CMB 二次異方性による宇宙渦モードの制約
| Title |
Constraining_cosmological_vorticity_modes_with_CMB_secondary_anisotropies |
| Authors |
William_R._Coulton,_Kazuyuki_Akitsu,_and_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11344 |
後期宇宙における大規模な渦度モードの観測探索は十分に調査されていません。標準の$\Lambda$CDMモデル内では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測された特性を考えると、これは十分に動機付けられています。しかし、これは、宇宙渦度モードの検索が、宇宙論モデルの強力な一貫性テストとして役立つことを意味します。スニヤエフ・ゼルドヴィッチ運動のCMB測定値と移動レンズ効果を銀河調査データと組み合わせることで、大規模な宇宙速度場とは独立して渦度場を制限できることを示します。このアプローチは、最大スケールモードに厳しい制約を与えることができ、標準的な推定量を変更するだけで実現できます。別の方法として、宇宙渦度モードがないと仮定する場合、この推定量を使用して、カールレンズ効果に類似した方法で動的スンヤエフ-ゼルドビッチ効果の既存の分析における系統的バイアスをテストできます。
ヒッグス インフレーション: トップ クォークの質量を制限し、$H_0$-$\sigma_8$ 相関を破る
| Title |
Higgs_Inflation:_constraining_the_top_quark_mass_and_breaking_the_$H_0$-$\sigma_8$_correlation |
| Authors |
Jamerson_G._Rodrigues,_Micol_Benetti,_Rayff_de_Souza_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11788 |
以前の結果[JHEP11(2021)091]を拡張して、強結合領域における非最小ヒッグスインフレーションの再加熱メカニズムの側面を探ります。Coleman-Weinberg近似を考慮してインフレトンのポテンシャルの放射補正を制限し、ヒッグス場のくりこみ群方程式を使用して、クォークトップ質量$m_t$の上限を導き出します。現在の宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、および超新星データを使用して、$m_t\leq170.44$GeVを取得し、CMSコラボレーションによって報告された最近の$m_t$推定値とモデルの観測上の互換性を確認しました。また、ハッブル定数$H_0$とクラスタリングパラメーター$\sigma_8$を含むよく知られた相関関係の内訳も分析します。これは、過去10年間に議論された宇宙論的緊張に照らしてモデルを興味深いものにします。
GrGadget: 宇宙論的シミュレーションのための N 体 TreePM 相対論的コード
| Title |
GrGadget:_an_N-body_TreePM_relativistic_code_for_cosmological_simulations |
| Authors |
Eduardo_Quintana-Miranda,_Pierluigi_Monaco_and_Luca_Tornatore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11854 |
宇宙論における一般相対性理論の効果を研究する目的で、パーティクルメッシュ(PM)相対論的GevolutionコードとTreePMGadget-4コードのマージを紹介します。GrGadgetと呼ばれる私たちのコードは、ポアソンゲージでの相対論的PMのGevolutionの実装を使用して、弱磁場極限でのメトリック摂動の進化を追跡できます。これを達成するために、Gevolutionから始めてlibgevolutionと呼ばれるC++ライブラリを作成しました。これにより、GevolutionがPMのみのN体シミュレーションに使用するものと同じ抽象化とリソースにアクセスして使用できるようになります。このコードは、近距離での粒子の相互作用をニュートンとして近似できるという仮定の下で動作するため、ニュートンツリーで計算された力と相対論的PMで計算された力を組み合わせることができます。結果は、非線形構造を解決しながら、関連するスケールでメトリックの摂動を表すTreePMシミュレーションコードです。ツリーをオフにして計算したGadget-4の力と、libgevolutionを使用してニュートン極限で計算した力を厳密に一致させることにより、コードを検証します。GrGadgetを使用すると、小スケールでニュートンガジェットと互換性があり、Gevolutionで得られた結果と一致する大スケールでGR機能を含む物質パワースペクトルが得られます。高度に非線形なレジームの解像度が向上したため、メッシュでサンプリングされた相対論的フィールドの表現がPMのみのシミュレーションよりも改善されることを示します。
DEHVILS 調査の概要と初期データのリリース: 低赤方偏移における高品質の近赤外 Ia 型超新星光度曲線
| Title |
The_DEHVILS_Survey_Overview_and_Initial_Data_Release:_High-Quality_Near-Infrared_Type_Ia_Supernova_Light_Curves_at_Low_Redshift |
| Authors |
Erik_R._Peterson,_David_O._Jones,_Daniel_Scolnic,_Bruno_O._S\'anchez,_Aaron_Do,_Adam_G._Riess,_Sam_M._Ward,_Arianna_Dwomoh,_Thomas_de_Jaeger,_Saurabh_W._Jha,_Kaisey_S._Mandel,_Justin_D._R._Pierel,_Brodie_Popovic,_Benjamin_M._Rose,_David_Rubin,_Benjamin_J._Shappee,_Stephen_Thorp,_John_L._Tonry,_R._Brent_Tully,_Maria_Vincenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11868 |
宇宙論的パラメーター測定に使用可能な光学タイプIa超新星(SNIa)光度曲線(LC)のサンプルは2000を超えていますが、公開された、宇宙論的に実行可能な近赤外線(NIR)SNIaLCのサンプルは、良好であることが示されています」ここでは、ダークエネルギーH$_0$の一部として$0.002<z<0.09$の範囲の83SNeIaの高品質NIRLCと、超新星からの赤外線(DEHVILS)調査。観測はUKIRTのWFCAMを使用して行われ、画像の深さの中央値は$Y$、$J$、および$H$バンドでそれぞれ20.7、20.1、および19.3等(ベガ)です。SNIaあたりのエポック数の中央値は、3つの帯域($YJH$)を合わせた場合は18であり、各帯域は個別に6です。3つのLCモデル、SALT3、SNooPy、およびBayeSNを使用して厳密な品質カットに合格する47のSNIaLCをフィッティングし、ハッブル図の散乱が文献の光学のみのフィッティングからの散乱と同等またはそれより優れていることを発見しました。NIRのみのLCをフィッティングすると、0.128～0.135magの範囲の標準偏差が得られます。さらに、HSTCALSPECスターを使用して2MASS等級をWFCAM等級に変換し、WFCAM$Y$バンド等級に0.03等級のシフトをもたらす洗練されたキャリブレーション方法を提示します。
Stage-IV 時代の 6 つのパラメーターを使用した宇宙論: 厄介なパラメーターに対する効率的な周縁化
| Title |
Cosmology_with_6_parameters_in_the_Stage-IV_era:_efficient_marginalisation_over_nuisance_parameters |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Kevin_Wolz,_Susanna_Azzoni,_David_Alonso,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_Jaime_Ruiz-Zapatero,_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11895 |
測光大規模構造データの分析は、多くの観測および天体物理学の体系を説明する必要があるため、複雑になることがよくあります。それらを記述するために必要な精巧なモデルは、多くの「厄介なパラメータ」を導入することが多く、これは効率的なパラメータ推論の主要な阻害要因となる可能性があります。この論文では、ラプラス近似に基づいて、多数の迷惑パラメータを分析的に周辺化するための近似方法を紹介します。メソッドの数学、ボリューム効果やプロファイルの可能性などの概念との関係について説明し、関連するパラメーターへの理論の依存を線形化することにより、キャリブレーション可能な体系のためにさらに単純化できることを示します。ダークエネルギー調査からの既存のデータと未来のステージIV測光データのコンテキストで、従来のサンプリング方法と比較することにより、このアプローチの精度を定量化します。この方法の線形化されたバージョンは、計算時間を3～10分の1に短縮しながら、多数のキャリブレーション可能な迷惑パラメーターの完全なパラメーター空間を探索することによって見つかったものと実質的に同等のパラメーター制約を取得できます。さらに、非線形化されたアプローチは、多数のパラメーターにわたって分析的に周辺化することができ、ほとんどの場合、総当たり法と実質的に区別できない制約を返し、宇宙論的パラメーターに対する周辺化された不確実性と体積の影響の両方を正確に再現します。この疎外に伴う影響。メソッドによって作成された近似が失敗し、従来の方法に頼る必要がある場合を診断するための簡単なレシピを提供します。この方法に関連するサンプリング効率の向上により、複数の調査の共同分析が可能になりますが、通常、それらを説明するために必要な多数の厄介なパラメーターによって妨げられます。
Gaia-Kepler-TESS-Host 星の特性カタログ: 7993 個の主星と 9324 個の惑星の統一物理パラメータ
| Title |
The_Gaia-Kepler-TESS-Host_Stellar_Properties_Catalog:_Uniform_Physical_Parameters_for_7993_Host_Stars_and_9324_Planets |
| Authors |
Travis_A._Berger_and_Joshua_E._Schlieder_and_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11338 |
$Kepler$、$K2$、$TESS$のホスト星の最初の同種カタログと、それぞれ7993個の星と9324個の惑星を含む系外惑星の特性の対応するカタログを提示します。等時線フィッティングと$Gaia$DR3測光、視差、分光測光金属量を使用して、正確で均一な$T_{\mathrm{eff}}$、$\logg$、質量、半径、平均星密度、光度、年齢、それぞれ、3248、565、4180$Kepler$、$K2$、$TESS$星の距離、およびVバンド消光。星の特性を、干渉法や星震学などの基本的かつ正確な制約を使用した研究と比較したところ、0.2%、1.0%、1.2%、および0.2%、1.0%、1.2%、および私たちの$T_{\mathrm{eff}}$、半径、質量、および年齢と、文献にあるものとの差はそれぞれ0.7%です。さらに、4281、676、および4367の$Kepler$、$K2$、および$TESS$惑星の惑星半径、長半径、および入射フラックスをそれぞれ計算し、系外惑星半径ギャップが$K2$、$TESS$、および組み合わせたサンプルは、$Kepler$サンプルのみの場合よりも大きくなっています。この違いは主に、惑星と星の半径の比率が不均一であること、$K2$と$TESS$の時間ベースラインが短いこと、およびサンプルサイズが小さいことに起因すると思われます。最後に、我々はホットジュピターの大規模なサンプルで明確な半径の膨張傾向を特定し、惑星の形成と進化の理論をテストする潜在的な機会として、400を超える若いホストスターの人口に加えて、150のホットサブネプチューン砂漠惑星を見つけました.
連星のアプシダル歳差運動に適合させることにより、周連星の検出を改善する
| Title |
Improving_circumbinary_planet_detections_by_fitting_their_binary's_apsidal_precession |
| Authors |
Thomas_A._Baycroft,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Jo\~ao_Faria,_Alexandre_C.M._Correia_and_Matthew_R._Standing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11372 |
恒星連星におけるアプシダル歳差運動は、連星系の動径速度に影響を与える主要な非ケプラー力学効果です。多くのフィッティングアルゴリズムは完全にケプラー運動を仮定しているため、その存在は周回する周連星の存在を特に隠すことができます。まず、アプシダル歳差($\dot{\omega}$)は、通常のケプラーモデルに線形項を追加することで説明できます。半径速度データから惑星を検出して特徴付けるように設計された軌道フィッターであるkimaパッケージには、アプシダル歳差運動が含まれています。この論文では、一般相対性理論からの補正を含む恒星連星と周連星のフィッティングを改善するキマへのこれとその他の追加について詳しく説明します。次に、$\dot{\omega}$のフィッティングにより、環境によっては、特に多惑星系の場合に、周連星系外惑星の検出感度が最大1桁向上することを示します。さらに、アルゴリズムをいくつかの実際のシステムに適用し、KOI-126(タイトなトリプルシステム)でのアスピダル歳差運動の新しい測定値と、ケプラー16周連星系での$\dot{\omega}$の検出を生成します。ケプラー16では遠点歳差運動が検出されていますが、検出限界や惑星パラメータに大きな影響はありません。また、外側の惑星が内側のバイナリで誘発する歳差運動の式を導出し、これが予測する値を検出した値と比較します。
氷ガリレオ衛星の大気における電子衝突イオン化
| Title |
Electron_Impact_Ionization_in_the_Icy_Galilean_Satellites'_Atmospheres |
| Authors |
Shane_R._Carberry_Mogan_and_Robert_E._Johnson_and_Audrey_Vorburger_and_Lorenz_Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11380 |
電子衝突電離は、多くの惑星体で電離圏を生成する上で重要であり、ここで説明するように、木星の氷のガリレオ衛星(エウロパ、ガニメデ、およびカリスト)の希薄な大気の宇宙船および望遠鏡観測を解釈するために重要です。興味深い惑星系。幸いなことに、K.Beckerとその同僚(Deutschetal.2009を参照)によって、理論モデルによって外挿された実験室での測定値が開発され、原子と分子の正確な電子衝突イオン化断面積が得られました。これらの測定値を正しく解釈します。木星の氷衛星との関連性から、気相の水生成物(すなわち、H2O、H2、O2、H、O)。次に、これらを木星磁気圏の熱プラズマの測定に使用して、氷のガリレオ衛星での太陽光イオン化率と比較するためのイオン化率を生成します。
惑星表面からのダストの静電反発
| Title |
Electrostatic_Repulsion_of_Dust_from_Planetary_Surfaces |
| Authors |
F._Chioma_Onyeagusi,_Felix_Jungmann,_Jens_Teiser,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11609 |
惑星体の表面には強い電場があり、導電性粒子が反発する静電力を受けます。これは、地面から粒子を排出するメカニズムとして提案されています。このプロセスを定量化するために、落下塔実験で電場にさらされたマイクロメートルの成分からなるmmサイズの玄武岩凝集体を研究します。ダスト凝集体は、フィールドの極性に従って電極にくっつきながら、1秒未満の時間スケールで高い電荷を獲得します。電極での充電は、反発(持ち上げ)力をもたらし、反発力が付着を克服し、粒子が持ち上げられて反対側の電極に向かって移動するまで続きます。一部の凝集体は付着したままであり、これは最大帯電限界に達したことと一致しており、静電気力が小さすぎて付着を打ち消すことができません。すべての観察結果は、電極への接着接点の数は少ないがさまざまな数の適度に導電性の粒子のモデルと一致しています。これは、大気のある惑星表面では、静電反発力が空中のほこりや砂に大きく寄与する可能性があるという考えを支持しています。
連星系における極星周円盤の形成
各連星成分の周りの星周円盤の形成に供給される、非常にずれている極周円盤からの物質の流れを調査します。3次元流体力学シミュレーションでは、離心率の低い等質量連星を考慮します。また、比較のために、1つの連星成分の周りに傾斜したテスト粒子と大きくずれている星周円盤をシミュレートします。Kozai-Lidov(KL)サイクルの間、円盤の離心率と円盤の傾きの交換によって、星周円盤の構造が変化します。高度に傾斜した星周円盤と個々の連星成分の周りのテスト粒子は、非常に強いKL振動を経験する可能性があります。星周円盤からの非常に位置ずれした物質の継続的な降着により、星周円盤のKL振動が長寿命になります。このプロセスでは、周囲の物質は、傾斜度の低い星周円盤に高い傾斜度で継続的に配送されます。KL振動の寿命をモデル化するには、シミュレーションの解像度が重要であることがわかりました。最初は極性の周星円盤が、ほぼ極の星周円盤を形成し、KLサイクルを経ます。極星周円盤に降着するガス蒸気は、連星軌道周期ごとに傾きが異なり、円盤に降着する物質の量が決まります。極星周円盤における長寿命のKLサイクルは、連星系における極S型惑星の形成につながる可能性があります。
棒銀河における非対称腕の形成
| Title |
Formation_of_asymmetric_arms_in_barred_galaxies |
| Authors |
P._S\'anchez-Mart\'in,_C._Garc\'ia-G\'omez,_J._J._Masdemont_and_M._Romero-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11385 |
いくつかの棒状円盤銀河で観測される腕間の非対称性の起源を説明する力学的メカニズムを確立します。棒の端から発する2つの腕の1つが非常に明確に定義されています。リッジとバー。この目的のために、バーの端にある不安定な平衡点の周りのリアプノフ周期軌道に関連付けられた不変多様体を調べます。銀河の中心からの物質は、これらの多様体に沿って周辺に運ばれ、バーの端から伸びる渦巻きの腕を形成します。銀河中心の質量分布が一様でない場合、片側が反対側よりも強い非対称の棒、または中央にないバルジが原因で、棒の端にある2つの不安定なラグランジュ点に関する動力学は、同様に対称であること。それらの不変多様体の1つは、他のものよりも拡張され、より小さなセクションを囲み、その上の脱出軌道は少なくなり、より広い領域に分散します。その結果、腕が弱くなり、バーの反対側の腕よりもぼろぼろになります.
球状星団における化学的存在量の不均一性の起源としての亜星伴星の降着
| Title |
Accretion_of_sub-stellar_companions_as_the_origin_of_chemical_abundance_inhomogeneities_in_globular_clusters |
| Authors |
Andrew_J._Winter_and_Cathie_J._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11412 |
球状星団は存在量の変動を示し、「複数の個体群」を定義しており、それらの起源の長期にわたる調査が促されています。説明が必要な特性には、汚染された星の割合が高いこと($\sim40{-}90$~percent、星団の質量と相関)、若い星団には汚染がないこと、二値性と星団の中心からの距離に伴う汚染率が低いことなどがあります。.我々は、恒星以下のコンパニオンの降着を介して、汚染物質が恒星に遅れて運ばれる新しいメカニズムを提示します。このシナリオでは、星はAGBと大規模な星の噴出物で汚染された媒体の中を移動し、物質を降着させて、典型的な質量比$q\sim0.1$の伴星を生成します。これらのコンパニオンは、通過する星による動的摂動により離心率励起を受け、ホスト星との合体で最高潮に達します。コンパニオンの降着は、注入された汚染物質を介して表面の存在量を変化させます。他の自己濃縮モデルと並んで、コンパニオン降着モデルは、汚染物質の希釈とクラスター内の位置との相関を説明できます。このモデルは、集団の遍在性と離散性、およびクラスター質量、クラスター年齢、星のバイナリーとの濃縮率の相関関係も説明します。一部のクラスターの存在量の変動は、文献からのAGBおよび大規模な連星噴出物の存在量を使用して広く再現できます。他のクラスターでは、いくつかの高いコンパニオン質量比($q\gtrsim1$)が必要です。これらの場合、利用可能な質量収支は、汚染された物質と主星とのさまざまな程度の混合、モデルの噴出物の存在量からの逸脱、または内部燃焼生成物の混合を必要とします。このモデルで呼び出される主要なプロセスのいくつかを調査するために必要な、さらなる調査の手段を強調します。
赤方偏移4.658の巨大な静止銀河
| Title |
A_massive_quiescent_galaxy_at_redshift_4.658 |
| Authors |
A._C._Carnall,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_D._J._McLeod,_V._Wild,_F._Cullen,_D._Magee,_R._Begley,_A._Cimatti,_C._T._Donnan,_M._L._Hamadouche,_S._M._Jewell,_S._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11413 |
JWSTNIRSpecからの新しい深層連続体観測を使用して、ビッグバンからわずか1.25Gyrの新しい赤方偏移記録$z=4.658$にある大質量静止銀河GS-9209の分光学的確認を報告します。私たちの完全なスペクトルフィッティング分析から、この銀河は$\simeq200$Myr期間、ビッグバン後の約$600-800$Myr($z_\rm{form}=7.3\pm0.2$)、$z_\rm{quench}=6.7\pm0.3$でクエンチする前。GS-9209は、この天体がlog$_{10}(M_*/\rm{M}_\odot)の恒星質量に達したことから、宇宙史の最初の10億年以内に大規模な銀河形成がすでに十分に進行していたことを明確に示しています。>$z=7$で10.3$。この銀河はまた、銀河の消光が最も早く始まったのは、ビッグバン後の$\simeq800$Myrであったことも明確に示しています。[Fe/H]$=-0.97^{+0.06}_{-0.07}$と[$\alpha$/Fe]$=0.67^{+0.25}_{-0.15}$は、この天体がほとんどの星を形成したときの$z\simeq7$での星の質量と鉄の存在量の関係が、$z\simeq3.5$よりも$\simeq0.4$dex低いことを示唆しています。.そのスペクトルは恒星の放射に支配されていますが、GS-9209は広いH$\alpha$放射も示しており、活動銀河核(AGN)をホストしていることを示しています。(M_\bullet/\rm{M}_\odot)=8.7\pm0.1$.GS-9209における大規模な星形成は、ほぼ5億年にわたって消滅してきましたが、この大きなブラックホール質量によって示唆されるかなりの積分量の降着は、AGNフィードバックがこの銀河での星形成を消滅させるのに重要な役割を果たしたことを示唆しています。GS-9209も非常にコンパクトで、有効半径はわずか$215\pm20$パーセクです。この興味をそそる天体は、宇宙史の最初の10億年の間の大規模な銀河の形成と消滅について、おそらくこれまでで最も深い洞察を提供してくれます。
集団 III.1 の種からの超大質量ブラック ホールの形成。 Ⅱ．ローカルユニバースへの進化
| Title |
The_formation_of_supermassive_black_holes_from_Population_III.1_seeds._II._Evolution_to_the_local_universe |
| Authors |
Jasbir_Singh,_Pierluigi_Monaco,_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11464 |
集団III.1シードから形成される超大質量ブラックホール(SMBH)の集団の宇宙進化の予測を提示します。つまり、孤立距離$d_{\rm{iso}}$.このシナリオを調査した以前の作業を$z=10$に拡張し、$(60\:{\rm{Mpc}})^3$ボリュームの$z=0$への進化をたどります。SMBHcomoving数密度、ハロー占有分数、角度クラスタリング、および3Dクラスタリングの進化に焦点を当て、観察されたSMBHのローカル数密度によって制約される$d_{\rm{iso}}$の範囲を調査します。また、合成投影観測フィールド、特にハッブル超深宇宙に匹敵するケースも計算します。ポップIII.1シーディングを、銀河形成の宇宙論的シミュレーションで一般的に採用されている単純なハロー質量閾値モデルと比較します。PopIII.1モデルの主な予測には、すべてのSMBHが$z\sim25$までに形成され、その後、それらの共移動数密度はほぼ一定であり、合併率が低いことが含まれます。占有分数は、$z=0$までに最も大規模なハローにSMBHを集中させるように進化しますが、まれにハローが$\sim10^8\:M_\odot$にまで低下します。$z\sim30$での$100\:$kpc-proper、つまり$\sim3\:$Mpc-comovingなど、形成のエポックでの$d_{\rm{iso}}$スケールは、SMBHに刻印されています。$z\sim1$への低振幅機能として識別可能なままの2点角度相関関数。$z=0$でのSMBH3D2点相関関数も、同等の大規模ハローと比較して低い振幅を示しています。SMBH集団の観察調査でこれらの予測をテストするための見通しについて説明します。
CLASSY VI: 銀河流出の密度、構造、サイズ
| Title |
CLASSY_VI:_Density,_Structure_and_Size_of_Galactic_Outflows |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Timothy_Heckman,_Alaina_Henry,_Danielle_A._Berg,_John_Chisholm,_Bethan_L._James,_Crystal_L._Martin,_Daniel_P._Stark,_Matthew_Hayes,_Karla_Z._Arellano-Cordova,_Cody_Carr,_Mason_Huberty,_Matilde_Mingozzi,_Claudia_Scarlata,_and_Yuma_Sugahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11498 |
銀河の形成と進化は、銀河風からのフィードバックによって制御されています。吸収線は、最も広く利用可能な風のプローブを提供します。ただし、ほとんどのデータは視線に沿って統合された情報のみを提供するため、流出の放射状構造を直接制約しません。この論文では、流出中のガス電子密度(ne)を直接測定する方法を提示します。これにより、流出雲の特性(密度、体積充填率、サイズ/質量など)の推定値が得られます。また、観測された密度が見られるスターバーストからの距離(r)を推定します。COSLegacyArchiveSpectroscopicSurveY(CLASSY)から主に22の局所的な星形成銀河に焦点を当てています。それらの半分では、SiIIの微細構造励起遷移(すなわち、SiII*)からの吸収線を検出します。SiII*が自由電子による衝突励起に由来することを考えると、SiIIとSiII*の相対カラム密度からneを決定します。得られたneは、銀河の単位面積あたりの星形成率とよく相関することがわかりました。光イオン化モデルから、または流出が風流体と圧力平衡にあると仮定すると、それぞれr~1～2*rstarまたは~5*rstarが得られます。ここで、rstarはスターバースト半径です。多相流出の理論モデルとの比較に基づいて、ほとんどすべての流出は、雲が熱風流体との相互作用に耐えるのに十分な大きさの雲サイズを持っています。これらの測定値のほとんどは、吸収線で検出された銀河風の最初のものであり、したがって、銀河風の将来のモデルに重要な制約を提供します。
Kookaburra地域のパルサーPSR J1420-6048とそのTeVパルサー風星雲のX線研究
| Title |
X-ray_studies_of_the_pulsar_PSR_J1420-6048_and_its_TeV_pulsar_wind_nebula_in_the_Kookaburra_region |
| Authors |
Jaegeun_Park_(1),_Chanho_Kim_(1),_Jooyun_Woo_(2),_Hongjun_An_(1),_Kaya_Mori_(2),_Stephen_P._Reynolds_(3),_and_Samar_Safi-Harb_(4)_((1)_Chungbuk_National_University,_(2)_Columbia_University,_(3)_NC_State_University,_(4)_University_of_Manitoba) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11549 |
チャンドラ、XMM-Newton、およびNuSTARを使用したクーカブラ地域のパルサーPSRJ1420-6048とその風星雲(PWN)の広帯域X線観測の詳細な分析を提示します。アーカイブのXMM-Newtonと新しいNuSTARデータを使用して、パルサーの68ミリ秒の脈動を検出し、そのX線パルスプロファイルを特徴付けました。高解像度のチャンドラ画像は、PWNの複雑な形態を明らかにしました:トーラスジェット構造、トーラスの周りのいくつかの結び目、北西方向に伸びる1つの長い尾(~7')と2つの短い尾、および明るい拡散発光領域。南に。2.5'までのPWNの空間的に統合されたChandraおよびNuSTARスペクトルは、光子指数${\Gamma}{\approx}$2のべき法則モデルによってよく説明されます。3--7keVと7--20keVの明るさは、パルサーからの距離の増加に伴うスペクトルの軟化のヒントを示しました。次に、公開されたラジオ、Fermi-LAT、およびH.E.S.Sを使用してX線測定を補足することにより、ソースの多波長スペクトルエネルギー分布(SED)が取得されました。データ。X線スペクトルのSEDおよび半径方向の変動は、レプトンマルチゾーン放出モデルに適合しました。PWNに関する我々の詳細な研究は、(1)移流によって支配される粒子輸送、(2)低い磁場強度(B~5${\mu}$G)、および(3)~PeVまでの電子加速を示唆している可能性があります。エネルギー。
いて座A*フレアの磁気リコネクションプラズモイドモデル
私たちの銀河系の中心にある超大質量ブラックホールである射手座A*は、一時的な近赤外線フレアを示します。GRAVITY機器による3つのそのようなイベントの最近の監視は、いくつかのフレアが超ケプラー速度を持つブラックホールの近くの環境での軌道運動に関連していることを示しました.ブラックホール磁気圏の最近のセル内粒子グローバルシミュレーションに着想を得て、放出された大きなプラズモイドに基づいて、Sagittarius~A*フレアの半解析的モデルを開発します。このモデルに関連付けられた赤外線天文および測光シグネチャをモデル化します。ブラックホールの周りの円錐軌道に沿って放出された球形の大きなプラズモイドを考えます。このプラズモイドは、磁気リコネクションによって生成されたより小さなプラズモイドが連続的に融合することによって形成されると考えられています。非熱電子がプラズモイドに注入されます。シンクロトロン冷却の影響下での電子分布の変化を計算します。放射伝達問題を解決し、シュヴァルツシルト時空のヌル測地線に沿って放射を輸送します。また、降着流の静止放射を考慮に入れ、その上でフレアが進化します。初めて、放出メカニズムの明示的なモデリングを組み込んだフレアモデルを使用して、GRAVITYデータの天文およびフラックスの変動を説明することに成功しました。モデルの予測と最近のデータの間には良い一致が見られます。特に、方位角速度はそれが属する磁力線によって設定され、降着流の内部部分に固定されているため、超ケプラー運動です。GRAVITYデータで測定された差と一致して、静止放射のために、天文軌道も重心に対してシフトされます。これらの結果は、射手座A*赤外線フレアの実行可能なモデルとしての磁気リコネクションの図式を支持しています。
モーダル クラスタリングによる天球上の{\gamma}線源の位置特定
まだ検出されていないガンマ線源を探すことは、FermiLATコラボレーションの主な目標です。フェルミ宇宙船に搭載された望遠鏡によって検出された高エネルギー光子の到着方向をノンパラメトリックにクラスタリングすることにより、そのようなタイプのソースを識別できるアルゴリズムを提示します。特に、ソースは、データの方向性を考慮して平均シフトアルゴリズムを調整し、単位球上の光子数密度のフォンミーゼス-フィッシャーカーネル推定値を使用して識別されます。この選択には、多くの望ましい利点が伴います。これにより、高い柔軟性を保証しながら、光子方向の2次元平面への投影の境界に固有の問題を回避することができます。平滑化パラメーターは、文献から知られているように、科学的入力を最適な選択ガイドラインと組み合わせることによって、適応的に選択されます。仮説検定と分類からの統計ツールを使用して、ガンマ線放出拡散バックグラウンドからサウンド候補ソースをすくい取り、それらの重要性を定量化する自動方法をさらに提示します。このアルゴリズムは、FermiLATコラボレーションによって提供されたシミュレートされたデータで調整されており、実際のFermiLATケーススタディで説明されます。
X線天体物理学における電荷交換
電荷交換は、主に中性ガスとイオン化ガスの間の界面で発生する原子プロセスです。プロセスの研究は、断面積の理論計算、反応速度とライン強度の実験室での測定、および天体を使用した観測上の制約の3つのレベルで行われました。1996年に彗星からのX線が発見されるまで、X線バンドの天体物理観測の状況は、他の2つの側面に遅れをとっていました。最近の観測証拠は、地球の外気圏から宇宙の大規模構造まで、驚くほど広範囲の場所で電荷交換が見られた、または期待できることを示唆しています。高分解能X線分光法、特に非分散型マイクロ熱量計の急速な発展は、実験室と天体物理学の両方で革命的な新しい科学の可能性への道を開いています。この章では、電荷交換に関する現在の知識と、天体物理学、特にX線分光法との関連性についてまとめます。
Event Horizo n Telescopeのアフリカ拡張によるSgr A *ダイナミックイメージング機能の拡張
| Title |
Expanding_Sgr_A*_dynamical_imaging_capabilities_with_an_African_extension_to_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Noemi_La_Bella,_Sara_Issaoun,_Freek_Roelofs,_Christian_Fromm,_and_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11384 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は最近、私たちの銀河系の中心であるいて座A*(SgrA*)にある超大質量ブラックホールの最初の画像を公開しました。いて座A*のイメージングは、短い(約数分)時間スケールでの変動性と、視線に沿った星間散乱という2つの大きな課題に悩まされています。散乱は十分に研究されていますが、ソースの変動性は現在の画像処理アルゴリズムの限界を押し上げ続けています。特に、映画の再構成は、アレイのまばらで時変なカバレッジによって妨げられます。この論文では、計画されているアフリカミリ波望遠鏡(AMT、ナミビア)とカナリア諸島望遠鏡(CNI)の追加が、EHTアレイの時間依存のカバレッジとイメージングの忠実度に与える影響を調べます。このEHTへのアフリカ配列の追加により、東西(u,v)のカバレッジがさらに増加し、SgrA*の忠実度の高い映画再構成を実行するためのより広い時間ウィンドウが提供されます。いて座A*の降着流の合成観測を生成し、動的イメージング技術を使用してソースのムービー再構成を作成しました。結果の忠実度をテストするために、降着流とジェットの一般相対論的磁気流体力学モデルを1つ使用して静止状態を表し、周回ホットスポットの半解析モデルを1つ使用してフレアリング状態を表しました。AMTを単独で追加すると、(u,v)カバレッジが大幅に増加し、観測トラックの最初の数時間で堅牢な平均画像が得られることがわかりました。さらに、ナミビアとカナリア諸島のアフリカ大陸にある2つの望遠鏡を組み合わせて、地平線スケールでのいて座A*の変動性を再構築するための非常に高感度な配列を生成することを示します。EHTへのアフリカの拡大は、事象の地平線近くのガスのダイナミクスを研究するために、SgrA*の高解像度映画再構成の忠実度を高めると結論付けています。
電波アレイの校正源としての銀河電波背景放射の不確実性の研究
| Title |
Study_of_the_Uncertainties_of_the_Galactic_Radio_Background_as_a_Calibration_Source_for_Radio_Arrays |
| Authors |
Max_B\"usken,_Tom\'a\v{s}_Fodran,_Tim_Huege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11438 |
大規模な空気シャワーの無線信号を介した宇宙線の間接的な検出は、多くの支持を得ています。多くの新しい無線アンテナアレイが建設中または開発段階にあります。これらのアレイを調整することは、観測されたイベントの再構築と観測所間の比較可能性にとって重要です。キャリブレーションキャンペーンでリファレンスアンテナを使用することは、信号出力強度の不確実性が大きいか評価が難しいため、理想的ではありません。別のアプローチでは、アレイは、バックグラウンドの主要なソースとして、銀河の電波放射に対して較正することができます。このいわゆる銀河キャリブレーションは、モデルが公開されている拡散銀河電波放射の予測に依存しています。銀河背景の強度に関する体系的な不確実性を推定するために、10から408MHzの周波数範囲でこれらのモデルを比較します。この比較をグローバルレベルで行うだけでなく、選択した無線アレイに適応させて、銀河のキャリブレーション方法を適用することの意味について説明します。さらに、空の電波放射の追加のソースとして、静かな太陽の影響を研究します。
ソウル電波天文台の改修と最初のミリ波VLBI観測
| Title |
Renovation_of_Seoul_Radio_Astronomy_Observatory_and_Its_First_Millimeter_VLBI_Observations |
| Authors |
Naeun_Shin,_Yong-Sun_Park,_Do-Young_Byun,_Jinguk_Seo,_Dongkok_Kim,_Cheulhong_Min,_Hyunwoo_Kang,_Keiichi_Asada,_Wen-Ping_Lo,_Sascha_Trippe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11566 |
ソウル電波天文台(SRAO)は、ソウル大学校の冠岳キャンパスで6.1メートルの電波望遠鏡を運用しています。イベントホライズンテレスコープ、東アジアVLBIネットワーク、韓国VLBIネットワーク(KVN)などのミリ波干渉計ネットワークによる最近の成果に動機付けられて、SRAOを超長基線干渉計(VLBI)ステーションに改革する取り組みを紹介します。この目的のために、ミリ波天文研究用複合アレイで使用されていた受信機と、Hメーザークロックを含むデジタルバックエンドを設置しました。1皿のみの運用に特化していた既存のハードウェアとソフトウェアも一新。数年間の準備と1ミリ波帯と3ミリ波帯での試験観測の後、2022年6月にSRAOとKVN蔚山駅の間の300km離れた基線に対して、86GHzで3C84に向かってフリンジを検出することに成功しました。受信機の二重周波数動作のおかげで、VLBI観測はすぐに1mm帯域に拡張され、1～3ミリメートル帯域間の周波数位相参照技術が検証されます。
CLEAN によるマルチスケールおよび多方向 VLBI イメージング
超長基線干渉法(VLBI)は、さまざまな基線からの相関信号を組み合わせて最高の角度分解能の画像にする電波天文技術です。測定値がまばらであるため、この画像化手順は不適切な設定の逆問題を構成します。何十年もの間、CLEANアルゴリズムはVLBI研究の標準的な選択肢でしたが、最新の最前線のVLBIアプリケーションの要件によって挑戦されるいくつかの深刻な欠点と病状があります。CLEANイメージングのいくつかの病状に対処する連続ウェーブレット変換に基づいて、新しいマルチスケールCLEANデコンボリューション法(DoB-CLEAN)を開発します。この新しいアルゴリズムを合成データのCLEAN再構成に対してベンチマークし、DoB-CLEANを使用してRadioAstronのBLLac観測を再分析します。DoB-CLEANは、マルチスカラーおよび多方向のウェーブレットディクショナリによって画像にアプローチします。2つの異なる辞書が使用されます。最初に、ダーティイメージの特徴をまばらに表すために使用される観測のUVカバレッジに適合する楕円球ベッセル関数ディクショナリの違い。次に、関連する画像の特徴をきれいに表現するのに適した楕円ガウスウェーブレットディクショナリの違いです。デコンボリューションは、辞書を切り替えることによって実行されます。DoB-CLEANは、CLEANと比較して超解像を達成し、CLEANの誤った正則化特性を修正します。CLEANとは対照的に、基底関数による表現には物理的な意味があります。したがって、計算されたデコンボリューションされた画像は、CLEANとは対照的に、観察された可視性に適合します。最先端のマルチスカラーイメージングアプローチは、VLBIにおける単一スカラー標準アプローチよりも優れているようであり、進行中の最前線のVLBIアプリケーションで情報を最大限に抽出するのに適しています。
月のレゴリスに衝突する超高エネルギー(UHE)宇宙線とニュートリノによって引き起こされる粒子カスケードは、通常、アスカリアン効果として知られる過剰な負電荷の存在により、チェレンコフ電波放射を放射します。月のレゴリスでチェレンコフ電波放射を検出するために、いくつかの実験が行われました。将来の月超長波長(ULW、30MHz未満の周波数)電波天文学ミッションに備えるために、月軌道で動作しているULW電波望遠鏡を使用したチェレンコフ電波放射の検出を研究しています。我々は、アパーチャ、フラックス、およびイベントレートの分析のために機器モデリングと分析計算を実行しました。分析は、チェレンコフ放射の検出可能性を示しています。チェレンコフ放射の特性に基づいて、月面衛星に搭載された3つのULWベクトルアンテナを使用して、宇宙線とニュートリノイベントを再構築できることを実証しました。この研究は、UHE宇宙線とニュートリノの検出が成功する可能性がある将来の月電波探査ミッションに役立つでしょう。
Si I および Si II の遷移の原子遷移確率と、いくつかの非常に金属の少ない星のシリコン存在量
| Title |
Atomic_Transition_Probabilities_for_Transitions_of_Si_I_and_Si_II_and_the_Silicon_Abundances_of_Several_Very_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
E._A._Den_Hartog,_J._E._Lawler,_C._Sneden,_I._U._Roederer,_J._J._Cowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11391 |
3$s^{2}$3$p$4$s$$^{3}$P$^{\rmo}_{1,2}$、$^{1}$P$^{\rmo}_{1}$および3$s$3$p^{3}$$^{1}$D$^{\rmo}_{1,2}$上位レベル。研究された遷移には、強力でほぼ純粋なLS多重線と、これらの上位準位に接続された非常に弱いスピン禁止遷移の両方が含まれます。$^{4}$P$_{1/2}$-$^{2}$P$^{\rmo}_{1/2,3/2}$単一イオン化シリコン(SiII)のスペクトルにおける相互結合線。SiIとSiIIの弱いスピン禁制線は、最近の理論計算に対する厳密なテストを提供し、それと比較します。この研究の分岐分数は、以前に報告された放射寿命と組み合わされて、これらの線の遷移確率とlog($gf$)が得られます。これらの新しい測定値を、5つの金属の少ない星の存在量の決定に適用します。
SMCの極端な大江型星であるAzV 493の強い変動性
| Title |
Strong_Variability_in_AzV_493,_an_Extreme_Oe-Type_Star_in_the_SMC |
| Authors |
M._S._Oey,_N._Castro,_M._Renzo,_I._Vargas-Salazar,_M._W._Suffak,_M._Ratajczak,_J._D._Monnier,_M._K._Szymanski,_G._D._Phillips,_N._Calvet,_A._Chiti,_G._Micheva,_K._C._Rasmussen,_and_R._H._D._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11433 |
18年間のOGLE測光を12年間で得られたスペクトルと共に提示し、初期の大江星AzV493が強い測光(デルタI<1.2等)と分光学的変動を示し、優勢な14.6年パターンと~40日振動を示すことを明らかにしました。.恒星パラメータはT_eff=42000K、logL/L_sun=5.83+/-0.15、M/M_sun=50+/-9、vsini=370+/-40km/sと推定されます。直接的な分光学的証拠は、ガス放出と落下の両方のエピソードを示しています。X線の検出はなく、おそらく暴走星です。AzV493には、非常に偏心した(e>0.93)軌道上に見えない伴星がある可能性があります。我々は、ペリアストロンでの密接な相互作用が減衰円盤の放出を励起し、その可変輝線スペクトルが内側と外側の成分を分離していることを示唆し、光学的に厚い外側成分が恒星の光球と初期の内側円盤の輝線スペクトルの両方を覆い隠していることを提案する測光サイクルのフェーズ。AzV493の質量と回転は、ブラックホールまたは中性子星のいずれかであるコンパニオンのコア崩壊超新星爆発に続く連星相互作用によって強化された可能性があります。小マゼラン雲のこのシステムは、OBe減衰円盤の形成と進化、大規模連星進化、およびコンパクト連星前駆体に光を当てる可能性があります。
小マゼラン雲における OB 星の動的対超新星加速
| Title |
Dynamical_vs_Supernova_Acceleration_of_OB_Stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._S._Oey_(Michigan),_J._Dorigo_Jones_(Colorado),_G._D._Phillips_(Michigan),_N._Castro_(LIfA_Potsdam),_M._M._Dallas_(Michigan,_STScI),_and_M._Moe_(Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11444 |
SMCフィールドOB星のRIOTS4サンプルを使用して、RIOTS4データから得られた星の質量と共に、ガイアの固有運動を使用して、この低金属量の銀河における大規模な暴走の起源を特定します。これらのデータにより、動的放出と連星超新星メカニズムによって加速された星の相対的な寄与を見積もることができます。これは、動的放出がより速く、より大規模な暴走に有利であるのに対し、SN放出は反対の傾向にあるためです。さらに、古典的なOBe星、大質量X線連星、および非コンパクト連星の周波数を使用して、メカニズムを識別します。私たちの結果は、動的メカニズムが2～3倍支配的であることを示しています。これは、動的に排出されたバイナリの後にSNキックが続くときに発生する2段階の加速からの重要な寄与も意味します。DR3からの新しいデータを使用して、GaiaDR2固有運動から公開された定量的結果を更新します。
JWSTによる褐色矮星HD 19467 Bの最初の観測
| Title |
First_Observations_of_the_Brown_Dwarf_HD_19467_B_with_JWST |
| Authors |
Alexandra_Z._Greenbaum,_Jorge_Llop-Sayson,_Ben_Lew,_Geoffrey_Bryden,_Thomas_Roellig,_Marie_Ygouf,_B.J._Fulton,_Daniel_R._Hey,_Daniel_Huber,_Sagnick_Mukherjee,_Michael_Meyer,_Jarron_Leisenring,_Marcia_Rieke,_Martha_Boyer,_Joseph_J._Green,_Doug_Kelly,_Karl_Misselt,_Eugene_Serabyn,_John_Stansberry,_Laurie_E._U._Chu,_Matthew_De_Furio,_Doug_Johnstone,_Joshua_E._Schlieder,_and_Charles_Beichman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11455 |
HD19467BをJWSTのNIRCamで2.5～4.6$\mum$にわたる6つのフィルターで、長波長バーコロナグラフで観測しました。褐色矮星HD19467Bは、最初にG3V星HD19467の視線速度の長期傾向を通じて特定されました。その後HD19467Bは、コロナグラフィックイメージングと分光法によって検出され、おおよその温度を持つ後期T型褐色矮星として特徴付けられました。$\sim1000$K.NIRCamGTO科学プログラムの一環としてHD19467Bを観測し、NIRCam長波長バーコロナグラフィックマスクの最初の使用を実証しました。オブジェクトは、AngularDifferentialImaging(ADI)とSyntheticReferenceDifferentialImagingを使用して、1.6秒角の間隔で6つのフィルターすべて($2\times10^{-4}$から$2\times10^{-5}$のコントラストレベル)で検出されました。(SynRDI)。事前に選択された基準星の取得中にガイドスターが失敗したため、後処理に使用できる基準星データがありませんでした。ただし、RDIは、望遠鏡の光学構成の同時期のマップから開発された合成点像分布関数(PSF)を使用して正常に適用されました。追加の視線速度データ(Keck/HIRESから)は、HD19467Bの軌道を制約するために使用されます。TESSからの測光データは、主星の特性、特にその年齢を制約するために使用されます。HD19467Bの物理的性質を導き出すために、NIRCam測光、文献からのスペクトルと測光、および改良された恒星パラメータが、最近のスペクトルおよび進化的亜恒星モデルと組み合わせて使用されます。およびTESS星震学では、動的に導出された81$^{+14}_{-12}の質量と2-$\sigma$内で一致する62$\pm1M_{J}$のモデルから導出された質量を取得します。M_{J}$.
若い星の磁気圏降着の分光学的および干渉計的特徴
| Title |
Spectroscopic_and_interferometric_signatures_of_magnetospheric_accretion_in_young_stars |
| Authors |
B._Tessore,_A._Soulain,_G._Pantolmos,_J._Bouvier,_C._Pinte,_and_K._Perraut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11628 |
メソッド。コードMCFOSTを使用して、非軸対称降着磁気圏における線形成の非LTE問題を解決します。さまざまな磁気傾斜角を持つモデルの降着柱に由来するBr{\gamma}ラインプロファイルを計算します。また、線プロファイル全体のBr{\gamma}線発光領域の単色合成画像も導き出します。このスペクトル線は、若い星の磁気圏降着の主要な診断であり、ESO超大型望遠鏡干渉計に設置された長いベースラインの近赤外線干渉計GRAVITYでアクセスできます。結果。回転位相の関数としてBr{\gamma}ラインプロファイルを導出し、合成画像から干渉観測量、可視性、および位相を計算します。ラインプロファイルの形状は、回転周期に沿って変調され、降着衝撃が観測者に面したときに逆Pシグニプロファイルを示します。線の放射領域のサイズは磁気傾斜角が大きくなるにつれて減少し、これはより低い線磁束に反映されます。ライン発光領域のサイズを導出するために、干渉モデルを合成ビジビリティに適用します。得られた干渉計のサイズは、磁気圏の実際のサイズよりもコンパクトであり、切断半径の50から90\%の範囲であることがわかります。さらに、非軸対称磁気圏の回転は、干渉可視性の微分位相によって測定されるように、Br{\gamma}から連続光中心へのシフトの回転変調から回復されることを示します。
前主系列進化の後期段階における磁気圏降着。 RZ Pscの事例
| Title |
Magnetospheric_accretion_at_the_late_phases_of_the_Pre-Main-Sequence_evolution._The_case_of_RZ_Psc |
| Authors |
D._V._Dmitriev,_V._P._Grinin,_I._S._Potravnov,_T._A._Ermolaeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11693 |
2013年にUXOri型星RZPscで観測された降着活動の爆発中に、降着率が約1桁増加したことが示されています。これは、前主系列進化の後期段階での降着プロセスが非常に不安定であることを意味します。このエピソードで得られたスペクトルを使用して、H$\alpha$線での磁気圏放射を調べました。この観測から磁気圏のパラメータを得るために、磁気圏降着のモデルが計算されます。現在の研究では、恒星磁気圏におけるガス運動中の再結合遅延効果の影響を考慮しました。この効果を説明し、IRCaII三重項線に磁気圏吸収が存在し、DNaI共鳴線にその吸収が存在しないことにより、磁気圏の温度の下限を約10000Kに設定することができました。降着率の推定精度が向上しました。最適モデルによると、降着率の対数は$\log\dot{M}=-10.1\pm0.3$($\dot{M}\approx7\times10^{-11}$M$_\odot$yr$^{-1}$)であり、RZPscの傾斜角は$43\pm3^\circ$です。これは、この星の弱い測光変動性を説明する、UXOri星に典型的な傾き(約70$^\circ$)よりも小さいです。得られた降着率と磁気圏半径を使用して、RZPsc$\approx$0.1kGsの磁場の双極子成分の強度を推定します。
ダスト駆動の風を持つ AGB 星のグローバル 3D 放射流体力学モデル
恒星風による対流と質量損失は、漸近巨枝(AGB)星とその進化を形成する2つの動的プロセスです。観察と初期の3Dモデルは、巨大な対流セルが高コントラストの表面強度パターンを引き起こし、塊状の塵雲の起源に寄与することを示しています。新しいグローバル3Dシミュレーションを使用して、AGB星からのダスト駆動風の形成と結果として生じる特性を研究します。2つのM型AGB星の動的な星の内部、大気、および風加速帯は、CO5BOLDコードでモデル化されました。これらの最初のグローバル3Dシミュレーションは、周波数依存のガスの不透明度に基づいており、ケイ酸塩粒子の時間依存の凝縮と蒸発を特徴としています。対流と脈動は一貫して発生するため、これらのプロセスのパラメーター化された記述に依存することなく、風の特性(質量損失率や流出速度など)を導き出すことができます。純粋に放射状の脈動を伴う1Dモデルとは対照的に、3Dモデルの対流と脈動によって引き起こされる衝撃は、球体の全体ではなく大部分をカバーし、大気の斑状の非球状構造につながります。ダストの凝縮はガス密度に決定的に依存するため、新しいダスト雲は主に、粒子が効率的に成長できる大気衝撃の密集した航跡で形成されます。その結果、新たに形成されたダストの塊状の分布は、拡張された大気と風加速ゾーンの複雑な3D形態につながり、星の近くに同時の流入領域と流出領域があります。高度に非球状の等温線と、星の近くにある短命のガスのクールポケットが顕著な特徴です。粒子の成長率が平均よりも高い密度の高い領域では、温度の球状平均が示すよりも星に近く、効率的な塵の形成が始まります。
斜めの双極子場を持つ大質量星からの遠心磁気圏の 3D MHD モデル
| Title |
3D_MHD_models_of_the_centrifugal_magnetosphere_from_a_massive_star_with_an_oblique_dipole_field |
| Authors |
Asif_ud-Doula,_Stanley_P._Owocki,_Christopher_Russell,_Marc_Gagne_and_Simon_Daley-Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11858 |
星の自転軸に対してゼロでない傾斜角($\beta$)を持つ双極子磁気軸を持つ大質量星からの磁気圏の新しい自己無撞着3DMHDシミュレーションの結果を提示します。最初の直接的な適用として、ほぼ整列した($\beta=5^o$)モデルと半斜め($\beta=45^o$)モデルの同方向回転ディスクのグローバル構造を比較します。($\sim$0.5クリティカル)。蓄積面は、解析的なRRM(RigidlyRotatingMagnetosphere)モデルによって予測された形状に大まかに似ていることがわかりますが、磁気閉じ込めに対する遠心ブレイクアウトの臨界レベル近くまで質量が蓄積すると、課された初期双極子から磁場が歪められます。これは、磁気赤道と回転赤道の交点を中心とする{\em翼}に集中する最高密度で、回転赤道に向かって蓄積面の関連するゆがみにつながります。これらのMHDモデルを使用して、測光吸収とH$\alpha$放射の回転変調を合成し、観測結果と直接比較できます。
太陽周期と太陽風緯度構造が共回転予報に与える影響の因果解析
| Title |
Causal_Analysis_of_Influence_of_the_Solar_Cycle_and_Latitudinal_Solar-Wind_Structure_on_Corotation_Forecasts |
| Authors |
Nachiketa_Chakraborty,_Harriet_Turner,_Mathew_Owens,_Matthew_Lang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11904 |
太陽風の状態を研究することは、宇宙天気が地球に与える影響を予測する上で重要です。この風の構造が時間的に一定であり、太陽と共回転するという仮定の下で、太陽風とそれによる宇宙天気予報は非常に効果的に行われてきました。このような共回転予測は、STEREOおよび近地球探査機からの数十年にわたる観測で十分に研究されています。予測精度は、ソースと宇宙船の間の緯度間隔(またはオフセット$\Delta\theta$)、予測リードタイム($\Deltat$)、および黒点数(SSN)による太陽周期に依存します。ただし、不確実性を考慮した正確な依存関係は、これらの各要因からの影響の混合です。また、精度の高い予測を行うには、何が予測の精度とその不確実性を左右するのかを理解することが重要です。ここでは、これを行うための情報理論的手段に基づく因果推論アプローチを提示します。私たちのフレームワークは、SSN、$\Deltat$および$\Deltat$に対する予測平均絶対誤差(MAE)の直接的な(線形および非線形)依存関係だけでなく、これらの個々の変数がどのように組み合わされて強化またはMAEを減少させます。将来的にデータ同化を支援する可能性を考慮して、これの初期評価を提供します。
磁気星の内部と表面をつなぐ
上部主系列星と白色矮星のかなりの部分で強い磁場が観測されています。そのような星の多くは、磁極が回転して視野に入ったり見えなくなったりするときに測光変調を示すことが観察されています。これは、星の熱構造に対する磁気摂動の結果である可能性があります。磁気圧力は通常、星の光球のガス圧よりも大きいが、星の内部のガス圧よりもはるかに小さいため、予想される表面フラックスの摂動は明確ではない.若い$3\,M_\odot$星の磁気的に摂動された星の構造を計算します。これらの星は静水圧平衡と熱平衡の両方にあり、安定した化石場で予想される双極子磁場のポロイダル成分とトロイダル成分の両方を含んでいます。これは、傾圧安定成層領域におけるそのようなフィールドの半分析モデルを提供します。星の内部圧力、温度、およびフラックスの摂動は大きさの範囲を持つことができますが、最も可能性の高い構成は、表面磁気圧力と表面ガス圧力の比よりもはるかに小さいが、表面磁気圧力の比率よりもはるかに大きいフラックス摂動を示すと主張しています。中心ガス圧力への圧力。当社のモデルでは磁極は赤道より高温ですが、磁場構成によっては低温の磁極も可能です。観測された磁場強度に対するフラックスの予想変動は$\deltaL/L\!\lesssim\!10^{-6}$であり、磁気星で観測されたものよりもはるかに小さく、観測された摂動はボロメトリフラックスの変化ではなく、創発スペクトルの変化に起因することを示唆しています。
正確な量子古典対応を備えた宇宙のバウンスとコースティング
宇宙の膨張の倍率が$a(t)\equivAe^{\alpha(t)}$と書かれ、$A$が実定数で$\alpha(t)$が実関数である場合、重力作用$I_G$は、特定のスケール係数依存ポテンシャルを持つ均一で等方性のスカラー場の物質作用$I_M$と同じ形で現れます。この$I_G$のラグランジュ関数を$\alpha$の複素平面に解析的に接続することにより、実行可能な宇宙モデルを記述する全作用の両方の部分に対応する項を取得できることがわかります。このソリューションは、最初に収縮し、次に直線的に膨張し、その間に滑らかな跳ね返りを伴う、跳ね返ったり惰性で走ったりするユニバースを提供します。トールマンワームホールと呼ばれるこのような跳ね返りは、溶液に自然に現れるカシミールのような負のエネルギーによるものです。量子宇宙論への新しいアプローチでは、演算子法を使用して上記のモデルの正準量子化を実行し、従来の形式における演算子順序のあいまいさを回避できることを示します。これは、宇宙の量子波動方程式につながり、それを解くと、宇宙が非ゼロエネルギーの基底状態にあるという興味深い結果が得られます。この解は、Wheeler-DeWitt波動関数とは異なり、すべてのエポックで正確な量子古典対応を保持します。
| Title |
Detectable_Gravitational_Wave_from_Graviton_Bremsstrahlung_during_Reheating |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Nicol\'as_Bernal,_Yong_Xu,_and_\'Oscar_Zapata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11345 |
インフレ再加熱中のインフレトンの崩壊からの制動放射による重力子生成を再検討します。2つの補完的な計算手法を使用して、そのような3体微分減衰率が文献で以前に報告された結果と異なることを最初に示します。次に、再加熱の期間中に形成される確率的重力波(GW)バックグラウンドを計算します。これは、インフレトンがグラビトンの放射放出で摂動的に崩壊するときです。$\DeltaN_\text{eff}$に関して相対論的自由度の数を計算することにより、BBNとCMBから得られるGWエネルギー密度を制限します。最後に、現在および将来のGW検出器の感度を予測して、通常はGHzからTHzの球場でピークに達する確率的GWバックグラウンドを調査し、マイクロ波空洞および宇宙ベースのGW検出器で検出される機会を開きます。
ループ量子重力における原始ブラック ホール: しきい値への影響
原始ブラックホールは初期宇宙で形成され、暗黒物質の最も有力な候補の1つを構成します。それらの形成プロセスの研究には、臨界エネルギー密度摂動閾値$\delta_\mathrm{c}$の決定が必要です。これは一般に、基礎となる重力理論に依存します。これまで、解析的および数値的手法の大半は、一般相対論の枠組みの中で$\delta_\mathrm{c}$を計算していました。この研究では、単純な物理的議論を使用して、一般相対性理論の非摂動的で背景に依存しない量子化を構成するループ量子重力(LQG)内の具体性のために作業して、量子重力のフレームワーク内でPBH形成しきい値を半分析的に推定します。特に、量子バウンスの近くで形成された低質量PBHでは、初めて量子重力フレームワーク内で量子効果がPBH形成にどのように影響するかについて、私たちの知る限りでは。最後に、LQGのBarbero-Immirziパラメーター$\gamma$を変化させることにより、超軽量PBH、つまり影響を受けるものに関連する観測的/現象学的シグネチャーを使用しながら、$\delta_\mathrm{c}$の値への影響を示します。LQG効果により、重力の潜在的な量子的性質を制約する新しいプローブとしてPBHポータルを提案します。
スピン1粒子(暗光子)で構成される波状の暗黒物質は、「ベクトルソリトン」と呼ばれる基底状態の塊を形成すると予想されます。この作業では、次元6演算子として表される光子と暗光子の相互作用を検討し、周囲の電磁場のパラメトリック共鳴増幅による孤立ベクトルソリトンから生じる電磁放射を研究します。発信放射の方向依存性と偏光を特徴付けます。これは、演算子と基礎となるベクトルソリトンの偏光状態に依存します。ソリトンの安定性に対するこの放射の意味と、天体物理学的観測を通じてベクトルソリトンの合併を検出するための可能なチャネルとして議論します。
Advanced LIGO の 2 回目の観測からのサブソーラー質量ブラック ホール トリガーの解析
| Title |
Analysis_of_a_subsolar-mass_black_hole_trigger_from_the_second_observing_run_of_Advanced_LIGO |
| Authors |
Gonzalo_Morr\'as,_Jos\'e_Francisco_Nu\~no_Siles,_Alexis_Men\'endez-V\'azquez,_Christos_Karathanasis,_Katarina_Martinovic,_Khun_Sang_Phukon,_Sebastien_Clesse,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Mario_Mart\'i_nez,_Ester_Ruiz_Morales,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11619 |
Phukonらによって報告されたAdvancedLIGOの2回目の観測実行から、太陽以下の質量のブラックホール候補の徹底的な追跡分析を実行します。報告されている信号対雑音比(SNR)は8.6ドルであり、逆誤警報率は年間約0.5ドルであり、重力波の起源を主張するには低すぎるが、十分に大きいため、このトリガーの起源は不明である。興味をそそられること。より正確な波形を使用し、周波数範囲を20Hzまで拡張し、顕著なブリップグリッチを除去し、すべてのモデルパラメーターを周辺化すると、ネットワークの信号対雑音比の事後分布がほとんど検索値を下回ることがわかります。90\%信頼区間は$7.94^{+0.70}_{-1.05}$です。信号が実際の重力波合体イベントから来ていると仮定すると、光成分$m_2=0.76^{+0.50}_{-0.14}M_\odot$が見つかり、1太陽質量未満の質量のコンパクトな天体が示唆されます。$83.8\%$の信頼水準で。コンパクトな天体の質量がこのように小さいことは、予想外に軽い中性子星か、原始的またはエキゾチックな起源のブラックホールを示唆している。一次質量は$m_1=4.71^{+1.57}_{-2.18}M_\odot$で、質量比が$q=0.16^{+0.34}_{-0.06}の場合、おそらく下部質量ギャップにあります。$、距離$D_{\rmL}=124^{+82}_{-48}$Mpc.次の観測実行の改善された感度は、より高いSNRで同様の信号を観測し、サブ太陽質量成分を区別することを可能にします。
シュヴァルツシルトブラックホール内の天体の速度の問題を考えます。一般的な結果は、究極の特異点に近づくと、測地線特性と非測地線特性の両方の非ゼロ角運動量軌跡をたどるオブジェクトの相対速度の値は、光速の値になる傾向があるということです。両方のオブジェクトが同じ平面内を移動し、角運動量が平行である場合は、例外が1つだけあります。この結果は、より深い意味を持っているように見えます。それは、この特定のブラックホールの内部のダイナミクスの異方性を反映しています。問題の結果は、特異点の近くで、2つの粒子の衝突が重心フレームで無限に大きなエネルギーをもたらすことを意味します。前述の特性は、特異点近くの無期限に大きな青方偏移の現象に対応しています。
熱膨張における熱曲率摂動
スカラーフラットンフィールドと周囲の放射浴との相互作用に起因する変動散逸効果を考慮して、熱インフレーションの後期に生成される超地平線曲率摂動のパワースペクトルを計算します。熱膨張の開始時に、フラットン場は、結合定数が比較的小さい場合でも放射浴と平衡に達する可能性があり、臨界温度$T_c$まで熱変動のスペクトルを維持し、それ以下では熱効果が保持されなくなることがわかります。偽の潜在的最小値のフィールド。これにより、純粋な量子ゆらぎと比較してフィールドの分散が強化されるため、熱膨張時の平均エネルギー密度が増加し、誘導された曲率摂動が減衰します。特に、これにより、少なくとも$T>T_c$の地平線を離れるスケールでは、原始ブラックホールのその後の形成が抑制されることがわかります。熱場の分散が大きいと、場が真の潜在的な最小値にロールするため、$T_c$を下回る高速ロールインフレーションの期間も短縮されます。これは、さらに小さなスケールでの(大きな)曲率摂動の生成にも影響するはずです。
任意の曲がった時空における電磁記憶
重力記憶効果とその電磁気(EM)アナログは、強い重力領域における潜在的なプローブです。文献では、この効果は漸近無限遠での静的観測者に対して導出されます。これは物理的に一貫したアプローチですが、EMメモリ効果を得ることができる時空ジオメトリを制限します。これを回避するために、任意の曲がった時空で共動観測者(4速度$u_{\mu}$で定義)のEMメモリ効果を評価します。共変アプローチを使用して、マクスウェルの方程式を2つの部分に分割します。つまり、4次元速度$u_{\mu}$に平行に射影され、$u_{\mu}$に直交する3空間に射影されます。さらに方程式を$1+1+2$形式に分割すると、任意の曲がった時空におけるEMメモリの\emph{マスター方程式}が得られます。メモリ効果への寄与の幾何学的な理解を提供します。次に、特定の時空間ジオメトリのEMメモリを取得し、顕著な特徴について説明します。
高密度からのニュートリノ: フレーバー メカニズム、理論的アプローチ、観測、新しい方向性
| Title |
Neutrinos_from_dense:_flavor_mechanisms,_theoretical_approaches,_observations,_new_directions |
| Authors |
Maria_Cristina_Volpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.11814 |
ニュートリノの質量と混合は、確立された量子力学的現象である真空振動を生み出します。実際には、ニュートリノとバックグラウンド粒子との相互作用によるミヘーフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン効果が、共鳴フレーバーの変化を引き起こします。密度の高い環境では、かなりのニュートリノ間相互作用、衝撃波、および乱流が、さまざまな現象の下でニュートリノフレーバーの内容に影響を与えます。ニュートリノ伝搬の理論的アプローチは、平均場近似から完全な量子運動方程式にまで及びます。凝縮物質や核物理学から量子コンピューティングに至るまで、弱く相互作用する高密度ニュートリノガスと他の多体システムおよびドメインとの間の興味深い関係が明らかになりました。本質的な理論的関心に加えて、ニュートリノがどのようにフレーバーを変化させるかを確立することは、大質量星がどのように爆発するか、およびrプロセスサイトの長年の未解決の問題に答えることに貢献します.また、近い将来に発見されるコア崩壊型超新星ニュートリノや拡散型超新星ニュートリノ背景の将来の観測にも重要です。
