宇宙論的シミュレーションのための摂動理論に基づくインテグレーター
大規模な宇宙シミュレーションは、現代の宇宙論にとって不可欠なツールです。モデル空間の探索を可能にするには、高速で正確な予測が重要です。この論文では、このようなシミュレーションのパフォーマンスが、宇宙摂動理論からの入力を使用するタイムステッピング方式でさらに改善できることを示しています。具体的には、ラグランジュ摂動理論(LPT)によって予測されたものに単一のリープフロッグ/Verletドリフトキックドリフトステップで粒子軌道を一致させることによって導出された時間ステッピングスキームのクラスを紹介します。当然の結果として、これらのスキームは、シェル交差前の領域(つまり、粒子軌道が交差する前)で1Dの解析的Zel'dovich解を正確に生成します。このクラスの1つの代表は、Fengらによる一般的なFastPMスキームです。2016年をベースラインとしています。次に、より強力なLPTに着想を得た積分器を構築し、それらが$\mathcal{O}(1-100)$タイムステップの2次元および3次元の高速シミュレーションでFastPMおよび標準積分器よりも優れていることを示します。これにより、パワースペクトルを正確に再現するために必要なステップが少なくなります。密度場のバイスペクトル。さらに、加速度場の規則性が欠如しているため、どの積分器についても、シェル交差後の領域では高次の収束を達成できないことを解析的および数値的に示します。また、初期条件に存在するタイムステップ間隔と減衰モードの影響を調べます。重要なことに、積分器のシンプレクティシティは、少数のタイムステップでの高速近似シミュレーションでは小さな役割を果たしていることがわかりました。
YOLO-CL: 深い機械学習による SDSS での銀河団検出
| Title |
YOLO-CL:_Galaxy_cluster_detection_in_the_SDSS_with_deep_machine_learning |
| Authors |
Kirill_Grishin,_Simona_Mei,_St\'ephane_Ilic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09657 |
(要約)銀河団は、宇宙モデルの強力なプローブです。次世代の大規模な光学および赤外線調査は、広大な地域で前例のない深さに到達し、明確に定義された選択機能を備えた、非常に完全で純粋なクラスターカタログを必要とします。銀河団の検出用に最適化された、最先端の物体検出ディープ畳み込みネットワークYOLOの修正版である新しいクラスター検出アルゴリズムYOLO-CLを開発しました。SDSSで検出されたredMaPPerクラスターのカラー画像でYOLO-CLをトレーニングしました。YOLO-CLが$95-98\%$のredMaPPerクラスターを検出し、ネットワークをSDSS空白フィールドに適用することによって計算された$95-98\%$の純度であることがわかりました。SDSSフットプリントのMCXC2021X線カタログと比較すると、YOLO-CLはredMaPPerよりも完全です。これは、ニューラルネットワークがトレーニングサンプルのクラスター検出効率を改善したことを意味します。YOLO-CL選択関数は、MCXC2021クラスター平均X線表面輝度に関して、赤方偏移でほぼ一定です。YOLO-CLは、SDSSに適用される従来の検出アルゴリズムと比較して、高いパフォーマンスを示します。深層学習ネットワークは、銀河測光カタログや測光赤方偏移カタログを必要としないため、従来の銀河団検出手法よりも大きな利点があります。これにより、光源検出、測光および測光赤方偏移測定中に導入される可能性のある体系的な不確実性が排除されます。私たちの結果は、YOLO-CLが従来のクラスター検出方法に代わる効率的な方法であることを示しています。一般に、この作業は、ルービン/LSST、ユークリッド、またはローマ宇宙望遠鏡の調査など、将来の宇宙クラスター調査のために深い畳み込みネットワークのパフォーマンスを調査する価値があることを示しています。
ハッブル定数$H_0$は、ある時点(現在)の宇宙膨張率の値であり、膨張の歴史全体と宇宙論を考慮しないとうまく調整できません。いくつかの条件を概説します。完全に「いいえ」ではないにしても「いいえ」です動的な暗黒エネルギーを使用すると、他の宇宙論的測定を混乱させることなく、$H_0$の異なる推定を調整することはできません。
大規模な宇宙スケールでは、異方的な重力崩壊がダークコスミックウェブに現れます。その統計的特性は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論でよく知られていますが、ファジー暗黒物質(FDM)などの代替暗黒物質モデル用に修正されています。この作業では、FDMなどの小規模な電力抑制を伴う宇宙論における宇宙ノード、フィラメント、壁、およびボイドの相対的な重要性を初めて評価します。NEXUS+マルチスケールモルフォロジーフィルター技術をFDMのような宇宙論の宇宙論的$N$体シミュレーションに適用することにより、赤方偏移$z\sim3.4-5.6$での宇宙環境の質量および体積充填率を定量化し、2D宇宙シートがホストであることを発見します。粒子質量$m$が減少するにつれて、宇宙の物質含有量のより大きな割合(CDMと比較して$m=7\times10^{-22}$eVモデルで$\sim5$%増加)。低質量端でのノード、フィラメント、ウォール、およびボイド条件付きハロー質量関数の抑制は、ハーフモード質量$M_{1/2}$をはるかに超えて発生する可能性があることがわかりました。対数過密度PDFは、FDMのような宇宙論でよりピークに達し、中央値がより高い値にシフトすることを示します。これは、$m$が減少するにつれて低過密度テールが抑制された結果です。FDMのような宇宙論における無条件過密度PDF$P(\delta)$の歪度推定$S_3$は、CDMよりも系統的に高く、$m=10^{-22}$eVモデルはCDMと$\sim2\sigma$だけ異なります。したがって、FDMやその他の暗黒物質モデルを制約するためのテストベッドとして$P(\delta)$を使用することをお勧めします。
| Title |
Soliton_Merger_Rates_and_Enhanced_Axion_Dark_Matter_Decay |
| Authors |
Xiaolong_Du,_David_J._E._Marsh,_Miguel_Escudero,_Andrew_Benson,_Diego_Blas,_Charis_Kaur_Pooni,_Malcolm_Fairbairn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09769 |
ソリトンは、ボソン場からなる暗黒物質(DM)ハローのシミュレーションで形成されることが観察されています。拡張されたPress-Schechter形式を使用して、ソリトンの質量関数を計算し、ハロー質量とソリトン質量の間の関係のさまざまな形式を想定します。さらに、ソリトンの主要な合併率の新しい計算を提供します。アクシオンDMで構成されるソリトンは臨界質量を超えると不安定になり、結合定数の値に応じて相対論的アクシオンまたは光子に崩壊します。計算されたソリトンの主要な合併率を使用して、ソリトンの不安定性による強化されたDM減衰率を予測します。現在許容されているアクシオンパラメータの特定の値では、ソリトン崩壊から光子への銀河間媒体へのエネルギー注入は、$z>10$でのコア崩壊超新星によるエネルギー注入と同等またはそれ以上です。関連する論文では、このようなエネルギー注入の現象論を調査しています。
ディラックは1937年に、彼の大数仮説から導き出された結合定数の変化を提案しました。それ以来、さまざまな方法でそれらの変動を制限する努力が続けられてきました。宇宙論的距離を決定するための宇宙論的プローブとしての超新星タイプ1a、クエーサー、およびガンマ線バースト(GRB)の使用に主に焦点を当てながら、目的に使用されるいくつかの方法について簡単に説明します。超新星Ia型(SNeIa)は、光度曲線から固有の光度を正確に決定できるため、最適な標準キャンドルと見なされます。ただし、赤方偏移$z=2.3$までしか観測されておらず、ほとんどが$z<1.5$です。クエーサーは、宇宙で最も明るい非一時的な宇宙ソースです。$z=7.5$まで観測されています。特定の種類のクエーサーは、標準的なろうそくとして使用するのに十分なほど十分に調整できますが、SNeIaよりも固有の光度の不確実性が高くなります。GRBはクエーサーよりもさらに明るく、$z=9.4$まで観測されています。それらの放射は数十ミリ秒から数分続き、まれに数時間続きます。ただし、クエーサーよりも標準キャンドルとして調整するのはさらに困難です。結合定数が動的になると、標準キャンドルの固有の光度が影響を受けるとどうなりますか?この論文では、光速c、重力定数G、プランク定数h、およびボルツマン定数kの変動が$G\thicksimc^{3}\thicksimh^{3}\thicksimとして相関しているという以前の発見を使用しています。k^{3/2}$with$(\dot{G}/G)_{0}=3(\dot{c}/c)_{0}=(\dot{h}/h)_{0}=1.5(\dot{k}/k)_{0}=5.4H_{0}=3.90(\pm0.04)\times10^{-10}yr^{-1}$はSNeIaでそれを裏付けています。クエーサー、およびGRB観測データ。また、この共変結合定数モデルは、クエーサーとGRBを標準キャンドルとして使用する標準の{\Lambda}CDMモデルよりも優れている可能性があることを示し、GRBスケールの質量を$((1+z)^{1/3}-1)$.
空間曲率と熱力学
これらのデータを適切に平滑化した後、均一で等方的な宇宙の膨張率の現在のハッブルデータセットの合理的なパラメーター化は、メトリックの空間曲率が開いているか、フラットであるか、または閉まっている。別の言い方をすれば、空間曲率の兆候は熱力学の第2法則と一致しているように見えます。
宇宙論的パラメーター$H_0$(ハッブル定数)のローカル測定値と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のプランクミッション測定値から導き出されたその値との間の不一致(張力)は、CMBの汚染を考慮することで説明できます。非常に冷たい粗粒(灰色)の塵など、遠方の銀河系外の源(遠い前景)を取り囲むいくつかの媒体からの放射によるものです。他の前景と同様に、それはCMBパワースペクトルを変更し、CMB温度変動の分散に寄与します。異なる分散を持つCMBのランダムサンプルを生成することにより、分散の増加が$H_0$の推定値を小さくし、残りの宇宙論モデルパラメーターは固定されたままであることを確認しました。これは、{\itPlanck}から導出されたパラメーター$H_0$の値がローカル測定値に対して減少したことを説明している可能性があります。しばらくの間、冷たい灰色の塵は銀河間空間に生息していると疑われており、遠方の銀河系外の源を暗くする効果を除いて、ほとんど検出できないことが知られています.
シングルフィールドインフレーションにおける重い質量の原始ブラックホールの形成は不可能
| Title |
No-go_for_the_formation_of_heavy_mass_Primordial_Black_Holes_in_Single_Field_Inflation |
| Authors |
Sayantan_Choudhury,_Mayukh_R._Gangopadhyay,_M._Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10000 |
インフレーションの単一フィールドモデルにおける始原ブラックホール(PBHs)形成の可能性を調べます。繰り込まれた原始パワースペクトルの1ループ補正により、大量のPBHが存在する可能性が排除されることを示します。スローロール(SR)からウルトラスローロール(USR)への移行中にPBHが生成され、その後インフレが終了するフレームワークを検討します。動的くりこみ群(DRG)がパワースペクトルを復元すると、前述の遷移で生成されるPBHの可能な質量範囲、つまり$M_{\rmPBH}\sim10^{2}{\rmgm}$$が厳しく制限されることを示します。\widehat{a}$lano-go定理。特に、生成されたPBHは短命($t^{\rmevap}_{\rmPBH}\sim10^{-17}{\rmsec}$)であり、対応する数のe-USR地域のフォールドは、$\DeltaN_{\rmUSR}\approx2$に制限されています。
| Title |
Primordial_magnetic_field_generation_via_primordial_black_hole_disks |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou,_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10045 |
銀河間媒体を貫通する大規模な原始磁場(PMF)は、宇宙の進化において重要な役割を果たしている宇宙で遍在的に観測されています。それらの起源は、非常に活発な研究分野を構成することでまだ議論されています.現在の手紙では、始原ブラックホール(PBH)のポータルを介してそのようなPMFの起源の新しい自然なabinitioメカニズムを提案します。特に、局所等温ディスクを備えたPBHを考慮することにより、ブラックホールの周りの原始プラズマの渦のような運動によるビアマンバッテリー誘導シード磁場（MF）の生成を研究します。興味深いことに、ビッグバン元素合成の前に、PBH質量$M_\mathrm{PBH}$として$B\simeq1.5\times10^{-4}M_\odot/M_\mathrm{PBH}$でスケーリングするシードPMFが見つかりました。、そして宇宙膨張の影響を説明すると、現在の振幅のMFは、PBH質量に依存せずに、または考慮されているスケールで同等に$10^{-30}\mathrm{G}$のオーダーになります。このシードMFは、後でさまざまなダイナモ/不安定性プロセスによって増幅され、銀河および銀河間スケールでの現在の磁場のシードを提供できます。
コンパクト天体の暗黒物質に対する Ia 型超新星の制約
暗黒物質(DM)の性質は、宇宙に豊富にあるにもかかわらず、宇宙論における未解決の問題です。素粒子はDMを説明するものと考えられてきましたが、初期宇宙で形成されたブラックホールなどのコンパクトな天体は、理論的に魅力的な代替ルートを提供します。ここでは、タイプIa超新星ハッブル図を使用して、質量$M\gtrsim0.01M_\odot$の原始ブラックホール(PBH)で構成できるDMの割合を制限します。均一物質の割合が$\eta$でパラメータ化されるDyer-Roeder距離関係を利用して、95\%の信頼水準(C.L.)で0.50のコンパクトオブジェクト($f_p$)のDMの最大部分量を見つけます。均一な$\Lambda$CDMモデルと0.49は、一定のダークエネルギーの状態方程式で周辺化する場合です。これらの制限は、宇宙の曲率を無視しても変化せず、宇宙モデルに対するロバスト性を示しています。$\eta$の事前確率に$\eta>1$を含めることを許可すると、$f_p<0.32$が95$\%$C.L.で導出され、$\eta\leq1$の事前仮定が保守的な$f_p$の上限。セファイドで較正された超新星を含めると、95\%C.L.制約は$f_p<0.25$に改善されます。私たちの推論におけるハッブル定数の推定値は均一な場合と一致し、コンパクトな暗黒物質の形での不均一性は観測されたハッブル張力を説明できないことを示しています。結論として、恒星質量以上のPBHが暗黒物質の支配的な部分を形成する可能性を強く排除します。
CMB レンズ相互相関におけるモデルに依存しない分散キャンセル
物質の他のトレーサーとのCMBレンズ再構成の相互相関は、宇宙時間の関数としての原始非ガウス性、ニュートリノ質量、および構造成長を制約します。3番目のトレーサーを使用してレンズ再構成から構造を除去することにより、これらの測定の精度を向上させる方法を形式化します。重要なことに、私たちの方法は、補助トレーサーの宇宙論的依存をモデル化する必要なく、ジョイントモデリングアプローチの分散削減の利点を享受しています。PlanckとDESILegacySurveysからのデータを使用した分散相殺の最初のデモを提示し、宇宙赤外線背景(CIB)またはDESILegacySurveyLuminousRedGalaxysを使用して、レンズ効果と相互相関分散の両方が10～20%減少したことを示します(LRGs)を物質トレーサーとして使用します。
初期不安定シナリオにおける水星の形成
| Title |
Mercury's_formation_within_the_Early_Instability_Scenario |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_John_E._Chambers,_Nathan_A._Kaib,_Sean_N._Raymond,_Alan_P._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09646 |
内部太陽系の現代の軌道構造は、地球型惑星形成の時代への推論を提供します。微惑星や他の原始惑星との衝突による惑星の成長の〜100Myrの期間.このシナリオの古典的な数値シミュレーションは、正しい数の地球世界、それらの長半径、おおよその形成タイムスケールを適切に再現しましたが、地球と火星、金星と水星の質量比を再現するのに苦労しました。過去の一連の独立した調査で、火星の質量は木星と土星の初期の軌道進化の結果である可能性があり、水星の小さいサイズはこの地域の原始的な質量不足の結果である可能性があることを示しました。ここでは、これらのアイデアを単一のモデル化されたシナリオに組み合わせて、4つの地球型惑星すべての形成と巨大惑星の現在の軌道を大まかに再現するように設計しました。水星類似体のコアの質量分率、質量、および金星からの軌道オフセットを評価することにより、地球円盤の内部にある多くの水星質量の胚の間の一連の激しい浸食衝突を通じて水星が形成されるというシナリオを支持します。また、ガス巨人がコンパクトな3:2共鳴構成でロックされたシミュレーションを開始した場合と、よりリラックスした2:1方向でシミュレーションを開始した場合を比較し、前者がより成功することを発見しました。2:1の場合、水星を形成する領域全体が、地球と金星が成長するにつれて軌道を過度に励起する傾向がある強力なスイープ永年共鳴のために枯渇することがよくあります。私たちのモデルは、水星の巨大なコアと動的に孤立した軌道を再現することに成功していますが、惑星の低質量を一致させることは依然として非常に困難です。最後に、代替進化シナリオと初期ディスク条件の長所と短所について説明します。
HIP 33609 b: V=7.3 で急速に回転する B 星を通過する偏心褐色矮星
| Title |
HIP_33609_b:_An_Eccentric_Brown_Dwarf_Transiting_a_V=7.3_Rapidly_Rotating_B-Star |
| Authors |
Noah_Vowell,_Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Andrew_Vanderburg,_Andrew_W._Mann,_Matthew_J._Hooton,_Keivan_G._Stassun,_Saburo_Howard,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_Steve_B._Howell,_Tristan_Guillot,_Carl_Ziegler,_Karen_A._Collins,_Theron_W._Carmichael,_Jon_M._Jenkins,_Avi_Shporer,_Lyu_ABE,_Philippe_Bendjoya,_Jonathan_L._Bush,_Marco_Buttu,_Kevin_I._Collins,_Jason_D._Eastman,_Matthew_J._Fields,_Thomas_Gasparetto,_Maximilian_N._G\"unther,_Veselin_B._Kostov,_Adam_L._Kraus,_Kathryn_V._Lester,_Alan_M._Levine,_Colin_Littlefield,_Wenceslas_Marie-Saint,_Djamel_M\'ekarnia,_Hugh_P._Osborn,_David_Rapetti,_George_R._Ricker,_S._Seager,_Gregor_Srdoc,_Olga_Suarez,_Guillermo_Torres,_Amaury_H.M.J._Triaud,_R._Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09663 |
NASAの通過系外惑星調査衛星TESSによってTOI-588bとして発見された、後期B星を周回する通過中の暖かい褐色矮星であるHIP33609bの発見と特徴付けを提示します。HIP33609bは、非常に偏心した(e=0.560$_{-0.031}^{+0.029}$)周期が39日の軌道。主星は明るい(V=7.3等)、T$_{eff}$=10,400$_{-660}^{+800}$K星で、質量はM$_{*}$=2.383$_{-0.095}^{+0.10}$M$_{\odot}$とR$_{*}$の半径=1.863$_{-0.082}^{+0.087}$R$_{\odot}$、これまでに発見された最もホットなトランジット褐色矮星の主星となっています。キロン分光器から視線速度測定値を取得し、伴星の質量M$_{b}$=68.0$_{-7.1}^{+7.4}$M$_{J}$と主星の自転速度を確認しました($vsini_{*}=55.6\pm1.8$km/s)。また、MELANGE-6と指定された新しい共同移動する星のグループの発見を提示し、HIP33609がメンバーであることを確認します。ローテーション期間とクラスターメンバーに適合する等時線モデルの組み合わせを使用して、150$\pm$25Myrの年齢を推定します。測定された質量、半径、および年齢により、HIP33609bは亜星の進化モデルのベンチマークになります。
VaTEST II: TESS の 16 の太陽系外惑星の統計的検証
| Title |
VaTEST_II:_Statistical_Validation_of_16_Exoplanets_of_TESS |
| Authors |
Priyashkumar_Mistry,_Kamlesh_Pathak,_Aniket_Prasad,_Georgios_Lekkas,_Surendra_Bhattarai,_Sarvesh_Gharat,_Mousam_Maity,_Dhruv_Kumar,_Elise_Furan,_Steve_Howell,_David_Ciardi,_Allyson_Bieryla,_Elisabeth_Matthews,_Erica_Gonzales,_Carl_Ziegler,_Ian_Crossfield,_Jason_Eastman,_Steven_Giacalone,_Courtney_Dressing,_Charles_Beichman,_Joshua_Schlieder,_Maria_V._Goliguzova,_Ivan_A._Strakhov,_Mark_Everett,_Crystal_Gnilka,_Katie_Lester,_Colin_Littlefield,_Nic_Scott,_and_Rachel_Matson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09865 |
NASAのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)は、明るい星の近くを周回するトランジット系外惑星を見つけるために設計された全天調査ミッションです。250以上のトランジット系外惑星を特定しており、約6,000の候補がまだ研究されていません。この原稿では、進行中のVaTEST(統計ツールを使用したトランジット系外惑星の検証)プロジェクトからの調査結果について説明します。このプロジェクトは、さらなる特徴付けのために新しい系外惑星を検証することを目的としています。LATTEツールを使用して30の候補の光度曲線を調べ、VESPAやTRICERATOPSなどの複数の統計的検証ツールを使用して偽陽性確率を計算することにより、16の新しい太陽系外惑星を検証しました。これらには、透過分光法(TOI-2194b)、発光分光法(TOI-277b、TOI-1853b、およびTOI-3082b)を使用した大気特性評価、および透過分光法と発光分光法の両方(TOI-672b、TOI-1410b、TOI-1694b)に適した惑星が含まれます。、TOI-2018b、TOI-2134bおよびTOI-2443b);2つのスーパーアース(TOI-1801bとTOI-2194b)は明るい軌道(V=11.58等、V=8.42等)、金属不足([Fe/H]=-0.7186$\pm$0.1、[Fe/H])=-0.3720$\pm$0.1)星;ホットネプチューン砂漠の2つの短周期の海王星のような惑星（TOI-1410bとTOI-1853b）。合計で、2つのスーパーアース、9つのサブ海王星、3つの海王星のような太陽系外惑星、および2つのサブ土星またはスーパー海王星のような太陽系外惑星を検証しました。さらに、さらに3つの候補(TOI-1732、TOI-2200、およびTOI-5704)を特定し、それらの惑星的性質を確立するためにさらに研究することができます。
LROC NAC の測光による月面の岩石の多い領域の解決
| Title |
Photometry_of_LROC_NAC_resolved_rock-rich_regions_on_the_Moon |
| Authors |
Rachael_M._Marshal,_Ottaviano_Ruesch,_Christian_Woehler,_Kay_Wohlfarth,_Sergey_Velichko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09885 |
空気のない物体の表面にあるメートルおよびサブメートルスケールの地質学的特徴、特にボルダーとボルダーフィールドの研究は、レゴリスの進化とその形成へのさまざまなプロセスの寄与への洞察を提供できます。以前の研究では、画像比率を使用して、若いクレーターを取り囲む月のレゴリスの測光特性を調べました。この方法論を拡張して、表面特性、特に粗さ特性を抽出します。これは、ボルダーフィールドと衝突クレーターの周りにそれらを構成するボルダーに限定されます。この研究では、正規化された対数位相比差メトリックを使用して、岩石に富むフィールドの位相曲線の勾配(反射率対位相角)を測定および比較することにより、測光粗さを使用して、月の岩石に富む領域を調査します。-フリーフィールド。シミュレートされた画像の岩石が豊富なフィールドの測光粗さと、LROCNAC画像(0.5m/ピクセル)の岩石が豊富なフィールドの測光粗さを比較します。この手法を使用して、岩の多い表面は必ずしも岩のない領域よりも測光的に粗いわけではないことがわかりました。さらに、解決された岩場の粗さは、多様なサブmmスケールの岩石の粗さ(微地形学)と、おそらく可変岩石の単一散乱アルベドの存在を示しています。これらの後者の特性は、岩の岩石学と、風化と侵食に対する材料の反応によって制御されている可能性があります。2つのクレーターのダウンレンジとアップレンジで測光的に滑らかで粗いボルダーフィールドの空間クラスタリングが観察され、噴出物の非対称性を反映しており、衝突掘削プロセス中の噴出物の岩石表面の非対称な変更を示している可能性があります。
連星小惑星のシミュレーションにおける相互ポテンシャル近似の精度
| Title |
The_accuracy_of_mutual_potential_approximations_in_simulations_of_binary_asteroids |
| Authors |
Alex_Ho,_Margrethe_Wold,_Mohammad_Poursina,_John_T._Conway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10083 |
小惑星連星のシミュレーションでは、通常、級数展開によって近似される相互重力ポテンシャルが使用されるため、切り捨てエラーが発生し、小惑星が接近しているときに力とトルクを正しく計算できなくなります。我々は最近開発された手法を用いて、表面積分を使用して相互ポテンシャルを計算し、楕円体形状の物体に対して正確に計算します。表面積分法によって生成されたソリューションは、相互の可能性を拡張するアプローチと比較され、2次と4次で切り捨てられます。おおよその解は、``GeneralUseBinaryAsteroidSimulator''(gubas)で生成されます。物体がほとんど接触しているときに、力とトルクの差が最大になることがわかります。プライマリの形状が非常に細長い場合、これらの差は1000%を超える可能性があります。長期的なシミュレーションでは、ボディが最初に近い場合はダイナミクスに100%以上の違いが示されますが、ボディが最初に離れている場合は違いは無視できます。2つの3軸楕円体を使用したシミュレーションの場合、表面積分法の計算効率は、グバを使用した4次近似に匹敵し、8次以上に切り捨てられたポテンシャルよりも優れています。
スーパーアース・サブネプチューンの二次・混成大気の大気化学
小さな太陽系外惑星の大気は、地球化学的なアウトガスと、形成から残った原始ガスの組み合わせに由来する可能性があります。地球、火星、金星などの二次大気は、ガス放出によって発生します。長寿命の原始的な水素-ヘリウムエンベロープへの持続的なガス放出は、太陽系に例がないハイブリッド大気を生成します。二次大気とハイブリッド大気の両方のガス放出化学を計算するための統一された理論的枠組みを構築します。入力パラメーターは、マントルの表面圧力、酸化および硫化状態、ならびに原始大気の水素、ヘリウム、および窒素含有量です。非理想的なガス(フガシティー係数によって定量化)および気体成分の非理想的な混合(活量係数によって定量化)が考慮されます。二次大気と混成大気の両方が、水素優勢の大気を含む豊富な多様性を示します。二酸化炭素と一酸化炭素の存在比率は、マントルの酸素フガシティーの強力な診断手段として役立ちます。これは、近い将来、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡のスペクトルによって制約される可能性があります。メタンが優勢な大気は生成が難しく、特定の条件が必要です:$\sim10$barを超える大気圧、還元された(酸化が不十分な)マントル、マグマ温度の低下(現在の地球と比較して)。今後の研究では、これらの計算に光化学を含め、大気放出の一般的な役割を明らかにする必要があります。太陽系外惑星科学は、スーパーアースとサブネプチューンのサンプルの質量と酸素フガシティーの関係を定量化する必要があります。このような経験的関係は、太陽系の天体にはすでに存在します。
水星の太陽周ダストリングの起源と進化
最近、水星の軌道の近くで太陽周ダストリングが発見されました。現在、このリングの起源についての仮説は文献にないため、ここでは4つの異なる起源のシナリオを探ります。ダストは、(1)黄道雲の大部分を構成する散発的な流星群、(2)最近の小惑星から発生したものです。/彗星活動、(3)水星を超えた平均運動共鳴に閉じ込められた仮説上の塵生成体、および(4)水星と共軌道を回る物体。シナリオ(4)のみが、観測された水星のダストリングの構造と位置を再現していることがわかります。しかし、水星の共軌道の寿命(<20Ma)は、力学的不安定性と隕石の衝撃により、共軌道の源集団の原始的な起源を排除し、観測されたダストリングに栄養を与える最近のイベントを要求します。水星への衝突により、破片が共軌道共鳴に放出される可能性があることがわかりました。MESSENGERの高解像度探査機データを使用して、直径40kmを超えるクレーターを形成した6つの衝突候補の年代を推定し、推定表面年代が50Maよりも若い2つのクレーターを見つけました。これら2つの衝突によって水星の表面から共軌道共鳴に輸送される質量の量は、リモートセンシングから推定される水星の輪の大きさを説明するのに必要な量よりも数桁小さいことがわかりました。したがって、リングの起源には、多数の若くて小さな影響が集合的に寄与したことが示唆されます。水星のダストリングの起源に関する最近の衝突仮説は実行可能なシナリオであり、その有効性は将来の太陽系内ミッションによって制約される可能性があると結論付けています。
畳み込みニューラル ネットワークを使用した大規模なフォトメトリック カタログ内の銀河片の識別
| Title |
Identification_of_galaxy_shreds_in_large_photometric_catalogs_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Enrico_M._Di_Teodoro,_Josh_E._G._Peek_and_John_F._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09648 |
ソースとして識別された銀河の断片からの汚染は、大規模な測光銀河カタログの主要な問題です。このホワイトペーパーでは、この問題がコンピュータービジョン技術で簡単に解決できることを証明します。画像の切り抜きを使用して畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングし、カタログ化されたソースを特定します。これらのソースは、実際には単なる星形成領域および/またはより大きな銀河の断片にすぎません。CNNは、テストデータセットで最大98%の精度に達します。このCNNを、現在利用可能な最大の調査のうち3つ、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)、DESILegacyImagingSurveys、およびPanoramicSurveyTelescopeandRapidResponseSystemSurvey(Pan-STARSS)の銀河カタログに適用します。厳密な選択基準が使用された場合でも、すべてのカタログで銀河の破片からの汚染が5%程度であることを発見しました。私たちのCNNは、これらの汚染物質から銀河カタログをきれいにするためのシンプルで効果的なソリューションを提供します。
ラム圧が生き残ったディスクで放射状のガス運動をどのように駆動するか
| Title |
How_Ram_Pressure_Drives_Radial_Gas_Motions_in_the_Surviving_Disk |
| Authors |
Nina_Akerman,_Stephanie_Tonnesen,_Bianca_M._Poggianti,_Rory_Smith,_Antonino_Marasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09652 |
銀河の進化は、環境、特に銀河団の密集した環境によって劇的に影響を受ける可能性があります。最近の観測研究は、強力なラム圧ストリッピング(RPS)を受けている大質量銀河でも、核活動の頻度が高まっていることを示しています。ここでは、個々の大質量$M_\text{star}=10^{11}M_\odot$円盤銀河の一連の風洞流体力学シミュレーションを使用して、39pcの解像度を持ち、星形成と恒星フィードバックを含むこのトピックを調査します。RPSは、風の衝突角度に関係なく、銀河中心へのガスの流入を増加させることがわかりました。この増加は、すべての風の角度での星間および非回転クラスター内媒体の混合と、主にICM風がエッジオンコンポーネントを持つ場合の局所的な圧力勾配による内部ディスクガスのトルクの増加によって駆動されます。次に、圧力トルクの増加は、ラム圧力の上昇勾配によって駆動されます。ボンダイ・ホイルモデルとトルクモデルを使用してブラックホール(BH)の降着を推定し、中央の140pc領域の質量流束と比較します。トルクモデルは、Bondi-Hoyle推定量よりもRPS銀河のBHへの降着を推定する量がはるかに少ないことがわかります。ただし、一般的に使用されるトルクモデルはガス分布または局所的な圧力勾配によって引き起こされるトルクを考慮しておらず、Bondi-Hoyle推定量はICMを含む高温ガスの音速に依存するため、両方のモデルが不完全であると主張します。はぎ取られた銀河では、新しい推定量が必要になります。
VANDELS による 1.0
| Title |
The_star_formation_history_and_the_nature_of_the_mass-metallicity_relation_of_passive_galaxies_at_1.0 |
| Authors |
Paolo_Saracco,_Francesco_La_Barbera,_Roberto_De_Propris,_Davide_Bevacqua,_Danilo_Marchesini,_Gabriella_De_Lucia,_Fabio_Fontanot,_Michaela_Hirschmann,_Mario_Nonino,_Anna_Pasquali,_Chiara_Spiniello,_Crescenzo_Tortora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09653 |
赤方偏移範囲1.0$<$$z$$<$1.4および星質量範囲10$<$logにわたるVANDELSサーベイから選択された$\sim$70受動初期型銀河(ETG)の星の年齢と金属量[Z/H]を導出しました。(M$_*$/M$_\odot$)$<$11.6.考慮されるモデルと波長範囲に応じて、推定値に重要な体系性が見られます。フルスペクトルフィッティング手法を使用すると、[Z/H]と年齢の両方がローカルETGのように質量とともに増加することがわかります。年齢と金属量に敏感なスペクトル指数は、これらの傾向を個別に確認します。EMILESモデルによると、銀河の67%で[Z/H]$>$0.0が見つかり、その割合はlog(M$_*$/M$_\odot$)で$\sim$90%に上昇します。$>$11ここで、平均金属量は[Z/H]=0.17$\pm$0.1です。同様の赤方偏移およびより低い赤方偏移での均一な測定値との比較では、赤方偏移範囲0.0<z<1.4で金属量の変化は見られません。導出された星形成(SF)の歴史は、初期のエポックで形成された星の質量分率が銀河の質量とともに増加することを示しています。log(M$_*$/M$_\odot$)$>$11.0の銀河は、[Z/H]>0.05の恒星集団をホストし、短いタイムスケール($\Delta{t50}$$<$1Gyr)で形成されます。初期のエポック(t$_{form}$$<$2Gyr)、高質量密度領域(log($\Sigma_{1kpc}$)での高い星形成率(SFR$>$100M$_\odot$/yr)を示唆)$>$10M$_\odot$/kpc$^2$)。この鮮明な画像は、低質量でぼやける傾向があります:log(M$_*$/M$_\odot$)$\sim$10.6銀河は、[Z/H]$<$0.0の古い星または[Zの若い星のいずれかをホストできます。/H]$>$0.0、SFの期間($\Delta{t50}$)に応じて。したがって、銀河の質量、年齢、および金属量の間の関係は、銀河形成プロセスの一部として大部分が最初から確立されます。質量、SFR、およびSF時間スケールはすべて、金属の保持を調節する質量との恒星の質量と金属性の関係を形成するのに寄与します。
冷たい塵と低い [OIII]/[CII] 比: 赤方偏移 7 での進化した星形成集団
| Title |
Cold_Dust_and_Low_[OIII]/[CII]_Ratios:_an_Evolved_Star-forming_Population_at_Redshift_7 |
| Authors |
Hiddo_Algera,_Hanae_Inami,_Laura_Sommovigo,_Yoshinobu_Fudamoto,_Raffaella_Schneider,_Luca_Graziani,_Pratika_Dayal,_Rychard_Bouwens,_Manuel_Aravena,_Elisabete_da_Cunha,_Andrea_Ferrara,_Alexander_Hygate,_Ivana_van_Leeuwen,_Ilse_De_Looze,_Marco_Palla,_Andrea_Pallottini,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Michael_Topping,_Paul_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09659 |
以前に検出された$z\approx7$にある3つの巨大な($M_\star\approx10^{10}\,M_\odot$)銀河の新しいアルマバンド8(静止フレーム$90\,\mu$m)観測を提示します[CII]$158\,\mu$mおよび再電離時代の明るい輝線観測(REBELS)におけるその下のダスト連続体放出。バンド8の2つのターゲット(REBELS-25とREBELS-38)のダスト連続体放出を検出しますが、REBELS-12は検出されないままです。修正された黒体フィッティングにより、$\beta=2.0ドル。それらの塵の温度は、文献にあるほとんどの$z\sim7$銀河よりも低く、その結果、それらの塵の質量は高くなります($M_\mathrm{dust}\approx10^{8}\,M_\odot$)。それにもかかわらず、これらの大きなダストの質量は、初期宇宙におけるダスト生成のモデルからの予測と依然として一致しています。さらに、REBELS-12とREBELS-25の両方で[OIII]$88\,\mu$mの放出をターゲットにして検出し、$L_\mathrm{[OIII]}/L_\mathrm{[CII]}$比を見つけます。これまでに既知の$z\gtrsim6$母集団で観察された$L_\mathrm{[OIII]}/L_\mathrm{[CII]}\gtrsim2-10$と比較して低い。ライン比が低いのは、ターゲットのスターバースト性が低いため、電離放射線場が比較的弱いためであると主張します。この低いバースト性は、既知の最高値と比較して、冷たい塵の温度と平均以下の$\mathrm{[OIII]}\lambda\lambda4959,5007+\mathrm{H}\beta$相当幅のREBELS-25とREBELS-38をサポートします。-赤方偏移人口。全体として、これは$z\approx7$に大量のダストに富んだ銀河集団が存在する証拠を提供します。この銀河集団は以前に活発な星形成を経験しましたが、現在はバーストではなく安定した方法で星を形成しています。
拡散星間物質におけるリンと塩素の枯渇の再検討
| Title |
A_Reexamination_of_Phosphorus_and_Chlorine_Depletions_in_the_Diffuse_Interstellar_Medium |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Eureka_Scientific),_J._M._Brown_(Univ._of_Toledo),_S._R._Federman_(Univ._of_Toledo),_and_Paule_Sonnentrucker_(Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09727 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフと遠紫外線分光エクスプローラーで取得したアーカイブスペクトルの分析に基づいて、星間PおよびCl存在量の包括的な調査を提示します。PII、ClI、およびClIIの列密度は、局所的な銀河系星間物質(ISM)内の拡散原子および分子ガスをプローブする107のサイトラインの結合サンプルに対して決定されます。H$_2$が豊富な領域でCl$^+$からCl$^0$への急速な変換から生じる、ClIとH$_2$のカラム密度の間のほぼ直線的な関係を再評価します。観測された気相のPおよびClの総存在量を使用して、Jenkinsの方法論を採用して、これらの元素の枯渇パラメーターを導き出します。PとClの両方が、全体的な枯渇が最も低い視線に沿って本質的に枯渇していないことがわかります。Pのますます深刻な枯渇は、分子が豊富な視線に沿って見られます。対照的に、気相のCl存在量は、水素分子分率による系統的な変動を示しません。ただし、強化されたCl(およびP)枯渇率は、Clイオン化のレベルの上昇を示す視線のサブセットで見られます。中性塩素分画の分析により、各方向のH$_2$含有ガスに関連する原子状水素の量が推定されます。これらの結果は、H$_2$を含むガスの分子分率が$\logN({\rmH}_2)\gtrsim18$のすべての視線で少なくとも10%であること、およびガスが実質的に完全に分子であることを示しています。$\logN({\rmH}_2)\approx21$.
宇宙時間にわたる広い吸収線クエーサーの割合と運動学
| Title |
The_fraction_and_kinematics_of_broad_absorption_line_quasars_across_cosmic_time |
| Authors |
Manuela_Bischetti,_Fabrizio_Fiore,_Chiara_Feruglio,_Valentina_D'Odorico,_Nahum_Arav,_Kastytis_Zubovas,_George_Becker,_Guido_Cupani,_Rebecca_Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Andrea_Ferrara,_Massimo_Gaspari,_Chiara_Mazzucchelli,_Masafusa_Onoue,_Enrico_Piconcelli,_Maria_Vittoria_Zanchettin,_and_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09731 |
明るいクエーサーは、超大質量ブラックホール(BH)自体とそのホスト銀河の成長段階を最高の赤方偏移まで調節する上で、超大質量ブラックホール(BH)からのフィードバックの役割を調査するための強力なターゲットです。ここでは、CIVイオン遷移による広い吸収線(BAL)の特徴によって追跡されるように、BH駆動の流出の発生と運動学の宇宙進化を調査します。SloanDigitalから引き出されたボロメトリック光度log($L_{\rmbol}/$ergs$^{-1})\gtrsim46.8$を使用して、$z=2.1-6.6$にある1935年のクエーサークエーサーのサンプルを利用します。SkySurveyおよびReionisation(XQR-30)のクエーサーのX-shooterレガシー調査から。クエーサーの選択基準による観測バイアスを最小限に抑えるために、レストフレームの光学的明るいクエーサーを考慮し、複合テンプレートスペクトルを使用してクエーサーの固有放出を推定することに基づいて、均一なBAL識別分析を適用します。$z\sim2-4$では20\%に近いBALクエーサーの割合が見つかり、$z\sim6$ではほぼ50\%に増加します。BAL機能の速度と幅も$z\gtrsim4.5$で増加します。BAL特性の赤方偏移の進化が、クエーサーの光度と降着率の違いによるものであることを除外します。これらの結果は、初期のBHと銀河の進化のモデルによってサポートされているように、1Gyr古い宇宙で発生している重要なBHフィードバックを示唆しており、BHの成長と、おそらくそれらのホスト銀河の成長に影響を与えている可能性があります。
局所的な銀河系星間物質における金属の分布
| Title |
The_Distribution_of_Metallicities_in_the_Local_Galactic_Interstellar_Medium |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Eureka_Scientific),_Edward_B._Jenkins_(Princeton_Univ.),_J._Michael_Shull_(Univ._of_Colorado),_Blair_D._Savage_(Univ._of_Wisconsin),_S._R._Federman_(Univ._of_Toledo),_David_L._Lambert_(Univ._of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09743 |
この調査では、局所的な銀河系星間物質(ISM)の中性ガスに関連する金属量分布の分析を提示します。太陽から4kpc以内の拡散原子および分子ガスを調査する84の視線のサンプルの相対的なISM金属量を導き出します。私たちの分析は、主に、星間雲で一般的に研究されている22の異なる元素について文献で報告されている柱密度測定に基づいています。特定の主要な要素と、分析にとって重要ないくつかの個々の視線について、新しい列密度の決定で文献データを補足します。私たちの方法論には、特定の視線に対する多くの異なる元素の相対的な気相存在量を比較して、その方向のダスト枯渇の強さと全体的な金属量のオフセットを同時に決定することが含まれます。多くの視線が、異なる枯渇特性を持つ複数の異なるガス領域をプローブしていることがわかります。これにより、金属量の分析が複雑になります。それにもかかわらず、私たちの結果は、太陽近傍の中性星間雲の金属量の分散が小さく($\sim$0.10dex)、典型的な測定の不確実性よりわずかに大きいだけであるという明確な証拠を提供します。私たちのサンプルの84の視線のいずれにも沿って、非常に低い金属量のガスが存在するという証拠は見つかりませんでした（DeCiaらによって最近報告されたように）。私たちの結果は、十分に混合され化学的に均一な局所的な銀河ISMと一致しています。
パッセージ: プランクが選択した、レンズ化された塵の多い星形成銀河の広範囲にわたる極端な固有の特性
| Title |
PASSAGES:_the_wide-ranging,_extreme_intrinsic_properties_of_Planck-selected,_lensed_dusty_star-forming_galaxies |
| Authors |
Patrick_S._Kamieneski,_Min_S._Yun,_Kevin_C._Harrington,_James_D._Lowenthal,_Q._Daniel_Wang,_Brenda_L._Frye,_Eric_F._Jimenez-Andrade,_Amit_Vishwas,_Olivia_Cooper,_Massimo_Pascale,_Nicholas_Foo,_Derek_Berman,_Anthony_Englert,_Carlos_Garcia_Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09746 |
PASSAGES($Planck$All-SkySurveytoAnalyzeGravitationallylensedExtremeStarbursts)共同研究は最近、30の重力レンズ効果のあるダスト星形成銀河(DSFG)のサンプルを定義しました。サブミリ単位で選択されたこれらのまれな天体により、コズミックヌーンにある銀河の星形成の最も極端な場所を高解像度で見ることができます。ここでは、$0.6^{\prime\prime}$-resolution1mmAtacamaLargeMillimeter/サブミリ波アレイ(ALMA)と$0.4^{\prime\prime}$5cmJanskyVeryLargeArray連続体イメージング、1.6$\mu$m$Hubble$およびGemini-Sによる光学イメージングと連携。倍率は$\mu=2-28$(中央値$\mu=7$)の範囲で、固有の赤外光度$L_{\rmIR}=0.2-5.9\times10^{13}~L_\odot$(中央値${1.4}\times10^{13}~L_\odot$)と推測される星形成率は$170-6300~M_\odot~{\rmyr}^{-1}$(中央値$1500~M_\odot~{\rmyr}^{-1}$)。これらの結果は、PASSAGES天体が既知の最も極端なスターバーストのいくつかを構成しており、レンズ効果によってさらに増幅された最も明るいレンズのない天体の光度にさえ匹敵することを示唆しています。遠赤外線連続体領域の固有サイズは大きい($R_{\rme}={1.7-4.3}$kpc;中央値$3.0$kpc)が、$L_{\rmIR}-R_{\rme}と一致する$z>1$DSFGの$スケーリング関係は、星形成の広範な空間分布を示唆しています。適度に高い角度分解能で、これらのオブジェクトが最大のスターバーストであるかどうかを調べます。エディントン制限の表面密度に近づく代わりに、放射圧がそれ以上の星の形成を妨害しますが、それらは安全にサブエディントンです-少なくとも地球規模の銀河統合スケールで。
ハブフィラメント系における螺旋構造と大質量星形成 G326.27-0.49
| Title |
Spiral_Structure_and_Massive_Star_formation_in_the_Hub-Filament-System_G326.27-0.49 |
| Authors |
Bhaswati_Mookerjea_(TIFR,_Mumbai,_India),_V._S._Veena_(MPIfR,_Bonn)_Rolf_Guesten_(MPIfR,_Bonn)_F._Wyrowski_(MPIfR,_Bonn),_Akhil_Lasrado_(IISER-Kolkata,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09775 |
ハブフィラメントシステム(HFS)は、星団や大質量星の形成の潜在的な場所です。HFSを理解し、星形成を地球規模で説明しようとする現在の理論に観測上の制約を与えるために、ダスト連続体の赤外線データとAPEX望遠鏡を使用した分子トレーサーで新たに得られた観測を使用して、G326.27-0.49に関連する領域の研究を報告します.分光観測を使用して、速度コヒーレント構造(フィラメントとクランプ)を特定し、それらの特性を0.4pcの解像度で調べます。この領域には2つの主要な速度成分が含まれています。最初の成分は、-63から-55km/sの間の4つのフィラメントがハブに収束するらせん構造を形成していることを示しています。-72km/sの2番目のフィラメント成分は、巨大な若い星のオブジェクトを抱えており、おそらく相互作用しています。ハブ付き。この領域にある3つの主要なYSOを含む塊は巨大(187～535Msun)で、B型星と一致する光度を持ち、中心密度は~10^6cm^-3で、大量の流出を引き起こします。この領域の速度コヒーレントクランプの大部分は、2～7のビリアルパラメータを示します。これは、原始星の検出を考慮すると、崩壊が緩やかであることを意味します。この領域はフィラメントのネットワークで構成されており、それを介して質量がハブに(約10^-4Msun/yr)付着すると結論付けています。フィラメントのハブと端の一部が崩壊して、新しい星を形成しているように見えます。この研究は、コアとフィラメントの進化の間のリンクを調べることができる将来の高解像度観測のターゲット領域を特定します。
JEMS: JWST NIRCam & NIRISS を使用したハッブル超深宇宙における深部中帯域イメージング調査
| Title |
JEMS:_A_deep_medium-band_imaging_survey_in_the_Hubble_Ultra-Deep_Field_with_JWST_NIRCam_&_NIRISS |
| Authors |
Christina_C._Williams,_Sandro_Tacchella,_Michael_V._Maseda,_Brant_E._Robertson,_Benjamin_D._Johnson,_Chris_J._Willott,_Daniel_J._Eisenstein,_Christopher_N._A._Willmer,_Zhiyuan_Ji,_Kevin_N._Hainline,_Jakob_M._Helton,_Stacey_Alberts,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_Anna_de_Graaf,_Eiichi_Egami,_Marijn_Franx,_Nimisha_Kumari,_Roberto_Maiolino,_Erica_J._Nelson,_Marcia_J._Rieke,_Lester_Sandles,_Irene_Shivaei,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Katherine_A._Suess,_Fengwu_Sun,_Hannah_Ubler_and_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09780 |
JEMS(JWSTExtragalacticMedium-bandSurvey)は、JWST/NIRCamとNIRISSを使用して実施された最初の公開中帯域イメージング調査です。これらの観測は$\sim2\mu$mおよび$\sim4\mu$m中帯域フィルター(NIRCamF182M、F210M、F430M、F460M、F480M;およびNIRISSF430M&F480Mを並列)を使用して、ハッブルウルトラで15.6平方分を超えますディープフィールド(UDF)により、空のどこでも利用可能な最も深い多波長の公開データセットに基づいて構築されます。科学の目標、調査の設計、NIRCamおよびNIRISSの画像縮小方法について説明し、科学対応のモザイクの最初のデータリリースについて説明します。私たちが選択したフィルターは、UDFでJWSTイメージングサーベイを作成し、Paschen-$\alpha$、H$\alpha$+[NII]、および[OIII]+H$\beta$放出を高い空間分解能で。私たちのJWST中帯域イメージングは、赤方偏移$1.5<z<9.3$、最も顕著なH$\alpha$+[NII]および[OIII]+にわたって強いラインエミッター(中帯域色$>1$マグニチュード)を効率的に識別することがわかりました。H$\ベータ$.コミュニティで利用可能な各中帯域画像の科学対応モザイクを含む最初のデータリリースを提示し、UDFの過去および将来の調査のレガシー価値を追加します。また、今後のデータリリースについても説明します。この調査は、JWSTによる中帯域イメージングの威力を実証し、JWST観測を使用した将来の銀河系外調査戦略に情報を提供します。
SQUALO プロジェクト (静止発光天体における星形成) I: 大質量星形成天体における凝集体供給降着メカニズム
| Title |
The_SQUALO_project_(Star_formation_in_QUiescent_And_Luminous_Objects)_I:_clump-fed_accretion_mechanism_in_high-mass_star-forming_objects |
| Authors |
A._Traficante,_B._M._Jones,_A._Avison,_G._A._Fuller,_M._Benedettini,_D._Elia,_S._Molinari,_N._Peretto,_S._Pezzuto,_T._Pillai,_K._L._J._Rygl,_E._Schisano_and_R._J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09917 |
最も大質量の星の形成メカニズムは、完全には理解されていません。その形成が中心から供給されたものなのか、それとも塊から供給されたものなのか、つまり、プロセスが低質量星で起こることの延長なのか、それともプロセスが継続的でマルチスケールの降着などのより動的なものなのかはまだ不明です。パーセク（またはそれ以上）のスケールのガス。これに関連して、さまざまな進化段階で選択された13の巨大な塊の特性を調査するために設計されたALMA1.3mmおよび3mmサーベイであるSQUALOプロジェクトを紹介します。この作業では、1.3mm連続体データから得られた結果を提示します。私たちの観察では、質量が0.4<~M<~309M_sunの範囲にある55個の天体が特定されており、最も若い塊がすでにある程度の断片化を示しているという証拠があります。データは、フラグメントとその親の塊の質量や表面密度などの物理的特性が密接に相関していることを示しています。フラグメント間の最小距離は進化とともに減少し、乱流と重力の間の競合によって引き起こされる非熱運動の影響下で、大量の塊が最初のフラグメントを凝集させる動的なシナリオを示唆しています。時間が経つと重力崩壊が始まり、破片はより熱的にサポートされた物体に組織化され、親の塊から降着し続けます。最後に、1つのソースは断片化しておらず、他のメカニズム(磁場など)のサポートが特定の星形成領域でのみ重要であることを示唆しています。
再電離時代の終わりにおける2つの電波クエーサーの高解像度イメージング
| Title |
High-resolution_Imaging_of_Two_Radio_Quasars_at_the_End_of_the_Reionization_Epoch |
| Authors |
Krisztina_Perger,_Yingkang_Zhang,_S\'andor_Frey,_Tao_An,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_Leonid_I._Gurvits,_Chorng-Yuan_Hwang,_Ekaterina_Koptelova,_Zsolt_Paragi,_Ailing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09947 |
赤方偏移$z\geq6$で発見された約250個のクエーサーがあり、そのうち電波帯域で検出されたのはほんの一握りであり、最高解像度の超長基線干渉法(VLBI)技術で画像化されたものはさらに少ない.ここでは、最近発見された2つのクエーサー、$z=6.44$でのVIKINGJ231818.35$-$311346.3と$z=6.44$でのFIRSTJ233153.20$+$112952.11の超長基線配列(VLBA)による二重周波数観測の結果を報告します。z=6.57$。非常に遠い両方のソースが、初めてVLBIで画像化されました。前者の電波特性は、若い電波ジェットを持つクエーサーの電波特性と一致しています。後者は、BLLac天体に特徴的なUV/光学スペクトルを持っており、これまで赤方偏移4を超える天体は発見されていません。私たちのVLBA観測は、フラットスペクトルのコンパクトな電波源を明らかにしました。
L1544 プレステラー コアのシアノポリイン化学: GBT 観測からの新しい洞察
| Title |
Cyanopolyyne_chemistry_in_the_L1544_prestellar_core:_new_insights_from_GBT_observations |
| Authors |
Eleonora_Bianchi,_Anthony_Remijan,_Claudio_Codella,_Cecilia_Ceccarelli,_Francois_Lique,_Silvia_Spezzano,_Nadia_Balucani,_Paola_Caselli,_Eric_Herbst,_Linda_Podio,_Charlotte_Vastel_and_Brett_McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10106 |
プロトタイプのプレステラーコアL1544におけるシアノポリイン化学の包括的な研究を報告します。100mロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡(GBT)を使用して、HC$_3$Nの3つの輝線、HC$_5$Nの9つの輝線、HC$_7$Nの5つの輝線、およびHC$_9の9つの輝線を観測します。$N.ソースに向かってHC$_9$Nが初めて検出されました。高いスペクトル分解能($\sim$0.05kms$^{-1}$)により、赤方偏移したピークが3～5倍明るい二重ピークのスペクトルラインプロファイルが明らかになります。他の分子トレーサーのコアの解決されたマップは、南部地域が赤方偏移していることを示しています。したがって、シアノポリイン放出の大部分は、星間フィールド放射のより効率的な照明のおかげで、遊離炭素原子が長い鎖を形成するために利用できるコアの南の領域に関連している可能性があります。HC$_5$N、HC$_7$N、およびHC$_9$N線の同時モデリングを実行して、放出の起源を調査します。この分析を可能にするために、衝突係数の新しい計算を実行しました。同時フィッティングは、5--12Kのガス運動温度、80$\arcsec$のソースサイズ、および100cm$^{-3}$より大きいガス密度を示します。L1544で測定されたHC$_5$N:HC$_7$N:HC$_9$Nの存在比は、約1:6:4です。私たちの観測結果を、よく研究されている星のないコアTMC-1の観測結果や、さまざまな星形成領域で利用可能な測定値と比較します。この比較は、複雑な炭素鎖化学が他の源で活発であり、それが遊離ガス状炭素の存在に関連していることを示唆しています。最後に、新しい観測結果に照らして、考えられる形成と破壊のルートについて説明します。
| Title |
Inward_Bound:_Bulges_from_High_Redshifts_to_the_Milky_Way |
| Authors |
Dimitri_A._Gadotti,_Elena_Valenti,_Francesca_Fragkoudi,_Anita_Zanella,_Lodovico_Coccato,_Camila_de_S\'a-Freitas,_Stella-Maria_Chasiotis-Klingner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10126 |
200人を超える参加者が登録したこの完全オンライン会議では、世界中の理論家や観測者が、円盤銀河の中心構造に関する最近の発見について話し合うことができました。意図的に、この会議には、天の川銀河、局所銀河と高赤方偏移銀河、および銀河の形成と進化の理論的側面に関する専門家が参加しました。このような幅広い専門知識の必要性は、近年あらゆる分野で行われた重要な進歩に起因しています。したがって、この会議の主な目標の1つは、これらの異なるコミュニティをまとめ、議論と相互理解の共通の基盤を見つけ、アイデアを交換し、進捗状況を効率的に伝達することでした。
放射性元素合成エジェクタの銀河集団合成
| Title |
Galactic_Population_Synthesis_of_Radioactive_Nucleosynthesis_Ejecta |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Moritz_M._M._Pleintinger,_Roland_Diehl,_Martin_G._H._Krause,_Jochen_Greiner,_Christoph_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10192 |
拡散ガンマ線放射は、星間ガスで新たに生成された放射性同位元素を追跡し、大質量星での核合成から星間物質での放出と混合まで、物質の銀河サイクル全体に関する独自の視点を提供します。特に$^{26}$Al、$^{60}$Feまたは$^{44}$Ti。大質量星団の特性に基づいて、星形成率、密度プロファイル、星の進化モデルなどのさまざまなパラメーター構成に基づいて、銀河モデルを迅速にインスタンス化できる集団合成コードを開発しました。その結果、個々の大質量星群の集団合成計算を組み込んだ、銀河系における核合成イジェクタのモデルマップを得ることができました。さまざまな星の進化モデル、超新星爆発性、および密度分布に基づいて、INTEGRAL/SPIから測定された$^{26}$Al分布は、星形成率が$4$-$8\,\mathrm{M_{\odot}\,yr^{-1}}$であり、スケールの高さが少なくとも700pcのスパイラルアームが優勢な密度プロファイル。私たちのモデルでは、ほとんどの大質量星が実際に超新星爆発を起こす必要があります。これは、準永続的な$^{26}$Alおよび$^{60}$Feの質量が$1.2$-$2.4\,\mathrm{M_{\odot}}$と$1$-$6\,\mathrm{M_{\odot}}$です。シミュレートされた形態をSPIデータと比較すると、銀河ではスーパーバブルの頻繁な合体が起こる可能性があり、未知ではあるが1.8MeVでの強力な前景放射が存在する可能性があることが示唆されます。
ヤクーツクEASアレイの地上ベースのシンチレーション検出器からのデータによる超高エネルギー宇宙線のエネルギースペクトル
| Title |
Energy_Spectrum_of_Ultrahigh-Energy_Cosmic_Rays_according_to_Data_from_Ground-Based_Scintillation_Detectors_of_the_Yakutsk_EAS_Array |
| Authors |
A._V._Glushkov,_M._I._Pravdin,_A._V._Sabourov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09654 |
1974年から2017年までの連続観測期間における$E_0\ge10^{17}$eVの領域のエネルギーを持つ宇宙線のエネルギースペクトルの解析から得られた結果が提示されます。一次粒子エネルギーを推定するための洗練された式は、個々のイベントに対して使用されます。この式は、大規模な空気シャワー(EAS)を研究するためのヤクーツクアレイの地上および地下のシンチレーション検出器の応答を決定することを目的とした計算から導出され、QGSJET01、QGSJET-II-04、SIBYLL-2.1、およびEPOS内で実行されます。●CORSIKAコードパッケージ採用によるLHCモデル。$E_0$の新しい見積もりは、以前に使用されたものよりも大幅に低くなっています。
| Title |
Localisation_of_gamma-ray_bursts_from_the_combined_SpIRIT+HERMES-TP/SP_nano-satellite_constellation |
| Authors |
Matt_Thomas,_Michele_Trenti,_Riccardo_Campana,_Giancarlo_Ghirlanda,_Jakub_Ripa,_Luciano_Burderi,_Fabrizio_Fiore,_Yuri_Evangelista,_Lorenzo_Amati,_Simon_Barraclough,_Katie_Auchettl,_Miguel_Ortiz_del_Castillo,_Airlie_Chapman,_Marco_Citossi,_Andrea_Colagrossi,_Giuseppe_Dilillo,_Nicola_Deiosso,_Evgeny_Demenev,_Francesco_Longo,_Alessio_Marino,_Jack_McRobbie,_Robert_Mearns,_Andrea_Melandri,_Alessandro_Riggio,_Tiziana_Di_Salvo,_Puccetti_Simonetta,_Martin_Topinka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09686 |
宇宙爆発と重力波合体の対応物を検出するための一時的な空のマルチメッセンジャー観測は、大気の吸収と放出が地上施設の使用を制限する広い範囲の波長をカバーするために、周回する広視野望遠鏡に大きく依存しています。継続的な技術の進歩のおかげで、分散開口コンステレーションとして動作する小型化された宇宙機器は、老朽化した既存の衛星を補完する高エネルギー過渡現象の研究に新しい機能を提供しています。この論文では、信号到着時間の三角測量による高エネルギー過渡現象の位置特定のための今後の共同SpIRIT+HERMES-TP/SPナノ衛星コンステレーションの性能を特徴付けます。SpiRITは、赤道HERMES-TP/SPの科学運用を強化する低地球太陽同期極軌道で動作するように設計されたオーストラリアの技術および科学実証衛星です。この作業では、SpIRITがHERMES軌道にほぼ垂直な軌道面(傾斜=97.6$^\circ$)に含まれている場合のHERMES-TP/SPの局在化能力の向上をシミュレートします。HERMES衛星の3つとSpIRITによって検出されたGRBの割合については、コンスタレーションを組み合わせることで、長いGRBの60%を空で~30度$^2$以内に、短いGRBの60%を~1850度以内に位置付けることができます。$^2$。純粋に統計的なGRBローカリゼーション機能(つまり、系統的な不確実性と空の範囲を除く)に基づいて、長いGRBのこれらの数値は、FermiGBMによって報告された数値に匹敵します。追加の4(または6)個のSpIRITのような衛星を極軌道に打ち上げることで、2(または4)倍のさらなる改善を達成できます。これにより、複数の衛星要素によってカバーされる空の割合が増加し、$\geq$長いGRBの60%は、空の半径~1.5$^\circ$内に局在します。
NICER を使用した Swift-BAT ブレーザーの変動性の調査
Swift-BATの105か月のカタログから、4つのかすかな「静止」ブレザーのX線スペクトルおよび時間領域変動分析の結果を提示します。最近の5か月にわたるNICERキャンペーンからの観察結果と、アーカイブのBATデータを使用します。0.3-2keVフラックスの変動は、分単位、$\sim$週単位、および月単位のタイムスケールで検出されますが、これらのタイムスケールでの分数変動$F_{\rmvar}$は$<25\%$であり、より長いタイムスケールでは、すべてのソースで一般的に振幅の変動性が低いことを意味し、月ごとのタイムスケール($F_{\rmvar}\lesssim13\%$)で非常に低い変動性を示しています。幅広いタイムスケールのX線で。さらに、非常に短い時間スケールでのフラックスの変動は、他のほとんどのAGN光曲線の変動の比較的時間定常的な性質に反して、時折の短いバーストを伴う長い期間の相対的な静止によって特徴付けられるように見えることがわかります。私たちの分析はまた、私たちのソースの広帯域X線スペクトル(0.3～195keV)をさまざまなべき法則モデルで記述できることを示しています。ほとんどのブレーザーの場合と同様に、2つのソース(2MASSJ09343014-1721215およびPKS0312-770)は単純なべき乗則で適切にモデル化されていることがわかりますが、残りの2つ(1RXSJ225146.9-320614およびPKS2126-15))は、対数放物線べき乗則の形で曲率を示します。また、観測された曲率を完全に説明するには、連続体に加えて、PKS2126-15が軟X線($\lesssim$1keV)でかなりの吸収を必要とすることもわかりました。これはおそらく銀河間媒体からの吸収によるものです。
広帯域X線データを用いたNGC 6946 X-1の降着に関する制約
NGC6946X-1の広帯域X線データを分析し、このULXでのもっともらしい降着シナリオを調べます。NGC6946X-1は、2つの熱ディスクコンポーネントによって記述された広帯域連続体スペクトルを持つ永続的なソフトソースです。冷たい降着円盤の温度$\rmT_{cool}\sim0.2$keVと$\sim0.9$keVの放出/吸収の広い特徴の存在は、超臨界降着による光学的に厚い風の証拠を示唆しています。高温で幾何学的に変更された降着円盤の内部温度は$\rmT_{hot}\sim2$keVで、半径方向に依存するプロファイル$\rmT(r)\proptor^{-0.5}$を持ち、スリムな円盤で予想されます。シナリオ。さらに、円盤の現実的な傾斜角に基づく測定値は、ホストコンパクト天体の質量が$\rm\sim6-10~M_{\odot}$非回転ブラックホールに匹敵するか、システムが$\rmB\lesssim2\times10^{11}$G磁場を持つ弱い磁化の中性子星。全体として、検出されたスペクトル曲率、高い光度、2つの熱ディスクコンポーネントからの流束の寄与、および推定された降着率は、スーパーエディントン降着シナリオを示しています。
SN 2020uem: 密集星周媒質内での熱核爆発の可能性 (I) 測光と分光法による IIn/Ia-CSM SNe 型の性質
| Title |
SN_2020uem:_A_Possible_Thermonuclear_Explosion_within_A_Dense_Circumstellar_Medium_(I)_The_Nature_of_Type_IIn/Ia-CSM_SNe_from_Photometry_and_Spectroscopy |
| Authors |
Kohki_Uno,_Keiichi_Maeda,_Takashi_Nagao,_Tatsuya_Nakaoka,_Kentaro_Motohara,_Akito_Tajitsu,_Masahito_Konishi,_Shuhei_Koyama,_Hidenori_Takahashi,_Masaomi_Tanaka,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Miho_Kawabata,_Masayuki_Yamanaka,_Kentaro_Aoki,_Keisuke_Isogai,_Kenta_Taguchi,_Mao_Ogawa,_Koji_S._Kawabata,_Yuzuru_Yoshii,_Takashi_Miyata,_and_Ryo_Imazawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09901 |
我々は、測光、分光法、および偏光測定を用いて、タイプIIn/Ia-CSMSN(SNIIn/Ia-CSM)、2020uemの集中的なフォローアップ観測を実行しました。この論文では、光学/近赤外（NIR）測光と分光法に焦点を当てた観測結果について報告します。SN2020uemの最大Vバンド光度は$-19.5$等です。光度曲線は、$\sim0.75{\rm~mag}/100{\rm~days}$の割合でゆっくりと減少します。後期($\gtrsim300$日)では、光度曲線は加速減衰を示します($\sim1.2{\rm~mag}/100{\rm~days}$)。光学スペクトルは、顕著な水素輝線と、おそらく鉄ピーク元素に関連する幅広い特徴を示しています。さらに、$\rmH\alpha$プロファイルは、$\sim100{\rm~km~s^{-1}}$の吸収最小値を持つ狭いP-Cygniプロファイルを示します。SN2020uemはSNeIInよりも高い$\rmH\alpha/H\beta$比($\sim7$)を示しており、CSMがより高密度であることを示唆しています。NIRスペクトルは、HバンドとKsバンドに連続過剰があるパッシェンシリーズとブラケットシリーズを示しています。NIRの過剰な放出は、新たに形成された炭素ダストに由来すると結論付けています。ダストの質量($M_{\rmd}$)と温度($T_{\rmd}$)は$(M_{\rmd},T_{\rmd})\sim(4-7\times10^{-5}{\rm~M_{\odot}},1500-1600{\rm~K})$.SNeIIn/Ia-CSMの観測特性と、他のSNeIaおよび相互作用するSNeの観測特性との相違点と類似点について説明します。特に、SNeIIn/Ia-CSMの$\sim4650${\text\AA}と$\sim5900${\text\AA}付近のスペクトルの特徴は、SNeIaのものよりも抑制されています。これらの線は、少なくとも部分的に\ion{Mg}{1}]と\ion{Na}{1}によって寄与されている可能性があり、大規模なCSMによって引き起こされた逆衝撃の背後にある高いイオン化によって抑制されている可能性があります。
SN 2020uem: 密集星周媒質内での可能性のある熱核爆発 (II) 偏光測定と光曲線モデリングからの CSM の特性
| Title |
SN_2020uem:_A_Possible_Thermonuclear_Explosion_within_A_Dense_Circumstellar_Medium_(II)_The_Properties_of_The_CSM_from_Polarimetry_and_Light_Curve_Modeling |
| Authors |
Kohki_Uno,_Takashi_Nagao,_Keiichi_Maeda,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Masaomi_Tanaka,_Koji_S._Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Miho_Kawabata,_Masayuki_Yamanaka,_Kentaro_Aoki,_Keisuke_Isogai,_Mao_Ogawa,_Akito_Tajitsu,_and_Ryo_Imazawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09922 |
タイプIIn/Ia-CSM超新星(SNeIIn/Ia-CSM)は、その特徴的なスペクトルによって分類されます。このスペクトルは、星周媒質(CSM)との強い相互作用に由来する狭い水素輝線と、中間質量元素の幅広い線を示します。SNIIn/Ia-CSM2020uemの集中的なフォローアップ観測を行い、測光、分光、偏光測定を行いました。この論文では、偏光測定の結果に焦点を当てています。我々は、発見後$66$日でイメージング偏光測定を行い、$103$日後に分光偏光測定を行った。SN2020uemは、波長に依存せずに$1.0-1.5\%$の高い連続偏光を示します。また、偏光度と位置角はほぼ一定に保たれます。これらの結果は、SN2020uemが閉じ込められた非球面CSMとの強力な相互作用によって強化されていることを示唆しています。簡単な偏波モデリングを実行した結果、SN2020uemには赤道円盤/トーラスCSMがあることが示唆されました。さらに、半解析的な光曲線モデリングを実行し、CSM質量を推定しました。SN2020uemの爆発直前の最後の数百年間の質量損失率は$0.01-0.05{\rm~M_{\odot}~yr^{-1}}$の範囲であり、CSMの総質量は$0.5-4{\rm~M_{\odot}}$です。CSM質量は、赤色超巨星(RSG)だけでなく、赤色巨星(RG)または漸近巨星分岐(AGB)星にも対応できます。SN2020uemの可能な前駆シナリオとして、RG、RSG、またはAGB星を含む白色矮星連星系、特に共通エンベロープ進化による合併シナリオ、つまりコア縮退シナリオまたはその変形を提案します。
SN 2018hna: 青い超巨星の爆発のパズルにピースを追加
| Title |
SN_2018hna:_Adding_a_Piece_to_the_Puzzles_of_the_Explosion_of_Blue_Supergiants |
| Authors |
Danfeng_Xiang,_Xiaofeng_Wang,_Xinghan_Zhang,_Hanna_Sai,_Jujia_Zhang,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_Jun_Mo,_Tianmeng_Zhang,_Zhihao_Chen,_Luc_Dessart,_Zhitong_Li,_Shengyu_Yan,_Sergei_I._Blinnikov,_Liming_Rui,_E._Baron,_J._M._DerKacy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09953 |
近くにあるSN1987Aのような特異なII型超新星(SN)2018hnaの広範な光学/紫外線観測とモデル解析を提示します。測光と分光法の両方が、爆発後500ドル以上に及ぶフェーズをカバーしており、このサブタイプで最もよく観測されたSNIIの1つになっています。SN2018hnaは、光球期のSN1987Aよりも明らかに青く、これは光球温度が高いことを示唆しており、これはそのスペクトルのBaII$\mathrm{\lambda}$6142ラインが弱いことを説明している可能性があります。初期の温度進化の分析は、青色超巨星(BSG)と一致するSN2018hnaの祖先の半径が$\sim$45$\mathrm{R_{\odot}}$であることを示唆しています。ボロメータ光度曲線を流体力学的モデルに適合させることにより、SN2018hnaの噴出物質量は$\sim$(13.7--17.7)$\mathrm{M_{\odot}}$、運動エネルギーは$\sim$であることがわかります。(1.0--1.2)$\times10^{51}$erg、$^{56}$Niの質量は約0.05$\mathrm{M_{\odot}}$。さらに、標準的な星の進化と星雲[OI]線から推定される酸素質量(0.44--0.73$\mathrm{M_{\odot}}$)に基づいて、SN2018hnaの始祖は最初の主系列を持つと予想されます。質量$<$16$\mathrm{M_{\odot}}$.原則として、このような比較的質量の小さい星は、コア崩壊の直前にBSGとして終了することはできませんが、急速な回転、制限された半対流などのいくつかのユニークなメカニズムが関与する場合を除きます。SN1987Aの場合と同様です。SN~2018hnaについて推測されたはるかに低い酸素質量は、その祖先システムもSN1987Aよりもはるかに低い初期質量を持っていたことを示唆している可能性があります。
INTEGRAL/IBIS AGN カタログの更新: 銀河面でより深く、より広く
| Title |
Update_of_the_INTEGRAL/IBIS_AGN_catalogue:_deeper_on_the_Galactic_plane_and_wider_beyond |
| Authors |
A._Malizia_(INAF-OAS_Bologna,_Italy),_L._Bassani_(INAF-OAS_Bologna,_Italy),_R._Landi_(INAF-OAS_Bologna,_Italy),_M._Molina_(INAF-IASF_Milano,_Italy),_N._Masetti_(INAF-OAS_Bologna,_Italy,_Instituto_de_Astrofisica,_Facultad_de_Ciencias_Exactas,_Universidad_Andres_Bello_Santiago,_Chile),_E._Palazzi_(INAF-OAS_Bologna,_Italy),_G._Bruni_(INAF-IAPS_Roma,_Italy),_A._Bazzano_(INAF-IAPS_Roma,_Italy),_P._Ubertini_(INAF-IAPS_Roma,_Italy),_A._J._Bird_(University_of_Southampton,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09999 |
この作業では、INTEGRALによって検出されたAGNのリストを、最後に公開されたINTEGRAL/IBISサーベイにリストされた新しいオブジェクトを考慮して更新しました。83の新しいAGNを収集し、INTEGRALで検出された活動銀河(436)の数を19%増加させました。これらの新しい追加の半分は、銀河面の背後にあります。それらのほとんどについて、Swift/XRT、XMM-Newton、およびNuSTARからのアーカイブデータから取得した完全なX線カバレッジがあります。これにより、各高エネルギーエミッターを単一または複数のX線対応物と関連付け、光子指数、固有吸収、および2〜10keVフラックスを推定することにより、これらの新しいAGNのスペクトル形状を特徴付けることができました。2つの軟X線対応物がINTEGRALエラーサークル内に収まり、少なくとも1つがAGNとして分類されるいくつかのケースが見つかり、詳細に議論されています。もともとAGN候補または未確認のオブジェクトとしてリストされていた34のソースが、WISE色、電波放射、および形態の3つの診断テストを使用してAGNとして認識されました。34のAGN候補のうち12の光源について、光スペクトルを削減し、それらのAGNの性質を確認し、それらの光クラスと赤方偏移も提供しました。この論文は、INTEGRALAGNカタログを最新の状態に保つための継続的な取り組みの一部であり、適切に分類されスペクトル的に特徴付けられた活動銀河の硬X線選択サンプルを科学界に提供します。
| Title |
Thermal_Neutrinos_from_the_Explosion_of_a_Minimum-Mass_Neutron_Star |
| Authors |
A.V._Yudin,_N.V._Dunina-Barkovskaya_and_S.I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10003 |
最小質量中性子星の爆発に伴う熱ニュートリノ放射の計算を提示します。この場合、ニュートリノの光度は超新星爆発時の光度よりも約5桁低く、ニュートリノによって運ばれるエネルギーは爆発エネルギーに比べて低くなります。また、ニュートリノによるエネルギー損失が、エンベロープの加熱と、ブレイクアウト中の衝撃の累積、およびエンベロープの外側部分の超相対論的速度への加速を妨げないことも示しています。
重力波検出器ネットワークからのコア崩壊型超新星における原始中性子星の性質の推定
| Title |
Inference_of_proto-neutron_star_properties_in_core-collapse_supernovae_from_a_gravitational-wave_detector_network |
| Authors |
T._Bruel,_M-A._Bizouard,_M._Obergaulinger,_P._Maturana-Russel,_A._Torres-Forn\'e,_P._Cerd\'a-Dur\'an,_N._Christensen,_J._A._Font,_R._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10019 |
次の銀河コア崩壊超新星(CCSN)は、中性子星と恒星質量ブラックホールの形成に関与する爆発メカニズムを完全なマルチメッセンジャーアプローチで研究するまたとない機会となるでしょう。これらの事象の最先端の数値シミュレーションは、非常に確率的な重力波放出の複雑さを明らかにしています。これは、波形にエンコードされた情報を使用して、コンパクトなレムナントとその前駆体の特性を推測する可能性に挑戦します。この論文では、これらの困難を克服するために最近開始したプログラムのさらなるステップを踏んでいきます。特に、重力波信号で非常に目に見える原始中性子星の振動モードを使用して、それらの物理的特性の時間発展を再構築する方法を示します。単一の検出器からの情報のみが使用された以前の研究を拡張して、重力波検出器のデータをコヒーレントに組み合わせ、コンパクトな残骸の質量と半径の組み合わせの時間発展を推測する新しいデータ分析パイプラインについて説明します。メソッドのパフォーマンスは、11$\mathrm{M_{\odot}}$\と40$\mathrm{M_{\odot}}$\の間の前駆体質量範囲をカバーする2Dおよび3DCCSNシミュレーションからの波形を使用して推定されます。最大5つの第2世代の検出器のネットワークと、提案されている第3世代の検出器であるEinsteinTelescopeとCosmicExplorerの両方の異なる状態方程式。私たちの研究は、現在の世代の重力波検出器を使用して、大マゼラン雲まで、天の川の近くで発生するCCSNイベントのPNS特性を推測できることを示しています。
太陽圏における宇宙線の異方性とカオス軌道
| Title |
Anisotropy_of_Cosmic_Rays_and_Chaotic_Trajectories_in_the_Heliosphere |
| Authors |
Vanessa_L\'opez-Barquero_(1),_Paolo_Desiati_(2_and_3)_((1)_University_of_Cambridge_UK,_(2)_University_of_Wisconsin-Madison_USA,_(3)_Wisconsin_IceCube_Particle_Astrophysics_Center_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10065 |
宇宙線(CR)が銀河内を伝播する際に、磁気構造の影響を受ける可能性があります。この磁気構造は、宇宙線を一時的にトラップし、軌道に無秩序な挙動を示し、単純な拡散シナリオを変更します。CRが地球に到着するとき、異方的に到着します。これらのカオス効果は、この異方性の根本的な原因となる可能性があります。したがって、CR到着方向への影響を評価する必要があるため、トラッピング条件でのカオスの包括的な説明が必要です。この研究では、L\'opez-BarqueroandDesiati(2021)で説明されている新しい方法を利用して、束縛されたシステムのカオス軌道を特徴付けます。この方法は、軌跡の発散率に基づいてカオスのレベルを決定する量である有限時間リアプノフ指数(FTLE)に基づいています。FTLEは、磁気構造のトラッピング条件や媒体の変更の伝播にも適応するため、便利です。ここでは、カオスとトラッピングがTeVCR異方性に及ぼす影響を調べます。具体的には、この方法を適用して、太陽圏に入るCRの挙動を調べます。具体的には、明確な太陽圏構造とISMからのCR衝突方向がカオスレベルにどのように影響するかを説明します。太陽圏には固有の方向性があり、侵入する場所によってCRに異なる影響を与えます。この機能により、粒子が他の方向よりも無秩序になりがちな優先方向が生じます。これは最終的に、均一に分布していない到着マップの変更につながります。代わりに、マップ内のセクターが他のセクターとは別に変化し、検出可能な時間変動が生じることが予想されます。したがって、この結果は、マップの時間変動性がCR異方性の全体的なプロセスを理解するために不可欠であるという考えを示しています。
| Title |
Distinguishing_binary_black_hole_precessional_morphologies_with_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Khun_Sang_Phukon,_N._V._Krishnendu,_Anuradha_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10125 |
連星ブラックホールの歳差運動は、軌道面内のスピンの成分間の角度の進化に基づいて、次の3つの形態のいずれかに分類できます。これらの異なる形態は、連星の形成チャネルに関連している可能性があり、連星の重力波信号に刻印されています。この論文では、検出された連星ブラックホールの好ましいスピン形態を決定するためのベイジアンモデル選択法を開発します。この方法には、ベイジアン確率的サンプリングで特定の形態に制限することを可能にする形態の高速計算が含まれます。AdvancedLIGO/AdvancedVirgoネットワークの重力波を使用して、プラス時代の感度を備えた異なる形態を区別するための見通しを調査します。このために、異なるスピンの大きさと信号対雑音比(SNR)を持つ基準の高質量バイナリと低質量バイナリを検討します。高スピンと高SNRの場合、連星のパラメーターが形態。ただし、バイナリパラメーターが形態間の境界に近い場合、1つの代替形態のみが強く嫌われます。低スピンまたは低SNRの場合、別の形態と比較して$\log_{10}$ベイズ係数$\sim2$を使用すると、真の形態が依然として優先されます。また、歳差運動(モジュロデータ品質の問題)の証拠がいくつかあるGW200129_065458からの重力波信号を検討し、特定の形態に対する優先度がないことを発見しました。特定のモルフォロジーの事前確率を制限する方法は、bbh_spin_morphology_priorと呼ばれる使いやすいPythonパッケージを通じて公開されています。
マグネターフレアや高速電波バーストに伴うバーストからの多波長残光放射
マグネターは、マグネター巨大フレア(MGF)と高速電波バースト(FRB)の前駆体と見なされてきました。風の星雲と周囲のバリオン噴出物で発生するバーストによって引き起こされる残光放出に関する詳細な研究を提示します。特に、Murase,Kashiyama\&M\'esz\'aros(2016)によって提案されたバースト内バブルモデルに従って、このような残光発光のスペクトルと光度曲線を解析的および数値的に計算します。無線信号の検出可能性についてパラメータ空間をスキャンし、$\sim10^{45}~{\rmerg}$のバーストが超大型アレイまたはその他の次世代無線設備で検出可能であることを発見しました。MGFやFRBからの多波長残光放出の検出は、それらの局在化とその前駆体の解明にとって非常に重要であり、検出可能な残光イベントの数を推定します。
連続重力波探索を用いた銀河中心GeV超過のパルサー説明の精査
| Title |
Probing_the_pulsar_explanation_of_the_Galactic-Center_GeV_excess_using_continuous_gravitational-wave_searches |
| Authors |
Andrew_L._Miller_and_Yue_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10239 |
10年以上前、フェルミは銀河中心からの過剰なGeVガンマ線を観測しましたが、その起源についてはまだ議論中です。この過剰の1つの説明には、暗黒物質の消滅が関係しています。もう1つは、銀河の中心に集中しているミリ秒パルサーの未解決の集団を必要とします。この作業では、中性子星からの準単色の永続的な重力波信号に対するLIGO/Virgoの最新の全天探索の結果を使用して、未解決のミリ秒パルサーが実際にこの過剰を説明できるかどうかを判断します。まず、観測された過剰を説明するために必要なミリ秒パルサーの数を決定する光度関数を選択します。次に、重力波放射に直接関係する楕円率分布を決定するために、ミリ秒パルサーの変形の2つのモデルを検討します。最後に、連続重力波の周波数ハフ全天検索からのヌル結果に基づいて、パルサー光度関数のパラメーター空間の大規模なセットを除外できることがわかりました。また、さまざまなモデルの選択に関して、これらの除外領域がどのように変化するかを評価します。私たちの結果はこの種のものとしては初めてのものであり、ガンマ線天体物理学、重力波天文学、暗黒物質物理学の間の架け橋となります。
いて座A*の降着流における断熱的に膨張するホットスポットの偏光サイン
| Title |
Polarized_signatures_of_adiabatically_expanding_hotspots_in_Sgr_A*'s_accretion_flow |
| Authors |
Joseph_M._Michail,_Farhad_Yusef-Zadeh,_Mark_Wardle,_and_Devaky_Kunneriath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10243 |
ALMAを使用して、それぞれ$\sim10\%$および$\sim-1\%$のレベルでSgrA*の235GHzの直線および円偏波(LPおよびCP)検出を報告します。観測されたサブミリ波フレアの最初のフルストークスモデリングについて説明し、偏光放射伝達処方を使用して、断熱的に拡大するシンクロトロンホットスポットを示します。静止発光の単純なフルストークスモデルを拡張し、4つのすべてのストークスパラメーター光曲線を同時にフィッティングすることにより、静止成分と可変成分の両方の特性を共同で特徴付けます。ホットスポットの磁場強度は$71$G、半径は$0.75$シュヴァルツシルト半径で、磁気等分布を仮定すると速度$0.013$cで拡大します。空平面に投影された磁場の位置角度は、北から東に$\approx55^\circ$であり、これまでの分析で降着流の角運動量軸として明らかにされ、さらに、磁気的に阻止された円盤をホストするいて座A*をサポートしています。磁場は視線に対してほぼ垂直に方向付けられており、無線周波数で観察される高い円偏光対直線偏光比の原因として再偏光を示唆しています。さらに、回転測定$\approx-4.22\times10^{5}$radm$^{-2}$など、降着流の以前の分析と一致する静止放出のいくつかの特性を回復します。私たちの調査結果は、SgrA*の将来のイベントホライズンテレスコープ画像の偏光可変放射を解釈および緩和するための重要な制約を提供します。
長波長アレイ用 EPIC 共生無線トランジェント イメージャの最適化と試運転
| Title |
Optimization_and_Commissioning_of_the_EPIC_Commensal_Radio_Transient_Imager_for_the_Long_Wavelength_Array |
| Authors |
Hariharan_Krishnan_(1),_Adam_P._Beardsley_(2),_Judd_D._Bowman_(1),_Jayce_Dowell_(3),_Matthew_Kolopanis_(1),_Greg_Taylor_(3)_and_Nithyanandan_Thyagarajan_(4)_((1)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ_85287,_(2)_Department_of_Physics,_Winona_State_University,_Winona,_MN_55987,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_New_Mexico,_210_Yale_Blvd_NE,_Albuquerque,_NM_87106,_USA,_(4)_Commonwealth_Scientific_and_Industrial_Research_Organisation_(CSIRO),_Space_&_Astronomy,_P._O._Box_1130,_Bentley,_WA_6102,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09662 |
次世代のアパーチャアレイは、数十から数百MHzの広い動作帯域幅を処理するために、実質的なデジタル信号処理を備えた数百から数千のアンテナ素子で構成されると予想されます。従来、干渉計の主要な信号処理ユニットとして、FX-相関器が使用されてきました。これらの相関器には、大規模な配列の$\mathcal{O}(N^2)$の計算コストがあります。ニューメキシコ州のセビレタ国立野生生物保護区(LWA-SV)の長波長アレイステーションに最近配備されたEフィールドパラレルイメージング相関器(EPIC)では、別のイメージングアプローチが実装されています。EPICは、全偏光または部分偏光のアレイの角度分解能と、チャネライザーの全スペクトル分解能で、空の電場または強度の画像を生成する新しいアーキテクチャを使用します。中間の相互相関データ積を排除することにより、従来のFXまたはXF相関器と比較して、$\mathcal{O}(N^2)$から$\mathcal{O}(N\logN)$密集した(しかしそれ以外は任意の)配列レイアウトの場合。EPICは、科学分析用の偏光画像製品を直接生成することにより、出力データレートを下げることもできます。私たちはEPICを最適化し、LWA-SVで、ミリ秒のタイムスケールで衝撃的な電波放射源を潜在的に検出して位置を特定できる共生全天イメージングバックエンドとして委託しました。この記事では、EPICのアーキテクチャを確認し、パフォーマンスを向上させるコードの最適化について説明し、コミッショニングの観察からの初期検証を提示します。EPIC測定と明るい光源の同時ビーム形成観測との比較は、スペクトル-時間構造がよく一致していることを示しています。
| Title |
PICSARR:_high-precision_polarimetry_using_CMOS_image_sensors |
| Authors |
Jeremy_Bailey,_Daniel_V._Cotton,_Ain_De_Horta,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Om_Shastri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09782 |
我々は、連続的に回転する半波長板と高速イメージング検出器に基づいた、コンパクトで低コストでありながら非常に高性能な天文偏光計を構築し、テストしました。旋光計は、口径が最大1mまでの小さな望遠鏡に適しています。光学システムは、大気中のUVカットオフから~1000nmまでの広い波長範囲にわたって非常に高い透過率を提供します。検出器の高量子効率、低ノイズ、および高速により、明るい星を高精度で観察したり、拡張光源の偏光イメージングを行うことができます。口径20cmと60cmの望遠鏡で装置の性能を測定しました。この機器で可能な科学の種類の例をいくつか示します。偏光計は、星や惑星の偏光の波長依存性と時間変動性の研究に特に適しています。
太陽望遠鏡の画質仕様
現代の大型の地上設置型太陽望遠鏡には、地球の乱気流の存在下で高角度分解能のイメージングおよび分光機能を強化するために、適応光学システムが常に装備されています。これらの望遠鏡から得られる画像の品質は、夜間の天体望遠鏡に直接使用されるストレール比やその他の測定基準では定量化できません。この論文では、地上の太陽望遠鏡の画質を定量化するためのメトリックとして二乗平均平方根(rms)造粒コントラストを使用することを提案します。さまざまなレベルの適応光学補正について、望遠鏡の直径(D)と大気のコヒーレンス直径($r_0$)の最も実用的な値について、ストレール比とrmsグラニュレーションコントラストとの間の対応を示す片対数プロットを取得します。シミュレーションの結果を、これらのシステムによって公開されているストレール比およびrms粒状化コントラストと比較することにより、いくつかの動作中の太陽適応光学システムの効率を推定します。私たちの結果は、もっともらしい50システム効率と組み合わせて使用して、地上の太陽望遠鏡から予想されるrmsグラニュレーションコントラストの下限を予測できます。
ASTRI チェレンコフ カメラ: プロトタイプから Mini-Array の産業用バージョンまで
| Title |
The_ASTRI_Cherenkov_Camera:_from_the_prototype_to_the_industrial_version_for_the_Mini-Array |
| Authors |
G._Sottile_(1),_P._Sangiorgi_(1),_C._Gargano_(1),_F._Lo_Gerfo_(1),_M._Corpora_(1),_O._Catalano_(1),_D._Impiombato_(1),_D._Mollica_(1),_M._Capalbi_(1),_T._Mineo_(1),_G._Contino_(1),_B._Biondo_(1),_F._Russo_(1),_M._C._Maccarone_(1),_G._La_Rosa_(1),_S._Giarrusso_(1),_G._Leto_(2),_A._Grillo_(2),_G._Bonanno_(2),_G._Romeo_(2),_S._Garozzo_(2),_D._Marano_(2),_V._Conforti_(3),_F._Gianotti_(3),_S._Scuderi_(4),_G._Pareschi_(5),_G._Tosti_(6),_A._Abba_(7),_A._Cusimano_(7),_F._Caponio_(7),_C._Tintori_(8),_M._Lippi_(8),_F._Vivaldi_(8),_G._Marchiori_(9),_M._Spinola_(9),_A._Colovini_(9),_F._Perez_(10),_S._Ahmad_(10),_J._B._Cizel_(10),_J._Fluery_(10)_(for_the_ASTRI_project,_(1)_INAF_IASF_Palermo,_Italy,_(2)_INAF_OACT_Catania,_Italy,_(3)_INAF_OAS_Bologna,_Italy,_(4)_INAF_IASF_Milano,_Italy,_(5)_INAF_OA_Brera_Milano,_Italy,_(6)_Universit\`a_degli_Studi_di_Perugia,_Italy,_(7)_Nuclear_Instruments_-_Lambrugo,_Italy,_(8)_CAEN,_Viareggio,_Italy,_(9)_EIE_Group_s.r.l.,_Venezia,_Italy,_(10)_Weeroc,_Villebone_sur_Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09915 |
TeVスペクトル範囲の非常に高エネルギーのガンマ線を放出する高エネルギーの天文源(超新星残骸やブレザーなど)の観測は、主に、地球との光子相互作用によって生成されるシャワー内の相対論的粒子によって誘導されるチェレンコフ光の検出に基づいています。雰囲気。ASTRIミニアレイは、そのような天体を1～100TeVのエネルギー範囲で観測することを目的とした、INAF主導のプロジェクトです。これは、INAF「M.C.Fracastoro」観測ステーション(SerraLaNave、エトナ山、イタリア)で運用されているデュアルミラー無収差ASTRI-Horn望遠鏡の進化形である、9つの革新的なイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の配列で構成されています。ASTRIミニアレイは現在、テイデ天文台(スペイン、テネリフェ島)で建設中です。この論文では、コンパクトな(直径660mm、高さ520mm、重量73kg)ASTRI-Hornプロトタイプチェレンコフカメラを紹介します。このカメラは、モジュラーマルチピクセルシリコン光子増倍管(SiPM)検出器に基づいており、2016年からデータを取得しており、両方の科学的データを取得することができます。データと重要な教訓。この寄稿では、カメラの主な機能と、新しいチェレンコフカメラへの進化について報告します。このカメラは、前例のない10.5{\deg}の視野をカバーするために、各ASTRIミニアレイ望遠鏡にインストールされます。
ESCAPE が開発した ESFRI 科学分析プラットフォームを介した EGI リソースへのアクセスの実現可能性
| Title |
Feasibility_of_access_EGI_resources_through_the_ESCAPE_developed_ESFRI_Science_Analysis_Platform |
| Authors |
Giuliano_Taffoni,_Sara_Bertocco,_Dave_Morris,_Manu_Parra-Roy\'on,_Klaas_Kliffen,_Marco_Molinaro,_John_Swinbank,_Susana_Sanchez_Exposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09978 |
EUESCAPEプロジェクトは、分散データとコンピューティングリソースにアクセスする独立したサービスのシームレスな統合を可能にするAPIゲートウェイとして、ESP、ESFRI1ScientificAnalysisPlatformを開発しています。ESCAPEでは、ESAPを通じてEGIのOpenStackクラウドコンピューティングサービスを活用する可能性を探っています。私たちの寄稿では、ESCAPEとESAP、ユースケース、EGIのOpenStackクラウドコンピューティングで仮想マシンの作成を自動化するために行われた作業、欠点、考えられる解決策について簡単に説明します。
ヘリウム優勢の金属汚染白色矮星大気の特性評価における系統的不確実性
| Title |
Systematic_uncertainties_in_the_characterisation_of_helium-dominated_metal-polluted_white_dwarf_atmospheres |
| Authors |
Paula_Izquierdo,_Boris_T._G\"ansicke,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Detlev_Koester,_Odette_Toloza,_Nicola_P._Gentile_Fusillo,_Anna_F._Pala_and_Pier-Emmanuel_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09670 |
白色矮星の光球パラメータは、通常、分光分析または測光分析によって取得されます。これらの結果は常に互いに一致しているわけではなく、公開されている値には統計上の不確実性のみが含まれていることがよくあります。ヘリウム優勢の光球を持つ白色矮星の違いはより劇的であるため、現実的な不確実性を得るために、これらの白色矮星の13個のサンプルを分析し、各星の最大3つの異なる分光および測光データセットに両方の技術を適用しました。<$\sigmaT_{\mathrm{eff}}$>=524K、<$\sigma\logg$>=0.27dex、および<$\sigma\log(\mathrm{H/He})$>=多様な分光データをモデル化する場合、有効温度、表面重力、相対水素存在量はそれぞれ0.31dexです。測光適合は、<$\sigmaT_{\mathrm{eff}}$>=1210Kおよび<$\sigma\logg$>=0.13dexまでの平均標準偏差を提供しました。これらの値は、同様の特性を持つ白色矮星の分光学的および測光的適合から導出されたパラメーターの公開された不確実性の現実的な下限として採用されることをお勧めします。さらに、3つの異なる光球化学組成を採用した観測データのフィッティングの効果を調べます。一般に、純粋なヘリウムモデルのスペクトルは、微量の水素を含むモデルから導出されたものと比較して、$T_{\mathrm{eff}}$が大きくなります。$\logg$は逆の傾向を示しています。水素を含むモデルと比較すると、分光学的値は小さく、測光値は大きくなります。モデルへの金属の追加も、導出された大気パラメータに影響を与えますが、明確な傾向は見られません。
原始惑星系円盤における乱流対流と角運動量伝達におけるその役割
| Title |
The_turbulent_convection_in_protoplanetary_disks_and_its_role_in_the_angular_momentum_transfer |
| Authors |
E._P._Kurbatov,_Ya._N._Pavlyuchenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09676 |
降着円盤における異方性乱流の輸送モデルを提示します。このモデルは平均場近似に基づいており、降着円盤の角運動量の再分布におけるさまざまな性質の乱流とその役割を研究するように設計されています。平均場アプローチは、流体力学的量の変動のモーメントの形で適切なソースを追加することにより、さまざまなタイプの不安定性を考慮することを可能にします。このモデルを使用して、1次元近似の枠組みで、ガス状でほこりの多い星周円盤における対流不安定性の役割を研究しました。これを行うために、放射伝達の計算と、混合長理論近似における対流の計算を組み合わせました。この枠組みの中で、対流によって生成された乱流は、観測可能なディスク降着率と、対流が自立するのに十分な熱源を提供しないという他の著者の結論を確認します。この理由は、円盤内の乱流の強い異方性と、対流が乱流の原因として弱すぎることが判明したという事実です。
Parker Solar Probe 観測によって制約されたランダウ減衰による乱流陽子および電子加熱率の推定
| Title |
Estimation_of_turbulent_proton_and_electron_heating_rates_via_Landau_damping_constrained_by_Parker_Solar_Probe_observations |
| Authors |
Niranjana_Shankarappa,_Kristopher_G._Klein,_Mihailo_M_Martinovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09713 |
乱流散逸によるイオンと電子の加熱は、太陽風やその他のプラズマ環境の熱力学において重要な役割を果たします。ParkerSolarProbe(PSP)の最初の2つの近日点からの磁場および熱プラズマ観測を使用して、相対加熱率を半径距離、磁気スペクトル、およびプラズマ条件の関数としてモデル化し、内部ヘリオスフィア。ハウズらを採用しています。2008年の定常状態カスケードモデル。ランダウ減衰を介して消散する、乱流、低周波、波動ベクトル異方性、臨界的にバランスのとれたアルフベニックゆらぎの挙動を考慮して、陽子から電子への加熱率$Q_p/Q_e$を決定します。イオンサイクロトロン周波数の円偏波を低周波乱流と区別し、後者から構築されたスペクトルを使用してカスケードモデルを制約します。このモデルは、遭遇1と2からの間隔の39.4パーセント以上から観測されたエネルギースペクトルを正確に記述していることがわかり、ランダウ減衰が若い太陽風を加熱する可能性を示しています。観測された乱流スペクトルを記述するモデルの能力は、熱圧力と磁気圧力の比$\beta_p$と共に増加し、モデルがより高い$\beta_p$で必要な物理を含んでいることを示しています。非線形エネルギーカスケードレートに反比例するコルモゴロフ定数の大きな大きさを推定します。$\beta_p$に対する$Q_p/Q_e$の予想される強い依存性と、重要なバランスの仮定の一貫性を検証します。
初期型連星の高精度広帯域直線偏光測定 III. AOカシオペヤ再訪
| Title |
High-precision_broadband_linear_polarimetry_of_early-type_binaries_III._AO_Cassiopeiae_revisited |
| Authors |
Yasir_Abdul_Qadir,_Andrei_V._Berdyugin,_Vilppu_Piirola,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09750 |
O型近接連星系AO~Cassiopeiaeが可変位相同期直線偏光を示すという事実は、1970年代半ばから知られていました。この作業では、星間偏光をより正確に推定し、傾斜角、$i$、向き、$\Omega$、およびStokes$q$および$u$パラメータの位相折り畳み分極曲線からの内側軌道の回転方向。Dipol-2偏光計を使用して、$\sim$0.003\%という前例のない精度レベルで、T60遠隔制御望遠鏡を使用して、$B$、$V$、および$R$パスバンドでAO~Cassiopeiaeの直線偏光測定値を取得しました。隣接する3つのフィールドスターの偏光を観測することにより、AO~Casに向かう方向の星間偏光を初めて適切に定量化しました。Lomb-Scargleアルゴリズムを採用し、AO~Casの軌道周期の明確な周期信号を検出しました。2高調波フーリエフィットに基づく標準的な分析方法を使用して、連星軌道の傾きと方向を取得しました。私たちの偏波データは、1.76日で明確な周期信号を示したため、連星系の軌道周期が3.52日であることが確認されました。観測された偏光のほとんどは、星間起源のものです。軌道傾斜角の偏りを取り除いた値は$i=63^{\circ}+2^{\circ}/-3^{\circ}$で、方向は$\Omega=29^{\circ}(209^{\circ})\pm8^{\circ}$.空の平面での連星系の回転の方向は時計回りです。
極限を探る: 古い褐色矮星と冷たい褐色矮星の新しい個体群の特徴付け
| Title |
Exploring_the_Extremes:_Characterizing_a_New_Population_of_Old_and_Cold_Brown_Dwarfs |
| Authors |
A._M._Meisner,_S._K._Leggett,_S._E._Logsdon,_A._C._Schneider,_P._Tremblin,_M._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09817 |
厚い円盤とハロー褐色矮星の個体群をマッピングすることは、低温大気の金属量依存性と星下質量関数を理解するために重要です。最近、$T_{\rm{eff}}$$\lesssim$1400Kおよび金属量$\lesssim$$-$1dexを持つ、寒くて金属に乏しい褐色矮星の新しい個体群が発見されました。この個体群には、最初に知られている「極度のT型亜矮星」である可能性があり、おそらく最初のY型亜矮星であるWISEAJ153429.75$-$104303.3が含まれています。GNIRSとFlamingos-2機器を利用して、潜在的に金属の少ないT型矮星とY型矮星を対象としたGeminiYJHK/Ks測光フォローアップキャンペーンを実施しました。8つの固有のターゲットの14の近赤外測光検出を提示します。6つのT準矮星候補、1つの適度に金属の少ないY矮星候補、および1つのY準矮星候補です。非常に異常なオブジェクトWISEAJ153429.75$-$104303.3の史上初の地上ベースの検出を取得しました。WISEAJ153429.75$-$104303.3のF110W$-$$J$色は、他の後期T型矮星とY型矮星のそれよりも著しく青く、WISEAJ153429.75$-$104303.3が0.9-1.4$に異常なスペクトルを持っていることを示しています。$J$バンドのピークを含む\mu$m波長範囲。WISEAJ153429.75$-$104303.3の$J$バンド検出と、対応するモデルの比較は、この天体の亜太陽金属量と温度が400-550Kであることを示唆しています。近赤外および中赤外波長でのJWST分光追跡により、WISEAJ153429.75$-$104303.3のスペクトル特性をよりよく理解し、その物理的特性を評価し、それが最初のY型であるかどうかを最終的に判断することができます。サブドワーフ。
急速に回転する極低温矮星の測光周期
| Title |
The_photometric_periods_of_rapidly_rotating_field_ultra-cool_dwarfs |
| Authors |
Paulo_A._Miles-P\'aez,_Stanimir_A._Metchev_and_Benjamin_George |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09932 |
1mクラスの望遠鏡とTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)を使用して、既知のすべての急速に回転する($v\sin{i}\gtrsim30$km\,s$^{-1}$)ウルトラの測光変動を調査します。-cool($\geq$M7)は$I\approx17.5$等よりも明るい矮星です。以前の測光期間のない13個のM7--L1.5矮星のサンプルについて、SMARTS1.3m望遠鏡とWIYN0.9m望遠鏡を使用して$I$バンドの光度曲線を取得し、そのうちの3つで回転変調された測光変動を検出しました。私たちのターゲットのうち7つはTESSでも観測され、そのうち6つはターゲットの推定回転周期と互換性のある重要な周期性を示しています。超低温矮星の回転変調測光変動を検索するTESSの可能性を調査し、その長い凝視により、超低温矮星の振幅$\leq$1\%で$<$80~hの周期的変動を取得できることがわかりました。16.5のTESSマグニチュードに。これらの結果を、文献から知られている他のすべての測光的に周期的な超低温矮星の周期と組み合わせて、極低温矮星の周期が1〜24時間の範囲であることを発見しましたが、上限は観測バイアスである可能性があります。また、最小回転周期は、スペクトルタイプ$\approx$M8での$\approx$2時間からスペクトルタイプTでの$\approx$1時間までの低いエンベロープに従うこともわかります。
K型矮星における対流の数値シミュレーション
太陽自転周期で回転する0.7太陽質量のK矮星における対流帯の数値シミュレーションを実行しました。対流パターン、微分回転と子午面の流れ、およびダイナモによって生成された磁場を研究します。このタイプの星の場合、太陽の自転周期はかなり急速な自転のケースを表し、差分は太陽型であることがわかります。ダイナモで生成された大規模なフィールドが表示されますが、双極子ではなく、単純な活動サイクルも示しません。
極限ブラック ホールには外部光リングがある
球対称の外部ブラックホールには、少なくとも1つの外部光リングがあることが証明されています。私たちの非常にコンパクトな証明は、非真空極限ブラックホール時空における外部物質場を特徴付ける優勢なエネルギー条件に基づいています。
軽いブラックホールと $10^{-12}$-$10^5$ eV ボソンの超放射特性
軽いブラックホールの最小スピン値$10^{-15}-1\;を導出します。M_\odot$、ボソン質量範囲$10^{-12}-10^5$eVに対応する、スカラー、ベクトル、およびテンソル摂動による超放射を体験します。非常に低いスピン値${\widetildea}\sim10^{-3}-10^{-2}$でも超放射不安定性が発生することがわかりました。軽いブラックホール(BH)は、これらの摂動やボソン粒子の敏感なプローブに対して非常に不安定であるため、適度に回転する1つのBHは、2～3桁の大きさのスカラー(アクシオン)、ベクトル(暗光子および/または効果的な光子)をプローブ/カバーできます。質量)とスピン2質量。超放射が存在する場合、これにより、BH形成メカニズムとは無関係に、BHのスピンがすぐにほぼゼロになります。超放射が観測されない場合、自己相互作用とエネルギー密度に限界が見出されます。最後に、標準モデルのボソンとヒッグスの自己相互作用に対する超放射の影響について簡単に触れます。
暗黒物質探索用極低温蒸留プラント Aria のプロトタイプによるアルゴンの同位体分離の測定
| Title |
Measurement_of_isotopic_separation_of_argon_with_the_prototype_of_the_cryogenic_distillation_plant_Aria_for_dark_matter_searches |
| Authors |
The_DarkSide-20k_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09639 |
イタリアのサルデーニャにあるAria極低温蒸留プラントは、イタリアのINFNLaboratoriNazionalidelGranSassoで行われているWIMP暗黒物質探索のためのDarkSide-20k実験プログラムの重要な構成要素です。Ariaは、米国コロラド州の地下井戸から抽出され、DarkSide-20kターゲット材料として使用されるアルゴンを検出器グレードの品質に精製するように設計されています。この論文では、26mの高さのAriaプロトタイプによる蒸留によるアルゴン同位体分離の最初の測定を報告します。カラムの動作パラメータの測定と、Ar$^{36}$、Ar$^{38}$、およびAr$^{40}$の3つの安定したアルゴン同位体の同時分離の観察について説明します。また、実験結果と市販のプロセスシミュレーションソフトウェアとの詳細な比較も提供します。アルゴンの同位体分離のこの測定は、2019年に同じ装置を使用した窒素の同位体分離の最初の実証の成功に基づいて、プロジェクトにとって重要な成果です。
ニュートリノ集団の低速および高速振動: 不変量と相反性
| Title |
Slow_and_fast_collective_neutrino_oscillations:_Invariants_and_reciprocity |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Georg_G._Raffelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09650 |
ニュートリノガスのフレーバーの進化は、「遅い」または「速い」集団運動を示すことがあります。均一なニュートリノガスの平均場密度行列を記述する通常のブロッホベクトルに関して、低速の2フレーバー運動方程式(EOM)は$\dot{\mathbf{P}}_\omega=(\omega\mathbf{B}+\mu\mathbf{P})\times\mathbf{P}_\omega$、$\omega=\Deltam^2/2E$、$\mu=\sqrt{2}G_{\mathrm{F}}(n_\nu+n_{\bar\nu})$、$\mathbf{B}$はフレーバー空間の質量方向の単位ベクトル、$\mathbf{P}=\intd\omega\,\mathbf{P}_\omega$.軸対称角度分布の場合、高速EOMは$\dot{\mathbf{D}}_v=\mu(\mathbf{D}_0-v\mathbf{D}_1)\times\mathbf{D}_v$です。$\mathbf{D}_v$はレプトン数のブロッホベクトル、$v=\cos\theta$は対称軸に沿った速度、$\mathbf{D}_0=\intdv\,\mathbf{D}_v$、および$\mathbf{D}_1=\intdv\,v\mathbf{D}_v$.これらの一般的なケースの類似点と相違点について説明します。どちらのシステムも振り子のような不安定性(ソリトンソリューション)を持つことができ、どちらも同様のGaudin不変量を持ち、両方とも古典と量子のケースで可積分です。$\mathbf{D}_1$(それ自体が振り子のような動きを実行する可能性があります)と連動するフレームで高速振動を記述すると、抽象的な遅いシステムと同等の変換されたEOMが得られます。これらの結論は、3つのフレーバーに引き継がれます。
$\sim1$eVの質量を持つ軽い無菌ニュートリノは、地球での実験からの複数のヒントにより、引き続き興味深いものです。この単純な仮説は、特に初期宇宙からの強い天体物理学的制約に悩まされています。超軽量スカラー$\phi$を介して通常の物質から無菌ニュートリノの質量を調達することにより、地球のヒント、太陽および大気の制約と一致する宇宙論的に実行可能な新しい提案を開発します。これは暗黒物質でもあります。このシナリオでは、実験的に示唆された$\sim1$eVの無菌ニュートリノ質量は、地球によって生成された局所的な値であり、時空を通して変化します。
過去5年間で、中性子が豊富な物質の状態方程式を決定するという私たちの探求は目覚ましい進歩を遂げました。理論的、実験的、観測的なランドスケープ全体にわたる最近の進歩は、有限原子核の特性によって以前に較正された既存の共変エネルギー密度汎関数を改良するために、ベイジアンフレームワークに組み込まれています。特に、パルサーのタイミングによる最大中性子星質量、NICERミッションによる恒星半径、LIGO-Virgo共同研究による潮汐変形能、およびカイラル有効場理論から予測される純粋な中性子物質のダイナミクスに関する制約が生じました。モデル、特に厳密な対称エネルギーを予測するモデルの大幅な改良。それでも、これらの改善の後でも、PREX/CREXコラボレーションによって最近報告された${}^{208}$Pbと${}^{48}$Caの中性子スキンの厚さを同時に再現することは困難であることがわかりました。
Lemaitre-Tolman-Bondi の不均一な摂動による $f\left(R\right)$ 重力の署名
Lemaitre-Tolman-Bondi(LTB)計量に基づいて、均一で等方的な宇宙背景に関する線形摂動理論を使用して開発された、ローカル宇宙の不均一な宇宙モデルを分析します。球面対称不均一性の異なる進化に注目して、宇宙定数$\Lambda$がLTB形式に含まれる$\Lambda$LTBモデルと、$f(R)$に基づく不均一な宇宙論モデルを比較します。ジョーダンフレームで見た修正重力理論。特に、背景宇宙の宇宙加速フェーズを記述するために、JordanフレームにHu-Sawicki$f(R)$モデルを採用します。$\Lambda$LTBモデルと不均一な宇宙論における$f(R)$重力の主な違いは、重力場の方程式の0-1成分によって概説されます。Jordanフレームに存在する最小結合スカラーフィールド。変数分離法を採用した両方の宇宙モデルの場の方程式系を解きます。局所摂動の動径プロファイルを解析的に統合できますが、それらの時間発展には数値的アプローチが必要です。分析の主な結果は、2つの宇宙論的シナリオにおける局所的な不均一性の異なる動径プロファイルに関するものです。動径摂動は$\Lambda$LTBモデルのべき法則に従いますが、湯川のような寄与は$f(R)モデルに現れます。$理論。興味深いことに、この後者の動径プロファイルの特異な動作は、$f(R)$関数形式の選択の影響を受けません。時間依存の摂動の数値解は、発散しないプロファイルを示します。この研究は、後期宇宙における局所的な不均一性に関する調査により、現在の宇宙加速が宇宙定数項または修正された重力効果によって引き起こされているかどうかを判別できる可能性があることを示唆しています。
巨大な薄いリングに囲まれた一様に回転する均質な楕円体の分岐と安定性
| Title |
Bifurcation_and_stability_of_uniformly_rotating_homogeneous_ellipsoids_surrounded_by_a_massive_thin_ring |
| Authors |
Shin'ichirou_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09793 |
密度が一様で回転が一様である回転楕円体または楕円体の周りの巨大な同心リングの効果を調べます。軸対称マクローリン様回転楕円体と三軸ヤコビ様楕円体の平衡シーケンスが得られます。リングの重力場により、マクローリンのような回転楕円体には、オブジェクトの角周波数がゼロになるときの球面限界がありません。回転楕円体の子午線断面の離心率の臨界値で、3軸のヤコビのような楕円体が分岐します。リングの重力場を特徴付けるパラメータがしきい値よりも小さい場合、マクローリン様楕円体とヤコビ様楕円体の分岐点が存在し、臨界離心率は古典的なマクローリンからヤコビへの分岐よりわずかに大きくなります。パラメータがしきい値を超えると、マクローリン様回転楕円体は分岐点を持たず、ヤコビ様楕円体はマクローリン様回転楕円体よりも離心率が低くなります。同じ角運動量を持つ楕円体のエネルギーを比較することにより、分岐の臨界点がマクローリン様回転楕円体の永年不安定性の開始に対応しないことが示されます。一様に回転する回転楕円体を取り囲む大規模なリングの重力場は、粘性散逸による棒状の変形に対してそれを安定させると結論付けられています。
非線形スクリーニングなしで実行可能な大規模な重力
投影された大規模な重力における宇宙背景の周りの摂動の非線形効果を研究します。これは、開いたFLRW宇宙での自己加速解を認めます。ゼロ曲率スケーリング制限を使用して、サブホライゾンスケールのすべての関連項を含む非線形方程式を導出します。スカラーグラビトンの解は、すべてのスケールで完全にゼロになることがわかりました。これは、以前の研究の線形摂動解析と一致しています。さらに、次の摂動による重力ポテンシャルへの影響は、地平線内で強く抑制されます。したがって、投影された巨大な重力における太陽系実験との一貫性を保つために、スクリーニングメカニズムはもはや必要ありません。
計量アフィン宇宙論: 完全な (理想的な) 宇宙論的超流体と最初の積分の運動学
| Title |
Metric-Affine_Cosmologies:_Kinematics_of_Perfect_(Ideal)_Cosmological_Hyperfluids_and_First_Integrals |
| Authors |
Damianos_Iosifidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09868 |
一般的な計量アフィン宇宙論的セットアップを検討し、完全超流体の特に興味深い特定のケースをいくつか分類します。特に、純粋なスピン、純粋な膨張、および純粋なせん断流体の場合の保存則の形式を提示します。また、非圧縮性超流動の概念を開発し、超運動量保存超流動の場合に特別な注意を払います。また、物質結合カップリングを介したスピン、膨張、およびせん断電流の出現に関する具体的な例を示します。さらに、ねじれと非計量性を含むスケール係数の一般化された加速度方程式から始めて、後者を残りの超流動変数と関連付ける運動の最初の積分を提供します。これらの結果は、宇宙論における非リーマン効果の分析を形式化します。
四重星系は常に入れ子になった三重星系とは限らない: 動的安定性への機械学習アプローチ
| Title |
Quadruple-star_systems_are_not_always_nested_triples:_a_machine_learning_approach_to_dynamical_stability |
| Authors |
Pavan_Vynatheya,_Rosemary_A._Mardling,_Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09930 |
四連星系の動的安定性は、伝統的に、四連星を構成する2つの「ネストされた」三連星系の問題として扱われてきました。この新しい研究では、機械学習アルゴリズムである多層パーセプトロン(MLP)を使用して、安定性(または長期的な有界性)に基づいて2+2および3+1四重極を直接分類しました。それぞれ$5\times10^5$の4倍体で構成される分類用のトレーニングデータセットは、非常に正確な直接$N$本体コードMSTARを使用して統合されました。また、ゼロ傾斜システムの限定されたパラメーター空間研究を実施して、4倍と3倍を直接比較しました。私たちの4重MLPモデルは両方とも、「ネストされた」3重MLPアプローチよりも優れたパフォーマンスを発揮することがわかりました。これは、3+14重の場合に特に重要です。2+2MLPモデルと3+1MLPモデルの分類精度はそれぞれ94%と93%であり、「ネストされた」トリプルアプローチのスコアはそれぞれ88%と66%です。これは、四重母集団合成研究にとって重要な意味を持ちます。非常にシンプルでほぼ瞬時に実装できる当社のMLPモデルは、それらにアクセスするためのPython3スクリプトと共にGitHubで入手できます。
コンプトン偏光測定
光子は、偏光面に対して垂直に優先的にコンプトン散乱します。この特性を利用して、硬X線($\sim$10-100keV)の直線偏光を測定する機器を設計できます。光子は、機器の高感度ボリューム内で2つの相互作用、つまり散乱とそれに続く吸収を受ける可能性があります。これら2つの相互作用を検出するために使用される材料に応じて、コンプトン偏光計は単相(散乱検出器と吸収検出器で同じ材料)または二相(異なる材料)に分類できます。さまざまな設計が研究され採用されており、現在の機器は主にシンチレーション検出器または固体検出器に基づくセンサーを備えています。X線偏光測定では、たとえば100%よりもはるかに高い統計が必要です。したがって、体系的な影響を正確に測定し、説明する必要があります。この章では、コンプトン効果の基本的な形式を紹介します。単相および二相アプローチの両方を含む、散乱偏光計のためにこれまでに開発された設計スキームについて説明します。体系的な影響を減らすためのキャリブレーション方法の概要を説明します。そして、測定に影響を与えるバックグラウンドのソースについて説明します。
$q$-トリプレット非拡張性に基づくGW150914からの重力波信号のマルチスケール構造
| Title |
Multiscale_structure_of_the_gravitational_wave_signal_from_GW150914_based_on_the_nonextensivity_$q$-triplet |
| Authors |
C._V._da_Silva,_M._M._F._Nepomuceno_and_D._B._de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10036 |
高度なLIGOによって検出され、時空のファブリックのひずみ相対変形の測定データから構築された最初の重力波、GW150914を研究します。重力波からの時系列は、確率密度としてTsallisの$q$-ガウス分布に従い、そのダイナミクスは、$q$-トリプレットと名付けられた3つの関連するTsallisのインデックスを展開することを示します。この事実は、これらのブラックホールの合体システムが広範でない方法で動作することを強く示唆しています。さらに、我々の結果は、周波数の関数として得られたエントロピー指数が、ブラックホールの合体が達成されたときの支配的な周波数を決定するための有用な統計パラメータであることを指摘しています。
一次電荷は、電磁カスケードによって中性子星の磁気圏で増加します。これは、アクシオン-光子共鳴によって生成されたフラックスを計算するときに初めて説明され、次のことに注意してください。(ii)推定可能な多重度係数の孤立した星からの無線信号は検出されず、赤外線まで広がる可能性があります。(iii)銀河系の個体群の観測も見込みがありません。(iv)望遠鏡は、たとえば、いて座A*を周回するSGR1745-2900などの暗黒物質の重力集束にまだ敏感である可能性があります。
