ALFALFAサーベイによる局所宇宙のバルクフロー運動とハッブル・レマ\^{\i}treの法則
| Title |
The_bulk_flow_motion_and_the_Hubble-Lema\^{\i}tre_law_in_the_Local_Universe_with_the_ALFALFA_survey |
| Authors |
Felipe_Avila,_Jezebel_Oliveira,_Mariana_L._S._Dias_and_Armando_Bernui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04978 |
ローカルユニバースのバルクフローの主な特徴を知ることは、そこでの相対運動をより正確に決定するために重要です。この情報は、ハッブル-レマ\^{\i}トレの法則を非常に正確に計算するのに役立ちます。低赤方偏移。データ$cz_{\odot}<6000$km/sのALFALFAサーベイのHIソースのカタログを使用して、2つの空の領域でハッブル-レマ\^{\i}tre法則を取得する方法を研究します。私たちの方法論は、ALFALFAサーベイによってマッピングされた反対側の銀河半球にある2つの領域で$H_0$を計算し、距離、方向との依存関係を探し、参照フレームの変化もテストすることを目的としています。反対側の銀河半球で、宇宙マイクロ波背景放射基準フレームでハッブル定数を計算します:$H_0^N=70.87\pm2.38$および$H_0^S=66.07\pm3.02$。これにより、バルクフローの速度を測定できます。$V_{BF}=401.06\pm150.55$km/s有効距離$31.3\pm6.26$Mpcで、低赤方偏移でALFALFAデータを分析すると新しい結果が見つかりました。反対側の半球におけるハッブル定数の双極子挙動を通じて現れる局所宇宙の構造に対するバルクフローの影響を確認します。
CSST 銀河団からの暗黒エネルギーの制約
中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の調査から予想される銀河団サンプルが暗黒エネルギー特性を制約する可能性を研究します。与えられた真の質量に対する観測されたクラスター質量の分布を対数正規になるようにモデル化し、観測された質量$M_{200m}\geq0.836\times10^{14}h^{-1}M_{\odot}$、赤方偏移範囲$0\leqz\leq1.5$で約$4.1\times10^{5}$のクラスターがCSSTによって検出できることがわかります。CSSTからクラスター数カウントのフィッシャー行列を構築し、一定($w_0$CDM)および時間依存($w_0w_a$CDM)の状態方程式を持つモデルのダークエネルギーパラメーターの制約を予測します。セルフキャリブレーションスキームでは、$w_0$CDMモデルの状態パラメーター$w_0$のダークエネルギー方程式は、$\Deltaw_0=0.036$に制約できます。$w_a$を自由パラメータとして追加すると、$w_0w_a$CDMモデルの$\Deltaw_0=0.077$と$\Deltaw_a=0.39$が得られ、($w_0,w_a$)の性能指数が68.99になります。観測質量と質量のスケーリング関係(「既知のSR」スキーム)について完全な知識があれば、$w_0$CDMモデルでは$\Deltaw_0=0.012$、$\Deltaw_0=0.062$および$\Deltaw_aが得られます。=$w_0w_a$CDMモデルの場合は0.24$.($w_0,w_a$)のダークエネルギー性能指数は343.25に増加します.クラスターの最大赤方偏移を$z_{max}\sim1.5$から$z_{に拡張することによりmax}\sim2$,($w_0,w_a$)のダークエネルギーの性能指数は89.72(自己較正方式)および610.97(「既知のSR」方式)に増加し、$\sim1.30倍改善されます。$と$\sim1.78$です。クラスターの赤方偏移誤差がCSSTで達成可能な0.01未満である限り、クラスターの赤方偏移の不確実性がダークエネルギーの制約に与える影響は無視できることがわかります。また、対数質量のバイアスは、大幅なダークエネルギーパラメータのバイアスを回避するために$0.30$またはそれ以上になるように調整する必要があることもわかりました。
JAX-COSMO: エンドツーエンドの微分可能で GPU で高速化された宇宙論ライブラリ
| Title |
JAX-COSMO:_An_End-to-End_Differentiable_and_GPU_Accelerated_Cosmology_Library |
| Authors |
Jean-Eric_Campagne,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Joe_Zuntz,_Alexandre_Boucaud,_Santiago_Casas,_Minas_Karamanis,_David_Kirkby,_Denise_Lanzieri,_Yin_Li,_Austin_Peel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05163 |
jax-cosmoは、自動的に微分可能な宇宙理論計算用のライブラリです。特に確率的プログラミングにおいて、新しいコーディングエコシステムを作成したJAXライブラリを使用します。バッチアクセラレーション、ジャストインタイムコンパイル、さまざまなハードウェアモダリティ(CPU、GPU、TPU)向けのコードの自動最適化に加えて、JAXは自動微分(autodiff)メカニズムを公開します。autodiffのおかげで、jax-cosmoは、任意のパラメーターに関する宇宙論的尤度の導関数へのアクセスを提供し、ハミルトニアンモンテカルロや変分推論など、そうでなければ宇宙論では実用的でない一連の強力なベイジアン推論アルゴリズムを有効にします。初期リリースでは、jax-cosmoはバックグラウンド進化、線形および非線形パワースペクトル(ハロフィットまたはエイゼンシュタインおよびフー伝達関数を使用)、および銀河および弱いレンズプローブのリンバー近似による角度パワースペクトルを実装し、すべて微分可能です。宇宙論的パラメータとそれらの他の入力に関して。フィッシャー行列計算、または勾配ベースの手法を使用した完全な事後推論を含む一般的なタスクのゲームチェンジャーになる方法を説明します。特に、フィッシャー行列がどのように高速で正確になり、微調整を必要とせず、微分可能になったかを示します。最後に、DarkEnergySurveyYear1の3x2pt分析をベンチマークとして使用して、jax-cosmoを確率的プログラミング言語と組み合わせて、NoU-TurnSampler、Automatic微分変分推論、およびニューラルトランスポートHMC。さらに、ニューラルトランスポートを使用したフローの正規化が、分析の初期段階におけるモデル検証の有望な方法であることを示します。
2 つの原始ブラック ホール クラスターの合体による重力波
2つの原始ブラックホールクラスターから成る連星系の軌道進化が調査されます。このようなクラスターは、インフレーションラグランジュの対称性が破れたいくつかの理論モデルで予測されます。クラスターは、多数の小さなブラックホールに囲まれた、最も大きな中央のブラックホールで構成されます。単一の原始ブラックホールと同様に、クラスターは重力的に境界のあるペアを形成し、軌道進化中に融合することができます。このようなクラスターによる単一のブラックホールの置き換えは、合体プロセス全体と、一部のパラメーター範囲での重力波バーストの最終的な速度を大幅に変更します(クラスター半径が十分に大きい場合)。新しい重要な要因は、クラスターの潮汐重力相互作用です。それは軌道エネルギーの追加の散逸につながり、クラスターの内部エネルギーに転送されるか、クラスターから飛び出すブラックホールによって運び去られます。重力波望遠鏡のデータと比較すると、質量とコンパクトさに応じて、クラスター内の原始ブラックホールの割合を制限することができます。暗黒物質$\simeq1$の組成における原始ブラックホールの割合でさえ、ブラックホールがクラスター内にある場合、LIGO/Virgo観測データと互換性があることが判明しました。
拡張された LiteBIRD 周波数構成のテンソルとスカラーの比率の予測
| Title |
Tensor-to-scalar_ratio_forecasts_for_extended_LiteBIRD_frequency_configurations |
| Authors |
U._Fuskeland,_J._Aumont,_R._Aurlien,_C._Baccigalupi,_A._J._Banday,_H._K._Eriksen,_J._Errard,_R._T._G\'enova-Santos,_T._Hasebe,_J._Hubmayr,_H._Imada,_N._Krachmalnicoff,_L._Lamagna,_G._Pisano,_D._Poletti,_M._Remazeilles,_K._L._Thompson,_L._Vacher,_I._K._Wehus,_S._Azzoni,_M._Ballardini,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_A._Basyrov,_D._Beck,_M._Bersanelli,_M._Bortolami,_M._Brilenkov,_E._Calabrese,_A._Carones,_F._J._Casas,_K._Cheung,_J._Chluba,_S._E._Clark,_L._Clermont,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_T._de_Haan,_E._de_la_Hoz,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_P._Diego-Palazuelos,_F._Finelli,_C._Franceschet,_G._Galloni,_M._Galloway,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_T._Ghigna,_S._Giardiello,_E._Gjerl{\o}w,_A._Gruppuso,_P._Hargrave,_M._Hattori,_M._Hazumi,_L._T._Hergt,_D._Herman,_D._Herranz,_et_al._(57_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05228 |
LiteBIRDは、2020年代後半の打ち上げを目指して計画されているJAXA主導のCMBBモード衛星実験であり、原始膨張重力波の痕跡を検出することを主な目標としています。その現在のベースライン焦点面構成には、40～402GHzの15の周波数帯域が含まれており、テンソルとスカラーの比率$\deltar$の総不確実性を$\deltar<0.001$.この性能の重要な側面は、正確な天体物理成分の分離であり、偏極した熱ダスト放出を除去する能力は特に重要です。この論文では、CMB周波数スペクトルはサーマルダストSEDと比較して300GHzを超えるとほぼ指数関数的に低下するため、比較的小さな高周波拡張により、不確実性がさらに低下し、モデルの再構築が向上する可能性があることに注意してください。具体的には、基本設計を5つの拡張構成と比較し、基礎となるダストモデリングを変化させます。各構成では、HFT(高周波望遠鏡)周波数範囲が対数的に高周波に向かってシフトし、上限カットオフは400～600GHzの範囲です。.いずれの場合も、パラメトリックおよび最小分散成分分離アルゴリズムの両方を使用して、テンソルとスカラーの比率$r$の不確実性とバイアスを測定します。熱ダストスカイモデルに空間的に変化するスペクトルインデックスと温度が含まれている場合、前景クリーニング後の$r$の統計的不確実性は、周波数範囲の上限を400から600GHzで、ほとんどの改善は500GHzで既に得られています。また、周波数範囲が広いほど、$\chi^2$感度が高くなり、モデル間の識別能力が向上することにも注意してください。(要約)
宇宙パラメータの値の決定に対する活性ニュートリノと無菌ニュートリノの有効数の影響
| Title |
The_influence_of_the_effective_number_of_active_and_sterile_neutrinos_on_the_determination_of_the_values_of_cosmological_parameters |
| Authors |
P.A._Chernikov,_A.V._Ivanchik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05251 |
提示された研究では、宇宙論的パラメーターの決定に対する仮説上の無菌ニュートリノ(eVスケールの質量を持つ)の影響を検討します。それが検出された場合、その質量$m_{\rms}$と混合角$\theta_{s}$の固定値を持つ$\Lambda\rmCDM$モデルに含める必要があります。このホワイトペーパーで使用する主な方法。それとは別に、シーソー機構には少なくとも2つの無菌状態が必要であり、そのうちの1つはアクティブ状態よりもはるかに重い状態です。より重い無菌状態($m_{s}\sim1$keV)は崩壊し、アクティブなニュートリノの有効数を増やします。したがって、相対論的ニュートリノ種$N_{\rmeff}$の有効数の変化の影響も研究されました。これは、たとえば、上記のステライルニュートリノの崩壊過程によっても引き起こされる可能性があります。遺物ニュートリノ$T_{\rmC\nuB}$の温度上昇につながるプロセスとして。この研究で研究された効果は、$H_{0}$の値を含む宇宙パラメータの推定値に大きな変化をもたらしました。質量$m=1$および$2.7$eVのステライルニュートリノの説明は、現在のハッブルパラメータ値$H_{0}$の推定値の減少につながり、したがって、``$H_{0}$-テンションの問題。逆に、相対論的ニュートリノ種の有効数の値が増加すると、$N_{\rmeff}=3.0+0.9で上記の問題が解決され、$H_{0}$推定値が増加します。$、これは$T^{\,0}_{\rmC\nuB}=1.95+0.14\,\rmK$までのニュートリノ温度の上昇に相当します。同時に、残りの宇宙パラメータは大幅に変化せず、標準の$\Lambda\rmCDM$モデルの枠組み内にとどまります。
ジョーダン座標系のスカラー場の運動項に負の符号も許可することにより、重力の3つの異なる拡張スカラーテンソル理論を研究します。私たちの範囲は、これらのモデルの観測上の制約が、理論が健全なパラメーター空間のボリュームにどのように対処するかを理解することです。負の運動項を持つモデルは、赤方偏移を伴う実効重力定数の減少につながり、標準的な運動項を持つ対応するバージョンとは反対に、負のエネルギー密度を持つ実効相対論的成分として振る舞います。結果として、動的項の負の符号を持つ拡張分岐は、一般に、$\Lambda$CDMと比較して、より低い$H_0$および$\sigma_8$に対応することがわかります。ここで調べた運動項の負の符号を持つすべての場合において、宇宙論的観測はこれらのモデルをGRの周りに制約し、スカラー場がゴーストとしても振る舞うため、理論が健全ではないパラメーター空間のボリュームを好むことがわかります。関連するアインシュタインフレーム。ファントムブランチでも、4次カップリングを使用して重力を早期に修正すると、Planckからの宇宙マイクロ波背景データ、BOSSおよびeBOSSからのバリオン音響振動、およびキャリブレーション付きのPantheonサンプルからの超新星の組み合わせに適合する$H_0$張力を大幅に減らすことができることを示します。SH0ESによる情報です。
Euclid: 再構成によるボイド銀河相互相関関数からの宇宙論予測
| Title |
Euclid:_Cosmology_forecasts_from_the_void-galaxy_cross-correlation_function_with_reconstruction |
| Authors |
S._Radinovi\'c_(1),_S._Nadathur_(2),_H.-A._Winther_(1),_W._J._Percival_(3_and_4_and_5),_A._Woodfinden_(3_and_4),_E._Massara_(3_and_4),_E._Paillas_(3_and_4),_S._Contarini_(6_and_7_and_8),_N._Hamaus_(9),_A._Kovacs_(10_and_11_and_12),_A._Pisani_(13_and_14_and_15),_G._Verza_(16_and_17),_M._Aubert_(18),_A._Amara_(2),_N._Auricchio_(8),_M._Baldi_(6_and_8_and_7),_D._Bonino_(19),_E._Branchini_(20_and_21),_M._Brescia_(22),_S._Camera_(23_and_24_and_19),_V._Capobianco_(19),_C._Carbone_(25),_V._F._Cardone_(26_and_27),_J._Carretero_(28_and_29),_M._Castellano_(26),_S._Cavuoti_(30_and_31),_A._Cimatti_(32),_R._Cledassou_(33_and_34),_G._Congedo_(35),_L._Conversi_(36_and_37),_Y._Copin_(18),_L._Corcione_(19),_F._Courbin_(38),_A._Da_Silva_(39_and_40),_M._Douspis_(41),_F._Dubath_(42),_X._Dupac_(36),_S._Farrens_(43),_et_al._(83_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05302 |
我々は、ユークリッド分光サーベイで特定された銀河と宇宙空隙との相互相関の測定から期待できる宇宙論的制約を調査します。これには、$15\,000$deg$^2$を超える数千万の銀河の分光情報が含まれます。赤方偏移範囲$0.9\leqz<1.8$の空のこれは、Flagshipモックカタログから取得したシミュレートされた測定値を使用して行われます。これは、分光データセットの予想される特性とほぼ一致する公式のEuclidモックです。異方性選択バイアス効果を軽減するために、速度場再構築法を使用して、ボイドを見つける前に銀河場から大規模な赤方偏移空間歪みを除去します。これにより、ボイド周辺の銀河速度とアルコック・パチンスキー効果から生じる相互相関関数の観測された異方性への寄与を正確にモデル化することができ、再構築の効率に対する制約の依存性を研究します。ユークリッド空隙は、横方向の共移動距離$D_{\rmM}$とハッブル距離$D_{\rmH}$の比を約$0.3\%$の相対精度に制限できることがわかりました。完全な赤方偏移範囲をカバーする4つの赤方偏移ビンのそれぞれで、$f\sigma_8$を$5\%$と$8\%$の間の精度で評価します。標準的な宇宙モデルでは、これはボイドからの物質密度パラメータの統計的不確実性$\Delta\Omega_\mathrm{m}=\pm0.0028$に変換され、ユークリッド銀河クラスタリングと弱いレンズ効果のいずれかから個別に達成できるよりも優れています.また、ボイドだけでも暗エネルギーの状態方程式を$6\%$の精度で測定できることもわかりました。
宇宙論的電離面からのライマン {\alpha} 偏光: I. 放射伝達シミュレーション
| Title |
Lyman-{\alpha}_polarization_from_cosmological_ionization_fronts:_I._Radiative_transfer_simulations |
| Authors |
Yuanyuan_Yang,_Emily_Koivu,_Chenxiao_Zeng,_Heyang_Long,_and_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05369 |
この論文では、平面平行イオン化フロントからの再イオン化($z$=8)周辺のライマン$\alpha$放出と分極をシミュレートする形式を提示します。これは、モンテカルロ法を使用して、ライマン$\alpha$光子の生成、イオン化フロントを介したその伝播、およびこの光子の最終的な脱出をシミュレートすることによって達成されます。この論文では、強度$I$および偏光強度に対する電離フロント速度$U$、黒体温度$T_{\rmbb}$、および中性水素密度$n_{\rmHI}$の入力パラメータの関係に焦点を当てています。遠くの観測者から見た$P$。結果として生じる強度の値は、$3.18\times10^{-14}$erg/cm$^{2}$/s/srから$1.96\times10^{-9}$erg/cm$^{2}$までの範囲になります。/s/srであり、偏光強度の範囲は$5.73\times10^{-17}$erg/cm$^{2}$/s/srから$5.31\times10^{-12}$erg/cm$^{2}$/s/sr.$T_{\rmbb}$が高く、$U$が高く、$n_{\rmHI}$が高いほど強度が高くなり、分極強度にも寄与することがわかりましたが、最も強い依存性は水素密度にありました。正面の視野角の依存性も調査されます。妥当性モデルをサポートするためのテストを提示します。これにより、完全な再イオン化シミュレーションで強度と偏光強度のパワースペクトルを計算する次の論文でモデルをさらに使用するのに適したものになります。
宇宙論的電離面からのライマン-$\alpha$ 偏光: II.強度マッピングへの影響
| Title |
Lyman-$\alpha$_polarization_from_cosmological_ionization_fronts:_II._Implications_for_intensity_mapping |
| Authors |
Emily_Koivu,_Heyang_Long,_Yuanyuan_Yang,_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05370 |
これは、宇宙再電離面からの強度と偏光強度のパワースペクトルを予測することを目的としたシリーズの2番目の論文です。論文Iで強度と偏光強度の計算のための解析モデルを構築した後、ここではこれらのモデルを再イオン化のシミュレーションに適用します。前線境界を識別するための幾何学的モデルを構築し、各前線の強度と偏光強度を計算し、これらの結果のパワースペクトルを計算します。この方法は、さまざまなシミュレーションのサイズと解像度に適用されたため、結果が確実に収束します。幅$\Deltaz=0.5$($\lambda/\Delta\lambda=18$)のビンの$z=8$での変動のパワースペクトルは$\Delta_\ell\equiv[\ell(\ell+1)C_\ell/2\pi]^{1/2}$は$3.2\times10^{-11}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$sr$^{-1}$強度$I$、$7.6\times10^{-13}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$sr$^{-1}$$E$モード偏光、および$B$モード偏光の$5.8\times10^{-13}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$sr$^{-1}$$\ell=1.5\times10^4$で。パワースペクトルを計算した後、結果を検出可能なスケールと比較し、提案された実験に基づいてこの信号を観察することへの影響について説明します。基礎物理学はこの種のマッピングが達成可能であることを排除していませんが、実験は非常に野心的である必要があり、宇宙再電離前線からのライマン-$\alpha$偏光のマッピングを実行可能な目標にするためには大幅な進歩が必要であることがわかりました。
ReMASTERed: 相関マスクを使用したマップの角度パワー スペクトルの正確な推定
| Title |
ReMASTERed:_Accurate_Estimation_of_Angular_Power_Spectra_for_Maps_with_Correlated_Masks |
| Authors |
Kristen_M._Surrao,_Oliver_H._E._Philcox,_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05436 |
角度パワースペクトル推定に広く使用されているMASTERアプローチは、空の限られた領域での高速$C_{\ell}$推定器として開発されました。このメソッドは、マスクされていないマップ(真の$C_\ell$)のパワースペクトルと、マスクまたはウェイトマップのパワースペクトルの観点から、マスクされたマップ("pseudo-$C_\ell$")のパワースペクトルを表します。ただし、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)解析で使用されるポイントソースマスクなど、マップとマスクが何らかの形で相関していることがよくあります。これは、CMB二次異方性フィールドやその他のミリ波スカイ信号とゼロ以外の相関があります。このような状況では、MASTERアプローチは、マスクされていないマップとマスクの相関がゼロであると想定するため、偏った結果をもたらします。このような効果は、特定の物理モデルに関して以前に説明されていますが、ここでは、マップとマスクが相関している場合の完全に一般的な形式を導き出します。私たちの結果("reMASTERed")がアンサンブル平均化された疑似$C_\ell$を再構築して効果的に精度を正確にし、マップとマスクが相関している場合の従来の推定量を大幅に改善することを示します。特に、閾値化されたISWフィールドから構築されたマスクを使用した統合Sachs-Wolfe(ISW)フィールドマップのMASTER結果での30%から、reMASTERed結果での本質的にエラーのない平均絶対パーセントエラーの改善が得られます。赤外線ソースマスクと組み合わせたCompton-$y$マップの場合、10%から事実上ゼロになります(後者は実際のデータ分析に直接関係します)。私たちの結果の重要な結果は、相関マスクを持つマップでは、単純な方程式を逆にして疑似$C_\ell$から真の$C_\ell$を取得することができなくなったことです。代わりに、私たちの結果は、理論空間から疑似$C_\ell$の観測可能なドメインへのフォワードモデリングの使用を必要とします。私たちのコードは、https://github.com/kmsurrao/reMASTERedで公開されています。
原始惑星系円盤の人口統計: シミュレートされたエッジオン システムの人口
| Title |
Demographics_of_Protoplanetary_Disks:_A_Simulated_Population_of_Edge-on_Systems |
| Authors |
Isabel_Angelo,_Gaspard_Duch\^ene,_Karl_Stapelfeldt,_Zoie_Telkamp,_Francoise_M\'enard,_Deborah_Padgett,_Gerrit_van_der_Plas,_Marion_Villenave,_Christophe_Pinte,_Schuyler_Wolff,_William_J._Fischer,_Marshall_D._Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04891 |
原始惑星系円盤の構造は、惑星形成において重要な役割を果たしています。高度に傾斜している円盤、または「エッジオン」の円盤は、その形状が円盤の垂直構造と半径範囲を研究するユニークな機会を提供するため、特に興味深いものです。エッジオンの原始惑星系円盤の候補は通常、独自のスペクトルエネルギー分布によって識別され、その後、高解像度イメージングによって確認されます。ただし、この選択プロセスは、最大かつ大規模なディスクに偏っている可能性が高く、結果として得られるサンプルは、基盤となるディスクの母集団を正確に表していない可能性があります。これを調査するために、放射伝達シミュレーションを使用して原始惑星系円盤モデルのグリッドを生成し、どの円盤パラメーターのセットが、前述の検出技術によって回復できるエッジオンシステムを生成するかを決定しました。つまり、それらのスペクトルエネルギー分布によって識別され、フォローを通じて確認されました-upHSTによるイメージング。そうすることで、観測主導で、円盤の傾きやその他の特性にとらわれない「エッジオン円盤」の定量的な作業定義を採用しています。経験的な円盤の人口統計をまとめると、エッジオンの円盤の発生率は6.2%と予測され、高度に傾斜した大規模な円盤への偏りが定量化されます。また、スピッツァーが研究した若い恒星天体のサンプルでは、特にM$\lesssim$0.5$M_\odot$の円盤で、エッジオンディスクが過小評価されていることもわかりました。全体として、私たちの分析は、近くの星形成領域で数十個のエッジオンディスクが未発見のままであることを示唆しており、一貫した人口レベルの人口統計学的研究のためにエッジオンディスクを特定するための普遍的な選択プロセスを提供します.
HR 2562 システムにおけるサブステラー コンパニオンとデブリ ディスク間の相互作用のテスト
| Title |
Testing_the_Interaction_Between_a_Substellar_Companion_and_a_Debris_Disk_in_the_HR_2562_System |
| Authors |
Stella_Yimiao_Zhang,_Gaspard_Duch\^ene,_Robert_J._De_Rosa,_Megan_Ansdell,_Quinn_Konopacky,_Thomas_Esposito,_Eugene_Chiang,_Malena_Rice,_Brenda_Matthews,_Paul_Kalas,_Bruce_Macintosh,_Franck_Marchis,_Stan_Metchev,_Jenny_Patience,_Julien_Rameau,_Kimberly_Ward-Duong,_Schuyler_Wolff,_Michael_P._Fitzgerald,_Vanessa_P._Bailey,_Travis_S._Barman,_Joanna_Bulger,_Christine_H._Chen,_Jeffrey_K._Chilcotte,_Tara_Cotten,_Ren\'e_Doyon,_Katherine_B._Follette,_Benjamin_L._Gerard,_Stephen_Goodsell,_James_R._Graham,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Pascale_Hibon,_Li-Wei_Hung,_Patrick_Ingraham,_J\'er\^ome_Maire,_Mark_S._Marley,_Christian_Marois,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Eric_L._Nielsen,_Rebecca_Oppenheimer,_David_W._Palmer,_Marshall_D._Perrin,_Lisa_A._Poyneer,_Laurent_Pueyo,_Abhijith_Rajan,_Fredrik_T._Rantakyr\"o,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Dmitry_Savransky,_Adam_C._Schneider,_Anand_Sivaramakrishnan,_Inseok_Song,_Remi_Soummer,_Sandrine_Thomas,_Jason_J._Wang,_Sloane_J._Wiktorowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04893 |
HR2562システムは、褐色矮星の伴星がデブリ円盤のクリアされた内部の穴に存在するまれなケースであり、亜星の伴星と塵の多い円盤の間の動的相互作用を研究する貴重な機会を提供します。2016年から2018年までの6つの新しいエポックで、システムの最初のALMA観測と、コンパニオンの軌道の継続的なGPIモニタリングを提示します。コンパニオンの質量の$18.5$M_J$の上限。アルマ望遠鏡の観測を解釈するために、放射伝達モデリングを使用して円盤の特性を決定しました。ディスクは十分に解像されており、ほぼ端に近いことがわかります。ディスクと軌道の間のミスアライメント角度は、使用可能な短い軌道アークのために弱く制限されていますが、データはシステムの(ほぼ)共平面ジオメトリを強くサポートしています。さらに、アルマ望遠鏡のデータを最もよく表すモデルは、コンパニオンの長半径に近い内側半径を持っていることがわかりました。システムのSEDの事後知識を含めると、円盤の内側半径の制約がさらに狭まり、内部の準恒星伴星による円盤切り捨ての既存の動的モデルからの予測と合理的に一致する、おそらく内側の位置に配置されます。HR\,2562は、今後数年間で、破片円盤と恒星下の伴星との間の動的相互作用の新しいテストベッドになる可能性を秘めています。
瀕死の惑星からの混沌とした風: 進化する大気の 1 次元マップ
水星よりも小さく、$\sim$2000Kの昇華温度に加熱された惑星は、ほこりの多い蒸発風で破滅的に質量を失います。風は突風と大部分のパターンなしで後退することが観察されます。ケプラーミッションからの通過深度は、軌道ごとに最大10倍以上ランダムに変化します。風の質量損失率のマップを時間の関数として作成することにより、混沌とした流出がどのように発生するかを説明します。このマップは、次の3つのステートメントに基づいて作成されています。(1)風による質量損失率は、地表の平衡蒸気圧に比例して変化し、地温とともに指数関数的に上昇します。(2)風が惑星の重力から十分に逃れるには有限の時間がかかるため、いつでも表面の質量損失率が、後の時点での風の光学的深さを決定します。大気にはヒステリシスがあります。(3)大気が光学的に薄いとき(温室効果)、地表温度は光学的深度とともに上昇し、大気が光学的に厚いとき(核の冬)、光学的深度とともに地温は低下します。ステートメント(3)は、強い星の放射に直面して塵がどのように凝縮するかから導き出されます。最近議論されたように、星の前に最初に露出した凝縮体はケイ酸塩が豊富で鉄が少なく、可視光を弱く吸収し、赤外線を強く放出することにより、凝縮に十分な温度を保ちます。その後、粒子が星の光から自己遮蔽するのに十分な数になると、それらはより多くの鉄を蓄積し、可視と赤外線の不透明度の比率を逆転させる可能性があります.パラメータに応じて、風のマップは、温室と核の冬の間で定期的にブームとバーストを繰り返したり、混乱に陥ったりする可能性があります。リアプノフ時間は軌道周期で測定され、風がコリオリ力によって惑星の昼側からヒル球の外へと向きを変える時間です。
通過タイミングの変動を伴う AU Microscopi d の検証
| Title |
Validating_AU_Microscopii_d_with_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Justin_M._Wittrock,_Peter_Plavchan,_Bryson_L._Cale,_Thomas_Barclay,_Emily_A._Gilbert,_Mathis_R._Ludwig,_Richard_P._Schwarz,_Djamel_Mekarnia,_Amaury_Triaud,_Lyu_Abe,_Olga_Suarez,_Tristan_Guillot,_Dennis_M._Conti,_Karen_A._Collins,_Ian_A._Waite,_John_F._Kielkopf,_Kevin_I._Collins,_Stefan_Dreizler,_Mohammed_El_Mufti,_Dax_Feliz,_Eric_Gaidos,_Claire_Geneser,_Keith_Horne,_Stephen_R._Kane,_Patrick_J._Lowrance,_Eder_Martioli,_Don_J._Radford,_Michael_A._Reefe,_Veronica_Roccatagliata,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_Christopher_Stockdale,_Thiam-Guan_Tan,_Angelle_Tanner,_and_Laura_D._Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04922 |
AUMicは若い(22Myr)近くの太陽系外惑星系であり、2つの既知のトランジット惑星や星の活動では説明できない過剰なTTVを示します。この作業では、候補惑星AUMicdの検証を提示します。更新されたTTV分析で、以前の作業に18の新しいトランジットと9つの中間点時間を追加します。EXOFASTv2を使用してトランジットライトカーブのジョイントモデリングを実行し、トランジットの中間点時間を抽出します。次に、O-Cダイアグラムを作成し、Exo-Strikerを使用してTTVをモデル化します。TTV対数尤度ピリオドグラムを生成して、惑星dの期間の可能なソリューションを探索し、詳細なTTVおよびRVMCMCモデリングと安定性テストでそれらをフォローアップします。AUMicdのいくつかの候補期間が見つかりました。これらはすべて、さまざまな順序のAUMicbおよびcとほぼ共鳴しています。私たちのモデル比較に基づくと、AUMicdの最も好まれる公転周期は12.73812+/-0.00128日(T_{C,d}=2458333.32110+/-0.35836BJD)であり、3つの惑星は4:6に近くなります。9平均運動軌道共鳴。dの質量はM_d=1.013+/-0.146M_Eであり、この惑星の質量は地球に似ています。非常に若いシステムに軌道共鳴が存在することは、コンパクトな惑星系が非常に早い段階で共鳴チェーンを発達させ、システムの安定性を迅速に確立できることを意味します。AUMicシステムの追加のTTV観測は、惑星質量をさらに制限し、AUMicdのトランジットの可能性を検索し、AUMiccを超えた可能性のある追加の惑星を検出するために必要です。
放出された自由浮遊惑星を周回する外衛星の進化中の液体の水の存在
| Title |
Presence_of_liquid_water_during_the_evolution_of_exomoons_orbiting_ejected_free-floating_planets |
| Authors |
Giulia_Roccetti,_Tommaso_Grassi,_Barbara_Ercolano,_Karan_Molaverdikhani,_Aur\'elien_Crida,_Dieter_Braun_and_Andrea_Chiavassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04946 |
自由浮遊惑星(FFP)は、惑星系の寿命の最初の数百万年に発生する動的散乱プロセスから生じる可能性があります。いくつかのモデルは、これらの孤立した惑星質量天体が、放出後も系外衛星を保持する可能性を予測しています。潮汐加熱メカニズムと比較的厚い光学的厚さの大気の存在は、これらの衛星の表面に液体の水の海の形成と維持をサポートする可能性があります。液体の水を維持できる時間スケールを研究するために、放出プロセスの動的シミュレーションを実行し、自由浮遊惑星の周りに生き残ったエキソモンの人口の結果の統計を推測します。衛星の軌道パラメータのその後の潮汐進化は、潮汐加熱の結果としての減衰を伴い、軌道がいつ円化するかを決定するための極めて重要なステップです。CO$_2$が優勢な大気を持つ($a\lesssim25$R$_{\rmJ}$)地球質量の月は、質量に応じて、長い時間スケールで表面に液体の水を保持できることがわかりました。大気エンベロープと想定される表面圧力の。これらの月を居住可能にする潮汐摩擦によって生成された熱を閉じ込めるためには、大規模な大気が必要です。地球のような圧力条件($p_0$=1bar)の場合、衛星はその表面で最大52Myrの液体の水を維持できます。より高い表面圧力(10および100バール)の場合、衛星はそれぞれ276Myrおよび1.6Gyrまで居住可能である可能性があります。近接衛星は長い時間スケールで居住可能な状態を経験し、FFPの放出中は、逃走中の惑星に拘束されたままであり、近接遭遇の影響をあまり受けません。
Ice Line Latitudinal EBM Tenacity (FILLET) の機能。プロトコル バージョン 1.0。
CUISINES相互比較プロジェクト
| Title |
Functionality_of_Ice_Line_Latitudinal_EBM_Tenacity_(FILLET)._Protocol_Version_1.0._A_CUISINES_intercomparison_project |
| Authors |
Russell_Deitrick,_Jacob_Haqq-Misra,_Shintaro_Kadoya,_Ramses_Ramirez,_Paolo_Simonetti,_Rory_Barnes,_and_Thomas_J._Fauchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04980 |
エネルギー収支モデル(EBM)は、惑星の大気、特に居住可能性に関する洞察を提供できる1次元または2次元の気候モデルです。EBMは3次元大循環モデル(GCM)よりもはるかに計算量が少ないため、大規模で不確実なパラメーター空間で実行でき、炭素サイクルやミランコビッチサイクルなどの長周期現象の調査に使用できます。水平次元がEBMに組み込まれているため、1次元の放射対流モデル(RCM)の範囲を超えたプロセスを探索できます。ただし、EBMは、無視される物理プロセスを考慮して、パラメーター化と調整に依存しています。したがって、EBMは、GCMとRCMからの観察と結果に依存しています。さまざまなEBMには、幅広いパラメーター化(アルベド、放射、および熱拡散)と、炭素循環や氷床などの追加の物理が含まれています。このCUISINES系外惑星モデル相互比較プロジェクト(exoMIP)は、一連の数値実験でさまざまなEBMを比較します。一連の実験には、さまざまな傾斜角にある地球に似た惑星、傾斜度全体のパラメータースイープ、星座とCO$_2$の存在量の変化が含まれ、ヒステリシスダイアグラムが作成されます。さまざまなコードで行われた選択により、さまざまな結果が予想され、どの結果がモデル間でロバストであるか、パラメーター化または他のモデリングの選択に依存するかが強調されます。さらに、開発者はモデルの欠陥を特定し、どのパラメーター化が最も有用であるか、関心のある問題に関連しているかを判断できます。最終的に、このexoMIPにより、EBM間の一貫性が向上し、居住可能な系外惑星を発見するプロセスが加速されます。
共同放射速度/天体観測による太陽系類似体の検出
| Title |
Detecting_Solar_System_Analogs_through_Joint_Radial_Velocity/Astrometric_Surveys |
| Authors |
Daniel_A._Yahalomi,_Ruth_Angus,_David_N._Spergel,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05064 |
地球規模の太陽系外惑星は1年間の軌道にあり、クールガス巨星(CGG)は10年間の軌道にあり、現在の検出限界の端にあります。私たちの太陽系では、木星と土星の2つのCGGが、地球の形成、進化、居住性において重要な役割を果たしました。TerraHuntingExperiment(THE)は、HARPS3で夜間の視線速度(RV)観測を、近くにある少なくとも40個の明るいG矮星とK矮星の10年間にわたって行います。目標1$\sigma$測定誤差は$\sim$0.3m/sです。、質量と温度が地球に似ている太陽系外惑星を探しています。Gaiaは、10年のベースラインと$\sim$60$\mu$as1$\sigma$の測定誤差を含む、THE星の100～200の天文観測をまもなくリリースします。ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、広視野イメージャを使用して精密な天体観測を行うことができ(明るい星の測定誤差$\sim$5-20$\mu$as1$\sigma$を目標とする)、ガイアの天体観測ベースラインを拡張することができます。$\sim$25年まで。これら3つの望遠鏡からのデータを組み合わせた観測プログラムをシミュレートおよびモデル化します。(1)THERVとGaiaastrometryは、10パーセクで明るい太陽のような星の周りの地球のような太陽系外惑星とCGGのような太陽系外惑星を検出でき、(2)Romanastrometryを追加すると(以下に説明する観測の仮定に従う)、検出が改善されることがわかります。CGG質量の精度は最大$\sim$6倍、周期は最大$\sim$5倍です。このような調査は、明るい近くのGおよびK矮星の太陽系類似の太陽系外惑星構造の普及についての洞察を提供する可能性があります。
周回天文衛星による恒星系探査衛星（OASIS）による原始惑星系円盤科学
| Title |
Protoplanetary_Disk_Science_with_the_Orbiting_Astronomical_Satellite_Investigating_Stellar_Systems_(OASIS)_Observatory |
| Authors |
Kamber_Schwarz,_Joan_Najita,_Jennifer_Bergner,_John_Carr,_Alesander_Tielens,_Edwin_Bergin,_David_Wilner,_David_Leisawitz,_and_Christopher_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05223 |
恒星系を調査するための周回天文衛星(OASIS)は、NASAの天体物理学のMIDEXクラスのミッションコンセプトであり、銀河から原始恒星系を通って地球の海まで水をたどることを目標としています。この論文では、OASISで達成可能な原始惑星系円盤科学について詳しく説明します。OASISの一連のヘテロダイン受信機により、原始惑星系円盤内の物理的条件の広い範囲にわたる水輝線の高スペクトル分解能同時観測が可能になります。これらの観測により、進化の各段階にわたる円盤内の水蒸気の空間分布をマッピングし、惑星形成に対する水の重要性、特に中央平面の水雪線の位置を評価することができます。OASISはまた、100個以上の円盤でH2同位元素HDを検出し、原始惑星系円盤の全ガス質量をこれまでで最も正確に決定できるようにします。同時期の水の観測と組み合わせると、HD検出により、進化段階全体で水蒸気の進化を追跡することもできます。これらの観測により、OASISは水分布の時間発展と、惑星系形成の過程で水が果たす役割を特徴付けることができます。
自由浮遊月惑星系によるマイクロレンズ現象
重力マイクロレンズは、自由浮遊惑星質量物体(FFP)を検出および特徴付けるための強力な方法です。FFPは、それらを回転させるエクソムーンを持つことができます。この作業では、マイクロレンズ観測を通じて、これらのシステム(つまり、自由に浮遊する月-惑星)を実現する確率を研究します。これらのシステムは、かなりの有限源効果を伴うほぼ密接なコースティック構成を作成します。自由浮遊月惑星系による有限光源マイクロレンズ光曲線を調査します。惑星火線を横切ると、光源の星が中央火線を横切らない場合にのみ、その幅が変化する光曲線の翼に大きな余分なピークが生じると結論付けています。光源の軌跡が月と惑星の軸に垂直である場合、月によって引き起こされる摂動は倍率のピークに関して対称的な形状を持ち、その光曲線はより高い有限光源効果を持つ単一レンズのものに似ています。$\in\leftの範囲で月と惑星の質量比の対数一様分布を仮定することにより、月によって引き起こされる摂動を実現するための\wfirst~効率を評価します。これは$\left[0.002-0.094\right]\%$です。[-9,~-2\right]$.月と惑星の距離が$\sim43R_{\rmp}$の場合、土星質量の惑星で最高の検出効率(つまり、$\simeq0.094\%$)が発生します。ここで、$R_{\rmp}$は土星半径。惑星の質量を増やすと、イベントの時間スケールが拡張され、有限ソース効果が減少しますが、アインシュタイン半径$s(R_{\rmE})$に正規化された投影された月と惑星の距離が減少し、惑星コースティクスのサイズが減少しますそして、それらをホスト惑星の位置から遠ざけて、コースティック構成を閉じます。
動的ビーコンとしての天体加速度: ヤングスター AF Lep の破片円盤内に撮像された巨大惑星
| Title |
Astrometric_Accelerations_as_Dynamical_Beacons:_A_Giant_Planet_Imaged_Inside_the_Debris_Disk_of_the_Young_Star_AF_Lep |
| Authors |
Kyle_Franson,_Brendan_P._Bowler,_Yifan_Zhou,_Tim_D._Pearce,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Lauren_Biddle,_Timothy_D._Brandt,_Justin_R._Crepp,_Trent_J._Dupuy,_Jacqueline_Faherty,_Rebecca_Jensen-Clem,_Marvin_Morgan,_Aniket_Sanghi,_Christopher_A._Theissen,_Quang_H._Tran,_Trevor_A._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05420 |
24$\pm$3Myr$\beta$Pic移動グループの1.2$M_{\odot}$メンバーである、若い星AFLepを周回する巨大な惑星の直接画像の発見を提示します。AFLepは、ヒッパルコスとガイアの間の天体加速度を伴う恒星を対象とする進行中の高コントラストイメージングプログラムの一環として観測されました。ベクトル渦コロナグラフによる$L'$でのKeck/NIRC2の観測は、点源AFLepbを${\approx}340$masで明らかにし、13年間にわたって6-$\sigma$レベルで軌道運動を示します。月。共同軌道適合により、惑星の動的質量3.2$^{+0.7}_{-0.6}$$M_\mathrm{Jup}$、長半径$8.4^{+1.1}_{-1.3の正確な制約が得られます。}$au、離心率$0.24^{+0.27}_{-0.15}$。AFLepは$\sim$50auに位置する破片円盤をホストしていますが、AFLepbによって彫刻された可能性は低く、系内により広い間隔で追加の惑星がある可能性を示唆しています。星の傾き($i_*=54^{+11}_{-9}{}^\circ$)と軌道の傾き($i_o=50^{+9}_{-12}{}^\circ$)）はよく一致しており、これはスピン軌道整列を持つシステムと一致しています。AFLepbは、動的質量測定で画像化された最小質量の惑星であり、長周期惑星を見つけて特徴付けるためのツールとして天文加速度を使用する可能性を強調しています。
銀河からのリア放射のスペクトル形状。 Ⅱ．出現するリアのプロファイルに対する星の特性と星雲の状態の影響
| Title |
Spectral_Shapes_of_the_Lya_Emission_from_Galaxies._II._the_influence_of_stellar_properties_and_nebular_conditions_on_the_emergent_Lya_profiles |
| Authors |
Matthew_J._Hayes,_Axel_Runnholm,_Claudia_Scarlata,_Max_Gronke,_T._Emil_Rivera-Thorsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04875 |
星形成銀河の星と星雲の状態が、HILya輝線の放射とスペクトルプロファイルをどのように変調するかを示します。HSTのCosmicOriginsSpectrographからの分光法を使用して、正味のLya出力、運動学、特に青方偏移したLya放射の放出を調べ、赤方偏移z=0.05-0.44の87個の銀河のサンプルを提供します。Lyaスペクトル測定値を、イオン化ガス（光学スペクトルから）および星（恒星モデリングから）の特性と対比します。Lyaエスケープ率(および等価幅)とイオン化パラメーター(p~10^-15)の間の前例のない強度の相関関係を示します。全Lyaに対する青方偏移発光の相対的な寄与も、O_32比の範囲で~0から~40%に増加します(p~10^-6)。また、星の年齢と星雲の量の推定量との特に強い相関関係、および熱力学的変数に関する弱い相関関係も見つかりました。低イオン化段階の吸収線は、Lyaの放出と線のプロファイルが、ゼロ速度に近い吸収ガスのカラムによって主に支配されていることを示唆しています。多くの変数に対する同時マルチパラメータ分析により、Lya光度の分散の80%、EWの分散の約50%を予測できることが示されています。最も重要な予測変数を決定し、イオン化状態のトレーサーとHb光度が光度予測を支配するのに対し、LyaEWはHbEWとHa/Hb比によって最もよく予測されることを発見しました。高z銀河の星雲状態と宇宙再電離を調査するためにLyaを使用することに焦点を当て、高赤方偏移観測を参照して結果を説明します。
コンパスの針としてのHIフィラメント？小マゼラン雲の磁場構造とGASKAP-HIフィラメントの向きの比較
| Title |
HI_filaments_as_potential_compass_needles?_Comparing_the_magnetic_field_structure_of_the_Small_Magellanic_Cloud_to_the_orientation_of_GASKAP-HI_filaments |
| Authors |
Y._K._Ma,_N._M._McClure-Griffiths,_S._E._Clark,_S._J._Gibson,_J._Th._van_Loon,_J._D._Soler,_M._E._Putman,_J._M._Dickey,_M._-Y._Lee,_K._E._Jameson,_L._Uscanga,_J._Dempsey,_H._D\'enes,_C._Lynn,_N._M._Pingel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04880 |
高空間分解能HI観測により、近く(数百パーセク以内)の銀河原子フィラメント構造が周囲の磁場と整列していることが認識されました。銀河系のASKAPHI(GASKAP-HI)サーベイのためのオーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)電波望遠鏡からの高品質のデータによって可能になり、$\gtrsim10\,{\rmpc}$の潜在的な磁気アライメントを調査します。-小マゼラン雲(SMC)のHIフィラメントをスケーリングします。フィラメント構造を自動的に識別するローリングハフ変換(RHT)技術を使用し、HIとスターライトの偏光データを比較する新たに考案された光線追跡アルゴリズムと組み合わせて、SMC本体の北東端にあるHIフィラメントを見つけます("バー"領域)と本体と潮汐機能("翼"領域)の間の移行領域は、星明かりの偏光によってトレースされた磁場と優先的に整列しているように見えます。一方、残りのSMCボリュームには、結論を引き出すのに十分な品質のスターライト偏光データがありません.これは、フィラメント状のHI構造が、天の川銀河の外にある大きな空間体積($\gtrsim\,{\rmkpc}$)にわたって磁気的に整列できることを初めて示唆しています。さらに、SMC全体のHIフィラメントの優先配向のマップを生成し、固有の内部ガス力学、潮汐相互作用、および星形成フィードバックプロセスの組み合わせによって形成される可能性が高い銀河の非常に複雑なガス構造を明らかにします。これらのマップは、SMCの他の領域の磁気構造の将来の測定値とさらに比較できます。
初期のJWST測光結果から推定された宇宙の夜明け時の銀河の特性
| Title |
Inferred_galaxy_properties_during_Cosmic_Dawn_from_early_JWST_photometry_results |
| Authors |
Corey_Brummel-Smith,_Danielle_Skinner,_Snigdaa_S._Sethuram,_John_H._Wise,_Bin_Xia,_Khushi_Taori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04882 |
JWSTからの初期の測光結果は、赤方偏移10を超える多くの銀河の候補を明らかにしました。推測された星の質量と関連する宇宙星形成速度の初期推定値は、最も極端な場合で最大20倍まで、ほとんどの理論モデル予測を上回っていますが、これはNIRCamの再キャリブレーションとその後の分光検出の後に緩和されました。これらの最近のJWST観測を使用して、宇宙論的シミュレーションからの銀河スケーリング関係を使用して、非常に高い赤方偏移までの星形成の歴史をモデル化し、10^7太陽質量の開始ハロー質量に戻って、JWST銀河の固有の特性を推測します。ここでは、高赤方偏移銀河の全体的な光度に対する超大質量ブラックホール、恒星連星、過剰な大質量星の寄与を調べます。スペクトルエネルギー分布に別の要素が追加されているにもかかわらず、星の質量は、以前の星の質量の推定値と同じか、わずかに高いことがわかりました。ほとんどの銀河スペクトルは恒星成分によって支配されており、恒星集団モデルの正確な選択は大きな違いをもたらさないようです。12の高赤方偏移銀河の候補のうち4つは、無視できない活動銀河核成分に最もよく適合することがわかりますが、連続体からの証拠だけではそれらの存在を確認するには不十分です。z>10の銀河の今後の分光観測は、初期宇宙における高エネルギー源の存在と性質を確認し、それらの正確な赤方偏移を制限します。
暴走した超大質量ブラックホールの候補は、その後の衝撃と星の形成によって特定されました
| Title |
A_candidate_runaway_supermassive_black_hole_identified_by_shocks_and_star_formation_in_its_wake |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum,_Imad_Pasha,_Maria_Luisa_Buzzo,_Stephanie_LaMassa,_Zili_Shen,_Michael_A._Keim,_Roberto_Abraham,_Charlie_Conroy,_Shany_Danieli,_Kaustav_Mitra,_Daisuke_Nagai,_Priyamvada_Natarajan,_Aaron_J._Romanowsky,_Grant_Tremblay,_C._Megan_Urry,_Frank_C._van_den_Bosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04888 |
暴走した超大質量ブラックホール(SMBH)と銀河周辺媒質(CGM)との相互作用により、衝撃を受けたガスの航跡とその背後にある若い星が形成される可能性があります。ここでは、そのような航跡の例である可能性があるHST/ACS画像の非常に狭い線形特徴の偶然の発見を報告します。この特徴は、z=0.964にあるコンパクトな星形成銀河の核から62kpc伸びています。KeckLRISスペクトルは、[OIII]/H$\beta$比が特徴に沿って~1から~10まで変化することを示しており、星形成と高速ショックの混合を示しています。この特徴は、光度1.9x10$^{41}$エルグ/秒の明るい[OIII]結び目で終わっています。恒星の連続体の色は特徴に沿って変化し、先端からの距離に応じて年齢が単調に増加する単純なモデルによく適合します。線の比率、色、および全体的な形態は、放出されたSMBHが星形成を引き起こしながらCGMを高速で移動することと一致しています。放出後の最適な時間は~39Myrであり、暗黙の速度はv~1600km/sです。この特徴はHST画像では完全にまっすぐではなく、観測された空間変動の振幅が暴走したSMBHの解釈と一致することを示しています。一次航跡の反対側には、[OIII]と残りのフレームの遠紫外線でわずかに検出された、より暗く短い特徴があります。この機能は、プライマリウェイクを生成したSMBHと同時に排出されたバイナリSMBHの背後にあるショックガスである可能性があります。
MaNGA と IllustrisTNG におけるバリオン タリー-フィッシャー関係の比較
| Title |
A_Comparison_of_the_Baryonic_Tully-Fisher_Relation_in_MaNGA_and_IllustrisTNG |
| Authors |
Julian_S._Goddy,_David_V._Stark,_Karen_L._Masters,_Kevin_Bundy,_Niv_Drory,_David_R._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05029 |
アパッチポイント天文台(MaNGA)およびHI-MaNGAサーベイでの近くの銀河のマッピングから観測されたバリオンタリーフィッシャー関係(BTFR)を、宇宙磁気流体力学シミュレーションIllustrisTNGからシミュレートされたBTFRと比較します。そのために、MaNGAおよびHI-MaNGAサーベイからの377個の銀河を使用して局所宇宙のBTFRを較正し、IllustrisTNGから一致する銀河の21cm模擬観測を実行します。模擬観測は、観測された銀河との比較が公平であることを保証するために使用されます。これは、同一の測定アルゴリズム、観測上の制限、バイアス、および不確実性があるためです。比較のために、模擬観測なしのシミュレーションのBTFRも計算し、観測データと理論データを公平かつ一貫して比較するために模擬観測が必要であることを示します。log$_{10}(M_{\rmBary}/M_\odot)=(2.97\pm0.18)$log$_{10}V_{\rmRot}+(4.04\pm0.41)のMaNGABTFRを報告します。)\,\log_{10}{M_{\odot}}$とlog$_{10}のIllustrisTNGBTFR(M_{\rmBary}/M_\odot)=(2.94\pm0.23$)log$_{10}V_{\rmRot}+(4.15\pm0.44)\,\log_{10}{M_{\odot}}$.したがって、MaNGAとIllustrisTNGは、不確実性の範囲内で一致するBTFRを生成し、IllustrisTNGが観測された宇宙の質量と回転速度の間の観測された関係に従う銀河集団を作成したことを示しています。
COSMOS における $z<1$ の S0 分画の赤方偏移の進化
レンズ状(S0)銀河はバルジと円盤成分を示す銀河ですが、明確な渦巻きの特徴はありません。らせんと楕円の間の中間と見なされる機能により、S0は遷移形態であると提案されていますが、その正確な起源と性質についてはまだ議論されています。この作業では、深層学習を使用して85,378個の銀河のF814W($i$-band)HST-ACS画像をCosmologicalEvolutionSurvey(COSMOS)で分類し、$z\sim1$までのS0部分の赤方偏移の進化を研究します。銀河は、楕円形(E)、S0、渦巻形(Sp)、不規則/その他(IrrM)の4つの形態カテゴリに分類されます。既知の形態を持つSDSS画像を分類するように最初にトレーニングされた当社の深層学習モデルは、転移学習とデータ拡張によって高赤方偏移COSMOS画像を分類するようにうまく適応され、優れた精度でS0を分類できるようになりました。赤方偏移の減少に伴いS0銀河の割合が増加し、それに対応して渦巻の割合が減少することがわかりました。分類されたS0の質量分布に二峰性が見られ、そこから2つの別個のS0集団が見つかります。低質量S0は一般に青色であり、受動的S0と星形成S0の両方を含みます。後者は、色あせた螺旋形成経路だけでは説明できません。また、大質量銀河のS0の割合が、低質量銀河よりも高い$z$で上昇し始めることもわかりました。これは、大質量S0がより早く進化したことを意味します。
銀河磁場の向きと強さを三次元でマッピング
3次元での銀河磁場(GMF)のマッピングは、天の川銀河内で発生するさまざまな天体物理学的プロセスを理解するために不可欠です。この研究では、最新のMM2技術、速度勾配法(VGT)、カラム密度分散アプローチ、および中性水素(HI)放出のGALFA-HI調査を利用して、GMFのマッピングを試みます。MM2法とVGT法は、磁場の強さと方向をそれぞれ決定するために、磁気流体乱流の高度な理解に依存しています。HI放出データを銀河系の回転曲線と組み合わせることで、天の川全体のHIガスの分布がわかります。これらの2つの手法を組み合わせることで、GMFの方向と強度、および低銀河緯度($b<30^{\rmo}$)ペルセウスアームに近い領域。柱密度分散の分析により、音速マッハ数$M_{\rms}$分布が得られます。この研究の結果は、HIガスの亜アルフ波および亜音速(または超音速)の性質を明らかにしています。見通し線に沿った平均$M_{\rmA}$の変動は、およそ0.6から0.9の範囲で、平均$M_{\rms}$の変動は0.2から1.5です。平均磁場強度は~0.5$\mu$Gから~2.5$\mu$Gまで変化し、銀河の周辺に向かって減少傾向を示しています。この作業は、GMF、特に磁場強度を3Dでマッピングするための新しい手段を提供します。他のアプローチとの潜在的な相乗効果について説明します。
パロマー 1 とアンチセンター ストリームに関連する矮小銀河デブリ ストリーム
| Title |
A_Dwarf_Galaxy_Debris_Stream_Associated_with_Palomar_1_and_the_Anticenter_Stream |
| Authors |
Yong_Yang,_Jing-Kun_Zhao,_Xian-Hao_Ye,_Gang_Zhao,_and_Ke-Feng_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05232 |
$Gaia$データリリース3で検出された新しいストリーム(Yangtzeと呼ばれる)の発見を報告します。ストリームは、$\sim$9.12kpcの日心距離にあり、27$\deg$で1.9$\deg$にまたがっています。空に。長江の色等級図は、年齢$\sim$11Gyrおよび[M/H]$\sim$-0.7dexの恒星集団を示しています。星の数密度は約5.5度$^{-2}$で、表面の明るさは$\Sigma_G\simeq$34.9magarcsec$^{-2}$です。ダイナミクスと金属量の推定は、揚子江がパロマー1とアンチセンターストリームに密接に関連している可能性があることを示唆しています。
LSST 時代の連続残響マッピングによる AGN ブラック ホール質量の推定
分光残響マッピング(RM)は、活動銀河核(AGN)内のブラックホール(BH)の質量を推定するために広く使用されている直接的なアプローチです。ただし、非常に時間がかかり、大規模なAGNサンプルに適用するのは困難です。ブロードライン領域(BLR)サイズと光度(H$\beta$$R_{\rmBLR}\unicode{x2013}L_{\rm}$)の間の経験的な関係は、実用的な代替手段を提供しますが、大きな散乱と系統的バイアス。AGN連続体RM(CRM)は最近、連続体発光領域(CER)のサイズと光度($R_{\rmCER}\unicode{x2013}L$)の間の同様の関係を発見しました。ここでは、拡散連続発光によって支配される連続ラグを想定して、光学CRMを介してBH質量を推定する新しい方法を提示します。この方法は、短い連続体ラグと、簡単にアクセスできる高ケイデンスおよび大面積測光データのおかげで、RMBH質量の推定を大幅に容易にします。CERとBLRの両方のサイズを持つ21のAGNのサンプルを使用して、$R_{\rmBLR}\unicode{x2013}R_{\rmCER}$関係(散布$\sim0.28$dex)R_{\rmBLR}$は、5100\r{A}で$R_{\rmCER}$の平均8.1倍です。この密接な関係により、速度情報と組み合わせたCRMに基づくBH質量推定が可能になります。CRMサンプルの残りのオブジェクトに関係を適用すると、予測された$R_{\rmBLR,CRM}$が既存のH$\beta$$R_{\rmBLR}\unicode{x2013}L_{\rmに従うことを示します}$の関係は良好であり、推定されたCRMBH質量は、H$\beta$を使用したRM/単一エポックBH質量と一致しています。私たちの提案する方法は、空間と時間のレガシーサーベイの時代に有望なBH質量推定器になるでしょう。
銀河の年齢が観測された Ia 型超新星の光度の違いを駆動するというさらなる証拠
| Title |
Further_evidence_that_galaxy_age_drives_observed_type_Ia_supernova_luminosity_differences |
| Authors |
P._Wiseman,_M._Sullivan,_M._Smith_and_B._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05341 |
Ia型超新星(SNeIa)は白色矮星の爆発であり、宇宙膨張の歴史の精巧な測定を容易にしますが、精度と精度の向上は観測バイアスによって妨げられています。特に懸念されるのは、異なるホスト銀河環境におけるSNeIaの補正された明るさの明らかな違いです。より大規模で受動的な古い環境のSNeIaは、光度曲線の特性によって標準化された後、より明るく見えます。明度の差は通常、階段関数の形をとります。最近の研究は、SNe付近の恒星集団の年齢をたどる環境特性が最大のステップを示すことを示唆しています。ここでは、SNIa集団のシミュレーションを使用して、さまざまなトレーサーを使用した場合の影響をテストし、ステップの有望な新しいモデルを調査します。若い銀河と古いSNIaホスト銀河の間で変化する総対選択ダスト消光比$R_V$と、若い前駆銀河と古い前駆銀河からのSNeの間の固有の光度差でモデルをテストします。このデータは、銀河の年齢が変化する$R_V$によって駆動されるモデルによってよく再現されており、固有のSNの光度差はなく、SNに対して局所的に測定された特定の星形成率が、この銀河の年齢差の比較的純粋なトレーサーであることがわかります。観察されたステップの一部を引き起こす本質的な違いを排除することはできず、光度の違いが複数の要因によって引き起こされる場合、単一の環境測定ではそれらを正確に追跡できないことを示しています。この問題を解消するために、輝度補正で複数のトレーサーを使用することをお勧めします。
KiDS の $z\sim0.4$ で最も明るい銀河団を形成する星。冷たいガスと星の性質のさらなる研究
| Title |
Star_forming_brightest_cluster_galaxies_at_$z\sim0.4$_in_KiDS._Further_studies_of_cold_gas_and_stellar_properties |
| Authors |
G._Castignani,_M._Radovich,_F._Combes,_P._Salom\'e,_L._Moscardini,_S._Bardelli,_C._Giocoli,_G._Lesci,_F._Marulli,_M._Maturi,_E.Puddu,_M._Sereno,_and_D._Tramonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05360 |
最も明るい銀河団(BCG)は、宇宙で最も重い銀河の1つです。それらの星形成(SF)の歴史と星の集合について議論されています。最近の研究では、中程度の$z$星形成とガスに富むBCGの新たな集団の存在が示唆されており、そこでは分子ガス貯留層が強力な環境処理の影響を受けています。Kilo-DegreeSurvey(KiDS)で最も星を形成する$z\sim0.4$BCGの中から3つを選択し、最初の3つのCO遷移でIRAM30m望遠鏡でそれらを観測しました。KiDS1433BCGのダブルホーンCO(1$\rightarrow$0)およびCO(3$\rightarrow$2)放出を発見し、$M_{H_2}=(5.9\pm1.2)\の大きな分子ガス貯留層を生成しました。times10^{10}~M_\odot$と高いガス対星の質量比$M_{H_2}/M_\star=(0.32^{+0.12}_{-0.10})$。複数のCOトランジションでの検出により、遠くのBCGの限られたサンプルを増やします。KiDS1433BCGのダブルホーン放射はガス濃度が低いことを意味しますが、スペクトルのモデル化により、特徴的な半径$\sim$(5-7)kpcを持つ拡張分子ガス貯留層が得られます。一部のローカルBCGで観察される成熟した拡張ディスクフェーズ。他の2つのBCGについては、$M_{H_2}/M_\star<0.07$および$<0.23$の上限を設定できます。これは、離れたBCGの中で最も低い値です。次に、我々の観測結果を対象となるBCGの利用可能な恒星、SF、ダストの特性と組み合わせ、追加の中間$z$BCGを含む$\sim100$遠方銀河団と、文献からのCOでの観測結果と比較しました。星形成BCGの分子ガス特性は不均一です。一方では、ガスが豊富なBCGは、最近のガスの流入を連想させる重要なSF活動を維持する拡張されたガス貯留層を示しています。逆に、同様に星を形成するがガスが少ないBCGの存在は、ガスの枯渇がSF消光に先行することを示唆しています。
重力波イベントに対する DECam を使用した最適なキロノバ探索の設計
| Title |
Designing_an_Optimal_Kilonova_Search_using_DECam_for_Gravitational_Wave_Events |
| Authors |
C._R._Bom,_J._Annis,_A._Garcia,_A._Palmese,_N._Sherman,_M._Soares-Santos,_L._Santana-Silva,_R._Morgan,_K._Bechtol,_T._Davis,_H.T._Diehl,_S._S._Allam,_T._G._Bachmann,_B._M._O._Fraga,_J._Garc{\i}a-Bellido,_M._S._S._Gill,_K._Herner,_C._D._Kilpatrick,_M._Makler,_F._Olivares_E.,_M._E._S._Pereira,_J._Pineda,_A._Santos,_D._L._Tucker,_M._P._Wiesner,_M._Aguena,_O._Alves,_D._Bacon,_P._H._Bernardinelli,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_M._Gatti,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_P._Melchior,_J._Mena-Fernandez,_F._Menanteau,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malagon,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04878 |
今後のLIGO/Virgo/KAGRAコラボレーション観測実行O4で、重力波放射を介して検出されたすべてのキロノバを最適に識別する問題に対処します。O4は、以前よりも$\sim7$多くの連星中性子星アラートの係数に敏感であると予想されます.これらの新しい事象の中で最も明るいものを除いて、すべての電磁的追跡調査には$>1$メートルの望遠鏡が必要であり、利用できる時間は限られています。O4中のダークエネルギーカメラの最適化された観察戦略を提示します。我々の研究は、O4に予想される重力波事象のシミュレーションと、広事前のキロノバシミュレーションに基づいています。現実的な観測条件のイベントの検出可能性を導出します。望遠鏡の時間を最小限に抑えながら、キロノバを確認するための戦略を最適化します。GW170817/AT2017gfoと比較してより暗いキロノバに対応する広範囲のキロノバパラメーターについて、この最適な戦略を使用すると、ダークエネルギーカメラを使用した電磁対応物の発見確率は、公称バイナリで$\sim80\%$であることがわかります。次のLVK観測実行(190Mpc)の中性子星重力波検出限界。これは、前回の観測実行中に採用された戦略と比較して$\sim30\%$の改善に相当します。より遠くのイベント($\sim330$Mpc)では、$\sim60\%$の検出確率に達し、$\sim2$増加します。GW170817/AT2017gfoの観測を再現する青色成分が優勢なより明るいキロノバモデルの場合、$\sim90\%$検出確率が330Mpcに達し、$\sim20\%増加することがわかります。$、イベントのフォローアップに必要な望遠鏡の合計時間を$\sim20\%$削減します。
トランジット系外惑星探査衛星による重力波対応物探索
| Title |
Searching_for_Gravitational-Wave_Counterparts_using_the_Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite |
| Authors |
Geoffrey_Mo,_Rahul_Jayaraman,_Michael_Fausnaugh,_Erik_Katsavounidis,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04881 |
2017年、LIGOとVirgoの重力波(GW)検出器は、電磁気(EM)天文学者と協力して、最初のGWマルチメッセンジャー天体物理イベントである連星中性子星(BNS)の合体GW170817を観測しました。これは、マルチメッセンジャー天体物理学の新しい時代の始まりを示しました。さらなるGWマルチメッセンジャーイベントを発見するために、通過系外惑星調査衛星（TESS）とLIGO-Virgo-KAGRAコラボレーション（LVK）検出器ネットワークによって引き起こされるGW観測との間の相乗効果を探ります。TESSの2300度^2までの非常に広い視野は、多くの場合、数百度^2以上に及ぶ可能性があるGW局在化の大きな帯と重なる可能性があることを意味します。この作業では、最近開発されたトランジェント検出パイプラインを使用して、LVKの3回目の観測実行中に収集されたTESSデータを検索し、EM対応物を探します。TESSバンドパスで約17等級より明るい明らかな対応物は見つかりません。さらに、LVKの次の観測実行(O4)に対するTESSのキロノバ発見の可能性を特定するために、GWでの検出や光度曲線のシミュレーションなど、BNS合併のエンドツーエンドのシミュレーションを提示します。最も楽観的なケースでは、TESSはGWで見つかったBNSの合併相手を年に最大1つ観察します。ただし、TESSは、LVKネットワークをトリガーしなかった最大5つのキロノバも検出する可能性があり、EMトリガーGW検索が将来のキロノバ検出で重要な役割を果たす可能性があることを強調しています。また、連星ブラックホールの合体からのEM放出を制限するのにTESSがどのように役立つかについても説明します。
超新星ニュートリノの光学的過渡探査によるタイミング一致探索
| Title |
Timing_coincidence_search_for_supernova_neutrinos_with_optical_transient_surveys |
| Authors |
Sean_Heston,_Emily_Kehoe,_Yudai_Suwa,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04884 |
ニュートリノは、コアの崩壊中に星の内部を調べることを可能にし、崩壊のさまざまな段階とプロセスを理解するのに役立ちます.今日まで、超新星ニュートリノは単一のイベント、SN1987Aからのみ検出されています。それ以降のほとんどの研究は、銀河系/局所的な超新星と、拡散超新星ニュートリノ背景を形成するすべての過去の宇宙超新星という2つの極端な距離に焦点を当ててきました。ハイパーカミオカンデのような次世代検出器でコア崩壊超新星ニュートリノを検出するためのターゲットとして、中距離領域に焦点を当てています。ニュートリノ検出の重要性を定量化するために、近くの銀河の調査と大規模な概観調査によって予想される発見を利用して、コア崩壊超新星の光学的対応物を監視します。検出の見通しが立つには、約10年の運用が必要であることがわかります。コア崩壊の時間を数時間以内に正確に特定する電磁気調査の能力が、自信を持ってニュートリノを検出するための鍵である方法について説明します。近くの銀河を頻繁に観測するDLT40のような一時的な調査は、そのような重要な情報を得るのに役立ちます。
強制爆発条件は、球対称の CCSN 爆発と一致しています
| Title |
The_Force_Explosion_Condition_is_Consistent_with_Spherically_Symmetric_CCSN_Explosions |
| Authors |
Mariam_Gogilashvili,_Jeremiah_W._Murphy_and_Evan_P._O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04890 |
コア崩壊型超新星(CCSN)理論における主要な課題の1つは、どの星が爆発し、どの星が崩壊してブラックホールになるかを予測することです。GogilashviliとMurphy(2022)は、解析力爆発条件(FEC)を導出し、FECがニュートリノの加熱と冷却に電球近似を使用するCCSNシミュレーションと一致することを示しました。このフォローアップ原稿では、GR1Dシミュレーションで実際のニュートリノ輸送を使用した場合、FECが爆発条件と一致することを示しています(O'CONNOR2015)。ほとんどの1Dシミュレーションは爆発しないため、このテストを容易にするために、ゲイン領域内の加熱効率を高めます。解析的FECと放射流体力学シミュレーションを比較するために、この原稿は物理パラメータの実用的な翻訳も示しています。例:ゲイン領域$L_\nu\tau_g$に蓄積されたニュートリノパワーを、ゲイン領域の正味のニュートリノ加熱に置き換えます。$\dot{M}$がどこでも同じであると仮定するのではなく、ゲイン領域内で$\dot{M}$を計算します。そして、ゲイン半径でニュートリノの不透明度を使用します。小さくても実用的な変更を加えることで、ニュートリノ輸送を使用する球対称CCSNシミュレーションでFECが爆発条件を予測することを示します。
キャノンボールパルサーPSR J0002+6216のバウショックとテールを解決
最近発見されたPSRJ0002+6216に関連するバウショックパルサー風星雲のX線および電波観測を提示し、以前の研究では未解決だったPWNの形態を特徴付けています。マルチ周波数、マルチエポック超大型アレイ電波観測により、彗星の尾がパルサーを追跡し、最大5.3フィートまで伸び、放出に沿って複数のよじれがあることが明らかになりました。マルチ構成ブロードバンドVLA観測から提示された電波連続体画像は、CommonAstronomySoftwareApplicationsパッケージ(CASA)に実装されているawprojectグリッダーと組み合わせて多項多周波数合成デコンボリューションを適用した最初の結果の1つです。チャンドラで観測されたX線放出はわずか21インチまで伸び、急速に減衰し、拡張された電波放出に沿っていくつかのホットスポットが存在します。これらのよじれは、局所的なISMまたは乱気流に密度変動が存在することを示している可能性があります。バウショックスタンドオフ距離は、サイズが0.003～0.009pcの小さなバウショック領域を推定します。これは、タイミングから推定されるEdot=1.51x10^35エルグ/秒のパルサースピンダウンパワーと一致します。高解像度のラジオ画像は、X線画像にも存在するバウショック領域の非対称性の存在を明らかにしています。ブロードバンド電波の画像は、異常に急勾配のスペクトルとフラットスペクトルシースを示しています。これは、領域へのさまざまな不透明度またはエネルギー注入を示している可能性があります。空間的に分解されたX線スペクトルは、延長された尾部に沿ったシンクロトロン冷却のわずかな証拠を提供します。X線データの分析は、このパルサーがスピンダウンパワーが低く、これらの天体で観測された最も低いX線効率の1つであることも示しています。
ジェットパワー、固有の $\gamma$ 線光度とジェット AGN の降着
| Title |
Jet_power,_intrinsic_$\gamma$-ray_luminosity_and_accretion_in_jetted_AGN |
| Authors |
Chen_Yonhyun,_Gu_Qiusheng,_Fan_Junhui,_Yu_xiaoling,_Ding_Nan,_Guo_Xiaotong,_Xiong_Dingrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05026 |
運動ジェット出力$P_{\rmjet}$、固有の$\gamma$線光度($L^{\rmint}$)および降着($L_{\rmdisk}$)の間の相関関係は、さまざまなブラックホールシステムの基礎となるジェット物理学。フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)、BLLacertae天体(BLLacs)、ガンマ線を含むジェットAGNの大量のサンプルを使用して、動的ジェット出力、固有の$\gamma$線光度、および降着の間の関係を研究します。狭線セイファート1銀河($\gamma$NLS1s)と電波銀河。主な結果は次のとおりです。(1)$P_{\rmjet}$と$L^{\rmint}$の間の関係の勾配指数は、サンプル全体で$0.85\pm0.01$、$0.70\pm0です。FSRQの場合は.02$、BLLacsの場合は$0.83\pm0.03$、$\gamma$NLS1sの場合は$0.68\pm0.11$、電波銀河の場合は$0.93\pm0.09$です。$\gamma$NLS1sと電波銀河のジェットは、フェルミブレーザーで得られたものとほぼ同じ$P_{\rmjet}$-$L^{\rmint}$相関に従います。(2)$L^{\rmint}$と$L_{\rmdisk}$の間の関係の勾配指数は、サンプル全体で$1.05\pm0.02$、FSRQで$0.94\pm0.05$です。BLLacsは$1.14\pm0.05$、$\gamma$NLS1sは$0.92\pm0.18$です。$\gamma$NLS1sと電波銀河は、フェルミブレーザーから導出された$L^{\rmint}$-$L_{\rmdisk}$相関にもほぼ従っています。(3)ジェットパワーは、ほとんどすべてのジェットAGNで降着円盤の光度よりも大きい。ジェットのパワーは、エディントン比とブラックホールの質量の両方に依存します。サンプル全体で$\logP_{\rmjet}\sim(1.00\pm0.02)\logL_{\rmdisk}$が得られ、これは理論的に予測された係数と一致しています。これらの結果は、噴射されたAGNのジェットがBlandford-Znajekメカニズムによって駆動されていることを意味している可能性があります。
暗黒エネルギー調査内の銀河団における Ia 型超新星の速度と性質
| Title |
Rates_and_properties_of_type_Ia_supernovae_in_galaxy_clusters_within_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
M._Toy,_P._Wiseman,_M._Sullivan,_C._Frohmaier,_A._Palmese,_O._Graur,_B._Popovic,_T._M._Davis,_L._Galbany,_L._Kelsey,_C._Lidman,_D._Scolnic,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_J._Annis,_D._Bacon,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_and_N._Weaverdyck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05184 |
ダークエネルギー調査(DES)の5年カタログの測光的に分類されたタイプIa超新星(SNeIa)を使用して、銀河の赤系列選択クラスター内で発生した70のSNeIaを特定します。クラスターSN光曲線特性と環境特性を、フィールドにある1020DESSNeIaと比較します。これは、これまでの2つのサンプルの最大の比較です。平均して、銀河団に位置するSNeIaは、フィールドに位置するものと比較して急速に減少しているという暫定的な兆候(98.5%の信頼水準)が見つかりました。2つのサンプル間でSNIaの色に違いがあるという証拠は見つかりませんでした。さらに、星団SNeIaは、フィールドSNeよりも大規模なホスト銀河で平均して発生するという強力な証拠($99.98$信頼水準)があります。銀河団の星の質量あたりのSNeIaの割合を計算し、高質量での平均割合を見つけます($10\leq\log\mathrm{(M_{*}/M_{\odot})}\leq11.25$)。銀河団は、同等のフィールド質量の銀河に匹敵し、平均差は$1.3\pm0.3$です。両方のサンプルの全質量範囲を考慮して、フィールドと比較してクラスターの単位質量あたりの全体的な速度の減少を測定します。2つのサンプルレートの違いは、異なる初期質量関数によるクラスター内の白色矮星の過剰、星形成を再点火するクラスター銀河合体、または2つの環境間の金属量の違いによって引き起こされる可能性があります。
磁気レイリー・テイラー不安定性による粒子加速：ブラックホール降着流におけるフレアのメカニズム
| Title |
Particle_acceleration_by_magnetic_Rayleigh-Taylor_instability:_mechanism_for_flares_in_black-hole_accretion_flows |
| Authors |
Vladimir_Zhdankin,_Bart_Ripperda,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05276 |
非熱粒子加速の天体物理過程として、相対論的無衝突プラズマにおける磁気レイリー・テイラー不安定性を研究しています。せん断磁場を持つ高磁化空洞の上部にある高密度プラズマを考えます。細胞内粒子シミュレーションを使用して、小さなプルームが成長し、次第に融合して大規模なプルームを形成し、緩和時に磁気再結合を引き起こすことを示します。内部降着流からブラックホールSgrA*へのフレアを説明できる効率的な粒子加速を発見しました。
MAXI J1535-571 INTEGRAL/SPIが捉えた2017年の爆発とそのハードテイルの起源を探る
| Title |
MAXI_J1535-571_2017_outburst_Seen_by_INTEGRAL/SPI_and_Investigating_the_Origin_of_Its_Hard_Tail |
| Authors |
James_Rodi,_E._Jourdain,_J._P._Roques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05346 |
2017年9月2日にMAXIJ1535-571はバーストを開始し、2～20keVのエネルギー範囲で~5Crabでピークに達しました。フレアの早い段階で、INTEGRALはターゲットオブチャンスポインティングを実行し、ソースがハード状態からソフト状態に移行するのを監視しました。MAXI/GSCとINTEGRAL/SPIからの準同時観測を使用して、MAXIJ1535-571の2～500keV範囲での時間的およびスペクトル変化を調べました。初期のスペクトルは、コンプトン化されたスペクトルと、約150keVを超える高エネルギー成分が優勢であることを示しています。CompTTはSPIデータに適合し、電子温度(kTe)が結合された光学的深さ(タウ~0.85)で~31keVから18keVに進化するか、結合されたkTe(~24keV)で~1.2-0.65から進化するタウが見つかりました。高エネルギー成分の性質を調べるために、100～400keVエネルギーバンドのスペクトル分解を実行しました。CompTTフラックスはハード状態で大きく変化しますが、高エネルギー成分フラックスは一定のフラックスと一致します。この結果は、2つの成分が異なる場所から発生していることを示唆しており、ハイブリッドコロナの解釈よりも高エネルギー成分のジェット起源の解釈を支持しています。最後に、ハードからソフトへの移行中の2つの短い再輝が、MAXIJ1820+070で報告された同様のイベントと比較されます。
深海ニュートリノ望遠鏡サイトにおける光学過程のシミュレーション研究
| Title |
Simulation_study_on_the_optical_processes_at_deep-sea_neutrino_telescope_sites |
| Authors |
Fan_Hu,_Zhenyu_Wei,_Wei_Tian,_Ziping_Ye,_Fuyudi_Zhang,_Zhengyang_Sun,_Wei_Zhi,_Qichao_Chang,_Qiao_Xue,_Zhuo_Li,_and_Donglian_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05032 |
大規模な水チェレンコフニュートリノ望遠鏡の性能は、光の吸収と散乱のレベルによって定量化される、周囲の水の透明度に大きく依存しています。光源として発光ダイオード(LED)、光子増倍管(PMT)、およびカメラを光子センサーとして使用して、南シナ海の深海水の光学特性を測定するためのパスファインダー実験が実施されました。ここでは、実験データから基礎となる光学特性を抽出するのに役立つ深海水中の吸収および散乱プロセスを理解するために、Geant4ツールキットを使用する光学シミュレーションプログラムを紹介します。シミュレーション結果は実験データと比較され、良好な一致を示しています。また、このシミュレーションプログラムを使用して、PMTとカメラのさまざまな観測量を利用した解析方法を検証します。これは、他のニュートリノ望遠鏡パスファインダー実験や将来の大規模検出器に容易に適用できます。
リップル: 重力波データ解析のための微分可能でハードウェア アクセラレーションされた波形
| Title |
ripple:_Differentiable_and_Hardware-Accelerated_Waveforms_for_Gravitational_Wave_Data_Analysis |
| Authors |
Thomas_D._P._Edwards,_Kaze_W._K._Wong,_Kelvin_K._H._Lam,_Adam_Coogan,_Daniel_Foreman-Mackey_and_Maximiliano_Isi,_and_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05329 |
重力波(GW)科学全体のさまざまな分析タスクを加速するために、プログラミングフレームワークjaxによる自動微分の使用を提案します。まず、バイナリブラックホール(つまりIMRPhenomD)のインスパイラル、マージ、およびリングダウンをカバーする完全な波形をjaxで記述できることを示し、波形(およびその導関数)のシリアル評価速度がラルスイートの実装と同様であることを示します。さらに、jaxは、CPUでのシリアル評価よりも1桁以上高速なGPUアクセラレーションによる波形呼び出しを可能にします。次に、効率的で微分可能な波形が不可欠な3つのアプリケーションに焦点を当てます。まず、勾配降下法を使用して、波形モデルのキャリブレーションに使用される$\sim200$係数を最適化する方法を示します。特に、数値相対論波形との典型的な一致は、追加のオーバーヘッドなしで50%以上改善できることを示しています。第二に、フィッシャーの予測計算は、精度を損なうことなく(CPU上で)$\sim100\times$高速化できることを示します。この高速化により、人口予測が大幅に簡素化されます。最後に、ハミルトニアンモンテカルロのような勾配ベースのサンプラーでは、従来のモンテカルロ法と比較して自己相関値が大幅に減少することを示します。微分可能な波形は、GW科学全体のさまざまなタスクに大きな利点があるため、波形開発者はjaxを使用して新しい波形を作成することを提案します。私たちの波形コード、rippleはhttps://github.com/tedwards2412/rippleで見つけることができ、新しい波形が実装されるたびに更新され続けます。
妥協のない高速重力波パラメータ推定
| Title |
Fast_gravitational_wave_parameter_estimation_without_compromises |
| Authors |
Kaze_W._K._Wong,_Maximiliano_Isi,_and_Thomas_D._P._Edwards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05333 |
重力波イベントのプロパティを推測するための、軽量で柔軟かつ高性能なフレームワークを提示します。尤度ヘテロダイン、自動微分可能でアクセラレータ互換の波形、およびフローの正規化によって強化された勾配ベースのマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)サンプリングを組み合わせることにより、サンプリング時間の1分以内にGW150914やGW170817などの実際のイベントの完全なベイジアンパラメーター推定を実現します。.私たちのフレームワークは、事前トレーニングや明示的な再パラメータ化を必要とせず、より高次元の問題を処理するために一般化できます。実装の詳細を提示し、リアルタイムのパラメーター推定のための他の提案された戦略との関連で、トレードオフと将来の開発について説明します。分析を実行するためのコードは、GitHubhttps://github.com/kazewong/jimで公開されています。
86 GHz 機能を含めることで変革的な ngEHT サイエンスを実現
| Title |
Enabling_Transformational_ngEHT_Science_via_the_Inclusion_of_86_GHz_Capabilities |
| Authors |
Sara_Issaoun,_Dominic_W._Pesce,_Freek_Roelofs,_Andrew_Chael,_Richard_Dodson,_Mar\'ia_J._Rioja,_Kazunori_Akiyama,_Romy_Aran,_Lindy_Blackburn,_Sheperd_S._Doeleman,_Vincent_L._Fish,_Garret_Fitzpatrick,_Michael_D._Johnson,_Gopal_Narayanan,_Alexander_W._Raymond_and_Remo_P._J._Tilanus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05415 |
追加の86GHz観測帯域を組み込むことにより、ngEHTの有用性と効率を大幅に向上させるケースを提示します。230GHzまたは345GHzとは対照的に、ngEHTサイトの気象条件は、86GHzで年間を通して観測を可能にするのに十分な信頼性があります。86GHz観測を組み込んだ多周波イメージングは、230GHzと345GHzでの($u,v$)カバレッジを十分に拡大して、EHTステーションをアレイに参加させることなくM87ジェット構造を検出できるようにします。ngEHTの一般的なキャリブレーションと感度は、周波数位相転送技術を活用することによっても強化されます。これにより、86GHz以上の周波数帯域での同時観測により、有効なコヒーレンス時間が数秒から数十分に増加する可能性があります。より高い周波数での観測が不可能な場合、ブラックホールジェットやスペクトル線の研究など、スタンドアロンの86GHz科学の機会があります。最後に、ngEHTに86GHz機能を追加することで、GMVAやngVLAなどの他のVLBI施設のコミュニティに統合できるようになります。周波数。
JWST が 47 トゥカナエの褐色矮星シーケンスを明らかに
銀河球状星団NGC104(47Tucanae)のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で収集された侵害された(公開されている)画像の科学的使用法を復元する技術を開発しました。劣化と限られたデータにもかかわらず、球状星団内でこれまでに観測された最も低温の星の測光と天体の測光を回復することができ、おそらく褐色矮星(BD)シーケンスの最も明るい部分を明らかにしました。これは、以下によってサポートされています。(ii)BDシーケンスの予測位置。(iii)モデルから導出された低質量星の質量関数。将来のJWST観測は、この球状星団に属するここで特定されたBD候補の性質を確認するために必要な深く正確な固有運動を提供します。
DBS-89-90-91 に埋め込まれた星団領域の多波長および天文研究
| Title |
Multiwavelength_and_astrometric_study_of_the_DBS-89-90-91_embedded_clusters_region |
| Authors |
Mariela_A._Corti_(1,2),_Gustavo_L._Baume_(1,3),_Rosa_B._Orellana_(1,3)_and_Laura_A._Suad_(4)_Affiliations:_(1)_-_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas_(UNLP)._Argentina._(2)_-_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'ia_(CONICET_-_CICPBA_-_UNLP)._Argentina._(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_La_Plata_(CONICET_-_UNLP)._Argentina._(4)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio_(UBA--CONICET),_CABA._Argentina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04920 |
ねらい。私たちの主な目標は、DBS89-90-91埋め込み星団が位置するG316.8-0.1(IRAS14416-5937)電波源の主な特性の理解を深め、この地域に存在する星の数を特定することでした。これらの星と星間物質との相互作用を研究します。メソッド。G316.8-0.1電波源のいくつかの特性をSUMSSに相談して分析し、843MHzでの連続電波放射と21cmでのHISGPSを調査しました。また、VVV調査から得られ、2MASSカタログで補足されたDBS89-90-91クラスターの領域のJHKバンドでの測光データも使用しました。HII領域に関連付けられている可能性のある星の調査は、GaiaEarlyDataRelease3を使用した天体分析で補完されました。若い星のオブジェクトを研究するために、WISE、Spitzer-GLIMPSESurveys、およびMSXポイントからの中赤外測光情報を調べました。ソースカタログ。結果。IRAS14416-5937領域で実施された測光および天文研究により、DBS89-90-91に埋め込まれた星団と、星間物質との相互作用に関する知識を向上させることができました。DBS89クラスターの場合、9つの天体測光候補メンバーと19の測光候補メンバーを特定しましたが、DBS90-91クラスターの場合、18の測光メンバー候補が見つかりました。G316.8-0.1電波源にリンクされたDBS89の距離値は2.9(0.5)kpcでした。また、IRAS14416-5937領域全体に分布する12のクラスIYSOc、35のクラスIIYSOc、2つのMYSOc、および1つのCHII領域も調査しました。分析の結果、G316.8-0.1電波源は周波数>0.56GHzで光学的に薄いことが明らかになりました。HII領域G316.8-0.1-AとG316.8-0.1-Bは、それぞれ同様の半径と0.5pcと35Mの電離水素質量を持っています。
低質量ポスト AGB 後期熱パルスの詳細
サーマルパルス(LTP)恒星進化モデルは、漸近巨星分岐(AGB)の出発後に発生するヘリウムパルスを経験し、HRダイアグラムで漸近巨星分岐(AGB)と惑星状星雲段階(PN)の間で急速なループ進化を引き起こします。一時的なLTPフェーズは、温度、光度、およびサイズが桁違いに増減しながら、数十年から数世紀続くだけです。LTPオブジェクトは、より劇的な対応物である非常に遅い熱パルス(VLTP)のコンテキストで説明されることがよくあります。LTP星は、VLTP天体ほど急速に進化せず、水素欠乏にもなりません。それらは、何千年もの間惑星状星雲に似た後まで目立たなくなります。Z=0.0015からZ=0.03までの範囲の金属量、および質量0.90$M_\odot$、1.2$M_\odot$、および2.0$M_のモデルについて、AGBからPNフェーズまでの星の進化計算を提示します。\odot$.最も密度の高いシリーズ(1.2$M_\odot$、Z=0.015)に注目し、それらが噴出する温度に基づいて後期熱パルスタイプの層別化を指定します。LTPにもVLTPにも適合しない1つのタイプについて説明します。これは、スターFGSgeの説明を提供する可能性があります.LTPモデルがヘリウム燃焼光度のピークに達するまで、光度が急速に低下する間、冷却と増光の期間に加熱される時間スケールを提示し、4つのLTP候補について簡単に説明します。
太陽磁場の緯度ダイナミクスとセクター構造
太陽の大規模な磁場の全球構造の研究は、太陽のダイナミクスの理論モデルを作成し、太陽および地球磁気圏の実際の状況を予測するために非常に重要です。本研究の目的は、大規模な光球磁場の微分回転周期を計算し、経時的なその挙動を研究し、経度に沿ってこの磁場の扇形構造があるかどうかを調べることでした。ただし、それを検索するための座標系の選択は明確ではありません。これは、太陽の自転が緯度によって異なり、深さや時間とともに変化するという事実と密接に関連しています。J.WilcoxSolarObservatoryの太陽活動21、22、23の3つの完全なサイクルの観測データに基づいて、さまざまな緯度での磁場の回転周期とその時間変化が計算されました。30年以上安定した経度構造が発見されました。その回転速度は、対流シェルのベースが回転する速度と一致する、つまり、太陽の磁場の構造化がタコクラインで発生することが決定されました。この結果は、太陽活動プロセスと磁場のトポロジー、ダイナミクスと深層成層との密接な関係を明確に示しています。
超光速 II 型超新星 ASASSN-15ua: 極端な前駆物質の質量損失における連続体の一部
| Title |
The_Superluminous_Type_IIn_Supernova_ASASSN-15ua:_Part_of_a_continuum_in_extreme_precursor_mass_loss |
| Authors |
Danielle_Dickinson,_Nathan_Smith,_Jennifer_E._Andrews,_Peter_Milne,_Charles_D._Kilpatrick,_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04958 |
超光度のタイプIIn超新星(SN)ASASSN-15uaの一連の地上測光と分光法を提示します。これは、既存の高密度星周物質(CSM)との強い相互作用の証拠を示しています。私たちの観測は、爆発直前の原始風の速度、質量損失率、および範囲を制限します。狭いPCygni吸収成分は、$\sim$100kms$^{-1}$の原始風速を明らかにします。以前のSNeIInで観察されたように、中間幅のH$\alpha$放射は次第に非対称になり、青方偏移した。これは、非対称CSM、非対称爆発、またはショック後の殻またはSN噴出物内のダストからの選択的絶滅の増加のいずれかを示唆している。CSMの半径と速度に基づいて、始祖はその死の直前の$\sim$12年間に0.1-1M$_\odot$yr$^{-1}$オーダーの極端な噴火による質量損失を被ったことがわかりました。、$\sim$8$\times$10$^{47}$エルグの運動エネルギーをCSMに与えます。発見後最初の200日間の光度曲線を統合すると、ASASSN-15uaは可視光だけで少なくとも3.1$\times$10$^{50}$エルグを放射し、総放射エネルギーの下限を示していることがわかりました。10$^{51}$エルグに近づきました。ASASSN-15uaは、よく研究されている2つの超高輝度SNeIIn:SN2006tfとSN2010jlと多くの類似点を示しています。これら3つの詳細な比較に基づいて、ASASSN-15uaは、観測されたさまざまな特性と導出された物理パラメーターにおいて、これら2つのイベントの間に位置し、超高輝度SNeIIn全体での一連の動作を示していることがわかりました。
極紫外線および白色光の太陽画像における非放射状流出の追跡
| Title |
Tracking_Non-Radial_Outflows_in_Extreme_Ultraviolet_and_White_Light_Solar_Images |
| Authors |
Nathalia_Alzate,_Huw_Morgan,_Simone_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04971 |
太陽コロナを理解するには、さまざまな層とその後の太陽圏への接続を通じて、そのダイナミクスに関する知識が必要です。これには、アウトフローの性質と中期コロナ(~1.5-6.0Rs)による物理的な移行を理解する必要があります。この地域はその場での測定にはまだアクセスできませんが、リモートセンシング観測は利用できますが、その解釈は、視線効果と太陽に近い流出構造の非放射状運動(<3.0Rs)のために物議を醸す可能性があります。この作業では、高度な画像処理技術を使用して流出の非放射状高さ時間プロファイルを生成することにより、これらの課題を軽減する方法について説明します。2008年の太陽極小期の大きな赤道ストリーマーの北と南の境界は、STEREO/SECCHI太陽画像で特定され、明るさのしきい値と区分的多項式関数フィッティングに基づく2つの異なる方法論を使用しました。視線の問題に対処するために、SECCHI/COR2画像に基づくコロナ電子密度の3D分布のトモグラフィー再構成を使用しました。ストリーマ境界の位置角度の時系列のスペクトル解析は、36-48時間と10.5-14.6時間のいくつかの高さでその振動性を明らかにしました。北と南のストリーマー境界間の距離を各高さで均等に分割して、非放射状の高さ-時間パスを取得し、そこからコロナ/太陽風プラズマ流出の非放射状プロファイルを生成しました。EUVIの太陽からCOR1を通ってCOR2に途切れることなく移動する流出を追跡しました。最後に、CMEと2つの小規模フィーチャの非ラジアルプレーンオブスカイ速度の予備結果について説明します。
金属汚染された白色矮星G 29-38からのX線放出のXMM-Newton検出
| Title |
XMM-Newton_Detection_of_X-ray_Emission_from_the_Metal-Polluted_White_Dwarf_G_29-38 |
| Authors |
S._Estrada-Dorado,_M.A._Guerrero,_J.A._Toal\'a,_Y.-H._Chu,_V._Lora,_and_C._Rodr\'iguez-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05028 |
金属汚染された白色矮星(WD)G29-38のチャンドラX線データの最近の分析により、惑星体からの破片の降着に起因する可能性があるX線放射が明らかになりました。この検出に照らして、G29-38のアーカイブXMM-Newton観測をここで再検討します。過去には、近くに比較的明るいX線源が存在するために上限のみが導き出されました。これらのデータを複数のエネルギーバンドで分析することにより、G29-38の位置でのX線放出を近くの線源から解きほぐすことができます。XMM-ニュートン観測とチャンドラ観測における線源の同様のスペクトル特性とそれらの空間シフトは、これらの観測間のG29-38の適切な運動と一致しており、G29-38からのX線放射の起源を強化します。両方の観測からのX線光度は、1-$\sigma$の不確実性内で一貫しており、最適なプラズマ温度も同様です。カウント数は少ないですが、光学的に薄い高温プラズマからの0.7～0.8keVエネルギー帯のライン放出の興味をそそる証拠があります。この線放出の最も可能性の高い候補は、16\r{A}のFe複合体です。
回転する 25 M$_{\odot}$ 集団 III 星の進化: 物理的性質と結果として生じる超新星
| Title |
Evolution_of_Rotating_25_M$_{\odot}$_Population_III_star:_Physical_Properties_and_Resulting_Supernovae |
| Authors |
Amar_Aryan,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Rahul_Gupta,_and_Amit_Kumar_Ror |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05124 |
このレターでは、回転する25M$_{\odot}$年齢ゼロ主系列集団III星のコア崩壊の開始段階までの1次元モデリングの結果を報告します。急速に回転するモデルは、メインシーケンスステージの後に激しく散発的な質量損失を示します。太陽の金属量モデルと比較して、PopIIIモデルは超新星爆発前の半径が非常に小さいことを示しています。さらに、コア崩壊の開始段階にあるモデルを使用して、結果として生じる超新星の流体力学的シミュレーションをシミュレートします。対応する回転と恒星風による質量損失に応じて、結果として生じる超新星は、弱いタイプIIからタイプIb/cまでのクラスにまたがります。ポップIII星から生じる核崩壊超新星の絶対等級は、太陽の金属量星から生じる超新星よりもはるかに暗いことがわかります。シミュレーション結果から、爆発エネルギーとニッケル質量の考慮された制限内では、これらの過渡事象は非常に微弱であり、高い赤方偏移で検出することは困難であると結論付けています。
高温白色矮星のスペクトル進化について。 IV.ヘリウムリッチ白色矮星における残留水素の拡散と混合
| Title |
On_the_Spectral_Evolution_of_Hot_White_Dwarf_Stars._IV._The_Diffusion_and_Mixing_of_Residual_Hydrogen_in_Helium-rich_White_Dwarfs |
| Authors |
A._B\'edard,_P._Bergeron,_P._Brassard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05424 |
白色矮星のスペクトル進化に関する大規模なモデリング研究の枠組みの中で、ヘリウムに富む白色矮星における残留水素の輸送に関する新しい一連の詳細な計算をここに提示します。最初に、高有効温度でのいわゆるフロートアッププロセスを調査します。これにより、微量水素の上方拡散が水素雰囲気の形成につながります。この現象の初期水素存在量と重力沈降に対抗する放射風の強さへの依存性を調べます。スペクトル進化の経験的知識と組み合わせることで、シミュレーションは、ホットヘリウムが優勢な白色矮星集団の水素含有量に対する新しい定量的制約を提供します。次に、低有効温度でのいわゆる対流希釈プロセスの結果を調べます。これにより、表面の水素層が下にあるヘリウムに富むエンベロープ内で混合されます。対流希釈に関する以前の研究とはまったく対照的に、合理的な仮定の下で、私たちのモデルは、観測された冷たいDBA星の大気組成をうまく再現し、それによってスペクトル進化理論の最も重要な問題の1つを解決することを示しています。この大幅な改善は、以前の浮上プロセスの一貫したモデリングによるもので、薄い表層の下に大量の水素貯留層が存在することを予測しています。DBA白色矮星の表面で検出された微量の水素は、ほとんどの場合、外部降着の結果ではなく、原初起源のものであると主張します。
カナダ、オンタリオ州サドベリーの SNOLAB Underground Laboratory における周囲線量と線量率の測定
| Title |
Ambient_Dose_and_Dose_Rate_Measurement_in_SNOLAB_Underground_Laboratory_at_Sudbury,_Ontario,_Canada |
| Authors |
Victor_V._Golovko,_Oleg_Kamaev,_Jiansheng_Sun,_Chris_J._Jillings,_Pierre_Gorel_and_Eric_Vazquez-Jauregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.04952 |
この論文では、カナダのオンタリオ州サドベリーにある地下のSNOLAB施設で、超低レベル周辺線量当量率の値を測定するために、熱ルミネッセンス線量計(TLD)などの統合パッシブ検出器を使用するシステムと実験手順について説明しています。これらの検出器は受動的であり、比較的長時間さらされる可能性があるため、超低活動レベルを測定するための感度が向上します。SNOLAB地下研究所のキューブホールで進行中の直接暗黒物質探査実験のための水遮蔽周辺の超低レベル周辺線量の最終的な特徴付けが示されています。結論は、TLDは超低レベルの環境放射線バックグラウンドの測定において信頼できる結果を提供するということです。
| Title |
Gravitational_wave_constraints_on_non-birefringent_dispersions_of_gravitational_waves_due_to_Lorentz_violations_with_GWTC-3 |
| Authors |
Cheng_Gong,_Tao_Zhu,_Rui_Niu,_Qiang_Wu,_Jing-Lei_Cui,_Xin_Zhang,_Wen_Zhao,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05077 |
標準モデル拡張(SME)は、重力相互作用におけるローレンツ対称性の違反の可能性を研究するために使用できる効果的な場の理論のフレームワークです。SMEのゲージ不変の線形化された重力セクターでは、GWの分散関係が変更され、GWの伝搬に異方性、複屈折、および分散効果が生じます。この論文では、ローレンツ対称性の破れによるGWの伝搬における非複屈折と異方性分散の関係に主に焦点を当てています。修正された分散関係を使用して、コンパクトなバイナリの合体によって生成されたGWの対応する修正された波形を計算します。GWの伝播に支配的なローレンツ違反効果があると予想されるSMEのゲージ不変線形化重力セクターで最小質量次元$d=6$を持つ演算子からの効果を検討します。この場合、ローレンツ違反効果は25の係数で表され、「最大リーチ」アプローチによってそれらを個別に制約します。GWTC-3カタログで90の信頼性の高いGWイベントを使用し、{\ttBilby}を使用します。、オープンソースソフトウェア、およびネストされたサンプリングパッケージである{\ttDynest}を使用して、変更された波形でパラメーター推定を実行します.GWsデータにローレンツ違反の証拠は見つからず、$90\%$の信頼区間を与えます各ローレンツ違反係数。
| Title |
Universal_Relations_For_Generic_Family_Of_Neutron_Star_Equations_Of_State |
| Authors |
KamalKrishna_Nath,_Ritam_Mallick,_Sagnik_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05088 |
普遍的な関係は、物理学の多くの理論をテストする上で重要です。一般相対性理論の場合、有名なブラックホールの無毛定理があります。残念ながら、中性子星や白色矮星のような他のコンパクト星には、そのような普遍的な関係はありません。しかし、中性子星(およびクォーク星)は、特定の普遍性、I-Love-Q関係に従うことが最近発見されました。これらの関係は、観測対象のいずれかの知識を使用して、コンパクトな天体物理オブジェクトの構造およびマクロ特性のより深い理解を提供できます。この背後にある理由は、物質の状態方程式との関係に対する感度の欠如です。私たちの現在の研究では、最近のすべての天体物理学的制約に従う状態方程式の一般的な族の普遍的な関係の一貫性を調査しました。EoSの広がりはかなりのものですが、トリオの普遍的な性質は、特定の許容限界まで比較的良好に保たれます。普遍性からの逸脱は、元のセットとは特徴的に異なるEoSで許容限界を超えることが見られます。
非最小結合 Einstein-Chern-Simons 重力のインフレーション現象学
| Title |
Inflationary_phenomenology_of_non-minimally_coupled_Einstein-Chern-Simons_gravity |
| Authors |
F.P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_S.A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05173 |
この作業では、正準スカラーフィールドとChern-Simonsパリティ違反補正が存在する場合のインフレ時代を調査します。また、曲率とスカラーフィールドの間の非最小結合が存在すると仮定しました。完全性を揺るがすために、スローロールシナリオとコンスタントロールシナリオを別々に検討しました。このスカラーテンソル理論のコンテキストでは、最新のプランクデータによると、観測指数が許容値を取るため、インフレーションは両方のシナリオで実行可能です。さらに、Ricciスカラーと結合して運動方程式に関与するスカラー関数とは対照的に、Chern-Simons項の関与はバックグラウンド方程式に影響を与えません。ただし、Chern-Simons項により、確率的重力波のキラリティが保証されます。テンソルモードはチャーン-サイモンズ項の影響を強く受けるため、原始曲率の摂動の青色に傾いたテンソルスペクトルインデックスを明らかにすることができます。最後に、Swampland基準とLyth-boundを調べて、有効な場の理論を一貫したM理論のパスに向けて区別しました。
X線天文衛星によるカニ星雲の掩蔽による中間圏と下部熱圏の長期密度傾向
| Title |
Long-Term_Density_Trend_in_the_Mesosphere_and_Lower_Thermosphere_from_Occultations_of_the_Crab_Nebula_with_X-Ray_Astronomy_Satellites |
| Authors |
Satoru_Katsuda,_Teruaki_Enoto,_Andrea_N._Lommen,_Koji_Mori,_Yuko_Motizuki,_Motoki_Nakajima,_Nathaniel_C._Ruhl,_Kosuke_Sato,_Gunter_Stober,_Makoto_S._Tashiro,_Yukikatsu_Terada,_Kent_S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.05335 |
X線天文衛星、ASCA、RXTE、すざく、NuSTAR、ひとみで観測されたかに星雲の大気掩蔽に基づいて、高度71～116kmの地球の上層大気の長期的な密度傾向を提示します。5つの衛星の組み合わせは、1994年から2022年までの28年間の期間を提供します。季節変動と緯度変動を抑えるために、秋(49<doy<111)と春(235<doy<297)に取得されたデータに集中します。緯度0～40度の北半球。この制約により、現地時間は正午または真夜中のいずれかに自動的に制限されます。各標高層で4セット(2季節x2地方時)の密度傾向を取得します。線形回帰手法を使用して、線形トレンドと11年太陽周期による変動を考慮に入れます。4つのトレンド間に大きな違いは見られないため、それらを組み合わせて、トレンド勾配の単一の垂直プロファイルを提供します。すべての高度で約-5%/decadeの負の密度傾向が見られます。これは、上層大気の沈降速度からの推論と合理的に一致しています。高度100～110kmでは、10年あたり約-12%という非常に高い密度の減少が見られました。このピークは、Akmaevらによる数値シミュレーションで最初に特定された、110km付近の水蒸気とオゾンによる強い冷却の最初の観測証拠である可能性があります。（2006）。この機能を確立するには、適切な入力パラメーターを使用したさらなる観察と数値シミュレーションが必要です。
内腔修正重力波伝播の蜃気楼
インフレーションの有効場理論と重力波の共形不変性を使用して、重力波が光速で伝播する修正重力理論の場合、重力波の伝播と重力波の光度距離は一般に同じであることを示します。相対性。しかし、そのような理論では、電磁気がジョーダンフレームメトリックに最小限に結合されている場合、光子の伝播と電磁波の光度距離が変更されます。これは、重力波の伝搬には影響しないにもかかわらず、重力波と電磁波の光度距離の関係に影響を与えます。修正された関係は、ジョーダンフレームの物質と重力の結合による非管腔理論にも有効であることを示します。ジョーダンまたはアインシュタインのフレームメトリックに最小限結合した物質を使用して、重力波の時間依存速度の分析を一般化します。
