深いネットワークを持つ銀河団における銀河規模の強レンズの探索 I: 方法論とネットワーク性能
| Title |
Searching_for_galaxy-scale_strong-lenses_in_galaxy_clusters_with_deep_networks_--_I:_methodology_and_network_performance |
| Authors |
G._Angora,_P._Rosati,_M._Meneghetti,_M._Brescia,_A._Mercurio,_C._Grillo,_P._Bergamini,_A._Acebron,_G._Caminha,_M._Nonino,_L._Tortorelli,_L._Bazzanini,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00769 |
銀河団の銀河規模の強いレンズは、宇宙論的シミュレーションからの予測と比較できる、低質量領域での内部質量分布とサブハロー密度プロファイルを調査するための独自のツールを提供します。深層学習技術の分類能力を調査することにより、CLASHおよびHFFプログラムからの銀河団コアのHSTマルチバンドイメージングにおける銀河-銀河の強力なレンズシステムを検索します。畳み込みニューラルネットワークは、クラスターメンバーの周囲のHSTクラスターフィールドに注入された銀河規模の強力なレンズの非常に現実的なシミュレーションを利用してトレーニングされます。この目的のために、我々は16のクラスター内のメンバー銀河に関する広範な分光情報と、高精度の強力なレンズモデルからのこれらの半分の偏向場の正確な知識を利用します。観測に基づく分布を使用して、バックグラウンドの銀河集団のマグニチュード、赤方偏移、およびサイズをサンプリングします。これらのソースをクラスター銀河に関連する二次コースティクス内に配置することにより、実際のマルチカラーデータの完全な複雑さを保持し、幅広い多様な強力なレンズ構成を生成する、約3000の銀河間の強いレンズのサンプルを構築します。3つのHST/ACSバンドで画像切り抜きの大規模なサンプルを処理する2つのディープラーニングネットワークを調査し、いくつかの標準メトリックを使用してそれらの分類パフォーマンスを定量化します。どちらのネットワークも、純度と完全性(85%～95%)の間で非常に優れたトレードオフを達成し、変動が2%～4%以内の良好な安定性を実現していることがわかります。バックグラウンドソースとクラスターメンバーの物理的特性の観点から、限られた数の偽陰性と偽陽性を特徴付けます。また、以前に知られている銀河スケールのレンズシステムを使用した12のクラスターのHST観測にこの方法を適用することにより、ニューラルネットワークの高度な一般化を示します。
CMB-S4: $\mu$-distortion Anisotropy による $f_\mathrm{NL}$ の予測制約
| Title |
CMB-S4:_Forecasting_Constraints_on_$f_\mathrm{NL}$_Through_$\mu$-distortion_Anisotropy |
| Authors |
David_Zegeye,_Federico_Bianchini,_J._Richard_Bond,_Jens_Chluba,_Thomas_Crawford,_Giulio_Fabbian,_Vera_Gluscevic,_Daniel_Grin,_J._Colin_Hill,_P._Daniel_Meerburg,_Giorgio_Orlando,_Bruce_Partridge,_Christian_L._Reichardt,_Mathieu_Remazeilles,_Douglas_Scott,_Edward_J._Wollack,_and_The_CMB-S4_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00916 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)パワースペクトルの拡散減衰は、再結合前プラズマにおける不完全な光子-バリオン結合に起因します。赤方偏移$5\times10^4<z<2\times10^6$で、プラズマは有効な化学ポテンシャルを獲得し、この時代の音響減衰からのエネルギー注入は、CMBの$\mu$タイプのスペクトル歪みを作り出します。これらの$\mu$歪みは、基になる光子密度のゆらぎを追跡し、範囲$50\\mathrm{Mpc}^{-1}\lesssimk\で短波長モード$k_\mathrm{S}$の原始パワースペクトルを調べます。lesssim10^4\\mathrm{Mpc}^{-1}$.スクイーズドリミットの非ガウス性からの長波長モード$k_\mathrm{L}$によって変調された小規模な電力は、CMB温度異方性と$\mu$歪みとの間に相互相関を導入します。単一フィールドインフレーションモデルでは、慣性系で観測者から測定された$\mu\timesT$相関は、最大$(k_\mathrm{L}/k_\mathrm{S})^2\llの係数まで消失するはずです。1ドル。したがって、測定可能な相関関係は、単一分野のインフレーションモデルを除外します。次世代の地上ベースのCMB実験CMB-S4が、$C_{\ell}^の測定値を使用して、$f_\mathrm{NL}$によってパラメーター化された原始スクイーズドリミットの非ガウス性をどれだけうまく制約できるかを予測します。{\muT}$およびCMB$E$モードからの$C_{\ell}^{\muE}$。現在の実験仕様とフォアグラウンドモデリングを使用すると、$\sigma(f_\mathrm{NL})\lesssim1000$が期待されます。これは、Planckからの$\mu\timesT$および$\mu\timesE$相関を使用した$f_\mathrm{NL}$の現在の制限よりも約4倍優れており、LiteBIRDで達成可能なものに匹敵します。CMB-S4実験の力。この測定値は$k\simeq740\\text{Mpc}^{-1}$の有効スケールであり、したがって、一次CMBおよび大規模構造からのより大きなスケールでの測定値を高度に補完します。
非冷暗黒物質と現象論的創発暗黒エネルギーに対する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_non-cold_dark_matter_and_phenomenological_emergent_dark_energy |
| Authors |
Yan-Hong_Yao,_Jun-Chao_Wang,_Xin-He_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00961 |
$\Lambda$CDMを不完全にするいくつかの長年の問題を解決するために提案されたほとんどすべてのモデルは、暗黒物質が無圧であると仮定していますが、暗黒物質が冷たくないという可能性は、現在の観測によってまだ除外されていません。そこで本稿では、ダークマターの状態方程式を自由パラメータとして扱い、観測データを応用してダークマターの非冷たさを調べます。現象論的創発暗黒エネルギー(PEDE)の単純さとハッブル張力を緩和するその能力に感心して、PEDEと非冷暗黒物質に基づくPEDE+$w$DMモデルを提案します。次に、プランク2018宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性、バリオン音響振動(BAO)測定、Ia型超新星のパンテオン編集に照らして、このモデルに制約を課します。この結果は、CMBのみを除くすべてのデータセットで$95\%$CLの負の暗黒物質の状態方程式が優先されることを示しており、暗黒物質の性質を理解するためにさらに調査する価値があることを示唆しています。暗黒物質。
アクシオンは、宇宙の暗黒物質の候補です。マルチアクシオン暗黒物質を研究するための正確な数値コードを開発しました。興味深い例として、コールドダークマター(CDM)と2アクシオンダークマターからなる混合ダークマターモデルを調査します。構造の成長を数値的・解析的に分析します。有効質量と有効存在量を持つ有効な単一アクシオンは、2アクシオン宇宙論を特徴付けるのに役立つことがわかりました。さらに、効果的な単一アクシオンの記述をマルチアクシオン暗黒物質宇宙論に一般化します。また、結果をウォームダークマター(WDM)モデルの結果と比較します。さらに、混合モデルのハロー質量関数を計算し、質量関数とアクシオン存在量の関数として質量関数を決定します。
ZTFサーベイシミュレーションを用いたIa型超新星の成長率計測
| Title |
Growth-rate_measurement_with_type-Ia_supernovae_using_ZTF_survey_simulations |
| Authors |
Bastien_Carreres,_Julian_E._Bautista,_Fabrice_Feinstein,_Dominique_Fouchez,_Benjamin_Racine,_Mathew_Smith,_Mellissa_Amenouche,_Marie_Aubert,_Suhail_Dhawan,_Madeleine_Ginolin,_Ariel_Goobar,_Philippe_Gris,_Leander_Lacroix,_Eric_Nuss,_Nicolas_Regnault,_Mickael_Rigault,_Estelle_Robert,_Philippe_Rosnet,_Kelian_Sommer,_Richard_Dekany,_Steven_L._Groom,_Niharika_Sravan,_Frank_J._Masci_and_Josiah_Purdum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01198 |
$z<0.1$での構造の成長率を特異な速度調査で測定することは、宇宙スケールでの一般相対性理論の有効性をテストする可能性を秘めています。この作業では、ZwickyTransientFacility(ZTF)からのIa型超新星(SNeIa)の現実的なシミュレートされたセットからの成長率測定値を提示します。シミュレーション方法論、光曲線フィッティング、および固有の速度推定について説明します。最尤法を使用して、ZTFSNIa固有の速度のみを使用して$f\sigma_8$の制約を導出します。メソッドを慎重にテストし、いくつかの独立した認識に対する選択効果(測光検出、タイピングの分光学的追跡)によるバイアスを定量化しました。6年分のZTFデータに相当するものをシミュレートし、$z<0.06$で偏りのない分光学的に型付けされたサンプルを考慮して、平均精度19%の不確実性で$f\sigma_8$の偏りのない推定値を得ました。また、バイアス補正法を適用する際の情報利得についても調査しました。私たちの結果は、実際のZTFデータで使用できるフレームワークを検証します。
惑星形成円盤における主要な非対称アイストラップ IV.一酸化窒素ガスと CN トレース昇華氷の欠如と C/O 比 $< 1$
| Title |
A_major_asymmetric_ice_trap_in_a_planet-forming_disk_IV._Nitric_oxide_gas_and_a_lack_of_CN_tracing_sublimating_ices_and_a_C/O_ratio_$ |
| Authors |
M._Leemker,_A._S._Booth,_E._F._van_Dishoeck,_N._van_der_Marel,_B._Tabone,_N._F._W._Ligterink,_N._G._C._Brunken,_M._R._Hogerheijde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00768 |
[要約]ALMAで観測された最も解像度の高い円盤は、ダストトラップの兆候を示しています。これらのダストトラップは、これらのディスク内の惑星形成物質の化学組成を設定します。これは、氷のようなマントルを備えたダスト粒子が特定の半径でトラップされ、より小さい半径で揮発性物質のガスとダストを枯渇させる可能性があるためです。この作業では、原始惑星系円盤で最初に検出された一酸化窒素(NO)を分析します。Oph-IRS48ディスクの高度に非対称なダストトラップで、窒素の化学的性質と気相のC/O比を制限することを目指しています。NO、CN、C$_2$H、および関連分子のALMA観測を使用し、熱化学コードDALIを使用して物理的および化学的構造に対するダストトラップの影響をモデル化します。さらに、氷の昇華が観測された輝線にどのように寄与するかを調べます。NOはダストトラップの位置でのみ観測されますが、Oph-IRS48ディスクではCNとC$_2$Hは検出されません。これにより、$<0.05$のCN/NOカラム密度比が得られ、ダストトラップの位置でのC/O比が低くなります。基準モデルにおけるOHおよびNHを介したNOへの主要な気相形成経路は、観察されたよりも1桁低いNO放出を予測します。H$_2$OとNH$_3$ガスの存在量が氷の昇華によって大幅に増加すると、ガス状のNOカラム密度は2.8倍から10倍に増加する可能性があります。ただし、これらのモデルは、観測から得られたH$_2$OおよびOHカラム密度の上限と矛盾しています。Oph-IRS48ディスクでのNO放出は、ダストトラップで昇華する窒素含有氷と密接に関連していると考えられます。CNが検出されない場合、ダストトラップの内側と外側の両方でC/O比が$<1$になるように制約されます。の一部)窒素は、最初はNまたはNH$_3$として始まります。
熱力を受ける低質量惑星の離心率と傾きの進化：数値研究
| Title |
Evolution_of_the_eccentricity_and_inclination_of_low-mass_planets_subjected_to_thermal_forces:_a_numerical_study |
| Authors |
S._Cornejo,_F._S._Masset,_R._O._Chametla_and_S._Fromenteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00867 |
三次元の高解像度流体力学シミュレーションにより、熱拡散を受けるガス円盤に埋め込まれた、弱く偏心した、または傾斜した低質量の原始惑星の軌道進化を研究します。光を持たない惑星と、自身の光度からの放射フィードバックを経験する惑星の両方を考慮します。結果を以前の分析作業と比較し、熱力(熱効果から生じるディスクの力への寄与)が$\sim20$%以内で線形理論によって予測されたものと一致することを発見しました。惑星の光度が、線形理論によって予測された値の$10$%以内であることが判明したしきい値を超えると、離心率と傾斜角は指数関数的に増加しますが、これらの量は、このしきい値を下回ると強い減衰を受けます。実際、この低光度の領域では、熱拡散が惑星の周囲を冷却し、ガスがその近くに蓄積することを可能にします。湿った偏心と傾斜に寄与するのは、この過剰なガスのダイナミクスです。得られた減衰率は、ディスクとの共鳴相互作用によるものより最大$h^{-1}$倍大きくなる可能性があります。ここで、$h$はディスクのアスペクト比です。これは、離心率と傾斜の進化を説明するために共鳴波発射に基づくよく知られた式を使用して惑星と円盤の相互作用を組み込んだモデルが、低質量惑星の離心率と傾斜に対する円盤の減衰作用を1桁過小評価していることを示唆しています。マグニチュード。
系統的調査における非球面近地球オブジェクトの形状駆動型選択効果
| Title |
Shape-Driven_Selection_Effects_for_Aspherical_Near-Earth_Objects_in_Systematic_Surveys |
| Authors |
W._Garrett_Levine_and_Robert_Jedicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01337 |
細長い小天体の見かけの等級は、自転位相にわたって時間に依存します。したがって、以前に発見されていない非球面の小惑星は、球状の惑星と比較して、体系的な調査で形状主導の選択効果を経験する可能性があります。この研究では、単純なモデルを使用して合成小惑星ライトカーブの注入回復演習を行い、検出効率に対するさまざまな軸比の影響を定量化します。高振幅ライトカーブは、調査ケイデンスの逆選択効果と、最新および提案されている将来のNEO検索を代表するトラックレットを構築するための発見しきい値に直面していることがわかります。さらに、細長い小さな体の基礎となるリザーバーに人口レベルの推論を描画することの潜在的な危険性を示しています。物理的なサイズと特徴的な軸比が相関している場合、サイズ-頻度分布は小径で修正が必要になる場合があります。特に、この影響により、地球に近い天体の推定人口が変わる可能性があります。私たちは、この結果の他のさまざまなクラスの太陽系の小惑星および星間侵入者への適用可能性について議論することによって結論を下し、この検出バイアスをさらに調査する可能性のある将来の研究について議論します。
太陽系双子星 HIP 104045 を周回する木星アナログと冷たいスーパーネプチューン
| Title |
A_Jupiter_analogue_and_a_cold_Super-Neptune_orbiting_the_solar-twin_star_HIP_104045 |
| Authors |
Thiago_Ferreira,_Jorge_Mel\'endez,_Diego_Lorenzo-Oliveira,_Jacob_L._Bean,_Lorenzo_Spina,_and_Megan_Bedell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01358 |
太陽双晶惑星探索観測プログラムの一環として、ESO/HARPSスペクトログラフで取得した視線速度データを介して、太陽双晶HIP104045の周りに2つの惑星を発見しました。ケプラーとガウス過程の結合モデルは、惑星と固有の星の変調の両方を説明する適合性があり、ホスト星のいくつかの活動トレーサーのタイミングと半径方向の速度の相関関係がないため、木星の類似体$m\sin{i}_bの存在が明らかになります$=0.498$\pm$0.074M$_{\rmJup}$円軌道下で$P_b$=2315$\pm$310日、極寒のスーパーネプチューン$m\sin{i}_c$=43.15$\pm$P_c$=316$\pm$75日の円軌道で$10.3M$_\oplus$。
DIRBE/COBEで観測した黄道光の近赤外偏光特性
| Title |
Near-infrared_Polarization_Charateristics_of_the_Zodiacal_Light_Observed_with_DIRBE/COBE |
| Authors |
Kohji_Takimoto,_Shuji_Matsuura,_Kei_Sano,_and_Richard_M._Feder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01458 |
1.25、2.2、および3.5$\mu$mを中心とする測光バンドで、CosmicBackgroundExplorerに搭載されたDiffuseInfraredBackgroundExperiment(DIRBE)によって宇宙から測定された黄道光(ZL)の近赤外偏光を報告します。惑星間ダスト(IPD)の物理的性質を制約するために、DIRBEWeeklySkyMapsを使用して、ZLの太陽離角($\epsilon$)、黄道緯度($\beta$)、および波長($\lambda$)依存性を調べます。偏光。ZLの偏光は$\epsilon$と$\beta$の関数として変化し、$\lambda$=550nmで観測された偏光と一致することがわかりました。$(\epsilon$,$\beta)=(90^{\circ}$,$0^{\circ})$での波長に対する偏光依存性は控えめです(17.7$\pm$から1.25$で0.2%増加)。\mu$mから21.0$\pm$0.3%で3.5$\mu$m)、変動は北黄道極(23.1$\pm$1.6、35.1$\pm$2.0、および39.3$\pm)でより顕著です。1.25、2.2、3.5$\mu$mでそれぞれ$2.1%)。波長によるZL偏光の変化は、レイリー散乱や10$\μ$mより大きい吸収粒子では説明できません。
系外惑星の高分解能透過分光法を使用した分子検出のロバスト性測定
| Title |
Robustness_Measures_for_Molecular_Detections_using_High-Resolution_Transmission_Spectroscopy_of_Exoplanets |
| Authors |
Connor_J._Cheverall,_Nikku_Madhusudhan,_M{\aa}ns_Holmberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01496 |
地上ベースの高解像度透過分光法は、太陽系外大気を通過する化学物質を検出するための有望な手法として浮上しています。いくつかの太陽系外惑星と以前のロバスト性研究における化学的推論にもかかわらず、透過スペクトルからテルリックと恒星の特徴を除去するためのロバストで一貫したトレンド除去方法はまだ合意されていません。この作業では、近赤外線における太陽系外惑星の高解像度透過スペクトルのPCAベースのトレンド除去を最適化するために使用されるメトリックの堅牢性を調査します。ケーススタディとして、3.5mCAHA望遠鏡のCARMENESスペクトログラフを使用して得られたホットジュピターHD189733bの観測を検討します。ノイズの存在下で相互相関信号のS/Nを最大化するためにトレンド除去パラメーターを最適化すると、最適化の惑星速度で検出の重要性に偏りが生じる可能性があることを確認します。ただし、信号注入相互相関関数と直接相互相関関数(CCF)の違いを使用した最適化は、ノイズやスプリアス信号の過剰最適化に対してより堅牢であることがわかります。さらに、最終的なCCFに対する各次数の寄与の重み付けとS/N計算の堅牢性を調べます。規定された堅牢な方法論を使用して、HD189733bの大気中のH2Oを確認します(S/N=6.1)。次に、系外惑星HD209458bとWASP-76bの2つのケーススタディをさらに調査し、WASP-76bの大気中のOHを確認し(S/N=4.7)、ロバストでない方法がどのように偽陽性または膨張を誘発するかを実証します。検出。私たちの調査結果は、近赤外線での高解像度透過分光法を使用した系外惑星大気の均一な特性評価のための堅牢なフレームワークへの道を開きます。
局所的な渦巻銀河周辺のガス衛星のセンサス
AreciboLegacyFastALFA(ALFALFA)サーベイからの21cmの中性水素(HI)データを使用して、近くの渦巻銀河の周りの衛星システムとしてガスを含む矮小銀河の検索を提示します。我々は、10Mpcの局所体積内に総質量の範囲を持つ15の渦巻「原始」銀河を特定し、原始銀河のビリアル体積($R_{200}$)内に19のガスを含む矮小衛星候補と46の候補を発見しました。$2R_{200}$以内。ALFALFAデータを使用した私たちの感度は、10Mpcで$M_{\rmHI}\approx7.4\times10^{6}$$M_{\odot}$に変換されます。サンプルのHI特性は全体的にこれらの13に類似しています。$R_{200}$内にホスト銀河あたり$0-3$のガス状衛星が見つかり、$2R_{200}$内に$0-5$が見つかりました。天の川とM31に存在する数字。また、深部光学サーベイSAGAとELVES、およびぎょしゃ座宇宙シミュレーションにおけるホストごとの星形成衛星数とも一致しています。$R_{200}$にスケーリングすると、光学的調査は、ホストの質量によってクエンチされた割合が増加する傾向を示しません。サンプルのホスト質量を持つガス状サテライトの総数がわずかに増加しています。渦状ホストの周りのガス状/星形成衛星の数が少ないことは、ホストハローによるラム圧力ストリッピングなどの普遍的かつ効果的な衛星クエンチングメカニズムが機能している可能性が高いという考えと一致しています。
オベリスクのシミュレーションで、回転する巨大なブラック ホールと銀河の個体群のトレーサーとしてのブラック ホールの合体
| Title |
Black_hole_mergers_as_tracers_of_spinning_massive_black_hole_and_galaxy_populations_in_the_Obelisk_simulation |
| Authors |
C._A._Dong-P\'aez,_M._Volonteri,_R._S._Beckmann,_Y._Dubois,_M._Trebitsch,_A._Mangiagli,_S._Vergani,_N._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00766 |
大規模ブラックホール(BH)の合体は、将来の重力波および電磁観測施設の重要なターゲットになります。BHの合併から抽出された情報でBHの進化を制約するために、合併するBHの人口と世界のBHの人口との間の複雑な関係を考慮に入れる必要があります。赤方偏移$z=3.5$まで実行された高解像度宇宙放射流体力学シミュレーションオベリスクを分析して、合体するBH集団の特性、およびBHと銀河の特性に関する基本的なグローバルBH集団との違いを調べます。解像度限界でのシミュレーションでの合体と、解像度スケールをはるかに下回る実際の合体との間の動的遅延を後処理で計算します。合体するBHは、恒星質量$M_\ast\gtrsim10^9\,M_\odot$を持つ比較的大規模な銀河でホストされていることがわかります。銀河の質量が他のBHおよび銀河の特性と相関していることを考えると、BHの合体は、主要なBHの世界的な人口よりも、BHの総質量とBHの降着率が高くなる傾向があります。これらの違いは、合体母集団が、合体ホストと同じ銀河質量分布でサンプリングされたBH集団と比較される場合、通常は消えます。銀河の合体は、BHの降着率とホストの星形成率を一時的に高めることができ、サブ解像度の遅延が考慮されていない場合、BHの合体でアクティブなままになる可能性があります。動的遅延を考慮すると、バーストは通常、BHが合体するまでに減衰します。BHスピンは、降着とBH合体の影響下で、シミュレーションで一貫して追跡されます。結合するBHは、グローバルな人口よりも高いスピンを持っていますが、質量が一致したサンプルと比較して、同様またはやや低いスピンを持っていることがわかります。私たちのサンプルでは、合併は最終的なBHレムナントのスピンを減少させる傾向があります。
運動量ブースト分子流出のない別のX線UFO
| Title |
Another_X-ray_UFO_without_a_momentum-boosted_molecular_outflow |
| Authors |
F._Bonanomi,_C._Cicone,_P._Severgnini,_V._Braito,_C._Vignali,_J._N._Reeves,_M._Sirressi,_I._Montoya_Arroyave,_R._Della_Ceca,_L._Ballo,_M._Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00770 |
NuSTAR、Swift、およびXMM-Newtonを使用して2012年から2021年の間に収集されたX線データの新しい分析とともに、近くのLIRG銀河ペアIRAS05054+1718のALMACO(1-0)観測を提示します。ペアの西の部分であるNED01は、強力なX線UFOを発射するセイファート1.9核をホストしています。私たちのX線スペクトル解析は、UFOが速度の可変または多成分である可能性を示唆し、その運動量フラックスを$\dotp^{X-ray}_{out}\sim(4\pm2)\times10^{34}$gcms$^{-2}$.ALMAのCO(1-0)観測には、対の東側成分、AGNの明確な証拠のないLIRGも含まれています。3D-BAROLOコードを使用して、2つの銀河のCO(1-0)の運動学を調べます。どちらのソースでも、回転ディスクを使用してCO(1-0)排出の大部分をモデル化できます。最適なモデルを差し引いた後、S/N=15でコンパクトな残留排出を検出します。中心。NED01の分子流出は、存在する場合、そのような残差よりも明るいことはありません。これは、流出速度の上限が$\dot{M}^{mol}_{out}\lesssim19\pm14~M_{\odot}であることを意味します。~yr^{-1}$とその運動量率$\dotp^{mol}_{out}\lesssim(2.7\pm2.4)\times10^{34}$gcms$^{-1}$.X線風の修正されたエネルギー論と組み合わせて、$\dot{p}^{mol}_{out}/\dot{p}^{X-ray}_の運動量比の上限を導き出します。{out}<0.67$.これらの結果をAGNフィードバックモデルの期待との関連で議論し、NED01のX線円盤風が分子ガス貯留層に大きな影響を与えていない(まだ)ことを提案し、その影響を期待よりもはるかに小さく制限することができます。AGN''エネルギー駆動型''フィードバックモデルの。また、分子ディスクの非対称性が3D-BAROLOコードで適切に捕捉されていないという仮説についても検討し、議論します。私たちの結果は、高品質の多波長観測があっても、人気のあるAGNディスク風フィードバック理論の予測をテストする際の課題を浮き彫りにしています。
ELAIS-N1 フィールドにおける電波銀河の配列の再検討
| Title |
Revisiting_the_alignment_of_radio_galaxies_in_the_ELAIS-N1_field |
| Authors |
Marco_Simonte,_Heinz_Andernach,_Marcus_Brueggen,_Philip_Best,_Erik_Osinga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00773 |
ねらい。以前の研究では、さまざまな角度スケールでの電波銀河の長軸の整列が報告されていました。ここでは、25$\rmdeg^2$の領域をカバーするELAIS-N1低周波ARray(LOFAR)ディープフィールドにおける電波銀河の配列を調べます。\newlineメソッド。150MHzでのLOFARディープフィールド観測の約20$\rm~\muJy/beam$という低ノイズレベルにより、我々が測定した447個の拡張($>30\rm''$)電波銀河の識別が可能になりました。長軸位置角度。これらの光源の95\%が測光または分光赤方偏移のいずれかを持っていることを発見し、それを3次元解析に使用しました。\newline結果。ELAIS-N1フィールドでの電波銀河の位置角の分布を示し、複数の統計テストを実行して、電波銀河がランダムな方向を向いているかどうかを確認します。位置角度の分布は均一であることと一致することがわかりました。3D解析で示されているように、位置角度50と140$\rm~deg$付近の2つのピークは擬似であり、位置合わせが原因ではありません。結論として、我々の結果は、$\sim4\rm~deg$より小さいスケールでの電波銀河の2Dまたは3Dアライメントをサポートしていません。
超拡散銀河 (SMUDGes) の体系的な測定。 IV.天の川類似体の超拡散衛星
| Title |
Systematically_Measuring_Ultra-Diffuse_Galaxies_(SMUDGes)._IV._Ultra-Diffuse_Satellites_of_Milky_Way_Analogs |
| Authors |
Hina_Goto,_Dennis_Zaritsky,_Ananthan_Karunakaran,_Richard_Donnerstein,_David_J._Sand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00774 |
大きくて表面輝度の低い銀河の形成をよりよく理解するために、超拡散銀河(UDG)候補と天の川類似体(MWA)の間の相関関数を測定します。(1)UDG衛星の投影された半径方向の分布(投影された表面密度$\proptor^{-0.84\pm0.06}$)は、通常の衛星銀河の分布と一致している、(2)1つのUDG衛星の数はMWA($S_{\rmUDG}$)は、20～250kpcの投影半径で$\sim0.5\pm0.1$で、$-17<M_r<-13.5$、(3)$S_{\rmUDG}$は、ハローあたりのUDGの数と、銀河グループおよびクラスターのスケールで得られたハロー質量との間の関係の線形外挿と一致しています。(4)赤いUDG衛星がUDG衛星の数を支配しています($\sim80$%)、(5)調査された衛星の大きさの範囲で、UDG衛星はMWAの衛星銀河集団の$\sim$10%を構成し、(6)これらのかなりの割合($\sim$13%)は総質量$>$10を推定しています。$^{10.9}$M$_\odot$または同等に、LMCのハロー質量の少なくとも半分を計算し、予想されるサブハローの大部分($\sim$18%)をこれらの質量に落とし込みます。これらの結果はすべて、全体的な低質量銀河集団とUDGとの間の密接な関連を示唆しており、UDG形成が主に低質量銀河形成の一般的なコンテキスト内で発生するモデルを支持していると解釈し、UDGを形成するために特別に呼び出されたよりエキゾチックな物理プロセスを呼び出すモデルよりも優れていると解釈します。.
NGC 5728 での Fe Ka 複合体 X 線放出の拡張の発見
コンプトン厚(CT)セイファートNGC5728の拡張(1.5$''$-8$''$)硬X線放射のチャンドラACISイメージング分光結果を提示します。K$\alpha$複合体(5.5-7.2keV)、拡張されたバイコーンの中性6.4keVラインの赤側および青側。[赤、青]の特徴は[6.5$\sigma$,5.3$\sigma$]の有意性を持ち、等価幅=[1.76keV,2.60keV]であり、核スペクトルよりもはるかに高い。したがって、これらの赤と青の翼は、狭帯域X線イメージングによって確認されるように、数秒のスケールで拡張されます。これらのエネルギーは、放出が中性FeK$\alpha$によるものである場合、[$\sim$19,000-42,000,$\sim$28,000]kms$^{-1}$の視線速度を意味します。
NGC 5728 の深部チャンドラ観測: 拡張 X 線放射の形態とスペクトル特性
| Title |
Deep_Chandra_Observations_of_NGC_5728:_Morphology_and_Spectral_Properties_of_the_Extended_X-ray_Emission |
| Authors |
Anna_Trindade_Falcao,_G._Fabbiano,_M._Elvis,_A._Paggi,_W._P._Maksym |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00789 |
近くのコンプトン厚(CT)AGNの最近の深部チャンドラ観測は驚くべき結果を生み出し、軟X線だけでなく硬X線(>3keV)にも拡張放射を発見し、特徴的な硬X線であるという長年の信念に挑戦しました。α線連続体と蛍光FeKa線は、AGNの標準画像のトーラスに関連付けられています。この作業では、近くの(z=0.00932)CTAGNであるNGC5728の深い(~261ks)X線チャンドラACIS-S観測の分析を提示します。拡散放射は、より低いエネルギーで、バイコーン方向に半径方向に約2kpcまで拡張されますが、クロスコーンの方向にも約1.4kpcまで大幅に拡張されることがわかります。私たちの結果は、バイコーン領域に対するクロスコーン領域で検出された光子の比率が3keV未満で約16%であり、3～6keVのエネルギーでは5%に減少することを示唆しています。核スペクトルは、よりイオン化されたガス成分と混合された低光イオン化フェーズを示唆していますが、バイコーンおよびクロスコーンスペクトルは、光イオン化と衝撃ガス放出の混合によって支配されています。スペクトルに適合する熱モデルと光イオン化モデルの混合は、他のCTAGN(例えば、ESO428-G014)の以前の観測と一致して、複雑なガス相互作用の存在を示しています。
低光度のAGN風による星形成の消滅
熱い降着流によって生成される熱風による低光度活動銀河核(LLAGN)フィードバックの単純なモデルを提示します。風はかなりのエネルギーを運び、それを主銀河にキロパーセック以上のスケールで堆積させ、銀河ガスを加熱し、それによって星形成を消滅させます。私たちのモデルは、典型的なLLAGNがホスト銀河で$10\%$以上の星形成を消滅させることができると予測しています。超大質量ブラックホール(SMBH)から長寿命のLLAGN風が発生し、質量が$\geq10^8M_{\odot}$で、質量降着率が$\dot{M}>10^{-3}\dot{Mであることがわかりました。}_{\rmEdd}$は、風が1Myrを超えて持続する場合、AGNのないシナリオと比較して、ガスの崩壊を防ぎ、銀河の星形成を大幅に抑えることができます。1,000万年以上の時間スケールにわたる持続的な風力生産の場合、$10^8M_{\odot}$以上の質量を持つSMBHは、$\dot{M}>10^{-4}\dot{M}_の重要なフィードバック効果を持ちます。{\rmEdd}$.
若い星が追跡した近くの分子雲までの距離
太陽から約2.5kpc以内に位置する63個の分子雲までの距離のカタログを提示します。雲の距離は、若い恒星天体(YSO)のGaiaDR3視差の利用に基づいて導き出されます。赤外線過剰のAllWISEYSO候補(YSOC)を特定し、それらを公開されたYSOCカタログと組み合わせることで、かなりの割合の汚染物質を含まない全天YSOCサンプルをコンパイルします。GaiaDR3アストロメトリック測定を使用して、3000を超えるYSOCを63のローカル雲と関連付け、雲内のYSOC視差分布をフィッティングすることで各雲までの平均距離を取得します。新しい雲の距離と以前の距離の推定値の間で、典型的なばらつきが10%未満である良好な一致を見つけました。星の消滅を使用して得られた雲の距離とは異なり、私のカタログは、局所的な雲の比較的密度の高い領域への距離を提供します。これにより、近くの密度の高い領域の物理的特性を調査するためのより適切な参照になります。
相関時間が有限の小規模ダイナモ
変動ダイナモは、天体物理学のほとんどの乱流プラズマで発生し、宇宙磁場を増幅および維持するための主要な候補です。それらの動作を説明するいくつかの分析モデルが存在しますが、それらは単純化された仮定に基づいています。たとえば、よく知られているKazantsevモデルは、時間的にデルタ相関する非圧縮性流れを想定しています。しかし、これらの仮定は、星間物質は高度に圧縮可能であり、速度場の相関時間は有限であるため、星間物質では破綻する可能性があります。BhatとSubramanian(2014)によって開発された更新フロー法を使用して、Kazantsevの結果を乱流のより一般的なクラスに拡張することを目指しています。Kazantsevスペクトルに対する圧縮率と有限相関時間の両方の累積効果を解析的に調べます。実空間における縦方向の2点磁気相関関数の式を、相関時間$\tau$および任意の圧縮度(DOC)で1次まで導出します。この一般化されたカザンツェフ方程式は、元のカザンツェフ方程式をカプセル化したものです。小さなストローハル数$St\propto\tau$の極限では、WKB近似を使用して、磁気パワースペクトルの成長率とスケーリングを導き出します。Kazantsevスペクトルが保存される結果、つまり$M_k(k)\simk^{3/2}$が得られます。成長率は、有限の相関時間の影響も無視できます。ただし、有限の磁気拡散率とDOCによって減少します。
GLASS-JWST の初期結果。 XX: Abell2744 と coeval フィールドにある「赤超過」銀河の集団を明らかにする
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._XX:_Unveiling_a_population_of_"red-excess''_galaxies_in_Abell2744_and_in_the_coeval_field |
| Authors |
Benedetta_Vulcani_(INAF-OaPD),_Tommaso_Treu,_Antonello_Calabro,_Jacopo_Fritz,_Bianca_Poggianti,_Pietro_Bergamini,_Andrea_Bonchi,_Kit_Boyett,_Gabriel_Caminha,_Marco_Castellano,_Alan_Dressler,_Adriano_Fontana,_Karl_Glazebrook,_Claudio_Grillo,_Matthew_Malkan,_Sara_Mascia,_Amata_Mercurio,_Emiliano_Merlin,_Benjamin_Metha,_Takahiro_Morishita,_Themiya_Nanayakkara,_Diego_Paris,_Guido_Roberts-Borsani,_Piero_Rosati,_Namrata_Roy,_Paola_Santini,_Michele_Trenti,_Eros_Vanzella,_and_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01115 |
優れたJWST/NIRCamイメージングとMUSEデータを組み合わせて、クラスターAbell2744（z=0.3064）とその周辺のさまざまな環境条件での銀河の特性を特徴付けます。私たちの最も顕著な結果は、クラスター領域とフィールドの両方でF200W-F444W色の「赤過剰」集団の発見です。これらの銀河は通常のF115W-F150Wの色をしていますが、F200W-F444Wの赤色系列の銀河より最大で0.8等も赤くなっています。また、かなり青いレストフレームB-Vカラーもあります。最大の色の偏差を持つ銀河は、フィールドとクラスターのビリアル半径で発見され、これらの領域で発生するメカニズムがこれらの色を生成するのにより効果的である可能性があることを示唆しています.それらの形態を見ると、多くの銀河団銀河はラム圧力ストリッピングと一致する特徴を示していますが、フィールド銀河は相互作用と合体に似た特徴を持っています。私たちの仮説は、これらの銀河はダストに覆われた星形成によって特徴付けられるというものです。銀河の1つのJWST/NIRSpecスペクトルは、3.3μmの強力なPAHによって支配されており、ダストに覆われた星形成を示唆しています。色の過剰がもっぱら塵に覆われた星の形成によるものかどうか、およびそれを引き起こす環境の役割を理解するには、より大きな分光サンプルが必要です。
GOODS-north フィールドの $z = 0.40-0.75$ で観測された銀河の UV 連続体傾斜 ($\beta$)
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Observed_UV_continuum_slopes_($\beta$)_of_galaxies_at_$z_=_0.40-0.75$_in_the_GOODS-north_field |
| Authors |
Chayan_Mondal,_Kanak_Saha,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01116 |
GreatObservatoriesOriginsSurvey(GOODS)ノーザンフィールドで、465個の銀河(光度0.028$-$3.3$L^{*}_{z=0.5}$)のUV連続体勾配($\beta$)を推定します。赤方偏移範囲$z=0.40-0.75$。2つのAstroSat/UVIT(N242W、N245M)、2つのHST(F275W、F336W)、および1つのKPNO(U)バンドを使用して、1215～2600オングストロームの間の選択した銀河のUV連続体勾配をサンプリングします。観測された$\beta$の平均(中央値)と1$\sigma$の分散は$-1.33\pm0.07~(-1.32)$であり、考慮された赤方偏移範囲内で0.60であることがわかります。赤方偏移ウィンドウ内の平均$\beta$に大きな変化は見られません。私たちの測定は、最も探索されていない赤方偏移領域のグローバルな$\beta$-$z$関係に新しいデータポイントを追加し、宇宙時間とともに銀河のUV連続体が徐々に赤くなることをさらに強化します。光度範囲全体$-21$$<M_{1500}<-15$magで、$\beta$とM$_{1500}$の間に強い一貫した傾向は見られません。ただし、最も明るい銀河(M$_{1500}<-19$mag)の大半は、比較的赤い斜面を持っていることがわかっています。UVITを使用すると、M$_{1500}=-15.6$mag(つまり、0.028$L^{*}_{z=0.5}$)の暗い銀河を検出できます。最も暗い銀河(M$_{1500}>-16$mag)は赤くなる傾向があり、これは、この宇宙の時間間隔の間、銀河があまり活発に星を形成していなかったことを示しています。私たちの研究は、赤方偏移$z\sim0.5$での銀河の静止系遠紫外特性を特徴付けるUVIT近紫外イメージングの独自の機能を強調しています。
AGN磁気圏におけるラングミュア波の励起
この論文では、Goldreich-Julian密度の一般相対論的表現を考慮して、活動銀河核(AGN)の磁気圏におけるラングミュア波の励起プロセスを研究しています。研究されたメカニズムのダイナミクスを記述する方程式の線形化されたセット、つまりオイラー方程式、連続方程式、およびポアソン方程式を検討しました。分散関係を解いて不安定性成長率を得た後、電子と陽子の相対論的因子、およびカーブラックホールであると考えられているAGNの質量と光度など、いくつかの物理的パラメーターに対してそれを調べました。ラングミュア波へのエネルギーポンピングのパラメトリックプロセスは非常に効率的であり、静電場の振幅は指数関数的に増幅されることを示しました。
ノンパラメトリックスペクトルモデルによる大質量初期型銀河の視線速度分布の詳細な形状
| Title |
Detailed_shapes_of_the_line-of-sight_velocity_distributions_in_massive_early-type_galaxies_from_non-parametric_spectral_models |
| Authors |
Kianusch_Mehrgan,_Jens_Thomas,_Roberto_Saglia,_Taniya_Parikh_and_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01495 |
新しいノンパラメトリックモデリングコードWINGFITを使用して、9つの大質量初期型銀河(ETG)における視線速度分布(LOSVD)の詳細な形状の最初の体系的な研究を提示します。VLTでのMUSEによる高信号スペクトル観測により、各銀河で40～400の個々のLOSVDを、スペクトルビンあたり100を超える信号対雑音レベルで測定し、LOSVDを最も高い恒星まで追跡することができます。速度。テンプレートの不一致による潜在的なLOSVDの歪みと、それらを回避するための戦略について幅広く説明します。私たちの分析では、LOSVDの形状について、複雑で大規模な運動学的構造が多数明らかになりました。最も注目に値するのは、サンプルのすべてのETGの中心で、視線速度v_losを3シグマをはるかに超えてv_los=+-1000-1500km/sに拡張する、かすかで広いLOSVDの「翼」を検出することです。LOSVDのピークの両側にあります。これらの翼は、PSF効果に由来する可能性が高く、銀河の非常に中心的な未解決領域に関する速度情報を含んでいます。いくつかの銀河では、MUSEの視野の外側にも同様の形状の翼が検出されます。これらの翼は、多くの最も明るい銀河団の周りに見られる星団に結合した星のエンベロープと同様に、ETGの周りにゆるく結合した星のかすかなハローから発生することを提案します。
コンパクト天体の流出における元素合成と付随するキロノバの検出の見通し
| Title |
Nucleosynthesis_in_outflows_of_compact_objects_and_detection_prospects_of_associated_kilonovae |
| Authors |
Nick_Ekanger,_Mukul_Bhattacharya,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00765 |
連星中性子星(BNS)の合体、ブラックホール-中性子星(BHNS)の合体、コア崩壊型超新星(CCSNe)からの元素合成収量の比較分析を行い、rプロセスの最も支配的な原因を特定することを目的としています。星で観測された濃縮。体積イベント率を考慮した後、BNSおよびBHNS連星は、結合後にロバストなrプロセス核の同様の質量分布(最大3番目のピークおよびアクチノイド、$A\sim200-240$)を放出する可能性があることがわかります。磁気回転(MR)CCSNeは弱いr過程($A\sim140$まで)を受け、軽元素一次過程(LEPP)核の生成に寄与する可能性が高いのに対し、典型的な熱ニュートリノ駆動CCSNeは最初のrまでしか合成しません。-ピーク核の処理($A\sim80-90$)。また、MRCCSNeのレートの上限は、典型的なサーマルCCSNeのレートである$\lesssim1\%$であることもわかりました。速度が高ければ、弱いrプロセス核が過剰生産されます。最大の不確実性は体積イベント率によるものですが、今後の調査で今後数年間でこれらの率を確認するための見通しは有望です.単純なモデルを使用して、合体から得られるキロノバ光度曲線と一連の基準合体パラメーターを推定すると、$\sim7$BNSおよび$\sim2$BHNSイベントがVeraC.Rubin天文台(LSST）、以前の重力波（GW）トリガー。
シンクロトロン放射が非常に明るい GRB 221009A を支配
| Title |
Synchrotron_Radiation_Dominates_the_Extremely_Bright_GRB_221009A |
| Authors |
Jun_Yang,_Xiao-Hong_Zhao,_Zhenyu_Yan,_Xiangyu_I._Wang,_Yan-Qiu_Zhang,_Zheng-Hua_An,_Ce_Cai,_Xin-Qiao_Li,_Zihan_Li,_Jia-Cong_Liu,_Zi-Ke_Liu,_Xiang_Ma,_Yan-Zhi_Meng,_Wen-Xi_Peng,_Rui_Qiao,_Lang_Shao,_Li-Ming_Song,_Wen-Jun_Tan,_Ping_Wang,_Chen-Wei_Wang,_Xiang-Yang_Wen,_Shuo_Xiao,_Wang-Chen_Xue,_Yu-han_Yang,_Yihan_Yin,_Bing_Zhang,_Fan_Zhang,_Shuai_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Chao_Zheng,_Shi-Jie_Zheng,_Shao-Lin_Xiong,_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00898 |
最も明るいガンマ線バーストであるGRB221009Aは、プロンプトフェーズにおける超高エネルギーTeV光子の起源に特に注意を払って、多数の理論的調査に拍車をかけました。しかし、$\sim$MeV範囲の光子の放射のメカニズムを分析することは困難でした。これは、ほとんどのGRB検出器で高フラックスがパイルアップと飽和効果を引き起こすためです。このレターでは、Fermi/GBM(前駆体)とSATech-01/GECAM-C(メインの発光とフレア)から得られた不飽和データを使用して、GRBの時間分解スペクトルの体系的なモデリングを提示します。私たちのアプローチは、相対論的速度で拡大する放出領域と半径とともに減衰するグローバルな磁場を仮定するシンクロトロン放射モデルを組み込み、そのようなモデルを観測データにうまく適合させます。私たちの結果は、バーストのスペクトルが、大きな放射半径で加速された相対論的電子からのシンクロトロンの起源と完全に一致していることを示しています。即時放出スペクトルに熱放出がないことは、ポインティングフラックスが支配するジェット組成をサポートしています。
M87 のパーセク スケールのジェットのスペクトル解析: ジェットの磁場強度に対する観測上の制約
| Title |
Spectral_analysis_of_a_parsec-scale_jet_in_M87:_Observational_constraint_on_the_magnetic_field_strengths_in_the_jet |
| Authors |
Hyunwook_Ro,_Motoki_Kino,_Bong_Won_Sohn,_Kazuhiro_Hada,_Jongho_Park,_Masanori_Nakamura,_Yuzhu_Cui,_Kunwoo_Yi,_Aeree_Chung,_Jeffrey_Hodgson,_Tomohisa_Kawashima,_Tao_An,_Sascha_Trippe,_Juan-Carlos_Algaba,_Jae-Young_Kim,_Satoko_Sawada-Satoh,_Kiyoaki_Wajima,_Zhiqiang_Shen,_Xiaopeng_Cheng,_Ilje_Cho,_Wu_Jiang,_Taehyun_Jung,_Jee-Won_Lee,_Kotaro_Niinuma,_Junghwan_Oh,_Fumie_Tazaki,_Guang-Yao_Zhao,_Kazunori_Akiyama,_Mareki_Honma,_Jeong_Ae_Lee,_Rusen_Lu,_Yingkang_Zhang,_Keiichi_Asada,_Lang_Cui,_Yoshiaki_Hagiwara,_Tomoya_Hirota,_Noriyuki_Kawaguchi,_Shoko_Koyama,_Sang-Sung_Lee,_Se-Jin_Oh,_Koichiro_Sugiyama,_Mieko_Takamura,_Xuezheng_Wang,_Ju-Yeon_Hwang,_Dong-Kyu_Jung,_Hyo-Ryoung_Kim,_Jeong-Sook_Kim,_Hideyuki_Kobayashi,_Chung-Sik_Oh,_Tomoaki_Oyama,_Duk-Gyoo_Roh,_Jae-Hwan_Yeom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01014 |
その近接性とブラックホールのサイズが大きいため、M87はアクティブな銀河核ジェットの発射メカニズムを研究するための最適なターゲットの1つです。現在、磁場はジェットの発射と加速に不可欠な要素であると考えられています。ただし、M87ジェットの磁場強度の現在の観測による推定は、ジェットの最も内側の部分またはHST-1に限られています。その間の磁場強度を測定する試みはまだ行われていません。高解像度の非常に長いベースライン干渉観測からジェットのシンクロトロンスペクトルの距離依存の変化を追跡することにより、数千$r_s$の距離までのM87ジェットの磁場強度を推測することを目指しています。高品質のスペクトル指数マップを取得するために、22GHzと43GHzでの準同時観測がKVNandVERAArray(KaVA)とVLBAを使用して行われました。観測から得られたスペクトル指数分布をモデルと比較し、距離の関数として磁場強度に制限を設けました。全体的なスペクトル形態は、これらの観察の過程で広く一貫しています。観測されたシンクロトロンスペクトルは、約2masで$\alpha_{22-43GHz}$~-0.7から、約6masで$\alpha_{22-43GHz}$~-2.5まで急勾配になります。ジェット内の非熱電子注入が距離とともに減少するスペクトル指数モデルは、観測された傾向を適切に再現できます。これは、2-10mas(デプロジェクション距離で~900$r_s$-~4500$r_s$)の距離でのジェットの磁場強度が$B=(0.3-1.0G)(z/2mas)^{-0.73}$.EHTスケールに外挿すると一貫した結果が得られ、ブラックホール近くのジェットの磁束の大部分が最大4500$r_s$まで維持され、大きな散逸がないことが示唆されます。
東アジアVLBIネットワークで観測したM87の超解像画像
| Title |
Super-Resolved_Image_of_M87_Observed_with_East_Asian_VLBI_Network |
| Authors |
Fumie_Tazaki,_Yuzhu_Cui,_Kazuhiro_Hada,_Motoki_Kino,_Ilje_Cho,_Guang-Yao_Zhao,_Kazunori_Akiyama,_Yosuke_Mizuno,_Hyunwook_Ro,_Mareki_Honma,_Ru-Sen_Lu,_Zhi-Qiang_Shen,_Lang_Cui,_and_Yoshinori_Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01048 |
センチメートル以上の波長で高解像度の画像を取得することは、ジェットの物理を理解するために不可欠です。EastAsianVLBINetwork(EAVN)で観測されたM8722GHzデータから、従来の画像法CLEANとは異なる正則化最尤法(RML)を使用して画像を再構成しました。その結果、北西に約30マス伸びる明るいコアとジェットが、CLEAN画像よりも高い分解能で検出されました。ジェットの幅は、コアから0.3masの位置で0.5masであり、以前の研究で86GHzの画像で測定された幅と一致しています。また、ピーク間距離がわずか1.0masであるにも関わらず、コアから8mas付近に3つのリッジを検出することができました。これは、RML画像の空間解像度がCLEAN画像よりも少なくとも30%高いことを示しています。この研究は、ジェットのより詳細な構造とその時間変動性を議論するために、EAVNの将来の多周波数および高ケイデンス観測にとって重要なステップです。
連星系の中性子星の観測に基づいたキック分布
| Title |
An_Observationally-Derived_Kick_Distribution_for_Neutron_Stars_in_Binary_Systems |
| Authors |
Tyrone_N._O'Doherty,_Arash_Bahramian,_James_C._A._Miller-Jones,_Adelle_J._Goodwin,_Ilya_Mandel,_Reinhold_Willcox,_Pikky_Atri,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01059 |
形成中に中性子星(NS)が受ける出生キックを理解することは、大質量連星の進化をモデル化する上で重要な要素です。出生キックは人口合成コードの不可欠な入力パラメーターであり、二重NSシステムの形成とその後の合併率に影響を与えます。ただし、使用される標準的な観測キック分布の多くは、孤立したNSのみから作成されたサンプルから取得されます。この方法で導出されたキック分布は、固有のNSキック分布を過大評価します。バイナリのNSの場合、NS自体が受け取るネイタルキックではなく、バイナリシステムに対するネイタルキックの影響を直接推定することしかできません。ここで初めて、低質量コンパニオンを持つNSのバイナリキック分布を提示します。低質量連星の145のNSのカタログを、適切な運動、距離、全身の動径速度に関する利用可能な最良の制約とともにコンパイルします。各バイナリに対して、3次元アプローチを使用してバイナリキックを推定します。システム形成に対するこれらのキックの意味を議論し、将来の理論モデリング作業で使用するために、全体的なバイナリキック分布のパラメトリックモデルを提供します。私たちの結果を、孤立したNSおよびバイナリ内のNSに関する他の研究と比較し、孤立したパルサーのみを使用したNSキック分布が適合することは、ローキックを受けるNSの割合を過小評価することを発見しました。二重NSシステムをモデル化する上での結果の意味を議論し、将来の理論的研究で結果を使用する方法についての提案を提供します。
KaVA観測によって明らかにされたM87ジェットの横振動
| Title |
Transverse_Oscillations_of_the_M87_Jet_Revealed_by_KaVA_Observations |
| Authors |
Hyunwook_Ro,_Kunwoo_Yi,_Yuzhu_Cui,_Motoki_Kino,_Kazuhiro_Hada,_Tomohisa_Kawashima,_Yosuke_Mizuno,_Bong_Won_Sohn,_Fumie_Tazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01106 |
最近のVLBIモニタリングにより、M87ジェットの横方向の動きが発見されました。ただし、これまでの観測のリズムが限られているため、横方向の動きの詳細はまだ完全には明らかにされていません。2013年12月から2016年6月まで、KVNとVERAArray(KaVA)22GHzでM87ジェットを定期的に監視しました。観測の平均時間間隔は約0.1年で、短期的な構造変化の追跡に適しています。これらの観測から、M87ジェットはコアから2～12masの領域で二重稜線によってよく表されます。尾根線は、観測されたすべての地域で、平均周期$0.94\pm0.12$の横振動を示すことがわかりました。正弦波フィッティングを実行すると、この振動の振幅は$\sim0.1$masのオーダーであり、北肢と南肢の振動はほぼ同相であることがわかりました。振幅を考慮すると、地球の視差に由来するものではありません。ジェット不安定性または磁気流体力学（MHD）波の伝播、または磁気的に支配された降着流の周りの摂動質量注入など、横振動の可能なシナリオを提案します。
天文パズル Cyg X-3 は隠された銀河の超高輝度 X 線源です
| Title |
Astronomical_puzzle_Cyg_X-3_is_a_hidden_Galactic_ultraluminous_X-ray_source |
| Authors |
Alexandra_Veledina,_Fabio_Muleri,_Juri_Poutanen,_Jakub_Podgorn\'y,_Michal_Dov\v{c}iak,_Fiamma_Capitanio,_Eugene_Churazov,_Alessandra_De_Rosa,_Alessandro_Di_Marco,_Sofia_Forsblom,_Philip_Kaaret,_Henric_Krawczynski,_Fabio_La_Monaca,_Vladislav_Loktev,_Alexander_A._Lutovinov,_Sergey_V._Molkov,_Alexander_A._Mushtukov,_Ajay_Ratheesh,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_James_F._Steiner,_Rashid_A._Sunyaev,_Sergey_S._Tsygankov,_Andrzej_A._Zdziarski,_Stefano_Bianchi,_Joe_S._Bright,_Nikolaj_Bursov,_Enrico_Costa,_Elise_Egron,_Javier_A._Garcia,_David_A._Green,_Mark_Gurwell,_Adam_Ingram,_Jari_J._E._Kajava,_Ruta_Kale,_Alex_Kraus,_Denys_Malyshev,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Giorgio_Matt,_Michael_McCollough,_Ilia_A._Mereminskiy,_Nikolaj_Nizhelsky,_Giovanni_Piano,_Maura_Pilia,_Carlotta_Pittori,_Ramprasad_Rao,_Simona_Righini,_et_al._(84_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01174 |
ブラックホールがどのように物質を消費し、排出するかは、60年以上にわたって集中的な研究の対象となってきました。これらのシステムの光度は、エディントン限界と比較されることがよくあります。これは、生成される光子の放射圧によって球状降着が抑制される境界です。超高輝度X線源(ULX)の発見により、見かけの光度がエディントン限界を超えても降着が進行することが示されました(Kaaretetal.2017)。高い見かけの光度は、厚いコリメートされた流出または真の超エディントン降着流による入射放射線の放射によって生成される可能性があります。しかし、ULXは遠方の銀河で通常見られるため、これらの流出を詳細に研究する可能性は限られています。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE,Weisskopfetal.2022)を使用して、銀河系X線バイナリCygX-3のX線偏光を初めて測定しました。高い$\approx$25\%の、ほぼエネルギーに依存しない、電波放出の方向に直交する直線偏光の検出は、一次ソースが不明瞭であり、地球上の観測者は反射光と散乱光しか見えないことを明確に示しています。モデリングは、システム内の一次X線源の周りに狭い漏斗を持つ光学的に厚いエンベロープがあることを示しています。エディントン値を超えるビーム光度の下限を意味する漏斗の開口角度の上限を導出します。CygX-3は、じょうごの軸に沿って位置する銀河系外の観測者にULXとして表示されることを示します。私たちの調査結果は、ULX中央エンジンの内部の仕組みを研究するための理想的な実験室として、このユニークな永続的なソースを明らかにしています。
史上最も明るい GRB 221009A の Insight-HXMT および GECAM-C 観測
| Title |
Insight-HXMT_and_GECAM-C_observations_of_the_brightest-of-all-time_GRB_221009A |
| Authors |
Zheng-Hua_An,_S._Antier,_Xing-Zi_Bi,_Qing-Cui_Bu,_Ce_Cai,_Xue-Lei_Cao,_Anna-Elisa_Camisasca,_Zhi_Chang,_Gang_Chen,_Li_Chen,_Tian-Xiang_Chen,_Wen_Chen,_Yi-Bao_Chen,_Yong_Chen,_Yu-Peng_Chen,_Michael_W._Coughlin,_Wei-Wei_Cui,_Zi-Gao_Dai,_T._Hussenot-Desenonges,_Yan-Qi_Du,_Yuan-Yuan_Du,_Yun-Fei_Du,_Cheng-Cheng_Fan,_Filippo_Frontera,_He_Gao,_Min_Gao,_Ming-Yu_Ge,_Ke_Gong,_Yu-Dong_Gu,_Ju_Guan,_Dong-Ya_Guo,_Zhi-Wei_Guo,_Cristiano_Guidorzi,_Da-Wei_Han,_Jian-Jian_He,_Jun-Wang_He,_Dong-Jie_Hou,_Yue_Huang,_Jia_Huo,_Zhen_Ji,_Shu-Mei_Jia,_Wei-Chun_Jiang,_David_Alexander_Kann,_A._Klotz,_Ling-Da_Kong,_Lin_Lan,_An_Li,_Bing_Li,_Chao-Yang_Li,_Cheng-Kui_Li,_Gang_Li,_Mao-Shun_Li,_Ti-Pei_Li,_Wei_Li,_Xiao-Bo_Li,_Xin-Qiao_Li,_Xu-Fang_Li,_Yan-Guo_Li,_Zheng-Wei_Li,_Jing_Liang,_Xiao-Hua_Liang,_Jin-Yuan_Liao,_Lin_Lin,_et_al._(115_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01203 |
GRB221009Aは、この種のエネルギー爆発の発見以来、これまでに検出された中で最も明るいガンマ線バーストです。ただし、このバーストの即時放出特性の正確な測定は、その並外れた明るさのために非常に困難です。\textit{Insight}-HXMTとGECAM-Cの共同観測により、GRB221009Aの最初の$\sim$1800秒間の放出を前例のないほど正確に測定しました。$\sim$10keVから$\sim$6MeVの硬X線から軟ガンマ線帯域で、フレア放出と初期の残光が発生します。MEのGECAM-C不飽和データに基づいて、$\bf\sim1.5\times10^{55}$ergの記録破りの等方性等価エネルギー($E_{\rmiso}$)を測定します。太陽の総静止質量エネルギーの約8倍。初期の残光データでは、650秒から1100秒の間、おそらく残光開始時刻$T_{AG}$から$\sim950$秒の間にかなりのジェットブレークが必要であり、これは$\sim{0.7^のジェット開口角度に対応します。\circ}\(\eta_\gamman)^{1/8}$、ここで、$n$は$\rmcm^{-3}$単位の周囲媒体密度であり、$\eta_\gamma$は$\gamma$線エネルギーと残光運動エネルギーの比。ビーム補正された総$\gamma$-rayエネルギー$E_{\gamma}$は$\sim1.15\times10^{51}\(\eta_\gamman)^{1/4}$ergであり、これは典型的な値です。長いGRBの場合。これらの結果は、このGRBが特別な中央エンジンを持っている可能性があることを示唆しています。このエンジンは、通常のエネルギー予算で非常に狭いビームのジェットを発射してコリメートし、単位立体角あたりの非常に明るいガンマ線放射につながります。あるいは、より多くのGRBがそのような狭くて明るいビームを持っている可能性があります。これは、好ましくない視野角によって見逃されたり、距離測定なしで検出されたりします。
ブラックホール X 線連星 MAXI J1348--630 では極端なジェットエネルギーは不要
| Title |
No_Need_for_an_Extreme_Jet_Energy_in_the_Black-Hole_X-Ray_Binary_MAXI_J1348--630 |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Marek_Sikora,_Michal_Szanecki_and_Markus_Boettcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01349 |
降着ブラックホール連星MAXIJ1348--630における主な離散ジェット放出の周囲媒体との相互作用をモデル化します。そのジェットの放出における運動エネルギーは、以前は$>10^{46}$ergであると推定されていました。そのエネルギーは、最大回転ブラックホールへの磁気的に停止した降着に対応する限界よりも約2桁大きいジェットパワーを必要とします。その推定値は、標準密度$\sim$1cm$^{-3}$の仮定の下で、周囲の空洞内での最初の弾道ジェットの伝播とそれに続く星間物質内での急激な減速を考慮することによって得られました。そのような密度は、銀河面での位置を考えると、このソースの周囲にある可能性があります。ここで、運動エネルギーの推定値を$\sim\!の現実的な値に減らすことができることを示します。空洞と星間物質を分離する指数関数的な密度成長を伴う遷移層の存在を考慮すると、10^{44}$erg。その場合、ジェットは密度$\ll$1cm$^{-3}$の領域で主に遷移層で減速することがわかり、これによりエネルギー要件が大幅に減少します。それでも、必要なジェットの質量は大きく、かなりの数の電子-陽電子対の存在を除外しています。
磁化されていない CCO の予想される分極特性
| Title |
Expected_polarization_properties_of_non-magnetized_CCOs |
| Authors |
Valery_F._Suleimanov,_Juri_Poutanen,_Victor_Doroshenko,_and_Klaus_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01382 |
中心コンパクト天体(CCO)は、一部の超新星残骸の中心近くにある中性子星です。それらのいくつかは、おそらくカーボンエンベロープで覆われています。それらの非パルス熱X線放出は、代替として、炭素雰囲気または不均一に放出された水素雰囲気で覆われた表面全体から発生する可能性があります。しかし、後者のシナリオは、脈動の振幅の利用可能な上限を考えるとありそうにないようです。ここでは、X線偏光観測を使用して2つのシナリオをさらに区別する可能性を探ります。磁化されていない純粋な炭素と純粋な水素の雰囲気の偏光度(PD)を1から6MKの間の有効温度で計算し、光子の水素と炭素の雰囲気でそれぞれ最大25%と40%に達することができることを発見しました。エネルギーバンド1～10keV。ただし、HESSJ1731-347のCCOのX線スペクトルのモデリングから推定される温度分布の可能な不均一性に関する利用可能な制約を考えると、統合されたPDは、炭素(<0.25%)と水素(最近発売されたImagingX-rayPolarimetryExplorerでカバーされている2～8keVのエネルギーバンドの数%)組成。したがって、CCOからの分極は現在の施設では検出できないと予想されますが、将来の検出は不均一な水素組成モデルを強力にサポートすると結論付けています。
VLA スカイ サーベイでの 2 つの異常な激変変数の電波検出
| Title |
Radio_detections_of_two_unusual_cataclysmic_variables_in_the_VLA_Sky_Survey |
| Authors |
Margaret_E_Ridder,_Craig_O_Heinke,_Gregory_R_Sivakoff,_Andrew_K_Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01438 |
激変変数(CV)の2つの新しい無線検出を報告し、他のCVの無線およびX線検出との関連でそれらを配置します。降着率の低いCVであるQSVirを検出しました。V2400Oph、ディスクレス中間極(IP)。また、超大型アレイスカイサーベイ(VLASS)の2～4GHz無線画像で極AMHerを復元しました。これらのシステムの電波光度は、同様のスペクトルタイプの星からのコロナ放射から通常予想されるよりも高く、どちらのシステムもジェットを生成するとは予想されないため、電波放射の起源は謎のままです。これら2つのCVの電波放出メカニズムは、電子サイクロトロンメーザー放出、シンクロトロン放射、またはよりエキゾチックなプロセスである可能性があります。公開されているCVの電波検出とこれらのCVのX線測定値をまとめて、電波-X線光度平面、X線連星、活動銀河核、および電波星によく使用される診断ツールであるCVでの位置を示します。新たに検出されたこれら2つのCVを含むいくつかの電波放射CVは、主要な電波/X線飛跡の近くにあるようで、その後に低光度のブラックホールX線連星(BHXB)が続きます。これは、電波を使用して未知のシステムを分類する際の複雑さが増すことを示唆しています。X線光度のみ。
VARAHA: 重力波事後推定のための高速非マルコフ サンプラー
| Title |
VARAHA:_A_Fast_Non-Markovian_sampler_for_estimating_Gravitational-Wave_posteriors |
| Authors |
Vaibhav_Tiwari,_Charlie_Hoy,_Stephen_Fairhurst_and_Duncan_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01463 |
この記事では、重力波事後を推定するためのオープンソースの高速非マルコフサンプラーであるVARAHAを紹介します。VARAHAは、可能性の高い領域を徐々にサンプリングするのではなく、可能性の低い領域を徐々に破棄するという点で、既存のネストされたサンプリングアルゴリズムとは異なります。この代替的な考え方により、VARAHAはパラメーター空間の可能性の高い領域内のどこからでもサンプルを自由に抽出できるため、分析を大幅に少ないサイクルで完了することができます。これは、VARAHAがすべての解析のウォール時間とCPU時間の両方を大幅に削減できることを意味します。VARAHAは多くの利点を提供します。特に、ベイジアン推論が完了するまでに数週間とは言わないまでも数日かかる重力波天文学に役立ちます。たとえば、VARAHAを使用して、正確な空の位置、天体物理学的確率、およびソース分類を数分以内に推定できます。これは、連星中性子星観測のマルチメッセンジャーフォローアップに特に役立ちます。VARAHAはGW170817$\simをLALInferenceより30$倍速くローカライズします。重力波解析に使用できるのは、整列スピンの支配的な多重極波形モデルのみですが、このアルゴリズムを拡張して、パフォーマンスを妨げずに追加の物理を含めることは簡単です。VARAHAが重力波研究に使用されることを想定しています。特に、高価な波形モデルを使用したパラメーターの推定、サブスレッショルド重力波候補の分析、人口研究用のシミュレーションデータの生成、連星中性子星合体の迅速な事後推定などです。
パルサータイミング到着におけるレッドノイズのモデルに依存しない決定
| Title |
A_Model-Independent_Determination_of_Red_Noise_in_Pulsar_Timing_Arrivals |
| Authors |
Reinabelle_Reyes_and_Christopher_C._Bernido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00931 |
ノイズはパルサー信号に遍在しており、レッドノイズは星間物質、スピンノイズ、パルサーモードの変化などから生じる影響に起因するとされています。ただし、すべてのパルサーでレッドノイズが検出されたわけではありません。北米重力波ナノヘルツ天文台(NANOGrav)のデータセットを使用して、23個のパルサーを調査し、タイミング残差の平均二乗偏差と確率分布を評価することで、レッドノイズの存在を簡単に判断できることを示します。.結果は、文献で報告されているものと一致しています。提示されたモデルフリーの方法は、タイミング残差のレッドノイズを決定する通常より洗練されたモデル依存の方法を補完する可能性があります。
XRISMに搭載されたX線マイクロ熱量計の電磁干渉の地上試験結果
| Title |
Ground_test_results_of_the_electromagnetic_interference_for_the_x-ray_microcalorimeter_onboard_XRISM |
| Authors |
Miki_Kurihara_(1_and_2),_Masahiro_Tsujimoto_(2),_Megan_E._Eckart_(3),_Caroline_A._Kilbourne_(4),_Frederick_T._Matsuda_(2),_Brian_McLaughlin_(4),_Shugo_Oguri_(2),_Frederick_S._Porter_(4),_Yoh_Takei_(5,_on_behalf_of_the_XRISM_Resolve_team)_and_Yoichi_Kochibe_(6)_((1)_University_of_Tokyo,_(2)_JAXA_ISAS,_(3)_LLNL,_(4)_NASA_GSFC,_(5)_JAXA,_(6)_Fujitsu_Limited) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00985 |
低温検出器の電磁干渉(EMI)は、多くのミッションで深刻な懸念事項です。X線イメージングおよび分光ミッション（XRISM）に搭載されたResolve装置のX線マイクロカロリメーターへの宇宙船コンポーネントによって引き起こされるEMIを調査します。X線イメージングおよび分光ミッション（XRISM）は、現在国際協力によって開発中であり、2023年に打ち上げられる予定です。(a)宇宙船の姿勢制御に使用される磁気トルカ(MTQ)によって生成される低周波磁場、および(b)SおよびXバンドアンテナによって生成される無線周波数(RF)電磁界からのEMIに焦点を当てます。宇宙船と地上局の間の通信に使用されます。つくばのJAXA施設で、2021年から2022年にかけて、フライトモデルのハードウェアを使用して、機器と宇宙船の両方のレベルで一連の地上試験を実施しました。また、富岳の高性能計算施設を一部利用した電磁界シミュレーションも実施しました。MTQは、マイクロカロリメーターと結合することがわかりました。これは、低周波磁場のピックアップとさらなる容量結合によって推測されます。結果として生じるエネルギー分解能の低下が、ノイズバジェットの現在の割り当てを超えているという証拠はありません。RF通信システムは、有意な影響を残さないことが判明しました。この記事では、テストとシミュレーションの結果を示します。
XRISMに搭載されたResolve X線マイクロ熱量計の地上試験で観察された機械的冷凍機ノイズ
| Title |
Mechanical_cryocooler_noise_observed_in_the_ground_testing_of_the_Resolve_X-ray_microcalorimeter_onboard_XRISM |
| Authors |
R._Imamura_(1),_H._Awaki_(1),_M._Tsujimoto_(2),_S._Yamada_(3),_F._S._Porter_(4),_C._A._Kilbourne_(4),_R._L._Kelley_(4),_Y._Takei_(2)_(on_behalf_of_the_XRISM_Resolve_team,_(1)_Ehime_U.,_(2)_JAXA_ISAS,_(3)_Rikkyo_U.,_(4)_NASA_GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01004 |
低温検出器は、ケルビン未満の動作温度に到達するために、冷却チェーンの一部として機械式クーラーを使用することがよくあります。メカニカルクーラーによって引き起こされるマイクロフォニックスノイズは、これらの検出器の一般的かつ固有の問題です。この効果は、XRISM衛星に搭載されるResolve機器で取得された地上試験データで観察されました。Resolveは、6keVで7eVのエネルギー分解能を必要とする極低温X線マイクロカロリメーター分光計です。周囲温度から約4Kまで冷却するために、5つの機械的冷却器が使用されます。公称15Hzで駆動される4つの2段スターリング冷却器(STC)と、公称52Hzで駆動されるジュールトムソン冷却器(JTC)です。2019年には、フライトモデルの装置を2週間稼働させ、低温段階（Heタンク）のクライオスタット内の加速度計データも取得しました。JTCの駆動周波数を変化させながらX線検出器と加速度計のデータを連続的に取得し、クライオクーラーからの振動が検出器にどのように伝播するかを調査するための独自のデータセットを作成しました。検出器のノイズスペクトルでは、STCとJTCの両方の高調波が観測されました。さらに興味深いことに、4番目のJTCと14番目のSTC高調波、および7番目のJTCと23～24番目のSTC高調波の間に、低(<20Hz)周波数ビートも観察されました。ここでは、これらの測定値の説明と解釈を示します。
XRISM搭載X線マイクロ熱量計の微振動干渉の地上試験結果
| Title |
Ground_test_results_of_the_micro-vibration_interference_for_the_x-ray_microcalorimeter_onboard_XRISM |
| Authors |
Takashi_Hasebe_(1),_Ryuta_Imamura_(2),_Masahiro_Tsujimoto_(3),_Hisamitsu_Awaki_(2),_Meng_P._Chiao_(4),_Ryuichi_Fujimoto_(5),_Leslie_S._Hartz_(4),_Caroline_A._Kilbourne_(4),_Gary_A._Sneiderman_(4),_Yoh_Takei_(3),_Susumu_Yasuda_(6)_(on_behalf_of_the_XRISM_Resolve_team,_(1)_Kavli_IPMU,_(2)_Ehime_U.,_(3)_JAXA_ISAS,_(4)_NASA_GSFC,_(5)_Kanazawa_U.,_(6)_JAXA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01006 |
Resolveは、X線イメージングおよび分光ミッション(XRISM)で50mKで動作するX線マイクロカロリメーター検出器をホストするペイロードです。これは現在、国際協力の一環として開発中であり、2023年に打ち上げられる予定です。主な技術的懸念は、宇宙船のバスコンポーネントによって引き起こされる高感度マイクロ熱量計検出器の微振動干渉です。2021年から2022年にかけて地上で一連の実証試験を実施し、その結果をここに報告します。宇宙船とResolve装置の間の微振動インターフェースを定義しました。機器レベルのテストでは、フライトモデルのハードウェアに微振動を注入し、50mKステージ温度安定性、ADR磁石電流消費率、および検出器ノイズスペクトルを使用して機器応答を評価することにより、インターフェースレベルに対してフライトモデルハードウェアをテストしました。約200、380、および610Hzで微振動を注入すると、強い反応が見られました。前の2つのケースでは、注入された周波数とクライオクーラー周波数の高調波の間のうなりが、検出器のノイズスペクトルで観察されました。宇宙船レベルのテストでは、宇宙船全体の吊り下げの有無にかかわらず、加速度と計器の応答が測定されました。リアクションホイール(RW)と慣性基準ユニット(IRU)は、バスコンポーネントの2つの主要な微振動源であり、操作されました。結論として、Resolveの観察された応答は、RWとIRUの公称動作範囲で許容レベル内にあります。結果として生じるエネルギー分解能の低下が、ノイズバジェットの現在の割り当てを超えているという証拠はありません。
ピクセルレベルのゲイン補正による科学用 CMOS 検出器の X 線エネルギー分解能の向上
| Title |
Improving_the_X-ray_energy_resolution_of_a_scientific_CMOS_detector_by_pixel-level_gain_correction |
| Authors |
Qinyu_Wu,_Zhixing_Ling,_Xinyang_Wang,_Chen_Zhang,_Weimin_Yuan,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01027 |
科学的相補型金属酸化膜半導体(sCMOS)センサーは、より高い読み出しフレームレート、より高い放射線耐性、より高い動作温度など、電荷結合素子(CCD)に勝る利点のおかげで、天体観測でますます多くのアプリケーションを見つけています。この作業では、サイズがそれぞれ15{\μ}mの4096*4096ピクセルを持つ大判sCMOSセンサーGSENSE1516BSIの個々のピクセルレベルでの性能を調査します。これを実現するために、それぞれ99*99ピクセルで構成されるsCMOSセンサーの3つの領域が実験用に選択されます。これらの領域の個々のピクセルの読み出しノイズ、変換ゲイン、およびエネルギー分解能は、長時間の露出によってピクセルごとに蓄積された多数(25,000以上)のX線イベントから測定されます。これらのピクセルのエネルギー分解能は、室温で6.4keVで140eVに達し、読み出しノイズとの有意な正の相関を示します。正確なゲインは、取得したX線スペクトルからピクセルごとに個別に導出することもできます。ゲイン値の変動は、調査した領域の30,000ピクセル間で統計的に0.56%のレベルで見つかりました。各ピクセルのゲインが正確に決定されると、従来の方法で使用される標準化された集合ゲインとは対照的に、これらの領域でピクセルごとに正確なゲイン補正が実行されます。これにより、画素間のゲインばらつきによるエネルギー分解能の低下をほぼ完全に解消することができました。その結果、室温でのエネルギー分解能は、4.5keVで124.6eV、6.4keVで140.7eVと大幅に改善されます。このピクセルごとのゲイン補正方法は、あらゆるCMOSセンサーに適用可能であり、今後X線分光観測への応用が期待されています。
極低温センサーの読み出しのための Goertzel フィルター バンクに基づくチャネライザーの実装
| Title |
An_Implementation_of_a_Channelizer_based_on_a_Goertzel_Filter_Bank_for_the_Read-Out_of_Cryogenic_Sensors |
| Authors |
L._P._Ferreyro,_M._Garc\'ia_Redondo,_M._R._Hampel,_A._Almela,_A._Fuster,_J._Salum,_J._M._Geria,_J._Bonaparte,_J._Bonilla-Neira,_N._M\"uller,_N._Karcher,_O._Sander,_M._Platino,_A._Etchegoyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01356 |
この作業では、マイクロ波超伝導量子干渉デバイス(SQUID)マルチプレクサ($\mu$MUX)。これらのフィルターの多くのバンクを実装する方法を示し、センサーによって追加されたデータを取得するために、マルチトーン入力信号のチャネル化を実行するために使用できます。このアプローチを、最先端のフィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)でリソース効率の高い方法で実装する方法を示します。これにより、何千ものセンサーを読み取るための優れたスケーラビリティが可能になります。極低温ボロメータを使用した宇宙マイクロ波背景放射(CMB)調査の電波望遠鏡、極低温熱量計または量子コンピューティングを使用したニュートリノ質量推定などの粒子検出で必要とされるように。
軌道駐車中および軌道上昇中のスターリンク衛星の明るさは、オペレーターが向きを変更した2020年に大幅に減少しました。変更前の平均視等級は3.90+/-0.18でしたが、変更後は5.69+/-0.06でした。マグニチュードを1,000kmの標準距離に調整すると、平均は4.86+/-0.16および7.31+/-0.05になります。標準距離での違いは、調整されたロール角を持つ宇宙船が以前のものより平均で90%暗いことを示しています。
偏光した光の閃光が非球面の「牛」を指している
| Title |
A_flash_of_polarized_optical_light_points_to_an_aspherical_"cow" |
| Authors |
J.R._Maund,_P.A._Hoeflich,_I.A._Steele,_Y._Yang,_K._Wiersema,_S._Kobayashi,_N._Jordana-Mitjans,_C._Mundell,_A._Gomboc,_C._Guidorzi_and_R._J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00787 |
天文学的なトランジェントAT2018cowは、新しいクラスの明るい高速青色光トランジェント(FBOT)の最も近い例です。AT2018cowのLiverpoolTelescopeRINGO3観測がここに報告されます。これは、FBOTの最も初期の偏光観測を構成します。爆発後5.7日で、AT2018cowの発光は、赤色の波長で約7%に達する色偏光スパイクを示しました。これは、非相対論的な爆発的なトランジェントについて記録された最大の固有分極であり、急速に減少する前に、観測の最初の夜に複数のバンドと複数のエポックで観測されます。偏光の明らかな波長依存性は、初期のAT~2018cowの条件により、偏光フラックスの偏光解消または希釈によって生じる可能性があります。偏光の2番目の「隆起」は、青の波長で約12日で観察されます。このような高い偏光には、光学的に厚い層を通る衝撃ブレイクアウトなど、短期間(<1日)だけ現れる非常に非球面のジオメトリが必要です。ディスク.ディスクのような構成の場合、半径方向の範囲に対する厚さの比率は~10%でなければなりません。
パーカー太陽探査機による太陽風の 1/f 乱流スペクトルの新しい観測
| Title |
New_Observations_of_Solar_Wind_1/f_Turbulence_Spectrum_from_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Zesen_Huang,_Nikos_Sioulas,_Chen_Shi,_Marco_Velli,_Trevor_Bowen,_Nooshin_Davis,_B._D._G._Chandran,_Ning_Kang,_Xiaofei_Shi,_Jia_Huang,_Stuart_D._Bale,_J._C._Kasper,_Davin_E._Larson,_Roberto_Livi,_P._L._Whittlesey,_Ali_Rahmati,_Kristoff_Paulson,_M._Stevens,_A._W._Case,_Thierry_Dudok_de_Wit,_David_M._Malaspina,_J.W._Bonnell,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00843 |
太陽風の微量磁気パワースペクトルは、陽子ジャイロ半径よりもはるかに大きなスケールでの2乗則によって特徴付けられることが知られており、-1に近いより平坦なスペクトル指数は、慣性範囲より下の低周波数で見られ、インデックスがより近くなります。$[-1.5,-1.6]$に。$1/f$の範囲の起源はまだ議論中です。この研究では、パーカー太陽探査機の遭遇1から13までの109個の磁気的に非圧縮性の太陽風間隔($\delta|\boldsymbolB|/|\boldsymbolB|\ll1$)を選択しました。Alfv\'enポイントから0.3AUまでの低周波パワースペクトル指数の統計と半径方向の進化を理解すること。太陽に近い場所からの新しい観測結果は、低周波数範囲で太陽風の乱流が$1/f$よりもはるかに浅いスペクトルを表示し、移流時間が増加するにつれて$1/f$に漸近的に変化することを示しており、$1/f$の動的な起源を示しています。レンジ編成。Matteiniらに対するこの結果の意味について議論します。(2018)$1/f$の起源の予想と、チャンドランらによって提案されたモデルと一致する三乗則を示すスペクトルの例。（2018）、若い太陽風におけるパラメトリック減衰の動的な役割をサポートしています。私たちの結果は、$1/f$スペクトルの起源に関する新しい制約を提供し、複数の形成メカニズムが共存する可能性をさらに示しています。
Of?p星HD108の磁気圏に飛び込む
| Title |
Diving_into_the_magnetosphere_of_the_Of?p_star_HD108 |
| Authors |
Gregor_Rauw,_Ya\"el_Naz\'e,_Asif_ud-Doula,_Coralie_Neiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01033 |
強い双極子磁場と、恒星の自転周期として解釈される$54\pm3$yrsの時間スケールでの光ラインプロファイルの変動性で知られるOff?p星HD108の光学およびX線分光法を分析します。光輝線は、2007年から2008年に到達した最小放出状態から現在回復しています。H$\alpha$放出の等価幅の変動は、回転軸の傾き($i$)および磁気軸($\beta$)。モデルと観測の間の最良の一致は、$i+\beta\simeq85^{\circ}$および$i\in[30^{\circ},55の($i$,$\beta$)ペアで見つかります。^{\circ}]$.バルマー輝線は、数日のタイムスケールで$\sim5$%レベルの確率的変動を示します。TESS測光は、顕著なレッドノイズの変動に加えて、同様のタイムスケールでの一時的な変調を明らかにします。2021年12月のチャンドラX線観測では、この星がより高い放射レベルにあり、最小放射近くで撮影された2002年8月のXMM-Newton観測と比較して、フラックスがわずかに増加し、スペクトルが硬化していることを示しています。電磁流体シミュレーションは、合成X線スペクトルの計算に使用されます。$\dot{M}_{B=0}$質量損失率の現在の最良の見積もりでは、シミュレートされたX線光度とスペクトルエネルギー分布は観測と非常によく一致します。最後に、視線速度は8.5年の周期で変化し、ピークからピークまでの振幅は10-11kms$^{-1}$であり、少なくとも4M$_{\odot}$.
バルク隕石からのデータと比較するための s プロセスの存在量の表現
| Title |
Representation_of_s-process_abundances_for_comparison_to_data_from_bulk_meteorites |
| Authors |
Maria_Lugaro,_Mattias_Ek,_M\'aria_Pet\H{o},_Marco_Pignatari,_Georgy_V._Makhatadze,_Isaac_J._Onyett,_Maria_Sch\"onb\"achler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01100 |
バルク隕石組成の分析により、特定の星のサイトで発生する核反応の痕跡を保存する物質(スターダストなど)の存在による小さな同位体変動が明らかになりました。このような異常の解釈は、太陽の誕生の環境、その降着プロセス、太陽原始惑星系円盤の進化、および惑星の形成の証拠を提供します。そのような解釈の重要な要素は、観測された異常と星の核合成のモデルからの予測との比較です。ただし、これまでのところ、この比較は少数のモデル予測に限定されています。これは主に、計算された星の存在量を特定の表現に変換する必要があるためです。これは、核天体物理学者や星の元素合成研究者がよく知らないためです。ここでは、自然界と機器分析中に生成される隕石データの質量分別効果を説明するために、この表現が必要であることを詳細に示します。選択した同位体比に必要な内部正規化について説明し、そのような表現の背後にある動機をより広く説明し、計算を実行するためのツールを提供します。次に、$slow$中性子捕獲($s$)プロセスによって生成された2つの元素、SrとMoを考慮したいくつかの例を提示します。異なる金属量の星からの核合成サイン。Moについては、最近の$^{95}$Mo中性子捕獲断面積の再分析により、データとモデルの比較が改善されました。
太陽ダイナモの同期がないという証拠はない
文脈:太陽ダイナモが周回惑星の潮汐力によって同期されているかどうかという古い問題は、過去のデータ分析の観点からも、理論的および数値モデリングの観点からも、最近新たな関心を集めています。目的:私たちは、過去1,000年間の宇宙線放射性核種データを分析することにより、この長年にわたる謎の解決に貢献することを目指しています。方法:最近の$^{14}$C推定太陽黒点データの時系列を再考し、その結果のサイクルの最小値と最大値を、それ以前のSchoveのデータによって強化された、西暦1610年までの対応する従来の系列と比較します。結果:反対の最近の主張にもかかわらず、$^{14}$Cで推定された太陽黒点データは、同期した太陽ダイナモと十分に互換性があり、11.07年の比較的位相が安定した期間を示し、同期していることを示していることがわかりました。金星・地球・木星系の大潮の役割。
表面フラックス輸送
太陽の表面の磁束パターンの進化の表面磁束輸送モデルを確認します。私たちの根底にある動機は、太陽周期の終わりにおける極場(または軸双極子)強度のモデルの予測を理解することです。主な焦点は、「古典的な」モデルにあります。つまり、微分回転と子午線流れの安定した軸対称プロファイル、および均一な超粒状拡散です。それにもかかわらず、レビューは最近の進歩、特に輸送パラメーターの役割、特にソースタームの理解に集中しています。また、放射状拡散を組み込む取り組みとともに、表面フラックス輸送モデルの物理的正当性についても説明し、研究者が古典モデルを超えて移動した主な方向性を要約して結論付けます。
太陽活動領域における全磁束減衰率の統計解析
| Title |
Statistical_analysis_of_the_total_magnetic_flux_decay_rate_in_solar_active_regions |
| Authors |
Andrei_A._Plotnikov,_Valentina_I._Abramenko,_Alexander_S._Kutsenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01321 |
2010年から2017年の間に観測された910のエフェメラル領域とアクティブ領域(AR)の総符号なし磁束の減衰率を導出するために、SolarDynamicsObservatoryに搭載されたHelioseismicandMagneticImagerによって取得された視線方向マグネトグラムを使用しました。次のことがわかりました。i)ほとんどのARは、ピーク磁束と磁束減衰率$DR$の間のべき法則依存性に従うため、$DR\sim\Phi^{0.70}$;ii)大きなARは、小さなARよりも単位時間あたりの磁束の損失が少ない。iii)冪乗則から従うよりも大幅に低い減衰率を示すARのクラスターが存在し、それらはすべて$(2-8)\times10^{21}$の狭い範囲の全フラックスを持つ単極黒点です。Mx;iv）以前の結果との比較は、出現率が常に減衰率よりも高いことを示しています。出現率は、減衰率べき乗則の勾配よりも勾配が浅いべき乗則に従います。その結果、最大総磁束がARの減衰領域の特徴を決定するだけでなく、ARの一部がゆっくりと減衰する単極黒点になることを示唆することができました。そのような黒点を安定させる特定の物理的メカニズムがあるはずです。
SALTサーベイからの窒素に富む極端なヘリウムホット準矮星の存在量分析
| Title |
Abundance_analysis_of_a_nitrogen-rich_extreme-helium_hot_subdwarf_from_the_SALT_survey |
| Authors |
L._J._A._Scott._and_C._S._Jeffery_and_D._Farren_and_C._Tap_and_M._Dorsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01367 |
ヘリウムに富むホット準矮星のSALTサーベイで得られたデータを使用して、ヘリウムに富むホット準矮星EC20187-4939の詳細なスペクトル解析を実行しました。スペクトルから有効温度、表面重力、および化学的存在量を測定しました。その半径は、測光データを使用してスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることによっても決定され、そこから表面重力の測定を使用して0.44Msunの質量が推測されました。この星は、炭素と酸素の両方に弱い一方で、ヘリウムと窒素が特に豊富です。表面の存在量と質量は、ヘリウム白色矮星の合体生成物と一致することがわかっています。合併プロセス中の窒素に対するアルファ捕捉の豊富な影響と、EC20187-4939と他の炭素に弱い関連オブジェクトとの間の可能な接続について説明します。
SDSS J102915.14+172927.9 の 3D 非 LTE 解析で観測された金属量フロアを引き上げる
| Title |
Raising_the_observed_metallicity_floor_with_a_3D_non-LTE_analysis_of_SDSS_J102915.14+172927.9 |
| Authors |
C._Lagae,_A._M._Amarsi,_L._F._Rodr\'iguez_D\'iaz,_K._Lind,_T._Nordlander,_T._T._Hansen,_A._Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01374 |
背景:最初の星は最初の重元素を生成し、最初の銀河形成の舞台を整えました。超金属希薄星([Fe/H]<-4)の正確な化学存在量を使用して、最初の星の特性を推測し、初期宇宙における低質量の第2世代星の形成メカニズムを推測できます。分光学的研究は、SDSSJ102915.14+172927.9の1つの注目すべき例外を除いて、ほとんどの第2世代の星が炭素で強化されていることを示しています。目的:SDSSJ102915.14+172927.9の組成を再分析します。方法:SDSSJ102915.14+172927.9用に調整された3Dモデルの大気をStaggerコードで開発し、GaiaDR3視差に基づく改良された表面重力推定を利用しました。このモデルは、3D非LTE合成スペクトルを計算するために、放射伝達コードBalderの入力として使用されました。次に、これらのスペクトルを使用して、Mg、Si、Ca、Fe、およびNiの存在量と、Li、Na、およびAlの上限を推測しました。3DLTE合成スペクトルは、Tiの存在量とCおよびNの上限を推測するためにScateを使用して計算されました。一貫した3D非LTE処理を採用した場合のIおよびCaII。さらに、元素の存在量は、以前の研究で見つかったものよりも体系的に高くなっています。特に、[Fe/H]は0.57dex増加し、CとNの上限はそれぞれ0.90dexと1.82dex増加します。結論:エネルギーE<=3*10^{51}ergで爆発する質量10-20M_sunの集団III前駆細胞が、3D非LTE存在量パターンを再現できることがわかりました。以前の研究とは対照的に、原子線冷却による星形成と「わずかに一致する」炭素存在量のより高い上限を得たため、この低質量星の形成メカニズムに関する強力な結論を妨げています。
天王星のための 1 ユーロ: 楕円天王星相対性オービター ミッション
| Title |
One_EURO_for_Uranus:_the_Elliptical_Uranian_Relativity_Orbiter_mission |
| Authors |
Lorenzo_Iorio,_Athul_P._Girija,_Daniele_Durante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00812 |
近年、天王星にミッションを送ることへの関心が高まっており、これまでのところ、1986年にボイジャー2号が訪れただけです。EURO(楕円天王星相対性探査機)は、惑星の角運動量を動的に測定する可能性を調査する予備ミッションの概念です${\boldsymbol推定される天王星のオービターに影響を与えるLense-Thirring効果によるS}$。少なくとも原理的には、天の赤道に対する軌道傾斜角$I$と、宇宙船の昇交点$\Omega$の経度の相対論的歳差運動を、周心点$\omegaの古典的な速度から分離することが可能です。$J_\ell,\,\ell=2,\,3,\,4,\ldots$惑星の自転軸を含む軌道面を採用することにより、惑星の重力場の多極子$J_\ell,\,\ell=2,\,3,\,4,\ldots$によって誘導されるk}}$であり、天の赤道に垂直であり、後者の位置は$\boldsymbol{\hat{k}}$の射影と同じです。広く楕円形の$2\,000\times100\,000\,\mathrm{km}$軌道の場合、重力磁気シグネチャは年間数十ミリアーク秒に達しますが、初期条件を適切に選択すると、ピークレンジレートシフトのピーク振幅は、数時間の単一の近心通過で毎秒$\simeq1.5\times10^{-3}$ミリメートルのレベルに達する可能性があります。アポセンターの高さを$10\,000\,\mathrm{km}$に下げることにより、レンセ・ティリングの歳差運動は年間数百ミリアーク秒のレベルまで強化されます。$\boldsymbol{\hat{k}}$と$I$の向きの不確実性は、系統的バイアスの主な原因です。それぞれ$\simeq0.1-1$および$\simeq1-10$ミリ秒の精度で決定する必要があることがわかります。
磁気圏界面モードのオーロラ、電離圏、地上の磁気特性
| Title |
Auroral,_Ionospheric_and_Ground_Magnetic_Signatures_of_Magnetopause_Surface_Modes |
| Authors |
M.O._Archer,_M.D._Hartinger,_L._Rastaetter,_D.J._Southwood,_M._Heyns,_J.W.B._Eggington,_A.N._Wright,_F._Plaschke,_X._Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01138 |
地球の磁気圏界面における表面波は、地球規模の磁気圏ダイナミクスに影響を及ぼします。宇宙船はその場でまばらな観測点を提供するため、極域で地上ベースの機器を使用してこれらのモードをリモートセンシングすることが望ましいです。ただし、予想される署名に関する多くの未解決の概念上の問題が残っています。したがって、磁気流体力学理論と磁気界面表面固有モードのグローバル結合磁気圏電離圏シミュレーションの両方を通じて、オーロラ、電離圏、および地上磁気観測で期待される重要な定性的特徴の予測を提供します。これらは、表面モードとその非共鳴Alfv\'en結合の両方による単色の振動磁場整列電流が磁気圏全体に存在することを示しています。電流は、これまで考えられていた開閉境界ではなく、磁気界面境界層の赤道側の端で振幅がピークに達します。それらはまた、純粋にエバネッセントではなく、ゆっくりとした極方向の位相運動を示します。上向きの磁場に整列した現在の摂動が、周期的なオーロラの明るさをもたらす可能性があることを示唆しています。電離層では、対流渦が極方向に移動する電場に整列した電流構造を循環させます。最後に、表面モード信号は地磁気で予測され、電離圏ホール電流は磁気圏と比較して摂動を約90{\deg}回転させます(正確ではありません)。したがって、典型的な昼側の磁気圏界面モードは、東西の地磁気成分で最も強いはずです。全体として、磁気界面モードのすべての地上ベースの特徴は、Lシェル全体で同じ周波数、磁気界面の赤道側の端近くで最大化される振幅、および磁力線共鳴よりも大きな緯度スケールを持つと予測されています。電離圏のジュール加熱と地磁気誘導電流の観点からの意味が議論されています。
3Dハイブリッド運動無衝突プラズマ乱流における電子慣性効果
| Title |
Electron_inertia_effects_in_3D_hybrid-kinetic_collisionless_plasma_turbulence |
| Authors |
Patricio_A._Mu\~noz,_Meisam_Farzalipour_Tabriz,_Markus_Rampp,_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01322 |
宇宙および天体物理学のプラズマにおける基本的な未解決の問題の1つは、最小の電子スケールでの乱流の性質です。この問題は、この乱流から形成されることが示された電流シートなどのコヒーレント構造の存在に密接に関連しています。乱流と関連する電流シートの特性は、多種多様なプラズマモデルで調査されています。ただし、これらのプロセスに対する電子慣性の影響は、これまでのところ、特に3次元(3D)ジオメトリでは適切に分析されていません。この問題を調査するには、CHIEFコードを使用して、減衰乱流の3Dハイブリッド動力学的パーティクルインセル(PIC)シミュレーションを実行します。このコードの主な際立った特徴は、近似を使用しない電子慣性の実装です。電子慣性は、実空間と波数フーリエ空間の両方で電流密度の最大値を調整および制限する上で重要な役割を果たしていることがわかりました。さらに、2D乱流と3D乱流で形成された電流シートを比較すると、特に電子スケールの近くでは、後者の電流密度の値が小さくなる傾向があることがわかります。したがって、電子慣性は、プラズマ乱流の性質と電子スケール近くの電流シート特性を正確に記述するために基本的に重要です。
離心率と潮の結合：連星中性子星と極端な質量比の渦巻きへの影響
| Title |
Eccentricity-tide_coupling:_impact_on_binary_neutron_stars_and_extreme_mass-ratio_inspirals |
| Authors |
John_Paul_Bernaldez_and_Sayak_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01398 |
偏心軌道にある2つのコンパクトな天体間の潮汐相互作用の影響を調べます。潮汐場は静的であると仮定します。したがって、動的潮汐と共鳴励起は無視します。結果を使用して、放出された重力波の位相シフトの解析式を見つけます。その過程で、最初の離心率$e_0$と無次元の潮汐変形能$\Lambda$が$\sime_0^n\Lambda$のように結合することがわかります。ここで、$n$は正の数です。主要な寄与、つまり$e_0^2\Lambda$のみに注目します。また、中性子星連星系の累積ディフェージングも計算します。離心率$e_0\sim.05$および$\Lambda\sim600$の楽観的な値の場合、累積されたディフェージングは$\mathcal{O}(10^{-4})$ラジアンであり、信号への変換が必要であることがわかります。-ノイズ比$\sim7000$が観測可能です。したがって、システムの信号対雑音比も非常に大きい場合、これらの効果は、大きな離心率を持つ連星中性子星システムで測定できます。したがって、第3世代の検出器では、システムに大きな偏心がある場合、目に見える影響がある可能性があります。また、極端な質量比インスパイラル(EMRI)に対するこの効果の影響についても調査します。$\Lambda\sim10^{-3}$の値が小さい超大質量天体でも、この効果によりEMRIの$\sim\mathcal{O}(10)$ラジアンで大きなディフェージングが発生することがわかりました。したがって、この効果は、EMRIで超大質量天体の性質を調べるのに役立ちます。
