Buzzard から Cardinal: 大規模な銀河調査用の改善されたモック カタログ
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Buzzard_to_Cardinal:_Improved_Mock_Catalogs_for_Large_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Chun-Hao_To,_Joseph_DeRose,_Risa_H._Wechsler,_Eli_Rykoff,_Hao-Yi_Wu,_Susmita_Adhikari,_Elisabeth_Krause,_Eduardo_Rozo,_David_H._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12104 |
DES、DESI、LSSTなど、進行中および将来の宇宙論調査をサポートするために更新されたバザードシミュレーションの新しいバージョンであるカーディナルモックギャラクシーカタログを提示します。これらのカタログは、赤方偏移$z=2.35$から深さ$m_{\rm{r}}=27$までの銀河が存在する4分の1の空のシミュレーションに基づいています。Buzzardモックと比較して、Cardinalモックには、孤児銀河を考慮し、銀河の光度とハロー特性の間の質量依存散乱を含む、更新されたサブハローアバンダンスマッチング(SHAM)モデルが含まれています。このモデルは、3つの異なる光度しきい値サンプルで測定された銀河のクラスタリングとグループ-銀河の相互相関を同時に適合させることができます。カーディナルモックは、色依存の銀河クラスタリングを3つの異なる光度ビンに同時に適合させることができる新しい色割り当てモデルも特徴としています。測光データを使用して色割り当てモデルをさらに改善するアルゴリズムを開発し、レイトレーシング解像度以下の小規模なレンズ効果を改善する新しい方法も開発しました。これらの改善により、カーディナルモックは、ダークエネルギー調査データの銀河団の豊富さとレンズ銀河の特性を正確に再現できます。そのため、これらのシミュレーションは、大規模な天体調査に基づく将来の宇宙論分析のための貴重なツールとなるでしょう。カーディナルモックは、https://chunhaoto.com/cardinalsimでの公開時にリリースされます。
CMB の温度変動はパリティを保存しますか?
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測により、大規模な宇宙は統計的に均一で等方性であるという考えが確固たるものになりました。しかし、鏡面反射下でも不変ですか?これを調べるには、パリティに敏感な統計が必要です。スカラーオブザーバブルの場合、最も単純なのは4点関数です。プランクによって測定された大規模な($2<\ell<510$)温度異方性に焦点を当てて、パリティ奇数CMBトライスペクトルの最初の測定を行います。これは、ビン化された相関器の新しい最尤推定量によって促進されます。これは、偶数パリティコンポーネントと奇パリティコンポーネントの間のマスク畳み込みと漏れを考慮し、$\approx20\%$以内の最適分散を達成します。プランクの$\chi^2$統計を理論上の期待値と比較することにより、パリティ違反のブラインドテストを実行し、2つのシミュレーションスイートを使用して、非ガウス性と残余の前景の可能性を説明します。$\approx0.5\sigma$レベルで一貫性が見られ、パリティ違反の証拠はなく、大規模構造測定の二乗感度のおよそ$250\times$(モード計数引数による)で、線形の利点があります。物理学、ガウス統計、正確なモック。測定されたトライスペクトルは、ゴーストインフレーション、コスモロジカルコライダーシナリオ、チャーン-サイモンズゲージフィールドなど、インフレパリティ違反の物理モデルを制約するために使用できます。そのような8つのモデルを考慮すると、新しい物理学の証拠は見つからず、最大の検出有意性は$2.0\sigma$です。これらの結果は、BOSS銀河サーベイで見られた最近のパリティ超過が原始的なものではないことを示唆しています。より小さなスケールを含め(ただし、回転の不変性によりフラットスカイの制限が失われます)、偏光データを追加することで、より厳しい制約を作成できます。
矮小球状銀河のLOFAR観測によるWIMP断面積限界
| Title |
WIMP_cross-section_limits_from_LOFAR_observations_of_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
L._Gajovi\'c_(1),_F._Welzm\"uller_(1),_V._Heesen_(1),_F._de_Gasperin_(2_and_1),_M._Vollmann_(3),_M._Br\"uggen_(1),_A._Basu_(4),_R._Beck_(5),_D._J._Schwarz_(6),_D._J._Bomans_(7)_and_A._Drabent_(4)_((1)_Hamburger_Sternwarte,_University_of_Hamburg,_Hamburg,_Germany,_(2)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy,_(3)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik,_Eberhard_Karls_Universit\"at_T\"ubingen,_T\"ubingen,_Germany,_(4)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany,_(5)_Max-Planck_Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(6)_Fakult\"at_f\"ur_Physik,_Universit\"at_Bielefeld,_Bielefeld,_Germany,_(7)_Ruhr_University_Bochum,_Faculty_of_Physics_and_Astronomy,_Astronomical_Institute,_Bochum,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12155 |
弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)は自己消滅する可能性があるため、暗黒物質(DM)を間接的に検出する可能性がもたらされます。矮小球状(dSph)銀河は、DMが豊富でバックグラウンド放射が少ないため、消滅信号を探すのに最適な場所です。dSphの磁場が存在する場合、DM消滅で生成された粒子はシンクロトロン放射を放出します。低周波ARray(LOFAR)を使用したdSph銀河からの150MHzの電波連続体放出の非検出を使用して、電子陽電子対へのWIMPの消滅断面積に関する制約を導き出します。私たちの主な根底にある仮定は、CRの輸送は磁場の存在を必要とする拡散近似によって説明できるということです。LOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)では、6つのdSph銀河の観測結果を使用しています。データは再画像化され、銀河ごとに放射状プロファイルが生成されます。また、スタッキングを使用して感度を高めます。WIMP断面積の上限を導き出すために、偽のガウスソースをデータに挿入し、ラジアルプロファイルで2$\sigma$の有意性で検出します。これらの発生源は、私たちが検出できたであろう最低の排出量を表しています。個々の銀河の観察と積み重ねからの限界を提示します。楽観的(OPT)、中間(INT)、および悲観的(PES)の3つの異なるモデルシナリオを構築することにより、拡散および磁場パラメーターの選択による不確実性を調査します。電子陽電子対への単色消滅を仮定すると、INTシナリオの限界は20GeV未満の熱WIMPを除外し、OPTシナリオの限界は70GeV未満のWIMPを除外します。INT制限は、複数の矮小銀河の$\gamma$線観測を使用してFermi-LATによって設定された制限と競合する可能性があり、低WIMP質量に対して特に強力です。
$r$-$n_s$ 等高線に対するハッブル張力の影響
再結合前の初期暗黒エネルギー(EDE)の注入、ハッブル張力の可能な解決は、スカラースペクトルインデックス$n_s$を$n_s=1$にシフトするだけでなく、現在の上限を引き締める可能性があります。テンソルとスカラーの比率$r$。この作業では、最新のCMBデータセット(PlanckPR4、ACT、SPT、BICEP/Keck)、およびBAOとSNを使用して、この結果を確認し、インフレへの影響について説明します。また、たまたまEDEを使用した場合、現在許可されているさまざまなインフレーションモデルが、CMB-S4やLiteBIRDなどの計画されたCMB観測によってどのように区別されるかを示します。
最初の星: 形成、特性、影響
第1世代の星は、しばしばPopulationIII(またはPopIII)と呼ばれ、赤方偏移30以下の金属を含まない原始ガスから形成されます。それらは、赤方偏移が15から20になるまで、宇宙の星形成の歴史を支配し、その時点で、金属に富んだポップII星の形成が引き継がれます。PopIII星の形成、特性、および影響に関する現在の理論モデルを確認し、既存および将来の観測上の制約について説明します。このレビューから得られる重要なポイントは次のとおりです。(1)原始ガスはフラグメンテーションの影響を非常に受けやすく、PopIII星は対数的に平坦な質量関数を持つ小さなクラスターのメンバーとして形成されます。(2)大規模なPopIII星からのフィードバックは、その後の星形成を制御する上で中心的な役割を果たしますが、その直接的な影響に関しては大きな不確実性が残っています。(3)極端な条件では、数10^5Msunの質量に達する超大質量PopIII星が形成されることがあります。それらの残骸は、高赤方偏移クエーサーで観測された超大質量ブラックホールの種である可能性があります。(4)初期宇宙におけるポップIII星の直接観測は、依然として非常に困難である。グローバルな21cm信号または重力波からの間接的な制約は、より有望です。(5)星の考古学的調査により、PopIIIの質量分布の低質量端と高質量端の両方を制約することができます。観測によると、大質量のPopIII星のほとんどは、対不安定型超新星ではなく、コア崩壊型超新星として生涯を終えることが示唆されています。
標準サイレンによる f(Q) Cosmology の制約
この論文では、$f(Q)$重力に基づく2つの宇宙モデルを研究します。標準的なサイレン(SS)イベントの模擬カタログを使用して、将来の重力波(GW)観測所からのデータがこれらのモデルを$\Lambda$CDMと区別できるかどうかを確認します。最初のモデルは、摂動レベルでのみ偏差が現れる、$\Lambda$CDMバックグラウンドを複製する最も一般的な$f(Q)$定式化です。$\Lambda$CDM、$\alpha$と比較して1つの追加の無料パラメーターがあり、ゼロに設定すると$\Lambda$CDMにフォールバックします。LIGO-Virgoは、測定値の誤差が大きく、赤方偏移が小さいため、$\alpha$を制約できないことを示していますが、LISAとETは、ETがLISAを上回っています。LISAとLIGO-Virgoの両方のカタログは、無視できない統計的変動を示しています。ここでは、3つの代表的なカタログ(最高、中央値、最悪)を検討していますが、ETでは、イベント数が多いため、1つのカタログのみが検討されています。統計的変動を無視するには十分です。最良のLISAカタログは、低赤方偏移のイベントが多いカタログであり、最悪のLISAカタログは、低赤方偏移のイベントが少ないカタログです。さらに、悪いLISAカタログを観察する場合は、LIGO-Virgoからのデータに依存して制約の品質を改善し、LISAカタログの中央値に近づけることができます。2番目のモデルは、関数$f(Q)$の特定の形式を利用して、暗黒エネルギーを置き換えようとします。実行可能な宇宙論でパラメーター空間の領域を示すために、動的システム手法に頼ってこのモデルを研究します。モデル選択基準を使用して、SSイベントの数だけでは、このモデルと$\Lambda$CDMを区別できないことを示します。次に、現在のタイプのIa超新星(SnIa)データを追加すると、SSイベントによって設定された制約と比較して、このモデルに緊張が生じることを示します。
VLBIによる宇宙研究
観測によって十分なレベルの精度が達成されれば、現在の宇宙論的論争を解決することができます。次世代の望遠鏡による将来の調査では、既存の観測に比べて深さと角度の解像度が大幅に向上し、いわゆる「精密宇宙論の時代」が開かれます。しかし、その時代は、VeryLongBaselineInterferometry(VLBI)を使用した電波波長ですでに始まっていると考えることができます。この論文では、VLBIが最大距離と最小スケールに同時に到達することによって、現代の宇宙論におけるいくつかの未解決の問題にどのように貢献しているかについて概説します。
共鳴ニュートリノ自己相互作用と $H_0$ 張力
| Title |
Resonant_neutrino_self-interactions_and_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Jorge_Venzor_and_Gabriela_Garcia-Arroyo_and_Abdel_P\'erez-Lorenzana_and_Josue_De-Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12792 |
この作業では、ニュートリノの自己相互作用のこれまで未踏の共鳴領域を研究しています。宇宙膨張の後期および初期の観測に関する現在の不一致は、再結合の時代以前に作用する新しい物理学によって解決される可能性があります。非標準ニュートリノ自己相互作用は、近い将来(または中期)にテスト可能になる可能性があるため、この問題を解決するための最も魅力的な候補の1つです。線形宇宙データセットを使用して、範囲$10^{-2}$eV$\leqm_{\varphi}\leq10^{2}$eVの固定スカラーメディエータ質量のサンプルについてニュートリノの自己相互作用をテストします。共鳴挙動は、重いメディエーターと軽いメディエーターについて文献で報告されているものよりも低いカップリングで観察可能な効果を生み出します。Planck+BAOデータセットを使用した最良のシナリオでは、$H_0$のローカル測定値の張力が4.9$\sigma$($\Lambda$CDMの場合)から2.8$\sigma$に緩和されることがわかります。プランク、BAO、および$H_0$を含む結合データセットは、$0.5$eV$\leqm_{\varphi}\leq10$eVの範囲で少なくとも2.3$\sigma$の有意性を持つ非ゼロの相互作用を好みます。これらの結果は、線形摂動レジームでのニュートリノ自己相互作用のパラメーター空間に最後のピースを追加します。
繰り返し活動する新しいメインベルト彗星 2010 LH15
| Title |
New_Recurrently_Active_Main-belt_Comet_2010_LH15 |
| Authors |
Colin_Orion_Chandler,_William_J._Oldroyd,_Henry_H._Hsieh,_Chadwick_A._Trujillo,_William_A._Burris,_Jay_K._Kueny,_Jarod_A._DeSpain,_Kennedy_A._Farrell,_Michele_T._Mazzucato,_Milton_K._D._Bosch,_Tiffany_Shaw-Diaz,_Virgilio_Gonano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12102 |
メインベルト彗星(MBC)、2010LH15(別名2010TJ175)の発見を発表します。MBCは、昇華によって尾や昏睡状態など、彗星のような活動を示すまれなタイプのメインベルト小惑星です。その結果、MBCは、太陽系の揮発性物質の位置をマッピングするのに役立ち、私たちが知っている生命の物質的前提条件の起源についての洞察を提供します。しかし、MBCはとらえどころのないことが証明されており、知られている110万個のメインベルト小惑星のうち20個未満しか見つかっていません。この発見は、これらの重要な天体をより多く特定するために設計されたNASAパートナー市民科学プログラムであるActiveAsteroidsに由来します。ボランティアが2010LH15の画像を活動を示すものとして分類した後、追跡調査を実施し、ほぼ10年にわたる2つの時代からの活動の証拠を明らかにしました。この発見はタイムリーで、2010年のLH15が2024年3月の近日点通過に向けてインバウンドし、早ければ2023年後半に活動が開始される可能性があります。
Winchcombe Fireball -- あのラッキー サバイバー
| Title |
The_Winchcombe_Fireball_--_that_Lucky_Survivor |
| Authors |
Sarah_McMullan,_Denis_Vida,_Hadrien_A._R._Devillepoix,_Jim_Rowe,_Luke_Daly,_Ashley_J._King,_Martin_Cup\'ak,_Robert_M._Howie,_Eleanor_K._Sansom,_Patrick_Shober,_Martin_C._Towner,_Seamus_Anderson,_Luke_McFadden,_Jana_Hor\'ak,_Andrew_R._D._Smedley,_Katherine_H._Joy,_Alan_Shuttleworth,_Francois_Colas,_Brigitte_Zanda,_\'Aine_C._O'Brien,_Ian_McMullan,_Clive_Shaw,_Adam_Suttle,_Martin_D._Suttle,_John_S._Young,_Peter_Campbell-Burns,_Richard_Kacerek,_Richard_Bassom,_Steve_Bosley,_Richard_Fleet,_Dave_Jones,_Mark_McIntyre,_Nick_James,_Derek_Robson,_Paul_Dickinson,_Philip_A._Bland,_Gareth_S._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12126 |
2021年2月28日、火の玉が$\sim0.6$kgの回収されたCM2炭素質コンドライト隕石をウィンチカムの町の近くのイングランド南西部に落としました。5つのネットワークによって提供された光学記録から、火の玉の大気軌道、光度曲線、フラグメンテーション挙動、大気圏外軌道を再構築します。前駆流星体は、以前に観測された炭素質の落下よりも3桁小さい質量($\sim13$kg)でした。ウィンチカム隕石は、非常に低いピーク大気圧($\sim0.6$MPa)にさらされたため、侵入パラメータの偶然の組み合わせ、特に低速(13.9km/s)にさらされたため、侵入を生き延びました。$\sim0.07$MPaで破滅に近い断片化は、体の脆弱性を示しています。低いピーク動圧を引き起こす遅い進入速度は、小さな炭素質流星体が大気進入を生き残るために必要な条件である可能性が高く、放射方向を一般的なアンタペックス方向に強く制限します。軌道統合は、流星体が$\sim0.08$マイル前に地球近傍領域に注入され、$\sim0.7$AUよりも小さい近日点距離を持っていなかったことを示していますが、既知の軌道を持つ他のCM2隕石は太陽に近づいていました。($\sim0.5$AU)で、少なくとも100K高い温度に加熱されました。
一般的な仮定は、すべての系外惑星は通常の物質でできているというものです。しかし、私たちは、いくつかの系外惑星が暗黒物質でできている可能性があるという型にはまらない可能性を提案し、これを「暗黒系外惑星」と名付けました。この論文では、質量と半径の関係、分光法、トランジットの欠落、トランジット光曲線など、暗い太陽系外惑星を検索する方法を探ります。具体的には、トランジットライトカーブ法に焦点を当て、観測された系外惑星データと暗い系外惑星のモックデータの両方を使用して、部分的に透明な暗い系外惑星と完全に不透明な通常の系外惑星を区別する方法を示します。私たちの分析は、大きな半径(星の半径の約10%以上)と小さな光学的深さ(約1以下)を持つ暗い太陽系外惑星を、現在の望遠鏡の感度で識別できることを示しています。
G 196-3 B および VHS J125601.92-125723.9 b 周辺の破片円盤の存在に関する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_presence_of_debris_disks_around_G_196-3_B_and_VHS_J125601.92-125723.9_b |
| Authors |
O._V._Zakhozhay,_M._R._Zapatero_Osorio,_V._J._S._Bejar,_J._B._Climent,_J._C._Guirado,_B._Gauza,_N._Lodieu,_D._A._Semenov,_M._Perez-Torres,_R._Azulay,_R._Rebolo,_J._Martin-Pintado,_and_Ch._Lefevre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12163 |
我々は、G196-3BとVHSJ1256-1257bの深部画像をNOEMA(NorthernExtendedMillimeterArray)で1.3mmで取得しました。これらのデータは、最近公開されたAtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)およびVHSJ1256-1257bのVeryLargeArray(VLA)データと、それぞれ0.87mmおよび0.9cmで結合されました。G196-3BもVHSJ1256-1257bも、NOEMA、ALMA、およびVLAデータでは検出されませんでした。1.3mmで、0.108mJy(G196-3B)および0.153mJy(VHSJ1256-1257b)の磁束上限を3シグマの信頼度で課しました。ミリメートルと電波波長領域での流束の上限を使用して、周囲にある可能性のある冷たい塵の質量の最大値0.016M$_{\rmEarth}$と0.004M$_{\rmEarth}$を導き出しました。G196-3BおよびVHSJ1256-1257b、それぞれ。我々の結果は、20M$_{\rmJupiter}$未満の準恒星質量と1億年から数億年の年齢を持つ、自由浮遊天体および随伴天体の他の深部ミリ波観測のコンテキストに当てはめます。他のグループが以前に行ったように、これらの非常に低質量のオブジェクトの周りのディスクは小さな質量を持ち、サイズが縮小されている可能性があると結論付けています。原始惑星系の円盤と同様に、亜星系天体の周りの破片円盤が縮小する場合、周囲の破片円盤を検出して特徴付けるためには、適度に若い褐色矮星と惑星のミリメートル観測は、少なくとも2桁深くなければなりません。
彗星核内の小石間接触半径
近年、初期太陽系における小石の塊の重力崩壊は、彗星の起源のもっともらしいシナリオと見なされてきました。この文脈では、「小石」は(サブ)ミクロンサイズのダスト粒子から構成されるmmからcmサイズのダストの集合体を表し、kmサイズの彗星の構造は小石の集合体であると考えられています。小石と小石の接触の接触半径は、以前の研究でモデル化されました。ただし、小石間接触半径の圧力依存性は考慮されていません。ここで、彗星核の小石間接触半径を再検討します。JKR接触理論に基づいて小石間接触半径を計算し、静水圧の影響を考慮しました。小石同士の接触半径は表面からの深さによって変化し、初期のモデルでは彗星核の中心でそれを1桁過小評価していたことがわかりました。
天体測定による動径速度太陽系外惑星のサンプルの質量
| Title |
The_Masses_of_a_Sample_of_Radial-Velocity_Exoplanets_with_Astrometric_Measurements |
| Authors |
Guang-Yao_Xiao,_Yu-Juan_Liu,_Huan-Yu_Teng,_Wei_Wang,_Timothy_D._Brandt,_Gang_Zhao,_Fei_Zhao,_Meng_Zhai,_Qi_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12409 |
天体の最も基本的な物理パラメータの1つである質量は、太陽系外惑星の温度構造、化学組成、形成、進化などの研究において重要な役割を果たします。しかし、既知の確認された太陽系外惑星のほぼ4分の1は、その質量の測定値を欠いています。これは、動径速度(RV)技術によって発見されたものにとって特に深刻であり、それだけでは惑星の最小質量しか得られませんでした。この研究では、公開ツールを使用して完全な軌道適合を実施することにより、公開されたRVデータを相互較正されたヒッパルコスガイアカタログオブアクセラレーションズ(HGCA)からの天文データと組み合わせて使用し、RVで検出された115個の準恒星コンパニオンの質量を共同で制約します\texttt{orvara}.その中で、$M_{\rmp}\,{\rmsin}\,i<13.5\M_{\rmJup}$を持つ9つの太陽系外惑星が褐色矮星(BD)レジームに再分類され、16のBD候補($13.5\leqslantM_{\rmp}\,{\rmsin}\,i<80\,M_{\rmJup}$)は低質量M矮星であることが判明しました。主星の金属量と惑星質量に対する軌道離心率の分布に見られるように、BD領域の遷移の存在を指摘します。$42.5\M_{\rmJup}$未満の質量を持つ伴星は主に原始惑星系円盤でコア降着または円盤の重力不安定性によって形成される可能性があるという以前の発見を確認し、一方、$42.5\M_{\rmJup}$を超える質量を持つ伴星は星のような分子雲の重力不安定性。分析にある程度影響を与える可能性のある選択効果と検出バイアスについて説明します。
急速に降着する原始原始星の内部を解明する 3D 放射流体力学シミュレーション
| Title |
3D_Radiation-Hydrodynamic_Simulations_Resolving_Interior_of_Rapidly_Accreting_Primordial_Protostar |
| Authors |
Kazutaka_Kimura,_Takashi_Hosokawa,_Kazuyuki_Sugimura,_Hajime_Fukushima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12100 |
超大質量星の直接崩壊は、高赤方偏移で超大質量ブラックホールの種を形成する可能性のある経路です。これまでの3次元(3D)シミュレーションでは、急速な質量降着によって超大質量星が形成されることが示されましたが、星の内部を解明するものは限られていました。ここでは、星の内部を分解する急速に降着する原始星の進化に続く、3D放射流体力学（RHD）シミュレーションを報告します。明示的なM1クロージャー法を採用した、新しく開発されたRHDソルバーで適応メッシュリファインメントコードを使用します。球状雲と乱流雲の2つの異なる初期構成から、星の質量が$\sim10~M_\odot$に達するまで、初期の進化をたどります。どちらの場合も、星の進化計算で予測されたように、半径$100\mathrm{-}1000~R_\odot$の膨張した原始星が現れることを示しています。その有効温度は数千ケルビンのままであり、電離光子による放射フィードバックは弱すぎて、この研究で調査された時代までの降着の流れを乱すことができません。乱流の場合、原始星は、最初の乱流によって提供される角運動量のために、ケプラー速度の0.4倍以上で急速に回転します。原始星は扁球に近く、その赤道半径は極半径の2倍以上です。私たちの結果は、超大質量星形成における現実的な3D原始星の進化を解明するために、急速な星の自転を考慮する必要があることを示唆しています。
HII 領域を強化する恒星の関連付け $\unicode{x2013}$ I. 進化シーケンスの定義
| Title |
Stellar_associations_powering_HII_regions_$\unicode{x2013}$_I._Defining_an_evolutionary_sequence |
| Authors |
Fabian_Scheuermann,_Kathryn_Kreckel,_Ashley_T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_Brent_Groves,_Stephen_Hannon,_Janice_C._Lee,_Rebecca_Minsley,_Erik_Rosolowsky,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'ed\'eric_Boquien,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Oleg_V._Egorov,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Hamid_Hassani,_Sarah_Jeffreson,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_L._Larson,_Adam_K._Leroy,_Laura_Lopez,_Hsi-An_Pan,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Francesco_Santoro,_Eva_Schinnerer,_David_A._Thilker,_Brad_C._Whitmore,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12101 |
HII領域のガスを基礎となる電離放射線源に接続すると、星のフィードバックの物理的プロセスと、HII領域が時間とともにどのように進化するかを制約するのに役立ちます。PHANGS$\unicode{x2013}$MUSEを使用して、19の銀河にわたって約24,000のHII領域を検出し、イオン化ガスの物理的特性(金属量、イオン化パラメーター、密度など)を測定します。PHANGS$\unicode{x2013}$HSTからのマルチスケール恒星関連のカタログを使用して、電離源の年齢に関する制約を取得します。単一のイオン化協会に明確にリンクされている4,177HII地域の一致したカタログを構築します。関連年齢とH$\alpha$等価幅EW(H$\alpha$)、H$\alpha$/FUVフラックス比、およびイオン化パラメーターlogqとの間に弱い反相関が観察されます。星の人口が年をとるにつれて3つすべてが減少すると予想されるため、これは私たちが進化の順序を観察していることを示している可能性があります.この解釈は、3つのすべてのプロパティ間の相関によってさらにサポートされます。これらを進化トレーサーとして解釈すると、フィードバック制御星形成の最近のモデルと一致して、若い星雲はダストによってより減衰され、巨大な分子雲に近づいていることがわかります。また、局所的な金属量の変動と、提案されている3つの年代トレーサーすべてとの強い相関関係も観察されます。これは、局所的に金属量が増加した場所で星形成が優先的に発生していることを示唆しています。全体として、EW(H$\alpha$)とlogqは最も一貫した傾向を示し、HII領域の年代の最も信頼できるトレーサーであるように思われます。
M83 の星形成円盤全体にわたる多様な分子構造: 40pc 解像度での高忠実度イメージング
| Title |
Diverse_Molecular_Structures_Across_The_Whole_Star-Forming_Disk_of_M83:_High_fidelity_Imaging_at_40pc_Resolution |
| Authors |
Jin_Koda,_Akihiko_Hirota,_Fumi_Egusa,_Kazushi_Sakamoto,_Tsuyoshi_Sawada,_Mark_Heyer,_Junichi_Baba,_Samuel_Boissier,_Daniela_Calzetti,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Bruce_G._Elmegreen,_Armando_Gil_de_Paz,_Nanase_Harada,_Luis_C._Ho,_Masato_I.N._Kobayashi,_Nario_Kuno,_Amanda_M_Lee,_Barry_F._Madore,_Fumiya_Maeda,_Sergio_Martin,_Kazuyuki_Muraoka,_Kouichiro_Nakanishi,_Sachiko_Onodera,_Jorge_L._Pineda,_Nick_Scoville,_and_Yoshimasa_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12108 |
ALMAの12m、7m、およびTPアレイとMIRIADパッケージを使用して、M83の星形成円盤全体にわたる分子ガスの高忠実度CO(1-0)イメージングを提示します。データの質量感度と分解能は10^4Msunで40pcです。円盤全体を覆うことは、分子ガスの特性が円盤の中心から外側に向かって放射状に変化していることを示しています。分子ガスの分布は、中心部の濃度、バーオフセットリッジ、および顕著な分子スパイラルアームを含む、内部にコヒーレントな大規模構造を示しています。外側の円盤では、らせん状の腕は空間的にまとまりがなく、綿状にさえ見えます。大量のフィラメントガス濃度は、腕間領域でも豊富です。これらの構造をアーム間領域に構築するには、非常に長い時間がかかります(~>100Myr)。代わりに、それらは恒星の渦状腕の中で形成され、腕間の領域に放出されたに違いありません。このような構造が動的プロセスを生き残るためには、これらの構造とその構成分子および分子雲の寿命が長くなければなりません(~>100Myr)。これらのアーム間構造は、Halphaによって追跡される星形成をほとんどまたはまったくホストしません。新しいマップは、拡張されたCO放出も示しています。これは、未解決の分子雲の集合体を表している可能性があります。
宇宙の正午における静止銀河のガス質量貯留層
| Title |
The_Gas_Mass_Reservoir_of_Quiescent_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
David_Bl\'anquez-Ses\'e,_C._G\'omez-Guijarro,_G._E._Magdis,_B._Magnelli,_R._Gobat,_E._Daddi,_M._Franco,_K._Whitaker,_F._Valentino,_S._Adscheid,_E._Schinnerer,_A._Zanella,_M._Xiao,_T._Wang,_D._Liu,_V._Kokorev_and_D._Elbaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12110 |
$\langlez\rangle\sim1にある適度な質量(log($M_{*}$/$M_{\odot}$)=10.7$\pm$0.2)の静止銀河(QG)の1.1mmスタッキング解析を提示します。.5$、ダストとガス質量の優れたトレーサーである冷たいダスト連続体放出を検索します。最近のGOODS-ALMAサーベイとGOODS-SフィールドのALMAバンド6補助データの両方を使用して、ダスト質量ログ($M_{dust}$/$に相当するダスト連続体の暫定的な検出を報告します。M_{\odot}$)=7.47$\pm$0.13およびガス質量log($M_{gas}$/$M_{\odot}$)=9.42$\pm$0.14.発生するガスの割合は、$f_{gas}$=5.3$\pm$1.8%であり、低解像度のサブ(mm)観測に基づく以前のスタッキング分析の結果と一致しています。私たちの結果は、高zQGがローカルの対応物と比較して$f_{gas}$が1桁大きく、星間媒体の無視できないガス貯留層(つまり、ガス保持)でクエンチングを経験しているシナリオをサポートしています。その後の分析により、特に銀河が最も質量の大きなハローに存在する高質量端において、$f_{gas}$とQGの恒星質量との間の逆相関が得られます。$f_{gas}$-$M_{*}$反相関は、適度な$M_{*}$の高zQGにおけるガス保持を指すスタッキング結果との間の緊張に対する可能な解決策として、選択バイアスを促進します。大量の(log($M_{*}$/$M_{\odot}$)高zQGで完全に枯渇したISMを支持する個々のターゲットの研究。
TMC-1 の GOTHAM 観測における星間 $E$-1-シアノ-1,3-ブタジエンの検出
| Title |
Detection_of_Interstellar_$E$-1-cyano-1,3-butadiene_in_GOTHAM_Observations_of_TMC-1 |
| Authors |
Ilsa_R._Cooke,_Ci_Xue,_P._Bryan_Changala,_Hannah_Toru_Shay,_Alex_N._Byrne,_Qi_Yu_Tang,_Zachary_T._P._Fried,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_A._Loomis,_Thanja_Lamberts,_Anthony_Remijan,_Andrew_M._Burkhardt,_Eric_Herbst,_Michael_C._McCarthy,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12221 |
$E$-1-シアノ-1,3-ブタジエン($E$-1-C$_4$H$_5$CN)の最低エネルギー配座異性体(ピリジンの直鎖異性体)の検出を報告します。100mグリーンバンク望遠鏡を使用したTMC-1に向けたGOTHAM深層スペクトル調査のデータ削減。マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用して速度スタッキングとマッチドフィルター解析を実行し、5.1$\sigma$レベルでこの分子が存在する証拠を見つけました。$3.8^{+1.0}_{-0.9}\times10^{10}$cm$^{-2}$の総列密度を導出します。これは主に、TMCに向かって観測する4つの速度成分のうちの2つに対して見られます。-1.この分子を、無極性炭化水素1,3-ブタジエンの気相存在量を制限するためのプロキシとして使用します。三相アストロケミカルモデリングコードNAUTILUSと拡張された化学ネットワークに基づいて、私たちのモデルはシアノ-1,3-ブタジエンの存在量を19分の1に過小評価し、ピークカラム密度は$2.34\times10^{10}\です。1,3-ブタジエンの\mathrm{cm}^{-2}$。以前のGOTHAM分析で得られたモデリング結果と比較すると、1,3-ブタジエンの存在量は約2桁増加しています。この増加にもかかわらず、モデル化された芳香族種の存在量は変わらないようであり、1～4桁過小評価されたままである。一方、5員環分子の存在量は、1,3-ブタジエンに比例して2桁増加します。芳香族および多環式芳香族分子へのボトムアップ形成ルートの意味について説明します。
クラス0原始星コアにおけるダスト粒子配列の物理的条件 II.ダスト粒子を整列/破壊するモデルにおける放射場の役割
| Title |
Physical_conditions_for_dust_grain_alignment_in_Class_0_protostellar_cores_II._The_role_of_the_radiation_field_in_models_aligning/disrupting_dust_grains |
| Authors |
Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Ana\"elle_J._Maury,_Charles_L._H._Hull,_Antoine_Verliat,_Patrick_Hennebelle,_Valeska_Valdivia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12275 |
アルマ望遠鏡による高角度分解能でクラス0の原始星コアで観測された偏光ダスト放出は、これらの領域の粒子配列条件についていくつかの懸念を引き起こしました。クラス0原始星の内部(<1000au)で発生する粒子配列メカニズムに対する放射線場の役割を研究することを目的としています。放射トルクアラインメント(RAT)によるダストアラインメントを含むPOLARISダスト放射転送ツールを使用して、原始星形成のMHDモデルからの偏極ダスト放出の合成観測を生成します。モデルコアからの偏光ダスト放出が原始星エンベロープの照射条件にどのように依存するかをテストします。これは、中央の原始星胚からエンベロープ全体に伝播する降着光度による放射を変化させることによって行われます。次に、放射伝達モデルで得られた粒子整列効率のレベルを、クラス0原始星の(サブ)ミリメーターのALMAダスト偏光観測と比較します。私たちの放射伝達計算には、通常、低質量から中質量の原始星、超常磁性粒子、および10ミクロンを超える粒子に向かって観察される原始星の光度を再現する中心照射があります。観測レベルまでの合成観測。私たちの放射伝達計算は、クラス0の原始星の整列した粒子のサイズ範囲を決定するメカニズムにおいて、照射が重要な役割を果たすことを示しています。優先的に照射されたエンベロープの領域は、強力な偏光ダスト放出を抱えていますが、ダスト粒子の回転破壊の影響を受ける可能性があります。高光度のエピソードは、粒子の整列に影響を与え、粒子破壊メカニズムを引き起こす可能性があります。【要約】
\textit{ チョコレート チップ クッキー} モデル: HII 領域のダストと金属の比率
SloanDigitalSkySurveyから選択された、正面から見た星形成銀河のサンプルを使用して、「チョコレートチップクッキー」に基づいて、個々のHII領域の典型的な光学深度$\tau_{\rm{cl}}$を統計的に導き出します。Lu2022のモデル.銀河を星の質量とガス相の金属量のビンに分類し、$\tau_{\rm{cl}}$をHII領域のダスト対ガス比(DGR)として解釈することにより、DGRとガス相の相関関係をさらに調査します。それぞれ恒星質量,気相金属量.DGRは銀河の恒星質量とともに単調に増加することがわかった.与えられた恒星質量では,DGRは気相金属量と線形相関を示し,これは一定のダスト対金属比(DTM)を意味する.)与えられた星の質量における銀河の.これらの結果は,銀河のDTMが単にそれらの星の質量の関数であることを適切に示している.気相の金属量に関しては,質量-金属量の関係から,DTMはべき乗指数1.45インチ金属量の低い領域では、金属量の高い端では一定のままです。
重要なプレバイオティック前駆体であるヒドロキシルアミンNH2OHの星間氷での処理
| Title |
Processing_of_hydroxylamine,_NH2OH,_an_important_prebiotic_precursor,_on_interstellar_ices |
| Authors |
Ger\'an_Molpeceres,_V\'ictor._M._Rivilla,_Kenji_Furuya,_Johannes_K\"astner,_Bel\'en_Mat\'e,_Yuri_Aikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12344 |
ヒドロキシルアミン、NH2OHは、最も高いプレバイオティクスの可能性を持つ、すでに検出されている星間分子の1つです。しかし、天文観測によって発見されたこの分子の存在量は、比較的単純な分子としてはかなり低く、H2に対して$\sim$10$^{-10}$です。この一見少ない存在量は、星間ダスト粒子に作用する破壊経路によって合理化できます。この作業では、いくつかのプリズムの下でこの仮説の実行可能性をテストし、\ce{NH2OH}の存在量が少ないことの起源は、低温(10K)で動作する化学プロセスと、中間温度(20K)。低温では、HNO+H->NO+H2の水素引き抜き反応が可能になり、たとえ少量であっても、NOの連続的な水素化によるNH2OHの形成が部分的に阻害され、粒子上の存在量が減少します。この反応で15～30%の結合部位を有効にすると、\ce{NH2OH}の存在量が$\sim$1～2桁減少することがわかりました。より高い温度(私たちの研究では20K)では、反応NH2OH+H->HNOH+H2が高速であることがわかりました(k$\sim$10$^{6}$s$^{-1}$)この作業では、10K(O、N)で固定されている吸着物によるさらなる抽象化が続き、\ce{NH2OH}破壊の主な経路です。私たちの結果は、宇宙の豊富なヒドロキシルアミンに光を当て、星間プレバイオティック化学キャンバスでこの分子とその誘導体が経験するその後の化学を制限する道を開きます.
トップヘビー初期質量関数を持つ球状星団の形成
3次元放射流体力学シミュレーションを実行することにより、$Z=10^{-3}~Z_{\odot}$の低金属性を持つ大規模でコンパクトな雲における球状星団の形成を調べます。低金属量で高密度の雲で形成される星の初期質量関数(IMF)の不確実性を考慮して、GC形成の雲の状態に対するIMFの影響を、IMFのべき法則指数の範囲で調査します。$\ガンマ=1-2.35$として。GC形成の閾値表面密度($\Sigma_{\rmthr}$)が$800~M_{\odot}\から増加することがわかります。{\rmpc^{-2}}$at$\gamma=2.35$to$1600~M_{\odot}\;$M_{\rmcl}=10^6~M_{\odot}$の雲の場合、$\gamma=1.5$で{\rmpc^{-2}}$$\gamma$が減少すると質量が増加します。$\gamma<1.5$の場合、$\Sigma_{\rmthr}$は$\sim2000~M_{\odot}\で飽和します。{\rmpc^{-2}}$は非常にまれであり、たとえば合体プロセスのために局所的なスターバースト銀河でのみ観測されます。したがって、低金属量GCの形成部位は、非常に高い表面密度領域にのみ制限される可能性があることを示唆しています。また、$\Sigma_{\rmthr}$は、雲の質量($M_{\rmcl}$)と電離光子の放射率($s_*$)を$\proptoM_{\rmcl}^{-1/5}s_{*}^{2/5}$.IMFの冪乗勾配と$\Sigma_{\rmthr}$の関係に基づいて、JamesWebbSpaceTelescopeなどによる将来の観測により、GCのIMFを制約することができます。
Atacama Cosmology Telescope によって検出された赤外線銀河
| Title |
Infrared_galaxies_detected_by_the_Atacama_Cosmology_Telescope |
| Authors |
Ece_Kilerci,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Ersin_G\"o\u{g}\"u\c{s},_Seong_Jin_Kim,_Simon_C.-C._Ho,_and_Yi_Hang_Valerie_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12411 |
AKARIとIRASによって選択され、AtacamaCosmologyTelescope(ACT)DataRelease5(DR5)スカイマップで98、150、および220GHzの周波数帯域で検出された167個の赤外線(IR)銀河について報告します。これらの検出のうち、134(80%)のミリメートル対応する検出は、ACTによる初めての識別です。ACTDR5からの新しい98GHz検出と測定を含めることにより、以前のACT銀河系外ソースカタログを拡張します。また、98、150、および220GHz周波数帯域での磁束密度測定も報告します。$\alpha_{98-150}$、$\alpha_{98-220}$、および$\alpha_{150-220}$ミリ波スペクトルインデックスと、90ミクロン間の遠赤外線からミリ波スペクトルインデックスを計算します。および98、150、および220GHz。$\alpha_{150-220}$に基づいて銀河の種類を指定します。公開されている多波長データ(紫外、光学、近赤外、中赤外、遠赤外、およびこの研究で得られたミリメートル測定値を含む)を組み合わせ、CIGALEでスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを実行します。CIGALEV2022.0の電波放射分解の利点により、サンプル内の69個の銀河のミリ波放射の起源を特定しました。私たちの分析はまた、ミリ波データだけでも、活動銀河核(AGN)および/または星形成によって生成されるSEDに電波シンクロトロンコンポーネントが必要であることを示していることを示しています。これらの銀河のSEDと測定された物理的特性(ダストの光度、AGNの光度、全IR光度、IRと電波の光度の比率など)を提示します。SED分析がない場合に使用できる、全IR光度とミリ波帯光度との関係を定量化します。
皇后。 ⅩⅡ．超金属希薄銀河の動力学とガス質量分率に関する統計
| Title |
EMPRESS._XII._Statistics_on_the_Dynamics_and_Gas_Mass_Fraction_of_Extremely-Metal_Poor_Galaxies |
| Authors |
Yi_Xu,_Masami_Ouchi,_Yuki_Isobe,_Kimihiko_Nakajima,_Shinobu_Ozaki,_Nicolas_F._Bouch\'e,_John_H._Wise,_Eric_Emsellem,_Haruka_Kusakabe,_Takashi_Hattori,_Tohru_Nagao,_Gen_Chiaki,_Hajime_Fukushima,_Yuichi_Harikane,_Kohei_Hayashi,_Yutaka_Hirai,_Ji_Hoon_Kim,_Michael_V._Maseda,_Kentaro_Nagamine,_Takatoshi_Shibuya,_Yuma_Sugahara,_Hidenobu_Yajima,_Shohei_Aoyama,_Seiji_Fujimoto,_Keita_Fukushima,_Shun_Hatano,_Akio_K._Inoue,_Tsuyoshi_Ishigaki,_Masahiro_Kawasaki,_Takashi_Kojima,_Yutaka_Komiyama,_Shuhei_Koyama,_Yusei_Koyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Akinori_Matsumoto,_Ken_Mawatari,_Takashi_J._Moriya,_Kentaro_Motohara,_Kai_Murai,_Moka_Nishigaki,_Masato_Onodera,_Yoshiaki_Ono,_Michael_Rauch,_Tomoki_Saito,_Rin_Sasaki,_Akihiro_Suzuki,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Hiroya_Umeda,_Masayuki_Umemura,_Kuria_Watanabe,_Kiyoto_Yabe,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12467 |
$0.015-0.195~Z_\odot$の金属量と$10^4-10^8~M_\odot$の低星質量を持つ33の極度に金属の少ない銀河(EMPG)のダイナミクスとガス質量分率の人口統計を提示します。ローカル宇宙。EMPRESS3Dサーベイにより、8m-SubaruFOCASIFU装置の中程度の高分解能($R=7500$)グリズムで低質量EMPGの深部光積分場分光法(IFS)を実施し、H$\alphaを調査します。$EMPGの放出。低質量銀河に十分な解像度を利用して、3次元円盤モデルのフィッティングにより、H$\alpha$ラインでガスのダイナミクスを導き出します。$15\pm3~\mathrm{km~s^{-1}}$の平均最大回転速度($v_\mathrm{rot}$)と$27\の平均固有速度分散($\sigma_0$)が得られます。pm10~\mathrm{km~s^{-1}}$を33個のEMPGのうち空間的に解決された15個のEMPGに対して計算すると、15個のEMPGのすべてが$v_\mathrm{rot}/\sigma_0<1$であることがわかり、分散が示唆されます。支配的なシステム。星の質量と金属量の減少に伴い、$v_\mathrm{rot}/\sigma_0$の明確な減少傾向があります。33のEMPGすべてのガス質量分率($f_\mathrm{gas}$)を導き出し、恒星の質量と金属量への明確な依存性は見つかりませんでした。これらの$v_\mathrm{rot}/\sigma_0$と$f_\mathrm{gas}$の傾向は、今後のJWSTIFSプログラムで観測される若い高$z$銀河と比較して、太陽系におけるEMPGの物理的起源を理解する必要があります。ローカル宇宙。
不均一な銀河の化学進化: 大マゼラン雲の超微光矮小銀河のモデル化
| Title |
Inhomogeneous_Galactic_Chemical_Evolution:_Modelling_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxies_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Ryan_K._Alexander,_Fiorenzo_Vincenzo,_Alexander_P._Ji,_Hannah_Richstein,_Chris_J._Jordan,_Brad_K._Gibson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12530 |
超微光矮小銀河は、宇宙で最も古く、最も金属の少ない銀河の1つであり、現時点でガスの痕跡を含まず、暗黒物質の質量分率が高いことが観測されています。このような極端な環境における化学組成の分散を理解することは、宇宙の最初の世代の星の特性に光を当てる可能性があります。大マゼラン雲の衛星であるカリーナII(CarII)とレティクルムII(RetII)という2つの超微光矮小銀河に適用する新しい不均一な化学進化モデルi-GEtoolを提示します。要約すると、我々のモデルは、シミュレートされた銀河体積の異なるガスセルで星形成が進行する際の初期質量関数のモンテカルロサンプリングに基づいています。超新星バブルが星間物質に拡散する際の化学的濃縮を説明し、予測される元素存在量に分散を引き起こします。$\alpha$-および奇数$\textit{Z}$要素に焦点を当てて元素存在パターンを再作成し、すべての金属量で[C/Fe]と[N/Fe]の2つのシーケンスを予測します。私たちのモデルは、採用された星の核合成収量の大きな不確実性のために、[C/Fe]と[Ti/Fe]を体系的に過小評価しています。観測されたCとNの存在量は、内部混合プロセスの影響を受けている可能性が高く、赤色巨星の初期の表面存在量が変化したことを議論します。私たちの超新星フィードバックスキームは、初期のシミュレートされた銀河での星形成活動を抑制する銀河の流出を引き起こします。私たちのモデルで予測された平均流出質量負荷係数は$\approx10^{3}$であり、これは銀河系の星の質量が非常に小さい場合に、星の質量が大きい場合に見られる傾向を推定するものです。最後に、モデルをMIST等時線データベースと組み合わせることで、CarIIとRetIIの合成色等級図を作成し、観測結果と比較します。
IXPE によるセイファート銀河 NGC4151 の高温 X 線コロナの形状の解明
| Title |
Uncovering_the_geometry_of_the_hot_X-ray_corona_in_the_Seyfert_galaxy_NGC4151_with_IXPE |
| Authors |
V._E._Gianolli_(1,2),_D._E._Kim_(3,4,5),_S._Bianchi_(2),_B._Ag\'is-Gonz\'alez_(6),_G._Madejski_(7),_A._Marinucci_(9),_G._Matt_(2),_R._Middei_(3,10),_P-O._Petrucci_(1),_P._Soffitta_(3),_D._Tagliacozzo_(2),_F._Tombesi_(5,11,12),_F._Ursini_(2),_T._Barnouin_(8),_A._De_Rosa_(3),_L._Di_Gesu_(9),_A._Ingram_(13),_V._Loktev_(14),_C._Panagiotou_(15),_J._Podgorny_(8,16,17),_J._Poutanen_(14),_S._Puccetti_(10),_A._Ratheesh_(3),_A._Veledina_(14,18),_W._Zhang_(19),_I._Agudo_(6),_L.A._Antonelli_(10,20),_M._Bachetti_(21),_L._Baldini_(22,23),_W._H._Baumgartner_(24),_R._Bellazzini_(22),_S._D._Bongiorno_(24),_R._Bonino_(25,26),_A._Brez_(22),_N._Bucciantini_(27,28,29),_F._Capitanio_(3),_S._Castellano_(22),_E._Cavazzuti_(9),_C.-T._Chen_(30),_S._Ciprini_(10,11)E._Costa_(3),_E._Del_Monte_(3),_N._Di_Lalla_(7),_A._Di_Marco_(3),_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12541 |
明るいセイファート銀河NGC4151のX線分光偏光分析を提示します。線源は、XMM-Newton(50ks)とNuSTAR(100ks)の同時ポインティングで補完された、700ksのImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)で観測されています。偏光度${\Pi}=4.9{\pm}1.1\%$および角度${\Psi}=86{\deg}{\pm}7{\deg}$北から東($68\%$信頼度)レベル)は、2～8keVのエネルギー範囲で測定されます。分光偏光分析は、偏光が完全に反射によるものである可能性があることを示しています。ただし、IXPEバンドの反射フラックスが低い場合、これには非常に大きな($>38\%$)偏光度の反射が必要です。より妥当な値を仮定すると、${\sim}4$から${\sim}8\%$の範囲のホットコロナの分極度が見つかります。観測された偏光度は、コロナの球状の街灯柱の形状を除外しており、代わりに、モンテカルロシミュレーションで決定されたスラブのような形状、おそらくくさびを示唆しています。これは、X線の偏光角度によってさらに確認されます。この角度は、このソースの拡張された電波放出の方向と一致し、ディスクの軸と一致すると考えられています。NGC4151は、コロナのX線偏光測定を備えた最初のAGNであり、そのジオメトリを明らかにする際のX線偏光測定とIXPEの機能を示しています。
高速雲複合体 C の塵の検出 -- 天の川に降着する濃縮ガス
| Title |
Detection_of_Dust_in_High-Velocity_Cloud_Complex_C_--_Enriched_Gas_Accreting_onto_the_Milky_Way |
| Authors |
Andrew_J._Fox,_Frances_H._Cashman,_Gerard_A._Kriss,_Gisella_de_Rosa,_Rachel_Plesha,_Yasaman_Homayouni,_Philipp_Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12577 |
複合体Cでの塵の枯渇の最初の検出を提示します。これは、天の川銀河へのガスの継続的な降着を追跡する、北銀河半球にある大規模で落下する低金属性の高速雲です。AGNSTORM2プログラムで撮影された165の個々の露出を加算することによって形成されたAGNMrk817の非常に高いS/N比HST/COSスペクトルを分析し、前例のない精度で複合体Cのダスト枯渇パターンを決定することができます。OI、SII、NI、SiII、FeII、およびAlII吸収にVoigtコンポーネントを当てはめ、カスタマイズされたCloudy光イオン化モデルからイオン化補正を適用することにより、[Fe/S]=-0.42のサブソーラー元素存在比を見つけます。+/-0.08、[Si/S]=-0.29+/-0.05、[Al/S]=-0.53+/-0.08。これらの比率は、Sがほとんど枯渇していないため、Fe、Si、およびAlがダスト粒子に枯渇していることを示しています。ダストの検出は、ガスが純粋に銀河系外のものではなく、銀河を通して処理されたことを示しているため、コンプレックスCの起源に関する重要な制約を提供します。また、[S/H]=-0.51+/-0.16(31%ソーラー)の複合体Cの低い金属量を導き出し、この視線からの以前の結果を確認します。銀河の噴水モデル、マゼラン雲または他の衛星銀河からの潮汐剥離、および塵を含む「種」雲へのコロナガスの降水など、コンプレックスC内の塵の存在を説明できる起源モデルについて説明します。
miniJPAS サーベイ クエーサー選択 III: 人工ニューラル ネットワークによる分類とハイブリダイゼーション
| Title |
The_miniJPAS_survey_quasar_selection_III:_Classification_with_artificial_neural_networks_and_hybridisation |
| Authors |
G._Mart\'inez-Solaeche,_Carolina_Queiroz,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_Nat\'alia_V._N._Rodrigues,_R._Garc\'ia-Benito,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_L._Raul_Abramo,_Luis_D\'iaz-Garc\'ia,_Matthew_M._Pieri,_Jon\'as_Chaves-Montero,_A._Hern\'an-Caballero,_J._E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_Silvia_Bonoli,_Sean_S._Morrison,_Isabel_M\'arquez,_J._M._V\'ilchez,_C._L\'opez-Sanjuan,_A.J._Cenarro,_R.A._Dupke,_A._Mart\'in-Franch,_J._Varel,_H._V\'azquez_Rami\'o,_D._Crist\'obal-Hornillos,_M._Moles,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_A._Ederoclite,_V._Marra,_C._Mendes_de_Oliveira,_K._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12684 |
この論文は、AEGISフィールドで$\sim$1deg$^2$以上の60の光バンドで観測された、miniJPASで点状ソースを分類することを目的としたJ-PASコラボレーション内の大きな取り組みの一部です。人工ニューラルネットワーク(ANN)に基づいて2つのアルゴリズムを開発し、星、銀河、低赤方偏移のクエーサー($z<2.1)$、高赤方偏移のクエーサー($z\geq2.1$)の4つのカテゴリに分類しました。入力として、分類子の1つ(ANN$_1$)にはminiJPASフラックスを使用し、もう1つの分類子(ANN$_2$)には色を使用しました。ANNは、最初にモックデータを使用してトレーニングおよびテストされました。星、銀河、およびクエーサーからのフラックスを組み合わせたハイブリッドオブジェクトを作成することにより、トレーニングセットを増強する効果を調べました。それにもかかわらず、増強処理はANNのスコアを改善しませんでした。また、miniJPASによって観測されたSDSSDR12Qスーパーセットの小さなサブセットで分類器のパフォーマンスを評価しました。模擬テストセットでは、ANN$_1$(ANN$_2$)の高赤方偏移のクエーサーのf1スコアは、$0.99$($0.99$)、$0.93$($0.92$)、および$0.63$($0.57$)です。$17<r\leq20$、$20<r\leq22.5$、$22.5<r\leq23.6$、ここで$r$はJ-PASrSDSSバンドです。低赤方偏移のクエーサー、銀河、恒星の場合、$0.97$($0.97$)、$0.82$($0.79$)、$0.61$($0.58$)に達しました。$0.94$($0.94$)、$0.90$($0.89$)、および$0.81$($0.80$);$1.0$($1.0$)、$0.96$($0.94$)、および$0.70$($0.52$)が同じrビンに含まれています。SDSSDR12QスーパーセットのminiJPASサンプルでは、加重f1スコアは、ほとんどが$20<r\leq22.5$内にあるオブジェクトで0.87(0.88)に達します。最後に、miniJPAS内のクエーサー、銀河、星である点状ソースの数を推定します。
NGC 253 の CMZ における衝撃の歴史を ALCHEMI で再構築する
| Title |
Reconstructing_the_shock_history_in_the_CMZ_of_NGC_253_with_ALCHEMI |
| Authors |
K.-Y._Huang,_S._Viti,_J._Holdship,_J._G._Mangum,_S._Mart\'in,_N._Harada,_S._Muller,_K._Sakamoto,_K._Tanaka,_Y._Yoshimura,_R._Herrero-Illana,_D._S._Meier,_E._Behrens,_P._P._van_der_Werf,_C._Henkel,_S._Garc\'ia-Burillo,_V._M._Rivilla,_K._L._Emig,_L._Colzi,_P._K._Humire,_R._Aladro,_and_M._Bouvier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12685 |
HNCOとSiOはよく知られているショックトレーサーであり、近くの(D=3.5Mpc)スターバースト銀河NGC253を含む近くの銀河で観測されています。ガスの衝撃の歴史を研究します。ガス特性を特徴付ける目的で、これら2つのショックトレーサー(SiOとHNCO)を使用してマルチライン分子研究を実行します。また、NGC253の中央分子帯(CMZ)における衝撃履歴を再構築する可能性も探ります。ALCHEMILargeProgrammeの一環として、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用して、6つのSiO遷移と11のHNCO遷移が高解像度$1''.6$(28pc)で画像化されました。非LTE放射伝達解析と化学モデリングの両方を実行して、ガスの特性を特徴付け、放出の化学的起源を調査しました。ベイジアン推論と組み合わせた非LTE放射伝達分析は、SiOによって追跡されたガスがHNCOによって追跡されたものとは異なる密度と温度を持っているという明確な証拠を示しており、両方の種を生成するには衝撃が必要であることを示しています。化学モデリングは、そのようなシナリオをさらに確認し、ほとんどのGMCで、速いショックと遅いショックがそれぞれSiOとHNCOの生成に関与していることを示唆しています。また、各GMCのSiOおよびHNCOによってトレースされたショックの物理的特性を推測することもできます。NGC253のCMZ内のSiOとHNCOの放射移動と化学分析により、ほとんどのGMCが衝撃を受けるという複雑な状況が明らかになりました。観測された放出の原因となる可能性のあるショックシナリオを推測し、各ショックシナリオの潜在的な履歴とタイムスケールを提供します。シナリオを定量的に区別するには、これら2種のより高い空間解像度の観測が必要です。
| Title |
Ensemble_Mapping_the_Inner_Structure_of_Luminous_Quasars |
| Authors |
Liang_Wu,_Jun-Xian_Wang,_Hao-Chen_Wang,_Wei-Yong_Kang,_Wei-Da_Hu,_Ting-Gui_Wang_and_Hui-Yuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12769 |
活動銀河核のよく知られた統一モデルの簡単な予測は、ソースのサンプルがダストトーラスの立体角と電離円錐の立体角の間に反相関を示すべきだということです(それらの合計は4$\に等しくなるからです)。pi$)ですが、検出されたことはありません。この作業では、[OIII]5007の狭い輝線相当幅と、発光クエーサーの大きなサンプルの$L_{\rmIR}(\lambda)/L_{\rmbol}$との相関関係を分析します。初めて、それらの間の明確な固有の反相関を検出しました。これにより、明るいクエーサーのトーラス/電離円錐のジオメトリがすぐに検証されます。さらに興味深いことに、反相関は波長が$\sim$2から12$\mu$mに増加するにつれて大幅に弱まり、$\sim$12$\mu$mで消失します。シミュレーションは、観測結果を説明するために、電離円錐の立体角と正の相関を持つその強さを持つ冷たい塵成分(赤道トーラスに加えて)を示しています。これは、近くの活動銀河で見られる極塵が明るいクエーサーにも存在し、総塵放出への寄与が$\lambda$($\sim$2から12$\mu$m)とともに増加し、39%に達することを示しています。静止フレーム12$\mu$mで-62%(モデルに依存)。私たちの調査結果は、他の方法では空間的に解決できないクエーサーの内部構造をマッピングするための独自のアプローチを提供します。
インディアン パルサー タイミング アレイ データ リリース I のノイズ解析
| Title |
Noise_analysis_in_the_Indian_Pulsar_Timing_Array_Data_Release_I |
| Authors |
Aman_Srivastava,_Shantanu_Desai,_Neel_Kolhe,_Mayuresh_Surnis,_Bhal_Chandra_Joshi,_Abhimanyu_Susobhanan,_Aur\'elien_Chalumeau,_Shinnosuke_Hisano,_Nobleson_K.,_Swetha_Arumugam,_Divyansh_Kharbanda,_Jaikhomba_Singha,_Pratik_Tarafdar,_P_Arumugam,_Manjari_Bagchi,_Adarsh_Bathula,_Subhajit_Dandapat,_Lankeswar_Dey,_Churchil_Dwivedi,_Raghav_Girgaonkar,_A._Gopakumar,_Yashwant_Gupta,_Tomonosuke_Kikunaga,_M._A._Krishnakumar,_Kuo_Liu,_Yogesh_Maan,_P_K_Manoharan,_Avinash_Kumar_Paladi,_Prerna_Rana,_Golam_M._Shaifullah,_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12105 |
インドのパルサータイミングアレイ(InPTA)コラボレーションは、最近、3.5年間のuGMRT観測を使用して、14個のパルサーのサンプルの最初の公式データリリース(DR1)を作成しました。InPTADR1を使用して、これら14個のパルサーのそれぞれについて単一パルサーノイズ分析の結果を提示します。この目的のために、分析では、ホワイトノイズ、無彩色のレッドノイズ、分散測定(DM)の変動、および散乱の変動を考慮します。ベイジアンモデル選択を適用して、各パルサーのこれらの中から好ましいノイズモデルを取得します。PSRJ1600$-$3053の場合、DMと散乱変動の証拠は見つかりませんが、PSRJ1909$-$3744の場合、有意な散乱変動は見つかりません。性質はパルサーによって劇的に異なります。たとえば、PSRJ1939+2134の色指数$\sim$2.9の強い色ノイズが見つかりました。これは、ミリ秒パルサーの同様の結果と一致するコルモゴロフ散乱媒体に期待される散乱指数と一致しない散乱指数の可能性を示しています。過去の研究では。比較的短い時間ベースラインにもかかわらず、ノイズモデルは他のPTAと広く一致し、同時に、十分に制約されたDMと散乱の変動を提供します。
$\gamma$ 線狭線セイファート 1 PKS 2004-447 のフレア後の広い輝線の赤方偏移過剰
| Title |
A_redshifted_excess_in_the_broad_emission_lines_after_the_flare_of_the_$\gamma$-ray_narrow-line_Seyfert_1_PKS_2004-447 |
| Authors |
W._Hon,_M._Berton,_E._Sani,_R._Webster,_C._Wolf,_A._F._Rojas,_P._Marziani,_J._Kotilainen,_E._Congiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12109 |
PKS2004-447は、ガンマ線を放出する相対論的ジェットを含む狭線型セイファート1(NLS1)です。2019年10月25日、フェルミ大域望遠鏡は、このソースからの$\gamma$線フレアを捉えました。これは、そのような激しいイベント中のブロードライン領域(BLR)とジェットを研究する機会を提供します。これにより、活発な銀河核とホスト銀河の共進化にとって重要な、BLR構造とジェット相互作用への洞察が得られます。バルマー線、パッシェン線、HeI線のブロードラインコンポーネントの増強をX-Shooterで観測した結果を報告します。これはフレア後のみに見られ、1.5年後に消失します。これらの特徴は、最大$\sim$250kms$^{-1}$まで赤方に偏っており、既存の広い線のプロファイルよりも狭くなっています。これは、相対論的ジェットと若いAGNのBLRとの間の関係、および$\gamma$線生成がどのようにして幅広い輝線の局所的な追加につながるかを示しています。
NGC 4536 の 2 つの候補超高輝度 X 線源の光学的対応物
| Title |
Optical_Counterparts_of_Two_Candidate_Ultraluminous_X-ray_Sources_in_NGC_4536 |
| Authors |
H._Avdan,_E._Sonbas,_K._S._Dhuga,_A._Vinokurov,_E._G\"o\u{g}\"u\c{s},_S._Avdan,_Y._N._Solovyeva,_A._E._Kostenkov,_E._S._Shablovinskaya,_and_D._Goktas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12141 |
{\itXMM-Newton}、{\itChandra}、{\itHubbleSpaceTelescope(HST)}のアーカイブデータは、2つの超高輝度X線源(ULX)候補のX線および光学特性を研究するために使用されています。NGC\,4536.潜在的な光学的対応物を検索するために、{\itChandra}と{\itHST}の間の相対アストロメトリーが改善され、その結果、光学的対応物が両方のX線源で検出されました。(アーカイブデータに基づく)我々の調査結果を補完するために、特別天体物理観測所(SAO)にある6mBTA望遠鏡を使用して、対応する地上ベースの光学スペクトルが取得されました。源の1つ(X-3)の計算された赤方偏移(z=0.4391$\pm$0.0010)は、源が実際には背景活動銀河核(AGN)であることを示しています。X-2には、2つの可能な光学的対応物(s1とs2)が見つかりました。s1が点のようなものか拡張されたソースかは不明です。点のようなもので、発光がドナーによって支配されている場合、そのスペクトルタイプはO-B星を示します。2番目のソース(s2)は点状であり、赤色超巨星の色と絶対等級と一致しています。
AGNディスクに埋め込まれたブラックホール連星の流体力学的進化: III.粘度の影響
| Title |
Hydrodynamical_Evolution_of_Black-Hole_Binaries_Embedded_in_AGN_Discs:_III._The_Effects_of_Viscosity |
| Authors |
Rixin_Li,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12207 |
活動銀河核(AGN)ディスクに埋め込まれた恒星質量連星ブラックホール(BBH)は、LIGO/Virgoによって重力波で検出されたブラックホールの合体を生成するための明確な動的チャネルを提供します。ディスクガスとの相互作用によるそれらの軌道進化を理解するために、等質量連星の2D高解像度、局所せん断ボックス、粘性流体力学シミュレーションのスイートを実行します。粘性は、順行性円環連星の周りの流れ構造を滑らかにするだけでなく、それらの降着率を大幅に高めることもわかりました。降着に伴う圧倒的な正のトルクが重力トルクを支配し、連星軌道膨張を駆動します。ただし、逆行連星は依然として急速な軌道崩壊を経験し、順行偏心連星はアウトスパイラルを受けているにもかかわらず、離心率の減衰を経験しています。私たちの数値実験はさらに、正味のバイナリ降着が減少するように、降着体の物理的サイズが十分に小さい場合、順行連星がインスピレーションを経験する可能性があることを示しています。このような連星降着速度の降着体サイズへの依存性は、高粘度またはより等温的な状態方程式(EOS)による降着の促進によって弱まる可能性があります。私たちの結果は、埋め込まれたBBHの流体力学の探索されたパラメーター空間を広げ、AGNディスクでの軌道進化が複雑で多面的な問題であることを示しています。
サブパルス漂流からのパルサーの部分的に遮蔽されたギャップにおけるスパークの進化の推定
| Title |
Estimating_the_evolution_of_Sparks_in_Partially_Screened_Gap_of_Pulsars_from_Subpulse_Drifting |
| Authors |
Rahul_Basu,_Dipanjan_Mitra_and_George_I._Melikidze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12229 |
2つのパルサーJ1034$-$3224とJ1720$-$2933からのサブパルスドリフトに関連する観測された位相挙動を使用して、部分的に遮蔽されたギャップ(PSG)の磁場構成を取得できることを示す新しいスキームが開発されました。パルサーの開いた磁力線領域に沿って流出するプラズマは、極冠の上の内部加速領域(IAR)での火花放電によって生成されます。IARは、部分的に遮蔽されたギャップ(PSG)としてモデル化されており、強力な非双極磁場によって支配される、加熱された極性キャップ表面から放出される正に帯電したイオンが安定して供給されます。PSGでは、火花が密集し、極冠境界に沿って存在するように制限されます。火花は、寿命の間、星の回転に遅れをとります。その結果、火花パターンは、静止した中央火花を中心に時計回りと反時計回りの2つの異なる方向に沿って展開し、観測されたサブパルスドリフトの現象と関連付けることができます。PSRJ1034$-$3224には4つの顕著なコンポーネントがあり、交互のコンポーネントが反対のドリフトの感覚を示すバイドリフトを示しますが、PSRJ1720$-$2933には単一のコンポーネントプロファイルがあり、体系的なコヒーレントドリフトバンドを示しています。それらのドリフト動作の違いは、非双極子表面磁場構成のさまざまな性質に直接リンクできることを示しています。
太陽圏における宇宙線のデータ駆動解析: 宇宙陽子の拡散
| Title |
Data_driven_analysis_of_cosmic_rays_in_the_heliosphere:_diffusion_of_cosmic_protons |
| Authors |
N._Tomassetti,_E._Fiandrini,_B._Bertucci,_F._Donnini,_M._Graziani,_B._Khiali,_A._Reina_Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12239 |
太陽の変動性と宇宙線(GCR)の間の時間依存関係を理解することは、宇宙におけるエネルギー放射の予測モデルを開発するために不可欠です。太陽圏の内部を移動するとき、GCRは磁気乱流と太陽風の擾乱の影響を受け、いわゆる太陽変調効果をもたらします。この現象を調査するために、太陽周期にわたるGCRフラックスの時間依存性のデータ駆動型分析を実行しました。毎月AMS-02とPAMELAによって宇宙で収集されたGCRデータのグローバルな統計的推論により、GCR拡散平均自由行程の剛性と時間依存性を決定しました。ここでは、GCR陽子の結果を提示し、粒子輸送の基本的なプロセスと太陽圏プラズマのダイナミクスとの関係の観点からそれらの解釈について説明します。
中性子星合体残骸と巨大な青いキロノバからのジェット
我々は、連星中性子星（BNS）合体のニュートリノ輸送を用いた高解像度の三次元一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行し、銀河BNSに典型的な特性を持ち、最初に観測されたBNSについて推測されたものと一致する、長寿命の残留中性子星をもたらす。合併GW170817。$\lesssim\!30$ミリ秒以内に合流後磁化($\sigma\sim5-10$)双極ジェットが漸近的なローレンツ係数$\Gamma\sim5-10$で出現することを首尾一貫して示しています。$\lesssim\!20$ミリ秒以内に合併破片から抜け出します。高速($v\lesssim0.6c$)、磁化された($\sigma\sim0.1$)風がジェットコアを取り囲み、自由中性子崩壊による前駆体信号と同様に、数時間のタイムスケールでUV/青色のキロノバ前駆体を生成します。高速動的噴出物。合体後の噴出物は、降着円盤からのMHD駆動の流出によって急速に支配されます。合体後わずか50ミリ秒以内に、$\gtrsim2\times10^{-2}M_\odot$の速度$\sim\!0.1c$のランタニドを含まない準球状噴出物が放出され、$\lesssim\!5$\,dの時間スケールでGW170817と一致するキロノバ信号。
M87コアの年スケールのX線変動
| Title |
The_year-scale_X-ray_variations_in_the_core_of_M87 |
| Authors |
Yu-Lin_Cheng_(1),_Fei_Xiang_(1),_Heng_Yu_(2),_Shu-Mei_Jia_(3),_Xiang-Hua_Li_(1),_Cheng-Kui_Li_(3),_Yong_Chen_(3),_Wen-Cheng_Feng_(4)_((1)_Department_of_Astronomy,_Yunnan_University_Kunming_(2)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University_(3)_Key_Laboratory_of_Particle_Astrophysics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences_(4)_Department_of_Physics_and_Institute_of_Theoretical_Physics,_Nanjing_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12353 |
M87の光の変化の分析は、ディスクの進化を理解するのに役立ちます。過去10年間で、M87はフレアに関連するいくつかの短期的な光の変動を経験しました。また、M87のコアには年規模のX線変動があることもわかりました。それらの光の変動特性は、clumpy-ADAFに似ています。2007年から2019年までの56回の$\itChandra$観測を再分析することにより、光の変動において「非フレア状態」と「フレア状態」を区別します。フレア状態のデータを削除した後、核内の4つのガス塊を特定し、それらすべてが塊状のADAFモデルにうまく適合することができます。平均質量降着率は$\sim0.16\rmM_{\odot}yr^{-1}$です。非フレア状態とフレア状態の間の光子指数($\Gamma$)-フラックス(2-10keV)相関を解析します。非フレア状態では、光束は光子指数に反比例します。フレア状態については、2つのパラメーター間に明らかな相関関係は見られません。また、フレアは常に高い質量降着率で発生し、フレアの光度がピークに達した後、急激な光度の低下を伴うことがわかりました。私たちの結果は、磁気リコネクションによって放出されたエネルギーが降着円盤の構造を破壊し、その結果、光度が急速に減少し、その後通常のレベルに戻ると説明できます。
星雲分光法からエンベロープ剥ぎ取りコア崩壊型超新星の前駆体の質量と運動エネルギーの関係を推測する
前駆体の質量と爆発の運動エネルギーとの関係は、剥離エンベロープ(SE)コア崩壊(CC)超新星(SNe)の爆発メカニズムを明らかにするための鍵です。ここでは、前駆細胞の質量の指標である[O~I]/[Ca~II]と[O~I]、酸素が豊富な材料の膨張速度を測定します。この相関関係を説明するには、運動エネルギー($E_{\rmK}$)が、COコア質量($M_{\rmCO}$)で表される前駆体質量と正の相関関係にある必要があります。SNeIIb/IbとSNeIc/Ic-BLが同じ$M_{\rmCO}$-$E_{\rmK}$スケーリング関係に従うことを実証しました。同じ爆発メカニズム。この作業で導出された$M_{\rmCO}$-$E_{\rmK}$関係は、初期段階の観測からのものと比較されます。結果はおおむね良好に一致しています。初期段階の観測と組み合わせると、この作業で提示された方法は、噴出物のグローバルな特性を明らかにし、コア崩壊の爆発メカニズムを制約するために重要な、最も外側の領域から高密度の内部コアまで噴出物をスキャンする機会を提供します。超新星。
ほ座パルサー風星雲のX線はシンクロトロン限界付近まで偏光している
| Title |
Vela_pulsar_wind_nebula_x-rays_are_polarized_to_near_the_synchrotron_limit |
| Authors |
Fei_Xie,_Alessandro_Di_Marco,_Fabio_La_Monaca,_Kuan_Liu,_Fabio_Muleri,_Niccol\`o_Bucciantini,_Roger_W._Romani,_Enrico_Costa,_John_Rankin,_Paolo_Soffitta,_Matteo_Bachetti,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Shuichi_Gunji,_Luca_Latronico,_Michela_Negro,_Nicola_Omodei,_Maura_Pilia,_Alessio_Trois,_Eri_Watanabe,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Javier_A._Garcia,_Kiyoshi_Hayashida,_Jeremy_Heyl,_Wataru_Iwakiri,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12437 |
パルサー風星雲は、相対論的な電子と陽電子の流出が衝撃波面で周囲の超新星残骸または星間物質に衝突したときに形成されます。ほ座パルサー風星雲は、若いパルサー(B0833-45、年齢11kyr)によって動力を供給されており、超新星残骸の中にあるほ座Xと呼ばれる拡張構造の内部にあります。以前のX線観測では、ジェットとカウンタージェットによって二分された2つの顕著な弧が明らかになりました。電波地図は、星雲の外側の領域で60%の高い直線偏波を示しています。ここでは、星雲の内部のX線観測を報告します。ここでは、偏光が前縁で60%を超えることがあり、これはシンクロトロン放射によって生成できるものの理論的限界に近づいています。超新星残骸の場合とは対照的に、パルサー風星雲の電子は、非常に均一な磁場内で乱流がほとんどまたはまったくない状態で加速されると推測されます。
ジェット駆動およびジェット関連超新星における元素合成
| Title |
Nucleosynthesis_in_jet-driven_and_jet-associated_supernovae |
| Authors |
M._Obergaulinger,_M._Reichert_(Universitat_de_Val\`encia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12458 |
通常のコア崩壊超新星とは対照的に、急速に回転する大質量星の爆発は、回転軸に沿って向けられた高速コリメートされた噴流であるジェットを発生させる可能性があります。崩壊前の回転速度と磁場強度、および磁場を増幅するメカニズムに応じて、そのようなコアは、ニュートリノ加熱に基づく標準的な超新星メカニズムではなく、磁気回転的に爆発する可能性があります。このシナリオは、超新星のクラスで観測された最高の運動エネルギーを説明できます。より長い時間スケールでは、原始マグネターまたはコラプサーの超降着ブラックホールを動力とする長いガンマ線バーストのエンジンで、回転と磁場が重要な役割を果たすことができます。両方のクラスのイベントは、ニュートリノまたは中心天体の磁気スピンダウンによって駆動される相対論的なジェットと風によって特徴付けられます。これらのイベントにおける元素合成には、高いピーク光度をもたらす放射性56Niのおそらく強化された合成を含む、Fe族元素の生成が含まれます。さらに、これらのイベントは、すべての星のコア崩壊イベントの中で、急速な中性子捕獲による最も重い原子核の形成を可能にする可能性が最も高いものです。ますます洗練された数値シミュレーションは、少なくとも限定されたrプロセスが可能であることを示していますが、この結果が数値的手法と初期条件の変動に対してどれほどロバストであるかは未解決のままです。もしそうなら、ジェットを伴う超新星は、特に中性子星の合体が始まる前の早い時期に、観測された銀河の化学的濃縮に寄与する可能性があります.
歳差運動誘起共鳴によるAGNディスクのブラックホール合体の強化
| Title |
Enhanced_Blackhole_mergers_in_AGN_discs_due_to_Precession_induced_resonances |
| Authors |
Hareesh_Gautham_Bhaskar,_Gongjie_Li,_Doug_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12539 |
最近の研究では、AGNディスクが重力波の発生源をホストできることが示されています。コンパクトなバイナリは、ディスク内のガスや他のコンパクトなオブジェクトとの相互作用を通じて、AGNディスクで形成およびマージできます。超大質量ブラックホール(SMBH)からの摂動によって引き起こされる偏心励起により、連星の結合時間スケールを短縮することも可能です。この論文では、歳差運動によって誘発される（エビクションのような）共鳴による効果に焦点を当てます。この場合、バイナリのノードおよびアプシダルの歳差運動速度は、SMBH周辺のバイナリの平均運動と釣り合っています。中間質量ブラックホール(IMBH)-恒星質量ブラックホール(SBH)連星に焦点を当て、軌道$J_2$歳差運動につながる周囲IMBHディスクから傾いた連星軌道を考察します。バイナリがこれらの共鳴で捕捉され、コンパニオンに向かって移動している場合、大きな離心率と傾斜変動を受ける可能性があることを示します。これらの共鳴の固定点の位置、ライブラリ化のタイムスケール、および幅の分析式を導出し、近共面領域の2つの共鳴（イベクション共鳴とエビクション共鳴）と、合体につながる可能性のある近極領域の2つの共鳴を特定しました。.また、移動連星が与えられた初期条件で達成できる最大離心率の分析式を導き出します。具体的には、重力波放出による軌道崩壊の前にこれらの共鳴で捕獲されると、最大離心率は0.9に達する可能性があり、捕獲は共鳴よりも2〜3桁長い遅い移動（$\sim10$Myr）でのみ可能ですlibrationタイムスケール。また、複数の共鳴への捕捉が可能であり、偏心をさらに励起できることも示しています。
SGR J1935+2154からのX線バーストのスペクトルラグの線形エネルギー依存性の発見
| Title |
Discovery_of_the_linear_energy-dependence_of_the_spectral_lag_of_X-ray_bursts_from_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Shuo_Xiao,_You-Li_Tuo,_Shuang-Nan_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Lin_Lin,_Yan-Qiu_Zhang,_Yue_Wang,_Wang-Chen_Xue,_Ce_Cai,_He_Gao,_Cheng-Kui_Li,_Xiao-Bo_Li,_Chao_Zheng,_Jia-Cong_Liu,_Ping_Wang,_Jin_Wang,_Wen-Xi_Peng,_Cong_Zhan_Liu,_Xin-Qiao_Li,_Xiang-Yang_Wen,_Zheng-Hua_An,_Li-Ming_Song,_Shi-Jie_Zheng,_Fan_Zhang,_Ai-Jun_Dong,_Wei_Xie,_Jian-Chao_Feng,_Qing-Bo_Ma,_De-Hua_Wang,_Xi-Hong_Luo,_Shi-Jun_Dang,_Lun-Hua_Shang,_Qi-Jun_Zhi,_Ti-Pei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12542 |
高エネルギーの光子に対する低エネルギーの光子のスペクトルの遅れは、一般的な天体物理現象(ガンマ線バーストやカニパルサーなど)であり、根底にある放射メカニズムへの重要なプローブとして機能する可能性があります。ただし、マグネターバーストのkeV範囲でのスペクトルの遅れは、まだ体系的に研究されていません。この作業では、2014年7月から2022年1月まで{\itInsight}-HXMT、GECAM、およびFermi/GBMによって観測されたSGRJ1935+2154バーストに対して、Li-CCFメソッドを使用して詳細なスペクトルラグ分析を実行します。SGRJ1935+2154からの約61\%(非ゼロ有意性>1$\sigma$)のバーストは、$t_{\rmラグ}(E)=\alphaで光子エネルギー($E$)に線形に依存します。(E/{\rmkeV})+C$であり、これは黒体放射プラズマの温度が時間とともに線形に変化することで説明できます。勾配の分布($\alpha$)は、平均および標準偏差がそれぞれ0.02ms/keV(つまり、高エネルギー光子がより早く到着)および0.02ms/keVのガウス関数にほぼ従います。また、この分布は、平均値が$\sim$-0.009、0.013、および0.039ms/keVの3つのガウス分布によく適合することがわかります。これは、バーストの異なる起源に対応している可能性があります。これらのスペクトルラグの特徴は、マグネターバーストに重要な意味を持っている可能性があります.
X線反射分光法を使用したカーブラックホール仮説の現在のテストにおける戻り放射線の影響
| Title |
Impact_of_the_returning_radiation_in_current_tests_of_the_Kerr_black_hole_hypothesis_using_X-ray_reflection_spectroscopy |
| Authors |
Shafqat_Riaz,_Askar_B._Abdikamalov,_and_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12581 |
過去10年間で、降着ブラックホールのX線スペクトルの反射特性を分析する能力が著しく向上しました。今日、X線反射分光法は成熟した技術であり、ブラックホールの周りの降着プロセスの研究、ブラックホールのスピンの測定、強磁場領域でのアインシュタインの一般相対性理論のテストのための強力なツールです。ただし、現在の反射モデルは依然として多くの単純化に依存しており、非常に正確な測定値を導出する際には注意が必要です。この論文では、X線反射分光法を使用してブラックホールの特性を測定する能力、特にカーブラックホール仮説を検証する能力に対する、戻り放射の影響を調べます。戻ってくる放射はディスクの反射スペクトルを変更しますが、シミュレーションの分析から、戻ってくる放射のないモデルは通常、正しいブラックホールスピンパラメーターを適切に回復し、カーメトリックをテストできることがわかります。したがって、私たちの研究は、X線反射分光法を使用したカー仮説の現在のテストが堅牢である可能性があることを確認しています。
ガンマ線連星 LS 5039 における非熱 X 線生成の特性を高速 X 線変動の長期パターンを使用して明らかにする
| Title |
Unveiling_properties_of_the_non-thermal_X-ray_production_in_the_gamma-ray_binary_LS_5039_using_the_long-term_pattern_of_its_fast_X-ray_variability |
| Authors |
Hiroki_Yoneda,_Valenti_Bosch-Ramon,_Teruaki_Enoto,_Dmitry_Khangulyan,_Paul_S._Ray,_Tod_Strohmayer,_Toru_Tamagawa,_Zorawar_Wadiasingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12587 |
高質量X線連星のサブクラスであるガンマ線連星系は、電波からTeVまでの非熱放射を示します。それらの中で効率的な電子加速が行われていると考えられていますが、これらのシステムにおける加速メカニズムと物理的環境の性質は長年の疑問でした。この研究では、最も明るいガンマ線連星系の1つであるLS5039の軟X線放射の短期変動における長期的な反復パターンについて報告します。中性子星内部組成探査機(NICER)は、2018年から2021年にかけて4回、LS5039を観測しました。それらを以前のすざくおよびNuSTAR長時間露光観測と比較することにより、ソフトX-レイバンド。NICERとすざくによる観測は$\sim$14年、つまり10^3軌道以上離れていますが、ウィンドウ幅70ksで移動平均を計算すると、軌道の光度曲線は驚くべき一貫性を示します。さらに、すべての光度曲線は、$\sim$10ksの時間スケールで短期変動を示しています。フラックスが急激に変化してもカラム密度は変化しなかったので、このような短期間の変動性はX線放出の本質的な特徴のようです。短期的な変動は、X線生成サイトに影響を与える伴星風の塊（または不均一性）によって引き起こされることを提案します。観測された時間スケールは、パルサー風と相互作用する塊の寿命、およびパルサー風のシナリオにおける相対論的連星内衝撃の動的時間スケールとよく一致します。
近くの矮小銀河と一致する明るいコンパクトな光源のLOFARサンプル
| Title |
A_LOFAR_sample_of_luminous_compact_sources_coincident_with_nearby_dwarf_galaxies |
| Authors |
D._Vohl,_H._K._Vedantham,_J._W._T._Hessels,_C._G._Bassa,_D._O._Cook,_D._L._Kaplan,_T._W._Shimwell_and_C._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12598 |
銀河系外のコンパクトな連続体電波源の大部分は、星の形成や(超)大質量ブラックホールからのジェットに関連しており、スターバースト銀河や初期型の銀河に関連して発見される可能性が高くなります。最近、2つの新しい電波源集団が特定されました。(a)矮小銀河の高速電波バースト(FRB)に関連するコンパクトで持続的なソース(PRS)、および(b)矮小銀河のコンパクトなソースで、長い間求められていたものに属する可能性があります。中質量ブラックホールの集団。これらの新しく発見されたソースの興味深い側面にもかかわらず、現在のサンプルサイズは小さく、基礎となる母集団の精査が制限されています.ここでは、矮小銀河と一致するコンパクトな電波源の検索を提示します。LOFAR2メートルスカイサーベイ(LoTSS)を検索します。これは、これまでで最も感度の高い低周波(中心周波数144MHz)の広域サーベイであり、光学的に薄いシンクロトロン放射を対象としています。LoTSSの高い空間分解能(6秒角)と天文の不確かさ(約0.2秒角)を利用して、そのコンパクトなソースを、CensusoftheLocalUniverseの矮小銀河のコンパイルされたサンプルに一致させます。パロマー天文台の48インチサミュエルオシン望遠鏡。29の超光度のコンパクトな電波源を特定し、サンプル内の偶然の整列の可能性を評価し、これらの電波源の潜在的な性質を調査し、それらの体積密度を評価します。ホスト銀河からの星雲線の光線比診断では、(AGNの起源に対して)星形成の起源が好まれますが、電波源の起源を確認するには、将来の高角度分解能の電波データが必要です。候補のFRBホストと中質量ブラックホールを区別するための計画された戦略について説明します。
銀河系外ジェット終結衝撃波における極端なイオン加速
銀河外プラズマジェットは、超高エネルギー宇宙線を閉じ込めることができる数少ない天体物理環境の一部ですが、これらの粒子を加速できるかどうかは不明です。この作業では、ジェットの全体的な横方向構造を考慮することにより、局所的な一様磁場近似を超えた相対論的磁化衝撃での粒子加速を再検討します。相対論的電子イオンプラズマジェットの大規模な2次元セル内粒子シミュレーションを使用して、周囲媒体との界面で形成される終端衝撃が粒子を閉じ込め限界まで加速することを示します。ジェット磁場の半径方向の構造は、宇宙線で満たされた過剰圧力の泡の後ろをたどる下流媒体のフォン・カール・アン渦列を励起する相対論的速度せん断につながります。粒子は、せん断流境界層が交差するたびに効率的に加速されます。これらの発見は、銀河系外プラズマジェットが超高エネルギー宇宙線を生成できる可能性があることを裏付けています。この極端な粒子加速メカニズムは、マイクロクエーサージェットにも適用される可能性があります。
ブレーザー 3C 279 における輝線光度とガンマ線優勢との相関
| Title |
Correlation_between_emission-line_luminosity_and_gamma-ray_dominance_in_the_blazar_3C_279 |
| Authors |
Anton_Dmytriiev,_Markus_Boettcher,_Thabiso_O._Machipi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12672 |
多くの研究にもかかわらず、ブレーザーからのガンマ線放出の起源、特にそれがレプトン過程またはハドロン過程によって生成されるかどうかについては、まだ議論されています。この研究では、フラットスペクトルラジオクエーサー(FSRQ)3C279のレプトンシナリオをテストしています。ガンマ線放出は、ブロードライン領域からの外部ターゲット光子の逆コンプトン散乱によって生成されると仮定しています(IC-BLRシナリオ)。この目的のために、スチュワード天文台のブレーザー監視プログラムからの光学分光データとFermi-LATガンマ線データからなるソースの10年分のデータセットを使用します。離散相関関数(DCF)解析を使用して、コンプトン優勢と輝線光度の間の可能な相関関係を検索します。その結果、どのタイムラグ値でもこれら2つの量の間に有意な相関関係は見られませんが、輝線の光度はゼロタイムラグでガンマ線フラックスと中程度の相関関係を示します。また、光シンクロトロン連続フラックスがガンマ線フラックスとの顕著な相関関係を示すことも明らかにしたため、これらの結果をレプトンIC-BLRシナリオ内で解釈します。輝線の光度で。
SRG / ART-XCで2年間の運用後に得られた無菌ニュートリノ銀河ダークマターの全天限界
| Title |
All-sky_limits_on_Sterile_Neutrino_Galactic_Dark_Matter_obtained_with_SRG/ART-XC_after_two_years_of_operations |
| Authors |
E.I._Zakharov,_V.V._Barinov,_R.A._Burenin,_D.S._Gorbunov,_R.A._Krivonos,_A.Yu._Tkachenko,_V.A._Arefiev,_E.V._Filippova,_S.A._Grebenev,_A.A._Lutovinov,_I.A._Mereminsky,_S.Yu._Sazonov,_A.N._Semena,_A.E._Shtykovsky,_R.A._Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12673 |
暗黒物質の無菌ニュートリノは、天の川銀河で放射的に崩壊します。これは、X線宇宙スペクトルでほぼ単色の光子を検索することでテストできます。全天サーベイモードで2年間運用されたART-XC望遠鏡のデータを分析します。銀河拡散X線スペクトルに重要なヒントがないため、12〜40keV範囲の無菌ニュートリノ質量を持つモデルを調査し、無菌活性ニュートリノ混合の対応する領域を除外します。
Vela Jr の SRG/eROSITA および XMM-Newton 観測
| Title |
SRG/eROSITA_and_XMM-Newton_observations_of_Vela_Jr |
| Authors |
Francesco_Camilloni,_Werner_Becker,_Peter_Predehl,_Konrad_Dennerl,_Michael_Freyberg,_Martin_G._F._Mayer_and_Manami_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12686 |
ほ座超新星残骸複合体は、少なくとも3つの超新星残骸を含む領域です:ほ座座、プッピスA座、および座座Jr.スペクトルレントゲンガンマ(SRG)ミッションに搭載された分光イメージングX線望遠鏡eROSITAの打ち上げにより、1度幅のVelaJrの全体を観察することができます。これまでに尖頭チャンドラとXMM-ニュートンの観測がいくつか利用可能であるが、ROSAT全天調査の後、残骸全体が均一な感度でX線で観測されたのは2回目である。VelaJrは、TeV帯で放出する数少ないレムナントの1つであり、衝撃加速研究における重要な対象となっています。ただし、X線放射を使用した年齢と距離の決定は、同じ線に沿ったVelaSNRの存在によって大きく妨げられます。eROSITAデータセットを使用して、VelaJrの放射を特徴付け、Vela放射と区別し、内部残骸のスペクトル放射を特徴付けることを目的としています。eROSITAデータを処理して、レムナント全体を7つの異なる領域に分割しました。さらに、残骸全体の画像を使用して、幾何学的中心の位置を特定し、CCOの適切な動きを制限しました。また、電子のカットオフエネルギーと膨張速度を決定するために、アーカイブのXMM-Newton観測をNWリムに採用しました。我々は、磁場が北西縁で2$\mu$Gから16$\mu$Gの間で変化することを発見した。また、追加の熱モデルコンポーネントが適合を改善する2つの内側領域を除いて、ほとんどの領域で残留スペクトルが一様に特徴がないこともわかります。幾何学的残骸の中心の新しい座標を取得した結果、CCOの位置から35.2$\pm$15.8"しか離れていませんでした。
主系列星における対流境界混合：理論と経験的制約
| Title |
Convective_boundary_mixing_in_main-sequence_stars:_theory_and_empirical_constraints |
| Authors |
Evan_H._Anders,_May_G._Pedersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12099 |
太陽型星の対流エンベロープと、中・大質量星の対流コアは、安定した放射ゾーンと境界を共有しています。「対流境界混合」（CBM）と総称される多くのプロセスを通じて、対流はこれらの名目上安定した領域で効率的な混合を促進できます。このレビューでは、3つのレンズを通して、主系列星の文脈におけるCBM研究の現状について説明します。(1)最も頻繁に実装されるCBMの1D処方箋(指数オーバーシュート、ステップオーバーシュート、対流透過)を調べ、実装の縮退とさまざまな処方箋間の変換方法について説明します。(2)次に、対流オーバーシュート、エントレインメント、および対流浸透の3つの異なるプロセスに焦点を当てて、流体力学の観点からCBMの文献を調べます。(3)最後に、中質量星と大質量星のコアでどの程度の混合が発生するかに関する観測上の推論と、これらの観測が1DCBMの実装に課す暗黙の制約について説明します。最後に、星の進化モデリングにおけるこの困難な課題に、より良い制約を課すための将来の研究への道筋について議論します。
X-Shooting ULLYSES: 低金属量の巨大な星。 III.ユリシーズ大質量星の終末風速
| Title |
X-Shooting_ULLYSES:_Massive_stars_at_low_metallicity._III._Terminal_wind_speeds_of_ULLYSES_massive_stars |
| Authors |
C._Hawcroft,_H._Sana,_L._Mahy,_J.O._Sundqvist,_A._de_Koter,_P._Crowther,_J._Bestenlehner,_S._Brands,_A._David-Uraz,_L._Decin,_C._Erba,_M._Garcia,_W.-R._Hamann,_A._Herrero,_R._Ignace,_N._D._Kee,_B._Kub\'atov\'a,_R._Lefever,_A._Moffat,_P._Najarro,_L._Oskinova,_D._Pauli,_R._Prinja,_J._Puls,_A._Sander,_T._Shenar,_N._St-Louis,_A._ud-Doula,_and_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12165 |
大質量星の風は、星の進化と周囲の環境に影響を与えます。これらの流出によって到達する最大速度である終末風速は、地球規模の風パラメーターであり、恒星大気のモデルとフィードバックに不可欠な入力です。ULLYSESプログラム(HSTを使用した従来のUV分光調査)の登場により、大質量星の風速を太陽以下の金属量(大および小マゼラン雲、0.5Zおよび0.2Z)で定量化する機会が得られました。今までにないスケール。超巨星、巨星、亜太陽金属量の矮星を含むOB星の大規模なサンプルの風速を経験的に定量化します。これらの測定値を使用して、多くの基本的な恒星パラメーター、すなわち有効温度、金属量、および表面脱出速度でターミナル風速の傾向を調査します。Civ1548-1550ラインプロファイルの吸収成分の最大速度シフトを直接測定するか、ソボレフを使用して生成された合成スペクトルを正確な統合方法。星のパラメーターは、文献から収集されたもの、スペクトル型のキャリブレーションを使用して取得されたもの、または進化モデルから予測されたものです。風がCiv1548-1550で飽和PCygniプロファイルを引き起こすのに十分強い場合、有効温度と表面脱出速度で終末風速の強い傾向を見つけます。私たちの結果を以前の銀河研究と比較すると、Z^0.22+-0.03に比例する終末風速への金属量依存性の証拠が見つかりました。私たちの結果は、表面の脱出速度ではなく実効温度を末端風速の直接的な経験的予測として使用する必要があり、観察された金属量依存性が以前の研究で示唆されたよりも急であることを示唆しています。
NVDIA GPU を使用した連星質量移動の N 体シミュレーション
| Title |
N-body_simulation_of_binary_star_mass_transfer_using_NVDIA_GPUs |
| Authors |
Shaukat_Goderya,_Edward_Smith,_Baylor_Fain,_Taylor_Hutyra,_Mason_McCallum,_Bryant_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12166 |
連星系は、星の特性とプロセスを研究するための天体物理学実験室として使用できるため、天文学者にとって特に興味深いものです。私たちの銀河系の星の70%から90%は連星系の一部です。観測された多くのタイプの連星系の中で、半分離および接触系のダイナミクスは最も興味深いものです。なぜなら、それらは両方の星の組成とライフサイクルを変化させる物質移動を示すからです。物質移動プロセスの時間スケールは非常に大きいため、物理的な観察を通じてプロセスを捉えることは不可能です。コンピューターシミュレーションは、物質移動プロセスの理解を深める上で非常に貴重であることが証明されています。ここでは、膨張する星のロシュローブの充填と、最初のラグランジュ点を介した質量の移動をシミュレートする、直感的で計算効率の高い重力中心モデルを紹介します。
遅い太陽風の S-Web ソースの観測証拠
| Title |
Observational_Evidence_of_S-Web_Source_of_the_Slow_Solar_Wind |
| Authors |
D._Baker,_P._Demoulin,_S.L._Yardley,_T._Mihailescu,_L._van_Driel-Gesztelyi,_R._D'Amicis,_D.M._Long,_A.S.H._To,_C.J._Owen,_T.S._Horbury,_D.H._Brooks,_D._Perrone,_R.J._French,_A.W._James,_M._Janvier,_S._Matthews,_M._Stangalini,_G._Valori,_P._Smith,_R._Anzar_Cuadrado,_H._Peter,_U._Schuehle,_L._Harra,_K._Barczynski,_D._Berghmans,_A.N._Zhukov,_L._Rodriguez,_C._Verbeeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12192 |
2022年3月18日から21日にかけて、活動領域(AR)12967は、0.35天文単位のソーラーオービター(SO)と地球のひので/EISによって同時に追跡されました。この期間中、強い青方偏移したプラズマの上昇流が、ARの主要な極性で始まり、北極のコロナホールの南の延長に向かって続くオープンフィールドの薄くて暗い回廊に沿って観察されました。ポテンシャル・フィールド・ソース・サーフェス(PFSS)モデルは、回廊に沿った開いた磁場の大きな横方向の拡大を示しています。大規模なトポロジーのスカッシングファクターQマップは、低速風のS-Web理論をサポートする超放射状の拡張をさらに確認します。上昇流の細い回廊は、約100mの特徴を持つ遅い太陽風ストリームのソース領域として識別されます。速度300kms-1、低い陽子温度は約300mです。5eV、100cm-3を超える非常に高い密度、およびスイッチバックイベントを伴う中程度のアルフベニシティの短い間隔。回廊からARの東側に接続性が変化すると、低速風のinsituプラズマパラメータは、明らかに異なるソース領域を示します。これらの観察結果は、S-Webの一部を形成する狭いオープンフィールドの回廊が、関連する太陽風の流れに極端な特性を生み出すという強力な証拠を提供します。
TESS FFI で識別された振動星を使用した散開星団 NGC 2477 の星震学的年齢制約
星団内の脈動星の年齢は、等時線フィッティングによって決定でき、星震モデリングによってさらに改善できます。微分絶滅に苦しむことが知られている中間年齢の散開星団NGC2477を分析し、星震学とクラスターの特性が金属性、絶滅を理解し、等時線フィッティングのみよりも優れた年齢決定をもたらすかどうかを調べます。ガイアからの最近の多数の観測、高解像度分光法、および絶滅マップを組み合わせてクラスターを分析し、TESSFFIデータを使用してメンバー星の変動性を検索および検出します。これらすべてのデータを解釈するために、星の構造、進化、および振動コードを使用しました。公開されている等時線を使用して、クラスターへの等時線フィッティングを実行しました。これは、0.6から1.1Gaのクラスター年齢を提供します。次に、TESSフルフレーム画像を使用して、このクラスターのメンバーの時間次元を分析しました。${\tttessipack}$パッケージを使用して最適化されたピクセル光度曲線を作成しました。これにより、近くの星による汚染の可能性を考慮することができます。これらの光度曲線を使用して、連星や振動星を含む、この星団内の星の変動性の多くの興味深いレベルを特定しました。星震解析のために、汚染されていないA--Fタイプの振動星をいくつか選択し、MESAコードとGYREコードを使用して周波数信号を解釈しました。理論スペクトルと観測スペクトルを比較することにより、4つの星の周波数間隔$\Delta\nu$を特定しました。次に、識別された$\Delta\nu$を使用し、最も一致する理論モデルが同じ年齢、金属量、およびバックグラウンド絶滅を有することを課して、クラスターの年齢を1.0$\pm$0.1Gaに制約しました。TESSFFIデータを使用して、、星団内の振動する星を特定できるため、星の年齢をより細かく絞り込むことができます。
平均場ダイナモ理論は、太陽物理学と銀河磁気学に重要な応用があります。太陽対流帯における大規模な磁場の生成に関連する多くの乱流効果のいくつかについて説明します。次に、平均場の記述を使用して、$\alpha$効果、乱流ポンピング、乱流磁気拡散率、および最新の太陽発電モデルに対するその他の効果の物理を説明します。また、乱流輸送係数が対流のローカルシミュレーションからどのように導出され、平均場モデルで使用されるかについても説明します。
炭素星の DY ペルセイは、クールな R コロナエ ボレアリス変光星である可能性があります
| Title |
The_carbon_star_DY_Persei_may_be_a_cool_R_Coronae_Borealis_variable |
| Authors |
D._A._Garcia-Hernandez,_N._Kameswara_Rao,_D._L._Lambert,_K._Eriksson,_A._B._S._Reddy,_T._Masseron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12436 |
光学測光と近赤外測光は、炭素星DYペルセイがRコロナエボレアリス(RCB)変光星と同様の減光を示すことを示唆しています。銀河雲とマゼラン雲の測光調査により、赤外線測光法による新しいDYPer変数が明らかになりました。これらは、おそらく質量を失う異常な傾向を持つ、低温の炭素星と識別されます。DYPerのアイデンティティの危機を解決しようとしている--クールな炭素の巨人か、それともクールなRCB変数か?--DYPerの高解像度H&Kバンドスペクトルを分析します。DYPerのKバンドのCO第1倍音バンドは、16O/18O=4±1のような18Oの豊富さを示しており、この比率は、16O/18Oを含む「通常の」クールな炭素巨人について公表された結果と大きく食い違っています。~1000ですが、この非常に低い比率はRCB変光星とHdC星の特徴です。この類似性は、DYPerが確かにクールなRCB変数である可能性があることを示唆しています。現在の意見では、RCB変数はHeがCO白色矮星に合併した結果であると考えられています。例外的に低い16O/18O比を含むこれらのH欠乏星の観測された存在量は、白色矮星合体生成物の予測された組成とかなり一致しています。DYPerのH欠乏は直接観測可能ではありませんが、HF線の強さと、RCB星で観測および予測されたように、Fが過剰である可能性があるという仮定から示唆されています。
若い惑星質量天体の周りの円盤: NGC1333 の超深部スピッツァー画像
| Title |
Disks_around_young_planetary-mass_objects:_Ultradeep_Spitzer_imaging_of_NGC1333 |
| Authors |
Aleks_Scholz_(St_Andrews),_Koraljka_Muzic_(Lisbon),_Ray_Jayawardhana_(Cornell),_Victor_Almendros-Abad_(Lisbon),_Isaac_Wilson_(Palomar) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12451 |
NGC1333クラスター内の孤立した若い惑星質量天体(PMO)の周りの円盤の高感度赤外線探索について、3.6および4.5$\,\mum$で70のスピッツァー/IRACフレームを積み重ねることによって報告します。共同追加された画像は、単一エポックフレームよりも2.3等深く、50個の褐色矮星をカバーしており、そのうち15個はM9以降のスペクトルタイプを持っています。スペクトルタイプ>M9は、巨大惑星ドメインの質量に対応します。つまり、0.015Msolの重水素燃焼限界付近またはそれ以下です。12のPMOのうち5つは過剰の決定的な証拠を示しており、小さなサンプルを考えると大きな統計的不確実性があるにもかかわらず、ディスクの割合が42%であることを示しています。質量の大きい天体の測定値と比較すると、以前の発見と一致して、亜星領域の質量が減少しても円盤の割合は大幅に減少しません。したがって、自由に浮遊するPMOは、独自の小型惑星系を形成する可能性を秘めています。NGC1333の6つの最小質量天体のうち、スペクトルタイプがL0以降の1つだけに円盤が確認されていることに注意してください。文献を確認すると、しっかりとしたディスク検出を備えた最小質量の自由浮遊物体の質量は約0.01Msol(または約10MJup)であることがわかります。低質量の天体でさえ円盤を抱えているかどうかはまだ明らかではありません。そうでない場合は、星のように形成される天体の質量の下限が10MJupであることを示している可能性があります。深いスピッツァー画像でのディスク検出実験は、より長い波長とより高い感度でのJWSTを使用した研究への道を開き、ディスクの普及と自由浮遊PMOの形成をさらに調査します。
磁気コア崩壊超新星残骸における物質の混合
| Title |
Mixing_of_materials_in_magnetised_core-collapse_supernova_remnants |
| Authors |
Meyer_D._M.-A._(1),_Pohl_M._(1,2),_Petrov_M._(3)_and_Egberts_K._(1)_((1)_Universitaet_Potsdam,_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Karl-Liebknecht-Strasse_24/25,_14476_Potsdam,_Germany_(2)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_(DESY),_Platanenallee_6,_15738_Zeuthen,_Germany_(3)_Max_Planck_Computing_and_Data_Facility_(MPCDF),_Gie{\ss}enbachstrasse_2,_D-85748_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12579 |
コア崩壊超新星残骸は、ほとんどの大質量星(40Mo以下)の爆発的な死の後に残された星間物質(ISM)の構造です。それらは星風の歴史によって形成されたガス環境への超新星衝撃波の拡大をもたらすため、それらの形態はそれらの前駆星の過去の進化への洞察を構成します。特に、動きの速い大質量星は、非対称コア崩壊超新星残骸を生成する可能性があります。磁化されたISM内で、35Moの巨大な星が移動することによって生成されたコア崩壊超新星残骸における物質の混合を調査します。星の自転と風磁場は、ゼロ年齢の主系列から超新星爆発後の80kyrまでの星の周囲の進化全体をたどるモデルに時間依存的に組み込まれています。移動する星の残骸にはほとんど主系列物質が存在しないこと、ウォルフ・ライエ風が爆発後10kyr以内に非常に効率的に混合すること、赤色超巨星物質が爆発後50kyr以内にまだ30%混合されていないことがわかります。超新星。私たちの結果は、星の運動が速いほど、超新星残骸の内部組織がより複雑になり、その中での噴出物の混合がより効果的であることを示しています。対照的に、恒星風の物質の混合は、原始の動きの影響を、たとえあったとしても、わずかにしか受けません。
リンを豊富に含む星の化学的指紋の解明 I. APOGEE-2 の赤外線領域
| Title |
Unveiling_the_chemical_fingerprint_of_phosphorus-rich_stars_I._In_the_infrared_region_of_APOGEE-2 |
| Authors |
Maren_Brauner,_Thomas_Masseron,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Marco_Pignatari,_Kate_A._Womack,_Maria_Lugaro_and_Christian_R._Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12590 |
地球上の生命にとって不可欠な要素の1つであるリンの起源は、現在のところ不明です。銀河の化学進化(GCE)の一般的なモデルは、観測に比べてPの量を過小評価しています。最近発見されたPに富む([P/Fe]>1dex)巨星と金属に乏しい巨星は、星の元素合成に関する現在の理論にさらに挑戦しています。観測された星は低質量巨星であるため、私たちの主な目標は、それらの祖先の手がかりを見つけることです。既知のPに富む星の数を増やすことで、信頼できる化学的存在パターンを絞り込み、責任ある元素合成メカニズムに強力な制約を課すことを目指しています。長期的には、Pに富む星の祖先を特定することは、銀河系におけるPの供給源の探索に貢献する可能性があります。APOGEE-2(DR17)からのHバンドスペクトルに基づいて、詳細な化学存在量分析を実行しました。BACCHUSコードを使用して、サンプル中の13元素の存在量を測定しました。このサンプルは、主に最近のSi強化巨人のコレクションで構成されています。また、軌道運動を分析し、存在量の結果を可能な核合成形成シナリオおよび詳細なGCEモデルと比較しました。確認されたPに富む星のサンプルを16個から78個の巨星に拡大しました。これは、これまでのPに富む星の最大のサンプルを表しています。O、Al、Si、Ceの大幅な強化と、元素間の体系的な相関関係により、Pに富む星の化学的特徴が明らかになりました。いくつかのPに富む星で見られるMgとC+Nの高さは、通常のP星と比較して確認されていない。驚くべきことに、$\alpha$元素Siの強い過剰量には、通常のCaとSの量が伴います。軌道運動の分析により、Pに富む星は特定の亜集団に属していないことが示されました。さらに、サンプル星の大部分が連星系の一部ではないことを確認しました。
5 つの南部 Be+sdO 連星系の軌道と物理的性質
近接連星相互作用は、急速に回転するBe星の形成に重要な役割を果たしている可能性があります。物質移動は、質量と角運動量の降着によって質量獲得星をスピンアップさせることができますが、質量供与星はそのエンベロープを剥ぎ取られ、熱くてかすかなヘリウム星を形成します。FUV分光法により、このようなバイナリBe+sdOシステムが約20検出されました。ここでは、5つのBe連星系の軌道周期と物理的性質を決定するために設計された、高品質の分光法の3年間のプログラムについて報告します。これらの連星は、$P=$95から237日で軌道周期が長く、半振幅$K_1<11$kms$^{-1}$が小さい系です。Be星の速度を以前のsdO測定値と組み合わせて、質量比を取得しました。ドップラー断層撮影アルゴリズムは、ターゲットのうち4つのホットコンパニオンのかすかなスペクトルにHeII$\lambda4686$ラインの存在を示しています。観測された線の変動性について議論し、HD157832の放出プロファイルのフェーズロックされた変動の証拠を示し、伴星の存在による円盤渦巻き密度波の可能性を示唆しています。HD113120とHD137387のはぎ取られた伴星は、1.4$M_\odot$よりも大きな質量を持っている可能性があり、それらがタイプIbおよびIc超新星の前駆体である可能性があることを示しています。
太陽周期予測のための物理モデル
| Title |
Physical_Models_for_Solar_Cycle_Predictions |
| Authors |
Prantika_Bhowmik,_Jie_Jiang,_Lisa_Upton,_Alexandre_Lemerle_and_Dibyendu_Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12648 |
太陽などの星の動的な活動は、星の放射、プラズマ風、粒子、磁束の変調を通じて(系外)惑星の宇宙環境に影響を与えます。フレアやコロナ質量放出などのエネルギー的な星の現象は、一時的な摂動として作用し、危険な宇宙天気を引き起こします。恒星活動の主要な原動力である磁場は、恒星の対流帯内の磁気流体力学ダイナモ機構によって作られます。私たちの主星である太陽のダイナモメカニズムは、太陽表面の磁化された黒点の周期的な出現に現れています。太陽黒点は4世紀以上にわたって直接観測されており、太陽と星の磁気の起源に関する理論は半世紀以上にわたって調査されてきましたが、周期ごとの変動を支配する正確なメカニズムに収束することができず、その予測に一貫性がありません。将来の黒点周期の強さは、太陽周期予測のモデルにとって課題となっています。このレビューでは、サイクル予測に関連するものに焦点を当てた太陽磁気サイクルの観測上の制約について説明し、太陽サイクルの変動性を理解するのに役立つ最近の物理的洞察を解明し、データ駆動型の物理学ベースのモデルによって達成される太陽サイクル予測の進歩を提示します。最も成功した予測アプローチは、バブコック-レイトン太陽ダイナモメカニズムを太陽周期変動の主要な要因としてサポートし、太陽恒星磁気をモデル化するための有用なツールとしてフラックス輸送パラダイムを強化します。
$\gamma$ 線でいて座 A* 周辺の暗黒物質のスパイク
| Title |
Dark_Matter_spikes_around_Sgr_A*_in_$\gamma$-rays |
| Authors |
Shyam_Balaji,_Divya_Sachdeva,_Filippo_Sala,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12107 |
H.E.S.S.を使用しています。暗黒物質(DM)消滅断面積の新しい限界を導き出すためのSgrA*の$\gamma$線観測。不確実性への依存性を定量化しますi)ピークからコアまで変化するDMハロープロファイル、およびii)核星団によって動的に加熱されるSgrA*周辺のDMスパイクの形状。ピークのあるハロープロファイルの場合、スパイクの加熱に応じて、数TeVを超えるDM質量の既存の限界が最も強力です。私たちの研究は、天の川に関する知識の進歩がDM粒子の特性を決定することへの影響を評価することに貢献しています。
「高速フレーバー極限」（ニュートリノ質量の消失）にある高密度ニュートリノガスを考えます。初めて、ソリトンの形で非線形波動方程式の正確な解を特定します。それらは準光速または超光速の両方で伝播でき、後者は因果関係に違反しません。無限速度のソリトンは均一な解であり、周期的ではなく1回だけスイングすることを除いて、通常の高速フレーバーの振り子と一致します。静的限界におけるサブルミナールソリトンは、1スイングの「空間振り子」に対応します。このような解が存在するための必要条件は、「交差した」ニュートリノ角度分布です。ナイキスト基準に基づいて、分散関係を解かずに新しい十分条件を導出します。ソリトンは非常に壊れやすく、均一なニュートリノガスだけと同じくらい不安定です。さらに、物質の存在下では、物質の流れと同調するフレーム内で均一な溶液のみが生き残ります。一般に、物質効果はフレーバー空間での変換によって排除することはできませんが、実際の物理的な影響があります。
天体物理学の $S$ 因子の中性子皮膚厚依存性
| Title |
Neutron_Skin_Thickness_Dependence_of_Astrophysical_$S$-factor |
| Authors |
T._Ghosh,_Sangeeta,_G._Saxena,_B._K._Agrawal,_Ushasi_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12156 |
背景:核対称エネルギーの密度依存性は、質量$\sim$1.4$M_\odot$の中性子星に対する有限核のいくつかの特性を決定する上で重要です。中性子スキンの厚さ、等ベクトル巨大双極子共鳴エネルギー、非対称核におけるさまざまな核反応断面積の値を利用して、飽和密度での対称エネルギーの勾配($L_0$)を決定しました。$^{208}$Pbおよび$^{48}$Ca原子核の中性子表皮厚さの最近のPREX-IIおよびCREX測定では、90$\%$信頼区間内でわずかに重複する$L_0$の非常に異なる値が得られます。目的:私たちの目的は、サブバリア核融合断面積に対する対称エネルギーの役割と、非対称原子核の天体物理学的$S$因子を実証することです。方法:核核ポテンシャルは、3つの異なる核子間相互作用の二重フォールディングモデル(DFM)を使用して生成されます。これらのDFMポテンシャルは、サブバリア核融合断面積と天体物理学$S$ファクターの計算に使用されます。DFMポテンシャルに必要な核子密度は、広範囲の中性子表皮厚または$L_0$に対応する非相対論的および相対論的平均場モデルのさまざまなファミリから生成されます。結果:O、Ca、Ni、およびSn同位体を含むいくつかの不斉原子核のサブバリア核融合断面積を計算しました。結果は、$^{54}$Ca+$^{54}$Caおよび$^{124}$Sn+$^{124}$Snのバリアパラメーター、断面積、および天体物理学的$S$ファクターについて提示されます。中性子スキンの厚さの関数として。結論:中性子過剰原子核の断面積は、対称エネルギーの挙動または中性子表皮の厚さに強く依存することを示しています。皮膚の厚さの増加により、バリアの高さと幅が低下し、$S$ファクターの値が1桁以上向上します。
Reissner-Nordstr\"om ブラック ホールによる電磁波および重力波の散乱と変換: レゲ極の記述
| Title |
Scattering_and_conversion_of_electromagnetic_and_gravitational_waves_by_Reissner-Nordstr\"om_black_holes:_the_Regge_pole_description |
| Authors |
Mohamed_Ould_El_Hadj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12656 |
Reissner-Nordstr\"omブラックホールに衝突する単色の平面重力波と電磁波の散乱と変換の問題を、Regge極の記述、つまり複素角運動量アプローチを使用して調査します。この目的のために、まず、Reggeを数値的に計算します。さまざまな電荷対質量比構成の極スペクトル.次に、最も低いレゲ極の漸近式を導出し、ボーア・ゾンマーフェルト型の量子化条件を考慮することにより、レゲ軌道から弱く減衰した準正規周波数のスペクトルを取得します.次に、複雑な角運動量表現と部分波展開法の両方を使用して、さまざまなプロセスの散乱および変換振幅と全微分断面積を構築します.最後に、さまざまなプロセスの散乱および変換断面積の分析的近似を提供します最低レッゲ極と連想の漸近式対応するレゲ極、光子(重力子)球の近くを伝搬する「表面波」に基づくted残基。これにより、高周波領域(つまり、短波長領域)の部分的な波動展開でエンコードされた物理的解釈を抽出し、ブラックホールの栄光と軌道の大部分の両方を非常によく一致して半古典的に記述することができます。したがって、純粋に波の観点からこれら2つの現象を統合します。
