| Title |
Strong_gravitational_lensing_and_microlensing_of_supernovae |
| Authors |
Sherry_H._Suyu,_Ariel_Goobar,_Thomas_Collett,_Anupreeta_More,_Giorgos_Vernardos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07729 |
超新星(SNe)の強い重力レンズ効果とマイクロレンズ効果は、近年、宇宙論と天体物理学の新しいプローブとして浮上しています。強くレンズ化されたSNeの最初の発見の概要から始めて、この初期の研究分野の概要を説明します。宇宙論的距離を測定する方法として、複数のSN画像間の時間遅延の使用について説明し、宇宙論的パラメーター、特にその値が現在激しい議論を受けているハッブル定数を制限します。レンズ付きSNeの時間遅延を測定するための新しい方法が開発されており、次のルービン天文台レガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)からのレンズ付きSNeのサンプルは、競争力のある宇宙論的制約を提供することが期待されています。レンズ付きSNeは、強力な天体物理探査機でもあります。レンズ付きSNeを使用してSN前駆体を制約し、レンズ倍率によって高zSNスペクトルを取得し、マイクロレンズによってSNサイズを推測し、銀河のダストの特性を測定する方法を確認します。この分野での現在の課題は、レンズ付きSNeを見つけることの希少性と難しさです。これらの壮大な爆発を見つけるためのさまざまな方法と進行中の取り組みについて説明し、今後の調査、特にLSSTから予想されるレンズSNeのサンプルの特性を予測し、さまざまな科学的研究を可能にするための観測追跡要件を要約します。今後数年間は、レンズ化されたSN発見のブームでエキサイティングなものになると予想しています。
宇宙金属侵略者: EAGLE シミュレーションにおける宇宙フィラメント内の温熱銀河間媒体のトレーサーとしての銀河間 OVII
| Title |
Cosmic_metal_invaders:_Intergalactic_OVII_as_a_tracer_of_the_warm-hot_intergalactic_medium_within_cosmic_filaments_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
T._Tuominen,_J._Nevalainen,_P._Hein\"am\"aki,_E._Tempel,_N._Wijers,_M._Bonamente,_M._A._Aragon-Calvo,_and_A._Finoguenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07771 |
熱い(logT(K)>5.5)暖かい銀河間媒体(WHIM)の現在の観測状況は不完全なままです。多数のコズミックウェブフィラメントを積み重ねることによる最近の観測では、統計的に有意な検出結果が得られていますが、単一のオブジェクトの直接測定は依然として不足しています。現在、そのようなサンプルが不足しているため、ホットWHIMで構成される宇宙バリオン含有量の堅牢な分析が妨げられており、宇宙論的なバリオンの欠落の問題を解決するのに役立つ可能性があります。不足しているバリオンの検索を改善するために、EAGLEシミュレーションを使用しました。私たちの目的は、コズミックウェブにおける高度にイオン化された金属の濃縮と分布を理解することです。Bisous形式をシミュレートされた銀河に適用することによってフィラメントを検出し、フィラメント状の酸素とOVIIの空間分布と質量および体積分率を特徴付けました。次に、OVIIカラム密度マップを作成し、AthenaX-IFUで検出可能性を判断しました。しかし、酸素とOVII数密度はハローのビリアル半径を超えると急速に低下し、700kpcで検出可能なレベルを下回ります。したがって、検出可能な密度でOVIIが充填されているのは、フィラメント体積の約1%のみです。OVIIのこの不均一な分布は、行方不明のバリオンを追跡するための使用法を複雑にします。代わりに、OVIIはハローの周りに狭いエンベロープを形成します。この局所的な性質により、フィラメントのSDSSカタログ内でアテナX-IFUを使用して銀河間OVIIを検出する可能性は低くなります(視線あたり10～20%)。4MOST調査からの将来のフィラメントサンプルでは、可能性は最大50%のレベルまで増加します。それにもかかわらず、EAGLEの結果に基づくと、これはハローのビリアル半径の数倍に制限されるため、バリオンの欠落の問題を決定的に解決するには十分ではありません。幸いなことに、熱いWHIMではハローの周りのボリュームが密集しており、それを追跡することで、まだ不足しているバリオンの含有量を最大25%減らすことができます。
LOFAR sky VI の Planck クラスター。 LoTSS-DR2: 無線遺物の特性
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky_VI._LoTSS-DR2:_Properties_of_radio_relics |
| Authors |
A._Jones,_F._de_Gasperin,_V._Cuciti,_A._Botteon,_X._Zhang,_F._Gastaldello,_T._Shimwell,_A.Simionescu,_M._Rossetti,_R._Cassano,_H._Akamatsu,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_G._Brunetti,_L._Camillini,_G._Di_Gennaro,_A._Drabent,_D._N._Hoang,_K._Rajpurohit,_R._Natale,_C._Tasse_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07814 |
環境。銀河団の合体によって放出された銀河団内媒体の衝撃波がシンクロトロン放射を生成する可能性があることは十分に確立されており、これは電波遺物として無線周波数で私たちに見えます。ただし、これらの遺物を生成する粒子加速メカニズムはまだ完全には理解されていません。遺物が銀河団内媒体の合体によって引き起こされた乱流を追跡する電波ハローとどのように関連するかも不明です。ねらい。均一観測を使用して、大量に選択された銀河団のサンプルで電波遺物の最初の統計分析を実行することを目指しています。メソッド。低周波アレイ2メートルスカイサーベイデータリリース2(LoTSSDR2)によって144MHzで観測されたすべての遺物を分析しました。これは、SZソース(PSZ2)の2番目のプランクカタログ内の銀河団によってホストされています。均一で偏りのない方法で遺物の特性を測定し、比較しました。特に、特徴的な下流幅を統計的に記述する方法を開発しました。さらに、電波ハローがある場合とない場合の電波遺物をホストするクラスターの違いを検索しました。結果。私たちのサンプルでは、$\sim$10%の銀河団が少なくとも1つの電波遺物をホストしていることがわかります。より高い周波数で、遺物クラスターの中心距離と最長の線形サイズ、および電波遺物パワーとクラスター質量との間の相関関係に関する以前の調査結果を確認します。ただし、私たちの調査結果は、低電力の遺物の集団がまだ欠けていることを示唆しています。また、下流の条件が楽観的であっても、遺物が理論的に予想されるよりも広いこともわかりました。最後に、遺物をホストするクラスターを電波ハローの有無で分離する単一のプロパティの証拠は見つかりません。
$f(R)$ 重力に対する新しい遅延時間制約
$f(R)$重力などの理論に触発された一般相対性理論(GR)の修正は、$\Lambda$CDMモデルの代替として、宇宙の後期加速を説明する最も一般的な理論の1つです。この作業では、$f(R)$重力フレームワークは、文献で最も人気のある2つの$f(R)$モデル、つまりHu-SawickiモデルとStarobinskyモデルによるものです。さらに、ニュートンの重力定数の時間変化が超新星距離係数の関係にどのように影響するかを検討します。我々は、BAO+BBNおよびBAO+BBN+非較正超新星結合解析から、Hu-Sawickiダイナミクスの下で$f(R)$重力のマイナーな証拠を見つけたが、Cepheidホスト距離を含めることで、モデルはGRと互換性がある。さらに、このモデルは$H_0$の緊張を緩和する傾向にあることがわかります。一般に、この研究で後期プローブを使用して実行されたすべての分析で、両方の$f(R)$モデルが95\%CLでGRと一致することがわかりました。
CMB異方性における宇宙複屈折の赤方偏移進化
| Title |
Redshift_evolution_of_cosmic_birefringence_in_CMB_anisotropies |
| Authors |
Matteo_Galaverni,_Fabio_Finelli_and_Daniela_Paoletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07971 |
結合$\phiF^{\mu\nu}\tildeF_{\mu\nu}$.初期の暗黒エネルギー、Quintessence、またはアクシオンのような暗黒物質のモデルにおけるものなど、擬似スカラー場の現象論的または理論的に動機付けられた赤方偏移依存性が、次のような多極子依存性を示すCMB分極および温度分極パワースペクトルにどのようにつながるかを示します。直線偏光角の赤方偏移依存性が無視される、広く採用されている近似を超えています。この多重極依存性のため、一般的な結合$\phiF^{\mu\nu}\tildeF_{\mu\nu}$による等方性複屈折効果は、体系的なキャリブレーション角度の不確実性で縮退しません。この多極子依存性を考慮して、ウィシャート尤度の$\chi^2$分析に基づいて、将来のCMB分極実験で検出できる疑似スカラー場のこれらの現象論的および理論的な赤方偏移依存性のパラメーターを計算します。私たちのアプローチの最後の例として、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)によって、体系的な回転角の不確実性を無視するかどうかに関係なく、将来の実験で検出できる初期暗黒エネルギーの最小結合$g_\phi$を計算します。
WMAP と Planck による偏光シンクロトロン放射の形態学的解析
| Title |
Morphological_Analysis_of_the_Polarized_Synchrotron_Emission_with_WMAP_and_Planck |
| Authors |
F._A._Martire,_A._J._Banday,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez_and_R._B._Barreiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08041 |
銀河面から離れた明るい偏光シンクロトロン放射は、主にフィラメント構造に由来します。偏光強度マップで明るい細長い構造の検出を可能にするフィラメントファインダーアルゴリズムを実装します。それぞれ\textit{WMAP}と\textit{Planck}で観測された23GHzと30~GHzの空を分析します。19のフィラメントを識別し、そのうち13は以前に観察されています。各フィラメントについて、分極率を調べ、通常、銀河面を除くフィラメントの外側の領域よりも大きな値を見つけ、2つのフィラメントで約30\%の分極に達します。フィラメントの偏光スペクトルインデックスを調査し、以前の分析で見つかった値(約-3.1)と一致するスペクトルインデックスを、より拡散した領域で見つけました。偏光信号を$E$および$B$ファミリーに分解すると、ほとんどのフィラメントが$P_E$で検出されますが、$P_B$では検出されないことがわかります。次に、23GHzでのシンクロトロン放射の拡散領域の統計的特性の理解に焦点を当てます。ミンコフスキー汎関数とテンソルを使用して、偏光強度マップの非ガウス性と統計的等方性を分析します。より暗い放射の80\%に対応する空の範囲と、6度より小さいスケール($\ell>30$)では、ガウス性と等方性からの偏差は3$\sigma$よりも大幅に高くなります。偏差のレベルは小さいスケールでは減少しますが、分析された最も低いスケール($\sim1.5^\circ$)では依然としてかなり高いままです。60\%の空の範囲を分析すると、偏差が3$\sigma$を超えることはないことがわかります。最後に、シンクロトロン偏光放射の非ガウスおよび異方性シミュレーションを生成するための単純なデータ駆動型モデルを提示します。シミュレーションは、データマップの最も暗い80\%の空の範囲のスペクトルおよび統計特性と一致するように適合されます。
LOFAR の空のプランク クラスター: IV: LoTSS-DR2: 電波ハローと再加速モデルの統計
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky:_IV:_LoTSS-DR2:_statistics_of_radio_halos_and_re-acceleration_models |
| Authors |
R._Cassano,_V._Cuciti,_G._Brunetti,_A._Botteon,_M._Rossetti,_L._Bruno,_A._Simionescu,_F._Gastaldello,_R._J._van_Weeren,_M._Brueggen,_D._Dallacasa,_X._Zhang,_H._Akamatsu,_A._Bonafede,_G._Di_Gennaro,_T._W._Shimwell,_F._de_Gasperin,_H._J._A._Roettgering,_A._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08052 |
散在する星団規模のシンクロトロン電波放射は、ますます多くの銀河団で電波暈(RH)の形で発見されており、星団内媒質における相対論的電子と磁場の存在を調べています。それらの起源を説明するための好ましいシナリオは、粒子が再加速されるクラスターの合体中に生成された乱流領域を追跡することです。このフレームワークでは、RHはクラスターのダイナミクスを調査することが期待されており、大規模なシステムではより頻繁に使用されると予測されています。RHとクラスターダイナミクスとの関係を研究し、理論モデルを制約するには、統計的研究が重要です。さらに、低頻度調査は、乱流モデルの重要な予測である、非常に急峻な電波スペクトルを持つRHの存在に光を当てることができます。PlanckSunyaevZel'dovichの2番目のカタログのクラスターから、LOFAR2メートルスカイサーベイの2番目のデータリリース(DR2)でカバーされる5634度^2内にあるソースを検出しました。観測されたRHの数、それらの電波束密度、および赤方偏移分布は、再加速シナリオの枠組みで予想されるものと一致していることがわかります。さらに、RHを含むクラスターの割合はクラスターの質量とともに増加し、RHの生成におけるクラスター形成の重力プロセスの主要な役割を確認します。これらのモデルは、DR2Planckサンプルで非常に急峻なスペクトルを持つRHの大部分を予測します。これは将来の研究でテストされますが、GMRTサンプルとLOFARサンプルでのハローの発生を比較すると、実際に低周波数でのRHの発生が多いことが示されています。LOFARによって優先的に検出される非常に急峻なスペクトルRHの数の存在。形態学的情報を使用して、RHが合流するシステムに優先的に配置されていること、および新たにLOFARで発見されたRHの割合が乱れの少ないシステムで大きいことを確認します。
プランクは、LOFAR の空に集まっています。 Ⅱ． LoTSS-DR2: LOFAR による拡散拡張放出の回復
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky._II._LoTSS-DR2:_Recovering_diffuse_extended_emission_with_LOFAR |
| Authors |
L._Bruno,_G._Brunetti,_A._Botteon,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_R._Cassano,_R._J._van_Weeren,_T._Shimwell,_G._Taffoni,_S._A._Russo,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_D._N._Hoang,_H._J._A._R\"ottgering,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08121 |
上空の拡張された電波源は、干渉計によって適切に画像化されるために、短いベースラインの密なサンプリングが必要です。この問題は、電波ハローの形でMpcスケールの拡散シンクロトロン源をホストする可能性のある銀河団の研究など、電波天文学の多くの分野で発生します。電波ハローが検出されないクラスターでは、放射の本質的な欠如または外因性(機器および/または観測)効果のために、上限を決定することが可能です。ラジオハローが検出されないLOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS-DR2)の2番目のデータリリースからのプランク銀河団のサンプルを検討します。このサンプルを使用して、LOFARの機能をテストし、拡散拡張放出を回復して上限を導き出します。注入技術により、さまざまな表面輝度プロファイルを持つ電波ハローをシミュレートします。次に、対応する可視性を予測し、実際の可視性とともにそれらを画像化します。この方法により、不十分なUVカバレッジによるフラックス密度損失の割合をテストし、模擬放射が目視検査で検出できなくなるしきい値を取得できます。短い間隔でのLOFARの高密度UVカバレッジにより、最大$\sim15'$のサイズのターゲットのフラックス密度の$\gtrsim90\%$を回復できます。イメージノイズとモックハローの範囲(ビーム数)に基づいて上限を提供する関係を見つけます。この関係は、離散ソースの減算によって導入されたアーティファクトがクラスターの中央領域で無視できる場合に、注入せずに上限を取得するために安全に採用できます。それ以外の場合は、より信頼性の高い制限を決定するために、注入プロセスと画像の目視検査が必要です。これらの方法を通じて、進行中の統計研究で活用される75個のクラスターの上限を取得します。
天体物理学的重力波背景の円偏光
| Title |
Circular_Polarization_of_the_Astrophysical_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Lorenzo_Valbusa_Dall'Armi,_Atsushi_Nishizawa,_Angelo_Ricciardone_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08205 |
重力波の円偏光は、重力のパリティ違反をテストし、確率的背景の原始起源と天体物理起源を区別するための強力な観測量です。この特性は、偏極した背景を生成する可能性のある特定の宇宙論的ソースとは対照的に、均一で等方的な天体物理学的背景の予想される非偏極の性質に由来します。ただし、この作業では、天体物理学の背景にも無視できない量の円偏光があることを示しています。これは、未解決の光源の数のポアソン変動によって生成され、信号対干渉計を備えた第3世代の干渉計によって検出できます。ノイズ比が1より大きい。また、初期宇宙からの信号を検索するために、周波数と角度依存性を利用して、この余分なノイズ源から重力波マップを消去できる場合についても説明します。地上および宇宙ベースの干渉計による偏光宇宙背景の検出に関する将来の研究では、そのような前景の寄与の存在を説明する必要があります。
Keck/NIRC2 渦コロナグラフによるベガの Ms バンドによる惑星探索
| Title |
Planet_Search_with_the_Keck/NIRC2_Vortex_Coronagraph_in_Ms-band_for_Vega |
| Authors |
Bin_B._Ren,_Nicole_L._Wallack,_Spencer_A._Hurt,_Dimitri_Mawet,_Aarynn_L._Carter,_Daniel_Echeverri,_Jorge_Llop-Sayson,_Tiffany_Meshkat,_Rebecca_Oppenheimer,_Jonathan_Aguilar,_Eric_Cady,_Elodie_Choquet,_Garreth_Ruane,_Gautum_Vasisht,_Marie_Ygouf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07714 |
星周円盤のギャップは、惑星摂動因子の存在を示す可能性があり、そのようなシステムは系外惑星の直接画像観測のターゲットとして好まれます。最も明るく太陽に最も近い星の1つである測光標準星ベガは、2つのベルトの破片円盤構造をホストしています。その惑星系がほぼ正面から見られているという事実と相まって、ベガは惑星画像化の主要な目標の1つになっています。4.67$\mu$mのMsバンドのKeck/NIRC2のベクトル渦コロナグラフを使用して、目標到達時間が1.8時間のベガの惑星検出限界を1天文単位から22天文単位で報告します。12auの外側で3木星の質量限界に達し、これは既存の研究よりもほぼ1桁深くなります。既存の視線速度研究と組み合わせることで、ベガの22天文単位から0.1天文単位まで、木星質量の8倍を超える伴星の存在を自信を持って除外できます。内部と外部から4auまで、この結合されたアプローチは、視線速度と直接イメージングをそれぞれ使用して、惑星の検出限界である木星質量の2～3倍に達します。マルチジュピターの質量検出限界に到達することにより、私たちの結果は、ベガの周りの惑星系構成のより全体的な理解を得るために、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した今後の観測でベガの惑星イメージングによって補完されることが期待されています。
DREAM I. 軌道建築オーラリー
| Title |
DREAM_I._Orbital_architecture_orrery |
| Authors |
V._Bourrier,_O._Attia,_M._Mallonn,_A._Marret,_M._Lendl,_P._-C._Konig,_A._Krenn,_M._Cretignier,_R._Allart,_G._Henry,_E._Bryant,_A._Leleu,_L._Nielsen,_G._Hebrard,_N._Hara,_D._Ehrenreich,_J._Seidel,_L._dos_Santos,_C._Lovis,_D._Bayliss,_H._M._Cegla,_X._Dumusque,_I._Boisse,_A._Boucher,_F._Bouchy,_F._Pepe,_B._Lavie,_J._Rey_Cerda,_D._Segransan,_S._Udry_and_T._Vrignaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07727 |
近くにある太陽系外惑星の分布は、大気プロセスと動的プロセスの間の複雑な相互作用によって形成されます。Desert-RimExoplanetsAtmosphereandMigration(DREAM)プログラムは、海王星の熱い砂漠の研究を通じて、これらのプロセスを解きほぐすことを目的としています。この砂漠の縁には、大気蒸発と軌道移動を受けている、または生き残った惑星があります。この最初の論文では、Rossiter-McLaughlinRevolutions(RMR)手法を使用して、ミニ海王星から木星サイズまで、広範囲の軌道距離をカバーする14個の近接惑星の軌道アーキテクチャを調査します。最小の2つの惑星については信号が検出されませんでしたが、6つの惑星の空に投影されたスピン軌道角度を初めて制限し、他の6つの惑星の値を修正することができました。、7つのシステムで3D軌道アーキテクチャを導出します。これらの結果は、私たちのサンプルの極軌道の4分の3が驚くべきものであることを明らかにしています。これらはすべて、単一の近接惑星を持つシステムですが、さまざまな恒星型および惑星型です。高離心率の移動は、いくつかの蒸発する暖かい海王星のそのような軌道を説明するために好まれており、砂漠の形成とその縁への居住における後期移動の役割をサポートしています。私たちの測定値を惑星人口のより広い文脈に置くことは、それらのアーキテクチャを形成するさまざまなプロセスを調査するのに役立ちます.
| Title |
The_geometric_albedo_of_the_hot_Jupiter_HD_187933b_measured_with_CHEOPS |
| Authors |
A._F._Krenn,_M._Lendl,_J._A._Patel,_L._Carone,_M._Deleuil,_S._Sulis,_A._Collier_Cameron,_A._Deline,_P._Guterman,_D._Queloz,_L._Fossati,_A._Brandeker,_K._Heng,_B._Akinsanmi,_V._Adibekyan,_A._Bonfanti,_O._D._S._Demangeon,_D._Kitzmann,_S._Salmon,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_L._Blecha,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_C._Corral_van_Damme,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_L._Delrez,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_J._Farinato,_A._Fortier,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_E._Kopp,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_C._Mordasini,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07731 |
Context.可視波長での太陽系外惑星の掩蔽の測定により、惑星大気の反射特性を決定することができます。観測された掩蔽深度は、幾何学的アルベドに変換できます。これは、大気中のエアロゾルの波長依存の反射特性に関する追加情報を提供することにより、大気の構造と組成を特徴付けるのに役立ちます。ねらい。私たちの目的は、CHEOPSの広い光学バンドパス(350～1100nm)で掩蔽深さを測定することにより、巨大ガス惑星HD189733bの幾何学的アルベドを正確に測定することです。メソッド。PythonパッケージPyCHEOPSを利用してCHEOPSによって実行されたHD189733bの掩蔽の13の観測を分析しました。得られた掩蔽深度は、惑星からの熱放射の寄与を説明する幾何学的アルベドを推測するために使用されます。また、TESSとCHEOPS宇宙望遠鏡による観測を組み合わせてトランジットパラメータを改良することで、分析を支援します。結果。CHEOPS観測で$24.7\pm4.5$ppm掩蔽の検出を報告します。この掩蔽の深さは、$0.076\pm0.016$の幾何学的アルベドに対応します。私たちの測定は、惑星の大気が散乱レベルで雲がなく、CHEOPSバンドの吸収が共鳴Naダブレットによって支配されると仮定したモデルと一致しています。ハッブル宇宙望遠鏡で得られた以前の光掩蔽観測を考慮に入れると、両方の測定値を組み合わせることで、HD189733bの昼間の大気中の超恒星Na元素の存在量と一致しています。さらに、惑星のボンドアルベドを3$\sigma$の信頼度で0.013から0.42の間に制限します。
系外惑星および星雲環境における [P II] のバイオシグネチャ ライン比
| Title |
Biosignature_Line_Ratios_of_[P_II]_in_Exoplanetary_and_Nebular_Environments |
| Authors |
Kevin_Hoy,_Sultana_N._Nahar,_Anil_K._Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07736 |
DNAの骨格要素であるリンは、宇宙で生命を探す上で重要な要素です。その検出を支援するために、5つの最低位置の禁制[P~II]遷移、つまりレベル$3s^23p^2(^3P_0,^3P_1,^3P_2,^1D_2,^1S_0)$.波長範囲は0.44～70\mumで、いくつかはジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で観測可能な分光領域内にあります。これらのライン比は、計算された衝突強度とレベル固有の再結合率係数を組み合わせた新しい衝突-放射-再結合(CRR)モデルを使用して計算されています。正確なBreit-PauliR-Matrixメソッドを使用して計算された両方のデータセットを使用します。CRRモデルには、\eion再結合から輝線形成への新しいスキームが含まれています。その効果を、電子衝撃励起と自然放射減衰のみを組み込んだモデルと比較します。電子とイオンの再結合がすべてのライン比に大きな影響を与え、輝線モデルの物理的精度が大幅に向上することがわかりました。
TESS が WASP-19b の全位相曲線を公開
測光データに適合する単一のジョイントを使用して、短周期トランジットホットジュピターシステムWASP-19bの全軌道位相曲線と二次食の検出と分析を提示し、パラメーターの縮退を解決します。セクター9と36の間に通過系外惑星調査衛星(TESS)によって取得されたデータを分析します。
極周円盤のグリッドベースのシミュレーション: 極配列と渦形成
| Title |
Grid-Based_Simulations_of_Polar_Circumbinary_Disks:_Polar_Alignment_and_Vortex_Formation |
| Authors |
Ian_Rabago,_Zhaohuan_Zhu,_Rebecca_G._Martin,_and_Stephen_H._Lubow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07796 |
円盤の極配置の最初のグリッドベースのシミュレーションについて説明します。グリッドベースのコードATHENA++を使用して、偏心バイナリの周りの傾斜ディスクの進化をシミュレートします。グリッドベースの数値コードを使用すると、以前の研究で調べられたよりも低いディスク粘度を調べることができます。$\alpha$粘性が高い場合、円盤は極方向に整列することがわかりますが、粘性が低い円盤は、1000連星軌道周期にわたってほとんど整列せずに節歳差運動します。極軸合わせと円盤の歳差運動のタイムスケールを円盤の粘度の関数として比較したところ、以前の研究と一致していることがわかりました。円盤の粘度が非常に低い場合(例:$\alpha=10^{-5}$)、円盤の内縁に沿って高気圧性渦が観測されます。これらの渦は、何千もの連星軌道に持続することができ、方位角的に局所化された過密度と複数の渦巻き腕のペアを作成します。渦は、円盤の内側の端に近い連星長半径の$\sim3-4$倍の位置で形成され、おおよそローカルケプラー速度で周回します。円盤内の渦の存在は、一時的な降着の促進や極周連星の形成の加速など、周連星系の進化に重要な役割を果たしている可能性があります。
流星群におけるカオスの特徴付け。ふたご座への応用
| Title |
Characterisation_of_chaos_in_meteoroid_streams._Application_to_the_Geminids |
| Authors |
Ariane_Courtot_and_J\'er\'emie_Vaubaillon_and_Marc_Fouchard_(IMCCE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_UPMC,_Univ_Lille,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07998 |
流星群とその親体を動的にリンクするのは難しい場合があります。これは、一部は今日のツール(D基準など)の制限によるものであり、一部は流星の流れの複雑なダイナミクスによるものです。流星群のカオスを研究する方法を選択し、それをふたご座流星群に適用します。カオスマップを描くことにしました。直交高速リアプノフインジケーターは、調査したカオスインジケーターの中で、私たちの問題に適していることを示します。マップは、$10^{-1}$から$10^{-4}$mまでの3つのサイズのビンに対して描画されます。最大の粒子をトラップする傾向がある地球と金星との平均運動共鳴の影響を示します。カオスマップは、惑星との密接な遭遇を反映して、離心率の3つの異なる体制を示しています。また、非重力の影響についても研究しています。非重力による拡散と共鳴を相殺するために必要な粒子サイズ$r_{lim}$の最初の近似値を決定します。ふたご座の場合、$r_{lim}$は$[3;8]\times10^{-4}$mの範囲にあることがわかります。ただし、$r_{lim}$は軌道位相空間に依存します。
ニューラル ネットワークを使用した月の断片化した岩石のグローバル マッピング: 空気のない表面上の岩石の破壊モードへの影響
| Title |
Global_mapping_of_fragmented_rocks_on_the_Moon_with_a_neural_network:_Implications_for_the_failure_mode_of_rocks_on_airless_surfaces |
| Authors |
O._Ruesch,_V._T._Bickel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08151 |
近年、宇宙環境と接するサブkm小惑星の表面は、きめの細かいレゴリスではなく、センチメートルからメートルスケールの岩石で構成されていることがわかってきました。ここでは、小天体の岩石の形態が月のよく知られている宇宙侵食物質にどのように反応するかを理解することを目指しています。ニューラルネットワークを展開し、月面に散在する合計約130,000個の断片化されたボルダーをマッピングし、さまざまな故障モードに対応するさまざまな分解形態を視覚的に識別します。いくつかの断片化されたボルダーの形態は、小惑星ベンヌで観察された形態と同等であることがわかりました。これは、月と小惑星のこれらの形態が、それらの形成メカニズムを診断できない可能性が高いことを示唆しています。私たちの調査結果は、ボルダーの断片化プロセスは、突然の非常に効率的な衝撃粉砕イベントが発生するまで、岩石スケールでの損傷の形態学的兆候が限られている内部の弱体化期間によって特徴付けられることを示唆しています。さらに、移流のような侵食スタイルを持つ角礫岩などの新しい形態を識別します。製作した砕石カタログを本紙とともに公開します。
TESSとCHEOPSによる一連の小さな惑星の特徴付けと測光性能の分析
| Title |
Characterization_of_a_set_of_small_planets_with_TESS_and_CHEOPS_and_an_analysis_of_photometric_performance |
| Authors |
Dominic_Oddo,_Diana_Dragomir,_Alexis_Brandeker,_Hugh_P._Osborn,_Karen_Collins,_Keivan_Stassun,_Nicola_Astudillo-Defru,_Allyson_Bieryla,_Steve_B._Howell,_David_R._Ciardi,_Samuel_Quinn,_Jose_M._Almenara,_Cesar_Briceno,_Kevin_I._Collins,_Knicole_D._Colon,_Dennis_M._Conti,_Nicolas_Crouzet,_Elise_Furlan,_Tianjun_Gan,_Crystal_L._Gnilka,_Robert_F._Goeke,_Erica_Gonzales,_Mallory_Harris,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L.N._Jensen,_David_Latham,_Nicholas_Law,_Michael_B._Lund,_Andrew_W._Mann,_Bob_Massey,_Felipe_Murgas,_George_Ricker,_Howard_M._Relles,_Pamela_Rowden,_Richard_P._Schwarz,_Joshua_Schlieder,_Avi_Shporer,_Sara_Seager,_Gregor_Srdoc,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08162 |
半径の谷は、小さな惑星の大気がどのように形成および進化するかを示唆していますが、この特徴は、多くの小さな惑星の非常に正確な特徴付けでのみ見ることができます.NASATESSとESACHEOPS観測の両方で、9つの惑星と1つの惑星候補の特性を提示します。これは、半径の谷に隣接する惑星の全体的な人口に追加されます。TOI118b、TOI262b、TOI455b、TOI560b、およびTOI562bの5つの惑星は既に公開されていますが、次の4つの新しいTESS惑星のフォローアップ観測を使用して、通過信号を惑星として精査および検証します。TOI198b、TOI244b、TOI444b、TOI470b。主鏡サイズの3倍の増加は、1つのCHEOPSトランジットが、理想的な条件下で約9つのTESSトランジットと同等のトランジット深度のモデルの不確実性をもたらすことを意味するはずですが、私たちのCHEOPSトランジットは、通常、2～12のTESSトランジットに相当する不確実性をもたらすことがわかります。平均5.9相当の通過。したがって、CHEOPSトランジットへの適合により、トランジットの深さの全体的な不確実性が低くなり、TESSトランジットへの適合と比較して精度が向上しますが、これらの適合の不確実性は、光子制限ノイズを考えると、予想される予測と常に一致するとは限りません。同等のトランジットの数と物理パラメーターの間に相関関係は見られません。これは、この動作が厳密に体系的ではなく、CHEOPS訪問中のトランジットギャップやCHEOPS光曲線の不均一なトレンド除去などの他の要因による可能性があることを示しています。
超高温木星 WASP-18b の広帯域熱放射スペクトル
| Title |
A_broadband_thermal_emission_spectrum_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-18b |
| Authors |
Louis-Philippe_Coulombe_(1),_Bj\"orn_Benneke_(1),_Ryan_Challener_(2),_Anjali_A._A._Piette_(3),_Lindsey_S._Wiser_(4),_Megan_Mansfield_(5,6),_Ryan_J._MacDonald_(2,6,7),_Hayley_Beltz_(2),_Adina_D._Feinstein_(8),_Michael_Radica_(1),_Arjun_B._Savel_(9,10),_Leonardo_A._Dos_Santos_(11),_Jacob_L._Bean_(8),_Vivien_Parmentier_(12),_Ian_Wong_(13,14),_Emily_Rauscher_(2),_Thaddeus_D._Komacek_(9),_Eliza_M.-R._Kempton_(9),_Xianyu_Tan_(15,16,17),_Mark_Hammond_(17),_Neil_T._Lewis_(18),_Michael_R._Line_(4),_Elspeth_K._H._Lee_(19),_Hinna_Shivkumar_(20),_Ian_J.M._Crossfield_(21),_Matthew_C._Nixon_(9),_Benjamin_V._Rackham_(22,23,24),_Hannah_R._Wakeford_(25),_Luis_Welbanks_(4),_Xi_Zhang_(26),_Natalie_M._Batalha_(27),_Zachory_K._Berta-Thompson_(28),_Quentin_Changeat_(29,30),_Jean-Michel_D\'esert_(20),_N\'estor_Espinoza_(11),_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08192 |
ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡からの熱放射測定を使用して、2,000Kを超える温度の近接巨大太陽系外惑星(「超高温木星」)の大気特性を決定するための広範な努力の対象となっています。ただし、以前の研究では一貫性のない結果が得られました。これは、スペクトル特徴のサイズが小さく、データの情報コンテンツが限られているため、機器の体系化と大気検索分析の処理で行われたさまざまな仮定に対して高い感度が得られたためです。ここでは、JWSTのNIRISS装置で得られた超高温木星WASP-18bの昼側の熱放射スペクトルを提示します。データは、400の平均分解能で波長が0.85～2.85$\mu$mにまたがり、最小の系統性を示します。スペクトルは、3つの水放出特徴($>$6$\sigma$の信頼度)と、おそらくH$^-$、TiO、およびVOによる光学的不透明性の証拠(3.8$\sigma$の有意性を合わせたもの)を示しています。データに適合するモデルには、熱反転、化学平衡によって予測される分子解離、太陽重元素の存在量(''金属性''、M/H=1.03$_{-0.51}^{+1.11}$$\times)が必要です。$solar)、および1未満の炭素対酸素(C/O)比。データはまた、昼側の明るさの温度マップを生成します。これは、ターミネーターに向かって経度と対称的に急激に減少する亜星点近くの温度のピークを示しています。
前駆星から小惑星母体ホストまでの異常な複合プレソーラー粒子の歴史をたどる
| Title |
Tracing_the_history_of_an_unusual_compound_presolar_grain_from_progenitor_star_to_asteroid_parent_body_host |
| Authors |
Sheryl_A._Singerling,_Larry_R._Nittler,_Jens_Barosch,_Elena_Dobrica,_Adrian_J._Brearley,_and_Rhonda_M._Stroud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08228 |
非平衡普通コンドライトSemarkonaからの異常な酸化物-ケイ酸塩複合プレソーラー粒子(F2-8)のTEM研究を実施しました。プレソーラー複合粒子は比較的大きく、アメーバ状の形状をしており、Mgに富むかんらん石、Mg-Alスピネル、およびCaに富む輝石を含んでいます。形状と相の集合は、アメーバ-カンラン石凝集体を連想させ、プレソーラー耐火性包有物様(CAIおよびAOA)粒子のTEM観測の増加に追加されます。主成分に加えて、F2-8には、カンラン石内のアラバンダイトオルダマイト複合粒子とMg-Alスピネル内のいくつかのマグネタイトサブグレインを含む複数のサブグレインも含まれています。カンラン石、Mg-Alスピネル、およびアラバンダイト-オルダマイトは平衡凝縮によって形成され、Caに富む輝石は非平衡凝縮によって形成され、すべてM型AGBスターエンベロープ内にあると主張します。一方、磁鉄鉱のサブグレインは、セマルコナ小惑星母体の水質変質の結果である可能性が高いです。二次処理の追加の証拠には、Mg-Alスピネルとかんらん石のFe濃縮、かんらん石のAl含有量の上昇、かんらん石のビーム感度と変調構造が含まれます。複合プレソーラー粒子は、幅広い温度範囲で凝縮状態を記録します。さらに、複合粒子内のいくつかの異なるプレソーラー段階の存在は、星間物質、太陽系星雲、ホスト小惑星母体など、さまざまな環境での凝縮後の処理の相対速度と効果に関する情報を伝えることができます。F2-8のTEM観測は、M型AGB星エンベロープでの凝縮による粒子の形成、星間物質の通過、およびセマルコナの小惑星親天体に存在する間の水の変化から、粒子の生涯にわたる洞察を提供します。
分子雲の星形成率を決めるのは何か?圧縮率と膨張率のフィンガープリントとしての密度分布
| Title |
What_Sets_the_Star_Formation_Rate_of_Molecular_Clouds?_The_Density_Distribution_as_a_Fingerprint_of_Compression_and_Expansion_Rates |
| Authors |
Sabrina_M._Appel,_Blakesley_Burkhart,_Vadim_A._Semenov,_Christoph_Federrath,_Anna_L._Rosen,_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07723 |
星形成分子雲の一連の3Dシミュレーションを使用して、星フィードバック、磁場、駆動乱流の有無にかかわらず、ガスの圧縮率と膨張率を密度の関数として調べます。平均密度付近では、超音速乱流がガスの圧縮量と膨張量の間の大まかな平衡を促進し、高密度状態と低密度状態の間の連続的なガス循環と一致することを示します。原始星ジェットを含めると、急速に膨張および圧縮する低密度ガスが生成されることがわかりました。ガス質量フラックスは、密度確率分布関数(PDF)の対数正規形とべき法則形の間の遷移でピークに達することがわかります。これは、衝撃後の密度を追跡する遷移密度と一致しており、この密度での質量の増加を促進します（つまり、衝撃圧縮とフィラメント形成）。高密度では、気体のダイナミクスは自己重力によって支配されます。すべての実行の圧縮率は、重力のみの実行の速度と一致し、自己重力以外のプロセスはこれらの密度ではほとんど影響を与えないことを示唆しています.正味のガス質量フラックスは、星形成速度と等しいシンク形成閾値以下の密度で一定になります。正味のガス質量フラックスが星形成率と等しくなる密度は、我々のシンク閾値密度よりも一桁低く、密度PDFの2番目のべき乗則テールの形成に対応し、全体的な星形成率を設定します。これらのシミュレーション。
SOUX AGN サンプル: SDSS-XMM-Newton 光学、紫外線、および X
線によって選択された、広範囲のパラメーター空間にまたがる活動銀河核 -- サンプル定義
| Title |
The_SOUX_AGN_Sample:_SDSS-XMM-Newton_Optical,_Ultraviolet_and_X-ray_selected_active_galactic_nuclei_spanning_a_wide_range_of_parameter_space_--_Sample_definition |
| Authors |
Daniel_Kynoch,_Jake_A._J._Mitchell,_Martin_J._Ward,_Chris_Done,_Elisabeta_Lusso_and_Hermine_Landt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07724 |
$z=2.5$の赤方偏移までの696タイプ1AGNのサンプルを組み立てます。これらはすべて、少なくとも1つの広い輝線(H$\alpha$、H$\beta$またはMgII)を含むSDSSスペクトルを持っています。XMMオプティカルモニターからの同時光学/紫外測光に加えて、少なくとも250カウントを含むXMM-ニュートンX線スペクトル。私たちのサンプルには、クエーサーと狭線のセイファート1が含まれています。したがって、AGNは、光度、ブラックホールの質量、および降着率の広い範囲に及びます。3つの輝線の単一エポックブラックホール質量関係を決定し、連続体または輝線の光度が広い輝線領域半径のプロキシとして使用されているかどうかにかかわらず、それらが広く一貫した質量推定値を提供することを発見しました。UV/X線エネルギーインデックス$\alpha_\mathrm{ox}$の変化を、UV連続光度およびブラックホールの質量と降着率で調査し、物理的なクエーサースペクトルエネルギー分布(SED)モデルQSOSEDと比較します。.サンプルのAGNの大部分は、このモデルで定義されているように、$0.02<L/L_\mathrm{Edd}<2$のパラメーター空間の領域にあり、細い線タイプ1のAGNオフセットは質量が低く、降着率が高くなります。典型的なブロードラインクエーサーよりも。$\alpha_\mathrm{ox}$のUV光度への依存性には、AGNの狭い/広い線と電波が大きい/静かなサブセットの両方で違いがあることがわかります:$\alpha_\mathrm{ox}$の依存性はわずかに弱いブロードラインAGNとラジオラウドAGNのUV光度については、系統的に$\alpha_\mathrm{ox}$が難しくなっています。
CANDELS フィールドでの近赤外弱レンズ (NIRWL) 測定 I: 点像分布関数のモデル化と体系化
| Title |
Near-IR_Weak-Lensing_(NIRWL)_Measurements_in_the_CANDELS_Fields_I:_Point-Spread_Function_Modeling_and_Systematics |
| Authors |
Kyle_Finner,_Bomee_Lee,_Ranga-Ram_Chary,_M._James_Jee,_Christopher_Hirata,_Giuseppe_Congedo,_Peter_Taylor,_Kim_Hyeonghan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07725 |
広視野CANDELSHST/WFC3-IRF160W観測の近赤外弱いレンズ（NIRWL）分析を実施しました。ガイアの固有運動補正カタログを天文基準として使用して、5つのCANDELSモザイクの天文を更新し、平均で$0.02\pm0.02$秒角以内の絶対位置合わせを達成しました。これは、既存のモザイクよりも数倍優れています。これらのモザイクはダウンロードできます。弱いレンズ測定のために補正する必要がある体系的な影響を調査しました。最大の寄与する体系的な影響は、アンダーサンプリングによって引き起こされることがわかりました。点広がり関数(PSF)のプローブとして星を使用して、PSFの楕円率とサイズをそれぞれ最大0.02と$3\%$変化させる、PSF形状へのサブピクセル重心依存性を見つけます。明るく太い効果がPSFのサイズを$2\%$増加させ、楕円率を0.006変化させる明るく丸い効果を発見しました。WFC3-IRフィルターの狭いバンドパスと、バンドパス内の銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)の小さな範囲の勾配に基づいて、PSFに対する銀河SEDの影響はNIRでは小さいことを示唆しています。最後に、主成分分析を使用して弱いレンズ効果のWFC3-IRF160WのPSFをモデル化しました。PSFモデルは、PSFの時間的および空間的変動を説明します。PSF補正により、残余楕円率とサイズ$|de_1|が得られます。<0.0005\pm0.0003$,$|de_2|<0.0005\pm0.0003$、および$|dR|<0.0005\pm0.0001$であり、これは、5つのCANDELSフィールドで大規模な過密度を求める今後のNIRWL検索に十分です。NIRWLモザイク:https://drive.google.com/drive/folders/1k9WEV3tBOuRKBlcaTJ0-wTZnUCisS__r?usp=share_link
EAGLE シミュレーションにおける銀河の電離ガスと中性ガスの金属濃縮
| Title |
Metal_enrichment_of_ionised_and_neutral_gas_of_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
M._Arabsalmani,_L._Garratt-Smithson,_N._Wijers,_J._Schaye,_A._Burkert,_C._D._P._Lagos,_E._Le_Floc'h,_D._Obreschkow,_C._Peroux,_B._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07738 |
EAGLE宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、z=1-3の星形成銀河における電離ガスと中性ガスの金属量の関係を調べます。これは、シミュレートされた銀河を通る視線の密なグリッドを構築し、星形成率とHI列密度で重み付けされた金属量Z_{SFR}とZ_{HI}を、イオン化された銀河と銀河の金属量のプロキシとして各視線に対して取得することによって行われます。それぞれ中性ガス。ほとんどすべての視線でZ_{SFR}>Z_{HI}が見つかり、その差は一般に金属量が減少するにつれて増加します。銀河の星の質量はこの傾向に大きな影響を与えませんが、銀河の中心に対する視線の位置は重要な役割を果たします.2つの金属量の差は銀河の中心に向かって移動すると減少し、飽和します.赤方偏移と星の質量に関係なく、銀河の中心領域の最小値。これは、2つの気相の混合が、一般に視線上でHIの柱密度が高い銀河の中心領域で最も効率的であることを意味します。ただし、HI列密度が高いだけでは、2つの金属性の小さな違いは保証されません。銀河の周辺では、星形成ガスとHIとの混合の非効率性が、元のガスとの混合によるHI中の重元素の希釈よりも支配的であるように思われます。限られた量の利用可能な観測データと、EAGLEシミュレーションによって予測されたZ_{SFR}-Z_{HI}関係との間に良好な一致が見られますが、厳密なテストにはより多くのデータが必要です。
[Ne V]/[Ne III] を使って極端電離銀河の性質を理解する
| Title |
Using_[Ne_V]/[Ne_III]_to_Understand_the_Nature_of_Extreme-Ionization_Galaxies |
| Authors |
Nikko_J._Cleri,_Grace_M._Olivier,_Taylor_A._Hutchison,_Casey_Papovich,_Jonathan_R._Trump,_Ricardo_O._Amorin,_Bren_E._Backhaus,_Danielle_A._Berg,_Vital_Fernandez,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Michaela_Hirschmann,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Dale_D._Kocevski,_Raymond_C._Simons,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07745 |
極端な電離銀河(EIG)の分光学的研究は、宇宙の時間を通じてエキゾチックなシステムを理解するために重要です。これらのEIGは、54.42eVを超える光子を必要とするスペクトル特性を示します。これは、ヘリウムをHe2+に完全にイオン化し、HeII再結合線を放出するために必要なエネルギーです。それらは再電離の重要な要因である可能性が高く、エキゾチックな星の集団や大規模なブラックホールへの降着を調べることもできます。高イオン化のプローブとしてのEIGの使用を容易にするために、強力な静止フレームUV/光輝線、特に[OIII]5008、H-ベータ、[NeIII]3870、[OII]3727から構築された比率に焦点を当てます。、3729、および[NeV]3427。これらの線は、それぞれ35.12、13.62、97.12、40.96、および13.62eVのエネルギーでの相対強度をプローブし、他の一般的な静止フレームUV/光学によってトレースされるよりも広い範囲のイオン化をカバーします。技術。これらの線の比率([NeV]/[NeIII]=Ne53および[NeIII]/[OII])を使用します。これらは波長が密接に分離されており、ダスト減衰の影響とフラックスキャリブレーションの不確実性を軽減します。Cloudyから構築された光イオン化モデルから予測を行います。これは、広範囲の恒星集団とブラックホール降着モデルを使用して、イオン化スペクトルの変化に対するこれらのライン比率の感度を調査します。私たちのモデルを、ハッブル宇宙望遠鏡とジェームスウェッブ宇宙望遠鏡による、z~0、z~2、およびz~7に強い高電離輝線を持つ銀河の観測と比較します。Ne53比が電離によって銀河を分離できることを示します。「通常の」恒星集団から、AGNを持つ恒星集団、さらには「エキゾチックな」集団IIIモデルまで。今後の高赤方偏移分光調査で識別される可能性のある集団III星または中間質量ブラックホール降着円盤によって駆動される光イオン化を伴う銀河を識別するための新しい選択方法を紹介します。
GBT の GOTHAM 大規模プログラムからの TMC-1 に向かう星間陰イオン C10H- の天文学的検出
| Title |
Astronomical_Detection_of_the_Interstellar_Anion_C10H-_towards_TMC-1_from_the_GOTHAM_Large_Program_on_the_GBT |
| Authors |
Anthony_Remijan,_Haley_N._Scolati,_Andrew_M._Burkhardt,_P._Bryan_Changala,_Steven_B._Charnley,_Ilsa_R._Cooke,_Martin_A._Cordiner,_Harshal_Gupta,_Eric_Herbst,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_Loomis,_Christopher_N._Shingledecker,_Mark_A._Siebert,_Ci_Xue,_Michael_C._McCarthy_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07760 |
GOTHAM(TMC-1のGBT観測:芳香族分子の探索)調査のデータを使用して、C10H-アニオンの最初の天文学的検出を報告します。天文観測は、C10H-の分光パラメータを改良するために必要なデータも提供しました。速度スタックデータと一致したフィルター応答から、C10H-はカラム密度4.04e11cm-2で>9{\sigma}信頼レベルで検出されます。C10Hラジカルの専用検索も、TMC-1に対して行われました。この場合、C10Hのスタック分子放出は、2.02e11cm-2のカラム密度で~3.2{\sigma}信頼区間で検出されました。ただし、決定された信頼水準は現在<5{\sigma}であるため、C10Hの同定は暫定的なものと見なします。完全なGOTHAMデータセットは、カラム密度、励起温度、線幅、およびC4H、C6H、C8Hラジカルとそれぞれの陰イオンのソースサイズなどの物理パラメーターをより適切に特徴付けるためにも使用され、測定されたカラム密度は、ガス/粒子化学形成モデルおよび機械学習分析から。測定値を考えると、C10H-/C10Hカラム密度比は~2.0であり、これまでに陰イオンと中性種の間で測定された最高値です。このような高い比率は、星間陰イオン化学に関する現在の理論と矛盾しています。ラジカル種については、両方のモデルが調査で見つかった測定された存在量を再現できます。ただし、機械学習分析は、ガス/粒子化学モデルよりもはるかによく検出された陰イオン存在量と一致しており、分子陰イオンの形成化学に関する現在の理解は依然として非常に不確実であることを示唆しています。
放射トルクパラダイム内の炭素質粒子の内部および外部整列
| Title |
Internal_and_external_alignment_of_carbonaceous_grains_within_the_radiative_torque_paradigm |
| Authors |
Thiem_Hoang,_Vo_Hong_Minh_Phan,_and_Le_Ngoc_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07832 |
放射トルク(RAT)パラダイム内の星間媒質(ISM)におけるグラファイトおよび水素化非晶質炭素(HAC)を含む炭素質粒子の内部および外部配列を研究します。内部配列(IA)の場合、水素陽子による核常磁性を持つHAC粒子は効率的な核緩和を持ち、HAC粒子とグラファイト粒子の両方が低$-J$と高$-の両方で配列された粒子に対して効率的な非弾性緩和を持つことがわかります。J$アトラクタ。外部アラインメントでは、HACとグラファイト粒子は低$-J$アトラクタでは放射方向($k$-RAT)に整列できますが、高$-J$アトラクタでは放射歳差の抑制により安定したアラインメントを持つことができません。また、HACは、ガス衝突によるランダム化に比べてラーモア歳差運動が遅く、磁場($B$-RAT)に合わせることができません。$a<0.05\μ$mの小さなHAC粒子は、拡散ISMをドリフトしており、その速い歳差運動のために、高$-J$アトラクタでは誘導電場($E$-RAT)に沿って弱く整列する可能性があります。粒子が高$-J$アトラクタで回転すると、核磁化率が急速に抑制されるため、核磁気による常磁性緩和はHAC粒子には非効率的であることがわかっている。次に、典型的なCに富む漸近巨星分岐星IRC+10216のエンベロープ内の炭素ダストの配列を調べます。低$-J$アトラクタで整列した粒子は、内部領域では間違ったIAを持つ$k$-RATを介して発生する可能性がありますが、最も外側の領域では$B$-RATを介して発生する可能性があります。ただし、高$-J$アトラクタで整列した粒子は、効率的な非弾性緩和により、$k$-RATを介して正しいIA整列を持ちます。SOFIA/HAWC+でIRC+10216方向に観測された偏光パターンは、RATディスラプションによって高$-J$アトラクタの粒子が除去され、低$-J$アトラクタの粒子のみが存在する場合に再現できる。
11個の電波静かなPGクエーサーの電波ガス研究
| Title |
A_Radio-Gas_Study_of_11_Radio-quiet_PG_Quasars |
| Authors |
Silpa_S._(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_Luis_C._Ho_(KIAA-PKU),_C._M._Harrison_(Newcastle_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07929 |
KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)からの5~GHzの11個の電波静音PGクエーサーからの偏光に敏感な画像を提示します。VLA研究からの電波形態、スペクトル指数、および偏光特性に基づいて、以前の685~MHzuGMRTデータの調査結果と相まって、8つのソースでミリまたはサブアーク秒およびアーク秒スケールで曲がった低出力ジェットの証拠を見つけます.残りの3つのソースの現在のデータでは、電波放出の起源(ジェット/AGN風/スターバースト風の間)を特定できません。11の光源のうち、4つの光源で直線偏光が検出されます。それらの分極分極は2\%から25\%の範囲です。PG~0050+124およびPG~1229+204では、推定されたBフィールドの方向はローカルのkpcスケールのジェット方向に平行です。PG~0050+124の非常に長い基線配列(VLBA)データは、ジェットがこのソースでpcスケールからkpcスケールに方向を変えることを示しています。PG~0923+129のBフィールド方向と電波流出方向の関係は不明のままです。PG~0934+013は、そのkpcスケールのジェットの基部に横方向の推定Bフィールドを示します。分子ガス含有量の減少や星形成など、このサンプルの「AGNフィードバック」の全体的な特徴に関する文献には証拠がないように見えますが、局所化されたAGNフィードバックやAGNフィードバックの予備段階などのシナリオを除外することはできません。ガス流出とAGN活動の時間スケールの違いも役割を果たす可能性があります。さらに、銀河の合体シナリオは、これらのソースのAGNフィードバックの全体的な解釈に影響を与える可能性があります。これは、それらの大部分のホスト銀河が進行中の銀河の合体の兆候を示していることを考えるとです。
層状不均一楕円銀河の 3 つの新しいモデル
天力学と天体物理学のいくつかの問題を解決するために、楕円銀河(EG)の3つの新しいモデルが作成されました。これらは、そのような銀河の構造に関する現代の理解とよく一致しています。これらのモデルに基づいて、EGの総重力(ポテンシャル)エネルギーと回転運動エネルギー、およびその有効半径の距離での速度分散が決定されます。EGのスケール半径とその中心での密度の平均値、およびその重要なパラメーター密度$\beta$の平均値と有効半径に対応する距離でのその値を決定するための新しい方法が提案されています。銀河の。得られた結果は60個のEGに適用され、10個の銀河の表の形式で提示されます。
層状不均一楕円銀河における星の運動
層状不均一楕円銀河(LIEG)の重力場における受動重力体(PGB)の空間運動の問題を,以前に開発されたモデルに基づいて考察した。LIEGは、異なる密度分布の法則を持つバリオン質量(BM)と暗黒物質(DM)で構成されていると想定されています。星や球状星団の質量中心をPGBとし、その運動はBMとDMの引力を考慮したものです。正確な結果を得るために、BMとDMの引力ポテンシャルは連続して展開されませんが、それらの正確な表現が取得されます。ヤコビ積分の類似物が見つかり、PGBの可能な運動の領域が決定され、ゼロ速度面が構築されます。定常解(ライブラリ点)は、Lyapunovの意味で安定であることがわかります。この結果は、楕円銀河NGC4472(M49)、NGC4697、およびNGC4374(M84)に適用されます。
銀河系の薄い円盤の形成のタイミングと星の地震学的な星の年齢
| Title |
Timing_the_formation_of_the_Galactic_thin_disc_with_asteroseismic_stellar_ages |
| Authors |
Wu_Yaqian,_Xiang_Maosheng,_Zhao_Gang,_Chen_Yuqin,_Bi_Shaolan,_Li_Yaguang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07990 |
拡張された薄い円盤の形成は、過去$\sim8$\,Gyrにおける私たちの銀河系の最も壮観なイベントです。このプロセスを明らかにするためには、大量の星のサンプルについて正確で正確な星の年齢を取得することが不可欠ですが、挑戦的です.この作業では、\kepler{}とLAMOSTデータを使用して、5306個の赤色巨星分枝星の星震学的年齢決定を提示し、年齢決定がさまざまな温度スケールと恒星モデルの選択によってどのように影響を受けるかを徹底的に調べます。私たちのサンプル星の星震学および分光パラメータの精度が高いおかげで、平均12%の精度で年齢を決定することができます。ただし、年齢の決定は、採用された温度スケールに敏感に依存します。有効温度の50\,Kの差により、年齢の推定に10%を超える体系的な不確実性が生じる可能性があるためです。温度スケールのもっともらしいセットで導き出された年齢を使用して、化学的な薄い円盤星の年齢分布を研究し、最初の銀河の薄い円盤星の形成時期の推定を提示します。最初の(最も古い)薄い円盤星の年齢は$9.5^{+0.5(\rmrand.)+0.5(\rmsys.)}_{-0.4(\rmrand.)-0.3(\rmsys.)}$\,Gyrであり、系統的な不確実性は、さまざまな星の進化モデルを使用して推定された年齢を反映しています。この時代には、銀河の厚い円盤はまだ星を形成していました。これは、私たちの銀河の薄い円盤と厚い円盤の両方が一緒に星を形成していた時間枠があることを示しています。さらに、最初の薄い円盤の星はガラクトセントリック半径の広い分布を示すことがわかり、内側と外側の薄い円盤が同時に形成され始めたことを示唆しています。
銀河赤外線バブル N49 のアンモニアマッピング観測: 分子フィラメントに沿った 3 つの NH$_3$ の塊
| Title |
Ammonia_mapping_observations_of_the_Galactic_infrared_bubble_N49:_Three_NH$_3$_clumps_along_the_molecular_filament |
| Authors |
Mikito_Kohno,_James_O._Chibueze,_Ross_A._Burns,_Toshihiro_Omodaka,_Toshihiro_Handa,_Takeru_Murase,_Rin_I._Yamada,_Takumi_Nagayama,_Makoto_Nakano,_Kazuyoshi_Sunada,_Kengo_Tachihara,_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07993 |
我々は、銀河赤外線バブルN49(G28.83-0.25)野辺山45m望遠鏡を使用。3つのNH$_3$塊(A、B、およびC)が分子フィラメントに沿って発見され、それぞれ動径速度は$\sim$96、87、および89kms$^{-1}$であった。NH$_3$(2,2)/NH$_3$(1,1)から導き出された運動温度は、$T_{\rmkin}=27.0\pm0.6$Kを示しています。この位置は、6.7GHzクラスIIメタノールメーザーソースに関連付けられた巨大な若い恒星天体(MYSO)と一致します。この結果は、埋め込まれたMYSOからの恒星のフィードバックによって高密度の塊が局所的に加熱されていることを示しています。NH$_3$クランプBは88kms$^{-1}$と95kms$^{-1}$分子フィラメントの交差点にも存在する。したがって、クランプBでのNH$_3$高密度ガス形成は、フィラメント間相互作用シナリオによって説明できることを示唆しています。一方、分子フィラメントの北側と南側にあるNH$_3$クランプAとCは、星の自発的な形成の場所である可能性があります。バブル。
Fornax3D サーベイ -- MUSE による Fornax クラスター内の銀河の等級限定研究
| Title |
The_Fornax3D_Survey_--_A_Magnitude-Limited_Study_of_Galaxies_in_the_Fornax_Cluster_with_MUSE |
| Authors |
Marc_Sarzi,_Enrichetta_Iodice_and_the_Fornax3D_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08165 |
Fornax銀河団は、密集した環境が銀河の進化に及ぼす影響を研究するための理想的な近くの実験室です。Fornax3Dサーベイは、チリにあるESOの超大型望遠鏡のユニット望遠鏡4(Yepun)に搭載されたMUSE積分視野分光器で得られた、Fornaxクラスターのビリアル半径内の最も明るい33の銀河の拡張された深い積分視野分光観測を提供します。.Fornax3Dのデータにより、銀河団内の初期型銀河の形成を再構成し、渦巻銀河とのつながりを探ることができました。結果は、2018年以降、19の査読済み論文で公開されています。この論文では、このキャンペーンの広範な目標、その主な結果、およびMUSEデータとFornaxの豊富な多波長データカバレッジを組み合わせた将来の研究の可能性について検討します。
少数の衛星銀河に球状星団(GC)が存在し、ほとんどの矮小銀河には球状星団が存在しないことは、GCの起源を理解しようとするモデルにとって課題となっています。GCの存在は確率論的であり、平均的な傾向で説明するのが難しいように見えることに加えて、最小の衛星銀河では、GCは全星質量のかなりの割合を占めています。矮小銀河の確率論とGCの数を、GCの形成をホスト銀河質量の成長にリンクするモデルの更新バージョンを使用して調査します。恒星質量$M_\star\lesssim2\times10^7\M_\odot$を持つ矮小銀河の50%以上がGCをホストしていないことがわかりました。ただし、$M_\star\simeq10^8\M_\odot$のドワーフには、ほぼ常にいくつかのGCが含まれており、中央値は$\sim10$です。これらの予測は、ローカルボリューム矮星の観察と一致しています。また、すべての質量の銀河におけるGCの形成と進化は同じ物理モデル。Fornaxdwarfspheroidalgalaxyに似た2つのモデル矮星の詳細なケーススタディは、観測サンプルが、検出限界未満の不完全さと大きな半径で著しく偏ることがあることを示しています。
初期宇宙における宇宙論的なライマン・ウェルナー背景放射場のモデル化
ライマン-ウェルナー(LW)放射場は、初期宇宙におけるガスの化学熱進化の重要な要素であり、金属や塵のない環境での主要な冷却チャネルであるH2分子を解離します。その重要な役割にもかかわらず、一般的なUVバックグラウンドとは対照的に、宇宙論的シミュレーションではまだ定期的に実装されていません。これは、光子の伝播と分子との相互作用に関与する詳細な物理学だけでなく、ソースモデリング、それらのスペクトルと存在量の不確実性にも起因しています。これらの困難を克服するために、ビッグバン後の最初の10億年の間の平均LW強度のモデル(相対適合を含む)をここに提示します。H2、およびH-とH2+、その形成に関連する化学種の正確な断面積。IGMにおける中性水素による吸収と、PopulationIIIおよびPopulationII星のさまざまなスペクトルモデルも含まれています。私たちのモデルは、高zでの低質量ハローの星形成を制御する外部均一放射源として、他のシミュレーションや半分析モデルに簡単に適用できます。また、$\sim100$固有kpcの距離まで光子収支を支配する巨大な星形成銀河に由来するLW放射場の空間的不均一性を説明する方法も示します。このような不均一性は、H2の存在量と、直接崩壊ブラックホール(DCBH)の形成などのシナリオの実現可能性に強い影響を与えます。
射手座 A* の内側 2 pc: 銀河中心における核周円盤と多相ガス降着のシミュレーション
| Title |
The_Inner_2_pc_of_Sagittarius_A*:_Simulations_of_the_Circumnuclear_Disk_and_Multiphase_Gas_Accretion_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Siddhant_Solanki,_Sean_M._Ressler,_Lena_Murchikova,_James_M._Stone_and_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07735 |
我々は、天の川銀河中心部の内側数パーセクの流体力学的シミュレーションを提示し、これは初めて、恒星風と核周囲円盤が核星団と射手座~A*の重力ポテンシャルと相互作用する際の現実的な扱いを組み合わせたものです。.恒星風と核周囲円盤の内縁との複雑な相互作用を観察します。これにより、不安定性の成長、円盤の内縁からの冷たいガスの誘起された降着、および最終的に$の小さな降着円盤の形成が起こります。\sim10^4-10^5$$r\sim0.1$pc以内のK。
| Title |
A_study_of_bent_jets_in_active_galactic_nuclei_at_parsec_scales |
| Authors |
V._A._Makeev_(MIPT,_Lebedev),_Y._Y._Kovalev_(MPIfR,_Lebedev,_MIPT),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_Lebedev) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07751 |
非常に長いベースライン干渉法(VLBI)観測は、一部の活動銀河核(AGN)ジェットがパーセクスケールでも曲げを示すことを示しています。曲げの性質は、少数の個々のAGNについてのみ包括的に分析されており、実質的に湾曲したジェットの形状の全体的な傾向は不明です。この作業では、公開されている多周波VLBI画像に基づいてAGNの流出を分析します。約11000AGNの約73000枚の画像が研究されています。私たちの調査では、それらの約5%が大きく湾曲したジェット構造を示していることがわかりました。利用可能なすべての周波数とエポックで構築された総強度の尾根線を一連の単純なモデルに適合させることにより、ジェットのジオメトリを特徴付け、観測された曲げを説明する可能なシナリオを提案します。
コンパクトな星の集団とその未解決の問題の概要
| Title |
An_Overview_of_Compact_Star_Populations_and_Some_of_Its_Open_Problems |
| Authors |
L._M._de_S\'a,_A._Bernardo,_R._R._A._Bachega,_L._S._Rocha,_P._H._R._S._Moraes_and_J._E._Horvath_(IAG-USP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07780 |
Hulse-Taylorパルサーの質量が決定されて以来、コンパクトな天体集団の研究は長い道のりを歩んできました。現在、150以上の既知の銀河中性子星とブラックホールの質量、および連星合体による別の180の天体が期待されています。Ligo-Virgo-KAGRACollaborationによって重力波から検出されました。これらのオブジェクトをホストするさまざまなシステム、その形成、進化、および頻度についての理解が深まるにつれて、これらの集団の統計的性質、それらの特性、パラメーターの相関関係、および次のような長年の問題を評価できるようになりました。中性子星の最大質量とブラックホールの質量ギャップは、統計的に有意な妥当なレベルまで低下します。ここでは、この分野の進化と現在の状態の概要を説明し、いくつかの問題点を指摘します。銀河系のブラックホールに焦点を当て、35のブラックホールの質量と軌道パラメーターの最新カタログ、および不確実性を処理するための標準化された手順を提供します。
銀河元素合成のガンマ線分光
放射性$^{26}$Alの崩壊による拡散ガンマ線放射は、現在の銀河における元素合成活動からのメッセンジャーです。この物質は大質量星とその超新星からの放出に起因するため、ガンマ線信号には、大質量星の内部での元素合成に関する情報が含まれています。これは、進化段階によって変化し、周囲の星間物質へのフィードバックに関する情報です。大質量星群の集団合成の方法は、この目的のための診断ツールとして改良されました。既知の大質量星群分布と星の進化とコア崩壊超新星爆発の理論モデルが採用されている場合、拡散ガンマ線空のボトムアップ予測を構築できます。このような大質量星グループの起源の一般的な一貫性を発見しました。特に、銀河全体のそのようなソース領域の塊状の分布と、これらの周りの大きな空洞の特徴に対するサポートも見つけました。統合された$^{26}$Alガンマ線フラックスの不一致は、空の主要な領域に広がる空洞に分布する近くからの過剰な$^{26}$Al放出の兆候として解釈されます。
SRG/eRosita X線源カタログ内のGaiaデータによる、有意な固有運動を持つAGNとクエーサーの検出
| Title |
Detection_of_AGNs_and_quasars_having_significant_proper_motions_according_to_Gaia_data_within_SRG/eRosita_X-Ray_sources_catalog |
| Authors |
I._M._Khamitov,_I._F._Bikmaev,_M._R._Gilfanov,_R._A._Sunyaev,_P._S._Medvedev,_M._A._Gorbachev,_E._N._Irtuganov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08010 |
X線活動星のSRG/eROSITAカタログとガイアカタログの比較に基づいて、ガイアが一方で視差または固有運動の統計的に有意な値を検出し、一方、光帯域内のゼロ以外のソース範囲の兆候を記録します。対数($F_X/F_{\rmopt}$)-(G-RP)カラーダイアグラムでは、これらの天体はX線活動星の塊から分離されており、活動核を持つ銀河に典型的な領域に位置しています。SIMBADデータベースによると、それらの約$\sim$50$%は分光学的に測定された赤方偏移を持つAGNと銀河であり、確認された銀河天体は$\sim$1.4%だけです。RTT-150望遠鏡での19個の未確認天体の分光観測により、そのうち18個が赤方偏移$\sim$0.01-0.3のAGNであり、1個の天体が銀河系のM星であることが示されました。このような特異なオブジェクトの性質を説明するさまざまなシナリオについて説明します。
水素不足の超高輝度超新星の偏光測定
| Title |
Polarimetry_of_Hydrogen-Poor_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
M._Pursiainen,_G._Leloudas,_A._Cikota,_M._Bulla,_C._Inserra,_F._Patat,_J._C._Wheeler,_A._Aamer,_A._Gal-Yam,_J._Maund,_M._Nicholl,_S._Schulze,_J._Sollerman,_Y._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08111 |
7つの水素に乏しい超発光超新星(SLSNe-I)の線形偏光測定法を提示します。SN2017gciの場合、レストフレームのピーク後+3日と+29日の2つのエポックの分光偏光測定を提示し、最大+108日までのイメージング偏光測定の4つのエポックを伴います。+3dでの分光偏光測定は、より赤い波長に向かって偏光度Pの増加を示し、軸対称の兆候を示しますが、+29dでは、スペクトル全体でP=0であり、SN2017gciの光球がわずかに非球状の構成からより球状に進化したことを意味します。ピーク後の最初の月に1つ。ただし、+3dと比較して軸対称の異なる方向を伴う+55dでのPの0.5%への増加は、このフェーズでの追加の分極源の存在を意味します。分極の増加は、光度曲線の屈曲部と広いHa放射の検出の可能性によってすでに示唆されているように、星周物質との相互作用によって引き起こされる可能性があります。また、これまでに16個すべてのSLSNe-Iのサンプルを偏光測定で分析しました。初期の分光段階で取得されたデータは、球状の光球を示す一貫して低いPを示しています。スペクトルが光球相と星雲相の間のタイプIcSNeに似ている場合、偏光測定とスペクトル相の間に明確な関係は見られませんでした。光度曲線の減衰率も、偏光特性と明確な関係を示していません。進化の遅いSLSNe-Iだけがゼロ以外のPを示していますが、進化の速いSLSNe-Iは、どれもPの変化を示さないと結論付けるのに十分遅い時間に観測されていません。不規則な光度曲線の低下があります。それらの半分までは、測光、分光、および偏光特性がCSM相互作用の影響を受けます。このようなCSM相互作用は、明らかにSLSNe-Iの偏光進化を理解する上で重要な役割を果たします。
QPO は単なるタイミング機能ではありません: 超大質量ブラックホールに降着 - 放出不安定性を適用する
| Title |
QPOs_are_more_than_timing_features:_Applying_the_Accretion-Ejection_Instability_in_Super_massive_black-holes |
| Authors |
P._Varniere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08171 |
低周波QPO(LFQPO)は常にタイミング機能として独自に見られており、ほとんどのモデルはタイミング動作のみを再現することに重点を置いています。以前は、降着-放出不安定性(AEI)は、エネルギースペクトルに対するより微妙な影響の存在を予測していました。LMXBの場合、その効果は検出不可能と見なされました。AEIは自然に大質量系に拡張できますが、これまでそれを行う観測的な動機はありませんでした。しかし、過去10年間に超大質量ブラックホールソースで検出されたいくつかの(候補の)QPOは、AEIモデルの適用可能性を調査する適切な時期に思えます。私たちの数値観測所を使用して、AEIがアクティブなシステムのさまざまな観測量を計算し、より高い質量のシステムからのより長いタイムスケールを利用して、LMXBで示唆されているエネルギースペクトルへの影響が検出可能になるかどうかを確認します。AEIがSMBHで検出可能なレベルに達するはずのエネルギースペクトルにQPOのインプリントを引き起こすことを確認した後、2XMMJ123103.2の観測に目を向け、QPOパルスプロファイルのスペクトルタイミングフィッティングの概念実証を同時に実行しました。そのエネルギースペクトルはそれに沿って変化します。限られた2XMMJ123103.2データは、わずか1.7\sigma$で予測された効果を示しましたが、AEIモデルと完全に一致しているため、他のシステムでさらに調査する価値があります。
高速電波バーストは標準的なろうそくになり得るか?
最近、高速電波バースト(FRB)は、天文学と宇宙論の分野で盛んになっています。それらは銀河外および宇宙起源であるため、宇宙膨張および銀河間媒質(IGM)の研究に役立ちます。文献では、FRBの分散尺度DMが広く検討されています。これは、FRBの光度距離$d_L$の間接的な代用として使用できます。観測されたDMには、天の川(MW)、MWハロー、IGM、ホスト銀河からの寄与が含まれています。残念ながら、IGMとFRBのホスト銀河は現在のところほとんど知られていないため、DMの$\rmDM_{IGM}$と$\rmDM_{host}$の大きな不確実性がFRBの宇宙論を悩ませています。宇宙論を研究する際にDMを避けることができますか?代わりに、光度距離$d_L$をFRB宇宙論で直接考慮できますか?私たちは、現在の研究でこの問題を解決する方法を見つけることに興味があります.Ia型超新星(SNIa)または長いガンマ線バースト(GRB)を標準ローソク足として較正した教訓から、FRBの普遍的な下位分類スキームを検討し、それらにはいくつかの経験的関係があります。現在の作業では、DMなしの緊密な経験的関係を使用して、タイプIbFRBを標準ローソク足として調整することを提案します。高赤方偏移でのキャリブレーションされたタイプIbFRBは、宇宙モデルを制約するためにSNIaのように使用できます。また、キャリブレーションと宇宙論的制約に影響を与える重要な要因をテストします。
ブレザーからの光子に対するALP誘導偏光効果
アクシオン様粒子(ALP)は、主に2つの光子と相互作用し、超弦理論と超ブレーン理論によって予測される非常に軽い中性スピンゼロのとらえどころのない粒子であり、ブレーザー(活動銀河核の一種)に関する2つの異なる問題を解決するのに役立ちます。したがって、ALP自体の存在に関する2つのヒントを提供します。外部磁場の存在下で、ALPは(i)光子ALP振動、(ii)光子の偏光状態の変化を生成します。前者の効果は、宇宙の透明度の変更や天体物理スペクトルの変化など、天体物理学のコンテストに多くの結果をもたらします。ここでは、光子がいくつかのBLLacs（ブレーザークラス）のジェットベースで生成される場合に、直線偏光の光子度と偏光角が光子-ALP相互作用によってどのように変更されるかを分析することにより、後者の効果に対処します：OJ287、BLLacertae、Markarian501および1ES0229+200、レプトン放出メカニズムとハドロン放出メカニズムの両方を考慮することによって。OJ287とBLLacertaeは、IXPE(すでに動作中)を使用したX線バンドと、提案されたeXTP、XL-Calibur、NGXP、およびXPPミッションを使用したX線バンドと、COSI、e-ASTROGAMおよびAMEGOミッションであり、1ES0229+200はX線バンドのみの強力な候補です。これらのブレーザーは、従来の物理学では説明できない非常に高い最終光子の直線偏光度を示すため、そのような検出の可能性は、ALPの存在に関する追加のヒントを表します。代わりに、Markarian501は、これらの研究の良いターゲットとして表示されません。これらすべての天文台は、ALP物理学に関する追加の基本情報を提供してくれると結論付けています。
分散型時間領域大面積スカイ サーベイ テレスコープ アレイのためのマルチレベル スケジューリング フレームワーク
| Title |
A_Multilevel_Scheduling_Framework_for_Distributed_Time-domain_Large-area_Sky_Survey_Telescope_Array |
| Authors |
Yajie_Zhang,_Ce_Yu,_Chao_Sun,_Zhaohui_Shang,_Yi_Hu,_Huiyu_Zhi,_Jinmao_Yang,_and_Shanjiang_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07860 |
望遠鏡アレイは、単一の望遠鏡よりも高いリソース利用率、より広い天空調査エリア、および完全な時空監視の頻度が高いという約束により、ますます注目を集めています。通常の複数の望遠鏡による連携運用と比べ、新天体観測モードでは望遠鏡の数が桁違いに異なります。異なるサイトに分散された大ドメイン望遠鏡による効率的な協調観測が必要です。さまざまな抽象的な環境制約の一貫したモデリングは、複数の複雑な科学目標に対応するために不可欠です。また、競合する科学の優先順位とフィールドの可視性により、望遠鏡アレイが観測のためにどのようにスケジュールされるかは、観測効率に大きく影響する可能性があります。この論文では、時間領域調査のための望遠鏡アレイスケジューリングの問題に向けられたマルチレベルスケジューリングモデルを提案します。柔軟なフレームワークは、階層アーキテクチャ上に実装されたソフトウェアコンポーネントにカプセル化された基本機能を使用して開発されています。最適化メトリックは、グローバルな観点から均一なカバレッジと効率的な時間利用を維持するために、時変観測条件からの寄与を首尾一貫して重み付けするために提案されています。スケジューラのパフォーマンスは、シミュレートされたインスタンスを通じて評価されます。実験結果は、私たちのスケジューリングフレームワークが正しく機能し、時間割り当て効率のパーセンテージと実行可能な時間内の空範囲の均一性を考慮して許容可能なソリューションを提供することを示しています。望遠鏡アレイスケジューリングフレームワークの汎用バージョンを使用して、そのスケーラビリティと、他の天文アプリケーションに適用できる可能性も示します。
CRIRES$^{+}$ ESO 超大型望遠鏡の空
| Title |
CRIRES$^{+}$_on_sky_at_the_ESO_Very_Large_Telescope |
| Authors |
R._J._Dorn,_P._Bristow,_J._V._Smoker,_F._Rodler,_A._Lavail,_M._Accardo,_M._van_den_Ancker,_D._Baade,_A._Baruffolo,_B._Courtney-Barrer,_L._Blanco,_A._Brucalassi,_C._Cumani,_R._Follert,_A._Haimerl,_A._Hatzes,_M._Haug,_U._Heiter,_R._Hinterschuster,_N._Hubin,_D._J._Ives,_Y._Jung,_M._Jones,_J-P._Kirchbauer,_B._Klein,_O._Kochukhov,_H._H._Korhonen,_J._K\"ohler,_J-L._Lizon,_C._Moins,_I._Molina-Conde,_T._Marquart,_M._Neeser,_E._Oliva,_L._Pallanca,_L._Pasquini,_J._Paufique,_N._Piskunov,_A._Reiners,_D._Schneller,_R._Schmutzer,_U._Seemann,_D._Slumstrup,_A._Smette,_J._Stegmeier,_E._Stempels,_S._Tordo,_E._Valenti,_J._J._Valenzuela,_J._Vernet,_J._Vinther,_and_A._Wehrhahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08048 |
極低温赤外線エシェル分光器(CRIRES)アップグレードプロジェクトCRIRES$^{+}$は、CRIRESの機能を拡張しました。このVLT装置を交差分散分光器に変換して、同時にカバーされる波長範囲を最大10倍に拡大しました。さらに、カットオフ波長が5.3$\mu$mの3つのハワイ2RG検出器からなる新しい検出器焦点面アレイが、既存の検出器に取って代わりました。他の多くの改善の中で、新しい分光偏光測定ユニットが追加され、キャリブレーションシステムが強化されました。この装置は、2020年の初めにUnitTelescope3のVLTに設置され、2021年の科学運用のために正常に試運転され、検証されました。これは、COVID-19のパンデミックにより、一部はヨーロッパから離れた場所で行われました。その後、この楽器は2021年10月以降、コミュニティに提供されました。この記事では、アップグレードされた機器の性能と機能について説明し、空の結果を紹介します。
GRAVITY+ プロジェクト: VLTI での全天、微弱科学、高コントラスト近赤外干渉法に向けて
| Title |
The_GRAVITY+_Project:_Towards_All-sky,_Faint-Science,_High-Contrast_Near-Infrared_Interferometry_at_the_VLTI |
| Authors |
GRAVITY+_Collaboration:_Roberto_Abuter,_Patricio_Alarcon,_Fatme_Allouche,_Antonio_Amorim,_Christophe_Bailet,_Helen_Bedigan,_Anthony_Berdeu,_Jean-Philippe_Berger,_Philippe_Berio,_Azzurra_Bigioli,_Richard_Blaho,_Olivier_Boebion,_Marie-Lena_Bolzer,_Henri_Bonnet,_Guillaume_Bourdarot,_Pierre_Bourget,_Wolfgang_Brandner,_Cesar_Cardenas,_Ralf_Conzelmann,_Mauro_Comin,_Yann_Cl\'enet,_Benjamin_Courtney-Barrer,_Yigit_Dallilar,_Ric_Davies,_Denis_Defr\`ere,_Alain_Delboulb\'e,_Fran\c{c}oise_Delplancke-Str\"obele,_Roderick_Dembet,_Tim_de_Zeeuw,_Antonia_Drescher,_Andreas_Eckart,_Clemence_\'Edouard,_Frank_Eisenhauer,_Maximilian_Fabricius,_Helmut_Feuchtgruber,_Gert_Finger,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Eloy_Fuenteseca,_Enrique_Garcia,_Paulo_Garcia,_Feng_Gao,_Eric_Gendron,_Reinhard_Genzel,_Juan_Pablo_Gil,_et_al._(91_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08071 |
GRAVITY装置は、感度と精度をこれまで知られていなかった限界まで押し上げることにより、近赤外干渉法に革命をもたらしました。GRAVITYとGRAVITY+の超大型望遠鏡干渉計(VLTI)のアップグレードにより、これらの限界はさらに押し広げられ、空の範囲が大幅に改善され、かすかな科学と高コントラストの機能が得られます。このアップグレードには、広視野オフアクシスフリンジトラッキング、すべてのユニット望遠鏡での新しい補償光学システム、およびアップグレードされた施設でのレーザーガイド星の実装が含まれます。GRAVITY+は、何百もの活動銀河核の宇宙時間にわたるブラックホール質量の測定に空を開き、銀河中心のかすかな星を使用して一般相対性理論を調べ、数十の若い太陽系外惑星の特徴付けを可能にして、その形成を研究します。VLTIに来るべき別の科学革命の約束を担います。
キロトン規模の Gd-H$_{2}$O チェレンコフ検出器による超新星モデル識別
| Title |
Supernova_model_discrimination_with_a_kilotonne-scale_Gd-H$_{2}$O_Cherenkov_detector |
| Authors |
Y._Schnellbach,_J._Migenda,_A._Carroll,_J._Coleman,_L._Kneale,_M._Malek,_C._Metelko_and_A._Tarrant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08079 |
WATCHMAN検出器の概念の超新星モデル弁別機能が調査されます。この円筒形のキロトン規模の水チェレンコフ検出器の設計は、非拡散用途向けの逆$\beta$崩壊を通じて原子炉の反ニュートリノを検出するために開発されましたが、銀河内のコア崩壊超新星の反ニュートリノバーストを観測する能力も備えています。タンク直径が16mから22mの範囲のサイズとPMTカバレッジが10%から20%の検出器構成を使用して、Nakazato、Vartanyan、およびWarren超新星モデルに基づいて予想される観測可能な反ニュートリノスペクトルを比較します。次に、これらのスペクトルは、観測された100の逆$\beta$崩壊イベントの固定イベントカウントと、地球から10kpcの距離にあるベンチマーク超新星と、互いに比較されます。予想されるスペクトルを比較することにより、各検出器構成の識別能力が評価されます。次に、この分析は、検出器の設計が、任意の構成で観測された100個の超新星反ニュートリノイベントで有意なイベント識別(95+%の精度)が可能であることを示しています。さらに、より大きなタンク構成は、10kpc以上の距離でこの性能を維持できます。これは、全体的なターゲット質量がそのような検出器の識別能力の主な要因であることを示しています。
差動回転は、太陽のような星のダイナモプロセスの原因であると考えられており、磁気活動と星のスポットを駆動しています。プレセペ散開星団の星点測定値は、回転進化の標準モデルから逸脱した星に対してのみ強く増強されることを報告します。コアとエンベロープ間のスピンダウン履歴の分離は、活動と回転異常の両方を説明します。表面の回転進化は、内部角運動量の再分配によって失速し、結果として生じる放射状のせん断がスタースポットの活動を高めます。これらの異常は、主系列で数億年から数十億年にわたって、冷たい星の磁気と回転の進化、およびそれらの惑星の仲間の高エネルギー環境に影響を与えるせん断強化活動の進化前線の証拠を提供します。
自己イオン化共鳴のプラズマ広がり
一般的な定式化は、原子自己イオン化(AI)共鳴が広がり、境界自由連続体を横切るプラズマ効果により大幅にシフトすることを示すために開発されました。電子衝突、イオンマイクロフィールド(シュタルク)、熱ドップラー、コア励起、自由-自由遷移など、広がりのメカニズムを説明する理論的および計算方法が提示されました。{\itExtrinsic}プラズマの広がりは、AIの共鳴強度を再分布およびシフトする一方で、共鳴プロファイルの自然な{\itinternal}非対称性を広く維持します。統合された振動子の強度は、電子密度の増加に伴って共鳴構造が連続体に溶解するにつれて保存されます。例として、Rマトリックス法を使用して計算された光イオン化断面積のプラズマ減衰は、臨界範囲$N_e=10^{21-24}$ccで等温線$T=1-2に沿って、ネオンのようなFe~XVIIで研究されています。\times10^6$Kであり、RosselandMean不透明度への影響。エネルギー温度密度に依存する断面積は、光イオン化、イオン励起、および再結合における共鳴プロセスの物理的特徴を引き出し、導入します。この方法は、核融合プラズマや星の内部などの高エネルギー密度(HED)源の原子種に一般的に適用できるはずです。
静かな太陽コロナからの弱い過渡現象の多周波マイクロ波イメージング
| Title |
Multifrequency_microwave_imaging_of_weak_transients_from_the_quiet_solar_corona |
| Authors |
Surajit_Mondal,_Bin_Chen_and_Sijie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07840 |
静かな太陽コロナのダイナミクスを理解することは、コロナ加熱の問題を含む重要な質問に答えるために重要です。複数の研究は、小規模な磁気リコネクションイベントが重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。これらの再結合イベントは、電子を超熱エネルギーに加速することを伴うと予想され、その後、非熱観測の特徴を生み出すことができます。ただし、これらの非熱的特徴を調べることができる高感度で忠実度の高い観測が不足しているため、ほとんどの研究では非熱的性質を定量化できませんでした。ここでは、VeryLargeArray(VLA)とExpandedOwensValleySolarArray(EOVSA)からの共同電波観測を使用して、マイクロ波(GHz)ドメインで静かな太陽コロナからの一時的な放射を検出します。過去にも同様の過渡現象が報告されていますが、広帯域観測が利用できないため、それらの非熱的性質を適切に定量化することはできませんでした。VLAとEOVSAで現在利用可能なはるかに広い帯域幅を使用して、この研究では、これらの過渡現象の2つに関連する非熱エネルギーを定量化することができます。これらのトランジェントの一部に関連する総非熱エネルギーは、ナノフレアの総熱エネルギーに匹敵するか、それよりも大きくなる可能性があることがわかりました。これは、総コロナエネルギー収支における非熱エネルギーの重要性を裏付けています。
BD+30$^\circ$549: NGC 1333 星形成領域にある若いヘリウム弱シリコン星
| Title |
BD+30$^\circ$549:_young_helium-weak_silicon_star_in_NGC_1333_star-forming_region |
| Authors |
I._Potravnov,_L._Mashonkina,_T._Ryabchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07856 |
若いNGC1333星形成領域の正真正銘のメンバーである、化学的に特異な星BD+30$^\circ$549の分光学的研究の結果を提示します。我々は、この星が無視できるほどの自転とヘリウムに弱い分光パターンを持ち、SiIIとSiIII線が強く増強されていることを発見した。星の基本パラメータ$T_{eff}$=13100~Kおよび$\log(L/L_{\odot})$=2.1は、その年齢が約2.7Myrであり、最後のヘルツスプルング-ラッセル図での位置を示しています。ゼロエイジメインシーケンスに近いプレメインシーケンス進化トラックの。存在量分析は、過剰なSi、Fe、Ca、およびPを除いて、ほぼすべての元素のわずかな不足を明らかにしています。SiII/SiIII、MgII、CaIIの非LTE計算を行い、LTEからの離脱が回線形成に与える影響を確認しました。非LTE計算では、個々のシリコンラインプロファイルの再現性が大幅に向上しますが、SiIIラインとSiIIIラインの間の存在量の不一致が完全に解消されるわけではありません。また、BD+30$^\circ$549における化学的成層の影響についても調査します。BD+30$^\circ$549スペクトルで観測された「SiII/SiIII異常」は、垂直方向と水平方向のアバンダンス勾配と非LTE効果の複合作用の下で発生すると考えられます。BD+30$^\circ$549で観測された進化的状態と現象は、表面の化学組成の特異性(ゆっくりとした回転と大気の安定化)の選択的拡散と形成に有利な条件が、プレですでに構築されていることを示していると考えています。-メインシーケンスフェーズ。
CB 26 の回転分子流出を駆動する円盤風
| Title |
A_disk-wind_driving_the_rotating_molecular_outflow_in_CB_26 |
| Authors |
J._A._L\'opez-V\'azquez_(1_and_2),_Luis_A._Zapata_(2),_and_Chin-Fei_Lee_(1)_((1)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(2)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07877 |
12CO(J=2-1)に敏感な分子線と、CB26として知られるボク小球にある若い星に関連するバイポーラアウトフローのサブミリ波アレイ(SMA)で行われた1.3mm連続体観測を提示します。SMA観測は実行されました。約1秒角または140天文単位の解像度で流出の運動学と構造を調べることができるように、その拡張構成でアウトします。流出に関連する塵の多いエッジオンの星周円盤は、196aux42auの投影された空間(デコンボリューション)サイズを持ち、合計(ガスと塵)の質量は0.031Msunであることがわかります。中心物体の動的質量は0.66Msun、分子流出の質量は5x10-5Msunと推定されました。観察により、流出回転がエッジオンディスクの方向と同様の方向を持っていることが確認されます。流出については、他の分子回転流出で観察されるように、回転速度、特定の角運動量、および発射半径が、中立面上の高さとともに減少することがわかります。半径と膨張速度も、ディスクのミッドプレーンからの高さに応じて増加します。流出線運動量、流出角運動量、および降着光度の推定値は、CB26に存在する円盤風によって十分に説明されるようです。
潮汐加熱星の構造と進化
| Title |
Structure_and_evolution_of_a_tidally_heated_star |
| Authors |
Diana_Estrella-Trujillo,_S._Jane_Arthur,_Gloria_Koenigsberger,_Edmundo_Moreno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07878 |
非平衡連星で励起される潮流のせん断運動は、潮汐加熱と呼ばれるプロセスを介して運動エネルギーを熱に変換します。この論文では、潮汐加熱が星の構造にどのように影響するかを探ることを目的としています。TIDESコードを使用しました。このコードは、回転する連星の複数の層に適合する体積要素の3次元(3D)グリッドの運動方程式を解いて、角速度の瞬間値$\omega''$を取得します。重力、遠心力、コリオリ、ガス圧、および粘性力の存在下での位置の関数として。放出されたエネルギー$\dot{E,}$は、瞬間速度勾配に依存する乱流粘度の処方を使用して計算されました。各半径の$\dot{E}$値は、MESA恒星構造計算に注入されました。この方法は、軌道周期が$P$=1.44dで、同期回転からの逸脱が5%と10%の1.0+0.8M$_\odot$連星系について説明されています。加熱されたモデルは、同等の標準的な恒星モデルよりも半径と表面の光度が大きく、表面の対流帯が小さく、核反応率が低く、進化の軌跡がより高い温度にまで及ぶことがわかります。これらの効果の大きさは、注入されたエネルギーの量に依存します。これは、恒星、回転、および軌道パラメーターの固定セットの場合、摂動星の密度構造と乱流の粘性に依存します。潮汐加熱は、肥大化または過光度の連星成分、年齢の不一致、非球面質量放出、およびクラスター内の拡張された主系列ターンオフなどの現象を説明するための可能な代替手段を提供します。ただし、その実際の役割を確立するには、潮汐摂動の非球面対称特性に見合った3D星構造モデルが必要です。
平均的な太陽光球流のテクスチャとドーナツ状のパターン
表面ダイナミクスの詳細な知識は、磁気太陽活動を理解する上で重要なポイントの1つです。観測を通じて直接アクセスできる太陽表面の動きは、出現する磁場と乱流場の間の相互作用について教えてくれます。太陽の表面全体でコヒーレント構造追跡(CST)技術を使用して計算された流れにより、速度係数のテクスチャを分析し、最大の水平方向の流れを見つけてそれらの組織を決定することができます。速度係数マップは、多かれ少なかれ円形で閉じた構造を示しており、すべての緯度で見ることができます。ここではドーナツと呼ばれます。それらは、超顆粒化に関連する最も活発な対流細胞を反映しています。これらの環状の流れは、発散マップを示すように見えるように、必ずしも結合されているわけではありません。ドーナツは、太陽上の位置に関係なく、同じ特性(振幅、形状、傾斜など)を持っています。パッシブスカラー(コルク)に適用されたドーナツの流出の運動学的シミュレーションは、選択されたドーナツの優勢な作用を示しています。これは、分析から、静かな太陽の磁場拡散の主要なアクターの1つです。磁化された領域(プラージュ)にドーナツがないことは、最強の超粒状流に対する磁場の作用を示し、その場所での磁場の拡散を修正します。ドーナツの検出は、静かな太陽の渦と、ジェット、ウィンカー、冠状の輝点(キャンプファイヤー)、またはその他の物理的構造とのリンクを特定する方法です。同様に、太陽黒点の破壊、フィラメントの噴出、スピキュールやジェットを介した上層への影響など、活動的なイベントの進化に対するドーナツの影響の研究は、その構造の検出を介してより効率的に行うことができます.
両側ループジェット駆動による単一フィラメントの縦横同時振動の実体観察
| Title |
Stereoscopic_Observation_of_Simultaneous_Longitudinal_and_Transverse_Oscillations_in_a_Single_Filament_Driven_by_Two-sided-loop_Jet |
| Authors |
Song_Tan,_Yuandeng_Shen,_Xinping_Zhou,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_Yadan_Duan,_and_Surui_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07989 |
ソーラーダイナミクス天文台によって記録された、フィラメントとフィラメントチャネル内の新たなループとの間の磁気再結合によって形成される両側ループジェットによって引き起こされる静止フィラメントの同時大振幅縦方向および横方向振動の最初の観測を報告します。および太陽地球関係天文台。ジェットの北側のアームは、最初にフィラメント質量を押して、冠状空洞からなる磁力線に沿って北に移動し、その後、上昇したフィラメント質量の一部が後退し、空洞の底で縦方向に振動し始めました(つまり、磁気くぼみ)。フィラメントの最北端も同時に横振動を示した。縦(横)振動の振幅と周期は、それぞれ12.96(2.99)Mmと1.18(0.33)時間です。フィラメント地震学の方法を使用することにより、磁気傾斜の曲率半径は約151Mmであり、3D再構成によって得られた値(166Mm)と一致しています。観測された縦振動と横振動の異なる物理パラメータを使用して、フィラメントの磁場強度はそれぞれ約23ガウスと21ガウスと推定されます。移動フィラメント質量のエネルギーを計算することにより、ジェットの最小エネルギーは約1.96x10^28エルグと推定されます。新しく形成されたジェットは、単一のフィラメントで同時に縦方向と横方向の振動を引き起こすだけでなく、磁気構造、磁場強度、磁気ねじれなどのフィラメント情報を診断するための地震学ツールとしても使用できると結論付けています。
| Title |
Photometric_Calibrations_of_M-dwarf_Metallicity_with_Markov_Chain_Monte_Carlo_and_Bayesian_Inference |
| Authors |
C._Duque-Arribas_(1),_D._Montes_(1),_H._M._Tabernero_(2),_J._A._Caballero_(2),_J._Gorgas_(1)_and_E._Marfil_(1,3,4)_((1)_Universidad_Complutense_de_Madrid_&_IPARCOS-UCM,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(4)_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08036 |
M型矮星の恒星大気パラメーター($T_{\rmeff}$,$\log{g}$,[Fe/H])の知識は、理論的な恒星モデルと銀河の化学進化モデルの両方を制約し、系外惑星を導くために使用できます。しかし、冷たい大気のスペクトルが複雑なため、その決定は困難です。M矮星、特にその化学組成を特徴付けるための継続的な取り組みでは、初期および中間タイプのM矮星の金属量のマルチバンド測光キャリブレーションを実行しました。ガイアの3回目のデータリリースでは、高精度のアストロメトリーと3バンド測光が提供されます。この情報を、2MASSおよびCatWISE2020赤外線測光調査と、TheCannonおよびAPOGEEスペクトルによる高解像度分光法で決定された金属量値を持つ4919M矮星のサンプルと組み合わせることで、色-色および色における金属量の影響を研究することができました。-等級図。このサンプルを2つのサブサンプルに分割しました。ベイジアン統計とマルコフ連鎖モンテカルロ手法を使用してキャリブレーションをトレーニングするために1000個の星を使用し、推定の精度を確認するために残りの3919個の星を使用しました。$-0.45\leq\text{[Fe/H]}\leq+0.45$dexの範囲のM型矮星に適用可能な金属量のいくつかの測光キャリブレーションと、M5.0Vまでのスペクトル型を導出しました。$0.10$dexレベル。最後に、我々の結果を、FGKタイプの主星を含む広い連星系の46M矮星の追加サンプルについて、文献で公開されている他の測光推定値と比較し、優れた予測性能を発見しました。
ソーラー オービターの STIX を使用した、太陽フレアの硬 X 線時間プロファイルの高速時間変動の特徴付け
| Title |
Characterising_fast-time_variations_in_the_hard_X-ray_time_profiles_of_solar_flares_using_Solar_Orbiter's_STIX |
| Authors |
Hannah_Collier,_Laura_A._Hayes,_Andrea_F._Battaglia,_Louise_K._Harra,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08040 |
目的:この作業の目的は、高解像度を使用して、太陽フレアの非熱硬X線(HXR)時間プロファイルの高速時間変動($\gtrsim1$s)を体系的に検出して特徴付ける方法を開発することです。SolarOrbiterのSpectrometer/TelescopeforImagingX-rays(STIX)からのデータ。方法:HXR時間プロファイルは、ガウス過程(GP)回帰を使用して平滑化されました。時間プロファイルは、時間プロファイルを分解するために、ガウス分布の線形結合でフィッティングされました。ガウス分解から、周期性、半値全幅(FWHM)、時間発展、振幅などの重要な特性を導き出すことができます。結果:ソーラーオービターの科学運用の最初の年からの4つのMおよびXGOESクラスフレアにこの方法を適用した結果を提示します。これらのフレアのHXR時間プロファイルは、個々のガウス分布に分解され、それらの周期が導き出されました。適合の質は、残差の標準偏差(観測データの誤差によって正規化された観測曲線と近似曲線の差)によって定量化され、提示されたすべてのフレアに対して$\leq1.8$が得られます。この作業では、SolarOrbiterのSTIX装置を使用した高速時間変動の最初の検出が、4～128秒の範囲にわたる時間スケールで行われました。結論:太陽フレアの非熱HXRプロファイルの高速時間変動を識別して特徴付ける新しい方法が開発されました。この方法では、時間プロファイルはガウスバーストの線形結合に適合します。フレアの時間変動を研究する機会は、ソーラーオービターのSTIXからの新しい観測によって大幅に改善されました。
共生星HM Sge、NQ Gem、およびPU VulのXMM-Newtonビュー
| Title |
An_XMM-Newton_view_of_the_Symbiotic_Stars_HM_Sge,_NQ_Gem,_and_PU_Vul |
| Authors |
J._A._Toal\'a,_M._K._Botello,_and_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08191 |
共生星(SySts)HMSge、NQGem、およびPUVulのアーカイブXMM-Newton観測の分析を提示します。EPIC-pnスペクトルは輝線の存在を明らかにし、スペクトルモデリングは前例のない特性を明らかにします。たとえば、$\beta$型SyStPUVulのEPIC-pnスペクトルへの最適な適合は、2つのプラズマ成分の存在を明らかにします。$\beta$型SystHMSgeのEPIC-pnスペクトルに、ジェットなどの周期的な質量放出によって生成される非常にソフトなスペクトル成分を発見したことを報告します。単純な$\beta$型の分類は、もはやHMSgeには適用されないことをお勧めします。最後に、$\beta/\delta$型のSyStNQGemのスペクトルは、以前の著者が行ったような2温度プラズマモデルでは当てはめられません。このモデルには、1.0～4.0keVのエネルギー範囲に適合する追加のコンポーネントが必要です。このようなシステムからの降着プロセスを調べるには、$\beta/\delta$型のSyStに対するより洗練されたモデルが必要です。
行方不明の共生星はどこにありますか?公開カタログに隠された共生星の発見
銀河共生星(SySts)の人口の理論的予測は、現在知られている人口と非常に矛盾しています。過去数十年にわたる多大な努力にもかかわらず、観測結果は依然として予測をはるかに下回っています。これまでに知られているSyStsの大部分は、光学体制で確立された選択基準に基づいて識別されます。非常にかすかな光輝線を持つSULynの最近の発見により、降着のみの白色矮星を持つSyStsのサブグループが明らかになりました。この特定のケースでは、発光する赤色巨星が薄暗い白色矮星の仲間を覆い隠す可能性があります。GALEXUVおよび2MASS/AllWISEIR測光法を使用して、SyStsのこのサブグループを検索する新しいアプローチが提示されます。FUV-NUVカラーインデックスは、ホットコンパクトコンパニオンの存在を直接的または間接的に示す指標です。SuperNovaeの全天自動調査から得られた変光星IIIのカタログとGALEX、2MASS、およびAllWISEカタログのクロスマッチにより、814個の潜在的なSySt候補のサンプルが得られました。それらから、105のソースがFUVとNUVバンドの両方からの測光測定値を持ち、35がFUV-NUV<1を示します。これは、既知のSystsから予想されるものと同様です。5つの既知のSyStsが回収され、典型的な輝線の検出後の分光追跡観測で2つの新しい本物のSyStsが発見されました。
Gaia-DR2 質量白色矮星観測を用いた修正重力における基本パラメータの制約
| Title |
Constraining_fundamental_parameters_in_modified_gravity_using_Gaia-DR2_massive_white_dwarf_observation |
| Authors |
Surajit_Kalita_(UCT)_and_Akhil_Uniyal_(IIT-G) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07645 |
さまざまな実験と観察により、研究者は、微細構造定数や陽子と電子の質量比などの基本定数のさまざまな境界を示唆するようになりました。これらの境界は、主に実験が行われるシステムのエネルギースケールによって異なります。この記事では、Gaia-DR2の大質量白色矮星データを使用して、修正された重力コンテキストでこれらのパラメーターの境界を取得し、重力理論が変化すると境界が変化することを示します。この調査は、高密度領域の天体物理シナリオにおける修正重力の無視できない影響を強力にサポートすることを示すだけでなく、代替重力理論の下で基本パラメーターの境界がはるかに強くなる可能性があることも明らかにしています。
超対称性の破れと暗黒次元のスケール
| Title |
The_Scale_of_Supersymmetry_Breaking_and_the_Dark_Dimension |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Niccol\`o_Cribiori,_Dieter_Lust,_Marco_Scalisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07719 |
超対称性の破れスケールと暗エネルギー密度$\Lambda$の測定値との関係について議論します。暗黒エネルギー密度$\Lambda$と重力質量$M_{3/2}$をそれぞれ光のカルザ・クラインタワーの質量スケールに結び付ける2つの量子重力一貫性沼地制約を組み合わせることで、それを導出します。したがって、効果的な理論のUVカットオフに。$\Lambda$の制約が最近暗黒次元シナリオにつながったのに対し、ミクロンサイズの単一のメゾスコピック余分な次元の予測により、$M_{3/2}$の制約を使用してそのような意味を推測します超対称性の破れの規模のシナリオ。超対称性シグネチャの自然なスケールは$M={\calO}\left(\Lambda^{1/8}\right)={\calO}({\rmTeV})$であることがわかります。この質量スケールは、LHCと次世代のハドロン衝突型加速器の範囲内です。最後に、超対称性の破れた暗次元シナリオの可能性のあるストリング理論と効果的な超重力実現について説明します。
光暗黒物質の伝播への分析的アプローチ
暗黒物質が原子核と強く相互作用しすぎると、検出器に到達する前に地球の地殻や大気中で検出できない速度まで減速する可能性があります。サブGeV暗黒物質の場合、より重い暗黒物質に適した解析的近似は失敗し、計算コストの高いシミュレーションを使用する必要があります。散乱がラボフレームで等方性であるという近似に基づいて、地球の明るい暗黒物質の減衰をモデル化する新しい方法を提示します。このアプローチはモンテカルロの結果とよく一致し、モンテカルロ法の実行時間は断面積とともに指数関数的に増加するため、散乱の数が大きくなるとはるかに高速になる可能性があることを示します。この方法を使用して、サブドミナントダークマター(暗黒物質密度のごく一部を構成する粒子)の減衰をモデル化し、サブドミナントダークマターに関する以前の研究が直接検出実験の感度を過大評価していることを示します。.
堅牢な Chauvenet Rejection: 高度に汚染されたデータセットの外れ値検出を強力かつ使いやすく
| Title |
Robust_Chauvenet_Rejection:_Powerful,_but_Easy_to_Use_Outlier_Detection_for_Heavily_Contaminated_Data_Sets |
| Authors |
Nicholas_Konz,_Daniel_E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07838 |
Maples等において。(2018)ロバストショーヴネアウトライアーリジェクション(RCR)を導入しました。これは、中心傾向のさまざまな尺度を順次適用し、経験的にリジェクトシグマ値を決定することによって、ショーヴネの基準を進化させる新しい外れ値リジェクション手法です。RCRは、重度に汚染されたサンプルをクリーニングする場合に特に強力であり、シグマクリッピングなどの他の方法とは異なり、データセットの根底にある汚染されていない分布を特徴付ける際に、堅牢性は低下しますが、より正確になる統計を順番に使用することで、正確かつ正確になります。この作業では、C++の元の速度を維持しながら、Pythonパッケージとして新たに実装されたソフトウェアの観点からRCRを提示します。RCRは十分にテストされ、調整され、シミュレートされており、重み付けされたデータの有無にかかわらず、1次元の外れ値の排除と$n$次元のモデルフィッティングの両方に使用できます。RCRは、学術目的および非営利目的で無料で使用できます。コード、ドキュメント、および付随するWeb計算機は、https://github.com/nickk124/RCRでオンラインで見つけて簡単に使用できます。
効果的な核相互作用に基づく中性子星観測量のベイズ推定
| Title |
Bayesian_inference_of_neutron-star_observables_based_on_effective_nuclear_interactions |
| Authors |
Jia_Zhou,_Jun_Xu,_and_Panagiota_Papakonstantinou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.07904 |
Skyrme-Hartree-Fockモデル(SHF)とその拡張(Korea-IBS-Daegu-SKKU(KIDS)モデル)および相対論的平均場(RMF)モデルに基づいて、パラメーターの制約を研究しました。ベイジアンアプローチを使用して、採用された天体物理観測量からの核物質の状態方程式(EOS)の計算。中性子星の質量と半径は、一般に堅固な等スケールEOSと比較的ソフトな核対称エネルギーを支持しますが、制約へのモデルの依存性が観察され、主に高次のEOSパラメータの組み込みと相対論的モデルと非相対論的モデルの違いに由来します。.飽和密度の2倍では、対称エネルギーの値は、標準SHFモデルでは$48^{+15}_{-11}$MeV、KIDSモデルでは$48^{+8}_{-15}$MeVに制限されます。モデル、RMFモデルの$48^{+5}_{-6}$MeV、$68\%$信頼区間内の最大{\itapostoriori}値付近。私たちの研究は、核物質のEOSに対するロバストな制約を得るのに役立ち、その間、結果のモデル依存性を理解するのに役立ちます。
Cosmological Collider の連続スペクトル
スクイーズドリミットにおけるインフレーションバイスペクトルに対する連続スペクトル(連続体等曲線)をもつ大質量場の影響を調べます。具体的な例として、準単一フィールドインフレーションモデルを拡張して、余分な次元から十分に動機付けられたスペクトル密度を持つ連続体アイソカーバトンを含め、単一の連続体アイソカーバトン交換によるバイスペクトルへの寄与に焦点を当てます。連続スペクトルのない通常の場合とは対照的に、バイスペクトルの振幅は、深く絞り込まれた極限で減衰機能を持ちます。これは、連続スペクトルの強力な証拠となる可能性があります。
整列現象の幾何学的解釈について
宇宙線乳剤実験で観測されたX線フィルムのスポットの配置を、幾何学的アプローチの枠組みで分析し、解釈します。高度な整列は、ほとんどのエネルギー粒子自体の選択手順と、横運動量保存と一緒のエネルギー蓄積のしきい値に部分的に起因する可能性があることが示されています。
確率的重力波背景の異方性の検出における固有の限界
| Title |
Intrinsic_limits_on_the_detection_of_the_anisotropies_of_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Giorgio_Mentasti,_Carlo_R._Contaldi,_Marco_Peloso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08074 |
検出器の任意のネットワーク、および任意の積分時間について、たとえ機器ノイズが無視できるという理想的な限界であっても、確率的重力波背景(SGWB)の等方性成分の固有の時間変動により、異方性の精度に限界が生じます。SGWBを測定できます。ここでは、このサンプル制限を計算する方法を示し、これを既存および計画中のサイトに配置された地上ベースの検出器の3つの個別の構成に適用します。私たちの結果は、理想化された最良のシナリオでは、$\ell\leq8$での異方性の個々の多重極は、5を超える$\sim10^{-5}-10^{-4}$レベルまでしか測定できないことを示しています。等方性成分の割合としての観測年数。観測時間の平方根に比例して感度が向上するため、任意に低い機器ノイズを備えた理想化された検出器の場合でも、宇宙起源のSGWBの異方性の測定に非常に深刻な課題が生じます。
文字列補正による再スケーリングされた Einstein-Hilbert 重力の Swampland 基準
| Title |
Swampland_criteria_for_rescaled_Einstein-Hilbert_gravity_with_string_corrections |
| Authors |
Achilles_Gitsis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_Konstantinos-Rafail_Revis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_S._A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_F._P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08126 |
この作業では、再スケーリングされた$f(R)$重力モデルの特定のクラスのSwampland基準を調べます。これは、文字列補正を含めて、宇宙の原始時代を後期時代と統合することができます。特に、リスケールパラメータが領域$0<\alpha<1$に存在するように制約されることを考慮して、Gauss-Bonnet理論とChern-Simons理論の理論的枠組みを別々に開発します。示されているように、前述の理論の文脈では、最新のプランクデータと一致する実行可能なインフレ現象論が、さまざまな値の両方のケースで得られます。検査された場所で必ずしも同時に満たされるわけではないが、rescaleパラメーターの小さな値に対して満たされるSwampland基準は、文字列修正項がない正規スカラーフィールドの場合と一致します。GW170817からの最近の観測によると、光の速度と一致するテンソル摂動の伝搬速度を得るために、Gauss-Bonnetモデルもさらに制約されます。この仮定の結果として、理論の自由度が減少します。全体的な現象学から生じる興味深い特徴は、ストリング補正を含めることにより、原始摂動のテンソルスペクトルインデックスが正の値を取得できるようになったことです。これは正準スカラーフィールドの場合には不可能です。最後に大事なことを言い忘れましたが、観測と両立しないことが知られているべき乗則モデルは、パリティ違反項を含めることで実行可能になり、示されているように、Swampland基準も満たしています。
カー時空における極端な質量比インスピレーションの作用角形式
| Title |
Action-Angle_formalism_for_extreme_mass_ratio_inspirals_in_Kerr_spacetime |
| Authors |
Morteza_Kerachian,_Luk\'a\v{s}_Polcar,_Viktor_Skoup\'y,_Christos_Efthymiopoulos_and_Georgios_Lukes-Gerakopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08150 |
正準摂動理論を使用して、カーブラックホール時空における有界測地線運動の作用角形式を導入します。すなわち、リー級数技法を使用して、ボイヤー・リンドクイスト座標で書かれたカー背景の測地線運動をアクション角変数で書かれたハミルトン系に記述するハミルトニアン関数の一連の正準変換を生成します。この手法により、Boyer-Lindquist変数と作用角変数の間に閉形式の可逆関係を生成することができ、システムのすべての特性関数も解析的な閉形式で生成されます。作用角可変ハミルトニアン系で表現されたは、極限質量比渦巻き(EMRI)、つまり恒星のコンパクトな物体が重力放射反応により超大質量ブラックホールに渦巻く連星系をモデル化するために使用されます。エネルギーと角運動量フラックスが周波数領域でTeukolsky方程式を解くことによって計算されるEMRIの断熱進化を検討します。これを実現するために、新しいTeukolsky方程式ソルバーコードが開発されました。
微視的な記述で中性子星の特性の全範囲に及ぶ
| Title |
Spanning_the_full_range_of_neutron_star_properties_within_a_microscopic_description |
| Authors |
Tuhin_Malik,_M\'arcio_Ferreira,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08169 |
核物質の高密度挙動は、非線形中間子相互作用を伴う相対論的平均場記述内で分析されます。モデルパラメーターとその出力を評価するために、ベイジアン推論手法が使用されます。ベイズのセットアップは、いくつかの核飽和特性、2M$_\odot$を超える中性子星の最大質量、および正確なN$^3によって生成される低密度純粋中性子物質の状態方程式(EOS)によってのみ制限されます。カイラル有効場理論における$LO計算。非線形スカラーベクトル場の寄与の強さに応じて、3つの異なるクラスのEOSが見つかりました。それぞれが異なる星の特性分布に相関しています。非線形ベクトル場の寄与がない場合、重力の最大質量と高密度での音速は最大になります。ただし、飽和密度の3倍未満の密度では最小の音速も得られます。一方、非線形ベクトル場の寄与が最も強いモデルは、1.4M$_\odot$星の最大半径と潮汐変形能を予測し、核生成直接Urcaプロセスの開始の最小質量と最小の質量を予測します。最大質量構成の中心バリオン密度。これらのモデルは、飽和密度の3倍未満で最大の音速を持ちますが、高密度では最小になり、特に飽和密度の4倍を超えると、音速は最大値の中心で約$\sqrt{0.4}c$に近づきます。質量星。逆に、非線形ベクトルの寄与が弱いと、音速は単調に増加します。2.75M$_\odot$NSの最大質量は、弱い非線形ベクトル場相互作用で後部の尾部で得られました。これは、GW190814のセカンダリオブジェクトもNSである可能性があることを示しています。
新しい物理学を求めた共鳴質量重力波検出器としての光超安定光時計空洞
| Title |
Optical_ultra-stable_optical_clock_cavities_as_resonant_mass_gravitational_wave_detectors_in_search_for_new_physics |
| Authors |
M._Naro\.znik,_M._Bober,_M._Zawada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08200 |
最先端の光原子時計の卓上サイズの超安定光共振器を、2kHzを超える周波数のバー重力波検出器として使用することを提案します。重力波のスペクトルの2～20kHzの範囲は、サイズが2メートル未満の機器でアクセスできることを示しています。提案された空洞の材料と特性は、現在の技術の範囲内にあります。超安定光共振器により、連星中性子星の合体および合体後、太陽系以下の質量の原始ブラックホールの合体、星のコアの崩壊などの発生源から予測される重力波信号を検出できるだけでなく、標準的なモデルの外観を超えた新しい物理学に到達できます。ブラックホールの超放射によって形成されたQCDアクシオンやアクシオン様粒子などの超軽量ボソン用。
