大規模で動的に緩和された銀河団の濃度と質量の関係: 観測と $\Lambda$CDM シミュレーションの一致
| Title |
The_Concentration-Mass_Relation_of_Massive,_Dynamically_Relaxed_Galaxy_Clusters:_Agreement_Between_Observations_and_$\Lambda$CDM_Simulations |
| Authors |
Elise_Darragh-Ford,_Adam_B._Mantz,_Elena_Rasia,_Steven_W._Allen,_R._Glenn_Morris,_Jack_Foster,_Robert_W._Schmidt,_Guillermo_Wenrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10931 |
銀河団の総質量をその質量プロファイルの濃度と赤方偏移に関連付ける関係は、宇宙構造形成のコールドダークマター(CDM)パラダイムの基本的な予測です。ただし、シミュレーションされたクラスターは、詳細な質量プロファイルの制約が可能な観測されたサンプルを代表するものではないという事実により、これらの予測に観測で立ち向かうことは複雑です。この作業では、4つの赤方偏移における銀河団のTHETHREEHUNDREDプロジェクトの流体力学的シミュレーションからのX線放射率のマップの対称性-ピークネス-アラインメント(SPA)形態測定基準を計算し、それによって形態学的に緩和されたシミュレートされたクラスターのサンプルを選択します。観察基準を使用して。これらのクラスターは、完全なサンプルよりも平均して形成時間が早く、形態学的にも動的にも通常よりもリラックスしていることを確認しています。質量($\kappa_m$)および$1+z$($\kappa_\zeta$)へのべき法則依存性を仮定して、シミュレートされたクラスターの緩和サンプルと完全サンプルの両方の濃度-質量-赤方偏移関係を制約し、$\を見つけます。緩和されたサブサンプルのkappa_m=-0.12\pm0.07$および$\kappa_\zeta=-0.27\pm0.19$。${\itChandra}$で観測された大規模で緩和されたクラスターの同等に選択されたサンプルから、$\kappa_m=-0.12\pm0.08$および$\kappa_\zeta=-0.48\pm0.19$が見つかります。シミュレーション予測。シミュレートされたサンプルと観測されたサンプルは、ピボット質量と赤方偏移での平均濃度にもよく一致し、観測された最大の重力崩壊構造の特性における$\Lambda$CDMパラダイムのさらなる検証を提供します。これはまた、シミュレーションの長年の予測である赤方偏移を伴う濃度の減少がデータで初めて明確に検出されたことを表しています。
ミリ秒角のレンズ付き電波ジェット II: 拡張された重力アークからのファジィ暗黒物質の制約
| Title |
A_lensed_radio_jet_at_milli-arcsecond_resolution_II:_Constraints_on_fuzzy_dark_matter_from_an_extended_gravitational_arc |
| Authors |
Devon_M._Powell,_Simona_Vegetti,_J._P._McKean,_Simon_D.M._White,_Elisa_G._M._Ferreira,_Simon_May,_Cristiana_Spingola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10941 |
非常に長いベースライン干渉計(VLBI)を使用して$\lesssim5$ミリ秒角の解像度で観測された単一の重力レンズシステムを使用して、ファジー暗黒物質(FDM)粒子の質量に下限を設定し、$m_\chi\を除外します。leq4.4\times10^{-21}~\mathrm{eV}$は、滑らかなレンズモデルに対して20:1の事後オッズ比を持ちます。$m_{\chi,\mathrm{vec}}>1.4\times10^{-21}~\mathrm{eV}$を使用して、ベクトルFDMなどの非スカラーおよび複数フィールドモデルに結果を一般化します。拡張されたソース構造と観測の高い角度分解能により、私たちの分析は、FDM理論の最も一般的な予測である、レンズの主要な暗黒物質ハロー内の顆粒構造の存在に直接敏感です。重力ポテンシャル内の超軽量暗黒物質フィールドのよく理解された物理学に基づくモデルは、レンズ銀河の想定される暗黒物質の割合と速度分散の広い範囲に対して堅牢な結果をもたらします。私たちの結果は、構造形成および/またはバリオン効果の中間モデリングに依存する過去の分析からの$m_\chi$の他の下限と競合しています。10～100GHzでより高い解像度の観測を行うことで、将来的に制約が最大2桁改善される可能性があります。
ローカル Web のシミュレーション (SLOW): I. ローカル密度フィールドの異常
| Title |
Simulating_the_LOcal_Web_(SLOW):_I._Anomalies_in_the_local_density_field |
| Authors |
Klaus_Dolag,_Jenny_G._Sorce,_Sergey_Pilipenko,_Elena_Hern\'andez-Mart\'inez,_Milena_Valentini,_Stefan_Gottl\"ober,_Nabila_Aghanim_and_Ildar_Khabibullin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10960 |
コンテキスト:ローカルユニバース(LU)のいくつかの観測は、非常に顕著な構造の存在を示しています。一方では大規模な銀河団と局所的な超銀河団が存在しますが、他方では大きな局所的な空隙と密度不足も存在します。ただし、そのような異なる観測選択トレーサーを基になる暗黒物質(DM)分布に接続することは非常に重要です。方法(要約):CosmicFlows-2カタログから得られた固有の速度に基づく初期条件でLUの500Mpc/hの大規模な制約付きシミュレーションを使用し、流体力学シミュレーションで銀河形成物理学を直接追跡して、恒星の比較に基づいています。銀河の質量またはクラスターのX線光度。また、Magneticumシミュレーションからの2668Mpc/hの大きな宇宙ボックスを使用して、シミュレーション内のランダムなパッチでそのような異常を見つける頻度を評価しました。結果:制約付きシミュレーションのハローと銀河は、局所的なDM密度場を非常に異なる方法で追跡することを示しています。これにより、このシミュレーションは、観測されたクラスターサンプル(CLASSIX)で使用されたのと同じ質量またはX線光度限界を適用した場合、約100Mpcの球内の銀河クラスターおよびグループの観測された50%の過小密度を再現します。~1.5$\sigma$機能。同時に、シミュレーションは、同じ球内で観測された大規模な銀河団の過密を再現します。これは、それ自体でも~1.5$\sigma$の特徴に対応します。興味深いことに、15635のランダムな実現のうち44(つまり0.28%)のみが両方の異常に一致することがわかり、LUは~3$\sigma$環境になります。最後に、模擬銀河カタログをLU内の観測された銀河の分布と比較し、観測された約16Mpcでの2つの過剰密度の係数と、観測された約40Mpcの距離での観測された15%の密度不足にも一致することを見つけました。
スカラーテンソル理論における準静的近似の妥当性について
宇宙加速の発見は、動的暗黒エネルギーと修正重力モデルの広範な研究の動機となった。特に興味深いのはスカラーテンソル理論であり、スカラー場の暗エネルギーが物質に非最小結合されています。これらのモデルの宇宙論的制約は、準静的近似(QSA)を採用することが多く、スカラー場の摂動のダイナミクスは物質密度の摂動に比例します。QSAを使用すると、スカラーテンソル理論の現象論の物理的解釈が簡素化され、パラメーター制約を導出する際の計算時間が大幅に節約されます。スクリーニングメカニズムを備えた十分に動機付けられたスカラーテンソル理論であるシンメトロンモデルに焦点を当て、線形摂動場方程式の正確な解をQSAで得られたものと比較し、QSAが適用されるモデルパラメーターの範囲を特定します有効です。バックグラウンドのスカラー場の進化が最も重要であることがわかりました。つまり、それがハッブル摩擦またはスカラー場のポテンシャルによって支配されているかどうかです。これは、シンメトロンモデルの基準を導き出すのに役立ちますが、同じ議論を一般化されたブランズディッケ型の他のスカラーテンソル理論にも適用できます。スカラー場が暗黒物質にのみ結合するシナリオと、すべての物質に結合するシナリオの2つを考えます。
プランク2018データからの非ゼロ宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光回転角の最近の測定に照らして、このような宇宙複屈折効果が、チャーン-サイモンのような学期。宇宙複屈折角の一般式を、以前の研究の間違いを修正して再導出することから議論を始めます。次に、回転角は粒子と反粒子の数密度の差によって決まるため、現在のフェルミオンを左手電子ニュートリノと非対称暗黒物質(ADM)粒子として識別します。電子ニュートリノの場合、EMPRESSサーベイによって最近測定された縮退パラメータ$\xi_{\nu_e}$の値により、CMB光子偏光回転を説明できる大きなパラメータ空間が見つかりました。一方、ADMソリューションでは、$M_\chi=5$GeVと5keVの2つのベンチマークケースを検討します。前者は、宇宙で観測されたADMとバリオンの非対称性が同じメカニズムによって生成された場合のADM質量の自然値であり、後者は暖かいDM候補を提供します。さらに、CMBパワースペクトルとDM直接検出からの実験的制約を調査します。
SKA-Low による再電離後の宇宙における HI パワー スペクトルの検出
| Title |
Detecting_the_HI_Power_Spectrum_in_the_Post-Reionization_Universe_with_SKA-Low |
| Authors |
Zhaoting_Chen_(1),_Emma_Chapman_(2),_Laura_Wolz_(1)_and_Aishrila_Mazumder_(1)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_(2)_University_of_Nottingham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11504 |
前景と機器効果の存在下でSKA-Low電波望遠鏡を使用して$5<z<6$で中性水素(HI)パワースペクトルを検出するための調査戦略を提示します。再電離後の本質的に弱いHI信号の観測を、さまざまなレベルのノイズと、空モデル減算後の残差に相当する前景振幅による汚染でシミュレートします。大規模な宇宙規模でHI信号を復元するには、画像化されたデータに対するブラインド信号分離法が必要であることがわかりました。フォアグラウンドクリーニングのさまざまな方法を比較すると、ガウス過程回帰(GPR)が主成分分析(PCA)よりも優れていることがわかります。主な違いは、GPRがデータの共分散全体にスムーズカーネルを使用することです。前景クリーニングのデータ共分散を正確にモデル化するのに十分な信号対雑音比を提供するには、1つのフィールドの積分時間を$\sim250$時間より長くする必要があります。一次ビーム視野内の画像は、スケール$k\sim0.02\,{\rmMpc^{-1}}-0.3\,{\rmMpc^{-1}}でHIパワースペクトルの測定値を示します。$$\Delta[{\rmlog}(k/{\rmMpc^{-1}})]=0.25$ビンのS/N比$\sim2-5$積分時間を600と仮定時間。前景ウェッジの外側で偏りのない測定を有効にするには、周波数チャネル全体に小規模な変動を導入する系統的効果を$\lesssim1\%$にする必要があります。私たちの結果は、再電離後の宇宙におけるHIパワースペクトルを測定するためにSKA-Lowアレイを使用することに向けた重要な検証を提供します。
居住性の多元宇宙予測: 要素の豊富さ
| Title |
Multiverse_Predictions_for_Habitability:_Element_Abundances |
| Authors |
McCullen_Sandora,_Vladimir_Airapetian,_Luke_Barnes,_Geraint_F._Lewis,_Ileana_P\'erez-Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10919 |
元素存在量の物理定数への依存性と、これが提案されているさまざまな居住性基準の複雑な生命の分布に与える影響を調査します。存在量の変動の3つの主な原因を考察します。異なる超新星率、大質量星でのアルファ燃焼、同位体安定性、およびそれぞれが金属対岩石の比率と炭素、酸素、窒素、リン、硫黄、シリコンの存在量にどのように影響するかです。マグネシウム、鉄。私たちの分析は、宇宙の他のいくつかの観測された特徴と同様に、物理定数の観測を行うものを決定することにより、どの居住可能性基準が正しいかについてのいくつかの予測につながります。私たちの結果は、炭素が豊富または炭素が少ない惑星は居住不可能であり、わずかにマグネシウムが豊富な惑星は居住可能であり、生命は窒素の存在量にあまり敏感に依存していないことを示しています.また、金属が豊富な惑星とリンが少ない惑星が居住可能であるという示唆的ではあるが決定的ではない証拠も見つかりました。これらの予測は、他の宇宙の通常の環境によく似た宇宙の領域を調べることで確認できます。これらの予測のいずれかが間違っていることが判明した場合、多元宇宙のシナリオでは、観測者の大多数が私たちの宇宙とは大幅に異なる宇宙で生まれたと予測されるため、さまざまな程度の統計的有意性で除外することができます.
ジュノ UVS 観測による、木星の南側オーロラ楕円内での C$_2$H$_2$ 吸収の増強
| Title |
Enhanced_C$_2$H$_2$_absorption_within_Jupiter's_southern_auroral_oval_from_Juno_UVS_observations |
| Authors |
Rohini_S._Giles,_Vincent_Hue,_Thomas_K._Greathouse,_G._Randall_Gladstone,_Joshua_A._Kammer,_Maarten_H._Versteeg,_Bertrand_Bonfond,_Denis_G._Grodent,_Jean-Claude_G\'erard,_James_A._Sinclair,_Scott_J._Bolton,_Steven_M._Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10946 |
木星の南極におけるアセチレン(C$_2$H$_2$)の分布を研究するために、探査機ジュノーの紫外分光器(UVS)から反射された太陽光の観測が使用されました。C$_2$H$_2$の吸収特性の形状は極域全体で大きく異なることがわかり、これを使用してC$_2$H$_2$存在量の空間的変動を推測できます。木星の南極オーロラの位置と一致する局所的なC$_2$H$_2$吸収の増強された領域があります。オーロラ楕円の極方向のC$_2$H$_2$存在量は、隣接する静止した非オーロラ経度よりも3倍高い。これは、オーロラの北側楕円内でC$_2$H$_2$の量が多いことを発見した以前の赤外線研究に基づいています。これは、木星の上層大気の化学が荷電オーロラ粒子の流入によって強く影響を受けていることを示唆しており、木星の極域のイオン中性光化学モデルを開発する必要性を示しています。
ヘリウム 10830 {\AA} トランジットを使用して惑星の磁場を抑制
| Title |
Using_helium_10830_{\AA}_transits_to_constrain_planetary_magnetic_fields |
| Authors |
Ethan_Schreyer,_James_E._Owen,_Jessica_J._Spake,_Zahra_Bahroloom_and_Simone_Di_Giampasquale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10947 |
惑星の磁場は、大量の紫外線照射を受ける近くの惑星の予測される質量損失率に影響を与える可能性があります。この作業では、ヘリウムの10830オングストローム線でのトランジット分光法を使用して、大気圏外脱出を起こしている近接系外惑星の磁場を検出する方法を提示します。流体力学的および磁気流体力学的光蒸発に関する以前の研究に動機付けられて、流出のトポロジーを制御するには弱すぎる磁場を持つ惑星は、昼から夜への流れによる青方偏移トランジットにつながることを示唆しています。対照的に、強力な磁場は、ガスが磁場のほぼ双極トポロジーに従うことを余儀なくされるため、この昼夜の流れを妨げます。既存の2Dフォトエバポレーションシミュレーションを後処理して、この概念をテストし、ヘリウムでの合成トランジットプロファイルを計算します。予想通り、流体力学的に支配された流出が、ガスの音速のオーダーで青方偏移したトランジットにつながることがわかりました。強い表面磁場により、トランジットプロファイルがシフトしないか、わずかに赤方偏移します。高解像度の観測では、これらのプロファイルを区別できます。ただし、離心率の不確実性は、一般に、速度シフトが個々の惑星の流出によるものであると断言できないことを意味します。ヘリウム観測の大部分は青方偏移しています。これは、近くにある惑星が一般に表面双極子磁場強度$\lesssim0.1$ガウスを持っていることを暫定的に示している可能性があります。この結論を確実に確認するには、より多くの3D流体力学および磁気流体力学が必要です。
赤外線干渉法によるエキソ彗星のイメージング
| Title |
Imaging_of_exocomets_with_infrared_interferometry |
| Authors |
Markus_Janson,_Jayshil_Patel,_Simon_C._Ringqvist,_Cicero_Lu,_Isabel_Rebollido,_Tim_Lichtenberg,_Alexis_Brandeker,_Daniel_Angerhausen,_Lena_Noack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10961 |
活発な彗星はいくつかの系外惑星系で検出されていますが、これまでのところ間接的なものにすぎませんが、拡張コマの塵やガスが恒星円盤の前を通過したときです。活発な彗星コマの大きな光学面と比較的高い温度は、直接イメージングで研究するのにも適していますが、角度分離は一般的に小さすぎて、現在の施設では到達できません。ただし、近くのシステムのハビタブルゾーンにある地球型惑星を検出する機能を備えた将来のイメージング施設は、そのようなシステムのエキソコメットにも敏感になります。ここでは、特に太陽系外惑星用大型干渉計(LIFE)との関連で、エキソコメットイメージングのいくつかの側面を調べます。これは、干渉法を無効にすることによる赤外線イメージングと分光法のための提案された宇宙ミッションです。LIFEパフォーマンスのシミュレーションと、トランジット調査から最近推定されたエキソコメッツの統計的特性に基づいて、エキソコメットのイメージングと分光法を取得するためにLIFEが持つ機能を研究します。ピクトリス座ベータ星のような極端な彗星活動を伴う星系では、十分に明るい彗星が非常に豊富で、LIFEの内部視野を過密にする可能性があることがわかりました。イプシロンエリダニやフォーマルハウトなど、より近くで適度に活動的な星系が最適なターゲットになる可能性があります。ヘール・ボップ彗星のように、エキソコメットが強いケイ酸塩放出の特徴を持っている場合、個々のエキソコメット体の鉱物学を研究することが可能になるかもしれません。また、惑星の偽陽性としてのエキソコメッツの可能性についても議論し、最近のアルファケンタウリのディープイメージングを1つの仮説的な例として取り上げます。このような汚染物質は、主に若い破片円盤星の間で一般的である可能性がありますが、主系列集団の間ではまれであるはずです.このような誤検知のリスクを軽減するための戦略について説明します。
さまざまな地球型惑星形成シナリオからの地球類似体のコアとマントルの組成の比較
| Title |
Comparisons_of_the_core_and_mantle_compositions_of_earth_analogs_from_different_terrestrial_planet_formation_scenarios |
| Authors |
Jesse_T._Gu,_Rebecca_A._Fischer,_Matthew_C._Brennan,_Matthew_S._Clement,_Seth_A._Jacobson,_Nathan_A._Kaib,_David_P._O'Brien,_Sean_N._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11020 |
地球のコアとマントルの化学組成は、それらの形成につながったプロセスへの洞察を提供します。一方、N体シミュレーションは一般に化学情報を含まず、地球型惑星の質量と軌道のみを再現しようとします。これらのシミュレーションは、太陽系形成の4つの潜在的に実行可能なシナリオ(古典的、環状、グランドタック、初期不安定性)にグループ化することができ、合計433のN体シミュレーションをコンパイルします。これらのシミュレーションの出力を、コア形成の多段階モデルと組み合わせたメルトスケーリング法則を使用して、地球のコアとマントルの化学に関連付けます。地球類似体の組成は、N体シミュレーションにおける平衡化胚コアの割合と初期胚質量によって大きく左右されることがわかりました。グランドタックシミュレーションでは、最後の巨大な衝突の後に最大量の物質が降着します。ただし、地球のマントル組成はさまざまなパラメーターに敏感であり、N体シミュレーションの確率的性質のため、降着シナリオや初期の胚質量を除外することはできません。地球の類似体が経験した最後の胚の衝突を特定の月形成シナリオと比較すると、月形成の衝突の特徴は、N体シミュレーションの初期条件に依存していることがわかります。初期の胚の質量が大きいほど、月形成の衝突体が大きくて遅くなります。.火星サイズの初期胚は、固体マントルへの標準的なひき逃げシナリオと最も一致しています。私たちの結果は、N体シミュレーションで平衡化インパクターコアの割合と初期胚質量を制限することが、地球の降着の歴史と月形成の影響の特徴の両方を理解するために重要である可能性があることを示唆しています。
AS 209 の円盤内の巨大惑星の運動学的特徴
| Title |
Kinematics_signature_of_a_giant_planet_in_the_disk_of_AS_209 |
| Authors |
D._Fedele_(INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri),_F._Bollati_(Universit\`a_dell'Insubria),_G._Lodato_(Universit\`a_di_Milano) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11028 |
[要約]アルマ望遠鏡による原始惑星系円盤のダストの観測により、リング、ギャップ、空洞などのサブ構造の存在が明らかになりました。このような形態は、円盤と惑星の間の動的な相互作用の結果であると予想されます。ただし、他のメカニズムは同様のダストのサブ構造を生成することができます。解決策は、惑星によってガスの表面密度および/または運動学に引き起こされる摂動を調べることです。AS209付近の円盤の場合、$r\sim100\,$auでCOの表面密度に顕著なギャップが報告されています。最近、Bae等。(2022)$^{12}$CO$J=2-1$放出の局所的な速度摂動と、ほぼ200auでの$^{13}$CO$J=2-1$の塊を検出し、解釈した気体の惑星周円盤として。$^{12}$COと$^{13}$COJ=2-1のALMAアーカイブ観測の新しい分析を報告します。明確な運動学的摂動(ねじれ)が複数のチャネルで検出され、両方のデータセットの広い方位角範囲にわたって検出されます。観測された摂動を、惑星と円盤の相互作用による速度摂動の半解析モデルと比較しました。観測されたキンクは、200\,auの惑星とは一致しません。以前の推定($r=100$で$h/r\sim0.118$)と矛盾して、低いガスディスクスケール高($<0.05$)が必要になるからですau)。ディスクスケールの高さを0.118($r=100$auで)に固定すると、代わりに、100auで3-5M$_{\rmJup}$の惑星が観測されたものと同様の運動学的摂動を誘発することがわかります。したがって、$r\sim100\,$auを周回する巨大な原始惑星は、以前に検出された摂動した塵とガスの表面密度と同様に、大規模なねじれの原因であると結論付けます。惑星の位置角度は60$^{\circ}$-100$^{\circ}$の間に制限されています。そのような惑星の存在と位置を確認するには、近赤外および中赤外での高コントラストイメージング技術を使用した今後の観測が必要です。
MEGASIM: 地球トロヤ群小惑星の分布と検出
MEGASIMを使用して、地球トロイの木馬小惑星の空間分布を提示し、現在および次世代の地上ベースの天文調査における人口の検出可能性を評価します。私たちの忠実度の高い地球トロイの木馬小惑星(ETA)分布図は、最大1Gyrの時間スケールで進化する、これまでにない高解像度の空間的特徴を示しています。シミュレーションは、1)VeraC.RubinObservatoryのLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)と2)ZwickyTransientFacility(ZTF)の公開およびパートナーシップ調査の2つの調査に同期されました。上限は、ZTF(null検出を想定)およびLSSTのケイデンスシミュレーションのETA母集団に対して計算されました。LSSTの場合、ヌル検出は、トワイライトサーベイのH=19およびベースラインサーベイのH=20まで、シミュレーション結果の3シグマ内にあります。ヤルコフスキー効果により、ETAは10億年単位で安定して検出される可能性はありません。10億年単位のタイムスケールで安定した状態を保つのに十分な大きさのETAは、残りのETA集団と比較して非常にまれです。LSSTでのヌル検出は、その集団を100メートルを超える数十個のオブジェクトに制限します。現在までのZTFによるヌル検出は、すでにそうしています。
ギャップカービング原始惑星HD 169142 bの確認とケプラー運動
| Title |
Confirmation_and_Keplerian_motion_of_the_gap-carving_protoplanet_HD_169142_b |
| Authors |
Iain_Hammond,_Valentin_Christiaens,_Daniel_J._Price,_Claudia_Toci,_Christophe_Pinte,_Sandrine_Juillard_and_Himanshi_Garg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11302 |
YJHバンドのVLT/SPHEREデータを使用して、HD169142を取り囲む正面から見た原始惑星系円盤内のコンパクトなソースの再検出を提示します。ソースは星から0.''319($\sim$37au)離れたところにあります。原始惑星を追跡する信号を支持する3つの証拠が主張されています。(ii)2015、2017、および2019のデータセットの$\sim$37auにあるオブジェクトの予想されるケプラー速度で移動しています。（iii）システムの専用の流体力学的シミュレーションに基づいて、ギャップ内の惑星によって引き起こされる予想される外側のらせんの後流と一致する形態のらせん状の信号も検出します。我々が天体のために抽出したYJH色は、散乱した星の光を追跡することと一致しており、原始惑星がかなりの量の塵に包まれていることを示唆している.
タイタンのセルク衝突クレーター形成のモデル化: トンボへの影響
| Title |
Modeling_the_formation_of_Selk_impact_crater_on_Titan:_Implications_for_Dragonfly |
| Authors |
Shigeru_Wakita,_Brandon_C._Johnson,_Jason_M._Soderblom,_Jahnavi_Shah,_Catherine_D._Neish,_Jordan_K._Steckloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11330 |
セルククレーターは、土星の氷衛星タイタンにある$\sim$直径80kmの衝突クレーターです。セルクのような衝突クレーターに関連する溶融池は、液体の水と有機物が混合してアミノ酸のような生体分子を生成できる環境を提供します。NASAのドラゴンフライミッションが探索し、その主な目標の1つであるタイタンの生物学的特徴を検索することに取り組むエリアとして、セルク地域が選択されたのは、この理由の一部です。ここでは、セルクの形成とその溶融プールをよりよく理解するために、タイタンのセルクサイズの衝突クレーターをシミュレートします。ターゲットの熱構造とクレーター形成に大きな影響を与えるメタンクラスレート層の厚さを変更することにより、氷のターゲット材料のいくつかの構造を検討します。私たちの数値結果は、厚さ5～15kmのメタンクラスレート層を考慮すると、直径4kmの衝突体がセルクサイズのクレーターを生成することを示しています。これらのケースでメルトプールの生成を確認し、メタンクラスレート層の厚さに関係なく、メルトボリュームが類似していることを発見しました。しかしながら、溶融物質の分布は、メタン包接層の厚さに敏感である。メルトプールは、厚さ10～15kmのメタンクラスレート層の場合、深さ数kmのトーラス状の形状として表示され、厚さ5kmのクラスレート層の場合、より浅い層として表示されます。この厚さの溶融プールは、凍結するのに何万年もかかる可能性があり、複雑な有機物が形成される時間が長くなります.
アプローチフェーズにおける小体の回転状態の視覚ベースの推定
| Title |
Vision-Based_Estimation_of_Small_Body_Rotational_State_during_the_Approach_Phase |
| Authors |
Paolo_Panicucci,_J\'er\'emy_Lebreton,_Roland_Brochard,_Emmanuel_Zenou,_and_Michel_Delpech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11364 |
小天体集団の不均一性は、宇宙船が到着する前の小天体の特性の予測を複雑にします。小天体の自律探査においては、軌道投入や近接運用前に小天体の特性を推定するアルゴリズムの開発が重要です。この論文では、アプローチ段階における小体の回転状態(すなわち、回転の中心と回転軸方向)の視覚ベースの推定を開発します。このミッションフェーズでは、探査機は天体の回転を観察し、画像内の特徴を追跡します。フィーチャトラックはランドマークの円運動の投影であるため、可能な回転軸が計算されます。次に、機能の動きとヒューリスティックなアプローチを利用して、可能な候補の中から回転軸のソリューションが選択されます。最後に、明るさの中心から回転の中心を推定します。このアルゴリズムは、2つの異なる小惑星(ベンヌとイトカワ)、3つの異なる照明条件、および100を超える異なる回転軸方向を使用して、800を超えるテストケースでテストされています。結果は、ほとんどの場合、限られた誤差で回転軸を決定できることを示しており、提案されたアルゴリズムが自律的な小体の特徴付けのための貴重な方法であることを意味しています。
惑星環境のエネルギー中性原子イメージング
この作業の目的は、中性原子イメージングの地球、火星、水星の環境への応用を調査することです。この革新的な技術により、このプラズマと中性熱集団または表面との相互作用の結果を分析することにより、高エネルギープラズマの研究が可能になります。直接イオン検出と比較した場合の主な利点は、惑星の磁気圏全体を瞬時に調査できることです。例が役立ちます。最初のENAデータの前に、地球磁気圏プラズマに関する知識のほとんどは、イオン、電子、電磁場のその場での測定から得られました。もちろん、これらの測定値は実際の瞬間的な状況を表すことはできず、時間的および空間的な変動を簡単に区別できないため、その平均的な画像にすぎません。サブストームなどのいくつかの短い時間スケールの現象は、グローバルで連続的なイメージングなしでは理解するのが難しいことがわかっています。プラズマに関する情報が、UVイメージングなどの他の情報源から抽出されたとしても[オーロラなど。Horwitz,1987]、一部の個体群(たとえば環流)は見えないままでした。さらに、中性原子イメージングは、高エネルギープラズマに関する情報だけでなく、熱中性原子集団(電荷交換の場合)または表面組成(スパッタリングの場合)に関する情報も提供します。逆に、2DENA画像から3Dプラズマ分布を復元するには、専用の展開技術をセットアップする必要があります。
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ核の揮発性露出
ロゼッタミッションに搭載されたOSIRISカメラで取得された観測から生成された67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ核の揮発性物質の露出の最も広範なカタログを提示します。彗星で600以上の揮発性の露出を特定しました。輝点は、通常は崖の底にある核上に孤立しているか、クラスターにグループ化されていることがわかり、それらのほとんどは小さく、通常は数平方メートル以下です。それらのいくつかは、彗星活動と明確に相関しています。近日点後の高解像度画像では、負のスペクトル勾配値を持つ揮発性物質の多くの特異な露出に注意してください。これは、大きな氷粒($>$1000$\mu$m)または局所的な霜の凝縮の存在として解釈されます。スペクトル勾配と、近日点前後の輝点の面積分布の両方に明確な違いが見られます。これらの最後のものは、スペクトル勾配の平均値が低く、サイズが小さく、表面の中央値は0.7m$^2です。$,たとえサイズの違いが主に近日点後に達成されたより高い解像度によるものであっても.輝点の最小持続時間は、3つのクラスターを示しています。寿命が0.5～2日の地域に依存しないクラスターで、おそらく脱水チャンクの季節的な落下に関連しています。そして、核の水による侵食と一致する2日以上の寿命を持つ面積依存のクラスター。多数の輝点が検出されたとしても、露出した水氷の全表面は67P核表面全体の0.1%未満であり、67P表面が耐火性の暗い地形によって支配されていることを確認し、露出した氷はごく一部しか占めていません。さらに、揮発性露出の豊富さは、大きなローブよりも小さなローブの方が6分の1であり、彗星67Pが2つの異なる天体で構成されているという仮説に追加の証拠を追加します。
火星南極域における基底融解の実現可能性に関する熱物理学的評価
| Title |
Thermophysical_assessment_on_the_feasibility_of_basal_melting_in_the_south_polar_region_of_Mars |
| Authors |
Lujendra_Ojha,_Jacob_Buffo,_Baptiste_Journaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11484 |
火星の南極層状堆積物(SPLD)の地表および電離層探査(MARSIS)のための火星高度レーダーからのレーダーグラムの明るい基底反射体は、氷河下湖の証拠であると解釈されています。しかし、この解釈は、火星の低い地熱熱流と南極の極寒の地表温度とを調和させることは困難です。SPLDの包括的な熱物理進化モデリングを実施し、氷河下湖は例外的な状況下でのみ形成される可能性があることを示しています。SPLDが体積的に60%を超えるダストまたは極度に多孔質の氷(>30%)を含む場合、氷底湖が形成される可能性がありますが、これはありそうもありません。SPLDの底部にある汚れた氷(>90%のダスト)の厚い(>100m)層も、湖ではなくスラッジに似た基底融解を可能にする可能性があります。SPLDで氷河下湖を可能にする他のシナリオも同様にありそうにありません。たとえば、浅い深さでの最近のマグマの貫入などです。
地上からの正確な青色光透過スペクトル: WASP-74b の大気中の霧の証拠
| Title |
A_precise_blue-optical_transmission_spectrum_from_the_ground:_Evidence_for_haze_in_the_atmosphere_of_WASP-74b |
| Authors |
Petros_Spyratos,_Nikolay_K._Nikolov,_Savvas_Constantinou,_John_Southworth,_Nikku_Madhusudhan,_Elyar_Sedaghati,_David_Ehrenreich,_Luigi_Mancini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11495 |
4000から6200\r{A}の波長範囲で膨張したホットジュピターWASP-74bの透過分光法を報告します。超大型望遠鏡FOcalReducerandSpectrograph(VLTFORS2)で2つのトランジットイベントを観測し、太陽系外惑星のトランジット深度を波長の関数として測定する新しい方法を提示します。新しい方法により、大気絶滅の影響について分光光度曲線を補正する際に基準星が不要になります。また、他の手法と比較して精度が向上し、V=9.8magの太陽型星と80\r{A}の波長ビンの平均通過深さの不確実性は211ppmに達します。VLT透過スペクトルは、個別に、またハッブル宇宙望遠鏡(HST)とスピッツァーから公開されたデータと組み合わせて分析されます。スペクトルは、ほとんど特徴のない勾配を示し、PLATONが太陽系外惑星の上層大気のヘイズを支持する平衡化学回復を示すことがわかっています。AURAを使用した無料のケミストリー検索は、ヘイズの存在をさらにサポートします。大気モデルの選択に応じて追加の制約が可能ですが、それらはロバストではなく、データセット内の残差系統の影響を受ける可能性があります。私たちの結果は、光学的な地上ベースの分光データの分析における新しい技術の有用性を示しており、JWSTを使用した赤外線でのフォローアップ観測を非常に補完することができます。
コンパクト多惑星系における散発的なスピン軌道変動と系外惑星気候への影響
| Title |
Sporadic_Spin-Orbit_Variations_in_Compact_Multi-planet_Systems_and_their_Influence_on_Exoplanet_Climate |
| Authors |
Howard_Chen,_Gongjie_Li,_Adiv_Paradise,_Ravi_Kopparapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11561 |
気候モデリングは、潮汐の影響を受けた地球型太陽系外惑星、特にM型矮星を周回する惑星が、実行可能な生息地をホストする可能性を高める可能性のある独特の大気ダイナミクスと表面条件を持っていることを示しています。しかし、コンパクトな惑星系における平均運動共鳴（MMR）によるものなど、惑星の相互作用によって引き起こされる散発的な移動と回転は、付随する太陽系外惑星を同期状態（または1：1のスピン軌道比）から遠ざける可能性があります。ここでは、3次元のN-Rigid-Bodyインテグレーターと中程度に複雑な大循環モデルを使用して、さまざまな軌道とスピンの進化経路を持つTRAPPIST-1eとfの進化する気候をシミュレートします。無秩序なスピン変動を伴うMMR効果によって摂動された惑星fは、最初の眼球状態の外洋盆地から離れた亜星点の帯状ドリフトのために、同期された対応物と比較してより寒く乾燥しています。一方、摂動惑星eと同期惑星eの違いは、星座が高く、表面が暖かく、気候ヒステリシスが減少しているため、わずかです。これは、直接重力N-Rigid-Bodyシミュレーションの時間依存の結果を太陽系外惑星の3D気候モデリングに組み込んだ最初の研究であり、我々の結果は、コンパクトな多惑星系のハビタブルゾーンの外縁にある惑星が急速な影響を受けやすいことを示しています。地球規模の氷河。軌道強制力や潮汐加熱などの外部メカニズムがない場合、これらの惑星は永久的な雪玉状態に閉じ込められる可能性があります。
COSMOS2020: 3 < z < 5 の大質量銀河の消滅の夜明けを新しい色選択法で探る
| Title |
COSMOS2020:_Exploring_the_dawn_of_quenching_for_massive_galaxies_at_3_ |
| Authors |
Katriona_M._L._Gould,_Gabriel_Brammer,_Francesco_Valentino,_Katherine_E._Whitaker,_John_R._Weaver,_Claudia_del_P._Lagos,_Francesca_Rizzo,_Maximilien_Franco,_Bau-Ching_Hseih,_Olivier_Ilbert,_Shuowen_Jin,_Georgios_Magdis,_Henry_J._McCracken,_Bahram_Mobasher,_Marko_Shuntov,_Charles_L._Steinhardt,_Victoria_Strait,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10934 |
最新のCOSMOS2020カタログで、$3<z<5$にある巨大な(log(M$_{*}/$M$_{\odot})>10.6$)静止銀河(QG)のサンプルを選択して特徴付けます。QGは、残りのフレームの色($NUV-U、U-V、V-J$)でトレーニングされたガウス混合モデル(GMM)によって定義された静止グループに属する確率に基づいて、新しい残りのフレームの色選択方法を使用して選択されます。$2<z<3$にある同様に巨大な銀河。SHARK半分析モデルからシミュレートされた銀河を使用して、銀河が静止として分類される静止確率しきい値を計算します。SHARKの$z\geq3$では、GMM/$NUVU-VJ$メソッドが従来のレストフレーム$UVJ$選択よりもパフォーマンスが高く、実行可能な代替手段であることがわかりました。$3<z<5$でのCOSMOS2020での確率に基づいて静止銀河を選択し、選択したサンプルを$UVJ$および$NUVrJ$の両方の選択したサンプルと比較します。新しい選択は数が$UVJ$と$NUVrJ$に一致しますが、色の選択間の重複は$\sim50-80\%$のみであり、より低い赤方偏移の選択で一般的に使用される残りのフレームの色は同等に使用できないことを意味します$z>3$で。サンプルの静止フレームSEDの中央値を計算し、$3<z<5$の静止銀河の中央値が強いバルマー/4000オングストロームのブレークを持ち、残りの$NUV$フラックスが最近の消光を示していることを発見しました。静止集団全体の数密度(ポストスターバーストを含む)は、$3.5\pm2.2\times10^{-6}$Mpc$^{-3}$で$4<z<5$から$1.4までの2倍以上になることがわかります。\pm0.4\times10^{-5}$Mpc$^{-3}$が$3<z<4$で観測され、大規模な銀河の消滅が$3<z<5$という早い時期に発生することが確認されました。
パブリック $JWST$ フィールドの $z>3$ にある色選択された静止銀河のアトラス
| Title |
An_Atlas_of_Color-selected_Quiescent_Galaxies_at_$z>3$_in_Public_$JWST$_Fields |
| Authors |
Francesco_Valentino,_Gabriel_Brammer,_Katriona_M._L._Gould,_Vasily_Kokorev,_Seiji_Fujimoto,_Christian_Kragh_Jespersen,_Aswin_P._Vijayan,_John_R._Weaver,_Kei_Ito,_Masayuki_Tanaka,_Olivier_Ilbert,_Georgios_E._Magdis,_Katherine_E._Whitaker,_Andreas_L._Faisst,_Anna_Gallazzi,_Steven_Gillman,_Clara_Gimenez-Arteaga,_Carlos_Gomez-Guijarro,_Mariko_Kubo,_Kasper_E._Heintz,_Michaela_Hirschmann,_Pascal_Oesch,_Masato_Onodera,_Francesca_Rizzo,_Minju_Lee,_Victoria_Strait,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10936 |
11の$JWST$フィールドで遠方宇宙の静止銀河の候補を体系的に検索した結果を、運用の最初の3か月間に収集され、$\sim145$arcmin$^2$の実効空域をカバーする公に入手可能な観測結果とともに提示します。.新しい$JWST$データを均一に縮小し、$Hubble\,Space\,Telescope$からの既存の観測と結合します。$\sim80$候補の静止銀河と消光銀河の堅牢なサンプルを$3<z<5$で選択します。次の2つの方法を使用します:(1)静止フレームの$UVJ$カラーに基づく方法、および(2)$NUV-U$、$U-V$、および$V-J$レストフレームカラースペースのガウス混合モデリング。最近クエンチされたオブジェクトにより敏感です。文献の結果を質量と赤方偏移間隔で均質化した後、地上観測に基づく以前の推定値と一致する大質量($M_\star\geq10^{10.6}M_\odot$)静止銀河の共動数密度を測定します。.しかし、我々は数密度のフィールドごとの有意な変動を最大$2-3$の係数で見つけており、宇宙分散の影響を強調し、$z>3$で赤い静止銀河の過密度の存在を示唆している。高度にクラスター化された大規模システムに期待できます。重要なことに、$JWST$により、以前よりも質量が小さく、赤方偏移が高く、標準的な形成シナリオに挑戦する消光/静止銀河候補の確実な識別が可能になります。文献編集を含むすべてのデータ製品は、公開されています。
| Title |
The_coevolution_of_supermassive_black_holes_and_galaxies_in_luminous_AGN_over_a_wide_range_of_redshift |
| Authors |
George_Mountrichas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10937 |
超大質量ブラックホール(SMBH)とそのホスト銀河が共進化することはよく知られています。この共進化の現れは、SMBH質量M$_{BH}$と銀河バルジまたは恒星質量M$_*$の間に見出された相関関係です。ただし、この関係の宇宙的進化については、まだ議論の余地があります。この作業では、M$_{BH}-$M$_*$の関係を調べます。1})]=44.3$)、ブロードラインAGN、XMM-{\it{XXL}}フィールドにある$\rm0.2<z<4.0$(中央値$\rmz\approx1.4$)。それらのM$_{BH}$およびM$_*$の範囲は$\rm7.5<log\,[M_{BH}\,(M_\odot)]<9.5$および$\rm10<log\,[M_*(M_\odot)]<12$、それぞれ。AGNのほとんどは星形成銀河に存在し、そのエディントン比は0.01から1の範囲で、中央値は0.06です。私たちの結果は、M$_{BH}$とM$_*$が相関していることを示しています($\rmr=0.47\pm0.21$、異なる赤方偏移間隔の平均)。私たちの分析では、M$_{BH}$とM$_*$の平均比率は、少なくとも$\rmz=2$までは赤方偏移とともに変化せず、$\rmlog($M$_{BH}/$M$_*)=-2.44$.AGNの大部分($75\%$)は、SMBHの大量成長が優勢な段階にあります。これらのシステムでは、M$_{BH}-$M$_*$の相関関係は弱く、そのM$_*$は(同じM$_{BH}$に対して)他のシステムに比べて低くなる傾向があります。銀河の質量成長期。私たちの調査結果は、ブラックホール質量の成長が最初に発生する一方で、初期の星の質量集合はそれほど効率的ではない可能性があることを示唆しています。
TNG300 シミュレーションにおける最も明るい銀河団の成長: 合体とその場での星形成からの寄与の分析
| Title |
The_growth_of_brightest_cluster_galaxies_in_the_TNG300_simulation:dissecting_the_contributions_from_mergers_and_in_situ_star_formation |
| Authors |
Daniel_Montenegro-Taborda,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Annalisa_Pillepich,_Vladimir_Avila-Reese,_Laura_V._Sales,_Aldo_Rodr\'iguez-Puebla_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10943 |
IllustrisTNGプロジェクトのTNG300宇宙論的シミュレーションで、最も明るい銀河団(BCG)の形成を調査します。私たちのクラスターサンプルは、$z=0$で$M_{200}\geq5\times10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$を持つ700のハローで構成されており、初期のエポックでのそれらの前駆体も含まれています。.これには、$z=0$で$M_{200}\geq10^{14}\,\mathrm{M}_{\odot}$を持つ280のシステムと、$M_{200}\geqを持つ3つのハローが含まれます。10^{15}\,\mathrm{M}_{\odot}$.シミュレートされたBCGの星の質量と星形成率は、$z\lesssim0.4$での観測結果とよく一致しており、それ以降、平均して$\sim$2($\sim$3)回の大規模な合体を経験していることがわかります。$z=1$($z=2$)。固定の30kpc開口部を使用して銀河団内光(ICL)からBCGを分離すると、$z=0$での元の位置(つまり、降着した)星によって寄与される星の質量の割合は、およそ70、80、および90であることがわかります。それぞれBCG、BCG+ICL、およびICLのパーセント。結合ツリーを使用してシミュレートされたBCGを遡って追跡すると、それらは$z\sim$1-2でexsitu星によって支配されるようになり、$z=0$でBCGの一部である星の半分が形成されたことがわかります。他の銀河では初期($z\sim3$)ですが、後でBCGに「組み立て」られます(サンプル全体で$z\approx0.8$、$M_{200}のBCGで$z\approx0.5$)\geq5\times10^{14}\,\mathrm{M}_{\odot}$ハロー)。最後に、BCGの星の質量プロファイルは、すべての半径でexsitu星によって支配されることが多く、主要な合体からの星が中心近くに見られる一方で、他の銀河から潮汐的に剥ぎ取られた星が外側の領域を支配することを示しています。
メシエ105周辺のライオンの誇り
DECaLSデジタルスカイサーベイからのデータを使用して、Leo-Iグループ内の新しい矮小銀河の検索を行いました。このグループの5つの新しい推定メンバーが${\rmM}\,105({\rmNGC}\,3379$)の広い範囲で発見されました。現在、このグループには$83$銀河の集団があり、そのうち$33$で視線速度が測定されています。グループメンバーの半分以上は、進行中の星形成の兆候のない初期のタイプに属しています。銀河の約4分の1は、グループのビリアル半径$R_v=385$~kpcの外にあります。約15~kpcのサイズの複数のシステムの存在はグループ内で明らかですが、目立ったグローバルなフラットまたはフィラメント状の下部構造はありません。このグループの光度関数は、絶対等級が$M_B=[-18,-15]$magの範囲にある銀河では不足しているように見えます。${\rmM}\,105$グループは、視線速度分散$136$~km~s$^{-1}$、軌道質量推定$(5.76\pm1.32)\times10^{12}~M_{\odot}$、および全質量対Kバンド光度比$(17.8\pm4.1)M_\odot/L_\odot$。${\rmM}\,66({\rmNGC}\,3627$)の周囲にある隣接する銀河群は、同様のビリアル半径$390$~kpc、速度分散$135$~km~s$^{-を持っています。1}$、総質量対光度比$(15.6\pm3.9)M_\odot/L_\odot$。しし座の両方のグループは、約100~km~s$^{-1}$の速度でローカルグループに接近しています。${\rmM}\,105$グループの背景には、ビリアルの質量対光度比が異常に低い6つの銀河のグループ、$M_T/L_K=(4.1\pm2.2)M_\があることがわかりました。odot/L_\odot$.
高銀河緯度における中間速度ガスからの OH 18 cm 放射の探索
| Title |
A_Search_for_OH_18-cm_Emission_from_Intermediate-Velocity_Gas_at_High_Galactic_Latitudes |
| Authors |
Allison_Smith,_D._Anish_Roshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10956 |
アレシボ天文台の305m電波望遠鏡を使用したOH18cm放射の22の高緯度(b>25度)見通し線の検索結果を提示します。これらの視線は、中間速度(-90から-20km/sの範囲のV_lsr値)での中性水素放出に現れ、分子放出で検出できるように十分な分子組成を持つと予測されます。中速度分子雲(IVMC)として知られるそのような天体は、歴史的に12CO放出を通じて検出されてきました。最近の研究では、IVMCが銀河系に広く分布している可能性があり、星間物質や星形成のモデルに重要な意味を持っていることが示されています。ただし、22のサイトラインに向かってOH放出が検出されなかったことを報告し、OHカラム密度に厳しい上限を設けています。利用可能なHIおよびAvデータを既存の最先端のPDRモデルと組み合わせて使用して、H2カラム密度を推定し、それらが予測値よりも1桁以上低いことを発見しました。また、これらの雲の水素体積密度は、1立方センチメートルあたり約25未満であることもわかりました。さらに、PDRモデルのコンテキストで、以前の12CO検出で既知のIVMCについて説明します。これらの雲の分析は、IVMCの分子物質の構造が形態学的に塊状であることを示しています。これらの結果は、約1'分解能のオーダーでIVMCからのCO排出量について、(対象を絞った検索ではなく)将来の機密性の高いオンザフライ検索の必要性を動機付けます。高角度分解能(1')のHIおよびAvデータも、IVMCの構造と組成をより適切に制約するのに役立ちます。
機械学習を使用した HETDEX サーベイからの $z\sim3$ での活動銀河核の特定
| Title |
Identifying_Active_Galactic_Nuclei_at_$z\sim3$_from_the_HETDEX_Survey_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Valentina_Tardugno_Poleo,_Steven_Finkelstein,_Gene_C._K._Leung,_Erin_Mentuch_Cooper,_Karl_Gebhardt,_Daniel_Farrow,_Eric_Gawiser,_Gregory_Zeimann,_Donald_Schneider,_Leah_Morabito,_Daniel_Mock,_and_Chenxu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11092 |
$z\sim3$の連続体選択銀河におけるAGNの発生率を調べるために、Hobby-EberlyTelescopeDarkEnergyExperiment(HETDEX)のデータを使用しました。24度$^{2}$スピッツァーHETDEXExploratoryLargeArea(SHELA)サーベイでの光学および赤外線イメージングから、測光赤方偏移で選択された$z\sim3$銀河のサンプルを構築しました。これらのソースの716の位置でHETDEXスペクトルを抽出し、機械学習法を使用して、AGNのような特徴を示すものを特定しました。オートエンコーダーを使用してスペクトルの次元を削減し、潜在空間をt分布確率的隣接埋め込み(t-SNE)によって視覚化しました。ガウス混合モデルを使用してエンコードされたデータをクラスター化し、ラベル付きデータセットを使用して各クラスターをAGN、星、高赤方偏移銀河、または低赤方偏移銀河としてラベル付けしました。測光赤方偏移(photo-z)サンプルは、推定$92\%$全体精度、$83\%$のAGN精度、および$5\%$のAGN汚染でラベル付けされました。識別されたAGNの数を使用して、さまざまな大きさのビンのAGNの割合を測定しました。AGNの割合が$50\%$に達するUV絶対等級は、$M_{UV}=-23.8$です。文献の結果と組み合わせると、AGN割合の測定値は、銀河の光度関数の明るい端が指数関数的減少ではなくべき乗則を示し、$z\sim3$AGN光度の比較的浅い暗い端の勾配を示すことを意味します。関数。
GNOMES II: Amoeba を使用した 4 つの基底状態ヒドロキシル遷移すべてにおける銀河拡散分子 ISM の分析
| Title |
GNOMES_II:_Analysis_of_the_Galactic_diffuse_molecular_ISM_in_all_four_ground_state_hydroxyl_transitions_using_Amoeba |
| Authors |
Anita_Petzler,_J._R._Dawson,_Hiep_Nguyen,_Carl_Heiles,_M._Wardle,_M._-Y._Lee,_Claire_E._Murray,_K._L._Thompson_and_Snezana_Stanimirovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11116 |
銀河面の内外の107本の視線に沿ったヒドロキシル分子(OH)の4つの2Pi3/2J=3/2地上回転状態遷移の観測を提示します。アレシボ望遠鏡からの92セットの観測。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）からの15セットの観測。アレシボの観測にはオフソースポインティングが含まれていたため、励起温度(Tex)と光学深度を測定できましたが、ATCA観測では光学深度のみが得られました。AutomatedMolecularExcitationBayesianline-fittingAlgorithm'AMOEBA'(Petzler,Dawson,andWardle2021)を使用してガウス分解を実行し、共有重心速度と幅で4つの遷移すべてを同時にフィッティングします。38の視線にわたって109の特徴を識別します(励起温度測定による27の視線に沿った58の検出を含む)。1665MHzと1667MHzのメインラインは同様の励起温度を持つ傾向がありますが(Tex(main)差の中央値=0.6K、84%がTex(main)差<2Kを示しています)、1612MHzと1720MHzのサテライトライン励起では大きな差があります。温度は、ガスが一般的にLTEではないことを示しています。見通し線の選択について、OH機能を、Nguyenらによって特定された関連する(空上および速度内の)HI低温ガス成分(CNM)と比較します。（2019）と強い相関関係は見つかりません。これは、分子ガスが蓄積すると、CNMからの分子ガスの効果的なデカップリングを示している可能性があると推測しています。
矮小銀河NGC 4449の塵に埋もれたコンパクトな源
| Title |
Dust_Buried_Compact_Sources_in_the_Dwarf_Galaxy_NGC_4449 |
| Authors |
Daniela_Calzetti,_Sean_T._Linden,_Timothy_McQuaid,_Matteo_Messa,_Zhiyuan_Ji,_Mark_R._Krumholz,_Angela_Adamo,_Bruce_Elmegreen,_Kathryn_Grasha,_Kelsey_E._Johnson,_Elena_Sabbi,_Linda_Smith,_Varun_Bajaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11117 |
波長範囲0.27-1.6$\mu$mをカバーするハッブル宇宙望遠鏡からの多波長画像は、近くの矮小銀河NGC4449の中心領域に、水素再結合線Pa$\betaで放出している数十個のコンパクトなソースが含まれていることを示しています。$(1.2818$\mu$m)ですが、H$\alpha$(0.6563$\mu$m)ではかろうじて検出され、波長$\lambda\le$0.55$\mu$mでは検出されません。これらのソースのスペクトルエネルギー分布(SED)の分析は、それらがダストによって大きく減衰された比較的若い星団である可能性が高いことを示しています。ソースを特定するために使用される選択関数は、それらの年齢、質量、およびダスト絶滅分布の意味のある統計分析を妨げます。ただし、これらのクラスター候補は、SED適合によると、年齢$\sim$5-6MyrおよびA$_V>$6magであり、非常にコンパクトで、典型的なデコンボリューション半径は1pcです。塵の多い星団は、銀河内の暗い雲の周辺に位置し、部分的に埋め込まれているように見えます。密度と圧力を考慮すると、これらのクラスターを取り囲むHII領域が失速している可能性があり、超新星前のフィードバックがクラスターの出生時の繭を一掃できていないことが示されています。超新星前のフィードバックは、標準的な星の初期質量関数に対して$\lesssim$4Myrという短い時間スケールで作用するため、これらの発見は、超新星前のフィードバックで星形成を制御する既存のモデルと潜在的に対立しています。年齢$>$4Myrの塵の多い星団の集団の存在は、将来の観測によって確認された場合、星形成の制御における恒星フィードバックの役割について、より複雑な図を描きます。
再電離レンズ星団サーベイ (RELICS) における過渡現象の探索: 3 つの新しい超新星
| Title |
A_search_for_transients_in_the_Reionization_Lensing_Cluster_Survey_(RELICS):_Three_new_supernovae |
| Authors |
Miriam_Golubchik,_Adi_Zitrin,_Justin_Pierel,_Lukas_J._Furtak,_Ashish_K._Meena,_Or_Graur,_Patrick_L._Kelly,_Dan_Coe,_Felipe_Andrade-Santos,_Maor_Asif,_Larry_D._Bradley,_Wenlei_Chen,_Brenda_L._Frye,_Sebastian_Gomez,_Saurabh_Jha,_Guillaume_Mahler,_Mario_Nonino,_Louis-Gregory_Strolger_and_Yuanyuan_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11158 |
再電離星団調査(RELICS)は、レンズ効果のある高赤方偏移銀河を検出するために、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で41の銀河団を撮影しました。各クラスターは、3つの光学バンドと4つの近赤外線バンドで約26.5AB等で画像化され、さまざまな時間間隔で区切られた2つの異なる訪問で撮影されました。複数の近赤外線エポックを利用して、重力アークでの明るいコースティッククロッシングイベントの統計を構築することを主な動機として、クラスターフィールド内の一時的なソースを検索します。サンプル全体で、半解析的計算からの期待に沿って、重要な($\gtrsim5\sigma$)コースティック交差イベントは見つかりませんが、いくつかの明るいイベントの以前の検出から単純に予想される可能性があるものとは対照的です。そのようなイベントの高い率を発見するより深い一時的な調査から。それにもかかわらず、41のフィールドで6つの顕著な超新星(SN)候補が見つかりました。そのうちの3つは以前に報告されたもので、3つはここで初めて報告された新しいものです。6つの候補のうち、4つが中心核崩壊(CC)SNeである可能性が高く、3つが銀河団内にあり、そのうち1つだけが以前に知られていました。残りの2つはIaである可能性が高く、どちらも以前から知られており、1つはおそらく星団銀河にあり、もう1つはその背後にある$z\simeq2$にあります。私たちの研究は、銀河団フィールドでのコースティック交差イベントの率の経験的限界を典型的なHSTの大きさに提供し、将来のSN率研究の基礎を築きます。
サブクリティカルな錯覚: 銀河のズームイン シミュレーションからの合成ゼーマン効果の観測
| Title |
The_sub-critical_illusion:_synthetic_Zeeman_effect_observations_from_galactic_zoom-in_simulations |
| Authors |
Zipeng_Hu,_Benjamin_D._Wibking,_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11163 |
ゼーマン効果によって測定された質量対フラックス比は、HI雲の磁気的未臨界状態から分子雲の超臨界状態への遷移の存在を示唆しています。ただし、射影、化学、および励起効果により、ゼーマン測定は多くの偏りを受けやすく、重力エネルギーと磁気エネルギーの間の真の関係を反映していない可能性があります。この論文では、銀河全体からサブPCスケールにズームインして、磁化分子雲の形成のシミュレーションを実行し、それを後処理して合成HIおよびOHゼーマン測定値を生成します。シミュレートされた観測から回復した質量対フラックス比は、観測とほぼ一致する磁気臨界の遷移を示していますが、対応するスケールでの重力-磁気エネルギー比は、HI領域であってもほとんどが超臨界であることがわかりました。分子雲を形成するために集合する過程にあるHI雲は、H_2が形成される前からすでに超臨界であり、HIとH_2の間の未臨界から超臨界への明らかな移行は、主に化学バイアスと励起バイアスによって作成された錯覚であると結論付けます。ゼーマン測定に影響を与えます。
ガウス混合モデルを使用した条件付き銀河特性分布の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_Conditional_Galaxy_Property_Distribution_using_Gaussian_Mixture_Models |
| Authors |
Yucheng_Zhang,_Anthony_R._Pullen,_Rachel_S._Somerville,_Patrick_C._Breysse,_John_C._Forbes,_Shengqi_Yang,_Yin_Li,_Abhishek_S._Maniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11166 |
線強度マッピング(LIM)は、銀河の特性のグローバルな分布を制約する有望な手法です。さまざまなトレーサーを調べるLIM実験を従来の銀河調査と組み合わせて、これらの観測の科学的可能性を十分に活用するには、物理的に動機付けられたモデリングフレームワークが必要です。このようなフレームワークの開発の一環として、この作業では、条件付き銀河特性分布(CGPD)、つまりホストハロー質量と赤方偏移を条件とする銀河特性の分布を導入してモデル化します。銀河の星の質量、分子ガスの質量、銀河の半径、気相の金属量、星形成率(SFR)など、対象の輝線を予測するために重要な5つの銀河の特性を検討します。CGPDは、5次元の特性空間における銀河の完全な分布を表します。星の質量関数やSFR主系列など、多くの重要な銀河分布関数とスケーリング関係は、それを統合して投影することで導き出すことができます。半解析モデルとIllustrisTNG流体力学シミュレーションの2種類の宇宙論的銀河シミュレーションを利用して、CGPDを特徴付け、ガウス混合モデル(GMM)を使用してそれをどの程度うまく表現できるかを調べます。ほんの数個の($\sim3$)ガウス成分で、GMMはシミュレートされた銀河のCGPDを両方のシミュレーションで高い精度で記述できることがわかりました。CGPDは、銀河の特性と関連する観測可能なトレーサーとの間の適切な関係を構築することにより、LIMまたは他の観測量にマッピングできます。
銀河団、銀河団、銀河のハローの質量と温度の関係
$Chandra$X線天文台によって観測された216の銀河団、グループ、および個々の銀河のサンプルのハロー質量温度関係が提示されます。高温大気の正確なスペクトル測定を使用して、温度範囲が0.4～15.0keVのシステムの$M-T$関係を導き出します。半径$R_{2500}$でクラスター、グループ、および銀河の総質量を測定し、$M_{2500}\proptoT^{\alpha}$関係が$\alpha$=1.65$\pm$0.06.私たちの関係は、$R_{200}$での$M-T$関係の最近のレンズ研究と一致しており、自己相似理論的予測および最近のシミュレーションと一致しています。この一致は、$M-T$関係が非重力加熱プロセスの影響を弱く受けていることを示しています。$R_{200}$内のレンズ質量を使用すると、$M_{200}-T$が勾配1.61$\pm$0.19のべき法則に従い、$M_{2500}-T$関係と一致することがわかります。どちらの関係においても、ブレークまたは勾配の変化の証拠は見つかりません。サンプルの選択、進化、およびスケーリングに影響を与える可能性のある静水圧平衡の仮定に関連する潜在的なバイアスが調べられます。これらのバイアスに起因する重大な影響は見られません。非クールコアクラスターと初期の渦巻きは、クールコアクラスターと楕円銀河よりも$M-T$関係でより高い散乱を生成します。
希少天体のAI分類の落とし穴：銀河合併
| Title |
Pitfalls_of_AI_classification_of_rare_objects:_Galaxy_Mergers |
| Authors |
W._J._Pearson,_L._E._Suelves,_S._C._-C._Ho,_N._Oi,_NEP_Team_and_GAMA_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11288 |
銀河の合体は、現在の暗黒物質の宇宙論において非常に重要です。これらの強力なイベントは、合体する銀河の分裂を引き起こし、銀河のガス、星、塵を押し出し、形態に変化をもたらします。この分裂は、銀河内部でより極端なイベントを引き起こす可能性もあります。極端な星形成率の期間と活発な銀河核活動の急速な増加です。したがって、これらのまれなイベントで何が起こっているのかをよりよく理解するには、統計的に大きなサンプルを特定できる必要があります.ここ数年、人工知能技術の成長により、銀河の合体を特定する用途が見られました。これらの技術は非常に正確であることが証明されており、その適用は「できるか」という学術研究を超えて、より深い科学的使用にまで発展しています。ただし、これらの分類には問題がないわけではありません。この議事録では、事前に抽出された銀河の形態を従来の画像データと一緒に追加することにより、銀河合併分類をどのように改善できるかを探ります。これは、現在のニューラルネットワークが、与えられた画像からすべての情報を抽出していないことを示しています。また、得られた希少なオブジェクトのサンプルがどのように高度に汚染されている可能性があるかについても調査します。これは、EuclidやRubin-LSSTなどの今後の大規模調査に影響を与えます。
偏光ダスト放出によって明らかにされた銀河中心のダスト粒子の整列と回転の乱れ
| Title |
Alignment_and_Rotational_Disruption_of_Dust_Grains_in_the_Galactic_Centre_Revealed_by_Polarized_Dust_Emission |
| Authors |
M._S._Akshaya_and_Thiem_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11305 |
私たちは、SOFIA/HAWC+とJCMT/SCUPOLによって53、216、850$\mu$mで観測された偏光熱ダスト放出を使用して、銀河の中心におけるダスト粒子の配列と回転の乱れを研究することを目指しています。観測された偏光度と総強度、ダスト温度、カラム密度、および偏光角分散関数との関係を分析しました。この領域からの偏光度は、RAdiativeTorque(RAT)配向理論の予測に従います。ただし、高温および長波長では、RAdiativeTorqueDisruptionメカニズムによって予測される粒子の回転破壊の証拠が見つかりました。結晶粒の整列サイズと破壊サイズは、それぞれ約0.1$\mu$mと1$\mu$mであることがわかりました。観測された最大分極度は216$\mu$mで約$p\sim13$%であり、高温、低カラム密度、および秩序磁場の領域に由来します。磁気的に強化されたRAT配向(MRAT)は、強力な磁場の存在により、粒子の配向に重要な役割を果たすことがわかりました。粒子が本質的に超常磁性である場合、MRATは粒子の完全な整列につながる可能性があります($N_{\rmcl}\geqslant20$)。高$J$アトラクタでの粒子の割合のパラメトリックモデルを使用して、整列した粒子の質量分率を推定し、観測された分極度と弱く相関することを発見しました。$p_{216\mum}/p_{850\mum}<1$から$p_{216\mum}/p_{850\mum}>1$への偏光比の変化を観察します。$T_{\rmd}\gtrsim35$K、これは、以前の数値モデリングで暗示されているように、粒子モデルが複合材料から炭素粒子とケイ酸塩粒子の個別の集団に変化したことを示唆しています。
AGNIFS サーベイ: 近くの活動銀河における高温分子および電離流出の空間分解観測
| Title |
The_AGNIFS_survey:_spatially_resolved_observations_of_hot_molecular_and_ionised_outflows_in_nearby_active_galaxies |
| Authors |
R._A._Riffel,_T._Storchi-Bergmann,_R._Riffel,_M._Bianchin,_N._L._Zakamska,_D._Ruschel-Dutra,_M._C._Bentz,_L._Burtscher,_D._M._Crenshaw,_L._G._Dahmer-Hahn,_N._Z._Dametto,_R._I._Davies,_M._R._Diniz,_T._C._Fischer,_C._M._Harrison,_V._Mainieri,_M._Revalski,_A._Rodriguez-Ardila,_D._J._Rosario,_A._J._Schonell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11324 |
で観測されたH$_22.1218\mu$mおよびBr$\gamma$輝線を使用して、近くの33の($0.001\lesssimz\lesssim0.056$)X線で選択された活動銀河の高温分子および高温電離ガスの運動学を提示します。GeminiNear-InfraredFieldSpectrograph(NIFS)によるKバンド。観測は、$\sigma_{\rminst}\approx$20${\rmkms^{-1}}の速度解像度で4$-$250pcの空間解像度で各AGNの内部0.04$-$2kpcをカバーします。$.31個の天体(94%)が電離ガスに見られる運動学的に乱れた領域(KDR)を示し、そのような領域は25個の銀河(76%)の高温分子ガスで観察されることがわかりました。KDRは、質量が10$^2-$10$^7$M$_\odot$および10$^0-$10$^4$M$_\odot$の流出によるものであると解釈します。分子ガス、それぞれ。流出の質量流出率($\dot{M}_{\rmout}$)と運動出力($\dot{E}_{\rmK}$)の範囲は10$^{-3}-$10$^{1}$M$_\odot$yr$^{-1}$と$\sim$10$^{37}$$-$10$^{43}$ergs$^{-1}$イオン化ガス流出、および10$^{-5}$$-$10$^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$および10$^{35}$$-$10$^{39}$ergs$^{-1}$高温の分子ガスの流出。サンプルのカップリング効率の中央値は$\dot{E}_{K}/L_{\rmbol}\approx1.8\times10^{-3}$であり、アウトフローの推定運動量フラックスは、それらがによって生成されることを示唆しています低密度環境での放射線圧、衝撃による寄与の可能性。
| Title |
Exploring_the_Morphologies_of_High_Redshift_Galaxies_with_Machine_Learning |
| Authors |
Cl\'ar-Br\'id_Tohill,_Steven_Bamford,_Christopher_Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11482 |
銀河の形態は、進化の歴史をエンコードすることが示されており、星の質量、星形成率、過去の合体イベントなどの物理的特性と強く相関しています。局所宇宙の銀河の大部分はハッブル系列で分類できますが、高赤方偏移で観察されるさまざまな種類の銀河についてはほとんど知られていません。これらの銀河の不規則な形態は、視覚的な分類を困難にします。多くの「ビッグデータ」調査で構成される天文学の未来では、効率的で偏りのない分類システムが必要です。この作業では、教師なし機械学習技術を使用して銀河画像から特徴抽出を実行し、機械学習クラスターに基づいて高赤方偏移銀河をさまざまな形態学的タイプに分離する方法を探ります。特徴を抽出する前に、方向、銀河の見かけのサイズ、ノイズなどの観測バイアスに対処することにより、以前の研究を拡張し、クラスターの数を減らし、ネットワークに意味のある特徴を強制的に学習させます。次に、抽出されたクラスターの物理的特性を比較して、グループ間の分離を調査します。
MUSEの目を通して見た惑星状星雲NGC 6153
| Title |
The_planetary_nebula_NGC_6153_through_the_eyes_of_MUSE |
| Authors |
V._G\'omez-Llanos,_J._Garc\'ia-Rojas,_C._Morisset,_D._Jones,_H._Monteiro,_R._Wesson,_H._M._J._Boffin,_R._L._M._Corradi,_F._P\'erez-Toledo,_P._Rodr\'iguez-Gil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11525 |
この寄稿では、MUSEによる高存在量不一致係数(ADF$\sim$10)の惑星状星雲(PN)NGC6153に関する研究の結果を提示します。多数の輝線のフラックスマップを作成しました。これにより、消光、電子温度($T_{\rme}$)、電子密度($n_{\rme}$)、およびイオンの空間分解マップを作成できました。豊富。O$^+$とO$^{2+}$のADFマップを同時に作成したところ、このPNの中央でピークに達し、再結合から見つかった低い$T_{\rme}$と顕著な空間的一致が見られました。回線診断。この発見は、2つの異なる気相が共存するという仮説を強く支持しています。これらの天体の$T_{\rme}$([NII])と低電離種のイオン存在量マップを構築するには、オーロラ[NII]と[OII]線への再結合の寄与が適切でなければならないことを示します。評価して修正しました。
| Title |
End-to-end_kilonova_models_of_neutron-star_mergers_with_delayed_black-hole_formation |
| Authors |
Oliver_Just_(1,2),_Vimal_Vijayan_(1,3),_Zewei_Xiong_(1),_Andreas_Bauswein_(1,4),_Stephane_Goriely_(5),_J\'er\^ome_Guilet_(6),_Hans-Thomas_Janka_(7),_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo_(1,4,8)_((1)_GSI_Darmstadt,_(2)_ABBL_RIKEN,_(3)_Univ._Heidelberg,_(4)_HFHF_Darmstadt,_(5)_ULB_Brussels,_(6)_Univ._Paris-Saclay,_(7)_MPA_Garching,_(8)_IKP_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10928 |
ブラックホール（BH）が形成されるまでの約0.1〜1秒の中間残骸寿命につながる連星中性子星（NS）合体モデルの元素合成とキロノバ特性を調査し、動的合体フェーズNS中に放出された物質のすべてのコンポーネントを説明します-残骸の進化、および重力崩壊後のBHトーラスの最終的な粘性崩壊。この目的のために、流体力学、元素合成、および放射伝達ツールの組み合わせを採用して、システムとその観測量の一貫したエンドツーエンドのモデリングを実現します。Shakura-Sunyaevスキームの新しいバージョンを採用し、周囲のディスクとは無関係に、NSレムナント内のおおよその乱流粘度を変化させることができます。粘度がこれらの特性の絶対値に影響を与えますが、非対称前駆細胞はレムナントの寿命を短くし、イジェクタ質量を増加させることがわかりました。このような二元系におけるランタニドと重元素の統合生産はサブソーラーであり、考慮されたシナリオがサブドミナント方式でrプロセス濃縮に寄与することを示唆しています。理由の1つは、遅延崩壊後に形成されたBHトーラスが、初期のBH形成について通常見られ、以前のBHトーラスモデルでしばしば想定されていたよりも中性子が豊富な状態を示さないことです。私たちのモデルの流出は、ランタニドが少ない極ニュートリノ駆動の風がランタニドに富む動的噴出物を押しのけた結果として、強い異方性を特徴としています。モデルの複雑さを考慮すると、推定されたキロノバ光度曲線は、数日後にAT2017gfoと有望な一致を示しますが、初期の残りの不一致は、動的噴出物と比較してより支配的なニュートリノ駆動の風を伴う連星構成で克服される可能性があります。.
XRISMの差し迫った打ち上げにより、高解像度X線分光法の時代が到来します。活動銀河核(AGN)にとって、これは超大質量ブラックホール降着の内外を解明する大きな可能性に満ちた刺激的な時代です。この作業では、XRISMで今後数年間確実に前進するAGNの研究トピックを確認し、AthenaとArcusの可能性を予測します。具体的には、私たちの議論は次のことに焦点を当てています。(ii)内側と外側のディスク、ブロードライン領域、およびトーラスのさまざまな領域から放出される鉄。（iii）AGNフィードバックを理解するための鍵となる可能性のある超高速の流出。
怖いバービー: z = 0.995 でホスト銀河が検出されていない、非常にエネルギッシュで長時間にわたる潮汐破壊イベントの候補
| Title |
Scary_Barbie:_An_Extremely_Energetic,_Long-Duration_Tidal_Disruption_Event_Candidate_Without_a_Detected_Host_Galaxy_at_z_=_0.995 |
| Authors |
Bhagya_M._Subrayan,_Dan_Milisavljevic,_Ryan_Chornock,_Raffaella_Margutti,_Kate_D._Alexander,_Vandana_Ramakrishnan,_Paul_C._Duffell,_Danielle_A._Dickinson,_Kyoung-Soo_Lee,_Dimitrios_Giannios,_Geoffery_Lentner,_Mark_Linvill,_Braden_Garretson,_Daniel_Brethauer,_Tien_Duong,_Wynn_Jacobson-Gal\'an,_Natalie_LeBaron,_David_Matthews,_Huei_Sears_and_Padma_Venkatraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10932 |
多波長観測と超高輝度トランジェントAT2021lwx(ZTF20abrbeie;別名「バービー」)の特徴付けを報告し、インテリジェントなトランジェント追跡(REFITT)フィルターのレコメンダーエンジンを使用して、ツヴィッキートランジェント施設(ZTF)のアラートストリームで特定されました。ANTARESアラートブローカー。分光学的に測定された0.995の赤方偏移から、ゆっくりと減衰するztf-$\it{g}$およびztf-$r$の光曲線は、1000オブザーバーフレーム日を超えます。ホスト銀河は、アーカイブされたPan-STARRS観測では検出されず($g>23.3$mag)、静止しているホスト銀河に比べて5等を超えるアウトバースト振幅の下限を意味します。リック天文台とケック天文台の光スペクトルは、Hバルマー系列の狭いコアを持つ強い輝線と、SiIII]$\lambda$1892、CIII]$\lambda$1909、およびCII]$\lambda$2325の紫外半禁制線を示します。.[OII]や[OIII]などのイオンからのAGNスペクトルの典型的な星雲線は検出されません。これらのスペクトルの特徴は、ほとんどのAGNフレア活動とは異なる滑らかな光度曲線、および観測または理論化された超新星を超える光度とともに、AT2021lwxが極端な潮汐破壊イベント(TDE)である可能性が最も高いと結論付けています。MOSFiTを使用したZTF測光のモデル化は、TDEが$\approx14M_{\odot}$星と質量$M_{\text{BH}}\sim$$10^{8}M_{\odot}$.AT2021lwxが薄れたら、フィールドのディープイメージングと共に、まだ進化している光曲線を継続的に監視することで、この仮説を検証し、ホスト銀河を検出できる可能性があります。
OAO 1657-415 における塊状の風の研究とサイクロトロン線の非検出
| Title |
Clumpy_wind_studies_and_the_non-detection_of_cyclotron_line_in_OAO_1657-415 |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_Carlo_Ferrigno,_Biswajit_Paul,_Enrico_Bozzo,_Ileyk_El_Mellah,_David_P._Huenemoerder,_James_F._Steiner,_Victoria_Grinberg,_Felix_Furst,_Chandreyee_Maitra,_Patrizia_Romano,_Peter_Kretschma,_Jamie_Kennea,_Deepto_Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10939 |
大質量星の風は不均一(または塊状)であると考えられており、これが質量損失率の測定にバイアスをかけています。高質量X線連星(HMXB)では、コンパクトな天体を周回X線点源として使用して風を調べ、その塊を制限することができます。非同時NuSTARおよびNICER観測を使用して、HMXBOAO1657-415のスペクトルタイミング分析を実行します。エネルギー分解された光曲線から硬度比を計算し、適応リビニング技術を使用して、適切な時間セグメントを選択し、数百秒から数千秒のタイムスケールで急速なスペクトル変動を検索します。鉄柱の密度と鉄のK$\alpha$線の強度は強く相関しており、記録されたスペクトルの変動は塊状の風による降着と一致していました。また、ソースの吸収測定と軌道パラメーターに基づいて、HMXBの塊のサイズ、質量をより正確に測定するための新しいフレームワークについても説明します。次に、そのような測定において現在のX線探査機によってもたらされる制限について説明し、将来のX線ミッションの展望を提示します。ソースパルスプロファイルがエネルギーに中程度の依存性を示すことがわかります。中性子星に近い降着ジオメトリの固有の変化によって引き起こされる可能性がある、スピン位相0.15付近のNuSTAR観測全体で見られるパルスプロファイルの以前に検出されなかったディップを特定します。我々は、NuSTARによる時間平均スペクトルまたは位相分解スペクトルにおいて、$\sim$36\,keVで議論されているサイクロトロン線の証拠を見つけていない。
Vela X-1 の降着ストリームと円盤のより良い視野角
ほ座X-1は、B星風を降着させる中性子星(NS)で構成された、典型的な食中の高質量X線連星です。ほぼすべてのX線天文台で観測され、多くの場合複数回観測され、可変輝線の豊富なスペクトルが特徴です。しかし、連星系におけるこれらの線の正確な起源は不明のままです。100以上のNICER観測を使用して、6.4keVで反射されたFeK$\alpha$蛍光線の体系的な軌道位相依存分析を実行します。ラインの変動性を500秒の時間ビンに分解し、9日間の軌道期間にわたって中程度の基本的な位相依存性を伴う、主に電離フラックスの変動によるものであることを発見しました。私たちの分析では、コンパニオンBスターだけでは発生できない重要な反射成分が明らかになりました。また、B星の表面のかなりの部分が日食の反対側で遮られており、この遮りは中間点(位相=0.5)で対称的ではないこともわかります。BスターからNSへの降着流が、軌道運動によってゆがめられ、追加の蛍光発光成分とBスターを覆い隠している原因であると主張します。
パルサーのグリッチ率からの渦核ピン止め力の測定
超流動渦雪崩は、パルサーグリッチ活動のもっともらしい原因の1つです。それらが状態依存のポアソン過程に従って発生する場合、測定された長期グリッチ率は、星の地殻のスピンダウン率、$\dot{\Omega}_{\rmc}$、および2つの現象論によって決定されます。渦核のピン止め力を定量化するパラメータ:地殻超流動角速度ラグ閾値$X_{\rmcr}$および参照ピン止め率$\lambda_0$。$N_{\rmg}\geq1$イベントをパルサーごとに使用して、177個のパルサーの541個のグリッチをベイジアン解析すると、$X_{\rmcr}=0.15^{+0.09}_{-0.04}\,{\rmrad\,s^{-1}}$,$\lambda_{\rmref}=7.6^{+3.7}_{-2.6}\times10^{-8}\,{\rms^{-$\lambda_0=\lambda_{\rmref}[\tau/(1\,{\rmyr})]^a$、ここで$\tau$は特徴的なスピンダウン年齢を示します。準周期的なグリッチアクティビティ、巨大なグリッチ、または$N_{\rmg}=0$のパルサーを含めても除外しても、サンプルの完全性とパルサーあたりの総観測時間に関する不確実性まで、結果はほぼ同じです。$X_{\rmcr}$と$\lambda_0$の推定値は、核理論に基づく第一原理計算と一致しています。半古典的な局所密度近似で。
GRB 221009A の意味: TeV 放射は GRB プロンプト フェーズから発生する可能性がありますか?
| Title |
Implication_of_GRB_221009A:_Can_TeV_Emission_Come_from_the_GRB_Prompt_Phase? |
| Authors |
Kai_Wang,_Zhi-Peng_Ma,_Ruo-Yu_Liu,_Yuan-Chuan_Zou,_Zhuo_Li,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11111 |
最近、B.O.A.T.(「史上最も明るい」)GRB221009Aと呼ばれるガンマ線バーストが、さまざまな機器によって検出されました。大規模高高度空気シャワー観測所(LHAASO)によって報告されたように、GRBは前例のないことに、10TeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー(VHE、0.1TeVを超えるエネルギー)ガンマ線放出を示しました。ここで、VHE、特に10TeVを超える放射が、以前の研究で示唆されているようなエキゾチックなプロセスを呼び出す必要なく、GRBの内部ハドロン散逸に由来する可能性があることを示します。また、多波長およびマルチメッセンジャー観測からのGRB噴出物の特性に関する制約についても説明します。これは、磁気的に優勢なGRB噴出物を支持します。この研究で提案されているポインティングフラックス優勢のGRBエジェクタは、GRBの可能な中央エンジンモデルとして、ブランドフォード&ズナジェク(BZ)メカニズムをサポートしています。
中間/低質量X線連星における降着中性子星の磁気傾斜進化
磁気傾斜角$\chi$、つまり中性子星(NS)のスピン軸と磁気軸の間の角度は、その観測特性において重要な役割を果たしています。ただし、その長期的な進化、特に連星系でのNSの降着に関する体系的な調査はほとんどありません。\citet{2021MNRAS.505.1775B}のモデルとバイナリ進化コード\mesa{}を適用して、中間/低Xで降着するNSの降着速度、スピン周期、磁場、および磁気傾斜角の進化を同時にシミュレートします。-rayバイナリ(I/LMXB)。$\chi$の進化は連星系の初期パラメータだけでなく、物質移動の歴史とパルサー損失の効率にも依存することを示します。計算結果に基づいて、超小型X線連星、連星ミリ秒パルサー、超高輝度X線源など、さまざまなタイプのシステムの$\chi$の特徴的な分布を提示し、それらの観測への影響について議論します。
微分相互相関分析による MAXI J1820+070 の X 線タイムラグ評価
| Title |
X-ray_time_lag_evaluation_of_MAXI_J1820+070_with_a_differential_cross-correlation_analysis |
| Authors |
Tomoki_Omama,_Masahiro_Tsujimoto,_Ken_Ebisawa,_Misaki_Mizumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11263 |
MAXIJ1820$+$070は、2018年3月11日に発見された過渡ブラックホール連星(BHB)です。NICERX線望遠鏡によってもたらされた前例のない豊富な統計により、光子ショットノイズによって妥協されることなく、最大$\sim$1~kHzまでの詳細なタイミング分析が可能になります。.タイムラグを推定するために、フーリエ解析が適用され、システム構成について2つの異なる結論が導き出されました。1つは安定した降着円盤が最も内側の安定した円軌道の近くに伸びている街灯柱の構成を支え、もう1つは時間とともに収縮する切頭降着円盤を支えています。同じデータセットを使用して、相互相関関数(CCF)に基づく結果を提示します。CCFは2つの異なるX線バンド間で計算され、一方の側がもう一方の側から差し引かれます。これを差分CCF(dCCF)と呼びます。$\sim$0.03と3~sのそれぞれのソフトラグとハードラグは、スペクトル混合によって希釈されることなく明確に識別され、dCCF分析の有効性を示しています。これらのラグの進化は、発見から最初の120~日間のスペクトルの変化とともに追跡されます。dCCFとスペクトルフィッティングの両方の結果は、ソフトラグがComptonized放出とソフトエクセスエミッションの間の残響ラグであり、ハードラグがディスク黒体放出とComptonized放出の間であると解釈されます。これらの遅れの進化は、切頭円盤が時間とともに収縮する様子と一致しています。
噴射されたAGNにおけるスペクトルエネルギー分布の曲率、コンプトン優勢およびシンクロトロンピーク周波数
| Title |
Curvature_of_the_spectral_energy_distribution,_Compton_dominance_and_synchrotron_peak_frequency_in_jetted_AGNs |
| Authors |
Chen_Yongyun,_Gu_Qiusheng,_Fan_Junhui,_Yu_Xiaoling,_Ding_Nan,_Xiong_Dingrong,_Guo_Xiaotong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11276 |
フェルミ衛星が10年間のデータ(4FGL-DR2)を経て検出した信頼性の高い赤方偏移を持つ大量のサンプルを収集します。銀河。これらのフェルミ光源のスペクトルエネルギー分布(SED)は、2次多項式を使用して適合され、スペクトル曲率、シンクロトロンピーク周波数、およびピーク光度を含むいくつかの重要なパラメーターが取得されます。これらのパラメータに基づいて、フェルミブラザー列と粒子加速メカニズムについて説明します。私たちの主な結果は次のとおりです:(i)放射光のピーク周波数と放射光のピーク周波数の光度、ジェット運動力、ジェットAGNの$\gamma$線光度との関係を調べることにより、「L」を見つけます。フェルミブレーザー列の形状。(ii)コンプトン優勢、ブラックホールスピン、およびジェットAGNのシンクロトロンピーク周波数の間には、それぞれ有意な反相関があります。これらの結果は、$\gamma$NLS1sと電波銀河がフェルミブレーザー系列に属することを支持しています。（iii）以前の研究に基づいて、統計的または確率論的な加速メカニズムを使用して、シンクロトロンのピーク周波数とシンクロトロンの曲率の関係を説明できます。異なるサブクラスでは、相関勾配が異なります。これは、異なるサブクラスのフェルミ源が異なる加速メカニズムを持つことを意味します。(iv)FSRQと$\gamma$NLS1は、BLLacsや電波銀河よりも高いブラックホールのメジアンスピンを持っています。
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project-I._Optical_spectroscopy_of_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
M._D._Stritzinger_(Aarhus),_S._Holmbo,_N._Morrell,_M._M._Phillips,_C._R._Burns,_S._Castellon,_G._Folatelli,_M._Hamuy,_G._Leloudas,_N._B._Suntzeff,_J._P._Anderson,_C._Ashall,_E._Baron,_S._Boissier,_E._Y._Hsiao,_E._Karamehmetoglu,_F._Olivares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11303 |
2004年から2009年の間にカーネギー超新星プロジェクトIによって観測された35個の低赤方偏移エンベロープコア崩壊型超新星の170個の光学スペクトルを提示します。データは、B-のエポックの-19日前(d)という早い時期から拡張されています。バンドの最大値は+322dであり、その大部分はいわゆる光球期に得られ、光度のピーク前後の数週間をカバーしています。赤方偏移分布、オブジェクトごとのスペクトル数、およびサンプルの位相分布を特徴付けるヒストグラムプロットに加えて、標準的な基準に従って分光学的分類も提供されます。CSP-Iスペクトルは電子的に入手可能であり、データセットの詳細な分析は、シリーズの5番目で最後の論文である関連論文に掲載されています。
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project-I._Spectroscopic_analysis_of_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
S._Holmbo_(Aarhus),_M._D._Stritzinger,_E._Karamehmetoglu,_C._R._Burns,_N._Morrell,_C._Ashall,_E._Y._Hsiao,_L._Galbany,_G._Folatelli,_M._M._Phillips,_E._Baron,_C._P._Gutierrez,_G._Leloudas,_T._E._Muller-Bravo,_P._Hoeflich,_F._Taddia,_N._B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11304 |
カーネギー超新星プロジェクト-Iによって観測され、関連論文で公開された35個の剥ぎ取られたエンベロープ(SE)コア崩壊型超新星の170の光学スペクトルを活用した分析が提示されます。SNeIIb、Ib、およびIcサブタイプの平均テンプレートスペクトルが構築され、指定されたスペクトルの特徴に関連付けられた親イオンが、スペクトル合成コードSYNAPPSを使用して識別されます。私たちのモデル化された平均スペクトルは、SNe~IIbの~6150~\AA\機能がシリコンによる根本的な寄与を持っている可能性があることを示唆しています。疑似等価幅(pEW)とブルーシフトドップラー速度で構成される標準的なスペクトル線診断は、スペクトルの特徴ごとに測定されます。両方のスペクトル診断の相関行列とローリング平均値が構築されます。主成分分析(PCA)は、データセット全体のさまざまな波長範囲に適用され、さまざまなSESNサブタイプ間の明確な分離を示唆しています。これは、文献で以前に特定された傾向から続きます。さらに、私たちの発見は、2つのSNeIIbサブタイプの存在、弱い高速水素の特徴を示す少数のSNeIb、および弱いヘリウムの特徴を示す単一のSNeIcの存在を明らかにしています。私たちのPCAの結果を活用して、いわゆる光球相の間に取得された単一のスペクトルに基づいてSESNの堅牢なサブタイピングを取得し、SNeIIbをSNeIbから80%の完了で分離できます。
IACT とチェレンコフ望遠鏡アレイによる暗黒物質の探索
ここ数十年で、暗黒物質(DM)の存在を示す驚くべき量の証拠が蓄積されてきました。同時に、暗黒物質が何でできているかを特定しようとする多くの努力が行われてきました.間接的な調査では、暗黒物質が豊富であることが知られている宇宙の場所を調べ、消滅または崩壊の可能性のある兆候を探します。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡とイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)による間接探索は、さまざまな天体物理構造からのガンマ線への消滅の研究を通じて、DM粒子の性質を制約する上で重要な役割を果たしています。この講演では、IACTを使用した検索の状況を確認し、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)に期待される最新の機器応答関数を考慮して、さまざまなターゲットでの暗黒物質検索の感度予測について説明します。拡散天体物理学および宇宙線からの系統的不確実性
連星中性子星合体における熱効果
| Title |
Thermal_Effects_in_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Jacob_Fields,_Aviral_Prakash,_Matteo_Breschi,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Andr\'e_da_Silva_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11359 |
我々は、制御された方法で有効核子質量を変化させる状態とニュートリノ輸送の有限温度微量物理方程式を用いた中性子星連星合体の数値相対性シミュレーションにおける有限温度効果の影響を研究する。比熱が増加すると、熱圧力のサポートが減少するため、合併残骸はより冷たくなり、よりコンパクトになることがわかります。完全なベイジアン分析を使用して、この効果が、信号対雑音比が10という低い、つまり、合体後の信号の検出可能しきい値に近い次世代天文台を使用して、合体後の重力波信号で測定可能であることを示します。
連星中性子星合体イベント GW170817 のパラメーター空間の再検討
| Title |
Revisiting_the_Parameter_Space_of_Binary_Neutron_Star_Merger_Event_GW170817 |
| Authors |
Austin_McDowell,_Andrew_MacFadyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11394 |
重力波イベントGW170817およびガンマ線バーストGW170817A以来、残光光曲線の分析を通じてバースト特性を制約する多数の研究が行われてきました。ほとんどの人は、観測者の角度とジェットの角度の比率($\theta_{obs}/\theta_j$)が4～6の間で、バーストが軸外で見られたことに同意しています。パラメータ化されたモデルと最大$\sim800$日後にバーストのパラメータを制限します。ガンマ線バースト流出の流体力学を再現するために、2つのパラメーターの「ブーストされた火の玉」モデルを使用します。ブーストされた火の玉の構造は、特定の内部エネルギー$\eta_0$とバルクローレンツ係数$\gamma_B(\sim1/\theta_j)$によって決定され、形状は低値の準球形の流出から滑らかに変化します。$\gamma_B$を高値の高度にコリメートされたジェットに変換します。$\gamma_B$を$1-20$の範囲で、$\eta_0$を$2-15$の範囲でシミュレーションを実行します。光度曲線を計算するには、$F_{peak}$、$\nu_m$、および$\nu_c$で特徴付けられる放射光モデルを使用し、\texttt{boxfit}放射線コード。スペクトルからスペクトルパラメータ値を集計し、MCMC分析のデータと比較するための任意の光度曲線を迅速に生成できます。私たちのモデルは、ジェットエネルギー$E_j\sim10^{50}$エルグと観測者角度$\theta_{obs}=0.65^{+0.13}_{-0.14}$ラジアンのガンマ線バーストを好むことがわかりました。($\theta_{obs}/\theta_j$)=5.4$^{+0.53}_{-0.38}$のジェット開口角度に対する比。
| Title |
Constraining_Supernova_Physics_through_Gravitational-Wave_Observations |
| Authors |
Gergely_D\'alya,_Sibe_Bleuz\'e,_Bence_B\'ecsy,_Rafael_S._de_Souza,_Tam\'as_Szalai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11480 |
重力波検出器のLIGO-Virgo-KAGRAネットワークを使用して、重力放射の観測を通じてコア崩壊超新星の物理的特性に制約を与える可能性を調べます。最新の14の3D流体力学的コア崩壊超新星シミュレーションによって生成された波形を使用します。これは、O5観測実行中のGW検出器の予測感度に基づいてノイズサンプルに追加されます。次に、BayesWaveアルゴリズムを使用して、モデルに依存しない重力波波形を再構築します。これは、さまざまな機械学習アルゴリズムの入力として使用されます。私たちの結果は、i)前駆体または爆発の特定の特徴の存在を示す、ii)爆発メカニズムを予測する、およびiii)前駆体の質量と角速度を推定するという点で、これらのアルゴリズムがどのように機能するかを示しています。観測された超新星信号の信号対雑音比。私たちの研究の結論は、正確な爆発メカニズムと崩壊のダイナミクスに関する独自の情報を提供することにより、GW観測が超新星の電磁検出を補完する可能性を強調しています。
MOMO VI: 2015 年から 2022 年までのブレーザー OJ 287 の多周波電波変動、予測される 2021
年の前兆フレア活動の欠如、および 2016/2017 アウトバーストの新しいバイナリ解釈
| Title |
MOMO_VI:_Multifrequency_radio_variability_of_the_blazar_OJ_287_from_2015-2022,_absence_of_predicted_2021_precursor-flare_activity,_and_a_new_binary_interpretation_of_the_2016/2017_outburst |
| Authors |
S._Komossa,_A._Kraus,_D._Grupe,_A._G._Gonzalez,_M._A._Gurwell,_L._C._Gallo,_F._K._Liu,_I._Myserlis,_T._P._Krichbaum,_S._Laine,_U._Bach,_J._L._Gomez,_M._L._Parker,_S._Yao,_M._Berton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11486 |
私たちの専用のSwift監視プログラムMOMOに基づくと、OJ287はX線(UV)光学領域で最もよく監視されているブレーザーの1つです。ここでは、OJ287の2015年から2022年までの広範囲の活動状態をカバーする、付随する高密度の多周波数(1.4～44GHz)無線モニタリングの結果を報告します。フェルミガンマ線観測を追加。DCFやその他の変動解析を含め、電波フラックスとスペクトル変動を詳細に特徴付け、多波長放射との関係について議論します。電波と光の深い衰退--UVフラックスは1～2年ごとに発生することがわかっています。さらに、OJ287の連星超大質量ブラックホール(SMBH)モデルの1つによって予測された熱制動放射の前駆フレアが存在しなかったことが示されています。次に、Swiftで最初に発見した異常で非熱的な2016/2017爆発の性質に焦点を当てます。我々は、これをOJ287の有名な光学的二重ピーク爆発の最新のものと解釈し、高度に歳差運動する二次SMBHを必要としないバイナリシナリオを支持します。
リングの力: GRB 221009A ダスト散乱ハローから放出される軟 X 線
| Title |
The_power_of_the_rings:_the_GRB_221009A_soft_X-ray_emission_from_its_dust-scattering_halo |
| Authors |
Andrea_Tiengo,_Fabio_Pintore,_Beatrice_Vaia,_Simone_Filippi,_Andrea_Sacchi,_Paolo_Esposito,_Michela_Rigoselli,_Sandro_Mereghetti,_Ruben_Salvaterra,_Barbara_Siljeg,_Andrea_Bracco,_Zeljka_Bosnjak,_Vibor_Jelic,_Sergio_Campana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11518 |
GRB221009Aは、銀河系の低緯度でこれまでに検出され、発生した最も明るいガンマ線バースト(GRB)です。この例外的な組み合わせのおかげで、その迅速なX線放出は、銀河の塵の雲での散乱によって生成された拡張X線リングの形で数週間にわたって検出できました。GRBの約2日後と5日後に行われた2回のXMM-Newton観測中に検出された、0.3から18.6kpcの範囲の距離にあるダストによって生成された20個のリングの分析について報告します。ダスト組成と粒径分布の異なるモデルでリングのスペクトルをフィッティングすることにより、0.7-4keVエネルギー範囲のGRB即発放出のスペクトルを、光子指数1-1.4の吸収電力則として再構築しました。ホスト銀河nHz=(4.1-5.3)E21cm-2。リングを生成する雲に含まれるダストの列密度に関する体系的な不確実性を考慮すると、GRB221009Aの0.5～5keVのフルエンスは1E-3～7E-3ergcm-2に制限できます。
Evryscope Fast Transient Engine: 急速に変化するトランジェントのリアルタイム検出
| Title |
The_Evryscope_Fast_Transient_Engine:_Real-Time_Detection_for_Rapidly_Evolving_Transients |
| Authors |
Hank_Corbett_and_Jonathan_Carney_and_Ramses_Gonzalez_and_Octavi_Fors_and_Nathan_Galliher_and_Amy_Glazier_and_Ward_S._Howard_and_Nicholas_M._Law_and_Robert_Quimby_and_Jeffrey_K._Ratzloff_and_Alan_Vasquez_Soto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10929 |
1時間未満のタイムスケールで急速に発展する天体物理学的トランジェントは、本質的にまれです。持続時間が短いため、恒星のスーパーフレア、ガンマ線バーストからの光フラッシュ、若い超新星からの衝撃ブレイクアウトなどのイベントは、分光学的追跡を可能にするタイムスケールで特定するのが困難です。このホワイトペーパーでは、EvryscopeFastTransientEngine(EFTE)を紹介します。これは、Evryscopesから低遅延の一時的なアラートを提供するように設計された新しいデータ削減パイプラインです。空全体、およびEvryscopeデータから長期的な光度曲線を構築するためのツール。EFTEは、一時的な空を分間隔で継続的に監視するのに適した単純な直接画像減算ルーチンを使用して、Evryscopeの光学的安定性を活用します。候補は、画像の98.5%に対してベースEvryscopeの2分間のリズム内で生成され、畳み込みニューラルネットワークのリアル偽分類器であるVetNetを使用して内部的にフィルター処理されます。EFTEは、同様の時間スケールを調査する一時的な調査のための拡張可能で堅牢なアーキテクチャを提供し、データレートが62倍高い次世代の全天観測所であるArgusArrayのリアルタイム分析パイプラインおよびパブリックデータ配信システムのソフトウェアテストベッドとして機能します。エブリスコープより。
James Webb Space Telescope V の近赤外分光器 (NIRSpec)。多天体分光観測を計画するための最適なアルゴリズム
| Title |
The_Near-Infrared_Spectrograph_(NIRSpec)_on_the_James_Webb_Space_Telescope_V._Optimal_algorithms_for_planning_multi-object_spectroscopic_observations |
| Authors |
N._Bonaventura,_P._Jakobsen,_P._Ferruit,_S._Arribas,_and_G._Giardino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10957 |
近赤外分光器(NIRSpec)ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載された、宇宙で動作する最初の多天体分光器です。NIRSpecMOSモードは、プログラム可能なMSAによって有効になります。MSAは、約250,000の個々のアパーチャからなる規則的なグリッドであり、空の利用可能なスリットの静的で半規則的なパターンに投影し、MSA観測の計画と最適化をかなり複雑なタスクにします。そのため、eMPTパッケージは、野心的な科学を満たすために高度な機能を必要とするNIRSpecMOS提案の計画を支援するために、STScI天文学者の提案ツール(APT)に含まれるMSA計画ツール(MPT)の補足としてNIRSpecユーザーコミュニティに提供されます。目標。eMPTは、カスタマイズされたMPTMOS観測を生成するために、APT内のユーザーの観測プログラムに簡単にインポートして組み込むことができる出力を生成します。さらに、その斬新なアルゴリズムとモジュラーアプローチにより、柔軟性とカスタマイズ性が高くなり、ユーザーはワークフローを細かく制御したり、独自のソフトウェアモジュールを挿入して、MSAスリットマスクを特定の科学的目的に合わせて調整したりすることもできます。
| Title |
Sidelobe_Modeling_and_Mitigation_for_a_Three_Mirror_Anastigmat_Cosmic_Microwave_Background_Telescope |
| Authors |
Ian_Gullett,_Amy_Bender,_Bradford_Benson,_Robert_Besuner,_Richard_Bihary,_John_Carlstrom,_Nick_Emerson,_Patricio_A._Gallardo,_Jillian_Gomez,_Cesiley_L._King,_Jeff_Mcmahon,_Jared_L._May,_Johanna_M._Nagy,_Tyler_Natoli,_Michael_D._Niemack,_Kate_Okun,_Stephen_Padin,_John_E._Ruhl,_Edward_J._Wollack,_Jeff_Zivick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10971 |
大きな角度スケールで宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏波を測定する望遠鏡では、宇宙論的結果の忠実性を確保するために、系統誤差を精巧に制御する必要があります。特に、広角散乱による遠サイドローブ汚染は、大口径マイクロ波望遠鏡の系統誤差の顕著な原因となる可能性があります。ここでは、南極からCMBを観測するように設計されたThreeMirrorAnistigmat(TMA)望遠鏡のファーサイドローブを予測するためのレイトレーシングベースのモデリング手法について説明し、デモンストレーションします。これらのサイドローブは、受信光学系で散乱された光が、その後周囲の望遠鏡の筐体の壁と相互作用することによって生成されます。さまざまなエンクロージャ壁処理についてシミュレートされたサイドローブマップと角度パワースペクトルを比較した後、典型的な反射面と比較して、度スケールのファーサイドローブコントラストが1桁以上減少する高散乱面を提案します。最後に、プロトタイプの散乱壁パネルの製造について説明し、その角度散乱プロファイルの測定値を提示します。
CCD コントローラーと検出器
| Title |
The_CCD_Controller_and_Detector |
| Authors |
G._Bonano,_C._Bonoli,_F._Bortoletto,_P._Bruno,_M._Comari,_R._Cosentino,_M._D'Alessandro,_D._Fantinel,_E._Giro,_S._Scuderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11226 |
イタリア国立望遠鏡「ガリレオ」（TNG）のすべての科学機器。追跡システムやシャックハルトマン波面システムと同様に、CCDを検出器として使用します。CCDの調達は、機器の性能を最適化するために重要です。もちろん、同様に重要なのは、非常に低い読み出しノイズでさまざまな種類のCCDを駆動できるコントローラーの設計と実現を前提としています。科学機器で使用する必要がある場合、検出器の特性評価は基本的に重要です。TNGの光学機器に適した検出器を選択するために、さまざまなCCDがクライオスタットで組み立てられ、私たちの研究室でテストされています。ここでは、グループ活動の関連する段階、および望遠鏡での試運転と進行中の作業について説明します。
光学イメージャー ガリレオ (OIG)
| Title |
The_optical_imager_Galileo_(OIG) |
| Authors |
Bortoletto_F.,_Benetti_S.,_Bonanno_G.,_Bonoli_C.,_Cosentino_R.,_D'Alessandro_M.,_Fantinel_D.,_Ghedina_A.,_Giro_E.,_Magazzu_A.,_Pernechele_C.,_Vuerli_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11228 |
本稿では、可視の「イメージング」に特化した科学機器であるオプティカルイメージャーガリレオ(OIG)の構成、設置、および操作について説明します。OIGは、TelescopioNazionaleGalileo(TNG)の焦点面に設置された最初の機器であり、望遠鏡のいくつかの部分の機能検証に広く使用されています(例として、光学品質、スプリアス光の除去、アクティブ同様に、TNGインフォマティクスシステムのいくつかの部分(機器のコマンド、テレメトリー、およびデータアーカイブ)も、OIGを広範囲に使用して検証されています。この論文は、TNG内のイメージング専用計装のさらなる開発のための作業フレームワークも提供します。OIGは、最初の近赤外線カメラ(ARNICA)と組み合わせて、望遠鏡の実験的および科学的スケジューリングの最初の期間中、「主力の機器」でした。
オープンソース パッケージの Gammapy と標準化された形式の MAGIC データを使用してスカイ マップを計算する
| Title |
Computing_sky_maps_using_the_open-source_package_Gammapy_and_MAGIC_data_in_a_standardized_format |
| Authors |
Simone_Mender,_Lena_Linhoff,_Tarek_Hassan,_Cosimo_Nigro,_Dominik_Els\"asser_(for_the_MAGIC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11285 |
ガンマ線データの高レベル分析用に開発されたオープンソースのPythonパッケージGammapyには、対応する機器応答関数と組み合わせたガンマに似たイベントリストが必要です。形態学的分析の場合、これらのデータにはバックグラウンド受け入れモデルが含まれている必要があります。ここでは、MAGICバックグラウンドの受け入れの方位角と天頂の依存性を考慮して、MAGIC望遠鏡データのそのようなモデルを生成するアプローチを報告します。ポインティング位置からのオフセットが異なるカニ星雲の観測を使用して、この方法を検証します。
コリメート ビーム プロジェクタを使用した望遠鏡の透過率の測定
| Title |
Measurement_of_telescope_transmission_using_a_Collimated_Beam_Projector |
| Authors |
Nicholas_Mondrik,_Michael_Coughlin,_Marc_Betoule,_S\'ebastien_Bongard,_Joseph_P._Rice,_Ping-Shine_Shaw,_Christopher_W._Stubbs,_John_T._Woodward_and_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11397 |
現在の世代のサーベイ望遠鏡によってますます多くのタイプIa超新星が検出されており、今後のルービン天文台のレガシーサーベイオブスペースアンドタイムではさらに多くのことが予想されるため、宇宙論的測定の精度はフラックスキャリブレーションの体系的な不確実性によって制限されることになります。統計ノイズ。SNeIa色の進化(距離の推定に必要)を決定する際の系統誤差の主な原因の1つは、調査内および調査間の両方での望遠鏡の伝送の不確実性です。ここでは、コリメートされた光で望遠鏡の透過率を測定するコリメートビームプロジェクター(CBP)を紹介します。コリメートされたビームは、フラットフィールドベースの機器と比較して、星の波面をより厳密に模倣しているため、ゴーストやフィルターの入射角依存性などによる系統誤差をより正確に処理できます。概念実証として、StarDICEプロトタイプ望遠鏡のCBP測定を提示し、単一ビーム照明で測定された全波長範囲にわたって平均3%の標準(1シグマ)不確実性を達成しました。
FAIR アクセスのためのモデリング ソフトウェア ソリューションと計算機能
私たちはビッグデータの時代にいます。天文学と天体物理学では、生成される膨大な量のデータは、今日の時点で、まだエクサスケールではないにしても、ペタスケールです。近い将来、収集されるデータのサイズと複雑さがますます大きくなり、データの処理、削減、分析に新たな課題が課されることになるでしょう。これにより、ソフトウェアとハードウェアのソリューションだけでなく、リソース管理、アクセス、共有の新しいモデルに関しても、新しいニーズが生まれます。天文学と天体物理学では、国際仮想天文台同盟(IVOA)の環境で、データに関して大きな作業が既に行われ、完全なデータの公平性が確保されています。この論文では、IVOAアーキテクチャに基づいて、データ分析用のソフトウェアおよびハードウェアソリューションのモデルが提案されています。このモデルの目標は、FAIRの原則に従って、天文学および天体物理学のリソースにアクセスするためのクラウドを構築することです。
| Title |
Requirements_analysis_for_HPC\&HTC_infrastructures_integration_in_ESCAPE_Science_Analysis_Platform |
| Authors |
S._Bertocco,_D._Goz,_S.A._Russo,_M._Moliaro,_G._Taffoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11453 |
ESCAPE(EuropeanScienceClusterofAstronomyandParticlePhysicalsESFRIresearchinfrastructures)は、天文学、天体素粒子、素粒子物理学のためのESFRI(EuropeanStrategyForumonResearchInfrastructures)施設のクラスターを設定し、現代のマルチスケールテクノロジーを通じて出現する課題に立ち向かうプロジェクトです。学際的なデータ主導の科学。ESCAPEの主な目標の1つは、EOSC(EuropeanOpenScienceCloud)環境を通じて利用可能なオープンアクセスデータの分析のための科学プラットフォームであるESAP(ESFRIScienceAnalysisPlatform)の構築です。ESAPにより、EOSCの研究者は分析のために既存のデータコレクションを特定してステージングし、データを共有し、科学的なワークフローを共有して実行することができます。関連するESFRIとRIの多くでは、処理と分析をサポートするために、関連するデータスケールにかなりの計算リソース(ストレージとコンピューティング)が必要です。したがって、EOSC-ESFRIサイエンスプラットフォームは、基盤となるHPC(ハイパフォーマンスコンピューティング)またはHTC(ハイスループットコンピューティング)インフラストラクチャを利用するための適切なインターフェイスを実装する必要があります。このポスターでは、認証および承認ポリシー、データ管理、ワークフローの展開と実行に関して、ESAPデータアクセスとHPCおよびHTC計算インフラストラクチャでの計算リソースの統合を可能にするインターフェイスの実装の主な要件を特定するために行われた分析について説明します。
太陽フレアにおける準周期的な脈動: 太陽のエネルギー放出の重要な診断
| Title |
Quasi-periodic_pulsations_in_solar_flares:_a_key_diagnostic_of_energy_release_on_the_Sun |
| Authors |
Andrew_Inglis,_Laura_Hayes,_Silvina_Guidoni,_James_McLaughlin,_Valery_M._Nakariakov,_Tom_Van_Doorsselaere,_Ernesto_Zurbriggen,_Mariana_C\'ecere,_Marie_Dominique,_Jeff_Reep,_Ivan_Zimovets,_Elena_Kupriyanova,_Dmitrii_Kolotkov,_Bo_Li,_Marina_Battaglia,_Christopher_Moore,_Hannah_Collier,_Crisel_Suarez,_Tishtrya_Mehta,_Trevor_Knuth,_Thomas_Y._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11549 |
太陽フレアは、太陽系で最も強力で破壊的なイベントの1つですが、このエネルギー放出を促進および輸送する物理的メカニズムは完全には理解されていません。フレアエネルギーの放出に関連する重要な特徴は、準周期的脈動(QPP)としてまとめて知られている特徴である、しばしば振動挙動を示すサブ秒から数分のタイムスケールでの非常に可変的な放出です。QPPの駆動メカニズムを完全に特定し、診断ツールとしての可能性を活用し、太陽と星のフレアの理解にそれらを組み込むには、新しい観測機能とイニシアチブが必要です。大きな全体的な強度の存在下で強度の小さな変動を観察するのに十分な感度とダイナミックレンジを備えた、フレアに焦点を合わせた、急速なリズム、高解像度、太陽の多波長イメージングに対する明確なコミュニティのニーズがあります。さらに、数値モデルと観察の間のギャップを狭めるには、学際的な資金提供とイニシアチブが必要です。QPPは、フレア磁気リコネクションおよびエネルギー放出サイトで発生する物理現象の直接的な特徴であるため、統一されたフレアモデルに含めることが重要です。重要なモデル化と理論的研究にもかかわらず、単一のメカニズムまたはモデルでフレア中のQPPの存在を完全に説明することはできません。さらに、QPPがさまざまなメカニズムによって生成されるさまざまなカテゴリに分類される可能性もあります。現時点では、メカニズムを観察的に区別するには情報が不十分です。QPPを理解する動機は、地球の電離層におけるフレアの地理的有効性と、星のフレアが同様のQPPシグネチャを示すという事実によって強化されます。QPPは、フレア物理学をよりよく理解し、太陽と星の類似性を活用する絶好の機会を提供し、天体物理学、太陽物理学、および太陽と地球の接続の両方に利益をもたらします。
V4142 Sgr: 降着円盤の大気に囲まれた降着体を持つ二重周期変光星
| Title |
V4142_Sgr:_a_Double_Periodic_Variable_with_an_accretor_surrounded_by_the_accretion-disk's_atmosphere |
| Authors |
J._A._Rosales,_R._E._Mennickent,_G._Djura\v{s}evi\'c,_I._Araya,_M._Cur\'e,_D._R._G._Schleicher,_J._Petrovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10962 |
コンテキスト:密接に相互作用する連星V4142\,Sgrの測光および分光分析に基づく詳細な研究が提示されます。目的:測光データマイニングと軌道周期にわたる分光観測を行い、連星系の軌道パラメータと星の性質、およびホットスターの周りにある降着円盤の物理的性質を取得します。システムの進化経路に関する洞察が得られます。方法:光度曲線は、連星系の理論的光度曲線を使用した逆モデリング法によってモデル化され、基本的なパラメーターを取得するために、星とホットスターの降着円盤の両方の光度曲線の寄与を考慮しました。主な恒星パラメーターを制約するために、質量比と、恒星成分のスペクトル線を分離するためのデブレンディング法を含む分光分析から得られた値を使用したドナー温度が固定されました。システムパラメーターは、システムの進化の歴史に関する洞察を得るために、連星進化モデルのグリッドと比較されました。結果:軌道周期と長周期が再計算され、$30.633\pm0.002~\mathrm{days}$と$1201\pm14~\mathrm{days}$であることがわかりました。スペクトル分析は、持続的な$V\leqR$非対称性を伴うH$\alpha$二重放射を明らかにします。
進化計算のための回転星からの異方性風のモデル
コンテキスト:回転する星の表面特性は、極から赤道まで変化する可能性があり、その結果、現在利用可能な進化モデルには含まれていない異方性星風が発生します。目的:回転する星の質量と角運動量の損失を記述する形式を開発します。これには、さまざまな表面特性と回転による歪みの両方が考慮されます。方法:非回転星の質量損失レシピを採用し、回転星の表面上の各点に同等の非回転星を割り当て、表面質量フラックスはレシピによって与えられます。全球の質量損失率と角運動量損失率は、変形した星の表面を適切に積分することによって得られます。進化モデルが計算され、私たちの処方箋は、回転する星のために現在使用されている単純な質量損失増強レシピと比較されます。結果:双安定性ジャンプの影響を受けないモデルの場合、質量損失率は回転の影響をほとんど受けないことがわかりました。双安定ジャンプの影響を受けるものについては、時間に対する質量損失率の増加が平滑化されます。私たちの処方箋は恒星表面の物理的条件の変化を考慮しているため、双安定性ジャンプの影響を受ける領域は、星全体が突然影響を受けるのではなく、徐々に拡大することができます。結論:より物理的に包括的なモデルと比較して、1次元の恒星進化コードで回転する星の質量と角運動量の損失率を計算するための、実装が簡単で柔軟でありながら物理的に意味のある処方箋を提供しました。星の進化コードMESAでの私たちのスキームの実装は、オンラインで入手できます:https://zenodo.org/record/7437006
$\delta$ Scuti 星の星震学: ニューラル ネットワークを使用したモデル グリッドのエミュレート
| Title |
Asteroseismology_of_$\delta$_Scuti_stars:_emulating_model_grids_using_a_neural_network |
| Authors |
Owen_J._Scutt,_Simon_J._Murphy,_Martin_B._Nielsen,_Guy_R._Davies,_Timothy_R._Bedding,_Alexander_J._Lyttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11025 |
若い$\delta$Scuti星は、貴重な天体地震学的ターゲットであることが証明されていますが、それらの推測された特性について確実な不確実性を得ることは困難です。$\delta$Sct星のグリッドベースのモデリングにおけるランダムな不確実性を定量化することを目指しています。ネストされたサンプリングと恒星モデルのニューラルネットワークエミュレーターを使用してベイジアン推論を適用し、シミュレートされた恒星と実際の恒星の両方で手法をテストします。シミュレートされた星からの結果に基づいて、観測とニューラルネットワークエミュレーションからのランダムな不確実性を考慮しながら、私たちの方法がもっともらしい事後確率密度推定値を回復できることを示します。基本パラメータの事後分布は、有意に非ガウス的でマルチモーダルであり、強い共分散を持つことがわかります。私たちの方法は、$\delta$Sct星のモデリングにおけるランダムな不確実性を確実に推定し、系統的な不確実性の調査と定量化への道を開くと結論付けています。
太陽噴火時の磁束ロープの回転機構
太陽の噴火ではフィラメントの回転が見られることが多く、これは噴出する磁気フラックスロープ(MFR)の回転の現れです。このようなMFRの回転は、バックグラウンドのせん断場成分によって加えられるトルク(外的原因)またはMFRの磁気ねじれの緩和(内的原因)のいずれかによって引き起こされる可能性があります。噴火場の特定のキラリティーに対して、外部ドライバーと内部ドライバーの両方が同じ回転方向を引き起こします。したがって、どのメカニズムが回転への支配的な寄与をもたらすかは、直接の観察からはとらえどころのないままです。この論文では、テザーカット磁気リコネクションによる太陽噴火の完全なMHDシミュレーションを利用して、MFR回転のメカニズムを研究します。シミュレーションでは、MFRの高さ回転プロファイルは、外部せん断場成分による力が回転の支配的な要因であることを示唆しています。さらに、トルク分析は、反時計回りの回転を駆動する唯一の要因でもあることを確認しています。逆に、MFR内のローレンツトルクは、この反時計回りの回転に悪影響を及ぼします。
超大質量炭素豊富白色矮星の非爆発性星合体の起源
| Title |
The_non-explosive_stellar_merging_origin_of_the_ultra-massive_carbon-rich_white_dwarfs |
| Authors |
Adela_Kawka,_Lilia_Ferrario,_Stephane_Vennes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11118 |
私たちは、炭素汚染された白色矮星(DQ)のサブクラスの起源を調査しました。もともとは「ホットDQ」白色矮星として識別されていました。これらの天体は比較的高温(10000<T_eff<25000K)で、著しく高い通常のDQ(M~0.6M_Sun)よりも質量が大きく(M>0.8M_Sun)、高い空間速度を示します.したがって、それらの若い外観にもかかわらず、それらの運動学的特性は古い白色矮星集団のものです。.このジレンマから抜け出す方法は,それらが2つの白色矮星の合体によって形成されたと仮定することである.この論文では,この「C-enriched」DQ白色矮星の個体群の観察された特徴を調べ,63個の白色矮星のほぼ半分を確認する.既知の天体は、銀河の厚い円盤またはハローと一致する運動学的特性を持っています。また、人口合成研究を実施し、マージ仮説が実際に観測と互換性があることを発見しました。このサブクラスの白色矮星の研究は、Ia型超新星(SNeIa)の理解に重要な意味を持ちます。これは、宇宙の膨張の歴史を決定するために一般的に使用されます。これは、同じ形成チャネルが両方の種類の天体に適用されるためです。したがって、爆発に失敗したこれらの白色矮星の特性を調べることは、熱核の暴走につながるメカニズムのモデリングに重要な制約をもたらす可能性があります。
MGAB-V240: 23 分の AM CVn スターで、12 次元のスーパーサイクルと停止状態の両方を示しています
ZwickyTransientFacility(ZTF)のデータを使用して、MGAB-V240=PS1-3PIJ185529.82+323017.8が2つの異なる状態を示していることに気付きました:サイクル長12dの定期的なバースト状態と停止状態です。規則的な爆発状態は、実際には、12dのスーパーサイクルを構成する一連の超爆発と介在する通常の爆発であることがわかりました。スーパーアウトバーストの1つの間に、周期が0.015824(9)日(=22.79分)のスーパーハンプがZTF時間分解データで検出されました。この周期と挙動は、MGAB-V240が既知のスーパーサイクルが最も短いAMCVnタイプの天体であり、2番目に知られているAMCVn星が真の静止状態を示していることを確認しています。この星系の静止は、短い落下によって中断され、これらの落下の後、星系はしばしば明るくなりました。この現象は、落下中にディスクの外側部分に移動した物質が蓄積することで説明できます。この現象は、これらの低下の原因としての物質移動率の一時的な低下ではなく、ヘリウムディスクで高温状態を維持することの難しさと組み合わされた二次からの一定の物質移動に有利に働きます。MGAB-V240は、ヘリウム円盤の熱不安定性の境界に近いはずであり、観測されたスーパーハンプ期間は、円盤不安定性理論およびAMCVn星の進化シーケンスによって予想される活動シーケンスと非常によく一致します。
太陽のような平均場ダイナモにおける時空間的非局所性
平均起電力の非局所効果が平均場太陽型ダイナモモデルにどのように影響するかを調べます。RheinhardtandBrandenburg(2012)の提案に従って、平均起電力の積分微分方程式を反応拡散型の方程式で近似します。この一般化により、スケール分離近似が軽減されます。固有値問題を解くと、非局所的な平均起電力を持つダイナモモデルの興味深い特性がいくつか明らかになります。以前の研究で報告された臨界ダイナモ不安定閾値の減少に加えて、不安定モードのダイナモ期間が増加します。同時に、非局所モデルは、スケール分離近似を使用するモデルよりも、臨界しきい値を超える付近での不安定なダイナモモードの成長率が大幅に低いことを示しています。また、非局所モデルでは、最初の不安定なダイナモモードのしきい値のすぐ近くで、多数の異なる振動および定常ダイナモモードが励起されることがわかります。非線形ダイナモモデルを使用して、これらの調査結果を検証します。このモデルは、パーカーのダイナモ波解を示しており、波は対流帯の底部の中緯度から地表の太陽赤道に向かって伝播します。弱い非線形領域では、異なる空間局在化のダイナモモードの干渉により、約300年の期間のグランドアクティビティサイクルが発生します。
低解像度スペクトル (R~200) の畳み込みニューラル ネットワークを使用した星のパラメーターの推定と非常に金属の少ない星の特定
| Title |
Estimating_Stellar_Parameters_and_Identifying_Very_Metal-poor_Stars_Using_Convolutional_Neural_Networks_for_Low-resolution_Spectra_(R~200) |
| Authors |
Tianmin_Wu,_Yude_Bu,_Jianhang_Xie,_Junchao_Liang,_Wei_Liu,_Zhenping_Yi,_Xiaoming_Kong,_and_Meng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11198 |
非常に金属の少ない(VMP、[Fe/H]<-2.0)星は、初期の銀河と宇宙における元素生成の性質と進化に関する豊富な情報を提供します。来たる中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)は、多くのVMP星を含む可能性のある大量の分光データを提供するため、星の大気パラメータ($T_{eff}$,$\logg$、および[Fe/H])CSSTスペクトル(R~200)に似た低解像度スペクトルの場合。この論文では、3つの畳み込み層と2つの全結合層を持つ2次元の畳み込みニューラルネットワーク(CNN)モデルが構築されます。この研究の主な目的は、このモデルが低解像度(R~200)スペクトルで恒星パラメータを推定し、VMP星を識別する能力を測定して、CSSTによって観測されたスペクトルでVMP星をより適切に検索できるようにすることです。主に、LAMOSTDR3で観測されたVMP星の10,008スペクトルと、LAMOSTDR8で観測された共通星([Fe/H]>-2.0)の16,638スペクトルを実験に使用し、比較しています。すべてのスペクトルは、CSSTの解像度に一致するようにR~200に縮小され、前処理されて、CNNモデルへの入力用に2次元スペクトルに折りたたまれます。結果は、MAE値が$T_{eff}$で99.40K、$\logg$で0.22dex、[Fe/H]で0.14dex、[C/Fe]で0.26dexであることを示しています。さらに、CNNモデルは94.77%の精度でVMP星を効率的に識別します。このモデルの検証と実用性は、MARCS合成スペクトルでもテストされています。この論文は、低解像度スペクトル(R~200)の恒星パラメーターを推定し、恒星の個体群と銀河の進化研究に関心のあるVMP星を認識する上で、提案されたCNNモデルの有効性を強力に示しています。
C7 フレアの噴火におけるエネルギー放出とインパルス CME ダイナミクスの多点研究
| Title |
Multi-point_study_of_the_energy_release_and_impulsive_CME_dynamics_in_an_eruptive_C7_flare |
| Authors |
J._Saqri,_A._M._Veronig,_E._C._M._Dickson,_T._Podladchikova,_A._Warmuth,_H._Xiao,_D._E._Gary,_A._F._Battaglia_and_S._Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11232 |
さまざまな視点からの観測を組み合わせて、2021年4月17日に発生し、地球の視界から部分的に隠蔽された長時間の噴火C7クラスフレアの詳細な研究を行います。フレアに関連するプラズマの流れ、フレアアーケード、およびエネルギー放出と粒子加速のダイナミクスと熱特性は、関連するCMEの運動学的進化とともに研究され、この長時間のイベントを以前の噴火フレア研究のコンテキストに配置します。.フレアは、16:04UTから17:05UTまで続く2つのフェーズで、1時間にわたって硬X線(HXR)バーストを示しました。第1段階では、高温プラズマからの放射の大幅な増加とCMEの衝撃的な加速が観測されました。CME加速プロファイルは、上昇するホット(14MK)プラズモイドによってトリガーされる最初のSTIXHXRバーストフェーズに沿って、低速上昇、加速、および伝播の3つの部分の進化を示しています。CME加速段階では、標準的な噴火フレアシナリオと一致して、噴火構造の背後で進行中の磁気リコネクションの兆候が見られます。最初のCME加速の約30分後に発生する後続のHXRバーストは、スペクトル硬化($\delta\approx$7から$\delta\approx$4へ)を示しますが、さらなるCME加速と彩層蒸発には対応しません。したがって、CMEとフレアのフィードバック関係は、調査中のイベントの最初の25分以内にのみ重要である可能性があります。その後、フレアとCME噴火は互いに独立して進化します。
コロナ質量放出によって引き起こされるサブセカンド電子加速の太陽電波スパイクとタイプ IIIb 脈理の発現
| Title |
Solar_Radio_Spikes_and_Type_IIIb_Striae_Manifestations_of_Sub-second_Electron_Acceleration_Triggered_by_a_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Daniel_L._Clarkson,_Eduard_P._Kontar,_Nicole_Vilmer,_Mykola_Gordovskyy,_Xingyao_Chen,_Nicolina_Chrysaphi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11265 |
サブ秒スケールでの磁気エネルギー放出に関連する電子加速を理解することは、太陽物理学における主要な課題を提示します。$\Delta{f}/f\sim10^{-3}-10^{-2}$を持つサブ秒の狭帯域幅バーストとして観測される太陽電波スパイクは、電子分布のサブ秒進化を示しています。頻度の統計的分析、および個々のスパイクとコロナ質量放出(CME)に関連付けられているタイプIIIb線条の時間分解イメージングを提示します。LOFARイメージングでは、同時期($<2$s)のスパイクと脈理の強度コンターがほぼ完全に重なっていることがわかります。平均して、両方のバーストタイプのソースサイズは類似しており、ミリ秒単位で高速に拡張されます。電波源の重心速度は、多くの場合超光速であり、30～45MHzを超える周波数とは無関係です。CMEはフィールドジオメトリを乱し、頻繁な磁気再接続が原因であると考えられるスパイク放出の増加につながります。フィールドが以前の構成に向かって回復するにつれて、観測されたスカイプレーン放出位置は、数十分にわたって増加した高さにドリフトします。1GHzを超える以前の観測と組み合わせると、平均減衰時間とソースサイズの推定値は、電波散乱予測と同様に、周波数の30年間にわたって$\sim1/f$依存性に従います。30～70MHzのバーストの時間的および空間的特性は、密度変動スペクトルの強い異方性を伴う電波散乱と一致しています。その結果、電波放射の場所は、観測されたバースト位置に対応せず、CME側面近くでの加速と放射を意味します。帯域幅は、固有の放射源サイズが30MHzで$<1$秒角であること、および磁場強度がデカメートルスパイクを生成するイベントの平均よりも2倍大きいことを示唆しています。
太陽風の密度増強ストリーム
このレターは、約5Hzの繰り返し率で発生するdelta_n/nが10%以下のプラズマ密度増強を繰り返すという新しい現象について説明しています。それらは、パーカー・ソーラー・プローブ軌道12で太陽半径14から15の間で約5時間散発的に観測され、インバウンド軌道とアウトバウンド軌道11および他の軌道の両方で同じ半径範囲で見られます。それらが定常状態にあるように見えることは、それらの圧力勾配が測定されていない放射状電場によって釣り合っていることを示唆しています。しかし、太陽と衛星の線に垂直な面で測定された電界成分には、半径方向の成分について仮定されているような鋭い特徴があり、圧力バランスの要件をサポートしています。これらの構造は磁場と相関しないため、電磁波とは関係がなく、おそらく3波または類似のプロセスの結果ではありません。
ZTF サーベイからの 43 個の新しい食白色矮星と主系列連星の測光的フォローアップ
| Title |
Photometric_follow-up_of_43_new_eclipsing_white_dwarf_plus_main-sequence_binaries_from_the_ZTF_survey |
| Authors |
Alex_J._Brown,_Steven_G._Parsons,_Jan_van_Roestel,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Elm\'e_Breedt,_Vik_S._Dhillon,_Martin_J._Dyer,_Matthew_J._Green,_Paul_Kerry,_Stuart_P._Littlefair,_Thomas_R._Marsh,_James_Munday,_Ingrid_Pelisoli,_David_I._Sahman,_James_F._Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11392 |
広視野の時間領域のフォトメトリックスカイサーベイでは、現在、何百もの食白色矮星プラスM矮星連星が発見されています。これらの連星には、白色矮星と近接連星天体物理学に関する豊富な情報と潜在的な洞察が含まれています。これらのシステムを完全に制約し、このサンプルの力を利用するには、正確なフォローアップ観察が不可欠です。高速マルチバンド測光フォローアップのプログラムからの最初の結果を提示します。日食測光のみから両方の成分の温度、(モデルに依存する)質量、および半径を測定する方法を開発し、34の白色矮星連星を特徴付け、約2倍の増加を達成しながら、代替アプローチを使用して独立した推定値との一般的な一致を見つけます。パラメータの精度。これらのパラメータ推定値に加えて、我々は多くの興味深いシステムを発見しました-サブ恒星の二次を持つ4つを見つけ、食の例の数を2倍にし、白色矮星が強い磁気を持っていることを発見した少なくとも6つ、これらを最初にしましたそのようなシステムの例を覆い隠し、白色矮星における磁場生成のメカニズムを調査する鍵となります。また、最初の2つの脈動する白色矮星は、孤立して食しているポスト共通エンベロープ連星で発見されました。1つは質量が小さく、おそらくヘリウムコアを持ち、もう1つは比較的質量が大きく、ZZの既知のサンプルの上端に向かっています。セティス。私たちの結果は、集団を特徴付ける方法としてだけでなく、分光学的フォローアップでは見逃されたであろう重要なシステムを発見する方法として、日食測光の力を示しています。
太陽系深部大気におけるプラズモイド媒介磁気リコネクションの超高分解能観測
| Title |
Ultra-high_resolution_observations_of_plasmoid-mediated_magnetic_reconnection_in_the_deep_solar_atmosphere |
| Authors |
L._Rouppe_van_der_Voort,_M._van_Noort,_J._de_la_Cruz_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11496 |
深部太陽大気における磁気再結合は、エラーマン爆弾と呼ばれる現象であるバルマー水素線の放出を増大させる可能性があります。彩層フィブリルのキャノピーの下の磁気リコネクションを効果的に追跡するために、H-α線のエラーマン爆弾のユニークな分光観測を分析しました。スウェーデンの1m太陽望遠鏡(SST)でMicrolensedHyperspectralImager(MiHI)のプロトタイプで観測された、新しく出現した活動領域の10分間のデータセットを分析しました。MiHI装置は、空間、時間、およびスペクトル領域で同時に超高解像度を達成できる一体型フィールドスペクトログラフです。SST適応光学システムと画像復元技術の組み合わせにより、MiHIは、大気のシーイング条件が許せば、回折限界の観測を提供できます。データセットは、10mA/ピクセルで4.5Aを超えるH-アルファ線を、8.6"x7.7"の視野にわたって0.065"/ピクセルで、1.33秒の時間間隔でサンプリングします。これは、ハイパースペクトルデータキューブを構成します。は132x118空間ピクセル、456スペクトルピクセル、および455時間ステップを測定します.強い磁束の出現に関連するエラーマン爆弾活動を伴う複数のサイトがありました.エラーマン爆弾活動は非常に動的であり、急速な変動性と小規模な下部構造を示しています.半値全幅のサイズが0.1～0.4インチで、見かけの速度が14～77km/sで移動するプラズモイド様のブロブの数。ドップラーオフセットは47～57km/sです.私たちの観測は、エラーマン爆弾の高速磁気再結合がプラズモイドの形成によって媒介されるという考えを支持しています.これらのMiHI観測は、マイクロレンズベースの積分フィールドスペクトログラフがファンダメンをプローブできることを示しています.太陽大気における物理的プロセス。
ガイア時代の銀河モデルパラメータと激変変数の空間密度：人口モデルへの新しい制約
| Title |
Galactic_Model_Parameters_and_Space_Density_of_Cataclysmic_Variables_in_Gaia_Era:_New_Constraints_to_Population_Models |
| Authors |
R._Canbay,_S._Bilir,_A._\"Ozd\"onmez,_T._Ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11568 |
{\itGaia}DR3の再推定三角視差を使用して、大変動変数(CV)の空間分布、銀河モデルパラメータ、および光度関数が確立されます。この研究の1,587CVのデータサンプルは、距離が三角視差に基づいており、サンプルの作成時に{\itGaia}DR3測光完全性の限界が考慮されているため、銀河モデルのパラメーター推定に適していると主張されています。分析によると、すべてのCVのスケールの高さは、周期ギャップの下限に近い短い周期に向かって248$\pm$2から430$\pm$4pcに増加し、最短軌道では300$\pm$2pcに急激に低下します。ピリオドCV。すべてのCVと磁気システムの指数スケールの高さは、それぞれ375$\pm$2pcと281$\pm$3pcであることがわかり、以前の観察研究で示唆されたものよりもかなり大きくなっています。サンプル内のすべてのCVおよび磁気システムの局所空間密度は、$6.8^{+1.3}_{-1.1}\times$10$^{-6}$および$2.1^{+0.5}_{-0.4}\times10^です。{-6}$pc$^{-3}$、それぞれ。私たちの測定は、人口合成モデルと観測によって予測されたCV空間密度の間の1〜2桁の不一致を強化します。この不一致は、$\dot{M}$が非常に低いシステムや周期ギャップにあるシステムなど、CV調査で検出されないオブジェクトによる可能性があります。この研究における白色矮星の光度関数とすべてのCVの光度関数の比較は、CVの光度関数の500倍が白色矮星の光度関数に非常によく適合することを示しています。この研究の推定値とデータサンプルは、CVのさらなる分析に自信を持って使用できると結論付けています。
モデルに依存しない放射対称性の破れと重力波
放射補正によって対称性が主に破られる(そして質量が生成される)モデルは、通常、温度が数桁低下したときに、過冷却の期間を伴う強い一次相転移を生成します。ここでは、これらの現象のモデルに依存しない記述と、潜在的に観測可能な重力波の生成が、十分な過冷却が発生した場合、いくつかのパラメーター(モデルが指定されると計算可能)の観点から可能であることが示されています。モデルに依存しない記述が有効であるためには、これらのパラメーターに関して過冷却がどれくらい大きくなければならないかが明示的にわかります。また、前述のパラメータの関数である小さな量の累乗展開で高次の補正を計算することにより、このような記述の精度を体系的に改善する方法についても説明します。さらに、対応する重力波スペクトルは、LIGOおよびVIRGOの最新の観測実行からの既存の実験結果、および将来の重力波実験の予想される感度と比較され、除外されるか、または将来につながる可能性があるパラメーター空間の領域を見つけます。検出。
中緯度の電力網に対する地磁気嵐の影響
| Title |
Effect_of_Geomagnetic_Storms_on_a_Power_Network_at_Mid_Latitudes |
| Authors |
Somayeh_Tarana,_Nasibe_Alipoura,_Kourosh_Roknia,_S.Hadi_Hosseinib,_Omid_Shekoofac,_Hossein_Safari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10925 |
太陽活動は地磁気を乱し、地磁気誘導電流を介して電力網に影響を与える可能性があります。2018年3月19日から、有効電力と無効電力、イランの送電網変圧器(230kVと400kV)の力率、および地磁気擾乱指数(SYM-H<-30nTおよびかなりの水平地磁気変動)との相関関係を調査します。2020年3月20日まで。変圧器の力率が0.7未満の128,627ケースのうち、12,112サンプルがSYM-Hと相関していることがわかります。私たちの調査では、2年間の約4%で、SYM-Hの値が-30nT未満であることが示されています。高性能変圧器(稼働時間の95%で0.7を超える力率)の分析では、0.7未満の力率と-30nT未満のSYM-Hの少なくとも55%の相関関係が示されています。Rafsanjan-Kerman変電所とSarcheshmeh-Kerman(230kV側のY接続)変電所の変圧器の力率が0.7未満に減少し、SYM-Hと相関することがわかります。Sefidrood-GuilanおよびShahidBeheshti-Guilan変圧器(Y構成)の無効電力が2020年1月9日に大幅に増加し、SYM-Hと正の相関があり、グリッドのこの部分で大きなGICが生成される可能性があることを示します。ShahidBeheshti-Guilan変電所での無効電力の増加は、Jaipurステーションで記録された水平磁場のかなりの変化と相関していることがわかります。ただし、電力網に対する地磁気誘導電流の影響を推定するには、より詳細な情報(変圧器の温度と電流)の記録が必要です。
| Title |
The_Neutrino_Magnetic_Moment_Portal_and_Supernovae:_New_Constraints_and_Multimessenger_Opportunities |
| Authors |
Vedran_Brdar,_Andr\'e_de_Gouv\^ea,_Ying-Ying_Li,_Pedro_A._N._Machado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10965 |
一重項フェルミオン(ステライルニュートリノ)が遷移磁気モーメントポータルを介して標準モデルの粒子と相互作用するという仮説を精査します。これらの相互作用により、超新星で無菌ニュートリノが生成され、続いてそれらが崩壊して光子と活性ニュートリノになり、それぞれ$\gamma$線望遠鏡とニュートリノ検出器で検出できます。SN1987Aに関連する無菌ニュートリノ崩壊からの活性ニュートリノと光子が観測されていないことは、質量が$0.1-100$MeVウィンドウ内にある場合、磁気モーメント結合無菌ニュートリノに対してこれまでで最も強い制約をもたらすことを発見しました。近未来の銀河超新星爆発を想定して、Fermi-LAT、e-ASTROGAM、DUNE、Hyper-Kamiokandeなどの現在および近未来のいくつかの実験の磁気モーメント結合無菌ニュートリノに対する感度を推定します。また、過去のすべての超新星爆発で生成された磁気モーメント結合ステライルニュートリノの崩壊で生成された拡散光子とニュートリノフラックスを研究し、これらの崩壊娘が存在しないことが、1ドルから100ドルの範囲内のステライルニュートリノ質量に対してこれまでで最も強い制約をもたらすことを発見しました。$keVウィンドウ。
アクシオン場とスカラー場による原子エネルギー準位のゆらぎ
標準モデル粒子(電子、クォーク、グルオン、光子)と暗黒物質場$\phi$との相互作用により、原子エネルギーレベルの振動シフトが生成されます。これらの振動を振動数$m_{\phi}c^2/\hbar$で解決するために、暗黒物質粒子の非常に小さな質量に対して相互作用強度の測定が行われました。しかし、$\phi^2$に比例する相互作用については、振動全体で平均化されたエネルギーシフトを測定し、より大きな質量を持つ暗黒物質粒子を調べることができます。問題は、新しい相互作用によって生じるエネルギーシフトの時間依存性しか正確に測定できないことです。定数部分は、エネルギーの理論値の不確実性によって隠されています。ただし、スカラーまたは疑似スカラー(アクシオン)フィールド$\phi_0$の振幅は、時間スケール$\tau\sim10^6\hbar/m_{\phi}c^2$で変動し、これによりエネルギーシフト($原子、分子、核遷移エネルギーのE\propto\phi_0^2$)。シフト変動分散$\deltaE^2=\overline{(E-\overline{E})^2}=(\overline{E})^2$を測定すると、スカラーと疑似スカラーの相互作用強度定数が得られます。$\phi$相互作用の線形の場合、同様の効果が摂動理論の2次で現れ、小さなエネルギー分母によって強化される可能性があります。
| Title |
Defining_eccentricity_for_gravitational_wave_astronomy |
| Authors |
Md_Arif_Shaikh,_Vijay_Varma,_Harald_P._Pfeiffer,_Antoni_Ramos-Buades_and_Maarten_van_de_Meent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11257 |
偏心コンパクト連星合体は、現在および将来の重力波観測所にとって重要な科学的目標です。偏心信号を検出して分析するために、偏心バイナリの波形モデル、数値相対性理論シミュレーション、およびパラメーター推定フレームワークを開発する努力が増えています。残念ながら、現在のモデルとシミュレーションは、一般相対性理論における偏心の独自の自然な定義がないため、偏心の異なる内部パラメーター化を採用しており、偏心の測定に互換性がない可能性があります。この論文では、波形量のみに基づく偏心と平均異常の標準的な定義を提示します。この定義にはゲージのあいまいさがなく、正しいニュートン限界があり、異なるモデルの偏心測定値を比較する際の後処理ステップとして適用できます。この標準化により、すべてのモデルとシミュレーションが同じ基盤に置かれ、重力波観測からの離心率推定と天体物理学的予測との直接比較が可能になります。ポストニュートン理論、有効な1つの物体、極端な質量比の渦巻き、数値相対性シミュレーションなど、さまざまな起源の波形に対する定義の適用性を示します。この作業では、スピン歳差運動のないバイナリに焦点を当てていますが、スピン歳差運動バイナリへの可能な一般化について説明します。使いやすいPythonパッケージgw_eccentricityを通じて、実装を公開しています。
重力波を用いた連星中性子星の潮汐パラメーターの測定可能性に対する動的重力磁気潮汐の影響
| Title |
Effect_of_dynamical_gravitomagnetic_tides_on_measurability_of_tidal_parameters_for_binary_neutron_stars_using_gravitational_waves |
| Authors |
Pawan_Kumar_Gupta,_Jan_Steinhoff,_Tanja_Hinderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11274 |
連星中性子星(NS)からの重力波(GW)は、NSの特徴的なモードの励起に関連する潮汐効果を測定することにより、核の状態方程式を制約するユニークな機会を開きました。これには、コリオリ効果に関連する重力磁気モードが含まれます。その周波数はNSのスピン周波数に比例し、スピンの向きによって主に励起されるモードのサブクラスが決まります。ゆっくりと回転するNSの重力磁気モードからの断熱シグネチャの説明を最初に作成することにより、データ分析に必要なこれらの効果のGWモデルを進めます。モード共振の前後で異なる有効なラブ数にカプセル化できることを示します。これを、モード共鳴におけるGWの急激な変化の既知の一般的なモデルと組み合わせることで、次に想定されるCosmicExplorerでの測定のための重力磁気効果の影響のケーススタディを実行するために使用する効率的な記述が得られます。ジェネレーションGW検出器。重力磁気モードの影響を無視する(含む)と、状態方程式に依存する測定された潮汐変形能パラメーターに偏りが生じる(統計誤差が大幅に減少する)範囲を定量化します。私たちの結果は、第3世代の検出器を使用した測定における動的重力磁気潮汐効果の重要性を実証しています。
低温および高温のコンパクト星における $f$- および $p$- 振動モードの周波数
| Title |
Frequencies_of_$f$-_and_$p$-oscillation_modes_in_cold_and_hot_compact_stars |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa,_Mikhail_V._Beznogov,_Adriana_R._Raduta,_Pratik_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11469 |
低温コンパクト星と高温コンパクト星の極$f$-および$p$-振動モード周波数の状態方程式(EOS)依存性を調べます。冷たい純粋な核子中性子星(NS)の振動周波数、それらのEOSおよびグローバルパラメーター、核物質(NM)の特性の間の相関関係は、ベイジアンアプローチ内で生成された一連の共変密度汎関数(CDF)モデルを考慮することによって調査されます。NMの飽和特性に対する制約の数、密度の関数としての純粋な中性子物質（PNM）の挙動、および最大NS質量の下限が課されました。次に、有限温度効果の役割は、核子に加えて、ハイペロン、$\Delta$共鳴、反カオン凝縮体またはハドロンについても説明するモデルのバリオンおよび電荷分率ごとの温度またはエントロピーのさまざまな理想化されたプロファイルを仮定することによって対処されます。クォーク相転移へ。有限の温度効果が核星の振動周波数を低下させる一方で、エキゾチックな粒子の自由度を持つ星では逆の効果が得られることがわかりました。$\Gamma$法則を使用して有限温度EOSエラーを構築すると、振動モードの周波数を推定する際に、質量に応じて10\%から30\%のオーダーになります。この作業を通して、Cowling近似が使用されます。
デ・シッター時空におけるカー・ブラックホールと観測赤方偏移: ハッブル定数を計算する新しい方法に向けて
| Title |
Kerr_black_hole_in_de_Sitter_spacetime_and_observational_redshift:_Towards_a_new_method_to_compute_the_Hubble_constant |
| Authors |
Mehrab_Momennia,_Alfredo_Herrera--Aguilar,_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11547 |
カーブラックホールを漸近的にデシッター時空で回転するテスト粒子の周波数シフトを考慮することにより、ハッブルの法則を抽出します。この目的のために、Kerr-deSitterブラックホールを環状に周回する大規模な測地線粒子を考慮します。この粒子は、赤方偏移した光子をエミッター(ブラックホールシステム)から遠ざかる遠くの観測者に向けて放出します。この構成を考慮することにより、質量、角運動量、宇宙定数などの時空パラメーターに関する赤方偏移の式が得られます。次に、いくつかの物理的に動機付けられた近似の助けを借りて、ハッブル定数に対する光子の周波数シフトを見つけます。最後に、シュバルツシルトブラックホールの質量と、このブラックホールを円周回している大質量天体の観測赤方偏移に関するハッブル定数の正確な式をいくつか抽出します。私たちの結果は、観測可能な量に関して後期ハッブル定数を得るための新しい独立した一般相対論的アプローチを示唆しています。
