質量変動粒子のトレメイン・ガン極限について
位相空間密度の時間発展に関する一般的な古典的議論を使用して、宇宙論的暗黒物質(DM)の粒子候補の質量に関する制約を導き出すことができます。得られたTremaine-Gunn限界は、粒子DMモデルを制約するのに非常に役立ちます。ただし、特定のモデルでは、DM粒子の質量は時間の経過とともにかなり変化します。この作業では、可能なDM粒子質量の位相空間制限をこれらのシナリオに一般化します。次に、効果的なDMの状態方程式と間接的なDM検出に対する宇宙論的な意味を調べます。
超流動暗黒物質は、銀河で熱化および凝縮して超流動を形成する自己相互作用する光粒子で構成され、宇宙スケールでの標準的な$\Lambda$CDMモデルの成功に匹敵する新しい理論を提供すると同時に、銀河に関する豊富な現象学を提供します。スケール。銀河内では、暗黒物質の密度プロファイルは、等温エンベロープに囲まれたほぼ均一な超流動コアで構成されています。この作業では、銀河の中心にある超大質量ブラックホール周辺の超流動暗黒物質の密度プロファイルを計算します。流体の状態方程式に応じて、暗黒物質のプロファイルが明確なべき法則の挙動を示すことを示します。これを使用して、衝突のない暗黒物質の標準的な結果と区別することができます。
重力波がレンズによって生成された場合、強くレンズされたシステムの外観はどのように変化しますか?この作業では、レンズの中心にある超大質量ブラックホール連星が、視線に対して共線的または直交的に伝播する重力波を放出することを検討することにより、この問題に取り組みます。アインシュタインリング構成(光源、レンズ、観測者が整列している)に特化して、重力波がリングの角度サイズと光子の光路に変化を引き起こすことを示します。変化は、リング上の対蹠点の特定のペアでは同じですが、$90^{\circ}$で区切られたペアでは最大に異なります。現実的なレンズとバイナリの場合、アインシュタインリングの角度サイズの変化は、現在の実験の精度よりも数十桁小さいことがわかります。一方、重力波が\textit{orthogonally}を視線に伝搬することによって光子に誘起される光路の差は、最大ひずみで$\sim0.01-1$秒の範囲の時間遅延を引き起こします。それらの検出の可能性(したがって、重力波検出器としてのアインシュタインリングの使用)は絶望的ではありません。
$\Lambda$CDM モデルの代替として相互作用する Quintessence モデルの可能性を探る
この研究では、相互作用するクインテッセンスダークエネルギーモデルと、幅広いポピュラーポテンシャルを含むクインテッセンスポテンシャルの一般的なパラメーター化に対するそれらの観測上の制約を調べます。相互作用の4つの異なる形式が考慮されます。分析は、各相互作用の一連の自律方程式としてシステムを表現することによって行われます。ベイジアンモデル比較を使用して、これらのモデルを標準のラムダコールドダークマター($\Lambda$CDM)モデルと比較しました。私たちの分析は、考慮されたすべての相互作用モデルと比較して、$\Lambda$CDMモデルが依然として好まれていることを示しています。
ベイジアン推論法を使用した高速電波バーストによる IGM のバリオン質量分率とその赤方偏移進化の調査
| Title |
Probing_the_baryon_mass_fraction_in_IGM_and_its_redshift_evolution_with_fast_radio_bursts_using_Bayesian_inference_method |
| Authors |
Hai-Nan_Lin_and_Rui_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10585 |
赤方偏移範囲$z\in(0.0039,0.66)$の18のよく局在したFRBを使用して、銀河間媒体($f_\mathrm{IGM}$)のバリオン質量の割合を調べます。IGMとホスト銀河の分散測度(DM)の確率分布を適切に考慮して、5パラメーターのベイジアン推論モデルを構築します。考えられる赤方偏移の進化を確認するために、$f_\mathrm{IGM}$を赤方偏移の緩やかに進化する関数$f_\mathrm{IGM}=f_\mathrm{IGM,0}[1+\alphaz/(1+z)]$.5つのパラメータを同時に制約すると、$f_\mathrm{IGM,0}=0.92^{+0.06}_{-0.12}$と$\alpha=0.49^{+0.59}_{-0.47}$が得られ、ホスト銀河のDMの中央値は$\exp(\mu)=72.49^{+33.31}_{-25.62}~{\rmpc~cm^{-3}}$です。他の観測値とは独立して制約できる2つのパラメーターを固定することにより、3パラメーターフィットで$\alpha=0.11^{+0.24}_{-0.27}$が得られます。これは、$1\sigma$の不確実性内でゼロと一致します。モンテカルロシミュレーションでは、5つのパラメーターを同時に厳密に制約するには、300のFRBでも十分ではないことが示されています。これは、主にパラメータ間の相関によって引き起こされます。2つのパラメーターが固定されている場合にのみ、残りのパラメーターで偏りのない制約を実現するために100個のFRBが必要です。
ダーク サイレンを使用してハッブル レマを抑制することの暗黒面\^itre 定数
ダークサイレン、すなわち対応する電磁気のない重力波(GW)源は、宇宙の膨張の新しいプローブです。この方法の有効性は、ホスト銀河の位置を正確に特定することに依存しています。しかし、最近の理論的研究は、天体物理環境がGW信号を歪めることによって空間的位置特定を誤解させる可能性があることを示しています。ダークサイレンの不正確な空間的局在化が宇宙パラメータの測定精度を損なうかどうか、またその程度は不明です。この問題に対処するために、CosmicExploreとEinsteinTelescopeを使用してダークサイレンの将来の観測を検討し、ハッブルレマ\^itre定数$H_0$の測定精度にアクセスするためのベイジアンフレームワークを設計します。興味深いことに、適切にローカライズされたダークサイレンの数が$300$を大幅に下回る場合、すべてのダークサイレンが正しくローカライズされていないという極端なシナリオでも、精度が損なわれないことがわかりました。数値が$300$を超えると、不適切な空間ローカリゼーションが統計的に顕著な効果を生み出し始めます。たとえば、$H_0$の事後分布の収束が遅くなります。ダークサイレンの空間的局在を検証するために、将来の観測で使用できるいくつかのテストを提案します。これらのテストのシミュレーションは、$300$のよく局在化されたダークサイレンのサンプルの$10\%$が環境の影響を受ける場合、不正確な空間的定位が$H_0$の系統誤差を支配することを示唆しています。私たちの結果は、ダークサイレンを使用して$H_0$を$<1\%$の精度で測定するという長期的な目標に重要な意味を持ちます。
MeerKAT Absorption Line Survey: 宇宙電波双極子の測定に向けた均質な連続体カタログ
| Title |
The_MeerKAT_Absorption_Line_Survey:_Homogeneous_continuum_catalogues_towards_a_measurement_of_the_cosmic_radio_dipole |
| Authors |
J._D._Wagenveld,_H.-R._Kl\"ockner,_N._Gupta,_P._P._Deka,_P._Jagannathan,_S._Sekhar,_S._A._Balashev,_E._Boettcher,_F._Combes,_K._L._Emig,_M._Hilton,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_D._Y._Klutse,_K._Knowles,_J.-K._Krogager,_A._Mohapatra,_E._Momjian,_K._Moodley,_S._Muller,_P._Petitjean,_P._Salas,_S._Sikhosana,_R._Srianand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10696 |
銀河面の外側のほとんどの電波源は宇宙論的な距離にあるため、電波源の均一なサンプルの数を数えることは、宇宙の大規模な構造を調べるための実証済みの方法です。そのため、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)で見られる双極子に類似した異方性である、宇宙電波双極子を追跡することが期待されています。結果は、宇宙電波双極子がCMB双極子の方向と一致しているにもかかわらず、振幅が大幅に大きいことを示しています。この結果は、宇宙が等方性であるという私たちの仮定に異議を唱えるものであり、現在の宇宙論パラダイムに大きな影響を与える可能性があります。重要な測定が行われましたが、無線双極子に対する感度は、測定に大きな偏りを引き起こす可能性のある体系的な影響によって一般的に妨げられています。ここでは、MeerKATAbsorptionLineSurvey(MALS)のデータを使用してこれらの体系を評価します。不均一なカタログにつながる可能性のある体系的な影響に焦点を当てて、10のMALSポインティングの分析を提示します。フルバンド連続体画像とカタログのキャリブレーションと作成について説明し、16,313のソースを含み、37.5平方度の空を10$\mu$Jy/beamの感度までカバーする複合カタログを作成します。シミュレートされたデータを使用して、これらのカタログの完全性、純度、フラックス回復統計を測定します。フラックス密度とスペクトルインデックス、およびそれらがソース数にどのように影響するかを調べて、カタログ内のさまざまなソースポピュレーションを調査します。ポインティングのノイズ特性を使用して、カタログの不完全性を修正するために使用できるグローバルな尺度を見つけ、修正された数を100～200$\mu$Jyに減らします。カタログを均質化し、体系的な効果を適切に説明できることを示します。100個のMALSポインティングで$3\sigma$の有意性まで双極子を測定できると判断します。
近くの太陽のような星への惑星の伴星に対するドップラー制約: 提案された NASA の直接撮像ミッションのための南方ターゲットのアーカイブ放射速度調査
| Title |
Doppler_Constraints_on_Planetary_Companions_to_Nearby_Sun-like_Stars:_An_Archival_Radial_Velocity_Survey_of_Southern_Targets_for_Proposed_NASA_Direct_Imaging_Missions |
| Authors |
Katherine_Laliotis,_Jennifer_A._Burt,_Eric_E._Mamajek,_Zhexing_Li,_Volker_Perdelwitz,_Jinglin_Zhao,_R._Paul_Butler,_Bradford_Holden,_Lee_Rosenthal,_B._J._Fulton,_Fabo_Feng,_Stephen_R._Kane,_Jeremy_Bailey,_Brad_Carter,_Jeffrey_D._Crane,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Gregory_Laughlin,_Stephen_A._Shectman,_Johanna_K._Teske,_C._G._Tinney,_Steven_S._Vogt,_Sharon_Xuesong_Wang,_and_Robert_A._Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10310 |
最近ハビタブル世界天文台と名付けられた6mクラスのIR/O/UV宇宙望遠鏡を使用して、近くを周回する太陽に似た温帯の岩石惑星を直接画像化することは、Astro2020DecadalSurveyの優先度の高い目標です。将来の直接画像調査に備えて、潜在的なターゲットのリストを徹底的に調べて、効率と科学的収量を最大化する必要があります。NASA/NSFExtremePrecisionRadialVelocityWorkingGroupの、将来の直接撮像ミッション(HabEx、LUVOIR、およびStarshadeの研究から得た)の優先度の高いターゲット星のリストから、南の星のアーカイブの視線速度データの分析を提示します。各星について、観測ベースライン、サンプリング、およびアーカイブRVデータの精度に基づいて、すでに敏感なコンパニオン質量と周期パラメーター空間の領域を制限します。さらに、いくつかのターゲットについて、磁気活動サイクル周期、自転周期、以前に知られている系外惑星の改善された軌道パラメーター、および確認するためにさらなる精査または観測が必要な新しい候補惑星信号の新しい推定値を報告します。私たちの結果は、これらの星の多くについて、ハビタブルゾーンにある土星質量の惑星でさえまだ敏感ではないことを示しています。候補の温帯超地球系外惑星HD85512bが星の自転によるものである可能性が最も高いという証拠を提示し、天体観測から以前に推測された遠方の巨大惑星の存在を支持するデルタPavのRV加速を報告します。
Fe と Mg の同位体組成は、若い嫦娥 5 マーレ玄武岩の混成マントル源を示す
| Title |
Fe_and_Mg_Isotope_compositions_Indicate_a_Hybrid_Mantle_Source_for_Young_Chang'E_5_Mare_Basalts |
| Authors |
Jiang_Y.,_Kang_J._T.,_Liao_S._Y.,_Elardo_S._M.,_Zong_K._Q.,_Wang_S._J.,_Nie_C.,_Li_P._Y.,_Yin_Z._J.,_Huang_F.,_Hsu_W._B |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10507 |
嫦娥5(CE-5)のサンプルは、これまで知られている中で最も若い海の玄武岩を表しており、月の進化後期へのアクセスを提供します。最近の研究により、CE-5玄武岩が最も進化した月の玄武岩であることが明らかになりましたが、そのマントル源の性質については依然として論争が続いています。ここでは、FeとMgの同位体分析を、2つのCE-5玄武岩の塊に関する岩石学と鉱物学の包括的な研究と組み合わせます。これらの2つのクラスターは非常に低いMg#(~29)を持ち、アポロ低Tiマーレ玄武岩と同様のMg同位体組成を示し、低Tiマーレ玄武岩と高Tiマーレ玄武岩の間の中間のTiO2およびFe同位体組成を示します。衝突中の部分的な結晶化または蒸発は、初期段階と後期段階の両方の月のマグマオーシャン(LMO)の蓄積を組み込んだハイブリッドマントルソースを示すような地球化学的特徴を生成することはできません。このようなハイブリッドマントルソースは、CE-5玄武岩のKREEPのようなREEパターンとも互換性があります。全体として、私たちの新しいFe-Mg同位体データは、若い月の火山活動の生成に対する後期LMO蓄積の役割を強調しています。
CARMENES は、M 型矮星の周りの系外惑星を探します。保証時間観測データリリース 1 (2016-2020)
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Guaranteed_time_observations_Data_Release_1_(2016-2020) |
| Authors |
I._Ribas,_A._Reiners,_M._Zechmeister,_J._A._Caballero,_J._C._Morales,_S._Sabotta,_D._Baroch,_P._J._Amado,_A._Quirrenbach,_M._Abril,_J._Aceituno,_G._Anglada-Escud\'e,_M._Azzaro,_D._Barrado,_V._J._S._B\'ejar,_D._Ben\'itez_de_Haro,_G._Bergond,_P._Bluhm,_R._Calvo_Ortega,_C._Cardona_Guill\'en,_P._Chaturvedi,_C._Cifuentes,_J._Colom\'e,_D._Cont,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Czesla,_E._D\'iez-Alonso,_S._Dreizler,_C._Duque-Arribas,_N._Espinoza,_M._Fern\'andez,_B._Fuhrmeister,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._Garc\'ia-L\'opez,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_E._W._Guenther,_E._de_Guindos,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_E._Herrero,_D._Hintz,_\'A._L._Huelmo,_S._V._Jeffers,_E._N._Johnson,_E._de_Juan,_A._Kaminski,_J._Kemmer,_J._Khaimova,_S._Khalafinejad,_D._Kossakowski,_M._K\"urster,_F._Labarga,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10528 |
CARMENES装置は、近くの冷たい星のサンプルの周りの温帯の岩石惑星を探すために、長期安定性を備えた高精度の視線速度(RV)測定を提供するために考案されました。幅広い波長範囲は、潜在的なRV信号の性質を評価し、恒星のターゲットを特徴付けるのに役立つ貴重なスペクトル情報を提供するために、さまざまな恒星活動指標を提供するように設計されています。CARMENESDataRelease1(DR1)では、2016年から2020年にかけて実施されたCARMENES時間保証観測で得られたすべての観測結果が公開され、362個のターゲットのサンプルに対して19,633個のスペクトルが収集されました。CARMENESの調査対象の選択は、偏りを最小限に抑えることを目的としており、10pc以内でCalarAltoからアクセス可能なすべての既知のMドワーフの約70%が含まれていました。データはパイプライン処理され、345のターゲットに対する18,642の正確なRVを含む高レベルのデータ製品が導出されました。分光活性指標の時系列データも得られた。CARMENESデータの特徴、恒星サンプルの統計的特性、および分光測定について説明します。CARMENESデータの使用例を示し、33の新しい惑星、17の再分析された惑星、トランジット候補のフォローアップから確認された26の惑星を含む、調査によって明らかにされた系外惑星の人口の文脈上のビューを提供します。238のターゲットのサブサンプルを使用して、更新された惑星の発生率を導き出し、星ごとに1M_Earth<Msini<1000M_Earthおよび1d<P_orb<1000dの全体平均で1.44+/-0.20の惑星が得られました。すべてのMドワーフには、少なくとも1つの惑星があります。CARMENESのデータは、惑星の伴星を特定して測定するだけでなく、星の特性の決定、星の活動の特徴付け、系外惑星の大気の研究などの追加の用途にも非常に役立つことが証明されています。
67P/チュリュモフ-ゲラシメンココマ粒子の多機分析: COPS-GIADA データ融合
| Title |
Multi-instrument_analysis_of_67P/Churyumov-Gerasimenko_coma_particles:_COPS-GIADA_data_fusion |
| Authors |
Boris_Pestoni,_Kathrin_Altwegg,_Vincenzo_Della_Corte,_Nora_H\"anni,_Andrea_Longobardo,_Daniel_R._M\"uller,_Alessandra_Rotundi,_Martin_Rubin,_Susanne_F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10535 |
67P/Churyumov-Gerasimenko彗星に対する欧州宇宙機関のロゼッタミッションは、科学者たちに前例のないほど詳細に彗星を研究する機会を提供しました。ロゼッタオービターの4つの機器、すなわち、マイクロイメージングダスト分析システム(MIDAS)、粒子衝撃分析器およびダスト蓄積器(GIADA)、COmetary二次イオン質量分析器(COSIMA)、およびロゼッタオービターイオンおよびニュートラル分光計分析（ROSINA）は、彗星塵粒子に関する情報を提供しました。個々のセンサーの能力を超えて彗星ダスト粒子を特徴付けるには、機器間の比較が重要です。これは、異なるダスト成分に敏感であるためです。ROSINACOmet圧力センサー(COPS)とGIADAの検出の最初の比較を示します。前者は氷粒子の揮発性物質のみに敏感であるのに対し、後者は耐火物や凝縮した(半)揮発性物質を含むダスト粒子全体を測定するため、これら2つの機器は補完的です。私たちの目標は、COPSとGIADAによって検出された粒子を相関させ、それらが共通のグループに属しているかどうかを評価することです。ピアソン相関係数を計算することにより、COPSとGIADAのinsituデータを統計的に分析しました。GIADAによって検出されたいくつかのタイプの粒子の中で、COPS粒子はGIADAのふわふわした凝集体のみと有意に相関していることがわかります(0.55のピアソン相関係数と$4.6\cdot10^{-3}$のp値)。これは、ふわふわした粒子が耐火物と揮発物の両方で構成されていることを示唆しています。0.06$\mu$mから0.8$\mu$mの範囲の直径を持つ等価球で表すことができるCOPS揮発性ボリュームは、MIDASによって識別されるフラクタル粒子のサブユニットのサイズに似ています(つまり、0.05-0.18$\mu$m)。
(486958) アロコスの動的環境: 以前の進化と現在の状態
| Title |
Dynamical_environments_of_(486958)_Arrokoth:_prior_evolution_and_present_state |
| Authors |
Ivan_I._Shevchenko,_Jos\'e_Lages,_Dmitrii_E._Vavilov,_and_Guillaume_Rollin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10642 |
(486958)Arrokothの動的環境を、KBOの形成から始めて、現在の状態と長期的な進化の両方に焦点を当てて考察します。問題に対する分析的(アップグレードされたケプラーマップ形式に基づく)および数値的(大規模なシミュレーションと問題の3D設定での安定性図の構築に基づく)アプローチの両方が使用されます。デブリの除去は、KBOによる吸収またはヒル球からの離脱によるものです。これらのプロセスの相互作用が考慮されます。除去メカニズムが調査され、破片除去のタイムスケールが推定されます。アロコスの周りを周回する破片の生存の機会を評価します。一般的な3Dの場合に不可欠であることが示されている、アロコスの円周デブリディスクの内側ゾーンの一般的な混沌化と、ディスクの周辺の一般的な雲状化は、当然のことながら、その周辺にデブリが現在存在しないことを説明しています。
TOI-1055 b: HARPS、TESS、CHEOPS を特徴とする海王星の惑星
| Title |
TOI-1055_b:_a_neptunian_planet_characterised_with_HARPS,_TESS,_and_CHEOPS |
| Authors |
A._Bonfanti,_D._Gandolfi,_J._A._Egger,_L._Fossati,_J._Cabrera,_A._Krenn,_Y._Alibert,_W._Benz,_N._Billot,_H.-G._Flor\'en,_M._Lendl,_V._Adibekyan,_S._Salmon,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_O._Barrag\'an,_A._Collier_Cameron,_L._Delrez,_M._Esposito,_E._Goffo,_H._Osborne,_H._P._Osborn,_L._M._Serrano,_V._Van_Eylen,_J._Alarcon,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_M._Bedell,_X._Bonfils,_L._Borsato,_A._Brandeker,_C._Broeg,_S._Charnoz,_C._Corral_Van_Damme,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_M._Fridlund,_M._Gillon,_M._G\"udel,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_F._Kerschbaum,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_D._Lorenzo-Oliveira,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10664 |
TOI-1055は太陽に似た星で、17.5日の軌道(TOI-1055b)でトランジット中の海王星サイズの惑星をホストすることが知られています。ほぼ同じセットのHARPSスペクトルを使用して2つの独立したグループによって実行された動径速度(RV)分析は、$\sim$2$\sigma$だけ異なる惑星質量を提供します。私たちの目的は、HARPSRV測定値のセットを大幅に拡張し、星の活動を説明および修正できる新しい分析ツールを採用することにより、公開された惑星質量の矛盾を解決することでした。私たちのさらなる目的は、CHEOPS宇宙望遠鏡で惑星の2回のトランジットを観測することにより、惑星半径の精度を向上させることでした。HARPSスペクトルから抽出された各相互相関関数にスキュー正規関数を当てはめ、トレンド除去に使用するRV測定値とハイパーパラメータを取得しました。ブレークポイント手法を使用してRV時系列に沿ったハイパーパラメーターの相関変化を評価し、光度曲線とRV時系列を同時にトレンド除去するマルコフ連鎖モンテカルロ方式を使用して、測光とRVの共同分析をさらに実行しました。TOI-1055bのケプラー信号をしっかりと検出し、惑星質量$M_b=20.4_{-2.5}^{+2.6}\,M_{\oplus}$($\sim$12%)を導き出しました。この値は、文献の2つの推定値の1つと一致しますが、はるかに正確です。TESSトランジットライトカーブと絶妙なCHEOPSフォトメトリーを組み合わせたおかげで、惑星半径$R_b=3.490_{-0.064}^{+0.070}\,R_{\oplus}$($\sim$1.9%)も得られました。質量と半径の測定値は、平均密度が$\rho_b=2.65_{-0.35}^{+0.37}$gcm$^{-3}$($\sim$14%)であることを示しています。さらに惑星構造を推測したところ、TOI-1055bは、質量$0.41^{+0.34}_{-0.20}$M$_\oplus$、厚さ$1.05^{+の実質的なガスエンベロープをホストしている可能性が非常に高いことがわかりました。0.30}_{-0.29}$R$_\oplus$.
Rosetta 搭載の MIDAS によって収集された彗星の塵。 I. ダスト粒子のカタログと統計
| Title |
Cometary_dust_collected_by_MIDAS_on_board_Rosetta._I._Dust_particle_catalog_and_statistics |
| Authors |
M._Kim,_T._Mannel,_P._D._Boakes,_M._S._Bentley,_A._Longobardo,_H._Jeszenszky,_R._Moissl,_the_MIDAS_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10721 |
MIDASによって収集および分析されたすべてのダスト粒子を、サイズ、高さ、基本的な形状記述子、収集時間などの主要な統計的特性と共にカタログ化することを目指しています。さらに、カタログから抽出できる科学的成果（例：彗星塵粒子のサイズ分布や統計的特徴）を提示することを目指しています。既存のMIDAS粒子カタログは、AFM画像を注意深く再分析することで大幅に改善され、より多くのダスト粒子が追加され、粒子特性の詳細な説明が追加されました。カタログには、識別されたダスト粒子のすべての画像が記録されており、粒子ごとに1つのレコードを表にしたさまざまな派生情報が含まれています。さらに、各粒子の最良の画像がその後の研究のために選択されました。最後に、MIDASコレクションターゲットのダストカバレッジマップとクラスタリングマップを作成し、詳細なアルゴリズムを使用して、収集された粒子の断片化の可能性を追跡しました。改訂されたMIDASカタログには、合計で3523個のMIDAS粒子が含まれており、約40nmから1857個の粒子(近日点前の粒子の418回のスキャン+近日点後の粒子の1439回のスキャン)がさらなる分析に使用できると予想されます。サイズは約8{\mu}mです。粒子の2D投影から得られる等価半径の平均値は0.91{\pm}0.79{\μ}mです。粒子の体積に基づくわずかに改善された等価半径は、0.56{\pm}0.45{\mu}mの値を持つ不確実性の範囲で一致します。これらのサイズと次のすべてのMIDAS粒子サイズ分布は、収集ターゲットへの影響によるMIDAS粒子の断片化の影響を受けると予想されることに注意してください。さらに、MIDAS粒度分布の勾配をar{^b}のべき法則でフィッティングすると、{\sim}-1.67～-1.88のインデックスbが得られます。
共面周連星は、内極惑星の存在下で大きな傾斜振動に対して不安定になる可能性があります
| Title |
Coplanar_circumbinary_planets_can_be_unstable_to_large_tilt_oscillations_in_the_presence_of_an_inner_polar_planet |
| Authors |
Anna_C._Childs,_Rebecca_G._Martin,_Stephen_Lepp,_Stephen_H._Lubow,_and_Aaron_M._Geller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10752 |
相互に位置がずれている周連星は、歪んだガス円盤または壊れたガス円盤で、または後の惑星間相互作用から形成される可能性があります。数値シミュレーションと分析的推定により、相互に大きな傾斜角を持つ2つの周連星のダイナミクスを調査します。同一平面内の惑星は、連星の順行性アプシダル歳差運動を引き起こし、外側の惑星の静止傾斜角は、外側の惑星の軌道半径が大きいほど大きくなります。この場合、共面外惑星は常に共面のままです。一方、極内惑星は、連星軌道の逆行性アプシダル歳差運動を引き起こし、定常傾斜角は、外惑星軌道半径が大きいほど小さくなります。外惑星の半主軸の範囲では、最初は同一平面上にある軌道が解放されており、これは外惑星が大きな傾斜振動を受けることを意味します。連星に対して高度に傾斜している周惑星は検出が困難です。極内惑星が存在する場合、惑星がトランジット検出限界を下回る傾斜を持つことはまずありません。これらの結果は、大きな傾斜振動を受けている周連星の集団が存在する可能性があることを示唆しています。
6ミクロン分光イメージングに基づく月南極域の分子水の分布
| Title |
The_Distribution_of_Molecular_Water_in_the_Lunar_South_Polar_Region_based_upon_6-micron_Spectroscopic_Imaging |
| Authors |
William_T._Reach,_Paul_G._Lucey,_Casey_I._Honniball,_Anicia_Arredondo,_Erick_R._Malaret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10815 |
月面の水の量と分布は、太陽風と隕石の衝突による水の入力と生成に関連しており、光破壊と表面全体の移動性によってバランスが取れています。赤外線天文学用成層圏天文台(SOFIA)を使用して、2022年2月17日UTCの5kmの解像度で、緯度-60度の南にある月の表側表面の1/4をカバーする分子水を独自に追跡する6.1ミクロンの特徴を画像化しました。水の特徴の強さは地域全体で大きく異なり、経度+28度ではより乾燥し、経度-7度ではより湿潤(~170ppm)になり、極に向かって減少します。南向きの標高の高い地形に関連して、重要な局所的な強化が見られます。これには、クルティウスクレーターのすぐ北にある「ウェットリッジ」の比較的高いH2O濃度が含まれます。最も顕著なクレーターの南向き、北、内側の縁。モレタスクレーターの中央峰の南面。恒久的に陰に覆われた極地。
金星のテクトニクスと火山活動: 現実的な地殻レオロジーと貫入火成活動によって促進される新しいモード
| Title |
The_Tectonics_and_Volcanism_of_Venus:_New_Modes_Facilitated_by_Realistic_Crustal_Rheology_and_Intrusive_Magmatism |
| Authors |
Jiacheng_Tian,_Paul_J._Tackley,_Diogo_L._Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10821 |
金星の若い表面年齢とプレートテクトニクスの欠如を説明するために、金星のテクトニクスレジームは、地球規模のリソスフェアの転覆を伴うエピソード蓋レジームか、多数の火山活動とテクトニクス活動を伴う平衡再浮上レジームのいずれかであるとしばしば提案されてきました。ここでは、レオロジー(転位クリープ、拡散クリープ、塑性降伏)、実験ベースの斜長石(An$_{75}$)地殻レオロジー、貫入マグマティズムなど、現実的なパラメーターを持つグローバル2D熱化学対流モデルを使用します。金星のテクトニクスとマントルの進化を調査する。表面テクトニクスは地殻レオロジーの影響を強く受けていることがわかりました。「弱い」斜長石-レオロジー地殻では、モデルは一時的な転覆を示しますが、転覆の間の継続的な高い表面移動性と高い分散表面ひずみ率を持ち、「変形可能なエピソード蓋」と名付けられた新しいテクトニクス体制につながります。一方、かんらん石-地殻-レオロジーモデルは、標準的なエピソディックリッドテクトニクス(つまり、転覆中は高く、転覆間はゼロに近い移動性)、または停滞したリッドテクトニクス(つまり、モデル時間全体にわたってゼロに近い移動性)のいずれかを示します。.また、斜長石地殻レオロジーと転位クリープの組み合わせは、リソスフェアを十分に弱め、塑性降伏を適用せずにリソスフェアの転覆を促進することができます。内部的には、組成に依存する密度プロファイルにより、マントル遷移帯に「玄武岩バリア」が生じ、金星のマントル進化に強く影響します。強力な噴煙だけがこの玄武岩バリアを貫通し、地球規模のリソスフェアの転覆を引き起こすことができます。この玄武岩バリアはまた、停滞蓋モデルでグローバルな火山の再浮上を生成するグローバルな内部エピソード的転覆を引き起こします。
コロナグラフィー機器による太陽系外惑星のイメージング
太陽系外惑星科学は今日の天文学の非常に活発な分野であり、惑星系がどのように形成および進化するか(発生、プロセス)、なぜそのような系外惑星の多様性が観察されるのか(質量、半径、軌道パラメーター、温度、組成)、そして、惑星、星周円盤、およびそれらの主星の間の相互作用は何ですか。系外惑星の検出には、いくつかの補完的な方法が使用されています。これらの中で、イメージングは、太陽系外惑星や星周円盤によって反射、散乱、放出された光を直接検出することを目的としています。これにより、スペクトルおよび偏光特性評価が可能になります。このような画像化は、大きな光度比(1e4-1e10$)と、星とその環境の間の角度分離(1秒未満)が小さいため、依然として困難です。過去20年間で、コロナグラフィーを含む多くの技術が開発され、系外惑星のイメージングが現実のものになりました。このレビューでは、太陽系外惑星系の画像を作成するためのコロナグラフ装置を構成するサブシステムの概要を説明します。特に、この分野の非専門家または初心者を対象としています。コロナグラフィーの原理を説明し、その振る舞いを理解するための形式を提案します。波面収差がコロナグラフの性能に与える影響と、それらが科学画像に恒星のスペックルをどのように誘発するかについて説明します。最後に、コロナグラフのパフォーマンスを向上させるために、これらのスペックルのオンスカイ最小化または事後キャリブレーションに使用される機器および信号処理技術を提示します。
TESS、FEROS、および HARPS によって明らかにされた 2:1 平均運動共鳴超木星ペア
| Title |
A_2:1_Mean-Motion_Resonance_Super-Jovian_pair_revealed_by_TESS,_FEROS,_and_HARPS |
| Authors |
Vladimir_Bozhilov,_Desislava_Antonova,_Melissa_J._Hobson,_Rafael_Brahm,_Andres_Jordan,_Thomas_Henning,_Jan_Eberhardt,_Felipe_I._Rojas,_Konstantin_Batygin,_Pascal_Torres-Miranda,_Keivan_G._Stassun,_Sarah_C._Millholland,_Denitza_Stoeva,_Milen_Minev,_Nestor_Espinoza,_George_R._Ricker,_David_W._Latham,_Diana_Dragomir,_Michelle_Kunimoto,_Jon_M._Jenkins,_Eric_B._Ting,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jesus_Noel_Villasenor,_Luke_G._Bouma,_Jennifer_Medina,_and_Trifon_Trifonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10838 |
G型星TIC279401253の周りの超木星2:1平均運動共鳴(MMR)ペアの発見を報告します。その動的アーキテクチャは、惑星形成と軌道進化解析の有望なベンチマークです。この系は、トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)ミッションによって記録された単一のトランジットイベントのおかげで発見されました。これは、軌道パラメーターの制約が不十分な木星サイズのコンパニオンを示していました。我々は、地球を通過する天体の周期、質量、離心率を制限するために、Tessを使用したWarmGiants(WINE)調査内で、HARPSとFEROSを使用した地上ベースの正確な視線方向速度(RV)モニタリングを開始しました。RV測定値は、周期がそれぞれ76.80$_{-0.06}^{+0.06}$日と155.3$_{-0.7}^{+0.7}$日である1つではなく2つの大質量惑星を明らかにしました。トランジットデータとRVデータを組み合わせて分析すると、質量が6.14$_{-0.42}^{+0.39}$M$_{\rmJup}$、半径が1.00$_{-0.04}の内部トランジット惑星が得られます。^{+0.04}$R$_{\rmJup}$、最小質量が8.02$_{-0.18}^{+0.18}$M$_{\rmJup}$の外惑星巨大な巨大なペア。システムの詳細な動的解析により、惑星は強力な一次離心率タイプの2:1MMRに固定されていることが明らかになりました。これにより、TIC279401253は円盤による惑星の移動をサポートする真の共鳴構造のまれな例の1つになっています。明るい主星$V\approx$11.9mag、比較的短い公転周期($P_{\rmb}$=76.80$_{-0.06}^{+0.06}$d)、顕著な離心率(e=0.448)$_{-0.029}^{+0.028}$)は、通過中の惑星をジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)と地上の超大型望遠鏡による大気調査の貴重なターゲットにします。
木星の影に映るイオの光のオーロラ
| Title |
Io's_Optical_Aurorae_in_Jupiter's_Shadow |
| Authors |
Carl_Schmidt,_Mikhail_Sharov,_Katherine_de_Kleer,_Nick_Schneider,_Imke_de_Pater,_Phillip_H._Phipps,_Albert_Conrad,_Luke_Moore,_Paul_Withers,_John_Spencer,_Jeff_Morgenthaler,_Ilya_Ilyin,_Klaus_Strassmeier,_Christian_Veillet,_John_Hill,_and_Mike_Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10849 |
日食を取り巻く衰退と回復のタイムスケールは、イオの大気の物理的プロセスを制御していることを示しています。最近の研究では、イオの分子大気であるSO2とSOの大部分が、木星の影を通過する間に凝縮することが確立されています。イオの原子大気の食反応は、紫外線のオーロラのみによって特徴付けられているため、あまり確実ではありません。ここでは、光学オーロラの応答を初めて調べます。[OI]の明るさはトーラス内のイオの位置でのプラズマ密度を追跡するだけで、酸素は照明の変化に無関心であることがわかります。影では、線の比率は、Oに比べてSO2のカバレッジがまばらであることを確認します。イオのナトリウムオーロラは、日食とeフォールディングのタイムスケールでほとんど消失します。これは、衰退と回復が大きく異なるためです。進入で約10分、退出で約2時間です。このような格差を生み出すことができるのはイオン化学だけです。イオの分子電離層は、急速な再結合により、出口で弱くなります。NaCl+光化学経路の中断は、日食を取り巻くNaの挙動を最もよく説明しており、電子衝突イオン化の役割が光子に比べて小さいことを示唆しています。オーロラ発光はカリウムからも明らかであり、木星での宇宙船の画像で見られる遠赤色発光の主要な源としてKを確認します。すべての場合において、原子ガスへの電子の直接衝突は、分子の有意な解離励起を引き起こすことなく明るさを説明するのに十分です。驚くべきことに、Oの無応答とNaの急速な枯渇は、イオの食相中のSO2およびNaCl親分子の時間的挙動とは反対です。
超微光矮星からわかるCEMP-no星の起源
| Title |
Understanding_the_origin_of_CEMP-no_stars_through_ultra-faint_dwarfs |
| Authors |
Martina_Rossi,_Stefania_Salvadori,_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Irene_Vanni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10210 |
中性子捕捉元素の存在量が少ない炭素強化金属希薄(CEMP-no)星の起源はまだ不明です。これらの星はどこにでもあり、主に天の川のハローと超微光矮小銀河(UFD)に見られます。大きな一歩を踏み出すために、すべての炭素源を同時に含むB\"ootesIのデータ調整済みモデルを開発しました。最初の(PopIII)星とその後の通常の星形成の両方からの超新星と漸近巨大分枝(AGB)星です。(PopII).これらのソースのそれぞれがガス中に特定の化学的特徴を残していることを示しており、A(C)-[Fe/H]図の位置から現在のCEMP-no星の起源を特定することができます。.A(C)>6のCEMP星は、主にAGBPopII星によって濃縮されている.A(C)~7および0<[Ba/Fe]<+1,AGB恒星からの風によって刻印された.TruePopIIIの子孫は、A(C)<6であり、一定の[C/Mg]と[Fe/H]を持つと予測され、B\"ootesIと天の川のハロー。初めて、CEMP-no星の起源の完全な画像が得られました。これは、将来の観測で検証でき、検証される予定です。
高赤方偏移銀河の電子密度とイオン化パラメータに対する星形成率の表面密度の影響
| Title |
The_Impact_of_Star-Formation-Rate_Surface_Density_on_the_Electron_Density_and_Ionization_Parameter_of_High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Naveen_A._Reddy,_Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Michael_W._Topping,_Mariska_Kriek,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_and_Saeed_Rezaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10213 |
MOSFIREDeepEvolutionField(MOSDEF)サーベイの大規模な分光データセットを使用して、特に星形成の役割に焦点を当てて、高赤方偏移銀河について推定される電離パラメータ(U)の上昇の原因となるいくつかの重要な要因を調査します。レート表面密度(Sigma_SFR)。分光学的赤方偏移z~1.9-3.7を持つ317の銀河のサンプルを使用して、Sigma_SFRのビンで複合静止フレーム光学スペクトルを構築し、[OII]3727、3730ダブレットの比率を使用して電子密度n_eを推測します。私たちの分析は、n_eとSigma_SFRの間に有意な(~3シグマ)相関があることを示唆しています。さらに、113個の銀河のサブサンプルの合成スペクトルと、Uの推定による25個の個々の銀河の小さなサンプルの合成スペクトルについて、UとSigma_SFRの間に有意な相関関係があることを発見しました。HII領域--Sigma_SFRは、UとSigma_SFRの関係を説明する上で重要な要素のようです。さらに、固定星質量での赤方偏移に伴うn_eとSFRの増加は、Uの赤方偏移の進化の大部分を説明することができます。これらの結果は、n_eと星形成活動の全体的なレベルを設定するガス密度が、高赤方偏移銀河の電離パラメータの上昇を説明する上で、金属量の進化よりも重要な役割。
電波銀河のファナロフ・ライリー分類の物理的動機による視点
| Title |
A_physically-motivated_perspective_of_the_Fanaroff-Riley_classification_of_radio_galaxies |
| Authors |
Gopal-Krishna_(CEBS),_Paul_J._Wiita_(TCNJ),_Ravi_Joshi_(IIA)_and_Dusmanta_Patra_(SNBNCBS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10214 |
HYMORS(HYbridMOrpholgyRadioSources)と呼ばれる銀河外二重電波源の小さなサブセットは、Fanaroff-Riley(FR)分類に関して非常に珍しいハイブリッド形態によって区別されます。HYMORSでは、1つの電波ローブはエッジが暗く表示され(FRI)、もう1つの電波ローブはその外側のエッジ近くで明確に定義された放射ピークを示します(エッジが明るくなった、FRII)。このような情報源はまれですが、銀河系外天体物理学で広く議論されている問題であるFR二分法の原因となるメカニズムを制約するために重要です。ここでは、候補の中でHYMORSを確認するためのいくつかの今後の観測キャンペーンを考慮して、FRタイプを割り当てる際に注意が必要であることを強調します。これを説明するために、FRIを備えたHYMORSの良い元の例であると主張されている電波銀河0500+630(4C+63.07)を含む、HYMORSであると認識されている3つの電波源の事例を強調します。顕著なターミナルホットスポットでマークされた西葉とFRII東葉。しかし、3GHzでの最近のVLASSマップは、西ローブが実際には報告されているよりもはるかに遠くに伸びており、明確に定義された放射ピークで終わっていることを明らかにしました。これは、ソースが通常のFRII電波銀河であり、HYMORSではないことを意味します。また、HYMORS現象の簡単な展望を提供し、内向きのローブの拡大やスペクトルの急峻化などの追加のFRII特性を除外することによってFRI分類を確認する必要性を強調し、また、ローブ。
$z = 5.4$ での極端な銀河過密の発見
| Title |
The_JWST_Advanced_Deep_Extragalactic_Survey:_Discovery_of_an_Extreme_Galaxy_Overdensity_at_$z_=_5.4$_with_JWST/NIRCam_in_GOODS-S |
| Authors |
Jakob_M._Helton,_Fengwu_Sun,_Charity_Woodrum,_Kevin_N._Hainline,_Christopher_N._A._Willmer,_George_H._Rieke,_Marcia_J._Rieke,_Sandro_Tacchella,_Brant_Robertson,_Benjamin_D._Johnson,_Stacey_Alberts,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Hausen,_Nina_R._Bonaventura,_Andrew_Bunker,_Stephane_Charlot,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Chris_Willott,_Joris_Witstok,_Kristan_Boyett,_Zuyi_Chen,_Eiichi_Egami,_Ryan_Endsley,_Raphael_E._Hviding,_Daniel_T._Jaffe,_Zhiyuan_Ji,_Jianwei_Lyu,_and_Lester_Sandles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10217 |
FRESCOからのJWST/NIRCam広視野スリットレス分光法と並行して、JADESおよびJEMSからのJWST/NIRCamイメージングを使用して、GOODS-Sフィールドの$z=5.4$での極端な銀河過密の発見を報告します。$\lambda=0.4-5.0\\mu\mathrm{m}$にわたるHST+JWSTフォトメトリを使用して、過密度の潜在的なメンバーを特定しました。これらのデータは、$m\approx29-30\,\mathrm{mag}$までの正確で十分に制約された測光赤方偏移を提供します。その後、$\lambda=3.9-5.0\\mu\mathrm{m}$でJWSTスリットレス分光法を使用して、$\mathrm{H}\alpha$周辺のターゲットライン検索により、過密度の$N=96$の潜在的なメンバーを確認しました。最適な測光赤方偏移。$N=53$の銀河が$z=5.2-5.5$のフィールドに存在し、$N=43$の銀河が$z=5.4$付近の$\simの10-12$倍の密度で存在することを確認しました。ランダムボリューム。これらの銀河の星の集団は、測光法から推測され、星形成主系列を構築するために使用されました。そこでは、原始銀河団のメンバーは、フィールド銀河の対応するものと比較して、より質量が大きく、初期の星形成(したがって、より古い星の集団)を示しました。この大規模構造の総ハロー質量は$13.0\lesssim\mathrm{log}_{10}\left(M_{\mathrm{halo}}/M_{\odot}\right)\lesssim13.5$と推定されます実験的な星の質量とハローの質量の関係を使用していますが、これは不完全であるため過小評価されている可能性があります。私たちの発見は、非常に初期の宇宙時代における暗黒物質のハローの組み立てと銀河の形成を制限するJWSTの力を示しています。
マゼラン雲と潮汐橋での大規模な星のフィードバック
大質量星は、局所的、地球規模、および宇宙規模で周囲の環境を変化させる遠大なフィードバック効果を持っています。大質量星のフィードバックを詳細に調べるには、適切な星大気モデルを用いた大質量星のスペクトル解析が重要です。マゼラン雲と潮汐マゼラン橋の大規模なISM構造に関連する、太陽の半分から20分の1の範囲の金属量を持つものを含む、重金属の少ない星の最新のUVおよび光学研究について説明します。機械的エネルギーとともに低金属量の大質量星からの電離フラックスを提示し、さらにこれらをISMで観測されたエネルギーと比較します。この結果は、マゼラン雲における高温ガスと電離光子の漏れに関するヒントを与えてくれます。この論文では、個々の大質量星から集団レベルの集団フィードバックへのフィードバック、さまざまなフィードバックメカニズム(放射線、風、超新星)の重要性、およびISMの物理的条件による影響について概説しています。
サブミリ波銀河は銀河原始銀河団を追跡する
サブミリ波の波長で選択されたダストスターバーストが銀河の過密度を追跡できるかどうかについては論争があります.GOODS-Nフィールドの$z\sim1.2-5.3$で、分光学的に確認された12個のサブミリ波銀河(SMG)の均一に選択されたサンプルの周りのプロトクラスターの最初の体系的な検索を実行します。ポアソン確率法(PPM)を適用して、3つの測光赤方偏移カタログを使用して、これらのSMG周辺のMpcスケール過密度を検索しました。12個のSMGのうち11個($92\%\pm8$\%)で銀河の過密度が検出され、8つの原始銀河団に分布しています。以前に発見された3つのプロトクラスターを確認し、SMGSMMJ123634($z=1.225$)、ID.19($z=2.047$)、SMMJ123607($z=2.487$)、SMMJ123606($z=2.505$)、GN10($z=5.303$)。ウェーブレットベースの分析は、SMGが複雑な形態(コンパクト、フィラメント状、または塊状)で平均サイズが$\sim(0.4-1)$Mpcのプロトクラスターコアに存在することを示しています。3つの赤方偏移カタログを個別に使用して得られたPPMの結果を比較することにより、銀河集団の$z\gtrsim4$での遷移段階を目撃する可能性があります。$z\lesssim4$原始銀河団は塵の多い銀河で占められているように見えますが、赤方偏移が最大の$z\sim5$にある原始銀河団は、ライマン$\アルファ$エミッターまたはライマンブレーク銀河の過密度として検出されます。また、SMGの分子(H$_2$)ガス質量と過密度の重要性との間には良好な相関関係があることがわかります。全体的な現象論を説明するために、密集した環境での銀河の相互作用が、SMGのスターバーストとガスリッチフェーズを引き起こした可能性が高いことを示唆しています。全体として、SMGが遠く離れた原始星団の優れたトレーサーであるというシナリオを支持します。この研究で提示されたものは、{\itジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡}の優れたターゲットです。{\itEuclid}、LSSTなどの今後の施設による調査は、遠く離れた原始銀河団のさらに大きなサンプルを検出するように調整できます。
z~2.5 までの IR 発光銀河における AGN の UV-FIR SED モデリング: トーラス モデルの効果の理解
| Title |
UV-FIR_SED_modeling_of_AGN_in_IR-luminous_galaxies_up_to_z~2.5:_Understanding_the_effects_of_torus_models |
| Authors |
Alyssa_D._Sokol,_M._Yun,_A._Pope,_A._Kirkpatrick,_K._Cooke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10374 |
UV-FIRSEDモデリングは、銀河の星形成(SF)と活動銀河核(AGN)の間の放射を解く効果的な方法です。ただし、このアプローチは、IRサンプルの50～70%を構成する複合AGN/SF銀河では不確実になります。宇宙X線背景放射(XRB)モデルでは、観測されたXRBピークを再現するために、隠蔽されたAGNの大部分が必要であり、AGNが銀河や中赤外から遠方に「埋もれている」可能性がある天体で信頼性の高いSED分析を行う動機となっています。IRSED.この論文では、$0\%<f_{MIR,AGN}<100の95個の銀河の24$\mu$m選択($S_{24}$>100$\mu$Jy)サンプルを調べます。\%$、0.4<z<2.7、および$10^{11}$L$_{\odot}$<L$_{IR}$<$10^{13}$L$_{\odot}$。SEDフィッティングを介してトーラスの光学深度に及ぶAGNモデルの性能をテストし、結果をスピッツァーMIR分光法およびX線観測と比較します.最適なトーラスの光学深度は、これらの銀河が明るい光を遮ったAGN集団をホストしているかどうかに光を当てることができます.より広いAGNSEDパラメーター空間を許可すると、光学深度が高くなり、FIRAGNの寄与が高くなり、$L_{Bol}$が高くなり、$L_{Bol}$光度関数の明るい端に影響を与え、適合品質が向上します。ほこりの多い人口があるかもしれませんボロメータ的に重要であるが、AGNが中IRSEDにほとんど隠されているd複合材料。もしそうなら、AGNモデルを単純化したり、光学的に厚いトーラスを省略することが多いSEDフィッティングの文献アプリケーションは、複合ソースからのAGNの寄与を大幅に過小評価する可能性があります.
SMSS J2157--3602、既知の最も明るいクエーサー、降着円盤モデルの特徴付け
| Title |
Characterising_SMSS_J2157--3602,_the_most_luminous_known_quasar,_with_accretion_disc_models |
| Authors |
Samuel_Lai,_Christian_Wolf,_Christopher_Onken,_and_Fuyan_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10397 |
薄くて薄い円盤モデルと、マルコフ連鎖モンテカルロ法によるベイジアン推論を利用して降着円盤(AD)フィッティング法を開発し、赤方偏移$zで最も明るい既知のクエーサーSMSSJ215728.21-360215.1でテストします。=4.692$。近赤外スペクトルと広帯域測光から構築されたスペクトルエネルギー分布を使用して、ADモデルは$\log(M_{\rm{AD}}/M_{\odot})=10.31^{+0.17}のブラックホール質量を見つけます。$\log{(L_{\rm{bol}}/\rm{erg\,s^{-1}})}=47.87\pm0.10$の異方性補正された放射光度を持つ_{-0.14}$,$0.29^{+0.11}_{-0.10}$のエディントン比と$0.09^{+0.05}_{-0.03}$の放射効率を導出します。近赤外スペクトルを使用して、単一エポックのビリアルブラックホールの質量推定値は$\log(M_{\rm{SE}}/M_{\odot})=10.33\pm0.08$、単色光度であると推定されます。$\log{(L(\rm{3000\text{\AA}})/\rm{erg\,s^{-1}})}の3000\AA\で=47.66\pm0.01$。独立したアプローチとして、ADフィッティングは、広範囲の赤方偏移にわたる大規模なクエーサーブラックホールの特性に対するより強い制約を取得する際に、シングルエポックビリアル質量法を補完する可能性があります。
活動中の環境クエンチングのトレーサーとしての星形成濃度：イーグルおよびC-イーグルシミュレーションの研究
| Title |
Star_formation_concentration_as_a_tracer_of_environmental_quenching_in_action:_a_study_of_the_Eagle_and_C-Eagle_simulations |
| Authors |
Di_Wang,_Claudia_D._P._Lagos,_Scott_M._Croom,_Ruby_J._Wright,_Yannick_M._Bah\'e,_Julia_J._Bryant,_Jesse_van_de_Sande,_Sam_P._Vaughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10534 |
過去11Gyr(つまり、$z=0-2$)にわたって、Eagle}/C-Eagle宇宙流体力学シミュレーションで環境クエンチングを研究しています。シミュレーションは、$z=0$でのSAMIGalaxySurveyからの観測と比較されます。銀河群と銀河団($10^{12}\,\rmM_{\odot}$$\lesssim$$M_{200}$<$3\times10^{15}\,\rmM_{\odot}$)。星形成密度指数[$C$-index$=\log_{10}(r_\mathrm{50,SFR}/r_\mathrm{50,rband})$]が定義され、星形成がどの程度集中しているかを測定します。星の分布に関連しています。Eagle/C-EagleとSAMIはどちらも、$z=0-0.5$の密度の高い環境では、$C$指数が低い銀河の割合が高いことを示しています。低$C$インデックスの銀河は、SFR-$M_{\star}$主系列(MS)の下に見られ、半径の増加に伴い比星形成率(sSFR)の低下を示し、「アウトサイドイン」と一致する。環境クエンチング。さらに、$C$-indexを銀河が衛星であった期間の代理として使用できることを示します。これらの傾向は、赤方偏移が大きくなると弱くなり、$z=1-2$までに消失します。衛星がMSからクエンチされた個体群に移行するのにかかる時間として、クエンチングタイムスケール$t_{\rmクエンチ}$を定義します。低赤方偏移($z=0\sim0.5$)で「外側から内側」の環境消光を経験しているシミュレートされた銀河は、長い消光タイムスケール(中央値$t_{\rm消光}$>2Gyr)を持つことがわかりました。より高い赤方偏移($z=0.7\sim2$)でシミュレートされた銀河は、より速いクエンチング(中央値$t_{\rmクエンチ}$<2Gyr)を経験します。$z\gtrsim1-2$銀河では、環境消光を受けている銀河は銀河全体でsSFRが減少し、「外側から」消光サインはなく、$C$-indexの範囲が狭く、環境消光が平均的に異なって作用することを示しています。$z\lesssim1$よりも。
ダスト偏光 (BALLAD-POL) を使用した星間フィラメントの B フィールドとダスト: I. SOFIA/HAWC+
によって観測された巨大なフィラメント G11.11-0.12
| Title |
B-fields_And_dust_in_interstelLar_fiLAments_using_Dust_POLarization_(BALLAD-POL):_I._The_massive_filament_G11.11-0.12_observed_by_SOFIA/HAWC+ |
| Authors |
Nguyen_Bich_Ngoc,_Pham_Ngoc_Diep,_Thiem_Hoang,_Le_Ngoc_Tram,_Nguyen_Chau_Giang,_Ngan_Le,_Thuong_Duc_Hoang,_Nguyen_Thi_Phuong,_Dieu_D._Nguyen,_Nguyen_Minh_Khang,_and_Gia_Bao_Truong_Le |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10543 |
214$\mum$波長で偏光計SOFIA/HAWC+によって取得された、初期の巨大な赤外線暗雲G11.11$-$0.12全体に向けた偏光熱ダスト放射の最初の測定値を報告します。偏光放射から得られる磁場(Bフィールド)は、フィラメントのスパインに対して垂直になる傾向があります。フィラメントの中心領域のBフィールド強度のマップを作成します。強度は100～600$\mu\rm{G}$の範囲で変化し、フィラメントのスパインに沿って最も強くなります。中央領域はサブアルフエニックであり、ほとんどがサブクリティカルであり、Bフィールドが乱気流を支配し、重力崩壊に抵抗するのに十分なほど強力であることを意味します。ダスト粒子の配列と特性は、ラジエーティブトルク(RAT)理論を使用してフィラメントで研究されます。$\alpha\sim$0.8-0.9で$P\proptoI^{-\alpha}$の形式の発光強度$I$による偏光度$P$の減少、つまり偏光解消効果が見られます。フィラメントのスパインにおける粒子の整列の喪失。脱分極は、ダスト温度が低い密度の高い領域に向かうRAT配向効率の低下によって説明でき、Bフィールドのもつれでは説明できません。埋め込まれた鉄含有物による強化された磁気緩和がRAT配列に及ぼす影響を研究し、フィラメントの外層の高い分極率$P\sim$20-30\%が、磁気緩和による強化されたRAT配列の潜在的な証拠であることを発見しました。.この効果がフィラメントで評価されたのはこれが初めてです。分極率とRAT配列理論に基づいて、フィラメントの粒子成長の証拠を見つけます。
GASP ラム圧で剥ぎ取られた 6 つの銀河における星形成塊の HST イメージング
| Title |
HST_imaging_of_star-forming_clumps_in_6_GASP_ram-pressure_stripped_galaxies |
| Authors |
Eric_Giunchi,_Marco_Gullieuszik,_Bianca_M._Poggianti,_Alessia_Moretti,_Ariel_Werle,_Claudia_Scarlata,_Anita_Zanella,_Benedetta_Vulcani,_Daniela_Calzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10615 |
\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}の近紫外からIバンドレストフレームまでの広帯域および狭帯域画像を利用して、強力なラム圧ストリッピング(RPS)を受けるGASPサンプルの6つの銀河の星形成塊を研究します。.塊はH$\alpha$と近紫外で検出され、さまざまな時間スケールでの星の形成を追跡します。我々は、銀河円盤に位置する塊、剥ぎ取られた尾、および剥ぎ取られたガスで形成されたがまだディスクに近いものを考えます。H$\alpha$で選択された2406個の塊(円盤で1708個、平面外領域で375個、尾部で323個)と、UVで選択された3750個の塊(2026個の円盤塊、825個の平面外塊、および899個の尾の塊)が検出されました。星形成塊の$\sim15\%$のみが空間的に分解され、ほとんどが$\sim140$pcよりも小さいことを意味します。光度とサイズの分布関数(それぞれLDFとSDF)と光度とサイズの関係を調べます。LDFの平均勾配は$1.79\pm0.09$で、SDFの平均勾配は$3.1\pm0.5$です。結果は、主系列銀河のように、星の形成が乱流によって駆動され、スケールフリーであることを示唆しています。円盤内にあるか尾部にあるかに関係なく、すべての塊は、主系列銀河の塊と比較して、特定のサイズでH$\alpha$光度が向上しています。実際、それらのH$\alpha$光度は、スターバースト銀河の塊の光度に近く、ラム圧力が光度を高めることができることを示しています。円盤と尾の塊の間に顕著な違いは見られず、それらが埋め込まれているさまざまな環境が星の形成に影響を与える上で小さな役割を果たしていることを示唆しています。
天の川銀河の星団の地球規模調査 - VII.潮汐パラメータと質量関数
| Title |
Global_survey_of_star_clusters_in_the_Milky_Way_-_VII._Tidal_parameters_and_mass_function |
| Authors |
Andreas_Just,_Anatoly_E._Piskunov,_Jonathan_H._Klos,_Dana_A._Kovaleva,_Evgeny_V._Polyachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10735 |
より広い太陽系近傍のさまざまな年齢のサブサンプルについて、銀河散開星団の質量関数(CMF)を作成しました。CMFの主な特徴を再現するために、単純なクラスター形成と進化モデルを提示します。天の川星団(MWSC)カタログの2227個のクラスターの偏りのないサンプルを使用しました。これは、光度に依存する完全半径が1～5kpcの太陽中心円柱を占めています。クラスターの潮汐質量を70%の精度で導き出しました。私たちの星団形成と進化モデルは、星団の初期質量関数、星団形成速度、星の進化による星団の質量損失、および銀河潮汐場における星団の動的進化に基づいています。得られた潮汐質量はMWSCカタログに追加されました。太陽の周りのすべての銀河団の年齢に合わせて構築された一般的なCMF(GCMF)は、質量が40年以上にわたって広がっています。高質量勾配は+1.14です。異なる年齢グループのCMFは、同じ高質量の勾配を示していますが、低質量の勾配は、最も若いサブサンプルでは平坦で、他のサブサンプルでは約-0.7です。銀河円盤密度の指数関数的減少が考慮されると、太陽の銀河中心半径の内側と外側のサブサンプルはGCMFと一致します。このモデルは、15%という低い効率での星形成を示唆しており、ガスの放出と激しい緩和の後、星の10%がクラスターに束縛されたままになります。観測された年齢質量分布を再現するために必要なクラスター形成率は、0.4太陽質量/平方pcおよびGyrです。広い太陽近傍で得られたGCMFの高質量勾配は、近くの銀河で決定された勾配に似ています。MWSCカタログは、星形成効率が低いモデルをサポートしています。このモデルでは、星の90%がガス放出後に急速に失われます。星団形成率は、薄い円盤の星の含有量に対する散開星団の寄与の30%に相当します。
軸外 GRB 残光画像の解析モデル -- 形状測定と $H_0$ 測定の意味
軸外ガンマ線バーストのジェットコア角度($\theta_c$)と視野角($\theta_{obs}$)を、コアの外側のジェット角度構造とは無関係に測定するための解析モデルを提示します。軸外ジェットの画像をモデル化し、このモデルを使用して、$\theta_{obs}$と$\theta_c$が次の3つの観測値のうちの任意の2つを使用して測定できることを示します:残光光曲線、フラックス重心運動、および画像の幅。モデルは、ジェット角度構造の広い範囲で2D相対論的流体力学シミュレーションを使用して調整されます。ジェット構造の不確実性による系統誤差を調査し、光度曲線と重心運動を使用して$\theta_{obs}$と$\theta_c$を決定すると、式が$5-のレベルまで正確になる可能性があることがわかりました。それぞれ10\%$と$30\%$。ハッブルの緊張に照らして、連星コンパクト天体の合体に起因するGRBの$\cos\theta_{obs}$の系統誤差は特に興味深いものです。未知のジェット構造による$\cos\theta_{obs}$の測定の系統的不確実性は、よく観測されたイベントの$1.5\%$よりも小さいことがわかりました。微視的パラメータが光度曲線によって容易に検出されないレベルで進化する場合、同様のエラーが予想されます。私たちの結果は、このタイプの体系的な不確実性は、残光画像の動きが解決されたよく観察されたGWイベントのサンプルを使用して、$H_0$を$2\%$のレベルまで測定することを妨げないことを意味します。モデルをGW170817の光度曲線と重心運動観測に適用すると、$\theta_{obs}=19.2\pm2~\deg$(1$\sigma$)と$\theta_c=1.5-4~\deg$が見つかります。
磁気支持、風による降着、コロナ加熱、および磁気的に拘束された薄いディスク内の高速流出
| Title |
Magnetic_support,_wind-driven_accretion,_coronal_heating,_and_fast_outflows_in_a_thin_magnetically_arrested_disc |
| Authors |
Nicolas_Scepi,_Mitchell_C._Begelman_and_Jason_Dexter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10226 |
磁気圧力が熱圧力を超えると、降着円盤の特性は標準理論から逸脱するはずです。これらの偏差を定量化するために、最も磁化されたタイプの降着円盤である磁気拘束円盤(MAD)の動的特性の体系的な研究を提示します。人工冷却機能を使用してガス温度を調整し、3つの異なる熱厚さ$h_\mathrm{th}/r=0.3、0.1$、および$0.03$のMADを調べます。ディスクの放射状構造が磁場によってほとんど支えられていないことがわかります。実際、薄いMADはケプラーに非常に近いです。しかし、ディスクが冷たくなるにつれて、それらはより磁化され、標準理論からの最大の偏差は、$h_\mathrm{th}/r=0.03$の最も薄いディスクに現れます。この場合、円盤は標準理論よりもはるかに垂直方向に伸び、密度がはるかに低くなります。これは、乱流磁気圧力と風による角運動量輸送による垂直方向のサポートにより、流入速度が向上するためです。薄い円盤は$z/r=\pm0.03$の範囲外でも多くの熱エネルギーを放散し、この放散のかなりの割合が穏やかな相対論的風で発生します。低密度領域で強化された散逸は、X線連星(XRB)と活動銀河核(AGN)のコロナを供給する可能性があります。風による降着は、降着円盤の動的な進化にも影響を与え、変化する外観のAGNの急速な進化とXRBの長期的な進化を説明するメカニズムを提供する可能性があります。最後に、私たちのMAD風は、AGNで観察された超高速流出の特性とよく一致する終末速度と質量損失率を持っています。
超新星残骸G107.5-1.5に伴う発光の発見
| Title |
Discovery_of_optical_emission_associated_with_the_supernova_remnant_G107.5-1.5 |
| Authors |
Hicran_Bakis,_Gunay_Bulut,_Volkan_Bakis,_Hidetoshi_Sano,_Aytap_Sezer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10268 |
超新星残骸(SNR)G107.5$-$1.5に関連する発光のイメージングと分光調査からの最初の結果を提示します。1.5m望遠鏡と1m望遠鏡を使って、G107.5$-$1.5からの光学的な拡散発光とフィラメント状発光を発見しました。北東(NE)および北西(NW)領域からの発光は拡散構造を示し、南東(SE)および東(E)領域はフィラメント構造を示します。ロングスリットスペクトルから、SE領域とE領域で[SII]/H$\alpha$$>$0.5が見つかりました。これは、衝撃加熱ガスからの放出の起源をサポートしています。平均[SII]/H$\alpha$比は、NWおよびNE領域でそれぞれ$\sim$0.4および$\sim$0.3であることがわかり、発光がHII領域の電離ガスから来ていることを示しています。[SII]$\lambda\lambda$6716/6731の比率から、NW領域の平均電子密度は$\sim$2400cm$^{-3}$と推定されます。これは、高密度の電離ガスに起因する可能性があります。.平均[SII]$\lambda\lambda$6716/6731比は、SE領域とE領域でそれぞれ$\sim$1.25と$\sim$1.15であり、電子密度が低いことを示しています。
軌道暦を修正した LIGO O3 データでさそり座 X-1 からの重力波を検索
| Title |
Search_for_Gravitational_Waves_from_Scorpius_X-1_in_LIGO_O3_Data_With_Corrected_Orbital_Ephemeris |
| Authors |
John_T._Whelan,_Rodrigo_Tenorio,_Jared_K._Wofford,_James_A._Clark,_Edward_J._Daw,_David_Keitel,_Alicia_M._Sintes,_Katelyn_J._Wagner,_Graham_Woan,_Thomas_L._Killestein,_and_Danny_Steeghs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10338 |
低質量X線連星Scorpius~X-1の軌道パラメータに対する観測上の制約の改善は、Killesteinetal(2023)で最近発表されました。その過程で、高度なLIGO検出器からのデータを使用して、Sco~X-1からの連続重力波の検索に使用された以前の軌道天体暦のエラーが修正されました。モデルベースの相互相関検索を使用して、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行からのLIGO検出器データの再分析の結果を提示します。以前の検索ではカバーされなかったパラメーター空間の修正された領域は、元のO3分析で検索された領域の約1/3の大きさであり、必要な計算時間が短縮されました。Abbottetal(2022)のゼロ結果と同様に、$25\textrm{Hz}$から$1600\textrm{Hz}$までの重力波周波数の範囲にわたって検出可能な信号が存在しないことを確認しました。私たちの検索感度は、$100\textrm{Hz}$と$200\textrm{Hz}$の間で、振幅$h_0$が約$10^{-中性子星の自転軸の未知の傾斜角で等方的に周辺化された場合は25}$、または最適な向きを仮定すると$4\times10^{-26}$未満です。
$r$-プロセス要素の初期ソースとしての階層トリプル
| Title |
Hierarchical_Triples_as_Early_Sources_of_$r$-process_Elements |
| Authors |
I._Bartos,_S._Rosswog,_V._Gayathri,_M.C._Miller,_D._Veske,_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10350 |
中性子星の合体は、宇宙における重度の$r$プロセス元素合成の主な原因として提案されています。しかし、連星形成後に予想される合体の大幅な遅延は、矮小銀河網状体IIなどで観測された非常に初期の$r$プロセスの濃縮と緊張関係にあります。LIGOとVirgoの重力波観測所は、銀河の多くの中性子星連星系の総質量に似た軽い伴星質量($\sim2.6$M$_\odot$)を持つ2つの連星合体を発見しました。このような合体の前駆体は、ブラックホールを周回する中性子星連星である可能性があります。ここでは、階層トリプルの中の中性子星連星のかなりの部分が急速に融合し(中性子星形成後の$\lesssim10$Myr内で$\gtrsim3\%$)、観測された非常に初期の$r$プロセス濃縮を説明できることを示しています。中性子星連星は、フォンツァイペル-コザイ-リドフ振動を介して離心状態になる可能性があり、高速合体を促進し、その後、システム内の低質量ブラックホールと高質量ブラックホールの合体を促進します。このシナリオは、そのようなトリプルでの$\sim100$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の全体的な連星中性子星合体率密度とも一致することを示しています。流体力学シミュレーションを使用して、非常に偏心した中性子星の合体が、標準的な合体よりも数倍多くの質量を動的に放出することを示します。これは、ユニークな観測的特徴として「初期の青い隆起」を伴う非常に明るいキロノバです。
| Title |
Ambipolar_Heating_of_Magnetars |
| Authors |
Sachiko_Tsuruta_(1_and_2),_Madeline_J._Kelly_(1),_Ken'ichi_Nomoto_(2),_Kanji_Mori_(3),_Marcus_Teter_(1_and_4),_Andrew_C._Liebmann_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Montana_State_University,_(2)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe_(WPI),_The_University_of_Tokyo,_(3)_Research_Institute_of_Stellar_Explosive_Phenomena,_(4)_Raytheon_Technologies) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10361 |
$10^{14-15}$Gの超強力な磁場を持つと考えられている中性子星であるマグネターは、$\sim10^{12}$Gの通常のパルサーよりもはるかに高温であることが観測されており、追加の熱源は必要。1つの可能性は、星のコアにおける両極性拡散による加熱です。このシナリオは、等温近似を行わずに相対論的熱進化コードを使用してモデルを計算することによって調べられます。結果は、このシナリオが観測されたマグネター温度データのほとんどと一致することを示しています。
SGR 150228213 における高周波準周期振動の発見
| Title |
Discovery_of_high_frequency_Quasi-periodic_Oscillations_in_SGR_150228213 |
| Authors |
Run-Chao_Chen,_Can-Min_Deng,_Xiang-Gao_Wang,_Zi-Min_Zhou,_Da-Bin_Lin,_Qi_Wang,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10533 |
マグネターバーストからの準周期的振動(QPO)はまれであり、いくつかの信頼性の高い検出は主にマグネターゲイントフレアからのものです。Fermi/GBMからのバーストデータの体系的な調査に続いて、ここでは、SGR150228213で4.98$\sigma$($p$-valueは6.51e-7)の高周波数QPO$\sim$80Hzの検出を報告します。このバーストFermi/GBMは当初4U0142+61に起因すると考えていましたが、4U0142+61からのバーストを含む他のマグネターバーストとは異なるスペクトルの特徴を示しています。さらに興味深いことに、SGR150228213の位置は、周期的な高速無線バーストソースFRB180916とほぼ一致していることがわかりました。最後に、このバーストの物理的な起源の可能性について説明します。
げっ歯類 BL の最大輝度レベルでの光学的挙動: 幾何学とエネルギー論の融合
| Title |
The_optical_behaviour_of_BL_Lacertae_at_its_maximum_brightness_levels:_a_blend_of_geometry_and_energetics |
| Authors |
C._M._Raiteri,_M._Villata,_S._G._Jorstad,_A._P._Marscher,_J._A._Acosta_Pulido,_D._Carosati,_W._P._Chen,_M._D._Joner,_S._O._Kurtanidze,_C._Lorey,_A._Marchini,_K._Matsumoto,_D._O._Mirzaqulov,_S._S._Savchenko,_A._Strigachev,_O._Vince_(for_the_WEBT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10555 |
2021年、BLLacertaeは異常な活動段階を経ました。その後、WholeEarthBlazarTelescope(WEBT)コラボレーションが集中的に続きました。世界中の36の天文台で取得されたBVRIバンドのWEBT光学データを提示します。2021年半ばに、ソースはR=11.14で歴史的な最大値を示しました。光度曲線は、日中変動の多くのエピソードを示しており、その振幅は光源の明るさとともに増加し、長期的なフラックス挙動の幾何学的解釈と一致しています。これは、長期的なスペクトル変動によってもサポートされており、明るさでほぼ無彩色の傾向があります。対照的に、短期間の変動は強い色であることがわかり、ジェットのエネルギープロセスに起因します。また、光偏光測定の挙動を分析し、約13時間の時間遅延を伴う、磁束密度の固有の高速変動と偏光度の変動との間に強い相関関係があることの証拠を見つけます。これは、共通の物理的起源を示唆しています。ソースの全体的な挙動は、2つのメカニズムの結果として解釈できます。数日を超える時間スケールでの変動性は、配向効果によって生成される可能性が高く、ジェット内で伝播する衝撃波または磁気リコネクションのいずれかであり、おそらくキンク不安定性によって引き起こされます。ジェットは、より短い時間スケールで変動を説明できます。後者のシナリオは、ジェットが私たちの視線とより密接に整列し、時間スケールが相対論的効果によって短縮されるときに、爆発中に数日から数時間の周期で準周期的な振動が現れることを説明することもできます。.
AGILE/GRID スカイ マップで GRB を検出してローカライズする新しいディープ ラーニング手法の暫定結果
| Title |
Preliminary_Results_of_a_New_Deep_Learning_Method_to_Detect_and_Localize_GRBs_in_the_AGILE/GRID_Sky_Maps |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_A._Macaluso,_V._Fioretti,_A._Di_Piano,_L._Baroncelli,_A._Addis,_M._Landoni,_C._Pittori,_F._Verrecchia,_F._Lucarelli,_A._Giuliani,_F._Longo,_D._Beneventano_and_M._Tavani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10557 |
AGILEは2007年に打ち上げられたASI宇宙ミッションで、$\sim20$keVから$\sim10$GeVまでのエネルギー範囲のX線およびガンマ線現象を研究します。AGILEチームは、一時的なソースを迅速に検出し、GeneralCoordinatesNetworkなどのネットワークを通じて受信した外部科学アラートを追跡するためのリアルタイム分析パイプラインを開発しました。AGILE/GRIDスカイマップでガンマ線バースト(GRB)を検出してローカライズするための新しいディープラーニング手法を開発しました。マップの中心から半径20度でシミュレートされたGRBを使用してスカイマップを使用してモデルをトレーニングしました。これは、GRBWebカタログに存在するエラー領域の99.5\%を超えています。また、この方法を適用して、通常はより広い位置推定誤差領域を持つ重力波イベントの対応物を検索することも計画しています。この方法は、2つの畳み込みニューラルネットワークで実装された2つのディープラーニングモデルで構成されます。最初のモデルはGRBを含む天空図を検出してフィルタリングし、2番目のモデルはその位置をローカライズします。シミュレートされたデータを使用して、モデルのトレーニングとテストを行いました。検出モデルは95.7\%の精度を達成し、ローカリゼーションモデルの平均誤差は0.8度未満です。データシミュレーションに必要なすべてのソフトウェアを備えたDockerコンテナーを構成し、AmazonWebServiceを使用して展開し、さまざまな条件下でのp値分布を計算しました。p値分布を使用して、検出の統計的有意性を計算できます。
分子雲と相互作用する動的に古い超新星残骸で観測されたガンマ線放出のスペクトル形状は、残骸の放射シェルでの断熱圧縮と銀河宇宙線(GCR)のさらなる再加速の刺激的なシナリオを引き起こし、これは広く議論されました。近年、さまざまな情報源に適用されています。実際、多くの残骸から観測されたガンマ線スペクトルは、銀河宇宙線の圧縮された集団からのガンマ線放射の予想スペクトルに非常によく似ています。以下では、このシナリオの実現可能性について議論し、圧縮されたGCRが十分な量のガンマ線を生成できる可能性は非常に低く、観測されたスペクトル形状が許容される圧縮係数に強い制限を課していることを示します。さらに、電波波長で進化した超新星残骸の特徴のないベキ乗則スペクトルに曲率がないことは、電子、ひいてはハドロンの圧縮シナリオを強く不利にしています。私たちの計算は、観測された電波フラックスへの圧縮電子の寄与が最大で〜10％に達する可能性があることを示しています。
超高輝度X線源
超高輝度X線源(ULX)の研究は、過去10年間で劇的に変化しました。このレビューでは、最初に、さまざまな波長帯で、空間と時間の複数のスケールにわたってULXの最も重要な観察結果について説明します。最近の進歩と現在の未解決の問題について話し合います。この観察の進歩に照らして、ULX特性の現在の理論の範囲を検討します。これらのモデルを中性子星ULXに適用すると、特に厳しいテストが提供されます.
降着パルサーの最小自転周期について
低質量X線連星中の中性子星のスピン周波数の分布は、中性子星の分裂周波数(質量放出限界)より低い730Hzでカットオフを示します。これらのシステムがスピンアップ時間スケールよりも古いことを考えると、サブミリ秒パルサーがないことは問題を引き起こします。我々は、重力波放出によるトルクと釣り合ったトルク平衡に近い円盤-磁気圏相互作用のモデルに立ち向かう。内側の半径を超えて円盤を貫通する磁力線が星の最大回転周波数を低下させることに注意してください。これは、ゴーシュとラムの精力的な研究以来よく知られている結果です。内側半径が共回転半径よりもわずかに小さい場合、極冠領域はカットオフ周波数で中性子星表面積の約半分に対応することを示します。次に、質量の降着による星の慣性モーメントの変化を含めると、この効果が星の最大回転周波数をさらに低下させることがわかります。最後に、重力波放出によるトルクを含め、トルク平衡への寄与を計算します。私たちの結果は、3つのプロセスすべてがカットオフ周波数で重要であり、ミリ秒パルサーの不在に対処する際にそれらすべてを考慮する必要があることを示唆しています。
BL Lac天体のガンマ線スペクトルにおける吸収特性
ブレーザーにおけるガンマ線の生成場所は、活発な銀河核を取り囲む光子場との相互作用に密接に関連しています。この作業では、ガンマ線スペクトルの分析を通じてBLLacsの周囲構造の存在を明らかにするのに役立つ間接的な方法について説明します。ブラックホールからさまざまな距離にある構造を通過するガンマ線は、ガンマ-ガンマペアの生成を介して対応する光子場と相互作用し、スペクトルエネルギー分布に吸収特性を生成します。ガンマ線光子と推定される広線領域との相互作用は、その生成場所が中央エンジンに非常に近い場合にのみ、ガンマ線フラックスを減少させる可能性があります。一方、ジェット光子が、pcスケールの狭線領域によって生成された光UVシード光子と相互作用する場合、結果として生じるガンマ-ガンマプロセスにより、数百GeVで吸収特性が生じる可能性があります。HBLやEHBL(極端なブレーザー)などのTeVエネルギーに達するスペクトルを持つソースは、このトピックを調査するための例外的なプローブを表す可能性があります。この点に関して、ガンマ線スペクトルでそのような吸収特性の証拠を示す可能性のあるソースの最近の観測について説明します。最後に、BLLacsのスペクトルにおけるTeV未満の吸収特性がブロードバンドモデリングにどのように影響し、最終的にはガンマ線生成サイトとジェット環境を制約する強力な診断ツールになるかについて説明します。
若い大規模なクラスターと孤立した連星からの連星ブラックホールのマージにおける対称性の破れ
| Title |
Symmetry_breaking_in_merging_binary_black_holes_from_young_massive_clusters_and_isolated_binaries |
| Authors |
Sambaran_Banerjee,_Aleksandra_Olejak,_Krzysztof_Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10851 |
これまでに観測された連星ブラックホール(BBH)の合体イベントの特性は、スピン軌道整列合体が優先されることを示唆しています。当然のことながら、これは幅広い関心と憶測を引き起こし、さまざまな合併形成チャネルへの影響を軽視しています。ここでは、(i)孤立したバイナリからのBBH合併集団だけでなく、(ii)若い大規模クラスター(YMC)で形成されたBBH集団も、イベントの分布において、整列した合併に有利な非対称性を持つことを示します。実効スピンパラメータ($\chi_{\rmeff}$)。私たちの分析では、YMCの最先端のN体進化モデルと孤立したバイナリ集団合成からのBBH合併の結果を利用しています。このような分析で初めて、出生キックと動的な出会いの両方によるずれを組み込みます。YMCの$\chi_{\rmeff}$分布の平均(反同盟合併分数)は$\langle\chi_{\rmeff}\rangle\leq0.05$($f_X-\approx40\%$)より小さい(大きい)が、観測された$\langle\chi_{\rmeff}\rangle\approx0.06$($f_X-\approx28\%$)の非対称性と一致しています。対照的に、孤立したバイナリだけでは、はるかに強い非対称性が生じる傾向があります。テスト済みの物理モデルでは、$\langle\chi_{\rmeff}\rangle\approx0.25$および$f_X-\lesssim7\%$です。YMC$\chi_{\rmeff}$分布は観測された対応物により似ていますが、観測された分布を正しく再現するチャネルはありません。私たちの結果は、BBH合併母集団の「対称性の破れ」の物理を理解するためには、孤立したバイナリチャネルと動的チャネルの両方に対するさらに広範なモデル探索と、より優れた観測制約が必要であることを示唆しています。
AGN 降着円盤における重力不安定性の 3D 放射流体力学シミュレーション: 放射圧の影響
| Title |
3D_Radiation_Hydrodynamic_Simulations_of_Gravitational_Instability_in_AGN_Accretion_Disks:_Effects_of_Radiation_Pressure |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Yan-Fei_Jiang,_Jeremy_Goodman_and_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10868 |
光学的に厚い活動銀河核(AGN)降着円盤における重力不安定性(GI)の結果を研究するために、3D放射流体力学的ローカルシアリングボックスシミュレーションを実行します。ToomreパラメーターQT\leq1のときにGIが発生し、放射冷却のバランスをとる乱流加熱につながる可能性があります。ただし、放射冷却が効率的すぎると、円盤は暴走重力破砕を受ける可能性があります。完全にガス圧が支配的なケースでは、重力駆動の乱流によるShakura-Sunyaev粘度パラメーター(アルファ)が\sim0.2のときに、このような熱平衡が成立するという古典的な結果を確認します。これは無次元の冷却時間Omegatcoolに対応します。\sim5.放射圧によるサポートの割合が増加するにつれて、円盤は断片化を起こしやすくなり、α(ωtcool)の臨界値が減少(増加)します。この効果は、放射圧がガス圧の10%を超えるとすでに顕著になりますが、放射圧が完全に支配するディスクは、オメガtcool<50で断片化します。後者は、最大乱流レベルalpha<0.02に変換され、MagnetorotationalInstability(MRI)によって生成されるものに匹敵します。私たちの結果は、重力的に不安定な(QT\sim1)AGNディスクの外側領域(高/エディントン付近の降着率の可能性が高い)のかなりの放射圧を持つAGNディスクの外側領域は、常に星、そしておそらくブラックホールに断片化する必要があることを示唆しています。
FluxCT: Kepler および TESS ターゲット ピクセル ファイル内のフラックスの混入を特定するための Web ツール
| Title |
FluxCT:_A_Web_Tool_for_Identifying_Contaminating_Flux_in_Kepler_and_TESS_Target_Pixel_Files |
| Authors |
Jessica_Schonhut-Stasik_and_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10189 |
セカンダリビジュアルソースによるKeplerおよびTESSターゲットピクセルファイルの汚染フラックスを識別するためのWebツールであるFluxCTを発表します。このツールの使用方法を示し、単純なGaia半径検索に対するこのツールの利点について説明します。FluxCTは明確さとシンプルさに重点を置いており、ユーザーからの入力はKICまたはTICIDのみです。フォトメトリックピクセルアパーチャの実際の形状をより適切に説明することにより、FluxCTは、単純な放射状円錐検索よりもはるかに正確な汚染フラックスの推定値を生成できます。
OIG と Sarg CCD の特性評価
CCDの特性評価は、CCDを望遠鏡で適切に使用する前に実行する予備ステップです。イタリア国立望遠鏡ガリレオの科学機器のほとんどは、CCDを検出器として使用しています。特に、光学イメージャー(OIG)と高解像度スペクトログラフ(SARG)は、EEV(EEV4280)によって製造された2つの2kX4kCCDのモザイクを使用します。EEV4280の技術的特徴は、Cosentinoら(これらの議事録)に記載されています。
AGILE Anticoincidence システムでガンマ線バーストを識別するための深層学習異常検出法の予備結果
| Title |
Preliminary_Results_of_a_Deep_Learning_Anomaly_Detection_Method_to_Identify_Gamma-Ray_Bursts_in_the_AGILE_Anticoincidence_System |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_A._Ursi,_M._Tavani,_A._Macaluso,_A._Di_Piano,_V._Fioretti,_L._Baroncelli,_A._Addis_and_C.Pittori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10551 |
AGILEは、X線とガンマ線の天文学を研究するために2007年に打ち上げられた宇宙ミッションです。AGILEチームは、リアルタイム分析パイプラインを開発して、ガンマ線バースト(GRB)などの一時的な現象を検出し、他の施設が受信した外部科学アラートに対応しました。AGILE反一致システム(ACS)は、バックグラウンドの荷電粒子を排除するためにAGILE検出器を囲む5つのパネル(側面に4つ、上部に1つ)で構成されています。また、エネルギー範囲50～200KeVの硬X線光子も検出できます。ACSデータの取得により、各パネルの時系列が生成されます。これらの時系列は、単一の多変量時系列(MTS)にマージできます。この作業では、異常検出技術を使用して、ACSによって生成されたMTSでのGRB検出のための新しいディープラーニングモデルを提示します。このモデルは、DeepConvolutionalNeuralNetworkオートエンコーダーアーキテクチャで実装されています。AGILEACSデータからランダムに抽出されたMTSのデータセットを使用して、教師なし学習アルゴリズムでモデルをトレーニングしました。オートエンコーダーの再構成エラーは、MTSを分類するための異常スコアとして使用されます。異常スコアが事前定義されたしきい値よりも高い場合、MTSはGRBとしてフラグが立てられます。トレーニング済みモデルは、GRBを含むMTSのリストを使用して評価されます。テストにより、モデルが一時的なイベントを検出できることが確認され、AGILEリアルタイム分析パイプラインに実装できるACSデータ内のGRBを特定する新しい有望な手法が提供されました。
試運転段階
| Title |
The_commissioning_phase |
| Authors |
F._Bortoletto,_S._Benetti,_G._Bonanno,_C._Bonoli,_P._Bruno,_C._Carmona,_P._Conconi,_L.Corcione,_R._Cosentino,_M._D'Alessandro,_R._Dominguez,_D._Fantinel,_A._Galli,_D._Gardiol,_A._Ghedina,_F._Ghinassi,_E._Giro,_C._Gonzales,_NI._Gonzalez,_J._Guerra,_A._Magazz\`u,_D._Mancini,_E._Marchetti,_J._Medina,_F._Pasian,_F._Paulli,_C._Pernechele,_M._Pucillo,_R._Ragazzoni,_C._Riverol,_L._Riverol,_P._Schipani,_R._Smareglia,_G._Tessicini,_G._Trancho,_C._Vuerli,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10566 |
1997年5月には、業界にコミットされたサービスと構造の一貫した部分が、すでに試運転グループにリリースされていました。望遠鏡自体は、Nasmythderotators、モーター、およびすべての光学系グループを除いて、基本的に機械部品ですべてのサービスと制御機器の統合を受け入れる準備ができていました。また、すでに取り付けられているケーブル(インターロック、データネット、電源および制御)の検証も同じ時期に開始されました。1998年6月(望遠鏡の初光日)から、望遠鏡は徐々に使用され始め、追跡および指向システム、光学系、および最初の逆回転子システム(NasmythAステーション)をテストおよび調整するために、週に数晩使用されました。試運転期間の終わりに、最初の科学機器が取り付けられたとき(1999年4月)に、最初の定期観測も開始されました。この瞬間、望遠鏡は80%の時間天文学を行っており、完全なファーストライト計装が取り付けられています。
SARG: 高解像度スペクトログラフ
| Title |
SARG:_the_high_resolution_spectrograph |
| Authors |
Gratton_R.,_Bonanno_G.,_Bruno_P.,_Cali_A.,_Cosentino_R.,_Desidera_S.,_Farisato_G.,_Martorana_G.,_Rebeschini_M.,_Scuderi_S.,_Timpanaro_M |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10584 |
SARGはTNGの高解像度スペクトログラフです。2000年春の終わりから運用されています。SARGは交差分散エシェル分光器です。R=29,000からR=164,000までの範囲の解像度で、{\lambda}=0.37から1{\μ}mまでのスペクトル範囲をカバーする、単一のオブジェクトと長いスリット(最大26秒角)の両方の観測モードを提供します。交差分散は、4つのグリズムの選択によって提供されます。干渉フィルターは、ロングスリットモード(最大26秒角)に使用できます。屈折カメラは、交差分散スペクトルを2つの2048x4096EEVCCD(ピクセルサイズ:13.5{\μ}m)のモザイク上に画像化し、{\AA}<0.8{\μ}mのすべての分解能で完全なスペクトルをカバーします。ヨウ素吸収セルにより、高精度の動径速度が得られます。分散アクティブ温度制御システム(DATCS)は、すべての分光器コンポーネントの温度をプリセット値で一定に維持します。初期の結果によると、SARGは、波長範囲、効率(測定されたピーク効率は約13%)、解像度(最大解像度は0.3秒角のスリットを使用してR~164,000、イメージスライサーを使用してR~144,000)の点で元の仕様に従って機能することが示されています。安定性(動径速度精度の暫定的な推定値は、ヨウ素セルを使用すると~5m/s、セルを使用しない場合は~150m/sです)。
地球を太陽系外惑星として観測するための AOTF ベースの分光偏光計
| Title |
AOTF_based_spectro-polarimeter_for_observing_Earth_as_an_Exoplanet |
| Authors |
Bhavesh_Jaiswal,_Swapnil_Singh,_Anand_Jain,_K_Sankarasubramanian,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10712 |
地球は唯一知られている居住可能な惑星であり、温帯およびより地球に似た太陽系外惑星の観測をベンチマークするためのテストベッドとして機能します。太陽系外惑星の観測に似た、広い範囲の位相角で地球の円盤に統合された特徴を観測する必要があります。この作業では、AOTF(音響光学チューナブルフィルター)ベースの実験が、地球の分光偏光特性を観測するように設計されています。ここでは、分光分析および偏光測定による実験室校正の結果を、可能な機器構成の簡単な概要とともに示します。分光偏光校正の結果に基づいて、さまざまな観測条件で予想される信号レベルに合わせて機器の設計を最適化するためのシミュレーションが実行されます。AOTFベースの分光偏光計の有用性は、この研究から確立されており、現在の構成では、100msの積分時間で直線偏光に対して$<0.3$\%の偏光精度を達成できることがわかっています。大きい。装置の設計構成と月軌道からのそのような観測を行うための計画について議論されています。
Insight-HXMT搭載LEの最初の5年間の軌道上性能
| Title |
In-orbit_performance_of_LE_onboard_Insight-HXMT_in_the_first_5_years |
| Authors |
Xiaobo_Li,_Yong_Chen,_Liming_Song,_Weiwei_Cui,_Wei_Li,_Juan_Wang,_Shuang-Nan_Zhang,_Fangjun_Lu,_Yupeng_Xu,_Haisheng_Zhao,_Mingyu_Ge,_Youli_Tuo,_Yusa_Wang,_Tianxiang_Chen,_Dawei_Han,_Jia_Huo,_Yanji_Yang,_Maoshun_Li,_Ziliang_Zhang,_Yuxuan_Zhu_and_Xiaofan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10714 |
目的:低エネルギーX線望遠鏡(LE)は、Insight-HXMTミッションの主要な機器であり、1～10keVのエネルギー帯域をカバーする96個の掃引電荷装置(SCD)で構成されています。エネルギー利得と解像度は、カシオペアA(CasA)と空白の空のデータを分析することによって継続的に調整されますが、有効領域もカニ星雲の観測によって調整されます。この論文では、打ち上げから最初の5年間のLEの軌道上性能の進化を紹介します。方法:Insight-HXMTデータ解析ソフトウェアパッケージ(HXMTDAS)を利用して、さまざまなグッドタイムインターバル(GTI)の選択を使用して、CasA、空白の空、およびカニ星雲のスペクトルを抽出します。べき法則連続体といくつかのガウスラインを持つモデルをCasAのさまざまな範囲と空の空のスペクトルに適合させ、xspecを通じてそれらのラインのピークエネルギーを取得します。CALibrationDataBase(CALDB)でエネルギーゲインキャリブレーションを更新した後、CasAデータを再実行してエネルギー分解能を取得します。かに星雲のバックグラウンドを差し引いたスペクトルが、かに星雲の標準モデルと最もよく一致するように、シミュレートされた有効領域を変更するために経験関数が使用されます。結果:エネルギーゲイン、分解能、および有効面積が毎月校正されます。対応するキャリブレーション結果はCALDBで正式に更新され、ダウンロードしてInsight-HXMTデータの分析に使用できます。NuSTARとNICERによる同時観測は、導き出された結果を検証するためにも使用できます。結論:LEは、1～10keV帯域で動作する、十分に校正されたX線望遠鏡です。LEゲインの不確かさは2～9keV帯域で20eV未満であり、LE分解能の不確かさは15eV未満です。かに星雲のモデルと比較して、LEの系統誤差は1-10keVで1.5%未満です。
SARG制御システム
ここでは、イタリア国立望遠鏡「ガリレオ」(TNG)の高解像度分光器(SARG)の制御システムとアーキテクチャ全体について説明します。SARG計測器の制御の概念は、他のTNG計測器の概念と似ています。特に、CCD検出器の駆動と画像取得では、同じTNG標準ボードと同じ選択されたバス(VME)を使用します。SARGVMEと他の望遠鏡コンポーネント間のリンクは、分散されたTNGソフトウェア全体との互換性を保証する同じGATEソフトウェアに基づいています。ランプコントローラーや温度センサーなどの機器の可動部分の制御は、シリアルリンクを介してシステムに接続された市販のコントローラーに基づいています。さらに、VMEシステムから独立して回転テーブルをテストするために、PC上で実行される専用ソフトウェアが実現されました。位置決めの精度と再現性のテストが行われ、いくつかの結果が提示されています。
測光時系列の高性能特徴抽出
天文学は、ZwickyTransientFacility(ZTF)や今後予定されているLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)など、変化する空の大規模な調査の時代に突入しています。これらは、1晩あたり最大100万のアラートを生成することを目的としています。このような量の測光データには、その後のデータ品質のカット、分類、特性解析のために、効率的な光度曲線の前処理アルゴリズムが必要です。この作業では、PythonとRust用の新しいライブラリ「light-curve」を紹介します。これは、可変天文源の光度曲線から特徴を抽出することを目的としています。このライブラリは、機械学習の分類問題に適しています。特徴抽出器の高速な実装を提供します。これは、公開されている他のコードよりも優れており、光曲線の形状、大きさの分布、および周期的特性を記述する数十の特徴で構成されています。これには、分類タスクで高いパフォーマンスを提供することが示されている機能だけでなく、選択したタイプのオブジェクトの分類品質を向上させるために開発した新しい機能も含まれています。「light-curve」ライブラリは現在、ZTFアラートストリームを分析するためにANTARES、AMPEL、およびFinkブローカーシステムで使用されており、LSSTで使用するために選択されています。
可変磁気バルマー輝線を持つ 2 つの新しい白色矮星
| Title |
Two_New_White_Dwarfs_With_Variable_Magnetic_Balmer_Emission_Lines |
| Authors |
Joshua_S._Reding,_J._J._Hermes,_J._C._Clemens,_R._J._Hegedus,_B._C._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10207 |
白色矮星の新たなDAHeクラスに加えて、回転変調された磁気バルマー放射を示す2つの明らかに孤立した恒星残骸の発見を報告します。このクラスの以前に発見されたメンバーは、単一の磁場強度に対応するゼーマン分裂三重項放出機能を示しますが、これらの2つの新しいオブジェクトは、可変位相で見かけの磁場強度に大きな変動を示します。LP$705{-}64$のゼーマン分裂水素輝線は、$9.4$MGから$22.2$MGに広がり、見かけの回転時間は$72.629$分です。同様に、WDJ$143019.29{-}562358.33$は、見かけ上の$86.394$分のローテーション期間で$5.8$MGから$8.9$MGまで変動します。これにより、白色矮星のDAHeクラスが少なくとも5つの天体にもたらされ、そのすべての有効温度が$8000$Kから$500$K以内で、質量が$0.65{-}0.83\,M_{\odot}$の範囲です。
GJ 436 の遠紫外放射に関するフレア、回転、活動サイクル、および磁気星 - 惑星相互作用仮説
| Title |
Flares,_Rotation,_Activity_Cycles_and_a_Magnetic_Star-Planet_Interaction_Hypothesis_for_the_Far_Ultraviolet_Emission_of_GJ_436 |
| Authors |
R._O._Parke_Loyd,_P._C._Schneider,_James_A._G._Jackman,_Kevin_France,_Evgenya_L._Shkolnik,_Nicole_Arulanantham,_P._Wilson_Cauley,_Joe_Llama,_Adam_C._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10259 |
星の活動によって生成される遠紫外(FUV)放射の変動性は、軌道を回る惑星大気の光化学と加熱に影響を与えます。GJ436のFUV変動の包括的な分析を提示します。これは、温かく海王星サイズの惑星($M\approx25\M_\oplus$,$R\approx4.1\R_\oplus$,$P_\mathrm{orb}\approx2.6$d)。2012年から2018年までの3つのエポックでの観測は、ほぼ完全な活動サイクルにまたがり、星の2回の自転と惑星の2回の公転周期をサンプリングし、多数の短いフレアを明らかにします。2012年から2018年にかけて、この星の$7.75\pm0.10$年の活動サイクルは、観測された最大の変動(主要なFUV輝線の合計フラックスで$38\pm3$%)を生み出しました。2018年のローテーションによる変動性は$8\pm2$%でした。フィットでホワイトノイズとして扱われる10分のリズムでの追加の$11\pm1$%散乱は、機器と天体物理学の両方の起源を持つ可能性があります。フレアは、0.88日間の累積被ばくで時間平均放射を15%増加させ、ピークは25$\times$の静止状態でした。これらのフレア値は、フレアが弱すぎたり、頻度が低すぎて観測されなかった可能性が高いことを考慮して、下限として解釈します。GJ436のFUV波長でのフレア頻度分布(FFD)は、他の野外時代のM型矮星と比較して異常であり、高エネルギー($>4\times10^{28}$erg)イベントが統計的に有意に不足していることを示しています。時期尚早のフレアを引き起こす磁気星-惑星相互作用（SPI）の結果である.SPIが存在する場合、GJ436bの磁場強度は$\lesssim$100Gであるに違いなく、軌道段階のFUV放射の統計的に有意でない増加を説明できます。
磁気フラックスとの太陽スケーリング関係を使用した活動的な太陽のような星の XUV スペクトルの再構成
| Title |
Reconstructing_the_XUV_Spectra_of_Active_Sun-like_Stars_Using_Solar_Scaling_Relations_with_Magnetic_Flux |
| Authors |
Kosuke_Namekata,_Shin_Toriumi,_Vladimir_S._Airapetian,_Munehito_Shoda,_Kyoko_Watanabe,_Yuta_Notsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10376 |
ケプラー宇宙望遠鏡とトランシティング系外惑星調査衛星は、太陽のような星が系外惑星を頻繁にホストしていることを明らかにしました。これらの太陽系外惑星は、X線および極紫外線(EUV)放射の形で電離放射線のフラックスにさらされ、大気のダイナミクスと化学に変化をもたらす可能性があります。X線フラックスは直接観測できますが、EUVフラックスは星間物質の吸収が激しいため観測できません。ここでは、恒星全体のXUV(X線+EUV)およびFUVスペクトルを、恒星の全符号なし磁束の関数として推定する新しい経験的方法を提示します。太陽の総無符号磁束に対する太陽のXUVおよびFUVスペクトル(0.1-180nm)の応答は、10年にわたる長期の太陽としての星のデータセットを使用して調査され、べき乗関係が得られます。0.1-1nmのスペクトル分解能を持つ各波長。スケーリング関係を、活動的な若い太陽のような星(G矮星)、EKDra(G1.5V)、$\pi^1$Uma(G1.5V)、および$\kappa^1$Ceti(G5V)に適用しました。そして、観測されたスペクトル(観測不可能な長いEUV波長を除く)は、導き出されたべき法則関係の拡張とほぼ一致しており、1桁の誤差があることがわかりました。これは、私たちのモデルが、36nm以上の波長でほとんど吸収されるEUVバンドを含む、太陽のような星のXUV/FUVフラックスを導き出すための貴重な方法であることを示唆しています。また、2～30nm帯域の波長での太陽拡張と恒星観測の違いについても説明し、さらなる検証には磁気フラックスとXUV/FUVフラックスの同時観測が必要であると結論付けました。
あまり進化していない段階 III の複数の恒星集団: NGC 2210 でのヘリウム拡散の可能性
| Title |
Multiple_stellar_populations_at_less_evolved_stages-III:_a_possible_helium_spread_in_NGC_2210 |
| Authors |
Chengyuan_Li,_Xin_Ji,_Long_Wang,_Yue_Wang,_Baitian_Tang,_Antonino_P._Milone,_Yujiao_Yang,_Holger_Baumgardt,_Dengkai_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10466 |
ヘリウムの変動は、複数の恒星集団を持つ球状星団(GC)に共通する特徴です。すべての形成シナリオは、二次集団星がヘリウムで強化されることを予測していますが、正確なヘリウム含有量は汚染者によって異なります。したがって、星団内のヘリウムの変化を検索することは、星団が複数の集団をホストしているかどうかを理解し、形成シナリオを制約する簡単な方法です。このトピックは銀河のGCについて十分に調査されていますが、天の川を越えたGCは距離が長いため、研究が困難です。この研究では、{\slハッブル宇宙望遠鏡}によって観測された深部測光法を使用して、大マゼラン雲NGC2210の古い($\sim$12.5Gyr)GCにおけるGK型主系列矮星のヘリウム分布を研究しています。MSの観察された形態を、異なるヘリウム分布を持つ合成集団の形態と比較します。NGC2210の矮星にはヘリウム拡散があり、内部分散は$\delta{Y}\sim$0.06--0.07であることを確認しました。ヘリウムが豊富な星の割合は、$\delta{Y}$分布に依存します。連続的な$\delta{Y}$分布は、MS星の半分以上がヘリウム濃縮($\sim$55\%)であることを示します。$\delta{Y}$分布が離散的(バイモーダル)である場合、$\sim$30\%濃縮された星の一部が、観測されたMSの形態を説明できます。また、Heに富む集団星は、Heが通常の星よりも中心に集中していることもわかりました。
LAMOST 銀河サーベイにおける Ba 増強矮星と亜巨星
| Title |
Ba-enhanced_dwarf_and_subgiant_stars_in_the_LAMOST_Galactic_surveys |
| Authors |
Meng_Zhang,_Maosheng_Xiang,_Hua-Wei_Zhang,_Yuan-Sen_Ting,_Ya-Qian_Wu_and_Xiao-Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10504 |
Ba強化星は、星の天体物理学と銀河形成の歴史の興味深いプローブです。この作業では、LAMOSTから$5000<T_{\rmeff}<6700$\,KのBa増強([Ba/Fe]$>$1.0)矮星と亜巨星の大規模なサンプルの化学と運動学を調査します。我々は、星の内部進化プロセスと連星進化による外部物質交換の両方が、我々のサンプル星のBa強化の起源の原因であることを発見した。それらの約3分の1は、CとNの増強と紫外線輝度の過剰を示し、バイナリ進化の産物であることを示しています。通常のCとN存在量を持つ残りのBa増強星は、ほとんどが$T_{\rmeff}>6000$\,Kの暖かい星です。それらは星の内部元素輸送プロセスの結果である可能性が高いですが、より高温のAm/Fm星とは非常に異なる元素パターンを示しています。私たちの結果は、[Fe/H]--[$\alpha$/Fe]平面に高[$\alpha$/Fe]Ba増強星が実質的に欠如していることを明らかにしており、これを{\emhigh-$\alpha$砂漠}。これは、連星系の低質量AGB前駆星によるBa強化星の生成効率が低いためであると考えられます。私たちの結果は、星の内部元素輸送と外部質量降着の両方の文脈で、これらのBa強化星の特異性の詳細なモデリングを求めています。
コロナカレントシートに沿った乱流はイオンサイクロトロン波を駆動するか?
| Title |
Does_Turbulence_along_the_Coronal_Current_Sheet_Drive_Ion_Cyclotron_Waves? |
| Authors |
Daniele_Telloni,_Gary_P._Zank,_Laxman_Adhikari,_Lingling_Zhao,_Roberto_Susino,_Ester_Antonucci,_Silvano_Fineschi,_Marco_Stangalini,_Catia_Grimani,_Luca_Sorriso-Valvo,_Daniel_Verscharen,_Raffaele_Marino,_Silvio_Giordano,_Raffaella_D'Amicis,_Denise_Perrone,_Francesco_Carbone,_Alessandro_Liberatore,_Roberto_Bruno,_Gaetano_Zimbardo,_Marco_Romoli,_Vincenzo_Andretta,_Vania_Da_Deppo,_Petr_Heinzel,_John_D._Moses,_Giampiero_Naletto,_Gianalfredo_Nicolini,_Daniele_Spadaro,_Luca_Teriaca,_Aleksandr_Burtovoi,_Yara_De_Leo,_Giovanna_Jerse,_Federico_Landini,_Maurizio_Pancrazzi,_Clementina_Sasso,_Alessandra_Slemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10545 |
電流シートの境界での乱流によって駆動されるイオンサイクロトロン波の存在の証拠は、この論文で報告されています。ParkerSolarProbeとSolarOrbiterに搭載されたMetisコロナグラフによって実行された共同観測の可能性を最大限に活用することにより、太陽風の局所測定を太陽コロナの大規模構造と関連付けることができます。この結果は、電流シート層のダイナミクスが乱流を生成し、それが太陽風プラズマを不安定にし、アルフエンイオンサイクロトロン、ミラーモードなどの異方性駆動の不安定性にするのに十分な強度の温度異方性を生成することを示唆しています。、およびファイアホースの不安定性。高周波磁気ゆらぎの分極状態の研究により、イオンサイクロトロン波が実際に現在のシートに沿って存在することが明らかになり、リモートで画像化されたコロナソース領域の磁気トポロジーとその場で観察された波バーストがリンクされます。現在の結果は、イオンサイクロトロンメカニズムに基づく最先端のモデルの改善を可能にし、コロナ加熱に関与するプロセスに新しい洞察を提供する可能性があります。
ひので/EIS 観測で利用可能なスペクトル線を使用した太陽コロナ磁場測定: 強弱磁場技術と温度診断
| Title |
Solar_coronal_magnetic_field_measurements_using_spectral_lines_available_in_Hinode/EIS_observations:_Strong_and_weak_field_techniques_and_temperature_diagnostics |
| Authors |
Yajie_Chen,_Xianyong_Bai,_Hui_Tian,_Wenxian_Li,_Feng_Chen,_Zihao_Yang,_Yang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10596 |
最近、FeXの磁場誘起転移(MIT)を使用してコロナ磁場強度を測定できることが提案されました。「ひので」に搭載されたEUVImagingSpectrometer(EIS)による分光観測にMIT理論を適用するために、いくつかの手法、直接線比法、弱磁場法および強磁場法が開発されています。ただし、弱磁場技術と強磁場技術に基づくコロナ磁場測定の適合性は評価されていません。また、MIT理論に基づくコロナ磁場の計測には温度診断も重要ですが、EIS観測からFeX線の正確な形成温度をどのように決定するかについては、まだ研究が必要です。この研究では、太陽活動領域の3D放射線磁気流体力学モデルからいくつかのスペクトル線の放出を合成し、次にさまざまな方法を使用して磁場強度を導き出しました。最初に、弱磁場技術と強磁場技術から導き出された磁場強度をモデルの値と比較しました。私たちの研究は、弱い磁場技術と強い磁場技術の両方がコロナ磁場強度を過小評価していることを示唆しています。次に、FeX線の形成温度を計算する2つの方法を開発しました。1つは微分放出測定分析に基づいており、もう1つはFeIXおよびFeXIラインペアから温度を導き出しています。ただし、2つの方法のどちらも、FeX174/175および184/345{\AA}線比から得られる正確なコロナ磁場測定のための温度決定を提供できません。EIS観測を使用してコロナ磁場を正確に測定するには、さらに多くの努力が必要です。
2017 年 8 月 21 日の皆既日食中に取得された画像から得られたコロナ磁場
コロナ磁場は、コロナの物理学とダイナミクスにとって圧倒的に重要であるにもかかわらず、ほとんど測定されていません。ここでは、2017年8月21日の皆既日食中に取得された画像から得られた電子密度マップを使用して、コロナ磁場を測定する新しい手法を示します。コロナ磁場の強さは、プラズマ磁気エネルギー密度を重力ポテンシャルエネルギーに関連付ける半経験式で導き出されます。得られた値は、光球フィールド測定から始まるコロナ全体のMHDシミュレーションに基づく、より高度なコロナフィールド再構成法によって提供される値と比較され、非常に良い一致が見られます。プラズマ$\beta$やAlfv\'en速度などの他のパラメーターも導出され、MHDシミュレーションのパラメーターと比較されます。さらに、コロナ磁場の平面(POS)方向は、フィルタリングされた画像で観測されたコロナの特徴の傾斜から導き出され、磁場再構成との密接な一致も見られます。したがって、この研究は、皆既日食中に測定されたコロナ電子密度の2D分布が、POSに投影されたコロナ磁場強度と傾斜を提供するのに十分であることを初めて示しています。これらは、これまで太陽コロナで起こっている物理現象の理解を制限していた主な欠けている情報の1つです。
| Title |
Primordial_Gravitational_Waves_From_Black_Hole_Evaporation_in_Standard_and_Non-Standard_Cosmologies |
| Authors |
Aurora_Ireland,_Stefano_Profumo_and_Jordan_Scharnhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10188 |
光から放射された重力子、蒸発するブラックホールは、重力波の確率的背景に寄与します。このような放射のスペクトルは、ブラックホールの質量とスピンの両方に依存するだけでなく、ブラックホールの形成と現在の間に発生する赤方偏移にも依存します。これは、宇宙の膨張の歴史に依存しますが、軽元素の合成以前には、宇宙の膨張の歴史はほとんど知られていません。ここでは、可能性のある初期の宇宙史の広い範囲の下で、ブラックホールの蒸発による重力波の確率的背景の特徴を調べます。結果として生じる重力波信号は、通常、非常に高い周波数でピークに達し、提案されている超高周波重力波検出器の機会を提供します。強度が抑制されているにもかかわらず、検出可能性のしきい値をはるかに下回っている可能性がありますが、より低い周波数のピークも可能です。最大の強度ピークは、大きな圧力対密度比を持つ状態方程式を持つ流体によって支配される宇宙論に対応することがわかります。このようなシナリオは、$\DeltaN_{\rmeff}$境界の違反に基づいて制約できます。
Axion Star Explosions: Axion 間接検出の新しいソース
| Title |
Axion_Star_Explosions:_A_New_Source_for_Axion_Indirect_Detection |
| Authors |
Miguel_Escudero,_Charis_Kaur_Pooni,_Malcolm_Fairbairn,_Diego_Blas,_Xiaolong_Du,_David_J._E._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10206 |
暗黒物質がアクシオンで構成されている場合、アクシオン星は暗黒物質ハローのコアで形成されます。これらの星は臨界質量を超えると不安定になり、銀河間媒体を加熱する電波光子に崩壊し、アクシオン間接検出の新しいチャネルを提供します。私たちは最近、アクシオンの星の合体によるアクシオンの崩壊率の正確な計算を初めて提供しました。この作業では、CMBの光学的深さに関する既存のデータが、質量範囲$10^{-14}\,{\rmeV}\lesssimm_a\lesssim10^{-8}でアクシオン光子結合に強い制約をもたらす方法を示します。\,{\rmeV}$.アクシオン星の崩壊は、暗黒時代の銀河間物質の効率的な再電離につながります。この非標準再イオン化をトンプソン光学幅のプランクの従来の測定値と比較することにより、範囲$10^{-14}\,{\rmGeV}^{-1}\lesssimg_{a\gamma\の結合を示します。gamma}\lesssim10^{-10}\,{\rmGeV}^{-1}$は、アクシオン星の存在量のベンチマークモデルから除外されています。高赤方偏移での中性水素の21cm放出の将来の測定は、この制限を1桁以上改善する可能性があり、直接検出ハロースコープのターゲットでもあるパラメーター空間のアクシオン暗黒物質に対する補完的な間接的制約を提供します。
IceCubeとP-ONEでダークマター消滅を探る
| Title |
Searching_for_Dark_Matter_Annihilation_with_IceCube_and_P-ONE |
| Authors |
Kruteesh_Desai_and_Rouhan_Li_and_Stephan_Meighen-Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10542 |
10年間の公開されたIceCubeデータを利用して、弱く相互作用する大質量粒子の新しい検索を提示し、ニュートリノ消滅に対する大規模な暗黒物質に関する以前のIceCube分析よりも厳しい境界を設定します。また、新しいニュートリノ天文台P-ONEの将来の可能性を予測し、1～10TeV領域でガンマ線探索の感度を約1～2桁超える可能性さえあることを示しています。この分析では、銀河の暗黒物質のハローと銀河外の発生源から、直接的および間接的なチャネルを介して、拡散した暗黒物質がニュートリノに自己消滅することを考慮しています。また、P-ONEはこれらの境界をIceCubeよりもさらに押し進めることができると予測しており、実行時間を延長するために銀河の中心探索を利用して、熱の遺物の豊富さに到達することさえできます。
アンケートの内容天文学におけるシミュレーション誘発選択効果
| Title |
What_Is_In_a_Survey?_Simulation-Induced_Selection_Effects_in_Astronomy |
| Authors |
Sarah_C._Gallagher_(Dept._of_Physics_and_Astronomy_and_Institute_for_Earth_and_Space_Exploration,_Western_University,_Canada)_and_Chris_Smeenk_(Dept._of_Philosophy_and_Rotman_Institute_of_Philosophy,_Western_University,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10774 |
観測天文学は、天文調査からのデータを解釈する際に考慮しなければならない選択効果に悩まされています。時間と機器の感度を観察する物理的な制限のため、データセットが完全であることはめったにありません。ただし、サンプルから何が欠けているかを明確に判断することは、必ずしも簡単ではありません。たとえば、明るさが制限されたサンプルでは、明るい天体よりも暗い天体(銀河など)の方が常に多くなりますが、暗い天体は明るい天体と同じ種類ではない場合があります。それらがそうであると仮定すると、検出可能な境界近くのオブジェクトの集団を誤って特徴付ける可能性があります。同様に、よく観察できる近くの天体から始めて、はるかに離れた(そして若い宇宙からサンプリングされた)天体が同じ種類のものであると仮定すると、迷う可能性があります。銀河集団の人口学的モデルは、複数の相互作用する選択効果を特徴付けて説明するために使用できる「モック」カタログを作成するために、システムシミュレーションを観察するための入力として使用できます。この目的でシミュレーションを使用することは、天文学では一般的な方法であり、観測とシミュレーションの境界線があいまいになります。観測データは、シミュレーションから独立して解釈することはできません。この方法論について説明し、天体物理学者がシミュレーションに依存する観測プログラムの信頼性を確立する効果的な方法を開発したことを主張します。信頼性は、シミュレートされた母集団の物理的および人口統計学的特性が、独立した観測によってどれだけうまく制約されるかに依存します。また、シミュレーションを使用することによって引き起こされる新しい課題を特定します。これは、「計算されていない選択肢の問題」と呼ばれます。シミュレートできるものの限界により、天文学者が限られた空間のみを検討するようになると、シミュレーション自体が意図しない選択効果を生み出すことがあります。代替提案の。
