Atacama Cosmology Telescope: DR6 のマップベースのノイズ シミュレーション
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Map-Based_Noise_Simulations_for_DR6 |
| Authors |
Zachary_Atkins,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_William_R._Coulton,_Frank_J._Qu,_Simone_Aiola,_Erminia_Calabrese,_Grace_E._Chesmore,_Steve_K._Choi,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Yilun_Guan,_Adrien_La_Posta,_Zack_Li,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_Page,_Roberto_Puddu,_Maria_Salatino,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_T._Staggs,_Cristian_Vargas,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04180 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データセットの統計的検出力の増加には、ノイズ特性を理解するための相応の努力が必要です。地上の計測器からの地図のノイズは大規模な相関関係に支配されており、これがモデリングの課題となります。この論文では、AtacamaCosmologyTelescopeDataRelease6(ACTDR6)マップの複素ノイズ共分散構造の新しいモデルを開発しています。最初に、大気とACTスキャン戦略の組み合わせから生じるノイズプロパティを列挙します。次に、相関する機器のノイズをモデル化するために指向性ウェーブレットカーネルを使用する新しいウェーブレットベースのアプローチを含む、ガウスマップベースのノイズモデルのクラスを規定します。モデルは経験に基づいており、その唯一の入力は空の同じ領域の少数の独立した実現です。ノイズ実現のアンサンブルを描画することにより、ACTDR6データに対するこれらのモデルのパフォーマンスを評価します。これらのシミュレーションをACTDR6パワースペクトルパイプラインに適用すると、ノイズ特性がパワースペクトルによって一意に記述されると仮定する分析式と比較すると、共分散行列の対角線に$\sim20\%$の超過が明らかになります。私たちの公開コード$\mathtt{mnms}$とともに、この作業は、ACTDR6と、シモンズ天文台(SO)などの将来の地上ベースのCMB実験の両方の科学パイプラインに必要な要素を確立します。
変光赤色巨星と天文距離スケールの調整
| Title |
Reconciling_astronomical_distance_scales_with_variable_red_giant_stars |
| Authors |
Richard_I._Anderson,_Nolan_W._Koblischke,_Laurent_Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04790 |
星の標準ろうそくは、宇宙の局所膨張率H0を測定するための絶対的なキャリブレーションを提供します。これは、一致宇宙論モデルLambdaCDMを仮定して、宇宙マイクロ波背景放射を使用して推定された値とは最大8%異なります。このハッブル張力は、基礎物理学の重要な改訂の必要性を示しています。ただし、古典的なセファイドに基づくH0測定の精度は、赤色巨星ブランチ(TRGB)メソッドの先端に基づく測定によって挑戦されています。十分に理解された体系を実証し、新しい物理学の必要性を裏付けるためには、Cepheids対TRGB論争の解決が必要です。ここでは、小振幅赤色巨星(OSARG)に基づくTRGB距離スケールの前例のない1.39%絶対キャリブレーションを提示します。私たちの結果は以前のキャリブレーションで20%改善され、大マゼラン雲までの距離の精度によって制限されます。この精度の向上は、TRGBの事実上すべての星が可変であるという認識によって可能になります。この事実は、以前はTRGBキャリブレーションに利用されていませんでした。観測と広範なシミュレーションを使用して、OSARGが光度関数の形状のおかげで、本質的に正確で正確なTRGB測定値を生成することを示します。カーネギーシカゴハッブルプログラムのH0分析にキャリブレーションを入力すると、H0=71.8+/-1.5km/s/Mpcの値が得られます。これは、CepheidsベースのH0値との1シグマ未満の一致と初期宇宙との2.8シグマテンションです。価値。
均一および不均一相互作用真空モデルにおける成長率のテスト
| Title |
Testing_the_growth_rate_in_homogeneous_and_inhomogeneous_interacting_vacuum_models |
| Authors |
H._A._Borges,_C._Pigozzo,_P._Hepp,_L._O._Bara\'una_and_M._Benetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04793 |
この作業では、一般化されたChaplyginガス(gCg)宇宙論に対応する相互作用する真空のクラスを検討します。特に、パラメーター$\alpha$によって特徴付けられる同じバックグラウンド相互作用について、摂動レベルで2つの異なるシナリオを分析します。(i)均一真空に対応する測地線に従う物質、および(ii)真空密度摂動の共変仮説後者の場合、サブホライズンスケールでの物質摂動と比較して、真空摂動が非常に小さいことを示します。それにもかかわらず、Chaplyginガスパラメータ$\alpha$の値に応じて、真空摂動はケース(i)と比較して物質の成長速度を抑制または促進します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、Ia型超新星(SNe)、および赤方偏移空間歪み(RSD)測定を使用して、モデルの観測実行可能性をテストします。私たちの共同分析の平均値は明らかに正の相互作用、つまり暗黒物質から暗黒エネルギーへのエネルギー流束を支持することがわかりました。どちらの場合も$\alpha\approx0.143$で、宇宙標準モデルは$\alpha$=0は、3$\sigma$信頼度によって除外されます。注目に値するのは、相互作用の正の値は、ここで検討されているデータセットの$H_0$と$S_8$の両方の緊張を緩和できることです。
磁化された若い原始惑星系円盤におけるフラグメンテーションとサブ木星クランプ特性の特徴付け
| Title |
Characterizing_fragmentation_and_sub-Jovian_clump_properties_in_magnetized_young_protoplanetary_disks |
| Authors |
Noah_Kubli_(1),_Lucio_Mayer_(1),_Hongping_Deng_(2)_((1)_Institute_for_Computational_Science,_University_of_Zurich,_Z\"urich,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_academy_of_Science,_Shanghai,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04163 |
自己重力円盤の3D抵抗MHDシミュレーションで形成された原始惑星塊の初期発生、構造、進化を研究します。磁場は、最近特定された重力不安定ダイナモによって成長します(Riols&Latter2018;Dengetal.2020)。塊が識別され、それらの進化が時間的に前後に細かく追跡されます。それらの特性と進化経路は、磁場のないコンパニオンシミュレーションでの塊と比較されます。凝集体の外側領域では磁気エネルギーと回転エネルギーが重要であり、コアではかなりの磁場増幅にもかかわらず、重力に対抗するために熱圧が最も重要であることがわかりました。乱流の運動エネルギーは、塊の磁気エネルギーよりも小さいスケールです。磁化されていない塊と比較して、回転は目立たないため、角運動量が低くなり、観測との一致が大幅に向上します。MHDシミュレーションで形成される非常に低い木星以下の塊の質量を理解するために、低せん断領域で以前に提案された磁気不安定化のサポートを見つける磁化シートの摂動理論を再検討します。これは、トゥームレの質量よりも一桁以上小さいスケールで断片化が起こる理由を説明するのに役立ちます。より小さな断片化スケールと塊のエンベロープ内の高い磁気圧力は、磁化された円盤の塊が通常、従来のディスク不安定性におけるスーパージュピターではなく、スーパー地球から海王星までの質量領域にある理由を説明しています。私たちの調査結果は、中質量惑星の広範な形成を説明するために、コア降着に代わる実行可能な代替案を提唱しました。
炭素質コンドライトの同位体多様性の起源
| Title |
Origin_of_isotopic_diversity_among_carbonaceous_chondrites |
| Authors |
Jan_L._Hellmann,_Jonas_M._Schneider,_Elias_W\"olfer,_Joanna_Dr\k{a}\.zkowska,_Christian_A._Jansen,_Timo_Hopp,_Christoph_Burkhardt,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04173 |
炭素質コンドライトは、最も原始的な隕石の1つであり、太陽系の始まりから数百万年後に形成された微惑星に由来します。ここでは、新しいおよび以前に公開されたCr、Ti、およびTe同位体データを使用して、炭素質コンドライトが、異なる同位体組成を持つ3つの主要成分、すなわち耐火性介在物、コンドリュール、およびCIコンドライトを混合することによって説明できる相関同位体変動を示すことを示します。のようなマトリックス。耐火性介在物とコンドリュールの存在量は結合しており、マトリックスの量が増加すると体系的に減少します。これらの相関する存在量の変動は、難治性包有物を含むコンドリュール前駆体が円盤内の最大圧力に閉じ込められたことを反映していると提案します。これは、水の氷の線と木星の最終的な形成位置に関連している可能性があります。マトリックスに対する耐火性介在物/コンドリュールの可変量は、それらの明確な空気力学的特性の結果であり、その結果、配信速度が異なり、ストリーミングの不安定性の間にコンドライト母体に優先的に組み込まれます。マトリックスが豊富な炭素質コンドライトの。私たちの結果は、コンドリュールはそれ自体が円盤の広い領域に由来する同位体的に不均一なダスト凝集体から局所的に形成されたことを示唆しており、圧力トラップでのダスト濃縮が、炭素質コンドライト母体、またはより一般的には微惑星の降着を促進するための重要なステップであったことを示唆しています。太陽系外縁部で。
宇宙線電離率とダストの割合: 星周円盤の初期進化において重要な役割を果たしているのはどれか?
| Title |
Cosmic-ray_ionization_rate_versus_Dust_fraction:_Which_plays_a_crucial_role_in_the_early_evolution_of_the_circumstellar_disk? |
| Authors |
Yudai_Kobayashi,_Daisuke_Takaishi_and_Yusuke_Tsukamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04424 |
星周円盤の形成に対する宇宙線電離率とダストの割合(またはダスト粒子の量)の影響を調査するために、3次元の非理想的な磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用して、若い恒星天体(YSO)の形成と初期進化を研究します。私たちのシミュレーションは、宇宙線の電離率が高く、ダストの割合が低いと、(i)両極性拡散の磁気抵抗が小さくなり、(ii)ディスクのサイズと質量が小さくなり、(iii)流出形成のタイミングが早くなり、流出のより大きな角運動量。特に、宇宙線電離率が高い場合、シミュレーションの初期に形成された円盤は、磁気ブレーキによって約104年の時間スケールで分散されます。私たちの結果は、宇宙線の電離率が円盤の形成と進化に特に大きな影響を与えることを示唆していますが、塵の割合の影響は重要ではありません。
M型矮星の惑星における居住可能性と氷河下の液体水
宇宙生物学における長年の問題は、最も豊富な種類の星であるM型矮星を周回する惑星が液体の水、そして最終的には生命を維持できるかどうかです。新しい研究は、氷河下の融解が答えを提供する可能性があることを示しており、特に現在および近い将来の技術によるバイオシグネチャー検出に最も有望なM型矮星の周りで、居住可能領域を大幅に拡大します。
自由浮遊または広軌道？ケック適応光学観測は、自由浮遊惑星候補の近くにホスト星がないことを明らかにする
| Title |
Free-floating_or_wide-orbit?_Keck_adaptive-optics_observations_reveal_no_host_stars_near_free-floating_planet_candidates |
| Authors |
P._Mroz,_M._Ban,_P._Marty,_R._Poleski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04610 |
非常に短い時間スケールのマイクロレンズ現象が最近検出されたことは、主星を持たないように見える地球から海王星までの質量の惑星が多数存在することを示唆しています。しかし、これらの天体が本当に自由浮遊惑星なのか、遠く離れた主星の周りの広い軌道にあるのかは、現在のところ不明です。ここでは、ケック望遠鏡で収集された6つの自由浮遊惑星候補の高解像度画像観測の分析を紹介します。これらの候補が実際に広軌道惑星であった場合、ホストの光は、マイクロレンズ源星から40～60masの距離に現れるでしょう。そのような星は検出されません。注入と回復のシミュレーションを実行して、さまざまな分離で推定されるホスト星に対する感度を推定します。天体にもよりますが、提示された観察結果は、惑星をホストする確率がホストの質量に依存しないと仮定して、潜在的なホストの10～35%を除外します。より大質量の星が惑星をホストする可能性が高いと仮定すると、潜在的なホストの18～63%を除外します。自由浮遊惑星仮説を自信を持って確認または反論するには、JWSTなどを使用したより深い観測が必要であると主張します。
低粘性円盤における巨大惑星対の移動
木星と土星の移動を考えると、古典的な結果は、惑星が外側に移動し、3:2の平均運動共鳴(MMR)に固定されていることを見つけることです。これらの結果は、観測された星の降着速度が粘度値を制約する粘性降着円盤の枠組みで得られました。しかし、ディスクはおそらく以前に考えられていたよりも粘性が低いことが、観測的および理論的に最近示されています。したがって、この論文では、低粘度円盤内の巨大惑星のペアのダイナミクスを探ります。グリッドベースのコードFARGOCAを使用して、2次元の流体力学シミュレーションを実行しました。古典的な粘性円盤とは対照的に、外側の惑星は2:1の共鳴を横切ることはなく、ペアは外側に移動しないことがわかります。外惑星の質量を含む幅広いパラメーターの調査の後、惑星は主に2:1MMRに固定されており、場合によっては5:2MMRに固定されていることがわかりました。低粘度円盤で外惑星が2:1MMRを横切ることができない理由を半分析的に説明します。巨大な惑星のペアが低粘性円盤の内側に移動することがわかりました。ただし、場合によっては、巨大な惑星のペアがあると、単一の惑星に対する移動速度が遅くなる可能性があります.このようなゆっくりと移動する惑星のペアは、円盤期の終わりに、「暖かい木星」の系外惑星の集団に位置している可能性があります。ただし、惑星が外側に移動することはありません。これらの結果は、太陽の原始惑星系円盤の粘性が低い場合、太陽系の形成シナリオに強い影響を与える可能性があります。
太陽系外惑星用大型干渉計 (LIFE): X. 金星-双子系外惑星による中赤外波長での大気回収に対する雲の影響の評価
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_X._Assessing_the_Impact_of_Clouds_on_Atmospheric_Retrievals_at_Mid-Infrared_Wavelengths_with_a_Venus-Twin_Exoplanet |
| Authors |
B._S._Konrad,_E._Alei,_S._P._Quanz,_P._Molli\`ere,_D._Angerhausen,_J._J._Fortney,_K._Hakim,_S._Jordan,_D._Kitzmann,_S._Rugheimer,_O._Shorttle,_R._Wordsworth,_the_LIFE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04727 |
系外惑星用大型干渉計(LIFE)イニシアチブは、温帯地球型系外惑星の熱放射スペクトルを測定するために、宇宙ベースの中赤外(MIR)ヌリング干渉計を開発することを目的としています。LIFEが曇った金星双子系外惑星をどのように特徴付けることができるかを調査し、(1)既知の惑星の現実的な非地球のようなMIRスペクトルで検索ルーチンをテストし、(2)雲が検索にどのように影響するかを調査し、(3)改良します。以前の地球中心の研究で導き出されたLIFE要件。観測者から10pcに位置する太陽のような星を周回する金星と双子の太陽系外惑星のシミュレートされたLIFE観測の取得を実行します。異なるモデル(曇りと雲なし)を仮定することにより、パフォーマンスをLIFE観測の品質の関数として分析します。これにより、スペクトルの品質に応じて、大気と雲がどの程度特徴付けられるかを判断できます。私たちの研究は、金星の構造と組成を特徴付けるには、LIFEの現在の最小解像度($R=50$)と信号対雑音比($11.2\mu$mで$S/N=10$)の要件で十分であることを示しています。適切なモデルが選択されている場合、雲デッキの上の大気のようなもの。しかし、雲の性質を推測することはできません。取得した惑星半径($R_{pl}$)、平衡温度($T_{eq}$)、ボンドアルベド($A_B$)の精度は、モデルの選択に依存します。一般に、雲のないモデルが最適に機能するため、雲の存在を推測することはできません。この検索結果のモデル依存性は、大気検索研究のためのコミュニティ全体のベストプラクティスを開発することの重要性を強調しています。より高品質のスペクトル(特に$S/N=20$)を考慮すると、雲の存在を推測し、その構造に最初の制約を課すことができます。
星と惑星の磁場の変化が (系外) 惑星環境と大気質量損失に与える影響
| Title |
Impact_of_Changing_Stellar_and_Planetary_Magnetic_Fields_on_(Exo)planetary_Environments_and_Atmospheric_Mass_Loss |
| Authors |
Sakshi_Gupta,_Arnab_Basak,_Dibyendu_Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04770 |
恒星風の流出を調節する恒星の磁気活動は、周回する惑星の直近の環境を形成し、大気損失を引き起こし、それによって惑星の居住可能性に影響を与えます。星風磁場と惑星磁場強度の変化が惑星磁気圏トポロジーと大気損失に及ぼす影響を理解するために、3次元磁気流体力学シミュレーションを使用して詳細なパラメーター空間研究を実行します。恒星磁場と惑星磁場の相対的な強さは、定常状態の磁気圏構成と大気浸食を決定する上で重要な役割を果たしていることが観察されています。恒星磁場が強化されるか惑星磁場が弱められると、惑星の昼側に恒星磁場の蓄積が発生し、磁気圏界面がその表面に近づくように強制されます。磁気尾翼が開き、夜側の航跡領域にAlfv\'{e}n翼が形成されます。再接続プロセスと風の状態がマグネトテール電流シートの分岐にどのようにつながるかを示します。恒星風の磁場強度が高まると、昼側のリコネクションポイントが惑星に近づき、質量損失が増大します。磁場強度の変化に伴うモデル化された惑星の質量損失率の変動をうまく捉える解析方程式を確立します。私たちの結果は、恒星と惑星の磁気の相互作用が(エキソ)惑星環境にどのように影響し、相対的な磁場強度が異なる星-惑星系、または進化の過程で単一の星-惑星系におけるそれらの居住可能性にどのように影響するかを理解するのに関連しています。年。
SAMI、MAGPI、LEGA-C サーベイに基づく星形成銀河と静止銀河の間の異なる高次運動学
| Title |
Different_higher-order_kinematics_between_star-forming_and_quiescent_galaxies_based_on_the_SAMI,_MAGPI_and_LEGA-C_surveys |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Arjen_van_der_Wel,_Caro_Derkenne,_Josha_van_Houdt,_Rachel_Bezanson,_Edward_N._Taylor,_Jesse_van_de_Sande,_William_M._Baker,_Eric_F._Bell,_Joss_Bland-Hawthorn,_Asa_F._L._Bluck,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Matthew_Colless,_Luca_Cortese,_Scott_M._Croom,_Pieter_van_Dokkum,_Deanne_Fisher,_Caroline_Foster,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Anna_Gallazzi,_Anna_de_Graaff,_Brent_Groves,_Claudia_del_P._Lagos,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Michael_Maseda,_J._Trevor_Mendel,_Angelos_Nersesian,_Camilla_Pacifici,_Joanna_M._Piotrowska,_Adriano_Poci,_Rhea-Silvia_Remus,_Gauri_Sharma,_Sarah_M._Sweet,_Sabine_Thater,_Kim_Vy_Tran,_Hannah_\"Ubler,_Lucas_M._Valenzuela,_Emily_Wisnioski,_Stefano_Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04157 |
宇宙時間で7Gyrにわたる空間的に統合された非ガウス星の運動学の最初の統計的研究を提示します。SAMI、MAGPI、およびLEGA-C測量では、星の速度分布の過剰な尖度$h_4$を測定します。後者はガウスエルミート級数としてパラメーター化されています。十分な大きさのサンプルがあるすべての赤方偏移で、$h_4$が回転と分散の比率と反相関し、これら2つの運動学的観測量の間の物理的な接続が強調されていることがわかります。さらに、回転対分散比との反相関とは別に、銀河の集合史に潜在的に関連する$h_4$と$M_\star$の間の相関関係も発見しました。対照的に、質量を制御した後、$h_4$と開口速度分散または銀河サイズとの間に独立した相関関係があるという証拠は見つかりませんでした。これらの結果は、星形成銀河と静止銀河の両方に当てはまります。静止銀河の場合、回転と分散の比率を制御した後でも、$h_4$は投影された形状と相関します。どの赤方偏移でも、星形成銀河は静止銀河に比べて$h_4$が低く、運動学的構造と星形成活動の間の関連性が強調されています。
The SAMI Galaxy Survey: 受動銀河の軌道構造の環境分析
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Environmental_analysis_of_the_orbital_structures_of_passive_galaxies |
| Authors |
Giulia_Santucci,_Sarah_Brough,_Jesse_van_de_Sande,_Richard_McDermid,_Stefania_Barsanti,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Scott_M._Croom,_Claudia_Lagos,_Jon_S._Lawrence,_Matt_S._Owers,_Glenn_van_de_Ven,_Sam_P._Vaughan,_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04161 |
これまでの銀河の動力学モデルのほとんどは軸対称性を仮定しており、これは大質量銀河の大部分を代表するものではありません。SAMIGalaxySurveyで観測された銀河の3軸軌道重ね合わせシュヴァルツシルトモデルを構築し、それらの内部軌道構造と質量分布を再構築しました。このサンプルは、星の総質量が$10^{9.5}$から$10^{12}M_{\odot}$の範囲にある153個の受動銀河で構成されています。これらの銀河の内部構造と固有の特性の分析を、それらの環境の関数として提示します。中心または衛星の指定、ハロー質量、ローカルの$5^{th}$最近傍銀河密度の3つのプロキシを使用して、それらの環境を測定します。これらの固有の特性は星の質量と最も強く相関しますが、環境は二次的な役割を果たします。固定された星の質量では、最も密度の高い領域の銀河はより放射状に異方性です。さらに、中央の銀河、および局所密度の高い銀河は、エッジオンスピンパラメータプロキシ\lamのより低い値を示します。また、低質量銀河($10^{9.5}$から$10^{11}M_{\odot}$の間)の環境による軌道の分数の傾向の可能性についての提案も見つけました。より高い局所密度とハロー質量では、ホット軌道の割合が高くなり、ウォーム軌道の割合が低くなります。私たちの結果は、星の質量の後、環境が現在の受動的な銀河を形成する役割を果たしていることを示しています。
H$\alpha$ と UV 光度を持つ中間質量銀河の変動する星形成率の制約
| Title |
Constraints_on_Fluctuating_Star_Formation_Rates_for_Intermediate-mass_Galaxies_with_H$\alpha$_and_UV_Luminosities |
| Authors |
Shannon_G._Patel_(1),_Daniel_D._Kelson_(1),_Louis_E._Abramson_(1),_Zahra_Sattari_(2,1),_Brian_Lorenz_(3,1)_((1)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(2)_UC_Riverside,_(3)_UC_Berkeley) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04165 |
$0.3<z<0.4のCOSMOSで、575個の中質量銀河(IMG、$10^{9}\leqM/M_{\odot}\leq10^{10}$)の最近の星形成履歴(SFH)を調べます。$H$\alpha$とUV光度を比較することによって。これらの2つの測定値は、異なる時間スケールでの星形成率(SFR)を追跡し、一緒に最近の活動の変動を明らかにします。$L_{{\rmH}\alpha}$はマゼランIMACS分光法から計算し、$L_{\rmUV}$は静止フレーム2800$\text{\r{A}}$フォトメトリから導出します。ダスト補正は、各バンドに個別に適用されます。$L_{{\rmH}\alpha}$と$L_{\rmUV}$のそれぞれの星形成シーケンスからの偏差を比較します(つまり、$\Delta\logL_{{\rmH}\alpha}$と$\Delta\logL_{\rmUV}$)を計算し、観測上の不確実性を考慮した後、2つの量($\sigma_{\delta}\lesssim0.03$dex)の間に小さな固有のばらつきが見られます。この重要な観測上の制約により、IMGの最近のSFHの強い変動が排除されます。単純な線形SFHモデルは、IMGの母集団が$200$Myrおよび$\lesssim30\%を超えるSFRの$\lesssim2$の変化の要因のみに限定されることを示しています。$20$Myrの短いタイムスケールで$。$\Delta\logL_{{\rmH}\alpha}$と$\Delta\logL_{\rmUV}$。代わりに、SFHのアンサンブルが優先されます。最後に、最近の流体力学シミュレーションによって予測されたIMGSFHsは、フィードバックが急速で強力なSFR変動を駆動するが、観測結果と一致しないことがわかります。
z ~ 2 に対する恒星円盤の物理的な厚さ
| Title |
The_Physical_Thickness_of_Stellar_Disks_to_z_~_2 |
| Authors |
Kathleen_A._Hamilton-Campos,_Raymond_C._Simons,_Molly_S._Peeples,_Gregory_F._Snyder,_and_Timothy_M._Heckman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04171 |
私たちの天の川のような局所的な円盤銀河では、古い星は一般に、若い星よりも厚い円盤に住んでいます。競合する2つのモデルがこの結果を説明しようと試みました。1つは、動的加熱によって時間とともに徐々に厚くなる薄い円盤で最初に星が形成されるモデルであり、もう1つは、早い時期に厚い円盤で星が形成され、その後徐々に薄くなる円盤で星が形成されるモデルです。これらのシナリオを区別するために、高赤方偏移での恒星円盤の厚さの直接測定を使用します。CANDELSおよびGOODSサーベイからの従来のHSTイメージングを使用して、0.4<z<2.5にわたる491個のエッジオンディスク銀河の静止光学スケールの高さを測定します。サンプル全体の固有スケールの高さの中央値は0.74+/-0.03kpcであり、母集団の中央値と分散の両方の赤方偏移はほとんどありません。中央値は、今日の天の川の厚い円盤(0.6-1.1kpc)と一致していますが、子孫質量によって高赤方偏移のサンプルに一致するローカルディスクの中央スケールの高さ(約1.5kpc)よりも小さくなっています。これらの発見は、(1)天の川銀河の分厚い円盤と同じくらい厚い円盤が初期の時点で存在していた一方で、(2)現在の円盤銀河の全人口を説明するには、銀河の恒星円盤は形成後に平均して物理的に厚くなる必要があることを示しています。
磁気流体力学波によるCO増強;北極星フレアの縞模様
| Title |
CO_enhancement_by_magnetohydrodynamic_waves;_Striations_in_the_Polaris_Flare |
| Authors |
R._Skalidis,_K._Gkimisi,_K._Tassis,_G._V._Panopoulou,_V._Pelgrims,_A._Tritsis,_and_P._F._Goldsmith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04172 |
星間雲での分子ガスの形成はゆっくりとしたプロセスですが、ガスの圧縮によって促進されます。磁気流体力学(MHD)波は、条線と呼ばれる圧縮された準周期的な線形構造を作成します。ストライエーションは、原子から分子へのガス遷移が起こるカラム密度で観察されます。分子雲内の条線のある領域でのCO化学におけるMHD波の役割を調べます。北極星フレア雲の横紋のある領域をターゲットにしています。分子ガスの特性を調べるために、COJ=2-1サーベイを実施します。磁場特性を調査し、CO特性と比較するために、アーカイブのスターライト偏光データとダスト放出マップを使用します。圧縮性MHD波動モードとCO化学との相互作用を、それらの特徴的な時間スケールを比較することによって評価します。推定磁場は38-76$\mu$Gです。CO積分強度マップでは、支配的な準周期強度構造が観察されます。これは、磁場の向きに平行になる傾向があり、約1パーセクの波長を持っています。周期軸は平均磁場方向から$\sim$17度ずれており、ダスト強度マップでも観察されます。CO統合強度マップのコントラストは、カラム密度マップのコントラストより$\sim2.4$倍大きく、CO形成が局所的に強化されていることを示しています。推定周期$2.1-3.4$Myr、伝搬速度$0.30-0.45$km~s$^{-1}$の優勢な低速マグネソニックモードがCOの形成を促進した可能性が高いことを示唆し、観測された周期的なパターン。また、不確かさの範囲内で、周期が0.48Myr、速度$2.0$km~s$^{-1}$の高速マグネソニックモードが、CO存在量の増加に何らかの役割を果たした可能性があることも示唆しています。ストリエーション領域で観察される準周期的なCO構造は、MHD波動モードの痕跡である可能性があります。
First Light And Reionisation Epoch Simulations (FLARES) XII: EoR
の銀河におけるスターダスト形状の影響
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_XII:_The_consequences_of_star-dust_geometry_on_galaxies_in_the_EoR |
| Authors |
Aswin_P._Vijayan,_Peter_A._Thomas,_Christopher_C._Lovell,_Stephen_M._Wilkins,_Thomas_R._Greve,_Dimitrios_Irodotou,_William_J._Roper,_Louise_T._C._Seeyave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04177 |
${\rmF{\smallLARES}}$:FirstLightAndReionisationEpochSimulationsスイートを使用して、観測された銀河の特性に対する現実的なスターダストモデルの結果を調べます。UVの減衰は銀河の中心から急速に減少し、より明るい銀河は星の形成を拡大し、より暗い銀河よりも不明瞭になることがわかりました。これにより、観測されたUV光度とUV減衰の間に非線形の関係が生じ、${\rmF{\smallLARES}}$銀河のUV光度関数に二重べき乗則が生成されます。銀河内の空間的に異なる恒星集団は、完全に隠されているものから完全に隠されているものまで、視線に沿ったダストの光学的深さの変化により、広範囲のダスト減衰を経験します。銀河全体の全体的な減衰曲線は、これらの個々の視線の複雑な組み合わせです。この効果の発現を調べて、ライン比率、特にバルマー減衰とBPTダイアグラムの信頼性を調べます。バルマー減分は、文献から一般的に使用される減衰曲線から予想されるものとは非常に異なるバルマー線減衰を予測し、観測されたBPT線比は、固有のダストフリー値からシフトしました。最後に、観測された特性の視野角による変化を調査し、UV減衰における$\sim0.3$の大きさの平均差を見つけます。
コンテキスト内の GN-z11: 赤方偏移 10 での球状星団前駆体の可能性のあるサイン
| Title |
GN-z11_in_context:_possible_signatures_of_globular_cluster_precursors_at_redshift_10 |
| Authors |
Peter_Senchyna,_Adele_Plat,_Daniel_P._Stark,_Gwen_C._Rudie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04179 |
明るい銀河GN-z11の最初のJWST分光法は、同時に$z=10.6$でその赤方偏移を確立し、高度にイオン化された窒素のサインによって支配される静止紫外スペクトルを明らかにしました。ここでは、詳細な星雲モデリングと近くの金属の少ない参照銀河の両方のコンテキストで、このスペクトルの再評価を提示します。NIV]放射は、星形成銀河の$z>10$における最初の星雲密度測定を可能にし、非常に高い密度の証拠を明らかにします$n_e\gtrsim10^5$$\mathrm{cm^{-3}}$.一連の光イオン化モデルを使用して、イオン化メカニズムと枯渇とこの密度増加の説明に関係なく、窒素が大幅に濃縮されたISM($[\mathrm{N/O}]=+0.52$)が再現に必要であることを明確に確立します。観察された線。ローカルUVデータベースの検索により、近くの金属の少ない銀河が[NIV]放射に電力を供給していることが確認されていますが、この放射はGN-z11で示唆されているよりも低い密度に一様に関連付けられています。私たちは、ユニークな近くの銀河、Mrk~996と比較します。ここでは、高濃度のWolf-Rayet星とそのCNO処理された風噴出物が、GN-z11とLycを漏出する超星団の両方のUVスペクトルと非常によく似たUVスペクトルを生成します。サンバーストアーク。この証拠を銀河系の星の存在量と照合すると、GN-z11で際立った独特の窒素の特徴は、現在の球状星団の進化の連鎖における強烈で高密度にクラスター化された星形成のユニークな特徴である可能性が示唆されます。核処理された恒星噴出物による大規模な初期濃縮。近くの銀河からの洞察と組み合わせることで、これらおよび将来のJWSTデータは、最高の赤方偏移での星形成と化学濃縮の物理的条件への強力な新しい窓を開きます。
磁場が原子核リングのガスダイナミクスと星形成に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Magnetic_Fields_on_Gas_Dynamics_and_Star_Formation_in_Nuclear_Rings |
| Authors |
Sanghyuk_Moon,_Woong-Tae_Kim,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04206 |
棒銀河の中心にある核の輪は、強く磁化されていることが知られています。これらのリングと核ガス流での星形成に対する磁場の影響を調査するために、バー駆動の流入を表すリングへの時間的に一定の磁化流入がある磁気流体力学シミュレーションを実行します。質量流入率は$1\,M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$であり、流入の電界強度の範囲でモデルを調べます。Kim&Ostrikerによって開発されたTIGRESSフレームワークを採用して、放射加熱と冷却、星形成、および結果として生じる超新星(SN)フィードバックを処理します。回転せん断とSNフィードバックにより、リング内で磁場が効率的に増幅されることがわかりました。数$100\,\mathrm{Myr}$以内に、リング内の乱流成分$B_\mathrm{trb}$は$\sim35\,\mu\mathrm{G}$で飽和します(乱流と大まかに等分配)運動エネルギー密度)、通常の成分$B_\mathrm{reg}$は$50\,\mu\mathrm{G}$を超えています。クラスター化されたSN爆発によって作成されたスーパーバブルの拡大は、主にトロイダルフィールドをミッドプレーン近くから垂直に引きずり、高高度領域でポロイダルフィールドを生成します。磁場の成長は、後期の星形成を大幅に抑制します。同時に、リング内の強い磁気張力が、リングから半径方向内側への降着流を駆動し、中央領域に核周囲円盤を形成します。この機能は非磁化モデルにはありません。
複数の大質量星系 HD 5980 の南にある星雲 He II 放射を探しています
| Title |
Looking_for_nebular_He_II_emission_south_of_the_multiple-massive_star_system,_HD_5980 |
| Authors |
Andres_Sixtos,_Aida_Wofford,_Andreas_A._C._Sanders,_Antonio_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04243 |
星雲のHeII{\lambda}1640輝線は、遠く離れた星形成銀河で観察され、He+電離光子源の特性を制約するために使用できます。この目的のためには、これらの光子の主要な星の源がどれであるかを理解することが重要です。いくつかの近くの金属の乏しいスターバースト銀河では、星雲HeII{\lambda}4686(光学的に等価)は、一般に古典的な(He燃焼)WolfRayet星、主にWNサブタイプ。このような場合、星雲成分の起源は、少なくとも部分的に、WN星の風からのHe+電離光子の脱出であると提案されています。超大型望遠鏡のFocalReducerLowDispersionSpectrograph(FORS1)で得られた記録的な長スリット観測を使用して、HD5980のWN6h+WN6(7)近接連星の南にある星雲HeII{\lambda}4686放射を探します。広いHeII{\lambda}4686放射を、およそ遠くまで見つけます。バイナリから7.6pc。同様の軌道段階で、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)で得られた観測結果との比較は、FORS1の広いHeII放射が複数の星系HD5980からの汚染である可能性が高いことを示しています。HD5980のWN星からはHe+電離フラックスは期待されず、同時代の星集団に同様の星が存在する場合、O星はHe+電離放射線をはるかに多く放出する可能性がある。
スケールのクエーサー ペアの発見
| Title |
A_Survey_for_High-redshift_Gravitationally_Lensed_Quasars_and_Close_Quasars_Pairs._I._the_Discoveries_of_an_Intermediately-lensed_Quasar_and_a_Kpc-scale_Quasar_Pair_at_$z\sim5$ |
| Authors |
Minghao_Yue,_Xiaohui_Fan,_Jinyi_Yang,_Feige_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04357 |
高赤方偏移$(z\gtrsim5)$重力レンズクエーサーと近接クエーサーペアの新しい調査からの最初の結果を提示します。公開画像調査で物体の色や形から候補を選別し、追跡観察を行って優先度の高い候補の性質を確認します。この論文では、中間レンズクエーサーとして識別されるJ0025--0145($z=5.07$)と、kpcスケールのクローズであるJ2329--0522($z=4.85$)の発見について報告します。クエーサーペア。{\emハッブル宇宙望遠鏡(HST)}によるJ0025--0145の画像は、クエーサーから$0\farcs6$離れた前景のレンズ銀河を示しています。しかし、J0025--0145はクエーサーの多重レンズ像を示さず、J0025--0145を中間レンズ系(多重結像されていないがかなりの倍率を持つレンズ系)として識別します。J0025--0145のスペクトルは、クエーサーの光度が固有のものである場合、極端なエディントン比を意味します。これは、大きなレンズ倍率によって説明できます。J0025--0145の{\emHST}画像は、静止フレームUVでのクエーサー主銀河の暫定的な検出も示しており、高赤方偏移クエーサー主銀河の研究におけるレンズ倍率と歪みの力を示しています。J2329--0522は、スペクトル特性が大きく異なる2つの分解された成分で構成されており、サブアーク秒シーイングではレンズ銀河の検出が欠如しています。これは、これまでに確認されたkpcスケールのクエーサーペアの中で最も高いものです。また、$2<z<4$で4つのレンズ付きクエーサーとクエーサーペアを報告し、調査戦略の改善の可能性について説明します。
CLOUDYにおけるSiSの気相化学反応と分子線の最近の更新
| Title |
Recent_updates_of_gas-phase_chemical_reactions_and_molecular_lines_of_SiS_in_CLOUDY |
| Authors |
Gargi_Shaw,_Gary_Ferland,_and_M._Chatzikos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04377 |
ここでは、幅広い温度範囲でのSiS分子の形成と破壊のための気相化学反応、そのエネルギーレベル、およびH$_2$、H、およびHeとの衝突速度係数に関するCLOUDYの最新情報を紹介します。その結果、今後、スペクトル合成コードCLOUDYは、さまざまな天体物理環境のSiS線強度と柱密度を予測します。
$z>8$ の星形成銀河から推測された経験的再電離史モデル
重力レンズ銀河団RXJ2129.4+0009の背後で発見された3つの$z>8$銀河のサンプルの静止系UVおよび光学スペクトルの新しい分析を提示します。これらの観測結果を、同様の測定値が利用可能な文献からの$z>7.5$銀河のサンプルの観測結果と組み合わせます。他の研究ですでに指摘されているように、高い[OIII]$\lambda$5007/[OII]$\lambda$3727比($O_{32}$)と急なUV連続体勾配($\beta$)は、値と一致しています。赤方偏移の低いライマン連続体エミッターで観測されたこのような銀河は、銀河間媒体の電離収支に寄与していることを示唆しています。ロジスティック回帰モデルを構築して、測定された$M_{UV}$、$\beta$、および$O_{32}$値に基づいて、銀河がライマン連続体エミッターである確率を推定します。この確率をUV光度関数と一緒に使用して、これらの観測可能な量に基づいて高赤方偏移銀河の再電離への寄与を推定する経験的モデルを構築します。私たちの分析は、$z\sim8$で、銀河集団の平均脱出率(つまり、LyCエミッターと非エミッターの両方を含む)が$M_{UV}$によって変化し、明るい銀河ほど$f_{esc}が大きくなることを示しています。$.$M_{UV}$$<-$19の場合、平均エスケープ率は20$\%$であり、$M_{UV}$$>-16$ではほぼゼロになります。中間のUV光度($-19<$$M_{UV}$$<-16$)を持つ銀河は、電離光子の半分に寄与します。暗い銀河と明るい銀河の相対的な寄与は赤方偏移に依存し、UV明るい銀河($-23<$$M_{UV}$$<-19$)は時間の経過とともにより重要になり、$z=6$あたりで再電離が終了。
SDSS Stripe 82 標準カタログの長期変動の検出
| Title |
Detecting_long-period_variability_in_SDSS_Stripe_82_standards_catalog |
| Authors |
Marta_Fatovi\'c,_Lovro_Palaversa,_Kre\v{s}imir_Tisani\'c,_Karun_Thanjavur,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Andjelka_B._Kova\v{c}evi\'c,_Dragana_Ili\'c,_Luka_\v{C}._Popovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04600 |
SDSSStripe82標準カタログの長期($100<P<600$日)周期変動の検索結果を報告します。Stripe82のSDSSカバレッジにより、このような検索が可能になります。これは、約100万のソースの$ugriz$バンドのバンドごとに平均20の観測値があり、約6年間にわたって収集され、$r\sim22$magのかすかな限界があり、正確に較正されているためです。測光1～2%。Lomb-Scargleピリオドグラムを使用して、このサンプルの候補変数ソースの周期を計算し、各$gri$フィルターで最も高い3つのピリオドグラムピークを関連性があると見なしました。$gri$の期間が0.1%以内で一貫しているソースのみが後で調査されました。カイパー統計を使用して、フェーズドライトカーブのデータポイントが均一に分布するようにします。クエーサースペクトルともっともらしい周期的変動と一致するスペクトルを持つ5つのソースを提示します。このSDSSベースの検索は、ルービン天文台レガシースペースアンドタイムサーベイなど、将来の機密性の高い広域調査の前兆となります。mag)は、そのようなソースを見つけるためにより強力になります。
NGC 3227 IV でキャプチャされた一時的な掩蔽イベント。覆い隠す雲の変動性の起源
| Title |
Transient_obscuration_event_captured_in_NGC_3227_IV._Origin_of_the_obscuring_cloud_variability |
| Authors |
S._Grafton-Waters,_J._Mao,_M._Mehdipour,_G._Branduardi-Raymont,_M._Page,_J._Kaastra,_Y._Wang,_C._Pinto,_G._A._Kriss,_D._J._Walton,_P.-O._Petrucci,_G._Ponti,_B._De_Marco,_S._Bianchi,_E._Behar,_and_J._Ebrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04717 |
タイプI活動銀河核(AGN)での掩蔽イベントは、近年、より頻繁に検出されています。観測間の軟X線バンドの強いフラックスの減少は、視線(LOS)を通過し、中央のAGNを覆う大きな柱密度を持つ雲によって引き起こされました。2019年末にNGC3227で別のイベントが捕捉されました。2019年の掩蔽イベントで観測されたスペクトル変動の性質を特定することを目指しています。2019年の2つのXMM-Newton観測を長さ$\sim$10ksのタイミングビンに分割します。SPEXコードを使用して、各タイミングビンの0.35～10keVEPIC-PNスペクトルを分析しました。最初の観測(Obs1)では、オブスキュラーの列密度($N_H$)と、X線べき乗則およびソフトコンプトン化コンポーネント($N_{pow}それぞれ$および$N_{comt}$)。powerlawcontinuumはコロナによって生成される硬X線をモデル化し、Comptonisationコンポーネントは軟X線の過剰と降着円盤からの放出をモデル化します。さらなるテストを通じて、連続体が観測された変動性を促進する可能性が高いと結論付けていますが、観測中にLOS内の電離源を完全に横断する場合、オブスキュラーのNHからの寄与の可能性を排除することはできません。オブスキュラーのイオン化パラメーター($\xi$)は簡単には制約されないため、イオン化連続体の変化に応じて変化するかどうかは明らかではありません。2番目の観測(Obs2)は、高いNHとオブスキュラーのカバー率、および低い連続フラックスの組み合わせにより、大幅に低い計数率を示しています。2019年のNGC3227の掩蔽イベント中に観察された変動性は、連続体によって駆動される可能性がありますが、隠蔽者は同時に変化するため、2つの可能性を完全に確実に区別することは困難です。
PEARLS: JWSTで観測されたエルゴルド銀河団の低星密度銀河
| Title |
PEARLS:_Low_Stellar_Density_Galaxies_in_the_El_Gordo_Cluster_Observed_with_JWST |
| Authors |
Timothy_Carleton,_Seth_H._Cohen,_Brenda_Frye,_Alex_Pigarelli,_Jiashuo_Zhang,_Rogier_A._Windhorst,_Jose_M._Diego,_Christopher_J._Conselice,_Cheng_Cheng,_Simon_P._Driver,_Nicholas_Foo,_Rachana_A._Bhatawdekar,_Patrick_Kamieneski,_Rolf_A._Jansen,_Haojing_Yan,_Jake_Summers,_Aaron_Robotham,_Christopher_N._A._Willmer,_Anton_Koekemoer,_Scott_Tompkins,_Dan_Coe,_Norman_Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Russell_E._Ryan_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04726 |
異常に大きな「超拡散銀河」(UDG)が矮小銀河形成の従来の理論にどのように適合するかを完全に理解することは、局所的に多数の天体が特定されているにもかかわらず、とらえどころのないままです。UDG研究の自然な拡張は、より高い赤方偏移にある同様の銀河の研究であり、それらの特性が時間の経過とともにどのように進化するかを確立します。しかし、宇宙論的な表面の明るさの減光が、高$z$で表面の明るさの低い銀河を検出する能力をいかに著しく阻害するかを考えると、これは困難な作業でした。ここでは、$z=0.87$にあるエルゴルド銀河団の深い近赤外{\itJWST}観測で特定された、中程度の赤方偏移の低恒星表面密度銀河(LDG)のサンプルを提示します。8つのNIRCAMフィルターを積み重ねることにより、見かけの表面輝度感度24.59~mag~arcsec$^{-2}$に達し、LDG集団の明るい端まで十分に暗くなります。私たちの分析では、色やサイズの分布の違いなど、この集団とローカルで観察されたUDGとの間の有意な違いを特定しています。これは、複数のメカニズムがUDG形成の原因であり、クラスター矮星の長期にわたる変換が高$z$での主要なUDG形成メカニズムではないことを示唆しています。さらに、エルゴルドではLDGがわずかに過剰であることがわかり、ローカルクラスターでの発見とは対照的に、分析ではエルゴルドの中心部でLDGが不足していることは示されておらず、LDGの潮汐破壊が$z=0.87$と$z=0$です。
LCDM宇宙の孤立したホスト銀河の周りの偏った衛星分布
最近の観測研究では、明るく孤立したホスト銀河の衛星の投影された空間分布は、ホストの位置に対して偏っている傾向があることがわかりました。ここでは、LCDMシミュレーションの模擬赤方偏移調査から得られた多数の明るく孤立したホスト銀河の衛星の空間分布を調べます。ホスト銀河とその衛星は、観測研究で使用されたものと同じ選択基準を使用して特定され、シミュレートされたシステムと観測されたシステムの結果を直接比較することができました。衛星の空間分布を特徴付けるために、[1]衛星のペアワイズクラスタリングと[2]平均合成長の2つの統計を採用します。観察研究と一致して、シミュレーションの衛星がホストの同じ側に位置する傾向が強く、信号は青いホストの衛星で最も顕著です。これらの偏った衛星分布は、観測された衛星カタログの不完全さや、衛星として誤って識別されたオブジェクトの存在だけに起因するものではありません。さらに、遠い過去(>8Gyr)にホストのハローに参加した衛星は、その空間分布に顕著な偏りを示しているため、偏りは衛星の後期降着だけに起因するわけではありません。
ブラックホール候補スウィフト J1728.9$-$3613 と超新星残骸 G351.9$-$0.9
| Title |
The_Black_Hole_Candidate_Swift_J1728.9$-$3613_and_the_Supernova_Remnant_G351.9$-$0.9 |
| Authors |
Mayura_Balakrishnan,_Paul_A._Draghis,_Jon_M._Miller,_Joe_Bright,_Robert_Fender,_Mason_Ng,_Edward_Cackett,_Andrew_Fabian,_Kip_Kuntz,_James_C._A._Miller-Jones,_Daniel_Proga,_Paul_S._Ray,_John_Raymond,_Mark_Reynolds,_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04159 |
多くの中性子星は、それらを作成したコア崩壊超新星爆発の残骸の中で観察されています。対照的に、ブラックホールはまだ超新星残骸と明確に関連付けられていません。実際、いくつかの観察結果は、ブラックホールは「暗闇の中で生まれる」、つまり超新星爆発なしで生まれることを示唆しています。ここでは、Chandra、ESO-VISTA、MeerKAT、NICER、NuSTAR、Swift、およびXMM-Newtonで行われた観測に基づいて、X線トランジェントSwiftJ1728.9$-$3613の多波長分析を提示します。3つの独立した診断結果は、このシステムがブラックホールのプライマリを保有している可能性が高いことを示しています。赤外線画像は、AまたはBスペクトルタイプとほぼ一致する大質量の伴星を示しています。最も重要なことは、X線連星がカタログ化された超新星残骸G351.9$-$0.9の中央領域内にあることです。1.28~GHzでのMeerKATの深層画像は、レムナントがセドフ期にあることを示しています。この事実と、そのような残骸から予想される軟X線放射が検出されないことは、それがブラックホールと一致する可能性のある距離にあることを示しています。SwiftJ1728.9$-$3613($d=8.4\pm0.8$kpc)までの距離の正式な測定、G351.9$-$0.9($d\geq7.5$kpc)までの距離の下限を利用すると、また、天の川銀河内のブラックホールと超新星残骸の数と分布に基づいて、大規模なシミュレーションにより、偶然の重ね合わせの確率は$<1.7\%$($99.7\%$信頼区間)であることが示唆されています。超新星残骸内のブラックホールの発見は、ブラックホールと残骸を生成する数値シミュレーションをサポートし、明確なブラックホール形成チャネルの明確な観測証拠を提供します。分析の堅牢性と、この解釈に対するいくつかの課題について説明します。
生まれたばかりのブラックホールのスピン: Swift J1728.9-3613
| Title |
The_Spin_of_a_Newborn_Black_Hole:_Swift_J1728.9-3613 |
| Authors |
Paul_A._Draghis,_Mayura_Balakrishnan,_Jon_M._Miller,_Edward_Cackett,_Andrew_C._Fabian,_James_C._A._Miller-Jones,_Mason_Ng,_John_C._Raymond,_Mark_Reynolds,_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04164 |
恒星質量ブラックホールスピンの起源と分布は、原始星とそれらを作成する超新星イベントへのまれな窓です。SwiftJ1728.9-3613はX線連星であり、おそらく超新星残骸G351.9-0.9に関連付けられています(Balakrishnanetal.2023)。2019年のバースト中のこのソースのNuSTARX線スペクトルは、最も内側の安定した円軌道に伸びる降着円盤からの反射を明らかにします。スペクトルに刻印された相対論的ドップラーシフトと重力赤方偏移のモデリングは、$a=0.86\pm0.02$($1\sigma$信頼度)の無次元スピンパラメーターを測定し、内部降着円盤の小さな傾斜角$\theta<10を測定します。$度、円盤内の亜太陽鉄量$A_{\rmFe}<0.84$。この高いスピン値は、$5\;\sigma$レベルの信頼度で中性子星のプライマリを除外します。ブラックホールがまだ目に見える超新星残骸にある場合、それは若いに違いありません。したがって、ブラックホールが高スピンで形成されたに違いないと結論付けて、出生時のブラックホールスピンに$a>0.82$の下限を設定します。これは、超新星残骸を残すブラックホール形成チャネルとそうでないチャネル(CygX-1など)の両方が、その後の連星系内での降着を必要とせずに高いネイタルスピンにつながる可能性があることを示しています。したがって、X線連星中の高スピンブラックホールの集団と、重力波イベントで合体する低スピンブラックホールとの間の新たな格差は、形成後のさまざまな環境要因ではなく、崩壊前のさまざまな星の状態によって説明される可能性があります。.
トランス GZK 陽子源の進化における宇宙線とニュートリノの結合制約の展望
10EeV(1EeV=10^18eV)を超える陽子束を生成するソースの進化を制限するために、将来の超高エネルギー宇宙線およびニュートリノ観測の見通しを検討します。ニュートリノが主に宇宙起源である場合、30EeVを超える宇宙線陽子分率の測定と1EeVでのニュートリノフラックスの測定を組み合わせることにより、ソースの進化に対する強い制約を得ることができることがわかりました。ソース環境での相互作用が重要な天体物理学的ニュートリノフラックスを生成する場合、ソースの進化に対する制約により、観測された陽子フラックスと、1EeVや10EeVなどの複数のエネルギーでのニュートリノフラックスの測定が必要になる場合があります。最後に、現在のUHECRデータへの適合は、次世代の実験によって現実的に発見される可能性のある>30EeV陽子フラックスと1EeVニュートリノフラックスをもたらすモデルを支持することを示しています。
教師あり機械学習技術を使用した高速回転中性子星の普遍関係
| Title |
Universal_Relations_for_rapidly_rotating_neutron_stars_using_supervised_machine-learning_techniques |
| Authors |
Grigorios_Papigkiotis_and_George_Pappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04273 |
宇宙で最もコンパクトな天体の一部である中性子星は、ユニークな宇宙実験室です。中性子星の研究は、核超密度での物理学と基礎物理学の両方を調査するための理想的な理論的テストベッドを提供します。しかし、それらの地球規模の天体物理学的特性は星の内部構造に強く依存しており、状態方程式の不確実性のために現在のところ不明です。近年、多くの研究により、状態方程式の影響を受けない星の量の間に普遍的な関係が存在することが明らかになりました。同時に、マルチメッセンジャー天文学と機械学習の分野は両方とも大幅に進歩しました。そのため、それらの組み合わせに関する研究が合流しており、この分野は成長しています。この論文では、教師あり機械学習法を使用して、急速に回転する中性子星の普遍的な関係を開発し、そのような関係を発見して検証する新しい方法を提案します。分析は、マルチメッセンジャーの制約に従い、幅広い剛性をカバーする表形式のハドロン、ハイパーニック、およびハイブリッドEoSアンサンブルに対して実行されます。議論された関係は、関連する観測量の測定が利用可能になったときに、核物質の状態方程式を制約するための正確なツールを提供する可能性があります。
異常降着イベント AT2021lwx の多波長観測
| Title |
Multiwavelength_observations_of_the_extraordinary_accretion_event_AT2021lwx |
| Authors |
P._Wiseman,_Y._Wang,_S._H\"onig,_N._Castro-Segura,_P._Clark,_C._Frohmaier,_M._D._Fulton,_G._Leloudas,_M._Middleton,_T._E._M\"uller-Bravo,_A._Mummery,_M._Pursiainen,_S._J._Smartt,_K._Smith,_M._Sullivan,_J._P._Anderson,_J._A._Acosta_Pulido,_P._Charalampopoulos,_M._Banerji,_M._Dennefeld,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_N._Ihanec,_E._Kankare,_A._Lawrence,_B._Mockler,_T._Moore,_M._Nicholl,_F._Onori,_T._Petrushevska,_F._Ragosta,_S._Rest,_M._Smith,_T._Wevers,_R._Carini,_T.-W._Chen,_K._Chambers,_H._Gao,_M._Huber,_C._Inserra,_E._Magnier,_L._Makrygianni,_M._Toy,_F._Vincentelli,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04412 |
これまでに観測された中で最もエネルギッシュな非クエーサートランジェントであるAT2021lwxのX線から中赤外波長までの観測結果を提示します。私たちのデータは、$7\times10^{45}$ergs$^{-1}$の光度に$>100$倍の単一の蛍光増白と$1.5\times10^{53}$の総放射エネルギーを示しています。erg、どちらも既知の光トランジェントよりも大きい。減少は滑らかで指数関数的であり、紫外光スペクトルエネルギー分布は、温度$1.2\times10^4$Kの黒体に似ています。暫定的なX線検出は、放出の二次モードを示し、遅延中赤外線フレアポイントを示します。トランジェントを取り巻くほこりの存在に。スペクトルは、既知の活動銀河核で最近発見された光学フレアに似ていますが、いくつかの特徴的な特徴が欠けています。過去7年間の放出の欠如は、クエーサーで観察された短期間の確率的変動と矛盾していますが、過渡現象の極端な光度と長い時間スケールは、単一の太陽質量星の崩壊を嫌っています。光度は、はるかに大質量の星の分裂によって生成される可能性がありますが、そのようなイベントが発生する可能性は低いです.もっともらしいシナリオは、$10^8-10^9$太陽質量の休眠状態のブラックホールによる巨大な分子雲の降着です。したがって、AT2021lwxは、ブラックホール降着の既知のシナリオの極端な拡張を表しています。
東アジア VLBI ネットワークによる 2019 年の活動期の Sgr A* のサイズとフラックス密度のモニタリング
| Title |
Monitoring_the_Size_and_Flux_Density_of_Sgr_A*_during_the_Active_State_in_2019_with_East_Asian_VLBI_Network |
| Authors |
Xiaopeng_Cheng,_Ilje_Cho,_Tomohisa_Kawashima,_Motoki_Kino,_Guang-Yao_Zhao,_Juan-Carlos_Algaba,_Yutaro_Kofuji,_Sang-Sung_Lee,_Jee-Won_Lee,_Whee_Yeon_Cheong,_Wu_Jiang,_and_Junghwan_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04421 |
この作業では、KVNおよびVERAArray(KaVA)/EastAsianVLBINetwork(EAVN)モニタリング観測を使用して、銀河中心部の超大質量ブラックホール(SMBH)、射手座A*(SgrA*)を調べました。特に2019年5月13日に、いて座A*は前例のない明るい近赤外線(NIR)フレアを経験しました。したがって、43GHz(7mm)で可能な対応物を見つけます。その結果、2019年5月11日に、レベル15.4%で磁束密度の大きな時間変動が見られ、最高磁束密度は2.04Jyでした。興味深いことに、固有のサイズも可変であり、面積と長軸はサイズは、>2{\sigma}で磁束密度との限界相関を示します。したがって、43GHzでの放出領域は、2019年の明るいときに大きい方の関係に従うと解釈されます。考えられる起源は、弱いジェット/流出成分の出現と降着円盤の回転軸の位置角度の変化で議論されます。間に合います。
極性反転中の太陽変調モデルの新しいシナリオ
銀河宇宙線(GCR)が太陽圏に入ると、太陽風プラズマに遭遇し、強度が低下します。いわゆる太陽変調です。変調は、粒子エネルギー、太陽活動、太陽擾乱などのいくつかの要因の組み合わせによって引き起こされます。この作業では、SOLARPROPを使用して太陽圏でのGCRの伝播をシミュレートするために2D数値法が採用され、時間のかかる問題を克服するために、機械学習技術も適用されます。ボイジャー1号とAMS-02からの観測に基づいて得られた陽子局所星間スペクトル(LIS)を使用して、サイクル24の太陽最大活動時の太陽変調パラメーターが見つかりました。それは、拡散係数の正規化と指数が実際に2014年2月に最大値に達することを示しています。しかし、異なるエネルギーを持つ粒子の移動時間を考慮した後、ピーク時間は予想どおり2014年11月に延期されたことがわかりました。9ヶ月遅れは、いわゆるタイムラグです。
IceCubeによる高エネルギー大気ニュートリノフラックスの季節変動の観測
| Title |
Observation_of_Seasonal_Variations_of_the_Flux_of_High-Energy_Atmospheric_Neutrinos_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(332_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04682 |
大気中のミュー型ニュートリノは、宇宙線が誘起する空気シャワーの中間子崩壊によって生成されます。流束は、空気の密度に影響を与える気温などの気象量に依存します。最初の粒子生成世代におけるこれらの中間子の崩壊と再相互作用の間の競合により、成層圏の空気密度が低くなり、温度が高くなると、ニュートリノフラックスが高くなります。大気$\nu_{\mu}$流束の温度依存性の測定は、空気シャワーのハドロン相互作用モデルを制約するための新しい方法を提供します。特にカオンの生成に敏感です。この温度依存性を初めて研究するには、高エネルギーニュートリノの大量のサンプルと、大気の特性の詳細な理解が必要です。2012年から2018年の間にIceCubeによって検出された260,000個を超えるニュートリノの発生率と、大気赤外線サウンダ(AIRS)装置によって測定された成層圏の大気温度との間の有意な($>10\sigma$)観測結果を報告します。NASAのAQUA衛星に搭載されています。実効大気温度の観測された10$\%$季節変化に対して、ミューニュートリノフラックスの3.5(3)$\%$変化を測定した。この観察された相関は、さまざまなハドロン相互作用モデルの仮定の下での理論的予測から得られた4.3$\%$の予想相関から約2～3標準偏差だけずれています。
| Title |
Improved_microwave_SQUID_multiplexer_readout_using_a_kinetic-inductance_traveling-wave_parametric_amplifier |
| Authors |
M._Malnou,_J._A._B._Mates,_M._R._Vissers,_L._R._Vale,_D._R._Schmidt,_D._A._Bennett,_J._Gao,_J._N._Ullom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04181 |
マイクロ波超伝導量子干渉デバイス(SQUID)マルチプレクサ(umux)の読み出しチェーンの最初の増幅器として運動インダクタンス進行波パラメトリック増幅器(KITWPA)の使用について報告します。このumuxは、超伝導遷移端センサーマイクロ熱量計などの低温検出器のアレイからの信号を多重化するように設計されています。SQUID応答を線形化するために周期的な磁束ランプで変調すると、磁束ノイズは平均でKITWPAオフの$1.6$$\mu\Phi_0/\sqrt{\mathrm{Hz}}$から$0.77$$に改善されます。\mu\Phi_0/\sqrt{\mathrm{Hz}}$KITWPAをオンにします。umuxを最大の磁束感度ポイントに静的にバイアスすると、磁束ノイズは$0.45$$\mu\Phi_0/\sqrt{\mathrm{Hz}}$から$0.2$$\mu\Phi_0/\sqrt{\mathrmに低下します。{Hz}}$。遷移端センサーマイクロカロリメーターをumuxに結合し、バックグラウンド放射線を検出することにより、この新しい読み出しスキームを検証します。umuxとKITWPAの組み合わせにより、検出器の感度の向上やより効率的な帯域幅利用など、さまざまな新しい機能が提供されます。
PACMan2: 提案レビュー管理の次のステップ
| Title |
PACMan2:_Next_Steps_in_Proposal_Review_Management |
| Authors |
Louis-Gregory_Strolger,_Jamila_Pegues,_Tegan_King,_Nathan_Miles,_Michelle_Ramsahoye,_Keith_Ceruti_II,_Brett_Blacker,_and_I._Neill_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04220 |
大天文台の新しい時代の始まりとともに、これらの最前線の施設に対する需要が、提案の圧力によって、偏りのない効率的な選択を保証する従来の査読管理の能力を超えるという懸念が新たに生じています。これらのレビューを促進するための新しい方法、戦略、およびツールが必要です。ここでは、PACMan2について説明します。PACMan2は、機械学習モデルと技術を利用して、提案とレビュー担当者をトピック別に分類し、提案とレビュー担当者を照合し、提案の割り当てを容易にし、利益相反を軽減する、提案レビュー管理用の更新されたツールです。ハッブル宇宙望遠鏡とジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での時間の提案に対して、分類器の相互検証精度は$80.0\pm2.2\%$であることがわかりました。
極低温検出器プリアンプ用のコモンモードチョークの構築とテスト
| Title |
Construction_and_Testing_of_a_Common_Mode_Choke_for_Cryogenic_Detector_Pre-Amplifiers |
| Authors |
Mathias_Richerzhagen,_Joshua_Hopgood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04541 |
コモンモードチョークインダクタは、大規模な検出器システムの接地の問題を解決するための便利なツールです。NiZnやMnZnなどの一般的なフェライト材料の低温性能が低いため、これまで極低温プリアンプ基板に誘導コンポーネントを使用することはできませんでした。最近開発されたナノ結晶および非晶質フェライト材料は、液体ミトロジェン温度での磁性体の使用が実現可能になる点まで改善された性能を約束します。この研究は、Yinらの研究を応用しています。第1世代のELT機器の検出器前置増幅器で使用するコモンモードチョークインダクタの構築とテストによるフェライト材料の特性評価。
| Title |
A_candidate_magnetic_helium_core_white_dwarf_in_the_globular_cluster_NGC_6397 |
| Authors |
Manuel_Pichardo_Marcano,_Liliana_E._Rivera_Sandoval,_Thomas_J._Maccarone,_Rene_D._Rohrmann,_Craig_O._Heinke,_Diogo_Belloni,_Leandro_G._Althaus,_Arash_Bahramian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04184 |
ハッブル宇宙望遠鏡の光学イメージングを使用して、球状星団NGC6397にある特異な変光星の青い星を報告します。色等級図におけるその位置とそのスペクトルは、この星が連星系のヘリウムコア白色矮星(HeWD)であることと一致しています。光学的光度曲線は、18.5時間で周期性を示します。この周期性はWDの回転によるものであり、おそらくWDの表面の磁気スポットによるものであると主張します。これにより、この天体は球状星団(GC)の磁気HeWDの最初の候補となり、任意のGCの分離連星系の磁気WDの最初の候補となり、既知の自転周期と磁気的性質を持つ数少ないHeWDの1つになります。もう1つの可能性は、この星系が、別のWDまたは別の縮退天体を含む連星系のHeWDであるということです。これにより、この天体は、任意のGCで付加しない二重縮退連星の数少ない候補の1つになります。
LS Her における Blazhko サイクルの変調
| Title |
Modulation_of_the_Blazhko_Cycle_in_LS_Her |
| Authors |
Ronald_Wilhelm,_Kenneth_Carrell,_Hannah_H._Means,_Adam_Popowicz,_Krzysztof_Bernacki,_Mariusz_Frackiewicz,_Marek_Szczepanski,_Adam_Dustor,_Jaylon_Lockett,_Jill_Taylor,_Stasha_Youngquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04202 |
RRLyraeスター、LSHerの分析を提示し、以前に報告されたBlazhkoサイクルへの変調を確認します。53日間にわたる太陽系外惑星探査衛星(TESS)からのデータの2つのセクター(セクター24&25)に対してフーリエ解析を実行しました。LSHerは、以前に報告された結果と一致して、0.2308dの一次脈動周期と12.7dのBlazhko周期を持つことがわかりました。また、ブラジコマルチプレット周辺の側波帯周波数を特定したことは、ブラジコサイクルが112日のタイムスケールで変調されていることを示唆しています。TESSデータを使用したBlazhko効果の分析は、4つのBlazhkoサイクル全体で振幅と位相が変化していることを明確に示しています。TESS周波数分析に基づいたモデル化された結果を、約700日後に取得されたTESSデータ（セクター51）と比較したところ、変調モデルがデータの適切な表現ではないことがわかりました.次に、TESS分析をWilsetalからの変調周波数の結果と組み合わせました。(MNRAS387(2008)783-787)、セクター51のデータとの優れた一致が見つかりました。この結果をさらにテストするために、2022年の夏にLSHerの地上ベースのVマグニチュード観測を取得しました。このデータは、結合変調モデルとの優れた一致も示しました。我々は、LSHerが109日間の変調されたブラジコ周期、862日間の観測期間にわたる安定性、および15年以上持続する可能性のある安定性を持つブラジコ星であることを確認しました。Blazhko効果が時間とともに変化することを示す他のBlazhko星の変調の影響について説明します。
衝撃整形？新星 V906 カリーナの星雲分光法
| Title |
Shock_shaping?_Nebular_Spectroscopy_of_Nova_V906_Carinae |
| Authors |
\'E._J._Harvey,_E._Aydi,_L._Izzo,_C._Morisset,_M._J._Darnley,_K._Fitzgerald,_P._Molaro,_F._Murphy-Glaysher,_M._P._Redman_and_M._Shrestha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04254 |
V906りゅうこつ座は、最近観測された中で最もよく観測された新星の1つです。それは多量の粉塵を生成し、初期の進化する噴出物の流出に衝撃を与えました。ここでは、星雲段階の高解像度UVES分光法の研究を通じて、これらの初期の相互作用の結果を詳しく調べ、最終構造がどのように形成されたかを調べるために逆方向に外挿します。噴出物の形状と殻の構造の形成履歴の研究は、スペクトル線形状モデルの適合に従って行われます。新星噴出物における衝撃のスペクトルトレーサーの検索が行われ、電離環境の分析が行われます。進化する新星殻の温度、密度、存在量の分析が提示されています。
天体物理プラズマにおける光イオン化と電子イオン再結合
光イオン化とその逆の電子-イオン再結合は、多くの天体物理プラズマ(およびガス)に影響を与える重要なプロセスであり、プラズマを分析するために使用する診断です。このレビューでは、天体物理学における光イオン化と再結合の重要性について簡単に説明します。スペクトル分析に必要なデータと必要な精度が、さまざまな天体物理環境でどのように大きく異なるかを強調します。次に、光イオン化プロセスについて説明し、断面の共鳴を強調します。次に、放射再結合と、低温および高温での二電子再結合について説明します。放射場と高密度による低温二電子再結合（ＬＴＤＲ）と高温二電子再結合（ＨＴＤＲ）の抑制の可能性について論じた。最後に、光イオン化と再結合プロセスを強調するために、いくつかの天体物理学の例について説明します。
連星が剥ぎ取られた星の元素合成
宇宙の基本的な化学構成要素である元素の宇宙起源は、まだはっきりしていません。連星相互作用は、多くの大質量星の進化において重要な役割を果たしていますが、化学収量への影響はよくわかっていません。MESA恒星進化コードを使用して、風の質量損失で放出される化学物質の収量と、単一星と連星を剥奪された星の超新星を予測します。これは、太陽金属性にある大規模な162同位体核ネットワークを使用して行います。連星が剥ぎ取られた星は、超新星の間に質量損失が増加し、エンベロープを放出する可能性が高いため、単一の星よりも効果的に元素を生成することがわかりました。連星によるこの生成量の増加は、周期表全体で異なり、フッ素とカリウムは、単星よりも連星が剥ぎ取られた星によってより多く生成されます。C13は物質移動中に優先的に排出され、C12は風による質量損失中に優先的に排出されるため、C12/C13は物質移動の保守性の指標として使用できることがわかりました。次世代のガンマ線検出器でコア崩壊超新星の前駆モデルと爆発モデルを制約するのに役立つ可能性がある、ガンマ線を放出する放射性同位体をいくつか特定します。単一の星の場合、V44とMn52が爆発モデルの強力なプローブであることがわかりますが、連星が剥ぎ取られた星の場合はCr48です。私たちの調査結果は、連星が剥ぎ取られた星は2つの単一星と同等ではなく、最終的な元素合成収量を予測するには詳細な星のモデリングが必要であることを強調しています。
複数の大質量星の形成における磁場の役割
| Title |
The_role_of_magnetic_fields_in_the_formation_of_multiple_massive_stars |
| Authors |
R._Mignon-Risse,_M._Gonz\'alez,_B._Commer\c{c}on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04528 |
(要約)コンテキスト。ほとんどの大質量星は、複数の星系に位置しています。磁場は、単一の大質量原始星の周りの降着および放出プロセスに不可欠であると考えられています。ねらい。私たちの目的は、複数の大質量星の形成における磁場の影響、特に複数の原始星系の分裂モードと特性に対する影響を明らかにすることです。メソッド。RAMSESを使用して、(非理想的な)放射(磁気)流体力学を使用して、大規模な前星核の崩壊を追跡します。複数の星系の形成を促進するセットアップを選択します。結果。純粋な流体力学モデルでは、常に(少なくとも)バイナリシステムが得られます。2つ以上の星が存在する場合、2つの星が残るまで、それらの重力相互作用が合体を引き起こします。次のガスの降着により、軌道の分離が増加し、階層的な断片化が発生するため、両方の星が同等の円盤と星系をホストし、同様の円盤を形成します。フラグメンテーションのいくつかのモードを識別します:Toomre不安定なディスクのフラグメンテーション、腕と腕の衝突、および腕とフィラメントの衝突。ディスクは、新たに形成されたコンパニオンが質量を獲得するにつれて、断片化して切り捨てられるまでサイズが大きくなります。磁場を含めると、状況が変化します。一次ディスクで生成されるフラグメントが少なくなり、アームとフィラメントの衝突がなくなります。磁場は初期の軌道分離を減少させますが、主にガス降着によって駆動されるさらなる進化には影響しません。磁場により、断片化や切断がなくても、個々のディスクの成長が調整されます。結論。磁化されていないモデルと磁化されたモデルでは、階層的な断片化が見られます。非理想的な効果を含む磁場は、特定の断片化モードを取り除き、ディスクの成長を制限するため重要です。
FUor、EXor、および中間オブジェクトの役割
FUor、EXor、その他の若い噴火星の研究は、主系列前進化の初期段階を理解する上で非常に重要です。この分野の現状について説明します。これは、クリミア天体物理観測所で開催された「原始惑星系円盤における非定常プロセスとその観測的徴候」会議で発表されたレビューの短いバージョンです。
進化した242個の星の対流青方偏移の強さ
コンテクスト。10cm/sのRV半振幅で惑星を検出しようとする極度の精度の視線速度(RV)調査は、多くの課題に直面しています。これらの課題の1つは、星の粒状化によって引き起こされる対流青方偏移と、磁気活動によるその抑制です。これは、星のジッターに惑星の信号を隠すのに重要な役割を果たします。ねらい。以前に、主系列星の場合、星表面近くの対流の強さの観測的代用としての対流青方偏移は、有効温度に強く依存することを発見しました。この研究では、亜巨星、赤色巨星、漸近巨星の段階をカバーする242個のポスト主系列星を調査し、星の進化の進行に伴う対流青方偏移の変化を経験的に決定します。メソッド。3750Kから6150Kの温度範囲の共加算されたHARPSスペクトルのサンプルから、対流青方偏移から吸収線シフト測定値の太陽モデルを適合させるために、3番目のシグネチャスケーリングアプローチを使用しました。温度が高くなりますが、表面重力が高くなります。結果。対流青方偏移は、同様の温度の主系列星と比較して、進化した星で著しく強くなることを示しています。星が進化するにつれて差が大きくなり、最も進化した星では4300K未満で5倍になります。サンプル内の星の数が多いため、進化した星のサンプル全体で対流青方偏移がほぼ一定のままであり、赤色巨星期以降はわずかに増加することを初めて経験的に示すことができました。対流青方偏移が準巨星の局所的最小値を示し、準巨星遷移中のスピンダウンを利用することにより、より高質量の星の周りの太陽系外惑星探索のスイートスポットを提示することを発見しました。
The Atacama Cosmology Telescope: 3 日間マップの系統的過渡検索
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Systematic_Transient_Search_of_3-Day_Maps |
| Authors |
Yaqiong_Li,_Emily_Biermann,_Sigurd_Naess,_Simone_Aiola,_Rui_An,_Nicholas_Battaglia,_Tanay_Bhandarkar,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Kevin_T._Crowley,_Mark_Devlin,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Jo_Dunkley,_Rolando_Dunner,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Carlos_Hervias-Caimapo,_Adam_D._Hincks,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Arthur_Kosowsky,_Thibaut_Louis,_Maya_Mallaby-Kay,_Jeff_McMahon,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Lyman_Page,_Cristobal_Sifon,_Maria_Salatino,_Suzanne_T._Staggs,_Cristian_Vargas,_Eve_M._Vavagiakis,_Yuhan_Wang,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04767 |
AtacamaCosmologyTelescope(ACT)からの3年間(2017～2019年)のデータでトランジェントの体系的な検索を行います。ACTは、77GHzから277GHzまでの3つの帯域で空の40%をカバーします。点源に対して一致フィルター処理された3日間の平均を差し引いた天空図の分析により、29のトランジェントが検出されました。これらのトランジェントのうち8つは既知の小惑星によるもので、他の3つは以前に発表されたものです。これらのイベントのうち4つは、ノイズモデルが不十分な領域で発生するため、これらが実際の過渡現象であると確信することはできません。11のユニークな場所で発生した14の新しい一時的なイベントが残っています。これらのイベントはすべて、回転変光星または低温星に関連しています。10個のイベントには、シンクロトロン放射からの放射を示すフラットまたは下降スペクトルがあります。1つのイベントには、フレアの別のエンジンを示す上昇スペクトルがあります。
科学データの多感覚表現の設計と評価
特に現代科学と天体物理学では、物理的には見えない物体や現象を研究しています。つまり、それらは目や類似の光学系では調べることができません。それにもかかわらず、彼らは視覚的表現を集中的に使用し、比喩的な方法でデータを表示し、ユーザーに馴染みのある美的に心地よい光、色、および形状を使用します。盲目および視覚障害者(BVI)のユーザーがアクセスできないことに加えて、このような比喩的な視覚的表現は、表現のコードが宣言されていない場合、表現されたオブジェクトの実際の性質について誤解を招く可能性があります。明らかに恣意的な、つまり現実を模倣することを目的としない多感覚表現は、すべての人にとって天文学の効果的な意味形成プロセスにとって有効な選択であると主張します。平等の観点から言えば、多感覚表現は、学習のためのユニバーサルデザインの枠組みの中で、多様な能力、スキル、学習スタイルを持つ人々を包括するための効果的な共通基盤も生み出します。私たちの仮説を調査するために、2つの単一感覚表現(1つは触覚のみ、もう1つは音響のみ)を設計し、晴眼者とBVIユーザーの両方を対象とした個人およびグループのワークショップでそれらをテストしました。次に、結果を使用して、視覚、音響、および触覚刺激を含む、目に見えない天文データの多感覚表現の設計を導きました。この表現を改良して一般に公開するために、この表現もテストしました。その結果が、アウトリーチと教育に使用される「SensetheUniverse」という展示です。センス・ザ・ユニバースは、晴眼者とBVIユーザーの両方が参加する博物館の展示会の一部でした。私たちの調査結果は、科学的内容の理解度と永続性、および科学文化へのより平等なアクセスの両方の観点から、科学的学習への真に効果的な関与のための多感覚表現の妥当性を示唆しています。
ずれているアクシオンからのチャーン・シモンズ凝縮
線形応答で整列されていない均一なコヒーレントアクシオンフィールドによって誘導されるチャーンシモンズ密度の非平衡凝縮を取得します。Chern-Simonsの動的感受率は、アクシオンの自己エネルギーに単純に関連しています。この結果は、アクシオン結合の主要次数に対して有効ですが、標準モデル内または標準モデルを超える他のフィールドへのゲージフィールドの結合内のすべての次数に対して有効です。アクシオン。誘導されたChern-Simons密度には、真空減算によって達成されるくりこみが必要です。質量$m_a$の超軽量アクシオンが結合$g$の電磁場に結合している場合、再結合後のくりこまれた高温寄与は$\langle\vec{E}\cdot\vec{B}\rangle(t)=-\です。frac{g\,\pi^2\,T^4}{15}\,\overline{a}(t)+\frac{g\,m^2_a\,T}{16\,\pi}\,\dot{\overline{a}}(t)$with$\overline{a}(t)$は動的一様アクシオン凝縮体です。凝縮物質系における創発アクシオンのような準粒子励起は、宇宙論アクシオンとチャーン・サイモンズ凝縮体を調べるために利用される可能性があると推測しています。さらに、整列していないアクシオンは、同様の質的形式の非アーベルチャーン-シモンズ凝縮体を誘発する可能性があり、カイラル対称性の破れを「種付け」し、QCD相転移後に中性パイ中間子凝縮体を誘発する可能性があると主張されている。
実行可能なベクトル コヒーレント振動 暗黒物質
ベクトルコヒーレント振動暗黒物質の実行可能なモデルを構築します。ベクトルボソンは運動関数を介してインフレトンに結合されるため、有効なハッブル質量項が相殺されます。等曲率摂動および統計的に異方性の曲率摂動からの強い制約を回避するために、観測された大規模な曲率摂動に寄与しないようにinflatonを配置し、curvatonを導入します。$10^{-21}\,{\rmeV}$から$1\,{\rmeV}$までの広いベクトル質量範囲で実行可能なベクトルコヒーレント振動暗黒物質シナリオを発見しました。
主成分分析を使用した LISA による一般相対性理論のマルチパラメータ テストのパフォーマンスの向上
| Title |
Enhancing_the_performance_of_multiparameter_tests_of_general_relativity_with_LISA_using_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Sayantani_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04399 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、質量範囲$10^5-10^6\,M_{\odot}$の超大質量連星ブラックホール(SMBBH)の初期吸気相を観測するユニークな機会を提供してくれます。それが数年続きます。また、これらのソースのマージおよびリングダウンフェーズも検出します。したがって、このようなソースは、一般相対性理論(GR)のマルチパラメーターテストに非常に役立ちます。ここでは、複数のポストニュートン次数でのGRからのパラメーター化された偏差が同時に測定されるため、GRの厳密なテストが可能になります。ただし、偏差パラメータとシステムの固有パラメータとの相関関係により、マルチパラメータテストの実行は非常に困難になります。主成分分析(PCA)を使用して、元の偏差パラメーターの最もよく測定された直交線形結合である偏差パラメーターの新しいセットを取得する方法を示します。全赤方偏移質量$\sim\mathrm{7\times10^5\,M_{\odot}}$のSMBBHを3Gpcの光度距離で観測することで、5つの最も支配的なPCAパラメーターを推定できます。1-$\sigma$$\lesssim0.2$の統計的不確実性。最も支配的な2つのPCAパラメータは$\sim\mathcal{O}(10^{-4})$に、3番目と4番目に支配的なものは$\sim\mathcal{O}(10^{-3})$.LISAを使用した前例のない精度でのPCAパラメーターの測定により、GW位相進化の全体的なPN構造をテストするための優れたプローブになります。
隠された SU(N) ゲージ対称性の破れからの QCD アクシオン バブル
QCDアクシオンバブルは、初期宇宙における追加のペッセイクイン(PQ)対称性の破れにより形成される可能性があります。この論文では、インフレーション後の隠された$SU(N)_H$ゲージ相互作用によって破られたPQ対称性からのQCDアクシオンバブルの形成を調査し、それが複数の真空につながります。アクシオンは軽い質量を獲得し、別の真空に落ち着きます。QCDアクシオンバブルは、QCD相転移中に従来のQCDアクシオンが発生するときに形成されます。私たちのシナリオでは、大きな値$\sim2\pi/3$で振動し始めるQCDアクシオンは、$N=2$の高密度アクシオンバブルにつながる可能性があります。原始ブラックホール(PBH)やアクシオンミニクラスターなど、QCDアクシオンバブルの宇宙論的意味についても説明します。アクシオンスケール$f_a\sim\mathcal{O}(10^{16})\の場合、PBH質量は$\sim\mathcal{O}(5\times10^5)M_\odot$よりも大きいことがわかります。\rmGeV$.
インフレーション中に生成されるゲージ フィールドからの逆反応
この作業では、インフレーション中に生成されたゲージフィールドがバックグラウンドの進化に強い反作用を引き起こし、そのスペクトルとゲージフィールドの相関長に影響を与えるレジームの一般的な特徴を研究します。この目的で、純粋に運動論的または純粋に軸方向の結合モデルでのインフレ磁気発生の説明のために以前に提案された勾配拡張形式は、両方のタイプの結合が存在する場合に拡張されます。位置空間で定式化されているため、この方法では、物理的に関連するすべてのゲージフィールドモードの非線形進化を一度にキャプチャできるため、インフレーションバックグラウンドで生成されたゲージフィールドの逆反応を首尾一貫して考慮することができます。広範囲のインフレーション磁気発生モデルに適したこの拡張された勾配拡張形式を使用して、ゲージ場の重力への非最小結合を伴うスタロビンスキー$R^2$モデルの特定の一般化におけるゲージ場の生成を研究します。アインシュタインの枠組みでは、このモデルは、漸近的に平坦なインフレトンポテンシャルに加えて、時間とともに減少する非自明な形式の動的および軸結合関数も意味するため、スケール不変のゲージ場の生成に潜在的に適しています。または、赤に傾いたパワースペクトルですらあります。ただし、数値解析は、このモデルで興味深い範囲のパラメーターに対して不可避的に発生する逆反応がスペクトルの動作を大きく変更し、磁場に対して十分に大きな相関長を取得できないことを示しています。インフレトン速度の変化に対するゲージフィールドの応答の遅延によって引き起こされる、生成されたフィールドの振動挙動が明らかになりました。
銀河中性子星からの連続重力波：人口統計学、検出可能性および展望
| Title |
Continuous_gravitational_waves_from_Galactic_neutron_stars:_demography,_detectability_and_prospects |
| Authors |
Gianluca_Pagliaro,_Maria_Alessandra_Papa,_Jing_Ming,_Jianhui_Lian,_Daichi_Tsuna,_Claudia_Maraston_and_Daniel_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04714 |
「通常の」銀河中性子星からの連続的な重力信号の検出の見通しを研究します。いくつかのモデルに従って、星の残骸を時間とともに進化させることによって生成された合成人口を使用します。また、リサイクルされた中性子星の場合も簡単に扱います。連続重力波の全天探索によって設定された最新の制約を考慮し、それらを検出可能性の基準に使用します。現在および次世代の重力波検出器の検出の見通しについて説明します。楕円率が磁気変形のみによって引き起こされる中性子星は、第3世代の検出器でさえ、検出可能な信号を生成できないことがわかりました。現在検出可能な天体はすべて$B<10^{12}$Gであり、磁場と楕円率の間に強い相関関係を示しています。磁場が大きいほど、楕円率が大きくなります。私たちのモデルによると、アインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代の検出器は、現在の検出器よりも$\約$250も多くのソースを検出できるようになります。リサイクルされた中性子星からの連続波は、現在の検出器では検出しにくいままである可能性が高いですが、次世代の検出器では検出できるはずです。
IceCubeからの高エネルギーガンマ線バーストニュートリノに関する以前の研究は、ニュートリノと反ニュートリノ。ひも理論に触発された時空泡モデル内で、提案されたニュートリノ/反ニュートリノ伝搬特性をローレンツ不変性とCPT対称性の破れの両方で記述するアプローチを開発します。超光速~(反)ニュートリノの電子-陽電子ペア~($\nu\rightarrow\nuee^{+}$)の制動放射のしきい値解析を実行します。量子泡によって引き起こされるエネルギー違反により、そのような反応は十分に高いエネルギーで発生するように制限される可能性があり、運動学的に禁止される可能性さえあることがわかりました。真空$ee^{+}$ペア放出からのニュートリノLVに対する制約は、当然回避されます。今後の実験では、宇宙ニュートリノおよび/またはニュートリノの超光速のCPT違反をさらにテストすることが求められます。
