大規模な銀河団からの Sunyaev Zel'dovich 効果信号に対するハロー集中の影響
| Title |
The_impact_of_halo_concentration_on_the_Sunyaev_Zel'dovich_effect_signal_from_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Shivam_Pandey,_Susmita_Adhikari,_Weiguang_Cui,_Tae-hyeon_Shin,_Qingyang_Li,_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08731 |
SunyaevZel'dovich(SZ)効果は、銀河団内の電離ガスの圧力に敏感です。ガス圧は、ホスト暗黒物質ハローによって支配されているクラスターの重力ポテンシャルの変化に応答します。したがって、ハロー濃度の変化はSZ信号に影響を与え、SZ選択クラスターの宇宙論的およびその他の分析に影響を与えます。濃度とSZの関係を理論とシミュレーションで調査します。内部SZプロファイル($R\lesssim0.75R_{200c}$)に対する濃度の影響は、標準的なポリトロープガスモデルで捉えることができることがわかりました。ただし、そのようなモデルは、外側のSZプロファイル($R\gtrsim0.75R_{200c}$)と、統合されたSZ信号$Y$と濃度の間の関係を再現するのに不十分な仕事をしていることがわかりました。この不一致は、おそらくビリアルショックによって引き起こされた、スプラッシュバック半径近くのガス圧力プロファイルの急激な切り捨てに起因します。さまざまな質量と濃度のクラスターについて、いくつかの$R_{200c}$までシミュレートされたSZプロファイルとの良好な一致を導き、濃度と$Y$の関係も正確に予測する切り捨ての簡単な説明を作成します。最後に、SZ信号の濃度依存性を無視することにより、SZで選択されたクラスターの線形バイアスパラメーターとスプラッシュバック半径の推定にどのようにバイアスをかけることができるかを判断します。
| Title |
Evolution_of_matter_and_galaxy_clustering_in_cosmological_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Jaan_Einasto_and_Gert_H\"utsi_and_Lauri-Juhan_Liivam\"agi_and_Changbom_Park_and_Juhan_Kim_and_Istval_Szapudi_and_Maret_Einasto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09035 |
物質と銀河の相関関数とバイアス関数を介して、宇宙流体力学シミュレーションで物質と銀河のクラスタリングの進化を定量化します。$z=5$から$z=0$までのエポックでシミュレーションTNG100およびTNG300を使用します。銀河の空間相関関数$\xi(r)$をシミュレートされた銀河と暗黒物質(DM)粒子について計算し、進化する宇宙網を特徴付けます。進化中にバイアスパラメーターが減少することがわかり、以前の結果が確認されました。低光度と中光度では、銀河のバイアスパラメータ$b_0$は等しく、矮小銀河が明るい銀河と同じフィラメント網に存在することを示唆しています。CFから推定された最低光度の銀河のバイアスパラメータは、粒子密度が制限されたDMのクラスター化されたサンプルのCFに比べて低くなっています。クラスター化されたDMのCFから推定されたバイアスパラメーター$b_0$は、クラスター化された母集団内の粒子の割合からの期待値$b=1/F_c$と一致することがわかります。宇宙のウェブにはさまざまな密度のフィラメント構造が含まれており、クラスター化された集団とクラスター化されていない集団の物質の割合は両方とも1未満です。したがって、クラスター化された物質のCF振幅は常にすべての物質よりも大きくなります。つまり、バイアスパラメータは$b>1$でなければなりません。銀河のCFとクラスター化されたDMの違いは、これらの関数がコズミックウェブの異なる特性を表していることを示唆しています。
Planck と SPT-SZ による銀河団圧力プロファイルの共同測定
南極望遠鏡(SPT)とプランクによって共同で検出された461個のクラスターの平均コンプトンプロファイルを測定しました。この分析に含まれるクラスターの数は、以前の分析よりも約1桁多くなっています。プランクデータとSPT-SZデータを最適に結合するためにフーリエ空間で開発された革新的な方法を提案します。これにより、点広がりと伝達関数のクリーンなデコンボリューションを実行しながら、特徴的な放射状スケール$R_{\rm500}$で同時に再スケーリングできます。臨界密度に関して。このメソッドは、SPT-SZデータ内のSPTクラスターの選択バイアスをさらに補正します。1つのパラメーターのみを固定してプロファイルに一般化されたNavarro-Frenk-White(NFW)フィットを実行し、他の4つのパラメーターを優れた精度で制約できるようにします。最適なプロファイルは、内側の領域ではREXCESSに基づくUniversalPressureProfileと、外側の領域ではPlanckとXMMアーカイブに基づくPlanckIntermediatePaperVプロファイルとよく一致しています。赤方偏移と質量の傾向を調査し、赤方偏移の進化の兆候は見つかりませんでしたが、低質量サブサンプルはより中央にピークがあるプロファイルを持っているという意味で、低質量サブサンプルと高質量サブサンプルの圧力プロファイルに大きな違いを検出しました。高質量サブサンプルのそれ。【要約】
| Title |
Cosmology_with_Galaxy_Cluster_Properties_using_Machine_Learning |
| Authors |
Lanlan_Qiu,_Nicola_R._Napolitano,_Stefano_Borgani,_Fucheng_Zhong,_Xiaodong_Li,_Mario_Radovich,_Weipeng_Lin,_Klaus_Dolag,_Crescenzo_Tortora,_Yang_Wang,_Rhea-Silvia_Remus,_Giuseppe_Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09142 |
[要約]銀河団は、宇宙で最も巨大な重力束縛系であり、有効な宇宙探査機であると広く考えられています。銀河団のプロパティを使用して、Omega_m、sigma_8、Omega_b、およびh_0を含む一連の宇宙論的パラメーターに対する不偏制約を導出する最初の機械学習方法を提案します。ガス質量、ガスボロメータ光度、ガス温度、恒星質量、クラスター半径、総質量、速度分散、赤方偏移など、Magneticumマルチコスモロジー流体力学シミュレーションからの「測定された」量を含むモックカタログを使用して、機械学習モデルをトレーニングします。Omega_mで~14%、sigma_8で~8%、Omega_bで~6%、h_0で~3%のオーダーの不確実性を持つすべてのパラメータを予測します。この最初のテストは、機械学習が観測された量の多次元空間の相関関係を宇宙論的パラメーター空間に効率的にマッピングし、特定のサンプルが特定の宇宙論的パラメーターの組み合わせに属する確率を絞り込むことができることを示しているため、非常に有望です。将来的には、これらのMLツールをクラスターサンプルに適用して、光学バンドのCSST、近赤外線バンドのEuclidとRoman、X線バンドのeROSITAなどの調査からの多波長観測を使用して、両方の宇宙論を制約することができます。そしてバリオンフィードバックの効果。
二次 CMB 異方性を調べるためのクロス内部線形結合アプローチ: キネマティック Sunyaev-Zel{'}dovich 効果と CMB レンズ効果
| Title |
A_Cross-Internal_Linear_Combination_Approach_to_Probe_the_Secondary_CMB_Anisotropies:_Kinematic_Sunyaev-Zel{'}dovich_Effect_and_CMB_Lensing |
| Authors |
Srinivasan_Raghunathan_and_Yuuki_Omori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09166 |
天体物理信号からの汚染に対してロバストに小規模な宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性を測定するためのクロス内部線形結合(クロスILC)アプローチを提案します。特に、運動学的SZ(kSZ)パワースペクトルとCMBレンズ作用における宇宙赤外背景(CIB)および熱Sunyaev-Zeldovich(tSZ)信号からのシステマティックスの軽減に焦点を当てています。CIB(CIBフリーマップ)とtSZ(tSZフリーマップ)からの寄与をゼロにすることによって作成された2つのCMBマップ間のクロススペクトル測定は、アプローチがCIBおよびtSZ信号の合計寄与を大幅に抑制するため、kSZに対してロバストであることを示します。.同様に、CMBレンシングについては、Madhavacheril&Hill(2018)によって導入されたアプローチを使用しますが、二次推定器の2つのレッグでtSZフリーおよびCIBフリーマップを使用することでわずかに変更されています。この手法を使用して作成されたCMBレンズマップを銀河調査と相互相関させることにより、CIB/tSZの両方からのバイアスが無視できることを示します。また、モデル化されていないCIB/tSZ残差がkSZと宇宙論的パラメーターに及ぼす影響を計算し、標準ILCを使用して測定されたkSZが大幅に偏っていることを発見しました。クロスILCからのkSZ推定値は、CIB/tSZの影響を受けにくく、南極望遠鏡(SPT)、シモンズ天文台(SO)、CMB-S4などのCMB調査にとって重要です。クロスILC法を使用すると、合計kSZパワースペクトルを非常に高い有意性で測定できることがわかります。kSZパワースペクトルを使用して再イオン化のエポックの制約を予測し、現在{\itPlanck}によって制約されていない再イオン化の期間を$\sigma(z_{\rmdur})$=1.5(または)前の$\tau_{\rmre}$の選択に応じて0.5。データ製品とコードは、https://github.com/sriniraghunathan/cross_ilc_methods_paperからダウンロードできます。
極寒の世界の空をマッピングする: 非常に大きな望遠鏡で嵐と黒点を検出する
| Title |
Mapping_the_Skies_of_Ultracool_Worlds:_Detecting_Storms_and_Spots_with_Extremely_Large_Telescopes |
| Authors |
Michael_K._Plummer_and_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08518 |
超大型望遠鏡(ELT)は、超低質量星(VLM)、褐色矮星、系外惑星の磁気、大気力学、および化学を研究する比類のない機会を提供します。GiantMagellanTelescope-ConsortiumLargeEarthFinder(GMT/GCLEF)、30メートル望遠鏡の多目的回折限界高解像度赤外線分光器(TMT/MODHIS)、ヨーロッパ南天天文台の中間赤外線ELTイメージャーなどの機器とスペクトログラフ(ELT/METIS)は、表面の不均一性による一時的なスペクトル変動に基づいて、超低温ターゲットの表面をドップラーイメージ化するために必要なスペクトル分解能と信号対雑音比(S/N)を提供します。Plummer&Wang(2022)で開発および検証された公開コード$Imber$を使用して、VLM星(TRAPPIST-1)の磁気星点と雲システムを識別するこれらの機器の能力を評価します。2つのL/T遷移超低温矮星(VHSJ1256$-$1257bおよびSIMPJ0136+0933)。および3つの系外惑星(BetaPicbおよびHR8799dおよびe)。TMT/MODHISとELT/METISは、超低温矮星とBetaPicbを1回転でドップラーイメージングするのに適していることがわかりました。通常、経度と半径の不確実性は$\lesssim10^{\circ}$であり、緯度の不確実性は$\sim10^{\circ}\\rm{to}\30^{\circ}$の範囲です。TRAPPIST-1の真横の傾きと低い$\upsilon\sini$は、3つの機器すべてに課題を提供しますが、GMT/GCLEFとHR8799惑星は、複数の回転にわたる観測を必要とする場合があります。分光技術、測光のみの推論、および2つの組み合わせを比較します。分光観測と測光観測を組み合わせることで、表面の不均一性のベイズ推定が改善され、超低温大気が斑点または帯状の特徴によって支配されているかどうかについての洞察が得られることがわかりました。
近赤外スペクトルにおける金星表面の夜間部分雲イメージングのための放射測定
| Title |
Radiometry_for_Nighttime_Sub-Cloud_Imaging_of_Venus'_Surface_in_the_Near-InfraRed_Spectrum |
| Authors |
Brian_M._Sutin,_Anthony_B._Davis,_Kevin_H._Baines,_James_A._Cutts,_and_Leonard_I._Dorsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08585 |
放射分析(信号対雑音比など)は、夜間の姉妹惑星の表面の近赤外線部分雲イメージングの性能を制限しますか?そうではありません。雲の上の観測、想定される地温、雲下の吸収と放出のモデル化、およびレイリー散乱シミュレーションを使用して、雲下放射量を計算します。したがって、控えめなサブクラウドカメラの展開により高解像度の表面イメージングが可能になるというアーカイブと最近の研究の両方を確認します。
窒素優勢のUSPスーパーアース大気に対する地表圧力の影響
| Title |
Surface_pressure_impact_on_nitrogen-dominated_USP_super-Earth_atmospheres |
| Authors |
Jamila_Chouqar,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Zouhair_Benkhaldoun,_Andrew_Szentgyorgyi,_Abdelhadi_Jabiri,_and_Abderahmane_Soubkiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08690 |
この論文では、0.1から10の範囲のさまざまな地表圧力シナリオで、窒素が優勢な低温、高温、および高温の超短周期(USP)超地球大気の化学と発光スペクトルを化学平衡の内外で比較します。バー。これらの惑星の発光スペクトルを予測するために、熱化学動力学と垂直輸送と光化学が考慮された1次元VULCAN化学動力学コードを1次元放射伝達モデルPETITRADTRANSにリンクします。放射対流温度圧力プロファイルは、HELIOSコードで計算されました。次に、PANDEXOノイズシミュレータを使用して、JWSTとの不均衡プロセスによって生じる違いの可観測性を調べます。私たちのグリッドは、さまざまな表面圧力が温度プロファイル、大気中の存在量、およびその結果としてこれらの惑星の発光スペクトルにどのように大きな影響を与えるかを示しています。NIRSpecおよびMIRILRSJWST機器を使用して、HCN、C2H4、およびCOをターゲットにすることでより低温の惑星で、HCNを含むCH4をターゲットにすることでより温暖な惑星で、不均衡プロセスによる発散を観測できることがわかりました。これらの種は、窒素が優勢なUSPスーパーアースの表面の存在を示す高感度の指標であることがわかっており、これらの大気の厚さに関する情報を提供しています。
地球に似た磁気圏を持つ太陽系外惑星の極端な宇宙気象条件の MHD 研究: ハビタビリティ条件と電波放射について
| Title |
MHD_study_of_extreme_space_weather_conditions_for_exoplanets_with_Earth-like_magnetospheres:_On_habitability_conditions_and_radio-emission |
| Authors |
J._Varela,_A._S._Brun,_P._Zarka,_A._Strugarek,_F._Pantellini,_V._Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08771 |
本研究は、磁気圏遮蔽が非効率的である場合、系外惑星表面への恒星風の直接堆積によって引き起こされる、タウブーのようなM星およびF星のハビタブルゾーン内の地球のような磁気圏を持つ系外惑星のハビタビリティ条件を特徴付けることを目的としています。.さらに、地球のような磁気圏を持つ太陽系外惑星によって生成される電波放射が、さまざまな宇宙気象条件に対して計算されます。この研究は、コードPLUTOによって実行される一連のMHDシミュレーションに基づいており、M星とF星タイプのタウブーのハビタブルゾーンを周回する太陽系外惑星に予想される宇宙気象条件を再現します。0.2天文単位のM星にホストされている系外惑星は、星の自転周期が3日よりも遅い場合、つまり、より速い回転子が十分に大きな星風と惑星間磁場を生成する場合、通常およびCMEのような宇宙気象条件の間、星風から保護されます。系外惑星の居住可能性を危険にさらす。>=2.5天文単位のF星型タウブーによってホストされている系外惑星は、通常の宇宙気象条件の間は保護されていますが、系外惑星が星のハビタブルゾーン(2.5天文単位)の内縁に近い場合、地球よりも強い磁場が必須です。)CMEのような宇宙気象条件で太陽系外惑星の表面を保護します。シミュレーションで計算された電波放射値の範囲は、[Zarka2018]によって提案された通常の一般的なCMEのような宇宙気象条件におけるスケーリングと一致しています。電波望遠鏡が太陽系外惑星からの変動性が小さい比較的低い電波放射信号を測定する場合、それは、考慮されている宇宙天気状態と系外惑星の固有磁場に関して、系外惑星の居住可能条件が良好であることを示している可能性があります。
$\upsilon$-アンドロメッド{\ae}系の最も内側の太陽系外惑星の永年軌道力学
準周期制限ハミルトニアンを導入して、多惑星系における小質量惑星の永年運動を記述します。特に、$\upsilon$-アンドロメダ座A星の周りを公転する太陽系外系で発見された惑星のうち、最も内側の惑星である$\upsilon$-And$b$の運動について言及します。スーパージュピター系外惑星$\upsilon$-And$c$と$\upsilon$-And$d$の軌道を安定配置で事前に割り当てます。それらの永年運動のフーリエ分解は、周波数分析を使用して再構築され、これら2つの外惑星(主要なものであると予想されるそのような太陽系外システムで）。$2+3/2$自由度のハミルトニアンモデルになります。その有効性は、完全な$4$体問題のいくつかの数値積分との比較によって確認されています。さらに、モデルは、最も内側の太陽系外惑星の永年運動に対する相対論的効果も考慮に入れることによって強化されます。$\upsilon$-And$b$の安定性の問題に焦点を当て、主にその軌道に影響を与えるパラメーター、つまりその傾斜角の初期値とそのノードの経度の関数として扱います。系の長期進化において、中心星との（準）衝突の可能性が高い軌道構成を除外するために重要な、その離心率の進化を研究します。さらに、正規形のアプローチも導入します。これは、ハミルトニアンモデルを$2$の自由度を持つシステムにさらに減らします。これは、全角運動量に関連する運動定数を許容するため、積分可能です。これにより、観測と互換性のある初期軌道構成のセットに関して、$\upsilon$-And$b$の安定領域をすばやく事前に選択できます。
HST/COS観測によるエウロパの水群トーラスの制約
| Title |
Constraints_on_Europa's_water_group_torus_from_HST/COS_observations |
| Authors |
Lorenz_Roth,_H._Todd_Smith,_Kazuo_Yoshioka,_Tracy_M._Becker,_Aljona_Bl\"ocker,_Nathaniel_J._Cunningham,_Nickolay_Ivchenko,_Kurt_D._Retherford,_Joachim_Saur,_Michael_Velez,_Fuminori_Tsuchiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09150 |
その場でのプラズマ測定と、木星周辺のエネルギー中性原子のリモートマッピングは、衛星エウロパの軌道近くで中性ガスの増強が存在するという間接的な証拠を提供します。シミュレーションによると、このような中性ガストーラスはエウロパの大気からの脱出によって維持され、主に水素分子で構成されていることが示唆されていますが、中性ガストーラスは、放出やその場で直接測定されていません。ここでは、2020年から2021年にかけて、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源スペクトログラフ(HST/COS)による観測結果を提示します。これは、木星の西の惑星半径8から10の間の赤道面をスキャンしました。中性ガスの排出は検出されません。排出量の上限を導出し、これらを、中性ガスのエウロパトーラスモンテカルロモデルを使用して、電子衝突および共鳴散乱からモデル化された排出量と比較します。この比較は、トーラスが希薄であり、主に水素分子で構成されているという以前の発見を裏付けています。エウロパ軌道の半径方向内側での硫黄イオン放出の検出は、拡張されたイオトーラスからの放出と、以前に検出された硫黄イオンのフラクショナルアバンダンスと一致しています。
高等価幅ライマン $\alpha$ エミッターにおける極低金属の JWST/NIRSpec 測定
| Title |
JWST/NIRSpec_Measurements_of_Extremely_Low_Metallicities_in_High_Equivalent_Width_Lyman-$\alpha$_Emitters |
| Authors |
Michael_V._Maseda,_Zach_Lewis,_Jorryt_Matthee,_Joseph_F._Hennawi,_Leindert_Boogaard,_Anna_Feltre,_Themiya_Nanayakkara,_Roland_Bacon,_Amy_Barger,_Jarle_Brinchmann,_Marijn_Franx,_Takuya_Hashimoto,_Hanae_Inami,_Haruka_Kusakabe,_Floriane_Leclercq,_Lucie_Rowland,_Anthony_J._Taylor,_Christy_Tremonti,_Tanya_Urrutia,_Joop_Schaye,_Charlotte_Simmonds,_and_Elo\"ise_Vitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08511 |
ディープVLT/MUSE光学積分場分光法により、最近、$z=$2.9$-$6.7に超微光銀河($M_{UV}=-$15;0.01$L_{\star}$)が豊富に存在することが明らかになりました。ライマン-$\alpha$放出。示唆されているライマン$\alpha$相当の幅は100-200オングストロームを超えており、通常の星形成の既存のモデルに挑戦し、非常に若い年齢、小さな星の質量、および非常に少量の金属濃縮を意味しています。JWST/NIRSpecのマイクロシャッターアレイを使用して、これらの銀河のうち45個(G235M/F170LPで11時間、G395M/F290LPで7時間)を追跡し、45個の同等幅のライマン$\alpha$エミッターを追跡します。私たちの分光法は、強力な発光線H$\alpha$、[OIII]、H$\beta$、および[NII]をターゲットにするために、1.7$-$5.1ミクロンの範囲をカバーしています。個々の測定値とスタックは、金属の乏しい性質(2$-$30%$Z_{\odot}$)および強い電離放射線場と一致するライン比を明らかにします。ライマン$\alpha$の等価幅が最大で120オングストロームを超える銀河は、等価幅が小さい銀河よりも気相金属量が低い。これは、Lyman-$\alpha$相当幅に基づく選択が、化学的に濃縮されていない若いシステムを識別するための効率的な手法であることを意味します。
JADES: 深い JWST/NIRSpec 分光法からの $3 < z < 10$ での質量 - 金属性 - 星形成率関係の低質量端に関する洞察
| Title |
JADES:_Insights_on_the_low-mass_end_of_the_mass--metallicity--star-formation_rate_relation_at_$3_ |
| Authors |
Mirko_Curti,_Roberto_Maiolino,_Stefano_Carniani,_Francesco_D'Eugenio,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_Tobias_J._Looser,_Jan_Scholtz,_Hannah_\"Ubler,_Joris_Witstok,_Alex_Cameron,_Stephane_Charlot,_Isaac_Laseter,_Lester_Sandles,_Santiago_Arribas,_Andrew_Bunker,_Giovanna_Giardino,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Renske_Smit,_Chris_J._Willott,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Hausen,_Benjamin_Johnson,_Marcia_Rieke,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Christopher_Willmer,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristian_Boyett,_Eiichi_Egami,_Jakob_M._Helton,_Zhiyuan_Ji,_Nimisha_Kumari,_Irene_Shivaei,_and_Fengwu_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08516 |
深部GOODS-SのJADESプログラムの一部としてJWST/NIRSpecで観測された、3<z<10の66個の低質量(logM*/M_sun<8.5)銀河のサンプルの気相金属量特性を分析します。ティア。このサンプルを他のプログラムからの同様の赤方偏移にあるより大規模な銀河と組み合わせることにより、星の質量(M*)、酸素存在量(O/H)、および星形成率(SFR)の間の3桁にわたるスケーリング関係を研究します。初期の銀河集合の時代に質量を出します。12+log(O/H)=(7.88+-0.03)+(0.17+-0.04)log(M*/10^8M_sun)、「グリーンピース」銀河や「ブルーベリー」銀河などの高赤方偏移系の局所的類似物によって調査されたMZRとよく一致しています。推定された勾配は、「運動量駆動型」のSNe風を含むモデルとよく一致しており、矮小銀河(および高zでの)のフィードバックメカニズムは、高質量でのフィードバックメカニズムとは異なる可能性があることを示唆しています。代わりに、正規化の進化は、z~3でのMZRの以前の決定(平均で~0.1-0.2dex)と比較して比較的穏やかであることが観察されます。また、特にz>6で、赤方偏移の関数として、局所的な基本金属量関係(FMR)からの漸進的な偏差が見られます。銀河は、M*とSFRから予測されるよりも著しく濃縮されていません(平均で~0.4dex)。これらの観察結果は、宇宙ウェブからの降着速度の確率論性の向上、および/または流出による金属除去の効率の向上と一致しており、M*、O/H、およびSFRの関係の性質を再考するよう促しています初期の宇宙。
JWST CEERSは、銀河を覆い隠す際の星の質量と形態の役割を調査します
| Title |
JWST_CEERS_probes_the_role_of_stellar_mass_and_morphology_in_obscuring_galaxies |
| Authors |
Carlos_G\'omez-Guijarro,_Benjamin_Magnelli,_David_Elbaz,_Stijn_Wuyts,_Emanuele_Daddi,_Aur\'elien_Le_Bail,_Mauro_Giavalisco,_Mark_Dickinson,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Laura_Bisigello,_V\'eronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Antonello_Calabr\`o,_Caitlin_M._Casey,_Yingjie_Cheng,_Laure_Ciesla,_Avishai_Dekel,_Henry_C._Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Maximilien_Franco,_Norman_A._Grogin,_Benne_W._Holwerda,_Shuowen_Jin,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Arianna_S._Long,_Ray_A._Lucas,_Georgios_E._Magdis,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Lise-Marie_Seill\'e,_Sandro_Tacchella,_Maxime_Tarrasse,_Francesco_Valentino,_Alexander_de_la_Vega,_Stephen_M._Wilkins,_Mengyuan_Xiao,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08517 |
深い光学/近赤外線調査では見えないか非常にかすかですが、より長い波長でより明るい巨大な銀河の集団が過去数年間に発見されました。ただし、これらの光学的に暗い/かすかな銀河(OFG、他の命名法)の性質は非常に不確実です。この作業では、JWST時代のダスト減衰の要因を調査します。特に、星形成銀河(SFG)が$3<z<7.5$で不明瞭になる際の星の質量、サイズ、および向きの役割を研究し、OFGのような銀河が光学/近赤外線波長で非常に弱い理由を理解することに焦点を当てています。星の質量は、研究されたものの中でダスト減衰の主要なプロキシであることを発見しました。有効な半径と軸の比率は、方向の影響がランダムに近く、粉塵の減衰との明確な関連性を示していません。ただし、高度に減衰した(通常は$A_V>1$)SFGのサブセットがあり、そのうちOFGは特殊なケースです。このサブセットの主な特徴は、そのコンパクトなサイズ($\log(M_{*}/M_{\odot})>10$の大規模なシステムの場合)であり、平均的なSFGよりも30%小さい有効半径を示します。同じ星の質量と赤方偏移で。それどころか、それらは低い軸比(つまり、エッジオンディスク)を優先しません。この研究の結果は、ダスト減衰の主要な代用としての星の質量と、典型的な大規模なSFGを覆い隠している厚いダストカラムの背後にあるコンパクトな星の光プロファイルを示しています。
更新された塵から星への幾何学: 塵の減衰は MOSDEF からの $1.3\leq z\leq 2.6$ 星形成銀河の傾斜角に依存しない
| Title |
An_Updated_Dust-to-Star_Geometry:_Dust_Attenuation_Does_Not_Depend_on_Inclination_in_$1.3\leq_z\leq_2.6$_Star-Forming_Galaxies_from_MOSDEF |
| Authors |
Brian_Lorenz,_Mariska_Kriek,_Alice_E._Shapley,_Naveen_A._Reddy,_Ryan_L._Sanders,_Guillermo_Barro,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Sedona_H._Price,_Jordan_N._Runco,_Irene_Shivaei,_Brian_Siana,_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08521 |
MOSFIREDeepEvolutionField(MOSDEF)調査から、$1.3\leqz\leq2.6$にある308個の星形成銀河のダストの減衰と視野角への依存性を調べます。H$\alpha$輝線が検出され、H$\beta$をカバーする銀河を、星の質量、星形成率(SFR)、および傾斜角(軸比)によって8つのグループに分類し、それらのスペクトルを積み重ねます。各スタックから、バルマー減衰と気相金属量を測定し、中央値\AVとUV連続体スペクトル勾配($\beta$)を計算します。まず、ダストの特性(バルマー減分、\AV、$\beta$)は軸比によって変化しないことがわかります。第二に、恒星と星雲の両方の減衰は、銀河の質量の増加とともに増加し、SFRや金属量への依存性がほとんどないことを示しています。第三に、星雲の放射は恒星の放射よりも減衰され、この差は銀河の質量とSFRが高くなるとさらに大きくなります。これらの結果に基づいて、減衰が主に星形成領域と大きくてほこりの多い星形成の塊で発生し、拡散ISMでの減衰が最小限である3成分ダストモデルを提案します。このモデルでは、星雲の減衰は主に塊で発生し、恒星の減衰は星形成領域によって支配されます。銀河の質量が増加するにつれて、塊はより大きくなり、より一般的になり、上記の質量の傾向を生み出します。最後に、固定された金属の収量は、自然にダストの減衰を調整する質量につながると主張します。低金属ガスの落下はSFRを増加させ、金属量を低下させますが、ダストカラム密度はほとんど変化しません。ケニカット-シュミットと基本的な金属量の関係を使用してこのアイデアを定量化し、銀河の質量が実際にダスト減衰の主な要因であることを示しています。
ライマン連続体脱出の間接推定量の物理と高赤方偏移 JWST 銀河への応用
| Title |
The_Physics_of_Indirect_Estimators_of_Lyman_Continuum_Escape_and_their_Application_to_High-Redshift_JWST_Galaxies |
| Authors |
Nicholas_Choustikov,_Harley_Katz,_Aayush_Saxena,_Alex_J._Cameron,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Joki_Rosdahl,_Jeremy_Blaizot_and_Leo_Michel-Dansac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08526 |
銀河からのLyC光子脱出の信頼できる間接的な診断は、どのソースが再電離の主な原因であったかを理解するために必要です。複数の脱出率($f_{\rmesc}$)指標は、低赤方偏移の「アナログ」銀河の星間媒質からのLyC漏出の好ましい条件を追跡するために提案されていますが、これらが高赤方偏移に適用できるかどうかは不明のままです。LyCの放出を直接観察することはできません。SPHINX$^{20}$宇宙放射流体力学シミュレーションからの赤方偏移$4.64\leqz\leq10$を持つ星形成銀河の14,120の模擬スペクトルのライブラリを使用して、高い$f_{\rmesc}$.私たちは、LyCエスケープ診断を成功させるには、\textit{i)}特定の高い星形成率を追跡し、\textit{ii)}$3.5-10$の範囲の星の人口年齢に敏感でなければならないという基準に基づいて、銀河からのLyC漏出を調査します。~Myrは、超新星が最初に爆発してLyCの生成が大幅に低下するまでの時間を表し、\textit{iii)}には、星間物質の中性ガス含有量とガス密度のプロキシが含まれています。${\rmO}_{32}$、$\Sigma_{\rmSFR}$、M$_{\rmUV}$、およびH$\beta$に相当する幅を、1つまたはそれ以下の基準で選択し、レンダリングします。それらは必要だが不十分であるか、一般的に診断が不十分です。対照的に、UV勾配($\beta$)と${\rmE(B-V)}$は2つ以上の基準に一致し、(大きなばらつきはあるものの)良好な$f_{\rmesc}$診断になります。私たちのライブラリを使用して、$\beta$、${\rmE(B-V)}$、H$\beta$、M$_{\rmUVに基づいて$f_{\rmesc}$を予測するための定量的モデルを構築します}$、${\rmR_{23}}$、および${\rmO_{32}}$。JWSTで観測された明るい$z>6$Ly$\alpha$エミッターに適用すると、それらの大部分が$f_{\rmesc}\lesssim10\%$を持っていることがわかります。
ALFALFA で後期進化段階の潮汐矮小銀河を捉える
| Title |
Catching_Tidal_Dwarf_Galaxies_at_a_Later_Evolutionary_Stage_with_ALFALFA |
| Authors |
Laurin_M._Gray,_Katherine_L._Rhode,_Lukas_Leisman,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_John_M._Cannon,_John_J._Salzer,_Lexi_Gault,_Jackson_Fuson,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Elizabeth_A._K._Adams,_Nicholas_J._Smith,_Martha_P._Haynes,_Steven_Janowiecki,_Hannah_J._Pagel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08552 |
ALFALFAサーベイで「ほとんど暗い」銀河として分類された4つの天体の深部光学イメージングと測光を提示します。これは、ガスが豊富な性質と、既存のカタログでの発光が非常に弱いか欠落しているためです。それらのHI質量は$10^7$-$10^9$$M_{\odot}$で、距離は$\sim$9-100Mpcです。WIYN3.5m望遠鏡と1度イメージャーによる観測では、gバンドで$\sim$24-25$\mathrm{mag}\,\mathrm{arcsec}^{-2}$の中心表面輝度を持つかすかな恒星成分が明らかになりました.WesterborkSynthesisRadioTelescopeによるHI合成観測の結果も紹介します。これらのほぼ暗黒の銀河は、1つ以上の大質量銀河に近接していることから、潮汐矮小銀河(TDG)の可能性があると特定されています。AGC229398とAGC333576は、暗黒物質の含有量が低く、TDGの代表的な有効半径が大きい可能性が高いことを示しています。それらは、以前に研究されたTDGよりも祖先からはるかに離れており、より古く、より進化していることを示唆しています。AGC219369は暗黒物質が優勢である可能性が高く、AGC123216は暗黒物質の含有量がTDGとしては異常に高く、通常の矮小銀河としては低くなっています。伝統的な主要な合併シナリオや高速フライバイからのガス排出など、TDG候補の形成の可能なメカニズムを検討します。ALFALFAのようなブラインドHIサーベイでは、他のサーベイでは見落とされる可能性のある、ガスが豊富で光学的にかすかなTDGの検出が可能になります。これにより、低質量銀河集団のより完全な国勢調査と、より高度な段階でTDGを研究する機会が提供されます。ライフサイクル。
水の道: アルマ望遠鏡は、z $\sim$ 3.1 で強くレンズ化されたほこりの多い星形成銀河の H2O 輝線を分解します
| Title |
The_Way_of_Water:_ALMA_resolves_H2O_emission_lines_in_a_strongly_lensed_dusty_star-forming_galaxy_at_z_$\sim$_3.1 |
| Authors |
F._Perrotta,_M._Giulietti,_M._Massardi,_G._Gandolfi,_T._Ronconi,_M.V._Zanchettin,_Q._D'Amato,_M._Behiri.,_M._Torsello,_F._Gabrielli,_L._Boco,_V._Galluzzi,_A._Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08563 |
水の輝線$p-{\rm{H_2O}}(2_{02}-1_{11}$),$o-{\rm{H_2O}}(3_{21}-3_{12})$、$p-{\rm{H_2O}}(4_{22}-4_{13})$、赤方偏移z$\sim$3.1の強いレンズ銀河HATLASJ113526.2-01460内。水の放出と線のプロファイルのレンズ効果によって再構築されたマップから、線が発生する分子雲のISMの一般的な物理的特性を推測します。水蒸気ライン$o-{\rm{H_2O}}(3_{21}-3_{12})$,$p-{\rm{H_2O}}(4_{22}-4_{13})$は主に、温かく高密度の環境でのダスト放射からのFIRポンピングによって励起されます。ダストの温度は、ライン比で示唆されているように、70Kから$\sim100$Kの範囲です。代わりに、$p-{\rm{H_2O}}(2_{02}-1_{11})$線は、星形成領域の高密度コアにおけるFIRポンピングと衝突励起の間の複雑な相互作用によって励起されます。このシナリオは、ライン放出CO(J=8-7)をもたらすCOの中レベルの励起の検出によってもサポートされます。アルマ望遠鏡の機能と重力レンズ効果の組み合わせによって提供される前例のない高解像度のおかげで、私たちはISMのさまざまなフェーズを識別し、ホット分子雲を$\sim$500pcの物理スケールに位置付けます。J1135が降着段階でAGNをホストしている可能性について説明します。最後に、水輝線とJ1135の全IR光度との関係、および水の放射強度の関数としてのSFRを決定し、その結果を文献からのローカルおよび高$z$銀河サンプルと比較します。
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury_XX:_The_Disk_of_M31_is_Thick |
| Authors |
Julianne_J._Dalcanton,_Eric_F._Bell,_Yumi_Choi,_Andrew_E._Dolphin,_Morgan_Fouesneau,_L\'eo_Girardi,_David_W._Hogg,_Anil_C._Seth,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08613 |
ダストの幾何学を使用して、部分的に表向きの星のディスクの厚さを測定する新しいアプローチを提示します。適度に傾斜した円盤銀河では、塵が薄い中央平面にあると仮定すると、赤くなった星の割合はどこでも50%であると予想されます。ただし、厚みのある円盤では、広範囲の半径が視線上に投影されます。星の密度が半径とともに減少すると仮定すると、この幾何学的投影は、薄い塵の層の手前側と奥側の星の数の違いにつながります。したがって、赤くなった星の割合は50%の予測とは異なり、よりふくらんでいる円盤では偏差が大きくなります。M31を横切る赤くなった赤色巨星分枝(RGB)星の割合をマッピングします。これは、主軸の片側のみに顕著なダストレーンを示しています。赤くなった星の割合は20%から80%まで体系的に変化します。これには、これらの星の指数スケールの高さh_zが指数スケールの長さ(h_r~5.5kpc)の0.14+/-0.015倍である必要があります。したがって、M31のRGB星はh_z=770+/-80pcを持たなければならず、これは天の川の薄い円盤よりもはるかに厚いですが、その厚い円盤に匹敵します。M31にかなり薄い円盤がないことは予想外ですが、その相互作用の歴史と高い円盤速度分散と一致しています。「厚い円盤」が優勢な星系を特定するための一般的な基準として非対称赤化を使用することを提案し、M31のガスと星の将来の3次元トモグラフィーマッピングの見通しについて議論します。
大規模な銀河団における物理的なクールコア凝縮半径
チャンドラで観測された、規則的な形態を持つ37の大質量でX線に明るい銀河団の最適に選択されたサンプルのクールなコアの特性を調査します。クラスター内媒体(ICM)の密度、温度、存在量の半径方向プロファイルを測定しました。これらの独立した量から、冷却(tcool)自由落下(tff)、および乱流(teddy)の時間スケールを半径の関数として計算しました。プロファイル交差条件tcool=teddy=1を必要とすることにより、クールコア凝縮半径Rcccを測定しました。この半径内で、バランスの取れた供給とフィードバックプロセスが乱流凝縮雨と関連するカオス寒冷降着(CCA)を生成します。また、条件tcool=25Xtffを介して取得された、熱的に不安定な冷却領域を含む、補完的な(クエンチされた)冷却流半径Rqcfを制約しました。私たちのクラスターサンプルと考慮された限られた赤方偏移範囲(1.3E14<M500<16.6E14Msun、0.03<z<0.29)では、Rcccの分布は0.01r500でピークに達し、範囲全体が0.07r500未満のままであることがわかります。赤方偏移による非常に弱い増加であり、クラスター質量に依存しません。平均的な関係Rqcf~Rccc^(0.46)によると、Rqcfは通常Rcccよりも3倍大きく、分布が広く、Rcccに沿ってゆっくりと成長し、固有の分散が大きいことがわかります。この準線形関係は、乱流ICMでちらつく冷却されたガスのポケットのマイクロレインの効果として理解できることを提案します。その動的および熱力学的特性は「マクロ天気」と呼ばれます。古典的なクールコア半径R(7.7Gyr)を代用して、Rqcfは長期的なマクロ気象に結び付けられた地球規模のコアのサイズの指標であり、内側のRcccは効果的な凝縮雨と無秩序な寒冷降着を密接に追跡することを提案します。(CCA)中央の超大質量ブラックホールに供給されるゾーン。
The Three Hundred Simulation II の銀河ペア: 束縛された銀河の研究と機械学習による識別
| Title |
Galaxy_pairs_in_The_Three_Hundred_simulations_II:_studying_bound_ones_and_identifying_them_via_machine_learning |
| Authors |
Ana_Contreras-Santos,_Alexander_Knebe,_Weiguang_Cui,_Roan_Haggar,_Frazer_Pearce,_Meghan_Gray,_Marco_De_Petris_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08898 |
TheThreeHundredプロジェクトのデータセット、つまりクラスターサイズのハローとその周囲の半径15$h^{-1}$Mpcの領域の324の流体力学的再シミュレーションを使用して、高密度環境の銀河ペアを研究します。銀河の3D座標を2D平面に投影することにより、観測技術を適用して銀河のペアを見つけます。同じシミュレーションでの銀河群に関する以前の理論的研究に基づいて、観測されたペアを重力で束縛されているかどうかに応じて「真」または「偽」に分類することができます。真のペアの割合(純度)は、ペアを見つけるために使用される特定のしきい値に大きく依存し、最も制限的なケースでは約30%から80%以上の範囲であることがわかりました。それにもかかわらず、これらの非常に制限的なケースでは、サンプルの完全性が低く、かなりの数の真のペアが見つからないことがわかります。したがって、機械学習アルゴリズムをトレーニングして、それらを構成する銀河の特性に基づいてこれらの真のペアを識別できるようにします。すべてのオブジェクトの一連のプロパティでトレーニングされた機械学習モデルを使用して、デフォルトの観測しきい値を使用して純度と完全性を大幅に向上できることを示します。さらに、この機械学習モデルは、真のペアを区別する際に最も重要な特性、主に銀河のサイズと質量、スピンパラメーター、ガス含有量、星の構成要素の形状も明らかにします。
矮小セイファート銀河 NGC 4395 における星形成: AGN と SNe フィードバックの両方の証拠?
| Title |
Star_formation_in_the_dwarf_Seyfert_galaxy_NGC_4395:_Evidence_for_both_AGN_and_SNe_feedback? |
| Authors |
Payel_Nandi,_C._S._Stalin,_D._J._Saikia,_S._Muneer,_George_Mountrichas,_Dominika_Wylezalek,_R._Sagar,_and_Markus_Kissler-Patig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08986 |
活動銀河核(AGN)をホストする矮小銀河NGC4395における星形成の詳細な多波長研究を提示します。Ultra-VioletImagingTelescopeでの観測から、284の星形成(SF)領域のカタログを作成し、そのうち120のSF領域をH$\alpha$観測で検出できました。銀河全体で、遠紫外線(FUV)での絶滅補正星形成率(SFR)が2.0$\times$10$^{-5}$M$_\odot$yr$^の範囲であることがわかりました。{-1}$から1.5$\times$10$^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$、中央値3.0$\times$10$^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1}$と年齢は$\sim$1から98Myrの範囲にあり、中央値は14Myrです。H$\alpha$では、SFRが7.2$\times$10$^{-6}$M$_\odot$yr$^{-1}$から2.7$\times$10$^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$中央値1.7$\times$10$^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1}$および5Myrの中央値で3から6Myrの間にある年齢。H$\alpha$から導き出される星の年齢は、銀河中心の距離とともに徐々に減少することを示しています。NGC~4395の中心近くに3つのSF領域があり、H$\alpha$とUVの両方からSFRが高く、これはAGNからのフィードバック効果に起因する可能性があります。また、SFRが高いスパイラルアームの1つに、他の6つのSF領域が見つかりました。これらは、局所的にSFRを強化した可能性のある超新星残骸に非常に近いものです。銀河全体の特定のSFR(単位質量あたりのSFR)4.64$\times$10$^{-10}$yr$^{-1}$を取得しました。
PKS1830-211 に向けたコスモ トモグラフィー: クエーサーとその前景分子吸収の変動性をアルマ望遠鏡で監視
| Title |
Cosmo-tomography_toward_PKS1830-211:_Variability_of_the_quasar_and_of_its_foreground_molecular_absorption_monitored_with_ALMA |
| Authors |
S._Muller_(1),_I._Marti-Vidal_(2,3),_F._Combes_(4),_M._Gerin_(5),_A._Beelen_(6),_C._Horellou_(1),_M._Guelin_(7),_S._Aalto_(1),_J.H._Black_(1),_E._van_Kampen_(8)_((1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_SE-43992_Onsala,_Sweden,_(2)_Departament_D'Astronomia_i_Astrofisica,_Universitat_de_Valencia,_C._Dr._Moliner_50,_E-46100_Burjassot,_Valencia,_Spain,_(3)_Observatori_Astronomic,_Universitat_de_Valencia,_C._Catedratico_Jose_Beltran_2,_E-46980_Paterna,_Valencia,_Spain,_(4)_Observatoire_de_Paris,_LERMA,_College_de_France,_CNRS,_PSL_University,_Sorbonne_Universite,_Paris,_France,_(5)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_University,_CNRS,_Sorbonne_Universite,_75014_Paris,_France,_(6)_Aix-Marseille_Universite,_CNRS_CNES,_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_38,_Rue_Frederic_Joliot-Curie,_13388_Marseille,_France,_(7)_Institut_de_Radioastronomie_Millimetrique,_300,_rue_de_la_Piscine,_38406_St_Martin_d'Heres,_France,_(8)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzschild-Str._2,_85748_Garching_b._Munchen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09002 |
天文学的なソースの時間変動は、それらの典型的なサイズと暗黙の物理的メカニズムに関する大まかな情報を提供します。PKS1830-211は、z=0.89に分子吸収体が前景にある顕著な電波明るいレンズクエーサーです。クエーサーのコアジェット構造の小規模な形態学的変化(レンズ作用によって拡大される)は、吸収体スクリーンのさまざまな照明をもたらし、吸収プロファイルの変化を引き起こします。吸収体のISMにおけるクエーサー活動と小規模構造の両方に対する制約を得るために、システムの時間変動を研究することを目指しています[...]。ALMAを使用して、H2OおよびCH分子の吸収スペクトルとともに、サブミリの連続体放射を監視し、2016年に6か月にわたって17回の訪問を行いました。[...]連続体データから、フラックス密度の進化を追跡しました。、フラックス密度比、スペクトル指数、およびクエーサーの2つのレンズ画像間の微分偏光。すべての量は、クエーサーの固有の活動に関連する重要な変動を示しています。連続体の進化を説明するために、コアと弾道プラズモンの単純なパラメトリックモデルを提案します。このモデルから、レンズ化された画像間の時間遅延を25+/-3日と制約します。スペクトル線は、前景吸収の大きな変化を示しています。PCAは、おそらくクエーサーのヘリカルジェット歳差運動期間に関連する、明らかな波状の時間変動を強調しています。SW画像に向かう深い平均スペクトルから、13CHの吸収を検出し、12CH/13CH~150の存在比を推定します。また、酸素同位体比16O/18O=65.3+/-0.7および18O/17O=11.5+/-0.5も測定します。最後に、500km/s近くの速度間隔にまたがる水の吸収に顕著な連続した浅いトラフを見つけます。この広い吸収は、平面外の分子成分の特徴である可能性があります。【要約】
クエーサー P\=oniu\=a'ena からの z~7.5 における高密度分子ガスの最初の制約
| Title |
First_constraints_of_dense_molecular_gas_at_z~7.5_from_the_quasar_P\=oniu\=a'ena |
| Authors |
Chiara_Feruglio,_Umberto_Maio,_Roberta_Tripodi,_Jan_Martin_Winters,_Luca_Zappacosta,_Manuela_Bischetti,_Francesca_Civano,_Stefano_Carniani,_Valentina_D'Odorico,_Fabrizio_Fiore,_Simona_Gallerani,_Michele_Ginolfi,_Roberto_Maiolino,_Enrico_Piconcelli,_Rosa_Valiante,_Maria_Vittoria_Zanchettin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09129 |
z=7.5419にあるクエーサーJ100758.264+211529.207(P\=oniu\=a'ena)のホスト銀河から、CO(6-5)とCO(7-6)とそれらの基礎となる連続体が検出されたことを報告する。withtheNOrthernExtendedMillimeterArray(NOEMA).P\=oniu\=a'enaは、超大質量ブラックホール(SMBH)によって供給されるように選択された17個の$z>6$クエーサーの再イオン化(HYPERION)サンプルのEpochofReionization(HYPERION)のHYPerluminousクエーサーに属します。宇宙の最初のギア。Theonereportedhereisthehighest-redshiftmeasurementofthecoldanddensemoleculargastodate.ホスト銀河は未解決であり、線の光度は、COスペクトル線を仮定すると、$\rmM(H_2)=(2.2\pm0.2)\times10^{10}$$\rmM_\odot$の分子貯留層を意味します。energydistributiontypicalofhigh-redshiftquasarsandaconversionfactor$\alpha=0.8$$\rmM_{\odot}(K\,km\,s^{-1}\,pc^{2})^{-1}$.コールドダストのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化して、M$_{\rmダスト}=(2.1\pm0.7)\times10^8$$\rmM_\odot$のダスト質量、したがってガスダスト比$\sim100$。Boththegasanddustmassarenotdissimilarfromthereservoirfoundforluminousquasarsat$z\sim6$.WeusetheCOdetectiontoderiveanestimateofthecosmicmassdensityof$\rmH_2$,$\Omega_{H_2}\simeq1.31\times10^{-5}$.この値は、$z<7$での文献推定によって示唆された一般的な傾向と一致しており、初期の低温ガスの非平衡分子化学宇宙論的シミュレーションの最新の理論的期待とかなりよく一致しています。
天の川系へのLMCの影響
大マゼラン雲(LMC)と天の川とその周辺との相互作用に関する最近の理論的および観測的発展を概説します。LMCはかなり大規模な伴星(天の川の質量の10～20%)であり、おそらく初めて軌道の中心を通過したばかりであるという新たな見解が示されています。LMCによって引き起こされる重力摂動は、さまざまなレベルで現れます。最も直接的な影響は、LMCの近くを通過する星、恒星の流れ、または衛星銀河の軌道の偏向です。あまり知られていませんが、同様に重要なのは、天の川銀河の中心領域が両方の銀河の質量中心を中心に変位(反射運動)することです。天の川は剛体ではないため、この変位はLMCからの距離によって変化し、その結果、銀河系は変形し、その外側の領域(数十kpcを超える)はその中心に対して正味の速度を取得します。これらの現象は、現在および将来の観測データによって保証される精度のレベルで考慮する必要があり、これらのデータを適切に解釈するためにモデル化側の改善も必要です。
宇宙の正午以降の消滅した銀河集団の構築における質量と環境の役割
| Title |
The_role_of_mass_and_environment_in_the_build_up_of_the_quenched_galaxy_population_since_cosmic_noon |
| Authors |
E._Taylor,_O._Almaini,_M._Merrifield,_D._Maltby,_V._Wild,_W._G._Hartley,_K._Rowlands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09169 |
UKIDSSUltra-DeepSurveyのデータを使用して、銀河の相対消光確率が$0.5<z<3$の赤方偏移範囲にわたって環境にどのように依存するかについての最初の研究を行います。高、中、低密度環境の静止銀河とポストスターバースト(PSB)銀河の恒星質量関数を$z=3$に構築することにより、高密度環境で少なくとも$z\sim2までの過剰なクエンチ銀河が見つかります。$.消滅した銀河の数の成長率を星形成銀河の質量関数と組み合わせて使用して、与えられた星形成銀河が単位時間あたりに消滅する確率を計算します。すべての赤方偏移で、(与えられた星の質量で)密集した環境では大幅に高い消光率が見られます。巨大な銀河(M$_*>10^{10.7}$M$_{\odot}$)は平均で1.7$\pm$環境の最も密度の高い3分の1の環境では、最も疎な3分の1の環境と比較して、Gyrあたり0.2倍も消滅する可能性が高い.最後に、静止銀河の成長速度を、銀河がPSB相を通過する速度と比較します。可視性のタイムスケールを500Myrと仮定すると、PSBルートは、高質量(M$_*>10^{10.7}$M$_{\odot}$)赤方偏移範囲$0.5<z<3$で、潜在的にすべての成長がより低い恒星質量で行われます。
クラスターホスト活動銀河のX線観測からの超軽量アクシオン様粒子の現在および将来の制約
| Title |
Current_and_Future_constraints_on_Very-Light_Axion-Like_Particles_from_X-ray_observations_of_cluster-hosted_Active_Galaxies |
| Authors |
Julia_M._Sisk-Reynes,_Christopher_S._Reynolds,_James_H._Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08513 |
超軽量アクシオン様粒子(質量$<$$10^{-12}\\mathrm{eV}$)の電磁気への結合に関する最近の制約について説明します。銀河核(AGN)H1821+643およびNGC1275。どちらの場合も、推定された高品質のAGNスペクトルは、すべての光子-ALPカップリングを除外しました$g_\mathrm{a\gamma}>(6.3-8.0)\times10^{-13}\{\mathrm{GeV}}^{-1}$はそれぞれ$99.7\%$レベルで、クラスターの視線に沿った光子ALP相互変換に起因するスペクトル歪みが検出されないことに基づいています。最後に、$Athena$、$AXIS$、$LEM$などの次世代X線天文台を使用して、そのようなALPの現在の境界を最大10倍引き締める見通しを提示します。現在のミッションと比較したエリア。
ブラックホール候補MAXI J1810-222での超高速流出？
| Title |
An_ultrafast_outflow_in_the_black_hole_candidate_MAXI_J1810-222? |
| Authors |
M._Del_Santo,_C._Pinto,_A._Marino,_A._D'A\`i,_P.-O._Petrucci,_J._Malzac,_J._Ferreira,_F._Pintore,_S.E._Motta,_T.D._Russell,_A._Segreto,_A._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08514 |
過渡X線源MAXIJ1810-222は2018年に発見され、それ以来活動を続けています。ATCAとSwiftを使用して、ラジオとX線を組み合わせた長時間の監視キャンペーンがそれぞれ実行されました。MAXIJ1810-222は、非常に特異なアウトバーストの挙動を示しているにもかかわらず、比較的遠いブラックホールX線連星であることが提案されています。ここでは、2019年2月から2020年9月の間に行われたNICER観測の大規模なサンプルを利用した、このソースのスペクトル研究について報告します。$\sim$1keVで強いスペクトル吸収特性を検出し、物理的な光イオン化モデルで特徴付けました。パラメータ空間の詳細なスキャンにより、スペクトル状態に依存する流出の証拠を、やや相対論的な速度で取得しました。特に、ソフト状態と中間状態は、0.05～0.15$c$で流出する高温プラズマを示しています。これは熱風を排除する速度を速め、したがって、そのような流出は放射圧または（最も可能性が高い）磁気駆動の風である可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、X線連星における風形成の現在の理論モデルをテストするために重要です。
ヤクーツク配列データによる $E_0 \simeq 10^{18}$ eV の EAS 内の粒子の天頂角特性
| Title |
Zenith-Angular_Characteristics_of_Particles_in_EASs_with_$E_0_\simeq_10^{18}$_eV_According_to_the_Yakutsk_Array_Data |
| Authors |
A.V._Glushkov,_K.G._Lebedev,_A.V._Sabourov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08561 |
粒子の横方向分布は、エネルギー$E_0\simeq10^{18}$eVを持つ宇宙線空気シャワーで調査され、$\simeq1\times\sec\theta$~GeVしきい値の地表および地下シンチレーション検出器でヤクーツクアレイに記録されました。1986年から2016年までの連続観測の期間。分析は、ステップ$\Delta\cos\theta=0.1$の5つの間隔内の到来方向天頂角$\theta\le60^{\circ}$を持つイベントをカバーします。実験値は、QGSJet01ハドロン相互作用モデルのフレームワーク内でCORSIKAコードを使用して得られたシミュレーション結果と比較されました。データセット全体は、陽子に近い可能性のある宇宙線組成を示しています。
| Title |
Identification_of_Extended_Emission_Gamma-Ray-Bursts_Candidates_using_Machine_Learning |
| Authors |
Keneth_Garcia-Cifuentes,_Rosa_Leticia_Becerra,_Fabio_De_Colle,_Jose_Cabrera,_Carlos_del_Burgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08666 |
ガンマ線バースト(GRB)は、従来、持続時間に基づいて分類されてきました。通常は2秒以上持続するが、短いGRBと同様の特性を持つ拡張放出(EE)GRBの数が増えているため、従来の分類基準に挑戦しています。この作業では、機械学習手法であるt-DistributedStochasticNeighborEmbedding(t-SNE)を使用してGRBを分類します。{\itshapeSwift}/BAT装置によって2022年7月までにすべてのエネルギーバンドで観測されたGRBの結果を提示します。学習率とパープレキシティパラメーターを変化させる効果と、ノンパラメトリックノイズリダクション手法によるデータの前処理の利点を示します。%{\scFABADA}という名前です。以前の研究と一貫して、t-SNEメソッドがGRBを2つのサブグループに分離することを示します。また、さまざまな基準でさまざまな著者によって報告されたEEGRBが、t-SNEマップのいくつかの領域に集まる傾向があることも示しており、{\itshapeの自動パイプラインによって提供されるガンマ線データを使用して、7つの新しいEEGRB候補を特定します。Swift}/BATと、以前に特定されたEEGRBとの近接性。
Mrk 421 で観測された硬 X 線過剰の 2 回注入シナリオ
Mrk421について最近報告された興味深い結果は、硬X線エネルギーの大幅な超過の検出であり、相対論的ジェットにおける粒子の加速と放出メカニズムを調査するための有用な情報を提供する可能性があります。2回の注入シナリオを考慮して、非常に低いX線と非常に高いエネルギー（VHE）フラックスの期間中のMrk421の硬X線過剰の起源を理解するために、自己矛盾のない1ゾーンレプトンモデルを開発します2013年1月。このモデルでは、単一エネルギーの超相対論的電子の2つの集団が、ブレーザージェットに沿って伝搬する磁化されたプラズモイドである放出領域に注入されます。衝撃加速過程と確率的加速過程の両方を組み込んだ運動方程式を解くことにより、放出電子エネルギー分布を数値的に計算します。さらに、電子の加速、冷却、脱出、注入を観測されたスペクトルと変動性に関連付ける分析式を推測します。特に注入光度については、単一エネルギー分布での連続注入の場合の新しい近似解析式を導出します。理論的予測と観測されたSEDとの比較に基づいて、Mrk421で観測された硬X線過剰は、追加の電子集団によって放出されたシンクロトロン放射による可能性があると結論付けています。光/UV、軟X線、および$\gamma$線の同時放射。確率的加速度は、観測されたX線スペクトルを生成する上で重要な役割を果たしている可能性があります。
低質量X線バイナリIGR J17407-2808からのX線フラッシュ
IGRJ17407-2808は、NuSTARとXMM-Newtonで最近準同時に観測された、謎めいた、あまり研究されていないX線連星です。この論文では、この観測キャンペーンの結果を報告します。観測の最初の60ksの間、ソースは比較的低い放出状態にあり、変動性は小さく、平均フラックスは~8.3E-13erg/cm^2/s(4-60keV)でした。その後、IGRJ17407-2808は、NuSTAR観測の残りの約40ksの間持続する、著しく活発な放出状態に入りました。この状態の間、IGRJ17407-2808は複数の高速X線フレアを示し、1～100秒の持続時間と、単一または複数のピークを持つプロファイルを特徴としていました。フレアリング状態のソースフラックスは2E-9erg/cm^2/s(4-60keV)という高い値に達し、NuSTARおよびXMM-Newtonキャンペーン中に測定されたダイナミックレンジは>~10^3になりました。また、IGRJ17407-2808のアーカイブ測光近赤外データを分析して、このシステムでホストされているドナー星の性質に関するこれまでの制約を改善しました。私たちの分析は、ドナー星がまれなKまたはMタイプのサブ巨星、またはKタイプの主系列星、またはサブ巨星のいずれかである可能性があることを示しています。私たちの調査結果は、IGRJ17407-2808を低質量X線連星として分類することを支持しています。この改訂された分類を考慮して、NuSTARとXMM-Newtonによって記録されたソースX線の挙動について説明します。
暗黒物質(DM)が天体物理学のブラックホールに降着すると、質量がゆっくりと増加します。この大量降着の速度は、DMモデルとモデルパラメータによって異なります。この質量降着効果を十分に正確に測定できれば、いくつかのDMモデルを除外し、十分な技術と他のDM制約の助けを借りて、おそらく1つのモデルを確認することができます。パルサーとブラックホールのバイナリの降着に基づくDMプローブを提案します。これは、ブラックホールへのDMの降着によって引き起こされる連星軌道位相シフトの高精度測定を提供し、DMモデルの除外とDMの性質の研究に役立ちます。
中心に中性子星を持つ惑星状星雲を形成する進化経路 - 白色矮星連星
| Title |
The_evolutionary_route_to_form_planetary_nebulae_with_central_neutron_star_-_white_dwarf_binaries |
| Authors |
Iminhaji_Ablimit_and_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08827 |
近い中性子星(NS)と白色矮星(WD)連星の中心星を持つ惑星状星雲(PNe)を形成する可能性のある進化経路を提示します。包括的なバイナリ集団合成技術を採用することにより、進化には2つの共通エンベロープ進化（CEE）フェーズと、NSを形成するそれらの間のコア崩壊超新星爆発が含まれることがわかります。その後、低質量の星がNSを飲み込んで赤色巨星になり、このプロセスが第2CEEフェーズとエンベロープの放出につながります。これにより、進化してヘリウムWDと膨張星雲になる高温の水平分岐星が残ります。WDとNSの両方が星雲に電力を供給します。さらに、NSは、拡大するPN内のパルサー風星雲に電力を供給する可能性があります。シミュレーションから、NS-WDPNeの銀河形成率は$1.8\times10^{-5}{\rmyr}^{-1}$であるのに対し、すべてのPNeの銀河形成率は$0.42{\rmyrであることがわかります。}^{-1}$。観測された銀河PNeの1つがNS-WDPNである可能性があり、銀河にはいくつかのNS-WDPNeが存在する可能性があります。中央の連星系は、LISAのような将来の重力波検出器や電磁望遠鏡のソースになる可能性があります。
潮汐破壊イベントと準周期的噴火
| Title |
Tidal_disruption_events_and_quasi_periodic_eruptions |
| Authors |
Natalie_A._Webb,_Didier_Barret,_Olivier_Godet,_Maitrayee_Gupta,_Dacheng_Lin,_Erwan_Quintin,_Hugo_Tranin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08828 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、星が巨大なブラックホールの近くを通過するときに発生し、ブラックホールの潮汐力が星の結合エネルギーを超えて引き裂かれます。物質の一部がブラックホールに落ち、光度が大幅に増加します。このような現象は、光学線やX線(またはその両方)で見られることが多く、観測された放射の多様性がまだ十分に理解されていないラジオなどの他の波長でも見られます。1283$^2$度の空をカバーする約100万個のX線検出のXMM-Newtonカタログには、これらのイベントが多数含まれています。ここでは、カタログで発見された多くのTDEの多様な性質を示し、準周期的噴火との関係について説明します。
AT2021any の原因の可能性: 構造化ジェットからの失敗した GRB
ガンマ線バースト(GRB)に関連しない残光を探すことは、過渡調査の長年の目標です。これらの調査は、いわゆる孤立した残光を発見するまさにチャンスを提供します。最近、有望な孤立した残光候補であるAT2021anyがツヴィッキー一時施設によって発見されました。ここでは、AT2021anyの多波長フィッティングを3つの異なる流出モデル、つまりトップハットジェットモデル、等方性火球モデル、および構造化ガウスジェットモデルで実行します。3つのモデルはすべて観測された光度曲線によく適合しますが、構造化されたガウスジェットモデルが最良の結果を示し、観測によって好まれることがわかります。ガウスジェットモデルのフレームワークでは、最適なローレンツファクターは約68であり、これはAT2021anyが失敗したGRBであることを示しています。ジェットの半開き角と視野角は、それぞれ0.104と0.02であることがわかります。これは、ジェットが本質的に軸上で観察されることを意味します。GRBのトリガー時間は、孤立した残光の最初の検出の約1000秒前であると推測されます。放射効率の上限は21.4%であり、これはGRBで一般的です。
PSR J1933$-$6211 の質量測定と 3D 軌道ジオメトリ
| Title |
Mass_measurements_and_3D_orbital_geometry_of_PSR_J1933$-$6211 |
| Authors |
M._Geyer,_V._Venkatraman_Krishnan,_P.C.C._Freire,_M._Kramer,_J._Antoniadis,_M._Bailes,_M.C.i_Bernadich,_S._Buchner,_A.D._Cameron,_D.J._Champion,_A._Karastergiou,_M.J._Keith,_M.E._Lower,_S._Os{\l}owski,_A._Possenti,_A._Parthasarathy,_D.J._Reardon,_M._Serylak,_R.M._Shannon,_R._Spiewak,_W._van_Straten,_J.P.W._Verbiest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09060 |
PSRJ1933$-$6211は、白色矮星(WD)を持つ12.8d軌道の3.5msパルサーです。その高い固有運動と低い分散測定値は、高い信号対雑音比の検出が長い観測期間または偶然のタイミングを必要とするほどの重要な星間シンチレーションをもたらします。高感度のMeerKAT望遠鏡に目を向け、過去のParkesデータと組み合わせて、PSRJ1933$-$6211の運動学的および相対論的効果を利用して、その3D軌道ジオメトリと構成要素の質量を制約します。正確な固有運動と視差の推定値を取得し、それらの効果をケプラー軌道パラメーターの経年変化として測定します:$7(1)\times10^{-13}$ss$^{-1}$の軌道周期の変動と$1.60(5)\times10^{-14}$ss$^{-1}$の射影長半径の変化。すべての運動学的および相対論的効果の首尾一貫した分析により、$1.6^{+0.2}_{-0.3}$kpcの距離、軌道傾斜角$i=55(1)$度、および昇交点の経度が得られます。$\Omega=255^{+8}_{-14}$度。$\Omega$と$i$およびそれらの対称的な対応物($180-i$、$360-\Omega$)の確率密度は、ペリアストロンの通過時間を測定するために使用される基準軌道に依存することがわかります。この予期しない依存関係を調査し、シミュレーションを使用してソフトウェア関連の原因を除外します。それにもかかわらず、パルサーとWDの質量をそれぞれ$1.4^{+0.3}_{-0.2}$M$_\odot$と$0.43(5)$M$_\odot$に制限します。これらは、ヘリウムが優勢なWDを強く嫌っています。PSRJ1933$-$6211とJ1614$-$2230の間の軌道の類似性は、伴星がまだ主系列にある間に拡張進化であるケースAロシュローブオーバーフローを経験したことを示唆しています。しかし、$\sim1.4$M$_\odot$の質量があるため、PSRJ1933$-$6211は重要な物質を付加していません。これは、スピンアッププロセスの降着効率が低いことを強調しており、観測された中性子星の質量の大部分が超新星物理学の結果であることを示唆しています。
短時間の $\gamma$ 線バーストにおける光の暗さ
ガンマ線バーストは断固として広帯域の残光放射を生成しますが、場合によっては、同時に観測されたX線フラックスに基づいて、光学バンドの放射が予想よりも暗くなります。この現象は、適切に「光の暗さ」と呼ばれ、長いGRB(大質量星の爆発的な死に関連する)で広く研究されており、ホスト環境の絶滅から高赤方偏移、おそらくは独特の放出メカニズムまで、さまざまな説明が考えられます。ただし、短いGRB(コンパクトなオブジェクトバイナリのマージに関連付けられている)の光の暗さの調査は、これまでのところ限られています。この作業は、時間的に一致したSwift-XRTデータと光学追跡観測を使用して計算されたスペクトルインデックスに基づいて、GRBの暗さを決定する手順を実装します。光の暗さを示す既知の短いGRBの完全かつ最新のカタログを提示します。また、光学的に暗い短いGRBについて考えられる説明のいくつかを概説します。この分析の過程で、パイプラインの再現性と再利用を容易にする多用途でスケーラブルなデータ処理コードを開発しました。これらの分析ツールとダークショートGRBの完全なサンプルにより、この現象とその起源の体系的な統計的研究が可能になり、ショートGRBでは光の暗さが実際に非常にまれであり、応答時間と観測効果の観察に大きく依存していることが明らかになりました。
永続的かつ不定期: ZTF データ リリース 11 を使用して、ZTF/4MOST 空の可変人口を検索
| Title |
Persistent_and_occasional:_searching_for_the_variable_population_of_the_ZTF/4MOST_sky_using_ZTF_data_release_11 |
| Authors |
P._S\'anchez-S\'aez,_J._Arredondo,_A._Bayo,_P._Ar\'evalo,_F._E._Bauer,_G._Cabrera-Vives,_M._Catelan,_P._Coppi,_P._A._Est\'evez,_F._F\"orster,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_P._Huijse,_R._Kurtev,_P._Lira,_A._M._Mu\~noz_Arancibia,_G._Pignata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08519 |
拡張および点光源のZwickyTransientFacility(ZTF)DataRelease11(DR11)光曲線から、過渡、永続的に変化する、および非可変の光源を識別するように設計された、変動性、色、および形態に基づく分類器を提示します。このモデルを開発する主な動機は、4MOSTChANGESプロジェクトで観測されるさまざまな赤方偏移範囲で活動銀河核(AGN)を特定することでした。それでも、それはより一般的な時間領域の天文学研究として役立ちます。このモデルは、CatWISEとPS1から計算された9つの色、PS1からの形態スコア、およびZTFDR11のgとrのライトカーブから計算された61のシングルバンド変動機能を使用します。ZTFバンドごとに1つずつ、2つのバージョンのモデルをトレーニングしました。各ノードがバランスのとれたランダムフォレストモデルで構成される、親ノードごとの階層型ローカル分類子アプローチを使用しました。非変光星と銀河、3つの過渡的なクラス、5つのクラスの確率変数、および7つのクラスの周期的な変数を含む17クラスの分類法を採用しました。マクロ平均精度、再現率、およびF1スコアは、gバンドモデルでは0.61、0.75、および0.62、rバンドモデルでは0.60、0.74、および0.61です。4つのAGNクラスを1つのクラスにグループ化すると、その精度、再現率、およびF1スコアは、gバンドとrバンドの両方で、それぞれ1.00、0.95、および0.97です。このモデルをZTF/4MOST重なり合う空のすべての光源に適用し、gバンドの86,576,577個の光度曲線とrバンドの140,409,824個を含む銀河バルジをカバーするZTFフィールドを回避しました。gバンドのライトカーブの0.73\%とrバンドのライトカーブの2.62\%のみが、高い確率で確率的、周期的、または過渡的として分類されました($P_{init}\geq0.9$)。一般に、gバンドモデルを使用すると、より信頼性の高い結果が得られることがわかりました。後者を使用して、384,242のAGN候補を特定し、そのうち287,156が$P_{init}\geq0.9$を持っています。
シモンズ天文台: 小口径望遠鏡のビーム特性評価
| Title |
The_Simons_Observatory:_Beam_characterization_for_the_Small_Aperture_Telescopes |
| Authors |
Nadia_Dachlythra,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jon_E._Gudmundsson,_Matthew_Hasselfield,_Gabriele_Coppi,_Alexandre_E._Adler,_Susanna_Azzoni,_Grace_E._Chesmore,_Giulio_Fabbian,_Ken_Ganga,_Remington_G._Gerras,_Andrew_H._Jaffe,_Bradley_R._Johnson,_Brian_Keating,_Reijo_Keskitalo,_Theodore_S._Kisner,_Nicoletta_Krachmalnicoff,_Marius_Lungu,_Frederick_Matsuda,_Sigurd_Naess,_Lyman_Page,_Giuseppe_Puglisi,_Sara_M._Simon,_Grant_Teply,_Tran_Tsan,_Edward_J._Wollack,_Kevin_Wolz,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08995 |
木星観測の時間領域シミュレーションを使用して、シモンズ天文台の小口径望遠鏡のビーム再構成パイプラインをテストおよび開発しています。この方法は、相関する大気ノイズを推定して減算するマップメーカーと、マップメーカーによって引き起こされるバイアスを補正するように設計されたビームフィッティングコードに依存しています。さまざまなアルゴリズムパラメーター、大気条件、および入力ビームに対して、4つの異なる周波数帯域の再構成パフォーマンスをテストします。さらに、利用可能な観測数の関数として再構成品質を示し、さまざまなキャリブレーション戦略がビームの不確実性にどのように影響するかを調査します。検討したすべてのケースで、多重極範囲l=30～700で、フィッティング結果と入力ビームモデルが1.5%以内の誤差で良好に一致することがわかりました。
XY Ari の白色矮星の動的質量は、中間の極 X 線スペクトル モデルに疑問を投げかけます
| Title |
The_dynamical_mass_of_the_white_dwarf_in_XY_Ari_questions_intermediate_polar_X-ray_spectral_models |
| Authors |
A._\'Alvarez-Hern\'andez_(1,2),_M._A._P._Torres_(1,2),_P._Rodr\'iguez-Gil_(1,2),_T._Shahbaz_(1,2),_J._S\'anchez-Sierras_(1,2),_J._A._Acosta-Pulido_(1,2),_P._G._Jonker_(3,4),_K._D._Gazeas_(5),_P._Hakala_(6),_J._M._Corral-Santana_(7)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_SRON,_Netherlands_Institute_for_Space_Research_(4)_Department_of_Astrophysics/_IMAPP,_Radboud_University_(5)_Section_of_Astrophysics,_Astronomy_and_Mechanics,_Department_of_Physics,_National_and_Kapodistrian_University_of_Athens_(6)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_Quantum,_University_of_Turku,_(7)_European_Southern_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08524 |
10.4mのグランテレスコピオカナリアスのEMIR分光器で得られた時間分解近赤外分光法に基づいて、食中極XYアリの動的研究を提示します。ターゲットスペクトルと同じ機器設定で取得した主系列テンプレートスペクトルを使用して、後期K型ドナー星$K_2=256\pm2$kms$^{-1}$の視線速度振幅を測定します。また、その光球線$v_\mathrm{rot}\sini=141\pm3$kms$^{-1}$の回転広がりも取得します。これらと日食の幾何学から、ドナーと白色矮星の質量比$q=M_2/M_1=0.62\pm0.02$、軌道傾斜角$i=80.8^{\circ}\pm0.5^{\circを導き出します。}$と動的質量$M_{1}=1.21\pm0.04\,\mathrm{M}_{\odot}$と$M_2=0.75\pm0.04\,\mathrm{M}_{\odot}$($1\sigma$)。この結果は、XYアリの白色矮星を激変変光星で知られている3つの最も重い星の1つとして位置づけています。X線スペクトルモデリングからの白色矮星質量推定値との比較は、中間極における磁気降着について現在想定されている冷却モデルの大幅な改訂の必要性を示しています。質量値。
ドワーフ M スター EV げっ歯類におけるフレアの分光分析と測光分析の組み合わせ
| Title |
Combined_Spectroscopic_and_Photometric_Analysis_of_Flares_in_the_Dwarf_M_Star_EV_Lacertae |
| Authors |
David_Boyd,_Robert_Buchheim,_Sean_Curry,_Frank_Parks,_Keith_Shank,_Forrest_Sims,_Gary_Walker,_John_Wetmore,_James_Jackman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08578 |
矮小Mフレア星EVLacertaeを研究するための観測キャンペーンの結果を報告します。2021年10月から2022年1月の間に、EVLacのBバンド測光と低解像度分光法を39回同時に取得し、そのうち10回で振幅が0.1等級を超えるフレアを観測しました。スペクトルは、平均静止スペクトルを減算することによって得られた同時測光およびフレアのみのスペクトルを使用して、絶対光束で較正されました。LogE=30.8～32.6ergの間のBバンドフレアエネルギーを測定しました。最も明るいフレアでは、HIとHeI輝線、および隣接する連続体におけるフレアフラックスの時間的発達を測定し、連続体のフラックスが輝線よりも急速に沈静化することを発見しました。時間分解能は限られていましたが、最も明るいフレアでは、輝線のフラックスよりも前に、連続体のフラックスが明らかにピークに達することがわかりました。H\b{eta}からH{\delta}へのフレアエネルギーの漸進的な減少が観測されました。平均して、Bバンドフレアエネルギーの37%がH\b{eta}からH{\epsilon}輝線に現れ、残りが連続フラックスの上昇に寄与していることがわかった。10,500±700Kと19,500±500Kの間で最も明るいフレアの黒体温度を測定し、4170{\AA}でフレア温度と連続フラックスの間に線形関係があることを発見しました。フレアのみのスペクトルのバルマーラインはガウスプロファイルによく適合し、フレアピークでの追加の短命の青方偏移放出の証拠がいくつかありました。
Coma Berenices と Latyshev 2 (グループ X) のコズミック ワルツ。メンバーシップ、相空間構造、質量、およびエネルギー分布
| Title |
The_cosmic_waltz_of_Coma_Berenices_and_Latyshev_2_(Group_X)._Membership,_phase-space_structure,_mass,_and_energy_distributions |
| Authors |
J._Olivares,_N._Lodieu,_V._J._S._B\'ejar,_E._L._Mart\'in,_M._\v{Z}erjal_and_P._A._B._Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08618 |
コンテクスト。散開星団(OC)は、星形成と星の進化の理論をテストして検証できる基本的なベンチマークです。ComaBerとLatyshev2(GroupX)は、太陽に最も近い2番目と3番目のOCであり、低質量星と超低温矮星を探すための優れたターゲットとなっています。さらに、このペアは10～16Myrでフライバイを経験し、OCペアの相互作用をテストするためのベンチマークになります。ねらい。メンバーシップ、光度、質量、位相空間(つまり、位置と速度)、およびComaBerとLatyshev2のエネルギー分布を分析し、遭遇時にそれらの集団の混合の仮説を検証することを目的としています。メソッド。新しい位相空間メンバーシップ方法論を開発し、それをGaiaデータに適用します。回復されたメンバーを使用して、公開されているベイジアン推論コードを使用して、位相空間、光度、および質量分布を推論します。次に、公開されている軌道統合コードとメンバーの位置と速度を使用して、20Myrの軌道を未来に統合します。結果。ComaBerでは、コアと潮汐尾に分布する302の候補メンバーを特定します。テールは動的に冷たく、非対称に配置されています。グループXと呼ばれる恒星系は2つの構造で構成されています:崩壊したOCラティシェフ2(186人の候補メンバー)とメカヨトル1(146人の候補メンバー)と呼ばれる緩い恒星連合です。それぞれ$Myrと$14.0\pm0.6$Myrで、互いに$8.1\pm1.3$Myrです。結論。コーマ・ベルのコアとテールの動的特性を研究し、OCLatyshev2とその近隣の恒星連合Mecayotl1の存在も確認しました。
3D スパイラル パターン内の新興惑星状星雲
| Title |
Emerging_planetary_nebulae_within_3D_spiral_patterns |
| Authors |
V._Lora,_J._A._Toal\'a,_J._I._Gonz\'alez-Carbajal,_M._A._Guerrero,_A._Esquivel_and_G._Ramos-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08668 |
3Dスパイラルパターンから出現する惑星状星雲(PNe)の形成の最初の3D放射線流体力学シミュレーションを提示します。GUACHOコードを使用して、円軌道の伴星によって生成される漸近巨大ブランチ(AGB)星の本質的に等方性の風の幾何学上の歪みの結果として、3Dらせん構造を作成します。3Dスパイラルパターンを生成するバイナリの軌道周期が、PN自体の形成と成形に影響を与えることがわかりました。より長い周期を持つ星系は、より少ない絡み合いの3Dスパイラルを作成し、より丸い内部空洞を持つPNeを生成し、極方向へのジェットの拡大を防ぎます.バイナリの軌道周期を予測するために文献で使用されているスパイラルフィッティング手順は、プロトPNeとPNeの場合、誤解を招く可能性があります。なぜなら、スパイラルパターンは、数百年以内にそれ自体の熱膨張によって平均AGB密度プロファイルにまで希釈されるからです。ジェットの作用でさらに乱れます。AGB段階とポストAGB段階の間にジェット放出のフェーズを採用することにより、ハローにリング状の構造を示すプロトPNeおよびPNeの形態を回復することができます。
太陽コロナにおける持続的ヌルポイントリコネクションの超高解像度観測
| Title |
Ultra-high-resolution_Observations_of_Persistent_Null-point_Reconnection_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
X._Cheng,_E._R._Priest,_H._T._Li,_J._Chen,_G._Aulanier,_L._P._Chitta,_Y._L._Wang,_H._Peter,_X._S._Zhu,_C._Xing,_M._D._Ding,_S._K._Solanki,_D._Berghmans,_L._Teriaca,_R._Aznar_Cuadrado,_A._N._Zhukov,_Y._Guo,_D._Long,_L._Harra,_P._J._Smith,_L._Rodriguez,_C._Verbeeck,_K._Barczynski,_S._Parenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08725 |
磁気リコネクションは、太陽の噴火に関与する重要なメカニズムであり、低コロナを数百万度に加熱する主要な可能性でもあります。ここでは、ソーラーオービター宇宙船に搭載された極端紫外線イメージャーの1時間にわたる観測で、約390kmの規模で、コロナの永続的なゼロ点再結合の超高解像度極端紫外線観測を紹介します。観察結果は、太陽黒点近くの支配的な負の極性の領域内に埋め込まれたマイナーな正の極性の上のヌルポイント構成の形成を示しています。持続的なヌルポイントリコネクションの穏やかな段階は、ヌルポイント付近の持続的な点状の高温プラズマ(約10MK)と、外側スパインだけでなく扇面に沿った一定の流出ブロブによって証明されます。ブロブは、平均速度が約80km/s、寿命が約40秒で、以前に観測されたよりも高い頻度で現れます。ヌルポイントリコネクションも爆発的に発生しますが、わずか4分間であり、ミニフィラメントの噴出と結合してスパイラルジェットが生成されます。これらの結果は、これまで解明されていなかったスケールでの磁気リコネクションが、緩やかにおよび/または爆発的な方法で継続的に進行し、その上にあるコロナに質量とエネルギーを持続的に伝達することを示唆しています。
漸近巨大分岐供与体を持つIa型超新星の前駆体
タイプIa超新星(SNeIa)は、宇宙で最もエネルギーの高いイベントの1つです。それらは、光度曲線が驚くほど均一であるため、優れた宇宙距離指標です。ただし、SNeIaの前駆細胞の性質はまだよくわかっていません。単一縮退モデルでは、炭素-酸素白色矮星(COWD)は、漸近巨星分枝(AGB)星から物質を降着させることによって質量を成長させ、WDの質量がAGBドナーチャネルとして知られるチャンドラセカール質量限界。このチャネルでは、以前の研究は主にWDの質量増加のための風降着経路に集中しています。現在の作業では、半分離型WD+AGBシステムに統合された物質移動処方を採用し、Roche-lobeオーバーフロープロセスまたは風降着プロセスを通じてSNeIaを形成するための多くのWD+AGBシステムを進化させました。SNeIaを生成するためのWD+AGBシステムの初期および最終パラメーター空間を提供しました。また、WD質量がChandrasekhar質量限界に達した瞬間の星周物質の密度分布も取得しました。さらに、大規模なWD+AGBサンプルAT2019qylは、SNeIaを生成するための最終パラメーター空間でカバーできることがわかりました。これは、AT2019qylがAGBドナーを持つSNeIaの強力な前駆体候補であることを示しています。
ボソン星を周回する太陽のような星
高精度天文観測ミッションGAIAは最近、暗黒天体の近くを周回する太陽に似た星の驚くべき発見を報告しました。この星は、長半径と周期がそれぞれ$1.4\、\rm{AU}$、$187.8$日です。中心の暗い天体に対するもっともらしい予想はブラックホールですが、そのような2体システムの形成につながる進化メカニズムは非常に困難です。ここでは、中心のブラックホールのシナリオに挑戦し、観測された軌道ダイナミクスは、中心の暗い物体がスピン0またはスピン1のボソン粒子の安定した塊である場合、かなり一般的な仮定の下で説明できることを示します。ボソン星。さらに、同様のシステムの将来の天文測定が、コンパクトなオブジェクトの基本的な性質を調べ、ブラックホールに代わるコンパクトなオブジェクトをテストするエキサイティングな機会を提供する方法について説明します。
六次分散関係でゴースト凝縮暗黒エネルギーを追い払う
| Title |
Exorcising_the_Ghost_Condensate_Dark_Energy_with_a_Sextic_Dispersion_Relation |
| Authors |
A._Ashoorioon_and_A._Yousefi-Sostani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07344 |
宇宙の現在の加速は、宇宙の時間スケールではごく最近の現象です。これは、現在の加速段階の開始以来、私たちの地平線を離れたモードが、実際には正確なIR限界に達していないことを意味します。この観察結果に注目して、ゴースト凝縮体が6次の分散関係を持つダークエネルギーとして存在する可能性を再考します。このような理論の3点関数を見ると、強い結合を避けるための6次分散関係の係数に関する制約が得られます。このようなゴースト凝縮体は、標準モデルの場に結合すると、一定のローレンツに違反するスピン依存の力を誘発し、重力または反重力になる可能性があります。
宇宙論的時空の数値相対性研究のためのゲージ/フレーム不変変数
完全なアインシュタイン方程式(またはその修正)を数値的に進化させるには、宇宙論的時空のシミュレーションは、特定のゲージ/フレームの選択と組み合わせた場の方程式の特定の定式化に依存する必要があります。しかし、真の物理的結果は、与えられた配合やゲージ/フレームの選択に依存することはできません.この論文では、ゲージ問題の解決策を提示し、例として、それを数値的に実装して、時空の収縮に関する以前の研究を評価します。
新しい物理学のプローブとしての天体ニュートリノ点源
最近、IceCubeとの共同研究により、高い統計的有意性を持つNGC1068の方向にニュートリノ過剰が観測されました。これは、ブレザーTXS~0506+056に由来する可変放射の発見に続く、天体物理学的ニュートリノ点源の2回目の検出です。これらの発生源から放出されたニュートリノは、地球に向かう途中で、十分に決定された巨大な距離を移動します。これにより、ニュートリノ分野で新しい物理学をテストするための有望なツールになります。宇宙ニュートリノ背景放射との秘密の相互作用を考察し、それらがニュートリノ点源の流れに与える影響について議論します。次に、NGC1068とTXS0506+056からの放射の観測を使用して、相互作用の強度を制限することができます。私たちは、ニュートリノの絶対質量を知らないことが大きな影響を与えていることを発見したため、ニュートリノの質量の合計が下限と上限に近い2つのベンチマークシナリオで限界を提示しました。
| Title |
Bayesian_averaging_for_ground_state_masses_of_atomic_nuclei_in_a_Machine_Learning_approach |
| Authors |
M._R._Mumpower,_M._Li,_T._M._Sprouse,_B._S._Meyer,_A._E._Lovell,_A._T._Mohan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08546 |
新しい機械学習(ML)アルゴリズムに基づく原子核の基底状態の質量のグローバルな予測を提示します。精密な核実験測定と、測定されていない核の理論的予測を組み合わせます。このハイブリッドデータセットは、確率的ニューラルネットワークのトレーニングに使用されます。このデータのトレーニングに加えて、物理ベースの損失関数を使用して解を改良します。結果として得られるベイジアン平均予測は、テストセットと比較して優れたパフォーマンスを発揮し、現代の科学的アプリケーションにとって重要な十分に定量化された不確実性を伴います。モデルの予測の外挿を評価し、測定値から遠く離れた領域での不確実性の増大を推定します。
一般化された非公式理論の効果的な記述
一般化された非形式変換により、一般化された非形式のHorndeski理論を構築することができます。これは、今日までゴーストのないスカラーテンソル理論の最も一般的なクラスを形成しています。宇宙論的摂動の有効場理論(EFT)を拡張して、これらの一般化された非形式のHorndeski理論を組み込みます。従来のEFTとの主な違いは、私たちの拡張EFTには、失効関数のより高い空間導関数を持つオペレーターが関与することです。私たちのEFTは、U-DHOST理論の一般化された非公式変換にも対応しています。
最も一般的な修正分散を持つ疑似フィンスラー時空におけるアストロ粒子の軌道
フィンスラー幾何学は、リーマン幾何学の自然で基本的な一般化であり、ローレンツ不変性の破れを研究するためのツールです。最も一般的な修正分散関係と疑似Finsler構造の間の接続を見つけ、Finslerジオメトリのフレームワークで異なる修正分散関係を持つアストロ粒子の到着時間遅延を計算します。結果は、時間遅延が修正された分散関係の正確な形式と無関係であることを示唆しています。$E=p$のときに修正項が0になる場合、到着時間の差はありません。それ以外の場合、時間遅延はローレンツ違反スケールとローレンツ不変性が破られる順序にのみ依存します。
Skyrme相互作用による高温で高度に磁化された中性子星物質の特性
| Title |
Hot_and_highly_magnetized_neutron_star_matter_properties_with_Skyrme_interactions |
| Authors |
Omar_G._Benvenuto,_Eduardo_Bauer,_Isaac_Vida\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08776 |
2つのSkyrme相互作用、すなわちLNSとBSk21相互作用を使用して、強力な磁場の存在下で高温で高密度の中性子星物質の特性を研究します。$\beta$-安定性と電荷中性を求めて、システムの状態方程式を構築し、超新星と原始中性子星の物質の研究に関心のある密度、温度、磁場強度の範囲についてその組成を分析します、さまざまなコンポーネントのスピン分極の程度に特に関心があります。結果は、スピンアップ陽子とスピンダウン中性子と電子の割合が大きいシステム構成が、スピンダウン陽子とスピンアップ中性子と電子の割合が大きいシステム構成よりもエネルギー的に有利であることを示しています。中性子と陽子の有効質量は、一般に、スピン投射成分がそれぞれ豊富にあるほど大きくなることがわかっています。システムのヘルムホッツ全自由エネルギー密度、圧力、および等温圧縮率に対する磁場の影響は、考慮される磁場のすべての値に対してほとんど無視できます。
2 つのスカラー フィールドと 2 つのベクトル フィールドの一般化モデルの異方性べき乗則インフレーション
2つのスカラー場と2つのベクトル場の一般化モデルの宇宙論的含意(両方のスカラー場が各ベクトル場に最小結合されていない)が、この論文で研究されています。特に、このモデルに対する異方性ベキ乗法によるインフレの解を求めます。さらに、得られた解の安定性を力学系アプローチを用いて調べます。その結果、2つのスカラー場と2つのベクトル場の間に異常な結合が存在するため、予想どおり、この解がインフレ期に安定して魅力的であることを示します。驚くべきことに、ファントムフィールドの存在は、対応する異方性べき乗則インフレーションの不安定性につながることを指摘します。
高スケールでの一次相転移によって引き起こされる暗黒物質とレプトジェネシスに対するLIGO-VIRGOの制約
| Title |
LIGO-VIRGO_constraints_on_dark_matter_and_leptogenesis_triggered_by_a_first_order_phase_transition_at_high_scale |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Indrajit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08888 |
重力波(GW)(非)観測を使用して、バリオンと暗黒物質の共生に関与する大規模な一次相転移(FOPT)を伴うシナリオを制約する可能性を研究します。高スケールでのFOPTは、\textit{mass-gain}メカニズムを介したレプトジェネシスと暗黒物質によるバリオンの非対称性の生成に関与していますが、結果として得られるGWスペクトルは、進行中のLIGO-VIRGO実験感度の範囲内に収まります。暗黒物質は、GeV未満の質量を持つ非熱球場にあることが好ましく、成功した暗黒物質の遺物の基準は、高スケールFOPTと成功したレプトジェネシスと一致するパラメーター空間の大部分を除外します。暗黒物質とレプトジェネシスの基準から許可されたパラメーター空間の一部も、進行中の実験で大きな信号対雑音比を生じさせるため、そのような確率的GWバックグラウンドが観察されないことから保守的な方法で不利になる可能性があります。進行中および計画中の実験からの将来のデータは、通常、直接的な実験プローブの範囲外にある残りのパラメーター空間の補完的かつ間接的なプローブを提供します。
| Title |
Tests_of_modified_gravitational_wave_propagations_with_gravitational_waves |
| Authors |
Tao_Zhu,_Wen_Zhao,_Jian-Ming_Yan,_Cheng_Gong,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09025 |
等価原理およびパリティ/ローレンツ対称性の違反を含む、一般相対性理論(GR)の基本原則の違反は、重力波(GW)の伝播に可能な派生を誘発する可能性があるため、GWデータによって直接テスト/制約を受けることができます。.この手紙では、GRでのGW伝播からの可能な派生を特徴付けるための普遍的なパラメーター化を提示します。このパラメーター化は、多数の修正された重力理論から生じる可能性のある修正されたGW伝播を調査するための一般的なフレームワークを提供します。このパラメータ化により、重力パリティ/ローレンツ違反の影響を伴うコンパクト連星の合体によって生成された修正GW波形を構築し、LIGO/Virgo/KAGRAコラボレーションによって検出されたコンパクト連星合体イベントのオープンデータを分析します。重力パリティ/ローレンツ違反のシグネチャは見つからないため、重力のパリティ/ローレンツ違反にいくつかの最も厳しい制約を課し、GWのローレンツ違反減衰効果に最初の制約を課すことができます。これは、変更されたGW伝播に関する最も包括的なテストでもあります。
内太陽圏における太陽エネルギー粒子の種集団について
| Title |
On_the_seed_population_of_solar_energetic_particles_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
Nicolas_Wijsen,_Gang_Li,_Zheyi_Ding,_David_Lario,_Stefaan_Poedts,_Rachael_Filwett,_Robert_Allen,_and_Maher_Dayeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09098 |
大規模な漸進的な太陽エネルギー粒子(SEP)イベントで測定された粒子は、主にコロナ質量放出(CME)によって引き起こされる衝撃で加速されると考えられています。イオンの荷電状態と組成の分析は、CMEによる衝撃での粒子加速のメカニズムの種粒子集団の起源が、バルクの太陽風熱物質ではなく、太陽風に存在する超熱集団であることを示唆しています。この超熱集団は、以前の太陽フレアおよび/または先行するCME駆動の衝撃で加速された残留物質に起因する可能性があります。この作業では、太陽風の磁気流体力学(MHD)シミュレーションと粒子の加速と輸送のモンテカルロシミュレーションを組み合わせることにより、内太陽圏におけるこの超熱粒子集団の分布を調べます。種子粒子がさまざまな大きさの太陽フレアによって太陽の近くに均一に分布していると仮定して、複数の日心距離での種子集団の経度分布を調べます。太陽風内の圧縮領域と希薄化領域につながる高速および低速の流れからなる、不均一な背景の太陽風を検討します。私たちのシミュレーションは、特定の場所(たとえば、1au)での種子の個体数が、基礎となる太陽風構成によって強く変調されることを示しています。共回転相互作用領域(CIRs)とマージされた相互作用領域(MIRs)は、シード粒子集団のエネルギースペクトルを大きく変えることができます。さらに、クロスフィールド拡散は、空間とエネルギーの両方でシード個体群の強い変動を緩和する上で重要な役割を果たします。
