| Title |
Neutrino_signals_from_Neutron_Star_implosions_to_Black_Holes |
| Authors |
Yossef_Zenati,_C._Albertus,_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06746 |
暗黒物質が中性子星によって捕獲され、最終的に内破して低質量ブラックホールを形成する天体物理シナリオで、ニュートリノの光度を計算します。トロイの木馬のシナリオでは、中性子星(NS)がその存続期間中に臨界量の暗黒物質(DM)を蓄積することにより崩壊します。その結果、放出された物質から中央の円盤が形成され、半径方向の広がり、密度、温度、およびレプトン分率が有限であり、通常のコア崩壊超新星で見られるよりも弱いニュートリノ光度とより冷たい関連スペクトルを生成します。内破するNSから放出された重力波(GW)信号は、超高周波数$\gtrsim0.1$GHzで検出できるはずです。
高赤方偏移におけるメタ銀河系の Ly$\alpha$ 光子散乱率に対する観測上の制約
宇宙の最初の放射源からのLy$\alpha$光子の散乱は、Wouthuysenフィールド効果による宇宙の夜明けと再電離の時代の21cm電波検出において極めて重要な役割を果たします。JWSTからの新しいデータは、Ly$\alpha$光子散乱率が、銀河間水素スピン温度を宇宙マイクロ波背景放射の温度から$z\sim14$まで切り離すのに必要な速度を超えており、中性水素を予想される主な赤方偏移範囲にわたって可視化することを示しています。再イオン化の時代のために。
高赤方偏移におけるブラック ホールのスーパー エディントン成長の阻止に対する熱伝導の影響
高赤方偏移でのブラックホールの成長に対する、幾何学的に厚い降着円盤を取り囲むガスの伝導加熱の影響を調べます。ブラックホールが超エディントンレートで周囲のガスを降着させている場合、ブラックホールの近くからのX線放射は、幾何学的に厚い降着円盤の自己遮蔽と放射フィードバックにより、非常に異方性になります。赤道域では周囲の媒質での降着が抑制され、その中でスーパーエディントンの降着が続く可能性があります。しかし、この領域がX線照射によって遮蔽され加熱されていない隣接領域からの熱伝導によって十分に加熱されると、周囲のガスは等方的に熱くなり、ボンダイの降着速度は抑制され、サブエディントンになります。このような等方的な加熱が実現される条件を評価し、超エディントン降着に必要な新しい基準を導出します。
21cmの観測対象物における宇宙線加熱の痕跡
| Title |
Signatures_of_Cosmic_Ray_Heating_in_21-cm_Observables |
| Authors |
T._Gessey-Jones,_A._Fialkov,_E._de_Lera_Acedo,_W._J._Handley,_R._Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07201 |
超新星によって生成された宇宙線は、親星の寿命エネルギー放出のかなりの部分を運び去り、初期宇宙銀河間媒体(IGM)を加熱するもっともらしいメカニズムになっています。宇宙線加熱に関する既存の文献のレビューに続いて、半数値21cm信号シミュレーションで使用するためのこの加熱メカニズムの柔軟なモデルを開発し、21cmパワースペクトルに刻印される署名の最初の調査を行います。トモグラフィーマップ。IGMの宇宙線加熱は短距離であり、星形成サイトの周りに加熱が集中し、21cmの放射の加熱された領域と加熱されていない吸収領域との間に鋭いコントラストがあることがわかりました。このコントラストは、X線加熱で見られるものと比較して、宇宙線加熱シナリオでより大きな小規模出力をもたらすため、将来の21cm観測でIGM加熱の性質をテストする方法を示唆しています。最後に、宇宙線が低質量のハローからのみ効率的に逃げることができるモデルでは、予想外に豊富な熱履歴が見られます。たとえば、これらのエネルギー粒子が集団III星の超新星残骸に由来するシナリオなどです。これらのモデルにおける加熱とライマン-ウェルナーフィードバックの相互作用により、IGM運動温度の局所的なピークが生成され、限られたパラメーター範囲では、グローバル21cm信号の平坦化された吸収谷が生成されます。
Horndeski Canvas のスイープ: 修正重力理論の新しい成長率パラメータ化
今後のステージIVおよびVの大規模な構造調査のために修正重力のHorndeski理論で構造の成長をモデル化するのに十分正確な新しいフィッティング式を提案し、数値的に検証します。18,000以上のHorndeskiモデルの分析に基づいて、一般的な成長率$f(z)=\Omega_{M}(z)^{\gamma}$のパラメータ化を採用し、一定の成長指数$\gamma$を一般化しますこれらのモデルにより正確に適合する2つのパラメーターの赤方偏移依存量$\gamma(z)$に変換します。関数形式$\gamma(z)=\gamma_0+\gamma_1z^2/(1+z)$が実行可能なHorndeskiモデルへの適合の中央値$\chi^2$を$\sim40$倍改善することを実証します一定の$\gamma$のそれと比較して、ステージIVおよびVの調査で期待される正確な測定に対してさえ、偏りのない結果を得るのに十分です。最後に、現在の宇宙データを使用して、新しいフィッティング式のパラメーターを制約します。
宇宙赤外背景放射の非ガウス性とその弱い重力レンズの探索
| Title |
Exploring_the_Non-Gaussianity_of_the_Cosmic_Infrared_Background_and_Its_Weak_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Jaemyoung_Lee,_J._Richard_Bond,_Pavel_Motloch,_Alexander_van_Engelen_and_George_Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07283 |
重力レンズ効果は、光子の経路をそらし、宇宙背景の統計を変更し、その情報内容を歪めます。銀河の形成と進化に関する豊富な情報を提供する宇宙赤外背景放射(CIB)を例として、非ガウス統計に対する重力レンズ効果を調べます。Webskyシミュレーションを使用して、最初にCIBの非ガウス性を定量化し、十分に測定されたパワースペクトルに加えて追加の詳細を明らかにします。これを実現するために、針状の多極帯域フィルターを使用して、分散と高点相関を計算します。3点と4点のスペクトルを示し、計算されたバイスペクトルをプランク値と比較します。次に、対応する収束マップを使用してCIBをシェルごとにレンズ化し、CIBとそのレンズ収束の両方の広い赤方偏移範囲をキャプチャします。シミュレーションを使用して、レンズ付きCIBパワースペクトルとバイスペクトルが観察結果と一致することを示します。CIBのレンズ効果は、パワースペクトルとは異なり、3点関数と4点関数を大きなスケールで数十パーセント変化させます。変化は2%未満です。分析を拡張して、すべてのn点相関をスケールの関数として含む完全な強度確率分布関数(PDF)を網羅します。特に、レンズ付きPDFとレンズなしPDFの間の相対エントロピーを使用して、レンズ効果の推定を可能にするさまざまなテンプレートを作成します。基礎となるCIBモデルには不確実性があり、特にスターバーストの重要な役割が失われています。これは、分散よりも高いポイント相関に大きな影響を与えます。強度分布に確率的対数正規項を追加して、これをテストします。フィルタリングとレンズ処理パイプラインの斬新な側面は、CIBアプリケーションだけでなく、線強度マップを含むあらゆる放射背景に役立つことが証明されるはずです。
長期ベースラインドリフトを伴う日食マッピング
日食マッピング技術と高精度のライトカーブを組み合わせることで、惑星の熱放射の水平および垂直構造と、熱い木星のダイナミクスを明らかにすることができます。いつの日か、それらは岩石惑星の表面地図を明らかにするかもしれません.ただし、ライトカーブをマップに反転するには、惑星の回転に伴うフラックスの漸進的な変化(つまり、部分的な位相曲線)に似ている可能性があるため、惑星、星、および機器の傾向を理解する必要があります。この作業では、ベースライントレンドを使用してライトカーブをシミュレートし、惑星マップへの影響を評価します。ベースラインの傾向は、誤った天体物理惑星マップの特徴によって誤ってモデル化される可能性がありますが、日食中の光度曲線の残差と惑星の終点での鋭い特徴の両方に、この落とし穴を回避する手がかりがあります。ガウスプロセスまたは多項式を使用してベースライントレンドを説明するモデルは、システマティックスが存在する場合でも入力マップを正常に回復しますが、m=1球面調和項の精度は低くなります。これは、より少ないライトカーブ項でコンポーネント間の相関なしに惑星をモデル化できるTheERESAeigencurveメソッドでも確認されています。これらの結論は、マップの精度を向上させるために観測をスケジュールする方法を決定するのに役立ちます。ホット・ジュピターの東/西ホットスポット・シフトを測定するなど、m=1コンポーネントが重要な場合、ベースライン傾向のより良い特徴付けにより、m=1項の精度を向上させることができます。残りのマッピング用語からの緯度の北/南情報については、より多くの食で入口/出口で高い信号対雑音比を取得することが望ましいです。
星間天体「オウムアムア」の軌道を再考する: 半径方向の非重力加速度を好むか?
| Title |
Revisiting_the_trajectory_of_the_interstellar_object_'Oumuamua:_preference_for_a_radially_directed_non-gravitational_acceleration? |
| Authors |
Federico_Spada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06964 |
私は、太陽系で発見された最初の確認された星間天体である「オウムアムア」の軌道に関する利用可能な観測上の制約の再分析を提示します。オウムアムアは太陽系内を双曲線（つまり、束縛されていない）軌道で通過した。その発見は、近日点通過後、地球に最接近する頃に行われました。約4か月間観測できた後、この天体は暗くなりすぎて、日心距離3天文単位で失われました。興味深いことに、オウムアムアの軌跡を分析したところ、重力加速度のみを含む動的モデルではデータが十分に適合せず、非重力項を含める必要があることが明らかになりました。検出された非重力加速度は、太陽放射圧またはガス放出による反動のいずれかと互換性があります。しかし、オウムアムアの異常な物理的性質(極端な低密度および/または異常な形状、非標準化学など)を仮定せずに、そのような効果の既存の定量的モデルといずれかの解釈を一致させることは困難であることが証明されています。私の分析は、非重力加速度の検出を独自に確認しています。この効果のいくつかの可能なパラメーター化を比較した後、太陽から離れた方向を向いた半径方向の非重力加速度が強く好まれ、指数が1から2.これらの結果は、効果の背後にある物理的メカニズムに対する貴重な制約を提供します。ただし、動的な引数のみに基づいて決定的な識別を行うことはおそらく不可能です。
超高温木星の磁気巻線と乱流
| Title |
Magnetic_winding_and_turbulence_in_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
Cl\`audia_Soriano-Guerrero,_Daniele_Vigan\`o,_Rosalba_Perna,_Taner_Akg\"un,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07066 |
太陽系外惑星の磁気はほとんど知られていないが、ホットジュピターは、質量が大きいことと、主星の近くにあることによる放射線照射によるエネルギー収支が高いことから、強い磁場を持つ自然な候補と考えられてきた。この作業では、非常に高い局所温度(T>3000K)に適した、超高温の木星の昼側の狭い大気柱のMHDシミュレーションを実行します。この領域の導電率は非常に高いため、支配的な効果は、強い帯状風による巻き上げです。全球循環モデルで得られた風のプロファイルを模倣する強制力を含めることにより、せん断層は子午線電流によってサポートされる強力なトロイダル磁場(局所的に数百ガウスに達する)を誘導します。そのような場と維持電流は、内部で生成された場に依存しませんが、すべて1バーの周りの薄い(スケールの高さ未満)せん断層に閉じ込められています。さらに、乱流運動を誘発するランダムな摂動を追加します。これにより、より広い範囲の深さでさらに（ただしはるかに小さい）磁場が生成されます。これらの結果は、大気ダイナモによって誘導される電流の評価を可能にします。ここでは理想的なMHDを使用し、唯一の抵抗率は数値スキームから得られますが、外層に堆積したオーム熱の量を事後的に推定します。これは、ホットジュピターの膨張半径の進化モデルで使用できます。
振とうまたは攪拌: SiO の存在量が非常に高い拡散星間媒体
| Title |
Shaken_or_stirred:_the_diffuse_interstellar_medium_with_exceptionally_high_SiO_abundance |
| Authors |
Daniel_R._Rybarczyk,_Snezana_Stanimirovic,_Antoine_Gusdorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06741 |
星間衝撃は、星間フィードバックプロセスの重要な要素であり、星間物質(ISM)の構造を形成し、星間ガスの化学、熱力学、および運動学に不可欠です。強力で高速の衝撃は、星風、若い超新星爆発、進化した超新星残骸、雲と雲の衝突、原始星の流出によって引き起こされますが、はるかに低速の衝撃の存在と起源($\lesssim$10km$~$s$^{-1}$)が理解されていません。拡散および半透明のISM環境における星間衝撃の直接的な観測証拠は、特に不足しています。我々は、ノーザン・エクステンデッド・ミリ波配列干渉計を用いて得られた、吸収におけるSiOのこれまでで最も感度の高い調査結果を提示します。継続的な星形成のない拡散した半透明の環境を調査して、5/8方向にSiOを検出します。私たちの結果は、拡散したISMでのSiO形成(つまり、重要な星の形成と星のフィードバックがない場合)が、以前に報告されたよりも広範囲で効果的であることを示しています。観測されたSiOの線幅はすべて$\lesssim$4km$~$s$^{-1}$であり、形成メカニズムとしての高速ショックは除外されています。しかし、我々が検出したSiO存在量は、通常、静止環境で想定されるよりも1～2桁高く、多くの場合、UVが優勢な化学モデルではカラム密度を説明できない他の分子遷移を伴います。私たちの結果は、恒星フィードバック源を介したSiO生成の従来の見方に挑戦し、気相および粒子マントルにおけるSiの分布に対する観測上の制約の必要性を強調しています。これは、粒子処理の物理学と拡散星間化学を理解するために重要です。
THESAN-HR: 暖かい暗黒物質、ファジーな暗黒物質、相互作用する暗黒物質における再電離時代の銀河
| Title |
THESAN-HR:_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization_in_warm_dark_matter,_fuzzy_dark_matter_and_interacting_dark_matter |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Josh_Borrow,_Mark_Vogelsberger,_Enrico_Garaldi,_Aaron_Smith,_Rahul_Kannan,_Sandro_Tacchella,_Jes\'us_Zavala,_Lars_Hernquist,_Jessica_Y.-C._Yeh,_Chunyuan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06742 |
高解像度の宇宙放射流体力学(RHD)シミュレーション(THESAN-HR)を使用して、再電離の時代の銀河に対する代替暗黒物質(altDM)モデルの影響を調査します。シミュレーションはIllustrisTNG銀河形成モデルを採用しています。私たちは、物質パワースペクトルの小規模な抑制を示すaltDMモデル、すなわちウォームダークマター(WDM)、ファジーダークマター(FDM)、および強い暗音響振動(sDAO)を伴う相互作用ダークマター(IDM)に焦点を当てています。altDMシナリオでは、$z\gtrsim6$でのハロー質量関数とUV光度関数の両方が低質量/かすかな端で抑制され、地球規模の星形成と再電離履歴の遅延につながります。ただし、強い非線形効果により、altDMモデルは、星の形成と再電離に関して、コールドダークマター(CDM)に「追いつく」ことができます。特定の星形成率は、altDMモデルのハーフパワー質量未満のハローで強化されます。この増強は、ガス存在量の増加、ガス枯渇時間の短縮、銀河サイズのコンパクト化、および銀河の周辺での金属量勾配の急峻化と一致しています。銀河の特性におけるこれらの変化は、さまざまな天体物理学的不確実性からaltDMシグネチャを解きほぐすのに役立ちます。一方、altDMモデルが銀河形成のRHDシミュレーションで研究されたのは初めてです。微弱端の光度関数に関する再電離仮定に、重大な系統的不確実性があることを明らかにしました。これは、低質量銀河集団の予測を行う際に、再電離の小規模な形態を正確にモデル化する必要性を強調しています。ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による深部のレンズフィールドの画像調査は、altDMモデルに制約を与える可能性のあるかすかな低質量の銀河集団を明らかにする可能性を秘めています。
$\texttt{LIMpy}$: ミリ波波長でマルチライン強度マップをシミュレートするための半解析的アプローチ
| Title |
$\texttt{LIMpy}$:_A_Semi-analytic_Approach_to_Simulating_Multi-line_Intensity_Maps_at_Millimetre_Wavelengths |
| Authors |
Anirban_Roy,_Dariannette_Valent\'in-Mart\'inez,_Kailai_Wang,_Nicholas_Battaglia,_and_Alexander_van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06748 |
[CII](157.7$\mu\text{m}$)、[OIII](52\&88.4$\mu\text{m}$)からの微細構造放出、および回転放出などの複数のラインのマッピングCOからの線は、その明るさの特徴により、ミリ波での今後の線強度マッピング(LIM)実験で特に興味深いものです。今後のいくつかの実験では、再電離の時代の兆候の検出から、星形成の物理学と銀河の進化におけるその役割まで、幅広い科学的目標をカバーすることを目指しています。この論文では、局所銀河と高z銀河の観測に基づいて、星形成率(SFR)または赤外線(IR)光度の関数として線強度をモデル化するための半分析的アプローチを開発します。このパッケージ$\texttt{LIMpy}$(Pythonのライン強度マッピング)は、[CII]、[OIII]、およびCO回転遷移線の強度とパワースペクトルを$J$レベル(1-0)から(13-12)は、分析形式とシミュレーションの両方に基づいています。$z\sim10$までのいくつかのライン強度の進化の一般的な式を構築できるようにする、ハロー質量、SFR、およびマルチライン強度の間の関係を開発します。さまざまな星形成モデルと複数線の光度関係を実装して、これらの線の強度パワースペクトルに関する天体物理学的な不確実性を推定します。デモンストレーションとして、フレッドヤングサブミリ波望遠鏡(FYST)のEoR仕様のような機器の[CII]検出の信号対雑音比を予測します。さらに、任意のハローカタログを使用できるため、$\texttt{LIMpy}$コードを既存のシミュレーションパイプラインに簡単に統合でき、複雑な銀河形成物理学のコンテキストで強度マッピングを研究するための柔軟なツールが提供されます。
ライトニング: 物理的に動機付けられた恒星、塵、および AGN モデルを使用したサブミリ波銀河 SED フィッティング コードへの X 線
| Title |
Lightning:_An_X-ray_to_Submillimeter_Galaxy_SED_Fitting_Code_With_Physically-Motivated_Stellar,_Dust,_and_AGN_Models |
| Authors |
Keith_Doore,_Erik_B._Monson,_Rafael_T._Eufrasio,_Bret_D._Lehmer,_Kristen_Garofali,_and_Antara_Basu-Zych |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06753 |
X線からサブミリ波観測までをモデル化できる銀河スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングコードであるLightningの更新バージョンを紹介します。Lightningのモデルには、星の個体群、ダストの減衰と放出、および活動銀河核(AGN)からの寄与を含めるためのオプションが含まれています。X線放出を利用すると、AGNからの放出を含めるオプションを使用して、星のコンパクトな連星集団に由来するものとしてモデル化できます。また、モデルを観測値とサンプルパラメーターの事後分布に適合させるためのさまざまなアルゴリズムも含まれています。これらには、適応マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)、アフィン不変MCMC、およびレーベンバーグ・マルカート勾配まともな(MPFIT)アルゴリズムが含まれます。Lightningの機能の一部を示すために、さまざまな観測データを使用していくつかの例を示します。これらの例には、(1)近くの銀河M81の空間的に分解された恒星特性の導出、(2)X線放射が遠方のAGNの超大質量ブラックホールの特性に制約を与える方法の実証、(3)修正方法の探索が含まれます。導出されたエッジオン銀河NGC4631の星形成率に対する傾斜の減衰効果、(4)星形成銀河NGC628の物理的特性を導出する際のライトニングのパフォーマンスと同様のベイジアンSEDフィッティングコードの比較、および(5)離れたAGNについて、LightningとCIGALEから得られたX線とUV-IRAGNの特性を比較します。LightningはInteractiveDataLanguage(IDL)で開発されたオープンソースアプリケーションであり、https://github.com/rafaeleufrasio/lightningで入手できます。
JWST / NIRSpec IFSによって明らかにされたz $ \ sim $ 3.3のデュアルAGNの超高密度で相互作用する環境
| Title |
The_ultradense,_interacting_environment_of_a_dual_AGN_at_z_$\sim$_3.3_revealed_by_JWST/NIRSpec_IFS |
| Authors |
M._Perna,_S._Arribas,_M._Marshall,_F._D'Eugenio,_H._\"Ubler,_A._Bunker,_S._Charlot,_S._Carniani,_P._Jakobsen,_R._Maiolino,_B._Rodr\'iguez_Del_Pino,_C._J._Willott,_T._B\"oker,_C._Circosta,_G._Cresci,_M._Curti,_B._Husemann,_N._Kumari,_I._Lamperti,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_and_J._Scholtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06756 |
LBQS0302-0019は、z$\sim$3.3にある青色のクエーサー(QSO)であり、強力な流出をホストし、不明瞭なAGN候補と複数のコンパニオンからなる複雑な環境に存在し、すべて投影で30kpc以内です。JWSTNIRSpecIFS観測を使用して、この複雑なシステムの電離ガスを特徴付けます。点広がり関数の空間アンダーサンプリングによる、NIRSpecシングルスパクセルスペクトルのスプリアス振動(または「ウィグル」)を修正する手順を開発します。QDeblend3Dツールを使用してクエーサーホスト分解を実行し、光輝線プロファイルの多成分運動学的分解を使用して、放出ガスの物理的特性を推測します。クエーサーホスト分解により、i)動的質量Mdyn$\sim10^{11}$Msunおよび回転対ランダム運動比$v_{rot}$/$\sigma_0\sim2$;ii)$\sim$1000km/sの速度と$\sim10^4$Msun/yrの流出質量率を持つ、空間的に分解されていないイオン化された流出。また、LBQS0302-0019の近くで相互作用する8つのコンパニオンオブジェクトも検出されました。光回線の比率は、プライマリQSOの$\sim20$kpcに2番目の不明瞭なAGNの存在を確認します。デュアルAGNは、NIRSpec視野全体でガスのイオン化状態を支配します。この研究は、このデュアルAGNの複雑な環境を前例のない詳細で明らかにしました。このデュアルAGNには、QSOから30kpc以内にある9つの相互作用する仲間(うち5つは以前は知られていませんでした)が含まれています。私たちの結果は、合併がデュアルAGNをトリガーできるシナリオをサポートしており、SMBHの急速な初期成長の重要な原動力となり得る.
\Hb ブロードライン領域のビリアル係数は何に依存しますか?
| Title |
What_Does_the_Virial_Coefficient_of_the_\Hb_Broad-Line_Region_Depend_On? |
| Authors |
Lizvette_Villafa\~na,_Peter_R._Williams,_Tommaso_Treu,_Brendon_J._Brewer,_Aaron_J._Barth,_Vivian_U,_Vardha_N._Bennert,_Hengxiao_Guo,_Misty_C._Bentz,_Gabriela_Canalizo,_Alexei_V._Filippenko,_Elinor_Gates,_Michael_D._Joner,_Matthew_A._Malkan,_Jong-Hak_Woo,_Bela_Abolfathi,_Thomas_Bohn,_K._Azalee_Bostroem,_Andrew_Brandel,_Thomas_G._Brink,_Sanyum_Channa,_Maren_Cosens,_Edward_Donohue,_Goni_Halevi,_Carol_E._Hood,_J._Chuck_Horst,_Maxime_de_Kouchkovsky,_Benjamin_Kuhn,_Douglas_C._Leonard,_Raul_Michel,_Melanie_Kae_B._Olaes,_Daeseong_Park,_Jordan_N._Runco,_Remington_O._Sexton,_Isaac_Shivvers,_Chance_L._Spencer,_Benjamin_E._Stahl,_Samantha_Stegman,_Jonelle_L._Walsh,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06764 |
LickAGNMonitoringProject2016サンプルからの動的モデリングブラックホール質量測定値を、測定された相互相関タイムラグおよび線幅と組み合わせて、従来の残響マッピング分析で使用される個々のスケールファクターfを復元します。私たちの方法を利用したAGN残響のコードと輝線(キャラメル)のモデル化研究からの以前の結果を含めることによって、サンプルを拡張します。ブラックホールの質量推定の精度を向上させ、ブロードライン領域(BLR)の動作の規則性を明らかにすることを目的として、fと他のAGN/BLRパラメーターとの相関関係を検索します。(i)ビリアル係数log10(fmean,{\sigma})とブラックホール質量の間の相関関係の証拠、(ii)log10(frms,{\sigma})とブラックホール質量の間の同様の相関関係の限界証拠を見つけます。、(iii)log10(fmean,FWHM)およびlog10(frms,FWHM)とのBLRディスクの厚さの反相関の限界証拠、および(iv)log10(fmean,FWHM)との傾斜角の反相関の限界証拠)、log10(frms,{\sigma})、およびlog10(fmean,{\sigma})。最後に、二乗平均平方根スペクトルlog10(FWHM/{\sigma})rmsとビリアル係数log10(frms,{\sigma})とキャラメルモデルを使用して、BLRプロパティがラインプロファイルの形状にどのように関連するかを調べます。
銀河の周囲核円盤におけるせん断磁場の強さ
| Title |
The_Strength_of_the_Sheared_Magnetic_Field_in_the_Galactic's_Circum-Nuclear_Disk |
| Authors |
J._A._Guerra,_E._Lopez-Rodriguez,_D._T._Chuss,_N._O._Butterfield,_J._T._Schmelz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06823 |
SOFIA/HAWC+からの最近の高解像度53-$\mu$m偏波観測により、銀河中心のCircum-NuclearDisk(CND)における推測される空平面磁場(B-field)の向きが明らかになった。Bフィールドは、大規模な差分速度（せん断）でSgrA*に落下するイオン化された物質のスチーマーとほとんど整列しています。このような状況では、「古典的な」Davis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法でB場の強度を推定しても正確な結果が得られません。第一原理から理想的なMHD方程式を解くことにより、「修正された」DCF法を導出します。高速磁気音波の伝播に対する大規模なせん断流の影響を考慮する.DCF近似のコンテキストでは、せん断の値とそのラプラシアンの両方が推定B磁場強度に影響を与える.からの合成分極データを使用せん断流が支配的な媒体のMHDシミュレーションから、「古典的な」DCFはB場の強度を真の値の$>50$\%以内でしか決定しないことがわかり、「修正された」DCFの結果は大幅に改善されます($\sim$3-22\%)。私たちの「修正された」DCF法をCNDに適用すると、北側アームで$\sim1-16$mG、東側アームで$\sim1-13$mG、および$\sim3-27$mGのB磁場強度が明らかになりました。空間スケール$\lesssim1$pcでの西腕。乱流ガスエネルギー(運動+静水圧)と乱流磁気エネルギー密度の間のバランスは、磁場の流れの方向に沿って、せん断流が増加し、磁気対流によってB磁場を弱めるにつれて、磁気効果が支配的でなくなることを示唆しています。私たちの結果は、距離$\sim$1pcで、磁気支配から重力支配のSgrA*への物質の降着が始まることを示しています。
中心銀河の 2 暈銀河適合効果の分析: 星形成活動の大規模環境への依存性
| Title |
Dissect_two-halo_galactic_conformity_effect_for_central_galaxies:_The_dependence_of_star_formation_activities_on_the_large-scale_environment |
| Authors |
Kai_Wang,_Yingjie_Peng_and_Yangyao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06886 |
我々は、中心銀河の星形成活動の大規模構造への依存性を研究することにより、中心銀河の星形成活動のいくつかのMpcへの空間的相関である、中心銀河の2ハロー銀河適合性効果を調査する。SDSSデータを使用したローカルユニバース。ここでは、$n$番目に近い中心銀河までの距離によって定量化された中心銀河のみを使用して、新しい環境メトリックを採用します。このメトリクスは、$\sim$1Mpcから$\gtrsim$10Mpcまでのアパーチャ内の環境を測定し、中央値は$\sim$4Mpcです。私たちは、私たちの局所的な宇宙に2種類の適合性効果があることを発見しました。1つ目は、低質量の中心銀河が高密度領域でより消光されていることであり、この効果は主に、より大規模なハローに近い低質量の中心銀河から生じることがわかりました.IllustrisTNGシミュレーションでも同様の傾向が見られますが、これはバックスプラッシュ銀河によって完全に説明できます。2つ目の適合効果は、密度の低い領域にある大質量の中心銀河がより多くの星を形成することです。この銀河の集団は、渦巻形態の割合が高く、中心星の速度分散が低いことから、静止状態の割合が低いのは、低密度領域で経験される主要な合体イベントの頻度が低いためであることが示唆されています。バルジと中央のブラックホール。
マゼラン/M2FS分光法による、最近発見された6つの銀河星団の運動学、金属性、および軌道
| Title |
The_Kinematics,_Metallicities,_and_Orbits_of_Six_Recently_Discovered_Galactic_Star_Clusters_with_Magellan/M2FS_Spectroscopy |
| Authors |
Andrew_B._Pace_(CMU),_Sergey_E._Koposov,_Matthew_G._Walker,_Nelson_Caldwell,_Mario_Mateo,_Edward_W._Olszewski,_Ian_U._Roederer,_John_I._Bailey_III,_Vasily_Belokurov,_Kyler_Kuehn,_Ting_S._Li,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06904 |
最近発見された4つの天の川星団(Gran3、Gran4、Garro01、LP866)と、銀河系の低緯度にある2つの新しく発見された散開星団(Gaia9、Gaia10)のマゼラン/M2FS分光法を提示します。Mgトリプレットを中心とした高分解能分光法から、視線速度と恒星パラメータ([Fe/H],$\log{g}$,$T_{\rmeff}$,[Mg/Fe])を測定します。星団ごとに20～80のメンバーを識別します。各クラスターの運動学と化学的性質を決定し、ガイアアストロメトリーを利用して、システム固有の運動と軌道の性質を測定します。グラン3は、逆行軌道上の銀河バルジに位置する古い、金属の少ない([Fe/H]=-1.84の平均金属量)球状星団であることがわかります。グラン4は、古い、金属の少ない([Fe/H]}=-1.84)球状星団であり、たまたま銀河面を通過しているハローのような軌道を持っています。グラン4の軌道特性は、提案されているLMS-1/Wukongおよび/またはHelmiストリームの合体イベントと一致しています。Garro01は、古い、金属に富んだ([Fe/H]=-0.30)球状星団で、外側の円盤のほぼ円形の軌道にあります。ガイア9とガイア10は、$R_{GC}\sim18,21.2~kpc$で最も遠い既知の散開星団の1つであり、ガイア9とガイア10の[Fe/H]~-0.50,-0.46で最も金属が少ない、それぞれ。LP866は近くにある、金属に富む散開星団([Fe/H]$=+0.1$)です。銀河面での複数の星団の発見と確認は、{\itGaia}の天体観測の威力を示しており、星団の人口調査はまだ不完全なままです。
| Title |
The_power_spectrum_of_extended_[C_II]_halos_around_high_redshift_galaxies |
| Authors |
Meng_Zhang,_Andrea_Ferrara,_Bin_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07023 |
アルマ望遠鏡の観測では、高赤方偏移($z\gtrsim5$)の星形成銀河の周りに広がった($\simeq10$kpc)[CII]ハローが検出されました。このような拡張構造が一般的である場合、線強度マッピング(LIM)信号に影響を与える可能性があります。中心銀河と[CII]ハローの両方を含むLIMパワースペクトルを計算し、ALMALIMサーベイでそのような信号の検出可能性を調べます。中心銀河と[CII]ハローの明るさをS\'ersic+exponentialプロファイルでモデル化します。モデルには2つの自由パラメーターがあります。有効半径比$f_{R_e}$と、2つのコンポーネント間の中心表面輝度比$f_{\Sigma}$です。[CII]ハローは、LIMパワースペクトル信号を大幅に増加させる可能性があります。たとえば、比較的コンパクトな[CII]ハロー($f_\Sigma=0.4$、$f_{R_{\rme}}=2.0$)の場合、信号は$\simeqで20$回ブーストされます。より拡張された拡散ハロー($f_\Sigma=0.1,f_{R_{\rme}}=6.0$)の場合、信号は$\simeq100$倍にブーストされます。ALMAASPECS測量(解像度$\theta_{\rmビーム}=1.13''$、測量面積$\Omega_{\rm測量}=2.9\,\rmarcmin^{2}$)の場合、[CII]パワースペクトルは、deL14d[CII]-SFRの関係が成立する場合にのみ検出可能です。ただし、最適化された測量($\theta_{\rmbeam}=0.232''$,$\Omega_{\rmsurvey}=2.0\,\rmdeg^{2}$)では、パワースペクトルはほぼ検出可能です。すべての[CII]-この論文で考慮されるSFR関係。このような調査では、$60\%$($20\%$)の相対不確実性で$f_\Sigma$($f_{R_{\rme}}$)を制約できます。成功したLIM実験は、拡張された[CII]ハローの性質、起源、頻度、および[CII]-初期のSFR関係に関する独自の制約を提供します。
Radio Galaxy Zoo EMU: セマンティックな電波銀河の形態学分類法に向けて
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo_EMU:_Towards_a_Semantic_Radio_Galaxy_Morphology_Taxonomy |
| Authors |
Micah_Bowles,_Hongming_Tang,_Eleni_Vardoulaki,_Emma_L._Alexander,_Yan_Luo,_Lawrence_Rudnick,_Mike_Walmsley,_Fiona_Porter,_Anna_M._M._Scaife,_Inigo_Val_Slijepcevic,_Elizabeth_A._K._Adams,_Alexander_Drabent,_Thomas_Dugdale,_G\"ulay_G\"urkan,_Andrew_M._Hopkins,_Eric_F._Jimenez-Andrade,_Denis_A._Leahy,_Ray_P._Norris,_Syed_Faisal_ur_Rahman,_Xichang_Ouyang,_Gary_Segal,_Stanislav_S._Shabala,_O._Ivy_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07171 |
技術用語を難読化することによって制限されている科学ケースの平易な英語記述子を導出するための新しい自然言語処理(NLP)アプローチを提示します。このアプローチを適用することにより、一般的な電波銀河の形態分類の限界に対処します。私たちは、RadioGalaxyZooEMU(EvolutionaryMapoftheUniverse)プロジェクトとより広い天文学コミュニティのために、一連のセマンティックタグを実験的に導き出しました。電波銀河の形態に関する8,486の平易な英語の注釈を収集し、そこからタグの分類法を導き出します。タグは平易な英語です。その結果、現在の電波天文学分類のフレームワークでは説明できない、より柔軟で、より簡単に伝達され、まれな機能の組み合わせに敏感な、拡張可能なフレームワークが実現します。
後期に形成されたハローは、静止している中心銀河をホストすることを好みます。 I. 観測結果
| Title |
Late-formed_halos_prefer_to_host_quiescent_central_galaxies._I._Observational_results |
| Authors |
Kai_Wang,_Yangyao_Chen,_Qingyang_Li_and_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07189 |
中心銀河の星形成と消滅は、そのホストハローの集合履歴によって制御されています。この作業では、中心星質量とハロー質量比をハロー形成時間の代用として使用し、物理的な流体力学的シミュレーションから経験的統計モデルまでの3つの異なるモデルを考案して、その堅牢性を実証しました。このプロキシを使用して、中心銀河がハローベースのグループファインダーで識別されるSDSS主銀河サンプルを使用して、ホストハローの形成時間に対する中心銀河の特性の依存性を推測しました。後期に形成されたハローに住む中心銀河は、初期に形成された対応する銀河よりも静止部分が高く、渦巻き部分が$\lesssim$8%低いことがわかりました。最後に、グループ検索アルゴリズムが結果に与える影響はごくわずかであることを示します。
ほ座超銀河団の銀河団。 -- I. Deep NIR カタログ
| Title |
Galaxy_clusters_in_the_Vela_supercluster._--_I._Deep_NIR_catalogues |
| Authors |
N._Hatamkhani,_R._C._Kraan-Korteweg,_S._L._Blyth,_K._Said,_A._Elagali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07208 |
この大規模な超銀河団についてさらに学ぶための取り組みの一環として、VelaSupercluster(VSCL)内の6つのクラスター候補(VC02、VC04、VC05、VC08、VC10、VC11)で識別された銀河の6つの深遠近赤外(JHK_s)測光カタログを提示します。回避ゾーンを横切って伸びる超銀河団(l=272.5\pm20deg,b=\pm10deg,atcz~18000km/s).観測は、サザーランドの南アフリカ天文台(SAAO)にある1.4m望遠鏡である赤外線調査施設(IRSF)で実施されました。各クラスターの画像は、それぞれのAbell半径の~80%をカバーしています。6つのクラスター候補に分布する合計1715個の銀河を特定しましたが、そのうち15%までしか知られていませんでした。等密度等高線図と放射密度プロファイルを使用して、クラスター中心の完全性半径r_c<1.5Mpcおよび等級完全性限界K_s^0<15.5magまで、6つのクラスターの構造と豊富さを調べます。分析では、VC04が6つの中で最もリッチであることが示されています。コマ星団やノーマ星団に匹敵する大規模な星団ですが、その速度分散シグマ=455km/sは、豊富な星団としてはかなり低いようです。VC02とVC05は比較的豊富なクラスターであることがわかりますが、VC08はやや貧弱です。また、VC05は6つの中で中心数密度が最も高くなっています。VC11は2つの主要なサブクラスターを含む中間クラスターであり、VC10はフィラメントのような構造をしており、結局クラスターではない可能性があります。
ALMA による大質量星形成領域の物理的および化学的複雑性。 I. 物性の概要と進化傾向
| Title |
Physical_and_chemical_complexity_in_high-mass_star-forming_regions_with_ALMA._I._Overview_and_evolutionary_trends_of_physical_properties |
| Authors |
Caroline_Gieser,_Henrik_Beuther,_Dmitry_Semenov,_Aida_Ahmadi,_Thomas_Henning,_Molly_Wells |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07237 |
この研究では、密度や温度プロファイルなどの物理的特性が、冷たい赤外線暗雲の原始星から進化したUCHII領域に至る大質量星形成中の進化シーケンスを通じてコアスケールでどのように進化するかを調査します。波長3mmのアルマ望遠鏡で11の大質量星形成領域を観測しました。3mmの連続体の形態と再結合線の放出に基づいて、フリーフリー(ff)放出の場所を追跡し、この研究で分析された断片化されたコアはダストまたはダスト+ffコアに分類されます。さらに、3つの彗星のUCHII領域を、3mmの拡張された放出で解決します。温度構造と放射状プロファイル(T~r^-q)は、XCLASSを使用してCH3CNとCH313CNの分子発光をモデル化し、HCNとHNCの強度比をガス運動温度のプローブとして使用して決定されます。密度プロファイル(n~r^-p)は、3mm連続体の可視性プロファイルから推定されます。質量MとH2列密度N(H2)は、3mmのダスト連続体放出から計算されます。結果。それぞれ0.1～150Msunおよび10^23～10^26cm-2の範囲の検出されたソースで、質量とピークH2カラム密度の大きな広がりが見られます。COREおよびCORE-extension研究(Gieseretal.2021,2022)の結果を含めて、サンプルサイズを増やすと、赤外線ダークから0.1から0.7に増加する温度べき乗則指数qのコアスケールの進化傾向が見られます。雲はUCHII領域に移動しますが、コアスケールの密度べき乗指数pについては、進化傾向の強力な証拠は見つかりません。ただし、これらの進化段階全体のより大きな塊のスケールでは、密度プロファイルがp=2.2からp=1.2に平坦化することがわかります。(要約)
NGC 5291 の UVIT ビュー: ~ 0.35 kpc の解像度での潮汐矮小銀河で進行中の星形成
| Title |
UVIT_view_of_NGC_5291:_Ongoing_star_formation_in_tidal_dwarf_galaxies_at_~_0.35_kpc_resolution |
| Authors |
Rakhi_R,_Geethika_Santhosh,_Prajwel_Joseph,_Koshy_George,_Smitha_Subramanian,_Indulekha_Kavila,_J._Postma,_Pierre-Alain_Duc,_Patrick_C\^ot\'e,_Luca_Cortese,_S._K._Ghosh,_Annapurni_Subramaniam,_Shyam_Tandon,_John_Hutchings,_P_Samuel_Wesley,_Aditya_Bharadwaj,_Neeran_Niroula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07244 |
NGC5291は、巨大なHIリングに囲まれた初期型銀河で、別の銀河との衝突によって形成されたと考えられています。いくつかの星形成複合体と潮汐矮小銀河は、極端な力学的効果が関与する環境での星形成の場所である衝突リングに沿って分布しています。力学的効果は、星形成特性と、潮汐特徴に沿った星形成複合体の空間分布に影響を与える可能性があります。NGC5291システムの本体とリング構造における星形成活動を調査および定量化するために、AstroSatに搭載された紫外線イメージング望遠鏡からの高空間分解能FUVおよびNUVイメージング観測を使用します。合計57の星形成ノットがこの相互作用システムの一部であることが確認され、そのうち12が新しい検出(HI等高線の内側にある星形成複合体)であり、以前の低解像度UVイメージングの測定値と比較されています。FUV-NUVカラーから派生したUVスペクトル勾配$\beta$を使用して、解決された星形成ノットのそれぞれのUV減衰を推定します。吸収補正されたUVフラックスを使用して、分解された星形成複合体の星形成率を導き出します。この星系の絶滅を補正した総星形成率は、1.75$\pm$0.04$M_{\odot}/yr$と推定されます。近くの宇宙の矮小銀河集団(BCD、Sm、およびdIm銀河)との比較は、NGC5291システムのノットの多くがBCD銀河のSFRに匹敵するSFR値を持っていることを示しています。
H2O メーザーからへび座南銀河団までの距離
| Title |
The_distance_to_the_Serpens_South_Cluster_from_H2O_masers |
| Authors |
Gisela_N._Ortiz-Leon,_Sergio_A._Dzib,_Laurent_Loinard,_Yan_Gong,_Thushara_Pillai_Adele_Plunkett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07270 |
このレターでは、へび座南の若い星団の中心に位置する原始星CARMA-6に向かう22GHz水メーザーの非常に長いベースラインアレイ観測について報告します。アストロメトリックフィッティングからメーザースポットまで、原始星の距離は440.7+/-3.5pc(誤差1%)であることがわかります。これは、この非常に不明瞭な領域に深く埋め込まれているこの若いオブジェクトについて、これまでに得られた最高の直接距離測定を表しています。深さの影響を考慮すると、クラスターまでの距離は440.7+/-4.6pcになります。一方、ガイアデータリリース3で天文解析の解を持つ光学的に見える星は、すべて星団の周辺に位置しています。それらの平均距離437(+51,-41)pcは、メーザーアストロメトリーから導き出された値と1シグマ以内で一致しています。メーザーの源はへび座南のちょうど中心にあるので、私たちはついに、この地域までの距離のあいまいさを何年にもわたって解決しました。
恒星系の線形応答は限界安定度で発散しない
| Title |
The_linear_response_of_stellar_systems_does_not_diverge_at_marginal_stability |
| Authors |
Chris_Hamilton_(IAS),_Tobias_Heinemann_(NBI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07275 |
摂動質量に対する恒星系の重力ポテンシャルの線形応答には、2つの異なる寄与が含まれます。最も有名なのは、システムが応答して、摂動体の周りに分極「ウェイク」を形成することです。同時に、摂動は1つまたは複数の「ノーマルモード」、つまりシステムパラメータに応じて安定または不安定な恒星システム全体のコヒーレント振動を励起することもあります。最初の(ウェイク)寄与の振幅は、システムが限界安定性に近づくにつれて発散することが知られています。この論文では、直線軌道上を移動する質量点に対する均質な星系の線形応答を考察します。ウェイク応答の発散は、実際には通常モード応答の対応する発散によってキャンセルされ、全応答が有限になることを分析的に証明します。マクスウェル速度分布を持つ星のボックスに対して、このキャンセルを明示的に示します。私たちの結果は、二極化の後跡が、これまで考えられていたよりもはるかに効率の悪い永年進化の原動力である可能性があることを示唆しています。より一般的には、ウェイクを説明したがモードを無視した以前の計算を修正する必要がある場合があります。
超軟 X 線源 CAL 83 の多波長データの再検討
この研究では、大マゼラン雲にある超軟X線源CAL83に関する公開データを再検討します。分析の重要な部分は、最新のデータ削減手順と品質評価が適用されたXMM-NewtonX線観測に焦点を当てています。ソースの軟X線スペクトルを記述する際に、公開されている高温大気モデルの機能について報告します。複数の波長で過去のフラックス測定値を収集し、それらをX線分析から導出されたフラックスと比較することにより、$\sim$360kKの現象論的黒体モデルがCAL83のスペクトルエネルギー分布をかなりよく説明していることがわかりました。また、XMM-NewtonUV/光学カメラからデータを取得します。このカメラは、X線装置と共同配置され、厳密に同時測定を提供します。これらの観察結果は、X線放出が、数日から数週間の時間スケールでより長い波長での放出と明確に逆相関していることを示しています。単一の光度曲線におけるX線とUVの同時計数率を詳しく調べると、反相関挙動が実際には数分という短い時間スケールで存在することが明らかになり、システム内の変動放出の起源が固有のものではないことが示唆されます。
いて座A$^*$の200年前のフレアのX線偏光の証拠
| Title |
X-ray_polarization_evidence_for_a_200_years-old_flare_of_Sgr_A$^*$ |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Marin,_Eugene_Churazov,_Ildar_Khabibullin,_Riccardo_Ferrazzoli,_Laura_Di_Gesu,_Thibault_Barnouin,_Alessandro_Di_Marco,_Riccardo_Middei,_Alexey_Vikhlinin,_Enrico_Costa,_Paolo_Soffitta,_Fabio_Muleri,_Rashid_Sunyaev,_William_Forman,_Ralph_Kraft,_Stefano_Bianchi,_Immacolata_Donnarumma,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Teruaki_Enoto,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovciak,_Steven_R._Ehlert,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_et_al._(59_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06967 |
天の川銀河の中心には$\sim$400万の太陽質量ブラックホール(SgrA$^*$)があり、現在は非常に静止しており、その光度は活動銀河核の光度より何桁も低くなっています。銀河中心部の高密度ガスによるいて座A$^*$からのX線の反射は、数百年および数千年の時間スケールでその過去のフレア活動を研究する手段を提供します。いて座A$^*$付近の巨大な分子雲から観測されたX線連続体と強い蛍光鉄線の形状は、反射シナリオと一致しています。この解釈が正しければ、反射された連続体放射は偏光しているはずです。ここでは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を使用して、銀河中心の分子雲の方向に偏光X線放射を観測したことを報告します。31\%$\pm$11\%の偏光度と$-$48$^\circ$$\pm$11$^\circ$の偏光角を測定します。偏光角は、SgrA$^*$が主な放射源であることと一致しており、偏光度は、約200年前のSgrA$^*$のX線光度がセイファート銀河に簡単に匹敵したことを示しています。
二重前駆体を示す中性子星の合体連星におけるスピンの測定
| Title |
Measuring_spin_in_coalescing_binaries_of_neutron_stars_showing_double_precursors |
| Authors |
Hao-Jui_Kuan,_Arthur_G._Suvorov,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07170 |
連星中性子星合体によるガンマ線バーストの前には、前駆体フレアが発生することがあります。これらの前触れは、軌道共鳴によって励起された準通常モードによって点火され、合体の最大$\gtrsim10$秒前に刺激星の1つの星の地殻を粉砕する可能性があります。システムが2つの前駆体を表示するまれなケースでは、インターフェイスモードまたは$g$モードのいずれかの連続した倍音が過緊張の原因である可能性があります。これらの倍音の自由モード周波数はほぼ一定の比率を持ち、回転する星の慣性系周波数は静的なものに対してシフトされるため、フレア成分のスピン周波数は状態方程式の関数として制約を受けることができます。バイナリ質量比、モード量子数、およびスピン軌道ミスアラインメント角度。この方法のデモンストレーションとして、GRB090510の前兆は、任意の値を許容する場合、粉砕星のスピン周波数範囲が$2\lesssim\nu_{\star}/\text{Hz}\lesssim20$であることを示唆していることがわかります。$\ell=2$$g$-modesがイベントの原因であると仮定します。
中性子星構造とベース加熱がタイプ I X 線バーストに及ぼす影響とコードの比較
| Title |
The_Impacts_of_Neutron-Star_Structure_and_Base_Heating_on_Type_I_X-Ray_Bursts_and_Code_Comparison |
| Authors |
Guoqing_Zhen,_Guoliang_Lv,_Helei_Liu,_Akira_Dohi,_Bobuya_Nishimura,_Chunhua_Zhu,_Liyu_Song,_Weiyang_Wang_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07197 |
タイプIX線バーストは、中性子星(NS)の降着層での熱核燃焼によって引き起こされる急速に明るくなる現象です。光度曲線は、NSの物理的性質とプロトンに富む核での核反応を表します。降着するNSの数値処理とNS内部の物理学は確立されておらず、観測されたX線光度曲線のモデル化に不確実性があることを示しています。この研究では、GS~1826-24観測のバースト光曲線と比較して、理論的なX線バーストモデルを調査します。MESAコードを使用して、NS表面のNS質量、NS半径、およびベース加熱の影響に焦点を当てます。NS質量と光度曲線のパラメーターの間に単調な相関関係があります。質量が大きいほど、繰り返し時間が長くなり、ピーク光度が大きくなります。半径が大きいほど繰り返し時間が長くなりますが、ピーク光度はほぼ一定のままです。ベース加熱を増加させる場合、再発時間とピーク光度の両方が減少します。また、一般相対性理論に基づく別の数値コードHERESを使用して上記の結果を調べ、中心のNSを検討します。MESAのbase-heatパラメータ(相対誤差$\lesssim5\%$)を調整することにより、2つのX線バーストコードでバーストレート、バーストエネルギー、およびバースト強度がほぼ同じであることがわかります。時間は大幅に異なります(相対誤差はおそらく$\sim50\%$です)。ピーク光度とe-folding時間は、異なる降着率の2つのコード間で不規則です。
PPI飽和自己重力降着円盤のダイナミクスと重力波放出に対する磁場の影響：完全なGRでのシミュレーション
| Title |
Effect_of_magnetic_fields_on_the_dynamics_and_gravitational_wave_emission_of_PPI-saturated_self-gravitating_accretion_disks:_simulations_in_full_GR |
| Authors |
Erik_Wessel,_Vasileios_Paschalidis,_Antonios_Tsokaros,_Milton_Ruiz,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07282 |
完全な動的磁気流体力学時空における数値進化を介して、回転するブラックホールの周りの自己重力降着円盤に磁場が及ぼす影響を調査します。私たちが研究している構成は、パパロイゾウ・プリングル不安定性(PPI)に対して不安定です。PPI飽和降着トーラスは、第3世代の重力波(GW)観測所によって宇宙論的距離まで検出可能な重力波を生成することが示されています。PPIは純粋に流体力学的なディスクに対して強力に動作しますが、最初に小さな磁場をホストするディスクでは状況が異なる場合があります。固定BH時空における自己重力のないディスクの進化は、小さなシードフィールドが磁気回転不安定性(MRI)の急速な成長を開始し、PPIを強く抑制することを示しています。現実的な天体物理ディスクは磁化されると予想されるため、PPIによって生成されたGW信号も同様に抑制される可能性があります。しかし、円盤の自己重力が回復するとどうなるかは不明です。ここでは、円盤の角運動量と整列した回転するBH($\chi=0.7$)の周りの自己重力降着円盤と、回転していない降着円盤のPPI飽和状態に対する磁場の影響を調べます。BH。MRIはPPIモードとそれに関連するGWの振幅を減らすのに効果的ですが、システムはまだGWを生成します。広範囲の質量にわたってこれらのシステムの検出可能性を推定すると、LISAによって、磁場がCosmicExplorerによる最大検出距離を300Mpc(純粋な流体力学の場合)から$10M_{\odot}$システムの45Mpcに減少させることを示します。$2\times10^{5}M_{\odot}$システムの場合は11500Mpcから2700Mpcまで、$1000M_{\odot}$システムの場合はDECIGOで$z\approx5$から$z\approx2$まで.
MCRaT 放射伝達計算のための流体力学シミュレーションの解像度の最適化
| Title |
Optimizing_the_Resolution_of_Hydrodynamic_Simulations_for_MCRaT_Radiative_Transfer_Calculations |
| Authors |
Jose_Arita-Escalante,_Tyler_Parsotan,_S._Bradley_Cenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07287 |
約半世紀前に発見されたにもかかわらず、ガンマ線バースト(GRB)の即時放出メカニズムはまだよくわかっていません。即発放出の理論的モデリングは、新しい計算ツールと技術により大幅に進歩しました。そのようなツールの1つは、GRB流出を数値的にシミュレートするために使用されるPLUTO流体力学コードです。PLUTOは、AdaptiveMeshRefinementを使用して、シミュレートされたジェットを含むグリッドの部分に計算作業を集中させます。もう1つのツールはモンテカルロ放射伝達(MCRaT)コードです。これは、PLUTOを使用してジェット内で光子散乱を行うことにより、GRBの電磁的特徴を予測します。MCRaTの後処理放射伝達結果に関するPLUTOシミュレーションの基本的な解像度の影響は、まだ定量化されていません。さまざまな空間的および時間的解像度でMCRaTを使用して、分析的な球状流出と流体力学的にシミュレートされたGRBジェットを分析し、両方の解像度の低下が結果の模擬観測にどのように影響するかを定量化します。空間分解能を変更すると、ジェットの流体力学的特性が変化し、MCRaT模擬観測可能ピークエネルギーに直接影響することがわかりました。また、時間分解能を人為的に下げると、模擬観測スペクトルの高エネルギー勾配が減少し、スペクトルのピークエネルギーと光度の両方が増加することもわかりました。空間解像度と時間解像度の両方が変更されると、効果が相加的であることを示します。私たちの結果により、流体力学的な時間的および空間的解像度の低下が後処理の放射伝達計算の結果にどのように影響するかを理解することができ、放射伝達コードの流体力学的シミュレーションの最適化が可能になります。
重なり合う重力波信号におけるパラメータ推定バイアスの解剖学
| Title |
Anatomy_of_parameter-estimation_biases_in_overlapping_gravitational-wave_signals |
| Authors |
Ziming_Wang,_Dicong_Liang,_Junjie_Zhao,_Chang_Liu,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06734 |
将来の重力波(GW)検出では、多数の重なるGW信号が検出器のデータストリームに表示されます。1つの信号から情報を抽出する場合、他の信号の存在によって大きなパラメーター推定バイアスが生じる可能性があります。フィッシャー行列(FM)を使用して、バイアス分析手順を開発し、他の信号の各パラメーターが推論バイアスにどのように影響するかを調査します。例として2つの信号の重なりを取り上げ、バイアスが本質的に周波数進化の重なりに由来することを詳細かつ定量的に示します。さらに、2つの信号のパラメーター間の相関係数の動作がバイアスに似ていることがわかります。どちらも、信号間の影響の特徴付けとして使用できます。また、完全なベイジアン分析を使用して、FM法のバイアス結果を裏付けています。私たちの結果は、パラメーター推定のための強力なガイダンスを提供し、分析方法論は簡単に一般化できます。
大規模電波干渉データの非可逆圧縮
| Title |
Lossy_Compression_of_Large-Scale_Radio_Interferometric_Data |
| Authors |
M_Atemkeng,_S_Perkins,_E_Seck,_S_Makhathini,_O_Smirnov,_L_Bester,_B_Hugo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07050 |
この作業では、視野の端でスミアリングを維持するベースライン依存の非可逆圧縮技術を使用して、可視性データの量を減らすことを提案しています。行列のランクの関係と、低ランク近似が生の可視性データを基本コンポーネントの合計として記述できるという事実を利用します。ここで、各基本コンポーネントは空分布の特定のフーリエコンポーネントに対応します。そのため、可視性データ全体は、単一のテンソルではなく、ベースラインからのデータマトリックスのコレクションとして表されます。提案された方法は次のように定式化されます。可視性データ全体の大規模なデータセットが提供されます。$simple~SVD$という名前の最初のアルゴリズムは、rank$-r$データ行列の通常のサンプリング空間にデータを投影します。この空間では、すべてのベースラインのデータが同じランクを持っているため、すべてのベースラインで圧縮率が等しくなります。$BDSVD$という名前の2番目のアルゴリズムは、rank$-r_{pq}$データ行列の不規則なサンプリング空間にデータを投影します。下付き文字$pq$は、データマトリックスのランクがベースライン$pq$間で変化することを示します。これにより、圧縮係数がベースラインに依存します。MeerKATとEuropeanVeryLongBaselineInterferometryNetworkは、従来の平均化やベースライン依存平均化(BDA)などの従来の方法に対する提案された方法のパフォーマンスを評価および比較するための基準望遠鏡として使用されます。同じ空間解像度のしきい値の場合、$simple~SVD$と$BDSVD$の両方が、従来の平均化とBDAよりも2桁高い効果的な圧縮を示します。同じ省スペース率で、空間解像度の低下はなく、データのノイズ分散が減少し、視野の端でS/Nが$1.5$dB以上に改善されます。
Meudon および Haute Provence H$\alpha$ ヘリオグラフの連続バージョンの光学特性と機能 (1954-2004)
| Title |
Optical_characteristics_and_capabilities_of_the_successive_versions_of_Meudon_and_Haute_Provence_H$\alpha$_heliographs_(1954-2004) |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07055 |
H$\alpha$ヘリオグラフは、太陽彩層の単色画像を高速(60秒以下)で生成するように設計された画像機器です。それらは、フレアや物質放出などの太陽活動の動的現象を効率的に監視するように設計されています。ムードンとオートプロヴァンスの天文台は、国際地球観測年(1957年)の枠内で、Lyotフィルターを使用して体系的な観測を開始しました。この技術は、1985年まで数回進化し、ラインウィングとコア(可変波長)を交互に観察できるチューナブルフィルターが追加されました。50年間に600万枚以上の画像が制作されましたが、そのほとんどは35mmフィルムでした(カタログはオンラインで入手できます)。この論文では、1954年から2004年の間に運用されたH$\alpha$ヘリオグラフの連続バージョンの光学特性と機能を提示し、2023年にCalern天文台で委託される新しいヘリオグラフ(MeteoSpace)について簡単に説明します。
14.4 keV Solar Axion Search 用に設計された TES X 線マイクロ熱量計の性能
| Title |
Performance_of_TES_X-Ray_Microcalorimeters_Designed_for_14.4-keV_Solar_Axion_Search |
| Authors |
Yuta_Yagi,_Ryohei_Konno,_Tasuku_Hayash,_Keita_Tanaka,_Noriko_Y._Yamasaki,_Kazuhisa_Mitsuda,_Rumi_Sato,_Mikiko_Saito,_Takayuki_Homma,_Yoshiki_Nishida,_Shohei_Mori,_Naoko_Iyomoto,_and_Toru_Hara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07068 |
太陽コアの57Fe原子核は、強いCP問題を解決する仮説上の素粒子アクシオンが存在する場合、M1遷移を介して14.4keVの単色アクシオンを放出する可能性があります。遷移端センサー(TES)X線マイクロカロリメーターは、57Fe吸収体によって再び光子に変換される場合、そのようなアクシオンを非常に効率的に検出できます。ソーラーアクシオンサーチ用に、57Fe吸収体を備えた専用のTESアレイを設計および製造しました。鉄吸収体はTESの隣に設置され、分光性能に対する鉄の磁化効果を減らすために一定の距離を保っています。ゴールドのサーマルトランスファーストラップがそれらを接続します。55Fe線源から照射されたサンプルピクセルは、698個のパルスを検出しました。熱シミュレーションとは対照的に、パルスには、各材料の吸収率に依存する割合で、鉄の吸収体または金のストラップで生成されたイベントが含まれていると考えています。さらに、鉄吸収体に堆積した光子は、意図したとおりにストラップを介して検出されます。すべてのイベントの識別はまだ完了する必要があります。しかし、独自設計のTESを初めて鉄着磁下で動作させることに成功しました。
光学におけるイメージ センサーの簡単な歴史
イメージセンサー、特に電荷結合素子(CCD)は、おそらく写真に次ぐ最も重要なイノベーションとして、観測天文学に革命をもたらしました。CCDの発明から50周年を迎えた2019年は、可視光領域の検出器の開発を再検討する時期であり、まず光電効果の発見とそれを利用した恒星の測光実験を開始します。1913年、SternwarteBabelsbergは、CCDの発明、ジェット推進研究所でのその開発、そして今日市販されている高性能CCDおよびCMOSイメージャーについて説明しました。
ARIANNA高エネルギーニュートリノ検出器の結果
ARIANNA氷中電波検出器は、ロス棚氷と南極の浅い検出器ステーションでUHEニュートリノの検出を調査します。ここでは、将来の大規模実験の基礎となる最近の結果を紹介します。ARIANNAデータから導き出されたUHEニュートリノフラックスの限界、より豊富なエアシャワーの測定、その場での測定キャンペーンの結果、内部反射層からの潜在的なバックグラウンドの研究、および将来の検出器の改善の見通しを示します。
20 年間の Sloan Digital Sky Survey からの激変変数のカタログと、新しい分類、期間、傾向、および異常性
| Title |
A_catalogue_of_cataclysmic_variables_from_20_years_of_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_with_new_classifications,_periods,_trends_and_oddities |
| Authors |
Keith_Inight,_Boris_G\"ansicke,_Elm\'e_Breedt,_Henry_Israel,_Stuart_Littlefair,_Christopher_Manser,_Thomas_Marsh,_Timothy_Mulvany,_Anna_Pala,_John_Thorstensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06749 |
複数のアーカイブデータセットから照合された70の新しい分類を含む、SDSSIからIVで観測された507の激変変数(CV)のカタログを提示します。これは、高品質で均質な光学分光法を備えたCVの最大のサンプルです。このサンプルを使用して、CVの主要なサブタイプの偏りのない空間密度と周期分布を導き出しました。また、いくつかの特異なCV、ピリオドバウンサー、降着率の大きな変化を示すCVについても報告します。70の新しいCV、59の新しい期間、178の未公開スペクトル、262の新しい分類または更新された分類を報告します。SDSS分光法から、文献でCVとして誤って識別された18のシステムも識別しました。13の特異なCVSの観察された特性について説明し、標準的な分類スキームに反する8つのCVの小さなセットを特定します。このサンプルを使用して、さまざまなCVサブタイプの分布を調査し、個々の空間密度とCV母集団全体の密度を推定します。SDSSIからIVのサンプルには、14のピリオドバウンスCVまたは候補が含まれています。変動性ベースのCV検出の選択バイアスを強調して、ヘルツスプルング-ラッセル図全体のCVの変動性について説明します。最後に、SDSSCVの8つの3次コンパニオンを検索して見つけました。このカタログと補足データに含まれる広範な資料は、CVのさまざまな観察集団研究に役立つと予想されます。
近心音響グリッチは振動的ではない：対流境界混合のアステロ地震プローブの結果
| Title |
Near-Core_Acoustic_Glitches_are_Not_Oscillatory:_Consequences_for_Asteroseismic_Probes_of_Convective_Boundary_Mixing |
| Authors |
Christopher_J._Lindsay,_J._M._Joel_Ong,_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06770 |
近年、星震学は、主系列星の内部構造と物理過程を研究するために広く使用されてきました。最大振動パワーの周波数付近の圧力モード(pモード)を使用して、恒星モデルトラックを構築することにより、対流コアを持つ主系列星のコア付近の層の構造を調べる可能性を検討します。関心のある質量範囲内で、JWKB近似によって決定されるpモードの内部転換点は、主シーケンス中に2つの異なるフェーズで進化します。これは、2つのフェーズ間の不連続な遷移中にコア付近の感度が突然失われることを意味します。ただし、非JWKB漸近解析も使用して、これらの構造特性がモード周波数に与える影響の対照的な式のセットを導き出し、そのような遷移をエンコードしません。外側のグリッチの場合とは対照的に、星の構造に対する十分にコアに近い摂動が、星の振動モード周波数に対する非振動性の次数依存の摂動をもたらすことを分析的に示します。また、これらのコア近くの音響グリッチは、JWKB分析から生じる次数に依存しない振動ではなく、非JWKB分析と一致して、低い次数でも強い角度依存性を示すことを数値的に示します。これらの特性は、pモードを使用して、主系列の中間質量星のコア付近の混合プロセスを研究したり、赤色巨星などの他の天体物理構成における中心付近の音響グリッチの解釈に重要な意味を持ちます。
暖かい非常に金属に乏しい星における鉄ピーク要素の豊富さ
| Title |
Iron-Peak_Element_Abundances_in_Warm_Very_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
Christopher_Sneden,_Ann_Merchant_Boesgaard,_John_J._Cowan,_Ian_U._Roederer,_Elizabeth_A._Den_Hartog,_and_James_E._Lawler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06899 |
我々は、37の主系列ターンオフの非常に金属の少ない星([Fe/H]<=-2.1)について、Mg、Ca、およびFe族元素ScからZn(Z=21-30)の新しい詳細な存在量を導き出した。ベリリウム存在量調査のために最初に収集されたKeckHIRES光学および近紫外高S/Nスペクトルを分析しました。通常、各星の正確な実験室遷移確率を持つ約400の鉄族線を使用して、10個の鉄族元素の中性種とイオン化種、およびアルファ元素のMgとCaの正確なLTE金属量と存在比を決定しました。3100-5800オングストロームの範囲で、私たちの星の両方の種の検出可能な遷移を持つ6つの元素について、中性/イオン存在量の良好な一致を見つけました。相関するSc-Ti-Vの相対過剰量の以前の報告が確認されており、金属量の減少とともにゆっくりと増加しているように見えます。この要素トリオにZnを追加します。また、金属量が最も低い領域では、ますます過剰になっているようです。CoはZnの挙動を模倣しているように見えますが、その存在量の信頼性に関する問題がその解釈を曇らせています。
静かな太陽観測に対する遷移領域の原子モデルのベンチマーク研究
| Title |
A_benchmark_study_of_atomic_models_for_the_transition_region_against_quiet_Sun_observations |
| Authors |
Roger_Dufresne_and_Giulio_Del_Zanna_and_Helen_Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07038 |
太陽遷移領域からの線放射をモデル化するためにコロナ近似を使用すると、特にLiおよびNa様イオンについて、長年にわたる観測との不一致が生じてきました。研究によると、この領域のモデリングを改善するには、イオン形成に対する高密度、太陽放射、電荷移動の影響など、多くの原子プロセスが必要であることが示されています。時間依存のイオン化や放射伝達など、他の非平衡プロセスも役割を果たすと予想されます。上記のイオン化平衡における3つの関連する原子プロセスを含む一連のモデルが最近構築されました。これらの新しい結果は、遷移領域で観測された主な要素をカバーしています。結果の有効性を評価するために、現在の研究では、微分発光測定モデリングを使用してスペクトル線強度を予測しています。いくつかの点では制限がありますが、この微分放出測定モデリングは、新しい原子計算の影響をよく示しています。結果は、冠状近似の予測と、公開された文献からの平均的な静かな太陽の観測と比較されます。LiおよびNa様イオンからの線放出、相互結合線、およびその他の多くの線について、大幅な改善が見られます。この研究から、太陽大気のどこまでコロナ近似を適用できるか、および新しい原子モデルが有効である範囲が評価されます。
125年の時間間隔でのCQタウの測光活動
スターCQタウは、UXOriタイプのスターのファミリーに属します。非常に複雑な測光的挙動と星周環境の複雑な構造を持っています。私たちの論文では、公開された測光観測に基づいて、この星の歴史的な125年間の光度曲線を作成しました。UXOri型星に特徴的なランダム成分の他に、10年周期の大振幅周期成分も存在することになる。その存在は[11]で疑われていました。新しい観測はその現実を確認します。これは、星の近くに第2成分が存在することを示しています。伴星運動によって引き起こされた密度波と物質の流れは、星の周囲の絶滅と明るさの周期的な変化につながります。この結果は、高い角度分解能を持つCQタウの最近の観測との関連で議論されています。
ケプラー、K2、および TESS I によって観測された Cool Giant Stars の星震学を使用した Gaia EDR3
視差体系の調査. 12,500 の赤色巨星までの星震距離
| Title |
Investigating_Gaia_EDR3_parallax_systematics_using_asteroseismology_of_Cool_Giant_Stars_observed_by_Kepler,_K2,_and_TESS_I._Asteroseismic_distances_to_12,500_red-giant_stars |
| Authors |
Saniya_Khan,_Andrea_Miglio,_Emma_Willett,_Beno\^it_Mosser,_Yvonne_P._Elsworth,_Richard_I._Anderson,_Leo_Girardi,_K\'evin_Belkacem,_Anthony_G._A._Brown,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Luca_Casagrande,_Gisella_Clementini,_Antonella_Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07158 |
GaiaEDR3は、システマティックスが報告された視差に最大10ミューアのレベルで影響を与えるという事実にもかかわらず、天体物理学コミュニティに多くの関心を生み出す前例のないデータを提供しました。独立した距離測定値は、測定可能な視差を持つ赤色巨星の星震学から入手できます。その大きさと色の範囲は、関心のある他の星のものをより密接に反映しています。この論文では、ケプラー、K2、およびTESSによって観測された約12,500個の赤色巨星の分岐星と赤色塊星までの距離を決定します。これは、グリッドベースのモデリング手法を介して行われます。この手法では、地球規模の星震観測量、光球の化学組成に対する制約、赤化されていない測光が観測入力として使用されます。この大規模な星震距離のカタログにより、GaiaEDR3視差との最初の比較を行うことができます。アステオ地震学で推定されたオフセット値は、黄道の緯度または等級で明確な傾向を示しておらず、赤い色に向かって移動するにつれてオフセット値が(絶対的に)増加する傾向は、最も明るい星によって支配されています。Lindegrenらによって提案された補正モデル。（2021）は、この研究で検討されているすべての分野に適しているわけではありません。星震学の結果と赤い塊の大きさのモデル予測との間に良い一致が見られます。ガイアスキャンの法則の統計で考えられる傾向について説明し、星震学またはガイアのいずれかが視差で最高の精度を提供する2つのマグニチュード領域が存在することを示します。
GONG ドップラーグラムにおけるソーラー P 角度アライメント
| Title |
Solar_P-angle_Alignment_in_GONG_Dopplergrams |
| Authors |
Anna_L._H._Hughes,_Irene_Gonzalez-Hernandez,_Sean_G._McManus,_Kiran_Jain_and_Sushanta_C._Tripathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07192 |
日震研究では、主に関心のある観測パラメータはP角度です。これは、特定の画像の太陽回転軸に沿った角度です。TheGlobalOscillationNetworkGroup(GONG)が採用している6つの観測サイトでは、この角度は相対的な画像の向きのマーカーとしても機能し、同時画像を正確に位置合わせしてマージし、可能な限り最高品質のデータを提供できます。このレポートでは、観測された速度場の大規模な構造を調べることにより、太陽ドップラーグラム画像に埋め込まれた回転シグネチャを介してP角度を決定する2つの方法を提示し、調査します。他の研究と同様に、ドップラーグラムは、太陽表面全体のさまざまな物理現象の提示に従って、時間とともに変化する「P角度」シグネチャを生成しますが、回転軸のサブディグリー識別の可能性があることを発見しました。ただし、個別のP角度検出技術間の密接な一致は、GONGサイトドップラーグラムのキャリブレーション状態によって課されるP角度決定に対する現在の制限も明らかにし、GONGのこれらのP角度検出方法にはスケール上のエラーが残ります。2つのサイト間の1度未満。
C-O および O-Ne 白色矮星における $^{56}$Fe の拡散係数
白色矮星(WD)星の結晶化における中性子豊富な原子核の拡散係数は、組成プロファイルの進化をモデル化するための重要な微視的入力です。最近、分子動力学シミュレーションを使用して、$^{22}$Ne、$^{23}$Naなどの重要な堆積熱源となる可能性のある多くの微量核種を含むC-OおよびO-NeWDの現実的な混合物の拡散係数が計算されています。、$^{25}$Mg、および$^{27}$Mg。この短いメモでは、これらのシミュレーションを繰り返しますが、$^{56}$Feを含めます。これらの混合物に含まれる大きな電荷比の場合、以前の研究で開発された経験則は、中程度に結合された領域の拡散係数を30～40%過少予測する傾向があることがわかりました。この形式は現在、星の進化コードMESAに実装されているため、$^{56}$Feのような重い核種を含む混合物を研究している著者は、これらの体系を認識することが重要です。ただし、天体物理学への影響は小さいと予想されます。
月が海底通信ケーブルに与える影響
太平洋横断海底ケーブルの潮汐による遅延変動を報告します。精密位相計による1週間にわたる記録は、ポアソン効果によって引き起こされるサブメートル範囲の長さの変化を示唆しています。説明されている方法は、新しい分野のツールボックスに追加されます>>光学海洋地震学<<。
理論的な不確実性によるパルサータイミングアレイ相互相関における確率的重力波背景の探索
| Title |
Hunting_the_stochastic_gravitational_wave_background_in_pulsar_timing_array_cross_correlations_through_theoretical_uncertainty |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07040 |
確率的重力波(GW)バックグラウンドの空間相関の理論的不確実性に関する信じられないほどの進歩が最近行われました。ただし、この理論的な不確実性がPTA相互相関分析に与える影響を理解する必要があります。この論文は、原理の証明として、この方向を推し進めます:理論上の不確実性が、ノイズの多いPTA相互相関測定における確率的GWバックグラウンド信号を解明する上で持つ潜在的な役割を示しています。モックデータセットとノイズの両方を考慮し、12.5年間のNANOGrav空間相関測定値を取り囲み、GWバックグラウンドの物理的内容とデータ内のノイズの性質に関係なく、楽観的な結論を見つけます。非常に簡単に言えば、さまざまなケースを通じて、2つの瞬間が利用されている場合に、確率的シグナルに注意を払う方が良いという、ささやかな、しかし重要な結果を示します。または、GWに関しては、理論上の不確実性が、確率論的なGWバックグラウンドの探索において重要な役割を果たす可能性があることを示しています。
テレパラレル重力に基づくパリティ違反モデルは、文献で予備的に研究されているパリティ違反重力の競合スキームです。テレパラレル重力におけるパリティ違反モデルをさらに調査するために、この論文では、ねじりテンソルで二次であり、高次導関数を使用しない方法でスカラー場に結合されたすべての独立したパリティ奇数項を構築します。これらのパリティ奇数項を使用して、テレパラレル重力における一般的なパリティ違反スカラーテンソルモデルを定式化し、その運動方程式を取得します。一般モデル内の潜在的に実行可能なモデルを調査するために、ねじれの2乗を超える項が削除された一般モデルのサブモデルの宇宙論的適用を調査します。宇宙論的摂動の分析に焦点を当て、ゴースト不安定性を回避しながら重力波のパリティ違反信号を線形秩序で保持する条件を特定します。
この会議論文では、非相対論的暗黒物質粒子が初期膨張宇宙で光の力のメディエーターと相互作用する有効な場の理論を考察します。熱凍結時のダイナミクスに影響を与える可能性のある関連プロセスを体系的に説明する一般的なフレームワークを提示します。閾値に近い効果、特に束縛状態の形成とゾンマーフェルトの増強が暗黒物質の遺物密度に大きな影響を与える温度領域では、より高い励起状態と暗黒の消滅と崩壊における放射補正からの可能な寄与を精査します。-問題のペア。
量子ノイズ制限アンプを使用した CAPP Axion 検索実験
| Title |
CAPP_Axion_Search_Experiments_with_Quantum_Noise_Limited_Amplifiers |
| Authors |
Sergey_V._Uchaikin,_Boris_I._Ivanov,_Jinmyeong_Kim,_\c{C}a\u{g}lar_Kutlu,_Arjan_F._Van_Loo,_Yasunobu_Nakamura,_Seonjeong_OH,_Violeta_Gkika,_Andrei_Matlashov,_Woohyun_Chung,_Yannis_K._Semertzidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07222 |
アクシオンは、量子色力学の強いCP問題を解決することが期待されており、暗黒物質の主要な候補の1つです。韓国のCAPPでは、1～6GHzの周波数範囲のキャビティハロースコープに基づくいくつかのアクシオン探索実験を行っています。主な取り組みは、可能な限り高い感度で実験を行うことに重点を置いています。これには、mKの範囲の最低物理温度でのホロスコープのメンテナンスと、弱いアクシオン信号を増幅するための低ノイズコンポーネントの使用が必要です。異なる周波数範囲を対象とした5つのハロースコープ実験用の低ノイズアンプの開発と動作について報告します。増幅器は、量子限界に近づいているノイズ温度を示しています。
