極度に荷電した原始超大質量ブラック ホールの移動の観測量
FramptonPLB835(2022)は、太陽質量が$10^{11}$から$10^{22}$の間にある荷電した原初の超大質量ブラックホールが存在する可能性があるという考えを提唱し、暗黒の代わりに観測された宇宙の加速膨張を説明できる可能性があるエネルギー。極端な電荷は、これらのブラックホールを裸の特異点に変え、その近くで観測可能な特徴を導き出すことを困難にします。ここでは、その範囲よりもはるかに遠い距離にあるそのような極端なオブジェクトによって引き起こされる電磁レンズ効果と重力レンズ効果を導き出し、宇宙論に最も依存しない方法でそれらの存在を検索するための最も有望な観測量について説明します。検索を$10^{12}$から$10^{14}$太陽質量のブラックホールに限定すると、そのような天体は、中性水素雲の解離や強い電磁気によって引き起こされる陽子崩壊のような、完全に破壊的な大災害を引き起こさないことが示されます。田畑。10秒角程度のアインシュタインリングと、ブラックホールによって誘起される磁場の影響を受けるプラズマ雲の回転測定値は、現在の空の調査でこれらのブラックホールの最適な観測可能な特徴として識別されます。
準極値の原始ブラック ホールは実行可能な暗黒物質の候補です
| Title |
Quasi-extremal_primordial_black_holes_are_a_viable_dark_matter_candidate |
| Authors |
Jose_A._de_Freitas_Pacheco,_Elias_Kiritsis,_Matteo_Lucca,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13215 |
一般に、低質量ブラックホールではブラックホールの蒸発は避けられないと考えられていますが、この驚くべき仮説の確認はありません。ここでは、重要な暗黒物質成分として軽い準極限原始ブラックホールの生存の可能性に訴える現象論的モデルを提案し、関連する宇宙論的および天体物理学的制約が合理的な程度の準極限で消失することを示します。得られた結果は一般的で保守的なものであり、将来のモデル固有の分析の原則の証明として使用する必要があります。
| Title |
Scalar_dark_matter_vortex_stabilization_with_black_holes |
| Authors |
Noah_Glennon,_Anthony_E._Mirasola,_Nathan_Musoke,_Mark_C._Neyrinck,_Chanda_Prescod-Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13220 |
銀河とその暗黒物質のハローは、通常、回転することが前提とされています。しかし、このスピンがスカラー暗黒物質(ファジー/波動/超軽量アクシオン暗黒物質を含むSDM)でできたハローとソリトンコアにどのように現れるかは未解決の問題です。必然的に非回転のSDM速度場でスピンが現れる1つの方法は、渦を使用することです。しかし、最近の結果はこのシナリオに疑問を投げかけ、渦は一般に、かなりの反発的な自己相互作用を除いて不安定であることを発見しました。この論文では、安定性への代替ルートを紹介します。（非相対論的）分析計算とシミュレーションの両方で、ブラックホールまたは少なくともソリトンと同じ大きさの他の中心質量は、その中の渦を安定させることができます。この結論は、恒星規模のボーズ星にも当てはまる可能性があります。
DESI および DECaLS (D&D): 1% の調査とその予測による銀河間レンズ測定
| Title |
DESI_and_DECaLS_(D&D):_galaxy-galaxy_lensing_measurements_with_1%_survey_and_its_forecast |
| Authors |
Ji_Yao,_Huanyuan_Shan,_Pengjie_Zhang,_Eric_Jullo,_Jean-Paul_Kneib,_Yu_Yu,_Ying_Zu,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Michael_Schubnell,_Mariana_Vargas_Magana_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13434 |
大きな($\sim9000$deg$^2$)空のオーバーラップを考えると、DECaLS(DarkEnergyCameraLegacySurvey)からのせん断測定は、DESI(DarkEnergySpectroscopicInstrument)銀河を使用した銀河-銀河レンズ研究の絶好の機会を提供します。DESI1\%調査とDECaLSDR8を組み合わせて、この可能性を探ります。$\sim106$deg$^2$のスカイオーバーラップにより、レンズとしてBGSとLRGの銀河間レンズ効果を有意に検出できます。完全なBGSサンプルにスケーリングすると、統計誤差が$18(12)\%$から$2(1.3)\%$の有望なレベルに$\theta>8^{'}(<8^{'})$.これにより、将来の系統制御に対するより強い要件がもたらされます。このような可能性を完全に実現するには、残留乗法せん断バイアス$|m|<0.01$と平均赤方偏移$|\Deltaz|<0.015$のバイアスを制御する必要があります。また、レンズとしてDESILRG/ELGフルサンプルを使用した銀河間レンズ効果の重要な検出、および低赤方偏移DECaLSシアーとの相互相関によるELGの宇宙拡大も期待されます。{このような体系的なエラー制御が達成できる場合}、KiDS(キロディグリーサーベイ)やHSC(Hyper-SuprimeCam)と比較して、赤方偏移が小さく、大規模で、せん断の測定においてDECaLSの利点があることがわかります。比($\sigma_R\sim0.04$に対して)と宇宙倍率。
KiDS-1000: プランク宇宙マイクロ波背景レンズによる相互相関と自己較正による固有アライメント除去
| Title |
KiDS-1000:_cross-correlation_with_Planck_cosmic_microwave_background_lensing_and_intrinsic_alignment_removal_with_self-calibration |
| Authors |
Ji_Yao,_Huanyuan_Shan,_Pengjie_Zhang,_Xiangkun_Liu,_Catherine_Heymans,_Benjamin_Joachimi,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Hendrik_Hildebrandt,_Konrad_Kuijken,_Tilman_Tr\"oster,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_Wright_and_Ziang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13437 |
ギャラクシーシアー-宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズ収束相互相関には、自己相関に対する宇宙論に関する追加情報が含まれています。特定の体系的な効果の影響を受けませんが、銀河固有の配列(IA)の影響を受けます。これは、標準的なプランク$\Lambda$CDM(宇宙定数と低温暗黒物質)宇宙論予測と比較して、報告されているギャラクシーシアー$\times$CMB収束相互相関の低いレンズ振幅の原因である可能性があります。この作業では、IAがキロ度サーベイ(KiDS)銀河レンズシアー(プランクCMBレンズ収束相互相関)にどのように影響するかを調査し、IAを考慮した場合と考慮しない場合の以前の処理と比較します。より具体的には、IAパラメータとIAセルフキャリブレーション(SC)メソッド(ソース銀河からのみ定義された追加の観測量を使用)の周辺化を比較し、SCがCMBレンズ振幅$A_{\rmlens間の縮退を効率的に破ることができることを証明します}$とIA振幅$A_{\rmIA}$.さまざまな体系が結果の$A_{\rmIA}$と$A_{\rmlens}$にどのように影響するかをさらに調査し、MICE2シミュレーションで結果を検証します。IAを制約するSCメソッドを含めることにより、CMBレンズとIAの間の縮退による情報の損失が大幅に減少することがわかりました。最適な値は$A_{\rmlens}=0.84^{+0.22}_{-0.22}$と$A_{\rmIA}=0.60^{+1.03}_{-1.03}$ですが、それぞれ異なります角度スケールカットは、$\sim10\%$によって$A_{\rmlens}$に影響を与える可能性があります。ブーストファクター、宇宙倍率、測光赤方偏移モデリングの適切な処理が、正しいIAおよび宇宙論的結果を得るために重要であることを示します。
暴走膨張モデル: 完全な宇宙進化からの改善された制約
| Title |
Runaway_dilaton_models:_improved_constraints_from_the_full_cosmological_evolution |
| Authors |
L\'eo_Vacher,_Nils_Sch\"oneberg,_J._D._F._Dias,_C._J._A._P._Martins_and_Francisco_Pimenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13500 |
ひも理論の数少ない確固たる予測の1つは、重力と結合した質量のないスカラー場(ディラトン)の存在です。その存在下では、微細構造定数などの宇宙の基本定数の値は、アインシュタインの等価原理に直接違反して、この場の時間依存の真空期待値とともに変化します。Damour、Piazza、およびVenezianoによって提案された\emph{runawaydilaton}は、物理的に動機付けられた宇宙論的シナリオを提供します。これは、非標準的でテスト可能な予測を提供しながら、質量のない膨張の存在を観測と調和させます。さらに、この分野は、動的暗黒エネルギーの自然な候補を提供できます。このモデルは、以前はローカルの実験室での実験と低赤方偏移観測から制約を受けていましたが、ここでは、特に宇宙マイクロ波背景からの高赤方偏移データも含めて、最初の完全な自己矛盾のない制約を提供します。フィールドが真髄として機能する可能性のあるさまざまなシナリオを検討します。より広いパラメーター空間にもかかわらず、最近の観測の進歩を利用して、モデルの結合パラメーターの制約を大幅に改善し、次数1の結合(これはストリング理論では自然なことです)が除外されることを示しています。
大角度CMB温度とEモード偏光異方性による偏光Sunyaev-Zel'dovich効果を使用したダークエネルギーモデルの検証
| Title |
Validating_dark_energy_models_using_polarised_Sunyaev-Zel'dovich_effect_with_large-angle_CMB_temperature_and_E-mode_polarization_anisotropies |
| Authors |
Hiroto_Kondo,_Kiyotomo_Ichiki,_Hiroyuki_Tashiro_and_Kenji_Hasegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13676 |
銀河団の自由電子による分極Sunyaev-Zeldvich効果のトモグラフィーは、暗黒エネルギーの性質を制約するために使用できます。これは、分極源として異なる赤方偏移にあるCMB四極子が統合されたSachs-Wolfe効果に敏感であるためです。ここでは、全天CMBからの温度の低い多重極とEモード偏光異方性が、それらと銀河団から見たCMB四極子との間の相関関係を通じて、制約をさらに改善できることを示しています。モンテカルロシミュレーションを使用して、温度の低多極子とEモードの偏光異方性により、暗エネルギーパラメーターの状態方程式の制約が$\sim17$パーセント改善される可能性があることがわかりました。
ベイズ証拠計算への分析的アプローチ
ベイジアン証拠は、モデル選択の重要なツールであり、異なる数のパラメーターを持つモデルを比較できます。宇宙論モデルの分析でのその使用は、スーパーコンピューターを必要とする現在の数値アルゴリズムでは計算が難しいため制限されています。この論文では、任意の相関とトップハット事前確率を持つガウス尤度の場合のベイジアン証拠の正確な式と、主要な非ガウス性(歪度と尖度)を持つ尤度分布の場合の近似式を示します。これらの式を等曲率成分を含む宇宙モデルと含まない宇宙モデルに適用し、数値熱力学積分を使用して以前に得られた結果と比較します。結果は熱力学的積分よりも精度が低いことがわかりますが、それでも有用であるには十分です。
PTA測定に照らした将来の連星ブラックホールGW研究の展望
| Title |
Prospects_for_Future_Binary_Black_Hole_GW_Studies_in_Light_of_PTA_Measurements |
| Authors |
John_Ellis,_Malcolm_Fairbairn,_Gert_H\"utsi,_Martti_Raidal,_Juan_Urrutia,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13854 |
NANOGravおよびその他のパルサータイミングアレイ(PTA)は、重力波(GW)による可能性があるnHz範囲の共通スペクトルプロセスを発見しました。質量$>10^9M_{\odot}$。ExtendedPress-Schechter形式を使用して銀河のハロー質量関数をモデル化し、ハロー質量とBH質量の間の単純な関係から、これらの連星には赤方偏移$z={\calO}(1)$と質量比$\gtrsim10$があることが示唆されます、および${\calO}(10)$~nHzを超える周波数でのGW信号は、実験的に区別でき、観測可能な円偏波を生成する比較的少数のバイナリによって支配される可能性があります。モデルをより高い周波数に外挿すると、LISAやAEDGEなどの将来のGW検出器がPTA観測を拡張してBH質量を下げることができることが示されます$\in(10^6,10^9)M_{\odot}$および$\in(10^3,10^9)M_{\odot}$.
後期宇宙における量子重力シグネチャ
宇宙論的観測量の偏差を、量子重力の接続ベースのモデルのクラスのパラメーターの関数として計算します。この理論では、宇宙の波動関数が、物質から暗黒エネルギーの支配へと移行する際に、宇宙の波動関数が歪むことにより、バックグラウンドの宇宙論に重要な変更が生じる可能性があります(これは、接続空間で「反射」として機能します)。パラメータ空間の一部の領域を除外し、DESIなどの将来の実験でこれらのモデルをさらに制約できることを、予測された制約で示すことができます。この理論の興味深い特徴は、$S_8$の緊張を自然に緩和できるパラメーター空間の領域が存在することです。
宇宙論的統一暗黒流体モデルからの $f(R)$ 重力の再構築
この作業では、$f(R)$重力の枠組みでElkhateeb\cite{Elkhateeb:2017oqy}によって以前に提案された宇宙論的統一暗黒流体モデルを再構築します。スカラーテンソル理論と$f(R)$重力理論の間の等価性を利用して、暗い流体のスカラー場が得られ、そこから$f(R)$関数が抽出され、その実行可能性が議論されます。低赤方偏移での物質の摂動の線形成長は、構築された$f(R)$関数で研究され、その結果は暗黒宇宙の$\Lambda$CDMモデルの結果とよく一致しています。初期のインフレを記述する関数の能力もテストされます。初期スカラー場ポテンシャルが抽出され、低速ロールインフレーションパラメータが導出されます。テンソルとスカラーの比率$r$とスカラースペクトルインデックス$n_s$の結果は、モデルパラメーター$m\ge2$のPlanck-2018TT+lowEデータの結果とよく一致しています。
HD 163296 の三日月を形成するギャップ共有惑星のペア: 共鳴チェーンによって彫刻された円盤
| Title |
A_gap-sharing_planet_pair_shaping_the_crescent_in_HD_163296:_a_disk_sculpted_by_a_resonant_chain |
| Authors |
Juan_Garrido-Deutelmoser,_Cristobal_Petrovich,_Carolina_Charalambous,_Viviana_V._G\'uzman,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13260 |
アルマ望遠鏡によるHD163296周辺の円盤の観測では、38天文単位から62天文単位まで広がるダストの隙間の内側と中心から外れた、約55天文単位の三日月形の下部構造が解像されました。この研究では、三日月とダストリングの両方がギャップ内のサブ土星質量惑星のコンパクトなペア(周期比$\simeq4:3$)によって引き起こされ、三日月はその中に閉じ込められたダストに対応することを提案します。$L_5$外惑星のラグランジュ点。この解釈は、CO観測から最近測定されたガスのギャップもよく再現しています。これは、ギャップが単一の惑星によって刻まれているモデルで予想されるものよりも浅いものです。約86ドルと約137ドルの外惑星を主張する以前の研究に基づいて、データを最もよく再現するディスクのグローバルモデルを提供し、4つの惑星すべてが長い共鳴チェーンに陥る可能性があることを示します。1:2:4のラプラス共鳴で外側の3つの惑星と。この構成は、このシステムのディスクと惑星の相互作用から期待される結果であるだけでなく、三体共鳴を使用して惑星候補の半径方向および角度方向の位置を制約するのにも役立つことを示しています。
拡散規制重力崩壊後の微惑星初期質量関数
| Title |
Planetesimal_Initial_Mass_Functions_following_Diffusion_Regulated_Gravitational_Collapse |
| Authors |
Konstantin_Gerbig,_Rixin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13297 |
微惑星の初期質量関数(IMF)は、惑星形成の初期段階を理解する上で非常に重要ですが、これまでの理論的予測は、シミュレーションで見つかったさまざまなIMFを説明するには不十分でした。ここでは、原始惑星系円盤の粒子中央面におけるトゥームレのような不安定性の枠組み内での拡散潮汐せん断制限微惑星形成を、微惑星IMFの解析的予測に関連付けます。IMFの形状は、安定性パラメーター$Q_\mathrm{p}$によって設定されます。これは、粒子のストークス数、ガスのトゥームレ$Q$値、局所ダスト濃度、および局所拡散率に依存します。私たちの予測を、重力崩壊によるストリーミング不安定性と微惑星形成の高解像度数値シミュレーションと比較します。私たちのIMF予測は数値結果と一致し、「微惑星は大きく生まれる」というパラダイムと、シミュレーションで一般的に見られるべき法則の説明の両方と一致することがわかりました。
惑星9に衛星があるとしたら?
過去10年間で、数値シミュレーションにより、太陽系に惑星9が存在する可能性が明らかになり始めました。惑星9のシナリオは、カイパーベルトオブジェクトの軌道要素のクラスタリングに優れた説明を提供できます。ただし、これまでのところ、惑星9のシナリオを検証するための光学的対応物は観測されていません。したがって、いくつかの最近の研究は、惑星9が原始ブラックホールのような暗い天体である可能性を示唆しています。この記事では、惑星9が大型のトランスネプチューン天体(TNO)を捕捉して散乱円盤領域(内側のオールトの雲とカイパーベルトの間)に衛星システムを形成する確率が大きいことを示します。惑星9のベンチマークモデルを採用することにより、潮汐効果が衛星を大幅に加熱し、惑星9が暗い天体であっても、観測に十分な熱電波束を与えることができることを示します。これは、惑星9の仮説を検証し、惑星9の基本的な特性を明らかにするための新しい間接的な方法を提供します。
2つの共鳴惑星の周りのダスト分布に対する乱流拡散と逆反応の影響
| Title |
Effects_of_turbulent_diffusion_and_back-reaction_on_the_dust_distribution_around_two_resonant_planets |
| Authors |
Francesco_Marzari_and_Gennaro_DAngelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13489 |
進化した塵の多い星周円盤では、木星と土星に匹敵する質量を持つ2つの惑星が軌道共鳴を維持しながら外側に移動し、塵の分布に独特の特徴を生み出すことができます。ダストは、ダストトラップとして機能する共通ガスギャップの外縁に蓄積します。そこでは、局所的なダスト濃度が、惑星の外向きの動きによって大幅に強化されます。同時に、惑星軌道内のダスト分布に膨張する空洞が形成されます。これは、ダストが共通のガスギャップを通過せず、領域内の粒子の枯渇が内側へのドリフトを介して継続するためです。惑星上で進行中のガスの降着により、内側のディスクのガス密度が低下する可能性がありますが、ガスはギャップを通過できるため、ガス分布に空洞はありません。このような挙動は、乱流によるダストの拡散とガスへのダストの逆反応の影響を無視したシミュレーションによって実証されました。両方の効果は、粒子がダストトラップを通過することにより、ギャップの外縁と内部ダストキャビティのダストピークの形成を変更する可能性があります。2つの巨大な惑星の存在下で、ガス種とダスト種(後者は圧力のない流体として扱われる)の連成進化の高解像度流体力学的シミュレーションを実行しました。拡散と逆反応により、ダスト分布の形態学的側面が変化する可能性がありますが、外側のピークや拡大する内部空洞などの主な特徴は変化しないことがわかります。これらの調査結果は、ガス粘度のさまざまなパラメーター化について確認されています。
水銀表面組成を有する合成ガラスの IR 分光法: リモートセンシングのための類似体
| Title |
IR_Spectroscopy_of_Synthetic_Glasses_with_Mercury_Surface_Composition:_Analogs_for_Remote_Sensing |
| Authors |
Andreas_Morlok,_Stephan_Klemme,_Iris_Weber,_Aleksandra_N._Stojic,_Martin_Sohn,_Harald_Hiesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13539 |
ESA/JAXABepiColomboミッションに搭載されたMERTIS(MercuryRadiometerandThermalInfraredSpectrometer)機器を使用した水星表面の中赤外観測のグラウンドトゥルースデータを提供する研究では、17の合成ガラスを研究しました。これらのサンプルは、MESSENGERデータに基づく特徴的なHermean表面積の化学組成を持っています。サンプルは、光学顕微鏡、EMPA、およびラマン分光法を使用して特徴付けられています。中赤外スペクトルは、MicroFTIRを使用して研磨された薄切片から、および2.5～18ミクロンの範囲のバルク材料(0～25、25～63、93～125、および125～250ミクロン)の粉末サイズ分画から取得されています。合成ガラスは、主に9.5ミクロンから10.7ミクロンの単一のレストストラーレンバンド(RB)を持つ非晶質材料に典型的なスペクトルを示します。RB結晶フォルステライトの特徴は、9.5～10.2ミクロン、10.4～11.2ミクロン、11.9ミクロンの場合があります。樹枝状結晶化は、23wt.%MgOを超えるMgO含有量で始まります。ReststrahlenBands、ChristiansenFeatures(CF)、およびTransparencyFeatures(TF)は、SiO2およびMgOの含有量に応じてシフトします。また、SCFM(SiO2/(SiO2+CaO+FeO+MgO))指数と比較したガラスのChristiansenFeatureのシフトも観察されます。このシフトは、リモートセンシングデータで結晶質と非晶質の物質を区別するのに役立つ可能性があります。ガラスの重合度と特徴的な強いケイ酸塩の特徴の幅との比較は、弱い正の相関関係を示しています。水星の高品質の中赤外スペクトルとの比較は、この研究の結果とある程度の類似性を示していますが、すべての特徴を説明しているわけではありません。
YunMa: 太陽系外惑星雲のスペクトル検索を可能にする
| Title |
YunMa:_Enabling_Spectral_Retrievals_of_Exoplanetary_Clouds |
| Authors |
Sushuang_Ma,_Yuichi_Ito,_Ahmed_Faris_Al-Refaie,_Quentin_Changeat,_Billy_Edwards,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13708 |
この論文では、系外惑星大気における雲の微物理学と放射特性の研究を可能にするモデルであるYunMaを紹介します。YunMaは、雲粒子の垂直分布とサイズ、およびトランジットスペクトルの対応する散乱シグネチャをシミュレートします。文献からの結果に対してYunMaを検証しました。YunMaは、スペクトル検索用のオープンベイジアンフレームワークであるTauREx3プラットフォームと組み合わせると、太陽系外惑星のトランジットスペクトルから雲の特性とパラメーターを検索できます。雲の微物理を制御する沈降効率($f_{sed}$)は、リトリーバルで自由なパラメータとして設定されます。曇ったスーパーアースの大気の28のインスタンスを通してYunMaの検索性能を評価します。この作業は、系外惑星の次世代データを取得するための雲放射伝達と微物理モデリングの必要性も強調しています。
太陽系外惑星の居住可能性の新しい定義: 光合成ハビタブル ゾーンの紹介
| Title |
A_New_Definition_of_Exoplanet_Habitability:_Introducing_the_Photosynthetic_Habitable_Zone |
| Authors |
C._Hall,_P._C._Stancil,_J._P._Terry,_C._K._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13836 |
太陽系外惑星の大気中の光合成のバイオシグネチャーを検出できる可能性があります。ただし、そのような検出には、望遠鏡の時間を大量に占有する、専用の研究が必要になる可能性があります。したがって、認識できる可能性のある生命の兆候を探しながら、可能な限り最良のターゲットを選択することが賢明です.この作業では、「光合成ハビタブルゾーン」という新しい領域を提示します。これは、液体の水と酸素光合成の両方が発生する星からの距離です。したがって、酸素光合成の検出可能なバイオシグネチャーが最も発生する可能性が高い領域です。私たちの分析は、生命にとって最も理想的な条件で、大気や温室効果がない場合、光合成の居住可能ゾーンは居住可能ゾーンとほぼ同じ広さであることを示しています。一方、生命の条件が優れているとは言えず、大気の減衰と温室効果が中程度でさえある場合、光合成のハビタブルゾーンは、より大きな星の周りのより大きな分離に集中します.そのような場合は、ホスト星に潮汐固定されていないため、地球と同様の惑星自転周期が発生する可能性があります。ケプラー452b、ケプラー1638b、ケプラー1544b、ケプラー62e、ケプラー62fの5つの惑星を特定し、さまざまな条件で一貫して光合成ハビタブルゾーンにあり、それらの日長を予測します。9時間から11時間の間です。生命の兆候を探すべきパラメーター空間は、標準的なハビタブルゾーンよりもはるかに狭いと結論付けています。
宇宙論的銀河合体に対する磁場の影響 -- II.修正された角運動量輸送とフィードバック
| Title |
The_impact_of_magnetic_fields_on_cosmological_galaxy_mergers_--_II._Modified_angular_momentum_transport_and_feedback |
| Authors |
Joseph_Whittingham,_Martin_Sparre,_Christoph_Pfrommer,_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13208 |
銀河の進化における磁場の役割は、天体物理学ではまだ未解決の問題です。私たちは以前、磁場が円盤銀河間の主要な合体において重要な役割を果たしていることを示しました。このような合併の流体力学的シミュレーションでは、ぎょしゃ座モデルは、独特のバーとリングの形態を持つコンパクトなレムナントを生成します。対照的に、磁気流体力学(MHD)シミュレーションでは、残骸は顕著なスパイラルアーム構造を持つ半径方向に拡張したディスクを形成します。この論文では、主要な合併の一連の宇宙論的「ズームイン」シミュレーションを分析し、正確に$\textit{how}$磁場が合併の結果を変えることができることを特定します。磁場が角運動量の輸送を変更し、合併の進行を体系的に早めることがわかりました。この変更された輸送の影響は、フィールドの方向に依存し、主に方位角(非方位角)の方向が崩壊に対するサポートを提供します(中央のバリオン濃度を増加させます)。両方の効果は、そうでなければ存在するバーの不安定性を抑制するように作用し、それが根本的に異なる形態とフィードバックの発現につながります。特に、MHDシミュレーションでは、恒星フィードバックの影響が実質的に少ないことに注意してください。これにより、角運動量の高いガスの後の降着と、その後のレムナントディスクの急速な半径方向の成長が可能になります。MHDシミュレーションでバリオン濃度が増加した結果として、ブラックホールは2倍の大きさに成長できますが、これはレムナントの発達にはほとんど影響しないことが判明しています。私たちの結果は、磁場を含めないと銀河の進化を正しくモデル化できないことを示しています。
こぐま座矮小銀河の拡張された「恒星暈」
| Title |
The_extended_"stellar_halo"_of_the_Ursa_Minor_dwarf_galaxy |
| Authors |
Federico_Sestito,_Daria_Zaremba,_Kim_A._Venn,_Lina_D'Aoust,_Christian_Hayes,_Jaclyn_Jensen,_Julio_F._Navarro,_Pascale_Jablonka,_Emma_Fern\'andez-Alvar,_Jennifer_Glover,_Alan_W._McConnachie,_and_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13214 |
おおぐま座(UMi)矮小銀河の極端な郊外($\sim5$から$\sim12$楕円半光半径r$_h$)にある5つの星が、適用されるベイジアンアルゴリズムを使用して潜在的な新しいメンバーとして識別されました。\textit{Gaia}EDR3データ。これらのターゲットはGRACESスペクトログラフで観測され、UMiとの関連性を確認する正確な動径速度と金属量が得られました。最も明るく最も外側の星(Target~1,at$\sim12$r$_h$)について、$\alpha$-(Mg、Ca、Ti)、奇数Z(Na、K、Sc)、Feピーク(Fe、Ni、Cr)および中性子捕獲過程(Ba)元素も決定されています。また、文献およびAPOGEEDR17からのデータについても説明します。UMiの化学パターンは、コア崩壊超新星、漸近巨大分岐星、および超新星Iaからの生成を含む星形成の歴史と一致していることがわかります。[Fe/H]$\sim-2.1$付近の[$\alpha$/Fe]比における屈曲の証拠は、他の矮小銀河と同様に星形成効率が低いことを示しています。UMiの中心からTarget~1までの距離(R$\sim$4.5kpc)を考えると、UMiはこれまで考えられていたよりも拡張された構造を持っていることがわかります。UMiの周りのこの「恒星のハロー」は、銀河を周回する複数の軌道の後の潮汐ストリッピングに起因する二次的な特徴である可能性があります。あるいは、初期の階層的な降着活動または初期の星形成段階でのフィードバックによって引き起こされた強い重力変動による、UMiの主要な特徴である可能性があります。また、観察結果と一致するのは、外側から内側への星形成が段階的な超新星Ia濃縮を伴う後期合体のないシナリオです。
円盤銀河における普遍的な重力駆動等温乱流カスケード
| Title |
Universal_gravity-driven_isothermal_turbulence_cascade_in_disk_galaxies |
| Authors |
J\'er\'emy_Fensch,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_No\'e_Brucy,_Yohan_Dubois,_Patrick_Hennebelle_and_Joakim_Rosdahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13221 |
星間ガスは超音速乱流であることが知られていますが、この乱流の注入プロセスはまだ不明です。多くの研究は、重力不安定性が支配的な役割を果たしていることを示唆しています。ただし、銀河の形態と大規模なダイナミクスへの影響は、特に銀河のガス部分の進化により、宇宙の時代によって異なります。この論文では、気体の少ない渦巻き円盤と気体の豊富な塊状円盤について、その注入スケールから0.095pcまでの純粋な重力駆動乱流の等温乱流カスケードに従う数値シミュレーションを提案します。この目的のために、また、銀河の星間物質を十分に解決するためのメモリフットプリントの技術的ロックを解除するために、カプセル化されたズーム法を開発しました。スケール。このカスケードを10Myrsたどります。乱流カスケードは、両方の設定で同じスケーリング則に従うことがわかります。つまり、どちらの場合も、乱流は圧縮モードとソレノイドモードの間で等分配に近く、速度パワースペクトルはBurgersのスケーリングに従い、密度パワースペクトルはかなり浅く、べき乗則の勾配は-0.7です。最後に、重力で束縛された部分構造は、CO塊の場合と同様に、-1.8の勾配を持つ質量分布に従います。したがって、これらのシミュレーションは、宇宙時間全体にわたる円盤銀河における重力駆動の等温乱流カスケードの普遍性を示唆しています。
変化する外観の NuSTAR ビュー AGN ESO 323-G77
| Title |
The_NuSTAR_view_of_the_changing_look_AGN_ESO_323-G77 |
| Authors |
Roberto_Serafinelli,_Valentina_Braito,_James_N._Reeves,_Paola_Severgnini,_Alessandra_De_Rosa,_Roberto_Della_Ceca,_Tracey_Jane_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13223 |
中央のブラックホールからpcスケールの距離にある覆い隠されたトーラスの存在は、活動銀河核(AGN)の統一モデルの主な要素であり、覆い隠されたソースはこの構造を通して見られると考えられています。ただし、統合モデルは、時間の経過とともに、隠されているものから隠されていないものへ、またはその逆に移行する、劇的なスペクトル変化を受けるソースのクラスを説明できません。このようなソースの変動性、いわゆる変化するルックAGN(CLAGN)は、従来の不明瞭なトーラスよりもはるかに短い距離にある塊状の媒体によって生成されると考えられています。ESO323-G77は、チャンドラ、スザク、Swift-XRT、およびXMM-Newtonとともに、何年にもわたってさまざまな州で観測されたCLAGNです。^{-2}$)からコンプトンシン($N_{\rmH}\sim1-6\times10^{23}$cm$^{-2}$)、コンプトンシック($N_{\rmH}>1\times10^{24}$cm$^{-2}$)、タイムスケールは1か月と短い。ESO323-G77の最初のNuSTARモニタリングの分析を提示します。これは、2016年から2017年に異なるタイムスケール(最初の1、2、4、8週間)で行われた5つの観測で構成され、AGNが永続的なコンプトン薄の不明瞭な状態($N_{\rmH}\sim2-4\times10^{23}$cm$^{-2}$)。コンプトン厚の反射体が存在することがわかり($N_{\rmH,refl}=5\times10^{24}$cm$^{-2}$)、推定トーラスの存在に関連している可能性が最も高いです。$r_{\rmmax,1}=1.5$pcおよび$r_{\rmmax,2}=0.01$pcの最大半径内に2つのイオン化吸収体が明確に存在します。観測の1つでは、内側のイオン化吸収体が青方偏移し、$3\sigma$でわずかに検出された、より高速な($v_{\rmout}=0.2c$)イオン化吸収体の存在を示しています。最後に、ESO323-G77のコロナ温度と光学的深さを制約することができ、$kT_e=38$keVまたは$kT_e=36$keV、および$\tau=1.4$または$\tau=2.8$が得られます。想定される冠状の形状に応じて。
近くの星間媒体におけるD / H比の高精度調査
| Title |
A_High_Precision_Survey_of_the_D/H_Ratio_in_the_Nearby_Interstellar_Medium |
| Authors |
S._D._Friedman,_P._Chayer,_E._B._Jenkins,_T._M._Tripp,_G._M._Williger,_G._Hebrard,_P._Sonnentrucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13226 |
約190pcから2200pcの距離にある16の銀河系ターゲットに向かうHILyアルファ吸収線の高S/N測定値を提示します。これらのターゲットはすべてローカルバブルの壁を超えています。恒星の放出と吸収の特徴を取り除くために使用されるモデルと、不確実性のロバストな決定でHIカラム密度の高精度値を計算するために、すべての既知の誤差の原因を説明するために使用される方法について説明します。他のソースからのH2カラム密度と組み合わせると、10e20.01から10e21.25/cm2の範囲の全Hカラム密度が見つかります。FUSE観測からの重水素柱密度を使用して、視線に沿ったD/H比を決定します。D/Hは、主にローカルバブルの外側のISMをプローブするこれらのHI列密度とターゲット距離レジームで空間的に可変であるという結論を確認し、強化します。これらの結果が銀河の化学進化のモデルにどのように影響するかについて議論します。また、高解像度スペクトルを持つ5つの視線に沿った金属線の分析を提示し、文献で報告されている結果とともに、一般化された枯渇分析のコンテキストで対応する列密度について説明します。D/Hは金属の枯渇とわずかにしか相関していないことがわかり、空間的なD/Hの変動性はダストの枯渇だけによるものではないと結論付けています。高い枯渇レベルでの枯渇の関数としてのD/Htotの分岐は、重水素に富むガスが銀河面に降り注いでいるというささやかな支持を提供します。
| Title |
Strong_lensing_selection_effects |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1,_2),_Shun-Sheng_Li_(2),_Giulia_Despali_(3),_Anowar_J._Shajib_(4,_5),_Edward_N._Taylor_(6)_((1)_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(2)_Leiden_Observatory,_(3)_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik_Heidelberg,_(4)_University_of_Chicago,_(5)_Kavli_Institute_for_Cosmological_Physics,_(6)_Swinburne_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13230 |
環境。強いレンズは、銀河の一般集団の偏ったサブセットです。ねらい。この研究の目的は、レンズ銀河とレンズ天体がその親分布とどのように異なるか、つまり強いレンズバイアスを定量化することです。メソッド。最初に、強いレンズ断面がレンズと光源の特性の関数としてどのように変化するかを調べました。次に、Euclidで予想されるものと同様のデータを使用して強いレンズ効果の調査をシミュレートし、さまざまなシナリオで強いレンズ効果のバイアスを測定しました。我々は特に2つの量に焦点を当てました:銀河の真の恒星質量と測光から得られた恒星質量との比として定義される恒星集団合成不一致パラメータ$\alpha_{sps}$と、固定された中心暗黒物質の質量です。星の質量と大きさ。結果。強いレンズ銀河は、より大きな恒星質量、より小さな半質量半径、およびより大きな暗黒物質質量に偏っています。偏りの振幅は、銀河集団の質量関連パラメーターの固有の散乱と、レンズサンプルのアインシュタイン半径の完全性に依存します。観測されたスケーリング関係と$0.5''$の検出可能な最小アインシュタイン半径と一致する散乱の値の場合、$\alpha_{sps}$の強いレンズバイアスは$10\%$ですが、中心暗黒物質の質量の場合は$10\%$です。$5\%$です。バイアスは、ソース集団の特性にほとんど依存しません。同じアインシュタイン半径分布を調べる銀河-銀河レンズと銀河-クエーサーレンズのサンプルは、非常によく似た方法でバイアスされます。ただし、4重に画像化されたクエーサーレンズは、楕円率の高い銀河に偏っています。結論。現在の不確実性を考えると、選択効果を補正する必要なく、強いレンズ観測を直接使用して、銀河の内部構造に関する現在の知識を向上させることができます。
| Title |
Molecular_gas_and_star_formation_in_nearby_starburst_galaxy_mergers |
| Authors |
Hao_He,_Connor_Bottrell,_Christine_Wilson,_Jorge_Moreno,_Blakesley_Burkhart,_Christopher_C._Hayward,_Lars_Hernquist,_Angela_Twum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13250 |
現実的な環境でのフィードバック(FIRE-2)物理モデルを使用して、銀河の合体中に巨大分子雲(GMC)の特性がどのように進化するかを研究します。シミュレートされた制御銀河と銀河の主要な合体の両方で、分子ガス特性のピクセルごとの分析を行います。コントロール銀河のシミュレートされたGMCピクセルは、速度分散($\sigma_v$)対ガス表面密度($\Sigma_{\mathrm{mol}}$)の図で、局所的な渦巻銀河で観測されたものと同様の傾向に従います。NearbyGalaxieS(PHANGS)サーベイの高角度解像度での物理学で。シミュレートされた合体のGMCピクセルでは、$\Sigma_{\mathrm{mol}}$と$\sigma_v$の両方で5～10倍の大幅な増加が見られます。$\sigma_v$対$\Sigma_{\mathrm{mol}}$の図。この偏差は、シミュレートされた合体のGMCは、ビリアルパラメータ($\alpha_{\mathrm{vir}}$)が10～100に達するシミュレートされた対照銀河と比較して、重力による束縛がはるかに少ないことを示している可能性があります。\alpha_{\mathrm{vir}}$は、地球規模の星形成率(SFR)の増加と同時に発生します。これは、星のフィードバックがガスの分散に関与していることを示唆しています。また、スターバーストイベント中の$\alpha_{\mathrm{vir}}$GMCが高いと、ガスの枯渇時間が大幅に短くなることもわかりました。これは、低$\alpha_{\mathrm{vir}}$GMCは崩壊しやすく、短い枯渇時間で星を形成するという単純な物理的状況とは対照的です。これは、自己重力以外のいくつかの他の物理的メカニズムが、星バースト合体でGMCが崩壊して星を形成するのを助けていることを示唆している可能性があります.
MaNGA の 71 個の冠状線銀河のカタログ: [NeV] は有効な AGN トレーサーです
| Title |
A_Catalog_of_71_Coronal_Line_Galaxies_in_MaNGA:_[NeV]_is_an_Effective_AGN_Tracer |
| Authors |
James_Negus,_Julia_M._Comerford,_Francisco_Muller_Sanchez,_Mitchell_Revalski,_Rogemar_A._Riffel,_Kevin_Bundy,_Rebecca_Nevin,_Sandro_B._Rembold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13322 |
銀河の進化におけるAGNの重要性にもかかわらず、一般的なAGN診断は星形成やその他の効果(ボールドウィン-フィリップス-テルレヴィッチ図など)からの寄与によって混乱する可能性があるため、正確なAGNの識別はしばしば困難です。しかし、AGNを特定するための有望な手段の1つは、イオン化ポテンシャル$\ge$100eVを持つ高度にイオン化されたガス種である「コロナ輝線」(「CL」)です。これらのCLは、AGNの強力なイオン化連続体の優れたシグネチャとして機能する可能性があります。CLが実際に強力なAGNトレーサーであるかどうかを判断するために、SloanDigitalSkySurveyのMappingNearbyGalaxiesatApachePointObservatory(MaNGA)カタログを使用して、光学的CL銀河の最大のカタログを集めて分析します。最終的なMaNGAカタログからの10,010個の固有の銀河のうち、$\ge$5$\sigma$の信頼度で、71個のMaNGA銀河でCL放射が検出されました。このサンプルでは、[NeV]$\lambda$3347、$\lambda$3427、[FeVII]$\lambda$3586、$\lambda$3760、$\lambda$6086、および[FeX]$\lambda$6374の放出を測定し、CLをクロスマッチさせます。ブロードライン、X線、IR、および電波観測で確認されたAGNのカタログを持つ銀河。[FeVII]および[FeX]発光と比較して、[NeV]発光は、高光度AGNを識別するのに最適であることがわかります。さらに、塵の消滅が最も少ないCL銀河が、最も多くの鉄CLを検出することがわかりました。私たちのサンプルで最も高い[OIII]光度を持つ銀河では、鉄CLの大部分がダスト粒子によって破壊され、[OIII]光度が低い銀河のAGNはおそらく弱すぎて、従来の技術を使用して検出できないと仮定します。.
電波星雲 W50 の東端の分子雲
| Title |
Molecular_clouds_at_the_eastern_edge_of_radio_nebula_W50 |
| Authors |
Haruka_Sakemi,_Mami_Machida,_Hiroaki_Yamamoto,_and_Kengo_Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13333 |
電波星雲W50の幾何学的中心に位置するマイクロクエーサーSS433は、銀河ジェットが周囲の星間物質(ISM)にどのように影響するかという物理的プロセスを調査するのに適した情報源です。以前の研究では、中性水素ガスや分子雲など、SS433ジェットとISMの間の相互作用の証拠を探してきました。ただし、どのISMがジェットと相互作用するかはまだ不明です。私たちは、野辺山45m望遠鏡とアタカマサブミリ波望遠鏡実験(ASTE)を使用して、SS433東ジェットの末端で相互作用する可能性のある新しい分子雲を探しました。30.1～36.5kms$^{-1}$の速度範囲で、多くの小さな塊からなる2つの分子雲を初めて特定しました。これらの雲は複雑な速度構造を持っており、そのうちの1つはSS433に向かって密度勾配を持っています。分子雲とSS433/W50システムとの関係を結論付けることは困難ですが、W50の東方構造が構築された可能性があります。SS433ジェットによって、周囲に漂う小さな分子の塊を一掃し、この研究で特定した分子雲を形成しました。
純粋な Alfven モードのグローバル フレーム射影による異常な圧縮性モードの生成
| Title |
Anomalous_compressible_mode_generation_by_global_frame_projections_of_pure_Alfven_mode |
| Authors |
Ka_Ho_Yuen,_Huirong_Yan,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13344 |
アルヴェン波は、磁気流体力学的乱流の単一の最も重要な物理現象であり、天体物理磁場に関連するほとんどすべての研究に広範囲に及ぶ影響を与えます。しかし、特定の磁場からのアルヴェン波のゆらぎの復元、別名局所的なアルヴェン波の問題は、その重要性にもかかわらず、文献で適切に扱われることはありません。以前の研究では、アルヴェン波のゆらぎを、直線の一定磁場に沿った摂動としてモデル化しています。しかし、Lazarian&Pogosyan(2012)は、Alfvenの分解が直線に沿って波動することを示唆しました。全体的なフレーム分解は、真の局所的なアルヴェン波のゆらぎと矛盾する要因を持っています。ここでは、ベクトルフレーム定式化を使用して、ローカルアルヴェン波がグローバルフレームにどのように関連しているかについて、幾何学的解釈を提供します。ローカルフレームのアルヴェン波がグローバルフレームの直交変換であり、ローカルアルフヴェニックマッハ数によって関連付けられることを、解析的および数値的に証明します。言い換えれば、グローバル座標系でアルヴェン波を観察すると、アルヴェン波の一部が圧縮性波と誤解されることになります。フレーム選択の重要性は、MHD乱流の解析研究に広範囲に及ぶ影響を与えます。フレーム形式と新しい技術を組み合わせることで、視線に対する平均磁場の傾斜角などの基本的な乱流特性のいくつかを正確に測定できます。
勾配による磁場の追跡: 亜音速乱流
速度勾配技術の最近の開発は、拡散した星間ガスと分子雲の磁場の形態を追跡する方法で、この技術の{\torefereecapability}を示しています。この論文では、亜音速環境における広範囲の磁化に対する速度とシンクロトロン勾配の性能の数値的系統的研究を行います。原子状水素の磁場の研究に対処するために、熱広がりの存在下での分光チャネルマップでの速度コースティクスの形成も研究します。コールドニュートラルメディア(CNM)に適用すると速度コースティクスを回復できること、および勾配法(GT)がそこで磁場を確実に追跡できることを示します。最後に、GT研究の枠組み内で開発された手順を分析に適用した場合の、観測された構造関数の異方性の変化について説明します。
極限銀河中心環境における星形成
私たちの銀河系の密集した中心分子帯(CMZ)では大量の星形成が発生しますが、銀河円盤内の同程度の質量の分子ガスで発生する速度よりもはるかに小さい速度です。大きな乱流速度分散、比較的強い磁場、および強い潮汐場の組み合わせはすべて、異なるCMZの場所でさまざまな方法で星形成(SF)を阻害することに寄与しています。それにもかかわらず、巨大な若い星団、進行中の豊富なSFのサイト、および原始星またはYSO活動の多数のスポットを含む、CMZには最近および進行中のSFの壮観な表示があります。CMZにSFがほとんどない巨大な分子雲が存在することは、SFにはどこにも存在しないトリガーが必要であることを示しています。SFの主な原因は、大規模な衝撃による雲の圧縮、または潮汐圧縮が強化された領域および/または外圧が強化された領域への雲の軌道運動による雲の圧縮である可能性があります。CMZでSFがどこでどのように発生するかについての最近の仮説は、大規模なアーチ星団と5つ星星団の最近の軌道決定によって制約されています。中央パーセクでの星形成は、非常に異なる一連の物理的条件の影響を受け、あまりよく理解されていませんが、中央ブラックホールと核星団の共進化にとって重要です。
NGC 2403 における拡張された中性水素フィラメント ネットワーク
近くの銀河NGC2403の新しい中性水素(HI)観測を提示して、グリーンバンク望遠鏡によって以前に検出された低柱密度の雲の性質を決定します。この雲は、薄い円盤と一致する面外ガスのフィラメントの複合体の先端であることがわかります。複合体の全HI質量は$2\times10^{7}\text{M}_\odot$または銀河の全HI質量の0.6%です。以前は8kpcのフィラメントと呼ばれていた主な構造が、20kpcの流れに沿ってさらに伸びていることがわかります。フィラメントの運動学的および形態学的特性は、銀河の噴水に関連する流出の結果である可能性は低いです。20kpcフィラメントは、最近の銀河相互作用に関連している可能性が高いです。これに関連して、長さ$\sim$50kpcの恒星ストリームが最近検出され、NGC2403と近くの矮小衛星DDO44を接続しています。興味深いことに、このストリームの南端は20kpcHIフィラメントのそれと重なっています。NGC2403のHII異常は、観測されたフィラメント複合体につながるDDO44との最近の($\sim2\text{Gyr}$)相互作用の結果であると結論付けています。
CLAUDS と HSC-SSP サーベイの組み合わせ: U+grizy(+YJHKs) フォトメトリと、HSC-SSP ディープ
フィールドとウルトラディープ フィールドの 20 度 2 における 18M 銀河の測光赤方偏移
| Title |
Combining_the_CLAUDS_&_HSC-SSP_surveys:_U+grizy(+YJHKs)_photometry_and_photometric_redshifts_for_18M_galaxies_in_the_20_deg2_of_the_HSC-SSP_Deep_and_ultraDeep_fields |
| Authors |
G._Desprez,_V._Picouet,_T._Moutard,_S._Arnouts,_M._Sawicki,_J._Coupon,_S._Gwyn,_L._Chen,_J._Huang,_A._Golob,_H._Furusawa,_H._Ikeda,_S._Paltani,_C._Cheng,_W._Hartley,_B._C._Hsieh,_O._Ilbert,_O._B._Kauffmann,_H._J._McCracken,_M._Shuntov,_M._Tanaka,_S._Toft,_L._Tresse,_and_J._R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13750 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡(CHFT)の大面積$U$バンドディープサーベイ(CLAUDS)と、Hyper-Suprime-Cam(HSC)SubaruStrategicProgram(HSC-SSP)のデータを4つのディープで組み合わせて提示します。田畑。$u$、$u^*$(CFHT--MegaCam)、$g$、$r$、$i$、$z$、および$y$(Subaru--HSC)バンドの測光カタログを$以上で提供しています。\sim20~{\rmdeg}^2$、天文学のための可視赤外線サーベイ望遠鏡(VISTA)深遠銀河観測(VIDEO)サーベイおよびUltraVISTAサーベイからのデータによって2つのフィールドで補完され、波長範囲を近距離に向かって拡張します。-VIRCAM$Y$、$J$、$H$、および$K_s$の観測による$5.5~{\rmdeg}^2$の赤外線。フォトメトリの抽出は、HSCパイプラインhscPipeと標準的で堅牢なSExtractorソフトウェアの2つの異なるソフトウェアで実行されました。測光赤方偏移は、hscPipe測光用の新しいPhosphorosコードとSExtractor測光用のよく知られたLePhareコードを使用して、テンプレートフィッティング法で計算されました。これらの方法の製品を互いに詳細に比較した。これらの地域で利用可能な大規模な分光サンプルを使用して、宇宙進化調査カタログの最新バージョンであるCOSMOS2020からの測光と測光赤方偏移を使用して、それらの品質を評価しました。両方の測光データセットは、$Ugrizy$でマグニチュード$\sim26$まで、および$YJHK_s$バンドでマグニチュード$\sim24.5$までよく一致していることがわかります。CLAUDSバンドとHSCバンドのみを使用しても、測光赤方偏移の優れたパフォーマンスを達成し、$\sigma_{NMAD}\lesssim0.04$から${m}_i\sim25$までの精度に達します。同じマグニチュードリミットで、$Ugrizy$バンドを使用した場合は$\eta\lesssim10\%$の外れ値を測定し、近赤外線データを考慮した場合は$\eta\lesssim6\%$まで下がりました。【要約】
高密度物質と萎縮物理的制約の状態方程式
| Title |
Equations_of_State_for_Dense_Matter_and_Atrophysical_Constraints |
| Authors |
Rafael_B\'an_Jacobsen,_Ver\^onica_Dexheimer,_Ricardo_Luciano_Sonego_Farias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13252 |
この会議の議事録は、中性子星の特性を計算するためのCompOSEやMUSESなどのオンラインリポジトリの使用に焦点を当てた、高密度のバリオン物質の研究における最新のアプローチの概要を示しています。これに関連して、状態方程式(質量半径関係、音速、潮汐変形能)に関連する天体物理学的制約が議論されます。
混合モデリングを使用した 22 個のパルサーのヌリングに関するパイロット研究
| Title |
A_Pilot_Study_of_Nulling_in_22_Pulsars_Using_Mixture_Modeling |
| Authors |
Akash_Anumarlapudi,_Joseph_K._Swiggum,_David_L._Kaplan,_Travis_D._J._Fichtenbauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13258 |
パルサーの一時的な活動停止として観測されるパルサー無効化現象は、観測的にも理論的にもまだよくわかっていません。ゼロ化を定量化するほとんどの観察研究では、Ritchings(1976)のアルゴリズムの変形が採用されており、放射が弱いパルサーではかなりのバイアスがかかる可能性があります。より堅牢な混合モデル法を使用して、最近発見された22個のパルサーのサンプルでパルサーのゼロ化を研究し、そのゼロ化分数を初めて公開しました。これらのデータは、前者のアプローチの偏りを明確に示しており、それ以外の場合はゼロでないパルサーが有意なヌルを持つものとして分類できることを示しています。ゼロ化とパルサーの周期/特徴的な年齢との正の相関関係を発見した人口規模の研究は、ゼロ化率の推定におけるバイアスのために、同様にバイアスされる可能性があることを示しています。確率論的アプローチを使用して、サンプル内の3つのパルサーのサブセットでヌルの周期性の証拠を見つけます。さらに、22個のパルサーのうち17個の改善されたタイミングパラメーターも提供しています。
V404 シグニの 2015 アウトバースト中の偏波ラジオ ジェットの短い時間スケールの進化
| Title |
Short_Timescale_Evolution_of_the_Polarized_Radio_Jet_during_V404_Cygni's_2015_Outburst |
| Authors |
Andrew_K._Hughes,_Gregory_R._Sivakoff,_Christopher_E._Macpherson,_James_C._A._Miller-Jones,_Alexandra_J._Tetarenko,_Diego_Altamirano,_Gemma_E._Anderson,_Tomaso_M._Belloni,_Sebastian_Heinz,_Peter_G._Jonker,_Elmar_G._K\"ording,_Dipankar_Maitra,_Sera_B._Markoff,_Simone_Migliari,_Kunal_P._Mooley,_Michael_P._Rupen,_David_M._Russell,_Thomas_D._Russell,_Craig_L._Sarazin,_Roberto_Soria,_and_Valeriu_Tudose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13281 |
V404シグニの2015年の爆発の最も明るい電波フレア(~1Jy)活動のいくつかの間の超大型アレイ(VLA)電波観測の高時間分解能、多周波数直線偏波分析を提示します。VLAは、5/7GHzと21/26GHzで記録された2つの帯域(それぞれに1GHzベースバンドが2つある)で無線の進化を同時にキャプチャし、広帯域偏光分析を可能にしました。ソースの高いフラックス密度を考慮して、これまでで最高の時間分解能のブラックホールX線バイナリ(BHXB)アウトバーストの電波偏波研究の1つを構成する、約13分のタイムスケールで偏極を測定することができました。すべてのベースバンドにわたって、変化する弱い直線偏光(<1%)を検出し、時間分解偏光分画に単一の明るいピークがあり、進化する動的ジェット成分の起源と一致しています。2つの独立した偏光測定法を適用して、5GHzおよび7GHzのベースバンドデータから固有の電気ベクトルの位置角度と回転測定値を抽出し、急速に進化する局所環境または複雑な磁場ジオメトリを示す可変固有偏光角度を検出しました。15.6GHzで非常に長いベースラインアレイを使用して取得された、空間的に分解された同時観測との比較では、ジェット放出と偏光状態との間に有意な関係は示されません。
ブレザーシンクロトロン放射と磁気乱流からの偏光シグネチャの第一原理統合研究
| Title |
First-Principle-Integrated_Study_of_Blazar_Synchrotron_Radiation_and_Polarization_Signatures_from_Magnetic_Turbulence |
| Authors |
Haocheng_Zhang_(1_and_2),_Alan_Marscher_(3),_Fan_Guo_(4),_Dimitrios_Giannios_(5),_Xiaocan_Li_(6)_and_Michela_Negro_(2_and_7)_((1)_NASA_Postdoctoral_Program_Fellow,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_Boston_University,_(4)_Los_Alamos_National_Lab,_(5)_Purdue_University,_(6)_Dartmouth_College,_(7)_University_of_Maryland,_Baltimore_County) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13316 |
ブレーザー放射は、電磁スペクトル全体にわたって非常に変化しやすい非熱放射プロセスによって支配されます。非熱粒子加速の主な原因となる可能性がある乱流は、ブレーザー放出領域に広く存在する可能性があります。乱流極端マルチゾーン(TEMZ)モデルは、乱流放射の特徴を記述するために広く使用されています。最近のセル内粒子(PIC)シミュレーションでは、乱流放出領域とその中の粒子加速の確率的性質も明らかになりました。ただし、放射線シグネチャは、第一原理統合シミュレーションを介して体系的に研究されていません。この論文では、PICと偏波放射伝達シミュレーションを組み合わせて実行し、ブレーザー放射領域の磁気乱流からのシンクロトロン放射を研究します。多波長フラックスと偏光は、一般的に確率的パターンによって特徴付けられることがわかりました。具体的には、変動時間スケールと平均偏光度(PD)は、乱流の相関長によって支配されます。興味深いことに、磁気乱流は、フラックスやPDの変化に関連しない、任意の振幅と持続時間を持つ偏光角(PA)スイングをいずれの方向にももたらす可能性があります。驚くべきことに、確率論的な性質を持つこれらのスイングは、でこぼこしたり滑らかに見えたりしますが、大きな振幅のスイング($>180^{\circ}$)は予想どおり非常にまれです。第一原理統合シミュレーションからの放射と偏光のシグネチャは、TEMZモデルと一致しています。
IXPE と AstroSat を使用した明るい環礁ソース GX 9+9 の分光偏光ビュー
| Title |
Spectro-polarimetric_view_of_bright_atoll_source_GX_9+9_using_IXPE_and_AstroSat |
| Authors |
Rwitika_Chatterjee,_Vivek_K._Agrawal,_Kiran_M._Jayasurya,_Tilak_Katoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13394 |
明るいNS-LMXBGX9+9の最初の分光偏光研究を、IXPEとAstroSat観測を使用して実施しました。我々は、$63^{\circ}\pm7^{\circ}$の偏光角度で、$2-8$keVエネルギーバンドで$1.7\pm0.4\%$の偏光を有意に検出したことを報告します。分極はエネルギーに依存し、$2-4$keVでは$3\sigma$の分極度、$4-8$keVでは$3.2\%$の分極と一致することがわかります。NS-LMXBで見られる典型的なスペクトルでは、降着円盤からの柔らかい熱放射と、光学的に厚いコロナからのComptonizedコンポーネントの組み合わせが、スペクトルにうまく適合することがわかります。また、これらの成分の個々の分極を推測し、熱成分の分極度の$3\sigma$上限$\sim11\%$を取得し、Comptonized成分の上限を$\sim3に制限しようとします。\%$.結果に基づいて、システムの可能なコロナジオメトリについてコメントします。
未確認の超高エネルギー ガンマ線源 LHAASO J2108+5157 の超新星接続
古い超新星残骸(SNR)で加速された陽子と、関連する分子雲(MC)内にある冷たい陽子との間のハドロン相互作用の単純な現象論的モデルを提示します。古いSNRから加速された陽子は、SNR衝撃波面を逃れ、より早い時期にMCに注入され、非弾性の陽子間相互作用によって超高エネルギーのガンマ線とニュートリノを生成しました。また、SNR衝撃波面からの電子の加速とその後の脱出も考慮に入れます。放出された電子は、MCに注入された後、さまざまな放射冷却メカニズムを通じてガンマ線を生成します。このレターで説明したモデルを使用して、未確認の銀河超高エネルギーガンマ線源LHAASOJ2108+5157の多波長(MWL)スペクトルエネルギー分布(SED)を説明します。また、このモデルを他の場合にも適用する可能性についても説明します。今後の観測により、このレターで説明したモデルの実行可能性をテストできます。これにより、SNRが実際に粒子をPeVエネルギーまで加速できることが確認されます。
ガンマ線ラウド AGN の理論
過去10年間でガンマ線天文学が大きく発展し、銀河外の空に活動銀河核(AGN)が密集するようになりました。この簡単なレビューでは、長年にわたって達成されたAGN研究の進歩の一部を強調し、ブラックホール磁気圏プロセス、pcスケールジェットの物理学、およびAGNの大規模ジェットにおける粒子加速と高エネルギー放出。
PSR B1706-44 によるパルサー風星雲の電波研究
PSRB1706$-$44は、超新星残骸(SNR)G343.1$-$2.3内に位置するエネルギーの高いガンマ線パルサーであり、X線でトーラスとジェット構造を示すコンパクトなパルサー風星雲(PWN)に動力を供給しています。3、6、13、および21\,cmでのオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)観測を使用したPWNの電波研究を提示します。3と6\,cmで全体的に弧状の形態を発見し、「弧」は6\,cmで2つの明確なピークを示しています。電波放射はX線PWNの内側では弱く、それを超えると明るくなります。ラジオPWN構造を説明するために、ドップラーブースティング効果を備えた厚いトーラスモデルを開発します.モデルは、$\sim0.2c$のバルクフロー速度を示唆しており、X線放出領域からの流れの大幅な減速を示している可能性があります.私たちの分極結果は、PWNの高度に秩序化されたトロイダル$B$フィールドを明らかにします.超新星逆衝撃がPWNと相互作用したはずであることを考えると、その起源は不明です.より大きなスケールでは、13および21\,cm電波画像が半円形を検出しましたフラットな電波スペクトルと磁場とその伸長。
EeV での拡散衝撃加速と、活動銀河核によって駆動される超高速アウトフローからの関連するマルチメッセンジャー フラックス
| Title |
Diffusive_shock_acceleration_at_EeV_and_associated_multimessenger_flux_from_ultra-fast_outflows_driven_by_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Enrico_Peretti,_Alessandra_Lamastra,_Francesco_Gabriele_Saturni,_Markus_Ahlers,_Pasquale_Blasi,_Giovanni_Morlino_and_Pierre_Cristofari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13689 |
活動銀河核(AGNi)は、穏やかな相対論的速度と広い開口角を特徴とする強力な風を発し、維持することができます。超高速アウトフロー(UFO)として知られるこのような風は、ホスト銀河内で拡大する前方衝撃と、高速で冷たい風を熱い衝撃風から分離する風終結衝撃を特徴とするバブル構造を発達させる可能性があります。この作業では、拡散衝撃加速がUFOの風終端衝撃で効率的に発生するかどうかを調べます。加速粒子のスペクトルを計算し、UFOを超高エネルギー宇宙線(UHECR)を加速するための有望な候補に促進するEeV範囲まで陽子にエネルギーを与えることができることを発見しました。また、関連するガンマ線とニュートリノのフラックスを計算し、それらを文献で入手可能なデータと比較します。高エネルギー(HE)ニュートリノは数百PeVまで効率的に生成され、関連するガンマ線は数十GeVを超えて効率的に吸収されることが観察されました。非ジェットAGNiの典型的な発生源密度を仮定することにより、UFOがUHECRとHEニュートリノの拡散発生源として支配的な役割を果たす可能性があると予想されます。最後に、モデルを最近観測されたNGC1068に適用すると、隠れたUFOが観測されたガンマ線フラックスにかなりの寄与をし、関連するニュートリノフラックスには最大$\sim10\%$しか寄与しないことがわかりました。
2021 年のアウトバーストにおける最も明るいブラック ホール X 線連星 4U 1543-47 の広帯域研究: 円盤風調整降着の特徴
| Title |
Wideband_Study_of_the_Brightest_Black_Hole_X-ray_Binary_4U_1543-47_in_the_2021_Outburst:_Signature_of_Disk-Wind_Regulated_Accretion |
| Authors |
Geethu_Prabhakar_(1),_Samir_Mandal_(1),_Bhuvana_G._R._(2),_Anuj_Nandi_(3)_((1)_Department_of_Earth_and_Space_Sciences,_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology_(IIST),_Trivandrum,_India,_(2)_Department_of_Physics,_Dayananda_Sagar_University,_Bengaluru,_India,_(3)_Space_Astronomy_Group,_ISITE_Campus,_U_R_Rao_Satellite_Centre,_Bengaluru,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13711 |
2021年のバースト中の最も明るいブラックホールX線連星4U$1543-47$の包括的な広帯域スペクトル解析が、現象学的および反射モデリングによるNICER、NuSTAR、およびAstroSat観測を使用して初めて実行されます。ソースは超エディントンピークの光度を達成し、ソフトな状態のままで、逆Comptonized光子のごく一部($<3\%$)があります。スペクトルモデリングは、急峻な光子指数($\Gamma\sim2-2.6$)と比較的高い内部ディスク温度($T_{in}\sim0.9-1.27$keV)を明らかにします。視線列密度は($0.45-0.54$)$\times10^{22}$cm$^{-2}$の間で変化します。RELXILLモデルを使用した反射モデリングは、4U$1543-47$が低傾斜システムであることを示唆しています($\theta\sim32^\circ-40^\circ$)。降着円盤は高度にイオン化されており(log$\xi$>3)、研究期間全体にわたって超太陽量(3.6$-$10$A_{Fe,\odot}$)を持っています。アウトバースト全体のスペクトルで、$\sim8-11$keVの間に顕著な動的吸収機能が検出されました。この検出は、X線連星に対するこの種のものとしては初めてのものです。高度にイオン化された高速で移動するディスク風による一次X線光子の吸収が、観測された吸収機能を生成できると推測します。現象学的スペクトルモデリングは、$\sim7.1-7.4$keVの中性吸収機能の存在も示しており、イオン化された吸収成分と中性吸収成分の両方が、典型的な粘性時間スケールの$10-15$日の遅延で互いに追従します。
衝突風連星における熱プラズマの逆コンプトン冷却
| Title |
Inverse_Compton_cooling_of_thermal_plasma_in_colliding-wind_binaries |
| Authors |
Jonathan_Mackey,_Thomas_A.K._Jones,_Robert_Brose,_Luca_Grassitelli,_Brian_Reville,_Arun_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13716 |
逆コンプトン効果(IC)は、銀河間媒体やX線放出プラズマなど、さまざまな天体物理環境における相対論的電子と熱電子の両方の冷却メカニズムとして広く認識されています。しかし、熱電子に対するその影響は、衝突風連星(CWB)の理論モデルおよび数値モデルでは見落とされることがよくあります。この記事では、恒星の光子場が熱プラズマの冷却を支配する場合、およびよどみ点での衝撃が放射的であると予想される場合の一般的な結果を提示し、CWBにおけるIC冷却の影響の包括的な調査を提供します。私たちの分析は、IC冷却が、関連するパラメーター空間のかなりの部分にわたる衝撃風層の主要な冷却プロセスであることを示しています。スター。バイナリシステムWR140をケーススタディとして使用して、IC冷却がペリアストロン付近の強い放射衝撃風につながることを実証します。私たちの結果は、IC冷却を含めたり無視したりすることの影響を示す2Dおよび3Dシミュレーションによってさらに裏付けられています。具体的には、WR140の3D磁気流体力学シミュレーションは、観測と一致するが、IC冷却を省略した同等のシミュレーションとは対照的に、ペリアストロン周辺の硬X線放出の大幅な減少を示しています。風の衝突ゾーンが断熱から放射に近づいてペリアストロンに切り替わる偏心連星の両方の星の質量損失率を制限するための新しい方法が提案されています。この研究は、衝突風連星の理論モデルと数値モデルに熱電子のICプロセスを含めることの重要性を強調しています。
スペクターにおける柔軟なエンタルピーベースの状態方程式パラメーター化による中性子星のシミュレーション
| Title |
Simulating_neutron_stars_with_a_flexible_enthalpy-based_equation_of_state_parametrization_in_SpECTRE |
| Authors |
Isaac_Legred,_Yoonsoo_Kim,_Nils_Deppe,_Katerina_Chatziioannou,_Francois_Foucart,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Lawrence_E._Kidder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13818 |
中性子星合体の数値シミュレーションは、マルチメッセンジャー観測の完全な複雑さを解釈し、核上物質の特性を制約するための重要なステップを表しています。現在、シミュレーションは、計算性能や中性子星の状態方程式などの入力物理学の不確実性など、さまざまな要因によって制限されています。この作業では、相対論的エンタルピーに基づく冷たいベータ平衡物質の新しい解析的パラメーター化を導入することにより、シミュレーションで効率的に利用できる核現象学の範囲を拡大します。我々は、新しい$\textit{enthalpyparametrization}$が、強い相転移を含む核の振る舞いの範囲を捉えることができることを示しています。$\texttt{SpECTRE}$コードにエンタルピーパラメータ化を実装し、孤立した中性子星をシミュレートして、一般的に使用されるスペクトルおよびポリトロープパラメータ化とパフォーマンスを比較します。単純なハドロンEoSなど、いずれかのパラメーター化によって適切に表される核モデルの同等の計算パフォーマンスを見つけます。エンタルピーのパラメーター化により、より複雑なハドロンモデルや、現在のパラメーター化ではアクセスできない相転移を伴うモデルをさらにシミュレートできることを示します。
| Title |
VLBI_Scrutiny_of_a_New_Neutrino-Blazar_Multiwavelength-Flare_Coincidence |
| Authors |
F._Eppel,_M._Kadler,_E._Ros,_F._Roesch,_J._Hessdoerfer,_P._Benke,_P._G._Edwards,_C._M._Fromm,_M._Giroletti,_J._L._Gomez,_Y._Y._Kovalev,_T._P._Krichbaum,_M._L._Lister,_C._Nanci,_R._Ojha,_G._F._Paraschos,_A._Plavin,_A._C._S._Readhead,_J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13859 |
ここ数年で、高エネルギーの宇宙ニュートリノがフレア状態のブレーザーに関連している可能性があるという証拠が積み上げられ始めました。2022年2月26日に、新しいブレーザーニュートリノの一致が報告されました。IceCubeによって検出されたトラックのようなニュートリノイベントIC220225Aは、フラットスペクトル電波クエーサーPKS0215+015と空間的に一致しています。以前の関連付けと同様に、このソースは高い光学的および${\gamma}$線状態にあることがわかりました。さらに、ソースは明るい電波バーストを示しており、これは真の物理的関連の可能性を大幅に高めます。ニュートリノイベントの直後にVLBAで6回の観測を毎月のリズムで実行し、エフェルスバーグ100m望遠鏡とオーストラリアコンパクトテレスコープアレイでソースを監視しています。ここでは、PKS0215+015の現在のパーセクスケールのジェット構造に関する最初の結果を総強度と分極で提示し、ブレーザーでのニュートリノ放出につながる可能性のある物理プロセスを制限します。
$\textit{False Widow}$ 中性子星の X 線連星とスパイダー パルサーの間のリンク
| Title |
The_$\textit{False_Widow}$_Link_Between_Neutron_Star_X-ray_Binaries_and_Spider_Pulsars |
| Authors |
Amy_H._Knight,_Adam_Ingram,_Jakob_van_den_Eijnden,_Douglas_J._K._Buisson,_Lauren_Rhodes_and_Matthew_Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13864 |
遷移ミリ秒パルサー(tMSP)の発見は、中性子星(NS)低質量X線連星(LMXB)が連星ミリ秒パルサー(MSP)への進化経路の一部を構成するという決定的な証拠を提供しました。セアカゴケグモとクロゴケグモの「クモ」パルサーは、アブレーション(パルサー風によって星の表面から物質が持ち上げられるプロセス)を通じて仲間を「むさぼり食う」バイナリMSPのサブカテゴリです。伴星の質量を減らすことに加えて、アブレーションは、十分に高い傾斜角で観測されたシステムで、拡張された、エネルギー依存の、非対称な日食プロファイルのような観測可能な特性を導入します。ここでは、2つのNSLMXBのX線食の詳細な研究と比較を紹介します。$\textit{Swift}$J1858.6$-$0814とEXO0748$-$676.これらの2つのLMXBで観測されたX線食の特徴のいくつかは、レッドバックパルサーとブラックウィドウパルサーの食の電波食の特徴に似ており、それらが除去された伴星もホストしている可能性があることを示唆しています。X線照射またはパルサー風がアブレーションを駆動する可能性があります。両方のLMXBの軌道位相分解分光法を実施して、カラム密度、イオン化、および物質流出のカバー率をマッピングします。このことから、両方の系の伴星の周りに高度にイオン化され、塊状の蒸発した物質が存在すると推測されます。アブレーションを受けているLMXBを$\textit{falsewidows}$と呼び、LMXB段階でアブレーションが始まるという仮定の下で、レッドバックパルサーの前駆体である可能性があると推測します。したがって、偽の未亡人は、LMXBとスパイダーパルサーの間のリンクを提供する可能性があります.非降着状態での電波脈動の検出は、この仮説を支持することができます。
JWST MIRI中解像度分光計による惑星状星雲SMP LMC 058の観測
| Title |
Observations_of_the_Planetary_Nebula_SMP_LMC_058_with_the_JWST_MIRI_Medium_Resolution_Spectrometer |
| Authors |
O._C._Jones,_J._\'Alvarez-M\'arquez_G._C._Sloan,_P._J._Kavanagh,_I._Argyriou,_A._Labiano_D._R._Law,_P._Patapis_Michael_Mueller,_Kirsten_L._Larson,_Stacey_N._Bright,_P._D._Klaassen,_O._D._Fox,_Danny_Gasman,_V._C._Geers,_Adrian_M._Glauser,_Pierre_Guillard,_Omnarayani_Nayak,_A._Noriega-Crespo,_Michael_E._Ressler,_B._Sargent,_T._Temim,_B._Vandenbussche,_Macarena_Garc\'ia_Mar\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13233 |
{\emJWST}の試運転中、中赤外線装置(MIRI)の中解像度分光計(MRS)は、大マゼラン雲の惑星状星雲SMPLMC058を観測しました。MRSは、MIRI範囲全体で中解像度(R=$\lambda$/$\Delta\lambda$)の3D分光法を提供するように設計されています。SMPLMC058は、{\emJWST}の試運転で観測された唯一のソースであり、MRSによって空間的にもスペクトル的にも解決されておらず、{\emJWST}の能力の良いテストです。新しいMRSスペクトルは、この金属の少ない惑星状星雲でこれまで検出されていなかった豊富な輝線を明らかにしています。これらの線から、MRSのスペクトル分解能($\lambda$/$\Delta\lambda$)は、MRSスペクトルサブバンドに応じて、R$=$4000～1500の範囲にあることが確認されます。さらに、スペクトルは、炭素が豊富なダストの放出がSiC粒子からのものであり、SiCのダストと輝線の強度の16年間にわたる時間的変化がほとんどまたはまったくないことを確認しています。これらの試運転データは、MIRIMRSの大きな可能性を明らかにしています。
適応メッシュ リファインメント コード FLASH 用のツリーベース ソルバー -- IV: 離散および拡散 X
線放出源を星間物質の熱化学に結合する X 線放射スキーム
| Title |
Tree-based_solvers_for_adaptive_mesh_refinement_code_FLASH_--_IV:_An_X-ray_radiation_scheme_to_couple_discrete_and_diffuse_X-ray_emission_sources_to_the_thermochemistry_of_the_interstellar_medium |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Stefanie_Walch,_Richard_W\"unsch,_Jonathan_Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13237 |
X線放射、特に0.1keVから10keVの間の放射は、コンパクトな天体やT-Tauriの若い恒星天体などの点状の放射源と、超新星残骸などの高温の冷却ガスからの拡張放射の両方から明らかです。.X線放射は近くのガスに吸収され、加熱とイオン化の両方のソースを提供します。原始惑星化学モデルには現在、中心にある若い恒星からのX線放出が含まれることが多いが、星形成領域のシミュレーションには、ガスの化学力学的進化と結合したX線放出はまだ含まれていない。0.1keV$<E_{\gamma}<$100keVからのX線放射を含めることを可能にする{\scFlash}磁気流体力学コードに実装された{\scTreeRay}逆レイトレースアルゴリズムの拡張を提示します。{\scXrayTheSpot}と呼ばれます。{\scXrayTheSpot}を使用すると、任意の数のビン、最小エネルギーと最大エネルギー、および温度非依存と温度依存の両方のユーザー定義の断面積を使用でき、点放出と拡張拡散放出の両方を含めることができます。熱化学的進化と相まって。放射伝達ソリューションと熱化学への結合をテストするいくつかのマルチビンベンチマークを使用して、この方法を示します。最後に、このモジュールの星形成科学の2つの例を示します。降着円盤を照射する原始星降着からのX線放出と、活性化学物質、放射圧、赤外線からX線放射への原始星放射フィードバックによる分子雲のシミュレーションです。
高速太陽彩層活動の監視: MeteoSpace プロジェクト
| Title |
Monitoring_fast_solar_chromospheric_activity:_the_MeteoSpace_project |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe_(LESIA_(UMR\_8109)),_Thierry_Corbard_(OCA),_Ga\"ele_Barbary_(LESIA_(UMR\_8109)),_Fr\'ed\'eric_Morand_(OCA),_Claude_Collin_(LESIA_(UMR\_8109)),_Daniel_Crussaire_(LESIA_(UMR\_8109)),_Florence_Guitton_(OCA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13480 |
この参照論文では、太陽周期25中の太陽活動の監視に特化した機器プロジェクトを提示します。これは、フレア、コロナ質量放出、フィラメント不安定性、モートン波など、宇宙天気に含まれる急速に進化する彩層イベントの調査に関係しています。コロナ波は、太陽極大期付近の大きなフレアによって生成され、彩層の対応物とともに伝播します。それらはまれで、かすかで、観察が困難であり、そのため挑戦的です。それらは、自動で高速なマルチチャンネル光学機器を使用した体系的な観察を必要とします。MeteoSpaceは、その目的のために特別に設計された高ケイデンスの望遠鏡アセンブリです。大量のデータは、ソーラーコミュニティが自由に利用できるようになります。光学設計、認定試験、望遠鏡の機能について詳しく説明し、波を検出する方法を示します。メテオスペースはカラン天文台(C{\^o}ted'Azur、標高1270m)に設置され、2023年に本格稼働する予定です。
CELEBI: CRAFT の楽なローカリゼーションと強化されたバースト検査パイプライン
| Title |
CELEBI:_The_CRAFT_Effortless_Localisation_and_Enhanced_Burst_Inspection_Pipeline |
| Authors |
D._R._Scott_(1),_H._Cho_(2),_C._K._Day_(3),_A._T._Deller_(4),_M._Glowacki_(1),_K._Gourdji_(4),_K._W._Bannister_(5),_A._Bera_(1),_S._Bhandari_(5,_6,_7,_8),_C._W._James_(1),_R._M._Shannon_(4)_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_Curtin_University,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Department_of_Physics,_McGill_University,_(4)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_(5)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_Australia_Telescope_National_Facility,_(6)_ASTRON,_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_(7)_Joint_institute_for_VLBI_ERIC,_(8)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13484 |
高速無線バースト(FRB)は、規則性が増して検出されています。ただし、それらの自然発生的で、多くの場合一度限りの性質により、特殊なリアルタイム検出技術と計測器を使用しないと、高精度のバースト位置と周波数-時間構造の測定が困難になります。オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)は、CommensalReal-timeASKAPFastTransientsCollaboration(CRAFT)によって、FRBをリアルタイムで検出し、FRB検出を含む未加工のアンテナ電圧を保存できるようになりました。CRAFTEffortlessLocalizationandEnhancedBurstInspectionPipeline(CELEBI)を紹介します。これは、CRAFTの既存のソフトウェアを拡張してASKAP電圧を処理し、3nsのFRBという時間分解能でサブアーク秒の精度の位置特定と偏波データを生成する自動化されたソフトウェアパイプラインです。イベント。Nextflowを使用してBashとPythonコードをリンクし、ソフトウェア相関、干渉イメージング、ビームフォーミングを実行し、一般的な天文ソフトウェアパッケージを利用します。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外分光器 NIRSpec の軌道上性能
| Title |
In-orbit_Performance_of_the_Near-Infrared_Spectrograph_NIRSpec_on_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
T._B\"oker,_T._L._Beck,_S._M._Birkmann,_G._Giardino,_C._Keyes,_N._Kumari,_J._Muzerolle,_T._Rawle,_P._Zeidler,_Y._Abul-Huda,_C._Alves_de_Oliveira,_S._Arribas,_K._Bechtold,_R._Bhatawdekar,_N._Bonaventura,_A._J._Bunker,_A._J._Cameron,_S._Carniani,_S._Charlot,_M._Curti,_N._Espinoza,_P._Ferruit,_M._Franx,_P._Jakobsen,_D._Karakla,_M._L\'opez-Caniego,_N._L\"utzgendorf,_R._Maiolino,_E._Manjavacas,_A._P._Marston,_S._H._Moseley,_P._Ogle,_M._Perna,_M._Pe\~na-Guerrero,_N._Pirzkal,_R._Plesha,_C._R._Proffitt,_B._J._Rauscher,_H.-W._Rix,_B._Rodr\'iguez_del_Pino,_Z._Rustamkulov,_E._Sabbi,_D._K._Sing,_M._Sirianni,_M._te_Plate,_L._\'Ubeda,_G._M._Wahlgren,_E._Wislowski,_R._Wu,_C._J._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13766 |
近赤外線分光器(NIRSpec)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の4つの焦点面装置の1つです。この論文では、NIRSpecの軌道上での性能を、その試運転キャンペーンと公称科学運用の最初の数か月の間に収集されたデータから導き出したものとして要約します。より具体的には、2つのNIRSpecHawaii-2RG(H2RG)検出器、ホイール機構、マイクロシャッターアレイなど、いくつかの重要なハードウェアコンポーネントのパフォーマンスについて説明します。また、サイエンスターゲットをスリット開口部に正確に配置するために使用される2つのターゲット取得手順の精度を要約し、NIRSpecスペクトルの分光光度計と波長キャリブレーションの現在の状態について説明し、すべてのNIRSpecサイエンスモードで測定された感度を提供します。最後に、NIRSpec科学プログラムの準備に関するいくつかの重要な考慮事項を指摘します。
NectarCAM タイミング システム
| Title |
The_NectarCAM_Timing_System |
| Authors |
F._Bradascio,_H._Rueda,_J.A._Barrio,_J._Biteau,_F._Brun,_C._Champion,_J-F._Glicenstein,_D._Hoffmann,_P._Jean,_J.P._Lenain,_F._Louis,_A._P\'erez,_M._Punch,_P._Sizun,_K.-H._Sulanke,_L._A._Tejedor,_B._Vallage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13828 |
NectarCAMは、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)の北サイトの中型望遠鏡(MST)に装備される予定のチェレンコフカメラです。NectarCAMには265個のモジュールが装備されており、それぞれが7個の光電子増倍管(PMT)、フロントエンドボード、およびデータ取得に使用されるローカルカメラトリガーシステムで構成されています。この論文では、シャワー画像のノイズを減らし、画像のクリーニングを改善し、ガンマ線光子と宇宙線背景を識別し、最終的に立体操作のために隣接する望遠鏡との一致識別を可能にするために重要なNectarCAMのタイミング性能について説明します。システムの検証テストは、最初のNectarCAMユニットを照らすためにさまざまな光源を使用して暗室で実行されました。結果として得られるタイミング精度と、レーザー光源に対するトリガー到達の精度、個々のピクセル信号および複数のピクセル信号の精度が研究され、CTAO要件に準拠していることが示されています。
RS CVn 型星 V1355 オリオン座でのスーパーフレアに伴う CME につながる高速プロミネンス噴火の検出
| Title |
Detection_of_a_high-velocity_prominence_eruption_leading_to_a_CME_associated_with_a_superflare_on_the_RS_CVn-type_star_V1355_Orionis |
| Authors |
Shun_Inoue,_Hiroyuki_Maehara,_Yuta_Notsu,_Kosuke_Namekata,_Satoshi_Honda,_Keiichi_Namizaki,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13453 |
恒星のコロナ質量放出(CME)は、系外惑星と恒星の進化への影響について、最近多くの注目を集めています。CMEの初期段階であるプロミネンス噴火をバルマー線の青方偏移過剰成分として検出することは、星のCMEを捉える手法です。しかし、これまでに確認されたプロミネンス噴火のほとんどは、地表脱出速度よりも遅く、遅いものでした。したがって、これらの噴火がCMEに発展したかどうかは不明のままでした。本研究では、大規模なスーパーフレアを頻繁に発生させるRSCVn型星V1355オリオン座に対して、トランシティング系外惑星探査衛星による光学測光観測と3.8m晴明望遠鏡による光学分光観測を同時に行った。$7.0\times10^{35}\:\mathrm{erg}$を放出するスーパーフレアを検出しました。このフレアの初期段階では、$\mathrm{H\alpha}$の青方偏移した過剰成分が観測され、その速度は$760-1690\:\mathrm{km\:s^{-1}}$まで伸びました。プロミネンス噴火に由来すると考えられています。速度は脱出速度(つまり、$\sim350\:\mathrm{km\:s^{-1}}$)を大幅に上回り、恒星のプロミネンス噴火がCMEに発展する可能性があるという重要な証拠を提供します。さらに、プロミネンスが非常に大きいことがわかりました($9.5\times10^{18}\:\mathrm{g}<M<1.4\times10^{21}\:\mathrm{g}$)。これらのデータは、エネルギー規模が太陽のケースをはるかに超えている場合でも、そのようなイベントが太陽フレアとCMEに関する既存の理論とスケーリングの法則に従うかどうかを明らかにします。
白色矮星パルサー AR さそり座の VLBI アストロメトリー
| Title |
VLBI_astrometry_on_the_white_dwarf_pulsar_AR_Scorpii |
| Authors |
Pengfei_Jiang,_Lang_Cui,_Jun_Yang,_Bo_Zhang,_Shuangjing_Xu,_Fengchun_Shu,_Wu_Jiang,_Wen_Chen,_Guanghui_Li,_Bo_Xia,_Stuart_Weston,_Sergei_Gulyaev,_Hongmin_Cao,_Xiang_Liu,_Tao_An |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13470 |
ARScorpii(ARSco)は、唯一知られている電波パルス白色矮星連星で、電波、赤外線、光学、紫外線帯域で異常な脈動放射を示しています。無線帯域での天文パラメータを個別に決定するために、5GHzの欧州VLBIネットワーク(EVN)と中国のVLBIネットワーク(CVN)とワークワース30を使用して、マルチエポック超長基線干渉法(VLBI)位相参照観測を実施しました。-メートル望遠鏡(ニュージーランド)8.6GHz。差分VLBIアストロメトリーを使用することにより、視差($\pi=8.52_{-0.07}^{+0.04}$mas)および固有運動($\mu_{\alpha}=9.48)の高精度のアストロメトリック測定を提供します。_{-0.07}^{+0.04}$masyr$^{-1}$,$\mu_{\delta}=-51.32_{-0.38}^{+0.22}$masyr$^{-1}$)。新しいVLBIの結果は、光学ガイアアストロメトリーと一致しています。私たちの運動学的分析は、ARScoの銀河空間速度が、中間極(IP)と極の両方の速度と完全に一致していることを明らかにしています。サイズに関する以前の最も厳しいVLBI制約と組み合わせると、私たちの視差距離は、ARScoの電波放射が白色矮星の光円柱内に位置する必要があることを示唆しています。
V\'ia L\'actea (VVV) の VISTA 変数からの b294 フィールドの M-dwarf 星
| Title |
M-dwarf_stars_in_the_b294_field_from_the_VISTA_Variables_in_the_V\'ia_L\'actea_(VVV) |
| Authors |
Patricia_Cruz,_Miriam_Cort\'es-Contreras,_Enrique_Solano,_Carlos_Rodrigo,_Dante_Minniti,_Javier_Alonso-Garc\'ia,_Roberto_K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13491 |
M型矮星は、天の川銀河の主要な恒星集団であり、さまざまな天体物理学のトピックにとって重要です。ガイアミッションは素晴らしいデータコレクションを提供してきましたが、暗い天体を研究するには、地上での測光調査がまだ必要です。したがって、現在の作業は、測光データを使用し、仮想天文台ツールの助けを借りて、銀河バルジの方向にあるM型矮星を識別して特徴付けることを目的としています。VISTAフィルターに基づくさまざまなカラーカットに加えて、GaiaDataRelease3からの視差測定と固有運動を使用して、V\'iaL\のVista変光星からb294フィールドで7925M矮星を識別し、特徴付けます。アクテア（VVV）調査。仮想天文台のアーカイブで利用可能な測光情報を使用して、すべてのオブジェクトの有効温度を取得するために、スペクトルエネルギー分布フィッティングを実行しました。サンプル内のオブジェクトの温度は2800～3900Kの範囲で変化します。また、約300エポックまでのVVV光曲線で周期信号を検索します。二次的な結果として、Lomb-Scargle法と位相分散最小化法という2つの方法を個別に適用して、82M矮星の周期を取得します。これらの天体は、周期が0.14日から34日までの範囲にあり、将来の地上での追跡調査に適しています。私たちのサンプルは、銀河バルジの方向と500pc以内の既知のM矮星の数を大幅に増加させており、近赤外線での地上測光調査の重要性を示しています。
V994 Her: ユニークな三重食の六重星系
| Title |
V994_Her:_A_Unique_Triply_Eclipsing_Sextuple_Star_System |
| Authors |
P._Zasche,_T._Borkovits,_R._Jayaraman,_S._A._Rappaport,_M._Bro\v{z},_D._Vokrouhlick\'y,_I._B._B\'ir\'o,_T._Heged\"us,_Z._T._Kiss,_R._Uhla\v{r},_H._M._Schwengeler,_A._P\'al,_M._Ma\v{s}ek,_S._B._Howell,_S._Dallaporta,_U._Munari,_R._Gagliano,_T._Jacobs,_M._H._Kristiansen,_D._LaCourse,_M._Omohundro,_I._Terentev,_A._Vanderburg,_Z._Henzl,_B._P._Powell,_V._B._Kostov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13521 |
以前は二重食システムとしてのみ知られていたV994Herculis(TIC424508303)からの3番目の一連の食の$TESS$の発見を報告します。この発見と私たちの分析の重要な意味は、V994Herが完全に特徴付けられた2番目の(2+2)+26連星系であり、3つの連星すべてが重なり合っているということです。この作業では、地上での観測と$TESS$データの組み合わせを使用して連星AとBの食を分析し、内側四重極の軌道のパラメーターを更新します(導出された周期は1062$\pm$2d）。$TESS$データで検出された連星Cの食は、より最近取得された観測だけでなく、古い地上ベースの観測でも見つかりました。(2+2)コア内の内部ペアの摂動だけでなく、それらを構成する星の相互摂動を検出するために、3つのペアすべての食タイミングの変動を調べました。最長の期間では、それらは星の内部構造のパラメーターを制約するのに役立つかもしれない遠点運動から生じます。また、バイナリAとBの周期が3:2平均運動共鳴に相対的に近いことについても説明します。この研究は、複数の恒星系、特に複数の食の構成要素を持つ星系をよりよく理解し、特徴付ける技術の開発における一歩前進を表しています。
若い遷移円盤系GMぎょしゃ座における安定した降着と一時的な流出
| Title |
Stable_accretion_and_episodic_outflows_in_the_young_transition_disk_system_GM_Aurigae |
| Authors |
J._Bouvier,_A._Sousa,_K._Pouilly,_J.M._Almenara,_J.-F._Donati,_S.H.P._Alencar,_A._Frasca,_K._Grankin,_A._Carmona,_G._Pantolmos,_B._Zaire,_X._Bonfils,_A._Bayo,_L.M._Rebull,_J._Alonso-Santiago,_J.F._Gameiro,_N.J._Cook,_E._Artigau,_the_SPIRou_Legagy_Survey_(SLS)_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13568 |
若い遷移円盤系GMAur周辺の0.1天文単位未満のスケールで、磁気圏降着領域と関連する流出の構造とダイナミクスを調査します。高解像度の光学および近赤外分光法、多波長測光法、および低解像度の近赤外分光法を使用して、合計6か月(30回転サイクル)にわたって、数日から数か月にわたるタイムスケールでシステムの変動性を監視しました。.降着と放出プロセスを特徴付けるために測光とラインプロファイルの変動性を分析しました。この系の光度は、恒星の自転周期6.04日における表面の斑点によって変調されます。HeI5876AとHeI10830Aの線プロファイルと同様に、Balmer、Paschen、およびBrackettの水素線も同じ周期で変調されます。PaBラインフラックスは、u'バンドの測光過剰と相関しており、ライン放出のほとんどが降着プロセスに由来することを示唆しています。連続体の下に到達する高速の赤方偏移吸収は、ベールとラインフラックスが最大になる回転フェーズで近赤外ラインプロファイルに周期的に現れます。これらは、安定した降着漏斗流とそれに伴う恒星表面での降着衝撃の特徴です。この大規模な磁気圏降着構造は、少なくとも15回転周期、場合によっては30回転周期にわたってかなり安定しているように見えます。対照的に、バルマーおよびHeI10830Aラインプロファイルでは、アウトフローシグネチャがランダムに青方偏移した吸収成分として現れ、数日のタイムスケールで消失します。安定した大規模な降着パターンと一時的なアウトフローの共存は、星と円盤の界面で発生する主なプロセスとしての磁気圏放出をサポートします。安定した磁気圏の降着と一時的な流出は、このシステムのいくつかの恒星半径のスケールで物理的に関連しているように見えます。
恒星の進化とフィードバックをまとめる: 2022 年ローレンツ センター ワークショップからの提案の概要
| Title |
Bringing_Stellar_Evolution_&_Feedback_Together:_Summary_of_proposals_from_the_Lorentz_Center_Workshop,_2022 |
| Authors |
Sam_Geen,_Poojan_Agrawal,_Paul_A._Crowther,_B.W._Keller,_Alex_de_Koter,_Zsolt_Keszthelyi,_Freeke_van_de_Voort,_Ahmad_A._Ali,_Frank_Backs,_Lars_Bonne,_Vittoria_Brugaletta,_Annelotte_Derkink,_Sylvia_Ekstr\"om,_Yvonne_A._Fichtner,_Luca_Grassitelli,_Ylva_G\"otberg,_Erin_R._Higgins,_Eva_Laplace,_Kong_You_Liow,_Marta_Lorenzo,_Anna_F._McLeod,_Georges_Meynet,_Megan_Newsome,_G._Andr\'e_Oliva,_Varsha_Ramachandran,_Martin_P._Rey,_Steven_Rieder,_Emilio_Romano-D\'iaz,_Gautham_Sabhahit,_Andreas_A.C._Sander,_Rafia_Sarwar,_Hanno_Stinshoff,_Mitchel_Stoop,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Maxime_Trebitsch,_Jorick_S._Vink,_Ethan_Winch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13611 |
星は環境に強い影響を与え、「フィードバック」として知られるプロセスで、宇宙全体のあらゆる規模の構造を形成します。星の進化とより大きな天体物理構造の物理学の両方の複雑さのために、フィードバックがどのように機能するか、そしてより広い宇宙への星の痕跡を研究することによって星について何を学ぶことができるかについて、多くの未解決の問題が残っています.このホワイトペーパーでは、2022年4月に開催されたローレンツセンター会議「恒星の進化とフィードバックをまとめる」での議論を要約し、さらに対話を重ねることで、恒星とそれらが住む宇宙との関係に対する見方に根本的な変化をもたらすことができる重要な領域を特定します。の。
Aditya-L1およびPUNCHミッションと組み合わせた分光偏光電波イメージングを使用した宇宙天気研究
| Title |
Space_Weather_Research_using_Spectropolarimetric_Radio_Imaging_Combined_With_Aditya-L1_and_PUNCH_Missions |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_Puja_Majee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13673 |
低周波電波観測は、何十年もの間、宇宙天気(SW)観測の強力なツールとして機能することが期待されてきました。電波観測は、コロナ質量放出(CME)から太陽風までの幅広いSW関連の観測に敏感です。地上の電波観測所では、高感度データを高い時間とスペクトル分解能で長時間収集することができますが、これは、ほとんどの宇宙ベースの観測所にとって依然として課題となっています。惑星間シンチレーション(IPS)などの電波技術は十分に確立されていますが、電波イメージング研究は技術的に困難なままです。これは現在、MurchisonWidefieldArray(MWA)などの機器からのデータと、堅牢な教師なし分析パイプラインの合流によって変化しています。このパイプラインは、前例のない忠実度とダイナミックレンジを備えた完全なStokesラジオイメージを提供します。これは、コロナおよび太陽圏研究のための強力なツールとして機能します。CMEプラズマの磁場とコロナ高さでの衝撃波面を測定するための最近の開発と成果を提示し、フィールド内の太陽で多数の背景直線偏光電波源に向かう太陽圏ファラデー回転を測定する目的の現在のステータスも共有しますビューの。今後数年間で、Aditya-L1およびPUNCHミッションと組み合わされた新世代の無線機器が利用可能になることで、宇宙天気のモデリングと予測の新しい時代が始まると予想されます。
太陽フレアにおける空間的に広がった乱流電子の加速と輸送のスペクトルおよび画像診断
| Title |
Spectral_and_Imaging_Diagnostics_of_Spatially-Extended_Turbulent_Electron_Acceleration_and_Transport_in_Solar_Flares |
| Authors |
Morgan_Stores,_Natasha_L._S._Jeffrey,_James_A._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13682 |
太陽フレアは、放出された磁気エネルギーの大部分(10～50%)が硬X線生成電子などのエネルギー粒子に変換される効率的な粒子加速器です。このエネルギー伝達プロセスは、MHD乱流を含む加速メカニズムに関する競合する理論により、十分に制約されていません。加速領域の空間範囲や乱流の空間分布など、加速領域のさまざまな特性が、X線イメージングや分光法から日常的に決定される電子特性にどのように影響するかを調べる詳細なパラメーター研究を行います。ここでは、時間に依存しないフォッカープランク方程式を使用して、有限温度のコロナプラズマを通過するフレア電子の加速と輸送を記述します。コロナルループ内の乱流の拡張領域を示唆する最近の非熱線拡張観測に動機付けられて、拡張乱流加速領域がモデルに組み込まれています。コロナから彩層までのエネルギーと空間でモデル化された、観測されたX線に直接関連する量である密度重み付き電子フラックスの出力を生成します。いくつかのスペクトル診断と画像診断(スペクトル屈折率の差または比、エネルギーまたは空間依存のフラックス比、彩層への電子の深さなど)を組み合わせることで、時間スケールと速度の依存性を含む加速特性を、空間プロパティ。私たちの診断は、X線イメージング分光法のみから個々のフレアの加速特性を制約するための基盤を提供し、RHESSIやソーラーオービターからのものを含む過去、現在、将来の観測に適用できます。
食連星のフォトメリック分析: VY UMI, RU UMI AND GSC 04364-00648
| Title |
Photomeric_analysis_of_eclipsing_binaries:_VY_UMI,_RU_UMI_AND_GSC_04364-00648 |
| Authors |
V._Kudak,_\v{S}.Parimucha,_V._Perig,_and_P._Gajdo\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13763 |
3つの日食連星(RU~UMiおよび純粋に研究されたVY~UMi、GSC04364-00648)の\textit{BVR}および\textit{TESS}光度曲線の測光分析を、アーカイブデータと新しい私たちと\textit{TESS}観測からの最小時間。RUUMiの$O-C$残留物に低振幅の波状の変動が初めて検出されました。これは、周期7370日の3番目の不可視成分によって引き起こされる光時間効果の結果として解釈できます。VYUMiシステムで検出されたレート2.56(9)$\times10^{-7}$~d/yr$^{-1}$の周期増加は、二次成分から一次成分への物質移動に対応します。GSC04364-00648連星系の場合、$O-C$ダイアグラムに二次変化が見られます。これは、$-2.26(5)\times10^{-5}$~d/yr$^の高い割合での期間減少に対応します。{-1}$.主に観測時間が短く、$O-C$ダイアグラムの範囲が不均一であるため、その性質について推測することはできません。また、測光解と\textit{GAIA}距離を使用して、それらのコンポーネントの絶対パラメーターを決定しました。
九つの三重日食の研究
| Title |
A_Study_of_Nine_Triply_Eclipsing_Triples |
| Authors |
S.A._Rappaport,_T._Borkovits,_R._Gagliano,_T.L._Jacobs,_A._Tokovinin,_T._Mitnyan,_R._Kom\v{z}ik,_V.B._Kostov,_B.P._Powell,_G._Torres,_I._Terentev,_M._Omohundro,_T._Pribulla,_A._Vanderburg,_M.H._Kristiansen,_D._Latham,_H.M._Schwengeler,_D._LaCourse,_I.B._B\'ir\'o,_I._Cs\'anyi,_D.R._Czavalinga,_Z._Garai,_A._P\'al,_J.E._Rodriguez,_D.J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13810 |
この作業では、TESSミッションで見つかった9つの新しいコンパクトな三重食の三重星系の独立した発見と分析を報告します:TIC47151245、81525800、99013269、229785001、276162169、280883908、294803663、9つの332521671、および7つのこれらの各システムの3596324は、3番目の(「三次」)星が内食連星(EB)を隠蔽する、またはその逆の明確な三体食を示します。TESS測光の光力学分析、アーカイブ測光データ、EBのTESS日食タイミング変動、利用可能なアーカイブスペクトルエネルギー分布曲線（SED）、および場合によっては、新たに取得された視線速度観測を利用して、パラメータを解決します。3つの星すべて、およびほとんどの軌道要素。これらの分析から、9つのシステムすべての外側の軌道がほぼ端から(つまり、$\lesssim4^\circ$内で)見られ、6つのシステムが$5^\circ$内で同一平面上にあることがわかります。他のものは、$20^\circ$、$41^\circ$、おそらく$179^\circ$の相互傾斜角を持っています(つまり、逆行外側軌道)。外側の軌道周期は47.8日から604日で、離心率は0.004から0.61です。18個のEB星すべての質量は0.9～2.6M$_\odot$の範囲にあり、ほとんどが主系列の近くに位置しています。対照的に、三次星の質量と半径は、それぞれ1.4-2.8M$_\odot$と1.5-13R$_\odot$の範囲です。これらの9つのシステムからのシステムパラメーターに加えて、以前に公開された同等の数のコンパクトな三重食トリプルからのシステムパラメーターを使用して、それらの特性に関する統計的洞察を得ることができます。
CALLISTO 分光計で観測された帯域分割タイプ II 電波バーストのスペクトル特性の評価
| Title |
Assessing_the_spectral_characteristics_of_band_splitting_type_II_radio_bursts_observed_by_CALLISTO_spectrometers |
| Authors |
F._N._Minta,_S._Nozawa,_K._Kamen,_A._Elsaid,_A._Ayman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13839 |
メートル法タイプIIの電波バーストは、通常、CMEによる衝撃や、太陽コロナにおけるその他の宇宙気象現象の初期の指標です。この論文では、帯域分割タイプII電波バーストのスペクトル特性と、それらの太陽黒点数との関連性に関する詳細な調査について説明します。CALLISTOが2010年から2017年にかけて観測した周波数範囲20～200MHzのタイプII電波バーストを用いて、解析されたタイプII衝撃波の高さ、磁場強度、CME衝撃速度、およびアルヴェン速度が太陽周期の軌道と同期することを発見しました。24.また、この研究では、太陽周期24の衰退期の開始時に電子密度が最も高いことが明らかになりました。分析により、タイプIIバーストの頻度は、調査期間中、2012年と2015年にピークを有する二峰性分布を示すことが確認されました。スペクトル、およびSOHO-LASCOからの関連するCME速度。さらに、この研究では、絶対ドリフト率とプラズマ周波数の間に有意な相関(R=0.8)が確認されました。さらに、この研究では、この研究で考慮されたタイプII電波バーストの60%が西経から発せられていることが調査されました。したがって、これらの調査結果は、帯域分割タイプII無線の物理的条件の時間的ダイナミクスが、宇宙天気の監視と予測に不可欠なパラメーターであることを強調しています。
Helioswarm による多点乱流解析
| Title |
Multipoint_Turbulence_Analysis_with_Helioswarm |
| Authors |
Francesco_Pecora,_Sergio_Servidio,_Leonardo_Primavera,_Antonella_Greco,_Yan_Yang,_William_H_Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13202 |
乱流を含む宇宙でのプラズマダイナミクスの探査は、前例のない精度で基本的な特性を決定するマルチ衛星コンステレーション測定の新しい時代に入っています。よく知られているが不正確な概算は放棄して、より高度なアプローチに置き換える必要があります。多くのポイントでの同時測定を使用して、二次および三次統計量の評価の準備研究を提示します。ここでは、特異性のために、NASAHelioswarmミッションの軌道構成が、乱流の3次元磁気流体力学数値シミュレーションと組み合わせて使用されます。Helioswarm9宇宙船コンステレーションは乱気流の中を仮想的に飛行し、結果を正確な数値統計と比較します。(1)多次元スペクトルと(2)乱流エネルギー束の計算のための新しい増分ベースの手法を示します。この後者のカスケード率の増分空間推定は、3次のヤグロム-ポリターノ-プーケ理論に基づいており、多数の増分空間四面体を使用しています。私たちの調査は、Helioswarmが天体物理学の乱気流の性質に関する重要な情報を提供することを明らかにしています。
極端な質量比の渦巻きにおけるアクシオン雲に伴う連星系の進化
| Title |
Evolution_of_binary_systems_accompanying_axion_clouds_in_extreme_mass_ratio_inspirals |
| Authors |
Takuya_Takahashi,_Hidetoshi_Omiya,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13213 |
回転するブラックホール(BH)の超放射不安定性により、アクシオンなどの超軽量ボソンの雲が形成されます。雲を伴うBHが連星系に属し、刺激的な軌道にある場合、アクシオンの束縛状態間の共鳴遷移が発生する可能性があります。最も急速に成長するモードで構成される雲に伴う連星系の進化の歴史と、特に質量比が小さい場合の観測シグネチャへの影響を研究します。この場合、共鳴周波数が非常に小さい超微細共鳴が関係します。したがって、時間スケールが長いため、移行先モードでのアクシオンの崩壊プロセス、軌道運動と中心BHへの反作用、および雲からの重力放出を考慮する必要があります。共鳴を中心としたシステムの進化を調べる定式化と、分析に役立つ式を提示します。その結果、共鳴後に残ることができる雲の質量は、せいぜい中央のBHの約$10^{-5}$であることがわかりました。連星の質量比が$q\sim10^{-3}$のときに、残っている雲の質量が最大になります。さらに、共鳴遷移がBH質量とスピン分布をほとんど変化させないことを示しますが、連星が共鳴を通過するときの重力波周波数進化の関連する変更は、雲の存在の兆候である可能性があります。
| Title |
Can_gravitational-wave_memory_help_constrain_binary_black-hole_parameters?_A_LISA_case_study |
| Authors |
Silvia_Gasparotto,_Rodrigo_Vicente,_Diego_Blas,_Alexander_C._Jenkins,_Enrico_Barausse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13228 |
一時的な効果に加えて、重力波の通過は、非線形記憶効果によって、干渉計のテスト質量の相対位置に永続的な変位も引き起こします。この効果は、波自体の重力反作用によって生成され、ソースに関する追加情報をエンコードします。この作業では、LISAを使用した大規模な連星ブラックホールのパラメーター推定にこの情報を使用することの意味を探ります。フィッシャーの分析に基づいて、私たちの結果は、合体前の短時間(~数時間)だけ観測された連星の光度距離と傾きの間の縮退をメモリが減らすのに役立つことを示しています。このような短い信号がいくつ検出されるかを評価するために、大規模なブラックホールバイナリの母集団に関する最先端の予測と、LISAデータで予想されるギャップのモデルを利用しました。観測可能なメモリを備えた数十から数百のバイナリを予測しますが、メモリが距離と傾斜の間の縮退を減らすのに役立つ4年間のイベントは〜O（0.1）のみです。これに基づいて、非線形メモリからの新しい情報は、強力な場の領域で一般相対性理論をテストすることを約束している一方で、LISAを使用した大規模なブラックホールの連星パラメーターの不確実性をさらに制限することにおそらく限定的な影響を与えると結論付けています。
バウンス宇宙論におけるパリティ違反信号の増強の可能性を調査します。具体的には、最も重大なパリティ違反信号を生成するフェーズを決定することに関心があります。主な寄与はバウンス段階から来ており、収縮段階の寄与は小さいことがわかります。したがって、バウンス宇宙論は、バウンスフェーズ中にパリティ違反信号を強化できます。さらに、バウンス位相はバウンス宇宙論で最も高いエネルギースケールを持っているため、パリティ違反効果を研究することで、このスケールでの新しい物理を調べることもできます。
| Title |
A_peak_in_the_power_spectrum_of_primordial_gravitational_waves_induced_by_primordial_magnetic_fields |
| Authors |
Sugumi_Kanno,_Ann_Nakato,_Jiro_Soda,_and_Kazushige_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13540 |
$10^{-17}$から$10^{-9}$ガウスの範囲に、宇宙論的なコヒーレンス長を持つ銀河系外磁場が存在すると主張されてきた。銀河系外磁場の起源についてのもっともらしい説明の1つは、インフレーション中の電磁場の量子ゆらぎです。原始重力波(PGW)は、インフレーション中の量子ゆらぎから発生するとも考えられています。バックグラウンド磁場の存在下での重力子-光子変換プロセスを研究し、そのプロセスがPGWのタキオン不安定性を誘発することを発見しました。その結果、PGWのパワースペクトルにピークが現れます。ピークの高さは観察方向によって異なることがわかります。ピーク周波数は、GUTスケールのインフレで$10^{-5}$から$10^{3}$ヘルツの範囲になる可能性があります。したがって、PGWの観測は、原始磁場を調査するための新しいウィンドウを提供する可能性があります。
| Title |
The_payload_of_the_Lunar_Gravitational-wave_Antenna |
| Authors |
Joris_van_Heijningen,_Marcel_ter_Brake,_Oliver_Gerberding,_Shreevatsha_Chalathadka_Subrahmanya,_Jan_Harms,_Xing_Bian,_Alberto_Gatti,_Morgane_Zeoli,_Alessandro_Bertolini,_Christophe_Collette,_Andrea_Perali,_Nicola_Pinto,_Meenakshi_Sharma,_Filip_Tavernier_and_Javad_Rezvani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13685 |
2015年9月14日、LIGOとVirgoの共同研究で30～250Hzの2つのブラックホールの衝突からの信号が検出され、宇宙を研究するためのツールボックスが拡大しました。それ以来、検出器の感度が向上するにつれて、より多くの重力波が検出されました。ただし、現在の検出器設計の感度曲線は、依然として10Hzの低いカットオフを持っています。さらに低い周波数の重力波信号を検出するために、月重力波アンテナは、永久に影に覆われたクレーター内の一連の地震観測ステーションを使用します。これは、月の弾性応答と、重力波によって引き起こされる吊り下げられた慣性センサーのプルーフマスモーションとの差を検出することを目的としています。極低温超伝導慣性センサーは、fm/rtHz以上の感度を1Hzまで下げることを目指して開発中であり、地震観測所に配備される予定です。ここでは、慣性センサーに向けた研究の現状、そのアプリケーション、および月重力波検出ミッションのペイロードにおける追加の補助技術について説明します。
| Title |
The_passive_symmetries_of_machine_learning |
| Authors |
Soledad_Villar_(JHU),_David_W._Hogg_(NYU,_MPIA,_Flatiron),_Weichi_Yao_(NYU),_George_A._Kevrekidis_(JHU,_LANL),_Bernhard_Sch\"olkopf_(MPI-IS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13724 |
データの表現には、研究者の恣意的な選択が伴います。これらの選択はデータ生成プロセスの外部にあるため、各選択は正確な対称性につながり、可能な表現を別の表現にする変換のグループに対応します。これらは受動的な対称性です。それらには、座標の自由度、ゲージの対称性、および単位の共分散が含まれます。これらはすべて、物理学における重要な結果につながっています。私たちの目標は、機械学習に対する受動的対称性の意味を理解することです。どの受動的対称性が役割を果たすか(例:グラフニューラルネットワークの置換対称性)?機械学習の実践におけるすべきこととすべきでないことは何ですか?受動的な対称性をグループの等分散として実装できる条件を分析します。また、因果モデリングへのリンクについても説明し、受動的対称性の実装は、学習問題の目標がサンプルから一般化することである場合に特に価値があると主張します。この論文は純粋に概念的なものですが、機械学習が20世紀前半に現代物理学に起こった移行を行うのを助ける上で大きな影響を与えることができると信じています。
過回転カー型裸特異点の環境で、ゼロおよびタイムライクな一定半径の測地線を研究します。私たちは特に2つのトピックに関心があります。1つ目は、裸の回転特異点とカーブラックホールの影の違いです。第二に、降着円盤から落下する粒子のスピンダウン効果。私たちの調査結果は次のとおりです。裸の特異点の周りでは、カーブラックホール内の非赤道順行軌道は、臨界回転パラメーター($\alpha=\frac{4\sqrt{2}}{3\sqrt)まで無傷のままです。{3}}$)となり、この値を超えると存在しなくなります。これは、影が同じ角度から見たカーブラックホールの影と区別できないため、影が回転面またはその近くの観測者によって登録されている場合、裸の特異点の影に重要な結果をもたらします。また、赤道面での時間的な逆行軌道は、すぐに(質量が約8%増加した後)、裸の特異点のスピンパラメーターを大きな値から$\alpha=1$に減らし、事象の地平線が現れることも示しています。これは、逆行軌道の方が順行軌道よりも捕捉断面積が大きいために発生します。そのため、裸の特異点がたまたま降着円盤を持っている場合、それは長く裸のままではなく、事象の地平線が形成されます。
自己相互作用ダークセクターから生成された非熱ダークマターの CMB シグネチャ
| Title |
CMB_signature_of_non-thermal_Dark_Matter_produced_from_self-interacting_dark_sector |
| Authors |
Dilip_Kumar_Ghosh,_Purusottam_Ghosh_and_Sk_Jeesun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.13754 |
この作業の基本的なアイデアは、観測された非熱暗黒物質(DM)の遺物密度と、その期間$T_{\rmBBN}~{\rmto}~T_{\rmCMB}$は長寿命のダークセクター粒子から。この現象を実現するために、ディラックフェルミオン一重項($\chi$)と複雑なスカラー一重項($\phi$)を使用してタイプIシーソーシナリオを最小限に拡張します。_3$.ダークセクターで最も軽い粒子である$\chi$は、安定した暗黒物質の候補として機能しますが、次に最も明るい状態の$\phi$は、長寿命のダークスカラー粒子のように動作します。$\phi$の初期密度は、ダークセクター内の自己相互作用数変化プロセス($3\phi\to2\phi$)またはSM粒子への標準消滅($2\phi\to2~{\rmSM}$)。$\phi$の後期(ニュートリノデカップリング後)の非熱崩壊は、活動中のニュートリノに関連して暗黒物質を生成する可能性があります。CMBの時点で余分な相対論的ニュートリノの自由度が存在すると、$\Delta\rmN_{eff}$に大きな影響を与える可能性があります。したがって、現在のPLANCK2018共同研究とSPT-3GやCMB-IVなどの将来の実験による$\Delta\rmN_{eff}$の正確な測定により、この非熱暗黒物質のシナリオを間接的に調べることができます。スタンダードモデルと。
