赤方偏移 2.16 の銀河原始銀河団における銀河団内ガスの形成
| Title |
Forming_intracluster_gas_in_a_galaxy_protocluster_at_a_redshift_of_2.16 |
| Authors |
Luca_Di_Mascolo,_Alexandro_Saro,_Tony_Mroczkowski,_Stefano_Borgani,_Eugene_Churazov,_Elena_Rasia,_Paolo_Tozzi,_Helmut_Dannerbauer,_Kaustuv_Basu,_Christopher_L._Carilli,_Michele_Ginolfi,_George_Miley,_Mario_Nonino,_Maurilio_Pannella_Laura_Pentericci,_Francesca_Rizzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16226 |
銀河団は宇宙で最も大規模な重力束縛構造であり、数千の銀河で構成され、これらの系のバリオン成分を支配する拡散した高温の「銀河団内媒質」(ICM)が浸透しています。宇宙時間にわたるICMの形成と進化は、大規模なフィラメント環境からの物質の継続的な降着と、他のクラスターまたはグループとの劇的な合併イベントによって駆動されると考えられています。しかし、これまで銀河団内ガスの直接観測は、宇宙史の後半の4分の3の成熟した銀河団に限られていました。最初の大規模なクラスターが形成されました。ここでは、プロトクラスターの方向での熱Sunyaev-Zeldovich(SZ)効果の検出(約$6\sigma$)を報告します。実際、SZ信号は、宇宙の調光に影響されない方法でICMの熱エネルギーを明らかにするため、宇宙構造の熱履歴を追跡するのに理想的です。この結果は、約100億年前の赤方偏移$z=2.156$にスパイダーウェブ原始クラスター内に発生期のICMが存在することを示しています。検出された信号の振幅と形態は、原始銀河団からのSZ効果が動的な考慮事項から予想されるよりも低く、低赤方偏移群スケールシステムの効果に匹敵することを示しており、局所的な銀河団の動的に活発な前駆体に対する期待と一致しています。
インフレ PBH によるインフレの可能性の抑制
| Title |
Constraining_inflationary_potentials_with_inflaton_PBHs |
| Authors |
Luis_E._Padilla,_Juan_Carlos_Hidalgo,_and_Gabriel_German |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16428 |
原始インフレーションの後、宇宙が比較的長い再加熱期間を経ると、振動するインフレトン場によって支えられた物質支配の段階を示す可能性があります。この時代に、宇宙の地平に再び入るインフレトンからの小さな摂動は、\textit{inflaton}構造を形成するためにウイルス化することができました。原始の過密度が十分に大きい場合、関連するインフレトン構造が崩壊して原始ブラックホール(PBH)を形成する可能性があります[L.E.Padilla、J.C.HidalgoおよびK.A.Malik、Phys.Rev.D、vol.106、p.023519、2022年7月;以下、P1]。これがかなりの割合で発生するためには、原初のパワースペクトルを小規模で強化する必要があります。これは通常、超低速ロールフェーズ(インフレの可能性のほぼ変曲点によって生成される)を介して単一フィールドインフレーションで誘発される機能です。この記事では、このほぼ変曲点を示す2つの特定のインフレの可能性を検討し、P1で提案されたメカニズムを通じてPBH形成率を調べます。PBH存在量の境界からこれら2つの特定のモデルへの制約について報告します。これは、P1で提案されたPBH形成メカニズムの有用性を示す例として役立ちます。
SPARC HSB、LSB、暗黒物質ハローの表面密度、MOND
この論文では、SPARCのHSBとLSB銀河を使用して2つの問題を検証します。最初のものは、\citep{Donato}D09の1つの主張に関連しています。つまり、DM表面密度(DMsd)は$\log{(\rm\Sigma/M_\odotpc^{-2})}=2.15\pm0.2$ですか、それとも系のバリオン表面密度に依存しますか?2つ目は、HSBではDMsdが一定であり、$\log{(\rm\Sigma/M_\odotpc^{-2})}=2.14$に等しいというMOND予測に基づいていますが、LSBでは表面密度は一定ではなく、HSBおよびD09予測\citep{Milgrom2009}よりも小さい値を取ります。$\Sigma_{\rmeff}>200L_\odot/pc^2$、および$\Sigma_{\rmeff}>300L_\odot/pc^2$。ただし、DMsdの値は大きく、$\Sigma\simeq2.61$($\Sigma_{\rmeff}>300L_\odot/pc^2$のDMsdマグニチュードの場合)、および$\Sigma\simeq2.54$($\Sigma_{\rmeff}>200L_\odot/pc^2$の表面DMsd-表面輝度の場合)。この値は、銀河がHSBであるかどうかを判断するしきい値にわずかに依存します。LSBの場合、$\Sigma_{\rmeff}<100L_\odot/pc^2$および$\Sigma_{\rmeff}<25L_\odot/pc^2$の場合、表面密度vsより低い等級の等級は、D09によって予測された値とほぼ同じですが、等級$M>-17$のいくつかの銀河は、D09によって予測された値よりも小さい値を持っています。DMsd対$\Sigma_{\rmeff}$は、MOND予測との定量的な一致ではなく、質的な一致において同様の動作を示しています。要約すると、HSBの場合、D09とMONDの両方が定性的ではありますが、定量的ではなく、データと一致しています。LSBの場合、D09は主にデータと不一致であり、MONDはそれらと質的に一致するだけです。
真空気泡からの原始ブラックホールに対するGWTC-3の影響
LIGO-Virgo-KAGRAの共同研究による重力波の検出から推定されたブラックホールの個体群は、宇宙のブラックホールの特性における興味深い特徴を明らかにしました。検出されたブラックホールが天体物理学的起源と原始起源の両方を持っていると仮定して、GWTC-3データセットを分析します。特に、インフレーション中に核形成する真空気泡から形成される始原ブラックホールを考慮し、それらの質量分布は壊れたべき法則によって記述されます。イベントの半分以上が、原初のブラックホールの合体に起因する可能性があることがわかっています。GWTC-3によって示される$\sim10M_\odot$での質量分布のピークは、主に天体物理学的ブラックホールによるものです。一方、原始ブラックホールは大質量ブラックホールと$\sim30M_\odot$のピークの原因です。また、原初のブラックホール形成メカニズムと基礎となるインフレーションモデルへの影響についても説明します。
| Title |
New_Insight_on_Neutrino_Dark_Matter_Interactions_from_Small-Scale_CMB_Observations |
| Authors |
Philippe_Brax,_Carsten_van_de_Bruck,_Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Sebastian_Trojanowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16895 |
ニュートリノと暗黒物質の間の相互作用を含むモデルを制約するために宇宙観測を使用する可能性を再検討します。数パーセントの精度で宇宙マイクロ波背景放射を小規模に測定することが、プランク衛星によって探査されたものなど、より低い多極子ではるかに高い感度を必要とする小さな結合を持つモデルから固有のシグネチャを明らかにするために重要であることを示しています。AtacamaCosmologyTelescopeによってリリースされた高多重極データを、独立して、またはプランクおよびバリオンの音響振動測定と組み合わせて分析し、非消失結合$\log_{10}u_{\nu\textrmの説得力のある優先順位を見つけます。{DM}}=-5.20^{+1.2}_{-0.74}$at68%CL.これは、Lyman-$\alpha$などの他のCMBに依存しないプローブと一致します。無菌ニュートリノとの暗黒物質相互作用の存在下で、この結合がどのように説明できるかを説明します。
原始惑星系円盤の薄円盤シミュレーションにおける自己重力: 平滑化された長さの修正と二流体への一般化
| Title |
Self-gravity_in_thin-disc_simulations_of_protoplanetary_discs:_smoothing_length_rectified_and_generalised_to_bi-fluids |
| Authors |
Steven_Rendon_Restrepo_and_Pierre_Barge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16213 |
原始惑星系円盤(PPD)の進化を模倣するには、自己重力を使用した2Dシミュレーションで重力ポテンシャルの柔軟な処方箋を導入する必要があります。ディスクがガスのみでできている場合、平滑化の長さはガススケールの高さに比例します。一方、ダスト成分が含まれている場合、スムージング長アプローチを使用して、ダストの自己重力だけでなく、ガスとの重力相互作用も定量化できるかどうかという疑問が生じます。私たちは、ガスで独自に作られたPPDの自己重力を計算するための標準的な平滑化の長さの形式に灰色の領域を特定しました。ダスト成分が圧力のない流体と見なすことができる場合、2つのフェーズに一般化されるスムージング長アプローチを再検討します。平滑化の長さが一定ではなく、空間関数であると想定される場合、解析的展開を使用して、垂直方向に平均化された自己重力を近似します。自己重力計算の精度を大幅に改善する平滑化長を変化させる空間の解析式を得ました。初めて、この方法はPPDの二流体相互作用に対処するために一般化されます。孤立したほこりの多いディスクとガス-ほこりの自己重力相互作用を特徴とするために、2つの追加の平滑化の長さが提案されています。私たちの方法が標準の高速フーリエ変換アルゴリズムと互換性があることを確認し、計算コストを評価しました。平滑化長が変化する空間により、(i)一定の平滑化長仮説に固有の矛盾を解決し、(ii)3D垂直平均自己重力に正確に適合し、(iii)PPDの二流体記述に適用できます。2つの追加のスムージング長の使用。このような結果は、自己重力を説明する現実的な2D数値シミュレーションを可能にするために重要であり、微惑星の形成とタイプIの移動に関する理解を深めるために重要です。
土星の自転の再考
ノーマルモード地震学は巨大ガス惑星内部の回転を測定する有望な手段であり、リング地震学は土星でそれを行うまたとない機会を提供します。剛体回転近似における通常モードの非摂動法と、モード周波数とゾーン重力ハーモニクスで土星の深風が誘発するシフトの摂動法を使用して、土星の振動とゾーン重力場の通常モードを計算します。後者は、オブラートジオメトリで熱重力風の方程式を解くことによって計算されます。そのような多くのモデルを重力データと土星の通常モードによって励起されたリングパターンの周波数と比較して、統計的手法を使用して、土星の雲レベルの風が、土星の赤道半径の0.125～0.138倍、つまり7,530倍の深さで崩壊する前に、円柱に沿って内側に伸びると推定します。-8,320km、カッシーニの重力と磁場データの分析と一致。地震学は、制約の少ない土星の深部自転周期を特定するのに特に役立ちます。これは、5/95%の分位範囲633.8～635.5分で634.7分(中央値)と推定されます。低角度でのモード周波数の顕著な残差は、これまで考えられていたよりも複雑な深い内部を示唆しています。高角度での小さいながらも重要な残差は、土星のエンベロープの熱、組成、および/または回転プロファイルの図がまだ完成していないことも示しています。
| Title |
The_ultraviolet_habitable_zone_of_exoplanets |
| Authors |
Riccardo_Spinelli,_Francesco_Borsa,_Giancarlo_Ghirlanda,_Gabriele_Ghisellini,_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16229 |
恒星周ハビタブルゾーン(CHZ)で発見された多数の岩石系太陽系外惑星は、現在、太陽系外で生命を宿すのに最も適した場所を表しています。しかし、CHZ惑星に液体の水が存在すると推定されても、生命の出現に適した環境が保証されるわけではありません。実験的研究によると、生命の構成要素は、最小限の紫外線(UV)フラックスの存在下で光化学的に生成される可能性が最も高いです。一方、高いUVフラックスは生命を脅かす可能性があり、大気侵食を引き起こし、生命に不可欠な生体分子に損傷を与えます。これらの議論は、太陽型星以外の星の周りのCHZ惑星の実際の居住可能性についての疑問を提起します。「凡庸の原則」と最近の実験的研究を組み合わせることにより、生命が出現し進化する可能性のあるUV境界条件(UV居住ゾーン、UHZ)を定義します。CHZで発見された系外惑星が実際にそのような状態を経験するかどうかを調査します。Swift-UV/OpticalTelescopeのデータを分析することにより、23の惑星をCHZに持つ17の星の近紫外(NUV)光度を測定します。NUV光度と恒星の有効温度の間の経験的な関係を導き出します。CHZ系外惑星のうち18個が実際にUHZの外を周回していることがわかりました。有効温度が3900Kを超える星だけが、生物発生を引き起こすのに十分なNUV放射でCHZ惑星を照らします。あるいは、より冷たい星は、高エネルギーのフレア活動を必要とするでしょう。
ASSIST: エフェメリス品質のテスト パーティクル インテグレーター
| Title |
ASSIST:_An_Ephemeris-Quality_Test_Particle_Integrator |
| Authors |
Matthew_J._Holman,_Arya_Akmal,_Davide_Farnocchia,_Hanno_Rein,_Matthew_J._Payne,_Robert_Weryk,_Daniel_Tamayo,_David_M._Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16246 |
テスト粒子のエフェメリス品質の統合のためのソフトウェアパッケージであるASSISTを紹介します。ASSISTはREBOUNDフレームワークの拡張であり、そのIAS15インテグレーターを利用して、太陽、月、惑星、および16個の巨大な小惑星のフィールドにおけるテスト粒子の軌道を、JPLDE441エフェメリスとその天体から得られる質量の位置と統合します。関連する小惑星摂動ファイル。このパッケージには、最も重要な重力調和と一般相対論的補正が組み込まれています。ASSISTは、位置および速度に依存する非重力効果も考慮します。軌道フィッティングと共分散マッピングをサポートするために、すべての項に一次変分方程式が含まれています。この新しいフレームワークは、最新の言語で書かれたオープンソースパッケージを提供して、小天体コミュニティによる高精度の軌道解析と科学を可能にすることを目的としています。ASSISTはオープンソースであり、GNU一般公衆ライセンスバージョン3の下で自由に配布されます。
巨大惑星の中間赤外線観測
中赤外線スペクトル領域は、巨大惑星の大気温度、化学、およびダイナミクスへのユニークなウィンドウを提供します。1世紀以上にわたる中赤外線リモートセンシングから、これらの大気の組成と熱構造のより明確な画像が徐々に出現し、それらを形作るプロセスへのより深い洞察が得られました.木星と土星に関する私たちの知識は、これらの惑星が挑戦的な目標のままであるため、それらの接近と比較的暖かい温度から恩恵を受けていますが、より寒く遠い天王星と海王星の詳細は限られています.観測のタイムラインが拡大し続けるにつれて、巨大惑星の時間的および季節的変動の理解が進展し始めており、有望な新しい観測が間近に迫っています。
水の雲と不平衡化学を伴うY型矮星大気の自己無撞着モデル
Y型矮星は、褐色矮星の中で最もクールなスペクトルクラスです。それらの有効温度は500K未満で、最も低い検出温度は~250Kです。それらのスペクトルは、主にガス状の水、メタン、およびアンモニアによって形成されます。Y型矮星の温度範囲のより暖かい端では、不平衡一酸化炭素のスペクトルサインが観測されています。より低温のY型矮星は、大気中に水の雲をホストできます。それらは星形成プロセスの低質量尾部を構成し、観測が困難な温度範囲にある巨大なガス状太陽系外惑星の大気の貴重な類似物であるため、Y型矮星の大気組成とプロセスを理解することは、両方とも私たちの理解を深めます。惑星と星の形成を研究し、クールな太陽系外惑星の特徴付けへの足がかりを提供します。JWSTスペクトル観測は、これらのオブジェクトに対して前例のないレベルの詳細を提供すると予想されますが、公開されている自己矛盾のないモデルグリッドは、既存のHSTおよび地上ベースの観測でさえ正確に再現していません。この作業では、Y矮星の大気とスペクトルの特徴付けを支援するために、1次元放射対流平衡モデルの新しいスイートを提示します。パンクロマティックY型矮星の特徴付けの差し迫ったJWST時代をサポートする包括的なモデルスイートを提供して、明確で曇りのある平衡化学モデルと不平衡化学モデルを計算します。これらのモデルを現在の観測結果と比較すると、CH4-COとNH3-N2の化学的不均衡と水雲の存在により、モデルと観測結果が一致する可能性があることがわかりますが、まだ完全ではありません。
ガイアデータによる外惑星衛星の軌道
| Title |
The_orbits_of_outer_planetary_satellites_using_the_Gaia_data |
| Authors |
Nikolay_V._Emelyanov,_Mikhail_Yu._Kovalev,_Maxim_I._Varfolomeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16377 |
ガイア宇宙天文台の打ち上げにより、天体座標の精度が何千倍も向上し、天体観測の新時代が始まりました。太陽系天体の座標についても、精度の大幅な向上が期待されていました。GaiaDR3は、私たちの期待をテストするために使用できるデータを提供してくれました。この作業では、地上観測とガイア観測の両方を使用して、多数の外惑星衛星の軌道を改良します。Gaiaによって観測された13個の外部衛星から、軌道を取得するために6個を選択しました。ガイアによって行われた外部衛星の観測を使用する際のいくつかの特定の瞬間が示されています。これらの特異性は、ガイアの走査運動、特に観測の精度が走査方向に沿って、また横切って大きく異なるという事実に由来します。予想通り、ガイアの観測は地球からの観測よりも正確であることが証明され、その結果、より正確な衛星天体暦が得られました。1996年から2030年までの間隔で、考慮された衛星のエフェメリスの精度を推定します。GaiaDR3で公開された天文位置は、太陽による相対論的な光の偏向に対して補正されていないため、この効果を考慮に入れ、rms残差をわずかに減少させました。さらに、巨大惑星による相対論的な光の偏向が推定されましたが、ガイア観測の特定の精度では無視できることが判明しました。
対流マントルのマグマ活動の数値モデルによってシミュレートされた月の火山活動と半径方向の膨張/収縮の歴史
| Title |
The_volcanic_and_radial_expansion/contraction_history_of_the_Moon_simulated_by_numerical_models_of_magmatism_in_the_convective_mantle |
| Authors |
Ken'yo_U,_Masanori_Kameyama,_and_Masaki_Ogawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16517 |
月の進化を理解するために、2次元の極長方形マントルにおけるマントル対流とマグマ活動を数値的にモデル化しました。マグマ活動は、対流マトリックスを通る減圧融解によって生成されたマグマの上方浸透流として発生します。マントルは、最初は発熱元素(HPE)に富み、その基部には組成的に高密度のイルメナイトを含む積雲(IBC)が含まれていると考えられています。ここで、マグマの生成と移動が、計算された火山および半径方向の膨張/収縮の歴史において重要な役割を果たすことを新たに示します。マグマは、最初の数億年間、内部加熱によってマントル深部で生成されます。生成された大量のマグマは、溶融浮力によって部分的に溶融したフィンガーとプルームとして地表に上昇し、火山活動と惑星の半径方向の膨張を引き起こし、3.5～4Gyr前にピークを迎えます。しかし最終的には、マントルが表面境界から冷却されて固化すると、惑星は半径方向に収縮し始めます。マントルが冷却されると、部分的に溶融したプルームの活動は低下しますが、高密度のIBCコンポーネントに富む一部の基底物質がHPEを保持するため、ピーク後数十億年にわたって継続します。計算された火山活動と放射状の膨張/収縮の歴史は、観測された月の歴史と一致しています。私たちのシミュレーションは、マントルのかなりの部分が固体であり、月の歴史の初めにHPEとIBCコンポーネントが豊富な基底層があったことを示唆しています.
ab initioで計算された強磁性Fe-S液体からの火星コアの熱弾性特性と熱進化
| Title |
Thermoelastic_properties_and_thermal_evolution_of_the_Martian_core_from_ab_initio_calculated_ferromagnetic_Fe-S_liquid |
| Authors |
Wei-Jie_Li,_Zi_Li,_Zhe_Ma,_Jie_Zhou,_Cong_Wang,_Ping_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16542 |
正確な熱弾性特性と熱伝導率は、火星コアの熱進化を理解する上で非常に重要です。abinitioで計算された圧力-体積-温度データに基づくフィッティング法が高精度の状態方程式の定式化で提案され、それによって圧力と温度に依存する熱弾性特性が定義によって直接計算されます。abinitioの結果は、火星コア条件下での液体Fe0.75S0.25が完全に強磁性状態にあり、スピンクロスオーバーが存在しないことを示しています。同じ状態での非磁性計算と比較すると、磁性計算における液体Fe0.75S0.25は低い熱伝導率(21~23W/m/K)を持っています。火星コアのインサイト推定およびabinitio計算された特性に基づいて、コア-マントル境界での現在の温度がコア融解温度を下回る場合、鉄雪モデルが検証され、逆に単純永年冷却モデルが検証されます。
南太陽系外惑星 XIX の CORALIE サーベイ。視線速度とアストロメトリーで明らかになった褐色矮星と恒星の仲間
| Title |
The_CORALIE_survey_for_southern_extrasolar_planets_XIX._Brown_dwarfs_and_stellar_companions_unveiled_by_radial_velocity_and_astrometry |
| Authors |
D._Barbato,_D._S\'egransan,_S._Udry,_N._Unger,_F._Bouchy,_C._Lovis,_M._Mayor,_F._Pepe,_D._Queloz,_N.C._Santos,_J.B._Delisle,_P._Figueira,_M._Marmier,_E._C._Matthews,_G._Lo_Curto,_J._Venturini,_G._Chaverot,_M._Cretignier,_J.F._Otegi,_M._Stalport |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16717 |
1998年以来、ラシラ天文台のCORALIEスペクトログラフを使用して、連星の監視専用のバックアップサブプログラムを使用して、近くにある1647個の近くの南側主系列星のサンプルに関する歴史的な惑星探索が進行中です。25年間のCORALIE測定をレビューし、恒星または褐色矮星の伴星と一致するドップラー信号を検索して、惑星探索サンプル内の既知および未発表の連星の両方の最新カタログを作成し、恒星集団の連星割合を評価し、展望を提供します。バイナリサンプルでのより正確な惑星検索用。CORALIEプラネットサーチサンプルの視線速度測定値に対して新しい分析を実行し、恒星の伴星を検索し、既知および新しい連星系の両方の軌道解を取得します。ヒッパルコスとガイアのアストロメトリー測定が利用可能なこれらのシステムのサブセットに対して、動径速度と固有運動異常適合を同時に実行し、コンパニオンの真の質量の正確な推定値を取得します。CORALIEサンプルの218個の星に少なくとも1つの恒星の伴星があり、そのうち130個はまだ文献に掲載されておらず、軌道解を提示しています。固有運動異常を使用することで、132系の恒星伴星の真の質量を導き出すことができます。これをさらに使用して、主周軌道または周連軌道上の可能性のある惑星伴星の安定領域を推定します。最後に、サンプル内の各星の検出限界マップを作成し、褐色矮星の出現率$0.43^{+0.23}_{-0.11}\%$および$12.69^{+0.87}_{-0.77}\%$を取得します。CORALIEサンプルのそれぞれの恒星の仲間。
将来の天王星ミッションでプラネット 9 のローカライズの見通し
過去数年間、海王星横断天体の明らかなクラスタリングの特徴を説明しようとするさまざまな出版物が見られましたが、最も人気のある説明は未確認の「惑星9」です。NASAのPlanetaryScienceandAstrobiologyDecadalSurveyによって最近提案された天王星オービターと探査機ミッションは、惑星間巡航中に測距データを注意深く監視することにより、Planet9の空の位置と質量を正確に決定する機会を提供する可能性があります。モンテカルロ・マルコフ連鎖法を使用して、プラネット9を含む単純化された太陽系モデルでシミュレートされた宇宙船の軌道を再構築し、空の位置、地球と宇宙船のドップラーリンクのノイズレベル、およびデータ収集率に応じて、ミッションのローカリゼーションキャパシティの推定値を提供します。カッシーニ時代の値$\sigma_{\rmA}^{\rm\scriptscriptstyleCass}=3\times10^{-15}$、宇宙船の位置の毎日の測定値が惑星9の$\sim$0.2deg$^2$局在化につながることを発見($M_9=6.3M_{\oplus}$、$d_9=460$AUと仮定)。$\sigma_{\rmA}$のわずか3倍の改善で、天体定位領域のサイズが$\sim$0.01deg$^2$に劇的に減少します。したがって、将来の天王星ミッションは、天王星以外の科学にも大きな可能性を秘めていることを示しています。
体系的な KMTNet 惑星異常検索。 IX. 2016年のプライムフィールド惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._IX._Complete_Sample_of_2016_Prime-Field_Planets |
| Authors |
In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Hongjing_Yang,_Kyu-Ha_Hwang,_Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Krzysztof_Ulaczyk,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_and_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16881 |
「体系的なKMTNet惑星異常検索」シリーズの一環として、5つの新しい惑星(すなわち、OGLE-2016-BLG-1635Lb、MOA-2016-BLG-532Lb、KMT-2016-BLG-0625Lb、OGLE-2016)を報告します。-BLG-1850Lb、およびKMT-2016-BLG-1751Lb)と1つの惑星候補(KMT-2016-BLG-1855)は、$2016$KMTNetプライムフィールドを検索することによって発見されました.これらの$buried$惑星は、幅広い質量を示します地球-クラスからスーパー--木星-クラスまで,ディスクとバルジの両方に位置しています.このシリーズの最終的な目標は、完全な惑星サンプルを構築することです.私たちの仕事は他の惑星検出を補完するサンプルを提供するからです.これらの方法は検出感度が異なりますが、完全なサンプルは、銀河系の惑星の人口統計をよりよく理解するのに役立ちます.
TNG50 シミュレーションにおける天の川に似た銀河の周銀河の媒質 -- II: 冷たく高密度のガス雲と高速雲類似体
| Title |
The_Circumgalactic_Medium_of_Milky_Way-like_Galaxies_in_the_TNG50_Simulation_--_II:_Cold,_Dense_Gas_Clouds_and_High-Velocity_Cloud_Analogs |
| Authors |
Rahul_Ramesh,_Dylan_Nelson_and_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16215 |
IllustrisTNGプロジェクトのTNG50シミュレーションを使用して、天の川のような銀河の銀河周媒質(CGM)内の冷たく高密度のガス雲を研究します。それらのCGMは通常、100(千)オーダーの合理的に(わずかに)解像された雲で満たされていることがわかりました。これは、高速雲(HVC)の類似物である可能性があります。雲の量は銀河ごとに大きく異なり、私たちが調査する雲の物理的性質(質量、サイズ、金属量、圧力、運動学)もさまざまです。雲の特性と雲と背景のコントラストの分布を定量化し、理想化されたシミュレーションに宇宙論的な入力を提供します。雲は特徴的に、太陽以下の金属性、多様な形状、小さな過密度($\chi=n_{\rmcold}/n_{\rmhot}\lesssim10$)を持ち、ほとんどが流入し、サブビリアル回転を持っています。TNG50解像度では、分解された雲の質量の中央値は$\sim10^6\,\rm{M_\odot}$で、サイズは$\sim10$kpcです。大きな雲は数値的によく収束していますが、予想どおり、最小の雲の存在量は解像度とともに増加します。TNG50MWのようなハローでは、雲は全(熱)圧力に関して周囲に比べてわずかに(ひどく)加圧されていません。これは、磁場が重要である可能性があることを意味します。雲はCGM全体に均一に分布しているわけではありませんが、他の雲の周りに集まっており、多くの場合、バリオンが豊富な衛星銀河の近くにあります。これは、少なくともいくつかの雲が衛星から、直接ラム圧ストリッピングまたはその他の方法で発生していることを示唆しています。最後に、実際の天の川のハローからの中速度雲と高速雲の観測結果と比較します。TNG50は、観測と同様の雲速度分布を示しており、現在検出が困難な低速雲のかなりの数を予測しています。
TNG50 シミュレーションからの天の川とアンドロメダの類似物
| Title |
Milky_Way_and_Andromeda_analogs_from_the_TNG50_simulation |
| Authors |
Annalisa_Pillepich,_Diego_Sotillo-Ramos,_Rahul_Ramesh,_Dylan_Nelson,_Christoph_Engler,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Martin_Fournier,_Martina_Donnari,_Volker_Springel,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16217 |
$\Lambda$CDM磁気流体力学シミュレーションのIllustrisTNGスイートの最高解像度の実行であるTNG50内でシミュレートされた天の川銀河とアンドロメダ様(MW/M31様)の銀河の特性を提示します。MW/M31類似体の基準選択を紹介します。これは、直接使用するためだけでなく、将来の分析で参照するために提案しています。TNG50には198MW/M31類似体が含まれています。つまり、恒星の円盤状の形態を持ち、恒星の質量が$M_*=10^{10.5-11.2}$Msunの範囲にあり、z=でMWに似たMpcスケールの環境内にある銀河です。0.これらは、$8.5\times10^4$Msun($4.5\times10^5$Msun)のバリオン(暗黒物質)質量分解能と、星形成領域の平均空間分解能$\sim150$pcで解決されます。同様の($\times10$優れた)数値分解能を持つ、宇宙論的にシミュレートされたアナログのサンプルサイズを因数分解(2桁)します。$z=0$にあるTNG50MW/M31アナログの大部分はバーを示し、60%が星形成であり、サンプルには3つのローカルグループ(LG)のようなシステムが含まれ、多くの銀河が1つまたは複数の衛星をホストしています。大規模マゼラン雲。このような比較的狭い選択範囲の中でも、TNG50は過去の歴史と同様に、銀河とハローの特性が非常に多様であることを明らかにしています。TNG50サンプル内では、銀河とアンドロメダで測定されたものと、一度に1つまたは複数の積分特性と構造特性が一致する複数のシミュレートされた銀河を特定することができます。このペーパーでは、IllustrisTNGパブリックリリースに基づいて構築され、パブリックユーザーによる簡単なアクセスと分析を促進することを目的とした、広く適用可能な一連のデータ製品を文書化してリリースします。これらには、各TNG50MW/M31のような銀河のスナップショット($0\lez\le7$)にわたるデータキューブと、便利で最新のコミュニティリソースを提供するために継続的に拡張される一連の付加価値カタログが含まれます。
乱れた星間物質で形成された幅の広い連星
| Title |
Wide_binary_stars_formed_in_the_turbulent_interstellar_medium |
| Authors |
Siyao_Xu,_Hsiang-Chih_Hwang,_Chris_Hamilton,_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16224 |
遍在する星間乱流は、星の形成と、星の初期速度差と初期分離の間のスケーリング関係を調節します。$\sim10^3~\text{AU}\lesssimr\lesssim10^5$AUの範囲の初期分離$r$を持つ広い連星の形成は、乱流星間での星形成の自然な結果であると提案します。中くらい。$r$の減少に伴い、星のペア間の平均乱流相対速度$v_\text{tur}$は減少しますが、それらがまだ重力で束縛されている可能性がある最大速度$v_\text{bon}$は増加します。$v_\text{tur}<v_\text{bon}$の場合、ワイドバイナリが形成されます。このフォーメーションシナリオでは、任意の相対速度分布に対するワイドバイナリの離心率分布$p(e)$を導き出します。乱流速度分布を採用することにより、特定の初期分離で広い連星が一般に超熱$p(e)$を示すことがわかります。これは、観測された太陽近傍の広い連星の超熱$p(e)$の自然な説明を提供します。
ライマン-$\alpha$ 放出を再イオン化の時代の奥深くまで解読する
| Title |
Deciphering_Lyman-$\alpha$_Emission_Deep_into_the_Epoch_of_Reionisation |
| Authors |
Callum_Witten,_Nicolas_Laporte,_Sergio_Martin-Alvarez,_Debora_Sijacki,_Yuxuan_Yuan,_Martin_G._Haehnelt,_William_Baker,_James_S._Dunlop,_Richard_S._Ellis,_Norman_Grogin,_Garth_Illingworth,_Harley_Katz,_Anton_M._Koekemoer,_Daniel_Magee,_Roberto_Maiolino,_William_McClymont,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_David_Puskas,_Guido_Roberts-Borsani,_Paola_Santini_and_Charlotte_Simmonds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16225 |
宇宙の歴史における主要な出来事は、私たちの宇宙における最初の星明かりの起源であり、「暗黒時代」を終わらせました。この時代、最も初期の発光源は中性で自然のままのガスに包まれ、「再イオン化」と呼ばれるプロセスで徐々にイオン化されました。したがって、星形成銀河で最も明るい輝線の1つであるライマン$\alpha$(Ly-$\alpha$)は、大銀河から約10億年後の再電離期の終わりに向かってのみ現れると予測されていました。バン。しかし、この画像は、5億年未満の銀河でのLy-$\alpha$の驚くべき検出によって、過去10年間に挑戦されてきました。ここでは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡プログラムPRIMER、CEERS、およびFRESCOからの高解像度および高感度画像の両方を利用して、Ly-$\alpha$放出体のサンプル内のすべての銀河が再電離の時代の奥深くにあることを示しています。親しい仲間がいます。サンプルで観察されたLy-$\alpha$放出につながる物理プロセスを理解するために、宇宙線フィードバックを使用した新しいオンザフライ放射伝達磁気流体力学シミュレーションを利用します。初期の宇宙では、頻繁な銀河の合体による質量の急速な蓄積が非常にバースト的な星の形成につながり、それが高い固有のLy-$\alpha$放出のエピソードを引き起こし、Ly-$\alpha$の脱出を促進することがわかりました。中性ガスが取り除かれたチャネルに沿った光子。これらの合体銀河はクラスター化された環境に存在するため、十分に大きな電離気泡が生成されます。これは、再イオン化の時代の奥深くでLy-$\alpha$放出を検出するという長年の謎に対する解決策を提示します。
ALMA-ALPAKA サーベイ I: z = 0.5-3.5 における星形成銀河の高解像度 CO および [CI] 運動学
| Title |
The_ALMA-ALPAKA_survey_I:_high-resolution_CO_and_[CI]_kinematics_of_star-forming_galaxies_at_z_=_0.5-3.5 |
| Authors |
F._Rizzo,_F._Roman-Oliveira,_F._Fraternali,_D._Frickmann,_F._Valentino,_G._Brammer,_A._Zanella,_V._Kokorev,_G._Popping,_K._E._Whitaker,_M._Kohandel,_G._E._Magdis,_L._Di_Mascolo,_R._Ikeda,_S._Jin,_S._Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16227 |
銀河の運動学の空間的に解決された研究は、銀河の集合と進化に関する重要な洞察を提供し、暗黒物質のハローの特性を推測し、ISMへのフィードバックの影響を導き出し、流出運動を特徴付けることができます。今日まで、z=0.5-3.5での運動学的研究のほとんどは、温かくイオン化されたガスを追跡する輝線を使用して得られました。ただし、これらが銀河のダイナミクスとISMの特性の網羅的なビューまたは部分的なビューのみを提供するかどうかは、まだ議論されています。したがって、冷たいガスの運動学に関する補足的な洞察が必要です。ALMAパブリックアーカイブからz=0.5-3.5にある星形成銀河のCOおよび[CI]輝線の高解像度観測を収集することを目的としたプロジェクト、ALPAKAを紹介します。合計147時間の統合時間で、ALPAKAは28個の星形成銀河の約0.25インチの観測結果を収集します。これは、z>0.5でCOまたは[CI]のいずれかによって追跡される、空間的に分解された低温ガスの運動学を持つ最大のサンプルです。多波長補助データを組み合わせることで、ターゲットの星の質量($M_{\star}$)と星形成率(SFR)を導き出し、$M_{\star}\gtrsim10^{10}の値を見つけます。$M$_{\odot}$および10～3000M$_{\odot}$/年のSFR。ALPAKA銀河の大部分(19/28)は、高密度領域(クラスター、グループ、原始クラスター)にあります。アルマ望遠鏡のデータを利用してそれらの動的状態を推測したところ、19/28のALPAKA銀河は回転している円盤であり、2つは相互作用している銀河であり、残りの7つの銀河は分類が不明であることがわかりました。円盤の速度分散値は通常、外側よりも最も内側の領域の方が大きく、円盤サンプル全体の中央値は35$^{+11}_{-9}$km/sです。私たちのサンプルは非常にエネルギーの高いメカニズムを持つ銀河に偏っていますが、ALPAKA円盤は規則的な運動とランダムな運動の比率($V/\sigma$)が高く、中央値は9$^{+7}_{-2です。}$.
TNG50 による円盤フレア: 天の川銀河と M31 類似体の多様性
| Title |
Disk_flaring_with_TNG50:_diversity_across_Milky_Way_and_M31_analogs |
| Authors |
Diego_Sotillo-Ramos,_Martina_Donnari,_Annalisa_Pillepich,_Neige_Frankel,_Dylan_Nelson,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16228 |
TNG50からの198個の天の川(MW)とアンドロメダ(M31)類似体のサンプルを使用して、最新の高解像度宇宙流体力学シミュレーションによって予測されるディスクフレアリングのレベルを定量化します。ディスクフレアリングとは、銀河中心の距離に伴う垂直方向の星のディスクの高さの増加を指します。TNG50銀河は、星状の円盤状の形態、$M_*=10^{10.5-11.2}~\rm{M_{\odot}}$の範囲の星の質量、およびMWのようなMpcスケールの環境を持つように選択されています。$z=0$で。このようなTNG50MW/M31類似体の恒星円盤は、銀河やアンドロメダで測定または推測されたものに匹敵する円盤スケール長と薄い円盤スケール高と厚い円盤スケール高を持つ多くの銀河を含む、幅広い構造特性を示します。TNG50は、1セットの物理的な成分を使用して、さまざまな種類のフレーバーと量を返します。したがって、この論文では、フレアリングのノンパラメトリック特性評価を提案します。典型的なMW/M31類似体は、古い星と若い星の集団の両方で、円盤の内側の領域よりも外側の領域の方が1.5倍から2倍大きい円盤のスケールの高さを示しますが、銀河ごとに大きな変動があります。どの恒星集団がより多くフレアし、どの程度フレアするかは、銀河ごとに異なります。TNG50は、事実上、銀河系に対する既存の観測上の制約と、これまでのすべての数値的発見をまとめたものです。フレアリングの量と$z=0$地球規模の銀河構造特性または合体履歴との間のリンクは複雑です。しかし、スケールハイトと局所的な恒星の鉛直運動学および重力ポテンシャルとの間の関係は明確に存在します。
HIに富む超拡散銀河の全球動的スケーリング関係
| Title |
Global_dynamic_scaling_relations_of_HI-rich_ultra-diffuse_galaxies |
| Authors |
Hui-Jie_Hu,_Qi_Guo,_Zheng_Zheng,_Hang_Yang,_Chao-Wei_Tsai,_Hong-Xin_Zhang,_and_Zhi-Yu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16232 |
銀河のバリオン質量と円速度を結び付けるバリオンタリーフィッシャー関係(BTFR)は、矮小銀河から大質量銀河まで、幅広い銀河で検証されています。最近の研究では、いくつかの超拡散銀河(UDG)がBTFRから大きく逸脱していることが判明しており、異常な力学特性を持つ銀河集団が示されています。ただし、そのような研究はまだ小さなサンプルサイズに限定されていました。この研究では、100%完全なAreciboLegacyFastAreciboLバンドフィードアレイ(ALFALFA)を使用して、動的情報を持つ最大のUDGサンプルである88のHIリッチUDG(HUDG)のBTFRを調査しました。HUDGはBTFRダイアグラムで連続的な分布を形成し、高速銀河は1$\sigma$レベルで通常の矮小銀河と一致し、低速銀河はBTFRから逸脱しており、文献で報告されているものと一致していることがわかりました。.観察された偏差は、さまざまな選択効果または体系的なバイアスの影響を受ける可能性があることを指摘します。それにもかかわらず、BTFRとTFRからのHUDGの偏差の重要性は異なることがわかりました。つまり、BTFRまたはTFRから逸脱しています。私たちの結果は、高ガス分率がBTFRからのHUDGの偏差を説明する上で重要な役割を果たす可能性があることを示しています。
星形成主系列を $1.0
| Title |
Probing_the_Star_Formation_Main_Sequence_down_to_$10^{8}$_M$_\odot$_at_$1.0 |
| Authors |
Rosa_M._M\'erida,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_\'Angela_Garc\'ia-Argum\'anez,_Marianna_Annunziatella,_Luca_Costantin,_Alejandro_Lumbreras-Calle,_Bel\'en_Alcalde-Pampliega,_Guillermo_Barro,_N\'estor_Espino-Briones_and_Anton_M._Koekemoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16234 |
新たに発見された34,061個の超新星のサンプルを使用して、星形成主系列(MS)(SFR-M$_{\star}$)を10$^{8-9}\mathrm{M}_\odot$まで調査します。-かすかな($27\lesssimi\lesssim30$mag)銀河が$1<z<3$でGOODS-Nフィールドで検出されました。事実上、これらの銀河は以前の公開カタログには含まれていないため、この分野で知られているソースの数は事実上2倍になります。このサンプルは、HST/GOODS-CANDELS調査によって取得された光学広帯域観測と、GTC/SHARDSプロジェクトによって収集された25の超深度中帯域画像を積み重ねることによって構築されました。私たちのソースはかすか(観測された平均等級$<i>\sim28.2$mag、$<H>\sim27.9$mag)、青色(UV勾配$<\beta>\sim-1.9$)、星-(rest-framecolors$<U-V>\sim0.10$mag,$<V-J>\sim0.17$mag)銀河の形成。これらの観測特性は、低減衰($<\mathrm{A(V)}>\sim0.30$mag)。このサンプルでは、MSを$z=1$で$10^{8.0}\,\mathrm{M}_\odot$および$z=1$で$10^{8.5}\,\mathrm{M}_\odot$まで調べることができます。$z=3$、以前の分析より約0.6dex深い。低質量銀河領域では、傾きの平均値が$1<z<2$で0.97、$2<z<3$で1.12であることがわかります。サンプルの$\sim$60%近くが、$1<z<3$の間で$10^{6-8}$M$_\odot$の範囲の恒星質量を示しています。MSの勾配がこの領域で一定のままである場合、サンプルの低質量尾部に存在するソースは、スターバースト銀河と見なされます。
活動銀河核のサブpc領域における多相ガスの性質 II: 電離ガスに由来する可視紫外スペクトル
| Title |
Multi-phase_gas_nature_in_the_sub-pc_region_of_the_active_galactic_nuclei_II:_Optical-UV_spectra_originated_in_the_ionized_gas |
| Authors |
Keiichi_Wada,_Yuki_Kudoh,_Tohru_Nagao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16360 |
二次元放射流体力学シミュレーションを通じて、10^7Msunの超大質量ブラックホールを持つ活動銀河核から照射された電離ガスのスペクトル特性を調べます。ダスト昇華半径(r~10^{-2}pc)内のガスについては、スペクトル合成コードCloudyを使用して後処理疑似3次元計算を行います。可視光と紫外の波長で、さまざまなブロードな輝線を再現できることを示しています。ラインプロファイルは、有理軸からの小さな範囲、つまり5～30度でも視野角に応じて変化します。Halphaなどのほとんどの線は、放射が回転ディスクの表面で発生していることを反映して、2つのピークを持つプロファイルによって特徴付けられます。対照的に、CIV1549などの高電離輝線は、ほぼ正面から見た場合に2つのピークを持つプロファイルを示します。これは、これらの線が円盤表面から高速で流出するガスに由来するためです。私たちの結果は、セイファートのようなAGNで観察される明るいUV光輝線のいくつかの特性が、ダスト昇華半径内の放射駆動の噴水流によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
NGC 1052 グループの球状星団の大規模構造
| Title |
The_large-scale_structure_of_globular_clusters_in_the_NGC_1052_group |
| Authors |
Maria_Luisa_Buzzo,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie,_Steven_R._Janssens,_Warrick_J._Couch,_Aaron_J._Romanowsky_and_Jonah_S._Gannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16375 |
NGC1052グループに関連する多くの物議を醸す主張に促され、それには暗黒物質のない銀河が2つあり、光度が高く単色の球状星団(GC)システムが存在することが含まれます。グループ。LSSを回復するには、アーカイブの光学CFHTイメージングデータを使用します。2つのGC密度マップを復元します。1つは単純な恒星集団モデルからのGCの普遍的な測光特性に基づいており、もう1つはDF2とDF4(過光度のGC集団を持つ2つの矮小銀河)の分光学的に確認されたGCの特性に基づいています。両方の選択方法は、グループ内の大質量銀河の周りとNGC1052自体の周りの過密度を明らかにし、以前に特定された星の流れと潮汐の特徴の位置と一致しています。これらの構造をどの矮小銀河にも結びつけている群内GCは見つかっていません。しかし、GCシステムをホストしているグループには、他に2つの小人がいます。これらには、NGC1052前後のGCと同等の年齢を持つ2つのGCを持つRCP32と、DF2およびDF4前後のGCと同様の年齢を持つ3つのGCを持つDF9が含まれます。グループ内のGC分布は、特定のフォーメーションシナリオを強くサポートしていないと結論付けます。それにもかかわらず、それは、銀河間相互作用と、DMのない矮小銀河の周りのGCの同時形成に依存するシナリオを支持します。これらには、最近提案された弾丸矮星形成や、高赤方偏移の潮汐矮小銀河モデルが含まれる可能性があります。
青いエッジオン低表面輝度銀河の化学進化を理解する
330個の青色のエッジオン低表面輝度銀河(ELSBG)のサンプルを提示します。LSBGの化学進化を理解するために、気相存在量と[$\alpha$/Fe]比を導出しました。星形成銀河と比較して、ELSBGは質量-金属量($M_*-Z$)の関係でより平坦な傾向を示し、酸素量の増加が非効率的であることを示唆しています。HIデータを持つ77のELSBGに注目し、クローズドボックスモデルではガス分率と金属量の関係を説明できないことを発見しました。これは、流入および/または流出が必要であることを意味します。通常のELSBG($<$10$^{9.5}$M$\odot$)と大量のELSBG($>=$10$^{9.5}$M$\)の[$\alpha$/Fe]比を導出しました。odot$)は、MILES恒星ライブラリの単一の恒星個体群グリッドを使用しています。平均[$\alpha$/Fe]比は、通常のELSBGと大量のELSBGでそれぞれ0.18と0.4です。星形成の長い時間スケール、および/またはSNeIa風によって引き起こされる金属に富んだガスの流出イベントが、大規模なELSBGの$\alpha$増強の原因である可能性が高いことを議論しました。
銀河自転曲線モデリングに重力磁気を適用する際の落とし穴
| Title |
Pitfalls_in_applying_gravitomagnetism_to_galactic_rotation_curve_modelling |
| Authors |
Kostas_Glampedakis_and_David_Ian_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16679 |
大きな半径での銀河の回転曲線の平坦性は、暗黒物質の存在を支持する重要な証拠であると一般に考えられています。いくつかの研究では、銀河ダイナミクスのニュートン方程式に対するポストニュートン補正により、暗黒物質の必要性がなくなると主張されています。最近のいくつかの研究でこれらの主張が検証され、その推論の誤りが特定されました。これらのポストニュートン計算で発生したエラーの特に単純で透明性のある説明を提供することにより、この批判に追加します。正しい相対論的スケーリングが失われ、単位の変更を注文するための小さな修正が促進されます。私たちの研究は、ポストニュートン効果は実際には小さすぎて銀河の回転曲線を大幅に変更できないという正統性を補強し、うまくいけば、他の人にとって有用なガイドとして役立ち、そのような計算で不注意に発生する可能性のある微妙なエラーを指摘します.
フィラメントとシートにおける銀河相互作用: EAGLE シミュレーションからの洞察
| Title |
Galaxy_interactions_in_filaments_and_sheets:_insights_from_EAGLE_simulations |
| Authors |
Apashanka_Das,_Biswajit_Pandey,_Suman_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16826 |
EAGLEシミュレーションを使用して、フィラメントとシート内の対銀河の色と星形成率を調べます。ペア分離$<50$kpcの主要なペアは、シート状の環境でホストされているものと比較して、フィラメント環境でより青く、より多くの星を形成していることがわかります。この傾向は、$\sim50$kpcのペア分離を超えて逆転します。フィラメント内のより大きな分離($>50$kpc)を持つ相互作用するペアは、シートに埋め込まれたものと比較すると、平均してより赤く、星の形成が少ないです。フィラメントとシートの銀河は、異なる星の質量と冷たいガスの質量分布を持っている可能性があります。コルモゴロフ-スミルノフテストを使用して、ペア分離$<50$kpcのペア銀河では、シートとフィラメントのこれらの特性に有意差がないことがわかりました。フィラメントは銀河団に向かってガスを輸送します。以前のいくつかの研究では、銀河のペアがフィラメント軸に優先的に整列していることがわかった。銀河ペアのこのような配列は、フィラメントとシートに存在する銀河で異なるガス降着効率につながる可能性があります。フィラメントのより小さな対間隔での星形成率の向上は、銀河対の整列によって引き起こされることを提案します。SDSSデータを使用した最近の研究(Dasetal.,2023)では、同じ結果が報告されています。EAGLEシミュレーションによるこれらの結果の確認は、流体力学的シミュレーションが、宇宙ウェブにおける銀河の形成と進化を研究するための強力な理論的ツールであることを示唆しています。
KMTNet 超新星計画 III による矮小銀河の発見。天の川アナログ NGC~2997 グループ
| Title |
Dwarf_Galaxy_Discoveries_from_the_KMTNet_Supernova_Program_III._the_Milky-Way_Analog_NGC~2997_Group |
| Authors |
Tony_Junjing_Fan,_Dae-Sik_Moon,_Hong_Soo_Park,_Dennis_Zaritsky,_Sang_Chul_Kim,_Youngdae_Lee,_Ting_S._Li,_Yuan_Qi_Ni,_Jeehye_Shin,_Sang-Mok_Cha,_Yongseok_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16849 |
KMTNet超新星プログラムからの$BVI$深層画像を使用して、48個の新しい発見と、以前に発見された7個の矮小銀河候補を含む55個の巨大渦巻銀河NGC~2997の分析を提示します。$V$バンドの中心表面の明るさと絶対等級の合計は、それぞれ20.3～26.7magarcsec$^{-2}$と--(8.02～17.69)magの範囲にあり、$I$バンドの有効半径は0.14から2.97kpcの間です。我々は、光度関数の微光端の勾配として$\alpha$$\simeq$--1.43$\pm$0.02を得た。これは、以前に測定された値に匹敵するが、$\Lambda$CDMモデルに基づく理論的予測よりも浅い。ホスト銀河NGC~2997からのそれらの質量と色の距離に依存しない分布は、重要な質量分離または放射状の色の勾配が発達する前に、グループが動的に若い可能性があることを示唆しています。暗い候補よりも明るい候補の系統的に青い色は、明るいメンバーでより高い星形成活動を示しています。グループ内の高質量の矮小銀河は、ガス含有量を効果的に保持することによって星形成活動を維持しているが、環境クエンチングは低質量銀河にのみ有効であることを示唆している.このグループの初期進化段階の解釈は、矮小銀河候補の全体的な形態学的分布とも一致しており、形態学的に進化した候補が不足していることを示していますが、不規則な形状のものは過剰です。NGC~2997グループの矮小銀河候補の検出率とそれらの推定される星形成活動は、等級限界M$_{V}$$\lesssim$内のSAGAサーベイからの天の川アナログシステムで見つかったものにほぼ匹敵します--13等、ELVESサーベイで見つかったものと同様。
$\gamma$ 線バースト GRB 221009A の明るいメガ電子ボルト輝線
| Title |
A_bright_megaelectronvolt_emission_line_in_$\gamma$-ray_burst_GRB_221009A |
| Authors |
Maria_Edvige_Ravasio,_Om_Sharan_Salafia,_Gor_Oganesyan,_Alessio_Mei,_Giancarlo_Ghirlanda,_Stefano_Ascenzi,_Biswajit_Banerjee,_Samanta_Macera,_Marica_Branchesi,_Peter_G._Jonker,_Andrew_J._Levan,_Daniele_B._Malesani,_Katharine_B._Mulrey,_Andrea_Giuliani,_Annalisa_Celotti,_and_Gabriele_Ghisellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16223 |
長いガンマ線バースト(GRB)の非常に変化しやすくエネルギッシュなパルス放出は、超相対論的ジェット内の運動エネルギーまたは磁気エネルギーの局所的で急速な散逸に起因すると考えられています。巨大な星。GRBパルスのスペクトルは、非熱放射プロセスが優勢であることを示すべき法則セグメントによってモデル化するのが最適です。残光のX線と軟$\gamma$線領域のスペクトル線が集中的に検索されましたが、確認されたことはありません。高エネルギーのプロンプト放出では、線の特徴はこれまでに確認されていません。ここでは、これまでで最も明るいGRB221009Aの約$10$MeVで、非常に重要な($>6\sigma$)狭い放出機能の発見を報告します。そのプロファイルをガウス分布でモデル化することにより、エネルギー($\sim12$MeVから$\sim6$MeVへ)と光度($\sim10^{50}$erg/sから$\sim2\times10^{49}$erg/s)まで80秒間。この特徴を、比較的冷たい($k_\mathrm{B}T\llm_\mathrm{e}c^2$)電子陽電子対の青方偏移消滅線として解釈します。これはジェット領域内で形成された可能性があります。GRBの最も明るいパルスが生成されました。このような特徴を生じさせる条件を詳細に理解することで、これまでほとんど理解されていなかったGRBジェットの特性とエネルギー散逸メカニズムに光が当たる可能性があります。
潮汐破壊イベントにおけるスピン誘起オフセットストリーム自己交差ショック
潮汐破壊イベントは、星が超大質量ブラックホールによって破壊されたときに発生し、その結果、ガスの流れが引き伸ばされ、その一部が近心に戻ります。アプシダル歳差運動により、戻りの流れがそれ自体と衝突し、流出を引き起こす自己交差ショックが発生する可能性があります。ブラックホールが回転する場合、この衝突は、2つのストリームコンポーネント間のオフセットを引き起こす可能性のあるレンズ-サーリング歳差運動によってさらに影響を受ける可能性があります。オフセットストリーム間の衝突のローカルシミュレーションを実行することにより、流出特性に対するこの効果の影響を研究します。オフセットが大きくなるにつれて、流出のジオメトリが球状ではなくなり、入ってくるストリームの方向に沿ってコリメートされ、相互作用によって解放されるガスが少なくなることがわかります。しかし、私たちが考えている最もかすかな衝突でさえ、衝突するガスの軌道に大きな影響を与え、ブラックホールの近くでその後の強い相互作用と急速な円盤形成を促進する可能性があります。ストリーム幅比に対するオフセットの依存性を分析的に計算し、ゆっくりと回転するブラックホールでさえ、強い衝突とかすめ衝突の両方を引き起こす可能性があることを発見しました。流出球形からの逸脱は、断熱損失の減少により自己交差衝撃光度を高め、ディスクからのX線放射が視覚に応じて光学バンドに再処理される効率の大幅な変動を引き起こす可能性があることを提案します。角度。これらの潜在的に観測可能な特徴は、ブラックホールのスピンを潮汐破壊イベントから制限するという約束を保持しています。
EMRI + TDE = QPE: 銀河核でのスターディスク衝突による周期的な X 線フレア
銀河核の準周期的噴火(QPE)源のおよそ半分は、連続するフレア間の再発時間の非常に規則的な交互の「長短」パターンを示します.以前の提案を支持して、主系列星(超大質量ブラックホール(SMBH)の降着円盤をわずかに偏心した傾斜軌道で1軌道あたり2回通過し、そのたびに上下に光学的に厚いガス雲に衝撃を与えて放出します。ミッドプレーン(デュアル「超新星」に似ている)は、観測されたQPEフレアの光度、持続時間、およびスペクトル温度を自然に再現します.コンパクトスターからの超新星衝撃ブレイクアウトと同様に、衝突破片での非効率な光子生成がQPEをレンダリングします放出は黒体温度よりはるかに難しく、コンプトン化されたスペクトルがより柔らかい静止ディスクスペクトルから突き出ることができます.質量アブレーションによる星の破壊は、通常、QPE放出の寿命を数十年に制限し、長寿命のAGNを源として排除します.ガスディスク。対照的に、潮汐破壊イベント(TDE)は、TDEのかなりの部分がQPEをホストする必要がある、EMRI内向き移動速度と比較して十分に高い速度で、必要な半径方向スケールで一時的なガス状ディスクを自然に提供します。この画像は、GSN069からのQPE放出の数年前に観測されたX線TDEと一致しています。この降着イベントは、暴走した質量損失によって引き起こされたQPEを生成する星の(部分的または完全な)破壊に起因する可能性があります。私たちのモデルは、候補となるSMBHバイナリOJ287で準周期的なフレアを生成するために提案されたものなど、ブラックホールとディスクの衝突にも適用できます。
ピエール オージェ天文台のハイブリッド データにおける $10^{18.7}\,$eV を超える質量依存異方性の表示に関する更新
| Title |
Update_on_the_indication_of_a_mass-dependent_anisotropy_above_$10^{18.7}\,$eV_in_the_hybrid_data_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Eric_Mayotte_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16336 |
銀河面に関連して到着する宇宙線プライマリの質量の異方性をテストします。一次質量に対する感度は、ピエールオジェ天文台で14年間にわたって測定されたハイブリッドイベントから抽出されたシャワーの最大深さ$X_{\rmmax}$によって取得されます。空は、到着する各宇宙線の銀河緯度を使用して平面上と平面外の領域に分割され、$X_{\rmmax}$の2つの分布が形成され、アンダーソン-ダーリングの2サンプル検定を使用して比較されます。$10^{18.7}\,$eVの下限エネルギーと$|b|での銀河緯度分裂を選択するために、データのおよそ半分のスキャンが使用されます。=30^\circ$であり、残りのデータの処方箋として設定されています。これらのしきい値を使用すると、平面上の領域からの$X_{\rmmax}$の分布は$9.1\pm1.6^{+2.1}_{-2.2}\,$g$\,$cm$を持つことがわかります^-2$浅い平均と$5.9\pm2.1^{+3.5}_{-2.5}\,$g$\,$cm$^-2$平面外領域の幅よりも狭い幅が観察されますすべての望遠鏡サイトで独立して。これらの違いは、面内領域から到着する一次粒子の平均質量が、面外領域からのものよりも大きいことを示しています。モンテカルロ研究では、独立したデータの結果に対して5.9\times10^{-6}$のランダムチャンス確率が得られ、スキャンされたデータが含まれている場合、ペナルティ後のランダムチャンス確率は6.0\times10^{-7}$に低下します。体系的な不確実性を考慮すると、$10^{18.7}\,$eVを超える質量組成の異方性が$3.3\,\sigma$有意であることが示されます。さらに、結果は、選択プロセスから回収された追加のFDデータを使用して新たにテストされています。このテストは、平面上と平面外の領域が$2.2\,\sigma$レベルで組成が均一であることを個別に否定します。これは、このテストに使用されるデータセットの予想される感度とよく一致しています。
パルサーシンチレーションを用いた優勢散乱領域における電子列密度ゆらぎの決定
| Title |
Determining_electron_column_density_fluctuations_in_a_dominant_scattering_region_using_pulsar_scintillation |
| Authors |
Daniel_J._Reardon_and_William_A._Coles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16338 |
イオン化された星間物質の密度変動は、角度散乱、強度シンチレーション、および分散による時間遅延のわずかな変化を通じて、電波パルサーの観測に大きな影響を与えます。ここでは、パルサーの速度と散乱領域の位置がわかっている場合、強度シンチレーションのダイナミックスペクトルの測定を使用して、優勢な散乱領域に起因する分散遅延の変動を回復できることを示します。動的スペクトルから位相勾配を推定し、その勾配を統合して位相変化を取得する技術の理論的枠組みを提供します。これを使用して、他の方法では正確な分散遅延測定が不可能なパルサーの「極端な散乱イベント」(ESE)を検索したり、周波数依存のパルス形状の変化によって引き起こされる見かけの変動から真の分散変動を分離することができます。PSRJ1603$-$7202のESEを回復することにより、実際に機能することを実証します。これは、パルサータイミングからの精密な分散遅延測定から知られています。このパルサーの場合、位相勾配もパルサーのタイミングによって観測される電子列密度の長期変動を追跡し、列密度の変動と散乱が同じ薄い散乱スクリーンによって支配されていることを示しています。2010年の$\sim$daysにわたるシンチレーション強度と位相勾配の大きさの急激な増加を特定し、コンパクトな構造を示しています。2012年の電子密度の減少は、持続的な位相勾配に関連しており、シンチレーション強度の減少とシンチレーションアークの欠如の期間に先行していました。
フェルミ ブレーザーのジェットの見かけの運動と中央エンジンの研究
| Title |
The_jet_apparent_motion_and_central_engine_study_of_Fermi_blazars |
| Authors |
H._B._Xiao,_J._T._Zhu,_J._H._Fan,_Z._Y._Pei,_Z._J._Luo,_S._H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16383 |
ブレーザージェットの研究は、VLBI技術を介して数十年にわたって行われてきましたが、その生成と伝播は不明なままです。現在の作業では、407のVLBI検出された\textit{Fermi}ブレーザー(VFB)のサンプルをコンパイルし、見かけの速度(${\rmlog}\,\beta_{\rmapp}$)とジェット/降着円盤の特性。$\gamma$線の光度(${\rmlog}\,L_{\rm\gamma}$)と${\rmlog}\,\beta_{\rmapp}$の間に正の相関があることを発見しました。相関は、ジェットノットの見かけの動きがジェットパワーに関連していることを示唆しています。
エネルギー依存ニュートリノの放出と吸収によるフレーバー変換
| Title |
Flavor_conversions_with_energy-dependent_neutrino_emission_and_absorption |
| Authors |
Chinami_Kato,_Hiroki_Nagakura_and_Masamichi_Zaizen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16453 |
高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)と衝突フレーバー不安定性(CFI)は、コア崩壊超新星(CCSNe)と連星中性子星合体(BNSM)のダイナミクスに影響を与える可能性があります。均質なニュートリノの仮定の下で、物理的に動機付けられたセットアップを用いた単一エネルギーおよび複数エネルギーの数値シミュレーションを通じて、物質によるニュートリノの放出と吸収（EA）の影響を調査します。私たちのモデルでは、初期段階ではFFCがCFIを支配しますが、EAは長期的にフレーバー変換に大きな影響を与えます。それらは角度スワップ、または電子ニュートリノ($\nu_e$)と重いレプトンニュートリノ($\nu_x$)の間の完全な交換を促進します。結果として、EAによる等方化がFFCを早期に終了させるという事実にもかかわらず、$\nu_x$の数密度はEAのない場合よりも豊富になります。後の段階では、システムはEAとCFIによって特徴付けられる新しい漸近状態に近づき、豊富なエネルギー依存構造も出現します。マルチエネルギー効果はFFCを維持し、フレーバー変換の時間発展はエネルギー依存になります。これは、以前の論文で研究された等エネルギー散乱の効果と本質的に一致しています。また、高エネルギー領域の$\nu_x$がフレーバー変換を介して$\nu_e$に変換され、その後、荷電電流反応によって吸収されることもわかり、加熱物質の新しい経路の可能性が示されました。
NUCLEON宇宙実験による希少および豊富な宇宙線核のフラックスとスペクトル指数
| Title |
Fluxes_and_spectral_indices_of_rare_and_abundant_cosmic_ray_nuclei_according_to_the_NUCLEON_space_experiment |
| Authors |
I._A._Kudryashov,_A._N._Turundaevskiy,_D._E._Karmanov,_I._M._Kovalev,_A._A._Kurganov,_A._D._Panov,_D._M._Podorozhny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16539 |
この論文では、核の電荷に対する宇宙線原子核のスペクトルの依存性が、NUCLEON宇宙実験のデータに従って研究された。最初に、我々は磁気剛性スペクトルのスペクトル指数の豊富な原子核の電荷への依存性を調べた。第二に、電荷範囲$Z=9\div20$について、まれな奇数核と豊富な偶数核の全スペクトルの違いが研究されました。GALPROPパッケージを使用して、ソース(超新星の近く)から観測者へのCR伝搬の逆問題が解決され、ソース内のコンポーネントごとのスペクトルが再構築され、スペクトルインデックスの体系的な変化が示されました。ソースが存在します。この変化は、超新星残骸ショックの加速段階での宇宙線の不完全な電離と解釈される可能性があると考えられています。電荷範囲$Z=9\div20$から少量の奇数核と豊富な偶数核の磁気剛性の全スペクトルの比を求め、奇数希核のスペクトルが豊富なスペクトルよりも硬いことを示した。剛性範囲300～10000～GVの原子核でも。
原始中性子星は、高度に進化した巨大な星が重力下で崩壊するときに生まれます。この論文では、原始中性子星における自発的なスカラー化を調べます。重力のスカラーテンソル理論と原始中性子星の物理的条件に基づいて、原始中性子星の構造を調べます。原始中性子星の流体を記述するために、$SU(2)$キラルシグマモデルと、Brueckner-Hartree-Fock近似におけるBrueckner-Bethe-Goldstone量子多体理論の有限温度拡張を利用します。ここでは、さまざまなケース、つまり高温の純粋中性子物質と高温の$\beta$安定中性子星物質を考慮して、原始中性子星の状態方程式を適用します。星の構造に対する原始中性子星の温度とエントロピーの影響も研究されています。私たちの結果は、自発的なスカラー化が原始中性子星のさまざまな物理的条件の影響を受けることを確認しています。
強力な放射性相対論的磁気リコネクションを利用した高エネルギー シンクロトロン フレア: 2D および 3D PIC シミュレーション
| Title |
High-energy_synchrotron_flares_powered_by_strongly_radiative_relativistic_magnetic_reconnection:_2D_and_3D_PIC_simulations |
| Authors |
K._M._Schoeffler,_T._Grismayer,_D._Uzdensky,_L._O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16643 |
強い磁場の再結合によって活性化された相対論的対プラズマで生成された高エネルギーシンクロトロン放射の時間発展を、2次元および3次元(2Dおよび3D)粒子内細胞(PIC)シミュレーションで調査します。この2D/3D比較研究のシミュレーションは、放出粒子に対するシンクロトロン放射反応を首尾一貫して説明する放射PICコードOSIRISを使用して実施され、シンクロトロン冷却の効果を調べることができます。磁気リコネクションは、磁気島(プラズモイド)の奥深くでプラズマと磁場の圧縮を引き起こし、フレア放出の増強につながります。これは、いくつかの天体物理学的ガンマ線フレア観測を説明するのに役立つ可能性があります。放射冷却はプラズモイドコアからの放出を弱めるが、そこでの追加の圧縮を促進し、磁場$B$とプラズマ密度~$n$をさらに増幅し、したがってこの効果を部分的に緩和する。$n\mbox{-}B$空間の2Dヒストグラムを利用した新しいシミュレーション診断が開発され、圧縮の影響を視覚化および定量化するために使用されます。$n\mbox{-}B$ヒストグラムは、圧縮の明確な限界を示す比較的鋭いべき乗則境界によって囲まれていることが観察されます。これらの圧縮限界のいくつかの理論的説明は、放射抵抗率または3Dねじれ不安定性に根ざして開発されています。ガイド磁場、システムのサイズ、および上流の磁化に関する体系的なパラメーター空間研究が実施され、より強い圧縮、より明るい高エネルギー放射、およびペア生成などのおそらく重要な量子電気力学(QED)効果が環境で発生する可能性があることが示唆されています。特に磁気圏で見られるように、磁場強度が臨界（シュウィンガー）磁場に近づくと、再接続領域のサイズが大きくなり、磁化が高くなります。
NuSTAR、Swift、および SRG データに基づく X 線パルサー IGR J21343+4738 の研究
| Title |
Study_of_the_X-ray_Pulsar_IGR_J21343+4738_based_on_NuSTAR,_Swift,_and_SRG_data |
| Authors |
A._S._Gorban_(1,_2),_S._V._Molkov_(1),_A._A._Lutovinov_(1),_A.N._Semena_(1),_((1)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(2)_Higher_School_of_Economics,_National_Research_University,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16645 |
0.3～79keVの広いエネルギー範囲でのNuSTAR、Swift、およびSRG観測に基づくX線パルサーIGRJ21343+4738の研究結果を提示します。平均化されたものと位相分解されたものの両方のソースのエネルギースペクトルに吸収機能がないため、連星系の中性子星の磁場の上限と下限を推定することができました$B<2.5\times10^{11}$Gと$B>3.4\times10^{12}$Gです。スペクトル解析とタイミング解析により、IGRJ21343+4738は、脈動周期が$322.71\pm{0.04}$sで光度$L_{x}\simeq3.3$の準持続性X線パルサーのすべての特性を持っていることが示されました。$\times10^{35}$ergs$^{-1}$.X線での天体の長期変動の分析により、光学範囲で以前に検出された$\sim34.3$日の連星系の可能性のある軌道周期が確認されました。
グライゼン関数とエアシャワープロファイルを記述する能力
| Title |
The_Greisen_Function_and_its_Ability_to_Describe_Air-Shower_Profiles |
| Authors |
Maximilian_Stadelmaier,_Jakub_V\'icha,_Vladim\'ir_Novotn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16670 |
超高エネルギー宇宙線は、大気との相互作用によって発生する大規模な空気シャワーを通じてほぼ独占的に検出されます。これらの空気シャワーの縦方向の発達は、ピエールオジェ天文台やテレスコープアレイで使用されているような蛍光検出望遠鏡を使用して直接観察できます。この記事では、電磁カスケード方程式の近似解として最初に導出されたグライゼン関数の特性と、縦方向のシャワープロファイルを記述する能力について説明します。ハドロン空気シャワーであっても、Greisen関数を使用して縦方向の空気シャワープロファイルを記述できることを示しています。さらに、Greisen関数を使用して、空気シャワープロファイルの形状からハドロンと光子を区別する可能性についても説明します。
| Title |
Convolutional_neural_network_search_for_long-duration_transient_gravitational_waves_from_glitching_pulsars |
| Authors |
Luana_M._Modafferi,_Rodrigo_Tenorio_and_David_Keitel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16720 |
機械学習は、天文データ内の新しい信号タイプを発見するための強力なツールになる可能性があります。ここでは、それを適用して、パルサーのグリッチによって引き起こされる長時間の一時的な重力波を検索します。これにより、パルサーのほとんど未知の深さに対する物理的な洞察が得られる可能性があります。このような信号を検索する現在の方法は、整合フィルタリングと可能な信号持続時間に対するブルートフォースグリッド検索に依存しています。整合フィルタリングと畳み込みニューラルネットワークを組み合わせて、グリッチ後の信号を検索する方法を開発します。これは、実際の検索に関連する誤報確率で標準的な方法と同様の感度に達し、大幅に高速化されます。LIGO-VirgoO2実行中のVelaグリッチに特化し、一定振幅信号と指数関数的に減衰する信号の両方について、2つのLIGO検出器のデータから重力波ひずみ振幅に上限を設定します。
中性子星-大質量星連星における高速電波バーストへの期待
| Title |
Expectations_for_Fast_Radio_Bursts_in_Neutron_Star-Massive_Star_binaries |
| Authors |
Kaustubh_Rajwade,_Jakob_van_den_Eijnden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16770 |
反復する高速無線バースト(FRB)の小さなサンプルの最近の観測により、バースト活動の周期性が明らかになりました。これは、変調のバイナリ起源を示唆している可能性があります。$\gamma$線連星や若い大質量X線連星に似た、非常にエネルギーの高い中性子星と巨大な伴星をホストする連星系で、繰り返されるFRBのサブセットが発生するというシナリオの調査に着手しました。まず、ホスト銀河の特性と連星形成速度に特に注目します。続いて、このシナリオで予想される回転と分散測定の進化、予想される誕生地点のオフセット、およびこれらのシステムのサブセットで観測される永続的な電波放射の起源を調査します。FRBを繰り返すホスト銀河は、中性子星と大質量星の連星系の形成に有利ですが、決定的な証拠を得るには、FRBの将来の発見と局在化が必要です。考えられるすべての連星の代用として使用される高質量X線連星の誕生率は、FRBの推定率を大幅に超えています。これは、これらのシステムの小さなサブセットのみがFRBを生成する場合に説明できます。単純な仮定の下で、繰り返されるFRBのサブセットで見られるDMとRMの進化を再現できることを示します。また、コンパニオンスター風とパルサー風または巨大マグネターフレアとの間の連星内衝撃によるFRBに関連する永続的な電波源を検出する可能性についても説明します。観測された永続的電波源の長期的な光度安定性は、巨大なフレアを動力源とするシナリオと最も一致しています。しかし、この説明は中性子星の磁場特性に大きく依存しています。これらの探査により、中性子星-大質量星連星シナリオの文脈で将来のFRB観測を議論するためのフレームワークを提供することを目的としています。
$\rm DM_{host}$ 変動がある場合の高速無線バースト エネルギー関数
| Title |
Fast_radio_burst_energy_function_in_the_presence_of_$\rm_DM_{host}$_variation |
| Authors |
Yichao_Li,_Jia-Ming_Zou,_Ji-Guo_Zhang,_Ze-Wei_Zhao,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16775 |
高速電波バースト(FRB)は多数発見されていますが、これらの発生源の物理的メカニズムはまだ謎のままです。FRBエネルギー分布関数と体積率の赤方偏移の進化は、FRBの起源を明らかにすることに光を当てます。ただし、このような推定は、分散測定(DM)-赤方偏移($z$)の関係に依存しています。最近検出されたいくつかのFRBは、宇宙論的および天の川の寄与からの予想を超える大きな過剰なDMを示しています。これは、ホスト銀河からのDMの大きな広がりを示しています。この作業では、対数正規分布$\rmDM_{host}$モデルを採用し、CanadianHydrogenIntensityMappingExperiment(CHIME)/FRBCatalog1から選択した非反復FRBを使用してエネルギー関数を推定します。$\rmDM_{host}$モデルを定数$\rmDM_{host}$モデルに変換すると、FRBエネルギー関数の結果は測定の不確実性内で一致します。また、3つの異なる赤方偏移ビンの非反復FRBの体積率も推定します。体積率は、この傾向が星の質量密度の赤方偏移の進化と一致していることを示しています。対数正規分布$\rmDM_{host}$モデルは測定誤差を増加させるため、星の質量密度を追跡するFRBの推論は、それでも損なわれます。
磁化混成星形成の一般相対論的シミュレーション
| Title |
General-relativistic_simulations_of_the_formation_of_a_magnetized_hybrid_star |
| Authors |
Anson_Ka_Long_Yip,_Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16820 |
強く磁化された中性子星は、検出可能な電磁波および重力波信号を生成するための一般的な候補です。中性子星コアの急速な密度増加は、ハドロンから閉じ込められていないクォークへの相転移を引き起こし、ハイブリッド星を形成する可能性もあります。この形成プロセスは、重力波とニュートリノの形でかなりの量のエネルギーを放出する可能性があります。したがって、磁化された混成星の形成は、これらすべての信号を検出するための興味深いシナリオです。これらの検出は、そのような星の磁場と組成に関する重要なプローブを提供する可能性があります。これまでのところ、磁化された混成星の形成に関する力学的研究はまだ実現されていません。ここでは、動的シミュレーションを通じて、磁化された混成星の形成ダイナミクスと特性を調査します。静止質量密度と磁場強度の最大値がわずかに増加し、これら2つの量が形成中に同相で結合することがわかりました。次に、最大磁場強度が$\sim5\times10^{17}$Gのしきい値を超えると、結果として生じる混成星のすべての微視的および巨視的な量が劇的に変化することを示しますが、これ以下の磁場には影響されません。しきい値。具体的には、磁気変形により静止質量密度が大幅に低下し、混合相の物質分率が抑制されます。したがって、この研究は混成星への磁気効果を確実に支持するものであり、星からの観測信号をその磁場構成に結び付けることが可能です。
硬X線ソーラーイメージングにおけるマルチスケールCLEAN
マルチスケールデコンボリューションは、イメージングにおける不適切な逆問題であり、顕微鏡から医療用イメージング、天文学的リモートセンシングまで、さまざまな用途に使用されます。高エネルギー宇宙望遠鏡の場合、マルチスケールデコンボリューションアルゴリズムは、ネイティブ測定値の固有の特性を考慮する必要があります。これは、入射放射線のフーリエ変換のスパースサンプルです。本稿では、フーリエ空間イメージングで最も一般的な反復デコンボリューション法であるCLEANのマルチスケールバージョンを提案します。シミュレートされた現実的なソース構成に従って生成された合成データを使用して、CLEANのこのマルチスケールバージョンが精度、測光、正則化の点で元のバージョンよりも優れていることを示します。さらに、NASAReuvenRamatyHighEnergySolarSpectroscopicImager(RHESSI)によって測定されたデータセットへの適用は、実際のフレアイベントの特徴であるかなり複雑な地形を再構築するマルチスケールCLEANの能力を示しています。
ファーストVIII。アルマ望遠鏡が捉えたVLA 1623-2417 Wの原始星系円盤とストリーマー
| Title |
FAUST_VIII._The_protostellar_disk_of_VLA_1623-2417_W_and_its_streamers_imaged_by_ALMA |
| Authors |
S._Mercimek,_L._Podio,_C._Codella,_L._Chahine,_A._L\'opez-Sepulcre,_S._Ohashi,_L._Loinard,_D._Johnstone,_F._Menard,_N._Cuello,_P._Caselli,_J._Zamponi,_Y._Aikawa,_E._Bianchi,_G._Busquet,_J._E._Pineda,_M._Bouvier,_M._De_Simone,_Y._Zhang,_N._Sakai,_C._J._Chandler,_C._Ceccarelli,_F._Alves,_A._Dur\'an,_D._Fedele,_N._Murillo,_I._Jim\'enez-Serra,_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16257 |
太陽質量星の50%以上は、複数のシステムで形成されます。したがって、原始星の段階で、多重度が星や惑星の形成プロセスにどのように影響するかを調べることが重要です。ALMALargeProgramFAUSTの一環として、VLA1623-2417原始星系の連続観測とC$^{18}$O(2-1)観測を50auの角度分解能で報告します。1.3mmの連続体は、VLA1623A、B、およびWの円盤と、A1+A2連星の円周円盤を調べます。C$^{18}$Oの放出は、VLA1623Wのディスクエンベロープ内のガスを初めて明らかにした。VLA1623Wの動的質量、$M_{\rmdyn}=0.45\pm0.08$M$_{\odot}$、およびそのディスクの質量、$M_{\rmdisk}\sim6\times10を推定します。^{-3}$M$_{\odot}$。C$^{18}$Oはまた、A1+A2+BシステムのエンベロープとアウトフローキャビティをVLA1623Wのディスクと空間的および運動学的に接続する、最大1000auまで伸びるストリーマーを明らかにします。ストリーマーの存在、ならびにVLA1623Wの空間($\sim$1300au)および速度($\sim$2.2km/s)オフセットは、ソースWとA+Bのいずれかが異なるコアで形成され、それらの間で相互作用していることを示唆しています。、またはソースWは、その形成中にVLA1623多重システムから排出されました。後者の場合、ストリーマーは、VLA1623ABのエンベロープと空洞からVLA1623Wに物質を流し込み、最終的な質量と化学物質の含有量を設定することに同意します。
ディスクまたはコンパニオン: 近赤外分光法による 7 つの白色矮星系における過剰な赤外フラックスの特徴付け
| Title |
Disk_or_Companion:_Characterizing_Excess_Infrared_Flux_in_Seven_White_Dwarf_Systems_with_Near-Infrared_Spectroscopy |
| Authors |
Dylan_Owens,_Siyi_Xu,_Elena_Manjavacas,_S._K._Leggett,_S._L._Casewell,_Erik_Dennihy,_Patrick_Dufour,_Beth_L._Klein,_Sherry_Yeh,_B._Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16330 |
白色矮星からの過剰な赤外線フラックスは、ほこりの多い破片円盤または冷たい伴星から発生する可能性があります。この作業では、Keck/MOSFIRE、Gemini/GNIRS、およびGemini/Flamingos-2による7つの白色矮星の近赤外分光観測を、以前の研究で特定された赤外線の過剰を示します。4つの白色矮星(GaiaJ0611-6931、GaiaJ0006+2858、GaiaJ2100+2122、およびWD0145+234)と2つの新しい白色矮星褐色矮星ペア(GaiaJ0052+4505およびGaia)の周りに塵円盤の存在を確認しました。J0603+4518)。3つのダストディスクシステムで、ディスクのガス成分からの近赤外線金属放出(MgI、FeI、およびSiI)が初めて検出されました。各ダストディスクの幾何学的特性を制約するために、新しいマルコフ連鎖モンテカルロフレームワークを開発しました。3つの星系では、塵の円盤とガスの円盤が空間的に一致しているように見えます。2つの褐色矮星と白色矮星のペアについて、L型矮星で典型的に見られる幅広い分子吸収の特徴を特定しました。ガイアJ0723+6301周辺の赤外線過剰の起源は謎のままです。私たちの研究は、近赤外分光法を使用して、白色矮星周辺の赤外線過剰の原因を特定する方法を強調しています。これは、現在、何百ものシステムで測光的に検出されています。
鉄に富む金属に乏しい星と、観測的に Ia 型超新星として分類される熱核反応イベントの天体物理学。 I. 接続の確立
| Title |
Iron-rich_Metal-poor_Stars_and_the_Astrophysics_of_Thermonuclear_Events_Observationally_Classified_as_Type_Ia_Supernovae._I._Establishing_the_Connection |
| Authors |
Henrique_Reggiani,_Kevin_C._Schlaufman,_Andrew_R._Casey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16357 |
観測上Ia型超新星として分類される熱核反応の原因となる前駆系と爆発メカニズムは不確実であり、Ia型超新星のホスト銀河、前駆銀河、光度曲線、残骸の従来の観測を使用して一意に制約することは困難です。鉄の豊富な生産者である熱核反応イベントのサブセットについて、公開されている理論的な核合成収率を使用して、金属の少ない星ではめったに観測されないが、さまざまな前駆システムと爆発メカニズムで共有される一連の元素存在比を特定します。[Na、Mg,Co/Fe]<0.このアバンダンスシグネチャ「鉄に富み、金属に乏しい」またはIRMP星で星をラベル付けします。IRMP星は、熱核核合成が支配的な環境で形成され、その結果、それらの元素存在量を使用して、熱核爆発の原因となる前駆システムと爆発メカニズムの両方を制約できることを示唆しています。文献で3つのIRMPを特定し、それらの元素の存在量を均一に推測します。BD+80245、HE0533--5340、およびSMSSJ034249.53--284216.0の元素存在量は、亜チャンドラセカール質量のCO白色矮星の(二重)爆発によって最もよく説明されることがわかりました。IRMP星の解釈が正確であれば、それらは球状星団では非常にまれであり、天の川のハローよりもマゼラン雲と矮小球状銀河でより一般的であるはずです。IRMP星の将来の研究により、さまざまな熱核イベントの前駆システムと爆発メカニズムの相対的な発生が定量化されることを提案します。
NGC 6302: 蝶の嵐のような生活
| Title |
NGC_6302:_The_Tempestuous_Life_of_a_Butterfly |
| Authors |
Bruce_Balick,_Lars_Borchert,_Joel_H._Kastner,_Adam_Frank,_Eric_Blackman,_Jason_Nordhaus,_and_Paula_Moraga_Baez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16439 |
NGC6302(「蝶星雲」)は非常にエネルギーの高い双極星雲であり、その中心星は惑星状星雲のすべての中心星の中で最も大きく、最も熱く、おそらく急速に進化しています。11年にわたる優れたHSTWFC3画像に基づくNGC6302の固有運動研究は、過去2000年間にさまざまな時期に10～600kmsの速度で放出された、少なくとも4つの異なる対の膨張する内部ローブを発見しました。^-1.さらに、760+/-100kms^-1で一定の運動をしている軸外の流れのペアが見つかり、その中で明るい[FeII]羽が目立ちます。私たちの結果を以前に公開されたものと組み合わせると、流れのアンサンブルのイオン化質量が>0.1M_sunであることがわかります。アンサンブルの運動エネルギー10^46-10^48ergは、星の合体や質量降着などの重力によるプロセスの上限にあり、大きすぎて星の放射圧や対流放出では説明できません。蝶星雲の構造と力学は、その中央のエンジンが驚くべき歴史を持っていたことを示唆しており、その翼内の成長の非常に異常なパターンは、後期の星の質量放出に関する現在の理解に挑戦しています。
超新星残骸カシオペア座には高密度の星周塊が豊富に存在する
| Title |
He_abundance_of_Dense_Circumstellar_Clumps_in_the_Cassiopeia_A_Supernova_Remnant |
| Authors |
Bon-Chul_Koo,_Dongkok_Kim,_Sung-Chul_Yoon,_and_John_C._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16497 |
若い超新星残骸であるカシオペアAの密集した星周塊のHe存在量分析の結果について報告します。これらの塊は、準定常フロッキュリ(QSF)と呼ばれ、以前の光学的研究から、Nと共にHeが豊富であることが知られています。しかし、Hに対するHeの過剰の程度は不明なままです。近赤外分光データを持ついくつかのQSFについて、レイモンドショックコードを使用して、それらのHeI1.083$\mu$m/Pa$\gamma$比と[FeII]線の比を分析しました。私たちの分析によると、HeはこれらのQSFのほとんどで$\lesssim3$の係数でHに比べて過剰です。このHe豊富なQSFは、前駆星のHエンベロープのかなりの量が取り除かれたときにQSFが放出されたというN過剰からの以前の結論と一致しています。前駆星の質量損失の歴史とQSFの起源について説明します。
CFHT での SPIRou と OHP での SOPHIE を使用した、アクティブな M 型矮星 Gl 388 (AD しし座)
の近赤外および光学的動径速度
| Title |
Near-IR_and_optical_radial_velocities_of_the_active_M-dwarf_star_Gl_388_(AD_Leo)_with_SPIRou_at_CFHT_and_SOPHIE_at_OHP |
| Authors |
A._Carmona_(1),_X._Delfosse_(1),_S._Bellotti_(2_and_13),_P._Cort\'es-Zuleta_(3),_M._Ould-Elhkim_(2),_N._Heidari_(3),_L._Mignon_(1_and_9),_J.F._Donati_(2),_C._Moutou_(2),_N._Cook_(4),_E._Artigau_(4_and_5),_P._Fouqu\'e_(2),_E._Martioli_(6_and_7),_C._Cadieux_(4),_J._Morin_(8),_T._Forveille_(1),_I._Boisse_(3),_G._H\'ebrard_(7),_R._F._D\'iaz_(10),_D._Lafreni\`ere_(4),_F._Kiefer_(7),_P._Petit_(2),_R._Doyon_(4),_L._Acu\~na_(3),_L._Arnold_(11),_X._Bonfils_(1),_F._Bouchy_(9),_V._Bourrier_(9),_S._Dalal_(7),_M._Deleuil_(3),_O._Demangeon_(12),_X._Dumusque_(9),_N._Hara_(9),_S._Hoyer_(3),_O._Mousis_(3),_A._Santerne_(3),_D._S\'egrasan_(8),_M._Stalport_(9),_S._Udry_(9)_(_(1)_Universit\'e_Grenoble_Alpes,_France,_(2)_Universit\'e_de_Toulouse,_France,_(3)_Aix_Marseille_University,_France,_(4)_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Canada,_(5)_Observatoire_du_Mont-M\'egantic,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Canada,_(6)_Laborat\'orio_Nacional_de_Astrof\'isica,_Itajub\'a,_Brazil,_(7)_Sorbonne_Universit\'e,_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_France,_(8)_Universit\'e_de_Montpellier,_France,_(9)_Observatoire_Astronomique_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_Switzerland,_(10)_International_Center_for_Advanced_Studies,_Buenos_Aires,_Argentina,_(11)_Canada_France_Hawaii_Telescope_Corporation,_(12)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Portugal,_(13)_Science_Division,_ESA/ESTEC,_Noordwijk,_The_Netherlands_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16712 |
コンテキスト:最も近いM型矮星の周りの太陽系外惑星の検索は、最も近い地球に似た惑星を特定するための重要なステップです。この探索における主な課題の1つは、M型矮星が磁気的に活動している可能性があり、星の活動が惑星のものを模倣できる視線速度(RV)信号を生成できることです。目的:我々は、近くのアクティブなM型矮星Gl388(ADしし座)の視覚的RVで観測された2.2日の周期が、恒星の活動によるものなのか、過去に示唆されたように星と共回転する惑星によるものなのかを調査することを目的としています。.方法:フランスのOHPでSOPHIE(R$\sim$75k)を使用して2019年から2021年までGl388の準同時光RVを取得し、CFHT(R$\シム$70,000）。結果:SOPHIERV時系列は、2.23$\pm$0.01日の周期と23.6$\pm$0.5m/sの振幅を持つ周期的な信号を表示します。これは、2005年から2006年に取得された以前のHARPS観測と一致しています。SPIRouRV時系列は5m/srmsで平坦であり、周期信号は表示されません。2.23日の期間で5.3m/sを超える振幅のRV信号は、99%を超える信頼レベルで除外できます。SPIRouで測定された縦磁場(Bl)の変調を使用して、2.2305$\pm$0.0016日という恒星の自転周期を導き出します。結論:SPIRouRV測定は、Gl388の光学的RVの周期的変動が、同方向回転する惑星によるものではなく、星の活動によるものであるという確固たる証拠を提供します。光RV信号の磁気活動の性質は、同じ周期を持つBlの変調によってさらに確認されます。Gl388でのSPIRouキャンペーンは、近赤外RVの力を実証し、活発な星の周りの光学で発見された惑星候補を確認または弱体化します。SPIRouの観測は、恒星の自転周期を決定する上で分光偏光解析がいかに効果的であるかを繰り返します。
Solar Orbiter が推定した磁場: SO/PHI-HRT と SDO/HMI の比較
| Title |
Magnetic_fields_inferred_by_Solar_Orbiter:_A_comparison_between_SO/PHI-HRT_and_SDO/HMI |
| Authors |
J._Sinjan,_D._Calchetti,_J._Hirzberger,_F._Kahil,_G._Valori,_S.K._Solanki,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_A._Alvarez-Herrero,_T._Appourchaux,_L.R._Bellot_Rubio,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Feller,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Gizon,_J.M._G\'omez_Cama,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_M._Kolleck,_A._Korpi-Lagg,_H._Michalik,_A._Moreno_Vacas,_D._Orozco_Su\'arez,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Staub,_H._Strecker,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16771 |
ソーラーオービター宇宙船(SO/PHI)に搭載された偏光および日震イメージャの高解像度望遠鏡(HRT)と太陽力学天文台(SDO)に搭載された日震および磁気イメージャ(HMI)はどちらも、偏光から光球磁場を推測します。光のイメージ。SO/PHIは、太陽と地球の線から出た最初のマグネトグラフであり、太陽の極への前例のないアクセスを提供します。これは、両方の機器からの磁場マップが同時に使用される新しい研究の絶好の機会を提供します。これら2つの機器からの磁場マップを比較し、それらの間の可能な違いについて説明することを目指しています。2022年3月7日のソーラーオービターの下結合の間に取得した両方の機器からのデータを使用しました。HMIデータは、2つの観測所間の$3^{\circ}$間隔を修正するために再投影されました。SO/PHI-HRTとHMIは、0.97ドルの勾配係数、1ドルG未満のオフセット、および0.97ドルのピアソン相関係数を持つ、非常に類似した見通し内磁力図を生成します。ただし、SO/PHI-HRTは、最も強いフィールドに対してより弱い視線フィールドを推測します。ベクトル磁場に関しては、SO/PHI-HRTは$720$秒および$90$秒の両方のHMIベクトル磁場と比較されました。弱い信号領域($<600$G)では、SO/PHI-HRTデータのノイズが大きいため、SO/PHI-HRTはHMIよりも強く、より多くの水平フィールドを測定します。強い場の体制($\gtrsim600$G)では、HRTはより低い場の強さを推測しますが、傾き($0.92$の傾き)と方位角($1.02$の傾き)は同様です。勾配値は、HMIの$90$-secondベクトルとの比較から得られます。
SO/PHI 観測と SDO/HMI 観測の組み合わせから推定された太陽振動の水平変位と垂直変位の比
| Title |
The_ratio_of_horizontal_to_vertical_displacement_in_solar_oscillations_estimated_from_combined_SO/PHI_and_SDO/HMI_observations |
| Authors |
J._Schou,_J._Hirzberger,_D._Orozco_Su\'arez,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_F._Kahil,_M._Kolleck,_S._K._Solanki,_J._C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch,_B._Fiethe,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L._R._Bellot_Rubio,_D._Calchetti,_M._Carmona,_W._Deutsch,_A._Feller,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J._L._Gasent_Blesa,_L._Gizon,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_A._L\'opez_Jim\'enez,_T._Maue,_R._Meller,_A._Moreno_Vacas,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_G._Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16844 |
日震学を使用して太陽内部について正確な推論を行うためには、観測に関連するすべての物理的影響を理解することが不可欠です。理解すべき効果の1つは、観測された高さでのpモードとfモードの垂直変位に対する水平変位の(複素数値の)比率です。残念ながら、この比率を単一の視点から直接測定することは不可能であり、他の効果から観察的に解きほぐすことは困難でした.この論文では、SolarOrbiterに搭載されたPolarimetricandHelioseismicImagerと、SolarDynamicsObservatoryに搭載されたHelioseismicandMagneticImagerからの7.5時間の同時観測を使用して、比率を直接測定しようとしています。画像の幾何学的な問題により、正確な比率を決定することは困難ですが、標準的な太陽モデルの断熱振動から予想される比率とよく一致するようです。一方、一般的に使用される近似とは一致せず、この近似は日震解析に使用されるべきではないことを示しています。さらに、比率は実数値のように見えます。
T8 ドワーフ ロス 458c のフォーメーションのパズル
| Title |
The_puzzle_of_the_formation_of_T8_dwarf_Ross_458c |
| Authors |
Josefine_Gaarn,_Ben_Burningham,_Jacqueline_K._Faherty,_Channon_Visscher,_Mark_S._Marley,_Eileen_C._Gonzales,_Emily_Calamari,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Roxana_Lupu,_Richard_Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16863 |
最低質量では、褐色矮星と巨大な太陽系外惑星の区別はしばしば曖昧であり、文献の分類が重水素燃焼境界を反映することはめったにありません。大気の特徴付けは、惑星形成経路が非常に低質量の褐色矮星の個体数にどの程度寄与しているかを明らかにするかもしれません.T8矮星ロス458cは、2組のM矮星の惑星質量伴星である可能性があり、以前の研究は、それが曇っていることを示唆しています。ここでは、1.0から2.4ミクロンの範囲のアーカイブ分光データを使用して、Ross458cの検索分析の結果を提示します。雲のないモデルとさまざまな曇りのモデルをテストした結果、Ross458cの大気は曇りのモデルで最もよく表されることがわかりました(強く推奨)。CH4/H2Oは1.97+0.13-0.14で予想よりも高くなっています。この値は、平衡化学ともっともらしいC/O比の観点から理解するのが困難です。熱化学グリッドモデルとの比較では、CH4とH2Oが2000Kでクエンチされ、激しく混合する必要がある場合、C/Oは約1.35であることが示唆されます。[C/H]比は+0.18であり、これは一次系の金属量と一致しており、大気から酸素が失われていることを示唆しています。極端な混合があっても、暗示されるC/Oは典型的な恒星領域をはるかに超えており、非恒星形成経路、またはこれまでモデル化されていない化学または凝縮プロセスによる相当量の酸素の隔離を示唆しています。
アインシュタイン望遠鏡による科学: 異なるデザインの比較
| Title |
Science_with_the_Einstein_Telescope:_a_comparison_of_different_designs |
| Authors |
Marica_Branchesi,_Michele_Maggiore,_David_Alonso,_Charles_Badger,_Biswajit_Banerjee,_Freija_Beirnaert,_Swetha_Bhagwat,_Guillaume_Boileau,_Ssohrab_Borhanian,_Daniel_David_Brown,_Man_Leong_Chan,_Giulia_Cusin,_Stefan_L._Danilishin,_Jerome_Degallaix,_Valerio_De_Luca,_Arnab_Dhani,_Tim_Dietrich,_Ulyana_Dupletsa,_Stefano_Foffa,_Gabriele_Franciolini,_Andreas_Freise,_Gianluca_Gemme,_Boris_Goncharov,_Archisman_Ghosh,_Francesca_Gulminelli,_Ish_Gupta,_Pawan_Kumar_Gupta,_Jan_Harms,_Nandini_Hazra,_Stefan_Hild,_Tanja_Hinderer,_Ik_Siong_Heng,_Francesco_Iacovelli,_Justin_Janquart,_Kamiel_Janssens,_Alexander_C._Jenkins,_Chinmay_Kalaghatgi,_Xhesika_Koroveshi,_Tjonnie_G.F._Li,_Yufeng_Li,_Eleonora_Loffredo,_Elisa_Maggio,_Michele_Mancarella,_Michela_Mapelli,_Katarina_Martinovic,_Andrea_Maselli,_Patrick_Meyers,_et_al._(28_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15923 |
第3世代重力波検出器のヨーロッパプロジェクトであるアインシュタイン望遠鏡(ET)は、10kmのアームを持つ3つのネストされた検出器で構成される三角形に基づく参照構成を持ち、各アームには「木琴」構成があります。高周波数向けに調整された干渉計と、低周波数向けに調整され極低温で動作する干渉計で構成されています。ここでは、この参照設計の可能なバリエーションの下で科学的観点を調べます。単一の三角形幾何学天文台のサイエンスケースの詳細な評価を実行し、アーム長のさまざまな選択を考慮して、ヨーロッパにある2つのL字型検出器(平行または位置ずれ)のネットワークで得られた結果と比較します。三角形と2Lジオメトリの両方。また、三角形構成と2L構成の両方について、低周波機器がない場合に科学出力がどのように変化するかを調べます。コンパクト連星合体、マルチメッセンジャー天文学、確率的背景に関連する科学的成果を定量化する単純な「測定基準」の広範なクラスを調べ、次に、より具体的な一連の科学的目的に対するさまざまな検出器設計の影響を調べます。
宇宙時空における同期座標とゲージ不変観測量
| Title |
Synchronous_coordinates_and_gauge-invariant_observables_in_cosmological_spacetimes |
| Authors |
Markus_B._Fr\"ob,_William_C._C._Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16218 |
同期座標を用いた宇宙論的摂動論におけるゲージ不変観測量を構築するための関係的アプローチを考察します。動的同期座標を、任意のゲージでの完全非線形理論における計量摂動の非局所スカラー汎関数として構築します。この動的座標系で定義されたオブザーバブルがゲージに依存しないこと、および完全に摂動されたメトリックがこれらの座標で期待される形式であることを示します。私たちの構成は、宇宙論的摂動理論で広く使用されている、線形化された重力におけるおなじみの同期ゲージを非線形理論に一般化します。また、理想流体または摂動理論の2次までのスカラー場のいずれかをソースとするゲージ不変アインシュタイン方程式の式を計算し、同期オブザーバーまたはオブザーバーによって測定されたハッブル速度の明示的な式を与えます。物質フィールドと一緒に動きます-その順序まで。最後に、ミンコフスキーバックグラウンドとデシッターバックグラウンドの周りの量子化された線形摂動を考慮し、一般的な線形共変ゲージの2点関数から始めて、同期座標のゲージ不変計量摂動の2点関数を計算します。ゲージ固定の2点関数にはゲージモードが含まれますが、結果として得られるゲージ不変の2点関数には物理テンソルモードのみが含まれ、正の値、つまりスペクトル表現を持つことを示します。
検出するだけでなく、推測する: 第 3 世代の重力波検出器で観測された高赤方偏移源の測定基準
| Title |
Inferring,_not_just_detecting:_metrics_for_high-redshift_sources_observed_with_third-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Michele_Mancarella,_Francesco_Iacovelli,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16323 |
高い赤方偏移でのブラックホール連星の検出は、第3世代重力波干渉計の科学的事例の基礎です。星形成率はz~2でピークに達し、z~10で桁違いに減少します。そのような高い赤方偏移からの重力波の確実な検出は、宇宙論的元素合成に由来する元の物質から形成された星(いわゆる人口III星)、または初期宇宙の量子ゆらぎの直接の遺物であるブラックホールの存在を意味します。（いわゆる原始ブラックホール）。重要なことに、宇宙論的な距離でソースを検出することは、ソースがそこにあると推測することを意味するものではなく、後者はより厳しい要件を課します.この目的のために、「z-zプロット」および「推論ホライズン」と呼ばれる2つの性能指数を提示します。これは、光源がそれを超えていると主張できる最大の赤方偏移を定量化するものです。将来の重力波施設の科学的利益を定量化する際には、検出要件に加えて、そのような推論要件を調査する必要があると主張します。
分数宇宙論における厳密解と宇宙論的制約
| Title |
Exact_solutions_and_cosmological_constraints_in_fractional_cosmology |
| Authors |
Esteban_Gonz\'alez,_Genly_Leon_(Catolica_del_Norte_U._and_DUT,_Durban)_and_Guillermo_Fernandez-Anaya_(Iberoamericana_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16409 |
この論文では、分数宇宙論における宇宙論的関心の正確な解を調査します。分数導関数の次数$\mu$と物質の状態方程式$w$が与えられると、特定の厳密べき乗法解が得られます。リカッチ方程式を解くことによって得られるシステムの正確な一般解について説明します。ここで、スケールファクターの解はべき乗則の組み合わせです。宇宙データを使用して、自由パラメーター$(\alpha_0,\mu)$を推定します。ここで、$H_{0}=100\frac{\text{km/s}}{\text{Mpc}}h$と$\alpha_0:=t_0H_0=\frac{1}{6}\left(9-2\mu+\sqrt{8\mu(2\mu-9)+105}\right)(1+2\epsilon_0)$,は現在の年齢パラメータです。SNeIa+OHDからのデータを使用した共同分析により、$h=0.684_{-0.027}^{+0.031}$、$\mu=1.840_{-0.773}^{+1.446}$および$\epsilon_0=\が得られます。left(1.213_{-1.057}^{+0.482}\right)\times10^{-2}$、ここで最適値は$3\sigma$CLで計算されます。一方、これらの最適な値は、値が$t_0=\alpha_0/H_0=25.62_{-4.46}^{+6.89}\;\text{Gyrs}$の宇宙の年齢につながります。$q_{0}=-0.37_{-0.11}^{+0.08}$の現在の減速パラメーター、両方とも$3\sigma$CL、および$\Omega_{m,0}=0.531_の現在の物質密度パラメーター{-0.260}^{+0.195}$at$1\sigma$CL.$\Lambda$CDMのものよりも約2倍古い宇宙を見つけることは、フラクショナルコスモロジーの特徴です。これらの結果に分析を集中すると、$\mu>2$の領域は観測によって除外されないと結論付けることができます。パラメータのこの領域が重要なのは、物質が存在しない場合、分数宇宙論はべき法則解$a(t)=\left(t/t_0\right)^{\mu-1}$を与え、これが加速されるためです。$\mu>2$の場合。$\Lambda$やダークエネルギーに訴えることなく加速状態に導くフラクショナルオリジンモデルを提示します。
自己重力系の無衝突ボルツマン シミュレーションのための量子アルゴリズム
| Title |
Quantum_algorithm_for_collisionless_Boltzmann_simulation_of_self-gravitating_systems |
| Authors |
Soichiro_Yamazaki,_Fumio_Uchida,_Kotaro_Fujisawa_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16490 |
無衝突ボルツマン方程式(CBE)は、宇宙プラズマから星団や銀河まで、幅広い天体物理系のダイナミクスを支配する基本方程式です。CBEを位相空間に直接統合するには計算コストがかかるため、現実的な天体物理学の問題への適用はこれまでのところ限られていました。最近、Todorova&Steijl(2020)は、計算の複雑さを大幅に軽減してCBEを解くための効率的な量子アルゴリズムを提案しました。自己重力システムの進化に従う量子シミュレーションを実行する方法を拡張します。最初に、13個のシミュレートされた量子ビットを使用して64$\times$64グリッドで自由ストリーミングモーションの1+1次元テスト計算を実行し、方法を検証します。次に、ジーンズの倒壊のシミュレーションを実行し、結果を分析的および線形理論計算と比較します。初期条件を生成する直接的な方法と、複数の量子ビットのレジスタから必要な情報を取得する方法を提案します。私たちのシミュレーションスキームは、$N_v$が次元ごとの離散速度グリッドの数である場合、従来の方法よりも計算の複雑さが$\mathcal{O}(N_v^3)$少なくなります。したがって、将来の量子コンピューターで大規模なCBEシミュレーションを実行できるようになります。
超大質量ブラックホールの周りの連星系の運動について説明します。Fermi-Walkerトランスポートを使用して、ローカル慣性基準フレームを構築し、ニュートン連星系をセットアップします。シュバルツシルトブラックホールの周りに円形の測地線観測者を想定すると、連星の運動方程式を書き留めます。オブザーバーの小さな加速度を導入して、バイナリの重心(CM)とその相対座標の間の相互作用項を削除します。CMは観測者の軌道に従いますが、その動きは正確な円形測地線から逸脱しています。最初に連星系の相対運動を解き、小さな加速度の摂動方程式によってCMの運動を見つけます。連星がコンパクトで初期傾斜角が臨界角よりも大きい場合、Kozai-Lidov(KL)振動が現れることを示した。ハードバイナリシステムでは、KL振動は規則的ですが、ソフトバイナリシステムでは、振動は安定していますが、周期と振幅の両方で不規則です。初期傾斜角が大きい場合、軌道反転が見られます。CMの運動に関しては、円軌道からの半径方向のずれが非常に小さい振幅の安定した振動になります。
T違反とダークセクター
作業仮説として、「通常の」暗黒物質の相互作用は、TとCPの違反のみであると主張されています。このアイデアを実装する1つの方法は、反ユニタリオペレータではなく、ユニタリオペレータによって暗黒物質の時間反転が実装されていると考えることです。対称群が拡張された複雑な時空のコンテキストで、これがどのように自然に発生するかが示されています。
修正テレパラレル重力理論におけるスカラー誘起重力波
| Title |
Scalar_induced_gravitational_waves_in_modified_teleparallel_gravity_theories |
| Authors |
Charalampos_Tzerefos,_Theodoros_Papanikolaou,_Emmanuel_N._Saridakis,_Spyros_Basilakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16695 |
強化された宇宙論的摂動の崩壊から形成される原始ブラックホール(PBH)は、関連する観測シグネチャを通じて初期宇宙へのアクセスを提供します。特に、崩壊してPBHを形成する強化された宇宙論的摂動は、通常スカラー誘起重力波（SIGW）と呼ばれる二次重力相互作用によって誘起される確率的重力波背景（SGWB）の生成に関与しています。このSGWBは、基礎となる重力理論に敏感です。したがって、重力の標準パラダイムをテストし、一般相対性理論からの逸脱の可能性を制限するための新しいツールとして使用できます。この作業では、修正されたテレパラレル重力理論内で前述のGW信号を研究し、あらゆる形式の重力作用内でGWスペクトル存在量を導出するための形式を開発します。最後に、物質重力結合のない実行可能な$f(T,\phi)$モデル内で作業し、ソースのレベルでのモノパラメトリック$f(T)$重力の影響とその伝播を説明します。テンソル摂動、それぞれのGW信号がGR内の信号と区別できないことを示します。興味深いことに、SIGWのポータルを介して異なる$f(T)$理論間の縮退を打破するには、重力作用のレベルで非最小の物質-重力結合を考慮する必要があることがわかりました。
連星中性子星合体における動的にスクリーニングされた強量子化電子輸送
| Title |
Dynamically_screened_strongly_quantized_electron_transport_in_binary_neutron-star_merger |
| Authors |
Sreemoyee_Sarkar_and_Souvik_Priyam_Adhya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16811 |
連星中性子星合体シミュレーションに関連する、磁化された高温高密度電子イオンプラズマの電子輸送係数を調べます。電子の量子振動挙動が現れる中性子星連星合体の低密度、高温、高度に磁化されたプラズマにおける電気伝導率と熱伝導率を計算します。顕著な熱力学的効果については、伝導率の計算のためにゼロ次ランダウ準位の電子集団を考慮します。電気伝導率と熱伝導率の散逸成分を得るために、磁場の存在下でボルツマン方程式を解きます。散逸係数は、量子化された電子イオン散乱率における周波数依存の動的スクリーニングを考慮して定式化されます。数値推定は、電気伝導率および熱伝導率に対する光子伝搬体の動的スクリーニングの効果が顕著であることを示しています。動的スクリーニングにより、電気伝導率と熱伝導率の両方の最大値がそれぞれ31分の1と20分の1に減少し、これらの係数の対応する時間スケールが減少することがわかります。電気伝導率と熱伝導率の間の共通のスケーリング係数も、ヴィーデマン-フランツの法則に違反する温度との3次関係に従うことが観察されます。
