MultiCAM: ハローの質量降着履歴とその特性を結び付けるための多変数フレームワーク
銀河とハローの特性を関連付けるモデルは、多くの場合、ハローの質量降着履歴(MAH)を単一の値に要約し、この値を予測の基礎として使用します。ただし、単一値の要約ではMAHの複雑さを捉えることができず、その過程で情報が失われる可能性があります。MultiCAMは、従来のアバンダンスマッチングフレームワークの一般化であり、ハローの完全なMAHを複数のハローおよび/または銀河のプロパティに同時に接続できます。最初のケーススタディとして、暗黒物質のみのシミュレーションのコンテキストで、暗黒物質のハロープロパティをMAHに関連付ける問題にMultiCAMを適用します。濃度などのいくつかのハロー特性は、ハローの初期の質量成長とより強く相関していますが、ビリアル比などの他の特性は、後期の質量成長とより強い相関があります。これは、MAH全体がハロー特性に与える影響を考慮する必要性を強調しています。私たちが検討するハロー特性のほとんどについて、完全なMAHを使用するMultiCAMモデルは、単一のエポックを使用する条件付き存在量マッチングモデルよりも高い精度を達成することがわかります。また、予測されたハロープロパティ間の共分散をキャプチャするMultiCAMの拡張も示します。この拡張機能は、予測されたプロパティ間の共分散が重要なアプリケーションのベースラインモデルを提供します。
トポロジカル データ解析により、シミュレートされた銀河とダークマター ハローの違いが明らかに
| Title |
Topological_data_analysis_reveals_differences_between_simulated_galaxies_and_dark_matter_haloes |
| Authors |
Aaron_Ouellette,_Gilbert_Holder,_Ely_Kerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01363 |
シミュレーションされた暗黒物質のハローと銀河の大規模な空間分布を特徴付けるために、ベティ曲線に基づくトポロジーの要約を使用します。IllustrisTNGおよびCAMELS-SAMシミュレーションを使用して、銀河分布のトポロジーが暗黒物質ハロー分布のトポロジーと大きく異なることを示します。さらに、星形成銀河と静止銀河の分布には大きな違いがあります。これらのトポロジーの違いは、すべてのシミュレーションで広く一貫していますが、同時に、異なるモデルを比較すると顕著な違いがあります。最後に、CAMELS-SAMシミュレーションを使用して、特に静止銀河のトポロジーが超新星フィードバックの量に強く依存することを示します。これらの結果は、銀河の形成と進化のプロセスをよりよく理解するために、トポロジーの要約統計を使用できることを示唆しています。
コールドダークマターハローの普遍的なマルチストリーム放射状構造
| Title |
Universal_multi-stream_radial_structures_of_cold_dark_matter_halos |
| Authors |
Yohsuke_Enomoto,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01531 |
冷たい暗黒物質のビリアル化されたハローは、一般的に、スプラッシュバック半径として知られる最も外側の放射状火線内に、降着した暗黒物質のマルチストリーム構造を示します。宇宙論的な$N$体シミュレーションでハローに降着する粒子軌道を追跡することにより、アポセンター通過($p$)の数を数え、それらを使用して暗黒物質粒子のマルチストリーム構造を特徴付けます。終点通過の数によって分類された各ストリームの半径方向密度プロファイルは、普遍的な特徴を示し、$-1$および$インデックスの内側の浅い勾配と外側の急な勾配を含む二重べき乗関数によって記述できることがわかります。それぞれ-8ドル。驚くべきことに、これらの特性は広範囲のハロー質量にわたって保持されます。サンプルを濃度または降着率で除算する場合、倍乗則の機能は永続的です。$p$に対するプロファイルの特性スケールと振幅の依存性は、既知の自己相似解では再現できず、角運動量の分布や合体などの複雑さを考慮する必要があります。
復元運動場理論におけるバリオン-光子相互作用
| Title |
Baryon-photon_interactions_in_Resummed_Kinetic_Field_Theory |
| Authors |
Ivan_Kostyuk,_Robert_Lilow_and_Matthias_Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01818 |
バリオンと光子の間の相互作用が、古典的なハミルトニアン粒子動力学に基づく宇宙構造形成の記述である運動場理論(KFT)にどのように組み込まれるかを調べます。KFTでは、バリオンは、流体力学的方程式によって支配される流体要素を表す有効なメゾスコピック粒子として記述されます。この論文では、メゾスコピック粒子モデルを修正して、光子との相互作用を通じてバリオン物質に加えられる圧力効果を含めます。概念実証として、この拡張されたメゾスコピックモデルを使用して、物質放射の等価性と再結合の間の密結合したバリオン光子流体を記述します。このモデルが、宇宙パワースペクトルにおけるバリオン音響振動の形成を定性的に再現できることを示します。
BOSS DR12銀河データからの補償された等曲率摂動に関する制約
BOSSDR12銀河パワースペクトルを使用して、補償された等曲率摂動(CIP)を制約します。CIPは、逆符号の原始バリオンと暗黒物質の摂動であり、総物質密度を変更しません。長波長CIP$\sigma(\vec{x})$銀河密度コントラストを$\delta_g(\vec{x})\supsetb_\sigma\sigma(\vec{x})$として入力し、$b_\sigma$線形CIP銀河バイアスパラメータ。CIPスペクトルを$P_{\sigma\sigma}=A^2P_{\mathcal{R}\mathcal{R}}$および$P_{\sigma\mathcal{R}}=\xi\sqrt{P_としてパラメータ化します{\sigma\sigma}P_{\mathcal{R}\mathcal{R}}}$、ここで、$A$はCIP振幅、$\xi$は曲率摂動$\mathcal{R}$との相関です。相関($\xi=1$)の$1.8\sigma$および無相関($\xi=0$)CIPの$3.7\sigma$の$Ab_\sigma\neq0$の検出の重要性が見つかりました。大規模なデータ体系は、相関のないCIPに大きな影響を与えます。これが、検出の大きな重要性を説明している可能性があります。$A$の制約は、別のユニバースシミュレーションを使用して推定した$b_\sigma$パラメーターの推定事前確率に依存します。すべてのハローを表す$b_\sigma$値を仮定すると、相関CIPでは$\sigma_A=145$、非相関CIPでは$\sigma_{|A|}=475$となります。私たちの最強の無相関CIP制約は、$33\%$の最も集中したハロー、$\sigma_{|A|}=197$を表す$b_\sigma$に対するもので、現在のCMB境界$|A|よりも優れています。\lesssim360$.また、CIP制約におけるローカル原始非ガウス性パラメーター$f_{\rmNL}$の影響についても説明します。私たちの結果は、CIPに厳しい制約を課す銀河データの力を実証し、データ体系の影響をよりよく理解し、$b_\sigma$の理論事前確率を決定するための作業を動機付けます。
CHEOPS 観測による WASP-47 システムの新しい動的モデリング
| Title |
A_new_dynamical_modeling_of_the_WASP-47_system_with_CHEOPS_observations |
| Authors |
V._Nascimbeni,_L._Borsato,_T._Zingales,_G._Piotto,_I._Pagano,_M._Beck,_C._Broeg,_D._Ehrenreich,_S._Hoyer,_F._Z._Majidi,_V._Granata,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_V._Van_Grootel,_A._Bonfanti,_S._Salmon,_A._J._Mustill,_L._Delrez,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_W._Benz,_M._Bergomi,_N._Billot,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_R._Luque,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_C._Mordasini,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_E._Pall\'e,_G._Peter,_D._Piazza,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01352 |
何百もの知られているホットジュピター(HJ)惑星の中で、短周期軌道上に仲間がいることがわかっているのはほんの一握りです。このまれなクラスの複数の惑星系の中で、WASP-47のアーキテクチャはユニークで、内側と外側の亜海王星質量伴星(それぞれ-eと-d)の両方を持つHJ(惑星-b)と追加の非一時的な長周期巨星(-c)。惑星-bと-dの間の小さな周期比は、トランジットタイムバリエーション(TTV)信号を高め、視線速度(RV)技術との相乗効果でそれらの質量を確実に測定する機会を与えてくれます。ここでは、ESAミッションCHEOPSからの11の未発表の光度曲線を含む、WASP-47bおよび-dの新しい宇宙および地上測光データを提示します。TTVおよびRV信号のグローバルな$N$体の動的モデリングを実行するために、公開されているすべてのデータと共にそれらを均一な方法で分析しました。他のパラメーターの中でも、$M_\mathrm{d}=15.5\pm0.8$$M_\oplus$および$\rho_\mathrm{d}=1.69\pm0.22$gの惑星-dの質量と密度を取得しました。cm$^{-3}$であり、文献とよく一致しており、海王星のような組成と一致しています。一方、内惑星では$M_\mathrm{e}=9.0\pm0.5$$M_\oplus$と$\rho_\mathrm{e}=8.1\pm0.5$gcm$^{-3}$、同様の照射レベルで他の超高温惑星に近い地球のような構成を示唆しています。後者の結果は、以前のRV+TTV研究と一致していますが、最新のRV分析(2.8$\sigma$で)とは一致しておらず、純粋なケイ酸塩組成と互換性のある低密度が得られ、体系的な疑わしい問題がまだ解決されていないことが強調されています。RV測定とTTV測定の間のオフセット。また、トランジットするすべての惑星の軌道暦を大幅に改善します。これは、将来のフォローアップにとって重要です。
原始惑星系円盤における乱流の経験的制約
惑星の誕生環境である原始惑星系円盤は、天体物理学で一般的に見られる構造である降着円盤の一例です。降着の原因となるメカニズムを特定することは、数十年前にさかのぼる長年の問題です。降着は乱気流の結果であり、その起源としていくつかの不安定性が提案されているというのが一般的な見方です。従来、この分野は純粋に理論的な取り組みでしたが、現在では主にアルマ望遠鏡の電波干渉計などの新しい観測施設のおかげで状況が変わりつつあります。空間およびスペクトルの解像度と感度が大幅に向上したおかげで(円盤の下部構造、運動学、および円盤の大きな集団の調査が可能になりました)、円盤内の乱流の量を観測的に測定するための複数の手法が考案されました。このレビューでは、線の広がりによる乱流の直接検出の試みから、ダストの特性に依存する、または大きなサンプルのグローバルなディスク特性(質量、半径、降着率など)の進化を考慮する、より間接的なアプローチまで、これらの手法を要約します。、そして彼らの発見は何ですか。複数の証拠は、円盤が実際には10年前に考えられていたほど乱流ではないことを示唆しています。一方、いくつかの円盤における乱流の直接検出と塵の下部構造の有限の半径方向の範囲、および場合によっては有限の垂直方向の範囲は、乱流が原始惑星系円盤のあるレベルで存在しなければならないことを強く示しています。この量の乱流が降着に十分な動力を与えるのか、それともMHD風などの他のメカニズムによって駆動されるのかは、まだ未解決の問題です。
低質量星半径ギャップ惑星 GJ 9827 b、GJ 9827 d、および TOI-1235 b における拡張大気の不在
| Title |
Absence_of_extended_atmospheres_in_low-mass_star_radius-gap_planets_GJ_9827_b,_GJ_9827_d_and_TOI-1235_b |
| Authors |
Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Teruyuki_Hirano,_Eric_Gaidos,_Bunei_Sato,_Ravi_Kopparapu,_Thomas_Barclay,_Katherine_Garcia-Sage,_Hiroki_Harakawa,_Klaus_Hodapp,_Shane_Jacobson,_Mihoko_Konishi,_Takayuki_Kotani,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Eric_Lopez,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Joshua_E._Schlieder,_Takuma_Serizawa,_Motohide_Tamura,_Akitoshi_Ueda,_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01479 |
\textit{Kepler}は、太陽質量星の周りに半径1.5-2$\mathrmR_{\oplus}$の惑星が少ないことを示しましたが、この半径ギャップは低質量星惑星については十分に研究されていません。光蒸発やコア動力による質量損失などのエネルギー駆動の脱出モデルは、ガスの少ない環境で形成される惑星を描写するモデルと比較した場合、岩石惑星と非岩石惑星の間の反対の遷移体制を予測します。ここでは、すばる8.2m望遠鏡の高分散赤外線ドップラー(IRD)分光器を使用して、低質量星の周囲の半径ギャップにある3つの超地球サイズの惑星のトランジット観測を紹介します。惑星GJ9827bとdはK6V星の周りを周回し、TOI-1235bはM0.5星の周りを周回します。14.71m{\AA}、18.39m{\AA}、および1.44m{\AA}の等価幅に上限を設定することにより、三重項HeIの1083.3nm線における惑星関連の吸収を制限します。それぞれGJ9827b(99%の信頼度)、GJ9827d(99%の信頼度)、およびTOI-1235b(95%の信頼度)。パーカー風モデルを使用して、質量損失を$>$0.25$\mathrmM_{\oplus}$Gyr$^{-1}$および$>$0.2$\mathrmM_{\oplus}$Gyr$^{それぞれGJ9827bとdの-1}$(99%の信頼度)、およびTOI-1235bの$>$0.05$\mathrmM_{\oplus}$Gyr$^{-1}$(95\%の信頼度)代表的な風温は5000Kです。3つの惑星で観測された結果は、ガスの少ない形成モデルよりも、光蒸発および/またはコア駆動の質量損失モデルからの予測とより一致しています。ただし、低質量星の周りの惑星の大気進化を確実に予測するには、低質量星の周りの半径ギャップ領域にあるより多くの惑星が必要です。
磁化された円盤風とのタイプ II 惑星円盤相互作用の 3 次元グローバル シミュレーション: I. 磁束密度とギャップ特性
| Title |
Three-dimensional_Global_Simulations_of_Type-II_Planet-disk_Interaction_with_a_Magnetized_Disk_Wind:_I._Magnetic_Flux_Concentration_and_Gap_Properties |
| Authors |
Yuhiko_Aoyama_and_Xuening_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01514 |
原始惑星系円盤(PPD)に埋め込まれた巨大惑星は、タイプIIレジームの軌道の周りに環状密度ギャップを作成することができ、PPDで観察される環状下部構造の遍在性に関与している可能性があります。タイプIIの惑星の移動とギャップの特性を研究するかなりの量の研究にもかかわらず、それらは粘性降着円盤の枠組みの下でほとんど独占的に行われています。ただし、最近の研究では、磁気回転不安定性(MRI)による外側のPPDによる乱流と共存できる、主要な原動力となる円盤の降着と進化として、磁化された円盤風が確立されています。外側のPPDに適用可能なタイプII惑星-ディスク相互作用の一連の3Dグローバル非理想磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実施します。私たちのシミュレーションはMRI乱流を適切に解決し、MHDディスク風に対応しています。惑星がその軌道の周りにポロイダル磁束集中を引き起こすことを発見しました。集中した磁束は、ギャップ内の角運動量の除去を強力に強化します。これは、惑星ギャップの外側のディスク表面から発せられる強い流出を介して、傾斜したポロイダルフィールドに沿っています。結果として得られる惑星誘起ギャップ形状は、非粘性円盤に似ていますが、はるかに深く、単純な不均一な風力トルクの処方から理解できます。共回転領域は、惑星の周りの方位角が非対称であり、馬蹄形ターンを欠いている高速超音速降着流によって特徴付けられ、子午線の流れは弱められます。惑星に作用するトルクは、一般に内向きの移動を促進しますが、移動速度は、確率的で惑星のない磁束集中による隣接するギャップの存在によって影響を受ける可能性があります。
低密度のホットジュピター TOI-640 b は極軌道上にある
| Title |
The_low_density,_hot_Jupiter_TOI-640_b_is_on_a_polar_orbit |
| Authors |
Emil_Knudstrup,_Simon_H._Albrecht,_Davide_Gandolfi,_Marcus_L._Marcussen,_Elisa_Goffo,_Luisa_M._Serrano,_Fei_Dai,_Seth_Redfield,_Teruyuki_Hirano,_Szil\'ard_Csizmadia,_William_D._Cochran,_Hans_J._Deeg,_Malcolm_Fridlund,_Kristine_W._F._Lam,_John_H._Livingston,_Rafael_Luque,_Norio_Narita,_Enric_Palle,_Carina_M._Persson,_and_Vincent_Van_Eylen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01702 |
TOI-640bは、質量$0.57\pm0.02$M$_{\rmJ}$、半径$1.72\pm0.05$R$_{\rmJ}$の熱くてふくらんだ木星で、わずかに進化した軌道を周回しています。$6.33^{+0.07}_{-0.06}$R$_\star$離れたF型星。HARPSスペクトログラフで行われた分光学的な輸送中の観測を通じて、輸送中の動径速度と星のスペクトル線の歪みの両方を分析して、Rossiter-McLaughlin効果を測定しました。これらの観測から、主星の射影傾斜角は$\lambda=184\pm3^\circ$であることがわかります。TESS光度曲線から星の自転周期を測定し、星の傾き$i_\star=23^{+3\circ}_{-2}$を決定しました。.これを軌道傾斜角と組み合わせることで、主星の傾斜角$\psi=104\pm2^\circ$を計算することができました。TOI-640bは、範囲$80^\circ-125^\circ$内の恒星極を周回する惑星のグループに加わります。この軌道配置の起源はよくわかっていません。
$\nu^2$ Lupi d の完全なトランジットと CHEOPS によるそのヒル圏での太陽系外衛星の探索
| Title |
A_full_transit_of_$\nu^2$_Lupi_d_and_the_search_for_an_exomoon_in_its_Hill_sphere_with_CHEOPS |
| Authors |
D._Ehrenreich,_L._Delrez,_B._Akinsanmi,_T._G._Wilson,_A._Bonfanti,_M._Beck,_W._Benz,_S._Hoyer,_D._Queloz,_Y._Alibert,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_A._Deline,_M._Hooton,_M._Lendl,_G._Olofsson,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_R._Alonso,_G._Anglada,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_A._Bekkelien,_M._Bergomi,_N._Billot,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_T._B\'arczy,_Z._K._Berta-Thompson,_J._Cabrera,_C._Corral_Van_Damme,_S._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_J._P._Doty,_A._Erikson,_M._M._Fausnaugh,_H._G._Flor\'en,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_P._Guterman,_M._G\"udel,_K._Heng,_K._G._Isaak,_A._J\"ackel,_J._M._Jenkins,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_D._W._Latham,_A._Lecavelier_des_Etangs,_A._M._Levine,_C._Lovis,_D._Magrin,_et_al._(31_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01853 |
肉眼星$\nu^2$ルピ(HD136352;TOI-2011)の周りの惑星系は、4.7、11.2、および8.6地球質量の3つの太陽系外惑星で構成されています。TESSとCHEOPSのミッションは、3つの惑星すべてがトランジット中であり、揮発性が高いスーパーアースと揮発性が低いスーパーアースを分離する半径のギャップをまたぐ半径を持っていることを明らかにしました。惑星dの部分的なトランジットのみがカバーされていたので、長周期8.6地球質量の外惑星$\nu^2$Lupdの下結合をCHEOPS宇宙望遠鏡で再観測しました。9.1時間のトランジット全体を初めてカバーすることにより、トランジットの性質を確認しました。惑星のトランジットエフェメリスをP=107.1361(+0.0019/-0.0022)日、Tc=2,459,009.7759(+0.0101/-0.0096)BJD_TDBに改良し、以前に報告されたトランジットタイミングの不確実性を約40倍改善しました。この洗練された天体暦により、この卓越した長周期トランジット惑星をさらに追跡して、大気の痕跡を探したり、太陽系外衛星を探して惑星のヒル球を探索したりできます。実際、CHEOPSの観測は、地球と同じ大きさである惑星の丘球の大部分のトランジットもカバーしており、トランジットするエキソモンを捉えるという興味をそそる可能性を開いています。この単一エポックの光度曲線で太陽系外衛星の信号を検索しましたが、火星よりも大きな追加のトランジット天体の決定的な測光的特徴は見つかりませんでした。それでも、$\nu^2$のLupdトランジットの継続的なフォローアップだけが、この傑出した系外惑星の周りの月を包括的に探索する正当な理由となります。
SOFIA搭載のFIFI-LSでローカライズされたM17-SWのPDR前線
| Title |
The_PDR_fronts_in_M17-SW_localized_with_FIFI-LS_onboard_SOFIA |
| Authors |
Randolf_Klein,_Alexander_Reedy,_Christian_Fischer,_Leslie_Looney,_Sebastian_Colditz,_Dario_Fadda,_Alexander_G._G._M._Tielens,_and_Willam_D._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01340 |
星形成率を理解するには、星形成を制御するフィードバック機構を研究する必要があります。発生期の大質量星から放出される放射線は、親の分子雲を光解離およびイオン化することにより、フィードバックに重要な役割を果たします。物理プロセスの詳細な画像を取得するために、SOFIAに搭載された遠赤外線イメージング分光計であるFIFI-LSを使用して、いくつかの微細構造および高JCOラインで光解離領域（PDR）M17-SWをマッピングしました。COと[OI]146$\mu$m線強度の分析と、遠赤外線強度を組み合わせることで、1次元モデルを使用して密度とUV強度マップを作成できます。密度マップは、PDRを横切るガス密度の急激な変化を示しています。モデルの強みと限界、およびエッジオンPDRのイオン化と光解離フロントの位置について説明します。
The MUSE Ultra Deep Field (MUDF) -- III: ハッブル宇宙望遠鏡 WFC3 Grism
Spectroscopy and Imaging
| Title |
The_MUSE_Ultra_Deep_Field_(MUDF)_--_III:_Hubble_Space_Telescope_WFC3_Grism_Spectroscopy_and_Imaging |
| Authors |
Mitchell_Revalski,_Marc_Rafelski,_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Norbert_Pirzkal,_Ben_Sunnquist,_Laura_J._Prichard,_Alaina_Henry,_Micaela_Bagley,_Rajeshwari_Dutta,_Giulia_Papini,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Valentina_D'Odorico,_Pratika_Dayal,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Emma_K._Lofthouse,_Elisabeta_Lusso,_Simon_L._Morris,_Kalina_V._Nedkova,_Casey_Papovich,_Celine_Peroux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01345 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)広視野カメラ3(WFC3)によるMUSEUltraDeepField(MUDF)の非常に深い観測を紹介します。空のこのユニークな領域には、$z\approx$3.22に2つのクエーサーが含まれており、それらは$\sim$500kpcだけ離れており、宇宙時間$\sim$100億年にわたるガスと銀河の放射と吸収の立体的なビューを提供します。我々は、超大型望遠鏡(VLT)マルチユニット分光探査機(MUSE)による142時間の光学分光法と同様に、この分野のHSTWFC3G141近赤外グリズム分光法の90軌道を1回のポインティングで取得しました。WFC3(F140W、F125W、F336W)およびアーカイブWFPC2(F702W、F450W)イメージングは、$z\approx$0～6の間の3,375のソースを検出するために使用する5つのフィルター測光を提供します。分光および測光の範囲。F140WとF336Wのモザイクは、それぞれ$m_\mathrm{AB}\approx$28と29という例外的な深度に達し、1,580の光源の近赤外線と静止フレームの紫外線情報を提供し、5$\sigma$の連続体検出に達します。グリズムスペクトルでは$m_\mathrm{AB}\approx$27ほどの微光の天体。MUSEとWFC3の広範な波長範囲により、419の光源の分光赤方偏移を、log(M/M$_{\odot}$)$\approx$7at$z\approx$1の銀河恒星質量まで測定することができます。2.この刊行物では、コミュニティが使用するための高レベル科学製品として、キャリブレーションされたHSTデータとソースカタログを提供します。これには、銀河形成のモデルを前進させることを目的としたさまざまな研究を可能にする測光、形態、および赤方偏移測定が含まれます。さまざまな環境での進化。
銀河団が豊富な環境にある強力な電波銀河の低周波サブアーク秒ビュー: 3C 34 および 3C 320
| Title |
A_low_frequency_sub-arcsecond_view_of_powerful_radio_galaxies_in_rich-cluster_environments:_3C_34_and_3C_320 |
| Authors |
V._H._Mahatma,_A._Basu,_M._J._Hardcastle,_L._K._Morabito,_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01357 |
電波銀河物理学のモデルは、主にジェット、ホットスポット、ローブの高周波($\geqslant$1GHz)観測に基づいています。古いプラズマに関する情報を提供する高解像度の低周波観測がなければ、電波銀河のダイナミクスとその環境との相互作用に関する理解は限られています。ここでは、国際低周波アレイ望遠鏡を使用して、豊かなクラスター環境に位置する2つの強力な電波銀河、すなわち3C34と3C320の144MHzでの最初のサブアーク秒(0.3")解像度の画像を提示します。低周波では、これらの天体に多くの構造があり、両方の光源のローブの基部を横切る著しく大きなフィラメントが含まれており、周囲の媒質の密な領域と空間的に関連付けられています.3C34については、これは、フィラメントの起源が大規模な秩序磁場の存在に関連していることを示唆しています.また、電波銀河ローブで初めて見られた、東ローブの拡散放射の周期的な全強度とスペクトル指数バンディングも報告しています.ホットスポット複合体は、さまざまな構造とスペクトルインデックスの複数のフラグメントに分解されます;粒子加速とジェット終了モデルへの影響について説明します秒。単純なモデルとは対照的に、粒子加速が存在する場合、複合体全体で発生している可能性があることを示唆していますが、両方のソースに異なるジェット終端モデルが適用される可能性があります。
miniJPAS サーベイ: X 線選択ソースの AGN とホスト銀河の共進化
| Title |
The_miniJPAS_survey:_AGN_&_host_galaxy_co-evolution_of_X-ray_selected_sources |
| Authors |
I._E._L\'opez,_M._Brusa,_S._Bonoli,_F._Shankar,_N._Acharya,_B.Laloux,_K._Dolag,_A._Georgakakis,_A._Lapi,_C._Ramos_Almeida,_M._Salvato,_J._Chaves-Montero,_P._Coelho,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_A._Hern\'an-Caballero,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_I._Marquez,_M._Povi\'c,_R._Soria,_C._Queiroz,_P._T._Rahna,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._Dupke,_A._Ederoclite,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr,_K._Taylor,_J._Varela,_H._V._Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01358 |
研究は、超大質量ブラックホールの質量($M_\rm{BH}$)とホスト銀河の星の質量($M_\star$)の間のローカルユニバースにおけるスケーリング関係の強力な証拠を示しています。それらは、星形成率（SFR）とブラックホール降着率（BHAR）の微分項の宇宙時間にわたって同様の歴史を示しています。しかし、この共進化の明確な全体像は理解されていません。miniJPASフットプリントで$z=2.5$までの活動銀河核(AGN)のX線サンプルを選択します。彼らのX線から赤外線へのスペクトルエネルギー分布(SED)は、CIGALEでモデル化されており、放出を68バンドに制限しています。308個の銀河の最終サンプルについて、それらの物理的特性を導き出します(例:$M_\star$、$\rm{SFR}$、$\rm{SFH}$、および$L_\rm{AGN}$)。また、$M_\rm{BH}$を推定するために、113ソースのサブサンプルの光スペクトルを当てはめます。2つの放射効率レジームに応じてBHARを計算します。エディントン比($\lambda$)とその一般的なプロキシ($L_\rm{X}$/$M_\star$)には0.6dexの差があり、KS検定はそれらが異なる分布に由来することを示しています。.私たちの情報源は、$M_\rm{BH}$-$M_\star$関係にかなりの分散を示しており、これは$\lambda$とそのプロキシの違いを説明できます。また、$z=0$で積分特性を回復する3つの進化シナリオをモデル化します。SFRとBHARを使用すると、$M_\rm{BH}$-$M_\star$間の散乱が顕著に減少することがわかります。最後のシナリオでは、SFHとAGN降着のための単純なエネルギー収支を考慮し、ローカルユニバースと同様の関係を得ます。私たちの研究は、空の$\sim1$deg$^2$をカバーし、光度の偏りに敏感です。それにもかかわらず、明るい光源の場合、SFRとBHARの間のリンク、およびエネルギー制限に基づくそれらの分離が、局所的な$M_\rm{BH}$-$M_\star$スケーリング関係につながる鍵であることを示します。
天の川の質量モデルと GAIA DR3 データセットからのその質量の推定
| Title |
Mass_models_of_the_Milky_Way_and_estimation_of_its_mass_from_the_GAIA_DR3_data-set |
| Authors |
Francesco_Sylos_Labini,_Zofia_Chrobakova,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta,_Martin_Lopez-Corredoira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01379 |
GaiaDR3データセットのデータを使用して、距離5kpcから28kpcの範囲で回転曲線を分析することにより、天の川(MW)の質量を推定します。3つの質量モデルを検討します。最初のモデルは、既知の恒星成分にNavarro-Frenk-White(NFW)プロファイルに従って、球形の暗黒物質(DM)ハローを追加します。2番目のモデルは、DMが銀河円盤に限定されていると仮定します。これは、銀河で観測されたガスの密度が、より大規模なDMディスク(DMD)の存在に関連しているという考えに従っています。銀河。3番目のモデルは既知の恒星質量成分のみを使用し、修正ニュートン動力学(MOND)理論に基づいています。私たちの結果は、DMDモデルがNFWおよびMONDモデルと精度が同等であり、回転曲線が減少するが最大の誤差を持つ大きな半径でデータによく適合することを示しています。NFWモデルでは、ビリアル質量$M_{vir}=(6.5\pm0.3)\times10^{11}\;を取得します。濃度パラメーター$c=14.5$のM_\odot$は、通常報告されている値よりも低くなっています。DMDの場合、MW質量は$M_d=(1.6\pm0.5)\times10^{11}\;M_\odot$の円盤の特徴的な半径は$R_d=17$kpcです。
小マゼラン雲のUVIT観測：点源カタログ
| Title |
UVIT_observations_of_the_Small_Magellanic_Cloud:_Point_source_catalogue |
| Authors |
Ashish_Devaraj,_Prajwel_Joseph,_C._S._Stalin,_Shyam_N._Tandon,_Swarna_K._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01515 |
2017年12月31日から2018年1月1日にかけて、小マゼラン雲の周辺にある3つのフィールドが、AstroSatに搭載された紫外イメージング望遠鏡(UVIT)によって観測されました。遠紫外(FUV;1300$-$1800\r{A})バンドと近紫外(NUV;2000$-$3000\r{A})バンドの4つです。空間分解能が1.5$^{\prime\prime}$を超えるこれらの観測の測光を行いました。ここでは、この作業の最初の結果を提示します。これは、3つのFUV波長と4つのNUV波長で検出された11,241のソースの一致したカタログです。カタログをオンラインで利用できるようにします。これは、天文学コミュニティがさまざまな天体物理の問題に対処するのに役立ちます。飽和の効果も組み込んだUVITの完全な点広がり関数で合計カウント率を推定する式を提供します。
ダブルピークの狭いエミッションラインにつながるデュアルコアシステムを嫌う証拠
| Title |
Evidence_to_disfavour_dual_core_system_leading_to_double-peaked_narrow_emission_lines |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU),_Zheng_Qi_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01547 |
この原稿では、主銀河の1つのシステムに二重ピークの狭いバルマー線を持ち、単一ピークの狭いバルマー線を持つ貴重なデュアルコアシステムを介して、二重ピークの狭い輝線のデュアルコアシステムをテストする興味深い方法が提案されています伴銀河の他の星系。デュアルコアシステムの下で、伴銀河からの狭いバルマー(H$\alpha$およびH$\beta$)放射($f_{e,~\alpha}$および$f_{e,~\beta}$)を考慮しますが、主銀河のSDSSファイバーでカバーされ、伴銀河のSDSSファイバーでカバーされる伴銀河からの狭いバルマー放射($f_{c,~\alpha}$と$f_{c,~\beta}$)と同じ磁束比$f_{e,~\alpha}/f_{c,~\alpha}=f_{e,~\beta}/f_{c,~\beta}$は、それぞれの狭いバルマー放出領域。次に、SDSSJ2219-0938の貴重なデュアルコアシステムについて説明します。pPXFコードで決定された星の光を差し引いた後、主銀河では二重ピークの狭いバルマー輝線が$5\sigma$よりも高い信頼レベルで確認されましたが、伴銀河では単一ピークの狭いバルマー輝線が確認されました。放出成分のフラックスを測定すると、$f_{e,~\alpha}/f_{c,~\alpha}$は約0.82であり、$f_{e,~\beta}/f_{c,~\beta}とは異なります。\sim0.52$、SDSSJ2219-0938の二重ピークの狭いバルマー輝線のデュアルコアシステムを嫌う。
アルマ望遠鏡が明らかにした中間質量原始星DK Chaからの三日月型分子流出
| Title |
Crescent-Shaped_Molecular_Outflow_from_the_Intermediate-mass_Protostar_DK_Cha_Revealed_by_ALMA |
| Authors |
Naoto_Harada,_Kazuki_Tokuda,_Hayao_Yamasaki,_Asako_Sato,_Mitsuki_Omura,_Shingo_Hirano,_Toshikazu_Onishi,_Kengo_Tachihara,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01612 |
カメレオンII領域のクラスIまたはII中間質量原始星DKChaのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波配列(ALMA)研究について報告します。12CO(J=2-1)の画像の角度分解能は~1インチ(~250au)で、高速の青方偏移(>70kms-1)および赤方偏移(>50kms-1)の放射を示しています。1.3mmの連続体でトレースされた原始星のディスクの周りに3000auスケールの三日月形の構造があります。CO放出の高速成分は原始星に関連しているため、放出はポールオンアウトフローをたどると結論付けました。青方偏移した流出ローブには、三日月形の内側に位置するより高い速度成分を持つ明確な層状の速度勾配があります。これは、内側の半径でより高い速度を持つ流出のモデルによって説明できます。直接駆動された流出シナリオに基づいて、観測された流出速度から駆動半径を推定し、駆動領域が2桁以上に及ぶことを発見しました。13CO放出は、長さが約1000auの弧状の下部構造を持つ複雑なエンベロープ構造をたどります。円弧状の構造は、回転する落下エンベロープに接続されているように見えるため、ストリーマーとして識別されました。DKChaは、若い原始星系の構成をほぼ正面から見ることで見える特性を理解するのに役立ち、星形成プロセスを研究するための別の視点を提供します。
Gaia、EDR3 カタログによる古典的なセファイドの 3 次元運動学
Gaia\,EDR3カタログのデータを使用して、天の川銀河の約2000の古典的なセファイドの運動学が研究されています。これらの星の一部には、視線速度があります。非線形回転モデルに基づいて,銀河の回転曲線のパラメータを決定した。銀河中心の周りの太陽に近い近隣の円直線回転速度は、想定される太陽の銀河中心距離$R_0=8.1\pm0.1$~に対して$V_0=236\pm3$~kms$^{-1}$でした。kpc。線形オゴロドニコフ-ミルンモデルに基づくセファイドの残留速度の分析は、ゼロ勾配とは大きく異なる以下の存在を示しました:$\partialU/\partialx,$$\partialU/\partialz,$$\partialV/\partialx,$$\partialV/\partialz$および$\partialW/\partialx,$は、選択半径によって異なる動作をします。最も興味深いのは勾配$\partialW/\partialx\sim-0.5\pm0.1$~kms$^{-1}$kpc$^{-1}$(この星系の正の回転銀河軸$y$,$\Omega_y$)は、速度$W$が銀河系の回転から解放されているためです。ここでは、銀河円盤星の垂直速度の摂動につながるさまざまな効果の間接的な影響があります。より単純なモデルに基づいて、この回転のより正確な推定値$\Omega_y=0.51\pm0.07$~kms$^{-1}$kpc$^{-1}$が得られます。
高光度AGN Mrk 876の複雑なダスト形態
| Title |
A_complex_dust_morphology_in_the_high-luminosity_AGN_Mrk_876 |
| Authors |
Hermine_Landt,_Jake_A._J._Mitchell,_Martin_J._Ward,_Paul_Mercatoris,_J\"org-Uwe_Pott,_Keith_Horne,_Juan_V._Hern\'andez_Santisteban,_Daksh_Malhotra,_Edward_M._Cackett,_Michael_R._Goad,_Encarni_Romero_Colmenero,_Hartmut_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01678 |
活動銀河核(AGN)の内部構造に関する最近のモデルは、降着円盤の外側の領域から放射的に加速された塵の多い流出の存在を提唱しています。ここでは、高光度の近くのAGNMrk876の最初の近赤外線(近IR)可変(rms)スペクトルを提示します。降着円盤のスペクトルを、平均スペクトルよりも長い波長まで追跡していることがわかります。粉塵排出。暗黙の外側降着円盤半径は、同時期の光学降着円盤反響マッピングキャンペーンによって予測された赤外線の結果と一致しており、自己重力半径よりもはるかに大きい。高温ダストのフラックス変動の減少は、平均スペクトル内の二次的な一定のダスト成分の存在によるか、ダストと降着円盤の変動信号の破壊的な重ね合わせによって導入されるか、または両方の組み合わせによる可能性があります。光学的に薄いダストの熱平衡を仮定すると、温度の測定を使用して、さまざまな粒子特性の光度ベースのダスト半径を導き出します。考慮されたすべてのケースで、値はIRフォトメトリックモニタリングキャンペーンで測定されたダスト応答時間よりも大幅に大きく、波長に依存しないダスト放射率の法則、つまり黒体の結果と比較して矛盾が最も少ないことがわかります。大粒サイズ。この結果は、熱い塵がフレア状の円盤状の構造をしていると仮定することでうまく説明できます。
DESI z >~ 5 クエーサー調査。 I. z ~ 4.7-6.6 での 400 個の新しいクエーサーの最初のサンプル
| Title |
DESI_z_>~_5_Quasar_Survey._I._A_First_Sample_of_400_New_Quasars_at_z_~_4.7-6.6 |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Xiaohui_Fan,_Ansh_Gupta,_Adam_Myers,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Feige_Wang,_Christophe_Y\`eche,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Alexander,_David_Brooks,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_Govinda_Dhungana,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Stephanie_Juneau,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_Levi,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Edward_Schlafly,_Gregory_Tarl\'e,_Mariana_Vargas_Magana,_Benjamin_Alan_Weaver,_Risa_Wechsler,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01777 |
ダークエネルギー分光装置(DESI)を使用した高赤方偏移($z$>~5)クエーサー調査の最初の結果を報告します。DESIの二次目標プログラムとして、このサーベイは$z$>~5、赤方偏移6.8までのクエーサーの体系的な検索と調査を実行するように設計されています。ターゲットの選択は、DESIレガシーイメージングサーベイ(レガシーサーベイ)DR9フォトメトリに基づいており、Pan-STARRS1データと公開サーベイからの$J$バンドフォトメトリが組み合わされています。最初のクエーサーサンプルは、DESISurveyValidation3(SV3)と2022年5月までの初年度の観測から作成されました。対象サンプル全体の35%から発見された$z$バンド。驚くべきことに、$z$>=5で220個の新しいクエーサーが確認されており、これはこの赤方偏移で以前に公開された既存のクエーサーの3分の1以上です。これまでの観察では、$z$>4.7で23%の平均成功率が得られました。現在のスペクトルデータセットでは、興味深い個々の天体(減衰したLy$\alpha$吸収体と広い吸収線の特徴を持つクエーサーなど)の分析が既に可能であり、調査の完了後に統計分析が行われる予定です。このプログラムを活用して、一連の科学プロジェクトが実施されます。これには、クエーサー光度関数、クエーサークラスタリング、銀河間媒体、クエーサースペクトル特性、介在する吸収体、および初期の超大質量ブラックホールの特性が含まれます。さらに、DESISV1のパイロット調査から発見された$z$~3.8-5.7の38個の新しいクエーサーのサンプルも、この論文で公開されています。
クラスターの中を駆け抜ける: ラム圧力による除去を受けている UGC 10420 の X 線から電波へのビュー
| Title |
Dashing_through_the_cluster:_An_X-ray_to_radio_view_of_UGC_10420_undergoing_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Smriti_Mahajan,_Kulinder_Pal_Singh,_Juhi_Tiwari_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01848 |
銀河団アベル2199のメンバーである渦巻銀河UGC10420(z=0.032)の新しいFUVAstroSat/UVIT観測を含む、多波長データと分析を提示します。UGC10420は、X線放射領域の端に存在します。中心から~680kpcの距離にあるクラスターの。FUVデータは、銀河の前縁に星形成の強い結び目を示し、正反対側に同じ尾を伴います。私たちの分析では、光学および中赤外線での銀河円盤の画像は、FUVでの画像よりもサイズがはるかに小さいことが示されています。UGC10420の広帯域光学色は、スターバースト後の銀河に典型的なものですが、UV-IRスペクトルエネルギー分布から得られるSFRは、同様の星形成場銀河で予想される値よりも少なくとも9倍高くなります。その赤方偏移の質量。散在する銀河団内ガスの寄与を慎重に取り除くと、UGC10420の星間物質に関連する重要な拡散X線放射の温度がT_X=0.24^{+0.09}_{-0.06}keV(0.4-2.0keV)と光度、L_X=1.8+/-0.9x10^{40}erg/sであり、後期型渦巻銀河からのX線放射の典型です。私たちの分析は、銀河と銀河団の高温の銀河団内媒質との相互作用が銀河内のガスを乱し、円盤の前縁でスターバーストを引き起こすというシナリオを支持しています。一方、このように発生した乱流は、ガスの一部を円盤から押し出すこともあります。銀河から放出されたガスと銀河団内の物質との間の相互作用は、銀河がラム圧ストリッピングを経験した後、局所的に星形成を引き起こす可能性があります。ただし、UGC10420の近くで関連する候補は観測されていませんが、私たちのデータは近隣の銀河とのフライバイ遭遇の可能性を排除していません。
異なる環境に生息するヒクソンのようなコンパクトなグループ
| Title |
Hickson-like_compact_groups_inhabiting_different_environments |
| Authors |
A._Taverna,_J.M._Salerno,_I.V._Daza-Perilla,_E._Diaz-Gimenez,_A._Zandivarez,_H.J._Martinez,_A.N._Ruiz_(OAC/UNC_-_IATE/CONICET/UNC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01884 |
銀河のコンパクトグループ(CG)は、宇宙で孤立した非常に高密度の構造として想定されてきましたが、今日では、それらの多くが考えられているほど孤立していない可能性があることが認められています。この作業では、SloanDigitalSkySurveyDataRelease16で特定されたヒクソンのようなCGを調べて、さまざまな宇宙構造に埋め込まれた場合のこれらのシステムとその銀河を分析します。この目標を達成するために、CGが存在できるいくつかの宇宙構造を特定します:フィラメントのノード、ルースグループ、フィラメント、宇宙ボイド。私たちの結果は、CGの45％がこれらの構造のいずれにも存在しないことを示しています。つまり、それらは埋め込まれていない、または孤立したシステムと見なすことができます。埋め込まれたCGのほとんどは、ルーズグループとノードに生息していることがわかりますが、宇宙空間の内部によく存在するCGはほとんどありません。CGのいくつかの物理的特性は、それらが生息する環境によって異なります。ノード内のCGは、最大の速度分散、1番目にランク付けされた銀河の最も明るい絶対等級、および最小の交差時間を示しますが、埋め込まれていないCGではその逆が発生します。すべての環境の銀河とCGの銀河を比較すると、CGはほとんどの絶対等級範囲で赤色/初期型銀河メンバーの割合が最も高いことを示しています。1つまたは別の環境に生息するCG内の銀河間の変動は、CGに属するかどうかによって生じる違いほど重要ではありません。私たちの結果は、大規模環境と局所環境の両方が重要な役割を果たすCGにおける銀河進化のもっともらしいシナリオを示唆しています。
磁気的に阻止された厚いディスクによる急速なブラックホールのスピンダウン
| Title |
Rapid_Black_Hole_Spin-down_by_Thick_Magnetically_Arrested_Disks |
| Authors |
Beverly_Lowell_(1),_Jonatan_Jacquemin-Ide_(1),_Alexander_Tchekhovskoy_(1),_and_Alex_Duncan_(2)_((1)_Northwestern_University,_(2)_Cornell_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01351 |
ブラックホール(BH)のスピンは、BHの近くから周囲に放出されるエネルギーと運動量の量を制御することにより、銀河の進化において重要な役割を果たすことができます。降着円盤が放射効率が低く、幾何学的に厚く、システムが強力なBH動力ジェットを発射するとき、サブおよびスーパーエディントンレジームの磁気停止ディスク（MAD）状態に焦点を当てます。一連の3D一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを使用して、任意の初期スピンに対して、MADがBHを$0<a_{\rmeq}\lesssim0.1$の平衡スピンまで急速にスピンダウンすることを発見しました。$a_{\rmeq}=1$は、標準的な薄い発光(Novikov-Thorne)ディスクの場合です。これは、MADによって供給される急速に降着する(超エディントン)BHが、磁化された相対論的流出によって回転エネルギーのほとんどを失う傾向があることを意味します。MADでは、BHは$a=1$から$a=0.2$にスピンダウンするために、自身の質量の$10\%$を追加するだけで済みます。流体力学的ディスクと電磁ジェット成分の両方によるBHのトルクを考慮して、MADにおけるBHスピン進化の半分析モデルを構築し、$a_{\rmeq}$の低い値が原因であることを発見しました。ジェットがBH回転を遅くし、円盤が角運動量の大部分を流出に失うことの両方に。私たちの結果は、BHスピンが活動銀河やコラプサーなどの他のシステムでどのように進化するかについて重要な意味を持ちます.
高時間分解能によるブレザーのマルチカラー光変動モニタリング
| Title |
Multicolour_Optical_Variability_Monitoring_of_Blazars_with_High_Time_Resolution |
| Authors |
X._Chang,_T._F._Yi,_D._R._Xiong,_C._X._Liu,_X._Yang,_H._Z._Li,_Y._L._Gong,_W._W._Na,_Y._Li,_Z._H._Chen,_J._P._Chen,_L._S._Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01420 |
私たちは、2010年から2020年にかけて、8つの$\gamma$線で検出されたブレーザーに対して、高時間分解能のマルチカラー光学観測キャンペーンを実施しました。フラックスの変動、マグニチュードと色の間の相関関係を異なるタイムスケールで分析します。日中変動(IDV)は、サンプルの8つのソースすべてで検出されます。日中のタイムスケールでは、BWB(bluerwhen-brighter)クロマティックトレンドが支配的です。短いタイムスケールでは、BWBの傾向はON231、3C279、BLLacertae、および1E1458.8+2249にのみ現れます。長いタイムスケールで3C279にBWB傾向があります。変動時間スケールを使用して、3つのブレーザー(つまり、ON321、1ES1426+42.8、PKS1510-089)のブラックホール質量の上限を推定します。2010年4月13日、周期$P=48.67\pm13.90$の潜在的な準周期振動(QPO)が1ES1426+42.8で発見されました。2021年3月16日の光度曲線は、QPO現象の存在をさらに示しています。このターゲットのQPOは、さらなる観察と確認に値します。
天体物理学的ブラックホールの近くにある降着円盤に関する研究の結果を提示します。これらのディスクは、さまざまな程度の不透明度、幾何学的形状、サイズ、およびボリュームにすることができます。中央のコンパクトな天体は、さまざまなスピンパラメータを持つシュヴァルツシルトまたはカーブラックホールです。調査中のシステムの環境と物理学、および考慮されるディスクモデルについて説明します。最初に、{時空}回転が光子軌道に及ぼす影響を調べます。次に、円盤材料の内側と外側、および内側、外側、および赤道外の材料軌道の配列のさまざまな点で記録された放射力を調べます。私たちは、放射線の影響を記録し、調査します。これは、重大で{正の}結果であることが明らかになりました。その後、さまざまなタイプのブラックホールと降着円盤構成の可能なイメージング結果を調べ、システム内の中心ブラックホールスピンを推定するために使用できるプロットの結果を示します。最後に、熱放射によるディスク材料の軌道劣化に関する結果を示します。
キロノバ放出モデリングのための単一および二重イオン化ネオジムおよびウランの不透明度
| Title |
Opacities_of_Singly_and_Doubly_Ionised_Neodymium_and_Uranium_for_Kilonova_Emission_Modeling |
| Authors |
A._Fl\"ors_(1),_R._F._Silva_(2,3),_J._Deprince_(4,5),_H._Carvajal_Gallego_(5),_G._Leck_(1,6),_G._Mart\'inez-Pinedo_(1,6,7),_J._M._Sampaio_(2,3),_P._Amaro_(8),_J._P._Marques_(2,3),_S._Goriely_(4),_P._Quinet_(5,9),_P._Palmeri_(5),_M._Godefroid_(10)_((1)_GSI_Helmholtzzentrum_f\"ur_Schwerionenforschung,_Darmstadt,_(2)_Laborat\'orio_de_Instrumenta\c{c}\~ao_e_F\'isica_Experimental_de_Part\'iculas_(LIP),_Lisboa,_(3)_Faculdade_de_Ci\^encias_da_Universidade_de_Lisboa,_(4)_Institut_d'Astronomie_et_d'Astrophysique,_Universit\'e_Libre_de_Bruxelles,_(5)_Physique_Atomique_et_Astrophysique,_Universit\'e_de_Mons,_(6)_Institut_f\"ur_Kernphysik_(Theoriezentrum),_Fachbereich_Physik,_Technische_Universit\"at_Darmstadt,_(7)_Helmholtz_Forschungsakademie_Hessen_f\"ur_FAIR,_GSI_Helmholtzzentrum_f\"ur_Schwerionenforschung,_Darmstadt_(8)_Laboratory_for_Instrumentation,_Biomedical_Engineering_and_Radiation_Physics_(LIBPhys-UNL),_Caparica_(9)_IPNAS,_Universit\'e_de_Li\`ege_(10)_Spectroscopy,_Quantum_Chemistry_and_Atmospheric_Remote_Sensing,_Universit\'e_Libre_de_Bruxelles) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01780 |
2017年には、中性子星連星合体GW170817に対応する電磁気的なAT2017gfoが、地球上のすべての主要な望遠鏡によって観測されました。合体イベントに続くトランジェントがrプロセス核の放射性崩壊によって動かされていることはすぐに明らかになりましたが、これまでのところ、軽いrプロセス元素の暫定的な同定はわずかしか行われていません。光度曲線またはスペクトルの特徴に基づいて重い核を識別するための主な制限の1つは、原子データが不完全または欠落していることです。ここ数年、ランタニドの原子データに関してある程度の進歩が見られましたが、アクチニドについては利用可能な原子データはほとんどありません。ネオジム($Z=60$)と対応するアクチニドウラン($Z=92$)の原子構造計算を実行します。原子データの計算に2つの異なるコード(FACとHFR)を使用して、計算されたデータ(エネルギーレベルと電気双極子遷移)の精度とキロノバ不透明度への影響を調べます。FACの計算では、局所的な中心ポテンシャルと含まれる構成の数を最適化し、専用のキャリブレーション手法を使用して、理論上の原子エネルギーレベルと利用可能な実験的な原子エネルギーレベル(AEL)の間の一致を改善します。膨大な量の実験データが利用可能なイオンの場合、提示された不透明度は以前の推定と非常によく一致しています。一方、最適化とキャリブレーションの方法は、使用可能なAELが少ないイオンには使用できません。実験的計算もベンチマーク計算も利用できないこれらのケースでは、さまざまな原子構造コードで取得された原子データから推定された不透明度に大きな広がりが観察されます。仮説。ウランの不透明度は、ネオジムの不透明度のほぼ2倍です。
円盤円盤における連星の軌道進化
一連の流体力学シミュレーションから偏心した不等質量連星の軌道進化処方箋を導き出し、周辺円盤(CBD)内の連星のこれまでで最大のパラメーター空間探査を提示します。すべての場合において、バイナリ偏心は、質量比とともに増加する定常状態値に向かって進化し、共鳴理論に沿って、大きな質量比領域で平衡偏心$e_{\rmb,eq}\sim0.5$で飽和します。組み合わせたエディントン限界で降着する連星の場合、定常状態の離心率は数メガ年以内に達成できます。定常状態の離心率になると、$q_{\rmb}\gtrsim0.3$の連星は合体に向かって進化し、質量比の低い系はCBDトルクにより膨張します。大質量ブラックホール連星、連星系の原始星、および地上の重力波検出器によって観測されたポストコモンエンベロープ連星の集団研究への影響について説明します。
SRG/eROSITA による LMC の 3 つの Be/X 線連星の XMM-Newton 観測: X 線脈動の発見
| Title |
SRG/eROSITA-triggered_XMM-Newton_observations_of_three_Be/X-ray_binaries_in_the_LMC:_Discovery_of_X-ray_pulsations |
| Authors |
F._Haberl,_C._Maitra,_D._Kaltenbrunner,_D.A.H._Buckley,_I.M._Monageng,_A._Udalski,_V._Doroshenko,_L._Ducci,_I._Kreykenbohm,_P._Maggi,_A._Rau,_G._Vasilopoulos,_P._Weber,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01804 |
スペクトルレントゲンガンマ(SRG)に搭載された軟X線装置であるeROSITAからのデータを使用して、大マゼラン雲での2つの新しいハードトランジェントeRASSUJ050810.4-660653およびeRASStJ044811.1-691318の発見を報告します。.Be/X線バイナリRXJ0501.6-7034の明るい状態での検出も報告します。新しいトランジェントの性質を調査し、RXJ0501.6-7034からのX線脈動を検索するために、追跡観測を開始しました。XMM-Newton観測からのX線スペクトルと光度曲線を分析し、南アフリカの大型望遠鏡を使用してバルマー輝線を探すために光学スペクトルを取得し、光学重力レンズ実験（OGLE）からのアーカイブデータを長期にわたって利用しました。光カウンターパートの期間監視。eRASSUJ050810.4-660653、RXJ0501.6-7034、およびeRASStJ044811.1-691318のX線脈動は、それぞれ40.6秒、17.3秒、および784秒です。-10.4A(eRASSUJ050810.4-660653)と-43.9A(eRASStJ044811.1-691318)の等価幅を持つHalpha輝線が測定されました。これはBe星の周りの星周円盤に特徴的です。3つのシステムすべてのOGLEIバンドとVバンドの光度曲線は、大きな変動性を示します。RXJ0501.6-7034の光度曲線の深い落ち込みの規則的なパターンは、約451日の軌道周期を示唆しています。2つの新しいハードeROSITAトランジェントeRASSUJ050810.4-660653とeRASStJ044811.1-691318および既知のBe/X線連星RXJ0501.6-7034をBe/X線連星パルサーとして識別します。
大マゼラン雲の複合超新星残骸 B0453-685 から発見された Fermi-LAT ガンマ線放出
| Title |
Fermi-LAT_Gamma-ray_Emission_Discovered_from_the_Composite_Supernova_Remnant_B0453-685_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Jordan_Eagle,_Daniel_Castro,_Peter_Mahhov,_Joseph_Gelfand,_Matthew_Kerr,_Patrick_Slane,_Jean_Ballet,_Fabio_Acero,_Samayra_Straal,_and_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01836 |
大マゼラン雲(LMC)内に位置するFermi-LATによってMeV-GeVバンドで検出される2番目の銀河系外パルサー風星雲(PWN)を報告します。天の川銀河の外側でフェルミ帯で放射する唯一の既知のPWNはN157Bで、これは新たに検出されたガンマ線放射の西に4度の角距離にあります。かすかな点状のガンマ線放出が、複合超新星残骸(SNR)B0453-685の位置で発見され、エネルギー300MeV～2TeVから4シグマの重要性があります。観測された放出の性質を理解するための詳細な多波長調査と組み合わせて、新しいガンマ線源のFermi-LATデータ分析を提示します。観測されたSNRの特性と広帯域モデリングからの物理的影響を組み合わせて、SNRがガンマ線放出の原因である可能性は低いと主張します。ガンマ線放出は脈動探索には弱すぎるが、半解析モデルを使用して、観測されたガンマ線放出の原因となるパルサーとSNRB0453-685のPWN成分を区別しようとする。最も可能性の高いシナリオは、B0453-685内の古いPWN(t~14,000年)が、5GeV未満の実質的なパルサー成分の可能性を伴うSNR逆ショックの復帰によって影響を受けたことであると判断します。
宇宙の重力運動、ガス力学、構造のシミュレーション
| Title |
Simulating_gravitational_motion,_gas_dynamics,_and_structure_in_the_cosmos |
| Authors |
J._W._Powell,_L._Caudill,_and_O._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01895 |
$N$-body流体力学コードCharmN-bodyGravityソルバー(ChaNGa)の紹介説明とイラストを提供します。ChaNGaは、銀河および/または宇宙論の構造と進化をモデル化することを目的として、宇宙における物質の重力運動とガス力学をシミュレートします。リープフロッグ積分のアルゴリズムと平滑化された粒子の流体力学、および粒子位置のバイナリデータ構造を含む、プログラムで使用されるコンピューターサイエンスの概念について説明します。私たちのプレゼンテーションは、J.\G.\Stadelの博士論文を参考にしています。ChaNGaを使用していくつかの宇宙論的概念を学習または固めるために、問題が用意されています。
UV-dim 星の起源: 急速に回転する殻星の集団?
| Title |
On_the_origin_of_UV-dim_stars:_a_population_of_rapidly_rotating_shell_stars? |
| Authors |
Silvia_Martocchia,_Nate_Bastian,_Sara_Saracino,_Sebastian_Kamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01348 |
若い星団の観測された特性を設定する上での恒星の自転の重要性は、観測された拡張主系列ターンオフ(eMSTO)現象と分割主系列の主な原因として自転が特定されたことで、過去10年間でより明確になりました。さらに、若い星団は、急速に回転するBe星の大部分をホストすることが観察されており、その多くは、自滅を引き起こす減分円盤を通じてほぼ赤道上に見られます(いわゆる「殻星」)。最近、$\sim1.5$Gyr星団NGC1783で新しい現象が報告されました。この現象では、主系列のターンオフ星の一部がUVで異常に暗く見えます。NGC1850($\sim100$Myr)、NGC1783($\sim1.5$Gyr)、NGC1978($\sim2$Gyr)とNGC2121($\sim2.5$Gyr)は、大マゼラン雲にある巨大な星団です。若い星団には無視できないほどのUV-dim星が見られますが、2つの古い星団ではそのような星が大幅に減少していることがわかります。$\sim$2Gyrよりも古い星団にはeMSTOがなく、急速に回転する星の集団が多いため、これは注目に値します。これは、主系列ターンオフ星の質量が十分に低く、磁気ブレーキによって減速するためです。私たちは、UV-dim星は急速に回転している星であり、減分円盤がほぼ赤道上にある(つまり、シェルスターである)と結論付け、私たちの仮説を確認または反駁できる将来の観測について議論します。
IACOB プロジェクト VIII.高速自転O型星における二値性の経験的特徴の探索
| Title |
The_IACOB_project_VIII._Searching_for_empirical_signatures_of_binarity_in_fast-rotating_O-type_stars |
| Authors |
N._Britavskiy,_S._Sim\'on-D\'iaz,_G._Holgado,_S._Burssens,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_J.J._Eldridge,_Y._Naz\'e,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_A._Herrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01349 |
大質量O型星の予測自転速度(vsini)の経験的分布は、優勢な低速成分と高速回転子の尾によって特徴付けられます。二元相互作用は、この尾部の形成において支配的な役割を果たすことが提案されています。この仮説を評価する目的で、高速回転する54の星のサンプルで二値性の経験的署名の完全かつ均一な検索を実行します。この作業サンプルは、vsini値の全範囲をカバーする415個の銀河O型星のより大きなサンプルから抽出されました。分光連星系を検出するために、新しい記録的なマルチエポックスペクトルを使用します。この情報をガイアの固有運動とTESS測光データで補完し、暴走星と日食連星の識別をそれぞれ支援します。単線分光連星(SB1)系と高速自転サンプル中の明らかに単一の星の特定された割合は、それぞれ$\sim$18%と$\sim$70%です。これらのパーセンテージを低速回転サンプルに対応するパーセンテージと比較すると、高速回転子のサンプルは、SB1システムの割合がわずかに大きく($\sim$18%対$\sim$13%)、かなり小さい割合であることがわかります。明確に検出されたSB2システム(8%対33%)。全体として、高速回転するO型星($\sim$26%対$\sim$46%)では、分光連星(SB1+SB2)が明らかに不足しているようです。逆に、高速自転領域($\sim$33-50%)では、vsiniが200km/s未満の星よりも暴走星の割合が大幅に高くなります。最後に、明らかに単一の高速自転星のほぼ65%が暴走星です。私たちの実験結果は、高速回転するO型星(vsini>200km/s)の尾部は、ほとんどが相互作用後の連星によって占められているという考えとよく一致しているようです。
地上測光調査における恒星の変動性: 概要
一般に時間分解された地上ベースのサーベイ、特に測光サーベイは、さまざまなクラスの変光星と過渡現象の特性、物理的性質、および存在そのものに関する知識を構築する上で重要な役割を果たしてきました。現在知られています。ここでは、これらの開発の概要を簡単に説明し、途中で克服しなければならなかったいくつかのつまずきと、この分野でのさらなる進歩を妨げる可能性のある他のものについて説明します.さまざまな種類の過去、現在、および将来の調査の編集も提供されます。
W UMa型接触連星の物理パラメータとその物質移動の安定性
| Title |
Physical_parameters_of_W_UMa_type_contact_binaries_and_its_stability_of_mass_transfer |
| Authors |
Berikol_Tekeste_Gebreyesus,_Seblu_Humne_Negu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01620 |
この研究では、WUMa型接触連星の物理的パラメーターと、広い空間での異なる星の質量範囲での物質移動の安定性を決定しました。0.079と2.79$M_{\odot}$。これらのシステムでは、初期および最終質量範囲を使用して、WUMaコンタクト連星のA、B、およびWタイプなど、WUMaシステムの3つのサブクラスを研究し、さまざまな恒星および軌道パラメータを調査しました。WUMaシステムのサブクラス。臨界質量比、ドナー星のロッシュローブ半径、これらの系の質量比などの軌道パラメータを使用して、WUMa型接触連星の安定性を調べました。したがって、WUMaシステムのA、B、およびWタイプの観測および計算された物理パラメーターを計算しました。ただし、システムの3つのサブクラスを分類するために、組み合わせ温度と色温度を決定しました。また、ポリトロープモデルを用いて、星の内部構造とWUMa型接触連星の進化の結果を示しました。
M型矮星のサンプルにおけるH{\alpha}およびH\b{eta}放出の短期変動性の調査
| Title |
Exploring_the_short-term_variability_of_H{\alpha}_and_H\b{eta}_emissions_in_a_sample_of_M_Dwarfs |
| Authors |
Vipin_Kumar,_A._S._Rajpurohit,_Mudit_K._Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01643 |
M型矮星の活動は、数秒から数時間までのさまざまな時間スケールで分光変動を示します。このような変動の時間スケールは、磁気活動、エネルギーフレアイベント、自転周期などのM型矮星の内部ダイナミクスに関連している可能性があります。突出した輝線(特にH{\alpha})の強度の時間変動は、主に取得されます。そのような動的な動作の代理として。この研究では、短時間スケールでのH{\alpha}およびH\b{eta}放出の変動を研究するために、83M矮星(M0-M6.5)の分光モニタリングを実行しました。H\b{eta}とH{\α}波長。文献で利用可能なデータと、TESSおよびKepler/K2アーカイブからのアーカイブ測光データと組み合わせて、さまざまな変動パラメーターを、スペクトルタイプと回転周期に関してもっともらしい体系について調査します。サンプルの約64%は統計的に有意な変動性を示していますが、スペクトルの種類と回転期間全体で均一ではありません。H{\alpha}活動強度(LH{\alpha}/Lbol)も導出され、そのような分布について調査されます。
VPNEP: 北黄極周辺の TESS ターゲットの詳細な特性評価
| Title |
VPNEP:_Detailed_characterization_of_TESS_targets_around_the_Northern_Ecliptic_Pole |
| Authors |
K._G._Strassmeier,_M._Weber,_D._Gruner,_I._Ilyin,_M._Steffen,_M._Baratella,_S._J\"arvinen,_T._Granzer,_S._A._Barnes,_T._A._Carroll,_M._Mallonn,_D._Sablowski,_P._Gabor,_D._Brown,_C._Corbally,_and_M._Franz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01794 |
私たちは、バチカン-ポツダム-NEP(VPNEP)サーベイと呼ばれる、北黄道極(NEP)周辺のトランシティングエキソプラネットサーベイサテライト(TESS)星の高解像度光学分光サーベイに着手しました。私たちのNEPカバレッジは1067個の星で構成され、そのうち352個は正真正銘の矮星であり、715個は巨星であり、すべてスペクトルタイプF0よりも低温で、V=8よりも明るいです。m5.私たちの目的は、コミュニティでの将来の研究に役立つように、これらの星の特徴を明らかにすることです。合成スペクトルとの比較により、スペクトルを分析しました。特定のラインプロファイルは、固有プロファイル、等価幅、および相対的な輝線フラックス(該当する場合)によって分析されました。2つのR=200000スペクトルは、バチカン先端技術望遠鏡(VATT)とPotsdamEchellePolarimetricandSpectroscopicInstrument(PEPSI)を使用して矮星のそれぞれについて取得され、典型的にはSTELLAを使用して巨星について3つのR=55000スペクトルが取得されました。そしてSTELLAEchelleSpectrograph(SES)。PadovaおよびTrieste恒星進化コードからのVバンド等級、GaiaeDR3視差、および等時線と組み合わせて、スペクトルを使用して、動径速度、有効温度、重力、回転および乱流の広がり、恒星の質量と年齢、および存在量を取得できます。27の化学元素、リチウムと炭素の同位体比、線の2等分線、対流ブルーシフト(可能な場合)、およびH{\alpha}、H{\beta}、およびCaii赤外線からの磁気活動のレベルトリプレット。この最初の論文では、分析ツールとバイアスについて説明し、54個の星(VATT+PEPSIで観測された27個の真正な矮星とSTELLA+SESで観測された27個の真正な巨星)のパイロットサブサンプルからの最初の結果を提示します。）、縮小されたすべてのスペクトルをコミュニティで利用できるようにします。
デブリ円盤や惑星が存在する星の性質を探る
| Title |
Searching_for_the_nature_of_stars_with_debris_disks_and_planets |
| Authors |
R._de_la_Reza,_C._Chavero,_S._Roca-F\`abrega,_F._Llorente_de_Andr\'es,_P._Cruz_and_C._Cifuentes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01850 |
デブリ円盤と惑星を同時に含む数少ない知られている太陽質量星の性質は、未解決の問題のままです。多くの研究により、この特性は惑星の質量や星の年齢とは無関係であるように見えることが示されていますが、星の運動学や金属量との相関関係については調査されていません。この論文では、破片円盤と惑星の両方を含む既知の星の大部分が、金属が豊富な銀河系の薄い円盤に属していることを示しています。いくつかの例外は、11Gyrから8Gyrの間の厚い円盤形成(HD10700、HD20794、およびHD40307)の時期に発生する星形成のピークで誕生したと思われる星です。70$\mu$mで測定されたこれら3つの古い星の塵の多い円盤の質量は非常に小さく、実際、太陽系のカイパーベルトの質量よりも数桁小さいです。これらの結果は、そのような原始星の恒星円盤の進化に予想される値の範囲内にとどまっているため、驚くべきことではありません。並行して、破片円盤または惑星のみを含む別の6つの厚い円盤星を発見しました。これらの結果により、星の金属量と、厚い銀河円盤と薄い銀河円盤の異なる形成時期によって変調されたダスト円盤の質量との間の相関関係を確立することができます。
| Title |
Two-population_Bayesian_hierarchical_model_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Rados{\l}aw_Wojtak,_Jens_Hjorth_and_Jacob_Osman_Hjortlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01906 |
現在使用されているIa型超新星の標準化では、物理的な起源が説明されていないハッブル残差が生じます。これは、超新星観測から導き出すことができる距離の精度と精度に制限をもたらします。ここでは、Ia型超新星の新しいベイジアン階層モデルに基づくハッブル残差の完全な物理的解釈を提示します。このモデルでは、内因性および外因性（ダスト関連）の超新星特性を記述する潜在変数が2つの集団に由来します。モデルをハッブル流の超新星のSALT2光度曲線パラメーターに適合させると、主に平均SALT2形状パラメーター(ストレッチ)x_1によって区別される、重複しているが異なる2つの集団の存在に関する強力な(4\sigma)証拠が見つかります。主にゆっくりとした減衰(平均x_1が高い)を持つ集団からの超新星は、反対の集団からの超新星よりも本質的に青色(平均SALT2色c=-0.11)であり、塵によって2倍赤くなっている(平均赤化E(B-V)=0.10)ことがわかっています。c=-0.04$およびE(B-V)=0.05の急速な衰退者(低い平均x_1)が支配的です。両方の超新星集団で推定された絶滅係数R_Bは、平均4.1の広い(散乱0.9)分布に従います。これは、天の川で測定された平均絶滅法則と密接に一致しています。また、超新星データは、一般的に採用されている指数モデル(最大値が0に固定された片側)よりも、選択的絶滅E(B-V)のピーク(両側)分布を好むこともわかりました。私たちのモデルは、固有の散乱を導入する必要なく、絶滅特性と2つの集団間の上記の違いに関する超新星光曲線パラメーターの分布の完全な説明を提供します。
D+1 標準とブレーン宇宙論における一般摂動の再検討
| Title |
General_perturbations_in_D+1_standard_and_brane_cosmology_revisited |
| Authors |
Zo\'e_Delf\'in_(1),_Rub\'en_Cordero_(1),_Tonatiuh_Matos_(2)_and_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia_(3)_((1)_Escuela_Superior_de_F\'isica_y_Matem\'aticas_del_Instituto_Polit\'ecnico_Nacional,_(2)_Centro_de_Investigaci\'on_y_de_Estudios_Avanzados_del_IPN,_(3)_Universidad_Iberoamericana) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01338 |
現在の作業では、次元時空間D+1での摂動の理論を一般化し、Dは空間次元の数であり、宇宙定数を使用して、スカラー、ベクトル、テンソルの摂動、およびニュートンとニュートンの構造を研究します。同期ゲージ。また、ブレーン宇宙論の文脈で摂動の理論を示します。ブレーンは、D空間次元、時間次元、および追加の空間次元のセットに埋め込まれています。標準宇宙論とブレーン宇宙論の両方で、摂動のない時空はフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量と任意の断面曲率で提供され、物質の内容は完全な流体の形をしています。さらに、任意の断面曲率を考慮して、ニュートンおよび同期ノルムでそれぞれの方程式を取得します。この記事で提示された結果は、より効率的なアプローチでブレーン宇宙論を扱うために使用できることを強調しています。
| Title |
Effects_of_gravitational_lensing_by_Kaluza-Klein_black_holes_on_neutrino_oscillations |
| Authors |
Hrishikesh_Chakrabarty,_Auttakit_Chatrabhuti,_Daniele_Malafarina,_Bhuddhanubhap_Silasan,_Takol_Tangphati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01564 |
Kaluza-Kleinブラックホール時空におけるニュートリノの重力レンズ効果を研究し、ニュートリノの振動確率を一般相対性理論におけるブラックホールによるレンズ効果の場合と比較します。曲がった時空でニュートリノ振動を測定することで、2種類のブラックホールを区別できる可能性があることを示しています。これは、ブラックホール候補の特性の将来の測定のための有用なツールになることを約束し、重力の代替理論の妥当性を制限するのに役立つ可能性があります.
ゲージ $L_e-L_{\mu}-L_{\tau}$ 対称性、第 4 世代、ニュートリノ質量と暗黒物質
| Title |
Gauged_$L_e-L_{\mu}-L_{\tau}$_symmetry,_fourth_generation,_neutrino_mass_and_dark_matter |
| Authors |
Satyabrata_Mahapatra_(1),_Rabindra_N._Mohapatra_(2)_and_Narendra_Sahu_(1)_((1)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad,_(2)_University_of_Maryland_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01784 |
おなじみのレプトン対称$L_e-L_\mu-L_\tau$がゲージ対称である2つのモデルを提示します。異常相殺が許容される理論をどのように制約するかを示します。そのうちの1つは4番目の連続したキラル標準モデルフェルミオン世代を必要とし、2番目の世代は3世代を必要とし、$(L_e-L_\mu-L_\tau)-(B_1-B_2-B_3)$$B_a$は$a$世代のクォークのバリオン数を表します。常にニュートリノの逆質量階層につながるグローバル$L_e-L_\mu-L_\tau$モデルとは異なり、ゲージバージョンは通常の階層につながる可能性があります。両方のケースで現実的なモデルを構築する方法を示し、両方の暗黒物質の候補について説明します。私たちのモデルでは、$U(1)_{L_e-L_\mu-L_\tau}$の破壊がタイプIメカニズムによるニュートリノ質量の原因であるのに対し、$U(1)_{L_e-L_の実部は\mu-L_\tau}$破壊スカラー場(ここでは$\phi$と呼びます)は暗黒物質候補のフリーズインの役割を果たします。$\phi$は不安定であるため、暗黒物質としての資格を得るには、その寿命が宇宙の年齢よりも大きくなければならず、これは$\phi$の遺物が凍結メカニズムによって生成され、その質量がより小さくなければならないことを意味します。MeVよりも。また、暗黒物質の遺物の密度と寿命の制約と一致しながら、ミューオンと電子$(g-2)$の両方を説明する可能性についても議論します。
DarkSide-50 における低質量暗黒物質の探索: ベイジアン ネットワーク アプローチ
| Title |
Search_for_low_mass_dark_matter_in_DarkSide-50:_the_bayesian_network_approach |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_M.D._Campos,_N._Canci,_M._Caravati,_N._Cargioli,_M._Cariello,_M._Carlini,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_M._Fairbairn,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_et_al._(81_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01830 |
ベイジアンネットワークに依存して、DarkSide-50実験で暗黒物質を検索するための新しいアプローチを提示します。この方法では、検出器の応答モデルが尤度関数に組み込まれ、関心のある量との関係が明示的に維持されます。問題の線形性や確率分布関数の形状に関する仮定は必要なく、信号と背景スペクトルを迷惑パラメータの関数としてモーフィングする必要もありません。問題をベイジアンネットワークで表現することにより、事後確率を計算するマルコフ連鎖モンテカルロに基づく推論アルゴリズムを開発しました。パラメトリック行列による検出器応答モデルの巧妙な記述により、最終結果に対する任意のパラメーターの体系的な変動の影響を調べることができます。私たちのアプローチは、対象のパラメーターに関する必要な情報を提供するだけでなく、応答モデルの潜在的な制約も提供します。私たちの結果は、最近公開された分析と一致しており、検出器応答モデルのパラメーターをさらに改良しています。
