ビッグバン元素合成後のニュートリノ混合による暗黒放射
| Title |
Dark_Radiation_from_Neutrino_Mixing_after_Big_Bang_Nucleosynthesis |
| Authors |
Daniel_Aloni,_Melissa_Joseph,_Martin_Schmaltz,_Neal_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10792 |
明るい($m_{\nud}\lesssim$MeV)暗いフェルミオンが標準モデルニュートリノと混合すると、振動と散乱によってニュートリノと自然に平衡化することができます。ダークセクター相互作用が存在する場合、ダークフェルミオンの生成は一般的にBBNより上で抑制されますが、その後強化されます。パラメータ空間の大部分で、混合角$\theta_0$が$10^{-13}$と小さい場合でも、ダークセクターが平衡し、平衡は$T_{\rmequil}\simeqm_{\で発生することがわかります。nud}\left(\theta_0^2M_{Pl}/m_{\nud}\right)^{1/5}$これは当然、ダークフェルミオン質量より数桁上です。これには2つの意味があります。1つは、明るい状態は、多くの場合、BBNに痕跡を残さずにCMBとLSSによってのみ制約されるということです。2つは、再結合前に平衡化するセクターは通常、再結合前にも質量しきい値を持つことです。これは、相互作用しないものから相互作用するものへ、またはその逆への急激な移行、暗放射の量の「ステップ」、およびその相互作用における同様の移行を伴う暗黒物質をもたらす可能性があり、これらすべてが重要な信号を残す可能性があります。CMBとLSSで、$H_0$や$S_8$などの観測量の宇宙論的緊張に関連している可能性があります。最小限のモデルは、今後の実験の感度を超えて、CMBに明確な痕跡を残します。
ハッブル張力と重力自己相互作用
$\Lambda$CDM宇宙論モデルを悩ませている最も重要な問題の1つは、ハッブル張力です。これは、IA型超新星などの低赤方偏移量で実行されたハッブルパラメーターの現在値の測定値が、宇宙マイクロ波の適合などの高赤方偏移量からの測定値よりも大きな値を生成する傾向があるという事実から生じます。バックグラウンド放射線。現在5\sigma$に達している不一致は、測定値の系統誤差によるものではない可能性が高くなりつつあります。ここでは、宇宙の進化を研究するときに伝統的に無視されてきた一般相対性理論の重力場の自己相互作用が緊張を説明できるかどうかを調べます。フィールドの自己相互作用を考慮に入れると、低赤方偏移データと高赤方偏移データの両方が同時に適切に適合し、重力の自己相互作用がハッブル張力を説明できることがわかります。重要なことに、これは追加のパラメーターを導入することなく達成されます。
現実的なクラスター レンズ質量モデリングの新たな一歩: ジョイント レンズ、X 線、および銀河運動データからのハッブル フロンティア
フィールド クラスター Abell S1063 の解析
| Title |
A_new_step_forward_in_realistic_cluster_lens_mass_modelling:_Analysis_of_Hubble_Frontier_Field_Cluster_Abell_S1063_from_joint_lensing,_X-ray_and_galaxy_kinematics_data |
| Authors |
Benjamin_Beauchesne,_Benjamin_Cl\'ement,_Pascale_Hibon,_Marceau_Limousin,_Dominique_Eckert,_Jean-Paul_Kneib,_Johan_Richard,_Priyamvada_Natarajan,_Mathilde_Jauzac,_Mireia_Montes,_Guillaume_Mahler,_Ad\'ela\"ide_Claeyssens,_Alexandre_Jeanneau,_Anton_M._Koekemoer,_David_Lagattuta,_Amanda_Pagul,_Javier_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10907 |
強力なレンズ機能、X線放出、および銀河の運動学測定からの制約を組み合わせた、銀河団の質量分布を同時に/自己無撞着にモデル化する新しい方法を提示します。X線表面の明るさのおかげで、クラスターを無衝突質量成分と衝突質量成分にうまく分解でき、クラスターメンバーのダイナミクスを使用して、楕円銀河の基本平面でより正確な質量を取得できます。すべてのオブザーバブルからの知識は、一貫したベイジアンアプローチを通じて、可能性または物理的に動機付けられた事前確率に含まれます。この方法を銀河団AbellS1063に適用して質量モデルを作成し、この論文で公開します。結果として得られる質量分布は、クラスター内ガスとその他の大規模な質量成分に対して異なる楕円率を示します。メインハローの楕円対称性からの偏差。AbellS1063モデルの単純化されたバージョンに基づくモッククラスターを使用して、クラスターのさまざまな要素の質量を回復する方法の能力を評価します。質量モデルとX線放射によって提供された豊富な情報のおかげで、小さな落下構造から主星団へのガスのスロッシングによる進行中の合体イベントの証拠も見つかりました。以前の発見と一致して、総質量、ガスプロファイル、およびガス質量分率は、静水圧平衡からのわずかな偏差と一致しています。AbellS1063のこの新しい質量モデルは、\textsc{Lenstool}パッケージを介して構築するために使用されるソフトウェアと同様に公開されています。
バイメトリック重力における宇宙進化: 観測制約と LSS シグネチャ
| Title |
Cosmological_Evolution_in_Bimetric_Gravity:_Observational_Constraints_and_LSS_Signatures |
| Authors |
Ajay_Bassi,_Shahnawaz_A._Adil,_Manvendra_Pratap_Rajvanshi,_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11000 |
バイメトリック重力は、ゴーストのない大規模な重力理論の具体的な理論的枠組みを提供する可能性があるため、標準的なGRの興味深い代替手段です。ここでは、宇宙論的な意味合いについてバイメトリック重力モデルのクラスを調査します。バックグラウンドの膨張と、線形および二次での物質摂動の成長を研究します。バイメトリックモデルを制約するために、SnIa(Pantheon+およびSH0ES)、バリオン音響振動(BAO)、成長($f\sigma_{8}$)測定値、およびMegamaserCosmologyProjectからの測定値からの低赤方偏移観測を使用します。バイメトリックモデルは、$\Lambda$CDMモデルと並んで現在のデータと一致していることがわかります。観測制約からバイメトリックモデルの「実効暗エネルギー状態方程式」($\omega_{de}$)および「歪度」($S_{3}$)パラメータを再構築し、現在の低赤方偏移がデータは、$\Lambda$CDMの挙動に関して、$\omega_{de}$および$S_{3}$パラメーターの大幅な偏差を許容します.また、銀河と温度の相関関係を介してISW効果を調べ、最適なバイメトリックを見つけますモデルは、この点で$\Lambda$CDMと同様に動作します。
DESI Legacy Surveys のカタログベースの方法で、強くレンズ化されたクエーサー候補を発見
| Title |
Discovering_strongly_lensed_quasar_candidates_with_catalogue-based_methods_from_DESI_Legacy_Surveys |
| Authors |
Zizhao_He,_Nan_Li,_Xiaoyue_Cao,_Rui_Li,_Hu_Zou,_Simon_Dye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11080 |
初期宇宙観測と局所宇宙観測からのハッブル・ルメートル定数の測定値間の$\sim5\sigma$の不一致によって明らかにされたハッブル張力は、現代の宇宙論における最も重要な問題の1つです。この不一致の原因をよりよく理解するために、強力なレンズ時間遅延などの$H_0$を測定するための独立した手法が必要です。特に、そのようなシステムのサンプルサイズは、統計的不確実性と宇宙分散を最小限に抑えるための鍵であり、DESI(暗エネルギー分光計)のような大規模な天空調査のデータセットを調査することで改善できます。DESILegacyImagingSurveys(DESI-LS)の第9回データリリースに含まれる24,440,816の候補QSOのカタログから候補の多重画像レンズ付きクエーサーを選択することにより、DESI内の可能な強力なレンズ効果時間遅延システムを特定します。空間座標に友人のようなアルゴリズムを使用して、私たちの方法はコンパクトなクエーサーグループの初期リストを生成します。このリストは、その後、グループのメンバーの色の類似性とそれらがクエーサーである可能性を使用してフィルター処理されます。目視検査では、最終的に、グループメンバーの空間構成に基づいて強力なレンズシステムの候補が選択されます。620の新しい候補多重画像レンズ付きクエーサー(グレードA101、グレードB214、グレードC305)を識別します。この数には、分光学的に確認された53の既知のシステムと、他の同様のカタログで特定された既存の候補システムが含まれていません。利用可能になった場合、これらの新しい候補は、DESIからの分光データと測光データを組み合わせることによってさらにチェックされます。この作品の候補のカタログと画像はオンラインで入手できます(https://github.com/EigenHermit/lensed_qso_cand_catalogue_He-22/)。
XXL 調査 銀河団における L. AGN 汚染: 検出と宇宙論的影響
| Title |
The_XXL_Survey_L._AGN_contamination_in_galaxy_clusters:_detection_and_cosmological_impact |
| Authors |
Sunayana_Bhargava,_Christian_Garrel,_Elias_Koulouridis,_Marguerite_Pierre,_Ivan_Valtchanov,_Nicolas_Cerardi,_Ben_J._Maughan,_Michel_Aguena,_Christophe_Benoist,_Cale_Baguley,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Christophe_Adami,_Lucio_Chiappetti,_Cristian_Vignali_and_Jon_P._Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11196 |
銀河団のX線観測は、活動銀河核(AGN)の存在によって定量化が困難な方法で影響を受け、天体物理学と宇宙論の両方のアプリケーションで銀河団の特性の検出と測定に偏りが生じます。自動化されたX線パイプライン技術を使用して、XXLソース検出ソフトウェアでAGN汚染(AC)クラスターの新しい自動化されたクラスを紹介します。それ以外の場合、これらのシステムの大部分は、現在のX線クラスター検出方法では見逃されています。AC選択は、補足的な光学情報と赤外線情報を使用して、AGNとクールコアの存在を区別するのにも効果的です。赤方偏移範囲$0.14\leqz\leq1.03$の25個のクラスターと、X線観測に基づいて中心放射が著しくピークに達している8個の他のソースからなる33個のAC天体を提示します。これらのうち6つは、新たに確認されたクラスターです。XXL調査の見逃された割合を計算します。これは、中央にピークのあるX線プロファイルのために検出されない本物のクラスターの割合として定義されます。X線クラスター検出効率が大幅に低下する範囲で、$z>0.6$を超える7つの未検出のACクラスターを報告します。見逃された割合は、50平方度のXXLエリアで$5\%$のレベルにあると推定されます。見逃されたクラスターからの宇宙論的推定への影響は、XXLでは無視できますが、より大きな調査エリアを考慮すると、基準宇宙論に$\sim3\sigma$の緊張が生じます。この作業は、中央のAGN汚染の結果として、X線調査で見逃されたクラスターの割合を定量化する最初の体系的な試みを示しています。eROSITAやAthenaなどの調査に目を向けると、より広い領域と感度の向上により、クラスターの検出が大幅に強化されるため、AGN汚染を特徴付ける堅牢な方法は、特に赤方偏移$z>1$領域において、正確なクラスター宇宙論にとって重要になります。
銀河団によって強くレンズ化された 3 つの大きな分離クエーサーからのハッブル定数測定
| Title |
Hubble_Constant_Measurement_from_Three_Large-Separation_Quasars_Strongly_Lensed_by_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Kate_Napier,_Keren_Sharon,_H{\aa}kon_Dahle,_Matthew_Bayliss,_Michael_D._Gladders,_Guillaume_Mahler,_Jane_R._Rigby,_Michael_Florian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11240 |
ハッブル定数H0の宇宙マイクロ波背景に基づく決定と距離はしごに基づく決定との間の緊張は、同じ体系的な影響を受けない独立した方法の追求を動機付けます。1964年にRefsdalによって提案された有望な代替手段は、クエーサーなどの強くレンズ化された可変ソースの少なくとも2つの画像の到着時間の間の遅延を伴うH0の逆スケーリングに依存しています。今日まで、Refsdalの方法は主に、銀河団ではなく個々の銀河によってレンズ化されたクエーサーに適用されてきました。マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡のデータと公開された時間遅延測定値の両方を持つ銀河団(SDSSJ1004+4112、SDSSJ1029+2623、およびSDSSJ2222+2745)によって強くレンズ化された3つのクエーサーを使用して、H0を導出し、体系的および統計的不確実性の源。単一の時間遅延測定では十分に制約されたH0値が得られませんが、システムを一緒に分析すると制約が厳しくなります。3つのクラスターレンズクエーサーで測定された6つの時間遅延を組み合わせると、H0=71.5+/-6.1km/s/Mpcが得られます。H0で1%の不確実性に到達するには、SDSSJ1004+4112、SDSSJ1029+2623、およびSDSSJ2222+2745からのものと同様の品質の500オーダーの時間遅延測定のサンプルサイズが必要になると推定します。レンズモデリングの不確実性を2分の1に改善すると、必要なサンプルサイズを120時間遅延に減らすことができ、次の10年で達成できる可能性があります。
局所的な大規模構造速度場の発散と傾斜宇宙論への影響
| Title |
Divergence_of_the_local_large-scale_structure_velocity_field_and_its_implications_for_Tilted_Cosmology |
| Authors |
Erick_Past\'en,_Sebasti\'an_G\'alvez_and_V\'ictor_C\'ardenas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11246 |
$2M++$調査から再構築された局所的な大規模構造の特異な速度場を、流体として扱い、さまざまな近似によって勾配と発散を抽出することによって特徴付けます。この再構築されたフィールドは、最後のSNIAコンパイルPantheon+の特異な赤方偏移を修正するために使用されたため、宇宙論にとって重要です。局所的な速度場は、平均してわずかに収縮する流体として記述できると結論付け、「傾斜宇宙論」モデルに興味深い影響を与えます。結果を傾斜宇宙シナリオの理論的予測と比較するために、収縮領域内の観測者によって測定された見かけの減速パラメーター($\tilde{q}$)の代表値を計算します。予想通り、計算された値は平均スケールの範囲で負であることがわかり、普遍的な膨張に対する私たちの特異な動きによって引き起こされる効果としてダークエネルギーを説明できる可能性があります.
視線速度で発見された最初の周惑星
| Title |
The_First_Circumbinary_Planet_Discovered_with_Radial_Velocities |
| Authors |
Matthew_R._Standing,_Lalitha_Sairam,_David_V._Martin,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Alexandre_C._M._Correia,_Gavin_A._L._Coleman,_Thomas_A._Baycroft,_Vedad_Kunovac,_Isabelle_Boisse,_Andrew_Collier_Cameron,_Georgina_Dransfield,_Jo\~ao_P._Faria,_Micha\"el_Gillon,_Nathan_C._Hara,_Coel_Hellier,_Jonathan_Howard,_Ellie_Lane,_Rosemary_Mardling,_Pierre_F._L._Maxted,_Nicola_J._Miller,_Richard_P._Nelson,_Jerome_A._Orosz,_Franscesco_Pepe,_Alexandre_Santerne,_Daniel_Sebastian,_St\'ephane_Udry,_William_F._Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10794 |
我々は、日食中の連星系の両方の恒星の周りの軌道上にガス巨大惑星を検出したことを報告する。TOI-1338/BEBOP-1cと呼ばれる新しい惑星は、HARPSおよびESPRESSOスペクトログラフで収集された視線速度データを使用して発見されました。分析の結果、周期が215.5日で$65.2~\rm{M_{\oplus}}$の周連星であることがわかりました。これは、視線速度観測のみを使用した周連星系の最初の検出であり、TOI-1338/BEBOP-1はこれまでで2番目に確認された多惑星周連星系になりました。半径速度のデータからは、より小さな内側のトランジット惑星は検出されず、内側の惑星の質量の上限を$21.8~\mathrm{M}_\oplus$に$99\%$の信頼度で設定できます。内惑星は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を使用して、大気の特徴付けが可能な最初の周連星です。
蹄鉄からのミニムーン: 10.4 m のグランテレスコピオ カナリアスでの OSIRIS による 2022 NX1 の物理的特性評価
| Title |
Mini-moons_from_horseshoes:_A_physical_characterization_of_2022_NX1_with_OSIRIS_at_the_10.4_m_Gran_Telescopio_Canarias |
| Authors |
R._de_la_Fuente_Marcos,_J._de_Leon,_C._de_la_Fuente_Marcos,_J._Licandro,_M._Serra-Ricart_and_A._Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10797 |
環境。近地球軌道空間は、地心軌道で一時的に捕獲される可能性のある自然物とスペースデブリによって共有されています。短期間の自然衛星は、しばしばミニムーンと呼ばれます。反射率分光法は、宇宙船の材料と近地球小惑星(NEA)のスペクトルシグネチャが異なるため、一時的な衛星の真の性質を判断できます。最近発見された天体2022NX1は、地球に似た軌道をたどり、それを繰り返しますが一時的な地球の仲間に変えます。2022NX1は人工的な起源を持つか、月の噴出物である可能性が示唆されています。ねらい。ここでは、反射分光法とN体シミュレーションを使用して、2022NX1の性質と実際の起源を特定します。メソッド。10.4mのグランテレスコピオカナリアスでOSIRISカメラスペクトログラフを使用して、2022NX1の観測研究を実施し、そのスペクトルクラスを導き出しました。N体シミュレーションも実行され、NEA空間にどのように到達したかを調査しました。結果。2022NX1の反射スペクトルは、人工的な起源や月の噴出物と互換性がありません。また、分光法が利用可能な他の唯一のミニムーンである2020CD3のVタイプとも異なります。2022NX1の可視スペクトルは、K型小惑星の可視スペクトルと一致していますが、Xk型として分類することもできます。K型とXk型の両方の小惑星の同様のアルベドの典型的な値とその絶対等級を考慮すると、2022NX1は5～15mのサイズ範囲を持つ可能性があります。2022NX1が地球の共軌道空間の縁、1:1の平均運動共鳴に生息し、馬蹄型イベントとミニムーンイベントの共軌道エンゲージメントが繰り返されることを確認します。結論。2022NX1の発見は、ミニムーンが数メートルを超える可能性があること、およびそれらが表面組成に関して不均一な集団に属していることを確認しています。
火星、月、地球の地震活動の太陽共鳴強制力
太陽系の3つの天体(地球、月、火星)のその場での測定結果による地球規模の地震活動は、主に、よく知られているPRg=~154-によって引き起こされる、太陽風の巨視的な羽ばたきの機械的なリーガー共鳴(RR)によるものです。日リーガー周期であり、ほとんどの太陽物理学データタイプと惑星間磁場(IMF)で一般的に検出されます。したがって、InSightミッションの地震発生率は、非常に高い(>>12)忠実度{\Phi}=2.810^6と、385.8-64.3-nHzで99%有意なスペクトルピークのみであることを特徴とするPRgで周期的です(1～180日)惑星エネルギーが最も高いバンド。生データの最長スパン(v.9)のリリースにより、構造的に活発な火星を除くRR全体が明らかになりました。確認のために、2015年10月から2019年2月までのMw5.6+の地震、およびすべての(1969年から1977年)アポロミッションの月震の発生率を分析します。磁気圏とIMFの影響を切り離すために、地球磁気圏尾部対IMFのトラバーサル中の地球と月の地震活動を研究しています。分析は、99-67%の信頼度と{\Phi}>>12の忠実度で、(不特定多数の)月震とMw5.6+の地震もリーガー期に再発することを示しました。スペクトルピークの約半分は分割されますが、通常のリーガー周期に平均化されたクラスターにも分割され、磁気尾部の再接続によって信号がクリアされます。太陽プラズマのダイナミクスは、磁気的に捕捉されたプラズマと固体物質内に埋め込まれた水分子との間の電気的サージまたは磁気流体力学的相互作用により地震を引き起こす可能性があるという以前の主張が確認されています。この結果は、地震活動の現象を再解釈し、地球規模のマグニチュードスケールに依存することを求めています。太陽風の巨視的ダイナミクスの予測可能性は、初めて手の届くところにあり、地震や気象の予測、宇宙ミッションの安全性に利益をもたらします。
異常な M 矮星の暖かい木星 TOI-1899~b: 軌道および惑星パラメータの改良
| Title |
The_unusual_M-dwarf_Warm_Jupiter_TOI-1899~b:_Refinement_of_orbital_and_planetary_parameters |
| Authors |
Andrea_S.J._Lin,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Jaime_A._Alvarado-Montes,_Caleb_I._Ca\~nas,_Shubham_Kanodia,_Leslie_Hebb,_Eric_L._N._Jensen,_Suvrath_Mahadevan,_Luke_C._Powers,_Tera_N._Swaby,_John_Wisniewski,_Corey_Beard,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Robert_C._Frazier,_Connor_Fredrick,_Michael_Gully-Santiago,_Samuel_Halverson,_Sarah_E._Logsdon,_Michael_W._McElwain,_Caroline_Morley,_Joe_P._Ninan,_Jayadev_Rajagopal,_Lawrence_W._Ramsey,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Daniel_J._Stevens,_Ryan_C._Terrien,_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10837 |
TOI-1899~bはまれな系外惑星であり、M型矮星を周回する温帯の暖かい木星であり、\citet{Canas2020_toi1899}によってTESSの単一トランジットイベントから最初に発見されました。精密RVスペクトログラフHPFおよびNEIDからの新しい動径速度(RV)を、追加のTESS測光および地上ベースのトランジットフォローアップと共に使用して、$P=29.090312_{-0.000035のはるかに正確な軌道周期を導き出すことができます。}^{+0.000036}$~d、半径$R_p=0.99\pm0.03$~\unit{R_{J}}。また、惑星の質量、$M_p=0.67\pm{0.04}$~\unit{M_{J}}、および2$\sigma$($e=0.044_{-0.027}^{+0.029}$)。TOI-1899~bは、既知の最もクールな($T_{eq}\approx$380~K)M矮星の周りの木星サイズのトランジット惑星としてパラメータ空間のユニークな領域を占めています。JWSTによる透過分光法と潮汐進化の研究を通じて、これらの希ガス巨人の形成と移動メカニズムに関する手がかりを提供する大きな可能性があることを示しています。
潜在的に岩石の多い惑星 L 98-59 c の透過スペクトル
| Title |
The_transmission_spectrum_of_the_potentially_rocky_planet_L_98-59_c |
| Authors |
Thomas_Barclay,_Kyle_B._Sheppard,_Natasha_Latouf,_Avi_M._Mandell,_Elisa_V._Quintana,_Emily_A._Gilbert,_Giuliano_Liuzzi,_Geronimo_L._Villanueva,_Giada_Arney,_Jonathan_Brande,_Knicole_D._Col\'on,_Giovanni_Covone,_Ian_J.M._Crossfield,_Mario_Damiano,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Thomas_J._Fauchez,_Stefano_Fiscale,_Francesco_Gallo,_Christina_L._Hedges,_Renyu_Hu,_Edwin_S._Kite,_Daniel_Koll,_Ravi_K._Kopparapu,_Veselin_B._Kostov,_Laura_Kreidberg,_Eric_D._Lopez,_James_Mang,_Caroline_V._Morley,_Fergal_Mullally,_Susan_E._Mullally,_Daria_Pidhorodetska,_Joshua_E._Schlieder,_Laura_D._Vega,_Allison_Youngblood,_Sebastian_Zieba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10866 |
ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ~3を使用して、地球半径1.35+/-0.07の惑星L98-59cの観測を提示します。L98-59は近く(10.6pc)の明るい(H=7.4等)M3V星で、トランジットする3つの小さな惑星を抱えています。L98-59は、トランジットする多惑星系に最も近いことが知られている惑星系の1つであり、同じ恒星環境で形成された岩石惑星の大気を調べて比較する絶好の機会の1つです。1回のトランジット中にL98-59cの透過スペクトルを測定したところ、抽出されたスペクトルは、大気の存在を示す波長依存のトランジット深さの変化のわずかな証拠を示していました。フォワードモデリングは、透過スペクトルの形状に基づいて惑星の可能な大気組成を制約するために使用されました。L98-59はかなり静かな星ですが、星の活動の証拠が見られたので、信号源が主星表面の不均一性に由来するというシナリオを除外することはできません。興味をそそられますが、私たちの結果は決定的ではなく、大気信号を確認するには追加のデータが必要です.幸いなことに、追加のデータがHSTとJWSTの両方からすぐに収集されます。この結果が追加のデータで確認された場合、L98-59cは、検出された大気を持つ最初の地球半径2より小さい惑星であり、JWSTによって詳細に研究される既知の大気を持つ最初の小さな惑星の1つです。
FAST を使用した 33 の太陽系外惑星系に向けたターゲット SETI 観測のマルチビーム ブラインド サーチ
| Title |
Multibeam_Blind_Search_of_Targeted_SETI_Observations_toward_33_Exoplanet_Systems_with_FAST |
| Authors |
Xiao-Hang_Luan,_Zhen-Zhao_Tao,_Hai-Chen_Zhao,_Bo-Lun_Huang,_Shi-Yu_Li,_Cong_Liu,_Hong-Feng_Wang,_Wen-Fei_Liu,_Tong-Jie_Zhang,_Vishal_Gajjar,_and_Dan_Werthimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10890 |
地球外知的生命体の探索(SETI)は、人工無線信号など、地球外生命に関連する技術的特徴を探索することです。本稿では、マルチビーム同時計数一致(MBCM)戦略を適用し、MBCMブラインド検索モードと呼ぶMBCMに基づく新しい検索モードを提案します。私たちの最近の対象を絞ったSETI研究では、33の太陽系外惑星系が500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)によって観測されています。このブラインド検索モードでは、2つの直交する直線偏波方向で$1.05～1.45$GHzにわたる狭帯域ドリフト信号を個別に検索します。2つの特別な信号があり、1つはブラインド検索モードでのみ検出でき、もう1つはブラインド検索モードとターゲット検索モードの両方で検出できます。この結果は、新しいブラインド検索モードの大きな利点を明らかにしています。ただし、偏波、ドリフト、周波数、ビームカバレッジ特性などの多くの証拠に基づいて、特別な信号がETI信号である可能性を排除します。私たちの観測は前例のない感度を達成し、私たちの仕事は地球外信号の偏波分析へのより深い理解を提供します。
2018年の接近中の超活動彗星46P / Wirtanenの活動と組成
| Title |
Activity_and_composition_of_the_hyperactive_comet_46P/Wirtanen_during_its_close_approach_in_2018 |
| Authors |
Y._Moulane,_E._Jehin,_J._Manfroid,_D._Hutsem\'ekers,_C._Opitom,_Y._Shinnaka,_D._Bodewits,_Z._Benkhaldoun,_A._Jabiri,_S._Hmiddouch,_M._Vander_Donckt,_F._J._Pozuelos,_and_B._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10954 |
活動亢進彗星は、活動が予想よりも高い彗星の小さなグループです。それらは、核のサイズに基づいて必要以上に水を放出しているようであり、彗星46P/Wirtanenはその1つです。その活動と組成の進化を調査することで、太陽系星雲におけるその起源と形成領域についての手がかりが得られる可能性があります。2018年の46P彗星の地球への例外的な接近を考慮して、近日点前後の日心距離の関数として、その活動と組成の進化を研究することを目指しています。私たちは両方のTRAPPIST望遠鏡を使用して、広帯域フィルターと狭帯域フィルターを使用してほぼ1年間彗星を監視しました。5つのガス種の生成速度を導き出しました。OH、NH、CN、C$_3$およびC$_2$、HaserモデルとA($\theta$)f$\rho$、ダストプロキシパラメーターを使用。彗星はまた、CとNの同位体比、酸素禁制線比、およびNH$_2$オルト-パラ比を測定するために、8mESOVLTに取り付けられた2つの光学高分解能分光器UVESとESPRESSOで観測されました。私たちはほぼ1年間、さまざまな種の生産率の増減と、近日点前後の46Pのダスト活動を追跡しました。彗星の軌道に沿ったCNとOHに関する相対存在量は、一定で対称的な存在比と典型的なコマ組成を示しています。高ケイデンス観測と数夜にわたる長い一連のCN画像を使用して核の自転周期を決定し、近日点で(9.18$\pm$0.05)時間の値を得ました。46Pコマの高解像度スペクトルを使用して、100$\pm$20および150$\pm$30のCおよびN同位体比と、0.23$\pm$0.02の緑対赤禁制酸素[OI]線比を導出しました。3.31$\pm$0.03のNH$_2$オルト-パラ比を測定し、27$\pm$1Kのスピン温度に対応する1.19$\pm$0.03のアンモニア比を導出しました。
| Title |
Semi-automatic_meteoroid_fragmentation_modeling_using_genetic_algorithms |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_Henych,_Ji\v{r}\'i_Borovi\v{c}ka,_Pavel_Spurn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11076 |
隕石は小惑星や彗星の破片です。それらは、親体の物理的および化学的特性に対する独自のプローブとして機能します。流星体が地球の大気と衝突して流星または火球になるときに、これらの特性のいくつかを導き出すことができます。流星体が機械的に強く、隕石を落とすのに十分遅い場合、さらに多くの情報を取得できます。明るい流星の物理モデリングを通じて、大気中のそれらの断片化を説明します。また、それらの機械的強度と破片の質量分布を導出します。一部は隕石として地面に衝突する可能性があります。並列遺伝的アルゴリズムを使用して流星の断片化モデリングの半自動プログラムを開発しました。これにより、流星体の最も可能性の高い分裂カスケードを決定し、その初期質量と速度を特定することができました。これらのパラメーターは、流星体の太陽中心軌道を導出し、別の天体としての可能性のある年齢に制約を課すために使用できます。このプログラムは、私たちがテストした火の玉の大部分に対してもっともらしい解決策を提供し、解決策の品質は手動の解決策に匹敵します.2つの解は詳細には同じではありませんが、より大きな破片の破片質量やそれらの機械的強度の代用などの派生量は非常に似ています。この方法で、主な流星群に属する流星体と例外的な火球を引き起こす流星体の両方の力学特性と構造を説明したいと思います。
地球外から金星外まで - 反射光のフラックスと偏光シグネチャ
| Title |
From_exo-Earths_to_exo-Venuses_-_Flux_and_Polarization_Signatures_of_Reflected_Light |
| Authors |
Gourav_Mahapatra,_Fouad_Abiad,_Loic_Rossi,_Daphne_M._Stam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11314 |
ハビタブルゾーンにある地球型系外惑星はいたるところに存在します。しかし、どちらが地球に似た気候なのか金星に似た気候なのかは不明です。異なる惑星タイプを区別することは、惑星が居住可能かどうかを判断するために重要です。外地球と外金星を区別するための偏光測定の可能性を調査します。現在の地球から現在の金星までの進化的状態の大気を持つ太陽系外惑星によって反射される星の光の計算されたフラックスと偏光を提示し、雲の組成は純水から0.75硫酸溶液までの範囲で、波長は0.3～2.5ミクロンです。反射光の偏光は、全光束よりも遊星位相角により大きな変動を示します。可視域全体では、雲の上のレイリー散乱と40度の位相角付近の虹のために、水の雲がある地球のような大気で最大の偏光に達します。近赤外線では、金星のようなCO2大気と薄い水雲を持つ惑星が、小さな雲滴による散乱による最も顕著な偏光特性を示します。アルファケンタウリAの周りの惑星は、空間的に未解決の星惑星系の惑星の軌道に沿って、反射光束に10E-13W/m3のオーダーの時間変動を残し、惑星の軌道に沿った偏光度に10E-11を残すだろう。星と惑星のコントラストは10E-10のオーダーです。現在の旋光計は、空間的に解像されていない地球型系外惑星の考えられる進化段階を区別できません。偏光していない星明かりの背景にある惑星信号を識別するには、10E-10に近い感度が必要だからです。10E-9よりも低い惑星と星のコントラストに到達できる望遠鏡は、惑星の分解された偏光度の変化をその位相角の関数として観察できるはずであり、その結果、太陽系外地球と太陽系外金星に基づいて太陽系外地球を識別することができるはずです。雲のユニークな分極サイン。
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) IX.銀河の質量、星形成率、金属量の関係に対するガス流の影響
| Title |
MusE_GAs_FLOw_and_Wind_(MEGAFLOW)_IX._The_impact_of_gas_flows_on_the_relations_between_the_mass,_star_formation_rate_and_metallicity_of_galaxies |
| Authors |
I._Langan,_J._Zabl,_N._F._Bouche,_M._Ginolfi,_G._Popping,_I._Schroetter,_M._Wendt,_J._Schaye,_L._Boogaard,_J._Freundlich,_J._Richard,_J._Matthee,_W._Mercier,_T._Contini,_Y._Tuo,_M._Cherrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10779 |
ガス流イベントと主要な銀河スケーリング関係との間のリンクを研究します。星形成率(SFR)と星の質量(主系列、MS)、ガスの金属量と星の質量(質量-金属量の関係、MZR)とガスの関係。金属量、星の質量、およびSFR(基本的な金属量の関係、FMR)。MusEGAsFLOwandWind(MEGAFLOW)サーベイの22のMUSEフィールドですべての星形成銀河(SFG)を使用して、$M=10^8-10^{赤方偏移0.35<z<0.85で11.5}$$M_\odot$。MUSEデータと0.85<z<1.4での相補的なX-Shooterスペクトルを使用して、これらのスケーリング関係に関連して、銀河周縁ガスの流入または流出に関連する21のSFGの位置を決定します(つまり、バックグラウンドクエーサースペクトルに強いMgII吸収がある)。ガス流のない(つまり、クエーサーの70kpc以内にMgII吸収がない)銀河の対照サンプルと比較して、流入イベント(つまり、長軸に沿ったMgII吸収)のあるSFGは優先的にMSの上に位置し、流出イベントのあるSFGは優先的にMSの上に位置します。(すなわち、短軸に沿ったMgII吸収)は、優先的により金属が豊富です。私たちの観測は、金属含有量を希釈しながらガスの降着がSFRを増加させるシナリオと、より金属が豊富な銀河で銀河周回流出が見られるシナリオを支持しています。
銀河環境に対するクエーサーのフィードバック
クエーサーの流出は、クエーサー環境に位置する銀河の星形成を抑制(負の)または強化(正のフィードバック)する可能性があります。考えられる結果は、クエーサー($\sigma$)とサテライト($\sigma_*$)のハロー速度分散、相対距離$d$、サテライトディスク半径$r_d$の4つのパラメーターに依存します。(i)$\sigma_*<164\\sigma_{200}^{2/3}\,\rmkm\s^{-1}$の小さな衛星では、星形成が抑制されています。(ii)より大きな衛星では、次の正のフィードバック基準が満たされている場合、星の形成、したがってUV/FIR光度は、典型的な期間が$5-10$Myrのバーストで$>80$\%ブーストされます。${d}/{r_d}<15(Q/\eta)^{1/2}\sigma_{200}$、ここで、$Q\approx1$はサテライトディスクトゥームレパラメータです。サテライトガスの完全な除去を防ぐには、破壊パラメータ(式17を参照)を$\eta>1$にする必要があります。私たちの予測を、平均で$z\simeq6$QSOの衛星を観測した衛星は、同じ赤方偏移のフィールド銀河に対して$3\times$高い率で星を形成したというALMAデータの結果と比較します。モデルのさらなるテストが提案されています。
流体力学シミュレーションにおける金属吸収体の統計におけるイオン化バックグラウンドの役割
| Title |
Role_of_ionizing_background_on_the_statistics_of_metal_absorbers_in_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Sukanya_Mallik,_Raghunathan_Srianand,_Soumak_Maitra,_Prakash_Gaikwad,_Nishikanta_Khandai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10788 |
OVI、CIV、およびNeVIII吸収体の統計的特性を低$z$(つまり、$z<0.5$)で調べます「風」とAGNフィードバックの両方が組み込まれています。シミュレーションごとに、広範囲の全銀河イオン化UVバックグラウンド(UVB)を考慮することにより、列密度($N$)、$b$パラメータ、速度拡散($\DeltaV_{90}$)、$N$と$b$パラメータの関係、および$N$(HI)の関数として検出可能な金属線を示すLya吸収体の割合は、使用するUVBの影響を受けます。これは、UVBが特定の吸収線に寄与するガスの密度、温度、および金属量の範囲を変更するためです。ここで検討したシミュレーションでは、異なるシミュレーション間で予測された分布のいくつかの違いが、特定のシミュレーションのUVBを変化させることによって得られたものと類似していることを示しています。OVI吸収体の観察された特性のほとんどは、より低いOVIイオン化率でUVBを使用する場合、「WIND+AGN」フィードバックを使用したSherwoodシミュレーションによってほぼ一致します。ただし、このシミュレーションでは、検出可能な金属を含むCIVおよびHI吸収体の割合の観察された分布を生成できません。したがって、HIおよび金属イオンの観察された特性を使用して、さまざまなフィードバックプロセスおよび/またはUVBを制約するために、さまざまな観察可能なパラメーターの同時分析を実行することが重要です。
サンバーストアークとその周囲の星雲にあるライマン連続体から漏れるスーパースタークラスター
| Title |
The_Lyman-continuum-leaking_super_star_cluster_in_the_Sunburst_Arc_and_its_surrounding_nebula |
| Authors |
Massimo_Pascale,_Liang_Dai,_Christopher_F._McKee,_Benny_T.-H._Tsang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10790 |
強いレンズ作用は、私たちの宇宙の裏庭ではめったに見られないスーパースタークラスターの形成と初期の進化を研究するための貴重な機会を提供します。レンズ効果のあるコズミックヌーンギャラクシーであるサンバーストアークには、ライマン連続体放射が漏れている若いスーパースタークラスターがあります。VLT/MUSEとX-shooterからのアーカイブHST画像と輝線データを分析して、星団とその周囲の光電離星雲の物理モデルを構築します。クラスターが$\sim3\mbox{--}4\,$Myr古いものであり、非常に大規模な$M_\star\sim10^7\,M_\odot$であることを確認します。数パーセクで、金属性$Z=(0.26\pm0.03)\,Z_\odot$が見つかります。この星団は、$P\sim10^9\,{\rmK}\,{\rmcm}^{-3に加圧された$\gtrsim10^5\,M_\odot$の高密度の雲に囲まれています。}$は、おそらく10パーセク以内の恒星放射によるものです。これらは、放射圧による急速な放出に耐えられるように、大きなニュートラルカラム$N_{\rmHI}>10^{22.5}\,{\rmcm}^{-2}$を持つ必要があります。雲はシリコンの気相枯渇を示しているため、ほこりっぽい可能性が高く、$N_{\rmHI}>10^{24}\,{\rmcm}^{-2}$の場合、二次星形成を助長する可能性がありますまたは、クラスターの中心に向かってさらに沈む場合。強い${\rmNIII]}\lambda\lambda$1750,1752を検出すると、重度の窒素濃縮$\log({\rmN/O})=-0.23^{+0.08}_{-0.11}$が推測されます。これには、$60\,M_\odot$より重い大質量星から最大4Myrまでの高圧雲に$\gtrsim500\,M_\odot$の窒素を効率的に保持する必要があります。高圧雲の物理的起源は、ゆっくりとした大質量星噴出物の部分的または完全な凝縮にあると考えられます。これは、球状星団内の複数の星集団のパズルに重要な意味を持つ可能性があります。
| Title |
The_SCUBA-2_Large_eXtragalactic_Survey:_850um_map,_catalogue_and_the_bright-end_number_counts_of_the_XMM-LSS_field |
| Authors |
T._K._Garratt,_J._E._Geach,_Y._Tamura,_K._E._K._Coppin,_M._Franco,_Y._Ao,_C._-C._Chen,_C._Cheng,_D._L._Clements,_Y._S._Dai,_H._Dannerbauer,_T._R._Greve,_B._Hatsukade,_H._S._Hwang,_L._Jiang,_K._Kohno,_M._P._Koprowski,_M._J._Michalowski,_M._Sawicki,_D._Scott,_H._Shim,_T._T._Takeuchi,_W._-H._Wang,_Y._Q._Xue,_C._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10801 |
JamesClerkMaxwellTelescopeSCUBA-2LargeeXtragalacticSurvey(S2LXS)の一部として170時間観測されたXMM-LSSフィールドの850um画像を提示します。S2LXSXMM-LSSは9平方度の領域をマッピングし、1シグマ~4mJy/ビームの中程度の深さに達します。これは、これまでにJCMTによって850umでマッピングされた銀河外空の最大の連続領域です。S2LXSXMM-LSSサーベイの広い範囲により、非常に明るい(S_850um>15mJy)が、まれなサブミリ単位の集団を調べることができます。S2LXSXMM-LSSカタログを提示します。これは、5シグマを超える有意性で検出された40のソースで構成され、ブーストされたフラックス密度は7mJyから48mJyの範囲です。7mJyを超える磁束密度で850um数カウントの明るい端を確実に測定し、既存の測定値と比較してポアソン誤差を低減します。S2LXSXMM-LSSで観測された数のカウントは、明るいフラックスで特徴的な上昇を示しています。これは、サブミリ波放射の局所的発生源と高赤方偏移の強くレンズ化された銀河によって動機付けられると予想されます。観測された850umの数のカウントは、15秒角のビームからの強力なレンズ効果またはソースブレンディングのいずれかを含むモデル予測によって最もよく再現されることがわかりました。ここに示すS2LXSXMM-LSS850umマップと>5シグマカタログを公開します。
気泡と流出: z=1.59 の隠されたクエーサー XID2028 の新しい JWST/NIRSpec ビュー
| Title |
Bubbles_and_outflows:_the_novel_JWST/NIRSpec_view_of_the_z=1.59_obscured_quasar_XID2028 |
| Authors |
Giovanni_Cresci,_Giulia_Tozzi,_Michele_Perna,_Marcella_Brusa,_Cosimo_Marconcini,_Alessandro_Marconi,_Stefano_Carniani,_Marisa_Brienza,_Marcello_Giroletti,_Francesco_Belfiore,_Michele_Ginolfi,_Filippo_Mannucci,_Lorenzo_Ulivi,_Jan_Sholtz,_Giacomo_Venturi,_Santiago_Arribas,_Hanna_\"Ubler,_Francesco_D'Eugenio,_Matilde_Mingozzi,_Barbara_Balmaverde,_Alessandro_Capetti,_Eleonora_Parlanti,_Tommaso_Zana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11060 |
強力なアウトフローの形をしたクエーサーフィードバックは、銀河での星形成を抑制する重要なメカニズムとして呼び出されますが、直接的な観測による証拠はまだ不足しており、議論されています。ここでは、z=1.59の原型の隠蔽されたクエーサーXID2028のEarlyReleaseScienceJWSTNIRSpecIFU観測を提示します。このターゲットは、既存の広範な多波長のおかげで、AGN銀河共進化のピークエポックにおけるQSOフィードバックを研究するためのユニークなテストケースを表します。イオン化された成分と分子成分の両方で検出されたカバレッジと大規模で拡張された流出。JWSTの前例のない感度と空間分解能により、NIRSpecデータセットは、以前はシーイングが制限された地上ベースのデータに隠されていたイオン化ガスの運動学と形態の豊富な構造を明らかにします。特に、銀河の星間物質とQSO駆動のアウトフローとラジオジェットとの間の相互作用の証拠が見つかりました。これは、以前の観測で検出された高速で拡張された風が出現している膨張バブルを生成しています。新しい観測は、AGNジェット/風とホスト銀河のISMとの間の複雑な相互作用を確認し、AGNフィードバックにおける低光度電波ジェットの役割を強調し、高赤方偏移でのフィードバックの詳細な研究についてNIRSpecによって開かれた新しいウィンドウを紹介します。.
ガイアからの 202 個の散開星団の多重度の割合
| Title |
The_multiplicity_fraction_in_202_open_clusters_from_Gaia |
| Authors |
J._Donada,_F._Anders,_C._Jordi,_E._Masana,_M._Gieles,_G._Perren,_L._Balaguer-N\'u\~nez,_A._Castro-Ginard,_T._Cantat-Gaudin,_L._Casamiquela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11061 |
この研究では、拡張された太陽近傍(太陽から1.5kpcより近い)にある202個の散開星団について、質量比の高い連星の割合を推定します。これは、質量比が$0.6_{-0.15}^{+0.05}より大きい主系列系の未解決および全(近連星)多重度分数を含む、これまでの散開星団における多重度分数の最大の均一カタログの1つです。$.未解決の多重度分数は、観測された散開星団のガイア色等級図に柔軟な混合モデルを適用して推定されます。次に、カスタムGaiaシミュレーションを使用して、解決されたシステムを説明し、総多重度分数を導き出します。調査対象の散開星団の年齢は6.6Myrから3.0Gyrで、総質量比多重度の割合は6%から80%で、中央値は18%です。予想通り、多重度の割合は主星の質量とともに増加します。クラスターごとの平均多重度の割合は、散開星団の年齢が約100Myrまでの全体的な減少傾向を示し、それを超えると傾向が増加します。私たちのシミュレーションは、この傾向のほとんどが複雑な選択効果によって引き起こされることを示しています（多重度分数の質量依存性とサンプルの大きさの限界によって導入されました）。さらに、多重度の割合は、銀河内のクラスターの位置と有意に相関していません。多重度分数の広がりは、クラスターメンバーの数と共に大幅に減少します(クラスター質量のプロキシとして使用されます)。また、フィールドスターを使用した最近の研究と一致して、多重度の割合が金属量とともに減少することもわかりました。
SDSS における CASSOWARY 重力レンズ効果のある銀河の分光法: $z=1.42$ での非常に明るい再電離時代のアナログの特徴付け
| Title |
Spectroscopy_of_CASSOWARY_gravitationally-lensed_galaxies_in_SDSS:_characterisation_of_an_extremely_bright_reionization-era_analog_at_$z=1.42$ |
| Authors |
Ramesh_Mainali,_Daniel_P._Stark,_Tucker_Jones,_Richard_S._Ellis,_Yashar_D._Hezaveh_and_Jane_R._Rigby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11264 |
CASSOWARYサーベイから選択した$z\simeq1-3$にある16個の明るい($r=19-21$)重力レンズ銀河の新しい観測結果を提示します。私たちのサンプルに含まれているのは$z=1.42$銀河CSWA-141で、高い赤方偏移(g=20.5)で、大きなsSFR(31.2Gyr$^{-1}$)と、[OIII]+H$\beta$相当幅(EW$_{\rm{[OIII]+H\beta}}$=730~\r{A})$で予想される平均値とほぼ同じz\simeq7-8$.この論文では、強力なCIII]放出を調節する要因を理解することを目的として、サンプルの静止フレームUV星雲線放出を調査します。私たちのサンプルのほとんどの光源は弱いUV線放射を示していますが、CSWA-141のスペクトルではCIII]の上昇が見られます(EW$_{\rm{CIII]}}$=4.6$\pm1.9$~\r{A})他の顕著な輝線(OIII]、SiIII]、FeII$^\star$、MgII)の検出と共に。高赤方偏移銀河の静止光線特性を強いおよび弱いCIII]放射と比較し、最も強いUV線放射を持つシステムは、若い星の集団と、適度に金属が少なく、高度にイオン化された、一貫した星雲ガスを持つ傾向があることを発見しました。低赤方偏移と高赤方偏移で傾向が見られます。CSWA-141の明るさは、$z>6$で一般的になる極端な輝線銀河の詳細な調査を可能にします。CIII]ダブレットによってトレースされたガスは、[OII]および[SII]によってトレースされたガスよりも高い密度をプローブする可能性が高いことがわかります。スペクトル分解されたMgII輝線といくつかの低電離吸収線の特徴付けは、若い星の周りの中性ガスが光学的に薄く、電離放射線の放出を促進する可能性があることを示唆しています。
近くのタイプ IIP 超新星 2004et および 2017eaw におけるダスト貯留層の JWST 発見
| Title |
JWST_Discovery_of_Dust_Reservoirs_in_Nearby_Type_IIP_Supernovae_2004et_and_2017eaw |
| Authors |
Melissa_Shahbandeh_(JHU,_STScI),_Arkaprabha_Sarangi,_Tea_Temim,_Tamas_Szalai,_Ori_D._Fox,_Samaporn_Tinyanont,_Eli_Dwek,_Luc_Dessart,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Ryan_J._Foley,_Jacob_Jencson,_Justin_Pierel,_Szanna_Zsiros,_Armin_Rest,_WeiKang_Zheng,_Jennifer_Andrews,_Geoffrey_C._Clayton,_Kishalay_De,_Michael_Engesser,_Suvi_Gezari,_Sebastian_Gomez,_Shireen_Gonzaga,_Joel_Johansson,_Mansi_Kasliwal,_Ryan_Lau,_Ilse_De_Looze,_Anthony_Marston,_Dan_Milisavljevic,_Richard_O'Steen,_Matthew_Siebert,_Michael_Skrutskie,_Nathan_Smith,_Lou_Strolger,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Qinan_Wang,_Brian_Williams,_Robert_Williams,_Lin_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10778 |
超新星(SN)爆発は、銀河、星、および惑星系の種を提供する、宇宙の塵の可能性のある源として何十年も求められてきました。SN1987Aは重要なSNダスト形成の最も有望な例の1つを提供しますが、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)まで、機器は伝統的に後期(>爆発後1年)とより長い波長(つまり、>10um)類似のダスト貯留層を検出します。ここでは、2つの歴史的なタイプIIPSNeである2004etとSN2017eawのJWST/MIRIによる観測結果を、それぞれ爆発から18年後と5年後に提示します。スペクトルエネルギー分布をダストの質量と温度の関数として当てはめ、そこからダストの形状、起源、および加熱メカニズムを制約することができます。SNe2004etと2017eawのダスト質量の90%信頼下限を、それぞれ>0.014と>4e-4M_sunに設定します。さらに低い温度ではより多くのダストが存在する可能性があり、光学的深度が高いために不明瞭になる可能性があります。噴出物でのダスト形成が最も妥当で一貫したシナリオであると結論付けています。観測されたダストは、星周媒体との進行中の衝撃相互作用によって、約100～150Kまで放射加熱されています。採用された最適なフィットまたは加熱メカニズムに関係なく、SN2004etの推定ダスト質量は、これまでのところ銀河系外SNeで2番目に高い(SN1987Aに次ぐ)推定ダスト質量であり、宇宙における潜在的な重要なダスト源としてのSNeの可能性を促進しています。.
コア崩壊超新星(CCSN)の内部エンジンのモデル化における最大の不確実性の1つは、ニュートリノの自己相互作用によって駆動されるニュートリノフレーバー変換です。CCSNの現実的な流体プロファイルの下で、ニュートリノ-物質相互作用の本質的なセットを使用して、マルチエネルギー、マルチアングル、3フレーバーフレームワーク、および球対称における一般相対論的量子運動ニュートリノ輸送の大規模な数値シミュレーションを実行します。私たちの結果は、高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)により、ゲイン領域でのニュートリノ加熱が$\sim50\%$減少することを示唆しています。また、ニュートリノの総光度が$\sim30\%$増加することもわかりました。これは主に、FFCによる重いレプトンニュートリノの大幅な増加によるものです。この研究は、FFCが遅延ニュートリノ加熱メカニズムに重大な影響を与えるという証拠を提供します。
マルチメッセンジャーの制約に照らして、連続した一次相転移を伴う相対論的混成星
| Title |
Relativistic_hybrid_stars_with_sequential_first-order_phase_transitions_in_light_of_multimessenger_constraints |
| Authors |
Jia_Jie_Li_(SWU,_Chongqing),_Armen_Sedrakian_(FIAS,_Frankfurt_and_Wroclaw_U.),_Mark_Alford_(Washington_U.,_St._Louis) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10940 |
この作業では、クォーク物質が一次相転移によって分離された低密度相と高密度相を持つコンパクト星の特性を検討します。したがって、一般的に考えられているハドロン物質からクォーク物質への単相転移の場合とは異なり、ハイブリッド星のモデルには、ハドロン物質から低密度クォーク物質相への連続的な相転移が含まれています。NICER実験からの中性子星の質量と半径の制約、中性子スキンの厚さの実験的推論を考慮して、単相転移を伴う混成星のパラメータ空間に関する以前の研究を、逐次相転移を伴うものに拡張します。PREX-II実験による鉛原子核と重力波イベントGW170817による潮汐変形能の制約。双子と三重項の両方の構成、つまり、2つと3つの異なる半径の値を持つ同一質量の星が発生する質量の範囲を決定します。
クモのミリ秒パルサー連星におけるガンマ線食からの中性子星質量推定
| Title |
Neutron_star_mass_estimates_from_gamma-ray_eclipses_in_spider_millisecond_pulsar_binaries |
| Authors |
C._J._Clark,_M._Kerr,_E._D._Barr,_B._Bhattacharyya,_R._P._Breton,_P._Bruel,_F._Camilo,_W._Chen,_I._Cognard,_H._T._Cromartie,_J._Deneva,_V._S._Dhillon,_L._Guillemot,_M._R._Kennedy,_M._Kramer,_A._G._Lyne,_D._Mata_S\'anchez,_L._Nieder,_C._Phillips,_S._M._Ransom,_P._S._Ray,_M._S._E._Roberts,_J._Roy,_D._A._Smith,_R._Spiewak,_B._W._Stappers,_S._Tabassum,_G._Theureau,_G._Voisin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10995 |
信頼できる中性子星の質量測定は、冷たい核物質の状態方程式を決定するための鍵ですが、これらはまれです。「BlackWidows」と「Redbacks」は、ミリ秒パルサーと半縮退伴星からなるコンパクトな連星です。光学的に明るいコンパニオンの分光法は、それらの動径速度を決定し、傾斜角に依存するパルサーの質量推定値を提供します。傾斜は光学的光度曲線の微妙な特徴から推測できますが、そのような推定値は不完全な加熱モデルと十分に理解されていない変動性のために体系的に偏っている可能性があります。フェルミ広域望遠鏡からのデータを使用して、49のスパイダーシステムからのガンマ線食を検索し、原型のブラックウィドウPSRB1957$+$20を含む7つのシステムで重要な食を発見しました。ガンマ線食は、伴星によるパルサーの直接掩蔽を必要とするため、ガンマ線食の検出または有意な除外は、連星傾斜角を厳密に制限し、モデルに依存しない新しいロバストなパルサー質量制約を提供します。PSRB1957$+$20の場合、食は光学的光度曲線モデリングから推測されるよりもはるかに軽いパルサー($M_{\rmpsr}=1.81\pm0.07\,M_{\odot}$)を意味します。
銀河中心に向かう 2 つの高度に変化する中間極における周期性の発見
| Title |
Discovery_of_periodicities_in_two_highly_variable_intermediate_polars_towards_the_Galactic_Center |
| Authors |
Samaresh_Mondal,_Gabriele_Ponti,_Frank_Haberl,_Kaya_Mori,_Nanda_Rea,_Mark_R._Morris,_Sergio_Campana,_and_Konstantina_Anastasopoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11001 |
Fe$K_{\alpha}$複合体の放出と脈動を2つの非常に変化しやすいソース(4XMMJ174917.7--283329、4XMMJ174954.6--294336)で発見しました。4XMMJ174917.7--283329の6.4および6.7keV線の等価幅は、それぞれ$99^{+84}_{-72}$および$220^{+160}_{-140}$eVです。連続体は、プラズマ温度$kT=13^{+10}_{-2}$keVの部分吸収apecモデルによって適合されます。白色矮星(WD)の推定質量は$0.9^{+0.3}_{-0.2}\M_{\odot}$です。$1212\pm3$sの周期と$26\pm6\%$のパルス分数の脈動を検出しました。4XMMJ174954.6--294336の光度曲線は、非対称の食と傾斜の挙動を示します。今日まで、これはX線で皆既日食を示す2番目の中間極(IP)です。光源のスペクトルは、光子指数$\Gamma=0.4\pm0.2$のべき法則モデルによって特徴付けられます。6.4keVと6.7keVの鉄線の等価幅は、それぞれ$171^{+99}_{-79}$と$136^{+89}_{-81}$eVです。連続体は、$kT\sim35$keVの温度を持つ光学的に薄いプラズマからの放出によって記述されます。WDの推定質量は$1.1^{+0.2}_{-0.3}\M_{\odot}$です。周期が$1002\pm2$秒のソースからコヒーレントな脈動を発見しました。パルス分数は$66\pm15\%$です。測定されたスピン周期、ハードフォトンインデックス、および蛍光Fe$K_{\alpha}$線の等価幅は、両方のソースでIPで見つかった値と一致しています。4XMMJ174954.6--294336はすでにIPとして分類されていましたが、4XMMJ174917.7--283329も新しいIPとして提案します。4XMMJ174954.6--294336のX線食は、中心のX線源を覆い隠している低質量の伴星によって引き起こされる可能性が最も高いです。日食の非対称性は、視線に沿ってWDの後ろに位置する退出段階ではなく、進入段階で視線を遮る厚い膨らみによって引き起こされる可能性があります。
GRB 221009A の光学的光度曲線: 出現する超新星 SN 2022xiw の残光と検出
| Title |
The_optical_light_curve_of_GRB_221009A:_the_afterglow_and_detection_of_the_emerging_supernova_SN_2022xiw |
| Authors |
M._D._Fulton,_S._J._Smartt,_L._Rhodes,_M._E._Huber,_A._V._Villar,_T._Moore,_S._Srivastav,_A._S._B._Schultz,_K._C._Chambers,_L._Izzo,_J._Hjorth,_T.-W._Chen,_M._Nicholl,_R._J._Foley,_A._Rest,_K._W._Smith,_D._R._Young,_S._A._Sim,_J._Bright,_Y._Zenati,_T._de_Boer,_J._Bulger,_J._Fairlamb,_H._Gao,_C.-C._Lin,_T._Lowe,_E._A._Magnier,_I._A._Smith,_R._Wainscoat,_D._A._Coulter,_D._O._Jones,_C._D._Kilpatrick,_P._McGill,_E._Ramirez-Ruiz,_K.-S._Lee,_G._Narayan,_V._Ramakrishnan,_R._Ridden-Harper,_A._Singh,_Q._Wang,_A._K._H._Kong,_C.-C._Ngeow,_Y.-C._Pan,_S._Yang,_K._W._Davis,_A._L._Piro,_C._Rojas-Bravo,_J._Sommer,_S._K._Yadavalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11170 |
GRB221009Aの残光の広範な光学測光を提示します。私たちのデータは、SwiftとFermiGRBが検出されてから0.9ドルから59.9ドルの日数をカバーしています。$rizy$バンドフィルターの測光は、主にPan-STARRSで収集され、複数の1～4メートルのイメージング施設によって補足されました。残光のSwiftX線データを分析し、光度曲線を最もよく表す単一の減衰率べき乗則$f(t)\proptot^{-1.556\pm0.002}$を発見しました。この視線に沿った前景の天の川の塵の高い減衰に加えて、光学的に薄いシンクロトロン放射で光学からX線へのフラックスを一貫してモデル化するには、光学的にさらに0.8等級の減衰が必要であることがわかります。X線から導き出されたべき乗則を光学的光度曲線に当てはめ、最大5～6ドルの測定データとよく一致することがわかりました。その後、観測フレームで$\sim20$日でピークに達する$riy$バンドでフラックスの過剰が見られます。この超過分は、一度$z=0.151$のGRB赤方偏移を補正し、任意にスケーリングしたIc型ブロードライン超新星SN2016jcaおよびSN2017iukと同様の光度曲線プロファイルを共有しています。これは、衰退する残光から出現する超新星(SN2022xiwと名付けられた)の代表であると提案します。$M_g=-19.8\pm0.6$および$M_r=-19.5\pm0.3$および$M_z=-20.1\pm0.3$の静止フレームの絶対ピークABの大きさを測定します。SN2022xiwの超新星フラックスのベイジアンモデリングは、推定爆発パラメータ$M_{\rmej}=7.1^{+2.4}_{-1.7}$M$_{\odot}$,$M_{\rmNiにつながります}=1.0^{+0.6}_{-0.4}$M$_{\odot}$、および$v_{\rmej}=33,900^{+5,900}_{-5,700}$$kms^{-1}$はそれぞれ噴出物の質量、ニッケルの質量、噴出物の速度であり、$E_{\rmkin}\simeq2.6-9.0\times10^{52}$ergsの爆発エネルギーを推測します。
| Title |
Ab_Initio_Turbulent_Comptonization_in_Magnetized_Coronae_of_Accreting_Black_Holes |
| Authors |
Daniel_Groselj,_Hayk_Hakobyan,_Andrei_M._Beloborodov,_Lorenzo_Sironi,_Alexander_Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11327 |
中程度の光学的深さのプラズマにおける乱流の最初の放射性粒子インセルシミュレーションの結果を報告します。シミュレーションは、コンプトン散乱を介して乱流プラズマと相互作用する放射線の進化を首尾一貫して追跡します。ブラックホールの降着の磁化コロナで予想される条件下で、CygX-1の観察されたハード状態と一致する発光スペクトルが得られ、発光パワーのほとんどがバルク乱流運動によるコンプトン化に由来することがわかります。ここで提示された方法は、さまざまな高エネルギー天体物理源の\emph{abinitio}モデリングの有望な可能性を示し、動的プラズマ乱流の新しい体制への窓を開きます。
最初の TAIGA IACT データのランダム フォレスト分析を使用したカニ星雲の検出
| Title |
Detection_of_the_Crab_Nebula_using_a_Random_Forest_Analysis_of_the_first_TAIGA_IACT_Data |
| Authors |
M._Blank,_M._Tluczykont,_A._Porelli,_R._Mirzoyan,_R._Wischnewski,_A._K._Awad,_M._Brueckner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11002 |
TunkaAdvancedInstrumentforGamma-andcosmic-rayAstronomy(TAIGA)は、TeVからPeVまでのガンマ線および宇宙線を測定するための多成分実験です。私たちの目標は、長い間求められてきたPevatronsのエネルギードメインにアクセスするのに十分な、新しいハイブリッドダイレクトエアシャワー技術を確立することです。ハイブリッド空気チェレンコフ光検出技術は、HiSCOREシャワーフロントサンプリングアレイの長所と、2つの$\thicksim$4mクラス、$\sim$9.6度の視野イメージング空気チェレンコフ望遠鏡(IACT)を組み合わせたものです。HiSCOREアレイは、優れた角度およびシャワーコア位置分解能を提供し、IACTはガンマハドロン分離のための画像形状と方向を提供します。将来的には、$\ge$100TeVのエネルギーでハドロンをタグ付けするために、追加のミュオン検出器が使用される予定です。ここでは、TAIGA実験の最初のIACTからのデータのみが使用されます。ランダムフォレストアルゴリズムは、モンテカルロ(MC)シミュレーションと実際のデータを使用してトレーニングされ、33.5度の平均天頂角でかに星雲を追跡する85時間の選択された観測データに適用され、このデータセットの閾値エネルギーは6TeVになりました。.gammapyパッケージを使用して分析を実行しました。合計163.5の過剰なイベントが検出され、8.5シグマの統計的有意性がありました。かに星雲の観測スペクトルは、$(3.20\pm0.42)\cdot10^{-10}TeV^{-1}cm^{-2}sのフラックス正規化で6TeVを超えるべき法則に最もよく適合します。^{-1})$参照エネルギー13TeV、スペクトル指数$-2.74\pm0.16$。
光チョッパーによる高速焦点面波面センシング
焦点面の波面の検出と制御は、従来の天文適応光学(AO)波面センサー(WFS)検出器とサイエンスカメラの間の一般的ではないパスエラーを減らすための重要なアプローチです。ただし、非一般的なパスエラーを軽減することに加えて、最近のフォーカルプレーン波面センシング技術は、「マルチWFS」AOを有効にするのに十分な速度で動作するように開発されており、フォーカルプレーンWFSによって残留大気エラーがさらに補正されます。最近、コロナグラフィーイメージング用に多くのそのような技術が開発されましたが、ここでは非コロナグラフィーイメージング用に設計されたものを紹介します。このコンセプトでは、従来のAOシステムコンポーネントを利用して、(1)WFS光源の焦点面をイメージングする検出器と、(2)最初のWFSへの非共通経路であり、焦点に同期する瞳面光チョッパーデバイスが追加で必要になります。平面イメージャーの読み出し。これらの最小限のハードウェア要件により、時間振幅変調は、低、中、および高波面空間周波数の両方について、偶数波面モードの正弦の曖昧さを解決できます。同様の機能は、検出器の焦点をぼかすことによって古典的な位相ダイバーシティで実証されていますが、そのような技術は同時科学観測と互換性がありません。ただし、この光チョッピング技術により、最大50%のデューティサイクルでサイエンスイメージングが可能になります。このコンセプトのシミュレーションと実験室検証の両方を、SantaCruzExtremeAOLaboratoryテストベッドであるSEALで提示します。
直接および間接ビームの直接サンプリング観測を使用した星間中性種の電離率の決定
| Title |
Determining_the_ionization_rates_of_interstellar_neutral_species_using_direct-sampling_observations_of_their_direct_and_indirect_beams |
| Authors |
M._Bzowski_and_M._A._Kubiak_and_E._Moebius_and_N._A._Schwadron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10793 |
太陽圏の中性種の電離率をよく理解することは、太陽圏と惑星大気の研究にとって重要です。これまでのところ、イオン化反応の強度は、EUVバンドの太陽スペクトルフラックスや太陽風陽子、アルファ粒子、電子のフラックスなどの寄与現象の観測に基づいて研究されてきました。結果は、これらの測定値の絶対キャリブレーションに大きく依存します。これは、特にEUV測定では困難です。ここでは、互いに離れた宇宙の2つの場所からの星間中性ガスの直接サンプリングに基づいて、中性種のイオン化率を決定する新しい方法を提案します。特に、地球の軌道の近くから観測を行い、星間原子の直接軌道と間接軌道のISNHeフラックスの比率を使用することをお勧めします。今後のNASAミッションの星間マッピングおよび加速プローブでの実装に適した、最も好ましい条件と観測ジオメトリを特定します。
ダートマス恒星進化プログラムの最新の高温不透明度とジャオギャップ位置への影響
| Title |
Updated_High-Temperature_Opacities_for_the_Dartmouth_Stellar_Evolution_Program_and_their_Effect_on_the_Jao_Gap_Location |
| Authors |
Thomas_M._Boudreaux_and_Brian_C._Chaboyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10798 |
GaiaDR2とEDR3の両方のデータで確認された$M_G\sim10$での星密度の17パーセントの減少であるJaoGapは、完全な対流遷移質量近くの星の内部構造を調べるための新しい方法を提示します。ギャップは、対流キッシング不安定性に起因すると考えられており、$^{3}$Heの非対称生成により、星のコア対流ゾーンが周期的に膨張および収縮し、その結果、星の光度が変化します。ギャップのモデリングは、主に不透明度を通じて集団の金属性に対するその大きさの感度を明らかにしました。これまでのところ、ジャオギャップのモデルはOPALの高温放射不透明度に依存してきました。ここでは、OPLIB高温放射不透明度を使用してダートマス恒星進化コードでモデル化されたギャップ位置を追跡する更新された合成個体群モデルを提示します。これらの更新された不透明度を使用すると、OPAL不透明度を使用するモデルと比較して、JaoGapの予測位置が$\sim0.05$mag変わります。この差は、経験的データで検出するには小さすぎる可能性があります。
Benchmark M Dwarf Eclipses Binary CM Draconis with TESS: Spots,
Flare and Ultra-Precise Parameters
| Title |
The_Benchmark_M_Dwarf_Eclipsing_Binary_CM_Draconis_With_TESS:_Spots,_Flares_and_Ultra-Precise_Parameters |
| Authors |
David_V._Martin,_Ritika_Sethi,_Tayt_Armitage,_Gregory_J._Gilbert,_Romy_Rodr\'iguez_Mart\'inez,_Emily_A._Gilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10858 |
M型矮星の研究のゴールドスタンダードは、食しているバイナリCMドラコニスです。明るく（Jmag=8.5）、ほぼ完全に真横の軌道上に完全に対流する双子の星を含んでいるため、まれです。質量と半径の両方が、最もよく知られているものの中で、以前は1%を超える精度で測定されていました。TESSデータの12セクターを使用して、CMDraconisが与え続ける贈り物であることを示します。私たちの論文には3つの主要な構成要素があります。まず、更新されたパラメーターを提示します。半径と質量は、それぞれ0.06%と0.12%という前代未聞の精度に制限されています。第二に、スポットのクラスター化と数年程度の活動サイクルを示唆する、強力で可変的なスポット変調を発見しました。3番目に、125個のフレアを発見しました。驚くべきことに、日食中のフレア率は減少しませんが、1つのフレアが隠蔽されている証拠を示す場合があります。フレアは優先的に極性である可能性があり、これはM型矮星を周回する惑星の居住可能性にプラスの影響を与える可能性があることを示唆しています。
JWSTによる球状星団の複数の恒星集団：47個のTucanaeのNIRCamビュー
| Title |
Multiple_Stellar_Populations_in_Globular_Clusters_with_JWST:_a_NIRCam_view_of_47_Tucanae |
| Authors |
A._P._Milone,_A._F._Marino,_A._Dotter,_T._Ziliotto,_E._Dondoglio,_G._Cordoni,_S._Jang,_E._P._Lagioia,_M._V._Legnardi,_A._Mohandasan,_M._Tailo,_M._Carlos,_D._Yong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10889 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡に搭載された近赤外線カメラ(NIRCam)とハッブル宇宙望遠鏡(HST)で収集された画像を使用して、47Tucanaeの主系列(MS)の下部にある複数の個体群を調査します。NIRCamのF115WとF115W-F322W2のCMDは、膝の下ではMS星が広い色範囲にまたがっており、M型矮星の大部分が青色を示し、星の尾が赤色に向かって分布していることを示しています。同様のパターンが、HSTのF160W対F110W-F160WCMDから観察され、M型矮星の複数の個体群は、光学F606W対F606W-F814WCMDにも見られます。NIRCamCMDは、我々が暫定的に非常に質量の小さい星の集団と関連づけているかすかなMS星の集団の少ないシーケンスを示しています。M型矮星の染色体マップを導入すると、拡張された第1集団と第2集団の星の3つの主なグループが明らかになります。等時線と合成スペクトルを適切な化学組成と組み合わせることにより、NIRCamフィルター(金属量[Fe/H]=-1.5および[Fe/H]=-0.75)で異なる星集団の色と等級をシミュレートし、測光バンドを識別します。球状星団の複数の集団を調査するための最も効率的な図を提供します。モデルは、M矮星の化学組成を制約するために、47のトゥカナ科の観測されたCMDと比較されます。私たちの分析は、第1世代と第2世代のM矮星の色を再現するために必要な酸素の範囲が、赤色巨星の分光法から推測されるものと類似していることを示唆しており、化学変化が原始クラスターの物質移動現象によるものであるという提案に異議を唱えています。.
太陽のコロナと彩層の間の遷移領域は、下層大気からコロナへの質量とエネルギーの移動にとって重要です。その結果、この領域は、紫外線(UV)および極紫外線の観測によって熱心に研究されてきました。これらの研究の主な結果は、100000K未満の温度でのプラズマの量は、熱伝導率の標準理論と両立するには多すぎるということです。しかし、この意見の相違が観測の問題なのか理論上の問題なのかは明らかではありません。この問題に対処するには、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)とSolarDynamicObservatory/AtmosphericImagingAssembly(SDO/AIA)で撮影したX1.6クラスのフレアからの高空間および時間分解能EUV観測を分析します。これらのデータにより、フレアループの放射を周囲の構造物の放射から分離することができます。CII1334.525Ang.、SiIV1402.770Ang遷移領域スペクトル線、FeXXI1354.066Angフレアライン、およびAIA171Angコロナル画像から得られた放出測定(EM)を比較します。EM比は、標準的な伝導支配遷移領域モデルと互換性がないことがわかりました。さらに、フレア加熱によるEMマグニチュードの大幅な増加により、データと理論の間の不一致が放出源の観測上の不確実性によるものである可能性は非常に低くなります。標準のスピッツァー・ハームの熱伝導率は、少なくともフレア・ループでは無効であるに違いないと結論付けています。熱伝導の乱流抑制が我々の結果を説明できる可能性について議論します。
パリ・ムードン天文台における 130 年間のスペクトロヘリオグラム (1892-2022)
太陽光球の広帯域観測は、1875年にジュール・ヤンセンの後援の下、ムードンで始まりました。HenriDeslandresは、1892年にパリ天文台でイメージング分光法を開始しました。彼は、ケンウッド(米国)のジョージヘイルと並行して、まったく独立して、太陽大気の単色画像用に設計された分光ヘリオグラフを発明しました。Deslandresは2種類のスペクトログラフを開発しました。「spectroh{\'e}liographedesformes」、つまり、彩層構造(フィラメント、プロミネンス、プラージュ、活性領域など)を明らかにする狭帯域通過装置です。そして、''spectroh{\'e}liographedesvitesses''、つまり、20インチから30インチの空間ステップで太陽の断面のラインプロファイルを記録するセクションスペクトロヘリオグラフです。この2番目の装置は、動的特徴の速度(より正確にはドップラーシフト)を測定することを目的としていました。Deslandresは1898年に彼の機器を持ってMeudonに移動し、さまざまな組み合わせをテストして、スペクトルおよび空間分解能を向上させ、1908年に最終的な大型四重極分光ヘリオグラフを完成させました。CaIIK系統観測はこの日に開始され、1909年にH$が続きました。\アルファ$.この礼拝はルシアンダザンブジャによって組織され、今日も続いています。光学部品と機械部品は1989年に再検討され、デジタル技術が2002年に導入されました。2018年以降、太陽のすべてのピクセルに対してフルラインプロファイルが登録されているため、機器は現在データキューブを生成しています。このコレクションは、利用可能な最長のものの1つです(100000以上の観測)。1893年から1907年(開発段階)までの散発的な画像と、1908年以降の10個の太陽周期に沿った体系的な観測が、H$\alpha$およびCaIIK行で含まれています。この論文は、130年にわたる観測、機器研究、および技術的進歩をまとめたものです。
W UMa 型システム LO アンドロメダの特性に関する新しい調査
この研究では、WUrsaeMajoris(WUMa)型システムLOAndromedae(LOAnd)がダーラムで9晩にわたって観測され、その物理的特性を完全に調査し、その恒星パラメーターを更新しました。VフィルターとBフィルターの両方で観測データを取得した後、Linuxコマンドを使用して、LOAndのGaiaCCD画像をAstrolab内部アーカイブから抽出しました。「Nightfall」プログラムとローカルのPythonスクリプトを適用することにより、LOAndの較正された光度曲線をプロットし、位相を折り畳み、適合させて、このシステムの周期を$0.3804573\pm0.0000482\,\mathrm{d}$として導き出すことができます。次に、2Dカイ2乗ヒートマップを図解して、LOAndの最適な恒星パラメーターを決定し、質量比$q=0.371\pm0.207$、傾斜$i=78.5\pm3.8\、\mathrmを含むそれらの不確実性を推定しました。{deg}$、一次温度$T_1=6290\pm358\、\mathrm{K}$、二次温度$T_2=6449\pm445\、\mathrm{K}$、および2つのフィルファクター$f_1=f_2=1.02258$。さらに、「Nightfall」プログラムは、3Dモデルを構築し、スポット分布パラメーターを評価して、LOAndの構成を視覚化しました。この研究では、LOAndの以前の観測データと一緒にO-Cダイアグラムを再構築するために、7つの新しい食のタイミングが追加されました。LOAndの期間が現在、変化率$d\mathrm{P}/d\mathrm{t}=2.27\times10^{-7}\,\mathrm{dayで加速的に増加していることが明らかになりました。\,yr^{-1}}$,これはこの系での物質移動に起因する移動速度$dM_1/d\mathrm{t}=1.43\times10^{-7}\,\mathrm{M_\odot\,yr^{-1}}$と、LOの周りを周回する第3の星$M_3=0.224\,M_\odot$の存在の可能性によって引き起こされる光時間効果と。
銀河雲とマゼラン星雲の線光度
| Title |
Line_Luminosities_of_Galactic_and_Magellanic_Cloud_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
Paul_A._Crowther,_G._Rate,_Joachim_M._Bestenlehner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11297 |
ガイアDR3視差と光学分光測光法を利用して、133個の銀河ウォルフライエ星の顕著な発光線の線光度と分光学的テンプレートを提供し、マゼラン雲の112個の対応する星との比較を提供します。WN、WN/C、WC、およびWOの幅広い青色(HeII4686、CIII4647,51、NIII4634,41、NV4603,20)および黄色(CIV5801,12)の発光特性の平均線光度星は、遠く離れた未解決の銀河の星形成領域のウォルフ・ライエ集団を特徴付ける用途があります。初期型のWN星は、金属の乏しい環境ではより低い線の光度を示しますが、後期型のWN星の状況はあまり明確ではありません。LMCWC4-5の線の光度は、天の川の対応する星よりも高く、マゼラン雲WO星の線の光度は、銀河系の星よりも高くなっています。他の顕著な光輝線、WNおよびWN/C星のNIV3478,85、WCおよびWO星のOIV3403,13、WO星のOVI3811,34を強調します。代表的な金属の少ないWR銀河と金属の豊富なWR銀河、それぞれIC4870とNGC3049にキャリブレーションを適用し、サブタイプの現実的な組み合わせに基づいてスペクトルテンプレートも適用します。最後に、大(小)マゼラン雲の全球青とCIV5801,12線の光度は、それぞれ2.6e38erg/s(9e36erg/s)と8.8e37erg/s(4e36erg/s)です。天の川の累積WR線の光度は、LMCよりも1桁高いと推定されています。
基本波成分と高調波成分を含む太陽電波放射の周波数比と時間遅延
| Title |
The_frequency_ratio_and_time_delay_of_solar_radio_emissions_with_fundamental_and_harmonic_components |
| Authors |
Xingyao_Chen,_Eduard_P._Kontar,_Daniel_L._Clarkson_and_Nicolina_Chrysaphi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11299 |
プラズマ放出メカニズムによって生成される太陽電波バーストは、局所的なプラズマ周波数に近い放射(基本放射)とプラズマ周波数の2倍(高調波)を生成します。これら2つの周波数の理論上の比率は2に近いですが、同時観測では1.6から2の範囲の比率が得られ、2とは異なる比率、基本的な放射の遅延、またはその両方が示唆されます。この長年の疑問に対処するために、30～80MHzのLOFARを使用して、基本波成分と高調波成分の両方の微細構造を備えたタイプIIIおよびタイプJバーストの高周波数、高時間分解能イメージング分光法を実施しました。基本周波数と高調波周波数で同時に観測された短命で狭い周波数帯域の微細構造は、以前の観測と同様に、1.66と1.73の周波数比を示します。ただし、周波数と時間の相互相関は、各イベントのF放出とH放出の間の時間遅延がそれぞれ1.00秒と1.67秒で、周波数比が1.99と1.95であることを示唆しています。したがって、2以外の周波数比の同時測定は、基本波放射の遅延によって引き起こされます。基本的な放射遅延を引き起こすプロセスの中で、異方性電波散乱が支配的です。さらに、基本放射の遅延を再現する異方性と密度変動のレベルは、基本放射のソースサイズと期間をシミュレートするために必要なレベルと一致しています。これらのシミュレーションを使用して、複数の周波数での電波伝搬効果によって引き起こされる基本的な放射の遅延時間の定量的な見積もりを初めて提供することができ、これは将来の研究で使用できます。
磁場中の電弱スファレロン
格子シミュレーションを使用して、壊れた位相に焦点を当てて、電弱クロスオーバー全体の温度に対する外部(超)磁場を持つ標準モデルで、バリオン数違反プロセスの割合、スファレロン率を計算します。さらに、ヒッグス期待値と擬臨界温度を計算します。電弱クロスオーバーは、外部磁場の増加とともに低温にシフトし、それとともにバリオン数違反の抑制が始まります。超磁場が$B_Y\approx2T^2$の大きさに達すると、クロスオーバー温度は$160$GeVから$145$GeVに低下します。小さな磁場の遮断位相では、速度は磁束の関数として二次関数的に振る舞います。より強い磁場の場合、対称位相速度に達する電弱対称性を復元するのに十分なほど磁場が強くなるまで、速度は線形領域に達します。
ブラック ホール リングダウンで重力の速度をテストする
重力波の速度$c_{GW}$が、今後のブラックホールリングダウン観測によってどのようにテストできるかを調査します。私たちは、毛髪が新しいスカラー自由度に関連付けられている毛むくじゃらのブラックホールソリューションのコンテキストでこれを行い、LISAとTianQinが、${\calO}(10^{-4})$レベルの単一の超大質量ブラックホールの合体。これらの制約がスカラーヘアの性質にどのように依存するか、重力波伝搬効果から派生する制約と比較して、基礎となる物理学のどのような側面に敏感であるか、どの観測可能なシステムが最も厳しい境界を設定するか、およびその制約が複数の観測で最大2桁改善されると予想されます。これは、GW170817からの既存の境界をより低い周波数に適用する必要がなく、したがって、より低い周波数のミッションからの今後の境界が特に強力になる暗黒エネルギー関連の理論にとって特に興味深いものです。そのため、中間周波数のAEDGEおよびDECIGOミッションについても同様の境界を予測しています。最後に、より高い周波数での類似のブラックホールリングダウン制約(LVK、EinsteinTelescopeおよびCosmicExplorerから)について説明し、予測し、どのような状況で$c_{GW}$の既存の制約に加えて新しい情報を生成できるかを説明します。この論文で実行されたすべての計算は、付属のMathematicaノートブックを介して再現可能です。
再加熱時代のフレーバーレプトジェネシス
最近、再加熱の非瞬間的な時代の存在が、フレーバーレプトジェネシスにおいて重要な役割を果たす荷電レプトン平衡温度を大幅に変化させる可能性があることが示されています。この作業では、RHNがインフレトンの崩壊からも生成される、より一般的な状況に分析を拡張します。これらのRHNと熱的に生成されたもの(その質量等価温度を超える場合のみ)の存在は、この再加熱時代に宇宙のエネルギー密度のさまざまな構成要素を再分配し、それによって(ハッブル効果に加えて)荷電レプトン平衡温度に影響を与えます。最終再加熱温度$T_{\rm{RH}}$.両方の効果を考慮に入れると、セットアップ内の最も軽いRHNの減衰は、再加熱中のフレーバーレプトジェネシスを研究するためのプラットフォームを提供するだけでなく、準熱レプトジェネシスの興味深いパラダイムも出現することがわかります。
| Title |
Dark_Photon_Bremsstrahlung_and_Ultra-High-Energy_Cosmic_Ray |
| Authors |
Predee_Tantirangsri,_Daris_Samart_and_Chakrit_Pongkitivanichkul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11122 |
暗黒光子は、小さな質量の光子に似た仮説上の粒子であり、通常の光子との動的混合によって通常の物質と非常に弱く相互作用します。この論文では、超高エネルギー宇宙線(UHECR)に対する制動放射効果を通じて暗光子の存在を調べる新しい方法を提案します。標準的なソフト光子計算を使用して、超軽量暗光子シナリオで暗光子制動放射プロセスが陽子の重大なエネルギー損失につながる可能性があること、およびこの効果をUHECRの観測データに対してテストできることを示します。また、超軽量暗光子の既存の制限と比較できる除外制限も提供します。
マルチチャネル画像解析のための収縮を伴う Tensor Gaussian プロセス
マルチチャネルイメージングデータは、天文学や生物学などの科学分野で普及しているデータ形式です。構造化された情報とこれらの3Dテンソルデータの高次元性により、分析は統計学者や専門家にとって興味をそそるが挑戦的なトピックになります。特に、低ランクのスカラーオンテンソル回帰モデルは広く注目されており、Yuetal.で多重線形カーネルを使用したテンソルガウス過程(Tensor-GP)モデルとして再定式化されています。（2018）。この論文では、テンソル収縮と呼ばれる次元削減手法を、マルチチャネルイメージングデータを使用したスカラーオンテンソル回帰タスク用のTensor-GPと統合することにより、Tensor-GPモデルを拡張します。これは、高次元のマルチチャネル画像データを使用した太陽フレア予測の問題によって動機付けられています。まず、各データテンソルの潜在的な縮小サイズテンソルを推定し、予測のために潜在テンソルデータにマルチリニアテンソルGPを適用します。疎で滑らかな潜在テンソルを取得するためにテンソル収縮を実行するときに、異方性全変動正則化を導入します。次に、推定のための代替近位勾配降下アルゴリズムを提案します。大規模なシミュレーション研究を行い、それを太陽フレア予測問題に適用することで、私たちのアプローチを検証します。
スケールに依存しないエネルギー運動量二乗重力における宇宙モデル
スケールに依存しないEMSGは、エネルギー運動量の二乗重力(EMSG)の特定のモデルであり、EMSG理論から生じるアインシュタイン場の方程式の新しい項が、アクションのアインシュタイン-ヒルベルト部分からの通常の項と同じ力で入力されます。しかし、このモデルは一般的に局所的なエネルギー運動量保存と物質電流保存に違反しているため、膨張する宇宙での物質の生成/消滅のプロセスを可能にします。その結果、エネルギー密度のスケールファクター依存性は、無次元モデルパラメーター$\alpha$によって変更されます。静的宇宙やデ・シッター/定常状態宇宙などの懐かしさを再訪します。さらに、空間的に平坦な静的宇宙、負の真空エネルギーによるド・ジッター膨張、ダスト以外の任意の流体の存在下での定常状態宇宙など、いくつかの新規性を提示します。ほこりが支配する宇宙と放射線が支配する宇宙。$\alpha$の値に応じて、ダスト/放射線が支配する宇宙はべき乗則の加速/減速膨張を示し、定常状態モデルに対応するか、大きな裂け目で終わる可能性があります。異方性宇宙論の枠組みの中で、硬い流体の存在下でバロウの静止宇宙を再現し、それを任意の状態方程式(EoS)パラメーターを持つ流体に拡張します。また、EMSGが効果的に超剛性のEoSパラメーターを許可するため、等方性初期特異点（ビッグバン）の条件を緩和します。
重力電磁四重屈折と連星の虹
| Title |
Gravitoelectromagnetic_quadrirefringence_and_the_binaries_rainbow |
| Authors |
Antonio_Enea_Romano,_Sergio_A._Vallejo-Pe\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11304 |
重力波(GW)と電磁波(EMW)の間の相互作用は、GWとEMWの速度の周波数依存性と偏光依存性からなる現象である四屈折を生成します。四屈折は、ソース内またはソースからオブザーバーへの伝播中のGW-EMW相互作用に起因する可能性があります。最初のケースでは、ソースの天体物理学的特性が、各ソースのGWとEMWに固有の特徴的なインプリントを誘発する可能性があります。連星虹は、中性子星や中性子星ブラックホール連星などのEM対応物を含むシステムで観察できます。四屈折は、たとえば、状態方程式または中性子の開始を調査するために使用できますが、ソースからの伝搬に対するその効果は、GWを使用して大規模な電磁界を調べるために使用できます。重力子と他のフィールドとの相互作用も同様の効果を誘発し、GW観測を使用して他のフィールドを調べることができます。
