全天でのビン化されたマスクフリー パワー スペクトル、バイスペクトル、およびトライスペクトルの最適推定
宇宙マイクロ波背景温度の変動など、球上で定義された統計的に等方性のスカラー場の2点、3点、および4点相関器の最適推定量を導出し、任意の(線形)マスキングおよび修復スキームを可能にします。いずれの場合も、最適な非ウィンドウ推定量(関連付けられたフィッシャーデコンボリューション行列を使用した最尤処方によって得られる)と理想化された形式を与え、それらの効率的な計算に細心の注意を払います。トライスペクトルの場合、対称性によって許可されるように、パリティ偶数とパリティ奇数の両方の寄与を含めます。推定量には、データの任意の重み付けを含めることができますが(偏りがないまま)、逆共分散の重み付けとガウス統計の限界で最適であることが示されています。推定量の正規化は、レート制限ステップ(球面調和関数変換を含む)がビンの数に比例してスケーリングされるモンテカルロ法によって計算されます。付随するコードパッケージPolyBinは、これらの推定器をPythonで実装し、一連の検証テストを通じて推定器の有効性を実証します。
フレーバー特異的ニュートリノ自己相互作用の壮大なACT
ニュートリノの自己相互作用の宇宙論を再検討し、AtacamaCosmologyTelescope(ACT)とPlanck実験からの最新の宇宙マイクロ波背景データを使用して、相互作用の強さを制約します。フレーバーユニバーサル結合シナリオと非ユニバーサル結合シナリオの両方で、ACTデータは強力なニュートリノの自己相互作用を好み、ニュートリノの自由なストリーミングを物質と放射が等しくなる直前まで遅らせることがわかりました。Planck2018データと組み合わせると、Planck分極データにより、強い相互作用の優先度が低下します。結合されたデータセットの場合、フレーバー固有の相互作用は、$\Lambda$CDMよりもCMBデータにより適しています。この傾向は、ニュートリノの質量が考慮され、余分な放射線が追加された場合でも持続します。また、将来の地上および宇宙望遠鏡によってこのような強い相互作用が制限される可能性についても研究し、次のCMB-S4実験によってニュートリノの自己相互作用の上限が約3倍改善されることがわかりました。
e-MANTIS エミュレーター: $f(R)$CDM 宇宙論における非線形物質パワー スペクトルの高速予測
| Title |
The_e-MANTIS_emulator:_fast_predictions_of_the_non-linear_matter_power_spectrum_in_$f(R)$CDM_cosmology |
| Authors |
I\~nigo_S\'aez-Casares,_Yann_Rasera,_Baojiu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08899 |
宇宙規模で重力の変化を調べるには、正確な理論的予測が必要です。N体シミュレーションは、構造形成の非線形領域を調査するために必要ですが、非常に時間がかかります。この作業では、e-MANTISと呼ばれるエミュレーターを構築します。このエミュレーターは、ECOSMOGで実行される$f(R)$修正重力で、宇宙論的シミュレーションの特定のセットの予測間で正確かつ高速な補間を実行します。現在の背景スカラーフィールド値$10^{-7}<\left|f_{R_0}\right|によって与えられる広い3Dパラメータ空間をサンプリングします。<10^{-4}$、物質密度$0.24<\Omega_\mathrm{m}<0.39$、原始パワースペクトルの正規化$0.6<\sigma_8<1.0$、ラテンハイパーキューブからサンプリングされた110ポイント。各モデルについて、$\left(560\,h^{-1}\mathrm{Mpc}\right)^3$の有効ボリュームをカバーする$f(R)$CDMおよび$\Lambda$CDMシミュレーションのペアを実行します$\sim2\times10^{10}h^{-1}M_\odot$の質量分解能。$f(R)$重力$B(k)=P_{f(R)}(k)/P_{\Lambda\mathrm{CDM}}(k)$による物質パワースペクトルブーストを計算し、GaussianProcessRegressionメソッドを使用するエミュレーター。ブーストは、関連する宇宙パラメータ空間の次元を削減する$h$、$n_{s}$、および$\Omega_{b}$からほとんど独立しています。さらに、生のパワースペクトルよりも統計的および系統的エラーに対してはるかに堅牢であるため、計算の必要性が大幅に削減されます。結果のエミュレーターは、スケール$0.03\h\mathrm{Mpc}^{-1}<k<7\h\mathrm{Mpc}^{-1}に対して、宇宙パラメーター空間全体で$3\%$の最大誤差を持ちます。$、赤方偏移は$0<z<2$ですが、ほとんどの場合、精度は$1\%$よりも優れています。このようなエミュレーターは、弱いレンズ分析で$f(R)$重力を制約するために使用できます。
集中することを学ぶ: 機械学習バイアスによるローカル原始非ガウス性に関するマルチトレーサー予測
| Title |
Learning_to_Concentrate:_Multi-tracer_Forecasts_on_Local_Primordial_Non-Gaussianity_with_Machine-Learned_Bias |
| Authors |
James_M_Sullivan,_Tijan_Prijon,_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08901 |
ローカルの原始非ガウス性(LPNG)は、インフレーションの多くの非最小モデルによって予測され、大規模構造(LSS)トレーサーのパワースペクトルにスケール依存の寄与を作成します。その振幅は$b_{\phiによって特徴付けられます。}$.したがって、観察されたトレーサー母集団の$b_{\phi}$の知識は、LSSからインフレーションについて学習するために重要です。最近、シミュレートされたハローの線形バイアス$b_1$と$b_{\phi}$の間の関係が、ハロー濃度に大きく依存することが示されました。この事実を利用して、$f_{NL}^{\mathrm{loc}}$のマルチトレーサ制約を予測します。シミュレートされたIllustris-TNG銀河の観測可能な特性について機械学習モデルをトレーニングし、DESI輝線銀河(ELG)と明るい赤色銀河(LRG)を近似するように構築されたサンプルの$b_{\phi}$を予測します。$\sigma(f_{NL}^{\mathrm{loc}})=2.3$と$\sigma(f_{NL}^{\mathrm{loc}})=3.7$がそれぞれ見つかります。これらの予測誤差は、おおよそ3倍であり、サンプルごとに単一トレーサーの場合よりも35\%改善されます。オーバーラップ領域でELGとLRGの両方を考慮すると、学習したモデルで$\sigma(f_{NL}^{\mathrm{loc}})=1.5$が達成可能であると予測され、単一のモデルよりも3倍以上改善されます。-tracerの場合、$b_{\phi}$による理想的な分割は$\sigma(f_{NL}^{\mathrm{loc}})<1$に達する可能性があります。また、LPNG(MegaMapper、SPHEREx)をターゲットとする今後の分光調査のマルチトレーサー予測を実行し、トレーサーサンプルを$b_{\phi}$で分割すると、予測される$\sigma(f_{これらのアンケートのNL}^{\mathrm{loc}})$。
機械学習による $N$ 体シミュレーションにおける暗黒物質ハロー構造形成の解析
| Title |
Analysis_of_Dark_Matter_Halo_Structure_Formation_in_$N$-body_Simulations_with_Machine_Learning |
| Authors |
Jazhiel_Chac\'on,_Isidro_G\'omez-Vargas,_Ricardo_Menchaca_M\'endez_and_Jos\'e_Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09098 |
初期状態での物質密度場の特性は、今日観測されている宇宙の大規模構造の特徴に決定的な影響を与えます。これらは、暗黒物質ハローに崩壊した高密度領域を分析するために不可欠である$N$ボディシミュレーションを介して研究する必要があります。この論文では、N体シミュレーションからの情報を使用して機械学習アルゴリズムをトレーニングし、2つの特性を推測します。初期条件にまでさかのぼる物質密度場の特性を備えたハロー形成予測につながる暗黒物質粒子のハロー分類と、暗黒物質です。ハロー質量関数(HMF)を計算することによるハロー形成。これは、所定のしきい値で暗黒物質のハローの数密度を提供します。物質密度場の初期条件を暗黒物質ハロー構造の分類ラベルにマッピングします。シミュレーションのハロー質量関数は、理論的手法とトレーニング済みアルゴリズムを使用して計算および再構築されます。ランダムフォレストとニューラルネットワークが、宇宙論的シミュレーションで暗黒物質粒子を分類するための優れたツールであることが判明したいくつかの機械学習手法をテストしました。また、HMFを再構築するために大量のデータを使用してアルゴリズムをトレーニングすることは必須ではないことも示しており、シミュレーションと理論上の結果の両方に対して非常に優れたフィッティング関数が得られます。
大規模な高赤方偏移 JWST 銀河の種として急速に成長する原始ブラック ホール
| Title |
Rapidly_growing_primordial_black_holes_as_seeds_of_the_massive_high-redshift_JWST_Galaxies |
| Authors |
Guan-Wen_Yuan,_Lei_Lei,_Yuan-Zhu_Wang,_Bo_Wang,_Yi-Ying_Wang,_Chao_Chen,_Zhao-Qiang_Shen,_Yi-Fu_Cai,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09391 |
$z\geq6.5$の赤方偏移にある大規模な銀河のグループが、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって最近検出されました。これは、標準的なビッグバン宇宙論の範囲内で、このような早い時期に形成されるとは予想外でした。この研究では、暗黒物質ハロー内の超エディントン降着を介して初期宇宙で形成されたいくつかの$\sim50~M_\odot$原始ブラックホール(PBH)の形成が、これらの観測を説明できることを提案します。これらのPBHは、質量が$z\sim8$で$\sim10^{9}-10^{10}~M_\odot$の初期銀河形成の種として機能する可能性があるため、JWST観測の説明になります。階層型ベイジアン推論フレームワークを使用してPBH質量分布モデルを制約し、$M_{\rmc}\sim35M_\odot$を使用した対数正規モデルが他の仮説よりも強く優先されることがわかりました。これらの急速に成長しているBHは、強い放射を持っていると予想され、JWSTによって最近発見されたものと同様に、高赤方偏移コンパクト天体として現れる可能性があります。
Euclid: MontePython 予測ツールの検証
| Title |
Euclid:_Validation_of_the_MontePython_forecasting_tools |
| Authors |
S._Casas_(1),_J._Lesgourgues_(1),_N._Sch\"oneberg_(2),_Sabarish_V._M._(1_and_3),_L._Rathmann_(1),_M._Doerenkamp_(1_and_4),_M._Archidiacono_(5),_E._Bellini_(6_and_7_and_8_and_9),_S._Clesse_(10),_N._Frusciante_(11),_M._Martinelli_(12_and_13),_F._Pace_(14_and_15_and_16),_D._Sapone_(17),_Z._Sakr_(18_and_19_and_20),_A._Blanchard_(20),_T._Brinckmann_(21_and_22),_S._Camera_(14_and_15_and_16),_C._Carbone_(23),_S._Ili\'c_(24_and_25_and_20),_K._Markovic_(26),_V._Pettorino_(27),_I._Tutusaus_(20),_N._Aghanim_(28),_A._Amara_(29),_L._Amendola_(19),_N._Auricchio_(30),_M._Baldi_(31_and_30_and_32),_D._Bonino_(16),_E._Branchini_(33_and_34),_M._Brescia_(11_and_35),_J._Brinchmann_(36),_V._Capobianco_(16),_V._F._Cardone_(12_and_13),_J._Carretero_(37_and_38),_M._Castellano_(12),_S._Cavuoti_(35_and_39),_A._Cimatti_(40),_et_al._(90_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09451 |
欧州宇宙機関のユークリッドミッションでは、宇宙論モデルと基礎物理学を制約するために、弱いレンズ作用の宇宙シアーと銀河のクラスタリングの調査を行います。以前のユークリッドフィッシャー行列予測で使用されたいくつかのプローブの正確なレシピに一致させるために、MontePythonソフトウェアのモックユークリッド尤度を拡張および調整します:弱いレンズ作用による宇宙シアー、フォトメトリックギャラクシークラスタリング、後者の観測量間の相互相関、および分光銀河クラスタリング。また、Einstein-BoltzmannソルバーCLASSおよびCAMBをEuclidのコンテキストで実行するときに必要な精度設定も確立します。動的ダークエネルギーを含むように拡張された極小宇宙モデルの場合、モデルパラメーターに関する尤度の2次導関数の数値評価に直接基づいて、フィッシャーマトリックス予測を実行します。結果を他の予測方法やツールの結果と比較します。このようなモンテパイソンの予測は、EuclidCollaborationによって公開された以前のフィッシャーの予測と非常によく一致すること、また現在2つのアインシュタイン-ボルツマンソルバーCAMBおよびCLASSと直接接続されているCosmicFishコードによって生成された新しい予測と非常によく一致することを示しています。さらに、ガウス近似の妥当性を確立するために、まったく同じ模擬尤度を使用しながら、モンテカルロマルコフ連鎖をモンテカルロマルコフ連鎖をモンテカルロマルコフ連鎖(MontePython)で実行したときに得られる信頼できる領域と、フィッシャー行列の限界誤差の等高線が一致することを示します。ここで紹介する新しいEuclid予測パイプラインは、拡張された宇宙論モデルを探索するために、追加の宇宙論パラメーターと共に使用する準備ができています。
高速 N 体シミュレーションのためのヴァインシュタイン スクリーニングの再検討
R.Scoccimarroin~\cite{Scoccimarro:2009eu}によって提案されたN体シミュレーションにVainshteinスクリーニングメカニズムを組み込む方法を再検討します。この方法をさらに拡張して、連星中性子星合体GW170817によって設定された重力波の速度の制限を回避するHorndeski理論のサブセットをカバーします。この手順は、時間とスケールに依存する有効な重力結合$G_{\rmeff}\left(k,z\right)$の計算で構成され、スケール依存性には5番目の力のスクリーニングが組み込まれます。これは高速な手順であり、N体コード内のスカラー場の完全な運動方程式を解く代替手段とは対照的に、シミュレーションの実行に必要な計算時間と複雑さを大幅に削減します。非線形レジームでこのアプローチの有効性をテストするために、COmovingLagrangianapproximation(COLA)N体コードに実装し、文献で利用可能な完全なN体シミュレーション出力を持つ2つの重力モデルのシミュレーションを実行しました。、nDGP、および立方ガリオン。ブースト関数を予測するための完全なN体シミュレーションを使用したこのVainshteinメカニズムの実装とCOLAメソッドの組み合わせを検証します。この量は、$\Lambda$CDMモデルを超えてエミュレーターを構築するために非常に重要であり、この作業で説明されている方法は、$k\approx3h/$Mpcまでのスケールダウンに対して$2\%$未満の合意があることがわかります。完全なN体シミュレーションに関して。
OGLE-2016-BLG-1195 AO: レンズ、レンズまたはソースのコンパニオン、または上記のどれでもない?
| Title |
OGLE-2016-BLG-1195_AO:_Lens,_Companion_to_Lens_or_Source,_or_None_of_the_Above? |
| Authors |
Andrew_Gould,_Yossi_Shvartzvald,_Jiyuan_Zhang,_Jennifer_C._Yee,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Weicheng_Zang,_and_Eran_O._Ofek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08876 |
Vandorouらによる主張を体系的に調査します。(2023)低質量比($q<10^{-4}$)マイクロレンズ惑星OGLE-2016-BLG-1195Lbの主星をケック適応光学(AO)測定$\Deltat=で検出したイベントのピーク($t_0$)から4.12\,$yr。正しければ、この測定値は$t_0$付近で撮影された太陽軌道でのスピッツァー観測から得られたマイクロレンズ視差測定値と矛盾します。このホストの識別が$4\,\sigma$の元の地上ベースのレンズソース相対固有運動測定値と競合することを示します。対照的に、Gould(2022)は確率$p=10\%$を推定し、単一エポックの後期AOによって解決された「他の星」は、ホストまたはマイクロレンズ化されたソースの伴星である可能性があり、これははるかに高い4$\,\sigma$の統計的変動よりも可能性が高い。さらに、この固有運動の不一致とは無関係に、この宿主識別の運動学は、スピッツァー解の運動学よりもかなり可能性が低くなります。したがって、この識別は、2023年に行われる可能性のある、それを確認または矛盾する追加の観察が行われるまで、受け入れられるべきではありません。この緊張に動機付けられて、2つの追加の調査を提示します。Vandorouらの可能性を探ります。(2023)は、分析を行うべき誤った「星」(または恒星アステリズム)を特定しました。KMTとKeckの画像のアストロメトリーは、彼らが選択した星の北西約175質量にある星(またはアステリズム)を支持することを発見しました。また、すべての調査データに合わせて組み合わせたイベントパラメーターも提示します。これにより、特に、より正確な質量比$q=(4.6\pm0.4)\times10^{-5}$が得られます。最後に、惑星の質量関数の最初の測定でこのような誤検知を最小限に抑えることのより広範な意味について説明します。これは、次世代望遠鏡のAOがマイクロレンズ惑星に適用されるときに可能になります。
惑星形成円盤におけるアジマス C/O 変動
| Title |
Azimuthal_C/O_Variations_in_a_Planet-Forming_Disk |
| Authors |
Luke_Keyte,_Mihkel_Kama,_Alice_S._Booth,_Edwin_A._Bergin,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Maria_N._Drozdovskaya,_Kenji_Furuya,_Jonathan_Rawlings,_Oliver_Shorttle,_Catherine_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08927 |
巨大惑星の大気中の元素炭素対酸素比(C/O)は、原始惑星系円盤におけるその惑星の形成史の有望な診断法です。太陽系外惑星コミュニティが惑星大気のC/Oを測定する取り組みと並行して、円盤の観測的および理論的研究は、気相のC/Oが半径方向の位置と円盤間でどのように変化するかを理解することにますます注目されています。これは主に、COやH2Oなどの主要な揮発性キャリアのアイスラインに関連しています。CSとSOのALMA観測を使用して、HD100546付近の原始惑星系円盤におけるまったく新しいタイプのC/O変動の証拠を発掘しました。典型的な酸素支配比(C/O=0.5)から炭素優勢の比率(C/O>1.0)。CS分子とSO分子の両方の空間分布と特異な線運動学は、C/O比の方位角の変化によって十分に説明できることを示しています。このような化学的二分法につながる可能性のあるシャドウイングメカニズムを提案します。私たちの結果は、大気中のC/O比を使用して巨大な太陽系外惑星の形成履歴を追跡するには、惑星の降着帯における時間依存の方位C/O変動を考慮する必要があることを示唆しています。
ケイ酸塩粒子進化の熱い実験室としての巨大原始星円盤
巨大な原始星の周りの典型的な降着円盤は、水の氷が昇華するのに十分なほど熱くなっています。ここでは、低質量星の周りの原始惑星系円盤における岩石微惑星の形成に不可欠なプロセスである、氷マントルのないケイ酸塩粒子の衝突進化を調査するために、大質量原始星系円盤を利用することを提案します。ダストの凝集、断片化、放射状ドリフトを含む大質量原始星円盤のモデルを初めて開発しました。ディスクの最大粒子サイズは、半径方向のドリフトではなく衝突フラグメンテーションによって制限されることを示しています。定常状態における最大粒子サイズとダスト表面密度の半径方向分布を生成する解析式を導出します。解析式をGGD27-MM1の大質量原始星円盤に適用すると、粒子サイズがミリ波偏光観測から制約されるため、この円盤内のケイ酸塩粒子は、約10m/sを超える衝突速度で断片化すると推測されます。推定されたフラグメンテーション閾値速度は、低質量星の周りの典型的な原始惑星系円盤における最大粒子衝突速度よりも低く、凝固だけではそれらの円盤で岩石微惑星の形成につながらない可能性があることを意味します。大規模な原始星円盤の粒子サイズの将来の測定により、私たちのモデルはケイ酸塩粒子の付着特性に対してより堅牢な制約を提供します。
ExopLANNET: 視線速度データから惑星の信号を検出して識別するディープラーニング アルゴリズム
| Title |
ExoplANNET:_A_deep_learning_algorithm_to_detect_and_identify_planetary_signals_in_radial_velocity_data |
| Authors |
L._A._Nieto,_R._F._D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09335 |
視線速度法による太陽系外惑星の検出は、目に見えない準恒星伴星によって引き起こされる恒星速度の変動を検出することにあります。機器の誤差、不規則な時間サンプリング、および星の固有の変動性に起因するさまざまなノイズ源は、データの解釈を妨げ、さらには誤った検出につながる可能性があります。最近では、機械学習アルゴリズムを使用する太陽系外惑星の分野で研究が行われ始めており、その分野の従来の技術で得られた結果を超える結果が得られたものもあります。特に星起源の相関ノイズの存在下での太陽系外惑星の検出のために、視線速度法におけるニューラルネットワークの範囲を探求しようとしています。この作業では、視線速度法で検出された信号の有意性の計算を置き換え、惑星起源かどうかを分類するニューラルネットワークが提案されています。アルゴリズムは、惑星の伴星がある場合とない場合のシステムの合成データを使用してトレーニングされます。恒星活動の挙動に関する以前の研究に基づいて、現実的な相関ノイズをシミュレーションに注入しました。ネットワークのパフォーマンスは、帰無仮説有意性検定に基づいて従来の方法と比較されます。このネットワークでは、誤検出が28%減少しています。改善は、主に低質量惑星に関連する小振幅信号の検出で観察されます。さらに、その実行時間は、従来の方法よりも5桁高速です。このアルゴリズムが示す優れたパフォーマンスは、これまでシミュレートされた動径速度データでしかテストされていません。原則として、リアルタイムシリーズでの使用に適応させるのは簡単ですが、そのパフォーマンスは徹底的にテストする必要があります。今後の作業により、系外惑星検出のための貴重なツールとして採用される可能性を評価できるようになるはずです。
超高温木星 WASP-121 b での高速ナトリウムの特徴の検出
| Title |
Detection_of_a_high-velocity_sodium_feature_on_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-121_b |
| Authors |
J._V._Seidel_(1),_F._Borsa_(2),_L._Pino_(3),_D._Ehrenreich_(4),_M._Stangret_(5),_M._R._Zapatero_Osorio_(6),_E._Palle_(5),_Y._Alibert_(7),_R._Allart_(4,8),_V._Bourrier_(4),_P._Di_Marcantonio_(9),_P._Figueira_(4,10),_J._I._Gonzalez_Hernandez_(5),_J._Lillo-Box_(6),_C._Lovis_(4),_C._J._A._P._Martins_(10,11),_A._Mehner_(1),_P._Molaro_(9,13),_N._J._Nunes_(14),_F._Pepe_(4),_N._C._Santos_(10,11),_A._Sozzetti_(15)_((1)_European_Southern_Observatory,_Vitacura,_Region_Metropolitana,_Chile,_(2)_INAF_--_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Merate_(LC),_Italy,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Florence,_Italy,_(4)_Observatoire_astronomique_de_l'Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(5)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(6)_Centro_de_Astrobiologia_(CSIC-INTA),_Torrejon_de_Ardoz,_Madrid,_Spain,_(7)_Physikalisches_Institut_&_NCCR_PlanetS,_Universitaet_Bern,_Bern,_Switzerland,_(8)_Department_of_Physics,_and_Trottier_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universite_de_Montreal,_Montreal,_Canada,_(9)_INAF-_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(10)_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco,_CAUP,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(11)_Centro_de_Astrofisica_da_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(12)_Departamento_de_Fisica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ciencias,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(13)_Institute_for_Fundamental_Physics_(IFPU),_Grignano_TS,_Italy,_(14)_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco,_Faculdade_de_Ciencias_da_Universidade_de_Lisboa,_Lisboa,_Portugal,_(15)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese_(TO),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09376 |
高い平衡温度と分解されたスペクトル線を持つ超高温木星は、系外惑星大気の研究における新しい分析技術の完璧なテストベッドとして浮上しています。特に、共鳴線として分解されたナトリウムダブレットは、広い圧力範囲にわたって大気構造を調べるための強力な指標であることが証明されています。ESPRESSOの4-UTモードで得られた部分トランジットを使用して、超高温木星WASP-121~bのナトリウムダブレットの隣にある観測された青方偏移の特徴の大気起源を調べます。ターミネーター全体に見えるその大気のダイナミクスを、データをトランジットとエグレスに分割することで調べます。青方偏移した高速吸収成分は、惑星の昼側の大部分が見えるトランジットの出口部分でのみ生成されると判断しました。出口データの場合、MERCは、青方偏移した高速吸収成分を、夕方の肢を横切る赤道の昼から夜の横風として取得します。垂直風のみのモデルと比較して弱い証拠で、朝のターミネーターには帯状風は見られません。通過中のデータでは、観測された線の広がりは、垂直方向の放射状の風に起因します。夕方のターミネーター上の赤道の昼から夜の横風は局地的なジェットに起因すると考え、その存在をサブステラーポイントとターミネーターまでの経度$10^\circ$との間で制限します。ジェットの開き角はせいぜい$60^\circ$緯度、および[1.08,1.15]$R_p$間の高度の下限。トランジットの部分的な性質のため、ジェットが本当に超回転的で一方的なものなのか、それともホットスポットからの対称的な昼から夜の側の大気風の一部なのかについて、私たちは何の声明も出すことができません.
ホットジュピターWASP-80bの上層大気で準安定HeIが検出されなかった原因について
| Title |
On_the_origin_of_the_non-detection_of_metastable_HeI_in_the_upper_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_WASP-80b |
| Authors |
L._Fossati,_I._Pillitteri,_I._F._Shaikhislamov,_A._Bonfanti,_F._Borsa,_I._Carleo,_G._Guilluy,_M._S._Rumenskikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09501 |
ホットジュピターWASP-80bで得られた約10830Aの準安定HeIトリプレットが検出されなかった原因を絞り込むことを目指しています。アーカイブ観測からWASP-80のX線フラックスを測定し、それをコロナ[Fe/O]存在比を説明するスケーリング関係への入力として使用して、200-504A範囲の極紫外線(EUV)フラックスを推測します。、準安定HeIの形成を制御します。恒星風と相互作用する膨張する惑星上層大気の3次元(磁気)流体力学シミュレーションを実行して、恒星の高エネルギー放出、He/H存在比、恒星風、および可能性のあるHeI吸収への影響を研究します。1Gまでの惑星磁場の存在。測定されたlogR'HK値によって支持される低い恒星EUV放射の場合、HeIの非検出は、太陽のHe/H存在比と強い磁場の組み合わせによって説明できます。恒星風、またはサブソーラーHe/H存在比、または2つの組み合わせによって。高い恒星EUV放射の場合、検出されないということは、太陽以下のHe/H存在比を意味します。惑星の磁場が検出されない原因である可能性は低いです。低い[Fe/O]コロナ存在量によって引き起こされる低いEUV恒星フラックスが、HeIが検出されない主な原因である可能性が高い。近くの星の高品質EUVスペクトルは、高エネルギー放出推定の精度を向上させるために緊急に必要とされています。これにより、観測を使用して惑星のHe/H存在比と星の風の強さを制限できるようになります。これにより、HeI大気特性観測から抽出できる情報が大幅に強化されます。
球状雲における超新星前フィードバックのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_pre-supernova_feedback_in_spherical_clouds |
| Authors |
Michalis_Kourniotis,_Richard_W\"unsch,_Sergio_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Jan_Palou\v{s},_Guillermo_Tenorio-Tagle,_So\v{n}a_Ehlerov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08827 |
自己重力とその中心に形成される星団からのフィードバックの影響下で進化する球面対称雲の一次元放射流体力学モデルを提示します。一方では、モデルはその1Dジオメトリのために単純ですが、他方では、フィードバックには電離放射線、恒星風、およびガスとダストに作用する放射線圧が含まれます。星団は雲の中心に流れ込むガスから形成され、フィードバックパラメータは星の進化モデルと星団の星形成履歴から決定されます。このモデルは、同様の物理プロセスを実装し、前世代の星団によって形成された殻の再崩壊により大マゼラン雲の若い星団R136が形成されたというシナリオを調査する半解析的コードWARPFIELDと比較されます。良い定性的な一致が見られますが、私たちのモデルの雲を破壊するには、星殻を取り囲む雲の自己重力を(WARPFIELDとは逆に)考慮に入れているため、$3から4$倍の恒星質量が必要です。このモデルを使用して、星形成効率(SFE)、つまり星に変換された雲の質量の割合を測定する、さまざまな質量、半径、密度プロファイルを持つ雲の星形成を調査します。SFEは、単一のパラメーター$\mathrm{log(SFE)}\propto-n_{hm}^{-0.46}$の関数であることがわかりました。$n_{hm}$は、その中の雲の平均粒子密度です。半質量半径。さらに、フィードバック効率、つまりガスが保持するフィードバックエネルギーの割合は、ほぼ一定の値$\sim10^{-3}$を持つことがわかりました。
VISIONS: VISTA 星形成アトラス -- I. 調査の概要
| Title |
VISIONS:_The_VISTA_Star_Formation_Atlas_--_I._Survey_overview |
| Authors |
Stefan_Meingast,_Jo\~ao_Alves,_Herv\'e_Bouy,_Monika_G._Petr-Gotzens,_Verena_F\"urnkranz,_Josefa_E._Gro{\ss}schedl,_David_Hernandez,_Alena_Rottensteiner,_Magda_Arnaboldi,_Joana_Ascenso,_Amelia_Bayo,_Erik_Br\"andli,_Anthony_G.A._Brown,_Jan_Forbrich,_Alyssa_Goodman,_Alvaro_Hacar,_Birgit_Hasenberger,_Rainer_K\"ohler,_Karolina_Kubiak,_Michael_Kuhn,_Charles_Lada,_Kieran_Leschinski,_Marco_Lombardi,_Diego_Mardones,_Laura_Mascetti,_N\'uria_Miret-Roig,_Andr\'e_Moitinho,_Koraljka_Mu\v{z}ic,_Martin_Piecka,_Laura_Posch,_Timo_Prusti,_Karla_Pe\~na_Ram\'irez,_Ronny_Ramlau,_Sebastian_Ratzenb\"ock,_Germano_Sacco,_Cameren_Swiggum,_Paula_Stella_Teixeira,_Vanessa_Urban,_Eleonora_Zari,_and_Catherine_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08831 |
VISIONSは、Chamaeleon、CoronaAustralis、Lupus、Ophiuchus、およびOrionの星座と標準的に関連付けられている5つの近くの(d<500pc)星形成分子雲複合体のESO公開調査です。調査はVISTAでVIRCAMを使用して実行され、近赤外線通過帯域J、H、およびKsでデータが収集されました。49.4時間の全空露出時間で、VISIONSは650deg$^2$の領域をカバーし、2MASSと同様の赤外線レガシーアーカイブを構築するように設計されました。2017年4月から2022年3月の間に行われた観測では、19TBの生データを含む約115万枚の画像が得られました。観測は、3つの異なるサブサーベイにグループ化されます。広いサブサーベイは、浅い大規模な観測で構成され、実行中に星形成複合体を6回訪れました。専用の高感度観測の詳細な調査により、ダストの絶滅が最も多い地域に関するデータが収集されました。コントロールサブサーベイには、粉塵の消滅が少ない地域から無視できる地域の観測が含まれます。この戦略を使用して、VISIONSサーベイはマルチエポックの位置測定を提供し、深く埋め込まれたオブジェクトにアクセスでき、統計的比較とサンプルの完全性のベースラインを提供します。特に、VISIONSは、VHSからのデータで補完された場合に、点源の固有運動を1質量/年以上の精度で測定するように設計されています。したがって、VISIONSはGaiaがアクセスできないソースに適切なモーションを提供できます。VISIONSは、埋め込まれた星と近くの星間物質の3D分布と運動、若い星の識別と特徴付け、埋め込まれた星団の形成と進化、およびそれらの初期質量関数を含む、さまざまなトピックに対処することを可能にします。星間塵の特徴と赤化の法則。
合体銀河群NGC6338でのフィードバック
| Title |
Feedback_in_the_merging_galaxy_group_NGC6338 |
| Authors |
Gerrit_Schellenberger,_Ewan_O'Sullivan,_Simona_Giacintucci,_Jan_Vrtilek,_Laurence_P._David,_Francoise_Combes,_Laura_B\^irzan,_Hsi-An_Pan,_Lihwai_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08833 |
銀河群NGC6338は、これまでに知られている中で最も激しい銀河群同士の合体の1つです。中心の優勢な銀河が視線に沿って秒速1400kmで互いに衝突している間、劇的なガスの加熱と衝撃波面が検出されていますが、BCGの中心のガスは冷たいままです。また、活動銀河核(AGN)からのフィードバックの兆候もあり、どちらのサブクラスターコアも破壊されていません。383MHzと650MHzでのディープラジオuGMRTデータを使用すると、BCGの南部にX線空洞と一致する一連の大きな古いローブがはっきりと検出されますが、北部の小さなBCGはラジオでわずかに伸びているように見えます。南部のBCGには、より小さな葉のセットもあり、大きな葉に垂直ですが、内側のX線空洞とも一致し、パーセク解像度のVLBA画像のジェットの方向と一致しています。私たちのスペクトル分析は、2つのフィードバックサイクルの履歴を確認します。高無線周波数分析は、BCG南部のコンパクトな発生源をベキ乗法で分類し、降着からの重要な寄与を除外します。30年以上にわたる電波ライトカーブは、約10年前に変化を示しており、これはコアで進行中のフィードバックに関連している可能性があります。NGC6338の合併におけるBCGの南側は、2つのサイクルの間でジェットモードのフィードバックの方向が劇的に変化したもう1つの顕著な例です。
波を生き残る: 潮汐を乱す小マゼラン雲に暗黒物質カスプがある証拠
| Title |
Surviving_the_Waves:_evidence_for_a_Dark_Matter_cusp_in_the_tidally_disrupting_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Michele_De_Leo,_Justin_I._Read,_Noelia_E._D._Noel,_Denis_Erkal,_Pol_Massana,_Ricardo_Carrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08838 |
小マゼラン雲(SMC)の${\sim}6,000$赤色巨星分枝(RGB)星の分光データと、\textit{Gaia}EarlyDataRelease3(EDR3)からの適切な運動データを使用して、SMCのマスモデル。深刻な潮汐破壊を受けているSMCのような矮星のモックデータでジーンズ質量モデリング法（\textsc{Binulator}+\textsc{GravSphere}）をテストし、潮汐的に束縛されていない侵入者を首尾よく除去し、ダークマターを回復できることを示しました95\%の信頼区間内の密度と星の速度の異方性プロファイル。次に、この方法を実際のSMCデータに適用し、きれいにされたサンプルの星がすべての半径で等方性であり(95\%の信頼度で)、内部の暗黒物質の密度プロファイルが密であること、$\rho_{\rmDM}を見つけます。(150\,{\rmpc})=2.81_{-1.07}^{+0.72}\times10^8M_{\odot}\rmkpc^{-3}$、$\Lambda$コールドと一致暗黒物質($\Lambda$CDM)カスプは、SMCの中心から少なくとも400\,pcまで。私たちのモデルは、3\,kpc($M_{\rmtot}\leq3\,{\rmkpc})$以内のSMCの総質量の新しい推定値を$2.34\pm0.46\times10^9M_{\odot}$.また、$19.22\pm0.14$\、GeV$^2$\,cm$^{-5}$の天体物理学的な\textquote{$J$-factor}と、$18.80\pm0.03$\,GeV$^2$\,cm$^{-5}$,SMCは暗黒物質消滅と崩壊探索の有望なターゲットとなっています.最後に、私たちの調査結果を文献の測定値と組み合わせて、暗黒物質がバリオン効果によって\textquote{加熱される}モデルをテストします。DiCintioetal.と質的によく一致していることがわかりました。2014年モデルですが、Lazarらから逸脱しています。2020年モデルの高$M_*/M_{200}>10^{-2}$。$10^{-5}<M_*/M_{200}<10^{-1}$の範囲で暗黒物質の加熱挙動を再現する、新しい分析的な密度プロファイルを提供します。
X-HESS: XMM-Newton 顕微鏡下での高度に降着するセレンディピタス AGN の大きなサンプル
| Title |
X-HESS:_a_large_sample_of_highly_accreting_serendipitous_AGN_under_the_XMM-Newton_microscope |
| Authors |
M._Laurenti,_F._Tombesi,_F._Vagnetti,_E._Piconcelli,_M._Guainazzi,_R._Middei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08841 |
活動銀河核(AGN)のX線分光研究の大部分は、低から中程度($<0.3$)のエディントン比($\lambda_\mathrm{Edd}$)。この制限を克服し、高度に降着するAGNの理解を深めることが必須です。この作業では、10番目のリリースに基づいて、$0.06\leqz\leq3.3$で$\sim70$high-$\lambda_\mathrm{Edd}$radio-quietAGNのサンプルを分析した予備結果を提示します。XMM-NewtonHigh-EddingtonSerendipitousAGNSample(X-HESS)と名付けたXMM-Newtonセレンディピタスソースカタログ。X-HESSAGNのほぼ$\sim35\%$には複数エポックのアーカイブ観測があり、ソースの$\sim70\%$は同時OM光学データに依存できます。最初の結果は、超高速のアウトフローと顕著な長期および短期のX線フラックス変動の特徴を示すソースを明らかにします。実際、J095847.88+690532.7($z\sim1.3$)では、$\sim$$10^9\,M_\odot$超大質量ブラックホールをホストする最も密に監視されている天体の1つで、ソフトXのバリエーションを発見しました。-約1週間(静止フレーム)で2倍以上の光線束。ベキ法則連続光子指数$\Gamma$の大きな変動も観察され、以前に報告された$\Gamma-\lambda_\mathrm{Edd}$関係からの期待に疑問を呈し、$\Gamma\geq2$は遍在する$\lambda_\mathrm{Edd}\sim1$のAGNのホールマーク。
ファジィ暗黒物質ハローにおける矮小銀河の動的加熱について
| Title |
On_the_Dynamical_Heating_of_Dwarf_Galaxies_in_a_Fuzzy_Dark_Matter_Halo |
| Authors |
Dhruba_Dutta_Chowdhury,_Frank_C._van_den_Bosch,_Pieter_van_Dokkum,_Victor_Robles,_Hsi-Yu_Schive,_and_Tzihong_Chiueh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08846 |
超軽量ボソンからなるファジーダークマター(FDM)は、コールドダークマターの興味深い代替物です。FDMダイナミクスを支配するSchr\"odinger-Poisson(SP)方程式を解く数値シミュレーションは、FDMハローが中央のソリトニックコア(SP方程式の基底状態を表す)で構成され、励起状態の大きなエンベロープに囲まれていることを示しています。波の干渉により、エンベロープ全体で均一な密度変動が発生し、ソリトンが密度振動を受け、ハローの中央領域で閉じ込められたランダムウォークが実行されます.結果として生じる重力ポテンシャル摂動は、動的加熱の効率的なソースです.ボソン質量$6.6\times10^{9}\rmM_{\odot}$FDMハローの分解能数値シミュレーション、$m_{\rmb}=8\times10^{-23}\\rmeV$、我々は、質量は固定されているが初期サイズと楕円率が異なる回転楕円体矮小銀河の構造と運動学に対するこの動的加熱の影響を調査する.銀河は、時間および方位角で平均化されたハローポテンシャルで平衡状態に設定され、進化したライブFDMハローで$10\\rmGyr$。それらのサイズと中心速度の分散が継続的に増加することがわかりました。さらに、それらの運動学的構造は、特に郊外で、放射状に強く異方性になります。また、動的な加熱により、最初は楕円体の銀河が時間の経過とともに内側から球形になり、歪んだ非同心円状の等密度輪郭が生じます。FDMハロー内の矮小銀河の動的加熱のこれらの明白な特徴は、ボソン質量を制約するために使用できる可能性があります。
天体物理的衝撃における電子-イオン温度比
| Title |
Electron-Ion_Temperature_Ratio_in_Astrophysical_Shocks |
| Authors |
John_C._Raymond,_Parviz_Ghavamian,_Artem_Bohdan,_Dongsu_Ryu,_Jacek_Niemiec,_Lorenzo_Sironi,_Aaron_Tran,_Elena_Amato,_Masahiro_Hoshino,_Martin_Pohl,_Takanobu_Amano_and_Federico_Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08849 |
超新星残骸の衝突のない衝撃波と太陽風は、運動シミュレーションで予測されているように、電子がイオンを加熱するよりも効果的に電子を加熱しません。しかし、超新星残骸の衝撃波のHアルファプロファイルから推測されるT$_e$/T$_p$の値は、マッハ数またはAlfv\'{e}nマッハ数の関数として、太陽風で測定されるものとは異なる振る舞いをします。またはシミュレーションによって予測されます。ここでは、Hαプロファイル、固有運動からの衝撃速度、およびX線スペクトルからの電子温度を使用して、超新星残骸衝撃のT$_e$/T$_p$を決定します。また、マッハ数を決定するために使用される音速とAlfv\'{e}n速度の推定値も改善します。Halphaの決定は堅牢であり、超新星残骸の衝撃、太陽風の衝撃、およびコンピューターでシミュレートされた衝撃の間の不一致が残っていることがわかりました。衝撃の前兆、乱気流、さまざまな衝撃前の状態など、いくつかの考えられる要因について説明します。
LoBAL QSO の性質 II. HST/WFC3 の観測により、主銀河が合体によって支配されていることが明らかに
| Title |
The_Nature_of_LoBAL_QSOs:_II._HST/WFC3_Observations_Reveal_Host_Galaxies_Dominated_by_Mergers |
| Authors |
Mariana_S._Lazarova,_Gabriela_Canalizo,_Mark_Lacy,_Wyatt_Behn,_Kaitlyn_Raub,_Vardha_N._Bennert_and_Duncan_Farrah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08860 |
低電離広帯域吸収線QSO(LoBAL)は、極端なAGN駆動の流出が引き起こされたシステムをマージしている疑いがあります。ただし、LoBALが合併と一意に関連付けられているかどうかはまだ確立されていません。LoBALの形態を特徴付けるために、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3観測から0.5<z<0.6で22のSDSS選択されたLoBALのボリューム制限されたサンプルの最初の高解像度形態学的分析を提示します。F125Wでは星系の86%でホスト銀河が解像されており、これは古い星の集団に敏感ですが、F475Wではわずか18%しか検出されませんでした。宿主の45～64%に最近または進行中の潮汐相互作用の兆候が見られます。これには、二重核、潮汐尾、橋、噴煙、殻、および拡張した破片が含まれます。コンパニオンとの進行中の相互作用は、LoBALの27～41%で明らかであり、サンプルの3分の1は、予測される核分離<10kpcでの後期段階の合併を表しています。詳細な表面輝度モデリングは、ホストの41%がバルジ優勢であるのに対し、ディスクは18%のみであることを示しています。合併段階とパラメトリック形態の関数として、さまざまなプロパティの傾向について説明します。特に、合併は、乱されていない/解決されていないホストで見られるものよりも遅く、ほこりの多い風に関連付けられています。私たちの結果は、さまざまな合併段階でのクエーサーレベルの降着が、低zLoBALで観測された流出と関連しているという進化的シナリオを支持しています。LoBALとFeLoBALの違いについて説明し、従来のBalnicityインデックスによる選択では、1つを除くすべての合併が除外されることを示します。
ビッグバン後に 570 Myr に降着する超大質量ブラック ホールの CEERS による発見: 大質量 z > 6 クエーサーの前駆体の特定
| Title |
A_CEERS_Discovery_of_an_Accreting_Supermassive_Black_Hole_570_Myr_after_the_Big_Bang:_Identifying_a_Progenitor_of_Massive_z_>_6_Quasars |
| Authors |
Rebecca_L._Larson,_Steven_L._Finkelstein,_Dale_D._Kocevski,_Taylor_A._Hutchison,_Jonathan_R._Trump,_Pablo_Arrabal_Haro,_Volker_Bromm,_Nikko_J._Cleri,_Mark_Dickinson,_Seiji_Fujimoto,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Sandro_Tacchella,_Jorge_A._Zavala,_Micaela_Bagley,_Peter_Behroozi,_Jaclyn_B._Champagne,_Justin_W._Cole,_Intae_Jung,_Alexa_M._Morales,_Guang_Yang,_Haowen_Zhang,_Adi_Zitrin,_Ricardo_O._Amor\'in,_Denis_Burgarella,_Caitlin_M._Casey,_\'Oscar_A._Ch\'avez_Ortiz,_Isabella_G._Cox,_Katherine_Chworowsky,_Adriano_Fontana,_Eric_Gawiser,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Santosh_Harish,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_St\'ephanie_Juneau,_Gene_C._K._Leung,_Ray_A._Lucas,_Elizabeth_J._McGrath,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Jane_R._Rigby,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08918 |
CEERS_1019のz=8.679に降着する超大質量ブラックホールが発見されたことを報告します。この銀河は、以前にハッブルによるLy$\alpha$ブレークとケックによるLy$\alpha$赤方偏移を介して発見されました。CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)調査の一環として、このソースをJWST/NIRSpec分光法、MIRIおよびNIRCamイメージング、NIRCam/WFSSスリットレス分光法で観察しました。NIRSpecスペクトルは多くの輝線を明らかにし、強い[OIII]輝線は地上ベースのLy$\alpha$赤方偏移を裏付けています。H$\beta$輝線にかなり広い(FWHM~1200km/s)成分が検出され、これは活動銀河核(AGN)の広い線領域に由来するものであると結論付けた。禁止された行で、流出元を拒否します。この仮説は、高電離線の存在と、より滑らかな表面輝度プロファイル内に埋め込まれた空間点源コンポーネントによってサポートされています。ブラックホールの質量はlog($M_{BH}/M_{\odot})=6.95{\pm}0.37$であり、1.2($\pm$0.5)xエディントン限界で降着していると推定されます。NIRCamとMIRIからの1-8$\mu$m測光スペクトルエネルギー分布(SED)は、星明かりに支配された連続体を示しており、ホスト銀河が大質量(logM/M$_{\odot}$~9.5)であることを制約しています。高度な星形成(SFR~30M$_{\odot}$yr$^{-1}$)。強い輝線の比率は、この銀河のガスが金属に乏しく(Z/Z$_{\odot}$~0.1)、密度が高い(n$_{e}$~10$^{3}$cm)ことを示しています。$^{-3}$)であり、電離度が高く(logU~-2.1)、高い赤方偏移でJWSTで観測された一般的な銀河集団と一致しています。この現在最も高い赤方偏移AGNの発見を使用して、ブラックホールシードモデルに制約を課し、観測されたエポックによってこのオブジェクトを形成するには、恒星シードからの超エディントン降着または巨大ブラックホールシードからのエディントン降着のいずれかの組み合わせが必要であることを発見しました。
短寿命放射性核種(SLR)の半減期は$\leq$100Myrです。$\gamma$線の観測と、さまざまな隕石相における娘核種の過剰な量は、それぞれ銀河系と初期太陽系(ESS)にSLRが存在することを確認しています。この作業では、SLR、$^{26}$Al、$^{60}$Feおよび$^{36}$Cl、$^{41}$Caの銀河化学進化(GCE)モデルを開発しました。、$^{53}$Mn.これらのモデルは、2～18kpcの銀河におけるSLR存在傾向の時間的および空間的進化を予測します。$^{26}$Alと$^{60}$Feの2つのSLRの存在量は、モデル予測との比較に$\gamma$線観測が利用できるため、さらに調査されています。各リングの単位面積あたりの存在量の予測は、銀河の内側から外側の領域にかけて減少します。現在の銀河系の18kpcは、それぞれ0.2M$_\odot$と0.08M$_\odot$です。
JWST Early Release Science Program Q3D からの最初の結果: z ~ 1.6 クエーサー XID
2028 での温電離ガス流出とホスト銀河への影響
| Title |
First_results_from_the_JWST_Early_Release_Science_Program_Q3D:_The_Warm_Ionized_Gas_Outflow_in_z_~_1.6_Quasar_XID_2028_and_its_Impact_on_the_Host_Galaxy |
| Authors |
Sylvain_Veilleux,_Weizhe_Liu,_Andrey_Vayner,_Dominika_Wylezalek,_David_S._N._Rupke,_Nadia_L._Zakamska,_Yuzo_Ishikawa,_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,_Hui_Xian_Grace_Lim,_Dieter_Lutz,_Nora_Lutzgendorf,_Vincenzo_Mainieri,_Roberto_Maiolino,_Ryan_McCrory,_Grey_Murphree,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Patrick_Ogle,_Swetha_Sankar,_Eckhard_Sturm,_and_Lillian_Whitesell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08952 |
クエーサーフィードバックは、超大質量ブラックホールの成長を制御し、共進化星の形成を抑制し、銀河の形態と銀河周辺媒体に影響を与える可能性があります。しかし、z~2でブラックホールの降着がピークに達した時期にクエーサーフィードバックが作用していたことを示す直接的な証拠は、とらえどころのないままです。適切な例は、同じ地上ベースのデータの過去の分析が異なる結論に達したz=1.6クエーサーWISEAJ100211.29+013706.7(XID2028)です。ここでは、アーリーリリースサイエンスプログラムQ3Dの一環として、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載された近赤外線分光器(NIRSpec)の積分フィールドユニットを使用して、このオブジェクトを再検討します。JWSTデータの優れた角度分解能と感度により、流出ガスプルームの新しい形態学的および運動学的サブ構造が明らかになります。輝線比の分析は、中央のクエーサーによる光イオン化がガスのイオン化状態を支配していることを示しており、ホスト銀河のどこにいても熱い若い星からの主要な寄与の明らかな兆候はありません。流出ガスの広角円錐に沿って整列した静止フレーム近紫外放射は、散乱円錐として解釈されます。流出は、クエーサー電離放射線の一部が逃げることができ、周囲の星間および銀河周辺の媒体を加熱することができる、ほこりの多いホスト銀河のチャネルをクリアしました.暖かいイオン化された流出は、機械的フィードバックを介してホスト銀河に影響を与えるほど強力ではありませんが、流出によって支援されるAGNによる放射フィードバックは、銀河ホストの異常に小さな分子ガス質量分率を説明するのに役立つ可能性があります.
Musca フィラメントの 3D 曲率とダイナミクスについて
フィラメントは星間物質(ISM)のいたるところに存在しますが、その形成と進化は依然として激しい議論の対象となっています。Muscaフィラメントの3D形態と進化のより包括的なビューを取得するために、いくつかの大規模な速度場構造を使用して、フィラメントの頂上に沿ったC$^{18}$O(2-1)放出をモデル化します。これは、フィラメントが$\lesssim$〜0.1Myrの寿命を持つ一時的な構造でない限り、ムスカがフィラメントの中心への縦方向の質量流入を伴う3D湾曲した円筒形フィラメントによってよく説明されることを示しています。フィラメントの重力による縦方向の崩壊モデルは、観測された速度場を説明できないようです。これらの運動学をよりよく理解するために、フィラメント内の磁場を追跡するSOFIAHAWC+ダスト分極観測の場所でのC$^{18}$O(2-1)速度場のマップをさらに分析します。これにより、フィラメントの頂点にほぼ垂直に配向された組織化された磁場が明らかになります。速度場も組織化されていますが、フィラメントの頂点を横に横切ると、その向きが90$^{o}$を超えて徐々に変化し、フィラメントの磁場から切り離されているように見えます。フィラメント上の速度場のこの強い横方向の変化は説明されていないままであり、フィラメントに沿った大規模な運動学に関連付けることができるフィラメントの重要な縦方向の動きに関連付けられている可能性があります。
大質量星形成領域におけるウォーターメーザーの視差と三次元運動学 G034.43+0.24
| Title |
The_parallax_and_3D_kinematics_of_water_masers_in_the_massive_star-forming_region_G034.43+0.24 |
| Authors |
Xiaofeng_Mai,_Bo_Zhang,_M.J._Reid,_L._Moscadelli,_Shuangjing_Xu,_Yan_Sun,_Jingdong_Zhang,_Wen_Chen,_Shiming_Wen,_Qiuyi_Luo,_Karl_M._Menten,_Xingwu_Zheng,_Andreas_Brunthaler,_Ye_Xu,_Guangli_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09129 |
非常に長いベースラインアレイを使用したバーおよびスパイラル構造レガシー(BeSSeL)調査の一環として、大規模な星形成領域G034.43+0.24での22GHz水メーザーの三角視差測定を報告します。視差は0.330$\pm$50.018masで、距離$3.03^{+0.17}_{-0.16}$kpcに相当します。これは、G034.43+0.24を射手座渦巻き腕の内側の端近くに位置付け、腕のほぼ全幅を横断する巨大な若い星の線形分布の一端に位置付けます。測定されたG034.43+0.24の3次元運動は、ほぼ円形の銀河軌道を示しています。ウォーターメーザーは、1つまたは複数の大質量の若い星からの風に関連する弧のような分布、おそらくバウショックを示します。
OJ 287電波ジェットのいくつかの観測量間の相関分析
| Title |
Correlation_analysis_between_several_observables_of_OJ_287_radio_jet |
| Authors |
Qi_Yuan,_Ming_Zhang,_Xiang_Liu,_Pengfei_Jiang,_Gulchehra_I._Kokhirova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09246 |
2.3GHz、8.6GHz、15GHz、および43GHzでの異種超長基線干渉法(VLBI)監視プログラムから、ブラザーOJ~287のアーカイブデータを収集しました。これらのマルチバンド、マルチエポック観測のデータ削減と観測可能な抽出は、自動化されたパイプラインで一貫してバッチ処理されます。各バンドでの観測量の多変量相関分析を提示します。相互相関関数を使用して相関を検索し、モンテカルロ(MC)手法を使用して相関の確実性を検証します。いくつかの相関が見られます。最も重要な調査結果は、さまざまなスケールでのコア磁束密度とジェット位置角度の間の相関関係であり、歳差運動特性を持つジェットのもっともらしい予測を検証しました。一方、コアEVPAとインナージェットの位置角度の間のオフセットには、15~GHzと43~GHzで時間の経過に伴う変動があります。
大マゼラン雲球状星団 NGC 2005 の起源
古代の大マゼラン雲(LMC)球状星団NGC2005は最近、その場外の起源を持つことが報告されており、したがって、LMCが部分的に小さな合体した矮小銀河から形成された可能性があるという先例を設定しています。ここでは、矮小銀河で測定されたさまざまな化学元素の存在量の広がり、球状星団を形成するための最小質量、運動学に保持された球状星団形成の痕跡と、超新星の爆発が矮小銀河で観察された化学物質の存在量の広がりの原因であることを示す最近のモデリング。現在の分析は、LMCの銀河形成の2つのメカニズム、すなわち原始矮星または小さな矮星の初期合体イベントを区別するのに役立つ数値シミュレーションと観測指標のさらなる開発の必要性を指摘しています。
恒星軌道による銀河中心周辺の暗黒物質スパイク分布の探索
| Title |
Exploring_dark_matter_spike_distribution_around_the_Galactic_centre_with_stellar_orbits |
| Authors |
Zhao-Qiang_Shen,_Guan-Wen_Yuan,_Cheng-Zi_Jiang,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09284 |
射手座A*の周りの恒星軌道の正確な測定により、銀河中心(GC)に超大質量ブラックホール(SMBH)が存在することが確立されました。SMBHと暗黒物質(DM)の間の相互作用により、DMの間接的な検出に重要な、銀河の最も内側の領域のDM密度プロファイルは未解決の問題です。文献で最も人気のあるモデルの中で、GondoloとSilk(1999;以降GS)によって提案された理論的なスパイクプロファイルがよく採用されています。この作業では、そのような拡張された質量成分の存在が銀河中心のS星の軌道に影響を与える可能性があることを考慮して、ケック望遠鏡とVLT望遠鏡からの更新されたデータを使用してDMスパイクプロファイルを調査します。一般化されたNFWスパイクプロファイルの半径と勾配を調べ、Einastoスパイクを分析し、結果に対するDM消滅の影響について説明します。私たちの調査結果は、一般化されたNFWスパイクプロファイルの$\gamma\gtrsim0.92$の初期勾配が95%の信頼水準で除外されることを示しています。さらに、21.5pcを超えるスパイク半径$R_{\rmsp}$は、$\alpha=0.17$のEinastoスパイクに対して95%の確率で拒否され、これもGSスパイクモデルと矛盾します。VLT/GRAVITY上限の制約も投影されます。GSNFWスパイクは、S2のKeckとVLT観測によって十分に制約されていますが、DM消滅断面積が$\left<\sigmav\right>\gtrsim7.7\times10^{-27}~{\rmcm^3\,s^{-1}}(m_{\rmDM}/100~{\rmGeV})$95%レベル。
MIGHTEE-\HI: 銀河 NGC~895 との相互作用の可能性
| Title |
MIGHTEE-\HI:_Possible_interactions_with_the_galaxy_NGC~895 |
| Authors |
Brenda_Namumba,_Javier_Rom\'an,_Jesus_Falcon_Barroso,_Johan_H._Knapen,_Ianjamasimanana_Roger,_Elizabeth_Naluminsa,_Gyula_I._G._Jozsa,_Marie_Korsaga,_Natasha_Maddox,_Brad_Frank,_Sinenhlanhla_Sikhosana,_Samuel_Legodi,_Claude_Carignan,_Anastasia_A._Ponomareva,_Tom_Jarrett,_Danielle_Lucero,_Oleg_M._Smirnov,_Thijs_van_der_Hulst,_D.J.Pisano,_kasia_Malek,_Lucia_Marchetti,_Mattia_Vaccari,_Matt_Jarvis,_Maarten_Baes,_Martin_Meyer,_Elizabeth_A._K._Adams,_Jacinta_Delhaize,_Hao_Chen,_Sambatriniaina_Rajohnson,_Sushma_Kurapati,_Ian_Heywood,_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09371 |
銀河の変容と進化は、その環境との相互作用に強く影響されます。中性水素(\HI)は、これらの相互作用を追跡する優れた方法です。ここでは、これまで孤立していると考えられていた渦巻銀河NGC~895の\HI\観測結果を紹介します。MeerKATの大規模な調査プロジェクトMIGHTEEからの高感度の\HI\観測により、延長された渦状腕や、新たに発見された2つの\HI\伴星などの可能性のある相互作用機能が明らかになり、それが孤立した銀河であるという物語を変えるように私たちを駆り立てます。これらの観測結果をHyperSuprimeカメラからの深い光学画像と組み合わせて、NGC895とその仲間の間に潮汐破片がないことを示します。伴銀河MGTH$\_$J022138.1-052631の外側の部分に余分な光が見られますが、これは外部摂動の兆候であり、相互作用の兆候である可能性があります。私たちの分析は、NGC~895が活発な星形成銀河であり、SFRが$\mathrm{1.75\pm0.09[M_{\odot}/yr]}$であることを示しています。メインシーケンス。さまざまなメカニズムがNGC~895で観察された特徴に寄与している可能性があると述べるのは合理的であり、これはより詳細な観察でターゲットを再訪する必要性を強調しています.私たちの研究は、\HI\と光学の両方で最先端のデータを使用して、銀河環境のより完全な全体像を明らかにすることの高い可能性と相乗効果を示しています。
大マゼラン雲の星団R136に向かう絶滅：近赤外線から紫外線までの絶滅法則
| Title |
Extinction_towards_the_cluster_R136_in_the_Large_Magellanic_Cloud:_An_extinction_law_from_the_near-infrared_to_the_ultraviolet |
| Authors |
Sarah_A._Brands,_Alex_de_Koter,_Joachim_M._Bestenlehner,_Paul_A._Crowther,_Lex_Kaper,_Saida_M._Caballero-Nieves,_and_G\"otz_Gr\"afener |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09374 |
大マゼラン雲(LMC)の巨大な星形成領域30DoradusのクラスターR136は、スターバーストのような環境で星の集団を解決するユニークな機会を提供します。R136のコアにある50個の星に向かって近赤外から紫外までの減光を、「基準なしの減光」法を使用して取得します。波長範囲全体で適切に適合することを保証するために、既存の消光法則を組み合わせて変更します。R136のコア全体で吸光特性の強い空間勾配を検出しました。これは、クラスターの北東にある分子雲の一部である冷たいガスの密度の勾配と一致しています。R136と30Doradus領域の以前の測定に沿って、高い総絶滅($R_V=4.38\pm0.87$)が得られます。しかし、$R_V$の高い値は、銀河系の視線で観察されるものとは対照的に、紫外線の比較的強い消滅を伴います。比較的強い紫外線減衰は、R136に向かう塵の性質が天の川のそれとは異なることを示唆しています。$R_{V}\sim4.4$の場合、同じ$A_{V}$での$R_{V}\sim3.1$の正規銀河値と比較して、周囲のダスト環境から逃げることができる紫外線光子は約3分の1です。したがって、R136星バースト環境のダストが宇宙論的に離れた星バースト領域に特徴的である場合、そのような領域からの紫外線光子の脱出率は、合計から選択的絶滅。さらに、LMCの他の領域に合わせて調整された平均曲線との比較は、この銀河内に紫外線吸収の大きな違いが存在することを示しています。$R_V$とLMCの紫外消光との間に関係があるかどうかを解明するには、さらなる調査が必要です。
M31 の南東 1.2{\deg} にある広範な [OIII] 放射領域での速度測定
| Title |
Velocity_measurement_in_the_extensive_[OIII]_emission_region_1.2{\deg}_south-east_of_M31 |
| Authors |
P._Amram,_C._Adami,_B._Epinat,_and_L._Chemin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09425 |
M31核の南東で、幅が広く$\sim$1.5$^{\circ}$長い[OIII]5007放射$\sim$1.2$^{\circ}$が発見されたことが最近報告された。広視野(3.48$^{\circ}\times2.32^{\circ}$)の100時間以上の露出により、30個の\AA\狭帯域フィルターといくつかの小型屈折器に基づくこの先駆的な検出が可能になりました。カメラ。この広範な[OIII]輝線領域での最初の速度測定を報告します。オートプロヴァンス天文台の193cm望遠鏡の設備である低解像度分光器MISTRAL(R$\sim$750)を使用しました。速度の測定は、H$\alpha$、[NII]、[SII]、および[OIII]ラインに基づいています。スペクトルに適合する最良の解は、H$\alpha$と[OIII]放出が-96$\pm$4kms$^{-1}$の同じ太陽中心視線速度にあることを示しています。これは、$\sim$1.5$^{\circ}$の長いフィラメントに沿った明るい結び目で選択された$\sim$250arcsec$^2$の領域内で測定され、[OIII]5007表面の明るさは4.2$でした。\pm$2.110$^{-17}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$.これは、以前の測定値と適度に一致しています。また、H$\alpha$/[NII]ライン比率を$\sim$1.1と推定しました。H$\alpha$と[OIII]線が検出された動径速度は、これらの水素原子と酸素原子が同じ層に属していることを示しているようですが、別の構造に属する別の弱い[OIII]線を除外することはできません。つまり、別の速度では、検出しきい値を下回っています。このフィラメント構造を説明するために、さまざまなシナリオが考えられてきました...
超渦巻銀河の分子ガス
| Title |
Molecular_gas_in_super_spiral_galaxies |
| Authors |
Ute_Lisenfeld,_Patrick_M._Ogle,_Philip_N._Appleton,_Thomas_H._Jarrett,_Blanca_M._Moncada-Cuadri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09473 |
最高質量(log(\mstar)$\gtrsim$11.5\msun)では、銀河のほんの一部のみが円盤状で活発に星を形成する天体です。これらのいわゆる「スーパースパイラル」は、銀河の進化がどのように進行するかをよりよく理解し、星とガスの関係についての知識をより高い星質量領域に拡張するための理想的な天体です。46個の超渦巻のサンプルと、18個のわずかに質量が小さい(log(\mstar)$>$11.0\msun)銀河の新しいCO(1-0)データを、幅の広いHIライン--HI高速回転子(HI-FR)。星形成率(SFR)と星の質量に関連して、COに由来する分子ガス質量を分析し、その結果を低質量銀河に由来する値とスケーリング関係と比較します。スーパースパイラルは、低質量銀河と同じ星形成主系列(SFMS)に従うことを確認しました。我々は、それらが豊富な分子ガスを持っていることを発見し、それは低質量銀河に由来する恒星質量とのスケーリング関係の外挿より上にあるが、\mmol/\mstarとSFMSまでの距離との間の関係内にある。分子ガスの枯渇時間\taudep=\mmol/SFRは、SFMS上の低質量銀河よりも長い(\taudep=9.30$\pm$0.03、比較のための\taudep=9.00$\pm$0.02と比較)。サンプル)であり、恒星質量の増加傾向が続いているようです。HI-FR銀河の原子対分子ガスの質量比は、低質量銀河のそれと一致しており、原子から分子ガスへの変換が同様の方法で進行することを示しています。分子ガスの利用可能性は、星形成の継続を可能にする重要な要素であり、ガスが存在する場合、消滅は大質量銀河にとって必要な運命ではないと結論付けています。ガス枯渇時間の違いは、高い星質量での分子ガスの特性が星形成にあまり適していないことを示唆しています。
謎めいた球状星団超小型X線連星X1850--087の追跡: ハード状態における極端な電波変動
| Title |
Tracking_the_Enigmatic_Globular_Cluster_Ultracompact_X-ray_Binary_X1850--087:_Extreme_Radio_Variability_in_the_Hard_State |
| Authors |
T._Panurach,_R._Urquhart,_J._Strader,_L._Chomiuk,_A._Bahramian,_C._O._Heinke,_T._J._Maccarone,_J._C._A._Miller-Jones,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08836 |
降着する中性子星が電波を放出するジェットやアウトフローを放出する条件は、まだよくわかっていません。球状星団NGC6712に位置する超小型X線連星X1850--087は、恒常的な環礁型X線源であり、これまで異常な電波連続体変動性を示してきました。ここでは、X1850--087のパイロット無線監視プログラムの結果を、各エポックで取得された同時または準同時のSwift/XRTデータとともに、KarlG.JanskyVeryLargeArrayで実施した結果を示します。バイナリは、6つの新しいエポックのうちの2つのラジオで明確に検出されます。以前のデータと組み合わせると、これらの結果は、X1850--087がL_X>2x10^36erg/sのわずかに上昇したハード状態X線光度で電波放射を示すが、そのベースラインのハード状態L_X~10^では電波放射がないことを示唆しています。36エルグ/秒。明確なX線スペクトルの変化は、10を超える電波変動のこの要因に関連付けられていません。検出されたすべてのエポックで、X1850--087はフラットから反転した電波スペクトルインデックスを持ち、シンクロトロン放出放出物が一時的に拡大することに関連する進化する光学的に厚いから薄い放出ではなく、コンパクトジェットの部分的に吸収された光学的に厚いシンクロトロンとより一致します。X1850--087での電波放射が実際にコンパクトジェットによるものである場合、数日という短いタイムスケールで発射され、硬い状態で消光されていると考えられます。X1850--087の将来の電波監視は、中性子星を降着する硬い状態の周りでコンパクトなジェットが生成される条件を解明するのに役立つ可能性があります。
2021年の超発光状態におけるブラックホールトランジェント4U 1543-47の光学および近赤外分光法
| Title |
Optical_and_near-infrared_spectroscopy_of_the_black_hole_transient_4U_1543-47_during_its_2021_ultra-luminous_state |
| Authors |
J._S\'anchez-Sierras,_T._Mu\~noz-Darias,_J._Casares,_G._Panizo-Espinar,_M._Armas_Padilla,_J._Corral-Santana,_V._A._C\'uneo,_D._Mata_S\'anchez,_S._E._Motta,_G._Ponti,_D._Steeghs,_M.A.P._Torres,_F._Vicentelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08837 |
ブラックホールトランジェント4U1543-47の2021年の爆発中に得られた同時の光学スペクトルと近赤外スペクトルを提示します。X線硬度-強度図と同様のシステムとの比較により、おそらくエディントン光度に達する発光爆発と、いわゆる超発光状態への長期にわたる逸脱が明らかになりました。VLT/Xシュータースペクトルは、アウトバーストの初期の最も明るい部分で14日離れた2つのエポックで取得されましたが、ソースはこの超光度の降着状態にありました。データは、強いHとHeI輝線、および高励起のHeIIとOIII遷移を示しています。ほとんどのラインは、2番目のエポック中に明らかな二重ピークプロファイルを示すOIIIラインを除いて、両方のスペクトルで単一ピークです。バルマー線は広い吸収翼に埋め込まれており、これは主に光束へのA2Vドナーの寄与によって生成されると考えられます。これは、観測中に$r$バンドで11～14%の範囲にあると推定されます。.目立った流出の特徴は見られませんが、特に近赤外線では、いくつかの風に関連したラインプロファイルが観察されます。このような線には、幅広い輝線の翼と歪んだ赤いプロファイルが含まれており、他の低傾斜ブラックホールトランジェントで見られるものと同様の観測特性を持つ冷たい(つまり、低電離)流出の存在を示唆しています。
PBC J2333.9-2343 における核の多波長モニタリング: ブレザーのようなコアを持つ巨大な電波銀河
| Title |
Multiwavelength_monitoring_of_the_nucleus_in_PBC_J2333.9-2343:_the_giant_radio_galaxy_with_a_blazar-like_core |
| Authors |
L._Hern\'andez-Garc\'ia,_F._Panessa,_G._Bruni,_L._Bassani,_P._Ar\'evalo,_V._M._Pati\~no-Alvarez,_A._Tramacere,_P._Lira,_P._S\'anchez-S\'aez,_F._E._Bauer,_V._Chavushyan,_R._Carraro,_F._F\"orster,_A._M._Mu\~noz_Arancibia,_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08842 |
PBCJ2333.9-2343は、z=0.047にある巨大な電波銀河で、ブレーザー核に関連する明るい中心核を持っています。核ブレーザージェットがジェット活動の新しい段階である場合、配向角度が小さいことは、ジェットの方向が劇的に変化したことを示唆しています。Effeslberg、SMARTS-1.3m、ZTF、ATLAS、Swift、およびFermi-LATを使用して2018年9月から2019年1月(3日を超えるケイデンス)で得られた観測結果と、SMARTS-1.3で2019年4月から7月(毎日のケイデンス)の間に得られた観測結果を提示します。mとアトラス。フレアイベントとして解釈される1か月よりも短いタイムスケールで大きな(>2倍)フラックスの増加が観察されます。NIRと光学でのSMARTS-1.3mモニタリング間の相互相関は、これらのデータが測定誤差内で大きなタイムラグを示さないことを示しています。非ブレーザーAGNとブレーザーAGNの間の光学変動特性の比較は、PBCJ2333.9-2343が後者に匹敵する特性を持っていることを示しています。核のSEDは、1ゾーンのレプトンモデルに適合した2つのピークを示しています。私たちのデータとモデリングは、高エネルギーのピークが、ジェットからの逆コンプトンからの穏やかな寄与とともに、ほこりの多いトーラスからの外部コンプトンによって支配されていることを示しています。導出された3度のジェット角度もブレーザーの典型です。したがって、この巨大な電波銀河の中心にブレザーのようなコアが存在することが確認されました。これは、特異な特性を持つフラットスペクトル電波クエーサーである可能性があります。
電波からガンマ線までの銀河系外ジェット
| Title |
Extragalactic_Jets_from_Radio_to_Gamma-rays |
| Authors |
Eileen_T._Meyer,_Aamil_Shaik,_Karthik_Reddy,_Markos_Georganopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08897 |
ブラックホールからのジェットが最初に存在することが40年以上前に理解されたという事実にもかかわらず、高エネルギーでの放射メカニズム、ジェットの粒子構成、および粒子がどのように生成されるかなど、これらのシステムの多くの主要な側面についてはまだわかっていません。加速され、おそらく中央エンジンから100TeVおよび数百kpcのエネルギーまで加速されます。我々は特に、\emph{Chandra}X線天文台の比類のない高解像度によって可能になった、kpcスケールの電波ジェットからの強力なX線放射の発見(および謎)に焦点を当てています。過去20年間のこのX線放出を説明するために、実行可能なモデルの賛否両論の主な証拠を確認します。最後に、kpcスケールのジェットのX線変動に関する最近の研究の結果を提示します。ここでは、X線ジェットの数の30～100\%が数十パーセントのレベルで変動しているという証拠を見つけました。短い($\sim$years)変動時間スケールは、X線のIC/CMBモデルと互換性がなく、kpcスケールのジェット内に埋め込まれた非常に小さな構造を意味するため、ジェットの構造とダイナミクスに関する多くの仮定を再検討する必要があります。.
UHECR の署名とソース
概要。空の超高エネルギー宇宙線(UHECR)のクラスタリング、組成、および分布に関する最近の結果について説明します。双極子異方性の数十EeVのエネルギーから、ホットスポットのいくつかの狭いクラスターの最高エネルギーまで。初期のUHECR組成記録の陽子からの逸脱に続いて、40EeVを超えるUHECRイベントは、軽い原子核や重い原子核だけでなく、主にHe、D、Li、Beなどの最も軽い原子核によって発生する可能性があることに気付きました。おとめ座の顕著な不在と、CenA、NGC253、M82などのいくつかの局在する近くの銀河系外の源は、自然に理解されています。最も軽いUHECR核は、数Mpcの距離を超える核の脆弱性のために、20Mpcのおとめ座の距離からは到達できません。広いホットスポットでの偏向とスミアリングは、優先される陽子または重い原子核の候補クーリエよりも、軽い原子核に対してより適切に調整されます。これらの最も軽い核は、そのような近い光源からでも部分的な光破壊を受けていることに注意してください。したがって、イベントの数十EeVマルチプレットチェーン内のフラグメントでの混乱が予想され、その後、ほぼ10年前にオージェの共同研究によって観察されました。これらの多重線の存在は、同じCenA、NGC253ソースと強く相関しています。このような相関関係の統計的重みが思い出されます。低エネルギーでのNGC253クラスタリングの同じ役割は、最も近いVela、Crab、LMC、およびCasAの寄与によって統合された、低エネルギー範囲でのオージェ双極子異方性にも影響を与える可能性があると結論付けています。私たちの現在のUHECRモデルでは、数Mpcsの局所体積で最も軽い核に基づいて、最も近いAGN、スターバースト、または非常に近いSNRが信号を重ね合わせ、異なるエポック、距離、方向で凍結し、小さくて広い異方性を供給しています。現在のモデルを確認したり、現在のモデルを別のモデルから切り離したりするための可能なテストが提案され、更新されます。
二進化論全般
コンパクト天体の降着は、Ia型超新星、重力波、X線や$\gamma$線バーストなど、いくつかの重要な天体物理現象を理解する上で非常に重要です。さらに、それらは星の基本的な特性を推測し、高エネルギー現象と降着プロセスを調査し、星と連星進化の理論をテストし、高密度プラズマと非常に強い磁場との間の相互作用を調査し、連星進化と動的相互作用の間の相互作用(それらが密集した星団に属する場合)であり、宇宙時間スケールでの銀河の組み立てプロセスのプローブとしても使用できます。天体物理学にとってコンパクトな天体を降着させることの基本的な重要性と、これらの魅力的な天体の理解に関する最近の進歩にもかかわらず、それらがどのように形成され進化するかはまだ完全には理解されていません。この章では、これらのオブジェクトに関する私たちの知識の現在の理論的状況を確認し、残っている問題とそれらの潜在的な解決策について説明します。
MPIfR-MeerKAT Galactic Plane サーベイ I -- システムのセットアップと初期の結果
| Title |
The_MPIfR-MeerKAT_Galactic_Plane_survey_I_--_System_setup_and_early_results |
| Authors |
P.V._Padmanabh,_E.D._Barr,_S.S._Sridhar,_M.R._Rugel,_A._Damas-Segovia,_A.M._Jacob,_V._Balakrishnan,_M._Berezina,_M._C._i_Bernadich,_A._Brunthaler,_D._J._Champion,_P._C._C._Freire,_S._Khan,_H.-R._Kl\"ockner,_M._Kramer,_Y._K._Ma,_S._A._Mao,_Y._P._Men,_K._M._Menten,_S._Sengupta,_V._Venkatraman_Krishnan,_O._Wucknitz,_F._Wyrowski,_M._C._Bezuidenhout,_S._Buchner,_M._Burgay,_W._Chen,_C._J._Clark,_L._K\"unkel,_L._Nieder,_B._Stappers,_L._S._Legodi,_M._M._Nyamai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09231 |
銀河平面電波サーベイは、中性子星や銀河磁場から星の形成や進化まで、幅広い天体物理現象の理解を深める上で重要な役割を果たしています。最新の干渉望遠鏡でこのような調査を実行すると、大量のデータレートが生成され、処理に必要な時間だけデータが保存される、完全または準リアルタイムのデータ分析への移行が必要になります。これにより、望遠鏡の観測時間を効果的に管理するための科学的な戦略と方法を再考案する必要が生じました。ここでは、3000時間のMax-Planck-Institutf\"urRadioastronomie(MPIfR)MeerKATGalacticPlaneSurvey(MMGPS)のセットアップについて説明します。この調査は、共生モードで動作するという点でユニークです。発見を含む調査の主な科学的目的新しいパルサーとトランジェントの研究、および銀河磁気、星間媒体と星形成率の研究.イメージング、スペクトル、および時間ドメインでのデータ削減に必要なハードウェアおよびソフトウェアインフラストラクチャと組み合わせた戦略について説明します.これまでのところ、17個のバイナリパルサーを含む78個の新しいパルサーを発見しました.数十マイクロヤンスキーのオーダーと数秒角の空間分解能に敏感なイメージングパイプラインも開発しました.さらなる科学操作は、Sバンド受信機で開始されようとしています.社内で構築され、南アフリカ電波天文台(SARAO)と共同で運用されているシステム.Sバンドでのスペクトル線試運転観測は、すでにこの装置の分光機能。これらの結果は、銀河科学に新たな道を開いただけでなく、スクエアキロメートルアレイ(SKA)のような将来の望遠鏡による調査の強力な基盤を築きました。
X線連星バーストのソフト状態における光輝線の起源：MAXI J1820+070の場合
| Title |
The_origin_of_optical_emission_lines_in_the_soft_state_of_X-ray_binary_outbursts:_the_case_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
K._I._I._Koljonen,_K._S._Long,_J._H._Matthews,_C._Knigge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09242 |
X線連星(XRB)の光輝線スペクトルは、外側の降着円盤の上に位置する、おそらく風の根元である、照射された大気で生成されると考えられています。しかし、ライン形成領域の物理的性質と物理的条件は、よくわかっていないままです。ここでは、光学スペクトルが、ディスクの中央面近くの低温で幾何学的に薄い部分と、X線照射によって生成された高温で垂直に広がった大気または流出との間の遷移領域で形成されるという考えをテストします。最初に、2018年の爆発に関連するソフト状態のXRBMAXIJ1820+070のVLTX-Shooterスペクトルを提示します。これは、二重ピークの水素とヘリウムの再結合線の豊富なセットを示しています。補助的なX線スペクトルと赤化推定値を利用して、このスペクトルをモンテカルロ放射伝達コードPythonでモデル化し、XRBディスクからの照射による流出の放射流体力学シミュレーションに触発された単純なバイコニカルディスク風モデルを使用します。このようなモデルは、観察された特徴を定性的に再現できます。風の基部近くの遷音速「遷移領域」から生じる光放射のほとんどすべて。この領域では、特徴的な電子密度は10$^{12-13}$cm$^{-3}$のオーダーであり、観測されたフラットなバルマー減衰(H$\alpha$/H$\beta\約1.3ドル）。強い照射は、XRBディスクの光ライン形成層と、X線吸収線を生成する上層の流出/大気の両方を自然に引き起こす可能性があると結論付けています。
SKAによる宇宙線空気シャワーの縦粒子分布測定の展望
| Title |
Prospects_for_measuring_the_longitudinal_particle_distribution_of_cosmic-ray_air_showers_with_SKA |
| Authors |
A._Corstanje,_S._Buitink,_J._Bhavani,_M._Desmet,_H._Falcke,_B._M._Hare,_J._R._H\"orandel,_T._Huege,_N._Karasthatis,_G._K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_A._Nelles,_K._Nivedita,_H._Pandya,_J._P._Rachen,_O._Scholten,_S._Thoudam,_G._Trinh,_S._ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09249 |
SKAなどの非常に高密度の無線アレイを使用する場合、$X_{\rmmax}$を超える個々のエアシャワーの縦方向プロファイルを測定する可能性を探ります。オーストラリアで建設されるスクエアキロメーターアレイの低周波部分は、半径500mの内側コア領域に約50,000ドルのアンテナという巨大なアンテナ密度を備えており、周波数帯域は50～350MHzです。CoREASシミュレーション、SKA-Lowアンテナモデルとノイズ寄与、および適応されたLOFAR解析スクリプトから、シャワー最大値$X_{\rmmax}$の解像度と、LOFARよりもかなり優れたエネルギーが得られます。すでにこのセットアップから、縦方向プロファイルの少なくとも1つの追加パラメーターを測定できることを示します。これは、追加の組成依存量を測定することにより、質量組成分析を改善します。さらに、ハドロン相互作用モデルの異なる予測を区別する機会を提供するため、人工加速器を超えるエネルギーレベルでのハドロン物理学に貢献します。
ブレーザー J1419$-$0838 の電波および中赤外線特性
| Title |
Radio_and_mid-infrared_properties_of_the_blazar_J1419$-$0838 |
| Authors |
Krisztina_Perger,_S\'andor_Frey,_Krisztina_\'Eva_Gab\'anyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09263 |
電波クエーサーNVSSJ141922$-$083830(J1419$-$0838)は、フェルミ宇宙望遠鏡で$\gamma$線帯で検出された後、最初は未分類のブレーザー型天体として分類されました。その後、複数の波長帯の観測とモデリングを使用して、それがフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)であることがわかりました。ただし、その電波放射については、文献で詳細に議論されたことはありません。ここでは、pcおよびkpcスケールでアーカイブされた干渉画像データを使用して、J1419$-$0838の電波特性に関する詳細な分析を提示します。磁束密度の変化、フラットな電波スペクトル、すべてのスケールでのクエーサー構造のコンパクトな性質、および電波放射の相対論的ドップラー増強はすべて、FSRQとしての以前の分類をサポートしていると結論付けています。また、広視野赤外線サーベイエクスプローラー衛星による観測に基づいて、クエーサーの短期および長期の中赤外(MIR)光度曲線を調査し、時間スケールだけでなく、日の時間スケールにも大きな変動性があることを発見しました。年。以前に報告された$\gamma$線および光学フレアの時間とMIR光曲線の比較は、異なる波長帯でのイベント間に明確な相関関係を示していません。
暗黒物質構成要素としての原始ブラック ホールの増加
原始ブラックホールによるポジトロニウム(電子陽電子)プラズマの磁気降着が、現在の宇宙の暗黒物質の質量にどのように大きく寄与するかを示します。背景のガンマ線が原初のブラックホールであると仮定すると、ホーキング放射はボンダイ降着を除外し、活動銀河核の研究から知られている磁気降着は暗黒物質の豊富さを説明できます。さまざまな降着シナリオが議論されています。
| Title |
Nucleosynthesis_in_neutrino-heated_ejecta_and_neutrino-driven_winds_of_core-collapse_supernovae;_neutrino-induced_nucleosynthesis |
| Authors |
Shinya_Wanajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09442 |
コア崩壊超新星の最も内側の噴出物は、いくつかの鉄グループとより重い原子核の源であると考えられています。噴出物は主にニュートリノ加熱によって駆動され、主に自由中性子と陽子へのニュートリノ捕獲によるものです。このようなニュートリノ相互作用は、噴出物中の中性子の豊富さを設定するために重要な役割を果たします。洗練されたニュートリノ輸送を用いた最近の流体力学研究は、噴出物がわずかに中性子に富むか、陽子に富むことさえあることを示しています。このような条件では、多種多様なトランス鉄同位体が合成されますが、中性子の豊富さはrプロセス核の生成には不十分です。このキャプターでは、コア崩壊超新星のニュートリノ加熱噴出物およびニュートリノ駆動風における元素合成の基本概念が、最新の研究とともに提示されます。ニュートリノで加熱された噴出物は、最初の数秒以内の初期の噴出物成分を示しており、ニュートリノ圏上の物質の異方性対流活動が元素合成にとって重要になります。次に、原始中性子星の表面から発生するほぼ等方性の流出であるニュートリノ駆動の風が続きます。このような特性によると、ここでの元素合成の研究は、それぞれ最近の多次元流体力学シミュレーションと半解析的な風解に基づいています。これらの研究は、ニュートリノで加熱された噴出物で、48Caや92Moなどのいくつかの希少同位体と同様に、原子質量番号90までのトランス鉄種が生成されることを示唆しています。ニュートリノ駆動の風は、rプロセス原子核の発生源とは考えにくいが、原子番号110までの陽子に富む同位体の発生源として有望である.
Ia型超新星における後期近赤外プラトーの測光的研究
| Title |
Photometric_study_of_the_late-time_near-infrared_plateau_in_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
M._Deckers,_O._Graur,_K._Maguire,_L._Shingles,_S._J._Brennan,_J._P._Anderson,_J._Burke,_T.-W._Chen,_L._Galbany,_M._J._P._Grayling,_C._P._Guti\'errez,_L._Harvey,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Inserra,_T._Killestein,_C._McCully,_T._E._M\"uller-Bravo,_M._Nicholl,_M._Newsome,_E._Padilla_Gonzalez,_C._Pellegrino,_G._Terreran,_J._H._Terwel,_M._Toy,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09548 |
70-500dの間に発生するIa型超新星(SNeIa)の後期近赤外プラトーの詳細な研究を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡、ジェミニ、新技術望遠鏡、3.5mカラルアルト望遠鏡、ノルディック光学望遠鏡で撮影された新しい観測により、近赤外線プラトー後期に観測されたSNeIaの既存のサンプルを2倍にしました。私たちのサンプルは、赤方偏移<0.025の24の近くのSNeIaで構成されています。ほとんどの正常なSNeIaのKsバンドにプラトーが存在しないことを確認できます。ピークでより広い光学的光度曲線を持つSNeIaは、JとHのプラトーでより高い平均輝度を持つ傾向があります。これは、おそらく前の100dでのより浅い減少によるものです。ピーク時により明るいSNeIaも、Hのプラトーフェーズ中に急な減少を示します。データを、近赤外線の星雲SNeIaの最先端の放射伝達モデルと比較します。非熱電離速度を低下させたサブMchモデルとの一致は見られますが、これらの速度を低下させるための物理的な正当化はまだ提案されていません。プラトー中のスペクトル進化の分析は、近赤外フィルターにおける[FeII]と[FeIII]の寄与の比が、前記フィルターの光曲線の進化を決定することを示しています。通常のSNeIaで見られる傾向から予想されるよりも、プラトー期間中は過度に明るいSNeの低下が遅いことがわかります。
VISIONS: VISTA スター フォーメーション アトラス -- II.データ処理パイプライン
| Title |
VISIONS:_The_VISTA_Star_Formation_Atlas_--_II._The_data_processing_pipeline |
| Authors |
Stefan_Meingast,_Herv\'e_Bouy,_Verena_F\"urnkranz,_David_Hernandez,_Alena_Rottensteiner,_and_Erik_Br\"andli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08840 |
VISIONS公開調査では、近赤外線でサブアーク秒の解像度で5つの近くの星形成領域の大規模なマルチエポックイメージングが提供されます。プログラム内で収集され、欧州南天天文台(ESO)科学アーカイブによって提供されるすべてのデータは、カスタムのエンドツーエンドパイプラインインフラストラクチャで処理され、科学対応の画像とソースカタログを提供します。データ削減環境は、CambridgeAstronomicalSurveyUnit(CASU)によって提供されるソフトウェアで処理される真のデータ製品のいくつかの欠点を軽減する目的で特別に開発されました。たとえば、最大100masおよび0.1の空間的に変化する天文および測光バイアスなどです。マグ、それぞれ。同時に、結合された画像の解像度は、CASU処理環境の同じ製品と比較して最大20%高くなります。ほとんどのパイプラインモジュールはPythonで記述されており、数値計算にC拡張ライブラリを広範囲に使用しているため、アクセシビリティ、堅牢性、および高性能が同時に提供されます。アストロメトリックキャリブレーションは、Gaia基準フレームに対して実行され、フラックスは、TwoMicronAllSkySurvey(2MASS)で提供されるソースマグニチュードに対してキャリブレーションされます。明るい光源の場合、絶対的な天文誤差は通常10～15masのオーダーであり、フラックスはサブパーセントの精度で決定されます。さらに、2MASS測光に関するキャリブレーションには、色の項がほとんどありません。このパイプラインは、ESOフェーズ3規制に準拠したデータを生成し、さらに2MASS調査によって提供されるものと同様に構成された精選されたソースカタログを提供します。
| Title |
The_Tiny_Time-series_Transformer:_Low-latency_High-throughput_Classification_of_Astronomical_Transients_using_Deep_Model_Compression |
| Authors |
Tarek_Allam_Jr.,_Julien_Peloton,_Jason_D._McEwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08951 |
データが支配する天文学の新たな黄金時代が到来しています。大規模な天文調査では、前例のない速度で情報が放送されており、大量のデータを処理するための最新の科学パイプラインの重要なコンポーネントとして機械学習が求められています。VeraC.RubinObservatoryの今後のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、時間領域天文学のビッグデータ基準を引き上げ、1晩あたり1,000万件のアラートが予想され、生涯にわたって何ペタバイトものデータが生成されます。調査の。追跡分析のために追加のリソースを求めることができるタイムクリティカルなイベントには、リアルタイムで動作できる高速で効率的な分類アルゴリズムが堅牢かつ正確に必要です。このようなデータを処理するには、最新のハードウェアアクセラレータを活用するツールと組み合わせた最先端のディープラーニングアーキテクチャが不可欠です。最新の深層圧縮手法を使用することで、分類のパフォーマンスを維持しながら、モデルサイズを$18\times$削減する方法を紹介します。また、深層圧縮技術に加えて、ファイル形式を慎重に選択することで、ローカル処理で$8\times$、ライブプロダクション設定で$5\times$のオーダーで、推論のレイテンシが向上し、アラートのスループットが向上することも示しています。.これをライブ設定でテストするために、元の時系列変換器t2のこの最適化されたバージョンを、実際のZwickyTransientFacility(ZTF)アラートデータでFINKのコミュニティアラートブローキングシステムにデプロイし、スループットパフォーマンスを他の科学モジュールと比較します。FNKに存在するもの。ここに示されている結果は、LSSTスケール以上でのリアルタイム分類に対する時系列変換器の適合性を強調し、一時的な分類のためのディープラーニングモデルの展開能力とスケーラブルな推論を改善するための基本的なツールとしてディープモデル圧縮を導入します。
科学画像からの適応光学点像分布関数推定の改善された事前分布: デコンボリューションへの応用
| Title |
Improved_prior_for_adaptive_optics_point_spread_function_estimation_from_science_images:_Application_for_deconvolution |
| Authors |
A._Lau,_R._JL._F\'etick,_B._Neichel,_O._Beltramo-Martin,_T._Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09422 |
補償光学(AO)支援観測の点広がり関数(PSF)の知識へのアクセスは、AOデータを処理する際の大きな制限です。この制限は、画像解析でデコンボリューション手法を使用する必要がある場合に特に重要です。PSFは複雑で時変関数であるため、科学観測の前後に較正星で取得された参照PSFは、デコンボリューションに使用するには観測の実際のPSFとは大きく異なり、最終的な画像にアーティファクトが生じる可能性があります。いわゆる限界アプローチに基づく既存のPSF推定方法を改善し、オブジェクトプライアを強化して、よりロバストで、解決された拡張オブジェクトの観測に適したものにしました。私たちのプロセスは、文献からの2段階のブラインドデコンボリューションアプローチに基づいています。最初のステップは、サイエンスイメージからのPSF推定です。このために、限界アルゴリズムに基づいてパラメーターが推定される分析PSFモデルを使用しました。このPSFは、デコンボリューションに使用されました。この研究では、最初に、シミュレーションを使用して正確で回復力のあるデコンボリューションプロセスを取得するために、PSFパラメーターの知識の観点から要件を調査しました。現在の限界アルゴリズムは、特に小さなオブジェクトが存在する場合に、必要なレベルの精度を提供しないことを示しています。したがって、オブジェクト記述用の新しいモデルを提供することで限界アルゴリズムを修正し、必要なPSFパラメーターの推定を改善しました。私たちの方法は、シミュレーションで現実的なシステム構成とさまざまなクラスの太陽系オブジェクトを使用して、デコンボリューションの要件を満たします。最後に、クレオパトラ小惑星のSPHERE/ZIMPOL観測でブラインドデコンボリューションを実行することにより、この方法を検証します。
ジャイロクロノロジーの経験的限界
ジャイロクロノロジーの約束は、星の自転周期と質量が与えられれば、その年齢を推測できるということです。ジャイロクロノロジーの現実は、恒星の自転周期を変更する通常の磁気制動以外の効果によって複雑になります。この作業では、最新の散開星団データによって暗示される時間および質量に依存するスピンダウン率を再現する補間ベースの回転年代学フレームワークを提示すると同時に、最初の星の自転周期の分散が星として減少する率も一致させます。年。温度が3800～6200K、年齢が0.08～2.6ギガ年(Gyr)の星に対してこの手法を検証し、それを使用してジャイロクロノロジーの経験的限界を再検討します。以前の研究に沿って、不確実性の下限は星の質量と年齢の両方で大きく変化することがわかりました。太陽のような星(5800K)の場合、統計的な年齢の不確実性は、0.2Gyrで$\pm$38%から2Gyrで$\pm12$%に単調に改善されます。星のスピンダウンの速度。低質量のK型矮星(4200K)の場合、スピンダウンが停止しているため、後層は非常に非対称であり、$\pm$1$\sigma$の年齢の不確実性は、最初の数ギガ年にわたって10%から50%の間で非単調に変化します。.1.5Gyrよりも古い大質量K型矮星(5000K)は最も正確な年代をもたらし、スピンダウン率(系統的には12%)の可能な変化、絶対年代スケールの較正(8%体系的)、および遅いシーケンスの幅(4%統計)。gyro-interpと呼ばれるオープンソースの実装は、https://github.com/lgbouma/gyro-interpでオンラインで入手できます。
ケプラー宇宙望遠鏡と K2 キャンペーンで観測された脈動する DA 白色矮星の地震学的研究 1-8
| Title |
Seismological_Studies_of_Pulsating_DA_White_Dwarfs_Observed_with_the_Kepler_Space_Telescope_and_K2_Campaigns_1-8 |
| Authors |
Weston_Hall,_Barbara_G._Castanheira,_Agn\`es_Bischoff-Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08887 |
8.5-10$M_\odot$までの質量で生まれたすべての単星は、白色矮星(WD)として一生を終えます。この進化段階では、WDは冷却シーケンスに入り、星は熱エネルギーを放射し、基本的に冷却します。これらの星が冷えると、星が脈動する温度と条件に達します。微分測光法を使用して光度曲線を作成すると、観測された脈動の周期をWDから判断できます。白色矮星進化コード(WDEC)を使用して、さまざまな温度、星の質量、およびヘリウム層と水素層の質量を含む100万を超えるモデルのグリッドを計算し、それらの理論的な脈動周期を計算しました。このホワイトペーパーでは、WDECモデルを使用したWDアスタ地震学へのアプローチについて説明し、KeplerおよびK2データセットで観測された29のDAVの地震学的研究を提示します。以前はどんな容量でも。WDの内部構造について学ぶことは、WDの冷却シーケンスに重要な制約を課し、低質量星の星の進化に関する全体的な理解に影響を与えます。
VLTI/MATISSE が見た大減光期のベテルギウスの塵の多い星周環境
| Title |
The_dusty_circumstellar_environment_of_Betelgeuse_during_the_Great_Dimming_as_seen_by_VLTI/MATISSE |
| Authors |
E._Cannon,_M._Montarg\`es,_A._de_Koter,_A._Matter,_J._Sanchez-Bermudez,_R._Norris,_C._Paladini,_L._Decin,_H._Sana,_J.O._Sundqvist,_E._Lagadec,_P._Kervella,_A._Chiavassa,_A._K._Dupree,_G._Perrin,_P._Scicluna,_P._Stee,_S._Kraus,_W._Danchi,_B._Lopez,_F._Millour,_J._Drevon,_P._Cruzal\`ebes,_P._Berio,_S._Robbe-Dubois,_and_A._Rosales-Guzman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08892 |
2019年12月から2020年4月にかけて発生した典型的な赤色超巨星ベテルギウスの「大減光」は、恒星の表面とこのタイプの恒星の内部風で発生するプロセスについて前例のない洞察を与えてくれます。特に、ダストの核生成と質量損失プロセスのさらなる理解をもたらす可能性があります。ここでは、ほこりの多い星周環境の状態を評価するために、明るさの最小値近くで取得されたNバンド(8-13$\mu$m)のVLTI/MATISSE観測を提示および分析します。連続体3D放射伝達モデリングを使用して、星を覆い隠す塵の塊と中赤外干渉観測との互換性を調査し、星の近くに複数の塊を追加することによる観測量への影響を調べます。また、周囲の媒体にほこりが存在しない状態で、星の表面に大きなクールスポットが存在するかどうかをテストします。視程データを使用して、8～8.75$\mu$mのスペクトル範囲で59.02$\pm$0.64masの均一なディスク直径を導き出します。ダストクランプモデルとクールスポットモデルの両方がデータと互換性があることがわかりました。これに加えて、星の視線にある局所的な塵の塊の消滅と放出は、互いに直接補償し、スペクトルエネルギー分布と可視性で塊を検出できないことに注意してください。したがって、「大減光」中の赤外線による増光の欠如は、考えられるメカニズムの1つとして、塵の塊による絶滅を除外するものではありません。可視性は、13個の恒星半径でダストが凝縮し、ダストの質量損失率が(2.1-4.9)$\times$10$^{-10}$$\mathit{M}_{\odot}{\rmyr}^{-1}$ただし、観測された閉鎖段階の複雑さを再現するには、追加の表面の特徴またはダストの塊が必要になります。
南半球からの V Gru 連星系の最初のマルチバンド測光光度曲線解
| Title |
The_First_Multiband_Photometric_Light_Curve_Solutions_of_the_V_Gru_Binary_System_from_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
Mehmet_Tanriver,_Atila_Poro,_Ahmet_Bulut,_Ahmet_Keskin,_and_Mark_G._Blackford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09109 |
この研究では、南半球からの短周期VGru食連星の最初のマルチバンド測光解が提示されています。システムの光度曲線は、オーストラリアのコンガリーニ天文台でBVIフィルターを通して15日間観測されました。新しい地上ベースのデータに加えて、2つのセクターでのTESS観測も使用しました。PHysicsOfEclipsingBinariEs(PHOEBE)2.4.7バージョンコードを使用してシステムの光度曲線を分析し、測光観測との最適な一致を達成しました。解は、VGruがq=1.302(81)質量比、f1=0.010(23)、f2=-0.0.009(21)、およびi=73.45(38)の近接触連星系であることを示唆しています。光曲線分析では、より高温のコンポーネントとより低温のコンポーネントの2つのホットスポットを考慮しました。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アプローチに基づいて、光度曲線から最小時間を抽出しました。新しい光度曲線、TESS、および追加の文献最小値を使用して、VGruの天体暦を計算しました。システムの食のタイミング変動傾向は、MCMCメソッドを使用して決定されました。このシステムは、将来の研究にとって良い挑戦的なケースです。
低質量の若い星の爆発の静止: LDN1415-IRS
| Title |
Quiescence_of_an_Outburst_of_a_Low-Mass_Young_Stellar_Object:_LDN1415-IRS |
| Authors |
Koshvendra_Singh,_Devendra_K._Ojha,_Joe_P._Ninan,_Saurabh_Sharma,_Supriyo_Ghosh,_Arpan_Ghosh,_Bhuwan_C._Bhatt_and_Devendra_K._Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09118 |
低質量の若い恒星天体(YSO)であるLDN1415-IRSは、2001年から2006年の間に爆発を起こし、周囲の星雲LDN1415-Nebを照らしています。LDN1415-Nebは、2006年4月までにI=3.77等で明るくなったことがわかった。この研究では、2006年10月から2022年1月までの$\sim$15.5年間にわたる光学的光度曲線を提示している。最初の光スペクトルは、システム内に風の存在を示しましたが、その後のスペクトルには風のインジケータがありません。光度曲線の下降と、後の時代のスペクトルにおけるP-Cygniプロファイルの欠如は、星と星雲システムがそのアウトバースト状態から回復していることを示しています。2つのHerbig-Haro天体(HHO)は、星雲の光学的明るさのピークに対して直線的に配置されており、おそらく星周円盤が真横から見られていることを示しています。TANSPECを使用した最近の深遠赤外線(NIR)イメージングにより、LDN1415-IRSの南、$\sim$5.4秒角の角距離に、近くに星のようなソースが存在することが明らかになりました。
マーチソン ワイドフィールド アレイからの惑星間シンチレーション測定を使用したコロナ質量放出の検出と特徴付け
| Title |
Detection_and_Characterisation_of_a_Coronal_Mass_Ejection_using_Interplanetary_Scintillation_measurements_from_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
J._Morgan,_P._I._McCauley,_A._Waszewski,_R._Ekers,_R._Chhetri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09134 |
以前に、マーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)が、範囲$\sim30^\circ$の視野にわたって数百の惑星間シンチレーション(IPS)源を同時に検出できることを示しました。この機能を使用して太陽圏構造を追跡できるかどうかをテストするために、88時間分のMWAIPSデータの検索を行い、視野内に重要なコロナ質量放出(CME)がある可能性が高い観測を特定しました。5分間のMWA観測1回で、打ち上げから33時間後に太陽から$\sim37^\circ$離れた位置にあるCME$\sim$の位置を特定して画像化できることを示しています。IPS観測量を使用してCMEの運動学を制約し、MWAIPS観測を将来どのように使用して、太陽圏モデリングの取り組みに独自の貢献をすることができるかについて説明します。
ロシター・マクラフリンと太陽系外惑星透過分光法における太陽中心から縁までの変動
| Title |
Solar_center-to-limb_variation_in_Rossiter-McLaughlin_and_exoplanet_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Ansgar_Reiners,_Fei_Yan,_Momo_Ellwarth,_Hans-G\"unter_Ludwig_and_Lisa_Nortmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09169 |
空間的に解像されていない恒星観測からのラインプロファイルは、特定の視野角で恒星大気を観測した結果として得られるローカルラインプロファイルの重ね合わせで構成されます。恒星の磁気活動または惑星トランジットによって引き起こされるラインプロファイルの変動性は、個々の表面位置でのプロファイルの重量および/または形状を選択的に変化させます。空間的に分解された星の表面の観測が利用できないため、通常、効果は放射伝達計算でモデル化されます。太陽については、最近、太陽の中心から縁までの変動(CLV)の広帯域分光アトラスを取得しました。アトラスを使用して、広く使用されている放射伝達計算と太陽観測の間の体系的な違いを研究しています。系外惑星の透過解析に役立つ4つの強力な線に注目し、CLVが透過とロシターマクラフリン(RM)曲線に与える影響を調査します。合成スペクトルの計算に使用される太陽モデルは、ラインコアの深さを過小評価する傾向がありますが、CLVの影響を過大評価する傾向があります。私たちの研究は、CLVが伝達曲線、特にRM曲線に大きな体系的なオフセットをもたらす可能性があることを示しています。個々の線を中心とする伝送曲線は、モデルによって最大2倍過大評価されており、RM曲線のシミュレーションでは、最大で5～10\,m\,s$^{-1}$ずれている振幅が得られます。ライン上。トランジット観測の解釈には、太陽CLVを正確に再現するモデルスペクトルが利用可能になることが重要であり、現在のところ、利用可能な唯一のキャリブレーションポイントです.
太陽風の流れの相互作用領域の物理ベースのモデル: L1 での運用予測のためのマルチ VP と 1D MHD 間のインターフェース
| Title |
Physics-based_model_of_solar_wind_stream_interaction_regions:_Interfacing_between_Multi-VP_and_1D_MHD_for_operational_forecasting_at_L1 |
| Authors |
R._Kieokaew,_R._F._Pinto,_E._Samara,_C._Tao,_M._Indurain,_B._Lavraud,_A._Brunet,_V._G\'enot,_A._Rouillard,_N._Andr\'e,_S._Bourdarie,_C._Katsavrias,_F._Darrouzet,_B._Grison,_and_I._Daglis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09221 |
地球の放射線帯における現在の宇宙天気予報の能力は、ラグランジアンL1ポイントでのリアルタイムの太陽風モニタリングを使用した1時間前に限られています。通信衛星に対する宇宙天気の影響を軽減するために、予測のリードタイムを早めるためにいくつかのフレームワークが提案されました。L1における周囲の太陽風の状態（速度、密度、温度、接線磁場）を4日間のリードタイムで予測するための「Helio1D」と呼ばれるプロトタイプパイプラインを開発しています。このパイプラインは、共回転相互作用領域(CIR)と、放射線帯の高エネルギー流束を増加させる可能性のある高速ストリームを予測します。Helio1Dパイプラインは、0.14AUでのリアルタイムの太陽風の発生を提供するMulti-VPモデルと、太陽風伝搬の1DMHDモデルを接続します。2004年から2013年までと2017年から2018年までの間隔の観測に対して、太陽風速度のHelio1Dパイプラインのベンチマークを行います。パイプラインのパフォーマンスを測定します。特に、このフレームワークを使用して、運用予測のためのパイプラインのパフォーマンスを調整および改善します。タイミングとマグニチュードの不確実性を提供するために、地球を含むさまざまな仮想ターゲットに対応する合計21のプロファイルに対して、いくつかの太陽風の条件を並行してモデル化します。このパイプラインを使用して、内部磁気圏と放射線帯のダイナミクスを予測することを目的とした、毎日のリアルタイムの太陽風予報を提供できます。
連絡先バイナリのモデリング、II。エネルギー伝達の効果
| Title |
Modeling_contact_binaries,_II._The_effect_of_energy_transfer |
| Authors |
Matthias_Fabry,_Pablo_Marchant,_Norbert_Langer,_Hugues_Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09328 |
コンテクスト。大質量星が連星相互作用を起こすのはよくあることです。近い連星では、成分が接触段階に入ることがあり、両方の星がそれぞれのロシュローブを同時にオーバーフローします。このような星系の星の特性には観測上の制約が存在しますが、接触段階を特徴とする最も詳細な星の進化モデルは、それらの測定値と完全に一致するわけではありません。ねらい。連星の接触段階を1D恒星進化コードで一貫してモデル化することを目指しています。この目的のために、共通の接触層でのエネルギー移動を説明する方法論を開発します。メソッド。恒星進化コードMESAのvonZeipelの定理に基づいて、接触連星の構成要素間のエネルギー移動の近似モデルを実装します。この移動がある場合とない場合の構造モデルと進化モデルを比較し、接触段階の観察可能な特性への影響を分析します。結果。エネルギー伝達を実装すると、接触バイナリのコンポーネント間の共通エンベロープの気圧傾度を排除するのに役立ちます。これは、存在する場合、強い熱流を駆動します。大規模な接触バイナリのエネルギー移動を考慮すると、質量比の進化が大幅に変化し、質量比が等しくない接触システムの寿命を延ばすことができることがわかりました。
巨大な若い星団 RSGC1 の赤色超巨星における CO 回転線放出の ALMA 検出 -- 赤色超巨星の新しい質量損失率処方の決定
| Title |
ALMA_detection_of_CO_rotational_line_emission_in_red_supergiant_stars_of_the_massive_young_star_cluster_RSGC1_--_Determination_of_a_new_mass-loss_rate_prescription_for_red_supergiants |
| Authors |
Leen_Decin,_Anita_M.S._Richards,_Pablo_Marchant,_Hugues_Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09385 |
[要約]目的:以前の研究に固有の不確実性に悩まされていない、RSGの新しい質量損失率の処方箋を導き出すことを目指しています。方法:散開星団RSGC1内のRSGのサンプルに向かうCO回転線放出を観察しました。これらはすべて同様の初期質量です。ALMACO(2-1)ライン検出により、ガスの質量損失率(Mdot_CO)を取得できます。ダストスペクトル機能(Mdot_SED)の分析から得られた質量損失率とは対照的に、データは風速の直接決定を可能にし、不確実なダストからガスへの補正係数は必要ありません。結果:CO(2-1)でRSGC1の5つのRSGが検出されました。取得されたMdot_CO値は、Mdot_SEDより体系的に低くなります。RSGC1で検出されたRSGは5つだけですが、このデータにより、光度と初期質量に依存するM型赤色超巨星の新しい質量損失率の関係を提案できます。新しい質量損失率の関係は、RSGC1のRSGの新しいMdot_CO値と、RSGC1を含む4つのクラスターのRSGの以前のMdot_SED値に基づいています。新しいMdot処方は、アルファオリ、ミューセップ、VXSgrなど、複数のCO回転線で観測されるいくつかのよく知られた銀河系RSGの質量損失率を適切に予測します。ただし、RSGの寿命の一部の間に、より強力な、潜在的に噴火する質量損失プロセスが発生しているという兆候があります。大質量星の進化コードでより低い質量損失率を実装することは、それらの最終状態の性質に重要な結果をもたらします。RSGの質量損失率の減少は、静止状態のRSGの質量損失が、単一の星の水素に富むエンベロープを剥ぎ取るのに十分ではないことを意味します。コアが崩壊すると、そのような単一の星はRSGとして爆発します。
若い恒星 Gaia23bab (= SPICY 97589) からのバーストの繰り返し
| Title |
Repeating_Outbursts_from_the_Young_Stellar_Object_Gaia23bab_(=_SPICY_97589) |
| Authors |
Michael_A._Kuhn_(1),_Robert_A._Benjamin_(2),_Emille_E._O._Ishida_(3),_Rafael_S._de_Souza_(1),_Julien_Peloton_(4),_Michele_Delli_Veneri_(5)_((1)_University_of_Hertfordshire,_(2)_University_of_Wisconsin-Whitewater,_(3)_Universit\'e_Clermont_Auvergne,_(4)_Universit\'e_Paris-Saclay,_(5)_Instituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_Section_of_Naples) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09409 |
Gaia23bab(=SPICY97589)の光度曲線は、2017年の1つと2022年に始まる進行中のイベントの2つの重要な($\DeltaG>2$mag)増光イベントを示しています。光源の静止スペクトルエネルギー分布は、埋め込まれた($A_V>5$mag)前主系列星で、光降着発光と中間赤外線円盤発光を伴う。この特徴付けは、$900\pm45$~pcの距離にある星形成雲DOBASHI1604内の埋め込まれたクラスター内のソースのメンバーシップによってサポートされています。したがって、増光イベントは降着爆発の可能性が高く、EXLupタイプの可能性があります。
すべての X を 1 つのバスケットに入れる: サブ GeV 暗黒物質の X 線制約の更新
サブGeV暗黒物質粒子は消滅または崩壊してe^\pmペアを生成し、銀河の低エネルギー光子場を上方散乱させ、X線放出を生成します(逆コンプトン効果による)。Xmm-Newton、Integral、NuStar、SuzakuからのX線データを使用して、このクラスの暗黒物質(DM)に関する新しい制約を導き出します。消滅の場合、新しい限界は180MeVを超えるDM質量に対して利用可能な最強のものであり、m_DM~1GeVに対して<sigmav><10^-28cm^3/sに達します。崩壊の場合、私たちの限界は、本質的に考慮された質量範囲全体でこれまでで最も強力であり、m_DM~1GeVに対してtau>10^28sを制約し、既存の限界を最大3桁改善します。
深層ニューラル ネットワークを使用した宇宙論的粒子生成とペアワイズ ホットスポットの調査
| Title |
Probing_Cosmological_Particle_Production_and_Pairwise_Hotspots_with_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Taegyun_Kim,_Jeong_Han_Kim,_Soubhik_Kumar,_Adam_Martin,_Moritz_M\"unchmeyer,_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08869 |
インフレーションハッブルスケール$H_I$よりもはるかに大きな質量を持つ粒子は、インフレーション中に非断熱的にペア生成できます。質量が大きいため、生成された粒子は、その位置の周りの曲率摂動を変更します。これらのローカライズされた摂動は、最終的に、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、特にペアワイズホットスポット(PHS)にローカライズされたシグネチャを生じさせます。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)がCMB上のPHSを識別するための強力なツールを提供することを示します。特定のホットスポットプロファイルでは、従来の整合フィルター分析が最適であることが知られていますが、ニューラルネットワークは、粒子生成の現実的なモデルで発生する可能性がある多種多様な形状を効果的に検出することを学習します。PHS信号の支配的な背景が標準のCMB変動に由来するという理想的な状況を考えると、ホットスポット温度が$\mathcal{O}(10)$平均CMB変動よりも小さい。全体として、CNN検索は重い粒子質量$M_0/H_I=\mathcal{O}(200)$に敏感であり、超高エネルギー素粒子物理学のユニークなプローブの1つを構成します。
正規およびファントム スカラー フィールドから発せられる新規の正確な超コンパクトで超疎のヘアリー ブラック ホール
| Title |
Novel_exact_ultra-compact_and_ultra-sparse_hairy_black_holes_emanating_from_regular_and_phantom_scalar_fields |
| Authors |
Athanasios_Bakopoulos,_Theodoros_Nakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09116 |
重力に最小限に結合されたスカラー場を含む単純な重力理論の枠組みの中で、二次タイプの非自明なスカラーヘアを使用した分析的なブラックホールソリューションの出現を調査します。私たちのセットアップを使用して漸近的に(A)dSソリューションを取得することは可能ですが、現在の作業のコンテキストでは、漸近的にフラットなソリューションにのみ関心があります。最初に、通常のスカラーフィールドとファントムスカラーフィールドの両方から発せられる静的で球対称なブラックホールソリューションの特性を調べます。通常のスカラー場誘起解は超コンパクトブラックホールを記述する解であり、ファントムスカラー場は超疎ブラックホール解を生成することがわかります。後者は、超コンパクトなものとは対照的に、それらの地平線半径が同じ質量の対応するシュヴァルツシルトブラックホールの地平線半径よりも常に大きいため、非常に低密度になる可能性があるブラックホールです。次に、上記の静的解をゆっくりと回転する解に一般化し、それらの角速度を明示的に計算します。最後に、導出された解の軸方向の摂動の研究が行われ、超コンパクトな黒と超疎な黒の両方の存在を可能にする理論の自由パラメーターのパラメーター空間に常に領域があることを示します。穴。
EUCLID NISP grisms 飛行モデルの性能
| Title |
The_EUCLID_NISP_grisms_flight_models_performance |
| Authors |
Anne_Costille_(LAM),_A._Caillat_(LAM),_C._Rossin_(OPGC),_S._Pascal_(LAM),_P._Sanchez_(LAM),_R._Barette_(LAM),_P._Laurent_(LAM),_B._Foulon_(LAM),_C._Pari\`es_(LAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09130 |
ESAEUCLIDミッションは2020年に開始され、宇宙の加速膨張の原因となる暗黒エネルギーの性質を理解し、暗黒物質の幾何学をマッピングします。このマップは、NISPとVISという2つの機器のおかげで、距離赤方偏移の関係と宇宙構造の進化を調査します。NISP(NearInfraredSpectro-Photometer)は近赤外スペクトル範囲(0.9-2$\mu$m)で動作し、2つの観察モードがあります:広帯域フィルターで画像を取得する測光モードと分光モードです。検出器でのスリットレス分散画像の取得用。分光モードは、2つのスペクトル範囲をカバーするために4つの低解像度グリズムを使用します。NISPグリズムは、次の4つの主な光学機能を組み合わせた複雑な光学コンポーネントです。プリズム斜辺上のグレーティングによって行われるグリズム機能(1次回折次数のビーム偏差のない分散)、NISPの第1面に配置された多層フィルターによって行われるスペクトルフィルター。スペクトルバンドパスを選択するプリズム、プリズムの曲面フィルター面(曲率半径10m)によって行われるフォーカス機能、および溝の経路が平行でも直線でもないグレーティングによって行われるスペクトル波面補正。これらのコンポーネントの開発は、Laboratoired'AstrophysiquedeMarseille(LAM)で10年前から開始されており、プロジェクトフェーズに関連付けられていました。実現可能性を実証するためにプロトタイプが開発され、その後、光学的および機械的特性を検証するためのエンジニアリングモデルと認定モデルが開発されました。コンポーネントのパフォーマンス、最終的にフライトモデルが製造およびテストされ、NISP機器にインストールされます。この論文では、LAMで特徴付けられた4つのEUCLIDNISPグリズム飛行モデルの光学性能を提示します：波面誤差、スペクトル透過、および格子溝プロファイル。これらの特定の光学部品の特性評価のために開発された試験装置と方法について説明します。テスト結果の分析により、NISPのグリズム飛行モデルは、スペクトルバンドパスで70%を超える効率と30nmRMSを超える表面での波面エラーを備えた仕様の範囲内にあることが示されました。コンポーネントは、ランダムテストで最大11.6gRMSの振動認定レベルに耐え、130Kまでの真空極低温試験で、透過時の光学品質を測定します。EUCLIDgrismsフライトモデルは、仕様への準拠を実証したLAMで行われたテストキャンペーンの後、2017年11月にNISPプロジェクトに配信されました。
構造成長指数と現在の宇宙加速との相関：暗黒エネルギーモデルの制約
物質の摂動と成長指数$\gamma$を用いて、アインシュタインの理論の中で動的ダークエネルギーモデルを研究します。4次元の一般相対性理論では、暗黒エネルギーがクラスター化しないと仮定し、成長指数に線形仮説を採用して、減速パラメーター$q$と暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターへの影響を調査します。、$w$。このアプローチに従って、$q_0$(今日の$q$の値)と$\gamma$の間の関係を特定します。これは、私たちの知る限り、新しいものです。$w(z)$については、ほとんどの場合、現在の値$w_0>-1$で終わる-1ライン(五分位)を超えると考えられます。さらに、$w(z)$の解析式が次数(4,4)(またはそれ以上)のPad{\'e}パラメータ化の形式で得られることを示します。
M$^5$ -- 火星磁気圏多点測定ミッション: 火星へのマルチ宇宙船プラズマ物理ミッション
| Title |
M$^5$_--_Mars_Magnetospheric_Multipoint_Measurement_Mission:_A_multi-spacecraft_plasma_physics_mission_to_Mars |
| Authors |
Cormac_J._K._Larkin,_Ville_Lund\'en,_Leonard_Schulz,_Markus_Baumgartner-Steinleitner,_Marianne_Brekkum,_Adam_Cegla,_Pietro_Dazzi,_Alessia_De_Iuliis,_Jonas_Gesch,_Sofia_Lennerstrand,_Sara_Nesbit-\"Ostmann,_Vasco_D._C._Pires,_In\'es_Terraza_Palanca,_Daniel_Teubenbacher,_Florine_Enengl_and_Marcus_Hallmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09502 |
固有のダイナモを欠く火星は、他の地球体や彗星に見られる誘導磁気圏を比較研究するための理想的な実験室です。さらに、火星は、大気圏外への脱出と将来の有人探査の可能性によって居住性が失われるため、さらなる探査に特に関心が持たれています。これに関連して、火星磁気圏多点測定ミッション(M$^5$)を提案します。これは、火星誘導磁気圏のダイナミクスとエネルギー輸送を包括的に研究するマルチ宇宙船ミッションです。特に、磁気リコネクションの痕跡が発見されている大部分が未踏のマグネトテイル領域に焦点を当てています。さらに、火星の磁気圏のダイナミクス、特に異なる昼側の境界領域だけでなく、電流システムやプラズマ波などのエネルギー輸送現象を研究するには、上流の太陽風の状態に関する信頼できる知識が必要です。これは、誘導磁気圏を持つ惑星の大気脱出プロセスの研究に役立ちます。時空間的に変化する三次元構造を解明するためには、多点計測が必要です。したがって、M$^5$は5つの宇宙船ミッションであり、1つの太陽風モニターが火星半径5の円形軌道で火星を周回し、四面体構成の4つの小型宇宙船が楕円軌道で火星を周回し、遠くの磁気尾部にまたがって1.8火星半径の火星磁気圏内にある6火星半径。このようなミッションの科学的必要性の詳細な評価を提示するだけでなく、ミッションの要件のすべての側面と、質量、出力、リンクバジェットなどの制約を考慮に入れた結果のミッションと宇宙船の設計も示します。この使命の概念は、アルプバッハサマースクール2022で開発されました。
