原始重力波は、インフレーション理論の最も重要な予測の1つであり、宇宙マイクロ波背景放射への痕跡の測定が積極的に追求されていますが、まだ成功していません。ここで、原始重力波の測定は、初期宇宙における線形テンソル摂動とスカラー摂動の間の非線形結合によって生成された2次テンソル摂動の信号を検索することによって考えられる可能性があることを指摘します。青色に傾いたテンソルスペクトルインデックスが期待されており、テンソルとスカラーの比率の測定は、地上のアインシュタイン望遠鏡と10年間の宇宙搭載のLISAプロジェクトで構成される検出器ネットワークを使用して、高精度で実行できる可能性があります。タイムスケール。
この作業では、粒子生成(消滅)を伴う2つのおもちゃの宇宙論モデル、つまり、放射が支配する宇宙と塵が支配する宇宙におけるエントロピー限界の適用を研究します。熱力学系の体積にはエントロピー限界が関係するため、宇宙における熱力学系をあらかじめ特定しておく必要があります。ターゲットの熱力学系として、共移動ボリュームと粒子ホライズンによってカバーされるボリュームを考慮します。Bekensteinの束縛と球状エントロピーの束縛を使用すると、宇宙論的特異点を回避でき、宇宙論的粒子生成(消滅)をいくつかの特別な状況で切り詰める必要がある場合があることがわかります。私たちの研究は、粒子生成（消滅）を伴う他の宇宙モデルに拡張できます。
中性子平均寿命とビッグバン元素合成
中性子の寿命とその不確実性が標準的なビッグバン元素合成(BBN)に与える影響を調べます。BBNは、軽い核種$^1{\rmH}$,${\rmD}$,$^3{\rmH}$+$^3{\rmHe}$,$^4の宇宙生成を記述します。{\rmHe}$、および$^7{\rmLi}$+$^7{\rmBe}$は、宇宙時間の最初の数分間です。中性子の平均寿命$\tau_n$は、最新のBBN計算で2つの役割を果たします。(1)弱い$n\leftrightarrowp$相互変換の行列要素を正規化し、(2)弱い相互作用の後の自由中性子崩壊率を設定します。アウト凍結。$\tau_n$測定値とBBNの間の相互作用の歴史をレビューし、現代の中性子寿命測定値に対する軽元素存在量の感度の研究を提示します。$\tau_n$の不確実性が予測された$^4{\rmHe}$誤差バジェットを支配していることがわかりますが、これらの理論上の誤差は$^4{\rmHe}$観測の不確実性よりも小さいままです。中性子寿命測定。他の軽元素予測では、$\tau_n$はエラーバジェットにほとんど寄与しません。問題をひっくり返して、現在のBBNと宇宙マイクロ波背景放射(CMB)による宇宙バリオン密度の決定を組み合わせて、$\textit{predict}$「宇宙論的に好ましい」平均寿命$\tau_{n}({\rmBBN+CMB})=870\pm16\\rmsec$であり、これは実験的な平均寿命の決定と一致しています。将来の天文学的および宇宙論的ヘリウム観測が$^4{\rmHe}$質量分率$Y_p$で$\sigma_{\rmobs}(Y_p)=0.001$の不確実性に達することができる場合、これは平均寿命の決定を区別し始める可能性があります。
DART ミッションからの運動量移動 小惑星ディモルフォスへの運動学的影響
| Title |
Momentum_Transfer_from_the_DART_Mission_Kinetic_Impact_on_Asteroid_Dimorphos |
| Authors |
Andrew_F._Cheng,_Harrison_F._Agrusa,_Brent_W._Barbee,_Alex_J._Meyer,_Tony_L._Farnham,_Sabina_D._Raducan,_Derek_C._Richardson,_Elisabetta_Dotto,_Angelo_Zinzi,_Vincenzo_Della_Corte,_Thomas_S._Statler,_Steven_Chesley,_Shantanu_P._Naidu,_Masatoshi_Hirabayashi,_Jian-Yang_Li,_Siegfried_Eggl,_Olivier_S._Barnouin,_Nancy_L._Chabot,_Sidney_Chocron,_Gareth_S._Collins,_R._Terik_Daly,_Thomas_M._Davison,_Mallory_E._DeCoster,_Carolyn_M._Ernst,_Fabio_Ferrari,_Dawn_M._Graninger,_Seth_A._Jacobson,_Martin_Jutzi,_Kathryn_M._Kumamoto,_Robert_Luther,_Joshua_R._Lyzhoft,_Patrick_Michel,_Naomi_Murdoch,_Ryota_Nakano,_Eric_Palmer,_Andrew_S._Rivkin,_Daniel_J._Scheeres,_Angela_M._Stickle,_Jessica_M._Sunshine,_Josep_M._Trigo-Rodriguez,_Jean-Baptiste_Vincent,_James_D._Walker,_Kai_W\"unnemann,_Yun_Zhang,_Marilena_Amoroso,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03464 |
NASAのDoubleAsteroidRedirectionTest(DART)ミッションは、2022年9月26日の23:14UTCに、惑星防御テストとして、連星小惑星(65803)ディディモスの衛星である小惑星ディモルフォスに動的衝撃を与えました。DARTは、惑星防衛に関連するサイズと速度スケールでの小惑星への最初の超高速衝突実験であり、小惑星のたわみの手段としての動的衝突を検証することを目的としていました。ここでは、運動量の影響によって小惑星に転送される運動量の最初の決定を報告します。連星軌道周期の変化に基づいて、ディモルフォスの軌跡に沿った軌道速度成分が瞬間的に2.70+/-0.10mm/s減少することがわかりました。ディモルフォスのかさ密度範囲が1,500～3,300kg/m$^3$の場合、運動量増強係数$\beta$の期待値は、ディモルフォスの質量に応じて2.2～4.9の範囲であることがわかります。ディモルフォスとディディモスの密度が2,400kg/m$^3$であると仮定すると、$\beta$=3.61+0.19/-0.25(1$\sigma$)となります。これらの$\beta$値は、DARTで発生したよりも、逃げる衝突噴出物からDimorphosに大幅に多くの運動量が伝達されたことを示しています。したがって、DARTキネティックインパクトは、小惑星ディモルフォスをそらすのに非常に効果的でした。
原始惑星系円盤におけるダスト構造の起源について：ロスビー波動不安定性からの制約
| Title |
On_the_Origin_of_Dust_Structures_in_Protoplanetary_Disks:_Constraints_from_the_Rossby_Wave_Instability |
| Authors |
Eonho_Chang,_Andrew_N._Youdin,_Leonardo_Krapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03469 |
ALMAによる原始惑星系円盤の高解像度サブmm観測により、大きくて明るい円盤ではダストリングが一般的であることが明らかになりました。これらの構造の主な説明は、埋め込まれた惑星またはその他の動的プロセスによって引き起こされる、局所的なガス圧力の最大値でのダストトラップです。起源に関係なく、そのようなダストトラップは多くの軌道で安定して大量のダストを収集する必要があります。ただし、ガス円盤のリング状の摂動は、ロスビー波動不安定性(RWI)を引き起こすことも知られています。軸対称の圧力バンプがダストを同時にトラップし、RWIに対して安定した状態を維持できるかどうかを調査します。その答えは、圧力バンプの熱力学的特性に依存します。等温バンプの場合、ダストトラップは、幅が${\sim}1$から数ガススケールの高さまでRWI安定です。断熱ダストトラップは、狭い範囲の幅で安定しています。ただし、表面密度コンポーネントのない温度バンプの場合、すべてのダストトラップは不安定になる傾向があります。ディスクアスペクト比の値を小さくすると、バンプの振幅が小さくなり、幅の範囲が広くなり、安定したダストトラップが可能になります。また、RWIの新しい近似基準も報告します。不安定性は、動径振動周波数がケプラー周波数の$\lesssim75$\%である場合に発生します。これは、不安定性に関するよく知られたラブレースの必要な(しかし十分ではない)基準とは異なります。私たちの結果は、ダストリングの原因と考えられている圧力バンプを特定するために必要な解像度と感度を制限することにより、分子ガスのアルマ望遠鏡観測を導くことができます。
海王星質量惑星 HAT-P-26 b のトランジット タイミングと大気特性の再検討
| Title |
Revisiting_the_Transit_Timing_and_Atmosphere_Characterization_of_the_Neptune-mass_Planet_HAT-P-26_b |
| Authors |
Napaporn_A-thano,_Supachai_Awiphan,_Ing-Guey_Jiang,_Eamonn_Kerins,_Akshay_Priyadarshi,_Iain_McDonald,_Yogesh_C._Joshi,_Thansuda_Chulikorn,_Joshua_J._C._Hayes,_Stephen_Charles,_Chung-Kai_Huang,_Ronnakrit_Rattanamala,_Li-Chin_Yeh,_Vik_S_Dhillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03610 |
海王星質量惑星HAT-P-26bのトランジットタイミング変動(TTV)と惑星大気分析を提示します。光学地上観測からの13のトランジット光曲線の新しいセットを提示し、それらをハッブル宇宙望遠鏡(HST)、トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)の広視野カメラ3(WFC3)からの光曲線と組み合わせます。地上データを公開しました。HAT-P-26bの惑星パラメータを改良し、7年間で得られた33回のトランジットを使用してTTV分析を行います。TTV分析は1.28分の振幅信号を示しています。これは、1:2の平均運動共鳴軌道に追加の0.02木星質量の惑星が存在することに起因する可能性があります。光波長から近赤外線波長までの通過深さの組み合わせを使用して、HAT-P-26bの大気には$12^{+2}_{-2}$%のH$_2$Oと$0.1^{が含まれていることがわかります。+0.1}_{-0.1}$%のTiOの派生温度は$590^{+20}_{-30}$K.
進化する原始惑星系円盤における微惑星成長: 小石供給による制約
コア降着モデルでは、微惑星は相互に衝突し、ミリメートルからセンチメートルの粒子、つまり小石を飲み込むことによって成長します。小石の降着は、降着効率を大幅に高め、広い軌道に惑星が存在することを説明するのに役立ちます。ただし、小石の供給は通常、コヒーレントな小石の質量フラックスとしてパラメーター化され、空間と時間で一定である場合があります。ここでは、悪意を持って進化する原始惑星系ディスク内のダストの移流と拡散を解決し、小石の供給を自己無撞着に決定します。その後、小石は、ガス抵抗と重力トルクを介してガス円盤と相互作用する微惑星によって降着します。小石の供給量は空間に応じて変化し、モデルでは1Myrの後に10$M_\oplus$/Myr未満の小石フラックスで時間とともに急速に減衰します。その結果、大量の微惑星($>$0.01$M_\oplus$)がストリーミングの不安定性によって幸運にも生成されるか、円盤の粘性が低い($\alpha\sim0.0001$)場合にのみ、微惑星の群れが火星上で成長することができます。2Myr以内の質量。それまでに、微惑星は小石の供給が限られているため、その質量の約50倍、20auを超えるわずか10倍の小石しか捕獲できません。現実的な小石の供給と微惑星の成長への影響を完全に評価するには、さまざまなディスク条件で複数のダスト種を考慮したさらなる研究が必要です。
裸のコアか、コアになる寸前の若いミニネプチューン HD 207496b
| Title |
The_young_mini-Neptune_HD_207496b_that_is_either_a_naked_core_or_on_the_verge_of_becoming_one |
| Authors |
S._C._C._Barros,_O._D._S._Demangeon,_D.J._Armstrong,_E._Delgado_Mena,_L._Acu\~na,_J.,_Fern\'andez_Fern\'andez,_M._Deleuil,_K._A._Collins,_S._B._Howell,_C._Ziegler,_V._Adibekyan,_S.G._Sousa,_K._G._Stassun,_N._Grieves,_J._Lillo-Box,_C._Hellier,_P._J._Wheatley,_C._Brice\~no,_K._I._Collins,_F._Hawthorn,_S.Hoyer,_J._Jenkins,_N._Law,_A._W._Mann,_R._A._Matson,_O._Mousis,_L._D._Nielsen,_A._Osborn,_H._Osborn,_M._Paegert,_R._Papini,_G._R._Ricker,_A._A._Rudat,_N.C._Santos,_S._Seager,_C._Stockdale,_P._A._Str{\o}m,_J.,_D._Twicken,_S._Udry,_G._Wang,_R._Vanderspek,_and_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03775 |
裸のコア惑星の特徴を明らかにすることを目的とした大規模なプログラムの一環として、通過中のミニ海王星HD~207496~b(TOI-1099)の発見と特徴を報告します。HARPS分光観測、1つの地上トランジット、およびTESS測光と組み合わせた高解像度イメージングを取得して、TESS候補とその主星を確認および特徴付けました。主星は活発な初期K型矮星で、質量は$0.80\pm0.04\,$M$_\odot$、半径$0.769\pm0.026\,$R$_\odot$、G等級8です。.私たちは主星が若い$\sim0.52\,$Myrであることを発見し、惑星の進化についての洞察を得ることができました。$6.1\pm1.6\,\mathrm{M}_E$,\の惑星質量、$2.25\pm0.12\,\mathrm{R}_E$,\の惑星半径、および$\rho_p=の惑星密度を導出しました。3.27_{-0.91}^{+0.97}\,\mathrm{g.cm^{-3}}$.惑星の内部構造モデリングから、惑星には水が豊富なエンベロープ、ガスが豊富なエンベロープ、または両方の混合物があると結論付けています。惑星の蒸発モデリングを行いました。惑星にガスが豊富なエンベロープがあると仮定すると、惑星はエンベロープのかなりの部分を失い、半径が縮小していることがわかります。さらに、$\sim0.52\,$Gyrで残りのガスエンベロープをすべて失うと見積もっています。そうでなければ、惑星はすでに原始ガスをすべて失っており、今ではむき出しの海の惑星になっている可能性があります。その可能性のある大気および/または質量損失率のさらなる観察により、これら2つの仮説を区別することができます。そのような観測は、惑星が半径のギャップの上にとどまるか、それとも縮小してギャップの下になるかを決定します。
月の広範な水素化 南極コールドトラップ
| Title |
Widespread_Hydrogenation_of_the_Moons_South_Polar_Cold_Traps |
| Authors |
Timothy_P._McClanahan,_J.J._Su,_Richard_D._Starr,_Ann_M._Parsons,_Gordon_Chin,_Timothy.A._Livengood,_David_Hamara,_Karl_Harshman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03911 |
この研究は、月の恒久的に影に覆われた地域(PSR)が、非永久的に影に覆われた領域(非PSR)と比較して、おそらく水の氷の形で、水素で南緯79度まで強化されているという幅広い証拠を示しています。ワトソンらの最初の発見、1961年。新しい方法を使用して、幅2kmを超えるすべてのPSRからの水素応答を集計します。南緯79度の極方向では、PSRは一貫した水素の空間応答を示します。これは、PSR(PSRの面積密度が最も高い場所)で強化され、PSRからの距離(PSRの面積密度が最も低い場所)で減少します。PSRの直径と観測された水素との間の相関関係は、比較的水素化されたPSR領域の機器によるぼやけによって引き起こされます。Cabeus-1PSRで観測された異常に高められた水素濃度は、その場所での第2の水素収支プロセスを示唆しています。2つの独立した緯度バンドからのPSR水素観測から得られた線形相関は、PSRで最大の領域であるShoemakerでの水素観測、1)75度から83度S、2)83度から90度Sを厳密に予測します。ガス放出、レゴリスケイ酸塩による太陽風の生成、小規模な流星の衝突と日周温度変化による混合など、揮発性物質を地表に導入します。結果は、月探査オービター(LRO)に搭載された月面探査中性子検出器(LEND)の一部であるEpiThermalNeutrons(CSETN)用コリメートセンサーから得られます。
Catalog of Ultraviolet Bright Stars (CUBS): ハイブリッド IUE-Kurucz
スペクトルを使用した UV 掩蔽測定、惑星イルミネーション モデリング、およびスカイ マップ解析のための戦略
| Title |
Catalog_of_Ultraviolet_Bright_Stars_(CUBS):_Strategies_for_UV_occultation_measurements,_planetary_illumination_modeling,_and_sky_map_analyses_using_hybrid_IUE-Kurucz_spectra |
| Authors |
M._A._Velez,_K._D._Retherford,_V._Hue,_J._A._Kammer,_T._M._Becker,_G._R._Gladstone,_M._W._Davis,_T._K._Greathouse,_P._M._Molyneux,_S._M._Brooks,_U._Raut,_M._H._Versteeg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04043 |
紫外分光法は、反射率測定による惑星表面組成と、恒星/太陽の掩蔽、他の惑星体のトランジット、および大気光とオーロラ放出の直接画像化による大気組成を研究するための強力な方法です。ESAのJUICE(JupiterIcyMoonsExplorer)とNASAのEuropaClipperミッションに搭載された次世代の紫外線スペクトログラフ(UVS)は、2030年代初頭に木星とその衛星のそのような測定を実行します。この作品は、惑星分光法に関連するアプリケーションを使用して、50～210nmの波長範囲で高い強度を持つターゲットの、CUBSという名前の詳細なUV恒星カタログをまとめたものです。これらのアプリケーションには以下が含まれます。2)主に空に照らされた暗い夜側の惑星表面の星明かり照明のモデル化。3)Juno-UVSなどからの既存のデータセットによってマッピングされた、拡散銀河UV光の起源の研究。CUBSには、InternationalUltravioletExplorer(IUE)カタログやSIMBADなどのリソースから得られた情報が含まれています。Kuruczモデルと、利用可能な場合はIUEスペクトルを使用して、ほぼ90,000のターゲットに対して0.1nmの分解能でモデルスペクトルを構築しました。CUBSには、KuruczモデルとIUEデータ間の一致の堅牢なチェックも含まれています。また、当社のカタログを使用して恒星の掩蔽観測の最適な候補を特定できるツールを提示し、あらゆるUV機器に適用します。CUBSを作成する方法について報告し、進行中および今後の惑星ミッション中にその実装の計画について話し合います。
炭素からコバルトまで: $z\sim0.7$ 静止銀河の化学組成と年齢
| Title |
From_Carbon_to_Cobalt:_Chemical_compositions_and_ages_of_$z\sim0.7$_quiescent_galaxies |
| Authors |
Aliza_G._Beverage,_Mariska_Kriek,_Charlie_Conroy,_Nathan_R._Sandford,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Arjen_van_der_Wel,_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03412 |
$z\sim0.7$にある135個の大規模な静止銀河の集団の元素存在度パターン(C、N、Mg、Si、Ca、Ti、V、Cr、Fe、Co、およびNi)を示します。-LEGA-Cサーベイから得られたフレーム光学分光法。150$~$km$\,$s$^{-1}$から250$~$km$\,$sの範囲の星の速度分散($\sigma_v$)の4つのビンの平均年齢と元素存在量を導き出します。$^{-1}$フルスペクトル階層ベイジアンモデルを使用。結果として得られる元素存在量の測定値は、0.05$\,$dexの精度です。総金属量と星の年齢と同様に、大部分の元素は$\sigma_v$と正の相関を示します。したがって、分散が最も大きい銀河は、最も早く形成され、最も金属が豊富です。[X/Fe]と$\sigma_v$の間には軽度または重要でない傾向しか見られず、平均的な星形成時間スケールが速度分散に強く依存しないことを示唆しています。まず第一に、$z\sim0.7$静止銀河の存在量パターンは$z\sim0$のものと驚くほど似ています。ただし、最小速度分散では、$z\sim0.7$銀河は、対応する$z\sim0$銀河よりもN、Mg、Ti、Niの存在比がわずかに高くなり、赤方偏移が早くなります。このように、高質量の静止銀河の個体群はほとんど進化を示さないが、低質量の静止銀河の個体群は過去60億年にわたって大幅に増加している。最後に、静止銀河$z\sim0$と$z\sim0.7$の両方の存在量パターンは、化学進化モデルに基づく理論的予測とはかなり異なり、これらの銀河の濃縮履歴の理解がまだ非常に限られていることを示しています。
スペクトル分解された宇宙線 -- III.銀河系周辺媒体の力学的影響と特性
| Title |
Spectrally_resolved_cosmic_rays_--_III._Dynamical_impact_and_properties_of_the_circumgalactic_medium |
| Authors |
Philipp_Girichidis,_Maria_Werhahn,_Christoph_Pfrommer,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03417 |
宇宙線(CR)は、星の形成を制御し、銀河の流出に力を与えることにより、銀河の形成と進化にとって動的に重要です。ただし、CRが銀河形成をどの程度調節するかは、CRと周囲のプラズマとの結合強度と、磁場に沿った有効なCR輸送速度に依存します。さらに、両方の特性はCR運動量に敏感に依存しますが、これは三次元流体力学シミュレーションではほとんど調査されていません。$10^{10}$から$10^{12}\,\mathrm{M}_\odot$の範囲の質量を持つ銀河全体の磁気流体力学シミュレーションを実行し、動的に結合されたCRをグレー近似でスペクトル分解モデルと比較します。これには、$0.1\,\mathrm{GeV}~c^{-1}$から$100\,\mathrm{TeV}~c^{-1}$までのCR運動量が含まれます。CRのハドロン冷却がAlfv\'{e}n冷却よりも支配的であり、後者はCRが圧力勾配を下って流れる結果としてCR損失をエミュレートすることがわかります。星形成率と銀河の形態は、スペクトルCRモデリングによってわずかに影響を受けるだけですが、銀河流出の質量負荷係数は、矮小銀河では最大4倍も異なる可能性があります。シミュレートされたすべての低質量ハロー($M=10^{10}$、$10^{11}$、および$3\times10^{11}\,\mathrm{M}_\odot$)は強い流出を引き起こし、CR輸送は一時的に移流によって支配されます。対照的に、$M=10^{12}\,\mathrm{M}_\odot$を持つ天の川質量銀河は持続的な流出を引き起こさないため、CR輸送は完全に拡散によって支配されます。実効エネルギー加重拡散係数は、$\langle{D}\rangle_{e_\mathrm{cr}}\sim10^{28}\,\mathrm{cm^2円盤内の\,s^{-1}}$から銀河周媒体の$3\times10^{29}\,\mathrm{cm^2\,s^{-1}}$まで。グレーとスペクトルCRモデル間のCR圧力の違い。
宇宙は z=10.6 でせいぜい 88% 中立
JWSTによるGN-z11の最近の観測では、18$\pm2$オングストロームに相当する幅のLy$\alpha$輝線が明らかになりました。z=10.6では、この銀河は再電離の中心にあると予想されます。一連の不均一再電離シミュレーションを使用して、平均中性ガス分率$x_{HI}$が変化する中性銀河間媒体を移動した後のLy$\alpha$EWの分布を導き出します。これらの分布を使用して、$x_{HI}<$0.88の上限をz=10.6で95%の信頼度レベルに設定します。上限をさまざまな再イオン化履歴モデルと比較します。これには、z>8での光度関数の明るい端で最近特定された強化が含まれます。暗い銀河が明るい銀河と比較して脱出率が高いモデルが、新しいデータによって支持されていることがわかりました。
論文 1: エル ゴルド銀河団とそれが拡大する構造の JWST PEARLS ビュー
| Title |
Paper_1:_The_JWST_PEARLS_View_of_the_El_Gordo_Galaxy_Cluster_and_of_the_Structure_It_Magnifies |
| Authors |
Brenda_L._Frye,_Massimo_Pascale,_Nicholas_Foo,_Reagen_Leimbach,_Nikhil_Garuda,_Paulina_Soto_Robles,_Jake_Summers,_Carlos_Diaz,_Patrick_Kamieneski,_Lukas_Furtak,_Seth_Cohen,_Jose_Diego,_Benjamin_Beauchesne,_Rogier_Windhorst,_Steve_Willner,_Anton_M._Koekemoer,_Adi_Zitrin,_Gabriel_Caminha,_Karina_Caputi,_Dan_Coe,_Christopher_J._Conselice,_Liang_Dai,_Herve_Dole,_Simon_Driver,_Norman_Grogin,_Kevin_Harrington,_Rolf_A._Jansen,_Jean-Paul_Kneib,_Matt_Lehnert,_James_Lowenthal,_Madeline_A._Marshall,_Felipe_Menanteau,_Belen_Alcalde_Pampleiga,_Nor_Pirzkal,_Mari_Polletta,_Johan_Richard,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Michael_J._Rutkowski,_Christobal_Sifon,_Scott_Tompkins,_Daniel_Wang,_Haojing_Yan,_and_Min_S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03556 |
大規模な銀河団エルゴルド($z=0.87$)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外線カメラ(NIRCam)の画像に、多数の重力レンズアークを刻印します。PrimeExtragalacticAreasforReionizationandLensingScience(PEARLS)プログラム(GTO#1176)では、NIRCamイメージングの8つのバンドが取得されました。一連のハッブル宇宙望遠鏡(HST)とNIRCamフィルター全体にわたるPSF一致測光により、新しい測光赤方偏移が得られます。54の既知の画像多重度を確認し、2つの新しい多重度を見つけて、光追跡質量法に基づいてレンズモデルを構築します。レンズモデルから推定された500kpc内の質量は$\sim$$7.0\times10^{14}$M$_{\odot}$で、南東成分と北西成分の質量比は$\sim$unityで、最近のものと同様です。動作します。部分構造の統計的検索では、これらの2つのコンポーネントのみが回復します。これらのコンポーネントはそれぞれ運動学的に緊密に結合されており、半径方向の速度が~300kms$^{-1}$離れています。モデル予測と測光赤方偏移によって、既知の4メンバー$z=4.32$銀河過密度の候補メンバーを特定します。これらの5つのメンバーは、$\sim$60kpcの物理的範囲にまたがり、衛星の関連付けと一致する複数のコンポーネントを示します。分光学的/測光的制約によって選択された13の追加の候補は、小さくて淡く、レンズ倍率で補正された平均見かけの明るさは、M*よりも$\sim$2.2mag暗いです。NIRCamイメージングは、これらの候補の明るさと形態の広い範囲を認めており、より多様な銀河集団が、強くレンズ化された銀河の過密度のこのまれなビューの根底にある可能性があることを示唆しています。
Local Volume渦巻銀河NGC2683の影響圏にある新しい矮小銀河候補
| Title |
New_dwarf_galaxy_candidates_in_the_sphere_of_influence_of_the_Local_Volume_spiral_galaxy_NGC2683 |
| Authors |
E._Crosby,_H._Jerjen,_O._M\"uller,_M._Pawlowski,_M._Mateo,_M._Dirnberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03718 |
ローカルボリューム($D<10\,$Mpc)内のホスト$L_{*}$銀河環境の調査の初期結果を提示し、8mの広視野HyperSuprime-Camイメージャーを使用して衛星矮小銀河の候補を検索します。すばる望遠鏡。現在の論文では、NGC2683($M_{B_T,0}=-19.62$,$D=9.36\,Mpc$,$v_{\odot}=411\,km\,s^{-1}$)に関する完全な結果が示されています。)、しし座にある孤立したSc渦巻銀河。NGC2683の距離では、7つのポインティングの六角形の配置を使用して、$380\,kpc$の投影半径に完全なボリュームをイメージします。画像の直接検査は$M_{g}\sim-11$まで完了し、4つの新しい衛星銀河の候補が明らかになり、そのうち2つが他の研究者によって独自に発見されました。NGC2683の距離を仮定すると、これらの候補は光度$-12<M_g<-9$および有効半径150\,pc$<r_e<$1100\,pcにまたがり、形態学的にローカルグループの衛星銀河を連想させることがわかります。これらの4つの新しい候補は、既知の8に追加されます。NGC2683の12個の衛星銀河の2D投影分布の主成分分析は、軸比$b/a=0.23$を持つ衛星の平らに投影された円盤を明らかにします。衛星の2D投影システムでのこの平坦化は、シミュレートされた等方性衛星システムの1%外れ値ですが、IllustrisTNGシミュレーションで比較可能な銀河環境の衛星分布とほぼ一致しています。これは、衛星飛行機の存在の可能性を示しており、追跡観測で調査する必要があります。
恒星質量ブラックホールを持つ星団の質量損失率：球状星団の質量関数への影響
| Title |
The_mass-loss_rates_of_star_clusters_with_stellar-mass_black_holes:_implications_for_the_globular_cluster_mass_function |
| Authors |
Mark_Gieles_(ICREA,_Barcelona)_and_Oleg_Gnedin_(Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03791 |
恒星質量ブラックホール(BH)は現在まで球状星団(GC)に保持されます。GC進化のシミュレーションでは、BHが存在する場合、特に溶解近くで、緩和による質量損失率が上昇することがわかりました。我々は、この挙動をパラメータ化された質量損失率で捉え、$N$体シミュレーションの結果によってベンチマークし、それを使用して初期GC質量関数(GCMF)を進化させます。12Gyrの年齢。低金属量のGC([Fe/H]$\lesssim-1.5$)は、BH質量が比較的高いため、質量損失率が最も高く、過去のより放射状の軌道とより強い潮汐場と相まって、大きな銀河半径($\gtrsim10\,$kpc)におけるGCMF($\sim10^5\,{\rmM}_\odot$)のターンオーバー質量。より小さな銀河半径でのターンオーバー質量は、初期のGCMFの上部質量切り捨てと、より高い金属量によるより低い質量損失率の結果と同様です。大規模なGCから失われた質量($\gtrsim10^{5}\,{\rmM}_\odot$)の銀河内の密度プロファイルは、APOGEEデータで最近発見されたハロー内の窒素に富む星の密度プロファイルに似ています。これらの星がGCに由来することを確認しました。BHの効果を含めると、追加の破壊メカニズムの必要性が減少するため、二体緩和が普遍的な初期GCMFからGCMFを形成する際の支配的な効果であると結論付けています。
楕円銀河における活動銀河核フィードバック (III): 宇宙流入の影響と運命
| Title |
Active_galactic_nuclei_feedback_in_an_elliptical_galaxy_(III):_the_impacts_and_fate_of_cosmological_inflow |
| Authors |
Bocheng_Zhu,_Feng_Yuan,_Suoqing_Ji,_Yingjie_Peng,_Luis_C._Ho,_Jeremiah_P._Ostriker,_Luca_Ciotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03834 |
銀河の宇宙的な流入は、銀河に入り、星形成率(SFR)とブラックホールの降着率(BHAR)を高めることができると推測されています。この論文では、{\itMACER}の枠組みで高解像度の流体力学シミュレーションを実行することにより、流入の運命と、巨大な楕円銀河の進化への影響を調査します。流入特性は、宇宙論的シミュレーションIllustrisTNGから採用されています。流入ガスはほとんど入り込まず、中心銀河から$\sim20$kpcを超えてブロックされ、銀河周媒質(CGM)の一部になることがわかりました。ガスの圧力勾配は、主に熱化された恒星風によってもたらされ、主にAGNからのエネルギー入力によってもたらされ、重力のバランスを取り、流入が銀河に入るのを防ぎます。SFRとBHARは、通常の流入の影響をほとんど受けません。しかし、宇宙の流入速度が3倍に増加すると、流入のごく一部が銀河に入り込み、銀河内のガスの約10\%に寄与することになります。この場合、銀河内のガス密度は$\ga$20倍に増加します。この増加は、流入による追加のガス供給によるものではなく、流入によるCGM内のガス密度の増加によるものです。その結果、SFRとBHARはそれぞれ$\sim$5と$\sim1000$の係数で増加します。最後に、AGNフィードバックは、流入の動きを乱し、断続的な爆発を通じてCGMを加熱する可能性があります。
核酸塩基は ISM で形成されますか?アワーズヘッド星雲の理論的研究
| Title |
Could_Nucleobases_form_in_the_ISM?_A_Theoretical_Study_in_the_Hoursehead_nebula |
| Authors |
Luciene_da_Silva_Coelho,_Edgar_Mendoza,_Amancio_Cesar_dos_Santos_Fria\c{c}a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03963 |
この作品は、分子雲の原型と考えられている領域である馬頭星雲の星間媒体で核酸塩基が形成される可能性を分析した理論的研究の結果を示しています。MeudonPDRコードを実行すると、シミュレートされたいくつかの星間環境で同定された前駆体化合物であるホルムアミドからの窒素塩基形成の反応が実行されます。モデルは、少なくともシトシンとウラシルが有意な存在量を示すことを示しました。最後に、熱化学計算と量子計算から、核酸塩基について考えられる生成反応について調査が行われ、反応を妨げるような乗り越えられないエネルギー障壁は見出されませんでした。
NGC 4151 を使用してブラック ホールの質量を決定するための間接的な方法の評価
| Title |
Assessing_indirect_methods_to_determine_black_hole_masses_using_NGC_4151 |
| Authors |
James_K._Williams,_Mario_Gliozzi,_Kyle_A._Bockwoldt,_Onic_I._Shuvo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03968 |
活動銀河核(AGN)のブラックホール質量($M_\mathrm{BH}$)を正確に決定することは、その性質を制限し、その進化を研究するために重要です。直接法は、恒星またはガス成分のダイナミクスを直接観察できる、覆い隠されていないタイプ1AGNの$M_\mathrm{BH}$の信頼できる測定値をもたらしますが、重度に吸収されたタイプ2AGNの大部分に適用できるのは間接法のみです。、AGN人口のほとんどを表します。これらの間接的な方法の精度と精度を評価することは困難であるため、実験室として、$M_\mathrm{BH}$がいくつかの独立した直接的な方法で厳密に制約されている近くのX線明るいセイファート銀河NGC4151を利用します。あいまいなAGNに適用された3つの間接的な方法の信頼性を評価します。X線スケーリング法、ブラックホール活動の基本平面、およびM-$\sigma$相関の3つすべてにより、直接法から推測される値と一致する$M_\mathrm{BH}$値が得られるため、これらを考慮することができます。正確。ただし、X線スケーリング法とM-$\sigma$相関のみが正確です。これは、BH活動の基本的な平面での実質的な散乱が大雑把な推定しかできないためです。使用した4つのM-$\sigma$相関のうち、KormendyとHoからのものだけが、動的推定値と一致する値をもたらします。この研究は、直接力学法を適用できない系でブラックホールの質量を推定するための最良のアプローチは、適用範囲の違いを考慮して、間接法を組み合わせて利用することであることを示唆しています。
中間質量ブラック ホールが銀河中心部に隠れる可能性がある場所: S2 軌道を使用した完全なパラメーターの研究
| Title |
Where_intermediate-mass_black_holes_could_hide_in_the_Galactic_Centre:_A_full_parameter_study_with_the_S2_orbit |
| Authors |
The_GRAVITY_Collaboration:_O._Straub,_M._Baub\"ock,_R._Abuter,_N._Aimar,_P._Amaro_Seoane,_A._Amorim,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_V._Cardoso,_Y._Cl\'enet,_Y._Dallilar,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_A._Foschi,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_D._C._Ribeiro,_M._Sadun_Bordoni,_S._Scheithauer,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_J._Stadler,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04067 |
天の川銀河では、中央の大質量ブラックホールであるSgrA*が、S星と呼ばれる高速で移動する若い星のサブパーセク濃度を含むコンパクトな核星団と共存しています。それらの位置と年齢は、現在の星形成モデルでは簡単に説明できず、いくつかのシナリオでは、中間質量ブラックホール(IMBH)の存在が引き合いに出されています。我々は、S2のGRAVITY天文データとSINFONI、KECK、およびGNIRS分光データを使用して、第2の巨大な天体がSgrA*のIMBH連星コンパニオンの形で銀河中心(GC)の奥深くに存在する可能性があるかどうかを調べます。三体問題を解決するために、ポストニュートンのフレームワークを使用し、2種類の設定を検討しました。-IMBH軌道がS2軌道の外側にあるところ。どちらの場合も、ベイジアンダイナミックネストサンプリング法を使用して、20次元のパラメーター空間全体を探索します。階層的なケースでは、次のことがわかります。S2よりも小さい準主軸を持つ軌道上のIMBH質量>2000Msunはほとんど除外されます。非階層型の場合、パラメーター空間には有効なIMBHソリューションのいくつかのポケットが含まれます。しかし、常駐星への影響を詳しく分析すると、S2よりも大きな準主軸上のIMBHは、100万年以内にS星団を崩壊させる傾向があることが明らかになりました。これにより、S星の中にIMBHが存在する可能性は非常に低くなります。現在のS2データは、正式にはIMBHの存在を必要としません。IMBHがGCに隠れている場合、それはS2軌道内の低質量IMBHであり、短くて大きく傾いた軌道を移動するか、長半径が1"を超えるIMBHである必要があります。GCで有効なIMBHソリューションを示し、結果の一般的な構造について説明します。
近くの銀河のほぼ一定の CN/HCN ライン比: 高密度ガスの新しいトレーサーとしての CN
| Title |
A_nearly_constant_CN/HCN_line_ratio_in_nearby_galaxies:_CN_as_a_new_tracer_of_dense_gas |
| Authors |
Christine_D._Wilson,_Ashley_Bemis,_Blake_Ledger,_Osvald_Klimi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04110 |
CNN=1-0とHCNJ=1-0の関係を、CNがCOJ=1-0ラインと同時に観測されることが多いアルマ望遠鏡のアーカイブデータを使用して、30pcから400pcまでのスケールで調べます。超高輝度赤外線銀河から通常の渦巻銀河までの9つの近くの銀河のサンプルで、0.86$\pm$0.07(標準偏差0.20)という非常に一定のCN/HCN線強度比を測定しました。この比較的一定のCN/HCNライン比はかなり予想外です。光子支配領域のモデルでは、HCN放出トレースが高カラム密度の領域をシールドし、CNは高い紫外線フィールドにさらされた高密度ガスをトレースする必要があることが示唆されているためです。CN/HCN線比は分子ガスの表面密度と有意な相関関係を示さないが、星形成速度の表面密度と星形成効率（分子ガスの逆数枯渇時間）。スターバーストや活動銀河核の中には、CN/HCN比がわずかに増加するものもあるが、他の核は周囲の円盤と大きな違いを示さない。ほぼ一定のCN/HCN線比は、HCNと同様に、CNが近くの銀河の高密度ガス質量と高密度ガス分画のトレーサーとして使用できることを意味します。
部分恒星潮汐破壊イベントとその発生率
大質量ブラックホール(MBH)によって操作される星の潮汐破壊イベント(TDE)は、ヴェラルビン天文台などの今後の施設によって数千個検出されます。この作業では、1次元のフォッカープランク方程式を解くことによって、星全体を破壊する標準的な合計TDEと、星の残骸が相互作用を生き残る部分的なTDEの割合を評価します。私たちの率の見積もりは、相対論的流体力学的シミュレーションによって動機付けられた、部分的な混乱が発生する可能性のある最大半径に見合ったサイズの損失円錐の新しい定義に基づいています。私たちの斬新なアプローチは、2つの重要な結果を明らかにします。まず、部分的なTDEは、完全な中断よりも数倍から数十倍多く発生する可能性があります。第二に、標準的な枠組みで完全な破壊に分類されるイベントの多くが実際には部分的なTDEであることがわかっているため、部分的なTDEを無視すると、完全な星の破壊の割合が数倍から数十倍過大評価される可能性があります。部分的なTDEの説明は、空のロスコーンから発生する多くのイベントを特徴とする核星団を含む銀河に特に関連します。これらの調査結果に基づいて、TDEフレアの光度機能を制限する際には、部分的な混乱を考慮する必要があることを強調します。これを説明することで、理論的に推定されたTDE率と観測された率を一致させることができます。
SN2017egm: 光度曲線に複数の隆起があるヘリウムに富む超高輝度超新星
| Title |
SN2017egm:_A_Helium-rich_Superluminous_Supernova_with_Multiple_Bumps_in_the_Light_Curves |
| Authors |
Jiazheng_Zhu,_Ning_Jiang,_Subo_Dong,_Alexei_V._Filippenko,_Richard_J._Rudy,_A._Pastorello,_Christopher_Ashall,_Subhash_Bose,_R._S._Post,_D._Bersier,_Stefano_Benetti,_Thomas_G._Brink,_Ping_Chen,_Liming_Dou,_N._Elias-Rosa,_Peter_Lundqvist,_Seppo_Mattila,_Ray_W._Russell,_Michael_L._Sitko,_Auni_Somero,_M._D._Stritzinger,_Tinggui_Wang,_Peter_J._Brown,_E._Cappellaro,_Morgan_Fraser,_Erkki_Kankare,_S._Moran,_Simon_Prentice,_Tapio_Pursimo,_T._M._Reynolds,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03424 |
発見されたとき、SN~2017egmは最も近い(赤方偏移$z=0.03$)水素不足の超高輝度超新星(SLSN-I)であり、大規模で金属に富んだ銀河で爆発したまれなケースでした。したがって、それ以来、広く観察され、研究されてきました。He~I$\lambda$10,830付近での強い発光と、4つのHe~I吸収線を示す分光データを報告します。その結果、我々はSN~2017egmを、ヘリウムが豊富なSLSNe-I(すなわち、SLSNe-Ib)の新たな集団のメンバーとして分類します。また、後期の測光観測も紹介します。それらをアーカイブデータと組み合わせることで、初期のピーク前($\sim-20\,d$)から後期($\sim+300\,d$)。複数の隆起が識別される、最も完全な放射光曲線を取得します。以前に提案されたモデルはどれも、すべての主要な光度曲線の特徴を十分に説明することはできませんが、噴出物と星周物質(CSM)の間の複数の相互作用が起伏のある特徴を説明する可能性があります。SN~2017egmで検出された$10^7$--$10^8\,L_{sun}$の黒体光度を持つ顕著な赤外線過剰は、既存のダストシェルのエコー、または新たに-ダストを形成し、噴出物とCSMの相互作用モデルをサポートする追加の証拠を提供します。さらに、深い$Chandra$観測の分析により、SLSN-IのX線放射に対するこれまでで最も厳しい制約が得られ、X線と光学光度の比$\lesssim10^{-3}$に達します。後期段階($\sim100-200\,d$)で、その近くの環境と中央エンジンを探索するのに役立ちます。
集団 III の X 線連星と初期宇宙への影響
| Title |
Population_III_X-ray_Binaries_and_their_Impact_on_the_Early_Universe |
| Authors |
Nina_S._Sartorio,_A._Fialkov,_T._Hartwig,_G._M._Mirouh,_R._G._Izzard,_M._Magg,_R._S._Klessen,_S._C._O._Glover,_L._Chen,_Y._Tarumi_and_D._D._Hendriks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03435 |
X線バイナリ(XRB)の最初の集団は、初期宇宙のガスの熱および電離状態に影響を与えると予想されます。これらのX線源は、宇宙の夜明けからの水素の21cm信号や宇宙X線背景放射など、高赤方偏移の観測可能な信号に重要な影響を与えると予測されていますが、それらの特性は十分に調査されておらず、理論モデルはほとんど知られていません。この論文では、金属量がゼロの星から生じるX線連星の集団をモデル化します。それらの特性が原始星の採用された初期質量関数（IMF）にどのように依存するかを調べ、それらの数とX線生成効率に強い影響を与えることを発見しました。また、XRBとそれらのX線放出の間のスケーリング関係と局所的な星形成率を示します。これは、数値シミュレーションのサブグリッドモデルで使用して、X線フィードバック処方箋を改善することができます。具体的には、銀河間媒体におけるX線フィードバックの均一性と強度がIMFに強く依存していることがわかります。下部に重いIMFは、XRBの分布がより滑らかになりますが、上部に重いIMFよりも光度が桁違いに低くなります。上部に重いIMFは、強いX線放出ではあるが、空間的に不均一になる。中間IMFは、銀河間媒体全体で均一な放射を維持しながら、強力なX線フィードバックを持っています。X線フィードバックのこれらの違いは、将来、中性水素の宇宙夜明け21cm線の測定で調べることができ、人口IIIIMFを制約する新しい方法を提供します。
7 Ms Chandra Deep Field-South の z~1.6 活動銀河核における X 線暴露イベント
| Title |
X-ray_Unveiling_Events_in_a_z~1.6_Active_Galactic_Nucleus_in_the_7_Ms_Chandra_Deep_Field-South |
| Authors |
Li-Ming_Yu,_Bin_Luo,_William_N._Brandt,_Franz_E._Bauer,_Demetra_De_Cicco,_Andy_C._Fabian,_Roberto_Gilli,_Anton_M._Koekemoer,_Maurizio_Paolillo,_Donald_P._Schneider,_Ohad_Shemmer,_Paolo_Tozzi,_Jonathan_R._Trump,_Cristian_Vignali,_Fabio_Vito,_Jun-Xian_Wang_and_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03438 |
7MsChandraDeepField-South(XID403)にあるz=1.608の活動銀河核の極端なX線変動を調査し、2つの重要なX線増光イベントを示しました。最初のイベントでは、XID403は観測フレーム0.5-5keVバンドで$\lesssim6.1$静止フレーム日で$>2.5$倍明るくなりました。イベントは$\approx5.0\textrm{-}7.3$日間続き、その後$\lesssim6.1$日間でXID403は$>6.0$の係数で暗くなりました。残りのフレームで$\approx1.1\textrm{-}2.5$年後(長い観測ギャップを含む)、再び明るくなり、0.5-5keVフラックスが$>12.6$倍に増加した。2番目のイベントは251日以上続き、光源は7ミリ秒の露出が終わるまで明るいままでした。スペクトルは、2番目のアウトバースト中の遮蔽のない急勾配の累乗則(光子指数$\Gamma=2.8\pm0.3$)であり、静止フレーム2-10keVの光度は$1.5^{+0.8}_{-0.5}に達します。\times10^{43}$ergs$^{-1}$;このエポック内では、スペクトルの大幅な進化はありません。XID403の赤外線から紫外線へのスペクトルエネルギー分布は、ホスト銀河によって支配されています。有意な光学/UV変動はなく、X線増光と同時に$R$バンド(残りのフレーム$\approx2500$$\unicode{xC5}$)が増光します。極端なX線変動は、2回のX線発表イベントが原因である可能性が高く、コロナへの視線が、小規模な無塵吸収体内の高密度ガスの塊によって遮蔽されなくなりました。XID403はおそらく局地的な狭線セイファート1銀河の高赤方偏移類似体であり、X線吸収体は強力な降着円盤風です。一方で、XID403が潮汐破壊イベントの異常な候補である可能性を排除することはできません。
若い Ia 型超新星残骸 0519-69.0 の急速な拡大: 星周殻のさらなる証拠
| Title |
Rapid_Expansion_of_the_Young_Type_Ia_Supernova_Remnant_0519-69.0:_More_Evidence_for_a_Circumstellar_Shell |
| Authors |
Benson_T._Guest,_Kazimierz_J._Borkowski,_Parviz_Ghavamian,_Robert_Petre,_Adrien_Picquenot,_Stephen_P._Reynolds,_Ivo_R._Seitenzahl,_Brian_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03456 |
Ia型超新星の性質については、依然として議論の余地があります。Ia超新星の最も若い残骸は、爆発とそのすぐ近くの環境の手がかりを保持しています。大マゼラン雲の$\sim600$歳のタイプIaレムナント0519-69.0のチャンドラ観測の3番目のエポックを提示し、時間ベースラインを最初の2000観測から21年に延長します。平均速度4760kms$^{-1}$のX線放出物質の急速な膨張が見られます。LMCの距離では、これは750歳の減速されていない年齢に対応し、実際の年齢はやや小さくなっています。また、放出の明るい輪が1.3\%拡大したこともわかりました。これは、速度1900kms$^{-1}$と減速されていない年齢1600年に相当します。主なX線シェルの適度な膨張とは対照的に、周囲のX線の高速は、星周物質の巨大なシェルのさらなる証拠を提供します。
AT 2018cow I の後期 HST 観測: 爆発後 50 ～ 60 日で減衰するプロンプト放出と熱特性に関するさらなる制約
| Title |
Late-Time_HST_Observations_of_AT_2018cow_I:_Further_Constraints_on_the_Fading_Prompt_Emission_and_Thermal_Properties_50-60_Days_Post-Explosion |
| Authors |
Yuyang_Chen,_Maria_R._Drout,_Anthony_L._Piro,_Charles_D._Kilpatrick,_Ryan_J._Foley,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Kirsty_Taggart,_Matthew_R._Siebert,_and_M._R._Magee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03500 |
発光するFastBlueOpticalTransientAT2018cowの正確な性質は、まだ議論されています。この2つの論文シリーズの最初の部分では、爆発後$\sim$50-60日をカバーするAT2018cowの3つのハッブル宇宙望遠鏡(HST)観測の詳細な分析を提示します。遅い熱特性。スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化することにより、50～60日間にわたるUV光放射が、高温($T_{\mathrm{BB}}\sim15000)の滑らかな黒体(つまり、光学的に厚い)であることを確認します。\,\mathrm{K}$)と小さい半径($R_{\mathrm{BB}}\lesssim1000\,R_\odot$)。さらに、ボロメータ光度曲線のブレークを初めて報告します。熱光度は、最初は$L_{\mathrm{BB}}\proptot^{-2.40}$の割合で低下しましたが、$でははるかに速く減衰しました。t^{-3.06}$13日目以降。可能性のある後期電源を再検討し、必要な$^{56}$Ni質量とUVラインブランケットの完全な欠如に基づいて、放射性崩壊からの重大な寄与を好まないHSTSED。一般的に提案されている星周物質との相互作用は、後期の熱特性、特に光学的深さの影響を説明する上で大きな課題に直面する可能性があると私たちは主張します。あるいは、中央エンジンによって駆動される連続的な流出/風は、光球の後退、光学的に厚く急速に減衰する放出、および中間幅の線の組み合わせを合理的に説明できることがわかります。ただし、急速な減衰は、エンジンの出力と風の構造にさらに影響を与える可能性があります。私たちの調査結果は、AT2018cowおよびその他の「牛のようなトランジェント」が主に中央エンジンへの降着によって駆動されているという仮説を支持する可能性があります。
AT 2018cow II の後期 HST 観測: 爆発後 2 ～ 4 年での UV-Bright の基礎となる光源の進化
| Title |
Late-Time_HST_Observations_of_AT_2018cow_II:_Evolution_of_a_UV-Bright_Underlying_Source_2-4_Years_Post-Explosion |
| Authors |
Yuyang_Chen,_Maria_R._Drout,_Anthony_L._Piro,_Charles_D._Kilpatrick,_Ryan_J._Foley,_C\'esar_Rojas-Bravo,_and_M._R._Magee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03501 |
2論文シリーズのこの2番目では、爆発後$\sim$2～4年後に取得された3つのHST観測の詳細な分析を提示し、AT2018cowの正確な位置でのUV明るい基になるソースの進化を調べます。爆発後$\sim$2-3年の観測では、比較的安定した光学的明るさを持つ非常に青い($L_\nu\propto\nu^{1.99}$)根底にある光源が明らかになりましたが、NUVのフェージングは4年目に観測されました。スペクトルの平坦化を示します($L_\nu\propto\nu^{1.64}$へ)。結果として得られるスペクトルエネルギー分布は、非常に高温であるが小さい黒体によって説明できます。フェージングは、内因性(冷却)または外因性(吸収の増加)である可能性があります。考えられるシナリオと説明を考慮して、観測された色と明るさに基づいて、星の源と塵の形成からの重要な寄与を好まない。予想される出力と観測された光度を比較することにより、可能性のある電源として$B\sim10^{15}\,\mathrm{G}$を使用して、既知の電波を生成する星周物質およびマグネタースピンダウンとの相互作用を除外します。$B\lesssim10^{14}\,\mathrm{G}$.最後に、非常に傾斜した歳差運動降着円盤が、根底にある源の色、明るさ、進化を合理的に説明できることを発見しました。ただし、このシナリオの主な不確実性は、中心ブラックホール(BH)の質量です。これは、恒星質量と中間質量のBHの両方が、単純な円盤モデルでは説明できない顕著な課題に直面しているためです。さらなる観測と理論的研究が行われています。この根底にあるソースの性質を完全に制約する必要があります。
M31 銀河からの 511 keV ラインの観測は、AGN ジェット組成に光を当てることができますか?
511~keVの陽電子消滅線は、ガンマ線拡散放出の既知の成分です。銀河系で生成されたと考えられていますが、銀河系外の寄与もある可能性があります。たとえば、陽電子は活動銀河核(AGN)のジェットで生成され、その後、銀河の周りの高温のガス状ハローに蓄積され、徐々に消滅します。この作業では、この仮説を個々の天体に適用してテストします。アンドロメダ銀河(M31)は近くにあり、その中心には超大質量ブラックホールがあり、以前はAGNに動力を供給していました。M31の超大質量ブラックホールの成長履歴を計算し、それをジェット光度の進化に関連付け、そのハローの陽電子含有量を推定します。地球で観測されるはずの陽電子消滅による511~keVの光子束を計算すると、およそ$10^{-4}$photoncm$^{-2}$s$^{-1}$の値が得られます。これは、INTEGRAL/SPIが点源の仮定で設定した観測限界($<10^{-4}$photoncm$^{-2}$s$^{-1}$)に非常に近い値です。そのため、さらなる観測により、ジェットのレプトンモデルと、大きな渦巻銀河の銀河周囲媒体における宇宙線の伝播を制約することができます。
BL Lac 4FGL 2022.7+4216 のガンマ線光度曲線における約 100 日の周期性の検出
| Title |
Detection_of_~100_days_periodicity_in_the_gamma-ray_light_curve_of_the_BL_Lac_4FGL_2022.7+4216 |
| Authors |
Banerjee,_Anuvab,_Sharma,_Ajay,_Mnadal,_Avijit,_Das,_Avik_Kumar,_Bhatta,_Gopal,_Bose,_Debanjan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03619 |
ブレーザーにおける準周期振動(QPO)の研究は、活発な銀河核の中心エンジンの働きに関する洞察を得るための重要な方法の1つです。さまざまな特徴的な時間スケールを持つQPOが、電波からガンマ線の周波数帯域に至るまで、ブレザーの多波長放射で観測されています。この研究では、2019年4月27日から2022年8月9日までの3年以上にわたって、\textit{Fermi-}LATによって検出されたBLLacオブジェクト4FGL2022.7+4216の包括的な変動分析を実行します。.広く使用されている複数の時系列分析手法を利用することにより、$4\sigma$を超える信頼レベルで、$\sim$100日の期間の準周期的変動の存在を検出します。このソースに関連するこのような変動性機能が報告されたのはこれが初めてです。観測されたQPOは、高いローレンツ係数を持つブレーザージェットの歳差運動、またはジェットのらせん構造を通るプラズマブロブの運動に関連している可能性があることを提案します。ただし、そのような変動の物理的起源に関する決定的な結論を得るには、さらに多波長の補完的な観測、特に非常に長いベースラインの干渉観測が必要になります。
{\it AstroSat} データを使用した 2021 年のアウトバースト中の GX\,339--4 における低周波準周期振動の進化
| Title |
Evolution_of_low_frequency_quasi-periodic_oscillations_in_GX\,339--4_during_its_2021_outburst_using_{\it_AstroSat}_data |
| Authors |
Santanu_Mondal,_Anirudh_Salgundi,_Debjit_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_H.-K._Chang,_Sachindra_Naik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03742 |
ブラックホールのX線連星GX\,339-4は、2021年にX線の爆発を示しました。{\itAstroSat}は、{\itAstroSat}がこの爆発を捉えました。この爆発は、線源が中間フラックス状態に入ったときに、計数率が低下していました。ソースは、$\lesssim$100ksの時間スケールで交番フラックスプロファイルを示しました。ハードエネルギーバンドは、ソフトバンドよりも変化しやすくなっています。エネルギー依存のタイミング研究では、観測された準周期振動(QPO)が低エネルギー帯域で顕著であり、そのサブハーモニックおよびハーモニック成分が含まれていることが示されました。これらのコンポーネントは、時間とともに現れたり消えたりします。これは、軌道ごとのQPO研究で観察されています。QPOを示すすべての軌道のrmsスペクトルは、その最大振幅$\sim$10keVを示しており、ほとんどの10keV光子がQPOの発生に関与したことを示している可能性があります。エネルギーに依存するタイムラグは、コンプトン化コロナとの関連性と起源に一致します。最後に、観察されたさまざまなタイミング特性の起源の背後にある考えられる理由について説明します。
PSR J2222-0137 およびパルサー ブラック ホール バイナリへの適用によるスカラー テンソル重力の新しいパルサー タイミング モデル
| Title |
A_new_pulsar_timing_model_for_scalar-tensor_gravity_with_applications_to_PSR_J2222-0137_and_pulsar-black_hole_binaries |
| Authors |
A._Batrakov,_H._Hu,_N._Wex,_P._C._C._Freire,_V._Venkatraman_Krishnan,_M._Kramer,_Y._J._Guo,_L._Guillemot,_J._W._McKee,_I._Cognard,_and_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03824 |
コンテクスト。スカラーテンソル重力(STG)理論は、一般相対性理論(GR)に代わる十分に動機付けられた理論です。STG理論の1つのクラスであるDamour-Esposito-Farese(DEF)重力には、2つの任意の結合パラメーターを持つ質量のないスカラー場があります。私たちがこの理論に興味を持っているのは、その単純さにもかかわらず、双極子重力波放出や中性子星(NS)の自発的スカラー化など、さまざまな現象が豊富に予測されるからです。これらのDEF重力現象は、連星電波パルサーのタイミングを計ることによってテストできます。ねらい。バイナリパラメーターの最小限のセットに基づくSTG理論のより正確なテストを有効にする新しいバイナリパルサータイミングモデルDDSTGを開発することを目指しています。DEFグラビティのポストケプラー(PK)パラメーターの式は、一貫してモデルに組み込まれています。新しい手法では、PKパラメータ間のすべての可能な相関関係が自然に考慮されます。メソッド。NSの物理パラメーターのグリッドは、11の状態方程式のセットのDEF重力のフレームワークで計算されます。自動微分(AutoDiff)手法が採用されており、以前の作品よりも高い精度でNSの重力フォームファクターを計算するのに役立ちます。パルサータイミングプログラムTEMPOは、DDSTGモデルを実現するためのフレームワークとして選択されています。実装されたモデルは、あらゆるタイプのパルサーコンパニオンに適用できます。結果。DDSTGモデルをPSRJ2222-0137の最近公開された観測データに適用します。このシステムのDEF重力パラメーターで得られた制限は、以前の結果を確認し、改善します。DEF重力がデータに直接適合するため、新しい制限も最も信頼性が高くなります。PSRJ2222-0137の将来の観察により限界が大幅に改善される可能性があり、PSR-BHシステムはDEF重力パラメーター空間の特定の領域で最も厳しい限界を設定する可能性があると主張します。
GRB 221009A、その前駆体とフェルミ データの 2 つの残光
{\itFermi}データを使用して、観測史上最も明るいガンマ線バーストであるGRB221009Aを調べます。大きな傾斜角に対してそれらを調整するために、VelaXガンマ線源を使用します。異なるスペクトル範囲の光度曲線は、残光の300秒の重なりと、ソフトプロンプト放出の遅延エピソードを示しています。メインエピソードの3分前に発生する比較的弱いバーストの前兆には、独自の残光、つまり、おそらく独自の外部ショックがあることを示しています。主な残光は、他の明るいガンマ線バーストの残光よりも1桁大きい見かけの明るさを持ち、バーストの9時間後に400GeVのエネルギーを持つ光子を含み、最大2日間LATデータで見ることができます。.
中性子星周りの流体トーラスの振動
| Title |
Oscillations_of_Fluid_Tori_around_Neutron_Stars |
| Authors |
Eva_\v{S}r\'amkov\'a_and_Monika_Matuszkov\'a_and_Kate\v{r}ina_Klimovi\v{c}ov\'a_and_Ji\v{r}i_Hor\'ak_and_Odele_Straub_and_Gabriela_Urbancov\'a_and_Martin_Urbanec_and_Vladim\'ir_Karas_and_Gabriel_T\"or\"ok_and_Debora_Lan\v{c}ov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03859 |
ゆっくりと回転する中性子星(NS)の四重極モーメントが、コンパクトな物体を周回する流体降着円盤(トーラス)の振動に及ぼす影響を調べます。非測地線軌道エピサイクリック周波数と歳差運動周波数の明示的な式、およびNS特性を決定する普遍的な関係の迅速な適用を可能にする単純化された実用的なバージョンが取得され、調べられます。質量と角運動量が同じで偏平度が異なるNSの降着円盤の歳差運動周波数の差は、最大で数十パーセントに達する可能性があることを示します。質量と回転周波数が同じであるが状態方程式(EoS)が異なるNSを考慮すると、さらに大きな差が生じる可能性があります。特に、降着領域の最も内側の部分で定義されたLense-Thirring歳差運動周波数は、異なるEoSを持つNS全体で1桁以上異なる場合があります。私たちの結果は、LMXBの変動性のモデルに明確な意味を持っています。
連星ブラックホール合体の原始形成銀河を理解する
| Title |
Understanding_the_progenitor_formation_galaxies_of_merging_binary_black_holes |
| Authors |
Rahul_Srinivasan,_Astrid_Lamberts,_Marie_Anne_Bizouard,_Tristan_Bruel_and_Simone_Mastrogiovanni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04017 |
ほぼ100の重力波の検出により、ブラックホールの合体の起源が重要な問題になっています。ここでは、連星ブラックホールの合体が発生する典型的な銀河環境の理解に焦点を当てます。この目的のために、240ドルの星形成および連星進化モデルの前駆体形成、現在の形成銀河質量、および前駆体星の金属量の赤方偏移の関数として、連星ブラックホール合体の前駆体を合成します。形成銀河の特性と形成時間を推測するためのガイドラインを提供し、星形成速度と連星から合体連星ブラックホールを形成する効率との間の相互作用を強調します。どちらも金属量に大きく依存します。モデル全体で、BBH合体の50％以上が太陽の金属量の数十分の一の前駆金属量を持っていることがわかりますが、形成銀河の特性を推測することは連星進化モデルと地球規模の金属量進化の両方に強く依存します。多数の低質量ブラックホール($\mathrm{\lesssim15\,M_{\odot}}$)は、天の川($M_\mathrm{Gal}$$)よりも重い銀河の星形成の大部分をたどります。\mathrm{\gtrsim10^{10.5}\,M_{\odot}}$)。対照的に、より重いBBHの合体は通常、金属量の低い矮小銀河($M_\mathrm{Gal}$$\mathrm{\lesssim10^{9}\,M_{\odot}}$)で形成されるより大きなブラックホールに起因します。検出可能な連星ブラックホールの前駆体は、低赤方偏移($\lesssim\,1$)の矮小銀河から発生する傾向があることがわかりました。また、検出された重力波信号の前駆環境の事後確率も生成します。大規模なGW150914の合併については、それが非常に低い金属量($Z$$\mathrm{\lesssim}\,0.025\,\mathrm{Z_{\odot}}$)環境に由来する可能性が高いことを示しています。
3D キネティック グローバル磁気圏モデルから見たガンマ線パルサー現象学
| Title |
The_Gamma-Ray_Pulsar_Phenomenology_in_View_of_3D_Kinetic_Global_Magnetosphere_Models |
| Authors |
Constantinos_Kalapotharakos,_Zorawar_Wadiasingh,_Alice_K._Harding,_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04054 |
ガンマ線放出の調節におけるさまざまな磁気圏領域の重要性を明らかにする磁力線依存プラズマ注入によるパルサー磁気圏の運動プラズマモデルを開発します。いわゆるオープンゾーン、クローズドゾーン、セパラトリックスゾーンに異なる粒子注入率を設定します。開いたゾーンと閉じたゾーンでの中程度の粒子注入率は、力のないものに近いグローバルなフィールド構造を保証しますが、散逸は主に赤道電流シート内とその周辺で発生します。セパラトリクスゾーンに注入された粒子は、赤道電流シート領域に入る粒子集団に影響を与えるため、対応する加速電場、粒子エネルギー、スペクトルカットオフエネルギー、およびガンマ線効率に影響を与えます。セパラトリクスゾーンモデルは、最近発見されたガンマ線パルサーの基本平面を再現し、曲率放射放出、ガンマ線光曲線形状、およびフェルミ秒パルサーカタログで報告されている電波遅延対ピーク分離相関と一致しています。モデルのビーミング係数は、フェルミカタログに記載されているパルサーの全ガンマ線光度が実際のものよりも過大評価されていることを示しています。$10^{34}$erg/s未満のスピンダウン出力では、放射反応制限領域が高エネルギー放出を支配しなくなり始めることがわかりました。私たちの結果はまた、高い磁気傾斜角度に向かって、回転赤道の周りの「Y点」が光円柱の内側によく移動し、ガンマ線パルスプロファイルに追加のピークを引き起こすことも示しています。Y点を超えた同等の強化された粒子注入がこれらの機能を強化し、モデルのガンマ線光度曲線が観測されたものと矛盾することを発見しました。
ミリ秒マグネター周辺のフォールバック ディスクのモデルに対する制約
| Title |
Constraints_on_models_of_fallback_discs_around_millisecond_magnetars |
| Authors |
Sercan_\c{C}{\i}k{\i}nto\u{g}lu,_Sinem_\c{S}a\c{s}maz,_M._Hakan_Erkut,_K._Yavuz_Ek\c{s}i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04055 |
ガンマ線バースト(GRB)残光のいくつかのモデルは、発生期のミリ秒マグネターの磁気圏と相互作用し、磁気双極子放射でスピンダウンするフォールバックディスクを呼び出します。最初は、フォールバックディスクの降着率は非常に高く、強いビーミングがある場合でも、エディントン限界が観測された光度と一致するために必要な率をはるかに上回っています。このような円盤の内部は、ニュートリノ放出によって冷却されていても、放射圧によって球状になり、球状化半径内の質量降着率が調整されます。このようなディスクは、典型的な磁場のライトシリンダー半径と、マグネターに呼び出される初期スピン周波数を貫通することはできません。降着流の自動調整の結果として、フォールバックディスクは、GRB残光が観測される最初の数日以内に中性子星の磁気圏と直接相互作用することができません。ディスクと磁気圏の相互作用が始まると、システムの光度が低すぎてX線の残光に対応できなくなります。放射圧の影響を含めなければならないフォールバックディスクモデルは、異常に低い光度、つまり$\lesssim10^{45}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。
畳み込みニューラル ネットワークによる深部光学銀河画像の潮汐特徴の識別
| Title |
Identification_of_tidal_features_in_deep_optical_galaxy_images_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
H._Dom\'inguez_S\'anchez,_G._Martin,_I._Damjanov,_F._Buitrago,_M._Huertas-Company,_C._Bottrell,_M._Bernardi,_J._H._Knapen,_J._Vega-Ferrero,_R._Hausen,_E._Kado-Fong,_D._Poblaci\'on-Criado,_H._Souchereau,_O.K._Leste,_B._Robertson,_B._Sahelices,_K.V.Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03407 |
銀河間の相互作用は、それらの質量集合に関する重要な手がかりを保持する潮汐特徴の形で識別可能な痕跡を残します。残念ながら、これらの構造は表面の輝度が低いため検出が難しく、詳細な観察が必要です。今後の調査では、深さと空の範囲が数桁増加することが約束されており、潮汐特徴検出の自動化された方法が必須になります。畳み込みニューラルネットワークが潮汐検出のために人間の視覚的分類を再現する能力をテストします。プロの天文学者によって分類された$\sim$6000のシミュレーション画像をトレーニングとして使用します。HyperSuprimeCamSubaru(HSC)のモック画像には、赤方偏移、投影角度、表面の明るさ($\mu_{lim}$=26-35magarcsec$^{-2}$)のバリエーションが含まれています。テストサンプルの精度、精度、および再現率の値がそれぞれAcc=0.84、P=0.72、およびR=0.85である満足のいく結果が得られます。精度と精度の値はすべての表面の明るさでほぼ一定ですが、再現率(完全性)は画像の深度に大きく影響されます。回復率は、潮汐の特徴のタイプに大きく依存していることを示しています。シェルの特徴を示すすべての画像と潮流の87%を回復しました。これらの割合は、合併、潮汐尾、橋については75%を下回っています。実際のHSC画像に適用すると、モデルのパフォーマンスが大幅に低下します。これは、シミュレーションのリアリズムの欠如が原因であると推測し、実際のデータで事前にテストせずにディープラーニングモデルをさまざまなデータドメインに適用することについての警告と見なします。
Vera C. Rubin 天文台のメタ検出弱いレンズ
| Title |
Metadetection_Weak_Lensing_for_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
Erin_S._Sheldon_and_Matthew_R._Becker_and_Michael_Jarvis_and_Robert_Armstrong_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03947 |
今後の天文画像調査では、0.1%レベルの精度要件で、ダークエネルギーを研究するための主要なプローブとして、弱い重力レンズシアーが使用されます。VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)で使用するMetadetectionシアー測定アルゴリズムの実装を紹介します。この新しいコードは、LSSTSciencePipelinesによって生成されたデータプロダクトで動作し、可能な場合はパイプラインアルゴリズムを使用します。LSST画像データを模倣するように設計された新しい一連のシミュレーションを使用して、コードをテストしました。シミュレートされた画像には、半現実的な銀河、等級と銀河の空間密度の代表的な分布を持つ星、宇宙線、不良なCCD列、および空間的に変化する点広がり関数が含まれていました。明るい星は飽和し、シミュレートされた「ブリードトレイル」が描かれました。問題のある領域は補間され、画像は小さなセルに追加され、セルを完全にカバーしていない画像は除外され、連続的な点広がり関数が保証されました。すべてのテストで、測定されたせん断はLSST要件内で正確でした。
ダスト絶滅法を調べるための改善されたペア法
| Title |
An_Improved_Pair_Method_to_Probe_the_Dust_Extinction_Law |
| Authors |
Yuxi_Wang_(1,2,3),_Jian_Gao_(1,_3),_Yi_Ren_(2,3),_Jun_Li_(3)_((1)_Institute_for_Frontiers_in_Astronomy_and_Astrophysics,_Beijing_Normal_University,_Beijing,_China,_(2)_College_of_Physics_and_Electronic_Engineering,_Qilu_Normal_University,_Jinan,_China,_(3)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03952 |
ダスト消滅の法則は、天体固有のエネルギー分布を回復し、星間ダストの特性を推測するために重要です。従来のペア法に基づいて、改良されたペア法を提案して、個々の星のダスト消失スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化します。数学的にパラメータ化された吸光曲線の代わりに、この研究の吸光曲線はケイ酸塩-黒鉛粉塵モデルから直接得られるため、粉塵の吸光法則を取得し、粉塵の特性を同時に分析できます。ATLAS9恒星モデル大気は、この研究の真性SEDに採用され、一方、ケイ酸塩-黒鉛ダストモデルは、ダストサイズ分布が$dn/da\sima^{-\alpha}{\rmexp}(-a/a_c),~0.005<a<5~\mu{\rmm}$各成分がモデル吸光曲線に採用されています。MWの高密度領域(V410Anon9)と拡散領域(CygOB2\#12)にある1つの典型的な絶滅トレーサーを選択して、異なる恒星環境での改良されたペア法の信頼性と実用性をテストします。結果は星間環境と一致しており、以前の観察と研究と一致しており、改善されたペア法が効果的であり、さまざまな星環境に適用できることを証明しています。信頼性の高い絶滅結果に加えて、ダストモデルの派生パラメーターを使用してダストの特性を分析できます。これは、数学的絶滅モデルを使用した他の方法では達成できません。改善されたペア法では、星のパラメータも推測でき、観測データの波長を超える減衰法則もダストモデルに基づいて予測できます。
干渉閉鎖観測量に基づく微分ファラデー回転のロバスト解析
| Title |
Robust_analysis_of_differential_Faraday_Rotation_based_on_interferometric_closure_observables |
| Authors |
E._Albentosa-Ruiz,_I._Marti-Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04052 |
干渉観測の偏光キャリブレーションはコストのかかる手順であり、場合によっては(たとえば、キャリブレーターの視差角の範囲が限られている場合など)、実行できない場合があります。この最悪のシナリオを回避し、偏光干渉観測の活用の可能性を拡大するために、キャリブレーションに依存しない新しい量(クロージャトレース)の使用が提案されています。ただし、これらの量にはいくつかの縮退があるため、実際の状況での使用はかなり制限される場合があります。この論文では、シミュレートされた観測と実際の観測でのクロージャトレースの使用を調査し、(フィッティングパラメータを適切に選択することで)クロージャトレースのみを使用してソース偏光の情報を取得し、空間的に分解された偏光を制約することが可能であることを示します。2017年4月のEHTキャンペーンで実施されたM87のALMA観測を使用して、実際のデータの明るさモデリングへのクロージャートレースの最初の適用を実行し、ソース構造(M87ジェット)に沿ったファラデー回転(FR)の勾配を定量化します。.この作業により、あらゆる種類の干渉計(VLBIに特に焦点を当てた)からの観測に同様の戦略を適用する可能性が開かれ、そこから微分回転測定(RM)や空間的に分解された偏光などの量を取得できます。
NGC 6946 の赤色超巨星候補の多波長分類と研究
| Title |
A_Multiwavelength_Classification_and_Study_of_Red_Supergiant_Candidates_in_NGC_6946 |
| Authors |
Jared_R._Johnson,_Brad_Koplitz,_Benjamin_F._Williams,_Julianne_J._Dalcanton,_Andrew_Dolphin,_Leo_Girardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03392 |
ハッブル宇宙望遠鏡(\emph{HST})、\emph{Spitzer}、および\emph{Gaia}からの分解された星の測光を組み合わせて、色、固有運動に基づいてNGC~6946の赤色超巨星(RSG)候補を特定しました。、視覚的な形態、およびスペクトルエネルギー分布。\emph{HST}近赤外測光のみに基づく17,865個のRSG候補の大規模なサンプルから始めます。次に、より詳細な研究のために、スピッツァーの一致でこれらの候補の385の小さなサンプルを選択しました。進化モデルと等時線を使用して、測光カタログでRSGが見つかる空間を分離します。次に、各候補を視覚的に検査し、Gaiaカタログと比較して、前景の星を特定して削除します。その結果、95の潜在的なRSGを分類し、そのうち40が最高品質のサンプルに含まれています。RSGを取り囲む領域にある星の集団の測光を当てはめ、それらの年齢を推測します。RSGスターの最有力候補を1～30Myrの3つの年齢ビンに配置すると、候補の27.5\%が1～10Myrに、37.5\%が10～20Myrに、35\%が20～30Myrに分類されます。私たちの結果を大質量星の進化モデルと比較すると、モデルの光度と各年齢の候補の光度との間にある程度の一致が見られます。候補のうち3つは、単一星の進化モデルよりもバイナリモデルとの一貫性が著しく高いように見えます。
超巨大白色矮星O-Ne中の$^{56}$Feの蒸留
白色矮星が凍結すると、内部のプラズマ混合物が分離プロセスを経て、星の組成プロファイルに根本的な変化が生じる可能性があります。$^{22}$Neや$^{56}$Feなどの中性子が豊富な元素の存在量によって、最初の結晶が周囲の流体よりも多かれ少なかれ密度が高いかどうかが決まり、したがってそれらが沈むか浮くかが決まります。これらのプロセスは現在、C-O-NeおよびC-O-Fe混合物について研究されており、白色矮星では蒸留および沈殿プロセスが可能であることがわかっています。この作業では、より複雑なO-Ne-Fe混合物の状態図を計算し、分離された白色矮星の内部構造を予測します。Ne存在量、$^{22}$Ne画分、および$^{56}$Fe存在量の間の複雑な相互作用によって決定される2つの可能な結果があります。最初のO-Ne固体は浮力があるためFeが蒸留して内核を形成するか、またはO-Ne内部核が形成され、Fe蒸留が開始してFeシェルが形成されるまでFeが液体に蓄積します。Feシェルの場合、レイリー・テイラー不安定性が発生し、コアをひっくり返す可能性があります。どちらの場合でも、鉄の蒸留は、これらのプロセスが高い白色矮星光度で早期に発生するため、0.1Gyrのオーダーの冷却遅延しか生じない可能性があります。Feの内部コアとシェルは星震学によって検出できる可能性があり、超新星における$^{55}$Mnや$^{58}$Niなどの中性子が豊富な元素の生成を促進する可能性があります。
Gaia BP/RP スペクトルからの 2 億 2000 万個の星のパラメータ
恒星の大気パラメーター($T_{\rmeff}$、$\log{g}$および$\mathrm{[Fe/H]}$)、修正された距離と絶滅を推定するためのフォワードモデルを開発、検証、適用します。$\textit{Gaia}$DR3からのXPスペクトルを持つ2億2000万の星。$\textit{abinitio}$恒星モデルを使用する代わりに、いくつかの単純な組み込みの物理的仮定を使用して、恒星パラメータの関数として$\textit{Gaia}$XPスペクトルのデータ駆動型モデルを開発します。私たちは、さまざまなスペクトルタイプを幅広くカバーするLAMOSTサーベイからの恒星大気パラメーターでモデルをトレーニングします。$\textit{Gaia}$XPスペクトルをすべての共分散でモデル化し、2MASSとWISE測光法で補強して恒星パラメーター間の縮退を大幅に減らし、温度とダストの赤化をより正確に決定します。まとめると、私たちのアプローチは、$\textit{Gaia}$DR3でリリースされた天体物理パラメータが直面した多くの重要な制限を克服し、データの完全な情報コンテンツを活用します。恒星の大気パラメーター、修正された視差、絶滅推定値の結果のカタログを、すべての不確実性とともに提供します。モデリング手順は、XPスペクトルのスペクトル分解能($R\sim20-100$)での吸光曲線の推定値も生成します。これは、${R(V)=3.1}$CCMモデルとかなりよく一致します。将来の作業で対処される残りの制限は、モデルが普遍的な絶滅法則を仮定し、連星を無視し、ヘルツスプルング-ラッセル図($\textit{e.g.}$,白色矮星)のすべての部分をカバーしていないことです。
太陽彩層を探査するための水素Ly-α線の波長積分散乱偏光の可能性
| Title |
The_potential_of_the_wavelength-integrated_scattering_polarization_of_the_hydrogen_Ly-alpha_line_for_probing_the_solar_chromosphere |
| Authors |
Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi_and_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03431 |
水素のLy-α線の強度と線形散乱分極プロファイルは、太陽彩層の上層の熱力学的構造と磁気構造に関する貴重な情報をエンコードします。ChromosphericLyman-AlphaSpectro-Polarimeter(CLASP)観測ロケット実験は、この線の前例のない分光偏光データと、強度と直線偏光の2次元広帯域画像を提供しました。太陽彩層とその磁場を調査するためのLy-α広帯域偏波信号の可能性を理論的に調査します。太陽大気の半経験的1次元モデルを考慮して、一連の局所熱力学的平衡からの放射伝達(RT)計算から得られた合成ストークスプロファイルを分析します。波長積分直線偏光信号は、CLASPスリットジョー広帯域フィルターに対応するFWHMを持つガウス重み付け関数を考慮すると、翼からの寄与によって支配されることがわかります。これらの広帯域直線偏光信号は、磁気光学(MO)効果の作用により、50G程度の強さの磁場に強く敏感であり、中上部彩層に関する情報をエンコードすると予想されます。CLASPによって観測された2次元の広帯域強度画像と直線偏光画像は、MO効果の影響が次の場合に、さまざまなレベルの活動を伴う太陽領域を代表する大気モデルと磁場を考慮して得られた合成波長積分信号を使用して適切に模倣できます。考慮されます。1次元RTモデリングの限界にもかかわらず、この作品は、太陽の彩層とその磁気を調べるためのフィルター偏波Ly-アルファ信号の診断の可能性を示しています。
光イオン化と不透明度
不透明度は、物質媒体を介した放射線輸送を決定します。プラズマ源では、原子の不透明度の主な原因は、連続体への境界線遷移と境界自由光イオン化です。OpacityProject、IronProjectで採用されているRマトリックス法に基づく最先端の光イオン化計算の理論的方法論、および電子衝突による自己イオン化共鳴のプラズマ広がりのこれまで未解決の問題の解決策を確認します。、スターク(電気マイクロフィールド)、ドップラー(熱)、およびコア励起。R行列の不透明度の計算には、膨大な量の原子データと前例のない複雑さの計算が伴います。高エネルギー密度(HED)プラズマでは、自己イオン化共鳴プロファイルのかなりの減衰により、光イオン化断面積が3-Dエネルギー温度密度依存になることが示されています。したがって、微分振動子強度と単色不透明度はエネルギーで再分配されます。その結果、RosselandとPlanckの平均不透明度が大幅に影響を受けます。
コンタクト バイナリ V2840 Cygni の最初の測光および分光学的研究
| Title |
The_First_Photometric_and_Spectroscopic_Study_of_Contact_Binary_V2840_Cygni |
| Authors |
Ravi_Raja_Pothuneni,_Shanti_Priya_Devarapalli,_and_Rukmini_Jagirdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03514 |
無視された短周期食連星V2840Cygniの最初の測光、分光、および周期変動の研究が提示されます。高質量比接触連星、特に弱い接触構成の連星は、恒星パラメーターを使用してCBの進化モデルを調査する際に不可欠です。測光解は、高い質量比($\sim1.36$)を持つV2840シグニの弱い接触の性質を明らかにし、そのような連星の性質を調査する動機を与えます。V2840はくちょう座の15年間にわたる周期変動研究では、成分間の物質移動を示す$\sim5.5\times10^{-7}$d/yrの割合で経年周期が減少することが示されています。重畳された循環変動は、考えられる第3物体(P$_3$$\sim8$yr,m$_3$$\sim0.51$M$_\odot$)の基本的な理解を提供します。導出されたパラメータに続いて、熱緩和振動(TRO)モデルに基づいてシステムの進化について説明します。V2840Cygniは、TROを検証するHMRCBの特別なカテゴリに分類されることがわかりました。HMRCBの性質を特徴付けるために、質量比の高い59のCBのカタログが、文献から導出されたパラメーターと共に編集されました。調査のすべてのHMRCBについて、それらの接触構成と相対log\emph{J$_{rel}$}の観察された周期変動との間の可能な相関関係が議論されています。はくちょう座V2840の分光学的研究は、システム内の磁気活動の存在と、周期変動研究からさらに推定される進行中の物質移動の存在の証拠を提供します。17のHMRCBのLAMOSTスペクトルが収集され、そのような系における星の磁気活動が解釈されます。
ファーストVII。プロトタイプのウォーム炭素鎖化学ソース IRAS 15398-3359 におけるホット コリノの検出
| Title |
FAUST_VII._Detection_of_A_Hot_Corino_in_the_Prototypical_Warm_Carbon-Chain_Chemistry_Source_IRAS_15398-3359 |
| Authors |
Yuki_Okoda,_Yoko_Oya,_Logan_Francis,_Doug_Johnstone,_Cecilia_Ceccarelli,_Claudio_Codella,_Claire_J._Chandler,_Nami_Sakai,_Yuri_Aikawa,_Felipe_O._Alves,_Eric_Herbst,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Mathilde_Bouvier,_Paola_Caselli,_Spandan_Choudhury,_Marta_De_Simone,_Izaskun_J\'imenez-Serra,_Jaime_Pineda,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03564 |
私たちは、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArrayLargeProgramFAUSTの一環として、0.$''$2-0.$''$3の解像度で、低質量の原始星の源、IRAS15398$-$3359を観測しました。原始星の近くにある熱いコリノの存在。500Kまでの上部状態エネルギーを持つ高励起線を含む9つのCH$_3$OH線を検出します。CH$_3$OH回転温度とカラム密度は119$^{+20}_{-26と導出されます。}$Kと3.2$^{+2.5}_{-1.0}\times$10$^{18}$cm$^{-2}$です。ビーム充填率は0.018$^{+0.005}_{-0.003}$と導き出され、これはCH$_3$OHの発光領域が合成ビームサイズよりもはるかに小さく、分解されていないことを示しています。3つの高励起線の発光領域、18$_{3,15}-18_{2,16}$、A($E_u=$447K)、19$_{3,16}-19_{2,17}$、A($E_u=$491K)、および20$_{3,17}-20_{2,18}$、A($E_u=$537K)は、原始星の周囲の50au領域内にあり、北西に向かって少し伸びているようです。連続ピークに向かって、CH$_2$DOHからの1つの輝線と、複数のCH$_3$OCHO線の2つの特徴も検出されます。これらの結果は、以前のレポートと組み合わせて、IRAS15398$-$3359がハイブリッド特性を持つソースであることを示しており、小規模な複雑な有機分子が豊富なホットコリノケミストリー($\sim$10au)とウォームカーボンチェーンケミストリー(WCCC)の両方を示しています。大規模な炭素鎖種が豊富($\sim$100-1000au)。小さな放射領域の考えられる意味は、ホットコリノ活動の起源に関連してさらに議論されています。
大規模な太陽噴火を引き起こしたスポット・スポット型太陽活動領域の進化
太陽活動領域(AR)は、大規模な太陽フレアとコロナ質量放出の主な発生源です。大規模な噴火を生成するARは、通常、コンパクトで高度に剪断された極性反転線（PIL）を示すことがわかりました。このタイプのPILの形成とそれに続く噴火を説明するために、衝突せん断と名付けられたシナリオが提案されています。ただし、ARの進化段階を考慮しない場合、観測では、大規模な太陽噴火を生成するARの約3分の1がスポット-スポット型の構成を支配します。この作業では、大規模な噴火を生成するときにスポット-スポット型の構成を所有する新興ARの完全な進化を研究し、フラックス出現における衝突せん断プロセスとスポット-スポット型の形成との間の可能な進化のギャップを調査しました、噴火生成AR。ARは3つの双極子が順次出現することによって形成されることがわかりました。双極子は光球上に平行に配置されているため、ARは全体的に大きな双極子構成を示しました。ARの高速出現段階では、極性の適切な運動によりせん断が徐々に発生しましたが、双極子の平行配置により重大な衝突は発生しませんでした。大噴火も起こらなかった。急速な出現の後、1つの大きな正の極性が崩壊し始めました。その分散は、別の双極子に属する負の極性への衝突につながりました。巨大なホットチャネルは、衝突領域の周りのプリカーサフレアによって形成されました。その後、ホットチャネルが噴出し、M7.3クラスのフレアが発生しました。結果は、スポット-スポット型ARでは、極の適切な運動によって引き起こされるせん断とともに、崩壊プロセスが極の衝突につながり、その後の噴火を促進する可能性があることを示唆しています。
SATech-01衛星に搭載されたSolar Upper Transition Region Imager (SUTRI)
| Title |
The_Solar_Upper_Transition_Region_Imager_(SUTRI)_onboard_the_SATech-01_satellite |
| Authors |
Xianyong_Bai,_Hui_Tian,_Yuanyong_Deng,_Zhanshan_Wang,_Jianfeng_Yang,_Xiaofeng_Zhang,_Yonghe_Zhang,_Runze_Qi,_Nange_Wang,_Yang_Gao,_Jun_Yu,_Chunling_He,_Zhengxiang_Shen,_Lun_Shen,_Song_Guo,_Zhenyong_Hou,_Kaifan_Ji,_Xingzi_Bi,_Wei_Duan,_Xiao_Yang,_Jiaben_Lin,_Ziyao_Hu,_Qian_Song,_Zihao_Yang,_Yajie_Chen,_Weidong_Qiao,_Wei_Ge,_Fu_Li,_Lei_Jin,_Jiawei_He,_Xiaobo_Chen,_Xiaocheng_Zhu,_Junwang_He,_Qi_Shi,_Liu_Liu,_Jinsong_Li,_Dongxiao_Xu,_Rui_Liu,_Taijie_Li,_Zhenggong_Feng,_Yamin_Wang,_Chengcheng_Fan,_Shuo_Liu,_Sifan_Guo,_Zheng_Sun,_Yuchuan_Wu,_Haiyu_Li,_Qi_Yang,_Yuyang_Ye,_Weichen_Gu,_Jiali_Wu,_Zhe_Zhang,_Yue_Yu,_Zeyi_Ye,_Pengfeng_Sheng,_Yifan_Wang,_Wenbin_Li,_Qiushi_Huang_and_Zhong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03669 |
2022年7月に高度500kmの太陽同期軌道に打ち上げられた宇宙先端技術実証衛星(SATech-01)に搭載された太陽上部遷移領域イメージャー(SUTRI)は、当社が新たに開発したSc-Si多層反射ミラーと2kx2kEUVCMOSイメージングカメラを使用し、フィルター幅3nmでNeVII46.5nmスペクトル線でフルディスクの太陽画像を撮影します。SUTRIは、口径18cmのRitchey-Chretien光学系を採用しています。軌道上での観測では、SUTRI画像の視野は41.6'x41.6'であり、画像安定化システムなしで8インチの中程度の空間解像度があることが示されています。SUTRI画像の通常のケイデンスは30秒で、太陽観測時間は地球食の時間はSATech-01の軌道周期の約1/3を占めるため、毎日約16時間です.毎日約15GBのデータが取得され、処理後にオンラインで利用可能になります.SUTRI画像は、NeVII46.5nmラインとして貴重です.太陽大気の0.5MKの温度領域で形成された.既存の太陽イメージャーではめったにサンプリングされていない.SUTRI観測は、太陽の下層大気の構造とコロナの間の接続を確立し、さまざまなタイプの太陽活動の理解を深めます。フレア、フィラメント噴火、コロナジェット、コロナ質量放出などがあります。
若い星のリチウム 6707.856 {\AA} 波長の経験的決定
| Title |
Empirical_Determination_of_the_Lithium_6707.856_{\AA}_Wavelength_in_Young_Stars |
| Authors |
Justyn_Campbell-White,_Carlo_F._Manara,_Aurora_Sicilia-Aguilar,_Antonio_Frasca,_Louise_D._Nielsen,_P._Christian_Schneider,_Brunella_Nisini,_Amelia_Bayo,_Barbara_Ercolano,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Rik_Claes,_Min_Fang,_Davide_Fedele,_Jorge_Filipe_Gameiro,_Manuele_Gangi,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Karina_Mauc\'o,_Monika_G._Petr-Gotzens,_Elisabetta_Rigliaco,_Connor_Robinson,_Michal_Siwak,_Lukasz_Tychoniec,_and_Laura_Venuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03843 |
恒星大気の吸収特性は、さらなるスペクトル線の運動学的解析のために光中心速度を較正するためによく使用されます。$\sim$6708{\AA}のLiの特徴は、特に若い恒星の場合に最も強い吸収線の1つである場合によく使用されます。ただし、これは2つの同位体微細構造ダブレットからなる複雑な線です。PENELLOPE/VLTプログラム(X-Shooter、UVES、ESPRESSOデータを使用)およびHARPSデータからの若い星のサンプルで、このLi機能の波長を経験的に測定します。51個のターゲットに対して、STAR-MELTパッケージを使用して314個の個々のスペクトルを適合させ、自動化された適合度しきい値を考慮して、241個のLi機能を正確に適合させました。空気の平均波長は6707.856{\AA}で、標準誤差は0.002{\AA}(0.09km/s)、加重標準偏差は0.026{\AA}(1.16km/s)であることがわかります。測定された位置で観測された広がりは、0.145{\AA}または6.5km/sにまたがり、これは、高解像度研究で通常報告されている速度誤差よりも最大6倍高い値です。また、星の有効温度と中心吸収の波長との間に相関関係があることもわかりました。若い星の光中心速度の基準としてこのLiの特徴を独占的に使用することが、さらなるスペクトル線の測定に波長の体系的な正のオフセットを導入する可能性があることについて説明します。[Oi]6300{\AA}のようなアウトフロートレース禁止線が実際に以前考えられていたよりも青方偏移している場合、これは若い星のそのような放射の起源として円盤風を支持します。
45 ヘラクレスの表面構造: 驚くほど弱い磁場を持つ、他の点では目立たない Ap 星
| Title |
Surface_structure_of_45_Hercules:_An_otherwise_unremarkable_Ap_star_with_a_surprisingly_weak_magnetic_field |
| Authors |
O._Kochukhov,_H._G\"ursoytrak_Mutlay,_A._M._Amarsi,_P._Petit,_I._Mutlay,_B._G\"urol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03862 |
磁場の起源と、磁気Ap星における化学スポット形成におけるその役割は、現在のところ理解されていません。ここでは、弱磁場Ap星である45Herの表面構造の詳細な観測的特徴付けにより、この問題の解決に貢献します。この天体は、長周期の単線分光連星であることがわかり、連星軌道と、原始星の基本パラメータおよび大気パラメータを決定します。ゼーマンドップラーイメージング技術の助けを借りて、45Herの磁場トポロジーと化学スポット分布を調べます。磁気マッピングにより、恒星の表面場が歪んだ双極子トポロジーを持ち、表面平均磁場強度が77G、双極子成分強度が119Gであることが明らかになり、知られているよく特徴付けられたAp星場の中で最も弱いものであることが確認されました。その微弱な磁場にもかかわらず、45Herは表面の化学的不均一性を示し、アバンダンスコントラストは最大6dexです。研究された4つの化学元素のうち、Oは磁気赤道に集中しますが、Ti、Cr、およびFeはこの領域を避けます。この傾向とは別に、Feピーク元素スポットの位置は、磁場の形状と明らかな相関関係を示していません。数年の時間スケールでの表面微分回転または化学スポットの時間的進化の兆候は検出されませんでした。私たちの調査結果は、化学スポットの形成が進行するのに強い磁場を必要とせず、理論的予測に反して、星の構造とグローバルな磁場自体の両方がサブ100Gの磁場強度に対して安定したままであることを示しています。
高エネルギー太陽粒子イベントと関連するフレア、CME、および GLE パラメータとの関係
| Title |
High_Energy_Solar_Particle_Events_and_Their_Relationship_to_Associated_Flare,_CME_and_GLE_Parameters |
| Authors |
Charlotte_Waterfall,_Silvia_Dalla,_Osku_Raukunen,_Daniel_Heynderickx,_Piers_Jiggens,_Rami_Vainio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03935 |
太陽フレアやコロナ質量放出(CME)などの大規模な太陽噴火イベントは、太陽エネルギー粒子(SEP)イベントにつながる可能性があります。これらのイベントの間、陽子は数GeVまで加速され、多数の宇宙天気リスクをもたらします。これらのリスクには、宇宙飛行士への放射線障害や衛星や電子機器の混乱が含まれますが、これらに限定されません。最高エネルギーのSEPは、数分の時間スケールで地球に到達することができ、地上レベルの増強(GLE)で検出できます。これらのイベントを理解して分析することは、将来の予測モデルにとって重要です。ただし、特に複数の太陽周期をカバーする高エネルギーSEPデータセットの利用可能性は限られています。SEPイベントの分析の大部分は、エネルギーが100MeV未満のデータを考慮しています。この作業では、1984年から2017年までの静止運用環境衛星の高エネルギー陽子およびアルファ検出器からのデータを使用して、新しく校正されたデータセットを使用します。3つの高エネルギーチャネルにわたるこの期間のSEPイベントの分析が実行され、SEPプロパティフレアおよびCMEパラメータと比較されます。さらに、中性子モニター(NM)観測は、関連するGLEイベントについて調べられます。SEPピーク強度とCME速度の間の相関関係は、SEPエネルギーが低い場合よりもはるかに弱いことがわかります。フレア強度との相関関係は、おおむね類似しているか、弱いです。300MeVを超えるデータとNMデータのGLE特性との間に強い相関関係が見られます。私たちの作業の結果は、高エネルギーSEPイベントとGLEイベントの両方の将来の予測モデルで利用できます。
FRA -- 赤色巨星の時系列測光における太陽のような振動を検出および測定するための、高速でロバストかつ自動化された新しいパイプライン
| Title |
FRA_--_A_new_Fast,_Robust_and_Automated_pipeline_for_the_detection_and_measurement_of_solar-like_oscillations_in_time-series_photometry_of_red-giant_stars |
| Authors |
C._Gehan,_T._L._Campante,_M._S._Cunha,_F._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03976 |
私たちは、太陽のような振動を検出するための新しいFRA(Fast,RobustandAutomated)ツールを開発、テスト、検証しました。FRAは、最大振動電力$\nu_{max}$の周波数の検出と測定に基づいており、検索を導くために規則的な周波数間隔の検出に依存することはありません。FRAパイプラインを、TESS赤色巨星を代表する254個の合成パワースペクトルに適用したほか、ケプラーによって観測された1689個の赤色巨星とTESSによって観測された2344個の赤色巨星にも適用しました。ケプラー赤色巨星の$\sim$99%とTESS赤色巨星の$\sim$98%の既存の測定値と比較して、$\nu_{max}$の整合率を取得します。$\nu_{max}$を入力パラメーターとして使用して、既存のエンベロープ自己相関関数(EACF)メソッドを介して大きな周波数分離$\Delta\nu$の検索をガイドすると、測定された$\Deltaの一貫性が大幅に向上することがわかります。\nu$TESSスターの場合、99%を超える一貫性率に達することができます。私たちの分析は、最小で4つの観測されたセクターと最大Gマグニチュード9.5。
バイナリシステムAzV 14の分光学的および進化的分析は、低金属量でのWRステージへの経路を概説します
| Title |
Spectroscopic_and_evolutionary_analyses_of_the_binary_system_AzV_14_outline_paths_toward_the_WR_stage_at_low_metallicity |
| Authors |
D._Pauli,_L._M._Oskinova,_W.-R._Hamann,_D._M._Bowman,_H._Todt,_T._Shenar,_A._A._C._Sander,_C._Erba,_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez,_C._Kehrig,_J._Klencki,_R._Kuiper,_A._Mehner,_S._E._de_Mink,_M._S._Oey,_V._Ramachandran,_A._Schootemeijer,_S._Reyero_Serantes,_and_A._Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03989 |
小マゼラン雲(SMC)などの低金属量(low-Z)銀河で観測されたウォルフライエ(WR)星の集団の起源は、まだわかっていません。標準的な単一星の進化モデルでは、WR星は非常に大質量のO型星の前駆体から生じると予測されていますが、これらは非常にまれです。一方、連星の進化モデルでは、WR星は近い連星の主星に由来する可能性があると予測されています。大質量のO星、AzV14の分析を行い、その基本的および恒星風パラメータを分光学的に決定します。これを使用して、恒星進化モデルを使用してOタイプからWRステージへの進化経路を調査します。AzV14のマルチエポックUVおよび光スペクトルは、非LTE恒星大気コードPoWRを使用して分析されます。PHOEBEコードを使用して、光学TESS光度曲線が抽出および分析されました。得られたパラメータは、MESAコードを使用して進化的コンテキストに入れられます。AzV14は、質量が32Msolの2つの類似した主系列星からなる近接連星系です。両方の星には弱い恒星風があり、質量損失率はlog$\dot{M}$=-7.7です。バイナリ進化モデルは、経験的に導き出された星と軌道のパラメーターを説明できます。このモデルは、一次星がT=100kKのWR星に進化することを予測し、二次星は最初の物質移動段階でかなりの量の質量を蓄積し、T=50kKの低温のWR星になると予測しています。他のWR星と比較して、酸素存在量が増加しています。このモデルの予測は、SMC内のWR星の分光分析によってサポートされています。低Z銀河のWR星の集団は、バイモーダルな温度分布を持っている可能性があるという仮説を立てています。より高温のWR星は一次星に由来する可能性がありますが、より低温のWR星は、相当量の質量を降着した場合、二次星の進化上の子孫です。
M型矮星の恒星活動の特徴。 I. 大規模なサンプルにおける長期的な変動と新しいサイクルの検出
| Title |
Characterisation_of_stellar_activity_of_M_dwarfs._I._Long-timescale_variability_in_a_large_sample_and_detection_of_new_cycles |
| Authors |
L._Mignon,_N._Meunier,_X._Delfosse,_X._Bonfils,_N._C._Santos,_T._Forveille,_G._Gaisn\'e,_N._Astudillo-Defru,_C._Lovis,_and_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03998 |
M型矮星は活発な星であり、ダイナモプロセスに関連する長いサイクルを含む、短い時間スケールと長い時間スケールで彩層発光と測光の変動性を示します。この活動は、視線速度に影響を与えるため、系外惑星の探索にも影響を与えます。これらの星の長期変動を特徴付けるために、HARPS(2003-2020)で観測された177M矮星の大規模なサンプルを分析しました。3つの彩層活動指数(CaIIH&K、NaDダブレット、およびHalpha)とASAS測光法で得られた変動性を比較しました。私たちは、線形、二次、および正弦モデルに基づく彩層放射の詳細な分析に焦点を当てました。さまざまなツールを使用して、変動性の重要性を推定し、モデルによってもたらされる改善を定量化しました。さらに、M型矮星の長期的な変動性をより広く把握できるように、最も変光星の補完的な測光時系列を分析しました。ほとんどの星は、最も静かな星でさえも、著しく変化していることがわかります。私たちのサンプルのほとんどの星(75%)は、長期変動を示します。これは、主に線形または二次変動を通じて現れますが、実際の挙動はより複雑な場合があります。24個の星の推定タイムスケールに大きなばらつきがあることを発見し、以前に公開されていなかった追加の9個の星の可能なサイクル期間の下限を推定しました。少なくとも12個の星に複数の長期的なタイムスケールが存在する可能性があり、3つの活動指標の挙動に大きな違いがあるため、複雑な変動の証拠が見つかりました。この複雑さは、以前の出版物間で観察された不一致の原因でもある可能性があります。M型矮星のすべてのスペクトルタイプと活動レベルに長期変動性が存在し、スペクトルタイプまたは平均活動レベルに有意な傾向はないと結論付けています。
多解像度分光法による星の存在量測定の検証
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Validating_Stellar_Abundance_Measurements_from_Multi-Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Nathan_R._Sandford,_Daniel_R._Weisz,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04098 |
大規模な調査では、天の川銀河と局所銀河群にある$\sim$5000万の分解された星の分光法が提供されます。ただし、これらのデータには高度な不均一性があり、ほとんどが低解像度($R<10000$)であり、一貫性のある信頼性の高い恒星ラベルの測定に課題が生じます。ここでは、これらの問題を特定して修正するためのフレームワークを紹介します。全スペクトルとガイア測光をペインに同時に適合させることにより、M15の8つの赤色巨星の存在量を$\sim$40測定しました。劣化した品質のKeck/HIRESスペクトルから、解像度とS/Nの傾向を評価し、(i)$\sim$20存在量が$\lesssim$0.1dex一致内で一貫して回復され、$\lesssim$0.05-0.15~dexの系統的不確実性があることを発見しました$10000\lesssimR\lesssim80000$から;(ii)9元素(C、Mg、Ca、Sc、Ti、Fe、Ni、Y、Nd)の場合、この体系的な精度と精度は$R\sim2500$まで拡張されます。(iii)ほとんどの元素は強いS/N依存の系統性を示さないが、$\text{S/N}\sim10$ピクセル以下の4つの元素(C、Mg、Ca、およびDy)には無視できないバイアスがある$^{-1}$.MCMCサンプリングからの統計的不確実性を計算しやすいCram\'er-Rao境界と比較し、要素の$\sim$75%で一致していることを発見しました。私たちの分析は、星の化学的存在量の研究に対する低解像度分光法の大きな可能性を示しており、星のモデル（3D-NLTE物理学など）の継続的な改善は、その実行可能性をより多くの元素に、より高い精度と精度にさらに拡張するだけです。
Fortran 標準並列処理によるソーラー MHD コードの高速化: OpenACC から「並列実行」へ
| Title |
Acceleration_of_a_production_Solar_MHD_code_with_Fortran_standard_parallelism:_From_OpenACC_to_`do_concurrent' |
| Authors |
Ronald_M._Caplan,_Miko_M._Stulajter,_Jon_A._Linker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03398 |
(多くの場合、ベンダー固有の)外部APIの必要性を回避して、アクセラレーテッドコンピューティングに標準言語構造を使用することへの関心が高まっています。これらの構造体は、より移植性が高く、より「将来性がある」可能性を秘めています。Fortranコードの場合、現在の焦点は{\ttdoconcurrent}(DC)ループにあります。ベンチマークや小さなコードにDCを使用したGPUアクセラレーションの成功例はいくつかありますが、DCを広く採用するには、フルサイズのアプリケーションでの使用を実証する必要があります。ここでは、MagnetohydrodynamicAlgorithmoutsideaSphere(MAS)と呼ばれるプロダクションアプリケーションでDCを使用する場合の現在の機能とパフォーマンスを見ていきます。MASは、コロナおよび太陽圏のダイナミクスを研究するための最先端のモデルであり、70,000行を超え、以前にMPI+OpenACCを使用してGPUに移植されています。DCを優先して、可能な限り多くのOpenACCディレクティブを排除しようとします。NVIDIA{\ttnvfortran}コンパイラのFortran202Xプレビュー実装、統合マネージドメモリ、および変更されたMPI起動メソッドを使用して、単一のOpenACCディレクティブを使用せずに、複数のGPUでGPUアクセラレーションを実現できることを示します。ただし、これを行うと、1.25倍から3倍の速度が低下します。この損失を回避するために将来どのような改善が必要かを議論し、どのように維持できるかを示します。
インフレーション中に軽いアクシオンが存在し、その後暗黒物質の一部になる場合、その量子ゆらぎが暗黒物質の等曲率に寄与します。この記事では、アクシオンの等曲率に対する宇宙論的観測量のまったく新しいスイートを紹介します。これは、アクシオンの存在をテストするのに役立つだけでなく、Peccei-のラジアルモードなどのインフレーション中のインフレトンやその他の重いスペクテーターフィールドへのカップリングにも役立ちます。クイン・フィールド。それらには、曲率スペクトルと等曲率スペクトルの相関クロック信号、および形状を伴う曲率と等曲率変動の両方を含み、現在のデータによって制約されていない混合宇宙コライダー非ガウス性が含まれます。CMBからのアクシオンの等曲率変動に対する既存の強い制約を考慮に入れると、これらの新しい信号はまだかなり大きく、潜在的に観測可能である可能性があります。一部のモデルでは、信号が観察されれば、テンソルモードとは無関係に、一般に決定することが困難な重要なパラメーターであるインフレハッブルスケールの範囲を大幅に狭めるのに役立つ可能性さえあります。
ブラックホールからの電磁放射反応とエネルギー抽出：尾は無視できない
| Title |
Electromagnetic_radiation_reaction_and_energy_extraction_from_black_holes:_the_tail_cannot_be_ignored |
| Authors |
Jo\~ao_S._Santos,_Vitor_Cardoso,_Jos\'e_Nat\'ario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03411 |
曲面空間における電磁放射反応や荷電粒子放射のダイナミクスを研究しています。このような粒子の運動方程式はDeWitt-Brehme方程式であり、特に複雑で非局所的なテール項が含まれています。特定の磁化されたブラックホール時空ではテール項を無視することができ、エルゴ領域が存在しない場合、放射反応がエネルギー抽出(「軌道拡大」)につながる可能性があると主張されています[1,2]。少なくともニュートン限界では、そのような主張が正しくないことを示します。テール項は、関連するシナリオで一貫して無視することはできず、それが含まれている場合、報告されたエネルギー抽出はもはや発生しません。したがって、以前の結果は私たちの仕事によって疑問視されています。
タイプIIBストリング理論における初期暗黒エネルギー
| Title |
Early_Dark_Energy_in_Type_IIB_String_Theory |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Matteo_Licheri,_Ratul_Mahanta,_Evan_McDonough,_Francisco_G._Pedro,_Marco_Scalisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03414 |
初期暗黒エネルギー(EDE)は、ハッブル張力を解決するための有望なモデルであり、宇宙マイクロ波背景放射データから情報を得て、アクシオン様粒子に通常関連するポテンシャルエネルギーの一般化を特徴としています。EDEフィールドが$C_4$または$C_2$アクシオンとして識別され、KKLTまたはラージボリュームシナリオのいずれかのフレームワーク内で完全に閉じたストリングモジュライ安定化を伴う、IIB型ストリング理論におけるEDEの実現を開発します。EDEエネルギースケールと制御された有効フィールド理論内の他のフィールドの自然な階層を達成する方法を説明します。データ駆動型のEDEエネルギースケールと減衰定数は、弱重力予想に違反するEDEフィールドの微視的パラメーターを調整することなく達成できると主張しますが、予想を尊重する状態では微調整を導入する必要があります。これは、いくつかの作業モデルの中で最も有望なEDE候補として選び出されます。LVSの$C_2$アクシオンは、ワールドボリュームフラックスがゼロでないD7ブレーンでのガウギノ凝縮によって生成される超ポテンシャルに対する3つの非摂動補正を備えています。
新しい安定粒子は、標準モデルを超えた理論の一般的な予測であり、目に見える物質と強く相互作用し、暗黒物質の総量のごく一部を構成する遺物として現れる可能性があります。このような粒子は、高密度環境での急速な熱化により、既存の境界を直接検出から回避できるため、興味深い物理ターゲットを表しています。この作業では、大容量ニュートリノ望遠鏡内の目に見える物質へのそれらの消滅は、そのような粒子を拘束または発見する新しい方法を提供できることを指摘しています。この信号は、GeV範囲の遺物質量で最も顕著であり、既存のスーパーカミオカンデ探索によって二核子消滅を効率的に制限することができます。また、ダークフォトンに結合された隔離されたダークマターの形でこのシナリオの明示的な実現を提供し、現在の方法が、ビームダンプ、コライダー、および直接検出実験。
DANCE を使用した Axion Dark Matter Search の最初の結果
| Title |
First_Results_of_Axion_Dark_Matter_Search_with_DANCE |
| Authors |
Yuka_Oshima,_Hiroki_Fujimoto,_Masaki_Ando,_Tomohiro_Fujita,_Jun'ya_Kume,_Yuta_Michimura,_Soichiro_Morisaki,_Koji_Nagano,_Atsushi_Nishizawa,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03594 |
アクシオンは、もともと素粒子物理学における強力な\textit{CP}問題を解決するために提案された、意欲的な暗黒物質の候補の1つです。DarkmatterAxionsearchwithriNgCavityExperiment(DANCE)は、質量範囲$10^{-17}~\mathrm{eV}<m_a<10^{-11}~\のアクシオン暗黒物質を探索する新しい実験プロジェクトです。mathrm{eV}$.ボウタイキャビティとのアクシオン-光子結合によって引き起こされる直線偏光の回転振動を検出することを目的としています。プロトタイプ実験であるDANCEAct-1の最初の結果は、24時間の観測から報告されています。アクシオンの証拠は見つからず、アクシオン-光子結合$g_{a\gamma}\lesssim8\times10^{-4}~\mathrm{GeV^{-1}}$に95%の信頼レベルの上限を設定しました$10^{-14}~\mathrm{eV}<m_a<10^{-13}~\mathrm{eV}$.境界は現在の最高の限界を超えることはありませんでしたが、この研究は、光共振器を使用したアクシオン暗黒物質探索の最初のデモンストレーションです。
実験観測量に基づく経験的中性子星質量公式
${}^{208}\mathrm{Pb}$または${}^{132}\mathrm{Sn}$、特に8つのSkyrmeタイプの効果的な相互作用に焦点を当てています。中性子星の質量とその重力赤方偏移は、私たちの式で$\approx10\,\%$の誤差以内で見積もることができますが、中性子星の半径も導出された式を組み合わせることで数$\%$の誤差以内であると予想されます。得られた経験式により、中性子星の質量と半径は、双極子分極率${}^{208}よりも${}^{208}\mathrm{Pb}$の中性子スキンの厚さに敏感であることがわかります。}\mathrm{Pb}$または${}^{132}\mathrm{Sn}$.
Euler-Poisson 暗流体モデルにおけるスケーリング展開の定式化
| Title |
The_Formulation_of_Scaling_Expansion_in_an_Euler-Poisson_Dark-fluid_Model |
| Authors |
Bal\'azs_Endre_Szigeti,_Imre_Ferenc_Barna,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03792 |
非粘性、非相対論的、回転、および自己重力流体として記述される暗い流体モデルを提示します。この系は球対称であり、物質はポリトロープ状態方程式で記述できると仮定しました。誘導結合非線形偏微分方程式系は、L.SedovとG.I.Taylorによって導入された自己相似時間依存仮説を使用して解かれました。この種の解法は、Guderley-Landau-Stanyukovich問題以降、爆発によって引き起こされる爆風を記述するためにうまく使用されてきました。このような解は、宇宙スケールでの暗黒エネルギーまたは銀河スケールでの暗流体速度プロファイルを記述するために適用できることを発見しました。
高曲率重力における非相対論的星構造：修正レーン・エムデン方程式の解の系統的構築
| Title |
Non-relativistic_stellar_structure_in_higher-curvature_gravity:_systematic_construction_of_solutions_to_the_modified_Lane-Emden_equations |
| Authors |
Shinpei_Tonosaki,_Tomoya_Tachinami,_Yuuiti_Sendouda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03853 |
線形化された高曲率重力理論(HCG)で、非相対論的なポリトロープ流体で構成される静的な球状星の構造を研究します。最初に恒星プロファイル関数の修正レーンエムデン(LE)方程式をゲージ不変の方法で定式化し、HCGの一般的なケースでは6次微分方程式に要約されることを発見しました。それぞれの理論で発生する追加の大質量グラビトンの数を反映した、2つの特別なケース。さらに、巨大な重力子の存在は、境界値問題の性質を標準のLEとは異なります。境界条件の一部は、星の中心だけでの物理的条件の観点から定式化できなくなりましたが、星の表面でのいくつかの要求は必然的に登場します。このような問題の解を構築するための実用的なスキームを提示し、修正されたLE方程式の解析解が存在するポリトロープインデックスn=0および1の場合にどのように機能するかを示します。物理的な結果として、星の半径、質量、湯川電荷が理論パラメータにどのように依存するか、およびこれらの観測量がどのように相互に関連しているかを明らかにします。ワイル二乗補正の合理的な上限が得られます。
ダークフォトンとアクシオン様粒子干渉計による発見の見通し - パートI
| Title |
Discovery_prospects_with_the_Dark-photons_&_Axion-Like_particles_Interferometer--part_I |
| Authors |
Javier_De_Miguel_and_Juan_F._Hern\'andez-Cabrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.03997 |
このレターでは、ダークフォトン&アクシオン様粒子干渉計(DALI)の発見の可能性について説明します。この装置は、質量が25～250$\mu$eVの範囲のダイン・フィシュラー・スレドニッキ・ジトニツキー(DFSZ)アクシオン感度に達する銀河アクシオン暗黒物質をスキャンし、動的混合のダークセクター光子もプローブする能力を備えています。強さ$\chi\gtrsim\mathrm{数}\times10^{-16}$;または、このバンドの確率的重力波背景に新しい制約を確立します。強力で費用対効果が高く、技術的に手頃な実験的アプローチのおかげで、この次世代のハロー望遠鏡が今後数十年でターニングポイントになる可能性がある、宇宙論、恒星物理学、素粒子物理学などのさまざまな分野を特定します。
太陽風の大規模な速度シアーによって修正された不均衡な乱流
| Title |
Imbalanced_Turbulence_Modified_by_Large-scale_Velocity_Shears_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
Juska_E._Soljento,_Simon_W._Good,_Adnane_Osmane,_Emilia_K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04006 |
太陽風乱流の不均衡の程度が、太陽風プラズマの大規模な速度シアーによってどのように修正されるかを調べました。乱流を生成するために非線形に相互作用する逆伝播アルフバエニックゆらぎの間のバランスは、交差ヘリシティとエルササー比によって定量化されています。30分のタイムスケールでの速度せん断が特定され、線形ケルビン-ヘルムホルツ(KH)不安定性しきい値に関して定義されたせん断振幅が使用されました。せん断は、1997年から2018年の間に1天文単位で風探査機によって観測された74の惑星間コロナ質量放出(ICME)シースに関連していました。通常、シースの上流とICME噴出物の下流のより弱いせん断も分析されました。KHしきい値未満の剪断では、不均衡はほぼ不変であるか、または剪断振幅とともに弱く上昇していました。KHしきい値を超えると、せん断振幅の増加に伴い、変動は平衡状態に向かう傾向がありました。磁気圧縮率も、KHしきい値を超えて増加することがわかりました。これらの発見は、反太陽方向の正味の不均衡を減らすように作用する太陽方向の変動の局所的な原因である速度せん断と一致しており、KH不安定性がこのプロセスで役割を果たすことを示唆しています。
ラストール重力とアインシュタイン重力の等価性における宇宙流体
| Title |
Cosmological_fluids_in_the_equivalence_between_Rastall_and_Einstein_gravity |
| Authors |
Javier_Chagoya,_L\'opez-Dom\'inguez,_C._Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04009 |
ラストール重力は、非保存エネルギー運動量テンソル(EMT)を組み込んだ修正重力提案です。ラストール重力と一般相対性理論の等価性を研究し、暗黒物質と暗黒エネルギーのEMTへの影響を分析します。ラストールとアインシュタインの解釈の間の翻訳は、各コンポーネントの状態方程式を修正することがわかります。たとえば、冷たい暗黒物質は暖かい暗黒物質に変換できます。EMTコンポーネントの相互作用が許可されている場合、変換によってコンポーネント間の相互作用のタイプも変更されます。
| Title |
Tidal_Deformability_of_Fermion-Boson_Stars:_Neutron_Stars_Admixed_with_Ultra-Light_Dark_Matter |
| Authors |
Robin_Fynn_Diedrichs,_Niklas_Becker,_C\'edric_Jockel,_Jan-Erik_Christian,_Laura_Sagunski,_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04089 |
この作業では、大規模で自己相互作用する複雑なスカラー場としてモデル化された暗黒物質と混合された中性子星の潮汐変形能を調査します。完全なEinstein-Hilbert-Klein-Gordonシステムの潮汐変形能を自己無撞着に計算する方程式を導出し、複合システムの総質量と潮汐特性に対するスカラーフィールド質量と自己相互作用強度の影響を調べます。暗黒物質のコアのような構成は、より小さな潮汐変形能を持つよりコンパクトなオブジェクトにつながり、暗黒物質の雲のような構成は、より大きな潮汐変形能につながることがわかりました。特定の雲のような構成の電磁観測は、ブックダール限界に違反しているように見えます。自己相互作用の強さは、質量と潮汐変形性の両方に大きな影響を与えることがわかっています。観測上の制約と異常検出への接続について説明します。また、このモデルが有効なボソン状態方程式を持つモデルとどのように比較されるかを調査し、それらが十分に収束する相互作用強度を見つけます。
Deep Einstein@Home による LIGO O3 公開データの連続重力波の全天探索
| Title |
Deep_Einstein@Home_all-sky_search_for_continuous_gravitational_waves_in_LIGO_O3_public_data |
| Authors |
B._Steltner,_M._A._Papa,_H.-B._Eggenstein,_R._Prix,_M._Bensch,_B._Machenschalk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04109 |
公開されているLIGOO3データにおける連続重力波の全天探索の結果を提示します。検索は信号周波数$20$Hz$\leqf\leq800$Hzと$-2.6\times10^{-9}$Hzs$^{-1}$までのスピンダウン範囲をカバーし、この周波数/スピンダウン領域では、これまでで最も感度の高い全天検索です。検索は、Einstein@HomeコンピューティングプロジェクトのボランティアとATLASクラスターによって均等に提供されたGPUで実行されました。7段階の階層的フォローアップの後、12人の候補者が残ります。9つは、検証目的でLIGOデータに存在する連続波の偽の信号に起因する可能性があり、非常に高い精度で回復します。残りの3つは、さらに検査すると、ターゲットシグナルの特性と一致する特性を示しません。私たちの結果に基づいて、重力波の振幅$h_0$に上限を設定し、これらを中性子星の楕円率とrモードの振幅の上限に変換します。最も厳しい上限は、90%の信頼レベルで、$h_0=8.1\times10^{-26}$で$203$Hzにあります。私たちの結果は、距離$d内で$5\times10^{-8}\left[{d\over{100~\textrm{pc}}}\right]$より大きい楕円率で$5$msより速く回転する中性子星を除外します。地球からの$と$r$モードの振幅$\alpha\geq10^{-5}\left[{d\over{100~\textrm{pc}}}\right]$$150$より速く回転する中性子星ヘルツ。
