RXJ0437+00: エキゾチックな重力レンズによる暗黒物質の拘束
| Title |
RXJ0437+00:_Constraining_Dark_Matter_with_Exotic_Gravitational_Lenses |
| Authors |
David_J._Lagattuta_(1,2),_Johan_Richard_(3),_Harald_Ebeling_(4),_Quentin_Basto_(3),_Catherine_Cerny_(1,2),_Alastair_Edge_(1),_Mathilde_Jauzac_(1,2,5,6),_Guillaume_Mahler_(1,2),_Richard_Massey_(1,2)_((1)_CEA,_Durham,_(2)_ICC,_Durham,_(3)_CRAL,_(4)_IfA,_Hawaii,_(5)_ARC,_Durban,_(6)_UKZN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09568 |
銀河団RXJ0437.1+0043(RXJ0437;z=0.285)の最初の強い重力レンズ分析を提示します。新たに得られたディープMUSE観測、Keck/MOSFIRE近赤外線分光法、およびハッブル宇宙望遠鏡のSNAPshotイメージングにより、13個の多重画像背景銀河が明らかになり、そのうちの3個(それぞれz=1.98、2.97、および6.02)は双曲線臍帯(H-U)にあります。レンズ構成。H-U画像は、クラスターの中心からわずか20～50kpcの位置にあります。つまり、アインシュタイン半径のかなり内側の距離にあり、他のレンズ構成からの画像は縮小され、しばしば観察できません。非常にまれですが(以前はH-Uレンズが1つだけ知られていました)、これらのシステムは質量分布の内側の勾配を制限できます。ラジアルアークとは異なり、H-U構成の存在は浅いコアに偏っていません。RXJ0437によってレンズ化された銀河は、30～300倍に拡大され、(H-Uシステムの場合)ほぼ等方的に引き伸ばされます。この極端な倍率を利用して、H-Uシステムのソース銀河を使用して小規模($\sim10^{9}M_{\odot}$)部分構造を調べる方法を示し、暗黒物質。
ニュートリノ質量スケールの測定は、今後10年間で宇宙探査機によって達成されるでしょう。一方では、宇宙構造形成の線形摂動理論に大質量ニュートリノを含めることはよく理解されており、最先端のボルツマンソルバーを使用して正確に行うことができます。一方、ボルツマン方程式の数値的実装は計算コストが高く、これらのコードのボトルネックです。これにより、対象となるすべてのスケール$k\sim(10^{-3}-10)$Mpc$^{-1}$で精度が制限されているにもかかわらず、より効率的な流体近似の開発が促進されました。この作業では、ニュートリノ流体の分散性、つまり音速のスケール依存性を説明し、改善された流体近似につながります。$\lesssim5\%$赤方偏移$z\lesssim5$でのニュートリノ密度と速度伝達関数に対して全体的な$\lesssim5\%$誤差を達成できることを示します。これは、ほぼ2倍です。
Aemulus $\nu$: ニュートリノ存在下での物質と偏ったトレーサ パワー スペクトルの正確な予測
| Title |
Aemulus_$\nu$:_Precise_Predictions_for_Matter_and_Biased_Tracer_Power_Spectra_in_the_Presence_of_Neutrinos |
| Authors |
Joseph_DeRose,_Nickolas_Kokron,_Arka_Banerjee,_Shi-Fan_Chen,_Martin_White,_Risa_Wechlser,_Kate_Storey-Fisher,_Jeremy_Tinker,_Zhongxu_Zhai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09762 |
Aemulus$\nu$シミュレーションを提示します:$3.51\times10^{10}\frac{\Omega_{cb}}{0.3}~h^{-1}M_{\odot}$を$w\nu$CDM宇宙パラメータ空間で計算します。シミュレーションは、大規模構造と宇宙マイクロ波背景宇宙探査機の間の張力の調査を容易にするために、$\sigma_8$の広い範囲にまたがるように明示的に設計されています。ニュートリノは、我々がシミュレートしたニュートリノの最大質量$0.5\,\rmeV$の精度を確保するために、2番目の粒子種として扱われます。Zel'dovich制御変量を採用することにより、問題の統計に応じて、シミュレーションの有効量を10～10^5倍に増やします。これらのシミュレーションの最初の適用として、新しいハイブリッド有効場理論と物質パワースペクトルサロゲートモデルを構築し、$k\le1\,h\,\rmMpc^{-1}$と$0\lez\le3$、$k\le4\,h\,\rmMpc^{-1}$の物質パワースペクトルの精度は$\le2\%$です。トレーニング済みのサロゲートモデルとサロゲートモデルの誤差の推定値を公開し、これらが今後何年にもわたってさまざまな宇宙論的分析に広く適用されることを期待しています。
赤方偏移空間の偏ったトレーサーからのフィールドレベルでの宇宙論の推論
| Title |
Cosmology_inference_at_the_field_level_from_biased_tracers_in_redshift-space |
| Authors |
Julia_Stadler,_Fabian_Schmidt_and_Martin_Reinecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09876 |
原則として、EFT尤度を使用したフィールドレベルでの銀河クラスタリングの宇宙論的推論により、準線形スケールからすべての非ガウス情報を抽出しながら、天体物理学的な不確実性を確実に無視することができます。この精神のパイプラインは\texttt{LEFTfield}コードに実装されており、この作業ではこれを拡張して、赤方偏移空間における銀河のクラスター化を記述します。主な追加機能は、LPT重力モデルでの速度場の計算、進化した偏った密度場の赤方偏移空間への完全な非線形変位、および速度バイアスの体系的な拡張です。得られた分析パイプラインを、複雑さが増すにつれて既知のグラウンドトゥルースを持つ合成データセットに適用することでテストします。摂動順モデル自体、サブサンプリングされた物質粒子、およびN体シミュレーションの暗黒物質ハローから生成されたモックデータです。成長率$f$、バイアス係数、およびノイズ振幅を変化させながら、初期時間密度コントラストをグラウンドトゥルースに固定することにより、一連の厳密なチェックを実行します。これらは、速度バイアスの体系的な高次展開が、エラー内でグラウンドトゥルースと一致する成長率を推測するために実際に必要であることを示しています。暗黒物質のハローに適用された我々の分析は、赤方偏移$z=0,\,0.5,\,1$でのさまざまなハロー質量と幅広いカットオフに対して、数パーセントのレベルで$f$に偏りのない制約をもたらします。$0.08\,h/\mathrm{Mpc}\leq\Lambda\leq0.20\,h/\mathrm{Mpc}$をスケーリングします。重要なことに、真の成長率と推定された成長率の間の偏差は、大規模構造のEFTに基づいて期待されるハロー質量、赤方偏移、およびカットオフによるスケーリングを示します。さらに、赤方偏移空間密度場への影響を通じて速度バイアスの堅牢な検出を取得し、高次導関数バイアスの寄与からそれを解きほぐすことができます。
DEMNUni: 宇宙空隙と CMB レンズ効果の間の相互相関に対する大質量ニュートリノの痕跡
| Title |
DEMNUni:_The_imprint_of_massive_neutrinos_on_the_cross-correlation_between_cosmic_voids_and_CMB_lensing |
| Authors |
Pauline_Vielzeuf,_Matteo_Calabrese,_Carmelita_Carbone,_Giulio_Fabbian_and_Carlo_Baccigalupi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10048 |
宇宙空隙は宇宙論の強力なプローブであり、今後の銀河調査の中心的な観測対象の1つです。空隙と、銀河クラスタリングや銀河レンズ効果などの大規模構造トレーサーとの間の相互相関は、宇宙論の非常に感度の高いプローブであることが示されており、重力とニュートリノの質量の性質を調べる最も有望なものの1つです。しかし、レンズ化された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のボイドインプリントの最近の測定値は、LCDMシミュレーションに基づく期待と矛盾していることが示されており、大量のニュートリノによる非標準の宇宙論的特徴の可能性を示唆しています。この作業では、大規模なニュートリノ宇宙論を使用したDEMNUni宇宙論シミュレーションを使用して、測光調査で選択されたボイドに対するニュートリノの影響を研究します。ルミナスレッドギャラクシーを介して、およびボイド-CMBレンズ相互相関について。この方法で観測されたボイドの特性(サイズ関数、プロファイル)が、質量のないニュートリノの場合と比較して、大量のニュートリノの存在によってどのように影響を受けるかを示し、これらがボイドサンプルの選択方法の関数としてどのように変化するかを示します。大質量ニュートリノが前述の緊張の原因である可能性についてコメントします。最後に、ボイドとCMBレンズ効果の相互相関で大質量ニュートリノの特徴を検出するための最も有望な設定を特定し、大質量ニュートリノを含むシミュレーションからの予測に対して将来の観測を比較することにより、異なるニュートリノ質量を区別するのに役立つ新しい量を定義します。
新しいモデルの下での宇宙論的制約のパンテオン サンプル分析
このプロジェクトでは、$0.01<z<2.26$の範囲の1048個のタイプIa超新星(SNeIa)からなるパンテオンサンプルの光度と赤方偏移の関係に適合する6つの宇宙モデルを適用することによって、宇宙論的パラメーターが決定されます。よく知られているフラットな$\Lambda$CDMモデルや広く研究されている他のモデルとは別に、このプロジェクトには$\textit{o}\textit{w}$CDMモデルと$\textit{o}\textit{w}_0\textit{w}_a$CDMモデル。MCMCアルゴリズムを実行して宇宙パラメータ間の相関関係を完全に評価し、宇宙の形状と質量の内容を調査します。バリオン音響振動(BAO)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の測定値をSNeIa制約と組み合わせると、物質密度パラメーター$\Omega_M=0.328^{+0.018}_{-0.026}$、空間の曲率パラメータ$\Omega_k=0.0045^{+0.0666}_{-0.0741}$、および状態パラメータ$w=-1.120^{+0.143}_{-0.185}$のダークエネルギー方程式は、$\textit{o}\textit{w}$CDMモデル。$\textit{o}\textit{w}_0\textit{w}_a$CDMモデルに関しては、パラメータ$\textit{w}$が$w=w_0+w_a(1-a)$、宇宙パラメータは$\Omega_M=0.344^{+0.018}_{-0.027}$、$\Omega_k=0.0027^{+0.0665}_{-0.0716}$、$w_0=-0.739^{+0.336}_{-0.378}$、および$w_a=-0.812^{+0.750}_{-0.678}$。$\textit{o}\textit{w}$CDMモデルと$\textit{o}\textit{w}_0\textit{w}_a$CDMモデルのパラメーターは、文献の結果と一致していますが、パラメーター$\textit{w}$は両方のモデルで十分に制約されていません。パラメーター$\textit{w}$の大きな不確実性は、MCMCアルゴリズムでより多くのステップを実行してパラメーターをより適切に制約し、それらの不確実性を推定することで減らすことができます。
局所熱平衡におけるモデルに依存しない気泡壁速度
| Title |
Model-independent_bubble_wall_velocities_in_local_thermal_equilibrium |
| Authors |
Wen-Yuan_Ai,_Benoit_Laurent,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10171 |
一次相転移における気泡壁速度を正確に決定することは、重力波信号と物質反物質非対称性の予測にとって非常に重要です。ただし、これは通常、基礎となる素粒子物理モデルに依存する困難な作業です。最近、局所的な熱平衡を仮定すると、気泡壁速度を計算するときに適切な近似が得られることが示されました。この論文では、局所熱平衡における気泡壁速度のモデルに依存しない決定を提供します。私たちの結果は、プラズマ内の音速がほぼ均一であるという合理的な仮定の下で、流体力学は次の4つの量によって完全に特徴付けられることを示しています。$\Psi_n$、および$c_s$と$c_b$の両方のフェーズでの音速。任意のモデルの局所熱平衡における壁速度とエネルギー分率の決定を可能にするコードスニペットを提供します。さらに、$c_s=c_b=1/\sqrt3$の場合の壁速度の近似関数を提示します。
サブネプチューンの内部への窓としての大気：水素-シラン-水のエンベロープの結合化学と構造
サブネプチューン太陽系外惑星は、一般に、ケイ酸塩に富むマグマの海の上に水素に富む大気があるという仮説が立てられています。ケイ酸塩物質のガス放出を研究した以前の研究では、このような大気と内部の相互作用が大気の全体的な構造と範囲に影響を与える可能性があることが実証されています。しかし、これらのモデルでは、水素ガス雰囲気中のSiOのみが考慮され、それらの間の化学反応は考慮されていませんでした。ここでは、H、Si、およびO種間の化学平衡の計算を大気構造モデルと結合します。かなりの量のシランSiH$_4$と水H$_2$Oが、ケイ酸塩に富む内部と水素に富む大気との間の相互作用によって生成されることがわかった。これらの種は大気中の高いところまで広がっていますが、その数は最も高温で最も深い地域で最大になります。たとえば、1000Kの平衡温度、5000Kの基底温度、および0.1$M_\oplus$水素エンベロープを持つ4$M_\oplus$惑星の場合、シリコン種と水は、大気の底にある数。この存在量の増加により、対流は温度$\gtrsim2500$Kで抑制されることがわかりました。この温度は低く、結果として生じる非対流領域が、大気化学を考慮していない以前のモデルで見つかったものよりも厚いことを意味します。.私たちの調査結果は、氷に富む物質を降着させる必要なく、マグマと水素の相互作用だけでかなりの内因性水が生成されることを示しています。大気と内部の相互作用の特徴の可観測性と、凝縮体の浮き上がりやより複雑な化学ネットワークを含む将来の研究の方向性について議論します。
ケプラー 16 および 34 類似体周辺の周連星形成の全球 N 体シミュレーション I: 小石降着シナリオの探索
| Title |
Global_N-body_simulations_of_circumbinary_planet_formation_around_Kepler-16_and_-34_analogues_I:_Exploring_the_pebble_accretion_scenario |
| Authors |
Gavin_A._L._Coleman,_Richard_P._Nelson,_Amaury_H._M._J._Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09899 |
トランジット惑星の調査では、数多くの周連星が発見されています。多くの場合、これらの惑星は、中心連星に近い動的不安定ゾーンの近くを公転することがわかっています。これらの惑星の存在は、流体力学的シミュレーションによって説明されており、周連星盤に埋め込まれた移動する周連星は、中央連星によって形成される中央空洞で停止することが示されています。トランジット調査は、公転周期が最も短い周連星を見つけることに最も敏感です。ESAのPLATOミッションによる予想される多数の周回惑星の検出と相まって、視線速度探索を使用してより長い周期のシステムを検出するという将来の約束は、これまでよりも一般的な意味で周回惑星の形成と進化をモデル化して理解する必要があることを示しています。以前に検討されました。この目標を念頭に置いて、水銀6シンプレクティックN体積分器に基づく、新しく開発された周連惑星形成のグローバルモデルを提示し、周連星盤のモデルと、小石の付着、ガスエンベロープの付着および移動。私たちの結果は、合理的な仮定の下で、小石の降着シナリオが観測されたものと同様の周連星系を生成できること、特にケプラー16bやケプラー34bに似た惑星を生成できることを示しています。私たちの結果を他のシステムと比較すると、私たちのモデルも多惑星システムを含むそのようなシステムを適切に再現していることがわかります。隣接する惑星間の共鳴は頻繁に得られますが、中央連星による惑星の放出は自由浮遊惑星の効果的な源として機能します。
Nancy Grace Roman Space Telescope Galactic Bulge Time Domain Survey
における Mid-M および Ultra Cool Dwarfs 周辺の小さなトランジット系外惑星の収量の予測
| Title |
Predicting_the_Yield_of_Small_Transiting_Exoplanets_around_Mid-M_and_Ultra-Cool_Dwarfs_in_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Galactic_Bulge_Time_Domain_Survey |
| Authors |
Patrick_Tamburo,_Philip_S._Muirhead,_Courtney_D._Dressing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09959 |
NancyGraceRomanSpaceTelescopeGalacticBulgeTimeDomainSurveyで、単一のmid-Mおよび超低温矮星(UCD)の周りを通過する小さな(0.5-4.0R$_\oplus$)太陽系外惑星の収量をシミュレートします。調査フィールド内でM3-T9ソースをシミュレートするための複数のアプローチを検討します。これには、局所空間密度のスケーリングや銀河系の恒星人口合成モデルの使用が含まれます。これらのアプローチは、調査フィールド内にある$\sim$100,000の単一の中間M矮星とローマF146等級21よりも明るいUCDを個別に予測します。初期から中期のM型矮星について以前に測定された惑星発生統計を仮定すると、この調査では、これらのソースの周りに1347$^{+208}_{-124}$個の小さなトランジット惑星が発見され、それぞれが7.1$\シグマ$以上。この予測からの大幅な逸脱は、小さな惑星の発生率が早期M矮星と比較して中期M矮星とUCDの周りで増加または減少するかどうかをテストします.この調査では、13$^{+4}_{-3}$個の居住可能な地球型惑星($R_p<$1.23R$_\oplus$)の検出を予測しています。しかし、これらの惑星の大気の特徴付けは、主星がかすかであるため、現在または近い将来の宇宙望遠鏡施設では困難です。それにもかかわらず、中程度のM矮星とUCDの周りの小さな惑星の発生に関する正確な統計は、惑星形成理論からの予測の直接テストを可能にし、主系列の下部にあるオブジェクトの周りの惑星人口統計の理解を決定します.この理解は、私たちの銀河系におけるそのような天体の蔓延を考えると非常に重要です。
生物のハビタブル ゾーン: 生物の温度調節における適応の影響
| Title |
A_Biotic_Habitable_Zone:_Impacts_of_Adaptation_in_Biotic_Temperature_Regulation |
| Authors |
A._E._Nicholson_and_N._J._Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10052 |
バイオシグネチャーの検索には、さまざまな条件下での生命に対する理解を深める必要があります。生命がその惑星の気候の進化に影響を与えることができる場合、極端な条件下での生命と気候のフィードバックの挙動を理解することが、ハビタブルゾーンの「端」を決定する鍵となります。さらに、温度が制限された生物圏の挙動を理解することは、地球上とは非常に異なる条件下で生活するエイリアンの生命のバイオシグネチャ予測を策定するのに役立ちます。この目的に向けて、非常に単純化された0次元の惑星に住む微生物の生命の抽象モデルである「ExoGaiaモデル」を拡張します。微生物はその代謝を介して大気組成に影響を与えるため、地球の温度と緊急のフィードバックループにより、微生物は気候を調節し、長期的な居住性を維持できます。ここでは、異なる種が異なる温度の「好み」を持つことを可能にすることにより、微生物の温度適応を含むようにExoGaiaモデルを適応させます。生物圏は、惑星の非生物的条件に適応するのではなく、惑星の気候により強く影響する傾向があることを発見しました。これは、居住する惑星の表面温度が、非生物モデルを使用して予測されたものと大きく異なる可能性があることを示唆しています。惑星への微生物の定着の成功率は、適応が許可されている場合に改善されることがわかりました。ただし、惑星の非生物的状況は、生命の全体的な生存の見通しが改善されるか低下するかを判断するために重要です。これらの結果は、ハビタブルゾーンの境界を予測するために、さまざまな制限体制の下で生活する生命の理解を深める必要があることを示しています。
CLEAR: 調査の概要、データ分析、製品
| Title |
CLEAR:_Survey_Overview,_Data_Analysis_and_Products |
| Authors |
Raymond_C._Simons,_Casey_Papovich,_Ivelina_G._Momcheva,_Gabriel_Brammer,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Steven_L._Finkelstein,_Catherine_M._Gosmeyer,_Jasleen_Matharu,_Jonathan_R._Trump,_Bren_E._Backhaus,_Yingjie_Cheng,_Nikko_J._Cleri,_Henry_C._Ferguson,_Kristian_Finlator,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji,_Intae_Jung,_Jennifer_M._Lotz,_Rosalia_O'Brien,_Rosalind_E._Skelton,_Vithal_Tilvi,_Benjamin_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09570 |
CANDELSLyman-aEmissionAtReionization(CLEAR)調査の概要を紹介します。CLEARは、ワイドフィールドカメラ3(WFC3)IRG102グリズムを使用したハッブル宇宙望遠鏡の130軌道プログラムです。CLEARは、CosmicAssemblyNear-IRDeepExtragalacticLegacySurvey(CANDELS)のGOODS-NフィールドとGOODS-Sフィールドの間で分割された12のポインティングをターゲットにしています。他のプログラムからの既存の分光データと組み合わせると、完全なCLEARデータセットには、0.8～1.7umを超えるこれらのフィールドの分光イメージングが含まれます。この論文では、CLEAR調査、調査戦略、データの取得、削減、処理、およびこの論文と一緒にリリースされた科学製品とカタログについて説明します。カタログには、主に0.2<z<3の範囲の6048銀河の測光とグリズム分光法の組み合わせから得られた輝線フラックスと赤方偏移が含まれています。また、CLEAR科学の目標と結果の概要も提供しています。このペーパーと併せて、1D+2D抽出スペクトルおよび輝線マップを含む、データ製品の電子版へのリンクを提供します。
おうし座分子雲の B10 領域における無星核の 3D 放射伝達モデリングとビリアル解析
| Title |
3D_Radiative_Transfer_Modelling_and_Virial_Analysis_of_Starless_Cores_in_the_B10_Region_of_the_Taurus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Samantha_Scibelli,_Yancy_Shirley,_Anika_Schmiedeke,_Brian_Svoboda,_Ayushi_Singh,_James_Lilly,_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09574 |
私たちの太陽のような低質量の星は、低温(10K)で密度の高い($\sim10^5$cm$^{-3}$)ガスと塵の核の中で進化を始めます。星のないコアの物理的構造は、ダスト粒子の熱放出によって最もよく調べられます。おうし座分子雲のB10領域にある星のないコアの高解像度ダスト連続体研究を提示します。IRAM30mのNIKA2機器による1.2mmと2.0mm(解像度$12^{"}$と$18^{"}$)での新しい観測により、14個の低質量の星のないコアの内部領域が探査されました。RADMC-3Dを利用する放射伝達フレームワーク$\textit{pandora}$を通じて、これらのコアのそれぞれに対して洗練された3D放射伝達モデリングを実行します。モデルの最適化により、各コアの中心密度、密度勾配、アスペクト比、不透明度、および星間放射場強度が制約されます。B10のこれらの「典型的な」コアは、$5\times10^4-1\times10^6$cm$^{-3}$の中心密度にまたがり、平均値は$2.6\times10^5$cm$^{-3}$.$\textit{Herschel}$からの推定値と同様に、3Dモデリングで仮定された粉塵の不透明度の法則は、NIKA2から直接制約された分布の下端に、$\beta$の粉塵放射率指数を持っていることがわかります。平均すると$\beta=2.01\pm0.48$になります。3D密度構造とアーカイブNH$_3$データから、一貫性のあるビリアル分析を実行して、各コアの安定性を評価します。磁場の寄与を無視すると、14個のコアのうち9個($64\%$)がビリアル平衡状態にあるか、重力と外圧に拘束されていることがわかります。制限されたコアを平衡状態に戻すには、有効な磁場の差が$\sim15\mu$Gだけ必要です。
プレステラーコアのイオン中性ドリフト速度を観測できますか?
| Title |
Can_we_observe_the_ion-neutral_drift_velocity_in_prestellar_cores? |
| Authors |
Aris_Tritsis,_Shantanu_Basu,_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09583 |
分子雲の電離率が低いことを考えると、両極性拡散は星形成に不可欠なプロセスであると考えられています。ただし、化学的および放射伝達効果、観測上の課題、およびイオン中性ドリフト速度が本質的に非常に小さいという事実により、両極性拡散の明確な検出は非常に重要です。ここでは、一連の化学力学的、非理想的な磁気流体力学(MHD)、温度、宇宙線イオン化率、視覚的消光、質量--フラックス比、および化学進化。続いて、どの要因(化学、放射伝達、および/または観測上の困難)が最も困難であるかを評価するために、さまざまな理想化および非理想化シナリオを考慮して、多数の非局所熱力学的平衡(非LTE)放射伝達計算を実行します。イオン中性ドリフト速度を検出するための取り組みで克服する必要があります。温度がドリフト速度の振幅に大きな影響を与え、モデル化された最も冷たいコア(T=6K)が音速に匹敵するドリフト速度を示すことがわかりました。予想に反して、理想化されたシナリオ(2つの種が完全に化学的に共進化している場合)では、ドリフト速度が放射伝達効果を「存続」し、原則として観察できることがわかりました。最後に、化学的に共進化する$\rm{HCN}$と$\rm{HCNH^+}$を、イオン中性ドリフト速度。
M82 の拡散 4-8 keV 放射の起源
近くのスターバースト銀河M82の中心部で見つかった4～8keV拡散放射の最初の空間分解X線分光研究を数秒角スケールで提示します。私たちが見る新しい詳細により、高温ガスの性質とその起源、およびISMに関するフィードバックについて、多くの重要な結論を導き出すことができます。570ksの露出時間でChandraからのアーカイブデータを使用します。金属が豊富な高温ガスから予想される6.7keVでのFexxv放射は、スターバーストディスクに近い限られた領域でのみ強化され、拡散放射の残りの部分では弱いかほとんど存在しないため、0.1未満のEWの空間変動が生じます。keV～1.9keV。これは、電波放出宇宙線電子によるFIR光子の逆コンプトン散乱による非熱放出の存在を示しています。拡散X線、電波、およびFIR放射マップ間の形態学的類似性は、この概念を裏付けています。拡散発光スペクトルの分解は、4～8keVの光度の約70%が逆コンプトン発光に由来することを示しています。kT～5keVの金属に富んだ高温ガスは、4～8keV連続体への寄与はわずかですが、観測されたFexxv線の大部分を占めています。この高温のガスは、核周囲のスターバーストリングから出てきて、中間赤外線および電波放射ボイドとして識別される銀河の煙突を満たしているように見えます。エネルギー論の議論は、スターバーストサイトの超新星エネルギーの多くが煙突を作り、ハローに運ばれることを示唆しています。強い超新星フィードバックによって生成された高温で希薄な環境が、代わりにGMCに存在することが判明している最も明るいX線および電波超新星の残骸を移動させると主張します。銀河の運動学的中心の近くに、対応する電波を含むかすかなX線源を見つけ、この源がADAFフェーズの低光度AGNである可能性を注意深く調べます。
Gaia DR3 の近くの加速星候補のカタログ
| Title |
A_catalog_of_nearby_accelerating_star_candidates_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Marc_L._Whiting,_Joshua_B._Hill,_Benjamin_C._Bromley,_Scott_J._Kenyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09712 |
Gaia$G\le17.5$mag、距離$d\le100$pcの加速星候補の新しいカタログを記述します。GaiaNearbyAcceleratingStarCatalog(GNASC)として指定されており、Hipparcos-GaiaCatalogofAccelerations(HGCA)、GaiaDataRelease2、およびGaiaEarlyDataRelease3でトレーニングされた教師付き機械学習アルゴリズムを使用して識別された29,684のメンバーが含まれています。2つのガイアカタログの観測タイムラインの違いの利点と、加速度が天文の不確実性と相関するという前提に基づく天文モデルの品質に関する情報。カタログメンバーシップは、30年間にわたる一定の固有運動が高い信頼性(99.9%以上)で除外できるかどうかに基づいています。テストデータによると、カタログメンバーはそれぞれ68%の確率で真の天体加速度を示しています。カタログのサブセットのパフォーマンスはさらに高く、85%を超える可能性があります。GNASCをガイアデータリリース3とその星の表と比較します。これらの星の加速度は、正確な天体測量適合に基づいて高い信頼度で検出されます。この情報なしで作成されたカタログは、選択基準を満たすテーブル内のソースの96%以上をキャプチャしました。さらに、GNASCには、既知の連星系のメンバーや、まだ特定されていない伴星を持つ星など、元のヒッパルコスの調査にはなかった明るい近くの候補が含まれています。したがって、HGCAを拡張し、将来の天体観測で近くの星の隠れたパートナーを発見するための機械学習アプローチの可能性を示します。
最も大質量の原始銀河団コアにおける最も明るい星団銀河の出現
| Title |
The_Emergence_of_Brightest_Cluster_Galaxy_in_the_Most_Massive_Protocluster_Core |
| Authors |
Dongdong_Shi_(1),_Xin_Wang_(2),_XianZhong_Zheng_(1,3),_Zheng_Cai_(4),_Xiaohui_Fan_(5),_Fuyan_Bian_(6),_Harry_I._Teplitz_(7)_((1)_PMO,_(2)_UCAS/NOAC/BNU_(3)_USTC,_(4)_Tsinghua_University,(5)_Steward_Observatory,_(6)_ESO,_(7)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09726 |
現在の大規模な銀河団の前駆体である銀河の遠方の原始銀河団は、初期の形成段階で最も明るい銀河団銀河(BCG)をホストすると予想されます。（いくつかの）BCGのアセンブリが成熟したクラスターコアの形成に不可欠であるか、またはその逆であるかは不明のままです。ここでは、分光学的に確認された非常に大規模な原始銀河団BOSS1244の中心で、105億8000万年のルックバック時間で合体の過程にある可能性が高い一対の大規模な静止銀河の検出を報告します。これらの銀河BOSS1244-QG1($5.25\times10^{11}$M$_{\odot}$)とBOSS1244-QG2($1.32\times10^{11}$M$_{\odot}$)は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)グリズムスリットレス分光観測で検出されました。これらの2つの静止銀河は、BOSS1244で最も明るいメンバー銀河の1つであり、赤方偏移$z=2.244$と$z=2.242$にあり、半光半径は$6.76\pm0.50$と$2.72\pm0.16$キロパーセックです。それぞれ。BOSS1244-QG1とBOSS1244-QG2は、約70物理キロパーセクの投影距離だけ離れています。これは、最も大規模なBCGと同様のサイズと質量を持つドライマージを通じて、大規模なBCGの形成中にそれらを目撃する可能性が高いことを意味します。ローカルユニバースで。したがって、BCGの形成はクラスターコアのビリアリゼーションの前に発生したと推測されます。これにより、成熟した銀河クラスターのBCGに関するこれまでの理解が打ち砕かれ、広がります。さらに、BOSS1244で初めて、20共移動Mpcのスケールを超える強い密度-星形成関係を発見しました。これは、BCGとその前駆細胞における星形成の消光が、ウイルス化前の環境関連プロセスによって支配されている可能性が高いことを意味します。.
ほこりの多い星間媒体におけるアルフエン波の伝播について。分子雲の塵の慣性を無視することはできますか?
Alfv\'en波は、星間物質(ISM)などの磁化された流れのダイナミクスで重要な役割を果たす基本的な磁化モードです。弱イオン化媒体では、それらの伝播はイオン化率だけでなく、ガス密度に応じてイオン、電子、またはダスト粒子になる電荷キャリアにも大きく依存します。特に後者は、高密度コアの崩壊など、高密度ISMの磁気抵抗率に劇的な影響を与えることがよく知られています。しかし、ほとんどの計算では、数値上の理由から、粒子の慣性は通常無視されます。ISMなどの単一サイズおよび複数サイズの粒状媒質の両方におけるアルフエン波の伝搬を解析的に調査し、波数の関数として波数を与える正確な式を取得します。これらの式は、粒子の慣性を考慮または無視して、解析的または数値的に解かれます。大きな波長では、粒子の慣性を無視することは非常に良い近似ですが、臨界値よりも短い波長の場合は状況がかなり異なります。臨界値は$1/n$として大まかにスケーリングされ、$n$はガス密度です。より正確には、慣性を無視すると、波は短波長で伝播しないか、ホール効果により、1つの円偏光だけで発生し、${\calR}_e(\omega)\proptok^一方、他の分極は群速度がゼロ、つまり${\calR}_e(\omega)\proptok^0$を示します。粒子の慣性を考慮すると、2つの偏光の伝播はより対称になる傾向があり、ウィスラーモードは$\simeq10^8$cm$^{-3}$よりも高い密度でのみ存在します。低密度では、${\calR}_e(\omega)\proptok^{\simeq1.2}$を持つモードに置き換えられます。要約
StarHorse の分光調査結果 + Gaia DR3: 太陽近傍のクロノケミカル個体群、本物の厚い円盤、および若いアルファに富む星
| Title |
StarHorse_results_for_spectroscopic_surveys_+_Gaia_DR3:_Chrono-chemical_populations_in_the_solar_vicinity,_the_genuine_thick_disk,_and_young-alpha_rich_stars |
| Authors |
Anna_B._A._Queiroz,_Friedrich_Anders,_Cristina_Chiappini,_Arman_Khalatyan,_Basilio_X._Santiago,_Samir_Nepal,_Matthias_Steinmetz,_Carme_Gallart,_Marica_Valentini,_Marina_Dal_Ponte,_Beatriz_Barbuy,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Thomas_Masseron,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Sergey_Khoperskov,_Ivan_Minchev,_Emma_Fern\'andez-Alvar,_Richard_R._Lane,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09926 |
ガイアのミッションは、私たちの銀河系の10億を超える星に貴重な天文データを提供してきました。ガイアの天体観測、測光、分光調査の相乗効果により、天の川に関する包括的な情報が得られます。ベイジアン等時線フィッティングコードStarHorseを使用して、GALAHDR3、LAMOSTDR7LRS、LAMOSTDR7MRS、APOGEEDR17、RAVEなどのGaiaDataRelease3と公的分光調査の両方で観測された1,000万を超える固有の星の距離と絶滅を導き出します。DR6、SDSSDR12(BOSSおよびSEGUEからの光スペクトル)、Gaia-ESODR5サーベイ、およびGaiaDR3リリースのGaiaRVS部分。StarHorseを初めて使用して、主系列ターンオフ星と準巨星分枝星(MSTO-SGB)の星齢を導き出しました。約250万の星で、星の解像度に応じて、通常は約30%、SGB星のみで15%の年齢の不確実性があります。調査。導き出された年代を手に入れて、化学的年代の関係を調べます。特に、太陽近傍の年齢に対する$\alpha$および中性子捕捉元素の比率は、以前の研究と同様の傾向を示しており、私たちの年齢を検証しています。GALAHDR3、APOGEEDR17、およびLAMOSTMRSDR7のローカル亜巨星サンプルからの化学存在量を使用して、次元削減手法t-SNEおよびクラスタリングアルゴリズムHDBSCANを使用して、類似の化学組成とStarHorse年齢を持つグループをマッピングします。3つのサンプルすべてで3つの異なるグループを識別します。それらの運動学的特性は、それらが本物の化学的な厚い円盤、薄い円盤、およびかなりの数の若いアルファに富んだ星であることを確認しています。本物の厚い円盤の運動学と年代特性は、薄い円盤のものとは根本的に異なり、高い分散速度を持つ高赤方偏移(z$\approx$2)の星形成円盤と互換性があることを確認します。
赤外線測光法に基づく星形成率と星質量の較正、および星の個体群の年齢と絶滅への依存性
| Title |
Star-formation_rate_and_stellar_mass_calibrations_based_on_infrared_photometry_and_their_dependence_on_stellar_population_age_and_extinction |
| Authors |
Konstantinos_Kouroumpatzakis_and_Andreas_Zezas_and_Elias_Kyritsis_and_Samir_Salim_and_Jiri_Svoboda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10013 |
星の質量($M_\star$)と星形成率(SFR)は、銀河を特徴付ける最も重要な特徴の1つです。これらの基本的な特性を正確に測定することは、銀河の現在の状態とその歴史を理解するために重要です。この研究では、銀河のIR放射の絶滅への依存性と、恒星集団(SP)の年齢を調査します。これは、正確なIRSFRと$M_\star$キャリブレーションを提供することを目的としています。これは、SPの年齢と吸光度を説明しながら、それらの散乱を定量化するものです。CIGALEスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングコードを使用して、幅広い星形成履歴、ダスト含有量、および星間物質の特性を持つ銀河のモデルを作成します。$M_\star$とSFRの関係をIRで、モデル銀河SEDの光学測光をMCMC法で当てはめ、後者を検証するために、同じデータセットに対して機械学習ランダムフォレスト分析を実行します。この作業は、WISEバンド1と3、またはJWSTF200WとF2100Wバンドの組み合わせを使用して、SFRのキャリブレーションを提供します。また、光学$u-r$または$g-r$カラーとともに、WISEバンド1またはJWSTバンドF200Wに基づく質量対光比のキャリブレーションも提供します。これらのキャリブレーションは、SP時代に起因するバイアスを説明しますが、絶滅依存および絶滅非依存の関係の形で与えられます。それらは、広範囲のSFRと恒星質量にわたって、散乱とバイアスを最小限に抑えながら、堅牢な推定を示しています。SFRキャリブレーションは、特に古いSPの寄与またはダストの欠如によるバイアスが重要なダストのない銀河または受動銀河で、より良い結果を提供します。同様に、$M_\star$キャリブレーションは、ほこりの多い銀河や高SFRの銀河について、はるかに優れた結果をもたらします。
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): 近くの宇宙の KiDS と VIKING データのバルジディスク分解
この論文では、近くのGAMA銀河の大規模なサンプルのコンポーネントの堅牢な構造パラメーターのカタログを導き出すと同時に、画像分析、表面の明るさのフィッティング、およびコンテキストでの品質保証のための後処理ルーチンの進歩に貢献します。自動化された大規模なバルジディスク分解研究の。このサンプルは、赤方偏移z<0.08の13096個の銀河で構成されており、Kilo-DegreeサーベイとVISTAKilo-DegreeINfraredGalaxyサーベイからの画像データが光学および近赤外線にまたがっています。各バンドの各銀河の表面輝度分布に3つのモデルを当てはめます。単一のS\'ersicモデル、S\'ersicプラス指数、および点源プラス指数です。フィッティングは、ベイジアン2次元プロファイルフィッティングコードProFitを使用して、完全に自動化されたマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)分析で実行されます。すべての準備作業は、画像解析パッケージProFoundを使用して実行されます。銀河をフィッティングした後、モデル選択を行い、どのモデルも適切でない銀河、主に合体銀河と不規則銀河にフラグを立てます。フィットの質は、目視検査、以前の作品との比較、KiDSタイルとオーダーメイドのシミュレーション間のオーバーラップ領域における銀河の独立したフィットの比較によって評価されます。後者の2つは、系統誤差の原因の詳細な調査にも使用されます。フィッティングの結果は、さまざまな銀河の種類と画像の品質にわたって、偏りが最小限に抑えられていることがわかりました。MCMCによって与えられたエラーは、通常、実際のエラーを2～3倍過小評価します。自動化されたモデル選択基準は、銀河のサブサンプルの目視検査によって較正された場合、90%以上の精度です。また、フィットの柔軟性が向上しているにもかかわらず、以前の研究と一致するg-rコンポーネントの色と対応する色の大きさの図を提示します。すべての結果はGAMAデータベースに統合されます。
Abell 2626以降の銀河のHIストーリー
背景:銀河に対する環境の影響を研究するために、銀河団A2626とその周辺の銀河のHI観測を使用します。クラスターは、クラスター自体、クラスターの周辺にあるグループ環境(スウォームと呼びます)、およびクラスター自体の下部構造の3つの異なる環境に効果的に分割できます。これらを使用して、銀河の特性の環境への依存性を研究しています。目的:A2626銀河団内および周辺の銀河のHI欠損、HI形態、および星形成欠損の間の関係を調査し、これらの特性に対する環境の影響を調査しました。方法:銀河の外側のHIディスクの非対称性を定量化するために、1)最も外側の信頼できるHI等高線(安定した、乱れた、不安定なHIディスク)に基づく3つのビジュアルクラス、2)HI中心と光学中心の間のオフセットを使用しました。銀河の3)Lelliらによって定義された修正された非対称パラメータAmod。（2014）。結果:銀河のHI不足は、A2626の中心からの投影距離と強く相関しています。さらに、下部構造銀河は、A2626の孤立した銀河よりも非対称である傾向があります。これは、下部構造内の潮汐相互作用が外側の下部構造よりも効率的であるためと考えられます。さらに、非対称、オフセット、およびより小さいHIディスクは、A2626および群れの下部構造でも観察されるため、クラスター環境の結果であるとは限りません。これは、銀河団や下部構造のHIディスクの「前処理」が、クラスター環境での「処理」とともに重要な役割を果たしていることを意味します。最後に、3つの環境すべての銀河は、通常の銀河の典型的なSFRよりも星形成率(SFR)がわずかに低く、これは星形成の主系列からのオフセットによって明らかにされており、3つの環境すべてで効果的なガス除去メカニズムが示唆されています。
オベリスク シミュレーションにおける大質量ブラック ホールの合体に関するマルチメッセンジャー研究:
重力波、対応する電磁気、および銀河とブラック ホールの個体群へのリンク
| Title |
Multimessenger_study_of_merging_massive_black_holes_in_the_Obelisk_simulation:_gravitational_waves,_electromagnetic_counterparts,_and_their_link_to_galaxy_and_black_hole_populations |
| Authors |
C._A._Dong-P\'aez,_M._Volonteri,_R._S._Beckmann,_Y._Dubois,_A._Mangiagli,_M._Trebitsch,_S._Vergani,_N._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09569 |
大規模ブラックホール(BH)の合体は、低周波重力波(GW)の強力な発生源であると予測されています。GWの検出と電磁(EM)検出を組み合わせることで、BHとその環境の結合に関する重要な情報を提供できます。赤方偏移$z=3.5$まで実行する高解像度宇宙放射流体力学シミュレーションオベリスクを研究し、高赤方偏移BH合併のGWおよびEM検出可能性を評価し、スペクトルエネルギー分布と掩蔽をモデル化します。EMの検出可能性については、後処理におけるサブグリッドの動的遅延をさらに考慮します。質量比が非常に等しくない大量の合併を除いて、ほとんどの合併イベントはLISAで検出できることがわかりました。固有のバイナリパラメータは正確に測定されますが、空のローカリゼーションは一般的に貧弱です。これらの高赤方偏移源のうち$\sim40\%$だけが、$10\,\mathrm{deg}^2$よりも優れた天体定位を持っています。BHの合体は、高い$z$で星を形成しているホスト銀河よりも暗いため、レストフレームUVで検出するのは困難です。BH合体のかなりの部分($15-35\%$)はX線で銀河より明るく、約$5-15\%$は感度の高いX線装置で検出できるほど十分に明るい。合体がエディントン限定の増光を誘発する場合、最大$30\%$のソースが観測可能になります。このような増光に起因する一時的なフラックスの変化はしばしば大きく、$4-20\%$の合併がEM対応物として検出されます。合併の$1-30\%$の一部は、無線周波数でも検出可能です。観測可能な合体BHは、より高い降着率と質量を持つ傾向があり、全人口に対して固定銀河質量では過大です。EMで観測可能なほとんどの合体は、LISAでもGWで検出できますが、それらの空の位置特定は一般に貧弱です。これは、EM対応物を使用してBHのマージのプロパティとその環境に関する情報を取得する場合に考慮する必要があります。
NGC 4388: 相対論的ディスク反射と Fe K 蛍光機能のテスト ケース
| Title |
NGC_4388:_A_Test_Case_for_Relativistic_Disk_Reflection_and_Fe_K_Fluorescence_Features |
| Authors |
Tahir_Yaqoob_(1,2),_P._Tzanavaris_(1,2),_S._LaMassa_(3)_((1)_CSST/UMBC,_(2)_CRESST/NASA-GSFC,_(3)_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09577 |
コンプトン薄セイファート2銀河NGC4388のすざくX線スペクトルの新しい分析を提示します。$2.58\pm0.02\times10^{23}$cm$^{-2}$の放射状柱密度、および太陽に対する$1.102^{0.024}_{-0.021}$のFe存在量を持つ物質の分布.モデルは、低エネルギー吸光、FeK$\alpha$およびFeK$\beta$蛍光発光線、FeKエッジ、およびからのコンプトン散乱連続体を首尾一貫して説明するための現象論的調整を必要としません。目立たない素材。しかし、球状の幾何学は独自の記述ではなく、トロイダル形状と非トロイダル形状を適用した自己矛盾のない太陽存在量MYTORUSモデルは、データの同等の優れた記述を提供します。すべての場合において、スペクトルの主要な特徴は非常に緊密にロックされているため、幅広いパラメータに対して、相対論的ディスク反射コンポーネントは、2-20keV帯域の正味スペクトルに$\sim$2%しか寄与しません。弱いX線反射の特徴、つまり切り捨てられたおよび/または非常に高度にイオン化された円盤について一般的に引き合いに出される説明は、NGC4388には当てはまらないことを示します。1銀河のほか、コンプトンの薄さのセイファート2銀河にも遍在するはずです。NGC4388のケースは、これが正しいかどうかを確認するために、よりコンプトンの薄いAGNの同様の研究の必要性を示しています。
Vela X-1 での降着後流の開始の観測
| Title |
Observing_the_onset_of_the_accretion_wake_in_Vela_X-1 |
| Authors |
C._M._Diez,_V._Grinberg,_F._F\"urst,_I._El_Mellah,_M._Zhou,_A._Santangelo,_S._Mart\'inez-N\'u\~nez,_R._Amato,_N._Hell,_P._Kretschmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09631 |
大質量X線連星(HMXB)は、コンパクトな天体への降着や大質量星の風の構造を調査するためのユニークな機会を提供します。このような研究の重要な情報源は、明るい中性子星HMXBVelaX-1であり、その便利な物理パラメータと軌道パラメータが分析を容易にし、特にHMXBの風の構造の研究を可能にします。ここでは、$\phi_{\mathrm{orb}}\approx$0.36-0.52でのXMM-NewtonとNuSTARの同時観測を分析し、以前のNuSTARに基づいて、中性子星のパルス周期まで時間分解スペクトル分析を実行します。-結果のみ。初めて、$\sim$283秒という高い時間分解能で0.5～78keVの広い範囲で航跡の開始を追跡し、理論上の予測と比較することができました。軌道位相$\sim$0.44から始まる恒星風$N_{\mathrm{H,1}}$の吸収柱密度の明らかな上昇を観測します。風の中の塊や他の構造に関連している可能性がある、観測全体にわたる局所的な極値とともに。高吸収の期間は、主に0.5～4keVの軟X線帯域に高度にイオン化された種の複数の蛍光輝線の存在を明らかにし、風の光イオン化を示しています。
球状星団パルサーの解析とその検出効率
| Title |
The_Analyses_of_Globular_Clusters_Pulsars_and_Their_Detection_Efficiency |
| Authors |
De-Jiang_Yin_(1),_Li-Yun_Zhang_(1),_Bao-Da_Li_(1),_Ming-Hui_Li_(2),_Lei_Qian_(3,4,5,6),_Zhichen_Pan_(3,4,5,6)_((1)_College_of_Physics,_Guizhou_University,_(2)_State_Key_Laboratory_of_Public_Big_Data,_Guizhou_University,_(3)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(4)_State_Key_Laboratory_of_Space_Weather,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(5)_CAS_Key_Laboratory_of_FAST,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(6)_College_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09710 |
2022年11月までに、36個の球状星団(GC)で267個のパルサーが発見されました。この論文では、GCパルサーパラメータの分布と検出効率に関する研究を紹介します。GC内の既知のパルサーの分散測度の平均($\overline{\rmDM}$)と分散測度の差($\Delta{\rmDM}$)の間のべき法則関係は$\lg\Delta{\rmDM}\propto1.52\lg\overline{\rmDM}$.感度は、より多くのパルサーを見つけるための鍵となる可能性があります。その結果、電波望遠鏡の建設から数年後には、それに応じてGCパルサーの数が増加します。現在、南半球のGCは、新しいパルサーを見つける可能性が高い可能性があることを示唆しています.
大質量球状星団の周期的な X 線源 47 Tucanae: 動的に形成された激変変数の証拠
| Title |
Periodic_X-ray_sources_in_the_Massive_Globular_Cluster_47_Tucanae:_Evidence_for_Dynamically_Formed_Cataclysmic_Variables |
| Authors |
Tong_Bao,_Zhiyuan_Li,_Zhongqun_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09714 |
大規模な球状星団47Tucの周期的なX線源の体系的な研究を提示します。この研究では、クラスターコアを解決するディープアーカイブチャンドラ観測と、クラスター周辺をカバーする最近利用可能なeROSITA観測を利用しています。Gregory-Loredoアルゴリズムを適用することにより、18のX線源から205～95731秒の範囲の20の周期的な信号を検出します。X線バンドで14の周期が新たに発見されました。これらの周期的なソースを、X線の時間的特性とスペクトル特性に基づいて、4つの静止低質量X線連星、1ミリ秒パルサー、2つのコロナ活動連星、および11の激変変数(CV)に分類します。・バンド情報。微弱で非磁性のCVに対する潜在的な選択バイアスの対象となる小さなサンプルにもかかわらず、11個のCVを合わせると、以前に太陽近傍や銀河バルジで見つかったCVの分布とは大きく異なる軌道周期分布が定義されます。特に、47Tucには、周期ギャップより下の短周期CVの明らかな不足が存在します。これは、非磁性CVの占有率が高いことに起因する可能性があります。また、47TucCVの特徴は、サブジャイアントドナーを伴う長周期CVの過剰、周期ギャップ内のCVのかなりの割合、および急峻な放射状表面密度プロファイルです。これらは、高密度クラスターコア内の動的相互作用を介して最近形成されたCVのグループとして最もよく理解されています。X線データの十分な感度にもかかわらず、半光半径の3分の1と潮汐半径の間に1つの周期的なソースのみが見つかり、その性質は不明です。
| Title |
Current_status_and_new_perspectives_on_cosmic_ray_deuterons |
| Authors |
Diego_Mauricio_Gomez-Coral,_Cory_Gerrity,_Riccardo_Munini_and_Philip_von_Doetinchem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09775 |
重陽子は、銀河で最も豊富な二次宇宙線種ですが、実験的な課題のために研究は大幅に制限されています。宇宙線の新しい実験と高精度測定が行われる時代では、広いエネルギー範囲で不確実性の低い重陽子フラックスを持つことが可能になります。ヘリウムに対する重陽子比($d$/$^4$He)は、銀河および太陽圏における宇宙線の伝搬を理解するために重要であり、ホウ素と炭素の比のような重い原子核の観測を補完します。この作業では、GALPROPと3D太陽変調モデルを使用して、重陽子フラックスと大気の上部での$d$/$^4$He比の最新の結果が得られました。シミュレーションは重陽子フラックスと$d$/$^4$Heのデータを1GeV/$n$以下でモデルの不確かさの範囲内で記述していることが分かった。ただし、モデルは、高エネルギーで利用可能な最もよく発表された測定値を過小評価しています。この不一致は、軽い原子核と重い原子核との間の拡散において差別化されたアプローチを考慮しなければならないことを示唆しており、したがって、宇宙線の伝播における普遍性が破られる可能性があります。将来、AMS-02は、このシナリオのテストに役立つ高エネルギーでの不確実性の低い結果を提供します。
連続的な流出によって駆動される急速に進化する過渡現象の初期上昇段階の光度曲線モデリング
風駆動モデルは、中央システムからの継続的な流出によって駆動される過渡現象の観測特性をモデル化するための新しいフレームワークです。FastBlueOpticalTransients(FBOT)に適用されていますが、定常状態の仮定により、適用可能性はピーク後の動作に限定されています。流出の拡大などの非定常状態の物理学は、初期の上昇段階をモデル化するために重要です。この論文では、時間依存の風駆動モデルを構築します。これは、拡大する流出と流出速度の時間発展を考慮することができます。モデルをよく観察されたFBOTのサンプルに適用します。FBOTは、典型的な噴出物の質量とエネルギー収支で、高い流出率($\sim30$M$_{\odot}$yr$^{-1}$)と速い速度($\sim0.2-0.3c$)を必要とします$\sim0.2$M$_{\odot}$と$\sim10^{52}$ergのそれぞれ。エネルギーの流出は、FBOTの中心的なエンジンがブラックホールなどの相対論的物体に関連している可能性があるという考えを裏付けています。初期の光球温度は$10^{5-6}$Kであり、これはFBOTが超新星ショックのブレイクアウトに似たUVまたはX線フラッシュを示すことを示唆しています。UVバンドでのFBOTの調査と追跡観測の今後の展望について説明します。FBOTは、光学バンドよりもUVバンドの方が明るく、タイムスケールは光学波長よりも少し長くなります。広い視野を持つUV望遠鏡は、FBOTを発見し、その性質を特徴付ける上で重要な役割を果たすことができることをお勧めします。
TeV帯の「ブレーザーシーケンス」
| Title |
The_`blazar_sequence'_in_TeV_band |
| Authors |
Zhihao_Ouyang,_Hubing_Xiao,_Jianzhen_Chen,_Anton_A._Strigachev,_Rumen_S._Bachev,_Xiangtao_Zeng,_Marina_Manganaro,_Rui_Xue,_Zelin_Li,_Junhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09845 |
「ブレイザーシーケンス」は20年以上にわたって提案されてきましたが、その性質はまだ不明です。この作業では、初めて、静止状態の48ブレーザーとフレア状態の21ブレーザーを含む58TeVブレーザーのサンプルを使用して、このトピックをTeVバンドに拡張します。銀河系外の背景光による減衰を補正したTeV光度と、シンクロトロンのピーク周波数との相関関係を調べます。静止状態のTeV光度とピーク周波数との間に相関関係がなく、観測値のフレア状態で強い反相関がないことに注意してください。しかし、本源的価値については、静止状態とフレア状態の両方で強い正の相関関係があります。これは、ブレザーシーケンスが観測値の静止状態ではなくフレアリング状態で示され、ビーミング効果を削除した後、ブレザーシーケンスが2つの状態の両方に存在しないことを示しています。さらに、ビーム効果がブレーザーシーケンスをもたらすかどうかを確認するために、静止状態とフレア状態の間で\textit{Fermi}$\gamma$線の光度を比較します。フレアリング状態での\textit{Fermi}$\gamma$線の光度は、静止状態でのそれよりも大きく、フレアリング状態でのドップラー係数は大きくなります。フレアリング状態でのブレーザーシーケンスは、より強いビーミング効果による可能性があることを示唆しています。
KASCADE 実験によって地上で検出された空気シャワー粒子の方位角ゆらぎを使用した \textit{knee} での宇宙線質量組成
| Title |
Cosmic_ray_mass_composition_at_the_\textit{knee}_using_azimuthal_fluctuations_of_air_shower_particles_detected_at_ground_by_the_KASCADE_experiment |
| Authors |
Nicusor_Arsene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09889 |
ハドロンサブシャワーの存在は、垂直エアシャワーの地上での粒子分布に方位角の不均一性を引き起こします。$LCm$パラメーターは、シャワー軸の周りのリング上の特定の距離にある検出器に記録された信号の不均一性を定量化し、PeVエネルギーでガンマ/ハドロン弁別器として成功裏に導入されました\cite{Conceicao:2022lkc}。この作業では、$LCm$パラメーターが、KASCADEのような検出器のコンパクトなアレイを使用する実験で、質量組成弁別器として効果的に機能できることを示しています。$\lg(E/\rmeV)=0.1$。その後、5つのハドロン相互作用モデルを考慮して、5つの一次核種p、He、C、Si、およびFeのMCテンプレートが適合します:QGSjet-II-02、QGSjet-II-04、EPOS-LHC、SIBYLL2.3cおよびSIBYLL2.3d。$LCm$パラメーターは、考慮される特定のハドロン相互作用モデルに最小限の依存を示すことがわかります。個々の種の再構成された割合は、エネルギーの増加に伴って陽子の存在量が直線的に減少することを示していますが、5つのハドロン相互作用モデルすべてで予測されるように、より重い成分が\textit{knee}の上で優勢になります。私たちの調査結果は、エネルギーの関数としての粒子タイプの豊富さが、\textit{knee}を銀河内の宇宙線の加速と伝播に結び付ける3つの天体物理モデルと一致することを示しています。これらの発見は、$LCm$パラメーターが、宇宙線の起源と加速メカニズムに関する知識を高めるためのLHAASO実験の今後の測定のための貴重なツールになる可能性があることを示唆しています。
遠くにあるが明るい「新年のバースト」GRB 220101Aの光学および近赤外観測
| Title |
Optical_and_Near-infrared_Observations_of_the_Distant_but_Bright_'New_Year's_Burst'_GRB_220101A |
| Authors |
Zi-Pei_Zhu,_Wei-Hua_Lei,_Daniele_B._Malesani,_Shao-Yu_Fu,_Dong-Jie_Liu,_Dong_Xu,_Paolo_D'Avanzo,_Jos\'e_Feliciano_Ag\"u\'i_Fern\'andez,_Johan_P._U._Fynbo,_Xing_Gao,_Ana_Nicuesa_Guelbenzu,_Shuai-Qing_Jiang,_David_Alexander_Kann,_Sylvio_Klose,_Jin-Zhong_Liu,_Xing_Liu,_Massimiliano_De_Pasquale,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Bringfried_Stecklum,_Christina_Th,_Joonas_Kari_Markku_Viuho,_Yi-Nan_Zhu,_Jing-Da_Li,_He_Gao,_Tian-Hua_Lu,_Shuo_Xiao,_Yuan-Chuan_Zou,_Li-Ping_Xin,_Jian-Yan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09982 |
高赤方偏移ガンマ線バースト(GRB)は、初期宇宙を調べるための強力なツールを提供しますが、残光を十分に観測できるものはまだ比較的少ないです。ここでは、2022年の元旦に発生した、比較的赤方偏移が大きい事象GRB\,220101Aの残光の光学観測と近赤外観測を報告します。XL2.16/BFOSCとNOT/ALFOSCで得られた光学スペクトルを使用して、$z=4.615$でバーストの赤方偏移を決定します。光学および近赤外データに基づいて、X線データと組み合わせて、pythonパッケージ\emph{afterglowpy}でマルチバンドフィットを実行します。$\sim$バースト後0.7日でのジェットブレイクは、ジェットの開口角度を$\sim$3.4度に制限することがわかっています。$n_0=0.15\{\rmcm}^{-3}$の周回バースト密度と運動エネルギー$E_{\rmK,iso}=3.52\times10^{54}$ergも決定します。光の残光は、これまでに検出された中で最も明るいものの1つです。また、80秒から120秒までのバーストのプロンプトフェーズで、ライトカーブに「ミラー」機能が見られます。このようなミラー機能の物理的な起源は不明です。
| Title |
Accreting_neutron_stars:_composition_of_the_upper_layers_of_the_inner_crust |
| Authors |
Nikolay_N._Shchechilin,_Mikhail_E._Gusakov,_Andrey_I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10003 |
降着物質が星の中心に向かって沈むときの核進化をモデル化して、その組成と状態方程式を見つけます。この目的のために、最近提案された中性子静水圧および拡散平衡条件を満たすために、内部地殻の自由中性子の再分布を可能にする単純化された反応ネットワークを開発しました。スーパーバースト、ケプラー、エクストリームrpの3つの代表的な熱核灰組成の主な反応経路を分析します。内側地殻の自由な（束縛されていない）中性子の再分布を無視した以前の結果とは対照的に、計算で最も重要な反応は中性子の捕獲と電子の放出です。ピクノ核融合は、ケプラー灰に対してのみ何らかの役割を果たします。私たちの結果を天体物理学コードに直接適用するために、平均電荷$\langleZ\rangle$、不純物パラメータ$Q_\mathrm{imp}$および一連のモデルの状態方程式のプロファイルを提示します。外側と内側の地殻の境界面での圧力。通常、スーパーバースト灰の場合、$Q_\mathrm{imp}\approx1-4$であるのに対し、ケプラー灰の場合、$Q_\mathrm{imp}$は外側と内側の地殻界面で$\approx23$から$\approx5$に減少します。シミュレーションの終わり(対応する密度は$\rho_\mathrm{dc}\approx2\times10^{12}$gcm$^{-3}$に等しい)。同時に、極端なrp灰の$Q_\mathrm{imp}$は、考えられる内部地殻領域で$\approx30-35$と大きいままです。私たちの結果は、アウトバーストの終了後に一時的に降着する中性子星の熱緩和をモデル化するために重要です。
バックトラッキング超高エネルギー宇宙線の局所測定から銀河磁場を再構築する
| Title |
Reconstructing_Galactic_magnetic_fields_from_local_measurements_for_backtracking_ultra-high-energy_cosmic_rays |
| Authors |
Alexandros_Tsouros,_Gordian_Edenhofer,_Torsten_En{\ss}lin,_Michalis_Mastorakis,_and_Vasiliki_Pavlidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10099 |
(要約)超高エネルギー宇宙線(UHECR)は、$10^{18}$eVを超えるエネルギーを持つ非常にエネルギーの高い荷電粒子です。それらの発生源と生成メカニズムを特定することで、天体物理学と高エネルギー物理学における多くの未解決の問題への洞察が得られます。しかし、銀河磁場(GMF)はUHECRを偏向させ、GMFの$3$次元構造の現在の理解における高い不確実性により、空(PoS)の平面上での真の到着方向を正確に決定することはできません。.この問題は、現在すべてのGMF観測が見通し線(LoS)に沿って統合されているという事実から生じます。今後の星の光偏波調査と星の視差に関するガイアデータは、近い将来にGMFの局所的な測定値を提供することが期待されています。この論文では、情報場理論の原理を使用したベイジアン推論を通じて、その領域内のまばらで局所的なGMF測定値が与えられた場合、銀河の限られた領域でのGMFの再構築を評価します。後方から引き出されたGMF構成を介してUHECRをバックトラックし、実際の到着方向に関する知識を向上させます。乱流が弱いGMFの場合、観測されたUHECRの到着方向への影響を$\sim3^\circ$以内に補正できることを示します。完全に乱流のフィールドの場合、UHECRの真の到着方向に関する知識を大幅に向上させるために、この手順を引き続き使用できることを示します。
パルサータイミングアレイ内の複数の相関信号を特徴付けるための一般化された最適統計
| Title |
Generalized_optimal_statistic_for_characterizing_multiple_correlated_signals_in_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Shashwat_C._Sardesai,_Sarah_J._Vigeland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09615 |
最適統計量(OS)は、パルサータイミングアレイ(PTA)データ内の空間相関信号の振幅と有意性に対する頻度論的推定量であり、重力波背景(GWB)の検索に広く使用されています。ただし、OSは異なる空間相関を完全に区別することはできません。このホワイトペーパーでは、多成分最適統計量(MCOS)を紹介します。これは、複数の相関関係をデータに同時に適合させることを可能にするOSの一般化です。シミュレートされたデータを使用して、この方法が注入された空間相関信号をより正確に回復し、特に、間違った空間相関を持つ信号の誤検出のリスクを軽減することを示します。また、この方法を使用して複数の相関信号を回復できることも示しています。
密度クラスタリングに基づく LAMOST Unknown スペクトルの詳細な調査
| Title |
An_in-depth_exploration_of_LAMOST_Unknown_spectra_based_on_density_clustering |
| Authors |
Haifeng_Yang,_Xiaona_Yin,_Jianghui_Cai,_Yuqing_Yang,_Ali_Luo,_Zhongrui_Bai,_Lichan_Zhou,_Xujun_Zhao,_Yaling_Xun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09836 |
LAMOST(LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope)は、「不明」とラベル付けされたスペクトルのクラスを含む、約2000万個の天体の観測を完了しました。信号対雑音比が低いことに加えて、これらのスペクトルは、現在のテンプレートではうまく機能しないいくつかの異常な特徴を示すことがよくあります。この論文では、LAMOSTDR5から合計638,000の「不明な」スペクトルが選択され、SA-Frame(SpectraAnalysis-Frame)と呼ばれる教師なしベースの「不明な」スペクトルの分析フレームワークが提供され、さまざまな観点からそれらの起源を探ります。SA-Frameは、NAPC-Specクラスタリング、特徴付け、起源分析の3つの部分で構成されています。まず、NAPC-Spec(スペクトルのノンパラメトリック密度クラスタリングアルゴリズム)は、影響空間と発散距離を調整してノイズと高次元性の影響を最小限に抑えることにより、「未知の」スペクトルのさまざまな特徴を特徴付け、13種類を生成します。次に、スペクトル線と連続体に基づいてクラスタリング結果の特徴抽出と表現が行われます。これらの13種類は、S/Nが低い、スプライシングの問題がある、銀河系の放射信号の疑いがある、都市の光からの汚染がある、および非群集性であるなどの規則的なスペクトルとして特徴付けられます。タイプします。第三に、観測対象の特性、空からの汚染、機器の稼働状況から、それらの起源の予備的な分析が行われます。これらの結果は、大規模なスペクトル調査の全体的なデータ品質を改善するのに役立ちます。
グラフィックス プロセッシング ユニットでの効率的なチャネライゼーション
グラフィックスプロセッシングユニット(GPU)で実行されるチャネライザー(Fエンジン)の実装を紹介します。チャネライザーの最初のGPU実装ではありませんが、実装の最適化に多大な努力を払いました。単一のコモディティGPUで、それぞれ2Gサンプル/秒、10ビットの二重偏波入力、8ビット出力を備えた4つのアンテナを処理できます。これにより、GPUの使用可能なPCIe帯域幅が完全に利用されます。このシステムは単一の高帯域幅アンテナ用に最適化されていませんが、シングルコアCPUのパフォーマンスによって制限される6.2Gsample/sを処理します。
CdZnTe (CZT) 検出器のピクセル歪みによる画像効果 -- HREXI キャリブレーション施設 (HCF) の結果
| Title |
Imaging_effects_due_to_pixel_distortions_in_CdZnTe_(CZT)_detectors_--_results_from_the_HREXI_Calibration_Facility_(HCF) |
| Authors |
Arkadip_Basak,_Branden_Allen,_Jaesub_Hong,_Daniel_P._Violette,_Jonathan_Grindlay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10075 |
ProtoEXIST2(P2)は、5～200keVエネルギーバンドの広視野時間領域天体物理学(TDA)用に開発されたプロトタイプのイメージングX線検出器平面でした。これは、NuSTARASIC(NuASIC)を利用する0.6mmピッチの5mm厚、2cm$\times$2cmピクセル(32$\times$32)CdZnTe(CZT)検出器の8$\times$8アレイで構成されていました。読み取り用。検出器平面全体の飛行後の検査に至るまでの最初の検出器開発プロセス中に、予想されるピクセル位置と形状の歪みが検出器のかなりの部分で観察されました。HREXI(HighResolutionEnergeticX-rayImager)キャリブレーション施設(HCF)は、これらの初期の実験を改善し、CZT検出器面内のピクセルの不均一性と欠陥を50$\rm\mu$m.この機能を使用して、P2のサブピクセルレベルの検出器の応答が100$\rm\mu$mの解像度で測定され、分析されて、個々のピクセルの領域とプロファイルが抽出および評価され、P2検出器平面全体にわたるそれらの形態との比較が行われました。以前の測定と追加の特性評価を提供します。この記事では、P2検出器の観測されたピクセル形態を使用して、符号化開口望遠鏡のイメージング性能を評価します。この調査は、HREXI検出器面の開発における検出器選択の初期ガイドとして機能し、全天の同時かつ連続的なイメージングを提供することを目的とした4piX線イメージング天文台(4piXIO)ミッションの将来の実装に役立ちます($\rm4\pi$sr)を3～200keVのエネルギーバンドで$\rm\simeq$2分角度分解能と$\simeq$10秒角のソースローカリゼーション、およびその他の将来の符号化開口装置で使用します。
XMM2ATHENA、XMM-Newton 解析ソフトウェアを改善し、Athena に備えるための H2020 プロジェクト
| Title |
XMM2ATHENA,_the_H2020_project_to_improve_XMM-Newton_analysis_software_and_prepare_for_Athena |
| Authors |
Natalie_A._Webb,_Francisco_J._Carrera,_Axel_Schwope,_Christian_Motch,_Jean_Ballet,_Mike_Watson,_Mat_Page,_Michael_Freyberg,_Ioannis_Georgantopoulos,_Mickael_Coriat,_Didier_Barret,_Zoe_Massida,_Maitrayee_Gupta,_Hugo_Tranin,_Erwan_Quintin,_M._Teresa_Ceballos,_Silvia_Mateos,_Amalia_Corral,_Rosa_Dominguez,_Holger_Stiele,_Iris_Traulsen,_Adriana_Pires,_Ada_Nebot,_Laurent_Michel,_Fran\c{c}ois_Xavier_Pineau,_Jere_Kuutila,_Pierre_Maggi,_Sudip_Chakroborty,_Keir_Birchall,_Paul_Kuin,_Athanassios_Akylas,_Angel_Ruiz,_Ektoras_Pouliasis,_Antonis_Georgakakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10097 |
欧州宇宙機関の天文台であるXMM-Newtonは、X線、紫外線、光学天空を23年間観測してきました。この間、天文学は、主に単一の情報源から人口まで、単一の波長から多波長またはメッセンジャーデータへと発展してきました。また、時間領域天文学の時代にも移行しています。天文学の進化に伴い、次世代のX線天文台であるアテナに備えるには、新しいソフトウェアと方法が必要です。ここでは、欧州連合のHorizon2020研究およびイノベーションプログラムによって資金提供されたプログラムであるXMM2ATHENAを紹介します。XMM2ATHENAは、XMM-NewtonSurveyScienceCenter(XMM-SSC)によって築かれた基盤の上に構築されています。これには、このコンソーシアムとAthenaScience地上セグメントの主要メンバー、およびX線コミュニティのメンバーが含まれます。このプロジェクトは、コミュニティがX線の一時的な空を準リアルタイムで追跡し、XMM-Newtonソースの多波長またはメッセンジャーの対応物を識別し、機械学習を使用してそれらの性質を判断できるようにする新しい方法とソフトウェアを開発およびテストしています。ここでは、プロジェクトの最初のマイルストーン配信である新しいオンラインの感度推定器について詳しく説明します。また、今後の革新的なスタッキング手順や、最もかすかなソースを検出するための検出アルゴリズムなど、他の製品についても概説します。その後、これらのツールはアテナに適応され、新たに検出または特定されたソースにより、アテナのX線の空を観察するための準備が強化されます。
| Title |
Gender_and_Precarity_in_Astronomy |
| Authors |
N._A._Webb,_C._Bot,_S._Charpinet,_T._Contini,_L._Jouve,_H._Meheut,_S._Mei,_B._Mosser,_G._Soucail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10105 |
主にフランスの天体物理学研究者がどのようにキャリアを経験しているかを明らかにするために、2021年3月に送信された天体物理学における幸福に関する調査に続いて、結果の一部がWebbetal.に掲載されました。(2021)。ここでは、データをさらに分析して、性別が天体物理学で異なる経験を引き起こす可能性があるかどうかを判断します。また、正社員と比較して、派遣スタッフ（主に博士課程の学生とポスドク）の福利への影響も研究しています。常勤スタッフよりも臨時スタッフの方が永久に圧倒されていると述べているが、天体物理学におけるさまざまな性別の経験は、1つの分野を除いて一般的に非常に似ていた.男性の3倍以上の女性がハラスメントや差別を経験しており、性別による差別やセクシャルハラスメントが急増しており、セクシャルハラスメントを経験したことがあり、調査で性別を提供した人はすべて女性でした.さらに、以前に報告されたように(Webbetal.2021)、回答者の20%が天体物理学のキャリアを始める前にメンタルヘルスの問題を抱えていました。このグループは男性と女性に関してほぼ均等に分けられますが、その数は、天体物理学を始めて以来、メンタルヘルスの問題を経験している天文学者のほぼ45%に急増しました。この人口のうち、男性より女性の方が50%多かった。この過剰な女性は、嫌がらせや差別を受けた女性の人口でほぼ完全に構成されていました。
乱流による磁場方向の変化が動力学的スケールの不安定性に及ぼす影響
| Title |
The_effect_of_variations_in_magnetic_field_direction_from_turbulence_on_kinetic-scale_instabilities |
| Authors |
Simon_Opie,_Daniel_Verscharen,_Christopher_H._K._Chen,_Christopher_J._Owen,_and_Philip_A._Isenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09588 |
太陽風の運動スケールでは、不安定性がエネルギーを粒子から電磁場の変動に移し、プラズマ状態を熱力学的平衡に戻します。慣性範囲の小規模な端でのバックグラウンドの乱流変動と、陽子温度の異方性を低下させるように作用する動力学的不安定性との間の相互作用を調査します。ソーラーオービターミッションからのその場での太陽風観測を分析して、磁場方向の変動性の尺度を開発します。プラズマの微小不安定性を引き起こすのに十分な非平衡状態は、変動性のレベルの上昇と一致することがわかりました。温度異方性による不安定性の成長に対して不安定な領域では、磁場の変動に対する測定が非エルゴード的であることを示します。乱流の作用と不安定性の間の競争が、太陽風の陽子スケールのエネルギー論の調節に重要な役割を果たしていると結論付けています。この競合は、磁場の変動性だけでなく、非平衡状態でのプラズマの空間持続性にも依存します。
1D恒星モデリングにおける対流の混合長理論のレビュー
星の内部と低質量の星の進化における対流の一次元混合長理論(MLT)モデルの適用を確認します。MLTの歴史を要約し、1D恒星構造方程式のコンテキストでMLTの導出を提示し、MLTが関連する物理領域について説明します。高次元を含め、形式主義を改善および拡張する試みについて検討します。MLTと他のモデリング物理学との相互作用について説明し、対流混合長{\alpha}MLTの変動を恒星の飛跡と等時線に導入することの影響を示します。{\alpha}MLTのソーラーキャリブレーションを実行するプロセスと、ソーラー以外のターゲットに対する最新のキャリブレーションをまとめます。最近の分析をデモンストレーションとして使用して、混合長を変更することの科学的意味について説明します。MLTの最も顕著な成功と残りの課題を確認し、この対流の扱いの将来について推測することで締めくくります。
WIYN 散開星団研究 89. M48 (NGC 2548) 2: 巨人から K 矮星までの 420 Myr 散開星団 M48 における豊富なリチウム
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study_89._M48_(NGC_2548)_2:_Lithium_Abundances_in_the_420_Myr_Open_Cluster_M48_From_Giants_Through_K_Dwarfs |
| Authors |
Qinghui_Sun,_Constantine_P._Deliyannis,_Aaron_Steinhauer,_Barbara_J._Anthony-Twarog,_and_Bruce_A._Twarog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09783 |
420Myrの散開星団M48の329の測光候補メンバーのWIYN/Hydraスペクトルを検討し、234メンバーおよび可能性のあるメンバーのリチウム検出または上限を報告します。171の単一メンバーは、多くの注目すべきLi質量傾向を定義し、一部はHyades/Praesepeよりもさらに明確に描写されています:巨人は、回転混合によるサブジャイアントLi希釈および以前のMSLi枯渇と一致しています。矮星(8600-7700K)は、推定された初期クラスターLi存在量よりも高い上限を持っています。5つの後期A矮星(7700-7200K)のうちの2つは、おそらく水素の少ない惑星の拡散、微惑星の降着、および/または巻き込みのために、リチウムに富んでいます。初期のF型矮星は、古い星団で見られるLi枯渇の証拠をすでに示しています。LiDip(6675-6200K)、LiPlateau(6200-6000K)、GおよびK矮星(6000-4000K)のLi-Teff傾向は非常に明確に描写されており、120Myr歳のプレアデス星団の傾向の中間です。および650百万年前のHyades/Praesepeは、加齢に伴う一連のLi枯渇を示唆しています。LiDipの低温側は、散乱がほとんどなく、特に明確に定義されています。Li高原と初期のG型矮星では、Li-Teffの傾向は非常にタイトですが、温度が低い矮星では分散が徐々に増加します。これらのパターンは、FGK矮星の普遍的に支配的なLi枯渇メカニズム、つまり角運動量損失による回転混合のモデルをサポートおよび制約します。拡散と重力波駆動の混合もどのように役割を果たすかについて説明します。後期G/K型矮星の場合、高速回転子は低速回転子よりも高いLiを示し、角運動量損失とLi枯渇の間の可能な関係について説明します。
炭素に富む巨星の合成測光。 V. 粒子サイズに依存するダストの不透明度の影響
| Title |
Synthetic_photometry_for_carbon-rich_giants._V._Effects_of_grain-size-dependent_dust_opacities |
| Authors |
Kjell_Eriksson,_Susanne_H\"ofner,_Bernhard_Aringer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09984 |
漸近巨星分枝(AGB)星の性質と進化は、恒星風による質量損失に強く影響されます。これは、大気中に形成されたちり粒子が恒星放射を吸収・散乱することによる放射圧によるものと考えられています。ダストの光学特性は、多くの場合、小粒子限界(SPL)近似を使用して推定され、放射流体力学(RHD)シミュレーションを実行する際にAGB星風をモデル化する際に頻繁に使用されています。Cに富むAGB星の大気で形成される非晶質炭素の粒子のサイズに依存する不透明度の詳細なMie計算によって、SPL近似を置き換えることの効果を調査することを目的としています。さまざまな有効温度、光度、恒星質量、炭素過剰、および脈動特性を持つ炭素星の大気+風モデルの大規模なグリッドに対してRHDシミュレーションを実行しました。また、これらのモデルの多くの放射状構造(スナップショット)の事後放射伝達計算が行われ、スペクトルとフィルターの大きさが得られました。SPL近似を放棄すると、平均質量損失率と流出速度は大幅に変化しませんが、風モデルはより大きく変動し、突風に支配されるようになります。ただし、その形成ゾーン全体でダストへの放射圧が増加すると、粒子が小さくなり、凝縮率が低くなります（したがって、ガス対ダストの比率が高くなります）。光度測定のK等級は一般的に明るいが、Vではサイズに依存する塵の不透明度を使用する効果はより複雑である:質量損失率が低い場合は明るく、大規模な恒星風は暗くなる。スペクトルと測光特性への大きな影響を考えると、ダストが形成される恒星大気+風のモデリングでは、単純なSPL近似ではなく、詳細なダスト光学データを使用する必要があります。
白色矮星は、星の進化の最も一般的な終点です。それらは、降着円盤を介して、または白色矮星の磁力線に沿ってチャネリングされて、白色矮星が伴星から物質を降着している近接連星系でよく見られます。この連星の性質は、質量と2つの星の構成要素の分離、および白色矮星の磁場や星の性質などの他のパラメータに依存します。この章では、存在する降着白色矮星連星系のさまざまな個体群を調べる前に、白色矮星の形成と固有の特性を調べます。この章では、さまざまな亜集団の特徴を取り上げ、それらがどのように進化するかを見ていきます。光学バンドやその他のバンドで降着する白色矮星のさまざまなサブクラスを発見して研究する手段が議論され、より広い天体物理学の文脈におけるこれらのシステムの役割が考慮されます。新しいシステムと新しい個体群を見つける将来のミッションもレビューされます。最後に、白色矮星の降着に関する現在の未解決の問題のいくつかを提示します。
MESA白色矮星モデルにおける炭素-酸素相分離
炭素-酸素(C/O)相分離を実装することにより、恒星進化ソフトウェアMESAで白色矮星(WD)のモデルの結晶化の処理を強化します。結晶化中の相分離プロセスにより、WDの中心に向かって酸素が輸送され、WDの冷却タイムスケールをわずかに遅くする追加の加熱として重力エネルギーを解放する、よりコンパクトな構造が得られます。質量範囲0.5～1.0$M_\odot$にわたるMESAC/OWDモデルのこの冷却遅延を定量化し、典型的なC/O内部プロファイルで0.5～0.8Gyrの遅延を見つけました。この効果を含むMESAWDの冷却時間スケールは、一般に、入力物理について同様の仮定を行う他のWD進化モデルに匹敵します。ただし、$^{22}$Ne沈降と相分離を考慮すると、WD進化モデルの他のセットが沈降に伴う冷却遅延を過大評価している可能性があることがわかります。WD冷却異常。オープンソースの恒星進化ソフトウェアMESAでのC/O相分離の実装は、WD冷却モデルの現実的なグリッドを構築するための重要なツールと、相転移に関連する追加の物理プロセスを調査するために実装を拡張するためのフレームワークを提供します。関連するWD内部の流体運動。
超大質量主系列星のコア対流の3D流体力学シミュレーション
| Title |
3D_hydrodynamics_simulations_of_core_convection_in_supermassive_main-sequence_stars |
| Authors |
Simon_Blouin,_Huaqing_Mao,_Tyrone_E._Woods,_Pavel_Denissenkov,_Paul_R._Woodward,_Falk_Herwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10115 |
超大質量星は、質量が$10^4\,M_{\odot}$を超える種族IIIの星であり、最初の超大質量ブラックホールの前駆体である可能性があります。それらの内部は、放射圧が状態方程式を支配する体制にあります。この作業では、明示的なガスダイナミクスコードPPMstarを使用して、$10^4\,M_{\odot}$超大質量主系列星の水素燃焼コアをシミュレートします。これらは、超大質量星のコア対流の最初の3D流体力学シミュレーションです。$768^3$、$1152^3$、$1728^3$の解像度で、さまざまな加熱率とデカルトグリッドで一連の10回のシミュレーションを実行します。大規模な形態、速度スペクトル、混合特性など、対流のさまざまな特性を調べます。内部の放射圧が支配的な性質は、ガス圧が支配的な大質量主系列星のコア対流の場合と比較して、対流の挙動に目立った影響を与えないと結論付けています。私たちのシミュレーションは、超大質量星の1Dモデルにおける混合長理論の使用もサポートしています。
地球ニュートリノトモグラフィーは、地球物理学の手法を補完する現在および将来のニュートリノ検出器を備えた現実的な可能性です。2つの主なアプローチは、ニュートリノフラックスが地球を伝播するときのニュートリノフラックスの部分的な吸収(約数TeVのエネルギー)と、ニュートリノ振動パターンに影響を与えるコヒーレントな地球物質効果(数十GeV未満のエネルギー)のいずれかに基づいています。この作業では、数十MeVの超新星ニュートリノに焦点を当てた後者のアプローチを検討します。GeVエネルギーでは、地球物質効果は大気の質量二乗差によって駆動されますが、$\sim100$~MeV未満のエネルギーでは、それらを制御するのは太陽質量二乗差です。太陽ニュートリノは、検出器のニュートリノエネルギー再構築機能により、遠隔構造からの振動効果への寄与が大幅に弱まるという問題を抱えていますが、超新星ニュートリノはより高いエネルギーを持つことができるため、地球の内部をよりよく調べることができます。最新のニュートリノ振動パラメータと最新の超新星ニュートリノスペクトルを使用して、この可能性を再検討します。DUNE、ハイパーカミオカンデ、JUNOなどの将来のニュートリノ検出器の機能について、エネルギー分解能やその他の要因の影響を含めて紹介します。超新星バーストが10~kpcであると仮定すると、地球のコアの平均密度が$1\sigma$の信頼レベルで$\lesssim10\%$以内で決定できることを示しています。この目標を達成するために。
ラブロック重力のエネルギー条件を満たすホログラフィックダークエネルギー
| Title |
Holographic_dark_energy_satisfying_the_energy_conditions_in_Lovelock_gravity |
| Authors |
M._Bousder,_E._Salmani,_A._El_Fatimy_and_H._Ez-Zahraouy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.09563 |
この論文では、ホログラフィック暗黒エネルギー密度がブラックホールのラブロック重力の解に隠れていることを示します。得られた質量と温度を使用して、密度方程式を見つけます。ラブロック分岐を説明する位相質量として再スケーリングされたラブロック結合の物理的解釈を提案します。これに加えて、ラブロック結合と地平線の曲率によるエネルギー条件を満たす新しい解を提示します。この研究は、3次ラブロック重力における暗黒エネルギーの状態{\omega}_{{\Lambda}}の方程式に拡張できます。値"-1"が{\omega}_{{\Lambda}}の安定平衡を表すことを示します。
ヒッグス・スタロビンスキー・インフレーションにおける紫外線感受性
すべての次元4項を含む一般的なスカラーテンソル理論には、宇宙観測と一致する成功したインフレーションを生成できるパラメーター領域があります。この理論は、スカラーが標準モデルのヒッグスボソンと同一視される場合、実際にはヒッグス-スタロビンスキーインフレーションと同じです。スカラー場の非微分項とRicciスカラーから構成された可能な次元6演算子を摂動として考えます。これらのオペレーターが成功したインフレ予測を混乱させないようにするために、どの程度の抑制が必要かを調査します。実行可能な宇宙論的予測を保証するには、スカラーの6乗の抑制スケールをプランクスケールと同じくらい高くする必要があります。他の項については、はるかに小さいスケールで十分です。
中学生がNASAの赤外線望遠鏡施設（IRTF）で金星を観測
| Title |
Secondary_School_Students_observe_Venus_with_NASA_Infrared_Telescope_Facility_(IRTF) |
| Authors |
Javier_Peralta,_Juan_A._Prieto,_Pilar_Orozco-S\'aenz,_Jes\'us_Gonz\'alez,_Gonzalo_Trujillo,_Luc\'ia_Torres,_Alberto_S\'anchez_and_Manuel_Arnedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10010 |
天文学と天体物理学は、小学校と中学校の生徒にとって非常に意欲的なトピックと見なされており、科学への情熱を刺激するための反復的かつ効果的なリソースとなっています。実際、ここ数年、教師や生徒がリモートで独自の観測プロジェクトを実施できるように、小型のロボット望遠鏡を提供する施設が急増しています。ここでは、NASAの赤外線望遠鏡施設(IRTF)で金星の専門的な観測に参加し、2回目の観測で自分自身で観測を行った中学生の経験について説明します。SpeX装置の制御ソフトウェアの基本操作をすばやく習得したことに加えて、学生はドリフトスキャンイメージングを含むさまざまな種類のデータ取得を成功裏に実行しました。
