深層学習によるウォーム ダーク マターの質量の推定
| Title |
Inferring_Warm_Dark_Matter_Masses_with_Deep_Learning |
| Authors |
Jonah_C._Rose,_Paul_Torrey,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Mark_Vogelsberger,_Stephanie_O'Neil,_Mikhail_V._Medvedev,_Ryan_Low,_Rakshak_Adhikari,_and_Daniel_Angles-Alcazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14432 |
2.5から30keVの範囲のさまざまなウォームダークマター(WDM)モデルを使用した1,500以上の宇宙論的N体シミュレーションの新しいスイートを紹介します。これらのシミュレーションを使用して畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングし、DMフィールドデータの画像からWDM粒子質量を推測します。私たちの基準セットアップは、(25h$^{-1}$Mpc)$^2$の領域をカバーする小さなマップから、95%の信頼レベルで7.5keVまでのWDM粒子質量の正確な予測を行うことができます。モデルがどのように予測を行っているかをよりよく理解するために、基準セットアップの画像解像度、シミュレーション解像度、赤方偏移、および宇宙論を変化させます。これらのバリエーションを使用すると、モデルがシミュレーションの解像度に最も依存し、画像の解像度にほとんど依存せず、体系的に赤方偏移に依存せず、さまざまな宇宙論に対してロバストであることがわかります。また、WDMモデルを区別するための重要な特徴が、100から200h$^{-1}$kpcの間の線形サイズで存在することもわかりました。フィデューシャルモデルをパワースペクトルのみでトレーニングされたモデルと比較すると、フィールドレベルのモデルは2倍正確な予測を行うことができ、同じデータで使用した場合、大量のWDM粒子質量として2倍の正確な予測を行うことができることがわかります。全体として、フィールドレベルのデータを使用してWDMモデルを正確に区別し、パワースペクトルによってキャプチャされるよりも多くの情報を含めることができることがわかりました。この手法は、より複雑なDMモデルに拡張することができ、宇宙環境で代替DMモデルを探索する新しい機会を開きます。
ターンアラウンド密度進化は、シミュレーションで宇宙論をエンコードします
| Title |
Turnaround_density_evolution_encodes_cosmology_in_simulations |
| Authors |
Giorgos_Korkidis,_Vasiliki_Pavlidou,_and_Konstantinos_Tassis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14434 |
非膨張構造をハッブル流から分離する境界であるターンアラウンド半径内の平均物質密度は、新しい宇宙論的プローブとして最近提案されました。球面崩壊モデルによれば、このターンアラウンド密度$\rm\rho_{ta}(z)$の宇宙時間による進化は、$\rm\Omega_m$と$\Omega_\Lambda$の両方を決定するために使用できます。現在使用されている他のプローブとは無関係です。球面崩壊モデルによって予測された$\rm\rho_{ta}$の特性は、$\rm\Lambda$CDMN体の宇宙論的シミュレーションで完全な3次元効果が存在する場合でも持続することが示されました。現在、$z=0$。ただし、$z=0$での$\rho_{ta}$の値の球面崩壊予測とシミュレーションで測定されたその値との間に小さなオフセットが発見されました。この手紙では、このオフセットが宇宙時間とともに進化するかどうかを調べます。異なる宇宙論で異なるかどうか。その起源を自信を持って特定できるかどうか。そして修正できるかどうか。オフセットは赤方偏移とともにわずかに変化し、ターンアラウンド半径の内側と外側の暗黒物質ハロー分布の球対称性からのずれと強く相関することがわかりました。適切なメトリックを使用して、構造の環境における球対称からの偏差を定量化しました。このメトリックを使用すると、赤方偏移と宇宙論とは関係なく、球面崩壊予測からの$\rho_{ta}$のオフセットがゼロである、球面度で選択されたハローのサンプルを構築できることがわかりました。球面性を選択したハローサンプルを使用すると、シミュレートされた宇宙論を復元できることがわかりました。ターンアラウンド密度の進化が実際にN体シミュレーションの宇宙論をエンコードしていると結論付けました。
Plutinos の軌道極の von Mises-Fisher 分布
太陽系の小さな天体には軌道極が広く分散しており、太陽系の起源と進化の動的モデルに課題をもたらしています。小天体の動的グループの軌道極分布を特徴付けるには、分布関数のモデルの関数形式が役立ちます。以前の研究では、小傾斜近似を使用し、軌道傾斜分散をモデル化するために正規分布のバリエーションを採用しました。軌道極は方向変数であるため、その分布は方向統計を使用してより適切にモデル化できます。小天体の軌道極に適用するために、単位球面のフォンミーゼスフィッシャー(vMF)分布を記述します。これを観測された冥王星の軌道極分布に適用します。傾斜角3.57度、昇交点の経度124.38度(J2000基準座標系)に位置する平均極を見つけ、半角1.68度の99.7%信頼円錐を見つけます。また、同様のサイズのコンフィデンスコーンの、4.6度離れた位置、2.26度の傾斜角、および292.69度の昇交点の経度で、偏りのない平均極を推定します。冥王星傾斜角のvMF濃度パラメーター(いずれかの平均極推定値と比較して)は31.6です。これは、幅パラメーターが10.2度のレイリー分布関数に似ています。以前のモデルとは異なり、vMFモデルは自然にすべての物理的傾斜に対応します(その他の傾斜には対応しません)が、レイリーまたはガウスモデルは物理的傾斜範囲0～180度に切り詰める必要があります。観測結果を比較するための冥王星の平均極の理論を作成するには、さらなる作業が必要です。
パルサータイミングアストロメトリーから推定される惑星天体暦基準フレームの系統化
| Title |
Systematics_of_planetary_ephemeris_reference_frames_inferred_from_pulsar_timing_astrometry |
| Authors |
Niu_Liu,_Ziu_Zhu,_John_Antoniadis,_Jia-Cheng_Liu,_Hong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14677 |
この研究の目的は、パルサーのタイミング観測を通じて、惑星天体暦基準座標系の体系を調査することです。いくつかのパルサータイミングアレイから公開されたデータセットを使用し、ジェット推進研究所の開発エフェメリス(DE)、惑星と月のエフェメリス(EPM)、およびINPOP(Int\'egrationNum\'eriquePlan\'etairedel'ObservatoiredeParis)。次に、タイミングソリューションを比較し、1次のベクトル球面調和関数によって位置と固有運動の違いをモデル化しました。タイミングソリューションは、非常に長いベースライン干渉法(VLBI)アストロメトリーによって決定されたものとも比較されました。DE、EPM、およびINPOPシリーズの最新版間の方位オフセットは0.4ミリアーク秒(mas)を超えませんが、これらの天体暦間の相対スピンは年間5マイクロアーク秒未満です($\mathrm{\muas\,yr^{-1}}$)。これらのエフェメリス間の位置または適切な動きのいずれにおいても、有意なグライドは検出されません。パルサータイミングフレームの方向は、ゼロからのVLBIフレームの方向から約$\mathrm{0.4\,mas}$だけずれています。現在の惑星天体暦フレームの向きは、少なくとも0.4masと同じくらい正確であり、非回転は$\mathrm{5\,\muas\,yr^{-1}}$よりも優れています。
TOI-519 b の質量決定: 金属が豊富な中間 M 矮星を通過する近接巨大惑星
| Title |
The_mass_determination_of_TOI-519_b:_a_close-in_giant_planet_transiting_a_metal-rich_mid-M_dwarf |
| Authors |
Taiki_Kagetani,_Norio_Narita,_Tadahiro_Kimura,_Teruyuki_Hirano,_Masahiro_Ikoma,_Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Steven_Giacalone,_Akihiko_Fukui,_Takanori_Kodama,_Rebecca_Gore,_Ashley_Schroeder,_Yasunori_Hori,_Kiyoe_Kawauchi,_Noriharu_Watanabe,_Mayuko_Mori,_Yujie_Zou,_Kai_Ikuta,_Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Jon_Zink,_Kevin_Hardegree-Ullman,_Hiroki_Harakawa,_Tomoyuki_Kudo,_Takayuki_Kotani,_Takashi_Kurokawa,_Nobuhiko_Kusakabe,_Masayuki_Kuzuhara,_Jerome_P._de_Leon,_John_H._Livingston,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Takuma_Serizawa,_Huan-Yu_Teng,_Akitoshi_Ueda,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14703 |
中間M矮星の周りを通過する準恒星天体、TOI-519bの質量決定について報告します。すばる/赤外線ドップラー(IRD)を使用して視線速度を測定したところ、TOI-519bは質量$0.463^{+0.082}_{-0.088}~M_{\rmJup}$の惑星であることがわかりました。また、主星は金属に富み($\rm[Fe/H]=0.27\pm0.09$dex)、最も低い実効温度($T_{\rmeff}=3322\pm49$K)を持っていることもわかりました。NASA赤外線望遠鏡施設/SpeXで得られたIRDスペクトルと中解像度赤外線スペクトルに基づく、既知の近接巨大惑星をホストするすべての星。熱進化モデルから推定されるTOI-519bのコア質量は$0$から$\sim30~M_\oplus$の範囲であり、この惑星の形成起源としてのコア降着モデルとディスク不安定モデルの両方で説明できます。しかし、TOI-519は、近くに巨大な惑星を持つM型矮星が高い金属量を持つ傾向があるという新たな傾向と一致しており、これはそれらがコア降着モデルで形成されたことを示している可能性があります。このシステムは、M型矮星の近くにある巨大惑星はFGK型矮星の周りの惑星よりも質量が小さい傾向があるという潜在的な傾向とも一致しています。
紫外線における木星のイオ、エウロパ、ガニメデのオーロラの痕跡: 位置と赤道進角
| Title |
The_Io,_Europa_and_Ganymede_auroral_footprints_at_Jupiter_in_the_ultraviolet:_positions_and_equatorial_lead_angles |
| Authors |
Vincent_Hue,_Randy_Gladstone,_Corentin_K._Louis,_Thomas_K._Greathouse,_Bertrand_Bonfond,_Jamey_R._Szalay,_Alessandro_Moirano,_Rohini_S._Giles,_Joshua_A._Kammer,_Masafumi_Imai,_Alessandro_Mura,_Maarten_H._Versteeg,_George_Clark,_Jean-Claude_G\'erard,_Denis_C._Grodent,_Jonas_Rabia,_Ali_H._Sulaiman,_Scott_J._Bolton,_John_E._P._Connerney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14949 |
木星のサテライトオーロラの足跡は、木星磁場と同方向回転する地質プラズマとガリレオ衛星との間の相互作用の結果です。月の近くで発生した擾乱は、磁力線に沿ってアルフベンの波として伝播します。したがって、衛星の位置は、それぞれのオーロラの足跡に「アルフベエニカルに」関連しています。瞬間的な磁気フットプリントからの角度分離は、いわゆる進み角によって推定できます。その進み角は、軌道経度の関数として周期的に変化します。これは、アルヴェーン波が木星の電離層に到達する時間がそれに応じて変化するためです。最初の43軌道の間にジュノーUVSによって収集された主アルフエン翼のオーロラスポットのスペクトル画像を使用して、この研究は北半球と南半球のイオ、エウロパ、ガニメデの赤道進角の最初の経験的モデルを提供します。最も内側の3つのガリレオ衛星から木星の北半球と南半球までの移動時間は、進み角の測定値から推定されます。また、少なくとも15RJに及ぶMシェルの主なミッションの完了時に、ジュノ磁場参照モデル(JRM33)からのマッピングの精度を示します。最後に、進み角の知識を追加することで、月に起因するデカメトリック放射の解釈がどのように改善されるかを示します。
(130) Elektra Delta -- 新しい第 3 小衛星の安定性について
| Title |
(130)_Elektra_Delta_--_on_the_stability_of_the_new_third_moonlet |
| Authors |
Giulia_Valvano,_Rai_Machado_Oliveira,_Othon_Cabo_Winter,_Rafael_Sfair,_Gabriel_Borderes-Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14967 |
この作業の目的は、4重システム(アルファ)の中心体の現実的な重力ポテンシャルを考慮して、3番目の衛星(デルタ)の提案された軌道解の安定性を検証することです。また、ガンマ軌道内の安定領域の位置とサイズを推定することも目指しています。最初に、提案されたデルタの軌道とその周りの広い領域を含む、ガンマの軌道の内側の領域をカバーする半長軸、離心率、傾斜の間隔を持つ一連のテスト粒子を作成しました。アルファの重力ポテンシャルについて、不規則な多面体、楕円体、扁平体の3つの異なるモデルを考えました。2番目のシナリオでは、デルタは巨大な球体であり、アルファは不規則な多面体であると見なされました。ベータとガンマは、両方のシナリオで球状の質量体として想定されていました。シミュレーションは、Alphaが扁平体として単純にモデル化された場合にのみ、空間の広い領域がほぼ完全に安定することを示しました。デルタを質量体とするシナリオでは、結果は質量のない粒子の場合と変わりませんでした。ベータとガンマは、ガンマの軌道内部の粒子のダイナミクスに関連する役割を果たしません。デルタの予測された軌道要素は完全に不安定で、最も近い安定領域から遠く離れています。不安定性の主な原因は、アルファの細長い形状です。したがって、デルタの軌道要素の決定では、アルファの重力ポテンシャルを考慮に入れなければならず、少なくとも楕円体の形状を想定しています。
$^{12}$CO(2-1) でのアルマ望遠鏡の長期ベースライン観測による ODISEA のガス分布
| Title |
Gas_distribution_in_ODISEA_sources_from_ALMA_long-baseline_observations_in_$^{12}$CO(2-1) |
| Authors |
Juanita_Antilen,_Simon_Casassus,_Lucas_A._Cieza,_and_Camilo_Gonz\'alez-Ruilova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.15002 |
原始惑星系円盤の$^{12}$CO回転線は、ガス成分の全体的な空間的広がり、および潜在的に惑星と円盤の相互作用の優れたトレーサーです。これらのソースのガス分布に制約を設定することを目的として、ALMAを使用したへびつかい座DISc調査(ODISEA)プロジェクトからの10個の原始惑星系円盤の$^{12}$CO(2-1)ラインのALMAロングベースライン観測を提示します。ガス状ディスクの位置角度は、ディスクの内部でガスを追跡する高速チャネルを使用して、5つのソースについて推測できます。高速PAを、これらの解決されたディスクの$\sim$53から256auにわたる方向を表す、連続体から推測される方向と比較します。DoAr44の向きに大きな違いが見られます。これは、内側のディスクが傾いている証拠です。8個の円盤は、内部の塵の空洞または隙間の内側にガスの証拠を示しており、ISO-Oph196の円盤は、その塵の空洞内にあるコンパクトな信号を除いて、$^{12}$CO(2-1)で検出されていません。私たちの観察では、WLY2-63の流出の可能性も指摘されています。
ガス粒子アストロケミカル速度論における振動
我々は、星間雲のガス粒子化学モデルを研究し、非線形力学進化を探索した。双安定溶液が気相化学に存在する場合に振動溶液を生成するための処方箋が与えられ、リミットサイクルと緩和振動溶液の存在が示されます。これらの解決策の根底にある自己触媒化学プロセスは、星間化学のすべてのモデルに共通しているため、これらの解決策の発生は広範囲に及ぶはずです。分子雲組成を時間依存モデルで解釈することの意味と、このアプローチの将来の方向性について簡単に説明します。
球状星団質量分離による超拡散銀河の暗黒物質分布の抑制: NGC5846-UDG1 を使用したケーススタディ
| Title |
Constrain_the_Dark_Matter_Distribution_of_Ultra-diffuse_Galaxies_with_Globular-Cluster_Mass_Segregation:_A_Case_Study_with_NGC5846-UDG1 |
| Authors |
Jinning_Liang_(1_and_2),_Fangzhou_Jiang_(2_and_3_and_4),_Shany_Danieli_(5),_Andrew_Benson_(3),_Phil_Hopkins_(4)_((1)_Wuhan_University,_(2)_KIAA,_Peking_University,_(3)_Carnegie_Observatories,_(4)_TAPIR,_Caltech,_(5)_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14431 |
球状星団(GC)の特性には、ホスト銀河とダークマターハローに関する貴重な情報が含まれています。超拡散銀河NGC5846-UDG1の注目すべき例では、GC集団は強力な半径方向質量分離を示し、動的摩擦駆動の軌道崩壊を示しています。銀河。この可能性を探るために、GC進化の半分析モデルを開発します。これは、初期質量関数、初期構造質量関係、およびGC前駆細胞の初期空間分布から始まり、動摩擦、潮汐の影響に従います。進化、二体緩和。マルコフ連鎖モンテカルロを使用して、GCをNGC5846-UDG1のようなポテンシャルでフォワードモデル化し、観測されたGCの質量、サイズ、および空間分布と一致させ、ホストハローのプロファイルとGCの起源を制約します。星団が生まれたときの質量分離がゼロであると仮定すると、NGC5846-UDG1は恒星とハローの質量関係から予想されるものと比較して暗黒物質が少なく、そのハロー濃度は、尖ったまたはコアのあるハロープロファイルを持っています。そのGC集団は、滑らかな星の分布よりも拡張された初期の空間分布を持っています。銀河とハローの接続のスケーリング則の文脈で結果を議論し、GC-アバンダンス-ハロー-質量関係を単純に使用してUDGのハロー質量を推測しないように警告します。私たちのモデルは一般的にGCが豊富な矮小銀河に適用でき、https://github.com/JiangFangzhou/GCevoで公開されています。
$\mathbf{z \simeq 11}$ での銀河の UV 光度関数
| Title |
The_galaxy_UV_luminosity_function_at_$\mathbf{z_\simeq_11}$_from_a_suite_of_public_JWST_ERS,_ERO_and_Cycle-1_programs |
| Authors |
D._J._McLeod_(1),_C._T._Donnan_(1),_R._J._McLure_(1),_J._S._Dunlop_(1),_D._Magee_(2),_R._Begley_(1),_A._C._Carnall_(1),_F._Cullen_(1),_R._S._Ellis_(3),_M._L._Hamadouche_(1),_T._M._Stanton_(1)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_UCO/Lick_Observatory,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14469 |
JWSTNIRCam近赤外線の広域($>250$arcmin$^2$)データセットに基づいて、赤方偏移範囲$9.5<z<12.5$にわたる進化する銀河UV光度関数(LF)の新しい決定を提示します。13の公開JWST調査から集められた画像。比較的広い範囲の検索により、$\geq8\sigma$で検出された61の堅牢な$z>9.5$候補のサンプルを発見し、UVLFの中間から明るい端に新しい制約を課すことができます。以前のJWST+UltraVISTAの結果と組み合わせると、4つの等級($M_{1500}$)に対応する光度範囲にわたってLFの形状を測定できます。これらの初期の時点で、銀河のUVLFは二重べき法則関数によって最もよく説明されることがわかりました。これは、同様の赤方偏移での最近の地上および初期のJWST研究から得られた結果と一致しています。私たちの測定値は、$z=9-11$でのUVLFの明るい端での進化の相対的な欠如のさらなる証拠を提供しますが、急な暗い端の勾配($\alpha\leq-2$)を支持します。進化するUVLFの光度加重積分は、少なくとも$zまでは、共に移動する星形成率密度($\rho_{\mathrm{SFR}}$)が徐々に滑らかに(指数関数的に)低下することのさらなる証拠を提供します。\simeq12$、$\rho_{\mathrm{SFR}}(z=11)$の決定は、銀河進化の多くの理論モデルの予測を大幅に上回っています。
揺るがず、かき混ぜる: パチンコ シナリオでの星団の生存
埋め込まれた星団のダイナミクスに対する振動ガスフィラメントの影響を調べます。最近の観測上の制約に動機付けられて、ホストガスフィラメントを円筒対称ポテンシャルとしてモデル化し、星団をプラマー球としてモデル化します。モデルでは、フィラメントの動きによって星団から星が放出され、星団の残骸が残ります。これらは4つのカテゴリに分類できます。フィラメント;b)破壊された星団。フィラメント内にほとんど星が残っておらず、結合した星団が生き残っていません。ｃ）クラスターがガスフィラメントを離れるので、フィラメントにほとんど粒子を残さない排出されたクラスター。d)遷移クラスター。フィラメント内にとどまるが、フィラメントの振動によって誘発される放出により粒子のかなりの部分を失うクラスターに対応します。私たちの数値調査は、オリオン星雲群が放出される過程にあり、その後、フィールドに分散する可能性が最も高いと予測しています。このシナリオは、オリオン星雲群が拡大していることを示す観測と一致しており、一体型フィラメントの稜線からいくらかずれています。
分子雲化学における新しい双安定ソリューション: 窒素と炭素の自己触媒作用
私たちは高密度の星間雲の化学を調査し、窒素と炭素の化学における新しい双安定解を発見しました。我々は、純粋で還元された化学ネットワークに存在する自己触媒プロセスを特定し、以前に酸素化学で発見されたように、He$^+$が重要な役割を果たすことを明らかにした。これらの結果の天文環境への適用可能性について簡単に説明します。炭素化学で見つかった双安定解は、低温で高密度の雲で見つかったものとは相容れない、低密度で高イオン化率で発生します。純粋な窒素化学における双安定性は、かなりのCO枯渇が起こった前星コアに関連する条件で発生します。いくつかの自己触媒が気相星間化学に組み込まれており、さらに多くの自己触媒が存在する可能性があると結論付けています。
IllustrisTNG シミュレーションで相互作用する銀河 -- V: 星形成と受動的伴星の影響の比較
| Title |
Interacting_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulations_--_V:_Comparing_the_influence_of_star-forming_vs._passive_companions |
| Authors |
Westley_Brown,_David_R._Patton,_Sara_L._Ellison,_Lawrence_Faria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14566 |
TNG100-1とTNG300-1の宇宙論的シミュレーションで、以前に生成された最も近い伴星のサンプルを使用して、相互作用する銀河のペアを研究します。$z\leq0.2$における大質量($10^{10}M_{\odot}<M_*<10^{12}M_{\odot}$)銀河の特定の星形成率(sSFR)を関数として調べます。最も近い伴銀河からの分離。伴銀河が星形成型か受動型かに基づいて、サンプルを分割します。近くに星形成伴星を持つ銀河は、コントロールと比較して、TNG100-1で$2.9\pm0.3$、TNG300-1で$2.27\pm0.06$倍(平均)強化されたsSFRを持っていることがわかりました。$\sim300$kpcの分離まで。TNG300-1に受動的な伴星を持つ銀河は、100-300kpcで穏やかなsSFR抑制($\sim12$パーセント)を示し、50kpc未満の距離で小さなsSFR増強を示します。sSFR抑制は、銀河の星の質量が受動的な伴星の2倍以上あるペアで最も強くなります。TNG300-1で恒星の質量が一致した(「双子」)サンプルを生成することにより、伴星型間のsSFR傾向の違いは、星形成銀河と受動銀河における本質的な恒星質量の違いの結果ではないことを示します。SDSSからの類似の銀河ペアのサンプルと比較し、観測とシミュレーションの間で一貫した結果を見つけました。全体として、星形成銀河は伴星の種類に関係なく強化されたsSFRを示しますが、近くに受動的な伴星を持つ銀河はそれ自体が受動的である可能性が高いことがわかりました。
踊る幽霊の MeerKAT ビュー -- Abell 3785 内の特異な銀河ペア PKS 2130-538
| Title |
MeerKAT_view_of_the_Dancing_Ghosts_--_Peculiar_Galaxy_Pair_PKS_2130-538_in_Abell_3785 |
| Authors |
Velibor_Velovi\'c,_William_D._Cotton,_Miroslav_D._Filipovi'c,_Ray_P._Norris,_Luke_A._Barnes_and_James_J._Condon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14692 |
「踊る幽霊」として知られる特異な銀河ペアPKS2130-538の拡張電波構造のMeerKATLバンド(886-1682MHz)観測を提示します。曲がり、おそらく相互作用しているジェットとローブの複合体は、アーベル3785銀河団の2つの活動銀河核ホストに由来し、そのうちの1つは最も明るいクラスター銀河です。PKS2130-538の磁束密度、スペクトル指数、および偏光の電波特性は、大きくて尾が曲がっている銀河の典型です。また、ローブに由来する多くの薄く伸びた低表面輝度フィラメントも調査します。ダンシング・ゴーストの南東に、明確な起源のない表面輝度の低い発光領域が検出されています。それはアベル3785無線ハローに由来する可能性がありますが、2つのPKS2130-538ホストに関連する無線遺物または放射である可能性を調査しています。2つのPKS2130-538ホスト間の相互作用の証拠は見つかりません。
M 42 (オリオン星雲) II の中央領域における乱流の分析: 均一性とパワースペクトルの分析
| Title |
An_analysis_of_the_turbulence_in_the_central_region_of_M_42_(Orion_Nebula)_II:_homogeneity_and_power-spectrum_analyses |
| Authors |
G.A._Anorve-Zeferino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14696 |
この2番目の通信では、オリオン星雲(M42)のホイヘンス領域の乱気流の分析を続けます。関連する横構造関数を8次まで計算し、高次の横構造関数が2次の横構造関数にほぼ比例することを発見しました。適切な正規化の後、高次の横構造関数のみが機能することがわかりました。は、慣性範囲のサブインターバルで二次横構造関数からの偏差が非常に小さいだけ異なります。これは、ホイヘンス領域の乱流が準対数同次であること、または統計的な意味で二項重み付けされた対数同次の近似度が高いことを意味することを示しています。これは、ホイヘンス領域の速度場。また、乱流場のパワースペクトルを取得して分析し、非常に近似した2つのべき乗則に従う大きなテールを示していることを発見しました。テールの最初の側、およびテールの終わりのフォーム$E(k)\proptok^{-1}$の1つ。指数が$\beta\sim-2.7$のべき乗則は、0.0301～0.6450pcの空間スケールに対応することがわかります。一次べき乗則$\beta\sim-2.7$の指数は、慣性範囲の二次構造関数の指数$\alpha_2$に関連していることがわかります。指数$\beta\sim-1$を持つ2番目のべき法則を、0.00043～0.00215の空間スケールに対応する$\deltar=1$--5ピクセルのスケールで発生する粘性散逸プロセスの指標として解釈します。パソコン。
太陽近傍における年齢とメタリシティの関係
銀河円盤の年代と金属量の関係は重要なツールであり、銀河の化学進化モデルを制約するものです。太陽系近傍の赤色巨星分枝星を用いて、銀河円盤の年齢と金属性の関係を調べます。このデータは、銀河中心半径$7\leqR_{\rmgc}(\rmkpc)\leq9.5$をカバーしていますが、銀河面からの高さは4kpcまで伸びています。GaiaDataRelease2の高精度アストロメトリーデータから導出された運動学的年齢と、APOGEE-2カタログの高解像度分光データからの元素存在比を使用します。2成分ガウス混合モデルを適用して、プログラムスターを薄いディスク集団と厚いディスク集団に化学的に分離します。各集団の星は、銀河面からの異なる距離間隔にグループ化されています。グループ内の星の平均金属存在量と速度分散が計算され、運動学的パラメーターから運動学的年齢が決定されました。-0.057$\pm$0.007dexGyr$^{-1}$で薄い円盤の急な関係が見つかりました。ディスク。これらの年齢と金属量の関係は、データから見られる年齢、金属量、および運動学的挙動の顕著な違いとともに、天の川をモデル化する際に銀河円盤構成要素の明確な形成シナリオを考慮することが重要であることを明確に示しています。
フォールバックによる発光による TDE の光度関数: ブラック ホールの質量関数への影響
| Title |
The_luminosity_function_of_TDEs_from_fallback-powered_emission:_implications_for_the_black_hole_mass_function |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_Matt_Nicholl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14429 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の重力場によって星が破壊される潮汐破壊イベント(TDE)は、調査科学の進歩により高率で観測されています。統計的信頼性の向上とともに測定されるTDEの特性の1つは、TDE光度関数$d\dot{N}_{\rmTDE}/dL$です。所定の光度範囲内で)。ここで、TDEからの発光が潮汐破壊された破片のSMBHへの戻り率に直接結び付けられている場合、TDEの発光関数は観測とよく一致し、$\proptoL^{-2.5}としてスケールされることを示します。SMBH質量関数が$dN_{\bullet}/dM_{\bullet}$である場合、高光度の場合$--SMBH質量($M_{\bullet}$)あたりのSMBHの数($N_{\bullet}$))--は、TDEを観察する質量範囲ではほぼフラットです。また、直接捕獲の結果である低光度で光度関数にカットオフがあることを示し、このカットオフは暫定的に観察されています。$dN_{\bullet}/dM_{\bullet}$が一定である場合、これはいくつかの観測キャンペーンと一致しており、これらの結果は、フォールバック率がTDEの降着率に影響を与えることを示唆しています。反対に、$dN_{\bullet}/d\logM_{\bullet}$が平坦である場合、これは理論的に発見されており、他の観測調査によって示唆されているため、TDEからの放出は別のメカニズムによって推進されている可能性があります。ルービン天文台/LSSTが提供する今後の観察結果とTDE統計は、この緊張の現実に関する追加の証拠を提供します。
フレア状態におけるレプトハドロン 2 ゾーン放出の証拠
| Title |
Evidence_of_a_lepto-hadronic_two-zone_emission_in_flare_states |
| Authors |
E._Aguilar-Ruiz,_N._Fraija_and_A._Galv\'an-G_\'amez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14534 |
BLLacMarkarian501は、2009年5月に超高エネルギー(VHE)バンドで2つのフレア活動を示しました。X線とTeVガンマ線の間の相関がなく、他のバンドでは増加していないことから、複数の放出ゾーンが発生する可能性があることが示唆されました。参する。さらに、フレアリング状態の急速な変動が観察され、責任のある放出ゾーンのサイズが小さい必要があることを示しています。2ゾーン発光のレプトハドロンモデルを使用して、静止状態とこれらのフレア状態の間のスペクトルエネルギー分布を説明します。提案されたシナリオでは、フォトピオンプロセスがVHEフレア活動をうまく説明し、変動性の制約が活動をジェットの基部または名前付き内部ブロブの近くにあるゾーンに配置し、シンクロトロン自己コンプトン放出がそのフレア状態の間のX線シグネチャを記述します。中央エンジンまたは名前付きの外側ブロブから遠く離れたゾーンで発生します。
FRB 20220912A の FAST 観測: バースト特性と偏光特性
| Title |
FAST_Observations_of_FRB_20220912A:_Burst_Properties_and_Polarization_Characteristics |
| Authors |
Yong-Kun_Zhang,_Di_Li,_Bing_Zhang,_Shuo_Cao,_Yi_Feng,_Wei-Yang_Wang,_Yuan-Hong_Qu,_Jia-Rui_Niu,_Wei-Wei_Zhu,_Jin-Lin_Han,_Peng_Jiang,_Ke-Jia_Lee,_Dong-Zi_Li,_Rui_Luo,_Chen-Hui_Niu,_Chao-Wei_Tsai,_Pei_Wang,_Fa-Yin_Wang,_Zi-Wei_Wu,_Heng_Xu,_Yuan-Pei_Yang,_Jun-Shuo_Zhang,_De-Jiang_Zhou,_Yu-Hao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14665 |
500メートル開口球面電波望遠鏡(FAST)を使用したFRB20220912Aの観測結果を報告します。合計8.67時間に及ぶ17回の観測を実施し、最大390時間$^{-1}$のイベントレートで合計1076のバーストを検出しました。累積エネルギー分布は、低エネルギー勾配と高エネルギー勾配がそれぞれ$-0.38\pm0.02$と$-2.07\pm0.07$である壊れたべき乗関数を使用して、うまく説明できます。また、FRB~20220912Aバーストの合成スペクトルのLバンド($1-1.5$GHz)スペクトルインデックス($-2.6\pm0.21$)も報告します。FRB~20220912Aからのバーストの平均回転測定(RM)値は$-0.08\pm5.39\\rmrad\,m^{-2}$で、0に近い$\rmrad\,m^{-2}$であり、2か月にわたって比較的安定した状態を維持しています。ほとんどのバーストには、ほぼ100\%の直線偏光があります。バーストの約45\%はSNR$>$3の円偏波を持ち、最高の円偏波度は70\%に達することがあります。私たちの観察は、FRB~20220912Aが複雑な円偏光特性を持つ比較的クリーンなローカル環境にあることを示唆しています。これらのさまざまな動作は、FRBの円偏波のメカニズムが、FRBエンジンソース(マグネターなど)の磁気圏内部のコヒーレント曲率放射や逆コンプトン散乱などの固有の放射メカニズムに由来する可能性が高いことを意味します。
クリーンな環境での極端にアクティブな反復高速無線バースト
| Title |
An_extreme_active_repeating_fast_radio_burst_in_a_clean_environment |
| Authors |
Yi_Feng,_Di_Li,_Yong-Kun_Zhang,_Chao-Wei_Tsai,_Wei-Yang_Wang,_Yuan-Pei_Yang,_Yuanhong_Qu,_Pei_Wang,_Dengke_Zhou,_Jiarui_Niu,_Chenchen_Miao,_Mao_Yuan,_Jiaying_Xu,_Ryan_S._Lynch,_Will_Armentrout,_Brenne_Gregory,_Lingqi_Meng,_Shen_Wang,_Xianglei_Chen,_Shi_Dai,_Chen-Hui_Niu,_Mengyao_Xue,_Ju-Mei_Yao,_Bing_Zhang,_Junshuo_Zhang,_Weiwei_Zhu,_and_Yuhao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14671 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙距離で発生するミリ秒単位の明るい電波バーストです。$\gtrsim100$hr$^{-1}$のピークイベントレートを達成したり、永続的にアクティブになったりするなど、極端なアクティビティを示したFRBは3つだけです。$\sim50$の既知の繰り返しFRBのうち、これら3つだけが円偏波を持っています。2022年10月24日にLバンドでロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡(GBT)を使用してFRB20220912Aを観測し、1.4時間で128回のバーストを検出しました。これは、GBTによって観測されたFRBの中でこれまでで最高であり、4番目に非常に活発なFRBとなっています。バーストのエネルギーの中央値は$4.0\times10^{37}$ergで、FRB20121102Aの特徴的なエネルギーに近い。平均ローテーション測定値(RM)は$-$0.4radm$^{-2}$で、日中のRMの変化は目立たず、他の3つの非常に活発な繰り返しFRBとは対照的に、クリーンな環境である可能性が高いことを示しています。ほとんどのバーストには、ほぼ100%の直線偏光があります。明るいバーストの約56%には円偏光があり、すべてのFRBの中で最も高い割合です。私たちのサンプルでは、周波数と偏光角度のスイングの下向きのドリフトが見つかりました。FRB20220912Aの発見と特徴付けは、周波数の下方ドリフト、偏波角度スイング、および円偏波が放射物理学に固有のものであり、環境に関係なくアクティブな中継器によって共有される可能性があるという見解を支持しています。
FRB 20220912A からのシンチレーション アーク
| Title |
Scintillation_Arc_from_FRB_20220912A |
| Authors |
Zi-Wei_Wu,_Robert_A._Main,_Wei-Wei_Zhu,_Bing_Zhang,_Peng_Jiang,_Jia-Rui_Niu,_Jin-Lin_Han,_Di_Li,_Ke-Jia_Lee,_Dong-Zi_Li,_Yuan-Pei_Yang,_Fa-Yin_Wang,_Rui_Luo,_Pei_Wang,_Chen-Hui_Niu,_Heng_Xu,_Bo-Jun_Wang,_Wei-Yang_Wang,_Yong-Kun_Zhang,_Yi_Feng,_De-Jiang_Zhou,_Yong-Hua_Xu,_Can-Min_Deng,_Yu-Hao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14697 |
500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)からのデータを使用して、2022年の非常に活発なエピソード中の高速電波バースト(FRB)20220912Aの星間シンチレーション分析を提示します。FRBの2次スペクトルでシンチレーションアークを検出します。これは、散乱FRB信号の時間遅延とドップラーシフトの観点から電力を表します。アークは、シンチレーションがイオン化された星間物質(IISM)の高度に局在化された領域によって引き起こされることを示しています。私たちの分析は、局在散乱媒体の天の川の起源を支持していますが、ホスト銀河の起源を排除することはできません.不規則な間隔のバーストまたはパルスを持つソースに一般的に適用できるシンチレーションアークを検出するための方法を提示します。これらの方法は、FRBを取り囲む複雑な星間環境や銀河系に光を当てるのに役立つ可能性があります。
国際宇宙ステーションのカロリメトリック電子望遠鏡による 40 GeV から 250 TeV までの宇宙線ヘリウム スペクトルの直接測定
| Title |
Direct_Measurement_of_the_Cosmic-Ray_Helium_Spectrum_from_40_GeV_to_250_TeV_with_the_Calorimetric_Electron_Telescope_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W.R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J.H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M.L._Cherry,_G._Collazuol,_G.A._de_Nolfo,_K._Ebisawa,_A._W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T.G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M.H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H.S._Krawczynski,_J.F._Krizmanic,_P._Maestro,_P.S._Marrocchesi,_A.M._Messineo,_J.W._Mitchell,_S._Miyake,_A.A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H.M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_S._Okuno,_J.F._Ormes,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B.F._Rauch,_S.B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_F._Stolzi,_S._Sugita,_A._Sulaj,_M._Takita,_T._Tamura,_T._Terasawa,_S._Torii,_Y._Tsunesada,_Y._Uchihori,_E._Vannuccini,_J.P._Wefel,_K._Yamaoka,_S._Yanagita,_A._Yoshida,_K._Yoshida,_W._V._Zober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14699 |
2015年から国際宇宙ステーションで運用されているCALET装置による宇宙線ヘリウムスペクトルの直接測定の結果を提示します。この分析の対象となる観測期間は、2015年10月13日から2022年4月30日まで（2392日））。CALETの非常に広いダイナミックレンジにより、地球低軌道の単一の機器で初めて、40GeVから250TeVまでの大きなエネルギー範囲にわたってヘリウムデータを収集することができました。測定されたスペクトルは、数百GeVから数十TeVまでの漸進的なスペクトル硬化を伴う単一べき乗則からのフラックスの偏差が8$\sigma$を超えている証拠を示しています。この結果は、PAMELA、AMS-02、DAMPEなどの宇宙機器やCREAMなどの気球機器によって報告されたデータと一致しています。より高いエネルギーでは、約30TeV(総運動エネルギー)でヘリウムスペクトルの軟化の開始を報告します。最高エネルギービンの大きな不確実性の影響を受けますが、フラックス減少の観察は、DAMPEの最新の結果と一致することが判明しました。DoubleBrokenPowerLaw(DBPL)は、両方のスペクトル特性に同時に適合することがわかっています:硬化(低エネルギーで)と軟化(高エネルギーで)。60GeV/nから約60TeV/nのエネルギー範囲での陽子とヘリウムのフラックス比の測定値も、より高い統計で最近更新されたCALET陽子フラックスを使用して提示されます。
宇宙論的高速電波バーストによる光子静止質量の制約の再検討
| Title |
Revisiting_constraints_on_the_photon_rest_mass_with_cosmological_fast_radio_bursts |
| Authors |
Bao_Wang,_Jun-Jie_Wei,_Xue-Feng_Wu,_Mart\'in_L\'opez-Corredoiraa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14784 |
高速電波バースト(FRB)は、光子のゼロ質量仮説をテストするための優れた天体実験室として提案されています。この作業では、分散測定(DM)を使用します。つまり、23の局在FRBの赤方偏移測定を使用して、光子静止質量$m_{\gamma}$を再検討します。以前の研究の改善として、ここでは、IllustrisTNGシミュレーションからのFRBホスト銀河と銀河間媒体(IGM)によって寄与されるDMのより現実的な確率分布を考慮に入れます。宇宙論的パラメーターの事前分布の選択によって引き起こされる体系的な不確実性をより適切に説明するために、FRBデータを宇宙マイクロ波背景データ、バリオン音響振動データ、およびタイプIa超新星データと組み合わせて、宇宙論的パラメーターと$m_{\gamma}$同時に。$m_{\gamma}\le3.8\times10^{-51}\;\rm{kg}$、または同等の$m_{\gamma}\le2.1\times10^の新しい上限を導出します。{-15}\、\rm{eV/c^2}$($m_{\gamma}\le7.2\times10^{-51}\、\rm{kg}$、または同等の$m_{\gamma}\le4.0\times10^{-15}\,\rm{eV/c^2}$)$1\sigma$($2\sigma$)信頼レベルで。一方、私たちの分析は、IGMバリオン分率$f_{\rmIGM}=0.873^{+0.061}_{-0.050}$の合理的な推定にもつながります。ローカライズされたFRBの数が増えると、$m_{\gamma}$と$f_{\rmIGM}$の両方の制約がさらに改善されます。標準の$\Lambda$CDM宇宙モデルのコンテキスト内で$m_{\gamma}$を制約することの警告についても説明します。
RX J0440.9+4431: 別の超臨界X線パルサー
| Title |
RX_J0440.9+4431:_another_supercritical_X-ray_pulsar |
| Authors |
Alexander_Salganik,_Sergey_S._Tsygankov,_Victor_Doroshenko,_Sergey_V._Molkov,_Alexander_A._Lutovinov,_Alexander_A._Mushtukov,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14881 |
2023年の初めに、BeトランジェントX線パルサーRXJ0440.9+4431は、2月の初めにピークに達し、$\sim4.3\times10^{37}のピーク光度に達する、ソースから観測された初めての巨大な爆発を起こしました。$ergs$^{-1}$.ここでは、NuSTAR、INTEGRAL、Swift、およびNICERの観測に基づいて、この期間に実施され、幅広いエネルギーと光度をカバーするソースの詳細なスペクトルおよび時間研究の結果を提示します。パルスプロファイルの形状とスペクトル硬度の両方が$\sim2.8\times10^{37}$ergs$^{-1}$あたりで急激に変化することがわかりました。降着柱の。観測されたパルスの割合は、20keVまでのエネルギーで徐々に減少し(蛍光鉄線付近で極小値を持つ)、これはX線パルサーでは異常であり、その後、$\sim120までの脈動が有意に検出されて、より高いエネルギーで急速に上昇します。$keV。異なる光度状態でのRXJ0440.9+4431の広帯域エネルギースペクトルは、追加機能なしで他のパルサーについて以前に提案された約10-20および50-70keVのエネルギーでピークを持つ2つのこぶモデルで近似できます。特に、以前に報告され、文献でサイクロトロン線として解釈された30keV付近の吸収特性は、このモデルを使用すると存在しないように見えるため、中性子星の磁場強度に関する問題は未解決のままです。代わりに、いくつかの間接的な方法を使用して場を推定しようと試み、それらのすべてが約$B\sim10^{13}$Gの比較的強い場を指していると結論付けました。
ジェット駆動型超新星の流体力学と元素合成 I: ジェットエネルギーへの依存性のパラメーター研究
| Title |
Hydrodynamics_and_Nucleosynthesis_of_Jet-Driven_Supernovae_I:_Parameter_Study_of_the_Dependence_on_Jet_Energetics |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Ken'ichi_Nomoto,_Tomoharu_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14935 |
初期の前駆質量$M_{\rmprog}\sim$25$M_{\odot}$--$\sim$140$M_{\odot}$で大質量星を回転させると、急速に回転するブラックホールが崩壊して崩壊する可能性があります。ブラックホールとその周囲の降着円盤は、磁気流体力学の不安定性によって強力なジェットを発生させる可能性があります。恒星エンベロープ内のジェットの伝播は、通常のコア崩壊型超新星では見られない元素合成を引き起こすために必要な衝撃加熱を提供します。しかし、ジェットのエネルギー収支と最終的な化学物質存在量パターンへの影響は不明です。この探索的研究では、コラプサー元素合成のジェットエネルギー論へのパラメーター依存性に関する調査を提示します。$M_{\rmprog}\sim$40$M_{\odot}$を持つゼロ金属星を前駆体として使用します。パラメータには、ジェット持続時間、そのエネルギー蓄積率、蓄積エネルギー、および開口角度が含まれます。次の観測量の相関関係を調べます:(1)噴出物と残骸の質量、(2)エネルギー蓄積効率、(3)$^{56}$Ni生成と、噴出物速度、蓄積エネルギー、および(4)金属の少ない星で観測されたSc-Ti-V相関(5)いくつかの金属の少ない星で観測された[Zn/Fe]比。また、銀河の化学進化と星の考古学に使用するために、これらの爆発モデルの化学存在量表も提供しています。
ガス ピクセル検出器を使用した X 線偏光測定のための共同機械学習と分析的飛跡再構成
| Title |
Joint_machine_learning_and_analytic_track_reconstruction_for_X-ray_polarimetry_with_gas_pixel_detectors |
| Authors |
Nicol\'o_Cibrario,_Michela_Negro,_Nikita_Moriakov,_Raffaella_Bonino,_Luca_Baldini,_Niccol\'o_Di_Lalla,_Luca_Latronico,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Nicola_Omodei,_Carmelo_Sgr\'o,_Stefano_Tugliani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14425 |
天体物理学のX線偏光測定に使用されるガスピクセル検出器における光電子トラックの再構成に関する研究を紹介します。私たちの研究は、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)のパフォーマンスを最大化して、光電子飛跡の画像から入射X線の衝突点を予測することを目的としています。画像の人工的な鮮明化プロセスの導入により、着弾点位置の再構築において非常に高い精度が達成されます。最先端の分析解析への入力としてCNN予測の衝突点を提供すると、変調係数が改善されることがわかります(3keVで$\sim1\%$および6keVで$\sim6\%$)。また、「偏光漏れ」として知られる明るい拡張光源の偏光測定に現れる微妙な影響を自然に軽減します。
ULTRASAT: 広視野時間領域 UV 宇宙望遠鏡
| Title |
ULTRASAT:_A_wide-field_time-domain_UV_space_telescope |
| Authors |
Y._Shvartzvald,_E._Waxman,_A._Gal-Yam,_E._O._Ofek,_S._Ben-Ami,_D._Berge,_M._Kowalski,_R._B\"uhler,_S._Worm,_J._E._Rhoads,_I._Arcavi,_D._Maoz,_D._Polishook,_N._Stone,_B._Trakhtenbrot,_M._Ackermann,_O._Aharonson,_O._Birnholtz,_D._Chelouche,_D._Guetta,_N._Hallakoun,_A._Horesh,_D._Kushnir,_T._Mazeh,_J._Nordin,_A._Ofir,_S._Ohm,_D._Parsons,_A._Pe'er,_H._B._Perets,_V._Perdelwitz,_D._Poznanski,_I._Sadeh,_I._Sagiv,_S._Shahaf,_M._Soumagnac,_L._Tal-Or,_J._Van_Santen,_B._Zackay,_O._Guttman,_P._Rekhi,_A._Townsend,_A._Weinstein_and_I._Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14482 |
紫外線過渡天文衛星(ULTRASAT)は、2026年に静止軌道に打ち上げられる予定です。これは、前例のない大きな視野(204deg$^2$)とNUV(230-290nm)感度(22.5mag)を持つ望遠鏡を搭載します。、5$\sigma$、900秒)。ULTRASATは、過渡および可変NUVソースの最初の広視野調査を実施し、高温過渡宇宙を研究する私たちの能力に革命をもたらします。これは、エネルギーと時間スケールの新しいパラメーター空間を探索します(数か月の光曲線と数分のリズム)。、一時的なソースの発見にアクセスできる銀河外のボリュームは、GALEXの300ドル以上であり、LSSTのボリュームに匹敵します。ULTRASATデータはリアルタイムで地上に送信され、$<$15分で一時的なアラートがコミュニティに配信され、ULTRASATソースの地上ベースの活発なフォローアップが可能になります。ULTRASATはまた、GALEXマップよりも10倍以上深い、$>$23.5AB等の全天NUV画像を提供します。ULTRASATの2つの主要な科学的目標は、中性子星と超新星を含む連星の合体の研究です。空の大部分($>$50%)に瞬時にアクセスでき、高速(数分)の旋回能力と、2025年以降にGW検出器から予想されるエラー楕円をカバーし、ULTRASATはGW検出器によって識別されたBNS/NS-BH合併に続く電磁放射を迅速に検出し、イベントの連続NUV光度曲線を提供します。ULTRASATは、より希少な超新星前駆体タイプを含む、数百のコア崩壊型超新星の早期(時間)検出および継続的な高(分)ケイデンスNUV光度曲線を提供します。
| Title |
The_Light_Source_of_the_TRIDENT_Pathfinder_Experiment |
| Authors |
Wenlian_Li,_Xiaohui_Liu,_Wei_Tian,_Fuyudi_Zhang,_Shishen_Xian,_Mingxin_Wang,_Jiannan_Tang,_Fan_Hu,_Ziping_Ye,_Peng_Miao,_Zhengyang_Sun,_Donglian_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14608 |
2021年9月、TRIDENTパスファインダー実験(TRIDENTEXplorer、略してT-REX)として知られるサイトスカウティングミッションが、次世代のマルチ立方キロメートルのニュートリノ望遠鏡を構想する目的で南シナ海で実施されました。主なタスクの1つは、ニュートリノ望遠鏡が装備される$2800~\mathrm{m}$と$3500~\mathrm{m}$の間の深さで海水の\textit{in-situ}光学特性を測定することです。これを達成するために、光源として機能するクロック同期システムを備えた発光モジュールを開発しました。これは、パルスモードと定常モードで動作できます。光電子増倍管(PMT)とカメラの両方を収容する2つの受光モジュールを使用して、光源から放出される光子を検出します。このホワイトペーパーでは、T-REXの光源の計装について、その設計、キャリブレーション、および性能を含めて説明します。
無線帯域全体での LOFAR ソースのマッチング
| Title |
Matching_LOFAR_sources_across_radio_bands |
| Authors |
Lukas_B\"ohme,_Dominik_J._Schwarz,_Francesco_de_Gasperin,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Wendy_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14829 |
ねらい。LOFARLBAスカイサーベイ(LoLSS)の最近の予備リリースにより、LOFARからの最初の広域超低周波観測が公開されました。私たちの目的は、このデータセットをより高い周波数での他の調査と組み合わせて、多数の電波源サンプルのスペクトル特性を研究することです。メソッド。無線ソースのサイズを考慮した新しいクロスマッチングアルゴリズムを提示し、それをLoLSS-PR、LoTSS-DR1、LoTSS-DR2(すべてLOFAR)、TGSS-ADR1(GMRT)、WENSS(WSRT)に適用します。NVSS(VLA)カタログ。次に、LoLSS無線ソースの一致する対応物の数とそのスペクトル特性を調べます。結果。22607(89.5%)のLoLSSソースに相当するものを見つけました。残りの2,640のソース(10.5%)は、LoLSSサーベイでアーティファクトとして識別されるか(3.6%)、明るいソースに近いためにフラグが立てられます(6.9%)。LoLSSとNVSSの間に$\alpha=-0.77\pm0.18$の平均スペクトルインデックスが見つかりました。LoLSSとLoTSS-DR2の間には、$\alpha=-0.71\pm0.31$が見つかります。平均スペクトルインデックスは、$S_{54}=181$mJy以上では磁束密度に依存しません。LoLSS--LoTSS-DR2とLoTSS-DR2--NVSSからのスペクトル勾配の比較は、プローブされた無線ソースの集団が負のスペクトル曲率の証拠を示していることを示しています。
複数の恒星系における惑星形成円盤の観測
| Title |
Observations_of_planet_forming_disks_in_multiple_stellar_systems |
| Authors |
Alice_Zurlo,_Raffaele_Gratton,_Sebasti\'an_P\'erez,_Lucas_Cieza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14450 |
惑星の誕生地である星周円盤の人口統計は多様であり、リング、ギャップ、らせん、フィラメント、アークを特徴とする円盤が豊富です。これらの円盤構造を明らかにする多くの研究は、単独の星と円盤の周りの天体に焦点を当ててきました。二値性または多重性が関係している場合、シナリオはより複雑になります。ほとんどの星は、混雑した星形成領域の複数のシステムの一部です。1つまたは複数の星の伴星の存在は、星周円盤の形状とサイズにどのように影響しますか?ここでは、原始惑星系円盤に対する多重度の影響の光学、赤外線、および(サブ)ミリ波観測から得られた結果のランドスケープを概説し、近くの分子雲の人口学的研究と複数の円盤システムの高解像度研究を強調します。
ギャップに気を付ける I: 部分的/完全対流境界付近の M 矮星の H$\alpha$ 活動と、主系列の新しい H$\alpha$ 放出欠乏ゾーン
| Title |
Mind_the_Gap_I:_H$\alpha$_Activity_of_M_Dwarfs_Near_the_Partially/Fully_Convective_Boundary_and_a_New_H$\alpha$_Emission_Deficiency_Zone_on_the_Main_Sequence |
| Authors |
Wei-Chun_Jao,_Todd_J._Henry,_Russel_J._White,_Azmain_H._Nisak,_Hodari-Sadiki_Hubbard-James,_and_Leonardo_A._Paredes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14452 |
部分対流内部と完全対流内部の間の遷移を示すH-Rダイアグラム(HRD)のギャップを特定して以来、ゆっくりと脈動するM矮星のユニークなタイプが提案されています。これらの不安定なM型矮星は、内部構造の変化が表面で潜在的に観測可能な活動をもたらす方法を理解するための新しい実験室を提供します。この作業では、CTIO/SMARTS1.5mでCHIRONスペクトログラフを使用して観測された480M矮星を含む、この遷移領域にまたがるこれまでで最大の高解像度分光H$\alpha$放出調査の結果を報告します。H$\alpha$を放出するM型矮星はほぼ完全にHRDのギャップの上端よりも0から0.5等級上にあることがわかりますが、実際にはギャップ内およびギャップの下に放出を示す星はありません。したがって、ギャップの上端は比較的急激な活動遷移を示しており、ギャップ内の星に異常なH$\alpha$活動はありません。また、主系列の10.3$<M_{G}<$10.8に新しい領域を特定しました。ここでは、この等級範囲の上下のM型矮星と比較して、H$\alpha$放射を示すM型矮星の数が少なくなっています。文献の結果を注意深く評価すると、1)主系列の自転とH$\alpha$活動の分布は密接に関連している、2)この絶対等級範囲では、この領域を取り囲む集団よりも$\sim$13日以内に自転する星が少ないことが示されています。.この結果は、最も質量の大きい完全対流星は、部分対流星や質量の小さい完全対流星よりも速く角運動量を失うことを示唆しています。
HD 36030 の二値性を明らかに -- 最もホットなフレア星の 1 つ
| Title |
Revealing_the_Binarity_of_HD_36030_--_One_of_the_Hottest_Flare_Stars |
| Authors |
Olga_Maryeva,_P\'eter_N\'emeth,_Sergey_Karpov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14627 |
ケプラーとTESSの宇宙ミッションは、太陽に似た星からの膨大な量のスーパーフレアを記録し、A-Fスペクトルタイプのより高温の星からのフレアを検出することによって、どのタイプの星がフレア活動を示すかについての知識を大幅に拡大しました。現在、フレアはB型星と同じくらい高温の星で起こることが分かっています。しかし、高温のB-A星の大気の構造は後期型の星とは決定的に異なるため、B-A型星でフレアが発生するには、フレア形成に関する理論的見解をある程度拡張し、個々の天体を詳細に研究する必要があります。ここでは、HD36030のスペクトルおよび測光研究の結果を提示します。HD36030は、TESS衛星によって検出されたフレアを持つB9V星です。私たちが取得したスペクトルは、星が低質量の二次成分を持つ連星系にあることを示唆していますが、光度曲線には、軌道運動または表面磁場に関連する周期的変動の兆候が欠けています。そのため、フレアはシステムのコンポーネント間の磁気相互作用が原因で発生すると主張しています。
IRAS 00500+6713 の動的モデル: 二重縮退合体生成物 WD J005311 をホストするタイプ Iax 超新星 SN 1181 の残骸
| Title |
A_dynamical_model_for_IRAS_00500+6713:_the_remnant_of_a_type_Iax_supernova_SN_1181_hosting_a_double_degenerate_merger_product_WD_J005311 |
| Authors |
Takatoshi_Ko,_Hiromasa_Suzuki,_Kazumi_Kashiyama,_Hiroyuki_Uchida,_Takaaki_Tanaka,_Daichi_Tsuna,_Kotaro_Fujisawa,_Aya_Bamba_and_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14669 |
IRAS00500+6713は、Iax超新星SN1181の仮説上の残骸です。多波長観測により、その複雑な形態が明らかになりました。ほこりの多い赤外線リングが、内側と外側のX線星雲に挟まれています。XMM-NewtonとChandraによって取得されたアーカイブX線データを分析して、X線星雲の角度サイズ、質量、および金属存在量を制約し、IRAS00500+6713の力学的進化を説明する理論モデルを構築します。SN噴出物と、中央の白色矮星（WD）J005311からの炭素燃焼灰が豊富な激しい風との間の相互作用の影響。内側のX線星雲は風の終結衝撃に対応し、外側のX線星雲はSN噴出物と星間物質の間の衝撃を受けた界面に対応することを示します。観測されたX線の特性は、SN爆発エネルギー$E_\mathrm{ej}=(0.77\mbox{--}1.1)\times10^{48}$~erg、SNイジェクタのモデルによって説明できます。$M_\mathrm{ej}の質量=0.18\mbox{--}0.53~M_\odot$、現在観測されているWDJ005311からの風が爆発の810$年後に$t_\mathrm{w}\gtrsimを吹き始めた場合、すなわち、およそ西暦1990年以降。推測されたSN特性は、タイプIaxSNeのものと互換性があり、風の発射のタイミングは、表面炭素燃焼を引き起こしたWDJ005311の酸素-ネオンコアのケルビン-ヘルムホルツ収縮に対応している可能性があります。.私たちの分析は、IRAS00500+6713が酸素-ネオンおよび炭素-酸素WDの二重縮退合併によって生成されたSNIax1181の残骸であり、WDJ005311が生き残った合併産物であることを裏付けています。
太陽周期上昇期の太陽風パラメータ 25
| Title |
Solar_wind_parameters_in_rising_phase_of_solar_cycle_25 |
| Authors |
Yuri_I._Yermolaev,_Irina_G._Lodkina,_Alexander_A._Khokhlachev,_Michael_Yu._Yermolaev,_Maria_O._Riazantseva,_Liudmila_S._Rakhmanova,_Natalia_L._Borodkova,_Olga_V._Sapunova,_Anastasiia_V._Moskaleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14707 |
太陽活動と太陽風のパラメーターは、太陽周期(SC)23-24で大幅に減少しました。この論文では、SC25の上昇段階での太陽風の測定値を分析し、それらを以前のサイクルの同様のデータと比較します。この目的のために、11年間の太陽周期のフェーズと大規模な太陽風のタイプの両方で、1976年から2022年までのOMNIデータベースデータを同時に選択しました(IKIのカタログに従って、http://www.iki.rssi.ru/pub/omni)、選択したデータセットのパラメーターの平均値を計算しました。得られた結果は、このサイクルの継続が前のサイクル24と同様である、つまりSC25はSC21および22よりも弱いという仮説を支持するものです。
大質量原始星G358-MM1でメーザーが追跡した降着エネルギーの熱波
| Title |
A_heat-wave_of_accretion_energy_traced_by_masers_in_the_G358-MM1_high-mass_protostar |
| Authors |
R._A._Burns,_K._Sugiyama,_T._Hirota,_Kee-Tae_Kim,_A._M._Sobolev,_B._Stecklum,_G._C._MacLeod,_Y._Yonekura,_M._Olech,_G._Orosz,_S._P._Ellingsen,_L._Hyland,_A._Caratti_o_Garatti,_C._Brogan,_T._R._Hunter,_C._Phillips,_S._P._van_den_Heever,_J._Eisl\"offel,_H._Linz,_G._Surcis,_J._O._Chibueze,_W._Baan,_B._Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14739 |
大質量星は、円盤支援降着の短時間でまれなバーストによって、その質量の多くを蓄積すると考えられています。このような降着イベントはまれであり、直接観察することは困難ですが、メーザー放出を促進することが知られています。このレターでは、興味深い現象を明らかにするG358.93-0.03に向けた高解像度のマルチエポックメタノールメーザー観測を報告します。降着する大質量の原始星から発せられる熱放射「熱波」のサブルミナール伝播。メーザー放射の極端な変換は、内部(40mas、270au)領域内からの熱赤外線放射の突然の強化を意味します。続いて、メタノールメーザーは、光速の$\geq$4-8\%で環境を通る熱放射の半径方向の通過を追跡します。このような高い移動率は、非常に長いベースライン干渉法(VLBI)を使用して通常観測されるメタノールメーザーの$\leq$10kms$^{-1}$の物理的ガス運動とは対照的です。観測されたシナリオは、大質量原始星G358.93-0.03-MM1での降着イベントに容易に帰することができます。G358.93-0.03-MM1は、そのクラスで3番目のケースでありながら、降着バーストタイプの「動物園」の可能性を示唆する独自の属性を示しています。これらの結果は、大質量星の形成を理解する上で、単一ディッシュメーザーモニタリングキャンペーンとVLBIアレイとしての国際協力の両方を通じて、メーザー観測の利点を促進します。
エピソード的に降着する大質量の原始星を生み出す 4 本の腕のらせんを持つケプラー円盤
| Title |
A_Keplerian_disk_with_a_four-arm_spiral_birthing_an_episodically_accreting_high-mass_protostar |
| Authors |
R._A._Burns,_Y._Uno,_N._Sakai,_J._Blanchard,_Z._Rosli,_G._Orosz,_Y._Yonekura,_Y._Tanabe,_K._Sugiyama,_T._Hirota,_Kee-Tae_Kim,_A._Aberfelds,_A._E._Volvach,_A._Bartkiewicz,_A._Caratti_o_Garatti,_A._M._Sobolev,_B._Stecklum,_C._Brogan,_C._Phillips,_D._A._Ladeyschikov,_D._Johnstone,_G._Surcis,_G._C._MacLeod,_H._Linz,_J._O._Chibueze,_J._Brand,_J._Eisl\"offel,_L._Hyland,_L._Uscanga,_M._Olech,_M._Durjasz,_O._Bayandina,_S._Breen,_S._P._Ellingsen,_S._P._van_den_Heever,_T._R._Hunter,_X._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14740 |
大質量の原始星(M$_{\star}>$8M$_{\odot}$)は、短期間の激しい成長バーストによって質量の大部分を獲得すると考えられています。この一時的な降着は、重力的に不安定で、その後の不均一な降着円盤によって促進されると考えられています。観測能力の限界は、観測された降着バーストイベントの欠如と相まって、ディスク降着、不安定性、および大質量原始星における降着バースト現象の間の関連性の肯定的な確認を差し控えてきました。2019年の降着バーストに続いて、放射バーストによって引き起こされた熱波が、大質量原始星G358.93-0.03-MM1から外側に伝播しました。この期間に、放射励起された6.7GHzメタノールメーザーの6つのVLBI(超長基線干渉法)観測が実施され、熱波が外側に伝播するにつれてディスク半径が増加し続けることが追跡されました。VLBIマップを連結すると、$\sim$50～900AUの物理的範囲をカバーする、まばらにサンプリングされた降着円盤の時空間運動学のミリ秒単位のビューが提供されました。この観測アプローチを「熱波マッピング」と呼びます。G358.93-0.03-MM1の周りに空間的に分解された4本の腕のらせんパターンを持つケプラー降着円盤の発見を報告します。この結果は、円盤の降着と渦巻腕の不安定性が一時的な降着の大質量星形成パラダイムに積極的に関係していることを示しています。
若いクラスターASCC 123の後期型メンバーのローテーションと活動
| Title |
Rotation_and_activity_in_late-type_members_of_the_young_cluster_ASCC_123 |
| Authors |
A._Frasca,_J._Alonso-Santiago,_G._Catanzaro,_A._Bragaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14743 |
ASCC123は、ほとんど研究されていない若い分散した散開星団です。最近、私たちはそれに専念した最初の研究を実施しました。この論文では、クラスタの55の可能性のあるメンバーのTESSフォトメトリで以前の作業を補完します。これらの確率の高いメンバーのうち7つに特に注意を払い、すべてFGKスペクトルタイプを持ち、以前の研究から高解像度スペクトルを取得しています。クラスターメンバーのTESS光度曲線を調べることにより、29個のオブジェクトの回転周期と回転変調の振幅を決定します。周期の分布の分析により、プレアデス星団の年代と同様のASCC123の年代回転年代を推定することができ、以前の調査で得られた値が確認されました。若いクラスター年齢は、変動振幅の分布によっても示唆されます。さらに、分光データのある星については、自転軸の傾きを計算します。これらの値は、若いクラスターですでに観察されているように、ランダムな分布に従っているように見え、スピンの整列は示されていません。しかし、私たちのサンプルは小さすぎて、より確固たる統計的根拠に基づいてこれを確認することはできません.最後に、これらの7つの星について、H$\alpha$とCaIIH&Kラインからの磁気活動のレベルを調べます。データポイントの数が少ないにもかかわらず、H$\alpha$およびCaIIフラックスとロスビー数との相関関係が見つかりました。フラックス-フラックス図におけるこれらの星の位置は、他の活発な後期型星で見られる一般的な傾向に従います。
長い軌跡を残して暴走する T-Tauri 星
| Title |
A_runaway_T-Tauri_star_leaving_an_extended_trail |
| Authors |
Josep_Mart\'i,_Pedro_L._Luque-Escamilla_and_Estrella_S\'anchez-Ayaso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14759 |
ねらい。私たちは、星形成の可能性のある場所から離れすぎている若い星の天体の問題に取り組んでいます。この予想外の状況を説明するために、さまざまなメカニズムが以前に提案されています。高速原始星のアイデアは、これらのメカニズムの1つですが、観測によるサポートは必ずしも容易に得られるわけではありません。関連する星系の偶然の発見の後、この問題に光を当てることを目指しています。メソッド。保存された赤外線データの調査に続いて、明らかに航跡のような特徴に似た長い尾の先にある特異な無名の星が発見されました。測光、アストロメトリー、分光法を含む多波長分析を実施しました。理論的な物理的考察とともに、このアプローチは星の年齢と運動学的特性に関する合理的な知識を提供し、拡張された機能が実際に高速または暴走した新生星の特徴であることを示す説得力のある兆候を提供しました。結果。私たちの主な結果は、数十年前に仮説が立てられた暴走するおうし座T星の概念に適合する低質量の若い恒星天体の発見です。UJT-1の愛称で呼ばれるこの特異な星では、星風と周囲の媒質との相互作用が極端になります。合理的な仮定の下では、この異常な程度の相互作用は、数$10^5$年のタイムスケールで星の質量損失の歴史をエンコードする可能性を秘めています。
ヤングソーラーアナログBE Cetiの明るさの周期的変動
BECetは、年齢が0.6Gyrで自転周期が7.655日の若い太陽類似体です。彩層指数と光球指数によると、その活動は太陽活動よりも高い。1977年から2019年までの時間間隔に関する測光データの分析は、0.02等の振幅で、平均輝度に6.76年周期の変動しか存在しないことを示しています。得られたサイクルは、以前に決定された彩層サイクルの長さが9年または7.6年と推定されていたものと比較して、1～2年短くなっています。サイクルのパラメータ、その振幅、および持続時間は、異なるエポックでわずかに変化します。回転変調による短期的な光の変動は、活動サイクルの最小値付近で最大0.05等の振幅の増加と最大値の減少を伴って発生します。0.2～0.6等の急激な増光はフレアと考えられる。
負のフィードバックと周囲環境が、共通エンベロープの進化における組換えの影響をどのように制限するか
| Title |
How_negative_feedback_and_the_ambient_environment_limit_the_influence_of_recombination_in_common_envelope_evolution |
| Authors |
Luke_Chamandy,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Eric_G._Blackman,_Adam_Frank,_Yisheng_Tu,_Baowei_Liu,_Yangyuxin_Zou,_Jason_Nordhaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14840 |
3D流体力学シミュレーションを実行して、バイナリ進化の共通エンベロープ(CE)段階での再結合とイオン化を研究し、時間と空間におけるイオン遷移を追跡する技術を開発します。粒子としてモデル化された$2\,M_\odot$赤色巨星枝プライマリと$1\,M_\odot$コンパニオンの相互作用をシミュレートします。イオン化と再結合を説明する表形式の状態方程式(EOS)を使用した実行と、理想気体EOSを使用した実行を比較します。シミュレーションの前半では、再結合エネルギーの放出により、$\sim15$パーセント多くの質量が表のEOS実行でバインドされていませんが、シミュレーションの終わりまでにその差は無視できるようになりました。これは、(i)表に示されているEOSの実行では、再結合エネルギーの放出によってエンベロープが膨張し、抗力が減少するため、後半に浅い吸気が発生し、したがって軌道エネルギーの放出が小さくなること、および(ii)膨張するエンベロープガス間の衝突と混合の結果であると説明します。、噴出物、および星周囲の周囲ガスは、エンベロープの結合を解くのに役立ちますが、結合エンベロープガスに伝達されたエネルギーの一部がイオン化に使用される、表にされたEOSの実行では効率が低下します。質量の解放率は、シミュレーションの後半でほぼ一定であり、軌道分離は後半に着実に減少します。単純な線形外挿により、CEフェーズの持続時間が$\sim2\,\mathrm{yr}$と予測され、その後、エンベロープが解放されます。
M5の「標準的な」白色矮星冷却シーケンス
| Title |
The_"canonical"_White_Dwarf_Cooling_Sequence_of_M5 |
| Authors |
Jianxing_Chen,_Francesco_R._Ferraro,_Maurizio_Salaris,_Mario_Cadelano,_Barbara_Lanzoni,_Cristina_Pallanca,_Leandro_G._Althaus,_Santi_Cassisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14847 |
最近、2つの球状星団(すなわち、M13とNGC6752)で白色矮星の新しいクラス(「ゆっくりと冷却するWD」と呼ばれる)が特定され、青い尾が伸びた水平枝(HB)の形態を示しています。これらのWDの冷却速度は、残留エンベロープでの安定した熱核水素燃焼によって低下し、HBの青い尾部に居住し、漸近的な巨大分岐段階をスキップする星によって発生すると考えられています。一貫して、そのような種類のWDの証拠は、HBの青い拡張がない同様のクラスターであるM3では見つかりませんでした。この現象をさらに調査するために、ハッブル宇宙望遠鏡で近紫外線で取得した深部測光データを利用し、M3に似たHB形態を持つ別の銀河球状星団であるM5のWD冷却シーケンスの明るい部分を調査しました。M5で導出された正規化されたWD光度関数は、M3で観測されたものと非常によく似ていることが判明しました。これは、これら2つのシステムのHBに沿った星の質量分布がほぼ同じであるという事実と一致しています。理論的予測との比較は、このクラスターの冷却シーケンスが正規の(高速冷却)WDによって占められているという事実と一致しています。したがって、この論文で提示された結果は、ゆっくりと冷却するWD現象とホスト星団の水平分岐形態との間の直接的な因果関係を提案するシナリオをさらにサポートします。
「太陽津波」が彩層にほとんど痕跡を残さない理由
| Title |
Why_"solar_tsunamis"_rarely_leave_their_imprints_in_the_chromosphere |
| Authors |
Ruisheng_Zheng,_Yihan_Liu,_Wenlong_Liu,_Bing_Wang,_Zhenyong_Hou,_Shiwei_Feng,_Xiangliang_Kong,_Zhenghua_Huang,_Hongqiang_Song,_Hui_Tian,_Pengfei_Chen,_Robertus_Erd\'elyi,_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14859 |
太陽コロナ波は、地球上の海の津波のように、太陽大気中の噴火中心から地球規模に伝播する明るい擾乱として頻繁に現れます。理論的には、コロナ波はその下にある彩層を掃引し、コロナ波面の下の圧力が高まるため、モートン波の形で痕跡を残すことができます。コロナ波は頻繁に観測されていますが、彩層で対応するものはめったに検出されません。太陽津波の痕跡が彩層にめったにない理由は、30年前に発見されて以来、謎のままでした。この問題を解決するために、過去10年間のすべてのコロナ波と関連するモートン波が最初に調査されましたが、モートン波の検出は、GlobalOscillationsNetworkGroupからの低品質のH$\alpha$データを利用することによって妨げられる可能性があります。ここでは、傾斜噴火におけるコロナ波とモートン波の共存の8つのケース(付録の5つを含む)を提示し、極端な傾斜が問題に対処するための答えを提供する鍵であると主張しています。これらすべてのイベントで、太陽表面近くのコロナ波面の最下部は非常に明るく見え、太陽遷移領域と彩層での同時擾乱は主に明るい部分の下で発生します。したがって、観測によって証明されたように、非常に傾斜した噴火におけるコロナモートン波の励起メカニズムのシナリオを提案します。このシナリオでは、コロナ波の最下部が弱い（たとえば、Bクラス）でも彩層を効果的に乱す可能性があります。太陽フレア。
剪断されたアーケードの拡張の可能性に関連する極端な紫外線波
| Title |
An_extreme_ultraviolet_wave_associated_with_the_possible_expansion_of_sheared_arcades |
| Authors |
Yihan_Liu,_Ruisheng_Zheng,_Liang_Zhang,_Hengyuan_Wei,_Ze_Zhong,_Shuhong_Yang,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14862 |
コンテクスト。太陽の極紫外線(EUV)波はコロナの伝播擾乱であり、通常、大規模なコロナ質量放出から小規模なコロナジェットまで、さまざまな太陽噴火を伴います。ねらい。一般に、EUV波は、噴火コアの上にあるコロナルループの急速な拡大によって駆動されると考えられています。このレターでは、噴火コアの上にあるコロナルループの拡大によって引き起こされなかったEUV波の例外を提示します。メソッド。複数の機器からの多波長観測を組み合わせて、イベントを詳細に調査しました。結果。噴火は活動領域(AR)で制限され、ソースARをリモートARに接続する近くのせん断アーケード(SA)を乱しました。興味深いことに、擾乱に続いて、SAの近くでEUV波が形成されましたが、噴火源からは遠く離れていました。結論。すべての結果は、EUV波が限定噴火よりもSAの消失部分とより密接な時間的および空間的関係を持っていることを示しました。したがって、EUV波は、噴出するループの拡大ではなく、SAのいくつかのストランドの拡大によって引き起こされた可能性が高いことを示唆しています。EUV波の駆動メカニズムを補完する可能性があります。
運動量を統合した新しいミュオン トモグラフィ イメージング アルゴリズム
| Title |
A_New_Momentum-Integrated_Muon_Tomography_Imaging_Algorithm |
| Authors |
JungHyun_Bae,_Rose_Montgomery,_Stylianos_Chatzidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14427 |
何十年もの間、使用済み核燃料(SNF)キャスクイメージングへのミューオントモグラフィーの適用は、米国のロスアラモス国立研究所、カナダのカナダ原子力研究所、国立研究所など、世界中の多くの研究グループによって理論的に評価され、実験的に検証されてきました。イタリアの核物理研究所、日本の東芝。宇宙線ミュオンを使用したSNFの監視は、有望な非伝統的な非破壊放射線撮影技術として大きな注目を集めていますが、海面での宇宙線ミュオンの自然なフラックスが100m-2min-1sr-1であるため、ミューオントモグラフィーの幅広い適用はしばしば制限されます。.最近の研究では、この課題に対処するために、ミュオン散乱トモグラフィー(MST)アプリケーションでミューオンの運動量を測定することが提案されています。いくつかのテクニックが議論されています。ただし、運動量結合MSTのイメージングアルゴリズムは開発されていませんでした。この論文では、ミューオンの散乱角度と運動量を単一のM値に統合する、MSTの新しいイメージングアルゴリズムを紹介します。ミュオンの運動量と散乱角分布の関係を明らかにするために、モンテカルロ粒子輸送コードGEANT4シミュレーションを使用して、さまざまな材料サンプル(Al、Fe、Pb、およびU)を徹底的に調査しました。新しいアルゴリズムを使用して再構成されたSNFキャスクの画像は、MSTでミューオン運動量を測定する利点を実証するためにここに提示されます。この分析では、行方不明の燃料集合体(FA)が乾式貯蔵キャスク内にありました。
| Title |
Scalar_polarization_window_in_gravitational-wave_signals |
| Authors |
Hiroki_Takeda,_Yusuke_Manita,_Hidetoshi_Omiya,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14430 |
重力波のスカラー分極モードは、重力の実行可能な拡張のコンテキストで導入されることが多く、活発に検索されています。ただし、スカラーモードの物質への結合は、5番目の力の実験によって強く制約されます。したがって、観測された重力波信号のスカラー分極の振幅は、テンソルモードの振幅と比較して大幅に抑制される必要があります。ここでは、重力波の生成から観測までの全プロセスを考慮して、コンパクト連星合体からの重力波におけるスカラーモードの検出可能性に関する太陽系での実験の意味を議論します。最初に、生成時にスカラーモードによって運ばれるエネルギーは、最大でも、インスパイラル重力波の観測された位相進化からのテンソルモードのエネルギーであると主張します。次に、一般的な重力波の伝搬を定式化し、伝搬波の波長に比べてバックグラウンドがゆっくりと変化する限り、エネルギー束は伝搬によってほとんど変化しないことを指摘します。最後に、地上の重力波望遠鏡によって検出されたスカラー偏光モードの可能な大きさは、太陽系での既存の重力テストによってすでに厳しく制限されていることを示しています。
分数計算アプローチの下での宇宙論: $H_0$ テンション解決の可能性?
| Title |
Cosmology_under_the_fractional_calculus_approach:_a_possible_$H_0$_tension_resolution? |
| Authors |
Genly_Leon,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_Guillermo_Fernandez-Anaya,_Alberto_Hern\'andez-Almada,_Juan_Maga\~na_and_Esteban_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14465 |
最近、分数宇宙論と呼ばれる新しい研究分野が出現しました。分数計算を使用して、標準の導関数方程式を修正し、フリードマン方程式を変更します。宇宙種密度の進化は、$\mu$分数パラメーターと宇宙の年齢$t_0$の影響も受けます。宇宙論へのこの新しいアプローチは、フリードマン方程式を修正し、暗黒エネルギー成分を必要とせずに後期宇宙加速を可能にします。これは、宇宙論における長年の問題を解決する突破口となる可能性があります。観測ハッブルデータとIa型超新星を分析することにより、分数および宇宙パラメータに厳密な制約を課すことができました。私たちの結果は、宇宙が以前に推定されたよりも古い可能性があることを示唆しています。また、分数宇宙論が$H_0$の緊張を解決するのに役立つかどうかも調べます。
| Title |
Prometheus:_An_Open-Source_Neutrino_Telescope_Simulation |
| Authors |
Jeffrey_Lazar,_Stephan_Meighen-Berger,_Christian_Haack,_David_Kim,_Santiago_Giner,_and_Carlos_A._Arg\"uelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14526 |
ニュートリノ望遠鏡は、個々の光検出ユニットで構成されるギガトンスケールのニュートリノ検出器です。単純な構成要素から構成されていますが、宇宙への新しい窓を開き、コライダー実験に匹敵する重心エネルギーを調べることができます。\prometheus{}は、この種の検出器用に調整された新しいオープンソースシミュレーションです。\texttt{C++}と\texttt{Python}の組み合わせで書かれた私たちのパッケージは、使いやすさとパフォーマンスのバランスを提供し、ユーザーが氷や水に配置された任意のジオメトリでニュートリノ望遠鏡をシミュレートできるようにします。\prometheus{}は、検出器を取り囲むボリューム内のニュートリノ相互作用をシミュレートし、ハドロンシャワーと出て行くレプトンの光収率を計算し、媒質内で光子を伝播し、ユーザー定義領域での到着時間と位置を記録します。最後に、\prometheus{}イベントは\texttt{parquet}ファイルにシリアル化されます。これはコンパクトで相互運用可能なファイル形式であり、さらに分析するためにイベントにすばやくアクセスできます。
グリッチパルサーにおける非動径摂動による重力波
定常重力波(GW)源としてのパルサーのロスビーモード(rモード)摂動が調査されています。ひずみテンソル振幅の観点から放出されたGWの時間発展と強度は、NRAPRパラメーターセットとのSkyrme有効相互作用を使用して導出された状態方程式を採用した低速回転の近似で推定されました。中性子星のコアは、中性子、陽子、電子、ミューオンからなる$\beta$平衡核物質であり、固体の地殻に囲まれていると考えられてきました。パルサー質量の広いスペクトルにわたって、臨界周波数、時間の経過に伴う周波数の進化と周波数変化率、および基準粘性と重力のタイムスケールの計算が行われました。私たちの調査結果は、rモード不安定領域が回転する若いパルサーとホットパルサーに関連していることを明らかにしています。さらに、主要な散逸メカニズムが地殻-コア界面境界層に沿ったせん断粘性である場合、$L$値が低いパルサーは重力放射を放出し、rモード不安定領域内に収まることは注目に値します。恒星の角運動量を無限遠に輸送する他の非動径摂動とは対照的に、rモード摂動振幅はGW放射のために増加します。したがって、これらの星の摂動の存在は、回転角運動量の伝達の変化率が負ではないことを意味します。この観測結果は、グリッチパルサーの場合、GW放射強度は、角周波数が重要なしきい値を下回る値に減少するまで時間とともにますます進化し、その後コンパクトスターが放射を放射しなくなることを示唆しています。
LAGEOS と新たに打ち上げられた測地衛星 LARES 2 を使用したレンズ チリング効果のテストにおける制限
| Title |
Limitations_in_Testing_the_Lense-Thirring_Effect_with_LAGEOS_and_the_Newly_Launched_Geodetic_Satellite_LARES_2 |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14649 |
新しい測地衛星LARES2は、LAGEOSのいとこであり、180度ずれた傾斜角を除いてほとんど同じ軌道パラメータをLAGEOSと共有しており、昨年打ち上げられました。その支持者は、LAGEOSとLARES2のノードの合計を使用して、Lense-Thirringノードの歳差運動の合計を、ジオポテンシャルの偶数帯高調波によって引き起こされる系統的バイアスとは無関係に測定することを提案し、最終的な$\simeq0.2$パーセントを主張します。総合精度。実際、2つの衛星の実際の軌道構成では、地球の四重極質量モーメントによる古典的な節点歳差運動の相互相殺を達成することはできません。一般相対論的率。これには重要な結果があります。1つは、両方の衛星の離心率と傾斜角の現在の不確実性により、現在のところ、指定された精度目標を達成できず、3〜4桁の改善が必要であるということです.さらに、地球の角運動量$S$の不完全な知識は、$S$で想定される不確実性に応じて、相対論的信号の150から4900パーセントまで、ノードの歳差運動のキャンセルされていない合計に影響を与えます。最後に、地球の重力磁場を確実にテストする上での真のブレークスルーは、それをモデル化することと、ジオポテンシャルを特徴付ける他のパラメーターとともに1つまたは複数の専用パラメーターを同時に推定することであることに注意してください。.
媒質内有効質量を持つフェルミ気体の有限温度記述
| Title |
Finite_temperature_description_of_Fermi_gases_with_in-medium_effective_mass |
| Authors |
Mariana_Dutra,_Odilon_Louren\c{c}o,_J\'er\^ome_Margueron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14715 |
媒体内有効質量が密度、温度、または化学ポテンシャルの関数として一定ではない可能性がある有限温度でのフェルミ気体を調べます。質量が一定である項を、媒体内有効質量による補正を明示的に扱う項から分離する形式を提案します。これらの異なる項を扱うために、無限物質におけるアンサンブル等価性を採用します。私たちの形式は核物質に適用され、フェルミ積分の数値計算に基づく正確な処理と比較することで、その良さを示しています。
