| Title |
Quasars_as_high-redshift_standard_candles |
| Authors |
Guido_Risaliti,_Elisabeta_Lusso,_Emanuele_Nardini,_Giada_Bargiacchi,_Susanna_Bisogni,_Andrea_Sacchi,_Matilde_Signorini,_Bartolomeo_Trefoloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13752 |
過去数年間で、クエーサーのX線とUVの光度間の非線形関係に基づいて、赤方偏移z$\sim$7までのクエーサーのハッブル図を作成しました。このようなハッブル線図は、z>1.5で標準のフラットな$\Lambda$CDMモデルから>4$\sigma$の偏差を示しています。この結果の重要な結果を考えると、サンプルの選択および/またはフラックス測定における体系的な影響を排除し、クエーサーを標準として使用することを無効にする可能性のある関係の赤方偏移依存性を調査することが基本です。ろうそく。ここでは、私たちの方法をサポートするすべての観測結果を確認します。クエーサーのハッブル図と共通の赤方偏移範囲の超新星のハッブル図の一致、すべての赤方偏移での関係の一定の勾配、私たちのスペクトル特性の赤方偏移非進化X線とUVの両方のソース。私たちの結果の独立したテストには、高い赤方偏移で他の標準キャンドルを観察する必要があります。特に、z>2での超新星の将来の観測により、クエーサーのハッブル図で見つかった一致モデルからの逸脱が確認されると予想されます。
再結合における水素とプロトンの化学ポテンシャルの制約
| Title |
Constraint_on_the_chemical_potentials_of_hydrogen_and_proton_in_recombination |
| Authors |
L._L._Sales_and_F._C._Carvalho_and_H._T._C._M._Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13857 |
この論文では、化学ポテンシャルの進化という新しい視点から水素再結合の歴史を再訪します。熱浴の温度と宇宙のイオン化度に依存する化学ポテンシャルの式を導出します。私たちの主な発見は、自由電子分率が$X_e\approx1/3$のとき、$z\approx1200$での水素と陽子の化学ポテンシャル間の制約を明らかにしています。さらに、再結合中の化学ポテンシャルに関する重要なデータを提示し、PeeblesのコードソリューションとCosmoRecコードソリューションの予測の違いを強調しています。最後に、水素の化学ポテンシャルに関連する特定のケースについて説明します。
原則として、局所的な宇宙空間は、球対称のルメートル-トルマン-ボンディ(LTB)計量によって簡単にモデル化できます。実際には、実際の局所的な宇宙空間はおそらく球対称ではありません。この論文では、局所宇宙空隙の現実的なプロファイルを再構築するために、それをいくつかのセグメントに分割します。特定の立体角を持つ各セグメントは、独自のLTBメトリックによってモデル化されます。一方、パンテオンの1048型Ia超新星(SNIa)は、銀河座標系での分布に従って、対応するサブセットに分類されます。明らかに、各SNIaサブセットは、1つのセグメントのプロファイルを再構築するためにのみ使用できます。最後に、パンテオンのサンプル全体を使用して、局所的な宇宙空隙の不規則なプロファイルをつなぎ合わせることができます。しかし、私たちの制約は宇宙の均一性と宇宙の等方性に挑戦するには弱すぎます。
光円錐再電離時代の 21 cm シミュレーションにおけるスナップショット間隔の影響の定量化と軽減
| Title |
Quantifying_and_mitigating_the_effect_of_snapshot_interval_in_light-cone_Epoch_of_Reionization_21-cm_simulations |
| Authors |
Suman_Pramanick,_Rajesh_Mondal_and_Somnath_Bharadwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14171 |
再イオン化のエポック(EoR)中性水素(HI)21cm信号は、光円錐(LC)効果により、見通し線(LoS)に沿って大幅に進化します。信号を正しく解釈するには、これをシミュレーションに正確に組み込むことが重要です。21cmLCシミュレーションは通常、それぞれが再イオン化の異なる段階に対応する有限数の$(N_{\rmRS})$''再イオン化スナップショット''からのスライスをつなぎ合わせることによって生成されます。この論文では、$N_{\rmRS}$の有限値による21cmLCシミュレーションの誤差を定量化しました。$N_{\rmRS}$が小さく$(=2,4)$であり、平均ニュートラル分数が$\delta\bar{x}_{\rmHI}=0.2,0.1$ステッチ境界でそれぞれ。これは、$N_{\rmRS}=13$($\delta\bar{x}_{\rmHI}=0.02$)の場合、$17\%$に下がります。主に暗黒物質とハロー密度場を生成する際に発生する計算コストを比例的に増加させることなく$N_{\rmRS}$を増加させることで、このエラーを軽減する方法を提示し、検証します。私たちの方法は、いくつかの赤方偏移でのみこれらのフィールドを生成し、それらを補間して、狭い間隔の赤方偏移で再イオン化スナップショットを生成します。これを使用して、$N_{\rmRS}=26,51,101$および$201$で21cmLCシミュレーションを生成し、誤差が$N_{\rmRS}^{-1}$になることを示します。
観測された数は光度距離空間でカウントされます
| Title |
The_observed_number_counts_in_luminosity_distance_space |
| Authors |
Jos\'e_Fonseca,_Stefano_Zazzera,_Tessa_Baker_and_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14253 |
次世代サーベイは、前例のない数の超新星Ia型と重力波合体イベントの検出を提供します。このような天体の相互相関は、宇宙における物質の大規模な分布に関する斬新で強力な洞察を提供します。これらの情報源はどちらも光度距離に関する情報を持っていますが、赤方偏移については情報を提供していません。したがって、それらのクラスタリング分析と相互相関は、赤方偏移空間ではなく、光度距離空間で実行する必要があります。この論文では、観測された光度距離に対する摂動の観点から、数カウント変動の完全な式を計算します。この式は、赤方偏移空間で一般的に使用されるものとは大きく異なることがわかります。さらに、光度距離と赤方偏移空間の間のカウント角度パワースペクトルの比較を提示します。大規模なスケールでは、この2つの間に大きな相違が見られます。レンズ効果がそのような相違の主な原因であることに注意してください。そのようなスケールとより高い赤方偏移では、光度距離と赤方偏移空間の角度パワースペクトルの差は、およそ50$\%$になる可能性があります。また、異なるトレーサーを使用して異なる赤方偏移ビンの相互相関を調査します。つまり、1つは光度距離空間にあり、もう1つは赤方偏移にあり、背景の重力波/超新星と前景銀河の間の相互相関角度パワースペクトルをシミュレートします。最後に、宇宙分散限定調査では、密度のみの項に対する相対論的補正を含める必要があることを示します。
大きなスカラー変動を伴うマルチフィールド インフレーション: 非ガウス性と摂動性
| Title |
Multi-field_inflation_with_large_scalar_fluctuations:_non-Gaussianity_and_perturbativity |
| Authors |
Laura_Iacconi_and_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14260 |
最近、小さなスケールで大きなスカラー変動を生成できるマルチフィールドインフレーションモデルが多くの注目を集めています。これは主に、原始ブラックホールの生成と大きな2次重力波の生成につながる可能性があるためです。この作業では、インフレーションの原因となるスカラーフィールドが双曲フィールド空間に存在するモデルに焦点を当てます。この場合、幾何学的不安定化と非測地線運動がスカラーパワースペクトルのピークの原因です。スカラー非ガウス性の新しい結果を提示し、モデルのパラメーターへの依存性について説明します。ピーク付近のスケールでは、通常、非ガウス性が大きく、形状がローカルに近いことがわかります。完全な宇宙論的摂動理論に基づく輸送アプローチと、別の宇宙近似に基づく$\deltaN$形式を利用して、2つの異なる数値手法を使用して結果を検証します。基礎となる理論の摂動性に対する結果の意味を議論し、特に干渉計スケールで潜在的に関連する現象論を持つこれらのモデルのバージョンに焦点を当てます。
太陽系外不規則衛星からのデブリリング
不規則衛星は、太陽系の4つの巨大惑星すべてを周回している小天体であり、大きな半長軸、離心率、傾斜角を持っています。以前の研究では、太陽系の不規則な衛星は今日、衝突によって進化した極度の個体群であり、数百Myrの間に初期質量の$\sim$99%を失っていることが判明しました。このような進化は、不規則な衛星が過去に塵の多い衝突破片の集団を生成したにちがいないことを意味します。これは、恒星光の結果として生じる再処理のために潜在的に観測可能です。この論文では、このプロセスの太陽系外アナログによって生成された破片円盤の特徴を調べます。パラメーター$\beta$によって定量化される放射圧は、惑星ヒル球からのダスト粒子の解放の背後にある原動力であり、その結果、下にある小惑星帯が存在しない場合でも、星周ダストリングが形成されます。システム。私たちのシミュレートされたディスクは、薄いリングの形態、大きな爆発サイズ、方位角対称性など、観測された破片ディスクのいくつかのクラスで見られるのと同じ特徴の多くを再現します。シミュレートされたディスクの半径方向プロファイルを、フォーマルハウトとHR4796Aの周りで観測された狭いダストリングのプロファイルと比較し、観測されたダストの半径方向分布を広く再現できることを示します。
全球前方輸送シミュレーションによる恒星吸収線と惑星吸収線の複合解析
| Title |
Combined_analysis_of_stellar_and_planetary_absorption_lines_via_global_forward-transit_simulations |
| Authors |
William_Dethier_and_Vincent_Bourrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13759 |
我々は、オカルトされた恒星線に使用されるプロキシから生じる、通過中の惑星の吸収スペクトルにおける惑星オカルテッドラインの歪み(POLD)を特徴付け、恒星の回転、中心からリムまでの変動、および広帯域のリムの暗化の影響を調査します。EVaporatingExoplanets(EVE)コードを使用して、系外惑星のトランジット中に現実的な恒星スペクトルを生成し、システムのアーキテクチャと大気トランジットの3Dジオメトリ、および恒星ディスク上のスペクトル変動を説明しました。吸収スペクトルは、文献から引き出されたアプローチを使用して計算され、予想される信号と比較されました。恒星の自転からのPOLDは、中程度から高速で自転している星で支配的であり、大気の信号に匹敵する振幅に達しますが、恒星線のプロキシを惑星に覆われた領域の視線速度にシフトすることで軽減できます。中心から四肢への変動は、遅い回転子の場合に支配的になり、恒星の四肢ではより簡単に軽減されます。2つの象徴的なシステムのESPRESSOデータを再解釈し、HD209458bからのナトリウムシグネチャが主にPOLDから生じることを確認します。しかし、さらなる観測を保証する惑星大気からの可能性のある寄与を明らかにします。MASCARA-1bについては、大気中のナトリウム吸収の証拠は見つかりませんでしたが、超太陽星のナトリウム量のPOLDによって観察された特徴を完全に説明できます。星と惑星の特性、および惑星オカルトラインに使用されるプロキシに対するPOLDの依存性を調べました。POLDsから惑星の吸収サインを区別することは、局所的な星のスペクトルとシステムの軌道パラメーターの正確な推定値にアクセスできなければ困難です。星と惑星の両方の同時フォワードモデリングを使用して、地球規模で観測されたシグネチャをシミュレートすることにより、POLDを軽減し、大気特性を改善する方法を提案します。
選択された近くの恒星系から見た移動塔からの地球の電波漏れのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_the_Earth's_radio_leakage_from_mobile_towers_as_seen_from_selected_nearby_stellar_systems |
| Authors |
Ramiro_C._Saide,_Michael_A._Garrett,_Nalini._Heeralall-Issur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13779 |
移動体通信塔は、比較的新しいものの、地球に関連する総無線漏洩の原因となりつつあります。さまざまな近くの星系の選択から見られるように、地球の無線漏洩バジェットに対するモバイル通信塔の全体的な電力の寄与を調査します。モバイルタワーの位置に関する公開データを使用して、この漏洩のモデルを作成しました。このモデルは、モバイルアンテナの単純な統合送信パターンを想定して、惑星の表面を小さく計算処理可能な領域にグリッド化します。このモデルでは、これらのモバイルタワー領域は、地球が回転するにつれて上昇および沈下します。このようにして、地球の動的パワースペクトルが決定され、すべてのセルラー周波数帯域にわたって合計されました。HD95735、バーナード星、アルファケンタウリAの3つの異なる視点から、このダイナミックパワースペクトルを計算しました。予備的な結果は、モバイルタワーから宇宙に漏れるピークパワーが$\sim4$GWであることを示しています。これは、HD95735から見た中国の東海岸から発信されたLTEモバイルタワー技術に関連しています。モバイルタワーの漏洩は周期的で、方向に依存しており、現在、地球から10光年以内に位置する近くの文明では検出できないことを示しています。グリーンバンク望遠鏡と同様の感度を持つ機器を使用して、地球を観測しました。モデルを拡張して、より強力な5Gモバイルシステム、レーダーの設置、地上ベースのアップリンク(ディープスペースネットワークを含む)、およびStarlinkやOneWebなどの地球低軌道コンステレーションを含むさまざまな種類の衛星サービスを含める予定です。
NASA のヤヌス ミッションの潜在的なターゲットである 2 つの連星近地球小惑星の鉱物特性と位相角の研究
| Title |
Mineralogical_Characterization_and_Phase_Angle_Study_of_Two_Binary_Near-Earth_Asteroids,_Potential_Targets_for_NASA's_Janus_Mission |
| Authors |
Lucille_Le_Corre,_Juan_A._Sanchez,_Vishnu_Reddy,_Adam_Battle,_David_Cantillo,_Benjamin_Sharkey,_Robert_Jedicke,_Daniel_Scheeres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13781 |
ミッション運用前の宇宙船ターゲットの地上ベースの特性評価は、測定を適切に計画および実行するために重要です。鉱物組成や位相曲線(さまざまな表示ジオメトリでの予想される明るさ)などの表面特性を理解することで、フライバイ中のデータ取得が可能になります。連星近地球小惑星(NEA)(35107)1991VHおよび(175706)1996FG3は、米国航空宇宙局(NASA)の二重宇宙船ヤヌスミッションの潜在的なターゲットとして選択されました。2008年7月26日、ハワイのマウナケアにある3mNASA赤外線望遠鏡施設(IRTF)を使用して1991VHを観測しました。このNEAは、Bus-DeMeo分類分類ではSq型に分類され、その組成はLL普通コンドライトと一致します。熱モデリングを使用して、1996FG3の熱的に補正されたスペクトルと、各夜の平均化された最良のスペクトルに対応する約2～3%の最適なアルベドを計算しました。私たちのスペクトル分析は、このNEAがCh型であることを示しています。曲線のマッチングに基づく1996FG3の最良の隕石類似体は、Y-86789とマーチソンの2つの炭素質コンドライトです。1996FG3のスペクトルでは回転変動は検出されませんでした。これは、プライマリの表面に不均一性がない可能性があることを意味します。ただし、明確な位相赤化効果がデータで観察され、以前の地上ベースの研究からの調査結果が確認されました。
| Title |
Removing_Aliases_in_Time-Series_Photometry |
| Authors |
Daniel_Kramer,_Michael_Gowanlock,_David_Trilling,_Andrew_McNeill,_Nicolas_Erasmus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13843 |
地上ベースの全天天文調査は、周期検出方法にエイリアスを導入する可能性のある避けられない昼夜リズムを課されます。エイリアスを削除して周期検出アルゴリズムの精度を向上させる4つの異なる方法(文献からの3つと、私たちが開発した新しい方法)を調べました。ZwickyTransientFacility(ZTF)とLSSTSolarSystemProductsDatabase(SSPDB)の小惑星データセットにこれらの方法を適用することにより、エイリアシングされた周期解の割合を減らす際のこれらの方法の有効性を調査します。VanderPlas法は、各調査で最も精度が低いことがわかりました。マスクと新しく提案されたウィンドウ法は、両方のデータセットで平均すると最高の精度が得られます。ただし、モンテカルロ法はZTFデータセットで最高の精度を示しましたが、SSPDBでは、これらの方法が適用されていないベースラインよりも精度が低くなりました。可能であれば、詳細なエイリアス除去調査を、独自の頻度ですべての調査に対して実行する必要があります。
地球近傍小惑星カモオアレワの月 - 噴出物起源の軌道経路
地球に近い小惑星、カモオアレワ(469219)は、地球の数少ない既知の準衛星の1つです。数値シミュレーションは、100年の時間スケールで準衛星軌道状態と馬蹄軌道状態の間を遷移し、このダイナミクスをメガ年にわたって維持することを示しています。その反射スペクトルは、月のケイ酸塩との類似性を示唆しています。その地球のような軌道と月面の物質との物理的な類似性を考慮して、それが月面との流星衝突からの残骸の破片として発生した可能性があるという仮説を探ります。月面のさまざまな場所からさまざまな放出速度で放出される粒子の動的進化の数値シミュレーションを実行します。これらの噴出物が地球-月環境を脱出し、太陽中心軌道に進化するにつれて、発射条件のごく一部がカモオアレワの動的挙動と互換性のある結果をもたらすことがわかります。最も有利な条件は、追尾する月の半球からの脱出速度よりもわずかに高い打ち上げ速度です。
ngVLA と ALMA による原始惑星系円盤内部領域の熱トモグラフィー
| Title |
Thermal_Tomography_of_the_Inner_Regions_of_Protoplanetary_Disks_with_the_ngVLA_and_ALMA |
| Authors |
Satoshi_Okuzumi,_Munetake_Momose,_Akimasa_Kataoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14192 |
原始惑星系円盤の温度構造を理解することは、円盤内のいつ、どこで私たち自身の形のような岩石惑星であるかという基本的な問題に答えるために重要です。しかし、円盤の内側の数auの熱構造は、観測上の制約がないだけでなく、降着加熱過程の不確実性のために、ほとんど理解されていません。ここでは、ngVLAとALMAによる原始惑星系円盤の内部領域の熱トモグラフィーを提案します。提案されたアプローチは、内側ディスク領域がサブミリ波長で光学的に厚いが、より長いミリ波でわずかに光学的に薄いという仮定に基づいています。ngVLAからの高解像度ミリ波連続体画像をALMAからの同等の解像度のサブミリ波画像と組み合わせることで、内側のいくつかのauディスク領域の放射状および垂直構造を再構築することができます。私たちが提案する熱トモグラフィーを使用して、遠く離れた原始惑星系円盤のいくつかのau領域で、岩石惑星形成領域へのスノーライン移動のタイミングを制御するプロセスであるミッドプレーン降着加熱の効率を制限できることを示します140個の
| Title |
Distinguishing_a_planetary_transit_from_false_positives:_a_Transformer-based_classification_for_planetary_transit_signals |
| Authors |
Helem_Salinas,_Karim_Pichara,_Rafael_Brahm,_Francisco_P\'erez-Galarce,_Domingo_Mery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14283 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)などの現在の宇宙ベースのミッションは、効率的かつ体系的に分析する必要がある光度曲線の大規模なデータベースを提供します。近年、深層学習(DL)メソッド、特に畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が、候補となる系外惑星のトランジットシグナルを自動的に分類するために使用されています。ただし、CNNにはいくつかの欠点があります。たとえば、光度曲線などの連続データへの依存関係をキャプチャするために多くのレイヤーが必要になるため、ネットワークが非常に大きくなり、最終的には実用的ではなくなります。自己注意メカニズムは、他のものを無視しながら、いくつかの関連するものに選択的に焦点を当てるアクションを模倣しようとするDL手法です。Transformerアーキテクチャなどのモデルは、シーケンシャルデータに対して最近提案され、成功を収めています。これらの成功したモデルに基づいて、交通信号の自動分類のための新しいアーキテクチャを提示します。私たちが提案するアーキテクチャは、自己注意メカニズムを通じて、トランジット信号と恒星パラメータの最も重要な特徴を捉えるように設計されています。モデル予測に加えて、アテンションマップ検査を利用して、より解釈可能なDLアプローチを取得します。したがって、各要素の関連性を特定してトランジット信号を偽陽性と区別し、候補の手動検査を簡素化できます。私たちのアーキテクチャは、TESS望遠鏡からのデータで太陽系外惑星通過信号を認識するために適用されたCNNに関して、競争力のある結果を達成することを示しています。これらの結果に基づいて、この最先端のDLモデルを光度曲線に適用することは、ある程度の解釈可能性を提供しながら、通過信号検出の強力な手法になり得ることを示しています。
機械学習によって分類されたオブジェクトからのカイパーベルトの平均平面の測定
| Title |
A_Measurement_of_the_Kuiper_Belt's_Mean_Plane_From_Objects_Classified_By_Machine_Learning |
| Authors |
Ian_C._Matheson,_Renu_Malhotra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14312 |
観測データからのカイパーベルトの平均平面測定は、太陽系の動的モデルをテストする可能性があるため、興味深いものです。最近の測定では、一貫性のない結果が得られました。ここでは、カイパーベルトの平均平面の測定値を、以前の測定値の2倍以上のサンプルサイズで報告します。対象となるサンプルは非共鳴カイパーベルト天体であり、軌道が十分に決定されている観測されたカイパーベルトの母集団に対して機械学習を使用して特定します。モンテカルロ手順で測定誤差を推定します。非共鳴カイパーベルト(長半径範囲35～150au)の全体的な平均平面と、古典的なカイパーベルト(長半径範囲42～48au)の全体的な平均平面は、両方とも(約0.7度以内)近いことがわかります。しかし、太陽系の不変面とは99.7%以上の信頼度で区別できます。サンプルをより小さな長半径ビンにビン化すると、測定された平均平面が、不変平面と、既知の惑星によって強制される理論的に予想されるラプラス面の両方とほぼ一致することがわかります。統計的に有意な不一致は、長半径の範囲40.3～42auおよび45～50auでのみ見られます。これらの範囲は、永年共鳴と海王星の2:1平均運動共鳴に近接しており、ラプラス面の理論が不正確になる可能性があります。これらの結果は、以前に報告された50auを超える長半径での異常なワープをサポートしていません。
ケンタウロス 29P/Schwassmann-Wachmann 1 の分子アウトガス 2021 年の例外的な爆発中: APEX で
nFLASH と NASA-IRTF で iSHELL を使用した調整された多波長観測
| Title |
Molecular_Outgassing_in_Centaur_29P/Schwassmann-Wachmann_1_During_Its_Exceptional_2021_Outburst:_Coordinated_Multi-Wavelength_Observations_Using_nFLASH_at_APEX_and_iSHELL_at_the_NASA-IRTF |
| Authors |
Nathan_X._Roth,_Stefanie_N._Milam,_Michael_A._DiSanti,_Geronimo_L._Villanueva,_Sara_Faggi,_Boncho_P._Bonev,_Martin_A._Cordiner,_Anthony_J._Remijan,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Nicolas_Biver,_Jacques_Crovisier,_Dariusz_C._Lis,_Steven_B._Charnley,_Emmanuel_Jehin,_Eva._S._Wirstr\"om,_and_Adam_J._McKay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14324 |
2021年9月から10月にかけて発生したケンタウロス29P/シュワスマン-ワハマン1号の異常な爆発は、原始的なカイパーディスク物質の組成を高感度でテストする機会を与えてくれました。2021年10月6日にNASA赤外線望遠鏡施設でiSHELLを使用し、アタカマパスファインダー実験(APEX)でnFLASHを使用して29P/Schwassmann-Wachmann1の多波長分光観測をほぼ同時に実施し、2021年10月にAPEX/nFLASH観測を追跡しました。7と2022年4月3日。近赤外線と電波の波長間のこの調整されたキャンペーンにより、豊富なコマ分子からの分子発光をサンプリングし、いずれかの波長だけでは達成できない測定を実行することができました。APEX/nFLASHによるCO(J=2-1)遷移とIRTF/iSHELLによる複数のCO(v=1-0)回転振動遷移の速度分解スペクトルを含め、両方の施設ですべての日付でCO放出を確実に検出しました。COの回転温度、コマキネマティクス、および生産速度と、CH4、C2H6、CH3OH、H2CO、CS、およびOCSのCOに対する存在比の厳しい(3シグマ)上限を報告します。CS/COとOCS/COの上限は、このケンタウロスに関する文献の最初の値です。CH4、C2H6、CH3OH、およびH2COの上限は、これまでに報告された中で最も厳格であり、超COが豊富なオールトの雲彗星C/2016R2(PanSTARRS)で見つかった値に最も類似しています。彗星核に保存されています。私たちは、協調無線と近赤外線測定の優れた相乗効果を実証し、各波長の機能を共同で活用する将来の小型ボディ研究を提唱します。
埋もれた X 線 AGN の大規模クラスタリング: AGN オブスキュレーションと赤方偏移進化の傾向
| Title |
Large-scale_clustering_of_buried_X-ray_AGN:_Trends_in_AGN_obscuration_and_redshift_evolution |
| Authors |
Akke_Viitanen_(1),_Viola_Allevato_(2,3,1),_Alexis_Finoguenov_(1),_Francesco_Shankar_(4),_Roberto_Gilli_(5),_Giorgio_Lanzuisi_(5),_Fabio_Vito_(5)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_Helsinki,_Finland,_(2)_INAF-Osservatorio_astronomico_di_Capodimonte,_Naples,_Italy,_(3)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy,_(4)_School_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Southampton,_Southampton,_UK,_(5)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_delle_Spazio_di_Bologna,_OAS,_Bologna_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13745 |
活動銀河核(AGN)の統合モデルと進化モデルをテストするために、水素柱密度$N_{\rmH}$で定義されたAGNオブスキュレーションの関数としてAGNクラスタリングプロパティを測定しました。隠蔽されていない($N_{\rmH}<10^{22}\,{\rmcm}^{-2}$)および適度に隠されている($10^{22}\leqN_{\rmH}<10^{23.5}$)AGNs、我々は$z=3$の赤方偏移までの非常に不明瞭なソース($N_{\rmH}\geq10^{23.5}$)もターゲットにしました。合計8つのXMM/Chandraディープサーベイから、X線で選択されたAGNの最大のサンプルの1つをまとめました。投影された2点相関関数$w_{\rmp}(r_{\rmp})$を使用して、AGNオブスキュレーションと赤方偏移の両方の関数としてクラスタリングを測定しました。大規模クラスタリング信号をモデル化し、AGNバイアス$b(z,N_{\rmH})$を測定し、典型的なAGNホスト暗黒物質ハロー$M_{\rmhalo}(z,N_{\rmH}$)。$N_{\rmH}$の関数として、ホストハローの同様の典型的な質量を示唆する、AGNクラスタリングのオブスキュレーションへの有意な依存性は見られません。この結果は、AGN統合モデルの予想と一致します。このモデルでは、AGNオブスキュレーションは主に、覆い隠すトーラスの視野角に依存します。私たちは初めて、非常に不明瞭なAGNのクラスタリングを測定し、これらのオブジェクトが典型的な質量$\logM_{\rmhalo}=12.98_{-0.22}^{+0.17}[h^{-1}M_\odot]$($12.28_{-0.19}^{+0.13}$)低$z\sim0.7$(高$z\sim1.8$)赤方偏移。オブスキュレーションに関係なく、赤方偏移を伴うAGNバイアスの増加は、一定のハロー質量の予想よりも遅く、代わりにパッシブ進化トラックとして知られるハローの成長率に従うことがわかります。これは、これらのAGNのクラスタリングが、主に宇宙時間全体にわたるホスティングハローと銀河の質量成長率によって駆動されることを意味します。
緊張なし: $z > 10$ の JWST 銀河は宇宙論的シミュレーションと一致
| Title |
No_Tension:_JWST_Galaxies_at_$z_>_10$_Consistent_with_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Joe_McCaffrey_(CASM,_Maynooth_University,_Ireland),_Samantha_Hardin_(Georgia_Tech),_John_Wise_(Georgia_Tech),_John_Regan_(CASM,_Maynooth_University,_Ireland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13755 |
JWSTによる最近の観測では、JADESとCEERSの調査によって、非常に初期の宇宙の銀河が明らかになりました。これらの銀河は、かなりの星形成率を持つ非常に高い星質量を持つことが測定されています。銀河の恒星質量はそれぞれの赤方偏移に対して比較的高いため、これらの観測は宇宙の$\Lambda$CDMモデルと緊張しているという懸念があります。最近の研究では、JWSTの観測結果と大規模な宇宙論的シミュレーションが比較されています。彼らはJADESとCEERSで見られる銀河を再現することに成功しましたが、これらのシミュレーションの質量と空間分解能は、シミュレートされた銀河の初期の集合の歴史を完全に捉えるには不十分でした。この研究では、初期宇宙における銀河形成をモデル化するために設計された一連の高解像度シミュレーションであるルネッサンスシミュレーションの結果を使用します。ルネッサンス期の最も大規模な銀河は、JADESおよびCEERS調査からの観測と完全に一致する星の質量と星形成率を持っていることがわかりました。ルネッサンスによってもたらされた絶妙な解像度により、10$^4$M$_\odot$という低い星の質量から10$^^{7}の数倍の最大の星の質量まで、初期銀河の形成をモデル化することができます。$M$_\odot$.この銀河形成パラダイム内で、JADESとCEERSとの優れた一致が見られます。$\Lambda$CDMモデルと現在のJWST測定値の間に緊張関係は見られません。JWSTが高赤方偏移の宇宙を探索し続けるにつれて、ルネッサンスなどの高解像度シミュレーションは、初期の初期銀河の形成史を理解する上で引き続き重要です。
星形成トレーサーとしての 1.4 GHz 電波放射のタイムスケールの調査
| Title |
Probing_the_Timescale_of_the_1.4_GHz_Radio_emissions_as_a_Star_formation_tracer |
| Authors |
R._C._Arango-Toro,_L._Ciesla,_O._Ilbert,_B._Magnelli,_E._F._Jim\'enez-Andrade,_V._Buat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13758 |
星形成率(SFR)トレーサーとして使用される電波は、ほこりの影響を受けず、サブアーク秒レベルで電波源を特定できるという大きな利点があります。低周波数1.4GHzの光度の解釈は、星間物質の宇宙線経路のモデル化の難しさと、磁場との相互作用によって妨げられています。この作業では、電波観測から得られたSFRと、スペクトルエネルギー分布(SED)モデリングから得られたSFRを比較します。私たちは、星形成の歴史との関連性に特に重点を置いて、SFR電波トレーサーの挙動をよりよく理解することを目指しています。SEDモデリングコードCodeInvestigatingGALaxyEmission、CIGALEをノンパラメトリック星形成履歴モデル(SFH)と共に使用し、紫外(UV)から中赤外(mid-IR)までの波長範囲にわたってデータを適合させました。.派生したSFHの最近の勾配に照らして、ラジオとSEDベースのSFRトレーサーの違いを解釈します。結果の堅牢性を検証するために、残りの活動銀河核(AGN)の寄与を確認し、SFHモデリングアプローチの影響をテストしました。私たちの銀河の約27%は、SEDフィッティングによる瞬間的なSFR(SFR$_{\rmSED}$)の少なくとも10倍の電波SFR(SFR$_{\rmradio}$)を示します。この傾向は主に、過去3億年間にSFH活動の減少を示す銀河に影響を与えます。SFR$_{\rmSED}$を導出するために150Myrを超える期間にわたってSFHを平均すると、両方のSFR指標が一貫した値に向かって収束します。低周波数1.4GHzの電波は、SFHが一定または増加している銀河の星形成活動の優れたトレーサーですが、我々の結果は、消光している銀河には当てはまらないことを示しています。私たちの分析は、電波低周波の星形成時間感度が150Myrより長くなる可能性があることを示唆しています。
中間赤方偏移クエーサー HE 0413-4031 および HE 0435-4312 の波長分解残響マッピング: Mg II、光学的 Fe
II、および UV Fe II 発光領域の分析
| Title |
Wavelength-resolved_reverberation_mapping_of_intermediate_redshift_quasars_HE_0413-4031_and_HE_0435-4312:_Dissecting_Mg_II,_optical_Fe_II,_and_UV_Fe_II_emission_regions |
| Authors |
Raj_Prince,_Michal_Zaja\v{c}ek,_S._Panda,_K._Hryniewicz,_V._K._Jaiswal,_Bo\.zena_Czerny,_P._Trzcionkowski,_M._Bronikowski,_M._Ra{\l}owski,_C._S._Figaredo,_M._L._Martinez-Aldama,_M._\'Sniegowska,_J._\'Sredzi\'nska,_M._Bilicki,_M-H_Naddaf,_A._Pandey,_M._Haas,_M._J._Sarna,_G._Pietrzy\'nski,_V._Karas,_A._Olejak,_R._Przy{\l}uski,_R._R._Sefako,_A._Genade,_H._L._Worters,_S._Koz{\l}owski,_and_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13763 |
2つの中間赤方偏移(z$\sim$1)、発光クエーサーHE0413-4031およびHE0435-4312について、MgIIとUVFeIIを組み合わせたブロードライン放射の波長分解残響マッピング(RM)を提示します。2012年から2022年までのSALTおよび1mクラスの望遠鏡。この手法により、MgIIおよびFeII発光領域を解きほぐし、これまで制約されていないUVFeII発光の半径と光度の関係を構築することを目指しています。総MgIIおよびFeII排出量の時間遅延を制限するために、いくつかの方法論が適用されています。さらに、この手法は、超大質量ブラックホールの周囲のブロードライン領域ガスの流入または流出を定量化し、互いに近接して生成されたラインから発光/発光領域を解きほぐすために実行されます。平均合計FeII時間遅延は、HE0435-4312の平均合計MgII時間遅延にほぼ等しく、それらの放出の共空間性を示唆しています。しかし、HE0413-4031では、平均FeII時間遅延が平均MgII時間遅延よりも長いことがわかっており、これはFeIIがブラックホールからより長い距離で生成されることを示唆しています。UVFeIIR-L関係はこれら2つのクエーサーで更新され、光学FeII関係と比較されます。これは、光学FeII領域がUVFeIIよりも1.7-1.9倍、つまり$R_{\rmFeII-opt}離れていることを示唆しています。\sim(1.7-1.9)R_{\rmFeII-UV}$.時間遅延と波長の関係に弱いパターンが検出されました。これは、MgIIブロードラインがUVFeIIよりもSMBHに少し近いことを示唆していますが、その差はそれほど重要ではありません。MgII、UV、および光学的FeIIR-L関係の比較は、MgII発光がSMBHからさらに発生している可能性があり、光度の低い光源では差が大きくなる可能性があることを示唆しています。将来的には、より多くのRMデータが取得され、これらの傾向、特にUVFeIIR-L関係をより適切に制限できるようになります。
JWST NIRCam PSF の特性評価と AGN + ホスト画像分解への影響
公開されているデータを使用して、F070W、F115W、F150W、F200W、F277W、F356W、F444W、およびF480Mの8つのフィルターでのJWSTNIRCamイメージングの点広がり関数(PSF)の詳細な分析を提示します。PSFFWHMの空間変動は、通常、波長とともに減少します。最大およびRMS分数変動は、F070Wでは$\sim20\%$および$5\%$であり、F444Wでは$\sim3\%$および$0.6\%$に減少します。モデルPSFを構築するために一般的に使用される3つの方法(SWarp、photutils、およびPSFEx)を比較し、PSFExが最高のパフォーマンスを提供すると結論付けます。ブロードラインAGNのシミュレートされた画像を使用して、ホスト銀河の特性の回復性に対するPSFの不一致の影響を評価します。ホストフラックスは一般に、ミスマッチのPSFモデルを採用すると過大評価され、AGNが優勢なシステムほど過大評価されます。幅の広いPSFはあまり集中していない宿主を生成する傾向があり、狭いPSFはより集中したコンパクトな宿主を生成する傾向があります。PSFとモデルの不一致による宿主測定値の体系的な不確実性は、一般に、信号対雑音比の高いデータの正式なフィッティングの不確実性よりも大きくなります。画像分解は、AGNとホスト重心の間に人為的なオフセットをもたらすこともあり、これはよくあることです(例:$\sim80%$[$\sim20-30\システムの%$])であり、ホスト表面の明るさの平均値に比例します。表面の明るさの限界近くで、この人為的なオフセットは、$R_e=$0.12"、0.48"、および1.92"のシステムで$R_e$の$\sim80\%$、$26\%$、および$7\%$に達する可能性があります。CEERSフィールドの$z=1.646$にあるブロードラインクエーサーの例を使用して、PSFの構築と画像の分解方法を示します。
ホストハロー特性に対するサブハローの影響
| Title |
The_Influence_of_Subhaloes_on_Host_Halo_Properties |
| Authors |
Lorena_Mezini,_Catherine_E._Fielder,_Andrew_R._Zentner,_Yao-Yuan_Mao,_Kuan_Wang,_Hao-Yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13809 |
$\Lambda$CDMの宇宙論では、暗黒物質のハローは滑らかな成分と、重力で束縛されたより小さなサブハローの集団の両方で構成されています。これらのコンポーネントは、密度プロファイルなどのハロープロパティがシミュレーションから抽出されるときに、単一のハローとして扱われることがよくあります。最近の研究では、サブハロー質量を除外すると、密度プロファイルが大幅に変化することが示されています。この論文では、濃度($c_{\rm{NFW}}$)、スピン($\lambda_{\rmBullock}$)、および形状の3つの特定のホストハロープロパティの変化を分析することにより、この結果を拡張します。($c/a$),--ハローのスムーズコンポーネントのみから計算した場合。この分析は、高解像度、ズームイン、$N$ボディシミュレーションで、天の川質量ハローとクラスター質量ハローの両方に対して実行されます。サブハローを除外すると、(1)$c_{\rm{NFW}}$の中央値が$\approx38\pm12\%$と$\approx88\pm7.7\%$だけ強化されることがわかります。ウェイ質量($10^{12.1}\,\text{M}_\odot$)とクラスター質量($10^{14.8}\,\text{M}_\odot$)ハロー、それぞれ(2)$\lambda_{\rmBullock}$は、天の川の質量が$\approx16\pm6.8\%$減少し、銀河団の質量ハローが$\approx32\pm8.9\%$減少します。さらに、サブハローの除去により、クラスター質量ハローは、短軸と長軸の比$c/a$が$\approx12\pm4\%$増加するにつれて、より球状になる傾向があります。一方、天の川の質量はハローはほぼ同じ形状のままで、$c/a$が$\approx1.2\pm5.6\%$だけ変更されています。これらの各特性のわずかな変化は、主にハローシステムから除去された質量の量に依存し、程度は低いものの、質量の降着履歴に依存します。私たちの調査結果は、暗黒物質ハローの滑らかな成分の特性が、サブハローを含むハローの総質量に対して偏っていることを示しています。
アルマ望遠鏡が明らかにした5つの大質量原始星の化学的分化 -炭素鎖種、酸素・窒素複合有機分子-
| Title |
Chemical_Differentiation_around_Five_Massive_Protostars_Revealed_by_ALMA_-Carbon-Chain_Species,_Oxygen-/Nitrogen-Bearing_Complex_Organic_Molecules- |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Liton_Majumdar,_Paola_Caselli,_Shigehisa_Takakuwa,_Tien-Hao_Hsieh,_Masao_Saito,_Zhi-Yun_Li,_Kazuhito_Dobashi,_Tomomi_Shimoikura,_Fumitaka_Nakamura,_Jonathan_C._Tan,_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13873 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayBand3のデータを5つの巨大な若い恒星天体(MYSO)に向けて提示し、不飽和炭素鎖種と飽和複合有機分子(COM)との関係を調査します。HC$_{5}$N($J=35-34$)ラインが3つのMYSOから検出されました。ここで、窒素(N)を含むCOM(CH$_{2}$CHCNおよびCH$_{3})$CH$_{2}$CN)が検出されました。HC$_{5}$Nの空間分布はコンパクトな特徴を示し、300K付近の上部状態エネルギーを持つメタノール(CH$_{3}$OH)線と一致します。これは、ホットコアをトレースするはずです。ホット領域は、これらの分子線のない2つのMYSOと比較して、Nを含むCOMとHC$_{5}$Nが検出されたMYSOの周囲でより拡張されていますが、放射光度と温度に明確な違いはありません。ウォームアップ段階のあるホットコアモデルの化学シミュレーションを実行し、観測結果と比較します。観測されたHC$_{5}$NとCOMの存在量は、温度が160Kを超えるホットコア段階でモデルとよく一致しています。連鎖化学、および新しいタイプの炭素鎖化学がMYSO周辺の高温領域で発生します。
銀河進化におけるCOとH$_2$の存在量に及ぼすダスト粒径分布の影響
COとH$_2$の存在量の進化に対する銀河の粒子サイズ分布の影響をモデル化します。典型的な高密度雲におけるCOとH$_2$の形成と解離は、粒子サイズ分布と一致する方法でモデル化されています。粒子サイズ分布の進化は、銀河を1つのゾーンのオブジェクトとして扱いますが、星間物質(ISM)内のさまざまなダスト処理メカニズムを含む以前のモデルに基づいて計算されます。粉塵の表面積が粉砕によって増加すると、典型的な高密度の雲が完全に分子化される(H$_2$)ことがわかりますが、ISMでのダストの成長によるダストの存在量の増加は、COの存在量の大幅な増加に必要です。したがって、COからH$_2$への変換係数$X_\mathrm{CO}$の金属量依存性は、主にダストの成長によって引き起こされます。また、凝集と粉砕のバランスを司る高密度ガス分率を変化させることで銀河内の粒径分布の影響を調べ、粒径分布の違いが$X_\mathrm{CO}$に大きく影響することを明らかにしました。ダスト対ガス比は同じです。金属濃縮の速度を制御する星形成時間スケールは、CO存在量が急速に増加する(または$X_\mathrm{CO}$が低下する)金属量にも影響します。また、$X_\mathrm{CO}$のダストベースの式も提案しますが、その有用性を確立するにはさらなるテストが必要です。
JWSTによる最近の観測では、高い赤方偏移($z$)にある多数の大質量銀河が明らかになりました。これらの銀河の存在は、現在の$\Lambda$CDM宇宙論と矛盾しているように見えます。ここでは、高$z$で大規模な銀河をカウントする際に、宇宙分散、恒星質量推定の誤差、およびバックスプラッシュによる寄与の3つの原因からの不確実性を組み込むことによって、緊張を緩和する可能性を調査します。それぞれのソースが高質量端で累積星質量密度$\rho_*(>M_*)$を大幅に増加させることができ、それらを組み合わせることで密度を1桁以上高めることができることがわかりました。$\epsilon_*\sim0.5$の星形成効率を仮定すると、$z=8$にある最も巨大な銀河を除いて、宇宙分散だけで張力を$2\sigma$レベルにまで下げることができます。さらに、星の質量に幅0.3dexの対数正規分散を含めると、$z\sim7-10$で観測された星の質量密度を宇宙分散の$2\sigma$の範囲にすることができます。バックスプラッシュハローから除去されたガスも考慮すると、張力は完全に解消されます。私たちの結果は、まれなオブジェクトの観測データを解釈する際に不確実性を完全にモデル化することの重要性を強調しています。制約付きシミュレーションELUCIDを使用して、高$z$大質量銀河の子孫を調査します。これらの銀河のかなりの部分が、$z=0$で質量$M_{\rmhalo}>10^{13}h^{-1}M_\odot$の巨大なハローになってしまうことがわかりました。今日の$M_{\rmhalo}\geqslant10^{14.5}h^{-1}M_\odot$ハローの中心銀河の大部分は、$z\の大質量銀河で形成されたかなりの量の古代の星を含むと予測されているシム8ドル。この予測は、現在の大規模な銀河団の中心銀河の構造と星の数を調べることで検証できます。
DIVING$^\mathrm{3D}$ サーベイ - 銀河核のディープ IFS ビュー - III.サンプルの初期型銀河の核領域の解析
| Title |
The_DIVING$^\mathrm{3D}$_Survey_-_Deep_IFS_View_of_Nuclei_of_Galaxies_-_III._Analysis_of_the_nuclear_region_of_the_early-type_galaxies_of_the_sample |
| Authors |
T.V._Ricci,_J.E._Steiner,_R.B._Menezes,_K._Slodkowski_Clerici,_M.D._da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13899 |
DIVING$^\mathrm{3D}$プロジェクトから56の初期型銀河すべての核領域を分析しました。このプロジェクトは、B<12.0magで銀河緯度の南半球の170の銀河すべてを含む天体の統計的に完全なサンプルです。|b|<15$^{\circ}$.観測は、GeminiMulti-ObjectSpectrographのIntegralFieldUnitを使用して実行されました。天体の86$\pm$5%の原子核に輝線が検出されました。診断ダイアグラムは天体の52$\pm$7%をLINERまたはSeyfertsとして分類するために使用され、他の34$\pm$6%の銀河はスペクトルにH$\beta$または[OIII]線を含まず、弱い放射として分類されました。ラインオブジェクト。遷移天体はサンプルには見られません。これは、天体のデータキューブのシーイングが制限されているため、銀河の核を核周辺領域から分離し、HII領域からの汚染を回避できるためと考えられます。銀河の29$\pm$6%に広い線の領域が見られる。輝線核を持つ48の銀河のうち、41にAGNの兆候があります。一部の天体では、原子核に衝撃の兆候が見られます。レンズ状銀河は、楕円銀河よりも輝線を持つ可能性が高くなります。また、より明るい天体ほど[NII]/H$\alpha$比が高く、これは銀河の質量と金属量の関係に関連している可能性があります。私たちの結果をパロマーサーベイと直接比較すると、DIVING$^\mathrm{3D}$オブジェクトでは輝線とタイプ1AGNの検出率が高いことが示されます。これは、パロマーサーベイの観測よりも優れた空間分解能を持つ最新の機器を使用した結果です。
NGC 4490/85 における長い潮汐尾の高速な発見
| Title |
FAST_discovery_of_long_tidal_tails_in_NGC_4490/85 |
| Authors |
Yao_Liu,_Ming_Zhu,_Haiyang_Yu,_Mei_Ai1,_Peng_Jiang,_Siqi_Liu_and_Lixia_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13964 |
500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)によって検出された合体銀河ペアNGC4490/85内の100kpcHIテールの発見を報告します。潮汐尾は南と北の両方の方向に伸びており、VLA干渉計マップに基づいて以前に報告されたものよりもはるかに長くなっています。NGC4490/85は大きなガスエンベロープに囲まれており、スターバースト低金属量矮小銀河MAPS1231+42がガスエンベロープに接続されていることがわかり、銀河の相互作用がその中で激しい星形成を引き起こしたことを示しています。MAPS1231+42の金属量がNGC4490とNGC4485の2つの円盤の金属量よりも1桁低いという事実に基づいて、この銀河の近くのガスは原始的であり、銀河からのガス流入によるものである可能性があると推測します。銀河周回媒体(CGM)。また、近くの矮小銀河KK149を指しているコリメートされたガス成分も発見しました。これは、この銀河がNGC4490ペアとも相互作用している可能性があることを示唆しています。FASTからの新しいデータに基づいて、この合体システムにおける長い潮汐尾と拡張されたガスエンベロープの考えられる起源について説明します。
アンドロメダ座の惑星状星雲の調査 (M31) VI. M31内部ハロー下部構造の運動学と大合併シミュレーション予測との比較
| Title |
The_survey_of_planetary_nebulae_in_Andromeda_(M31)_VI._Kinematics_of_M31_inner-halo_substructures_and_comparison_with_major-merger_simulation_predictions |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Magda_Arnaboldi,_Francois_Hammer,_Yanbin_Yang,_Ortwin_Gerhard,_Nelson_Caldwell,_Kenneth_C._Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14151 |
M31は、特にG1クランプ、NEおよびWシェルフ、およびジャイアントストリーム(GS)など、その内側のハローにまだ存在する多くの下部構造から明らかなように、最近の激動の合併の歴史を経験しています。これら4つの下部構造の空間範囲全体をカバーする惑星状星雲(PNe)の視線速度(LOSV)測定値を提示します。さらに、データの解釈に役立つ大規模な合併(質量比=1:4)シミュレーションのサテライトおよびホスト恒星粒子の位相空間分布の予測を使用します。2つのシェルフとGSの測定されたPNLOSVは、赤色巨星分枝星のものと一致しています。それらの射影された半径対LOSV位相空間は、主要な合併と一致する単一のユニークなイベントでこれらの下部構造の形成を結び付けます。G1クランプは、M31ディスク($\rm\sigma_{LOS,PN}=27$kms$^{-1}$)と比較して動的に低温であることがわかります。これは、合併前のディスク材料と一致しています。このような構造はマイナーな合併(質量比$\sim$1:20)では形成されないため、M31での最近の主要な合併イベントの確実な証拠です。このシミュレーションはまた、M31の金属に富む内部ハローの観察と定性的に一致して、はね出された合体前の円盤物質から主にその場でハローが形成されることを予測しています。そのディスクの以前の結果と並置すると、M31は最近(2.5-4Gyr前)GSに沿って落下する衛星との「湿った」大規模な合併があり、合併前のディスクを加熱してM31のより厚いディスクを形成し、再構築したと結論付けます。M31薄型ディスク、および前述の内部ハロー下部構造の作成。
クエーサーの光学変動: ブラック ホールの質量とエディントン比によるスケーリングは、観測されたタイムスケールに依存します
| Title |
Optical_variability_in_Quasars:_Scaling_with_black_hole_mass_and_Eddington_ratio_depend_on_the_observed_timescales |
| Authors |
Patricia_Ar\'evalo,_Paulina_Lira,_Paula_S\'anchez-S\'aez,_Priyanjali_Patel,_Elena_L\'opez-Navas,_Eugene_Churazov,_Lorena_Hern\'andez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14228 |
クエーサーの放出は非常に変動が大きく、この変動性は超大質量ブラックホールへの降着プロセスを理解する手がかりを与えてくれます。変動特性は、降着するブラックホールの主な物理的特性、つまり質量と降着速度と相関すると予想できます。変動の相対的な振幅が降着率と反相関することが確立されています.ブラックホール質量への分散の依存性はとらえどころのないままであり、正、負、または相関がないことを含む矛盾する結果が報告されています.この作業では、これらの矛盾の鍵は、研究された変動性のタイムスケール(利用可能な光曲線の長さなど)にあることを示しています。さまざまな時間スケールと質量および降着率のビンで分散を分離することにより、ブラックホールの質量と分散の間に実際に負の相関があり、この反相関が短い時間スケールの変動に対してより強いことを示します。この動作は、すべてのクエーサーの普遍的な変動パワースペクトルの観点から説明できます。これは、低い時間周波数では分散が一定であり、特徴的な周波数$f_b$よりも高い周波数では連続的に低下する壊れたべき法則に似ています。ここで、$f_b$ブラックホールの質量と相関しています。さらに、ここで提示されたすべての分散結果を説明するには、このパワースペクトルの正規化が降着率と逆相関している必要があるだけでなく、短い時間スケールでのパワースペクトルの形状もこのパラメータに依存している必要があります。
Gaia DR3 データを使用した若い散開星団トランプラー 2 の分析
GaiaDR3の測光、天文、分光データを使用した散開星団トランプラー2の調査を紹介します。92個の星がクラスターのメンバーである可能性が高いと特定され、メンバーシップ確率は0.5を超えました。クラスタの平均固有運動成分は、($\mu_{\alpha}\cos\delta$,$\mu_{\delta}$)=($1.494\pm0.004$,$-5.386\pm0.005$として導出されます。)masyr$^{-1}$.Gaiaベースの色等級図を$z=0.0088$にスケーリングされたPARSEC等時線と比較することにより、年齢、距離モジュラス、および赤みが同時に$t=110\pm10$Myr、$\mu=10.027\pm0.149として推定されます。$magと$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})=0.452\pm0.019$magです。メンバーシップ確率が$P>0$の星に基づいて、星団の総質量は162$M/M_{\odot}$と推定されます。質量関数の勾配は、トランプラー2の$\Gamma=1.33\pm0.13$と導出されます。この値は、サルピーターの値とよく一致しています。銀河軌道解析は、トランプラー2が太陽円の外側で箱型のパターンで軌道を回っており、銀河の若い薄い円盤構成要素に属していることを示しています。
小マゼラン雲における星の下部構造の運動学
| Title |
Kinematics_of_stellar_substructures_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Dalal_El_Youssoufi,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Nikolay_Kacharov,_Cameron_P._M._Bell,_Gal_Matijevi\'c,_Kenji_Bekki,_Richard_de_Grijs,_Valentin_D._Ivanov,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14368 |
ヨーロッパ南天天文台のアーカイブから抽出した3700のスペクトルを使用して、小マゼラン雲の運動学的分析を提示します。ガイアと近赤外線測光からのデータを使用して、星の集団を選択し、銀河の前景星を破棄しました。サンプルには、ファイバーラージアレイ多波長分光器で観測された主系列星、赤色巨星分岐星、赤色塊星が含まれます。スペクトルには、6500から38000までの分解能lambda/Delta(lambda)があります。ペナルティ付きピクセルフィッティングルーチンを使用したフルスペクトルフィッティング法を採用することにより、動径速度を導き出します。銀河の平均視線速度は159+/-2km/sで、速度分散は33+/-2km/sです。私たちの速度は、同様の（若いまたは古い）恒星集団の文献推定と一致しています。大マゼラン雲との動的な相互作用の結果として、翼状構造と棒状構造の星の視線速度は異なります。超巨星と比較してバー内の若い主系列星の視線速度が高いのは、潮汐ストリッピングの影響をすでに受けたガスから約40Myr前に星が形成されたためである可能性があります。同様に、バーの北部にある若い主系列星は、25マイル前の顕著なエピソードに起因し、南部の星よりも高い視線速度を持っています。密度に対する北棒と南棒の間の半径方向の速度差も、巨大な星によって追跡されます。それらは、冷たいガスの研究と、銀河の伸縮/潮汐剥離を示す適切な運動によって裏付けられています。
コズミックウェブと銀河の特性の階層構造
| Title |
Hierarchical_structure_of_the_cosmic_web_and_galaxy_properties |
| Authors |
Mariana_Jaber,_Marius_Peper,_Wojciech_A._Hellwing,_Miguel_Angel_Aragon-Calvo,_Octavio_Valenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14387 |
空隙は非常に複雑な内部構造とダイナミクスを持っています。$N$ボディシミュレーションを使用して、コズミックウェブ(CW)に存在するサブ構造の階層的性質を研究します。SpineWebメソッドを使用して、CWをその主な構成要素であるボイド、壁、フィラメント、およびノードに完全に特徴付けます。内部のフィラメント構造を検出することにより、ボイドの内部組成を特徴付け、ボイド銀河の特性に対するこれの影響を調査することを目指しています。半分析的な銀河進化モデルを使用して、いくつかの銀河の特性に対するCWの影響を調査します。さまざまなCWコンポーネントに存在するハローの割合は、それらの質量の関数であることがわかります。質量が$10^{12}M_{\odot}/h$未満のハローの大部分は、ボイドとより高い質量のハローに存在します。主に壁に分布しています。同様に、星とハローの質量関係では、$10^{12}M_{\odot}/h$未満の質量のハローの環境依存性が観察され、最も密度の高い環境では星の質量分率が増加することが示されています。$10^{10}-10^{12}M_{\odot}/h$の質量範囲の最も密度の高い環境にある銀河では、スピンが小さくなります。最後に、$M_*<10^{10}M_{\odot}/h$.私たちの結果は、宇宙空隙が下部構造の複雑な内部ネットワークを持っていることを示しています。これにより、それらは銀河形成の複雑な環境になり、その内部で形成される選択された少数の銀河の特性と進化に独自の方法で影響を与えます.
静止矮星新星における渦巻き波による降着{\ae}
矮新星{\ae}および低質量X線連星では、潮汐ポテンシャルが降着円盤にらせん波を励起します。角運動量輸送メカニズムがまだ特定されていない静止円盤では、らせん波による降着が重要である可能性があります。以前の研究は、数値研究では非現実的な高温に、分析研究では特定の体制に限定されていました。マッハ数が100を超える静止円盤に適した低温領域での渦巻き波駆動降着の最初の数値シミュレーションを実行します。新しいGPU加速有限体積コードIdefixを使用して、降着円盤のグローバル流体力学2Dシミュレーションを生成します。dwarfnov{\ae}システムは、マッハ数が80から370の範囲の冷たい静止円盤の短いスケールの高さを捉えるのに十分な空間分解能を備えています。連星軌道の数十のタイムスケールでシミュレーションを実行すると、一時的な角運動量輸送が示されます。ディスクが初期状態から緩和するにつれて減衰します。角運動量パラメーター{\alpha}が値<<0.01に低下し、弱すぎて静止状態で降着を駆動できないことがわかりました。
チャンドラによって発見された銀河外のFXT候補 (2014-2022)
| Title |
Extragalactic_FXT_Candidates_Discovered_by_Chandra_(2014-2022) |
| Authors |
J._Quirola-V\'asquez,_F._E._Bauer,_P._G._Jonker,_W._N._Brandt,_G._Yang,_A._J._Levan,_Y._Q._Xue,_D._Eappachen,_E._Camacho,_M._E._Ravasio,_X._C._Zheng,_B._Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13795 |
銀河系外高速X線トランジェント(FXT)は、起源不明のX線光子の短い閃光であり、数分から数時間続きます。キロラらからの銀河系外FXTの検索を拡張します。2022年(ペーパーI;ChandraSourceCatalog2.0、CSC2の情報源に基づく)に基づいて、2014年から2022年までのChandraアーカイブデータをさらに進めます。CSC2で採用されている方法と同様の方法を使用してX線データを抽出し、論文Iと同じ検索基準を適用します。1$\times$10$^{-13}$から1$\times$10$^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$および$T_{90}$の値は0.3から12.1ksまで。このFXTのサンプルには、0.7から1.8の間の赤方偏移がある可能性があります。3つのFXT候補は、プラトー(${\approx}$1-3ksの持続時間)を伴う光度曲線を示し、その後にべき乗則の減衰とX線スペクトルの軟化が続きます。新しく拡張されたソースリスト(論文Iとこの研究から既知の赤方偏移を持つ8つのFXT)に照らして、論文Iで導き出されたイベントスカイレートを更新し、36.9$_{-8.3}^{+9.7}$deg$を見つけました。${\gtrsim}$1${\times}$10$^{-13}$ergcm$^{-2}の極限フラックスに対する銀河系外サンプルの^{-2}$yr$^{-1}$$s$^{-1}$、最初のFXTX線光度関数を計算し、FXTと他の過渡クラスの体積密度率を比較します。最新のチャンドラが検出した銀河系外FXT候補は、チャンドラのサンプル全体を$\sim$50%押し上げ、可能性のある前駆体の同様の多様性を持っているようです。
ブレーザー ジェットにおける陽子シンクロトロン放射の再検討: X 線から $\gamma$ 線バンドへの寄与の可能性
| Title |
Revisiting_the_proton_synchrotron_radiation_in_blazar_jets:_Possible_contributions_from_X-ray_to_$\gamma$-ray_bands |
| Authors |
Rui_Xue,_Shao-Teng_Huang,_Hu-Bing_Xiao_and_Ze-Rui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13893 |
陽子シンクロトロン放射は、時にブレーザーの高エネルギー放出の起源と考えられています。ただし、極端な物理パラメータが必要になることがよくあります。この作業では、ブレーザージェットのkeV、GeV、および超高エネルギー放出に適合するように陽子シンクロトロン放射を適用する際のパラメーター空間を研究するための分析方法を提案します。陽子シンクロトロン放射は、基本的な観測や理論に違反することなく、数十GeVを超えてピークに達したときに、高エネルギーのこぶに適合できることがわかりました。GeV帯付近にピークを持つ高エネルギーのこぶには、超エディントンジェットのパワーや非常に強い磁場などの極端なパラメーターが必要です。keVバンド付近でピークに達した高エネルギーのこぶの場合、許容できるパラメータ空間が見つかるかどうかは、オブジェクトのkeV光度に依存します。
非線形次元削減手法を使用した FRB スペクトログラムの分類
高速電波バースト(FRB)は神秘的な天文現象であり、複数のタイプで構成されているかどうかはまだ不明です。この研究では、2つの非線形次元削減アルゴリズム-一様多様体近似および射影(UMAP)とt分布の確率的近隣埋め込み(t-SNE)-を使用して、FRB内の明らかに非リピーターからリピーターを区別します。最初のカナダ水素強度マッピング実験(CHIME)FRBカタログに基づいて、これら2つの方法は、それぞれ594のサブバーストと535のFRBのサンプルからの標準化されたパラメーターデータと画像データに適用されます。どちらの方法でも、リピータと明らかに非リピータを区別できます。画像データを使用するUMAPアルゴリズムは、より正確な結果を生成し、よりモデルに依存しない方法です。私たちの結果は、一般的にリピータークラスターは狭帯域になる傾向があることを示しています。これは、リピーターと明らかに非リピーターの間のバースト形態の違いを意味します。また、UMAP予測を6つの新しいリピータのCHIME/FRB発見と比較したところ、パフォーマンスは1つの異常値を除いて全体的に良好でした。最後に、FRBのより大規模で完全なサンプルの必要性を強調します。
SRG/eROSITA 全天サーベイで有望な孤立中性子星候補を 2 つ発見
| Title |
Discovery_of_two_promising_isolated_neutron_star_candidates_in_the_SRG/eROSITA_All-Sky_Survey |
| Authors |
J._Kurpas,_A._D._Schwope,_A._M._Pires,_F._Haberl_and_D._A._H._Buckley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14066 |
孤立した中性子星(INS)候補eRASSUJ065715.3+260428およびeRASSUJ131716.9-402647の発見を、スペクトルレントゲンガンマ(SRG)eROSITA全天調査から報告します。軟X線放射とカタログ化された対応物がないために選択された両方のオブジェクトは、最近、大型双眼鏡望遠鏡と南アフリカの大型望遠鏡でターゲットにされました.深い光学限界(25mag,5$\sigma$)まで対応するものが存在せず、その結果、両方のケースでX線対光束比が大きいことは、INSの性質を強く示唆しています。両方のソースのX線スペクトルは、単純な吸収黒体によって適切に記述されますが、他の熱モデルおよび非熱モデル(たとえば、ホットプラズマ放出スペクトルまたはべき乗則)は、スペクトル解析によって不利になります。現在の観測限界内で、INSの冷却に予想されるように、調査の最初の2年間で有意な変動($>2\sigma$)は確認されていません。今後の専用のフォローアップ観察は、候補者の性質を確認するのに役立ちます.
外銀河のX線連星
通常の銀河のX線の出現は、主に中性子星または恒星質量ブラックホールへの降着を動力源とするX線連星によって決定されます。それらの人口は、ホスト銀河の星形成率と星の質量に比例し、それらのX線光度分布は、星形成銀河と受動銀河の間で大きな違いを示しています。どちらの事実も、高質量Xと低質量Xの間の二分法の結果です。-rayバイナリ。金属性、IMFと星の年齢の依存関係、および動的な形成チャネルにより、この図は複雑になります。星形成銀河で観測された大質量X線連星の数は、大質量星が寿命を迎えると降着を利用したX線源になる可能性が非常に高いことを示しています。これは、宇宙X線背景放射に対するX線連星の予想外に高い寄与($\sim10\%$のオーダー)を説明しています。これは主に、適度な赤方偏移に位置するかすかな星形成銀河のX線放射によるものです。CXBの未解決の部分。$L_X-{\rmSFR}$関係の宇宙論的進化は、大質量X線連星を、初期宇宙における銀河間媒体の(予)加熱における潜在的に重要な要因にすることができます。
近くの巨大分子雲における宇宙線密度変動
この論文では、近くにある3つの巨大分子雲(GMC)、すなわちR~CrA、Chamaeleon、Lupusに対する12年間のFermiLATガンマ線データを分析しました。プランクダストの不透明度マップとガイア絶滅マップを使用して、これらの領域のガス柱密度を調整しました。ガンマ線観測とガス柱密度マップの両方を使用して、3つのGMCの宇宙線密度を導き出しました。得られたCRスペクトルはほぼ同じ形状ですが、正規化が大きく異なることがわかりました。これは、太陽系付近のCRの分布が不均一であることを反映している可能性があります。
宇宙からのバースト: MeerKAT - 共生無線トランジェントに特化した最初の市民科学プロジェクト
| Title |
Bursts_from_Space:_MeerKAT_-_The_first_citizen_science_project_dedicated_to_commensal_radio_transients |
| Authors |
Alex_Andersson,_Chris_Lintott,_Rob_Fender,_Joe_Bright,_Francesco_Carotenuto,_Laura_Driessen,_Mathilde_Espinasse,_Kelebogile_Gaseahalwe,_Ian_Heywood,_Alexander_J._van_der_Horst,_Sara_Motta,_Lauren_Rhodes,_Evangelia_Tremou,_David_R._A._Williams,_Patrick_Woudt,_Xian_Zhang,_Steven_Bloemen,_Paul_Groot,_Paul_Vreeswijk,_Stefano_Giarratana,_Payaswini_Saikia,_Jonas_Andersson,_Lizzeth_Ruiz_Arroyo,_Lo\"ic_Baert,_Matthew_Baumann,_Wilfried_Domainko,_Thorsten_Eschweiler,_Tim_Forsythe,_Sauro_Gaudenzi,_Rachel_Ann_Grenier,_Davide_Iannone,_Karla_Lahoz,_Kyle_J._Melville,_Marianne_De_Sousa_Nascimento,_Leticia_Navarro,_Sai_Parthasarathi,_Piilonen,_Najma_Rahman,_Jeffrey_Smith,_B._Stewart,_Newton_Temoke,_Chloe_Tworek_and_Isabelle_Whittle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14157 |
最新世代の電波望遠鏡は、高い感度とリズムで広い領域を調査することができ、一時的な空をよりよく理解するための新しい方法を必要とする大量のデータを生成します。ここでは、毎週のリズムでMeerKAT望遠鏡からのデータを使用して、共生電波過渡現象に特化した最初の市民科学プロジェクトの結果について説明します。宇宙からのバースト:MeerKATは2021年後半に開始され、3か月で1,000人を超えるボランティアから最大89,000の分類を受けました。私たちのボランティアは、142の新しい可変ソースを発見しました。これにより、以前の研究と同様に、サンプリングされたケイデンスと感度で、無線ソースの少なくとも2.1%が1.28GHzで変化していると見積もることができました。これらのソースの完全なカタログを提供します。これは、これまでで最大の候補電波変数です。アーカイブ対応物で見つかった一時的なソースには、既知の恒星フレアとX線連星ジェットの観測に加えて、パルサー(B1845-01)とOHメーザー星(OH30.1-0.7)が含まれます。MeerLICHT光学望遠鏡からのデータは、シンチレーションによって引き起こされる長い時間スケールの変動性の推定とともに、新しい変数の大部分が活動銀河核であることを示唆しています。これは、市民科学者が数週間から数年までの時間スケールで変化する現象を発見できることを示しています。ボランティアの関与と科学的メリットの両方の点での成功は、プロジェクトの継続的な開発を保証しますが、ボランティアからの分類を使用して、過渡現象を見つけるための機械学習技術を開発します。
チャンドラによる高解像度過剰分散分光法による白鳥座 X-1 の恒星風変動
| Title |
Stellar_wind_variability_in_Cygnus_X-1_from_high-resolution_excess_variance_spectroscopy_with_Chandra |
| Authors |
Lucia_K._H\"arer,_Michael_L._Parker,_Ileyk_El_Mellah,_Victoria_Grinberg,_Ralf_Ballhausen,_Zsofi_Igo,_Amy_Joyce,_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14201 |
大質量星の恒星風は、紫外線光子の線吸収によって駆動されることが知られています。これは、不安定になりやすいメカニズムであり、風が塊状になります。塊状の構造は、風の質量損失の見積もりを妨げ、大規模な星の進化の理解を制限します。風の構造は、大質量X線連星(HMXB)システムの降着にも影響を与えます。風によるX線吸収の波長依存性を解析し、その構造を調べます。このようなアプローチは、コンパクトなオブジェクトがX線バックライトとして機能するHMXBで可能です。上位結合と下位結合で取得したデータを分析することにより、風のさまざまな部分を調べます。過剰分散分光法を適用して、低/ハードスペクトル状態でのHMXBシグナスX-1の波長依存軟X線変動を調べます。過剰分散分光法は、波長の関数として統計的ノイズを超えるオブジェクトの変動を定量化し、個々のスペクトル線の変動を調べることができます。最初の研究の1つとして、この手法をChandraが提供する高解像度グレーティングスペクトルに適用し、さまざまな系統的効果を説明します。周波数依存性は、時間ビニングを変更することによって調査されます。過剰な分散で観察される強い軌道位相依存性は、塊状の風の単純なモデルによって予測される柱密度の変動と一致しています。同じデータセットの以前の分光学的分析によって見つかったスペクトルの特徴を使用して、変動性の増加のスパイクを識別します。シリコンライン領域では、変動パワーが低周波数に向かって再分配され、大きな塊でのライン変動の増加を示唆しています。次の10年以内に開始される予定のマイクロカロリメトリーミッションの見通しでは、過剰な分散スペクトルは、風の構造を制約するための有望なアプローチを提示します。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる AGN の変動性の調査
| Title |
Probing_AGN_variability_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
F._Cangemi,_T._Hovatta,_E._Lindfors,_M._Cerruti,_J._Becerra-Gonzalez,_J._Biteau,_C._Boisson,_M._B\"ottcher,_E._de_Gouveia_Dal_Pino,_D._Dorner,_G._Grolleron,_J.-P._Lenain,_M._Manganaro,_W._Max-Moerbeck,_P._Morris,_K._Nilsson,_L._Passos_Reis,_P._Romano,_O._Sergijenko,_F._Tavecchio,_S._Vercellone,_S._Wagner_and_M._Zacharias_(for_the_Cherenkov_Telescope_Array_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14208 |
活動銀河核によって打ち上げられた相対論的ジェットは、宇宙で最も強力な粒子加速器の1つです。これらの相対論的ジェットの電磁スペクトル全体にわたる放出は、数分未満から数年までの変動スケールで非常に変動する可能性があります。これらの変動パターンは非常に複雑になる可能性があり、粒子の加速プロセスと放出領域に関する情報が含まれています。その感度のおかげで、現在の世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡よりもエネルギーに応じて5～20倍優れているため、チェレンコフ望遠鏡アレイは、これらの天体からの放射を非常に正確な時間サンプリングと広いスペクトルにわたって追跡することができます。20GeVから>20TeVまでをカバーし、これらの天体で働いている加速プロセスの性質を明らかにします。最先端の粒子加速モデルに基づいて、ライトカーブシミュレーションの最初の結果と、CTAによって観察されるAGNの長期的な挙動を示します。
低光度 AGN - M81* の長期光度曲線における X 線フレア
近くの銀河の中心にあるほとんどの活動銀河核(AGN)には、超大質量ブラックホールがあり、熱い降着流または放射的に非効率な降着流を介してエディントン以下の速度で降着し、効率的にジェットを生成します。電波およびX線フレアとM81*からのノット放出との関連は、ジェットの物理パラメータを制約するために、これらのフレア中の多波長スペクトルエネルギー分布をモデル化するよう促します。さらに、利用可能なデータでフレアを特定し、それらの期間中のジェットパラメーターを制約するために、X線で長期的な光度曲線を作成します。ジェット活動は、短い時間スケールと長い時間スケールで変化する可能性があり、異なる周波数帯域でフレアを生成する可能性があります。静止状態とフレア状態の間の電波からX線へのスペクトルエネルギー分布は、単一ゾーンからの相対論的電子のシンクロトロン放出によって十分に説明されることがわかりました。さまざまな状態でのジェットパラメータの値の変化が示され、高シンクロトロンピークブレーザーと比較されます。
GRB 221009A 浅角構造ジェットからの残光
非常に明るいガンマ線バースト(GRB)の残光は、超相対論的ジェットが閉じ込め媒体から出た後の角度構造を明らかにすることができます。長く柔らかいGRB内の祖先の恒星エンベロープ。これらのジェットは(半開き角$\theta_c$の)狭いコアを持っているように見えます。それを超えると、ジェットの対称軸$E_{k,\から角度$\theta$のべき乗則として運動エネルギーが低下します。rmiso}(\theta)\propto[1+(\theta/\theta_c)^2]^{-a/2}$.べき乗指数$a$は、衝撃を受けたジェットと閉じ込め媒体との間の混合量を反映します。これは、ジェットの初期磁化に依存します。弱く磁化された噴流はかなりの混合を受け、浅い($a\lesssim2$)角度プロファイルにつながります。ここでは、GRB221009Aの精巧な多波帯残光観測を使用して、前方衝撃と後方衝撃の両方を説明する動的モデルを使用してジェットの角度構造を制約し、べき法則の外部密度半径方向プロファイル$n_{\rm{}ext}\propto{}R^{-k}$.光束とX線フラックスを支配する前方衝撃放出と、電波の残光を生成する後方衝撃放出の両方に、狭いコア($\theta_c\approx0.021$)と浅い角度構造を持つジェットが必要です。($a\approx0.8$)膨張して星風($k\approx2$)になる。さらに、相対論的なべき法則エネルギー分布を形成する衝撃加熱電子の割合は、両方の衝撃で$\xi_e\approx10^{-2}$に制限されます。
IDEFIX: 天体物理の流れのための汎用性の高い、パフォーマンスと移植性の高いゴドゥノフ コード
| Title |
IDEFIX:_a_versatile_performance-portable_Godunov_code_for_astrophysical_flows |
| Authors |
G._R._J._Lesur,_S._Baghdadi,_G._Wafflard-Fernandez,_J._Mauxion,_C._M._T._Robert_and_M._Van_den_Bossche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13746 |
現在利用可能になっているエクサスケールスーパーコンピューターは、グラフィックスプロセッシングユニット(GPU)などのアクセラレーターを含む、エネルギー効率の高いハイブリッドアーキテクチャーに依存しています。これらのマシンの計算能力を活用することは、多くの場合、新しいアーキテクチャが利用可能になるたびに数値ツールを大幅に書き直すことを意味します。これらの問題に対処するために、Idefixを提示します。Idefixは、Kokkosメタプログラミングライブラリに依存する天体物理学フローの新しいコードであり、ユーザーにとってコードを可能な限りシンプルに保ちながら、さまざまなアーキテクチャでのパフォーマンスの移植性を保証します。Idefixは、さまざまなグリッドジオメトリで非相対論的なHDおよびMHD方程式を解くゴドゥノフ有限体積法に基づいています。Idefixには、さまざまなソルバーといくつかの追加モジュール(制約付き輸送、軌道移流、非理想MHD)が含まれており、ユーザーは複雑な天体物理学の問題に対処できます。Idefixは、IntelおよびAMDCPU(TGCCのIrene-Romeで最大131072CPUコア)、およびNVidiaおよびAMDGPU(CINESでAdastraで最大1024GPU)で正常にテストされています。Idefixは、単一のNVidiaV100GPUでMHDで1e8セル/秒以上を達成し、256Adastraノード(1024GPU)で3e11セル/秒を95%の並列化効率(単一ノードと比較)で達成します。同じ問題に対して、IntelCascadeLakeCPUと比較して、IdefixはGPUで最大6倍のエネルギー効率を発揮します。Idefixは現在、さまざまな天体物理学および流体力学アプリケーションで使用できる成熟したエクサスケール対応のオープンソースコードです。
高度 23 km における大気の純回転ラマン スペクトルと回転振動ラマン スペクトル
| Title |
The_pure-rotational_and_rotational-vibrational_Raman_spectrum_of_the_atmosphere_at_an_altitude_of_23_km |
| Authors |
F.P.A._Vogt,_A._Mehner,_P._Figueira,_S._Yu,_F._Kerber,_T._Pfrommer,_W._Hackenberg,_D._Bonaccini_Calia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13747 |
レーザーガイド星系によってサポートされている、またはその付近で行われている地上の光学天文観測は、ラマン散乱レーザー光子によって汚染される可能性があります。この自発汚染の影響を予測、緩和、および修正するには、大気中の分子の純粋な回転および回転振動スペクトルに関する詳細な知識が必要です。解像度$\lambda/\Delta\lambda\cong140'000\approx0.12$でESPRESSOスペクトログラフを使用して取得した、パラナル天文台の4LGSFの589nm$\approx$509THzナトリウムレーザービームの深さ15.3時間の合成スペクトルを提示します。cm$^{-1}$、平均海抜23kmの高度。[3770;7900]{\AA}$\approx$[+9540;-4315]cm$^{-1}$、相対強度は~5桁に及びます。これらの線は、14N14N、14N15N、16O16O、16O17O、16O18O、および12C16O16Oなどの同位体を含む、乾燥した空気の最も豊富な分子に関連付けられています。これらの観測の信号対雑音比は、プロの天文台が、天文データのラマン線を予測/修正/活用する目的で、結果として得られるラマン線のカタログを網羅的(検出された分子について、観測されたラマンシフト範囲にわたって)として扱うことができることを意味します。.私たちの観測では、4LGSFの4つのレーザーユニットがすべて同じ中心波長でレーザーを発振するわけではないことも明らかになりました。[...][測定された]オフセット[...]は、観測された4LGSFスペクトル安定性($\pm$3MHz)よりも数時間にわたって大きくなっています。これらは、人工レーザーガイド星を作成するための運用要件の範囲内にとどまっていますが、必要なレベルの10m/sでのESPRESSOの視線速度精度の評価を妨げています。全体として、私たちの観察は、プロの天文台がラマン線を非常に正確なオンスカイ波長基準としてどのように利用できるかを示しています。
複雑で長寿命の科学ソフトウェアの設計
ソフトウェアは大規模な科学の重要な側面であり、科学的発見を行うために不可欠な機能を提供します。大規模な科学プロジェクトの範囲は広大で、寿命は数十年単位で測定され、費用は数億ドルを超えます。その期間、その規模で存在できるソフトウェアをうまく設計することは、最も有能なソフトウェア企業にとっても困難です。しかし、科学的な取り組みは、資金調達、人員配置、および複雑で十分に理解されていないソフトウェア環境での運用に関する課題に直面しています。この論文では、平方キロメートルアレイ天文台の科学データプロセッサにおける初期段階のソフトウェアアーキテクチャの実践について説明します。ScienceDataProcessorは、この次世代電波天文学機器の重要なソフトウェアコンポーネントです。ソフトウェアアーキテクチャの分析と設計のための既存の一連のプロセスを、このプロジェクト固有の状況に合わせてカスタマイズしました。その結果である一連の包括的なソフトウェアアーキテクチャ計画について報告します。この計画は、外部の利害関係者との重要な設計レビューで建設承認を得るために使用されました。潜在的なリスクと軽減策を含む、科学分野の他の長寿命ソフトウェアアーキテクチャへの影響をまとめます。
第 3 世代検出器による強力なレンズ重力波の特定
機器のネットワークによるGW信号の共同検出は、より高い信号対雑音比（SNR）で微弱で遠いGW信号の検出能力を高めます。これにより、特にレンズ付きGWの検出能力も向上する可能性があります。第3世代の検出器。アインシュタイン望遠鏡(ET)とコズミックエクスプローラー(CE)。ただし、強いレンズ重力波(SLGWs)を特定することは依然として困難です。この記事では、3G検出器の識別能力に焦点を当てます。SLGW信号のSNR分布を予測および分析し、ETだけで検出されたSLGWペアの50.6\%のみがレンズベイズ係数(LBF)によって識別できることを証明します。これは現在SLGWを識別する一般的な方法です。CE\&ETネットワークによって検出されたSLGWペアの場合、空間分解能が優れているため、この数値は87.3\%に上昇します。さらに、SNRとLBFの間のおおよその分析関係が得られます。SLGWを識別するための明確なSNR制限を与え、3G検出ネットワークで識別できる銀河規模のレンズ付きGWの予想される年間検出率を推定します。
メインスペースGW検出器の感度曲線の最適TDI2.0
時間遅延干渉法(TDI)は、宇宙ベースの重力波検出器にとって重要な技術です。以前の研究では、第一世代の最適なTDI構成が特定されています。この研究では、代数的アプローチ理論を使用してTDI空間を記述し、信号対雑音比(SNR)を最大化する方法を採用して、第2世代の最適なTDIの組み合わせを導き出しました。この組み合わせを感度曲線で使用すると、マイケルソンの組み合わせと比較して、低周波領域で最大1.91倍、高周波領域で2～3.5倍の増強が観察されました。さらに、検出器インデックスの変化は、最適化効果に大きく影響します。また、いくつかの低周波重力波源の検出シナリオも提示します。第1世代のTDI最適化と比較して、検証二重白色矮星(DWD)のSNR値とDWDの検出率が16.5%向上します。
アポダイジング フェーズ プレート コロナグラフィック データへの時間系統モデルの適用: TRAP4vAPP
| Title |
Applying_a_temporal_systematics_model_to_vector_Apodizing_Phase_Plate_coronagraphic_data:_TRAP4vAPP |
| Authors |
Pengyu_Liu,_Alexander_J._Bohn,_David_S._Doelman,_Ben_J._Sutlieff,_Matthias_Samland,_Matthew_A._Kenworthy,_Frans_Snik,_Jayne_L._Birkby,_Beth_A._Biller,_Jared_R._Males,_Katie_M._Morzinski,_Laird_M._Close,_and_Gilles_P._P._L._Otten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14063 |
ベクトルアポダイジングフェーズプレート(vAPP)は、点広がり関数(PSF)にダークホールを形成することで星の光を抑制する瞳面コロナグラフです。このコロナグラフによって適用される位相変調から生じる型破りで非軸対称のPSFは、後処理技術に特別な課題を提示します。最近開発された後処理アルゴリズム、惑星の時間参照分析(TRAP)をvAPPコロナグラフィックデータに実装することを目指しています。非ローカルトレーニングピクセルを使用するTRAPの特性は、vAPPの型にはまらないPSFと組み合わされており、システマティックノイズをモデル化するために参照ピクセルを選択する際に、以前の空間アルゴリズムよりも柔軟性が高くなります。2種類のvAPPからのデータセットが分析されます。単一の対称PSFを生成する二重格子vAPP(dgvAPP360)と、2つのD字型PSFを生成する格子vAPP(gvAPP180)です。参照ピクセルを選択して、TRAPで一時的な系統的ノイズモデルを構築する方法を探ります。次に、TRAPのパフォーマンスを、これらのデータセットのコンパニオン検出で最高の信号対雑音比(S/N)を生成した以前に実装されたアルゴリズムと比較します。2つのD字型PSF間のシステマティックノイズは、予想されるほど時間的に関連付けられていないことがわかります。逆に言えば、同じPSF内のダークホールとブライトサイドによって共有される、かなりの数の体系的なノイズソースが依然として存在します。TRAPを使用してdgvAPP360データセットまたはgvAPP180データセットを縮小する場合は、同じPSFから参照ピクセルを選択する必要があります。これらのデータセットでは、TRAPは以前の最良の検出と一致する結果を達成し、gvAPP180データセットのS/Nが向上しています。
機械学習モデルを適用して測光調査から M 型矮星のスペクトル サブタイプを特定
| Title |
Applied_Machine-Learning_Models_to_Identify_Spectral_Sub-Types_of_M_Dwarfs_from_Photometric_Surveys |
| Authors |
Sirinrat_Sithajan_and_Sukanya_Meethong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14113 |
M型矮星は、太陽系近傍で最も数の多い恒星であり、ハビタブルゾーンにある岩石惑星を探すための主要なターゲットです。その結果、これらの星の詳細な特徴付けが求められています。スペクトルサブタイプは特性評価に使用されるパラメータの1つであり、従来は観測されたスペクトルから導出されていました。ただし、M型矮星のスペクトルを取得するには、観測時間とリソースの点で費用がかかります。K最近傍(KNN)、ランダムフォレスト(RF)、確率的ランダムフォレスト(PRF)、多層パーセプトロン(MLP)の4つの機械学習(ML)モデルのパフォーマンスを調べ、Mは、光学および近赤外線で広帯域測光を展開することにより、大規模に矮小化します。SloanDigitalSkySurveyDataRelease(SDSS)7から分光学的に識別されたM矮星と、SDSS、2ミクロン全天調査、および広視野赤外線から導出された測光色を使用して、MLモデルをトレーニングしました。調査エクスプローラー。RF、PRF、およびMLPは同等の予測精度(74%)を提供することがわかりましたが、KNNはわずかに低い精度(71%)を提供します。また、これらのモデルがM型矮星のスペクトルサブタイプを+/-1サブタイプ内で最大99%の精度で予測できることもわかりました。予測に最も役立つ5つの特徴は、r-z、r-i、r-J、r-H、およびg-zであるため、すべてのSDSSバンドでデータが不足していると、予測精度が大幅に低下します。ただし、rとiの大きさが利用できる場合、70%を超える精度を達成できます。この研究の星は近くにあるため(星の95%でd~1300pc)、塵の絶滅は予測精度を3%だけ低下させる可能性があります。最後に、最適化されたRFモデルを使用して、TESSのクールドワーフターゲットのカタログからMドワーフのスペクトルサブタイプを予測し、最適化されたRFモデルを公開しました。
| Title |
High-contrast_detection_of_exoplanets_with_a_kernel-nuller_at_the_VLTI |
| Authors |
Peter_Marley_Chingaipe,_Frantz_Martinache,_Nick_Cvetojevic,_Roxanne_Ligi,_David_Mary,_Mamadou_N'Diaye,_Denis_Defrere,_Michael_J._Ireland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14193 |
コンテキスト:直接イメージングへの従来のアプローチは、極端な適応光学による波面補正を備えた単一開口コロナグラフの使用でした。このようなシステムは、数{\lambda}/Dの内部作業(IWA)を超えて観察することに制限されています。2つ以上のアパーチャを使用したヌリング干渉法により、正式な回折限界以上の分離でコンパニオンを検出できます。目的:この論文では、超大型望遠鏡干渉計(VLTI)の主要な高コントラストイメージングモードとして、カーネルナラーの天体物理学的な可能性を評価します。方法:地球の自転によって引き起こされるベースライン投影効果を考慮することにより、時間の関数としてナラーの応答に多様性を導入します。この応答は、透過マップによって表されます。また、カーネル出力からコンパニオンのアストロメトリックパラメータを抽出できるかどうかも判断します。これは、カーネルナラーの主要な意図された観測可能な量です。次に、系外惑星を発見するための可能な観測プログラムの特徴についてコメントします。結果:生のヌラー出力とその後のカーネル出力の両方の透過マップを提示します。カーネルヌラーのプロパティをさらに調べるために、カーネル出力の絶対値のマップを導入します。また、VLTIの焦点でカーネルナラーを使用して系外惑星を直接検出するための38のターゲットを特定します。結論:フリンジ追跡残差を減らすVLTIインフラストラクチャの継続的なアップグレードにより、カーネルナラーは、視線速度とトランジット方法がより敏感な、10AU未満の分離で若い巨大な太陽系外惑星の検出を可能にします。
Hydra I: 拡張可能なマルチ ソース ファインダー比較およびカタログ作成ツール
| Title |
Hydra_I:_An_extensible_multi-source-finder_comparison_and_cataloguing_tool |
| Authors |
M._M._Boyce,_A._M._Hopkins,_S._Riggi,_L._Rudnick,_M._Ramsay,_C._L._Hale,_J._Marvil,_M._Whiting,_P._Venkataraman,_C._P._O'Dea,_S._A._Baum,_Y._A._Gordon,_A._N._Vantyghem,_M._Dionyssiou,_H._Andernach,_J._D._Collier,_J._English,_B._S._Koribalski,_D._Leahy,_M._J._Micha{\l}owski,_S._Safi-Harb,_M._Vaccari,_E._Alexander,_M._Cowley,_A._D._Kapinska,_A._S._G._Robotham,_H._Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14355 |
現在、最新世代の電波調査では、何百万もの電波源を含む天空調査画像が作成されています。これに関連して、無線画像ソースファインダ(SF)ソフトウェアのパフォーマンスを理解し、ソース検出機能を最適化するアプローチを特定することが強く望まれます。Hydraは、さまざまなSFを比較および評価するために使用できる、拡張可能なマルチSFおよびカタログ作成ツールとなるように作成されました。Hydraには、現在Aegean、Caesar、ProFound、PyBDSF、およびSelavyのSFが含まれており、コンテナー化および構成ファイルを通じて新しいSFを追加できます。SF入力のRMSノイズと島のパラメーターは、SF間の比較を可能にするために、90\%の「実際の検出のパーセンテージ」しきい値(実際の画像と反転した画像の検出の差から計算)に最適化されています。Hydraは、観察された深い($\mathcal{D}$)画像と生成された浅い($\mathcal{S}$)画像、およびその他の統計を通じて、完全性と信頼性の診断を提供します。さらに、完全性や信頼性のS/Nビンなど、さまざまな選択フィルターを介して残像を比較するための目視検査ツールを備えています。このツールを使用すると、ユーザーは、目的のSFまたはその組み合わせを選択するために、さまざまなSFを簡単に比較および評価できます。このホワイトペーパーは、2部構成のシリーズの第1部です。この論文では、Hydraソフトウェアスイートを紹介し、シミュレートされたデータを使用してその$\mathcal{D/S}$メトリックを検証します。付属の論文では、シミュレートされた画像と実際の画像の両方を使用してSFのパフォーマンスを比較することにより、Hydraの有用性を示しています。
Hydra II: Aegean、Caesar、ProFound、PyBDSF、および Selavy ソース ファインダーのキャラクタリゼーション
| Title |
Hydra_II:_Characterisation_of_Aegean,_Caesar,_ProFound,_PyBDSF,_and_Selavy_source_finders |
| Authors |
M._M._Boyce,_A._M._Hopkins,_S._Riggi,_L._Rudnick,_M._Ramsay,_C._L._Hale,_J._Marvil,_M._Whiting,_P._Venkataraman,_C._P._O'Dea,_S._A._Baum,_Y._A._Gordon,_A._N._Vantyghem,_M._Dionyssiou,_H._Andernach,_J._D._Collier,_J._English,_B._S._Koribalski,_D._Leahy,_M._J._Micha{\l}owski,_S._Safi-Harb,_M._Vaccari,_E._Alexander,_M._Cowley,_A._D._Kapinska,_A._S._G._Robotham,_H._Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14357 |
Hydraと呼ばれる新しいソフトウェアツールを使用して、選択したソースファインダーのパフォーマンスを比較します。関連論文のPaper~Iでは、Hydraツールを紹介し、シミュレートされたデータを使用してそのパフォーマンスを実証しました。ここでは、Hydraを適用して、EvolutionaryMapoftheUniverse(EMU)PilotSurveyから取得した実際の観測データを分析することにより、さまざまなソースファインダーのパフォーマンスを評価します。EMUは広視野無線連続測量であり、その主な目標は、深部($20\mu$Jy/ビームRMSノイズ)、中角度分解能($15^{\prime\prime}$)、1\,GHzの測量を行うことです。赤緯$+30^{\circ}$の南の空全体で、最大4,000万のソースを検出してカタログ化することを期待しています。主なEMU調査が2022年に開始される予定であるため、電波画像ソースファインダソフトウェアのパフォーマンスを理解し、ソース検出機能を最適化するアプローチを特定することが非常に望まれます。Hydraは、このプロセスを改良し、複数のソースファインダーからさまざまなメトリックとソース検索データ製品を提供するために開発されました。ここでテストした5つのソースファインダーの性能を、完全性と信頼性の統計、磁束密度とソースサイズの測定、およびケーススタディの調査の観点から提示して、ファインダー固有の制限を強調します。
KIC 9832227 の外部コンパニオンのスペックル検索
KIC9832227のGemini-N/'Alopekeスペックル観測結果を提示します。この系は、もともと赤い新星になると予測されていました。回折限界の観測では、系の周期変化の原因となる可能性のある11～678AUの外側の伴星は見つかりませんでした。
進化した CV のナトリウム強化
| Title |
Sodium_enhancement_in_evolved_CVs |
| Authors |
Natsuko_Yamaguchi,_Kareem_El-Badry,_Antonio_C._Rodriguez,_Maude_Gull,_Benjamin_R._Roulston,_Zachary_P._Vanderbosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13750 |
21の激変変数(CV)の追跡分光法を提示し、進化した二次変数と進行中または最近終了した物質移動を行います。進化モデルは、主系列の進化中のコアでの核燃焼と、その後の仲間の白色矮星によるエンベロープストリッピングにより、二次星が異常な表面存在量を持つはずであると予測しています。これらのモデルをテストするために、フラウンホーファー「D」ダブレットからのドナーのナトリウム(Na)存在量を測定します。星間吸収を考慮すると、{\itall}サンプル内の天体のNa量が増加していることがわかりました。サンプル全体で0.3$\lesssim$[Na/H]$\lesssim$1.5dexを測定し、中央値[Na/H]=0.956dex、つまり、太陽値よりも約1桁向上しています。これらの値を解釈するために、CVのMESAバイナリ進化モデルを実行します。このモデルでは、ドナーがメインシーケンスを離れたときに物質移動が始まります。これらは、我々の観察と一致して、初期ドナー質量$\gtrsim1\,M_{\odot}$を持つドナーのNa増強を一般的に予測します。モデルでは、Naの濃縮は、主系列進化の終わり近くにNeNaサイクルを介してドナーのコアで発生します。連星が数時間の軌道周期に達すると、Na強化物質が露出します。より高い初期質量を持つドナーは、主系列進化中のコア温度が高いため、固定軌道周期でより高いNa存在量を持つと予測されます。観測された[Na/H]値は、モデルによって予測された値よりも平均$\approx$0.3dex高くなります。進化したCVドナーの表面存在量は、中質量星のコアにおける核燃焼生成物を研究するユニークな機会を提供します。
超新星後のコンパニオンモニタリングによる物質移動と共通エンベロープ物理の抑制
| Title |
Constraining_mass-transfer_and_common-envelope_physics_with_post-supernova_companion_monitoring |
| Authors |
Ryosuke_Hirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13864 |
近接連星系で超新星の影響を受けた後の伴星の応答を説明する解析モデルを提示します。このモデルは、比較的単純な方法で、爆発から数年後の伴星の測光を使用して、超新星前連星の特性を制約するために使用できます。派生した連星パラメーターは、前駆細胞の進化シナリオと連星相互作用の物理学を制約するのに役立ちます。私たちのモデルを、いくつかの既知の剥ぎ取られたエンベロープ超新星コンパニオン(SN1993J、SN2001ig、SN2006jc、SN2011dh、SN2013ge)の観測された測光に適用します。超新星前の前駆体測光などの他の観測上の制約と組み合わせると、SN1993JとSN2011dhは広い軌道に比較的質量の大きな伴星を持っていた可能性が高く、SN2006jcは狭い軌道に比較的質量の小さい伴星を持っていた可能性があることがわかります。この傾向は、IIb型超新星前駆細胞が安定した物質移動チャネルから進化し、Ibc型前駆細胞が共通エンベロープチャネルから形成された可能性があることを示唆しています。軌道分離の制約は、大質量星の非常に不確実な共通エンベロープ物理学を、特に伴星観測の複数のエポックで調査するのに役立ちます。
LAMOST および Gaia DR3 GSP-Spec 恒星存在量の内部キャリブレーション
星の化学的存在量は、天体物理学において決定的かつ基本的なものです。ただし、いくつかの調査によると、かなりの系統誤差に悩まされる可能性がありますが、それでも大量のキャリブレーションが不足しています。Gaiaワイドバイナリを使用して、LAMOST低解像度スペクトルとGaiaRVSスペクトルから[Fe/H]および[alpha/Fe]測定値の2つのバイナリコンポーネント間の温度依存バイアスを見つけます。Teff=4000Kでは、LAMOST[Fe/H]は、0.1dexの典型的な不確実性と比較して、約0.4dex大幅に過小評価されています。その[α/Fe]は約0.2dex過大評価されています。Gaiaでは、[M/H]の過小評価と[alpha/Fe]の過大評価が7000K付近で顕著になり、マグニチュードが小さくなります。バイナリコンポーネント間の差を最小限に抑えることで内部キャリブレーションを実行し、補正曲線を提供します。修正後、PASTELカタログと比較した残差の標準偏差は、LAMOSTとGaiaでそれぞれ約0.045/0.1から0.02/0.043に減少します。散開星団M44の化学的均一性も2倍改善されています。[Fe/H]の過小評価は、過剰な光度によって連星を選択する際に、連星の分数の過大評価につながる可能性があることを強調します。この作業の方法は、将来的に他のデータセットに適用される可能性があります。私たちの結果は、広い温度範囲を持つLAMOSTおよびGaiaサンプルを使用する統計研究に役立ちます。
横磁気乱流におけるランダム弾道非相関による磁力線分離
| Title |
Magnetic_Field_Line_Separation_by_Random_Ballistic_Decorrelation_in_Transverse_Magnetic_Turbulence |
| Authors |
Chutima_Yannawa,_Peera_Pongkitiwanichakul,_David_Ruffolo,_Piyanate_Chuychai_and_Wirin_Sonsrettee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14067 |
磁力線分離の統計は、さまざまな天体物理現象の根底にある乱流環境で磁力線の束がどのように広がり、非熱粒子が分散するかについての洞察を提供します。その拡散特性は、磁力線に沿った距離、最初の分離、および磁気乱流の特性に依存します。この研究では、一般的な横乱流における2つの磁力線の分離を、3次元波数空間における磁気パワースペクトルの観点から考察します。Corrsinの仮説を使用して非摂動法を適用し、一般的な横方向磁気乱流のアンサンブル平均磁力線分離を計算するために、ランダムな弾道無相関を仮定します。2D+スラブパワースペクトルの場合、解析式とコンピューターシミュレーションは、特にスラブの割合が低い場合に同様の結果をもたらします。私たちの分析式は、コンピューターシミュレーションによって検証された磁力線分離のいくつかの機能も示しています。
光球における磁気流体力学的波動モードの分極偏光調査: ソーラー オービターに搭載された PHI からの最初の結果
| Title |
Spectropolarimetric_investigation_of_magnetohydrodynamic_wave_modes_in_the_photosphere:_First_results_from_PHI_on_board_Solar_Orbiter |
| Authors |
D._Calchetti,_M._Stangalini,_S._Jafarzadeh,_G._Valori,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_A._Alvarez-Herrero,_T._Appourchaux,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L.R._Bellot_Rubio,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Feller,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Gizon,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_J._Hirzberger,_F._Kahil,_M._Kolleck,_A._Korpi-Lagg,_A._Moreno_Vacas,_D._Orozco_Su\'arez,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Sinjan,_S.K._Solanki,_J._Staub,_H._Strecker,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14155 |
2021年11月、ソーラーオービターは公称ミッションフェーズを開始しました。宇宙船に搭載されたリモートセンシング機器は、このフェーズの最初の軌道の近日点を囲む3つの観測期間中に科学データを取得しました。分析の目的は、分光偏光測定の機能を活用することにより、活動領域における磁気流体力学(MHD)波動モードを検出することです。ソーラーオービターに搭載された偏光および日震撮像装置(SO/PHI)の高解像度望遠鏡(HRT)は、活動領域の高ケイデンスデータセットを取得しました。これは論文で研究されています。B-$\omega$および位相差解析は、視線速度および円偏光マップおよびその他の平均値に適用されます。分析されたすべての構造で、異なる周波数のいくつかのMHDモードが励起されていることがわかります。主要な黒点は、その半影における磁場と観測者の視線との間の角度に対する位相遅れの線形依存性を示しています。磁気ポアは、いくつかの周波数でグローバルな共鳴を示します。これは、異なる波動モードによっても励起されます。SO/PHI測定は、細孔と黒点の1つまたは複数のMHD波動モードと互換性のある磁気振動と速度振動の存在を明確に確認します。異なる診断の変動間の関係を解釈するには、モデリングの改善がまだ必要です。
太陽の潮汐力と 11 年の太陽活動サイクル
太陽の潮汐力が太陽活動サイクルの変調に関連しているという仮説は、ますます注目を集めています。潮汐力による惑星活動の物理的メカニズムを提案する研究には共通点があり、金星、地球、木星の間の準整列(V-E-J配置)は、太陽ダイナモの動作をこれらの惑星構成。それにもかかわらず、この特定の潮汐力の背後にある証拠はまだ物議を醸しています。これに関連して、STGPに対するさまざまな惑星の影響が明確に分離され、特定されている調和系列の観点から、完全な太陽の潮汐生成ポテンシャル(STGP)を初めて開発しました。Kudryavtsev(J.Geodesy.77,829,2004;Astron.Astrophys.471,1069,2007b)によって考案されたスペクトル分析方法の修正を使用して、惑星座標の任意の関数を長い時間間隔で調和系列に拡張できます。.STGPを高い精度で表現できる713の高調波項のカタログを作成します。V-E-J配置に関連する潮汐力、特に$11.0$年の周期性の存在を探します。得られた潮汐周期は$\approx$1000年から1週間の範囲ですが、$\approx$11.0年の期間は見つかりませんでした。V-E-J配置は、この期間または他の期間に重要な潮汐期間を生成しません。金星の潮汐相互作用は、木星の軌道運動によって支配される11年スペクトルバンドには存在しません。金星と地球とともに、3つの惑星構成でSTGPに最も貢献する惑星は土星です。約11.0ドルの潮汐期間が、11年のような太陽活動サイクルに直接物理的に関連する可能性は非常に低いです。
Gaia DR3 の恒星変動。 I. 1 億 4500 万の光源の 3 バンド測光分散
| Title |
Stellar_variability_in_Gaia_DR3._I._Three-band_photometric_dispersions_for_145_million_sources |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_G._Holgado,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_and_J._A._Caballero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14249 |
コンテキスト:ガイア測光の比類のない特性は、恒星の変動性を研究するための優れた選択肢です。目的:写真を測定します。G<=17magの145677450GaiaDR35パラメータソースのG+G_BP+G_RPおよび-1.0～8.0magのG_BP-G_RPの分散。その偏りのないサンプルを使用して、天の川、LMC、およびSMCの星の変動を分析します。方法:マグニチュードの不確実性から観測された写真に変換します。分散、見かけの等級と色の関数として機器成分を計算し、それを使用して観測された分散を天体物理学的分散に変換します。サンプル全体の3つのバンドの変動指数を示します。リモルディーニらのサブサンプルを使用します。これには、結果を調整し、それらの制限を確立するためのライトカーブと変動タイプが含まれます。結果:MW、LMC、およびSMCのCAMDからの情報を使用して、HRD全体の変動性について説明します。ほとんどのWDとsdBは可変であり、12mmag前後でピークに達するs_Gの分布に従いますが、前者の変動性は年齢とともに減少します。GaiaCAMDのMS領域は、低い値(~1-2mmag)でs_G分布のピークを持ち、EB、RRLyr星、およびYSOによって支配される大きな尾部を持っています。RC星は変動が少なく、s_G分布のピークは1mmag以下です。PMS領域の星は非常に変化しやすく、勾配2.75のs_Gのべき法則分布と7mmag未満の値のカットオフがあります。ガイアCAMDの明るい赤い星の領域は変動性が最も高く、その極値はAGB星によって支配され、そこから7mmagのカットオフまで伸びる~2.2の勾配を持つs_Gのべき法則があります。LMCCepheidsの検索にこの方法を使用できることを示します。O星を含む4つの星団を分析し、すでにMSにある星とまだPMSにある星の間のs_Gの大きな違いを検出しました。[要約]
アクシオンは、$U(1)$異常の結果として、チャーン-サイモンズ項を介した放射浴への共通結合を介してQCD相転移後に中性パイオンと混合します。この混合現象を説明する非平衡有効作用は、中性パイオンとアクシオンの光子への結合において二次的に得られます。位置ずれしたアクシオン凝縮体がQCD相転移後に中性パイ中間子凝縮体を誘導することを示します。パイ中間子凝縮体のダイナミクスは、長い時間スケールと短い時間スケールを示し、長い時間スケールでは崩壊し、Kaonビームの「浄化」に似た現象を示します。中間の時間スケールでは、巨視的なパイ中間子凝縮体はアクシオンによって誘導されるアーベルのチャーン-シモンズ項の凝縮体に比例する。私たちは、共同浴への結合も動的混合を誘発すると主張します。アクシオンとパイオンの集団を取得すると、これらはバスで熱化されます。バスへの相互結合は、初期条件とは無関係に長寿命のアクシオン-中性パイ中間子コヒーレンスを誘導します。効果的なアクションのフレームワークと結果の多くは、より広く一般的であり、媒体内で混合するスカラー粒子または疑似スカラー粒子に適用できます。
電弱スファレロン過程は、素粒子物理学(SM)の標準モデルの領域内でバリオン数の保存を破ります。最近、そのデカップリングがバリオジェネシスに必要な非平衡状態を提供する可能性があることが指摘されています。この論文では、見積もりを改善するために、スファレロン自体のバリオン数ウォッシュアウト効果を考慮して、このようなシナリオを研究します。観測された非対称性を説明するために、このシナリオに必要なCP違反の量を明らかにします。
LISA を使用した基本的なベクトル フィールドの検出
重力波天文学の出現により、標準モデルの分野を超えた潜在的な発見の新しい予測が大量に流入しました。すべての基礎分野と重力との結合は、重力が大規模で優勢であることと相まって、重力物理学を基礎物理学を研究するための豊富な実験室にしています。これは、暗黒物質の有望な候補であるとらえどころのない暗黒光子の探索に特に当てはまります。暗い光子は、回転するブラックホールの時空で不安定性を生成し、巨視的なボーズアインシュタイン凝縮体を生み出すと予測されています。これらの凝縮物は、特に超大質量ブラックホールの周りに形成され、動的な渦巻きプロセスを変更します。これにより、将来の宇宙搭載重力波アンテナを活用して、とらえどころのない暗黒物質粒子の捜索に参加するための別のウィンドウが開きます。この研究では、そのような服を着た極端な質量比の渦巻きから放出される重力波形の予備モデルを構築します。これらの波形を真空のシナリオと比較すると、衛星搭載の重力波アンテナによる暗黒光子質量の潜在的な制約可能性を予測できます。カー背景上の大質量ベクトル場の超放射不安定性を計算し、誘引太陽質量スケールコンパクトオブジェクトのダイナミクスへの変更を、コンパクトオブジェクトに対する雲の逆反応効果の近似値で決定します。最終結果は、LISAミッションが$[1.8\times10^{-17},4.47\times10^{-16}]$の範囲の極端な質量比のインスピレーションを使用して暗黒光子の質量を制限できるはずであるという予測です。eV.
ループ量子重力におけるポリマーブラックホールの周期軌道とその重力波放射
| Title |
Periodic_orbits_and_their_gravitational_wave_radiations_in_a_polymer_black_hole_in_loop_quantum_gravity |
| Authors |
Ze-Yi_Tu,_Tao_Zhu,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14160 |
この記事では、ループ量子重力(LQG)におけるポリマーブラックホールの周囲の粒子の動きを詳細に調査します。有効ポテンシャルを使用して、臨界拘束軌道と最内安定円軌道(ISCO)が分析されます。この研究では、LQG効果を示すパラメータ$A_\lambda$の増加に伴い、臨界束縛軌道の半径と角運動量が減少し、ISCOのエネルギーと角運動量も$A_\の増加に伴い減少することがわかりました。ラムダ$。これらの発見に基づいて、3つの整数で構成される有理数を使用して、LQGのポリマーブラックホールの周期軌道を調べます。私たちの結果は、有理数が粒子のエネルギーとともに増加し、分類スキームに基づく角運動量の増加とともに減少することを示しています。さらに、シュヴァルツシルトブラックホールと比較して、LQGのポリマーブラックホールの周期的軌道は一貫してエネルギーが低く、LQGのポリマーブラックホールをシュヴァルツシルトブラックホールと区別する潜在的な方法を提供します。最後に、LQGの超大質量ポリマーブラックホールを周回するテストオブジェクトの周期的な軌道の重力波放射も調べます。これにより、システムの重力構造を示すのに役立つ複雑なGW波形が生成されます。
完全流体による時空の平均膨張率の摂動補正
この論文では、1つまたは複数の完全な流体を含む、膨張する時空の平均膨張率に対する宇宙論的摂動によって引き起こされる主次補正について説明します。計算は摂動の2次まで実行され、可能な限り一般的に保たれます。特に、長波長や短波長の極限などの近似は呼び出されず、3種類の摂動(スカラー、ベクトル、テンソル)がすべて考慮されます。最初に、膨張率の平均値が、流体の総密度が一定である3次元空間のような表面で計算されます。次に、その平均値を、流体の異なるスカラー特性が一定である他の表面上の値に関連付ける式が導き出されます。さらに、平均膨張率に補正を与える一般式は、特に、一定の状態方程式を持つ単一の流体を含む時空の場合に適用されます。最初のフリードマン方程式における対応する逆反応効果の符号と有効な状態方程式を調べます。
古典的な解析から、状態方程式$\omega=-1/3$を持つ宇宙媒体中の重力波は、ロンドンのような方程式に従うことができることを示しており、これは、いくつかの重力波解が特定の波長に対して減衰を示すことを意味しています。宇宙ひもの宇宙論に対応するこのシナリオは、重力波の伝播に時間スケールの減衰を引き起こします。これらの解決策が伝播できる波の波長に制限を課す方法について説明します。これは、空間曲率のタイプとこのタイプの宇宙論のエネルギー密度の内容に依存します。
