シモンズ天文台: 大規模な B モードのパイプラインの比較と検証
| Title |
The_Simons_Observatory:_pipeline_comparison_and_validation_for_large-scale_B-modes |
| Authors |
K._Wolz,_S._Azzoni,_C._Hervias-Caimapo,_J._Errard,_N._Krachmalnicoff,_D._Alonso,_C._Baccigalupi,_A._Baleato_Lizancos,_M._L._Brown,_E._Calabrese,_J._Chluba,_J._Dunkley,_G._Fabbian,_N._Galitzki,_B._Jost,_M._Morshed,_F._Nati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04276 |
今後のシモンズ天文台の小口径望遠鏡は、$\sigma(r=0)\lesssim0.003$のレベルで原始テンソルとスカラー比$r$の制約を達成することを目的としており、偏光CMBの存在下で観察します。部分的な空域、宇宙分散、不均一な非ホワイトノイズ、および銀河の前景。最新の利用可能な機器の性能を考慮して$r$を制約できる3つの異なる分析パイプラインを提示し、シモンズに関連する多くの銀河の前景モデルと機器ノイズの要素を調査できる空のシミュレーションのセットでそれらの予測を比較します天文台。3つのパイプラインは、マップレベルとパワースペクトルレベルでパラメトリックおよびノンパラメトリックコンポーネント分離のさまざまな組み合わせを使用し、$B$モード精製を使用してCMB$B$モードパワースペクトルを推定します。それらは、シミュレートされた現実的な周波数マップの共通セットを分析し、テンソルとスカラーの比率$r$に関する制約を抽出する能力に関してテストおよび比較されます。それらのパフォーマンスは、このパラメーターのバイアスと統計的不確実性の観点から評価されます。ほとんどのシナリオで、3つの方法論は同様のパフォーマンスを達成します。それにもかかわらず、複雑なフォアグラウンド信号を使用したいくつかのシミュレーションは、これらのパイプラインのデフォルトバージョンで分析した場合、$r$に$>2\sigma$のバイアスをもたらし、フォアグラウンドの残差を無視するより洗練されたパイプラインコンポーネントの必要性を強調しています。パワースペクトルベースとマップベースの方法を使用して、$\sigmaという点で中程度のコストで、探索されたすべての前景モデルの統計的不確実性を下回る$r$のバイアスを完全に減らすことができる2つの拡張機能を示します。(r)$.
マルチフィールド超軽量アクシオン様暗黒物質のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_multi-field_ultralight_axion-like_dark_matter |
| Authors |
Noah_Glennon,_Nathan_Musoke,_Chanda_Prescod-Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04302 |
超軽量アクシオン様粒子(ALP)に対する制約が厳しくなるにつれて、超軽量ALPの複数の種を含むモデルへの関心が高まっています。もっともらしい質量の現在サポートされている範囲[arXiv:1307.1705]内の粒子を使用して、2つのALPモデルのシミュレーションを実行します。私たちが修正したコードUltraDark.jlは、異なる質量を持つ複数の種類の超軽量ALPを可能にするだけでなく、異なる自己相互作用とフィールド間相互作用も可能にします。これにより、自己相互作用とフィールド間相互作用を備えた2フィールドALPの最初の3次元シミュレーションを実行できます。私たちのシミュレーションは、複数の種と相互作用を持つことは、相互作用のない単一のフィールドと比較して、異なる現象学的効果をもたらすことを示しています。特に、ソリトンのダイナミクスを探ります。相互作用する複数種の超軽量暗黒物質は、単一種および/または相互作用しない超軽量ALPと比較して、異なる平衡密度プロファイルを持っています。以前の研究[arXiv:2011.09510]で見られるように、引力的相互作用は密度プロファイルを縮小する傾向があり、反発的相互作用は密度プロファイルを広げます。また、異なるアクシオン種で構成されるソリトン間の衝突も調査します。このような衝突では干渉パターンの欠如が観察され、結果として生じる密度はALPの相対質量とそれらの相互作用に依存します。
宇宙論における深層機械学習: 進化か革命か?
機械学習(ML)は根本的な発見を行い、宇宙論の未解決の問題に取り組むことができるでしょうか?宇宙の現在の内容の詳細な観測は、宇宙論定数ラムダおよびコールドダークマターモデルと一致しており、ハッブル定数と凝集係数の観測の間でいくつかの未解決の不一致(「緊張」)があります。これらの問題をさらに理解するために、何十億もの銀河の大規模な調査やその他のプローブには、新しい統計的アプローチが必要です。近年、ML、特に「ディープラーニング」の威力は、オブジェクトの分類、測光赤方偏移、異常検出、強化されたシミュレーション、および宇宙パラメータの推論で実証されています。より伝統的な「浅い学習」（つまり、前処理の特徴抽出を使用する）は、人間の知識をもたらすため、実際には非常に深いと主張されていますが、「深い学習」は、説明可能性ツールによって補完されない限り、ブラックボックスとして認識される可能性があります。.Cosmology向けのMLの「キラーアプリケーション」はまだ登場していません。今後のデータ集約型科学の課題に向けて次世代の科学者を訓練する新しい方法についても説明します。最後に、チャットボットChatGPTは、この記事のタイトルで提起された問題に対処するために挑戦されます。
サンデージ テストのスペクトログラフとスペクトロスコピスト
| Title |
Spectrographs_and_Spectroscopists_for_the_Sandage_Test |
| Authors |
S._Cristiani,_K._Boutsia,_G._Calderone,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_F._Fontanot,_A._Grazian,_F._Guarneri,_C._Martins,_L._Pasquini,_M._Porru,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04365 |
赤方偏移ドリフトは、ハッブル流に従う天体の赤方偏移の小さな動的変化です。その測定は、宇宙の膨張率のモデルに依存しない、リアルタイムの直接的なマッピングを提供します。これは、他の宇宙探査機とは根本的に異なります。(現在の)過去の光円錐をマッピングする代わりに、異なる過去の光円錐を直接比較します。重力、ジオメトリ、またはクラスタリングに関する仮定から独立しているため、Lambda-CDMパラダイムの柱を直接テストします。最近の理論的研究は、暗黒エネルギーの物理的特性の特徴付けを含む、他の宇宙論的プローブとのユニークな相乗効果を明らかにしました。Sandage(1962)による最初の提案の時点では、宇宙論的距離にある天体の赤方偏移の予想される変化は、合理的な観測時間と技術的能力を超えて非常に小さいように見えました。過去数十年間、スペクトログラフ(ESPRESSOなど)、望遠鏡の収集領域、および新しいデータセットと新しい機械学習ベースの選択によって可能になった宇宙ビーコンのサンプルの進歩により、状況が劇的に変化し、RedshiftDriftがもたらされました。手の届くところにグレイル。結果として、この測定は超大型望遠鏡(ELT)、特にその高解像度分光器ANDESの主力目的です。
大質量スピン 2 粒子の宇宙論的重力粒子生成
| Title |
Cosmological_gravitational_particle_production_of_massive_spin-2_particles |
| Authors |
Edward_W._Kolb,_Siyang_Ling,_Andrew_J._Long,_Rachel_A._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04390 |
宇宙重力粒子生成(CGPP)の現象は、インフレーションとホットビッグバン宇宙論への移行の期間中に発生すると予想されます。重力と直接結合するだけでも粒子が生成される可能性があるため、CGPPは暗黒物質の起源について自然な説明を提供します。この作業では、物質への2つの異なる結合を仮定して、大量のスピン2粒子の重力生成を研究します。ヘリシティ0モードを含むモード方程式の完全なシステムを評価し、それらを数値的に解くことにより、丘の上のポテンシャルの膨張から生じる大規模なスピン2粒子のスペクトルと存在量を計算します。CGPPは、インフレーション中の大規模なスピン2粒子暗黒物質の生成に実行可能なメカニズムを提供する可能性があると結論付け、スピン2粒子の質量と再加熱温度に関してパラメーター空間の好ましい領域を特定します。私たちの仕事の二次的成果として、そのような理論がゴーストまたは勾配不安定性を認める条件を特定し、それによってフリードマン・ロバートソン・ウォーカー（FRW）時空に束縛された樋口の一般化を導き出します。
銀河バイスペクトル多極子による宇宙論: 最適推定と BOSS データへの適用
| Title |
Cosmology_with_the_Galaxy_Bispectrum_Multipoles:_Optimal_Estimation_and_Application_to_BOSS_Data |
| Authors |
Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Giovanni_Cabass,_Takahiro_Nishimichi,_Marko_Simonovi\'c_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04414 |
四重極$(\ell=2)$モーメントと十六極子$(\ell=4)$モーメントを含む、フルシェイプの異方性バイスペクトルの自己無撞着な宇宙論的解析のフレームワークを提示します。これは、最尤処方を使用して導出されたデータから後者の量を抽出するための新しいウィンドウフリーアルゴリズムを備えています。さらに、バイスペクトル多極子の理論モデル(新しい自由パラメーターは導入されません)を導入し、巨大な累積ボリュームのPTチャレンジスイートを含む、いくつかの高忠実度のモックでパイプラインの両方の側面をテストします。これにより、測定とモデリングの両方で、系統誤差が統計的しきい値を大幅に下回っていることが確立されます。現実的な例として、BOSSDR12から大規模なバイスペクトル多重極を抽出し、パワースペクトルデータと組み合わせて分析します。バリオン密度のBBN事前分布と$n_s$の\textit{Planck}事前分布を備えた最小の$\Lambda$CDMモデルを仮定すると、残りの宇宙パラメータをクラスタリングデータから直接抽出できます。ウィンドウ処理されていない高次$(\ell>0)$大規模バイスペクトル多重極子を含めると、1次元宇宙論的パラメーターの事後分布が($5\%-10\%$レベルで)適度に改善されることがわかりますが、これらの多重極子は$\approx5\sigma$の4つのBOSSデータセグメントのうち3つだけで検出されました。パワースペクトルとバイスペクトル多重極、実空間パワースペクトル、および再構成後のBAOデータからの情報を組み合わせると、$H_0=68.2\pm0.8~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1が見つかります。}\mathrm{Mpc}^{-1}$,$\Omega_m=0.33\pm0.01$および$\sigma_8=0.736\pm0.033$(摂動的完全形状解析で見つかった最もタイトなもの)。成長パラメータ$S_8=0.77\pm0.04$の推定値は、弱いレンズ作用とCMBの結果の両方と一致しています。
ユークリッドの準備: XXVIII.弱いレンズ効果の角度パワー スペクトルのモデル化
| Title |
Euclid_preparation:_XXVIII._Modelling_of_the_weak_lensing_angular_power_spectrum |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_A._C._Deshpande,_T._Kitching,_A._Hall,_M._L._Brown,_N._Aghanim,_L._Amendola,_N._Auricchio,_M._Baldi,_R._Bender,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_G._P._Candini,_V._Capobianco,_C._Carbone,_V._F._Cardone,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C._A._J._Duncan,_X._Dupac,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_S._Galeotta,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_A._Hornstrup,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_M._Kilbinger,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_et_al._(141_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04507 |
この研究では、宇宙シアー角パワースペクトルをモデル化する際にどの高次効果をEuclidで考慮に入れる必要があるかを検討します。どの用語が懸念されているかを特定し、Euclidからの宇宙論的パラメーターの推論に対する個々のおよび累積的な影響を定量化します。解析式を使用してこれらの高次効果の値を計算し、フィッシャー行列形式を使用して宇宙パラメーター推定への影響を計算します。24の効果を確認し、次の可能性を説明する必要があることを発見しました:縮小せん断近似、倍率バイアス、ソースレンズクラスタリング、ソースオブスキュレーション、ローカルユニバース効果、およびフラットユニバースの仮定。これらを明示的に計算し、最大多極子$\ell=5000$を使用してそれらの宇宙パラメータバイアスを計算すると、倍率バイアス、ソースレンズクラスタリング、ソースオブスキュレーション、およびローカルユニバース項が個別に重要な($\,>0.25\sigma$)は、1つまたは複数のパラメーターにおける宇宙論的偏りであり、それに応じて説明する必要があります。合計すると、すべての効果で、$0.73\sigma$、$0.28の$\Omega_{\rmm}$、$\Omega_{\rmb}$、$h$、および$\sigma_{8}$のバイアスが見つかりました。フラット$\Lambda$CDMの場合、それぞれ\sigma$、$0.25\sigma$、および$-0.79\sigma$。$w_0w_a$CDMの場合、$\Omega_{\rmm}$、$\Omega_{\rmb}$、$h$、$n_{\rms}$、$\sigma_{8にバイアスが見られます。}$、$1.49\sigma$、$0.35\sigma$、$-1.36\sigma$、$1.31\sigma$、$-0.84\sigma$、$-0.35\sigma$の$w_a$。これは、赤方偏移とスケールの関数としての追加の縮退により、$\Lambda$CDMに比べて増加します。
ニュートリノを利用した初期のダーク エネルギー モデルは、$H_0$ の緊張を自然な方法で改善できるか?
| Title |
Can_neutrino-assisted_early_dark_energy_models_ameliorate_the_$H_0$_tension_in_a_natural_way? |
| Authors |
Diogo_H._F._de_Souza_and_Rogerio_Rosenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04644 |
ニュートリノ支援による初期暗黒エネルギー($\nu$EDE)のアイデアは、通常の初期暗黒エネルギー(EDE)モデルで必要とされる微調整の一部を削減する目的で導入されました。再結合エポック周辺のEDEフィールドの活性化は、ニュートリノが相対論的種から非相対論的種に遷移するときに発生する「ニュートリノキック」の結果として発生する可能性があります。残念ながら、関連するEDEパラメータの宇宙論的に興味深い値を提供するには、キックだけでは不十分です。
壊れたべき法則モデルを使用した銀河規模の強い重力レンズの質量再構成
| Title |
Mass_Reconstruction_of_Galaxy-scale_Strong_Gravitational_Lenses_Using_Broken_Power-law_Model |
| Authors |
Wei_Du,_Liping_Fu,_Yiping_Shu,_Ran_Li,_Zuhui_Fan,_Chenggang_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04651 |
強力な重力レンズ効果の模擬画像を使用して、銀河スケールレンズの質量再構成に関する壊れたべき法則(BPL)モデルのパフォーマンスを調査します。模擬的な強力なレンズ画像の作成、レンズ光の減算、レンズ画像の再構成など、エンドツーエンドのテストが実行されます。これらの分析に基づいて、レンズの質量と光源の光分布がどの程度正確に測定できるかを確実に評価できます。レンズ画像のみに基づいて、アインシュタイン半径($R_{\rmE}$)またはそれらの範囲内の平均収束のみが、無視できるバイアス(通常$<1\%$)と制御可能な不確実性で適切に決定できることに気付きました。.アインシュタイン半径から離れて、適切に設計された事前確率がBPLモデルに適用されない限り、動径および平均収束プロファイルはほとんど制約されません。厳密な事前確率を使用すると、BPLモデルは、いくつかのアインシュタイン半径(たとえば、平均収束プロファイルに対して$5\%$バイアス以下)の小さなバイアスでレンズ質量分布を回復することにより、特異べき乗則モデルより明らかに優れていることがわかります。$3~R_{\rmE}$以内)。ソースライトの再構成は、レンズライトの汚染とレンズ質量モデルの両方に敏感であり、レンズライトの汚染がない場合でも、剛性の事前確率を持つBPLモデルが最適に機能することがわかりました。射影効果を補正することにより、BPLモデルは開口と光度で重み付けされた視線速度分散を$\sim6\%$の精度で推定できることが示されています。これらの結果は、強力なレンズ関連の研究におけるBPLモデルの大きな可能性をさらに強調しています。
| Title |
Comment_on_"A_fractal_LTB_model_cannot_explain_Dark_Energy'' |
| Authors |
Leonardo_Cosmai,_Giuseppe_Fanizza,_Francesco_Sylos_Labini,_Luciano_Pietronero,_Luigi_Tedesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04679 |
[2]で提示された結果に対して[1]で提起された批判に回答します。特に、フラクタルモデルには[1]で主張されている問題がまったくないことを示します。後者は、見過ごされているアインシュタイン方程式の非線形挙動に対処することができます。
ブランス・ディッケ理論における真空の実行: $\sigma_8$ と $H_0$ の緊張の可能な治療法
Brans-Dicke(BD)の重力フレームワークの拡張は、2つの異なるシナリオを考慮することによって研究されます。バニラコンコーダンス$\Lambda$CDMモデル(平坦な3次元ジオメトリを備えた現在の宇宙論の標準モデル)のBDバージョン、およびii)「BD-RVM」、i)の一般化であり、真空エネルギー密度(VED)、$\rho_{\textrm{vac}}$は、ハッブル率の2乗で発展する移動量です:$\delta\rho_{\textrm{vac}}(H)\propto\nu\,m^2_{\textrm{Pl}}(H^2-H_0^2)$($|\nu|\ll1$)。この動的なシナリオは、曲がった時空における場の量子論(QFT)の最近の研究によって動機付けられ、実行中の真空モデル(RVM)につながります。各宇宙論モデルの背景と摂動方程式を解き、最新の豊富な宇宙論データ、つまり最新のSNIa+$H(z)$+BAO+LSS+CMB観測の編集に対してその性能をテストします。AICおよびDICの統計情報基準を使用して、それらが一致モデルよりも観測に適合するかどうかを判断します。2つのBD拡張は、3つの異なるデータセットを考慮してテストされます。AICおよびDICの基準によれば、BD拡張機能i)とii)はどちらも競争力がありますが、バニラモデルと比較すると、2つ目の拡張機能(BD-RVMシナリオ)が特に有利です。この事実は、現在の観測が、VEDと同様にニュートン結合$G_N$の穏やかな動的進化を支持していることを示している可能性があります。これは、これら2つの機能の組み合わせが$\sigma_8$と$H_0$の緊張の解決に有利である可能性があることを示唆する最近の研究と一致しています。この作業では、実行中の真空を使用したブランズディッケ理論が、2つの緊張を同時に緩和する可能性があることを示します。
| Title |
Debris_Disk_Color_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Bin_B._Ren,_Isabel_Rebollido,_\'Elodie_Choquet,_Wen-Han_Zhou,_Marshall_D._Perrin,_Glenn_Schneider,_Julien_Milli,_Schuyler_G._Wolff,_Christine_H._Chen,_John_H._Debes,_J._Brendan_Hagan,_Dean_C._Hines,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Laurent_Pueyo,_Aki_Roberge,_Eugene_Serabyn,_and_R\'emi_Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04273 |
破片円盤の多波長散乱光イメージングは、典型的なサイズや鉱物組成などのダストの特性を知らせる可能性があります。既存の研究では、さまざまなイメージング機器とフィルターにわたる個々のシステムの小さなセットを調査しており、ダストの特性を体系的に調査するための均一な比較研究が求められています。コロナグラフィーイメージング観測を後処理することにより、デブリディスク内のダスト粒子の表面輝度を取得し、ダストの多波長反射率を比較します。分解されたデブリディスクのサンプルについて、誕生リングの反射特性について体系的な分析を行います。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された2つのコロナグラフを使用して、A星からM星にホストされた23個のデブリディスクシステムの可視画像と近赤外線画像を縮小しました。mu$mまたは1.60$\mu$m.デブリディスクを適切に回復するために、STISには従来の参照差分イメージングを使用し、NICMOSにはフォワードモデリングによる非負行列因子分解を採用しました。固有の星の色効果を考慮に入れるために円盤信号を星信号で割ることにより、約90度の散乱角度でデブリの誕生リングの反射率を体系的に取得して比較しました。デブリの誕生リングは、通常、散乱角度が90度以下で青色を呈します。恒星の明るさが増すにつれて、色はよりニュートラルになる傾向があります。おそらくL字型のカラーアルベド分布は、散乱体プロパティのクラスタリングを示しています。観測された色の傾向は、ダスト粒子の予想される噴出サイズと相関しています。カラーアルベドクラスタリングは、これらの星系のダストの集団が異なることを示唆している可能性があります。現実的なダストの形態を備えたより詳細な放射伝達モデルは、破片システムの観測された色と色アルベド分布を説明するのに役立ちます。
ケック、ジェミニ、パロマーの 200 インチ可視測光による海王星のトロヤ群の赤と極赤
| Title |
Keck,_Gemini,_and_Palomar_200-inch_visible_photometry_of_red_and_very-red_Neptunian_Trojans |
| Authors |
B._T._Bolin,_C._Fremling,_A._Morbidelli,_K._S._Noll,_J._van_Roestel,_E._K._Deibert,_M._Delbo,_G._Gimeno,_J.-E._Heo,_C._M._Lisse,_T._Seccull,_H._Suh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04280 |
海王星と1:1の平均運動共鳴をもつ海王星横断天体である海王星トロヤ群(NT)は、一般に、元の海王星横断原始惑星系円盤から氷の巨星との共軌道共鳴へと外向きの移動中に捕獲されたと考えられています。したがって、NTの色分布は、ディスクに存在していた可能性のある色遷移ゾーンの位置に対する制約である可能性があります。この可能性のあるテストをサポートするために、18個のNTの$g$、$r$、および$i$バンドの観測値を取得しました。これは、既知の可視色を持つNTのサンプルを2倍以上にして31個のオブジェクトにしました。組み合わせたサンプルから、$g$-$i$色が$>$1.2magの$\approx$4個の天体が見つかり、通常定義されている非常に赤い(VR)カテゴリに分類されました。観測による選択効果を考慮に入れなくても、NT$g$-$i$の色分布は他のトランスネプチューン力学クラスとは統計的に異なることがわかります。木星のトロイの木馬とNTの光学的な色は、追加のVRNTで以前に主張されたものよりも似ていないことが示されています。NT間のVRオブジェクトの存在は、原始惑星系円盤の赤からVRへの色遷移ゾーンの位置が30-35auの内部にあったことを示唆している可能性があります。
ラブルパイル NEA (162173) リュウグウの微孔性と母体
| Title |
Microporosity_and_parent_body_of_the_rubble-pile_NEA_(162173)_Ryugu |
| Authors |
Wladimir_Neumann,_Matthias_Grott,_Mario_Trieloff,_Ralf_Jaumann,_Jens_Biele,_Maximilian_Hamm,_Ekkehard_K\"uhrt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04294 |
C型NEAの観測と炭素質コンドライト(CC)隕石の実験室での調査は、C型小惑星の空隙率が高いことの強力な証拠を提供します。瓦礫の山NEAリュウグウの表面でのin-situ測定から導き出された最大55%のボルダー微孔率値は、水が豊富なCCサンプルよりも大幅に高く、リュウグウの親体とリュウグウの親体の明確な進化経路を示している可能性があります。スペクトルの類似性にもかかわらず、炭素質コンドライト。本研究では、初期太陽系の微惑星の温度と空隙率の進化を計算して、リュウグウの高空隙率材料と互換性のある微小空隙率と、表面で観察されたボルダーの可能性のある埋没深度をもたらすパラメーターの範囲を制限します。温度と空隙率に強い影響を与える降着時間t0や半径Rなどの母体の重要な特性を変化させ、内部空隙率分布を測定されたボルダーの微小空隙率、水和、および材料の部分脱水と比較することにより、そのような物質を生成した可能性が高い物体に適した(R,t0)空間内のフィールド。私たちの計算では、母体のサイズはわずか数kmであり、Ca-Alに富む介在物の形成後、<~2-3Myr以内に初期の降着があったことを示しています。最適な体の段階的な最終的な空隙率プロファイルは、親体の材料から低密度および高密度の両方のボルダーが生成されたことを示しています。対照的に、炭酸塩形成データを当てはめることによって得られたCIおよびCMコンドライトの母体の特性は、CAI後の半径が約20～25km、降着時間が約3.75Myrであることを示しています。これらの結果は、リュウグウ（および潜在的に他のNEA）の母体としてのkmサイズの初期降着多孔質微惑星の集団と、水に富む炭素質コンドライトのより大きく後期降着の多孔質でない母体の集団を意味します。
KELT-1bの位相曲線における時間アルベド変動
高度に照射されたトランジット褐色矮星KELT-1bの昼側の輝度スペクトルは、現在の褐色矮星大気モデルでは説明が難しいことが示されています。スペクトルは、10年にわたる観測から測定され、青色可視(CHARacterisingExOPlanetSatellite、CHEOPS)、赤色可視(TransitingExoplanetSurveySatellite、TESS)、および近赤外線の宇宙からの高精度の二次食と位相曲線をカバーしています。（スピッツァー）、および地上からの近赤外線での二次食観測。まず、KELT-1bの昼側は、以前のスピッツァーによる近赤外位相曲線観測に基づく予想よりもTESS通過帯域で明るく観測され、最近、昼側はCHEOPS通過帯域で極端に暗いことが観測されました。TESSバンドとスピッツァーバンドの不一致を調整するためにいくつかの理論が提案されていますが、大きく重複するCHEOPSバンドとTESSバンドの違いを説明することはより困難であることが証明されています。ここでは、セクター17からのTESS測光をセクター57からの新しいTESS測光と一緒にモデル化し、KELT-1bの昼側の輝度スペクトルの不一致がKELT-1bのアルベドの時間的変動によって最もよく説明されることを示します。この変動性は、褐色矮星の昼側のケイ酸塩雲の範囲、つまり天候の変化による可能性が最も高いです。
| Title |
Correcting_Exoplanet_Transmission_Spectra_for_Stellar_Activity_with_an_Optimised_Retrieval_Framework |
| Authors |
Alexandra_Thompson,_Alfredo_Biagini,_Gianluca_Cracchiolo,_Antonino_Petralia,_Quentin_Changeat,_Arianna_Saba,_Giuseppe_Morello,_Giuseppina_Micela,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04574 |
黒点や白斑などの光球の不均一性の形での星の活動は、観測された透過スペクトルに色汚染効果を導入することにより、系外惑星観測に重大なノイズ源を提示する可能性があります。この汚染が特定され、修正されない場合、惑星大気の分析にかなりの偏りが生じる可能性があります。この作業では、透過スペクトルから惑星のパラメーターを正確に抽出するために、恒星モデルがどれほど物理的に現実的で複雑でなければならないかを判断することを目指しています。主星に関するどの単純化仮定が最初の順序で有効であるかを調べ、極端な恒星活動の場合にこれらの仮定が崩れるかどうかを調べます。これを行うために、単純化された恒星モデル(ASteRA)を使用してコンタミネーションが説明されるTauREx3を使用した恒星と惑星を組み合わせた検索の入力観測として、より複雑な恒星モデル(StARPA)を使用します。StARPAモデルをベンチマークとして使用し、シミュレートされた27のスポット汚染透過スペクトルの検索フレームワークを使用してASTeRAの使用を検証し、どの条件で最も有利に機能するかを判断します。星の活動が低～中程度の場合、ASteRAは優れた性能を発揮し、惑星のパラメータを高い精度で取得します。最も活動的な症例では、ASteRAが四肢の黒ずみの影響を無視しているため、いくらかの残留汚染が残っています。それにもかかわらず、ASteRAを使用すると、汚染を完全に無視するよりも大幅に改善されます。これにより、最大2桁も間違った惑星パラメーターが取得される可能性があります。
| Title |
Analysing_the_SEDs_of_protoplanetary_disks_with_machine_learning |
| Authors |
T._Kaeufer,_P._Woitke,_M._Min,_I._Kamp,_C._Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04629 |
要約。原始惑星系円盤の物理的特性を決定するためのスペクトルエネルギー分布(SED)の分析は、非常に縮退的であることが知られています。したがって、パラメーターの不確実性と縮退を取得するには、ベイジアン分析が必要です。ここでの課題は、1つの放射伝達モデルの計算に数分かかるため、計算速度です。よく知られている30の原始惑星系円盤に対してベイジアン解析を実行し、不確実性や縮退などの物理的な円盤特性を決定しました。計算コストの問題を回避するために、SED生成プロセスをエミュレートするニューラルネットワーク(NN)を作成しました。連続ディスクと不連続ディスクのSEDを予測する2つのNNをトレーニングおよびテストするために、2セットの放射伝達ディスクモデルを作成しました。次に、すべてのパラメーターの事後分布を決定するために、DIANAプロジェクトによって収集されたSEDデータを使用して、30の原始惑星系ディスクに対してベイジアン分析が実行されました。この分析を2回実行しました。(i)以前の研究で使用された古い距離と追加のパラメーター制約を使用して結果を比較し、(ii)更新された距離とパラメーターの自由な選択を使用して、均質で偏りのないモデルパラメーターを取得しました。SED分析から物理ディスクパラメータを決定する際の不確実性を評価し、最も強い縮退を検出して定量化しました。NNは、放射伝達コードによって得られる真のSEDと比較して、約5%の不確実性で1ミリ秒以内にSEDを予測できます。$\chi^2$フィッティングによって得られた以前の値とは大幅に異なるパラメーター値と不確実性を見つけます。連続円盤と不連続円盤の全体的な証拠を比較すると、30個の天体のうち26個が、2つの異なる放射状ゾーンを持つ円盤でよりよく記述されていることがわかります。また、任意のパラメーターの組み合わせについて、NNによって予測されたSEDを即座に返すインタラクティブなツールを作成しました。
系外衛星と内惑星系外惑星の生存経路
数千の確認された太陽系外惑星が最初に太陽系の月に類似した、またはそれ以上の衛星を抱えていたと考えられます。それらのいくつかは、現在までのダイナミックな進化の永劫にわたって生き残ったでしょうか?主星とそれが惑星に及ぼす潮汐トルクの影響が大きいため、そのような系の系外衛星にとって動的条件は過酷です。必要なパラメータが今日知られている数百の最も内側の太陽系外惑星の周りの系外衛星の安定性ニッチを調査し、これらの衛星の長期生存の条件を決定します。外衛星生存ニッチの一般的な下限と上限は、軌道間隔、周期、および質量に対して導き出されます。安定性ニッチに存在する外衛星の運命は、惑星の自転の初期相対速度と、恒星からの潮汐作用を圧倒して惑星を同期させる月の能力に依存します。潮汐散逸と永年軌道進化の最先端モデルは、推定された物理パラメータを使用して、既知の太陽系外惑星系の大規模なサンプルに適用されます。いくつかのもっともらしいシナリオでは、系外衛星が近くの太陽系外惑星がそれらの主星に渦巻くのを防ぎ、これらの惑星の寿命を延ばすことができることを示しています.これは、太陽系外衛星が親惑星の回転を同期させ、恒星からの潮汐作用を圧倒するときに達成されます。大質量の月は生き残る可能性が高く、ホスト惑星の高い自転速度を維持する可能性が高くなります(これらの惑星の平均運動よりも高い)。
Tianwen-1 の火星探査機の磁力計の飛行中の校正
| Title |
In-flight_Calibration_of_the_Magnetometer_on_the_Mars_Orbiter_of_Tianwen-1 |
| Authors |
Zhuxuan_Zou,_Yuming_Wang,_Tielong_Zhang,_Guoqiang_Wang,_Sudong_Xiao,_Zonghao_Pan,_Zhoubin_Zhang,_Wei_Yan,_Yang_Du,_Yutian_Chi,_Long_Cheng,_Zhiyong_Wu,_Xinjun_Hao,_Yiren_Li,_Kai_Liu,_Manming_Chen,_Zhenpeng_Su,_Chenglong_Shen,_Mengjiao_Xu,_and_Jingnan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04671 |
マーズオービター磁力計(MOMAG)は、Tianwen-1のオービターに搭載された7つの科学ペイロードの1つです。ほとんどの衛星とは異なり、Tianwen-1のオービターは磁気洗浄されておらず、磁力計のセンサーが配置されているブームの長さも十分ではありません。これらは、磁場データ処理に多くの課題をもたらします。この論文では、Tianwen-1/MOMAGの飛行中のキャリブレーションプロセスを紹介します。宇宙船によって生成された動的フィールドおよびゆっくりと変化するオフセットを含む、宇宙船からの磁気干渉は、順番に消去されます。次に、較正された磁場データは、火星大気および揮発性進化(MAVEN)からのデータと比較されます。太陽風のいくつかの物理的構造は2つのデータセット間で一貫しており、太陽風の磁場強度の分布は非常に似ていることがわかりました。これらの結果は、MOMAGの飛行中のキャリブレーションが成功し、MOMAGが科学研究に信頼できるデータを提供することを示唆しています。
2022年の金星の雲の不連続
| Title |
The_Venus'_Cloud_Discontinuity_in_2022 |
| Authors |
J._Peralta,_A._Cidad\~ao,_L._Morrone,_C._Foster,_M._Bullock,_E._F._Young,_I._Garate-Lopez,_A._S\'anchez-Lavega,_T._Horinouchi,_T._Imamura,_E._Kardasis,_A._Yamazaki_and_S._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04689 |
2016年にJAXAのあかつきミッションによって最初に特定された不連続性/中断は、金星のより深い雲(地表から47～56km)で数十年にわたって伝播することが観察された反復波であり、雲の上部($\sim$70km)は、それが雲の上部で消散し、波平均流相互作用を通じて金星の不可解な大気スーパーローテーションの維持に寄与していることを示唆しています。2021年12月から2022年7月まで、「あかつき」ミッションと連携して実施された地上観測キャンペーンを利用して、雲の不連続性をこれまでで最も長く途切れることなく監視し、その主要な部分の先駆的な長期特性を取得することを目指しました。プロパティとその繰り返しと寿命をより適切に制限します。昼側の上層雲、中層雲、夜側の下層雲は、アカツキ/UVI、アマチュア観測者、NASAのIRTF/SpeXによってそれぞれ取得された適切なフィルターを使用した画像で調査されました。何百もの画像が検査され、不連続性イベントの兆候を探し、その寸法、向き、回転周期などの重要な特性を測定しました。中層雲の不連続を109日間途切れることなく追跡することに成功しました。不連続性は、2016年と2020年の測定値とほぼ同じ特性を示し、方向は$91^{\circ}\pm8^{\circ}$、長さ/幅は$4100\pm800$/$500\pm100$km、$5.11\pm0.09$日のローテーション期間。2022年6月13～14日の紫外線画像は、帯状風が遅いためにこの波の臨界レベルが高度変化した結果、$\sim$21時間の間に雲の頂上に不連続性が現れた可能性があることを示唆しています。
クラス 0/I 原始星系円盤における衝突ダストの成長の再検討: 掃引により、数 $10 M_\oplus$ のダストを 0.1 Myr
で kg の小石に変換できます。
| Title |
Revisiting_collisional_dust_growth_in_Class_0/I_protostellar_disks:_Sweep-up_can_convert_a_few_$10_M_\oplus$_of_dust_into_kg_pebbles_in_0.1_Myr |
| Authors |
Wenrui_Xu_and_Philip_J._Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04711 |
最近の観測では、惑星形成の最初の段階は、星と円盤がまだ落下エンベロープに埋め込まれているときに、若い星の進化のクラス0/Iフェーズで発生する可能性が高いことを示唆しています。この研究では、粒子凝集計算を実行して、クラス0/Iディスクでの惑星形成の最初の段階であるダスト粒子の衝突成長を調査します。はるかに小さな粒子との高速衝突(「スイープアップ」)による粒子質量のゆっくりとした増加により、$\sim50M_\oplus$の粒子が破砕障壁をはるかに超えて$\sim$kgの小石に成長することがわかります。クラス0/I(0.1Myr)の終わりまでに。スイープアップの線形成長と飽和を分析して結果を定量的に理解し、スイープアップの結果がディスクパラメーターと粒子凝固モデルの詳細に敏感かどうかをテストします。スイープアップの小石の集団は、ガスとの結合が少なく（フラグメンテーションバリアの下の主要な集団と比較して）、惑星の形成にとって重要である可能性があり、したがって、塵の塊形成の既知のメカニズム（微惑星形成を開始する）にとってより好ましい）。また、惑星質量収支の観測的推定に基づいて、すべての惑星コアを形成するのに十分な質量も含まれています。私たちの調査結果は、クラス0/Iディスクでの粒子の成長と微惑星形成の将来の研究の動機となり、このスイープアップ集団のその後の進化も含まれます。
TOI-3884b の詳細な考察: 恒星黒点交差を伴う M4 矮星をトランジットするスーパーネプチューン
| Title |
An_In-Depth_Look_at_TOI-3884b:_a_Super-Neptune_Transiting_a_M4_Dwarf_with_Persistent_Star_Spot_Crossings |
| Authors |
Jessica_E._Libby-Roberts,_Maria_Schutte,_Leslie_Hebb,_Shubham_Kanodia,_Caleb_Canas,_Gudmundur_Stefansson,_Andrea_S.J._Lin,_Suvrath_Mahadevan,_Winter_Parts_(They/Them),_Luke_Powers,_John_Wisniewski,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Mark_E._Everett,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Henry_A._Kobulnicky,_Adam_F._Kowalski,_Alexander_Larsen,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Brock_A._Parker,_Lawrence_W._Ramsey,_Paul_Robertson,_Christian_Schwab,_Tera_N._Swaby,_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04757 |
最近検証されたTOI-3884システム、超海王星をトランジットするM4矮小星の詳細な分析を行います。3.5mアパッチポイント天文台で得られた高精度の光度曲線とハビタブルゾーンプラネットファインダー(HPF)での視線速度観測を使用して、32.6$^{+7.3}_{-7.4}$M$_の惑星質量を導き出します。{\oplus}$と半径6.4$\pm$0.2R$_{\oplus}$.侵入直後に発生し、すべてのトランジットのトランジットの半分にまたがる明確な星のスポット交差イベントを検出します。このスポット機能は、時間の経過とともに振幅と持続時間がわずかに変化する波長依存性であると判断しました。最適な星点モデルは、TOI-3884bが巨大な極点を横切る($\lambda$=75$\pm$10$^\circ$)軌道のずれを持っていることを示しています。このシステムは、ずれているスーパーネプチューンと活動中のM型矮星のスポット進化の両方の性質を研究するためのまれな機会を提供します.
ESPRESSO IIIを搭載したホットネプチューンWASP-166 b：ブルーシフトした暫定的な水信号が雲の存在を抑制
| Title |
The_hot_Neptune_WASP-166_b_with_ESPRESSO_III:_A_blue-shifted_tentative_water_signal_constrains_the_presence_of_clouds |
| Authors |
M._Lafarga,_M._Brogi,_S._Gandhi,_H._M._Cegla,_J._V._Seidel,_L._Doyle,_R._Allart,_N._Buchschacher,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Sosnowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04794 |
高解像度分光法を使用すると、系外惑星の大気を研究し、主に高温の巨大惑星における化学組成、温度プロファイル、雲や風の存在について知ることができます。最先端の機器は、これらの研究をより小さな太陽系外惑星に向けて推し進めています。特に興味深いのは、「海王星の砂漠」にある少数の惑星であり、ホストの周りの軌道に近い海王星サイズの惑星はありません。ここでは、そのような惑星の1つである肥大化した超海王星WASP-166bにおける水の存在を評価します。この惑星は、5.4日の短い軌道でF9型星を周回します。軌道に近いにもかかわらず、WASP-166bは大気を保持しており、砂漠での太陽系外惑星の大気研究のベンチマークターゲットとなっています。ESPRESSOで可視域で観測された2つのトランジットを分析します。主成分分析により、地球のテルル吸収からスペクトルを消去します。これは、太陽系外惑星の水を探すために重要です。相互相関と尤度のマッピングを使用して、水の存在量と雲層の高度の限界を同時に推定します。これは、水の存在量が少ない、または雲が高いことを示しています。惑星の静止座標系から約5kms-1にブルーシフトした水の信号を暫定的に検出します。モデルスペクトルの注入と検索は、太陽組成、雲のない大気が高い重要度で検出されることを示しています。これは、ESPRESSOの機能とVLTの収集力により、目に見える場所でのみ可能です。この作業は、JWSTで観測される海王星の砂漠の惑星WASP-166bに関するさらなる洞察を提供します。
暗黒物質直接検出信号に対する大マゼラン雲の影響
| Title |
The_impact_of_the_Large_Magellanic_Cloud_on_dark_matter_direct_detection_signals |
| Authors |
Adam_Smith-Orlik,_Nima_Ronaghi,_Nassim_Bozorgnia,_Marius_Cautun,_Azadeh_Fattahi,_Gurtina_Besla,_Carlos_S._Frenk,_Nicol\'as_Garavito-Camargo,_Facundo_A._G\'omez,_Robert_J._J._Grand,_Federico_Marinacci,_Annika_H._G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04281 |
大マゼラン雲(LMC)が太陽近傍の暗黒物質(DM)分布に及ぼす影響を研究し、LMCのようなシステムを持つ天の川(MW)類似体のぎょしゃ座磁気流体力学シミュレーションを利用します。シミュレーションで、MWの周りのLMCの軌道中のさまざまな時点でのローカルDM速度分布を抽出します。MW-LMCシステムの以前の理想化されたシミュレーションで見つかったように、LMCアナログに由来する太陽近傍のDM粒子が、ローカルDM速度分布の高速テールを支配していることがわかります。さらに、太陽領域のMWのネイティブDM粒子は、LMCの動きへの応答の結果として、より高速にブーストされます。DMが標的核または電子と相互作用することを考慮して、近い将来のキセノン、ゲルマニウム、およびシリコンの直接検出実験で予想される信号をシミュレートします。LMCの存在により、予想される直接検出除外限界が、より小さな断面積とDM質量に向かってかなりシフトし、その効果は低質量DMでより顕著になることがわかりました。したがって、私たちの研究は、完全に宇宙論的なMW類似体であっても、LMCの局所DM分布への影響が重要であることを初めて示しています。
HeII$\lambda$4686 線放射を伴う MaNGA 星形成銀河の隠れた活動核の解明
| Title |
Unveiling_hidden_active_nuclei_in_MaNGA_star-forming_galaxies_with_HeII$\lambda$4686_line_emission |
| Authors |
Giulia_Tozzi,_Roberto_Maiolino,_Giovanni_Cresci,_Joanna_M._Piotrowska,_Francesco_Belfiore,_Mirko_Curti,_Filippo_Mannucci,_Alessandro_Marconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04282 |
星雲HeII$\lambda$4686\AA~line放射は、通常、標準のBPT分類では見逃される、活発に星を形成する(SF)銀河に存在する活動銀河核(AGN)を明らかにするのに役立ちます。ここでは、HeII診断を採用して、APOサーベイ(MaNGADR15)の近くの銀河のマッピングのデータリリース15から初めて空間的に分解されたデータを使用して、ローカルユニバースに隠れているAGNを特定します。HeIIとBPT診断の結果を組み合わせることで、全体で459のAGNホスト候補(MaNGADR15では$\sim$10%)を選択し、そのうち27はHeIIダイアグラムのみによってAGNとして識別されます。HeIIのみのAGN集団は、大規模な(M$_*\gtrsim10^{10}$M$_{\odot}$)SF主系列銀河によってホストされており、平均して、BPTが選択したAGNよりも光度が低くなっています。HeIIラインのかすかさを考えると、MaNGAのHeII感度限界による不完全性の影響を説明する国勢調査を再検討します。したがって、BPTのみの国勢調査（9％）と比較して、MaNGAのAGNの全体的な増加分（11％）が得られ、$10^{10}$M$_{\odotよりも質量の大きい銀河ではさらに14％に増加します}$;興味深いことに、SF主系列では増加は約2倍です。SF銀河のかなりの数のAGNは、流体力学的シミュレーションの結果と一貫して、クエンチングシナリオに関する重要な意味と一致して、重要な共進化星形成とブラックホール降着を示しています。.JWSTと新しい地上施設で前例のない高い赤方偏移を調査する観点から、新しい輝線診断を通じて標準のBPT分類を再検討することは、高度なSF環境でAGNを発見するための基本です。
低 z 大質量銀河団における初期型銀河の後期成長
| Title |
Late_growth_of_early-type_galaxies_in_low-z_massive_clusters |
| Authors |
A._L._B._Ribeiro,_R._S._Nascimento,_D._F._Morell,_P._A._A._Lopes,_C._C._Dantas,_M._H._S._Fonseca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04287 |
$z<0.1$で$M_{200}\geq10^{14}~M_\odot$を持つ48個の低z規則銀河団に位置する936個の初期型銀河(ETG)のサンプルを調べます。クラスターの投影位相空間(PPS)における星の質量と軌跡の関数として、ETGの濃度指数、半径、および色勾配の変化を調べます。ホストクラスターへの落下からの時間に応じて、ETGの成長に対する環境の影響を理解することを目指しています。私たちの分析は、濃度指数$C$と$M_{\ast}\approx2\times10^{11}~M_\odot\equiv\tilde{M}_{\付近の色勾配の挙動に大きな変化があることを示しています。ast}$.$\tilde{M}_{\ast}$よりも質量が小さいオブジェクトは、PPSのすべての領域で、負のほぼ一定の色勾配を持つ$M_{\ast}$で$C$のわずかな成長を示します。$\tilde{M}_{\ast}$よりも大きなオブジェクトは、$M_{\ast}$で$C$がわずかに減少し、色のグラデーションが負ではなくなりゼロに近づきます。また、すべてのPPS領域で$\tilde{M}_{\ast}$よりも大きな天体は、特定の$R_{50}$に対して$R_{90}$が小さいこともわかりました。これらのオブジェクトまたはおそらく潮のストリッピングによる収縮.最後に、PPSのさまざまな領域にある銀河のさまざまな暗黒物質の割合を推定し、古代の衛星が最大の割合$f_{DM}\approx$65%を持っています。これらの結果は、クラスターETGが長く留まるほど環境の影響を受け、それらが存在する重力の可能性が深くなるというシナリオに有利に働きます。古代の衛星とBCG。
JADES: 超深度 JWST/NIRSpec 分光法による $z\sim5.5-9.5$ での星間媒体条件の調査
| Title |
JADES:_Probing_interstellar_medium_conditions_at_$z\sim5.5-9.5$_with_ultra-deep_JWST/NIRSpec_spectroscopy |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Aayush_Saxena,_Andrew_J._Bunker,_Francesco_D'Eugenio,_Stefano_Carniani,_Roberto_Maiolino,_Emma_Curtis-Lake,_Pierre_Ferruit,_Peter_Jakobsen,_Santiago_Arribas,_Nina_Bonaventura,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Tobias_J._Looser,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Renske_Smit,_Hannah_\"Ubler,_Chris_Willott,_Joris_Witstok,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Benjamin_D._Johnson,_Kevin_Hainline,_Marcia_Rieke,_Brant_E._Robertson,_Daniel_P._Stark,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Rachana_Bhatawdekar,_Rebecca_Bowler,_Kristan_Boyett,_Chiara_Circosta,_Jakob_M._Helton,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Zhiyuan_Ji,_Erica_Nelson,_Eleonora_Parlanti,_Lester_Sandles,_Jan_Scholtz,_Fengwu_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04298 |
$-17.0<M_{1500}<-20.4$の$z\sim5.5-9.5$からの26個のライマンブレーク銀河のサンプルから得られた輝線比を、JADESからの超深度JWST/NIRSpecMSA分光法から測定して提示します。H$\alpha$、H$\beta$、[OII]$\lambda\lambda$3726,3729、[NeIII]$\lambda$3869、[OIII]$\lambda$4959、[OIII]$\lambda$5007、[OI]$\lambda$6300、[NII]$\lambda$6583、および[SII]$\lambda\lambda$6716,6731の個々の$z>5.5$スペクトル。これらの$z\sim5.5-9.5$銀河が示す輝線比は、典型的なz~0-3銀河と比較して、線比空間の明確に異なる領域を占めており、代わりに、赤方偏移がより低い極端な集団とより一致していることがわかります。銀河。これは、[OIII]/[OII]比によって最もよく示され、星間物質(ISM)の電離をトレースします。ここでは、サンプルの半分以上が[OIII]/[OII]>10であることが観察されます。私たちの高い信号対雑音スペクトルは、[OII]/H$\beta$や[OIII]/[OII]などのライン比で1桁以上の散乱を示しており、サンプル内のISM条件の有意な多様性を示しています。.個々の銀河、またはすべてのG395M/F290LPスペクトルのスタックのいずれにおいても、サンプルで[NII]の説得力のある検出は見つかりません。私たちのサンプルで観測された輝線比は、非常に高い電離パラメータ(log$U\sim-1.5$)を持ち、金属量の範囲が$\sim0.1\timesZ_\odot$から$\sim0.3\timesZ_\odot$は、急速な星形成の期間を経て、強い放射線場を駆動する低金属量のシステムを調査していることを示唆しています。これらの結果は、個々の銀河の特性を制約し、銀河集団内の多様性を調査する上での深い観測の価値を強調しています。
z ~ 6.4 のクエーサー ホスト銀河の星間物質の包括的なビュー
| Title |
A_comprehensive_view_of_the_interstellar_medium_in_a_quasar_host_galaxy_at_z~6.4 |
| Authors |
Roberto_Decarli,_Antonio_Pensabene,_Tanio_Diaz-Santos,_Carl_Ferkinhoff,_Michael_A._Strauss,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Eduardo_Banados,_Frank_Bertoldi,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Dominik_A._Riechers,_Hans-Walter_Rix,_Ran_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04312 |
星間物質の物理的条件(密度、温度、電離状態、金属量など)を特徴づけることは、銀河の形成と進化を理解する上で重要です。ここでは、z~6.4、つまり宇宙が840Myr歳だったときのクエーサーのホスト銀河の星間物質の複数行の研究を提示します。この銀河は、暗黒時代から出現した最も活発で大質量の天体の1つであり、大質量銀河の初期形成モデルのベンチマークとなります。AtacamaLargeMillimeterArrayを使用して、電離ガス、中性ガス、および分子ガスのトレーサーの集合、つまり微細構造線[OIII]88$\mu$m、[NII]122$\mu$m、[CII]158$\mu$m、および[CI]370$\mu$mおよびCO(7-6)、CO(15-14)、CO(16-15)、およびCO(19-18);OH163.1$\mu$mと163.4$\mu$m;およびH$_2$O3(0,3)-2(1,2)、3(3,1)-4(0,4)、3(3,1)-3(2,2)、4(0,4)-3(1,3)、4(3,2)-4(2,3)。ターゲット分子遷移の半分と同様に、すべてのターゲット微細構造線が検出されます。関連する線の光度、基礎となる連続体放出からのダスト温度の制約、および星間物質の光イオン化モデルからの予測を組み合わせることにより、イオン化相が全ガス質量収支の約3分の1を占め、その原因であることがわかります。[CII]総排出量の半分。HII領域に典型的な高密度(n~180cm$^{-3}$)が特徴です。光電離放射線のスペクトルエネルギー分布は、B型星から放出されるスペクトルエネルギー分布に匹敵します。星の形成は、分子媒体の励起を駆動するようにも見えます。密な分子相では流出に関連するショックのわずかな証拠が見つかりましたが、他の気相では見つかりませんでした。この研究は、宇宙の黎明期の銀河における星形成媒体の特性を明らかにする際のマルチライン調査の力を示しています。
$\beta$ Pictoris 移動グループのトレースバック時代における体系化への取り組み
| Title |
Addressing_Systematics_in_the_Traceback_Age_of_the_$\beta$_Pictoris_Moving_Group |
| Authors |
Dominic_Couture,_Jonathan_Gagn\'e_and_Ren\'e_Doyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04348 |
$\beta$ピクトリス移動群($\beta$PMG)のトレースバック年齢の計算に対する系統誤差のいくつかの原因の影響を特徴付けます。修正されていない重力赤方偏移と対流青方偏移は、絶対視線速度測定値を$\sim$0.6kms${}^{-1}$偏らせ、誤って$\sim$2Myrだけ若いトレースバック年齢につながることがわかりました。視差、固有運動、動径速度測定値のランダム誤差は、トレースバックの年齢に$\sim$1.5Myrの追加バイアスをもたらします。$\beta$PMGの76人のメンバーと候補の完全な入力サンプルにおける運動学的異常値と未解決の複数のシステムによる天文および運動学的データの汚染も、誤ってトレースバック年齢を${\sim}$3Myr低下させます。ガイアデータリリース3(DR3)データプロダクトおよびその他の運動学的調査を使用して、$\beta$PMGの慎重に吟味された25人のメンバーのコアサンプルに、新しい数値トレースバック分析ツールを適用します。私たちの方法は、20.4$\pm$2.5Myrの修正された年齢をもたらし、運動学的年齢(11$-$19Myr)と、等時線やリチウム枯渇境界(20$-$26Myr)などの他の年代測定方法との間のギャップを埋めます。$\beta$PMGの空間範囲を経時的に追跡できるいくつかの関連サイズの指標を調査し、太陽中心の曲線座標$\xi^{\prime}$に沿って(つまり、銀河の中心に向かって)分散を最小化することを決定します。$\xi^{\prime}$軸の経時変化。
機械学習は、星の考古学データで最初の星の多様性を検出します
| Title |
Machine_learning_detects_multiplicity_of_the_first_stars_in_stellar_archaeology_data |
| Authors |
Tilman_Hartwig,_Miho_N._Ishigaki,_Chiaki_Kobayashi,_Nozomu_Tominaga,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04366 |
最初の星の性質を明らかにする上で、主な天文学的手がかりは、私たちの天の川銀河で極度に金属が少ない(EMP)星として観察される、第2世代の星の元素組成です。しかし、銀河形成の初期段階を理解するために重要な多重度については、観測上の制約はありませんでした。サポートベクターマシンを使用して、観測されたEMP星を単一濃縮星または複数濃縮星に分類する新しいデータ駆動型の方法を開発します。また、観測されたEMP星の多くを説明できる混合フォールバックを伴うコア崩壊型超新星の独自の元素合成収量も使用します。私たちの方法は、分析された462個のEMP星のうち$31.8\%\pm2.3\%$が単一濃縮星として分類されることを初めて予測します。これは、EMP星の大部分が多重濃縮されている可能性が高いことを意味し、最初の星が小さな星団で生まれたことを示唆しています。金属量が少ない星は、単一の超新星によって濃縮される可能性が高く、そのほとんどは炭素増強が高い.また、Fe、Mg.CaおよびCは、この分類で最も有益な元素です。さらに、酸素は観測可能性が低いにもかかわらず、非常に有益です。私たちのデータ主導の方法は、銀河考古学調査の複雑なデータセットから最初の星の謎を解くことに新たな光を当てます。
近くの初期型銀河における最近の合体の残骸とその分類
| Title |
Remnants_of_recent_mergers_in_nearby_early-type_galaxies_and_their_classification |
| Authors |
Gourab_Giri,_Sudhanshu_Barway,_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04471 |
公開されているSDSSStripe82深層画像($\mu_r\sim28.5$magarcsec$^{-2}$)から、ローカル宇宙にある202個の初期型銀河のサンプルで、最近の銀河の近接相互作用と合体の痕跡を検索します。銀河の滑らかで対称的な光分布を取り除く2つの異なる方法を使用して、これらの初期型銀河の拡散光に埋め込まれた11の異なるタイプの合体の残骸を特定し、特徴付けます。合体残骸の形態が、さまざまな種類の小合体と大合体からどのように生じるかを議論し、最近の大合体(27%)と小合体(57%)の証拠を用いて、局所宇宙における初期型銀河の割合を推定します。推定される合併割合は、以前のいくつかの調査よりも高くなっています。残骸の中で、初期型銀河に関連する主要な合体破片(54%)は殻であり、大規模な合体と小規模な合体の両方の結果であり、大規模な合体の特徴が顕著であることがわかりました(殻母銀河の24%)。合体に関連する最も珍しい構造は、恒星分布の箱型の等光線と、銀河の核の近くに存在する円盤の破片です。これらの微細構造の分類スキームを開発し、それらの可能性のある起源の歴史を推測するために使用することができます。分類は主に合体した銀河の質量比に基づいています。この研究は、数値シミュレーションからの予測と組み合わせると、局所宇宙の初期型銀河のほとんど(すべてではないにしても)が(マイナーな)合体活動の結果として継続的に進化していることを示しています。
大マゼラン雲周辺の恒星下部構造の三次元運動学
| Title |
The_3D_kinematics_of_stellar_substructures_in_the_periphery_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Camila_Navarrete,_David_S._Aguado,_Vasily_Belokurov,_Denis_Erkal,_Alis_Deason,_Lara_Cullinane_and_Julio_Carballo-Bello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04579 |
ガイアの固有運動と専用の分光追跡に基づいて、大マゼラン雲(LMC)の北、東、南の周辺にある27個のミラのような星の3D運動学を報告します。LMC周辺の既知の部分構造を追跡するために選択された、40を超えるMiraのような候補について低解像度スペクトルが取得されました。すべての星の動径速度と星のパラメーターが導出されました。ガイアデータリリース3のアストロメトリーとフォトメトリーを使用して、外れ値を破棄し、利用可能な光度曲線を持つ星の周期を導き出し、それらのフォトメトリック化学タイプを決定しました。LMCの参照フレーム内の星の3D運動は、ほとんどの星が、すべての方向で、LMCディスク集団の一部であることと一致する速度を持ち、半径方向と垂直方向の平衡から外れていることを明らかにしました。N体シミュレーションのスイートを使用して、ターゲットの位相空間分布を考慮して、雲間の最も可能性の高い過去の相互作用履歴を制約しました。小マゼラン雲(SMC)がLMCの周りに3つのペリセントリックパスを持っていたモデルの実現は、観測に最もよく似ています。これらのモデル実現の相互作用の歴史には、最近のSMCペリセントリック通過($\sim$320Myr前)があり、その前に$\sim$0.97GyrでLMCディスクのSMC交差があり、半径方向の交差距離はわずか$\sim$4.5です。kpc。以前のSMCの円盤横断は$\sim$1.78Gyr前に発生し、半径方向の横断距離は$\sim$10kpcとはるかに大きかった。
ライマンアルファ森林吸収層の解析モデリングによる銀河間媒質の温度密度関係の制約
| Title |
Constraining_the_Temperature-Density_Relation_of_the_Inter-Galactic_Medium_from_Analytically_Modeling_Lyman-alpha_Forest_Absorbers |
| Authors |
Li_Yang,_Zheng_Zheng,_T.-S._Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04628 |
銀河間媒質(IGM)の中性水素による吸収は、クエーサーのスペクトルにLy$\alpha$フォレストを生成します。Ly$\alpha$森林吸収層には、中性水素柱密度$N_{\rmHI}$とドップラー$b$パラメータの広い分布があります。$\sim10^{13}{\rmcm^{-2}}$を超える中性水素柱密度を持つ最も狭いLy$\alpha$吸収線(最低$b$の)は、熱広がりによって支配されます。IGMの熱状態を制限するために使用されます。ここで、$N_{\rmHI}を使用して$1.6<z<3.6$でIGMの温度密度関係$T=T_0(\rho/\bar{\rho})^{\gamma-1}$を制約します。$および$b$パラメーターは、24の高解像度および高信号対ノイズクエーサースペクトルから測定され、分析モデルを使用して$N_{\rmHI}$依存の低$b$カットオフをモデル化することにより、b$配布。各$N_{\rmHI}$ビンで、$b$カットオフは2つの方法を使用して推定されます。1つは累積$b$分布を計算するノンパラメトリック法で、もう1つは完全な$b$分布をフィッティングするパラメトリック法です。平均ガス密度$\bar{\rho}$でのIGM温度$T_0$は、$z\sim$2.7-2.9で$\sim1.5\times10^4$Kのピークを示すことがわかります。これよりも高い赤方偏移では、インデックス$\gamma$はほぼ一定のままで、より低い赤方偏移に向かって増加し始めます。両方のパラメーターの進化は、完全に異なるアプローチからの制約とよく一致しており、HeII再イオン化が$z\sim3$付近で完了することを示しています。
NIRSpec IFU からの 2 つの z$\simeq$6.8 クエーサーのブラック ホールとホスト銀河の特性
| Title |
Black_hole_and_host_galaxy_properties_of_two_z$\simeq$6.8_quasars_from_the_NIRSpec_IFU |
| Authors |
Madeline_A._Marshall,_Michele_Perna,_Chris_J._Willott,_Roberto_Maiolino,_Jan_Scholtz,_Hannah_\"Ubler,_Stefano_Carniani,_Santiago_Arribas,_Nora_L\"utzgendorf,_Andrew_J._Bunker,_Stephane_Charlot,_Pierre_Ferruit,_Peter_Jakobsen,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Torsten_B\"oker,_Alex_J._Cameron,_Giovanni_Cresci,_Emma_Curtis-Lake,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_and_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04795 |
JWSTNIRSpecを使用した積分フィールド分光法(IFS)は、これまで観測できなかった主要な静止フレームの光輝線をカバーする空間的に分解された赤外線分光機能を提供することにより、最初のクエーサーに関する理解を大幅に向上させます。ここでは、NIRSpecGalaxyAssemblyIFSGTOプログラムの一部として観測された最初の2つのz>6クエーサーの結果、z=6.82のDELSJ0411-0907とz=6.86のVDESJ0020-3653の結果を示します。これらの高zクエーサーのH$\beta$、[OIII]、およびH$\alpha$輝線を初めて観測することにより、正確なブラックホールの質量$M_{\rm{BH}}=1.7を測定しました。\times10^9$M$_\odot$および$2.6\times10^9$M$_\odot$、DELSJ0411-0907の$\lambda_{\rm{Edd}}=0.9$および0.4のエディントン比に対応VDESJ0020-3653とVDESJ0020-3653はそれぞれ、信頼できない可能性があるMgIIラインからの既存の推定値との重要な比較を提供します。クエーサーのブロードラインのモデルを使用してクエーサーホスト分解を実行し、基になるホスト銀河を測定します。また、ホスト銀河のそれぞれを取り囲む2つの輝線領域も発見しました。これらのホスト銀河は、これらのホストと合体している伴銀河である可能性があります。ホストとコンパニオンの星形成率、励起メカニズム、および動的質量を測定し、高zでの最初の信頼できる$M_{\rm{BH}}/M_{\rm{dyn}}$比を示します。DELSJ0411-0907とVDESJ0020-3653はどちらもローカルブラックホールとホストの質量関係の上にあり、ALMAによる$z\gtrsim6$クエーサーホスト銀河の既存の観測と一致しています。DELSJ0411-0907とVDESJ0020-3653の質量流出率は63と420M$_{\odot}$/yrで、両方のクエーサーから[OIII]とH$\beta$でイオン化された流出を検出しました。彼らのホスト星形成率は$<39.3$および$<205$M$_\odot$/yrです。この研究は、初期宇宙のクエーサーを観測するためのJWSTNIRSpecIFUの並外れた能力を強調しています。
孤立銀河の流体力学シミュレーションにおける境界条件とガス損失過程への影響
| Title |
Boundary_conditions_in_hydrodynamic_simulations_of_isolated_galaxies_and_their_impact_on_the_gas-loss_processes |
| Authors |
Anderson_Caproni_(1),_Gustavo_A._Lanfranchi_(1),_Am\^ancio_C._S._Fria\c{c}a_(2),_Jennifer_F._Soares_(1)_((1)_NAT_-_Universidade_Cidade_de_S\~ao_Paulo,_(2)_IAG/USP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04825 |
三次元流体力学シミュレーションは、銀河の星形成の歴史との関係に加えて、孤立した銀河のガス成分の進化を研究するために一般的に使用されています。恒星風、超新星爆発、およびブラックホールフィードバックは、通常、銀河の流出を促進し、最初の銀河ガス貯留層を減少させるために呼び出されるメカニズムです。ただし、シミュレーションでは、シミュレートされたボリュームの制限を選択する必要があります。これは、たとえば、銀河のサイズと必要な数値分解能、およびそれを実行するための利用可能な計算能力に依存します。この研究では、局所銀河団の古典的な球状銀河のような小さなサイズの銀河(潮汐半径約1kpc)におけるガス成分の進化に対する境界条件の影響について議論します。銀河のダークマターハローの特徴的な半径の約10倍より小さいサイズの開いた境界は、約0.6Gyrの進化の後、この種のシミュレーションには不適切になることがわかりました。重力。また、数値フロンティアからのガスの降着を回避する2つの異なる境界条件(閉じた境界条件と選択的な境界条件)もテストしました。私たちの結果は、閉じた境界による逆ショックの数を最小限に抑えるため、後者の条件（フロンティアを開くまたは閉じるために速度しきい値基準を使用する）が好ましいことを示しています。計算の最前線を銀河自体から可能な限り遠ざける戦略は常に望ましいものですが、選択的な境界条件を使用したシミュレーションは、より低い計算コストで同様の結果につながる可能性があります。
有限立体角離散化を使用した一般相対論における放射磁気流体力学のための Athena++ コード フレームワークの拡張
| Title |
An_Extension_of_the_Athena++_Code_Framework_for_Radiation-Magnetohydrodynamics_in_General_Relativity_Using_a_Finite-Solid-Angle_Discretization |
| Authors |
Christopher_J._White,_Patrick_D._Mullen,_Yan-Fei_Jiang,_Shane_W._Davis,_James_M._Stone,_Viktoriya_Morozova,_Lizhong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04283 |
Athena++の一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)機能を拡張して、放射線を組み込みます。各有限体積セルの強度場は角度で離散化され、空間と角度の両方で明示的な輸送がゼロ測地線への重力の影響を適切に説明し、物質と放射が局所的に暗黙的な方法で結合されます。ここでは、一連のテストでその正確性を検証しながら、数値手順を詳細に説明します。特に、高降着率の薄いディスク領域でのブラックホールの降着に動機付けられて、この問題への方法の適用を示します。フラグシップコンピューティングクラスターでの優れたスケーリングにより、GPU対応のAthenaKコードへのアルゴリズムの移植により、以前は扱いにくかった多くの放射線GRMHDシステムのシミュレーションが可能になりました。
おとめ座クラスター内のICMの化学的濃縮I：放射状プロファイル
| Title |
Chemical_enrichment_of_the_ICM_within_the_Virgo_cluster_I:_radial_profiles |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_J._Sanders,_K._Dennerl,_A._Liu,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_D._Eckert,_H._Russell,_T._Tamura,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04286 |
{\itXMM-Newton}観測を使用して、おとめ座クラスターの元素存在量分布の詳細な分析を提示します。解析には、$\Deltav\sim150$km/sまでの不確かさで速度を測定できる新しいEPIC-pnエネルギースケールキャリブレーションを含めました。O、Ne、Mg、Si、Ar、S、Ca、Ni、およびFeの半径方向分布を調べます。最適なモデルは、距離$>80$~kpcで単一温度成分に近く、低温のガスほど金属が豊富であることがわかりました。寒冷前線の半径に対応する$\sim30$~kpcと$\sim90$~kpc付近で温度の不連続性が見られます。SNIaモデルとSNccモデルの線形結合を使用して、元素X/Fe比プロファイルをモデル化しました。クラスタリングの前に生成されたほとんどの金属が存在する状態で、初期のICM濃縮シナリオをサポートする全クラスター濃縮に対するSNIa比の平坦な放射状分布を発見しました。
カシオペア A の X 線シンクロトロン リムはエネルギーで狭くなっています
いくつかの若い超新星残骸は、局所磁場と相互作用する加速された電子による前方衝撃と一致するX線シンクロトロン放射の細いフィラメントを示します。これらのフィラメントの半径方向の明るさの変化を説明する2つの主要なモデルは、光子エネルギーの増加に伴うフィラメントの狭窄(または狭小化)の予測が異なります。この論文では、X線エネルギーでのカシオペアAのシンクロトロンフィラメントのそのような狭窄の観察と、この発見がその形成に関わるメカニズムの理解にどのように役立つかを報告します。3つのエネルギーバンドにおけるシンクロトロン放出の詳細で汚染されていない画像を取得するために、カシオペアAの1MsChandra観測で新しいブラインドソース分離法を使用しました。次に、前方衝撃と後方衝撃でいくつかのフィラメントのプロファイルを抽出して、それらの幅を推定および比較しました。カシオペアAの前方衝撃波と後方衝撃波の両方で、シンクロトロンフィラメントのエネルギーによる狭小化が実際にあることがわかりました。この狭小化のエネルギー依存性は、高エネルギーで強いように見えます。これは減衰効果を示しており、電波で確認されています。観察。
GRB 221009Aの電波からGeVへの残光
| Title |
The_Radio_to_GeV_Afterglow_of_GRB_221009A |
| Authors |
Tanmoy_Laskar,_Kate_D._Alexander,_Raffaella_Margutti,_Tarraneh_Eftekhari,_Ryan_Chornock,_Edo_Berger,_Yvette_Cendes,_Anne_Duerr,_Daniel_A._Perley,_Maria_Edvige_Ravasio,_Ryo_Yamazaki,_Eliot_H._Ayache,_Thomas_Barclay,_Rodolfo_Barniol_Duran,_Shivani_Bhandari,_Daniel_Brethauer,_Collin_T._Christy,_Deanne_L._Coppejans,_Paul_Duffell,_Wen-fai_Fong,_Andreja_Gomboc,_Cristiano_Guidorzi,_Jamie_A._Kennea,_Shiho_Kobayashi,_Andrew_Levan,_Andrei_P._Lobanov,_Brian_D._Metzger,_Eduardo_Ros,_Genevieve_Schroeder,_and_P._K._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04388 |
GRB221009A($z=0.151$)は、知られている最も近い長い$\gamma$線バースト(GRB)の1つです。すべての電磁波波長にわたるその極度の明るさは、このまだ神秘的なクラスのトランジェントのメンバーを精巧な詳細で研究する前例のない機会を提供します。電波から$\gamma$線までの光子エネルギーが15桁に及ぶ、この異常な事象の多波長観測結果を提示します。データは、低密度の風のような媒体と相互作用する高度にコリメートされた相対論的ジェットからの前方衝撃(FS)によって部分的に説明できることがわかりました。ビーム補正されたジェットの運動エネルギー($E_K\sim4\times10^{50}$erg)はGRB集団の典型ですが、その開口角($\sim2^{\circ}$)は最も狭いものの1つです。無線とミリのデータは、FSモデルに強い制限制約を与えますが、追加の放射コンポーネントの存在を必要とします。等分配の議論から、電波放出は、大きな運動エネルギーで相対論的に($\Gamma\gtrsim9$)移動する少量の質量($\lesssim6\times10^{-7}M_\odot$)によって生成される可能性が高いことがわかります。($\gtrsim10^{49}$エルグ)。ただし、この成分の時間的進化は、電子の単一べき乗則分布(たとえば、逆衝撃または2成分ジェット)からのシンクロトロン放射、または熱電子集団の処方箋に従わず、おそらく標準の1つを示唆しています。残光理論の仮定が破られています。GRB221009Aは今後何年も電波望遠鏡で検出できる可能性が高く、強力な相対論的ジェットのライフサイクル全体を追跡する貴重な機会を提供します。
高度に隠蔽された AGN における硬 X 線放射の拡張
| Title |
Extended_hard_X-ray_emission_in_highly_obscured_AGN |
| Authors |
Jingzhe_Ma,_Martin_Elvis,_G._Fabbiano,_Mislav_Balokovic,_W._Peter_Maksym,_and_Guido_Risaliti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04425 |
キロパーセクスケールハード($>$3keV)のX線連続体と蛍光FeK$\alpha$線放出が、近くのコンプトン厚(CT)活動銀河核(AGN)で最近発見されました。AGNトーラスモデリングを改善し、中心の超大質量ブラックホールがホスト銀河とどのように相互作用し、影響を与えるかを調査します。近くのCTAGNのパイロットチャンドラ調査に続いて、この論文では、均一に選択された5つの非CTであるが依然として非常に不明瞭なAGNのチャンドラ空間分析結果を提示し、過剰な放出カウント、過剰な割合を測定することによって拡張された硬X線放出を調査します。、および物理的なスケール。そのうちの3つは、ChandraPSFより$>$3$\sigma$高い位置で検出された3.0-7.0keVバンドの拡張放射を示し、総過剰分率は$\sim$8%-20%の範囲です。ハードエミッションの範囲は、少なくとも$\sim$250pcから半径1.1kpcの範囲です。これらの新しいソースをCTAGNと比較すると、CTAGNは非CTAGNよりもハードバンドで拡張されているように見えることがわかります。CTAGNと同様に、これらの隠されたAGNの総放出量に対する拡張された硬X線放出量は無視できません。文献にある他の拡張硬X線検出AGNとともに、拡張硬X線成分とAGNパラメータの間の潜在的な相関関係をさらに調査します。また、トーラスモデリングとAGNフィードバックへの影響についても説明します。X線バイナリ(XRB)から拡張放出への潜在的な寄与を考慮すると、サンプル全体に強いXRB汚染は見られません。
UHECR到着方向に関するAuger-TAワーキンググループからの2022年のレポート
| Title |
2022_report_from_the_Auger-TA_working_group_on_UHECR_arrival_directions |
| Authors |
A._di_Matteo,_L._Anchordoqui,_T._Bister,_R._de_Almeida,_O._Deligny,_L._Deval,_G._Farrar,_U._Giaccari,_G._Golup,_R._Higuchi,_J._Kim,_M._Kuznetsov,_I._Mari\c{s},_G._Rubtsov,_P._Tinyakov,_and_F._Urban_for_the_Pierre_Auger_and_Telescope_Array_collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04502 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)を地球から観測できる恐ろしいエネルギーまで加速する強力なエンジンは、60年以上経った今でも謎のままです。標準的な物理学を仮定すると、UHECRソースは局所宇宙(最大数百Mpc)内にあると予想されます。局所宇宙における物質の分布は異方性であり、この異方性がUHECRの到来方向の分布に刻印されると予想されます。介在する銀河間および銀河磁場が荷電UHECRを偏向させ、これらの異方性を歪める可能性がありますが、発生源の分布に関するある程度の情報は保持されます。この議事録の寄稿では、(a)最大スケールの異方性(調和双極子と四重極)、および(b)近くのスターバースト銀河のサンプルと2MRSとの相関について、ピエールオージェ天文台と望遠鏡アレイの共同検索の結果を提示します。~250~Mpc以内の星の質量を追跡するカタログ。この分析は、特に3年分の新しいTelescopeArrayデータの追加により、最新の利用可能なデータで以前の結果を更新します。主な発見は、$12.1\%_{-3.1\%}^{+4.5\%}$~of$E\geq38$~EeVby~Augerまたはwith~$Eで検出されたUHECRの到着方向間の相関です。\gtrsim49$~EeVby~TAと${15.1\text{deg}}_{-3.0\text{deg}}^{+4.6\text{deg}}$~angular上の近くのスターバースト銀河の位置$4.7\sigma$~試行後の有意性で、以前の研究で得られた$4.2\sigma$から上昇しました。
クエーサー NRAO 530 の事象の地平線望遠鏡画像
| Title |
The_Event_Horizon_Telescope_Image_of_the_Quasar_NRAO_530 |
| Authors |
Svetlana_Jorstad,_Maciek_Wielgus,_Rocco_Lico,_Sara_Issaoun,_Avery_E._Broderick,_Dominic_W._Pesce,_Jun_Liu,_Guang-Yao_Zhao,_Thomas_P._Krichbaum,_Lindy_Blackburn,_Chi-Kwan_Chan,_Michael_Janssen,_Venkatessh_Ramakrishnan,_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Juan_Carlos_Algaba,_Katherine_L._Bouman,_Ilje_Cho,_Antonio_Fuentes,_Jose_L._Gomez,_Mark_Gurwell,_Michael_D._Johnson,_Jae-Young_Kim,_Ru-Sen_Lu,_Ivan_Marti-Vidal,_Monika_Moscibrodzka,_Felix_M._Poetzl,_Efthalia_Traianou,_Ilse_van_Bemmel,_and_the_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04622 |
2017年4月5日から7日にかけて、イベントホライズンテレスコープ(EHT)を使用したクエーサーNRAO530の観測について報告します。このとき、NRAO530はいて座A*のEHT観測のキャリブレータとして使用されました。z=0.902で、これはこれまでEHTによって画像化された最も遠いオブジェクトです。全強度と直線偏光の両方で$\sim$20$\mu$asの前例のない角度分解能で、230GHzでソースの最初の画像を再構成します。ソースの変動性は検出されないため、データセット全体を静的な画像で表すことができます。画像は、ジェットの南端に位置する明るい特徴を明らかにしており、これをコアと関連付けています。この特徴は、$\sim$5-8%の分極分極を持つ直線分極であり、2つの成分からなるサブ構造を持っています。観測された輝度温度は、ジェットのエネルギー密度が磁場によって支配されていることを示唆しています。ジェットは、位置角PA$\sim-$28$^\circ$に沿って60$\mu$as以上伸びます。これには、ジェット内の磁場のらせん構造と一致する、ジェット軸に平行および垂直な、直交する分極方向(電気ベクトル位置角、EVPA)を持つ2つの機能が含まれます。最も外側の特徴は、ほぼ均一な磁場を示唆する、特に高度な直線分極を持っています。将来のEHT観測では、${\mu}$asスケールでジェット構造の変動性を調べ、同時に多波長モニタリングを行うことで、高エネルギー放出の起源についての洞察が得られるでしょう。
| Title |
Simulations_of_the_progenitors_of_black_hole-neutron_star_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Long_Jiang,_Wen-Cong_Chen,_Thomas_M._Tauris,_Bernhard_Muller_and_Xiang-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04812 |
ブラックホール(BH)+中性子星(NS)の合体に起因する可能性が最も高い重力波(GW)イベントの最近の発見により、BH+NS連星の存在が明らかになりました。BH+NS連星の形成と、孤立した連星進化によるそれらの合併率は、集団合成シミュレーションで広く調査されています。しかし、この個体群の形成に関する詳細な星の進化モデルは、文献にはありません。この作業では、1000kms^-1を超える落下速度で鉄心が崩壊するまで、自己無撞着に計算される30以上のBH+NS前駆システムの最初の完全な1Dモデルを実行します。BH-NSGW源の前駆体に焦点を当て、BHと安定した軌道を経験するゼロ年齢の主系列ヘリウム星からなる短い軌道周期(<1日)のポスト共通エンベロープ連星から始まるMESAコードを適用します。物質移動。これらのNS質量は、超新星爆発中の正確な質量カットに応じて、大幅に大きくなる可能性があります。これらのBH+NSシステムは、ハッブル時間内に合併してGWイベントを生成する可能性があります。システムCはGW200115のようなイベントの潜在的な前駆体であり、システムAとBはGW200105のようなイベントの潜在的な候補であり、X線連星SS433の最終的な運命を表している可能性があります。
TES ボロメータの FDM 読み出しのための帯域外共鳴のシミュレーションと測定
| Title |
Simulation_and_Measurement_of_Out-of-Band_Resonances_for_the_FDM_Readout_of_a_TES_Bolometer |
| Authors |
Amin_Aminaei,_Hiroki_Akamatsu,_Ad_Nieuwenhuizen,_Davide_Vaccaro,_Qian_Wang,_Damian_Audley,_Pourya_Khosropanah,_Alec_McCalden,_Dick_Boersma,_Marcel_Ridder,_Saad_Ilyas,_Jan_van_der_Kuur,_Gert_de_Lange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04297 |
宇宙論、赤外線天文学、CMB調査への応用により、周波数分割多重化(FDM)は遷移端センサー(TES)の実行可能な読み出しであることが証明されました。TESボロメータのFDM読み出しの帯域幅を制限する可能性のある帯域外共鳴（OBR）の発生を調査します。この研究には、極低温ハーネス、LCフィルター、超伝導量子干渉デバイス(SQUID)、および室温増幅器を含むセットアップ全体のSPICEモデリングが含まれます。シミュレーション結果は、長いハーネス(飛行モデル用)が複数の反射を引き起こし、スペクトルに繰り返しスパイクを生成する可能性があることを示しています。OBRのピークは、主にSQUIDの入力における寄生容量によるものです。SQUIDの入力にローパスRC回路(スナバ)を実装すると、OBRが減衰されます。その結果、最初のピークは20MHz付近にのみ現れます。これは、プロトタイプの読み出しで使用されている1MHz～3.8MHzFDMの安全なマージンです。スペクトルアナライザとブロードバンドLNAを使用して、ラボで最大500MHzのプロトタイプFDM読み出しのOBRも測定しました。測定は、50mKおよび4Kの温度で、DCSQUIDのさまざまなバイアスに対して行われました。OBRは50mKでより強く、SQUIDではなくハーネスインピーダンスのミスマッチが原因であることが判明しました。シミュレーションコードとサポート資料は、https://github.com/githubamin/LT-Spice-Simulation-of-FDM-readoutで入手できます。
| Title |
Practical_Guidance_for_Bayesian_Inference_in_Astronomy |
| Authors |
Gwendolyn_M._Eadie,_Joshua_S._Speagle,_Jessi_Cisewski-Kehe,_Daniel_Foreman-Mackey,_Daniela_Huppenkothen,_David_E._Jones,_Aaron_Springford,_Hyungsuk_Tak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04703 |
過去20年間で、天文学ではベイジアン推論が一般的になりました。同時に、ベイジアン推論のアルゴリズム、用語、表記法、および解釈の選択は、天文学のサブフィールドごとに異なるため、学習者とベイジアン統計に精通している人々の両方に混乱を招く可能性があります。さらに、選択は天文学と統計文献の間でも異なります。この論文では、私たちの目標は2つあります。(1)専門分野全体の用語と表記法を統合して明確にするリファレンスを提供すること、および(2)天文学におけるベイジアン推論の実用的なガイダンスを概説することです。天文学と統計学の両方の文献に焦点を当て、表記法、尤度と事前分布の仕様、事後分布を使用した推論、事後予測チェックなどのトピックを取り上げます。ベイジアンデータ分析の全分野を紹介することは、私たちの意図ではありません。むしろ、ベイジアンの「基本」をすでに理解し、専門知識を増やして知識を広げたいと考えている天文学者のために、一連の有用な実践を紹介します。.さらに、天体統計学と天体情報学の分野が成長し続けているため、この論文が役立つ参考資料として、また統計学と天体統計学の文献をより深く掘り下げるための出発点として役立つことを願っています。
SpectraPy: 分光データ削減のための Python ライブラリ
SpectraPyは、分光データ削減のためのAstropy関連パッケージです。スリットを介したスペクトログラフによって得られた天文スペクトルのデータ削減のためのアルゴリズムと方法を収集します。これは、既存のデータ処理ライブラリとスペクトル解析用のライブラリとの間のAstropyのギャップを埋めるために作成されました。SpectraPyは、Astropyの機能とSAOImageDS9の機能を組み合わせて、スペクトルのキャリブレーションと2D抽出のための一連のツールを提供します。生のフレームから開始し、機器の光学セットアップを記述した構成ファイルを使用して、波長が校正され、歪みによって補正された2Dスペクトルを自動的に見つけて抽出します。このライブラリは、スペクトログラフに依存しないように設計されており、ロングスリットとマルチオブジェクトのスペクトログラフデータの両方で使用できます。LBT-LUCIおよびLBT-MODSスペクトログラフ用のすぐに使用できる構成ファイルのセットが付属していますが、他のスルースリットスペクトログラフのデータ削減用に構成することもできます。将来的には、SpectraPyを拡張して、スリット通過分光器とファイバー給電分光器の両方で完全なデータ削減を実現する予定です。
SWAP フィルター: 広視野 EUV 太陽画像用の単純な方位角可変放射状フィルター
| Title |
The_SWAP_Filter:_A_Simple_Azimuthally-Varying_Radial_Filter_for_Wide-Field_EUV_Solar_Images |
| Authors |
Daniel_B._Seaton,_David_Berghmans,_Anik_De_Groof,_Elke_D'Huys,_Bogdan_Nicula,_Laurel_A._Rachmeler,_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04393 |
\textit{SWAPFilter}を提示します。これは、特に太陽コロナのEUV画像用に開発された、方位角によって変化する放射状正規化フィルターです。私たちの技術の起源、その実装、およびユーザーが構成可能な主要なパラメーターについて説明し、一連の例を通じてデータへの影響を強調します。特に信号対雑音比の低い中間コロナをターゲットとする広視野観測が新たに利用可能になり、今後数年間で成長すると予想されるデータ環境におけるフィルターの強みについて説明します。
AM CVn スター CR Boo の純正停止
CRBooは、矮新星タイプの爆発を示す最も明るく有名なAMCVn星の1つです。以前の研究では、水素が豊富なERUMa星またはWZSge星に相当するものから低振幅振動状態まで、この天体のさまざまな爆発モードが示されていました。私たちは、2022年に初めてこの天体の正真正銘の静止状態を特定し、CRBooはSUUMa/ERUMaタイプの分類に加えて、ZCam星のヘリウム類似体であると考えています。静止状態は約60日間続き、変動は通常0.2等以下で、減光で終わった。この停止は、スーパーアウトバーストが先行するものではなく、スーパーアウトバースト後の現象とは異なります。停止後の明るさはスーパーアウトバースト後の明るさと似ており、停止はディスク質量を効果的に降着させる際にスーパーアウトバーストのように作用したようです。AMCVn星に静止状態が存在することは、ヘリウム円盤または縮退二次星の理論に対する挑戦であり、そのような状態がどのように維持されるかを説明します。
非常に大規模な連星からの逆アルゴル星と水素に富むウォルフ・ライエ星
| Title |
Reverse_Algols_and_hydrogen-rich_Wolf-Rayet_stars_from_very_massive_binaries |
| Authors |
K._Sen_(1_and_2),_N._Langer_(1_and_3),_D._Pauli_(4),_G._Gr\"afener_(1),_A._Schootemeijer_(1),_H._Sana_(5),_T._Shenar_(6_and_5),_L._Mahy_(7)_and_C._Wang_(8)_((1)_Argelander-Institut_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Bonn,_Bonn,_Germany_(2)_Institute_of_Astronomy,_Faculty_of_Physics,_Astronomy_and_Informatics,_Nicolaus_Copernicus_University,_Torun,_Poland_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany_(4)_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Universit\"at_Potsdam,_Potsdam,_Germany_(5)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium_(6)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_Amsterdam,_The_Netherlands_(7)_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels,_Belgium_(8)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04491 |
大質量星のフィードバックは銀河の進化に影響を与え、最も大質量の星が最大の影響を与える可能性があります。大質量星の大部分は、近接連星系のメンバーとして生まれます。ここでは、大マゼラン雲(LMC)金属性を持つ非常に大規模な連星(30$\dots$90$M_{\odot}$)の詳細な進化モデルを調べます。バイナリ進化の従来の知識に反する4つの効果を特定します。これらはすべて、モデルのエディントン限界への近さに関連しています。システムの大部分は、コアの水素燃焼中に物質移動を受けることがわかりました。その後の核のタイムスケールの進化の間、多くの質量供与体はその仲間よりも大量のままであり(「逆アルゴル」)、核のタイムスケールの質量移動は中断されるか、完全になくなる可能性があります。さらに、光度対質量比が高いため、コア水素燃焼ドナーの多くは、単一の星では発生しない光度で、ウォルフ・ライエ型の風を発生させる可能性があります。LMC内の非常に大規模な逆Algol連星の観測上の対応物を特定し、観測された水素に富むWolf-Rayet星へのそれらの寄与について議論します。非常に大規模なアルゴル系を理解することは、観測可能な重力波源に進化する能力を含む、非常に大規模な連星の高度な進化を予測するための鍵であると主張します。
Teutsch 76: 遠赤外線研究
| Title |
Teutsch_76:_a_Deep_Near-Infrared_Study |
| Authors |
Saurabh_Sharma,_Lokesh_Dewangan,_Neelam_Panwar,_Harmeen_Kaur,_Devendra_K._Ojha,_Ramkesh_Yadav,_Aayushi_Verma,_Tapas_Baug,_Tirthendu_Sinha,_Rakesh_Pandey,_Arpan_Ghosh,_and_Tarak_Chand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04516 |
3.6mDevasthalOpticalTelescope(DOT)に搭載されたTANSPEC機器で撮影された遠赤外線(NIR)観測と、最近利用可能な高品質の固有運動を使用して、Teutsch76(T76)散開星団の詳細な分析を実行しました。{\itGaia}データリリース3からのデータと、Pan-STARRS1サーベイからの深測光データ。T76星団は、おそらく星形成過程のために、円形の形態で中央に密度が集中していることがわかった。T76星団の半径は45$^{\prime}{^\prime}$(1.24pc)であることが判明し、この半径内の28個の星が非常に可能性の高い星団メンバーとしてマークされました。クラスターは$5.7\pm1.0$kpcの距離にあり、年齢は$50\pm10$Myrであることがわかりました。質量範囲$\sim$0.75$<$M/M$_\odot$$<$5.8のクラスター領域の質量関数勾配($\Gamma$)は、$-1.3\pm0.2$と推定されます。\citet{1955ApJ...121..161S}によって与えられる値`-1.35'に似ています。クラスターは質量分離の兆候を示しておらず、現在動的緩和を受けています。
大質量星形成領域のNIRSpecスペクトルにおける星雲放出による汚染の定量化
| Title |
Quantifying_the_contamination_from_nebular_emission_in_NIRSpec_spectra_of_massive_star_forming_regions |
| Authors |
Ciaran_R._Rogers,_Guido_De_Marchi,_Giovanna_Giardino,_Bernhard_R._Brandl,_Pierre_Feruit,_Bruno_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04592 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外分光器(NIRSpec)には、マルチオブジェクト分光法を実行するための新しいマイクロシャッターアレイ(MSA)が含まれています。MSAは主に広い視野の銀河を対象としていますが、密集した領域での星形成の研究にも使用できます。密集した星形成領域は通常、輝線と連続体の両方で強い星雲放射を特徴とします。この作業では、星雲放出は星雲汚染と呼ばれます。星雲汚染は星からの光を覆い隠し、高品質のスペクトルを取得することをより困難にします。星雲汚染の量は、主に観測された「シーン」の輝度分布に依存します。ここでは、NIRSpecGTOプログラムの一部である大マゼラン雲の30ドラドゥスに焦点を当てます。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)と超大型望遠鏡(VLT)/SINFONIからの30ドラドゥスの分光測光法を使用して、30ドラドゥスの星雲放出の3Dモデルを作成しました。このモデルをNIRSpecInstrumentPerformanceSimulator(IPS)に供給することで、MSAの構成、空の角度、フィルターバンドなどのさまざまなパラメーターの関数として、星雲の放出がターゲットの星のスペクトルに与える影響を定量化できます。これらのシミュレーションの結果は、前主系列星の輝線から星雲汚染を差し引くと、典型的な誤差が$0.8\%$になり、$1\sigma$の広がりが$13\%$になることを示しています。私たちのシミュレーションの結果は、最終的に宇宙で得られたデータと比較され、大規模な星形成領域の将来のNIRSpec観測を最適化するために重要になります。結果は、最適なキャリブレーション戦略を適用し、星雲汚染によるキャリブレーションの不確実性を定量化するのにも役立ちます。
2 つの偏心食連星の最初の詳細な研究: TYC 5378-1590-1 と TYC 8378-252-1
| Title |
First_detailed_study_of_two_eccentric_eclipsing_binaries:_TYC_5378-1590-1_and_TYC_8378-252-1 |
| Authors |
P._Zasche,_D._S\"urgit,_A._Erdem,_C._A._Engelbrecht,_F._Marang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04595 |
目的:偏心食連星系の測光と分光法を組み合わせた分析は、構成星とその軌道のパラメーターの正確な値の導出を容易にし、それによって星の構造と進化の理論の厳密なテストを提供します。この論文では、TYC5378-1590-1とTYC8378-252-1という2つの偏心食連星系が初めて詳細に研究されています。方法:動径速度は、これら2つの系の軌道位相ドメインのほぼ全体をカバーする中解像度スペクトルに適用される相互相関法を使用して取得されました。TYC5378-1590-1の分析にはTESS測光を使用し、TYC8378-252-1の分析にはASAS-SN測光を使用しました。結果:これらのシステムの物理パラメーターの最初の正確な導出を取得しました。どちらのシステムも、周期がそれぞれ3.7323日と2.8776日で、適度に偏心した軌道(e=0.3と0.2)を示しています。アプシダル運動は非常に遅く、数世紀の持続時間があります。TYC5378-1590-1のアプシダル運動の2つのモデルを提示します。TYC8378-252-1の観察から導き出された内部構造定数は、理論的予測よりも約11%低くなります。この不一致の考えられる理由について説明します。私たちの分析は、両方のシステムのコンポーネントが主系列にあることを示しています。TYC5378-1590-1の構成要素は、ZAMSに近い比較的若い星(年齢6億年)であるのに対し、TYC8378-252-1の構成要素は、TAMSに近い比較的古い星(年齢4Gyr)です。TYC5378-1590-1の循環化のタイムスケールがその進化年齢の200倍であるという我々の発見は、理論と一致しています。しかし、TYC8378-252-1の進化年齢は循環年齢よりも約10倍長く、その軌道離心率は非常に高く(e=0.2)、環状化の現在の理論に異議を唱えています。
V907 Sco が再び食モードに切り替わる
さそり座V907はユニークなトリプルシステムであり、内側のバイナリコンポーネントは、現代の歴史の中で数回、食のオンとオフを切り替えたと報告されています。その特異性にもかかわらず、この星系に関する観測データは驚くほど少ない。ここでは、最近のTransitingExoplanetSurveySatellite観測と、独自の測光および分光データを利用して、データセット全体を拡張し、V907Scoシステムをより詳細に研究します。私たちの分析は、いくつかの基本的なパラメーターの新しい値と改善された値の両方を提供します。(ii)3番目の成分は質量1.06+/-0.11M_0(90%C.L.)の太陽型星で、離心率0.47+/-0.02、周期142.01+/-の細長い軌道で連星を周回しています。-0.05日。内連星の食がオンとオフに切り替わる断続的な時間間隔は、内軌道面と外軌道面の相互の26.2(+/-2.6)傾斜と、全体の約71度の有利な傾斜によって引き起こされます。システムの角運動量。節の歳差運動期間はPv=63.5+/-3.3yrです。インナーバイナリーは、さらに約26年間にわたって日食を続け、モデルのパラメーターを大幅に改善する機会を提供します。これは、軌道内傾斜角が90度近くまで増加する次の10年間に特に当てはまります。システムの軌道アーキテクチャとその物理パラメータの制約を改善するのに役立つ可能性があるため、さらなる分光観測も望まれます。
TANSPECを用いた9つの若い噴出変光星の分光
| Title |
Spectroscopy_of_9_eruptive_young_variables_using_TANSPEC |
| Authors |
Arpan_Ghosh,_Saurabh_Sharma,_Joe_P._Ninan,_Devendra_K._Ojha,_A._S._Gour,_Rakesh_Pandey,_Tirthendu_Sinha,_Aayushi_Verma,_Koshvendra_Singh,_Supriyo_Ghosh_and_Harmeen_Kaur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04645 |
最近では、3.6mDevasthalOpticalTelescope(DOT)に、0.55～2.5ミクロンのスペクトル範囲を提供する光学から近赤外分光器TANSPECが設置されました。TANSPECを使用して、9つのFUorとEXorのセットの単一エポックスペクトルを取得しました。ソースのラインプロファイルを分析し、これらのオブジェクトの以前に公開されたスペクトルと比較しました。ラインプロファイルの形状を既存の理論的予測と比較して、現在の円盤進化と現在の降着ダイナミクスの原因となる物理プロセスを解釈しようとしました。私たちの研究は、降着メカニズムの進化をよりよく理解するための時間進化分光研究の重要性を示しています。これは、一時的な降着挙動を示す若い星をより適切に分類するのに役立ちます。
非常に遅い新星 Cas 2021 (=V1405 Cas) のアウトバーストの最初の 660 日間の測光と分光による毎日のモニタリングのアトラス
| Title |
Atlas_of_photometric_and_spectroscopic_daily_monitoring_of_the_very_slow_Nova_Cas_2021_(=V1405_Cas)_during_the_first_660_days_of_its_outburst |
| Authors |
P._Valisa,_U._Munari,_S._Dallaporta,_A._Maitan,_and_A._Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04656 |
新星Cas2021は2021年3月18日に噴火し、53日後に測光最大値を通過したときに肉眼の明るさに達しました。発見から最初の660日間をカバーする、その進化の毎日の監視について説明します。合計で、BVRIバンドで同時に574の非常に正確な測光を実行し、110のエシェル高解像度スペクトルを取得しました。新星Cas2021のマルチバンド測光進化は詳細にマッピングされており、プロトタイプの非常に遅い新星HRDelおよびV723Casとの厳密な類似性が議論されています。3つの新星はすべて、複数の短期間の最大値を示しましたが、数か月間、明るいプラトーの周りに留まり、最終的には最終的な衰退と星雲の段階に至りました.すべての新星の減少は同じペースで進行したFlux(V)=(t-to)**alphawithalpha=-2.3第一次最大値の前に、NovaCas2021の輝線は細いVoigtプロファイルによって特徴付けられました。そしてその後、すべての線がはるかに広くなり、より広い台座に重ねられた幅広い中央構成要素によって特徴付けられました.この遷移は、ガンマ線放出が数日間検出されたのと同時に起こりました。7か月のプラトーに沿って、ラインプロファイルは、二次極大期の新星の明るさが絶え間なく変化することに対応して、すべての速度スケールで無謀な変動性を示しました。+230日目にプラトーを離れると、星雲線が現れ、電離度が急速に増加し、FeII/Balmer/HeIからHeII/Bowenを通り、[CaV]/[NeV]/[FeVII]に移動しました。約550日後、プロファイルは進化を停止し、アスペクトが凍結しました。後のエポックでは、すべての輝線のプロファイルは密集した城郭状になり、すべてのへこみは過去4か月にわたって1km/sの動径速度で安定していました。
プロミネンスにおけるレイリー・テイラー誘起磁気流体乱流のシミュレーション
| Title |
Simulating_Rayleigh-Taylor_induced_magnetohydrodynamic_turbulence_in_prominences |
| Authors |
Madhurjya_Changmai,_Jack_M._Jenkins,_J.-B._Durrive,_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04707 |
太陽プロミネンスは、太陽大気内で重力に逆らって浮遊する大規模な凝結を表します。レイリー・テイラー(RT)不安定性は、太陽コロナの中で寿命が長く、低温で高密度の構造内で、多くの空間的および時間的スケールでのダイナミクスの生成につながる重要な基本プロセスの1つであると提案されています。オープンソースのMPI-AMRVACコードを使用して、2.5Dの理想的な磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行し、プロミネンスとコロナの境界面で摂動するRT不安定性の非線形進化を調べました。私たちのシミュレーションは、サイズ30Mm$\times$30Mmの2D$(x,y)$ドメインで$\sim23$kmまでの解像度を達成します。マルチモードの線形摂動から非線形の完全な乱流状態に遷移する不安定性に従います。次の$\sim25$分の期間にわたって、$\sim0.858$秒のリズムでプロミネンスの統計分析を実行します。優勢なガイド$B_z$コンポーネントが主に垂直速度$V_y$コンポーネントでコヒーレント構造の形成を誘導することがわかり、観測と一致して、プロミネンス内の異方性乱流状態を示しています。速度、磁場、および温度フィールドの慣性範囲でべき乗則スケーリングが見つかります。間欠性の存在は、フィールドの変動の確率密度関数から明らかです。これは、ますます小さいスケールを考慮すると、ガウス性から逸脱します。正確に一致して、高次構造関数は、縦方向と横方向の間の異なるスケール特性と動作に加えて、マルチフラクタル性を定量化します。したがって、統計は以前の観察研究からの結論と一致したままであり、RTの不安定性を静止プロミネンス内に見られる乱流特性に直接関連付けることができます。
漸近的に安全な重力におけるブラック ホール
この章では、漸近的に安全な重力におけるブラックホールの最先端を概説します。漸近安全プログラムを簡単に要約した後、いわゆるくりこみ群の改善によって過去に構築された漸近安全に着想を得たブラックホールモデルの特徴を要約します。具体的には、球面対称と軸対称の両方の設定における静的構成、宇宙定数が果たす役割、および自然界で実現されるブラックホール構成を決定する際の崩壊ダイナミクスの影響について説明します。特に、量子重力がブッフダール限界と対応する条件をどのように変更して、超小型オブジェクトとプランクブラックホールを形成できるかを確認します。次に、最新の開発、特に漸近安全性のモデル構築をより厳密にし、あいまいさのないものにすることを目的とした開発について説明します。これらには、くりこみ群の改善の自己矛盾のない、座標に依存しないバージョンと、漸近安全性におけるモデル構築とくりこみ群の計算の間のギャップを埋めるための次のステップが含まれます。最後に、漸近安全性の内外で、第一原理計算または議論から得られた結果の選択に焦点を当てます。具体的には、マイクロステートカウンティングから漸近安全性のブラックホールエントロピーを決定する最新技術をレビューし、量子補正ニュートンポテンシャルの導出を進めます。重力経路にリンクされた量子重力理論において、特異構成の動的抑制によって積分特異点の解決がどのように達成されるかについて説明します。最後に、特定の紫外線による重力の完了とは無関係に、シュヴァルツシルトブラックホールの漸近的修正は、遠距離スケールでの最小作用の原理によって強く制約されることを示します。
私たちは、最も軽量で安定したミラー粒子であるミラー電子の熱凍結から生じるダークマターを含むミラーワールドを研究しています。暗黒物質の存在量は質量225GeVのミラー電子で達成され、ミラーの電弱スケールは$10^8$GeV付近に固定されます。この高度に予測可能なシナリオは、QCDおよびミラーQCDセクターへの結合を通じて2つのセクター間のポータルとして機能するアクシオンによって実現されます。アクシオンは、ミラーの強力なダイナミクスからの追加の寄与により、標準のQCDアクシオンよりも重くなっています。それでも、強いCPの問題は、QCDとミラーQCDポテンシャルの整列により、この「重い」アクシオンによって解決されます。ミラーエントロピーは、アクシオンポータルを介して標準モデルセクターに転送されます。これにより、ミラーグルーボール崩壊による暗放射の過剰生成が緩和されます。このミラーシナリオには、さまざまな信号があります。(1)35GeV付近の温度で発生する1次ミラーQCD相転移からの原始重力波、(2)ミラーQEDからの暗黒物質の自己相互作用による大規模構造への影響、(3)宇宙マイクロ波背景放射に影響を与える暗放射、および(4)まれなカオン崩壊$K^+\rightarrow(\pi^++\rm{axion})$。最初の2つの信号は、理論の基本的な自由パラメーターには依存しませんが、後者の2つは、単一の自由パラメーターであるアクシオン減衰定数に依存します。
例として中性子星内の核子からクォークへの相転移を取り上げることにより、周囲物質の状態方程式を計算するための熱力学的に一貫した方法を提示し、おなじみのマクスウェル構造とギブス構造の遷移の中間にある遷移を行うことができます。説明する。この方法は、2相間のあまり知られていない表面張力を微視的に扱うのではなく(たとえば、Wigner-Seitz近似によるコアパスタ相の計算の場合のように)、代わりにマクスウェルに特徴的なローカルおよびグローバルの電荷中性条件を組み合わせます。とギブス構造、それぞれ。全体的な電荷の中性は、レプトンを局所電荷中性に従うもの(マクスウェル)と大域電荷中性(ギブス)を維持するものに分割することによって達成されます。状態方程式は、総エネルギー密度の結果を最小化することから得られる平衡制約を使用して得られ、その結果は、中性子星の質量半径曲線、潮汐変形能、平衡音速および断熱音速、および非ラジアルgモード振動周波数を計算するために使用されます。いくつかの中間構造。0(ギブス)から無限大(マクスウェル)へのハドロンとクォークの界面張力を模倣するために導入された局所電子対全電子比gが、0～1、顕著な例外は、クォーク枝とハドロン枝の間にギャップが現れるg=1の特定のケースのgモード周波数です。
非線形電気力学における黒体放射の熱力学
バックグラウンド一様磁場における3つの優れた非線形電気力学、すなわち一般化されたBorn-Infeld、Euler-Heisenberg、および対数電気力学の熱力学的平衡特性を研究します。私たちのアプローチでは、電子静止質量以下の温度、つまり$k_{B}T<<m_{e}c^{2}$を考慮に入れます。この流れで、修正された黒体スペクトル分布と、この状況でのステファン・ボルツマンの法則を導き出します。ウィーンの変位の法則とレイリージーンズの公式についても考察します。次に、バックグラウンド磁場の強度と各電気力学モデルのパラメーターに依存する有効なステファン-ボルツマン定数の外観を示します。エネルギー、圧力、エントロピー、熱容量密度などの熱平衡における熱力学的量からの偏差は、ヘルムホルツの自由エネルギーから得られます。マグネターのような強力な磁場を持つ星系への影響の可能性が議論されています。
原始ブラック ホールの蒸発に関する制約の更新
検出可能な粒子種の生成につながるホーキング蒸発プロセスは、おそらく原始起源の軽いブラックホールの存在量を制限します。ここでは、陽電子がブラックホールの蒸発に由来する電子-陽電子対消滅によって生成される511keVのガンマ線ラインを含む、ソフトガンマ線観測からの制約を再考して修正します。まず、大マゼラン雲のINTEGRAL検出は、現在の観測で達成可能な最も強力な境界の1つを提供することを指摘します。また、GECCOなどの将来のMeVガンマ線望遠鏡は、そのような制約を大幅に強化します。次に、511keVでの等方性フラックスからの以前の制限に関する問題について説明し、最近の拡散銀河軟ガンマ線放出の測定値と等方性軟ガンマ線背景からの最新の堅牢な制約を提供します。
中性子星コア-地殻遷移密度と真空分極による $\sigma$-中間子質量との強い相関
| Title |
Strong_correlation_of_the_neutron_star_core-crust_transition_density_with_the_$\sigma$-meson_mass_via_vacuum_polarization |
| Authors |
Niu_Li,_Wei-Zhou_Jiang,_Jing_Ye,_Rong-Yao_Yang,_Si-Na_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04485 |
中性子星コア-地殻遷移密度$\rho_t$を、非線形相対論的Hartreeアプローチ(RHAn)の誘電関数に真空分極を含めて調べます。$\rho_{t}$とスカラーメソン質量$m_{\sigma}$の間の強い相関関係が、通常の認識とは対照的に、RHAnモデルにおける核の状態方程式の不確実性を著しく圧倒することがわかります。$\rho_{t}$は主にアイソベクトル核ポテンシャルと対称エネルギーに敏感です。したがって、将来の重力波測定による$\rho_{t}$の正確な抽出は、$m_{\sigma}$の長年の不確実性に強い制約を与えることができます。これは、真空特性をより適切に推測するために重要です。天体物理学的な含意として、$\rho_t$と$m_\sigma$の間の相関関係は、パルサーグリッチの大きな地殻慣性モーメントを再現することの難しさと、十分に制約された対称エネルギーとを調和させるのに非常に有利であることを示唆しています。
将来の重力波検出器による超大質量中性子星からの慣性モード推定の展望
| Title |
Prospects_for_the_inference_of_inertial_modes_from_hypermassive_neutron_stars_with_future_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Miquel_Miravet-Ten\'es,_Florencia_L._Castillo,_Roberto_De_Pietri,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04553 |
中性子星連星合体の最近の長期数値シミュレーションでは、このような合体で生成された長寿命の残骸が対流不安定性の影響を受ける可能性があることが示されています。それらは慣性モードの励起を引き起こし、合体後期の重力波信号におけるモードの痕跡の分析を通じて、中性子星の回転および熱特性の理解を改善する潜在的な方法を提供します。この論文では、数値的に生成された合併後の波形を、第2世代および将来の検出器の色付きガウスノイズに注入することにより、これらのモードの検出可能性を評価します。信号は、一連のサインガウスウェーブレットを使用した形態に依存しないアプローチによって信号を再構築するベイジアンデータ分析アルゴリズムであるBayesWaveを使用して復元されます。私たちの研究では、現在の干渉計(つまり、Handford-Livingston-Virgoネットワーク)は、合体が最大1Mpcの距離で発生した場合にのみ、慣性モードのピーク周波数を回復することが明らかになりました。アインシュタイン望遠鏡などの将来の検出器では、検出範囲が約10倍になります。
| Title |
Spontaneous_CP_violation_electroweak_baryogenesis_and_gravitational_wave_through_multi-step_phase_transitions |
| Authors |
Songtao_Liu,_Lei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04639 |
2ヒッグスダブレットモデルのシングレット擬似スカラー拡張では、相転移(PT)の2つの異なるパターンを介した自発的なCP破れ電弱バリオン形成について説明します。注文;(ii)1番目のステップが2次で、2番目と3番目のステップが強い1次である3ステップPT。2段階パターンの場合、最初の段階のPTは高温で発生し、元の位相が電弱対称性の破れた位相に変換され、CP対称性が自発的に破られます。したがって、バリオン数は、最初のステップPT中に生成されます。第2段階のPTでは、位相はゼロ温度で観測された真空に変換され、CP対称性が復元されます。どちらの段階でも、スファレロン過程は十分に抑制され、バリオン数は変化しません。3ステップPTの場合、疑似スカラーフィールドは最初にゼロ以外のVEVを取得し、最初のステップPTの間、他のフィールドのVEVはゼロのままです。以下のPTと電弱バリオン形成は、2ステップPTの場合と同様です。さらに、重力波スペクトルは、2段階および3段階のPTを介して1つまたは2つのピークを持つことができ、将来の重力波検出器での検出可能性について議論します。
一般的な宇宙論的背景における偶然の質量のない最小結合スカラー相関器
| Title |
Coincident_Massless,_Minimally_Coupled_Scalar_Correlators_on_General_Cosmological_Backgrounds |
| Authors |
E._Kasdagli,_Martha_Ulloa_and_R._P._Woodard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04808 |
質量のない最小結合スカラー伝搬関数とその最初の2つの導関数の一致極限は、インフレーション重力子のループによって誘導される主要な対数を合計するプロジェクトに大きな関連性があります。次元の正則化を使用して、インフレーションを受けた一般的な宇宙背景幾何学上の3つの量の適切な分析近似を導き出します。
