宇宙の流域: ラニアケアと近隣の 5 つの新参者
この記事では、z=0.1(1ギガ光年)以内のローカルユニバースのダイナミックなコスモグラフィーを提供します。銀河距離のCosmicFlows-4カタログを使用して計算された重力速度場を利用して、スーパークラスターを流域として描写し、そのサイズ、形状、物質の主流、およびそれらの中心アトラクターの位置を初めて公開します。ラニアケア、私たちのホーム超銀河団のサイズは2$\times10^6$(Mpc$h^{-1}$)$^3$であることが確認されています。Apus、Hercules、Lepus、Perseus-Pisces、Shapleyの5つのスーパークラスターが同じ方法で動的に明らかになりました。また、BoutesとSculptorvoidの中央のリペラーが見つかり、DipoleとColdSpotのリペラーが単一の巨大なエンティティとして表示されます。興味深いことに、観測されたスーパークラスターは、宇宙論的な$\Lambda$CDMシミュレーションによって予測された理論上のスーパークラスターよりも1桁大きいです。
JKCS041で宇宙の正午にクラスター内媒体集合を目撃
| Title |
Witnessing_the_intracluster_medium_assembly_at_the_cosmic_noon_in_JKCS041 |
| Authors |
S._Andreon,_C._Romero,_H._Aussel,_T._Bhandarkar,_M._Devlin,_S._Dicker,_B._Ladjelate,_I._Lowe,_B._Mason,_T._Mroczkowski,_A._Raichoor,_C._Sarazin,_G._Trinchieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02353 |
この作業では、宇宙の正午における銀河団の銀河団内媒質を調べます:z=1.803のJKCS041。MUSTANG-2を使用した28時間のSunyaev-Zel'dovich(SZ)観測により、JKCS041を検出できますが、他のSZ検出クラスターと比較して本質的に非常に微弱です。SZピークは、X線中心から約220kpcだけ、最も明るい銀河団銀河の方向にずれていることがわかりました。これは、銀河団が大規模な合体の最初の通過直後に観測されたためと解釈されます。JKCS041は、クラスター内媒質(ICM)によって選択されたローカルクラスターと比較して、中心圧力が低く、コンプトンYが低いです。これは、クラスターがまだ組み立ての過程にあるためと考えられますが、電流の定量化が難しいバイアスが原因の1つでもあります。ローカルICM選択サンプル。JKCS041のYシグナルは0.5dex微弱で、別のより質量の小さいz~1.8クラスターよりも弱く、弱いレンズ質量とSZ質量が高赤方偏移でどれだけ異なるかを示しています。私たちが提示する観測は、銀河団の最も遠くにある分解された圧力プロファイルの測定値を提供してくれます。もっともらしい子孫のライブラリとの比較は、JKCS041圧力プロファイルがすべての半径で次の10Gyrで約0.7dex増加する可能性が高いことを示しています。
暗黒エネルギー調査における銀河団のクールコア
| Title |
Cool_Cores_in_Clusters_of_Galaxies_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
K._Graham,_J._O'Donnell,_M._M._Silverstein,_O._Eiger,_T._E._Jeltema,_D._L._Hollowood,_D._Cross,_S._Everett,_P._Giles,_J._Jobel,_D._Laubner,_A._McDaniel,_A._K._Romer,_A._Swart,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_D._Brooks,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_J._Mena-Fernandez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malagon,_K._Reil,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_and_N._Weaverdyck_(for_the_DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02365 |
ダークエネルギー調査(DES)から光学的に選択された銀河団にクールコアの存在を検索し、赤方偏移とクラスターの豊富さの関数としてその有病率を調査します。クラスタは、アーカイブチャンドラX線観測を含む3年間のDES観測のredMaPPer分析から選択され、$0.11<z<0.87$の赤方偏移範囲と$25<\lambda<207のリッチネス範囲を持つ99個のクラスタのサンプルが得られました。$.X線データを使用して、コア温度を外部温度と比較し、コア温度が外部温度の0.7倍以下であるクラスターを特定しました。約20%のクールコアの割合が見つかりましたが、赤方偏移またはリッチネスのいずれかを伴うクールコアの割合には有意な傾向はありませんでした。
| Title |
On_the_growth_of_supermassive_black_holes_formed_from_the_gravitational_collapse_of_fermionic_dark_matter_cores |
| Authors |
C._R._Arg\"uelles,_K._Boshkayev,_A._Krut,_G._Nurbakhyt,_J._A._Rueda,_R._Ruffini,_J._D._Uribe-Su\'arez_and_R._Yunis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02430 |
観測は、超大質量ブラックホール(SMBH)が活動銀河の中心での放出に力を与えているという考えを支持しています。しかし、恒星質量BHとは対照的に、その起源と物理的形成経路についての理解は不十分です。この記事では、バリオン物質(大質量星)や原始宇宙論とは関係のない、初期宇宙におけるSMBH形成の新しいプロセスを提案します。この新しいアプローチでは、SMBHシードは、DMハローが形成されるときに中心に発生するフェルミ粒子の高密度暗黒物質(DM)コアの重力崩壊に由来します。このようなDM形成チャネルが星形成の前に発生し、標準的なバリオンチャネルよりも重いBHシードにつながることを示します。SMBHシードは、その後、降着によって成長します。測地線一般相対論的円盤降着モデルを使用して、BHの質量と角運動量の進化を計算します。これらのSMBHシードが、非現実的な(または微調整された)降着率を呼び出すことなく、宇宙の寿命の最初のGyrで$\sim10^9$-$10^{10}M_\odot$に成長することを示します。
| Title |
Delensing_of_Cosmic_Microwave_Background_Polarization_with_machine_learning |
| Authors |
Ye-Peng_Yan,_Guo-Jian_Wang,_Si-Yu_Li,_Jun-Qing_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02490 |
始原Bモード検出は、次世代宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験の主な目標の1つです。原始Bモードは原始重力波(PGW)のユニークな特徴です。ただし、CMB光子と大規模構造との重力相互作用は、原始Eモードを歪め、原始Bモード信号にレンズBモード成分を追加します。PGWの制約を改善し、原始Eモード信号を取得するには、観測されたCMB偏光マップからレンズ効果(「デレンズ」)を除去する必要があります。ここでは、CMBデレンズを実行するために、多入力多出力U-net(MIMO-UNet)という名前の深い畳み込みニューラルネットワークモデルを紹介します。ネットワークは、サイズ$20^{\circ}\times20^{\circ}$のシミュレートされたCMBマップでトレーニングされます。最初にMIMO-UNetを使用して、観測されたCMBマップから非レンズCMB偏光($Q$および$U$)マップを再構築します。回復されたEモードパワースペクトルは、原始EEパワースペクトルとの優れた一致を示します。0、1、および2$\mu$K-arcminのノイズレベルに対する原始Bモードパワースペクトルの回復は、$\ell<150$の角度スケールで98\%を超えています。さらに、観測されたCMBマップからレンズBマップを再構築します。レンズBモードパワースペクトルの回復は、$\ell>200$のスケールでおよそ99\%を超えています。再構築されたレンズ効果のあるBモードスペクトルを減算することにより、観測されたBモードパワースペクトルをレンズ除去しました。0、1、2$\mu$K-arcminのノイズレベルに対するテンソルBモードパワースペクトルの回復は、$\ell<120$の角度スケールで98\%を超えています。$\ell=160$でも、テンソルBモードパワースペクトルの回復はまだ約71\%です。
| Title |
The_angular_power_spectrum_of_gravitational-wave_transient_sources_as_a_probe_of_the_large-scale_structure |
| Authors |
Yanyan_Zheng,_Nikolaos_Kouvatsos,_Jacob_Golomb,_Marco_Cavagli\`a,_Arianna_I._Renzini,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02652 |
前景の重力波過渡事象の分布の角度パワースペクトルを計算する新しいシミュレーションベースの推論方法を提示します。この方法の最初のアプリケーションとして、LIGO、Virgo、およびKAGRAの3回目の観測実行中に観測されたバイナリブラックホールの合体を使用して、これらのソースの空間分布をテストします。それらの角度分布に異方性の証拠は見つかりません。この方法をさらに応用して、他の重力波源集団と宇宙の大規模構造との相関関係を調査することについて説明します。
宇宙の夜明けにおけるUV光度密度に対するJWSTの制約：21cm宇宙論への影響
| Title |
JWST_constraints_on_the_UV_luminosity_density_at_cosmic_dawn:_implications_for_21-cm_cosmology |
| Authors |
Sultan_Hassan,_Christopher_C._Lovell,_Piero_Madau,_Marc_Huertas-Company,_Rachel_S._Somerville,_Blakesley_Burkhart,_Keri_L._Dixon,_Robert_Feldmann,_Tjitske_K._Starkenburg,_John_F._Wu,_Christian_Kragh_Jespersen,_Joseph_D._Gelfand,_Ankita_Bera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02703 |
前例のない一連の新しい観測機能により、宇宙の最初の光の時代のモデルに重要な制約が生じ始めています。このレターでは、拡散中性水素の赤方偏移した21cmの超微細遷移を検出することを目的とした電波実験について、最近のJWST観測によって推測された、宇宙の夜明けにおける紫外線背景放射の意味について説明します。21cm信号が金属の少ない恒星系によって生成されるLy$\alpha$光子場によって活性化されるという基本的な仮定の下で、EDGES実験の低周波数での検出が次の単純な外挿から予想されることを示します。JWST初期銀河データによって$z\lesssim14$と見積もられたUV光度密度の減少。私たちの調査結果は、初期の高い星形成効率が、赤方偏移$z\lesssim18$での激しいLy$\alpha$放出の開始を引き起こし、ビッグバンの200Myr後に宇宙の21cm吸収信号を生成する可能性があるという興味深い可能性を提起します。.
$\Lambda$CDM トリガー パラメータを超えたトリウム テスト
我々は、最新の宇宙幾何学を使用して、3つの修正された重力現象論的パラメーター、成長指数$\gamma$、状態パラメーター$w$の暗エネルギー方程式、およびGR予測パラメーター$\Sigma$からのレンズ偏差についてベイジアン研究を実行しました。、成長およびレンズ作用のプローブ。変更された重力宇宙論ソルバーコードMGCLASS内の一貫した実装ですべて。すべてのプローブ、つまりCMB+BAO+$f\sigma_8$+3$\times$2ptクラスタリングおよびレンズプローブを組み合わせると、フラットスペースを仮定して、制約は一般相対性理論と互換性があり、$\Lambda$CDMは$\omega=-1.025\pm0.045$,$\gamma=0.633\pm0.044$および$\Sigma=0.992\pm0.022$68%レベルで、後者が一定と見なされる場合。$\gamma_\ell=-0.025\pm0.045$レンズパラメーターがレンズインデックスの関数としてパラメーター化されている場合は、この作業で初めて$\Sigma(z)=\Omega_m(z)^として導入されます。{\gamma_\ell}$.
$\Lambda$CDM モデルのすべてまたはさらなる問題を軽減するための 1 つの物質密度の不一致
ハッブル定数($H_0$)と物質変動パラメーター($\sigma_8$)の2つの宇宙論的不一致が、物質密度の現在値($\Omega_{\rm{M}}$）。データによって設定されるように各プローブのキャリブレーションパラメーターを緩和するか、不一致パラメーターから独立して取得されるという条件で事前確率のみを含めることにより、不可知論的アプローチでさまざまなプローブを組み合わせました。また、$\Omega_{\rm{M}}$の以前の直接測定からのデータセットをコンパイルして使用しました。ベースラインとして、銀河団カウント+クラスターバリオンフラクションプローブ+宇宙クロノメーター+直接$\Omega_{\rm{M}}$+BBNとCMBからの事前確率を組み合わせると、両方のパラメータ$H_0$と$\sigma_8$は、$\sigma_8=0.745\pm0.05$で$H_0=73.8\pm{M}}=0.22の値のローカルプローブで推論されたものと一致しています。\pm0.01$で、通常CMBによって決定される値から3$\sigma$を超えています。また、宇宙クロノメーター(CC)を超新星(SN)データに置き換え、そのキャリブレーションパラメーターを変化させた場合にも同様の傾向が見られました。ただし、CCに加えてSNを組み合わせると不一致が現れ、使用したSNサンプルと他のプローブとの間の不一致、または仮説に対する深刻な挑戦のいずれかが示唆されました。両方の緊張を調整するには、CMBによって得られたものとは異なる局所的な物質密度の推定値が必要であり、それまでに見過ごされていた不一致が復活するか、単に$\Lambda$CDMモデルが対応するのがより困難に直面していることを示すさらなる証拠が必要であると結論付けます同時に、現在利用可能なすべての観測。(要約)
$\sigma_8$ の不快感を和らげるために成長指数をアンタイドする
物質パラメータ$\sigma_8$のゆらぎは、成長指数$\gamma$で退化したモデル構築によるものです。ここでは、$\sigma_8$を$\gamma$とともに自由で派生していないパラメーターと見なすことで、それぞれを独立して扱うことによる宇宙パラメーターの制約への影響を研究し、3つのプローブ、つまりCMBスペクトルによってすべてを制約しようとします。、赤方偏移空間歪み$f\sigma_8$と銀河団カウントからの成長測定値。また、この緩和が$\sigma_8$の緊張に与える影響も評価したいと考えています。また、宇宙論が成長測定に与える影響を考慮した古典的な補正とともに、より洗練された補正を提案します。これは、成長を調整して、観測されたパワースペクトルを背景の進化と不変に保つことです。2つのパラメーターをほどいても、$\sigma_8$または$\gamma$のいずれかで最大尤度がシフトするのではなく、$\sigma_8$が派生パラメーターである場合に関して、より大きな境界が許容されることがわかりました。より正確には、$\sigma_8=0.809\pm0.043$と$\gamma=0.613\pm0.046$を取得します。前者についてはプランク制約に一致し、後者については$\Lambda$CDMと互換性がありますが、十分に広い範囲に対応できます。どちらの値も$\sigma_8$の緊張の対象です。一方、層補正を考慮すると、$\sigma_8=0.734\pm0.013$となりますが、成長指数は$\gamma=0.636\pm0.022$ですが、大量のニュートリノを許容すると、$\sigma_8=0.756\が得られます。pm0.024$、まだ低い値が優先されますが、制約が緩くなり、$\gamma=0.549\pm0.048$になり、$\Sigmam_\nu\sim0.19$値がわずかに優先されます。$\sigma_8$と$\gamma$を切り離すことは、CMBとローカルプローブ間の前者の不快感を軽減するのに役立ち、モデルに依存する方法で取得されたデータを使用する場合は慎重な分析に従う必要があると結論付けています。
重力波の重力レンズ効果: 銀河レンズ内の中間質量ブラック ホールを大域的最小値で調べる
| Title |
Gravitational_Lensing_of_Gravitational_Waves:_Probing_Intermediate_Mass_Black_Holes_in_Galaxy_Lenses_with_Global_Minima |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02880 |
この作業では、銀河スケールレンズのグローバルミニマムに対応する強くレンズ化された重力波(GW)信号におけるマイクロレンズ効果を調べます。恒星マイクロレンズだけでは、強力なレンズ倍率$(\mu)<50$でグローバルミニマGW信号に顕著な波動効果を導入できないことがわかり、レンズなしとレンズ付きGW信号間の一致値は${\sim}99.5\%を超えています。システムの${\sim}90\%$の$。恒星のマイクロレンズは大域的極小値において無視できる波動効果を導入するため、銀河レンズ内の中間質量ブラックホール(IMBH)レンズを調べるために使用できます。$[50,10^3]~{\rmM_\odot}$の範囲の質量を持つIMBHレンズが存在し、グローバルな最小値がそのアインシュタイン半径の5倍以内にあることを示します。$fでのマイクロレンズ効果<10^2$Hzは主に$\mu<50$のIMBHレンズによって決定されます。3.8の典型的な強力なレンズ倍率と十分に高い信号対雑音比($\sim[10,30]$の範囲内)を仮定して、グローバルミニマムに対応するGW信号のマイクロレンズ効果を検出し、${\sim}15({\sim}150)$レンズ化されたGW信号のマイクロレンズ効果により、質量範囲内の銀河レンズ内のIMBH集団で構成される暗黒物質の割合$>10\%(>1\%)$を除外できます$[50,10^3]{\rmM_\odot}$${\sim}$90\%の信頼度。
緊張を解決するための中間 Redshift での $\Lambda$CDM の拡張 ?
ハッブル定数($H_0$)と物質変動パラメーター($\sigma_8$)の緊張を緩和しようとする暗黒エネルギーまたは修正重力のモデルは、通常、後期または初期の宇宙進化の関数としてパラメーター化されます。この作業では、修正された重力パラメータ$\mu_と組み合わせた自由移動中心$a_{Gwin}$を持つガウスのようなウィンドウ関数によって、中間の赤方偏移で$\Lambda$CDMへの拡張を優先できるものに焦点を当てます。{Gwin}$および状態方程式パラメーター$\omega_{Gwin}$の拡張。宇宙マイクロ波(CMB)バックグラウンドパワースペクトル、銀河分布のバリオン音響スケール(BAO)、弱レンズ効果(WL)シアー、銀河クラスタリングの相互相関など、矛盾の対象となる最新の利用可能な現在のデータセットのさまざまな組み合わせを使用します。ハッブル定数測定では、そのようなモデルが$H_0$と$\sigma_8$の張力のそれぞれまたは両方を緩和できるかどうかを調査します。すべてのプローブを組み合わせると、赤方偏移または$\mu_{Gwinに対する特定の優先度なしで、正の$\omega_{Gwin}$に対するわずかな優先度で$H_0$が減少する一方で、$\sigma_8$の張力が軽減されることがわかりました。}$は、同等の$\Lambda$CDM値とは異なります。ただし、別のアプローチに従って、不一致の対象となるプローブの2つのセット、つまりCMB+BAOとWL+ローカル$H_0$を比較すると、モデルは$\sigma_8$の不一致を解決できることがわかりました。2つの尤度等高線が平行な方向に引き伸ばされているため、ハッブル定数の不一致はそれほど影響を受けません。モデル内の中間赤方偏移で$\Lambda$CDM宇宙論を変更すること、およびこの研究で使用されたデータセットからの制約は、両方の緊張を解決するための実行可能な解決策ではない可能性が高いと結論付けています。
エッジオンの原始惑星系円盤 HH 48 NE I. ジオメトリと恒星パラメータのモデル化
| Title |
The_edge-on_protoplanetary_disk_HH_48_NE_I._Modeling_the_geometry_and_stellar_parameters |
| Authors |
J.A._Sturm,_M.K._McClure,_C.J._Law,_D._Harsono,_J.B._Bergner,_E._Dartois,_M.N._Drozdovskaya,_S._Ioppolo,_K.I._\"Oberg,_M.E._Palumbo,_Y.J._Pendleton,_W.R.M._Rocha,_H._Terada,_and_R.G._Urso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02338 |
コンテクスト。エッジオンディスクの観測は、他の方法では決定できない一般的な原始惑星系ディスクの特性を制約するための重要なツールです。ただし、ほとんどの放射伝達モデルは、スペクトルエネルギー分布(SED)と、これらのシステムの分解された散乱光およびサブミリ波観測を同時に再現することはできません。これは、異なる波長でのジオメトリとダストの特性の違いによるものです。ねらい。原始惑星系円盤HH48NEの形状と主星の特性を同時に制約します。HH48NEは、JWST早期リリースサイエンスプログラムアイスエイジの一部です。この作業は、この特定のソースにおけるディスクの物理的構造と氷の化学をよりよく理解するための足がかりとして機能します。この種のモデリングは、JWSTで観測される他のエッジオンソースを研究するための基礎を築きます。メソッド。放射伝達コードRADMC-3DとMCMCフレームワークを結合することにより、パラメーター化されたダストモデルをHH48NEに適合させます。ダスト構造は、コンパイルされたSED、0.8${\mu}$mでの散乱光画像、および890${\mu}$mでのALMAダスト連続体観測に個別に適合されました。結果。HH48NEのダスト質量の90%が円盤の中央面に沈降しており、これは平均的な円盤よりも少なく、円盤の大気層には大きな粒子(0.3-10${\mu}$m)のみが含まれていることがわかりました。.高エネルギーの光子が深く浸透するため、上層大気での小さな粒子の排除は、化学に重要な結果をもたらす可能性があります。強い中赤外放射を説明し、散乱光と連続体観測を同時に適合させるには、比較的大きな空洞(半径約50天文単位)を追加する必要があります。
エッジオンの原始惑星系円盤 HH 48 NE II。氷とケイ酸塩のモデリング
| Title |
The_edge-on_protoplanetary_disk_HH_48_NE_II._Modeling_ices_and_silicates |
| Authors |
J.A._Sturm,_M.K._McClure,_J.B._Bergner,_D._Harsono,_E._Dartois,_M.N._Drozdovskaya,_S._Ioppolo,_K.I._\"Oberg,_C.J._Law,_M.E._Palumbo,_Y.J._Pendleton,_W.R.M._Rocha,_H._Terada,_and_R.G._Urso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02355 |
原始惑星系円盤(PPD)の氷の存在量と分布は、星周物質の組成と系外惑星の組成との関連性を理解する上で重要です。エッジオンPPDは、そのような氷の組成とディスク内のその位置を制限するための便利なツールです。これは、氷のスペクトルシグネチャが、より暖かい中央ディスク領域から生じる連続放射に対する吸収で観察できるためです。この作業の目的は、PPDの氷吸収機能をモデル化し、物理パラメーター空間の不確実性内で円盤全体の主要な氷種の存在量をどれだけうまく決定できるかを判断することです。JWSTERSプログラムIceAgeのターゲットであるHH48NE周辺のエッジオンPPDが参照システムとして使用されます。RADMC-3Dを使用して、中赤外連続体をレイトレーシングします。一定のパラメーター化された氷の存在量を使用して、円盤が十分に冷えて主要な炭素、酸素、窒素のキャリアが凍結する領域では、氷の不透明度がダストの不透明度に追加されます。HH48NEの主要な氷キャリアの地球規模の存在量は、物理パラメータの不確実性を考慮に入れると、3倍以内で決定できます。PPDの氷の特徴は、局所的な飽和により、光学深度<1で飽和する可能性があります。空間的に観測された氷の光学的深さは、放射伝達効果により、柱の密度に直接関係することはできません。垂直方向の雪線は、雪面の高さが放射状に増加するため明確な遷移ではありませんが、その位置は放射伝達モデリングを使用した観測から制約される場合があります。放射状のスノーラインは実際にはアクセスできません。氷の量だけでなく、傾斜、沈降、粒径分布、およびディスクの質量も、ディスクで観測された氷の吸収機能に強い影響を与えます。ソース構造が十分に制約されている場合にのみ、観測から氷の存在量の相対的な変化を推測できます
ほこりの多い非等温原始惑星系円盤の不安定性
| Title |
Instabilities_in_dusty_non-isothermal_proto-planetary_discs |
| Authors |
Marius_Lehmann_(ASIAA)_and_Min-Kai_Lin_(ASIAA_&_NCTS,_Physics_division) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02362 |
原始惑星系円盤(PPD)は、微惑星形成の過程で直接的または間接的に関与する可能性のある多くの不安定性をホストできます。これらには、垂直せん断不安定性(VSI)、対流過安定性(COS)、ストリーミング不安定性(SI)、ダスト沈降不安定性(DSI)などがあります。特に、VSIとCOSは主に純粋な気体ディスクで研究されていますが、SIとDSIは等温ディスクでのみ分析されています。したがって、これらの不安定性がより一般的な条件下でどのように機能するかは不明です。この目的のために、抗力を介して単一種のダストと相互作用する非等温ガスを記述するPPDの局所モデルを考案します。これを使用すると、ダストドラッグがVSIとCOSが抑制される最小の長さスケールを設定することがわかります。同様に、おおよそ動的な時間スケールで冷却する場合、SIはガスの半径方向浮力によって十分に小さいスケールで抑制できることがわかります。特別な半径方向および垂直方向の長さスケールを除いて、垂直浮力によってDSIを効果的に安定させることができることを示します。また、ほこりの多い非等温ガスに特有の新しい不安定性も発見しました。これらは、ゆっくりと冷却されたディスクで動作するCOSのほこりっぽいアナログと、ほこりの沈降によって強く強化されたVSIのほこりっぽいバージョンをもたらします。微惑星形成に関する結果の考えられる意味について簡単に説明します。
AC Her の 3 次元軌道が決定されました: 連星誘起トランケーションでは、このポスト AGB 遷移ディスクの大きな空洞を説明できません
| Title |
Three-dimensional_orbit_of_AC_Her_determined:_Binary-induced_truncation_cannot_explain_the_large_cavity_in_this_post-AGB_transition_disk |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Jacques_Kluska,_Tyler_Gardner,_John_D._Monnier,_Hans_Van_Winckel,_Gail_H._Schaefer,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Steve_Ertel,_Antoine_M\'erand,_Robert_Klement,_Claire_L_Davies,_Jacob_Ennis,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_Benjamin_R._Setterholm,_Theo_ten_Brummelaar,_Akke_Corporaal,_Laurence_Sabin,_Jayadev_Rajagopal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02408 |
いくつかの進化した連星、すなわちポスト漸近巨大分枝連星は、若い星の周りに見られる原始惑星系円盤に似た、安定した大規模な周連星系円盤に囲まれています。これらの円盤の約10%は遷移円盤で、塵の中に大きな内部空洞があります。以前の干渉測定とモデリングは、ダストの昇華によって形成されたキャビティを除外し、キャビティはディスク内のダストを閉じ込め、ポストAGBの表面に観測された耐火性元素の枯渇を生み出す大規模な周連星によるものであると示唆しました。星。この研究では、大きな空洞が内部バイナリからの動的切り捨てに起因する可能性がある代替シナリオをテストします。ポストAGB連星周辺の遷移円盤の原型であるACHerについて、CHARAアレイを用いた近赤外干渉観測を行いました。4年間で10回のエポックでコンパニオンを検出し、これらのアストロメトリック測定と視線速度時系列を組み合わせて使用して3次元軌道を決定します。これは、ポストAGB連星系のために構築された最初の天文軌道です。長半径$2.01\pm0.01$mas($2.83\pm0.08$au)、傾斜角$(142.9\pm1.1)^\circ$および昇交点の経度$(155.1\pm1.8)^\circ$.理論上の動的切断半径とダスト昇華半径は、観測された内部ディスク半径($\sim21.5$masまたは30au)より少なくとも$\sim3\times$小さいことがわかります。これは、そのような空洞の起源が周連星の存在によるものであるという仮説を強化します。
| Title |
Non-detection_of_Helium_in_the_Hot_Jupiter_WASP-48b |
| Authors |
Katherine_A._Bennett,_Seth_Redfield,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Ilaria_Carleo,_Joe_P._Ninan,_Michael_Endl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02465 |
主星の非常に近くを周回するホットジュピターは、大量の高エネルギー放射線を受けるため、大気圏外に逃げる可能性があります。これが発生する条件を理解することは非常に重要です。なぜなら、大気の脱出が惑星の人口を形成する原動力であると考えられているからです。近年、近赤外線の10833\r{A}ヘリウムの特徴が、大気放出の有望なスペクトルシグネチャであることがわかっています。透過分光法を使用して、WASP-48bの拡張大気における過剰なヘリウム吸収を検索します。WASP-48bは、わずかに進化し、急速に回転するF星を周回する熱い木星です。データは、Hobby-EberlyTelescopeのHabitableZonePlanetFinderスペクトログラフを使用して収集されました。観測は7晩にわたって行われ、そこから3回のトランジットが得られました。吸収深度は$-0.0025\pm0.0021$、またはヌル検出から$1.2\sigma$まで測定されるため、検出可能なヘリウム吸収は見られません。この非検出は、星の活動（したがって高エネルギー放射線）が年とともに減少するという現在の理解に従っています。1D等温パーカー風モデルを使用して観測結果と比較し、惑星の質量損失率が低く、熱圏温度が高いことで、検出されなかったことが最もよく説明できることを発見しました。これまでのヘリウム検出と非検出の完全なサンプルのコンテキスト内で結果を調査します。驚くべきことに、ヘリウムの吸収を星の活動指数$\rmlog\;R'_{HK}$と比較すると、これら2つの要因の間の相関関係に大きな広がりがあり、ヘリウムの吸収強度に影響を与える追加のパラメーターがあることが示唆されます。
トランジット信号分類子の多重度ブースト: ExoMiner の多重度ブーストを使用した 69 の新しい太陽系外惑星の検証
| Title |
Multiplicity_Boost_Of_Transit_Signal_Classifiers:_Validation_of_69_New_Exoplanets_Using_The_Multiplicity_Boost_of_ExoMiner |
| Authors |
Hamed_Valizadegan,_Miguel_J._S._Martinho,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Joseph_D._Twicken,_Stephen_T._Bryson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02470 |
ほとんどの既存の太陽系外惑星は、補完的な観測によって確認されるのではなく、検証技術を使用して発見されています。これらの手法は、通常、トランジット信号が太陽系外惑星(y(x)=太陽系外惑星)である確率であるスコアを生成し、その信号(xで表される)に関連する情報を与えます。Roweらの検証手法を除いて。(2014)は、多重度情報を使用してこれらの確率スコアを生成しますが、既存の検証手法は多重度ブースト情報を無視します。この作業では、次の前提を持つフレームワークを紹介します。既存の交通信号ベッター(分類器)が与えられた場合、多重度情報を使用してそのパフォーマンスを改善します。このフレームワークを、vespa(Mortonetal.2016)、Robovetter(Coughlinetal.2017)、AstroNet(Shallue&Vanderburg2018)、ExoNet(Ansdeletal.2018)、GPCおよびRFC(Armstrongetal.2020)およびExoMiner(Valizadeganetal.2022)は、このフレームワークが特定の分類器のパフォーマンスを向上させることができるという私たちの主張を裏付けています。次に、提案されているExoMinerV1.2の多重度ブーストフレームワークを使用します。これは、元のExoMiner分類子のいくつかの欠点に対処し(Valizadeganetal.2022)、Keplerカタログから複数のKOIを持つシステムの69の新しい太陽系外惑星を検証します。
TESS とアーカイブの動径速度から GJ 3470 での追加の惑星の証拠なし
近くにあるM2矮星GJ3470は、トランジット中の海王星サイズの短周期惑星が発見された後、かなりの関心の的となっています。最近、追加のトランジット惑星の存在に関する主張が注目を集めており、ハビタブルゾーンにガス巨星が存在することと、システムが顕著な共軌道ガス巨星構成をホストしていることの両方を示唆しています。これら3つの追加の惑星の存在は、地上ベースの動径速度データと宇宙ベースのTESS測光の両方から入手可能なデータを使用して簡単にテストできることを示しています。利用可能な動径速度のピリオドグラム検索は、主張された周期で説得力のある信号を示さず、TESSフォトメトリーは、トランジット構成を想定してこれらの惑星を効果的に除外します。追加の惑星がGJ3470を周回する可能性は疑いなくありますが、それらの存在の証拠は今日までなく、利用可能なデータは、このテキストで検討されているものと同様の惑星を決定的に除外しています。
大気力学、電波掩蔽、重力測定に基づく木星と土星の形状
| Title |
The_Shape_of_Jupiter_and_Saturn_Based_on_Atmospheric_Dynamics,_Radio_Occultations_and_Gravity_Measurements |
| Authors |
Eli_Galanti_and_Yohai_Kaspi_and_Tristan_Guillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02647 |
木星と土星の2つの巨大ガス惑星の形状は、主に自転速度と内部密度分布によって決まります。また、東西風の影響も受け、低緯度ではO(10km)の異常を引き起こします。ただし、観測された雲レベルの風と極半径の不確実性は、同じ大きさの形状の不確実性に変換されます。ジュノ(木星)とカッシーニ(土星)のミッションは、前例のない正確な重力測定を行い、風の構造の不確実性をよりよく抑制しました。重力と電波掩蔽の両方の測定値を考慮して、正確な形状計算と共同最適化を使用して、両方の惑星の動的高度の可能な範囲を計算します。土星では電波掩蔽の測定値との優れた一致が見られますが、木星ではそのような一致は達成されません。これは、雲の上での順圧流からの逸脱を示している可能性があり、ジュノによる今後の電波掩蔽測定でテストされる可能性があります。
C$_{70}^+$ の計算されたマイクロ波スペクトル
非極性フラーレンC60およびC70は、電波天文学では利用できません。イオン化すると、Csに対するD5h中立対称性を歪めるC70+で静的なJahn-Teller効果が発生します。この点群は極性であるため、イオン化によりC70に永久電気双極子モーメントが誘導されます。現在の計算の目的は、さまざまなDFT法によってC70+カチオンの平衡構造と双極子モーメントを計算し、マイクロ波スペクトルをシミュレートすることです。量子化学回転定数を使用して、直交双極子モーメント成分と結果の双極子、およびヤーン・テラー安定化エネルギーとHOMO-LUMOギャップが得られました。わずかに非対称なトップイオンのマイクロ波回転スペクトルシミュレーションが、気相温度2.73Kおよび10Kで実行されました。これらのスペクトルは、実験室でのマイクロ波測定の開始点として、また電波天文検索のスクリーニングガイドとして役立つ可能性があります。さらに、C70+における静的なヤーンテラー効果は、2つの最も高い基底状態占有軌道の混合の結果であることがわかりました。したがって、これは疑似ヤーンテラー効果です。
宇宙論的シミュレーション ASTRID と Illustris TNG50 における巨大な中央ブラック ホール
| Title |
Over-massive_Central_Black_Holes_in_the_Cosmological_Simulations_ASTRID_and_Illustris_TNG50 |
| Authors |
Emma_Jane_Weller,_Fabio_Pacucci,_Priyamvada_Natarajan,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02335 |
最近の動的測定は、質量$\sim3\times10^6\,\rmM_\odot$の中心SMBHが矮小銀河しし座Iに存在することを示しており、システムを標準のローカル$より$\sim50$倍上回っています。M_{BH}-M_\star$関係。近くの孤立した銀河でいくつかの過大な中央SMBHが報告されていますが、これは天の川衛星で最初に検出されました。ASTRIDとIllustrisTNG50LCDM宇宙論的シミュレーションを使用して、超大質量SMBHをホストする銀河の集合史を調査しました。しし座Iの恒星質量では、$M_{BH}-M_\star$の関係より上の銀河の$\sim15\%$は、その$>10$倍上にあると推定されます。しし座Iのような星系はまれですが、LCDMシミュレーションには存在します。それらはすべての超大質量星系の$\sim0.005\%$で発生します。超大質量の中央SMBHを含むシミュレートされた銀河の特性を調べると、次のことがわかります。（ii）これらの銀河のガスの割合は、時間の経過とともに著しく急激に減少します。(iii)高密度領域の衛星ホスト銀河の$>95\%$は、$M_{BH}-M_\star$関係の上に位置しています。これは、グループ/高密度環境での大規模な衛星の降雨とその結果の潮汐剥離により、システムが$M_{BH}-M_\star$の関係から遠ざけられ、システムが過度に大規模になる可能性があることを示唆しています。過大質量システムと過小質量システムの合併の歴史は変わらないため、過密地域にいるなどの追加の環境効果が重要な役割を果たすに違いないと結論付けています。$z$の高い宇宙では、中央の超大質量SMBHは重いブラックホールシードの特徴です。対照的に、低$z$超大規模システムは複雑な環境相互作用から生じることを示しています。
110億年前の大規模な銀河の周りで観測された、刺激的な濃縮ガスの流れ
| Title |
Inspiraling_streams_of_enriched_gas_observed_around_a_massive_galaxy_11_billion_years_ago |
| Authors |
Shiwu_Zhang,_Zheng_Cai,_Dandan_Xu,_Rhythm_Shimakawa,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Jason_Xavier_Prochaska,_Renyue_Cen,_Zheng_Zheng,_Yunjing_Wu,_Qiong_Li,_Liming_Dou,_Jianfeng_Wu,_Ann_Zabludoff,_Xiaohui_Fan,_Yanli_Ai,_Emmet_Gabriel_Golden-Marx,_Miao_Li,_Youjun_Lu,_Xiangcheng_Ma,_Sen_Wang,_Ran_Wang,_Feng_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02344 |
銀河では、銀河間物質から降着したガスから星が形成されます。シミュレーションは、以前に銀河から放出されたガスの再降着であるガスのリサイクルが、初期の宇宙での星形成を維持できることを示しました。私たちは、赤方偏移2.3の巨大な銀河を取り囲むガスを観測し、銀河から100キロパーセク離れた中性水素、ヘリウム、電離炭素からの輝線を検出します。この銀河周回ガスの運動学は、刺激的な流れと一致しています。炭素の存在量は、ガスが以前に銀河から放出されたヘリウムより重い元素ですでに濃縮されていたことを示しています。この結果は、高赤方偏移銀河の組み立て中のガスのリサイクルの証拠として解釈されます。
高赤方偏移吸収体における最初の星に富むガスの証拠
| Title |
Evidence_of_First_Stars-enriched_Gas_in_High-redshift_Absorbers |
| Authors |
A._Saccardi,_S._Salvadori,_V._D'Odorico,_G._Cupani,_M._Fumagalli,_T._A._M._Berg,_G._D._Becker,_S._Ellison,_S._Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02346 |
最初の星は、化学的に純粋なガスから生まれました。それらはおそらく巨大であったため、超新星として急速に爆発し、周囲のガスを最初の重元素で濃縮しました。局所グループでは、最初の恒星集団の化学的特徴は、低質量、長寿命、非常に金属が少ない([Fe/H]<-2)星の中で確認され、鉄よりも炭素が多い([C/Fe]>+0.7):いわゆる炭素増強金属希薄星。逆に、最初の星の汚染によって引き起こされた同様の炭素過剰は、異なる宇宙時代の吸収システムによって追跡された高密度の中性ガスでは見つかりませんでした。ここでは、赤方偏移z〜3-4で、14の非常に金属が少なく、光学的に厚い吸収体の検出を示します。これらのうち、3つは炭素が強化されており、分析されたすべての化学元素(O、Mg、Al、およびSi)のFeに関して過剰であることを示しています。それらの相対存在量は[Fe/H]に関する分布を示しており、近くの非常に金属の少ない星で観測されたものと非常によく一致しています。私たちが行ったすべてのテストは、これらのCに富む吸収体が最初の星の化学的収量を維持するという考えを支持しています.私たちの新しい発見は、最初の星の特徴は、光学的に厚いが比較的拡散した吸収体で生き残ることができることを示唆しています。吸収体は、星形成を維持するのに十分な密度ではなく、したがって通常の星の化学生成物によって支配されていません。
再電離時代 (HYPERION) のハイパールミナス クエーサー。最初のクエーサーの X 線核特性の新しい体制
| Title |
HYPerluminous_quasars_at_the_Epoch_of_ReionizatION_(HYPERION)._A_new_regime_for_the_X-ray_nuclear_properties_of_the_first_quasars |
| Authors |
L._Zappacosta,_E._Piconcelli,_F._Fiore,_I._Saccheo,_R._Valiante,_C._Vignali,_F._Vito,_M._Volonteri,_M._Bischetti,_A._Comastri,_C._Done,_M._Elvis,_E._Giallongo,_F._La_Franca,_G._Lanzuisi,_M._Laurenti,_G._Miniutti,_A._Bongiorno,_M._Brusa,_F._Civano,_S._Carniani,_V._D'Odorico,_C._Feruglio,_S._Gallerani,_R._Gilli,_A._Grazian,_M._Guainazzi,_A._Marinucci,_N._Menci,_R._Middei,_F._Nicastro,_S._Puccetti,_F._Tombesi,_A._Tortosa,_V._Testa,_G._Vietri,_S._Cristiani,_F._Haardt,_R._Maiolino,_R._Schneider,_R._Tripodi,_L._Vallini,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02347 |
質量$\gtrsim10^9~M_\odot$を持つ超大質量ブラックホール(SMBH)を動力とする再電離の時代(EoR;すなわちz>6)における発光クエーサー(QSO)の存在は、初期のSMBH形成のモデルに挑戦します。これらの源の性質に光を当てるために、再イオン化の時代(HYPERION)の18個のHYPERluminousクエーサーのサンプルに基づいて、多波長プログラムを開始しました。これらは、SMBHが宇宙の最初のGyrの間に最も急速な質量成長を持っていたに違いない明るいQSOです。この論文では、HYPERIONのサンプルを紹介し、HYPERIONのベースとなっている2.4MsXMM-NewtonMulti-YearHeritageプログラムの3年間に計画された観測の最初のものについて報告します。このプログラムの目標は、EoRでQSOのX線核特性を正確に特徴付けることです。残りのフレーム$\sim2-50$keV範囲をカバーする10のソースの共同X線スペクトル解析を通じて、一貫性のない急激な平均光子指数($\Gamma\sim2.4\pm0.1$)を報告します。$\geq4\sigma$レベルで、z<6でのQSOで測定された値。このスペクトル勾配は、同様の光度または降着率を持つ低zQSOで報告されたものよりも大幅に急勾配であるため、本物の赤方偏移の進化を示唆しています。あるいは、この結果を、標準の$\Gamma=1.9$べき乗則に異常に低いエネルギーカットオフ$E_{cut}\sim20$keVが存在するものとして解釈することもできます。また、HYPERIONQSOが、低z発光AGNで予想されるよりも2500AでのUV放射と比較して、2keVでより高い軟X線放射を示すという穏やかな兆候についても報告します。X線コロナと降着円盤の間の赤方偏移に依存するカップリング、または本質的に異なるコロナ特性が、特に強力な風の存在下で急なスペクトル勾配を説明する可能性があると推測しています。報告された傾きは、より低い光度で確認された場合、将来のX線施設の設計と初期宇宙を対象とした調査に重要な影響を与える可能性があります。
SALTを使用した超高速BAL流出の時間変動：C IV等価幅分析
| Title |
Time_variability_of_ultra-fast_BAL_outflows_using_SALT:_C_IV_equivalent_width_analysis |
| Authors |
P._Aromal,_R._Srianand,_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02352 |
南アフリカの大型望遠鏡を使用して監視された64CIV広吸収線(BAL)クエーサー(80の異なるBALコンポーネントを含む)のサンプルで検出された超高速アウトフロー(UFO)の時間変動($\le$7.3年以上)を研究します。.私たちのサンプルのクエーサーの特性を非BALクエーサーの対照サンプルの特性と比較することにより、ブラックホール質量の分布が異なり、UFOBALクエーサーのボロメトリックルミノシティと光学的測光変動がそれに比べてわずかに小さいことを示します.非BALクエーサーの。CIV等価幅(W)変動の検出割合($\sim$95%)、割合変動振幅($\frac{\DeltaW}{W}$)、および「高度に変動する」BALの割合(つまり、,|$\frac{\DeltaW}{W}$|$>$0.67)コンポーネント($\sim$33%)は、一般的なBAL母集団と比較してサンプルで高くなっています。{W}$と「高度に変動する」BALの割合は、プローブされる時間スケールとともに増加します。$\frac{\DeltaW}{W}$分布は大きな時間スケールで非対称です。これは、BALの強化時間スケールが弱体化時間スケールよりも短いことに起因します。BALの変動振幅は、クエーサーの特性と比較して、BALの特性と強く相関しています。低W、高速、浅いプロファイル、および低速幅のBALは、より多くの変動性を示す傾向があります。複数のBALコンポーネントが存在する場合、低速コンポーネントと高速コンポーネントの間に相関変動が見られ、後者はより大きな振幅変動を示します。連続フラックスとWのわずかな変動の間に逆相関があることがわかりました。
すべての第 2 世代の金属貧乏星ですか?
流体力学的宇宙論的シミュレーションは、金属を含まない集団III(PopIII)星は非常に重く、したがって短命である可能性が高いと予測しています。しかし、彼らはその子孫に化学的な痕跡を残しました。これは、質量が$<0.8\mathrm{M_{\odot}}$であり、今日でも生きている可能性があります。天の川銀河の恒星の暈は、局部グループの中で最も古く、最も金属の少ない構成要素の1つであり、特殊なクラスの星、いわゆる炭素強化金属不足(CEMP-no)星は、天の川銀河に直接関係しているようです。ポップIIIスター。すべての金属の少ないハロー星が真の第2世代の星なのか、それとも次の世代の通常の(PopII)星によっても富化されているのかを明らかにすることを目的としています。この目的のために、金属の少ないハロー星の測定された炭素と鉄の存在量を、単純なパラメトリックモデルによって予測されたものと比較し、PopIIIと通常の星から汚染レベルを変化させます。最もC強化されたFeに乏しい星のみが光球にPopIII星の純粋な痕跡を取り囲み、[C/Fe]が減少するにつれて、通常のPopII星によって汚染される可能性も増加することがわかりました。
その一長一短: 紫外線-ラジオ ギャラクシー フィッティングの利点と活用
| Title |
The_Long_and_the_Short_of_It:_The_Benefits_and_Leverage_of_Ultraviolet-Radio_Galaxy_Fitting |
| Authors |
Jessica_E._Thorne,_Aaron_S._G._Robotham,_Sabine_Bellstedt,_Luke_J._M._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02443 |
従来、銀河の遠紫外(FUV)から遠赤外(FIR)および電波スペクトルエネルギー分布(SED)は、それらを形成する共通の物理プロセスにもかかわらず、別々に考えられてきました。この作業では、フリーフリーとシンクロトロン放出の両方からの寄与を考慮して、ProSpectSEDフィッティングコードの拡張バージョンを使用して、FUVラジオSEDを同時にフィッティングすることの有用性を探ります。DeepExtragalacticVIsibleLegacySurvey(DEVILS)およびKeyInsightsonNearbyGalaxys:aFar-InfraredSurveywithHerschel(KINGFISH)からの銀河の小さなサンプルを使用します。ProSpectの無線拡張をテストするための理想的なサンプルです。無線拡張のパラメータ化が無線連続体をFIR放射にリンクするため、ダスト減衰と放射の間のエネルギーバランスの制約として無線連続体測定を使用する利点を探ります。MIR-FIR測光が利用できない状況では、1.4GHz連続体測定を含むことで、銀河の回復された星形成率とダスト光度の精度が向上し、中央値の不確実性がそれぞれ0.1と0.2dex減少することがわかりました。また、3GHzおよび10GHzの測定値を組み込むと、エネルギーバランスがさらに制限され、したがって星形成率とダストの光度が制限されることも示されます。これは、FUV-FIRSEDフィッティング技術を無線周波数に拡張することの利点を示しています。特に、FIR調査が制限されたままになり、無線データが豊富になる時代に移行するとき(つまり、SKAと前駆体)。
標準キャンドルとしての炭素星: J 領域漸近巨大分岐 (JAGB) メソッドの赤化、金属性、および年齢感度の経験的テスト
| Title |
Carbon_Stars_as_Standard_Candles:_An_Empirical_Test_for_the_Reddening,_Metallicity,_and_Age_Sensitivity_of_the_J-region_Asymptotic_Giant_Branch_(JAGB)_Method |
| Authors |
Abigail_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02453 |
J領域AsymptoticGiantBranch(JAGB)法は、近赤外における炭素星の固有光度に基づく標準ローソクです。初めて、JAGBメソッドに対する金属量、経年変化、および赤みの影響を直接制限します。パンクロマチックハッブルアンドロメダ財務省(PHAT)のデータを使用して、JAGB星の光度関数のモード、スキュー、散乱が、M31のNEディスクの13<d<18kpcの多様な恒星環境全体でどのように変化するかを評価します。予想通り、赤みの強い領域ではモードがより暗いことがわかります。この結果をクロスチェックするために、M31の最も外側のディスク(18<d<40kpc)のUKIRT/WFCamからのデータを使用して、基準となるJバンドの地上ベースのJAGB距離も測定します。このJバンドの距離係数は、PHATデータの赤みが最も小さい領域で測定されたF110W距離係数とよく一致することがわかり、銀河の赤みの少ない外側の円盤で測定した場合にJAGB法が最も正確であることを示しています。一方、JAGB星の光度関数のモードは経験的に金属量や年齢に依存しないように見え、金属が豊富な炭素星の平均光度は金属が少ない炭素星よりも明るいという理論的予測に異議を唱えています。結論として、JAGB法は、Ia型超新星の光度を較正できる堅牢な標準ローソクであり、したがってハッブル定数の高精度で高精度の測定を提供することが証明されています。
JWSTの目を通して見た$z\sim6$からの銀河の形態
| Title |
Galaxy_Morphology_from_$z\sim6$_through_the_eyes_of_JWST |
| Authors |
M.Huertas-Company,_K._G._Iyer,_E._Angeloudi,_M._B._Bagley,_S._L._Finkelstein,_J._Kartaltepe,_R._Sarmiento,_J._Vega-Ferrero,_P._Arrabal_Haro,_P._Behroozi,_F._Buitrago,_Y._Cheng,_L._Costantin,_A._Dekel,_M._Dickinson,_D._Elbaz,_N._A._Grogin,_N._P._Hathi,_B._W._Holwerda,_A._M._Koekemoer,_R._A._Lucas,_C._Papovich,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_N._Pirzkal,_L-M._Seill\'e,_A._de_la_Vega,_S._Wuyts,_G._Yang,_L._Y._A._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02478 |
赤方偏移範囲$0<z<6$で$\logM_*/M_\odot>9$を持つ銀河の近赤外($\sim0.8-1\mu$m)レストフレーム形態を分析します。以前のHSTベースの結果と、CEERSサーベイで$\sim20,000$銀河の最初のJWSTベースの形態学的カタログをリリースします。銀河は、Convolutionalを使用した$F150W$、$F200W$、$F356W$、および$F444W$の4つのフィルターを使用したイメージングに基づいて、4つの主要なクラス(回転楕円体、円盤+回転楕円体、円盤、および擾乱型)に分類されます。HST/WFC3ラベル付き画像でトレーニングされ、JWST/NIRCamにドメイン適応されたニューラルネットワーク。$z<3$にある$\sim90\%$と$\sim75\%$の銀河は、JWSTとHSTのイメージングで、同様の波長を考慮すると、それぞれ同じ初期/後期および規則的/不規則な分類を持つことがわかりました。小さい(大きい)かすかな天体の場合、JWSTベースの分類は、HSTベースのものよりもバルジが優勢なシステム(特異な銀河)を系統的に提示する傾向がありますが、報告されている形態学的フラクションの進化への影響は$\sim10\%未満です。$.同じ静止フレーム波長($\sim0.8-1\mu$m)でJWSTベースの形態を使用して、以前のHSTで報告されているように、特異な銀河の増加と赤方偏移を伴うバルジ優勢銀河の減少を確認します。これは、光の分布に加えて、星の質量分布が初期宇宙でより乱れていることを示唆しています。しかし、乱れのない円盤状のシステムが、後期型銀河集団($\logM_*/M_\odot>10.5$)の$z\sim5$の高質量端と、バルジ優勢の銀河をすでに支配していることがわかります。これらの初期の時代にも存在し、ビッグバン後の$\sim1$Gyr銀河の豊かで進化した形態学的多様性を確認しています。最後に、$z>3$の大質量銀河では、モルフォロジークエンチングの関係がすでに確立されており、大規模な静止銀河($\logM_*/M_\odot>10.5$)では主にバルジが優勢であることがわかりました。
10K 銀河の MaNGA インテグラル フィールド分光法によるブロード ライン AGN と二重ピーク輝線の完全なカタログ: AGN
の恒星集団、超大質量ブラック ホール、およびデュアル AGN
| Title |
A_complete_catalogue_of_broad-line_AGNs_and_double-peaked_emission_lines_from_MaNGA_integral-field_spectroscopy_of_10K_galaxies:_stellar_population_of_AGNs,_supermassive_black_holes,_and_dual_AGNs |
| Authors |
Youquan_Fu,_Michele_Cappellari,_Shude_Mao,_Shengdong_Lu,_Kai_Zhu,_Ran_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02676 |
MaNGAサーベイの最終データリリースで、$\approx10,000$銀河の積分場分光データを分析します。単一のガウス成分では輝線を記述できない188個の銀河を特定しました。これらの銀河は、(1)幅の広い$H\alpha$と[OIII]$\lambda$5007の線を持つ38個の銀河、(2)幅の広い$H\alpha$の線を持つが幅の広い[OIII]$\lambdaのない101個の銀河に分類できます。$5007の線、および(3)二重ピークの狭い輝線を持つ49の銀河。広い線を持つ銀河のほとんどは、線の比率から活動銀河核(AGN)に分類されます。このカタログは、ブロードライン領域のホスト銀河の恒星集団と、ブロードラインの特性とホスト銀河の動的特性との関係を通じて、AGN銀河の共進化をさらに理解するのに役立ちます。幅の広いホスト銀河の星の人口特性(質量、年齢、金属量を含む)は、幅の狭いラインのセイファート2銀河と幅の広い$H\alpha$ラインを持つタイプ1AGNとの間に有意差がないことを示唆しています。$H\alpha$の幅広い線幅と光度を使用して、これらの銀河のブラックホールの質量を推定し、Type-1AGNホスト銀河の$M_{BH}-\sigma_{e}$関係をテストします。さらに、VLAFIRSTサーベイからの電波画像によってサポートされる3つのデュアルAGN候補が見つかりました。このサンプルは、AGNの活動とフィードバックプロセスに関するさらなる研究に役立つ可能性があります。
星団の前駆細胞は、親の自己重力分子雲から動的に切り離されます
| Title |
Star_cluster_progenitors_are_dynamically_decoupled_from_their_parent_self-gravitating_molecular_clouds |
| Authors |
Nicolas_Peretto,_Andrew_J._Rigby,_Fabien_Louvet,_Gary_A._Fuller,_Alessio_Traficante,_Mathilde_Gaudel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02701 |
星団の形成は、銀河が進化するペースを決定付け、その形成の問題を解決することは、間違いなく宇宙全体の理解を深めることにつながります。星団は、塊と呼ばれる星間分子ガスのパーセクスケールの過密度の中で形成されることはよく知られていますが、これらの塊が、徐々に星間分子ガスの形成につながる連続的なガス流の高密度先端を表しているかどうかは不明です。星、またはガス物理特性内の遷移。ここでは、観測の大規模なセットを組み合わせた24の個々の分子雲内に埋め込まれた27の赤外線暗雲のサンプルの独自の分析を提示し、数十パーセクのスケールからそれぞれの質量と速度の分散プロファイルを計算できるようにします。10分の1パーセクのスケールまで。これらのプロファイルは、すべてではないにしても大部分の雲がすべてのスケールで自己重力を持っていること、およびパー秒スケールの塊がしばしば周囲の分子雲から動的に分離され、より急な密度プロファイルを示すことを明らかにしています($\rho\proptor^{-2}$)および平坦な速度分散プロファイル($\sigma\proptor^0$)であり、明らかにラーソンの関係から逸脱しています。これらの発見は、星団の形成が自己重力分子ガスの特性内の遷移領域に対応していることを示唆しています。この遷移体制は、安定した分子雲内のパーセクスケールの塊の重力崩壊に対応するものであると提案します。
見えるものと見えないもの：バースト星形成とJWSTによる高赤方偏移銀河の観測への影響
| Title |
Seen_and_unseen:_bursty_star_formation_and_its_implications_for_observations_of_high-redshift_galaxies_with_JWST |
| Authors |
Guochao_Sun,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Christopher_C._Hayward,_Xuejian_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02713 |
観測とシミュレーションの両方が、低質量および/または高赤方偏移の銀河における非常に時間的に変化する星形成の強力な証拠を示しています。スター形成。FeedbackinRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトの$z>5$での一連の宇宙論的「ズームイン」シミュレーションを使用して、JWSTによる高赤方偏移銀河の観測に対するバースト星形成の歴史の意味を調べます。銀河の観測可能性が星形成の歴史にどのように依存するかを特徴付けます。また、ガス分率、特定の星形成率、金属量など、測定された物理的特性に対するバースト星形成による選択効果も調査します。SFRの変動性により、調査の限界フラックスに近い銀河の観測可能性は時間に大きく依存することがわかります。星形成率が変動すると、同じ銀河が観測可能なサンプルの内外で振動します。JWST/NIRCamサーベイの$M_{*}\sim10^{8.5}$から$10^{9}\,M_{\odot}$での観測可能な割合$f_\mathrm{obs}\sim50\%$$m^\mathrm{lim}_\mathrm{AB}\approx29$$-$30の極限マグニチュードに達し、JADES-MediumやCEERSなどの調査の代表です。JWSTで検出可能な調査限界近くの銀河は、バースト期の銀河に特徴的な特性を持つ傾向があります。これらの銀河は、特定の星の質量において、10$-$30%高い冷たくて高密度のガスの割合と80$-$100%高い特定の星形成率を示します。残りの紫外線検出閾値以下の銀河。私たちの研究は、高赤方偏移銀河の特性を研究する際のバースト星形成による選択効果と関連するバイアスを定量化する最初のステップを表しています。
小マゼラン雲の星形成史：殻の下部構造
北東の小マゼラン雲(SMC)に位置する殻状構造の空間分解星形成履歴(SFH)を提示します。SMASH調査と色等級図（CMD）フィッティング技術からの前例のない深い測光データ（g〜24等級）を使用して、SFHを定量的に取得します。SMCの視線深度とそのCMDへの光学的影響を初めて検討します。SFHは、3Kpcまでの見通し深度をシミュレートすると、より高い精度を示します。若い星形成の増強は、~150Myr、~200Myr、~450Myr、~650Myr、~1Gyrで見られます。シェルのSFHを大マゼラン雲(LMC)の北腕SFHと比較すると、少なくとも過去2.8Gyr、おそらく過去3.5Gyrからのシンクロニシティの強力な証拠が示されます。私たちの結果は、マゼラン雲の軌道履歴に制約を課し、潜在的に、それらの動的質量推定に影響を与えます。
アンドロメダ銀河の最後の大規模な合体: 惑星状星雲の調査からの制約
| Title |
The_Andromeda_Galaxy's_Last_Major_Merger:_Constraints_from_the_survey_of_Planetary_Nebulae |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Magda_Arnaboldi,_Ortwin_Gerhard,_Nelson_Caldwell,_Chiaki_Kobayashi,_Francois_Hammer,_Yanbin_Yang,_Kenneth_C._Freeman,_Johanna_Hartke_and_Alan_McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02761 |
アンドロメダ銀河(M31)は、その内部ハローに存在する多くの下部構造によって証明されるように、激動の合体の歴史を経験してきました。惑星状星雲(PNe)を化学力学的トレーサーとして使用して、M31の最近の合体の歴史に光を当てます。M31の古い動的に高温で厚い円盤と、動的に低温で明確な若い円盤を識別します。2つの円盤は化学的にも異なっており、PNの化学力学は、それらが2.5～4.5Gyrの前に「湿った」大規模な合体(質量比~1:5)で形成されたことを示唆しています。内部ハロー下部構造のPN視線速度とM31の大合体モデルの予測との比較から、M31の厚い円盤と薄い円盤を形成したのと同じ合体イベントが、これらの下部構造の形成にも関与していることがわかります。.これにより、M31の最近の形成履歴とその共食い衛星の特性に関する制約が得られます。
Sculptor 矮小球状銀河を通過する極端なエネルギーを持つ Pop III 超新星の追跡
| Title |
Tracing_Pop_III_supernovae_with_extreme_energies_through_the_Sculptor_dwarf_spheroidal_galaxy |
| Authors |
\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Irene_Vanni,_Stefania_Salvadori,_and_Romain_Lucchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02829 |
Sculptor矮小球状銀河は古く、金属が乏しいため、局所銀河群で最も初期の化学的濃縮を研究するのに理想的です。この銀河(または外部銀河)で知られている最も金属の少ない星AS0039を、高解像度のESOVLT/UVESスペクトルで追跡調査しました。私たちの新しい分析では、[Fe/H]=-3.90という低い金属含有量と、[C/Fe]=-0.33に相当するA(C)=+3.60の極めてCが少ないことが確認されました(内部混合）。これは、Sculptorが低[Fe/H]で本質的にC不足であることの証拠を追加します。ただし、ここでは、Sculptor、DR20080で炭素が強化された金属の少ない星の新しい発見も報告します。これは、Baの強化がなく(CEMP-no)、ゼロ金属の低エネルギー超新星による濃縮を示しています。これは、Sculptorの$\rm[Fe/H]\leq{-3}$にあるCEMP-no星とC-normal星の二重母集団の最初の証拠です。CEMP-no星の割合はまだ低く、$\rm-4\leq[Fe/H]\leq-3$で$9^{+11}_{-8}\%$であり、かなり高い割合と比較して天の川のハローで、$\approx40\%$。さらに、利用可能な高解像度で、$\rm[Fe/H]\leq-2.8$にあるすべてのスカルプター星の光、$\alpha$-、鉄ピーク、および中性子捕獲元素の化学的存在量を再導出します。スペクトル。私たちの結果は、これらの低い[Fe/H]では、Sculptorは天の川のハローと超微光矮小銀河の両方に比べて軽元素(C、Na、Al、Mgなど)が不足していることを示しています。-エネルギー超新星。さらに、星AS0039の存在量パターンは、質量が$M=20$M$_\odot$のゼロ金属超新星前駆星に最もよく適合します。Sculptorでの$\rm[Fe/H]\leq-3$での結果は、非常に低エネルギーの超新星と超新星の両方による著しい濃縮を示唆しており、最初の超新星のエネルギー分布を理解するためのベンチマークの1つとしてこの銀河を固めています。宇宙の超新星。
動的な熱さ、星形成の消滅、超大質量ブラック ホールの成長
| Title |
Dynamical_hotness,_star_formation_quenching_and_growth_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Hui_Hong,_Huiyuan_Wang,_H._J._Mo,_Ziwen_Zhang,_Guangwen_Chen,_Wentao_Luo,_Tinggui_Wang,_Pengfei_Li,_Renjie_Li,_Yao_yao,_Aoxiang_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02910 |
運動エネルギーが速度分散$\sigma_{\rmhot}(M_*)$で表されるランダムな運動によって支配されている場合、星系は動的にホットです。MaNGAデータを使用して、銀河$\sigma_{\rmin}$および$\sigma_{\rmout}$の内部および外部分散を取得し、その動的状態を特徴付け、星形成の消滅および成長との関係を研究します。超大質量ブラックホール(SMBH)の。銀河を完全消光(FQG)、部分消光(PQG)、完全星形成(FSG)集団に分類し、PQG内の消光中心核(QCC)を特定します。$\sigma_{\rmin}/\sigma_{\rmhot}$-$\sigma_{\rmout}/\sigma_{\rmhot}$ダイアグラムの銀河分布はL字型で、水平シーケンスで構成されています($\sigma_{\rmout}/\sigma_{\rmhot}\sim0$)と垂直シーケンス($\sigma_{\rmin}/\sigma_{\rmhot}\sim1$)。FQGとQCCは、垂直シーケンス$\sigma_{\rmout}/\sigma_{\rmhot}\sim1$の上部にあるため、体全体で動的に熱くなっています。PQGは垂直配列に沿って存在するため、中心部は高温ですが、周辺部は低温です。FSGは多様であり、両方のシーケンスで見つけることができます。銀河の構造特性、星形成、AGN活動は、$\log(\sigma_{\rmin}/\sigma_{\rmhot})\sim-0.3$で水平シーケンスに沿って遷移し、$\logで垂直シーケンスに沿って遷移します(\sigma_{\rmout}/\sigma_{\rmhot})\sim-0.3$.光AGNと棒状銀河の割合は、最初の遷移で急速に増加し、2番目の遷移で急速に減少します。電波銀河は、垂直系列の上部に位置しています。私たちの結果は、星形成の消光とSMBHの成長が動的に高温のシステムでのみ有効であることを示しています。この線に沿った単純なモデルは、観測されたSMBHスケーリング関係を再現できます。永年過程と強い相互作用がどのようにシステムを動的に熱くし、SMBHの成長と星形成の消滅につながるかについて説明します。
z~2星形成円盤における大規模で急速なガス流入の証拠
| Title |
Evidence_for_Large_Scale,_Rapid_Gas_Inflows_in_z~2_Star_Forming_Disks |
| Authors |
R._Genzel,_J.-B._Jolly,_D._Liu,_S.H._Price,_N.M._F\"orster_Schreiber,_L.J._Tacconi,_R._Herrera-Camus,_C._Barfety,_A._Burkert,_Y._Cao,_R.I._Davies,_A._Dekel,_M.M._Lee,_L.L._Lee,_D._Lutz,_T._Naab,_R._Neri,_A._Nestor_Shachar,_S._Pastras,_C._Pulsoni,_A._Renzini,_K._Schuster,_T.T._Shimizu,_F._Stanley,_A._Sternberg,_H._\"Ubler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02959 |
宇宙銀河進化のピーク付近(z~1.1-2.5)で星形成中の主系列(以下「SFG」)にある9つの巨大な円盤銀河の高品質H${\alpha}$/CO画像分光法を報告します(z~1.1-2.5)。、ESO-VLT、IRAM-NOEMA、ALMAで撮影。バルジ、乱流回転ディスク、および暗黒物質(DM)ハローを備えたビーム畳み込み前方モデルを使用して、主軸の位置と速度のカットを適合させます。これらの銀河の以前の回転曲線分析から、星と分子ガスの質量、光の有効半径と傾き、およびDM質量の事前分布を含めます。次に、観測された銀河のものから、推測された2Dモデル銀河の速度と速度分散マップを差し引きます。残留速度と速度分散マップが放射状の流れの兆候を示しているかどうかを調べます。また、放射状の流れを検出するためのモデルに依存しないツールであるキネメトリも実行します。9つの銀河すべてが、重要な非接線方向の流れを示していることがわかります。6つのSFGでは、流入速度($v_r$~30-90kms$^{-1}$、回転成分の10-30%)はこれらの銀河の短軸に沿っています。2つのケースでは、流入が短軸からずれているように見えます。半径方向の動きの大きさは、重力的に不安定でガスが豊富な円盤の解析モデルからの予想とほぼ一致しています。塊と棒の形成、または渦巻き腕による重力トルクは、ガスを急速に内側に押し込み、中央の円盤と大きな膨らみを形成します。この解釈が正しければ、私たちの観察は、ガスが約10の動的時間スケールで中央領域に輸送されることを意味します。
M92 (NGC~6341) は非定型の原始集団を持つ金属錯体球状星団である
独自の測光システムを使用して、かなりの金属分散で長い間知られている、金属の少ない球状星団(GC)M92(NGC6341)の複数の恒星集団研究を提示します。[Fe/H]=$-$2.412$\pm$0.03の金属の少ない(MP)星と、$-$2.282$\pm$0.002の金属の多い(MR)星です。.MPは全質量の約23\%を構成し、より中央に集中しています。[C/Fe]と[N/Fe]に基づく母集団のタグ付けは、平均n(P):n(I):n(E)=32.2:31.6:36.2($\pm$2.4)を提供します。I、およびEは、それぞれ原始、中間、および極端な集団を示します。私たちの人口比率は、他の人口比率と一致しています。しかし、MPは平均値とは有意に異なる個体数比を持ち、MPにおける原始個体群の優勢は、銀河系GCの観測結果と一致しており、質量の小さいGCは原始個体群のより大きな部分を含んでいます。MPとMRの構造と成分の違いは、M92が矮小銀河環境の合体残骸であることを示している可能性があり、M92は矮小銀河のGCまたは前駆銀河の残骸核であるという最近の提案と一致している。私たちの方法とHST測光に広く使用されている方法との不一致は、原始集団に存在します。この異常な原始グループの存在を説明するには、マグネシウムと酸素がそれぞれ$-$0.8と$-$0.3dex減少し、ヘリウムが$\DeltaY$$\gtrsim$0.03増加することが必要です。詳細な元素存在量の情報が限られているため、明確な説明はありません。
三重レンズ $z = 10.17$ 銀河 MACS0647$-$JD の JWST NIRSpec 分光法
| Title |
JWST_NIRSpec_spectroscopy_of_the_triply-lensed_$z_=_10.17$_galaxy_MACS0647$-$JD |
| Authors |
Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Abdurro'uf,_Dan_Coe,_Rebecca_L._Larson,_Intae_Jung,_Matilde_Mingozzi,_Pratika_Dayal,_Nimisha_Kumari,_Vasily_Kokorev,_Anton_Vikaeus,_Gabriel_Brammer,_Lukas_J._Furtak,_Angela_Adamo,_Felipe_Andrade-Santos,_Jacqueline_Antwi-Danso,_Marusa_Bradac,_Larry_D._Bradley,_Tom_Broadhurst,_Adam_C._Carnall,_Christopher_J._Conselice,_Jose_M._Diego,_Megan_Donahue,_Jan_J._Eldridge,_Seiji_Fujimoto,_Alaina_Henry,_Svea_Hernandez,_Taylor_A._Hutchison,_Bethan_L._James,_Colin_Norman,_Hyunbae_Park,_Norbert_Pirzkal,_Marc_Postman,_Massimo_Ricotti,_Jane_R._Rigby,_Eros_Vanzella,_Brian_Welch,_Stephen_M._Wilkins,_Rogier_A._Windhorst,_Xinfeng_Xu,_Erik_Zackrisson,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03042 |
MACS0647-JDのJWST/NIRSpecプリズム分光法を提示します。MACS0647-JDは、HSTイメージングで発見され、JWSTイメージングによって2つの成分AとBに空間的に分解された三重レンズ$z\sim11$候補です。成分Aの分光法により、分光赤方偏移$z=10.17$検出された7つの輝線に基づく:CIII]$\lambda\lambda$1907,1909,[OII]$\lambda$3727,[NeIII]$\lambda$3869,[NeIII]$\lambda$3968,H$\delta$$\lambda$4101、H$\gamma$$\lambda$4340、[OIII]$\lambda$4363。これらの輝線は、ビッグバンからわずか4億6000万年後に観測された銀河で、これまでで2番目に遠い場所で検出されました。観測され推定されたラインフラックス比に基づいて、気相金属量$Z=$log(O/H)=$7.5-8.0$または$(0.06-0.2)$$Z_\odot$、イオン化パラメーターlog($U$)$\sim-1.9\pm0.2$、電離光子生成効率${\rmlog}(\xi_{\rmion})=25.2\pm0.2\,$erg$^{-1}$ヘルツ。スペクトルのライマン-$\alpha$ブレークは軟化しており、これは強力なLy$\alpha$減衰翼の証拠であり、MACS0647-JDがそのすぐ近くを超えて周囲をイオン化できなかったことを示唆しています($R_{\text{HII}}\ll1$pMpc)。Ly$\alpha$減衰翼もF150W測光を抑制し、わずかに過大評価された測光赤方偏移$z=10.6\pm0.3$を説明しています。MACS0647-JDには恒星質量log($M/M_\odot$)=$8.1\pm0.3$があり、成分Aには$\sim$6$\times10^7M_\odot$が含まれており、そのほとんどは最近形成された($\sim$20Myr以内)、星形成率$2\pm1M_\odot$/年、すべて有効半径$70\pm24\,$pc内。以前に見つかったように、より小さなコンポーネントB($r\sim20$)pcは、より古い($\sim$100Myr)可能性が高く、より多くのダスト($A_V\sim0.1$mag)があります。\about\3$\,$kpcの距離で分離された、より暗い伴銀河Cの分光法は、$z=10.17$と一致するライマンブレークを明らかにします。MACS0647-JDは、知られている最も遠い銀河の合体である可能性が高いです。
強力なシンクロトロン冷却による三次元相対論的磁気リコネクションにおける高エネルギー放射とイオン加速
| Title |
High-Energy_Radiation_and_Ion_Acceleration_in_Three-dimensional_Relativistic_Magnetic_Reconnection_with_Strong_Synchrotron_Cooling |
| Authors |
Alexander_Chernoglazov,_Hayk_Hakobyan,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02348 |
強力なシンクロトロン冷却と非放射イオンの小さな質量分率を備えたペアプラズマでの相対論的磁気再結合を調査する3Dパーティクルインセル(PIC)シミュレーションの結果を提示します。私たちの結果は、現在のシートの構造が放射冷却の動的効率に非常に敏感であることを示しています。具体的には、より強力な冷却は、プラズモイド内のプラズマと磁場のより大きな圧縮につながります。イオンがプラズマ磁化パラメーター$\gg\sigma$を超えるエネルギーまで効率的に加速され、強べき法則のエネルギー分布$f_i\propto\gamma^{-1}$を形成できることを実証します。この結論は、若いパルサーの磁気圏における陽子の加速が非常に効率的であることを意味します。逆に、ペアのエネルギーは、強い冷却領域では$\sigma$に制限され、冷却が弱い場合は放射燃焼限界$\gamma_{\rmsyn}$に制限されます。シンクロトロンの燃焼限界$\varepsilon_c\approx16$MeVを超えるペアからの高エネルギー放射は、強い冷却領域$\gamma_{\rmsyn}<\sigma$でのみ効率的に生成されることがわかりました。このレジームでは、スペクトルカットオフが$\varepsilon_{\rmcut}\approx\varepsilon_c(\sigma/\gamma_{\rmsyn})$のようにスケーリングされ、最高エネルギーの光子がこれは、若いパルサーからのガンマ線放出の現象論的モデルと一致しています。さらに、私たちの結果は、かに星雲のガンマ線フレアの再結合駆動モデルに制約を課しています。
孤立した連星の進化からの連星ブラックホールの合体では、両方のブラックホールは、連星物質移動によって水素に富むエンベロープを失った前駆星からのものです。エンベロープの剥ぎ取りは、このような連星が剥ぎ取られた星の超新星前のコア構造に影響を与え、それによってそれらの最終的な運命とコンパクトな残骸質量に影響を与えることが知られています。この論文では、連星が剥ぎ取られた星が、約$9\,\mathrm{M}_\odot$および$16\,\mathrm{M}の特徴的なブラックホール質量を持つバイモーダルブラックホール質量スペクトルを生成することを示します。_\odot$金属量の広い範囲にわたって。二峰性は、炭素とネオンの燃焼がニュートリノ優勢になることに関連しており、その結果、内部構造が爆発しにくくなり、ブラックホールの形成につながる可能性があります。連星が剥ぎ取られた星からの特徴的なブラックホール質量は、連星ブラックホール合体のチャープ質量分布に対応する特徴を持っています。これらの大衆の間。連星ブラックホール合体の現在の重力波観測は、$10\text{--}12\,\mathrm{M}_\odot$にギャップがあり、$8$と$14\,\mathrm{M}にピークがある証拠を示しているチャープ質量分布の_\odot$。これらの特徴は、連星が剥ぎ取られた星のモデルと一致しています。将来的には、後期恒星進化や超新星爆発の物理学を制約するために使用される可能性があり、宇宙の宇宙膨張の測定に役立つ可能性さえあります。
| Title |
Rotating_neutron_stars_in_the_first_order_post-Newtonian_approximation |
| Authors |
Athanasios_Fotopoulos,_Vasileios_G._Karageorgopoulos_and_Vassilis_S._Geroyannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02413 |
チャンドラセチャーによって確立された一般相対性理論におけるポストニュートン近似の枠組みで、一様回転中性子星と微分回転中性子星のモデルを研究します。特に、適切な流体力学的方程式と一般化クレメントモデルに基づく回転法則を導出するために、ポリトロープ状態方程式を採用します。質量放出限界、つまり臨界角速度(ケプラー角速度と同等)での平衡配置を計算するために、よく知られている「自己無撞着場法」のカテゴリに属する反復数値法を開発します。2つの摂動パラメータ:``回転パラメータ''$\bar{\upsilon}$と``重力または相対性パラメータ''$\bar{\sigma}$。これら2つのパラメーターは、構成に対する回転と重力の影響を表します。私たちは、結果を他の計算方法およびパブリックドメインコードのそれぞれの結果と比較することにより、方法の有効性と限界を調査します。結局のところ、私たちの方法は、臨界回転での一般相対論的ポリトロープ構成に対して満足のいく結果を導き出すことができます。
SN 1987Aの噴出物中の分子形成に対する三次元流体力学モデルに基づく有効物質混合の影響
| Title |
The_impact_of_effective_matter_mixing_based_on_three-dimensional_hydrodynamical_models_on_the_molecule_formation_in_the_ejecta_of_SN_1987A |
| Authors |
Masaomi_Ono,_Takaya_Nozawa,_Shigehiro_Nagataki,_Alexandra_Kozyreva,_Salvatore_Orlando,_Marco_Miceli,_Ke-Jung_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02550 |
SN1987Aの噴出物中の分子の形成に対する物質混合の影響を調査するために、SN1987Aの1ゾーンおよび1次元の噴出物モデルについて、化学反応の時間依存速度方程式を解きます。後者のモデルは、3D物質混合を効果的に反映する3次元流体力学モデルの角度平均化によって得られた1次元プロファイルに基づいています。三次元の流体力学モデルに基づいて、その影響が初めて実証されました。混合によって影響を受けた初期シード原子と放射性$^{56}$Niの分布は、分子の形成に影響を与える可能性があります。三次元流体力学モデルにおける双極状の爆発における球状のケースといくつかの指定された方向の計算を比較することにより、影響が議論されます。$^{56}$Ni、実質的には後の段階での$^{56}$Coの崩壊は、ガスを加熱し、分子形成を遅らせる可能性があります。さらに、崩壊によって生成されたコンプトン電子は、原子や分子をイオン化し、分子を破壊する可能性があります。H$^+$やHe$^+$などのイオンに関連するいくつかの化学反応も、分子を破壊する可能性があります。$^{56}$Niの混合は、上記のプロセスによる分子の形成と破壊の両方において無視できない役割を果たします。$^{56}$Niの崩壊による一酸化炭素と一酸化ケイ素の破壊的なプロセスは、一般的に量を減らします。しかし、分子形成が特定の条件下で十分に遅延した場合、$^{56}$Niの崩壊は、上記の破壊プロセスの効率が低い場合と比較して、代わりに一連のパスを通じて量を増加させる可能性があります。
FRB 20190520B と FRB 20121102A のバースト特性の比較
FRB20190520BとFRB20121102Aの間の個々のバーストの比較分析は、複数の波長でバーストのサンプルをコンパイルすることによって提示されます。FRB20190520Bのバーストのピーク周波数($\nu_p$)分布は、$\sim1-6$GHzの4つの離散ピークを示し、それらのスペクトル幅分布は、0.35GHzをピークとする対数正規関数で適合できることがわかります。.離散的な$\nu_p$分布と狭帯域スペクトルの特徴は、FRB20121102Aに類似しています。残りのフレームでのFRB20190520Bのバースト時間は平均10.72msで、FRB20121102Aのバースト時間よりも3倍長くなります。FRB20190520Bの1.25GHzでの比エネルギー($E_{\rm\mu_{\rmc}}$)FAST望遠鏡で観測されたFRB20121102Aのバイモーダル$E_{\rm\mu_{\rmc}}$分布とは異なり、$[0.4,1]\times10^{38}$ergの狭い範囲にあります。バーストのガウススペクトルプロファイルを仮定すると、モンテカルロシミュレーション解析は、べき乗則(PL)またはカットオフべき乗則(CPL)エネルギー関数が$E_{\rm\mu_{\rmc}}$FRB20190520Bの分布。PLモデルの派生エネルギー関数指数は$4.46\pm0.17$で、FRB20121102A($1.82^{+0.10}_{-0.30}$)よりもはるかに急勾配です。CPLモデルでは、$0.47$のインデックスと$7.4\times10^{37}$ergのカットオフエネルギーが得られます。1～2GHzでの$\nu_p$の予測分布に関しては、PLモデルよりもCPLモデルの方が適しています。これらの結果は、FRB20190520BとFRB20121102Aが同様のスペクトル特性を共有していることを示していますが、それらのエネルギー関数は本質的に異なります。
多周波観測によるFRB 20121102Aのバーストエネルギー関数とスペクトルフリンジパターンの閉じ込め
| Title |
Confining_Burst_Energy_Function_and_Spectral_Fringe_Pattern_of_FRB_20121102A_with_Multifrequency_Observations |
| Authors |
Fen_Lyu,_Ji-Gui_Cheng,_En-Wei_Liang,_Can-Min_Deng,_Tao_An,_Qing_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02598 |
FAST望遠鏡で観測された高速電波バースト(FRB)20121102Aの観測されたスペクトル形状の変化と暫定的なバイモーダルバーストエネルギー分布(E分布)は、大きなパズルです。$L$バンドでFASTとArecibo望遠鏡、$C$バンドでGBT望遠鏡で観測された公開された多周波データを採用して、モンテカルロシミュレーションを通じてこれらのパズルを調査します。固有エネルギー関数(E関数)は$dp/dE\proptoE^{-\alpha_{\rmE}}$としてモデル化され、スペクトルプロファイルはガウス関数として記述されます。0.5～8GHzのスペクトルピーク周波数($\nu_{\rmp}$)のフリンジパターンは、GBTサンプルの$\nu_{\rmp}$分布から推測されます。$\alpha_{\rmE}$の尤度とスペクトルプロファイルの標準偏差($\sigma_{\rms}$)を、観測およびシミュレーションのKolmogorov-Smirnov(K-S)検定確率を利用して推定します。特定の電子配布。私たちのシミュレーションは$\alpha_{\rmE}=1.82^{+0.10}_{-0.30}$と$\sigma_{\rms}=0.18^{+0.28}_{-0.06}$($3\sigma$信頼水準)FASTサンプルで。これらの結果は、FRB20121102AのE関数をモデル化するには、単一のべき乗関数で十分であることを示唆しています。異なる周波数範囲の望遠鏡で観測されたスペクトルインデックスとE分布の変動は、物理的な理由と観測上の理由の両方によるものです。つまり、単一バーストの狭いスペクトル幅と、広い周波数範囲での離散$\nu_{p}$フリンジパターンです。バーストの中で、望遠鏡のバンドパスと感度の選択効果。推定される$\nu_{p}$フリンジパターンは、現在のFRBの放射線物理モデルでは説明できません。このような機能を導入する可能性のある人為的な効果のいくつかの注意事項について説明します。
潮汐破壊イベントにおける円盤風駆動の拡張電波放出シェル
円盤風と周囲の時間依存の質量損失率の両方の影響を考慮した1次元の球対称モデルに基づいて、電波放出潮汐破壊イベント(TDE)における非相対論的に膨張する薄いシェルの進化を研究します。大量分布。解析解は2つの極限で導き出されます。1つはテイラー級数の形で原点に近い近似解であり、もう1つは原点から遠く離れた周囲の物質が優勢である漸近解です。私たちの数値解は、それぞれの解析解と一致することが確認されています。質量損失率は時間の経過とともに変化し、シェルのダイナミクスに影響を与えるため、初期から中期には単純な時間のべき法則の解は存在しないことがわかります。また、観測された電波放射TDEAT2019dsgへのモデルの適用についても説明します。
潮汐破壊イベントのスペクトル指数と光度相関のためのディスクコロナモデリング
| Title |
Disk-corona_modeling_for_spectral_index_and_luminosity_correlation_of_tidal_disruption_events |
| Authors |
T._Mageshwaran_(1),_Sudip_Bhattacharyya_(2)_((1)_Chungbuk_National_University,_South_Korea,_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02639 |
定常状態の移流降着円盤の相対論的円盤コロナモデルを提示し、UVからX線へのスペクトルインデックス$\alpha_{\text{OX}}$の\textbf{four}潮汐破壊イベント(TDE)ソースの進化を説明します。XMMSL2J1446、XMMSL1J1404、XMMSL1J0740、\textbf{andAT2018fyk}。モデルの粘性応力は、気体($P_g$)と全圧($P_t$)に依存し、$\tau_{r\phi}\proptoP_g^{\mu}P_t^{1-\mu}$となります。$\mu$は定数です。さまざまな定常および時間依存のサブエディントンTDE降着モデルと、ディスクコロナモデルを、観測されたTDEソースの$\alpha_{\text{OX}}$と比較し、ディスクコロナモデルが観測と一致することを発見しました。他のモデルよりも優れています。$\mu$は、TDEソースXMMSL2J1446、XMMSL1J1404、およびXMMSL1J0740のユニティよりもはるかに小さいことがわかります。また、相対論的モデルを非相対論的ディスクコロナモデルと比較します。相対論的降着ダイナミクスは、コロナへのエネルギー輸送を増加させることにより、非相対論的降着と比較してスペクトル指数を減らします。すべてのソースの質量降着率を推定し、観測された光度が質量降着率とほぼ線形の関係に従うことを発見しました。円盤からコロナへのX線光度の比率は、質量降着率とともに増加します。観測された$\alpha_{\text{OX}}$は、光度との正と負の相関を示しています。ディスクコロナモデルは、TDEソースXMMSL1J0740、XMMSL2J1446、およびXMMSL1J1404で見られる負の相関を説明します。ただし、TDEAT2018fykは、より高い光度で正の相関を示し、単純な球状断熱流出モデルを相対論的ディスクコロナモデルに追加すると、より適切な適合を示します。より高い質量降着率では円盤の光度が支配的ですが、コロナのない降着モデルでは観測を説明できず、コロナの存在が不可欠であることを示しています。
LPA LPI による Fast Radio Bursts の検出の問題について
この論文は、V.A.FedorovaとA.E.Rodinは、ラージフェーズドアレイ(LPA)電波望遠鏡の監視データで、散乱パルスパターンを含むデータの畳み込みに基づく検索アルゴリズムを使用して検出しました。同じ6チャネルデータ(チャネル幅415kHz)が検証に使用され、247、570、および1767pc/cm3の分散測定値でFRBが検出されました。公開されたFRBの追加検証も、32チャネルデータ(チャネル幅78kHz)で実行されました。元の論文に記載されている信号対雑音比に関する公開されたFRBを確認できませんでした。主なエラーは、ベースラインの誤った識別とノイズの標準偏差の誤った推定によって引き起こされます。
S3 1227+25 からの超高エネルギー ガンマ線放出の VERITAS の発見と多波長観測
| Title |
VERITAS_discovery_of_very_high_energy_gamma-ray_emission_from_S3_1227+25_and_multiwavelength_observations |
| Authors |
Atreya_Acharyya,_Colin_Adams,_Avery_Archer,_Priyadarshini_Bangale,_Wystan_Benbow,_Aryeh_Brill,_Jodi_Christiansen,_Alisha_Chromey,_Manel_Errando,_Abe_Falcone,_Qi_Feng,_John_Finley,_Gregory_Foote,_Lucy_Fortson,_Amy_Furniss,_Greg_Gallagher,_William_Hanlon,_David_Hanna,_Olivier_Hervet,_Claire_Hinrichs,_John_Hoang,_Jamie_Holder,_Weidong_Jin,_Madalyn_Johnson,_Philip_Kaaret,_Mary_P._Kertzman,_David_Kieda,_Tobias_Kleiner,_Nikolas_Korzoun,_Frank_Krennrich,_Mark_Lang,_Matthew_Lundy,_Gernot_Maier,_Conor_McGrath,_Matthew_Millard,_John_Millis,_Connor_Mooney,_Patrick_Moriarty,_Reshmi_Mukherjee,_Stephan_O'Brien,_Rene_A._Ong,_Martin_Pohl,_Elisa_Pueschel,_John_Quinn,_Kenneth_J._Ragan,_Paul_Reynolds,_Deivid_Ribeiro,_Emmet_Thomas_Roache,_Iftach_Sadeh,_Alberto_Sadun,_Lab_Saha,_Marcos_Santander,_Glenn_Sembroski,_et_al._(18_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02860 |
非常にエネルギーの高い放射線撮像望遠鏡アレイシステム(VERITAS)を使用して、ブラザーS31227+25(VERJ1230+253)からの非常に高エネルギーのガンマ線放射を検出したことを報告します。ソースのVERITAS観測は、2015年5月15日にFermi-LargeAreaTelescope(LAT)でハードスペクトルGeVフレアが検出されたことによってトリガーされました。5月16日と5月18日の合計5時間のVERITAS露出では、微分光子スペクトルインデックス$\Gamma$=3.8$\pm$0.4で13$\sigma$の強力な検出が得られ、フラックスレベルは9%でした。120GeV以上のカニ星雲。これにより、VERITASおよびFermi-LATデータに加えて、この作業でも提示された、Swift、光学測光、偏光測定、および電波測定による機会観測のターゲットもトリガーされました。この期間中のガンマ線フラックスの時間分析は、$\tau_{obs}$=6.2$\pm$0.9時間の最短の変動時間スケールの証拠を見つけ、ジェット内のコンパクトな領域からの放出を示し、結合されたガンマ-光線スペクトルは、スペクトルカットオフの強力な証拠を示していません。多波長観測間の相関関係の調査により、光とガンマ線の相関関係の証拠が見つかり、放出の単一ゾーンモデルが示唆されました。最後に、多波長スペクトルエネルギー分布は、単純な1ゾーンレプトンシンクロトロン自己コンプトン放射モデルによって適切に記述されます。
共鳴散乱がない場合の銀河宇宙線輸送
銀河宇宙線輸送は、粒子の回転半径に匹敵するスケールでの乱流の存在と、局所磁場に沿った方向の波数ベクトルに依存しています。乱流が大きなスケールで注入され、小さなスケールにカスケードする標準的な図では、異方性カスケードまたは減衰プロセスの開始により、関連するスケールでの乱流が存在する可能性があることはほぼ保証されています。これは、宇宙線散乱の性質、特に自己生成がほとんど関係ない$\gtrsim1$TeVのエネルギーでの疑問を提起します。ここでは、指定された磁場内の荷電テスト粒子の数値シミュレーションを使用して、乱流が主に大きなスケールで存在し、小さなスケールではより小さな力が存在する可能性がある状況での粒子拡散を調査し、可能性について議論します。宇宙線輸送現象論に対するこのセットアップの意味。
相対論的成層ジェットからのシンクロトロン強度プロット
| Title |
Synchrotron_intensity_plots_from_a_relativistic_stratified_jet |
| Authors |
V._A._Frolova,_E._E._Nokhrina,_I._N._Pashchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02929 |
活動銀河核からの相対論的ジェットの総強度プロファイルに対する磁気流体半解析モデリングからのジェット横断構造の影響を調べます。二重ピークおよび三重ピークの横方向強度プロファイルを形成するための条件を決定するために、モデルによって記述されたジェットからの自己吸収を伴うシンクロトロン放出の放射伝達を、一定の角速度で内部に閉じた全電流で計算します。ジェット。最大ローレンツ因子が高いモデルまたは光学的に厚い条件のいずれかで、二重ピークのプロファイルが現れることを示します。電波銀河のトリプルピークプロファイルがジェット内の放出粒子の割合を制限することを示します。非熱電子が好ましくはジェットエッジに位置するか、オーム加熱に従って分布するという仮定の下で、トリプルピークプロファイルの可能な条件を紹介します。
宇宙線レプトンの FLUKA 断面積と現在の陽電子予測の不確実性
| Title |
The_FLUKA_cross_sections_for_cosmic-ray_leptons_and_uncertainties_on_current_positron_predictions |
| Authors |
Pedro_De_la_Torre_Luque_and_Mario_Nicola_Mazziotta_and_Francesco_Loparco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02958 |
宇宙線(CR)反粒子は、予期しない天体物理学的プロセスの痕跡や、標準モデルを超えた新しい物理さえも明らかにする可能性を秘めています。最近のCR検出器は陽電子フラックスの正確な測定を提供し、高エネルギーでのいわゆる陽電子過剰を明らかにしました。しかし、局所的な陽電子フラックスのモデリングに関連する不確実性は依然として非常に高く、パルサーからの陽電子放出のモデルと現在の暗黒物質探索に大きな影響を与えています。この作業では、{\ttFLUKA}コードから得られた陽電子と電子生成の断面積の新しいセットを報告します。それらを最も拡張された断面データセットと比較し、重いCRからの陽電子生成を無視した場合の影響を示します。次に、地球での二次陽電子フラックスの現在の推定における不確実性の最も重要な原因を確認し、これらの推定で銀河の渦巻腕構造を考慮することの影響を初めて調べます。最後に、局所的な陽電子束の最先端の予測を提供し、陽電子を使用した暗黒物質探索の限界と、パルサーから低エネルギーでの陽電子束への寄与を決定する難しさについて説明します。
天琴の距離加速ノイズに対する地球-月の重力の影響。 III.分析モデル
TianQinは、円形の高地球軌道で動作するように設計された、提案されている宇宙ベースの重力波検出器です。[Zhangらの続編として。物理。Rev.D103,062001(2021)]、この作業は、2つのTianQin衛星間の距離加速度ノイズに対する地球の重力場の摂動効果を説明する分析モデルを提供します。このような「軌道ノイズ」の場合、地球の寄与は周波数スペクトルの$5\times10^{-5}$Hzより上で支配的であり、必要に応じて、ノイズのキャリブレーションと緩和は詳細なノイズモデリングの恩恵を受けることができます。私たちのモデルの導出は、フーリエスタイルの分解による衛星重力測定のカウラの理論に基づいており、近似として円参照軌道を使用しています。モデルを検証するために、2つの主要なシナリオで分析結果と数値結果を比較します。まず、地球の静的重力場の場合、両方のノイズスペクトルがさまざまな軌道傾斜角と半径で互いによく一致することが示され、より多くの洞察を提供しながら以前の数値研究を確認しました。第2に、モデルは拡張され、地球の時変重力が組み込まれます。特にTianQinに関連して、地震によって引き起こされる地球の自由振動からの擾乱を捉えるための式を拡張します。そのモード周波数は、0.1mHzを超えるTianQinの測定帯域に入ります。解析モデルは、天琴の重力環境モニタリングや騒音低減パイプラインに応用できる可能性があります。
到着方向推定のためのスナップショット平均行列ペンシル法 (SAM)
| Title |
Snapshot_Averaged_Matrix_Pencil_Method_(SAM)_For_Direction_of_Arrival_Estimation |
| Authors |
Harsha_A._Tanti,_Abhirup_Datta,_S._Ananthakrishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02617 |
電気的に短いアンテナを使用して電波源からの電磁波(EM)の方向を推定することは、電波天文学の分野における困難な問題の1つです。この論文では、既存のアルゴリズムよりも方向と偏光の推定で優れたパフォーマンスを発揮するアルゴリズムを開発しました。私たちが提案するアルゴリズムスナップショット平均マトリックスペンシル法(SAM)は、既存のマトリックスペンシル法(MPM)ベースの到着方向(DoA)アルゴリズムを修正したものです。一般に、MPMは、ユニタリ変換と最小二乗法(LSM)を使用して、スペクトル内のインコヒーレントEM波のDoAを推定します。提案されたSAMの修正は、16MHz未満の電波宇宙を研究するために提案されたSpaceElectricandMagneticSensor(SEAMS)ミッションに関連して行われます。SAMは、スナップショット平均法を導入して、インコヒーレントな周波数推定を改善し、推定の精度を向上させます。また、偏光を検出して、右円偏光(RHCP)、右楕円偏光(RHEP)、左円偏光(LHCP)、左円偏光(LHEP)、直線偏光(LP)を区別することもできます。この論文では、SAMの形式について説明し、約72MHzの共振周波数でのDoA実験の縮尺バージョンの初期結果を示します。
マルチイメージ X 線干渉計モジュール: I. ファイン ピッチ スリットを使用した設計コンセプトと概念実証実験
| Title |
Multi-Image_X-ray_Interferometer_Module:_I._design_concept_and_proof-of-concept_experiments_with_fine-pitch_slits |
| Authors |
Kazunori_Asakura,_Kiyoshi_Hayashida,_Tomoki_Kawabata,_Yoneyama_Tomokage,_Hirofumi_Noda,_Hironori_Matsumoto,_Hiroshi_Tsunemi,_Hiroshi_Nakajima,_Hisamitsu_Awaki,_Junko_S._Hiraga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03050 |
小さいシステムサイズでも非常に高い角度分解能を達成できる、新しいX線イメージングシステム、マルチイメージX線干渉計モジュール(MIXIM)を提案します。MIXIMは等間隔に配置された複数のスリットとX線検出器で構成されており、その角度分解能はそれらの間の距離に反比例します。ここでは、新たに採用した2.5{\μ}mの高い空間分解能を持つCMOSセンサーを使用したMIXIMの評価実験について報告します。プロトタイプのMIXIMを使用した以前の実験は、1次元のイメージングに限定されていました。さらに重要なことに、達成された角度解像度はわずか{\sim}1"であり、採用されたセンサーのピクセルサイズが4.25の空間解像度のために厳しく制限されていました。{対照的に、この実験で得られた1次元画像は、構成されたシステムサイズがわずか{\sim}1mの場合に、0.5インチの高い角度分解能を持っていました。これは、MIXIMが高い角度分解能と同時に実現できることを示しています。コンパクトサイズ。また、周期的なピンホールマスクを導入することにより、MIXIMで初めてX線ビームの2次元プロファイルを取得することに成功しました。私たちの実験で達成された最高の角度分解能は、マスクとセンサーの距離が866.5cmの場合に0.1インチ未満であり、MIXIMの高いスケーラビリティを示しています。
XGBoost を使用した星の自転周期の予測
この研究の目的は、機械学習技術に基づいて計算コストの低いアプローチを開発し、何千もの恒星の自転周期を正確に予測することです。私たちのアプローチの革新は、XGBoostアルゴリズムを使用して、回帰分析によってケプラーターゲットの回転周期を予測することです。そのため、K星とM星のケプラーカタログから構築された構造化データセットから、表面の星の自転周期を予測するための堅牢な教師付き機械学習モデルの構築に焦点を当てました。ケプラー光度曲線から抽出された一連の独立変数を分析し、それらとグラウンドトゥルースとの関係を調査しました。極端な勾配ブースティング法を使用して、恒星の自転周期を予測するための機械学習モデルの構築に使用できる変数の最小セットを取得しました。私たちのモデルは、約2900の星の自転周期を予測することによって検証されています。結果は、従来の手法によって得られた結果と互換性があり、他の最近の機械学習アプローチによって得られた結果と同等であり、使用する予測変数がはるかに少ないという利点があります。分析を自転周期が45日未満の星に限定すると、モデルは平均で95～98%正確です。星の自転周期を正確に合わせるために、機械学習法に基づく革新的なアプローチを開発しました。この研究の結果に基づいて、提案された方法論によって生成された最良のモデルは、最先端のアプローチと競争力があり、計算コストが低く、トレーニングが簡単で、小さなセットに依存するという利点があると結論付けています。予測因子。
ペルセウス分子雲における若い星の変動性
| Title |
Variability_of_Young_Stellar_Objects_in_the_Perseus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Xiao-Long_Wang,_Min_Fang,_Gregory_J._Herczeg,_Yu_Gao,_Hai-Jun_Tian,_Xing-Yu_Zhou,_Hong-Xin_Zhang,_Xue-Peng_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02514 |
ZwickyTransientFacilityからの$g$バンドと$r$バンドのライトカーブが明確に定義されている、ペルセウス分子雲内の288個の若い恒星オブジェクト(YSO)の分析を提示します。288のYSOのうち、238のソース(作業サンプルの83%)が、正規化されたピークツーピークの変動メトリックに基づいて変数として識別され、円盤のある星の変動率は92%、円盤のない星の集団の変動率は77%です。これらの変数は、準周期性($Q$)およびフラックスの非対称性($M$)メトリックを使用して、さまざまなカテゴリに分類されます。53の変光星は、厳密に周期的な天体として分類されており、位相がよく調整されており、スポット変調された星の自転に起因する可能性があります。また、22個のバースターと25個のひしゃくを識別します。これらは、それぞれ降着バーストと変動絶滅に起因する可能性があります。ディスクのあるYSOは、非対称で再現性のない光曲線を持つ傾向がありますが、ディスクのないYSOは、(準)周期的な光曲線を持つ傾向があります。周期的変数は$g$対$g-r$で最も急激な変化を示しますが、バースターは$g$対$g-r$でディッパーよりもはるかに平坦な変化を示します。周期的変数と準周期的変数は、最小の変動振幅を示します。単純なモデルは、周期的変数の変動振幅が30%から40%のスポットカバレッジの変化に対応することを示唆しており、バースター変数は$L_{\rmacc}/L_{\star}=0.1-0.3$、北斗七星は変動絶滅によるもので、$A_{V}$は$0.5-1.3\;$magの範囲で変化します。
異なる磁気配置における太陽下部大気中の重力波の伝播について
重力波は、安定した成層媒体に局所的にオーバーシュートまたは浸透する乱流地下対流によって生成されます。エネルギーを上向きに伝搬している間、高さに対するそれらの特徴的な負の位相シフトは、よく知られている観測上の特徴です。最初の詳細な観測による検出とエネルギー含有量の推定以来、多くの研究がその伝搬特性と磁場および太陽大気中の他の波動モードとの相互作用を調査してきました。ここでは、光球内の速度観測だけでなく、静かな太陽(磁気ネットワーク領域)、プラージュ、および黒点のさまざまな磁気構成上で、光球から彩層の高さをカバーする強度観測を利用して、大気重力波分散図の研究を提示します。静かな黒点領域の上に重ねます。伝搬特性を調査するために、2つの高さの強度-強度および速度-速度のクロススペクトルを構築し、波数-周波数分散図における位相信号とコヒーレンス信号、および背景磁場との関連性を調べます。強度-強度および速度-速度の位相およびコヒーレンス図から、磁場と高さに対するコヒーレンスと位相シフトの大幅な減少との間の関連の兆候を見つけ、どちらも磁場による重力波の抑制/散乱を示しています。私たちの結果は、磁場の存在下で重力波が抑制または散乱され、太陽の下層大気に反射されることを示す以前の数値シミュレーションと一致しています。
小規模ダイナモ: 理想化されたモデルから太陽および恒星への応用まで
| Title |
Small-scale_dynamos:_From_idealized_models_to_solar_and_stellar_applications |
| Authors |
Matthias_Rempel,_Tanayveer_Bhatia,_Luis_Bellot_Rubio,_and_Maarit_J._Korpi-Lagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02787 |
この記事では、乱流のエネルギーを運ぶスケールに匹敵する、またはそれよりも小さいスケールでの磁場生成を担う小規模ダイナモプロセスを概説します。太陽の光球と対流帯での小規模ダイナモの動作を強力にサポートする、静かな太陽磁気の重要な観測のレビューを提供します。基本的な概念を確認した後、ダイナモの開始と飽和に対する磁気プラントル数の役割に特に重点を置いて、理想化された設定での運動学的成長と非線形飽和の数値研究に焦点を当てます。天体物理学への応用に向けて、深い対流帯と太陽のような星の光球に焦点を当てた対流ダイナモのセットアップを確認します。星の対流セットアップの重要な要素を確認し、利用可能な観測との比較を含め、太陽および太陽のような星への適用について説明します。
ガイア白色矮星の色等級分岐を説明するために必要な炭素ドレッジアップ
| Title |
Carbon_dredge-up_required_to_explain_the_Gaia_white_dwarf_colour-magnitude_bifurcation |
| Authors |
Simon_Blouin,_Antoine_B\'edard,_Pier-Emmanuel_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02827 |
ガイアの色等級図は、白色矮星の冷却経路のかなりの部分で、水素大気の白色矮星とヘリウム大気の対応する白色矮星の間の顕著な分離を明らかにしています。ただし、純粋なヘリウム大気のガイア等級は、純粋な水素の場合に近すぎて、この分岐を説明できません。観測された冷却シーケンスの分割を再現するには、水素欠乏型白色矮星のヘリウム優勢の大気中に微量の水素および/または金属が存在しなければならないことが示されています。しかし、白色矮星のスペクトル進化に関する既知の制約を考慮したガイア分岐の完全な説明は、これまでのところ提案されていません。この作業では、最先端のモデル大気と組み合わせた集団合成シミュレーションを実行し、白色矮星のエンベロープ内の元素輸送を説明する進化計算を実行することにより、このような全体論的な説明を提供しようとします。経験に基づいた仮定に頼ることにより、これらのシミュレーションは分岐をうまく再現します。深い内部からの光学的に見えない微量の炭素の対流ドレッジアップが、観測を説明するために重要であることを示します。残留水素の対流希釈/混合も、水素または金属の降着も、分岐の支配的な要因にはなり得ません。最後に、浚渫された炭素の量を予測するための重要な入力である、暖かい高密度ヘリウム内の部分的にイオン化された炭素の状態方程式を改善することの重要性を強調します。
ブラニー単モジュラー重力におけるデ・シッターの空間崩壊と宇宙定数緩和
Henneaux-Teitelboimの定式化に基づく一般的な共変ユニモジュラー重力フレームワークは、変装して、高次元演算子で修正された正確に$4$形式の場の理論です。荷電した張力膜の存在下では、そのようなすべての理論における任意のdeSitter空間が不安定になり、崩壊します。膜によって供給されるフラックスが相互に不整合である場合、deSitterジオメトリは非常に洗練された状態の離散を構成します。$4$形式のセクターが流動的に線形な項によって支配されるときはいつでも、ほぼミンコフスキー空間が唯一の長時間アトラクタになります。結果として、小さな宇宙定数は、人類学的推論に訴えることなく、そのようなすべてのフレームワークで自然です。
重力波(GW)が最近初めて検出されました。この革命的な発見は、初期宇宙の一次相転移(FOPT)からのGWを介して素粒子物理学を学ぶ新しい方法を開きます。FOPTは、新しい基本的な対称性が自発的に標準モデルに分解されたときに発生する可能性があり、物質と反物質の非対称性の問題の解決に不可欠な要素です。ただし、素粒子物理モデルからGWへの道のりには、多くの特殊な部分が含まれているため、ここでは、必要なすべての手順をタイムリーに確認します。これには、次のものが含まれます。(i)素粒子物理モデルで有限温度有効ポテンシャルを構築し、FOPT;(ii)移行率を計算する。(iii)熱プラズマ内で膨張する真の真空の気泡のダイナミクスを分析する。(iv)熱パラメータを使用して遷移を特徴付けます。最後に、(v)最新のシミュレーションと理論的結果を使用してGWスペクトルを予測し、将来のGW検出器での予測スペクトルの検出可能性を考慮します。各ステップでは、さまざまな方法の機微、長所と短所を強調し、未解決の問題について議論し、文献で利用可能な最先端のアプローチを確認します。これにより、素粒子物理学者がGW現象学の探求を開始するために必要なすべてが提供されます。
インフレーション宇宙の散逸的起源
観測によって裏付けられたフラットなスカラーポテンシャルを持つインフレーションモデルを研究し、宇宙の準周期的な段階の後にスローロールインフレーションが発生する可能性があることを発見しました。このような重要なダイナミクスに必要な初期条件と正の空間曲率は、宇宙の量子創造と一致しています。インフレーションを引き起こす重要な要素は、インフレーション後に宇宙を再加熱するために必要なインフレトンの散逸的な相互作用であり、したがって、インフレ前の物理学を観測的に扱うことができます。私たちの発見は、作成後にインフレがより確実に発生することを意味します。
準循環宇宙からの散逸的インフレーションの出現
インフレーションモデル、特にプラトータイプのポテンシャルを持つモデルは、宇宙論的データと一致していますが、インフレーション自体は初期特異点を解決しません。この特異点は、たとえば、トンネルや無境界の提案など、何もないところから宇宙を量子的に作成するというアイデアによって解決されます。最も単純なものは、閉じた宇宙を予測します。これらの事実に動機付けられて、プラトー型ポテンシャルを持つ閉じた宇宙の古典的なダイナミクスを調査します。初期のinflatonフィールド値に応じて、Universeはさまざまなイベントを受ける可能性があります。即時のBigCrunch、バウンスまたはサイクリックフェーズ、およびインフレです。非インフレの解決策は私たちの宇宙には無関係に見えるかもしれませんが、インフレーション後の宇宙の再加熱に必要な相互作用を考慮して、単一または複数のバウンスとそれに続くインフレーションに変えることができます。したがって、私たちの設定における散逸メカニズムは、インフレーションへの優雅な入り口と出口の両方を説明し、創造直後の宇宙の間接的な観測ハンドルを提供します。また、宇宙の波動関数の確率論的解釈に対するこれらの解の意味についてもコメントします。
宇宙は現在異方性ですか？現実の宇宙とカスナーの時空を比較する
時空の異方性の可能性のある天文現象を調査します。均一な真空カスナー解は、異方性の程度が一定であるこの単純なモデルには不均一性によって引き起こされる影響がないため、参照異方性宇宙論モデルとして選択されました。この異方性は弱くなることはできません。その測地線構造の研究により、この時空の特性を明らかにすることが可能になりました。観測対象からの光の伝搬時間によって、異方性の発現度合いが大きく異なることがわかりました。宇宙の年齢の半分を超えない近くのオブジェクトの場合、異方性の兆候は非常に小さいです。遠くにある天体は、天空や測光距離での天体の分布など、より顕著な兆候を示します。個々のオブジェクトのそれぞれに対するこれらの効果は時間とともに減少しますが、一般に、宇宙の地平線を超えて新しいソースが出現するという事実により、カスナー時空の異方性の発現は一定のままです。anisotropyと入力し、観測値と比較します。これらの影響は、CMBの研究を含む天文観測では発見されませんでした。再結合の時代以来、宇宙は常に等方的またはほぼ等方的であったと仮定できます。これは、ビッグバンの瞬間に大きな異方性があり、その後インフレ期に急速な等方化が起こる可能性を排除するものではありません。
空間曲率のある宇宙の一般化された状態方程式からのリトルリップ、疑似リップアンドバウンス宇宙論
非ゼロの空間曲率をもつフリードマン・ロバートソン・ウォーカー(FRW)メトリックのリトルリップ(LR)、疑似リップ(PR)、およびバウンス宇宙論モデルを検討します。粘性流体の存在下での一般化された状態方程式を使用して、宇宙の進化を記述します。LR、PR、バウンスの発生条件は、空間曲率を考慮して、宇宙の暗黒流体の一般化状態方程式のパラメーターの観点から得られました。空間曲率の解析式を得た。初期宇宙と後期宇宙の漸近的なケースが考慮されます。粘性を伴う加速宇宙のモデルの場合に、ダルブー変換の方法が提案された。
