大規模なプロンプト カスプ: 暖かい暗黒物質の新しい特徴
すべての暗黒物質のハローとサブハローは、初期宇宙の滑らかな質量分布からの凝縮の遺物である、プロンプト$\rho\proptor^{-1.5}$中心密度カスプを持つことが期待されます。これらのプロンプトカスプのサイズは、それらが形成された初期密度フィールドのピークのスケールにリンクされています。ウォームダークマター(WDM)モデルでは、ダークマターの自由なストリーミングによって設定された平滑化スケールにより、オーダー$10^7$M$_\odot$の質量を持つプロンプトカスプが発生する可能性があります。粒子質量が2から6keVの範囲のWDMモデルが、局部銀河群矮小銀河の観測された運動学を検出可能に変化させる可能性のあるプロンプトカスプを予測することを示します。したがって、プロンプトカスプは、WDMの実行可能な新しいプローブを提示します。プロンプトカスプの特性は、それが形成された時期に非常に敏感であるため、ローカルグループ矮星のハローが最初に形成された時期をよりよく理解することで、見通しを改善できます.タイダルストリッピングはプロンプトカスプにも影響を与える可能性があるため、衛星銀河軌道の制約により、WDMの推論がさらに厳しくなる可能性があります。
臨界点のクラスタリングからの巨大ニュートリノの特徴。 I. 構成空間における密度しきい値ベースの分析
| Title |
Signature_of_Massive_Neutrinos_from_the_Clustering_of_Critical_Points._I._Density-threshold-based_Analysis_in_Configuration_Space |
| Authors |
Jeongin_Moon,_Graziano_Rossi,_Hogyun_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03171 |
臨界点は、宇宙構造をたどる特別な点のサブセットを表し、顕著なトポロジー特性を持っています。したがって、それらは、体系的な効果に対してより堅牢で、マルチスケールの宇宙ウェブのより豊かな高レベルの説明を提供します。ここで初めて、相互相関を含む大規模なニュートリノ宇宙論におけるそれらのクラスタリング統計を特徴付け、一連の希少性レベルについて、対応するウェブ構成要素（つまり、ハロー、フィラメント、壁、ボイド）へのそれらの同時インプリントを定量化します。最初の分析は、構成空間での密度しきい値ベースのアプローチを中心にしています。特に、大規模なニュートリノの存在が、希少性閾値の上/下のすべての臨界点相関関数のバリオン音響振動ピーク振幅、および大規模での対応する変曲点の位置に影響を与えることを示します。ベースラインの無質量ニュートリノシナリオで行われた同様の測定は、M_nu=0.1eVの場合、z=0での自己相関で最大7%、相互相関で最大9%に達する可能性があり、ニュートリノの質量値が高いほど顕著になります。次に、これらの組み合わされたマルチスケール効果は、合計されたニュートリノ質量に上限を設定し、階層のタイプを推測するための新しい手法として使用できます。私たちの研究は、暗黒エネルギー分光器やルービン天文台レガシー空間と時間調査など、進行中および将来の大規模な赤方偏移調査に特に関連しており、競争力のあるニュートリノ質量制約を確立するのに適した独自のデータセットを提供します。
TDCOSMO XIV: 強力な重力レンズ系の外部収束を推定するための実用的な手法と SDSS J0924+0219 システムへの応用
| Title |
TDCOSMO_XIV:_Practical_Techniques_for_Estimating_External_Convergence_of_Strong_Gravitational_Lens_Systems_and_Applications_to_the_SDSS_J0924+0219_System |
| Authors |
Patrick_Wells,_Christopher_D._Fassnacht,_C._E._Rusu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03176 |
時間遅延コスモグラフィーは、ハッブル定数を推測するために、時変ソースの強力な重力レンズ効果を使用します。測定は、従来の距離ラダーとCMB測定の両方から独立しています。この手法で正確な測定を行うには、一次レンズの外側の視線に沿ったオブジェクトの影響を考慮する必要があります。これは、外部収束($\kappa_{\rm{ext}}$)によって定量化されます。このような修正がない場合、$H_0$は、密度が高いフィールドでは値が高くなり、密度が低いフィールドでは値が低くなる方向に偏ります。環境の影響を説明するために使用される方法の現状について説明します。この種の分析や、大規模な天文調査データセットを活用できるその他の分析用に構築された新しいソフトウェアパッケージを紹介します。これらの技術をSDSSJ0924+0219ストロングレンズフィールドに適用します。SDSSJ0924+0219フィールドの相対密度は、フィールド内のすべての銀河の加重カウント数を計算し、参照調査で多数のフィールドに対して計算された加重カウント数と比較することによって推測します。次に、ミレニアムシミュレーションで重み付けされた数のカウントを計算し、これらの結果を比較して、レンズフィールドの外部収束を推測します。結果.私たちの結果は、SDSSJ0924+0219フィールドが、中央値$\kappa_{\rm{ext}}=-0.012$および標準偏差$\sigma_{\kappa}=0.028$のかなり典型的な視線であることを示しています。
地球低軌道と月から見た基礎宇宙論
| Title |
Perspectives_on_fundamental_cosmology_from_Low_Earth_Orbit_and_the_Moon |
| Authors |
Gianfranco_Bertone,_Oliver_L._Buchmueller_and_Philippa_S._Cole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03351 |
次世代の宇宙ベースの実験では、インフレーション、暗黒物質、暗黒エネルギーを中心に展開する宇宙論の主要な未解決の問題に対する答えを探しに行きます。欧州宇宙機関の有人およびロボット探査プログラム内の地球低軌道および月ミッションは、これら3つの分野すべてで私たちの知識を前進させることができます。月の電波干渉計、地球低軌道の低温原子干渉計、および月の重力波干渉計は、中期的に計画および実行する最も実り多いミッションとして強調されています。
インフレーション vs. エクパイロシス -- 一般的な非最小理論における安定性の比較
| Title |
Inflation_vs._Ekpyrosis_--_comparing_stability_in_general_non-minimal_theory |
| Authors |
Debottam_Nandi_(DU),_Manjeet_Kaur_(DU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03413 |
スカラー場は、初期の宇宙を支配していたと考えられています。この仮定の微妙ではあるが重要な要件の1つは、解が非常に安定していなければならないことです。現在最も成功している初期宇宙パラダイムであるインフレーションは、初期宇宙がほぼ安定しているという事実を含め、初期宇宙の問題のほとんどに答えています。この記事では、インフレーションの解に加えて、一般的な非極小(スカラーテンソル)連成理論における順圧流体の存在下で考えられるすべての初期宇宙解を体系的に調査します。そうすることで、古典的な摂動法に依存します。驚いたことに、インフレーションは常にアインシュタインフレームの安定性を保証するわけではありませんが、エクパイロシスは可能です。また、インフレーションのパラダイムとは反対に、ekpyrosisは、一般的な非極小モデルでは、状態方程式が存在する流体の存在下で常に安定性を保証することも発見しました。共形変換を利用して、極小フレームのインフレーション理論を非極小フレームのエクピロティック理論にマッピングし、後者が常に前者よりもはるかに安定していることを示し、研究さえできるはるかに好ましいモデルをもたらします後期宇宙論などのさまざまな文脈で。
金星ゾーンの地球型惑星の人口統計
| Title |
The_Demographics_of_Terrestrial_Planets_in_the_Venus_Zone |
| Authors |
Colby_Ostberg,_Stephen_R._Kane,_Zhexing_Li,_Edward_W._Schwieterman,_Michelle_L._Hill,_Kimberly_Bott,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_James_W._Head,_Cayman_T._Unterborn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03055 |
大気、内部、地球に対する進化経路など、金星の物理的特性を理解することは、地球型惑星の進化モデルや、惑星の居住可能性の出現および/または衰退にとって依然として重要な要素です。地球型惑星の進化経路を評価するための統計的戦略は、太陽系外惑星の大気特性評価にあり、サンプルサイズは、必要な暴走温室効果条件を決定するための十分な手段を提供します。潜在的なエキソヴィーナスの観測は、金星の過去についての仮説を確認するのに役立つだけでなく、他のシステムでの金星のような惑星の発生率を確認するのに役立ちます。さらに、DAVINCI、EnVision、VERITASなどの将来の金星ミッションからのデータは、金星に関する貴重な情報を提供し、exoVenusの研究はこれらのミッションを補完するものとなります。exoVenus候補の研究を促進するために、トランジットおよび非トランジットのケースを含む、金星ゾーンで確認されたすべての地球型惑星のカタログを提供し、フォローアップ観測の可能性を定量化します。惑星半径ギャップなどの星と惑星の特性に関連して、金星外集団の人口統計を調べます。TOI-2285b、LTT1445Ac、TOI-1266c、LHS1140c、およびL98-59dを含む、フォローアップ観測のための特定の優先度の高い金星のターゲットを強調します。また、大気特性における金星と地球の分岐についてのさらなる洞察をもたらす可能性のあるフォローアップ観測についても説明します。
いつ、どこで、何個の惑星が一次共鳴に陥るのですか?
Type~I移行の理論は、多くの研究で広く使用されています。複数惑星系のトランジットは、特に平均運動共鳴(MMR)の惑星を含む系について、観測と理論の間の一貫性を調べる機会を提供してくれます。これらの共鳴ペアが正確な共通性から示す変位は、それらの移動と離心率減衰の履歴に関する情報を提供してくれます。ここでは、観測された惑星の周期比分布に適合するために、共鳴惑星または非共鳴惑星のいずれかに適した2つの分布を特徴とする確率論的アプローチを採用しています。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用すると、系外惑星の${\approx}15\%$が1次($j+1{:}j$)MMR、離心率と準離心率の比率であることがわかります。-長軸の減衰が高すぎて過安定なライブラリーを許容できず\citep{GoldreichSchlichting2014}、結果はおおむねタイプIマイグレーション理論と一致しています。さらに、私たちのモデリングでは、移動中に共鳴ペアのごく一部が共鳴に取り込まれ、惑星形成の後期（ガス不足）を示唆していることがわかりました。共鳴ペアのほとんどは、移行バリアに停車しており、初期の惑星形成(ガスに富む)を示しています。さらに、二体共鳴トラップの基準を改善した後、惑星が共鳴にロックされているときのディスク表面密度の上限を取得します。
全球乱流原始惑星系円盤におけるストリーミング不安定性による最初の微惑星の形成?
| Title |
Formation_of_the_First_Planetesimals_via_the_Streaming_Instability_in_Globally_Turbulent_Protoplanetary_Disks? |
| Authors |
Paul_R._Estrada_and_Orkan_M._Umurhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03163 |
太陽組成の進化する原始惑星系星雲における乱流粒子成長の自己無撞着モデルを使用して、最近提案された局所的な金属量とストークス数の基準が、重力で束縛された粒子の過密度を生成するストリーミングの不安定性に必要であることを発見しました。100万年、隕石と観測の証拠が、最初の微惑星の形成とおそらく巨大な惑星コアの降着がすでに起こっていることを強く示唆している時代です。
三重（または複数）星系における降着円盤の歳差運動と極軸合わせ
| Title |
Precession_and_polar_alignment_of_accretion_discs_in_triple_(or_multiple)_stellar_systems |
| Authors |
Simone_Ceppi,_Cristiano_Longarini,_Giuseppe_Lodato,_Nicol\'as_Cuello,_Stephen_H._Lubow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03411 |
2つ以上の星を持つ階層システム(HSs)における降着円盤の極配置のメカニズムを調査します。偏心連星系では、連星軌道に対して十分に傾いている低質量円盤は、角運動量を連星偏心ベクトルに合わせることにより、連星平面に対して極配置に整列します。HSでは、軌道パラメータの永年進化により、システムの離心率ベクトルが時間とともに歳差運動します。この歳差運動は、HSでホストされている降着円盤の極軌道の安定性を損ないます。文献で導出された極配列のバイナリ基準は必要ですが、HSの極配列には十分な条件ではないことを分析的に示します。次に、HSの極配置の分析基準を導き出します。一般に、HSの最も内側のレベルを周回する円盤は極になることがわかります。逆に、HSの外側のレベルを周回する半径方向に拡張された円盤は、円形連星の周りを周回するように極を合わせたり進化したりすることはできません。詳細な数値シミュレーションを通じて調査結果を確認します。また、私たちの結果は、観測された円盤軌道相互傾斜角の分布と互換性があります。最後に、連星集団とHS集団で観察された円盤傾斜の分布を比較します。バイナリは主に共平面ディスクをホストしますが、HSは幅広いディスク傾斜を示します。HSの傾斜の広い範囲は、HSと連星間の異なる初期条件または進化からではなく、軌道パラメーターの永年振動(Kozai-Lidov振動など)に起因することをお勧めします。
惑星の苗床: 滑らかな粘度遷移で形成される渦
| Title |
Planetary_nurseries:_vortices_formed_at_smooth_viscosity_transition |
| Authors |
Zs._Regaly,_K._Kadam,_and_D._Tarczay-Nehez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03430 |
ロスビー波不安定性の励起と、原始惑星系円盤の外側の不感帯の端での大規模な渦の発達は、遷移円盤の馬蹄形の明るさ分布を説明する有力な理論の1つです。このような渦の形成には、比較的急激な粘度変化が必要です。ただし、詳細なモデリングでは、不感帯の外縁での粘度遷移が比較的滑らかであることを示しています。この研究では、滑らかな粘度遷移での渦励起の可能性を調査するために、2Dグローバル、非等温、ガスダスト連成流体力学シミュレーションを提示します。私たちのモデルは、最近仮定されたシナリオに基づいています。このシナリオでは、ダスト粒子の表面での荷電粒子の再結合により、電離率が低下し、磁気回転不安定性による乱流が発生します。したがって、ディスクの粘度のアルファパラメータは、局所的なダストとガスの質量比に依存します。不感帯の外縁で滑らかな粘度遷移がロスビー不安定になり、渦を形成する可能性があることがわかりました。円盤のダスト含有量がガスと十分に結合している場合、単一の大規模な渦が発生しますが、結合が少ないダストの場合は、複数の小規模な渦が発生します。どちらのタイプの渦もデッドゾーンの外縁に閉じ込められるため、ダストの成長に十分な時間を提供します。渦によって集められた固形分は、数百地球質量を超える可能性があり、その中のダストとガスの密度比はしばしば1を超えます。したがって、そのような渦は円盤内で惑星の苗床として機能し、微惑星と最終的に惑星系の形成に理想的な場所を提供します。
緯度投影の円を使用した極推定と光学航法
回転する天体(小惑星など)と帯状の大気を持つ球状惑星(木星など)の両方の画像には、緯度の円(CoL)として適切にモデル化された特徴が含まれている場合があります。これらのCoLの投影は、探査宇宙船に搭載されたカメラまたは望遠鏡によって収集された画像に楕円として表示されます。この作品は、回転している小惑星の極の向きと共分散を決定するためにCoL投影を使用する方法を示しています。扁平回転楕円体としてモデル化された既知の惑星の場合、同様のCoL投影が宇宙船の位置特定にどのように使用されるかが示されています。これらの方法は、射影幾何学の原理を使用して開発されています。小惑星ベンヌ(極の向き)と木星(宇宙船のローカリゼーション)のシミュレーション画像の数値結果が提供されます。
スーパーⅦ。 SINFONI を用いた宇宙正午における AGN ホスト銀河の H$\alpha$ 放射の形態と運動学
| Title |
SUPER_VII._Morphology_and_kinematics_of_H$\alpha$_emission_in_AGN_host_galaxies_at_Cosmic_noon_using_SINFONI |
| Authors |
D._Kakkad,_V._Mainieri,_G._Vietri,_I._Lamperti,_S._Carniani,_G._Cresci,_C._M._Harrison,_A._Marconi,_M._Bischetti,_C._Cicone,_C._Circosta,_B._Husemann,_A._Man,_F._Mannucci,_H._Netzer,_P._Padovani,_M._Perna,_A._Puglisi,_J._Scholtz,_G._Tozzi,_C._Vignali,_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03039 |
SUPERサーベイから得られたz$\sim$2にある21のタイプ1AGNホスト銀河の空間分解されたH$\alpha$特性を提示します。これらのターゲットは、0.3秒角($\sim$2kpc)の空間分解能の中央値を提供する近赤外積分場分光器であるSINFONI分光器の適応光学機能で観測されました。各ピクセルのH$\alpha$輝線プロファイルをモデル化して、それが狭い線領域でガスを追跡するのか、それとも星形成に関連するのかを調べます。これを行うには、最初に、AGNPSFの寄与を除去することにより、分解されたH$\alpha$放出の存在を調査します。21のタイプ1AGNホスト銀河のうち16(76%)で拡張されたH$\alpha$放射を発見しました。BPT診断、光線フラックス比、および線幅(FWHM)に基づいて、5つの銀河のH$\alpha$放射がAGNによってイオン化され(30%)、4つの銀河では星形成によって(25%)イオン化されることを示します。)残り(45%)では、イオン化源は制約されていません。2つの銀河は、拡張されたH$\alpha$FWHM$>$600km/sを示しており、これはAGNによるアウトフローの一部として解釈されます。十分な信号対雑音比を持つターゲットでのH$\alpha$放出の形態学的および運動学的マップは、6つの銀河に回転支持された円盤が存在し、4つの銀河に伴銀河が存在する可能性があることを示唆しています。2つの銀河では、拡張されたH$\alpha$放出の位置と[OIII]ベースのイオン化された流出の位置の間に逆相関が見られ、負のフィードバックが作用している可能性を示しています。しかし、大部分の銀河では、H$\alpha$ベースの星形成に影響を与える流出の証拠は見つかりません。
ALMOND サーベイ: ALMA による 25 近くの渦巻銀河にわたる分子雲の特性とガス密度トレーサー
| Title |
The_ALMOND_Survey:_Molecular_cloud_properties_and_gas_density_tracers_across_25_nearby_spiral_galaxies_with_ALMA |
| Authors |
Lukas_Neumann,_Molly_J._Gallagher,_Frank_Bigiel,_Adam_K._Leroy,_Ashley_T._Barnes,_Antonio_Usero,_Jakob_S._den_Brok,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Daizhong_Liu,_Sharon_Meidt,_J\'er\^ome_Pety,_Johannes_Puschnig,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Mattia_C._Sormani,_Jiayi_Sun,_Yu-Hsuan_Teng_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03042 |
ALMOND(ACALarge-sampleMappingOfNearbygalaxiesinDensegas)サーベイからの新しいHCN(1-0)データを使用して、kpcスケールの分子ガス密度構造とPHANGS-ALMAからのCO(2-1)データを追跡します。近くにある25の星形成銀河全体でバルク分子ガスを追跡します。2.1kpcスケールで、密度に敏感なHCN/CO線比とSFR/HCN比を測定して、より高密度の分子媒体での星形成効率を追跡します。150pcスケールで、強度加重平均法を使用して低解像度データにリンクされているCO(2-1)ライン放出を介して分子ガスの構造および動的特性を測定します。HCN/CO(SFR/HCN)と分子ガスの表面密度、速度分散、内部乱流圧との間に正の相関(負の相関)が見られます。これらの観察された相関関係は、単一の自由落下時間の重力崩壊を考慮した星形成の乱流モデルから予想される傾向と一致しています。私たちの結果は、kpcスケールのHCN/CO線比が、分子雲の150pcスケールの平均密度分布を追跡するための強力なツールであることを示しています。最後に、宇宙の星形成効率とは相容れない、雲規模の分子ガス特性を伴うSFR/HCN比の系統的変動を発見しました。全体として、これらの発見は、分子ガスの平均密度、分子雲の特性、および星形成が一貫した方法で密接に関連していることを示しており、密度に敏感な分子ガストレーサーの観測は、これらの変動を分析するための有用なツールであり、分子ガスの物理学を星の出力に結び付けますギャラクシーディスク全体。
近くの渦巻銀河 M101 における広視野 CO 同位体放出と CO-to-H$_2$ ファクター
| Title |
Wide-field_CO_isotopologue_emission_and_the_CO-to-H$_2$_factor_across_the_nearby_spiral_galaxy_M101 |
| Authors |
Jakob_S._den_Brok,_Frank_Bigiel,_J\'er\'emy_Chastenet,_Karin_Sandstrom,_Adam_Leroy,_Antonio_Usero,_Eva_Schinnerer,_Erik_W._Rosolowsky,_Eric_W._Koch,_I-Da_Chiang,_Ashley_T._Barnes,_Johannes_Puschnig,_Toshiki_Saito,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Melanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_Glover,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Yu-Hsuan_Teng,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03044 |
一酸化炭素(CO)放出は、銀河系外の研究で星間物質(ISM)内のバルク分子ガスの最も広く使用されているトレーサーです。COからH$_2$への変換係数$\alpha_{\rmCO}$は、観測されたCO排出量を分子ガスの総質量に関連付けます。しかし、銀河全体のすべての環境における$\alpha_{\rmCO}$の変動を、金属量、分子ガスの不透明度、線励起、およびその他の要因の関数として完全に説明する単一の処方箋はありません。COとそのアイソトポローグの分解されたスペクトル線観測を使用して、分子ガス条件を制約し、変換係数の変動に関連付けることができます。近くの銀河M101を横断する$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$O}の新しいIRAM30-m1mmおよび3mm線観測を提示します。COisotopologue線の比率に基づいて、選択的な元素合成と不透明度の変化が、銀河全体の線放出の変動の主な要因であることがわかります。さらに、我々は$\alpha_{\rmCO(1-0)}$を含むさまざまなアプローチを使用して推定した.)光学的に薄い$^{13}$CO(1-0)強度を使用したLTEベースの測定。平均値$\alpha_{\rmCO}=4.4{\pm}0.9\rm\,M_\odot\,pc^{-2}(K\,km\,s^{-1})銀河全体で^{-1}$となり、2kpcの中央領域に向かって10分の1に減少します。対照的に、LTEベースの値は、ダストベースの結果と比較して、ディスク全体で2～3倍低いことがわかります。$\alpha_{\rmCO}$の変動を考慮すると、銀河の中心では分子ガスの枯渇時間が10分の1に大幅に短縮されていることがわかりました。結論として、我々の結果は、$\alpha_{\rmCO}$変動が考慮されていない場合、ケニカット・シュミットの法則の傾きの過小評価など、一般的に導出されるスケーリング関係への影響を示唆しています。
球状星団におけるコンパクト天体の遭遇からの暴走星と超高速星
| Title |
Runaway_and_Hypervelocity_Stars_from_Compact_Object_Encounters_in_Globular_Clusters |
| Authors |
Tom\'as_Cabrera_and_Carl_L._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03048 |
球状星団(GC)のコアの密集した環境は、恒星間の多くの強力な動的遭遇を促進します。これらの遭遇は、ホストGCから星を放出することができることが示されています。その結果、星は暴走星になるか、銀河の可能性に束縛されていない場合は超高速星になります。モンテカルロN体モデルを使用して、GCに由来する高速の恒星噴出物を研究します。モデルで識別された集団を天の川GCの観測カタログと組み合わせて、現在の星状噴出物の銀河集団を構成します。これらの種類の遭遇は、星を2000km/sを超える速度まで加速し、星のみの遭遇からの放出物の以前に予測された限界を超える速度まで、銀河中心の放出と同じ体制で加速できることを発見しました。しかし、同じ放出は星の暴走の全人口の1.5-20%しか説明できず、超高速星の0.0001-1%しか説明できません。また、149の天の川GCからの噴出物の信頼できる領域も提供します。これは、暴走星と元のGCをペアにする際の補足的な証拠として役立つことを願っています。
ALMA で観測された z ~ 4.5 銀河の多様なサンプルにおける規則的な回転と低乱流
| Title |
Regular_rotation_and_low_turbulence_in_a_diverse_sample_of_z_~_4.5_galaxies_observed_with_ALMA |
| Authors |
Fernanda_Roman-Oliveira,_Filippo_Fraternali_and_Francesca_Rizzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03049 |
赤方偏移$\geq$で定期的に回転する円盤を持つ銀河の発見は、ガスの降着、合体、および効率的なフィードバックの結果として、初期宇宙のカオスなガスの運動学を予測する傾向がある銀河形成モデルに対する不可解な挑戦でした。この研究では、[CII]158$\mu$m輝線でアルマ望遠鏡で観測されたz$\sim$4.5の5つの高度に分解された銀河の運動学を調査しました。サンプルは多様です:AzTEC1(スターバースト銀河)、BRI1335-0417(スターバーストおよびクエーサーホスト銀河)、J081740(通常のスター形成銀河)、およびSGP38326(グループ内の2つのスターバースト銀河)。5つの銀河は速度勾配を示していますが、4つの銀河は回転している円盤であることがわかり、残りのAzTEC1は合体している可能性があります。3DBAROLOを使用して円盤のガス運動学を調べたところ、198～562km/sの最大回転速度で回転し、円盤全体の平均ガス速度分散は49～75km/sであることがわかりました。回転曲線は一般的に平坦で、銀河の規則運動とランダム運動の比率(V/$\sigma$)は2.7から9.8の間です。運動学をモデル化する前に、3D輝線観測で回転ディスクのディスクジオメトリをフィッティングするアルゴリズムであるCANNUBIを提示します。これにより、これらのディスクが1kpcのオーダーの厚さを持つ可能性があることがわかります。この研究は、乱流運動に対して明らかに回転が優勢な初期の円盤形成が、さまざまな種類の銀河に存在することを示しています。
半分析的枠組みにおける宇宙ダスト存在量の $z \lesssim 1$ ドロップ
| Title |
The_$z_\lesssim_1$_drop_of_cosmic_dust_abundance_in_a_semi-analytic_framework |
| Authors |
Massimiliano_Parente,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Gian_Luigi_Granato,_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03058 |
観測によると、宇宙の銀河ダストの量は、最後の$\sim8$Gyrの間に$\sim2-3$の係数で減少したことが示唆されています。しかし、銀河進化の宇宙論モデルは通常、この減少を説明するのに苦労しています。ここでは、半解析モデル(SAM)L-Galaxies2020を使用して、ダストの生成と進化の標準的な処方箋を仮定すると、この低下が再現される可能性があることを示します。i)2つのサイズの近似を採用する最先端のダストモデル、およびii)バルジと中央ブラックホールの成長を引き起こす新しいディスク不安定性基準でSAMを拡張します。このモデルは、回転楕円体が優勢な銀河の割合やダストを含むスケーリング関係など、局所的な銀河集団のいくつかの基本的な特性を再現しています。さらに、このモデルは$z\sim1\rightarrow0$からの銀河の塵の落下を予測しており、円盤不安定性の新しい扱いを採用すると、観測されたものに近づきます。この結果は、ディスクが不安定なときに新たに実装された超大質量ブラックホールの成長に関連しています。これにより、大質量銀河の消滅が促進されます。その結果、これらのオブジェクトは、ガスとダストの含有量が少ないという特徴があります。私たちは、銀河の塵の含有量に影響を与えるすべてのプロセスの寄与について国勢調査を提供します。降着は、支配的なダスト質量成長プロセスです。$z\sim1$未満の銀河では、超新星による破壊、アストレーション、および風による放出が、すべて無視できない役割を果たしています。また、銀河系外の塵に関する予測についても議論し、利用可能な少数の観測に一致させるには、標準的なものよりも低いスパッタリング効率が必要であることを確認しています。
PHANGS-MUSE: 近くの渦巻銀河にある約 40000 個の電離星雲の検出とベイジアン分類
| Title |
PHANGS-MUSE:_Detection_and_Bayesian_classification_of_~40000_ionised_nebulae_in_nearby_spiral_galaxies |
| Authors |
Enrico_Congiu,_Guillermo_A._Blanc,_Francesco_Belfiore,_Francesco_Santoro,_Fabian_Scheuermann,_Kathryn_Kreckel,_Eric_Emsellem,_Brent_Groves,_Hsi-An_Pan,_Frank_Bigiel,_Daniel_A._Dale,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Oleg_V._Egorov,_Adam_Leroy,_Eva_Schinnerer,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03062 |
この作業では、PHANGS-MUSEサーベイによって観測された19の銀河に分布する40000を超える電離星雲の新しいカタログを提示します。星雲は、オッズ比の原理を利用してサンプル内の各星雲に確率論的分類を割り当てる新しいモデル比較ベースのアルゴリズムを使用して分類されています。結果として得られるカタログは、これまでに文献で入手可能なさまざまな電離星雲の完全なスペクトルおよび空間情報を含む最大のカタログです。この新しいアルゴリズムを開発したのは、従来の分類基準の制限の一部(二値性、関連する制限の鋭さ、分類に依存する限られた量のデータなど)に対処するためです。カタログの分析は、HII領域を選択するときにアルゴリズムが適切に機能することを示しています。それらの光度関数を回復することができ、その特性は文献で利用可能なものと一致しています.また、現在文献で入手可能な超新星残骸の他の均一なカタログよりも一桁大きい、かなり大きな衝撃電離領域(ほとんどが超新星残骸で構成されている)の集団を特定しています。銀河ごとに特定された超新星残骸の数は、銀河やその他の非常に近くのソースの結果と一致しています。ただし、ソース検出アルゴリズムの制限により、分類がしっかりしているように見えても、惑星状星雲のサンプルが不完全になります。最後に、星雲のスペクトルへの拡散電離ガスの寄与の補正を適用することが、オブジェクトの堅牢な分類を取得するために不可欠であり、DIG補正された線フラックスを使用した吸光度の正確な測定がどのように高い値の使用を促すかを示します。理論的なHa/Hb比(3.03)は、大規模な星形成銀河でバルマー減衰法を介してE(B-V)を回復するときに一般的に使用されるものよりも大きくなっています。
皇后。 XI. SDSS と JWST によるローカルおよび z~4-5 極度に金属の少ない銀河 (EMPG) の検索: ローカル
EMPG のクラスタリングと化学的性質
| Title |
EMPRESS._XI._SDSS_and_JWST_Search_for_Local_and_z~4-5_Extremely_Metal-Poor_Galaxies_(EMPGs):_Clustering_and_Chemical_Properties_of_Local_EMPGs |
| Authors |
Moka_Nishigaki,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yoshiaki_Ono,_Michael_Rauch,_Yuki_Isobe,_Yuichi_Harikane,_Kanako_Narita,_Fakhri_Zahedy,_Yi_Xu,_Hidenobu_Yajima,_Hajime_Fukushima,_Yutaka_Hirai,_Ji_Hoon_Kim,_Shigeki_Inoue,_Haruka_Kusakabe,_Chien-Hsiu_Lee,_Tohru_Nagao,_Masato_Onodera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03158 |
SDSS測光データを用いた広帯域色過剰と機械学習技術により測光候補を選択し、局地的な超金属欠乏銀河（EMPG）を検索します。晴明望遠鏡と那由多望遠鏡を用いた浅い分光法により恒星汚染物質を除去した後、微弱な{\sc[Oiii]}$\lambda$4363線の深いマゼラン/MagE分光法により、3つの候補が0.05--0.1$Z_\odot$のEMPGであることを確認しました.私たちの研究と文献から取得した分光学的に確認された105個のEMPGからなる統計サンプルを使用して、EMPGとすべてのSDSS銀河の相互相関関数(CCF)を計算し、EMPGの環境を定量化します。すべてのSDSS銀河の別のCCFと、同じ恒星質量範囲($10^{7.0}-10^{8.4}M_\odot$)の比較SDSS銀河を比較すると、これらの間に有意な($>1\sigma$)差は見られません。2つのCCF。また、EMPGと$z\sim$0--4の銀河の質量-金属量関係(MZR)を定常化学進化モデルと比較し、EMPGのMZRが平均してモデル予測と同等であることを発見しました。EMPGのこれらのクラスタリングと化学的性質は、金属の少ない星形成を示す金属の豊富な銀河への確率論的な金属の少ないガスの降着のシナリオによって説明されます。高$z$EMPG検索にブロードバンド色過剰技術を拡張し、得られたディープ($\simeq30$mag)近赤外JWST/NIRCam画像を使用して、$z\sim$4--5EMPGの17の候補を選択します。EROおよびERSプログラムによる。{\sc[Oiii]}$\lambda\lambda$4959,5007の発光が無視できる程度の銀河の候補が、局所的なEMPGや既知の高$z$銀河よりも弱く、これらの候補のいくつかが0～0.01$に収まる可能性があることを示唆しています。Z_\odot$は、これまで知られている金属量の下限を超える可能性があります。
FASTで観測されたM51の拡散ガスと新しい潮汐の高感度HI画像
| Title |
High_sensitivity_HI_image_of_diffuse_gas_and_new_tidal_features_in_M51_observed_by_FAST |
| Authors |
Haiyang_Yu,_Ming_Zhu,_Jin-Long_Xu,_Mei_Ai,_Peng_Jiang_and_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03270 |
FASTで古典的相互作用銀河M51を観測し、列密度が3.8$\times$10$^{18}$cm$^{-2}$までの高感度HI画像を取得しました。画像では、システムの周りの拡散拡張エンベロープといくつかの新しい潮汐機能を見ることができます。また、M51bの可能性が高いガスについても詳しく調べることができます。これは、おおよその速度範囲が560～740kms$^{-1}$で、フラックスが7.5Jykms$^{-1}$です。VLA画像と比較すると、南東尾部、北東雲、北西雲のより完全な構造と、北西雲と南西雲の新しい特徴が観察されます。M51の最も顕著な潮汐の特徴である南東尾翼は、周辺に2つの小さな離れた雲があることに加えて、非常に長く広く見えます。光学的およびシミュレートされた対応物が存在するため、北西の雲はM51aの尾であるように見えますが、北西のプルームはM51bの潮汐尾である可能性が高くなります。北西プルームの質量が大きいことは、M51bが相互作用の前にM51aと同じくらいガスに富んでいた可能性があることを示唆しています。さらに、北東の雲と南西のプルームの形成プロセスは、光学的およびシミュレートされた対応物がないため、わかりにくくなっています。これらの新しい潮汐の特徴は、M51bの可能性のあるガスとともに、将来のシミュレーションを刺激し、この相互作用するシステムの進化のより深い理解を提供します。
銀河の薄い円盤の脆弱性 -- I. カスタマイズされた N 体銀河モデルの構築
| Title |
The_fragility_of_thin_discs_in_galaxies_--_I._Building_tailored_N-body_galaxy_models |
| Authors |
Pablo_M._Gal\'an-de_Anta,_Eugene_Vasiliev,_Marc_Sarzi,_Massimo_Dotti,_Pedro_R._Capelo,_Andrea_Incatasciato,_Lorenzo_Posti,_Lorenzo_Morelli,_Enrico_Maria_Corsini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03349 |
銀河系と核系の両方のサブkpcスケールの薄い恒星円盤は、大規模な合体で簡単に破壊される壊れやすい構造であると考えられています。次に、これにより、それらの恒星集団の年代測定が、銀河の集合史の有用な診断になります。私たちは、実際に観測された銀河に合わせた構造的および運動学的特性を備えた銀河モデルの高解像度N体シミュレーションを使用して、中質量および低質量の遭遇におけるそのような星の円盤の脆弱性を注意深く調査することを目指しています。最初の、しかし挑戦的なステップとして、FCC170の動的モデルを作成します。FCC170は、Fornaxクラスター内のほぼエッジオンの銀河であり、複数の銀河成分を持ち、銀河スケールと核恒星円盤(NSD)の両方を含みます。MultiUnitSpectroscopicExplorerと、分布関数ベースの自己無撞着銀河モデルを構築するための新しい方法。次に、このモデルのN体実現を作成し、十分に高い粒子数で進化したときに、平衡状態にとどまり、多くのGyrにわたってその特性を保持することを示します.ただし、NSDは数値加熱の影響を受けやすく、最高解像度の実行でも、10Gyrで最大22%厚さが徐々に増加します。それにもかかわらず、これらのN体モデルは、合体シミュレーションで実際の銀河を現実的に表現することができます。
青色の光学色と顕著な星形成を伴う楕円銀河は、ガスが豊富な渦巻銀河または星形成の突然のバーストを伴う通常の楕円銀河の主要な合体残骸であると仮定されています。ここでは、浅い画像調査から特定された青い楕円銀河が、近くの主要な合体残骸を使用して過去の合体活動を示すかすかな特徴を回復できない可能性があるというシナリオを提示します。合体後の銀河、NGC7252の深部光学イメージングデータに基づいて、この銀河がより高い赤方偏移で観測された場合、楕円銀河として現れる可能性があることを示します。光学g-rカラーマップでは、銀河の周辺で見つかった本体と低表面輝度の合体フィーチャは青色です。SDSSやDECaLSと同じくらい浅い調査で発見された高赤方偏移の青い楕円銀河は、調査の検出限界を下回っている定義的な潮汐の特徴を持つ高度な合体である可能性があると主張します。これは、将来および進行中の調査で、そのようなシステムの形態学的分類中に考慮に入れられる必要があります。
ヘリウムより重いイオンの電波再結合線を初めて検出
| Title |
First_Detection_of_Radio_Recombination_Lines_of_Ions_Heavier_than_Helium |
| Authors |
Xunchuan_Liu,_Tie_Liu,_Zhiqiang_Shen,_Paul_F._Goldsmith,_Neal_J._Evans_II,_Sheng-Li_Qin,_Qiuyi_Luo,_Yu_Cheng,_Sheng-Yuan_Liu,_Fengyao_Zhu,_Ken'ichi_Tatematsu,_Meizhu_Liu,_Dongting_Yang,_Chuanshou_Li,_Li_Cen,_Juan_Li,_Xing_Lu,_Qilao_Gu,_Rongbing_Zhao,_Bing_Li,_Yajun_Wu,_Weiye_Zhong,_Zhang_Zhao,_Jinqing_Wang,_Qinghui_Liu,_Bo_Xia,_Li_Fu,_Zhen_Yan,_Chao_Zhang,_Lingling_Wang,_Qian_Ye,_Hongli_Liu,_Chao_Zhang,_Fengwei_Xu,_Dipen_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03398 |
ヘリウムより重いイオンの無線再結合線(RRL)の最初の検出を報告します。天馬65m電波望遠鏡(TMRT)を使用したオリオンKLに向けた高感度マルチバンド(12--50GHz)ライン調査で、単一イオン化種のRRLの15以上のブレンドされていない$\alpha$ラインを検出することに成功しました(XII)XIIIから再結合。Kaバンド(35--50GHz)スペクトルは、$\beta$ラインのイオンの暫定的な信号も示しています。検出されたラインは、CIIおよび/またはOIIのRRLの残りの周波数と正常にクロスマッチできます。この発見は、イオンRRLの含意を大幅に拡大します。なぜなら、この研究の前にはHeIIの2つの混合系統(105$\alpha$と121$\alpha$)しか報告されていなかったからです。検出された線は、局所熱力学的平衡(LTE)の仮定の下で同時に適合させることができます。8.8$\times$10$^{-4}$の豊富なCIIIとOIIIが得られ、光学/赤外線観測の複雑さと原子のRRLの混合が回避されます。これは、光学/赤外線観測から推定された値(10$^{-4}$--$10^{-3}$)の上限に一致していますが、近づいています。二電子再結合の効果は、$n$が大きくても準位集団を高めることに寄与する可能性があります。今後、電波干渉計を用いた観測により、CとOの縮退が解消され、さまざまなイオン化領域のイオン化構造と動力学的進化が明らかになることが期待されます。
PAH の処理または形成のさまざまなシナリオにおけるスペクトルの変動
| Title |
Spectral_variations_among_different_scenarios_of_PAH_processing_or_formation |
| Authors |
A._Maragkoudakis,_E._Peeters,_A._Ricca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03678 |
PAH処理(または形成)の2つの異なるシナリオで、PAHのスペクトル特性と強度の変動を調べます。、および（２）大きなＰＡＨが破壊されている（または、ＬＰＲと呼ばれる同等に小さなＰＡＨが形成されている、すなわち、大きなＰＡＨが除去されている）。プラトー成分の存在または非存在の両方を考慮して、PAH放出を測定しました。炭素原子<N$_{C}$>の平均数の関数としてのPAHバンド強度の変動は、SPRケースで最も高いダイナミックレンジを持ち、より小さいPAHがPAHバンド強度により大きな影響を与えることを示唆しています。プラトーは、<N$_{C}$>で全体的に放出が減少していることを示しており、SPRの場合の高いダイナミックレンジは、より小さなPAHが主にプラトー放出に寄与していることも示唆しています。7.7/(11.0+11.2)$\mu$mPAHバンド比は、最小のダイナミックレンジで最小量の分散を示し、この比率がPAH電荷を追跡するためのより良い選択となります。3.3/(11.2+11.0)$\mu$mPAH帯域比は、SPRシナリオとLPRシナリオの間で単調分散と完全に分離された値の両方を持つ唯一の比であり、PAHサイズトレーサーとしての効率を強調するだけでなく、特定の地域またはソースでの処理または形成の支配的なシナリオ。新しいPAHチャージ$-$サイズの診断図を提示します。これにより、天体物理ソース内の平均、最大、または最小N$_{C}$に関する洞察が得られます。
最速の新星 V1674 彼女の衝撃の多波長ビュー
| Title |
The_multi-wavelength_view_of_shocks_in_the_fastest_nova_V1674_Her |
| Authors |
K._V._Sokolovsky,_T._J._Johnson,_S._Buson,_P._Jean,_C._C._Cheung,_K._Mukai,_L._Chomiuk,_E._Aydi,_B._Molina,_A._Kawash,_J._D._Linford,_A._J._Mioduszewski,_M._P._Rupen,_J._L._Sokoloski,_M._N._Williams,_E._Steinberg,_I._Vurm,_B._D._Metzger,_K._L._Page,_M._Orio,_R._M._Quimby,_A._W._Shafter,_H._Corbett,_S._Bolzoni,_J._DeYoung,_K._Menzies,_F._D._Romanov,_M._Richmond,_J._Ulowetz,_T._Vanmunster,_G._Williamson,_D._J._Lane,_M._Bartnik,_M._Bellaver,_E._Bruinsma,_E._Dugan,_J._Fedewa,_C._Gerhard,_S._Painter,_D.-M._Peterson,_J._E._Rodriguez,_C._Smith,_H._Sullivan,_S._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03043 |
古典新星は、降着する白色矮星の熱核の暴走によって引き起こされる、衝撃を動力とする多波長トランジェントです。V1674彼女は、これまでに記録された最速の新星(2等級に減少する時間はt_2=1.1d)であり、新星における衝撃形成の理解に挑戦しています。GeVガンマ線からcmバンド電波への新星放出の背後にある物理的メカニズムを、光学測光法によってサポートされる協調Fermi-LAT、NuSTAR、Swift、およびVLA観測を使用して調査します。Fermi-LATは、噴火開始から6時間後に出現したV1674Herからの短寿命(18時間)の0.1-100GeV放射を検出しました。これは(1.6+/-0.4)x10^-6光子cm^-2s^-1のレベルでした。11日後、NuSTARとSwiftの同時X線観測により、kT_shock=4keVまで衝撃加熱された光学的に薄い熱プラズマが明らかになりました。検出可能な6.7keVのFeK_alpha放出の欠如は、スーパーソーラーCNO存在量を示唆しています。V1674Herからの電波放射は、初期は熱放射、後期はシンクロトロンと一致していました。周波数とともに急激に上昇する電波スペクトルは、新星殻の衝撃を受けていない外側領域によるシンクロトロンと熱放射の自由-自由吸収、または高密度プラズマ内のシンクロトロン放射を減衰させるラジン・ツィトビッチ効果のいずれかの結果である可能性があります。噴出物内での衝撃の発生は、この新星の異常に急速な進化と中間極ホストの影響を受けません。
タイプ Iax 超新星 SN 2014dt の光球の寿命の 500 日以上
| Title |
Over_500_Days_in_the_Life_of_the_Photosphere_of_the_Type_Iax_Supernova_SN_2014dt |
| Authors |
Yssavo_Camacho-Neves,_Saurabh_W._Jha,_Barnabas_Barna,_Mi_Dai,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Joel_Johansson,_Patrick_Kelly,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Lindsey_A._Kwok,_Conor_Larison,_Mark_R._Magee,_Curtis_McCully,_John_T._O'Brien,_Yen-Chen_Pan,_Viraj_Pandya,_Jaladh_Singhal,_Benjamin_E._Stahl,_Tam\'as_Szalai,_Meredith_Wieber,_and_Marc_Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03105 |
Iax型超新星(SNIax)は、通常のIa型超新星(SNIa)とは異なる、特異な白色矮星超新星の知られている最大のクラスです。SNIaxのユニークな特性、特に非常に遅い時間までの強い光球線により、それらの光スペクトルをモデル化し、長期にわたる光球の物理パラメータを導き出すことができます。SNIax2014dtの極大光の+11日から+562日後の21の新しいスペクトルを含む広範なスペクトル時系列を提示します。Finkらの、ほぼ変更されていない一貫性のある爆燃爆発モデルを使用して、時系列全体を再現することができます。(2014)オープンソースの放射伝達コードであるTARDISを使用(Kerzendorf&Sim2014;Kerzendorfetal.2023)。SN2014dtの光球速度が+64日から+148日の間でその進化を遅らせることがわかりました。これは、SN2014dtがSNIaの通常のスペクトル進化(+90日から+150日)から発散するのを見るときの位相と密接に重なっています。これらの時代の光球速度~400--1000kms$^{-1}$は、噴出物内の境界を画定する可能性があり、その境界より下ではSNIaxと通常のSNIaの物理が異なる。私たちの結果は、SN2014dtが弱い爆燃爆発モデルと一致していることを示唆しています。このモデルは、束縛された残骸を残し、光学的に厚い準定常状態の風を駆動して、遅い時間に光球線を作成します。データはまた、この風が+450日を過ぎたエポックで弱まる可能性があることを示唆しており、おそらく放射性電源が枯渇していることを示しています。
GRB 220408B: 歳差運動ジェットからの 3 エピソード バースト
| Title |
GRB_220408B:_A_Three-Episode_Burst_from_a_Precessing_Jet |
| Authors |
Zijian_Zhang,_Yihan_Yin,_Chenyu_Wang,_Xiangyu_Ivy_Wang,_Jun_Yang,_Yan-Zhi_Meng,_Zi-Ke_Liu,_Guo-Yin_Chen,_Xiaoping_Fu,_Huaizhong_Gao,_Sihao_Li,_Yihui_Liu,_Xiangyun_Long,_Yong-Chang_Ma,_Xiaofan_Pan,_Yuanze_Sun,_Wei_Wu,_Zirui_Yang,_Zhizhen_Ye,_Xiaoyu_Yu,_Shuheng_Zhao,_Xutao_Zheng,_Tao_Zhou,_Qing-Wen_Tang,_Qiurong_Yan,_Rong_Zhou,_Zhonghai_Wang,_Hua_Feng,_Ming_Zeng,_and_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03215 |
ジェットの歳差運動は、いくつかのガンマ線バースト(GRB)の光度曲線で明らかに繰り返される特徴を説明するために以前に提案されました。この{\itLetter}では、歳差運動モデルを明るいGRB220408Bにさらに適用し、モデルの予測との時間的およびスペクトル的一貫性を調べます。GRIDCubeSatミッションで観測された最近確認されたGRBの1つとして、GRB220408Bは、明らかに類似した3つの放出エピソードを示すため、注目に値します。さらに、類似性は、それらの強い時間的相関と、スペクトルの進化とスペクトルの遅れに関する同様の機能によって強化されます。私たちの分析は、これらの特徴が、$18.4\pm0.2$秒の歳差運動周期、章動周期を持つ歳差運動ジェットによって本質的に生成される高速上昇指数減衰(FRED)形状の光曲線の変調放出によって十分に説明できることを示しています。$11.1\pm0.2$秒、軸外で表示。この研究は、複雑でありながら類似した複数エピソードのGRBライトカーブを簡単に説明しています。
ブラック ホール GRS 1758-258 および 1E 1740.7-2942 の広帯域 X 線特性: AstroSat および NuSTAR の結果
| Title |
Broadband_X-ray_properties_of_black_holes_GRS_1758-258_and_1E_1740.7-2942:_AstroSat_and_NuSTAR_results |
| Authors |
Bhuvana_G.R.,_Aneesha_U.,_Radhika_D.,_Vivek_K._Agrawal,_Samir_Mandal,_Tilak_Katoch_and_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03273 |
2016$-$2022の間に実施されたAstroSat、NuSTAR、およびSwift-XRT観測を使用して、持続ブラックホール連星GRS1758$-$258および1E1740.7$-$2942の広帯域X線特性に関する結果を提示します。近くのX線源からの\textit{LAXPC}スペクトルの汚染を除去した後、両方の源のスペクトルモデリングを実行します。Comptonizationと線放出($\sim$6.4keV)モデルを使用した予備的なスペクトルモデリングは、GRS1758$-$258が薄暗い状態($kT_{bb}=0.37\pm0.01$keV、$\Gamma\sim5.9$,$L_{bol}=エディントン光度の1%$L$_{Edd}$)およびハード状態($\Gamma=1.64-2.22$,$kT_{e}$=4$-$45keV,$L_{bol}$=1$-$5%L$_{Edd}$)では、マルチカラーディスク黒体モデル($kT_{in}=0.54\pm0.01$keV)が必要になる場合があります。代わりに、1E1740.7$-$2942はハードな状態($\Gamma$=1.67$-$2.32、$kT_{e}$=5$-$16keV、$L_{bol}$=1$-$2%L$)でのみ見つかります。_{Edd}$)。相対論的反射モデルRELXILLを広帯域スペクトルに適用することにより、両方の光源の反射特性を調べます。\textit{AstroSat}と\textit{NuSTAR}からの結果は、イオン化された反射領域(イオン化パラメーター$log\xi$=2.7$-$3.8および2.7$-$4.7ergcms$^{-1}$(それぞれGRS1758$-$258および1E1740.7$-$2942で)両方のソースで。反射モデリングにより、GRS1758$-$258の金属存在量が高く($A_{fe}=3.9^{+0.4}_{-0.3}$倍の太陽金属存在量)、傾斜角($i$)が$61\pm2であることが明らかになりました^{\circ}$.1E1740.7$-$2942の場合、$i$は$55\pm1^{\circ}$に制限されます。最後に、私たちの結果を以前の研究と比較することにより、降着力学の文脈における私たちの発見の意味を議論します。
PSR J1418-6058 を利用したラビット パルサー風星雲の広帯域 X 線研究
| Title |
A_broadband_X-ray_study_of_the_Rabbit_pulsar_wind_nebula_powered_by_PSR_J1418-6058 |
| Authors |
Jaegeun_Park_(1),_Chanho_Kim_(1),_Jooyun_Woo_(2),_Hongjun_An_(1),_Kaya_Mori_(2),_Stephen_P._Reynolds_(3)_and_Samar_Safi-Harb_(4)_((1)_Chungbuk_National_University,_(2)_Columbia_University,_(3)_NC_State_University,_(4)_University_of_Manitoba) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03277 |
チャンドラとXMM-Newtonのアーカイブデータと、新しいNuSTAR観測を使用して、パルサーPSRJ1418-6058に関連するラビットパルサー風星雲(PWN)の広帯域X線特性について報告します。10keVを超えるNuSTARデータにより、パルサーの110ミリ秒のスピン周期を検出し、その硬X線パルスプロファイルを特徴付け、パルサーやその他の重複点源からの汚染を除去した後にPWNからの硬X線放出を解決することができました。拡張されたPWNは$\sim$20keVまで検出され、光子指数$\Gamma\approx$2のべき法則モデルによってよく説明されます。PWNの形状はエネルギーによって大きく変化せず、そのX線スペクトルは、パルサーから離れて軟化する明確な証拠を示していません。PWNの物理的特性を推測するために、X線スペクトルの空間プロファイルと、無線からTeV帯域までの広帯域スペクトルエネルギー分布をモデル化しました。磁場強度が低く($B\sim10$$\mu$G)、効率的な拡散($D\sim10^{27}$cm$^2$s$^{-1}$)PWNデータによく適合します。シンクロトロン放射と相対論的電子による逆コンプトン散乱にそれぞれ関連する拡張された硬X線とTeV放射は、粒子が非常に高いエネルギー($\gtrsim500$TeV)に加速されていることを示唆しており、RabbitPWNが銀河系のPeVatron候補であることを示しています。.
IXPE を使用した過渡的な NS-LMXB XTE J1701$-$462 からの重要な X 線偏光の検出と冠状幾何学への影響
| Title |
Detection_of_significant_X-ray_polarization_from_transient_NS-LMXB_XTE_J1701$-$462_with_IXPE_and_its_implication_on_the_coronal_geometry |
| Authors |
Kiran_M._Jayasurya,_Vivek_K._Agrawal,_Rwitika_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03396 |
過渡的なNS-LMXBXTEJ1701$-$462の最初の分光偏波分析は、2022年のバースト中にIXPE、NICER、およびNuSTARデータを使用して実行されました。我々は、2022年9月29日に、3.9の偏光度を持つ$2-4$keV、$4-8$keV、および$2-8$keVエネルギーバンドで、線源からのX線信号のエネルギー依存偏光の重要な検出を報告します。$\pm$0.3%(10.7$\sigma$)、5.5$\pm$0.6%(9.1$\sigma$)、4.5$\pm$0.4%(12.6$\sigma$)です。$2-8$keVバンド全体の偏光角は$\sim143^{\circ}\pm2^{\circ}$であることがわかった。スペクトルは、降着円盤からの熱放射、コロナからの複合化放射、およびガウス線の組み合わせを使用してモデル化されました。分光偏光解析から、円盤発光による偏光度の上限は$\sim$6%であり、Comptonized発光の偏光度は$\sim$10.5$\pm$4.9%(at3$\sigma$レベル)。これらの結果がコロナの形状と放出機構に与える影響について議論する。
超高輝度 X 線パルサー NGC 5907 ULX1 の低状態の性質を探る
| Title |
Probing_the_nature_of_the_low_state_in_the_extreme_ultraluminous_X-ray_pulsar_NGC_5907_ULX1 |
| Authors |
F._Fuerst_(1),_D._J._Walton_(2,3),_G._L._Israel_(4),_M._Bachetti_(5),_D._Barret_(6),_M._Brightman_(7),_H._P._Earnshaw_(7),_A._Fabian_(3),_M._Heida_(8),_M._Imbrogno_(9,_4),_M._J._Middleton_(10),_C._Pinto_(11),_R._Salvaterra_(12),_T._P._Roberts_(13),_G._A._Rodr\'iguez_Castillo_(11),_N._Webb_(6)_((1)_Quasar_SR_for_ESA/ESAC,_(2)_CAR,_U_Hertfordshire,_(3)_IoA_Cambridge,_(4)_INAF_Roma,_(5)_INAF_Cagliari,_(6)_CNRS_IRAP,_(7)_Caltech,_(8)_ESO,_(9)_U_Rome_"Tor_Vergata",_(10)_U_Southampton,_(11)_INAF-IASF_Palermo,_(12)_INAF-IASF_Milano,_(13)_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03425 |
NGC5907ULX1は、これまでに知られている中で最も明るい超高輝度X線パルサー(ULXP)であり、1e41erg/sを超える光度に達しています。パルサーは、オン状態でのスピンアップが速いことで知られています。ここでは、2003年から2022年までのX線フラックスとパルス周期の長期モニタリングを紹介します。ソースは、2017年半ばから2020年半ばまでの間、オフまたは低状態にあったことがわかります。この状態の間、私たちのパルス周期モニタリングは、ソースがかなりスピンダウンしたことを示しています。このスピンダウンは、中性子星表面への降着が抑制されるプロペラ効果による可能性が高いと解釈しています。最先端の降着およびトルクモデルを使用して、スピンアップおよびスピンダウンエピソードを使用して磁場を制約します。スピンアップのエピソードでは、約1e12Gまたは1e13Gのいずれかの磁場強度の解決策を見つけましたが、オフ状態での強いスピンダウンは、非常に高い磁場、つまり>1e13Gと一致しているようです。ULXPの低フラックス状態で強いスピンダウンが見られたのはこれが初めてです。ソースがプロペラ領域に入ったという仮定に基づいて、これはNGC5907ULX1の磁場のこれまでの最良の推定値を与えてくれます。
IceCube とミューオン $g-2$ からの新しいゲージ ボソンの信号
| Title |
Signals_of_a_New_Gauge_Boson_from_IceCube_and_Muon_$g-2$ |
| Authors |
Dan_Hooper,_Joaquim_Iguaz_Juan_and_Pasquale_D._Serpico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03571 |
壊れた$U(1)_{L_{\mu}-L_{\tau}}$ゲージ対称性に関連付けられた$Z'$ボソンは、長年にわたる$g_\mu-2$異常に対する経済的な解決策を提供します。フェルミラボでの最近の測定によって確認され強化されました。ここでは、IceCube実験で測定された、高エネルギー天体物理学ニュートリノのスペクトルに対するそのような$Z'$の影響を再検討します。このスペクトルは、$E_{\nu}\sim0.2-1\,{\rmPeV}$でくぼみのような特徴を示すことが観測されています。$m_{Z'}\sim10\,{\rmMeV}$のオーダーの質量を持つ$Z'$によって媒介される、高エネルギーニュートリノが宇宙ニュートリノバックグラウンドで共鳴散乱した結果。この研究では、さまざまなモデルパラメータとソース分布について、高エネルギーニュートリノスペクトルに対するこのような$Z'$の影響を計算します。$g_{\mu}-2$の異常を解決できるカップリングの場合、特にIceCubeによって観測されたニュートリノが主に高エネルギーから発生する場合、このモデルはIceCubeの測定値と一致するスペクトルの特徴を首尾一貫して生成できることがわかりました。赤方偏移のソース。
超新星1987AのJWST NIRSpec観測 -- 内部噴出物からリバースショックまで
| Title |
JWST_NIRSpec_observations_of_Supernova_1987A_--_from_the_inner_ejecta_to_the_reverse_shock |
| Authors |
J._Larsson,_C._Fransson,_B._Sargent,_O._C._Jones,_M._J._Barlow,_P._Bouchet,_M._Meixner,_J._A._D._L._Blommaert,_A._Coulais,_O._D._Fox,_R._Gastaud,_A._Glasse,_N._Habel,_A._S._Hirschauer,_J._Hjorth,_J._Jaspers,_P._J._Kavanagh,_O._Krause,_R._M._Lau,_L._Lenkic,_O._Nayak,_A._Rest,_T._Temim,_T._Tikkanen,_R._Wesson,_and_G._S._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03576 |
近くの超新星(SN)1987AのJWSTNIRSpec積分フィールドユニット観測の初期結果を提示します。この観測は、1-5$\μ$m範囲にわたる噴出物と赤道リング(ER)の空間分解分光法を初めて提供した。内部噴出物からの[FeI]1.443$\mu$m線と逆衝撃(RS)からのHeI1.083$\mu$m線の3D放射率マップを作成します。後者は、星周媒質の構造をたどります。また、噴出物の統合スペクトルのモデルも提示します。[FeI]3Dマップは、速度が~2300km/sの2つの大きな塊によって支配されている、壊れた双極子に似た非常に非対称な形態を明らかにしています。また、鉄に富む内部噴出物が南のRSと相互作用し始めたという証拠も見つかりました。HeI線でトレースされたRS表面は、ERのすぐ内側からERの両側の高緯度まで約45度の半開き角で伸び、ERの上下に泡のような構造を形成します。噴出物のスペクトルモデルにより、多数のH$_2$ラインを含む、この波長領域の多くの輝線を識別することができます。H$_2$は遠紫外放射によって励起される可能性が最も高いことがわかりますが、金属線の比率は非常に低温の噴出物での再結合と一致しています。
GRB 221009A: 非常にまれな近くのエネルギーの高いガンマ線バーストの発見
| Title |
GRB_221009A:_Discovery_of_an_Exceptionally_Rare_Nearby_and_Energetic_Gamma-Ray_Burst |
| Authors |
Maia_A._Williams,_Jamie_A._Kennea,_S._Dichiara,_Kohei_Kobayashi,_Wataru_B._Iwakiri,_Andrew_P._Beardmore,_P.A._Evans,_Sebastian_Heinz,_Amy_Lien,_S._R._Oates,_Hitoshi_Negoro,_S._Bradley_Cenko,_Douglas_J._K._Buisson,_Dieter_H._Hartmann,_Gaurava_K._Jaisawal,_N.P.M._Kuin,_Stephen_Lesage,_Kim_L._Page,_Tyler_Parsotan,_Dheeraj_R._Pasham,_B._Sbarufatti,_Michael_H._Siegel,_Satoshi_Sugita,_George_Younes,_Elena_Ambrosi,_Zaven_Arzoumanian,_M._G._Bernardini,_S._Campana,_Milvia_Capalbi,_Regina_Caputo,_Antonino_D'Ai,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_Massimiliano_De_Pasquale,_R._A._J._Eyles-Ferris,_Elizabeth_Ferrara,_Keith_C._Gendreau,_Jeffrey_D._Gropp,_Nobuyuki_Kawai,_Noel_Klingler,_Sibasish_Laha,_A._Melandri,_Tatehiro_Mihara,_Michael_Moss,_Paul_O'Brien,_Julian_P._Osborne,_David_M._Palmer,_Matteo_Perri,_Motoko_Serino,_E._Sonbas,_Michael_Stamatikos,_Rhaana_Starling,_G._Tagliaferri,_Aaron_Tohuvavohu,_Silvia_Zane,_and_Houri_Ziaeepour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03642 |
NeilGehrelsSwiftObservatory(Swift)、MonitorofAll-skyX-rayImage(MAXI)、および中性子星によって観測された、異常に明るい長時間ガンマ線バースト(GRB)、GRB221009Aの発見を報告します。インテリア・コンポジション・エクスプローラー・ミッション(NICER)。このエネルギッシュなGRBは比較的近く(z=0.151)にあり、残光の持続的な観測を可能にしました。大きなX線光度と低い銀河緯度(b=4.3度)により、GRB221009Aは天の川の塵の強力な探査機になります。エコー断層撮影法を使用して、視線方向のダスト分布をマッピングし、大きな距離(~>10kpc)で重要な柱密度の証拠を見つけます。X線およびUV/光学波長での光曲線とスペクトルの分析を提示し、GRB221009AのX線残光がT0+4.5ksで、Swiftによって観測された以前のGRBよりも1桁以上明るいことを発見しました.その残りのフレームでは、GRB221009Aは残光の光度分布の上限にありますが、唯一そうではありません。ランダムに生成されたバーストのシミュレーションでは、10^4の長さのGRBのうち1つだけがGRB221009Aと同程度のエネルギーを持っていました。E_gamma,isoがこのように大きいことは、ジェット構造が狭いことを意味しますが、残光のライトカーブは単純なトップハットジェットモデルと一致しません。赤方偏移を持つSwiftGRBのサンプルを使用して、GRB221009Aと同じくらいエネルギーが高く近くにあるGRBは、1000年に1回以下の割合で発生すると推定されます。
ガウス ノイズを超えて: 非ガウス ノイズを使用した尤度分析への一般化されたアプローチ
| Title |
Beyond_Gaussian_Noise:_A_Generalized_Approach_to_Likelihood_Analysis_with_non-Gaussian_Noise |
| Authors |
Ronan_Legin,_Alexandre_Adam,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault_Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03046 |
尤度分析は通常、複雑で高次元、非ガウス、および異方性のノイズの確率密度関数を決定するのが難しいため、正規分布のノイズに制限されます。これは、宇宙マイクロ波背景放射、重力波、重力レンズ効果、太陽系外惑星の分析など、天体物理学を含む科学の多くの領域における精密測定の主要な制限です。この作業は、観測からの一連のノイズ実現を使用してデータ駆動型のノイズモデルを構築することにより、この問題を解決するフレームワークであるスコアベースのLikelihoodCharacterization(SLIC)を提示します。このアプローチは、非常に非ガウス相関で空間的に変化するノイズが存在する場合でも、偏りのない正確な可能性を生み出すことを示しています。拡散生成モデルを使用して、データ要素に関するノイズの確率密度の勾配を推定します。信号の物理モデルのヤコビアンと組み合わせて、Langevinサンプリングを使用して、偏りのない尤度から独立したサンプルを生成します。ハッブル宇宙望遠鏡とジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の実データを使用して、この方法の有効性を実証します。
極端なファラデー回転による帯域幅偏光解消の修正
無線放射の偏波の測定は、ファラデー回転によって引き起こされる周波数依存偏波と組み合わされた有限チャネル帯域幅の平均化効果によって引き起こされる、帯域幅偏波などの多くの偏波解消効果の影響を受けます。特に無線偏波データを分析するための回転測定(RM)合成法のコンテキストでは、帯域幅偏光解消の数学的処理はほとんどありませんでした。特定の観測構成で帯域幅偏光解消が重要かどうかを予測するための簡単な方程式を見つけました。帯域幅の偏光解消を補正するためにRM合成を変更する3つの方法を導き出し、テストしました。これらのテストから、従来のRM合成よりも高い信号対雑音比で帯域幅の偏光解消された信号を検出し、正しいソース偏光特性(RMおよび偏光強度)を回復できる新しいアルゴリズムを開発しました。このアルゴリズムが、LOFAR2メートルスカイサーベイからの実際のデータで期待どおりに機能することを確認しました。このアルゴリズムをコミュニティで利用できるようにするために、RM-Tools偏光解析パッケージに新しいツールとして追加しました。
家族の論争: IIP型超新星兄弟姉妹は、彼らの距離に同意しますか?
| Title |
Family_dispute:_do_Type_IIP_supernova_siblings_agree_on_their_distance? |
| Authors |
G\'eza_Cs\"ornyei,_Christian_Vogl,_Stefan_Taubenberger,_Andreas_Fl\"ors,_St\'ephane_Blondin,_Maria_Gabriela_Cudmani,_Alexander_Holas,_Sabrina_Kressierer,_Bruno_Leibundgut,_Wolfgang_Hillebrandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03112 |
コンテキスト:タイプII超新星は、宇宙距離ラダーとは無関係に、拡大する光球法によって距離を推定する直接的な方法を提供します。最近導入されたガウスプロセスベースの方法により、スペクトル時系列の高速かつ正確なモデリングが可能になり、正確で計算コストの低いタイプIIベースの絶対距離の決定が手の届くところに置かれます。目的:この論文の目的は、超新星兄弟のスペクトル時系列、つまり同じホスト銀河で爆発した超新星を使用して、距離推定と組み合わせたこの新しいモデリング手法の内部整合性を経験的に評価することです。方法:最近開発されたスペクトルエミュレーターコードを使用します。これは\textsc{Tardis}放射伝達モデルでトレーニングされ、高速な最尤パラメーター推定とスペクトルフィッティングが可能です。超新星に関連する物理パラメータを計算した後、膨張光球法を適用してそれらの距離を推定します。最後に、ベイズ因子の形式を適用して、得られた値の一貫性をテストします。結果:4つの異なるホスト銀河までの距離は、それぞれの2つの超新星に基づいて推定されました。距離推定値は、超新星兄弟ペアのそれぞれの誤差内で一貫しているだけでなく、2つのホストの場合、5\%よりも正確です。結論：使用した文献データは分析の要件に合わせて調整されていませんでしたが、最終的な推定値の一致は、この方法が堅牢であり、正確で一貫した距離の両方を推測できることを示しています.高品質のスペクトル時系列を使用することにより、この方法は、距離ラダーとは無関係に正確な距離推定値を提供できます。これは、宇宙論にとって高い価値があります。
光学長基線干渉法による北方の明るい O 型星の多様性
| Title |
Multiplicity_of_northern_bright_O-type_stars_with_optical_long_baseline_interferometry |
| Authors |
Cyprien_Lanthermann,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Hugues_Sana,_Antoine_M\'erand,_John_D._Monnier,_Karine_Perraut,_Abigail_J._Frost,_Laurent_Mahy,_Eric_Gosset,_Michael_De_Becker,_Stefan_Kraus,_Narsireddy_Anugu,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardner,_Aaron_Labdon,_Benjamin_Setterholm,_Theo_ten_Brummelaar,_and_Gail_H._Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03168 |
大質量星の多様性の研究は、まだ完全には解明されていない星の形成過程や進化経路のヒントを与えてくれます。大規模な分離バイナリ(>50ミリ秒のアーク、質量)は、適応光学支援の直接イメージングとスパースアパーチャマスキングによって調べることができますが、近いバイナリは測光と分光法によって解決できます。しかし、1から50masの間の分離ギャップで銀河系の大質量星の多様性を確立するには、光学長基線干渉法が必須です。この論文では、CHARAArrayに配置された新しい干渉計MIRC-Xの機能を実証して、O型星の多様性を研究し、120以上の大質量星(H<7.5等）。MIRC-Xで観測可能な明るいO型星(H<6.5等)のパイロットサーベイを開始しました。H=7.5等程度の平均的な大気条件で、2つの星系を含む29個のO型星を観測しました。得られたデータを機器の公開削減パイプラインで体系的に削減しました。コンパニオンを検出する専用のpythonソフトウェアCANDIDを使用して、削減されたデータを分析しました。これらの29のシステムのうち、17の異なるシステムで19のコンパニオンを分離し、角度分離が約0.5～50masでした。これにより、多重度分数fm=17/29=0.59+/-0.09と、仲間の平均数fc=19/29=0.66+/-0.13が得られます。これらの結果は、南半球でのSMASH+調査の結果と一致しています。CygOB2-5Aの非熱放出の原因となるコンパニオンや、SMASH+によって提案されたHD47129の候補コンパニオンの確認を含む、これらのコンパニオンのうち13が初めて解決されました。MIRC-Xでは120個以上の北方O型星(H<7.5)の大規模な調査が可能であり、実り多いものになるでしょう。
原始星の流出空洞の進化、運動学、およびオリオン A の運動量とエネルギーの角度分布: 動的コアの証拠
| Title |
The_Evolution_of_Protostellar_Outflow_Cavities,_Kinematics,_and_Angular_Distribution_of_Momentum_and_Energy_in_Orion_A:_Evidence_for_Dynamical_Cores |
| Authors |
Cheng-Han_Hsieh,_Hector_G._Arce,_Zhi-Yun_Li,_Michael_Dunham,_Stella_Offner,_Ian_W._Stephens,_Amelia_Stutz,_Tom_Megeath,_Shuo_Kong,_Adele_Plunkett,_John_J._Tobin,_Yichen_Zhang,_Diego_Mardones,_Jaime_E_Pineda,_Thomas_Stanke,_John_Carpenter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03174 |
オリオンA分子雲トレースアウトフロー内の21個の原始星を取り巻く$\sim$10kAU環境のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray観測を提示します。私たちのサンプルは、クラス0からフラットスペクトルの原始星までで構成されており、$\sim$1Myrの全寿命にまたがっています。流出運動量とエネルギープロファイルの角度分布を導出し、新しいアプローチであるピクセルフラックストレーシングテクニック(PFT)を使用して、最初の2次元の瞬時質量、運動量、およびエネルギー放出率マップを取得します。私たちの結果は、原始星の段階の終わりまでに、アウトフローが周囲の$\sim$1M$_\odot$低質量コアから$\sim$2から4M$_\odot$を取り除くことを示しています。これらの高い値は、流出によって親コアからかなりの量のガスが除去され、星形成のためのコア材料を補充するために、より大きなスケールからの継続的なコアの降着が必要であることを示しています。これは、「明確に定義された質量貯留層としてのコア」の概念、したがってコアから星への単純化された変換処方箋に深刻な挑戦をもたらします。原始星の進化段階.これは、園芸品種の原始星でさえ流出する明確な証拠です:(a)$10$kAUスケールで環境にエネルギーと運動量を効果的に注入し、(b)出生コアを著しく破壊し、質量の大部分を放出します。私たちの結果は、原始星の流出が星の質量を得る方法に直接的な影響を与え、個々の低質量星形成の出生位置が一般的に受け入れられている理論的パラダイムよりもはるかに動的であるという結論を支持しています.
大質量星のコアの単調性
大質量星は、星の形成、超新星とその残骸、宇宙線、星間物質、銀河の進化など、さまざまな天文プロセスや天体と結びついています。それらの特性を理解することは、現代の天文学にとって最も重要であり、それらを特徴付ける簡単なルールを見つけることは特に役立ちます.しかし、理論的シミュレーションはまだそのような関係を実現しておらず、代わりに、進化の後期段階が核反応、化学混合、ニュートリノ放射の間の複雑な相互作用によって大きく影響を受け、鉄コアの質量とコンパクトパラメータ。He星モデルの中心密度が一様に10$^{10}$gcm$^{-3}$に達するまで星の進化シミュレーションを行い、それらの最終構造とコア崩壊後の寿命、表面半径の変化、および推定される運命を含む進化的特性。均質なデータセットに基づいて、単調性は大質量星のコアに固有であることを発見しました。密度、エントロピー、化学分布だけでなく、原始中性子星の質量や爆発エネルギーなどの寿命と爆発特性も同時に単調シーケンスに並べることができることを示します。この単調性は、大質量星のコアを特徴付ける経験的原理と見なすことができます。
Mg II h および k 線を横切る CLASP2 によって観測された散乱偏光信号における Hanle および磁気光学効果の操作の証拠
| Title |
Evidence_for_the_Operation_of_the_Hanle_and_Magneto-Optical_Effects_in_the_Scattering_Polarization_Signals_Observed_by_CLASP2_Across_the_Mg_II_h_and_k_Lines |
| Authors |
Ryohko_Ishikawa,_Javier_Trujillo_Bueno,_Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_David_E._McKenzie,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Ken_Kobayashi,_Takenori_J._Okamoto,_Laurel_A._Rachmeler,_Donguk_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03303 |
280nm付近の太陽MgIIhおよびk共鳴線の放射伝達調査は、それらの円偏光(ストークスV)信号がゼーマン効果から生じる一方で、直線偏光プロファイル(ストークスQおよびU)は散乱によって支配されることを示しました。異方性放射とHanleおよび磁気光学（MO）効果の。ChromosphericLAyerSpectro-Polarimeter(CLASP2)によって取得されたMgIIおよびMnI共鳴線の前例のない観測を使用して、ここでは、線形偏光がさまざまな波長(つまり、中心、近距離および遠距離翼)でどのように信号を生成するかを調べます。k線の)は、地層のおおよその高さで磁場($B_{L}$)の縦成分によって変化します。$B_{L}$は、前述のスペクトル線のV信号から推定されます。ハンレ効果とMO効果による磁場の存在によって影響を受けると予想される次の量に特に注意が払われます:U信号の符号、全直線偏光振幅($LP$)およびその方向($\chi$)を基準方向に関して計算します。$k$線の中央と翼付近では、これらの量の挙動が観測された静かな領域とプラージュ領域で大きく異なり、$LP$と$\chi$の両方が$B_{L}$。これらの観測結果はハンレ効果の働きを示しています
FU Orionis と EX Lupi 天体の Effelsberg 調査 I. -- NH$_3$ によってトレースされた
FUor/EXor のホスト環境
| Title |
The_Effelsberg_survey_of_FU_Orionis_and_EX_Lupi_objects_I._--_Host_environments_of_FUors/EXors_traced_by_NH$_3$ |
| Authors |
Zs._M._Szab\'o,_Y._Gong,_K._M._Menten,_W._Yang,_C._J._Cyganowski,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_A._Belloche,_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03371 |
FUOrionis(FUor)とEXLupi(EXor)型の天体は、2つの小さいながらも壮大な低質量の若い噴火星のグループを表しています。星周円盤から中央の原始星への降着が強化されたため、いくつかのマグニチュードのバーストが観測されています。FUor/EXorのホスト分子環境は、体系的な分子線観測が不足しているため、十分に調査されていません。ホスト環境でのアンモニア(NH$_3$)放出を研究する目的で合計51のソースを観察し、FUor/EXorの大規模なサンプルの分子環境の最初の専用調査を実施しました。Effelsberg100m電波望遠鏡を使用して、アンモニア(J,K)=(1,1)、(2,2)、および(3,3)反転遷移を観測しました。HerschelSPIREのアーカイブデータを使用して、H$_2$列密度とダスト温度を導き出しました。28ソースへの(1,1)遷移と12ソースへの(2,2)遷移が検出されましたが、(3,3)遷移は2つのソースへの遷移のみが検出されました。~12Kから21Kの間の速度論的温度、$5.2\times10^{13}\,cm^{-2}$から$3.2\times10^{15}\,cm^{-2}$のアンモニアカラム密度が見つかりました。$4.7\times10^{-9}$から$1.5\times10^{-7}$までのH$_{2}$に関する部分アンモニア存在量。結果は、赤外線暗雲(IRDC)で見られる結果に匹敵します。速度論的分析は、私たちのサンプルの噴火星のほとんどがかなり静止した(音速または遷音速)ホスト環境に存在することを示唆しています。NH$_3$観測とSPIREダストベースのH$_2$カラム密度マップの分析により、サンプル内の7つのソースに高密度の物質が存在することが確認されました。NH$_2$(2,2)検出に基づいて、追加のソースも高密度ガスを含んでいる可能性があり、最初に分類されたよりも早い段階を示している可能性があります。私たちの結果に基づいて、追加の分子系統を対象とした観測は、噴火星の進化的分類を改善するのに役立つことを示唆しています。
SPIRou Legacy Survey 近赤外スペクトル線の円偏光からの静かな M 矮星の回転周期: I. SPIRou APERO 解析
| Title |
The_SPIRou_Legacy_Survey_Rotation_period_of_quiet_M_dwarfs_from_circular_polarization_in_near-infrared_spectral_lines:_I._The_SPIRou_APERO_analysis |
| Authors |
P._Fouqu\'e,_E._Martioli,_J.-F._Donati,_L.T._Lehmann,_B._Zaire,_S._Bellotti,_E._Gaidos,_J._Morin,_C._Moutou,_P._Petit,_S.H.P._Alencar,_L._Arnold,_\'E._Artigau,_T.-Q._Cang,_A._Carmona,_N.J._Cook,_P._Cort\'es-Zuleta,_P.I._Cristofari,_X._Delfosse,_R._Doyon,_G._H\'ebrard,_L._Malo,_C._Reyl\'e,_and_C._Usher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03377 |
コンテクスト。恒星の自転周期は、質量、半径、有効温度とともに重要なパラメータです。恒星の活動は、恒星の自転周期における惑星の存在を模倣できるため、これはあらゆる視線速度モニタリングにとって不可欠なパラメーターです。それを測定するには、測光測定の長いシーケンスや恒星活動指標の時系列など、いくつかの方法が存在します。ねらい。ここでは、43の静かなM型矮星のサンプルに対して近赤外スペクトル線の円偏光を使用し、測定された自転周期を他の方法で得られたものと比較します。メソッド。CFHTでSPIRouで観測されたStokesV分光偏光シーケンスとAPEROパイプラインで処理されたデータから、星の実効温度に適した既知のランド\'e係数を持つ原子星線のさまざまなマスクを使用して、最小二乗デコンボリューションプロファイルを計算します。各星の50～200回の観測に沿った縦磁場の変化を調べるために、縦磁場を導き出します。星の自転周期を決定するために、ガウス過程回帰を適用して、進化する経度磁場を持つ星の自転周期を決定できるようにします。結果。サンプルの43個の星のうち、27個の星の自転周期を測定できました。8スターのローテーション期間は以前は不明でした。測光と活動指標に基づいて、文献に見られる周期と自転周期がよく一致することがわかり、磁気的に静かな星であっても、近赤外分光偏光測定が自転周期を測定するための重要なツールであることを確認しました。さらに、ジャイロクロノロジーを使用して、サンプルの20個の星の年齢を計算します。
Gaia視差オフセットとPeriod-Luminosity-Metallicity係数の同時導出
| Title |
Cepheid_metallicity_in_the_Leavitt_law_(C-MetaLL)_survey_--_III._Simultaneous_derivation_of_the_Gaia_parallax_offset_and_Period-Luminosity-Metallicity_coefficients |
| Authors |
R._Molinaro,_V._Ripepi,_M._Marconi,_M._Romaniello,_G._Catanzaro,_F._Cusano,_G._De_Somma,_I._Musella,_J._Storm,_E._Trentin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03455 |
古典的セファイド(DCEP)は、周期-光度($\rmPL$)、周期-光度-色($\rmPLC$)、および周期-ヴェーゼンハイト($\rmPW$)これらのオブジェクトを保持する関係。{\itGaia}ミッションの出現、特に初期データリリース3(EDR3)により、これらの関係を調整するための正確な視差が提供されました。{\itGaia}測定を十分に活用するには、{\itGaia}視差のゼロ点(ZP)を数$\rm\muas$の精度で決定する必要があります。{\itGaia}チームが提供する個々のZP補正は、ターゲットの天空における大きさと位置によって異なります。この論文では、Cepheid$\rmPL$および$\rmPW$関係に依存する陰解法を使用して、アンサンブル{\itGaia}視差ゼロ点を評価します。現在のDCEPサンプルの{\itGaia}視差を({\itGaia}チームの修正後)追加修正するために必要なオフセット値の推定推定値は、$\rm-22\pm4\,\muになります。$.この値は最新の文献値と一致しており、{\itGaia}チームによって提案された補正が視差を過剰に補正したことを確認しています。
大質量原始星の円盤の断片化: 2 つの 3 次元コードの比較
| Title |
Disk_fragmentation_around_a_massive_protostar:_a_comparison_of_two_three-dimensional_codes |
| Authors |
Rapha\"el_Mignon-Risse,_Andr\'e_Oliva,_Matthias_Gonz\'alez,_Rolf_Kuiper_and_Beno\^it_Commer\c{c}on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03486 |
(要約)ほとんどの大質量星は、複数のシステムに位置しています。恒星の多重度につながる可能性のあるメカニズムである円盤の断片化のモデリングは、並列3Dシミュレーションコードに依存しており、その一致はまだ評価されていません。デカルトAMRコードRAMSESを使用して、中心に凝縮された原始星系における円盤の断片化を、PLUTOを使用して球面座標のグリッドで実行されたOliva&Kuiper(2020)の研究と比較します。2つのRAMSES実行が考慮され、質的に異なる画像が得られます。無制限のシンク粒子の作成を許可すると、ガスのフラグメンテーションは複数の星系につながります。その多重度は、フラグメンテーションをトリガーするときのグリッドと、数値的に支援された合併によって影響を受けます。一方、独自の中央固定シンク粒子を使用すると、PLUTOで報告されたものと同様に、中央に凝縮されたシステムが形成されます。RAMSES-PLUTO比較は後者で実行されます。2つのコード間の一致は、最初の回転支持された円盤の形成、その上への降着衝撃の存在、最初の断片化フェーズに関して見られます。ガス状のフラグメントが形成され、その特性は2つのコード間で一致しています。小さな違いとして、フラグメントのダイナミクスにより、RAMSESではディスク構造がサブケプラーになりますが、PLUTOではケプラーであることが判明し、静止に達します。この不一致は、星の降着サブグリッドモデルが異なるため、RAMSESでは中央の星の質量が2倍少ないことに起因すると考えられます。集中的に凝縮されたシステムでは、多くの崩壊特性と断片化プロセスに関するRAMSESとPLUTOの間の一致は良好です。最も内側の領域で発生するフラグメンテーションと数値の選択(シンク粒子、グリッドの使用)は、類似しているが滑らかな初期条件が採用されている場合に重大な影響を与えます(コードの選択よりも重要です)。
| Title |
A_CCD_Search_for_Variable_Stars_in_the_Open_Cluster_NGC_6611 |
| Authors |
G._Michalska,_Z._Ko{\l}aczkowski,_R._Leiton,_O._Szewczyk,_K._Kinemuchi,_V.,_M._Kalari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03628 |
若い散開星団NGC6611の$UBVI_C$変動調査の結果を、1年間にわたる34晩の観測に基づいて提示します。全部で95個の変光星が見つかりました。これらの星のほとんどは、周期的および不規則な前主系列(PMS)星として分類されます。$JHK_S$2MASS測光と4色IRAC測光の分析により、165のクラスIIの若い恒星源が明らかになり、そのうち20は不規則変光星で、1つは食連星です。これらの分類は、$JHK$UKIDSS測光と$riH\alpha$VPHAS測光によって補完され、24の古典的なおうし座T星と30の弱線Tおうし座星の候補を特定するために使用されました。PMS変数に加えて、8つの$\delta$Scuti候補を発見しました。これらはいずれも以前は知られていませんでした。さらに、以前は2つが知られていましたが、17の食連星を検出しました。GaiaEDR3カタログによって提供される適切な運動に基づいて、91個の変光星のクラスターメンバーシップ確率を計算しました。61個の変数について、80%を超える確率が決定されたため、それらがクラスターメンバーになります。確率が20%未満の25変数のみが非メンバーと見なされました。
78個の銀河散開星団の測光連星、質量関数、構造パラメータ
| Title |
Photometric_binaries,_mass_functions,_and_structural_parameters_of_78_Galactic_open_clusters |
| Authors |
Giacomo_Cordoni,_Antonino_P._Milone,_Anna_F._Marino,_Enrico_Vesperini,_Emanuele_Dondoglio,_Maria_Vittoria_Legnardi,_Anjana_Mohandasan,_Marilia_Carlos,_Edoardo_P._Lagioia,_Sohee_Jang,_Tuila_Ziliotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03685 |
連星は、星団とその星集団の形成と進化を理解する上で重要な役割を果たします。GaiaDataRelease3を使用して、それぞれが2つの主系列(MS)星で構成される78個の銀河散開星団とそれらがホストする未解決の連星系を均一に分析します。最初に、コア半径や中心密度など、これらのクラスターの構造パラメーターを調査し、各クラスターの密度プロファイルを補間することにより、クラスター質量関数(MF)と総質量を決定しました。質量比の大きな連星の割合と青色はぐれ星(BSS)の割合を測定し、最終的に連星の集団と主星団の主なパラメーターとの関連性を調査しました。{驚くべきことに、分析された78個の散開星団のMFは同様の傾向をたどり、1$M_{\odot}$の質量付近で傾きが変化する2つの単一べき乗則関数によってよく再現されることがわかりました。連星の割合は、$\sim$15\%から$\sim$60\%以上の範囲であり、ホストクラスターの質量および年齢との有意な相関関係はありません。さらに、連星の総割合とホストクラスターの中心密度との間に相関関係のヒントが検出されました。連星の割合をBSSの割合と比較したところ、中心密度が高いクラスターと低いクラスターは異なる傾向を示すことがわかりました。連星の割合は、主星の質量と質量比によって大きく変化しません。連星の半径方向の分布は、星団の年齢によって異なります。$\sim$800\,Myrよりも新しいクラスターのバイナリは、通常、2つのピークのヒントを伴うフラットな放射状分布を示します。対照的に、残りの星団の連星は、球状星団で観察されるものと同様に、単一の星よりも中心に集中しています。
拘束されたシステムと見なされる、非対称剛体のラグランジアンおよびハミルトニアンの定式化
| Title |
Lagrangian_and_Hamiltonian_formulations_of_asymmetric_rigid_body,_considered_as_a_constrained_system |
| Authors |
Alexei_A._Deriglazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.10741 |
剛体のダイナミクスについて説明し、運動学的制約を伴うラグランジュ作用を唯一の出発点として取り上げます。これに基づいて、回転自由度の運動方程式のいくつかの同等の形式が導き出され、議論されます。得られた定式化を使用して、可積分性のいくつかのケースを修正し、剛体の運動法則を定式化するときに常に考慮されるとは限らない多くの機能について説明します。
不可知論的ブラック ホール分光法: 数値相対論波形の準正規モードの内容と線形摂動理論の妥当性の限界
| Title |
Agnostic_black_hole_spectroscopy:_quasinormal_mode_content_of_numerical_relativity_waveforms_and_limits_of_validity_of_linear_perturbation_theory |
| Authors |
Vishal_Baibhav,_Mark_Ho-Yeuk_Cheung,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso,_Gregorio_Carullo,_Roberto_Cotesta,_Walter_Del_Pozzo,_Francisco_Duque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03050 |
ブラックホール分光法は、合体残骸の複雑な重力波周波数を測定し、ブラックホール摂動理論で線形次数で計算されたブラックホールの特性周波数との一致を定量化するプログラムです。このテストの「より弱い」(非不可知論的)バージョンでは、摂動理論で予測されるように、周波数が最終的なカーブラックホールの質量とスピンに依存すると仮定します。線形摂動理論は、レムナントが静止したカーブラックホールに十分に近い遅い時間にのみ、適切な近似になると予想されます。しかし、線形摂動理論で周波数を漸近値に固定して倍音を重ね合わせると、ピークでも波形の歪みを再現できるとされています。これはオーバーフィッティングですか、それとも倍音が信号に物理的に存在しますか?この質問に答えるために、複雑さが増しているおもちゃのモデル、線形摂動理論内で生成された波形、および不可知論的および非不可知論的な両方のリングダウンモデルを使用した完全な数値相対性波形を当てはめます。より高い倍音は非物理的であることがわかります。その役割は主に、初期データ効果、べき乗則テール、および(存在する場合)非線形性などの機能を「適合させる」ことです。次に、無毛テストの元の不可知論的な精神に数値波形を当てはめることにより、物理的な準正規モードを識別します。物理的に意味のあるリングダウンモデルには、より高い多極子、球面-回転楕円体モードの混合によって誘導される準正規モード周波数、および非線形準正規モードを含める必要があることがわかりました。元の分光法テストのこの「無限の信号対雑音比」バージョンでさえ、放射のピークのかなり後にのみ、優勢な多重極子の最初の倍音の説得力のある証拠があります。
宇宙論的に変化するキネティックミキシング
目に見えないセクターと目に見えるセクターをつなぐポータルは、暗い世界の最も自然な説明の1つです。ただし、ポータルを介した初期の暗黒物質の生成は、非常に厳しい後期の制約に直面しています。このような緊張を解決するために、我々は、超軽量CP-偶数スカラーの宇宙論的進化によって変化するスカラー制御の速度論的混合を構築します。これを実現し、一定の混合を排除するために、質量範囲$10^{-33}\text{eV}\lesssimm_0\ll\text{eV}$内の超軽量スカラーを重い二重荷電メッセンジャーと結合させ、$\mathbb{Z}_2$暗電荷共役下での対称性。さまざまな混合を介して、スカラーが原点からずれているときの早期凍結によって$\text{keV}-\text{MeV}$暗黒光子暗黒物質が生成され、スカラーは減衰振動を行い、動的混合を動的に設定します。また、スカラー光子結合が基礎となる物理学から出現し、宇宙史を変化させ、微細構造の定数変動と等価原理の違反に基づいて実験ターゲットを提供することもわかりました。スカラーの自然性を保護するために、最小モデルを$\mathbb{Z}_N$で保護されたモデルに埋め込むことにより、壊れたシフト対称性を個別に再確立します。$N\sim10$のとき、スカラーの質量量子補正は$10^{-33}\text{eV}$よりはるかに低く抑えることができます。さらに、2つの異なる方法を使用して、任意の次数に対する$\mathbb{Z}_N$不変Coleman-Weinbergポテンシャルを正確に計算します。最後に、他のさまざまなポータルを介して、ディラックガウジーノモデルと暗黒物質モデルにおけるさまざまな動的混合を調べます。
Interstellar Boundary Explorer からのデータを使用して、リボンとグローバルに分布するフラックスを分割するための統計的方法
| Title |
Statistical_methods_for_partitioning_ribbon_and_globally-distributed_flux_using_data_from_the_Interstellar_Boundary_Explorer |
| Authors |
Lauren_J._Beesley,_Dave_Osthus,_Kelly_R._Moran,_Madeline_A._Ausdemore,_Grant_David_Meadors,_Paul_H._Janzen,_Eric_J._Zirnstein,_Brian_P._Weaver,_Daniel_B._Reisenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03089 |
ASAのInterstellarBoundaryExplorer(IBEX)衛星は、エネルギー中性原子(ENA)に関するデータを収集し、太陽系と星間空間の間の太陽圏境界に関する洞察を提供します。これらのデータを使用して、科学者は、すべての方向で観測されたENA強度(多くの場合、フラックスで表される)のマップを作成できます。これらのマップで観測されたENAフラックスは、少なくとも2つの異なるソースから来ていると考えられています。1つは集中したENAフラックスのリボンとして現れるソースであり、もう1つは滑らかに変化するグローバルに分布するフラックスとして現れる1つのソース(または複数のソース)です。各ENAソースタイプとそれに対応するENA強度マップは、それぞれ科学的に興味深いものです。この論文では、全ENA強度マップを2つのソース固有のマップ(リボンとグローバルに分布するフラックス)に分離し、対応する不確実性を推定するための統計的手法を開発します。提案された方法の主な利点には、モデルの柔軟性の向上と推定の不確実性の伝播の改善が含まれます。現実的なデータ設定を模倣するように設計されたシミュレートされたデータで提案された方法を評価します。また、空のほぼ楕円形のリボンの中心を推定するための新しい方法も提案します。これは、将来、局所的な星間磁場の位置と変動を研究するために使用できます。
CMB の $\Delta N_{\rm eff}$ としての暗放射によるインフレトン結合の測定
| Title |
Measuring_inflaton_couplings_via_dark_radiation_as_$\Delta_N_{\rm_eff}$_in_CMB |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Zygmunt_Lalak,_Shiladitya_Porey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03268 |
$N_{eff}$に寄与する標準モデル(BSM)を超える自由ストリーミング相対論的粒子の生成を研究し、インフレーション分析の予測がどの程度変化するかを調べます。インフレトンの崩壊をこの暗放射の源と見なし、$\textit{Planck}$-2018の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データを使用してシナリオを制約し、結合とインフレトンの質量を含むパラメーター空間を特定します。SPT-3G、CMB-S4、$\text{CMB-Bh$\overline{a}$rat}$、PICO、CMB-HDなどのような次世代CMB実験の範囲内。粒子は、標準モデル(SM)相対論的粒子とともにインフレトンとの相互作用からのみ生成され、その場合、$N_{eff}$へのその寄与は、BSM粒子$に対するインフレトンの分岐分数$B_X$の単調増加関数ですX$;$\textit{Planck}$を$N_{eff}$に束縛すると、そのような$B_X\gtrsim0.09$は除外されます。$\textit{Planck}$+BICEPデータの2つの異なる分析と他の宇宙観測を考慮すると、$N_{eff}$は自由パラメーターとして扱われ、スカラースペクトルインデックス($n_s$)とテンソルの制約が緩和されます。対スカラー比($r$)。最初の分析は、データと一致するヒルトップのインフレなどのインフレモデルの予測につながります。2番目の分析では、BSM粒子$X$がコールマンワインバーグインフレまたはスタロビンスキーインフレのシナリオでインフレトン崩壊から生成される可能性を除外します。この目的のために、SMヒッグスがBSM粒子とともに生成されると仮定します。$X$がスカラー、フェルミオン、またはゲージボソンのいずれかである可能性を探り、インフレトンとの相互作用の可能性を検討し、許可されたパラメーター空間Planckの許容範囲と、将来のCMB観測の範囲内にあるものを見つけます。.
確率的重力波信号と相関ノイズを結合パラメーター推定で区別する: 地上設置検出器のフィッシャー解析
| Title |
Distinguishing_a_stochastic_gravitational-wave_signal_from_correlated_noise_with_joint_parameter_estimation:_Fisher_analysis_for_ground-based_detectors |
| Authors |
Yoshiaki_Himemoto,_Atsushi_Nishizawa,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03336 |
確率的重力波背景(SGWB)に対する検索感度は、相互相関検出器信号によって強化されます。ただし、最も深刻な懸念事項の1つは、検出器間で相関する環境ノイズです。シューマン共鳴として知られる地球上の全球電磁界は、機器の磁気結合を通じて相関ノイズを生成します。この論文では、相関磁気ノイズの解析モデルに基づくフィッシャー解析を使用して、相関磁気ノイズの存在下でのSGWBの検出可能性を調べます。SGWBとノイズパラメータの間に有意な縮退はなく、相関ノイズパラメータに対する過小評価の影響は、磁気結合の強さに関係なく重要ではないことがわかりました。また、相関ノイズパラメータの変動に対して予測結果がロバストであり、第2世代検出器の結合パラメータの現実的な範囲で最大$40\%$変動する可能性があることも確認しています。ただし、相関ノイズの存在を無視してSGWBパラメーターを推定すると、一般にパラメーター推定に偏りが生じますが、磁場への現実的な結合を備えた検出器にとっては重要ではありません。
$f(T)$ および $f(T,B)$ 重力における強結合問題への有効場理論アプローチ
| Title |
The_effective_field_theory_approach_to_strong_coupling_problem_in_$f(T)$_and_$f(T,B)$_gravity |
| Authors |
Yumin_Hu,_Yaqi_Zhao,_Xin_Ren,_Bo_Wang,_Emmanuel_N._Saridakis,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03545 |
スカラー摂動と、宇宙背景の周りの$f(T)$と$f(T,B)$重力の可能な強い結合の問題を調査し、有効場理論(EFT)アプローチを体系的な方法で適用します。修正されたテレパラレル重力の一般化されたEFTフレームワークを再検討し、両方の理論の線形摂動と2次摂動の両方を考慮してそれを適用します。$f(T)$重力の場合、線形摂動と二次摂動の両方に新しいスカラーモードが存在しないことがわかります。これは、強い結合の問題を示唆しています。ただし、3次ラグランジュと2次ラグランジュの比率に基づいて、強結合スケールの簡単な推定を提供します。この結果は、少なくとも一部のモードでは強結合の問題を回避できることを示しています。さらに、$f(T,B)$重力の場合、通常、エクストラスカラーモードは2次で消失しますが、高次では動的になります。これは、強い結合の問題が発生する可能性があることを意味しますが、強力な結合スケールは、それを回避する方法を提供する可能性があります。さらに、$f(R)$ケースを含む$f(T,B)$重力の特別なサブクラスがあることを示します。これらは、線形摂動レベルで余分な伝搬モードを持ち、強い結合からすぐに解放されます。結論として、最初は問題があるように見える摂動挙動は、関連するスケールが理論の適用可能性のカットオフスケール$M$と同等である限り、必然的に強い結合問題につながることはありません。
フレキシブル フェーズド アレイ シート: 技術経済分析
フェーズドアレイは、通信、センシング、イメージング、およびワイヤレス電力伝送の進歩を可能にしました。これらすべてのアプリケーションにおいて、大口径は高出力、高データレート、高解像度、および複雑な機能を可能にしますが、それに応じてコスト、質量、および物理的サイズが大きくなるため、とらえどころのないものです。フレキシブルフェーズドアレイ(FPA)は、このトレードオフを打破する可能性を示しています。それらの薄さと非常に低い質量により、FPAを折りたたんだり、丸めたり、または他の方法で小さなサイズに圧縮したりできるため、現在不可能な新しい輸送方式とまったく新しい用途が可能になります。FPAの多数の実験室プロトタイプが構築されていますが、大規模なFPA生産の経済性はまだ検討されていません。このホワイトペーパーでは、FPAアーキテクチャのモデルと、それを大規模に生産するためのコストモデルを示します。単位面積あたりのコストの見積もりは、3段階のアプローチによって制限されます。コストモデルは、FPA生産の「中間」見積もりを1平方メートルあたり89ドルと予測しています。空中質量密度と起動コストの見積もりについても説明します。このコストモデルは、FPAが効率的な価格で製造できることを示しており、極限状態での軽量性、携帯性、および耐久性を必要とする宇宙、通信、および車両用途向けの既存のソリューションを置き換えることができる可能性があります。
