銀河運動学による低加速領域への銀河団質量プロファイルの測定
| Title |
Measuring_galaxy_cluster_mass_profiles_into_low_acceleration_regions_with_galaxy_kinematics |
| Authors |
Pengfei_Li,_Yong_Tian,_Mariana_P._J\'ulio,_Marcel_S._Pawlowski,_Federico_Lelli,_Stacy_S._McGaugh,_James_M._Schombert,_Justin_I._Read,_Po-Chieh_Yu,_Chung-Ming_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10175 |
銀河運動学を使用して、最高X線FLUx銀河団サンプル(HIFLUGCS)から16の銀河団の外側の動的質量プロファイルを調べます。球形ジーンズ方程式を数値的に解き、2つの一般的な関数を使用して動的質量プロファイルと銀河速度異方性プロファイルをパラメーター化し、結果が特定のモデルに偏らないようにします。質量速度異方性縮退は、速度分布の4次モーメントに依存する2つの「ビリアル形状パラメーター」を使用して破られます。結果として得られる速度異方性の推定値は、内側の領域でほぼ等方性の分布を一貫して示しており、大きな半径に向かって半径方向の異方性が増加しています。得られた動的質量を、静水圧平衡を仮定したX線ガスデータから計算された動的質量と比較し、大規模でリッチな緩和クラスターは一般に一貫した質量測定値を示しますが、非緩和または低リッチクラスターは、平均して静水質量よりも総質量が体系的に大きいことを発見しました。50\%。これは、$\sigma_8$の測定における現在の緊張を緩和するのに役立つかもしれませんが、クラスターバリオンの割合が宇宙値を下回ることにもつながります。最後に、私たちのアプローチは、個々の後期型銀河の周辺に匹敵する$10^{-11}$ms$^{-2}$という低い加速度を調査します。銀河団が銀河によって定義される動径方向の加速度関係から逸脱していることを確認しました。
衛星の飛行機、もはや LCDM と緊張していない
天の川を取り囲む薄い平面内の矮小銀河の配列は、宇宙の冷たい暗黒物質の一般的な宇宙論モデルと矛盾すると考えられてきました。新しい研究は、この配置が一時的な配置にすぎない可能性があることを示唆しており、衛星の半径方向の分布が考慮されると、私たちの銀河は理論上の期待と一致するようになります。
半解析的な銀河形成モデルからの非ガウス アセンブリ バイアス
| Title |
Non-Gaussian_assembly_bias_from_a_semi-analytic_galaxy_formation_model |
| Authors |
M._Marinucci,_V._Desjacques,_A._Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10337 |
ホストハローの質量集合履歴に対する非ガウスバイアスパラメーター$b_\phi$の依存性を調べるために、半解析コードGALACTICUSで生成された$z=1$モックギャラクシーカタログを使用します。大規模な合併ツリーのセットを生成し、色の大きさと輝線の光度によって選択された銀河の非ガウスアセンブリバイアス$\Deltab_\phi$を測定します。$g-r$色で選択された銀河では、Barreiraらの分析と一致する大きな集合バイアスが見られます。(2020)銀河形成の流体力学シミュレーションに基づく。この効果は、正規化振幅$\sigma_8$の値が大きいほど(固定されたハロー質量で)質量の集合が速くなるため、銀河がより古く、より赤くなるという事実から生じます。反対に、H$\alpha$光度によって選択された銀河では、少なくとも$z=1$とハロー質量範囲$3\times10^{10}<M<10で、有意な集合バイアスは検出されません。^{12}\M_\odot$はここで考慮されます。これはおそらく、輝線の強度が主に瞬間的な星形成率に敏感であり、$z=1$で$\sigma_8$に弱く依存しているように見えるという事実によるものです。これは、将来の輝線銀河調査において、非ガウスアセンブリバイアスがあまり問題にならないことを示しています。また、AGNと星のフィードバック、および星形成率を制御する銀河形成モデルのパラメーターの変化に対する非ガウスアセンブリバイアスの感度を初めて調査します。これらのパラメーターが基準値から2倍以内に変化すると、測定された$\Deltab_\phi$の次数が1になるまで変動が生じますが、色または光度の全体的な傾向は同じままです。ただし、これらの結果は銀河形成モデルの選択に影響される可能性があるため、ハロー質量と赤方偏移に加えて、この解析を他の半解析モデルに拡張することが賢明です。
ローレンツ不変性違反の天体物理学的および宇宙論的探索
ローレンツ不変性は、特殊相対性理論の基本的な教義の1つであり、実験室や天体物理学の観測によって広範にテストされています。しかし、素粒子物理学の標準モデルを超えた多くの量子重力モデルと理論は、プランクスケールに近いエネルギーでローレンツ不変性の違反を予測しています。この記事では、光子、ニュートリノ、重力波によるローレンツ不変性の破れ(LIV)の観測的および実験的テストについて概説します。光子を使用したLIVのほとんどの天体物理学的テストは、スペクトルラグデータと赤方偏移およびエネルギーとの相関関係の検索に基づいています。これらは主に、パルサー、活動銀河核(AGN)、ガンマ線バースト(GRB)などのコンパクトなオブジェクトを使用して実行されています。また、GRBを使用したこれらのスペクトルラグ観測の一部からLIVの主張がいくつかありましたが、他のLIV検索から得られた最も厳しい制限と矛盾しています。また、GRBやAGNからの偏波測定を使用した検索も行われています。ニュートリノについては、MeVエネルギー(SN1987Aから)での天体物理学的観測と、IceCube観測、大気ニュートリノ、長基線ニュートリノ振動実験に基づくTeV-PeVエネルギー範囲の両方を使用してテストが行われました。LIVの宇宙論的テストでは、複数の観測プローブを使用して赤方偏移の関数として光速度の不変性を探すこと、および宇宙マイクロ波背景観測で複屈折を探すことが必要です。この記事では、互いに矛盾する結果を含め、前述のLIVの観察テストのすべてをレビューします。
BOSSサーベイからの線形点による宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_with_the_linear_point_from_the_BOSS_survey |
| Authors |
Mengfan_He,_Cheng_Zhao,_and_Huanyuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10661 |
{\itLinearPoint}(LP)は、BAOピークと、2点相関関数(2PCF)$\xi(s)$の関連する左ディップとの間の中点として定義され、新しい標準定規として提案されています。これは、非線形効果の影響を受けません。この論文では、ベイジアンサンプラーを使用してLPを測定し、対応する統計的不確実性を推定し、LP測定で宇宙論的パラメーターの制約を実行します。Patchyモックカタログを使用すると、測定されたLPが0.6%レベルで理論上の予測と一致することがわかります。再スケーリングされた2PCF($s^2\xi$)から特定された中点を持つ制約は、$\xi$に基づく従来のLPからの制約よりも堅牢であることがわかります。統計的不確実性が2～4%増加するコスト。この問題は、強力なパラメーター制約を提供する追加のデータセットによっても解決できます。再構成されたデータからLPを測定すると、系統誤差がわずかに増加しますが、統計誤差が大幅に減少するため、より正確な測定値が得られます。LP測定値からの距離尺度制約の1$\,\sigma$信頼区間は、対応するBAO測定値よりも20～30%大きくなります。再構築されたSDSSDR12データの場合、LPを使用したフラット$\Lambda$CDMフレームワークでの$H_0$および$\Omega_{\rmm}$の制約は、BAOの制約とほぼ一致しています。プランク宇宙マイクロ波背景データと組み合わせると、$H_0=68.02_{-0.37}^{+0.36}$${\rmkm}\,{\rms}^{-1}\,{\rmMpcが得られます。}^{-1}$および$\Omega_{\rmm}=0.3055_{-0.0048}^{+0.0049}$とLPを使用します。
| Title |
Dark_siren_cosmology_with_binary_black_holes_in_the_era_of_third-generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Niccol\`o_Muttoni,_Danny_Laghi,_Nicola_Tamanini,_Sylvain_Marsat,_David_Izquierdo-Villalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10693 |
第3世代(3G)重力波検出器、特にアインシュタイン望遠鏡(ET)とコズミックエクスプローラー(CE)は、コンパクトな連星合体を求めて前例のない宇宙空間を探索し、年間数万回の検出を提供します。この研究では、3G干渉計によってダークサイレンとして検出されたバイナリブラックホールをシミュレートして使用し、シミュレートされた銀河カタログから取得された電磁情報と重力波データをクロスマッチングすることにより、宇宙論的パラメーターを抽出および推測します。標準の$\Lambda$CDMモデルを考慮して、適切なベイジアンフレームワークを適用して、さまざまなシナリオでハッブル定数$H_0$と物質エネルギー密度パラメーター$\Omega_m$の結合事後分布を取得します。銀河カタログが$z=1$まで完全であり、300を超えるネットワーク信号対雑音比でダークサイレンが検出されたと仮定すると、ETと2つのCEで構成されるネットワークが$H_0$($\Omega_m$)を、1年間の連続観測内で$90\%$の信頼区間で有望な$0.7\%$($9.0\%$)にします。さらに、$H_0$に関する情報のほとんどはローカルの単一ホストのダークサイレンに含まれており、$z>1$のダークサイレンはこれらの推定値を大幅に改善しないことがわかりました。私たちの結果は、$H_0$のサブパーセントの尺度が3G検出器のネットワークによって自信を持って達成できることを示唆しており、すべての系統的効果をより高い精度で特徴付ける必要性を強調しています。
非最小結合クロモナチュラル インフレーションにおける原始重力波
| Title |
Primordial_Gravitational_Waves_in_non-Minimally_Coupled_Chromo-Natural_Inflation |
| Authors |
Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Martino_Michelotti,_Lucas_Pinol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10718 |
Chern-Simons項を介してSU(2)ゲージセクターに結合されたアクシオンのような粒子によって引き起こされるインフレーションを考えます。クロモ・ナチュラル・インフレーションとして知られるこのシナリオは、CMBの観察結果と緊張関係にあります。この事実を修正し、モデルによって示される対称性と興味深い重力波現象学の両方を維持するために、アクシオンインフレトンとアインシュタインテンソルの非最小結合を調べます。CMBスケールで実行可能な宇宙論に対応するパラメーター空間の領域を識別します。また、小さなスケールでの大きくてキラルな重力波信号の可能性を強調しています。これは、重力波干渉計にとって特に重要です。
空乏半径に基づく物理的で簡潔なハロー モデル
ハローの枯渇半径に従って物質を分割することにより、自己矛盾のない正確なハローモデルを開発します。ビリアル半径でハローを定義する従来のモデルとは異なり、別の除外半径またはアドホックな修正に依存してハロー除外を説明する従来のモデルとは異なり、私たちのモデルはすべてのスケールに首尾一貫して質量を分散します。宇宙論的シミュレーションを使用して、私たちのハローの定義が非常に単純で直感的なモデルコンポーネントにつながることを示します。1つのハロー項はエイナストプロファイルによって与えられ、切り捨ては必要ありません。ハロー境界まで。普遍的なハロー間相関により、未解決のハローと拡散物質の分布を簡単にモデル化することもできます。ハロープロファイルをハロー-ハロー相関関数で畳み込むと、すべてのスケールにわたるハロー-物質相関の完全な説明が得られます。これは、遷移スケールでのハロー除外を首尾一貫して説明します。私たちのモデルでは質量保存が明示的に維持されており、古典的なハローバイアスのスケール依存性は簡単に再現されます。私たちのモデルは、$10^{11.5}h^{-1}{\rmM}_{\odot}<M_{\rmvir}<10^{15.35}h^{-1}{\rmM}_{\odot}$$z=0$で、半径方向の範囲$0.01h^{-1}{\rmMpc}<をカバーします。r<20h^{-1}{\rmMpc}$.また、モデルプロファイルが、最小バイアスでの特徴的な空乏半径と、最も急な密度勾配の場所でのスプラッシュバック半径を正確に予測できることも示します。
枯渇境界周辺の暗黒物質ハローの物理進化
| Title |
Physical_evolution_of_dark_matter_halo_around_the_depletion_boundary |
| Authors |
Hongyu_Gao,_Jiaxin_Han,_Matthew_Fong,_Y.P._Jing,_Zhaozhou_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10887 |
最近提案された枯渇半径が果たす役割に焦点を当てて、宇宙論的シミュレーションで大規模なハロープロファイルの構築を調査します。ハローの成長には環境の枯渇が伴い、内側の枯渇半径が2つを区別することを明示的に示しています。この進化プロセスは、バイアスプロファイルの谷の形成によっても観察され、2つの枯渇半径が進化の重要なスケールを識別します。内側空乏半径とビリアル半径の比率は、赤方偏移とハロー質量全体で約2の定数係数です。それらの封入密度間の比率も0.18の定数に近いです。これらの単純なスケーリングの関係は、赤方偏移で弱くしか進化しない、これらのスケールで大部分が普遍的なスケーリングされた質量プロファイルを反映しています。境界進化の全体像は、枯渇プロセスの成熟度に応じて3つの段階に大きく分けることができ、クラスターハローは進化において低質量ハローに遅れをとっています。また、ハロー成長の伝統的な遅い降着と速い降着の二分法は、それぞれ加速された枯渇段階と減速された枯渇段階として識別できることも示します。
銀河の楕円率相関における統計的異方性
| Title |
Statistical_anisotropy_in_galaxy_ellipticity_correlations |
| Authors |
Maresuke_Shiraishi,_Teppei_Okumura,_Kazuyuki_Akitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10890 |
銀河の数密度と固有の速度だけでなく、銀河の固有の配列を使用して、宇宙の等方性をテストできます。スピン2銀河の楕円率場で構成される配置空間2点相関関数(2PCF)に対する等方性の破れの特徴的な影響を研究します。この目的のために、多極球面調和分解アプローチをスピン加重バージョンに一般化することにより、等方性を破る2PCFの一般的なタイプを効率的に計算する方法論を構築します。デモンストレーションとして、物質パワースペクトルによく知られた$g_*$タイプの等方性破り項(たとえば、暗ベクトル場によって誘導される)がある場合の2PCFを分析します。次に、いくつかの異方性歪みが実際に2PCFに現れ、その形状が等方性違反を引き起こす優先方向$\hat{d}$に依存していることを確認します。このような特徴は、宇宙の等方性をテストするための特徴的な指標になる可能性があります。平面平行(PP)近似を使用して計算した場合と使用しない場合で計算された等方性を破る2PCFを比較すると、$\hat{d}$に応じて、ターゲット銀河に向かう方向の間の開き角が${\calO}(1^\circ)$は密度と楕円率、速度と楕円率の相互相関、楕円率の自己相関は約$10^\circ$です。これは、宇宙等方性を正確にテストするには、PP近似に依存せずに2PCFを定式化する必要があることを示唆しています。
さまざまな BAO データセットからのモデル選択結果 -- DE モデルと $\Omega_K$CDM
バリオン音響振動(BAO)データセットの使用は、初期の宇宙と後期の宇宙を結びつけるユニークな機会を提供します。この手順では、取り残された可能性を使用して$H_0-r_d$縮退を取り除き、さまざまなダークエネルギー(DE)モデルでテストした最近の結果について説明します。$r_d$または$H_0$のキャリブレーションに依存しないこのアプローチにより、標準的な尤度で計算されたものに匹敵する結果を得ることができることがわかりました。ここでは、採用した2つの異なるBAOデータセットで観察された主な違いを強調します。角度BAO測定のみを含む横方向のものと、角度と半径方向の両方のBAO測定を含む混合のものです。2つのデータセットは、DEモデルの統計的好みが異なり、宇宙の曲率の好みも異なることがわかります。
| Title |
Giant_Impacts_and_Debris_Disk_Morphology |
| Authors |
Joshua_W._Jones,_Eugene_Chiang,_Gaspard_Duchene,_Paul_Kalas,_and_Thomas_M._Esposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10189 |
特定の破片円盤は、説明できない散乱光で非軸対称形状を持っています。円盤の外観は、その構成要素であるケプラー楕円がどのように配置されているかによって異なります。楕円が遠方に整列するほど、円盤は非軸対称になります。アプシダルアラインメントは、固体間の壊滅的な衝突から解放されたフラグメントに対して自動的に行われます。このような巨大な衝突デブリの散乱光画像と熱放射画像を合成します。表示ジオメトリに応じて、最初のアプシダルアライメントが乱れた場合とその方法に応じて、巨大な衝突の残骸が片側または両側の「フォーク」、偏った「針」、またはセットとして散乱光に現れることがあります。「双翼」の。二重翼は、重力やガス抗力を含む他のシナリオで再現するのが難しく、軌道も整列しません。画像を観測結果と比較し、HD15115、HD32297、HD61005、HD111520、HD106906、ベータピック、およびAUマイクの散乱光の非対称性が、巨大な衝突、重力摂動、または彫刻によって最もよく説明されるかどうかを評価するスコアカードを提供します。星間媒体によって。
低速衝撃波におけるコンドリュールへの火成リム降着
衝撃波加熱は、コンドリュール形成メカニズムの主要な候補です。このメカニズムは、衝撃速度が一定の範囲にあるときにコンドリュールを形成します。衝撃速度がこの範囲よりも小さい場合、コンドリュール前駆体よりも小さいダスト粒子は融解しますが、コンドリュール前駆体は融解しません。火成リム降着イベントとして、低速の衝撃波に注目します。衝撃波加熱モデルの半解析的処理を使用して、過冷却時に溶融ダスト粒子の降着が発生することがわかりました。降着した火成リムは、降着した過冷却液滴と結晶化したダスト粒子の2つの層を持っています。コンドリュールは複数のリム形成衝撃イベントを経験することをお勧めします。
深海大気における雨の下降気流
ジュノのマイクロ波放射計の結果は、木星の大気中のアンモニア蒸気が、雲のレベルよりはるか下の数十バールまで不均一に混合していることを示しています。日震観測は、太陽の光度に対応するために、太陽対流がエントロピー雨と呼ばれる狭く集中した下降気流を必要とする可能性があることを示唆しています。両方の観察結果は、非局所的な対流輸送の何らかのメカニズムを示唆しています。底なしの大気で環境と効率的に混合する前に、集中密度異常が到達できる深さを予測しようとしています。深淵大気の圧縮率を説明するために、熱を伴う古典的な自己相似解析モデルを修正します。これらのモデルを高解像度の3次元流体力学シミュレーションの出力と比較して、乱流の無秩序な影響をより正確にモデル化します。局所的な密度異常は、環境と実質的に混合することなく、初期サイズの約3～8倍まで伝播することがわかりました。私たちの解析モデルは初期の流れを正確に予測しますが、特徴的な浸透深さで流れが不安定になると、自己相似性の仮定が崩れます。木星の文脈では、私たちの調査結果は、サイズが最大20kmの局所的な下降気流に集中した降水が、環境と混合することなく、最初の気化レベルから100km(数十バール)のオーダーでコヒーレントに浸透できることを示唆しています。この発見は、予想される対流嵐の長さスケール、およびアンモニア枯渇のジュノMWR測定値と一致しています。雲レベルの下の揮発性物質の組成勾配は、嵐の巨大惑星では一般的かもしれません。太陽の文脈では、深淵大気中の乱流下降気流は、太陽の対流層を通じて一貫性を維持できないことがわかり、エントロピー雨仮説に対する潜在的な挑戦となる.
降着爆発中およびその後の原始惑星系円盤における塵と水氷の衝突進化
| Title |
Collisional_evolution_of_dust_and_water_ice_in_protoplanetary_discs_during_and_after_an_accretion_outburst |
| Authors |
Adrien_Houge_and_Sebastiaan_Krijt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11318 |
ほとんどの原始惑星系円盤は、激しく頻繁に降着爆発を起こすと考えられており、その間、降着率と中心部の光度は数十年間上昇しています。これにより、ディスクの温度が一時的に上昇し、スノーラインが外側に移動するにつれて氷種が昇華します。この論文では、原始惑星系円盤のさまざまな場所で、FUorタイプの降着爆発がダスト凝集体の成長と外観をどのように変化させるかを調査します。モンテカルロ法に基づくモデルを開発して、氷塵粒子の凝集と断片化を局所的にシミュレートし、それらの構造と昇華への応答のさまざまな設計を調査します。私たちの主な発見は、静止水雪線と噴出水雪線の間に位置するダスト粒子の進化は、組成と空隙率の大幅な変化によって引き起こされるということです。ダスト集団が爆発から回復し、凝集/フラグメンテーション平衡に戻るのに必要な時間は、凝集物理学と爆発特性の複雑な相互作用に依存し、5天文単位で最大4500年かかります。微惑星の構成要素である小石サイズの粒子は、水の氷の中で使用されなくなるか、完全に破壊され、その結果、微惑星がより乾燥するか、その形成が完全に停止します。降着爆発が頻繁に発生する場合、ダストはかなりの時間、衝突平衡から遠く離れている可能性があり、ミリ波の波長でディスク内の過去の爆発を追跡する機会を提供します。私たちの結果は、ダスト凝集と惑星形成のモデルに降着爆発を含めることの重要性を強調しています。
SPT-CL J2215-3537: 最も遠い緩和銀河団の中心にある大規模なスターバースト
| Title |
SPT-CL_J2215-3537:_A_Massive_Starburst_at_the_Center_of_the_Most_Distant_Relaxed_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Michael_S._Calzadilla,_Lindsey_E._Bleem,_Michael_McDonald,_Michael_D._Gladders,_Adam_B._Mantz,_Steven_W._Allen,_Matthew_B._Bayliss,_Anna-Christina_Eilers,_Benjamin_Floyd,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Gourav_Khullar,_Keunho_J._Kim,_Guillaume_Mahler,_Keren_Sharon,_Taweewat_Somboonpanyakul,_Brian_Stalder,_Antony_A._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10185 |
我々は、最も遠くにある、動的に緩和されたクールコア銀河団、SPT-CLJ2215-3537(SPT2215)と、z=1.16にあるその中央の最も明るい銀河団銀河(BCG)の発見を提示します。新しいX線観測を使用して、SPT2215が200Myr(10kpcで)の中心冷却時間と1900+/-400Msun/yrの最大クラスター内媒体冷却速度を持つ強力な低温コアを保有していることを示します。この途方もない冷却は、ハッブル宇宙望遠鏡の画像で観測された拡張された星形成フィラメントに燃料を供給している可能性があります。新しい分光測光データに基づいて、BCGで明るい[OII]放射を検出しました。弱い電波源(0.8GHzで2.0+/-0.8mJy)の検出は、活動銀河核(AGN)からの継続的なフィードバックを示唆していますが、暗黙のジェット出力は高温ガスの冷却光度の半分未満であり、冷却と一致しています。圧倒的暖房。SPT2215の極度の冷却とSFRは、既知のクールなコアクラスターの中でまれであり、ほとんどのクラスターがまだ動的に乱されているときに、これらをそのような高い赤方偏移で観察することはさらに注目に値します。このクラスターの高い質量は、高度に分離されたBCGで動的に緩和されているという事実と相まって、初期の宇宙で非常に急速に形成されたに違いない非常にまれなシステムであることを示唆しています。高いSFRと組み合わせると、SPT2215はフェニックスクラスターの高zアナログである可能性があり、最も大規模な銀河におけるAGNフィードバックと星形成の限界についての洞察を提供する可能性があります。
| Title |
Stellar-mass_black_holes_in_the_Hyades_star_cluster? |
| Authors |
Stefano_Torniamenti,_Mark_Gieles,_Zephyr_Penoyre,_Tereza_Jerabkova,_Long_Wang,_Friedrich_Anders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10188 |
宇宙における連星とブラックホールの合体の天体物理モデルでは、重力波の検出を説明するために、ごくわずかなネイタルキックを受け取るために、かなりの割合の恒星質量ブラックホール(BH)が必要です。これは、脱出速度が遅い散開星団でもBHが保持されるべきであることを意味します($\lesssim1~\mathrm{km\,s^{-1}}$)。$Gaia$からのデータと$N$体直接モデルの密度プロファイルを比較することにより、太陽に最も近い散開星団-ヒアデス-にBHが存在する兆候を検索します。観測結果は、現在$2-3$BHのモデルによって最もよく再現されています。BHをまったく持たなかったモデルは半質量半径$\sim30\%$が観測された値より小さく、最後のBHが最近放出されたモデル($\lesssim150~$Myr前)はまだ密度プロファイルを再現できます。BHをホストするモデルの50%で、恒星のコンパニオンを持つBHが見つかります。それらの周期分布は$\sim10^3$yrでピークに達し、速度の変化から発見される可能性は低くなります。$Gaia$の大きな天文誤差と分光誤差から潜在的なBHコンパニオンを探し、56の連星候補を特定しましたが、いずれも大規模でコンパクトなコンパニオンとは一致しませんでした。$2-3$のBHを持つモデルでは、中心速度の分散が高くなりますが、観測ではまだ区別できません。ヒアデスの現在の構造では、その時点での脱出速度$\sim3\,\mathrm{km\,s^{-1}}$よりも小さい出生キックを受けるためにかなりの割合のBHが必要であると結論付けます。太陽に最も近いBHがヒアデス内またはその近くにあること。
GLASS-JWST アーリー リリース サイエンス プログラム。 III. Abell 2744 とその落下領域の強いレンズ モデル
| Title |
The_GLASS-JWST_Early_Release_Science_Program._III._Strong_lensing_model_of_Abell_2744_and_its_infalling_regions |
| Authors |
Pietro_Bergamini,_Ana_Acebron,_Claudio_Grillo,_Piero_Rosati,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Amata_Mercurio,_Eros_Vanzella,_Charlotte_Mason,_Tommaso_Treu,_Giuseppe_Angora,_Gabriel_B._Brammer,_Massimo_Meneghetti,_Mario_Nonino,_Kristan_Boyett,_Marusa_Bradac,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Takahiro_Morishita,_Diego_Paris,_Gonzalo_Prieto-Lyon,_Guido_Roberts-Borsani,_Namrata_Roy,_Paola_Santini,_Benedetta_Vulcani,_Xin_Wang,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10210 |
$z=0.3072$にある銀河団Abell2744の新しい高精度、JWSTベースの強力なレンズモデルを提示します。GLASS-JWSTおよびUNCOVERプログラムとDirector'sDiscretionaryTimeプログラムからの深い高解像度JWSTイメージングを、新たに取得したVLT/MUSEデータと組み合わせることにより、2つの外部サブクラスターによってレンズ化された11の背景ソースから32の複数の画像を識別します主星団からの距離は約160インチです。新しいMUSE観測により、外部の集塊に複数の画像システムがあることを初めて分光学的に確認できました。さらに、分光測光アーカイブとJWSTデータの再分析により、27の追加の複数画像が得られました。メインクラスター.新しいレンズモデルは、1.03から9.76の間の拡張された赤方偏移範囲をカバーする149の複数の画像(以前のBergaminietal.2023モデルよりも$\sim66\%$多い)によって制約されます.クラスターのサブハロー質量成分$m_{\rmF160W}=21$までの177のメンバー銀河を含み、そのうち163が分光学的に確認されている.内部速度分散は85メンバーについて測定されている.新しいレンズモデルは、複数の画像の予測位置と観測位置の間の散乱が非常に少ない(0.43")。この精度は、大規模な複数の画像サンプル、クラスター質量分布の複雑さ、およびモデル化された大規模な領域を考えると、前例のないものです。クラスターの総質量分布の精度と解像度が向上したことで、$\sim\!45$arcmin$^2$領域にわたる堅牢な倍率マップが提供されました。$ソース。レンズモデルと新しいMUSEredshiftカタログは、この出版物と共にリリースされます。
4 つのセイファート 1 銀河の H$\alpha$ 広帯域フォトメトリック残響マッピング
| Title |
The_H$\alpha$_broadband_photometric_reverberation_mapping_of_four_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Qinchun_Ma,_Xue-Bing_Wu,_Huapeng_Gu,_Yuhan_Wen,_Yuming_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10362 |
近年、AGNのブロードバンド測光残響マッピング(PRM)が調査されていますが、ほとんどは降着円盤連続体RMに関するものです。ブロードバンドではブロードな輝線はごく一部であるため、輝線のPRMは非常に困難です。ここでは、ブロードバンドPRMのICCF-Cut法を提示して、H$\alpha$ブロードラインラグを取得し、それを4つのセイファート1銀河、MCG+08-11-011、NGC2617、3C120、およびNGC5548に適用します。それらは、毎日/準毎日のケイデンスを持つ高品質のブロードバンド光曲線を持っています。これにより、連続体とホスト銀河からの寄与を差し引くことで、ラインバンドからH$\alpha$光曲線を抽出することができます。それらの抽出されたH$\alpha$ライトカーブは、同じエポックで分光RM(SRM)によって得られたラグ付きH$\beta$ライトカーブと同様に、ラグ付き連続バンドライトカーブと比較されます。これらのライトカーブの一貫性とSRMH$\beta$ラグとの比較は、これらのAGNのH$\alpha$ラグをサポートし、ICCF-Cut、JAVELINおよび$\chi^2$メソッド。H$\alpha$ラグの信頼性を評価するためのシミュレーションと、SRMH$\beta$とPRMH$\alpha$ラグの比較は、ICCF-Cut、JAVELIN、および$\chi^2$の結果の一貫性を示しています。導出されたH$\alpha$ラグの信頼性を確保できます。これらの方法は、将来的にLSSTなどの大規模なマルチエポック高ケイデンス測光調査で、AGNの大規模なサンプルのブロードライン領域サイズとブラックホール質量を推定するために使用される可能性があります。
5kpc 以内の太陽系近傍銀河円盤のブラインド サーチ: ガイア DR3 で見つかった 1,179 個の新しい星団
| Title |
Blind_Search_of_The_Solar_Neighborhood_Galactic_Disk_within_5kpc:_1,179_new_Star_clusters_found_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Huanbin_Chi,_Feng_Wang,_Wenting_Wang,_Hui_Deng,_Zhongmu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10380 |
天の川銀河の構造と進化を包括的に理解するには、散開星団(OC)を研究することが不可欠です。これまでの多くの研究では、太陽系の近くで1.2kpcまたは銀河緯度20度以内のOCを体系的に検索してきました。しかし、より高い銀河緯度とより深い距離でOCを検索した研究はほとんどありませんでした。この研究では、教師なしハイブリッドクラスタリングアルゴリズム(Friends-of-FriendsおよびpyUPMASK)とバイナリ分類アルゴリズム(ランダムフォレスト)に基づいて、検索領域を拡張し(つまり、銀河緯度|b|>=20度)、実行しました。GaiaDR3での銀河団のきめ細かなブラインド検索。クロスマッチングの後、等時線フィッティングを使用して新しく発見されたクラスター候補がフィッティングされ、これらのクラスターの主な物理パラメーター(年齢と金属量)が推定されます。これらのクラスター候補は、手動の目視検査を使用してチェックされました。それらの統計的特性は、以前に公開されたクラスターカタログとも比較されました。最終的に、5kpc以内にかなりの信頼性を持つ1,179個の新しいクラスターが見つかりました。
分子雲の落下する塊を探して -- COブループロファイルのカタログ
| Title |
In_search_for_infalling_clumps_in_molecular_clouds_--_A_catalogue_of_CO_blue-profiles |
| Authors |
Zhibo_Jiang,_Shaobo_Zhang,_Zhiwei_Chen,_Yang_Yang,_Shuling_Yu,_Haoran_Feng,_Ji_Yang,_and_the_MWISP_group |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10982 |
私たちは、星形成の非常に初期の段階を研究するために、落下運動を伴う分子塊の体系的な調査を開始しました。私たちの最初のステップは、MWISPによるデータプロダクトを利用して、CO同位体分子の青色非対称線プロファイルの偏りのない調査を行うことです。銀河面に近い$\sim$2400平方度の合計領域内で、青いプロファイルを示す3533の候補が見つかりました。そのうち3329は$^{12}$CO&$^{13}$COペアから選択され、204は$^{13}$CO&C$^{18}$Oペアからのものです。パラメトリック空間の調査は、サンプルが星形成の準備が整った比較的高い柱密度を持つ低温段階にあることを示唆しています。私たちのサンプルの空間分布の分析は、それらが事実上銀河のすべての主要な構成要素に存在することを示唆しています。垂直方向の分布は、ソースが主に$\sim$85パーセクの厚い円盤に位置していることを示唆していますが、それでも小さな部分は銀河中心面をはるかに超えて位置しています。私たちのフォローアップ観測は、これらの候補が落下運動の探索を開始し、星形成の非常に初期の段階の状態を研究するための良いサンプルであることを示しています.
SDSS 星形成銀河の質量金属量の関係: 集団合成解析と星バーストの長さ、絶滅法則、初期質量関数、星形成率の影響
| Title |
Mass_Metallicity_Relationship_of_SDSS_Star_Forming_Galaxies:_Population_Synthesis_Analysis_and_Effects_of_Star_Burst_Length,_Extinction_Law,_Initial_Mass_Function_and_Star_Formation_Rate |
| Authors |
Eva_Sextl,_Rolf-Peter_Kudritzki,_H._Jabran_Zahid,_I-Ting_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11024 |
SloanDigitalSkySurveyで$\sim$200,000銀河の吸収線スペクトルを分析することにより、星形成銀河の質量と金属量の関係を調べます。銀河のスペクトルは星の質量のビンに積み上げられ、人口合成技術が適用され、星間の赤化と絶滅とともに、若い星と古い星の人口の金属量、年齢、星形成の歴史が得られます。統合されたスペクトル全体に寄与する単一の星集団のモデルスペクトルを計算するために、さまざまな長さの初期スターバーストとさまざまな初期質量関数を採用しています。また、3.1からのRVの赤みに対する消光の比の偏差を考慮し、スペクトルフィットから値を決定します。初期質量関数の影響は小さいのに対し、バースト長とRVは金属量の決定に大きな影響を与えることがわかりました。RV値は3.1より大きい。若い恒星集団の金属量は、個々の大質量超巨星の銀河系外分光研究と一致しており、古い恒星集団の金属量よりも大幅に高くなっています。これは、金属量が星の質量に対するガスの比率に依存し、この比率が時間とともに減少する銀河の進化モデルを確認します。星形成の歴史は、銀河系の星の質量に依存することがわかっています。大質量銀河は、初期に形成された星によって支配されています。
近くの宇宙におけるELG光度関数の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_ELG_luminosity_functions_in_the_nearby_Universe |
| Authors |
G._Favole,_V._Gonzalez-Perez,_Y._Ascasibar,_P._Corcho-Caballero,_A._D._Montero-Dorta,_A._J._Benson,_J._Comparat,_S._A._Cora,_D._Croton,_H._Guo,_D._Izquierdo-Villalba,_A._Knebe,_\'A._Orsi,_D._Stoppacher,_C._A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11031 |
星雲輝線は、銀河の形成と進化における物理的プロセスの強力な診断手段です。さらに、輝線銀河(ELG)は、現在および今後の分光宇宙論調査の主な対象の1つです。ローカル宇宙のさまざまな銀河集団の線光度関数(LF)への寄与を調査し、初期の宇宙時代の将来の調査のベンチマークを提供します。SDSSDR7主銀河サンプルとMPA-JHUスペクトルカタログからの観測の大規模な統計により、H$\alpha$、H$\beta$、[OII]、[OIII]、[NII]、[SII]0.02<z<0.22の低z宇宙における~2.4Gyrsにわたる輝線LF。分光学的、rバンドの大きさ、および輝線の不完全性を同時に補正できる、一般化された1/VmaxLF推定量を提示します。2つの方法を使用して分類されたさまざまなタイプのELGのLFへの寄与を調べます。H$\alpha$相当幅対[NII]/H$\alpha$比)図。私たちのサンプルのELGはほとんどが星形成であり、83.6%のsSFRが10$^{-11}$/yrを超えています。BPT+WHANダイアグラムを使用してELGを分類すると、63%が星形成であり、1.5%が受動的に進化し、2.9%が核活動を持っていることがわかります(Seyfert)。残りはライナーと複合ELGです。すべての輝線LFを記述するには、サンダース関数が最も適切であることがわかります。[OIII]および[NII]LFの明るい端(すなわち、L[NII]>10$^{42}$erg/s、L[OIII]>10$^{43}$erg/s)であり、セイファート銀河の寄与は無視できません。L<10$^{41}$erg/sでのELG数に最も寄与しているのは、星形成集団に加えて、複合銀河とLINERである。
[C II] 158 $\mu$m と [O III] 88 $\mu$m のローカル ライマン連続体エミッター、Mrk 54
の検出、および高赤方偏移アルマ研究への影響
| Title |
Detections_of_[C_II]_158_$\mu$m_and_[O_III]_88_$\mu$m_in_a_Local_Lyman_Continuum_Emitter,_Mrk_54,_and_its_Implications_to_High-redshift_ALMA_Studies |
| Authors |
Ryota_Ura,_Takuya_Hashimoto,_Akio_K._Inoue,_Dario_Fadda,_Matthew_Hayes,_Johannes_Puschnig,_Erik_Zackrisson,_Yoichi_Tamura,_Hiroshi_Matsuo,_Ken_Mawatari,_Yoshinobu_Fudamoto,_Masato_Hagimoto,_Nario_Kuno,_Yuma_Sugahara,_Satoshi_Yamanaka,_Tom_J._L._C._Bakx,_Yurina_Nakazato,_Mitsutaka_Usui,_Hidenobu_Yajima,_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11036 |
赤外線天文学のための成層圏天文台でFIFI-LSを使用して得られた、ローカルのライマン連続体エミッター(LCE)であるMrk54の積分フィールド遠赤外線(FIR)分光法を提示します。既知のLCEの[CII]158$\mu$mおよび[OIII]88$\mu$m分光法が得られたのは、Haro11に続いて2回目です。Mrk54は、全FIR光度の$\sim1$%を占める強い[CII]放射を持っているのに対し、中程度の[OIII]放射しか持たないため、[OIII]/[CII]は低いことがわかります。]光度比$0.22\pm0.06$。[OIII]/[CII]が$f_{\rmesc}$(LyCエスケープフラクション)の有用なトレーサーであるかどうかを調べるために、[OIII]/[CII]と(i)$\rmO_{32}\equiv$の光ライン比[OIII]5007\AA/[OII]3727\AA,(ii)特定の星形成率,(iii)[OIII]88$\mu$m/[OI]63$\mu$m比、(iv)気相金属量、および(v)Mrk54の組み合わせサンプルとHerschelDwarfGalaxySurveyおよびLITTLETHINGSからの文献データに基づくダスト温度調査。[OIII]/[CII]の光度比が高い銀河は、高いイオン化($\rmO_{32}$で追跡)、爆発的な星形成、高いイオンから中性へのガスの充填の結果である可能性があることがわかりました。因子([OIII]88$\mu$m/[OI]63$\mu$mで追跡)、および理論的予測と一致する低い気相金属量。[OIII]/[CII]と$\rmO_{32}$の組み合わせに基づいて、[OIII]/[CII]比と$f_{\rmesc}$の経験的関係を提示します。相関、および$\rmO_{32}$と$f_{\rmesc}$の間の既知の関係。この関係は、ALMAによって明らかにされた[OIII]/[CII]比が高い高赤方偏移銀河には$f_{\rmesc}\gtrsim0.1$があり、宇宙の再電離に大きく寄与している可能性があることを意味します。
レミングス。 V. 核活動とバルジ特性: $HST$ による $e$-MERLIN パロマー銀河の詳細な多成分分解
| Title |
LeMMINGs._V._Nuclear_activity_and_bulge_properties:_a_detailed_multi-component_decomposition_of_$e$-MERLIN_Palomar_galaxies_with_$HST$ |
| Authors |
B._T._Dullo,_J._H._Knapen,_R._J._Beswick,_R._D._Baldi,_D._R._A._Williams,_I._M._McHardy,_J._S._Gallagher,_S._Aalto,_M._K._Argo,_A._Gil_de_Paz,_H.-R._Kl\"ockner,_J._M._Marcaide,_C._G._Mundell,_I._M._Mutie,_P._Saikia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11154 |
[要約]我々は、銀河の大規模なサンプルの光学構造特性と核電波放射との関係を調査するために、LeMMINGsサーベイからの銀河コアの高解像度$HST$イメージングと$e$-MERLIN1.5GHz観測を使用します。163個のLeMMINGs銀河の$HST$画像から抽出された新しい表面輝度プロファイルの正確なマルチコンポーネント分解を実行し、最大6つの銀河コンポーネント(バルジ、ディスク、AGN、バー、リング、渦巻き腕、核星団など)に適合します。)S\'ersicおよび/またはコアS\'ersicモデルと同時に。私たちの過去の研究からの10個のLeMMINGs銀河のこのような分解データを追加することにより、173個の近くの銀河(102個のSs、42個のS0s、23個のEsと6個のIrr)の最終サンプルがバルジ恒星質量(通常)M_*、バルジ~10^6-を持ちます。10^12.5M_sunは、すべての光スペクトルクラス(LINER、Seyfert、ALG、およびHII)を網羅しています。バー、リング、スパイラルなどのコンポーネントがフィットに含まれていない場合、多くの銀河でバルジ質量が大幅に過大評価される可能性があることを示しています。さらに、モンテカルロ法を実装して、バルジ、ディスク、およびその他の適合した構造パラメーターのエラーを特定します。ハッブル系列を(反対方向に)移動すると、つまり、不規則銀河から楕円銀河に移動すると、バルジがより大きく、より顕著になり、丸くなることが確認されます。このようなバルジの優勢は、より明るい電波コアの光度と関連しています。また、電波検出率がバルジ質量とともに増加することもわかりました。M_*,bulge>10^11M_sunでは、電波検出率は77%で、M_bulge<10^10M_sunでは24%に低下します。さらに、我々は、コア-S\'ersicバルジが体系的に丸く、高い電波コア光度と、箱型に歪んだ、または純粋な楕円形の等光線を持つ傾向があることを観察しています。
星団の形成には、サブクラスターが埋め込まれている巨大な分子雲からのガスの降着による、ガスに富む小さなサブクラスターの成長が含まれます。これに関与する2つの主要な降着メカニズムは、密集したフィラメントからのガスの降着と、雲の周囲の背景からのガスの降着です。結合平滑化粒子流体力学を使用してガスをモデル化し、N体ダイナミクスを使用して星をモデル化することで、ガスに富む星団へのこれらの両方の降着プロセスのシミュレーションを実行します。どちらの降着プロセスでも、降着星団は元の質量の一部を失い、周囲の背景または高密度のフィラメントから質量が増加することがわかりました。これらの両方のプロセスから失われる質量の量は、クラスターの総質量に比べてわずかです。ただし、バックグラウンド媒体からの降着の場合、クラスターが周囲の媒体を十分に速く移動している場合、正味の効果はクラスターの総質量の減少になる可能性があります($>4$kms$^{-1}$).フィラメント状の降着によってクラスターから失われた質量の量は、ガスをクラスターに送り込むフィラメントの密度、幅、または数とは無関係であり、クラスターの質量が時間とともに常に増加していることがわかります。私たちの結果を、より大規模なGMCシミュレーションで星団形成をモデル化するために使用される理想化された処方箋と比較し、そのような処方箋が、それらが表す星団の質量を記述する際の上限として機能することを発見しました。
| Title |
Widespread_Hot_Ammonia_in_the_Central_Kiloparsec_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Tierra_M._Candelaria,_E.A.C_Mills,_David_S._Meier,_Juergen_Ott,_Natalie_Butterfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11222 |
天の川の内側の300～500pcは、私たちの銀河系で最も極端なガス条件のいくつかを持っています。温度、密度、熱圧、乱流圧などの中央分子帯(CMZ)の物理的特性は、ガスのエネルギー学、運動学、進化を特徴付ける重要な要素です。この領域の分子ガスは、銀河円盤のガスよりも1桁以上高温ですが、ガスを加熱するメカニズムは不明なままです。$\sim$450pcの投影半径にまで及ぶ16の領域の温度を特徴付けます。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、SWAG（銀河中心部の水とアンモニアの調査）から\am\、J、K=（1,1）-（6,6）反転遷移を観測し、アンモニア線（J,K)=(8,8)-(14,14)100\,mグリーンバンク望遠鏡を使用。これら2つのサンプルを使用して、すべてのソースの完全なボルツマンプロットを作成し、2つの回転温度成分をデータに当てはめます。低温のコンポーネントについては、20～80\,Kの範囲の回転温度を検出し、高温のコンポーネントについては、210～580\,Kの範囲の温度を検出します。この16領域のサンプルを使用して、これまでに銀河中心部で検出された最も極端な分子ガス温度のいくつかを特定します。ガスの温度とガラクトセントリック半径の間に相関関係は見つかりませんでした。また、これらの高温が活発な星形成雲だけに関連しているわけではないことを確認しています。また、温度と線幅を調査し、（1）温度と線幅の間に相関関係がないこと、および（2）線が非熱的に広がっていることを発見しました。これは、非熱的な動きが熱よりも支配的であることを示しています。
根底にあるラジアル加速度関係
後期型銀河の動径加速度関係(RAR)は、それらの動的加速度$g_\text{obs}$を、それらの回転曲線全体で、バリオンのみによるもの$g_\text{bar}$に関連付けます。RARへの文献の適合により、関係が依存する銀河のパラメーター(距離、傾斜角、光度、質量対光比)が、$g_\textの不確実性に対する無相関のガウス寄与を伴う最大アプリオリ値に修正されました。{bar}$と$g_\text{obs}$。実際には、これらは当てはめの自由なパラメーターであり、統計的エラーではなく系統的エラーに寄与しています。内因性散乱の有無にかかわらず(外部場効果の有無にかかわらず修正ニュートン力学によって動機付けられた)関係の可能な関数形式の範囲を想定して、私はハミルトニアンモンテカルロを使用して、SPARCデータセットのRARと銀河パラメーターの完全な同時推論を実行します。.これにより、観察された本質的なRARの根底にあることが明らかになります。加速度スケール$a_0=(1.19\pm0.04\,\text{(stat)}\pm0.09\,\text{(sys)})\:\times\:10^{-10}$ms$を見つけました^{-2}$、固有の散乱$\sigma_\text{int}=(0.034\pm0.01\,\text{(stat)}\pm0.01\,\text{(sys)})$dex(SPARC誤差モデルは信頼できる)、外部場効果の証拠は弱い。私は、将来のSPARC研究や、赤方偏移に依存しない距離測定など、校正されたRARのアプリケーションのために、すべての分析の要約統計を公開します。
ALMA REBELS サーベイ: $\mathbf{z \sim 7} での最初の赤外線光度関数測定
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_The_First_Infrared_Luminosity_Function_Measurement_at_$\mathbf{z_\sim_7} |
| Authors |
L._Barrufet,_P._A._Oesch,_R._Bouwens,_H._Inami,_L._Sommovigo,_H._Algera,_E._da_Cunha,_M._Aravena,_P._Dayal,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_V._Gonzalez,_L._Graziani,_A._Hygate,_I._de_Looze,_T._Nanayakkara,_A._Pallottini,_R._Schneider,_M._Stefanon,_M._Topping,_P._van_Der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11321 |
ALMA分光観測によるUV選択銀河サンプルに基づく、再電離の時代（EoR）における最初の観測赤外線光度関数（IRLF）測定を提示します。私たちの分析は、[CII]158$\micron$ラインスキャンで$\mathrm{z=6.4-7.7}$にある42の銀河を対象とするALMA大規模プログラムReionizationEraBrightEmissionLineSurvey(REBELS)に基づいています。16個のソースがダスト検出を示し、そのうち15個は[CII]ラインを介して分光的にも確認されています。サンプルのIR光度は$\logL_{IR}/L_\odot=11.4$から12.2の範囲です。UVLFをプロキシとして使用して、各ターゲットソースの有効ボリュームを導き出し、検出とIR光度の上限を含む完全なサンプルの両方でIRLF推定値を導き出します。得られたIRLFは、$\logL_{*}/L_\odot=11.6^{+0.2}_{-0.1}$の特徴的な光度を持つSchechter関数によってよく再現されます。私たちの観測結果は、$z\sim7$でのシミュレーションから予測されたIRLFの平均とほぼ一致しています。逆に、私たちのIRLFは赤方偏移の低い推定値を大幅に下回っており、再電離時代への$z\sim4$から$z\sim7$への急速な進化を示唆しています。$z\sim7$での宇宙の星形成率密度に対する推測された不明瞭な寄与は、$\mathrm{log(SFRD/M_{\odot}/yr/Mpc^{3})=-2.66^{+0.17}になります。_{-0.14}}$これはUVベースの見積もりの少なくとも$\sim$10\%です。EoRには塵の存在がすでに豊富にあると結論付け、将来のALMAとJWSTの観測により、塵の多い銀河のより大きなサンプルを明らかにする可能性について議論します。
残りの HESS J1731-347 の明るい奇妙な星: 最小限の一貫性チェック
| Title |
A_light_strange_star_in_the_remnant_HESS_J1731-347:_minimal_consistency_checks |
| Authors |
J.E._Horvath,_L.S._Rocha,_L.M._de_S\'a,_P.H.R.S._Moraes,_L._G._Bar\~ao,_M.G.B._de_Avellar,_A._Bernardo_and_R.R.A._Bachega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10264 |
コンテキスト:最近、ドロシェンコと共同研究者は、超新星残骸HESSJ1731-347内にある、XMMUJ173203.3-344518という名前の中央コンパクト天体である、非常に質量の小さいコンパクトな星を報告しました。その小さな質量は、鉄のコアによって生成される中性子星の最小質量のすべての計算と一致しないため、(説得力がないとしても){\itストレンジスター}であることが示唆されています。質量に加えて、半径と表面温度がデータから抽出されており、このオブジェクトがエキゾチックな構成と本当に一致しているかどうかを最終的に明らかにする必要があります。目的:HESSJ1731-347のコンパクト天体XMMUJ173203.3-344518の状態を、ストレンジスターの既存のモデル内で、その迅速な形成を含めて理解すること。方法:質量、半径、および表面温度について得られた情報は、想定される重力理論として一般相対性理論を使用し、いくつかの冷却シナリオを使用して、通常の理論モデル内で実行される理論計算と比較されます。ストレンジマター駆動の超新星シナリオと低質量コンパクトスターの一貫性を示す定性的な議論が提供されます。結果:我々は、オブジェクトHESSJ1731-347が、NICERオブジェクトPSRJ040+6620およびPSRJ0030+0451の質量と半径を説明するために最近採用された同じクォーク星モデル内に収まることを発見しました。このモデルでは、両方の量が同時に決定されました。超伝導クォークを使って$30\text{yr}$年前に考案された単純な冷却シナリオが表面温度の全体的な良い説明を提供することを発見したことも注目に値する.結論:残りのHESSJ1731-347内のXMMUJ173203.3-344518は、同じクラスに属し、均質なタイプを構成できる、より重いコンパクト星とも一致する「奇妙な星」シナリオに適合すると結論付けます。自然界で生成された自己結合オブジェクトの。
1987A 型超新星に似た長時間上昇する II 型超新星 -- I. スケーリング関係による比較研究
| Title |
Long-rising_Type_II_supernovae_resembling_supernova_1987A_--_I._A_comparative_study_through_scaling_relations |
| Authors |
M._L._Pumo,_S._P._Cosentino,_A._Pastorello,_S._Benetti,_S._Cherubini,_G._Manic\`o,_L._Zampieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10478 |
それらの性質に関する知識を向上させる目的で、SN1987Aに似た長時間上昇するII型超新星(SNe)のサンプルについて比較研究を行います。そうするために、HリッチSNeのさまざまな分析モデルからさまざまなスケーリング関係を推測し、それらの堅牢性と実現可能性について説明します。次に、SN1987Aのようなオブジェクトの選択されたサンプルの爆発時のSN前駆体の物理的特性を推測するために、精度の点で最良の関係を使用し、$\sim0.5$-$15$foeのエネルギー、$\sim0.2の半径を導き出します。$-$100\times10^{12}$cm、放出された質量は$\sim15$-$55$\msun.サンプルは小さすぎて最終的な結論を引き出すことができないかもしれませんが、これらの結果は、(a)SN1987Aのようなオブジェクトは、広範囲の値をカバーする爆発時のパラメーターを持っていることを示唆しています。(b)それらの分布を決定する主なパラメータは爆発エネルギーです。(c)高質量($\gtrsim30$\,\Msun)、高エネルギー($\gtrsim10$\,foe)のイベントの尾部、爆発半径$\sim10^{13}$-$10^{14}$\,cm、ニュートリノ駆動のコア崩壊と恒星進化の標準理論に挑戦。また、SN1987Aに似た天体の噴出物中の$^{56}$Niの量と、SNの最大の分光光度特性との間に相関関係があることもわかりました。これは、$^{56}尾の光度に関する情報を持っていないSN噴出物中の$Ni。
機械学習によるフェルミ ブラザールの TeV 候補の探索
| Title |
Exploring_TeV_candidates_of_Fermi_blazars_through_machine_learning |
| Authors |
J._T._Zhu,_C._Lin,_H._B._Xiao,_J._H._Fan,_D._Bastieri,_G._G._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10557 |
この作業では、ロジスティック回帰(LR)に基づく教師あり機械学習アルゴリズムを利用して、4FGL-DR2/4LAC-DR2、3FHL、3HSP、および2BIGBカタログからTeVブレーザー候補を選択します。LRは、最適なパラメーター、名前付き特徴、および学習プロセスを制御し、学習アルゴリズムが最終的に学習する特徴の値を決定するハイパーパラメーターの選択に基づいて超平面を構築し、TeVブレーザーと非TeVブレーザーを区別します。さらに、ソースがTeVブレーザー候補と見なされる可能性(またはロジスティック)を示します。ロジスティクスが80%を超える非TeVブレーザーは、信頼性の高いTeV候補と見なされます。この手法を使用して、4FGL-DR2/4LAC-DR2ブレーザーから40の信頼性の高いTeV候補を特定し、TeVブレーザーと非TeVブレーザーを区別する機能ハイパープレーンを構築します。また、3FHL、3HSP、および2BIGBの超平面も計算します。最後に、40の候補の広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)を構築し、さまざまな機器での検出可能性をテストします。そのうちの7つは、既存または今後のIACT観測所で検出される可能性が高く、1つはEAS粒子検出器アレイで観測できることがわかりました。
H.E.S.S. GRB221009Aの追跡観測
| Title |
H.E.S.S._follow-up_observations_of_GRB221009A |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration:_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_J._Aschersleben,_H._Ashkar,_M._Backes,_A._Baktash,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_J._Borowska,_M._Bouyahiaoui,_F._Bradascio,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_S._Caroff,_S._Casanova,_J._Celic,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_J._Chibueze,_O._Chibueze,_G._Cotter,_S._Dai,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_J._Devin,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_V._Doroshenko,_K._Egberts,_S._Einecke,_J.-P._Ernenwein,_S._Fegan,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_M._Filipovic,_G._Fontaine,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Funk,_S._Gabici,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_P._Goswami,_G._Grolleron,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10558 |
GRB221009Aは、これまでに検出された中で最も明るいガンマ線バーストです。超高エネルギー(VHE,$>$\!100GeV)の放射を調べるために、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)は、月明かりの明るさが観測を妨げなくなった、トリガーイベントの53時間後に観測を開始しました。H.E.S.Sを使用して、微分および積分の上限を導き出します。大気補正を適用した後の、最初のGRB検出後の3、4、および9番目の夜のデータ。結合された観測により、$\Phi_\mathrm{UL}^{95\%}=9.7\times10^{-12}~\mathrm{erg\,cm^{-2}\の積分エネルギー流束の上限が得られます。s^{-1}}$以上$E_\mathrm{thr}=650$GeV.H.E.S.S.から派生した制約。観測は、利用可能な多波長データを補完します。電波からX線へのデータは、単一電子集団からのシンクロトロン放出と一致しており、SEDのピークはX線バンドの上で発生しています。VHEで明るいGRB190829Aと比較すると、GRB221009Aの上限は、残光におけるガンマ線とX線のフラックス比が小さいことを意味します。検出がない場合でも、H.E.S.S.したがって、上限はGRB221009Aの多波長画像に寄与し、ICが支配的なシナリオを効果的に除外します。
| Title |
High-density_reflection_spectroscopy_of_black_hole_X-ray_binaries_in_the_hard_state |
| Authors |
Honghui_Liu,_Jiachen_Jiang,_Zuobin_Zhang,_Cosimo_Bambi,_Andrew_C._Fabian,_Javier_A._Garcia,_Adam_Ingram,_Erin_Kara,_James_F._Steiner,_John_A._Tomsick,_Dominic_J._Walton_and_Andrew_J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10593 |
\textit{NuSTAR}と\textit{Swift}からのデータを使用して、ハード状態の6つのブラックホールX線連星の21のスペクトルの高密度相対論的反射分析を提示します。サンプルの観測の76\%で、以前の反射分析で想定された10$^{15}$~cm$^{-3}$よりも高いディスク密度が必要であることがわかりました。活動銀河核からの測定値と比較して、恒星質量ブラックホールはより高い円盤密度を持っています。私たちの適合は、内側のディスク半径がハード状態で最も内側の安定した円軌道に近いことを示しています。コロナ温度は、純粋な熱プラズマの予測よりも大幅に低く、これはハイブリッドプラズマモデルで説明できます。ディスク密度が10$^{15}$~cm$^{-3}$に固定されている場合、ディスクのイオン化パラメーターは過大評価されますが、ディスクの内側の半径は影響を受けません。
GRB 221009A: 異常な観測特性を持つ通常の近くの GRB
| Title |
GRB_221009A:_An_ordinary_nearby_GRB_with_extraordinary_observational_properties |
| Authors |
Lin_Lan,_He_Gao,_An_Li,_Shuo_Xiao,_Shunke_Ai,_Zong-Kai_Peng,_Long_Li,_Chen-Yu_Wang,_Nan_Xu,_Shijie_Lin,_Wei-Hua_Lei,_Bing_Zhang,_Yan-Qiu_Zhang,_Chao_Zheng,_Jia-Cong_Liu,_Wang-Chen_Xue,_Chen-Wei_Wang,_Wen-Jun_Tan,_Shao-Lin_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10804 |
「史上最も明るい」(BOAT)として知られるガンマ線バーストGRB221009Aは、これまでに検出された最も近いエネルギーバーストであり、そのエネルギーは$E_{\gamma,\rmiso}\simです。10^{55}$ergs.この研究は、既知のGRBエネルギーおよび光度分布との互換性を評価することを目的としています.私たちの分析は、GRBのエネルギー/光度関数がさまざまな赤方偏移間隔にわたって一貫しており、GRB221009Aを含めることはしないことを示していますさらに、GRBサンプル全体の最適な結果の評価は、低赤方偏移で$10^{55}$エルグより大きいエネルギーを持つGRBの予想数が0.2であることを示唆しています。GRB221009Aの出現は、$\sim2\sigma$ポアソン変動誤差内の期待されるエネルギー/光度関数と一致しており、少数統計の原則を守っています.さらに、GRB221009Aと他のエネルギーバースト($E_{\gamma,\rmiso}\gtrsim10^{54}{\rmergs}$、$T_{90}$、最小時間スケール、アマティ関係、$E_{\rm\gamma,iso}$-$E_{\rmX,iso}の分布に関して有意差を示さない$関係、$L_{\gamma,\rmiso}-\Gamma_0$関係、$E_{\gamma,\rmiso}-\Gamma_0$関係、$L_{\gamma,\rmiso}-E_{\rm通常の長いGRBと比較したp,i}-\Gamma_0$関係、およびホスト銀河のプロパティ。これは、エネルギーの高いGRB(GRB221009Aを含む)と他の長いGRBが同様の前駆システムを持ち、同様のエネルギー散逸と放射プロセスを受ける可能性が高いことを示唆しています。高エネルギーのGRBの生成は、より極端な中央エンジンの特性による可能性があります。または、準普遍的な構造化ジェットのまれな表示構成による可能性が高いです。
風と雲の相互作用による潮汐破壊イベントの電波放射
| Title |
Radio_emission_of_tidal_disruption_events_from_wind-cloud_interaction |
| Authors |
De-Fu_Bu,_Liang_Chen,_Guobin_Mou,_Erlin_Qiao_and_Xiao-Hong_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10817 |
風は、潮汐破壊イベント(TDE)で起動できます。風がブラックホールを取り囲む雲と相互作用し、バウショックを生成し、電子を加速し、電波放射を生成することが提案されています。風と雲の相互作用モデルを再検討します。TDEにおける超エディントン循環降着流の放射流体力学シミュレーションによって発見された風の特性を採用しています。TDEの風雲相互作用モデルに基づいて、ピーク電波放射周波数、ピーク周波数での光度、およびそれらの時間発展を計算できます。モデルが予測したピーク電波放射周波数、ピーク周波数での光度、およびそれらの時間発展は、TDEAT2019dsgおよびASASSN-14liのものとよく一致することがわかりました。これは、これら2つの電波TDEでは、風と雲の相互作用メカニズムが電波放射の原因である可能性があることを示しています。
光球放出の重要な進化と GRB 230307A の壊れた "$\alpha$-intensity" 関係
| Title |
Significant_Evolution_of_Photosphere_Emission_and_a_broken_"$\alpha$-intensity"_relation_of_GRB_230307A |
| Authors |
Yun_Wang,_Zi-Qing_Xia,_Tian-Ci_Zheng,_Jia_Ren,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11083 |
GRB~230307Aは、これまでに検出された中で最も大きなガンマ線バーストの1つです。その即発は、当社が開発した高エネルギー検出データ総合解析ツール（{\ttHEtools}）で解析されています。Fermi-GBMによるkeV-MeVエネルギー範囲でのGRB~230307Aの優れた観測により、この関係の進化に関する詳細を明らかにすることができます。高時間分解能スペクトル解析で見つかったように、このバーストの初期の低エネルギースペクトルインデックス($\alpha$)はシンクロトロン放射の限界($\alpha=-2/3$)を超え、徐々に減少します。エネルギー束($F$)。$E_{\rmp}\proptoF^{0.44}$の強い相関関係は、バーストの全期間内で保持されます。ここで、$E_{\rmp}$はスペクトルピークエネルギーです。$\alpha$と$E_{\rmp}$のこのような強度の進化パターンは「ダブルトラッキング」と呼ばれます.さらに、$\alpha$と$F$の間の関係について、対数ベイズ因子を見つけます.$\sim$160は、対数線形空間の線形関数より滑らかに壊れたベキ関数を支持します.この特定の$\alpha-F$関係を壊れた``$\alpha$-intensity''と呼び、解釈しますそれは、光球の進化でもある、熱成分と非熱成分の比率の進化としてです。
超新星残骸候補HESS J1912+101の電波・赤外線研究
| Title |
Radio_and_infrared_study_of_the_supernova_remnant_candidate_HESS_J1912+101 |
| Authors |
Laura_Duvidovich_and_Alberto_Petriella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11115 |
目的:電波パルサーPSRJ1913+1011に関連すると思われるTeV超新星残骸の候補であるHESSJ1912+101からのガンマ線放出に関する新しい洞察を提供します。方法:推定上のレムナントの無線シェルを検出する目的で、D構成のVLAを使用して1.5GHzで新しい観測結果を得ました。さらに、電波パルサー風星雲を探すために、PSRJ1913+1011に向かって6.0GHzで単一のポインティングを観測しました。また、公的調査から得られた13CO、HI、および赤外線放射のデータを使用して、周囲の星間物質の特性を調べました。結果:1.5GHzでの新しい画像の感度まで、無線シェルの証拠は見つかりませんでした。6.0GHzでPSRJ1913+1011の周りにかすかな拡散放射を検出します。これは、パルサーによって動力を与えられた電波パルサー風星雲を表している可能性があります。60km/sで高密度の周囲ガスが見つかりました。これは、西と東の方向でのみTeV放射と空間的によく対応していることを示しています。また、HESSJ1912+101の中心付近には密度の高いガスがあり、TeV放射が弱い。赤外線データを使用して、殻の西部に活発な星形成領域を特定しました。結論:周囲のガスとTeV放射の間の空間的な一致が不十分であること(西と東の方向で良好な相関関係を示し、他の方向で反相関関係を示す)に基づいて、ハドロン機構だけでは十分な説明が得られないと結論付けます。HESSJ1912+101からのガンマ線。追加の寄与は、PSRJ1913$+$1011とそのパルサー風星雲および/または星形成領域からの寄与とともに、超新星残骸の殻のレプトン過程から来る可能性があります。これらの発生源が関連付けられているのか、それとも視線に重なって表示されているのかを判断するには、推定上の残骸までの距離を自信を持って判断する必要があります。
| Title |
Revealing_the_strength_of_three-nucleon_interactions_with_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Henrik_Rose,_Nina_Kunert,_Tim_Dietrich,_Peter_T._H._Pang,_Rory_Smith,_Chris_Van_Den_Broeck,_Stefano_Gandolfi,_and_Ingo_Tews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11201 |
3核子力は、中性子星で探査された高密度物質を含む核システムの正確な記述にとって重要です。二核子散乱データと軽い核の特性を再現するが、中性子間の三核子相互作用が異なる核ハミルトニアンを探索します。現在の天体物理学データから大幅に改善された制約を取得することはできませんが、提案されているアインシュタイン望遠鏡のような次世代検出器による中性子星合体の観測は、これらのハミルトニアンを区別する強力な証拠を提供できることを示しています。
バルジ球状星団NGC 6652のPSR J1835-3259Bを周回する若い白色矮星
| Title |
A_young_white_dwarf_orbiting_PSR_J1835-3259B_in_the_bulge_globular_cluster_NGC_6652 |
| Authors |
J._Chen,_M._Cadelano,_C._Pallanca,_F._Ferraro,_B._Lanzoni,_A._Istrate,_M._Burgay,_P._Freire,_T._Gautam,_A._Possenti,_A._Ridolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11263 |
銀河球状星団NGC6652のミリ秒パルサーPSRJ1835-3259Bの伴星の発見について報告します。電波パルサーと互換性のある位置にある青い物体。伴星はヘリウムコアの白色矮星の冷却過程に沿って位置しており、連星進化モデルと比較すると、質量$0.17\pm0.02~M_\odot$、表面温度$11500\pm1900$K、非常に若い冷却年代わずか$200\pm100$マイル。伴星の質量と年齢は、約$0.87~M_{\odot}$の始祖星と互換性があります。これは、準巨星分岐に沿った進化中に主星に質量を移動し始め、初期の赤色巨星分岐段階で停止しました。.パルサーの質量関数と伴質量を組み合わせると、この系はほぼ真横の軌道で観測され、質量$1.44\pm0.06~M_\odot$の中性子星をホストしていることがわかりました。保守的な質量降着期。WDコンパニオンの若い年齢は、このシステムからのガンマ線の早期検出によって示される、強力で比較的若いMSPのシナリオと一致しています。
Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) 検出器の応答における系統的不確実性の説明
2021年12月9日に打ち上げられたImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)は、これまでに飛行された最初のイメージング偏光計であり、2～8keV範囲の感度を提供し、ミッションの2年間の初期段階で数十をサンプリングします。異なる線源クラス間でのX線源の分類。ほとんどの測定値は統計的に制限されますが、観察される最も明るい天体と長い積分時間の一部については、検出器応答(主に有効面積、変調係数、および絶対エネルギースケール)の体系的な不確実性が重要になります。この寄稿では、関連する地上キャリブレーションおよび天体点源の観測から推定する、検出器の応答に関連する系統的不確実性を、高レベルの観測量(分光偏波適合パラメーターなど)に伝播するためのフレームワークについて説明します。
ミリ波天体物理学向け広帯域プラズマ溶射反射防止コーティング技術
| Title |
Broadband_plasma_spray_anti-reflection_coating_technology_for_millimeter-wave_astrophysics |
| Authors |
Oliver_Jeong,_Richard_Plambeck,_Christopher_Raum,_Aritoki_Suzuki,_Adrian_T._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10273 |
大型フォーマットの極低温光学系を使用したミリ波天体物理学実験用の広帯域プラズマスプレー反射防止(AR)コーティング技術を紹介します。アルミナおよびシリカベースの粉末をプラズマ溶射することにより、調整可能な屈折率と厚さ、低損失、およびアルミナ基板に適合する熱膨張係数のコーティングを製造しました。90/150GHzおよび220/280GHz通過帯域設計でそれぞれ82%および69%の分数帯域幅にわたって反射が5%未満のアルミナ上の2層ARコーティングと、帯域平均吸収損失が$\sim$1\%に減少したことを示します。両方のARコーティングで100Kで。これらのARコーティングの設計、公差、製造プロセス、および光学測定について説明します。
ムードン分光ヘリオグラフの歴代バージョンの光学特性と機能 (1908-2023)
| Title |
Optical_characteristics_and_capabilities_of_the_successive_versions_of_Meudon_spectroheliograph_(1908-2023) |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10952 |
分光ヘリオグラフは、太陽の光球(可視層)と彩層の単色画像を生成するように設計された分光器です。これは1892年に米国のヘイルとフランスのデスランドルによって同時に(1892年に)発明されましたが、太陽周期の長期的な調査に専念していました。その目的のために、CaIIK線とH$\alpha$線の体系的な観測が1908年にムードン天文台で開始され、現在も続けられており、115年間の太陽活動にまたがる100000を超えるスペクトロヘリオグラムの膨大なコレクションが記録されました。この論文では、1908年から現在までの一連のバージョンの装置の光学特性と機能を紹介します。
掩蔽を使用した海王星横断天体の検出のための削減手順とパイプライン
| Title |
A_reduction_procedure_and_pipeline_for_the_detection_of_trans-Neptunian_objects_using_occultations |
| Authors |
Guy_Nir,_Eran_O._Ofek,_Barak_Zackay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11275 |
海王星系の天体は、数キロメートルよりも小さいので、直接観察することは困難です。背景の星をランダムに覆い隠すと、それらを検出できます。黄道面の近くでは、各星は数万時間ごとに1回掩蔽され、通常、掩蔽は1秒未満続きます。回折掩蔽イベントを検出するためのアルゴリズムとコンパニオンパイプラインを提示します。私たちのアプローチには次のものが含まれます。回折掩蔽のテンプレートバンクを使用した光曲線の効率的かつ最適な整合フィルタリング。光曲線の赤ノイズを処理する。効率推定のためのシミュレートされたイベントの注入。データ品質のカットを適用します。ループ内の人間によって引き起こされるバイアスを減らすために、盲目的な方法で候補イベントの人間による審査について説明します。マルコフ連鎖モンテカルロツールを使用して、候補の掩蔽のパラメーターを推定し、シミュレートされたイベントでそれらをテストします。このパイプラインは、WeizmannFastAstronomicalSurveyTelescope(W-FAST)で使用されています。
METISSE による質量移動連星と重力波前駆体における星の進化のモデル化
| Title |
Modelling_stellar_evolution_in_mass-transferring_binaries_and_gravitational-wave_progenitors_with_METISSE |
| Authors |
Poojan_Agrawal,_Jarrod_Hurley,_Simon_Stevenson,_Carl_L._Rodriguez,_Dorottya_Szecsi,_Alex_Kemp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10187 |
大規模なバイナリは、重力波の合体を含むさまざまな一時的なプロセスの重要なソースです。しかし、大質量星の進化には物理的にも数値的にも大きな不確実性があり、連星の進化を理解する上で大きな課題となっています。この論文では、補間ベースの恒星進化コードMETISSEをアップグレードして、バイナリ質量移動や風による質量損失など、入力された恒星トラックにまだ含まれていない質量変化の影響を含めます。METISSEの質量損失の実装(質量損失のない軌道に適用)は、SSEフィッティング式および詳細なMESA軌道との優れた一致を示していますが、星が平衡を維持するには質量移動が速すぎる場合を除きます。この更新版のMETISSEを連星個体群合成コードBSE内で使用して、さまざまな星の進化パラメーター、特にコアのオーバーシュートが大規模な(25M$_\odot$および15M$_\odot$)連星の進化に及ぼす影響を実証します。公転周期が1800日の星系。入力トラックに応じて、連星系は連星ブラックホールまたはブラックホール-中性子星系を形成し、一次(二次)残余質量が4.47(1.36)M$_\odot$から12.30(10.89)M$_\odot$であり、軌道周期は6日から連星が解き放たれるまでの範囲です。この分析を、質量と軌道周期が均一に分布する孤立した連星の母集団に拡張すると、連星パラメータ空間のどの領域がコンパクトな連星合体を生成できるかを決定する際に、入力恒星モデルが重要な役割を果たし、現在および将来への道が開かれることを示します。重力波前駆体の予測。
HIP 67506 C: HIP 67506 A の新しい低質量恒星コンパニオンの MagAO-X 確認
| Title |
HIP_67506_C:_MagAO-X_Confirmation_of_a_New_Low-Mass_Stellar_Companion_to_HIP_67506_A |
| Authors |
Logan_A._Pearce,_Jared_R._Males,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Laird_M._Close,_Joseph_D._Long,_Avalon_L._McLeod,_Justin_M._Knight,_Alexander_D._Hedglen,_Alycia_J._Weinberger,_Olivier_Guyon,_Maggie_Kautz,_Kyle_Van_Gorkom,_Jennifer_Lumbres,_Lauren_Schatz,_Alex_Rodack,_Victor_Gasho,_Jay_Kueny,_Warren_Foster,_Katie_M._Morzinski,_Philip_M._Hinz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10200 |
HIP67506Aの新しい恒星コンパニオンであるHIP67506Cの確認を報告します。以前、MagAO/ClioのL$^{\prime}$で2$\lambda$/D(240~mas)に候補信号を報告しました。バイナリ差分イメージング技術を使用したイメージング。いくつかの追加の間接的な信号は、候補信号がフォローアップに値することを示しました:ガイアDR3の有意な天体加速度、ヒッパルコス-ガイアの固有運動異常、および単一の主系列星と比較した過光度。2022年4月に、伴星HIP67506CをMagAO-Xで0.1"で確認しました。HIP67506CMagAO-Xの測光と天体測定を行い、スペクトルタイプK7-M2を推定しました。さらに、以前に同定された9インチの伴星、HIP67506Bが、はるかに遠く離れた、関連付けられていない背景の星であることを示しています。また、小さな内側作動角の候補コンパニオンを特定する際の間接標識の有用性についても説明します。
太陽極大のグローバル コロナ モデリングのための内部境界条件の評価
| Title |
Assessing_inner_boundary_conditions_for_global_coronal_modeling_of_solar_maxima |
| Authors |
Michaela_Brchnelova,_B{\l}a\.zej_Ku\'zma,_Fan_Zhang,_Barbara_Perri,_Andrea_Lani,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10410 |
計算流体力学(CFD)ベースの全球太陽コロナシミュレーションは、Wang-Sheeley-Arge(WSA)モデルなどの半経験的手法に取って代わる宇宙天気モデリングツールチェーンに徐々に浸透しています。ただし、それらはCFDに基づいているため、それらの仮定が強すぎると、これらのコードは収束と非物理的なソリューションで問題が発生する可能性があります.特に、太陽の最大値に対応するマグネトグラムは、強い磁場を持つ活動領域を含み、大きな勾配をもたらすため、問題を引き起こす可能性があります。内側の境界が処理されることが多いおおよその方法と組み合わせると、非物理的な機能が発生したり、シミュレーションが完全に逸脱したりする可能性があります。ここでは、収束と精度の両方を向上させる方法で、グローバルコロナモデルCOolfluidCOronaunstrUcTured(COCONUT)でこの内部境界を処理するための可能なアプローチのいくつかを示します。下部コロナを表す領域の光球磁場を規定することは完全に物理的ではないことがわかっているため、最初に、入力マグネトグラムを調整して最大の大きさと勾配を取り除く方法を見ていきます。第2に、デフォルトのセットアップでは一定の密度も想定しているため、ここではこれらの値をローカルおよびグローバルに変更して、結果への影響を確認します。観測と収束分析との比較を通じて、アクティブな領域で局所的に密度を変更することが、テストされたアプローチからの収束と物理的精度の両方の観点からパフォーマンスを改善する最良の方法であると結論付けています。
ダスト粒子と原始惑星系円盤の共進化
| Title |
Co-evolution_of_dust_grains_and_protoplanetary_disks |
| Authors |
Yusuke_Tsukamoto,_Masahiro_N._Machida,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10419 |
原始惑星系円盤の新たな進化過程「ダスト粒子と原始惑星系円盤の共進化」を提案する。ダストの成長は、ガスと磁場の間の結合を変化させることにより、ディスクの進化に大きく影響することがわかりました。さらに、ダスト粒子が十分に成長すると、ダストモデルの詳細に関係なく、ディスクの物理量(密度や磁場など)は非自明なベキ則によって適切に記述されます。この円盤構造では、ダストの成長を無視したモデルよりも半径方向の密度プロファイルが急峻になり、円盤質量が小さくなり、円盤観測とより一致しています。非理想的な磁気流体力学の基本方程式からこれらのべき法則を解析的に導出します。解析的なべき乗則は、観測可能な物理量(中心星質量や質量降着率など)によってのみ決定され、決定が困難なパラメーター(粘性パラメーター$\alpha$など)は含まれません。したがって、ディスク進化のさまざまな段階に適用できます。この円盤構造は、星と惑星の形成に関する将来の研究に新しい基盤を提供すると信じています。
初期型星の磁気の起源
| Title |
Origin_of_magnetism_in_early-type_stars |
| Authors |
J._P._Hidalgo,_P._J._K\"apyl\"a,_C._A._Ortiz-Rodr\'iguez,_F._H._Navarrete,_B._Toro_and_D._R._G._Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10707 |
星の進化に関する私たちの理解によると、初期型の星は、CNOサイクルによって生成される急な温度勾配のために、放射エンベロープと対流コアを持っています。これらの星の一部(主にサブクラスApとBp)は強い磁場を持ち、ゼーマン効果を使用して直接観測するのに十分です。ここでは、Star-in-a-boxモデルを使用した$2~M_{\odot}$A型星の3D磁気流体力学シミュレーションを示します。私たちの目標は、モデル化された星が、対流コアによって駆動されるダイナモを介して、または異なる回転を使用して、進化の初期段階から生じる安定した化石フィールド構成を維持することによって、観測されたものと同じくらい強い磁場を維持できるかどうかを調べることです。料金。熱伝導率の値によって決定される部分放射モデルと完全放射モデルの2つのモデルを作成しました。私たちのモデルは、対流駆動のダイナモを含む両方のシナリオを調査できます。
OSPREI を使用した Parker Solar Probe での CME 遭遇のモデリング: 光球およびコロナ状態への依存性
| Title |
Modeling_CME_encounters_at_Parker_Solar_Probe_with_OSPREI:_Dependence_on_photospheric_and_coronal_conditions |
| Authors |
Vincent_E._Ledvina,_Erika_Palmerio,_Christina_Kay,_Nada_Al-Haddad,_Pete_Riley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10793 |
コンテキスト:コロナ質量放出(CME)は、太陽からのプラズマの噴出で、惑星間空間を移動し、地球に遭遇する可能性があります。CMEは多くの場合、磁気フラックスロープ(MFR)を取り囲んでおり、その向きによってCMEの地理的有効性が大きく左右されます。現在運用されているCMEモデルはMFRをモデル化していませんが、OpenSolarPhysicsRapidEnsembleInformation(OSPREI)モデルを含む多くの研究モデルがモデル化しています。目的:ユーザーが選択した一連の光球およびコロナ状態に対するOSPREIの感度を報告します。方法:パーカーソーラープローブ(PSP)によってその場で観測された4つの個別のCMEをモデル化します。4つの入力マグネトグラム(HMISynchronic、HMISynoptic、GONGSynopticZero-PointCorrected、およびGONGADAPT)を使用して、入力光球条件を変化させます。コロナフィールドの再構成を変更するために、ポテンシャルフィールドソース表面(PFSS)モデルを採用し、ソース表面の高さを1.5～3.0R$_{\odot}$の範囲で0.1R$_{\odot}$インクリメント。結果:入力マグネトグラムとPFSSソース表面の両方が、CMEが太陽のコロナを通って惑星間空間に伝搬する際にCMEの進化に影響を与えることが多く、したがってMFR予測の精度がPSPの現場データと比較して影響を受けることがわかりました。入力マグネトグラムとPFSSソース表面の高さの明確な最適な組み合わせはありません。結論:OSPREIモデルは、入力された光球とコロナの条件に適度に敏感です。CMEのソース領域が太陽のどこにあるかに基づいて、使用する入力マグネトグラムを選択する際のベストプラクティスがある場合があります。
2021 年 4 月 17 日の広範な太陽エネルギー粒子イベント
| Title |
The_17_April_2021_widespread_solar_energetic_particle_event |
| Authors |
N._Dresing,_L._Rodr\'iguez-Garc\'ia,_I._C._Jebaraj,_A._Warmuth,_S._Wallace,_L._Balmaceda,_T._Podladchikova,_R._D._Strauss,_A._Kouloumvakos,_C._Palmroos,_V._Krupar,_J._Gieseler,_Z._Xu,_J._G._Mitchell,_C._M._S._Cohen,_G._A._de_Nolfo,_E._Palmerio,_F._Carcaboso,_E._K._J._Kilpua,_D._Trotta,_U._Auster,_E._Asvestari,_D._da_Silva,_W._Dr\"oge,_T._Getachew,_R._G\'omez-Herrero,_M._Grande,_D._Heyner,_M._Holmstr\"om,_J._Huovelin,_Y._Kartavykh,_M._Laurenza,_C._O._Lee,_G._Mason,_M._Maksimovic,_J._Mieth,_G._Murakami,_P._Oleynik,_M._Pinto,_M._Pulupa,_I._Richter,_J._Rodr\'iguez-Pacheco,_B._S\'anchez-Cano,_F._Schuller,_H._Ueno,_R._Vainio,_A._Vecchio,_A._M._Veronig,_and_N._Wijsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10969 |
コンテクスト。2021年4月17日の太陽噴火により、太陽中心距離が0.42～1auの内側太陽圏で、縦方向に十分に離れた5つの観測者(BepiColombo、ParkerSolarProbe、SolarOrbiter、STEREO)によって広範な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントが発生しました。A、そして地球に近い宇宙船。このイベントは、相対論的な電子と陽子を生成しました。それは、長時間持続する太陽の硬X線フレアと、880km/sの速度で中程度の速さのコロナ質量放出(CME)に関連しており、衝撃、EUV波、および4つを示す長時間持続する電波バースト活動を引き起こしました。明確なタイプIIIバースト。メソッド。リモートセンシングとその場観測のマルチ宇宙船分析を適用して、さまざまな場所でのSEP観測を太陽のさまざまな潜在的なソース領域に関連付けます。ENLILシミュレーションは、惑星間状態とエネルギー粒子輸送に対するその役割を特徴付けるために使用されます。各宇宙船と太陽の間の磁気接続が決定されます。コロナショックフロントの再構築に基づいて、ショックがさまざまな観測者との磁気接続を確立する時間を決定します。電波観測を使用して4つの主な注入エピソードの指向性を特徴付け、これを2DSEP輸送シミュレーションで使用します。結果。推定されたSEP太陽注入のタイミング分析は、電子と陽子のイベントにとって重要な異なるソースプロセスを示唆しています。CMEによる衝撃やフレアなどの潜在的な粒子発生源の特性とタイミングを比較すると、陽子イベントに対する衝撃の寄与が強く、電子イベントのフレア関連の発生源である可能性が高いことが示唆されます。結論。このイベントでは、広いSEPスプレッドの重要な要素は、異なるSEP注入によってカバーされる約110度の広い縦方向の範囲であることがわかります。
遅い太陽風源。直交ビューによる高解像度観察
| Title |
Slow_solar_wind_sources._High-resolution_observations_with_a_quadrature_view |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Louise_Harra,_Conrad_Schwanitz,_Nils_Janitzek,_David_Berghmans,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Regina_Aznar_Cuadrado,_\'Eric_Buchlin,_Emil_Kraaikamp,_David_M._Long,_Sudip_Mandal,_Susanna_Parenti,_Hardi_Peter,_Luciano_Rodriguez,_Udo_Sch\"uhle,_Phil_Smith,_Luca_Teriaca,_Cis_Verbeeck,_Andrei_N._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11001 |
遅い太陽風の起源はまだ未解決の問題です。提案されている1つの可能性は、活動領域の端での上昇流が遅い太陽風に寄与する可能性があるということです.プラズマ上昇流がどのように生成されるか、どのメカニズムが原因であるか、および上昇流領域のトポロジーがどのように見えるかを説明することを目的としています。2022年3月30日に極端紫外線イメージャー(EUI)/高解像度の174{\AA}で取得された前例のない時間(3秒)および空間(2ピクセル=236km)解像度の画像データを使用して、上昇流領域を調査しました。ソーラーオービターに搭載されたイメージャー(HRI)。この間、EUIと地球周回衛星(SolarDynamicsObservatory、Hinode、InterfaceRegionImagingSpectrograph、IRIS)は直交(92度)に配置され、高解像度の立体ビューを提供します。Hinode/EIS(FeXII)分光データを使用して、活動領域内のコロナ上昇流領域を見つけました。IRISスリットジョーイメージャーは、遷移領域と彩層の高解像度ビューを提供します。初めて、冠状の上昇流領域の直交ビューを高い空間分解能で提供するデータが得られました。冠状の上昇流領域に根ざした拡張ループが見つかりました。ドップラーシフトによって分光学的に決定された拡張ループの足元でのプラズマの上昇は、直角位相のイメージングで見られる見かけの上向きの動きに似ています。アップフロー領域における小規模構造のダイナミクスは、プラズマアップフローの2つのメカニズムを特定するために使用できます。彩層または遷移領域に開いた磁力線を持つ彩層ループ。メカニズムIとIIが機能する場所を特定しました。
元の太陽風における準熱雑音分光法から導き出された全電子温度: Parker Solar Probe Observations
| Title |
Total_Electron_Temperature_Derived_from_Quasi-Thermal_Noise_Spectroscopy_In_the_Pristine_Solar_Wind:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
M._Liu,_K._Issautier,_M._Moncuquet,_N._Meyer-Vernet,_M._Maksimovic,_J._Huang,_M._Martinovic,_L._Griton,_N._Chrysaphi,_V._K._Jagarlamudi,_S._Bale,_M._Pulupa,_J._C._Kasper,_and_M._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11035 |
準熱雑音(QTN)技術は、太陽風の電子パラメーターを正確に測定するための信頼できるツールです。この方法をパーカーソーラープローブ(PSP)観測に適用して、RFS/FIELDS機器によって取得されたQTNスペクトルの高周波部分の線形適合から全電子温度($T_e$)を導き出し、以下の組み合わせを提示します。遭遇1(E01)から10(E10)(E08は含まない)までの各近日点の周りの12日間の観測期間で、日心距離は約13から60太陽半径($R_\odot{}$)まで変化します。全電子温度は$\sim$$R^{-0.66}$のように距離とともに減少し、断熱よりもはるかに遅いことがわかりました。PSP観測に基づいて外挿された$T_e$は、$\sim$10$R_\odot{}$での外圏太陽風モデル予測、$\sim$0.3天文単位でのヘリオス観測、1天文単位での風観測と一致しています。また、10$R_\odot{}$に外挿された$T_e$は、ストラール電子温度$T_s$(SPAN-Eで測定)とほぼ同じであり、密接に関連しているか、ほぼ等しいとさえ考えられています。コロナ電子温度。さらに、遅い太陽風(または質量流束が大きいフラックスチューブ)の半径方向の$T_e$プロファイルは、速い太陽風(または質量流束が小さいフラックスチューブ)の場合よりも急勾配になります。太陽風が遅くなり、太陽に近づくと、より顕著な反相関$V_p$-$T_e$が観測されます。
Braginskii 粘性をもつ伝播せん断アルフベン波の非線形減衰と磁場整列流れ
BraginskiiMHDは、物理原理から派生した閉包を使用して応力テンソルを積極的に処理するため、従来のMHDよりも多くのプラズマ環境をより正確に記述します。それにもかかわらず、応力テンソル効果は、特に非線形領域では、太陽MHD現象については比較的未調査のままです。この論文では、伝搬するせん断アルフベン波の非線形減衰と縦方向の流れを解析的に調べます。BraginskiiMHDにおけるMHD波に関するこれまでのほとんどの研究では、消失波摂動の厳密な線形限界が考慮されていました。これらの以前の線形結果は、ほとんど関心がないほど小さいコロナのアルフエン波の振幅にのみ適用されることを示しています。通常、波エネルギーは背景磁気のエネルギーの$10^{-11}$倍未満です。分野。観測された波の振幅では、冠状アルフベン波のブラギンスキー粘性散逸は非線形であり、線形理論によって予測されたよりも約$10^9$強い。さらに、支配的な減衰は、線形化された解の垂直粘性係数$\eta_2$ではなく、平行粘性係数$\eta_0$によって発生します。この論文では非線形理論を展開し、波エネルギー密度がエンベロープ$(1+z/L_d)^{-1}$で減衰することを示しています。減衰の長さ$L_d$は、最適な減衰ソリューションを示します。それを超えると、粘性力が縦方向の流れを自己組織化して減衰を抑制するため、粘度が大きくなると散逸が低下します。非線形減衰は線形減衰を大幅に上回っていますが、多くのコロナアプリケーションでは無視できます。
X-Shooter スペクトルを用いた Herbig Ae/Be 星の HI 線分析
| Title |
HI_line_analysis_of_Herbig_Ae/Be_stars_using_X-Shooter_spectra |
| Authors |
B._Shridharan,_Blesson_Mathew,_R._Arun,_T.B._Cysil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11182 |
HerbigAe/Be星は、中間質量の前主系列星であり、星周円盤を通じて降着します。HAeBe星の光学スペクトルと赤外線(IR)スペクトルは、バルマー系列、パッシェン系列、ブラケット系列に属するHI輝線を示しています。Vioqueらの109個のHAeBe星について入手可能なアーカイブX-Shooterスペクトルを使用します。(2018)とそれらに存在するさまざまなHIラインを分析します。さまざまなHIシリーズの高次線の存在に基づいて、星をさまざまなクラスに分離しました。高次線の出現の恒星パラメータへの依存性について議論します。大質量で若い星のほとんどが、高次の発光線をすべて示していることがわかります。低次の線のみを示す星は、Teff<12000Kで、年齢範囲は5～10Myrです。ケースBのライン比率分析を星のサブサンプルに対して実行し、ほとんどのHIラインが放出されていることを示します。サブサンプルに属する4つの星を除くすべての星が、理論値よりも低いHIライン比を示していることに注意してください。これは、発光媒体が光学的に厚いためです。HIラインのフラックス比は、星のスペクトルタイプに依存しません。さらに、低次線とパッシェン高次線の線比から、ほとんどのHAeBe星の線比は、10^9-10^11cm^-3の範囲の電子密度値と一致することがわかります。ただし、電子温度は、この作業で研究されたライン比を使用して自信を持って確認できませんでした。
Wolf-Rayet 星の WN3/O3 クラスの二値性に関する制約
WN3/O3Wolf-Rayet(WR)星は、マゼラン雲のWRの調査の一環として発見されました。WN3/O3sは、高励起WN星の輝線とホットO型星の吸収線を示していますが、以前の研究では、吸収スペクトルがWR星に固有のものであることが示されています。大質量星の進化におけるそれらの位置は不明のままです。ここでは、それらがバイナリ進化の産物である可能性を調査します。これらはWN3+O3~V連星ではありませんが、まだ見えない仲間を抱えている可能性があります。この可能性に対処するために、既知の9つのWN3/O3のうち6つの放射速度研究を複数年にわたって実施しました。私たちの研究では、統計的に有意な視線速度変動の証拠は見つかっておらず、仮想的な伴星の質量に厳しい上限を設定することができます。軌道傾斜角の可能性については、周期が100日未満の伴星は質量が2Mo未満でなければなりません。.期間が10日未満の場合、コンパニオンの質量は1Mo未満でなければなりません。そのようなコンパニオンがコンパクトなオブジェクトであるシナリオはありそうにないと主張します。吸収線は、通常の投影された自転速度を示しており、これらの星がその後合体した伴星の助けを借りて進化した可能性は低いと考えられます。適度な回転は、これらの星が同種の進化の結果ではないことも示唆しています。したがって、これらの星は、大質量星の進化における正常ではあるが短命の段階である可能性が高い.
$\texttt{ZeeTurbo}$ による大気パラメータと表面磁場の制約: SPIRou スペクトルへの応用
| Title |
Constraining_atmospheric_parameters_and_surface_magnetic_fields_with_$\texttt{ZeeTurbo}$:_an_application_to_SPIRou_spectra |
| Authors |
P._I._Cristofari,_J.-F._Donati,_C._P._Folsom,_T._Masseron,_P._Fouqu\'e,_C._Moutou,_E._Artigau,_A._Carmona,_P._Petit,_X._Delfosse,_E._Martioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11241 |
SPIRouLegacySurveyの枠組みでSPIRouを使用して記録された高解像度nIRスペクトルから、Mドワーフの大気パラメータと磁気特性を同時に特徴付けることを目的とした方法に関する最初の結果を報告します。私たちの分析は、MARCSモデルの大気から計算された合成スペクトルを、磁場に敏感な場合とそうでない場合の両方の選択されたスペクトル線に適合させることに依存しています。$\texttt{Turbospectrum}$にゼーマン効果と偏光放射伝達機能を組み込むことによって得られる新しいコード$\texttt{ZeeTurbo}$を導入します。異なる磁場強度に対して$\texttt{ZeeTurbo}$を使用して合成スペクトルのグリッドを計算し、$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、[M/H]を同時に制約するプロセスを開発します。[$\alpha$/Fe]と平均表面磁束。このホワイトペーパーでは、SPIRouLegacySurvey(SLS)のコンテキストで観測された6つのターゲット、つまりAUMic、EVLac、ADLeo、CNLeo、PMJ18482+に適用する前に、アプローチを提示し、シミュレーションを使用してそのパフォーマンスを評価します。0741、DSレオ。私たちの方法は、文献とよく一致して大気パラメータを取得することを可能にし、文献の推定値と一致し、飽和ダイナモ体制と一致して、0.05kGの典型的な精度で2〜4kGの範囲の表面磁束を同時に生成しますこれらの星のほとんどはどれですか。
線形混合アプローチに基づいて、完全にイオン化された$^{12}$C/$^{16}$Oおよび$^{16}$O/$^{20}$Ne混合物を結晶化するための潜熱を計算します。線形混合エネルギーに対する補正の2つの異なるパラメータ化のための白色矮星(WD)コアと、イオン量子効果を考慮したもの。イオンあたり0.77の標準値から両方向の過剰エントロピーの顕著な組成依存偏差を報告します。同じフレームワーク内で、固化したWD層の剥離プロセスに伴う過剰なエントロピーと放出または吸収された熱を評価します。この効果を含めることは、WD冷却データの信頼できる解釈にとって重要であることが示されています。また、結晶化共晶$^{12}$C/$^{22}$Ne混合物の潜熱を分析し、相図と潜熱挙動の両方がイオン量子効果に定性的に依存していることを発見しました。これは、超大規模なWDマルチGyr冷却異常の解決策として提案された冷却C/O/$^{22}$NeWDでの$^{22}$Ne蒸留モデルにとって重要である可能性があります。結晶化するWDの我々の調査結果の天体物理学的意味について説明します。
制御されていない宇宙物体の再突入を予測するための機械学習と特徴量エンジニアリングのアプローチ
| Title |
A_machine_learning_and_feature_engineering_approach_for_the_prediction_of_the_uncontrolled_re-entry_of_space_objects |
| Authors |
Francesco_Salmaso_and_Mirko_Trisolini_and_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10183 |
地球の周りを周回する物体の数が増え続けると、地球の大気圏に再突入する物体の頻度が増加すると予想されます。これらの再突入の多くは制御されないため、その予測は難しく、いくつかの不確実性が伴います。従来、再突入予測は、オブジェクトに作用する力の最先端のモデリング技術を使用したオブジェクトのダイナミクスの伝播に基づいています。ただし、特に大気抗力の予測に関連するモデリングエラーにより、予測精度が低下する可能性があります。これに関連して、物理ベースのアプローチからデータ駆動型のアプローチへのパラダイムシフトを実行する可能性を探ります。この目的のために、地球低軌道(LEO)で制御されていない物体の再突入を予測するためのディープラーニングモデルの開発を紹介します。このモデルは、Sequence-to-Sequenceアーキテクチャの修正版に基づいており、400体を超える2行要素(TLE)データのセットから導出された平均高度プロファイルでトレーニングされています。この研究の目新しさは、深層学習モデルに、平均高度とともに、抗力のような係数(B*)、平均太陽指数、およびオブジェクトの面積対質量比という3つの新しい入力機能を導入することにあります。.開発されたモデルは、機関間スペースデブリ調整委員会(IADC)キャンペーンで研究された一連のオブジェクトでテストされます。結果は、トレーニングセットと同じ抗力のような係数と偏心分布によって特徴付けられるボディで最高のパフォーマンスが得られることを示しています。
$^{83}$Rb(p,$\gamma)^{84}$Sr および $^{84}$Kr(p,$\gamma)^{85}$Rb
反応の断面図天体物理学の $\gamma$ プロセス
| Title |
Cross_Sections_of_the_$^{83}$Rb(p,$\gamma)^{84}$Sr_and_$^{84}$Kr(p,$\gamma)^{85}$Rb_Reactions_at_Energies_Characteristic_of_the_Astrophysical_$\gamma$_Process |
| Authors |
M._Williams,_B._Davids,_G._Lotay,_N._Nishimura,_T._Rauscher,_S._A._Gillespie,_M._Alcorta,_A._M._Amthor,_G._C._Ball,_S._S._Bhattacharjee,_V._Bildstein,_W._N._Catford,_D._T._Doherty,_N._E._Esker,_A._B._Garnsworthy,_G._Hackman,_K._Hudson,_A._Lennarz,_C._Natzke,_B._Olaizola,_A._Psaltis,_C._E._Svensson,_J._Williams,_D._Walter,_and_D._Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10282 |
$^{83}$Rb(p,$\gamma)^{84}$Sr放射捕獲反応の断面積を、入射エネルギー$^{83}$Rbの放射性ビームを使用して逆運動学で測定しました。2.4ドルと2.7ドルのA$MeV。放射性ビーム測定の前に、$^{84}$Kr(p,$\gamma)^{85}$Rb放射捕捉反応が、安定したビーム$^{84}$Krを使用して逆運動学で測定されました。$2.7A$MeVの入射エネルギー。これらの測定値の実効相対運動エネルギーは、超新星の$\gamma$プロセスに関連するエネルギーウィンドウ内にあります。両方の反応の測定された部分断面積の中心値は、統計モデル計算の予測の0.17～0.42倍であることがわかりました。他のエネルギーで予測された断面積が同じ係数で減少すると仮定すると、$^{84}$Sr($\gamma$,p)$^{83}$Rb反応は、現在の測定から導かれます。
ワイルの幾何学的重力におけるコンパクトな星の構造
共形不変ワイル幾何重力理論における中性子星、クォーク星、ボーズアインシュタイン凝縮星の特定のクラスの構造と物理的性質を考察します。基本的な理論は、それぞれ、ワイルスカラーの2乗、ワイルベクトルの強度、および物質項から、ワイル幾何学で構築された最も単純な等角不変作用から導き出されます。アクションは、補助スカラーフィールドを導入することにより、ワイルスカラーで線形化されます。理論を共形不変に保つために、トレース条件が物質のエネルギー運動量テンソルに課せられます。場の方程式は、メトリックテンソル、ワイルベクトル場、およびスカラー場に関して作用を変化させることによって導き出されます。静的な球面対称の内部幾何学を採用することにより、ワイルの幾何学的重力における恒星オブジェクトの構造と特性を記述する場の方程式を取得します。中性子とクォーク物質の異なる状態方程式について、場の方程式の解が数値的に得られます。より具体的には、一定密度の恒星モデル、および剛性流体、放射流体、クォークバッグモデル、およびボーズアインシュタイン凝縮体の状態方程式によって記述されるモデルが、一般相対性理論とワイル幾何重力の両方で明示的に数値的に構築され、詳細な比較が可能になります。これら2つの重力理論の予測の間。一般的な結果として、考えられるすべての状態方程式について、ワイルの幾何学的重力星は、一般的な相対論的重力星よりも質量が大きいことがわかります。得られた結果の天体物理学的応用の可能性として、最近観測された中性子星は、質量がそれぞれ2$M_{\odot}$と3$M_{\odot}$の範囲で、実際には等角不変である可能性があることを示唆しています。ワイルの幾何学的中性子星またはクォーク星。
ねじれによるハッブルパラメータの時間挙動
Ｈｕｂｂｌｅパラメータの時間依存性に対するＥｉｎｓｔｅｉｎ‐Ｃａｒｔａｎ方程式の一貫した厳密解の帰結を論じた。ねじれは、空間と時間に依存する拡張パラメーターをもたらし、発散動作間のハッブルパラメーターの非自明なウィンドウをもたらします。1つのウィンドウのみが、時間依存性の増加に続く減少期間を示します。既知の宇宙定数と、ハッブルおよび減速パラメータの現在の値が与えられた場合、この変化する時間は、ウィンドウまたは宇宙の終了時間と同様に過去に与えることができます。ねじれの外部物質の計量から、ねじれが暗黒物質を装うことができることがわかります。
International Pulsar Timing Array の 2 回目のデータ公開で連続重力波を検索
| Title |
Searching_for_continuous_Gravitational_Waves_in_the_second_data_release_of_the_International_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
M._Falxa,_S._Babak,_P._T._Baker,_B._B\'ecsy,_A._Chalumeau,_S._Chen,_Z._Chen,_N._J._Cornish,_L._Guillemot,_J._S._Hazboun,_C._M._F._Mingarelli,_A._Parthasarathy,_A._Petiteau,_N._S._Pol,_A._Sesana,_S._B._Spolaor,_S._R._Taylor,_G._Theureau,_M._Vallisneri,_S._J._Vigeland,_C._A._Witt,_X._Zhu,_J._Antoniadis,_Z._Arzoumanian,_M._Bailes,_N._D._R._Bhat,_L._Blecha,_A._Brazier,_P._R._Brook,_N._Caballero,_A._D._Cameron,_J._A._Casey-Clyde,_D._Champion,_M._Charisi,_S._Chatterjee,_I._Cognard,_J._M._Cordes,_F._Crawford,_H._T._Cromartie,_K._Crowter,_S._Dai,_M._E._DeCesar,_P._B._Demorest,_G._Desvignes,_T._Dolch,_B._Drachler,_Y._Feng,_E._C._Ferrara,_W._Fiore,_E._Fonseca,_N._Garver-Daniels,_J._Glaser,_B._Goncharov,_D._C._Good,_J._Griessmeier,_Y._J._Guo,_K._G\"ultekin,_G._Hobbs,_H._Hu,_K._Islo,_J._Jang,_R._J._Jennings,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10767 |
InternationalPulsarTimingArrayの第2のデータリリースは、世界中の共同作業からのデータセットを組み合わせたものです。この研究では、局所宇宙の個々の超大質量ブラックホール連星によって生成される重力波信号である連続波を検索します。円軌道上の連星を考慮し、観測スパンにわたる軌道周波数の進化を無視します。そのような信号の証拠は見つからず、空の平均をその振幅h95の上限95%に設定しました。最も感度の高い周波数は10nHzで、h95=9.110-15です。観測の効果的なケイデンスが改善されたおかげで、PTAバンドの低周波数と高周波数でこれまでで最高の上限を達成しました。私たちの分析では、低周波数に影響を与える、最近発見された一般的なレッドノイズプロセスを考慮しました。また、一部のパルサーデータに存在する特有のノイズ機能を考慮して、誤警報を減らす必要があることもわかりました。連続重力波信号を検索し、上限を設定するには、カスタムノイズモデルを使用することが不可欠であることを示します。
近太陽太陽風の乱流における静止背景場によるスケーリング異方性
| Title |
Scaling_anisotropy_with_stationary_background_field_in_the_near-Sun_solar_wind_turbulence |
| Authors |
Honghong_Wu,_Jiansen_He,_Shiyong_Huang,_Liping_Yang,_Xin_Wang,_and_Zhigang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.10810 |
磁気ゆらぎのスケーリングは、太陽風の乱流を理解するための重要な情報を提供します。しかし、観測された磁気ゆらぎには乱流だけでなく磁気構造も含まれており、時間定常性を破っています。この違反は、真のスケーリングを隠し、ローカルバックグラウンド磁場に対するサンプリング角度の決定に影響を与えます。ここで、スケーリングの異方性を調査するために、磁場の時間定常性を確保するために、簡単で効果的な基準$\phi<10^\circ$を使用します。ここで、$\phi$は、切断後の2つの平均化された磁場の間の角度です。間隔を半分にします。0.17天文単位のパーカー太陽探査機(PSP)から得られた測定値に基づいて、太陽に近い太陽風乱流の定常性条件下で、構造関数の高次統計を使用してスケーリング異方性を初めて研究しました。磁場のスケーリングインデックス$\xi$は、$\xi(p)=p/4$に近い次数$p$に線形依存性を示すことがわかります。磁気トレース構造関数のマルチフラクタルスケーリングは、サンプリング方向に垂直な局所磁場では$\xi(p)=p/3$に近く、サンプリング方向に垂直な局所磁場では$\xi(p)=p/4$に近いモノスケーリングになります。定常バックグラウンド磁場で測定した場合のサンプリング方向に平行な局所磁場。速度トレース構造関数のスケーリングにも同様の変更がありますが、それほど重要ではありません。太陽に近い太陽風の乱流は、地球に近い太陽風の乱流とは異なるスケーリングの異方性を示しており、太陽風の拡大中の非線形相互作用プロセスの進化を示唆しています。
| Title |
Radial_Oscillations_in_Neutron_Stars_with_Delta_Baryons |
| Authors |
Ishfaq_A._Rather,_Kauan_D._Marquez,_Grigoris_Panotopoulos,_and_Ilidio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11006 |
中性子星とハイペロン星の動径振動に対する$\Delta$バリオンの効果を、密度依存相対論的平均場モデルを用いて調査します。スピン$3/2$バリオンは、Rarita-Schwingerラグランジュ密度によって記述されます。スピン3/2デカプレットとスピン1/2バリオンオクテットのバリオン-メソン結合定数は、平均場モデルのラグランジュ密度に存在する湯川結合がSU(3)およびSU(6)群変換の下で不変です。Sturm-Liouville境界値問題を解き、その妥当性を検証することにより、$\Delta$混和核(N$\Delta$)とハイパーニック物質(NH$\Delta$)の20の最低固有周波数と対応する振動関数を計算します。N+$\Delta$およびN+HEoSの最低モード周波数は、デルタおよびハイパーニック混合物のために、純粋な核物質と比較して高いことがわかります。さらに、ハイペロンと$\Delta$sの追加により、連続するモード間の分離が増加します。
新しい洞察によるふくらんでいる暗黒物質の再考: 部分波分析
コンプトン波長と比較して重要な固有サイズを持つふくらんでいる暗黒物質(DM)粒子の自己相互作用断面積に関する包括的な研究を提示します。共鳴領域と古典領域におけるこのようなふくらんでいるDM自己相互作用断面積について、我々の研究は、湯川ポテンシャルの重要性と部分波解析の必要性を示しています。(i)ふくらんでいるDM粒子の有限サイズ効果により、ふくらんでいるDMの新しい湯川ポテンシャルは、点のようなDMと比較して、自己相互作用断面積のボーン有効レジームを拡大することがわかりました。(ii)部分波解析は、$R_{\chi}$(ふくらんでいるDM粒子の半径)と$1/m_{\phi}$(力の範囲)の比率の値に応じて、3つの領域(ふくらんでいるDMの自己相互作用の断面は、点のようなDMとは非常に異なる場合があります。（iii）自己相互作用するふくらんでいるDMを介して小規模な異常を解決するには、矮小銀河にはボーン有効および共鳴レジームが存在し、クラスターと天の川銀河には非ボーンレジームが必要であることがわかります。
重力による閉じ込めは、暗黒物質がなくてもフラットな銀河回転曲線を維持しますか?
| Title |
Does_gravitational_confinement_sustain_flat_galactic_rotation_curves_without_dark_matter? |
| Authors |
W._E._V._Barker_and_M._P._Hobson_and_A._N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11094 |
簡単な答えは$\textit{おそらくいいえ}$です。具体的には、この論文は、一般相対性理論が暗黒物質のハローのサポートも、型にはまらないバリオンプロファイルも、赤外線の変更も必要とせず、結局のところ、多くの銀河円盤で観測される異常に速い軌道と一致することを示唆する最近の一連の研究を検討しています。特に、重力電束は、従来のポストニュートン法ではまだ捕捉されていない色閉じ込め色電束チューブモデルの類似物で、強化された力の領域に非線形に崩壊すると主張されています。ただし、この提案を支えるスカラー重力モデルは、非線形アインシュタイン方程式と完全に矛盾していることを示しています。非線形アインシュタイン方程式自体は、無秩序な重力フェーズを示す可能性のある線形閉じ込めタイプのポテンシャルを禁止しているように見えます。私たちの調査結果は、以前のユークリッド格子解析の忠実度に挑戦しています。いくつかの摂動スキームとゲージを使用した直接計算により、合理的なバリオンプロファイルの回転曲線に対する次の次数の重力電気補正が感知できないことを確認します。「重力電束崩壊」プログラムは、特定の銀河バリオンプロファイル付近の銀河内レンズ効果を電界強度ヒューリスティックとして使用することによってもサポートされました。このレンズ効果を再計算し、3桁も誇張されていると結論付けました。副産物として、私たちの分析は、(i)流体ボールの予想と(ii)重力エネルギーの局在化への新しいアプローチを示唆しています。要約すると、重力における閉じ込めタイプの効果の可能性を検討することは興味深いかもしれませんが、少なくとも閉じ込めタイプの効果$\textit{重要な役割を果たすことはできません}$銀河の回転曲線がフラットまたは上昇することを説明するダークマターハローなし。
静的球面対称ワームホールのマイクロレンズとマルチイメージ問題
この論文では、動径状態方程式$\eta=\frac{p_r}{\rho}$(REoS)。その適用に関しては、このREoSの下でその倍率とイベント率を計算します。ここで、エリスブロンニコフワームホールの倍率の最大値は相対位置と固有の角度にのみ関連し、その最大値は約五。イベント率については、Eillis-Bronnikovワームホールと荷電ワームホールを区別することはできませんが、その順序は真空の場合よりもはるかに高く、これらのメトリックはすべて静的球対称ワームホールメトリックに属します。静的球面対称ワームホールのレンズ方程式を計算することにより、ワームホールの画像の最大数と$\eta$の間の明示的な式を見つけます。この関係は古典的なワームホールと一致していることを示していますが、量子補正を伴うワームホールの場合はまだ謎です。私たちの新しい方法は、イベント率を介してワームホールとブラックホールを区別することに新たな光を当てる可能性があります。
