| Title |
Cosmological_Structure_Formation_and_Soliton_Phase_Transition_in_Fuzzy_Dark_Matter_with_Axion_Self-Interactions |
| Authors |
Philip_Mocz_(LLNL,_Princeton),_Anastasia_Fialkov,_Mark_Vogelsberger,_Michael_Boylan-Kolchin,_Pierre-Henri_Chavanis,_Mustafa_A._Amin,_Sownak_Bose,_Tibor_Dome,_Lars_Hernquist,_Lachlan_Lancaster,_Matthew_Notis,_Connor_Painter,_Victor_H._Robles,_Jesus_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10266 |
ファジー暗黒物質(FDM)における宇宙構造の形成を、数値シミュレーションを用いて魅力的な自己相互作用(SI)で調査します。このようなSIは、FDMボソンが強力なCP対称性破りスケール(減衰定数)を持つ超軽量アクシオンである場合に発生します。弱いが、魅力的なSIは、量子「圧力」を打ち消し、構造形成を変えるのに十分強いかもしれない.シミュレーションでは、SIが小規模な構造形成を促進し、臨界質量を超えるソリトンコアが相転移を起こし、希薄ソリトンから高密度ソリトンに変化することがわかりました。
天球における非ガウス研究のための弱いレンズ質量マップの再構築
宇宙密度場の非ガウス性を研究するためのプローブとして、弱いレンズ質量または収束マップを再構築するための新しい方法を提示します。以前の調査はフラットスカイ近似に依存していましたが、今後のステージIV調査では、このような広い範囲を広い視野(FOV)でカバーし、球体での大規模な再構築を促進します。ここでは、体系的な効果を制御しながら、球体のHEALPixピクセル化を使用して、改善されたカイザースクワイア(KS+)質量反転法を提示します。KS+方法論と同様に、情報の内容を保持し、非ガウス研究を可能にするために、ノイズ正則化なしで収束マップが再構築されました。この新しい方法の結果は、高解像度の現実的なN体シミュレーションを使用して、湾曲した空に実装されたカイザースクワイア(KS)推定器の結果と比較されました。この方法の品質は、再構成された収束マップの2点相関関数、3次および4次モーメント、およびピークカウントを推定することによって評価されました。マスキング、サンプリング、およびノイズの影響がテストされました。また、フラットスカイ近似によって導入された系統誤差も調べました。改善されたKaiser-Squiresonthesphere(SKS+)法は、推論された相関誤差を体系的に10倍改善し、球上のKaiser-Squiresと比較して平均で20～30%優れた最大信号対雑音ピーク推定を提供することを示しています(SKS)。また、SKS+メソッドはほぼ偏りがなく、3次モーメントと4次モーメントで誤差がそれぞれ約2倍と4倍減少することも示しています。最後に、天球上で直接収束場を再構成すると、投影効果がなくなり、処理中に球の特定の領域を除外または考慮することができるようになることを示します。
ハッブル定数の緊張: 新しい宇宙探査機による現在の状態と将来の展望
| Title |
The_Hubble_constant_tension:_current_status_and_future_perspectives_through_new_cosmological_probes |
| Authors |
Maria_Dainotti,_Biagio_De_Simone,_Giovanni_Montani,_Tiziano_Schiavone,_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10572 |
ハッブル定数($H_0$)の張力は、現代の宇宙論における主要な未解決問題の1つです。この張力は、超新星Ia(SNeIa)+セファイドの組み合わせで局所的に推定された$H_0$値と、宇宙マイクロ波の研究を通じて得られた宇宙論的な$H_0$との間の4から6$\sigma$の範囲の不一致です。バックグラウンド(CMB)放射線。Dainottiらで採用されたアプローチ。2021(ApJ)およびDainottiら。2022(銀河)が導入されました。SNeIaのパンテオンサンプルのビニング分割(Scolnicetal.2018)により、$H_0$の値が赤方偏移順に並べられたビンのそれぞれで推定され、赤方偏移で低下する関数に適合しました。結果は、赤方偏移で$H_0$の減少傾向を示しています。これが天体物理学的バイアスまたはSNeIaパラメータの残留赤方偏移によるものでない場合、修正重力理論、たとえば$f(R)$シナリオに照らして説明できます。また、ダイノッティらで報告されたガンマ線バースト(GRB)やクエーサー(QSO)など、ハッブル定数張力に対する高$z$プローブの影響の可能性についても簡単に説明します。2022年（銀河）とレナートら。それぞれ2022年（ApJ）。
SALT2 対 SALT3: 更新されたモデル表面と Ia 型超新星宇宙論への影響
| Title |
SALT2_Versus_SALT3:_Updated_Model_Surfaces_and_Their_Impacts_on_Type_Ia_Supernova_Cosmology |
| Authors |
G._Taylor,_D._O._Jones,_B._Popovic,_M._Vincenzi,_R._Kessler,_D._Scolnic,_M._Dai,_W._D._Kenworthy,_J._D._R._Pierel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10644 |
過去10年間、SALT2は、ダークエネルギー解析用のIa型超新星(SNIa)光曲線を適合させるために使用される最も一般的なモデルでした。最近、多くのモデル機能をアップグレードしたSALT3モデルがリリースされましたが、ダークエネルギーの測定にはまだ使用されていません。ここでは、SN宇宙論解析のためにSALT2からSALT3に切り替えることの影響を評価します。SALT2とSALT3を1083個の十分に調整されたIa型超新星の同一のトレーニングサンプルでトレーニングし、見つかった違いが基礎となるモデルフレームワークに由来することを確認します。このトレーニングの結果を公開します(SALTの「表面化」)。次に、公開されているダークエネルギー調査の3年超新星データサンプル(DES-SN3YR)と、それらのデータの現実的なシミュレーションで宇宙論分析を実行します。SALTモデルフレームワーク(つまり、SALT2対SALT3)の選択から生じるSN+CMBの系統的不確実性の最初の見積もりを提供します。分析。また、更新された表面は、以前のSALT2表面よりも測光キャリブレーションの不確実性に対する感度が低く、平均スペクトルエネルギー密度分散が光学波長で2分の1に減少することもわかりました。これにより、SN宇宙論の不確実性バジェットへのキャリブレーションエラーの寄与を減らす機会が提供されます。
ビン化された宇宙での $\Lambda$CDM 宇宙論のテスト: 減速パラメーターの異常
タイプIa超新星データ(SNIA)のPantheon+サンプルを使用して、宇宙論的光度距離と平坦な$\Lambda$CDMモデルの両方をフィッティングし、データを異なる赤方偏移ビンに分割して、再構成された減速パラメーターを調べます。完全なサンプルが使用されている場合、異なる赤方偏移と距離指標の張力$\sim2\sigma-3\sigma$を観察します。ただし、$z<0.008$でのSNIAが削除されると、これらの緊張は解消されます。CMBに関する私たちの動きに従ってデータが2つの半球に分割される場合、特定の赤方偏移ビン間のサンプルの1つに奇妙な$3.8\sigma$の張力が現れます。最後に、事後分布をガウスとして考えると、一般的な線形モデルは、$\Lambda$CDMユニバースで予想されるゼロ勾配とは対照的に、赤方偏移ビン全体で$q_0$の正の勾配を好みます。結果の可能な説明と、宇宙論的分析における最小赤方偏移SNIAデータの影響について説明します。
CMB 実験における銀河外 CO 輝線: 忘れられた信号と前景
| Title |
Extragalactic_CO_emission_lines_in_the_CMB_experiments:_a_forgotten_signal_and_a_foreground |
| Authors |
Abhishek_S._Maniyar,_Athanasia_Gkogkou,_William_R._Coulton,_Zack_Li,_Guilaine_Lagache,_Anthony_R._Pullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10764 |
高分解能宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験により、CMB温度パワースペクトルを非常に小さいスケール(多重極$\ell\sim3000$)まで正確に測定することができました。このような複数の周波数での測定により、CMBレンズ効果、熱的および運動学的なSunyaev-Zel'dovich効果(tSZおよびkSZ)、宇宙赤外背景放射(CIB)などの他の信号を使用して、主要なCMB異方性を分離できます。この論文では、CMBマップに存在する必要があるこれらの周波数での別の関心のある信号を調査します。銀河外CO分子回転線放出です。これは、線強度マッピング実験で分子ガスの最も広く使用されているトレーサーです。150GHzと220GHzのトップハットバンドパスに採用されたSIDESシミュレーションを使用して、COラインとのCIBの相互相関が、CIB-tSZ相関およびkSZパワーと同様の寄与を持ち、それによって無視できない量を寄与することを示します。これらのスケールでの総電力に。したがって、この信号は、最近報告された南極望遠鏡(SPT)コラボレーションからのkSZパワースペクトルの$\geq3\sigma$検出に大きな影響を与える可能性があります。これは、そのような分析ではCOラインの寄与が考慮されていないためです。私たちの結果は、CIBとの相互相関でCOパワースペクトルを測定する新しい方法も提供します。最後に、これらの結果は、CMBマップに存在するCO排出量は、LSSトレーサーを含むすべてのCMBオートパワースペクトルおよび相互相関研究で説明する必要があることを示しています。
地球低軌道における地球近傍天体のキャラクタリゼーション星座の必要性について
2005年、アメリカ合衆国議会は、2020年までに140メートル以上の近地球天体(NEO)の90\%の検出、追跡、カタログ化、特徴付けを義務付ける法案を可決しました。期限までに$\sim$35\%が検出されました。、追跡され、カタログ化されましたが、特徴付けられたのはほんの一部です。現在の速度では、検出義務を満たすのに40年かかり、NEOの特性評価専用の世界的な施設は、特性評価のしきい値に近づくには不十分です。主な調査は、主に検出と初期軌道決定に焦点を当てており、完全に追跡してカタログ化するためには、これらを改良する必要があります。特徴付けには、複数の波長、リズム、および機器にまたがる観測が必要であるため、観測者が惑星防衛のために必要なデータをタイムリーに取得することは困難です。今後の2つの調査では、検出の90%のしきい値を簡単に満たすことができますが、軌道を改良し、新しい発見を特徴付けるために、それぞれ別の設備を傾けてキューに入れる必要があります。.ここで、私は、現在および今後の調査からの検出をタイムリーに追跡するために必要なカバレッジと柔軟性を提供する、可視および赤外線センサーを搭載した増殖中の小型衛星のコンステレーションを主張します.このようなコンステレーションにより、NASAは検出に重点を置いた投資を超えて、2005年の議会の命令を完全に満たすことができるようになります。
1.5 m 望遠鏡による KELT-9b の拡張大気と透過スペクトルのマルチエポック検出
| Title |
Multi-epoch_detections_of_the_extended_atmosphere_and_transmission_spectra_of_KELT-9b_with_a_1.5_m_telescope |
| Authors |
Nataliea_Lowson,_George_Zhou,_Duncan_J._Wright,_Chelsea_X._Huang,_Joao_M._Mendonca,_Samuel_H._C._Cabot,_Christa_Pudmenzky,_Robert_A._Wittenmyer,_David_W._Latham,_Allyson_Bieryla,_Gilbert_A._Esquerdo,_Perry_Berlind,_and_Michael_L._Calkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10406 |
照射された木星の大気は複雑で動的であり、親星が近接しているため、時間的に変動する可能性があります。これまでにカタログ化された木星の惑星のうち、KELT-9bは知られている中で最も高温のガス巨人であり、平衡温度は4050Kです。フレッド・ローレンス・ウィップル天文台の1.5m反射鏡でTRES施設を使用して実施された地上通過観測。私たちの観測は、進行中の質量損失の指標であるH-アルファでの過剰吸収に加えて、複数のエポックにわたるFeI、FeII、およびMgIの過去の検出を確認します。私たちの複数年のデータセットから、H-アルファの光度曲線は一貫して標準的なトランジットから逸脱しており、「W」の形をしており、入口と出口の近くでより深く、トランジットの途中でより浅くなっています。存在する可能性のある季節変動を検索して定量化するために、「彗星の尾」モデルをパラメータ化して、Hアルファトランジットに適合させます。観測された異なるエポック間に検出可能な変動は見られません。「彗星の尾」はHアルファ流束の変動をよく表していますが、そのようなシナリオでは、惑星大気をはるかに超えたn=2励起状態にある高密度の中性水素が必要であることに注意してください。1-D大気モデルから予想されるものよりも大きな中心から端までの変動など、他のシナリオも、観測されたHアルファトランジット形状に寄与する可能性があります。これらのマルチエポック観測は、太陽系外惑星の大気のダイナミクスの一時的な監視を提供する小型望遠鏡の機能を強調しています。
平衡の入れ子になった回転楕円体図 III。重力モーメント $J_{2n}$ との関係
| Title |
Nested_spheroidal_figures_of_equilibrium_III._Connection_with_the_gravitational_moments_$J_{2n}$ |
| Authors |
B._Basillais,_J._-M._Hur\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10469 |
入れ子図形の理論の枠組みの中で、回転楕円面によって分離された${\calL}$均質層で構成され、相対回転運動をしているシステムの重力モーメント$J_{2n}$の式を確立します。次に、一連の観測量、つまり赤道半径、総質量、形状、および最初の重力モーメントを「正確に」再現する平衡配置(つまり、内部構造)を見つけることからなる逆問題を解く方法について説明します。.サーフェスごとに2つの係数$J_{2n}$が制約されています。}$.示されているように、この問題はすでに重度の縮退に悩まされています。これは、システム内の2つの回転楕円面が互いに共焦点であり、すべての瞬間が変化しないという事実に固有のものです。複雑さは、関係するレイヤーの数とともに増加しますが、各レイヤーの回転速度を考慮することで軽減できます。具体的には、${\calL}=2,3$および$4$の場合に、Jupiterをテストベッドとして使用してメソッドを説明します。この惑星では、可能な内部構造の数は${\calL}>2$に対して無限です。中間層は、扁平度が小さくても大きくてもよく、周囲よりも遅くまたは速く回転する可能性があります。大規模で大規模なコアを備えた構成は常に存在します。${\calL}\ge4$に対して低質量コア(地球質量の数個程度)が予測されます。結果は、自己無撞着場法から得られた数値解とよく一致しています。
水が枯渇した環境でのガリレオ月形成の初期段階
| Title |
Early_stages_of_Galilean_moon_formation_in_a_water-depleted_environment |
| Authors |
Olivier_Mousis,_Antoine_Schneeberger,_Jonathan_I._Lunine,_Christopher_R._Glein,_Alexis_Bouquet,_Steven_D._Vance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10515 |
ガリレオ衛星システムの重要な特徴は、木星からの距離に応じてかさ密度が単調に減少することです。これは、最も内側の衛星イオでは氷の質量分率がゼロであり、外側の衛星ガニメデとカリストでは約半分であることを示しています。木星の形成モデル、そしておそらくジュノ宇宙船の水の測定値は、木星系が少なくとも部分的に氷の少ない物質から形成された可能性と一致しています。それでもなお、ガリレオ衛星の形成のモデルは通常、システム内に豊富な水の氷を想定しています。ここでは、木星周惑星円盤にフィロケイ酸塩を含む氷が枯渇したコンドライト鉱物が存在する可能性を調査します。このような粒子の脱水と放出された水蒸気の外方拡散により、木星周惑星円盤のガニメデとカリストの形成領域でかなりの量の氷が凝縮することがわかりました。私たちのモデルは、土星の衛星エンケラドゥスの彗星のような組成とは対照的に、エウロパ、ガニメデ、カリストは水の氷以外の揮発性物質があったとしてもほとんど降着しなかったはずだと予測しています。このメカニズムにより、太陽系外惑星の周りの水が枯渇した地層環境にも、氷に富んだ月が存在することが可能になります。
共軌道巨大太陽系外衛星のダイナミクス -- Kepler-1625 b および Kepler-1708 b 衛星システムへの応用
| Title |
The_Dynamics_of_Co-orbital_Giant_Exomoons_--_Applications_for_the_Kepler-1625_b_and_Kepler-1708_b_Satellite_Systems |
| Authors |
Ricardo_Moraes,_Gabriel_Borderes-Motta,_Othon_Cabo_Winter_and_Daniela_Cardozo_Mour\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10730 |
系外衛星は系外惑星科学に欠けているものです。最近、ケプラー1625b-Iとケプラー1708b-Iという2つの有望な候補が提案されました。後者はまだその安定性の動的解析が不足していますが、ケプラー1625b-Iはその安定性と起源に関するいくつかの研究の対象となっています。さらに、以前の研究では、この衛星システムが少なくとも2つの安定した大質量衛星を収容できることが示されています。これらの結果に動機付けられて、ケーススタディとして候補のケプラー1625b-Iとケプラー1708b-Iを使用して、共軌道外衛星の安定性を調査しました。そのために、星、惑星、および提案された候補と別の巨大な物体によって形成される共軌道ペアで構成されるシステムの数値シミュレーションを実行しました。追加の衛星については、質量とサイズを火星のようなものから、両方の衛星が同じ物理的特性を持つ場合まで変化させました。衛星間の軌道間隔を$\theta_{min}=30^{\circ}$から$\theta_{max}=90に設定して、システムのラグランジュ平衡点$L_4$の周りの共軌道領域を調査しました。^{\circ}$.私たちの結果は、共軌道コンパニオンの質量と角度分離の関数として、ケプラー1708b-Iの共軌道領域で安定島が可能であることを示しています。また、自由振動数の共鳴、特に2:1共鳴が共軌道伴星の質量を制約する可能性があることを確認しました。一方、ホスト惑星と星の間の近接性により、ケプラー1625b-Iの周りの共軌道領域が巨大な伴星にとって不安定になることがわかりました。最後に、共軌道外衛星が周回する惑星のTTVプロファイルを提供します。
テセウスの雲: 長寿命の分子雲は短命の H2 分子で構成されています
| Title |
Clouds_of_Theseus:_long-lived_molecular_clouds_are_composed_of_short-lived_H2_molecules |
| Authors |
Sarah_M._R._Jeffreson,_Vadim_A._Semenov_and_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10251 |
矮小渦巻銀河のArepoシミュレーションでパッシブガストレーサー粒子を使用して、星形成ガスの小包とそのH2分子のラグランジュ進化をホストの巨大分子雲の進化に関連付けます。H2の化学的寿命の中央値はわずか4Myrであり、そのホスト分子雲の寿命は1から90Myrまで変化する可能性があり、銀河内のすべての星形成の大部分は比較的長寿命で発生する雲。初期の恒星フィードバックによる若い大質量星の周囲からのガスの急速な放出が、この短いH2生存時間の原因であり、周囲のガスの密度を低下させ、そのH2分子が星間放射線場によって解離します。このH2支配状態からのガスの放出は、分子雲進化の「競争モデル」を構成する、銀河環境からの新しいガスの絶え間ない降着によってバランスがとられています。ガス放出は分子雲の質量に比例する速度で発生するため、雲の寿命は降着速度によって決まります。降着速度は、最長寿命の雲で4x10^4Msol/Myrに達することがあります。したがって、私たちの調査結果は、若い大質量星の周りの急速なガス放出の観測と、銀河内の長寿命の分子雲の観測との間の矛盾を解決します。最速で降着し、寿命が長く、質量が最大の雲が、サブクラウドスケールで超新星クラスタリングを引き起こし、これが銀河の流出の主要な要因となることを示しています。
SDSS-V ブラック ホール マッパー残響マッピング プロジェクト: ルミナス クエーサーの異常なブロード ライン変動
| Title |
The_SDSS-V_Black_Hole_Mapper_Reverberation_Mapping_Project:_Unusual_Broad-Line_Variability_in_a_Luminous_Quasar |
| Authors |
Logan_B._Fries,_Jonathan_R._Trump,_Megan_C._Davis,_C._J._Grier,_Yue_Shen,_Scott_F._Anderson,_Tom_Dwelly,_Michael_Eracleous,_Y._Homayouni,_Keith_Horne,_Mirko_Krumpe,_Sean_Morrison,_Jessie_C._Runnoe,_Benny_Trakhtenbrot,_Roberto_J._Assef,_W._N._Brandt,_Joel_Brownstein,_Collin_Dabbieri,_Alexander_Fix,_Gloria_Fonseca_Alvarez,_Sara_Frederick,_P._B._Hall,_Anton_M._Koekemoer,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Xin_Liu,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Claudio_Ricci,_Donald_P._Schneider,_Hugh_W._Sharp,_Matthew_J._Temple,_Qian_Yang,_Grisha_Zeltyn,_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10252 |
発光クエーサー($\lambdaL_{\lambda}$(5100\r{A})=$4.7\times10^{44}$ergs$^{-1}$)SDSSJ141041.25+531849.0、$z=0.359$、9年間のモニタリングで127回の分光エポック(2013-2022)。広い輝線の幅と3つすべての輝線のフラックスの間に逆相関が観測され、3つの広い輝線すべてが確率的連続体の変動に応答して「呼吸」していることを示しています。また、$\Delta{v}$$\sim$400kms$^{-1}$から$\sim$800kms$^{-1}$の範囲で、3つの広い輝線すべてで劇的な視線方向速度のシフトが観測されます。、監視期間中に変化します。ブロードラインの変動性についての私たちの好ましい説明は、ブロードライン領域のガスにおける複雑な運動学です。最適な放出領域への確率的フラックス駆動の変化に重ね合わされた、半径方向勾配、方位角非対称性（ホットスポットなど）を伴うガス流入の組み合わせを含む、ブロードライン変動のモデルを提案します（「ラインブリージング」）。クエーサー周辺の複雑なガスの運動学による線プロファイルの変動の同様の例は、通常、ここで分析する種類の高ケイデンスデータを欠いている連星ブラックホールの動径速度探索における誤検知の重要な原因を表す可能性があります。SDSS-VBHM-RMの長時間、広視野、および多くのエポックの分光学的モニタリングは、明るいクエーサーの幅広い輝線変動性、および内部ガス環境の推定される性質を特定および特徴付ける絶好の機会を提供します。
銀河系周回媒体における重要な物理的プロセス
| Title |
Key_Physical_Processes_in_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Claude-Andre_Faucher-Giguere_(Northwestern),_S._Peng_Oh_(UCSB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10253 |
豊富な多波長観測に刺激され、宇宙規模からサブpcスケールに及ぶ新しいシミュレーションによって可能になった過去10年間で、銀河系周辺媒体の理解において大きな理論的進歩が見られました。CGMで重要な物理的プロセスを確認します。私たちの結論は次のとおりです。(1)CGMの特性は、重力による落下とガス冷却の間の競合に依存します。冷却が自由落下に比べて遅い場合、ガスは高温(ほぼビリアル温度)であり、冷却が急速な場合、ガスは低温(T~10^4K)です。(2)ガスの流入と流出は、宇宙環境と同様に重要な役割を果たします。大規模な構造が冷たい流れをコリメートし、角運動量を提供します。衛星銀河は、風とガスストリッピングを通じてCGMに寄与します。(3)多相気体では、高温相と低温相が継続的に質量、エネルギー、運動量を交換します。乱流混合と放射冷却の相互作用は重要です。サブpcスケールに至るまでの広範囲の低温ガス構造は、ガス雲へのフラグメンテーション、凝固、および凝縮から生じます。(4)磁場、熱伝導、および宇宙線は、低温相と高温相の相互作用の仕方を大幅に変更する可能性がありますが、現在のところ微視的な不確実性は大きいです。今後の研究で重要な未解決の問題には、小規模な構造と大規模なダイナミクスの間の相互作用、およびCGMが銀河の進化にどのように影響するかが含まれます。
干し草の山に針？再電離の時代にPop\ IIIスターを捕まえる: I. Pop\ IIIスター形成環境
| Title |
A_needle_in_a_haystack?_Catching_Pop\_III_stars_in_the_Epoch_of_Reionization:_I._Pop\_III_star_forming_environments |
| Authors |
Alessandra_Venditti_(Sapienza),_Luca_Graziani_(Sapienza),_Raffaella_Schneider_(Sapienza),_Laura_Pentericci_(INAF/OAR),_Claudia_Di_Cesare_(Sapienza),_Umberto_Maio_(INAF/OATS),_Kazuyuki_Omukai_(Tohoku) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10259 |
大規模な探索努力にもかかわらず、最初の(PopIII)星の直接観測はまだ成功していません。理論的研究によると、PopII星と共存する大質量銀河の初期の雲では、後期のPopIII星形成(SF)が再電離(EoR)の時代まで可能であることが示唆されています。ここでは、流体力学コードDustyGadgetを使用して実行される8つの$50h^{-1}~\mathrm{cMpc}$シミュレーションでPopIIISFを調査することにより、この発見を再評価します。PopIIISF($\sim10^{-3.4}-10^{-3.2}~\mathrm{M_\odotyr^{-1}cMpc^{-3}}$)が、$z\sim6-8$、つまり、深いJWST調査の範囲内です。これらのエポックでは、$M_\star\gtrsim3\times10^9~\mathrm{M_\odot}$を持つ銀河の$\gtrsim20-30\%$がPopIIIの星をホストすることがわかっています。/PopII質量分率$\lesssim0.1\%$.それらの質量に関係なく、Pop\IIIをホストする銀河は主に主系列に見られ、高いSFRであり、おそらく元のガスの降着によって引き起こされます。このシナリオは、増加するSFの歴史と、宇宙網の高密度領域での優先的な位置によってもサポートされています。Pop\III星は、金属が豊富な地域の郊外と、孤立した原始的な雲の両方で見られます。後者の場合、ホスト銀河の複雑な形態と非常に不均一なダスト分布のために、その検出可能性はソースへの特定の視線に大きく依存しますが、それらの信号はPopIIによってあまり汚染されていない可能性があります.
初期宇宙における低温降着と超大質量星形成の最初の出現
我々は宇宙論的N体/SPHシミュレーションを用いて初期宇宙における、いわゆる冷たい降着の最初の出現、降着の流れがハローを深く貫いて調査する。$\sim1\{\rmpc}$スケールまでの十分に高い空間分解能を持つ$\lesssim10^8~{\rmM}_\odot$を使用して、降着流の構造と小さなハロー内でのその進化を研究します。.これまでの研究では原始雲崩壊後の短期間の進化しか追跡していませんでしたが、我々はシンク粒子法を用いて、低温降着が最初に現れるまでの長期的な進化を追跡します。ハロー質量が$\sim2.2\times10^7\{\rmM}_\odot\left\{\left(1+z\right)/15\right\}^を超えると、冷たい降着が現れることを示します。{-3/2}$、${\itminimum}$ハロー質量、その上では降着流がハローを貫通します。さらにシミュレーションを続けて、冷たい降着が超大質量星(SMS)を生み出すと提案されている高密度の衝撃波を提供するかどうかを調べます。降着流が最終的にハロー中心近くのコンパクトディスクに衝突し、ディスク表面の広い領域に高密度の衝撃を引き起こすことがわかりました。結果として生じるショック後のガスは、その質量がジーンズの質量$M_{\rmJ}\sim10^{4-5}\{\rmM}_\odot$に匹敵するほど十分に高密度で高温になります。重力崩壊を誘発し、SMSの形成につながります。
SOLIS XVII: OMC-2 で明らかにされたジェット候補と、宇宙線電離率の向上との関連の可能性
| Title |
SOLIS_XVII:_Jet_candidate_unveiled_in_OMC-2_and_its_possible_link_to_the_enhanced_cosmic-ray_ionisation_rate |
| Authors |
V._Lattanzi,_F._O._Alves,_M._Padovani,_F._Fontani,_P._Caselli,_C._Ceccarelli,_A._L\'opez-Sepulcre,_C._Favre,_R._Neri,_L._Chahine,_C.Vastel,_L._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10267 |
星と惑星形成の初期段階の研究は、私たち自身のような星系の物理的および化学的歴史を理解するために重要です。特に、豊富なクラスターで生まれた原始星は、若い太陽系のプロトタイプです。SeedsOfLifeInSpace(SOLIS)大規模な観測プロジェクトの枠組みの中で、現在の研究の目的は、オリオン分子雲2(OMC-2)、プロトクラスター自体の中で非対称に見えます。IRAMNOEMA干渉計で実行された干渉観測は、FIR4プロトクラスター周辺の一酸化ケイ素(SiO)放出をマッピングするために使用されました。ALMA干渉計からの補足的なアーカイブデータも、励起条件を制限するために使用されました。ジェットに沿ったSiO放出の非LTE分析とともに、原始星ジェット候補に沿った粒子加速を特徴付けるために物理化学モデルが実装されました。SiO回転遷移の放出形態は、クラスター内で最も明るい原始星であるHOPS-108の非常に近くで発生するコリメートされたジェットの存在を初めて示唆しています。NOEMAの観測により、OMC-2FIR4原始クラスター内のジェットが、以前に測定された増強された宇宙線電離率に向かって伝播している可能性が明らかになりました。これは、原始星ジェットのモデル化によって確認されたように、原始星に近いジェット衝撃によるエネルギー粒子の加速が宇宙線電離率の増加の起源である可能性があることを示唆しています。
銀河内バルジにおける $\alpha$ 量の詳細な傾向
| Title |
Detailed_$\alpha$_abundance_trends_in_the_inner_Galactic_bulge |
| Authors |
N._Nieuwmunster,_G._Nandakumar,_E._Spitoni,_N._Ryde,_M._Schultheis,_R._M._Rich,_P._S._Barklem,_O._Agertz,_F._Renaud_and_F._Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10271 |
この論文では、銀河内バルジの72個のクールM巨星のCRIRES高解像度IRスペクトルを使用して、高精度のアルファ元素の存在量を導き出すことを目指しています。シリコン、マグネシウム、およびカルシウムの存在量は、各星の合成スペクトルをフィッティングすることによって決定されました。また、最近の理論データを分光分析に組み込みました(つまり、更新されたKバンドラインリスト、より適切な拡張パラメーター推定、非局所熱力学的平衡(NLTE)補正)。これらの内部バルジアルファの存在量の傾向を、同じラインリストと分析手法を使用してIGRINSで観測された太陽近傍の星の傾向と比較します。また、内側のバルジ星のサンプルをAPOGEEDR17の存在量と比較します。分光測光距離と軌道シミュレーションを使用してバルジメンバーシップを調査します。金属量分布関数(MDF)とアルファ元素の傾向に適合する化学進化モデルを構築します。72個の星のうち、バルジメンバーではない星が4個あります。[Si/Fe]と[Mg/Fe]対[Fe/H]の傾向は、典型的な厚い円盤のアルファ元素の挙動を示しています。NLTE分析では、[Mg/Fe]が通常$\sim$0.1dex低下し、[Mg/Fe]と[Fe/H]の傾向が著しく低下します。導出された[Ca/Fe]対[Fe/H]の傾向は、SiおよびMgの傾向よりも大きなばらつきがありますが、局所的な薄いディスクおよび厚いディスクの傾向とよく一致しています。私たちの最新の分析により、銀河のバルジ内にあるクールなM巨星のアルファ存在量の傾向に関する最も詳細な研究の1つを構築しました。それぞれ0.4Gyrと2Gyrの時間スケールを持つ2つの異なるガス流入エピソードを持つ2つの流入化学進化モデルを採用することによって、これらの存在量をモデル化しました。非常に綿密なスペクトル分析に基づいて、クールなM巨星のMg、Si、およびCaの詳細かつ正確な化学的存在量を構築しました。
z~1の大質量星団からの超低周波重力波
特にNANOGravの共同研究によるパルサータイミングアレイ実験の最近の進歩は、超大質量ブラックホール連星(SMBHB)のインスパイラルからの重要な信号を検出しようとしていることを示しています。最近の分析では、最も大きな信号の発生源として近くの銀河に焦点が当てられていますが、z~1で特定された銀河団の合体は、より大きな歪み振幅を持つ可能性があることを示しています。近くの2MASS赤方偏移調査銀河サンプルと、より遠くにあるMaDCoWSクラスターサンプルを比較して推定を行い、後者がより多くの、より大きな重力波イベントに寄与すると予想されることを示します。したがって、最初の個々のソース検出は、近くの銀河ではなく、z〜1のクラスター内の超大質量BHからのものである可能性があります。
UVIT による M31 の 20 の UV 発光 SNR の発見
拡散紫外(UV)放出を示すM31の超新星残骸(SNR)の最初のカタログを提示します。M31のUV画像は、AstroSat衛星のUltravioletImagingTelescope(UVIT)によって取得され、SNRのリストは、M31のSNRのX線、光学、電波カタログから取得されました。UVIT画像を使用して拡散放射のあるSNRを見つけ、恒星放射で汚染されすぎたものを除外しました。M31の20のSNRが拡散UV発光で検出されました。UVITF148W、F169M、F172M、N219M、およびN279Nフィルターの光束は、これらのSNRについて測定されます。光度は、天の川、LMC、およびSMCの7つの既知のUV放射SNRのスペクトルから計算されたものと比較されます。既知のUV放射SNRとM31UV放射SNRの間で同様のスペクトル形状が見つかります。放射のスペクトル形状と拡散性は、既知のSNRと同様に、UV放射がライン放射によって支配されており、UVがSNRに関連付けられていることを示す良い証拠です。モデルは、X線スペクトルを使用して6つのSNRに適用されます。主な違いは、2つのX線/UVSNRがタイプIaであり、4つのX線/非UVSNRがコア崩壊または未知のタイプであることです。異なる波長帯でのM31SNRの比較は、近くにある他の銀河の場合と同様に、ほとんどが光学的に検出されることを示しています。20のUV放射SNRのうち19が光学的に検出されます。これは、UVと光学の両方が禁制帯からのものであり、衝撃電離ガスからの再結合線によるものであるためです。
局所宇宙における矮小楕円銀河と矮小楕円銀河の星形成史
z=0.01以内の局所宇宙における初期型矮小銀河、dSphおよびdEの星形成履歴(SFH)を提示します。初期型の矮小銀河のSFHは、数Gyrの年齢を持つ適度に古い星が存在せず、事前に濃縮された、金属の少ない古い星の集団によって特徴付けられます。dSphとdEのSFHにはいくつかの違いがあります。特に、dSphsはdEsの$\sim2$倍も古い($\gtrsim10$Gyrold)金属の少ない星を形成した。超新星爆発からの再イオン化とフィードバックの効果は、残ったガスを除去するのに十分強力であると考えられており、dSphsの適度に古い星の人口を防ぎます。対照的に、放出されたガスはdEsから完全に取り除かれるわけではなく、星形成の激しいバーストの最初の期間の後、数Gyrで星形成のバーストに点火するようにフォールバックし、ルックバック時間での星形成の抑制を示しています$\約9.6$ギル。ルックバック時間での星形成の2番目のピーク(dEsで$\approx4.5$Gyr)は、適度に古い星の集団を生成します。dSphとdEsの区別は、初期型矮星のSFHSを調べるのに役立ちます。これは、累積SFHがその形態と最も密接に関連しているためです。星の質量は、初期型矮星のSFHにおいて、特に原始起源の銀河において、星形成の推進力として重要な役割を果たしています。
Illustris および IllustrisTNG シミュレーションにおける銀河とハローのサイズの関係
| Title |
The_relationship_between_galaxy_and_halo_sizes_in_the_Illustris_and_IllustrisTNG_simulations |
| Authors |
Tathagata_Karmakar,_Shy_Genel,_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10409 |
アバンダンスマッチングの研究では、銀河半径と暗黒物質のハロービリアル半径の間の平均的な関係は、ハロー質量の何桁にもわたり、約$z=3$以降の宇宙時間にわたってほぼ一定のままであることが示されています。この作業では、$z\sim0$--3からの数値流体力学シミュレーションIllustrisおよびIllustrisTNGで、銀河半径$r_{e}$とハロービリアル半径$R_{\rmh}$の間の予測関係を調査し、アバンダンスマッチング研究の結果と比較してください。Illustrisは、すべての赤方偏移で、アバンダンスマッチングによって得られた制約よりもはるかに高い$r_e/R_{\rmh}$値を予測し、ハロー質量へのより強い依存性を予測することがわかりました。対照的に、IllustrisTNGは存在量一致の制約と非常によく一致しています。さらに、高い赤方偏移では、$r_e/R_{\rmh}$が、既存の観測によって調査された質量スケールよりも低い質量スケールでのハロー質量に強く依存することが予測されます。IllustrisとIllustrisTNGから星形成サンプルと静止サンプルに分割された銀河の予測$r_e/R_{\rmh}$関係を提示し、両方のシミュレーションの$r_e/R_{\rmh}$の散乱を定量化します。さらに、この散乱がハロースピンパラメーターの分散から生じるかどうかを調査し、$r_e/R_{\rmh}$とハロースピンの間に有意な相関関係がないことを発見しました。宇宙時間にわたって個々のハローによってトレースされた$r_e/R_{\rmh}$のパスを調査し、ほとんどのハローがその形成履歴にわたって中央値$r_e/R_{\rmh}$関係の周りで振動することを発見しました。
| Title |
Gas_and_stars_in_the_Teacup_quasar_looking_with_the_6-m_telescope |
| Authors |
Alexei_V._Moiseev_(SAO_RAS,_Russia)_and_Alina_I._Ikhsanova_(Universit\`a_di_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10487 |
ティーカップ銀河(SDSSJ1430+1339)として知られる電波の静かなタイプ2クエーサーに関する新しい結果が、ロシアの6m望遠鏡で得られたロングスリットおよび3D分光データに基づいて提示されています。[OIII]輝線でr=56kpcまで伸びる電離ガス巨大星雲を、走査型ファブリペロー干渉計でマッピングしました。輝線比の直接推定により、巨大星雲がAGNによってイオン化されていることが確認されました。内側のr<5kpcにある星は、外側のホスト銀河よりもかなり若く、太陽の金属量を持っています。中央のスターバーストの年齢(~1Gyr)は、銀河の合体イベントの可能性のある年齢と一致し、クエーサーの流出の前のエピソードは、距離r=50-55kpcで[OIII]放射に見える2つの対称的な弧を生成しました。イオン化されたガスの速度場は、恒星のホスト銀河に対して大きく傾いているか、極にさえある円形の回転ディスクのモデルによって適合させることができます。
オリオン B/NGC 2024 でフィラメントが前星のコアに分裂するのを目撃する
| Title |
Witnessing_the_fragmentation_of_a_filament_into_prestellar_cores_in_Orion_B/NGC_2024 |
| Authors |
Y._Shimajiri,_Ph._Andr\'e,_N._Peretto,_D._Arzoumanian,_E._Ntormousi,_and_V._K\"onyves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10560 |
最近のHerschelによる近くの雲の観測では、フィラメント状の構造がいたるところにあり、ほとんどの前星のコアがフィラメントで形成されていることが示されています。フィラメントの密度($n$)と速度($V$)構造を調べることは、星形成プロセスを理解する上で非常に重要です。断片化フィラメントの$n$フィールドと$V$フィールドの両方を特徴付けるために、NGC2024をマッピングしました。13CO、C18O、およびH13CO+は、$N_{H_2}$データに見られるフィラメントをトレースします。$N_{H_2}$データからの放射状プロファイルは$D_{HP}$~0.081pcを示しており、これはHerschelの調査結果と類似しています。13COとC18Oの$D_{HP}$は幅が広く、H13CO+の$D_{HP}$はHerschelの$D_{HP}$よりも狭い。これらの結果は、13COとC18Oがフィラメントの外側部分のみを追跡し、H13CO+が内側部分のみを追跡することを示唆しています。H13CO+$V_{centroid}$マップは、両方のフィラメント軸に沿った$V$勾配と、長軸に沿った周期$\lambda$~0.2pcの$V$振動を示しています。$V$と$n$の分布を比較すると、H13CO+またはC18Oの一時的な$\lambda$/4シフトが示されます。この$\lambda$/4シフトは、単一のトレーサーのすべてのコアで同時に観察されるわけではありませんが、H13CO+またはC18Oのいずれかで暫定的に見られます。横方向の$V$勾配、縦方向の$V$勾配、フラグメンテーションによる縦方向の振動モードを考慮して、おもちゃのモデルを作成しました。合成データを調べると、振動成分がモデルの速度構造関数(VSF)に振動パターンを生成することがわかります。H13CO+VSFは振動パターンを示しており、私たちの観測がコア形成運動と分裂を部分的に追跡していることを示唆しています。また、平均$M_{core}$がフィラメントの実効$M_{BE}$に対応することもわかりました。これは、より高い質量のコアがより高い線質量のフィラメントで形成されるシナリオと一致しています。
SDSS ストライプ 82 の銀河系における星間絶滅
| Title |
Interstellar_Extinction_in_Galactic_Cirri_in_SDSS_Stripe_82 |
| Authors |
G._A._Gontcharov,_A._V._Mosenkov,_S._S._Savchenko,_V._B._Il'in,_A._A._Marchuk,_A._A._Smirnov,_P._A._Usachev,_D._M._Polyakov,_Z._Shakespear |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10591 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)Stripe82の5つの銀河系の星間絶滅を決定するために、ウルフダイアグラムを使用した星のカウント方法を適用しました。この目的のために、GALEXNUVフィルターの星の測光と測光5つのSDSSバンドと4つのSkyMapperSouthernSkySurveyDR2バンドにおける赤色矮星の分布。シュレーゲル+1998マップからの赤外放射が強化された空の領域として、巻雲を識別しました。それらの絶滅は、排出量が減少した近くの比較地域と比較して計算されています。異なるフィルターの結果はよく一致しており、各巻雲の距離の範囲と消滅法則を示しています。見つかった140～415pcの範囲の距離は、3D赤化マップと一致しています。$B$フィルターと$V$フィルターの間の範囲では、検出された絶滅は、$R_\mathrm{V}=3.1$のCardelli+1989絶滅法則に対するSchlegel+1998からの推定値と一致しています。ただし、すべてのフィルターで見つかった消光は、$R_\mathrm{V}=3.1$を使用したCardelli+1989の消光法則ではなく、吸光度と波長の反比例と、それぞれに独自の係数があることによって最もよく説明されます。巻雲。cirriの1つで、我々の結果は、波長とともに吸光度が非常にわずかに減少すること、つまり灰色の吸光度が大きく寄与していることを示唆しています。残りの巻雲では、灰色の絶滅の徴候も排除されていません。これは、銀河のミッドプレーンから遠く離れた絶滅法則の以前の測定値と一致しています。
星形成の引き金としての GMC 衝突。 VIII.コアマス関数
| Title |
GMC_Collisions_As_Triggers_of_Star_Formation._VIII._The_Core_Mass_Function |
| Authors |
Chia-Jung_Hsu,_Jonathan_C._Tan,_Duncan_Christie,_Yu_Cheng,_and_Theo_J._O'Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10657 |
巨大分子雲(GMC)の衝突における圧縮は、大規模な星団とOB関連付けの形成を引き起こす有望なメカニズムです。衝突および非衝突の磁化されたGMCをシミュレートし、合成{\itALMA}観測の後を含めて、投影された質量表面密度マップから選択された前星コアの特性を調べます。次に、質量、サイズ、密度、速度、速度分散、温度、磁場強度などのコアの特性を調べます。4Myrの後、GMC衝突で$\sim1,000$のコアが形成され、コアの質量関数(CMF)の高質量端はべき法則$dN/d{\rm{log}}Mによって適合されます。$\alpha\simeq0.7$の\propto{M}^{-\alpha}$、つまり、サルピーター質量関数と比較して比較的上部が重い。コアの識別方法によっては、数$\times10\:M_\odot$あたりでべき法則の破れが現れることがあります。衝突していないGMCは、$\alpha\simeq0.8$から1.2のCMFでより少ないコアを形成します。つまり、Salpeter指数により近くなります。これらのCMFの特性を、観測されたコアのいくつかのサンプルの特性と比較します。他の特性を考慮すると、雲の衝突から形成されたコアは、通常、衝突していないGMCから形成されたコアよりも暖かく、内部運動がより乱れ、重力によって拘束されない可能性が高くなります。GMC-GMC衝突で形成されたコアのプロトクラスターの動的状態は、本質的にサブビリアルですが、総質量測定が大規模または低密度で質量を見逃す観測によって影響を受ける場合、スーパービリアルに見える可能性があります。
円盤銀河の形成における内部プロセスと外部プロセスの相互作用: AURIGA シミュレーションにおける厚い円盤の星形成の歴史
| Title |
The_interplay_of_internal_and_external_processes_in_the_buildup_of_disk_galaxies:_thick-disk_star_formation_histories_in_AURIGA_simulations |
| Authors |
Francesca_Pinna,_Daniel_Walo-Mart\'in_and_Robert_J._J._Grand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10666 |
最近の積分フィールド分光観測により、厚い円盤と薄い円盤の星形成の歴史は、内部プロセスと外部プロセスの相互作用によって規制されていることが明らかになりました。観測可能な特性のより詳細な解釈を提供するために、AURIGAズームイン宇宙論シミュレーションから24の渦巻銀河の恒星人口特性を分析します。星の年齢、金属量、[Mg/Fe]存在量のエッジオンマップを提示し、薄い円盤と厚い円盤の星形成と化学進化の歴史を抽出します。どちらも、内部の化学的濃縮とガスおよび星の降着との間の相互作用の兆候を示しています。厚い円盤は、特に複雑な星の集団を示しています。これには、ゆっくりと濃縮されたガスと降着したガスの両方から形成されたその場の成分、およびその場外の星の追加の重要な部分が含まれます。
ハッブル エクストリーム ディープ フィールド (XDF) での JWST/NIRCam および MIRI
イメージングで発表された赤方偏移 z ~ 7-8 の強い (Hb + [OIII]) および Ha エミッター
| Title |
Strong_(Hb_+_[OIII])_and_Ha_emitters_at_redshift_z_~_7-8_unveiled_with_JWST/NIRCam_and_MIRI_imaging_in_the_Hubble_eXtreme_Deep_Field_(XDF) |
| Authors |
P._Rinaldi,_K._I._Caputi,_L._Costantin,_S._Gillman,_E._Iani,_P._G._Perez_Gonzalez,_G._Oestlin,_L._Colina,_T._Greve,_H._U._Noorgard-Nielsen,_G._S._Wright,_A._Alonso-Herrero,_J._Alvarez-Marquez,_A._Eckart,_M._Garcia-Marin,_J._Hjorth,_O._Ilbert,_S._Kendrew,_A._Labiano,_O._Le_Fevre,_J._Pye,_T._Tikkanen,_F._Walter,_P._van_der_Werf,_M._Ward,_M._Annunziatella,_A._Bik,_L._Boogard,_S._Bosman,_A._Crespo,_I._Jermann,_D._Langeroodi,_J._Melinder,_R._Meyer,_T._Moutard,_F._Peissker,_E._van_Dishoeck,_M._Guedel,_Th._Henning,_P.-O._Lagage,_T._Ray,_B._Vandenbussche,_C._Waelkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10717 |
JWSTは、近赤外線カメラ(NIRCam)と中赤外線装置(MIRI)の両方を使用して、赤外線波長で初期宇宙の高感度ビューを初めて提供することにより、高赤方偏移銀河の研究に革命をもたらしています。この論文では、ハッブルエクストリームディープフィールド(XDF)で中帯域および広帯域NIRCamイメージングと超深度MIRI5.6ミクロンイメージングを利用して、z~7-8で顕著なラインエミッターを識別します。z~7-8の合計58個の銀河のうち、F430MおよびF444Wフィルターで強化されたフラックスに基づいて、顕著な(Hb+[OIII])エミッターの18個の堅牢な候補(~31%)を見つけます。フレームEW(Hb+[OIII])~87-2100A.これらのエミッターのうち、16個がMIRIカバレッジエリア上にあり、12個が5.6ミクロンで明確なフラックス超過を示しており、顕著なHa輝線と残りの部分が同時に存在することを示しています。フレームEW(Ha)~200-3000A.z>7の個々の銀河でHa放射が検出されたのはこれが初めてです。Ha線が存在する場合、Hbと[OIII]輝線の(Hb+[OIII])複合体への寄与を分離し、Haに基づく星形成率(SFR)を導き出すことができます。場合によっては[OIII]/Hb>1であり、金属量が低いことを示唆していますが、いくつかは[OIII]/Hb<1であるため、NIRCamフラックスの過剰は主にHbによって引き起こされます。顕著なラインエミッターの大部分は、スターバースト雲に出入りする途中の非常に若いスターバーストまたは銀河です。それらは、宇宙のSFR密度log10(SFRD_Ha/Msunyr^-1Mpc^-3)~2.35になります。これは、z~7-8での合計値の約3分の1です。したがって、強力なHaエミッターは再イオン化に重要な役割を果たした可能性があります。
多波長トレーサーで見られる星団によって引き起こされるディスクハローガスの流出
| Title |
Disc-halo_gas_outflows_driven_by_stellar_clusters_as_seen_in_multiwavelength_tracers |
| Authors |
Evgenii_O._Vasiliev,_Sergey_A._Drozdov,_Biman_B._Nath,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Yuri_A._Shchekinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10744 |
{masses$M_{cl}=10^5-1.6\times10^6~M_\odot$の星団での超新星爆発からのエネルギー放出によって駆動される成層星間ガス円盤での成長するスーパーバブルのダイナミクスと放出を考察します。}。超新星は$r_c=60$pcの球内にランダムに広がり、クラスター内の星形成率(SFR)に比例する特定の率$1/130~M_\odot^{-1}$でエピソード的にエネルギーを注入します。モデルは、$0.01$から$0.1~M_\odot$yr$^{-1}$の範囲のSFRのいくつかの値に対して実行され、対応する平均表面エネルギー入力率$\sim0.04-0.4$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$.孤立したSNeによる離散的なエネルギー注入は、スーパーバブルを吹き飛ばすのにより効率的であることがわかりました:漸近的に、$M_{cl}=10^5-1.6\times10^5~M_\odot$に対して最大3から16kpcの高さに達します。、対応して、少なくとも30Myrの間、熱く希薄なプラズマで満たされたままになります.この間、それらはX線、H$\alpha$、ダストの赤外線放射を放出します。ここで導出したX線の極限$L_X\propto{\rmSFR}^{3/5}$は、星形成銀河での観測と一致しています。小さなサイズ$a\leq0.03~\mu$mのダスト粒子が泡の内部で飛散しても、大きな粒子は依然として泡の光度$L_{\rmIR}/{\rmSFR}\sim5を確保するのにかなり貢献しています\times10^7L_\odotM_\odot^{-1}~{\rmyr}$.天の川銀河の北極スパーの起源は、星の質量が$\sim10^5~M_\odot$で${\rmSFR}\sim0.1の星団の活動と関係があることが示されています。~M_\odot$yr$^{-1}$25～30Myr前。横向きの銀河(例としてNGC891)で観測される拡張された明るいハローは、より小さな質量の円盤状に広がった星団$M_\ast\simlt10^5~M_\odot$によって維持されます。
宇宙線の直接測定もいよいよ精密化の時代に突入。宇宙で行われる大粒子物理実験により、広いエネルギー範囲で、宇宙線エネルギースペクトル、その化学組成と同位体組成、および希少な反物質成分の高統計測定が可能になりました。この論文では、この分野の進歩、最近の結果、宇宙線の起源に関する私たちの理解への影響、新たな未解決の問題、宇宙線の直接検出の将来の実験に対する課題を概説します。
残光を通して非常に高いエネルギーで観測されたガンマ線バーストの調査
非常に高いエネルギー(VHE,$\gtrsim100$GeV)では、ガンマ線バースト(GRB)残光の増加が観測されています。しかし、VHE放射の原動力となっているメカニズムについての私たちの理解は、いまだに不可解なままです。GRB180720B、GRB190114C、およびGRB221009Aの残光の多波長観測を利用して、標準的な残光モデルを仮定して、VHE放射を示すバーストが共通の特徴を共有しているかどうかを調べます。VHE光子の観測時に爆風が$\gamma$-$\gamma$ペア生成に対して透過的であることを要求し、典型的な即発放出効率と電波、光学、およびX線バンドのデータに依存することにより、これらのバーストについて、爆風の初期エネルギーが$\tilde{E}_{k,\rm{iso}}\gtrsim\mathcal{O}(10^{54})$ergであり、サーキュラーバースト密度が$であると推測しますn_0\lesssim\mathcal{O}(10^{-1})$cm$^{-3}$一定の周回バーストプロファイル[または$A_\star\lesssim\mathcal{O}(10^{-1})$cm$^{-1}$風のシナリオの場合]。したがって、私たちの調査結果は、これらのVHEバーストが低密度環境でホストされている可能性があることを示唆しています。これらの傾向は少数のバーストに基づいていますが、チェレンコフ望遠鏡アレイは、VHEGRBのより大きなサンプルを検出することにより、このコンテキストで重要な洞察を提供する可能性があります。さらに、統計が非常に貧弱であるため、IceCube-Gen2無線が動作するときに$15$Mpcよりも近い距離で追加のVHEGRBが検出されない限り、高エネルギーニュートリノが観測されないことでこれらのバーストの特性を効率的に制限することはできません。.
| Title |
Hadronic_versus_leptonic_origin_of_gamma-ray_emission_from_supernova_remnants |
| Authors |
N._Corso,_R._Diesing,_and_D._Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10257 |
超新星残骸(SNR)の前方衝撃からのGeVおよびTeV放射は、それらが有能な粒子加速器であることを示しており、銀河宇宙線(CR)の有望な供給源となっています。しかし、この$\gamma$線放出が主に非常に高エネルギーのハドロンによって生成される中性パイ中間子の崩壊から生じるのか、それとも相対論的レプトンからの逆コンプトンおよび/または制動放射から生じるのかは不明のままである.非線形拡散衝撃加速度(NLDSA)に半解析的アプローチを適用し、さまざまな天体物理環境で生成される粒子と光子のスペクトルを計算することにより、ハドロン放出とレプトン放出の相対強度をパラメーター化します。CR加速がすべてのSNRで発生する可能性が高い場合でも、観測された光子スペクトルは主にSNRを取り巻く環境、特に周囲の密度と放射場を反映している可能性があることを示しています。最もハドロン的に現れるスペクトルは若く、高密度であるが放射エネルギー密度が低い環境で見られることがわかりました。この研究は、現在の$\gamma$線観測の解釈を導き、将来のキャンペーンの最良のターゲットを選び出すことを目的としています。
ほこりの多い媒体中の X 線放射のレイ トレーシング シミュレーションとスペクトル モデル
ダストは、X線スペクトルと天体物理源の画像を形成する上で重要な役割を果たします。この作業では、レイトレーシングプラットフォームReflexXでのダストの実装について報告します。X線光子とダスト粒子の間の相互作用に関連するさまざまな効果を示します。たとえば、ダスト散乱、エッジ付近のX線吸収微細構造、および遮蔽などです。光子とガスの相互作用の断面積が、ダスト粒子中の金属の割合(つまり、ダスト枯渇係数)に応じてどのように変化するかを示します。ReflexXシミュレーションを、塵を含む最も広く使用されている吸収モデルと比較し、さまざまな形状の吸収/再処理媒体中の塵の存在によってX線スペクトルがどのように影響を受けるかを示します。また、RefleXを使用して銀河系の発生源で観測されたダスト散乱ハローを再現し、ダストの吸収と散乱を考慮した最初のトーラスX線スペクトルモデル(RXTorusD)をリリースして、活動銀河核(AGN)のスペクトルを再現する方法も示します。.RXTorusDは、レイリー散乱や分子ガスの散乱など、最も広く使用されているAGNトーラスモデルに含まれていない他の物理プロセスも考慮します。物理パラメータ。
超エディントン降着流の流入・流出における移流エネルギー輸送の研究
| Title |
Study_of_advective_energy_transport_in_the_inflow_and_the_outflow_of_super-Eddington_accretion_flows |
| Authors |
Cheng-Liang_Jiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10378 |
フォトントラッピングはスーパーエディントン降着の重要なメカニズムであると考えられており、降着の流れから逃れる前に光子が中央のブラックホールに飲み込まれるため、放射効率が大幅に低下します。この効果は、スリムディスクモデルなどの1次元高さ統合モデルにおけるエネルギーの半径方向の移流として解釈されます。しかし、多面的な効果を考えると、従来の理解が通用しなくなる可能性があります。この論文では、放射フラックスの計算を組み込むことによって移流因子が自己無撞着に計算される、動径自己相似性を備えた新しい2次元流入流出解に基づいて、超エディントン降着における移流エネルギー輸送を研究します。、入力パラメーターとして設定される代わりに。放射状の移流は、実際には圧縮による流入の加熱メカニズムであり、流入のエネルギーバランスは、放射と垂直($\theta$方向)の移流を介した冷却によって維持され、エントロピーを上方に輸送してより近くに放射されることがわかりました。表面に流出するか、流出によって運び去られます。その結果、より少ない光子が内側に移流され、より多くの光子が表面から放出されるため、平均移流係数は小さくなり、出現フラックスはスリムディスクモデルによって予測されたものよりも大きくなります。したがって、スーパーエディントン降着の放射効率は、最近の数値シミュレーションの結果と一致するスリムディスクモデルの放射効率よりも大きくなるはずです。
機械学習による GRS1915+105 の X 線変動のマッピング
| Title |
Mapping_the_X-ray_variability_of_GRS1915+105_with_machine_learning |
| Authors |
Benjamin_J._Ricketts,_James_F._Steiner,_Cecilia_Garraffo,_Ronald_A._Remillard_and_Daniela_Huppenkothen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10467 |
ブラックホールX線連星系(BHB)には、恒星質量のブラックホールに降着する近くの伴星が含まれています。典型的なBHBは一時的な爆発を起こし、その間に一連の長寿命のスペクトル状態を示し、それぞれが比較的安定しています。GRS1915+105は、比類のない数と多様性をX線で示す独特のBHBです。これらのパターンの多くには、他のソースでは見られない異常な動作が含まれています。これらの変動パターンは、Bellonietal(2000)によって計数率と色の特徴に基づいてさまざまなクラスに分類されています。パターン認識プロセスから人間の意思決定を排除するために、自動エンコーダーと呼ばれる教師なし機械学習アルゴリズムを使用して、アルゴリズムが観測をクラスター化できるようにすることで、どの分類が自然に異なるかを学習します。RossiX-rayTimingExplorerのProportionalCounterArrayによる観測に焦点を当てます。オートエンコーダーは、Bellonietal(2000)のシステムで類似していると分類された観測を密接にグループ化しますが、各クラスを3つの異なる行動グループからのコンポーネントで構成されると定義する合理的な根拠があることを発見しました。
若い大質量星団ウェスタールンド 1 を取り巻く TeV $\gamma$ 線放射の理解
| Title |
Understanding_the_TeV_$\gamma$-ray_emission_surrounding_the_young_massive_star_cluster_Westerlund_1 |
| Authors |
Lucia_K._H\"arer,_Brian_Reville,_Jim_Hinton,_Lars_Mohrmann,_Thibault_Vieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10496 |
背景:若い大質量星団(YMC)は、銀河宇宙線(CR)の起源に関する議論の焦点になってきています。これらのクラスターの強風によって吹き飛ばされたスーパーバブル(SB)内のCR加速の命題は、超新星残骸ショックでの加速の標準的なパラダイムが直面する問題を回避します。目的:高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)で撮影された、YMCウェスタールンド1周辺地域の最新のTeV$\gamma$線観測の解釈を、クラスター風終結衝撃における拡散衝撃加速度の観点から提供します。発光のスペクトルと形態を説明します。ウェスタールンド1はYMCの典型的な例であるため、そのような研究は、銀河CR集団に対するYMCの役割に関する一般的な問題に関連しています。方法:モデル$\gamma$線スペクトルを生成し、移流、拡散、および冷却の時間スケールに基づいてSB内の粒子伝搬を特徴付け、システムの主要なパラメーターを制約します。陽子-陽子相互作用からのハドロン放出と、それに続くパイ中間子崩壊からのハドロン放出と、CMB、拡散およびダスト散乱スターライト、ウェスターランド1自体の光子場を含むすべての関連する光子場での逆コンプトン散乱からのレプトン放出を検討します。冷却と伝搬に対する磁場の効果を議論した。クライン仁科効果は、電子集団のスペクトル進化を決定する上で重要であることがわかっています。結果:観測された$\gamma$線の大部分はレプトン起源であることが望ましい。このモデルはエネルギー的にもっともらしく、強い衝撃の存在と一致しており、観測されたエネルギーに依存しない形態を可能にします。ハドロンモデルは、放出領域への粒子の閉じ込めと非現実的なエネルギー要件という2つの主な問題に直面しています。
超巨星高速X線トランジェントXTE J1739-302の最低光度状態を捉える
| Title |
Capturing_the_lowest_luminosity_state_of_the_Supergiant_Fast_X-ray_Transient_XTE_J1739-302 |
| Authors |
Lara_Sidoli,_Gabriele_Ponti,_Vito_Sguera_and_Paolo_Esposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10533 |
超巨星高速X線トランジェントXTEJ1739-302のチャンドラ、XMM-Newton、およびNuSTARの最近の観測結果をここに報告します。線源は、数$10^{31}$から$10^{34}$erg/s(0.5-10keV)の低いX線光度状態で捕捉されました。特に、2022年10月に実施されたXMM-Newton観測では、XTEJ1739-302では観測されたことのない数$10^{31}$erg/s(0.5-10keV)という非常に低いX線光度が捉えられました。XMM-Newtonスペクトルは、吸収された急勾配のべき乗法則モデル(光子指数3.5)、または超巨大ドナー風の衝撃によって生成された可能性が非常に高い0.7keVの温度の衝突イオン化拡散ガスのいずれかによって、うまく適合する可能性があります。これらの観測はさまざまな軌道フェーズをカバーしていましたが、すべてが軌道のINTEGRAL光度曲線から予想される低い光度レベルと互換性があるようです。吸収カラム密度は$10^{22}-10^{23}$cm$^{-2}$の範囲で可変です。$10^{34}$erg/s(0.5-30keV)の広帯域X線スペクトルを、XTEJ1739-302で初めて、同時ではなく(ただし同様の軌道位相で)ChandraとNuSTARデータで調べることができました。約2.2の光子指数と$\sim$$10^{23}$cm$^{-2}$の吸収柱密度を持つべき法則スペクトル形状を示しています。驚くべきことに、XMM-Newton観測により、X線変動の振幅は5桁に増加し、XTEJ1739-302は最も極端なSFXTの1つになりました。
MeerKATとLOFARによる回帰新星RSへびつかい座の低周波電波観測
| Title |
Low-frequency_radio_observations_of_recurrent_nova_RS_Ophiuchi_with_MeerKAT_and_LOFAR |
| Authors |
Iris_de_Ruiter,_Miriam_M._Nyamai,_Antonia_Rowlinson,_Ralph_A._M._J._Wijers,_Tim_J._O'Brien,_David_R._A._Williams_and_Patrick_Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10552 |
2021年の回帰新星RSへびつかい座のバーストの低周波電波観測を報告します。これらの観測には、これまでのこのシステムの最低周波数観測が含まれています。詳細な光度曲線は、0.82GHzと1.28GHzでMeerKAT、54と154MHzでLOFARによって得られます。これらの低周波検出により、非熱放出メカニズムを明確に支持する輝度温度に厳しい制約を課すことができます。電波放射は、新星噴出物と周連星間の衝撃相互作用からのシンクロトロン放射として解釈およびモデル化されます。光曲線は、最初のピークの後に安定した挙動を示します。これは、周囲媒体の不均一な密度または2番目の発光成分によって説明できます。ライトカーブモデリングで2番目のコンポーネントを考慮に入れることで、後半の急激な減衰がキャプチャされます。さらに、このモデルを爆発の15年後に外挿すると、爆発の間に電波放射が完全に消えない可能性があることが示されます。光度曲線をさらにモデル化すると、赤色巨星の質量損失率が$\sim5\cdot10^{-8}~{\rmM_\odot~yr^{-1}}$であることが示されます。少なくとも4つの発光成分が存在する可能性があるため、この段階ではスペクトルを詳細にモデル化することはできません。恒星風またはシンクロトロンジェットからの電波放出は、電波放出の可能性のある起源として除外されています。最後に、RSOphの物理的特性の理解を深めるための将来の観察戦略を提案します。
コンパクト星の地震
| Title |
Quakes_of_Compact_Stars |
| Authors |
Ruipeng_Lu_(PKU),_Han_Yue_(PKU),_Xiaoyu_Lai_(HUE),_Weihua_Wang_(WU),_Shenjian_Zhang_(SUST),_Renxin_Xu_(PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10615 |
パルサーでは一般的にグリッチが観察されますが、これはさまざまなメカニズムによって説明されます。ある仮説では、グリッチ効果は、星震によって引き起こされる星全体の瞬間的な慣性モーメントの変化に起因すると考えられています。これは、静的応力の平面断層で発生する高速転位によって引き起こされる地震に似ていますが、地震によって引き起こされるダイナミクスがグリッチの原因となります(超流動渦対純粋なスタークエイク）はまだ不明のままです。しかし、応力負荷、星震の種類、慣性モーメントの同時地震変化を定量的に説明する理論モデルはほとんど議論されていません。この研究では、地震の弾性変形理論を星震問題に取り入れます。自転減速に関連する応力負荷の場を計算し、さまざまな場所での最適な星震のタイプを決定します。中性子星モデルとストレンジオン星モデルの2種類のパルサー構造モデルが計算に含まれており、その違いは顕著です。私たちの計算では、観測されたグリッチの振幅はストレンジオン星モデルのスタークエイクによって説明できることを示していますが、必要なスケールされたスタークエイクのマグニチュードは地球で発生したマグニチュードよりもはるかに大きくなっています。さらに、弾性媒体フレームワークでスタークエイクモデルを使用して、エネルギー収支やその他のグリッチ現象を計算する可能性について説明します。
相互作用する超新星における密な星周物質の放射加速
| Title |
Radiative_Acceleration_of_Dense_Circumstellar_Material_in_Interacting_Supernovae |
| Authors |
Daichi_Tsuna,_Kohta_Murase,_Takashi_J._Moriya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10667 |
いくつかの水素に富む超新星(SNe)の初期の光度曲線/スペクトルは、死につつある大質量星を取り囲む閉じ込められた高密度の星周物質(CSM)の存在に関する確固たる証拠を提供します。このようなシステムにおけるCSMの放射加速を数値的および解析的に研究します。放射は主にSNイジェクタとCSMの間の相互作用によって駆動されます。周囲のCSMの加速度は、大規模でコンパクトなCSMの方が大きく、オーダー$0.1\M_のCSMの場合、速度は最大$\sim10^3\{\rmkm\s^{-1}}$に達することがわかります。$\sim10^{15}$cm以内に閉じ込められた\odot$。加速度のCSM密度への依存性が、タイプIISNeの初期スペクトルから推定されるCSM速度の多様性を説明するのに役立つことを示します。さらに密度の高いCSMでの爆発の場合、放射加速は、衝撃のブレイクアウト後に形成される強力な衝突のない衝撃の散逸に影響を与える可能性があり、粒子の加速から予想される初期の非熱放出に影響を与える可能性があります。
2018 年と 2021 年のバースト中の Be/X 線連星 XTE J1946+274 の AstroSat 観測
| Title |
AstroSat_observations_of_the_Be/X-ray_binary_XTE_J1946+274_during_2018_and_2021_outbursts |
| Authors |
Amar_Deo_Chandra,_Jayashree_Roy,_P._C._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10678 |
AstroSat衛星のSXTおよびLAXPC機器を使用した観測を使用して、2018年および2021年の巨大バースト中のBe/X線連星XTEJ1946+274のタイミングおよびスペクトル研究を提示します。1998年と2010年の爆発では、巨大な爆発の後にいくつかの低強度の定期的な爆発が続きましたが、2018年と2021年の爆発は単一の爆発でした。X線の脈動は、コンパクトな天体から0.5-80keVをカバーする広いエネルギー帯域にわたって検出されます。20年以上にわたるパルサーのスピン進化の歴史を構築し、パルサーがアウトバースト中にスピンアップするが、アウトバースト間の静止期間にスピンダウン状態に切り替わることを発見しました。0.5～80keVのいくつかのバンドで生成されたエネルギー分解パルスプロファイルは、パルス形状がエネルギーによって変化することを示しています。パルサーのエネルギースペクトルは、2018年と2021年のアウトバーストに対して決定されます。最適なスペクトルモデルでは、両方のアウトバーストのエネルギースペクトルで約43keVにサイクロトロン共鳴散乱機能(CRSF)が存在する必要があります。将来の観測から確認する必要があるサイクロトロンラインエネルギーと光度との間の相関関係に逆転の可能性があることを示しています。ベストフィットスペクトルを使用すると、XTEJ1946+274のX線光度は、2018年の観測で$2.7\times10^{37}$ergs$^{-1}$、$2.3\times10^{37}であると推測されます。$ergs$^{-1}$は2021年の観測値です。この一過性のBeX線連星で爆発を引き起こす可能性のあるメカニズムについて説明します。
SPIDER 装置の学習済み干渉イメージング
電気光学偵察用のセグメント化された平面イメージング検出器(SPIDER)は、サイズ、重量、消費電力を削減した今日の大型宇宙望遠鏡設計に代わるものを提供することを目的とした光学干渉イメージングデバイスです。これは、干渉イメージングによって実現されます。干渉測定から画像を再構成するための最先端の方法では、近位最適化手法が採用されていますが、これは計算コストが高く、手作りの事前情報が必要です。この作業では、SPIDER計測器による測定値から画像を再構築するための2つのデータ駆動型アプローチを紹介します。これらのアプローチでは、ディープラーニングを使用してトレーニングデータから事前情報を学習し、再構成の品質を向上させ、画像の復元に必要な計算時間を桁違いに削減します。再構築時間は${\sim}10$ミリ秒に短縮され、SPIDERによるリアルタイムイメージングの可能性が初めて開かれました。さらに、これらの方法は、十分なトレーニングデータが利用可能なドメインからの転移学習を活用することにより、天文イメージングなどのトレーニングデータが不足しているドメインにも適用できることを示します。
LuSEE 'Night': 月面電磁実験
| Title |
LuSEE_'Night':_The_Lunar_Surface_Electromagnetics_Experiment |
| Authors |
Stuart_D._Bale,_Neil_Bassett,_Jack_O._Burns,_Johnny_Dorigo_Jones,_Keith_Goetz,_Christian_Hellum-Bye,_Sven_Hermann,_Joshua_Hibbard,_Milan_Maksimovic,_Ryan_McLean,_Raul_Monsalve,_Paul_O'Connor,_Aaron_Parsons,_Marc_Pulupa,_Rugved_Pund,_David_Rapetti,_Kaja_M._Rotermund,_Ben_Saliwanchik,_Anze_Slosar,_David_Sundkvist,_Aritoki_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10345 |
月面電磁探査機「LuSEENight」は、2025年後半または2026年初頭にNASA商用月面ペイロードサービス(CLPS)プログラムによって月の裏側に届けられる低周波電波天文学実験です。ペイロードシステムは開発中です。NASAと米国エネルギー省(DOE)が共同で開発したもので、4チャネル、50MHzナイキストベースバンド受信機システムと、2つの直交$\sim$6m先端間電気双極子アンテナで構成されています。LuSEENightは、稼働中の着陸船システムの電磁干渉(EMI)がなく、ノイズの多い故郷の惑星と対蹠することなく、月の夜を通してスタンドアロン運用を楽しむことができます。
Isaac Newton Group of Telescopes の今後の分光学的大国
IsaacNewtonGroupofTelescopesは、4.2mのWilliamHerschelTelescope(WHT)と2.5mのIsaacNewtonTelescope(INT)という2つの望遠鏡の科学的使用に関する戦略的変更を完了しています。多目的望遠鏡として30年以上運用された後、望遠鏡は、大規模な調査が支配するほぼ単一の機器運用への移行をまもなく完了します。WHTでは、2022年後半にWEAVEマルチファイバー分光器が試運転されます。科学調査は2023年に開始される予定です。利用可能な時間の30%はオープンタイムに提供されます。INTについては、太陽系外惑星研究用の高解像度超安定スペクトログラフであるHARPS-3の建設が進行中であり、2024年後半に配備が計画されています。INT自体は近代化されており、ロボット望遠鏡として動作します。時間の平均40%がオープン時間として提供されます。INGは学生プログラムを維持します。INTがロボットで動作し始めたら、生徒の作品をINTからWHTに移動する計画があります。
広帯域ラウエ レンズの曲がった結晶を用いた CdTe 分光イメージャー測定
| Title |
CdTe_Spectroscopic-Imager_Measurements_with_Bent_Crystals_for_Broad_Band_Laue_Lenses |
| Authors |
N._Auricchio,_L._Ferro,_J._B._Stephen,_E._Caroli,_E._Virgilli,_O._Limousin,_M._Moita,_Y._Gutierrez,_D._Geoffrey,_R._Le_Breton,_A._Meuris,_S._Del_Sordo,_F._Frontera,_P._Rosati,_C._Ferrari,_R._Lolli,_C._Gargano,_S._Squerzanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10728 |
天体物理学では、ハードXソフトガンマ線範囲(100keV以上)におけるいくつかの重要な問題は、現在の技術ではほとんど達成できない感度と角度分解能を必要とします。したがって、硬X線とガンマ線を集光できる新しい種類の装置が不可欠です。広帯域ラウエレンズは、これらの要件を満たす唯一のソリューションであると思われ、Xおよびガンマ線望遠鏡の感度と角度分解能を大幅に向上させます。このタイプの高エネルギー光学系には、検出効率、空間分解能、および分光法の観点から、高性能の焦点面検出器が必要になります。この論文では、Caliste-HD検出器モジュールを使用したプロジェクト「ラウエレンズの技術的準備の向上(TRILL)」フレームワークで得られた結果を示します。この検出器は、CEA(CommissariataEnergieAtomique、サクレー、フランス)で開発されたピクセル分光計です。これは、LARIX施設(フェラーラ大学、イタリア)の硬X線ビームの下でラウエレンズ屈曲結晶によって生成される焦点スポットの分光画像を取得するために使用されます。
15個の散開星団における恒星スピンの研究
| Title |
A_Study_of_Stellar_Spins_in_15_Open_Clusters |
| Authors |
Brian_F._Healy,_P._R._McCullough,_Kevin_C._Schlaufman,_Geza_Kovacs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10249 |
分光データと測光データを分析して、11個の散開星団の星の投影傾斜角を決定し、6個の星団のスピン軸分布に制約を課します。これらの結果を、Healy&McCullough(2020)およびHealyらによって研究された4つの追加クラスターと組み合わせます。（2021）スピンのアンサンブル分析を実行します。制約されたクラスターの10個のうち8個(80%)が等方性と一致するスピン軸方向を持っていることがわかり、75%の信頼度で10個のクラスターのうち4個(40%)の等方性クラスターの下限を確立します。クラスター。また、等方性分布と組み合わされた星の整列した部分からなるモデルによって、スピン軸分布をより適切に説明できる2つのクラスターを識別します。ただし、これらの星の傾斜角の値は系統誤差の影響を受ける可能性があり、これら2つのクラスターで整列しているとモデル化された少数の星は、それらの星のサブセットが物理的に整列しているという解釈を排除します。全体として、スピン配列の明確な特徴を示す星団はなく、サンプル内の星の97%は、それぞれの星団の等方性配向と一致しています。私たちの結果は、塊の秩序ある回転よりも乱流が支配的であることを支持しており、原始星の回転軸と磁場の整列を示唆していません。
異常行動と恒星特性の関連付け: TESS ライト カーブの教師なし調査
| Title |
Linking_Anomalous_Behaviour_with_Stellar_Properties:_An_Unsupervised_Exploration_of_TESS_Light_Curves |
| Authors |
Dennis_A._Crake_and_Juan_Rafael_Mart\'inez-Galarza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10264 |
天文学的な時間領域のデータセットと調査が今後大量に行われるようになると、新しいタイプの変光星とトランジェントを発見する方法としての異常検出が、新しい研究の波に影響を与えています。それでも、異常を構成するものの基本的な定義と、これが研究対象の光度曲線の母集団の全体的な特性にどのように依存するかについては、議論されている問題が残っています。ケプラー光度曲線に焦点を当てた以前の研究に基づいて、教師なしランダムフォレストを使用してTESS光度曲線の異常を検索する分析を提示します。異常な光度曲線のカタログを提供し、それらの変動特性に従ってそれらを分類し、それらの異常な性質を特定の進化段階または天体物理学的構成に関連付けます。既知のクラスに属する異常(例:日食バイナリ)については、どの物理パラメータが異常スコアを駆動するかを調査しました。分類されていない異常と既知のクラスのオブジェクトの組み合わせが、急速なパルセータ、長い周期の深い日食連星、YSOの掩蔽による不規則な光度曲線など、異常な物理的構成を持つことを発見しました。驚くべきことに、ケプラーデータセットとTESSデータセットの間で異常なタイプのセットが異なることがわかりました。これは、親集団の全体的な特性が異常な動作の重要な要因であることを示しています。
大質量三重星 Delta Ori A の副成分と新軌道要素のスペクトル
| Title |
Spectrum_of_the_secondary_component_and_new_orbital_elements_of_the_massive_triple_star_Delta_Ori_A |
| Authors |
A._Opli\v{s}tilov\'a,_P._Mayer,_P._Harmanec,_M._Bro\v{z},_A._Pigulski,_H._Bo\v{z}i\'c,_P._Zasche,_M._\v{S}lechta,_H._Pablo,_P._A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_A._F._J._Moffat,_C._C._Lovekin,_G._A._Wade,_K._Zwintz,_A._Popowicz,_and_W._W._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10290 |
$\delta$Orionisは、最も近い大規模な複数の恒星系であり、OrionOB協会の最も明るいメンバーの1つです。プライマリ(Aa1)は、独自の進化したOスターです。この作業では、青色領域(430～450nm)の一連のスペクトルに2段階のほぐし法を適用し、セカンダリ(Aa2)のスペクトル線を検出しました。初めて、ワシントン二重星カタログに掲載されている可変$\gamma$速度と新しいスペックル干渉測定を使用して、三次系(Ab)の軌道を55450dまたは152yrに制限することができました。.さらに、かすかな成分(Ca+Cb)のGaiaDR3視差は、系の距離を(381$\pm$8)pcに制限します。これは、(382$\pm$1)パソコン。その結果、三体モデルによる構成要素の質量は、Aa1、Aa2、およびAbに対してそれぞれ17.8、8.5、および8.7M$_{\odot}$であり、$1$のオーダーの不確実性があることがわかりました。M$_{\odot}$.BRITE衛星からの新しい測光を、天体観測、視線速度、食のタイミング、食の継続時間、スペクトル線プロファイル、およびスペクトルエネルギー分布と共に使用して、放射特性を改良しました。O9.5II+B2V+B0IVとして分類されるコンポーネントは、13.1、4.1、および12.0R$_{\odot}$の半径を持ちます。これは、$\delta$OriAが物質移動前であることを意味します。物体。残留光度曲線のフーリエ解析とX線観測からわかった、1日あたり0.478サイクルの頻度が、三次系の回転頻度として特定されました。$\delta$Oriは、オリオン座の他の明るい星、特に同様のアーキテクチャを持つ$\zeta$Ori、または単一の超巨星であり、おそらくポストマスである$\varepsilon$Oriと関連している可能性があります。転送オブジェクト。
ケプラー宇宙地震学とガイア天体観測から予測されたスピン軌道配列
| Title |
Projected_spin-orbit_alignments_from_Kepler_asteroseismology_and_Gaia_astrometry |
| Authors |
Warrick_H._Ball,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Emily_Hatt,_Martin_B._Nielsen,_William_J._Chaplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10308 |
連星系の星の自転軸と軌道軸の間の角度(傾斜角)は、連星系がどのように形成され、進化するかを示す重要な指標ですが、そのような測定値はほとんどありません。GaiaDR3からの天文軌道傾斜角のサンプルを、星震学を使用して回転傾斜角が測定された太陽のような振動子のサンプルと組み合わせます。スペックル干渉法を使用して視覚軌道が決定された1つのバイナリでサンプルを補足し、5つのシステムで投影されたスピン軌道アライメントを提示します。各システム、およびサンプル全体がアライメントと一致していることがわかりますが、重要な注意点があります。第一に、アステロ地震の回転傾斜角は基本的にあいまいであり、第二に、(真ではなく)投影された傾斜角しか測定できません。ただし、回転傾斜角と軌道傾斜角が独立しており、等方的に分布している場合、偶然にデータを引き出す可能性は数パーセント未満です。小さいながらも、私たちのデータセットは、連星系の一様にランダムな傾斜に反論しています。主に赤色巨星で、NASAのTESSミッションからのデータを使用して、さらに数十の測定を行うことができると推測しています。ESAのPLATOミッションでは、主系列星と亜巨星を含む系でさらに数百回のスピン軌道測定が行われる可能性があります。
HGCA を使用した近くの褐色矮星の調査: HD 176535 A を周回するかすかな高質量褐色矮星の直接画像による発見
| Title |
Surveying_Nearby_Brown_Dwarfs_with_HGCA:_Direct_Imaging_Discovery_of_a_Faint,_High-Mass_Brown_Dwarf_Orbiting_HD_176535_A |
| Authors |
Yiting_Li,_Timothy_D._Brandt,_G._Mirek_Brandt,_Qier_An,_Kyle_Franson,_Trent_J._Dupuy,_Minghan_Chen,_Rachel_Bowens-Rubin,_Briley_L._Lewis,_Brendan_P._Bowler,_Aidan_Gibbs,_Rocio_Kiman,_Jacqueline_Faherty,_Thayne_Currie,_Rebecca_Jensen-Clem,_Ezequiel_Contreras-Martinez,_Michael_P._Fitzgerald,_Benjamin_A._Mazin,_and_Maxwell_Millar-Blanchaer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10420 |
十分に測定された質量、年齢、光度を持つ褐色矮星は、星下形成と進化モデルの直接的なベンチマークテストを提供します。ヒッパルコスガイア加速カタログ(HGCA)の助けを借りて、近くの加速星への準星伴星を見つけて特徴付けることを目的とした直接画像調査からの最初の結果を報告します。この論文では、HD176535Aのサブステラーコンパニオンの高コントラストイメージングと天体観測の共同発見を紹介します。$36.99\pm0.03$個の高コントラスト画像観測に先立って、我々は高精度のHARPSRVとHGCAアストロメトリーを組み合わせて、潜在的なコンパニオンの位置と質量を予測しました。その後、$L'$バンドで2晩のKeckAO/NIRC2直接画像観測を取得し、$\approxの距離で$\DeltaL'_p=9.20\pm0.06$magのコントラストを持つ伴星を明らかにしました。主星から$0.$\!\!''35$($\approx$13AU)。オープンソースのMCMC軌道フィッティングコード$\ttorvara$を使用して、デュアルエポックの相対アストロメトリーを組み込むことで、軌道の適合を修正します。HD176535Bは、大質量褐色矮星の進化モデルと大気モデルを制約するのに役立つ新しいベンチマーク矮星です。$\rmlog(L_{bol}/L_{\odot})=-5.26\pm0.06$の光度と、HD176535Bのモデルに依存する有効温度$980\pm35$Kが見つかりました。質量は、いくつかの準恒星進化モデルが高質量T型矮星の光度を過小評価している可能性があることを示唆しています。HD176535Bは、その角度分離と光度を考えると、JWSTとGRAVITY/KPICを使用した開口マスキング干渉法、およびCHARIS/SCExAO/Subaru積分場分光器などの機器を使用したさらなる分光特性評価の有望な候補になります。
恒星質量の関数としての巨星のリチウム存在量：低質量巨星のリチウム増強の源としてのHeフラッシュの証拠
| Title |
Lithium_abundances_in_giants_as_a_function_of_stellar_mass:_An_evidence_for_He-flash_as_the_source_of_Li_enhancement_in_low_mass_giants |
| Authors |
Anohita_Mallick,_Raghubar_Singh,_Bacham_E._Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10436 |
この作業では、星の質量の関数として、巨人のリチウム存在量の分布を調べました。ケプラー測光およびLAMOST中解像度(R$\approx$7500)分光調査フィールドで一般的な1240の巨人のサンプルを使用しました。星震学の$\Delta$P-$\Delta\nu$ダイアグラムは、コアHe燃焼赤色巨星と不活性Heコアを持つ赤色巨星分岐星を定義するために使用されます。Liの存在量は、サンプル星全体のスペクトル合成を使用して導出されています。星震パラメータ$\Delta$P(または$\Delta\Pi_1$)および$\Delta\nu$の直接測定値は、文献から取得するか、この研究で測定した値です。同定された777個のレッドクランプジャイアントのうち、668個の低質量($\leq$2~M$_{\odot}$)のプライマリレッドクランプジャイアントと109個の高質量($>$2~M$_{\odot})が見つかりました。$)二次的な赤い塊の巨人。二次赤色塊巨人で観察されたLi存在量は、理論モデルの予測と一致しています。二次赤色凝集巨星にリチウムに富む巨星が存在せず、初代赤色凝集星に超リチウムに富む巨星を含むリチウムに富む巨星が存在することは、ヘリウムフラッシュが低質量巨星のリチウム濃縮の鍵を握っているという考えを補強する。.この結果は、低質量の赤い塊の巨人の間でのLi増強の物理的メカニズムを検索する理論モデルをさらに制約します。結果はまた、質量が$\approx$2~M$_{\odot}$未満の巨人のみが縮退したHeコアを発達させ、Heフラッシュを受けるという観測的証拠として役立ちます。
クラス II YSO を識別するための単純ベイズ分類器
| Title |
A_Naive_Bayes_Classifier_for_identifying_Class_II_YSOs |
| Authors |
Andrew_J._Wilson_(1),_Ben_S._Lakeland_(1),_Tom_J._Wilson_(1),_Tim_Naylor_(1)_((1)_University_of_Exeter) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10581 |
クラスIIYSOを識別するための単純ベイズ分類器が構築され、高品質のGaiaEDR3視差を持つ800万のソースを含む北銀河面の領域に適用されました。分類器は5つの特徴を使用します:ガイア$G$バンドの変動性、WISE中赤外線過剰、UKIDSSおよび2MASS近赤外線過剰、IGAPSH$\alpha$過剰、および主系列に関する過光度。クラスIIYSO候補のリストは、目前のタスクに適した事後しきい値を選択し、競合する完全性と純度の要求のバランスを取ることによって取得されます。事後しきい値が0.5より大きい場合、分類子は6504のクラスIIYSOの候補を識別します。このしきい値では、クラスIIYSOを識別するための偽陽性率は約0.02%であり、真陽性率は約87%です。ROC曲線は、約0.998またはそれ以上の曲線下面積を持つほぼ1に急速に上昇し、分類子が候補のクラスIIYSOを識別するのに効率的であることを示します。これらの候補のマップは、以前に発見されていない可能性のある3つのクラスターまたは関連性を示しています。私たちの結果を他の若い星の分類器から公開されたカタログと比較すると、高確率の候補の4分の1から4分の3が各分類器に固有であることがわかり、単一の分類器ですべての若い星を見つけることはできないことがわかります。
コンパクトな楕円銀河 M32 のハッブル宇宙望遠鏡による画像は、炭素星の不足を明らかにする
| Title |
Hubble_Space_Telescope_imaging_of_the_compact_elliptical_galaxy_M32_reveals_a_dearth_of_carbon_stars |
| Authors |
O._C._Jones,_M._L._Boyer,_I._McDonald,_M._Meixner,_J._Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10613 |
我々は、{\emハッブル宇宙望遠鏡}によるコンパクトな楕円銀河M32の新しいWFC3/IR中帯域測光法を提示し、その熱的に脈動する漸近巨大分枝星を化学的に分解した。2829個のM型星と57個のC星が見つかりました。炭素星は、M31からの汚染物質である可能性があります。M32に炭素星が存在する場合、その数は非常に少ないです。未修正のC/M比は0.020$\pm$0.003です。これは、M31による汚染を考慮すると0.007未満に低下します。M32の平均金属量は太陽のすぐ下にあるため、C星とM星のこの低い比率は、炭素星の形成の金属量の上限によるものとは考えにくい。代わりに、AGB人口の年齢が主な要因になる可能性があります。M32のAGB星とRGB星の比率は、1.5～4Gyr前に形成された星を含むM31の内側の円盤の比率と似ています。M32集団がこの時代の最古の端にある場合、C星の欠如は、いくつかの恒星進化モデルによって予測された炭素星形成の狭い質量範囲と一致する可能性があります。{\emSpitzer}で識別される塵の多い変光星に化学分類を適用すると、{\emSpitzer}で識別されるx-AGB候補は主にM型星であることがわかります。これにより、M32の累積ダスト生成速度の下限が$>$1.97$\times10^{-5}$${\rmM}_{\odot}\,{\rmyr}^{に大幅に増加します。-1}$.
SOPHIE と SPIRou を用いた初期 M 矮星 Gl~205 の光学および近赤外恒星活動の特徴付け
| Title |
Optical_and_near-infrared_stellar_activity_characterization_of_the_early_M_dwarf_Gl~205_with_SOPHIE_and_SPIRou |
| Authors |
P._Cortes-Zuleta,_I._Boisse,_B._Klein,_E._Martioli,_P._I._Cristofari,_A._Antoniadis-Karnavas,_J-F._Donati,_X._Delfosse,_C._Cadieux,_N._Heidari,_E._Artigau,_S._Bellotti,_X._Bonfils,_A._Carmona,_N._J._Cook,_R._F._Diaz,_R._Doyon,_P._Fouque,_C._Moutou,_P._Petit,_T._Vandal,_L._Acu\~na,_L._Arnold,_N._Astudillo-Defru,_V._Bourrier,_F._Bouchy,_R._Cloutier,_S._Dalal,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_X._Dumusque,_T._Forveille,_J._Gomes_da_Silva,_N._Hara,_G._Hebrard,_S._Hoyer,_G._Hussain,_F._Kiefer,_J._Morin,_A._Santerne,_N._C._Santos,_D._Segransan,_M._Stalport,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10614 |
M型矮星の星の活動は、準周期的なRV変動を誘発するため、それらを周回する系外惑星を発見して特徴付けるための主な制限です。初期の適度に活動的なM矮星Gl205の磁場と星の活動を、光学およびnIRドメインで特徴付けることを目的としています。2019年から2022年の間に、SOPHIE分光器とSPIRou分光偏光計を使用して、光学およびnIRで高精度の準同時スペクトルを取得しました。両方の機器とSPIRouStokesVプロファイルからRVを計算しました。ZDIを使用して、観測期間にわたる大規模な磁場をマッピングしました。Lomb-Scargleピリオドグラムと準周期的GP回帰を使用して、光学およびnIRRVと活動指標の時間的挙動を調べました。nIRでは、AlI、TiI、KI、FeI、およびHeIの等価幅を調べました。アクティビティインジケーターを補助的な時系列として多次元GP回帰を使用して、アクティビティによるRVジッターをモデル化しました。光学RVとnIRRVの散乱は同様ですが、nIRはより複雑な時間的進化を示します。2019年のポロイダル双極子場から2022年の優勢なトロイダル場への磁場トポロジーの進化を観測しました。縦磁場でProt=34.4$\pm$0.5dの星の自転周期を測定しました。ZDIを使用して、恒星の赤道でPeq=32.0$\pm$1.8d、極でPpol=45.5$\pm$0.3dの自転周期をもたらす恒星の表面をせん断する緯度差回転(DR)の量を測定します。これらのDR値によって説明できる活動指標の周期性に矛盾が見られました。多次元GPモデリングは、補助的な時系列H$\alpha$と光のBIS、nIRのFWHMを使用して、両方の機器の3m/sのノイズレベルまでのRV残差のRMSを生成します。.
対称性からのブラック ホール リングダウンの非線形性の説明
| Title |
Explaining_Nonlinearities_in_Black_Hole_Ringdowns_from_Symmetries |
| Authors |
Alex_Kehagias,_Davide_Perrone,_Antonio_Riotto,_Francesco_Riva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.09345 |
最近、2つのブラックホールの合体によって生成される重力波形のリングダウン段階をモデル化して、残留カーブラックホールを発生させる非線形効果が必要であることが指摘されています。この非線形挙動は、カー/CFT対応内のカーブラックホールの地平線に近い対称性によって、定性的および定量的レベルの両方で説明されることを示しています。
| Title |
Cosmological_tests_of_the_osculating_Barthel-Kropina_dark_energy_model |
| Authors |
Amine_Bouali,_Himanshu_Chaudhary,_Rattanasak_Hama,_Tiberiu_Harko,_Sorin_V._Sabau,_Marco_San_Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10278 |
フィンスラー幾何学に触発された接触バーセル・クロピナ宇宙論に基づく暗黒エネルギーモデルをさらに調査します。Barthel-Kropina宇宙論的アプローチは、Riemann計量のLevi-Civita接続であるというプロパティを持つ、接触Finsler幾何学におけるBarthel接続の導入に基づいています。背景のリーマン計量がフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー型であると仮定することによって得られる、バーセル・クロピナ・モデルの一般化されたフリードマン方程式から、有効な幾何学的タイプの圧力で、有効な幾何学的暗エネルギー成分を生成することができます。線形順圧型の状態方程式を満たします。宇宙論的テストと、このダークエネルギーモデルの観測データとの比較が詳細に検討されています。Barthel-Kropinaモデルパラメータと状態方程式のパラメータを制約するために、57のハッブルデータポイントとPantheonSupernovaeTypeIaデータサンプルを使用します。第１の統計分析は、マルコフ連鎖モンテカルロ（ＭＣＭＣ）シミュレーションを使用して実行される。赤池情報量基準(AIC)とベイジアン情報量基準(BIC)を2つのモデル選択ツールとして使用して、標準の$\Lambda$CDMモデルとの詳細な比較も実行されます。ジャークパラメータとスナップパラメータで構成されるステートファインダー診断、および$Om(z)$診断も、Barthel-Kropina宇宙論と$\Lambda$CDM宇宙論の比較研究で考慮されます。私たちの結果は、Barthel-Kropinaダークエネルギーモデルが観測データの適切な説明を提供することを示しており、したがって$\Lambda$CDMモデルの実行可能な代替と見なすことができます。
スイッチバックの構造と起源: パーカー太陽探査機観測
| Title |
The_Structure_and_Origin_of_Switchbacks:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Jia_Huang,_J._C._Kasper,_L._A._Fisk,_Davin_E._Larson,_Michael_D._McManus,_C._H._K._Chen,_Mihailo_M._Martinovi\'c,_K._G._Klein,_Luke_Thomas,_Mingzhe_Liu,_Bennett_A._Maruca,_Lingling_Zhao,_Yu_Chen,_Qiang_Hu,_Lan_K._Jian,_J._L._Verniero,_Marco_Velli,_Roberto_Livi,_P._Whittlesey,_Ali_Rahmati,_Orlando_Romeo,_Tatiana_Niembro,_Kristoff_Paulson,_M._Stevens,_A._W._Case,_Marc_Pulupa,_Stuart_D._Bale,_J._S._Halekas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10374 |
スイッチバックは、数秒から数時間続く急速な磁場反転です。現在のパーカーソーラープローブ(PSP)観測では、スイッチバックの性質に関して多くの未解決の問題が提起されています。たとえば、内太陽圏を伝播するときに安定しているのか、どのように形成されているのか?この作業では、スイッチバックの構造と起源を調査することを目指しています。スイッチバックの安定性を研究するために、その中の小規模な電流シートがスイッチバックを編んで安定させるように機能する可能性があると考えています。したがって、増分の部分分散法を使用して小規模な現在のシートを特定し、スイッチバックでの分布を比較します。7回の遭遇でPSP観測で1000を超えるスイッチバックが特定されたため、スイッチバックの外側よりも内側に多くの電流シートが見つかり、これらの微細構造がスイッチバックのS字構造を安定させるために機能するはずであることを示しています.さらに、ヘリウムの測定値を使用して、ヘリウム存在比とアルファ陽子微分速度の変化を研究し、スイッチバックをその起源まで追跡します。スイッチバックにはヘリウムが豊富な集団とヘリウムが少ない集団の両方が見られ、スイッチバックが太陽の閉じた磁場領域と開いた磁場領域の両方から発生する可能性があることを示唆しています。さらに、アルファ陽子速度差も、ローカルのアルフエン速度と比較して複雑な変動を示すことがわかります。両方のパラメーターの同時分布は、低ヘリウム存在量と低差動速度がスイッチバックの支配的な状態であることを示しています。ヘリウムの特徴とともにスイッチバックに小規模な電流シートが存在することは、スイッチバックが交換再接続プロセスを介して太陽から発生する可能性があるという仮説と一致しています。ただし、他の形成メカニズムは除外されません。
2000 年 4 月 6 日の地磁気嵐の間の $\Delta$X 変動における地球規模の非対称性: IMF Bz と By の相対的な役割
| Title |
Global_asymmetry_in_$\Delta$X_variations_during_the_06_April_2000_geomagnetic_storm:_Relative_roles_of_IMF_Bz_and_By |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty_and_D._Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10566 |
この調査は、強気の主な段階で、特定の間隔(22:22-22:55UT)でIMFBzとIMFByが果たした相対的な役割によって引き起こされる$\Delta$X変動の非対称性を理解することを目的としています。2000年4月6日の磁気嵐イベント(Ap=236)。ここでは、SuperMAGネットワークの一部である対蹠地の2つのペアが考慮されます。SuperDARNネットワークの電離圏対流マップは、高緯度におけるDP2電離圏対流パターンの時空間進化を理解するために使用されます。等価電流の2次元マップは、2つのIMFコンポーネント間の相互作用効果に関連するグローバルなDP2電流の特徴を示すために使用されます。観測では、太平洋/アメリカ-インディアンセクターのほぼ対蹠地の観測所間の同じものに対して、日本-ヨーロッパ/アフリカセクターのほぼ対蹠地の観測所間の$\Delta$X変動の差の増加が示されています。この非対称性は、IMFByの絶対マグニチュードがIMFBzの絶対マグニチュードよりも大きい期間に観察され、IMF|By/Bz|の有意かつ顕著な増強をもたらします。DP2セルの歪みとそれに伴う電気力学的昼夜分割器の回転により、ステーションの1つのペアが同じDP2セルの下にあり、他のペアの1つのステーションが異なるDP2セルとスロートフロー領域の下にあることが示唆されています。対蹠点間の$\Delta$X変動。したがって、この研究は、強い地磁気条件の間の低緯度での電離圏への影響を決定する際のIMFBzとIMFByの間の相互作用の重要性を強調しています。
暗黒物質とエネルギーのモデル
暗黒エネルギーが帯電した非常に大質量の暗黒物質に置き換えられた宇宙のモデルについて説明します。宇宙定数は、平均物質密度と同じオーダーの値を持ち、観測と一致しており、微調整なしで古典的に取得されます。
GUTのHadrophobic Axion
$SU(5)\timesU(1)_{\rmPQ}$に基づいて、大統一理論(GUT)から新しい種類のアクシオンモデルを提案します。特定の電荷の割り当てと可能なフレーバーモデルに対して、アクシオンは自然に疎水性であることを示し、アイソスピン対称性を使用して必要な条件の新しい説明を提供します。このアクシオンが強いCP問題を解決するQCDアクシオンである場合、その光子結合は従来のGUTQCDアクシオンより$\sim3.6$倍大きくなります。さらに、赤色巨星枝の先端からのアクシオン-電子結合の制限を満たすために、電気恐怖症の条件を課して、GUTと一致する可能なPQ電荷割り当てを決定します。次に、ALPの奇跡シナリオのように、疎水性および疎電性のアクシオンがインフレトンおよび暗黒物質である可能性について説明します。興味深いことに、実行可能なパラメータ領域では、強力なCPフェーズを抑制して、強力なCP問題に対する別の解決策を提供する必要があります。このシナリオは、フレーバーの物理学、暗黒物質の探索、恒星の冷却と密接に関連しています。さまざまな実験で、このような特異なカップリングを持つアクシオンを検出することは、GUTおよびフレーバーの起源のプローブとなるでしょう。
混成星の探査と動径振動による特殊点の性質
| Title |
Probing_hybrid_stars_and_the_properties_of_the_special_points_with_radial_oscillations |
| Authors |
Christoph_G\"artlein,_Oleksii_Ivanytskyi,_Violetta_Sagun,_David_Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10765 |
コアにカラー超伝導クォーク物質相を含むハイブリッド星の特性を研究します。これは、閉じ込め相対論的密度汎関数アプローチのカイラル対称定式化によって記述されます。クォーク物質の無次元ベクトルとダイクォーク結合によって非閉込め相転移の特徴が変化することが示されており、これらの特徴と混成星の質量半径関係との関係を調べることができます。さらに、クォーク物質の状態方程式(EoS)は、EoSの最も重要なパラメーターと初期ラグランジュの微視的パラメーターとの間の単純な関数依存性を与えるAlford-Braby-Paris-Reddyモデルによって適切に適合できることを示します。それに基づいて、いくつかの質量半径曲線が交差する特別な点を分析します。特定の点で同じ質量と半径を持つ星の識別可能な観測特性を見つけ、それらの内部組成を調べるために、動径振動の基本モードの周波数を計算します。
