2D BAO 測定からのダーク セクター相互作用の証拠による $H_0$ 張力の解
| Title |
Solution_of_$H_0$_tension_with_evidence_of_dark_sector_interaction_from_2D_BAO_measurements |
| Authors |
Armando_Bernui,_Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06097 |
Planck-CMBデータと組み合わせて2DBAO(つまり、横断)スケールの15の測定値の編集を使用して、暗黒エネルギー(DE)と暗黒物質(DM)の間の相互作用を伴う宇宙モデルの観測上の制約を調査します。相互作用するDEモデルのクラスのパラメトリック空間。2DBAO測定は、3DBAO測定における物質クラスタリングを研究する従来のアプローチと比較して、異なる観測上の制約を生成できることがわかりました。2DBAOサンプルは、3$\sigma$以上でIDEモデルを支持する強力な証拠を提供します。また、Planck-CMB+3DBAOデータで分析した場合の$\Lambda$CDMおよびIDEモデルの観察とは対照的に、Planck-CMB+2DBAOデータはハッブル定数$H_0$の高い値を好むことに注意してください。$H_0$でのPlanck-CMB+2DBAO+Gaussian事前解析による結合解析から、$H_0=73.4\pm0.88$km/s/Mpcが見つかります。私たちの結果は、Planck-CMB+2DBAO測定が$H_0$張力を解決する最小限のデータセットを形成し、同時にIDE宇宙論の統計的証拠を提供することを示しています。
ハッブル パラメータ データによるハッブル張力の調査
| Title |
Investigating_The_Hubble_Tension_Through_Hubble_Parameter_Data |
| Authors |
Rahul_Kumar_Thakur,_Shashikant_Gupta,_Rahul_Nigam_and_PK_Thiruvikraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06140 |
宇宙の膨張率を表すハッブル定数($H_0$)は、最も重要な宇宙パラメータの1つです。Ia型超新星(SNeIa)などの距離はしご法を使用した$H_0$の最近の測定値は、プランクによるCMB測定値よりも大幅に大きくなっています。この違いは、ハッブル張力と呼ばれる宇宙論の標準モデルの危機を示しています。この作業では、さまざまな宇宙モデルを比較し、ハッブル定数を決定し、銀河の異なる年齢からのデータを使用してハッブル張力についてコメントします。銀河の絶対年齢推定は必要ないので、私たちが使用するデータには体系的な影響がありません。一般的に使用される最尤法とともにベイジアンアプローチを使用して$H_0$を推定し、異なる宇宙モデルを比較するためにAICスコアを計算しました。フラットな$\Lambda$CDMモデルと比較して一定です。フラット$\Lambda$CDMコスモロジーのAICスコアは、非フラットモデルと比較して小さく、フラットモデルがより良い選択であることを示しています。これら両方のモデルの$H_0$の最適値は、それぞれ$68.7\pm3.1$km/s/Mpcと$72.2\pm4$km/s/Mpcです。私たちの結果は、CCHP測定値と一致しています。ただし、フラットモデルの結果はSH0ESの結果と一致しませんが、フラットでない結果はプランク値と一致しません。
同じ渦巻銀河の宇宙論的シミュレーション: ホスト ハローの暗黒物質分布をサブグリッド バリオン物理学と結び付ける
| Title |
Cosmological_simulations_of_the_same_spiral_galaxy:_connecting_the_dark_matter_distribution_of_the_host_halo_with_the_subgrid_baryonic_physics |
| Authors |
A._N\'u\~nez-Casti\~neyra,_E._Nezri,_P._Mollitor,_J._Devriendt,_R._Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06189 |
銀河とそのホストハローの形成におけるバリオン物理学、星形成、恒星フィードバックの役割は、進化するトピックです。この作品では、天の川サイズのハローの分布の特徴を示すことにより、暗黒物質の側面が説明されています。1つの暗黒物質のみを使用し、同じハローの5つの流体力学的宇宙論的高解像度シミュレーションをバリオン物理(ケニカット対マルチ自由落下星)の異なるサブグリッド処方で使用して、ハローの形態、形状、プロファイル、および位相空間分布に注目機械的な超新星フィードバックに対する形成と冷却の遅延)。相対的なハローと銀河の向きのようないくつかの一般的な特性が類似している場合、バリオンの存在による重力ポテンシャルの変化は、異なる暗黒物質分布(より丸く、より集中したハロー)を誘発することがわかります。質量密度プロファイルと速度分布は、結果として得られる特定のバリオン分布に従って明確に変更され、これらの特性の変動性が強調されます(たとえば、1.3から1.8の内部電力指数、より広い速度分布)。これらの特徴の不確実性は、特に暗黒物質のダイナミクスや直接的および間接的な検出検索を扱う場合、暗黒物質の現象学にとって最も重要です。結果として、宇宙論的シミュレーションを使用した暗黒物質の特性と展望には、バリオン物理学の記述の改善が必要です。このようなプロセスのモデル化は、銀河形成だけでなく暗黒物質の研究にとっても重要な問題です。
「標準スピードガン」距離の実現可能性の推定
| Title |
Estimating_the_feasibility_of_`standard_speed-gun'_distances |
| Authors |
Jeffrey_A._Hodgson,_Benjamin_L'Huillier,_Ioannis_Liodakis,_Sang-Sung_Lee,_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06252 |
以前の論文で、低赤方偏移(z<0.1)から高赤方偏移(z>3)まで使用できる活動銀河核(AGN)の宇宙論的距離を測定するシングルラング法を示しました。この方法は、AGNで見られる変動性がフレアイベント中の光の速度によって制約されるという仮定に依存しているため、発光領域のサイズを推定するために使用できます。この方法の制限は、以前はドップラー係数を知る必要があったことです。この論文では、ドップラー係数ではなく、光源が到達できる最大固有輝度温度に依存する宇宙論的距離を測定するための「標準スピードガン」法の拡張を導出します。固有の輝度温度の正確な値が赤方偏移とともに変化せず、フレアが統計的に独立している場合、原則として、宇宙の物質含有量の測定値の誤差を統計的に改善できます(フラットなLambdaCDMモデルで)。次に、将来の観測プログラムが宇宙論的パラメーターをどれだけうまく制約するかを調べました。入力宇宙論の回復は、固有の輝度温度の不確実性と観測されたフレアの数に大きく依存することがわかりました。
今後のSKA前駆体調査とHI質量関数に対する感度
原子状水素含有量に焦点を当てた銀河の分布のシミュレーションについて説明します。赤方偏移した21cm線放射を使用して、銀河の調査のための予測を行うことを目指しています。このシミュレーションでは、HI質量、円速度、銀河のサイズ、方向の予想される分布を考慮に入れます。ASKAPおよびMeeKAT電波望遠鏡の感度を使用して、今後の調査で検出されるHI銀河の数を推定します。これらの考慮事項のいくつかを使用して実行された以前の見積もりで、シミュレーションを検証します。いくつかの要因を考慮した以前のシミュレーションとは異なり、これらすべてを考慮すると、銀河の予測数と質量全体の分布が大幅に変化することが示されました。赤方偏移した21cm放射を使用して銀河をブラインド検出するためのMIGHTEE-HIおよびWALLABYサーベイの予測について説明します。HI質量関数に対する予測検出数の依存性を調べます。また、シミュレーションを改善するための将来の計画についても説明します。
$0.16 < z < 0.70$ での SDSS 銀河の赤方偏移空間楕円率相関からの成長率に対する最初の制約
宇宙の成長率に対する最初の制約$f(z)\sigma_8(z)$を、銀河の固有配列(IA)とともに報告します。スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)およびSDSSの明るい赤色銀河(LRG)およびLOWZおよびCMASS銀河サンプルから、$0.16<z<0.7$にわたる銀河密度-固有楕円率相互相関関数および固有楕円率自己相関関数を測定します。IIIBOSS調査。赤方偏移空間の歪みによるIAの明確な異方性信号を検出します。測定されたIA統計を従来の銀河クラスタリング統計と組み合わせることにより、成長率に対するより厳しい制約が得られます。この改善は、最も明るい銀河サンプルであり、根底にあるダークマター分布と強く一致していることが知られているLRGで特に顕著です。クラスタリングのみの分析から$f\sigma_8=0.5297^{+0.0310}_{-0.0316}$(68\%C.L.)を取得し、$f\sigma_8=0.4871^{+0.0218}_{-0.0222}$をクラスタリングとIA、つまり$24\%$の改善。この制約は、一般相対性理論の予測$f\sigma_8=0.4937$at$z=0.34$とよく一致しています。LOWZおよびCMASSサンプルの場合、IA統計を追加することによる改善は、それぞれ$9\%$および$2\%$であることがわかります。私たちの結果は、形状サンプルの銀河を注意深く選択することで、宇宙論的制約に対するIA統計からの寄与をさらに強化できることを示しています。
$H_0$ ねじりベースの修正重力における張力
宇宙論モデルのハッブル定数張力($H_0$張力)に対する懸念の高まりにより、科学界は$H_0$張力を解決できる別の宇宙論的シナリオを探すようになっています。この点で、私たちはコヒーレンスモデルに代わる記述である、ねじれに基づく修正重力理論に取り組むことを目指しています。ねじり$T$の線形ラグランジュ関数とダストケースのエネルギー運動量テンソル$\mathcal{T}$のトレースを使用して、ハッブルパラメーターの解析解を見つけます。さらに、宇宙論的パラメーターとモデルパラメーターを制約します。そのために、ハッブルとパンテオンのサンプルと、ベイジアン統計によるマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションを使用します。$H_0=69.9\pm6.8$km$s^{-1}$Mp$c^{-1}$,$H_0=70.3\pm6.3$km$s^{-1としてハッブル定数の値を取得します。}$Mp$c^{-1}$、および$H_0=71.4\pm6.3$km$s^{-1}$Mp$c^{-1}$、ハッブル、パンテオンの信頼水準(CL)、およびそれらの組み合わせ分析をそれぞれ行います。私たちのモデルの$H_0$のこれらの出力は、$H_0$の最近の観測測定値と一致しています。さらに、$Om$診断をテストして、モデルのダークエネルギープロファイルを確認します。
| Title |
High-fidelity_reproduction_of_central_galaxy_joint_distributions_with_Neural_Networks |
| Authors |
Nat\'alia_V._N._Rodrigues,_Natal\'i_S._M._de_Santi,_Antonio_D._Montero-Dorta,_L._Raul_Abramo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06398 |
銀河とハローの関係は、銀河形成の説明の中心であり、銀河地図から正確な宇宙論的情報を抽出するための基本的なステップです。ただし、この接続には、相互に関連するいくつかの複雑なプロセスが含まれます。機械学習手法は、多数の特徴間の複雑な相関関係を学習できる柔軟なツールですが、伝統的に決定論的推定器として設計されています。この作業では、IllustrisTNG300-1シミュレーションを使用し、ビニング分類スキームにニューラルネットワークを適用して、入力特徴としてハロー質量を使用して、中心銀河の特性、つまり星の質量、色、特定の星形成率、および半径の確率分布を予測します。、濃度、スピン、年齢、および過密度を3$h^{-1}$Mpcのスケールで示します。このモデルは、ハローと銀河の特性の間の関係における固有の散乱を捉えているため、ハローの特性に関する銀河の特性の確率論に関連する不確実性を定量化するために使用できます。特に、提案された方法を使用すると、さまざまな銀河集団の特性を詳細に定義して正確に再現できます。従来の単一点推定量と予測された結合確率分布を直接比較し、予測された色-恒星質量図に基づいて定義された多数のトレーサーのパワースペクトルを計算することによって、このツールの威力を実証します。ニューラルネットワークが個々の銀河集団のクラスタリング統計を優れた精度と正確さで再現することを示しています。
$z=2.28$ での $21$-cm 強度マッピングに向けて、uGMRT でテーパー グリッド推定器 II を使用: 交差偏波パワー スペクトル
| Title |
Towards_$21$-cm_intensity_mapping_at_$z=2.28$_with_uGMRT_using_the_tapered_gridded_estimator_II:_Cross-polarization_power_spectrum |
| Authors |
Kh._Md._Asif_Elahi,_Somnath_Bharadwaj,_Abhik_Ghosh,_Srijita_Pal,_Sk._Saiyad_Ali,_Samir_Choudhuri,_Arnab_Chakraborty,_Abhirup_Datta,_Nirupam_Roy,_Madhurima_Choudhury_and_Prasun_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06677 |
中性水素($\rm{HI}$)$21$-cm強度マッピング(IM)は、宇宙の大規模構造をマッピングするための効率的な手法を提供します。2つの交差偏波(RRとLL)を相互相関させて多周波数角パワースペクトル(MAPS)$C_{\ell}(\Delta\nu)$.これにより、ノイズバイアス、キャリブレーションエラーなど、2つの偏波を組み合わせた「合計」TGEに影響を与えるいくつかの影響が軽減されると予想されます。ここでは、$z=2.28$で$\rm{HI}$IMを目指して、$432.8\,\rm{MHz}$を中心とする$24.4\,\rm{MHz}$帯域幅のuGMRTBand$3$データにCrossTGEを適用します。測定された$C_{\ell}(\Delta\nu)$はモデル化され、いくつかの$k$ビンで前景と球面パワースペクトル$P(k)$の最尤推定値が得られます。平均二乗輝度温度変動を考慮して、$2\sigma$上限$\Delta_{UL}^{2}(k)\le(58.67)^{2}\,{\rmmK}^{2}を報告します$k=0.804\,{\rmMpc}^{-1}$での$。これは、合計TGEに基づく以前の見積もりよりも$5.2$改善されています。$\rm{HI}$が基礎となる物質分布を追跡すると仮定すると、前景と$[\Omega_{\rm{HI}}b_を同時に推定するために$C_{\ell}(\Delta\nu)$をモデル化しました{\rm{HI}}]$$\Omega_{\rm{HI}}$と$b_{\rm{HI}}$は、それぞれ$\rm{HI}$密度と線形バイアスパラメータです。$[\Omega_{\rm{HI}}b_{\rm{HI}}]^2=7.51\times10^{-4}\pm1.47\times10^{-3}の最適値を取得します。ノイズと一致する$。$2\sigma$上限$[\Omega_{\rm{HI}}b_{\rm{HI}}]_{UL}\leq0.061$は期待値の$\sim50$倍ですが、これはこの赤方偏移での以前の研究よりもかなり改善されています。
ストロング レンズ システムによる線形コースティング宇宙論のテスト
宇宙論の標準モデル($\Lambda$CDM)は、いくつかの基本的な宇宙論パラメータ(ハッブル定数$H_{0}$および宇宙曲率パラメータ$\Omega_{k}$例）。一方、宇宙スケール係数の厳密に線形な進化は、多数の観測に非常に適していることがわかっています。このような惰行をサポートできるモデルは、宇宙論的テストに関する限り、反証可能なモデルとして提示されます。この記事では、SLACS、BELLS、LSD、およびSL2Sサーベイからの強い重力レンズ(SGL)システムの観測データを使用して、直線的に惰行する宇宙論の実行可能性をテストしました。レンズ効果のある銀河の質量分布が球対称であると仮定すると、レンズからソースまでの角直径距離とソースの角直径距離の比が評価され、べき法則の宇宙論を制約するために使用されます。線形コースティングは、1-$\sigma$内でSGLデータと一致することがわかりました。さまざまな独立した研究と一致しています。
将来のマルチバンド重力波標準サイレン観測を用いた宇宙パラメータの結合制約
| Title |
Joint_constraints_on_cosmological_parameters_using_future_multi-band_gravitational_wave_standard_siren_observations |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Shuang-Shuang_Xing,_Yue_Shao,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06722 |
コンパクトな連星合体からの重力波(GW)は、宇宙膨張の歴史を調査するための標準的なサイレンとして使用できます。今後数十年で、マルチバンドGW標準サイレンデータ（ナノヘルツから数百ヘルツまで）を取得できると予想され、宇宙パラメータ推定において重要な役割を果たすことが期待されています。この作業では、将来のマルチバンドGW標準サイレン観測を使用して、宇宙論的パラメーターに結合制約を初めて与えます。SKA時代のパルサータイミングアレイ(PTA)、太地天文台、CosmicExplorer(CE)に基づいてマルチバンドGW標準サイレンをシミュレートし、宇宙論的解析を実行します。$\Lambda$CDMモデルでは、PTA+Taiji+CEのジョイントデータが$0.5\%$の精度でハッブル定数に厳しい制約を提供できることがわかりました。さらに、PTA+Taiji+CEは、CMBによって生成された宇宙論的パラメーターの縮退を、特に動的ダークエネルギーモデルで破る可能性があります。PTA+Taiji+CEデータをCMBデータと組み合わせると、$\Omega_{\rmm}$と$H_0$の制約精度は$1.0\%$と$0.3\%$になり、精度宇宙論の基準を満たしています。ジョイントCMB+PTA+Taiji+CEデータは、$w$CDMモデルで$\sigma(w)=0.028$、$で$\sigma(w_0)=0.11$および$\sigma(w_a)=0.32$を与えます。CMB+BAO+SNによる最新の制約結果と同等または近いw_0w_a$CDMモデル。結論として、暗黒エネルギーの性質を探り、ハッブル定数を測定するために、将来のマルチバンドGW観測を使用することを期待する価値があります。
宇宙クロノメーターによる光の最小拡張可変速度の制約
光の速度変化(VSL)モデルを現象論的に実行可能にするには、少なくとも1つの無次元物理定数(つまり、物理的に観測可能な定数)が宇宙時間にわたって変化する必要があります。特殊相対性理論、熱力学、電磁気学など、既知のすべてのローカル物理法則を満たすには、さまざまな物理定数と量も宇宙時間の関数でなければなりません。断熱性は、3次元空間の均一性と等方性を維持するためのもう1つの必要条件です[1]。自己矛盾のない理論であるためには、アインシュタインの場の方程式とその解を導出する際に、物理定数と物理量の宇宙進化を考慮する必要があります。これらの条件はすべて、いわゆる最小拡張可変光速(meVSL)モデルで十分に満たされています[2]。他のVSLモデルとは異なり、meVSLモデルの赤方偏移ドリフト式が標準モデルと同じであることを示します。したがって、これを実験ツールとして使用してmeVSLを検証することはできません。代わりに、モデルに依存しないmeVSLのテストとして、宇宙クロノメーター(CC)を引き続き使用できます。現在のCCデータでは、プランクミッションからのハッブルパラメーターと物質密度コントラストの最適な現在値を採用すると、meVSLと標準モデル(SM)を区別できません。ただし、パンテオンの最適な値を選択すると、CCデータはmeVSLを優先します。
最近の観測で超重力を抑制し、$H_0$ 問題を解明する
| Title |
Constraining_uber_gravity_with_recent_observations_and_elucidating_the_$H_0$_problem |
| Authors |
Gustavo_A._Concha_Valdez,_Claudia_Quintanilla,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_A._Hern\'andez-Almada_and_V._Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07044 |
この論文では、それぞれ\"u$\Lambda$CDMおよび\"uCDMという名前の\"uber重力理論の下で$\Lambda$CDMおよびCDMモデルの両方を研究しています。具体的には、最近のPantheon+サンプルです。共同分析に基づくと、\"uber特性パラメーターの最適値は、$z_\oplus=0.028^{+0.036}_{-0.020}$および$z_\oplus=0.960^です。{+0.031}_{-0.030}$\"u$\Lambda$CDMおよび\"uCDMそれぞれの68\%信頼水準。さらに、$\mathbb{H}0(z)$の診断結果は、$H_0$の緊張が緩和されていないことを示唆しています。最後に、両方のモデルを統計的に赤池およびベイジアン情報基準を通じて$\Lambda$CDMと比較します。結合分析ですが、「超重力モデル」と「$\Lambda$CDM」の両方が、ほとんどの単一サンプルで等しく優先されます。
テイクアウトとデリバリー: 後期地球型惑星形成のほこりっぽい痕跡を消す
| Title |
Takeout_and_Delivery:_Erasing_the_Dusty_Signature_of_Late-stage_Terrestrial_Planet_Formation |
| Authors |
Joan_R._Najita_and_Scott_J._Kenyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05719 |
地球のような惑星の形成は、進行中の地球型惑星形成の最も予想される目に見える道しるべである、暖かいほこりの多い破片を生成する一連の後期段階の巨大な衝突で終わると予想されます。現在、地球サイズの地球型惑星が太陽型星のかなりの部分を周回しているという証拠がありますが、それらの形成の予想されるほこりの多い破片の痕跡はほとんど検出されていません。ここでは、地球型惑星の形成に関する現在の考えが、予想される破片の痕跡を消去できる輸送メカニズムを示唆しているいくつかの方法について説明します。希薄なガス円盤は、暖かいデブリを除去するのに十分なレベルで、「テイクアウト」（つまり、巨大な衝突における惑星大気の解放）または「配達」（つまり、小惑星や彗星が地球型惑星領域に飛び込むことによる）によって再生される可能性があります。.若い星からの強力な恒星風も作用することができ、その風の勢いは、暖かい破片を取り除く抗力を生み出します。このようなプロセスが効率的である場合、地球型惑星は目立たないように集まり、その誕生に伴う宣伝や大騒ぎはほとんどない.あるいは、地球型惑星は典型的には非常に早期に形成され、後期の巨大な衝突を受けることなく星雲の段階から完全に形成されて出現することを示唆している可能性があります。どちらの場合も、地球型惑星形成の観測可能な道しるべは、これまで想定されていたよりも検出が難しいようです。これらのアイデアの観察テストについて説明します。
居住可能な世界の分極化された特徴: 系外惑星地球のモデルと可視および近赤外の地球照スペクトルとの比較
| Title |
Polarized_Signatures_of_a_Habitable_World:_Comparing_Models_of_an_Exoplanet_Earth_with_Visible_and_Near-infrared_Earthshine_Spectra |
| Authors |
Kenneth_E._Gordon,_Theodora_Karalidi,_Kimberly_M._Bott,_Paulo_A._Miles-P\'aez,_Willeke_Mulder,_Daphne_M._Stam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05734 |
JWST、超大型望遠鏡、およびLUVOIRの時代には、居住可能な可能性のある地球に似た系外惑星の特徴が多数明らかになることが予想されます。ただし、これらの世界の特徴付けは、理論モデルの精度に大きく依存します。既知の特性を持つ惑星の観測に対してこれらのモデルを検証することは、地球型太陽系外惑星の将来の特徴付けの鍵となります。大気のミクロおよびマクロ物理特性に対する感度が高いため、ポラリメトリは、従来のフラックスのみの観測と連携して、地球のような惑星を特徴付ける機能を強化する重要なツールになります。この論文では、2つの異なる偏光対応放射伝達コードを相互に比較し、$\sim$0.4から$\sim$2.3$\mu$mの波長をカバーする地球照のユニークな線形分光偏光観測に対してベンチマークします。2つのコードの結果は概ね一致していますが、比較したモデル間に位相依存性があることがわかりました。さらに、現在の仮定では、両方のコードのモデルが地球照の分極レベルを過小評価しています。また、私たちのモデルと地球照で観測された1.27$\mu$m$O_2$フィーチャとの間の興味深い不一致を報告し、このフィーチャを照合するための潜在的な方法の分析を提供します。私たちの結果は、1.27$\mu$m$O_2$の特徴にしかアクセスできず、$O_2$のAバンドとBバンドが観測されていないことと相まって、地球のような大気の特徴付けに誤りが生じる可能性があることを示唆しています。これらの評価を提供することは、太陽系外の生命を探すコミュニティを支援するために不可欠です。
近くの超新星の地球への影響: 更新されたモデリング
| Title |
Terrestrial_Effects_of_Nearby_Supernovae:_Updated_Modeling |
| Authors |
Brian_C._Thomas_(Washburn_University)_and_Alexander_M._Yelland_(Washburn_University,_MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05757 |
100pcおよび50pcでの近くの超新星(SNe)からの宇宙線(CR)による地球への影響に関する最近の研究を、拡散輸送CRの場合で再評価しました。前の作品。この抑制を含めると、初期の全体的なCRフラックスが低下し、大気のイオン化が低下し、結果として生じるオゾン層の破壊が小さくなり、海面ミューオンの放射線量が低下します。大気への影響の違いは、100pcのケースで最も顕著であり、50pcのケースではそれほど大きな違いはありません。モデル化された海面ミューオン放射線量には大きな不一致が見られ、50pcのケースでは線量値が大幅に小さくなっています。私たちの結果は、少なくとも20pcを超えるSNeの場合、ミュオン放射が生物圏にとって重大な脅威になる可能性は低いことを示しています。また、20pcと10pcでSNeによる効果の新しいモデリングも実行しました。全体として、我々の結果は、SNCRの影響のみを考慮すると、「致命的な」SN距離は、通常引用される8～10pcではなく、20pcに近い可能性があることを示しています。
LEISA/Ralph の近赤外観測からの教師なし学習を使用した冥王星の表面マッピング
| Title |
Pluto's_Surface_Mapping_using_Unsupervised_Learning_from_Near-Infrared_Observations_of_LEISA/Ralph |
| Authors |
A._Emran,_C._M._Dalle_Ore,_C._J._Ahrens,_M._K._H._Khan,_V._F._Chevrier,_and_D._P._Cruikshank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06027 |
NASAのニューホライズンズ宇宙船に搭載されたLEISA/Ralph機器の近赤外線観測を使用して、教師なし機械学習技術を使用して冥王星の表面をマッピングします。準惑星全体の表面単位の地理的分布を調査するために、主成分削減ガウス混合モデルが実装されました。また、画像ピクセルレベルでの各サーフェスユニットの可能性も示します。N${}_{2}$、CH${}_{4}$、COおよび不揮発性H${}_{2}$O--ユニットを表面組成、地質、および地理的位置に接続します。表面単位の分布は、揮発性物質の明確な表面組成を持つ緯度パターンを示しています-既存の文献と一致しています。ただし、以前のマッピングの取り組みは、主に、スペクトルインデックス(インジケーター)を使用した組成分析、または複雑な放射伝達モデルの実装に基づいていました。これには、(事前の)専門知識、ラベルデータ、または代表的なエンドメンバーの光学定数が必要です。この場合に教師なし学習を適用すると、事前情報やラベルデータがなくても、氷組成の空間分布をマッピングするのに満足のいく結果が得られることを証明します。したがって、このようなアプリケーションは、惑星スケールでの揮発性輸送モデリングには表面物質分布の理解が不可欠であるため、ラベルデータの制約が不十分または完全に不明な場合の惑星表面マッピングに特に有利です。この研究で使用された教師なし学習には幅広い適用性があり、表面物質の分布をマッピングするために太陽系の他の惑星体に拡張できることを強調します。
天体物理学の $N$ 体問題における可逆的な積分器の切り替え
$N$-本体時間積分器を可逆的に切り替える単純なアルゴリズムを提示します。私たちはそれを任意の接近遭遇と非常に偏心した軌道を経ている惑星系に適用しますが、潜在的なアプリケーションはより広いです.通常の非可逆スイッチング積分器を可逆積分器にアップグレードするのは簡単で、私たちのテストでは計算上の負担はほとんどありません。この方法では、時間ステップ中の積分器が時間対称の選択条件に違反しているかどうかを確認し、必要に応じてステップをやり直します。私たちの実験では、数パーセントのステップが修正なしで条件に違反していたでしょう。それらを排除することにより、アルゴリズムは、場合によっては数桁の長期にわたる誤差の蓄積を回避します。
惑星間レーザー トライラテレーション ネットワーク: INPOP 惑星天体暦によるシミュレーション
この研究は、\cite{2018P&SS..153..127S}によって提案され、\cite{2022P&SS..21405415B}および\citeによって詳細に調査された惑星間レーザートライラテレーションネットワーク(ILTN)というタイトルのプロジェクトのコンテキストで行われます。{2022P&SS..21505423B}。当初のアイデアは、太陽系の膨張を測定する方法として、惑星間測定(この場合は金星、火星、地球の間)を提案することでした。しかし、小惑星の質量の測定と、より一般的には太陽系外縁部の質量分布の研究に関する最近の関心は、ILTNとともに現れています。この作業では、惑星間距離の測定値のさまざまな構成が惑星天体暦の構築にどのように導入できるか、およびそれらが惑星軌道やその他の関連パラメーターに関する知識をどのように改善するかを調査しています。
チェリャビンスク : 多くの異なる (石のような) 面を持つ岩石: 赤外線研究
| Title |
Chelyabinsk_:_a_rock_with_many_different_(stony)_faces:_An_infrared_study |
| Authors |
Andreas_Morlok,_Addi_Bischoff,_Markus_Patzeck,_Martin_Sohn,_Harald_Hiesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06525 |
リモートセンシングアプリケーションにスペクトルグラウンドトゥルースデータを提供するために、チェリャビンスク隕石からの3つの典型的な明確に定義された岩相の中赤外線スペクトル（2〜18ミクロン）を測定しました。これらの岩相は、(a)衝撃が中程度の軽い岩相、(b)衝撃により暗くなった岩相、および(c)衝突溶融岩相に分類されます。分析は、4つのサイズ分画(0～25ミクロン、25～63ミクロン、63～125ミクロン、および125～250ミクロン)のバルク材料と、追加の薄切片から行われました。カンラン石、輝石、および長石ガラスが優勢な、中程度に衝撃を受けた軽い岩石の粉末状のバルク材料の特徴的な赤外線機能は、8.5～8.8ミクロンのクリスチャンセン機能(CF)です。約13ミクロンの最も細かいサイズ部分の透明性機能(TF)、および約9.1ミクロン、9.5ミクロン、10.3ミクロン、10.8ミクロン、11.2から11.3ミクロン、12ミクロン、および16から17の間の強力なレストストラーレンバンド(RB)ミクロン。マイクロFTIRスポットのスペクトル特徴の範囲は、拡散反射率で得られるものよりも広い範囲を示しますが、一般的に類似しています。元の状態のLL5(またはLL6)材料(衝撃の程度が低いまたは中程度)から、ショックで暗くなった岩相およびエンドメンバーとしての衝突溶融岩相への衝撃衝撃の影響が増大するにつれて、スペクトルの特徴の退色または消失が観察されます。最も顕著なのは、10.8～11.3ミクロンのツインピーク機能が失われ、シングルピークに変わることです。さらに、純粋な衝撃溶融エンドメンバーでは、約9.6ミクロンと約9.1ミクロンの岩質特性も失われます。これらの損失は、衝撃融解の程度が増加するにつれて、結晶構造の量が減少することに相関している可能性が最も高いです。
系外惑星大気回復のための神経事後推定
| Title |
Neural_posterior_estimation_for_exoplanetary_atmospheric_retrieval |
| Authors |
Malavika_Vasist,_Fran\c{c}ois_Rozet,_Olivier_Absil,_Paul_Molli\`ere,_Evert_Nasedkin,_Gilles_Louppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06575 |
系外惑星の分光観測から物理パラメータを取得することは、それらの大気特性を理解するための鍵です。系外惑星大気の検索は、通常、おおよそのベイジアン推論に基づいており、パラメーターの事後分布を計算するためにサンプリングベースのアプローチに依存しています。ただし、正確な検索や繰り返し検索を行うと、サンプリングベースのアルゴリズムの連続的な性質により、計算時間が非常に長くなる可能性があります。ニューラル事後推定(NPE)、変分推論と正規化フローに基づくシミュレーションベースの推論アルゴリズムを使用して、系外惑星の大気回復を償却することを目指しています。このようにして、(i)推論時間を大幅に短縮すること、(ii)多くの厄介なパラメーターまたは扱いにくい尤度関数を含む複雑なシミュレーションモデルに推論をスケーリングすること、および(iii)推論結果の統計的検証を可能にすることを目指しています。散乱と雲の影響を含む系外惑星スペクトルpetitRADTRANSの放射伝達モデルでNPEを評価します。ニューラル自己回帰フローをトレーニングして、事後を迅速に推定し、MultiNestで計算された検索と比較します。NPEは、推論時間を数秒に短縮しながら、正確な事後近似を生成します。NPEの準瞬時推論時間を利用して、事後予測チェックとカバレッジを含む推論診断を使用して、事後近似の計算上の忠実性を示します。私たちの分析は、NPEによって生成されたおおよその事後分布の信頼性を確認します。NPEによって生成された推論結果の精度と信頼性は、NPEを大気検索の有望なアプローチとして確立しています。事後推論の償却は、オンザフライシミュレーションを必要としないため、複数の観測値に対する反復推論を計算コストを抑えて行い、検索を効率的、スケーラブル、およびテスト可能にします。
KMT-2022-BLG-0440Lb: 新しい $q < 10^{-4}$ マイクロレンズ惑星で、中心共鳴コースティック縮退が壊れている
| Title |
KMT-2022-BLG-0440Lb:_A_New_$q_ |
| Authors |
Jiyuan_Zhang,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Hongjing_Yang,_Andrew_Gould,_Takahiro_Sumi,_Shude_Mao,_Subo_Dong,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Qiyue_Qian,_Zhuokai_Liu,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06779 |
高倍率のマイクロレンズ惑星イベント、KMT-2022-BLG-0440の観測と分析を提示します。KMTNet調査とフォローアップ観測の両方で、弱くて短命の惑星信号がカバーされました。中心コースティクスを備えたバイナリレンズモデルは、$1\sigma$で惑星/ホストの質量比$q=0.75$--$1.00\times10^{-4}$で最適に適合します。$\Delta\chi^2>70$により、共鳴火線と褐色矮星質量比を持つバイナリレンズモデルは両方とも除外されます。バイナリソースモデルは異常にうまく適合できますが、2番目のソースの「色の引数」によって拒否されます。ベイジアン分析から、主星は銀河円盤に位置するKまたはM矮星である可能性が高く、惑星にはおそらく海王星質量があり、予測される惑星とホストの距離は$1.9^{+0.6}_{-であると推定されています。0.7}$または$4.6^{+1.4}_{-1.7}$au、クローズ/ワイド縮退の対象。これは、高倍率惑星信号($A\gtrsim65$)からの3番目の$q<10^{-4}$惑星です。別のそのような惑星、KMT-2021-BLG-0171Lbとともに、KMTNet高倍率イベントの進行中のフォローアッププログラムは、$q<10^{-4}$惑星の高倍率惑星信号を検出する能力を実証しました。、現在のマイクロレンズ調査では困難です。
空中実験による 2022 年の $\tau$-Herculid 流星群: 自動化された検出、特徴付け、および流星体の結果
| Title |
A_2022_$\tau$-Herculid_meteor_cluster_from_an_airborne_experiment:_automated_detection,_characterization,_and_consequences_for_meteoroids |
| Authors |
J._Vaubaillon,_C._Loir,_C._Ciocan,_M._Kandeepan,_M._Millet,_A._Cassagne,_L._Lacassagne,_P._Da_Fonseca,_F._Zander,_D._Buttsworth,_S._Loehle,_J._Toth,_S._Gray,_A._Moingeon,_and_N._Rambaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06851 |
環境。流星群の存在は長い間憶測の対象であり、これまでに報告されたイベントは7つだけであり、そのうち2つには5つ未満の流星が関与し、3つにはしし座の嵐の間に見られました。ねらい。1995年の彗星73P/Schwassmann-Wachmannのバーストは、2022年5月に流星群をもたらすと予測されていました。我々はシャワーを検出し、これがこのバーストの結果であることを証明し、同じ観測ミッション中に別の流星群を検出しました。メソッド。2022年5月31日の{\tau}-ヘラクレス流星群の爆発は、空中キャンペーン中に4時間継続的に監視されました。ビデオデータは、流星のリアルタイム検出用に最近開発されたコンピュータービジョン処理チェーンを使用して分析されました。結果。合計11.3秒の06:48UTに検出された38個のフラグメントを含む流星群の検出を報告し、特徴付けます。導出された累積サイズ度数分布指数は比較的浅く、s=3.1です。私たちのオープンソースのコンピュータービジョン処理チェーン(FMDTという名前)は、ビデオで人間の目が検出できる流星の100%を検出します。静的なカメラを想定した従来の自動モーション検出は、残留モーションのため、安定したカメラのセットアップには適していませんでした。結論。報告されたすべての流星群から、それらの発生は観測された流星の100万個に1個未満であると大雑把に見積もっています。日心距離が短いと、惑星間空間での流星体の自己破壊の可能性が高くなります。
GJ 806 (TOI-4481): 高温で低密度のスーパーアースが通過する明るい近くの多惑星系
| Title |
GJ_806_(TOI-4481):_A_bright_nearby_multi-planetary_system_with_a_transiting_hot,_low-density_super-Earth |
| Authors |
E._Palle,_J._Orell-Miquel,_M._Brady,_J._Bean,_A._P._Hatzes,_G._Morello,_J._C._Morales,_F._Murgas,_K._Molaverdikhani,_H._Parviainen,_J._Sanz-Forcada,_V._J._S._B\'ejar,_J._A._Caballero,_K._R._Sreenivas,_M._Schlecker,_I._Ribas,_V._Perdelwitz,_L._Tal-Or,_M._P\'erez-Torres,_R._Luque,_S._Dreizler,_B._Fuhrmeister,_F._Aceituno,_P._J._Amado,_G._Anglada-Escud\'e,_D.A._Caldwell,_D._Charbonneau,_C._Cifuentes,_J.P._de_Leon,_K.A._Collins,_S._Dufoer,_N._Espinoza,_Z._Essack,_A._Fukui,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M.A._G\'omez-Mu\~noz,_Th._Henning,_E._Herrero,_S.V._Jeffers,_J._Jenkins,_A._Kaminski,_J._Kasper,_M._Kunimoto,_D._Latham,_J._Lillo-Box,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_D._Montes,_M._Mori,_N._Narita,_A._Quirrenbach,_S._Pedraz,_A._Reiners,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_L._Sabin,_N._Schanche,_R-P._Schwarz,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06873 |
TESSミッションの主な科学的目標の1つは、空で最も近くて最も明るい星の周りを通過する小さな惑星を発見することです。ここでは、CARMENES、MAROON-X、およびHIRES分光器からのデータをTESSと共に使用して、M1.5V星GJ806(TOI-4481)の周りの惑星系の発見と質量決定を報告します。GJ806は、明るい(V=10.8等、J=7.3等)近くにある(d=12pc)M矮星で、少なくとも2つの惑星を持っています。最も内側の惑星、GJ806bはトランジット中であり、0.93dの超短軌道周期、1.331+-0.023Reの半径、1.90+-0.17Meの質量、4.40+-0.45g/の平均密度を持っています。cm3、平衡温度は940+-10Kです。この系で、軌道周期が6.6d、最小質量が5.80+-0.30Meの、トランジットしない第2のスーパーアース惑星GJ806cを検出しました。、平衡温度は490+-5Kです。現在のデータセットでは、第3の超地球質量(Msin(i)=8.50+-0.45Me)惑星または恒星の活動。さらに、HまたはHeの拡張された大気の可能性を探すためにCARMENESで撮影されたGJ806bのトランジット観測を1回報告しますが、その存在に上限を設定することしかできません。私たちの進化モデルは、GJ806bが持っていた可能性のある原始H/He大気は、長い間失われていたという考えを支持しているため、これは驚くべきことではありません。しかし、GJ806bのかさ密度は、惑星がある種の不安定な大気をホストしている可能性を高めます。実際、44の透過分光測定法(TSM)と24の発光分光測定法(ESM)を持つGJ806bは、透過分光法の研究に適したM矮星の周りで3番目にランク付けされた地球型惑星であり、透過分光法の研究に最も有望な地球型惑星です。発光分光研究。
Beta Pictoris の破片円盤の塵の塊は移動しましたか?
近くにある若い星ベータピクトリスのエッジオンの破片円盤は、異常な明るさの非対称性を塊の形で示しています。塊は中赤外線と二酸化炭素の両方で検出されており、その起源は今のところ不明のままです。ここでは、塵の塊の動きを追跡するために、BetaPicの新しい中赤外観測を提示します。以前の観測と合わせて、データは12年間に及びます。中央値と1$\sigma$の不確実性に基づいて、12年間のダスト塊の予測変位を星から$0.2^{+1.3}_{-1.4}$auと測定し、この変位を制約しました。3$\sigma$レベルで11au未満であること。これは、観測された運動が2.8$\sigma$レベルでケプラー運動と両立しないことを意味します。外向きに移動する惑星は、微惑星を2:1の共鳴に閉じ込め、その結果、惑星を追跡する軌道の近心で観測された塊をもたらす可能性があると仮定されています。観測された運動は、2.6$\sigma$レベルでのそのような共鳴運動とも両立しません。ケプラー運動と共鳴運動はまだ可能ですが、データは、ダストの塊が静止している可能性が高いことを示唆しています。このような静止した塵の塊は、惑星サイズの天体の衝突や潮汐破壊、または円盤内に高密度の領域を作り出す惑星による永年摂動に起因する可能性があります。
高圧ねじり法による太陽系小天体の衝突によるグリシンアミノ酸の変化
| Title |
Glycine_amino_acid_transformation_under_impacts_by_small_solar_system_bodies,_simulated_via_high-pressure_torsion_method |
| Authors |
Kaveh_Edalati,_Ikuo_Taniguchi,_Ricardo_Floriano_and_Augusto_Ducati_Luchessi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06927 |
太陽系の小天体(隕石、小惑星、彗星、遷移天体)による衝突は、地球と太陽系の小天体の両方に対するエネルギー力学と化学修飾の組み合わせによって特徴付けられます。これに関連して、隕石と彗星でのグリシンアミノ酸の発見は、天体による影響が初期の地球でのアミノ酸の送達と重合に寄与し、生命に不可欠な分子としてタンパク質を生成する可能性があるという仮説を導きました.グリシンの非生物的重合の可能性に加えて、衝撃によるその分解は、他の必須有機生体分子を形成するための反応基を生成する可能性があります。この研究では、太陽系の小天体による衝突をシミュレーションするための新しいプラットフォームとして、高圧ねじり(HPT)法がグリシンに適用されました。高圧衝撃実験と比較して、HPT法は高圧と変形ひずみを同時に導入します。分析した実験条件ではグリシンは重合せず、1および6GPaの圧力と120m/m未満のせん断ひずみで部分的にエタノールに分解されることがわかりました。エタノールの検出は、影響サイトで他の有機分子の形成に組み込むことができる残りの窒素含有グループの固有の可用性を意味します。さらに、この発見は、彗星で以前に検出されたエタノールの起源の可能性を強調しています。
木星やその他の安定した成層を持つ回転的に平らな惑星や星の動的な潮汐
| Title |
Dynamical_tides_in_Jupiter_and_other_rotationally_flattened_planets_and_stars_with_stable_stratification |
| Authors |
Janosz_W._Dewberry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07097 |
現実的な内部構造を持つ、急速に回転する扁平星とガス状惑星の散逸力学的潮汐応答を直接計算するための数値的手法を開発します。これらの計算を中立的かつ安定的に成層化されたポリトロープに適用することで、質量放出限界近くまでの回転速度を持つモデルで最も関連性のある共鳴を特定します。次に、安定成層領域と対流領域の両方を含む木星内部モデルの動的潮汐応答を計算します。これらの計算は、重力慣性と純粋な慣性の両方の特性を持つ波を含む共鳴が、イオによる潮汐力に対する木星の応答の観測と静水圧計算との間の不一致を説明できることを示しています。この結果は、木星の回転の平坦化を除外した最近の研究とは対照的であり、以前に考えられていたよりも広い範囲の内部振動モードを含む共鳴への扉を開きます。
$z\simeq 1$ での分子ガス雲の特性は、アルマ望遠鏡と重力レンズによって達成された優れた角度分解能によって明らかに
| Title |
Molecular_gas_cloud_properties_at_$z\simeq_1$_revealed_by_the_superb_angular_resolution_achieved_with_ALMA_and_gravitational_lensing |
| Authors |
Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Johan_Richard,_Fran\c{c}oise_Combes,_Matteo_Messa,_David_Nagy,_Lucio_Mayer,_Daniel_Schaerer,_Eiichi_Egami_and_Angela_Adamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05715 |
現在の観測では、$z\sim1-3$銀河で遍在的に観測される$\sim10^7~M_{\odot}$の中央値の恒星質量を持つ巨大な紫外光の塊は、銀河で形成された星形成領域であることが支持されています。-銀河のその場。それらは、ガスが豊富で乱流の高赤方偏移円盤の重力不安定性によるガスのフラグメンテーションに起因することが提案されています。$z=1.043$で、強くレンズ化された塊状の主系列銀河A521-sys1での巨大分子雲(GMC)の新しい発見を報告することで、このシナリオをサポートします。そのCO(4-3)放出は、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)によって$0.19''\times0.16''$の角度分解能でマッピングされ、重力レンズのおかげで30~pcまで読み取れました。14のGMCを特定し、ほとんどがウイルス化されており、質量は$10^{5.9}-10^{7.9}~M_{\odot}$、中央値は$800~M_{\odot}~\rm{pc}^{-2}でした$分子ガス質量表面密度。それぞれ、ローカルGMCの100倍と10倍です。それらはまた、マッハ数の中央値が60の10倍高い超音速乱気流によって特徴付けられます。注目に値しますが、別の塊状の$z\simeq1$銀河であるCosmicSnakeのGMCと同様に、Larsonスケーリング関係を超えることになります。高赤方偏移GMCの2つのセットには違いがあります。全体として、それらは、赤方偏移が何であれ、ホスト銀河で一般的な周囲の星間媒体条件に適応する特性を備えたGMCが形成されることをサポートしています。検出されたA521-sys1GMCは、星塊の親ガス雲となるのに十分な質量があり、自由落下時間あたりの星形成効率は$\sim11$パーセントと比較的高くなっています。
現場または付加体？観測データから銀河系外球状星団の起源を推測するための深層学習の使用
| Title |
In-situ_or_accreted?_Using_deep_learning_to_infer_the_origin_of_extragalactic_globular_clusters_from_observables |
| Authors |
Sebastian_Trujillo-Gomez,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Joel_Pfeffer,_Marta_Reina-Campos,_Robert_A._Crain,_Nate_Bastian,_and_Ivan_Cabrera-Ziri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05716 |
球状星団(GC)は、銀河の組み立てプロセスの強力なトレーサーであり、天の川の始祖の詳細な画像を取得するために既に使用されています。銀河とその星団集団の形成と共進化に従う(34.4Mpc)$^3$ボリュームのE-MOSAICS宇宙論的シミュレーションを使用して、GCの起源をそれらの観測可能な特性に関連付ける方法を開発します。シミュレーションでトレーニングされた教師あり深層学習アルゴリズムを使用してこの複雑なリンクをキャプチャし、銀河系外の観測量のみに基づいて、個々のGCの起源(主要な前駆体で形成されたか、衛星から降着したか)を予測します。$\sim700$シミュレートされた銀河がホストする$\sim50,000$GCでトレーニングされた人工ニューラルネットワーク分類器は、[Fe/H]<-0.5で、明確な分類があります。このネットワークは、クラスターの起源を予測するために、クラスターのアルファ元素の存在量、金属量、投影位置、および投影角運動量に主に依存しています。天の川GCの既知の前駆体の関連付けを使用した実世界のテストでは、最大90ドルの精度が達成され、クラーケンの前駆体に関連付けられた内部銀河のほとんどのGCとすべてのGaia-EnceladusGC。モデルが観測の不確実性に対して堅牢であることを実証し、観測された銀河全体の分類精度を予測する方法を開発します。分類器は、利用可能な観測対象に合わせて最適化することができ(例えば、GC年代を含めて精度を向上させるため)、今後の広視野調査で銀河の集合史を再構築するための貴重なツールになります。
SN Ia 2021aefx の偶然の星雲相 JWST イメージング: 56-Co 崩壊エネルギーの閉じ込めのテスト
| Title |
Serendipitous_Nebular-phase_JWST_Imaging_of_SN_Ia_2021aefx:_Testing_the_Confinement_of_56-Co_Decay_Energy |
| Authors |
Ness_Mayker_Chen,_Michael_A._Tucker,_Nils_Hoyer,_Saurabh_W._Jha,_Lindsey_Kwok,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Chris_Ashall,_Gagandeep_Anand,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Daniel_Dale,_James_M._DerKacy,_Oleg_V._Egorov,_L._Galbany,_Kathryn_Grasha,_Hamid_Hassani,_Peter_Hoeflich,_Ralf_S._Klessen,_Laura_A._Lopez,_Jing_Lu,_Mariana_Orellana,_Francesca_Pinna,_Sumit_K._Sarbadhicary,_Eva_Schinnerer,_Melissa_Shahbandeh,_David_A._Thilker,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05718 |
渦巻銀河NGC1566内のSN2021aefxの新しい0.3～21ミクロンの測光を、Bバンド最大値から+357日後に提示します。これには、15ミクロンを超えるSNIaの最初の検出が含まれます。これらの観測は、SN2021aefxの以前のJWST観測に続き、最大輝度の時間から+255日後に、放出特性の時間的進化を調べることができます。さまざまな波長で出現するフラックスの割合とその時間的進化を測定します。さらに、$\Deltam_{0.3-14}=1.35\pm0.05$mag/100日の統合された0.3～14ミクロンの減衰率は、$の$^{56}$Coの放射性崩壊による減衰率よりも高くなっています。\sim1.2$mag/100日。この不一致のもっともらしい説明は、フラックスが14ミクロン以上にシフトしているということであり、SNeIaの将来のJWST観測は、この仮説を直接テストできるようになるでしょう。ただし、非放射エネルギー損失を予測するモデルは、現在のデータでは除外できません。
KAOSS: $z\sim$1.3-2.6 にある塵に覆われた星形成銀河の乱流だが円盤状の運動学
| Title |
KAOSS:_turbulent,_but_disc-like_kinematics_in_dust-obscured_star-forming_galaxies_at_$z\sim$1.3-2.6 |
| Authors |
Jack_E._Birkin,_Ian_Smail,_A._M._Swinbank,_Fang_Xia_An,_S._C._Chapman,_Chian-Chou_Chen,_C._J._Conselice,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_D._Farrah,_Y._Matsuda,_A._Puglisi,_E._Schinnerer,_D._Scott,_J._L._Wardlow,_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05720 |
我々のVLT/KMOS近赤外積分場分光法を用いたH$\alpha$発光によって追跡されたように、$z\sim$1.3-2.6にある31個のアルマ望遠鏡で同定された塵に覆われた星形成銀河(DSFG)の空間分解運動学を提示します。進行中の大規模プログラム「サブミリ波源のKMOS-ALMA観測」(KAOSS)。DSFGのH$\alpha$回転曲線と速度分散プロファイルを導出します。明るい、空間的に拡張されたH$\alpha$放射を伴う31のソースのうち、2.2$R_{\rmd}$で中央傾斜補正速度を測定することを可能にする、フリーマンディスクモデルによく適合する25の表示回転曲線$v_{\rmrot}$=190$\pm$30kms$^{-1}$の固有速度分散の中央値$\sigma_0$=87$\pm$6kms$^{-1}$これらの$\textit{disc-like}$ソースの場合。あまり活発に星を形成しない銀河と比較すると、KAOSSDSFGはより速く回転し、より乱れていますが、同様の$v_{\rmrot}/\sigma_0$比を持ち、中央値は2.4$\pm$0.5です。$v_{\rmrot}/\sigma_0$だけでは、運動学的に「冷たい」円盤ではないDSFGの運動学を説明するには不十分であり、個々のコンポーネント$v_{\rmrot}$と$\sigma_0$は、それらが実際には乱流であるが、ケースの$\sim$50%で回転サポートされているシステムであることを示しています。この乱流は、星の形成または合体/相互作用によって引き起こされる可能性があります。円盤状のDSFGの星のタリー-フィッシャー関係(sTFR)の正規化を推定し、それをローカル研究と比較して、$z\sim$2と$z\sim$0の間の固定勾配で進化がないことを発見しました。最後に、DSFGハロー質量の運動学的推定を使用して星とハローの質量関係を調査し、最も大規模なハローの星の含有量の減少を促進する可能性が高い衝撃加熱と強いフィードバックと一致するソースを見つけました。
CEERS: 0.2 < z < 2.5 での銀河における空間的に分解された UV および中赤外星形成: ハッブル宇宙望遠鏡とジェームズ
ウェッブ宇宙望遠鏡からの画像
| Title |
CEERS:_Spatially_Resolved_UV_and_mid-IR_Star_Formation_in_Galaxies_at_0.2_ |
| Authors |
Lu_Shen,_Casey_Papovich,_Guang_Yang,_Jasleen_Matharu,_Xin_Wang,_Benjamin_Magnelli,_David_Elbaz,_Shardha_Jogee,_Anahita_Alavi,_Pablo_Arrabal_Haro,_Bren_E._Backhaus,_Micaela_B._Bagley,_Eric_F._Bell,_Laura_Bisigello,_Antonello_Calabr\`o,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Emanuele_Daddi,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Mauro_Giavalisco,_Norman_A._Grogin,_Yuchen_Guo,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Peter_Kurczynski,_Ray_A._Lucas,_Pablo_G._Pe\'rez-Gonza\'lez,_Nor_Pirzkal,_Laura_Prichard,_Marc_Rafelski,_Kaila_Ronayne,_Raymond_C._Simons,_Ben_Sunnquist,_Harry_I._Teplitz,_Jonathan_R._Trump,_Benjamin_J._Weiner,_Rogier_A._Windhorst,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05727 |
JWSTMIRIを使用して、星質量$\mathrm{M_*>10^{9}~M_\odot}$で$0.2<z<2.5$にある70個の星形成銀河(SFG)の中赤外(MIR)形態を提示します。CosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)からの観測。MIRIバンドはMIR(7.7--21$\mu$m)にまたがり、これらのSFGの有効半径($R_{\mathrm{eff}}$)とS\'{e}rsicインデックスを測定することができます。残りのフレーム6.2と7.7$\mu$mには、銀河の星形成の確立されたトレーサーである多環芳香族炭化水素(PAH)の特徴からの強い放射が含まれています。PAHバンドの形態を、HSTACS/F435WまたはACS/F606Wを使用したレストフレーム近紫外(NUV)と、UVCANDELSおよびCANDELSからのHSTWFC3/F160Wイメージングを使用した光学/近赤外のものと比較します。とF160Wは、それぞれ(隠されていない)大質量星と星の連続体のプロファイルを追跡します。PAHバンドの銀河の$R_{\mathrm{eff}}$は、$\mathrm{M_*\gtrsim10^{9.5}~M_$z\leq1.2$で\odot}$と$z\geq1.2$で$\mathrm{M_*\gtrsim10^{10}~M_\odot}$を使用しますが、PAHバンドとF160Wには1kpc以内の同様の光の割合。対照的に、NUVバンドの銀河の$R_{\rm{eff}}$はより大きく、$z\leq1.2$の銀河のF160Wと比較して、1kpc内の光の割合が低くなります。MIRIデータを使用してIRベースのSFRの表面密度を推定すると、IRベースのSFRの表面密度と星の質量の間の相関関係が、UVベースの表面密度と星の質量の相関関係よりも急勾配であることがわかり、銀河が示唆されます。星の質量が大きいほど、その内部領域で星形成の不明瞭な部分の量が増加します。この論文は、JWST/MIRIからの高角度分解能データが、隠れ星形成の形態に関する新しい情報をどのように明らかにできるかを示しています。
銀河バルジのマルチゾーン化学進化: 異なる放射状ゾーンの存在量の予測
| Title |
The_multi-zone_chemical_evolution_of_the_Galactic_bulge:_predicting_abundances_for_different_radial_zones |
| Authors |
Oscar_Cavichia,_Mercedes_Moll\'a,_Juanjo_J._Baz\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05737 |
近接しているため、銀河バルジ(GB)の恒星集団を分解して詳細に調べることができます。これにより、バルジ内のさまざまな空間領域のバルジ金属量分布関数(MDF)を追跡できるようになり、バルジの形成と進化のシナリオに関する手がかりが得られる可能性があります。この作業では、バルジとディスクの質量分布を考慮して、化学進化モデル(CEM)を開発し、銀河におけるこの時間スケールの半径方向依存性を導き出しました。落下率はCEMの時間スケールに依存するため、モデルの結果を使用して、バルジが裏返しに形成されるシナリオをテストしました。$[\alpha/\mbox{Fe}]$対[Fe/H]の関係、バルジのMDFおよび[Fe/H]放射状勾配について得られた結果は、文献で利用可能なデータと比較されています。このモデルは、観測データのほとんどを再現できます。関係$[\alpha/\mbox{Fe}]$対[Fe/H]の広がり、バルジのさまざまな領域のMDF形状、[Fe/H]その内部の放射状勾配と年齢-金属性の関係、および[$\alpha$/Fe]の経年変化。モデルの結果は、膨らんだ星の大部分が箱型/ピーナッツのX字型のバーの形成に先立って存在したシナリオを示しています。その結果、GBの古典的な起源は除外されておらず、このシナリオは、銀河バルジの化学的性質を説明するために呼び出される可能性があります。
ISM研究のための現在および将来の宇宙および空中観測所
| Title |
Current_and_Future_Space_and_Airborne_Observatories_for_ISM_Studies |
| Authors |
Bernhard_Schulz_(1_and_2)_and_Margaret_Meixner_(2)_((1)_Deutsches_SOFIA_Institut,_University_of_Stuttgart,_Pfaffenwaldring_29,_70569,_Stuttgart,_Germany,_(2)_SOFIA_Science_Center,_NASA_Ames_Research_Center,_Moffett_Field,_CA_94045,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05808 |
星間物質からは、銀河から放出される光の大部分を占める中間および遠赤外線(3～500{\μ}m)の膨大な量の放射線が放出されます。この記事では、赤外線におけるISM研究と、科学的に高い評価を得てその使命を終えたばかりの赤外線天文学成層圏天文台(SOFIA)や、新しく打ち上げられたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のような大規模な専門天文台の建設を動機付けます。エキサイティングな科学的使命を開始したばかりです。それらの機能を紹介し、科学的発見の例をいくつか紹介し、それらがどのように相互に補完したかについて説明します。次に、SOFIAの締結がこの分野に与える影響を歴史的な文脈で考察し、特に宇宙および成層圏の遠赤外線天文台の新しい機会を検討します。
確率的人口合成モデルから導出された NGC 628 のクラスター人口統計
| Title |
Cluster_Population_Demographics_in_NGC_628_Derived_from_Stochastic_Population_Synthesis_Models |
| Authors |
Jianling_Tang,_Kathryn_Grasha_and_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05912 |
星団集団の物理的特性は、星団の誕生、進化、崩壊に関する貴重な洞察を提供します。しかし、天の川銀河の最近傍を超えた星団内の個々の星は未解決であり、星団人口統計の分析は、不確実性に満ちたプロセスである統合光に頼らざるを得ません。ここでは、新しいベイジアンフォワードモデリング手法に結合されたレガシー銀河外UV調査(LEGUS)からのデータを使用して、ベンチマーク銀河NGC628内のクラスター人口の人口統計を推測します。私たちの方法では、LEGUSカタログ内の合計1178個のクラスターを分析できます。これは、データの完全性を大幅に削減する必要があった以前の研究の約4倍です。私たちの結果は、クラスターの質量関数が$\sim10^4$$\mathrm{M}_{\odot}$で切り捨てられていることを示しており、切り捨て質量と星形成表面密度の間の提案された関係と一致しています。クラスターの崩壊は形成後$\sim10$Myrの早い段階で始まりますが、クラスターが崩壊するには平均して現在の年齢の$2-3$倍を必要とするため、比較的穏やかであることがわかります。質量依存の混乱の証拠は見つかりません。また、これらの結論に半径方向の変動があることを示す説得力のある証拠も見つかりませんが、銀河団の内部が崩壊しやすい可能性があることを示唆するヒントは見つかりました。これらのヒントを確認または反論するには、外側の銀河団のサンプルサイズを増やすために将来の観測が必要になります。
| Title |
A_New_WISE_Calibration_of_Stellar_Mass |
| Authors |
T.H._Jarrett,_M.E._Cluver,_Edward_N._Taylor,_Sabine_Bellstedt,_A.S.G_Robotham,_H.F.M._Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05952 |
南G23フィールドのGAMA-KiDS-VIKINGサーベイのDR4カタログによって提供される一連の光学赤外線測光のSEDモデリングから、WISE中赤外線銀河測光と十分に決定された恒星質量との間の新しい経験的スケーリング関係を導出しますフィールド。中赤外源の抽出と特徴付けは、WISE拡張源カタログ(WXSC)とアーカイブのALLWISEカタログから引き出され、G23サンプルの分解された銀河とコンパクトな銀河の両方を0.15の赤方偏移に組み合わせます。3つのスケーリング関係が導き出されます:W13.4ミクロンの光度対星の質量、およびWISEW1-W2、W1-W3の色対質量対光比(受動から星形成までのさまざまな銀河の種類に敏感)。次に、サンプル内の各銀河について、これらのスケーリング関係から結合された星の質量を導き出し、$>$10$^{9}$Msolarおよび$<$40の銀河に対して$\sim$25-30%を超える精度でMstellar推定値を生成します。-光度の低い矮小銀河の場合は50%。また、W1フラックスとW1-W2色のみを使用して静止フレーム補正と星の質量を推定するための簡単な処方箋も提供し、WISEデータのユーザーが星の質量にアクセスしやすくします。赤方偏移または距離が与えられると、これらの新しいスケーリング関係により、質量対光の範囲にわたって高い忠実度でWISEによって検出された空の銀河の星の質量推定が可能になります。
大質量原始星からの分子ジェットの探索
| Title |
Searching_for_Molecular_Jets_from_High-Mass_Protostars |
| Authors |
Tatiana_M._Rodriguez,_Peter_Hofner,_Isaac_Edelman,_Esteban_D._Araya,_Viviana_Rosero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05954 |
よく知られているショックガストレーサーであるSiO放出を検索するために、10個のイオン化ジェット候補に向けたQバンドでのVeryLargeArray（VLA）観測を報告します。ジェット候補の90%に向かって7mmの連続体の対応物を検出しました。ほとんどの場合、ジェット候補は7mmコアの中心に向かって位置し、質量($\approx100\,M_\odot$)と密度($\approx10^7\,\text{cm}コアの^{-3}$)は、中心天体が非常に若い大質量原始星であることを示唆しています。6つのターゲットソースに関連するSiO$J=1-0$放出を検出しました。すべての場合において、放出の形態とスペクトルは、流出軸に沿った分子ジェットに期待されるものと一致しており、サンプルの60%のジェットの性質を確認しています。私たちのデータは、SiO光度$L_{SiO}$と、駆動源のボロメータ光度$L_{Bol}$および電波光度$S_\nud^2$との間に正の相関関係があることを示唆しています。
z~1.3 で強くレンズされた銀河からの HI 21 cm 放射の検出
アップグレードされたジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)を使用して、赤方偏移$z\sim1.3$(約90億年前)にある星形成銀河からのHI21cm放射の最初の$5\sigma$検出を報告します。これは、これまでの個々の銀河からの放射で最も高い赤方偏移HI検出です。放出は、赤方偏移$z\sim0.13$で初期型の楕円銀河である重力レンズによって強く増強されます。銀河の測定されたHI質量は$\rmM_{HI}=(0.90\pm0.14\pm0.05)\times10^{10}M_{\odot}$であり、これは銀河の推測された恒星質量のほぼ2倍です。、銀河内のHIガスの拡張構造を示しています。スペクトル線のピークでHI信号に2次元ガウス分布を当てはめることで、レンズ質量分布の臨界曲線に正接する放出と一致する位置角度でソースがわずかに分解されることがわかります。これは、接近するHIラインフラックスの立体角が内部レンズのコースティックに非常に近くなり、非常に高い倍率になることを示しています。これらの結果は、適度な望遠鏡時間でレンズ付きシステムで高赤方偏移HIを観測する可能性を初めて実証し、既存および今後の低周波電波望遠鏡で中性ガスの宇宙進化を調査するためのエキサイティングな新しい可能性を切り開きます。近い将来に。
$n$Gから$\mu$Gオーダーの小規模な変動磁場が超新星衝撃波と銀河団で観測され、磁場の増幅はビアマン電池機構によって引き起こされる可能性が高い。ただし、これらの磁場は乱流ダイナモなしではさらに増幅できません。乱流ダイナモは、ストレッチ-ツイスト-フォールド(STF)メカニズムを通じて磁気エネルギーを生成します。したがって、乱流ダイナモを介したショック後の乱流磁場増幅を調査するために、層状の多相媒体に伝播するレーザー駆動衝撃の新しい3次元磁気流体力学（MHD）シミュレーションをここに提示します。ここで使用されている構成は、現在、国立点火施設(NIF)のショックトンネルでテストされています。ショック後の乱流領域の統計的特性を調べるために、$384\times512\times384$トレーサー軌跡を使用して、ラグランジュフレームワークを通じてその進化を追跡し、ショックを受けた媒体の高忠実度分析を提供します。私たちのシミュレーションは、乱流駆動がない場合、サフマンべき乗則に近い運動エネルギー減衰($E_{\textrm{kin}}\proptot^{-1.15})$を伴う磁場の成長を示しています。周期ボックスシミュレーションと比較して、わずかに異なる特性を示します。乱流減衰中の衝撃の通過と磁場増幅を観察する時間は非常に短く、乱流ターンオーバー時間はわずか$\sim0.3$であるため、その進化には明確なフェーズは存在しないようです。それでも、成長率は、亜音速の圧縮性乱流を駆動する圧縮性(カールのない)乱流に期待されるものと依然として一致しています。磁場および速度場のダイナミクスの現象論的理解は、ラグランジュ周波数スペクトルによっても解明されます。これは、オイラー-ラグランジュブリッジを介した予想される慣性範囲スケーリングと一致しています。
NGC 4151 のブロード ライン領域は、20 年間の反響マッピング キャンペーンによって監視されています。 I. 構造と運動学の進化
| Title |
Broad-line_region_in_NGC_4151_monitored_by_two_decades_of_reverberation_mapping_campaigns._I._Evolution_of_structure_and_kinematics |
| Authors |
Yong-Jie_Chen,_Dong-Wei_Bao,_Shuo_Zhai,_Feng-Na_Fang,_Chen_Hu,_Pu_Du,_Sen_Yang,_Zhu-Heng_Yao,_Yan-Rong_Li,_Michael_S._Brotherton,_Jacob_N._McLane,_T.E._Zastrocky,_Kianna_A._Olson,_Edi_Bon,_Hua-Rui_Bai,_Yi-Xin_Fu,_Jun-Rong_Liu,_Yi-Lin_Wang,_Jaya_Maithil,_H._A._Kobulnicky,_D._A._Dale,_C._Adelman,_M._J._Caradonna,_Z._Carter,_J._Favro,_A._J._Ferguson,_I._M._Gonzalez,_L._M._Hadding,_H._D._Hagler,_G._Murphree,_M._Oeur,_C._J._Rogers,_T._Roth,_S._Schonsberg,_T._R._Stack,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06119 |
FASTSpectrographPubliclyArchivedProgramsのアーカイブされた観測と2.3ワイオミング赤外線天文台のm望遠鏡。すべてのスペクトルを一貫した方法で縮小および較正し、広いH$\beta$線と5100\,{\AA}連続体の光度曲線を導出します。連続光度曲線は、公開アーカイブの測光データを使用して構築され、サンプリングケイデンスを増加させます。{\itHST}イメージングを使用してホスト銀河の汚染を差し引いて、較正された光度曲線のフラックスを修正します。長期保存測光データを利用して、AGN連続体の絶対フラックスキャリブレーションを完了します。H$\beta$時間遅延は$\tau_{\rmH\beta}\proptoL_{5100}^{0.46\pm0.16}$として5100\,{\AA}光度と相関することがわかります。これは、ベンツらと非常に一致しています。(2013)のAGNのグローバルなサイズと光度の関係。さらに、5つの季節のデータセットにより、H$\beta$ラインの速度分解された遅延を取得でき、多様な構造(流出、流入、円盤)を示します。私たちの結果を以前の独立した測定値と組み合わせて、H$\beta$ブロードライン領域(BLR)の測定されたダイナミクスが、光度の長期的な傾向に関連している可能性があることを発見しました。また、BLR半径と光度の変動の間には、さらに$\sim$1.86年のタイムラグが生じる可能性があります。これらの結果は、BLRの動的変化が放射圧の影響によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
放射電波クエーサーにおける高偏光状態の一時性と持続性
| Title |
The_transience_and_persistence_of_high_optical_polarization_state_in_beamed_radio_quasars |
| Authors |
Krishan_Chand_(ARIES),_Gopal-Krishna_(CEBS),_Amitesh_Omar_(ARIES),_Hum_Chand_(CUHP),_and_P._S._Bisht_(SSJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06159 |
$p_{opt}$$>3\%$を使用して、光の「高偏光」(HP)状態の長期安定性を(10年のような時間スケールで)調べます。)電波クエーサー(FSRQ)であり、ブレーザー状態の顕著なマーカーです。この手がかりを使用すると、FSRQ人口の約4分の1が、年に似た時間スケールでHP$\leftrightarrow$非HP状態への移行を経験していると報告されています。この作業では、これらの「頻繁な」状態遷移にもかかわらず、HP(つまり、ブレーザー)状態がFSRQでどの程度耐えられるかを調べます。これは、ブレザーのはるかに拡大されたサンプルの純粋な光偏光データを使用して検証する最初の試みであり、個々のクエーサーのブレザー状態が、その変化/スイングが観察されたにもかかわらず、少なくとも数十年間持続するという最近の興味深い発見です。かなり一般的に、年に似た時間スケールで表示されます。現在の分析は、1990年以前に取得された古い光偏波データが文献に見られる光偏波サーベイRoboPol(2013-17)から抽出された、83の電波クエーサーの明確に定義されたサンプルに基づいています。同じ観測量($p_{opt}$)のこれら2つのデータセットのソースごとの比較により、RoboPolサンプルでブレーザー状態で見つかった63個のクエーサーの$\sim$90%も観測されていることがわかります。その状態で約30年前。一方、RoboPolの調査自体では、サンプルのブレーザーの約4分の1が、通常の$p_{opt}$=3%のしきい値を超えて、1年に似た時間スケールで他の偏光状態に移行したことがわかりました。.明らかに、これらの比較的頻繁な遷移(いずれかの方向)は、電波クエーサーがブレーザー(つまり、HP)状態を少なくとも数十年間保持する傾向を抑制しません。観測された分極状態の遷移/スイングは、おそらく、活動核からのシンクロトロンプラズマブロブ(VLBIラジオノット)の放出のような、一時的なプロセスの現れです。
合併後の残骸におけるAGNの多波長研究
| Title |
A_Multi-Wavelength_Study_of_AGN_in_Post-Merger_Remnants |
| Authors |
Wenhao_Li,_Preethi_Nair,_Jimmy_Irwin,_Sara_Ellison,_Shobita_Satyapal,_Niv_Drory,_Amy_Jones,_William_Keel,_Karen_Masters,_David_Stark,_Russell_Ryan_and_Kavya_Mukundan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06186 |
近くの宇宙でAGNを引き起こす際の銀河の合体の役割を調査します。私たちの分析は、10^40.5ergs^-1以上の低光度AGNを検出できるChandra/XMM-Newtonからの深部X線観測による79の合体後の残骸銀河のサンプルに基づいています。このサンプルは、ログM*/M_sun>10.5および0.02<z<0.06で、SloanDigitalSkySurveyDataRelease14で特定された807の合併後の視覚的に分類されたボリューム限定サンプルから派生したものです。このサンプルのX線AGN割合は、質量と赤方偏移が一致した非相互作用コントロールサンプルの23.6%±2.8%と比較して、55.7%±5.6%であることがわかります。合併後の多波長AGN割合(X線、IR、ラジオ、または光学診断のいずれかでAGNとして識別される)は、コントロールの39.1%±3.2%と比較して76.6%±4.8%です。したがって、合併後は、使用されるAGN診断に応じて2～4の間の超過分を含む高い全体的なAGN画分を示します。さらに、ほとんどの光学、IR、および無線AGNもX線AGNとして識別されますが、X線AGNの大部分は他の診断では識別されません。これは、AGNを識別するための深層X線イメージングの重要性を強調しています。対照銀河で見られる傾向とは異なり、合体後のX線AGNの割合は、logM*/M_sun>10.5を超える星の質量とは無関係であることがわかります。全体として、私たちの結果は、合体後の銀河が合体とAGNの関係の優れた追跡者であり、合体がAGNを引き起こすという理論上の期待を強く支持することを示しています。
GEMINI-N/GRACESによる超金属欠乏星の探索 I. ケミカルアバンダンス分析
| Title |
Search_for_Extremely_Metal-Poor_Stars_with_GEMINI-N/GRACES_I._Chemical-Abundance_Analysis |
| Authors |
Miji_Jeong,_Young_Sun_Lee,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Young_Kwang_Kim,_Jae-Rim_Koo,_Ho-Gyu_Lee,_Soung-Chul_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06236 |
極度に金属に乏しい(EMP;[Fe/H]$<$-3.0)として選択された18の非常に金属に乏しい(VMP;[Fe/H]$<$-2.0)星について、星のパラメーターと13元素の存在量を提示する)SDSSおよびLAMOST調査からの候補。GEMINI-N/GRACESを用いて高分解能分光観測を行いました。候補の中から10個のEMP星を見つけ、[Ba/Fe]$<$0の炭素強化金属希薄(CEMP)星を新たに3つ特定しました。銀河のハロー星、いくつかの例外があります。[Mg/Fe]が低いNaに富む星([Na/Fe]=+1.14)は、球状星団の第2世代の星との化学的結合の可能性を示唆しています。KとNiの存在比が増加した極度にNaが少ない星([Na/Fe]=-1.02)の前駆星は、核崩壊超新星(CCSNe)に関連して、明確な核合成エピソードを経験した可能性がある。爆発エネルギー。また、Mgが豊富な星([Mg/Fe]=+0.73)も発見されており、Naがわずかに増加し、[Ba/Fe]が非常に低く、その起源が中性子捕獲イベントに関連していないことが示されています。一方、Mgの存在量が最も少ない([Mg/Fe]=-0.61)星の起源は、矮小銀河からの降着、または主にSNeIaによって汚染されたガス雲での形成によって説明できます。また、EMP星の前駆質量を、それらの化学的存在パターンを集団IIISNeモデルによって予測されたものと比較することで調査し、質量範囲が10-26$M_\odot$であることを発見しました。初期の天の川の化学的濃縮。
Kronberger 55: エンド支配型の崩壊シナリオの候補
| Title |
Kronberger_55:_A_Candidate_for_End-dominated_Collapse_Scenario |
| Authors |
Aayushi_Verma,_Saurabh_Sharma,_Lokesh_Dewangan,_Rakesh_Pandey,_Tapas_Baug,_Devendra_K._Ojha,_Arpan_Ghosh_and_Harmeen_Kaur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06310 |
1.3mDevasthalFastOpticalTelescopeからの光学測光観測と、3.6mDevasthalOpticalTelescopeに搭載されたTANSPECからの遠赤外線(NIR)測光観測を、多波長アーカイブデータとともに使用して、散開星団クロンベルガー55の研究を発表します。この地域での星形成シナリオを理解する。クロンベルガー星団55の距離、絶滅、年齢は、それぞれ~3.5kpc、E(B-V)~1.0mag、$\lesssim$55Myrと推定されています。2色図(TCD)を使用して、過剰赤外線(IR)放射に基づいて若い恒星天体(YSO)を識別しました。中赤外(MIR)画像は、クラスタークロンベルガー55の位置にある1つと、その南方5'.35にある2つのピークを持つ領域での流出活動と共に、ダストとガス放出の拡張構造の存在を明らかにします。電波連続体放射と南のピークとの関連は、巨大な星の形成を示唆しています。ハーシェルのサブミリマップは、この領域にフィラメント状構造に接続された2つの塊の存在を明らかにしており、そのような構成は12CO(1-0)放出マップでも明らかです。私たちの研究は、この領域が「端部優勢の崩壊シナリオ」による星形成を受けているハブフィラメントシステムである可能性があることを示唆しています。
二重重水素化アセトアルデヒド (CHD2CHO) のミリ波およびサブミリ波分光法と IRAS 16293-2422 に対する最初の検出
| Title |
Millimetre_and_sub-millimetre_spectroscopy_of_doubly_deuterated_acetaldehyde_(CHD2CHO)_and_first_detection_towards_IRAS_16293-2422 |
| Authors |
J._Ferrer_Asensio,_S._Spezzano,_L._H._Coudert,_V._Lattanzi,_C._P._Endres,_J._K._J{\o}rgensen,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06315 |
主なアイソトポローグ対応物に関する重水素化分子の存在量は、水素に対する重水素の宇宙存在量から予想されるよりも桁違いに高いことが決定されています。単一および複数の重水素化種の検出数の増加は、気相化学と固体化学の間の相互作用を制限し、星形成の初期段階における重水素分画をよりよく理解するのに役立ちます。アセトアルデヒドは、星形成領域で最も豊富な複雑な有機分子(COM)の1つであり、その単一の重水素化同位体分子は、原始星に向かってすでに観察されています。天体物理学目的の分光カタログは、実験室での測定から二重重水素化アセトアルデヒドCHD2CHO用に構築されています。サブミリ波遷移は、その非対称CHD2メチルグループの妨げられた内部回転を表示する非剛性二重重水素化アセトアルデヒドCHD2CHOについて測定されました。ライン位置分析が実行され、40の分光定数を変化させて、1.7の加重二乗平均平方根標準偏差で853の遷移周波数を再現できます。解析結果から、天体物理学用の分光カタログが構築されます。このカタログを使用して、ALMAProtostellarInterferometricLineSurveyからのデータを利用して、低質量の原始星系IRAS16293-2422に向かうCHD2CHOを初めて検出することができました。CHD2CHO種の最初の検出により、1.3x10^15cm^-2の値と10～20%の不確実性を持つそのカラム密度の導出が可能になります。得られた約20%のD2/D比は、IRAS~16293-2422に向かう他の複雑な有機分子から導出されたD2/D比と一致することがわかり、重水素分画が強化された共通の形成環境を示しています。
離散べき乗則モデルを使用した C タイプ ショックの粒度分布のモデル化
この論文では、Sumpter(2020)で説明されているように、数値多流体MHDコードへの離散区分べき乗則粒度分布法の実装について説明します。このような記述により、ダスト粒子の全サイズ範囲とその動的効果を捉えることができます。唯一の仮定は、単一の離散ビン内の粒子が同じ速度と電荷を持っているということです。平面平行C型衝撃をモデル化することによって実装をテストし、その結果を複数種の粒子モデルの衝撃モデルと比較します。離散粒子モデルと複数種粒子モデルの両方が同じ衝撃プロファイルに収束することがわかります。ただし、離散モデルの収束は、複数種の粒子モデルよりも高速です。純粋な移流モデルの場合、単一の離散ビンで十分ですが、複数種の粒子モデルには最低8つの粒子種が必要です。粒子のスパッタリングを含めると、粒子分布は移流モデルのように単一のべき乗則で記述できないため、必要な離散ビンの数は4に増加します。複数種の粒子モデルでは、分布をモデル化するためにさらに多くの粒子種が必要ですが、純粋な移流モデルと比較してその数は増加しません。私たちの結果は、離散分布を使用して粒子分布関数をモデル化すると、粒子物理学をキャプチャするために必要な計算コストが大幅に削減されることを示しています。
HCN/CO比は、ガスの星形成部分を追跡しますか? I. 星形成の解析モデルとの比較
| Title |
Does_the_HCN/CO_ratio_trace_the_star-forming_fraction_of_gas?_I._A_comparison_with_analytical_models_of_star_formation |
| Authors |
Ashley_R._Bemis_and_Christine_D._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06478 |
93GHzでの電波連続体に加えて、HCNおよびCO$J=1-0$遷移のアーカイブアルマ観測を使用して、10近傍(U)での高密度ガス、星形成、およびガスダイナミクスの関係を評価します。LIRGと後期型銀河中心。星形成の乱流モデルと重力乱流モデルのコンテキストで結果を組み立て、HCN/CO比がサブkpcで分子雲($f_\mathrm{grav}$)内の重力で束縛された星形成ガスを追跡するかどうかを評価します。近くの銀河のスケール。HCN/CO比が$n_\mathrm{SF}\approx10^{4.5}$cm$^{-3}$を超えるガスのトレーサーであることを確認しますが、HCN/COのサブkpc変動は普遍的ではありません$f_\mathrm{grav}$を追跡します。$t_\mathrm{dep}$と$\epsilon_\mathrm{ff}$で観測された傾向を再現することができる変動する星形成密度閾値モデルの使用の強力な証拠を見つけました。複合対数正規モデルとべき乗則モデルは、固定のべき乗則勾配を使用している場合でも、観測された傾向を再現する点で純粋な対数正規モデルよりも優れています。ガスの星形成特性をよりよく再現する複合モデルの能力は、自由落下時間あたりの星形成効率が重力結合ガスの割合に比例するという追加の間接的な証拠を提供します。
銀河中心ソース X7 の白鳥の歌: 超大質量ブラック ホール付近の潮汐進化の極端な例
| Title |
The_Swansong_of_the_Galactic_Center_Source_X7:_An_Extreme_Example_of_Tidal_Evolution_near_the_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Anna_Ciurlo,_Randall_D._Campbell,_Mark_R._Morris,_Tuan_Do,_Andrea_M._Ghez,_Eric_E._Becklin,_Rory_O._Bentley,_Devin_S._Chu,_Abhimat_K._Gautam,_Yash_A._Gursahani,_Aurelien_Hees,_Kelly_Kosmo_O'Neil,_Jessica_R._Lu,_Gregory_D._Martinez,_Smadar_Naoz,_Shoko_Sakai_and_Rainer_Schoedel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06562 |
W.M.ケック天文台からの20年間の新しい高角度解像度の近赤外線データを提示します。このデータは、現在銀河中心部の超大質量ブラックホールから0.5秒角に位置する細長い塵とガスの特徴であるX7の極端な進化を明らかにしています。Br-{\gamma}線放出のスペクトルイメージング観測とLp(3.8{\μ}m)イメージングデータの両方を使用して、その軌道パラメーターの最初の推定値と、その形態と質量の進化の定量的特徴付けを提供します。X7の前縁は、やや偏心(e~0.3)の比較的短い周期(170年)の軌道上にあるように見え、2036年までに発生すると推定される近点通過に向かっていることがわかります。さらに、私たちの運動学的測定は、X7が恒星源S0-73に関連付けられているか、または監視期間中にX7と重なった他の点源に関連付けられているという以前の提案を除外します。私たちの観察の過程で、X7は(1)より細長くなり、現在の長さと幅の比率は9になりました。(2)非常に一貫した長軸方向(位置角度50度)を維持しました。(3)先端から尾部までの視線方向の速度差を-50から+80km/secに反転させ、(4)全体の明るさ(前縁で12.8Lp等級)と色温度(425K)を維持しました。~50地球。これらの結果が、中央のブラックホールによって加えられる潮汐力の予想される効果と一致することを示す単純なモデルを提示し、X7が連星系のかすめ衝突から最近放出されたガスと塵であることを提案します。
GASP XLV: クラゲ銀河の恒星バー。電離ガスと恒星集団の分析
| Title |
GASP_XLV:_Stellar_Bars_In_Jellyfish_Galaxies._Analysis_of_ionised_gas_and_stellar_populations |
| Authors |
Osbaldo_Sanchez-Garcia,_Bernardo_Cervantes_Sodi,_Jacopo_Fritz,_Alessia_Moretti,_Bianca_M._Poggianti,_Koshy_George,_Marco_Gullieuszik,_Benedetta_Vulcani,_Giovanni_Fasano,_and_Amira_A._Tawfeek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06612 |
恒星棒は、銀河の恒星集団の特性に大きな影響を与え、星を形成する能力に影響を与えることがわかっています。これは、比較的孤立した環境で銀河を研究するときに簡単に確認できますが、クラスター銀河を考慮すると、これらのより密集した環境で潜在的に発生する可能性のあるさまざまな相互作用のために、この種の分析はより複雑になります。GASPサーベイからのIFUMUSEデータを使用して、星の集団の空間的に分解された特性に対する星棒の存在とラム圧力の複合効果を研究します。最近のSFRと平均的な恒星人口年齢の両方の空間的に分解された指標を分析して、核活動の存在の可能性も考慮して、異常な中央SF活動の兆候をチェックしました。ラム圧の影響を受けた銀河では、摂動のない銀河と比較して、中央のSFRが増加することがわかりました。SFRの増加と中央の若返りの最も極端なケースは、ラム圧ストリッピングが進んだ段階にある棒状銀河で発生します。ラム圧の影響を受ける低質量の棒状銀河の場合、複合効果は星形成活動の体系的な強化であり、強化と抑制の両方を示す大質量銀河の場合とは対照的です。星形成活動が抑制されている棒状銀河は、核活動の兆候も示しています。私たちの結果は、バーの存在とラム圧力による強い摂動の複合効果が、中央のSF活動を引き起こし、おそらく核活動に火をつけることができることを示しています。
拡張重力による局所群ダイナミクスの追跡
二体問題としてモデル化された銀河の局所群(LG)は、ダイナミクスへの宇宙定数$\Lambda$の存在に関連するものなどの宇宙論的寄与に敏感です。ここでは、暗黒エネルギーと暗黒物質の寄与と見なされる$f(R)$重力のような拡張重力理論の文脈でLGダイナミクスを研究します。最初のアプローチでは、弱磁場極限で$f(R)$重力から自然に発生する湯川のような相互作用を考慮して、暗黒エネルギー効果を摂動させます。シミュレーションからLGの質量を仮定し、これから湯川カップリングの制約を導出します:$\alpha<0.581$and$m_{grav}<5.095\cdot10^{-26}\,eV/c^2$.2番目の部分では、一般相対性理論の最小限の拡張、つまり$f(R)\simR^{1+\epsilon}$を$|\epsilon|\ll1$と考えて、darkを置き換える可能性を調べます。MONDのような理論として問題。LG質量の最小値を与えるパラメーター$\beta$($\epsilon$から派生)の値があることがわかります。さらに、この特定の可能性は、LGの暗黒物質とバリオン物質の比率を計算することを可能にします。この比率がMONDのような理論を反証する可能性があることを示しています。
JWST/NIRSpecによるz=2.0-9.3における星形成銀河の励起と電離の性質
| Title |
Excitation_and_Ionization_Properties_of_Star-forming_Galaxies_at_z=2.0-9.3_with_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Michael_W._Topping,_Naveen_A._Reddy,_Gabriel_B._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06696 |
宇宙進化早期放出科学(CEERS)サーベイからの$z=2.0-9.3$での164個の銀河の中解像度JWST/NIRSpec観測を利用して、高赤方偏移の銀河の励起および電離特性の進化を調査します。私たちの結果は、[OIII]/H$\beta$対[NII]/H$\alpha$、[SII]/H$\alpha$、および[OI]/H$の進化に関する最初の統計的制約を表しています。\alpha$``BPT''ダイアグラムは$z>2.7$で、O32対R23ダイアグラムの最初の分析は$z>4$で大きなサンプルを使用しています。サンプルを、それぞれ30～40個の銀河を含む5つの赤方偏移ビンに分割します。$z\sim2.3$、$z\sim3.3$、および$z\sim4.5$のサブサンプルは、これらの赤方偏移における主系列の星形成銀河集団の代表であり、$z\sim5.6$と$z\sim7.5$のサンプルは、選択効果により、特定の星形成率が高い方向に偏っている可能性があります。複合スペクトルを使用すると、$z=2.0-6.5$の各サブサンプルが、[NII]および[SII]BPTダイアグラムとO32-R23ダイアグラムで平均して同じ励起シーケンスに該当し、$が続くシーケンスからオフセットされていることがわかります。z=0$同じ図のHII領域。これらのオフセットの方向は、固定星雲金属量での典型的な局所銀河よりも強い電離スペクトルを一様に持つ高赤方偏移の星形成銀河と一致しています。平均線比の類似性は、星間物質のイオン化条件が$z\sim2$と$z\sim6$の間で強く進化しないことを示唆しています。全体として、残りの光ライン比は、log($M_*/M_{\odot})\sim7.5-10$の$z=2.7-9.3$CEERS/NIRSpec銀河が高い電離度と適度に低い酸素を持っていることを示唆しています。存在量($\sim0.1-0.3~Z_{\odot}$)ですが、$z>6.5$であっても極端に金属が少ないわけではありません($<0.1~Z_{\odot}$)。
OMC-3雲のフィラメントとフィラメントプロファイルの推定における不確実性
| Title |
Filaments_in_the_OMC-3_cloud_and_uncertainties_in_estimates_of_filament_profiles |
| Authors |
M._Juvela_(1),_E._Mannfors_(1)_((1)_University_of_Helsinki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06746 |
フィラメントは、星を形成する星間雲の重要な部分です。これらの特性は、星形成プロセスにおける形成メカニズムと役割の手がかりを保持しています。オリオン分子雲3(OMC-3)のフィラメントの特性を比較します。中赤外線(MIR)の吸収と遠赤外線(FIR)のダスト放出に見られます。スピッツァーデータに見られるMIR吸収と、HerschelとArT\'eMiS装置で観測されるFIRダスト放出に基づいて、OMC-3フィラメントの光学深度マップを計算しました。選択されたOMC-3フィラメントセグメントの幅は0.03～0.1pcの範囲で、MIR分析とFIR分析の両方で同様の平均値が見られます。幅に比べて、近似されたプラマー関数の個々のパラメーターははるかに不確実です。漸近べき乗指数は、通常、p~3の値を持ちますが、大きなばらつきがあります。モデリングは、FIR観測がフィラメント幅を体系的に過大評価する可能性があることを示しています。この効果は、N(H$_2$)~$10^{22}$cm$^{-2}$を超える列密度で数十パーセントになる可能性がありますが、オリオン地域などのより強い放射線場では減少します。ダスト特性の空間的変動は、同様の大きさの誤差を引き起こす可能性があります。MIR解析では、大質量星が近くにあるか、またはダストMIR散乱効率がテストされたダストモデルよりも高い場合を除き、通常、ダスト散乱は重要な要素にはなりません。熱MIR粉塵の放出は、特に組み込みソースの近くで、より重大なエラーの原因となる可能性があります。星間フィラメントの分析は、系統誤差のいくつかの原因によって影響を受ける可能性がありますが、主に柱密度が高く、FIR観測の場合は弱い放射場で発生します。OMC-3フィラメントの幅は、MIR分析とFIR分析の間で一貫しており、観測の角度分解能への系統的な依存性は明らかになりませんでした。
$z\sim 0-9$ での ISM の電子密度の赤方偏移進化は、JWST/NIRSpec スペクトルと線拡散関数の決定で明らかになりました
| Title |
Redshift_Evolution_of_the_Electron_Density_in_the_ISM_at_$z\sim_0-9$_Uncovered_with_JWST/NIRSpec_Spectra_and_Line-Spread_Function_Determinations |
| Authors |
Yuki_Isobe,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yoshiaki_Ono,_Yi_Xu,_Yechi_Zhang,_and_Hiroya_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06811 |
JWST/NIRSpecGLASS、ERO、およびCEERSプログラムによって観測された$z=4-9$の星形成銀河の星間媒質(ISM)における電子密度$n_{\rme}$を提示します。搭載された惑星状星雲の較正データを使用して、波長の関数としてNIRSpec装置の線広がり関数を慎重に評価し、$z=で14の銀河の安全な[OII]$\lambda\lambda$3726,3729ダブレットフラックスを取得します。4.02-8.68$は、NIRSpecの高分解能スペクトルと中分解能スペクトルで星形成主系列に落ちます。したがって、[OII]ダブレットの標準的な$n_{\rme}$指示子を使用して単一電離酸素星雲の電子密度を導き出し、$z=4-9$銀河の電子密度が$n_{\rme}\gtrsim300$cm$^{-3}$は、与えられた星の質量、星形成率(SFR)、および特定のSFRで、低$z$銀河の銀河よりもかなり高い。興味深いことに、単一電離星雲の典型的な電子密度は$z=0$から$z=1-3$および$z=4-9$に増加し、これは$n_{\rme}\proptoの進化関係によって近似されます。(1+z)^{p}$で$p\sim1-2$.$n_{\rme}$のISM特性が銀河全体の特性の影響を受けていることは明らかではありませんが、これらの結果は、高$z$銀河の星雲密度が一般に高いことを示唆している可能性があります。$r_{\rme}$で進化する$z$銀河は、およそ$(1+z)^{-1}$($r_{\rmvir}\propto(1+z)^{-1}$)に比例します)逆二乗が$p\sim2$進化関係に対応する特定の恒星(ハロー)質量に対して。$p\sim1-2$の進化関係は、コンパクトな形態と、高$z$金属不足星雲の高い電子温度による$n_{\rme}$の減少の組み合わせによって説明できます。
活動銀河核の広線領域における渦巻き腕。 Ⅱ．緩巻きケース：残響特性
| Title |
Spiral_Arms_in_Broad-line_Regions_of_Active_Galactic_Nuclei._II._Loosely_Wound_Cases:_Reverberation_Properties |
| Authors |
Pu_Du,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06950 |
最近、活動銀河核のブロードライン領域(BLR)が渦巻腕などの規則的な下部構造を持っているという証拠が増えてきており、これは、RM観測によって測定されたBLRの半径が一般に自己重力と一致しているという事実によって裏付けられています。降着円盤の領域。論文Iで、これらの領域の重力不安定性によって励起されたスパイラルアームが円盤状のBLRに存在する可能性があることを示しました。シリーズの2番目の論文として、円盤状のBLRの重力不安定性によって励起される緩く巻かれたスパイラルアームを調査し、その観測特性を提示します。Adamsらの治療に続いて。(1989)では、支配的な積分微分方程式を行列スキームによって解きます。輝線プロファイル、速度遅延マップ、およびBLRスパイラルアームの速度分解ラグが計算されます。スパイラルアームは、観測におけるいくつかの現象を説明できることがわかりました。(1)平均スペクトルとrmsスペクトルの輝線プロファイルには異なる非対称性があります。(2)NGC5548などの一部の速度遅延マップには、複雑なサブフィーチャがあります。(不完全な楕円)、(3)輝線プロファイル(rmsスペクトル)の非対称変化の時間スケールは短い。これらの機能は、観察されたラインプロファイルと残響の特性をモデル化し、BLRジオメトリとキネマティクスの詳細を明らかにするのに魅力的です。
初期型銀河の進化を理解するための新しい枠組み
私たちは最近、スカラービリアル定理($M_s\simR_e\sigma^2$)と$L=L'_0\sigma^\beta(t)$の法則を組み合わせて、L'_0と$\銀河から銀河へ(および時間とともに)変化するベータ$は、初期型銀河(ETG)の進化を調査するために有効な一連の新しい方程式を提供できます(Donofrio&Chiosi,2022)。これらの方程式は、基本平面(FP)の傾きを説明し、すべての投影で観測されたETGの分布を説明することができます。この論文では、これらの方程式によって提供される利点を分析し、実際の銀河とシミュレートされた銀河の$\beta$および$L'_0$パラメータを導出し、$\beta$の値に従って、銀河がFP投影でいくつかの許可された方向。次に、ガスの落下によって質量が成長し、星の速度分散に応じた星形成率で星を形成する単純な銀河モデルが、FP投影で観測されたETGの分布をうまく再現し、一致する$\beta$sを生成することを示します。測定したものと。$\beta$の関数としてETGの星の質量、有効半径、速度分散、光度の間の相互関係を導出し、FPの係数を計算します。次に、単純なインフォールモデルを使用して、ETGの星形成履歴が$\sigma$に依存する星形成率と互換性があること、および$\beta$の正と負の両方の値が標準的な理論で可能であることを示します。銀河の進化。パラメータ$\beta(t)$は、ETGの進化の新しい見方を提供します。簡単に言えば、i)FPとその投影における銀河の動きの首尾一貫した解釈を与えます。ii)それは彼らの進化の指紋です。iii)ETGのバイリアル化の程度を測定します。iv)そして最後に、近い過去の進化を推測することができます。
$z\simeq 6$ にあるクエーサー ホスト銀河の恒星バルジの動的な特徴
| Title |
Dynamical_signature_of_a_stellar_bulge_in_a_quasar_host_galaxy_at_$z\simeq_6$ |
| Authors |
Roberta_Tripodi,_Federico_Lelli,_Chiara_Feruglio,_Fabrizio_Fiore,_Fabio_Fontanot,_Manuela_Bischetti,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07023 |
[CII]輝線の高解像度ALMA観測を使用して、$z\simeq6$(SDSSJ2310+1855)にあるクエーサーホスト銀河の動的解析を提示します。観測された回転曲線は、厚いガス円盤、厚い星形成星円盤、および中心質量集中の重力寄与を考慮した質量モデルに適合しています。超大質量ブラックホール(SMBH)。$5\times10^9\\rmM_{\odot}$のSMBH質量は、以前にCIVおよびMgII輝線を使用して測定されましたが、中央領域の高速を説明するには不十分です。私たちの力学モデルは、宇宙が1Gyr未満だったときに、この天体に質量$\rmM_{bulge}\sim10^{10}\\rmM_{\odot}$の恒星バルジが存在することを示唆しています。.局所的な$M_{\rmSMBH}-M_{\rmbulge}$関係に到達するには、バルジ質量が$z=6$から0まで$\sim$40倍に増加し、SMBH質量が最大で4倍に成長し、非同期的な銀河とBHの共進化を示しています。JWSTを使用したイメージングにより、このシナリオを検証できます。
恒星の初期質量関数は金属性と時間によって変化する
| Title |
Stellar_Initial_Mass_Function_Varies_with_Metallicities_and_Time |
| Authors |
Jiadong_Li,_Chao_Liu,_Zhi-Yu_Zhang,_Hao_Tian,_Xiaoting_Fu,_Jiao_Li,_Zhi-Qiang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07029 |
銀河の構造的および進化的特性のほとんどは、星の初期質量関数(IMF)、つまり星形成の各エピソードで形成される星の質量の分布に強く依存しています。IMFがすべての恒星系で恒星の人口を形成するにつれて、それは現代の天文学の最も基本的な概念の1つになることが判明しました。多数の理論的および観察的努力にもかかわらず、さまざまな環境にわたる一定および可変IMFの両方が主張されています。しかし、銀河系の恒星集団におけるIMFの測定は、測光的に観測された比較的少数の恒星によって制限されており、高い不確実性につながっています。ここでは、100～300パーセク(pc)の太陽近傍で、以前の研究よりも1桁多い、分光学的に観測された約93,000個のM型矮星に基づく星の計数結果を報告します。金属量と星の年齢の両方に依存する変数IMFの明確な証拠を見つけました。具体的には、初期に形成された恒星集団には、恒星の金属量に関係なく、標準的なIMFと比較して低質量の恒星の数が少なくなっています。一方、現在では、低質量星の割合が星の金属量とともに増加しています。天の川銀河における低質量星の可変量は、星形成モデルの強力なベンチマークを確立し、銀河化学濃縮モデリング、銀河の質量推定、および惑星形成効率の結果に大きな影響を与える可能性があります。
CEERS による $z=7-9$ 星形成銀河の JWST/NIRSpec 分光法: 電離気泡中の明るい Ly$\alpha$ エミッターへの新しい洞察
| Title |
JWST/NIRSpec_Spectroscopy_of_$z=7-9$_Star_Forming_Galaxies_with_CEERS:_New_Insight_into_Bright_Ly$\alpha$_Emitters_in_Ionized_Bubbles |
| Authors |
Mengtao_Tang,_Daniel_P._Stark,_Zuyi_Chen,_Charlotte_Mason,_Michael_Topping,_Ryan_Endsley,_Peter_Senchyna,_Adele_Plat,_Ting-Yi_Lu,_Lily_Whitler,_Brant_Robertson,_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07072 |
EGSフィールドのCEERS調査の一部として行われた$z\gtrsim7$での銀河の新しいJWST/NIRSpec観測について説明します。この領域の以前の観測では、IGMがほぼ中立であると考えられている赤方偏移($z=7.5$、$7.7$、$8.7$)でのLy$\alpha$エミッターの関連付けが明らかにされており、これらのシステムが大きなイオン化した泡の中に位置していることが示唆されています。.CEERSデータセットで21個の$z\gtrsim7$銀河を特定し、その中にはLy$\alpha$関連の10個を含みます。それらのスペクトルは、ライン比(O32$=17.84$およびNe3O2$=0.89$)と金属量($12+\log{[\rm{O/H}]}=7.84$)を持つ、非常に高度にイオン化された金属の少ないガスを示しています。)より低い赤方偏移ではめったに見られません。最も極端なスペクトル特性は、サンプル内の6つの$z\gtrsim7$Ly$\alpha$放出銀河に見られることがわかりました。それぞれがハードイオン化スペクトルを持っており、効率的なイオン化光子生成によって可視性が強化されている可能性が高いことを示しています。Ly$\alpha$の速度オフセットは非常に大きい($\gtrsim300$kms$^{-1}$)ことが判明しており、検出可能性にも寄与している可能性があります。$z\gtrsim7$銀河のLy$\alpha$は、静止フレームの光学スペクトル特性が一致する低赤方偏移サンプルよりも$6-12\times$弱いことがわかりました。Ly$\alpha$エミッターの周りの気泡が比較的小さい場合($\lesssim0.5-1$pMpc)、これらのイオン化領域でLy$\alpha$が大幅に減衰することが予想されます。$z\gtrsim7$でのLy$\alpha$放出の弱さに寄与する可能性のある他のいくつかの効果について説明します。Ly$\alpha$エミッターの近くにある暗い銀河の深部分光法は、この領域内のイオン化された泡の物理的スケールをよりよく特徴付けます。
GRO J1655-40 による相対論的降着円盤モデルのテスト
| Title |
Testing_Relativistic_Accretion_Disk_Models_with_GRO_J1655-40 |
| Authors |
Anastasiya_Yilmaz,_Jiri_Svoboda,_Victoria_Grinberg,_Peter_G._Boorman,_Michal_Dovciak,_Michal_Bursa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05866 |
ブラックホールのX線連星は、強い重力ポテンシャルの存在下での降着現象をテストするのに理想的な環境です。KERRBBは、降着円盤の最も内側の領域からの放出をモデル化するブラックホールのスピンを測定するためのX線スペクトル連続体法において重要な位置を占めていました。この作業では、2005年のアウトバースト中に取得されたGROJ1655-40の公開されているRXTEデータを使用したX線スペクトル解析の結果を、2つの相対論的降着円盤モデルKERRBBとKYNBBで示します。私たちの分析は、降着円盤の内側の端が同じ降着率の最も内側の安定した円軌道(ISCO)に設定されている場合、両方のモデルがブラックホールのスピン測定、円盤の温度、および円盤の光度で同じ結果を提供することを示しました。両方のモデルを使用して、$\mathrm{a_{*}=0.7}$に固定されたブラックホールのスピン値を使用して、観測値の$\sim$89\%に妥当な適合を得ることができませんでした。スピンパラメータを変更できるようにすると、$\rm\chi^{2}$の値が$\sim$10-100から2未満に減少し、適合統計が大幅に改善されました。両方のモデルで、ブラックホールのスピン値が$\rmの間で変化することが明らかになりました0.52<a_{*}<0.94$,これは、さまざまな降着状態を通じてディスクの可変内側エッジとして解釈できます。
射手座 A* のフレアの「コロナ質量放出」モデル
GRAVITY装置を使用した高解像度の近赤外線観測により、銀河中心部にある超大質量ブラックホールであるSgrA*の周りのホットスポットの3つの明るいフレア中の急速な軌道運動が明らかになりました。ブラックホールまでのスポットの投影距離が測定され、時間とともに増加するようです。測定された周回時間と組み合わされた距離の値は、スポットが超ケプラー速度で回転していることを意味します。これらの結果は、スポットが降着流内にとどまり、フレアの理論モデルに強い制約を与えるかどうかを理解するのは困難です。以前に、太陽物理学におけるコロナ質量放出モデルとの類推により、フレアの「ME」モデルを提案しました。そのモデルでは、降着流の表面で発生した磁気再結合によりフラックスロープが形成され、フラックスロープが放出されます。電流シートで加速された高エネルギー電子がフラックスロープ領域に流れ込み、その放射がフレアの原因となります。この論文では、放出されたフラックスロープのダイナミクス、磁場の展開、加速された電子のエネルギー分布、およびシステムの放射を計算することにより、モデルをGRAVITYの結果の解釈に適用します。このモデルは、観測されたフレアの光度曲線、時間依存距離、およびホットスポットの超ケプラー運動をうまく説明できることがわかりました。また、一部のフレアのライトカーブが2つのピークを持つ理由も説明します。
ミリ秒パルサーの降着の枠組み内で生成される結合エネルギー
ミリ秒パルサー(MSP)の生成に対する降着白色矮星(WD)の降着誘起崩壊(AIC)による結合エネルギーの役割と影響を調査します。近接連星系における力学過程による結合エネルギーモデルを調べ、それらの軌道パラメータを誘導するのに十分な伴星の可能な質量を調査します。この相互作用の決定論的な性質は、連星系の初期条件に関連する連星系の状態方程式(中性子星のコンパクトさは結合エネルギーの量に比例する)に強い影響を与えます。この挙動は、瞬間的な質量損失($\DeltaM\sim0.18M_{\odot}$)の下で一般的に想定される質量と降着物質の量を模倣します。結果として、これは角運動量の損失によるMSPの重力質量の増加を示します。このようなシステムの結果は、コンパニオンが低質量WDである循環バイナリMSPになり、バイナリ形成シナリオが区別されます。さらに、この研究の結果は、降着率に基づいて中性子星の予想される質量と結合エネルギーに制約を与える可能性があります。
異なる宇宙線組成のAGNジェットの進化とフィードバック
活動銀河核(AGN)からのジェットフィードバックは、クールコアクラスター内の冷却の流れを抑制する最も有望なメカニズムの1つです。ただし、AGNジェットとバブルの組成は不明のままです。それらは、熱的に支配されるか、宇宙線陽子(CRp)、宇宙線電子(CRe)、または磁気エネルギーによって支配される可能性があります。この作業では、FLASHコードを使用してクラスター内媒体内のAGNジェット膨張バブルの3D電磁流体シミュレーションを実施することにより、CRpおよびCRe支配ジェットの進化とフィードバック効果を調査します。それらのエネルギー、ダイナミクス、および加熱の進化を提示し、予想される空洞電力と放射光度の関係($P_{\rmcav}-L_R$)をモデル化します。気泡内のCReが非常に強いシンクロトロン冷却と逆コンプトン冷却を受けるにもかかわらず、CReが支配するジェットによって膨張した気泡は、CRpが支配する気泡と非常によく似た動的進化に従うことがわかります。これは、CReがエネルギーを失うと、ジェットで膨張した気泡がすぐに$\sim30$Myr内で熱的に支配されるようになるためです。それらの総エネルギーは、CRエネルギーと共に減少を止め、CRpが優勢な泡と同様に進化します。CReとCRpが優勢な気泡がクラスター内媒体を加熱する能力も同等です。どちらの場合も、局所的な熱不安定性によって形成される低温ガスは十分に抑制されています。CRpバブルとCReバブルは、$P_{\rmcav}-L_R$平面上で異なる進化の軌跡をたどりますが、値はFRIソースの観測範囲とほぼ一致しています。また、AGNジェットとバブルの組成を制約する可能性がある観測技術についても説明します。
| Title |
Accretion-induced_Collapse_of_Dark_Matter-admixed_Rotating_White_Dwarfs:_Dynamics_and_Gravitational-wave_Signals |
| Authors |
Ho-Sang_Chan,_Ming-chung_Chu,_Shing-Chi_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06093 |
サブGeV縮退フェルミオンDM粒子で構成される暗黒物質(DM)の拡張成分と混合された回転白色矮星の降着誘起崩壊(AIC)の2次元流体力学シミュレーションを提示します。DMコンポーネントは、通常の物質（NM）コンポーネントの崩壊に続いて、バインドされたDMコアになることがわかりました。したがって、DMのダイナミクスを考慮して、DMを混合した中性子星がDMを混合したAIC（DMAIC）を介して初めて形成される方法を示します。DMAICからの重力波(GW)シグネチャは、独特の特徴を示しています。拡散DM制限では、DM混合物は、NMGWのバウンス後のスペクトルピークを間接的に抑制します。コンパクトなDM限界では、天の川イベントにおけるDMの崩壊のダイナミクスが、NMコアのバウンス後に連続的な低周波($<1000$Hz)信号としてAdvancedLIGOによって検出できるほど十分に強いGWを生成します。私たちの研究は、崩壊するDMオブジェクトからの史上初のGWの計算であるだけでなく、将来のGW検出を通じてAICイベントでDMを識別するための重要な機能も提供します。
ブラック ホールの超小型 X 線連星: 銀河の低周波重力波源
銀河では、コンパクトな天体を持つ近接連星が重要な低周波重力波(GW)源です。潜在的な低周波GW源として、中性子星/白色矮星(WD)超コンパクトX線連星(UCXB)が広く調査されています。MESAコードを使用して、ブラックホール(BH)-主系列星(MS)連星の進化を体系的に調査し、それらの子孫が衛星搭載のGW検出器によって検出できるかどうかを診断しました。私たちのシミュレーションは、初期軌道周期が分岐周期より短いBH-MSバイナリが、LISAで検出できるBHUCXBに進化できることを示しています。このような進化的チャネルは、切り離されたBH-WDシステムではなく、コンパクトな物質移動BH-WDシステムを形成します。$d=1$kpcの距離でLISAによって検出されたBHUCXBの計算されたX線光度は、$\sim10^{33}-10^{35}~\rmerg\,s^{-1}$($\sim10^{34}-10^{35}~\rmerg\,s^{-1}$for$d=10$kpc)、したがって、それらの電磁対応物を検出することが可能です。分岐周期に非常に近い初期軌道周期を持つ一部のBH-MSシステムのみが、チャープ質量を測定できる低周波GWソースに向かって進化できることを強調する価値があります。BH-MS経路によって形成されるBHUCXBの最大GW周波数は約3mHzであり、これは動的プロセスに由来する物質移動BH-WDの最小GW周波数(6.4mHz)よりも小さい。さらに、BHUCXB-GWソースの前駆体の初期パラメーター空間(ドナー星質量と軌道周期)を取得します。これは、将来の人口合成シミュレーションに適用できます。大まかな見積もりでは、LISAは、BH-MSチャネルによって形成されるBHUCXB-GWソースをわずかしか検出できないと予測しています。
マルチメッセンジャーの高エネルギー天体物理学は現在、宇宙線の起源と宇宙線がどのように宇宙線を加速するか、宇宙線と銀河外空間の拡散放射との関係、宇宙線が彷徨う間に起源の銀河を作り上げる役割を解明する可能性を達成しています。何百万年もの間、彼らの磁場の中で。ニュートリノ天文学は、銀河系外の超高エネルギー宇宙線源からのフラックスの予測上限に匹敵する強度を持つ60~TeVを超えるエネルギーでの拡散フラックスのIceCubeによる発見により、その主要な科学的マイルストーンを生み出しました。より最近の結果は、独立したニュートリノ源の最初の強力な証拠と、ガンマ線によるニュートリノ警報の非常に可能性の高い一致を提供します。IceCubeのこれらの結果は、ニュートリノ天文学が光子天文学を補完し、高エネルギー放射線の不透明な源への洞察も提供できることを示しています。活発な銀河のスターバースト銀河とジェットブラックホールは、拡散宇宙ニュートリノ背景を説明する有力な候補です。さらに、ガンマ線バーストは、現在ガンマ線と重力波の共同観測によって強化された興味深い謎のままです。私たちの銀河の星間物質上の宇宙線相互作用によって生成され、より低いエネルギーでピークに達する銀河拡散フラックスは、ニュートリノ検出器の範囲内にあります。測定された銀河のガンマ線フラックスをPeVエネルギーまで合わせることで、宇宙線の膝領域と、銀河面に暗黒物質が存在する可能性に光を当てます。将来的には、IceCubeや深海ニュートリノ望遠鏡、湖ニュートリノ望遠鏡でさらに多くの研究が行われ、検出媒体と深層学習手法の改善された記述のおかげで、さらに低エネルギーのカスケードを宇宙ソース検索に使用できるようになるでしょう。
中性子星X線連星Swift J1858.6-0814の迅速な光学およびX線タイミング研究
| Title |
A_rapid_optical_and_X-ray_timing_study_of_the_neutron_star_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
T._Shahbaz,_J.A._Paice,_K.M._Rajwade,_A._Veledina,_P._Gandhi.,_V.S._Dhillon,_T.R._Marsh,_S._Littlefair,_M._R._Kennedy,_R.P._Breton,_C.J._Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06369 |
2018年と2019年のX線トランジェントSwiftJ1858.6-0814の光学(HiPERCAMとULTRACAM)およびX線(NICER)観測の迅速なタイミング分析を提示します。g$_s$で1等)の「青色」フレア(すなわち、波長が短いほど強くなる)~分の時間スケールと、高速で小さな振幅(g$_s$で~0.1等)の「赤色」フレア(つまり、波長が短いほど強くなる)より長い波長で)〜秒の時間スケールで。「青」と「赤」のフレアは、それぞれX線再処理と光学的に薄いシンクロトロン放射と一致しており、他のX線連星で観測されるものと同様です。同時光学対ソフトバンドおよびハードバンドX線光曲線は、時間およびエネルギーに依存する相関関係を示しています。2019年3月4日と6月のデータの一部は、単純なX線ディスクの再処理と一致する正のラグで、ほぼ対称的な正の相互相関(CCF)を示しています。ソフトバンドとハードバンドのCCFは類似しており、ディスクの再処理が光学で支配的であり、1つのコンポーネント（ディスクまたはシンクロトロンコンプトン化）が軟X線と硬X線の両方を支配する場合に再生できます。2019年6月のデータの一部は、非常に異なるCCFを示しています。光シンクロトロン放射がホットフローX線放射と相関している場合、ソフトバンドの負のラグで観測された正の相関を再現できます。観測されたタイミング特性は、ハイブリッド内部高温降着流モデルと定性的に一致しており、アウトバーストの過程で変化するさまざまなX線および光学コンポーネントの相対的な役割と、より短い時間スケールで、光学/X線CCFの形状。
ハドロンジェットの特性における組成と質量負荷の役割の調査
| Title |
Exploring_the_role_of_composition_and_mass-loading_on_the_properties_of_hadronic_jets |
| Authors |
Dimitrios_Kantzas,_Sera_Markoff,_Matteo_Lucchini,_Chiara_Ceccobello_and_Koushik_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06382 |
天体物理ジェットは相対論的なアウトフローであり、非常に多くの桁でコリメートされたままです。何十年にもわたる研究にもかかわらず、宇宙線(CR)の起源は不明なままですが、銀河の中心にある超大質量ブラックホールと、X線連星(BHXB)に含まれる恒星質量ブラックホールの両方から放出されるジェットは、その源の候補の1つです。CR加速。CRが天体物理ジェットで加速すると、{\gamma}線とニュートリノを形成する粒子カスケードが開始されます。いわゆるハドロンシナリオでは、加速されたCRの集団は、純粋なレプトンシナリオと同様に、スペクトルの制約を適切に説明するためにかなりの量のエネルギーを必要とします。必要なエネルギー量は、多くの場合、エディントン限界を超えたり、ジェット内で利用可能な総エネルギーを超えたりします。加速された陽子の正確なエネルギー源は不明ですが、ジェットに沿ったエネルギー保存のために、磁場からのエネルギーの伝達、または流出からの運動エネルギーを介してジェット自体から来ると考えられています。このハドロンエネルギーの問題に対処し、流れに沿ったエネルギー束を首尾一貫して進化させるために、ジェット/風の境界に沿った不安定性が重要な役割を果たす、ハドロンコンテンツを含めるための新しい治療法を探ります。レプトン過程とハドロン過程の両方を説明する、支配的なペアと電子陽子ジェットのジェットダイナミクスに対する異なるジェット組成の影響、およびその結果として放出されるスペクトルについて説明します。最後に、陽子エネルギーの問題に対処するためのこの質量負荷シナリオの意味について説明します。
| Title |
Formation_of_Fast-spinning_Neutron_Stars_in_Close_Binaries_and_Magnetar-driven_Stripped-envelope_Supernovae |
| Authors |
Rui-Chong_Hu,_Jin-Ping_Zhu,_Ying_Qin,_Yong_Shao,_Bing_Zhang,_Yun-Wei_Yu,_En-Wei_Liang,_Liang-Duan_Liu,_Bo_Wang,_Xin-Wen_Shu,_Jian-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06402 |
Ic型超光度超新星(SLSNe)、幅の広いIc型SNe(SNeIc-BL)、および高速青色光過渡現象(FBOT)を含む極端な剥ぎ取り超新星(SESNe)は、生まれたばかりの高速自転超新星を抱えていると広く信じられています。高度に磁化された中性子星(「マグネター」)は、スピンダウンプロセスによって回転エネルギーを失い、放出物を加速して加熱します。これらのマグネター駆動SESNeの前駆体、および大質量星のコア内のかなりの角運動量(AM)の起源が、最終的にコア崩壊時にそのような高速回転マグネターを生成することについては、まだ議論中です。文献で一般的に提案されているシナリオは、イベントレート密度、SNおよびマグネターのパラメーター、観測された金属性を同時に説明することはできません。ここでは、詳細な連星進化シミュレーションを実行し、近連星で効率的なAM輸送メカニズムを備えた潮汐スピンアップヘリウム星が、星の寿命の終わりに高速回転マグネターを形成して、これらの普遍的なエネルギー質量相関を自然に再現できることを示しますマグネター駆動のSESNe。私たちのモデルは、これらの異なる種類のマグネター駆動SESNeのイベントレート密度、ホスト環境、噴出物の質量、およびエネルギー論と一致しており、孤立した共通エンベロープ形成チャネルがマグネター駆動SESNeの主要な共通の起源である可能性をサポートしています。マグネター駆動のSESNeの残りのコンパクトな連星系は、いくつかの銀河系と重力波トランジェントの前駆体です。
高速青色光トランジエントの電波放出に関する母集団研究
高速青色光トランジェント(FBOT)の前駆体についてはまだ議論の余地があるという事実にもかかわらず、FBOTは超ストリップ星のコア崩壊に由来し、スピンダウンする中性子星によって動力を与えられていると示唆されることがあります。この考察に続いて、星の強い質量損失のために、前駆星の後期進化がFBOTの星周物質（CSM）に重要な痕跡を残すことができると予想されます。FBOT噴出物とCSMとの相互作用は、長期にわたる衝撃を引き起こし、電波放射を生成する可能性があります。これにより、電波観測を通じてCSMの特性を調べることができますが、そのような観測はまだまれです。Liuetal.(2022)は、マグネター駆動モデルのフレームワーク内で、40個のFBOTのマルチバンド光曲線をフィッティングし、FBOTマグネターとイジェクタのパラメーターの統計的分布が得られました。これらのFBOT母集団の結果に基づいて、前駆体の質量損失率に対する電波放射の依存性を調査し、現在および将来の望遠鏡を使用したFBOTからの電波放射の検出可能性を評価します。8.4GHzでの放射のピーク時間とピーク光度の分布は、主に$t_{\rm{peak},\nu}=10^{2.12\pm0.63}$日と$L_{\rm{peak},\nu}=10^{28.73\pm0.83}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$、それぞれ。ZwickyTransientFacilityとVeryLargeArrayの共同検出は、$z\leq1$の約8.7%のFBOTで成功する可能性があります。さらに、中国の宇宙ステーション望遠鏡と平方キロメートルアレイの共同観測を考慮すると、この割合は約23.9%に増加する可能性があります。
Fermi-LAT による Fast Radio Burst からのガンマ線放射の追跡
| Title |
Hunting_the_gamma-ray_emission_from_Fast_Radio_Burst_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Giacomo_Principe,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Leonardo_Di_Venere,_Michela_Negro_and_Francesco_Longo_(on_behalf_of_the_Fermi_Large_Area_Telescope_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06464 |
高速電波バースト(FRB)は、天体物理学の最もエキサイティングな新しい謎の1つです。その起源はまだわかっていませんが、最近の観測では、ソフトガンマリピーター、特にマグネタージャイアントフレア(MGF)と関連付けられているようです。FermiLargeAreaTelescope(LAT)によるGeVエネルギーでのMGFの最近の検出は、現在知られている100を超えるFRBに対応するGeVの探索を動機付けました。今日まで、これらのどれも既知のガンマ線対応物を持っていません。12年以上のFermi-LATデータを利用して、報告されているほぼすべての反復および非反復FRBからのガンマ線放射の検索を実行します。個々のソースごとに異なる時間スケールでFermi-LATデータを個別に分析し、繰り返しのものに対して累積分析を実行します。さらに、FRBのガンマ線特性を制約するために、このクラスのソースのGeVエネルギーで最初のスタッキング解析を実行します。スタッキング分析は、これらのオブジェクトに関する重要な情報を提供する、しきい値未満のFRBからの検出を可能にする強力な方法です。この議事録では、私たちの研究の予備的な結果を提示し、このクラスの線源からのガンマ線放射の予測に対するそれらの意味について議論します。
大質量星は強力な風を吹き、最終的に超新星として爆発します。そうすることで、星周媒体にエネルギーと運動量が注入され、星から押し出されて積み重なって、高密度で膨張するガスの殻が形成されます。多くの大質量星が束縛されたクラスターまたは関連付けでグループ化されている場合、効果は大きくなります。周囲の媒体に対する星のフィードバックの結果として、クラスターの周りに大きな空洞が形成されます。それらはスーパーバブルと呼ばれ、乱流と超音速のガス運動の存在が特徴です。これにより、星団は粒子加速にとって理想的な環境となり、観測された銀河宇宙線強度に寄与する可能性があります。星団とその周辺での粒子の加速は、観測されたCRフラックスに大きく寄与している可能性があります。さらに、これらの粒子の化学組成で観察される微細構造を説明し、PeV範囲およびそれを超えるエネルギーの宇宙線の起源の謎に解決策を提供する可能性があります。
高密度状態方程式のプローブとしての超新星コア g モードからの重力波
| Title |
Gravitational_Waves_from_a_Core_g-Mode_in_Supernovae_as_Probes_of_the_High-Density_Equation_of_State |
| Authors |
Pia_Jakobus,_Bernhard_M\"uller,_Alexander_Heger,_Shuai_Zha,_Jade_Powell,_Anton_Motornenko,_Jan_Steinheimer,_Horst_Stoecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06515 |
クォークハドロン状態方程式(EoS)と純粋なハドロンEoSを使用した大質量前駆星の相対論的超新星シミュレーションを使用して、以下の浮力駆動モード(gモード)に由来する重力波信号の特徴を特定します。原始中性子星対流帯。モード周波数は$200\lesssimf\lesssim800\,\text{Hz}$の範囲にあり、時間とともに減少します。このモードは原始中性子星のコアに存在するため、その周波数と出力はEoS、特に飽和密度の約2倍の音速に非常に敏感です。
偏光 NLS1 銀河 Mrk 1239 における衝突および光電離プラズマ
| Title |
The_Collisional_and_Photoionized_Plasma_in_the_Polarized_NLS1_galaxy_Mrk_1239 |
| Authors |
Margaret_Z._Buhariwalla_(1),_Luigi_C._Gallo_(1),_J._Mao_(2,3),_S._Komossa_(4),_J._Jiang_(5),_A_Gonzalez_(1),_and_D._Grupe_(6)_((1)_Saint_Mary's_University,_(2)_Tsinghua_Univerisity,_(3)_Hiroshima_University,_(4)_MPI_Radioastronomie,_(5)_University_of_Cambridge,_(6)_Northern_Kentucky_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06559 |
Mrk1239は、光学バンドで高度に偏極したNLS1であり、その$0.3-3$keVスペクトルは、20年以上の観測にわたって驚くほど一貫性を保っています。この天体のこれまでの分析では、中央のエンジンからのX線放射が非常に隠されているため、軟X線バンドは遠方のホスト銀河からの(衝突および/または光電離された)輝線によって支配されていることが示唆されました。Mrk1239の新しいXMM-Newtonデータは、この銀河の軟X線バンドを高解像度で調査するためにここに提示されています。このソースの最初のRGSスペクトルは、2つの異なるプラズマに由来する多数の電離輝線を明らかにします。1つは衝突によって電離し、もう1つはほぼ同じ明るさで光電離します。最適なモデルでは、{\scapec}グリッドと{\scxstar}グリッドを使用して、それぞれ衝突イオン化成分と光イオン化成分を考慮します。光イオン化された物質が$\approx500$kms$^{-1}$で流出できる場合、適合は大幅に改善され、禁止されたO{\scvii}輝線の流出速度と一致します。光イオン化された物質のイオン化と密度に関する制約から、その位置は中心線源から数pc以内であると推定でき、トーラスの外半径の周りであり、これはO{\scvii}と一致しています。$(f)$輝線。衝突電離プラズマの特性は、星形成率(SFR)$\approx3M_{\odot}\textrm{yr}^{-1}$と一致しており、この銀河でのSFRの以前のいくつかの測定値に匹敵します。.
超軽量のスカラー ヘアを持つ回転ブラック ホールへのボンダイ ホイル リトルトン降着
| Title |
Bondi-Hoyle-Lyttleton_accretion_onto_a_rotating_black_hole_with_ultralight_scalar_hair |
| Authors |
Cruz-Osorio_Alejandro,_Rezzolla_Luciano,_Lora-Clavijo_Fabio_Duvan,_Font_Jos\'e_Antonio,_Herdeiro_Carlos,_and_Radu_Eugen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06564 |
相対論的なボンダイ-ホイル-リトルトン(BHL)降着の数値研究を、同期した髪を持つ漸近的に平坦なブラックホールに提示します。髪の毛は、アインシュタインの重力との結合を最小限に抑えた、超軽量で複雑なスカラーフィールドによって供給されます。私たちのシミュレーションでは、流体量の漸近値によってパラメーター化された超音速の流れと、さまざまな質量、角運動量、およびスカラーヘアの量を持つ毛むくじゃらのブラックホールのサンプルを考慮します。すべてのモデルについて、ショックコーンと下流のよどみ点の存在によって特徴付けられる定常状態のBHL降着解が得られます。スカラー場の最大成分を持つサンプルのモデルでは、ショックコーンがブラックホールを完全に包み込み、バウショックに移行し、よどみ点がさらに下流に移動します。超軽量スカラー場の存在下でブラックホール形成シナリオを分析するために使用できる質量降着率の分析式が導出されます。ショックコーンの形成は、音波が閉じ込められ、共鳴振動が励起される領域につながります。このような準周期振動の周波数を測定し、Sgr~A*とマイクロクエーサーのX線光度曲線における準周期振動との関連の可能性を指摘します。
ニュートリノを求めて {\gamma} 線ブレザー PKS 0735+178 からの広帯域放射を分析
| Title |
Dissecting_the_broadband_emission_from_{\gamma}-ray_blazar_PKS_0735+178_in_search_of_neutrinos |
| Authors |
Raj_Prince,_Saikat_Das,_Nayantara_Gupta,_Pratik_Majumdar,_and_Bo\.zena_Czerny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06565 |
TeV-PeV天体物理学ニュートリノの拡散フラックスの起源はまだわかっていません。$\gamma$線ブレーザーPKS0735+178は、ニュートリノイベントIC-211208Aの1.3倍に拡大された90%のエラー領域内にあり、検出時に複数の周波数の波長帯でフレアしていることが判明しました。アイスキューブ天文台。レプトンシンクロトロン(SYN)およびシンクロトロン自己コンプトン(SSC)放出に加えて、ジェット内のフォトハドロン(p$\gamma$)相互作用を呼び出して、スペクトルエネルギー分布(SED)およびニュートリノ放出をモデル化します。$\gamma$線とX線の長期データを分析して、広帯域SEDを生成します。時間的光度曲線は、ニュートリノ検出時期に、光源が可視紫外線、$\gamma$線、およびX線の範囲で高い状態にあったことを示しています。1ゾーンレプトハドロンモデルでは、SSC光子はニュートリノイベントを説明するのに十分なp$\gamma$相互作用のシード光子を提供しません。ただし、外部光子場を含めると、IceCube検出器、磁場の物理的に動機付けられた値、光波長でピークに達する外部光子場、およびエディントン光度を超えない他のジェットパラメーターについて、100日間で0.2のニュートリノイベント率が得られます。.X線エネルギーでの二次電子からの放射は、ニュートリノフラックスを以前の研究で見つかったよりも低い値に厳しく制限します。対照的に、GeVエネルギーでのパイ中間子崩壊カスケードフラックスは、SEDの高エネルギーピークでは準優勢であり、ニュートリノとX線放出とのより高い相関が妥当であることを示唆しています。
円盤状円板のしこりの起源について
降着する連星ブラックホール(BBH)は、大量の電磁(EM)波と重力波を放出するマルチメッセンジャーソースです。彼らの最も有望なEMシグネチャの1つは、「塊」と呼ばれる、円環円盤(CBD)の内側の端を周回する、強力でユニークで拡張された方位角過密構造によって引き起こされる光度曲線変調です。この論文では、おおよそのBBH時空におけるCBDの2D一般相対論的（GR）流体力学的シミュレーションを使用して、この構造の起源を調査します。最初に、対称質量比のケースを使用して、自然なm=2モードからm=1への遷移を調べます。m=2に関する非対称性は指数関数的に成長し、不安定性の起源を示します。実際、CBDエッジは、ディスクエッジ密度の鋭さ、つまりロスビー波動不安定性（RWI）により、（磁気）流体力学的不安定になりやすいことがわかりました。RWI基準はCBDエッジで自然に満たされ、RWIの典型的な構造である渦の存在を報告します。RWIは、非対称質量比の場合(0.1から0.5)でも機能します。ただし、CBDエッジのシャープネスは、質量比が減少するにつれて減少するため、塊が減少します。この塊形成のシナリオを提案することにより、私たちの研究は、天体物理学的CBDにおけるその存在と、BBHのEMシグネチャの潜在的なソースをさらにサポートします。最後に、RWIはGR効果によって引き起こされたものではないため、コンパクトでないオブジェクトの周囲のCBDの塊の起源の強力な候補でもあります。連星原始星。
高密度分子塊からの $\lesssim$ 10 GeV 宇宙線の効果的な遮蔽
| Title |
Effective_Shielding_of_$\lesssim$_10_GeV_Cosmic_Rays_from_Dense_Molecular_Clumps |
| Authors |
Rui-zhi_Yang,_Guang-Xing_Li,_Emma_de_O\~na_Wilhelmi,_Yu-Dong_Cui,_Bing_Liu,_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06716 |
分子雲内の宇宙線の密度は、星が形成される高密度コアのイオン化率を決定します。また、複雑な分子の作成につながる宇宙化学の原動力の1つでもあります。近くの巨大な分子雲のフェルミ大面積望遠鏡観測を通じて、分子内容と相互作用する均一な宇宙線からの予想されるガンマ線拡散放出でモデル化すると、ガンマ線残差マップに欠損(穴)が観測されました。この不足は、低エネルギー(サブGeVからGeVまで)の宇宙線が、より密度の高い領域または塊に浸透しないためであると提案します。これは、中性イオン減衰によって磁気乱流が抑制される巨大分子雲内の高速宇宙線輸送の一般的な見方とは異なります。これは、我々の結果が高密度分子塊内でのゆっくりとした拡散を必要とするためです。モデリングを通じて、遮蔽は雲のスケールでは無視できますが、重力崩壊がすでに起こっている密度の高いパーセクサイズの領域では重要になり、星形成と天体化学の初期状態が変化することがわかりました。
| Title |
On_the_Gamma-Ray_Emission_of_the_Andromeda_Galaxy_M31 |
| Authors |
Yi_Xing_(1),_Zhongxiang_Wang_(2,1),_Dong_Zheng_(2),_Jie_Li_(3)_(1._Shanghai_Astronomical_Observatory,_2._Yunnan_University,_3._University_of_Science_and_Technology_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06743 |
$\sim$14年間搭載された{\ittheFermiGamma-raySpaceTelescope(Fermi)}に搭載された大面積望遠鏡(LAT)で得られた$\gamma$線データを使用して、中心から発せられる高エネルギー放射を調べます。アンドロメダ銀河M31です。一見拡張されたソースを示す以前に報告された結果とは異なり、代わりに2つの個別のポイントソースが見つかりました。前者の放出は、以前の研究と同様に対数放物線モデルを使用してよく説明されており、後者の放出はべき法則に適合させることができます。2つのソースの考えられる起源について説明します。M31の中心線源は、現在点線源であると一致しており、この新しい特性を考慮して、以前に議論された起源、特に宇宙線や拡張線源分布を含む暗黒物質のシナリオを再検討する必要があります。SEソースは、M31の中心から$\sim$6\,kpcの投影距離を持っているように見え、それがM31に局所的に関連付けられたソースであるか、代わりにバックグラウンドの銀河系外のソースであるかについての調査が必要です。
地上低照度時代のスカイサブトラクション 天文学
VeraC.RubinObservatoryのWide-FastDeep(WFD)スカイサーベイは、数万平方度を超える前例のない地表の明るさの深度に到達します。表面輝度測光は、従来、課題でした。物体検出と空の推定を組み合わせた現在のアルゴリズムは、体系的に空を過剰に減算し、表面の明るさの測定値をかすかな端に偏らせ、表面の明るさの低い光を破壊または大幅に妥協します。検出されていない暗い銀河と明るい天体の翼を適切に説明することで、原則としてより正確な空の推定値を回復できることが最近示されましたが、これはまだ実際には実証されていません.一貫した空間的に滑らかな基礎となる空の推定値を取得することは、明るい天体とかすかな天体の代表的な分布が存在する場合に特に困難です。この論文では、HyperSuprime-Camデータを模倣するように設計された混雑したフィールドと混雑していないフィールドのシミュレーションを使用して、復元された空の精度に関する一連のテストを実行します。磁場密度、銀河の種類、および検出のための極限フラックスへの依存性がすべて考慮されます。SourceExtractor、Gnuastro、LSSTSciencePipelinesなど、いくつかの測光パッケージが利用されています。それぞれがさまざまなモードで構成され、極端に低い表面輝度でのパフォーマンスが分析されます。ソースエクストラクタソフトウェアパッケージと新しいソースモデルマスキング技術を組み合わせることで、最高で1桁まで非常に微弱な出力空推定値が一貫して生成され、忠実度の高い出力科学カタログが返されることがわかりました。
電波天文データのイメージングのための高性能 W スタッキング: 並列および高速化されたソリューション
| Title |
High_Performance_W-stacking_for_Imaging_Radio_Astronomy_Data:_a_Parallel_and_Accelerated_Solution |
| Authors |
Claudio_Gheller,_Giuliano_Taffoni,_David_Goz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06061 |
現在および将来の電波干渉計は、画像化によって対応する空の明るさの分布を生成するために処理する必要がある、増大するサイズの大量のデータを生成することが期待されています。これは、特に大きな視野および/または高解像度の観測が処理される場合に、顕著な計算上の課題を表しています。並列ソリューションと高速化ソリューションを組み合わせて、特にイメージングのグリッディング、FFT変換、およびw補正に対処する最新のハイパフォーマンスコンピューティングシステムの採用を調査しました。私たちが開発したコードは、利用可能なハードウェアと互換性のある任意のサイズのデータセットと画像をサポートし、数千のコアまたは数百のGPUに効率的にスケールアップし、画像のサイズが数十億または数百億のピクセルが生成されます。さらに、さまざまなコンピューティングプラットフォームでの使いやすさとパフォーマンスの両方の観点から、移植性が主な目的としてターゲットにされてきました。提示された結果は、2つの異なる最先端のハイパフォーマンスコンピューティングアーキテクチャで得られました。
マイクロレンズは、強力なレンズ重力波の検出に光を当てます
強いレンズ重力波(SLGW)は、豊富な物理学を含む有望な過渡現象です。ただし、重力波の長波の性質による空の位置特定が不十分であるため、そのようなイベントの識別は非常に困難です。SLGWデータに埋め込まれたマイクロレンズフィールドの波動光学効果に基づく新しい方法を提案します。マイクロレンズ回折/干渉縞は、波形に周波数依存のランダムな変動を生成できます。波形のマイクロレンズ誘導による確率的特徴を特定するために、テンプレートに依存しない方法\texttt{cWB}とテンプレートに依存する方法\texttt{Bilby}の両方を使用して、マイクロレンズインプリントの有無にかかわらず波形を再構築します。これら2つの波形の不一致の程度は、SLGWイベントの指標として扱うことができます。CosmicExplorerなどの第3世代重力波観測所でのこの方法の識別率を予測します。私たちの結果は、この方法が1年に十分に強いマイクロレンズ効果を持つ約2つ(180のうち)のSLGWイベントを正常に識別できることを示しています。この方法は完全にデータ駆動型であり、モデルの事前確率の影響を受けず、レンズ化されていない同時発生イベントによって汚染された誤検知エラーを大幅に回避できます。
コンドルアレイ望遠鏡の紹介。 1.動機、構成、およびパフォーマンス
| Title |
Introducing_the_Condor_Array_Telescope._1._Motivation,_Configuration,_and_Performance |
| Authors |
Kenneth_M._Lanzetta,_Stefan_Gromoll,_Michael_M._Shara,_Stephen_Berg,_David_Valls-Gabaud,_Frederick_M._Walter,_and_John_K._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06301 |
「コンドルアレイ望遠鏡」または「コンドル」は、対物レンズの直径180mmの6つのアポクロマティック屈折望遠鏡で構成される高性能の「アレイ望遠鏡」であり、それぞれが大型フォーマットで非常に低い読み取りノイズ(約1.2ドル)を備えています。$e$^-$)、非常に高速な読み取り時間($<1$s)CMOSカメラ。コンドルは、ニューメキシコ州の南西の隅にある非常に暗い天文台、アニマス近くのダークスカイニューメキシコ天文台にあり、ツーソンとエルパソのほぼ中間(どちらからも150km以上)にあります。コンドルは広い視野($2.29\times1.53$deg$^2$または3.50deg$^2$)を享受し、点光源と拡張された非常に低い表面輝度機能の両方の測定、および広帯域用に最適化されています。画像は60秒(またはそれ以下)のケイデンスで動作し、100\%近くのデューティサイクルで制限されたスカイノイズを維持できます。通常の動作モードでは、Condorは、数十時間または数百時間にわたる滞留時間にわたって、露出時間60秒の広帯域露出を取得します。このようにして、Condorは深く繊細な画像を構築しながら、フィールドごとに数万または数十万の点光源を60秒のリズムで同時に監視します。コンドルには回折格子も装備されており、HeII468.6nm、[OIII]500.7nm、HeI587.5nm、H$\alpha$656.3nm、[NII]658.4nm、および[SII]671.6のセットが装備されています。nm狭帯域フィルターを使用して、さまざまな広帯域および狭帯域の科学問題に対処できます。その独自の能力により、コンドルはこれまで研究されたことのない「天文学的発見空間」の領域にアクセスできます。ここでは、コンドルを紹介し、その性能のさまざまな側面について説明します。
WASP-43b の JWST MIRI/LRS 位相曲線の初見
| Title |
A_First_Look_at_the_JWST_MIRI/LRS_Phase_Curve_of_WASP-43b |
| Authors |
Taylor_J._Bell,_Laura_Kreidberg,_Sarah_Kendrew,_Jacob_Bean,_Nicolas_Crouzet,_Elsa_Ducrot,_Achr\`ene_Dyrek,_Peter_Gao,_Pierre-Olivier_Lagage,_and_Julianne_I._Moses_(for_the_Transiting_Exoplanet_Community_Early_Release_Science_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06350 |
トランシティング系外惑星共同体早期放出科学プログラムの一環として、ホットジュピターWASP-43bの全軌道位相曲線をMIRI/LRSで観測しました。ここでは、チームのMIRIワーキンググループからの機器の性能に関する予備調査結果を報告します。全体として、位相曲線観測に対するMIRIのパフォーマンスは優れていることがわかりますが、いくつかの注意点があります。MIRI/LRSを使用したサイクル2計画の重要なポイントは次のとおりです。(1)長時間の観測(>24時間)が正常に実行されました。(2)位相曲線については、科学データを取得する前に1時間のバーンイン期間を含めて、系統的なランプの影響を軽減することをお勧めします。（3）部分的な位相曲線の観測はまだ推奨していません。さらに、次のこともわかります。検出器上のスペクトルの位置は、26.5時間の観測全体にわたって0.03ピクセル以内で安定しています。光度曲線は通常、最初の30分間は最も強いが、数時間減衰し続ける体系的な下降ランプを示します。10.6～11.8ミクロンでは、ランプ効果の挙動が著しく異なります。これは、おそらく検出器の影響を受ける領域の照明履歴が異なるためです。初期ランプの影響を最も受けた統合をトリミングし、分析モデルを使用して残りの系統を修正した後、0.5ミクロンの分光ビンの光子ノイズ制限の25%以内である光曲線適合の残差を取得します。非線形補正は、WASP-43の追加ノイズの重要な原因ではありませんが、より明るいターゲットでは問題になる可能性があります。現在CRDSとJDoxにある5.5電子/DNの利得値は正しくないことが知られており、利得の現在の最良の推定値は約3.1電子/DNです。これらの調査結果を反映したJWSTキャリブレーションパイプラインの新しい参照ファイルは、STScIで開発中です。
星食と人工衛星の追跡でサブミリ秒の精度に到達
| Title |
Reaching_sub-millisecond_accuracy_in_stellar_occultations_and_artificial_satellites_tracking |
| Authors |
K._Kami\'nski,_C._Weber,_A._Marciniak,_M._\.Zo{\l}nowski,_M._G\k{e}dek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06378 |
近年、ミリ秒未満の精度で時間を計測する天体観測が必要になってきています。これらには、例えば小型、サブキロ、または高速の近地球小惑星による星食のタイミングを計るだけでなく、光学センサーを使用して地球低軌道で人工衛星を追跡します。動きの速い衛星の正確なアストロメトリーと恒星の掩蔽の正確なタイミングは並行して必要であり、信頼できる時間源とカメラの遅延に関する十分な知識が必要です。したがって、機器とカメラのテストを可能にし、それらが必要な精度に達したかどうかを確認するための外部デバイスが必要です。新しい露出タイミングアナライザー(NEXTA)を設計、構築、徹底的にテストしました:GNSSベースの正確なタイマー(グローバルナビゲーションサテライトシステム)で、0.1ミリ秒の精度に達することができます。.このデバイスは、点滅するダイオードの単純なストリップであり、テスト中のカメラで画像化され、画像化された時間を内部カメラのタイムスタンプと比較します。私たちのテストは、星食や地上ベースの衛星追跡に広く使用されているさまざまな科学カメラに及びました。結果は、NEXTAとテストされたほとんどのカメラの両方の高い信頼性を明らかにしましたが、実際にはすべてのカメラがさまざまなレベルの内部時間バイアスを持っていることも指摘しました。NEXTAは、安価なコンポーネントで簡単に再現できるため、コミュニティに貢献できます。必要なすべてのスキームと使用方法を提供します。
Asgard 機器スイートによる Y から L バンドまでの高角度解像度と高コントラストの VLTI 観測
| Title |
High-angular_resolution_and_high-contrast_VLTI_observations_from_Y_to_L_band_with_the_Asgard_instrumental_suite |
| Authors |
Marc-Antoine_Martinod,_Denis_Defr\`ere,_Michael_Ireland,_Stefan_Kraus,_Frantz_Martinache,_Peter_Tuthill,_Azzurra_Bigioli,_Julia_Bryant,_Sorabh_Chhabra,_Benjamin_Courtney-Barrer,_Fred_Crous,_Nick_Cvetojevic,_Colin_Dandumont,_Germain_Garreau,_Tiphaine_Lagadec,_Romain_Laugier,_Daniel_Mortimer,_Barnaby_Norris,_Gordon_Robertson,_Adam_Taras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06518 |
超大型望遠鏡干渉計は、高い角度分解能に関して世界で最も熟練した天文台の1つです。最初の観測以来、赤外線のさまざまな帯域幅で動作するいくつかの干渉計をホストしてきました。その結果、VLTIは無数の発見と技術的ブレークスルーをもたらしました。ここでは、VLTIの新しいコンセプトであるAsgardを紹介します。これは、ネイティブに連携する4つの機器で構成される機器スイートです。NOTT、Lバンドの近くの若い惑星系のイメージング専用のヌリング干渉計。HEIMDALLR、フリンジトラッキングと恒星干渉計の両方を同じ光学系で実行するオールインワン機器。Baldr、Strehlオプティマイザー。これらの機器は、共通の目標と技術を共有しています。目標は、連星系、系外惑星系、原始惑星系円盤の形成と進化過程の研究、複数の系の軌道パラメータとスピン軌道整列の特性化、系外惑星の特性化、およびエクソゾディアカルディスク。したがって、このスイートのアイデアは、これらの目標を達成するために、JからMバンドまでの前例のない感度と精度を提供するために、機器を相互運用可能かつ補完的にすることです。Asgard機器の相互運用性とVLTIへの統合は、このプロジェクトの主要な課題です。
デジタル受信機アーキテクチャの進歩: MWA から SKA1-Low へ、そしてその先へ
| Title |
Progression_of_Digital-Receiver_Architecture:_From_MWA_to_SKA1-Low,and_beyond |
| Authors |
Girish_B._S.,_Harshavardhan_Reddy_S.,_Shiv_Sethi,_Srivani_K._S.,_Abhishek_R.,_Ajithkumar_B.,_Sahana_Bhattramakki,_Kaushal_Buch,_Sandeep_Chaudhuri,_Yashwant_Gupta,_Kamini_P._A.,_Sanjay_Kudale,_Madhavi_S.,_Mekhala_Muley,_Prabu_T.,_Raghunathan_A._and_Shelton_G._J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06707 |
デジタルエレクトロニクス、信号処理、計算、およびストレージ技術の進歩に支えられて、電波天文学の初期に望遠鏡の設計に大きな影響を与えたアパーチャアレイが復活しました。これらすべての開発の中で、世界最大の電波望遠鏡であるスクエアキロメートルアレイ(SKA)を設計および構築するための国際的な取り組みが進行中です。1平方キロメートルの広大な収集エリアを持つSKAは、比類のない感度を提供し、技術の進歩を活用して複雑な受信機を実装し、空の複数のビームを通じて広い視野を提供することが想定されています。10～300MHzの周波数範囲で動作する、SKA用の多くのパスファインダーと前駆体アパーチャアレイ望遠鏡が、科学的、機器的、および機能的側面に関する貴重なフィードバックを得るために構築および運用されてきました。このレビュー記事では、マーチソンワイドフィールドアレイ(前身)からSKA1-Lowまでのデジタルレシーバーアーキテクチャの進歩を明確に調べています。アナログ-デジタルコンバーター(ADC)、フィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)、および中央処理装置とグラフィックス処理装置(CPU-GPU)のハイブリッドプラットフォームの技術的進歩に焦点を当て、複雑なデジタル信号処理システムが効率的なチャネライザーを実装します。、ビームフォーマ、および相関器。この記事は、無線周波数システムオンチップ(RFSoC)に基づく新世代の信号処理プラットフォームの設計のプレビューで締めくくります。
SKA の低周波電波望遠鏡用アンテナ -- 簡単なレビュー
| Title |
Antennas_for_the_Low_frequency_radio_telescope_of_SKA_--_A_brief_review |
| Authors |
Agaram_Raghunathan,_Keerthipriya_Satish,_Arasi_Sathyamurthy,_T._Prabu,_B.S._Girish,_K.S.Srivani_and_Shiv_K._Sethi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06708 |
スクエアキロメートルアレイ(SKA)の低周波電波望遠鏡は、i)桁違いに高い感度を持ち、ii)他の既存のものよりも数百倍速く空をマッピングできるようにするために、国際的な電波天文コミュニティによって構築されています。周波数範囲50MHzから350MHzにわたる設備。電波望遠鏡アレイの感度は、一般に、空の信号を受信するために使用される電磁センサーの数に依存します。それらの総数は、センサー素子間の相互結合の影響、それらの放射パターンで許容されるグレーティングローブなどによってさらに制限されます。動作周波数帯域は、必要な空間応答とスペクトル応答、許容されるサイドローブとバックローブのレベル、放射効率によって決まります。、センサーの応答の偏光純度とキャリブレーション可能性。この論文は、世界中のさまざまなエンジニアリンググループによって、50～350MHzの周波数範囲をカバーするSKAの低周波電波望遠鏡の潜在的な候補と見なされているいくつかのブロードバンドアンテナの簡単なレビューを示しています。目的。
UHF、L、および S バンドでの MeerKAT ホログラフィー測定
MeerKAT望遠鏡を使用した電波ホログラフィック測定は、サポートされている観測帯域、つまりUHF(544～1087MHz)、L(856～1711MHz)、およびS(1750～3499MHz)ごとに表示されます。UHFバンドの受信機の設計はLバンドの設計を縮小したものであるため、これら2つのバンドの電磁性能は互いに類似していると予想されます。直線偏波でもあるにもかかわらず、Sバンド受信機は、下位の2つのバンドとはまったく異なる設計と明確な性能特性を備えています。Lバンドの以前の研究で紹介されたように、高次導波路モード活性化の証拠はSバンド測定にも現れますが、その発現には違いがあります。特徴の比較を容易にするために、MeerKATの観測バンドごとに、周波数依存ポインティング(ビーム斜視)、ビーム幅、ビーム楕円率、エラービーム、機器偏光、交差偏光パワーの測定値が横並びで示されています。これらの比較的低い観測周波数で行われた測定からのコリメーション誤差と主反射鏡面誤差の導出についても説明します。結果には、コリメーションに対する標高と周囲温度の影響、および経時的なコリメーションの劣化の痕跡が含まれます。付随するデータリリースには、すべての帯域とアンテナの完全なジョーンズマトリックス一次ビームパターンのスナップショットと、対応する派生メトリックが含まれています。
Astroneu Array の RF 検出器の性能
| Title |
Performance_of_the_RF-detectors_of_the_Astroneu_Array |
| Authors |
Stavros_Nonis,_Antonios_Leisos,_Apostolos_Tsirigotis,_Ioannis_Gkialas,_Kostas_Papageorgiou,_Spyros_Tzamarias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06867 |
2014年以来、HellenicOpenUniversity(HOU)のユニバーシティキャンパスは、高エネルギー宇宙線(CR)によって引き起こされる広範な空気シャワー(EAS)の検出専用のAstroneuアレイをホストしています。Astroneuアレイには、9つの大型粒子シンチレーション検出器と、1～200MHzの無線周波数(RF)範囲で感度の高い6つのアンテナが組み込まれています。検出器は、強力な電磁バックグラウンドを持つ環境で動作する3つの自律ステーションで調整されます。以前の研究で示されているように、このような環境でのEAS無線検出は、革新的なノイズ除去方法と高度な分析技術を使用して可能です。この作業では、約4年間の運用期間に対応する収集された無線データの分析を提示します。さまざまなRF検出器の幾何学的レイアウトを使用してEAS軸方向を再構築する際のAstroneu無線アレイの性能と、シミュレーションデータと実験データを比較することによるシャワーコアの推定手法を提示します。さらに、RF放射(アスカリアン効果と地磁気放射)を発生させる2つのメカニズムの相対振幅を測定し、それらが以前の研究やシミュレーション予測とよく一致していることを示します。
光学 NIR MKID の読み出しシステムのプロトタイピング用に ROACH-1 ボードを再利用する
| Title |
Repurposing_ROACH-1_boards_for_prototyping_of_readout_systems_for_optical-NIR_MKIDs |
| Authors |
Ois\'in_Creaner,_Colm_Bracken,_Jack_Piercy,_Gerhard_Ulbricht,_Eoin_Baldwin,_Mario_De_Lucia,_Tom_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06893 |
マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)は極低温光子検出器であり、微弱な天体源の時間、エネルギー、空間分解能を同時に測定できるため魅力的です。既存のよく知られているROACH-1ボードを再利用することにより、単一ピクセルの光学/NIRMKIDの読み取りをプロトタイピングするための専用(アナログなど)電子機器に代わる費用対効果の高い代替手段を提示します。また、以前に開発されたソフトウェアとデータフレームワークをモダナイズして、新しいアプリケーションへの拡張性と新しいハードウェア(XilinxZCU111または2x2RFSoCボードなど)への移植性を可能にするパイプラインも提示します。
インテリジェント ライフのための画期的なリッスン検索: 自動化された惑星ファインダーのためのレーザー検索パイプライン
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_A_Laser_Search_Pipeline_for_the_Automated_Planet_Finder |
| Authors |
Anna_Zuckerman,_Zoe_Ko,_Howard_Isaacson,_Steve_Croft,_Danny_Price,_Matt_Lebofsky,_Andrew_Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06971 |
地球外知的生命体探査(SETI)は、伝統的に電波波長で実施されてきましたが、高解像度分光法の利用可能性が高まっているため、光学探査は意欲的であり、ますます実現可能になっています。レヴィ分光計からの自動惑星ファインダー(APF)分光観測を検索して、強力で永続的な狭帯域幅の光レーザーを検索するためのデータ分析パイプラインを提示します。スペクトルの処理、レーザー検索アルゴリズム、および388個の星の1983年のスペクトルに対するレーザー検索の結果について、テクノシグネチャーのブレークスルーリッスン検索の一部として説明します。SpecMatch-Empと呼ばれる経験的スペクトルマッチングアルゴリズムを利用して、各ターゲットスペクトルと最適に一致するカタログスペクトルのセットとの間の残差を生成します。これにより、以前よりも感度の高い検索の基礎が提供されます。SpecMatch-EmpライブラリとGaiaカタログ値に対して、アルゴリズムによって導出された星のプロパティを調整することにより、SpecMatch-EmpがAPF-Levyスペクトルで適切に機能することを確認します。観測の夜ごとに各ターゲットの複数のスペクトルを生成する独自の観測戦略を活用して、観測間で持続しないイベントをプログラムで拒否することにより、検出感度を高めます。私たちのレーザー検索アルゴリズムを使用すると、データセット内の星の中央距離(78.5ly)で84kWレーザーを検出する能力に相当する感度を達成できます。レーザー検索の方法論と精査を提示し、ターゲットサンプルの潜在的なレーザー放出と一致する説得力のある候補を見つけません。
直接太陽系外惑星イメージングのための低ランクプラススパース軌道分解
| Title |
Low-rank_plus_sparse_trajectory_decomposition_for_direct_exoplanet_imaging |
| Authors |
Simon_Vary,_Hazan_Daglayan,_Laurent_Jacques,_Pierre-Antoine_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07018 |
結合された低ランクモデルと構造化スパースモデルに基づいて、太陽系外惑星を検出するための直接イメージング法を提案します。このタスクのために、観測時間中に惑星が取ることができる有効な円形軌道の辞書を作成します。その要素は、回転と畳み込み演算を使用して効率的に計算できます。非凸最適化問題を解決するために、低ランクの背景とまばらな太陽系外惑星の前景を共同で促進する単純な交互反復ハードしきい値アルゴリズムを設計します。$\beta$-Pictoris系外惑星ベンチマークデータセットの実験的比較は、受信者動作特性(ROC)曲線に関して、特定の惑星の光強度に対して広く使用されている環状PCAよりも、私たちの方法が優れている可能性があることを示しています。
量子望遠鏡に向けて: 量子支援天文学のための 2 光子干渉計の実証
| Title |
Towards_Quantum_Telescopes:_Demonstration_of_a_Two-Photon_Interferometer_for_Quantum-Assisted_Astronomy |
| Authors |
Jesse_Crawford,_Denis_Dolzhenko,_Michael_Keach,_Aaron_Mueninghoff,_Raphael_A._Abrahao,_Julian_Martinez-Rincon,_Paul_Stankus,_Stephen_Vintskevich,_Andrei_Nomerotski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07042 |
天文学で広く使用されている光学超長基線干渉計(VLBI)は、基地局間の位相安定光リンクを必要とし、基線距離に制限を課し、ひいては測定精度を制限します。ここでは、新しいタイプの2光子量子支援干渉計について説明します。これにより、精度が桁違いに向上し、宇宙論や天体物理学の多くの分野に利益をもたらす可能性があります。干渉計の卓上バージョンをテストし、理論的予測と一致して、2つの熱光源からの光子ペアの検出における相関動作を明確に観察しました。この研究は、天文計測に新たな可能性を開きます。
SDSS J134441.83+204408.3: 56 MG の磁場強度を持つ高度に非同期で、短期間の磁気激変変数
| Title |
SDSS_J134441.83+204408.3:_A_highly_asynchronous,_short-period_magnetic_cataclysmic_variable_with_a_56_MG_field_strength |
| Authors |
Colin_Littlefield,_Paul_A._Mason,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_John_Thorstensen,_Simone_Scaringi,_Krystian_Ilkiewicz,_Mark_R._Kennedy,_Natalie_Wells |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05723 |
磁気激変星(mCV)に降着する白色矮星が10MGを超える場の強さを持っている場合、その回転周波数は連星軌道周波数に同期すると予想されます。磁場の。高い表面電界強度にもかかわらず、非同期回転($P_{spin}/P_{orb}=0.893$)を表示することにより、この期待に反するmCV(SDSSJ134441.83+204408.3;以降、J1344)の発見を報告します。(B=56MG)と短い軌道周期(114分)。以前は同期して回転するmCVと誤認されていたJ1344は、セクター50の間にTESSによって観測され、結果として得られたパワースペクトルは、さまざまな側波帯および高調波と共に、明確なスピンおよび軌道周波数を示しています。短い軌道周期には他にもいくつかの非同期mCVがありますが、J1344のSDSSスペクトルにサイクロトロンハンプが存在するため、サイクロトロン放射領域の電界強度を直接測定することができます。以前の研究では、2つのサイクロトロンハンプの識別に基づいて65MGと推定されていましたが、3番目のハンプの検出とサイクロトロンスペクトルのモデル化に基づいて、これを56$\pm$2MGに修正します。10MGを超える磁場強度を持つ短周期mCVは通常、同期していると予想されるため、J1344の高度に非同期な回転は、スピン周期進化の理論的研究に興味深い課題を提示します。
スイッチバックの生成と進化とアルフエニック遷移の形態：低マッハ数境界層
| Title |
On_the_Generation_and_Evolution_of_Switchbacks_and_the_Morphology_of_Alfv\'enic_Transition:_Low_Mach-number_Boundary_Layers |
| Authors |
Ying_D._Liu,_Hao_Ran,_Huidong_Hu,_and_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05829 |
スイッチバック(SB)の生成と進化、パーカー太陽探査機(PSP)によって観測されたサブアルフエニック風の性質、およびアルフエニック遷移の形態を調査します。太陽風の研究。最初に、低マッハ数境界層(LMBL)と呼ばれる元の太陽風の特別な構造を強調します。Alfv\'en半径の増加とSBの抑制がLMBL内で観察されます。太陽のLMBLの発生源として考えられるのは、急速に発散するオープンフィールドを持つコロナホール内の周辺領域です。PSPで検出されたサブアルフエニック風は、本来LMBLフローです。サブアルフエニック間隔の同様の起源と同様の特性は、アルフエニック遷移の形態のしわのある表面を支持します。偏向角が大きいほど、アルフエンマッハ数が大きくなる傾向があることがわかりました。磁気偏向の起点はAlfv\'en臨界点のかなり下にあり、$90^{\circ}$より大きい偏向角は$M_{\rmA}\gtrsim2$の場合にのみ発生するようです。局所アルフベン速度の単位で表した速度増強は、一般に偏向角とともに増加します。これは単純なモデルによって説明されます。非線形に進化した飽和状態がSBで明らかになり、ローカルのAlfv\'en速度が速度増強のほぼ上限になります。これらの結果との関連で、SBの起源に関する最も有望な理論は波動と乱流の拡大モデルであり、SBの斑状分布はアルフエンマッハ数の減少による変調に起因すると考えられます。最後に、結果に基づいてSBの生成と進化に関する図が作成されます。
矮新星CGドラコニスの爆発挙動
英国天文学会(BAA)の2022年のキャンペーン中に、矮新星(DN)CGドラコニスの測光観測が27436回行われ、106回の食が記録されました。この作業は、利用可能な新しいデータを要約し、観測された食のプロファイルに関する最新の天体暦と解説を提供します。見つかった軌道周期はP_orb=4h31m38s+/-1sです。準周期的なバーストには、デルタVで約1.25等の通常のバーストと、デルタVで約1.5等の明るいバーストの2種類が確認されています。このパターンはSUUMa型DNeのスーパーアウトバーストに似ていますが、これらのDNeを特徴付けるスーパーハンプの存在は見つかりませんでした。CGDraが周期ギャップの上にあることを考えると、SSCyg星とSUUMa型星の間の新しい中間サブタイプを表しているか、偏心降着円盤に依存しないスーパーアウトバーストモデルをサポートしている可能性があります。
Gaia (DR2) および (EDR3) を使用した近接可視連星系 Hip 11253 (HD14874) のスペックル干渉研究
| Title |
Speckle-interferometric_study_of_close_visual_binary_system_Hip_11253_(HD14874)_using_Gaia_(DR2)_and_(EDR3) |
| Authors |
Hussam_Aljboor,_Ali_Taani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.05968 |
近接視覚バイナリシステムHip11253(HD14874)の各コンポーネントの物理的および幾何学的パラメーターの包括的なセットを提示します。システムの全体的な観測スペクトルエネルギー分布とモデル大気から作成されたスペクトル合成との間の一致を得ることを目的として、連星系および複数の星系の分析を提示します。エポック位置は、軌道パラメータと総質量を決定するために使用されます。
ベルギーとインドの望遠鏡 (ORBIT) による光学特性評価と放射速度モニタリング: 日食連星 EPIC 211982753 と
EPIC 211915147
| Title |
Optical_characterization_and_Radial_velocity_monitoring_with_Belgian_and_Indian_Telescopes_(ORBIT):_the_eclipsing_binaries_EPIC_211982753_and_EPIC_211915147 |
| Authors |
Alaxender_Panchal,_Y._C._Joshi,_Peter_De_Cat,_Patricia_Lampens,_Aruna_Goswami,_S._N._Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06125 |
K2食連星候補EPIC211982753(以下EPIC2753と呼びます)とEPIC211915147(以下EPIC5147と呼びます)は、測光および高解像度分光データの助けを借りて特徴付けられます。光度曲線分析では、1.3mのDevasthalFastOpticalTelescope(DFOT、インド)、ASAS-3、およびK2観測からのRバンド測光データを使用します。高解像度のエシェルスペクトルは、1.2mMERCATOR望遠鏡(ラパルマ、スペイン)でHERMES分光器を使用して収集されます。合成光と放射速度曲線は、モデリングパッケージPHOEBE1.0の助けを借りて生成されます。約3.2年間のK2観測に基づく軌道周期分析では、両方のターゲットの軌道周期に変化は見られません。コンポーネントの質量M1,2は、EPIC2753では1.69(0.02)および1.59(0.02)の太陽質量、EPIC5147では1.48(0.01)および1.27(0.01)の太陽質量と推定されます。両方のシステムは、q>0.85の高質量比食連星です。コンポーネント半径R1,2は、EPIC2753では1.66(0.02)および1.53(0.02)の太陽半径、EPIC5147では1.80(0.05)および1.42(0.05)の太陽半径であることがわかります。EPIC2753とEPIC5147の距離は、それぞれ238(4)pcと199(5)pcと決定されます。MESAIsochronesとStellarTracksは、両方のシステムの進化状況を理解するために使用されます。
ジェット駆動の原始星の流出における初期の質量放出のモデル化。 Cep\,E からの教訓
| Title |
Modelling_the_early_mass-ejection_in_jet_driven_protostellar_outflows._Lessons_from_Cep\,E |
| Authors |
P._R._Rivera-Ortiz,_A._de_A._Schutzer,_B._Lefloch,_A._Gusdorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06146 |
軸対称化学流体力学コードWALKIMYA-2Dを使用して、中間質量原始星CepEからのジェット駆動流出の物理的およびCO放出特性を数値的にモデル化し、再現しました。CO$J=2\to1$ラインとIRAM干渉計。私たちのシミュレーションでは、原始星エンベロープの物理的構造で利用可能な観測上の制約を考慮して、発射領域から離れた流出/ジェット伝搬の研究から内部原始星環境のダイナミクスに制約を提供します。WALKIMYA-2Dは、CepE流出とジェットの運動学の主な質的および量的特徴を正常に再現し、それらの時間変動を自然に説明します。内部衝撃の痕跡は、ジェットに沿った結び目として検出されます。放出プロセスの初期段階では、放出された若いノットは、高速で解離的な衝撃を介して高密度の星周エンベロープと相互作用し、ジェット内のCOガスの存在量を大幅に減少させます。時間が経つにつれて、ノットはエンベロープを介してよりスムーズに伝播し、解離性ショックは$\sim10^3$年後に消失します。ジェットに沿ったCO存在量の分布は、後者がその伝播の過程で初期の解離段階の記憶を持っていることを示しています。速度場の分析は、ジェット物質が主に星周エンベロープから同伴され、原始星から離れて700auスケールで加速されたガスで構成されていることを示しています。その結果、ジェット全体の質量損失率は、実際の質量放出率より$\sim3$倍高く表示されます。CepEジェット駆動の流出の数値モデリングとCO観測との比較により、これまでにない詳細で流出形成メカニズムを調べ、流出を形作った質量損失イベントの履歴を取得することができました。
分光偏波電波イメージングを用いたコロナ質量放出からのかすかなジャイロシンクロトロン放射の解読
| Title |
Deciphering_Faint_Gyrosynchrotron_Emission_from_Coronal_Mass_Ejection_using_Spectro-polarimetric_Radio_Imaging |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06522 |
コロナ質量放出(CME)のプラズマパラメーター、特にCMEプラズマに同伴される磁場と非熱電子集団の測定は、その伝播、進化、および地理的有効性を理解するために重要です。CMEプラズマからのジャイロシンクロトロン(GS)放出のスペクトルモデリングは、空間分解されたCMEプラズマパラメータを推定するための最も有望なリモートセンシング技術の1つと見なされてきました。しかし、桁違いに高いフラックス密度で太陽に近接した非常に低いフラックス密度のCMEGS放射を画像化することは、かなり困難であることが証明されています。この課題は、マーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)の高ダイナミックレンジイメージング機能を使用して、ごく最近解決されました。GSの日常的な検出は今や手の届くところにありますが、課題は、観測が通常利用可能な限られた数のスペクトルポイントを使用して、縮退したGSモデルの多数の自由パラメーターを制約することに移行しています。これらの縮退は、偏光イメージングを使用して破ることができます。初めて、MWAからのデータに対する高忠実度偏光イメージングの最近開発された機能を使用して、これを示します。縮退を打破することに加えて、分光偏光分光イメージングは、全強度分光イメージングのみで可能なよりも、重要な関心のあるプラズマパラメーターに対してより厳しい制約をもたらすことを示しています。
長周期連星56UMaの中性子星候補
| Title |
A_neutron_star_candidate_in_the_long-period_binary_56_UMa |
| Authors |
A._Escorza,_D._Karinkuzhi,_A._Jorissen,_S._Van_Eck,_J._T._Schmelz,_G._L._Verschuur,_H._M._J._Boffin,_R._J._De_Rosa,_and_H._Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06531 |
56UMaは、化学的に特異な赤色巨星とかすかな伴星を含む広い連星系です。その表面の化学的存在量のために、赤色巨星はバリウム(Ba)星として分類されました。これは、伴星が白色矮星でなければならないことを意味します。Ba星は、sプロセスが豊富なAsymptoticGiantBranch(AGB)星から質量が転送されるときに形成されるからです。ただし、56UMaの場合、バリウムのようなsプロセス要素を効率的に生成するAGB星の子孫であるには、伴星が大きすぎる可能性があります。この手紙では、システムの軌道パラメータを再検討し、巨人のバスター分類を調査し、そのかすかな伴星の性質を解明することを目標に、完全なスペクトル分析を実行します。視線速度と天文データを組み合わせて、軌道傾斜角やコンパニオン質量など、システムの軌道パラメーターを改良します。次に、高解像度HERMESスペクトルを使用して、巨人の恒星パラメータとその化学的存在量を再決定します。最後に、系の近くの星間ガスの形態を調べます。56UMaの微光成分の質量は$1.31\pm0.12$M$_{\odot}$であり、赤色巨星の混合s+r存在量プロファイルと合わせて、巨人が標準的なバリウム星ではないことを確認しています。.さらに、56UMaを取り囲む空洞の明確な同定は、この系で約10$^5$年前に超新星爆発が起こったことを示している可能性があり、かすかな伴星が中性子星である可能性を示唆している。ただし、すべての観測量を説明する進化のシナリオを見つけることは簡単ではないため、システムのさまざまな可能な構成とそれぞれのメリットについて説明します。
磁気白色矮星Iの分光光度解析：水素リッチ組成
モントリオール白色矮星データベース(MWDD)で磁気としてラベル付けされたすべてのDA星の均一な分析を提示します。私たちのサンプルは、2回目のガイアデータリリースからの視差測定、さまざまな調査からの測光データ、およびSDSSまたはアーカイブからの分光データを持つ、分裂の明確な兆候を示すほとんどすべての既知の磁気白色矮星に限定されています（$B\gtrsim$1-2MG）モントリオールグループのデータ。最先端のモデル大気/磁気合成スペクトルを使用して、すべてのオブジェクトの大気パラメーター(有効温度、表面重力、磁場強度/ジオメトリ)を決定し、時期尚早に磁気の可能性があるとラベル付けされた多くのオブジェクトを再分類します。最後に、大気パラメータ/フィールド特性の分布と、磁気白色矮星の起源と進化の理解への影響について説明します。
gyre_tides: gyre 恒星振動コード内のバイナリ潮汐のモデル化
| Title |
gyre_tides:_Modeling_binary_tides_within_the_gyre_stellar_oscillation_code |
| Authors |
Meng_Sun,_R._H._D._Townsend,_Zhao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06599 |
バイナリシステムで潮汐をモデル化するためのGYRE恒星振動コードの新しい機能について説明します。空間における多極展開と時間におけるフーリエ級数展開を使用して、潮汐ポテンシャルを部分潮汐ポテンシャルの重ね合わせに分解します。個々の部分ポテンシャルに対する球状星の小振幅応答を支配する方程式は、余分な不均一な強制項を持つ線形、非放射状、非断熱振動方程式です。GYRE数値フレームワーク内でこれらの方程式を直接解く、新しい実行可能ファイルgyre_tidesを導入します。これを選択した問題に適用すると、公開された文献の結果と一般的に一致することがわかりますが、直接解法と多くの著者が採用しているモーダル分解アプローチとの間のいくつかの違いも明らかになります。現在の形式では、gyre_tidesは、放射拡散が潮汐散逸を支配する整列連星の平衡潮汐と動的潮汐をモデル化できます(通常、主系列の中間質量星と高質量星)。将来の開発のマイルストーンには、他の散逸プロセスの組み込み、スピン軌道のずれ、回転から生じるコリオリ力が含まれます。
磁気白色矮星IIの分光測光分析：ヘリウムリッチ組成
強力な磁場の存在による中性ヘリウム線分裂の分光学的特徴を示すことが知られているすべての単一白色矮星の分析を提示します。合成スペクトルに対する磁場の影響を考慮した最先端のモデルを使用して、サンプル内の星の実効温度、表面重力、および質量を決定します。私たちの分析では、第2および第3のGaia(初期)データリリースからのデータ、SloanDigitalSkySurveyやPan-STARRSなどのさまざまな調査からの測光データ、およびアーカイブされた分光データを使用します。オフセット双極子ジオメトリを使用して8つのオブジェクトのスペクトルを正常に再現できますが、他のいくつかはより複雑なジオメトリまたは異なる化学組成のいずれかを必要とするようです。また、表面全体の磁場強度分布のためにスペクトルが完全に不鮮明になっている可能性が最も高い非常に磁気的なオブジェクトである、ホットで特徴のない白色矮星のグループも強調しています。
2021年の爆発時の共生連星RS Ophからの大量流出
| Title |
Mass_outflow_from_the_symbiotic_binary_RS_Oph_during_its_2021_outburst |
| Authors |
N._A._Tomov_(1),_M._T._Tomova_(1),_K._A._Stoyanov_(1),_T._R._Bonev_(1),_R._K._Zamanov_(1),_I._Kh._Iliev_(1),_Ya._M._Nikolov_(1),_D._Marchev_(2),_D._V._Bisikalo_(3)_and_P._V._Kaygorodov_(3)_((1)_Institute_of_Astronomy_and_NAO,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Shumen_University_Episkop_Konstantin_Preslavski,_Shumen,_Bulgaria,_(3)_Institute_of_Astronomy_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06643 |
RSOphは、活動中に大量の質量損失を伴う巨大な白色矮星を含む共生反復新星です。2021年8月には、19世紀末以来7回目の光噴火が発生しました。この作業の目標は、アウトバーストオブジェクトからの流出の構造を分析することです。11日目に得られた広帯域$U$、$B$、$V$、$R_{\rmC}$、および$I_{\rmC}$測光と高解像度H$\alpha$分光法に基づく--バーストの15番目に、システムのコンポーネントとアウトフローのいくつかのパラメーターと、観測中のそれらの変化を導き出しました。放出された物質によって生成され、システムの高温成分を覆い隠す暖かいシェル(疑似光球)の有効温度は$T_{eff}=15000\pm1000$Kであり、星雲の電子温度は$T_{e}=17000でした。\pm3000$K観測中。疑似光球の有効半径は$R_{eff}=13.3\pm2.0$R$_{\odot}$で、星雲の発光量は$EM=(9.50\pm0.59)$10$^{61}11日目の$cm$^{-3}$および$R_{eff}=10.3\pm1.6$R$_{\odot}$および$EM=(5.60\pm0.35)$10$^{61}$cm$^{-3}$15日目。この放出量を提供するには、爆発する天体の放射光度がエディントン限界を超えている必要があります。噴出する物体の風による質量損失率は、流れによる質量損失率よりもはるかに大きくなります。合計レート(風+ストリームから)は$(4-5)$10$^{-5}$(d/1.6kpc)$^{3/2}$M$_{\odot}$yr未満でした$^{-1}$.ストリームは高度にコリメートされていません。それらの平均流出速度は、接近するストリームでは$\upsilon_{b}=-3680\pm60$kms$^{-1}$で、$\upsilon_{r}=3520\pm50$kms$^{-1}です。軌道傾斜角が50$^\circ$の場合、後退側の$。
弱い磁気流体乱流から強い磁気流体乱流へのアルフエニック遷移の衛星観測
| Title |
Satellite_observations_of_the_Alfv\'enic_Transition_from_Weak_to_Strong_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Siqi_Zhao,_Huirong_Yan,_Terry_Z._Liu,_Ka_Ho_Yuen,_Huizi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06709 |
プラズマ乱流は、天体物理学および宇宙プラズマシステムの多くの空間的および時間的スケールにわたってエネルギーを伝達するユビキタスな動的プロセスです。異方性磁気流体力学(MHD)乱流の理論は自然界の現象を首尾よく記述していますが、エネルギーカスケードが大きなスケールから小さなスケールに変化するときの、弱いMHD乱流から強いMHD乱流へのアルフベニック遷移のコア予測は、観測的に確認されていません。ここでは、4つのクラスター宇宙船を使用して、地球磁気シース内のMHD乱流におけるアルフベニックの弱から強への遷移の最初の観測証拠を報告します。観測された遷移は、MHD変動の初期レベルに関係なく、強い乱気流が普遍的に存在することを示しています。さらに、観測は、MHD乱流の非線形相互作用がエネルギーカスケードで重要な役割を果たし、エネルギーカスケードの方向を広げ、変動周波数を広げることを示しています。私たちの研究は、乱流カスケードの全体像を理解するための重要な一歩を踏み出し、弱いMHD乱流システムと強いMHD乱流システムを接続します。それは、星形成、エネルギー粒子輸送、乱流ダイナモ、太陽コロナまたは太陽風の加熱に幅広い意味を持ちます。
遷移領域の中心から四肢への変動 活動領域のドップラー シフト
| Title |
Center_to_limb_variation_of_transition_region_Doppler_shift_in_active_regions |
| Authors |
Abhishek_Rajhans,_Durgesh_Tripathi,_Vinay_L._Kashyap,_James_A._Klimchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06723 |
ドップラーシフトを研究することで、太陽大気中の質量とエネルギーの流れについてより深い洞察が得られます。遷移領域でのドップラーシフトと、50のアクティブ領域(AR)の強電界領域($|\textbf{B}|\geq$50G)での中心から肢への変動(CLV)の包括的な測定を実行します。、インターフェイス領域イメージング分光計(IRIS)によって記録された\ion{Si}{4}1394~{\AA}ラインを使用します。ARの位置を特定し、強い磁場領域を識別するために、HelioseismicandMagneticImager(HMI)によって取得されたマグネトグラムを使用しました。強磁場領域では、平均して、すべてのARが4{--}11~km/sの範囲の平均赤方偏移を示し、これはARによって異なります。これらの流れはマイルドなCLVを示しており、端部でかなりの大きさがあり、中経度範囲でかなりの散乱があります。私たちの観察は、下部遷移領域(T$<\sim$0.1MK)での赤方偏移が、衝撃加熱の結果として磁場に沿った下降流によって生成されるという考えを支持しておらず、タイプ-\rmの下降流などの別の解釈を保証します。{II}スピキュールは、より低温のタイプ\rm{I}スピキュールによって作成された彩層壁の存在下にあります。
コンピューター ビジョンと LSTM ニューラル ネットワークを使用したコロナ ホールの分析と予測
人類が宇宙を探索し始めるにつれて、宇宙天気の重要性が明らかになりました。宇宙天気現象の一種であるコロナホールが、航空機や衛星の運用に影響を与える可能性があることが確立されています。コロナホールは、開いた磁力線と比較的低い温度を特徴とする太陽上の領域であり、その結果、平均よりも高い速度で太陽風が放出されます。この研究では、コロナホールが地球に与える影響に備えるために、コンピュータービジョンを使用してコロナホール領域を検出し、SolarDynamicsObservatory(SDO)からの画像に基づいてそのサイズを計算します。次に、深層学習技術、特に長短期記憶(LSTM)メソッドを実装して、コロナホール領域データの傾向を分析し、7日間にわたるさまざまな太陽領域のサイズを予測します。この研究は、コロナホール領域の時系列データを分析することにより、コロナホールの挙動のパターンと傾向を特定し、それらが宇宙天気イベントにどのように影響するかを理解することを目的としています。この研究は、地球と技術システムに影響を与える可能性のある宇宙天気イベントを予測して準備する能力を向上させるための重要なステップを表しています。
畳み込み法を使用したネストされたメッシュの重力ポテンシャルの計算
| Title |
Computing_the_gravitational_potential_on_nested_meshes_using_the_convolution_method |
| Authors |
Eduard_Vorobyov_(1),_James_McKevitt_(1),_Igor_Kulikov_(2),_Vardan_Elbakyan_(3,4)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_Austria,_(2)_Institute_of_Computational_Mathematics_and_Mathematical_Geophysics_SB_RAS,_Novosibirsk,_Russia,_(3)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don,_Russia,_(4)_School_of_Physics,_University_of_Leicester,_Leicester,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06763 |
ねらい。私たちの目的は、密度の高いコントラストを持つ天体物理オブジェクトの重力ポテンシャルを計算するための高速で正確な方法を導き出すことです。これには、ネストされたメッシュまたは適応メッシュが必要です。メソッド。ネストされたデカルトグリッドへの重力ポテンシャルを計算するための畳み込み法の拡張を提示します。この方法では、畳み込み定理を利用して、その積分形式を使用して重力ポテンシャルを計算します。結果。非球面対称密度構成を使用してポアソン方程式を解くための反復的外側から内側への共役勾配および一般化された最小残差法とのこの方法の比較は、解析解に対する誤差に関して同等のパフォーマンスを示しました。ただし、畳み込み法にはいくつかの利点があり、特にグラフィックスプロセッサユニットを使用する場合は、実行時間の点で考慮されている反復法よりも10～200倍優れています。畳み込み法は、収束が線形であるグリッドインターフェースでのエラーを除いて、全体的な2次収束も示します。結論。高い計算速度と実装の容易さにより、多数のネストされたグリッドを使用する場合、畳み込み法が好ましい選択肢になります。ただし、畳み込み法は、間隔が狭い重力物体の双極子モーメントをより粗いグリッドで考慮する場合、計算コストが高くなります。
M17の大質量前主系列星 -- MYSO円盤の水素とダストのモデル化
| Title |
Massive_pre-main-sequence_stars_in_M17_--_Modelling_hydrogen_and_dust_in_MYSO_disks |
| Authors |
Frank_Backs,_J._Poorta,_Ch._Rab,_A._R._Derkink,_A._de_Koter,_L._Kaper,_M._C._Ram\'irez-Tannus,_I._Kamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06819 |
若い大質量星形成領域M17には、星周円盤に囲まれた光学的に見える大質量の前主系列星が含まれています。これらの星が主系列に到達すると、そのような円盤は消滅すると予想されます。これらの残骸ディスクの物理的および動的構造は、特に降着、光蒸発、およびコンパニオンの形成と移動が進行している可能性のある内部領域で、あまり制約されていません。強力な塵の絶滅にもかかわらず、以前に中心星が検出され、特徴付けられた2つのシステムである、大質量の若い星のオブジェクトB243（6Msun）とB331（12Msun）の星周円盤の内部の物理的特性を制限することを目的としています。Xシューターで観測されたパッシェン系列とブラケット系列の二重ピーク水素線のProDiMoを使用した2次元放射熱化学モデリングを使用して、内部ディスクの特性を調べました。さらに、ダスト構造は、光学および近赤外スペクトルエネルギー分布をフィッティングすることによって研究されました。B243は、3AUの昇華半径でダストを含む高温のガス状の内部ディスクを備えています。ディスクは約6.5AUで切り捨てられているように見えます。ガスとちりの冷たい外円盤が存在する可能性がありますが、私たちのデータでは検出できません。B331にも、高温のガス状の内部ディスクがあります。ギャップは、最大100AUで始まる、より冷たいほこりの多い外側のディスクから内側のディスクを分離します。どちらのソースでも、内側の円盤はほとんど星の表面まで伸びています。これらの円盤で水素をイオン化するには、化学が不可欠です。中央の天体とこれらの円盤の間にギャップがないことは、それらが境界層の降着によって降着することを示唆しています。これにより、強い磁場を持つ星は除外されます。それらの構造は、両方の円盤が本質的に移行的であることを示唆しています。
IRAS20126+4104 の SOUL ビュー。大質量原始星からのH$_2$ジェットの運動学と変動性
| Title |
The_SOUL_view_of_IRAS20126+4104._Kinematics_and_variability_of_the_H$_2$_jet_from_a_massive_protostar |
| Authors |
F._Massi_(1),_A._Caratti_o_Garatti_(2,3),_R._Cesaroni_(1),_T._K._Sridharan_(4,5),_E._Ghose_(1),_E._Pinna_(1),_M._T._Beltr\'an_(1),_S._Leurini_(6),_L._Moscadelli_(1),_A._Sanna_(6),_G._Agapito_(1),_R._Briguglio_(1),_J._Christou_(7),_S._Esposito_(1),_T._Mazzoni_(1),_D._Miller_(7),_C._Plantet_(1),_J._Power_(7),_A._Puglisi_(1),_F._Rossi_(1),_B._Rothberg_(7,8),_G._Taylor_(7),_C._Veillet_(7)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_(3)_Dublin_Institute_for_Advanced_Studies,_(4)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(5)_Harvard-Smithsonian_CfA,_(6)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_(7)_Large_Binocular_Telescope_Observatory,_(8)_George_Mason_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06832 |
LBTに最近設置されたAOSOULの感度が向上したことを利用して、巨大な若い恒星天体IRAS20126+4104とその流出の新しい高空間解像度NIR画像を取得します。SOULの新しい性能と以前のNIR画像を組み合わせることにより、ジェットの固有運動と運動学を導出し、その測光変動を研究することを目指しています。多数のNIRカメラ(UKIRT/UFTI、SUBARU/CIAO、TNG/NICS、LBT/PISCES、およびLBT/LUCI1)を使用して、2.12$\mu$mラインの連続体とH$_2$放出のマップを導き出します。AOシステム(CIAO,2003;FLAO,2012;SOUL,2020)で得られた3セットの画像により、ジェットに沿った多数のH$_2$ノットの適切な運動を導き出すことができました。すべての画像からの測光を使用して、ジェットの変動性を調べました。1.7-20.3masyr$^{-1}$(つまり、1.64kpcで13-158kms$^{-1}$、平均流出接線速度$\sim$80km)の範囲でノットの固有運動を導出しました。s$^{-1}$)。導出されたノットの力学年齢は、$\sim$200-4000年の間隔に及びます。原始星の位置近くにあるリング状のH$_2$の特徴は、特異な運動学を示しており、流出空洞に衝突する広角の風の結果を表している可能性があります。H$_2$の形状と速度の両方が、原始星からより短い距離に位置するH$_2$Oメーザーの固有運動から推測されるものと一致します。ノットからの総H$_2$線放出は、$\widetilde{>}$0.3等レベルでは時間変化を示しませんが、明確な連続体フラックスの変化を発見しました。これは、青方偏移ローブと赤方偏移ローブの間で反相関し、周期的である可能性があります($\sim$12-18年の周期で)。連続体の変動性は、ジェットの歳差運動も引き起こした内部ディスクの振動に関連している可能性があることを示唆しています。
AGB 後の連星星 89 Herculis の周りの星雲
| Title |
The_nebula_around_the_binary_post-AGB_star_89_Herculis |
| Authors |
I._Gallardo_Cava,_J._Alcolea,_V._Bujarrabal,_M._G\'omez-Garrido,_and_A._Castro-Carrizo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06965 |
顕著な近赤外(NIR)超過を示すバイナリポスト漸近巨大分岐(post-AGB)星のクラスがあります。これらの星は、ケプラーまたは準ケプラーのダイナミクスを持つ円盤と、回転する円盤から逃げるガスで構成される流出によって囲まれています。これらの構成要素の優勢に応じて、AGB後の連星には2つのサブクラスがあります。円盤優勢と流出優勢です。私たちは、89彼女の周りのケプラー円盤を取り囲む砂時計のような構造を適切に研究することを目指しています。89Herの$^{12}$COおよび$^{13}$CO$J$=2-1輝線の全出力オンザフライマップを提示します。以前の研究では、最も拡張されたコンポーネントで磁束損失が発生することが知られています。これらの総パワーマップを以前のNOEMAマップとマージします。結果として得られる結合されたマップは、ソースの星雲の範囲全体を検出すると予想されます。私たちの新しい結合マップには、ソースの検出可能なフラックス全体が含まれていると同時に、干渉観測のおかげで空間分解能が高くなっています。回転ディスクの周りの砂時計のような拡張流出は、以前の研究で示唆されたよりも大きく、より大規模であることがわかりました。この非常に広がった星雲の星雲の総質量は1.8E-2太陽質量であり、そのうち65%は流出によるものです。観測データとモデルの結果から、RSctとIRAS19125+0343(そしておそらくAICMi、IRAS20056+1834、IRAS18123+0511)とともに、89Herの周りのエンベロープを流出優勢星雲として分類することができます。AGB後の2つの主成分の質量に関する最新の統計により、AGB後の連星の周りには、どちらの成分が優勢であるかに応じて、星雲の2つの異なるサブクラスがあることが明らかになりました。ソースの中間サブクラスが存在しないのは、星系の初期条件が異なるためであり、両方のサブクラスがAGB後の進化の異なる段階にあるためではないと推測します。
原始星エンベロープの速度構造の調査：乱流高密度コア内のエンベロープの落下と回転
| Title |
Probing_Velocity_Structures_of_Protostellar_Envelopes:_Infalling_and_Rotating_Envelopes_within_Turbulent_Dense_Cores |
| Authors |
Jinshi_Sai,_Nagayoshi_Ohashi,_Hsi-Wei_Yen,_Ana\"elle_J._Maury,_S\'ebastien_Maret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06969 |
3つの低質量原始星、IRAS15398$-$3359、L1527IRS、TMC-1Aを、ALMA12mアレイ、ACA7mアレイ、IRAM-30mおよびAPEX望遠鏡でC$で観測しました。^{18}$O$J=2$-1放出。全体として、C$^{18}$O放出は、$\sim$100-1000auの半径で明確な速度勾配を示しています。これは、エンベロープの回転に起因する可能性がありますが、速度勾配はあまり明確ではなく、速度構造は次のスケールでより乱れています。$\sim$1000-10,000au.IRAS15398$-$3359とL1527IRSは、ピーク速度の半径方向プロファイルで、それぞれ$\sim$1200と$\sim$1700auの半径でブレークを示しています。ピーク速度は、ブレーク半径内の$r^{-1.38}$または$r^{-1.7}$に比例します。これは、エンベロープの回転運動を示すものとして解釈できます。空間スケール。ピーク速度は、$J/M$-高密度コアの$R$関係。TMC-1Aは、エンベロープの回転運動とも$J/M$-$R$関係とも一致しないピーク速度の半径方向プロファイルを示します。速度偏差($\deltav$)と空間スケール($\tau$)が2つのソースに含まれています。得られた空間相関$\deltav\propto\tau^{\sim0.6}$は、乱流モデルによって予測されたスケーリング則と一致しており、大規模な速度構造が乱流に由来することを示唆している可能性があります。
異常に短周期の超低温矮星連星LP 413-53ABの発見
| Title |
Discovery_of_the_Exceptionally_Short_Period_Ultracool_Dwarf_Binary_LP_413-53AB |
| Authors |
Chih-Chun_Hsu,_Adam_J._Burgasser,_Christopher_A._Theissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07039 |
M9矮星LP413-53の高解像度Keck/NIRSPECスペクトルにおける大振幅、急速な動径速度(RV)変動と線分割の検出を報告します。これらの機能は、バイナリモーションに起因すると考えられます。9か月にわたるデータを分析すると、軌道周期は0.852725$^{+0.000002}_{-0.000003}$~day、離心率は0.080$^{+0.020}_{-0.013}$、一次RV半軌道であると推測されます。24.2$^{+1.8}_{-1.4}$km~s$^{-1}$の振幅、および29.4$^{+2.2}_{-1.7}$km~sの二次RV半振幅$^{-1}$、システムの質量比$M_\mathrm{secondary}$/$M_\mathrm{primary}$=0.822$^{+0.009}_{-0.008}$を意味します。これらの測定により、LP413-53はこれまでに発見された最短周期の超低温連星であり、知られている最小の分離主系列連星の1つであることを示しています。この系の位置と速度は、以前に報告されたヒアデス移動グループのメンバーシップを除外し、これが進化した(年齢$\gtrsim$1Gyr)非常に低質量の星のペアである可能性が高いことを示しています。進化した後期M型矮星とL型矮星と一致する質量を仮定すると、軌道分離は0.0093-0.0095~auまたは19-22恒星半径、軌道傾斜角は27$\pm$2degであると推定され、この系が示す可能性は低くなります。日食イベント。若い年齢のこれらの星のより大きな半径は、システムの現在の分離でそれらを接触させたでしょう。そして、このシステムは、軌道角運動量の損失または第3成分の放出とそれに続く潮汐円環化のいずれかを通じて、動的な進化を遂げたと推測されます。
宇宙論的摂動への統一された効果的なアプローチ
宇宙論的摂動の統一されたモデルに依存しない有効な記述は、曲率摂動と重力波の有効伝搬速度の役割を果たし、摂動の相互作用の効果を任意の次数でエンコードし、摂動伝搬方程式の摩擦項。このアプローチは、暗黒エネルギー、修正重力、暗黒物質、任意の数とスピンの場に適用でき、観測データのモデルに依存しない分析に特に適しています。実効作用と方程式の構造は、スカラー摂動とテンソル摂動で同じです。有効なアクションは、有効な速度に応じて適切に定義された有効なメトリックに関して、クラインゴードンアクションとして記述できます。この幾何学的解釈では、摂動の相互作用と自己相互作用の結果として有効なメトリックが出現し、創発重力との可能な接続を示唆しています。アプリケーションの例として、曲率摂動と重力波の実効速度は、一般相対性理論の最小結合スカラー場でさえ、周波数と偏光に依存する可能性があることがわかります。アクシオンインフレで。有効速度と量子相関器の間の関係について議論します。
宇宙論のための TDiff 不変場理論
宇宙論的文脈における横微分同相写像の下で不変なスカラー場理論を研究します。幾何光学近似では、対応する粒子が測地線に沿って移動し、Diff不変理論と同じ活動質量(エネルギー)で重力場に寄与することを示します。ただし、低周波数モードの場合、エネルギー運動量テンソルへの寄与は、Diff不変理論の寄与とは異なります。これにより、宇宙モデルの構築に幅広い可能性が開かれます。例として、運動項のみを使用した最も単純なTDiff不変スカラー場理論がインフレーションを駆動し、密度変動の赤に傾いたスペクトルを生成できることを示します。また、宇宙論的摂動の詳細な分析を提示し、完全なDiff不変性の破れが一般的に新しい非断熱圧力摂動を誘発することを示します。標準的な冷たい暗黒物質と同じクラスター化特性を示す、純粋に動力学的な項に基づく単純なスカラー場の暗黒物質モデルも提示されます。
時間遅延干渉法による宇宙ベースの検出器の空の位置特定
重力波(GW)源の正確な空位置特定は、宇宙ベースのGW検出器にとって重要な科学的目標です。3つの宇宙船に対する重力の影響により、アームの長さを等しく維持することは難しいため、宇宙ベースのGW検出器のレーザー周波数ノイズをキャンセルするには、時間遅延干渉法(TDI)法が必要です。第1世代のTDIの組み合わせを考慮することにより、フィッシャー情報行列を使用して、将来の宇宙ベースのGW検出器とそれらを組み合わせたネットワークの空の位置特定の精度を研究します。将来の宇宙ベースのGW検出器間の主な違いには、検出面の時間変化する向き、アームの長さ、宇宙船の軌道周期、およびノイズ曲線が含まれます。さまざまな周波数での音源定位の精度に対するこれらの要因の影響を研究します。検出器面の回転によって引き起こされる振幅変調は、LISAとTaijiが音源定位の精度を向上させるだけでなく、1mHz未満の周波数で空の範囲を拡大するのにも役立つことがわかりました。単色GWの周波数が増加するにつれて、ドップラー変調が支配的になり、赤道パターンが天空図に現れます。角度分解能に対する腕の長さの影響は、主にノイズ曲線に由来し、太陽中心星座と地球中心星座の両方でほぼ同じです。宇宙船の軌道周期は角度分解能にほとんど影響しません。組み合わせた検出器のネットワークによる角度分解能の改善は、単一の検出器と比較して小さく、角度分解能はTDIの組み合わせの有無にかかわらずほぼ同じです。
キロメートル規模の重力波観測所における神経センシングと制御の最初のデモンストレーション
| Title |
First_demonstration_of_neural_sensing_and_control_in_a_kilometer-scale_gravitational_wave_observatory |
| Authors |
Nikhil_Mukund,_James_Lough,_Aparna_Bisht,_Holger_Wittel,_S\'everin_Landry_Nadji,_Christoph_Affeldt,_Fabio_Bergamin,_Marc_Brinkmann,_Volker_Kringel,_Harald_L\"uck,_Michael_Weinert,_Karsten_Danzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06221 |
重力波(GW)観測所の吊り下げられた光学系は、配置摂動の影響を受けやすく、特に、温度や地震レベルの変動による時間の経過に伴うゆっくりとしたドリフトの影響を受けやすくなっています。このようなミスアライメントは、入射レーザービームの光学キャビティへの結合に影響を与え、循環パワーとオプトメカニカルフォトンスクイージングの両方を低下させ、連星の結合に対する天体物理学的感度を低下させます。従来のアライメント技術には、複数の象限フォトダイオードを使用した差動波面センシングが含まれますが、多くの場合、帯域幅が制限され、センシングノイズによって制限されます。重力波観測所でのニューラルネットワークベースのセンシングと制御の初めての成功した実装を提示し、GEO600検出器での信号再利用ミラーの低周波制御を示します。3つの重要な光学系の位置合わせ情報は、CNN-LSTMネットワークアーキテクチャを介して干渉ダークポートカメラ画像から同時に抽出され、ソフトアクタークリティックベースの深層強化学習を使用したMIMO制御に使用されます。私たちのスキームを使用して達成された全体的な感度の向上は、現在および次世代のGW干渉計のリアルタイムセンシングおよび制御のための実行可能なツールとしてのディープラーニングの機能を示しています。
| Title |
Astrophysical_consequences_of_dark_matter_for_photon_orbits_and_shadows_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Arshia_Anjum,_Misba_Afrin_and_Sushant_G._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06373 |
完全な暗黒流体物質(PFDM)に囲まれたカーブラックホール(BH)を、質量($M$)と回転パラメーター($a$)とは別に、PFDMのために追加のパラメーター($k$)を使用して検討します。ローテーションPFDMBH。PFDMBHと裸の特異点(NS)の周りの光子軌道を分析し、光子ブーメランに対するPFDMの効果を強調します。興味深いことに、逆行軌道では方位振動が最初に増加してから減少しますが、順行軌道では$k$の増加に伴い、最初に減少してから増加します。カーNSとは異なり、光子ブーメランは、回転するPFDMNSの周りに形成できます。M87*とSgrA*のSchwarzschild影偏差、$\delta_{M87^*}=-0.01\pm0.17$および$\delta_{SgrA^*}=については、事象の地平線望遠鏡(EHT)観測結果を使用します。-0.08^{+0.09}_{-0.09}~\text{(VLTI)},-0.04^{+0.09}_{-0.10}~\text{(Keck)}$、PFDMパラメーター:それぞれ$0\leqk\leq0.0792M$および$k^{max}\in[0.0507M,0.0611M]$。SgrA$^*$とM87$^*$の影のEHT境界と共に、回転するPFDMBHパラメーター空間のかなりの部分がEHT観測と一致すると結論付けています。したがって、回転するPFDMBHが天体物理学的BHの強力な候補である可能性を考慮する必要があります。
宇宙光学的背景異方性によるブルーアクシオンの探査
| Title |
Probing_the_Blue_Axion_with_Cosmic_Optical_Background_Anisotropies |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Giuseppe_Lucente_and_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06560 |
質量が$m_a\simeq5-25\,\rmeV$の放射性崩壊するビッグバン遺物は、「ブルーアクシオン」と呼ばれ、宇宙光学的背景(COB)の直接的および間接的な観測によって調べることができます。ブルーアクシオンの冷たい暗黒物質の最強の限界は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)による$606$nmでのCOB異方性の測定に由来します。より高い周波数（$336$nmおよび$438$nm）での新しいHST測定は、寿命に対する現在の制約を最大1桁改善できることを示唆し、熱的に生成されたホットレリックブルーアクシオンもCOBによって競合的にプローブできることを示します異方性。長距離偵察イメージャ(LORRI)によって検出された拡散COBの超過分を、崩壊する熱い遺物によって生成された光子として単純に解釈することはできません。最後に、今後のライン強度マッピング実験の範囲についてコメントします。これは、$10^{29}\,\rms$または$10^{27}\,\rms$の寿命を持つ青いアクシオンを検出できます。それぞれコールドダークマターとホットレリックケース。
| Title |
Stability_of_electrically_charged_stars,_regular_black_holes,_quasiblack_holes,_and_quasinonblack_holes |
| Authors |
Angel_D._D._Masa,_Jos\'e_P._S._Lemos,_and_Vilson_T._Zanchin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06563 |
半径方向の摂動下で帯電した流体球のクラスの安定性が研究されています。これらの球の中には、通常の星、過充電張力星、通常のブラックホール、準ブラックホール、および準非ブラックホールがあり、これらはすべて、Reissner-Nordstr\"om外面を持っています。チャンドラセカールアプローチに従って動的摂動方程式を定式化し、数値法による動径摂動に対する安定性.(i)動径摂動の断熱指数に依存する特定の条件下では、安定荷電星と安定張力星が存在する;(ii)断熱指数にも依存する.安定な正則ブラックホール;(iii)準ブラックホールの構成は、たとえば正圧星の荷電または正張力星の放出によって形成され、断熱指数の妥当な値の動径摂動に対して安定であり得る;(iv)準非ブラックホールは動径に対して不安定である摂動。
Ekpyrotic インフレーション: 非最小 M フレーション予熱後の過渡的な加速
| Title |
Ekpyrotic_Inflation:_Transient_Acceleration_after_Non-minimal_M-flation_Preheating |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon_and_Kazem_Rezazadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06598 |
光の大規模な予熱場は、量子粒子の生成からのパラメトリック共鳴中に非消失分散を取得します。これにより、インフレの可能性が変化し、場合によっては一時的な加速期間を引き起こす可能性があります。非超対称非極小Mフレーション(non-$\mathbb{M}$-flation)のセットアップでこの現象を説明します。LATTICEEASYコードによる格子シミュレーションを実装して、シナリオの潜在的な修正項を計算し、修正された項が実際に宇宙を減速膨張から加速の一時的な段階に移行させることを示します。補正項は、予熱中に生成される粒子の数密度をある程度減少させますが、予熱の効率は、インフレーション後に粒子生成を成功させるのに十分なままです。また、LATTICEEASYコードを使用して、セットアップで予熱中に生成される重力波(GW)のスペクトルを計算します。ピーク周波数はほぼ同じままですが、補正項を含めると、重力スペクトルの振幅がほぼ1桁減少します。
| Title |
Roger_of_Hereford:_the_twelfth-century_astronomer_who_put_Hereford_on_the_map,_literally |
| Authors |
Richard_de_Grijs_(Macquarie_University,_Sydney,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06610 |
12世紀までに、北ヨーロッパの学者たちは科学と技術におけるアラビアの革新を徐々に受け入れました。イングランドは自然に、西ヨーロッパにおける新しい学習の重要な中心地へと発展しました。ヘレフォード、特にそのカテドラルスクールは、英語の学問が新しい学習に移行する上で特に重要な役割を果たしました。ヘレフォード大聖堂は、大陸全体から多くの学者を引き付け、高レベルの学問の中心に発展しました。ヘレフォードのロジャーは、当時のイギリスで利用可能な完全な天文学的および占星術的知識ベースのほとんどよりも実際に使用した賢明な学者として、仲間の中で際立っています。最近の研究の重要な部分は、ヘレフォードのロジャーのComputusに関連するものを含む、12世紀の教会の発展に焦点を当てています。しかし、ロジャーの天文学的計算、特にヘレフォードで重要な基準子午線を確立することを可能にした計算については、学術的にあまり重視されていません。これらの側面が、本書の焦点です。
波形モデル$\deltaA$および$\delta\phi$の周波数領域の振幅と位相の精度を定量化する方法を示します。これは、キャリブレーションの定量化に現在適用されている手法を使用して、重力波の推論で取り残される可能性がある形式です。不確実性。具体的には、中性子星インスパイラル測定に影響を与える波形の不確実性が考慮され、さまざまな波形モデルからの事後誤差推定が、時間領域および周波数領域の解析モデルを多重解像度数値シミュレーションと比較することによって行われます。これらの波形の不確かさの推定値は、GW170817キャリブレーションエンベロープまたはAdvancedLIGOおよびVirgoキャリブレーション目標と比較できます。信号固有のキャリブレーションと波形の不確実性は、重力波天文台の統計的変動と比較され、AdvancedLIGOPlus、CosmicExplorer、EinsteinTelescopeなどの検出器に周波数依存のモデリング要件が与えられます。最後に、低スピン後方のパラメータに対するGW170817の波形誤差の分布が潮汐モデルから計算され、EdelmanらによるGWTC-1の$\delta\phi$または$\deltaA$の制約と比較されます。アル。一般に、$\delta\phi$と$\deltaA$は、ソースシステム内またはソースシステムからのモデル化されていない天体物理エネルギーの移動に関して解釈することもできます。
衝突する連星ブラックホールからのリングダウン重力波を分析し、無毛定理をテストするためのベイジアンフレームワークを定式化します。このアイデアは、モードクリーニングにかかっています。新しく提案された${\itRational~filters}$を使用して支配的な振動モードを削除することにより、支配的な振動モードを明らかにします。フィルターをベイジアン推論に組み込むことで、残留ブラックホールの質量とスピンのみに依存する(モード振幅と位相に依存しない)尤度関数を構築し、マルコフ連鎖なしで残留質量とスピンを制約する効率的なパイプラインを実装します。モンテカルロ(MCMC)。さまざまなモードの組み合わせをクリーニングし、残差データと純粋なノイズの間の一貫性を評価することにより、リングダウンモデルをテストします。モデルの証拠とベイズ係数は、特定のモードの存在を実証し、モードの開始時間を推測するために使用されます。さらに、モードクリーニング後にMCMCを使用して、単一モードから排他的に残留ブラックホールの特性を推定するハイブリッドアプローチを設計します。フレームワークをGW150914に適用し、基本モードをクリーニングすることにより、最初の倍音のより決定的な証拠を示します。この新しいフレームワークは、将来の重力波イベントにおけるブラックホール分光法のための強力なツールを提供します。
Schenberg アンテナ感度範囲での LIGO データの重力波バーストの検索
| Title |
Search_for_gravitational-wave_bursts_in_LIGO_data_at_the_Schenberg_antenna_sensitivity_range |
| Authors |
Julio_Cesar_Martins,_Ik_Siong_Heng,_Iara_Tosta_e_Melo,_and_Odylio_Denys_de_Aguiar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.06751 |
ブラジルの重力波検出器マリオシェンバーグは2000年代初頭に着想され、2016年に解体されるまで運用されていました。シェンベルクアンテナの再組み立ての実行可能性を評価するための簡単な方法は、その設計感度機能内で重力波(GW)信号を検出できる可能性を検証することです。重要な信号の最終的な識別は、シェンベルクの再構築の動機として機能します。アンテナが解体されたため、LIGO検出器の3回目の観測(O3)データから何らかの兆候を得ることができます。これは、シェーンベルク感度とO3[3150-3260]Hz帯域における干渉計の感度との類似性に基づいています。ミリ秒から数秒の信号を、信号の形態、偏光、および到来する天体方向について仮定せずに検索します。データは、512Hzから4096Hzの周波数でコヒーレントWaveBurstパイプライン(cWB)を使用して分析され、検索はシェンベルク周波数帯域と重なる帯域幅を持つ信号のみを対象としています。O3中のGWバーストの統計的に有意な証拠は見つかりませんでした。ヌルの結果を使用して、シミュレートされたさまざまな信号形態を識別する際の検索効率を特徴付け、ひずみ振幅の関数としてGWバーストイベントレートの上限を確立しました。現在の検索、およびその結果としてのシェンバーグは、50%の検出効率と1/100年の誤警報率で10kpcの距離からGWで5x10e(-6)M_sunc^2を等方的に放出するソースに敏感です。グリッチによって励起された中性子星のfモードを検出する可能性も調査されました。E_(グリッチ)が約10e(-10)M_sunc^2であることを考えると、シェンベルグアンテナは、fモード信号を1回検出するには、少なくとも5.3年の観測実行が必要です。
超軽量ボソンと量子補正ブラックホールの相互作用について
超軽量暗黒物質とブラックホールの量子的性質の探索はいずれも、現在、重力波天文学において大きな関心を集めているトピックです。超放射不安定性により、エキゾチックコンパクトオブジェクト（ECO）が超軽量ボソン雲に囲まれ、重力波の放出につながり、さらに豊富な動的効果がトリガーされます。この論文では、反射境界条件を持つカー幾何学によって現象論的に記述された大規模なECOのバックグラウンドでテウコルスキー方程式を解くことにより、超軽量スカラー暗黒物質場から放出される重力波のエネルギーフラックスを計算することにより、超放射不安定性の重力効果を研究します。その物理的な境界で。$M\mu\gtrsim0.5$($M$と$\mu$はECOの質量であり、ボソン、それぞれ。ただし、$M\mu\lesssim0.5$の場合、エネルギー束の変更は無視できます。私たちの結果は、反射率がECOの地平線近くの物理学において重要な役割を果たすことを示唆しています。
$f(T)$ 重力で $H_0$ と $\sigma_8$ の両方の張力を解く
$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を$f(T)$重力の範囲内で同時に緩和する方法を報告します。特に、3つのパラメーターのうち2つが独立しているパラメーター化$f(T)=-T-2\Lambda/M_P^2+\alphaT^\beta$を検討します。このモデルは、2つの緊張関係を解決する観測を効率的に適合させることができます。私たちの知る限りでは、修正重力理論が$H_0$と$\sigma_8$の両方の張力を同時に緩和できるのはこれが初めてであり、重力修正を支持する追加の議論を提供します。
重力波スペクトル合成
BPASSのモデル恒星集団を使用して、孤立したバイナリ進化から生じるLISAソースと、これらが年齢と金属量にどのように依存するかを研究します。すべてのタイプのコンパクト連星と生きている星を含む、これらの集団内のすべての連星の結合GWスペクトルを計算し、これらの結果を使用して、LISAによる星団の検出可能性を調査します。遅い時間では主なソースがWD-WDバイナリであることがわかりますが、約2倍になる前の場合もあります。$10^9$年で、NS-WDおよびBH-WD連星のかなりの集団が見つかりました。これは、物質移動が比較的安定している可能性が高いBPASSでの物質移動および一般的なエンベロープイベントの処理に関連しています。金属性は、GWスペクトルと、さまざまな種類の連星の相対的優位性にも影響を与えます。私たちの結果は、近くの星団が、その進化の大部分を通じて、LISAまたは将来のミッションによって検出可能なGWを生成する可能性があることを示唆しています。
ゆっくりと回転するトールマン VII 溶液
角速度の2次でゆっくりと回転するトルマンVII(T-VII)流体球のモデルを提示します。この構成の構造は、ゆっくりと回転する相対論的質量のHartle-Thorne方程式を統合することによって得られます。$R$は構成の半径、$R_{\mathrm{S}}$はそのシュヴァルツシルト半径です。さまざまな構成について、慣性モーメント$I$、質量四重極モーメント$Q$、および楕円率$\varepsilon$を決定しました。マクローリンおよびポリトロピック回転楕円体の以前の結果と同様に、低速回転では、テニュイティが特定の臨界値に達すると、楕円率の動作が変化することがわかりました。T-VIIモデルの$I$と$Q$の結果を、現実の中性子星に対して提案されたユニバーサルフィッティングによって予測された結果と比較しました。関連するコンパクトさの範囲では、相対誤差が$10\%$以内であることを発見したため、T-VII解が中性子星の内部の記述に対する非常に優れた近似であることを示唆しています。
インフレ相関係数の閉じた式
単一の大質量粒子のツリーレベル交換を使用して、大規模なクラスの2点および3点インフレーション相関器の正確な閉じた形式の式を導き出します。中間の大質量粒子は、任意の質量、スピン、化学ポテンシャル、および外部インフレトンモードへの任意の非導関数または導関数結合を持つことができます。また、結合係数が共形時間に任意の複雑なパワー依存性を持つことを許可します。私たちの結果は、おなじみの特殊関数のみを含み、無限和のない閉形式式を特徴としています。これは、変数を適切に変更する改良されたブートストラップ法によって実現されます。私たちの結果は、幅広い宇宙コライダーモデルをカバーしており、将来の現象学的研究に直接使用できます。私たちの結果は、より複雑なインフレ相関器を構築するための基本的な構成要素としても使用できます。
| Title |
Many-body_neutrino_flavor_entanglement_in_a_simple_dynamic_model |
| Authors |
Joshua_D._Martin,_A._Roggero,_Huaiyu_Duan,_J._Carlson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07049 |
密度の高いニュートリノガスは極端な天体物理学的な場所で形成され、ニュートリノのフレーバーコンテンツは、その後の環境の動的進化に重要な影響を与える可能性があります。ニュートリノ間のコヒーレントな前方散乱により、ガスのフレーバー成分は時間依存ポテンシャルの下で進化し、全対全結合スピン-スピン相互作用として量子多体形式でモデル化できます。この二体ポテンシャルは、一般的にエンタングルメントを導入し、これらのシステムの研究を非常に複雑にします。この作業では、量子多体問題の進化と、少数のニュートリノ($N=16$)に対して通常使用される平均場近似を研究します。ハミルトニアンでランダムに選択された1体と2体のカップリング、およびその結果として生じるいくつかの初期積状態の進化を検討します。続いて、1体観測量の多体と平均場の予測を比較し、1体と2体のもつれを考慮して、多体と平均場の予測が一致しない可能性がある条件を評価します。プロトタイプの初期条件の特別なカテゴリを除いて、通常使用される平均場近似は、検討するシステムでの一体演算子の進化を捉えるには不十分であることがわかります。また、1体および2体のトレース削減サブシステムでコヒーレンスの損失が観察されます。これは、進化が分離可能な状態の古典的な混合物として十分に近似できることを示唆しています。
| Title |
Testing_heavy_neutral_leptons_produced_in_the_supernovae_explosions_with_future_neutrino_detectors |
| Authors |
Vsevolod_Syvolap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07052 |
重中性レプトン(HNL)と呼ばれる仮説上の粒子は、爆発の最初の数秒間に超新星のコアで大量に生成される可能性があります。これらの粒子はその後崩壊し、ニュートリノ検出器で検出できる二次エネルギーニュートリノを生成します。この論文では、0.2から10kpcの距離での超新星爆発を想定して、この方法を使用してテストできるHNLパラメーター空間の領域を特定します。HNL質量$m_N\sim160-700$MeVの範囲と$\tau_N\gtrsim0.02$秒の寿命は、ハイパーカミオカンデニュートリノ検出器を使用して調べることができます。パラメーター空間のこの領域は、原始元素合成からの既存の境界と、将来のSHiP実験の予想される感度を補完するものであり、したがって$m_N\simeq400$MeVの質量までのHNLに関する現在の知識のギャップをカバーします。
