複数の CMB プローブからの相互作用するダーク エネルギーの一貫したビュー
| Title |
A_Consistent_View_of_Interacting_Dark_Energy_from_Multiple_CMB_Probes |
| Authors |
Yuejia_Zhai,_William_Giar\`e,_Carsten_van_de_Bruck,_Eleonora_Di_Valentino,_Olga_Mena,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08201 |
プランク衛星とアタカマ宇宙望遠鏡による最新のデータ、およびWMAP(9年データ）。データセットのさまざまな組み合わせで同様の結果が得られ、大部分のケースで$95\%$~CLの有意性を持つ相互作用するダークセクターが常に優先されることを示しています。驚くべきことに、このような好みは、独立したプローブを介してクロスチェックしても一貫性が保たれますが、ローカルの距離はしごの測定値と一致する拡張率$H_0$の値が常に得られます。さまざまな実験で測定された温度と偏光異方性の角度パワースペクトルを精査することにより、この好みの原因を調査します。
PDF-Folding によるせん断場の最適な再構成に向けて
弱いレンズ効果は、宇宙の密度分布をマッピングする直接的な方法を提供します。せん断カタログから密度場を再構築するための重要なステップは、せん断カタログからせん断場を構築することです。これは、背景の銀河分布の不均一性と形状ノイズのために非常に重要な場合があります。せん断場を再構成する統計的に最適な方法として、PDF-Folding法を提案します。これは、PDF-SYMメソッドの拡張であり、以前にスタックされたせん断信号とせん断せん断相関を最適化するために設計されました。PDF-Foldingは、従来の方法のようにカーネルを平滑化する必要がないため、小さなスケールでの情報の損失が少なくなり、カーネルのスケールでのせん断の空間的変動によるバイアスの可能性を回避できます。分析的推論と数値例を使用して、新しい方法が一般的な観察条件下、つまり不均一なバックグラウンド密度またはマスクを使用して、再構築されたせん断マップで最適な信号対雑音比に到達できることを示します。また、前景の銀河団周辺の実際のせん断データを使用して、新しい方法のパフォーマンスを示します。
| Title |
Constraints_on_axion-like_polarization_oscillations_in_the_cosmic_microwave_background_with_POLARBEAR |
| Authors |
The_POLARBEAR_Collaboration:_Shunsuke_Adachi,_Tylor_Adkins,_Kam_Arnold,_Carlo_Baccigalupi,_Darcy_Barron,_Kolen_Cheung,_Yuji_Chinone,_Kevin_T._Crowley,_Josquin_Errard,_Giulio_Fabbian,_Chang_Feng,_Raphael_Flauger,_Takuro_Fujino,_Daniel_Green,_Masaya_Hasegawa,_Masashi_Hazumi,_Daisuke_Kaneko,_Nobuhiko_Katayama,_Brian_Keating,_Akito_Kusaka,_Adrian_T._Lee,_Yuto_Minami,_Haruki_Nishino,_Christian_L._Reichardt,_Praween_Siritanasak,_Jacob_Spisak,_Osamu_Tajima,_Satoru_Takakura,_Sayuri_Takatori,_Grant_Paul_Teply,_Kyohei_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08410 |
多くの場合アクシオンと呼ばれる非常に軽い擬似スカラー場は、魅力的な暗黒物質の候補であり、電磁場との結合によって検出できる可能性があります。最近、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を使用した新しい検出手法が提案されました。これは、アクシオン場が適切な単位でその質量に等しい周波数で振動し、時間依存の複屈折につながるという事実に依存しています。適切な振動周期の場合、これにより、望遠鏡でのアクシオンフィールドを、誘導されたCMB直線偏光の正弦波振動によって検出できます。この効果を2年間のPOLARBEARデータで検索します。信号を検出せず、$0.02\,\text{days}^{-1}$と$0.45\,\の間の振動周波数の正弦波振幅に$0.65^\circ$の中央値$95\%$上限を設定します\,\text{days}^{-1}$、これは$9.6\times10^{-22}\,\text{eV}$と$2.2\times10^{-20}\,\text{eVの間のアクシオン質量に対応します}$.1)アクシオンがすべての暗黒物質を構成し、2)アクシオン場の振幅がレイリー分布の確率変数であるという仮定の下で、これはアクシオン-光子結合$g_{\phi\gamma}<2.4\の極限に変換されます。回10^{-11}\,\text{GeV}^{-1}\times({m_\phi}/{10^{-21}\,\text{eV}})$.
宇宙論のハローモデル: 教育的レビュー
ハローモデルの教育的レビューを提示します。これは、従来の宇宙モデルとエキゾチックな宇宙モデルの両方の非線形スケールで物質とそのトレーサーの分布を説明できる柔軟なフレームワークです。宇宙網の複雑な構造は、暗黒物質、ガス、銀河などの個々の構成要素の合計によって記述できるという前提から始めます。これらはすべて、さまざまな質量を持つ球状のハロー内に分布しています。ハロー特性は、ハロー質量関数、非線形ハローバイアス、およびバリオンフィードバックの影響を追加で説明できる暗黒物質密度プロファイルを含む一連のシミュレーションで調整された要素によって指定されます。銀河ハローの占有分布のモデルを組み込むことにより、中心銀河と衛星銀河の特性、それらの非線形バイアス、固有の整列を予測できます。エキゾチックな宇宙論における球面崩壊の解析計算を通じて、ハローモデルは$\Lambda$CDMモデルを超えた非線形クラスタリングの予測も提供します。ハローモデルは、さまざまな大規模構造プローブの観測をモデル化するために広く使用されており、特に、基礎となる非線形物質のパワースペクトルをモデル化する主要な手法として使用されています。これらの多様でしばしば異なるユースケースを文書化することにより、将来のマルチトレーサーオブザーバブルの一貫したハローモデル分析をさらに進めようとしています。このレビューには、pyhalomodelのリリースが伴います:https://github.com/alexander-mead/pyhalomodelは、幅広いハローモデル計算を実行するための柔軟なソフトウェアです。
宇宙論における渦度生成と殻交差の役割
冷たい暗黒物質の宇宙論の中に宇宙の渦の源はありません。しかし、渦度は宇宙、特にクラスター、フィラメント、銀河などのスケールで観測されています。高解像度の一般相対論的N体シミュレーションからの最近の結果は、渦度のパワースペクトルが発散のパワースペクトルよりも支配的であることを示しています。大規模構造の有効場理論が破綻するスケール上の特異な速度場。ちなみに、このスケールは貝殻交配が起こるスケールにも対応しています。いくつかの研究は、暗黒物質流体での殻交差と宇宙での渦度生成との間の関連を示唆していますが、それがどのように機能するかについての明確な証拠はまだありません.私たちは、領域が膨張したり崩壊したりする私たちのような宇宙で渦度がどのように生成されるかを初めて説明します。膨張領域と収縮領域の境界で渦度がどのように生成されるかを示します。私たちの結果は、生成された渦度の振幅が、境界を横切る測地線の1パラメーターファミリーの重力ポテンシャル、圧力、および膨張率の勾配の違いによって決定されることを示しています。さらに、物質場に渦度が存在することは、ワイルテンソルの非消失磁気部分を意味すると主張します。これは、マクスウェル磁場の生成とクラスターのダイナミクスに影響を与えます。宇宙の加速膨張への影響と大質量粒子の因果限界の存在について議論
スーパーアースとミニ海王星が 2:1 MMR の近くにあり、近くの中間 M 矮星 TOI-2096 の周りの半径の谷にまたがっています。
| Title |
A_super-Earth_and_a_mini-Neptune_near_the_2:1_MMR_straddling_the_radius_valley_around_the_nearby_mid-M_dwarf_TOI-2096 |
| Authors |
F._J._Pozuelos,_M._Timmermans,_B._V._Rackham,_L._J._Garcia,_A._J._Burgasser,_S._R._Kane,_M._N._G\"unther,_K._G._Stassun,_V._Van_Grootel,_M._D\'evora-Pajares,_R._Luque,_B._Edwards,_P._Niraula,_N._Schanche,_R._D._Wells,_E._Ducrot,_S._Howell,_D._Sebastian,_K._Barkaoui,_W._Waalkes,_C._Cadieux,_R._Doyon,_R._P._Boyle,_J._Dietrich,_A._Burdanov,_L._Delrez,_B.-O._Demory,_J._de_Wit,_G._Dransfield,_M._Gillon,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M._J._Hooton,_E._Jehin,_C._A._Murray,_P._P._Pedersen,_D._Queloz,_S._J._Thompson,_A._H._M._J._Triaud,_S._Z\'u\~niga-Fern\'andez,_K._A._Collins,_M._M._Fausnaugh,_C._Hedges,_K._M._Hesse,_J._M._Jenkins,_M._Kunimoto,_D._W._Latham,_A._Shporer,_E._B._Ting,_G._Torres,_P._Amado,_J._R._Rod\'on,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_J._C._Su\'arez,_R._Alonso,_Z._Benkhaldoun,_Z._K._Berta-Thompson,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08174 |
スーパーアースとミニ海王星の観測された豊富さと組成の多様性を説明するために、いくつかの惑星形成モデルが提案されています。これに関連して、惑星が半径の谷に近い低質量星を周回するマルチトランジットシステムはベンチマークシステムであり、どの形成モデルが支配的であるかを解明するのに役立ちます。そのようなシステムの1つであるTOI-2096の発見、検証、および初期の特性評価を報告します。TOI-2096は、スーパーアースと、48pc離れた位置にある中型M矮星によってホストされたミニ海王星で構成されています。まず、さまざまな方法を組み合わせて主星を特徴付けました。次に、TESSと地上施設からの測光データをモデル化することにより、惑星の特性を導き出しました。アーカイブデータ、高解像度画像、統計的検証を使用して、惑星の解釈をサポートしました。TOI-2096は、スペクトル型M4の矮星に対応することがわかりました。スーパーアース(R$\sim1.2R_{\oplus}$)とミニ海王星(R$\sim1.90R_{\oplus}$)があり、公転周期が3.12dのわずかに偏心した軌道にあると考えられます。それぞれ6.39日。これらの軌道周期は、1次の2:1平均運動共鳴(MMR)に近く、測定可能なトランジットタイミング変動(TTV)につながる可能性があります。各惑星の予想されるTTV振幅を計算し、$\lesssim$2分の精度で中間通過時間を提供する高精度測光で測定可能である可能性があることを発見しました。さらに、動径速度(RV)を介して惑星の質量を測定することも可能です。最後に、これらの惑星は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用して大気研究を実施するのに、そのクラスで最高であることがわかりました。このシステムの特性は、さらなる研究、特にRVやTTVを使用した質量決定に適した候補となり、低質量星の周りの惑星形成モデルをテストするために使用できるシステムの希少性を減らします.
MOA-II 9年間の銀河バルジ調査からの地球と海王星質量自由浮遊惑星候補
| Title |
Terrestrial_and_Neptune_mass_free-floating_planet_candidates_from_the_MOA-II_9-year_Galactic_Bulge_survey |
| Authors |
Naoki_Koshimoto,_Takahiro_Sumi,_David_P._Bennett,_Valerio_Bozza,_Przemek_Mr\'oz,_Andrzej_Udalski,_Nicholas_J._Rattenbury,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Yuki_Satoh,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08279 |
2006～2014年のMOA-II銀河バルジ調査データの分析から、低質量自由浮遊惑星(FFP)候補の発見を報告します。このデータセットでは、6,111のマイクロレンズ候補を発見し、13を含む$0.057<t_{\rmE}/{\rmdays}<757$の範囲のアインシュタイン半径交差時間を持つ3,535の高品質の単一レンズイベントで構成される統計サンプルを特定しました。$0.90<\theta_{\rmE}/{\rm\muas}<332.54$の角アインシュタイン半径を持つ明確な有限ソース効果を示すイベント。$t_{\rmE}<1$日の12のイベントのうち2つは、重要な有限ソース効果を持ち、1つのイベントMOA-9y-5919は$t_{\rmE}=0.057\pm0.016$日で、$\theta_{\rmE}=0.90\pm0.14$$\mu$asは、これまでで2番目の地球質量FFP候補です。ベイジアン分析は、このイベントのレンズ質量が$0.75^{+1.23}_{-0.46}$$M_\oplus$であることを示しています。短期間のイベントの検出効率が低いことは、低質量FFPが多数存在することを意味します。低質量惑星イベントのマイクロレンズ検出効率は、アインシュタイン半径交差時間と角アインシュタイン半径の両方に依存するため、画像レベルのシミュレーションを使用して、$t_{\rmE}$と$の両方に対する検出効率の依存性を決定しました。\theta_{\rmE}$.これにより、銀河モデルを使用して、データに適合する既知の恒星集団とFFP分布のモデルによって生成されるイベントの$t_{\rmE}$および$\theta_{\rmE}$分布をシミュレートできます。.このような方法は、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡のデータからより正確なFFP人口統計を決定するために必要になります。
自由浮遊惑星の質量関数 MOA-II 9 年調査から銀河バルジに向けて
| Title |
Free-Floating_planet_Mass_Function_from_MOA-II_9-year_survey_towards_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Takahiro_Sumi,_Naoki_koshimoto,_David_P._Bennett,_Nicholas_J._Rattenbury,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Clement_Ranc,_Yuki_Satoh,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_._J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_and_Kansuke_Yamashita_(MOA_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08280 |
2006年から2014年のMOA-IIサーベイからのマイクロレンズデータに基づいて、自由浮遊惑星（FFP）または非常に広い軌道の惑星の質量関数の最初の測定値を地球質量まで提示します。最短期間イベントのアインシュタイン半径交差時間は$t_{\rmE}=0.057\pm0.016\,$daysで、角アインシュタイン半径は$\theta_{\rmE}=0.90\pm0.14\,\muです。$as.$t_{\rmE}<0.5$日の7つの短いイベントがあり、これは惑星による可能性が高いです。短いイベントの検出効率は$t_{\rmE}$と$\theta_{\rmE}$の両方に依存し、これを初めて画像レベルのシミュレーションで測定しました。これらの短いイベントは、ベキ乗質量関数$dN_4/d\logM=(2.18^{+0.52}_{-1.40})\times(M/8\,M_\oplus)^{によって適切にモデル化できます。-\alpha_4}$dex$^{-1}$star$^{-1}$with$\alpha_4=0.96^{+0.47}_{-0.27}$for$M/M_\odot<0.02$.これは、合計$f=21^{+23}_{-13}$FFPまたは質量範囲$0.33<M/M_\oplus<6660$の広軌道惑星、星あたりの合計FFP質量が$mであることを意味します。=80^{+73}_{-47}M_\oplus$星あたり。FFPの数は$19_{-13}^{+23}$倍の広い軌道(スノーラインを超える)にある惑星の数ですが、総質量は同じオーダーです。これは、FFPが$\alpha\sim0.9$のべき法則インデックスを持つ初期質量関数を持っていた可能性のある束縛された惑星系から放出されたことを示唆しており、これは合計$22_{-13}^{+23}$惑星star$^{-1}$と総質量$171_{-52}^{+80}M_\oplus$star$^{-1}$.
EMIRS による火星氷の日周および季節マッピング
| Title |
Diurnal_and_Seasonal_Mapping_of_Martian_Ices_with_EMIRS |
| Authors |
Aur\'elien_Stcherbinine,_Christopher_S._Edwards,_Michael_D._Smith,_Michael_J._Wolff,_Christopher_Haberle,_Eman_Al_Tunaiji,_Nathan_M._Smith,_Kezman_Saboi,_Saadat_Anwar,_Lucas_Lange,_Philip_R._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08328 |
火星の地表での氷の凝縮と昇華は、季節的または日周的な観点から、火星のH$_2$OサイクルとCO$_2$サイクルの両方の重要な部分です。氷の大部分は極冠内にありますが、表面の霜は赤道緯度まで夜間に形成されることが知られています。ここでは、エミレーツマーズミッション(EMM)に搭載されたエミレーツマーズ赤外線分光計(EMIRS)からのデータを使用して、火星のほぼ1年間にわたる火星表面の氷の日周および季節変化を監視します。この機器が提供するユニークな現地時間の範囲により、火星の夜の後半に春分の頃に赤道CO$_2$の霜が出現し、日の出時に昇華する様子を観察することができます。
北極星の周りの系外惑星の探索。 VII.最大の主星 HD 18438 を周回する伴星の検出
| Title |
A_search_for_exoplanets_around_north_circumpolar_stars._VII._Detection_of_planetary_companion_orbiting_the_largest_host_star_HD_18438 |
| Authors |
Byeong-Cheol_Lee,_Jae-Rim_Koo,_Gwanghui_Jeong,_Myeong-Gu_Park,_Inwoo_Han,_and_Yeon-Ho_Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08357 |
私たちは過去18年間、ボヒョンサン天文台のエシェル分光器(BOES)を使って太陽系外惑星探索調査を行ってきました。高精度の視線速度(RV)測定から、HD18438の周りの軌道にある太陽系外惑星候補の検出を提示します。ターゲットは2018年にすでに報告されていました(Bangetal.2018)。彼らは、HIPPARCOsフォトメトリックのLomb-ScargleピリオドグラムとHD18438のHaEW変動がRV変動の周期に近い周期のピークを示し、周期が719日のRV変動は脈動によって引き起こされる可能性が高いと結論付けています。二等分線とRV測定値の間の相関。しかし、データは確固たる結論に達するのに十分ではありませんでした。4年間でより多くのRVデータを取得しました。より長い時間ベースラインは、803+/-5日の修正された周期と21+/-1MJupの最小惑星伴星質量でのRV変動の惑星起源により、より正確な決定をもたらします。HD18438の恒星パラメータの現在の推定値は、惑星の仲間を持つ現在最大の恒星です。
| Title |
Dynamical_evolution_of_basaltic_asteroids_outside_the_Vesta_family_in_the_inner_main_belt |
| Authors |
Volodymyr_Troianskyi,_Pawel_Kankiewicz_and_Dagmara_Oszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08499 |
玄武岩質のV型小惑星は、分化した微惑星の形成と進化の残り物です。それらは、複数の異なる母体のマントルと地殻に由来すると考えられています。個々のV型小惑星と複数の微惑星の間のつながりを特定することは困難です。特に、主な小惑星帯の内部では、V型小惑星の大部分が単一の微惑星、すなわち(4)ベスタから発生したと予想されます。.この研究では、多数の個々のV型小惑星の起源をメインアステロイドベルトの内部から追跡することを目指しています。主な目標は、(4)Vestaまでさかのぼることができず、したがって他の分化した微惑星に由来する可能性がある小惑星を特定することです。選択したV型小惑星の軌道の2Gy後方数値積分を実行しました。小惑星ごとに、1001個のクローンを使用して軌道の不確実性の影響をマッピングしました。統合では、極の向き、自転周期、熱パラメータなど、考慮されているV型小惑星の物理的特性に関する情報を使用します。ベスタ族以外のインナーメインベルトのV型の大部分は、明らかにベスタ逃亡者です。(3307)Athabascaと(17028)1999FJ$_{5}$の2つの天体は、(4)Vestaとの明確な動的リンクを示していません。(809)Lundia(以前の研究から)とともに、これらのオブジェクトは、BanburaRockholeなどの異常なHED隕石の母体を表す可能性があります。さらに、低傾斜人口の一部のオブジェクトは、2Gy積分内の(4)ベスタまでさかのぼることができません。
ATLAS サーベイからのカイパー ベルト天体、ケンタウロス、木星系彗星の位相曲線
| Title |
Phase_Curves_of_Kuiper_Belt_Objects,_Centaurs,_and_Jupiter_Family_Comets_from_the_ATLAS_Survey |
| Authors |
Matthew_M._Dobson,_Megan_E._Schwamb,_Susan_D._Benecchi,_Anne_J._Verbiscer,_Alan_Fitzsimmons,_Luke_J._Shingles,_Larry_Denneau,_A._N._Heinze,_Ken_W._Smith,_John_L._Tonry,_Henry_Weiland,_David._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08643 |
カイパーベルト天体、ケンタウルス座、木星系彗星は、太陽系外縁の小さな天体の進化的連続体を形成しており、それらの研究により、太陽系の歴史と進化についての洞察を得ることができます。広帯域測光法を使用して位相曲線を測定し、これらのオブジェクトの表面特性を一次プローブで測定できますが、望遠鏡の時間が限られているため、正確な位相曲線を測定することは困難です。18のカイパーベルト天体、ケンタウロス、木星系彗星のサンプルの位相曲線を測定するために、前例のない大規模なデータセットを使用して、長いベースライン、高ケイデンスのATLASサーベイからの偶然の広帯域測光を利用します。以前に報告された負の勾配を持つ位相曲線は、データが増えると正になることがわかります。これは、位相曲線プロファイルのサンプリングが不十分なためであり、実際の物理的な影響ではありません。位相曲線パラメーター間の相関関係を検索し、以前の研究の結果と一致して、パラメーターのペア間に強い相関関係を見つけません。サンプルで彗星活動のインスタンスを検索し、以前に報告されたEcheclusによる爆発と、Chironによる活動が増加した新しい時期を見つけます。メインベルトの小惑星HG1G2位相曲線モデルを、大きな位相角スパンを持つサンプル内の3つの木星系彗星に適用すると、それらの傾斜パラメーターは、シリカ質のものよりも炭素質のメインベルトの小惑星の表面とより一致していることを示しています。
動的質量や重力ポテンシャルではなく、星の質量が質量と金属量の関係を駆動します
| Title |
Stellar_mass,_not_dynamical_mass_nor_gravitational_potential,_drives_the_mass-metallicity_relationship |
| Authors |
William_M._Baker,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08145 |
銀河における星の質量とガスの金属量の関係(質量-金属量の関係、MZR)は広く知られているが、多くの場合、銀河の流出の作用に対して金属を保持するより大規模なシステムの能力が高いことに起因すると考えられている。このシナリオでは、恒星の質量は、動的質量または重力ポテンシャルの間接的な代用にすぎません。このシナリオをテストするには、動的質量が正確に決定されたMaNGAサーベイからの1,000個を超える星形成銀河のサンプルを使用します。3つの異なる方法(平均分散、偏相関係数、ランダムフォレスト)を使用することにより、ガスの金属量が主に基本的に星の質量に依存することが明確にわかりました。星の質量への依存が考慮されると、動的質量または重力ポテンシャルへの依存はほとんどまたはまったくありません(そして、どちらかといえば、後者の量への金属量の依存は逆転します)。私たちの結果は、MZRが、より大規模な銀河における金属の保持によって引き起こされたものではないことを示しています。金属量が星の質量に直接、基本的に依存していることは、MZRが星の質量が銀河内の金属生産の積分に比例しているという単純な結果であるという、はるかに単純なシナリオを示唆しています。
JWST/NIRSpec による z=2-9 銀河の直接 T_e ベースの金属性: 再電離から宇宙正午まで適用可能な経験的金属性キャリブレーション
| Title |
Direct_T_e-based_Metallicities_of_z=2-9_Galaxies_with_JWST/NIRSpec:_Empirical_Metallicity_Calibrations_Applicable_from_Reionization_to_Cosmic_Noon |
| Authors |
Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Michael_W._Topping,_Naveen_A._Reddy,_Gabriel_B._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08149 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)調査プログラムの一環として取得されたJWST/NIRSpec観測から測定された、z=2.1-8.7の16の銀河の[OIII]$\lambda$4364オーロラ輝線の検出を報告します。このCEERSサンプルを、JWST/NIRSpecからのオーロラ線検出によるz=4-9の文献からの9つのオブジェクトと、地上ベースの分光法によるオーロラ線検出によるz=1.4-3.7での21の銀河と組み合わせます。z=1.4-8.7における46個の星形成銀河の複合サンプルの電子温度T_eと直接法の酸素存在量を導出した。これらの測定値を使用して、強線比[OIII]/H$\beta$、[OII]/H$\beta$、R23=([OIII]+[OII])/H$\beta$、[OIII]/[OII]、および[NeIII]/[OII]。これらの新しいキャリブレーションは12+log(O/H)=7.0-8.4で有効であり、z=2-9の星形成銀河のサンプルに適用でき、CosmicNoonと再イオン化の時代。高赤方偏移の強い線の関係は、$z\sim0$と$z\sim2$の間のイオン化条件の既知の進化を反映して、典型的な$z\sim0$銀河またはHII領域に基づくキャリブレーションからオフセットされています。N-ベースの指標。これらの新しい高赤方偏移キャリブレーションにより、高赤方偏移での金属量スケーリング関係の正確な特徴付けが可能になり、初期宇宙におけるフィードバックとバリオンサイクリングの理解が深まります。
トリニティ II: 超大質量ブラック ホールの質量の光度に依存するバイアス -- $z=6$ での明るいクエーサーの銀河質量関係
| Title |
TRINITY_II:_The_Luminosity-dependent_Bias_of_the_Supermassive_Black_Hole_Mass--Galaxy_Mass_Relation_for_Bright_Quasars_at_$z=6$ |
| Authors |
Haowen_Zhang,_Peter_Behroozi,_Marta_Volonteri,_Joseph_Silk,_Xiaohui_Fan,_Philip_F._Hopkins,_Jinyi_Yang,_and_James_Aird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08150 |
$z=0-7$からのダークマターハロー-銀河-超大質量ブラックホール(SMBH)接続に関する最近の経験的制約を使用して、質量不足、典型的、および過剰質量のSMBHがクエーサー光度関数(QLF)にどのように寄与するかを推測します。$z=6$.$L_\mathrm{bol}=5\times10^{46}$erg/sを超えると、$z=6$QLFは$z=6$中央値より少なくとも0.3dex高いSMBHによって支配されることがわかります。$M_\bullet-M_*$関係。QLFは、$L_\mathrm{bol}\lesssim10^{45}$erg/sで、典型的なSMBH(つまり、$M_\bullet-M_*$関係の周りの$\pm0.3$dex内)によって支配されます。$z\sim6$では、すべてのSMBHの固有の$M_\bullet-M_*$関係は$z=0$スケーリングよりもわずかに急勾配であり、$M_*\sim10^{11}M_で同様の正規化が行われます。\odot$.また、異なるボロメータ光度しきい値によって選択された$z=6$明るいクエーサーの$M_\bullet-M_*$関係を予測し、観測と非常によく一致することがわかりました。$L_\mathrm{bol}>3\times10^{46}$($10^{48}$)erg/sのクエーサーの場合、スケーリング関係は$\sim0.35$(1.0)dexだけ上方にシフトされます。$10^{11}M_\odot$銀河。固有の$M_\bullet-M_*$関係を正確に測定するには、$L_\mathrm{bol}\lesssim10^{45}$erg/sでより暗いクエーサーを含めることが不可欠です。したがって、高赤方偏移では、低光度のクエーサーは、銀河におけるSMBHの典型的な形成経路を理解するための最良のターゲットです。
NGC 6334 のマルチスケール速度統計: 大規模な星形成活動による連続的かつ普遍的な乱流カスケードからの逸脱
| Title |
Multi-scale_velocity_statistics_in_NGC_6334:_deviation_from_a_continuous_and_universal_turbulence_cascade_due_to_massive_star_formation_activity |
| Authors |
Junhao_Liu,_Qizhou_Zhang,_Hauyu_Baobab_Liu,_Keping_Qiu,_Shanghuo_Li,_Zhi-Yun_Li,_Paul_T._P._Ho,_Josep_Miquel_Girart,_Tao-Chung_Ching,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Shih-Ping_Lai,_Ramprasad_Rao,_and_Ya-wen_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08170 |
ALMA、SMA、JCMT、およびNANTEN2からの分子線データを使用して、大規模な星形成領域NGC6334におけるマルチスケール($\sim$15-0.005pc)の速度統計を調べます。速度分散関数(VDF)は、数桁のスケールにわたって超音速のままです。さまざまな機器によって明らかにされたマルチスケールの非熱運動は、同じ連続べき乗法則には従いません。これは、中央の若い星の近くでの大規模な星形成活動が、小規模で高密度の非熱運動を増加させたためです。地域。VDFの大きさは、同じスケールの異なるガス物質で異なります。進化の初期段階にある赤外線ダーククランプN6334Sは、より静止した星形成活動のために、より進化した他のクランプよりも低いレベルの非熱運動を示します。3点VDF解析を使用して、クランプN6334IVで小規模に駆動される(重力降着や流出などによる)超音速乱流の可能性のある兆候を見つけます。私たちの結果は、NGC6334の速度場のスケーリング関係が、大規模な星形成活動のために、連続的かつ普遍的な乱流カスケードから逸脱していることを明確に示しています。
ALMA の 3 つの遷移線観測によって制約された近くの超高輝度赤外線銀河の中心 Kpc の高密度分子ガスの特性
| Title |
Dense_Molecular_Gas_Properties_of_the_Central_Kpc_of_Nearby_Ultraluminous_Infrared_Galaxies_Constrained_by_ALMA_Three_Transition-line_Observations |
| Authors |
Masatoshi_Imanishi_(1),_Shunsuke_Baba_(2),_Kouichiro_Nakanishi_(1),_Takuma_Izumi_(1)_((1)_NAOJ,_(2)_Kagoshima_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08178 |
複数の高密度分子ガストレーサー(HCN,HCO$^{+}$、およびHNC)は、近くにある10個の(超)光度の赤外線銀河([U]LIRGs)を対象としています。各(U)LIRGのビームサイズを1～2kpcに一致させた後、各分子の高Jから低Jへの遷移線フラックス比、および各J遷移における異なる分子の輝線フラックス比が導出されます。RADEX非LTEモデル計算を実施し、広い範囲のガス密度と運動温度の下で、(U)LIRG全体で観測されたHCNとHCO$^{+}$のフラックス比が自然に再現されることを発見しました。HCO$^{+}$と比較したHCNの存在量。その後、主にHCNとHCO$^{+}$データを使用し、HCO$^{+}$カラム密度とHCN-to-HCO$^{+}の基準値を採用することで、分子ガスの特性を制約します。$存在比率。(1)(U)LIRGの原子核の分子ガスは高密度($\gtrsim$10$^{3-4}$cm$^{-3}$)であり、暖かい($\gtrsim$100)K）。(2)9つのULIRGの原子核の分子ガス密度と温度は、1つのLIRGの原子核よりもかなり高い。(3)スターバーストが優勢なソース内の分子ガスは、明るいAGNシグネチャを持つULIRGよりも密度が低く、温度が低い傾向があります。選択した6つのソースについても、すべてのパラメーターを解放することでベイジアンアプローチを適用し、上記の主な結果をサポートします。私たちのALMA1-2kpc解像度、複数の分子の複数の遷移線データは、近くの(U)LIRGの核内の発光エネルギー源の周りに集中する分子ガスの特性を精査するための非常に強力なツールです。
高赤方偏移での塊形成の痕跡。 Ⅱ．膨らみの化学
| Title |
The_imprint_of_clump_formation_at_high_redshift._II._The_chemistry_of_the_bulge |
| Authors |
Victor_P._Debattista,_David_J._Liddicott,_Oscar_A._Gonzalez,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Joao_A._S._Amarante,_Ilin_Lazar,_Manuela_Zoccali,_Elena_Valenti,_Deanne_B._Fisher,_Tigran_Khachaturyants,_David_L._Nidever,_Thomas_R._Quinn,_Min_Du,_Susan_Kassin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08265 |
論文Iでは、高い星形成率密度(\Sigma_SFR)を持つ高赤方偏移銀河の塊が[Fe/H]-[\alpha/Fe]化学空間に2つのトラックを持つディスクを生成することを示しました。天の川(MW)の薄い+厚い円盤の。ここでは、バルジの化学に対する塊の影響を調査します。MWのバルジの化学的性質は、トラフで区切られた2つの密度ピークを持つ単一のトラックで構成されています。N体+平滑化された粒子の流体力学の塊状シミュレーションのバルジ化学にも単一のトラックがあることを示します。バルジ内の星の形成は、それ自体が高\Sigma_SFR塊状モードにあり、バルジの化学的軌跡が低[Fe/H]で厚い円盤の化学軌跡をたどり、高[Fe/H]に伸びてピークに達することを保証します。.低金属量のピークは、代わりにその場の星と塊を介して降着した星の混合物で構成されています。その結果、ピーク間の谷が厚いディスクトラックの端に発生します。分子量のように、高金属性のピークが中面近くを支配し、高さとともに相対的な重要性が低下することがわかります。バルジは、クランプエポックの終わりまでにすでに急速に回転しており、[\alpha/Fe]が低いほど回転が高くなります。このように、塊状の星の形成は、MWの膨らみ、薄い+厚い円盤、およびスプラッシュの化学力学的傾向を同時に説明することができます。
光学的に選択された近接銀河ペアのチャンドラX線調査：活動銀河核の予想外の低い占有率
| Title |
A_Chandra_X-ray_Survey_of_Optically_Selected_Close_Galaxy_Pairs:_Unexpectedly_Low_Occupation_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Lin_He,_Meicun_Hou,_Zhiyuan_Li,_Shuai_Feng,_Xin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08388 |
高解像度のX線観測は、銀河の合体と活動銀河核(AGN)の間のまだとらえどころのない関係を調べるためのユニークなツールを提供します。光学的に選択された92個の近接銀河ペアのサンプルにおける核X線放出の分析を提示します(投影された分離$\lesssim20$kpcおよび視線速度オフセット$<$500kms$^{-1}$)低赤方偏移($\bar{z}\sim0.07$)で、チャンドラのアーカイブ観測に基づく。銀河ペアの親サンプルは、核活動の光学的分類を課すことなく構築されているため、AGNの存在に対する選択効果はほとんどありません。このサンプルは、ガスが豊富な合併に賛成でも反対でもありません。X線源は184個の原子核のうち70個で検出され、$38\%^{+5\%}_{-5\%}$の検出率を示し、$\の0.5-8keV限界光度まで下がった。lesssim10^{40}\rm~erg~s^{-1}$.検出された核と検出されなかった核は、銀河の形態、星の質量、星の速度分散などのホスト銀河の特性に体系的な違いを示していません。星形成による潜在的な汚染が回避される場合(つまり、$L_{\rm2-10~keV}>10^{41}\rm~erg~s^{-1}$)、検出率は$18\%^になります。{+3\%}_{-3\%}$(32/184)、光学的に分類された単一のAGNの比較サンプルのX線検出率と比較して過剰を示していません。デュアルAGNを含むペアの割合はわずか$2\%^{+2\%}_{-2\%}$です。さらに、サンプルによってプローブされた最小の投影分離(数kpc)のほとんどの核は、見かけのX線光度とエディントン比が予想外に低く、核周囲の掩蔽だけでは説明できません。これらの発見は、銀河との密接な相互作用は、高レベルのAGN活動を引き起こす十分な条件ではないことを示唆しています。
MeerKAT を使用した Mini-Halo のマイニング I. キャリブレーションとイメージング
| Title |
Mining_Mini-Halos_with_MeerKAT_I._Calibration_and_Imaging |
| Authors |
K._S._Trehaeven,_V._Parekh,_N._Oozeer,_B._Hugo,_O._Smirnov,_G._Bernardi,_K._Knowles,_C._Tasse,_K._M._B._Asad_and_S._Giacintucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08427 |
電波ミニハローは、拡散した低表面輝度シンクロトロン放射の雲であり、大規模なクールコア銀河団で最も明るい銀河団銀河(BCG)を取り囲んでいます。この論文では、方向依存(DD)キャリブレーションとも呼ばれる第3世代キャリブレーション(3GC)と、MeerKAT銀河系外連続体データの点源減算を使用します。5つの銀河団(ACO1413、ACO1795、ACO3444、MACSJ1115.8+0129、MACSJ2140.2-2339)のサンプルのアーカイブMeerKATLバンド観測を較正して画像化します。方向に依存しない(DI)キャリブレーションにはCARACalパイプラインを使用し、3GCにはDDFacetとkillMSを使用し、続いて可視平面点源減算を使用して、埋め込まれたソースからのバイアスなしで、基になるミニハローを画像化します。私たちの3GCプロセスは、深刻な影響を受けたソース周辺のローカルノイズが半減し、最終的にグローバルイメージノイズが7\%改善されるという、アーティファクト除去の劇的な改善を示しています。その後、これらのスペクトル的にデコンボリューションされたStokesI連続体画像を使用して、4つのミニハローについて、磁束密度、電波出力、サイズ、および帯域内積分スペクトルを直接測定します。さらに、ミニハローの帯域内スペクトルインデックスマップを示します(点光源を使用)。MACSJ2140.2-2339によってホストされる新しいミニハロー検出を提示します。磁束密度$S_{\rm1.28\,GHz}=2.61\pm0.31$mJy、平均直径296kpc、および$\alpha^{\rmを持ちます。1.5\,GHz}_{\rm1\,GHz}=1.21\pm0.36$.また、以前のVLALバンド観測では検出されなかったACO3444ミニハローへの$\sim$100kpc南方拡張も発見しました。MeerKATの広視野、広帯域データ削減についての説明は、さらなるミニハロー科学を実施するための参考になります。
Gaia DR3 のオープン クラスター メンバーシップを決定するための機械学習ベースのツール
| Title |
A_machine_learning-based_tool_for_open_cluster_membership_determination_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
M.G.J._van_Groeningen,_A._Castro-Ginard,_A.G.A._Brown,_L._Casamiquela_and_C._Jordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08474 |
ほとんどがDR2を使用して、Gaiaデータを使用して散開星団を特徴付けるメンバーシップ研究は、かすかな端での天文の不確実性のために、これまでマグニチュードG=18に制限されています。私たちの目標は、現在の散開星団のメンバーリストを暗いメンバーで拡張し、多くのアプリケーション、特に地上ベースの分光調査にとって重要なメンバーである低質量端を特徴付けることです。ディープニューラルネットワークアーキテクチャを使用して、既知の星団周辺の信頼性の高い散開星団構成星の分布を学習します。その後、訓練されたネットワークを使用して、高次元空間、5次元アストロメトリー、および3つのフォトメトリックバンドでの類似性に基づいて、新しい散開星団メンバーを推定します。DR2に比べてGaiaDR3の天文精度が向上したため、既知の散開星団集団の新しいかすかなメンバー星(G>18)を均一に検出することができます。私たちの方法論は、ガイアの限界の大きさまで、散開星団の拡張メンバーリストを提供できます。それらの質量、またはそれらのダイナミクスの推定。これらの拡張されたメンバーシップリストは、今後の地上ベースの分光調査の理想的なターゲットリストでもあります。
超流動暗黒物質(SFDM)を調査します。SFDMは、宇宙スケールでの粒子暗黒物質の成功と、銀河スケールでの修正ニュートン動力学(MOND)の成功を再現することを約束するモデルです。しかし、SFDMがMONDを再現できるのは、銀河の中心から一定の距離までで、運動学的な観測量のみです。最も重要なことは、光の軌道に影響を与えないことです。これが、前例のない大きな半径で銀河の周りの加速度を調べた弱い重力レンズ効果の最近の分析と矛盾するかどうかをテストします。この分析により、データがMONDの予測に近いことがわかり、SFDMに適合させるのが難しい可能性があることが示唆されました.この問題を調査するために、モデルの運動方程式を解き、結果を観測データと比較しました。私たちの結果は、少なくとも現在の形では、SFDMモデルが弱いレンズ観測と互換性がないことを示しています。
画像から特徴へ: 変分自動エンコーダーとドメイン適応による偏りのない形態分類
| Title |
From_Images_to_Features:_Unbiased_Morphology_Classification_via_Variational_Auto-Encoders_and_Domain_Adaptation |
| Authors |
Quanfeng_Xu,_Shiyin_Shen,_Rafael_S._de_Souza,_Mi_Chen,_Renhao_Ye,_Yumei_She,_Zhu_Chen,_Emille_E._O._Ishida,_Alberto_Krone-Martins,_Rupesh_Durgesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08627 |
変分自動エンコーダー(VAE)とドメイン適応(DA)の組み合わせを活用することにより、銀河画像の次元削減のための新しいアプローチを提示します。Galaxy-ZooDECaLSプロジェクトの詳細な形態学的タイプラベルを使用して、低赤方偏移銀河のサンプルを使用して、このアプローチの有効性を実証します。40次元の潜在変数が銀河画像のほとんどの形態学的特徴を効果的に再現できることを示します。アプローチの有効性をさらに検証するために、40次元の潜在変数に古典的なランダムフォレスト(RF)分類器を利用して、詳細な形態特徴分類を行いました。このアプローチは、銀河の画像に対する直接ニューラルネットワークアプリケーションと同様に機能します。DECaLSとBASS+MzLSの重複するフットプリントで銀河を使用してDAを介してVAEネットワークを調整することにより、モデルをさらに強化し、両方の調査でモデルを銀河画像に公平に適用できるようにします。DA中のノイズ抑制により、形態学的特徴の抽出と分類のパフォーマンスがさらに向上することがわかりました。全体として、このVAEとDAの組み合わせを適用して、大規模な光学調査で画像の次元削減、欠陥画像の識別、および形態分類を実現できます。
LeMMINGs サーベイ: e-MERLIN を使用した近くの銀河のサブ kpc 電波構造の探査
| Title |
The_LeMMINGs_survey:_probing_sub-kpc_radio_structures_of_nearby_galaxies_with_e-MERLIN |
| Authors |
David_R._A._Williams_(1),_Ranieri_D._Baldi_(2),_Robert_J._Beswick_(1),_Ian_M._McHardy_(3),_Bililign_T._Dullo_(4),_Mayukh_Pahari_(5),_Emma_Carver_(3),_Jake_Clifford_(3),_Nicholas_A._Kill_(3),_Bhairavi_Krishnamoorthi_(3),_Oliver_Woodcock_(1),_Johan_Knapen_(6,7)_and_Smita_Mathur_(8,9)_(on_behalf_of_the_LeMMINGs_collaboration_(1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester_(2),_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia_Bologna,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_(4)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_IPARCOS,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(5)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology,_Hyderabad,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(6)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(7)_Astronomy_department,_The_Ohio_State_University,_(8)_Center_for_Astronomy_and_Astro-particle_Physics,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08647 |
Legacye-MERLINMulti-bandImagingofNearbyGalaxiesサーベイ(LeMMINGs)は、局所宇宙における核降着と星形成プロセスの統計的に完全なセンサスです。1.5GHzと5GHzでのLeMMINGの観測では、10秒$\mu$Jyの感度で10秒ミリ秒スケールの角度分解能が得られます。810時間の観測時間を与えられた、完全な統計サンプル(1.5GHzで)と個々のオブジェクトのいくつかの研究が現在公開されています。多波長のフォローアップ観測と組み合わせることで、この調査は銀河の裏庭のユニークなレガシーデータセットを提供します。1.5GHzのサンプル結果と関連するチャンドラX線データを含む、これまでのLeMMINGsの結果の概要を示します。LeMMINGsが5GHz調査を分析し、LeMMINGs銀河のすべての電波源を分類するための広視野画像を作成するための次のステップについて説明します。
G9.62+0.20Eにおける多遷移周期フレアリングのモデル化
| Title |
Modelling_of_the_multi-transition_periodic_flaring_in_G9.62+0.20E |
| Authors |
F._Rajabi,_M._Houde,_G._C._MacLeod,_S._Goedhart,_Y._Tanabe,_S._P._van_den_Heever,_C._M._Wyenberg_and_Y._Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08793 |
G9.62+0.20E星形成領域で観測されたOH1665MHzおよび1667MHz遷移と同様に、6.7GHzおよび12.2GHzメタノール線での周期的なフレアイベントの詳細なモデリングを提示します。私たちの分析は、相補的な準定常状態のメーザーと過渡的な超放射レジームを本質的にカバーする1次元のMaxwell-Bloch方程式のフレームワーク内で実行されます。さまざまな種/遷移、場合によっては単一のスペクトル線について測定されたフレアの時間スケールの変動は、ディッケの超放射の現れであり、フレアの持続時間の変調を自然に説明するディッケの超放射で最もよくモデル化されていることがわかります。反転ポンプの対応する変更。特に、以前に公開された$v_\mathrm{lsr}=+1.7$kms$^{-1}$でのOH1667MHz遷移の結果や、$v_\mathrm{lsr}=-1.8$kms$^{-1}$でのメタノール6.7GHzライン。
銀河団で強い拡散を伴う拡張宇宙線イオン分布からの電波暈と遺物
共同ハドロンモデルは、ミニハロー、ジャイアントハロー、遺物、およびそれらのハイブリッドな移行段階の形での銀河団からの拡散電波放射の観測を定量的に説明するために示されています。次数$D\sim10^{31\text{--}32}\text{cm}^2\text{s}^{-1}$の宇宙線拡散、遺物のエネルギー、空間変動性から独立して推測ジャイアントハロースペクトルと遺物のスペクトル進化は、観測された空間スペクトル分布を再現し、最近発見されたメガハローを強化された周辺磁化として説明し、弱い衝撃または乱流による電子の（再）加速を抑制します。たとえば、二次電子拡散に沿ったハードからソフトへの進化は、ほとんどのハロー周辺とレリック下流のソフトスペクトルと、フォトンインデックスが$\alpha\に達するほとんどのハローセンターとレリックエッジのハードスペクトルの両方を説明します。同時ショックのマッハ数$\mathcal{M}$に関係なく、simeq-0.5$。このような空間スペクトルモデリング、最近の$\gamma$線観測、および追加の蓄積された証拠は、ミニハロー、ジャイアントハロー、レリックの間のシームレスな移行、それらの類似のエネルギー論、統合されたスペクトルであるという以前の主張(Keshet2010)を支持することが示されています。、および不連続性の描写、レプトンモデルにおける電波対X線から推測される一貫性のない$\mathcal{M}$、および追加の観測はすべて、これらの拡散電波現象が同じ宇宙線イオン集団の現れであることを示しています。自然ではない代替手段を呼び出す必要があります。
Ia 型超新星 SN 2013bz、PSN J0910+5003 および ASASSN-16ex: 09dc に似ている?
| Title |
Type_Ia_supernovae_SN_2013bz,_PSN_J0910+5003_and_ASASSN-16ex:_similar_to_09dc-like? |
| Authors |
S._Tiwari,_N._K._Chakradhari,_D._K._Sahu,_G._C._Anupama,_B._Kumar,_K._R._Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08422 |
3つの超新星(SNe)SN2013bz、PSNJ0910+5003、およびASASSN-16exの光学的測光および分光学的研究を提示します。Swift-UVOTで得られたASASSN-16exのUV光学測光データも分析されます。これらの天体は当初、09dc型IaSNeに分類されていました。減少率パラメータ($\Deltam_{15}(B)_{true}$)は、0.92$\pm$0.04(SN2013bz)、0.70$\pm$0.05(PSNJ0910+5003)、および0.73$として導出されます。\pm$0.03(ASASSN-16ex)。$B$バンドの最大絶対等級の推定:SN2013bzで$-$19.61$\pm$0.20等、PSNJ0910+5003で$-$19.44$\pm$0.20等、ASASSNで$-$19.78$\pm$0.20等-16exは、3つの天体すべてが比較的明るいことを示しています。これらの天体のボロメータ光度のピークは、$\logL_\text{bol}^\text{max}=$43.38$\pm$0.07ergs$^{-1}$,43.26$\pm$0.07ergs$^{-1}$と43.40$\pm$0.06ergs$^{-1}$です。SN2013bzのスペクトルと速度の進化は通常のSNIaに似ているため、明るい通常のIa型超新星のように見えます。一方、PSNJ0910+5003とASASSN-16exの光度曲線はブロードで、09dcのようなSNeIaと同様の特性を示します。それらの分光学的進化は、09dcのようなSNeとの類似性を示しており、これら2つのイベントの前最大スペクトルに強いCII線が見られます。それらの光球速度の進化は、SN2006gzに似ています。さらに、UVバンドでは、ASASSN-16exは他の09dcのようなSNeIaのように非常に青色です。
宇宙線加速仮説の観測的検証
| Title |
Observational_Validation_of_Cosmic_Ray_Acceleration_Hypothesis |
| Authors |
Anil_Raghav,_Kalpesh_Ghag,_Omkar_Dhamane,_Zubair_Shaikh,_Ankush_Bhaskar,_and_Utsav_Panchal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08651 |
何世紀にもわたる厳密な理論的および観測的研究にもかかわらず、銀河宇宙線(GCR)の起源と加速メカニズムは謎のままです。1949年、フェルミは、GCR加速の顕著なメカニズムを含む拡散衝撃加速モデルを提案しました。しかし一方で、観察証拠はとらえどころのないままです。ここでは、ACE宇宙船に搭載されたCRIS機器からの測定値を使用して、1AUでのGCR加速度の最初の明らかな検証を提供しました。
降着地殻の熱力学的に一貫したモデルによる軟X線過渡現象における中性子星の熱進化
| Title |
Thermal_evolution_of_neutron_stars_in_soft_X-ray_transients_with_thermodynamically_consistent_models_of_the_accreted_crust |
| Authors |
A._Y._Potekhin,_M._E._Gusakov,_A._I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08716 |
静止状態の軟X線トランジェント(SXT)における中性子星の熱放射は、降着中の核反応(深部地殻加熱パラダイム)により星の地殻に蓄積された熱によって駆動されると考えられています。SXTの観測とシミュレーションを比較することは、中性子星の密度の高い物質の理論モデルを検証するのに役立ちます。通常、このようなシミュレーションは、自由中性子と内部地殻内の原子核が一緒に移動すると仮定して実行されました。最近提案された熱力学的に一貫したアプローチにより、自由中性子の独立した運動が可能になります。熱力学的に一貫したアプローチ内でSXTの熱進化をシミュレートし、結果を従来のアプローチおよび観測と比較します。後者については、静止状態のSXTの準平衡熱ルミノシティのコレクションと、SXTMXB1659$-$29で観測された中性子星地殻の冷却を検討します。状態方程式とバリオン超流動のさまざまなモデルをテストし、中性子星地殻の浅い層にある追加の熱源(浅い加熱)を考慮に入れます。観測されたSXTの準定常熱ルミノシティは、コアへの浅い熱拡散が考慮されている場合、従来のモデルと熱力学的に一貫したモデルを使用して等しく適切に適合できることがわかります。MXB1659$-$29で観測された地殻の冷却も、両方のモデルのフレームに適合させることができますが、モデルの選択は、地殻の熱伝導率と浅い加熱の原因となる派生パラメーターに影響します。
中性子星の構造特性と物性：理論的・観測的研究
| Title |
Structural_characteristics_and_physical_properties_of_neutron_stars:_theoretical_and_observational_research |
| Authors |
J._Alfredo_Collazos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08734 |
中性子星は、宇宙で最も極端な天体の1つであり、原子核の密度を超える密度と、知られている中で最も強い重力場を持っています。中性子星の理論的および観測的研究により、中性子星の構造的特徴と物理的性質に関する豊富な情報が明らかになりました。中性子星の構造特性は、密度、圧力、エネルギーの関係を表す状態方程式によって決定されます。これらの状態方程式はまだ十分に理解されておらず、進行中の理論的研究は、これらの極端な条件下での物質の挙動に関する理解を深めることを目的としています。中性子星の質量や半径の測定など、中性子星に関する観測研究は、状態方程式の特性に貴重な制約を与えることができます。中性子星の物理的性質も研究者にとって大きな関心事です。中性子星には強力な磁場があり、脈動やX線やガンマ線の放出などの観測可能な効果を生み出すことができます。中性子星の表面温度は、それらの熱的性質への洞察を提供することもできますが、それらの重力場の観測は、アインシュタインの一般相対性理論の予測をテストすることができます.中性子星の観測研究は、電波望遠鏡やX線望遠鏡、重力波検出器、光学望遠鏡などさまざまな手法で行われています。これらの観測結果は、中性子星の性質をより完全に理解するために理論モデルと組み合わされることがよくあります。
銀河磁場による超高エネルギー宇宙線の到来方向における双極子の変化
| Title |
Modification_of_the_Dipole_in_Arrival_Directions_of_Ultra-high-energy_Cosmic_Rays_due_to_the_Galactic_Magnetic_Field |
| Authors |
Alena_Bakalov\'a,_Jakub_V\'icha,_Petr_Tr\'avn\'i\v{c}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08766 |
ピエールオジェ天文台によって観測された8EeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線の双極子異方性の方向と大きさは、銀河系外の起源を示しています。地球上で観測された双極子は、銀河磁場での伝搬の影響により、銀河外宇宙線フラックスの異方性に必ずしも対応する必要はありません。CRPropa3パッケージを使用した数値シミュレーションにより、これらの効果のサイズを推定します。銀河磁場のJansson-FarrarモデルとTerral-Ferri\`ereモデルは、銀河の端から地球上の観測者まで粒子を伝搬するために使用されます。68%および95%の信頼レベルで、さまざまな質量組成シナリオについて地球上の双極子の測定された特徴と互換性のある、銀河系外の双極子の許容される方向と振幅を特定します。
相対論的ジェットにおける磁気リコネクションによる粒子加速：小スケールから大スケールへの移行
| Title |
Particle_acceleration_by_magnetic_reconnection_in_relativistic_jets:_the_transition_from_small_to_large_scales |
| Authors |
Tania_E._Medina-Torrej\'on,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Grzegorz_Kowal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08780 |
いくつかのMHD作品、特にMedina-Torrejonらによる最近の作品。(2021)は、相対論的ジェットの3次元MHDシミュレーションに基づいて、流れの乱流によって駆動される磁気再結合による粒子加速が、抵抗から乱流の大きな注入スケールまで発生することを証明しました。粒子は、背景のゆらぎの理想的な電場($V\timesB$ここで、$V$と$B$はそれぞれゆらぎの速度と磁場です)。この作業では、相対論的ジェット内の粒子加速の初期段階に続くMHD-粒子内セル（MHD-PIC）シミュレーションを示し、これらの以前の結果を確認し、乱流によって駆動される磁気リコネクションが相対論を加速する強力な可能性を実証しています磁力が支配する流れで粒子を極端なエネルギーにします。我々の結果はまた、バックグラウンド磁場の動的な時間変化が、このプロセスにおける粒子の加速に影響を与えないことを示しています。
重度の X 線遮蔽活動銀河核の高い割合
| Title |
A_High_Fraction_of_Heavily_X-ray_Obscured_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Christopher_M._Carroll,_Tonima_T._Ananna,_Ryan_C._Hickox,_Alberto_Masini,_Roberto_J._Assef,_Daniel_Stern,_Chien-Ting_J._Chen,_Lauranne_Lanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08813 |
我々は、$z\leq$0.8の赤方偏移に至るまで、重度のX線遮蔽、コンプトン厚(CT)の活動銀河核(AGN)の割合に関する新しい推定値を提示します。観測されたX線調査フィールドの中赤外(MIR)プロパティによって選択された540のAGNのサンプルから、観測されたX線と固有のX線の光度比($R_{L_{\text{X}}}$)マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションを使用して、CTAGNの総割合($f_{\text{CT}}$)を推定します。その多くは、典型的なX線観測では見逃されます。モデル$N_{\text{H}}$分布を作成し、一連のX線スペクトルモデルを使用してこれらを$R_{L_{\text{X}}}$に変換します。モデルの事後分布を調べて、検出されないX線源の母集団を推測します。シミュレーションから、CTの割合は$f_{\text{CT}}$=$\text{0.555}^{+\text{0.037}}_{-\text{0.032}}$と推定されます。チャンドラX線天文台フィールドのソースに対してX線スタッキング解析を実行し、モデルから引き出された予想されるソフト(0.5-2keV)およびハード(2-7keV)観測フラックスが0.48および0.12dexの範囲内であることを発見しました。それぞれ、積み重ねられたフラックスの。私たちの結果は、MIRで選択されたすべてのAGNの少なくとも50%、おそらくそれ以上がコンプトン層であることを示唆しています($N_{\text{H}}\gtrsim$10$^{\text{24}}$cm$^{-\text{2}}$)は、独立した方法を使用した他の最近の研究とよく一致しています。この研究は、AGNの総数がX線観測のみを使用して識別できるよりも多いことを示しており、多波長アプローチの重要性を強調しています。高い$f_{\text{CT}}$は、ブラックホール(BH)の降着物理にも影響を及ぼし、重度の掩蔽期間を含むBHと銀河の共進化のモデルをサポートします。
電子増倍電荷結合素子の統計
EMCCDは、宇宙からの低表面輝度UV天文学のための効率的なイメージングデバイスです。大きな増幅により、フォトンカウンティング、イベント対非イベントの検出が可能になります。この論文は、観測プロセス、光子計数プロセス、増幅、プロセス、および圧縮の統計を提供します。フォトンカウンティングのシグナル対ノイズの式は、ポリガンマ関数で記述されます。最適な露出時間は、クロック誘起電荷の関数です。増幅プロセスの正確な分布は、計算が簡単な動力付き行列です。読み取りノイズと比較するための最適なカットオフは、読み取りノイズの強い関数と、電子増倍ゲインおよび光子率の弱い関数に近いものです。式は、予想される圧縮率を示します。
| Title |
Investigating_the_image_lag_of_a_scientific_CMOS_sensor_in_X-ray_detection |
| Authors |
Qinyu_Wu,_Zhixing_Ling,_Chen_Zhang,_Quan_Zhou,_Xinyang_Wang,_Weimin_Yuan,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08425 |
近年、サイエンティフィックCMOS(sCMOS)センサーが精力的に開発されており、読み出しフレームレートの向上、放射線耐性の向上、動作温度の向上など、いくつかの面でCCDを上回っています。シリコンイメージセンサーの場合、イベントの電荷がピクセル内で完全に転送されない場合、イメージラグが発生します。これは、光学イメージングの画質を低下させ、X線分光法のエネルギー分解能を低下させる可能性があります。この作業では、sCMOSセンサーのイメージラグが研究されています。低照度照明下での残像を測定するために、X線光子から残像を抽出する新しい方法を構築しました。カスタマイズされたX線sCMOSセンサーGSENSE1516BSIのイメージラグが測定され、X線性能への影響が評価されます。結果は、このセンサーの画像遅延が直後のフレームにのみ存在し、さまざまな入射光子エネルギーとさまざまな実験条件下で常に0.05%未満であることを示しています。残留電荷は0.5e-よりも小さく、最大の入射光子電荷は約8ke-です。約3e-の読み出しノイズレベルと比較すると、このセンサーのイメージラグは小さすぎて、画質とエネルギー分解能に大きな影響を与えません。イメージラグは、入射光子エネルギーと正の相関を示し、温度と負の相関を示します。ただし、ゲイン設定や積分時間には依存しません。これらの関係は、ピクセル内の非理想的なポテンシャル構造によって定性的に説明できます。この方法は、他の種類のイメージセンサーのイメージラグの研究にも適用できます。
IXPE ミッションに搭載されたイメージング光電偏光計のピクセル応答の均一化
| Title |
Equalizing_the_Pixel_Response_of_the_Imaging_Photoelectric_Polarimeter_On-Board_the_IXPE_Mission |
| Authors |
John_Rankin,_Fabio_Muleri,_Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Paolo_Soffitta,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Enrico_Costa,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alberto_Manfreda,_Stephen_L._O'Dell,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Carmelo_Sgr\`o,_Allyn_F._Tennant,_Antonino_Tobia,_Alessio_Trois,_Martin_C._Weisskopf,_Fei_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08472 |
ガスピクセル検出器は、X線の偏光に敏感なガス検出器で、現在、X線偏光測定専用の最初の天文台であるIXPEに搭載されています。これは、高感度ボリュームに吸収された光電子によって生成されたイオン化トラックを画像化し、光電子の初期方向を再構築することにより、X線とその偏光を検出します。一次イオン化電荷は増倍され、最終的にX線偏光測定用に特別に開発された細かくピクセル化されたASICで収集されます。個々のピクセルの信号は独立して処理されるため、ゲインの変動は20%程度になる可能性があります。このような変動は、トラック形状を正確に再構築するために等化する必要があり、したがってその偏光方向が必要です。このような均等化を行う方法をここに示します。この方法は、同等のイベントの他のピクセルに対するピクセルの平均電荷の比較に基づいています。この方法は、IXPEに搭載された検出器の応答を細かく均一化することが示され、トラックの再構成とエネルギー分解能を向上させ、原則として、トラックに基づく任意のイメージング検出器に適用できます。
Nancy Grace Roman Space Telescope による画像共加算のシミュレーション: I. シミュレーション方法論と一般的な結果
| Title |
Simulating_image_coaddition_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope:_I._Simulation_methodology_and_general_results |
| Authors |
Christopher_M._Hirata,_Masaya_Yamamoto,_Katherine_Laliotis,_Emily_Macbeth,_M._A._Troxel,_Tianqing_Zhang,_Ami_Choi,_Jahmour_Givans,_Katrin_Heitmann,_Mustapha_Ishak,_Mike_Jarvis,_Eve_Kovacs,_Heyang_Long,_Rachel_Mandelbaum,_Andy_Park,_Anna_Porredon,_Christopher_W._Walter,_W._Michael_Wood-Vasey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08749 |
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、近赤外線で広域調査を行う予定です。主要な科学的目的は、弱い重力レンズ効果による宇宙構造の測定です。ローマのデータはアンダーサンプリングされ、ソース銀河の形状の測定に新たな課題が生じます。潜在的な解決策は、Imcomなどの線形代数ベースのcoaddition手法を使用して、複数のアンダーサンプリングされた画像を組み合わせて、目的の「ターゲット」点広がり関数(PSF)を持つ単一のオーバーサンプリングされた出力モザイクを生成することです。ここでは、LegacySurveyofSpaceandTime(LSST)DarkEnergyScienceCollaboration(DESC)DataChallenge2(DC2)シミュレーションのRomanブランチに基づいて、シミュレートされたRomanデータの0.64平方度へのImcomの最初の適用を示します。プレートスケールの歪み、チップギャップ、検出器の欠陥、宇宙線マスクなどの機能を含むシミュレートされたデータに対してImcomが正常に実行されることを示します。注入されたソースのグリッドとシミュレートされたノイズフィールド、および完全なシミュレーションを同時に伝播します。出力画像のノイズ特性だけでなく、ターゲットからのPSFの残留偏差(「忠実度」)を定量化します。全体的なタイリングパターンとモアレパターンが、最終的な忠実度とノイズマップにどのように現れるかについて説明します。補間アルゴリズムに関する付録、およびアンダーサンプリングと画像処理操作との相互作用に関する付録が含まれています。関連する論文(「論文II」)では、弱いレンズ効果の分析の意味を探っています。
Nancy Grace Roman Space Telescope による画像共加算のシミュレーション:
II.シミュレートされた画像の分析と弱いレンズ効果の意味
| Title |
Simulating_image_coaddition_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope:_II._Analysis_of_the_simulated_images_and_implications_for_weak_lensing |
| Authors |
Masaya_Yamamoto,_Katherine_Laliotis,_Emily_Macbeth,_Tianqing_Zhang,_Christopher_M._Hirata,_M.A._Troxel,_Ami_Choi,_Jahmour_Givans,_Katrin_Heitmann,_Mustapha_Ishak,_Mike_Jarvis,_Eve_Kovacs,_Heyang_Long,_Rachel_Mandelbaum,_Andy_Park,_Anna_Porredon,_Christopher_W._Walter,_W._Michael_Wood-Vasey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08750 |
現在の弱いレンズ効果分析ツールをナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡に適用する際の課題の1つは、個々の画像がアンダーサンプリングされることです。私たちのコンパニオンペーパーでは、Imcom(入力ピクセルから出力ピクセルへの最適なマッピングを構築して、完全にサンプリングされた結合画像を再構築するアルゴリズム)の最初のアプリケーションをRomanイメージシミュレーションで紹介しました。このホワイトペーパーでは、出力ノイズパワースペクトルを測定し、パワースペクトルの主要な特徴のソースを特定し、サンプリング効果を無視する単純な分析モデルが共加算ノイズイメージのパワースペクトルを過小評価することを示します。理想化された注入された星と完全にシミュレートされた星の両方の共加算画像のモーメントと、それらの1点と2点の統計を計算します。理想化された注入された星には、バンドに応じて成分ごとに二乗平均楕円率誤差(1-6)x10-4があることを示します。相関関数は要件を2桁以上下回っています。これは、画像結合ステップ自体が全体的なローマン2次モーメントエラーバジェットのごく一部を使用していることを示していますが、4次モーメントの方が大きく、さらなる調査が必要です。ブレンディング効果と色度効果を含むシミュレートされた空画像の星は、相関関数が要件レベルに近く(4つのフィルターすべてを積み重ねて構築された広帯域画像では要件レベルを下回ります)あります。注入された星の楕円率のノイズによるバイアスを評価し、解析モデルを使用して結果の傾向を説明します。最後に、Romanの画像共加算パイプラインを開発するための次のステップを列挙します。
星のコアの強い磁場は、重力波の挙動を大きく変化させると予想されており、これが多くの赤色巨星で観測される抑圧された双極子モードの起源である可能性が高い。しかし、そのような場が磁気重力波のスペクトルと空間構造をどのように変化させるかについての詳細な理解は、とらえどころのないものでした。双極子場の場合、波数ベクトルが主に放射状であると仮定して、磁気重力モードの水平固有関数を分析的に特徴付けます。軸対称モード($m=0$)の場合、磁気重力波の固有関数はハフ関数になり、十分に強い磁場の半径方向の転換点を持ちます。非軸対称モード($m\neq0$)の場合、離散$g$モードスペクトルとAlfv\'en波の連続体との間の相互作用により、流体の特異点に関連する臨界緯度での流体変位にほぼ不連続な特徴が生成されます。方程式。磁気重力モードは、磁場が十分に強い領域では伝播できず、代わりにエバネッセントになることがわかりました。強力な磁場に遭遇すると、入ってくる重力波が屈折して出て行く遅い磁気波になる可能性があります。これらの発信波は無限の動径波数に近づき、効率的に減衰される可能性があります。しかし、波力のごく一部が、純粋なアルフエン波または非常に狭い赤道帯に閉じ込められた磁気重力波として星のコアから逃げる可能性があります。WKBで分離されたソリューションの人為的にシャープな機能は、分析で無視された小さな項を含むグローバルモードソリューションの必要性を示唆しています。
APOKASC-3 と APOGEE DR16 における急速に自転する赤色巨星の分光学的同定
| Title |
Spectroscopic_identification_of_rapidly_rotating_red_giant_stars_in_APOKASC-3_and_APOGEE_DR16 |
| Authors |
Rachel_A._Patton,_Marc_H._Pinsonneault,_Lyra_Cao,_Mathieu_Vrard,_Savita_Mathur,_Rafael_A._Garcia,_Jamie_Tayar,_Christine_Mazzola_Daher_and_Paul_G._Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08151 |
急速に回転する赤色巨星は天体物理的に興味深いものですが、まれです。この論文では、APOGEEDR16サーベイにおける3217の活動的な赤色巨星候補のカタログを提示します。よく研究されたケプラーフィールドのコントロールサンプルを使用して、典型的な巨人に対する分光ソリューションの回転と異常との強い関係を示します。類似したソリューションを持つ完全な調査のスターは、候補として識別されます。vsin\textiti測定を使用して、ケプラーコントロールサンプルの4.9+/-0.2%と比較して、候補の50+/-1.2%が明確な高速回転子であることを確認します。ケプラーコントロールサンプルとDR16のコントロールサンプルの両方で、5<vsini<10kms$^{-1}$で回転する巨人がvsini>10kms$^の3～4倍であることがわかります。{-1}$、赤色巨星の異常回転の従来のしきい値。中間回転子の大部分は、分光学的に異常ではありません。APOGEEと\textit{Gaia}からのバイナリ診断を使用して、73+/-2.4%のバイナリ比率を推測します。コントロールサンプルから[M/H]で0.37dexのオフセットの中央値を持つ、完全な分光ソリューションを持つ候補の報告された金属量の重大なバイアスを識別します。そのため、[M/H]<-1と報告されている星の最大10%は、真に金属が不足しているわけではありません。最後に、Gaiaデータを使用して、巨人として誤って分類された主系列測光連星の部分母集団を特定します。
シリウス様系の力学的質量と年齢
| Title |
Dynamical_Masses_and_Ages_of_Sirius-like_Systems |
| Authors |
Hengyue_Zhang,_Timothy_D._Brandt,_Rocio_Kiman,_Alexander_Venner,_Qier_An,_Minghan_Chen,_Yiting_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08198 |
正確な軌道と動的質量を測定し、HyadesメンバーHD27483を含む6つの確認されたシリウスのようなシステムと1つの候補のシリウスのようなシステムの年齢制約を導き出します。軌道解析には、動径速度、相対アストロメトリー、およびヒッパルコスガイアの天文加速度が組み込まれています。白色矮星の祖先の主系列寿命をレムナントの動的質量と半経験的な初期-最終質量関係から制約し、質量と有効温度から冷却年齢を推測します。Keck/NIRC2観測とアーカイブHSTデータからHD27483Bの新しい相対アストロメトリーを提示し、${0.798}_{-0.041}^{+0.10}$$M_{\odot}$の最初の動的質量を取得し、${450}_{-180}^{+570}$マイルの年齢で、ヒアデスの以前の推定年齢と一致しています。HD114174B($0.591\pm0.011$$M_{\odot}$)とHD169889B(${0.526}_{-0.037}^{+0.039}$$M_{\odot}の正確な動的質量も測定します。$)、しかし、それらの年齢の精度は、不確実な温度によって制限されます。HD27786Bの異常に小さい質量$0.443\pm0.012$$M_{\odot}$は、おそらくその前駆体のRGB相における連星相互作用による急速な質量損失の歴史を示唆しています。RVフィッティングによるHD118475とHD136138の軌道は、HD136138の離心率と周期に多少の違いがあるにもかかわらず、GaiaDR3天文観測の2体解と全体的によく一致しています。${0.580}_{-0.039}の質量HD118475Bの^{+0.052}$$M_{\odot}$と、スペックルイメージングの非検出により、コンパニオンが白色矮星であることが確認されました。私たちの分析は、GaiaDR3以降のリリースによって可能になった豊富な数の正確なWD動的質量測定の例を示しています。これにより、白色矮星の初期-最終質量関係の経験的較正が改善されます。
空間的に分解された太陽の IAG スペクトル アトラス: 中心から縁までの観測
| Title |
The_IAG_spectral_atlas_of_the_spatially_resolved_Sun:_Centre-to-limb_observations |
| Authors |
M._Ellwarth,_S._Sch\"afer,_A._Reiners_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08205 |
太陽表面の磁気対流は、形状と波長の両方の観点からスペクトル線に影響を与える粒状パターンとして現れます。このような誘起効果は、観測角度の変化と観測高度の変化により、観測された太陽円盤全体で変化する傾向があります。分解された太陽の中心から縁までの観測は、さまざまな太陽中心の観測位置にわたる可変スペクトル挙動への洞察を提供し、縁の暗化、対流速度、および視線速度(RV)計算に関連する線プロファイルの変動に関する重要な情報を提供します。したがって、RV測定と太陽系外惑星トランジット分光法は、正確な参照テンプレートに依存します。私たちは、高いスペクトル分解能と高い周波数精度で、中心から縁までの分光太陽アトラスを提供したいと考えています。アトラスは、太陽大気と対流プロセスの理解を深めるのに役立ちます。私たちは、ゲッティンゲンのInstitutf\"urAstrophysikundGeophysikで、フーリエ変換スペクトログラフを使用して、分解された静かな太陽の高解像度観測を実行しました。私たちのデータセットには、4200\r{A}から8000\r{A}までの波長範囲が含まれています。$\Delta\nu$=0.024cm$^{-1}$のスペクトル分解能で、合計165のスペクトルを取得しました。14の太陽中心位置を含む中心から縁までの太陽アトラスを提示します。一貫性を確認するために、FeI~6175\r{A}吸収線を調査し、線のプロファイルを以前の中心から四肢の観測およびシミュレーションと比較しました。ラインプロファイルと2等分プロファイルは、以前の観測結果とほぼ一致していますが、モデルラインプロファイルとの違い、特に太陽の縁に近い部分を特定しました。
LAMOST DR9 からの M 巨人星の大気パラメータと運動学的情報
| Title |
Atmospheric_parameters_and_kinematic_information_for_the_M_giants_stars_from_LAMOST_DR9 |
| Authors |
Dan_Qiu,_Hao_Tian,_Jing_Li,_Chao_Liu,_Lin_Long,_Jian-Rong_Shi,_Ming_Yang_and_Bo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08344 |
43,000以上のM巨星のカタログがLiらによって選択されました。LAMOSTの第9回データリリースから。データ駆動法SLAMを使用して、57K、0.25dex、0.16dexの不確実性を持つすべてのM個の巨星の恒星パラメータ(Teff、logg、[M/H]、[$\alpha$/M])を取得します。SNR>100でそれぞれ0.06dexです。これらの恒星パラメータを使用して、Kバンドの絶対等級を制約します。これにより、統計的に約25%の相対不確実性で距離がもたらされます。動径速度も、8000A$\AA$と8950A$\AA$の間のスペクトルに、CaIIトリプレットをカバーするATLAS9からの合成スペクトルを使用して相互相関を適用することによって計算されます。APOGEEDR17およびGaiaDR3からの動径速度と私たちの動径速度との比較は、動径速度がそれぞれ1kmおよび4.6kms$^{-1}$付近のシステムオフセットおよび分散を持っていることを示しています。距離と視線速度をGaiaDR3からの天文データと組み合わせて、完全な6D位置と速度情報を計算します。これは、円盤とハローの下部構造、特に射手座ストリームの化学力学的研究に使用できます。.
近くの星形成領域における YSO の測光的および分光学的モニタリング。 I. 噴火性 YSO
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_monitoring_of_YSOs_in_nearby_star_forming_regions._I._Eruptive_YSOs |
| Authors |
Carlos_Contreras_Pe\~na,_Gregory_J._Herczeg,_Mizna_Ashraf,_Jessy_Jose,_Ho-Gyu_Lee,_Doug_Johnstone,_Jeong-Eun_Lee,_Xing-yu_Zhou,_Hanpu_Liu_and_Sung-Yong_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08390 |
若い恒星天体(YSO)の中赤外(mid-IR)変動は、さまざまな振幅と光曲線形状を生成するいくつかの物理的メカニズムによって駆動されます。これらのメカニズムの1つである可変ディスク降着は、中間IRを含む経年変動を促進するエピソード降着のモデルによって予測されます。最大の降着バーストはまれであるため、YSOの噴火変数クラスに新しい天体を追加することは、一時的な降着現象と、恒星や惑星形成への影響の可能性を理解するのに役立ちます。近くの約7000のYSOの6.5年間のNeoWISE光曲線(3-5$\mu$m)の以前の分析では、進化の若い段階にあるオブジェクトの変動率と変動振幅の増加が見られました。これらの光度曲線を解釈するために、このYSOのサンプルから78個の天体の低解像度および高解像度の近IRスペクトルを取得しました。この作業では、噴火変量YSOの既知のクラスの特性を示す9つの近くのYSO(d$<$1kpc)の分析を提示します。FUorのようなソースが1つ、EXLupiタイプのオブジェクトが1つ、特徴が混在するYSOが6つ、またはV1647Oriのようなオブジェクトが見つかります。私たちのサンプルで観察されたさまざまな特徴は、最近の噴火YSOの発見と一致しています。YSOアウトバーストパラメータ(中心質量、アウトバースト中の最大降着率、進化段階、および/またはアウトバーストにつながる不安定性)の広い範囲が、観測されたYSOアウトバーストの分光測光特性にどのように重要な役割を果たすかについて説明します。
マゼラン雲における古典的なセファイドの光度曲線の理論的および観測された多相研究
| Title |
A_multiphase_study_of_theoretical_and_observed_light_curves_of_classical_Cepheids_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Kerdaris_Kurbah,_Sukanta_Deb,_Shashi_M._Kanbur,_Susmita_Das,_Mami_Deka,_Anupam_Bhardwaj,_Hugh_Riley_Randall,_Selim_Kalici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08393 |
$V$-および$I$-フォトメトリックバンドにおけるマゼラン雲の基本モード(FU)古典的セファイドの理論的および観測された光曲線パラメーターの分析を提示します。MESA(\textsc{mesa-rsp})の最先端の1D非線形放射状恒星脈動(RSP)コードを利用して、4セットの対流パラメーターを使用して理論上の光度曲線を生成しました。大マゼラン雲(LMC)と小マゼラン雲(SMC)にそれぞれ適した$Z=0.008$と$Z=0.004$という2つの化学組成を持つ理論的な光度曲線は、幅広い期間($3<P(\rm{d})<32$)。観測された光度曲線は、OGLE-IVデータベースから取得されます。理論上のフーリエパラメーターと観測されたフーリエパラメーター(FP)を比較し、周期-光度(PL)、周期-色(PC)、振幅-色(AC)の関係を脈動位相の関数として調べます($\log{P}<1$)、長い($\log{P}>1$)、およびすべての期間。PL/PC/AC平面の理論的および観測された光度曲線から得られた多相関係は、本質的に動的であることがわかり、その効果は$\Phi\sim0.75-0.85$でより顕著になります。さらに、LMCとSMCの両方で、短期と長期の間の理論的/観測された多相PLとPC関係の対照的な動作が見つかりました。分析は、多相PL関係が、FP上の観察でモデルをテストするために、より厳密であることを示しています。$R_{21}$という用語をPL関係に追加すると、長周期セファイドを使用して決定されたLMC/SMCまでの距離が文献値とよく一致することがわかります。
$\epsilon$~Eridani の複数の活動サイクルの多波長ビュー
| Title |
A_multi-wavelength_view_of_the_multiple_activity_cycles_of_$\epsilon$~Eridani |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_M._Coffaro,_B._Stelzer,_M._Mittag,_S._Czesla,_P.C._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08487 |
$\epsilon$エリダニは非常に活発な若いK2星であり、CaIIH&K線指数測定(S_MWO)を使用して確立された活動周期は約3年です。この比較的短いサイクルは、X線および磁束測定と一致することが実証されています。最近の研究では、周期的な行動の変化が示唆されました。ここでは、新しいX線フラックスとS_MWO測定値を報告し、歴史的なマウントウィルソンプログラムからのS_MWO測定値も含めます。これにより、S_MWOデータでは50年以上、X線では7年以上の観測時間ベースラインが得られます。さらに、2013年から2022年までのCaII赤外線トリプレット(IRT)指数測定値(S_IRT)を研究に含めています。拡張されたX線データセットを使用して、ピリオドグラム解析を使用して初めて短いサイクルを検出できるようになりました。ほぼ同時のS_MWOデータとX線フラックスは、最大で20日間オフセットされており、両方の診断で最低の活動状態(短期変動に関して)のみが考慮される場合、適度に強い相関があります。S_MWOデータでは、既知の3年サイクルに加えて、以前に提案された$12$年サイクルではなく、約34年というはるかに長いサイクルと11年サイクルの強力な証拠が見つかりました。3つの期間の重ね合わせは、S_MWO測定値の最近の低下を自然に説明します。2つの短いサイクルもS_IRTデータで検出されますが、アクティビティサイクルはS_MWOデータよりもS_IRTで低い振幅を示します。最後に、$\epsilon$Eriのローテーション周期は、S_MWOおよびS_IRTデータで、長いサイクルの最小値に近い時間でより頻繁に見つけることができます。これは、サイクルの最大値に近い磁気的に活性な領域の充填率が高すぎて、顕著な短期変動を許容できないというシナリオによって説明される可能性があります。
完全対流星における恒星周期とダイナモ進化の新しい解釈
| Title |
Stellar_Cycles_in_Fully_Convective_Stars_and_a_New_Interpretation_of_Dynamo_Evolution |
| Authors |
Zackery_A._Irving,_Steven_H._Saar,_Bradford_J._Wargelin_and_Jos\'e-Dias_do_Nascimento_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08519 |
タコクラインでせん断とサイクロン対流を組み合わせた$\alpha\Omega$ダイナモが、太陽周期を生成すると考えられています。ただし、このモデルでは、高速回転子(せん断が最小の場合)または完全に対流する星(タコクラインなし)のサイクルを説明できません。したがって、そのような星の分析は、これらのサイクルがどのように機能するかについての重要な洞察を提供する可能性があります。15M矮星のASASデータを再調査し、そのうち11個は完全に対流すると推定されます。新しいASAS-SNデータの追加により、約12のサイクルでサイクルが確認され、5つのローテーション期間が新しくまたは改訂されたことが示されています。これらの周期の振幅と周期は$A_{\rmcyc}\proptoP_{\rmcyc}^{0.94\pm0.11}$に従い、$P_{\rmcyc}/P_{\rmrot}\propto{\rmRo}^{-1.02\pm0.06}$(Roはロスビー数)、$P_{\rmcyc}/P_{\rmrot}\propto{\rmRo}^{-0.81と非常によく似ています。$P_{\rmcyc}/P_{\rmrot}$と$\alpha$は、M星では$\sim$20の係数であるにもかかわらず、以前に研究された40個のFGK星について見つけた\pm0.17}$です。$P_{\rmcyc}/P_{\rmrot}$-Roの関係がこれまでの研究とは大きく異なっていることは、2種類のダイナモが反対のRo依存性を持ち、低温の星で動作していることを示唆しています。最初は、(おそらく$\alpha^2$または$\alpha^2\Omega$)ダイナモが、M中期から後期および高速回転するFGK星の対流帯全体で動作しますが、磁気破壊がコアと対流エンベロープを切り離すと、タコクライン$\alpha\Omega$ダイナモが始まり、最終的に古いFGK星で支配的になります。タコクラインダイナモの$\alpha$の変化は、根本的に異なる$P_{\rmcyc}/P_{\rmrot}$-Ro関係を生成します。
進化した星の大気のトモグラフィー
低温巨星と超巨星は、宇宙で最大かつ最も明るい星の1つであり、したがって、それらのホスト銀河の統合された光を支配します。これらの星は、過去数十年にわたって広く研究されてきましたが、それらの測光変動と質量損失はまだ十分に制約されていません.進化した星の大気は、対流、脈動、分子や塵の形成、質量損失の発生など、さまざまな相互作用プロセスによる複雑なダイナミクスによって特徴付けられます。これらの動的プロセスは、非対称性とドップラーシフトを生成するスペクトル線の形成に影響を与えます。したがって、空間的および時間的スケールでのラインプロファイルの変動を調べることにより、星の大気運動を再構築し、それらを測光変動と質量損失にリンクすることができます。星の大気を横断し、各大気スライスの速度場を回復することに基づく断層撮影法は、この目的に理想的な手法です。トモグラフィー法と、巨星および超巨星の分光観測および分光干渉観測への応用、ならびに最先端の三次元数値シミュレーションへの応用を提示して、空間的および時間的スケールで大気運動を制約し、それぞれをよりよく理解する光度測定の変動性と質量損失の原因となるメカニズム。
矮新星RXのちらつきのBV測光観測と
| Title |
BV_photometric_observations_of_the_flickering_of_the_dwarf_nova_RX_And |
| Authors |
R._K._Zamanov,_L._Dankova,_M._Moyseev,_M._Minev,_K._A._Stoyanov,_V._D._Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08616 |
矮新星RXAndの2つのバンド(BとV)の夜間変動の測光を報告します。観測は、2022年11月から12月の3晩、ロジェン国立天文台の50/70~cmシュミット望遠鏡で行われます。観測結果によると、ちらつきの振幅は、星が暗い状態(m_V=13.5)のときはBバンドで約0.5等ですが、明るい星(m_V=10.9)のときはかなり小さくなります(0.1等未満)。.高い状態での質量降着率は$1.2\times10^{-9}$M$_\odot$yr$^{-1}$と推定されます。私たちのデータとGAIA距離を組み合わせることで、RX～およびスペクトルタイプK6V-K7Vのマスドナーについて見つけました。データは、著者からの要求に応じて入手できます。
コロナ質量放出衝撃波の運動学的進化とフレア活動との関係のパラメトリック研究
| Title |
Parametric_study_of_the_kinematic_evolution_of_coronal_mass_ejection_shock_waves_and_their_relation_to_flaring_activity |
| Authors |
Manon_Jarry,_Alexis_P._Rouillard,_Illya_Plotnikov,_Athanasios_Kouloumvakos,_Alexander_Warmuth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08663 |
コロナ質量放出(CME)によって生成されるコロナおよび惑星間衝撃波は、宇宙天気現象の主要な要因であり、太陽圏放射環境に大きな変化を引き起こし、磁気圏を含む地球近傍環境を直接乱します。したがって、これらの衝撃波がコロナから惑星間媒体にどのように進化するかをよりよく理解することは、宇宙天気のナウキャスティングと予測の改善に貢献できます。これらの衝撃波からの早期警告は、これらの構造の動的進化を特徴付けるために利用できるコロナグラフ観測だけでなく、電波測定からも得られます。私たちの目的は、SolarDynamicsObservatory(SDO)、SolarandHeliosphericObservatory(SoHO)、Solar-TerrestrialRelationsObservatoryによって撮影されたマルチポイントの白色光と紫外線の画像から得られた32のCME衝撃波の幾何学的および運動学的特性を分析することです。(STEREO)CMEの噴火中に衝撃波が3Dでどのように展開するかについての理解を深めます。カタログを使用して、衝撃波の運動学的特性と、CMEピストンの根底にある起源に関連するフレア活動との関係を検索します。過去の研究では、複数の見晴らしの良い場所から観測された衝撃波は、単純な楕円体によって幾何学的に適切に再現できることが示されています。再構成された衝撃波のカタログは、これらの楕円体パラメーターの時間依存の進化を提供します。これらのパラメーターから、時間の経過とともに進化する衝撃の横方向および半径方向の拡張速度を推測しました。投影効果を評価するために、これらの運動学的特性をSoHOによって単一の視点から得られたものと比較しました。最後に、軟X線と硬X線の測定を考慮して、ディスク上でフレアが観測された場合の衝撃波とそれに伴うフレアとの関係を調べました。
NEOWISE で急速に進化する銀河面の爆発: 中間赤外線での最初の全天探索による銀河新星率の再検討
| Title |
Rapidly_evolving_Galactic_plane_outbursts_in_NEOWISE:_Revisiting_the_Galactic_nova_rate_with_the_first_all-sky_search_in_the_mid-infrared |
| Authors |
Liam_Zuckerman,_Kishalay_De,_Anna-Christina_Eilers,_Aaron_M._Meisner,_and_Christos_Panagiotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08795 |
銀河新星の発生率は、その化学的濃縮とIa型超新星の前駆チャネルに関する私たちの理解と密接に関連しています。しかし、過去の推定値は、銀河の塵の分布と銀河系外の星の人口に関する仮定と同様に、発見方法の両方の制限により、1桁以上($\approx10-300$yr$^{-1}$)変動しています。概観的な近赤外線調査を利用した最近の推定では、コンセンサスを垣間見ることができ始めています($\approx25-50$yr$^{-1}$)。ただし、一貫した推定値は依然として不足しています。ここでは、NEOWISE中赤外線(MIR)サーベイからの8年間のデータを使用して、銀河新星の最初の全天探索を紹介します。星間絶滅が無視できる$3.4$と$4.6$$\mu$mで動作する6か月のケイデンスNEOWISEデータセットは、銀河全体でゆっくりと進化する新星を発見するための独自の感度を提供します。体系的な選択基準と一緒に新しい画像減算パイプラインを使用して、49の急速に進化するMIRアウトバーストのサンプルを候補銀河新星として識別します。これらのソースのうち27は新星として知られていますが、残りはこの作業で発見された以前に見落とされていた新星候補です。未知の事象は、以前の新星が著しく過小評価されている銀河の最も密度が高く、最も不明瞭な領域に沿って空間的にクラスター化されています。NEOWISEサーベイ戦略、パイプライン検出効率、および基準のシミュレーションを使用して、銀河新星の発生率を$47.9^{+3.1}_{-8.3}$yr$^{-1}$と導き出します。これらの非常に明るい（まだ見過ごされている）新星候補の発見は、光学調査が銀河新星の検索において非常に不完全であったという新たな提案を裏付けており、銀河の星の爆発の人口統計を明らかにする際のMIR検索の可能性を強調しています。
マルチフレーバー流体の現象論的相対論的二次流体力学
| Title |
Phenomenological_Relativistic_Second-Order_Hydrodynamics_for_Multiflavor_Fluids |
| Authors |
Arus_Harutyunyan_and_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09596 |
この作業では、散逸流体の一次および二次相対論的流体力学の現象論的導出を実行します。準備として、エネルギー運動量と粒子数保存方程式から理想的な相対論的流体力学を確認することから始めます。次に、局所熱力学的平衡へのマッチング条件、エネルギー運動量テンソルの対称性、ローレンツ構造による散逸過程の分解、そして最後に、ランダウおよびエッカート座標系における流体速度の定義について説明します。この準備作業により、最初にエントロピー流方程式から一次(ナビエストークス)相対論的流体力学を定式化し、熱力学的力の一次勾配のみを保持します。拡散項の一般化された形式は、さまざまなフレーバー間の相対的な拡散を表す拡散係数のマトリックスで見つかります。次に、散逸項を見つける手順を2次まで拡張して、散逸フラックスの2次までのマルチフレーバーシステムの散逸関数の最も一般的な形式を取得します。散逸関数には、イスラエル-スチュワート理論の通常の2次輸送係数に加えて、異なるフレーバー間の2次拡散も含まれるようになりました。二次流体力学の緩和型方程式は、流体力学の因果関係と安定性を保証するさまざまな散逸プロセスの有限緩和時間を特徴とする散逸関数の正の要件から見出されます。これらの方程式には、従来のイスラエル-スチュワート理論には存在しない、エントロピー電流から生じる熱力学的勾配と散逸フラックスの非線形項の完全なセットが含まれています。
弦の宇宙論: 初期宇宙から今日まで
| Title |
String_Cosmology:_from_the_Early_Universe_to_Today |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Joseph_P._Conlon,_Anshuman_Maharana,_Susha_Parameswaran,_Fernando_Quevedo,_Ivonne_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.04819 |
弦理論の宇宙論への応用を、原始時代から現在の加速膨張に至るまで概説します。宇宙論と弦のコンパクト化の簡単な概要から始めて、モジュライ安定化、弦理論のインフレーション、インフレーション後のダイナミクスに対する弦理論の影響(再加熱、モジュライ支配、キネーション)、暗黒エネルギー(宇宙からの宇宙定数)について詳しく説明します。ストリングランドスケープと真髄のモデル)およびさまざまな代替シナリオ(ストリング/ブレーンガス、プレビッグバンシナリオ、ローリングタキオン、エクパイロティック/サイクリック宇宙論、無の泡、S-ブレーンおよびホログラフィック宇宙論)。ストリング構造の最新技術が各トピックで説明されており、関連する場合は沼地予想との関連が示されています。新しい粒子と励起(アクシオン、モジュライ、宇宙ひも、ブレーン、ソリトン、オシロン、ボソン星)の可能性が強調されています。CMB、重力波、暗黒物質、暗黒放射線の物理学への影響が、潜在的な観測サインとともに議論されています。
壊れたダイソン球からの星間物体
大規模なメンテナンスがなければ、ダイソン球は数十億年にわたる小惑星の衝突によって必然的に崩壊します。結果として生じる破片は異常な星間天体として現れ、1I/Oumuamuaの異常な形状と動き、または最初の2つの星間流星IM1とIM2の異常な物質強度を共有する可能性があります。ダイソン球体のタイルが軽い帆である場合、星からの脱出速度が低下し、赤色巨星期の星の光度が増加するため、破片の数は星間小惑星の数を超える可能性があります。
カー時空の双曲面葉層における 1+1 Teukolsky 方程式の対称積分
| Title |
Symmetric_integration_of_the_1+1_Teukolsky_equation_on_hyperboloidal_foliations_of_Kerr_spacetimes |
| Authors |
Charalampos_Markakis,_Sean_Bray,_An{\i}l_Zengino\u{g}lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08153 |
この作業では、カー時空の双曲面構造上のスカラー摂動、電磁気摂動、および重力摂動に対する高速で高精度の時間領域ソルバーの概要を説明します。時間領域のTeukolsky方程式ソルバーは通常、数値的にNoether対称性に違反し、Courant制限のある陽解法を使用してきました。これらの制限は、LISAバンドに2～5年間現れると予想される長時間の極端な質量比のインスピレーションをシミュレートするときに、明示的なスキームのパフォーマンスを制限する可能性があります。したがって、無条件に安定で、特定のネーター対称性と位相空間体積を維持することが知られている対称(指数、パド、またはエルミート)積分器を調べます。線形双曲線方程式の場合、これらの暗黙的な積分器は明示的な形式でキャストできるため、ブラックホール摂動の長時間の進化に適しています。1+1モードのTeukolsky方程式は、多項式選点法を使用して空間で離散化され、モード結合配列と離散化された(行列)微分演算子を介して結合された常微分方程式の線形システムに縮小されます。マトリックス化手法を使用して、モード結合システムをライン法フレームワークに適した形式にキャストします。これにより、数値実装が簡素化され、CPUおよびGPUアーキテクチャでの効率的な並列化が可能になります。準極値および極値のケースでカー時空摂動の後期テールを調べることにより、数値コードをテストします。
星間中性ヘリウム原子に対する IBEX-Lo の相対飛行中応答
| Title |
Relative_In-flight_Response_of_IBEX-Lo_to_Interstellar_Neutral_Helium_Atoms |
| Authors |
P._Swaczyna,_M._Bzowski,_S._A._Fuselier,_A._Galli,_J._Heerikhuisen,_M._A._Kubiak,_D._J._McComas,_E._M\"obius,_F._Rahmanifard,_N._A._Schwadron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08195 |
星間境界探査機(IBEX)ミッションのIBEX-Lo装置は、星間中性(ISN)ヘリウム原子を測定します。ヘリウム原子の検出は、IBEX-Lo変換面からヘリウム原子によってスパッタされる負の水素(H$^-$)イオンによって行われます。ISNヘリウム原子によってスパッタされたイオンのエネルギースペクトルは広く、最下位の4つのIBEX-Lo静電分析装置(ESA)ステップと重なっています。その結果、ヘリウム原子のエネルギー応答関数は、公称エネルギーステップ透過に対応しません。さらに、ISNヘリウム原子に期待される狭いエネルギーの中性原子ビームを生成することは困難であるため、実験室のキャリブレーションは不完全です。ここでは、ESAの手順1～4でISNヘリウム観測を分析して、ヘリウム原子に対するIBEX-Loの相対的な飛行中の応答を導き出します。ワルシャワテスト粒子モデル(WTPM)を使用して推定された平均ISNヘリウム原子エネルギーの関数として、観測された計数率の比率を比較します。WTPMは全球太陽圏モデルを使用して電荷交換の利得と損失を計算し、二次ISNヘリウムの人口を推定します。ISNヘリウム原子のモデル化された平均エネルギーは、モデル化されたフラックスとは異なり、非常に局所的な星間媒体パラメーターにあまり敏感ではないことがわかりました。得られた相対応答は、実験室のキャリブレーションを補完し、ISNヘリウム信号のより詳細な定量的研究を可能にします。IBEX-Lo観測に適用した同様の手順を使用して、星間マッピングおよび加速プローブ(IMAP)ミッションでの次世代IMAP-Lo機器の実験室校正を補完することができます。
運動論的プラズマ乱流における拡張磁気リコネクション
磁気リコネクションとプラズマ乱流は、実験室、宇宙、天体物理学のプラズマにとって重要な遍在するプロセスです。リコネクションは、20年にわたる観測、シミュレーション、および理論によって、乱気流のエネルギー論とダイナミクスにおいて重要な役割を果たすことが示唆されてきました。乱流中のリコネクションを理解するために不可欠な、速度論的スケールでのリコネクションの基本的な特性は、現在のところほとんどわかっていません。ここでは、乱流中のリコネクションを正確に特定できる磁束輸送法の三次元シミュレーションへの応用を紹介します。乱気流中のリコネクションは斑状で予測不可能であるという考えとは反対に、システムのサイズと同じ大きさの非常に拡張されたリコネクションX線が運動学的スケールで形成されます。延長されたXラインは、双方向のリコネクション拡散によって発達し、乱気流の重要なバランス特性を満たします。これは、運動規模の乱流における基本的に拡張されたリコネクションの新しい図を提示します。
重要な恒星 (n,$\gamma$) 測定の感度を向上させる新しい検出システム
| Title |
New_detection_systems_for_an_enhanced_sensitivity_in_key_stellar_(n,$\gamma$)_measurements |
| Authors |
J._Lerendegui-Marco,_V._Babiano-Su\'arez,_J._Balibrea-Correa,_C._Domingo-Pardo,_I._Ladarescu,_A._Tarife\~no-Saldivia,_V._Alcayne,_D._Cano-Ott,_E._Gonz\'alez-Romero,_T._Mart\'inez,_E._Mendoza,_C._Guerrero,_F._Calvi\~no,_A._Casanovas,_U._K\"oster,_N._M._Chiera,_R._Dressler,_E._A._Maugeri,_D._Schumann_and_the_n_TOF_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08701 |
中性子捕獲断面積の測定は、赤色巨星や大質量星で動作する元素合成の低速中性子捕獲(s-)プロセスなど、天体物理現象の研究の基本です。しかし、主要な$s$プロセス核に対する飛行時間(TOF)法による中性子捕獲測定は、しばしば困難です。不安定な$s$プロセスの分岐点の場合、利用可能な限られた質量($\sim$mg)と高いサンプル関連のバックグラウンドから困難が生じます。$s$プロセスのボトルネックとして機能する中性子魔法核の測定は、低い(n,$\gamma$)断面積と支配的な中性子散乱バックグラウンドの影響を受けます。これらの実験的課題を克服するには、n\_TOF-EAR2などの瞬間フラックスが高い設備と、検出感度が強化され、計数率が高い検出システムを組み合わせる必要があります。この寄稿では、i-TEDなど、n\_TOFでの(n,$\gamma$)測定用の検出システムにおける最新の検出器開発の一部をレビューします。i-TEDは、コンプトンイメージング技術を利用して支配的な中性子散乱バックグラウンドを低減する革新的な検出システムです。s-TEDは、高フラックス施設向けの高度にセグメント化された全エネルギー検出器です。議論は、主要な$s$プロセスの分岐点反応$^{79}$Se(n,$\gamma$)の最初の測定結果で説明されます。
スパース部分多様体畳み込みニューラル ネットワークを使用したニュートリノ望遠鏡のトリガー レベル イベント再構成
| Title |
Trigger-Level_Event_Reconstruction_for_Neutrino_Telescopes_Using_Sparse_Submanifold_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Felix_J._Yu,_Jeffrey_Lazar,_Carlos_A._Arg\"uelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08812 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)は、ニュートリノ望遠鏡を含む科学データ分析で広範なアプリケーションを見てきました。ただし、これらの実験から得られたデータは、CNNに対して、非規則的なジオメトリ、スパース性、高次元などの多くの課題を提示します。その結果、CNNはニュートリノ望遠鏡のデータに対して非常に非効率的であり、情報の損失につながる重要な前処理が必要です。これらの問題の解決策としてスパース部分多様体畳み込み(SSCNN)を提案し、SSCNNイベント再構成のパフォーマンスが従来のアルゴリズムや機械学習アルゴリズムと同等かそれ以上であることを示します。さらに、当社のSSCNNは、GPU上の従来のCNNよりも約16倍高速に実行されます。この高速化の結果、IceCubeスケールのニュートリノ望遠鏡のトリガーレベルのイベントレートを処理できるようになると予想されます。これらのネットワークを使用して、ニュートリノのエネルギーと方向の最初の推定を改善し、より高度な再構成を開始したり、この情報をアラート送信システムに提供して興味深いイベントを迅速にフォローアップしたりすることができます。
