の詳細な分析が可能になりました。理論と以前の文献に一致することがわかった、エポックあたりの単一周波数帯域測定で許可されているよりも、アーク曲率と散乱遅延周波数依存性のより堅牢な決定を実行します。アークの非対称性とアークの曲率の間に強い相関関係があることを発見したことを報告します。これは、散乱スクリーンの距離と屈折強度の間のリンク、または散乱スクリーン上の散乱材料の非対称分布の影響を示す可能性があることを示しています。155分間の観測を含めることで、短い時間スケールでのシンチレーション変動のスケールを解決することができました。これは、観測中にサンプリングされたISMの量に直接結びついていることがわかりました。私たちのパルサーのいくつかは、弧の曲率に一貫した非対称性または新たな非対称性を示しており、視線全体の屈折の例を示しています。PSRJ1136+1551の複数のシンチレーションアークやPSRJ1509+5531のフラットアークレットなど、以前の研究で見つかったさまざまなパルサーの重要な機能の存在も十分に検出されました。PSRJ1136+1551の各エポックで目に見えるシンチレーションアークを追跡することにより、特定の散乱スクリーンが信号伝搬を支配する時間スケールの可能性のある証拠が見つかりました。このアップグレードされた望遠鏡で達成された興味深いパルサー科学は、パルサー天文学における重要な将来の仕事に対する強い約束を示しています。

長時間ガンマ線バースト前駆体とマグネター形成

Title Long-duration_Gamma-ray_Burst_Progenitors_and_Magnetar_Formation
Authors Cui-Ying_Song_and_Tong_Liu
URL https://arxiv.org/abs/2301.05401
瀕死の大質量星の中心で生成されるミリ秒マグネターは、ガンマ線バースト(GRB)に電力を供給する1つの著名なモデルです。しかし、それらの詳細な性質は未解決のままです。$10-30~M_\odot$の原始星の初期質量、回転、質量損失、および金属量が原始マグネターの形成と特性に及ぼす影響を調べるために、プレメインから150以上の単一星モデルを進化させます。・恒星進化コードMESAによるコア崩壊までの系列。高速自転星はすべてウォルフ・ライエ星になることがわかりました。最終的な恒星、ヘリウム、および炭素-酸素コアの質量は、初期質量の増加とともに大まかに増加し、初期回転速度の増加とともに緩やかに減少します。水素とヘリウムのエンベロープと金属性に対するこれらの固有のシグネチャの影響を示します。次に、さまざまな種類の超新星の前駆体について説明します。さらに、さまざまな金属量と風質量損失の影響を考慮すると、コンパクトネスパラメーターは初期質量と初期速度の非単調関数のままであることがわかります。さらに重要なことは、すべてのケースで推定された期間、磁場強度、および原磁気星の質量を提示することです。これらのミリ秒マグネターの通常の回転エネルギーは、長時間のGRBに電力を供給するのに十分です。

最小スパニング ツリー構造の定量的決定: 新しいクラスのパルサーの出現を分析するためのパルサー ツリーの使用

Title Quantitative_determination_of_minimum_spanning_tree_structures:_Using_the_pulsar_tree_for_analyzing_the_appearance_of_new_classes_of_pulsars
Authors C.R._Garc\'ia,_Diego_F._Torres
URL https://arxiv.org/abs/2301.05408
この作業では、最小スパニングツリー(MST)のメイントランクと重要なブランチを定義する定量的方法論を紹介します。これをパルサーツリーに適用します。つまり、パルサー固有の特性上のユークリッド距離に基づいて構築されたパルサー母集団のMSTです。私たちの方法は、媒介中心性推定量とノンパラメトリックテストを利用して、定義されたブランチの明確な特徴を確立します。これらの概念を武器に、パルサー集団が歴史を通じてどのように進化してきたかを研究し、新しいクラスのパルサーが新しいデータ、将来の調査、またはパルサーカタログの新しい化身に現れるかどうかを判断する方法を分析します。

eRASSt J074426.3+291606: 「かすかで遅い」潮汐破壊イベントにおける降着円盤の迅速な形成

Title eRASSt_J074426.3+291606:_prompt_accretion_disc_formation_in_a_'faint_and_slow'_tidal_disruption_event
Authors A._Malyali,_Z._Liu,_A._Merloni,_A._Rau,_J._Buchner,_S._Ciroi,_F._Di_Mille,_I._Grotova,_T._Dwelly,_K._Nandra,_M._Salvato,_D._Homan,_M._Krumpe
URL https://arxiv.org/abs/2301.05484
$z=0.0396$にある以前は静止していた銀河の核に位置する、潮汐破壊イベント(TDE)候補eRASStJ074426.3+291606(J0744)の多波長観測について報告します。J0744は、2回目のSRG/eROSITA全天サーベイ(eRASS2)で新しい超軟X線源(光子指数$\sim4$)として初めて検出され、0.3~2~keVで明るくなりました。2011年に偶然チャンドラが指すことから推測されたアーカイブの3$\sigma$上限に比べて、$\sim$160を超える係数で帯域幅が広がっています。トランジェントは、ZwickyTransientFactory(ZTF)によって光学的に独立して発見されました。eRASS2の検出は、光学的明るさのピークからわずか$\sim$20日後に発生し、降着円盤がこのTDEで迅速に形成されたことを示唆しています。eROSITA、NICERXTI、およびSwiftXRTによる次の$\sim$400日間にわたる継続的なX線モニタリングは、$\sim$100倍の正味の減少を示しましたが、システムが消えてから再び明るくなる場所では振幅の大きなX線変動がありました。、0.3--2~keV帯で80日間で$\sim$50倍。この極端なX線変動の間の同時期のSwiftUVOT観測は、比較的滑らかな減少を示しており、光学的ピーク後$\sim$400日以上持続します。このトランジェントから観測されたピーク光度(絶対$g$バンド等級$\sim-16.8$mag)により、J0744はこれまでに観測された光学的に検出されたTDEの中で最も暗いものになります。しかし、既知の「かすかで速い」TDEのセットとは対照的に、J0744からの発光はゆっくりと減衰し(指数関数的減衰時間スケール$\sim$120~days)、J0744を「かすかで遅い」TDEの潜在的な新しいクラスの最初のメンバーにします。.

ROSAT が選択した潮汐破壊イベントの再輝: 静止銀河からの弱い部分的破壊フレアの繰り返し?

Title The_rebrightening_of_a_ROSAT-selected_tidal_disruption_event:_repeated_weak_partial_disruption_flares_from_a_quiescent_galaxy?
Authors A._Malyali,_Z._Liu,_A._Rau,_I._Grotova,_A._Merloni,_A._J._Goodwin,_G._E._Anderson,_J._C._A._Miller-Jones,_A._Kawka,_R._Arcodia,_J._Buchner,_K._Nandra,_D._Homan,_M._Krumpe
URL https://arxiv.org/abs/2301.05501
ROSATが選択した潮汐破壊事象(TDE)候補RXJ133157.6-324319.7(J1331)は、1993年に明るい($(1.0\pm0.1)\times10^{-12}の0.2-2keVフラックスとして検出されました)$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$)、超ソフト($kT=0.11\pm0.03$keV)静止銀河($z=0.05189$)からのX線フレア。2022年の5回目の全天サーベイ(eRASS5)で、SRG/eROSITAはJ1331の繰り返しのフレアリングを検出しました。そこでは、$(6.0\pm0.7)\times10^{-13の0.2-2keVフラックスが観測されました。}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$、スペクトル特性($kT=0.115\pm0.007$keV)はROSATで観測された$\sim$30年前のフレアと一致します。この作業では、このシステムのX線、UV、光学、および電波観測について報告します。eRASS5検出から$\sim$17日後の先のとがったXMM観測では、J1331は0.2-2keVバンドで検出されず、0.2-2keVフラックスがこの期間に$\gtrsim$40の係数で減衰したことが制約されました。30年間にわたって同じ銀河から2つの独立した完全なTDEを観測する可能性が非常に低い($\sim5\times10^{-6}$)ことを考えると、J1331で見られる変動は2つの部分的なTDEによって引き起こされる可能性が高いと考えられます。ブラックホールの周りの楕円軌道上の星を含む.J1331のようなフレアは、標準的なTDE候補と比較して、上昇と減衰のタイムスケール($\mathcal{O}(\mathrm{days})$)が速く、バースト間の分裂後の遅い時間に進行中の降着はごくわずかです。

LOFARによる孤立した中性子星からの低周波電波放射の新しい上限

Title New_upper_limits_on_low-frequency_radio_emission_from_isolated_neutron_stars_with_LOFAR
Authors In\'es_Pastor-Marazuela,_Samayra_M._Straal,_Joeri_van_Leeuwen,_Vlad_I._Kondratiev
URL https://arxiv.org/abs/2301.05509
X線と$\gamma$線のパルス放出を示す中性子星は、磁気圏のどこかで電子-陽電子対を生成する必要があります。このようなペアは電波放射にも必要ですが、ではなぜこれらのソースの多くが電波が静かに見えるのでしょうか?ここでは、孤立したX線/$\gamma$線パルサーであるが、まだ電波脈動が検出されていない4つの中性子星に向けて、ディープラジオサーチを実行しました。これらのソースは、1RXSJ141256.0+7922​​04(カルベラ)、PSRJ1958+2846、PSRJ1932+1916、およびSGRJ1907+0919です。電波ビームが広いと考えられる低い無線周波数で検索すると、以前の高周波数検索と比較して、これらのソースを検出する可能性が高くなります。このように、150MHzのLOFAR電波望遠鏡を使用して、周期的かつ単一パルスの電波放出を検索しました。既知の期間を使用し、距離が十分に制約されていないため、広範囲の分散測定を検索しました。4つのソースのいずれからもパルス放出は検出されませんでした。ただし、150MHzでの電波束密度には$\lesssim$1.4mJyという非常に厳しい上限を設けています。

パルサー偏波: Parkes Ultra-Wideband 受信機による広帯域人口ビュー

Title Pulsar_polarization:_a_broad-band_population_view_with_the_Parkes_Ultra-Wideband_receiver
Authors L._S._Oswald,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_S._Dai,_M._Kerr,_M._E._Lower,_R._N._Manchester,_R._M._Shannon,_C._Sobey,_P._Weltevrede
URL https://arxiv.org/abs/2301.05628
パルサー集団の電波偏波特性は、従来のパルサー電波放射の画像によって表面的に捉えられているだけです。Parkes電波望遠鏡MurriyangのUltra-WidebandLow受信機で行われた高品質の観測を使用して、特に円偏波に焦点を当てて、271の若い電波パルサーの広帯域偏波を研究します。周波数および位相に依存する分極進化の広範なカテゴリを定義し、これらの分類の共起を研究し、それらを平均分極測定値およびスピンダウンエネルギーと比較することにより、母集団規模での分極挙動をカプセル化しようとします($\dot{E}$)。この研究は、回転ベクトルモデル(RVM)からの直線偏光位置角(PA)の偏差が、円偏光機能の存在と偏光の周波数進化に関連していることを示しています。偏波率、円偏波の寄与、およびプロファイルの複雑さはすべて、母集団全体で$\dot{E}$とともに進化し、高$\dot{E}$パルサーのプロファイルは単純で高度に直線偏波されています。偏光率と円の寄与の間の関係も、高度に偏光されたプロファイルが、あまり強く偏光されていないプロファイルよりも周波数による円の寄与の変動が少なくなるように進化することが見られます。この進化は、人口全体と個々のソースの頻度の両方で見られます。パルサーの電波偏波を理解するには、個々の発生源の詳細な研究と人口レベルの傾向の集合的理解が必要です。前者については、位相および周波数分解された偏光パラメーターの視覚化を提供します。後者については、円偏光と$\dot{E}$の影響を含めることの重要性を強調しました。

マイクロクエーサーの内部衝撃モデルを救うための衝撃波形: 単一スケールの MHD ビュー

Title Shock_corrugation_to_the_rescue_of_the_internal_shock_model_in_microquasars:_The_single-scale_MHD_view
Authors Patryk_Pjanka,_Camilia_Demidem,_and_Alexandra_Veledina
URL https://arxiv.org/abs/2301.05686
モデルの多様性を制限しようとする数多くの試みにもかかわらず、天体物理ジェットのエネルギー散逸に関する疑問は現在も未解決のままです。最も一般的なモデルのいくつかは、ジェット物質の不均一な速度の結果として発生する内部衝撃を介してエネルギーが粒子に伝達されると仮定しています。これに関連して、衝突するプラズマシェルの構造とエネルギー蓄積を研究し、最初は不均一なシェルの場合に注意を向けます。これにより、歪んだ(波形の)衝撃波面が形成されます。これは、相対論的磁化垂直衝撃波で粒子加速を復活させることが最近示されている設定です。私たちの研究は、非相対論的磁化垂直衝撃のはるか下流の放射力が、平らな衝撃の場合に対して適度に増強されることを示しています。下流磁場の減衰率に基づいて、多波長分極特性を予測します。

次世代イベント・ホライズン・テレスコープによる多波長・マルチメッセンジャー研究

Title Multi-Wavelength_and_Multi-Messenger_Studies_with_the_next-generation_Event_Horizon_Telescope
Authors Rocco_Lico,_Svetlana_G.Jorstad,_Alan_P.Marscher,_Jose_L.Gomez,_Ioannis_Liodakis,_Rohan_Dahale,_Antxon_Alberdi,_Roman_Gold,_Efthalia_Traianou,_Teresa_Toscano,_Marianna_Foschi
URL https://arxiv.org/abs/2301.05699
次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)は、可能な限り最高の解像度と感度で超大質量ブラックホール(SMBH)を調査する最高の機会を提供してくれます。既存のイベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイに関して、ngEHTは、新しいステーションの追加、より広い周波数範囲(86GHzから345GHz以上)、より細かい解像度(<15マイクロ-arcseconds)、およびより優れた監視機能。これは、ディスクジェット接続、高エネルギー光子およびニュートリノイベントの原因となるメカニズム、相対論的ジェットの形成における磁場の役割、およびバイナリSMBHシステム。このホワイトペーパーでは、多波長研究と相乗効果に関連して、いくつかのngEHTサイエンスケースについて説明します。

英国の天文学科学技術ロードマップ: STFC 天文学諮問委員会ロードマップ 2022

Title UK_Astronomy_Science_and_Technology_Roadmap:_STFC_Astronomy_Advisory_Panel_Roadmap_2022
Authors Stephen_Serjeant_(Open_University),_James_Bolton_(University_of_Nottingham),_Poshak_Gandhi_(University_of_Southampton),_Ben_Stappers_(University_of_Manchester),_Paolo_Mazzali_(Liverpool_John_Moores_University),_Aprajita_Verma_(University_of_Oxford),_Noelia_E._D._No\"el_(University_of_Surrey)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05457
この文書は、科学技術施設評議会(STFC)の天文学諮問委員会による一連の全国コミュニティの協議に続いて、今後数十年間の資金調達と投資に関する英国の天文学コミュニティの科学技術の優先事項をまとめたものです。STFCの施設権限は地上ベースであるため、インフラストラクチャの推奨事項も必然的に地上ベースですが、レポートでは、Xを含むがこれに限定されないESA科学プログラムのためのSTFC資金による技術開発と科学的利用の重要性も認識しています。-線、ガンマ線、マルチメッセンジャー天文学。

HST 低解像度恒星ライブラリ

Title HST_Low_Resolution_Stellar_Library
Authors Tathagata_Pal,_Islam_Khan,_Guy_Worthey,_Michael_D._Gregg,_David_R._Silva
URL https://arxiv.org/abs/2301.05335
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の宇宙望遠鏡イメージング分光器(STIS)は、提案GO9088、GO9786、GO10222、およびGO13776を介して、次世代スペクトルライブラリ(NGSL)と呼ばれる長期にわたるプログラムで556の星をターゲットにしました。3つの低解像度グレーティングによる露光は、$\lambda/\Delta\lambda\sim$1000で0.2$<\lambda<$1$\mu$mからの波長範囲を提供し、紫外線(UV)で独自の範囲を提供します。UVグレーティング(G230LB)は赤色光を散乱させ、これが不要な光束を発生させ、特に低温の星にとって厄介な問題となります。\cite{2022stis.rept....5W}に基づく散乱光補正と、0\farcs2スリットの中心に対するポインティングエラーから生じるフラックス補正を適用しました。514の完全に削減されたスペクトル、フラックス化、赤化除去、ゼロ速度への相互相関を提示します。スペクトル範囲が広いため、彩層活動の指標であるH$\alpha$とMgII$\lambda$2800を同時に調べることができます。彼らの行動は切り離されています。H$\alpha$で穏やかなフレアを示す3つのクールな矮星と1つの巨星を除いて、Be星だけが強いH$\alpha$放射を示します。ただし、Mg2800の放出は、温度と強く逆相関するため、暖かい星は吸収を示し、星は$5000よりも低温になります\:\!\rm{K}$は、矮星/巨星の状態または金属量に関係なく、普遍的に彩層放射を示します。恒星の表面から出現するMg2800フラックスに変換すると、天体物理学的散乱がほぼ対称である温度との相関が見られます。これは、非対称散乱を強い値で示す基底レベルを見つける他の研究者とは対照的です。当然のことながら、Mg2800の活動が可変であることを確認します。

A型金属線星オミクロンペガススの表面磁場再訪

Title Surface_magnetic_field_of_the_A-type_metallic-line_star_omicron_Pegasi_revisited
Authors Yoichi_Takeda
URL https://arxiv.org/abs/2301.05367
1990年代初頭に、スペクトル線の幅と強度を分析することにより、明るいA型金属線星oPegの表面磁場が~2kGであることが報告されました。これらの古い研究はかなり経験的または近似的な性質のものであり、観測データの質が十分ではなかったという点で、この問題は、観測された等価幅(W)とともに、ラインフラックスプロファイルの物理的により厳密なシミュレーションに基づいて新たに再調査されました。高品質スペクトルから測定された198FeIおよび182FeIIラインの半値全幅(h)。従来の分析から導き出されたFe存在量を考えると、さまざまなパラメーターのセットに対して計算された理論上のWおよびhの値が観測された値と比較され、<H>(平均電界強度)に関する次の結論が導き出されました。(1)Wの分析では、vt~1.5km/sの微小乱流を伴うFeII線から<H>~1-1.5kGが得られた。(2)hを比較すると、<H>~1.5-2kGとなり、vsini~5km/sの予測回転速度が得られました。(3)したがって、OPegには<H>~1-2kG程度の平均磁場が存在することが確認され、これはこれまでの研究結果とほぼ一致している。

太陽フレア ループにおける多周期キンク運動の励起: 準周期脈動への応用の可能性

Title Excitation_of_Multi-periodic_Kink_Motions_in_Solar_Flare_Loops:_Possible_Application_to_Quasi-periodic_Pulsations
Authors Mijie_Shi,_Bo_Li,_Shao-Xia_Chen,_Mingzhe_Guo,_Shengju_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2301.05382
磁気流体力学(MHD)波は、太陽フレアの準周期脈動(QPP)を解釈するためにしばしば呼び出されます。3次元MHDシミュレーションを使用して、キンクのような速度摂動に対する直線フレアループの応答を研究し、高速ジャイロシンクロトロンコードを使用してマイクロ波放射を順方向モデル化します。2つの周期性を持つキンク運動が同時に生成され、長周期成分P_L=57sはラジアル基本キンクモードに起因し、短周期成分P_S=5.8sは最初の漏れキンクモードに起因します。フォワードモデリングの結果は、2つの周期的な振動が、一部の視線のマイクロ波強度で検出可能であることを示しています。ビームサイズを(1")^2に大きくしても、マイクロ波振動は消去されません。最初の漏れキンクモードは、短周期QPPを説明する有望な候補メカニズムであると提案します。高い空間分解能を持つ電波望遠鏡は、ソーセージモードなどの慣習的な解釈を備えたこの新しいメカニズム。

太陽ダイナモの同期二次元 $\alpha-\Omega$ モデル

Title A_synchronized_two-dimensional_$\alpha-\Omega$_model_of_the_solar_dynamo
Authors M._Klevs,_F._Stefani,_L._Jouve
URL https://arxiv.org/abs/2301.05452
約20年のヘイルサイクル周期とバタフライダイアグラムの妥当な形状を含む、太陽ダイナモの典型的な特徴を示す、子午線循環を伴う従来の$\alpha-\Omega$ダイナモモデルを検討します。太陽周期の潮汐同期の最近のアイデアに関して、タコクライン領域に局在する追加の周期的な$\alpha$項によってこのモデルを補完します。いくつかのdm/sの振幅は、この$\alpha$項が基礎となるダイナモを同調できるようになるのに十分であることが示されています。たとえば、潮汐励起された磁気ロスビー波の場合、m/sの範囲の速度が到達可能であるため、$\alpha$のそのような振幅は実際に現実的である可能性があると主張します。

高速惑星間衝撃波上流のフラットエネルギースペクトルの解釈

Title Interpretation_of_flat_energy_spectra_upstream_of_fast_interplanetary_shocks
Authors Silvia_Perri,_Giuseppe_Prete,_Gaetano_Zimbardo,_Domenico_Trotta,_Lynn_B._Wilson_III,_David_Lario,_Sergio_Servidio,_Francesco_Valentini,_Joe_Giacalone
URL https://arxiv.org/abs/2301.05454
惑星間衝撃は、太陽での噴火現象によってしばしば引き起こされる大規模な太陽圏構造であり、エネルギー粒子の主な発生源の1つです。$1$AUでの宇宙船によるいくつかの惑星間衝撃交差は、衝撃のはるか上流に広がる強化されたエネルギーイオンフラックスを明らかにしました。驚くべきことに、いくつかの衝撃イベントでは、100ドルkeVから約2ドルMeVの間のエネルギーを持つイオンフラックスが同様の値(「オーバーラップ」フラックスと呼ばれる)を獲得し、その範囲の平坦なエネルギースペクトルに対応する。対照的に、衝撃に近づくと、フラックスはエネルギーに依存することが観察されます。この作業では、フラットイオンエネルギースペクトルが衝撃の上流で観測されたAdvancedCompositionExplorer宇宙船によって観測された3つの惑星間衝撃関連のエネルギー粒子イベントを分析します。これらの観察結果は、特定のエネルギー範囲の粒子の速度フィルターメカニズムを介して解釈されます。これは、低エネルギー粒子は衝撃波面に閉じ込められる傾向があり、上流に容易に伝播できないのに対し、高エネルギー粒子は伝播できることを明らかにしています。速度フィルター機構は、風/3DPの固体望遠鏡による粒子フラックスの異方性の観測から裏付けられています。

MeV 電子の加速における惑星間衝撃の役割について

Title On_the_Role_of_Interplanetary_Shocks_in_Accelerating_MeV_Electrons
Authors N._Talebpour_Sheshvan,_N._Dresing,_R._Vainio,_A._Afanasiev,_D._E._Morosan
URL https://arxiv.org/abs/2301.05587
太陽エネルギー粒子(SEP)イベントの発生源の1つは、高速コロナ質量放出(CME)によって引き起こされる衝撃です。それらはSEPを相対論的エネルギーまで加速することができ、最大のSEPイベントに起因します。新しい研究は、CMEによって駆動される衝撃が、太陽の近くで電子をMeVエネルギーに加速する可能性があることを示唆しています。2007年から2019年までの強いIPショックに関連する相対論的電子に焦点を当て、ショックがそのような電子を最大1AUの距離まで加速し続けることができるかどうかを判断します。STEREO宇宙船に搭載された高エネルギー望遠鏡(HET)による潜在的な電子エネルギーストーム粒子(ESP)イベントの観測を分析しました。これは、関連するCME駆動のショッククロッシングの時点またはその近くでピークに達する強度の時系列によって特徴付けられます。粒子強度の増加の統計的有意性を評価し、惑星間衝撃付近でのMeV電子観測に適用する新しいフィルタリング方法を提示します。STEREOin-situショックリストからの目視検査により、27の候補イベントを特定しました。私たちの方法は、ショックに関連してMeV電子の大幅な増加が見られた9つの明確なケースを特定しました。通常、最も高い統計的有意性は、電子の最も高いHETエネルギーチャネルで観察されました。9つのケースはすべて、900km/sを超える大きな通過速度を示した惑星間CMEによって引き起こされた衝撃に関連していました。いくつかのケースでは、電子の増加に関連するショックから1日以内に複数のショックが観測されました。MeVエネルギーでの電子ESPイベントは1AUではまれであることがわかっていますが、私たちのフィルタリング方法は、太陽に近い距離からの潜在的な惑星間衝撃の寄与を特定するようには設計されていません。太陽への接近中に行われる将来の観測は、電子の惑星間衝撃加速を明らかにする可能性があります。

GRIS-IFU で静かな太陽の下で磁気ループと蛇紋岩フィールドを探索する

Title Exploring_magnetic_loops_and_serpentine_fields_in_the_quiet_Sun_with_the_GRIS-IFU
Authors Ryan_James_Campbell,_Ricardo_Gafeira,_Mihalis_Mathioudakis,_Carlos_Quintero_Noda,_Manuel_Collados
URL https://arxiv.org/abs/2301.05591
放射電磁流体力学シミュレーションから生成された合成観測は、GREGOR解像度での観測の合計積分時間を増加させることによって、静かな太陽光球のより高い分極率が明らかになるだろうと予測しました。最近取得したFeI$15648.5$$\mathrm{\AA}$線の円盤中心の観測結果を提示し、GRIS-IFUを装備したGREGOR望遠鏡を使用して、非常に高い偏波率を示しています。私たちの観察では、磁場の明確な横成分を示す磁化ピクセルの大部分($>60\%$)を含むネットワーク領域が明らかになりました。この結果は、このスペクトル線における以前の円盤中心のGRIS-IFU観測とはまったく対照的であり、深部光球に主に垂直磁場がありました。同時に、磁場強度の中央値は以前のGRIS-IFU観測よりも弱く、分極信号の大部分はより活発なターゲットでは説明できないことを示しています。応答関数(SIR)コードに基づくストークスインバージョンを使用してデータを分析し、4,500万ドルを超えるインバージョンを実行して、磁気傾斜角と方位角の取得に対するノイズ処理に対する2つの相反するアプローチの影響を調べます。これらのデータに存在する磁気機能の動物園のいくつかのケーススタディを提示します。これには、磁気の海に埋め込まれているように見える小規模な磁気ループや、フルベクトル分光偏光測定が達成された領域に焦点を当てた曲がりくねった磁場が含まれます。また、これらの小規模な磁気機能のダイナミクスを調べるために使用する、新しいオープンソースのPython3分析ツールであるSIRExplorer(SIRE)も紹介します。

ソーラー オービター ミッションでの EUI の最初の近日点

Title First_Perihelion_of_EUI_on_the_Solar_Orbiter_mission
Authors D._Berghmans,_P._Antolin,_F._Auch\`ere,_R._Aznar_Cuadrado,_K._Barczynski,_L._P._Chitta,_S._Gissot,_L._Harra,_Z._Huang,_M._Janvier,_E._Kraaikamp,_D._M._Long,_S._Mandal,_M._Mierla,_S._Parenti,_H._Peter,_L._Rodriguez,_U._Sch\"uhle,_P._J._Smith,_S._K._Solanki,_K._Stegen,_L._Teriaca,_C._Verbeeck,_M._J._West,_A._N._Zhukov,_T._Appourchaux,_G._Aulanier,_E._Buchlin,_F._Delmotte,_J._M._Gilles,_M._Haberreiter,_J.-P._Halain,_K._Heerlein,_J.-F._Hochedez,_M._Gyo,_S._Poedts,_P._Rochus
URL https://arxiv.org/abs/2301.05616
環境。ソーラーオービターに搭載されている極端紫外線イメージャー(EUI)は、3つの望遠鏡で構成されています。EUV(HRIEUV)とライマン{\alpha}(HRILya)の2つの高解像度イメージャー、およびフルサンイメージャー(FSI)です。ソーラーオービター/EUIは、2021年11月27日に公称ミッションフェーズを開始しました。延長されたコロナオフリムの最大スケールから、コロナおよび彩層の基部にある最小のフィーチャまでのEUI画像。したがって、EUIは、ソーラーオービターミッションの科学目標の中心にある接続科学の重要な手段です。メソッド。太陽の最高解像度は、ソーラーオービターが軌道の近日点部分を通過するときに達成されます。2022年3月26日、ソーラーオービターは初めて太陽までの距離が0.3天文単位に近づきました。これほど太陽に近いコロナルEUVイメージャーは他にありません。結果。2022年3月から4月の期間に取得されたEUIデータセットを確認します。この時期は、ソーラーオービターが地球との整列(2022年3月6日)から近日点(2022年3月26日)、地球との直交(2022年3月29日)に急速に移動したときです。これらのユニークなデータセットの最初の観測結果を強調し、飛行中の機器の性能について報告します。結論。EUIは、静かな太陽と極コロナホールの太陽コロナのこれまでで最高の解像度の画像を取得しました。いくつかのアクティブな領域は、前例のないリズムとシーケンス期間で画像化されました。この論文では、より深い研究が必要な幅広い機能を特定しています。FSIとHRIEUVはどちらも設計仕様で動作しますが、HRILyaは近日点近くでパフォーマンスの問題に悩まされました。最後に、EUIオープンデータポリシーを強調し、このホワイトペーパーで強調されたイベントの詳細な分析を奨励します。

NSVS 7453183 の測光研究: 長期的な表面活動を伴う可能性のある四重系

Title A_photometric_study_of_NSVS_7453183:_a_probable_quadruple_system_with_long-term_surface_activity
Authors L._\v{S}melcer,_M._Wolf,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_P._Zasche,_J._K\'ara,_K._Hornoch,_M._Zejda,_and_R.F._Auer
URL https://arxiv.org/abs/2301.05617
$VRC$光度曲線は、短い軌道周期と表面活動を伴う低質量の食連星を研究するための長期観測プロジェクトの一環として、食連星NSVS7453183について定期的に測定されました。PhoebeのTESS光度曲線の解は、SED近似に従って、主要コンポーネントの温度が$T_1$=4300Kに採用された、切り離された構成になります。$T_2=$4080$\pm$100Kが2次コンポーネントに与えられます。主成分のスペクトル型はK6であると推定され、測光質量比は$q=0.86$と導き出されました。我々は、この系に第3の天体の存在を確認し、約425日の短い周期で日食ペアを周回する最小質量0.33M$_{\rmSun}$の恒星伴星を確認し、次の、より長い第4の天体を提案する。周回周期は約12年で、おそらく最小質量50M$_{\rmJup}$の褐色矮星です。この4重系の階層構造((1+1)+1)+1を仮定する。一次成分表面の暗い領域の特徴と時間変化を推定した。2020年から2022年にかけて、月平均約10度の移動速度が見られました。

COSINE-200用超高純度NaI粉末の量産化

Title Mass_production_of_ultra-pure_NaI_powder_for_COSINE-200
Authors KeonAh_Shin,_JunSeok_Choe,_Olga_Gileva,_Alain_Iltis,_Yena_Kim,_Yeongduk_Kim,_Cheolho_Lee,_Eunkyung_Lee,_HyunSu_Lee,_and_Moo_Hyun_Lee
URL https://arxiv.org/abs/2301.05400
COSINE-200は進行中のCOSINE-100の次の段階の実験であり、DAMA実験で観測された年次変調信号を明確に検証し、低質量暗黒物質探索で世界に匹敵する感度に到達することを目的としています。COSINE-200の物理的目標を達成するには、低バックグラウンドNaI(Tl)検出器の製造を成功させることが重要であり、超低バックグラウンドNaI粉末の大量生産から始めなければなりません。純粋なNaI粉末を大量生産するためのクリーンな施設が、韓国の地下物理学センター(CUP)に建設されました。2年間の運用により、大量精製の効率的なパラメーターが決定され、合計480kgの超高純度NaI粉末が手元に提供されました。製造された粉末のカリウム濃度は5.4から11ppbまで変化し、2週間あたり35kgの最大生産能力が達成されました。ここでは、原料粉末の精製、母液のリサイクル、および結晶成長後に残った残留メルトからのNaIの回収を含む、NaI粉末の大量精製に関する運用上の実践を報告します。

Nonprofit Adopt a Star: 15 年間のクラウドファンディングからの教訓

Title Nonprofit_Adopt_a_Star:_Lessons_from_15_years_of_Crowdfunding
Authors Travis_S._Metcalfe_(White_Dwarf_Research_Corporation)
URL https://arxiv.org/abs/2301.05598
過去15年間で、太陽系外の既知の惑星の数は約200から5000以上に増加しました。その間、私たちは歴史上最も長いクラウドファンディングキャンペーンの1つを実施しました。天文学の研究。このプログラムには、他の星の周りの惑星を探しているNASA宇宙望遠鏡のターゲットが含まれており、収益を使用して、それらの星とその惑星系の特性を決定するのに役立てています。この革新的なプログラムが何年にもわたってどのように発展し、世界中の一般市民が天文学者の国際チームを支援してきたかを要約します。

検出可能な重力波としてのインフレーションテンソル摂動に対する大規模シーソーとレプトジェネシスの影響

Title Impact_of_high-scale_Seesaw_and_Leptogenesis_on_inflationary_tensor_perturbations_as_detectable_gravitational_waves
Authors Maximilian_Berbig,_Anish_Ghoshal
URL https://arxiv.org/abs/2301.05672
宇宙のエネルギー収支が不安定な右巻きニュートリノ(RHN)によって支配されているエポックの前またはエポック中に地平線に再突入するインフレーション重力波(GW)の減衰について議論します。観測されたニュートリノの質量スケールに動機付けられた最小の標準モデルの拡張から始めて、シーソーメカニズムのRHNが3以下であることから、RHNの熱初期集団を仮定した高スケールのレプトジェネシスの条件について説明します。さらに、潜在的に軽い非熱暗黒物質の関連する生成と、同じRHN崩壊からの暗放射の潜在的な成分に対処します。私たちの主な発見の1つは、テンソルモードの減衰が潜在的に観察可能である周波数が、レプトジェネシスの成功とDavidson-Ibarra型バインドによって完全に決定され、約$0.1\;\text{Hz}$になることです。AEDGE、BBO、DECIGO、アインシュタイン望遠鏡、LISAなど、提案されているさまざまな干渉計のこのGWバックグラウンドの検出の見通しを定量化するために、信号対雑音比(SNR)を計算します。これにより、減衰するRHNの質量$M_1\gtrsim2.4\times10^8\;\text{GeV}\cdot\sqrt{2\times10^{-7}\;\text{eV}/\tilde{m}_1}$(レプトジェネシス用)とその崩壊幅をパラメータ化した実効ニュートリノ質量$\tilde{m}_1<2.9\times10^{-7}\;\text{eV}$(RHNマタードミネーション用)。したがって、重力波天文学は、大規模なシナリオでの実験室実験では完全にアクセスできないシーソーとレプトジェネシスの両方のスケールを調べるための新しい方法です。