| Title |
Cosmological_forecast_of_the_21-cm_power_spectrum_using_the_halo_model_of_reionization |
| Authors |
Aurel_Schneider,_Timoth\'ee_Schaeffer,_Sambit_K._Giri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06626 |
再電離の21cmパワースペクトルは、宇宙論と基礎物理学の有望なプローブです。ただし、この新しい観測量を利用するには、宇宙論的および天体物理学的な不確実性の非常に大きなパラメーター空間を効率的にスキャンできる高速な予測子が必要です。この論文では、再イオン化のハローモデル(HMreio)を紹介します。これは、宇宙の夜明けのハローモデルと再電離のエクスカーションセットバブルモデルを組み合わせた新しい分析ツールであり、重複する電離バブルを処理するための経験的な補正係数を想定しています。最初に、HMreioはよく知られている半数値コード21cmFASTからの結果に対して検証され、$k\lesssim1$h/Mpcの波動モードについて全体的に良好な一致を示しています。この結果をもとに、SKA観測所の低周波部で1000時間観測した模擬データを想定したモンテカルロ・マルコフ連鎖(MCMC)予報解析を行います。6つの標準的な宇宙論的パラメーターを、ソースの存在量とスペクトル特性を定量化する7つの天体物理学的な迷惑パラメーターと共に同時に変化させます。仮定された理論上の誤りに応じて、宇宙論的パラメーターに非常に競合的な制約があることがわかります。特に、ハッブルパラメーター($H_0$-tension)および物質クラスタリング振幅($S_8$-tension)に関連する現在の宇宙論的張力を決定的にテストすることが可能になります。さらに、ニュートリノ質量の合計を強く制約することができ、$\sim90$パーセントの信頼レベルでニュートリノ質量階層を決定することが可能になります。ただし、これらの目標は、現在のモデリングの不確実性が$\sim3$パーセント未満に大幅に削減された場合にのみ達成できます。
サハロフの誘導重力のアイデアに触発され、演算子$\left(\Box+\beta\right)^{-1}R$からの非局所的な寄与を含む、有効な重力作用の宇宙論的意味を調査します。$\beta$項は、重力の非局所モデルのパノラマにおける新しい特徴であり、自発的な対称性の破れが起こった後、非最小結合スカラー場のポテンシャルからサハロフ理論内で自然に発生します。このクラスのモデルでは、非局所的な寄与が振動挙動を獲得できるため、文献で扱われている非局所モデルのもう1つの特徴であるハッブルパラメータの発散が遅くなります。さらに、効果的な重力結合$G_{\rmeff}$は振動挙動を継承し、強い重力と弱い重力の時代を交互にもたらします。興味深いことに、このフレームワークは、今日のハッブル係数のより高い値を記述できますが、物質が支配する時代の構造の成長を潜在的に抑制し、\textit{一石二鳥}をキャッチするツールを提供します。$H_0$と$\sigma_8$の緊張。
BOSS DR12 銀河の異方性 3 点相関関数からの宇宙論的修正重力理論に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_cosmological_modified_gravity_theories_from_anisotropic_three-point_correlation_functions_of_BOSS_DR12_galaxies |
| Authors |
Naonori_S._Sugiyama,_Daisuke_Yamauchi,_Tsutomu_Kobayashi,_Tomohiro_Fujita,_Shun_Arai,_Shin'ichi_Hirano,_Shun_Saito,_Florian_Beutler,_Hee-Jong_Seo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06808 |
宇宙の大規模構造を使用した修正重力理論の新しいテストを報告します。この論文は、(1)銀河の2点および3点相関関数(2および3PCF)の異方性成分の結合解析を実際の銀河データに適用し、(2)縮退した高次の非線形効果を制約する最初の試みです。宇宙スケールのスカラーテンソル(DHOST)理論。この分析をBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)データリリース12に適用すると、95ドルで$-1.655<\xi_{\rmt}$および$-0.504<\xi_{\rms}$の下限が得られます。\%$二次速度場の潮汐およびシフト項の時間発展を特徴付けるパラメータの信頼水準。これらの制約は、$\xi_{\rmt}=15/1144$および$\xi_{\rms}=0$のGR予測と一致しています。さらに、等方性3PCFのみを使用した結合解析よりも、それぞれ35ドル倍と20ドル倍の改善が見られます。3PCFの理論モデル、ウィンドウ関数補正、累積${\rmS/N}$、フィッシャー行列、模擬シミュレーションデータの統計的散乱効果など、さまざまな量を調査することで、結果の妥当性を確認します。また、BOSSデータと3PCF測定のPatchyモックの間に統計的に有意な不一致があることもわかりました。最後に、すべての3PCF解析コードを\textsc{HITOMI}という名前でパッケージ化して公開し、読者がこの論文のすべての結果を再現して、進行中の将来の銀河調査に簡単に適用できるようにします。
クォーク ナゲット、QCD 真空、宇宙論的な 7Li、暗黒物質、暗黒エネルギーの問題
| Title |
Quark_nuggets,_QCD_vacuum_and_the_cosmological_7Li,_Dark_Matter_and_Dark_Energy_problems |
| Authors |
Rachid_Ouyed,_Denis_Leahy,_Nico_Koning,_Prashanth_Jaikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06820 |
ビッグバン元素合成(BBN)7Beを他の存在量や宇宙マイクロ波背景放射(CMB)に影響を与えることなく破壊する、カラー超伝導クォークナゲット(CSCQN)からの2MeV光電子放出線に基づく、宇宙論的な7Li問題に対する非エキゾチックな電磁気ソリューションを提案します。)物理学。CSCQNグルオン(静止質量)エネルギーの2MeV光子への変換は、放射が優勢なポストBBNエポックにおいて、ナゲットの合計質量が宇宙の総バリオン質量。私たちのモデルのCSCQNは無色で、電荷が中性で、光学的に薄く、強い相互作用から切り離されている(つまり、バリオンや星との相互作用が最小限である)ため、実行可能な低温暗黒物質(CDM)の候補となっています。CSCQNQuantum-ChromoDynamics(QCD)真空から外部時空(自明なQCD)真空への排水(つまり、量子トンネリング)は、モデルの暗黒エネルギーの自然な説明を提供し、Lambda-CDM宇宙に進化する宇宙論を可能にします。ハッブル張力の解像の可能性がある低赤方偏移。私たちのモデルにおけるCDMとDEの間の関係は、ハドロン内閉じ込めがQCD凝縮体を含むという概念を支持し、(空間充填)QCD凝縮体の従来の見解とは一致しません。
ピーク理論におけるインフレトンポテンシャルの摂動からの原始ブラックホールとスカラー誘起重力波
| Title |
Primordial_black_holes_and_scalar-induced_gravitational_waves_from_the_perturbations_on_the_inflaton_potential_in_peak_theory |
| Authors |
Ji-Xiang_Zhao,_Xiao-Hui_Liu,_Nan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06886 |
バックグラウンドインフレトンポテンシャルの摂動は、インフレを超低速ロールステージに導く可能性があり、したがって、小さなスケールでの原始曲率摂動のパワースペクトル${\calP}_{\calR}(k)$を著しく高めることができます。このような強化された${\calP}_{\calR}(k)$は原始ブラックホール(PBH)をもたらし、暗黒物質のかなりの部分に寄与し、同時にかなり大きなスカラー誘起重力波(SIGW)を生成します。二次効果として。この作業では、PBH存在量$f_{\rmPBH}(M)$とSIGWスペクトル$\Omega_{\rmGW}(f)$をピーク理論で計算します。$10^{-17}\、M_\odot$、$10^{-13}\、M_\odot$、および$30\、M_\odot$で、1つまたは2つの典型的な質量ウィンドウで望ましい存在量のPBHを取得します。それぞれ。同時に、現在の制約を損なうことなく、関連するSIGWが次世代の重力波検出器によって観測されることが期待されます。特に、$30\,M_\odot$のPBHに関連付けられたSIGWは、NANOGrav12.5年データセットからの潜在的な等方性確率的重力波背景を解釈することもできます。
二点フラックス統計を用いて銀河間金属系の特性を測定するためのフレームワーク
| Title |
A_framework_to_measure_the_properties_of_intergalactic_metal_systems_with_two-point_flux_statistics |
| Authors |
Naim_G\"oksel_Kara\c{c}ayl{\i},_Paul_Martini,_David_H._Weinberg,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_A._de_la_Macorra,_A._Font-Ribera,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_T._Kisner,_R._Miquel,_C._Poppett,_C._Ravoux,_M._Schubnell,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver_and_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06936 |
銀河間媒体における金属の存在量、温度、クラスタリングは、宇宙の進化を理解し、Ly$\alpha$の森による宇宙論的分析への影響を定量化するための重要なパラメーターです。これらの系の特性は通常、クエーサーのLy$\alpha$輝線の赤側にある個々のクエーサースペクトルから測定されますが、そのアプローチは選択効果のために偏った結果をもたらす可能性があります。大規模な構造を定量化するために一般的に使用される2点統計を使用して、偏りのない方法でこれらのプロパティを測定するための代替アプローチを提示します。私たちのモデルは、クエーサースペクトルの大規模なサンプルの観測されたフラックスを連続フィールドとして扱い、イオンごとに3つのパラメーター(存在量(カラム密度分布)、温度(ドップラーパラメーター))を使用して、このフィールドの1次元の2点統計を記述します。およびクラスタリング(雲間相関関数)。ダークエネルギー分光装置(DESI)からの初期データと文献からの高分解能スペクトルを使用して、複数のイオン(CIV、SiIV、MgIIなど)に対するこのアプローチを示します。私たちの最初の結果は、CIV存在量が以前の測定値よりも高いといういくつかの証拠と、時間の経過に伴う存在量の進化の証拠を示しています。最初の1年間のDESI観測では、この研究よりも1桁以上多くのクエーサースペクトルが得られます。今後の論文では、これらのデータを使用してクラスタリングの成長とLy$\alpha$フォレストへの影響を測定し、パイプラインノイズ推定や解像度マトリックスなどの他のDESI分析インフラストラクチャをテストします。
| Title |
Gravitational_waves_from_defect-driven_phase_transitions:_domain_walls |
| Authors |
Simone_Blasi,_Ryusuke_Jinno,_Thomas_Konstandin,_Henrique_Rubira,_Isak_Stomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06952 |
ドメインウォールネットワークによってシードされた一次相転移によって生成される重力波スペクトルについて説明します。このセットアップは、標準モデルの一重項拡張などに見られるように、多くの2段階の相転移にとって重要です。ドメインウォールネットワークの相関長が典型的なバブルサイズよりも大きい場合はいつでも、このセットアップは、ドメインウォールのない均一な相転移と比較して、より低い周波数にシフトし、振幅が強化された重力波信号につながります。重力波に関する最近のPTAのヒントに照らして、結果について説明します。
初期宇宙における始原ブラックホール(PBH)形成に対するLIGO-Virgo-Kagraコラボレーション(GWTC-3カタログ)によって検出された、観測された連星ブラックホールの合体の宇宙論的な意味について簡単に説明します。LVKBH+BH連星のでこぼこしたチャープ質量分布は、2つの異なるほぼ等しい母集団に適合できることを示します。(1)大質量連星の進化から現代の宇宙で形成されたBH+BHからの天体物理学的合体、および(2)合体。初期対数正規質量分布を持つバイナリPBHの。PBH中心質量($M_c\simeq30M_\odot$)と観測されたLVKチャープ質量から導出された分布幅は、想定される二重PBH形成モデルにほとんど影響されないことがわかります。観測されたLVKBH+BH結合率に準拠するには、CDMPBH質量分率は$f_{pbh}\sim10^{-3}$である必要がありますが、PBHクラスタリングが考慮されている場合はより高くなる可能性があります。
HI 強度マッピング信号再構成のためのフォアグラウンド伝達関数: MeerKLASS および精密宇宙論アプリケーション
| Title |
The_foreground_transfer_function_for_HI_intensity_mapping_signal_reconstruction:_MeerKLASS_and_precision_cosmology_applications |
| Authors |
Steven_Cunnington,_Laura_Wolz,_Philip_Bull,_Isabella_P._Carucci,_Keith_Grainge,_Melis_O._Irfan,_Yichao_Li,_Alkistis_Pourtsidou,_Mario_G._Santos,_Marta_Spinelli,_Jingying_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07034 |
ブラインドクリーニング方法は、現在、単一ディッシュHI強度マッピング調査で前景の汚染を処理するための推奨戦略です。ブラインド技術の高度化が進んでいるにもかかわらず、すべてのスケールである程度の信号損失は避けられません。汚染されたデータへのモック信号注入を使用して補正伝達関数を構築することは、HI強度マッピング実験に依存する慣行でした。ただし、このアプローチが、正確な宇宙論が目的である将来の強度マッピング調査に実行可能かどうかを評価することは、未踏のままです。この作業では、シミュレーションを使用して、フォアグラウンド伝達関数を使用して、フォアグラウンドでクリーニングされた低赤方偏移強度マップのパワースペクトルを再構築し、制限を明らかにすることを初めて検証しました。最大スケールで${>}\,50\%$の負のバイアスを引き起こす積極的なフォアグラウンドクリーニングが必要な場合でも、伝達関数を使用してサブパーセントの精度でパワースペクトルを再構築できることを明らかにしました。偏りのない伝達関数を構築するためのレシピを具体的に概説し、このレシピから逸脱した場合の落とし穴を強調し、自己相関パワースペクトルで伝達関数をどのように適用する必要があるかを正しく識別します。フォアグラウンドクリーンパワースペクトルの誤差推定に伝達関数分散を利用する方法を検証します。最後に、伝達関数の構築に使用されるモックの生成における誤った基準パラメーターの仮定(最大${\pm}100\%$バイアス)が、信号の再構成またはパラメーターの推定に有意なバイアスをかけないことを示します(${<}\,5\%$復元された値のバイアス)。
輝線銀河のハロー占有分布: ガウス過程によるフィッティング法
| Title |
Halo_Occupation_Distribution_of_Emission_Line_Galaxies:_fitting_method_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Antoine_Rocher,_Vanina_Ruhlmann-Kleider,_Etienne_Burtin,_Arnaud_de_Mattia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07056 |
ハロー占有分布(HOD)フレームワークは、暗黒物質のハローと銀河の間の関係を説明するための経験的な方法であり、小規模なクラスタリングデータによって制約されます。HODパラメーター空間をスキャンするには、効率的なフィッティング手順が必要です。この論文では、ガウス過程に基づいて、妥当な量の尤度計算から尤度曲面の事後モデルの代理モデルを反復的に構築する方法について説明します。これは通常、標準のモンテカルロマルコフ連鎖アルゴリズムよりも2桁少なくなります。確率論的HODモデリングによる尤度計算のエラーも、提案する方法で考慮されます。シミュレーションから得られた方法の再現性、精度、安定性テストの結果を報告する観測データからの接続。
エウロパの水プルームのその場での検出は、これまで考えられていたよりも困難です
| Title |
In-situ_detection_of_Europa's_water_plumes_is_harder_than_previously_thought |
| Authors |
Rowan_Dayton-Oxland,_Hans_L._F._Huybrighs,_Thomas_O._Winterhalder,_Arnaud_Maheiux,_David_Goldstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06614 |
エウロパの地下海は、太陽系外縁部の生命の潜在的な候補です。海洋物質を宇宙空間に放出するプルームが存在すると考えられており、これは宇宙船のフライバイによって検出される可能性があります。これらの検出の実現可能性に関する以前の研究では、プルーム粒子の衝突のないモデルが想定されていました。粒子衝突を含むプルームの新しいモデルは、上昇する粒子が月の表面に落下する粒子と衝突し、プルームの高度を制限するため、プルームの内部で衝撃が発生する可能性があることを示しています。結果は、プルームがJUICEによってH$_2$O大気から分離できるエウロパの表面上の領域(分離可能領域)が、無衝突モデルと比較して衝突モデルでは半分まで減少することを示しています。無衝突モデルの分離可能領域の境界にある推定プルーム源は、100kg/sの質量流束の場合の衝撃を考慮すると、大気から分離することはできません。宇宙船がショックキャノピーの上を通過するようにフライバイ高度を100km上げると、分離可能領域が3分の1に減少しますが、フライバイ高度を100km下げると、分離可能領域が同じ量だけ増加します。最も高密度の領域をサンプリングするために、フライバイはできるだけ衝撃波を通過するか、衝撃波の近くを通過することをお勧めします。宇宙船が衝撃の近くを飛行する場合、プルームの構造はJUICEの中性質量分析計を使用して解決できる可能性があり、プルームの物理モデルをテストし、エウロパのプルームの基礎となる物理を理解することができます。衝撃の高度は不確実であり、予測不可能なプルームパラメーターに依存するため、可能な限りフライバイを下げて、衝撃の上を通過し、検出範囲、密度、および持続時間を失うリスクを減らすことをお勧めします。
太陽系におけるスーパーアースの動的影響
太陽系のアーキテクチャを惑星のアーキテクチャのより広いコンテキスト内に配置することは、惑星科学における主要な関心トピックの1つです。太陽系外惑星の発見により、広範囲のシステムアーキテクチャが明らかになりましたが、その多くは太陽系モデルとは大きく異なります。太陽系外惑星人口統計学の特定の特徴の1つは、スーパーアース惑星の相対的な普及です。太陽系には適切なアナログがなく、その内部と大気をモデル化することが困難です。ここでは、火星と木星の軌道の間にある長半径範囲2～4AU内で、質量範囲1～10$M_\oplus$の仮想惑星を挿入する一連の動的シミュレーションの結果を示します。追加の惑星が3AUの近くに配置されている場合、システムのダイナミクスはほとんど影響を受けませんが、追加の惑星が3.1～4.0AUの範囲にある場合、水星はかなりの不安定性を経験し、火星の軌道への摂動は主に、追加の惑星が配置されたときに発生することを示します。2.0～2.7AUの範囲にあります。さらに、木星と土星は比較的小さな軌道摂動を経験しますが、氷の巨人に伝達される角運動量は、追加の惑星の重要な共鳴位置でシステムから放出される可能性があることを示しています。これらの結果が、太陽系内惑星と外惑星の構造、および太陽系外惑星系に与える影響について議論します。
DIAmante TESS AutoRegressive Planet Search (DTAPS): I. 90 万個の光度曲線の分析
| Title |
DIAmante_TESS_AutoRegressive_Planet_Search_(DTARPS):_I._Analysis_of_0.9_Million_Light_Curves |
| Authors |
Elizabeth_J._Melton,_Eric_D._Feigelson,_Marco_Montalto,_Gabriel_A._Caceres,_Andrew_W._Rosenswie,_Cullen_S._Abelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06700 |
DIAmanteパイプラインを使用してフルフレーム画像から抽出されたTESS1年目の南半球からの約100万の光度曲線が、AutoRegressivePlanetSearch統計手順によって処理されます。ARIMAモデルはトレンドと長引く自己相関ノイズを除去し、TransitCombFilterは光度曲線で最も強い周期信号を識別し、ランダムフォレスト機械学習分類子はトレーニングされて適用され、最良の潜在的な候補を識別します。分類子のトレーニングセットには、惑星通過信号と汚染する食連星の両方の注入が含まれます。最適化された分類器の真陽性率は92.8%で、ラベル付けされたトレーニングセットからの偽陽性率は0.37%です。このDIAmanteTESS自己回帰惑星探索(DARPS)分析の結果は、7,377の潜在的な太陽系外惑星候補のリストです。分類器の偽陽性率は0.3%、以前に確認された系外惑星の再現率は64%、既知の誤検出の再現率は78%です。注入された惑星信号の完全性マップは、半径8～30R(地球)で周期が0.6～13日の惑星の再現率が高く、半径<2R(地球)または周期<1日の惑星の完全性が低いことを示しています。リストには、多面的な審査操作で選別する必要がある多くの誤警報と誤検知があります(論文II)。
DIAmante TESS AutoRegressive Planet Search (DTAPS): II.何百もの新しい TESS 候補系外惑星
| Title |
DIAmante_TESS_AutoRegressive_Planet_Search_(DTARPS):_II._Hundreds_of_New_TESS_Candidate_Exoplanets |
| Authors |
Elizabeth_J._Melton,_Eric_D._Feigelson,_Marco_Montalto,_Gabriel_A._Caceres,_Andrew_W._Rosenswie,_Cullen_S._Abelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06724 |
DIAmanteTESSAutoRegressivePlanetSearch(DARPS)プロジェクトは、TESSミッションの1年目に観測された976,814個の南半球の星から測光トランジット惑星を特定しようとしています。この論文は、メルトンらによって開発された方法論に従います。(論文I)DIAmanteプロジェクト(Montaltoetal.2020)によって抽出および前処理された光度曲線を使用。論文Iは、7,377個の光度曲線のリストとともに、トランジット惑星に特徴的な統計的特性を持ちますが、誤警報と誤検知が支配的です。ここでは、セントロイドモーションとクラウディングメトリック、FalseAlarmとFalsePositiveの削減、フォトメトリックバイナリの除去、エフェメリスマッチの除去など、多段階の検査手順が適用されます。精査により、南半球の462個のDARPS候補のカタログと、空間的に不完全な銀河面リスト内の310個のオブジェクトのカタログが作成されます。58%は、これまでトランジットシステムとして特定されていませんでした。候補は、ZwickyTransientFacilityデータに基づく近くの星からの混合の可能性、およびGaia衛星データに基づく可能性のある放射速度変動についてフラグが付けられます。軌道周期と惑星半径は、天体物理モデリングを使用して洗練されています。結果のパラメータは、確認済みの惑星の公開された値とほぼ一致しています。それらの特性は、論文IIIで説明されています。
DIAmante TESS AutoRegressive Planet Search (DTAPS): III. DARPS
候補トランジット プラネット カタログを理解する
| Title |
DIAmante_TESS_AutoRegressive_Planet_Search_(DTARPS):_III._Understanding_the_DTARPS_Candidate_Transiting_Planet_Catalogs |
| Authors |
Elizabeth_J._Melton,_Eric_D._Feigelson,_Marco_Montalto,_Gabriel_A._Caceres,_Andrew_W._Rosenswie,_Cullen_S._Abelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06744 |
DIAmanteTESSAutoRegressivePlanetSearch(DARPS)プロジェクトは、新しい統計手法を使用して、TESSの1年目の南半球調査で得られた90万のフルフレーム画像の光度曲線から得られたトランジット惑星系の数百の候補を特定しました(Meltonetal.2022aおよび2022b)。限定的な偵察分光法を含むいくつかの証拠は、少なくとも半分が偽陽性ではなく真の惑星であることを示しています。ここでは、これらのオブジェクトのさまざまな人口特性が調べられます。DARPS候補の半分はホットネプチューンであり、ケプラー惑星のサンプルで見つかった「ネプチューン砂漠」に住んでいます.DARPSサンプルは、公転周期が5時間までの数十の超短周期惑星、大気透過分光法のための優先度の高いシステム、および低質量M星を周回する惑星も識別します。DARPSの方法論は、予備的な惑星の発生率を推定できる各ステップで十分に特徴付けられています。ホットネプチューンの増加を除けば、DARPSの惑星の発生率はケプラーの発生率と一致しています。全体として、DARPSは、TESS系外惑星候補の最大かつ最も信頼できるカタログの1つを提供します。これを利用して、さまざまな系外惑星の個体群と天体物理学的プロセスの理解を深めることができます。
火星の熱クリープ: 張力下の土壌層の可視化
低い周囲圧力では、多孔質土壌の温度勾配により、熱クリープと呼ばれるガスの流れが発生します。この点で、火星は、自然の土壌で熱クリープが発生する条件が太陽系のこの惑星にしか存在しないため、独特です。クヌーセン圧縮機として知られる熱クリープは、圧力変動を引き起こします。火星の場合、土壌の最上部のダスト粒子層の下に圧力が最大になる可能性があります。これにより、粒子のリフトがサポートされ、ソルテーションのトリガーや特定の斜面での安息角の減少に必要なしきい値の風速が低下する可能性があります。室内実験では、拡散波分光法(DWS)を適用して、照らされたシミュレートされた土壌内のnmスケールで粒子の微小な動きを追跡しました。このように、DWSは圧力変動を視覚化します。表面から2mmまでの最大圧力に起因する最小の動きが観察されます。その深さより上、特にその深さより下の動きは、特徴的に周囲圧力に依存し、サンプルの周囲圧力は約3mbarでピークに達します。これは、粒子層の放出に関する以前の研究と一致しており、熱クリープの起源と一致しています。これは、火星で特に重要な粒子リフトの熱クリープをサポートする性質を強調しています。
JWST-MIRI で見た小惑星: 放射サイズ、距離、軌道の制約
| Title |
Asteroids_seen_by_JWST-MIRI:_Radiometric_Size,_Distance_and_Orbit_Constraints |
| Authors |
T._G._M\"uller,_M._Micheli,_T._Santana-Ros,_P._Bartczak,_D._Oszkiewicz,_S._Kruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06921 |
小惑星の赤外線測定は、個々の天体の物理的および熱的特性を決定し、太陽系全体の小天体集団を理解するために重要です。しかし、標準的な放射測定法は、オブジェクトの軌道、つまり観測時の位置がわかっている場合にのみ適用できます。我々は、外帯の小惑星10920と10920に近接する9つのMIRIバンドすべてで検出された未知の天体のMIRI観測を提示します。位置。この方法は、10920の放射サイズアルベドソリューションの確認につながり、小惑星の位置と軌道に制約を課して、その真の軌道と一致させます。Gaiaデータと組み合わせた10920の地上光度曲線観測は、(l,b)=(178{\deg},81{\deg})にスピン極を持つ、非常に細長い天体(a/b>=1.5)を示しています。、および4.861191hの回転周期。熱物理学的研究により、サイズは14.5～16.5km、幾何学的アルベドは0.05～0.10、熱慣性は9～35Jm-2s-0.5K-1の範囲になります。新たに発見されたMIRI天体は、STM-ORBIT法によって100～230mの大きさであることが明らかになりました。新しい小惑星は非常に低傾斜の軌道上にあるに違いなく、JWST観測中にメインベルトの内側に位置していました。ビームパラメータ{\eta}が1.0よりも大きい場合、サイズは100メートルを下回ります。したがって、これらの種類のMIRI観測は、現在、サイズが約1kmを超えるオブジェクトに限定されている古典的なサイズ周波数研究を通じて、形成と進化の研究に貢献できます。黄道に近く、積分時間が数秒と短いMIRIフレームには、常に少数の小惑星が含まれ、そのほとんどが未知の天体であると推定されます。
HD 121617 周辺のガスに富むデブリ円盤の形態と偏光での SPHERE 観測
| Title |
Morphology_of_the_gas-rich_debris_disk_around_HD_121617_with_SPHERE_observations_in_polarized_light |
| Authors |
Cl\'ement_Perrot_(1,_2_and_3),_Johan_Olofsson_(4,_2_and_3),_Quentin_Kral_(1),_Philippe_Th\'ebault_(1),_Mat\'ias_Montesinos_(5_and_3),_Grant_Kennedy_(6_and_7),_Amelia_Bayo_(8,_2_and_3),_Daniela_Iglesias_(9),_Rob_van_Holstein_(10),_Christophe_Pinte_(11,_12)_((1)_LESIA_-_Observatoire_de_Paris_-_Universit\'e_PSL_-_CNRS_-_Sorbonne_Universit\'e_-_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_(2)_Instituto_de_F\'isica_y_Astronom\'ia_-_Facultad_de_Ciencias_-_Universidad_de_Valpara\'iso,_(3)_N\'ucleo_Milenio_Formaci\'on_Planetaria_-_NPF_-_Universidad_de_Valpara\'iso,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(5)_Escuela_de_Ciencias_-_Universidad_Vi\~na_del_Mar,_(6)_Department_of_Physics_-_University_of_Warwick,_(7)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability_-_University_of_Warwick,_(8)_European_Southern_Observatory_-_Germany,_(9)_School_of_Physics_and_Astronomy_-_Sir_William_Henry_Bragg_Building_-_University_of_Leeds,_(10)_European_Southern_Observatory_-_Chile,_(11)_School_of_Physics_and_Astronomy_-_Monash_University,_(12)_Univ._Grenoble_Alpes_-_CNRS_-_IPAG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07057 |
デブリ円盤は、衝突によって侵食される微惑星の星周帯の道しるべであり、その研究は太陽系外惑星系の構造に重要な制約を課す可能性があります。ディスクの形態に関する最良の制約は、多くの場合、散乱光の空間分解観察から得られます。ここでは、HD121617周辺の若い(~16Myr)ガスに富むデブリディスクを調べます。VLT/SPHEREによる新しい散乱光観測を使用して、この円盤の形態とダストの特性を特徴付けます。これらの特性から、かなりの量のガスが検出されたこのシステムの物理的および動的環境に対する制約を導き出すことができます。ディスクの形態は、Jバンドでの直線偏光観測によって制約されます。モデリングの結果とアーカイブの測光に基づいて、SEDをモデル化し、ダストの総質量とダストのサイズ分布に制約を加えます。これらの新しい制約を説明できるさまざまなシナリオを探ります。デブリディスクHD121617の散乱光で最初に分解された画像を提示します。円盤の形態に適合し、78.3$\pm$0.2auの半長軸、43.1$\pm$0.2{\deg}の傾斜角、および北に対する長軸の位置角239.8$を見つけます。\pm$0.3{\deg}、以前の連続体と互換性があり、ALMAでのCO検出。私たちの分析は、ディスクが非常に鋭い内縁を持っていることを示しており、おそらくまだ検出されていない惑星またはガスの抵抗によって削られています.鋭さは劣りますが、その外縁は摂動のない円盤の予想よりも急勾配であり、これは惑星またはガスの抗力が原因である可能性もありますが、メインベルトから離れたシステムを調査する将来の観測は、これをさらに調査するのに役立ちます.SED分析は、0.21$\pm$0.02M$_{\oplus}$のダスト質量と0.87$\pm$0.12$\mu$mの最小粒子サイズをもたらし、放射圧による噴出サイズよりも小さく、これは次のとおりです。非常に明るい色には予想外ではありません...
微小重力実験による惑星形成の理解
2018年、恒星PDS70の周りに形成されている惑星の画像が公開され、惑星がどのように誕生するかを垣間見ることができました。しかし、ダストがどのようにして惑星に進化するかについては多くの疑問が残り、天体物理学的観測だけではすべての答えを提供することはできません。したがって、重要な詳細を明らかにするために実験を行う必要があり、地球の引力からの望ましくない影響を避けるために、しばしば微小重力プラットフォームでそのような実験を行う必要があります。このレビューでは、惑星形成の現在のモデルをスケッチし、モデルをテストするために必要な実験について説明します。
ファラデー回転を用いた近くの銀河の銀河周媒質中の磁場の検出
| Title |
Detection_of_magnetic_fields_in_the_circumgalactic_medium_of_nearby_galaxies_using_Faraday_rotation |
| Authors |
V._Heesen,_S._P._O'Sullivan,_M._Br\"uggen,_A._Basu,_R._Beck,_A._Seta,_E._Carretti,_M._G._H._Krause,_M._Haverkorn,_S._Hutschenreuter,_A._Bracco,_M._Stein,_D._J._Bomans,_R.-J._Dettmar,_K._T._Chy\.zy,_G._H._Heald,_R._Paladino,_and_C._Horellou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06617 |
コンテクスト。銀河系周辺媒体(CGM)における磁場の存在は、ほとんど制約されていません。磁場はCGMの進化に大きな影響を与える可能性があり、磁場はCGMの動的プロセスのトレーサーとして機能する可能性があるため、それらの検出は重要です。ねらい。偏光された背景源のファラデー回転を使用して、近くの銀河の周辺領域で回転測定値を超えている可能性を検出することを目指しています。メソッド。低周波ARray(LOFAR)で観測された2,461の残留回転測定値(RRM)を使用します。ここでは、天の川からの前景の寄与が差し引かれます。RRMは、見かけの$B$バンド等級によって選択された183個の近くの銀河のサブセットの周りで調査されます。結果。一般に、RRMは小さな影響パラメーター(つまり、視線までの垂直距離)に対して有意な超過を示さないことがわかります。しかし、銀河の傾斜角が大きく、視線が銀河の短軸の近くを通過する場合のみを考慮すると、100kpc未満の衝突パラメーターでかなりの超過が見られます。|RRM|の超過分$\pm0.9~\rmrad\,m^{-2}$と$\pm1.3~\rmrad\,m^{の間の不確かさで3.7$\rmrad\,m^{-2}$バックグラウンドの統計的特性に応じて-2}$(2.8$\sigma$-4.1$\sigma$)。~$10^{-4}~\rmcm^{-3}$の電子密度で、これはマイクロガウスの数十分の一の磁場強度を示唆しています。結論。私たちの結果は、CGMが銀河風と流出によって磁化されている場合に予想されるように、銀河円盤からの距離とともに磁場強度がゆっくりと減少することを示唆しています。
40 のローカル (U)LIRG の高感度 APEX および ALMA CO(1-0)、CO(2-1)、CO(3-2)、および
[CI](1-0) スペクトル調査
| Title |
A_sensitive_APEX_and_ALMA_CO(1-0),_CO(2-1),_CO(3-2),_and_[CI](1-0)_spectral_survey_of_40_local_(U)LIRGs |
| Authors |
I._Montoya_Arroyave,_C._Cicone,_E._Makroleivaditi,_A._Weiss,_A._Lundgren,_P._Severgnini,_C._De_Breuck,_B._Baumschlager,_A._Schimek,_S._Shen,_M._Aravena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06629 |
我々は、40個の局所的（超）明るい赤外線銀河（（U)LIRGs)、すべて以前のHerschelOH119$\mu$mの観測結果。ALMAおよびACAデータで補完されたAPEXで実施された単一皿観測(PIおよびアーカイブ)を使用します。総放射量を研究し、拡張された低表面輝度成分に特に注意を払います。低JCOと[CI]線の光度の間には密接な相関関係があり、少なくとも銀河スケールで平均した場合、それらの放射が同様の領域から発生していることを示唆しています。COからH$_2$への変換係数の中央値は$1.7\pm0.5$M$_{\odot}$(Kkms$^{-1}$pc$^2)^{-1}$と推定されますULIRGの場合、[CI]を独立したトレーサーとして使用します。通常の星形成銀河よりも大幅に高い、銀河統合COライン比率の中央値($r_{21}$、$r_{31}$、$r_{32}$)、および$r_{CICO}$を導き出します。ULIRGの並外れた分子ガス特性を確認します。$r_{21}$と$r_{32}$はULIRGのCO励起のトレーサとしては不十分であることがわかりますが、$r_{31}$は$L_{IR}$とSFRで正の傾向を示し、負の傾向を示しますH$_2$ガス枯渇タイムスケール($\tau_{dep}$)を使用。気体の運動学の関数としてCOライン比を調べると、$r_{21}$と$\sigma_v$の間に正の関係があることがわかります。これは、COの不透明効果によって説明できます。[CI]線の線幅はCO線よりも約10%狭いことがわかります。これは、[CI]の低い光学深度が、拡散した低表面輝度の流出での検出に挑戦する可能性があることを示唆している可能性があるため、これらの成分中のCO-darkH$_2$ガスのトレーサー。最後に、より高い$L_{AGN}$はより長い$\tau_{dep}$に関連付けられていることがわかりました。これは、AGNフィードバックが星形成の効率を低下させる可能性があるという仮説と一致しています。
緩和された青い楕円銀河: 降着による星の成長は、低質量の楕円銀河の重要な進化経路です
| Title |
Relaxed_blue_ellipticals:_accretion-driven_stellar_growth_is_a_key_evolutionary_channel_for_low_mass_elliptical_galaxies |
| Authors |
Ilin_Lazar,_Sugata_Kaviraj,_Garreth_Martin,_Clotilde_Laigle,_Aaron_E._Watkins_and_Ryan_A._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06631 |
楕円銀河がどのように形成されるかは、観測宇宙論における重要な問題です。大規模な楕円形の形成は合体に強く関連していますが、低質量(Mstar<10^9.5MSun)領域はあまり調査されていません。特に、楕円形の集団が青いときに研究し、それによって星の質量を急速に構築することは、その形成に強い制約を与えます。ここでは、COSMOSフィールドのz<0.3で108個の青色の低質量楕円体(星の質量の中央値は10^8.7MSun)を調べます。非常に深い光学HSC画像の目視検査は、これらのシステムの3%未満が目に見える潮汐の特徴を持っていることを示しています。これは、星の質量と赤方偏移の分布が同じ銀河の対照サンプルにおける潮汐の特徴の発生率の2分の1です。これは、これらの天体での星形成活動が合体や相互作用ではなく、永年にわたるガスの降着によって引き起こされていることを示唆しています。COSMOS2020カタログの正確な物理パラメータを、宇宙ウェブ内の銀河の局所密度と位置の測定値と組み合わせて、他の銀河よりもノードや大規模なフィラメントから離れた低密度環境に青い楕円が存在することを示します。.同様の恒星質量と環境では、青色の楕円星系は通常の(赤色の)楕円星系よりも2倍多くなっています。したがって、これらの星系は、同様の恒星質量における通常の楕円星系の祖先であるだけでなく、星形成率が高いことを考えると、楕円星系の祖先でもある可能性があります。より高い恒星質量で。したがって、永年ガスの降着は、低質量領域における楕円銀河の星の集合において、重要な(そしておそらく支配的な)役割を果たしている可能性があります。
精密床下をのぞく――Ⅱ．潜在的な球状星団の兄弟、NGC 288 および NGC 362 の化学力学的歴史の調査
| Title |
Peeking_beneath_the_precision_floor_--_II._Probing_the_chemo-dynamical_histories_of_the_potential_globular_cluster_siblings,_NGC_288_and_NGC_362 |
| Authors |
Stephanie_Monty,_David_Yong,_Davide_Massari,_Madeleine_McKenzie,_GyuChul_Myeong,_Sven_Buder,_Amanda_I._Karakas,_Ken_C._Freeman,_Anna_F._Marino,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06644 |
天の川(MW)の集合の歴史は急速に進化している主題であり、MWの歴史の中で多数の小さな降着イベントと少なくとも1つの主要な合体が提案されています。これらの矮小銀河に沿って降着した球状星団(GC)は、これらの過去の出来事の空間的にコヒーレントな残骸として機能します。最近発表された研究からの高精度差分存在量測定を使用して、MWクラスターNGC362とNGC288が銀河の兄弟であり、Gaia-Sausage-Enceladus(GSE)合併の一部として付加された可能性を調査します。これを行うために、20以上の要素について0.01dexレベルで2つのGCを初めて比較します。強い類似性が見られ、3つのLMCGC、NGC1786、NGC2210、およびNGC2257の間で見られるものと同じ順序で2つの化学的類似性を示しています。しかし、GCの存在量をGSE星と直接比較すると、顕著な違いが観察されます。NGC362は、MgおよびSiに対するEuの比率でGSE星とよく一致し、sプロセスと比較してrプロセスが明らかに優勢であるのに対し、NGC288はrプロセスがわずかに優勢であることを示しています。2つのGCの存在量をGSEのような銀河の化学進化モデルに当てはめると、NGC362はモデル予測とGSEの存在量比(Si、Ni、Ba、Euを考慮)の両方と同じ金属量で一致することを示します。これはNGC288には当てはまりません。この2つが銀河系の兄弟ではないか、またはGSEが化学的に不均一であり、構成星に対して異なる化学的性質を持つ2つの類似した、しかし同一ではない星団を誕生させた可能性があります。
JWST/NIRSpec IFS によって明らかにされた $z\sim5.55$ の低金属性 AGN の巨大なブラック ホール
| Title |
A_massive_black_hole_in_a_low-metallicity_AGN_at_$z\sim5.55$_revealed_by_JWST/NIRSpec_IFS |
| Authors |
Hannah_\"Ubler,_Roberto_Maiolino,_Emma_Curtis-Lake,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Mirko_Curti,_Santiago_Arribas,_St\'ephane_Charlot,_Michele_Perna,_Madeline_A._Marshall,_Francesco_D'Eugenio,_Jan_Scholtz,_Andrew_Bunker,_Stefano_Carniani,_Pierre_Ferruit,_Peter_Jakobsen,_Hans-Walter_Rix,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Chris_J._Willott,_Torsten_B\"oker,_Giovanni_Cresci,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Tim_Rawle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06647 |
コンパクトな$z=5.55$銀河GS_3073のJWST/NIRSpecIntegralFieldSpectrographレストフレーム光学データを提示します。いくつかの水素線とヘリウム線の顕著な広い成分(禁制線には存在しない)と、HeII$\lambda4686$、EW(HeII)$\sim20$オングストロームの大きな等価幅の検出により、明確に次のように識別されます。活動銀河核(AGN)。$Z_{\rmガス}/Z_\odot\sim0.21^{+0.08}_{-0.04}$の気相金属量を測定し、同様の赤方偏移のより明るいAGNと赤方偏移AGNを下げる。古典的な輝線比診断図は、そのような低金属系の主要なイオン化源(AGNまたは星形成)を区別するために使用できないことを経験的に示しています。金属性。中央のブラックホールの質量を測定すると、$\log(M_{\rmBH}/M_\odot)\sim8.20^{+0.11}_{-0.16}$となります。これにより、GS_3073は既知の高赤方偏移ブラックホールの質量の下限に位置付けられますが、ホスト銀河の特性と比較すると、依然として質量が大きすぎるように見えます。推定速度$\gtrsim700$~km/sの流出を検出し、約$100\M_\odot/$yrの電離ガス質量流出速度を検出しました。ビッグバン。
局在宇宙銀河の形態、星形成史、環境の関係
| Title |
The_relation_between_morphology,_star_formation_history,_and_environment_in_local_universe_galaxies |
| Authors |
D._P\'erez-Mill\'an,_Jacopo_Fritz,_Rosa_A._Gonz\'alez-L\'opezlira,_Alessia_Moretti,_Bernardo_Cervantes_Sodi,_Benedetta_Vulcani,_Marco_Gullieuszik,_Gustavo_Bruzual,_St\'ephane_Charlot,_and_Daniela_Bettoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06687 |
観測された銀河の特性は、星の総質量と形態の両方に強く依存しています。さらに、環境がそれらを形成する上で強力な役割を果たすことが知られています。ビリアライズされたクラスターに位置する局所宇宙の銀河集団は、赤く、星形成が不十分であり、ほとんどが初期の形態学的タイプで構成されていることがわかっています。銀河の進化を駆動するメカニズムの全体的な理解に向けて、WINGSとOmegaWINGSの局所銀河団サーベイからの分光測光データを活用し、局所環境と大規模環境の両方の役割を研究します。我々は、固定された形態型と星の質量での星形成活動を形作る際に、銀河の固有の特徴からそれらの影響を解きほぐそうと試みます。比較のために同じ調査から得られたフィールド銀河のサンプルを使用して、銀河団の星形成履歴に対する環境の影響を分析します。これは、それぞれ局所密度、クラスター中心距離、および近接銀河によって具現化されます。局所的な効果は、大規模な環境よりも銀河の星の特性により関連性のある影響を及ぼし、銀河の進化におけるクラスターの影響を引き起こしているメカニズムを正確に特定するには、形態を考慮する必要があることがわかりました。
SAMI サーベイ: 電離ガスと若い恒星集団の動的結合の証拠
| Title |
The_SAMI_Survey:_Evidence_for_dynamical_coupling_of_ionised_gas_and_young_stellar_populations |
| Authors |
Caroline_Foster,_Sam_Vaughan,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Scott_M._Croom,_Francesco_D'Eugenio,_Brent_Groves,_Iraklis_S._Konstantopoulos,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Sree_Oh,_Matt_S._Owers,_Sarah_M._Sweet,_Jesse_van_de_Sande,_Emily_Wisnioski,_Sukyoung_K._Yi_and_Henry_R._M._Zovaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06712 |
SAMI銀河調査のデータリリース3からの銀河のサンプルで、電離ガスと星の運動学の間の局所的および全体的な力学の違いを調査します。銀河の非対称ドリフトに関する以前の研究と同様に、若い系のガスと星の局所的な(つまり、スパクセルごとに比較した)速度と分散の間のより良い一致を見つけ、星と電離ガスのダイナミクスが最初に結合されます。速度と分散の関係をめぐる固有の散乱は、星の年齢と質量の増加とともに増加し、内部プロセス、発散する星の形成、集合の歴史などのその後のメカニズムも、銀河のダイナミクスを設定および変更する役割を果たしていることを示唆しています。古い銀河のグローバルな(フラックス加重)動的サポートは、若いシステムよりも高温です。銀河内の電離ガスは、ほとんどの場合、速度勾配が急な星よりも動的に冷たいことがわかります。絶対的に言えば、速度分散の局所的な違いは、速度の局所的な違いよりも顕著であり、おそらく星と比較したガスへの乱流、流入、および/またはフィードバックの影響の固有の違いを反映しています。高赤方偏移銀河サンプルと低赤方偏移銀河サンプルを比較して動的進化を推測する際に、これらの発見がどのように考慮されるかを提案します。
星間物質の狭い拡張構造の起源: 高速で移動する巨大なオブジェクトによって作成された星間飛行機雲
| Title |
An_origin_of_narrow_extended_structure_in_the_interstellar_medium:_an_interstellar_contrail_created_by_a_fast-moving_massive_object |
| Authors |
Kanta_Kitajima,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06771 |
星間物質を高速で通過する巨大な物体によって引き起こされる熱凝縮を調査し、フィラメント状のガス状物体、または星間飛行機雲を作成するメカニズムを提案します。私たちの主な結果は、長い星間飛行機雲が特定のパラメータで形成できることを示しています。$10^4\{\rmM_\odot}$より重いコンパクトな天体は、長さが$100\{\rmpc}$より大きいフィラメントを作ることができます。星間飛行機雲の観測は、高速で移動する大質量天体の数、質量、および速度に関する情報を提供する可能性があり、中間質量ブラックホールなどの目に見えない重力源を調べるための新しい方法となる可能性があります。
銀河のハローと円盤の一般的な基底関数アルゴリズム
重力システムの(双)直交基底関数セットへの統一されたアプローチを提示します。私たちの議論の中心は、相互重力エネルギーの概念であり、質量密度に関する自己エネルギー内積を生じさせます。この内積に関して自己随伴的な一次微分演算子を考え、この微分演算子を繰り返し適用することによって(双)直交基底集合が生じる条件を与える一般的な定理を証明します。次に、これらの条件が、これまでに発見された無限範囲を持つ分析基底セットのすべてのファミリーによって満たされることを示します。新しい理論的フレームワークは、フーリエメリン変換と密接に関連していることが判明し、一般的な基底セットを構築するための強力なツールです。等時線モデルの基底セットを導出し、不安定なラジアルモードに関する既知の結果を再現することにより、その数値的信頼性を実証することでこれを実証します。
Radio-Quiet AGN で AGN フィードバックの署名を探す
| Title |
Looking_for_Signatures_of_AGN_Feedback_in_Radio-Quiet_AGN |
| Authors |
Preeti_Kharb_(NCRA-TIFR)_and_Silpa_Sasikumar_(NCRA-TIFR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06954 |
(要約)この記事では、無線静音(RQ)AGNにおける「AGNフィードバック」の状態について説明します。この研究には、近くのセイファート銀河とライナー銀河の不均一なサンプルと、GMRTを使用した低無線周波数(数~100MHz)およびVLAとVLBAを使用した~GHz周波数で観測されたQSOが含まれます。これらの複数周波数、複数解像度の観測は、スターバースト風やAGNジェットまたは風を含む複数の寄与因子の存在と一致するアーク秒スケールの電波スペクトルインデックスの範囲を検出します。急峻なスペクトルの「遺物」発光も観察されます。VLAとGMRTからの偏波に敏感なデータは、電波流出が層別化されていることを示唆しています(たとえば、IIIZw2、Mrk231)。明確な偏波の特徴は、電波流出に「スパイン+シース」構造、または「ジェット+風」構造が存在する可能性があることを示唆しています。同様の入れ子になった双円錐形の流出は、二重ピークの輝線セイファート銀河とライナー銀河のKISSRサンプルのVLBAとSDSS輝線データを説明することもできます。さらに、MAPPINGSなどのプラズマモデリングコードを使用した輝線のモデリングは、これらの発生源のパーセクスケールのジェットと風が、「衝撃+前駆体」メカニズムを介して狭線領域のガス雲を乱したり移動させたりする可能性があることを示しています。「遺物」放出の存在とは別に、いくつかのセイファート銀河とライナー銀河は、一時的なジェット活動の明確な形態学的特徴を示しています。そのようなソースの1つであるNGC2639では、ジェットの少なくとも4つの異なるエピソードが観察され、そのうち最大のものはGMRTで735MHzでのみ検出可能でした。さらに、ホスト銀河の中心に若い星が不足していることに加えて、CO分子ガスに約6kpcの穴が観測されています。これは、ホスト銀河の進化に影響を与えるRQAGNの一時的なジェット活動と「AGNフィードバック」との間のリンクを示唆しています。
3 億を超えるガイア星のパラメータ: ベイジアン推論 vs. 機械学習
| Title |
Parameters_for_>_300_million_Gaia_stars:_Bayesian_inference_vs._machine_learning |
| Authors |
F._Anders,_A._Khalatyan,_A._B._A._Queiroz,_S._Nepal,_C._Chiappini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06995 |
2022年6月に公開されたガイアデータリリース3(DR3)は、10億個を超える星のさまざまな天文、測光、分光測定を提供します。データの豊富さと複雑さにより、完全なGaiaデータセットの恒星パラメーターを推定するための従来のアプローチはほとんど法外なものになっています。分光光度天文データ(新しいGaiaXPスペクトルも含む)を考慮して、基本的な恒星パラメーター、距離、および視線絶滅を抽出するためのさまざまな教師あり学習方法を調査しました。トレーニングには、GaiaDR3からコンパイルされた強化された高品質のデータセットと、全天とすべての銀河の構成要素をカバーする地上ベースの分光調査データを使用します。単純なニューラルネットワークアーキテクチャまたはツリーベースのアルゴリズム(およびGaiaXPスペクトルがない場合)を使用しても、競合する結果を(ベイジアン等時線フィッティングと比較して)わずかな大きさまで予測することに成功することを示します。近い将来、表形式データの現在最高性能の機械学習アルゴリズムであるXGBoostを使用して取得した新しいGaiaDR3恒星パラメータカタログを提示します。
LISA の極端な質量比インスパイラル集団からの確率的背景の計算
| Title |
Computation_of_stochastic_background_from_extreme_mass_ratio_inspiral_populations_for_LISA |
| Authors |
Federico_Pozzoli,_Stanislav_Babak,_Alberto_Sesana,_Matteo_Bonetti_and_Nikolaos_Karnesis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07043 |
超質量比渦巻き(EMRI)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の主なターゲットの1つです。これらのシステムの極端な質量比は、比較的弱いGW信号をもたらし、宇宙論的に近いソース(最大$z\approx2$)に対してのみ個別に解決できます。未解決のEMRIによって放出された信号の一貫性のない積み上げは、確率論的GWバックグラウンド(GWB)として正式に扱うことができる混乱ノイズを生成します。この論文では、EMRIの形成に影響を与える不確実性の範囲にまたがる、天体物理学的に動機付けられたEMRIモデルのコレクションを考慮して、この背景のレベルを推定します。この目的のために、革新的なAugmentedAnalyticKludge波形を採用し、完全なLISA応答機能を使用しました。モデルごとに、GWBSNRと解決可能なソースの数を計算します。文献からのEMRI信号の単純化された計算と比較すると、特定のモデルの場合、GWBSNRは$\approx2$の係数で低くなるのに対し、分解可能なソースの数は3から5の係数で減少することがわかります。それにもかかわらず、モデルの大部分は、潜在的に検出可能なGWBをもたらし、1～10mHzの周波数範囲で全体的なLISAノイズバジェットにも大きく寄与する可能性があります。
GN-z11 の JADES イメージング: ビッグバン後の明るい銀河 430 Myr の形態と環境の解明
| Title |
JADES_Imaging_of_GN-z11:_Revealing_the_Morphology_and_Environment_of_a_Luminous_Galaxy_430_Myr_After_the_Big_Bang |
| Authors |
Sandro_Tacchella,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Benjamin_D._Johnson,_William_M._Baker,_Jakob_M._Helton,_Brant_Robertson,_Katherine_A._Suess,_Zuyi_Chen,_Erica_Nelson,_D\'avid_Pusk\'as,_Fengwu_Sun,_Stacey_Alberts,_Eiichi_Egami,_Ryan_Hausen,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_Irene_Shivaei,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_Andrew_Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Renske_Smit,_Hannah_\"Ubler,_Chris_Willott,_Joris_Witstok,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_A._Lola_Danhaive,_Anna_de_Graaff,_Ryan_Endsley,_Zhiyuan_Ji,_Jianwei_Lyu,_Lester_Sandles,_Aayush_Saxena,_Jan_Scholtz,_Michael_W._Topping,_Lily_Whitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07234 |
GOODS-NフィールドのJWSTAdvancedDeepExtragalacticSurvey(JADES)からの明るい$z=10.6$銀河GN-z11のJWSTNIRCam9バンド近赤外線イメージングを提示します。高赤方偏移銀河の予想される形と完全に一致するスペクトルエネルギー分布(SED)が見つかりました。1.5から4ミクロンまでの透明な青色の連続体で、F115Wが完全にドロップアウトしています。GN-z11のコアは、JWSTイメージングにおいて非常にコンパクトです。点光源と半光半径200pcおよびインデックス$n=0.9$に適合するS\'{e}rsicプロファイルを使用して、2成分モデルで画像を分析します。銀河の北東に約$0.4インチ$の低い表面輝度のもやを見つけます。これは前景の天体である可能性が最も高いですが、GN-z11のより拡張された構成要素である可能性があります。10.60の分光学的赤方偏移(Bunkeretal.2023)では、NIRCamF410MとF444Wの画像を比較すると、バルマージャンプにまたがっています。集団合成モデリングから、ここでは活動銀河核からの光がないと仮定して、GN-z11のSEDを再現し、星形成である$\sim$$10^{9}~M_{\odot}$の星質量を見つけました$\sim$$20~M_{\odot}~\mathrm{yr}^{-1}$のレートと$\sim$$20~\mathrm{Myr}$の若い星の年齢。高赤方偏移の巨大な銀河は高度にクラスター化されている可能性が高いため、GN-z11のかすかな隣人を検索し、$z=10.6$と一致する測光赤方偏移と10$^{\rmth}$あと$3''$の暫定脱落者。
銀河の化学力学的進化
星は、その母銀河の歴史を保持している化石です。ヘリウムより重い元素は星の中で作られ、死ぬと放出されます。したがって、銀河内の元素の空間分布から、銀河の形成と進化の間の物理的プロセスを制約することが可能です。このアプローチである銀河考古学は、天の川銀河の下部構造の起源を理解するために、ガイア衛星と多天体スペクトログラフからの膨大な量のデータを使用して、私たちの天の川銀河に広く使用されています。積分フィールドユニットのおかげで、このアプローチは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用して、近くの宇宙から遠く離れた宇宙までの外部銀河にも適用できます。これらの観測データを解釈するためには、宇宙論的初期条件からの流体力学的シミュレーションへの詳細な化学的濃縮を含む理論的予測、すなわち銀河の化学力学的シミュレーションと比較する必要があります。これらのシミュレーションは、内部構造(金属量の半径方向勾配など)の進化と、スケーリング関係(質量と金属量の関係など)の進化を予測できます。式と仮定を説明した後、いくつかの結果の例を示し、将来の展望について説明します。
GN-z11 の JADES NIRSpec 分光法: $z=10.60$ の明るい銀河における Lyman-$\alpha$
放射と窒素存在量の増強の可能性
| Title |
JADES_NIRSpec_Spectroscopy_of_GN-z11:_Lyman-$\alpha$_emission_and_possible_enhanced_nitrogen_abundance_in_a_$z=10.60$_luminous_galaxy |
| Authors |
Andrew_J._Bunker,_Aayush_Saxena,_Alex_J._Cameron,_Chris_J._Willott,_Emma_Curtis-Lake,_Peter_Jakobsen,_Stefano_Carniani,_Renske_Smit,_Roberto_Maiolino,_Joris_Witstok,_Mirko_Curti,_Francesco_D'Eugenio,_Gareth_C._Jones,_Pierre_Ferruit,_Santiago_Arribas,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Giovanna_Giardino,_Anna_de_Graaff,_Tobias_J._Looser,_Nora_Luetzgendorf,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Stacey_Alberts,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Endsley,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Benjamin_D._Johnson,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_Brant_E._Robertson,_Irene_Shivaei,_Daniel_P._Stark,_Fengwu_Sun,_Sandro_Tacchella,_Mengtao_Tang,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_William_M._Baker,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Rebecca_Bowler,_Kristan_Boyett,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07256 |
$M_{UV}=-21.5$のGOODS-Northフィールドで最も明るい候補$z>10$ライマンブレーク銀河であるGN-z11のJADESJWST/NIRSpec分光法を提示します。$0.8-5.3\,\mu$mにわたる低解像度および中解像度スペクトルの複数の輝線に基づいて、$z=10.603$(以前の決定よりも低い)の赤方偏移を導き出します。連続体を有意に検出し、$\beta=-2.4$の青色の残りのUVスペクトル勾配を測定します。驚くべきことに、空間的に拡張されたライマン$\alpha$の放出が見られます(この初期の時代に予想される高度に中立的なIGMにもかかわらず)、全身の赤方偏移の555km/sの赤方にオフセットされています。低電離と高電離の両方の衝突励起線([OII]$\lambda3727$、[NeIII]$\lambda3869$およびCIII]$\lambda1909$を含む)の測定から、高電離を推測します。パラメータ($\logU\sim-2$)。低解像度スペクトルと中解像度スペクトルの両方でめったに見られないNIV]$\lambda1486$およびNIII]$\lambda1748$ラインを検出し、HeII(OIIIと混合された])およびCIV(P-Cygniプロファイルの可能性あり)。観察された残りのUVライン比に基づいて、AGNからの光イオン化を最終的に除外することはできません。しかし、高いCIII]/HeII比は、星形成の説明の可能性を示唆している。観測された輝線が星形成によって動かされている場合、観測された強いNIII]$\lambda1748$は、異常に高い$N/O$存在量を暗示している可能性があります。バルマー輝線(H$\gamma$、H$\delta$)も検出されており、AGNではなく星形成によって駆動される場合、星形成率は$\sim20-30M_{\odot}\と推測されます。\rmyr^{-1}$(IMFによる)と低ダスト減衰。私たちのNIRSpec分光法は、GN-z11がビッグバンから4億3000万年後に見られる極端な特性を持つ顕著な銀河であることを確認しています。
いて座 A* から中心部の 2 ～ 7 秒角での星の加速
| Title |
Accelerations_of_stars_in_central_2-7_arcsec_from_Sgr_A* |
| Authors |
A._Young,_S._Gillessen,_T._de_Zeeuw,_Y._Dallilar,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_R._Genzel,_F._Mang,_T._Ott,_J._Stadler,_O._Straub,_S._von_Fellenburg,_F._Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07258 |
この研究は、コンパクトな電波源であるいて座A*から2～7秒角離れた星を含むように、銀河中心内の恒星運動の長期監視プログラムを拡張した結果を示しています。よく研究されている内側の2秒角と比較して、これらの星を研究するにはより長いベースラインが必要です。17年分のデータで、これらの外側の星の軌道に沿った十分な数の位置を測定できるようになりました。これは、2002年から2019年までの銀河中心のNACO/VLT適応光学支援画像で、約2000個の星の位置を追跡するソースファインダを設計することによって達成されました。そのうち、ブラックホールから2～3秒角離れています。これらの星のうちさらに20個は、SINFONI/VLT恒星スペクトルから測定可能な視線速度を持っており、これらの星の軌道要素の計算が可能になり、銀河中心の既知の軌道の数が最大40%増加します。軌道を使用すると、これらの星が銀河中心核星団内のどの構造的特徴に属するかを検討できます。ほとんどの恒星は、既知の時計回りに回転する円盤の特徴と一致する軌道解を持っています。さらに、視線速度を測定せずに星にモンテカルロサンプリングを適用することにより、多くの星が、銀河中心内の既知の円盤の特徴の1つと一致する可能性のある軌道のサブセットを持っていることを示します。
キロノバの球対称性 AT2017gfo/GW170817
| Title |
Spherical_symmetry_in_the_kilonova_AT2017gfo/GW170817 |
| Authors |
Albert_Sneppen,_Darach_Watson,_Andreas_Bauswein,_Oliver_Just,_Rubina_Kotak,_Ehud_Nakar,_Dovi_Poznanski_and_Stuart_Sim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06621 |
中性子星の合体は、重元素が豊富な火球を放出し、キロノバとして観測できます。キロノバの幾何学は合体の重要な診断であり、超高密度物質の特性とブラックホールへの崩壊のエネルギー論によって決まります。現在の流体力学的合体モデルは通常、非球面の噴出物を示します。以前、Sr$^+$は、重力波イベントGW170817に関連する、よく研究された唯一のキロノバAT2017gfoのスペクトルで同定されました。ここでは、強力なSr$^+$PCygni吸収発光スペクトルの特徴とキロノバスペクトルの黒体の性質を組み合わせて、キロノバが初期エポックで非常に球状であることを決定します。線源の既知の傾斜角と組み合わせた線形状分析も、同じ球形性を個別に示しています。放射性崩壊によるエネルギー注入は、噴出物を球形にするのに不十分であると結論付けています。ブラックホールディスクからのマグネター風またはジェットは、噴出物全体により球状の分布を誘発するのに十分なエネルギーを注入することができますが、元素分布を均一にするために追加のプロセスが必要と思われます
| Title |
Mergers_of_neutron_stars_and_black_holes_with_cores_of_giant_stars:_a_population_synthesis_study |
| Authors |
Aldana_Grichener |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06663 |
中性子星(NS)とブラックホール(BH)が共通エンベロープ進化(CEE)中の巨大な二次星のコアと合併することを研究するために、大規模連星の集団合成を実行します。従来のCEEのエネルギー形式($\alpha_{\rmCE}\leq1$)のフレームワークで効率パラメーター$\alpha_{\rmCE}$のさまざまな値を使用し、エンベロープを解放するための追加のエネルギー源を含めます。($\alpha_{\rmCE}>1$)。シミュレーションの結果を、重力波観測から推測されたバイナリコンパクトオブジェクトの合体の局所レート密度と比較することにより、$\alpha_{\rmCE}$の可能な値を制限します。NSコアの合併をもたらすバイナリシステムの2つの主要な進化経路を見つけましたが、そのうちの1つだけがBHと巨星のコアの合併にもつながる可能性があります。NS/BHコアの合併をもたらすシステムのゼロ年齢主系列（ZAMS）統計的特性を調査し、2つの進化チャネルが軌道分離のバイモーダル分布に対応することを発見しました。コア崩壊超新星(CCSNe)に対する合体のイベント率の割合を推定します。シミュレーションの別のセットにCEE中にNS/BHによって増加した質量の影響を含め、それが合併のイベント率に影響を与えないことを発見しました。
X線パルサー GRO J1008$-$57 直交回転子として
| Title |
X-ray_pulsar_GRO_J1008$-$57_as_an_orthogonal_rotator |
| Authors |
Sergey_S._Tsygankov,_Victor_Doroshenko,_Alexander_A._Mushtukov,_Juri_Poutanen,_Alessandro_Di_Marco,_Jeremy_Heyl,_Fabio_La_Monaca,_Sofia_Forsblom,_Christian_Malacaria,_Herman_L._Marshall,_Valery_F._Suleimanov,_Jiri_Svoboda,_Roberto_Taverna,_Francesco_Ursini,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06680 |
X線偏光測定法は、高度に磁化された降着中性子星(X線パルサー)の幾何学的構成を調べるためのユニークな方法です。GROJ1008$-$57は、2022年11月のアウトバースト中に、イメージングX線ポラリメトリーエクスプローラー(IXPE)によって2つの異なるフラックスレベルで観測された最初の過渡X線パルサーです。偏光度は、非検出の間で変化し、パルス位相全体で約15%になります。位相分解された分光偏波データを回転ベクトルモデルに当てはめることで、パルサーの傾き(軌道の傾きとよく一致する130度)、パルサーのスピン軸の位置角(75度)、および磁気傾斜角(74度)。これにより、GROJ1008$-$57は、ほぼ直交する回転子として自信を持って特定された最初のX線パルサーになります。結果は、中性子星の大気モデルとパルサーの軸合わせの理論との関連で議論されています。
超光度超新星 SN2015bn および SN2017egm からのガンマ線放出に対する VERITAS および Fermi-LAT の制約
| Title |
VERITAS_and_Fermi-LAT_constraints_on_the_Gamma-ray_Emission_from_Superluminous_Supernovae_SN2015bn_and_SN2017egm |
| Authors |
A._Acharyya,_C._B._Adams,_P._Bangale,_W._Benbow,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_V._V._Dwarkadas,_M._Errando,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_G._Gallagher,_A._Gent,_W._F_Hanlon,_O._Hervet,_J._Holder,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_M._Kherlakian,_D._Kieda,_T._K_Kleiner,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_J._Millis,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_S._R._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_I._Sadeh,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_M._Splettstoesser,_D._Tak,_J._V._Tucci,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_B._D._Metzger,_M._Nicholl,_I._Vurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06686 |
超光度超新星(SLSNe)は、通常の核崩壊型超新星よりも10倍から100倍高い光度を持つ珍しいクラスの恒星爆発です。水素に乏しい(タイプI)SLSNeの増強された光出力を説明する1つの一般的なモデルは、急速に回転するマグネターからのエネルギー注入を引き起こします。この場合の予測は、マグネターの風星雲で生成された高エネルギーガンマ線が、後期(光のピークから数か月以上)に膨張する超新星噴出物を通って逃げる可能性があるということです。この論文では、Fermi-LATとVERITASからの観測を使用して、2つのタイプISLSNe、SN2015bn、およびSN2017egmからの100MeVから30TeVまでの広いエネルギーバンドでのガンマ線放出の検索を提示します。どちらのソースからもガンマ線放射は検出されませんでしたが、導き出された上限は推定上のマグネターのスピンダウン光度に近づきます。VERITASやCTAなどの既存および計画中の施設を使用して、SLSNe-Iからの超高エネルギー(VHE;100GeV～100TeV)放射を検出する可能性が探究されています。
LISA の機械学習アンサンブル モデルによる太陽風速度の推定
| Title |
Solar_Wind_Speed_Estimate_with_Machine_Learning_Ensemble_Models_for_LISA |
| Authors |
Federico_Sabbatini_and_Catia_Grimani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06740 |
この作業では、2016年から2017年にACE衛星によって最初のラグランジュ点で収集された太陽風速度観測を再構築する際の機械学習モデルの可能性を研究します。LISAパスファインダーミッションも同じ年にL1を周回しています。異種の弱いリグレッサーで構成されるアンサンブルモデルは、予測精度の点で弱いリグレッサーよりも優れていることを示します。機械学習やその他の強力な予測アルゴリズムにより、LISAや宇宙天気科学などの宇宙ミッションの診断の代理として機能するソフトウェアモデルを専用の計測器に置き換える可能性が開かれます。
超高エネルギー宇宙線源モデル: 成功、課題、および一般的な予測
超高エネルギー宇宙線の加速を理解することは、現代の天体物理学の大きな課題の1つです。この短いレビューでは、単一の陽子よりも重い原子核が$\sim5\,{\rmEeV}$以上のスペクトルを支配し、エネルギー以上で強く抑制されることを示す、それらの組成、スペクトル、および等方性に関する一般的な観察上の制約を要約します。$\sim50\,{\rmEeV}$であり、等方性からの唯一の重要な逸脱は双極子であること。フォトピオンと光分解損失に基づく制約により、それらの範囲と光度密度を推定できます。ソースモデルの3つの一般的なクラスについて説明します-磁気圏モデル(中性子星とブラックホールを含む)、ジェットモデル(ガンマ線バースト、活動銀河核、潮汐破壊イベントを含む)、および拡散衝撃加速モデル(豊富なクラスターの周りの大きな降着ショックを含む)。銀河）。最高エネルギーで個々の質量を測定し、おそらくそれらの発生源を特定するために、より大きくより機能的なアレイを構築することの価値が強調されています。
高速電波バーストを繰り返すと、数分から 1 時間の記憶が明らかになります
高速電波バースト(FRB)は、物理的な起源が不明な、短時間の発光パルスです。FRBの繰り返しパターンには、FRBの物理的性質と放出メカニズムに関する重要な情報が含まれています。FRB20121102AとFRB20201124の2つの最大のサンプルを使用して、2つのFRBのソースが、数分から約1時間までの幅広いタイムスケールでメモリを明らかにすることを報告します。これは、明るいバーストの後に、同等またはそれ以上の大きさのバーストが続く可能性が非常に高いことを示唆しており、激しいバーストの予測が可能になります。メモリは、バーストレート構造とハースト指数の一貫した成長から検出されます。待機時間の分布は、時変率のポアソンモデルと一致するべき乗則テールを表示します。セルオートマトンシミュレーションから、これらの特性は、ランダムウォーク関数などの相関方法で駆動される自己組織化臨界システムの物理的フレームワーク内で十分に理解できることがわかりました。これらの特性は、バーストのトリガーが相関しており、中性子星の地殻崩壊メカニズムを優先していることを示しています。
ルミナス X 線点火 eRASSt J234402.9$-$352640 の発見。 I. 活動銀河核における潮汐破壊イベントまたは降着の急速な増加?
| Title |
Discovery_of_the_luminous_X-ray_ignition_eRASSt_J234402.9$-$352640;_I._Tidal_disruption_event_or_a_rapid_increase_in_accretion_in_an_active_galactic_nucleus? |
| Authors |
D._Homan,_M._Krumpe,_A._Markowitz,_T._Saha,_A._Gokus,_E._Partington,_G._Lamer,_A._Malyali,_Z._Liu,_A._Rau,_I._Grotova,_E.M._Cackett,_D.A.H._Buckley,_S._Ciroi,_F._Di_Mille,_K._Gendreau,_M._Gromadzki,_S._Krishnan,_M._Schramm,_J.F._Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06989 |
2020年11月、SRG/eROSITAの2回目の全天サーベイで、新しい明るい天体eRASStJ234402.9$-$352640が発見されました。天体は0.2--2.0keVフラックスで6か月前に見つかった上限と比較して少なくとも150倍明るくなり、観察されたピーク$1.76_{-0.24}^{+0.03}\times10^{-11に達しました。}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$.X線点火は$z=0.10$にある銀河に関連しており、ピーク光度をlog$_{10}(L_{\rm0.2-2keV}/[\textrm{ergs}^{-1}]にします。)$=$44.7\pm0.1$.X線量が増加した頃、銀河核は約3等ほど明るくなりました。ホストの補正後、光学測光で。Swift、XMM-Newton、およびNICERからのデータを提示します。これらのデータは、非常にソフトなスペクトルと、複数のタイムスケールでの強い0.2～2.0keVフラックス変動を示しています。点火イベント後の数週間に撮影された光スペクトルは、広い非対称バルマー輝線、および高イオン化([OIII]$\lambda\lambda$4959,5007)と低イオン化([NII]$\lambda)を伴う青色の連続体を示しています。$6585,[SII]$\lambda\lambda$6716,6731)狭い輝線。光学的光度曲線のピークに続いて、X線、UV、および光学測光はすべて急速な低下を示します。X線光度曲線は、33日間で$\sim$0.45の光度の低下を示し、UVは$\sim$0.35の低下を示しています。eRASStJ234402.9$-$352640も中赤外線で明るくなっていることを示しており、これは発光点火のダストエコーによるものと思われます。Fermi-LATの$\gamma$線データには、ジェットのような放出の証拠は見つかりませんでした。このイベントは、潮汐破壊イベント(TDE)と活動銀河核(AGN)の特徴を示しており、その分類を複雑にしています。X線スペクトルの柔らかさ、高電離光輝線の存在、および赤外線エコーの可能性に基づいて、オフにしたAGN内のTDEが観測に最もよく一致することがわかりました。
初期宇宙の銀河の周りに流れる宇宙線によって引き起こされる抵抗加熱
宇宙線(CR)は、最初の星の超新星残骸によって加速されるため、赤方偏移$z\sim10\,-\,20$で高赤方偏移銀河から脱出すると予想されます。紫外光子とX線光子が銀河間媒体の主な加熱源であると広く考えられていますが、CRもそれに寄与している可能性があります。CRが銀河間媒質内を伝播するとき、CRイオン化による加熱プロセスに加えて、ストリーミングCRによって誘導される電子帰還電流により抵抗加熱が発生します。銀河からの距離の関数として、銀河の周りの加熱率を評価します。温度が$T\sim10^4\,\に達するまで、銀河$r\lesssim10^2\,\mathrm{kpc}$の近くで、CRによって引き起こされる抵抗加熱が他の加熱プロセスよりも支配的であることを発見しました。mathrm{K}$.また、X線加熱の存在下でCRをストリーミングすることによって生成される磁場の強度を再計算し、X線加熱が含まれている場合、達成された強度が約1ドル小さくなることを示しています.「最初の」CRの存在は、将来の電波観測で$21$-$\mathrm{cm}$線図に刻印されたCR加熱の特徴的な痕跡から確認できます。
| Title |
The_Gravitational-Wave_Signature_of_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
David_Vartanyan,_Adam_Burrows,_Tianshu_Wang,_Matthew_S.B._Coleman,_Christopher_J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07092 |
大質量星の範囲にわたる詳細な3Dコア崩壊超新星シミュレーションの重力波(GW)シグネチャを計算します。ほとんどのシミュレーションは、GW総排出量の95%以上を捕捉するのに十分な時間まで実行されます。原始中性子星の振動のf/gモードとfモードが、ほとんどのGWパワーを運び去ることを発見しました。原始中性子星(PNS)コアが縮小するにつれて、fモード周波数は容赦なく上昇します。GW放出は主に、モーダル振動を活性化するPNSへの降着プルームによって励起され、激しい降着の段階と相関する高周波(「ヘイズ」)放出も示すことを実証します。また、放射される全GWエネルギーと前駆天体のコンパクトさの間には強い相関関係がある.さらに、全GW放出は、星から星へと3桁もの大きさで変化する.ブラックホール形成の場合、GW信号は先細りになる.ゆっくりとオフになり、爆発するモデルで見られるヘイズを明示しません.そのような失敗したモデルでは、停止したショックとしてゆっくりと増加する$\sim$100ヘルツ付近の周波数でGW放出を変調するスパイラルショックモーションの出現も目撃します。高周波および低周波(メモリ)GW放射の両方に大きな角度異方性が見られますが、後者にはほとんどパワーがありません。
高エネルギー宇宙線は、地球の大気中で相互作用し、地上の大型検出器アレイで測定できる広範な空気シャワー(EAS)を生成します。これらの測定値の解釈は、極端な条件下で量子色力学(QCD)をテストする機会と同様に課題を表すEAS開発のモデルに依存しています。EASの開発は、QCDの非摂動的領域における低運動量移動下でのハドロンイオン衝突によって駆動されます。これらの条件下では、第一原理を使用してハドロン生成を説明することはできず、これらの相互作用は既存のコライダー実験では調べることができません。したがって、EAS開発の正確な測定は、ハドロン相互作用における多粒子生成のユニークなプローブを提供します。
XNAV でコールド スタート問題を解決するためのノルム最小化アルゴリズム
X線パルサーの観測を使用してコールドスタート問題を解決するためのアルゴリズムが提示されています。アルゴリズムは、ノルム最小化ベースのアプローチを使用して、Lohanのバンドエラー交差モデルを3次元空間に拡張し、計算時間を1桁短縮します。視差効果、シャピロ遅延、時間拡張、および高次パルサータイミングモデルを含む、より忠実度の高いX線パルサー信号モデルが考慮されます。X線パルサーナビゲーションを使用してコールドスタート問題を解決する可能性は、改善されたモデルで再検討され、事前の知識要件が議論されます。モンテカルロシミュレーションは、不確実性の上限を確立し、アルゴリズムの精度を決定するために使用されます。結果は、コールドスタートシナリオで宇宙船の位置を正しく決定するために、視差効果、時間拡張、および高次パルサータイミングモデルを考慮する必要があることを示しています。このアルゴリズムは、8～9個のパルサーを観測することにより、10AU$\times$10AU$\times$0.01AU回転楕円体ドメイン内で候補となる宇宙船の位置を一意に特定できます。アルゴリズムの中央位置誤差は15km程度です。技術的には宇宙船の位置を事前に知っておく必要がありますが、精度は100天文単位に限られ、太陽系内の航行には実質的に不要です。結果はさらに、より低い周波数のパルサーを選択すると、ドメインの最大サイズが増加するだけでなく、位置誤差も増加することを示しています。
研究に向けた教育: コンコリー天文台での学部指導プログラムの最初の 5 年間
| Title |
Educated_towards_research:_the_first_five_years_of_the_undergraduate_mentoring_program_at_Konkoly_Observatory |
| Authors |
L\'aszl\'o_Moln\'ar,_L\'aszl\'o_L._Kiss,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06913 |
2017年、ブダペストのコンコリー天文台は、大学の学生に、財政的に支援された監督下の研究活動と観察義務を遂行するよう呼びかける最初の募集を発表しました。このイニシアチブはすぐに人気を博し、これまでに37人の学生を支援してきました。5年後の今、研究所と参加者の両方から集められた経験を要約する時が来ました。注目すべき結果には、多数のOTDK(学生プロジェクト)賞の授与、最初の論文の発表、国内外の修士課程および博士課程プログラムへの受け入れが含まれており、数人の学生のキャリアの基礎を築いています。学生から受け取ったフィードバックの中には、資金提供された研究の機会に加えて、より複雑なメンタリングプログラムが必要であるというものがあります。私たちが学生を対象に実施した調査によると、共同体や教育的なイベントが最も需要が高いことがわかりました。これはおそらく、過去数年間に経験したロックダウンの制限によっても引き起こされたものです。このようなイベントを通じて、学生はコミュニティを構築し、専門的なコラボレーションを開始するだけでなく、学問のさまざまな側面についても学ぶことができます。これらの結果に照らして、プログラムを改善するための可能な手段を検討します。
部分電離二流体磁気雰囲気における波動変換、崩壊、加熱
| Title |
Wave_Conversion,_Decay_and_Heating_in_a_Partially_Ionized_Two-Fluid_Magneto-Atmosphere |
| Authors |
Paul_S_Cally_and_M._M._Gomez-Miguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06649 |
2流体(電荷および中性)磁化プラズマにおける線形波の光線理論的位相空間記述を使用して、有限のイオン-中性衝突による2次元の高速波と低速波の間の解析的減衰率とモード透過および変換係数を計算します。任意のイオン化率での周波数。これは、部分的にイオン化された天体物理プラズマ、特に太陽と星の大気に関連しています。衝突効果を支配する最も重要なパラメーターは、中性電荷の衝突周波数に対する波の周波数の比$\epsilon=\omega/\nu_{nc}$であり、二次的にイオン化率と波のアタック角に依存します。1流体磁気流体力学(MHD)の場合と比較すると、Alfv\'en-acoustic等分配層を介した音響-音響および磁気-磁気伝送が$\mathcalの項だけ減少することがわかります。{O}(\epsilon^2)$は1つの流体(無限の衝突周波数)と比較して、それに応じて音響から磁気への変換、および磁気から音響への変換が増加します。ニュートラル音響モードは、$\nu_{nc}\to\infty$として急速に消散することが示されています。モード変換領域から離れて、残りの磁気音響線に沿った散逸減衰は$\mathcal{O}(\epsilon)$としてスケールされ、音響的に優勢な光線と比較して、磁気的に優勢な光線に対してはるかに効果的であることがわかっています。これにより、光線の特性が変化するモード変換領域での散逸が急上昇し、その領域内外で局所的な加熱が発生する可能性があります。太陽彩層への応用について論じた。
太陽フレアの前駆段階における温度、数密度、および放出測定のマルチ機器比較研究
| Title |
Multi-instrument_Comparative_Study_of_Temperature,_Number_Density,_and_Emission_Measure_during_the_Precursor_Phase_of_a_Solar_Flare |
| Authors |
Nian_Liu,_Ju_Jing,_Yan_Xu_and_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06825 |
温度(T)、電子数密度(n)、および排出量測定(EM)。この研究で使用されたデータは、6つの極紫外線(EUV)パスバンドで、さまざまな波長を持つ4つの機器、つまり、SolarDynamicsObservatoryのAtmosphericImagingAssembly(AIA)から取得されました。マイクロ波(MW)の拡張オーエンズバレーソーラーアレイ(EOVSA)。硬X線(HXR)におけるReuvenRamaty高エネルギー太陽分光イメージャー(RHESSI)。軟X線（SXR）の静止運用環境衛星（GOES）。異なるデータセットから派生したT、n、およびEMの時間的変動を比較します。主な結果は次のとおりです。(1)GOESSXRとAIAEUVは、ほぼ同じEM変動(1.5-3x10^48/cm^3)と非常に類似したT変動(8から1500万ケルビン(MK))を持っています。(2)最高から最低の順にリストすると、EOVSAMWが最高の温度変動(15-60MK)を提供し、次にRHESSIHXR(10-24MK)、GOESSXRおよびAIAEUV(8-15MK)が続きます。(3)RHESSIHXR測定値からのEM変動は、AIAEUVおよびGOESSXRからの値よりも最大で20倍常に小さくなります。EOVSAMWからの数密度変動は、AIAEUVからの値よりも多くても100倍大きくなります。結果は、異なる波長領域で異なる発光メカニズムに対して動作する異なる機器によって測定された、前駆体段階での熱パラメータの違いを定量的に説明しています。
$\delta$ スクーティ星の複雑なネットワーク ビュー
脈動星の複雑な光度曲線の特徴を抽出することは、恒星物理学にとって不可欠です。\tessによって観測された\dsct\星の光度曲線の複雑なネットワーク(自然および水平可視性グラフ)特性を調査します。\dsct\光曲線の平均最短経路長は、ネットワークサイズの対数の線形関数であり、スモールワールドおよび非ランダムな特性を示していることがわかります。スモールワールドプロパティは、光度曲線の重要なピークと、近くにある小さなピークおよびその他の重要なピークとの接続を意味します。ノードの次数の対数正規挙動は、星の脈動の非ランダムなプロセスの証拠です。これは、回転、モードの励起、磁気活動など、星のダイナミクスのさまざまなメカニズムに根ざしている可能性があります。\dsct\星のPageRankとノードの次数分布は、2つのHADSグループと非HADSグループに集まります。非HADSよりもHADSのクラスタリングが低いことは、星の進化の指標としての表面重力の特徴である可能性がある、より複雑な光曲線(さまざまな振動モードを含む)よりも単純な光曲線(1つまたは2つの独立したモードを含む)を示しています。ネットワークランキングに基づいて、ライトカーブのウィンドウサイズを元のサイズの約5\%に縮小すると、ほとんどのスターモード情報が保持されることを示します。この場合、ほとんどの固有モードの振幅が、パワースペクトルのノイズバックグラウンドと比較して増幅することも観察されます。これらの結果は、脈動する星の光度曲線を解釈するためのネットワークアプローチの能力を示しています。
彩層の太陽平均磁場
太陽平均磁場(SMMF)は、太陽の可視半球で平均化された太陽ベクトル磁場の見通し線(LOS)成分の平均値です。これまでのところ、SMMFに関する研究は主に光球での磁場測定に限定されていました。この研究では、光球の測定と併せて、彩層での磁場測定を使用してSMMFを計算および分析します。この目的のために、2010年にSynopticOpticalLongtermInvestigationsoftheSun(SOLIS)/VectorSpectromagnetograph(VSM)装置によってFeI630.15nmおよびCaII854.2nmで実施された分光偏光観測から得られたフルディスクLOSマグネトグラムを使用して、2017年。この研究から、彩層のSMMFは上部光球のSMMFに比べて0.60倍弱いことがわかりました。それらの間の相関分析により、0.80のピアソン相関係数が得られます。光球SMMFに対する彩層SMMFの類似性と減少した強度は、それが惑星間磁場（IMF）の源であるという考えを裏付けています。
TESS光度曲線を使用した低質量食連星の特性の修正
| Title |
Revising_the_properties_of_low_mass_eclipsing_binary_stars_using_TESS_light_curves |
| Authors |
Z._Jennings_(1),_J._Southworth_(1),_P._F._L._Maxted_(1),_L._Mancini_(2,3,4,5)_((1)_Astrophysics_Group,_Keele_University,_Staffordshire,_UK,_(2)_Department_of_Physics,_University_of_Rome_"Tor_Vergata",_Via_della_Ricerca_Scientifica_1,_00133_-_Rome,_Italy,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_K\"onigstuhl_17,_69117_-_Heidelberg,_Germany,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_via_Osservatorio_20,_10025_-_Pino_Torinese,_Italy,_(5)_International_Institute_for_Advanced_Scientific_Studies_(IIASS),_Via_G._Pellegrino_19,_84019_-_Vietri_sul_Mare_(SA),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06985 |
星の構造に関する理論的な理解を深めるためには、星のパラメータを正確に測定する必要があります。これらの測定により、エラーと不確実性を理論モデルで定量化し、低質量星の膨張した半径などの観測された現象の物理的解釈を制限することができます。公開された視線速度測定値と組み合わせた新しく利用可能なTESS光度曲線を使用して、より明るいF/G星を伴うM〜dwarfで構成される12の低質量日食連星の特徴付けを改善します。2つのターゲットに対する地上ベースの同時4色測光法を提示し、分析します。私たちの結果には、2つのシステムの基本的な特性の最初の測定値が含まれています。光度曲線と動径速度情報は、等時性フィッティング法を使用して、システムの各コンポーネントの物理パラメーターに変換されました。また、M~dwarfsの有効温度も導き出し、そのような測定の数をほぼ3倍にしました。結果は、半径インフレーションのコンテキストで説明されています。若いオブジェクトの年齢推定には、その膨張状態を判断するために絶妙な精度が必要であることがわかりました。しかし、3つを除くすべての天体は主系列の中に確実に配置されており、半径の膨張と、低質量星の進化を支配する複雑な物理的プロセスの理解を深める必要性を示しています。光度はインフレーション問題の影響を受けないという仮説を調査しましたが、結果は決定的なものではありませんでした。
星周物質のプローブとしての ILRT における経時変化 Na I D 吸収
| Title |
Time_varying_Na_I_D_absorption_in_ILRTs_as_a_probe_of_circumstellar_material |
| Authors |
Robert_Byrne,_Morgan_Fraser,_Yongzhi_Cai,_Andrea_Reguitti,_Giorgio_Valerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06994 |
中間光度赤色過渡現象(ILRT)は、ほこりの多い繭内の超漸近巨大分枝星からの電子捕獲型超新星の生成から生じると仮定される観測された過渡現象のクラスです。この論文では、これらのイベントの星周環境を調査する手段として、狭いNaID吸収の体系的な分析を提示します。線の強さ、時間スケール、形状の点で、ILRTには幅広い進化が見られます。この進化を、NaIIが時間の経過とともにNaIに再結合する星周環境を通過する中心超新星からの噴出物から生じるものとして予測するように設計された単純なおもちゃモデルを提示します。私たちのおもちゃのモデルは多くのILRTの進化を定性的に説明できますが、サンプルの大部分は予測よりも複雑な進化を遂げていることがわかりました。星周物質を研究するための診断ツールとしてNaIDダブレットを使用することの成功は、複数のILRTの定期的な高解像度スペクトル観測の可用性に依存し、より詳細なスペクトルモデリングは、さまざまな範囲の星を説明できるモデルを作成する必要があります。ILRTが示す行動。さらに、NaID吸収特性の強度は、ソースの消滅を推定する手段として使用されてきました。ILRTで見られる変動性により、このクラスのトランジェントにそのような方法を使用することはできず、その他の変動性の証拠
南極ドームAからのAST3-2自動測量のデータ公開
| Title |
Data_Release_of_the_AST3-2_Automatic_Survey_from_Dome_A,_Antarctica |
| Authors |
Xu_Yang_(1_and_2),_Yi_Hu_(1),_Zhaohui_Shang_(1),_Bin_Ma_(3),_Michael_C.B._Ashley_(4),_Xiangqun_Cui_(5_and_6),_Fujia_Du_(5_and_6),_Jianning_Fu_(7),_Xuefei_Gong_(5_and_6),_Bozhong_Gu_(5_and_6),_Peng_Jiang_(6_and_8),_Xiaoyan_Li_(5_and_6),_Zhengyang_Li_(5_and_6),_Charling_Tao_(9_and_10),_Lifan_Wang_(6,_11_and_12),_Lingzhe_Xu_(5),_Shi-hai_Yang_(5_and_6),_Ce_Yu_(13),_Xiangyan_Yuan_(5_and_6),_Ji-lin_Zhou_(14),_Zhenxi_Zhu_(6_and_12)_(_(1)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing_100049,_China,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Sun_Yat-Sen_University,_(4)_School_of_Physics,_University_of_New_South_Wales,_(5)_Nanjing_Institute_of_Astronomical_Optics_and_Technology,_(6)_Chinese_Center_for_Antarctic_Astronomy,_(7)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(8)_Key_Laboratory_for_Polar_Science,_MNR,_Polar_Research_Institute_of_China,_(9)_Aix_Marseille_Univ.,_(10)_Physics_Department_and_Tsinghua_Center_for_Astrophysics_(THCA),_Tsinghua_University,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Texas_A&M_University,_(12)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(13)_College_of_Intelligence_and_Computing,_Tianjin_University,_(14)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06997 |
AST3-2は、3つの南極観測望遠鏡の2番目であり、広視野の時間領域光学天文学を目的としています。それは南極大陸のドームAに位置し、多くの点で地球の表面で最高の光学天文学サイトです。ここでは、2016年のAST3-2自動測量のデータと測光結果を紹介します。$i$バンドの中央値5$\sigma$極限等級は17.8等で、明るい星の光度曲線の精度は4mmagです。データ公開には、700万を超える星の測光が含まれており、そのうち3,500を超える変光星が検出され、そのうち70が新たに発見されました。これらの新しい変数は、それらの光度曲線の特徴をStarHorseなどの調査からの星の特性と組み合わせることにより、さまざまなタイプに分類されます。
かすかな惑星状星雲核の分光観測。 I. 6 つの新しい「O VI」中心星
| Title |
Spectroscopic_survey_of_faint_planetary-nebula_nuclei._I._Six_new_"O_VI"_central_stars |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2),_Klaus_Werner_(3),_George_H._Jacoby_(4),_Gregory_R._Zeimann_(5)_((1)_Penn_State_Univ,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_IAAT,_Tuebingen,_Germany,_(4)_NOIRLab,_(5)_McDonald_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07158 |
ホビー・エバリー望遠鏡の低解像度スペクトログラフで得られた、かすかな惑星状星雲(PNe)の中心星の進行中の分光調査の初期結果を報告します。ここで説明した6つのPN核(PNNi)はすべて、OVI3811-3834Aダブレットで強い発光を示し、非常に高温であることを示しています。それらのうちの5つ-Ou2、Kn61、Kn15、Abell72、およびKn130の核-は水素欠乏PG1159クラスに属し、4650-4690でHeIIおよびCIVの強い吸収特性を示します。A.合成モデル大気スペクトルとの探索的比較、およびNeVIII輝線の存在に基づいて、それらの有効温度は170,000Kオーダーであると見積もっています。HeII、CIV、NV、およびOV-VIの強くて広い輝線。[WO2]に分類されますが、NV4604-4620A発光ダブレットが非常に強く、比較的高い窒素存在量を示していることに注意してください。Kn15の輝線のいくつかは、2019年から2022年までの4回の観測で、等価幅が1.5倍も変化しており、恒星の質量損失率に大きな変動があることを示唆しています。分光モニタリングをお勧めします。PG1159と[WO]PNNiの間に見られる脈動変光星の大部分を考えると、これらの星の高時間分解能測光の追跡調査は興味深いものになるでしょう。
マルチカラーの MeerLICHT データを使用した高温の亜光度星の集団の特定と特徴付け
| Title |
Identifying_and_characterising_the_population_of_hot_sub-luminous_stars_with_multi-colour_MeerLICHT_data |
| Authors |
P._Ranaivomanana,_C._Johnston,_P.J._Groot,_C._Aerts,_R._Lees,_L._IJspeert,_S._Bloemen,_M._Klein-Wolt,_P._Woudt,_E._Kording,_R._Le_Poole,_D._Pieterse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07266 |
色等級図は、主系列に関して青色(高温)の亜光天体の集団を明らかにします。これらの高温の亜光星は、進化の過程の結果であり、高温のヘリウム核を明らかにするために、恒星は水素に富む覆いを追い出す必要があります。そのため、これらの天体は、他の方法では直接観察できない星の心臓部への直接的な窓を提供します。$Gaia$DR3データと比較して、MeerLICHTのかすかなホット準矮星を検出し、これらのコンパクトなホットスターの測光変動における支配的な周波数を特定する機能を紹介します。振動は、将来の星震学で星の内部を正確に調べるための不可欠な要素となるでしょう。サンプルからホット準矮星を選択する方法として、MeerLICHTと$Gaia$の色等級図の比較が提示されています。専用の頻度決定技術が開発され、選択された候補に適用され、MeerLICHTおよび$Gaia$DR3からの時系列データを使用して優勢な変動性が決定されます。支配的な周波数を決定する際に、両方のデータセットの力を調べます。$g-i$カラーを使用して、MeerLICHTは、$Gaia$DR3に匹敵する品質のカラーマグニチュードダイアグラムを提供します。MeerLICHTの色-色図は、さまざまな恒星集団の研究を可能にします。MeerLICHTおよび$Gaia$DR3データの周波数分析は、まばらな$Gaia$DR3データと比較して、支配的な周波数を推定する上で、MeerLICHTマルチカラー測光の優位性を示しています。MeerLICHTのマルチバンド測光は、高周波のかすかな亜矮星の発見につながります。MeerLICHTの結果は、チリのESOのラシラ天文台で現在試運転段階にあるBlackGEM装置の能力の概念実証です。
強く相互作用する物質と結合した動的インフレトン
| Title |
A_dynamical_inflaton_coupled_to_strongly_interacting_matter |
| Authors |
Christian_Ecker,_Elias_Kiritsis,_Wilke_van_der_Schee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06618 |
宇宙論のインフレーション理論によると、現在の宇宙のほとんどの素粒子は、インフレーション後の再加熱期間中に作成されました。この作業では、ホログラフィーで記述されているように、アインシュタインインフレトン方程式を強結合量子場理論(QFT)に首尾一貫して結合します。これが膨張する宇宙、再加熱段階、そして最終的に熱平衡状態でQFTによって支配される宇宙につながることを示します。
ボソン連星：回転する残星の合体ダイナミクスと形成
スカラーボソン星は、大規模なクラスの超小型ブラックホール模倣オブジェクトの非線形ダイナミクスを探索するための単純なモデルとして注目を集めています。ここでは、これらの星を構成するスカラー物質における相互作用の影響を研究します。特に、連星ボソン星の渦巻き後期、合体、および合体後の振動中にスカラー位相と渦構造が果たす極めて重要な役割、およびそれらが合体残骸の特性に与える影響を示します。そのために、バイナリボソンスターの初期データを満たす制約を構築し、アインシュタイン-クライン-ゴードン方程式の非線形セットを数値的に進化させます。スカラー相互作用が、融合直後の渦巻き重力波の振幅と位相、および潜在的な超大質量位相の長さに大きな影響を与える可能性があることを示しています。合体後にブラックホールが形成される場合、そのスピン角運動量は、同様の連星ブラックホールおよび連星中性子星の合体残骸と一致することがわかります。さらに、与えられた任意の連星ボソン星合体の残存特性を近似的に予測するマッピングを定式化します。このマッピングに導かれて、数値進化を使用して、回転するボソン星が2つの自転していないボソン星の合併からの残骸として形成できることを初めて明示的に示しました。この新しい形成メカニズムを特徴付け、その堅牢性について説明します。最後に、プロカ星の回転の意味についてコメントします。
時間依存の散逸が存在する場合の熱化と暗黒物質生成への影響
| Title |
Thermalization_in_the_presence_of_a_time-dependent_dissipation_and_its_impact_on_dark_matter_production |
| Authors |
Debtosh_Chowdhury,_Arpan_Hait |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.06654 |
インフレーション後の宇宙のエネルギー密度は、重い準安定場によって支配されます。このフィールドの散逸は、継続的に高エネルギー粒子を発生させます。一般に、この準安定場の散逸率は、自明ではない時間依存性を持つ可能性があります。準安定場の高エネルギー崩壊生成物の熱化に対するこの時間依存の散逸率の影響を研究します。これらのエネルギー粒子は、再加熱中のサーマルバス粒子からの通常の生成に加えて、暗黒物質の生成に大きく貢献する可能性があります。この一般化された散逸が暗黒物質の生成に与える影響を、モデルに依存しない方法で調査します。さまざまな宇宙シナリオで観測された暗黒物質の遺物の存在量を説明するパラメーター空間を示します。熱浴によって達成される最高温度よりも大きな質量を持つ暗黒物質は、まだ熱化されていない高エネルギー粒子の衝突から生成される可能性があることを観測しました。
初期宇宙における原始ブラックホール(PBH)の存在が、重力捕獲によって特定の安定した大質量粒子(SMP)の存在量を大幅に減少させることができるかどうかを尋ねるのは興味深いことです。たとえば、このメカニズムは、StojkovicとFreeseによって提案されたモノポール問題の代替ソリューションに関連しています。この問題では、初期宇宙で生成された磁気モノポールがPBHによって捕捉され、対応する相転移の間または後にインフレーションが発生する必要がなくなります。モノポールを製作。この作業では、拡散キャプチャの典型的な特徴を示す、共存するモノポール消滅と同じ方法でキャプチャプロセスをモデル化することにより、ソリューションを再分析します。単色のPBH質量関数と、PBH蒸発前の放射線優位の時代が想定されます。$10^{10}\,\text{GeV}$と$10^{15}\,\text{GeV}$の間の対称性の破れスケールに対応するパティサラムモノポールの場合、捕捉率はモノポール密度の大幅な減少を引き起こすために必要な大きさを下回っています。以前の文献との違いは、キャプチャプロセスのモデリングとPBH質量関数の仮定の両方に起因する可能性があります。私たちの仮定の範囲内では、極限磁気ブラックホールを宇宙論的に安定にするのに十分な大きさの磁荷は、モノポールキャプチャによる磁荷変動からは得られないこともわかりました。それにもかかわらず、宇宙論的安定性に必要な大きな磁荷は、PBH形成時の磁荷ゆらぎから得ることができ、その後、何らかの非インフレメカニズムによってモノポールの存在量を大幅に減らすことができれば、観測に関連する長寿命の近極磁気ブラックホールが発生する可能性があります。結果。
曲率の指数関数を持つ修正重力モデルにおける後期宇宙論
| Title |
Late-time_cosmology_in_a_model_of_modified_gravity_with_an_exponential_function_of_the_curvature |
| Authors |
A._Oliveros,_Mario_A._Acero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07022 |
この作業では、スカラー曲率の指数関数から構築された特定の$f(R)$重力モデルについて、宇宙の後期進化を分析します。文献に従って、適切なステートファインダー関数($y_H(z)$)に関して場の方程式を書き、十分に動機付けられた物理的な初期条件を考慮して、結果の方程式を数値的に解きます。また、宇宙論パラメータ$w_{\rm{DE}}$、$w_{\rm{eff}}$、$\Omega_{\rm{DE}}$、$H(z)$、およびステートファインダー量$q$、$j$、$s$、$Om(z)$は、$y_H(z)$とその導関数を使って明示的に表現されます。さらに、モデルパラメーターに適切な値のセットを設定すると、宇宙パラメーターと状態ファインダーの量がプロットされ、現在の値($z=0$で)がPlanck2018の観測と$\Lambda$CDM-モデル値。宇宙の膨張のダイナミクスからの更新された測定値$H(z)$を考慮して、統計分析を実行してモデルの自由パラメーターを制約し、データによく適合する特定の値のセットを見つけて、現時点での宇宙論的および状態ファインダーのパラメーター。したがって、$f(R)$重力モデルは、考慮された観測データと一致し、宇宙の後期加速を説明する実行可能な代替案であることがわかりました。
