Chern-Simons 重力からのパリティ違反トライスペクトル
| Title |
Parity-Violating_Trispectrum_from_Chern-Simons_Gravity |
| Authors |
Cyril_Creque-Sarbinowski,_Stephon_Alexander,_Marc_Kamionkowski,_Oliver_Philcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04815 |
動的Chern-Simons(dCS)重力が原始スカラー摂動にパリティ違反信号を刻印することを示します。具体的には、タキオン不安定性のためにdCSが1つの重力子ヘリシティを増幅した後、2対のスカラー間の重力子媒介相関がパリティ奇数成分を発生させることがわかります。この相関、原始スカラートライスペクトルは、対応する曲率相関器に転送され、LSSとCMBの両方にインプリントされます。パリティ奇数ピースは、パリティ偶数ピースとほぼ同じ振幅を持ち、重力円偏極$\Pi_{\rmcirc}\sim\sqrt{\varepsilon}[H^2/(M_{\rmPl}f)]\leq1$、$\varepsilon$スローロールパラメーター、$H$インフレハッブルスケール、$f$dCS減衰定数、および純粋に循環的に飽和した上限-偏光グラビトン。また、崩壊極限では、2つのトライスペクトルの比率に重力子のスピンに関する直接的な情報が含まれていることもわかりました。標準的なインフレdCSを超えるモデルでは、例:複数のスカラー場または超光速のスカラー音速を持つものでは、トライスペクトルに大きな増強係数$F\gtrsim10^6$が存在する可能性があります。$N_{\rmmodes}$線形モードを含むLSS測量では、$\sim0.04\(n/3)(10^6/F)(10^6/N_{\rmのモード})^{1/2}$、テンソルとスカラーの比率$r$に対して、パリティが奇数の銀河トライスペクトルから。また、いくつかの分光測量と21cm測量も予測しています。この制約は、大規模な単一フィールドインフレーションパラメータの場合、LSSが非常に大きなdCS減衰定数$f\lesssim4\times10^9\{\rmGeV}(3/n)(F/10^6)\左(N_{\rmモード}/10^6\右)^{1/2}$.私たちの結果は、スピン交換を通じてパリティ奇数スカラー三スペクトルを生成する質量のない粒子の最初の例です。
宇宙論的原理を用いた最近の大規模な電波調査で見られる双極子非対称性の不一致
| Title |
Discordance_of_dipole_asymmetries_seen_in_recent_large_radio_surveys_with_the_Cosmological_Principle |
| Authors |
Ashok_K._Singal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05141 |
近年、数百万の源からなる活動銀河核(AGN)の大規模な電波調査が利用できるようになり、太陽系の特異な運動によって発生すると考えられる双極子の非対称性を調査できるようになりました。そのような双極子の調査は、CMB双極子のそれよりもはるかに大きな振幅(2倍から20倍)を過去にもたらしましたが、それらの推測された空の方向は、統計的な不確実性の範囲内で、CMB双極子の近くにあるようです。ここでは、最近の2つの大規模な電波サーベイ、190万のソースを含む超大型アレイスカイサーベイ(VLASS)で双極子の非対称性を調査します。これは超大型アレイを使用して3GHzで実行され、-40度decの北の空をカバーし、RapidASKAPです。210万のソースを含む連続測量(RACS)は、887.5MHzで実行され、南緯30度の空をカバーしています。VLASSおよびRACS調査から決定された双極子は、CMB双極子よりもそれぞれ約4倍および7倍、かなり大きいことがわかります。VLASSとRACSの双極子の方向は互いに大きく異なりますが、以前に決定された他の多数の双極子と共に、それらはすべてCMB双極子の周りのかなり狭い空の領域を指しているように見えます。$10^{-7}$未満になる確率はランダムであり、さまざまな双極子が何らかの形で関連していると主張しています。それにもかかわらず、CMBの速度を含む、派生した特異な速度の大きな違いは、必然的に単一の値である太陽系の特異な運動では説明できません。代わりに、それらの不一致な特異な速度は、異なる宇宙基準フレームが互いに相対的に動いていること、または宇宙スケールでの物質分布が均一でも等方性でもないことを示している可能性があり、どちらのシナリオも宇宙論的原理(CP)から期待されるものに違反しています。
赤方偏移 $\mathbf{\textit{z}\geq 4}$ での Lyman-$\alpha$ フォレスト パワー
スペクトルの大規模な増強の可能性のある証拠
| Title |
Possible_evidence_for_a_large-scale_enhancement_in_the_Lyman-$\alpha$_forest_power_spectrum_at_redshift_$\mathbf{\textit{z}\geq_4}$ |
| Authors |
Margherita_Molaro,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_James_S._Bolton,_Maggie_Lieu,_Laura_C._Keating,_Ewald_Puchwein,_Martin_G._Haehnelt,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05167 |
不均一な再イオン化は、赤方偏移$z\geq4$で大規模な1Dライマン$\alpha$フォレストパワースペクトルを強化します。これは、再イオン化後のガス温度の大規模な変動から生じる、イオン化された水素フラクションのコヒーレントな変動によるものであり、ガスが冷えるにつれて減衰します。したがって、これらの遺物のゆらぎを使用して、波数$\log_{10}(k/{\rmkm^{-1}\,s})\lesssim-1.5$でのパワースペクトルで不均一な再イオン化を制限することができます。ハイブリッド放射流体力学シミュレーションのSherwood-Relicsスイートを使用して、$4.0\leqz\leq4.6$で新しいLyman-$\alpha$フォレストパワースペクトル測定値の最初の分析を実行します。これらのデータは、波数$\log_{10}(k/{\rmkm^{-1}\,s})\simeq-3$まで拡張され、各波数の相対不確実性は$10$--$20$パーセントです置き場。私たちの分析は、空間的に均一な紫外背景で予想されるものを超える、大規模でのライマン-$\alpha$フォレストパワースペクトルの強化に対して$2.7\sigma$の優先度を返します。この大規模な増強は、不均一な再イオン化の兆候である可能性がありますが、これらのデータの統計的精度は、再イオン化後の遺物変動のロバストな検出を得るにはまだ十分ではありません。$\lesssim2.5$パーセントの相対不確実性を伴う将来のパワースペクトル測定値は、大規模なパワースペクトルの増強の明白な証拠を提供するはずであることを示します。
機械学習を使用して将来の重力波ミッションでハッブル パラメータを再構築する
| Title |
Reconstructing_the_Hubble_parameter_with_future_Gravitational_Wave_missions_using_Machine_Learning |
| Authors |
Purba_Mukherjee,_Rahul_Shah,_Arko_Bhaumik,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05169 |
ガウス過程(GP)のような機械学習アルゴリズムの見通しを、進化したレーザー干渉計宇宙アンテナ(eLISA)とアインシュタイン望遠鏡(ET)。ミッションごとに、さまざまな背景宇宙モデルを想定して、現実的に生成されたカタログを使用して、GPで$H(z)$のノンパラメトリック再構成を実行します。また、早期および後期の事前確率が再構成に与える影響、つまりハッブル定数($H_0$)に対する影響も考慮に入れます。私たちの分析は、研究中の特定のミッションの観測ウィンドウ内で宇宙の膨張履歴を再構築する際にGPが非常に堅牢であることを明らかにしています。さらに、eLISAとETの両方が$H(z)$と$H_0$を現在よりもはるかに高い精度で制約できることを確認し、各モデルのハッブル張力に対処する上での可能な役割を見つけます。ケースバイケース。
非ガウス性からの原始ブラック ホール等曲率モード
原始ブラックホール(PBH)は、初期宇宙の高密度領域で形成された可能性があるブラックホールです。局所型の非ガウス性が存在すると、PBH形成率に大規模な変動が生じる可能性があります。PBHが暗黒物質の無視できない部分を構成している場合、これらの変動は等曲率モードとして現れ、非ガウス性の振幅を制限するために使用できます。ピーク理論を含むように計算を拡張し、形成基準に圧縮$C$を利用して、$C$と曲率摂動$\zeta$の間の非線形性を説明することにより、以前の研究の結果を基に構築します。非ガウス性の二次モデルの場合、更新された計算により、以前に見つかったものと比較してほとんど変更されていない制約が得られますが、立方モデルの場合、制約は大幅に悪化します。DMがすべてPBHで構成されている場合、非ガウス性のパラメータは$-2.9\cdot10^{-4}<f<3.8\cdot10^{-4}$および$-1.5\cdot10^{-です。3}<g<1.9\cdot10^{-3}$はそれぞれ2次モデルと3次モデルの場合です。
SR 21 のディスク内の複数のリングと非対称構造
| Title |
Multiple_Rings_and_Asymmetric_Structures_in_the_Disk_of_SR_21 |
| Authors |
Yi_Yang,_Hauyu_Baobab_Liu,_Takayuki_Muto,_Jun_Hashimoto,_Ruobing_Dong,_Kazuhiro_Kanagawa,_Munetake_Momose,_Eiji_Akiyama,_Yasuhiro_Hasegawa,_Takashi_Tsukagoshi,_Mihoko_Konishi,_and_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05064 |
原始惑星系円盤で発見された三日月状の非対称ダスト構造は、ダストの集合体を示しています。したがって、それらの研究は、惑星形成プロセスを理解するのに役立ちます。ここでは、以前のサブミリ波観測で検出された非対称構造を持つ、おうし座T星SR21の周りの原始惑星系円盤のALMAデータを分析します。約0.$\arcsec$04の空間分解能でアルマバンド6(1.3mm)で撮影されたこの円盤は、2つのリングと3つの非対称構造で構成されており、非対称構造の2つが同じリングにあることがわかります。バンド6の画像と比較すると、バンド3(2.7mm)の画像も3つの非対称構造を示していますが、いくつかの塊があります。外輪の細長い非対称構造は、成長中の惑星の相互作用による可能性があります。バンド3とバンド6のダスト連続体データをフィッティングすることにより、ディスク内の最大ダストサイズの解の2つのブランチが提案されます。より長い波長での高解像度連続体観測と偏光観測は、縮退を打破するのに役立ちます。また、0.$\arcsec$25の星の南にあるVLT/SPHERE観測で以前に特定された顕著な渦巻きは、内部アークの散乱光対応物である可能性があり、その構造は本質的に塵を閉じ込める渦である.SR21で発見された特徴により、非対称構造の進化と惑星形成を研究するための良いターゲットとなっています。
2 つの超高速回転子 NEA の観測: 2021 NY$_1$ と 2022 AB
| Title |
Observations_of_two_super_fast_rotator_NEAs:_2021_NY$_1$_and_2022_AB |
| Authors |
J._Licandro,_M._Popescu,_E._Tatsumi,_M._R._Alarcon,_M._Serra-Ricart,_H._Medeiros,_D._Morate,_J._de_Leon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05099 |
2018年以来、カナリア諸島の天文台で複数の望遠鏡を使用する可視NEA観測調査(ViNOS)の枠組みの中で、2021NY$_1$と2022ABという2つの超高速回転子NEAを観測しました。両方のターゲットの測光と分光測光、および2022ABの可視分光を取得しました。2021年9月30日から10月16日までの4つの異なる夜に得られた2021NY$_1$の光度曲線は、回転周期$P=13.3449\pm0.0013$分、光度曲線の振幅$A=1.00$magを返します。2021NY$_1$は、軸比$a/b\ge3.6$の非常に細長い超高速回転体であることがわかりました。また、色$(g-r)=0.664\pm0.013$、$(r-i)=0.186\pm0.013$、$(i-z_s)=-0.117\pm0.012$magも報告しています。これらは、S型小惑星と互換性があります。2021年1月5日と8日に取得された2022ABの光度曲線は、自転周期$P=3.0304\pm0.0008$分、振幅$A=0.52$および$A=0.54$magを示しています。2022ABも軸比$a/b\ge1.6$の細長い天体です。得られた色は、$(g-r)=0.400\pm0.017$、$(r-i)=0.133\pm0.017$、および$(i-z_s)=0.093\pm0.016$です。これらの色はXタイプのものと似ていますが、異常に高い$(g-r)$値を持っています。2022年1月12日と1月14日に得られたスペクトルは、報告された色と一致しています。2022ABの0.4～0.6$\mum$領域にわたるスペクトルの上昇は、既知の小惑星の分類学的クラスまたは隕石のスペクトルと一致せず、その異常な表面特性を確認しています。
自由浮遊惑星と原始ブラックホールの原始星雲への捕獲
自由浮遊惑星と原始ブラックホールが、崩壊する原始星雲に取り込まれると考えられています。星の形成に至る急速な収縮の最終段階は、比較的短い$\sim10^5$年続きますが、この間、雲全体の質量($\simM_\odot$)。その結果、物体が収縮する雲に捕捉される確率は、すでに形成された惑星系に捕捉される確率に匹敵します。雲の崩壊を考慮すると、大きな半軸$a<10^3$auを持つ軌道で惑星が捕獲される確率は70%増加します。雲の中の捕獲は、太陽系で想定される第9惑星の広く傾いた軌道を説明することができます。同時に、原始ブラックホールが銀河のハローから収縮する雲に取り込まれる確率は非常に小さいです。
惑星科学における実験室ベースの単純な多層レオロジー モデルと均質なレオロジー モデルの同等性
| Title |
Equivalence_between_simple_multilayered_and_homogeneous_laboratory-based_rheological_models_in_planetary_science |
| Authors |
Yeva_Gevorgyan,_Isamu_Matsuyama_and_Clodoaldo_Ragazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05253 |
この研究の主な目的は、成層体の潮汐応答が均質体の潮汐応答に近似できる状況を調査することです。均質モデルのレオロジーが十分に複雑である限り、励起周波数の関数として潮汐エネルギーの同じ散逸を伴う、任意の多層体を均質体で近似できることを示します。さらに、前述の均質なレオロジーを特定の成層体に関連付ける簡単なレシピを提供します。これらの結果は、2度潮汐愛数と質係数の測定だけでは2つのモデルを互いに区別できないこと、および潮汐消散を推定するために多層惑星モデルの複雑さを必要としないという事実を強調しています。.
ずれている偏心連星の周りの 2 つの周連星の軌道安定性
$n$-bodyシミュレーションを使用して、質量が0でない2つの惑星からなる傾いた周連星系の安定性を調査します。惑星は最初は互いに同一平面上にある円軌道にあり、平らだが傾いた円周ガス円盤を形成し、円盤節の歳差運動期間よりもはるかに短い時間差で円盤から切り離されると予想されます。安定した複数の惑星周連星系のパラメーターを制約します。惑星-惑星と惑星-連星の相互作用の両方が複雑な惑星傾斜振動を引き起こし、一方または両方の惑星の軌道を不安定にする可能性があります。システムは、これらの2つの相互作用の間の相互作用のために、これらの個々の相互作用の影響が示唆するよりもかなり不安定です。システムの安定性は、連星の離心率、軌道の傾き、および2つの周連星の半長軸に敏感です。内惑星の長半径が$5\,a_{\rmb}$($a_{\rmb}$は連星系の長半径)の場合、外惑星が次の位置にある場合、系は一般的に安定しています。$\gtrsim8\,a_{\rmb}$、内惑星との2:1の平均運動共鳴を超えています。内惑星の長半径が大きい場合、システムは不安定になります。これは、フォン-ツァイペル-コザイ-リドフ機構が重要な役割を果たしているためです。不安定なケースの場合、最も可能性の高い結果は、1つの惑星が放出され、もう1つの惑星が非常に偏心した軌道に拘束されたままになることです。したがって、この不安定性が自由浮遊惑星を生成する効率的なメカニズムであることが示唆されます。
JWST による 30 Doradus の絶滅法則の赤外線への拡張
JWSTに搭載された近赤外線カメラ（NIRCam）で撮影された早期放出観測を使用して、大マゼラン雲の30ドール星形成領域での絶滅法則を測定し、それによってハッブル宇宙望遠鏡での以前の研究を赤外線に拡張します。赤い塊の星を使用して、赤くなるベクトルの方向を12のバンドで導き出し、この巨大な星形成領域における$0.3$から$4.7\,\mu$mまでの消滅法則を提示します。1$\mu$mよりも長い波長では、天の川の拡散した星間物質の2倍の全吸光と選択的消光の比率と、光学領域から赤外領域への相対勾配の変化が見られます。さらに、赤外線絶滅マップを導き出し、絶滅は30Dorの高度に埋め込まれた領域に密接に従うことを発見しました。
モンスターの目覚め: 若い中央電波銀河をホストする銀河団における AGN フィードバックの開始
| Title |
Waking_the_monster:_the_onset_of_AGN_feedback_in_galaxy_clusters_hosting_young_central_radio_galaxies |
| Authors |
Francesco_Ubertosi,_Myriam_Gitti,_Fabrizio_Brighenti,_Valeria_Olivares,_Ewan_O'Sullivan,_Gerrit_Schellenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04821 |
銀河団のフィードバックサイクルの調査は、歴史的に、フィードバックが進行中のシステム(「成熟フィードバック」クラスター)に対して実行されてきました。これは、中央の電波銀河が電波ローブを膨張させ、クラスター内媒体(ICM)を押しのけている場所です。このパイロット研究では、中央の新しく活動的な電波銀河(年齢$<10^{3}$年)がICMの熱力学的状態を変更する時間がまだない可能性がある「プレフィードバック」クラスターからの結果を提示します。そのような2つのシステムの$Chandra$とMUSE観測を分析し、高温ガスのエントロピーと冷却時間プロファイルを評価し、高温ガスの形態と運動学を特徴付けます。これら2つの発生源に関する探索的研究に基づいて、高温ガスはまだ加熱されていないICMに対する期待を満たしていることがわかりました。具体的には、中心から20kpc以内のプレフィードバッククラスターのエントロピーと冷却時間は、成熟フィードバッククラスターのエントロピーと冷却時間より$\sim$2倍低くなります。$\sim10^{44}-10^{45}$ergs$^{-1}$の推定機械力で、2つの若い電波銀河は数十Myrでエントロピーレベルを回復する可能性があると推測されます。これは、クラスター内の電波銀河のパワーバーストと寿命の典型的な値です。逆に、$\sim10^{4}$Kでのガスの性質は、2つのフィードバック段階の間で不変のままであるように見え、おそらく、暖かいガス貯留層が長期間にわたって蓄積することを示唆しています($10^{7}$-$10^{8}$yr)電波銀河の成長中。私たちが分析した2つのクラスター中心の若い電波銀河は、AGNフィードバックの開始を研究するための興味深いケースを提供すると結論付けていますが、他の同様のソースの調査は、結果を確認するために不可欠です。
$z \sim 2$ での ASTRID シミュレーションにおける 3 重および 4 重のブラック ホール
| Title |
Triple_and_Quadruple_Black_Holes_in_the_ASTRID_Simulation_at_$z_\sim_2$ |
| Authors |
Calvin_Hoffman,_Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Simeon_Bird,_Rupert_Croft,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04825 |
ASTRID宇宙流体力学シミュレーションを使用して、$z=2-3$での3重および4重の大質量ブラックホール(MBH)システムの特性と進化を調査します。これまでに検出されたMBHタプルシステムはほんの一握りです。ASTRIDでは、$M_{\rmBH}>10^7\,M_\odot$の$4\%$が$\Deltar_{\rmmax}<200\,{\rmkpc}のタプルにあることがわかります$.タプルシステムは、観測可能なAGNシステムの大部分が$\Deltar\sim50-100$kpcにある範囲の分離にまたがっています。それらには、最も大規模なBH(最大$10^{10}\,M_\odot$)がいくつか含まれていますが、$M_{\rmBH}\sim10^7\,M_\odot$のコンポーネントの少なくとも1つが含まれています。.タプルのホスト銀河は通常、$M_*\sim10^{10-11}\,M_\odot$の質量があります。$M_{\rmhalo}>10^{13}M_\odot$ホストMBHタプルを持つ$>10\%$大規模なハローが見つかりました。タプル内のMBH間の後続の相互作用に続いて、トリプレットの$\sim5\%$で、3つのMBHすべてがGyr内でマージされ、$15\%$が1つのマージを通過することがわかりました。これらのシステムの複雑なマルチギャラクシー相互作用の副産物として、最大$\sim5\%$のタプルがランナウェイMBHにつながることもわかりました。ASTRIDでは、事実上すべての超大質量ブラックホール($>10^{10}\,M_\odot$)がトリプルクェーサーフェーズを経ていますが、BHでは$M_{\rmBH}\sim10^9\,M_\odot$この分数は$50\%$に下がります。
フィードバックのないスターバーストによる宇宙の夜明けにおける大質量銀河の効率的な形成
| Title |
Efficient_Formation_of_Massive_Galaxies_at_Cosmic_Dawn_by_Feedback-Free_Starbursts |
| Authors |
Avishai_Dekel,_Kartick_S._Sarkar,_Yuval_Birnboim,_Nir_Mandelker,_Zhaozhou_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04827 |
JWSTの観測では、$z\sim10$で驚くほど過剰な明るい銀河があることが明らかになりました。これは、その後のフィードバックによる星形成の抑制とは異なり、降着したガスが効率的に星に変換されることと一致しています。この時代の高密度と低金属量は、最も大規模な暗黒物質のハローでの高い星形成効率を保証することを示しています。フィードバックのないスターバースト(FFB)は、自由落下時間が$\sim1$Myrよりも短い場合に発生します。これは、特性密度$\sim3\times10^3$cm$^{-3}$に対応します。匹敵する閾値密度は、自由落下時間内に星形成温度まで冷却できるようにすることにより、スターバーストを可能にします。$z\sim10$の$\sim10^{11}M_\odot$ハロー内の銀河は、FFB密度を持つと予想されます。ハロー塊は、ハロー交差時間$\sim80$Myrで冷たい流れによる効率的なガス供給を可能にします。FFBは、円盤または殻を回転させている銀河内の$\sim10^{4-7.5}M_\odot$のクラスターで、降着したすべてのガスを徐々に星に変えます。スターバーストの雲は、以前の星からのフィードバックから保護されています。密度が$10^{3-4}$cm$^{-3}$である赤方偏移とハロー質量のしきい値を超えると、高い星形成効率が予測されます。$\sim10^{10.8}M_\odot$の$z\sim10$ハローは、SFR$\sim65M_\odot$yrで$\sim10^{10}M_\odot$の銀河をホストすると予測されています$^{-1}$およびサブkpcサイズ。金属量は$\leq0.1Z_\odot$で、ガス、塵、流出物、および銀河周辺の高温ガスはほとんどなく、上部に重いIMFを可能にしますが、それを必要としません。何千もの若い銀河団を持つコンパクトな銀河のFFB後の進化は、その後のブラックホールの成長と球状星団に影響を与える可能性があります.
軌道サポートとバー (肩) のフラット プロファイルの進化
| Title |
Orbital_support_and_evolution_of_flat_profiles_of_bars_(shoulders) |
| Authors |
Leandro_Beraldo_e_Silva,_Victor_P._Debattista,_Stuart_R._Anderson,_Monica_Valluri,_Peter_Erwin,_Kathryne_J._Daniel,_Nathan_Deg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04828 |
多くの棒銀河は、棒の長軸の密度プロファイルに上向き(肩)を示します。シミュレーション研究は、肩がループしたx1軌道によってサポートされ、成長するバーに存在し、バーの座屈後に現れる可能性があることを示唆しています。ここでは、シミュレーションで軌道の周波数解析を介して肩の軌道サポートと進化を調査します。ループ軌道は肩にとって重要であり、垂直方向に太くなった後も、それほど重要ではないことを確認しています.内側リンドブラッド共鳴(ILR)でループ状の軌道が見られることを示します。垂直周波数と放射周波数の典型的な比率は$1\lesssim\Omega_z/\Omega_R\lesssim3/2$($\textit{warm}$ILR)です。$\textit{Cool}$ILR軌道($\Omega_z/\Omega_R>3/2$のもの)は、垂直方向に薄く、ループを持たないため、肩への寄与は無視できます。経年的にまたは座屈によってバーが遅くなり厚くなると、暖かいILR軌道に移ります。さらに厚くなると、これらの軌道は$\Omega_z/\Omega_R=1$で垂直ILR(vILR)に向かって運ばれ、そこで面内運動が垂直運動に変換され、カオスになり、運動学的に熱くなり、肩のサポートが少なくなります。vILRによるこの加熱のため、永続的な肩には、成長するバーの必要性と一致して、新しい軌道をトラップするためのバーが必要です。座屈は暖かいILR軌道での星の捕捉を加速するため、シミュレーションで見られるように、その後に肩の形成が続く可能性があります。この進化の順序は、肩の形成がBPバルジの出現に先行する可能性が高いという最近の観察結果を裏付けています。周波数分析に使用するPythonモジュール$\texttt{naif}$は公開されています。
ターゲットからの輝線の詳細な研究
| Title |
Bright_Extragalactic_ALMA_Redshift_Survey_(BEARS)_III:_Detailed_study_of_emission_lines_from_71_Herschel_targets |
| Authors |
M._Hagimoto,_T._J._L._C._Bakx,_S._Serjeant,_G._J._Bendo,_S._A._Urquhart,_S._Eales,_K._C._Harrington,_Y._Tamura,_H._Umehata,_S._Berta,_A._R._Cooray,_P._Cox,_G._De_Zotti,_M._D._Lehnert,_D._A._Riechers,_D._Scott,_P._Temi,_P._P._van_der_Werf,_C._Yang,_A._Amvrosiadis,_P._M._Andreani,_A._J._Baker,_A._Beelen,_E._Borsato,_V._Buat,_K._M._Butler,_H._Dannerbauer,_L._Dunne,_S._Dye,_A._F._M._Enia,_L._Fan,_R._Gavazzi,_J._Gonzalez-Nuevo,_A._I._Harris,_C._N._Herrera,_D._H._Hughes,_D._Ismail,_R._J._Ivison,_B._Jones,_K._Kohno,_M._Krips,_G._Lagache,_L._Marchetti,_M._Massardi,_H._Messias,_M._Negrello,_R._Neri,_A._Omont,_I._Perez-Fournon,_C._Sedgwick,_M._W._L._Smith,_F._Stanley,_A._Verma,_C._Vlahakis,_B._Ward,_C._Weiner,_A._Weiss,_A._J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04830 |
AtacamaLargeMillimetre/submillimetreArrayによって検出された、赤方偏移1.4から4.6の間の71個の明るいHerschel選択銀河の分子輝線および原子輝線を分析します。これらのラインには、合計156のCO、[CI]、およびH2O輝線が含まれます。46個の銀河について、COラインの2つの遷移を検出し、これらの銀河について、他のダスト星形成銀河(DSFG)サンプルと同様のガス特性を見つけました。光解離モデルと比較すると、ハーシェルが選択した銀河のほとんどは、通常の星形成銀河よりもガス密度が高く、遠紫外放射場が強いものの、局所赤外発光銀河や高赤方偏移DSFGと同様の星間媒体条件を持っていることが示唆されています。.線の光度は5桁にわたる光度スケーリング関係と一致しますが、星形成とガス表面密度分布(つまり、シュミット-ケニカットの関係)は、私たちの銀河(および他のDSFG)の星形成段階が銀河と比較して異なることを示唆しています。局所的および低赤方偏移のガスに富む、通常の星形成システム。これらの銀河のガスと塵の比率は天の川銀河の値に似ており、明らかな赤方偏移の進化はありません。46のソースのうち4つは、予想される最大(熱化)プロファイルを超えるCOライン比率を持っているようであり、DSFGの進化におけるまれな段階を示唆しています。最後に、以前のスタッキング実験に沿って、HCNとCHからのかすかな遷移を明らかにする広いレストフレーム周波数(220～890GHz)にわたって深いスタックスペクトルを作成します。
単純化された星形成と銀河の化学進化の歴史としてのフル スペクトル フィッティングからの年齢分割された平均星集団: 方法論と信頼性
| Title |
Age-Divided_Mean_Stellar_Populations_from_Full_Spectrum_Fitting_as_the_Simplified_Star_Formation_and_Chemical_Evolution_History_of_a_Galaxy:_Methodology_and_Reliability |
| Authors |
Joon_Hyeop_Lee,_Mina_Pak,_Hyunjin_Jeong,_Sree_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04954 |
銀河の星形成と化学進化の歴史を調査するための実用的な方法論を紹介します:フルスペクトルフィッティングからの年齢分割された平均星集団(ADP)。この方法では、銀河内の若い星と古い星の構成要素の質量加重平均星集団と質量分率(f_mass)を別々に推定し、年齢カット(この例では10^9.5yr~3.2Gyrを選択)で分割します。紙）。ADPの統計的信頼性を調べるために、10,000の人工銀河スペクトルを生成します。各スペクトルは、5つのランダムな単純な恒星集団コンポーネントで構成されます。PenalizedPiXel-Fitting(pPXF)パッケージを使用して、波長の関数としてノイズを含む人工スペクトルへのフルスペクトルフィッティングを実行し、シドニー-オーストラリア天文台多天体積分場分光器(SAMI)銀河の実際のノイズを模倣します。その結果、年齢と金属量の\Delta(=出力-入力)は、信号対雑音比(S/N)だけでなく、若い成分と古い成分の光度の割合(f_lum)にも大きく依存するように見えます。特定のS/Nとf_lumでは、若いコンポーネントの\Deltaは古いコンポーネントの\Deltaよりも大きくなる傾向があります。たとえば、\sigma(\Delta[M/H])~0.40対S/N=30およびf_lum=50%での0.23。年齢-金属性の縮退は重要ではないように見えますが、\Deltalog(age/yr)は、若い恒星成分(R~0.6)の\Deltaf_massと明らかな相関関係を示しています。塵の減衰と輝線の影響は、ほとんど重要ではないようです。この方法論を銀河の形成史の分光学的研究にどのように適用できるかについて、SAMI銀河のいくつかの例を挙げて説明します。
若い超新星残骸 N132D の赤外線噴出物と冷たい塵
| Title |
Infrared_Ejecta_and_Cold_Dust_in_the_Young_Supernova_Remnant_N132D |
| Authors |
Jeonghee_Rho,_Aravind_P._Ravi,_Jonathan_D._Slavin,_and_Heechan_Cha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04966 |
LMC内の若い超新星残骸(SNR)N132Dのスピッツァー、WISE、およびハーシェルによる観測を提示します。これには、3～40ミクロンのスピッツァーIRSマッピング、12ミクロンのWISE、および70、100、160、250、350、および500ミクロンのハーシェル画像が含まれます。.12.8ミクロンの[NeII]、15.5ミクロンの[NeIII]、および[OIV]26ミクロンの高速線は、中央リングに集中した赤外線噴出物を明らかにし、光学およびX線噴出物と一致します。ハーシェルの画像は、中央の噴出物と一致する遠赤外線放射を明らかにしています。これは、赤外線放射が新たに形成された、SN噴出物内の冷たい塵であることを示唆しています。赤外線スペクトルは、NeとO線を持つ1E0102の別の若いSNRのものと非常によく似ています。Neイジェクタ放出の衝撃モデルは、衝撃後の光電離領域で300～600Kのガス温度と1000～20,000cm^{-3}の範囲の密度を示唆しています。噴出物からのIR連続体は、18ミクロンのピークのダストの特徴を示しています。IRSダスト連続体とHerschelフォトメトリーへのスペクトルフィッティングを実行しました。中央の噴出物に関連するダストの質量は1.25+-0.65Msunですが、18ミクロンのダストの特徴にはフォルステライト粒子が必要です。N132Dの中央噴出物領域のダスト質量は、他の若いSNRのダスト質量よりも高く、これは、より高い前駆体質量に関連している可能性があります。N132Dの噴出物におけるダストの生産性について議論し、宇宙初期のダストに対するもっともらしい意味を推測します。
レンズ効果のある $z=2.3$ の塵の星形成銀河 $El~Anzuelo$ の $JWST$/NIRCam
の色の勾配は、中央の塵の減衰または裏返しの銀河の成長によるものですか?
| Title |
Are_$JWST$/NIRCam_color_gradients_in_the_lensed_$z=2.3$_dusty_star-forming_galaxy_$El~Anzuelo$_due_to_central_dust_attenuation_or_inside-out_galaxy_growth? |
| Authors |
Patrick_S._Kamieneski,_Brenda_L._Frye,_Massimo_Pascale,_Seth_H._Cohen,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Min_S._Yun,_Cheng_Cheng,_Jake_S._Summers,_Timothy_Carleton,_Kevin_C._Harrington,_Jose_M._Diego,_Haojing_Yan,_Anton_M._Koekemoer,_Christopher_N._A._Willmer,_Andreea_Petric,_Lukas_J._Furtak,_Nicholas_Foo,_Christopher_J._Conselice,_Dan_Coe,_Simon_P._Driver,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Aaron_S._G._Robotham,_Russell_E._Ryan,_Scott_Tompkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05054 |
遠方の銀河の質量と光の比の勾配は、それらのサイズとコンパクトさを特徴付ける私たちの能力を妨げます。$JWST$のNIRCamの長波長フィルターは、大きな進歩をもたらします。宇宙の正午($z\sim2$)の銀河の場合、この体制は、若い星への偏りが少なく、銀河の恒星集団の大部分からの放射を捉える近赤外線の静止フレームに対応します。$El~Gordo$星団($z=0.87$)の背後の$z=2.3$に位置する、$El~Anzuelo$("フィッシュフック")部分的なアインシュタインリングの形態の後。FUV-NIRSEDは、固有の星形成率が$81^{+7}_{-2}~M_\odot~{\rmyr}^{-1}$であり、塵の減衰が$A_V\approx1.6$であることを示唆しています。星形成主系列の他のDSFGと一線を画します。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray、$Hubble$からの遠紫外線から光学光、および$JWST$/NIRCamの8つのフィルターを使用した近赤外線イメージングによって画像化されたダストのソース平面構造を再構築するためのパラメトリックレンズモデルを開発します。、再電離とレンズ科学のためのプライム銀河系外領域（PEARLS）プログラムの一環として。推定された銀河の中心が周辺よりも赤い明確な色のグラデーションにもかかわらず、光源面の半光半径は$\sim1-4.5~\mu$mで驚くほど一致しています。これは、減衰の放射状に減少する勾配と、UV発光コンポーネントとIR発光コンポーネント間の実質的な空間オフセットの両方の結果であると解釈します。SEDの空間分解は、内部キロパーセクで適度に抑制された星形成を明らかにしており、インサイドアウトクエンチングの初期段階を目の当たりにしていることを示唆しています。
中性水素速度分散を使用した暗黒物質ハローの扁平率の推定
| Title |
Estimating_the_Oblateness_Of_Dark_Matter_Halos_Using_Neutral_Hydrogen_Velocity_Dispersion |
| Authors |
Mousumi_Das,_Roger_Ianjamasimanana,_Stacy_S._McGaugh,_James_Schombert,_K.S.Dwarakanath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05104 |
ガスが豊富な正面向きの円盤銀河のサンプルの暗黒物質のハローの偏角パラメーターqを導出します。ハローの形状は3軸ですが、円盤面の軸(aとb)は等しいと仮定したため、q=c/aはハローの平坦化を測定します。積み重ねられたHI輝線とディスク表面密度から導出されたHI速度分散を使用して、ディスクポテンシャルとR25および1.5R25半径でのハロー形状を決定しました。このモデルを20個の近くの銀河に適用しました。そのうち6個はM(stellar)>10^10太陽質量を持つ大きな円盤銀河、8個は中程度の星質量、6個は表面輝度の低い矮小銀河です。私たちの最も重要な結果は、M(ガス)/M(バリオン)>0.5を持つガスに富む銀河は扁球ハロー(q<0.55)を持っているのに対し、恒星優勢銀河はNGC4190で0.21+-0.07の範囲のq値の範囲を持っているということです。NGC5194で1.27+-0.61に。私たちの結果はまた、星の質量とハロー偏平度qの間に正の相関関係があることを示唆しています。これは、大質量の恒星円盤を持つ銀河では、球状またはわずかに長形のハローを持つ確率が高いのに対し、低質量の銀河では偏平ハロー(q<0.55)を持つことを示しています。）。
候補化石グループの最も明るい中央銀河のUNIONSビュー
| Title |
A_UNIONS_view_of_the_brightest_central_galaxies_of_candidate_fossil_groups |
| Authors |
Aline_Chu,_F._Durret,_A._Ellien,_F._Sarron,_C._Adami,_I._Marquez,_N._Martinet,_T._de_Boer,_K._C._Chambers,_J.-C._Cuillandre,_S._Gwyn,_E._A._Magnier,_A._W._McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05146 |
化石グループ(FGs)の形成過程はまだ議論中であり、そのようなオブジェクトの大規模なサンプルはまだ行方不明です。この論文の目的は、既知のFGのサンプルを増やし、それらの最も明るい銀河群(BGG)の特性を分析し、非FGBGGの対照サンプルと比較することです。ハローと銀河のTinker分光カタログに基づいて、87個のFGと100個の非FG候補を抽出します。uおよびrバンドのUNIONS、および/またはすべての低表面輝度機能（rLSB）を保持するために処理された追加のrバンドでデータを使用できるすべてのオブジェクトについて、BGGとGALFITの2Dフォトメトリックフィットを1つ作成しましたまたは2つのSersicコンポーネントを使用し、クラスター内の光の寄与を差し引くとBGGプロパティがどのように変更されるかを分析しました。65個のFGと82個の非FGのBGGで利用可能なSDSSスペクトルから、Fireflyを使用してそれらの恒星集団の特性を抽出しました。また、AGNを持つ近くのFG、NGC4104の輝線の起源も調査しました。1つのSersicプロファイルは、uバンドのほとんどのオブジェクトに適合しますが、rおよびrLSBバンドでは、FGと非FGの両方で2つのSersicが必要です。非FGBGGはより広い範囲のSersicインデックスをカバーします。FGBGGは、Chuらによって約1,000個の最も明るい銀河団(BCG)に対して導出されたKormendy関係に従います。（2022）一方、非FGBGGはほとんどこの関係の下に位置しており、FGBGGはBCGと同様に進化したが、非FGBGGは異なる進化を遂げたことを示唆しています。上記のプロパティは、クラスター内の光の寄与を差し引くことで大幅に変更できます。FGBGGと非FGBGGの恒星集団には大きな違いはありません。私たちの結果は、FGBGGと非FGBGGが異なる形成履歴を持っていることを示唆していますが、星の個体群や大規模な分布の違いを追跡することはできません。
SiO 酸化のメカニズム: ダスト形成への影響
| Title |
Mechanisms_of_SiO_oxidation:_Implications_for_dust_formation |
| Authors |
Stefan_Andersson,_David_Gobrecht,_Rosendo_Valero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05184 |
SiO分子の反応は、死にかけている(AGB)星の周りの流出でケイ酸塩ダスト粒子の効率的な形成を開始すると仮定されています。OHラジカルとH$_2$O分子の両方がこれらの環境に存在する可能性があり、それらのSiOおよび最小のSiOクラスターSi$_2$O$_2$との反応は、最終的なダスト形成の効率に影響を与えます。SiO、Si$_2$O$_2$およびSi$_2$O$_3$の気相酸化およびクラスター化反応の速度係数は、密度汎関数理論計算に基づくマスター方程式計算を使用して計算されています。計算は、OHを含む反応が速いことを示しています。H$_2$Oが関与する反応は酸化への効率的な経路ではありませんが、適切な条件下ではヒドロキシル化種につながる可能性があります。Si$_2$O$_2$とH$_2$Oの反応は、Si$_2$O$_3$を効率的に生成することが示唆されているが、以前考えられていたほど効率的ではない。H$_2$O分子が解離してOHラジカルを形成すると、SiOの酸化と粉塵の形成が促進される可能性があります。提案された反応スキームを使用した酸素に富む星周環境の動力学シミュレーションは、典型的な条件下では少量のSiO$_2$とSi$_2$O$_2$のみが形成され、シリコンの大部分は分子SiOのままであることを示唆している。
星形成領域における宇宙線電離の起源について
過去数年間で特に刺激的な結果が得られた分野は、宇宙線と星間物質との相互作用の研究です。星の形成が起こるためには、ガスと塵は、重力が熱圧に打ち勝つのに十分なほど低温である必要があり、電離率は、ガスと銀河磁場の間の実質的なデカップリングを可能にするのに十分低くなければなりません。視覚的消光が3～4等級になるとすぐに、星間放射場からの紫外線光子束が完全に消光されるため、イオン化と加熱の唯一の源は低エネルギー宇宙線によって提供されます。宇宙線の銀河系および局所的な起源と、それらが中程度のイオン化に及ぼす影響に簡単に焦点を当てます。
巨大分子雲 G148.24+00.41 の地球規模のダスト特性とクラスター形成の可能性を探る
| Title |
Probing_the_Global_Dust_Properties_and_Cluster_Formation_Potential_of_the_Giant_Molecular_Cloud_G148.24+00.41 |
| Authors |
Vineet_Rawat,_M._R._Samal,_D._L._Walker,_A._Zavagno,_A._Tej,_G._Marton,_D.K._Ojha,_Davide_Elia,_W.P._Chen,_J._Jose,_and_C_Eswaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05449 |
約$10^5$M$_\odot$よりも大きな雲は、大規模なクラスター形成の潜在的なサイトです。進化の初期段階でこのような雲の特性を研究することは、さまざまなクラスター形成プロセスをテストする機会を提供します。CO、Herschel、およびUKIDSSの観測を利用して、そのような雲の1つ、G148.24+00.41を調べます。私たちの結果は、雲が高質量($\sim$$1.1\times10^5$M$_\odot$)、低ダスト温度($\sim$14.5K)、ほぼ円形(射影半径$\sim$)であることを示しています。26pc)であり、$\sim18$%の高密度ガス分率と、$\sim-1.5$のべき乗指数を持つ密度プロファイルで重力的に束縛されています。その特性を近くの分子雲の特性と比較すると、G148.24+00.41は、質量、サイズ、高密度ガス分率の点でOrion-A分子雲に匹敵することがわかります。私たちの分析から、雲の中心部は活発に原始星を形成しており、Q値$\sim$0.66で適度にフラクタルであることがわかりました。また、質量分離の程度が($\Lambda_{MSR})\approx3.2$である、クラウド内のグローバルな質量分離の証拠も見つかりました。これらの結果を、雲の構造とコンパクトさ、埋め込まれた星の人口の空間的および時間的分布、および大質量クラスター形成のコンテキストでのコールドダスト分布との相関とともに説明します。私たちの結果を星団形成のモデルと比較すると、この雲は、動的な階層崩壊とガスと出演者。
電波銀河 Pictor A の多波長研究: 遠紫外線における西側ホットスポットの検出と高エネルギー放射の起源の可能性
| Title |
Multiwavelength_study_of_radio_galaxy_Pictor_A:_detection_of_western_hotspot_in_far-UV_and_possible_origin_of_high_energy_emissions |
| Authors |
Sanna_Gulati,_Debbijoy_Bhattacharya,_M._C._Ramadevi,_C._S._Stalin,_and_P._Sreekumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04941 |
ピクターAの核と西側ホットスポットの包括的な研究は、AstroSat観測、13年間のFermi、アーカイブされたSwift観測、および他の公開データを使用して実施されます。AstroSat-UVITからの観測を使用して、遠紫外帯域でのPictorAの西側ホットスポットの最初の検出を報告します。西部ホットスポットの広帯域SEDは、X線放出が拡散領域に埋め込まれた下部構造のシンクロトロン放出プロセスによって引き起こされるマルチゾーン放出シナリオによって説明されますが、無線から光への放出はシンクロトロン放出プロセスによって引き起こされます。拡散領域。IRバンドの超過は見られず、X線放射を考慮するために追加のゾーン(2ゾーンを超える)は必要ありません。私たちの広帯域スペクトル時間研究と、ピクトルAのコアとホットスポットの関連モデリングは、(a)ガンマ線はホットスポットからではなく、核ジェットに由来することを示唆しています(b)ピクトルAのコアからのX線放出は、以前に報告されたディスク起源ではなく、核ジェット起源を持っています。
ブラックホールX線連星における様々な遷移光度に対する移流優位の降着流
観測的には、ブラックホールX線連星(BH-XRB)では、2つの主要なスペクトル状態、つまり、低/ハード状態と高/ソフト状態が識別されます。一方、2つの状態の間の遷移が頻繁に観察されます。この論文では、移流優勢降着流(ADAF)の自己相似解の枠組みで遷移光度を再調査します。具体的には、それぞれ異なる半径$r$に対するADAFの臨界質量降着率$\dotm_{\rmcrit}$を検索します。$\dotm_{\rmcrit}$は、$r$の減少とともに減少することがわかります。BH質量$m$、磁気パラメーター$\beta$、および粘度パラメーター$\alpha$の効果をテストすることにより、$\dotm_{\rmcrit}-r$関係。ハードからソフトへの遷移率$\dotm_{\rmtr:H\rightarrowS}$として、最小の$\dotm_{\rmcrit}$(ほぼ最も内側の安定した円軌道)を定義します。BHは低/ハード状態から高/ソフト状態に徐々に遷移し、$30$シュヴァルツシルト半径で$\dotm_{\rmcrit}$をソフトからハードへの遷移率$\dotm_{\rmtr:S\rightarrowH}$、その下では、BHは高/ソフト状態から低/ハード状態に徐々に移行します。$\dotm_{\rmtr:H\rightarrowS}$と$\dotm_{\rmtr:S\rightarrowH}$のフィッティング式をそれぞれ$\alpha$の関数として導出します。観測値と比較すると、$\alpha$の平均値は、ハードからソフトへの遷移とソフトからハードへの遷移でそれぞれ$\alpha\sim0.85$と$\alpha\sim0.33$であることがわかります。これは、状態遷移中のヒステリシス効果を説明するために$\alpha$の2つのクラスが必要であることを示しています。最後に、このような制約された$\alpha$は、BH-XRBの降着物理をさらに調査するための貴重な手がかりを提供する可能性があると主張します。
中性子星(NS)は暗黒物質(DM)を拘束するために使用できます。これは、NSが十分な量のDM粒子を捕獲し、チャンドラセカール限界を超えた場合、ブラックホール(BH)に変化する可能性があるためです。以前の研究を拡張し、個々のNSの銀河運動を初めて考慮に入れました。これにより、捕獲されたDMの量が1～2桁も変化します。この解析を天の川銀河の414個のNSに体系的に適用し、DM粒子の質量と核子との相互作用を同時に制約します。最も厳密な境界は少数のNSによって配置され、銀河運動を考慮すると境界がより強くなることがわかります。観測されたNSの生存率は、質量が$100\、{\rmMeV}$から$10^3\,{\rmGeV}$.特に$10\,{\rmGeV}$付近の質量の場合、断面積の制約は$\sigma_{nX}\lesssim10^{-49}\,{\rmcm}^2$と同じくらい厳しくなります。
複数の電波銀河による化石電波電子の濃縮のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_enrichment_of_fossil_radio_electrons_by_multiple_radio_galaxies |
| Authors |
F._Vazza,_D._Wittor,_M._Brueggen,_G._Brunetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05124 |
{5つの電波銀河によって銀河団内媒体に注入された相対論的電子の進化をシミュレートします。ラグランジュ法と数値法を組み合わせてモデル化することで、$\sim5$Gyr期間にわたる注入された電波プラズマの空間輸送と放出特性、および電子が経験する一連の冷却と再加速イベントを研究します。相対論的電子の運動量スペクトルの進化。衝撃波によって注入された電子と比較すると、私たちのテストで電波銀河(ここでは単一の注入イベントに限定)によって注入された電子は、化石電子で必要とされる$\sim\rm~Mpc$サイズの大きな電波遺物に燃料を供給することができません。現在の理論モデルではなく、以前に他の衝撃によってシードされた電子がこれを行うことができます。一方、電波銀河からのシーディングとプラズマ摂動による再加速イベントの組み合わせは、電波銀河の近く($\leq100-200$kpc)で検出可能な小規模なフィラメント状の放射を生成することができます。
謎の超新星残骸 W49B の熱核爆発前駆体を伴う共通エンベロープジェット超新星
| Title |
Common_envelope_jets_supernova_with_thermonuclear_outburst_progenitor_for_the_enigmatic_supernova_remnant_W49B |
| Authors |
Aldana_Grichener_and_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05258 |
超新星残骸(SNR)W49Bへの共通エンベロープジェット超新星(CEJSN)の起源を提案します。ここでジェットは崩壊してブラックホール(BH)になった中性子星(NS)によって発射され、崩壊した赤色超巨星の熱核爆発(RGSの)コアが動力を与え、噴出物を形作りました。ジェットは、W49Bの非常に非球状の形態と、その高い鉄存在量への熱核爆発を説明しています。CEJSNeは、NSまたはBHが赤色超巨星の内部を周回し、そのエンベロープから、次にコアから質量を降着する際に、NSまたはBHが発射するジェットによって駆動される暴力的なイベントです。CEJSNプロセスは、NS/BHがコアに入り、コア内で共通エンベロープ進化(CEE)を形成する場合、またはNS/BHがコアを潮流で破壊する場合のいずれかに分類されます。後者の場合、コア物質はNSの周りに降着円盤を形成し、熱核爆発を経験する可能性があり、ジェットと熱核燃焼の両方によって動力を与えられるエネルギーイベントにつながります。このシナリオを熱核CEJSNと呼びます。NSでこのシナリオにつながるコアの最大質量は$2M_{\rm\odot}\lesssimM_{\rmcore}\lesssim3.5M_{\rm\odot}$であることがわかります。NSによるコアの潮汐破壊を通過するCEJSNのイベント率は、1000コア崩壊超新星あたり5であると推定されます。
MAXI J1348-630 のリフレア]{2019 年のリフレア中の MAXI J1348-630 におけるディスクとコロナの進化:
NICER および Insight-HXMT ビュー
| Title |
Reflare_in_MAXI_J1348-630]{Evolution_of_disc_and_corona_in_MAXI_J1348-630_during_the_2019_reflare:_NICER_and_Insight-HXMT_view |
| Authors |
Xiaohang_Dai,_Lingda_Kong,_Qingcui_Bu,_Andrea_Santangelo,_Shu_Zhang,_Long_Ji,_Shuangnan_Zhang,_Emre_Seyit_Yorgancioglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05290 |
この作業では、\textit{NICER}および\textit{Insight}-HXMT観測を使用して、最初のリフレア全体にわたるソースの広帯域スペクトルとタイミングの進化の研究を提示します。これは、主要なバーストの約4か月後に発生しました。私たちの調査結果は、再フレアの間、臨界光度$L_{\rmcrit}\sim2.5\times10^{36}$(D/2.2kpc)$^{2}$ergs$^{-1}未満であることを示唆しています。$、コロナのスケールは半径方向に縮小しますが、ディスクの内半径は大きく変化しません。ただし、光源が臨界光度を超えると、ディスクの内側半径が内側に移動し始めます。光度が低い場合、降着速度の増加は、特定の光度以上で発生する角運動量の移動なしに、降着円盤の内側ゾーンを加熱するだけであると結論付けています。
ブラックホール大質量X線連星の急速な集団合成：連星の進化への影響
| Title |
Rapid_population_synthesis_of_black-hole_high-mass_X-ray_binaries:_implications_for_binary_stellar_evolution |
| Authors |
Isobel_M._Romero-Shaw,_Ryosuke_Hirai,_Arash_Bahramian,_Reinhold_Willcox,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05375 |
ブラックホール(BHHMXBs)を含む風力高質量X線連星の形成を調査する連星集団合成研究を実施します。大質量連星の複数の集団を進化させ、BH-HMXB形成速度、質量、スピン、および分離を検討します。シグナスX-1に似た系は、ブラックホールの主系列前駆体からの安定したケースA物質移動(MT)の後に形成される可能性が高いことがわかります。非降着物質からの軌道角運動量の損失。さらに、BH-HMXBの形成は、ケースAMTの新しい単純な治療法に依存しており、これにより、ドナーは、従来の迅速な集団合成手順と比較して、より大きなコア質量を保持できます。太陽の金属量では、私たちの優先モデルは、観測と一致して、今日の銀河で$\mathcal{O}(1)$観測可能なBH-HMXBを生成します。このシミュレーションでは、$8\%$のBH-HMXBが、ハッブル時間内に連星ブラックホールまたは中性子星とブラックホールの連星として合体します。BH-HMXBフェーズを介して進化するコンパクト天体の合体は、重力波観測から推測される合体率に$\gtrsim20$~Gpc$^{-3}$~yr$^{-1}$寄与する可能性があります。また、MTの効率は、ケースAのMTよりも安定したケースBのMTの方が高いことも示唆しています。
ブラック ホール X 線バイナリ 4U 1630-47 の IXPE および NICER ビュー: 熱状態での偏光放射の最初の重要な検出
| Title |
IXPE_and_NICER_view_of_Black_hole_X-ray_binary_4U_1630-47:_First_significant_detection_of_polarized_emission_in_thermal_state |
| Authors |
Ankur_Kushwaha,_Kiran_M._Jayasurya,_Vivek_K._Agrawal,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05462 |
IXPEおよびNICER観測による、2022ドルの爆発中のブラックホールX線連星4U1630-47ドルの詳細な分光偏光研究を提示します。発生源は、両方のNICERからも$6.69\pm0.01$keVと$6.97\pm0.01$keVの吸収特性を明確に検出して、ディスクが優勢な熱状態(kT$_{in}\approx1.4$keV)で観測されます。IXPEスペクトルとして、ディスクと風の結合を示している可能性があります。$2-8のエネルギー範囲で有意な偏光度(PD)$=8.33\pm0.17\%$および偏光角(PA)$=17.78^{\circ}\pm0.60^{\circ}$$keVはIXPEで測定されます。PDはエネルギーの増加関数であることがわかりますが、PAはエネルギー範囲内でほぼ同じままです。$0.5-12$keVの範囲のNICERからの同時エネルギースペクトルは、スペクトル特性を研究するためにモデル化されます。さらに、ブラックホールのスピンパラメーターは、分光偏光データを使用してa$_{\ast}=0.927\pm0.001\,(1\sigma)$として推定され、NICER観測によって裏付けられています。最後に、調査結果の意味について説明します。
アストロメトリックキャリブレータとしてのスマートフォン画面
| Title |
Smartphone_screens_as_astrometric_calibrators |
| Authors |
Aidan_Walk,_Charles-Antoine_Claveau,_Michael_Bottom,_Mark_Chun,_Shane_Jacobson,_Maxwell_Service,_Jessica_R._Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04961 |
幾何学的光学歪みは、補償光学を使用する大型望遠鏡の天文誤差バジェットの大きな要因です。アストロメトリの精度を上げるには、光学歪みのキャリブレーションが必要です。最新のディストーションキャリブレーションシステムでは、背面照射ピンホールマスクを使用して、システムの光学系を通して点光源の規則的なグリッドをイメージングします。装置の光学歪みは、マスク上の光源配置誤差によって制限される天文精度に校正されます。このため、ピンホールマスクには極めて高いレベルの精度が要求され、製造が困難で高価になります。さらに、特定のシステム用に設計する必要があるため、機器間で互換性がなくなります。スマートフォンのOLEDスクリーンをアストロメトリックキャリブレータとして使用して調査します。スマートフォンは低コストで、照明が安定しており、光学系のさまざまな空間周波数をプローブするようにすばやく再構成できます。この作業では、SamsungS20スマートフォンの天文精度を特徴付け、次世代の天文機器に大規模で柔軟な天文校正器を提供することを目指しています。826個の緑色OLEDピクセルの配置エラーを調査すると、非線形偏差は189nm+/-15nmRMSと測定されます。このレベルの誤差では、最新の天文計測器でミリ秒角の天文精度を得ることができます。
ムードン分光ヘリオグラフで収集された20世紀前半の特別な分光観測とまれな太陽イベント
| Title |
Special_spectroscopic_observations_and_rare_solar_events_collected_in_the_first_half_of_the_twentieth_century_with_Meudon_spectroheliograph |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05149 |
HenriDeslandresは、1892年にパリ天文台で太陽大気の画像分光法を開始しました。彼は、ケンウッド(米国)のジョージヘイルと並行して、太陽の単色画像用に設計された分光ヘリオグラフをまったく独立して発明しました。Deslandresは2種類のスペクトログラフを開発しました。「spectroh{\'e}liographedesformes」、つまり、彩層構造(フィラメント、プロミネンス、プラージュ、活性領域など)を明らかにする狭帯域通過装置です。そして、''spectroh{\'e}liographedesvitesses''、つまり動的な特徴のドップラーシフトを測定するために、太陽の断面のラインプロファイルを記録する''section''スペクトロヘリオグラフです。Deslandresは1898年に彼の機器を持ってMeudonに移り、スペクトルと空間の分解能を向上させ、1908年にLuciend'Azambujaと共に開発された大型の4重分光ヘリオグラフにつながった。CaIIK系統観測はこの日に開始され、1909年には2つの専用の3メートル分光ヘリオグラフによるH$\alpha$が続いた。観測サービスは、彼の研究と論文(1930年)のために大型の7メートルの分光ヘリオグラフも集中的に使用したd'Azambujaによって組織されました。この論文は、さまざまな光球線と彩層線を調査し、高分散7メートルの装置で特殊なスペクトロヘリオグラムを実行したダザンブジャ夫妻による50年間の研究をまとめたものです。彼らはまた、フィラメントとプロミネンスを集中的に観測し(1948年に出版された回想録)、20世紀前半に2台の3メートルの分光ヘリオグラフでまれな太陽活動イベントを記録しました。
惑星地球とその先の天文学者を通じて、気候危機に対する行動を推進する
天文学者の仕事は通常、地球から外を見ることですが、気候危機の深刻さは、多くの天文学者の焦点の変化を意味しています。天文学者は、私たちの資源要件がこの危機にどのように寄与するか、また、より環境的に持続可能な方法で研究をより適切に実施するにはどうすればよいかを検討し始めています.AstronomysforPlanetEarthは国際組織(2022年11月現在、70か国以上から1,700人以上のメンバー)であり、天文学者の実践の中心にある持続可能性への要求に応えようとしています。この記事では、組織の歴史を振り返り、そのメンバーによって行われた天文学の持続可能性に関する積極的で共同的な取り組みと研究を要約します。天文学研究の二酸化炭素排出量に関する状況を更新し、オーストラリアのスーパーコンピューティング施設に電力を供給する再生可能エネルギーの改善に注目し、二酸化炭素排出量のその要素を2～3分の1に削減します。パンデミックを通じて変化が加速しているにもかかわらず、会議の形式についてどう対処しなければならないかについて話し合います。例として、オーストラリアとヨーロッパの天文学会の最近の年次会議を使用して、会議がオンラインに焦点を当てているほど、参加者が多くなり、排出量が少なくなることを示しています。
天文研究インフラの二酸化炭素排出量
宇宙望遠鏡、探査機、地上観測所など、天文研究インフラの二酸化炭素排出量を推定します。私たちの分析によると、年間の温室効果ガス排出量は$1.2\pm0.2$MtCO$_2$eyr$^{-1}$であり、これは世界中の天文台の建設と運用によるもので、これは36.6$\の二酸化炭素排出量に相当します。年間pm$14.0tCO$_2$eで、平均的な天文学者です。天文学施設の脱炭素化は、新しい施設の継続的な展開によって損なわれることを示しており、天文学の二酸化炭素排出量を削減するには、新しい施設の展開ペースを大幅に削減する必要があることを示唆しています。私たちは、天文活動を、すべての人間活動の二酸化炭素排出量を削減するという緊急の課題とより一致させる手段を提案します。
前主系列星の角運動量の測定: 低速および高速回転子の初期進化とスピンダウン トルク メカニズムの経験的制約
| Title |
Measurement_of_the_angular_momenta_of_pre-main-sequence_stars:_early_evolution_of_slow_and_fast_rotators_and_empirical_constraints_on_spin-down_torque_mechanisms |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Keivan_G._Stassun,_Lynne_A._Hillenbrand,_Jes\'us_Hern\'andez,_Javier_Serna,_Jason_Lee_Curtis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04834 |
TESSフルフレームイメージングデータを使用して、オリオンコンプレックス内の若い星の角運動量の進化を調査します。自転周期が2日よりも速い星は圧倒的に連星であり、典型的な分離は数十AUであるという最近の発見を確認します。このようなバイナリはディスクをすばやくクリアするため、高速ローテーターがディスクレスになる傾向があります。自転周期が2日よりも遅い(名目上は単一の)星の間で、自転周期と$T_{\rmeff}$のよく知られたジャイロクロノロジカルな馬蹄形の関係を観察します。Gyrタイムスケールは、最初の数Myr内に既に配置されています。分光学的な$v\sini$を使用して$\sini$の分布を決定し、最も若い星がより極点の方向に偏っていることを明らかにしました。地域。また、恒星の質量と年齢の関数としての角運動量とその時間導関数の経験的で定量的な測定を初めて行うことができ、これらの関係が回転周期のみを含む複雑な関係と比較してはるかに単純で単調であることを発見しました。明らかに、自転周期と$T_{\rmeff}$の関係は、角運動量そのものではなく、主に質量に依存する星の構造を反映したものです。私たちの測定は、星が~1Myrで~$10^{37}$ergから~10Myrで~$10^{35}$ergの範囲のスピンダウントルクを経験していることを示しています。若い星の角運動量損失。
13.3 R$_\odot$ でのパーカー ソーラー プローブ太陽風源の予測と検証
| Title |
Prediction_and_Verification_of_Parker_Solar_Probe_Solar_Wind_Sources_at_13.3_R$_\odot$ |
| Authors |
Samuel_T._Badman,_Pete_Riley,_Shaela_I._Jones,_Tae_K._Kim,_Robert_C._Allen,_C._Nick_Arge,_Stuart_D._Bale,_Carl_J._Henney,_Justin_C._Kasper,_Parisa_Mostafavi,_Nikolai_V._Pogorelov,_Nour_E._Raouafi,_Michael_L._Stevens,_J._L._Verniero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04852 |
太陽圏の宇宙船と太陽風源の間の関係を描くことは、太陽コロナから太陽風への進化を理解し、\textit{insitu}時系列を文脈化する上で重要なステップです。さらに、パーカー太陽探査機(PSP)などの現在進行中の太陽圏ミッションについて、このリンクの高度な予測を行うことは、有用な協調遠隔観測を達成し、科学的利益を最大化するために必要です。このような接続性を推定するための一般的な手順は簡単ですが(つまり、コロナモデルでの磁力線トレース)、独立したグラウンドトゥルースがなく、モデルの制約が限られているため、得られた推定値を検証することは困難です。最近の軌道では、PSPは13.3$R_\odot$の近日点に達し、さらに太陽表面に対して非常に速く順行し、3日間で経度120度以上をカバーします。ここでは、2021年11月に発生した13.3$R_\odot$軌道の最初の軌道であるPSPEncounter10のフットポイント予測とその後の検証作業を示します。orbitsは、フットポイント検証の強力な方法を提供します。他の遭遇を参照して、我々はまた、太陽活動が低いときにソースマッピングが黄道近くの宇宙船（PSPなど）に対して最も正確である条件が発生することを示していますが、太陽圏の現在のシートが中盤までに強く歪んでいることも必要とします.緯度または赤道のコロナホール。最後に、Encounter10マッピングによって暗示された大規模な冠状構造についてコメントし、単極磁気分離上の局在化した突起からなるAlfv\'{e}n表面の経験的な赤道カットを強調します。
茶色の矮星が火を噴き出す!: T9矮星の高い信号対雑音比の中分解能分光法から学んだ大気の制約と教訓
| Title |
Brown_Dwarf_Retrievals_on_FIRE!:_Atmospheric_Constraints_and_Lessons_Learned_from_High_Signal-to-Noise_Medium_Resolution_Spectroscopy_of_a_T9_Dwarf |
| Authors |
Callie_E._Hood,_Jonathan_J.Fortney,_Michael_R._Line,_and_Jacqueline_K._Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04885 |
褐色矮星スペクトルは、星下大気を形成する化学的および物理的プロセスを理解するための重要なテストベッドを提供します。最近、褐色矮星の多くの低解像度(R~100)スペクトルに大気回復アプローチが適用され、これらの大気の化学種と温度構造の存在量に制約が生じました。褐色矮星の中解像度(R~1e3)スペクトルは、分子の特徴が互いにより簡単に解きほぐされ、上層大気の熱構造がより容易に調べられるため、重要な追加の洞察を提供します。T9矮星の0.85～2.5ミクロンからの高い信号対雑音比、中解像度(R~6000)のFIREスペクトルのGPUベースの検索分析の結果を提示します。以前の褐色矮星の検索よりも60倍高いスペクトル分解能では、多くの新しい課題が発生します。特にCH4について、取得した制約に対するさまざまな不透明度ソースの強い影響を調べます。さらに、オーダーステッチによるエラーなどのデータの欠陥が、結果に大きな偏りをもたらす可能性があることもわかっています。これらの結果を、同じ天体のR~100スペクトルで得られた結果と比較し、スペクトル分解能の向上により、大気の存在量と温度の制約が1桁以上(種によって異なります)改善されることを明らかにします。特に、低いスペクトル分解能では検出できないH2Sの存在量を正確に制限します。これらの中解像度の検索は、大気中の存在量(~0.02dex)に対する正確で恒星のような制約の可能性を提供しますが、検索された半径は非物理的に小さく(R~0.50R$_{Jup}$)、私たちのモデリングに長引く欠点を示しています。フレームワーク。この作業は、中程度のスペクトル解像度での褐色矮星の検索に関する最初の調査であり、将来の地上ベースの研究と星下天体のJWST観測の指針を提供します。
質量のある物体の周りの効果的な二体散乱
| Title |
Effective_two-body_scatterings_around_a_massive_object |
| Authors |
Yihan_Wang,_Saavik_Ford,_Rosalba_Perna,_Barry_McKernan,_Zhaohuan_Zhu_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04889 |
大質量物体のポテンシャル下での二体散乱は、天体物理学では非常に一般的です。2つの小さな天体がそれぞれの重力の影響範囲内にあるほど、大規模な天体が十分に離れている場合、大規模な天体の重力は一時的に無視できます。ただし、これには、小さいオブジェクトが影響範囲の表面に近い距離であまり時間を費やさないように、スキャッタリングプロセスが十分に高速である必要があります。この論文では、効果的な二体散乱の検証基準を導出し、このプロセスの単純な解析ソリューションを確立し、数値散乱実験を通じて検証します。このソリューションを使用して、活動銀河核の円盤での星とブラックホールの散乱、および惑星系での惑星と惑星の散乱を調べ、それらの1次元断面積を解析的に計算します。問題の設定が私たちの研究によって特定された有効なパラメーター空間領域にある場合、私たちのソリューションは、はるかに大規模な第3体の可能性の下で2体散乱を処理する際の計算時間を短縮するのに役立ちます。
1842 年から 2022 年までの再発新星 T CrB の B および V ライト
カーブ、噴火前および噴火後の独特な高状態、複雑な期間の変化、2025 年の噴火.5$\pm$1.3
| Title |
The_B_&_V_Light_Curves_for_Recurrent_Nova_T_CrB_From_1842--2022,_the_Unique_Pre-_and_Post-Eruption_High-States,_the_Complex_Period_Changes,_and_the_Upcoming_Eruption_in_2025.5$\pm$1.3 |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04933 |
TCrBは知られている中で最も有名で最も明るい新星の1つであり、1866年と1946年に$V$=2.0でピークに達した過去の噴火を伴う反復新星です。1842年から2022年にかけて213,730等級の光度曲線を作成しました。$B$と$V$等級は完全にジョンソンシステムに補正されています。これらの光度曲線は最初に、噴火後-10年から+9年に及ぶ独特の複雑な高状態(通常の低状態よりも20$\times$高い降着率を持つ)を明らかにし、噴火前の深い落ち込み(どうやら1866年の噴火と1946年の噴火の光度曲線は同じです。2015年から、TCrBは1936年のように高い状態に入ったため、今後数年間で3回目の噴火が起こることが広く予想されていました。テンプレートとして1946年以前の光度曲線を使用して、次の噴火の日付を2025.5$\pm$1.3と予測します。主な不確実性は、噴火前の高状態が長くなる可能性から生じます。大振幅の楕円体変調を使用して、1867年から2022年までの連星の軌道位相を追跡します。私は、軌道周期が1946年の噴火全体で$+$0.185$\pm$0.056日急激に増加したことを測定し、1947年から2022年には($-$8.9$\pm$1.6)$\times$10$^{-6}$日/日、および1867年から1946年には、($+$1.75$\pm$4.5)$\times$10$^{-6}$日/日で、ゼロと一致する安定した期間の変化がありました-日。これらの大きな周期変化は、公開されたメカニズムでは説明できません。
NGC 3147 の Ia 型超新星 2021hpr の初期光度曲線: コンパニオン相互作用モデルによる前駆体の制約
| Title |
The_Early_Light_Curve_of_a_Type_Ia_Supernova_2021hpr_in_NGC_3147:_Progenitor_Constraints_with_the_Companion_Interaction_Model |
| Authors |
Gu_Lim,_Myungshin_Im,_Gregory_S._H._Paek,_Sung-Chul_Yoon,_Changsu_Choi,_Sophia_Kim,_J._Craig_Wheeler,_Benjamin_P._Thomas,_Jozsef_Vink\'o,_Dohyeong_Kim,_Jinguk_Seo,_Wonseok_Kang,_Taewoo_Kim,_Hyun-Il_Sung,_Yonggi_Kim,_Joh-Na_Yoon,_Haeun_Kim,_Jeongmook_Kim,_Hana_Bae,_Shuhrat_Ehgamberdiev,_Otabek_Burhonov,_and_Davron_Mirzaqulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05051 |
タイプIa超新星(SNeIa)の前駆システムは、炭素/酸素白色矮星(WD)と非縮退星または別のWDの近接連星系であると予想されます。ここでは、渦巻銀河NGC3147内のSN2021hprの高ケイデンスモニタリング観測の結果と、その初期の多色光度曲線データに基づく始原系の制約を提示します。最初に、SN2021hprをその長期の測光および分光データから通常のSNIaとして分類します。さらに興味深いことに、単純なベキ乗則$\simt^{2}$の進化に対して、光度曲線に有意な「早期超過」が見られました。初期の光度曲線は、最初の1週間で青から赤、青に変化します。これを説明するために、$BVRI$バンドの光度曲線の初期部分に、噴出物とコンパニオンの相互作用の2成分モデルと単純なべき乗則モデルを当てはめました。初期の過剰とその色は、半径$8.84\pm0.58$$R_{\odot}$の伴星による衝撃冷却放射によって説明できます。また、上記の結果と一致して、前駆細胞候補が検出されないHST爆発前の画像も調べました。しかし、縮退していない伴星(H$\alpha$放出の$\lesssim0.003\,M_{\odot}$)からかなりの量の剥ぎ取られた質量の兆候を検出できませんでした。マルチバンドの光度曲線における初期の過剰な光は、SN2021hprの祖先システムにおける非縮退の仲間をサポートします。同時に、輝線が検出されないことは、この事象を説明するための他の方法への扉を開きます。
酸素-ネオンおよび炭素-酸素白色矮星ペアの合体による合体後の残骸の進化
| Title |
Evolution_of_the_post_merger_remnants_from_the_coalescence_of_oxygen-neon_and_carbon-oxygen_white_dwarf_pairs |
| Authors |
Chengyuan_Wu,_Heran_Xiong,_Jie_Lin,_Yunlang_Guo,_Xiaofeng_Wang,_Zhanwen_Han,_Bo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05083 |
多次元シミュレーションは二重WD合併のプロセスを調査しましたが、合併後の進化は炭素-酸素(CO)WDまたはヘリウム(He)WD合併の残骸のみに焦点を当てました。この作業では、酸素ネオン(ONe)WDとCOWDの合併に起因するレムナントの進化を初めて調査します。私たちのシミュレーション結果は、合体残骸が最大半径約300Rsunの水素およびヘリウム欠乏巨人に進化する可能性があることを示しています。私たちのモデルは、1.95Msunよりも大きな合体残骸が、重大な質量損失が起こる前にNeに点火し、電子捕獲型超新星(ECSNe)になるという証拠を示しています。ただし、初期質量が1.90Msun未満のレムナントは、Ne燃焼の条件に到達する前に、さらなる核収縮とより長い進化時間を経験します。したがって、それらの運命は恒星風による質量損失率に依存するため、より不確実です。質量損失率が比較的高いと、そのような残骸は1つのWDとしての寿命を迎えることになります。私たちの進化モデルは、二重WD合体残骸IRAS00500+6713(J005311)の観測特性を自然に説明できます。文献で以前に示唆されたように、J005311はONeWDとCOWDの合体の残骸である可能性があることを提案し、正当化します。J005311の最終的な結果は、超新星爆発ではなく、大規模なONEWDになると推測されます。私たちの調査は、CO優勢なエンベロープを持つ巨人の風質量損失特性に可能な制約を提供できる可能性があります。
若返りの落下: 質量と角運動量の重要な、しかし見過ごされている源
| Title |
Rejuvenating_infall:_a_crucial_yet_overlooked_source_of_mass_and_angular_momentum |
| Authors |
M._Kuffmeier,_S._S._Jensen,_T._Haugb{\o}lle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05261 |
MHDモデルと降着ストリーマーの観察により、原始星は初期崩壊段階の後に後期降着イベントを受ける可能性があることが確認されました。より良い制約を提供するために、(4pc)^3分子雲のMHDシミュレーションで恒星質量の進化を調べます。トレーサー粒子により、すべての原始星の降着物質の軌跡を正確にたどることができ、それによって星の降着貯留層を制限することができます。降着プロセスの多様性は、太陽質量領域の星が非常に異なる降着履歴を持つ可能性があることを意味します。いくつかの星は、最初の崩壊段階で質量の大部分を蓄積しますが、他の星は後期の落下から最終質量の50%以上を獲得します。かなりの降着を経験する星、いわゆる後期降着星の角運動量収支は、後期降着のない星や後期降着がほとんどない星よりもかなり高い。最終的な星の質量の増加に伴って晩期落下の確率が増加するため、より質量の大きい星の特定の角運動量収支は平均して高くなります。形成時の降着粒子から計算された仮想の遠心半径は、観測された円盤サイズよりも桁違いに大きく、円盤形成中の角運動量輸送の重要性を強調しています。それにもかかわらず、我々は遠心半径がかなりの降水量を持つ星で最大であるという相関関係を見つけました。これは、非常に大きな円盤が最近の降水イベントの結果であることを示唆しています。また、最終的な星の質量の増加に伴って遠心半径が増加するという微妙な傾向の兆候もあり、これは、円盤のサイズと星の質量の観測された限界相関と一致しています。最後に、我々は、後期のアクセレーターが落下中に再び埋め込まれていることを示しています。結果として、後期降着体は(明らかに)若返り、1Myrであるにも関わらず、放射温度に基づいてクラス0のオブジェクトに分類されます。
コンパクトな階層トリプルの切り離された食連星: トリプルラインシステム BD+44 2258 および KIC 06525196
| Title |
Detached_Eclipsing_Binaries_in_Compact_Hierarchical_Triples:_Triple-lined_systems_BD+44_2258_and_KIC_06525196 |
| Authors |
Ayush_Moharana_(1),_K._G._He{\l}miniak_(1),_F._Marcadon_(1,2),_T._Pawar_(1),_M._Konacki_(3),_N._Ukita_(4,5),_E._Kambe_(6)_and_H._Maehara_(4),_((1)_NCAC_PAS,_Toru\'n,_Poland_(2)_Villanova_University,_USA_(3)_NCAC_PAS,_Warsaw,_Poland_(4)_NAOJ,_Okayama,_Japan_(5)_The_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_Japan_(6)_NAOJ,_Hilo,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05272 |
コンパクト階層トリプル(CHT)は、1000日未満の軌道で内部連星を周回する三次星を持つシステムです。内側連星として食連星を持つCHTは、システム内の3つの星すべてに関する多数の情報を抽出するのに役立ちます。この研究では、独立した観測技術を使用して、2つのトリプルラインCHT:BD+442258とKIC06525196の軌道、恒星、および大気パラメーターを推定します。BD+442258の星の質量は$1.011\pm0.029M_{\odot}$、$0.941\pm0.033M_{\odot}$、および$0.907\pm0.065M_{\odot}$であることがわかります。KIC06525196推定質量は$1.0351\pm0.0055M_{\odot}$、$0.9712\pm0.0039M_{\odot}$、および$0.777\pm0.012M_{\odot}$です。スペクトルのもつれを解くことにより、すべての星の個々のスペクトルを取得し、それらを光度曲線モデリングと組み合わせて、半径、金属量、および温度を取得しました。MESAの恒星進化モデルを使用して、BD+442258の対数(年齢)を9.89に、KIC06525196に対して9.49に制約します。BD+442258の2つの星は亜巨星であることがわかっていますが、KIC06525196の3つの星はすべて主系列星です。数値積分を使用して、BD+442258とKIC06525196の相互傾斜を特定の角度に制限します。潮汐相互作用スキームと星の進化モデルを統合すると、KIC06525196が安定したシステムであることがわかります。しかし、BD+442258の内部バイナリは550Myrs以内でマージされます。この合併の時期は三次会の向きに影響され、相互の傾きが90度に近づくと100Myrsも崩壊が急がれます。
衝突極性反転線上のフレアの包括的な放射 MHD シミュレーション
| Title |
Comprehensive_radiative_MHD_simulations_of_flares_above_collisional_polarity_inversion_lines |
| Authors |
Matthias_Rempel,_Georgios_Chintzoglou,_Mark_C._M._Cheung,_Yuhong_Fan_and_Lucia_Kleint |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05299 |
光球における衝突極性反転線(cPIL)の形成とフレアを含むコロナ応答を研究できるMURaM放射MHDコードを使用した新しいシミュレーション設定を提示します。セットアップでは、バイポーラ黒点構成から開始し、亜光球境界の足元に適切な速度場を課すことにより、衝突コースにスポットを設定します。初期スポット間隔、衝突速度、衝突距離などのパラメータを変化させます。すべての設定でシグモイド構造が形成されますが、スポットが近くを通過する場合のみ、フレアや大量噴火が発生します。エネルギー放出は$1-2\times10^{31}$エルグの範囲にあり、シミュレートされたフレアはCの上位からMクラスの下位の範囲になります。スポットがより遠くを通過してもフレアは発生しませんが、それでもコロナはかなり加熱されており、非噴出エネルギー放出メカニズムを示唆しています。スポットコヒーレンスと結果として生じるcPILの長さが異なる2つのセットアップに議論を集中します。せん断磁気アーケード(SMA)から磁気フラックスロープ(MFR)への移行には、さまざまなタイミングがあります。短いcPILを使用したセットアップでは噴火中にMFRが生成されますが、長いcPILを使用したセットアップではMFRが事前に存在します。どちらも同等の強さのフレアになりますが、既存のMFRを使用したセットアップのみがCMEを生成します。
フレア生成活性領域の包括的な放射磁気流体力学シミュレーションにおける磁束ロープの噴出
| Title |
Eruption_of_a_Magnetic_Flux_Rope_in_a_Comprehensive_Radiative_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_flare-productive_active_regions |
| Authors |
Feng_Chen,_Matthias_Rempel,_Yuhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05405 |
放射磁気流体力学シミュレーションには、観測と定量的に比較できるリモートセンシング観測量の統合を可能にする十分に現実的な物理学が含まれています。Chenらによって記述された大きなフレア生成活性領域の出現のシミュレーションで、最大のフレアを分析します。フレアは壮大なコロナ質量放出を伴い、合成軟X線フラックスから測定するとM2クラスに達します。この噴火は、観測された太陽噴火の多くの重要な特徴を再現しています。既存の磁束ロープは、太陽黒点ペア間の高度に剪断された極性反転線に沿って形成され、その上にある多極磁場によって覆われています。噴火中、前駆フラックスロープはキャノピーフィールドと活発に再接続し、コロナで観測される大規模なマルチサーマルフラックスロープに進化します。一方、リコネクションによって放出された磁気エネルギーは下層大気に導かれ、観測されたフレアの形態と動的進化を再現する明るい軟X線ポストフレアループとフレアリボンを生じさせます。このモデルは、フラックスロープがいつどこで形成されるのか、また噴火の磁気構造が観測可能な放出特性とどのように関連するのかという問題に光を当てるのに役立ちます。
GOES 陽子および軟 X 線フラックス統計を使用した太陽周期 22 ～ 24 の太陽陽子イベントの予測
| Title |
Predicting_Solar_Proton_Events_of_Solar_Cycles_22-24_using_GOES_Proton_&_Soft_X-Ray_Flux_Statistics |
| Authors |
Aatiya_Ali,_Viacheslav_Sadykov,_Alexander_Kosovichev,_Irina_N._Kitiashvili,_Vincent_Oria,_Gelu_M._Nita,_Egor_Illarionov,_Patrick_M._O'Keefe,_Fraila_Francis,_Chun-Jie_Chong,_Paul_Kosovich,_Russell_D._Marroquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05446 |
太陽エネルギー粒子(SEP)イベントとその主要なサブクラスである太陽陽子イベント(SPE)は、生命と技術の多くの側面に好ましくない結果をもたらす可能性があり、太陽活動の最も一般的で有害な影響の1つとなっています。したがって、陽子および軟X線(SXR)フラックスデータを研究して、それらが引き起こす負担を軽減することにより、そのようなイベントにつながる知識を収集することは、予測にとって重要です。以前のSEP予測研究、Sadykovら。2021年は、太陽周期(SC)24からの限られたデータセットを考慮して、SPE予測に陽子とSXRパラメーターのみを利用するだけで十分である可能性があることを示しました。この作業では、$\geq$10MeV$\geqのカタログの完成を報告します。米国海洋大気庁(NOAA)が運用する静止運用環境衛星(GOES)検出器によって観測された$10粒子フラックスユニット(pfu)SPE。毎日の陽子およびSXRフラックス統計の追加カタログを報告します。これらのカタログを使用して、サポートベクターマシン(SVM)アルゴリズムを使用してSPEを予測するための機械学習(ML)の適用をテストします。以前のSCが、トレーニングフェーズ中に以前のデータセットとより長いデータセットの両方を使用して相互にトレーニングおよびテストする方法を探り、アルゴリズムが異なる期間にわたってどの程度転送可能かを評価します。クロスサイクルの転送可能性の影響に対する検証は、SEP研究では十分に研究されていない領域ですが、ML主導の予測のクロスサイクルの堅牢性を検証するために検討する必要があります。
大質量主系列星の 3D 流体力学シミュレーション。 I. 対流と内部重力波の力学と混合
| Title |
3D_hydrodynamic_simulations_of_massive_main-sequence_stars._I._Dynamics_and_mixing_of_convection_and_internal_gravity_waves |
| Authors |
Falk_Herwig,_Paul_R._Woodward,_Huaqing_Mao,_William_R._Thompson,_Pavel_Denissenkov,_Josh_Lau,_Simon_Blouin,_Robert_Andrassy,_Adam_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05495 |
主系列の初期段階にある$25\\mathrm{M_\odot}$星の内部$\approx50\%$半径範囲の3D流体力学シミュレーションを実行し、コア内のコア対流と内部重力波を調査しました。エンベロープ境界領域。さまざまなグリッド解像度と駆動光度のシミュレーションにより、スケーリング関係が確立され、1Dアプリケーションの混合モデルが制約されます。以前の研究と同様に、公称加熱に外挿された乱流質量エントレインメント率は非現実的に高く($1.58\times10^{-4}\\mathrm{M_\odot/yr}$)、これは非平衡の観点から議論されています。初期成層化に対するシミュレーションの応答。シミュレーションでは、境界と相互作用するコア対流によって励起された内部重力波による混合の効果を定量的に測定します。周波数と波長の関数としての波力スペクトル密度は、1D球面平均ラジアルプロファイルに基づくGYRE固有モード予測とよく一致します。球状に平均化された存在量分布の進化を再現する拡散係数プロファイルは、シミュレーションごとに決定されます。固有モード解析とスケーリング関係の組み合わせにより、$N^2$ピーク領域では、混合は内部重力波によるものであり、スケーリング関係$D_\mathrm{IGW-hydro}\proptoL^{$\gtrapprox2\\mathrm{dex}$範囲の加熱係数で4/3}$。公称加熱までの混合効率のさまざまな外挿が議論されています。内部重力波混合が熱的に強化されたせん断混合によるものである場合、上限は公称加熱で$D_\mathrm{IGW}\lessapprox2$から$3\times10^4\\mathrm{cm^2/s}$です対流コアの上の$N^2$ピーク領域で。
| Title |
Phase_Structure_of_Quantum_Improved_Schwarzschild-(Anti)de_Sitter_Black_Holes |
| Authors |
Chiang-Mei_Chen,_Yi_Chen,_Akihiro_Ishibashi,_Nobuyoshi_Ohta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04304 |
漸近的に安全な重力における量子改良シュヴァルツシルト(A)dSブラックホールの位相構造を研究します。量子効果は、熱力学的に不安定な小さなブラックホールを安定化させる特異点付近のコア領域に反発力を提供します。また、暗黒物質の候補となる可能性のある有限サイズのゼロ温度状態も作成します。さらに、量子改良されたシュヴァルツシルト・アンチ・デ・シッターブラックホールでは、小さなブラックホールと大きなブラックホールの間に新しい二次相転移があります。また、異なる空間トポロジーを持つブラックホールについても議論し、注目に値する二重性を見つけます。
宇宙ニュートリノ背景放射($C\nuB$)の局所分布を劇的に変化させる$\sim1$メートルから100メートルのサイズの構造を提案します。これらの構造は、ウニに似た形をしています。それらは、半径$R\simL$の球の表面に周期的に配置された幅$w$と長さ$L\ggw$のロッドで構成されています。このような構造は回折位相格子として機能し、その中心の周りに部分ニュートリノ-反ニュートリノ非対称性が$\simk\delta_\nuL$である領域を生成します。ここで、$k$はニュートリノの運動量であり、$\delta_\nu$ニュートリノの屈折率の1からの偏差。非対称には、ロッド幅によって設定された勾配があります。局所ニュートリノの非対称性は、妥当なサイズの構造に対して、単純な標準モデルの期待値と比較して$\mathcal{O}(\text{few}\times10^6)$だけ強化できることがわかりました。これは、地表でのニュートリノの反射により、私たちが最近指摘したものよりも$\mathcal{O}(10^3)$倍大きな力をもたらします。この論文では具体的な検出設定を提案していませんが、テスト質量にかかる$\mathcal{O}(G_F)$力は、ねじり天秤または低周波調和振動子の標準量子限界に近い可能性があると推定しています.最後に、この$C\nuB$回折器が暗黒物質の回折器として使用できることを示します。たとえば、$10^9$GeV付近の減衰定数$f_a$を持つQCDアクシオン暗黒物質は十分に回折されて、最大$\mathcal{O}(10^2)$倍の勾配力を生成することができます。$C\nuB$から。これはこの種の最初のセットアップであり、私たちの設計のシンプルさは、私たちを逃して大幅な改善がある可能性があることを示唆しています.
相対論的量子プラズモン励起のエネルギーバンド構造
この論文では、有効なSchr\"{o}dinger-Poissonモデルと平方根Klein-Gordon-Poissonモデルを使用して、中和電荷バックグラウンドでの有限温度電子ガスの量子および相対論的量子エネルギーバンド構造を調べます。プラズモンに基づくバンドギャップがフェルミ準位より上に現れることを確認し、広い電子温度密度領域におけるプラズモン励起とプラズマパラメータの新しい定義が示唆された.プラズモンバンドへの励起電子の新しい状態方程式(EoS)は、相対論的集団量子の新しい側面につながる.プラズモンブラックアウトや量子圧力崩壊などの励起は、非相対論的および相対論的量子モデルの両方を使用して研究されています.プラズモンブラックアウト効果は、金属元素が低温で集団挙動を示さない理由を説明するために使用される可能性があります.モデルプラズモン活動が停止する物質の相を予測するために使用できるため、神秘的な暗黒物質のように振る舞う可能性があります。そして、エネルギーバンド構造モデルは、白色矮星と一致する温度密度座標でのプラズモン圧力崩壊を予測します。集団量子励起のエネルギーバンド構造の予測は、慣性閉じ込め核融合(ICF)、高温高密度物質(WDM)のEoS、恒星およびその他の未知の宇宙構造の進化に直接的な影響を与える可能性があります。非相対論的および相対論的量子励起モデルの予測は、縮退した星の温度密度と密接に一致することがわかり、これは、暖かく高密度の物質領域で使用される非相対論的プラズモンモデルの関連性を確認します。集団量子励起のバンド構造に対する陽電子の効果も研究されています。
均一レートインフレ
この作業では、二次ポテンシャルと負の宇宙定数を持つインフレーションモデルを考えます。インフレトン場の運動方程式の解析解をスローロール近似なしで見つけた。その結果、インフレーションフィールドは一定の速度で回転します。宇宙論的摂動の予測が計算されます。
表面検出器アレイを用いた高エネルギー宇宙線研究の歴史
高エネルギー宇宙線の研究のための表面検出器の開発の簡単な歴史が提示されます。この論文は、2022年10月にLAquilaで開催されたUHECR2022で行われた招待講演に基づいています。補足講演で、PSokolskyは、エアシャワー検出のための蛍光技術の開発について議論しました。
{\alpha}-vacuaとして知られる、deSitter対称性を尊重する一般的な真空状態が、非消失パリティ違反テンソル非ガウス性を導入できることを示します。これは、Bunch-Davies真空の正と負の周波数モードのボゴリュボフ変換による混合によるものです。テンソル摂動のバイスペクトルを明示的に計算し、スクイーズパラメーター{\alpha}と{\alpha}-vacuaの位相{\phi}の特定の選択に対して振幅を指数関数的に増強できることを示します。平坦化された構成でピークに達するパリティ違反テンソルバイスペクトルの新しい形状を見つけます
暖かい k インフレーションにおける非ガウス性
| Title |
Non-Gaussianity_in_the_warm_k-inflation |
| Authors |
Chao-Qun_Shen,_Xiao-Min_Zhang,_He_Liu,_Zhi-Peng_Peng,_Xi-Bin_Li_and_Peng-Cheng_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05260 |
この論文では、純粋な運動エネルギーによって駆動される暖かいkインフレーションモデルの非ガウス摂動を提示し、調査します。全体的な非ガウス性を補完する2つの要素は、3点相関と4点相関です。非線形パラメーターf^{int}_{NL}として示される固有の非ガウス成分は、インフレーションフィールドの3点相関に基づいています。一方、f^{{\delta}N}_{NL}で示される{\delta}N部分の非ガウス性は、インフレーションフィールドの4点相関関数に起因する寄与です。この論文では、暖かいkインフレーションの上記の2つのコンポーネントが個別に計算され、分析されます。次に、それらの間の比較と議論が行われ、非ガウスの理論的結果が実験的観測と比較され、観測の許容範囲内のモデルパラメーターの範囲が決定されます。
| Title |
Probing_spherical_outbursts_of_neutron_star_mergers_from_an_equation_of_state_with_composite_nucleons |
| Authors |
Vikram_Soni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05452 |
深い相対論的クォーク束縛状態を持つカイラルソリトンである核子から続く可能性のある結晶状態方程式(EOS)を検討します。このモデルでは、従来のクォーク物質は、核子内のクォーク束縛状態が圧縮されて連続体と融合する高密度しきい値まで発生しません。このしきい値での障壁が克服されると、おおよそ$n_B\sim1/fm^3$のときに、EOSが減圧によって柔らかくなったときに、結晶核物質がクォーク物質に突然遷移すると予想されます。密度の急激な増加は崩壊を引き起こし、放出された物質の球状爆発(またはキロノバ)を生成する可能性のある大量の重力ポテンシャルエネルギーを解放します。
大きな結合のないアクシオンからのダークフォトンの共鳴生成
暗黒光子は、初期宇宙の振動アクシオン場によって共鳴的に生成される可能性があります。この共鳴生成メカニズムは、ダークフォトンダークマターや原始磁場生成など、さまざまな状況で使用されています。ただし、この共鳴生成が膨張する宇宙で機能するには、大きなアクシオン-ダーク光子結合が必要です。これは、モデル構築の観点から実現するのは容易ではなく、多くの荷電フェルミオンおよび/または複雑な時計仕掛けメカニズムの導入が必要です。この論文では、はるかに小さいカップリングでアクシオンから暗光子を効率的に生成する新しいシナリオを提示します。これは、アクシオンのダイナミクスを変更し、いわゆるトラップされた位置ずれメカニズムのように、振動の開始を大幅に遅らせることによって可能になります。具体的な例として、アクシオンを間違った最小値に一時的に閉じ込め、ハッブルパラメータがアクシオンの質量よりもはるかに小さくなった後にそれを解放することにより、小さなアクシオン-ダークフォトンカップリングにもかかわらず、ダークフォトン生成が効率的に発生するモデルを検討します。このシナリオでは、暗光子と暗光子から生成される重力波の偏光非対称性が大幅に減少することが期待されます。
