$3.9 \leq z \leq 4.3$ における銀河間物質の熱履歴
$3.9\leqz\leq4.3$を超える銀河間物質の温度の新しい決定が提示されます。VLT/ESOの紫外可視エシェル分光器からの10個の高解像度クエーサースペクトルのサンプルに曲率法を適用しました。$\gamma$に関係なく絶対曲率の厳密な関数である、特徴的な過密度での温度を決定することにより、平均密度での温度を測定しました。$\gamma=1.4$の基準値の仮定の下で、平均密度$T_{0}=7893^{+1417}_{-1226}$Kおよび$T_{0}=8153での温度の値を決定しました。それぞれ$3.9\leqz\leq4.1$および$4.1\leqz\leq4.3$の赤方偏移範囲の^{+1224}_{-993}$K。結果は、研究対象の赤方偏移範囲にわたって強い温度変化を示していませんが、私たちの測定値は、HeII再電離からの寄与を含む銀河間媒体の熱履歴と一致しています。
標準化された非CMB観測からの宇宙論的制約
宇宙の現在の膨張は加速していることが観察されており、広く受け入れられている一般相対論的宇宙論の空間的に平坦な一致モデルは、この現象を一定の暗黒エネルギー、宇宙定数であると考えており、これは全体の約70%を占めると測定されています。現在の宇宙のエネルギー収支。しかし、観測の不一致と理論上の謎により、このモデルについて疑問が生じており、ゼロ以外の空間曲率および/またはダークエネルギーダイナミクスを備えた代替宇宙モデルがより良い説明を提供する可能性があることを示唆しています.これらの可能性を探るために、標準化された低赤方偏移観測を使用して一連の研究を実施し、さまざまな程度の平坦性とダークエネルギーダイナミクスを持つ6つの異なる宇宙論モデルを制約しました。これらの観測結果を理論的予測と比較することで、宇宙の進化の理解を深め、その謎に新たな光を当てることを目指しています。私たちのデータは、6つのモデルすべてで一貫した宇宙論的制約を提供しており、穏やかな暗黒エネルギーのダイナミクスとわずかな空間的湾曲の可能性を示唆するものもあります.ただし、これらの結合制約は、暗黒エネルギーが宇宙定数であり、空間超曲面が平坦である可能性を排除するものではありません。全体として、私たちの調査結果は、宇宙とその特性の理解を深めるための継続的な取り組みに貢献し、複数の宇宙モデルが引き続き実行可能であることを示唆しています。
熱膨張による宇宙の糸
熱インフレーションは、宇宙モジュラスの密度を希釈するメカニズムとして提案されました。熱膨張は、「フラットン」と呼ばれる、大きな真空期待値と非常に平坦なポテンシャルを持つ複雑なスカラー場によって駆動されます。そのようなモデルは宇宙ストリングの解を認めており、そのようなストリングのネットワークは、熱膨張の期間の終わりに対称性を破る相転移で必然的に形成されます。アーベルヒッグスモデルで形成されるストリングと比較して、これらのストリングの違いについて説明します。具体的には、対称性破れスケールの上限がアーベルヒッグス弦の場合よりもパラメトリックに低く、弦ループ分布の下限カットオフが重力放射ではなくカスプ消滅によって決定されることがわかります(熱膨張に関する元の研究で提案された転移温度)。
合成観測によるクエーサー赤方偏移測定に対するブロードな吸収線の影響の解析
| Title |
Analysis_of_the_impact_of_broad_absorption_lines_on_quasar_redshift_measurements_with_synthetic_observations |
| Authors |
Luz_\'Angela_Garc\'ia,_Paul_Martini,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Andreu_Font-Ribera,_Hiram_K._Herrera-Alcantar,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steve_Ahlen,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Jaime_E._Forero-Romero,_Julien_Guy,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Gregory_Tarl\'e,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05855 |
正確なクエーサー分類と赤方偏移測定は、精密宇宙実験にとってますます重要になっています。広域吸収線(BAL)の特徴はすべてのクエーサーの15-20\%に存在し、これらの特徴は系統的な赤方偏移エラーを引き起こし、極端な場合には誤分類を引き起こす可能性があります。ダークエネルギー分光計(DESI)調査による観測と一致するように設計された合成スペクトルを使用して、クエーサーの分類と赤方偏移測定に対するBAL機能の影響を定量的に調査します。DESIは5年間で、約300万個のクエーサーを含む4,000万個の銀河とクエーサーのスペクトルを測定することを目指しています。私たちの合成クエーサースペクトルは、DESI観測の最初の年の信号対雑音比と赤方偏移分布と一致し、BAL機能の有無にかかわらず同じ合成クエーサースペクトルを含みます。BALフィーチャの位置をマスキングすると、赤方偏移エラーが約1\%減少し、壊滅的な赤方偏移エラーの数が約80\%減少することが実証されました。BALトラフの識別とマスキングは、DESIやその他の大規模なクエーサーの分光調査の赤方偏移決定ステップの標準的な部分であると結論付けています。
一般化された対称性を持つレンズ
一般化されたシンメトロンは、元型のシンメトロンと定性的に類似した機能を持つモデルですが、ほとんど研究されていません。この記事では、一般化されたシンメトロンを非公式に結合することによって引き起こされる5番目の力が、銀河のバリオン質量とレンズ質量の違いを説明できるパラメーター値を調べます。標準的なシンメトロンは、粒子暗黒物質に起因するレンズ作用の代替源を提供することに苦労していることが知られていますが、一般化されたシンメトロンモデルのいくつかは、非公式結合に関する既存の制約に準拠するのにより適していることを示しています。これは、これらのほんの少し探索されたモデルの将来の研究を動機付けます.
| Title |
Impact_of_dark_matter_spikes_on_the_merger_rates_of_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Pratibha_Jangra,_Bradley_J._Kavanagh,_J._M._Diego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05892 |
原始ブラックホール(PBH)の合体は、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)コラボレーションによって検出された重力波の合体に寄与する可能性があります。拡張された質量関数を持つPBHについて、暗黒物質(DM)スパイクをまとったPBHバイナリのダイナミクスを研究します。初期宇宙で形成されたPBH連星の軌道パラメータに対するDMスパイクの影響を分析し、今日の宇宙の年齢でのそれらの合併率を計算します。ドレスされたバイナリのダイナミクスについて2つの可能なシナリオを検討します。DMスパイクがマージ前にバイナリから完全に蒸発するか、マージまで静的なままであると仮定します。以前の研究とは対照的に、スパイクの存在が、場合によっては劇的に現在のPBH合併率を増減させる可能性があることを発見しました。第3の重力波トランジェントカタログ(GWTC-3)でLVKコラボレーションによって報告された合併率と比較して、冷たい暗黒物質における太陽質量PBHの割合に関するおおよその制約を$f_\mathrm{pbh}\leq\mathcalとして導出します。{O}(10^{-5}-10^{-3})$、質量関数によって異なります。私たちの計算は、DMスパイクが蒸発または静的である理想化されたシナリオに対してのみ有効です。しかし、彼らは、DMスパイクがPBHの合併率に及ぼす影響は、これまで考えられていたよりも複雑である可能性があることを示唆しており、非常に風変わりなPBHバイナリにおけるDMスパイクのフィードバックを含む、合併ダイナミクスのより一般的な説明の開発を動機付けています。
HSC Y1 レンズ収束からの宇宙論的制約 PDF
| Title |
Cosmological_constraints_from_HSC_Y1_lensing_convergence_PDF |
| Authors |
Leander_Thiele,_Gabriela_A._Marques,_Jia_Liu,_Masato_Shirasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05928 |
SubaruHyperSuprime-Cam(HSC)Y1シアカタログから再構築された収束マップの確率分布関数(PDF)をパワースペクトルと組み合わせて利用し、物質クラスタリングの振幅$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_mを測定します。/0.3}$.大規模な構造の統計的特性は、従来の2点統計では不完全に記述されており、補完的な高次統計であるPDFを調査する動機となっています。標準偏差で正規化された収束マップ上でPDFを定義することにより、非ガウス情報を分離することができます。カスタマイズされたシミュレーションを使用して、データベクトルを圧縮し、尤度近似を構築します。平滑化スケール、赤方偏移ビン、およびデータベクトルを削減することで、測量および天体物理学の体系化の影響を軽減します。PDFのみから$S_8=0.852^{+0.086}_{-0.094}$を見つけ、PDFとパワースペクトルの組み合わせから$S_8=0.827^{+0.033}_{-0.044}$を見つけます(68%CL).PDFは、パワースペクトルのみの制約を約10%改善します。
インフレーションモデルから生じる原始的な非ガウス性は、インフレトンフィールドの非自明なダイナミクスと他のフィールドとの相互作用のユニークなプローブです。多くの場合、インフレーションから生じるスカラー非ガウス性を調べて制約する場合、波数に関してその動作を分類する際に、特定のテンプレートがスカラー非ガウス性パラメーター$f_{_{\rmNL}}$に採用されます。$f_{_{\rmNL}}$のそのようなテンプレートに対する宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの現在の制約は弱く、それらの振幅にかなり大きな境界を提供します。この作業では、スカラーパワーへの影響を通じて$f_{_{\rmNL}}$を制約する別の方法を探ります。一般的なスケール依存性を考慮しながら、$f_{_{\rmNL}}$によるスカラーパワーの補正を計算します。次に、そのような非ガウス補正から生じるCMBの角度パワースペクトルを計算して、可能なインプリントを調査します。最初に、パラメーターの実行の有無にかかわらず、局所型、等辺型、直交型などの$f_{_{\rmNL}}$の従来のテンプレートを使用して、この方法を説明します。さらに、この方法を$f_{_{\rmNL}}$の振動形式に適用し、最後にStarobinskyによって提案されたインフレの現実的なモデルに適用します。この方法は$f_{_{\rmNL}}$の最初の3つのテンプレートの制約をあまり改善しませんが、これらのテンプレートに準拠しないモデルについて興味深い洞察を提供します。スペクトルに対する非ガウス補正は、元のパワースペクトルのレベルで縮退するモデルパラメーターの影響を受けやすいと推測されます。したがって、CMBの角度パワースペクトルで$f_{_{\rmNL}}$の間接インプリントを計算するこの方法は、原始スカラーの非ガウス性を調査し、おそらくそれらを効果的に制約するための新しい手段を提供します。
単項温暖インフレの再考
単項インフレポテンシャルと3つの異なる形式の消散率を考慮して、インフレトンがインフレ中にエネルギーの一部を熱浴に消散させた可能性があるという考えを再検討します。数値フォッカープランクアプローチを使用してインフレ変動の確率的ダイナミクスを記述し、曲率変動と原始重力波のスペクトルの現在の境界でこのシナリオに直面します。また、以前の分析で頻繁に使用されたものよりも優れた分析近似も得られます。現在のデータに対してこれらのモデルをテストするのに十分な正確さ、高速さ、正確さを備えているのは、私たちの数値フォッカー・プランク法だけであることを示しています。我々は、温暖化インフレの将来の研究でその使用を提唱します。また、このシナリオに確率論的インフレーション形式を適用し、原始スペクトルに対して一般的に実装されている大規模な温度補正(それによって明らかになると主張されていた)が実際には必要ないことを発見しました。スカラースペクトルインデックスの改善された境界は、近い将来の温暖なインフレをさらに抑制します。
白色矮星(WD)の約25～50%は、スペクトルに金属線を示します。この効果について広く受け入れられている説明の中には、これらのWDが小惑星を降着させているというものがあります。これらの小惑星は、たとえば惑星によって共鳴によってWDに飛ばされている可能性があります。多くの理論的研究がWDへの小惑星の降着を調査し、観測された降着率との公正な一致を得ました。ただし、小惑星のバイナリと惑星の間の散乱を調べ、前者の解離と放出が発生し、WD金属への影響を示す可能性があることを示して、小惑星のバイナリを考慮したのはごく最近の研究(この研究で参照)にすぎません。付着力が弱い可能性があります。ここでは、小惑星連星と中心部のWDとの接近遭遇を調査し、連星の解離がWDの降着にどのように影響するかを検討します。軌道および物理的特性に応じて、コンポーネントは、親バイナリの軌道とは(1のオーダーであっても)大幅に異なる軌道を取得する可能性があることがわかります。すべての内側メインベルト小惑星は連星であると仮定し、巨大惑星の摂動下での太陽WDへの降着を調べました。連星がない場合と比較して、コンポーネントの降着は数百万年以上延期(または先送り)される可能性があることがわかりました。分解すると変化します。ただし、降着率に対するバイナリ解離の全体的な影響はそれほど重要ではありません。
太陽系外惑星の亜木星砂漠を TESS、PLATO、Ariel でサバンナに変える
| Title |
Converting_the_sub-Jovian_desert_of_exoplanets_to_a_savanna_with_TESS,_PLATO_and_Ariel |
| Authors |
Szil\'ard_K\'alm\'an,_Gyula_M._Szab\'o,_Luca_Borsato,_Attila_B\'odi,_Andr\'as_P\'al,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05707 |
$\lesssim3$日の周期で主星を周回する海王星に似たサイズの太陽系外惑星が不足しているため、「亜木星/海王星の砂漠」という名前が付けられています。最近、いくつかの太陽系外惑星が砂漠に存在し、いくつかの「キリン」惑星(LTT9779bやTOI-674bなど)を伴う「サバンナ」に変化していることが確認されています。砂漠の形成を説明するために提唱された最も顕著なシナリオは、特定の太陽系外惑星の主要な大気を破壊する星の照射に関連しています。赤外線(IR)の広い波長範囲で観測された場合、これらのプロセスの存在を証明できる3つのターゲット(LTT9779b、TOI-674b、およびWASP-156b)を提示し、惑星の理論を改善することを目指しています。形成/進化。これらのターゲットのTESS観測に基づいて、PLATO/NCAMとArielの3つの狭帯域フィルター(VISPhot、FGS1、およびFGS2)を使用して、選択した太陽系外惑星の現実的な光度曲線をシミュレートおよび分析します。TESSデータから、考慮されている3つの惑星のトランジットパラメーターの精度を改善しました。Arielの3つの狭帯域フィルターの組み合わせにより、惑星半径の内部精度が$\lesssim1.1\%$になることがわかりました。3つの望遠鏡からのデータを合わせると、半径の測定を通じて惑星の大気の変化を監視できるようになり、数十年に及ぶことになります。選択された3つの「キリン」惑星は、アリエルにとってゴールデンターゲットとなる可能性があり、恒星の照射による惑星質量の損失は、高精度の多波長(分光)測光法で調べることができます。
3661 の高精度 HARPS-N 動径速度からの 38 ケプラーおよび K2 小惑星系のコールド
ジュピターと改善された質量。小さな惑星系では冷たい木星の過剰はない
| Title |
Cold_Jupiters_and_improved_masses_in_38_Kepler_and_K2_small-planet_systems_from_3661_high-precision_HARPS-N_radial_velocities._No_excess_of_cold_Jupiters_in_small-planet_systems |
| Authors |
A._S._Bonomo,_X._Dumusque,_A._Massa,_A._Mortier,_R._Bongiolatti,_L._Malavolta,_A._Sozzetti,_L._A._Buchhave,_M._Damasso,_R._D._Haywood,_A._Morbidelli,_D._W._Latham,_E._Molinari,_F._Pepe,_E._Poretti,_S._Udry,_L._Affer,_W._Boschin,_D._Charbonneau,_R._Cosentino,_M._Cretignier,_A._Ghedina,_E._Lega,_M._L\'opez-Morales,_M._Margini,_A._F._Mart\'inez_Fiorenzano,_M._Mayor,_G._Micela,_M._Pedani,_M._Pinamonti,_K._Rice,_D._Sasselov,_R._Tronsgaard,_A._Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05773 |
太陽型星の周りの公転周期が$P<100$dである太陽系外惑星の人口は、スーパーアースとサブ海王星によって支配されています。しかし、これらの惑星は太陽系にはなく、その理由は不明です。2つの理論的シナリオは、可能性のある原因として木星の役割を呼び起こします。木星は、水の氷線を越えた亜海王星の内側への移動に対する動的な障壁として機能した可能性があります。あるいは、材料(小石)の内側への流れを大幅に減少させた可能性があります。そのアイスライン内にスーパーアースを形成するために必要です。どちらのシナリオも、系外惑星系における小さな惑星(SP)の存在と冷たい木星(CJ)の存在との間の反相関を予測しています。その予測をテストするために、HARPS-Nスペクトログラフを使用してほぼ10年にわたって収集された38のケプラーおよびK2トランジットSPシステムの動径速度(RV)測定値と、他の施設で収集された公開されているRVを均一に分析しました。3つの星系で5つのCJを検出しました。2つがKepler-68で、2つがKepler-454で、1つがK2-312で非常に偏心しています。$0.3-13~M_{Jup}$および1-10auのCJの発生率$9.3^{+7.7}_{-2.9}\%$を導き出しました。SPの存在に関係なく、太陽型星のRV調査から測定されたもの。これでは、SPとCJの間の予測される反相関について確固たる結論を引き出すことはできず、かなり大きなサンプルが必要になります。それにもかかわらず、SPシステムでCJが過剰であるという以前の主張の証拠は見つかりませんでした。私たちの分析の重要な副産物として、64個のケプラーとK2の小さな惑星の質量を一様に決定し、25個、13個、8個の惑星に対してそれぞれ5、7.5、10$\sigma$よりも優れた精度に達しました。最後に、この作業で使用された3661HARPS-N動径速度を科学界に公開します。【要約】
アルマ望遠鏡によるオリオン円盤の調査 (SODA) II: L1641 と L1647 における紫外線による円盤の質量損失
原始惑星系円盤への外部FUV照射は、その進化と惑星形成能力に重要な影響を与えます。ただし、近くの(<300pc)星形成領域には十分な質量の若い星がなく、トラペジウム星団とNGC2024には複雑な星形成の歴史とO型星の強い放射場($>10^4\,G_0)があります。$)ディスクを破壊するのが早すぎて、このプロセスを詳細に調べることができません。L1641とL1647の中間(10-1000$G_0$)FUV放射場によって引き起こされる円盤の質量損失を調べます。これは、より一般的なA0型とB型の星によって引き起こされます。ALMA(SODA)によるOrionDisksのサーベイによって提供された大きな(N=873)サンプルサイズを使用して、領域全体および領域全体のFUV電界強度によるディスクダスト質量の中央値の傾向を検索します。多数の照射ディスク。1～100$G_0$の放射線場の場合、最も照射された円盤の円盤質量の中央値は、その領域の存続期間にわたって$\sim2$の係数で減少しますが、円盤質量の95パーセンタイルは、これよりも4倍減少します。範囲。この効果は、星の複数の集団に存在し、電離星の2pc以内に空間に局在しています。経験的な照射と円盤質量の関係を初めて当てはめます:$M_{\rm{dust,median}}=-1.3^{+0.14}_{-0.13}\log_{10}(F_{\rm{FUV}}/G_0)+5.2^{+0.18}_{-0.19}$.この研究は、中間のFUV放射場でさえ、原始惑星系円盤の進化に大きな影響を与えることを示しています。
アイス、アイス、もしかして？ 46P/Wirtanen の内部昏睡状態の氷粒の調査
| Title |
Ice,_Ice,_Maybe?_Investigating_46P/Wirtanen's_Inner_Coma_For_Icy_Grains |
| Authors |
Theodore_Kareta_(Lowell_Observatory),_John_W._Noonan_(Auburn_University),_Walter_M._Harris_(University_of_Arizona),_Alessondra_Springmann_(SwRI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05953 |
彗星からの揮発性物質の放出は、通常、核上の氷の直接的な昇華によるものですが、非常に活動的な彗星や非常に活発な彗星の場合、総生産速度を説明するために他のソースを考慮する必要があります。この作業では、2018年12月19日に地球に接近している46P/Wirtanenの新しい近赤外イメージングと分光観測を、MMT天文台のMMIRS装置を使用して撮影し、氷または氷に富んだ粒子の痕跡を検索します。以前に報告された過剰な水の生産を説明するかもしれないその内部昏睡。画像の形態は、視野内の粒子特性の変化を示唆しておらず、NIRスペクトルは水の氷の特徴的な吸収機能を示していません。Protopapaらのスペクトルモデリングアプローチの新しいMCMCベースの実装を使用します。(2018)では、昏睡状態の水の氷の割合を0.6%未満と推定しています。J、H、およびKバンドのスリット補正されたAfrho値と、この彗星の以前に測定されたダスト速度を組み合わせると、4.6kg/s未満の氷の粒子の生成率が推定されます。これは、昏睡状態の純粋な氷の粒子からの水の生成率に厳密な制約を課し、2018年から2019年の出現では、46Pの表面の約64%が近日点近くで水を昇華させていたことがわかります。次に、これらの複雑なオブジェクトがどのように進化するかを理解するために、他の(以前の)非常に活発な彗星のコンテキスト内で46Pの最新の特性について説明します。
非常に小さな質量の星の周りの内側の円盤における豊富な炭化水素化学と高い C 対 O 比
| Title |
A_rich_hydrocarbon_chemistry_and_high_C_to_O_ratio_in_the_inner_disk_around_a_very_low-mass_star |
| Authors |
B._Tabone,_G._Bettoni,_E._F._van_Dishoeck,_A._M._Arabhavi,_S._L._Grant,_D._Gasman,_T._Henning,_I._Kamp,_M._G\"udel,_P._-O._Lagage,_T._P._Ray,_B._Vandenbussche,_A._Abergel,_O._Absil,_I._Argyriou,_D._Barrado,_A._Boccaletti,_J._Bouwman,_A._Caratti_o_Garatti,_V._Geers,_A._M._Glauser,_K._Justannont,_F._Lahuis,_M._Mueller,_C._Nehm\'e,_G._Olofsson,_E._Pantin,_S._Scheithauer,_C._Waelkens,_L._B._F._M._Waters,_J._H._Black,_V._Christiaens,_R._Guadarrama,_M._Morales-Calder\'on,_H._Jang,_J._Kanwar,_N._Pawellek,_G._Perotti,_A._Perrin,_D._Rodgers-Lee,_M._Samland,_J._Schreiber,_K._R._Schwarz,_L._Colina,_G._\"Ostlin,_G._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05954 |
炭素は生命にとって不可欠な要素ですが、どのくらい若い惑星に届けることができるかは未解決の問題です.惑星形成円盤の化学的特徴付けは、系外惑星の多様性と居住可能性を理解する上で重要なステップです。非常に低質量の星($<0.2~M_{\odot}$)は、地球型惑星の豊富な人口をホストしているため、興味深いターゲットです。ここでは、MIRImid-INfraredDiskSurvey(MINDS)の一部として得られた、非常に低質量の星の円盤内に豊富に存在する炭化水素のJWST検出を紹介します。C$_2$H$_2$とその$^{13}$C$^{12}$CH$_2$同位元素からの非常に強く広い放射に加えて、C$_4$H$_2$、ベンゼン、およびおそらくCH$_4$が同定されているが、水、PAH、およびケイ酸塩の特徴は弱いか存在しない。小さなケイ酸塩粒子がないということは、この円盤を深く見ることができることを意味します。これらの検出は、おそらく炭素質粒子の破壊により、この円盤の内側0.1天文単位で高いC/O比を伴う活発な暖かい炭化水素化学を証明しています。C$_2$H$_2$/CO$_2$とC$_2$H$_2$/H$_2$Oの非常に高い柱密度比は、酸素が水氷線の外側の氷の小石と微惑星に閉じ込められていることを示唆しています。これは、系外惑星を形成する組成に重大な影響を与えるでしょう。
原始惑星系円盤のギャップ開口: 一貫した熱化学によるグローバル非理想 MHD シミュレーションからのガス ダイナミクス
| Title |
Gap_Opening_in_Protoplanetary_Disks:_Gas_Dynamics_from_Global_Non-ideal_MHD_Simulations_with_Consistent_Thermochemistry |
| Authors |
Xiao_Hu,_Zhi-Yun_Li,_Lile_Wang,_Zhaohuan_Zhu_and_Jaehan_Bae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05972 |
最近の高角度分解能のアルマ望遠鏡の観測により、原始惑星系円盤に多数の隙間があることが明らかになりました。一般的な解釈は、惑星がそれらを開くというものです。惑星のギャップ開口部に関するこれまでの調査のほとんどは、粘性円盤に集中していました。ここでは、一貫した熱化学を備えた、風で起動する非理想的なMHDディスク内の惑星によるギャップ開口の2D(軸対称)グローバルシミュレーションを実行します。ガスのダイナミクスが磁気的に支配されている惑星が開いたギャップに、ポロイダル磁束が強く集中していることがわかります。磁場はまた、ギャップの内側と外側の端近くのより高密度のディスク領域で高速（ほぼ音速）の子午線ガス循環を駆動します。これは、高解像度の分子線観測を通じて観察できる可能性があります。ギャップは、周囲の密度の高い領域よりもイオン化されており、磁場と物質の結合が良好です。特に、分子イオンHCO$^+$の存在量がはるかに高く、よく研究されているAS209原始惑星系円盤のALMA観測と一致しており、顕著なギャップとローカル音速に達する高速子午面運動を持っています。最後に、熱化学が自己進化するには計算コストが高すぎる非理想的なMHDディスクでの惑星ギャップ開口部の将来の3Dシミュレーションに使用できる、ディスクの局所密度の関数として両極性およびオーミック拡散率のフィッティング式を提供します。磁気流体力学と一致しています。
ディープダイブ: NGC 4839 グループがコマ星団に陥るチャンドラ観測
| Title |
A_deep_dive:_Chandra_observations_of_the_NGC_4839_group_falling_into_the_Coma_cluster |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker_and_J._Runge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05419 |
構造形成の宇宙論的シミュレーションは、銀河団がグループ規模のシステムとの進行中の合併を通じて成長し進化し続けることを予測しています。これらの合体イベントの間、クラスター内媒質によって適用されるラム圧力は、落下するグループからガスを剥ぎ取り、剥ぎ取られたガスの大きなテールを形成するように作用し、最終的にメインクラスターの一部になります。この作業では、近くのコマ星団に陥るNGC4839グループの新しい深いチャンドラ観測の詳細な分析を提示し、ローカル宇宙の銀河団が成長し続ける方法を探索するユニークな機会を提供します。私たちの分析では、グループの先頭に寒冷前線の特徴があり、その前にマッハ数$\sim\!1.5ドル。尾部の表面輝度変動のパワースペクトルは、尾部の内側の$-2.35_{-0.06}^{+0.07}$から先頭の頭からの距離が増加するにつれて傾きが緩やかになることを示しています。$-1.37_{-0.07}^{+0.09}$テールの最も外側の部分。これらの値は、コルモゴロフ2Dパワースペクトルの勾配よりも浅く、熱伝導がテール全体で抑制されていることを示しています。これは、熱伝導が抑制されていない場合、通常は洗い流される長期にわたる小規模な乱流を可能にすることを示しています。尾部の表面の明るさの変動の特徴的な振幅は、マッハ数が0.1から0.5の範囲の穏やかなレベルの乱気流を示唆しており、Abell2142の落下グループで見つかったものと一致しています。
HSC イメージングにおける重力レンズ天体の調査 (SuGOHI)。 IX.強くレンズされたクエーサー候補の発見
| Title |
Survey_of_Gravitationally_Lensed_Objects_in_HSC_Imaging_(SuGOHI)._IX._Discovery_of_Strongly_Lensed_Quasar_Candidates |
| Authors |
James_H._H._Chan,_Kenneth_C._Wong,_Xuheng_Ding,_Dani_Chao,_I-Non_Chiu,_Anton_T._Jaelani,_Issha_Kayo,_Anupreeta_More,_Masamune_Oguri,_Sherry_H._Suyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05425 |
HSC-SSPDR4の画像データから新しいレンズ付きクエーサー候補を発見したことを報告します。MILLIQUASとAllWISEAGNの2つのカタログに加えて、SDSS分光カタログに基づくHSC($grizy$)およびunWISE($W1+W2$)測光データからのカラーカットを使用して、クエーサーソースを事前に選択しました。事前に選択されたクエーサー画像のカットアウトのラプラシアンと点広がり関数のラプラシアンの畳み込みにより、類似した色を持つ複数の点光源の存在を検索し、その結果、レンズ候補が1,652,329から234,424(14.2%)に減少しました。視覚的なバイナリ分類を行った後、6,199(0.4%)の潜在的なレンズを0から3のスケールで等級付けします。3はレンズを示し、0は非レンズを示します。最後に、グレード$G_{\rmav}$の162個のレンズ候補を取得し、18個の既知のレンズを復元します。光の分布を適合させ、既知の汚染物質を除去することにより、73の新しいシステムに少なくとも2つの点光源とその間にある銀河が含まれていることがわかりました。これらの新しく発見されたレンズ付きクエーサー候補の分光学的または高解像度イメージングのフォローアップにより、それらの性質をさらに確認することができます。
SOFIA/HAWC+ を使用した NGC 891 の磁場ジオメトリの調査
SOFIA/HAWC+154$\mu$mよく研究されているエッジオン銀河NGC891の遠赤外線偏波観測が分析され、秩序ある(平面)磁場と乱流磁場を持つ単純な円盤モデルと比較されます。円盤で観察される分数偏波の全体的な低振幅と狭い分散には、かなりの乱流と、平面を通る視線方向に沿った多数の乱流無相関セルが必要です。核のいずれかの側の長軸に沿ったより高い表面輝度領域は、偏光のさらなる減少を示し、ディスクモデルのらせん機能に接するビューと一致しています。核も同様の低い偏極を持っており、これはモデルの渦巻銀河と一致しません。このモデルでは、秩序化された磁場成分は、横向きのビューで核を通る視線に対してほぼ垂直になります。電波シンクロトロンによる正面向きの棒付きらせんの観測から得られた磁場ジオメトリを備えた棒付きらせんの形態を持つモデルは、データにはるかによく適合します。おそらく星形成によって引き起こされた吹き飛ばしのために、近赤外線偏光測定で見られる偏光ゼロ点と一致する円盤のある場所からハローに伸びる垂直フィールドの明確な証拠があります。私たちの観測では、ハローの他の場所で垂直磁場ジオメトリを検出できましたが、明確な兆候は見つかりませんでした。ハローのほこりの多い領域での平面フィールドと垂直フィールドの混合による偏光の減少は、私たちの観察を最もよく説明していますが、異常に重大な乱気流を除外することはできません。
散開星団 NGC 1027 の測光的および運動学的研究
| Title |
Photometric_and_Kinematic_study_of_the_open_cluster_NGC_1027 |
| Authors |
Apara_Tripathi,_Neelam_Panwar,_Saurabh_Sharma,_Brijesh_Kumar,_Shantanu_Rastogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05762 |
$UBV(RI)_c$とGaiaEarlyDataRelease3(EDR3)データを使用して、中間年齢の散開星団NGC1027の測光的および運動学的解析を提示します。この研究では、クラスターの中心、クラスターの範囲、赤み、年齢、距離などの構造的および基本的なパラメーターが推定されます。クラスターの中心は、以前に報告された中心から約2分離れたところにあります。半径は約8.00分角(2.65pc)と推定されています。固有運動GaiaEDR3データを使用して、クラスター半径の領域内の星のメンバーシップ確率が導出されました。クラスターの平均固有運動は$\sim$(-0.84,2.04)masyr$^{-1}$in(RA,DEC)であることがわかります。平均視差が0.892$\pm$0.088masの217個の最も可能性の高い(P$_\mu>$70\%)クラスターメンバーが見つかりました。これらのうち、160のメンバーが光学観測に対応しています。P$_\mu>$70\%を持つ星は星団半径の外にいくつか見られ、動的進化の痕跡を示しています。$UBV(RI)_c$フォトメトリとGaiaEDR3データを使用して、8.00分角以内で見つかった星団メンバーの色-色図と色-等級図が作成されました。これにより、赤くなっているE($B$-$V$)$\sim$0.36mag、年齢$\sim$130Myr、距離$\sim$1.14kpcが得られます。銀河団領域の質量関数の傾きは$\Gamma$$\sim$-1.46$\pm$0.15で、他の銀河散開星団と同様です。力学的研究は、質量分離効果につながるその内部領域にかすかな星が欠けていることを示しています。動的年齢とクラスター年齢の比較は、NGC1027が動的に緩和されたクラスターであることを示しており、質量分離がその動的緩和の痕跡である可能性があることを示唆しています。
ファジー暗黒物質は、近くの矮小不規則銀河の回転曲線に直面しています
| Title |
Fuzzy_dark_matter_confronts_rotation_curves_of_nearby_dwarf_irregular_galaxies |
| Authors |
Andr\'es_Ba\~nares-Hern\'andez,_Andr\'es_Castillo,_Jorge_Martin_Camalich,_Giuliano_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05793 |
ファジー暗黒物質(FDM)の実行可能性を現象論的に調査します。モデルの予測、特にダークマターハローの中心でのソリトンコアの形成に、「LITTLETHINGSin3D」カタログからの高解像度回転曲線の均一で堅牢なサンプルを使用して、これを行います。.これは、宇宙論研究に最適なベンチマークを提供する、孤立した暗黒物質が優勢な矮小不規則銀河のコレクションで構成されています。マルコフ連鎖モンテカルロ法に基づく統計的フレームワークを使用して、アクシオン質量、ソリトニックコアの質量、暗黒物質ハローの質量、およびその濃度パラメーターなどの関連パラメーターをかなり緩いセットで抽出できます。シミュレーションによって予測されるコアとハローの関係の実装を除いて、前もって。適合の結果は、モデルの予測に対してさまざまな診断を実行するために使用されます。FDMは、$m_a\approx2\times10^{-23}$eV付近に群がるさまざまな銀河から決定されたアクシオン質量を使用して、「3Dの小さなもの」カタログの回転曲線に優れた適合を提供します。しかし、私たちの分析には2つの大きな問題があります。まず、データは、ソリトンの予測と一致しないコアのプロパティのスケーリング関係に従います。この問題は、額面で$\gtrsim5\sigma$の重要性を持つコア半径-張力との質量関係で特に深刻です。2番目の問題は、データによって優先されるアクシオン質量についてFDMによって予測される線形パワースペクトルの強い抑制に関連しています。これは、サンプルの銀河数によって非常に保守的に制約される可能性があり、これは再び$5\sigma$を超える張力につながります。分析でバリオンの効果を推定し、観察によりモデルの緊張を緩和できるかどうかを議論します。
機械学習による無線形態学に基づく AGN レムナント候補の検索
| Title |
Finding_AGN_remnant_candidates_based_on_radio_morphology_with_machine_learning |
| Authors |
Rafael_I.J._Mostert,_Raffaella_Morganti,_Marisa_Brienza,_Kenneth_J._Duncan,_Martijn_S.S.L._Oei,_Huub_J.A._Rottgering,_Lara_Alegre,_Martin_J._Hardcastle,_and_Nika_Jurlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05813 |
レムナント電波銀河は、電波の大きな活動銀河核(AGN)の死期段階を表しています。残余の電波銀河の大規模なサンプルは、電波銀河のライフサイクルを定量化するために重要です。ラジオラウドAGNの残骸は、スペクトルインデックスに基づくラジオスカイサーベイで識別できます。ただし、これを新しい大規模で機密性の高い無線調査に適用すると、非常に時間がかかります。ここでは、レムナント候補の既存のサンプルでトレーニングされた教師あり機械学習を通じて、形態に基づいてAGNレムナントを見つけるために必要な目視検査の量を減らすことを目指しています。低周波ARray(LOFAR)Two-MetreSkySurvey2番目のデータリリース(LoTSS-DR2)からの、角度サイズが60秒角を超える4107の電波源のデータセットについて、「AGN残党候補」。対応するStokes-I画像から、すべての電波源の幅広い形態学的特徴を導き出しました。単純なソースカタログから派生したプロパティから、クラスタ化されたハラリックフィーチャ、および自己組織化マップ(SOM)から派生した形態学的特徴までです。「AGNレムナント候補」をまだ検査されていないソースから分離するために、ランダムフォレスト分類子をトレーニングしました。SOMから派生した機能と、ソースの合計対ピークフラックス比は、分類子にとって最も顕著なものであることが示されています。分類器からの肯定的な予測を持つソースの$31\pm5\%$は、目視検査で「AGNレムナント候補」とラベル付けされると推定されますが、「AGNレムナント候補」の$95\%$信頼区間の上限は$8\%$での負の予測。肯定的な予測のみを目視検査することで、目視検査を必要とする電波源の数が$73\%$削減されます。
大質量星形成における高度に構造化された乱流：進化した赤外線暗雲 G35.20-0.74 N
| Title |
Highly_structured_turbulence_in_high-mass_star_formation:_an_evolved_infrared_dark_cloud_G35.20-0.74_N |
| Authors |
Chao_Wang_and_Ke_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05827 |
コンテクスト。大質量星は、超音速の乱流環境で形成されると一般に考えられています。しかし、最近の観察結果は、この伝統的な見方に異議を唱えています。オリオン分子雲と赤外線暗黒雲G35.39の高空間分解能とスペクトル分解能の観測は、分解能に依存する乱気流を示しており、大質量星はこれらの雲の亜音速から遷音速コアでのみ形成されていることが示されています。これらの研究は、大質量星形成における乱気流の役割の再評価を要求しています。ねらい。典型的な大質量星形成領域G35.20-0.74Nの乱流を、熱ジーンズの長さを解決するのに十分な空間分解能と熱線幅を解決するスペクトル分解能で研究することを目的としています。メソッド。アルマ望遠鏡のダスト連続体放出を使用してフラグメンテーションを解決し、JVLA1.2cm連続体を使用してイオン化ガスを追跡し、JVLANH3(1,1)から(7,7)への反転遷移線を使用して線幅、温度、およびダイナミクスを追跡します。これらの線を当てはめ、チャネル幅、熱圧、および速度勾配による線の広がりを除去して、固有乱流のきれいなマップを取得します。結果。(1)G35.20の乱流は全体的に超音速であり、マッハ数の平均値と中央値はそれぞれ3.7と2.8であることがわかります。(2)マッハ数は、0.1pcスケールで6～7から0.01pcスケールで中央コアに向かって<3に減少します。(3)中央のALMAコアは、ホストフィラメントから切り離されているように見えます。これは、反対の速度勾配と乱流の大幅な減少によって明らかです。G35.20では激しい星形成活動が行われているため(比較的若く静止しているIRDCG35.39と比較して)、超音速乱流は原始星の流出によって補充される可能性があります。したがって、G35.20は、IRDCG35.39の進化形を表しています。大質量星形成の初期条件における乱流の役割をさらに調査するために、IRDCのサンプルのさらなる観測が強く求められています。
暗黒物質の $\mu$ 変形モデルからの新しい変形ハイゼンベルグ代数
| Title |
New_Deformed_Heisenberg_Algebra_from_the_$\mu$-Deformed_Model_of_Dark_Matter |
| Authors |
A.M._Gavrilik,_I.I._Kachurik,_A.V._Nazarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05840 |
最近、$\mu$変形熱力学を利用した暗黒物質のモデル化への$\mu$変形ベースのアプローチが、銀河のハロー密度プロファイルと多数の(dwarfまたはlow)の回転曲線の研究に拡張されました。明るさ)銀河。その目標のために、Lane-Emden方程式(LEE)の$\mu$変形類似物が提案され、密度プロファイルを記述するそれらの解が得られました。同じ解を持つ$\mu$変形LEEには一見異なる2つのバージョンがあるため、それらの同等性を扱います。後者の性質から、位置演算子と運動量演算子の新しい、かなり変わった$\mu$変形ハイゼンベルグ代数(HA)を導出し、$\mu$-HAをいくつかの可能な形式(それぞれ$\mu\で)で示します。to0$は通常のHAを回復します)。新しい$\mu$-HAに関連する一般化された不確実性関係が研究され、最大長と最小長の両方と運動量の4倍体の出現を含む興味深い意味が含まれています。
巨人を追って Ⅱ． hCOSMOS サーベイからの過去 60 億年にわたる塵の多い静止銀河の進化
| Title |
In_pursuit_of_giants:_II._Evolution_of_dusty_quiescent_galaxies_over_the_last_six_billion_years_from_the_hCOSMOS_survey |
| Authors |
Darko_Donevski,_Ivana_Damjanov,_Ambra_Nanni,_Allison_Man,_Marika_Giulietti,_Michael_Romano,_Andrea_Lapi,_Desika_Narayanan,_Romeel_Dav\'e,_Irene_Shivaei,_Jubee_Sohn,_Junais,_Lara_Pantoni,_and_Qi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05842 |
星形成を消滅させた後の銀河の星間物質(ISM)の存在量の変化を定量化することは、銀河の進化の重要な側面ですが、局所宇宙を超えて制約を受けることはほとんどありません。hCOSMOS分光調査の一環として、$0.1<z<0.6$で観測された548個の静止銀河のダスト関連特性を特徴付けます。これは、中間赤方偏移の静止銀河の最大のサンプルであり、塵、金属、星の共進化が推定されています。特定のダスト質量($M_{\rmダスト}$/$M_{\rm\star}$)など、銀河のダストライフサイクルの重要なマーカーとガス金属性($Z_{\rmガス}$)、消滅からの時間($t_{\rmクエンチ}$)、恒星の年齢とサイズ。$M_{\rmダスト}/M_{\rm\star}$の大きな散乱($\sim2$桁)の重要な要因が形態であることを発見しました。天体の星形成の歴史をモデル化することで、消光後のタイムスケールの広い動的範囲を導き出します($60\:\rmMyr<t_{\rmクエンチ}<3.2\:\rmGyr$)。$M_{\rmダスト}/M_{\rm\star}$は、最近クエンチされた系($t_{\rmクエンチ}<500$Myr)で最も高いことがわかりますが、そのさらなる進化は、さまざまな時間スケールでの長期にわたる粉塵形成または除去のための多様な経路の結果。私たちのデータは、ISMでのダストの成長を含むSIMBA宇宙論シミュレーションと化学モデルによってよく再現されています。このプロセスはダストの多い静止銀河ではよく見られるが、$\sim15\%$の天体は外部からのダストの獲得の兆候を示しており、おそらく小規模な合体によるものである。私たちの結果は、タイムスケール$0.5-1\:\rmGyr$でのダスト生成の長期化を強く示唆しています。これは、中間赤方偏移のダストに覆われた静止銀河では、たとえガス貯留層がひどく使い果たされていても(すなわち、低温ガス分率$<1-5\%$)。
高赤方偏移星団 PSZ2 G091.83+26.11 の拡散電波放射: 1 ～ 4 GHz の超大型アレイによる全強度および偏波解析
| Title |
The_diffuse_radio_emission_in_the_high-redshift_cluster_PSZ2_G091.83+26.11:_total_intensity_and_polarisation_analysis_with_Very_Large_Array_1-4_GHz_observations |
| Authors |
G._Di_Gennaro,_M._Br\"uggen,_R.J._van_Weeren,_A._Simionescu,_G._Brunetti,_R._Cassano,_W.R._Forman,_M._Hoeft,_A._Ignesti,_H.J.A._R\"ottgering_and_T.W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05893 |
z=0.822でPSZ2G091.83+26.11の特殊なケースを提示します。このクラスターは、Mpcスケールの電波ハローと細長い電波源をホストします。クラスター内媒体(ICM)分布およびクラスター中心に対する位置は、単純な合併シナリオとは一致しません。1～4GHzのVLAデータを使用して、拡散電波放射のスペクトルおよび偏光特性を調べます。これらを、120～168MHz帯域のLOFARおよび250～500および550～900MHzのuGMRTから以前に公開されたデータと組み合わせます。また、星団の熱放射と非熱放射を比較するために、チャンドラのX線観測で電波データを補完します。細長い電波放射は3.0GHzまで可視であり、統合されたスペクトルインデックスは$-1.24\pm0.03$で、$-0.89\pm0.03$から$-1.39\pm0.03$に急勾配になっています。これらの値は、マッハ数$\mathcal{M}_{\rmradio,int}=3.0\pm0.19$および$\mathcal{M}_{\rmradio,inj}=2.48\pm0.15$に対応します。チャンドラのデータは、電波源の位置で表面の明るさの不連続性を示しています。圧縮率は$\mathcal{C}=2.22^{+0.39}_{-0.30}$(つまり、$\mathcal{M}_{\rmX線}=1.93^{+0.42}_{-0.32}$)。また、ソースがGHz周波数で偏極していることもわかります。$\sim0.2$の固有偏光分数、$\sim50~{\rmrad~m^{-2}}$の回転測定(銀河の寄与を含む)、および$\sim60~の外部偏光解消を推定します。{\rmrad~m^{-2}}$.$B$ベクトルは、磁場圧縮を示唆するソースの長軸と整列しています。したがって、このソースをラジオの遺物として分類します。また、非熱放出と熱放出の間の線形/超線形相関も見られます。遺物の位置と向きを説明するために、軸外の合併および/または複数の合併イベントを提案します。無線レリックの特性を考えると、PSZ2G091.83+26.11はかなり新しい合併状態にあると推測されます。
化学反応速度論を用いた AGB 流出における化学の感度研究
AsymptoticGiantBranch(AGB)星は、恒星風の形で大量の質量を放出し、広大な星周エンベロープ(CSE)を作成します。比較的高い密度と低温の理想的な組み合わせにより、CSEは豊富な天体化学研究所として機能します。{AGB流出の化学構造は、特定の物理的設定についてモデル化および詳細に分析されていますが、化学的存在量に対する物理的環境の変化の影響に関する理解が不足しています.化学の複雑さを考えると、物理パラメーター空間のニュアンスを理解するには、体系的な感度研究が必要です。これは、シミュレーションと観測に関連する不確実性を推定するために重要です。この作業では、さまざまな流出密度と温度プロファイルが化学に与える影響に関する最初の感度研究を提示します。化学動力学モデルを使用して、物理パラメーターの特定の不確実性を考慮して、存在量の不確実性について報告します。}さらに、親種の分子エンベロープの範囲を分析し、調査結果を観察研究と比較します。CSE全体の物理パラメータの違いが化学に与える影響をマッピングすることは、観察研究の強力な助けとなります。
活動銀河核のサブpc領域における多相ガスの性質 I: ダストとダストフリーのアウトフローの力学構造
| Title |
Multi-phase_gas_nature_in_the_sub-pc_region_of_the_active_galactic_nuclei_I:_Dynamical_structures_of_dusty_and_dust-free_outflow |
| Authors |
Yuki_Kudoh,_Keiichi_Wada,_Nozomu_Kawakatu,_Mariko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05950 |
超大質量ブラックホール$10^7M_\odot$とボロメトリック光度$10^{44}$ergに関連付けられた活動銀河核(AGN)における放射線駆動のサブpcスケールのアウトフローについて、ダストとダストのないガスのダイナミクスを調査しました。s$^{-1}$は、2次元放射流体力学シミュレーションに基づいています。幾何学的に薄い円盤の内側部分($r\lesssim0.04$pc)から、放射線によって駆動される「蓮のような」マルチシェルアウトフローが発生し、質量降着が円盤を通じて継続するにつれて、衝撃が繰り返し着実に発生します。センターへ。ダストの昇華半径の形状は球形ではなく、ディスク平面からの角度($\theta$)に依存し、非球形の放射場と不均一な無塵ガスを反映しています。さらに、$\theta\sim20$-$60$degの昇華半径は、数年の時間スケールで変化することがわかりました。「流入誘起流出」は、サブpc領域の核の不明瞭化に寄与します。無塵ガスの柱密度は$N_{\rmH}\gtrsim10^{22}$cm$^{-2}$for$r\lesssim0.04$pc.円盤面付近($\theta\lesssim30$度)のガスは、最近のX線観測によって示唆されたコンプトン厚成分の起源である可能性があります。AGNsサブpc領域からのほこりの多い流出は、大規模な放射線駆動噴水の材料源にもなり得ます。
宇宙で最も孤独な銀河: 虚無銀河の形態に関する GAMA と GalaxyZoo の研究
| Title |
The_Loneliest_Galaxies_in_the_Universe:_A_GAMA_and_GalaxyZoo_Study_on_Void_Galaxy_Morphology |
| Authors |
Lori_E._Porter_(Louisville),_Benne_W._Holwerda_(Louisville),_Sandor_Kruk_(MPE/ESA),_Maritza_Lara-L\'opez_(Madrid),_Kevin_Pimbblet_(Hull),_Christopher_Henry_(Louisville),_Sarah_Casura_(Hamburg),_and_Lee_Kelvin_(Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05999 |
宇宙の大規模構造(LSS)は、銀河のフィラメント、巻きひげ、空隙で構成されています。宇宙の体積の大部分は、これらのボイドによって占められています。これらのボイドは、密度の低い領域として存在しますが、空の領域ではありません。これらのボイド内にある銀河は、宇宙で最も孤立した天体の一部であると予想されています。この研究は、GalaxyandMassAssembly(GAMA)およびGalaxyZooサーベイを使用して、ボイドギャラクシーとフィールド(フィラメントおよび巻きひげ)ギャラクシーの基本的な物理的特性と形態を調査することを目的としています。恒星質量$9.35<log(M/M_\odot)<11.25$のボイド銀河を使用し、このサンプルは0<z<0.075と$0.075<z<0.15$という2つの赤方偏移制限領域を識別することによって分割されます。GAMAとGalaxyZooからのフィールド銀河のサンプルで同等の天体を見つけるために、私たちはボイド銀河の「双子」を、Mの$\pm$0.05dexと$\pm$0.15dexおよび特定の星形成率内のフィールド銀河として識別します。Kolmogorov-Smirnov(KS)検定を使用して、結果の統計的有意性を判断します。空の銀河は、フィールド銀河とは対照的に、円盤が支配的であり、主に丸いバルジを持っていることがわかります(ギャラクシーズーの市民科学者の50%以上がバルジの存在に同意しています)。
X線連星の高分解能分光法
X線連星は、広範囲の降着過程で短い変動時間スケールを持つ明るい局所源として、高解像度X線分光法の理想的なターゲットを表しています。この章では、ブラックホールと中性子星に焦点を当てて、X線連星の高解像度X線スペクトルの展望を示します。この章の大部分は、降着円盤風による質量放出の観測的および理論的特徴に専念しています。それらの外観(X線スペクトルでの可視性を決定する光イオン化および熱力学的プロセスの概要を含む)とそれらのライフサイクル(努力を含む)について説明します。時間依存の質量損失率を制限するため)、文献で検討されている主要な降着円盤風駆動メカニズムの広範な概要を提供します。ディスクまたはその大気中。(2)熱駆動。外側の降着円盤のコンプトン加熱により、ガスの熱速度が局所的な脱出速度を超えます。(3)磁気流体力学的プロセスでは、磁気圧力勾配または磁気遠心効果を介してガスがディスクから放出される可能性があります。次に、相対論的にぼやけた輝線から傾斜源、塊状の構造化された星風、およびバリオンジェットまで、降着システムのジオメトリに対する分光学的制約に目を向けます。星間物質の測定と、X線連星の次世代高分解能X線分光法の可能性についての議論で締めくくります。
回転する中性子星の海洋におけるモード振動の計算を再検討します。これは、熱核X線バースト中に励起される可能性があります。海洋モードに関する現在の理論的理解は、地球物理学で一般的に使用されている従来の近似に大きく依存しています。この近似は、コリオリの力からの垂直方向の寄与を無視することにより、摂動問題の半径方向セクターと角度セクターをエレガントに分離します。ただし、その根底にある暗黙の仮定が本来あるべきほど十分に理解されていないため、従来の近似を調べて、関連するモードソリューションについて説明します。結果は、近似は特定の状況では適切かもしれないが、急速に回転する中性子星に対しては正確ではないかもしれないことを示しています。さらに、浅海近似を使用して、rモードに似た解が中性子星の海でどのように性質を変化させ、重力波のように振る舞うかを分析的に示します。また、浅い海でのニュートンの結果を一般相対性理論に持ち上げて、結果をより現実的なものにするための簡単な処方箋についても概説します。
| Title |
Observing_Supernova_Neutrino_Light_Curves_with_Super-Kamiokande._IV._Development_of_SPECIAL_BLEND:_a_New_Public_Analysis_Code_for_Supernova_Neutrinos |
| Authors |
Akira_Harada,_Yudai_Suwa,_Masayuki_Harada,_Yusuke_Koshio,_Masamitsu_Mori,_Fumi_Nakanishi,_Ken'ichiro_Nakazato,_Kohsuke_Sumiyoshi_and_Roger_A._Wendell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05437 |
超新星ニュートリノは、超新星の内部に関する情報を提供する非常に貴重な信号です。近くの超新星はいつでも発生する可能性があるため、将来の超新星ニュートリノ観測への備えが急務です。超新星ニュートリノの迅速な解析のために、新しい解析コード「地球ニュートリノ検出器における解析的後期バースト光曲線の洞察に基づく超新星パラメータ推定コード(SPECIALBLEND)」を開発しました。このコードは、原始中性子星の冷却段階からの超新星ニュートリノの解析モデルに基づいて、超新星のパラメータを推定します。コミュニティが簡単に利用できるように、このコードは公開されており、Web環境で簡単に実行できます。SPECIALBLENDは、以前の論文で開発した分析パイプラインよりも優れたパラメーターを推定できます。SPECIALBLENDを使用することで、$\sim20\,{\rmkpc}$および$\sim60\,{\rmkpc}$(大マゼラン雲を含む)まで$10\%$の精度で超新星パラメータを推定できます。それぞれスーパーカミオカンデとハイパーカミオカンデで。
| Title |
CAvity_DEtection_Tool_(CADET):_Pipeline_for_automatic_detection_of_X-ray_cavities_in_hot_galactic_and_cluster_atmospheres |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_Pl\v{s}ek,_Norbert_Werner,_Martin_Topinka,_Aurora_Simionescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05457 |
ジェットで膨張したX線空洞の研究は、熱い銀河大気のエネルギー論と無線機械AGNフィードバックに対する強力な洞察を提供します。X線空洞の体積を推定することにより、総エネルギーと、その膨張に必要な対応する機械的ジェット出力も導き出すことができます。しかし、それらの全範囲を適切に推定することは自明ではなく、バイアスがかかりやすく、質の低いデータではほとんど不可能であり、これまでのところ科学者によって手動で行われてきました.生のチャンドラ画像からX線空洞のサイズを検出および推定するために開発された、空洞検出ツール（CADET）と呼ばれる新しい自動機械学習パイプラインを紹介します。パイプラインは、ピクセル単位のキャビティ予測を生成するようにトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークと、予測を個々のキャビティに分解するDBSCANクラスタリングアルゴリズムで構成されます。畳み込みネットワークは、実際のノイズの多いチャンドラのような画像に似るようにシミュレートされた初期型銀河の模擬観測を使用してトレーニングされました。ネットワークの性能は、89%の真陽性率で14%の平均空洞体積エラーを取得するシミュレーションデータでテストされています。X線空洞が挿入されていないシミュレートされた画像では、5%の偽陽性率が得られます。実際のチャンドラ画像に適用すると、パイプラインは、近くの初期型銀河の既知のX線空洞100個のうち91個と、選択した銀河団の14個の空洞すべてを復元しました。それに加えて、CADETパイプラインは、初期型銀河と銀河団(IC4765、NGC533、NGC2300、NGC3091、NGC4073、NGC4125、NGC4472、NGC5129)の大気中に8つの新しい空洞ペアと、多数の潜在的な空洞候補を発見しました。
歳差運動降着円盤が明らかにしたX線連星の垂直風構造
| Title |
Vertical_wind_structure_in_an_X-ray_binary_revealed_by_a_precessing_accretion_disk |
| Authors |
P._Kosec,_E._Kara,_A._C._Fabian,_F._F\"urst,_C._Pinto,_I._Psaradaki,_C._S._Reynolds,_D._Rogantini,_D._J._Walton,_R._Ballhausen,_C._Canizares,_S._Dyda,_R._Staubert,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05490 |
ブラックホールや中性子星への物質の降着は、多くの場合、コンパクトな天体を取り巻く環境に大きな影響を与える流出の開始につながります。超大質量ブラックホールでは、これらの流出はホスト銀河全体の進化を左右するほど強力である.、熱照射、またはそれらの組み合わせ。中央のコンパクトな天体の近くで生成された円盤風を研究する重要な手段は、X線吸収線分光法によるものです。これにより、単一の視線に沿って流出特性を調べることができますが、通常、地球規模の3D円盤風構造に関する情報はほとんど提供されません。打ち上げメカニズムと総風力エネルギー予算を理解するために不可欠です。ここでは、HerculesX-1を調べます。これは、約35日間の周期で歳差運動をする歪んだ降着円盤を備えた、ほぼ真横にある独特のX線連星です。この円盤の歳差運動により、イオン化された流出によって中性子星への視線が変化します。歳差運動フェーズで時間分解X線分光法を実行し、降着円盤上のより高い高度で視線が風を徐々にサンプリングするにつれて、風柱密度の3桁の大幅な減少を検出します。風は上向きに上昇し、中性子星から離れて膨張するにつれて、より塊になります。歪んだ円盤の形状をモデル化して、風の特性の2Dマップを作成します。降着円盤風の垂直構造のこのユニークな測定により、3Dグローバルシミュレーションと直接比較して、流出の発射メカニズムを明らかにすることができます。
ガンマ線を放出する電波銀河の一般的な物性
| Title |
General_Physical_Properties_of_Gamma-Ray-emitting_Radio_Galaxies |
| Authors |
Yongyun_Chen,_Qiusheng_Gu,_Junhui_Fan,_Xiaoling_Yu,_Nan_Ding,_Dingrong_Xiong,_Xiaotong_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05551 |
10年間のデータ(4FGL-DR2)の後にフェルミ衛星によって検出された既知の赤方偏移を持つ電波銀河を研究します。1ゾーンレプトンモデルを使用して、これらの電波銀河の準同時多波長データに適合し、導出された物理パラメーターの分布をブラックホール質量と降着円盤の光度の関数として研究します。主な結果は以下のとおりです。(1)ほとんどの電波銀河のジェット運動力は、カーブラックホールを取り囲むADAFに基づくハイブリッドジェットモデルで説明できることがわかりました。(2)赤方偏移を除いた後、放射ジェットのパワーと降着円盤の光度との間には有意な相関があるが、ジェットの運動パワーは降着円盤の光度と弱い相関がある。(3)逆コンプトン光度とシンクロトロン光度の間にも有意な相関関係があることがわかりました。電波銀河の相関の傾きは、シンクロトロン自己コンプトン(SSC)プロセスと一致しています。この結果は、電波銀河の高エネルギー成分がSSCプロセスによって支配されていることを示唆している可能性があります。
Chandra と NuSTAR によって解決された M81* の X 線変動
低光度の活動銀河核(LLAGN)の理解が進んでいるにもかかわらず、熱い降着流における放射とフレア/アウトバーストのメカニズムに関する基本的な詳細はまだほとんどわかっていません。$L_{\rmbol}\sim10^{-5}L_{\rmEdd}$である近くのLLAGNM81*のアーカイブチャンドラとNuSTARX線データを体系的に分析しました。X線の光度曲線とスペクトル特性の詳細な研究を通じて、べき法則形状のX線連続体放出は、高温降着流内の逆コンプトン散乱に由来する可能性が高いことがわかりました。いて座A*とは対照的に、M81*ではフレアはまれです。低振幅の変動は、軟X線バンド(振幅は通常$\lesssim2$)でのみ観測できます。正弦波状および準周期的モデルを含む、いくつかの単純なモデルがテストされます。いて座A*、M31*、M81*のフレア特性の劇的な違いの比較に基づいて、降着速度とブラックホール質量の両方の違いを考慮すると、LLAGNのフレアは普遍的に理解できることがわかりました。磁気流体力学モデルで。
ジッタリングジェット爆発機構（JJEM）のフレーム内の中性子星とブラックホールの質量ギャップ
| Title |
The_neutron_star_to_black_hole_mass_gap_in_the_frame_of_the_jittering_jets_explosion_mechanism_(JJEM) |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05705 |
新しく生まれた中性子星(NS)が降着する物質の確率的に変化する角運動量成分と一定の角運動量成分の両方を組み込んだコア崩壊超新星(CCSNe)のジッタリングジェット爆発メカニズム(JJEM)のフレームにおもちゃのモデルを構築します。運動量成分と、JJEMがNSとブラックホール(BH)の間の~2.5-5Moの質量ギャップを説明できることを示しています。角運動量のランダム成分は、崩壊後の不安定性によって増幅される崩壊前のコア対流変動に起因します。固定角運動量成分は、崩壊前のコアの回転から生じます。ゆっくりと回転する崩壊前のコアの場合、確率的な角運動量の変動は、あらゆる方向に変化する角運動量軸を持つNSの周りに断続的な降着円盤(またはベルト)を形成します。断続的な降着円盤/ベルトは、コア物質を早い段階ですべての方向に放出するジェットをすべての方向に発射するため、NSの残骸が残ります。急速に回転する崩壊前のコアは、崩壊前のコアの回転とほぼ同じ角運動量軸を持つ降着円盤を形成します。NSはこの軸に沿ってジェットを発射するため、ジェットは赤道面領域を避けます。流入するコア物質は、赤道面から中心天体に供給し続け、NS質量を増加させてBHを形成します。ゆっくりとした崩壊前コア回転から急速な崩壊前コア回転への狭い遷移、すなわち、効率的なジェットフィードバックメカニズムから非効率的なジェットフィードバックメカニズムは、まばらに人口の多い質量ギャップを説明します。
異なる状態方程式の下で中性子星連星合体によるキロノバの光度関数
| Title |
The_luminosity_functions_of_kilonovae_from_binary_neutron_star_mergers_under_different_equation_of_states |
| Authors |
Chunyang_Zhao_(NAOC),_Youjun_Lu_(NAOC),_Qingbo_Chu_(NAOC),_and_Wen_Zhao_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05779 |
連星中性子星(BNS)の合体によって生成されるキロノバエは、地上の重力波検出器からのアラートを使用した時間領域調査によって検出される重要な一時的なイベントです。これらのキロノバの観測特性は、合体過程に含まれる物理過程と中性子星(NS)の状態方程式(EOS)に依存します。この論文では、キロノバ光度のBNS合体のパラメータへの依存性を調査し、u-、g-、r-、i-、y-、およびz-でのキロノバピーク光度（KLF）の分布関数を推定します。キロノバの包括的な半分析モデル（GW170817の観測によって較正された）、宇宙BNSの人口合成モデル、および数値シミュレーションによって予測されたBNS合体の噴出物特性を採用することにより、バンドのNSEOSへの依存性と同様に.キロノバ光度曲線はBNS特性とNSEOSの両方に依存し、考慮されたバンドでのKLFはバイモーダルであり、明るい成分は主に総質量$\lesssim3.2M_\odot$/$2.8M_のBNS合併によって寄与されることがわかります。\odot$とより暗い成分は主に、硬い/柔らかい(DD2/SLy)EOSを仮定することにより、総質量$\gtrsim3.2M_\odot$/$2.8M_\odot$を持つBNSの合併によって寄与されました。KLFの明るい成分でのキロノバの放出は、主にBNS合体の残骸による風噴出物からの放射によるものであり、一方、KLFの暗い成分でのキロノバの放出は、主にBNS合併。
高度にイオン化された重元素の現実的な不透明度を持つ初期キロノバの多様性
| Title |
Diversity_of_early_kilonova_with_the_realistic_opacities_of_highly_ionized_heavy_elements |
| Authors |
Smaranika_Banerjee,_Masaomi_Tanaka,_Daiji_Kato,_Gediminas_Gaigalas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05810 |
LaからRa(Z=57-88)までのすべての元素の原子不透明度を導き出し、状態V-XIにイオン化することによって、中性子星合体による初期(t<1日)のキロノバを調べます。開いたf殻を持つ元素(ランタニドなど)の高温での不透明度は非常に高く、T~70,000Kでラムダ<1000Aでkappa_{exp}~10^4cm2/gに達します。開いたd、p、およびsシェルを持つ要素の同じ温度と波長は、それぞれkappa_{exp}~1cm2/g、0.1cm2/g、および0.01cm2/gに達します。新しい不透明度データセットを使用して、中性子星合体噴出物に期待されるさまざまな組成と密度構造の初期キロノバを導き出します。ランタニドに富む噴出物のボロメータ光度は、明確な特徴を示し、ランタニドを含まない噴出物よりも暗いです。Kasenらの結果と一致して、初期の光度は薄い外層の存在によって抑制されます。(2017)およびBanerjeeら。（2020）。100Mpcの光源に対するSwiftUVOTフィルターと光学g、r、i、zフィルターの初期の明るさは、t~0.1日で、それぞれ~22-20magと~21-19magです。このようなキロノバは、ULTRASAT、UVEX、DORADOなどの今後のUV衛星や、VeraRubinObservatoryなどの今後の調査の理想的なターゲットです。ランタニドを含む場合と含まない場合のボロメータ光度曲線を再現するための灰色の不透明度は、約1～20cm2/gおよび約0.8～1cm2/gであることをお勧めします。
裸の特異点の天体物理学的クローキング
大規模な裸の特異点は、降着物質によって覆われているため、遠くの観測者には、星や惑星とは異なり、液体の不透明な\mbox{(quasi-)}球面のように見える場合があります。ここでは、球対称の裸の特異点の広いクラスの周りの大気を浮上させるための分析ソリューションを提示します。そのような大気は、ゼロ重力半径を持ち、物質の通常の保存則を持つ(修正)重力理論の解であるすべての時空で構築できます。その密度は無重力半径でピークに達し、大気流体は重力のみによって特異点への落下を防いでいます。天体物理学の文脈では、周囲の物質が特異点に降着することにより、非常に短い時間で不透明な大気が形成されます。AGNの中心的なエンジンである特異点の年。
活動銀河核における時間遅延推定へのガウス過程相互相関アプローチ
| Title |
A_Gaussian_process_cross-correlation_approach_to_time_delay_estimation_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
F._Pozo_Nu\~nez,_N._Gianniotis,_K._L._Polsterer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05536 |
活動銀河核(AGN)の残響マッピング(RM)のコンテキストで時間遅延を推定する確率的相互相関アプローチを提示します。従来の補間相互相関法を、遅延の事後分布を提供する統計的に原理に基づいたモデルとして再定式化します。この方法では、観測されたAGN光曲線のモデルとしてガウス過程を採用しています。数学的形式について説明し、シミュレートされた光度曲線と利用可能なRM観測の両方を使用して新しいアプローチを示します。提案された方法は、観測ノイズと光度曲線の不均一なサンプリングを説明する遅延の事後分布を提供します。この機能により、その不確実性を完全に定量化し、ブラックホールの質量など、依存する物理量のその後の計算にそれを伝播することができます。サンプル外の予測を提供するため、モデルを選択することができ、3つ以上のライトカーブの結合事後遅延を計算できます。私たちの定式化の多くの利点とその適用の単純さのために、私たちの方法はRMの専門コミュニティだけでなく、相互相関分析が実行されるすべての分野で支持されると予想しています.JuliaGPCCパッケージの一部として、アルゴリズムとそのアプリケーションの例を提供します。
インドにおける天体物理学の国際協力の一端
天文学と天体物理学は、天体を扱う観測科学です。AryabhattaResearchInstituteofObservationalSciences(ARIES)は、天文学と天体物理学の主要機関の1つであり、この分野で多大な貢献をしてきました。間違いなく、インドは30メートル望遠鏡(TMT)など、天文学と天体物理学の分野におけるいくつかのメガサイエンスプロジェクトの一部です。平方キロメートルアレイ(SKA)およびレーザー干渉計重力波天文台(LIGO)プロジェクト。メガサイエンスプロジェクトへのインドの関与の高まりは、その科学技術の展望にプラスの影響をもたらしました。天体物理学の分野で国際協力が必要であることを示すために、そのような協力がいくつか言及されています。
「スペースジャンク」としても知られるスペースデブリは、SpaceXのCrewDragonや国際宇宙ステーションなどの有人宇宙船を含むすべての宇宙探査活動に重大な課題をもたらします。宇宙の破片の量は急速に増加しており、重大な環境問題を引き起こしています。地球周回軌道上でのスペースデブリの捕獲メカニズムについては、接触・非接触の捕獲方法など、さまざまな研究・研究が行われています。電気通信、天気予報、高速インターネット、GPSなどのテクノロジーの進歩は社会に恩恵をもたらしてきましたが、それらの不適切で計画外の使用はがれきの発生につながっています。増加するデブリは、国際宇宙ステーション、シャトル、および高価値衛星との衝突の脅威をもたらし、地球の軌道のさまざまな部分に存在し、サイズ、形状、速度、および質量が異なります。その結果、スペースデブリを捕獲して除去することは困難な作業です。このレビュー記事では、スペースデブリの統計と仕様の概要を説明し、進行中の軽減戦略、予防措置、およびデブリの除去と発生を防止するための法定ガイドラインに焦点を当て、宇宙機関と関連企業に対するスペースデブリの被害の深刻な問題を強調しています。
太陽周期から離れたIBEXリボン構造の調査
強化された高エネルギー中性原子(ENA)放出のリボンは、2009年に星間境界探査機(IBEX)によって発見され、太陽圏境界と星間界面で発生する物理プロセスの理解を再定義しました。リボン信号は、空全体に広がるグローバル分布フラックス(GDF)の信号と絡み合っています。リボンの分離方法により、基になるGDFとは無関係にその進化をある程度調べることができました。完全な太陽周期にわたる観測により、リボンの進化する性質が明らかになり、SW-ENAリサイクルプロセスを説明する数年の遅れの後、強度変動が太陽風(SW)構造の変動を厳密に追跡しています。この作業では、リボン構造、つまり、2009年と2019年の2年間のENAフラックス、角度範囲、幅、円形度の特性を調べます。これは、隣接する2つの太陽周期の衰退期を表しています。(i)リボンのENAフラックスは、機首方向とその南で~25{\deg}(1.7keV未満のエネルギーの場合)まで回復し、黄道中高緯度では回復していないことがわかります。(ii)リボンの幅は、方位角の関数として大きな変動性を示します。(iii)円形分析は、2019年のリボンが2009年の半径と統計的に一致する半径を示すことを示唆しています。リボンの部分的な回復は、最も近い点がノーズ領域の南側にある太陽圏のコンセンサスと一致しています。2009年と比較して2019年の方位角の関数としてのリボン幅の大きな変動は、リボン内の小規模なプロセスを示している可能性があります。
褐色矮星の長期 4.6$\mu$m 変動性と褐色矮星の連星候補を特定するための新しい手法
| Title |
Long-term_4.6$\mu$m_Variability_in_Brown_Dwarfs_and_a_New_Technique_for_Identifying_Brown_Dwarf_Binary_Candidates |
| Authors |
Hunter_Brooks,_J._Davy_Kirkpatrick,_Aaron_M._Meisner,_Christopher_R._Gelino,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Federico_Marocco,_Adam_C._Schneider,_Jacqueline_K._Faherty,_S.L.Casewell,_Yadukrishna_Raghu,_Marc_J._Kuchner,_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05630 |
近くにある361個の褐色矮星のサンプルを使用して、10年以上のタイムスケールでの大規模な回転変調または大規模な長期変化を示す4.6$\mu$mの変動性を検索しました。私たちの調査結果は、\textit{Spitzer}ch2または\textit{WISE}W2フォトメトリに統計的に有意な変動性を示していません。\textit{Spitzer}の場合、ch21$\sigma$の限界は、11.5等の天体で$\sim$8mmag、16等の天体で$\sim$22mmagです。これは、11.5等で4.5$\%$、16等で12.5$\%$を超える変動がないことに相当します。高度に変化する褐色矮星は非常にまれであり、以前に発表された少なくとも2つの例では、80mmagを超えると4.6$\mu$mの変動性があることが示されている.データを分析しながら、\textit{Spitzer}データで褐色矮星連星候補を特定するための新しい手法も開発しました。既知のバイナリには、アパーチャフラックス測定値より一貫して暗いIRACch2PRF(点応答関数)フラックス測定値があることがわかります。このようなPRF対開口フラックスの違いを示す59の天体を特定したため、優れた連星褐色矮星の候補です。
AU Mic I での 7 日間の多波長フレア キャンペーン: 高時間分解能光度曲線と熱経験的ノイパート効果
| Title |
A_Seven-Day_Multi-Wavelength_Flare_Campaign_on_AU_Mic_I:_High-Time_Resolution_Light_Curves_and_the_Thermal_Empirical_Neupert_Effect |
| Authors |
Isaiah_I._Tristan,_Yuta_Notsu,_Adam_F._Kowalski,_Alexander_Brown,_John_P._Wisniewski,_Rachel_A._Osten,_Eliot_H._Vrijmoet,_Graeme_L._White,_Brad_D._Carter,_Carol_A._Grady,_Todd_J._Henry,_Rodrigo_H._Hinojosa,_Jamie_R._Lomax,_James_E._Neff,_Leonardo_A._Paredes,_Jack_Soutter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05692 |
太陽系外惑星と破片円盤を持つ若くて活発なdM1e星であるAUMicの7日間の多波長観測キャンペーンからの光度曲線とフレアを提示します。X線から光学データまでの73のユニークなフレアについて報告します。XMM-Newtonからの高時間分解能NUV測光と軟X線(SXR)データを使用して、段階的および衝撃的な位相フレア放出を相関させる経験的Neupert効果を研究します。我々は、65%(46のうち30)のフレアが、太陽フレアで見られるよりも3倍のエクスカーションであるNeupert効果に従わないことを発見し、Neupert効果分類(Neupert、Quasi-Neupert、Non-NeupertI&II)多波長応答を説明します。彩層蒸発フレアモデルから予想されるように、SXR放射は一般にNUVよりも遅れますが、Neupert効果はより大きく、より衝動的なフレアでより一般的です。X線とUバンドのデータを使用した予備的なフレア率分析は、以前に推定されたエネルギー比が、同じ期間に観測されたフレアのコレクションに適用されることを示唆していますが、個々の多波長フレアには必ずしも当てはまりません。これらの結果は、1つのモデルですべての恒星フレアを説明できるわけではないことを意味しており、波長範囲を外挿する際には注意が必要です。今後の作業では、電波データを使用して波長範囲を拡大し、非熱の経験的および理論的なNeupert効果を制約して、モデルをより洗練し、恒星と太陽フレアの物理学の間のギャップを埋めます。
TESS光度曲線の汚染：高速黄色脈動超巨星の場合
21インチ/ピクセルという大きなプレートスケールを考えると、TESS宇宙望遠鏡からのデータの分析は、混合光度曲線によるソースの混乱に注意する必要があります。これにより、観測された測光変動が間違った天体物理ソースに起因する可能性が生じます。TESSピクセルデータで検出された信号のソースを確認することの重要性を実証するためのケーススタディとして、高速黄色脈動超巨星（FYPS）星の検出における光曲線汚染.いくつかのFYPS信号はすでに近くからの汚染に起因している.この作業では、TESSピクセルデータの詳細な分析を行い、PythonパッケージTESS_localizeを使用して、17のFYPS星について報告された支配的な信号のソース位置に適合させます。BZTucについて報告された信号は、この127-データ処理パイプラインによる日Cepheid。他のシグナルは、私たちの方法でローカライズするのに十分なほど重要ではないか、他のTESS体系を考えると分析が困難な長い期間を持っています.超巨大ターゲットの固有の脈動周波数として保持される局在化可能な信号がないため、FYPSが新しいクラスのパルセータと見なされる前に、脈動変動の明確な検出を取得する必要があると主張します。
水星から木星への惑星間衝撃の統計解析
| Title |
Statistical_Analysis_of_Interplanetary_Shocks_from_Mercury_to_Jupiter |
| Authors |
Carlos_P\'erez-Alanis,_Miho_Janvier,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Ernesto_Aguilar-Rodr\'iguez,_Pascal_D\'emoulin,_Pedro_Corona-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05733 |
惑星間(IP)コロナ質量放出(ICME)とIPショックのその場観測は、太陽活動の主要な構成要素であるため、研究することが重要です。さまざまな宇宙ミッションによって、さまざまな時間と太陽中心距離で何百ものIPショックが検出されています。これらの中には、明確に特定されたドライバーが続くものもあれば、そうでないものもあります。この研究では、太陽までのさまざまな距離で記録されたIPショックのプラズマおよび磁気パラメータの分布の統計分析を実行します。太陽中心距離、つまり0.29～0.99AU(Helios-1/2)に従って衝撃を分類します。1AU近く(Wind、ACE、STEREO-A/B)。および1.35から5.4AU(ユリシーズ)。また、IPショックを、ICMEが検出されたものと検出されなかったものの2つの集団に区別します。予想通り、1AUに配置された宇宙船からの結果に大きな違いはないことがわかりました。さらに、衝撃パラメータの分布と衝撃法線は、日心距離によって大きな変化はありません。さらに、ストリーム相互作用領域(SIR)に関連付けられているショックの数が、ICME/ショックの比率で距離とともにどのように増加するかを調査します。1から5AUでは、SIR/ショックの発生は21%から34%にわずかに増加しますが、対照的に、ICME/ショックの発生は47%から17%に減少します。また、SIRのパーカースパイラルによって引き起こされる非対称性の兆候も見られますが、ICMEの非対称性はありません。
太陽のような星における周期変動と大極小のダイナモモデリング: 自転速度依存性
| Title |
Dynamo_modelling_for_cycle_variability_and_occurrence_of_grand_minima_in_Sun-like_stars:_Rotation_rate_dependence |
| Authors |
Vindya_Vashishth,_Bidya_Binay_Karak_and_Leonid_Kitchatinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05819 |
太陽の周期と同様に、恒星の活動周期も不規則です。観測によると、急速に回転する(若い)太陽のような星は、マウンダーのような大極小値を持たない高レベルの活動を示し、スムーズな規則的な活動サイクルを示すことはめったにありません。一方、太陽のようにゆっくりと回転している古い星は、活動レベルが低く、時折大極小を伴う滑らかなサイクルを持っています。私たちは初めて、フラックス輸送ダイナモモデルを使用して、これらの観測傾向をモデル化しようとします。以前の研究に続いて、異なる回転率を持つ1つの太陽質量星のキネマティックダイナモモデルを構築します。微分回転と子午面循環は、平均場流体力学モデルで指定されます。恒星対流の固有の変動を捉えるために、ポロイダル場のバブコック-レイトン源に確率的変動を含めます。大規模なシミュレーションに基づいて、急速に回転する星は強い磁場で非常に不規則なサイクルを生成し、マウンダーのようなグランドミニマムをほとんど生成しないのに対し、ゆっくり回転する星(自転周期が10日以上)は弱い磁場の滑らかなサイクルを生成することがわかりました。強度、振幅の長期変調、および時折の拡張されたグランドミニマ。グランドミニマの平均持続時間と頻度は、回転速度の低下に伴い増加します。これらの結果は、自転速度が遅い星では超臨界ダイナモが小さいほど、拡張されたグランドミニマムを生成しやすい傾向があると理解できます。
水素を含まないウォルフ・ライエ星：エンベロープ膨張構造と回転を持つヘリウム星
| Title |
Hydrogen-free_Wolf-Rayet_stars:_Helium_stars_with_envelope-inflation_structure_and_rotation |
| Authors |
Xizhen_Lu,_Chunhua_Zhu,_Helei_Liu,_Sufen_Guo,_Jinlong_Yu,_Guoliang_L\"u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05897 |
水素を含まないウォルフ・ライエ(WR)星の有効温度は、標準モデルよりもかなり低いことが観測によって示されています。これは、観測された水素を含まないWR星の半径が、スタンダードモデル。水素を含まないWR星の鉄の不透明度ピーク領域でエディントン光度に近い放射光度によって引き起こされるエンベロープインフレーション構造(EIS)は、水素を含まないWR星の半径の問題を解決する鍵となる可能性があります。銀河系(MW)と大マゼラン雲(LMC)で観測されたHを含まないWR星を、He星によって説明しようとしています。恒星天体物理学コードの実験用モジュールを使用して、MLT++処方の有無にかかわらずHe星の進化を計算し、EISへの影響について説明します。新しい質量損失率の式と3つの異なる相対回転速度を使用してHe星の進化を計算し、その結果をヘルツスプルングラッセル図の観測結果と比較しました。低光度(log$(L/L_{{\odot}})\leq5.2$)MWとLMCのHを含まないWR星は、低質量He星のヘリウム巨星相によって説明できます。WC星の高い$X_{C}$と$X_{O}$は、急速な回転を伴う低質量のHe星を通してのみ進化できます。EISを備えた大質量He星は、光度が$10^{5.7}L_{{\odot}}$を超え、MWで$10^{4.7}$Kを超える有効温度を持つHを含まないWR星を説明できます。また、LMCのHeゼロ年齢主系列の右側にあるHを含まないWR星についても説明できます。EISを持つ大質量星は、進化の最終段階でWO星に進化し、寿命が短いことは観測されたWO星の数が少ないことと一致しています。
太陽の慣性モードと乱流対流の相互作用。線形安定モードを励起するための 2D モデル
| Title |
Interaction_of_solar_inertial_modes_with_turbulent_convection._A_2D_model_for_the_excitation_of_linearly_stable_modes |
| Authors |
J._Philidet_and_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.05926 |
慣性モードは、低い縦方向の波数で太陽で観測されています。これらのモードは、タコクラインまでの太陽対流ゾーンのダイナミクスと構造を調べます。線形解析では、これらのモードの複雑な固有周波数と固有関数を計算できますが、励起や振幅に関する情報は得られません。太陽の慣性モードは、対流に伴う乱流によって確率的に励起されるという仮説を検証しました。乱流速度の変動がモードを励起するために必要な機械的仕事を提供するという理論的な形式を開発しました。モードは、ベータ平面近似の下で、ソース項を使用して、太陽で観測される準トロイダルモードに関連する2D線形波動方程式によって記述されます。緯度差回転は、低緯度および中緯度での太陽差回転を近似する放物線プロファイルの形式で含まれます。波の緯度速度、縦速度、および半径方向の渦度の合成パワースペクトルを取得し、方位角次数は1～20です。合成パワースペクトルには、古典的な赤道ロスビーモードと、追加モードの豊富なスペクトルが含まれています。モードの振幅は、太陽で観測されたものと同じ大きさであることがわかります(~1m/s)。低方位角次数と高方位角次数の間に定性的な遷移があります。m<5のパワースペクトルは、周波数空間で明確に解決されるモードを示しますが、m>5のパワースペクトルは、多くのオーバーラップモードで構成される過剰なパワーの領域を表示します。予測された慣性モード振幅と観測された慣性モード振幅の間の一般的な一致は、乱流対流による確率的励起の仮定を支持します。私たちの仕事は、パワースペクトルが個々のモードに簡単に分離できないことを示しているため、観測の解釈が複雑になります。
JWSTによる金属の少ない球状星団における複数の恒星集団：M 92のNIRCamビュー
| Title |
Multiple_Stellar_Populations_in_Metal-Poor_Globular_Clusters_with_JWST:_a_NIRCam_view_of_M_92 |
| Authors |
Tuila_Ziliotto,_Antonino_P._Milone,_Anna_F._Marino,_Aaron_L._Dotter,_Alvio_Renzini,_Enrico_Vesperini,_Amanda_I._Karakas,_Giacomo_Cordoni,_Emanuele_Dondoglio,_Maria_V._Legnardi,_Edoardo_P._Lagioia,_Anjana_Mohandasan,_Sarah_Baimukhametova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06026 |
[Fe/H]=$-1.5$および$-0.75$の金属中間球状星団(GC)に関する最近の研究では、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)で得られた測光図で複数の集団の理論的挙動が示されました。これらの結果は、47のトゥカナエのM型矮星の間の複数の個体群の観察によって確認されています。ここでは、[Fe/H]=$-$2.3の金属の少ないGCの複数の母集団を調べます。複数の集団の化学組成を説明する合成スペクトルと等時線を利用して、GCの異なる恒星集団を分離する測光図を特定します。JWSTとハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像から、金属の少ないGCM92の主系列星の高精度測光と固有運動を導き出しました。第一世代(1G)と第二世代の星の2つの主なグループ(2G$_{\rmA}$と2G$_{\rmB}$)を特定し、それらの運動学と化学組成を調査しました。異なる集団間で違いのない等方性運動を見つけます。M92星の観測された色と合成スペクトルによって得られた色との比較は、2G$_{\rmA}$星と2G$_{\rmB}$星のヘリウム存在量が1Gのそれよりも高いことを示しています。$\DeltaY\sim0.01$と$0.04$です。$m_{\rmF090W}$対$m_{\rmF090W}-m_{\rmF277W}$の色等級図は、MS星が膝の下で、複数の個体群のために広い色の広がりを示すことを示しています。観測されたMS幅を再現するために必要な酸素変動の量を制限します。これは、赤色巨星分枝星の結果と一致しています。$\sim$0.1-0.8$M_{\odot}$の質量を持つ複数の集団は、同様の化学組成を共有していると結論付けます。
Galactic ChitChat: 大規模な言語モデルを使用して天文文学と会話する
最先端のOpenAIGPT-4大規模言語モデルが、コンテキスト内プロンプトを使用して天文学の論文と有意義なやり取りを行う可能性を示します。効率を最適化するために、元の入力用紙のサイズを効果的に50\%縮小する蒸留技術を採用し、段落構造と全体的な意味の完全性を維持します。次に、マルチドキュメントコンテキスト(10個の抽出されたドキュメント)を使用して、モデルの応答を調べます。私たちの調査結果は、GPT-4がマルチドキュメントドメインで優れていることを示しており、関連する調査結果の枠組み内で文脈化された詳細な回答を提供します。私たちの結果は、天文学コミュニティのための大規模な言語モデルの可能性を示しており、特にモデルを仮説生成に利用する可能性など、さらなる探査のための有望な手段を提供しています。
ループ量子宇宙論: 特異点解決の物理学とその意味
時空の曲率が無限になり、測地線進化が崩壊する特異点の発生は、弱いエネルギー条件に違反するエキゾチックな物質を選択しない限り、古典的な一般相対性理論(GR)では避けられないイベントです。これらの特異点は、重力崩壊、標準宇宙論における宇宙の誕生、ブラックホールの時空の古典的な解など、さまざまな物理的プロセスに現れます。過去20年間で、ループ量子重力の概念と手法を対称性の縮小された宇宙時空に適用するループ量子宇宙論(LQC)で、量子時空のダイナミクスとそれが特異点を解決する方法の厳密な理解が達成されました。量子論から導き出された量子幾何学の基本的な離散性により、ビッグバン特異点はビッグバウンスに置き換えられることが確実に示されています。古典宇宙論に固有の強い曲率特異点は、異方性モデルや偏光Gowdyモデルを含むさまざまな宇宙時空に対して一般的に解決されます。効果的な時空記述を使用して、LQCユニバースは、古典的なインフレーションシナリオと、エクピロティックおよび物質バウンスシナリオなどの代替シナリオの紫外の完全な記述も提供します。この章では、特異点の解決と、LQCにおけるさまざまな等方性および異方性の宇宙論的時空に対するその物理的意味の概要を提供し、さまざまな量子化処方に由来するバリアントモデルを通じて結果のロバスト性を分析します。
状態密度ラダーの方程式の構築
主要な理論的、実験的、観測的進歩の合流点は、中性子が豊富な高密度物質の状態方程式、特にその対称エネルギー、および中性子星の質量と半径の関係に対するその痕跡に関する独自の視点を提供しています。この寄稿では、これらの展開を状態密度ラダーの方程式で整理します。この議論に特に関連するのは、状態方程式に対するさまざまなラングの影響と、さまざまな方法間で起こりうる不一致の特定です。予備的な分析により、実験室での測定値と重力波の検出との間に緊張関係が存在する可能性が特定されました。
マルチブレーン宇宙論
複数の3ブレーンを持つ5Dワープされた余分な次元モデルは、標準モデルを超えて物理学で遍在する複数の階層的な質量スケールを自然に実現できます。安定化された放射子を使用したこのようなマルチブレーンモデルの宇宙論的結果について説明します。余分な次元の終わりにあるIRブレーンのスケールを下回る温度では、ハッブル膨張率がすべての3ブレーン上の物理エネルギー密度の合計によって決定される、宇宙の通常の膨張を回復することが確認されています。ローカライズされています。さらに、中間層と赤外線層のスケールを超える温度の宇宙論を調査します。この場合、宇宙は3つの層が事象の地平線に置き換えられた時空によって記述されます。宇宙の温度が下がると、相転移が起こると予想され、中間ブレーンとIRブレーンが事象の地平線の後ろから出てきます。ラジオン安定化のためのGoldberger-Wiseメカニズムには、通常は時間内に完了しない過冷却相転移があるというよく知られた問題があります。この問題は、スケールがTeVをはるかに超える中間ブレーンが導入されると、対応するハッブル速度がはるかに大きくなるため、さらに深刻になります。我々は、長い過冷却エポックを防ぎながら、強力な一次相転移を可能にする、暗いヤン・ミルズ場によるラジオン安定化のための代替メカニズムを採用することで、この問題を回避します。その結果、マルチブレーン宇宙の相転移は、将来の宇宙ベースの重力波観測者の感度範囲内にある、独自のマルチピークシグネチャを持つ確率的重力波背景を予測します。また、1つのラジオンのみが存在するという最近の主張とは異なり、$N$3ブレーンのセットアップに対して$N-1$のラジオンがあることも示しています。
軽いスレプトンによるアフレック・ダイン・レプトジェネシスの再考
我々は、軽いスレプトン場で$LH_u$平面方向を介してアフレック・ダインのレプトジェネシスを再訪する。軽いスレプトン場は、ミューオン$g-2$異常やバイノ-スレプトン共消滅などの低エネルギーSUSY現象論で好まれますが、アフレック-ダインのレプトジェネシスで問題を引き起こす可能性があります。アフレック・ダイン場がレプトジェネシスの過程でトラップされるように、アフレック・ダイン場のポテンシャルを真空にします。このような望ましくない真空が存在する条件を調査し、熱および量子補正の両方が電荷破壊最小値の(時間的)消失に重要であることを明らかにします。また、熱補正または量子補正によって電荷破壊真空が消失した場合、宇宙重力問題を回避しながら正しいバリオン非対称性を生成できることも確認しています。
自己重力流体の複雑さと単純さ
最近提案された自己重力流体の構造の複雑さの定義と、それらの進化の最も単純なモードを定義する基準を確認します。これらの概念の起源と、重力崩壊の研究への応用の可能性を分析します。静的な球対称のケースを検討することから始め、次に研究を静的な軸対称のケースに拡張します。その後、静的ではない球対称のケースを検討します。最も単純なものとして、2つの可能な進化モードが提案されています。1つは相同条件ですが、後で示したように、いわゆる準相同条件を採用することで、この最後の条件を緩和して、可能な解のセットを拡大することが役立つ場合があります。対称性の別の例として、双曲線対称性を持つ流体を考えます。最小複雑性の条件を満たす静的流体分布の正確な解を示します。Bondi計量で表されるEinstein方程式の真空解への複雑性係数の拡張について説明します。この場合、複雑な階層が確立され、ミンコフスキー時空(最も単純なもの)から重力放射システム(最も複雑なもの)にまで及びます。最後に、将来的に扱うに値すると思われる問題のリストを提案します。
ダークマターの複数のコンポーネントが、同等の質量の$u$チャネル図で共鳴状態を引き起こす自己共鳴ダークマターシナリオに関するレビューを提示します。この場合、暗黒物質の自己散乱断面積と消滅断面積を強化するための軽いメディエーターは必要ありません。小規模問題の速度依存の自己散乱、自己共鳴暗黒物質の遺物密度、および間接実験と検出実験で観測可能なシグネチャについて説明します。
