JWST/CEERSが対照学習と宇宙論シミュレーションで見た高赤方偏移の円盤の性質について
| Title |
On_the_nature_of_disks_at_high_redshift_seen_by_JWST/CEERS_with_contrastive_learning_and_cosmological_simulations |
| Authors |
J._Vega-Ferrero,_M._Huertas-Company,_L._Costantin,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_R._Sarmiento,_J._S._Kartaltepe,_A._Pillepich,_M._B._Bagley,_S._L._Finkelstein,_E._J._McGrath,_J._H._Knapen,_P._Arrabal_Haro,_E._F._Bell,_F._Buitrago,_A._Calabr\`o,_A._Dekel,_M._Dickinson,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_D._Elbaz,_H._C._Ferguson,_M._Giavalisco,_B._W._Holwerda,_D._D._Kocesvski,_A._M._Koekemoer,_V._Pandya,_C._Papovich,_N._Pirzkal,_J._Primack,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07277 |
JWSTからの最初の光学静止フレーム画像の目視検査は、高い赤方偏移の円盤銀河の驚くほど高い割合を示しました。ここでは、代わりに自己教師あり機械学習を適用して、$z\geq3$での形態学的多様性を調査します。TNG50シミュレーションからの模擬画像で較正された、我々が提案した銀河の形態のデータ駆動型表現スキームは、ノイズに対してロバストであり、それらの3D構造を含むシミュレートされた銀河の物理的特性とよく相関することが示されています。最初のJWST/NIRCamCEERSデータリリースから$z\geq3$で質量完全サンプル($M_*/M_\odot>10^9$)のF200WおよびF356W銀河画像にこの方法を同時に適用します。観測された銀河はシミュレートされた銀河よりもコンパクトで細長い傾向があるため、シミュレートされた銀河と観測された銀河は、対照的な学習から表現空間に同じ多様体を配置しないことがわかりました。また、細長い画像に基づいて円盤として視覚的に分類された銀河の約半分が、実際には回転楕円体と同様の表現空間の領域に存在することもわかりました。扁平構造。これは、視覚的な分類によって評価される$z>3$での円盤の割合が、コンパクトで細長い銀河を円盤として誤分類することによって、大幅に過大評価される可能性があることを示唆しています。より深いイメージングおよび/または分光学的フォローアップ、および他のシミュレーションとの比較は、これらの銀河の真の性質を明確に決定するのに役立ちます.
後期拡張の周縁化を伴う初期のダーク エネルギーの制約
| Title |
Early_dark_energy_constraints_with_late-time_expansion_marginalization |
| Authors |
Jo\~ao_Rebou\c{c}as,_Jonathan_Gordon,_Diogo_H._F._de_Souza,_Kunhao_Zhong,_Vivian_Miranda,_Rogerio_Rosenfeld,_Tim_Eifler,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07333 |
初期暗黒エネルギー(EDE)は$\Lambda$CDMモデルの拡張であり、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からのハッブル定数$H_0$と局所的な宇宙距離はしごからの測定値の間の緊張を軽減するために提案されています。ただし、このモデルでは、CMBと大規模構造測定の間の$S_8$の緊張が高まります。銀河クラスタリングとレンズ効果の相関関数の分析により、EDEに対する選好の減少とハッブル張力への影響が報告されています。滑らかなダークエネルギーモデルは、背景の拡大を通じて構造の成長に影響を与えます。この作業では、EDEと組み合わせて一般的で滑らかな後期ダークエネルギー変更を含めることを研究し、後期拡張で取り残されたEDEの制約を取得します。$S_8$とハッブルの緊張への影響を評価します。後半の膨張を一般化するために、ウィンドウ$z\in[0,3]$内の3、5、および10の赤方偏移ビンにわたる部分的に一定の状態方程式$w(z)$を持つ後半のダークエネルギー流体モデルを使用します。.パンテオン超新星、6dFからのBAO、SDSSおよびBOSS、プランク2018CMBレンズ効果、およびダークエネルギー調査の宇宙シアーおよびクラスタリングデータと組み合わせたACTおよびプランクCMBデータを分析すると、後期における一般的な滑らかなダークエネルギー変更が含まれることを示します。$S_8$およびEDEパラメータの制約に大きな影響はありません。前述のデータセットを使用すると、後期展開周辺化を伴うEDE分数制約は$f_\mathrm{EDE}=0.067^{+0.019}_{-0.027}$で、3つの赤方偏移ビンを使用すると、5つおよび10つの赤方偏移ビンで同様の結果が得られます。.この研究は、ハッブルと$S_8$の緊張を同時に解決するために、後期暗黒エネルギーのバックグラウンド進化における単純な変化とは異なる、後期に物質のクラスター化を増加させるメカニズムが必要であることを示しています。【要約】
BOSS における赤方偏移空間歪みのテンプレートと直接モデルの比較
| Title |
A_comparison_of_template_vs._direct_model_fitting_for_redshift-space_distortions_in_BOSS |
| Authors |
Mark_Maus,_Shi-Fan_Chen,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07430 |
低赤方偏移宇宙における銀河のクラスタリングの異方性で明らかにされた大規模構造の成長は、私たちの宇宙論モデルの厳しいテストを提供します。現在最も強い制約は、BOSSおよびeBOSSの調査によるもので、クラスタリングの振幅に関する不確実性は10%未満です。この信号をフィッティングするために多くの異なるアプローチが取られ、後期の変動の振幅について明らかに矛盾した結論に至りました。BOSSDR12データにフィッティングする際に、振幅と長さのスケールが浮動することが許可されているテンプレート宇宙論のフィッティングに基づく2つの主要なアプローチと、より伝統的なフォワードモデリングアプローチに基づくアプローチを詳細に比較します。入力データ、スケールカット、ウィンドウ関数、およびモデリングフレームワークを固定しておくことで、違いの原因を特定し、将来の調査への影響について議論することができます。
拡張バリオン振動分光サーベイ クエーサー サンプルを使用した物質放射等価スケールの測定
| Title |
Measurement_of_the_matter-radiation_equality_scale_using_the_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey_Quasar_Sample |
| Authors |
Benedict_Bahr-Kalus,_David_Parkinson_and_Eva-Maria_Mueller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07484 |
物質のパワースペクトルのピークの位置、いわゆるターンオーバースケールは、物質と放射が等しくなった時点での地平線のサイズによって設定されます。これは、相対論時代の宇宙の物理学の観点から容易に予測できるため、バリオン音響振動(BAO)など、物質のパワースペクトルに存在する他の特徴とは無関係に、標準的な定規として使用できます。拡張されたバリオン振動分光調査(eBOSS)によって測定されたクエーサーの分布を使用して、モデルに依存しない方法でターンオーバースケールを統計的に決定します。モード逆投影法を使用して、共分散行列で影響を受けるスケールをダウンウェイトすることにより、BAOのモデル化を回避します。ピークの波数を次のように測定します$k_\mathrm{TO}=\left(17.7^{+1.9}_{-1.7}\right)\times10^{-3}h/\mathrm{Mpc}$、拡張スケール$D_\mathrm{V}(z_\mathrm{eff}=1.48)=\left(31.5^{+3.0}_{-3.4}\right)r_\mathrm{H}$に対応します。これは、拡張履歴を決定するという点で現在のBAO距離測定と競合しませんが、有用なクロスチェックを提供します。この測定値を、パンテオンからのIa型超新星データおよびeBOSSからのBAOデータからの低赤方偏移距離測定値と組み合わせて、ハッブルレマ\^itreパラメーターの音の水平線を含まない推定値を作成し、それが$H_0=64.8^であることがわかります。{+8.4}_{-7.8}\\mathrm{km/s/Mpc}$でパンテオン、$H_0=63.3^{+8.2}_{-6.9}\\mathrm{km/s/Mpc}$でeBOSSバオ。ダークエネルギー分光装置(DESI)サーベイ、マウナケア分光探査機(MSE)、MegaMapperによるターンオーバースケールの測定の予測を行い、より正確で正確な距離の測定を行います。
asevolution: (a)symmetron の相対論的 N 体実装
| Title |
asevolution:_a_relativistic_N-body_implementation_of_the_(a)symmetron |
| Authors |
{\O}yvind_Christiansen,_Farbod_Hassani,_Mona_Jalilvand_and_David_F._Mota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07857 |
gevolutionに基づいて開発された宇宙論的N体コードであるasevolutionを提示します。アセボリューションでは、スカラーフィールドは動的であり、非線形構造を形成できます。対称性の破れた真空の期待値を異なるものにするために、シンメトロンポテンシャルに3次項が追加されます。スカラー場のダイナミクスの影響を調べるために、準静的近似を使用する制約ソルバーも実装し、フリードマン方程式内のシミュレーションボックスで平均化された全エネルギー密度を使用するなど、バックグラウンドの進化を評価するためのオプションを提供します。アセボリューションコードは、準静的近似を使用するニュートンN体コードISISとの比較によって検証されます。私たちの小規模なテストシミュレーションでは、相対論的および弱磁場補正を含めることによる非常に小さな効果が見られます。質量が小さい場合、フィールドは動的であり、準静的近似を使用して正確に解決できないことがわかります。また、不安定なドメインウォールの形成を観察し、コード内でそれらを特定する便利な方法を示します。最初の考慮事項は、非対称シナリオではドメイン壁がより不安定であることを示しています。
メインベルト小惑星2015 FW412からのダスト放出活動を発見
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Discovery_of_Dust_Emission_Activity_Emanating_from_Main-belt_Asteroid_2015_FW412 |
| Authors |
Colin_Orion_Chandler,_Chadwick_A._Trujillo,_William_J._Oldroyd,_Jay_K._Kueny,_William_A._Burris,_Henry_H._Hsieh,_Michele_T._Mazzucato,_Milton_K._D._Bosch_and_Tiffany_Shaw-Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07274 |
メインベルトの小惑星2015FW412から発せられる活動の発見を提示します。これは、NASAパートナープログラムである市民科学プロジェクトActiveAsteroidsに由来する発見です。UT20154月13、18、19日のダークエネルギーカメラ(DECam)画像で、2015FW412に由来し、アーカイバルブランコ4-m(CerroTololoInter-AmericanObservatory、チリ)の反運動方向に向いた顕著な尾を特定しました。21と22.活動は近日点近くで発生し、メインベルト彗星(MBC)と一致し、メインアステロイドベルトの昇華駆動活動で知られるアクティブな小惑星サブセットです。したがって、2015FW412はMBCの候補です。2015FW412が遠日点に近づいたとき、UT202112月12日に、6.5mバーデ望遠鏡の稲盛・マゼランエリアカメラと分光器(IMACS)を使用して活動を検出しませんでした。
巨大惑星の内部と進化
巨大惑星は最初に形成された惑星であり、その内部と大気における太陽系の形成の歴史を明らかにする鍵を握っています。さらに、巨大惑星の内部に存在する独特の条件により、巨大惑星は極端な条件下でさまざまな要素を探索するための自然な実験室になります。私たちは、これらの惑星を研究するユニークな時期にいます。ジュノから木星へのミッションとカッシーニから土星へのミッションは、非常に正確な重力データ、大気の存在量、磁場の測定など、これまでにないほど内部を明らかにするための貴重な情報を提供し、内部構造に関する私たちの知識に革命をもたらしました。同時に、新しい実験室での実験とモデリングの取り組みも改善され、これらの惑星の統計分析が可能になり、内部を形成するさまざまな条件をすべて調査できるようになりました。木星、土星、天王星、海王星の内部構造を概説します。これには、データを説明するための不均一な構造の必要性、未解決の問題、およびそれらの内部構造の理解の進歩がそれらの形成と進化に及ぼす影響が含まれます。
プロジェクト ライラ: 1I/'オウムアムアを木星との遭遇と差し迫った推進オプションで現実的に捉える
| Title |
Project_Lyra:_Catching_1I/'Oumuamua_Realistically_with_a_Jupiter_Encounter_and_Imminent_Propulsion_Options |
| Authors |
Adam_Hibberd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07659 |
1I/'オウムアムアを捕まえるミッションには、星間天体自身よりも高い双曲線超過速度、つまり太陽に対して$>$26.3$kms^{-1}$を生成するという困難な課題があります。化学推進を使用してこのタスクを達成するために、以前の論文では、ソーラーオーバースマヌーバと、代わりに木星オーベルトを調査しました。これらのオプションでは、それぞれ近日点/近日点で化学ロケットからの推力が必要であり、利用可能な速度増分($\DeltaV$)は、宇宙船の運動エネルギーを最大限に増大させます。このホワイトペーパーでは、JOMまたは任意で受動的な木星との遭遇を必要とするミッションの詳細を解明します。以前の論文は実現可能性の研究でしたが、この論文では、現在入手可能な既製の固体および液体ロケットステージを使用し、NASA宇宙ローンチシステムブロック2を展開可能。最適な打上げ日は2030年、2031年、2032年であることがわかっており、利用されるステージの特定の数と組み合わせに応じて、ミッション期間は約30～40年になります。オウムアムアへの860kgのペイロード質量は、ケンタウロスDとスター48Bの組み合わせを想定して、43年ほどの期間で容易に達成できます。一方、ケンタウロスDを1つだけではなく2つ使用し、JOMにSTAR48BVを保持すると、同じ質量で35年が証明されます。さらに、ペイロードが$\sim{100}$kg未満の場合、飛行期間はそれに応じて31年に短縮でき、木星での燃焼を必要としないという追加の利点もあります。
TOI-3984 A b および TOI-5293 A b: 2 つの温帯ガス巨星が広い連星系で中程度の M 矮星を通過
| Title |
TOI-3984_A_b_and_TOI-5293_A_b:_two_temperate_gas_giants_transiting_mid-M_dwarfs_in_wide_binary_systems |
| Authors |
Caleb_I._Ca\~nas,_Shubham_Kanodia,_Jessica_Libby-Roberts,_Andrea_S.J._Lin,_Maria_Schutte,_Luke_Powers,_Sinclaire_Jones,_Andrew_Monson,_Songhu_Wang,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_William_D._Cochran,_Paul_Robertson,_Suvrath_Mahadevan,_Adam_F._Kowalski,_John_Wisniewski,_Brock_A._Parker,_Alexander_Larsen,_Franklin_A.L._Chapman,_Henry_A._Kobulnicky,_Arvind_F._Gupta,_Mark_E._Everett,_Bryan_Edward_Penprase,_Gregory_Zeimann,_Corey_Beard,_Chad_F._Bender,_Knicole_D._Col\'on,_Scott_A._Diddams,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Joe_P._Ninan,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_and_Christian_Schwab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07714 |
TESSによって発見された2つのガス巨星の惑星的性質を確認し、M型矮星を広い距離で恒星の仲間と通過させます。TOI-3984A($J=11.93$)は、短期間($4.353326\pm0.000005$日)の巨大ガス惑星($M_p=0.14\pm0.03~\mathrm{M_{J}}$および$R_p=0.71\pm0.02~\mathrm{R_{J}}$)との距離が広い白色矮星の仲間。TOI-5293A($J=12.47$)は、短期間($2.930289\pm0.000004$日)のガス巨人($M_p=0.54\pm0.07~\mathrm{M_{J}}$および$R_p=1.06\pm0.04~\mathrm{R_{J}}$)との距離が広いMドワーフコンパニオン。地上ベースと宇宙ベースの測光、スペックルイメージング、およびハビタブルゾーンプラネットファインダーとNEIDスペクトログラフからの高精度動径速度の組み合わせを使用して、両方のシステムを特徴付けます。TOI-3984Ab($T_{eq}=563\pm15$Kおよび$\mathrm{TSM}=138_{-27}^{+29}$)およびTOI-5293Ab($T_{eq}=675_{-30}^{+42}$Kと$\mathrm{TSM}=92\pm14$)は、M型矮星を周回する熱い木星サイズのガス惑星の集団の中で最もクールなガス巨星の2つであり、システムのアーキテクチャと移行シナリオを調査するための、温帯ガス巨人の大気特性評価と3次元傾斜測定。
ESO 137-001 の背後にある壮観な星形成軌跡の HST 表示
| Title |
HST_viewing_of_spectacular_star-forming_trails_behind_ESO_137-001 |
| Authors |
William_Waldron,_Ming_Sun,_Rongxin_Luo,_Sunil_Laudari,_Marios_Chatzikos,_Suresh_Sivanandam,_Jeffrey_D._P._Kenney,_Pavel_Jachym,_G._Mark_Voit,_Megan_Donahue,_Matteo_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07270 |
近くの銀河団Abell3627で、ラム圧力剥離(RPS)を受けている典型的な銀河、ESO137-001に関するHSTWFC3およびACSデータの結果を提示します。X線、HalphaからCOまでのバンド。HSTデータは、非対称のダスト分布や表面の明るさ、尾部の多くの青い若い星の複合体など、RPSを示す重要な特徴を明らかにしています。HSTからの青色の若い星複合体、Halpha(MUSE)からのHII領域、およびCO(ALMA)からの密な分子雲の間の相関関係を調べます。HSTの青い星団とHII領域の間の相関は非常に良好ですが、密なCOの塊との相関は一般的に良くありません。Starburst99+Cloudyモデルと比較すると、多くの青い領域が若い(<10Myr)ことがわかり、100Myr未満の年齢で測定されたソースの尾部の総星形成(SF)率は0.3-0.6M_Sun/yrです。、銀河のSF率の約40％。SFを少なくとも100Myrにわたって追跡し、最近のSFの歴史の全体像を尾部に示します。また、モデルを広帯域データと比較する際に、星雲放射と星雲から恒星への絶滅補正係数を含めることの重要性を示します。ESO137-001に関する私たちの研究は、剥ぎ取られた尾のSF履歴を制約するためのHSTデータの重要性を示しています。
赤方偏移 4.4 における HyLIRG の空間的に分解された塵の特性とクエーサー銀河分解
| Title |
Spatially_resolved_dust_properties_and_quasar-galaxy_decomposition_of_HyLIRG_at_redshift_4.4 |
| Authors |
Takafumi_Tsukui,_Emily_Wisnioski,_Mark_R._Krumholz,_Andrew_Battisti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07272 |
ALMA観測によって制約された、赤方偏移$z=4.4$でのクエーサーホスト銀河BRI1335-0417の空間的に分解された塵の特性を報告します。静止フレーム90および161$\mu$m連続体画像に適合する灰色体から得られたダスト温度マップは、中心に向かって急激に増加し、$57.1\pm0.3$Kに達することを示しています。画像分解分析により、点の存在が明らかになります。最高温度ピークと光学クエーサー位置と同じ位置にある両方のダスト連続体画像のソース。これは、活動銀河核（AGN）によって加熱された暖かいダストに起因すると考えられます。この暖かい成分と、星形成によって加熱されたより冷たいダストを含むモデルは、87.1$^{+34.1}_{-18.3}$K(暖かい成分)のダスト温度で、単一成分モデルよりもグローバルなSEDをよりよく説明することを示します。および52.6$^{+10.3.}_{-11.0}$K(コールドコンポーネント)。冷たい塵成分から推定された星形成率(SFR)は$1700_{-400}^{+500}M_\odot$yr$^{-1}$であり、これは以前の推定値よりも3倍小さくなっています。AGNの貢献($53^{+14}_{-15}$%)。点源の減算後に導出された温度プロファイルが平坦であるため、未解決の暖かい塵成分も急な温度勾配を説明しています。さらに、点源の減算により、推定された中心SFR表面密度$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$が3倍以上減少するため、AGNホスト銀河分解がSFR分布の推定に重要であることを示します。この補正により、$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$と表面ガス質量密度$\Sigma_{\mathrm{gas}}$の空間分解測定値は、ケニカット-シュミット図で定数50-200Myrのガス枯渇時間。
渦巻銀河の磁場構造：電波・遠赤外線偏光解析
| Title |
The_structure_of_magnetic_fields_in_spiral_galaxies:_a_radio_and_far-infrared_polarimetric_analysis |
| Authors |
William_Jeffrey_Surgent,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Susan_E._Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07278 |
銀河における大規模な秩序磁場(Bフィールド)の形態を定量化する方法を提案し、適用します。この方法は、イベントホライズンテレスコープの偏光データの分析に基づいています。放射状ガラクトセントリックビンの偏光場の方位角モードの線形分解を計算します。SOFIA(SALSA)と電波($6$cm)シンクロトロン偏波による銀河外磁気調査から得られた、遠赤外線(FIR:$154~\mu$m)ダスト偏光観測の両方を持つ5つの低傾斜渦巻銀河にこのアプローチを適用します。観察。これらの渦巻銀河のBフィールド構造への主な寄与は、FIR波長での$m=2$および$m=0$モードと、電波波長での$m=2$モードに由来することがわかりました。FIRデータは、無線データ以外のモードからの相対的な寄与が大きくなる傾向があります。極端なケースはNGC~6946です。FIRではすべてのモードが同様に寄与しますが、無線では$m=2$が優勢です。$m=2$モードはらせん構造を持ち、磁気ピッチ角に直接関連していますが、$m=0$モードは一定の磁場方向を持っています。FIRデータの平均磁気ピッチ角度は無線よりも小さく、角度分散が大きいことから、FIRダスト分極によって追跡されるディスクミッドプレーンのB磁場は、より大きなボリュームをプローブするラジオ。私たちのアプローチは、標準的な手法よりも柔軟でモデルに依存しない一方で、直接比較できる場合でも一貫した結果を生成すると主張します。
HALO7D III: 中解像度スペクトルからの天の川のハロー星の化学量
| Title |
HALO7D_III:_Chemical_Abundances_of_Milky_Way_Halo_Stars_from_Medium_Resolution_Spectra |
| Authors |
Kevin_A._McKinnon,_Emily_C._Cunningham,_Constance_M._Rockosi,_Puragra_Guhathakurta,_Ivanna_Escala,_Evan_N._Kirby,_Alis_J._Deason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07293 |
ラムダコールドダークマターのハローアセンブリ:7次元での観測(HALO7D)調査では、天の川(MW)恒星ハロー内の星の運動学と化学的特性を測定し、銀河の形成について学びます。HALO7Dは、KeckII/DEIMOS分光法とハッブル宇宙望遠鏡で測定されたMWハロー主系列ターンオフ(MSTO)星の4つのCANDELSフィールドでの固有運動で構成されています。HALO7Dは深いペンシルビームで構成されており、他の現代的な広視野調査を補完します。$\sim10-40$kpcの銀河中心半径範囲にある113個のHALO7D星の[Fe/H]および[alpha/Fe]存在量を提示します。HALO7Dの完全な7D化学力学データ(3D位置、3D速度、および存在量)を使用して、各フィールドおよび異なる金属ビニングサブサンプルのハロー速度楕円体の速度異方性$\beta$を測定します。4つの領域のうち2つの領域には非常に放射状の軌道にある星があり、残りの2つの領域にはより等方的な軌道にある星があることがわかります。星をそれぞれのフィールドで$-2.2$dexと$-1.1$dexで高、中、低[Fe/H]ビンに分けて、フィールド間およびビン間の異方性の違いを見つけます。一部のフィールドはすべてのビンで動径軌道によって支配されているように見えますが、他のフィールドは[Fe/H]ビン間の変動を示しています。これらの化学力学的な違いは、HALO7Dフィールドが、MW恒星のハローを構築した前駆細胞からの異なる割合の寄与を持っているという証拠です。私たちの結果は、星のハローの球状平均からの結果と比較すると、より小さな空間スケールで利用可能な追加情報を強調しています。
WEAVE-STEPS。 WHT で WEAVE を使用した恒星人口調査
| Title |
WEAVE-StePS._A_stellar_population_survey_using_WEAVE_at_WHT |
| Authors |
A._Iovino,_B._M._Poggianti,_A._Mercurio,_M._Longhetti,_M._Bolzonella,_G._Busarello,_M._Gullieuszik,_F._LaBarbera,_P._Merluzzi,_L._Morelli,_C._Tortora,_D._Vergani,_S._Zibetti,_C._P._Haines,_L._Costantin,_F._R._Ditrani,_L._Pozzetti,_J._Angthopo,_M._Balcells,_S._Bardelli,_C._R._Benn,_M._Bianconi,_L._P._Cassar\`a,_E._M._Corsini,_O._Cucciati,_G._Dalton,_A._Ferr\'e-Mateu,_M._Fossati,_A._Gallazzi,_R._Garc\`ia-Benito,_B._Granett,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_A._Ikhsanova,_E._Iodice,_S._Jin,_J._H._Knapen,_S._McGee,_A._Moretti,_D._N._A._Murphy,_L._Peralta_de_Arriba,_A._Pizzella,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_C._Spiniello,_M._Talia,_S._Trager,_A._Vazdekis_and_B._Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07366 |
4メートル級の望遠鏡に搭載される次世代の光学スペクトログラフは、その巨大な多重化機能、優れたスペクトル分解能、前例のない波長範囲を通じて、今後の銀河調査に貴重な機会を提供します。WEAVEは、ラパルマ島にある4.2mのウィリアムハーシェル望遠鏡に搭載された新しい広視野分光施設です。WEAVE-StePSは、最初の5年間の運用中にWEAVEを使用する5つの銀河系外調査の1つです。低解像度モード(R~5000、波長範囲3660-9590AA)でWEAVEMOS(天空で~3deg2の視野にわたって~950ファイバー)を使用して銀河を観測します。WEAVE-StePSは、最大25,000個の銀河の等級制限(I_AB=20.5)サンプルの高品質スペクトル(R~5000でAAあたりS/N~10)を取得します。大部分はz>=0.3で選択されます。調査の目的は、LEGA-CデータとSDSSデータの間のギャップを埋める重要な間隔で正確なスペクトル測定値を提供することです。~25deg2という広い範囲をカバーしているため、さまざまな環境で銀河を観測することができます。観測された各フィールドで利用可能な補助データ(X線範囲、マルチ狭帯域測光、分光学的赤方偏移情報を含む)は、観測された各銀河の環境特性を提供します。この論文では、WEAVE-StePSのサイエンスケース、観測対象のフィールド、ターゲットサンプルを定義するために使用される親カタログ、および典型的なターゲットに対する機器の期待される性能の予測後に選択される観測戦略について説明します。WEAVE-StePSは、SDSSよりも宇宙時間をさかのぼり、宇宙の年齢のほぼ半分である~6Gyrを超えるまで範囲を広げます。WEAVE-StePSがカバーするスペクトルと赤方偏移の範囲は、ほとんど未踏の中間赤方偏移範囲で銀河の進化経路を継続的に追跡することにより、新しい観測ウィンドウを開きます。
The Quest for the Missing Dust: II -- ローカル グループ ギャラクシー内で解決されたダスト対ガス比の 2 桁の進化
| Title |
The_Quest_for_the_Missing_Dust:_II_--_Two_Orders_of_Magnitude_of_Evolution_in_the_Dust-to-Gas_Ratio_Resolved_Within_Local_Group_Galaxies |
| Authors |
Christopher_J._R._Clark,_Julia_C._Roman-Duval,_Karl_D._Gordon,_Caroline_Bot,_Matthew_W._L._Smith,_Lea_M._Z._Hagen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07378 |
LMC、SMC、M31、およびM33という4つのよく解像されたローカルグループ銀河内の密度による塵とガスの比率の進化を調べます。これは新しい${\itHerschel}$マップを使用して行います。このマップは、以前の${\itHerschel}$削減では見逃された拡張排出量を復元します。この改善されたデータにより、ISM表面密度の2.5桁にわたるダスト対ガス比を調べることができます。塵とガスの比率に大きな進化が見られ、塵とガスは各銀河内の密度によって最大22.4倍変化します。これについていくつかの考えられる理由を探っており、私たちの支持する説明は、ISMの密度の高い領域でのダスト粒子の成長です。M31とM33では、質量、金属量、星形成速度が大きく異なるにもかかわらず、ISM表面密度によるダスト対ガス比の変化は非常に似ていることがわかりました。逆に、M33とLMCは、ダストからガスへの進化プロファイルが非常に異なっていることがわかりますが、それらの特性は非常に似ています。私たちのダスト対ガス比は、マゼラン雲のUVベースとFIRベースのダスト対ガス推定値の間の以前の不一致に対処し、LMCの不一致を取り除き、SMCの不一致を大幅に削減します-新しいダスト対-ガス測定値は、以前の遠赤外線推定値よりもそれぞれ2.4倍および2.0倍大きくなっています。また、LMC、M31、およびM33の場合、ダストとガスの比率が最も高い密度で低下するように見えることもわかります。これは実際の物理現象である可能性は低く、暗黒ガスとダスト質量の不透明度の変化の複合効果による可能性があると推測されます。
IC 5146 ダーク ストリーマー: エッジの崩壊、ハブ フィラメント システム、および絡み合ったサブフィラメントの最初の信頼できる候補ですか?
| Title |
IC_5146_dark_Streamer:_is_a_first_reliable_candidate_of_edge_collapse,_hub-filament_systems,_and_intertwined_sub-filaments? |
| Authors |
L._K._Dewangan,_N._K._Bhadari,_A._Men'shchikov,_E._J._Chung,_R._Devaraj,_C._W._Lee,_A._K._Maity,_T._Baug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07502 |
この論文は、近くの星形成サイトIC5146ダークストリーマー(d$\sim$600pc)の多波長データの分析を示しています。これは、単一の長いフィラメントとして扱われています。2つのハブフィラメントシステム(HFSs)はフロリダ州の東端と西端に向かって知られています。以前に公開された結果は、フロリダ州でのHFSとエンドドミネート崩壊（EDC）の同時証拠を支持しています。Herschelカラム密度マップ(解像度$\sim$13$''$.5)は、flに向かって絡み合った2つのサブフィラメント(つまり、fl-Aとfl-B)を明らかにし、ほぼ二重らせんのような構造を示しています。この図は、C$^{18}$O(3-2)放出によってもサポートされています。シナリオ「ほつれと断片」は、絡み合ったサブフィラメントの起源を説明するかもしれません.flの方向では、2kmと4kms$^{-1}$付近の2つの雲成分が、$^{13}$CO(1-0)とC$^{18}$O(1-0)放射であり、速度空間で接続されています。HFSは、これらの雲の構成要素が重なり合う領域で空間的に発見され、雲と雲の衝突シナリオによって説明できます。より大きなマッハ数を持つflでの非熱的ガス運動が見つかりました。フィラメントの長軸から測定した磁場位置角度は、フィラメントに沿って直線的な傾向を示します。この署名は、他の近くのEDCフィラメントで確認され、EDCシナリオのより定量的な確認を示しています。観察結果に基づいて、IC5146ストリーマーで複数のプロセスが動作していることを確認しています。全体として、ストリーマーは、エッジの崩壊、HFS、および絡み合ったサブフィラメントの最初の信頼できる候補として認識できます。
アンドロメダ 9 世における星形成の歴史と塵の生成
| Title |
The_Star_Formation_History_and_Dust_Production_in_Andromeda_IX |
| Authors |
Hedieh_Abdollahi,_Atefeh_Javadi,_Mohammad_Taghi_Mirtorabi,_Elham_Saremi,_Habib_Khosroshahi,_Jacco_Th._van_Loon,_Iain_McDonald,_Elahe_Khalouei,_Sima_T._Aghdam,_and_Maryam_Saberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07599 |
最も近く、最も完全な銀河環境であるローカルグループ(LG)は、宇宙の形成と進化に関する貴重な情報を提供します。さまざまなサイズ、形態、年齢の銀河を研究することで、この情報を得ることができます。この目的のために、アイザックニュートン望遠鏡(INT)サーベイの観測対象の1つであるAnd\,IXdSph銀河を選択しました。合計50の長周期変数(LPV)がAnd\,IXの2つのフィルター、Sloan$i'$およびHarris$V$で、半光半径2.5分角で見つかりました。And\,IXの星形成履歴(SFH)は、LPVをトレーサーとして使用して、約$0.00082\pm0.00031$M$_\odot$yr$^{-1}$の最大星形成率(SFR)で構築されました。.LPVの総質量回収率は、約$2.4\times10^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1}$のスペクトルエネルギー分布(SED)に基づいて計算されました。$24.56_{-0.15}^{+0.05}$magの距離係数は、赤色巨星の枝(TRGB)の先端に基づいて推定されました。
マルチスケール観測による中心部に集中するプレステラーコアの密度構造
| Title |
Density_Structure_of_Centrally_Concentrated_Prestellar_Cores_from_Multi-scale_Observations |
| Authors |
Dipen_Sahu,_Sheng-Yuan_Liu,_Doug_Johnstone,_Tie_Liu,_Neal_J._Evans_II,_Naomi_Hirano,_Kenichi_Tatematsu,_James_Di_Francesco,_Chin-Fei_Lee,_Kee-Tae_Kim,_Somnath_Dutta,_Shih-Ying_Hsu,_Shanghuo_Li,_Qiu-Yi_Luo,_Patricio_Sanhueza,_Hsien_Shang,_Alessio_Traficante,_Mika_Juvela,_Chang_Won_Lee,_David_J._Eden,_Paul_F._Goldsmith,_Leonardo_Bronfman,_Woojin_Kwon,_Jeong-Eun_Lee,_Yi-Jehng_Kuan,_and_Isabelle_Ristorcelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07634 |
星のないコアは、(原始)星形成に向けた進化の初期段階を表しており、高密度(~10^6cm^-3以上)で中央に集中しているプレステラーコアとして知られるそれらのサブセットは、胚であると予想されます。(原始)星の。したがって、プレステラーコアの密度プロファイルを決定することは、星形成の初期条件を測定する重要な機会を提供します。この作業では、厳密なモデリングを実行して、最近の観測で検出された5つの高密度コアのサンプルの中から、3つのほぼ球形のプレステラーコアの密度プロファイルを推定します。JCMTのSCUBA-2で得られた解像度が~5600auのデータや、複数のALMA観測で得られた解像度が~480auのデータを含む、(サブ)ミリメーターのダスト連続体放出のマルチスケール観測データを使用しました。観測されたコアのマルチスケールダスト連続体画像を、単純な所定の密度プロファイルで一貫して再現できます。これは、フラット密度の内側領域と外側領域に向かってr^-2プロファイルを持ちます。コアの動的段階のプロキシとしてピーク密度と内側の平坦な領域のサイズを利用することにより、モデル化された3つのコアが不安定で崩壊しやすいことがわかります。内側の平坦な領域のサイズは、約500天文単位とコンパクトであり、これまでめったに見られない高度に進化した前星のコアであることを示しています。
局所群矮小銀河のアイザック・ニュートン望遠鏡モニタリング調査。 Ⅵ．アンドロメダ 9 世における星形成の歴史と塵の生成
| Title |
The_Isaac_Newton_Telescope_Monitoring_Survey_of_Local_Group_Dwarf_Galaxies._VI._The_Star_Formation_History_and_Dust_Production_in_Andromeda_IX |
| Authors |
Hedieh_Abdollahi,_Atefeh_Javadi,_Mohammad_Taghi_Mirtorabi,_Elham_Saremi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_G._Khosroshahi,_Iain_McDonald,_Elahe_Khalouei,_Hamidreza_Mahani,_Sima_Taefi_Aghdam,_Maryam_Saberi,_and_Maryam_Torki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07674 |
And\,IXは、M31に最も近い衛星であり、金属が少なく低質量の矮小球状銀河です。赤色巨星枝(TRGB)の先端に基づいて、$24.56_{-0.15}^{+0.05}$magの距離係数を推定します。漸近巨大分枝星(AGB)の変動性を調べることにより、And\,IXの星形成の歴史を研究します。Sloan$i'$とHarris$V$の2つのフィルターでIsaacNewtonTelescope(INT)を使用して、And\,IXで50の長周期変数(LPV)を特定しました。この研究では、$0.2-2.20$magの範囲の振幅を持つ2つの半光半径内のLPVを選択しました。星形成のピークは$\sim$$8.2\pm3.1\times10^{-4}$M$\textsubscript{\(\odot\)}$yr$^{-1}$に達することがわかっています\約6$ギラ前。私たちの調査結果は、And\,IXの外側から内側への銀河形成のシナリオを示唆しており、消光は$3.80_{-0.27}^{+1.82}$Gyr前に発生し、SFRは$2.0\times10^{-4}$Mのオーダーです$\textsubscript{\(\odot\)}$yr$^{-1}$赤方偏移<$0.5$.星形成率(SFR)を2つの半光半径$\sim$$3.0\times10^5$M$\textsubscript{\(\odot\)}$内で積分することにより、星の総質量を計算します。And\,IXで観測されたLPVのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを使用することにより、質量損失率を$10^{-7}$$\leq$$\dot{M}$$\の範囲で評価します。leq$$10^{-5}$M$\textsubscript{\(\odot\)}$yr$^{-1}$.最後に、星間物質(ISM)への総堆積量が$\sim$$2.4\times10^{-4}$M$\textsubscript{\(\odot\)}$yr$^{-1}であることを示します。$ダストに包まれたLPVのCおよびOリッチタイプから。LPVによってISMに返される総質量と星の総質量の比率は$\sim8.0\times10^{-10}$yr$^{-1}$なので、このレートでは$\sim$1Gyrでこの銀河を再現
隔離された環境での青色核矮小初期型銀河の発見
| Title |
The_discovery_of_blue-cored_dwarf_early-type_galaxies_in_isolated_environments |
| Authors |
Soo-Chang_Rey,_Suk_Kim,_Jiwon_Chung,_Youngdae_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07808 |
高密度環境における青色核矮小初期型銀河(dE(bc)s)の存在は、環境の影響によって後期型銀河が静止矮小初期型銀河に変化するというシナリオを支持しています。環境プロセスを欠く低密度環境はdE(bc)の形成に関連していない可能性がありますが、NASA-SloanAtlasカタログを使用して、z<0.01の孤立した環境でまれなdE(bc)の大規模なサンプルを発見しました。スローンデジタルスカイサーベイの画像とg-rカラープロファイルの目視検査によって、32の孤立したdE(bc)が特定されました。(1)孤立したdE(bc)は、おとめ座クラスターのdE(bc)と同様の構造パラメーターを示すことがわかりました。(2)dE(bc)の紫外線-r色の大きさの関係、色勾配、および発光線に基づいて、孤立したdE(bc)は、おとめ座クラスターの対応するものと比較して、より活発で中心に集中したSFを示します。(3)与えられた星の質量では、孤立したdE(bc)は、おとめ座の対応するものよりも大きなガス質量の割合を持つ傾向があります。SanchezAlmeidaらによって提案された、ガス降着によって持続する一時的なSFのシナリオについて議論します。このシナリオでは、ハッブル時間中に星バースト青色コンパクト矮小銀河(BCD)-静止BCD(QBCD)サイクルを繰り返すことができます。このリズムでは、分離されたdE(bc)は、BCDの前または後の段階でQBCDである可能性があることをお勧めします。私たちの結果は、dE(bc)が、環境に応じて、自然または育成という2種類の起源を持つオブジェクトの混合物で構成されていることを示唆しています。
Q はどこまで下げることができますか?
重力不安定性は、銀河の進化において重要な役割を果たしています。それを銀河進化モデルに含めるためのさまざまなスキームが存在しますが、一般に、Toomre$Q$パラメーターが$Q_\mathrm{crit}$に自己調整されていると仮定しています。この仮定は、$Q_\mathrm{crit}$のもっともらしい値をはるかに下回る値を見つける$Q$の観測推定値と矛盾しています。観察結果には多少の不確実性が伴いますが、$Q\geQ_\mathrm{crit}$という一般的な仮定を緩和することで、この緊張を理論面でより簡単に緩和できます。$z\sim2$ディスクと局所的な正面向きの銀河の両方の観測に基づいて、$Q$に影響を与える他のすべての物理プロセスのバランスを取るために必要な重力不安定性の影響を推定します。特に、低い$Q$値に対するディスクの応答は、$Q$のみに依存する単純な関数で記述できることがわかりました。これらの応答関数により、銀河は広範囲のパラメーターにわたって平衡状態で$Q_\mathrm{crit}$未満の$Q$値を維持できます。ガス表面密度が$\sim10^3$M$_\odot$pc$^{-2}$より大きい場合、$Q$の極端に低い値が予測されます。回転曲線は最小のせん断を提供し、軌道時間は次のようになります。長い、および/またはガスが恒星成分よりもはるかに不安定な場合。$Q\geQ_\mathrm{crit}$ansatzの代わりにこれらの応答関数を使用することをお勧めします。
ODIN: ライマン アルファ ブロブはどこに住んでいますか?大規模構造内の BLOB 環境のコンテキスト化
| Title |
ODIN:_Where_Do_Lyman-alpha_Blobs_Live?_Contextualizing_Blob_Environments_within_the_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Vandana_Ramakrishnan,_Byeongha_Moon,_Sang_Hyeok_Im,_Rameen_Farooq,_Kyoung-Soo_Lee,_Eric_Gawiser,_Yujin_Yang,_Changbom_Park,_Ho_Seong_Hwang,_Francisco_Valdes,_Maria_Celeste_Artale,_Robin_Ciardullo,_Arjun_Dey,_Caryl_Gronwall,_Lucia_Guaita,_Woong-Seob_Jeong,_Nelson_Padilla,_Akriti_Singh,_and_Ann_Zabludoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07860 |
多くのライマンアルファブロブ(LAB)は、赤方偏移が高いいくつかのよく知られた原始銀河団の中やその周辺で発見されていますが、それらが基礎となる大規模構造をどのように追跡するかはまだよくわかっていません。この作業では、現在進行中の100度$^2$DECamImagingからの初期データで、$\sim$9.5平方度の領域で特定された5,352個のライマンアルファエミッター(LAE)とz=3.1の129個のLABを利用します。この質問を調査するために、狭帯域(ODIN)調査で。基礎となる物質分布のトレーサーとしてLAEを使用して、銀河群、原始銀河団、および宇宙ウェブのフィラメントとしての高密度構造を特定します。LABは、平均密度よりも高い密度の領域に優先的に存在し、プロトクラスターとその下部構造のサイトを表す高密度構造の近くに位置していることがわかります。さらに、1つ以上のLABをホストするプロトクラスターは、そうでないものよりも子孫の質量が高くなる傾向があります。ブロブは宇宙ウェブのフィラメントとも強く関連しており、人口の$\sim$70%がフィラメントから2.4pMpcの投影距離内にいます。大きな宇宙構造は多くのフィラメントが収束する場所であるため、LABがプロトクラスターに近接していることは、フィラメントとの関連によって自然に説明されることを示しています。ODIN調査の連続した広い範囲のカバレッジにより、人口としてのLABとその環境との関係を初めてしっかりと確立することができました。
崩壊する星は、主要なブラックホール(BH)形成チャネルを構成し、$\gamma$線バースト(GRB)に動力を与える相対論的ジェットの発射に関連付けられることがあります。したがって、コラプサーは、観測から直接(降着によるスピンアップ/ダウンの前に)出生時のBHスピンを推測する機会を提供します。BHが大規模な磁束で飽和すると、ジェットパワーはBHスピンと質量降着率によってのみ決定されることを示します。Haleviらによる最近のコア崩壊シミュレーション。2022年とGRBの観測は、典型的なBHの降着率$\dot{m}\approx10^{-2}{\rmM_\odot~s^{-1}}$をもたらす星の密度プロファイルを支持し、これは弱く依存しています。定刻。これにより、ジェット出力を支配する主な要因としてBHスピンが残ります。得られたジェット出力を特徴的なGRB光度と比較すると、急速に回転するBHが過剰な出力を持つジェットを生成することがわかります。そのため、ジェットに関連するBHの大部分は、無次元のスピンでゆっくりと回転して生まれます$a\simeq0.2$または$a\ウォブリングジェットの場合はsimeq0.5$。この結果は、星の磁場と角運動量の間に反相関が存在しない限り、コア崩壊BH集団全体に適用できます。関連論文(Jacquemin-Ideetal.2023)では、出生時のスピンに関係なく、BH回転エネルギーの抽出が最終的に$a\lesssim0.2$への必然的なスピンダウンにつながることを示しています。これらの結果は、低スピンを示すBH合体の最近の重力波観測と一致しています。ゆっくりと回転するBHによって駆動される、特徴的なGRBエネルギーを持つコラプサージェットの最初の3D一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行することにより、結果を検証します。典型的なGRBパワーのジェットは、星内での伝播中にエネルギーを保持しないことがわかり、多くのジェットがGRBを生成できない可能性があることを初めて数値的に示しました。
強くねじれたマグネター磁気圏の三次元ダイナミクス：フラックスチューブのねじれと地球規模の噴火
| Title |
Three-dimensional_dynamics_of_strongly_twisted_magnetar_magnetospheres:_Kinking_flux_tubes_and_global_eruptions |
| Authors |
J._F._Mahlmann_(1),_A._A._Philippov_(2),_V._Mewes_(3),_B._Ripperda_(4,_1,_and_5),_E._R._Most_(6,_7,_and_4),_L._Sironi_(8)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Peyton_Hall,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA,_(2)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA,_(3)_National_Center_for_Computational_Sciences,_Oak_Ridge_National_Laboratory,_Oak_Ridge,_TN,_USA,_(4)_School_of_Natural_Sciences,_Institute_for_Advanced_Study,_Princeton,_NJ,_USA,_(5)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_New_York,_NY,_USA,_(6)_Princeton_Center_for_Theoretical_Science,_Jadwin_Hall,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA,_(7)_Princeton_Gravity_Initiative,_Jadwin_Hall,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA,_(8)_Department_of_Astronomy_and_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_Columbia_University,_New_York,_NY,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07273 |
強く磁化された中性子星であるマグネターからの硬X線のさまざまなバーストの起源はまだわかっていません。X線フレアの光度の範囲を説明できる相対論的磁気圏の不安定性を特定します。地殻表面の動きは、電流を運ぶ磁束束の磁力線の凍結された足元を移動させることにより、マグネター磁気圏をねじることができます。軸対称(2D)磁気圏は、強い噴火ダイナミクス、つまり$\psi_{\rmcrit}\gtrsim\pi$の臨界フットポイント変位によって引き起こされる壊滅的な横方向不安定性を示します。対照的に、我々の新しい三次元（3D）ツイストモデルは、有限の表面拡張を備えており、双極子磁気圏におけるツイストフォースフリーフラックスバンドルの重要な非軸対称ダイナミクスを捉えています。横方向の不安定性に起因する(2Dのように)確立された地球規模の噴火に加えて、このような3D構造は、らせん状のキンクのようなダイナミクスを発達させ、局所的にエネルギーを散逸させることができます(閉じ込められた噴火)。誘導されたツイストエネルギーの最大$25\%$が消散され、強力な地球規模の噴火でX線フレアに電力を供給するために利用できます。モデルのほとんどは、最も一般的なX線バースト$\lesssimの範囲でエネルギー放出を示しています。10^{43}$erg.このようなイベントは、双極子磁気圏の奥深くに埋もれたかなりのエネルギーが蓄積されたときに発生します。継続的にねじれているフラックスチューブの断続的な不安定性と閉じ込められた噴火のために、エネルギーの少ない爆発が強力なフレアに先行する可能性があります。臨界状態に達すると、地球規模の噴火は、たとえば、相対論的磁気リコネクションまたは衝撃を介して、マグネター風での高速電波バースト生成を規定するモデルに必要なポインティングフラックス優勢の流出を生成します。
大質量星の中心に新たに形成されたブラックホール(BH)のスピンは、2つの競合するプロセスにより、その出生時の値から進化します。スピンを増加させるガス角運動量の降着と、スピンを減少させる流出によるBH角運動量の抽出です。スピン。最終的に、最終的な平衡スピンは、両方のプロセス間のバランスによって設定されます。BHが相対論的ジェットを発射して$\gamma$線バースト(GRB)を発生させるためには、BH磁場が動的に重要である必要があります。したがって、BHのスピン進化を駆動する磁気的に逮捕されたディスク（MAD）の場合を検討します。Lowellらの半解析的MADBHスピン進化モデルを適用することにより。(2023)collapsarsに対して、BHがその初期質量の$\sim20\%$を増加させる場合、その無次元スピンは必然的に小さな値$a\lesssim0.2$に達することを示します。そのようなスピン、およびコラプサーシミュレーションから推測される質量降着率について、我々の半解析モデルが典型的なGRBジェットのエネルギー論$L_{\rmjet}\sim10^{50}\,\,{\rmを再現することを示します。erg\,s^{-1}}$.私たちの半解析モデルが典型的なGRBジェットのほぼ一定の出力を再現することを示します。MADの開始が遅れると、GRB光度分布の上限で強力なジェットが発生します$L_{\rmjet}\sim10^{52}\,\,{\rmerg\,s^{-1}}$ですが、最終的なスピンは低く、$a\lesssim0.3$のままです。これらの結果は、バイナリBH合体の重力波検出から推測される低スピンと一致しています。関連論文では、ゴットリーブ等。(2023)、私たちはGRB観測を使用して、出生時のBHスピンを$a\simeq0.2$に制約します。
GW191109 と負の有効スピンを持つ連星ブラックホール合体の可能性のある力学的起源について
| Title |
On_the_Likely_Dynamical_Origin_of_GW191109_and_of_Binary_Black_Hole_Mergers_with_Negative_Effective_Spin |
| Authors |
Rachel_C._Zhang,_Giacomo_Fragione,_Chase_Kimball,_Vicky_Kalogera_(Northwestern/CIERA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07284 |
LIGO/Virgo/KAGRAによって検出された連星ブラックホール(BBH)の合体数の増加に伴い、いくつかの系は、対不安定質量ギャップ、高い軌道離心率、および/またはスピンに成分を持つ、孤立した連星進化によって説明することが困難になっています。・軌道のズレ。ここでは、成分質量が$65^{+11}_{-11}$と$47^{+15}_{-13}$$\rmM_{\odot}$のBBH合併であるGW191109\_010717に注目します。、および実効スピン$-0.29^{+0.42}_{-0.31}$であり、そのコンポーネントの少なくとも1つで$\pi/2$ラジアンを超えるスピン軌道ミスアライメントを意味します。その構成要素の質量がペア不安定質量ギャップにあることに加えて、孤立した連星進化がGW191109のスピン軌道ミスアライメントを高い信頼度で再現する可能性は低いことを示しています。一方、高密度の星団で動的に組み立てられたBBHは、スピン軌道のずれとGW191109の質量、およびGW191109のようなイベントの速度を自然に再現することを示しています。コンポーネントの少なくとも1つが秒である場合ジェネレーションBH。最後に、GW200225にも動的な起源がある可能性が高いと主張して、測定された負の実効スピンを持つすべてのイベントに結果を一般化します。
連星ブラックホール集団のパラメーターフリーツアー
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo重力波検出器の継続的な運用により、結合する連星ブラックホール集団の質量、スピン、および赤方偏移分布の最初の詳細な測定が可能になります。ただし、これらの分布に関する現在の知識は、主に強力なパラメータモデルに基づいています。このようなモデルは通常、バイナリパラメーターの分布がべき法則、ピーク、ディップ、ブレークの重ね合わせであると仮定し、これらの「ビルディングブロック」機能を管理するパラメーターを測定します。このアプローチは、コンパクトなバイナリ母集団の初期の特徴付けにおいて大きな進歩をもたらしましたが、強い仮定が伴うため、どの物理的結論が観察によって導かれ、どの物理的結論がモデルの特定の選択によって導かれるかが不明なままです。この論文では、代わりに連星ブラックホールの合併率を、連星パラメーターの空間に対する未知の自己回帰プロセスとしてモデル化し、連星ブラックホールの質量、赤方偏移、成分スピン、有効スピンの分布をほぼ完全に測定できるようにします。不可知論。連星ブラックホールの一次質量スペクトルは、高い質量で急勾配になるかなり平坦な連続体を持ち、二重のピークを持っていることがわかります。連星ブラックホールの赤方偏移分布に予想外の構造の兆候が見られます。低赤方偏移での一様な体積の合体率に続いて、赤方偏移$z\approx0.5$を超えると合体率が上昇します。最後に、ブラックホールのスピンの大きさの分布は単一モードであり、小さいがゼロではない値に集中していること、およびスピンの向きが広範囲のスピン軌道ミスアラインメント角度にまたがっているが、真に等方的である可能性が低いこともわかりました。
4U 1909+07、IGR J16418-4532、IGR J16479-4514 の超軌道変調を Swift XRT、BAT、NuSTAR 観測で調査
| Title |
Investigating_the_superorbital_modulations_in_4U_1909+07,_IGR_J16418-4532_and_IGR_J16479-4514_with_Swift_XRT,_BAT_and_NuSTAR_observations |
| Authors |
Nazma_Islam,_Robin_H.D._Corbet,_Joel_B._Coley,_Katja_Pottschmidt,_Felix_Fuerst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07318 |
いくつかの超巨大大質量X線連星(sgHMXB)で、非常に多様な超軌道変調が発見されました。これらの超軌道変調を駆動するメカニズムを調査するために、3つのsgHMXBs:4U1909+07、IGRJ16418-4532、およびIGRJ16479-4514の長期のNeilGehrelsSwiftObservatory(Swift)BurstAlertTelescope(BAT)観測を分析し、それらを構築しました。動的パワースペクトルと超軌道強度プロファイル。これらのSwiftBAT観測は、これらのソースのそれぞれについて、単一の超軌道サイクルの予測された最大および最小位相の近くで実行される、尖ったSwiftX線望遠鏡(XRT)および核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)観測によって補完されます。BATの動的パワースペクトルは、基本周波数のピークおよび/または3つすべてのソースの異なる時間に存在する第2高調波のいずれかで、年単位のタイムスケールでの超軌道変調の強度の変化を示しています。尖ったSwiftXRTとNuSTARの観測では、超軌道の最大位相と最小位相でパルスプロファイルとスペクトルパラメーターの間に有意な差は見られません。これは、NuSTARの観測が3つのソースすべてに対して実行されたときに、超軌道変調が大幅に弱まったという事実による可能性があります。SwiftXRT、BAT、およびNuSTAR分析の結果は、超巨星の恒星風に複数の同方向回転相互作用領域(CIR)が存在する可能性を示していますが、潮汐振動による超巨星からの構造化された恒星風を支配することはできません。外。
AGN Mrk 335 のかすかな X 線コロナにもかかわらず、UV/光ディスクの残響は遅れる
| Title |
UV/Optical_disk_reverberation_lags_despite_a_faint_X-ray_corona_in_the_AGN_Mrk_335 |
| Authors |
Erin_Kara,_Aaron_J._Barth,_Edward_M._Cackett,_Jonathan_Gelbord,_John_Montano,_Yan-Rong_Li,_Lisabeth_Santana,_Keith_Horne,_William_N._Alston,_Douglas_Buisson,_Doron_Chelouche,_Pu_Du,_Andrew_C._Fabian,_Carina_Fian,_Luigi_Gallo,_Michael_R._Goad,_Dirk_Grupe,_Diego_H._Gonzalez_Buitrago,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Shai_Kaspi,_Chen_Hu,_S._Komossa,_Gerard_A._Kriss,_Collin_Lewin,_Tiffany_Lewis,_Michael_Loewenstein,_Anne_Lohfink,_Megan_Masterson,_Ian_M._McHardy,_Missagh_Mehdipour,_Jake_Miller,_Christos_Panagiotou,_Michael_L._Parker,_Ciro_Pinto,_Ron_Remillard,_Christopher_Reynolds,_Daniele_Rogantini,_Jian-Min_Wang,_Jingyi_Wang,_and_Dan_Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07342 |
前例のない低X線フラックス状態にあったときの、ナローラインセイファート1Mrk335の100日間のSwift、NICER、および地上ベースのX線/UV/光学残響マッピングキャンペーンの最初の結果を提示します。X線の変動性が劇的に抑制されているにもかかわらず、ディスクの反響から予想されるように、UV/光の遅れが依然として観察されます。さらに、X線の光度が10倍以上高い場合、UV/光の遅れはアーカイブの観察と一致しています。興味深いことに、低フラックス状態と高フラックス状態の両方で、薄い円盤から予想されるよりも6～11倍長いUV/光学ラグが明らかになります。これらの長いラグは、広い線領域からの汚染によるものと解釈されることがよくありますが、uバンドの過剰なラグ(拡散連続体からのバルマージャンプを含む)は、他のAGNよりも一般的ではありません。Swiftキャンペーンは、X線と光の相関が低いことを示しましたが(以前のキャンペーンと同様)、NICERと地上ベースの監視はさらに2週間続き、その間に光はキャンペーンの最高レベルに上昇し、その後~10に達しました。数日後、X線が急激に上昇。NICERバックグラウンドの低いX線計数率と比較的大きな系統的不確実性により、この測定は困難になりますが、光学がこのフレアでX線を導く場合、これはゼロ次再処理画像からの逸脱を示します。光学フレアが質量降着率の増加によるものである場合、これは粘性時間スケールよりもはるかに短い時間で発生します。あるいは、光学は、最初は私たちの視線から隠されているX線の本質的な上昇に反応している可能性があります。
2022年のマグネター1E 1547.0-5408の高エネルギー爆発と電波消滅
| Title |
The_2022_high-energy_outburst_and_radio_disappearing_act_of_the_magnetar_1E_1547.0-5408 |
| Authors |
Marcus_E._Lower,_George_Younes,_Paul_Scholz,_Fernando_Camilo,_Liam_Dunn,_Simon_Johnston,_Teruaki_Enoto,_John_M._Sarkissian,_John_E._Reynolds,_David_M._Palmer,_Zaven_Arzoumanian,_Matthew_G._Baring,_Keith_Gendreau,_Ersin_G\"o\u{g}\"u\c{s},_Sebastien_Guillot,_Alexander_J._van_der_Horst,_Chin-Ping_Hu,_Chryssa_Kouveliotou,_Lin_Lin,_Christian_Malacaria,_Rachael_Stewart_and_Zorawar_Wadiasingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07397 |
電波の大きなマグネター1E1547.0$-$5408からの新しいアウトバーストの電波と高エネルギーの特性を報告します。2022年4月7日にSwift-BATでソースからの短いバーストが検出された後、NICERによる観測では、$(6.0\pm0.4)\times10^{-11}$ergs$^{-でピークに達するフラックスの増加が検出されました。1}$cm$^{-2}$軟X線バンドで、$1.7\times10^{-11}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}のベースラインレベルまで低下17日間の$。NICERとNuSTARによる合同分光測定では、軟X線が著しく増加したにもかかわらず、硬い非熱尾部に変化がないことが示されました。64mのパークス電波望遠鏡であるムリーヤンを使用した電波波長での観測により、マグネターからの持続的な電波放出が最初のSwift-BAT検出の少なくとも22日前に消失し、2週間後に再検出されたことが明らかになりました。このような動作は、電波の大きなマグネターでは前例がなく、検出された短いバーストの前に、高エネルギー活動が気づかれずにゆっくりと上昇していることを示している可能性があります。最後に、電波とX線のタイミングを組み合わせた結果、スピン周波数とスピンダウン速度が$2\pm1$$\mu$Hzと$(-2.4\pm0.1)\times10^{-12}$s$^{-2}$それぞれ。$(-2.0\pm0.1)\times10^{-19}$s$^{-3}$のスピンダウン率の線形増加も、アウトバースト後の147日間にわたって観察されました。私たちの結果は、爆発が準極磁力線の再構成に関連している可能性があり、ねじれの変化を示している可能性が高く、表面の空間的に広い加熱と無線信号の短時間の消光を伴う可能性がありますが、測定可能な影響はありません硬X線特性。
eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): すばる/HSC および VLA/FIRST
サーベイによって選択された WERGS 電波銀河の eFEDS X 線ビュー
| Title |
eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_eFEDS_X-ray_view_of_WERGS_Radio_Galaxies_selected_by_the_Subaru/HSC_and_VLA/FIRST_survey |
| Authors |
Kohei_Ichikawa,_Takuji_Yamashita,_Andrea_Merloni,_Junyao_Li,_Teng_Liu,_Mara_Salvato,_Masayuki_Akiyama,_Riccardo_Arcodia,_Tom_Dwelly,_Xiaoyang_Chen,_Masatoshi_Imanishi,_Kohei_Inayoshi,_Toshihiro_Kawaguchi,_Taiki_Kawamuro,_Mitsuru_Kokubo,_Yoshiki_Matsuoka,_Tohru_Nagao,_Malte_Schramm,_Hyewon_Suh,_Masayuki_Tanaka,_Yoshiki_Toba,_Yoshihiro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07494 |
広域すばる/HSC光学サーベイとVLA/FIRST1.4GHz電波サーベイをクロスマッチングさせたWERGSサーベイで発見された電波銀河のeROSITAX線カタログを構築します。140~deg$^2$をカバーするeFEDSフィールドで、393個のeROSITAが検出した0.5--2keVバンドの電波銀河を見つけました。広くて中程度の深さのeFEDSX線サーベイのおかげで、サンプルには、X線光度関数の膝より上にあり、44<logL(0.5-2keV,abs)<$1<z<4$で46.5。スペクトルフィッティングによって得られたX線の特性に基づいて、37のソースが$\log(N_\mathrm{H}/\mathrm{cm}^{-2})>22$の不明瞭なAGNシグネチャを示しています。これらの隠蔽されたラジオAGNは$0.4<z<3.2$に存在し、以前の光学クエーサー調査では見逃された、ラジオラウドクエーサーの隠蔽された対応物であることを示しています。電波とX線の光度を組み合わせてジェット生成効率$\eta_\mathrm{jet}$を調べたところ、$\eta_\mathrm{jet}\approx1$にジェット生成効率が非常に高い14個の源が見つかりました。この高い$\eta_\mathrm{jet}$値は、1)$\eta_\mathrm{rad}<0.1$の放射効率の低下、および/またはこれらのソースの降着率が低いこと、および/または2)の結果である可能性があります。$P_\mathrm{jet}$を以前のMyrで一定に保つことにより、$L_\mathrm{bol}$が10倍から100倍に減少したことによるブースト。AGNフィードバックの経験を示しています。最後に、恒星質量からBH質量を推測すると、X線光源は基本平面から推定された値に対して過剰な電波放射を示すことがわかります。このような過剰な電波放射は、ドップラーブームだけでは説明できないため、X線発光eFEDS-WERGSのディスクジェット接続は、主に低降着領域をカバーする従来の基本平面とは根本的に異なります。
2020年の巨大バースト中の降着X線パルサー1A 0535+262のビームパターンの進化
| Title |
Beam_pattern_evolution_of_accreting_X-ray_pulsar_1A_0535+262_during_its_2020_giant_outburst |
| Authors |
Y._F._Hu,_L._Ji,_C._Yu,_P._J._Wang,_V._Doroshenko,_A._Santangelo,_I._Saathoff,_S._N._Zhang,_S._Zhang,_L._D._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07569 |
2020年のソースの巨大なアウトバースト中の広帯域Insight-HXMT観測を使用した、明るい過渡X線パルサー1A0535+262のパルスプロファイル分解解析について報告します。観測されたパルスプロファイルの形状は、パルサーの基本的なジオメトリを定義する固定ジオメトリの広い範囲のエネルギーと光度に対する2つの対称単極寄与の組み合わせ。これは、わずかに歪んだ双極子磁場に対応します。つまり、一方の極は、もう一方の極の対蹠位置から$\sim12^{\circ}$オフセットする必要があります。分解解析から復元された形状を仮定して、パルサーの固有ビームパターンを再構築し、サイクロトロンラインエネルギーを超えるエネルギー範囲で「ペンシル」ビームと「ファン」ビームの間の遷移の証拠を見つけます。降着柱の開始に関連する超臨界降着体制へ。しかし、より低いエネルギーでは、ビームパターンはより複雑に見え、すべての光度で実質的な「ファン」ビームと追加の「ペンシル」ビーム成分が含まれます。後者は降着率とは関係がなく、アウトバーストのフェージング段階でより強くなります。最後に、文献の情報源について以前に報告された他の観察的および理論的発見との関連で結果について説明します。
フレアする高赤方偏移ブレーザー PKS 0537-286 からの多波長放射の起源
| Title |
Origin_of_multiwavelength_emission_from_flaring_high_redshift_blazar_PKS_0537-286 |
| Authors |
N._Sahakyan_G._Harutyunyan,_D._Israyelyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07682 |
$10^9\:M_\odot$を超える質量を持つ超大質量ブラックホールを動力源とする高赤方偏移ブレーザーは、最高のジェット出力と光度を持ち、宇宙初期の相対論的ジェットの物理をテストする重要なプローブです。Fermi-LAT、NuSTARSwiftXRT、およびUVOTからのデータを分析することにより、高赤方偏移ブレーザーPKS0537-286の多周波数スペクトルおよび時間研究を提示します。時間平均されたソースの$\gamma$線スペクトルは比較的ソフトですが(高エネルギー放出ピークがGeV範囲より下にあることを示しています)、スペクトルが硬化し、光度が$10^{49を超えると、いくつかの顕著なフレアが観測されました。}\:{\rmerg\:s^{-1}}$.線源のX線放射は観測ごとに異なり、$>10^{47}\:{\rmerg\:s^{-1}の光度を持つハードスペクトル$\leq1.38$によって特徴付けられます。}$.静止期とフレア期の広帯域スペクトルエネルギー分布は、放出領域の異なる場所を想定し、内部（シンクロトロン放射）と外部（ディスク、ブロードライン領域、ダストトーラスから）の両方を考慮して、1ゾーンレプトンシナリオ内でモデル化されました。逆コンプトン散乱の光子場。モデリングは、エネルギー要件の観点から最も楽観的なシナリオは、ジェットエネルギー散逸がブロードライン領域内で発生する場合であることを示しています。静止期間とフレア期間で得られたモデルパラメータの比較は、フレア活動が放出電子スペクトルインデックスの硬化とカットオフエネルギーのより高い値へのシフトによって引き起こされる可能性が最も高いことを示唆しています。
ブレーザーは、相対論的ジェットが地球にほぼ直接向けられている活発な銀河核です。ブレーザーは、事実上すべての観測された波長と時間スケール(数分から数年)での強い、明らかに確率論的なフラックス変動によって特徴付けられますが、その物理的起源はまだよくわかっていません。高エネルギーガンマ線帯域では、フェルミ宇宙望遠鏡(Fermi-LAT)に搭載された大面積望遠鏡が、2008年以来、何千ものブレーザーの定期的な監視を行ってきました。ディープラーニングは、ガンマ線ブレーザーの複雑な変動パターンの構造を明らかにするのに役立ちます。パラメトリック統計モデリングまたは手動機能エンジニアリングに基づく従来の方法では見逃される可能性があります。この作業では、自己教師ありTransformerエンコーダーアーキテクチャを使用して、ブレザーガンマ線変動の効果的な表現を構築することを提案します。学習したエンコーディングを使用して、測定誤差、上限、欠落データに対応します。このモデルは、各タイムステップでのフラックス確率分布の一連の分位数を予測します。これは、確率過程によって生成されたデータを記述するのに当然適したアーキテクチャです。モデルの出力を分析して科学的に関連する情報を抽出する方法の概念実証として、ガンマ線ブレーザーの光度曲線における週ごとの時間スケールの時間反転非対称性の予備調査が行われ、非対称性の重要な証拠は見つかりませんでした。
ANTARES 検出器で O3 カタログから重力波源に対応するニュートリノを検索
| Title |
Search_for_neutrino_counterparts_to_the_gravitational_wave_sources_from_O3_catalogues_with_the_ANTARES_detector |
| Authors |
ANTARES_Collaboration:_A._Albert_(1_and_2),_S._Alves_(3),_M._Andr\'e_(4),_M._Ardid_(5),_S._Ardid_(5),_J.-J._Aubert_(6),_J._Aublin_(7),_B._Baret_(7),_S._Basa_(8),_Y._Becherini_(7),_B._Belhorma_(9),_M._Bendahman_(7_and_10),_F._Benfenati_(11_and_12),_V._Bertin_(6),_S._Biagi_(13),_M._Bissinger_(14),_J._Boumaaza_(10),_M._Bouta_(15),_M.C._Bouwhuis_(16),_H._Br\^anza\c{s}_(17),_R._Bruijn_(16_and_18),_J._Brunner_(6),_J._Busto_(6),_B._Caiffi_(19),_D._Calvo_(3),_S._Campion_(20_and_21),_A._Capone_(20_and_21),_L._Caramete_(17),_F._Carenini_(11_and_12),_J._Carr_(6),_V._Carretero_(3),_S._Celli_(20_and_21),_L._Cerisy_(6),_M._Chabab_(22),_T._N._Chau_(7),_R._Cherkaoui_El_Moursli_(10),_T._Chiarusi_(11),_M._Circella_(23),_J.A.B._Coelho_(7),_A._Coleiro_(7),_R._Coniglione_(13),_P._Coyle_(6),_A._Creusot_(7),_A.S.M._Cruz_(24),_et_al._(108_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07723 |
2015年以来、LIGOおよびVirgo干渉計は、約100個のコンパクトな天体(ブラックホールと中性子星)の合体から重力波を検出してきました。この記事は、3回目のLIGO/Virgo観測実行中に検出され、カタログGWTC-2、GWTC-2.1、およびGWTC-3で報告された重力波源に対応するニュートリノを特定するために、ANTARES望遠鏡からのデータを使用して実行された検索の結果を示しています。.この検索は、すべてのフレーバーとエネルギー$>100\,$GeVの全天ニュートリノに敏感です。トラックのようなイベント(主に$\nu_\mu$荷電電流相互作用によって引き起こされる)とシャワーの両方が含まれているためです。のようなイベント(他の相互作用タイプによって引き起こされる)。ニュートリノは、GW合体から$\pm500\,$s以内に検出され、再構成された方向が天体位置と一致する場合に選択されます。分析された80のGWイベントのいずれにも有意な超過は見られず、ニュートリノ放出の上限が導き出されました。GWカタログからの情報を使用し、等方性排出を仮定すると、総エネルギー$E_{\rmtot,\nu}$の上限と総エネルギー収支$f_\nu=E_{\rmtot,\すべてのフレーバーのニュートリノとして放出されるnu}/E_{\rmrad}$も計算されます。最後に、72連星ブラックホール合体すべて(それぞれ7つの中性子星-ブラックホール合体候補)のスタック分析が実行され、この集団内の典型的なニュートリノ放出が制限され、次の制限が導かれました:$E_{\rmtot,\nu}<4.0\times10^{53}\,$ergおよび$f_\nu<0.15$(それぞれ$E_{\rmtot,\nu}<3.2\times10^{53}\,$erg$E^{-2}$スペクトルと等方性発光の場合は$f_\nu<0.88$)。よりソフトなスペクトルと非等方性シナリオを含む他の仮定もテストされています。
PREX-2 データからの示唆と高密度物質の状態方程式に対する重力潮汐応答との間の緊張関係
| Title |
Tension_between_implications_from_PREX-2_data_and_gravitational_tidal_response_on_dense_matter_equation_of_state |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa_and_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07726 |
最近、LeadRadiusEXperiment-2(PREX-2)で$R_{\text{skin}}=R_n-R_p=(0.283\pm0.071)$fmは、核対称エネルギー($E_{\text{sym}}$)とその勾配($L_{\text{sym}}$)の高い推定値に対応します。$E_{\text{sym}}$と$L_{\text{sym}}$の更新された値は、中性子星の観測可能推定値に対応して、天体物理学的観測範囲の外側にあります。最近のPREX-2データから推定される$n_0$での$L_{\text{sym}}$のより高い値は、$\tilde{のより高い値につながる中間の物質密度の周りで物質が容易に変形可能である(より高い半径値をもたらす)ことに相関しています。\Lambda}$は、地球観測と天体物理観測の間に緊張を生み出しています。この研究では、この張力を利用して、$\Delta$-スカラーメソン結合パラメーター空間を制約します。
GRB残光の最初のJWSTスペクトル：史上最も明るいGRB、GRB 221009Aの観測で明るい超新星はありません
| Title |
The_first_JWST_spectrum_of_a_GRB_afterglow:_No_bright_supernova_in_observations_of_the_brightest_GRB_of_all_time,_GRB_221009A |
| Authors |
A._J._Levan,_G._P._Lamb,_B._Schneider,_J._Hjorth,_T._Zafar,_A._de_Ugarte_Postigo,_B._Sargent,_S._E._Mullally,_L._Izzo,_P._D'Avanzo,_E._Burns,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_T._Barclay,_M._G._Bernardini,_K._Bhirombhakdi,_M._Bremer,_R._Brivio,_S._Campana,_A._A._Chrimes,_V._D'Elia,_M._De_Pasquale,_M._Ferro,_W._Fong,_A._S._Fruchter,_J._P._U._Fynbo,_N._Gaspari,_B._P._Gompertz,_D._H._Hartmann,_C._L._Hedges,_K._E._Heintz,_K._Hotokezaka,_P._Jakobsson,_D._A._Kann,_J._A._Kennea,_T._Laskar,_E._Le_Floc'h,_D._B._Malesani,_A._Melandri,_B._D._Metzger,_S._R._Oates,_E._Pian,_S._Piranomonte,_G._Pugliese,_J._L._Racusin,_J._C._Rastinejad,_M._E._Ravasio,_A._Rossi,_A._Saccardi,_R._Salvaterra,_B._Sbarufatti,_R._L._C._Starling,_N._R._Tanvir,_C._C._Th\"one,_S._D._Vergani,_D._Watson,_K._Wiersema,_D._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07761 |
これまでに観測された中で最も明るいガンマ線バースト(GRB)であるGRB\,221009Aの残光のJWSTとハッブル宇宙望遠鏡(HST)観測を紹介します。バーストの12日後にNIRSPEC(0.6～5.5ミクロン)とMIRI(5～12ミクロン)で得られた観測は、GRBに対して実行された最初の中赤外分光法です。根底にある勾配が単一のべき乗則の勾配であると仮定すると、$\beta\approx0.35$と$A_V=4.9$が得られ、概念上の銀河の値を超えています。これは、おそらく天の川銀河内の部分的な絶滅またはGRBホスト銀河の塵による、概念上の銀河値を超える絶滅を示唆しています。さらに、X線と光学/IR領域が、残光のシンクロトロンスペクトルの同じ分岐にないことを意味します。冷却ブレークがX線と光学/IRの間にある場合、一時的な低下は、$p<2$のポストジェットブレーク、ISM媒体、および電子インデックスにのみ一致します。JWSTスペクトルの形状は、光学/nIRからXシューター分光法で0.5日で得られ、その後HSTで観測されたものとほぼ同じです。スペクトル進化の欠如は、SNeがSN~1998bwよりかなり暗いか、またはより青いことを示唆しています。我々の{\emHST}観測は、超新星成分の分離をさらに複雑にする、真横から見た円盤状のホスト銀河も明らかにしています。ホスト銀河は、長いGRBホストの中でかなり典型的に見え、GRB221009Aの極端な特性がその銀河規模の環境に直接結びついていないことを示唆しています。
ニューラル ネットワークを使用した全天高解像度銀河シンクロトロン スペクトル インデックス マップのシミュレーション
| Title |
Simulating_a_full-sky_high_resolution_Galactic_synchrotron_spectral_index_map_using_neural_networks |
| Authors |
M._O._Irfan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07301 |
全天拡散銀河シンクロトロンスペクトルインデックスのモデルを提示し、空間構造の適切なレベルを56分角の解像度(Haslam408MHzデータの解像度と一致させる)に対応させます。408MHzおよび23GHzでの観測データは、5度の分解能でスペクトルインデックスを提供するために使用されています。この作業では、畳み込みニューラルネットワークを利用して、本物の構造の代わりに、より高解像度の情報の現実的なプロキシを提供します。当社の深層学習アルゴリズムは、1.4GHzParkes無線連続体調査からの14.4分角の観測データを使用してトレーニングされています。さまざまな角度解像度のさまざまなスペクトルインデックスマップを使用してハスラムデータを外挿することによって構築されたシンクロトロン放出マップを、全球空モデルと比較します。これらの前景マップを21cm強度マッピング実験の全放出モデルに追加してから、前景の削除を試みます。異なるモデルはすべて異なるスペクトルまたは空間動作を示すため、それぞれがコンポーネント分離技術をテストするための有用な異なるツールをコミュニティに提供します。一次半値全幅が1.1～1.6度のコサインアパーチャテーパービームと、前景除去の主成分分析手法を使用して動作する実験では、解像度を持つシンクロトロンスペクトルインデックスモデル間に識別可能な違いがあることがわかります。5度より大きいが、5度を超える解像度は必要ありません。
SITARA データへの適用による、低周波放射計からの時系列データの特異スペクトル解析
| Title |
Singular_spectrum_analysis_of_time_series_data_from_low_frequency_radiometers,_with_an_application_to_SITARA_data |
| Authors |
Jishnu_N._Thekkeppattu,_Cathryn_M._Trott,_Benjamin_McKinley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07474 |
低周波電波望遠鏡からのデータの時間特性を理解することは、適切なキャリブレーション戦略を考案する上で重要です。時系列分析技術を電波望遠鏡からのデータに適用すると、キャリブレーションに役立つ豊富な情報を明らかにすることができます。この論文では、無線データの分析ツールとして、特異スペクトル分析(SSA)を調査します。SSAとフーリエ手法の間の密接な関係を示します。私たちは、理想化された周期的なデータセットから始めて、さまざまな非理想的な行動を含む関連する数学を開発します。アンテナビームを介したスカイドリフトから生じる周期性を利用して、データの長期的なゲイン変化を取得するための新しい手法を提案します。また、いくつかのもっともらしいシナリオをシミュレートし、SITARAから2021年6月に収集された30日間の時系列データに技術を適用します。この手法を実際のデータに適用すると、再構成された最初の要素(トレンド)が局所的な気温と強い逆相関を示し、気温の変動がデータで観測された変動の最も可能性の高い原因であることを示唆していることがわかりました。また、日内のゲイン変動がある場合のキャリブレーションの限界についても調査し、そのような変動がSITARAデータをSSAでキャリブレーションする際の障害となる可能性が高いことを発見しました。
SSTCAM のための夜空の背景光の高度な解析
| Title |
Advanced_Analysis_of_Night_Sky_Background_Light_for_SSTCAM |
| Authors |
Samuel_Timothy_Spencer,_Jason_John_Watson,_Gianluca_Giavitto,_Garret_Cotter_and_Richard_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07611 |
夜空の背景(NSB)は複雑な現象であり、チェレンコフ光放射に起因しないイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)によって検出されたすべての光で構成されています。次世代チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)のカメラに対するNSBの影響を理解することは重要です。NSBは、観測の系統誤差、エネルギーしきい値、カメラの熱制御、望遠鏡が部分的に動作する能力に影響を与えるためです。月明かりの状態。部分的な月明かりの下で観察できるこの能力は、潜在的な観察時間を大幅に増加させるため、CTAの一時的な科学プログラムにとって非常に重要です。最初にH.E.S.S用に開発されたツールを使用します。(プロトタイプCTA分析パッケージctpipeと組み合わせて)CTASmallSizedTelescopeCamera(SSTCAM)によって撮影された画像に存在するNSBの予測を提示し、SSTCAMが関連するCTA要件を満たす可能性が高いことを示します。さらに、高いNSB条件下で動作することによる潜在的な観測時間の増加を計算します。
降着する白色矮星をホストする惑星状星雲: 惑星状星雲の光度関数の神秘的なカットオフに対する可能な解決策?
| Title |
Planetary_nebulae_hosting_accreting_white_dwarfs:_A_possible_solution_for_the_mysterious_cut-off_of_Planetary_Nebula_Luminosity_Function? |
| Authors |
D._Souropanis,_A._Chiotellis,_P._Boumis,_D._Jones,_S._Akras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07292 |
惑星状星雲(PNe)の中心星への多くの連星伴星が膨張していることが判明しており、おそらく中心星への降着がPNフェーズ中に発生する可能性があることを示しています。PNe内のいくつかの新星噴火と超軟X線源の発見は、この仮説を支持しています。この論文では、着実に増加するWDをホストすることがPNの特性と進化に与える影響を調査します。公開されている降着核燃焼WDモデルを放射線伝達シミュレーションと組み合わせることにより、0.6$\rmM_{\odot}$安定した核燃焼WDを囲むPNの輝線スペクトルとイオン化特性の時間発展を次のように抽出します。質量降着率の関数。降着するWDは、非常に拡張された高励起の[OIII]-明るいPNeを形成できることがわかりました。これは、高い星雲電子温度を特徴としています。それらの特性は時間とともにほとんど不変のままであり、それらの可視時間は、単一のWDを搭載したPNeと比較してはるかに長くなる可能性があります。PNeで観察される特定の特性を説明する上での調査結果の意味について説明します。最後に、0.5-0.8$\rmM_{\odot}$の範囲のWD質量と定常降着体制内のさまざまな降着率をカバーすることにより、降着するWDが惑星状星雲の光度関数(PNLF)にどのように影響するかを調べます。降着率が最も低い場合を除いて、[OIII]光度はほぼ一定であり、PNLFカットオフ値に非常に近い値であることがわかります。私たちの結果は、相互作用するバイナリで大量に増加するWDが、PNLFの不変カットオフを理解する上で役割を果たす可能性があることを示唆しています。
ソーラーオービターに搭載されたメティス可視光偏光計コロナグラフの飛行中の検証
| Title |
In-flight_validation_of_Metis_Visible-light_Polarimeter_Coronagraph_on_board_Solar_Orbiter |
| Authors |
A._Liberatore,_S._Fineschi,_M._Casti,_G._Capobianco,_L._Abbo,_V._Andretta,_V._Da_Deppo,_M._Fabi,_F._Frassati,_G._Jerse,_F._Landini,_D._Moses,_G._Naletto,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_M._Romoli,_G._Russano,_C._Sasso,_D._Spadaro,_M._Stangalini,_R._Susino,_D._Telloni,_L._Teriaca,_M._Uslenghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07308 |
コンテクスト。メティスコロナグラフは、ESA/NASAソーラーオービターミッションのリモートセンシング機器の1つです。Metisは、2つの異なる波長で太陽コロナの画像を同時に取得することにより、太陽大気と太陽風の研究を目的としています。580nmから640nmの範囲のバンド内の可視光(VL)、およびHILy-alpha121.6+/-10nmの紫外(UV)光。可視光チャネルには、電子光学的に変調する液晶可変リターダー(LCVR)を備えた旋光計が含まれており、Kコロナの直線偏光輝度を測定して電子密度を導き出します。ねらい。この論文では、地上キャリブレーションとの比較とともに、Metis偏光チャネルの最初の飛行中検証結果を提示します。これは、電気光学デバイスである液晶ベースの偏光計の深宇宙(硬放射線環境)での最初の使用の検証です。メソッド。飛行中のキャリブレーションのために、宇宙船のロール操作中にKコロナの直線偏光ベクトルの向きを使用しました。結果。ソーラーオービターに搭載されたメティスコロナグラフの最初の飛行中の検証では、地上での測定値と良好な一致が示されました。これは、予想される可視光チャネルの偏光性能を確認します。Metisによって得られた最初のpBと、宇宙ベースのコロナグラフLASCOおよび地上ベースのコロナグラフKCorによって得られた偏光輝度(pB)との最終的な比較は、Metisの較正結果の一貫性を示しています。
部分的にイオン化された太陽大気における衝撃と不安定性
太陽の下層大気は大部分が中性粒子で構成されていますが、観測されたダイナミクスを理解する上で磁場が重要であることは、荷電粒子と中性粒子の間の相互作用が巨視的な流体運動の制御において非常に重要な役割を果たすことを意味します。中性流体がローレンツ力を効果的に感じるために不可欠な流体間の運動量の交換は、衝突相互作用によるものであるため、動的時間スケールに対するこれらの相互作用の相対的な時間スケールは、単一流体モデルか、動的周波数がより高いかを決定します。より詳細な2流体モデルが適切です。ただし、多くのMHD現象には基本的に複数の時間スケールのプロセスが含まれているため、大規模で長い時間スケールの運動でさえ、2流体プロセスからの重要な物理的寄与を持つ可能性があります。このレビューでは、2流体モデルに焦点を当て、太陽大気のマルチタイムスケールの性質が2流体物理学が容易に発展できることを意味する2つの領域、つまり衝撃波と不安定性を詳しく見ていきます。次に、これらのアイデアを太陽大気中の2流体の挙動を診断しようとする観測に結び付け、観測とシミュレーションを近づけるためのいくつかの方法を提案します。
太陽大気の質量サイクルとエネルギーサイクルの混合によって引き起こされる冷却の役割
| Title |
The_role_of_cooling_induced_by_mixing_in_the_mass_and_energy_cycles_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Andrew_Hillier,_Ben_Snow_and_Inigo_Arregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07364 |
多くの天体物理システムでは、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性に起因する乱流による低温ガス/プラズマと高温ガス/プラズマの混合により、効率的な冷却を促進する放射損失の増加を伴う中間温度相が形成されます。太陽大気は、プロミネンスまたはスピキュール物質と太陽コロナとの間の相互作用により、このプロセスが発生する可能性のある場所であり、放射損失が強化された遷移領域物質の開発を可能にします。この論文では、このような混合層の進化をモデル化する一連の方程式を導出し、混合による冷却速度と、混合が冠状物質の凝縮につながる速度を予測します。これらの理論的予測は、2.5DMHDシミュレーションに対してベンチマークされています。理論的なスケーリングをプロミネンススレッドまたはフェージングスピキュールに適用すると、混合層がそれらの境界上で成長するにつれて、冷却時間が約100秒の遷移領域材料が作成されることがわかりました。これは、プロミネンススレッドまたはスピキュールは、加熱を必要とせずに冷たいスペクトル線でフェードします。静止プロミネンスの場合、混合プロセスによって駆動される動的凝縮は、ダウンフローによってプロミネンスから失われた質量の約18%を復元できます。全体として、混合によって引き起こされる放射損失による熱エネルギー損失のこのメカニズムは、太陽コロナ内の低温材料の熱力学的進化を理解しようとするときに、異なる温度での材料間の動的相互作用を考慮する重要性を強調しています。
OGLE-2017-BLG-1038: スピッツァー マイクロレンズ視差によって明らかにされた褐色矮星連星の可能性
| Title |
OGLE-2017-BLG-1038:_A_Possible_Brown-dwarf_Binary_Revealed_by_Spitzer_Microlensing_Parallax |
| Authors |
Amber_Malpas_(1),_Michael_D._Albrow_(1),_Jennifer_C._Yee_(2),_Andrew_Gould_(3,4,5),_Andrzej_Udalski_(6),_Antonio_Herrera_Martin_(1),_Spitzer_Team:_Charles_A._Beichman_(7),_Geoffery_Bryden_(8),_Sebastiano_Calchi_Novati_(7),_Sean_Carey_(7),_Calen_B._Henderson_(7),_B._Scott_Gaudi_(4),_Yossi_Shvartzvald_(9),_Wei_Zhu_(10),_KMTNet_Collaboration:_Sang-Mok_Cha_(5,11),_Sun-Ju_Chung_(5,12),_Cheongho_Han_(13),_Kyu-Ha_Hwang_(5),_Youn_Kil_Jung_(5),_Dong-Jin_Kim_(5),_Hyoun-Woo_Kim_(5),_Seung-Lee_Kim_(5,12),_Chung-Uk_Lee_(5,12),_Dong-Joo_Lee_(5),_Yongseok_Lee_(5,11),_Byeong-Gon_Park_(5,12),_Richard_W._Pogge_(4),_Yoon-Hyun_Ryu_(5),_In-Gu_Shin_(2,13),_Weicheng_Zang_(10),_OGLE_Collaboration:_Patryk_Iwanek_(6),_Szymon_Kozlowski_(6),_Przemek_Mr\'oz_(6,14),_Pawel_Pietrukowicz_(6),_Radoslaw_Poleski_(6),_Krzysztof_A._Rybicki_(6),_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07497 |
光学重力レンズ実験、韓国のマイクロレンズ望遠鏡ネットワーク、およびスピッツァー望遠鏡によって観測されたマイクロレンズイベントOGLE-2017-BLG-1038の分析を報告します。このイベントは、銀河バルジ内の巨大なソーススターが、大きな共鳴する連星レンズコースティック上を通過することによって引き起こされます。宇宙ベースのデータが利用できるため、物理パラメータの完全なセットを計算できます。ただし、視差測定には8倍の縮退が存在します。4つの最良の解は、($M_1=170^{+40}_{-50}M_J$および$M_2=110^{+20}_{-30}M_J$)付近の超低質量連星に対応します。($M_1=22.5^{+0.7}_{-0.4}M_J$および$M_2=13.3^{+0.4}_{-0.3}M_J$)星と褐色矮星の境界よりかなり下。スピッツァーデータのスケーリングされた不確実性を使用した従来の解析は、2kpcの距離にある非常に低質量の褐色矮星連星レンズを意味します。ガウスプロセスモデルを使用して系統的なスピッツァーエラーを補正すると、6kpcでより高い質量のM型矮星連星が同様に発生する可能性が高いことが示唆されます。銀河モデルに基づくベイジアン比較では、より大きな質量の解が優先されます。40mクラスの望遠鏡を使用した赤外線補償光学イメージングにより、この縮退が今後10年以内にどのように解決されるかを実証します。
NGC 6752 の複数集団の中性子捕捉元素
球状星団は、さまざまな恒星集団に存在する軽元素の変動という観点から広く研究されてきました。ただし、この現象の原因となっている汚染者の性質については、まだ議論されています。重元素と軽元素との関係の研究は、さらなる制約を提供することができます。特に、星団内の内部汚染に対する、異なる星質量の漸近巨大分枝星の寄与の可能性を探ることを目的としています。Na、Mg、Ca、Sc、Cu、Y、Baなど、さまざまな元素合成鎖から豊富な元素を導き出します。軽いsプロセス要素（YIIで表される）または重いsプロセス要素（BaIIで表される）と軽い要素（Li、Na、またはAl）との間に明確な関係は見つかりませんでした。これは、Na(Al)またはLiの生成に関与する汚染者が大量のYIIおよびBaIIを生成しないことを示しています。さらに、モデルとの比較は、質量が5M$_{\odot}$未満のAGB星からの星団汚染への重要な寄与の可能性を無視しています。さらに、サンプルに潜在的なCHスターが見つかりました。
APOGEE-N で観測された $\textit{Kepler}$ オブジェクトの低質量コンパニオンの特徴付け
| Title |
Characterization_of_low-mass_companions_to_$\textit{Kepler}$_objects_of_interest_observed_with_APOGEE-N |
| Authors |
Caleb_I._Ca\~nas,_Chad_F._Bender,_Suvrath_Mahadevan,_Dmitry_Bizyaev,_Nathan_De_Lee,_Scott_W._Fleming,_Fred_Hearty,_Steven_R._Majewski,_Christian_Nitschelm,_Donald_P._Schneider,_Javier_Serna,_Keivan_G._Stassun,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Guy_S._Stringfellow,_John_C._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07713 |
$\textit{Kepler}$関心対象(KOI)であり、そのうち8つは以前に確認済みの惑星に指定されていました。これらの天体は、$\textit{Kepler}$ミッションによって太陽のような恒星(GおよびF矮星)へのトランジットコンパニオンとして検出され、現在の研究で、北側多重化アパッチポイント天文台銀河進化を使用した単線分光連星として確認されています。3回目と4回目のスローンデジタルスカイサーベイの一環として、近赤外線スペクトログラフ(APOGEE-N)を実験します。APOGEE-Nを使用して何百ものKOIを観察し、合計43,175のスペクトルを収集しました。訪問回数の中央値は19回で、ベースラインの中央値はターゲットあたり$\sim1.9$年です。$\textit{Kepler}$フォトメトリとAPOGEE-N動径速度を共同でモデル化して、28のトランジットコンパニオンのサブセットの基本パラメータを導き出します。これらの低質量コンパニオンのほとんどの半径は、理論モデルと比較すると($\sim10\%$によって)過度に膨らんでいます。短周期軌道上の潮汐固定されたM型矮星は最大量のインフレーションを示しますが、インフレーションは主星から十分に離れている伴星にも明らかです。個々のシステムの詳細な特性評価とかすかな($H>12$)KOIの軌道要素の推定を可能にする正確な高解像度スペクトログラフと比較した場合、APOGEE-Nデータが信頼できる動径速度を提供することを示します。APOGEE-KOIプログラム全体のデータは公開されており、$\textit{Kepler}$によって観測されたバイナリ母集団の広範なサブセットを特徴付ける機会を提供します。
インターネットワーク磁気における太陽周期と緯度変動
| Title |
Solar-cycle_and_Latitude_Variations_in_the_Internetwork_Magnetism |
| Authors |
Juan_Carlos_Trelles_Arjona,_Mar\'ia_Jes\'us_Mart\'inez_Gonz\'alez_and_Basilio_Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07780 |
静かな太陽の磁気の重要性は、多かれ少なかれ常にそこにあり、太陽周期の段階とは関係なく、常にエネルギーを提供していることです。静かな太陽の磁気についての未解決の問題には、その起源に関連するものが含まれます。ほとんどの人は、ローカルダイナモアクションがそれを引き起こすメカニズムであると主張しています.この事実は、静かな太陽の磁気が、太陽表面上のどの場所でも、いつでもほぼ同じであることを意味します。多くの研究は、静かな太陽にはまったく変化がないと主張しているが、そのうちのいくつかはこの主張に疑問を投げかけ、静かな太陽の磁気の周期的変化の穏やかな証拠を発見している.この作業では、緯度と太陽周期の両方でネットワーク磁気の明確な変化を検出しました。緯度に関しては、太陽極に向かって平均磁場が増加していることがわかります。また、円盤の中心と太陽極での平均磁場の長期変動も見られ、両方の変動はほとんど反相関しています。これらの発見は、局所ダイナモ作用が静かな太陽磁気のユニークな工場であるという考えを支持していません.
角運動量の内部輸送を制限する進化した星の星震学。 Ⅵ．方位角磁気回転不安定性のパラメトリック定式化のテスト
| Title |
Asteroseismology_of_evolved_stars_to_constrain_the_internal_transport_of_angular_momentum._VI._Testing_a_parametric_formulation_for_the_azimuthal_magneto-rotational_instability |
| Authors |
F.D._Moyano,_P._Eggenberger,_B._Mosser,_F._Spada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07811 |
進化した星の内部回転速度のアステロ地震測定は、星の進化モデルにおける角運動量(AM)輸送の欠如を指摘しました。欠落しているメカニズムの候補として、流体力学的プロセスに加えていくつかの物理プロセスが提案されました。それにもかかわらず、現在の候補は星震学によって提供されるすべての制約を満たすことができません。Spadaらによって方位角磁気回転不安定性(AMRI)に関連すると提案された、コアと表面の回転速度のコントラストに応じて効率が変化する候補プロセスの役割を再検討します。Spadaらによって提案されたAM輸送のパラメトリック定式化を使用して、低質量および中質量星の星進化モデルを計算します。低質量星と中質量星のコアヘリウム燃焼の終わりまで、主系列後の段階で利用可能な最新の星震学的制約と私たちの結果を比較してください。赤色巨星ブランチの水素殻燃焼星と、質量範囲$1M_{\odot}\lesssimM\lesssim2.5M_{\odot}$の低および中間質量の核ヘリウム燃焼星の両方を同時に再現できます。この種のパラメータ化によって。宇宙地震学からの現在の制約を考えると、ポスト主系列星の中心部の回転率は、その効率が放射帯の内部の微分回転の程度によって調節されるプロセスによって十分に説明されるようです。
Sco-Cen 協会の星形成の歴史: 空間と時間におけるコヒーレントな星形成パターン
| Title |
The_star_formation_history_of_the_Sco-Cen_association:_Coherent_star_formation_patterns_in_space_and_time |
| Authors |
Sebastian_Ratzenb\"ock,_Jo\~ao_Alves,_Josefa_E._Gro{\ss}schedl,_N\'uria_Miret-Roig,_Stefan_Meingast,_Martin_Piecka,_Laura_Posch,_Alena_Rottensteiner_and_Cameren_Swiggum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07853 |
この領域の新しい高解像度年代マップを使用して、Sco-CenOBアソシエーションの星形成の歴史を再構築します。\texttt{SigMA}アルゴリズムを使用して、Sco-Cenが最近特定した37個の星団のロバストな年齢を生成するアプローチを開発します。Sco-Cenの星形成のタイムラインは、約5Myr離れた、強化された星形成活動(バースト)の4つの期間を示しています。これらのうち、1500万年前に発生した2番目のバーストが圧倒的に優勢であり、スコセンの星と星団のほとんどは、このバーストの終わりまでに配置されていました。Sco-Cenでの星と星団の形成は相関していますが、直線的ではありません。これは、星形成率のピーク時に星団ごとにより多くの星が形成されたことを意味します。超新星の前駆体を持つのに十分な大きさのクラスターのほとんどは、15Myrの期間中に形成されました。それ以来、星と星団の形成活動は継続的に減少しています。Sco-Cenが裏返しに形成され、大規模な古いクラスターから小さな若いクラスターまで、明確に定義された年齢勾配を示す連続したクラスターの100pcの長さの相関チェーンが含まれているという明確な証拠があります。これらの観測量は、Sco-Cen星の約半分の形成におけるフィードバックの重要な役割を示唆していますが、この声明を定量化するには追跡調査が必要です。最後に、過去数十年間に文献で議論された上スコ年代論争が解決されたことを確認します。惑星形成研究のベンチマーク領域である上スコ星に向かう領域には、3歳から19マイア。
15062 ガイア DR3 重力モードパルセータの天体物理的特性: 脈動の振幅、回転、およびスペクトル線の広がり
| Title |
Astrophysical_properties_of_15062_Gaia_DR3_gravity-mode_pulsators:_pulsation_amplitudes,_rotation,_and_spectral_line_broadening |
| Authors |
Conny_Aerts,_Geert_Molenberghs,_Joris_De_Ridder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07870 |
重力慣性星震学は、高精度のCoRoTとケプラー空間測光光度曲線のおかげで誕生しました。これまでのところ、数百個の中質量星の内部自転周波数を生じさせたが、天体地震モデルから高精度で重量、サイズ、年代測定が行われたのはそのうちの数十個だけである。新たに発見された15062個のGaiaDR3重力モードパルセータの特性を評価することにより、将来の重力慣性アスタ地震学のための最適なターゲットのサンプルを増やすことを目指しています。また、一方でそれらの基本パラメータとドミナントモードの間に何らかの関連があるかどうか、他方でGaiaによって測定されたそれらのスペクトル線の広がりとの間に何らかの関係があるかどうかを調査したいと考えています。F型重力モードパルセータの約22%を有効温度に従ってB型として再分類した後、15062個の新しいGaiaDR3パルセータの基本パラメータとモード特性のヒストグラムを作成します。これらのヒストグラムを63のケプラー正真正銘のクラスメンバーのヒストグラムと比較します。変数のエラー回帰モデルを適合させて、実効温度、光度、重力、および振動特性を2つのGaiaDR3パラメータに結合し、パルセータの一部のスペクトル線の広がりをキャプチャします。選択された15062の重力モードパルセータは、よく知られているケプラーアナログの特性と完全に一致する特性を持っていることがわかり、星地震学においてガイアが果たす役割を持っていることが明らかになりました。主なgモード周波数は、この量を測定したクラスメンバーのスペクトル線の広がりの重要な予測因子です。Gaiavbroadパラメーターが、時間に依存しない固有および回転線の広がりと、時間に依存する接線方向の脈動の広がりの共同効果を捉えることを示します。ガイアは非放射状振動を検出するように設計されていませんが、その均一なデータ処理により、多くの新しい重力モードパルセータを特定できます。
最近、移動源の重力波に関心が高まっています。これにより、重力波のローレンツ変換問題が導入されます。ボンディ・メッツナー・サックス(BMS)理論は原理的に重力波のローレンツ変換を既に含んでいますが、3次元重力波テンソルの変換はこれまで明示的に計算されていませんでした。4次元時空の中で、重力波は「ブースト重み0」と「スピン重み2」の性質を持っています。この事実は、重力波のローレンツ変換を理解しにくくしています。現在の論文では、重力波の伝統的な3次元テンソル記述を採用しています。このような横トレースレステンソルは、重力波の自由度を直接記述します。重力波テンソルの明示的なローレンツ変換を導出します。この変換は、3次元ベクトルである電場ベクトルと磁場ベクトルのローレンツ変換に似ています。重力波3次元テンソルの推定ローレンツ変換に基づいて、対応する静止波形の波形のみが与えられれば、任意の速度で移動するソースの重力波形を構成できます。例として、連星ブラックホールのキック速度の効果にこの方法を適用します。キックのベロシティによる調整波形が表示されます。
サブミリヘルツ重力波ミッションのための銀河二重白色矮星の調査
| Title |
Investigating_galactic_double_white_dwarfs_for_sub-milliHz_gravitational_wave_missions |
| Authors |
Gang_Wang,_Zhen_Yan,_Bin_Hu,_Wei-Tou_Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07625 |
多くの銀河連星系は、$\sim$10mHz以下の周波数の重力波(GW)を継続的に放出しています。LISAミッションは、何年にもわたる観測で数万のバイナリを識別することができ、未解決のソースによって生成される約1mHzの混乱ノイズの影響を受ける可能性があります。LISAを超えて、銀河の前景が機器のノイズを圧倒すると予想されるサブmHz範囲でGWを観測するためにいくつかのミッションが提案されています。この研究では、サブmHzGWミッションの検出可能性を調査して、銀河二重白色矮星(DWD)連星を検出し、識別できないDWDによって生成される混乱ノイズを評価します。この混乱ノイズは、確率的GWフォアグラウンドと見なすこともでき、サブmHz帯域で効果的に観察できます。モデル化された前景のパラメーターの決定は、さまざまな検出器の感度と人口モデルを採用することによって調べられます。決定された前景をデータから差し引くことができると仮定することにより、元のデータよりも2桁低いパワースペクトル密度を持つと予想される残差を評価します。
GRACE フォローオン レーザー測距干渉計におけるシングル イベント アップセットによる障害
| Title |
Disturbances_from_Single_Event_Upsets_in_the_GRACE_Follow-On_Laser_Ranging_Interferometer |
| Authors |
Malte_Misfeldt_and_Pallavi_Bekal_and_Vitali_M\"uller_and_Gerhard_Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07681 |
GravityRecoveryAndClimateExperiment-FollowOn(GRACE-FO)衛星ミッション(2018年～現在)は、衛星間測距測定のためのレーザー干渉法の実現可能性を証明するための技術デモンストレーターである、新しいレーザー測距干渉計(LRI)をホストしています。GRACE-FOミッションは、元のGRACEミッション(2002-2017)によって開始された地球系の質量分布の変化に関する貴重な気候データ記録を拡張します。質量分布は、従来のKバンド測距(KBR)ではKバンド、新しいLRIでは近赤外線の電磁波の干渉法を使用して、2つの地球低軌道衛星の距離の変化を観察することから推定できます。このペーパーでは、LRI位相測定で発生する可能性のある放射線誘起のシングルイベントアップセット(SEU)イベントを特定します。レーザー測距プロセッサ(LRP)内で位相データ処理をシミュレートし、テンプレートベースのフィッティングアプローチを使用してSEUのパラメーターを決定し、測距データからイベントを差し引きます。4年間にわたるLRIデータにより、29のそのようなイベントが特定され、特徴付けられました。
第3世代天文台による重力波検出による光度距離の不確かさ
| Title |
Luminosity_distance_uncertainties_from_gravitational_wave_detections_by_third_generation_observatories |
| Authors |
Josiel_Mendon\c{c}a_Soares_de_Souza,_Riccardo_Sturani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07749 |
新世代の地球重力波検出器は、現在、次の10年間に計画されており、太陽質量の最大1,000倍の質量を持つ宇宙のコンパクトなオブジェクトの合体のほとんどを検出することが期待されています。現在および将来の検出のいくつかの可能なアプリケーションの中で、宇宙の宇宙膨張の歴史を制約するための非常に貴重なツールである、ソースの光度距離の測定への影響に焦点を当てます。三角形とL字型の2つの特定の検出器トポロジーに焦点を当てて、最大3つの検出器のトポロジーと相対的な向きが光度距離の不確実性測定を最小化する方法を調査します。距離測定の精度は、発信源の位置と方向を決定するいくつかの幾何学的角度と相関していますが、明るい標準サイレンの場合に焦点を当て、ネットワークを構成する検出器の種類と数、および傾斜角に応じた不確実性の分析結果と数値結果を取得します。波の伝搬方向に対するバイナリ平面の角度。また、光度距離の不確実性を最小限に抑えるために、2つの第3世代検出器の最適な相対位置と向きを分析し、光度距離の正確な回復に傾斜角分布が重要な役割を果たし、適切に配置された検出器のネットワークが不確実性を大幅に削減できることを示します。測定し、光源と検出器の間に介在するレンズ効果によって課せられる限界に近づきます。
