宇宙の夜明けの原始ブラック ホールからの宇宙電波背景放射
| Title |
The_Cosmic_Radio_Background_from_Primordial_Black_Holes_at_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Zhihe_Zhang,_Bin_Yue,_Yidong_Xu,_Yin-Zhe_Ma,_Xuelei_Chen,_Maoyuan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06616 |
宇宙マイクロ波背景放射以外の余分な電波背景放射の存在は、宇宙の暗黒時代、宇宙の夜明け、および再電離の時代における21cm信号の観測に重要な意味を持ちます。EDGES実験によって測定された21cmの全球スペクトルで見つかった強い吸収の谷は、標準モデルの予測よりもはるかに深いため、このシナリオに大きな関心を集めていますが、より一般的には、そのようなことを考慮することは依然として大きな関心を集めています。初期宇宙における宇宙電波背景(CRB)。早い時期に21cm信号に効果的に影響を与えるには、ガスが早期に加熱されないように、強力な電波信号を放出できるが適度な量のX線を放出できるソースによって、このような電波バックグラウンドを生成する必要があります。このような電波背景が原始ブラックホール(PBH)によって生成されるというシナリオを調査します。単一の質量を持つPBHの場合、PBHの存在量$\log(f_{\rmPBH})$(全物質密度に対する全PBH質量密度の比)と質量が関係$\log(f_{\rmPBH})\sim-1.8\log(M_\bullet/{\rmM}_{\odot})-3.5$for$1\,{\rmM}_\odot\lesssimM_\bullet\lesssim300{\rmM}_\odot$であり、ジェット放出があり、EDGESで見られる21cm吸収信号を再現するために必要なCRBを生成できます。PBHが暗黒物質のハローに囲まれている場合、降着率を高めることができます。これにより、$f_{\rmPBH}$の値が低くてもEDGESの観測を満たすことができます。後者のシナリオでは、宇宙の夜明けの間に降着率が急速に変化する可能性があるため、吸収トラフの周波数(赤方偏移)と深さがPBHの質量と存在量を同時に決定する可能性があります。吸収トラフ赤方偏移$\sim$17および深さ$\sim-500$mKの場合、$M_\bullet\sim1.05\,{\rmM}_{\odot}$および$f_{\rmPBH}に対応します。\sim1.5\times10^{-4}$.
粘性が変化する暗黒物質の宇宙論: $ S_8 $ の緊張に対する解決の可能性
| Title |
Dark_Matter_Cosmology_with_Varying_Viscosity:_a_Possible_Resolution_to_the_$_S_8_$_Tension |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon_and_Zahra_Davari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06627 |
粘性暗黒物質のさまざまな形態を研究し、ハッブルや$S_8$張力などの最近の宇宙論データを使用して、宇宙論の標準モデルの興味深い張力に対処しようとしています。暗黒物質の粘性がハッブルパラメーター、暗黒物質の密度、またはその両方に依存すると仮定すると、統計を改善できることに注意してください。モデルはハッブル張力を少し悪化させる傾向がありますが、一定の粘度の場合と比較しても、$S_8$張力を低下させる傾向があります。
構造 II を持つ宇宙の赤方偏移ドリフト: ニュートン N 体シミュレーションを介して伝播する光線
赤方偏移ドリフトは、ニュートンゲージの摂動フリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー計量と組み合わせたニュートンN体シミュレーションコードGADGET-2に基づいて、シミュレートされた宇宙を伝播する光線に沿って計算されます。平均赤方偏移ドリフトは数値計算の精度に対する平均赤方偏移のドリフトに等しく、これは赤方偏移ドリフトの2つの支配的な成分間の高度な相殺によるものであることがわかります。この結果は、宇宙の逆反応を示す不均一な宇宙モデルに基づく以前の発見とは対照的です。\newline\indent簡単にするために、結果は光学ドリフトからの寄与を無視しています。Lemaitre-Tolman-Bondiモデルの赤方偏移ドリフトの研究に基づいて、光学ドリフト効果は赤方偏移ドリフト信号の最大10\%のオーダーであると推定されます。さらに、エミッターの特異な加速による赤方偏移ドリフトの寄与は、シミュレーション設定では無視できることがわかります。ただし、構造の解像度が低いため、エミッターの固有の加速度からの寄与はセットアップで抑制されることが予想され、したがって、この寄与は実際の観測では大きくなると予想されます。
$S_8$ は $\Lambda$CDM 宇宙論で効果的な赤方偏移で増加します
| Title |
$S_8$_increases_with_effective_redshift_in_$\Lambda$CDM_cosmology |
| Authors |
Shahnawaz_A._Adil,_\"Ozg\"ur_Akarsu,_Mohammad_Malekjani,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Saeed_Pourojaghi,_Anjan_A._Sen,_M._M._Sheikh-Jabbari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06928 |
ハッブル定数$H_0$と物質変動の加重振幅$S_8$の決定は、平坦な$\Lambda$CDM宇宙論内のプランク共同研究によって推測された初期宇宙の値に対して、後期宇宙ではそれぞれ高い値と低い値に偏っています。これらの異常が物理的なものである場合、つまり体系的なものではない場合、有効な赤方偏移で$H_0$が減少し、$S_8$が増加することを素朴に示唆しています。ここで、現在の物質密度パラメーター$\Omega_{m}$が定数であると仮定すると、$f\sigma_8(z)$制約からの$S_8$の決定が有効な赤方偏移とともに増加し、それによって$元が物理的なS_8$不一致。ここと他の場所の結果は、$\Lambda$CDM宇宙パラメータが赤方偏移に依存していることを示唆しています。赤方偏移とともに進化するフィッティングパラメーターは、モデルの内訳の認識可能な特徴です。
新しい統計分析により、ハッブル定数と物質密度の不確実性を SNe Ia で最大 43\% 削減
| Title |
Reduced_uncertainties_up_to_43\%_on_the_Hubble_constant_and_the_matter_density_with_the_SNe_Ia_with_a_new_statistical_analysis |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Giada_Bargiacchi,_Shigehiro_Nagataki,_Malgorzata_Bogdan,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06974 |
Ia型超新星(SNeIa)は、最も信頼性の高い\textit{標準キャンドル}と考えられており、宇宙の加速膨張の発見以来、宇宙論において非常に貴重な役割を果たしてきました。過去数十年の間に、SNeIaサンプルの数、赤方偏移の範囲、キャリブレーション方法、系統的処理が改善されました。これらの努力は、最新の\textit{``Pantheon"}(2018)および\textit{``Pantheon+"}(2022)リリースにつながり、以前のサンプルよりも正確に宇宙論的パラメーターを制約することができます。この精密宇宙論の時代において、コミュニティは宇宙論的パラメーターの不確実性を減らす新しい方法を見つけようと努力しています。この目的のために、このドメインで暗黙的に使用されるガウス性の尤度仮定からも調査を開始します。実際、通常のプラクティスでは、ガウス距離モジュライ尤度によってパラメーターを制約する必要があります。この方法は、測定された距離係数と宇宙論モデルから予想される距離係数との差がガウス分布であるという暗黙の仮定に依存しています。この作業では、\textit{Pantheon}と\textit{Pantheon+}の両方のリリースでこの仮説をテストします。どちらの場合も、この要件は満たされておらず、実際の基礎となる分布は、\textit{Pantheon}および\textit{Pantheon+}データのロジスティックおよびスチューデントのt分布であることがわかります。フラット$\Lambda$CDMモデルに適合するこれらの新しい可能性を適用すると、$\sim40\%$の$\Omega_M$と$H_0$の不確実性が大幅に減少します。これは、宇宙論的パラメーターを制約するSNeIaパワーを高め、宇宙論で現在議論されている緊張に光を当てるための大きな一歩を表しています。
| Title |
Gamma-Ray_Bursts,_Quasars,_Baryonic_Acoustic_Oscillations,_and_Supernovae_Ia:_new_statistical_insights_and_cosmological_constraints |
| Authors |
G._Bargiacchi,_M._G._Dainotti,_S._Nagataki,_S._Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07076 |
最近の$\sim4\,\sigma$ハッブル定数$H_{0}$は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの$H_{0}$の値とIa型超新星(SNeIa)の値の間に観測されます。.この緊張が現代の天体物理学コミュニティを耐えがたいものにしてから10年が経ちました。この問題を明らかにすることは、SNeIaとCMBの間の中間の赤方偏移でプローブを検討し、$H_0$の不確実性を減らすための鍵です。これらの目標に向けて、ガンマ線バースト(GRB)とクエーサー(QSO)を使用して赤方偏移のギャップを埋め、それぞれ$z=9.4$と$z=7.6$に達し、バリオン音響振動(BAO)とSNeIaを組み合わせます。.この目的のために、X線プラトー放出の静止フレーム終了時間、それに対応する光度、およびピークプロンプト光度の間で「DainottiGRB3D関係」を採用し、「Risaliti-Lusso」間のQSO関係を採用します。紫外線とX線の光度。GRB、QSO、およびBAOで一般的に採用されているガウス性の仮定を調べます。ジョイントサンプルを使用して、平坦な$\Lambda$コールドダークマターモデルをガウス確率と新たに発見された尤度の両方に当てはめます。また、\textit{Pantheon}および\textit{Pantheon+}SNeIaで想定されるキャリブレーションがこの分析に与える影響も調査します。驚くべきことに、GRBのみがGaussianityの仮定を満たすことを示しています。物質密度パラメータ$\Omega_M$と$H_0$の小さな不確実性を実現します。$H_0$の値は、2$\sigma$以内で、赤色巨星枝の先端のものと互換性があることがわかりました。最後に、宇宙論的結果がSNeIaの任意のキャリブレーション選択に対して大きく偏っていることを示します。
宇宙規模での重力のテスト: COLA メソッドによる理論的予測
ステージIVの銀河調査の主な目的の1つは、宇宙規模で重力を制限することです。この目的のために、科学的利益を最大化するために、構造形成の非線形領域で正確な理論的予測を行うことが重要です。これは、COLAシミュレーションのおかげで、比較的低い計算コストで可能です。COLAシミュレーションは、完全な$N$ボディシミュレーションに代わる近似的ではるかに高速な代替手段です。この論文では、$f(R)$とnDGPという2つの修正重力理論に焦点を当て、COLAシミュレーションを銀河-ハロー接続の経験的モデルとどのように組み合わせて、修正重力で現実的な模擬銀河カタログを作成できるかについての分析を提示します。.次に、結果として得られた銀河カタログを使用して、修正された重力の影響を研究し、銀河パワースペクトル、バイスペクトル、ボイド銀河相互相関関数などの大規模構造のいくつかのプローブのCOLAシミュレーションを検証します。最後に、宇宙論エミュレーターを修正重力理論に拡張するためのCOLAメソッドを提案し、物質パワースペクトルのnDGPブーストファクター、つまり、nDGP重力におけるパワースペクトルとそれにおけるパワースペクトルの比についてエミュレーターをトレーニングすることによって、その可能性を示します。一般相対論。
進化過程 $\hat{\rm a}$ $\textit{la}$ $\textit{遺伝的アルゴリズム}$
と宇宙論的緊張の自然選択としてのファントムダークエネルギー
| Title |
Phantom_dark_energy_as_a_natural_selection_of_evolutionary_processes_$\hat{\rm_a}$_$\textit{la}$_$\textit{genetic_algorithm}$_and_cosmological_tensions |
| Authors |
Mayukh_R._Gangopadhyay,_M._Sami,_Mohit_K._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07301 |
機械学習(ML)アルゴリズムを使用して、ハッブル膨張率と大規模構造の成長に特に焦点を当てて、モデルに依存しない方法で宇宙背景データと線形赤方偏移空間歪み(RSD)データを分析します。低赤方偏移でのハッブルパラメーターの自然な増強は、低い物質密度ではなく、暗黒エネルギーの根底にあるファントムの性質によるものであるという強力な証拠を見つけました。RSDデータに関しては、CMBの予測と一致する$\sigma^8_{(0)}$のより高い値が見つかりましたが、物質密度が低いという結果は未解決の緊張につながります。これは、低赤方偏移領域の摂動レベルでの新しい物理現象を示している可能性があります。統計的な観点から、$\Lambda$CDMモデルによって得られた結果と比較して、結果がより優れていることを実証しました。
限界ニューラル比推定による 21 cm パワー スペクトルを使用した X 線加熱と再イオン化の制約
| Title |
Constraining_the_X-ray_heating_and_reionization_using_21-cm_power_spectra_with_Marginal_Neural_Ratio_Estimation |
| Authors |
Anchal_Saxena,_Alex_Cole,_Simon_Gazagnes,_P._Daniel_Meerburg,_Christoph_Weniger,_Samuel_J._Witte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07339 |
宇宙の夜明け(CD)と再電離の時代(EoR)は、X線加熱と水素の再電離の宇宙論と天体物理学に関する貴重な情報をホストする宇宙の時代です。高赤方偏移での21cm線の電波干渉観測は、この時期の宇宙の理解に革命を起こす可能性を秘めています。ただし、これらの時代の進化をモデル化することは、多くの物理プロセスが複雑に相互作用するため、特に困難です。これにより、尤度ベースのマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して従来の統計分析を実行することが困難になります。このホワイトペーパーでは、限界神経比推定(MNRE)によるシミュレーションベースの推論(SBI)が、これらの問題を回避するためのステップをどのように提供するかを示します。21cmFASTを使用して、CD-EoR中の21cmパワースペクトルを6次元パラメーター空間でモデル化します。SquareKilometerArray(SKA)から予想される熱ノイズを使用すると、従来の尤度ベースの方法よりも桁違いに少ないシミュレーションで、モデルのパラメーターの事後分布を正確に復元できます。さらに、同じトレーニングデータセットを利用して、さまざまな赤方偏移に対するモデルパラメーターの感度を調査する方法を示します。私たちの結果は、このような効率的でスケーラブルな推論手法により、従来のMCMC手法で現在達成できるものを超えてモデリングの複雑さを大幅に拡張できることを裏付けています。
WD 1856+534 システムの追加の惑星に対する TTV 制約
| Title |
TTV_Constraints_on_Additional_Planets_in_the_WD_1856+534_system |
| Authors |
Sarah_Kubiak,_Andrew_Vanderburg,_Juliette_Becker,_Bruce_Gary,_Saul_A._Rappaport,_Siyi_Xu,_Zoe_de_Beurs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06157 |
WD1856+534b(または略してWD1856b)は、白色矮星の周りを通過することが知られている最初の惑星候補です。WD1856bは木星程度の大きさで、質量は木星質量の約12倍未満で、天文単位の約2%の距離を公転しています。このオブジェクトの形成と移動の歴史はまだ謎です。ここでは、TransitTimingVariations(TTV)からWD1856+534惑星系における長周期のコンパニオン(可能性のあるコンパニオンの離心率、傾斜角、質量、および周期を調べた場所)の存在に関する制約を提示します。既存のトランジット観測では、公転周期が約500日未満の惑星を除外できることを示しています。今後10年間の追加のトランジット観測により、WD1856が、WD1856bを現在の近接軌道に摂動させた可能性のある追加の長周期惑星をホストするかどうかをテストすることが可能になります。
平衡温度が 600 K 未満の太陽系外惑星のカタログ
NASAExoplanetArchiveでは、平衡温度が600K未満、質量の不確実性が27%未満、半径の不確実性が8%未満の惑星が検索されました。この検索により、質量が0.3～1680MEの惑星が93個見つかりました。太陽系の惑星を含めると101個の惑星。このカタログのサンプルの特徴は次のとおりです。(1)地球型惑星の94%は、質量が2.9ME未満で、半径が1.4RE未満です。(3)サンプルの人口は、以前に特定された半径のギャップと一致してわずかに減少しています。(4)半径範囲1.50から2.25REの惑星は、ガスが豊富な地球組成か、超臨界水圏と水の質量分率が20%未満の岩氷地球組成のいずれかと一致している(5)超海王星半径の砂漠が半径4.5から7.5REの範囲で観測されている,(6)土星組成の惑星は15から170MEの質量と7.9から10.1REの半径を持っている,(7)ほとんど不毛の準土星質量-質量が20MEを超え、半径が4.0から7.5REの範囲にある惑星の欠如によって示されるように、サンプルには半径砂漠が見られます(8)ほとんどの木星組成の惑星は、半径が10.9から12.4REで、質量が200MEを超えています(9)いくつかの例外を除いて、惑星半径はTeqが600K未満の惑星のこのサンプルの、地球、ガスに富む地球または超臨界水圏への惑星組成分類のプロキシ。このサンプルの特性は、ガス降着と暴走降着の臨界コア質量、小石孤立質量、および土星質量砂漠の予測値を含む、コア降着モデルのいくつかの予測と一致しています。
惑星系における 4 次および 5 次の逆行平均運動共鳴の数値的研究
| Title |
A_numerical_study_of_fourth-_and_fifth-order_retrograde_mean_motion_resonances_in_planetary_systems |
| Authors |
Alan_Cefali_Signor,_Gabriel_Antonio_Carita,_Maria_Helena_Moreira_Morais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06479 |
3-太陽質量星、木星質量惑星、および質量ゼロ(楕円制限問題)または海王星、土星、または木星のいずれかに対応する質量(惑星問題)の追加の天体で構成される天体問題。不動点ファミリはすべての場合に存在し、すべての共鳴角を同時にライブラリ化することで識別されます。さらに、単一の共鳴角度のリブレーションを伴う構成も観察されました。楕円制限3体問題の結果は、逆行周期軌道の以前の研究と一致していますが、以前に報告されていない新しいファミリも観察されます。惑星の3体問題における安定した共鳴逆行構成に関する我々の結果は、太陽系外システムに適用できる可能性があります。
VLT での VISIR-NEAR による Herbig Ae ディスク内の PAH の空間分解
| Title |
Spatially_Resolving_PAHs_in_Herbig_Ae_Disks_with_VISIR-NEAR_at_the_VLT |
| Authors |
Gideon_Yoffe,_Roy_van_Boekel,_L.B.F.M_Waters,_Koen_Maaskant,_Ralf_Siebenmorgen,_Mario_van_den_Ancker,_D.J.M_Petit_dit_de_la_Roche,_Bruno_Lopez,_Alexis_Matter,_Jozsef_Varga,_M.R_Hogerheijde,_Gerd_Weigelt,_R.D_Oudmaijer,_Eric_Pantin,_M.R_Meyer,_Jean-Charles_Augereau,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06592 |
VISIR-NEAR実験のロングスリット分光モードを使用して、8つの近くのHerbigAe原始惑星系ディスクの回折限界観測を実行します。R=300のスペクトル分解能でスリットに沿ったさまざまな位置のスペクトルを抽出し、ケイ酸塩のスペクトルテンプレートと4つのPAHバンドを使用して、各空間位置で組成適合を実行します。これにより、各種の強度と位置のプロファイルが得られます。結果。5つのオブジェクト(ABAurigae、HD97048、HD100546、HD163296、およびHD169142)について、NバンドのPAH発光特性の空間分解強度プロファイルを取得できました。サンプルで2種類のPAH発光ジオメトリを観察します:中央ピーク(HD97048)とリング状(ABぎょしゃ座、HD100546、HD163296、および潜在的にHD169142)。空間PAH放出プロファイルを近赤外散乱光画像と比較すると、ディスクのサブ構造には強い相関関係がありますが、半径方向の強度減衰率には違いがあります。PAH放出は、星からの距離に応じて緩やかな減少を示しています。最後に、ディスクの内部領域内のPAH放出の枯渇につながる（サブ）ミクロンサイズのケイ酸塩粒子の存在との相関関係を見つけます。この作業では、次のことがわかります。(1)PAH放出は、HerbigAeディスクの範囲をかなりの半径距離まで追跡します。(2)ディスクの内部領域内のシリケート放出とPAH放出の枯渇との相関関係は、ダスト混合とPAH凝固メカニズム、およびUV光子をめぐる競合に起因する可能性があります。(3)サンプル内のすべてのオブジェクトについて、PAHはディスクの空間範囲全体で確率的加熱を受け、飽和していません。(4)PAHと散乱光プロファイルの間の半径方向の強度減衰率の違いは、PAHよりも散乱粒子に影響を与えるシャドーイングとダスト沈降効果に起因する可能性があります。
ありそうもない生存者: 赤色巨星を周回する低密度の熱い海王星
| Title |
An_unlikely_survivor:_a_low-density_hot_Neptune_orbiting_a_red_giant_star |
| Authors |
Samuel_Grunblatt,_Nicholas_Saunders,_Daniel_Huber,_Daniel_Thorngren,_Shreyas_Vissapragada,_Stephanie_Yoshida,_Kevin_Schlaufman,_Steven_Giacalone,_Mason_MacDougall,_Ashley_Chontos,_Emma_Turtelboom,_Corey_Beard,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Malena_Rice,_Howard_Isaacson,_Ruth_Angus,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06728 |
土星($\sim$3-8R$_\oplus$)よりも小さく、公転周期が10日未満のガス惑星であるホットネプチューンはまれです。モデルは、これは高エネルギーの星の照射が惑星の大気を時間の経過とともに剥ぎ取り、多くの場合、岩石の惑星のコアだけを残すためであると予測しています。赤色巨星を通過する6.2R$_\oplus$(0.55R$_\mathrm{J}$)、19.2M$_\oplus$(0.060M$_\mathrm{J}$)惑星の発見を提示します。4.21285日ごとに星を付けます。この惑星の年齢が古く、平衡温度が高く、密度が著しく低いことは、そのガス状の外皮が数十億年前に高エネルギーの星の照射によって剥ぎ取られたはずであることを示唆しています。現在の惑星の質量と半径は、大気の剥ぎ取りが予測よりも遅かったことを示唆しています。予想外に低い恒星活動および/または後期段階の惑星インフレーションが、このシステムの観測された特性の原因である可能性があります。
新しい火星のクレータークラスターの多様性は、流星の大気相互作用を知らせます
| Title |
Diversity_of_new_Martian_crater_clusters_informs_meteoroid_atmospheric_interactions |
| Authors |
T._Neidhart,_E._K._Sansom,_K._Miljkovi\'c,_G._S._Collins,_J._Eschenfelder,_I._J._Daubar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06771 |
2007年から2021年の間に検出された火星の634個のクレータークラスターを調査しました。これは、この期間に発見されたすべての影響の半分以上を表しています。クレータークラスターは、10kgから10トンの質量範囲の隕石が火星の大気中で分裂して数個から数百個の破片を生成し、地面に衝突するときに形成されます。クラスターの特性は、流星体の特性とそれらの分裂を支配するプロセスの理解に役立ちます。各クラスター内の個々のクレーター$>$1mをマッピングし、クレーターの空間分布とサイズ分布に基づいてクラスタープロパティの範囲を定義しました。以前の研究の8倍以上のクラスター観測を含む大規模なデータセットは、クレータークラスターのパラメーターとそれらの相関関係のより堅牢な統計的調査を提供します。サイズ、分散、および標高に伴う大きなクレーターの割合の傾向は、物質の弱い大気フィルタリングをサポートしています。クラスター内の個々のクレーターの数の多様性、およびそれらのサイズ頻度分布は、断片化スタイル、脆弱性、または内部粒子サイズの多様性を反映している可能性があります。
はやぶさ2で観測された黄道光の日心距離依存性の初期結果#
| Title |
Initial_Result_of_Heliocentric_Distance_Dependence_of_Zodiacal_Light_Observed_by_Hayabusa2# |
| Authors |
Kohji_Tsumura,_Shuji_Matsuura,_Kei_Sano,_Takahiro_Iwata,_Kohji_Takimoto,_Manabu_Yamada,_Tomokatsu_Morota,_Toru_Kouyama,_Masahiko_Hayakawa,_Yasuhiro_Yokota,_Eri_Tatsumi,_Moe_Matsuoka,_Naoya_Sakatani,_Rie_Honda,_Shingo_Kameda,_Hidehiko_Suzuki,_Yuichiro_Cho,_Kazuo_Yoshioka,_Kazunori_Ogawa,_Kei_Shirai,_Hirotaka_Sawada,_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07013 |
黄道光(ZL)は、光の波長で惑星間塵(IPD)によって散乱された太陽光です。太陽系におけるIPDの空間分布は、太陽系の進化とその中の物質輸送を理解する上で重要な鍵を握る可能性があります。IPD数密度は$n(r)\simr^{-\alpha}$で表すことができ、$\alpha\sim1.3$の結果はHelios1/2による以前の惑星間空間からの観測によって得られたものです。1970年代と1980年代のパイオニア10/11。しかし、それ以来、地球軌道外の惑星間空間からのZL観測に基づく$\alpha$の直接測定は行われていません。ここでは、2021年から2022年にかけて、はやぶさ2のミッションでONC-Tによって観測された、0.76-1.06天文単位の光波長におけるZLラジアルプロファイルの初期結果を紹介します。得られたZLの明るさはモデルの明るさでよく再現されていますが、観測されたZLの明るさは0.9au付近でモデルの明るさをわずかに上回っています。得られた動径指数は$\alpha=1.30\pm0.08$であり、ZL観測に基づく以前の結果と一致しています。$\alpha$の支配的な不確実性の原因は、拡散銀河光の推定における不確実性から生じます。
GJ 436 b に似た惑星のエネルギー粒子環境
| Title |
The_energetic_particle_environment_of_a_GJ_436_b-like_planet |
| Authors |
D._Rodgers-Lee,_P._B._Rimmer,_A._A._Vidotto,_A._J._Louca,_A._M._Taylor,_A._L._Mesquita,_Y._Miguel,_O._Venot,_Ch._Helling,_P._Barth_and_E._Lacy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07058 |
太陽系外惑星大気におけるエネルギー粒子の影響を抑制するための重要な最初のステップは、星のエネルギー粒子と銀河宇宙線によるイオン化の化学的特徴を検出することです。GJ$\,$436はよく研究されているM型矮星で、海王星に似た暖かな系外惑星を持っています。恒星のエネルギー粒子の最大運動量を恒星のX線光度から推定する方法を示します。我々は、GJ$\,$436$\,$bの軌道距離(0.028$\,$au)。これらの距離では、大気の最上部では、星のエネルギー粒子が水素分子を$\zeta_{\rmStEP,H_2}\sim4\times10^{-10}-2\times10^{-13}\,\mathrm{s^{-1}}$.比較すると、銀河宇宙線だけでは$\zeta_{\rmGCR,H_2}\sim2\times10^{-20}-10^{-18}\,\mathrm{s^{-1}}$になります。10auでは、銀河宇宙線によるイオン化が星のエネルギー粒子のイオン化と等しいことがわかります:$\zeta_{\rmGCR,H_2}=\zeta_{\rmStEP,H_2}\sim7\times10^{-18}\,\rm{s^{-1}}$は大気圏上部のイオン化率です。GJ$\,$436$\,$bの軌道距離では、星のエネルギー粒子による最大のイオン対生成速度は圧力$P\sim10^{-3}\,$barで発生し、銀河宇宙線が$を支配します。P>10^2\,$バー。これらの高圧は、衝突後の初期の地球大気に予想されるものに似ています。ここで提示された結果は、暖かい海王星のような大気中のエネルギー粒子の化学的特徴を定量化するために使用されます。
土星の輪に見られる「スポーク」の別の説明
1970年代にアマチュア天文学者のスティーブンJ.オメーラによって最初に観測され、その後1980年代初頭にボイジャー宇宙船のフライバイによって観測され、「スポーク」が自転車の車輪のスポークのように広がっていることがわかりました。「スポーク」の観察された挙動は、それらが惑星、月、または環物質との重力相互作用によって支配されていないことを示しています。2005年、カッシーニ探査機は、「スポーク」がガス巨人の地球規模の磁場の影響下にある可能性が高いことを確認しました。ここで、土星の輪に現れる「スポーク」が、化学気相堆積(CVD)のプロセスによって熱分解炭素でコーティングされたケイ酸塩の粒子で構成されていることを示します。熱分解炭素は、十分に強い磁場の上に浮揚できる高度に反磁性の物質です。「スポーク」も反磁性の氷の粒子で構成されています。光電効果は、特定の周波数の太陽光にさらされると、熱分解炭素でコーティングされたケイ酸塩が主環構造に戻る理由を説明するために使用できます。ハイブリダイズしていない2pz軌道の一部が不対非局在化電子を失うと、熱分解炭素粒子は常磁性になり、パイ結合分子軌道構造が崩壊します。熱分解炭素粒子は、メインリング構造の上下に発生する磁場に引き付けられます。土星のBリングの「スポーク」は常に存在し、プラズマ密度を高めるためにプラズマトリガーイベントは必要ないことが示唆されています。ただし、「スポーク」は、適切な視野角が許可されている場合にのみ表示され、それらの可視性は、土星の輪に当たる太陽光の角度にも依存します。
ターゲットを絞った太陽系外惑星調査で太陽系の小さな天体を検出するための GPU ベースのフレームワーク
| Title |
GPU-based_framework_for_detecting_small_Solar_System_bodies_in_targeted_exoplanet_surveys |
| Authors |
Artem_Burdanov,_Samantha_Hasler,_Julien_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07293 |
太陽系の小さな天体は、太陽系形成の元の残骸であり、惑星科学と天文学に貴重な洞察を提供します。最も近い小惑星が深刻な影響の脅威をもたらす可能性があるため、それらの発見とカタログ作成は、地球上の生命に強力な実際的な影響を与えます。専用の観測プロジェクトと並行して、さまざまな施設からの多数のアーカイブデータセットに対して、小さな天体の検索が行われてきました。ここでは、GPUベースの合成追跡アルゴリズムを使用して、毎日のデータとアーカイブデータで小さな物体の偶然の検出を回復することにより、太陽系外惑星トランジット検索調査の科学的利益を増やすためのフレームワークを提示します。概念の証明として、SPECULOOSサーベイの1m望遠鏡で観測された$12\times12\mathrm{arcmin^2}$スカイフィールドを分析しました。小天体の毎日の探索の一環として空全体に均一に分布する90のスカイフィールドと、アーカイブサーチの一部として黄道面から5度以内に位置する21のアーカイブフィールドを分析しました(合計4.4deg$^2$)。全体として、インナーメインベルトの小惑星から木星のトロヤ群まで、さまざまな動的クラスの400個の既知のオブジェクトと、その動きに優先順位のない43個の潜在的に新しい小さな天体を特定しました。$V$=23.8等の未知の天体の極限等級に到達することができ、$V<$22等と$V<$23.5等の天体の検索率は、それぞれデイリー検索とアーカイブ検索で$\sim$80%に達しました。.したがって、SPECULOOSや同様の太陽系外惑星サーベイは、小さな天体や$V$=22等を超えるプローブパラメータ空間のペンシルビームサーベイとして機能します。
ディスク個体群の合成：小石の漂流による固体塊の貯留層の減少
| Title |
Disc_population_synthesis:_decrease_of_the_solid_mass_reservoir_through_pebble_drift |
| Authors |
Johan_Appelgren,_Michiel_Lambrechts_and_Nienke_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07297 |
星形成領域の調査により、原始惑星系円盤のダスト質量が数百万年の時間スケールで数桁減少することが明らかになりました。固体の質量収支のこの減少は、小石と呼ばれるmmサイズの固体のガス抗力によって引き起こされる半径方向のドリフトによる可能性があります。しかし、若い星団におけるこのダスト成分の進化を定量化することは、星の質量と形成時間の固有の大きな広がりのために困難です。したがって、クラスターの集団進化をモデル化して、mmサイズの粒子のディスクをクリアする際の放射状ドリフトの有効性を調査することを目指しています。円盤形成、ガス成分の粘性進化と光蒸発除去を数値的に解く原始惑星系円盤モデルを使用し、断片化によってサイズが制限された粒子のドリフトも含めます。円盤は、質量がそれぞれ0.1太陽質量から1太陽質量の間の星に対して、50地球質量から1000地球質量の間のダスト質量で生まれることがわかります。この初期ダスト貯留層の大部分は、通常、X線による質量損失率が高いモデルとないモデルの両方で、光蒸発によってガスディスクにギャップが開く前に、ドリフトによって失われます。3Myrから8Myrの間のガス円盤の平均寿命に対応する粘性進化速度を仮定すると、断片化が制限された小石に閉じ込められた質量の時間の減少は、近くの星形成領域から推測されるダスト質量と年齢の進化と一致すると結論付けます。.
近地球小惑星 (65803) ディディモスの高速自転プライマリから持ち上げられた粒子
| Title |
Lifted_particles_from_the_fast_spinning_primary_of_the_Near-Earth_Asteroid_(65803)_Didymos |
| Authors |
Nair_Tr\'ogolo,_Adriano_Campo_Bagatin,_Fernando_Moreno_and_Paula_G._Benavidez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07333 |
サイズが数百メートルから数キロメートルの範囲の近地球小惑星(NEA)の数が増えており、スピン速度が比較的高く、スペクトルの種類に応じて、4時間未満から$\sim$2.2時間まで短縮されます。これらの天体のいくつかでは、赤道付近の局所的な加速度が外側に向けられている可能性があり、赤道付近の物質のリフトオフが可能です。特に、これは、DART(NASA)およびHera(ESA)宇宙ミッションのターゲットである(65803)ディディモス連星系の主要な小惑星ディディモスに当てはまる可能性があります。このような環境における粒子のダイナミクスの研究は、HeraミッションとEC-H2020NEO-MAPPプロジェクトの枠組みの中で、利用可能な形状モデル、既知の物理パラメータ、および以前に利用可能な軌道情報に従って実施されました。DARTの影響。システム内の周回粒子の存在は、質量と体積の推定値範囲のほとんどで発生する可能性があります。放出された物質の空間質量密度は、さまざまな粒子サイズとさまざまな日心軌道エポックで計算され、大きな粒子が密度分布を支配し、小さな粒子の存在量が観測エポックに依存することが明らかになりました。ディディモスの離着陸エリアの見積もりも報告されています。DARTミッション後に得られたシステムの質量と一次範囲の推定値は、この研究の主な結論が現在の知識の文脈で有効であることを確認しています。
天の川衛星の運動学に対する LMC の影響: 実行中の太陽頂点からの手がかり
| Title |
The_LMC_impact_on_the_kinematics_of_the_Milky_Way_satellites:_clues_from_the_running_solar_apex |
| Authors |
Dmitry_Makarov,_Sergey_Khoperskov,_Danila_Makarov,_Lidia_Makarova,_Noam_Libeskind,_Jean-Baptiste_Salomon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06175 |
矮小銀河は、天の川(MW)と局所銀河団全体の進化を研究するためのユニークな機会を提供します。MW衛星の運動学に基づいて実行中の太陽頂点を分析すると、ガラクトセントリック距離の関数としての動径速度分布の双極子項の予期しない動作を発見しました。近くの衛星(<100kpc)は140～230km/sの振幅のバルク運動を持っていますが、より遠い衛星は半径速度の等方性分布を示しています。このような強い太陽頂点の変動は、衛星の正味の回転では説明できません。非常に高い回転速度(~970km/s)が必要になるからです。LMCとその最も密接に関連するメンバーをサンプルから除外すると、近くの衛星のバルクモーションを十分に抑制できなくなります。それにもかかわらず、観測されたMW衛星の特異な運動学は、LMCの最初の落下によって引き起こされる摂動によって説明できることを実証しました。最初に、大規模なLMCを使用して(使用せずに)MW衛星の軌道を後方(前方)に統合することにより、摂動の影響を「解消」しました。2x10^{11}MsunLMCの場合、内部ハローにおける太陽頂点の現在の特異な増強が最も減少しているように見える。次に、MW-LMC相互作用の自己無撞着な高解像度N体シミュレーションで、太陽の頂点が、MW衛星のそれに匹敵する実質的な角運動量を持つハロー粒子に対してのみ観測された挙動を示すことを発見しました。
SDSSの大規模および小規模な合併のこれまでで最大のカタログからのローカルユニバースの赤方偏移を伴う主要な合併の割合の減少
| Title |
A_declining_major_merger_fraction_with_redshift_in_the_local_Universe_from_the_largest-yet_catalog_of_major_and_minor_mergers_in_SDSS |
| Authors |
R._Nevin,_L._Blecha,_J._Comerford,_J._Simon,_B._A._Terrazas,_R._S._Barrows,_J._A._V\'azquez-Mata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06249 |
Galaxy合併を正確に識別することは困難であり、質量比または合併段階でそれらを分類することはさらに大きな課題です。以前の研究では、シミュレートされた合併のスイートを使用して、線形判別分析（LDA）を使用して主要な合併を特定する分類技術を作成しました。ここでは、この手法をSDSSDR16の測光カタログから130万銀河に適用し、各銀河が大規模またはマイナーな合併である可能性を提示し、分類を合併段階（早期、後期、コーラス化後）ごとに分割します。銀河の最大のサンプルの1つについて、一般に利用可能なイメージング予測値と上記のすべての分類を提示します。主要な合併率とマイナーな合併分数（$f_{\mathrm{merg}}$）を測定し、星の質量と赤方偏移の関数としてビンする銀河の質量完全サンプルを構築します。主要な合併については、$f_{\mathrm{merg}}$の$f_{\mathrm{merg}}$の正の勾配と$f_{\mathrm{merg}}$$10.5<m_*\m_{\odot}）<11.6$および$0.03<z<0.19$の赤方偏移。質量や完全なサンプルを作成したり、質量の完全性と質量ビンニングの重要性を実証したりしない場合、赤方偏移を伴う主要な合併分数の人工陽性勾配を再現することができます。恒星の質量との主要な合併分数の肯定的な傾向は、階層アセンブリシナリオと一致していると判断します。Redshiftを使用したネガティブな傾向には、バリオニックフィードバックなどの追加のアセンブリメカニズムが地元の宇宙で支配的であることが必要です。
原始ダスト放出のモデルを実装することにより、最近$z\gtrsim7$でJWSTによって検出されたものと同様の大質量銀河源のダスト連続体フラックスを予測します。これらの発生源のいくつかについてALMAで得られた現在のフラックスの上限は、最初の銀河のガスの金属量とダストの割合を制限する可能性があります。心強いことに、典型的な最初の銀河に期待される特性(つまり、ダストと金属の質量比:$D/M=5\times10^{-3}$、ガスの金属量:$Z_{\rmg}=5\倍10^{-3}~Z_{\odot}$、星形成効率:$\eta=0.01$)、モデルの遠赤外線(FIR)フラックスは、ALMAバンド6および7から推定される現在のフラックス上限と一致しています($\lesssim10^4$nJy)。このような低い$D/M$値と金属量は、高$z$JWST銀河候補のFIRダスト連続体が検出されないことを説明するために文献で提案されているいくつかのシナリオと一致しています。一方、モデルパラメータ$D/M$($\gtrsim0.06$)と$Z_{\rmg}$($\gtrsim5\times10^{-2}~Z_{\odot}$)は、より高い$\eta$が想定されない限り、観測データによって除外されます。私たちの調査結果によると、アルマ望遠鏡のマルチバンド観測は、初期宇宙におけるダストの化学的性質とダストの粒径分布を制約する可能性があります。これに関連して、将来の観測課題には、より高いFIR感度に到達するだけでなく、明確なアルマバンドを探索することによって波長範囲を拡大することも含まれます。
ガイア位相スパイラルの新機能と内部摂動との可能な関係
| Title |
New_features_of_the_Gaia_phase_spiral_and_its_possible_relation_to_internal_perturbations |
| Authors |
Chengdong_Li,_Arnaud_Siebert,_Giacomo_Monari,_Benoit_Famaey,_Simon_Rozier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06393 |
GaiaDR3RVSサンプルから円盤星を選択し、銀河内の位置の関数としてフェーズスパイラルを調査します。このデータは、太陽半径内の局所的な$z-v_z$平面に2アームの位相スパイラルパターンを示しています。原則として、面内の非軸対称摂動によって生成できる呼吸モード。逆に、太陽半径の外側では、位相螺旋パターンは単腕になることに注意してください。軸対称の背景ポテンシャルに加えて、現実的な安定して回転する中央棒と摂動としての2アームの渦巻きアームを備えた現実的な解析モデルを使用して粒子テストの統合を実行すると、疑似星は$\langlev_R\rangle$で顕著な渦巻きパターンを取得します。$x-y$平面にマップします。さらに、いくつかの$\rm{kms}^{-1}$レベルでの明確な呼吸モードの証拠は、$x-z$平面上の$\langlev_z\rangle$マップで見ることができ、そのような呼吸モードがバーとスパイラルアームが一緒に存在する場合は無視できます。ただし、$(z,v_z)$平面ではフェーズスパイラルは認識できません。初期の垂直摂動がすべての疑似星に追加され、シミュレーションを実行するために同じ軌道統合スキームが採用されると、摂動後500~Myrで位相渦巻きがはっきりと見え、徐々に裏返しに消えることがわかります。ただし、その場合、それらは片腕です。最後に、概念の証明として、振幅とパターン速度が変化する時変非軸対称面内摂動のおもちゃモデルが、一方で、強力な2アーム位相スパイラルを生成する方法を示します。外部の垂直摂動と一緒に時変の強い内部摂動が、おそらく太陽半径の周りの2アームと1アームのフェーズスパイラル間の遷移を説明できると結論付けています。
伴銀河に衝突する一方的な電波ジェットの RAD@home 発見
| Title |
RAD@home_discovery_of_a_one-sided_radio_jet_hitting_the_companion_galaxy |
| Authors |
Ananda_Hota,_Pratik_Dabhade,_Sravani_Vaddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06416 |
ミンコフスキーの天体と「デススター銀河」は、電波ジェットが隣接する銀河に直接衝突することが観察されたまれな例の有名なケースの2つです。ここで紹介されているGMRTを含むRAD@homeの市民科学の発見であるRAD12は、これまでに知られている6つ近くのまれなケースに新しいシステムが追加されただけでなく、近隣の銀河がマイナーまたはドワーフの伴星ではない最初のケースでもありますが、ラジオジェットのホストよりも大きな銀河。さらに、ジェットは片側に見え、相互作用後のジェットは完全に停止し、横方向に膨張する気泡を形成します。電波ジェットとISMの結合の性質はこれまでのところよくわかっていないため、RAD12のような天体をさらに発見することは、合体とAGNフィードバックを通じて銀河の進化を理解する上で重要になります。
BUDHIES V: 直接 HI 検出に基づく z=0.2 でのバリオン タリー-フィッシャー関係
| Title |
BUDHIES_V:_The_baryonic_Tully-Fisher_relation_at_z=0.2_based_on_direct_HI_detections |
| Authors |
A.R._Gogate,_M.A.W._Verheijen,_J.M._van_der_Hulst,_Y.L._Jaff\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06618 |
BlindUltra-DeepHIEnvironmentalSurvey(BUDHIES)からの直接HI検出を使用して、HIベースのBおよびRバンドTully-Fisher関係(TFR)およびz=0.2でのBaryonicTFR(BTFR)を提示します。IsaacNewtonTelescopeからの深測測光は、堅牢なTFR分析に必要な品質基準に一致する166のHIソースのうち36に使用されました。ピーク流束の20%と50%での2つの速度定義は、グローバルHIプロファイルから測定され、円速度のプロキシとして採用されました。私たちの結果を、おおぐま座(UMa)銀河連合から同じように構築されたz=0TFRと比較します。TFRの偏りのない比較を確実にするために、サンプルの選択と適用された補正に関して、すべてのサンプルを同じように処理しました。銀河の性質を紹介するカタログとアトラスを提供しています。私たちの分析は、z=0関係に固定された傾きを持つTFRとBTFRのゼロ点に焦点を当てています。私たちの主な結果は次のとおりです。(1)BUDHIES銀河は、UMa銀河と比較して浅い翼を持つより非対称なHIプロファイルを示します。これは、おそらくそれらが存在する環境によるものです。(2)光度ベースのz=0.2TFRはより明るいです。(3)BTFRは、過去25億年にわたってそのゼロ点で進化を示さず、クラスター銀河を含めても大幅に変化しません。(4)適切なサンプルの選択と一貫した修正は、TFRの進化の偏りのない分析にとって重要です。
Chandra を使用して変化する外観のクエーサー遷移の起源を探る
| Title |
Probing_the_Origin_of_Changing-look_Quasar_Transitions_with_Chandra |
| Authors |
Qian_Yang,_Paul_J._Green,_Chelsea_L._MacLeod,_Richard_M._Plotkin,_Scott_F._Anderson,_Allyson_Bieryla,_Francesca_Civano,_Michael_Eracleous,_Matthew_Graham,_John_J._Ruan,_Jessie_Runnoe,_and_Xiurui_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06733 |
非常に変化しやすいクエーサーは、ブロードラインの放射強度に強い変化を示すこともあり、ChangingLookQuasar(CLQ)として知られています。CLQ遷移メカニズムを研究するために、明るい状態と暗い状態の両方でX線観測を行ったCLQのパイロットサンプルを提示します。明るい状態のアーカイブSDSSスペクトルと(ChandraまたはXMM-Newton)X線データを含むクエーサーのサンプルから、光学分光フォローアップによって5つの新しいCLQを特定し、新しい目標のX線観測を取得しました。チャンドラ。明るい状態または弱い状態のX線スペクトルで強い吸収は検出されません。固有のX線フラックスは一般に光学的変動を追跡し、X線べき乗則の勾配は暗い状態でより難しくなります。5つのCLQすべてで大振幅の中赤外変動が検出されます。変化オブスキュレーションモデルは、観測されたX線スペクトルおよびこれらのCLQで見られるスペクトルエネルギー分布の変化と一致しません。観測された変化は、超大質量ブラックホールの降着率の変化によるものである可能性が非常に高いため、多波長放射はそれに応じて変化し、X線連星の降着状態との類似性が期待されます。
星形成の主系列を使用して、宇宙時間を超えて静止銀河を探索する
| Title |
Using_the_Star_Forming_Main_Sequence_To_Explore_Quiescent_Galaxies_Across_Cosmic_Time |
| Authors |
Tyler_Houston,_Darren_J._Croton,_and_Manodeep_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06866 |
このレターでは、SAGE銀河モデルと宇宙暗黒物質シミュレーションを使用して、中心銀河の静止期を探ります。3つの質問をします:(1)銀河の寿命のうち、どのくらいの時間が静止状態で費やされますか?(2)銀河はどのくらいの頻度で主系列から外れますか?(3)休止期の典型的な期間はどれくらいですか?低質量銀河と高質量銀河は、寿命の最も高い割合を静止状態で過ごすことがわかります。log10(Mstar)<9.0(3.68\pm1.80Gyr)では45\pm19%、log10(Mstar)>11.5では26\pm25%です。(3.46\pm3.30Gyr)、中間の銀河では7\pm13%(0.82\pm1.57Gyr)に低下します。低質量の銀河は、平均して2.8\pm1.3回、1.49\pm1.04Gyrという短い期間だけ頻繁に静止状態に出入りします。これは、非常に確率論的な進化に対する超新星フィードバックの影響にまでさかのぼることができます。より大きな質量の銀河は、静止期間が少なく(~0.7\pm0.9)、その長さは質量とともに増加し、1.97\pm2.27Gyrでピークに達します。しかし、私たちの大質量集団は、進化経路が分岐する星形成銀河と静止銀河で構成されているため、実際の時間はさらに長くなる可能性があります。これらの高質量傾向は、超大質量ブラックホールからの電波モードフィードバックによって駆動されます。超大質量ブラックホールは、一度活動すると、長期間にわたって活動を続ける傾向があります。
ELAIS-N1領域における星形成銀河の150-5000MHzにおける電波スペクトル特性
| Title |
Radio_spectral_properties_at_150-5000MHz_of_star-forming_galaxies_in_the_ELAIS-N1_field |
| Authors |
Fangxia_An_(PMO,_IDIA,_UWC),_M._Vaccari_(IDIA,_UCT),_P._N._Best_(Edinburgh),_E._F._Ocran_(KASI),_C._H._Ishwara-Chandra_(NCRA),_A._R._Taylor_(IDIA,_UCT),_S._K._Leslie_(Leiden),_H._J._A._R\"ottgering_(Leiden),_R._Kondapally_(Edinburgh),_P._Haske_(Hertfordshire),_J._D._Collier_(IDIA,_UCT),_M._Bonato_(INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06941 |
ELAIS-N1フィールドの高感度LOFAR150MHz、uGMRT400MHz、GMRT610MHz、およびJVLA5GHzデータを組み合わせることにより、150の観測者フレーム周波数で電波検出された星形成銀河(SFG)の電波スペクトル特性を研究します。5000MHz。2つの無線サンプルからAGNを除去することにより、LOFAR150MHzとGMRT610MHzの両方を検出する~3,500のSFGを選択し、$\alpha_{150}^{610}=-0.51\pm0.01$の中央スペクトルインデックスを取得します。$\sigma=0.2$の散布。uGMRT400MHzデータの感度が比較的低いため、$S_{610}>300\mu$Jyのフラックスカットを適用し、$\alpha_{150}^{385}=-0.42^{の中央スペクトルインデックスを取得します。+0.03}_{-0.02}$、$\alpha_{385}^{610}=-0.44^{+0.03}_{-0.04}$、および$\alpha_{150}^{610}=-0.42^{+0.02}_{-0.01}$は、これら3つの無線周波数で検出された258個のSFGのサンプルです。JVLA5GHz観測は、中央値$\alpha_{610}^{5000}=-1.14^{+0.04}_{-を取得するために、約100個のSFGが選択されている中央の0.1deg$^{2}$のみをカバーしています。0.05}$、$\alpha_{385}^{5000}=-1.08^{+0.01}_{-0.02}$および$\alpha_{150}^{5000}=-0.87\pm0.01$。全体として、結果は、150～5000MHzで無線スペクトルインデックスを測定するときに、より低い周波数のデータセットを含めると、無線スペクトルがより平坦になることを示しています。電波スペクトル指数と電波で選択されたSFGの物理的性質との相関関係を調べたところ、平均して、星の質量が増加するにつれて電波スペクトルがわずかに急勾配になることがわかりました。ただし、$\nu<\sim1$GHzのVバンドでの光学深度の増加に伴い、無線スペクトルが平坦になることがわかりました。宇宙線電子のエネルギー損失と熱自由自由吸収によるスペクトル老化は、2つの相関関係をそれぞれ促進する最も可能性の高い物理的メカニズムの1つである可能性があることを示唆しています。これらの両方が、無線スペクトルが高周波数よりも低周波数で平坦である理由の物理的な原因である可能性があります。
星間物質の圧縮性乱流: 高解像度の超音速乱流シミュレーションからの新しい洞察
| Title |
Compressible_turbulence_in_the_interstellar_medium:_New_insights_from_a_high-resolution_supersonic_turbulence_simulation |
| Authors |
Renaud_Ferrand_and_S\'ebastien_Galtier_and_Fouad_Sahraoui_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06960 |
星間物質(ISM)の構造化における超音速乱流の役割は、未解決の問題のままです。ここでは、物理空間における2点相関を含む、圧縮性等温流体力学的乱流の新しい正確な法則を使用して、この問題を調査します。新しい法則は、非圧縮性の場合を連想させる単一の流束項と、符号が速度の発散によって与えられる単純な式を持つソース項を含むコンパクトな式を持つことが示されています。次に、この法則を使用して、$10,048^3$ポイントのグリッド解像度を使用した大規模な数値シミュレーションによって生成された整数マッハ数$4$でのそのような乱流の特性を調査します。フラックス(ソース)項は、総エネルギーカスケードレートに対して正(負)の寄与を持つことがわかりました。これは、圧縮によって増幅された直接カスケードとして解釈されますが、それらの合計は慣性範囲で一定です。ローカル(空間内)解析を使用すると、ソースは主にフラックスが無視できるフィラメント構造によって駆動されることが示されます。定義された正の相関を取ると、無視できないソースがフラックスのスケーリングを変更するスケールを決定する音速スケールで区切られたさまざまな乱流領域の存在が明らかになります。私たちの研究は、超音速星間乱気流のダイナミクスと構造への新しい洞察を提供します。
JWST Early Release Science Program Q3D からの最初の結果: $z=3$ 極度に赤いクェーサー
ホストにおけるイオン化コーン、塊状の星形成、および衝撃
| Title |
First_results_from_the_JWST_Early_Release_Science_Program_Q3D:_Ionization_cone,_clumpy_star_formation_and_shocks_in_a_$z=3$_extremely_red_quasar_host |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Nadia_L._Zakamska,_Yuzo_Ishikawa,_Swetha_Sankar,_Dominika_Wylezalek,_David_S._N._Rupke,_Sylvain_Veilleux,_Caroline_Bertemes,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Hsiao-Wen_Chen,_Nadiia_Diachenko,_Andy_D._Goulding,_Jenny_E._Greene,_Kevin_N._Hainline,_Fred_Hamann,_Timothy_Heckman,_Sean_D._Johnson,_Grey_Murphree,_Hui_Xian_Grace_Lim,_Weizhe_Liu,_Dieter_Lutz,_Nora_L\"utzgendorf,_Ryan_McCrory,_Vincenzo_Mainieri,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Patrick_Ogle,_Eckhard_Sturm,_and_Lillian_Whitesell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06970 |
大質量銀河は、「宇宙の正午」として知られる期間中、赤方偏移$z=1-3$で最も活発に形成されました。ここでは、JWSTに搭載された近赤外分光器(NIRSpec)積分フィールドユニット(IFU)による観測に基づいて、$z=2.94$にある極赤色クエーサーSDSSJ165202.64+172852.3ホスト銀河の輝線研究を提示します。標準的な輝線診断比を使用して、ホスト銀河と伴銀河の群れ全体のガス電離源をマッピングします。クエーサーは光イオン化を支配していますが、イオン化コーンとクエーサー駆動の流出に直交する衝撃励起領域も発見しています。これらの衝撃は、合体によって引き起こされた可能性があります。または、強力な銀河規模のクエーサーアウトフローが存在することを考えると、これらは、クエーサーによって直接照らされていない銀河の部分に到達する可能性のある広角のアウトフローの兆候である可能性があります。最後に、ホスト銀河に関連する運動学的に狭い放出は、少なくとも200$M_{\odot}$yr$^{-1}$の割合で星を形成する1kpcスケールの塊の集まりとして現れます。これらの塊内のISMは高い電子密度を示し、最大3,000cm$^{-3}$に達し、金属量は太陽の半分から3分の1の範囲で、正の金属量勾配と最大3等級のVバンド消光があります。これらの領域の星形成条件は、局所的な星形成銀河よりもはるかに極端ですが、宇宙の正午の大質量銀河の条件と一致しています。JWSTの観測は、合体、塊状のスターバースト、不明瞭なエディントン付近のクエーサー活動のエピソード、および非常に強力なクエーサーの流出を同時に受けている典型的な急速に形成された大規模な銀河を明らかにしています。
UGC 8782 のラジオ ラウド AGN におけるアウトフローの空間分解観測
| Title |
Spatially_resolved_observations_of_outflows_in_the_radio_loud_AGN_of_UGC_8782 |
| Authors |
Rogemar_A._Riffel,_Rog\'erio_Riffel,_Marina_Bianchin,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Gabriel_Luan_Souza_de_Oliveira,_Nadia_L._Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07098 |
私たちは、光積分場分光法(IFU)を使用して、電波の大きな活動銀河核(AGN）。観測はGeminiNorth望遠鏡のGMOS-IFUで行われ、銀河の距離で$\sim725$pcの空間分解能が得られました。恒星は大規模な円盤の方向に従って秩序立った回転を示しますが、ガスは乱れた運動学を示します。輝線プロファイルは、銀河円盤内のガスに関連する狭い($\sigma\lesssim200$kms$^{-1}$)成分と広い($\sigma\gtrsim200$)成分の2つの運動学的成分を示します。kms$^{-1}$)ガス流出によって生成されたコンポーネント。輝線比図は、円盤内のガスがAGN放射場によって励起されていることを示していますが、流出の放出には、電波ジェットと環境ガスとの相互作用による衝撃励起の追加の寄与が含まれています。最大30kms$^{-1}$の純粋な回転からのずれがディスクコンポーネントで観察され、以前の合併イベントによって生成された可能性があります。広い成分は、すべての場所で銀河の全身速度に対して$\sim150-500$kms$^{-1}$だけ青方偏移しています。電離ガス流出の質量流出速度と運動出力の半径方向プロファイルを構築します。これは、核から$\sim1$kpcで最大値を持ち、ピーク値は$\dot{M}_{\rmout,\Deltaです。R}=0.5\pm0.1$M$_\odot$yr$^{-1}$および$\dot{K}_{\rmout,\DeltaR}=$(6.8$\pm$1.1)$\times$10$^{41}$ergs$^{-1}$.これらのアウトフローの運動結合効率は1ドルから3パーセントの範囲であり、理論シミュレーションで予測されるように、ホスト銀河の星形成に影響を与えるのに十分強力である可能性があることを示しています。
TNG50 シミュレーションにおける原子から分子への水素遷移: 現実的な UV フィールドを使用して、空間的に分解された HI マップを作成する
| Title |
The_atomic-to-molecular_hydrogen_transition_in_the_TNG50_simulation:_Using_realistic_UV_fields_to_create_spatially_resolved_HI_maps |
| Authors |
Andrea_Gebek,_Maarten_Baes,_Benedikt_Diemer,_W.J.G._de_Blok,_Dylan_Nelson,_Anand_Utsav_Kapoor,_Peter_Camps,_Omphile_Rabyang,_Lerothodi_Leeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07237 |
銀河の冷たいガスは、宇宙流体力学シミュレーションの現実性を評価するための重要なテストを提供します。シミュレートされた銀河集団の原子および分子の水素特性を抽出するには、局所的なUVフィールドを考慮した後処理方法が必要です。IllustrisTNGスイートの最高解像度の実行であるTNG50の原子から分子への遷移をモデル化するために、ダスト放射伝達コードSKIRTを使用して現実的なUVフィールドを計算することにより、以前の研究を改善します。HI質量関数などの統合された量を比較して、現実的な低温ガス特性を計算するために、UVフィールドをモデル化する必要がある詳細を調べます。次に、赤方偏移ゼロの水素原子の合成マップを探索することにより、銀河内の低温ガスの新しい空間分解比較を評価し、それらをWHISP調査からの局所銀河の21cm観測と比較します。ノンパラメトリック形態学に関しては、TNG50HIマップは、超大質量ブラックホールの放出特性に関連する中央HI赤字の一部が原因で、対応するWHISPよりも集中していないことがわかります(中央値$\DeltaC\approx0.3$)。TNGでのフィードバック。HI列密度分布関数に関しては、WHISPとIllustrisTNGの間で、これらのデータセットの総HI存在量と後処理方法に依存する不一致が見つかりました。宇宙論的シミュレーションと今後の深いHI/H2データとの相乗効果を十分に活用するために、正確な方法を使用してUV放射場を推定し、モックマップを生成することを提唱します。
Broad-Line SN 2019ein の直接解析: Core-Normal SN 2011fe との接続
| Title |
Direct_Analysis_of_the_Broad-Line_SN_2019ein:_Connection_with_the_Core-Normal_SN_2011fe |
| Authors |
Zach_Yarbrough,_E._Baron,_James_M._DerKacy,_I._Washington,_Peter_Hoeflich,_and_Anthony_Burrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06197 |
Ia型超新星(SNeIa)は重要な宇宙探査機であり、特に鉄族元素の銀河元素合成に貢献しています。宇宙探査機としての信頼性を高め、銀河の化学進化を理解するためには、連星系と爆発メカニズムを理解することが重要です。SNeIaをブランチグループに分類することで、観測されたSNeIaの種類間の類似点と相違点がある程度理解されるようになりました。ただし、一部にはサンプルサイズが小さいため、広域または02boグループではほとんど研究が行われていません。ブロードラインSN2019einの事前最大スペクトルに対して直接スペクトル分析を実行し、それをコアノーマルSN~2011feと比較対照します。SN2019einとSN2011feはどちらも、発見から2日以内に初めて分光観測され、両方の超新星の分光進化を詳細に追跡することができました。CN超新星とBL超新星の両方の主な特徴の光学的深さは、それらの間に速度シフトがあることを除いて、非常に似ていることがわかります。さらに、SN2002boのようなサブクラスを調べて、最大Bに関して-6～-2日の範囲のプレ最大スペクトルを持つ9つの天体について、SiII{\lambda}6355線のすべての発光ピークがあることを示します。のBLはプレマキシマムで青方偏移しており、これを単純な分類基準にしています。
BatAnalysis -- Swift BAT 調査分析のための包括的な Python パイプライン
| Title |
BatAnalysis_--_A_Comprehensive_Python_Pipeline_for_Swift_BAT_Survey_Analysis |
| Authors |
Tyler_Parsotan,_Sibasish_Laha,_David_M._Palmer,_Amy_Lien,_S._Bradley_Cenko,_Hans_Krimm,_Craig_Markwardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06255 |
スウィフトバーストアラートテレスコープ(BAT)は、広い視野を持つ符号化開口ガンマ線装置であり、過渡的なイベントでトリガーされていないときは主に調査モードで動作します。調査データは、少なくとも5分間にわたって光子数を蓄積する80チャネルの検出面ヒストグラムで構成されます。これらのヒストグラムは地上で処理され、$14$から$195$keVの調査データセットを生成するために使用されます。調査データは、ボリュームですべてのBATデータの$>90\%$を構成し、カタログ化されたおよびカタログ化されていない硬X線源の長期的な光度曲線とスペクトル特性の追跡を可能にします。これまで、調査データセットは、分析に伴う複雑さと簡単に使用できるパイプラインの欠如により、その可能性を最大限に活用できていませんでした。ここでは、BAT調査データを処理および分析するための最新のオープンソースパイプラインを提供するBatAnalysispythonパッケージを紹介します。BatAnalysisを使用すると、コミュニティのメンバーはBAT調査データを使用して、パルサー、パルサー風星雲、活動銀河核、および硬X線バンドで検出される可能性のあるその他の既知/未知の過渡事象を含む天体物理ソースのより高度な分析を行うことができます。Pythonコードが実行する手順の概要を説明し、CrabPulsar、NGC2992、および以前にカタログ化されていなかったMAXITransientからの調査データを分析することにより、その有用性と正確性を実証します。BatAnalysisパッケージを使用すると、$\sim$18年間のBATサーベイを体系的な方法で使用して、多種多様な天体物理学的情報源を研究できます。
連星中性子星合体におけるr過程元素合成の研究：核子の弱い相互作用と核の不確実性
| Title |
The_study_of_r-process_nucleosynthesis_in_binary_neutron_star_mergers:_Nucleonic_weak_interactions_and_nuclear_uncertainties |
| Authors |
Ina_K._B._Kullmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06366 |
宇宙で最も重い元素の起源、特に鉄よりも重い元素からウランまでの生成を説明することは、長年にわたる科学的な謎でした。急速な中性子捕獲過程(またはr過程)は、これらの重元素の約50\%を合成することが知られている。この論文の目的は、rプロセスの元素合成と、我々の予測をいまだ支配しているいくつかの不確実性、すなわち核収率と加熱率を研究することです。中性子星(NS)の合体におけるrプロセスに焦点を当てます。これは、NS-NS合体イベントとその後の重力波の組み合わせ検出を含む、最近の「マルチメッセンジャー」観測の後に脚光を浴びています。電磁対応。この作業では、NS合体システムの流体力学的シミュレーションに基づいて核合成計算を行い、放出された質量の量と放出中のその特性を推定します。私たちのrプロセス計算を通じて、この重力的に束縛されていない物質の組成を推定します。これは、銀河のrプロセス濃縮に寄与する可能性があります。この作業は2つの研究に分かれており、それぞれがrプロセス元素合成に関する未解決の問題に取り組んでいます。最初に、ニュートリノ相互作用がrプロセス要素元素合成に与える影響と、NS-NS合体の動的イジェクタで合成された核の放射性崩壊によって生成される加熱速度の一貫した研究が提示されます。流体力学シミュレーションに基づいて、4つのNS-NS合体システムから放出される物質を研究しました...
混成星は最近の天体物理観測と互換性がある
| Title |
Hybrid_stars_are_compatible_with_recent_astrophysical_observations |
| Authors |
Anil_Kumar,_Vivek_Baruah_Thapa,_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06387 |
コンパクトスター(CS)は、大質量星の残骸です。CSの内部では密度が非常に高いため、物質は核子で構成される素粒子の形になっています。オブジェクトの中心に向かって物質の密度が増加すると、ハイペロン、より重い非ストレンジバリオン、メソン凝縮体などの他の自由度が現れる可能性があります。それだけでなく、より高い密度では、核子がクォークに分解され、閉じ込められていないストレンジクォーク物質(SQM)を形成する可能性があります。そうである場合、CSは混成星(HS)を形成する核物質に囲まれたコアにSQMを含む可能性があります。ただし、CS内の物質の性質と組成は、これらのCSの天体物理学的観測からのみ推測できます。CS質量半径(M-R)関係と重力波(GW)観測に関する最近の天体物理観測は、物質が中間密度範囲で柔らかく、より高い密度範囲で十分に硬く、$2~M_を超える最大可能質量を達成する必要があることを示しています。\odot$は、純粋なハドロン状態方程式(EOS)と互換性がありません。その結果、SQMのさまざまなモデルを使用してHS特性を調査し、密度依存バッグパラメーターを考慮したベクトルバッグモデル内で、モデルがこれまでの天体物理観測とうまくいくことを発見しました。
タイプ IIP 超新星 2021yja の分光偏光測定: 光球相中の異常に高い連続偏光
| Title |
Spectropolarimetry_of_the_type_IIP_supernova_2021yja:_an_unusually_high_continuum_polarization_during_the_photospheric_phase |
| Authors |
Sergiy_S._Vasylyev,_Yi_Yang,_Kishore_C._Patra,_Alexei_V._Filippenko,_Dietrich_Baade,_Thomas_G._Brink,_Peter_Hoeflich,_Justyn_R._Maund,_Ferdinando_Patat,_Lifan_Wang,_J._Craig_Wheeler,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06497 |
爆発後$\sim$25から95日までのIIP型超新星(SN)2021yjaの6つのエポックの光学分光偏光測定を提示します。$p\sim0.9\%$という異常に高い連続直線偏光が、初期の光球相の間に測定され、その後、星雲相の開始のかなり前に着実に減少します。この振る舞いは、タイプIIP超新星(SNeIIP)ではこれまで観測されていませんでした。観測された連続体の偏光角は、光球相では大きく変化しません。H$\alpha$およびCaII近赤外線トリプレットラインと共通するグローバルエジェクタに顕著な対称軸が見られます。これらの観察結果は、楕円体ジオメトリと一致しています。連続偏光の時間的進化は、非球状星周物質と相互作用するSNイジェクタとも一致しますが、強い相互作用に関連する可能性のある分光学的特徴は特定できません。あるいは、高偏極の原因は、低密度の星周物質と見分けがつかない拡張された水素エンベロープであると考えています。
Zwicky Transient Facility による潮汐破壊イベントの人口統計: 体積率、光度関数、およびローカル ブラック ホールの質量関数への影響
| Title |
Tidal_Disruption_Event_Demographics_with_the_Zwicky_Transient_Facility:_Volumetric_Rates,_Luminosity_Function,_and_Implications_for_the_Local_Black_Hole_Mass_Function |
| Authors |
Yuhan_Yao,_Vikram_Ravi,_Suvi_Gezari,_Sjoert_van_Velzen,_Wenbin_Lu,_Steve_Schulze,_Jean_J._Somalwar,_S._R._Kulkarni,_Erica_Hammerstein,_Matt_Nicholl,_Matthew_J._Graham,_Daniel_A._Perley,_S._Bradley_Cenko,_Robert_Stein,_Angelo_Ricarte,_Urmila_Chadayammuri,_Eliot_Quataert,_Eric_C._Bellm,_Joshua_S._Bloom,_Richard_Dekany,_Andrew_J._Drake,_Steven_L._Groom,_Ashish_A._Mahabal,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme,_Yashvi_Sharma,_Jesper_Sollerman,_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06523 |
光学的に選択されたTDEの最大のサンプルを使用して、体系的な潮汐破壊イベント(TDE)人口統計分析を実施します。フラックスが制限された33のTDEの分光学的に完全なサンプルが、3年間(2018年10月から2021年9月まで)にわたってZwickyTransientFacility(ZTF)を使用して構築されます。ホスト銀河のスケーリング関係を使用してブラックホール(BH)の質量($M_{\rmBH}$)を推測し、サンプル$M_{\rmBH}$の範囲が$10^{5.1}\,M_\odot$であることを示します。$10^{8.2}\,M_\odot$へ。レートを推測するために、調査効率補正最大量法を開発しました。静止フレーム$g$バンドの光度関数(LF)は、$\phi(L_g)\propto[(L_g/L_{\rmbk})^{0.3}+(L_g/L_{\rmbk})^{2.6}]^{-1}$、$L_{\rmbk}=10^{43.1}\,{\rmerg\,s^{-1}}$.$10^{5.2}\lesssim(M_{\rmBH}/M_\odot)\lesssim10^{7.2}$のBH質量領域では、TDE質量関数は$\phi(M_{\rmBH})に従います。\proptoM_{\rmBH}^{-0.25}$、これはフラットなローカルBH質量関数を支持します($dn_{\rmBH}/d{\rmlog}M_{\rmBH}\approx{\rm定数)}$)。大質量端($M_{\rmBH}\gtrsim10^{7.5}\,M_\odot$)での顕著な速度抑制を確認します。これは、水素燃焼星の直接捕獲を考慮した理論的予測と一致しています。事象の地平線。ホスト銀河の質量が$M_{\rmgal}\sim10^{10}\,M_\odot$の場合、平均光学TDE率は$\approx3.2\times10^{-5}\,{\rmgalaxy^{-1}\,yr^{-1}}$.赤の銀河では、光学TDEレートを[3.7、7.4、および1.6$]\times10^{-5}\,{\rmgalaxy^{-1}\,yr^{-1}}$に制限します。、緑、青の色。
高度な LIGO ボリュームでの短期間の GRB レートの予測
コンパクトなオブジェクトの合体イベント率、短時間のガンマ線バースト(sGRB)光度関数、およびSwift/BAT検出器のモデルから始めて、観測されたSwiftsGRB率とその不確実性を計算します。私たちの確率論的sGRB世界モデルは、123のSwift/BAT検出sGRBの赤方偏移とフラックスで観測された数分布を再現し、共同sGRB/LIGO検出率を予測するために使用できます。レート予測のモデルパラメーターへの依存性について説明し、実験感度の増加に伴ってそれらがどのように変化するかを調べます。特に、LIGOボリュームのバースト数は、sGRBビーミングを制御するパラメーターに強く依存します。私たちの結果は、観測されたジェットを駆動する検出選択効果による宇宙論的sGRBの狭いビームの外観と比較して、近くのsGRBは平均してより広いジェットを持っていることが観察されるべきであることを示唆しています（$\theta_{\rmjet}\gtrsim30$度）。角度。すべてのsGRBがコンパクトなオブジェクトの合併によるものであると仮定すると、$D<200$MpcaLIGOボリューム内で、軸上イベントの全天で年間$0.18^{+0.19}_{-0.08}$sGRB/GWの関連付けが予測されます。軸外イベントを含めると$1.2^{+1.9}_{-0.6}$に増加する迅速な感度。構造化ジェットのコンテキストで、モデルとGW170817/GRB~170817Aの一貫性を調べます。将来の実験の予測が行われます。
| Title |
Signatures_of_winds_and_jets_in_the_environment_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Bidisha_Bandyopadhyay,_Christian_Fendt,_Dominik_R._G._Schleicher,_Javier_Lagunas,_Javier_Pedreros,_Neil_M._Nagar,_Felipe_Agurto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06650 |
EventHorizonTelescopeCollaboration(EHTC)は、M87とSgrA*のブラックホールの影の最初の(ダイナミックレンジが制限された)画像を提示しました。次世代のイベントホライズンテレスコープ(ngEHT)は、これら2つのソースのより高い感度とより高いダイナミックレンジの画像(および動画)に加えて、$\leq$100の重力半径解像度で少なくとも12のその他の画像を提供します。ここでは、そのような将来の観測における風とジェットの出現の探索的研究を行います。これを行うために、参照システムとしてM87とSgrA*を使用します。これらを正確に再現することは目的としていませんが、観測された画像が特定の物理的仮定にどのように依存するかを判断することを目的としています。同様または同じダイナミクスの場合でも、画像はブラックホールの質量や質量降着率などのグローバルパラメーターに大きく依存します。私たちの結果は、特に風やジェットが検出された場合に、将来の高解像度画像の解釈に関するガイダンスを提供します。
短いガンマ線バーストのプロンプトフェーズにおける自己組織化臨界現象の証拠
| Title |
Evidence_for_self-organized_criticality_phenomena_in_prompt_phase_of_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Xiu-Juan_Li,_Wen-Long_Zhang,_Shuang-Xi_Yi,_Yu-Peng_Yang,_and_Jia-Lun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06667 |
ガンマ線バースト(GRB)の初期段階には、まだ知られていない物理的性質と中央エンジンに関する重要な情報が含まれています。この論文では、GRBのX線フレアで行われるように、GRBプロンプトフェーズにおける自己組織化臨界(SOC)現象を調査します。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して、4番目のBATSETTEカタログのピークフラックス、FWHM、立ち上がり時間、減衰時間、ピーク時間など、243の短いGRBパルスの微分および累積分布を取得します。これらの分布はべき法則モデルによってうまく記述できることがわかりました。特に、2004年12月から2019年7月までの3番目のSwiftGRBカタログでは、182個の短いGRBパルスで比較が行われています。結果は、基本的にBATSEのものと一致しています。BATSEまたはSwiftsGRBのいずれについても、異なるエネルギーバンド全体で明らかな指数法則の進化がないことに気付きました。共同分析は、GRBプロンプトフェーズが、空間次元S=3および古典的な拡散?=1.私たちの調査結果は、GRBプロンプトフェーズとX線フレアが、まったく同じ磁気的に支配された確率過程とメカニズムを持っていることを示しています。
GRB~210704Aの異常な恒星前駆体の解読
| Title |
Deciphering_the_unusual_stellar_progenitor_of_GRB~210704A |
| Authors |
R._L._Becerra,_E._Troja,_A._M._Watson,_B._O'Connor,_P._Veres,_S._Dichiara,_N._R._Butler,_T._Sakamoto,_K._O._C._Lopez,_F._De_Colle,_K._Aoki,_N._Fraija,_M._Im,_A._S._Kutyrev,_W._H._Lee,_G._S._H._Paek,_M._Pereyra,_S._Ravi_and_Y._Urata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06909 |
GRB~210704Aは、中程度の持続時間($T_{90}\sim1-4$~s)のバーストであり、その後に減退する残光と、爆発の約7日後にピークに達した光学過剰が続きます。その特性、特に過剰な特性は、長いか短いかという十分に確立されたGRBの分類スキームに容易に適合せず、その前駆体の性質は不確実なままです。バーストから160日後までに観測された、GRBとその対応物の多波長観測を提示します。前駆システムの性質を解読するために、GRBの高エネルギー特性(持続時間、スペクトルラグ、およびAmati相関)、その環境、および後期光過剰の詳細な分析を提示します。考えられる3つのシナリオについて説明します。中性子星の合体、大質量星の崩壊、銀河団で発生する可能性のある非定型爆発です。従来のキロノバと超新星のモデルは光学的過剰の特性とうまく一致しないことがわかり、このイベントがエキゾチックな高エネルギーの合体であったという興味深い提案が残されました。
2022年の巨大バースト中のSMC X-2のサイクロトロン吸収線とスペクトル遷移の証拠について
| Title |
On_the_cyclotron_absorption_line_and_evidence_of_the_spectral_transition_in_SMC_X-2_during_2022_giant_outburst |
| Authors |
G._K._Jaisawal,_G._Vasilopoulos,_S._Naik,_C._Maitra,_C._Malacaria,_B._Chhotaray,_K._C._Gendreau,_S._Guillot,_M._Ng,_and_A._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07225 |
2015年と2022年のアウトバースト中のX線観測を使用して、Be/X線バイナリパルサーSMCX-2の包括的なスペクトルおよび時間特性を報告します。パルサーのパルスプロファイルは独特で、光度に強く依存しています。それは、光度3$\times$10$^{38}$ergss$^{-1}$を超えると、ブロードハンプからダブルピークプロファイルに進化します。パルサーのパルス分率は、光度とエネルギーの線形関数であることがわかっています。また、NICERを使用して、最新の2022年のバースト中のソースのスペクトル進化も調査しました。観測された光子指数は、臨界光度の上下でそれぞれ負の相関と正の相関を示しており、亜臨界から超臨界領域へのスペクトル遷移の証拠を示唆しています。両方のアウトバーストからのNuSTARおよびXRT/NICERデータの4つのセットの広帯域分光法は、黒体成分を含むカットオフべき乗則モデルを使用して記述できます。6.4keVの鉄の蛍光線に加えて、吸収のような特徴がスペクトルで明確に検出されます。2015年の爆発時に観測されたサイクロトロン線のエネルギーは29.5keV未満ですが、2022年の爆発の最新の推定値は31.5keVの値を示唆しています。さらに、3.4keVのサイクロトロンラインエネルギーの増加が、2015年に対して2022年に観測された同じレベルの光度で検出されました。観測されたサイクロトロンラインエネルギーの変動は、降着誘起スクリーニングメカニズムまたはライン形成領域の幾何学的変動の観点から調査されます。
M33における超新星残骸前駆体の質量
| Title |
The_Masses_of_Supernova_Remnant_Progenitors_in_M33 |
| Authors |
Brad_Koplitz,_Jared_Johnson,_Benjamin_F._Williams,_Mariangelly_Diaz-Rodriguez,_Jeremiah_W._Murphy,_Margaret_Lazzarini,_Joseph_Guzman,_Julianne_J._Dalcanton,_Andrew_Dolphin_and_Meredith_Durbin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07318 |
パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省三角形拡張領域(PHATTER)サーベイからの分解光学恒星測光を使用して、M33の85個の超新星残骸(SNR)の位置付近で星形成履歴(SFH)を測定しました。これらのSNRのうち60個の前駆体質量を制約し、残りの25個のレムナントには、コア崩壊SNe(CCSNe)と一致する最後の56MyrにローカルSFがないことを発見し、それらを潜在的なタイプIa候補にしました。次に、単一の星の進化を仮定して、年齢分布から前駆体の質量分布を推測します。前駆細胞の質量分布は、インデックスが$-2.9^{+1.2}_{-1.0}$のべき法則から引き出されたものと一致することがわかりました。さらに、我々はこのサンプルから$7.1^{+0.1}_{-0.2}$$M_{\odot}$の最小前駆体質量を推測し、これは以前のいくつかの研究と一致しており、星の年齢が星の寿命よりも古いというさらなる証拠を提供しています。単一の8つの$M_{\odot}$星が超新星を生成しています。
| Title |
Observations_of_GRB_230307A_by_TESS |
| Authors |
Michael_M._Fausnaugh,_Rahul_Jayaraman,_Roland_Vanderspek,_George_R._Ricker,_Christopher_J._Burke,_Knicole_D._Colon,_Scott_W._Fleming,_Hannah_M._Lewis,_Susan_Mullally,_Allison_Youngblood,_Thomas_Barclay,_Eric_Burns,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_and_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07319 |
GRB230307AのTESS光度曲線を示します。2つの明確な成分が見つかりました。フェルミ観測時にTESSマグニチュード14.49(平均200秒)でピークに達した明るい、迅速な光学成分と、その後の0.5日にわたる緩やかな上昇と下降が続き、残光に関連している可能性があります。17.65等でピークに達した。プロンプトコンポーネントは、1つの200秒のフルフレーム画像で観察され、次のTESS画像では検出できませんでした($T_{\rmmag}>17.79$)。光トランジェントの開始がガンマ線放出と一致したと仮定すると、即時放出は73.6秒未満続きました。これは、真のピークが実際には$T_{\rmmag}=$13.40よりも明るいことを意味します。また、アフターグローにパラメトリックモデルを当てはめ、その形状を特徴付けます。TESSライトカーブは、https://tess.mit.edu/public/tesstransients/light_curves/lc_grb230307A_cleaned.txtで取得できます。
月食研究のための TIRCAM2 高速サブアレイ読み出しモード
| Title |
TIRCAM2_Fast_Sub-array_Readout_Mode_for_Lunar_Occultation_studies |
| Authors |
Milind_B._Naik,_Devendra_K._Ojha,_Saurabh_Sharma,_Shailesh_B._Bhagat,_Savio_L._D'Costa,_Arpan_Ghosh_and_Koshvendra_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06399 |
TIFR近赤外線イメージングカメラII(TIRCAM2)は、インドのウッタラーカンド州ナイニタールにあるAryabhattaResearchInstituteofObservationalSciences(ARIES)が運営するDevasthalOpticalTelescope(DOT)で使用されています。通常のフルフレーム観測に加えて、月食や星のスペックル観測などの用途で高速サブアレイ観測が必要になってきました。TIRCAM2には高速サブアレイモードが実装されており、コンピューターおよびコントローラーのDSPコードレベルでカメラソフトウェアが適切に変更されています。観測の高速サブアレイモードで成功した観測が行われました。
データ シフト下の多層パーセプトロン RR Lyrae 分類器の有益な正則化
| Title |
Informative_regularization_for_a_multi-layer_perceptron_RR_Lyrae_classifier_under_data_shift |
| Authors |
Francisco_P\'erez-Galarce_and_Karim_Pichara_and_Pablo_Huijse_and_M\'arcio_Catelan_and_Domingo_Mery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06544 |
ここ数十年間、機械学習は、時系列調査から知識を処理および抽出するための貴重なモデルとアルゴリズムを提供してきました。さまざまな分類器が提案され、優れた基準で実行されています。それにもかかわらず、ラベル付けされたトレーニングセットのデータシフトの問題に取り組んだ論文はほとんどありません。この問題は、トレーニングセットとテストセットのデータ分布が一致しない場合に発生します。この欠点により、目に見えないデータの予測パフォーマンスが損なわれる可能性があります。その結果、RRLyrae分類の多層パーセプトロンのトレーニング中のシフト問題を軽減するために、有益な正則化とアドホックトレーニング手順に基づくスケーラブルで簡単に適応可能なアプローチを提案します。特徴的な機能の範囲を収集して、事前知識の象徴的な表現を構築します。これは、有益な正則化コンポーネントをモデル化するために使用されました。同時に、この知識をニューラルネットワークに統合する2ステップの逆伝播アルゴリズムを設計します。これにより、各エポックに1つのステップが適用されて分類エラーが最小化され、別のステップが適用されて正則化が保証されます。私たちのアルゴリズムは、各損失関数のパラメーターのサブセット(マスク)を定義します。このアプローチは、トレーニング中のこれらの損失関数(データからの学習と専門知識の学習)の間のトレードオフに起因する忘却効果を処理します。最近提案されたRRLyrae星のシフトされたベンチマークセットを使用して実験が行われ、より信頼性の高い分類器によってベースラインモデルを最大3\%上回っています。私たちの方法は、特徴的な特徴からの知識を人工ニューラルネットワークに組み込み、根底にあるデータシフトの問題を管理するための新しい道を提供します。
光と電波の天文学を再考する Zukunftoptik
エレクトロニクスの最近の進歩は、本質的にその小型化によるものであり、特に天文学において、まさに夢見ていた新しい分野を切り開きつつあります。パラグラフ3の冒頭で、光信号(ZO)の二重性を表す画像の時間変化を紹介し、光信号の変化がCCDより速くないいくつかの有用なアプリケーションを公開します。しかし、記事の最初に、パラグラフ2で意図せずに提起したより深い質問から始めることを好みました。つまり、図1に見られるように、テストセットアップで誘導される信号の急速で適切なタイミングの定期的な変動の原因は何かということです。提案された答えは2つの原因です。:1つは多数の二次電子の誘導によって間接的に作用する光フォトン(段落2)であり、もう1つは、段落4で詳述されているようにRF光子(サブリミナルですが、直接作用する)です。単一光子四重ベクトルの代わりに誘導電流の合計がケースを変換します。
ガイアDR3による惑星状星雲の広域連星核・多核の検出
| Title |
Detection_of_wide_binary_and_multiple_nuclei_of_planetary_nebulae_using_the_Gaia_DR3 |
| Authors |
A._Ali,_J.M._Khalil,_and_A._Mindil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06191 |
コンテキスト:この論文では、GaiaDataRelease3(GaiaDR3)から入手可能な最新データを使用して、銀河惑星状星雲(PNe)のワイド連星および複数中心星(CS)の検出について説明します。目的:この研究の目的は、ガイアDR3の信頼性の高い視差と固有運動の測定を利用して、惑星状星雲の連星、三連星、および四連星雲を明らかにすることです。方法:Gaiaアーカイブ内のバイナリおよび複数のCSを検索する際に、文献に記載されている基準を採用して、CSとそのパートナーが同等の視差と適切な動きを持っていることを確認しました。結果:PNeのCSと結合した合計45の連星系と複数の恒星系を検出しました。視差の標準誤差に基づいて、このサンプルは4つのカテゴリに分類されました。それぞれ18、8、10、および9つのオブジェクトを含む、最も可能性の高い、可能性の高い、可能性のある、および不確実なシステムです。A35、NGC246、IC3568を除いて、CSコンパニオンの動径速度は、PNeサンプルでは不明です。これら3つの伴星の視線速度測定値は、リンクされたCSに匹敵します。その結果、NGC6853とPHRJ1129-6012の可能性の高い4重システムと可能性の高い4重システムがそれぞれ検出されました。さらに、1つの非常に可能性の高い(Fr2-42)、1つの可能性(M1-58)、および2つの可能性(IC2553およびPHRJ1123-6030)三元CSシステムが見つかりました。結果はさらに、8つの幅広および非常に幅の広い連星系の主成分が、実際には近い連星系であることを示しています。さらに、9つのPNバイナリと複数のワイドシステムのコンポーネントの質量が計算されました。
リコネクション駆動の磁束キャンセルと静かな太陽エラーマン爆弾
| Title |
A_reconnection_driven_magnetic_flux_cancellation_and_a_quiet_Sun_Ellerman_bomb |
| Authors |
Anjali._J._Kaithakkal,_J._M._Borrero,_A._Pastor_Yabar,_and_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06331 |
この調査の焦点は、静かな太陽のキャンセルイベントによって開始される磁気エネルギーから熱エネルギーへの変換を定量化し、反対極性の磁気機能の相互作用から生じるダイナミクスを調査することです。H$\alpha$ラインのイメージング分光法と、\ion{Fe}{I}6173~{\AA}ラインおよびスウェーデンの太陽望遠鏡(SST)は、リコネクション関連のキャンセルと静かな太陽エラーマン爆弾(QSEB)の出現を研究します。我々は初めて、\ion{Fe}{I}6173~{\AA}線の翼とコアの両方でQSEBサインを観察した。また、時々、\ion{Fe}{I}ラインコア強度が静かな太陽連続体強度よりも高い値に達することもわかりました。\ion{Fe}{I}および\ion{Ca}{II}線のストークスプロファイルのFIRTEZ-dzインバージョンから、光球($\log\tau_c$=-1.5;$\sim$1000K)およびより低い彩層高度($\log\tau_c$=-4.5;$\sim$360K)。これらの2つの層内の総磁気エネルギーと熱エネルギーの計算から、磁束相殺中に放出された磁気エネルギーが前述の高さ範囲での加熱をサポートできることが確認されました。さらに、温度成層マップにより、繰り返し発生する温度上昇を含む、温度パターンに対する連続的な再接続の累積的な影響を特定することができました。同様に、ドップラー速度成層マップは、流れ方向の突然の変化など、プラズマの流れパターンへの影響を明らかにしました。
黄色巨星、特異な A 型矮星、星間塵雲が日食連星 TYC 4481-358-1 を解き明かす
| Title |
A_yellow_giant,_a_peculiar_A-type_dwarf_and_an_interstellar_dust_cloud_unravel_the_eclipsing_binary_TYC_4481-358-1 |
| Authors |
Norbert_Hauck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06397 |
食している連星TYC4481-358-1の最初の解は、BVIc測光の結果を既知の恒星モデルおよび恒星スペクトルエネルギー分布(SED)と組み合わせることによって発見されました。バイナリは、円の90日軌道で皆既日食と金環日食を示しています。質量、半径、および有効温度が導出されました。巨人の場合は約3.01Msun、14.29Rsun、および4950K、矮星の場合は約2.39Msun、2.39Rsun、および9600Kです。特異な矮星は変色しており、Icの9000KからBバンドの9800KまでTeff-通過帯域依存性を示します。巨人は核のヘリウム燃焼の最終段階にある。私たちの視線での星間絶滅はかなりのものです(Rv3.58の上昇でAv約1.44等)。
| Title |
Evidence_of_a_radiation_belt_around_a_brown_dwarf |
| Authors |
J._B._Climent,_J._C._Guirado,_M._P\'erez-Torres,_J._M._Marcaide,_L._Pe\~na-Mo\~nino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06453 |
超低温矮星(褐色矮星と非常に低い質量の星を含む天体)の電波観測は、主に光度曲線とスペクトルエネルギー分布の分析に重点を置いており、それらの磁場に関する貴重な洞察を提供しています。しかし、そのような磁気圏の空間分解研究はこれまでとらえどころのないものでした。褐色矮星LSRJ1835+3259の電波干渉観測により、磁気ミラーリングによって閉じ込められたエネルギー粒子からなる、木星や地球と同様の放射線帯の存在と互換性のある形態を備えた拡張磁気圏が明らかになりました。私たちの発見は、電波を放出する超低温矮星が木星のスケールアップ版として振る舞う可能性があることを示唆しており、双極子秩序磁場と、太陽系外の帯状の形態とオーロラの存在との関係を検証しています。
低速から中程度の速度の太陽風における組成強化の S-Web の起源
| Title |
The_S-Web_Origin_of_Composition_Enhancement_in_the_Slow-to-Moderate_Speed_Solar_Wind |
| Authors |
B._J._Lynch,_N._M._Viall,_A._K._Higginson,_L._Zhao,_S._T._Lepri,_X._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06465 |
太陽圏全体で観測された太陽風を、太陽コロナの起源と結びつけることは、太陽物理学の中心的な目的の1つです。低速風の磁場、バルクプラズマ、および重イオン組成特性の変動性は、太陽コロナにおける磁気リコネクションプロセスに起因すると考えられています。WindandAdvancedCompositionExplorer宇宙船によって観測された、2003年4月15日から5月13日(CarringtonRotation2002)までの太陽風の変動性と組成が強化された領域を特定し、Separatrix-Web(S-Web)構造との関係を示します。コロナの大規模な磁気トポロジーを説明します。4つの疑似ストリーマー(PS)風間隔と2つのヘルメットストリーマー(HS)太陽圏電流シート/プラズマシート交差(およびICME)があり、これらはすべて、アルファ対プロトン比の向上および/または炭素、酸素のイオン電荷状態の上昇を示します。そして鉄。増分の磁気ヘリシティ部分分散($H_m$-PVI)手順を適用して、コヒーレントな磁気構造を特定し、各間隔でその特性を定量化します。これらの構造の平均持続時間は、HSとPSの両方の風で$\sim$1時間です。PS間隔には存在しない1.5〜2時間のタイムスケールで、HS関連の風でPVI待機時間分布に適合するべき乗則を超える適度な強化を見つけます。低速太陽風における$\sim$90分の周期的密度構造の以前の観測、動的S-Webモデルのさらなる開発、および将来のParkerSolarProbeとSolarOrbiterの共同観測キャンペーンとの関連で、我々の結果について説明します。
He I 10830 {\AA} 彩層ジェット前駆体の高解像度狭帯域イメージングとその準周期的性質
| Title |
High-resolution_He_I_10830_{\AA}_narrowband_imaging_for_precursors_of_chromospheric_jets_and_their_quasi-periodic_properties |
| Authors |
Ya_Wang,_Qingmin_Zhang,_Zhenxiang_Hong,_Jinhua_Shen,_Haisheng_Ji,_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07049 |
ソーラージェットは、太陽大気中のよく平行化されたプラズマ放出です。それらは、活発な地域、静かな太陽、さらにはコロナホールで広く見られます。それらは温度の範囲を表示しますが、冷たい成分の性質は完全には調査されていません.この論文では、グッド太陽望遠鏡(GST)によって撮影されたHei10830{\AA}狭帯域フィルターグラムを主に利用して、2つの彩層ジェットの前駆体と準周期的特性の存在を示します。噴火中に存在する極紫外線(EUV)対応物は、太陽観測所(SDO)に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)によって観測されるように、吹き出しジェット(ジェット1)と標準ジェット(ジェット2)に対応します。高解像度Hei10830{\AA}観測は、ジェット1の長期にわたる前兆を捉えており、一連の冷たい噴出によって示されています。それらは、約5分間の準周期で繰り返されるジェットのような特徴です。一方、EUV放射を繰り返し伴うジェット2の低温成分は、約5分間の準周期的な挙動を示します。EUVの増光とHei10830{\AA}の吸収の両方が、ジェット2の開始の約5分前に発生した前駆体があったことを示しています。光球からの5分間の振動が彩層に漏れ込み、衝撃波に発展する可能性があるため、ジェット1の前駆体は彩層衝撃波の結果である可能性があることを提案します。次に、ジェット2の低温成分の準周期的な挙動が、光球の振動によって変調された磁気リコネクションに関連している可能性があることを発見しました。
(250-278nm) Fe II 分極スペクトルの磁気感度
| Title |
The_magnetic_sensitivity_of_the_(250-278nm)_Fe_II_polarization_spectrum |
| Authors |
David_Afonso_Delgado,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07066 |
この論文では、250～278nmのFeIIの近紫外(近紫外)太陽スペクトル線の分極と磁気感度に関する理論的調査を提示します。近年、太陽彩層の上層の磁性を明らかにするために、UV分光偏光測定法が重要な役割を果たしています。280nm付近のMgIIhおよびk線にわたるCLASP2軌道下宇宙実験によって得られた前例のないデータは、太陽彩層全体にわたる磁場診断のための近紫外分光偏光測定の能力の明確な例です。最近の研究では、250～278nmの未調査のスペクトル領域にある多くのFeII線の補完的な診断の可能性が指摘されていますが、これらのスペクトル線の分極と磁気感度の定量分析はまだ行われていません。これらのスペクトル線の分極信号を調べるために、強力なスペクトル線をもたらすすべての原子遷移を含む包括的な原子モデルを作成します。次に、静かな太陽を表す半経験的モデルで、直線偏光プロファイルと円偏光プロファイルの磁気感度を調べます。重要な直線偏光信号と円偏光信号を持つFeIIスペクトル線の選択を提示し、Hanle効果とZeeman効果の作用を通じて形成高さと磁気感度を調べることにより、それらの診断機能を評価します。CLASP2スペクトル領域と組み合わせると、これらのFeIIラインは、コロナの基底近くまで、太陽彩層全体の磁場の推定に重要であると結論付けています。
黒点半影の形成における彩層磁気キャノピーの役割
| Title |
The_role_of_the_chromospheric_magnetic_canopy_in_the_formation_of_a_sunspot_penumbra |
| Authors |
P._Lindner_and_C._Kuckein_and_S.J._Gonz\'alez_Manrique_and_N._Bello_Gonz\'alez_and_L._Kleint_and_T._Berkefeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07112 |
彩層キャノピーが半影の形成に役割を果たしていると推測されていますが、光球と彩層の間の接続性の観測証拠を見つけることは困難でした。半影の形成に必要な条件として彩層キャノピーの存在を調査し、傾斜磁場の起源を見つけることを目指しています。GRIS@GREGOR装置からのNOAAAR12776の分光偏光観測が分析されました。大気パラメータは、深層光球のCaI10839{\AA}線(VFISVインバージョンコード)、大部分が光球のSiI10827{\AA}線(SIRインバージョンコード)、および彩層のHeI10830{\AA}トリプレット(HAZEL反転コード）。最も深い大気層では、完全に成熟した半影のある黒点セクターで測定された磁気特性（傾斜と磁場強度の分布）が、半影のないセクターで測定されたものと類似していることがわかります。しかし、上層では磁気特性が異なります。半影のない領域では、ほぼ垂直な彩層磁場が観測されています。さらに、この領域の光球の高解像度TiOバンド画像では、最大幅が0.1秒角の薄いフィラメント構造が見られます。半影の存在は、彩層の条件によって識別されることがわかっています。これは、彩層キャノピーが半影を形成するための必要条件であることを示しています。しかし、私たちの結果は、彩層キャノピーの傾斜したフィールドは、光球の傾斜したフィールドの開発には必要ないことを示しています。我々は、「落下した磁気フラックスチューブ」の半影形成シナリオに疑問を呈し、傾斜磁場が地表の下から出現し、その上にある彩層キャノピーによってブロックされるというシナリオを支持します。
大規模な偏心連星 HD 165052 への新しい洞察: 自己無撞着軌道解、アプシダル運動、基本パラメータ
| Title |
New_insight_into_the_massive_eccentric_binary_HD_165052:_self-consistent_orbital_solution,_apsidal_motion,_and_fundamental_parameters |
| Authors |
Sophie_Rosu,_Edwin_A._Quintero,_Gregor_Rauw,_and_Philippe_Eenens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07214 |
HD165052は短周期大質量偏心連星系で、アプシダル運動をしている。アプシダル運動の速度は連星成分の内部構造定数に直接関係しているため、その研究は星の内部構造への洞察を得ることができます。HD165052の中解像度および高解像度の分光観測を使用して、連星系の基本的な特性とその構成要素の進化状態に関する制約を提供します。個々の星のアーティファクトのないスペクトルを再構築し、観測時の動径速度(RV)を導出するために、スペクトルのもつれを解くコードを適用します。非LTEモデルの大気コードCMFGENを使用して、絡み合っていないスペクトルの最初の分析を実行し、星の特性を決定します。文献で報告されているものを含め、既存のすべてのRVデータの最初の自己無撞着軌道解を導出し、遠点運動を説明します。私たちは、分光分析から得られたものと一致するように理論上の実効温度と光度を要求するCl\'esコードを使用して、専用の恒星進化トラックを初めて構築しました。O6.5V((f))プライマリとO7V((f))セカンダリで構成される連星系HD165052は、(11.30+0.64-0.49)$\deg$yr$^{-1}$.進化質量は、軌道傾斜角を制約する最小動的質量と比較されます。進化質量Mev,P=24.8$\pm$1.0M$_\odot$およびMev,S=20.9$\pm$1.0M$_\odot$および半径Rev,P=7.0+0.5-0.4R$_\odot$とRev,S=6.2+0.4-0.3R$_\odot$が導き出され、傾きは22.1$\deg\lei\le23.3\deg$に制限されます。バイナリの年齢を2.0+/-0.5Myrと仮定して導き出された理論的なアプシダル運動率は、観測による決定と一致しています。理論的なアプシダル運動率との一致は、進化上の星の質量と半径の推定値を強制します。
| Title |
3D_hydrodynamics_simulations_of_internal_gravity_waves_in_red_giant_branch_stars |
| Authors |
Simon_Blouin,_Huaqing_Mao,_Falk_Herwig,_Pavel_Denissenkov,_Paul_R._Woodward,_William_R._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07332 |
赤色巨星ブランチ(RGB)上の低質量星の放射内部における内部重力波(IGW)の励起と伝播の最初の3D流体力学シミュレーションを提示します。PPMstar明示的ガスダイナミクスコードを使用して、対流エンベロープの一部と、1.2$M_{\odot}$上部RGB星の水素燃焼シェルまでのすべての放射ゾーンをシミュレートします。異なるグリッド解像度(768$^3$、1536$^3$、および2880$^3$)、駆動光度の範囲、および2つの異なる成層(隆起光度とRGBの先端に対応)についてシミュレーションを実行します。.当社のRGBチップシミュレーションは公称光度で直接実行できるため、光度を下げるための外挿の必要がありません。IGWの豊かで連続的なスペクトルが観察され、総パワーのかなりの量が高い波数に含まれています。安定した層でのパッシブ色素の時間発展をたどることで、シミュレーションでのIGWミキシングは、せん断ミキシングに基づく単純な分析処方によって予測されるよりも弱く、欠落しているRGB余分なミキシングを説明するのに十分効率的ではないことがわかりました.ただし、シミュレーションに対流エンベロープの限られた部分が含まれていることを考えると、IGW混合の効率を過小評価している可能性があります。基準設定と比較して半径方向の範囲を4倍にすると、対流速度が最大2倍、IGW速度が最大4倍に増加します。また、$\sim0.2\,H_P$浸透ゾーンの形成と、IGWが安定した層にオーバーシュートするプルームによって励起されます。
宇宙線ミュー粒子 (Magic-{\mu}) による磁場イメージング -- 強磁場の最初の実現可能性シミュレーション
| Title |
Magnetic_field_imaging_by_cosmic-ray_muons_(Magic-{\mu})_--_First_feasibility_simulation_for_strong_magnetic_fields |
| Authors |
Tadahiro_Kin,_Hamid_Basiri,_Eduardo_Cortina_Gil,_and_Andrea_Giammanco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06290 |
私たちは、Magic-{\mu}と呼ばれる宇宙線ミュオグラフィの新しいアプリケーションを提案しました。これは、Cosmic-rayMuonsによる磁場イメージングの略です。Magic-{\mu}の一般的な目的は、3次元分布が不明な磁場または磁束密度の存在を検出することです。アプリケーションに応じて、Magic-{\mu}には3つの検出モードがあります。1つ目は「磁場イメージング」で、空間領域内の特定のボクセルに磁場が存在することを検出します。他の2つのモード、透過と偏向は、磁場の存在を検出するだけでなく、磁束密度を測定することも目的としています。強磁場と弱磁場について、PHITSモンテカルロシミュレーションコードを使用して実現可能性調査を実施しました。この論文では、最初に磁場ミュオグラフィの概念と基本原理の概要を説明します。次に、強磁場（500mT以上）における磁場イメージングの実現可能性調査の結果を示します。
ニュートリノ質量を生成するメカニズムは、素粒子物理学の謎のままです。ニュートリノ質量がディラック質量項に従う場合、ニュートリノ状態は、弱く相互作用する対応物と比較して反対のキラリティーで存在します。これらの非アクティブな状態は、標準モデルの測定可能なスケールでアクティブな状態と相互作用しません。しかし、これらの状態の存在は、初期には放射エネルギー密度に寄与し、後期には物質エネルギー密度に寄与するため、宇宙論に影響を与える可能性があります。ディラックニュートリノが異常な磁気モーメント演算子を介してどのように熱状態を生成するかが、この研究の焦点です。すべてのニュートリノがフレーバーやキラリティーとは独立した磁気モーメントを持つモデルのクラスが考慮されます。続いて、背景プラズマ粒子上で散乱するニュートリノの断面積が計算され、遺物の非活性ニュートリノエネルギーがプラズマ温度の関数として導き出されます。そのためには、すべての荷電した標準モデル粒子を散乱するための断面が必要です。したがって、磁気モーメント頂点を介したニュートリノと$W$ボソン間の散乱断面積が導出されます。現在の測定では、宇宙パラメータ$N_{\rmeff}$と軽元素の原始存在量から、ニュートリノ磁気モーメントのサイズに制約が課せられています。最後に、ニュートリノの自由ストリーミングを調べることにより、余分なディラック状態が後期に物質エネルギー密度にどのように寄与するかを調べます。
重力真空凝縮星は暗黒エネルギー源になり得るか?
グラバスターとしても知られる重力真空凝縮星は、ブラックホールに代わるものとして提案されています。それらの内部には、宇宙定数に似た状態方程式を持つ完全な流体が含まれています。このため、それらは最近、暗黒エネルギーの可能性のある天体物理源と見なされています。この研究では、重力真空凝縮星は暗黒エネルギーの源になり得ないことを主張し、それらの質量を宇宙のダイナミクスに直接結合すると、速度に依存する追加の加速が生じ、宇宙フレームに対する星の動きが減衰することを強調します。.楕円銀河の中心部で観察されたコンパクトな天体の質量成長は、そのような宇宙論的結合の結果である可能性があるという最近の提案の文脈で、この追加の加速の潜在的な影響について簡単に説明します。
放射伝達方程式の周波数依存離散陰解モンテカルロ法
この作業は、灰色の治療から周波数依存の治療への放射伝達方程式をモデル化するための離散暗黙モンテカルロ(DIMC)メソッドを一般化します。数十年にわたって使用されてきた古典的な暗黙的モンテカルロ(IMC)アルゴリズムは、テレポーテーションと呼ばれるよく知られた数値問題に悩まされています。時間解像度。セミアナログモンテカルロアルゴリズムは、光子と、光子が吸収されたときに生まれる物質粒子の2種類の粒子の使用を提案しました。物質粒子は、黒体放出により、光子に変換することによってのみ「伝搬」できます。このアルゴリズムはテレポーテーションのない結果を生成しますが、吸収放出プロセスの離散的な性質により、IMCと比較してノイズの多い結果になります。以前の研究[SteinbergandHeizler,ApJS,258:14(2022)]では、2種類の粒子を使用するDIMCのグレイバージョンを提案したため、テレポーテーションのない結果が得られますが、連続吸収アルゴリズムも使用されます。より滑らかな結果が得られます。この作業は、DIMCアルゴリズムの直接的な周波数依存(エネルギー依存)の一般化です。いくつかの1次元および2次元のベンチマークで、新しい周波数依存のDIMCアルゴリズムが一方ではテレポーテーションのない結果をもたらし、IMCのようなノイズレベルで滑らかな結果をもたらすことがわかりました。
タイプ I シーソー機構の非最小近似
クォークとレプトンの間の対称性を回復する無菌マヨラナニュートリノの3世代によるタイプIシーソーメカニズムの枠組みにおける、軽いニュートリノと重いニュートリノの有効質量の非最小近似が考慮されます。主な結果は次のとおりです。(a)項O({\theta}MD)による重いニュートリノの有効質量行列に対する次の補正が得られ、有効質量の一般的に使用される表現が変更されます(MDはディラック電弱対称性が自発的に破れた場合のニュートリノ質量);(b)混合行列の一般的な形式は、非自明な制約を満たす複雑な3x3行列によってパラメータ化された非最小近似で見つかります。{\nu}MSMフレームワーク内の数値解析は、宇宙論モデルにとって可能性のある重要性とは対照的に、直接コライダー観測量の新しい寄与の影響が非常に小さいことを示しています。
| Title |
Non-radial_oscillations_and_gravitational_wave_emission_of_hybrid_neutron_stars |
| Authors |
Zi-Yue_Zheng,_Ting-Ting_Sun,_Huan_Chen,_Jin-Biao_Wei,_G._F._Burgio,_H.-J._Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07086 |
Brueckner-Hartree-Fock理論からの核物質の状態方程式と、Dyson-Schwingerクォークモデルからのクォーク物質の状態方程式を使用して、純粋な中性子星と混成中性子星の非放射状振動を調査し、ハイブリッドの混合相のギブス構成を実行します。出演者。中性子星と混成星$g_1$モードの振動周波数、減衰時間、重力波ひずみの特徴的な違いが指摘されています。観測の展望についても論じた。
| Title |
Relativistic_stellar_modeling_with_perfect_fluid_core_and_anisotropic_envelope_fluid |
| Authors |
A._C._Khunt,_V._O._Thomas_and_P._C._Vinodkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07238 |
亀裂の概念を使用して、一般相対性理論における星状物質構造の安定性に対する密度摂動と局所異方性の影響を調べます。超高密度星のコアエンベロープモデルを採用し、エンベロープ領域に異方性圧力を導入することにより、特性と安定条件を調べます。さらに、星震の潜在的な前駆体として、異方性エンベロープを持つ自己結合コンパクト星を提案します。半径方向と接線方向の音の伝播の違いを使用して、構成内の潜在的に安定した領域を特定する方法を示します。異方性パラメーターの増加により、ひずみエネルギーがエンベロープ領域に蓄積し、地震のような状況を構築する潜在的な候補になります。エンベロープ領域に保存されたこの応力エネルギーは、自己結合コンパクトスターのスタークエイク中に解放され、コアエンベロープ境界での異方性の大きさの関数として計算されます。球面非対称コンパクト星の数値研究は、接線圧力が動径圧力よりもわずかに大きい場合、応力エネルギーが$10^{50}$エルグにもなり得ることを示しています。それはたまたま、巨大な$\gamma$線バーストに関連するエネルギーと同じオーダーでした。したがって、本研究は、星震とGRBとの相関研究に役立つでしょう。
重力位相シフトの球面調和表現
電磁波(EM)波が弱い重力場を伝播するときの一般相対論的位相の進化を調査します。そのために、地球の近くで使用される座標系、関連する座標変換を紹介し、適切な時間と座標時間の間の変換について説明します。次に、ソースを孤立した弱く非球状の重力体として扱うことにより、デカルト対称トレースフリー(STF)質量多重極モーメントを使用してその外部重力場を表します。光伝搬方程式は、すべてのSTF次数lまでの光線の軌跡に沿って解くことができます。さまざまな次数と次数の球面調和係数、C_lk、S_lkを介してSTFモーメントを表現します。主に四重極(l=2)、八重極(l=3)、および六重極(l=4)のケースに焦点を当てていますが、このアプローチはすべての次数に有効です。結果は、球面調和関数で表される重力位相シフトです。空間ベースの時間と周波数の転送、相対論的測地学、ナビゲーションなど、多くの実用的および科学的アプリケーションにますます正確なクロックが使用されるため、これらの結果は新しく、有用で重要です。また、潮汐の寄与と地球の自転による寄与も考慮します。結果として生じる全体的な重力位相シフトの各項の特徴的な数値の大きさを推定します。
