ハロー形成の深層学習モデルからのハロー アセンブリ バイアス
| Title |
Halo_assembly_bias_from_a_deep_learning_model_of_halo_formation |
| Authors |
Luisa_Lucie-Smith,_Alexandre_Barreira_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09880 |
暗黒物質ハローの局所的な形成過程をハローバイアスに結び付ける深層学習フレームワークを構築します。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングして、暗黒物質ハローの最終的な質量と濃度を初期条件から予測します。次に、CNNを代理モデルとして使用して、初期条件の長波長摂動に対するハローの質量と濃度の応答を導き出し、その結果、「応答バイアス」の定義に従ってハローバイアスパラメーターを導き出します。CNNは、トレーニング中に提供されるハローバイアスに関する明確な知識がないにもかかわらず、暗黒物質のハローの局所的な特性が大規模な環境の変化にどのように応答するかを正しく予測します。CNNが線形および2次密度バイアスパラメーター$b_1$および$b_2$の既知の傾向を回復すること、およびローカル原始非ガウス線形バイアスパラメーター$b_\phi$を回復することを示します。ハロー濃度に対する予想される二次アセンブリバイアスの依存性もCNNによって回復されます。固定質量では、ハロー濃度は$b_1$にわずかな影響しか与えませんが、$b_\phi$には強い影響を与えます。私たちのフレームワークは、ハローのラグランジュパッチのどの物理的側面がアセンブリバイアスを決定するかを発見するための新しいウィンドウを開きます。これにより、ハローの形成とバイアスの物理モデルに情報を与えることができます。
| Title |
Anomalies_in_Gravitational-Lensed_Images_Revealing_Einstein_Rings_Modulated_by_Wavelike_Dark_Matter |
| Authors |
Alfred_Amruth,_Tom_Broadhurst,_Jeremy_Lim,_Masamune_Oguri,_George_F._Smoot,_Jose_M._Diego,_Enoch_Leung,_Razieh_Emami,_Juno_Li,_Tzihong_Chiueh,_Hsi-Yu_Schive,_Michael_C._H._Yeung,_Sung_Kei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09895 |
光と相互作用せず、既知の物質と主にまたは重力のみを介して相互作用する暗黒物質(DM)の性質を解明することは、物理学における主要な探求の1つです。DMの有力な候補は、質量スケールの両極端にある弱相互作用大質量粒子(WIMP)または超軽量ボソン(アクシオン)であり、粒子物理学の標準モデルの欠陥を解決するために競合する理論によって仮定されています。DMWIMPは離散粒子($\varrho$DM)のように振る舞いますが、DMアクシオン間の量子干渉は波($\psi$DM)として現れます。ここでは、重力レンズ効果が背景の銀河の多重レンズ画像に特徴を残し、前景のレンズ効果銀河が$\varrho$DMまたは$\psi$DMハローに生息するかどうかを明らかにすることを示します。$\varrho$DMレンズモデルは、予測された明るさと観測された明るさと、複数のレンズを使用した画像の位置の間に十分に文書化された異常を残しますが、$\psi$DMレンズモデルは、$\varrho$DMレンズモデルによって残された異常のレベルを正確に予測します。さらに難しいことに、システムHS0810+2554で4重レンズのトリプレットイメージを再現するための一連のテストを受けた場合、$\psi$DMはこのシステムのすべての側面を再現できますが、$\varrho$DMはしばしば失敗します。天体物理観測の再現における$\psi$DMの成功の高まりは、アクシオンを呼び出す新しい物理学へとバランスを傾けます。
偏りのない 21 cm 宇宙論の銀河前景モデルのフィッティングと比較
| Title |
Fitting_and_Comparing_Galactic_Foreground_Models_for_Unbiased_21-cm_Cosmology |
| Authors |
Joshua_J._Hibbard,_David_Rapetti,_Jack_O._Burns,_Nivedita_Mahesh,_Neil_Bassett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09959 |
宇宙論的な21cmの地球規模の信号を正確に検出するには、スペクトルを$\sim20$mK以下に適合させることができる銀河の前景モデルが必要であり、これはほぼ6桁以上のパワーの除去を表します。このようなモデルがこのレベルまでテストされることはめったになく、空の温度マップなどのモデル入力への依存は言うまでもありません。したがって、非線形および線形の前方モデル、多項式、および最大平滑多項式を含む、一般的に使用される7つの前景モデルの能力をテストして、現実的なシミュレートされたモックスペクトルとモデル入力への依存性を適合させます。モックスペクトルは、現実的な空間およびスペクトル構造、有色ビーム、地平線プロファイル、および離散時間サンプリングを使用して固有の前景から合成されます。単一のLSTビンスペクトルの場合、ノイズで正規化された残差のKSテストを使用する4つのパラメーターを持つ非線形フォワードモデルが推奨されますが、線形フォワードモデルは6～7個のパラメーターによく適合します。EDGESおよびSARAS3の実験で使用されているような多項式および最大平滑多項式は、5つのパラメーターで適切に適合することはできません。ただし、6つのパラメーターを持つ多項式はKS検定に合格することがわかりますが、9つのパラメーターの適合は最高のp値を生成します。複数のLSTビンを同時にフィッティングしてグローバルシグナルモデルとのオーバーラップを減らすと、2、5、および10個のLSTビンで線形フォワードモデルが非線形モデルよりも優れていることがわかります。さらに、非線形順方向モデルは、線形とは対照的に、10個のLSTビンを使用してスペクトルに適切に適合させることができません。重要なことに、KS-testは、特に非線形モデルを含む場合に、$\chi^2_{red}$およびベイジアンの証拠とは対照的に、最適な\textit{and}の優先モデルを一貫して識別します。
中央銀河団銀河オフセットによる暗黒物質の自己相互作用の調査
| Title |
Examining_the_Self-Interaction_of_Dark_Matter_through_Central_Cluster_Galaxy_Offsets |
| Authors |
Dane_Cross,_Gray_Thoron,_Tesla_Jeltema,_Allison_Swart,_Devon_Hollowood,_Susmita_Adhikari,_Sebastian_Bocquet,_Orion_Eiger,_Spencer_Everett,_Jose_Jobel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10128 |
衝突のない冷たい暗黒物質モデルは、幅広い観測データを説明することに大部分成功していますが、いくつかの緊張関係がまだ存在しており、暗黒物質が無視できないレベルの自己相互作用を持っている可能性が残っています。この論文では、自己相互作用暗黒物質の観察可能な結果、つまり中心銀河とその親ハローの重心との間のオフセットを調査します。ダークエネルギー調査とスローンデジタルスカイ調査のクラスターから引き出された0.1から0.3の赤方偏移範囲にある23の緩和銀河団を調べます。これらの銀河団には、中心と緩和の決定に十分な深さのアーカイブチャンドラX線データがあります。私たちのサンプルのほとんどのクラスターは、クラスターコア内の重心であると見なされるX線中心と中心銀河の位置との間にゼロ以外のオフセットを示していることがわかります。測定されたすべてのオフセットは、通常、ポアソンノイズによるX線位置の不確実性よりも1桁大きくなっています。6つのクラスターを除くすべてのクラスターで、測定されたオフセットは、X線位置と光学位置の推定された組み合わせたアストロメトリーの不確実性よりも大きくなっています。緩和されたクラスターを選択するためのより保守的な集中カットは、観察されたオフセットをわずかに減少させますが、排除しません。より保守的なサンプルでは、推定平均X線から中心銀河までのオフセットが$\mu=5.5\pm1.0$kpcであることがわかります。最近のシミュレーションと比較すると、このオフセットの分布は、ある程度の暗黒物質の自己相互作用と一致していますが、制約を設けるにはさらなるシミュレーション作業が必要です。
| Title |
Bayesian_evidence_and_model_selection_approach_for_time-dependent_dark_energy |
| Authors |
Mohsen_Khorasani,_Moein_Mosleh,_Ahmad_Sheykhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10160 |
ダークエネルギーのパラメーター化されたポストフリードマン(PPF)記述を使用し、楕円体のネストされたサンプリングを適用して、$Planck$と距離測定に基づくデータ、つまりバリオン音響の組み合わせを使用して、さまざまな時間依存のダークエネルギーモデルでベイジアンモデル選択法を実行します。振動と超新星光度距離。線形スケール係数$a$で記述された、またはe-folding$\lna$の単位でスケーリングされた2つおよび3つの自由パラメーターを持つモデルが考慮されます。私たちの結果は、$\lna$の観点からダークエネルギーをパラメーター化すると、多項式よりも自由パラメーターに対してより適切な制約が提供されることを示しています。一般に、2つの自由パラメーターモデルは、3つの自由パラメーターの一般化と比較して、ダークエネルギーのダイナミクスを記述するのに適しています。ベイジアンの証拠によると、多項式のダークエネルギーモデルに対する宇宙定数$\Lambda$のサポートの強さを決定することは決定的ではありません。さらに、$R$統計を張力メトリックとして考慮すると、多項式モデルの1つが$Planck$と距離測定データセットの間に張力を生じさせることがわかります。$\Lambda$に対する対数状態方程式の優先度は決定的ではなく、振動モデルに対する$\rm\Lambda$CDMのサポートの強さは中程度です。
ACT-DR5 Sunyaev-Zel'dovich クラスター: KiDS による弱レンズ質量キャリブレーション
| Title |
ACT-DR5_Sunyaev-Zel'dovich_Clusters:_weak_lensing_mass_calibration_with_KiDS |
| Authors |
Naomi_Clare_Robertson,_Crist\'obal_Sif\'on,_Marika_Asgari,_Nicholas_Battaglia,_Maciej_Bilicki,_J._Richard_Bond,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Matt_Hilton,_Henk_Hoekstra,_John_P._Hughes,_Konrad_Kuijken,_Thibaut_Louis,_Maya_Mallaby-Kay,_Lyman_Page,_Bruce_Partridge,_Mario_Radovich,_Peter_Schneider,_HuanYuan_Shan,_David_N._Spergel,_Tilman_Tr\"oster,_Edward_J._Wollack,_Cristian_Vargas,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10219 |
AtacamaCosmologyTelescope(ACT)による$>5\sigma$熱Sunyaev-Zel'dovich(SZ)信号で検出された、KiloDegreeSurvey(KiDS)内の157個のクラスターのサンプルの弱い重力レンズ効果の測定値を提示します。ハローモデルアプローチを使用して、クラスター全体の平均質量$M_{\rmWL}$を制約し、サンプル全体のACTクラスター選択関数を説明します。X線観測を使用して較正されたSZクラスター質量推定$M_{\rmSZ}$は、$M_{\rmSZ}/M_{\rmWL}=(1-b_{\rmSZ})=0.65\pm0.05$.サンプルを6つの質量ビンに分けたところ、質量バイアス$(1-b_{\rmSZ})$に強い質量依存性があるという証拠は見つかりませんでした。このACT-KiDSSZ質量キャリブレーションを採用すると、プランクSZクラスター数が{\itPlanck}宇宙マイクロ波背景放射$\Lambda$CDM宇宙論モデルから予想される数と一致するようになります。この研究の平均質量$M_{\rmSZ,uncor}=3.64\times10^{14}M_{\odot}$は、範囲$M_{\の平均質量を持つプランククラスターサンプルと比較して低いrmSZ,uncor}=(5.5-8.5)\times10^{14}M_{\odot}$、使用されるサブサンプルによって異なります。
| Title |
Solitons_and_halos_for_self-interacting_scalar_dark_matter |
| Authors |
Raquel_Galazo_Garc\'ia,_Philippe_Brax,_Patrick_Valageas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10221 |
スカラー場の暗黒物質シナリオのために、拡張されたハロー内の反発的な自己相互作用によってサポートされるソリトンの形成と進化を研究します。量子圧力が通常、自己相互作用よりもはるかに小さい半古典的領域に焦点を当てます。ハローがその固有関数係数のWKB近似によって記述される初期条件で、数値シミュレーションを提示します。システムのサイズが自己相互作用に関連するジーンズの長さのオーダーである場合、中央のソリトンが急速に形成され、総質量の約50%になることがわかります。ただし、ハローがこの自己相互作用スケールの10倍大きい場合、ソリトンは、中心密度が自己相互作用をトリガーするのに十分な大きさの尖ったハローでのみ迅速に形成されます。ハローのコアが平らな場合、ド・ブロイ波長サイズの小さなランダムな変動が蓄積して十分な密度に達した後、ソリトンが現れるまでにより長い時間がかかります。場合によっては、より大きな自己相互作用サポートソリトン内にいくつかの狭い密度スパイクの共存が観察されます。総質量の40%をすでに占めていない限り、すべてのソリトンは頑丈に見え、ゆっくりと成長します。低質量のソリトン成長率を推定するために、不均一な背景に有効な運動理論を開発します。これは、基底状態とハロー励起状態の間の共鳴が消失するにつれて、成長率が急速に低下することを説明しています。私たちの結果は、宇宙のハローは、それらの組み立ての歴史に応じて、ソリトン質量の大きな散乱を示すことを示唆しています。
局所的な大規模構造からの p 波または d 波暗黒物質消滅の証拠はない
| Title |
No_evidence_for_p-_or_d-wave_dark_matter_annihilation_from_local_large-scale_structure |
| Authors |
Andrija_Kosti\'c,_Deaglan_J._Bartlett,_Harry_Desmond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10301 |
暗黒物質が消滅して速度に依存する断面を持つ標準モデルの粒子になる場合、局所群矮小銀河は結果として生じるガンマ線放出を探すのに最適な場所ではありません。より大きなフラックスは、より遠くにある大規模なハローによって生成され、速度の分散が大きくなります。$\sim200\,{\mathrm{Mpc}}$内の銀河およびクラスター質量ハローからのガンマ線放出の全天予測を、一連の制約付き$N$体シミュレーション(CSiBORG)ベースを使用して構築します。銀河アルゴリズムからのベイジアン原点再構成について。フェルミ大域望遠鏡からの観測と比較し、再構成の不確実性やフラックスへの他の天体物理学的寄与を無視すると、$p$の矮小球体から得られるものよりも2(7)桁厳しい断面積の制約が得られます。-wave($d$-wave)消滅。どのチャネルでも、質量が$m_\chi=2-500\,{\mathrm{GeV}}/c^2$の範囲の暗黒物質粒子からのどちらのタイプの消滅の証拠も見つかりません。例として、$m_\chi=10\,{\mathrm{GeV}}/c^2$でボトムクォークを生成する消滅の場合、$a_{1}<2.4\times10^{-21}\,{\mathrm{cm^3s^{-1}}}$と$a_{2}<3.0\times10^{-18}\,{\mathrm{cm^3s^{-1}}}$95%の信頼度で、断面積$\sigma$と相対粒子速度$v$の積は$\sigmav=a_\ell(v/c)^{2\ell}で与えられます。$および$\ell=1,2$は、それぞれ$p$-、$d$-波の消滅を表します。私たちの境界は、速度に依存する消滅チャネルの熱遺物の断面積を除外することはできませんが、これまでで最も厳しいものの1つです。
インフレーション重力波の新しいプローブ: 大規模構造を持つレンズ付き一次 CMB B モードの相互相関
| Title |
A_new_probe_of_inflationary_gravitational_waves:_cross-correlations_of_lensed_primary_CMB_B-modes_with_large-scale_structure |
| Authors |
Toshiya_Namikawa,_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10315 |
インフレーション重力波（IGW）の新しいプローブを提案します。これは、CMBレンズマップでもある大規模構造（LSS）トレーサーを使用したインフレ$B$モード偏光のレンズ効果の相互相関です。これは、2つのCMB$B$モードとLSSトレーサーの3点関数を測定することに相当します。テンソルとスカラーの比率$r$に期待される$1\,\sigma$制約を予測しますが、単純な前景処理を使用して、$\sigma_r\simeq7\times10^{-3}$の制約を見つけます。CMB-S4-Deep$B$-modeレンズとLSST銀河の相関、CMB-S4-Deep$B$-modeレンズとCMBの相関から$\sigma_r\simeq5\times10^{-3}$-S4-DeepCMBレンズ、および$\sigma_r\simeq10^{-2}$は、LiteBIRD$B$モードレンズとCMB-S4-Wideレンズの相関から得られます。このプローブは本質的に非ガウスであるため、単純なガウス前景は$r$の測定にバイアスを生じさせません。さまざまな相互相関に対する非ガウス前景汚染の詳細な調査が不可欠ですが、この観測量はIGWの強力なプローブになる可能性があり、$r$を制約するための標準的な方法を補完します。
一般的な球面調和関数を使用した CMB (デ) レンズ処理の改善
| Title |
Improved_CMB_(de-)lensing_using_general_spherical_harmonic_transforms |
| Authors |
Martin_Reinecke,_Sebastian_Belkner,_Julien_Carron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10431 |
深部宇宙マイクロ波背景放射偏光実験により、原則として、重力レンズ信号の非常に正確な内部再構築が可能になります。この目的のために、通常、尤度ベースまたはベイジアンの方法が必要です。この場合、満足のいく収束の前に、球に対して非常に多数のレンズ処理およびデレンズ処理の再マッピングを実行する必要がある場合があります。ここでは、非一様高速フーリエ変換技術を使用して、レンズ演算とその随伴(レンズ除去に密接に関連する)の両方を効率的に、任意の精度で実行できる最適化された数値コードについて詳しく説明します。該当する場合、コードは現在普及している大量のソフトウェアよりも優れていることがわかり、最新のラップトップで数秒のタイムスケールで次世代CMB実験に十分な精度の高解像度マップを生成できます。随伴演算も同様に実行され、逆偏向場の計算が不要になります。この公開されているコードは、完全に任意のグリッド上で事実上効率的な球面調和関数変換を可能にし、他の分野にも応用できる可能性があります。
強くレンズされた重力波信号を使用したハッブル定数の測定
| Title |
Measuring_the_Hubble_Constant_Using_Strongly_Lensed_Gravitational_Wave_Signals |
| Authors |
Shun-Jia_Huang,_Yi-Ming_Hu,_Xian_Chen,_Jian-dong_Zhang,_En-Kun_Li,_Zucheng_Gao,_Xin-Yi_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10435 |
ハッブル定数$H_0$の測定は、宇宙論の研究において重要な役割を果たします。このレターでは、強くレンズ化された重力波(GW)信号を使用してハッブル定数を制約する新しい方法を提案します。波形を再パラメータ化することにより、レンズ化された波形が$H_0$に敏感であることがわかります。GWソースの電磁対応物を識別できないというシナリオを想定すると、レンズの赤方偏移の情報を使用して、$H_0$に意味のある制約を与えることができます。次に、フィッシャー情報行列とマルコフ連鎖モンテカルロを適用して、この方法の可能性を評価します。宇宙ベースのGW検出器であるTianQinでは、単一の強くレンズされたGWイベントを使用して、$H_0$を$\sim$0.3-2\%の相対誤差内に抑えることができます。精度は、電磁情報のさまざまなレベルによって異なります。
進化した巨大星による巨大惑星の飲み込み：光度曲線、星震学、および生存可能性
| Title |
Giant_planet_engulfment_by_evolved_giant_stars:_light_curves,_asteroseismology,_and_survivability |
| Authors |
Christopher_E._O'Connor,_Lars_Bildsten,_Matteo_Cantiello,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09882 |
太陽のような($1$-$2M_\odot$)星の約10%は、赤色巨星分枝(RGB)または漸近巨星分枝(AGB)中に膨張する際に、$1$-$10M_{\rmJ}$惑星を飲み込みます。)進化の段階。飲み込まれると、これらの惑星は星の対流エンベロープで強い抗力を受け、内側に渦巻いてエネルギーと角運動量を蓄積します。これらの質量比の場合、インスパイラルは$\sim10$-$10^{2}$年($\sim10^{2}$-$10^{3}$軌道)かかります。惑星は、半径$\simR_\odot$で潮汐破壊を受けます。恒星天体物理学実験用モジュール(MESA)ソフトウェア機器を使用して、惑星軌道を進化させながら、エネルギー蓄積に対する恒星の応答を追跡します。RGB星、および$M_{\rmp}\lesssim5M_{\rmJ}$惑星を持つAGB星の場合、星は準静的に応答しますが、数年のタイムスケールで測定可能なほど明るくなります。さらに、周波数間隔や回転分割などの星震学的指標は、巻き込みの前後で異なります。AGB星の場合、$M_{\rmp}\gtrsim5M_{\rmJ}$惑星の飲み込みがエンベロープの超音速膨張を引き起こし、「輝く赤い新星」に似た明るく赤い塵の多い噴火を引き起こします。これらのイベントのピーク光度、色、期間、および予想される率に基づいて、AGBでの飲み込みイベントは、銀河の低光度赤色新星のかなりの部分である可能性があることを示唆しています。惑星の潮汐破壊の前にエンベロープが放出される条件は見つかっておらず、共通エンベロープ進化の生存者として白色矮星を周回する短周期巨大惑星の解釈を複雑にしています。
急速に回転する星によって引き起こされる太陽系外惑星節歳差運動: 通過確率とバイアスへの影響
| Title |
Exoplanet_Nodal_Precession_Induced_by_Rapidly_Rotating_Stars:_Impacts_on_Transit_Probabilities_and_Biases |
| Authors |
Alexander_P._Stephan_and_B._Scott_Gaudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09890 |
放射エンベロープを持つ大質量星を通過する短周期太陽系外惑星の大部分では、主星のスピン角運動量は惑星軌道角運動量よりも大きくなります。この場合、惑星の軌道は節歳差運動を起こし、惑星が親星を通過する確率に大きな影響を与える可能性があります。特に、スピン軌道角$\psi$と星のスピンの傾き$i_*$の組み合わせによっては、そのような惑星はすべて、歳差運動期間のある時点で最終的にトランジットします。したがって、トランジットする惑星について空が監視されている時間が長くなるにつれて、検出可能なトランジットを伴う惑星の頻度が増加し、系外惑星の発生率、特により大規模な星を周回する偏った推定につながる可能性があります。さらに、歳差運動周期がスピン軌道ミスアライメントなどの軌道パラメーターに依存するため、そのようなパラメーターの観測された分布にも偏りがある可能性があります。急速に回転する主星によって引き起こされる節歳差運動の存在下で、特定の太陽系外惑星の通過確率を導き出します。元の$Kepler$フィールド内のそのようなシステムのトランジット確率を数パーセント増加させることにより、ノード歳差運動の効果が、大規模な星を周回するホットジュピターなどのいくつかの短周期惑星にすでに関連し始めていることを発見しました.さらに、適用可能なシステムの影響パラメーター$b$の時間発展を説明する簡単な式を導出します。これは、系外惑星節歳差運動とスピン軌道整列の将来の調査に役立つはずです。
ESA の Jupiter Icy Moons Explorer によって可能になる木星科学
| Title |
Jupiter_Science_Enabled_by_ESA's_Jupiter_Icy_Moons_Explorer |
| Authors |
Leigh_N._Fletcher,_Thibault_Cavali\'e,_Davide_Grassi,_Ricardo_Hueso,_Luisa_M._Lara,_Yohai_Kaspi,_Eli_Galanti,_Thomas_K._Greathouse,_Philippa_M._Molyneux,_Marina_Galand,_Claire_Vallat,_Olivier_Witasse,_Rosario_Lorente,_Paul_Hartogh,_Fran\c{c}ois_Poulet,_Yves_Langevin,_Pasquale_Palumbo,_G._Randall_Gladstone,_Kurt_D._Retherford,_Michele_K._Dougherty,_Jan-Erik_Wahlund,_Stas_Barabash,_Luciano_Iess,_Lorenzo_Bruzonne,_Hauke_Hussmann,_Leonid_I._Gurvits,_Ond\v{r}ej_Santolik,_Ivana_Kolmasova,_Georg_Fischer,_Ingo_M\"uller-Wodarg,_Giuseppe_Piccioni,_Thierry_Fouchet,_Jean-Claude_G\'erard,_Agustin_S\'anchez-Lavega,_Patrick_G._J._Irwin,_Denis_Grodent,_Francesca_Altieri,_Alessandro_Mura,_Pierre_Drossart,_Josh_Kammer,_Rohini_Giles,_St\'ephanie_Cazaux,_Geraint_Jones,_Maria_Smirnova,_Emmanuel_Lellouch,_Alexander_S._Medvedev,_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10229 |
ESAのJupiterIcyMoonsExplorer(JUICE)は、2030年代の木星系の詳細な調査を提供し、観測機会を最大化するように調整された軌道ツアーと一連の最先端の機器を組み合わせます。JUICEミッションによって可能になった木星科学をレビューし、地上および宇宙ベースの観測所と並んで、ガリレオ、カッシーニ、およびジュノミッションからの発見の遺産に基づいて構築します。私たちは、雲を形成する気象層から対流圏上部を通って成層圏と電離圏に至る大気とオーロラの気候、気象学、化学のリモートセンシングに焦点を当てています。木星軌道ツアーは、大気科学とオーロラ科学に豊富な機会を提供します。赤道付近と傾斜位相による地球規模の視点、昼側から夜側までのすべての位相角のサンプリング、数分から数か月のタイムスケールで進化する現象の調査。リモートセンシングのペイロードは、遠紫外分光法(50～210nm)、可視イメージング(340～1080nm)、可視/近赤外分光法(0.49～5.56$\mu$m)、サブミリ波観測(530付近)に及びます。-625\,GHzおよび1067-1275\,GHz)。これは、高い垂直解像度で大気を探索するための電波、恒星、および太陽掩蔽の機会と組み合わされています。木星の大気とオーロラにおける放電の電波とプラズマ波の測定。学際的な科学的調査により、JUICEは巨大惑星の大気の結合プロセスを調査し、大気が(i)深部循環と水素支配内部の組成にどのように関連しているかを示すことができます。(ii)外部磁気圏の電流と荷電粒子環境。JUICEは、この典型的な巨大惑星の大気とオーロラの包括的な特性評価を提供します。
天の川類似体における原子暗黒物質のシミュレーション
| Title |
Simulating_Atomic_Dark_Matter_in_Milky_Way_Analogues |
| Authors |
Sandip_Roy,_Xuejian_Shen,_Mariangela_Lisanti,_David_Curtin,_Norman_Murray_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09878 |
ダークセクター理論は、サブコンポーネントが自己相互作用によってエネルギーを散逸させ、銀河内で効率的に冷却できるようにするダークマターの多成分シナリオに自然につながります。ダークマターの大部分が衝突のないコールドダークマター（CDM）であるが、サブコンポーネント（6％）が非常に散逸的な最小原子ダークマター（ADM）である、天の川類似体の最初の宇宙流体力学的シミュレーションを提示します。GIZMOに実装され、FIRE-2銀河形成物理学を利用して標準的なバリオンセクターをモデル化するシミュレーションは、散逸暗黒物質のほんの一部の追加でさえ、現在の宇宙論的制約と一致しているにもかかわらず、銀河の進化に大きな影響を与える可能性があることを示しています。おおよそ標準モデルのような質量とカップリングを持つADMガスが冷えて、目に見える星の円盤と密接に整列した角運動量を持つ回転する「暗黒円盤」を形成できることを示しています。ディスクの形態は、ダークセクターの冷却速度に影響を与えるADMモデルのパラメーターに敏感に依存します。ADMガスの大部分は、重力によって暗黒の「塊」(ブラックホールまたは鏡像星形成の領域)に崩壊し、中心銀河に顕著なバルジと回転する厚い円盤を形成します。これらの塊は早期に形成され、銀河の内側~kpcに急速に沈み、銀河の星形成の歴史と現在のバリオンおよびCDM分布に影響を与えます。
銀河団の中心における多相フィラメントの運動の性質
| Title |
The_Nature_of_the_Motions_of_Multiphase_Filaments_in_the_Centers_of_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Shalini_Ganguly,_Yuan_Li,_Valeria_Olivares,_Yuanyuan_Su,_Francoise_Combes,_Sampadaa_Prakash,_Stephen_Hamer,_Pierre_Guillard,_Trung_Ha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09879 |
銀河団の中心にある銀河団内媒質(ICM)は、超大質量ブラックホール(SMBH)からの「フィードバック」の影響を強く受けています。フィードバックはICM内の乱流を引き起こす可能性があり、乱流散逸は重要な加熱源になる可能性があります。X線望遠鏡の空間分解能とスペクトル分解能が限られているため、高温のICM内の乱流を直接観測することは困難でした。最近、多相フィラメントをトレーサーとして使用してICM内の乱流を測定する新しい方法を開発しました。これらのフィラメントはクラスターの中心に遍在しており、光学望遠鏡と電波望遠鏡を使用して非常に高い解像度で観察できます。我々は、$\sim10$銀河団の中心において、広範囲のスケールでフィラメントの速度構造関数(VSF)を測定することにより、フィラメントの運動学を研究しています。SMBHの活動と相関するVSFの特徴を見つけ、SMBHが銀河団の中心におけるガス運動の主な推進力であることを示唆しています。すべてのシステムで、VSFは古典的なコルモゴロフの予想よりも急勾配であり、勾配はシステムごとに異なります。理論的な説明の1つは、これまでに測定したVSFは、乱気流のカスケードではなく、主にドライバー(ジェットとバブル)の動きを反映しているということです。Abell1795では、SMBHから遠く離れた外側のフィラメントのVSFが小さなスケールでコルモゴロフ勾配まで平坦になり、カスケードが現在の望遠鏡の解像度ではさらに遠くにしか検出できないことを示唆しています。小さいスケールで計算された乱流加熱のレベルは、通常、駆動スケールで推定された値よりも1桁低くなります。SMBHフィードバックはクラスター中心部のICMの運動学に大きく影響しますが、それが駆動する乱流のレベルはかなり低く、乱流加熱は冷却損失の$\lesssim10\%$を相殺するだけであり、数値シミュレーションの結果と一致しています。
銀河流出による寒雲の立ち上げⅤ：異方的な熱伝導の役割
| Title |
The_Launching_of_Cold_Clouds_by_Galaxy_Outflows_V:The_Role_of_Anisotropic_Thermal_Conduction |
| Authors |
M._Br\"uggen,_E._Scannapieco,_P._Grete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09881 |
多相銀河の流出の観測に動機付けられて、熱く磁化された風に埋め込まれた放射冷却された冷たい雲の進化に対する等方性および異方性の電子熱伝導の影響を調査します。アダプティブメッシュリファインメントコードAthenaPKを使用して、超音速および遷音速の流れの影響を受ける雲のシミュレーションを行います。磁場は、最初は流れの方向に対して平行および垂直に配置されます。等方性熱伝導の場合、蒸発風が形成され、不安定性に対して安定し、流体力学的ケースと一致する質量損失率につながります。異方性の場合、伝導の影響はより限定的で、場の向きに強く依存します。最初に横方向の磁場で実行すると、磁力線が尾部に折り返され、伝導が大幅に制限されますが、磁場は不安定性を弱め、流れ方向への雲の伸張を遅らせるように作用します。整列した場合、異方性伝導は、雲の前部近くに放射風を形成することによって雲の生存を助け、最小限の質量損失で不安定性を抑制します。いずれの場合も、異方性伝導が雲の加速に与える影響は最小限です。
再イオン化時代 (ASPIRE) の偏ったハローの分光調査: JWST を使用した $z > 6.5$ クエーサーの静止フレーム光学スペクトルの初見
| Title |
A_SPectroscopic_survey_of_biased_halos_In_the_Reionization_Era_(ASPIRE):_A_First_Look_at_the_Rest-frame_Optical_Spectra_of_$z_>_6.5$_Quasars_Using_JWST |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Aaron_J._Barth,_Eduardo_Ba\~nados,_Fengwu_Sun,_Weizhe_Liu,_Zheng_Cai,_Linhua_Jiang,_Zihao_Li,_Masafusa_Onoue,_Jan-Torge_Schindler,_Yue_Shen,_Yunjing_Wu,_Aklant_K._Bhowmick,_Rebekka_Bieri,_Laura_Blecha,_Sarah_Bosman,_Jaclyn_B._Champagne,_Luis_Colina,_Thomas_Connor,_Tiago_Costa,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Gisella_De_Rosa,_Alyssa_B._Drake,_Eiichi_Egami,_Anna-Christina_Eilers,_Analis_E._Evans,_Emanuele_Paolo_Farina,_Melanie_Habouzit,_Zoltan_Haiman,_Xiangyu_Jin,_Hyunsung_D._Jun,_Koki_Kakiichi,_Yana_Khusanova,_Girish_Kulkarni,_Federica_Loiacono,_Alessandro_Lupi,_Chiara_Mazzucchelli,_Zhiwei_Pan,_Sof\'ia_Rojas-Ruiz,_Michael_A._Strauss,_Wei_Leong_Tee,_Benny_Trakhtenbrot,_Maxime_Trebitsch,_Bram_Venemans,_Marianne_Vestergaard,_Marta_Volonteri,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09888 |
$z>6$でのクエーサーの静止フレーム発光の研究は、歴史的に、地上の望遠鏡でアクセスできる波長によって制限されてきました。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、この放射を再電離時代の奥深くまで調べる機会を提供しています。「再イオン化時代の偏ったハローの分光調査(ASPIRE)」プログラムの一環として、JWST/NIRCam広視野スリットレス分光法を使用して、$z>6.5$での8つのクエーサーの観測を報告します。静止フレーム$\sim$4100と5100\r{A}の間のクエーサーの放射.これらのクエーサーの広いH$\beta$輝線のプロファイルは、3000から6000までのFWHMにまたがる$\rm{km~s^{-1}}$.H$\beta$ベースのビリアルブラックホール(BH)の質量は、太陽の6億から21億の範囲にあり、MgIIベースのBH質量とほぼ一致しています。このように、H$\beta$トレーサーは、再電離時代に10億個の太陽質量BHが存在することを確認している.観測された[OIII]$\lambda\lambda$4960,5008ダブレットでは、これらの発光クエーサーの広い成分が狭いコア成分よりも一般的である.($\le~1200~\rm{km~s^{-1}}$),そして1つのクエーサーだけがブロードよりも強いナロー成分を示します.2つのクエーサーは、かなり広く、青方偏移した[OIII]放射を示し、銀河をトレースすると考えられています-[CII]$158\に対して、速度の中央値が$-610~\rm{km~s^{-1}}$および$-1430~\rm{km~s^{-1}}$の規模の流出,\mu$m行。8つのクエーサーはすべて強い光学的FeII放射を示し、低赤方偏移クエーサーによって定義される固有ベクトル1の関係に従います。ASPIREプログラム全体は最終的に25個のクエーサーをカバーし、BHとクエーサーのスペクトル特性の研究のための統計サンプルを提供します。
再イオン化時代 (ASPIRE) の偏ったハローの分光調査: JWST は z=6.61 クエーサーの周りのフィラメント構造を明らかにする
| Title |
A_SPectroscopic_survey_of_biased_halos_In_the_Reionization_Era_(ASPIRE):_JWST_Reveals_a_Filamentary_Structure_around_a_z=6.61_Quasar |
| Authors |
Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Joseph_F._Hennawi,_Xiaohui_Fan,_Fengwu_Sun,_Jaclyn_B._Champagne,_Tiago_Costa,_Melanie_Habouzit,_Ryan_Endsley,_Zihao_Li,_Xiaojing_Lin,_Romain_A._Meyer,_Jan-Torge_Schindler,_Yunjing_Wu,_Eduardo_Ba\~nados,_Aaron_J._Barth,_Aklant_K._Bhowmick,_Rebekka_Bieri,_Laura_Blecha,_Sarah_Bosman,_Zheng_Cai,_Luis_Colina,_Thomas_Connor,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Gisella_De_Rosa,_Alyssa_B._Drake,_Eiichi_Egami,_Anna-Christina_Eilers,_Analis_E._Evans,_Emanuele_Paolo_Farina,_Zoltan_Haiman,_Linhua_Jiang,_Xiangyu_Jin,_Hyunsung_D._Jun,_Koki_Kakiichi,_Yana_Khusanova,_Girish_Kulkarni,_Mingyu_Li,_Weizhe_Liu,_Federica_Loiacono,_Alessandro_Lupi,_Chiara_Mazzucchelli,_Masafusa_Onoue,_Maria_A._Pudoka,_Sofia_Rojas-Ruiz,_Yue_Shen,_Michael_A._Strauss,_Wei_Leong_Tee,_Benny_Trakhtenbrot,_Maxime_Trebitsch,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09894 |
JWSTASPIREプログラム(再電離時代の偏ったハローの分光学的調査)からの最初の結果を提示します。このプログラムは、NIRCamWideFieldSlitlessSpectroscopy(WFSS)モードの前例のない機能を利用して、25の再電離時代のクエーサーとその環境のイメージングと分光調査を表しています。ASPIREは、JWSTサイクル1プログラムの中で最大($\sim280~{\rmarcmin}^2$)の銀河赤方偏移サーベイを3～4$\mu$mで提供し、初期の超大質量の形成を研究するための広範なレガシー値を提供します。ブラックホール(SMBH)、銀河の集合、初期の金属濃縮、宇宙の再電離。この最初のASPIRE論文では、発光クエーサーJ0305-3150と$z=6.6$にある10個の[OIII]エミッターによってトレースされたフィラメント構造の発見を報告します。この構造は、637cMpc$^3$を超える$\delta_{\rmgal}=12.6$の3D銀河過密度を持ち、初期宇宙で知られている最も過密な構造の1つであり、最終的に大規模な銀河団に進化する可能性があります。このフィールドの既存のVLT/MUSEおよびALMA観測と合わせて、JWST観測は、J0305-3150が、UV明るい銀河とほこりの多い銀河の両方が存在する複雑な環境を追跡していることを明らかにし、クエーサーの周りの銀河の初期進化が同時ではないことを示しています。.さらに、他の赤方偏移$5.3<z<6.7$でこのフィールドに31個の[OIII]エミッターを発見し、その半分は$z\sim5.4$と$z\sim6.2$に位置していました。これは、[OIII]エミッターなどの星形成銀河が一般に高い赤方偏移でクラスター化されていることを示しています。これらの発見は、NIRCamWFSSの比類のない赤方偏移調査機能と、完全なASPIRE調査データセットの可能性を示しています。
Better Together: 放射冷却と磁気ドレープの複雑な相互作用
| Title |
Better_Together:_The_Complex_Interplay_Between_Radiative_Cooling_and_Magnetic_Draping |
| Authors |
Fernando_Hidalgo-Pineda,_Ryan_Jeffrey_Farber,_Max_Gronke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09897 |
急速に流出する冷たいH-Iガスは、銀河風の高温相と共空間であることが遍在的に観測されていますが、高温相による低温ガスのアブレーション時間は、加速時間よりもはるかに短いはずです。以前の研究では、効率的な放射冷却によって雲が高温の銀河風の中で生き残ることができ、風と雲の間の密度のコントラストが十分に小さい場合の純粋な断熱シミュレーションでも磁場が生き残ることができることが示されました。この作業では、3次元放射電磁流体シミュレーションを介して、放射冷却と磁気ドレーピングの間の相互作用を調べます。強く磁化された($\beta_{\rmwind}=1$)ケースでは、磁場が生存のための臨界雲半径を2桁(つまり、サブpcスケール)減少させることがわかりました。私たちの結果は、磁場が(i)磁気ドレーピングによって雲の巻き込みを加速すること、(ii)非効率的な放射冷却の場合に雲の破壊を早める可能性があること、(iii)雲を効率的に冷却するための質量成長を大幅に抑制しないこと、そして重要なことに、それらが組み合わさることを示しています。放射冷却(iv)を使用して、低温ガスの非熱圧力サポートを提供することにより、平均過密度を減らします。これにより、破壊時間と比較して加速時間が大幅に短縮され（ドレープのみによる場合よりも）、雲の生存が強化されます。私たちの結果は、銀河風で観測された冷たく、小さく、急速に流出する冷たいガスと、それに続く銀河ハローの冷たい物質の高い割合を説明するのに役立つかもしれません。
光学および赤外線スペクトルによるMrk 71の星間ガスの正確な酸素量
| Title |
Accurate_Oxygen_Abundance_of_Interstellar_Gas_in_Mrk_71_from_Optical_and_Infrared_Spectra |
| Authors |
Yuguang_Chen,_Tucker_Jones,_Ryan_Sanders,_Dario_Fadda,_Jessica_Sutter,_Robert_Minchin,_Erin_Huntzinger,_Peter_Senchyna,_Daniel_Stark,_Justin_Spilker,_Benjamin_Weiner_and_Guido_Roberts-Borsani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09898 |
宇宙の重元素含有量(「金属性」)は、星形成の全歴史の記録です。銀河のガス相の金属量、および時間の経過に伴うその進化は、降着と流出プロセスのトレーサーとして特に興味深いものです。ただし、広く使用されている電子温度($T_e$)法による金属量は、通常、再結合線法に基づく値よりも約2倍低くなります。この「存在量不一致係数」(ADF)はよく知られており、一般的に温度変動による偏りに起因すると考えられています。温度変動の影響を測定および補正するために、光学および遠赤外線輝線の組み合わせを使用して、近くの(3.4Mpc)システム、Mrk71の酸素存在量の測定値を提示します。私たちの遠赤外線の結果は、組換え系統からの金属性と矛盾しており($>2\sigma$の有意性)、代わりに、標準の$T_e$メソッドに偏りがほとんどまたはまったくないことを示しており、ADFがこのオブジェクトの温度変動。私たちの結果は、JWSTとアタカマ大型ミリ波配列(ALMA)を使用して最初の10億年以内に到達した最近のデータを含め、宇宙の歴史全体で金属量を正確に測定するためのフレームワークを提供します。
APOGEE Integrated Light Spectroscopy による M31 の恒星集団の化学力学
| Title |
The_Chemodynamics_of_the_Stellar_Populations_in_M31_from_APOGEE_Integrated_Light_Spectroscopy |
| Authors |
Benjamin_J._Gibson,_Gail_Zasowski,_Anil_Seth,_Aishwarya_Ashok,_Kameron_Goold,_Tobin_Wainer,_Sten_Hasselquist,_Jon_Holtzman,_Julie_Imig,_Dmitry_Bizyaev,_and_Steven_R._Majewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09901 |
我々は、M31の内部$\sim$7kpcにあるAPOGEEからの約1,000個の近赤外線の統合された光スペクトルの分析を提示します。同じ年齢、[M/H]、および[$\alpha$/M]の星の集団を表すA-LISTシンプルな星の集団スペクトルテンプレートを使用して、フルスペクトルフィッティングを利用します。これにより、M31のバー、バルジ、および内部ディスク($\sim$4-7kpc)の恒星集団の平均運動学、金属量、$\alpha$存在量、および年齢を決定します。バーの存在に起因するM31の非軸対称速度場を見つけます。M31のふくらみは、円盤に比べて金属が少なく([M/H]=$-0.149^{+0.067}_{-0.081}$dex)、バーの両側で金属量が最小になっています([M/H]$\sim$-0.2)であり、$\alpha$の豊富さで強化されています([$\alpha$/M]=$0.281^{+0.035}_{-0.038}$)。$\sim$7kpc内のM31の円盤は、金属量([M/H]=$-0.023^{+0.050}_{-0.052}$)と$\alpha$存在量([$\alpha$/M]=$0.274^{+0.020}_{-0.025}$)。これらの構造要素は両方とも$\simeq$12Gyrで一様に古い。M31の中心からの距離に応じて金属量が増加し、ディスクの長軸に沿って最も急な勾配を示します($0.043\pm0.021$dex/kpc)。この勾配は、金属の少ないバルジと金属の豊富なディスクからの光の寄与が変化した結果です。恒星集団の化学力学は、銀河の化学的濃縮、星形成の歴史、および合体の歴史に関する情報をエンコードし、M31の形成に関する新しい制約について議論することを可能にします。私たちの結果は、天の川銀河と他の外部銀河の理解の間の足がかりを提供します。
天体物理ソースの可変性選択 in PTF (VILLAIN) I. 構造関数は 7,100 万個のオブジェクトに適合
| Title |
VarIabiLity_seLection_of_AstrophysIcal_sources_iN_PTF_(VILLAIN)_I._Structure_function_fits_to_71_million_objects |
| Authors |
S._H._Bruun,_A._Agnello_and_J._Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09903 |
コンテクスト。ライトカーブの変動性は、ケイデンスが高く、ベースラインが長い調査でオブジェクトを特徴付けるのに適しています。これは、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)によって生成される大規模なデータセットを考慮すると特に重要です。ねらい。パロマートランジエントファクトリー(PTF)内の天体の変動パラメータを決定し、クエーサー(QSO)、恒星、銀河の違いを調べることを目指しています。将来の調査に備えて、変動性と色の情報を関連付けます。メソッド。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、7,100万個のPTFライトカーブの構造関数(SF)に結合尤度を当てはめます。各オブジェクトについて、べき乗則SFを想定し、2つのパラメーターを抽出します。1年間のタイムスケールでの振幅$A$とべき乗則指数$\gamma$です。光学(Pan-STARRS1)および中赤外(WISE)のこれらのパラメーターと色を使用して、SDSSから分光学的に確認されたさまざまな種類のオブジェクトによって支配されるパラメーター空間の領域を識別します。候補のQSO、星、銀河が選択され、それらのパラメーター分布が表示されます。結果。QSOは、$R$バンドで振幅の変動が大きく、変動性のタイムスケール依存性が最も強い。銀河は、より広い範囲の振幅と低い時間スケール依存性を持っています。変動性と色により、QSOで99.3%の測光選択純度を達成しています。単色変動のみのハードカットは7バンドマグニチュードカットほど効果的ではありませんが、変動はオブジェクトのサブクラスを特徴付けるのに役立ちます。変動性により、SDSSで誤ってスターとして分類されたQSOも見つかります。今後のLSSTを考慮して、展望と計算ソリューションについて説明します。
XMM-SERVS における遠方活動矮小銀河の大量サンプルの同定と特徴付け
| Title |
Identification_and_Characterization_of_a_Large_Sample_of_Distant_Active_Dwarf_Galaxies_in_XMM-SERVS |
| Authors |
Fan_Zou,_W._N._Brandt,_Qingling_Ni,_Shifu_Zhu,_David_M._Alexander,_Franz_E._Bauer,_Chien-Ting_J._Chen,_Bin_Luo,_Mouyuan_Sun,_Cristian_Vignali,_Fabio_Vito,_Yongquan_Xue,_Wei_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09904 |
活発な矮小銀河は、矮小銀河の進化に寄与し、ホストされている巨大なブラックホールを明らかにできるため、重要です。ただし、ローカル宇宙を超えたそのようなソースのサンプルサイズは依然として非常に限られています。この作業では、最近完了したXMM-SpitzerExtragalacticRepresentativeVolumeSurvey(XMM-SERVS)で活動中の矮小銀河を検索します。XMM-SERVSは現在、3つの銀河系外フィールドで13$\mathrm{deg}^2$をカバーする中深度X線サーベイとしては最大のものであり、そのすべてが十分に特徴付けられた多波長情報を持っています。誤認につながる可能性のあるいくつかの要因を検討した後、$z<1$に73個の活動矮小銀河を特定しました。私たちのソースは、大規模なAGN(活動銀河核)X線光度関数に基づく予測よりも一般的に不明瞭ではなく、低い電波過剰率を持っています。私たちのソースは、活動していない矮小銀河と同様の環境にあることがわかりました。さまざまな選択効果を考慮した後、矮小銀河集団の降着分布をさらに定量化し、X線光度とともに減少することを発見しましたが、赤方偏移の進化は統計的に確認できません。AGNをどのように定義するかによって、活動的な割合が星の質量に強く依存する場合としない場合があります。それらのエディントン比とX線ボロメータ補正は、予想される関係から大きく外れています。これは、矮小銀河に関連するパラメータを推定する際のいくつかの大きな根本的な系統的バイアスによって引き起こされる可能性があります。この作業を通して、測光赤方偏移を確実に測定し、遠方の活発な矮小銀河の強い選択効果を克服する際の問題も強調しています。
PTF における天体物理ソースの変動性選択 (VILLAIN) II.変数ソースの教師付き分類
| Title |
VarIabiLity_seLection_of_AstrophysIcal_sources_iN_PTF_(VILLAIN)_II._Supervised_classification_of_variable_sources |
| Authors |
S._H._Bruun,_J._Hjorth_and_A._Agnello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09905 |
コンテクスト。大規模で高次元の天文調査には、効率的なデータ分析が必要です。光度曲線の変動性の自動フィッティングと機械学習は、クエーサーの候補を含むソースの識別に役立つ可能性があります。ねらい。PalomarTransientFactory(PTF)からのソースをクエーサー、恒星、または銀河として分類し、変動性と色を使用してモデルのパフォーマンスを調べることを目的としています。色が利用できない場合のパフォーマンスを定量化するだけでなく、変動情報の付加価値を決定します。メソッド。測光法を使用して分光SDSSクラスを予測するために、ヒストグラムベースの勾配ブースティング分類器の形で教師あり学習を使用します。比較のために、構造関数の可変性パラメーターのみ、大きさのみ、およびすべてのパラメーターを使用してモデルを作成します。結果。PTFのライトカーブを使用して、7,100万の光源について非常に正確な予測を実現します。完全なモデルは、95.64%の純度でSDSSから分光学的に確認されたクエーサーの92.49%を正しく識別します。変動性のみで、クエーサーの完全性は34.97%、純度は58.71%です。各クラスに属するPTFオブジェクトの予測と確率は、カタログ、VILLAIN-Catで利用できるようになり、マグニチュードと変動パラメーターが含まれます。結論。大きさと変動性を使用してPTFソースを自動的かつ効果的に分類する方法を開発しました。同様の教師ありモデルの場合、少なくとも100,000個のラベル付きオブジェクトを使用することをお勧めします。パフォーマンスがデータ量に応じてどのように変化するかを示します。
ジェミニ近赤外分光器 -- 遠方クエーサー調査: 拡張された分光カタログと UV ベースのクエーサー赤方偏移を補正するための処方箋
| Title |
Gemini_Near_Infrared_Spectrograph_--_Distant_Quasar_Survey:_Augmented_Spectroscopic_Catalog_and_a_Prescription_for_Correcting_UV-Based_Quasar_Redshifts |
| Authors |
Brandon_M._Matthews_(1),_Cooper_Dix_(1),_Ohad_Shemmer_(1),_Michael_S._Brotherton_(2),_Adam_D._Myers_(2),_I._Andruchow_(3),_W._N._Brandt_(4),_S._C._Gallagher_(5),_Richard_Green_(6),_Paulina_Lira_(7),_Jacob_N._McLane_(2),_Richard_M._Plotkin_(8),_Gordon_T._Richards_(9),_Jessie_C._Runnoe_(10),_Donald_P._Schneider_(4),_Michael_A._Strauss_(11)_((1)_U._North_Texas,_(2)_U._Wyoming,_(3)_U._La_Plata,_(4)_Penn_State_U.,_(5)_U._Western_Ontario,_(6)_U._Arizona,_(7)_U._Chile,_(8)_U._Nevada,_Reno,_(9)_Drexel_U.,_(10)_Vanderbilt_U.,_(11)_Princeton_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09964 |
$z~{\gtrsim}~1$のクエーサーは、ほとんどの場合、静止フレームの紫外輝線から測定された赤方偏移を持っています。そのような最も一般的な線の1つであるCIV${\lambda}1549$は、${\approx}~5000~\rm{km~s^{-1}}$までの青方偏移を示し、まれにさらに高い青方偏移を示します。.この青方偏移は、たとえば狭い[OIII]${\lambda}5007$特徴からの、静止フレームの光輝線からの赤方偏移の決定と比較すると、非常に不確実な赤方偏移をもたらします。ジェミニ近赤外線からの$-28.0~{\lesssim}~M_i~{\lesssim}~-30.0$magを持つ$1.55~{\lesssim}~z~{\lesssim}~3.50$での260のソースの分光測定を提示しますSpectrograph-DistantQuasarSurvey(GNIRS-DQS)カタログは、この作業で測定が改善された260のソースのうち226を含む以前の反復を補強します。[OIII]${\lambda}5007$に基づいて、121ソースのサブセットに対して信頼性の高い全身赤方偏移を取得します。これを使用して、UVベースの赤方偏移を補正するための処方箋を調整します。これらの処方箋は、1350Aの静止フレーム波長でのUV連続光度とともに、CIV半値全幅強度と等価幅を含む回帰分析に基づいています。これらの補正を適用すると、精度が向上し、最大${\sim}~850~\rm{km~s^{-1}}$および${\sim}~150~\rm{km~s^{-1}}$、それぞれ${\sim}~8.5$Mpcおよび${\sim}~1.5$Mpcに対応し、$z~=~2.5$での共移動距離。私たちの処方箋はまた、利用可能な最高の多機能赤方偏移決定アルゴリズムの精度を${\sim}~100~\rm{km~s^{-1}}$向上させ、CIV輝線の分光特性が高赤方偏移クエーサーの堅牢な赤方偏移推定値を提供できます。今後の大規模な分光サーベイを利用した宇宙論およびクエーサーの研究に対する処方箋の見通しについて議論します。
MaNGA 静止楕円銀河の動径勾配の進化: インサイドアウト クエンチングまたは外部質量成長?
| Title |
The_evolution_of_radial_gradients_of_MaNGA_quiescent_elliptical_galaxies:_inside-out_quenching_or_outer_mass_growth? |
| Authors |
V._Avila-Reese,_H._Ibarra-Medel,_I._Lacerna,_A._Rodr\'iguez-Puebla,_J._A._V\'azquez-Mata,_S._F._S\'anchez,_H._M._Hern\'andez-Toledo,_C._Cannarozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09967 |
MaNGA/SDSS-IVDR15サーベイからの「赤くて死んだ」楕円銀河(古典楕円銀河、CLE)の大規模なサンプルに対する空間分解化石記録分析を使用して、質量から光度への放射状勾配の考古学的進化を再構築します。比率($M/L$)、$g-r$色、特定の星形成(SF)率。また、インサイドアウトSFクエンチングおよび外部質量成長プロセスを定量化する他の指標も計算します。$M/L$勾配、$\nabla\Upsilon_{\star}$は、長いルックバック時間($t_{\rmlb}$)ではほぼフラットですが、エポックまでは負になり急勾配になります。この傾向が逆転したとき。これらの傾向は、銀河の質量が小さくなるほど後の時代にシフトします。色のグラデーションは、質的に類似した傾向に従います。これらの傾向は、主に強力なインサイドアウトクエンチングによって引き起こされており、外部の大きな成長や全体的な構造変化は見られません。私たちの結果は、局所的なCLE銀河の主な前駆体が初期の散逸段階の後に準受動的に進化したが、$\nabla\Upsilon_{\star}$と軽量化された半径の増加に。$\nabla\Upsilon_{\star}$,$t_{\rmlb}\approx2-4$Gyrの後期反転は、CLE銀河の全球消光とほぼ一致します。私たちは考古学的推論を限界まで押し進めましたが、多数のオブジェクトと、注意事項と仮定が結果にどのように影響するかを理解したおかげで、少なくとも定性的に有効なCLE前駆細胞の進化的行動の平均的な説明を提供すると結論付けました.
SDSS J102700.40+174900.8 のトリプル AGN 候補の GTC-MEGARA による 3D 分光法
| Title |
3D_spectroscopy_with_GTC-MEGARA_of_the_triple_AGN_candidate_in_SDSS_J102700.40+174900.8 |
| Authors |
Erika_Ben\'itez,_H\'ector_Ibarra-Medel,_Castalia_Alenka_Negrete,_Irene_Cruz-Gonz\'alez,_Jos\'e_Miguel_Rodr\'iguez-Espinosa,_Xin_Liu,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09968 |
トリプルAGNシステムは、銀河形成の階層モデルの結果であると期待されています。そのように確認されたものはほとんどないため、$\it{GTC}$-$\it{MEGARA}$インテグラルフィールドユニット。3つの核の線比の1Dおよび2D分析により、EW(H$\alpha$)対[Nii]/H$\alpha$ダイアグラムでそれらを見つけることができます。中心核は引退した銀河(または偽のAGN)であることがわかっています。隣接する銀河は、Sy2銀河と互換性のある強いAGN(南東核、J102700.55+174900.2)と、LINER2と互換性のある弱いAGN(北核、J102700.38+174902.6)であることがわかっています。隣接するシステムがデュアルAGNシステム(Sy2-LINER2)を構成し、光バンドで3.98kpcの距離が予測されるという証拠が見つかりました。H$\alpha$速度マップは、北核には$\sim$-500kms$^{-1}$の速度オフセットを持つH$\alpha$放射があるのに対し、南東核には回転円盤があることを示しています。およびH$\alpha$kpcスケールでの拡張放出。チャンドラのアーカイブデータは、隣接核が(0.5-2)keVと(2-7)keVのX線放射を持っていることを確認していますが、中心核はX線放射を示していません。南東核のHST画像では、結び目を伴う衝突リングが観察されます。これらの結び目は、リングとともに正面衝突で予測される星形成領域と一致します。この場合、形態の変化はおそらく、南東の核を北の核が通過することによって生じた小さな合併によるものです。
マルチスケール畳み込みカプセル ネットワークを使用した銀河の形態分類
| Title |
Galaxy_Morphology_Classification_Using_Multi-Scale_Convolution_Capsule_Network |
| Authors |
Guangping_Li,_Tingting_Xu,_Liping_Li,_Xianjun_Gao,_Zhijing_Liu,_Jie_Cao,_Mingcun_Yang,_Weihong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10081 |
銀河の形態の分類は、天文学研究のホットな問題です。深層学習技術を使用した銀河の形態の分類は、過去10年間で大幅に進歩しましたが、空間的特徴の表現と分類の精度にはまだいくつかの欠陥があります。この研究では、銀河の形態を分類するためのマルチスケール畳み込みカプセルネットワーク(MSCCN)モデルを提示します。まず、このモデルは、マルチブランチ構造を使用して銀河画像のマルチスケールの隠れた特徴を抽出することにより、畳み込み層を改善します。フィーチャ内の隠された情報をさらに調査するために、マルチスケールフィーチャがカプセル化され、カプセルレイヤーに供給されます。次に、シグモイド関数を使用して動的ルーティングのソフトマックス関数を置き換えます。これにより、MSCCNの堅牢性が向上します。最後に、巨視的な平均化で97%の精度、96%の精度、98%の再現率、および97%のF1スコアを達成する分類モデル。さらに、この研究では、より包括的なモデル評価が行われました。t分布確率的近隣埋め込み(t-SNE)アルゴリズムを使用して、サンプルセットの一部の形態学的特徴を視覚化しました。結果は,モデルがより優れた一般化能力とロバスト性を持ち,銀河の形態学的分類に効果的に使用できることを示している。
| Title |
The_Detection_of_a_Compact_Radio_Feature_in_a_Seyfert_Galaxy_After_an_Accretion_Rate_Change |
| Authors |
K._\'E._Gab\'anyi,_K._Smith,_S._Frey,_Z._Paragi,_T._An,_A._Mo\'or |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10125 |
X線連星は、しばしばジェット放出の劇的な変化を伴う降着率の変化に関連する状態遷移を示すことが知られています。しかし、恒星質量ブラックホール系のこの特徴を、活動銀河核の降着円盤まで拡大できるかどうかは明らかではありません。セイファート1銀河、KUG1141+371は、2007年以来着実に増加しているX線フラックスを示しており、X線連星で観察される状態遷移と同様の変動挙動を示しました。大量の降着が急速に加速すると仮定されていました。X線連星のアナロジーが成り立つ場合、ジェット放出の出現はKUG1141+371でも期待できます。1994年の20センチメートルのラジオスカイのかすかな画像ではソースは検出されませんでしたが、2019年のVLAスカイサーベイと2018年のVLA観測でmJyフラックス密度レベルで22GHzに表示されます。私たちのVLBI観測は、コンパクトでフラットなスペクトルの無線機能を明らかにしました。その高い輝度温度は、電波放射がAGNから発生していることを示しています。
散開星団の力学進化の統計解析
| Title |
The_statistical_analysis_of_the_dynamical_evolution_of_the_open_clusters |
| Authors |
Jayanand_Maurya,_Y._C._Joshi,_Manash_Ranjan_Samal,_Vineet_Rawat,_and_Anubha_Singh_Gour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10138 |
以前の研究の一部であった10個の散開星団の動的進化を提示します。これらの星団には、年齢が25$\pm$19Myrから1.78$\pm$0.20Gyrの範囲の若いおよび中年の散開星団が含まれます。これらのクラスターの総質量は、356.18$\pm$142.90から1811.75$\pm$901.03M$_{\odot}$の範囲です。星団までのガラクトセントリック距離は、8.91$\pm$0.02から11.74$\pm$0.18kpcの範囲です。この研究は、Gaiaアーカイブからの天文データによって補足された地上ベースのUBVRIデータに基づいています。これらの星団のメンバー星の最小全域木を調べました。これらのクラスター内の質量分離は、最小スパニングツリーによって得られた平均エッジ長から計算された質量分離比によって定量化されました。クラスタNGC2360、NGC1960、IC1442、King21、およびSAI35の${\Gamma}_{MSR}$は、1.65$\pm$0.18、1.94$\pm$0.22、2.21$\pm$0.20、1.84$です。それぞれ\pm$0.23と1.96$\pm$0.25であり、これらのクラスターで中程度の質量分離が見られることを示しています。残りの5つのクラスターは、質量分離が弱いか、まったくないことがわかります。半質量半径と潮汐半径の比率、つまりR$_{h}$/R$_{t}$を使用して、クラスター構造とダイナミクスに対する潮汐相互作用の影響を調査しました。半質量半径と潮汐半径の比率は、クラスターの線形回帰係数r-2乗=0.93を持つ0.06$\pm$0.01の線形勾配でガラクトセントリック距離と正の相関があることがわかります。
FirstLightシミュレーションからの宇宙の夜明けにおける銀河のダスト減衰
| Title |
Dust_attenuation_in_galaxies_at_cosmic_dawn_from_the_FirstLight_simulations |
| Authors |
Muzammil_Mushtaq,_Daniel_Ceverino,_Ralf_S._Klessen,_Stefan_Reissl_and_Prajwal_Hassan_Puttasiddappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10150 |
FirstLightシミュレーションを放射伝達コードPOLARISと結合することにより、宇宙の夜明け、z=6-8における銀河内のダストの挙動を研究します。これらの銀河のスターバーストの性質と塵の複雑な分布は、減衰曲線の大きな多様性につながります。これらは、比較的質量の大きい銀河(Mstars=10^9Msun)に対してのみCalzettiモデルに従います。質量の小さい銀河は、小マゼラン雲(SMC)のモデルと一致する急勾配の曲線を持っています。減衰曲線の紫外勾配と光学勾配は、修正されたCalzettiモデルに近く、減衰の値が最も高い銀河のべき乗則モデルがわずかに優先されます。また、遠紫外の勾配beta_UVと赤外過剰IRXの関係も調べました。z=6では、Calzettiモデルに従い、低減衰で金属量が減少するため、わずかに低いbeta_UV値にシフトします。z=8での同じ関係は、高zでのより強いCMB放射による、より高いIRX値へのシフトを示しています。
高速電波バースト (FRB) ホスト銀河の分子ガス含有量の制限
| Title |
Constraining_the_Molecular_Gas_Content_of_Fast_Radio_Burst_(FRB)_Host_Galaxies |
| Authors |
Jay_S._Chittidi,_Georgia_Stolle-McAllister,_Regina_A._Jorgenson,_Nicolas_Tejos,_J._Xavier_Prochaska,_Tarraneh_Eftekhari,_Wen-fai_Fong,_Stuart_D._Ryder,_Ryan_M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10377 |
サイクル7と8でAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)のバンド6と7を使用して、5つの高速電波バースト(FRB)CommensalReal-timeASKAPFastTransients(CRAFT)サーベイとFastandFortunateforFRBFollow-up(F$^4$)チームによって発見されたホスト銀河。これらの銀河には、赤方偏移$z\approx0.16-0.48$、質量log$(M_{\rmstar}/M_{\odot})\approx9.30-10.4$特徴のフィールドギャラクシー、進行中の星形成を示す輝線があります。我々は、光度$L'(3-2)\approx0.2-4\times10^8\,\rmK\,km\,s^{-1}\,pc^2$を持つ5つの銀河のうち3つを検出しました。他の2つの上限を設定します。標準的な金属量依存のCOからH$_2$への変換係数を採用して、分子ガス質量$M_{\rmgas}\approx0.2-3\times10^9\,M_{\odot}$を推定します。集団として、FRBホスト銀河は、現在の宇宙の星形成銀河の主な$M_{\rmstar}-M_{\rmgas}$軌跡をたどっており、ガス分率は$\mu_{\rmgas}です。\approx0.1$とガス枯渇時間$t_{\rmdep}\gtrapprox1\,$Gyr.Kaplan-Meier推定量を使用して、測定値または上限を持つすべての既知のFRBホストの赤方偏移補正$\mu_{\rmGas}$および$t_{\rmdep}$をxCOLDGASS調査からのものと比較し、統計的に異なるガス分率。一貫して決定された特性を持つここで研究された5つのホストのみを考慮すると、違いは統計的に有意ではありません。これは、集団を確実に研究するには、測定された分子ガス質量を持つより多くのFRBホストが必要であることを示唆しています。最後に、高空間解像度イメージングと積分フィールド分光法を組み合わせた1つのホスト(HG20180924B)の多波長解析を提示し、将来の高解像度観測により、FRBに近いホスト銀河環境を研究できることを示します。
異方性の衛星銀河の消滅: 超大質量ブラック ホールによるエネルギー フィードバックのユニークな特徴?
| Title |
Anisotropic_Satellite_Galaxy_Quenching:_A_Unique_Signature_of_Energetic_Feedback_by_Supermassive_Black_Holes? |
| Authors |
Juliana_S._M._Karp,_Johannes_U._Lange,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10403 |
衛星銀河の消光部分は、ハローの中心銀河の方向と一致しており、平均して、衛星は中心の長軸に沿ってより低い速度で星を形成します。異方性サテライトギャラクシークエンチング(ASGQ)と呼ばれるこの効果は、観測データと宇宙シミュレーションで発見されています。IllustrisTNGシミュレーションを分析して、Mart\'in-Navarroら。(2021)は最近、ASGQは異方性のエネルギーフィードバックによって引き起こされ、「銀河の進化の調節におけるブラックホールの役割の説得力のある観測証拠」を構成すると主張しました。この手紙では、この主張を評価するために最先端の銀河形成シミュレーションでASGQの原因を研究します。宇宙論的シミュレーションでは、暗黒物質のハローの長軸に沿った衛星銀河は、平均して、宇宙の早い時期に降着する傾向があり、より大きなピークのハロー質量のサブハローによってホストされていると予測されていることを示しています。その結果、中心銀河の長軸に関するクエンチ部分の変調は、階層構造形成の自然な予測です。ASGQが、異方性フィードバックのないモデルであるUniverseMachine銀河形成モデルによって予測されることを示します。さらに、IllustrisTNGシミュレーションでも、異方性の衛星降着特性がASGQの主な原因であることを示しています。最終的に、ASGQは銀河形成シミュレーションにおける超大質量ブラックホールフィードバックの信頼できる指標ではなく、したがって、観測データでそのように解釈されるべきではないと主張します。
スターバースト後の銀河におけるAGNのフェージング
| Title |
Fading_AGN_in_Post-Starburst_Galaxies |
| Authors |
K._Decker_French_(1),_Nicholas_Earl_(1),_Annemarie_B._Novack_(1),_Bhavya_Pardasani_(1),_Vismaya_R._Pillai_(1,2),_Akshat_Tripathi_(1),_and_Margaret_E._Verrico_(1)_((1)_UIUC,_(2)_HKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10419 |
銀河を消光し、星形成から静止への進化を推進するAGNの役割は、銀河の進化における重要な問題のままです。我々は、6/93ポストスターバースト銀河におけるAGN活動の衰退に関するAPO(MaNGA)調査での近くの銀河のマッピングからの証拠を提示します。これらの6つの銀河は、過去のAGN活動からのイオン化と一致する拡張輝線領域(EELR)を示しています。これは、「Hanny'svoorwerp」や、OIII5007放射が広帯域イメージングで見えるほど明るい他のシステムに類似しています。IRASからの赤外線光度を使用して現在のAGN光度を推定すると、スターバースト後の銀河の5/6が、EELRをイオン化するのに必要なピーク光度から減衰した現在のAGNを持っていることがわかります。EELRを観察する速度、典型的なEELR可視性タイムスケール、およびEELRが可視化される頻度の推定値を考慮して、スターバースト後の段階でのAGNアクティビティのデューティサイクルを推定します。銀河がAGN光度のピーク間を循環するタイムスケールは$t_{\rmEELR}\sim1.1-2.3\times10^5$yrです。この段階で現在のAGN活動を観察する速度を考えると、AGNはこの時間の5.3%(または$t_{\rmON}=0.6-1.3\times10^4$yr)しか発光段階に費やさないと推定されます。、残りの時間は「オフ」または低光度フェーズで費やされます。このデューティサイクルの長さは、AGNフィードバックが機能しているという証拠があるにも関わらず、スターバースト後の段階で発光するAGNがほとんど観測されなかった理由を説明している可能性があります。
3 つの $6 < z < 7$ クエーサーのフィールドにおける LBG 過密度の混合: 測光選択のロバスト性への影響
| Title |
A_Mixture_of_LBG_Overdensities_in_the_Fields_of_Three_$6_ |
| Authors |
Jaclyn_B._Champagne,_Caitlin_M._Casey,_Steven_L._Finkelstein,_Micaela_Bagley,_Olivia_R._Cooper,_Rebecca_L._Larson,_Arianna_S._Long,_Feige_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10437 |
$z>6$で最も明るいクエーサーは、高度にクラスター化されており、初期宇宙で最も大規模な暗黒物質ハローに存在すると考えられているため、銀河の過密度および/または原始クラスターを検索するための主要なターゲットとなっています。HSTWFC3/ACSブロードバンドイメージングを使用して、3つの$6<z<7$クエーサーのフィールドと、同時に観測された座標平行フィールドで、ライマンブレークドロップアウト選択銀河を検索し、EAZYを使用して測光赤方偏移を制限します。1つのフィールド、J0305-3150は、M$_{UV}<-20$で、ブランクフィールドのUV光度関数(UVLF)よりも10$\times$高い体積密度を示し、3$\sigma$の暫定的な証拠があります。15cMpc離れた場所にある平行磁場の過密。もう1つのフィールドJ2054-0005は、クエーサーから500ckpc以内の角度過密度を示していますが、それでも3$\sigma$以内のUVLF予測と一致していますが、最後のフィールドJ2348-3054は増強を示していません。測光選択を使用するときに過密度測定の不確実性を減らす方法について説明し、J0305フィールドの既存のJWST/NIRCamWFSSデータによって裏付けられた、クエーサーと物理的に関連付けられていることと一致するLBGを確実に選択できることを示します。不完全であることを考慮しても、J0305とJ2054の過密度は、短い角距離にある明るい銀河ほど高く、クエーサーのすぐ近くにあるより重い銀河が優先的に強化されていることを示唆しています。最後に、LBG集団を以前に特定された[CII]およびmm連続コンパニオンと比較します。LBGの過密度は、塵の多い銀河の数の増加を伴わず、過密なクエーサー領域が、高赤方偏移の原始銀河団で時々見られるバースト的な星形成段階にないことを示唆しています。
WISDOM プロジェクト -- XIV.棒渦巻銀河NGC 5806の中央領域にある巨大分子雲
| Title |
WISDOM_Project_--_XIV._Giant_Molecular_Clouds_in_the_Central_Region_of_the_Barred_Spiral_Galaxy_NGC_5806 |
| Authors |
Woorak_Choi,_Lijie_Liu,_Martin_Bureau,_Michele_Cappellari,_Timothy_A._Davis,_Jindra_Gensior,_Fu-Heng_Liang,_Anan_Lu,_Thomas_G._Williams,_Aeree_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10471 |
高空間解像度($\approx24$pc)AtacamaLargeMillimeter/sub-millimeterArray$^{12}$CO(2-1)による近くの棒状渦巻銀河NGC5806の中央領域の観測結果を提示します。NGC5806には明確な核、核リング、およびオフセットダストレーンを備えた高度に構造化された分子ガス分布。$170$の空間的およびスペクトル的に分解された巨大分子雲(GMC)を識別します。これらの雲は、同程度のサイズ($R_{\mathrm{c}}$)とより大きなガス質量、観察された線幅($\sigma_{\mathrm{obs,los}}$)、ガス質量表面密度を、天の川ディスク。サイズ--雲の線幅の関係は、これまでに報告された中で最も急峻なものの1つです($\sigma_{\mathrm{obs,los}}\proptoR_{\mathrm{c}}^{1.20}$)。雲は平均してわずかに束縛されており（平均ビリアルパラメーター$\langle\alpha_{\mathrm{vir}}\rangle\approx2$で）、高速分散が核リングで観察されます。これらの挙動は、オフセットダストレーンに沿ったバー駆動のガスショックと流入による可能性が高く、$\approx120$kms$^{-1}$の流入速度と$\approx5の総分子ガス質量流入速度を推測します$M$_\odot$yr$^{-1}$核の輪に。観測された雲の内部速度勾配は、内部乱流と一致しています。核リング内の雲の数は、雲の特性の明確な変化なしに、ダストレーンから下流の方位角とともに減少します。これは、雲の推定寿命が短い($\approx6$Myr)ためである可能性が高く、これは主に雲同士の衝突および/またはせん断プロセスによって規制されているようです。全体として、NGC5806の中心への大規模なバーとガスの流入の存在が、雲の特性に影響を与えているようです。
星形成が強化されたコンパクトな急峻スペクトル電波源は $10\,$kpc よりも小さい
| Title |
Compact_Steep_Spectrum_Radio_Sources_with_Enhanced_Star_Formation_are_Smaller_than_$10\,$kpc |
| Authors |
Yjan_A._Gordon,_Christopher_P._O'Dea,_Stefi_A._Baum,_Keith_Bechtol,_Chetna_Duggal,_Peter_S._Ferguson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10538 |
コンパクトスティープスペクトル(CSS)電波源は、最大$20\,$kpcの投影線形サイズ(LS)を持つと定義される、銀河スケールでのみ伝搬する電波ジェットを持つ活動銀河核です。CSSのソースは、通常、ほとんど進行中の星形成を伴わない大規模な初期型銀河によってホストされていますが、ごく一部は星形成が強化されていることが知られています。ラジオスカイアット20cmサーベイのかすかな画像、ベリーラージアレイスカイサーベイ、およびスローンデジタルスカイサーベイからのアーカイブデータを使用して、$L_{1.4\,\text{GHz}}>10^{24}\,\text{W}\,\text{Hz}^{-1}$.これらのCSSソースの星形成率と線形サイズを比較すると、特定の星形成率が$0.01\,\text{Gyr}^{-1}$を超えるCSSソースの$\approx14\,\%$はすべて$\text{LS}<10\,$kpc.この結果を引き起こしている可能性のあるメカニズムについて議論し、これらのソースでの過剰な星形成が複数のバーストで発生し、AGNジェットがトリガーされる前に停止した可能性が高いと結論付けています。
単一の宇宙探査機による中性子星連星合体の位置特定
| Title |
Localization_of_binary_neutron_star_mergers_with_a_single_Cosmic_Explorer |
| Authors |
Pratyusava_Baral,_Soichiro_Morisaki,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez,_Jolien_D._E._Creighton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09889 |
CosmicExplorer(CE)などの次世代の地上重力波検出器は、5Hzという低い周波数の重力波信号に敏感であると予想され、信号が検出器の周波数でかなりの時間を費やすことができます。バンド。その結果、地球の自転によって引き起こされる影響は、そのような信号にとってますます重要になります。さらに、これらの検出器のアームの長さは、検出可能な重力波の波長に匹敵する可能性があり、これにより、現在の世代の検出器では重要ではない周波数依存の効果が導入されます。これらの効果により、検出器を1つしか使用しない場合でも、空のコンパクトな連星合体の位置を特定する能力が向上すると予想されます。この研究は、これらの効果がローカリゼーションにどの程度役立つかを理解することを目的としています。一般的に使用されるベイジアンパラメータ推定ツール\textsc{Bilby}を使用して、これらすべての効果を説明する最初の包括的なベイジアンパラメータ推定フレームワークを提示します。予測されたCE感度で1つの検出器を使用して、最適な信号対雑音比が1000である連星中性子星イベントの空の位置特定の制約に焦点を当てています。これらの効果は、空の領域が10平方度程度の1つの検出器を使用して、音源の位置を特定するのに役立つことがわかりました。さらに、パラメーター推定でこれらの効果を無視すると、推論に偏りが生じる可能性があることを調査し、説明します。
ヤクーツク配列のデータによると、$E_0 = 10^{19}$ eV の EAS のミュオン
| Title |
Muons_in_EASs_with_$E_0_=_10^{19}$_eV_according_to_data_of_the_Yakutsk_Array |
| Authors |
A.V._Glushkov,_K.G._Lebedev_and_A.V._Sabourov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09924 |
$E_{\mu}\simeq1.0\times\sec\のしきい値を持つ地上および地下のシンチレーション検出器によって記録された、エネルギー$E_0\simeq10^{19}$eVの広範な空気シャワー内の粒子の横方向分布関数1986年から2016年までの連続観測中のヤクーツクアレイでのtheta$GeVは、天頂角$\theta\le60^{\circ}$関数を使用して分析され、QGSJet01ハドロン相互作用モデルで得られた予測と比較されました。CORSIKAコードの適用。データセット全体は、宇宙線が主に陽子で構成されていることを示しています。
NICERによる低質量X線連星4U 1730--22におけるミリヘルツ準周期振動の検出
| Title |
Detection_of_millihertz_quasi-periodic_oscillations_in_the_low-mass_X-ray_binary_4U_1730--22_with_NICER |
| Authors |
G._C._Mancuso,_D._Altamirano,_P._Bult,_J._Chenevez,_S._Guillot,_T._Guver,_G._K._Jaisawal,_C._Malacaria,_M._Ng,_A._Sanna,_and_T._E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09935 |
中性子星内部組成エクスプローラー(NICER)を使用して、中性子星(NS)低質量X線連星4U1730--22からのミリヘルツ準周期振動(mHzQPO)の発見を報告します。ほぼ50年間活動していなかった後、4U1730--22は2021年6月から8月までと2022年2月から7月までの間に2回爆発を起こしました。このソースのすべてのNICER観測を分析し、4ドルを超える重要度を持つmHzQPOを検出します\35回の観測でシグマ$。完全なデータセットのQPO周波数は、約2%程度の平均分数rms振幅で、約4.5～8.1mHzの範囲でした。X線カラー分析は、QPO検出中に4U1730--22がソフトスペクトル状態にあったことを強く示唆しています。私たちの調査結果は、mHzQPOが限界安定核燃焼(MSNB)と呼ばれるNS表面でのHe燃焼の特別なモードの結果として解釈された他の情報源について報告されたものと一致しています。この研究で報告されたmHzQPOもMSNBに関連付けられていると結論付け、4U1730--22をこの現象学を示す8番目のソースにします。NS地殻からの熱流束の文脈で我々の発見を議論します。
TARDIS を使用した遷移 Ia 型超新星 2021rhu の早期分光モデリング
| Title |
Early-time_spectroscopic_modelling_of_the_transitional_Type_Ia_Supernova_2021rhu_with_TARDIS |
| Authors |
Luke_Harvey,_Kate_Maguire,_Mark_R._Magee,_Matia_Bulla,_Suhail_Dhawan,_Steve_Schulze,_Jesper_Sollerman,_Maxime_Deckers,_Georgios_Dimitriadis,_Simeon_Reusch,_Mathew_Smith,_Jacco_Terwel,_Michael_W._Coughlin,_Frank_Masci,_Josiah_Purdum,_Alexander_Reedy,_Estelle_Robert,_and_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10129 |
SNIa研究における未解決の問題は、宇宙論的測定に使用される「通常の」Ia型超新星(SNeIa)とフィリップス関係から外れる超新星との境界がどこにあるかということです。そのような「86Gのような」遷移SNIaの1つであるSN2021rhuの分光モデリングを提示します。これは、最近、赤色巨星ブランチ測定の先端を使用してローカルハッブル定数キャリブレータとして採用されました。放射伝達スペクトル合成コードtardisを使用して、-12dから最大輝度までのモデリングを詳しく説明します。チャンドラセカール質量白色矮星の文献の遅延爆轟モデルと爆燃モデル、およびサブチャンドラセカール質量白色矮星の二重爆轟モデルに基づいてモデリングを行いました。計算を容易にするために、豊富なプロファイルを異なる密度プロファイルに「投影」する新しい方法を提示します。W7プロファイルの速度範囲が小さく、外部密度が低いため、高速カルシウム成分と一致しないため、SN2021rhuの進化を再現するには不十分であることがわかります.SN2021rhuの宿主絶滅は不確かですが、個々の種の存在量の下限と上限を設定するために、絶滅補正の有無にかかわらずモデリングを使用します。これらの制限を文献モデルと比較すると、SN2021rhuのスペクトル進化も二重爆発のシナリオと互換性がなく、遅延爆発メカニズムに起因するものとより一致していると結論付けます文献と比較したSN2021rhu)。これは、SN2021rhuが通常のSNIaのより低い光度、したがって低温バージョンである可能性が高いことを示唆しています。
近くの GRB 190829A のハード TeV ガンマ線残光は、ガンマ線バースト ジェットで加速された超高エネルギー宇宙線の暫定的な特徴として
| Title |
Hard_TeV_Gamma-Ray_Afterglows_of_Nearby_GRB_190829A_as_a_Tentative_Signature_of_Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays_Accelerated_in_Gamma-Ray_Burst_Jets |
| Authors |
Jian-Kun_Huang_(GXU),_Xiao-Li_Huang_(GZNU),_Ji-Gui_Cheng_(GXU),_Jia_Ren_(NJU),_Lu-Lu_Zhang_(GXU),_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10188 |
近くのガンマ線バースト(GRB)190829Aの観測されたハードTeVガンマ線スペクトルは、従来のレプトンGRB残光モデルに挑戦する可能性があります。超高エネルギー(UHE;$\varepsilon^{'}_{\rp}\sim10^{20}$eV)陽子集団は、GRBジェットの内部衝撃によって事前に加速できることが提案されています。.TeVの残光に埋め込まれたUHE陽子が残光の火球から逃れる際の特徴を調べます。モデルパラメータの不確実性を考慮することにより、レプトンモデルがGRB190829Aの観測された多波長光曲線とスペクトルエネルギー分布を表すことができることを示します。TeVガンマ線残光が電子自己コンプトン散乱過程と残光火球内のUHE陽子シンクロトロン放射の両方の放出に起因すると考えると、$\log_{10}\varepsilon_{\rp}^の暫定的な上限が得られます。{\prime}/{\rmeV}\sim20.46$および$\log_{10}E_{\rmp,total}/{\rmerg}\leq50.75$、ここで$E_{\rmp,total}$は、陽子集団の総エネルギーです。UHE陽子のシンクロトロン放射は、初期のTeVガンマ線残光を支配するはずであり、初期の観測がUHE陽子集団を明らかにするために重要であることを意味します。
銀河核内の巨大なブラック ホール: 観測
| Title |
Massive_black_holes_in_galactic_nuclei:_Observations |
| Authors |
Marianne_Vestergaard_(1),_Kayhan_G\"ultekin_(2)_((1)_University_of_Copenhagen,_(2)_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10233 |
ブラックホールは内部から光を放出せず、近くの光源からの光を反射できる表面も持たないため、ブラックホールの物理学を観察研究するには、ブラックホールが周囲に及ぼす重力の影響を観察する必要があります。巨大なブラックホールは、近くの星やガスに力学的痕跡を残します。降着中の大質量ブラックホールのすぐ近くにあるガスは、ブラックホールの存在により非常に明るく輝き、ホスト銀河にある数十億の星の光を凌駕し、宇宙全体で検出される可能性があります。星やガスからの放射を観察し、それらの運動学を決定することにより、科学者はブラックホール自体の基本的な特性だけでなく、ブラックホールが周囲に与える影響に関する重要な情報を抽出できます。結局のところ、超大質量ブラックホールは、銀河の星形成の歴史に大きな影響を与える可能性があるため、私たちが知っている宇宙の形成に重要な役割を果たしているようです。結果として、これらのブラックホールは、ヘリウムよりも重い化学元素の宇宙蓄積に間接的に影響を与え、生命が形成される時期と場所に影響を与えます。これらの理由だけでも、大質量ブラックホールの観測は、現代の天体物理学の非常に活発な研究分野を構成しています。この章では、大規模なブラックホールとその周囲の物質の観測から科学者が学んだこと、また学びたいと思っていることの一般的な概要を提供することを目的としています。
宇宙ベースの重力波検出器で恒星質量連星ブラックホールを観測する際の離心率の課題
| Title |
The_Challenge_of_Eccentricity_when_Observing_Stellar-mass_Binary_Black_Holes_with_Space-Based_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Han_Wang,_Ian_Harry,_Alexander_Nitz,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10340 |
離心率は、恒星質量連星ブラックホール(sBBH)の形成チャネルの決定的な要因です。宇宙ベースの重力波天文台は、$e_0\gtrsim\mathcal{O}(10^{-4})$までのバイナリ離心率を決定できますが、これらのシステムの検出は非常に困難な場合があります。地上の検出器によってトリガーされたアーカイブデータの対象を絞った検索により、検索範囲が縮小されるため、タスクが扱いやすくなります。以前の研究では、偏心の影響は無視されていました。初めて、離心率の影響を含む衛星搭載重力波検出器用のテンプレートバンクを作成しました。$0.1$という穏やかな上限でも、奇抜さを含めると、テンプレートバンクのサイズが5桁も大きくなることがわかりました。私たちの研究は、現実的なsBBHの検出に向けた確かな一歩を示し、適切な拡張により、テンプレートバンクメソッドがsBBHの初期の刺激を識別できることを示しました。
脈動対不安定殻との衝突によって明るくなる超高輝度超新星
| Title |
A_Superluminous_Supernova_Lightened_by_Collisions_with_Pulsational_Pair-instability_Shells |
| Authors |
Weili_Lin,_Xiaofeng_Wang,_Lin_Yan,_Avishay_Gal-Yam,_Jun_Mo,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_Danfeng_Xiang,_Ragnhild_Lunnan,_Weikang_Zheng,_Peter_Brown,_Mansi_Kasliwal,_Christoffer_Fremling,_Nadejda_Blagorodnova,_Davron_Mirzaqulov,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Han_Lin,_Kaicheng_Zhang,_Jicheng_Zhang,_Shengyu_Yan,_Jujia_Zhang,_Zhihao_Chen,_Licai_Deng,_Kun_Wang,_Lin_Xiao_and_Lingjun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10416 |
超光度超新星は、宇宙で最もエネルギーの高い恒星爆発の1つですが、そのエネルギー源は未解決の問題のままです。ここでは、水素に乏しいサブクラス(SLSNe-I)の最も近い例の1つであるSN~2017egmの長期観測を提示し、SLSNe-Iの最も複雑な知られている光度の進化を明らかにします。最大輝度から約$100$--350\日後に収集された光度曲線には、ピーク後の3つの明確な隆起が記録され、マグネター、フォールバック降着、噴出物と星周殻の間の相互作用など、現在一般的なパワーモデルに挑戦しています。ただし、複雑な光度曲線は、総質量が約$6.8$--7.7\,M$_\odot$の複数の星周シェルとの連続的な相互作用によってうまくモデル化できます。このシナリオでは、相互作用によって誘発された逆衝撃からの大きなエネルギー蓄積が、超新星噴出物中の中性酸素の電離を引き起こし、したがって[O\,\textsc{i}]$\lambda6300$/([Ca\,\textsc{ii}]+[O\,\textsc{ii}])$\lambda7300$($\sim0.2$)は、他のスーパールミナスおよび通常の剥ぎ取られたエンベロープSNeから導出された値と比較されます。既存の複数のシェルは、SN~2017egmの前駆体が、爆発前の2年以内に対不安定性によって引き起こされた脈動質量放出を経験したことを示しており、48--51\の脈動前のヘリウムコア質量の理論的予測と強く一致しています。M$_{\odot}$.
TONE: 非常に長い基線干渉計を使用した高速電波バーストのローカリゼーションのための CHIME/FRB アウトリガー パスファインダー
| Title |
TONE:_A_CHIME/FRB_Outrigger_Pathfinder_for_localizations_of_Fast_Radio_Bursts_using_Very_Long_Baseline_Interferometry |
| Authors |
Pranav_Sanghavi,_Calvin_Leung,_Kevin_Bandura,_Tomas_Cassanelli,_Jane_Kaczmarek,_Kholoud_Khairy,_Adam_Lanman,_Mattias_Lazda,_Kiyoshi_W._Masui,_Juan_Mena-Parra,_Daniele_Michilli,_Ue-Li_Pen,_Mubdi_Rahman,_Vishwangi_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10534 |
CanadianHydrogenIntensityMappingExperiment(CHIME)の感度と視野により、高速電波バースト(FRB)バックエンドで数千のFRBを検出できるようになりました。ただし、CHIMEの角度分解能が低いため、ほとんどのFRBをホスト銀河に局在化することができません。非常に長いベースライン干渉法(VLBI)は、多くのFRBをホストに局在化するために必要なサブアーク秒の解像度を容易に提供できます。このようにして我々はTONEを開発しました:8つの$6~\mathrm{m}$ディッシュの干渉アレイで、CHIME/FRBアウトリガープロジェクトのパスファインダーとして機能します。FRBは、ホスト銀河内の位置をサブアーク秒の精度で明らかにします。それまでの間、CHIMEを使用したTONEの$\sim3333~\mathrm{km}$ベースラインは、発見時の単一パルスVLBI技術の開発と特性評価のための優れたテストベッドであることが証明されています。この作品では、TONE機器、その感度、およびシングルパルスVLBIでの天文精度について説明します。私たちの天文誤差は、$\approx24~\mathrm{h}$ごとに発生する連続するカニパルサー校正の間に蓄積されるクロック測定の不確実性によって支配されると考えています。アウトリガーのより広い視野とより高い感度により、より高いケイデンスのキャリブレーションの機会が提供されます。現在、CrabパルサーのCHIME-TONE位置特定では、${0.1}-{0.2}~\mathrm{arcsec}$の体系的な位置特定誤差が生じます。これは、最先端の光学機器($\sim0.05~\mathrm{arcsec}$)。
G8 矮星 61 UMa と $\tau$ Cet からの磁気ブレーキの制約
| Title |
Constraints_on_Magnetic_Braking_from_the_G8_Dwarf_Stars_61_UMa_and_$\tau$_Cet |
| Authors |
Travis_S._Metcalfe,_Klaus_G._Strassmeier,_Ilya_V._Ilyin,_Jennifer_L._van_Saders,_Thomas_R._Ayres,_Adam_J._Finley,_Oleg_Kochukhov,_Pascal_Petit,_Victor_See,_Keivan_G._Stassun,_Sandra_V._Jeffers,_Stephen_C._Marsden,_Julien_Morin,_Aline_A._Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09896 |
主系列の寿命の前半に、星は磁化された風によって角運動量を急速に失います。これは、磁気ブレーキとして知られるプロセスです。最近の観測では、星がロスビー数の臨界値に達すると、磁気制動効率が大幅に低下することが示唆されています。より低温の星はより長い転覆時間を持つより深い対流帯を持ち、より遅い自転速度でこの重要なロスビー数に達します。弱められた磁気ブレーキへの移行の性質とタイミングは、以前はいくつかの太陽類似体と2つのわずかに高温の星によって制約されていました。このレターでは、太陽よりも温度が低い星から最初の直接的な制約を導き出します。大型双眼鏡からの古いG8矮星$\tau$Cetの新しい分光偏光測定法を提示し、公開されている若いG8星61UMaのゼーマンドップラー画像を再分析し、大規模な磁場強度と形態を生成します。アーカイブのX線観測とLy$\alpha$測定値からの推論を使用して質量損失率を推定し、星震学とスペクトルエネルギー分布フィッティングから他の星の特性を採用します。結果として得られた風力制動トルクの計算は、角運動量の損失率が、これら2つの星の年齢(1.4～9Gyr)の間で300分の1に低下することを示しており、理論上の予想をはるかに上回っています。重要なロスビー数の値を制限するのに役立つ利用可能なデータを要約し、ケプラーミッションからの最近の測定で長周期検出エッジの新しいシグネチャを識別します。
ＮＧＴＳクラスタ調査 ＩＶ．オリオン星雲で北斗七星を探す
| Title |
NGTS_clusters_survey_IV._Search_for_Dipper_stars_in_the_Orion_Nebular_Cluster |
| Authors |
Tyler_Moulton,_Simon_T_Hodgkin,_Gareth_D_Smith,_Joshua_T_Briegal,_Edward_Gillen,_Jack_S_Acton,_Matthew_P_Battley,_Matthew_R_Burleigh,_Sarah_L_Casewell,_Samuel_Gill,_Michael_R_Goad,_Beth_A_Henderson,_Alicia_Kendall,_Gavin_Ramsay,_Rosanna_H_Tilbrook,_Peter_J_Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09942 |
北斗七星は、数時間から数日間持続する10から50パーセントのオーダーのフラックスの大きな低下に関連する新しいクラスの若い恒星天体です。本質的な星の変動性から生じるにはあまりにも重大であり、これらのフラックスの低下は現在、円盤の歪み、降着流、および/または星周ダストの通過に起因すると考えられています。北斗七星は、オリオンコンプレックスを含む若い星形成領域で以前に研究されてきました。次世代トランジットサーベイ(NGTS)データを使用して、ライトカーブから変光星を特定しました。次に、以前の変数分類をトレーニングセットとして使用して、オリオン座の新しい北斗七星を識別するために、機械学習ランダムフォレスト分類器を適用しました。120の新しい北斗七星を発見し、そのうち83が複合体の既知のメンバーです。また、機械学習アプローチを使用して、ターゲット内のディスクの発生率も調査しました。すべてのひしゃくにはディスクがあり、これらのほとんどは完全なディスクであることがわかります。北斗七星の周期性とモデルから導き出された星の質量を使用して、北斗七星の内側の円盤の端までの軌道距離を特定し、北斗の星が強く拡張された昇華半径を示すことを確認し、内側の円盤の端が単純な予測よりも遠くにあるという議論に重みを加えますモデル。最後に、27.8プラスマイナス2.9パーセントの既知のメンバーの北斗七星の割合(北斗七星である円盤を持つ星の割合)を決定します。私たちの調査結果は、これまでに単一のクラスターで特定された北斗七星の最大の人口を表しています。
UVで検出されたAGB星R Dorの周りの大きな泡
多くの漸近巨星ブランチ(AGB)と超巨星は、リングまたはアークに似た、遠赤外線で拡張された分離シェルを示します。これらの構造は、恒星風と恒星間媒体であるアストロスフィアとの間の界面で形成された船首衝撃として長い間解釈されてきました。現在までに、紫外線で延長されたシェルを示すAGB星はわずかしか観測されていません:$o$Cetiから遠ざかる彗星の尾と、IRC+10216、CIT6、およびUHyaの周りの泡です。この論文では、アーカイブのGALEX遠紫外画像を使用して、AGB星の周りの紫外拡張シェルを検索する方法について説明します。282枚のGALEX画像を視覚的に検査した後、AGB星RDorの周りにUVバブルの4番目の発見を特定しました。泡は26'x29'のリングとして表示され、実際の直径は0.41x0.46パー秒$^2$に相当します。薄いUVバブルの質量は$\simeq$0.003$M_{\odot}$と推定されます。このシェルの形態的非対称性($\sim20$\%未満)と明るさの変化は、恒星の固有運動とは相関がなく、むしろISMの不均一性に起因する可能性があります。保存された\emph{IRAS}60と100$\mu$mの画像は、バブルが冷たい(つまり<32K)ダストで満たされていることを明らかにしています。これまでに知られているすべてのUVバブルは、距離が350pc未満で銀河緯度が高い(|b|>35度)に限定されており、ほとんどの場合、それらの検出は強いUV星間消滅によって妨げられていることを示唆しています。
WD J004917.14$-$252556.81、最も巨大な脈動する白色矮星
| Title |
WD_J004917.14$-$252556.81,_the_Most_Massive_Pulsating_White_Dwarf |
| Authors |
Mukremin_Kilic,_Alejandro_H._C\'orsico,_Adam_G._Moss,_Gracyn_Jewett,_Francisco_C._De_Ger\'onimo,_Leandro_G._Althaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10330 |
$T_{\rmeff}=13020$Kおよび$\log{g}=9.34$の超大質量DA白色矮星WDJ004917.14$-$252556.81のAPOおよびジェミニ時系列測光を提示します。我々は2つの重要な周波数で変動性を検出し、J0049$-$2525を現在知られている中で最も重い脈動する白色矮星とし、$M_\star=1.31~M_{\odot}$(COコアの場合)または$1.26~M_{\odot}$とします。(ONEコアの場合)。J0049$-$2525には、連星合体の痕跡は見られず、磁力、大きな接線速度、または急速な回転の証拠はありません。したがって、それは単一の星の進化によって形成された可能性が高く、ONEeコアを持つ可能性が高い.進化モデルは、その内部が$\gtrsim99$%結晶化していることを示しています。Asteroseismologyは、その内部構造を調べる前例のない機会を提供します。ただし、検出された脈動モードが比較的少ないため、堅牢な地震解析ソリューションを取得する能力が制限されます。代わりに、この星の観測された特性を説明できるいくつかの代表的な解決策を提供します。このユニークなターゲットの広範なフォローアップ時系列測光は、星状地震フィットの縮退を克服するのに役立つ、かなりの数の追加の脈動モードを発見する可能性があり、$\approx1.3~M_{\odot}$結晶化した白色矮星。
大質量主系列星の 3D 流体力学シミュレーション。 III. 1D平衡モデルにつながる放射圧と拡散の影響
| Title |
3D_hydrodynamic_simulations_of_massive_main-sequence_stars._III._The_effect_of_radiation_pressure_and_diffusion_leading_to_a_1D_equilibrium_model |
| Authors |
Huaqing_Mao,_Paul_Woodward,_Falk_Herwig,_Pavel_A._Denissenkov,_Simon_Blouin,_and_William_Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10470 |
主系列の初期段階における25$\mathrm{M}_\odot$星の安定成層エンベロープを伴うコア対流の3D流体力学的シミュレーションを提示します。明示的なガス力学コード$\texttt{PPMstar}$を使用します。これは2つの流体を追跡し、放射圧と放射拡散を含みます。さまざまな光度と放射熱伝導率を使用した複数の一連のシミュレーションが提示されます。対流境界でのエントレインメント率、境界領域内外の内部重力波、および数回の対流ターンオーバー直後の動的平衡へのアプローチが調査されます。これらのシミュレーションの結果から推定して、3D成層化の基礎となる$\texttt{MESA}$恒星進化モデルによって与えられる公称加熱速度と熱拡散でのエントレインメント速度を見つけます。さらに、熱タイムスケールに対する放射拡散の影響を調べるために、公称光度の10000倍に加速された非常に長いシミュレーションを実行します。これらのシミュレーションでは、浸透対流の増大により、最初は非現実的なほど大きなエントレインメントが減少します。この削減は、エントロピー勾配と組成勾配の間に発生する空間分離によって可能になります。対流境界は、これらのシミュレーションの最後に、はるかにゆっくりと外側に移動します。最後に、シュバルツシルト境界を越えた浸透対流の範囲と特徴を予測する方法を提示します。この方法は、最終的には1D恒星進化計算に展開されることを意図しており、局所熱タイムスケールを通じて進められたシミュレーションの浸透対流の特性に基づいています。
ヒアデス白色矮星の正確な質量半径比
超大型望遠鏡のESPRESSOスペクトログラフを使用して、8つの正真正銘のヒアデス白色矮星の速度シフトと重力赤方偏移を1.5%を超える精度で測定します。質量対半径比の重力赤方偏移測定値を、\textit{Gaia}測光法を理論モデルに当てはめることによって導き出された同じ比と比較することにより、1%よりも良好な一致が見られます。ヒアデスに合わせて調整された725から800Myrの年代の等時線を使用して、観測された白色矮星の冷却シーケンスと質量対半径比の傾向を色の関数として再現することが可能です。1つの星、EGGR\,29は、すべての図で一貫して際立っており、おそらく青いはぐれ者の残骸であることを示しています。また、分光法から決定された、公開された重力と質量から質量対半径比を計算しました。恒星の測光パラメーターと分光学的パラメーターを比較すると、分光学的有効温度と重力が系統的に測光値よりも大きいことがわかります。分光学的質量対半径比は、重力赤方偏移から測定されたものと一致せず、分光分析から導き出された白色矮星パラメーターに影響を与える系統の存在を示しています。
GSpyNetTree: 重力波イベント候補の信号対グリッチ分類器
| Title |
GSpyNetTree:_A_signal-vs-glitch_classifier_for_gravitational-wave_event_candidates |
| Authors |
Sofia_Alvarez-Lopez,_Annudesh_Liyanage,_Julian_Ding,_Raymond_Ng,_Jess_McIver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09977 |
重力波(GW)の非常に小さな振幅を検出できる感度を達成しているにもかかわらず、LIGOおよびVirgo検出器のデータには、一般に「グリッチ」として知られる非ガウス過渡ノイズの頻繁なバーストが含まれています。グリッチにはさまざまな時間-周波数の形態があり、実際のGWの形態を模倣する場合は特に困難です。次の観測実行(O4)でより高いイベント率が予想されることを考えると、LIGO-VirgoGWイベント候補の検証には、より高いレベルの自動化が必要になります。以前の観測実行で一般的なタイプのLIGOとVirgoのグリッチを正常に分類した機械学習ツールであるGravitySpyは、グリッチとGW信号を正確に区別するための信号対グリッチ分類器として再構築される可能性があります。自動化に使用される信号対グリッチ分類器は、ロバストであり、さまざまなバックグラウンドノイズ、グリッチの新しいソース、およびグリッチとGWのオーバーラップの可能性が高い発生と互換性がある必要があります。GravitySpy畳み込みニューラルネットワーク決定木であるGSpyNetTreeを紹介します。これは、これらの現実的なO4時代のシナリオでテストされた、GW候補の総質量によってソートされた決定木でCNNを使用するマルチCNN分類器です。
古典的な一般相対性理論とそれ以降のブラック ホール
Kerr-Newman計量は、一般相対論的場の方程式の独自の真空解であり、特異点や時空病理は地平線の背後に隠されています。それらは、私たちがブラックホールと呼ぶ、表面のない巨大な天体物理オブジェクトの時空を説明していると考えられています。ブラックホールの質量、スピン、および電荷によって完全に定義されるこの時空は、地平線の外側の粒子および光子の運動において、ニュートンに相当するものを持たないさまざまな現象を引き起こします。さらに、カー・ニューマン時空は、根底にある重力理論を修正しようとする多くの試みに対して、驚くほどの回復力を維持しています。超大質量ブラックホールの恒星軌道の観測、恒星質量ブラックホール合体による重力波の検出、ブラックホールの影を地平線スケールの解像度で観測することが可能になりました。10年間、アインシュタインの方程式に対するこの驚くべき解の予測を定量的にテストするための貴重なツールを提供しています。
注釈付き参考文献: 天体物理学の哲学
以下の注釈付きの参考文献には、天体物理学の哲学における現代の研究のかなり完全な調査が含まれています。1980年代初頭から現在までの約40年間に及ぶ参考文献目録は、この分野に参入する研究者がその主要なテキストを理解するのに役立つと同時に、すでに天体物理学に取り組んでいる哲学者が知識ベースを拡大し、なじみのない資料に取り組む機会を提供する必要があります。
| Title |
Probing_primordial_black_holes_from_a_first_order_phase_transition_through_pulsar_timing_and_gravitational_wave_signals |
| Authors |
Jan_Tristram_Acu\~na,_Po-Yan_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10084 |
この作業では、パルサータイミングアレイ(PTA)測定の感度範囲を評価して、非対称U(1)暗い一次相転移(FOPT)中に偽の真空気泡内に閉じ込められた暗いフェルミオン。PBH形成シナリオは、主に暗い非対称性、FOPTの強度、FOPTの速度、および浸透温度によって特徴付けられます。一方、$10^{-10}M_\odot-10^{-3}M_\odot$内にある目的のPBH質量の場合、PTA測定に関連する信号は、速度によるタイミング信号のドップラー位相シフトです。パルサー上のPBHを通過することによって引き起こされる変化。暗非対称パラメータを$10^{-4}$および$10^{-5}$とすると、パーコレーション温度が0.1～10keVの範囲内にあり、FOPTレートがパーコレーションでのハッブルパラメータの$10^3$倍を超えることがわかります。$10^{-6}-0.1$以内のFOPT強度は、SKAのようなPTA観測によって調べることができるPBHを生じさせる可能性があります。一方、FOPTからの付随する重力波(GW)信号は、ピーク周波数が$\mathcal{O}(10^{-9})-\mathcal{O}(10^{-6})$Hzの範囲であり、ピークGW存在量は、確率的GWを検索するパルサータイミング観測に関連付けられたピーク積分感度曲線を上回っています。基本的なレベルでは、ダークスカラーフィールドの4次有効ポテンシャルがFOPTをトリガーできます。パラメータスキャンを実行することにより、パルサータイミングとGW観測を通じてSKAによってプローブできるFOPTシナリオにつながる有効ポテンシャルのクラスを取得しました。
標準モデルにおけるDai-Freed異常とトポロジカル・インフレーション
標準モデルに離散対称性を課すと、Dai-Freedグローバルな異常が発生します。しかし、興味深いことに、3つの右手系ニュートリノを導入すると、異常のない離散的な$Z_4$ゲージ対称性を持つことができます。この$Z_4$対称性は$Z_2$対称性に自発的に分解され、右手系ニュートリノの重いマヨラナ質量が生成されます。この対称性の破れが自然にトポロジーインフレーションを生成することを示します。これは現在のCMB観測と一致しており、スカラーテンソル比$r>0.03$の重要なテンソルモードを予測します。右巻きニュートリノは再加熱過程で重要な役割を果たします。再加熱温度は$\sim10^8$GeVと高く、非熱レプトジェネシスに成功しています。
重力波によるブラック ホール力学の第 1 法則のテスト
GW191219\_163120は、極端な質量比を持つ中性子星ブラックホール(NSBH)の合体に由来すると考えられている重力波信号です。この作業では、LIGOとVirgoからのGW191219\_163120のデータを使用して、中性子星を合体前のブラックホールへの摂動と見なし、残りのブラックホールを静止ブラックホールと見なして、ブラックホール力学の第1法則をテストします。合併後。私たちの結果は、ブラックホール力学の第1法則との一貫性を示しており、エラーレベルは68\%の信頼度で約6\%、95\%の信頼度で10\%です。また、重力波源の質量比が高いほど、結果がブラックホール力学の第1法則と一致することもわかりました。全体として、私たちの研究は、NSBH合体の性質とブラックホールの力学への影響に光を当てています。
発散法を使用する場合、メタン排出率を過小評価しないようにする
| Title |
Avoiding_methane_emission_rate_underestimates_when_using_the_divergence_method |
| Authors |
Clayton_Roberts,_Rutger_IJzermans,_David_Randell,_Matthew_Jones,_Philip_Jonathan,_Kaisey_Mandel,_Bill_Hirst,_and_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.10303 |
メタンは強力な温室効果ガスであり、二酸化炭素に比べて大気の寿命が比較的短く、地球の大気に熱を閉じ込める能力が高いため、短期的な気候変動を緩和するための主要なターゲットです。大気中のメタンのトップダウン観測は、ドローンや航空機の調査だけでなく、TROPOsphericMonitoringInstrument(TROPOMI)などの衛星によっても可能です。最近の研究では、ダイバージェンス法を適用して地域のメタン排出率を推定し始めています。ここで、メタンの空間的に不完全な観測は、発散法を介して負にバイアスされた時間平均地域排出率推定値を生成できることを示しますが、この効果は、メタンの毎日の移流フラックスが発散前に時間平均される手順を採用することによって打ち消される可能性があります。メソッドが適用されます。TROPOMIメタン観測でこのような手順を使用して、2019年から2021年までの年間ペルム紀排出率を年間310万トン、240万トン、270万トンと計算します。プルーム内の乱流拡散の存在による発散方法ですが、これはメタンのTROPOMI観測から構築された地域のメタン排出収支に影響を与える可能性は低いです。この作業の結果は、衛星データからの排出率推定のための発散法の将来の実装に役立つガイダンスを提供することが期待されています-それは、大気中のメタンまたは他のガス種の場合です。
