小規模統計の大規模変調を使用した $f_{NL}$ の制約
| Title |
Constraining_$f_{NL}$_using_the_Large-Scale_Modulation_of_Small-Scale_Statistics |
| Authors |
Utkarsh_Giri,_Moritz_M\"unchmeyer_and_Kendrick_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03070 |
小規模なパワースペクトルの大規模な変調から局所型の原始的な非ガウス性を制約する新しい形式を実装します。私たちのアプローチは、より高い$N$ポイント関数の複雑な共分散をモデル化する必要性を回避しながら、大規模構造のスクイーズされたバイスペクトルと折りたたまれたトライスペクトルに含まれる原始非ガウス性に関する情報を、計算に適した一貫した方法で組み合わせます。この作業は、ローカルパワーのニューラルネットワーク推定を使用した最近の作業を、より従来型のローカルパワースペクトル統計に一般化し、Quijoteシミュレーションからの物質フィールドとハローカタログの両方を使用して調査します。物質場のより高い$N$ポイント関数は$f_{NL}$に強い制約を与えることができますが、キホーテのハロー密度でのハロー場のより高い$N$ポイント関数は、制約をわずかに改善するだけであることがわかります二点関数から。
宇宙の21cmパワースペクトル(PS)の観測により、宇宙の最初の10億年の間に、銀河の特性と物理的宇宙論の正確なベイズ推定が可能になり始めています。ここでは、次のような推論で使用される可能性に関する一般的な近似の影響を調査します。(i)ガウス関数形式を仮定する。(ii)単一の実現から平均を推定する。(iii)パラメータ空間の1点での(共)分散の推定。明示的な尤度を使用する「古典的な」推論と、トレーニングセットから尤度を推定するシミュレーションベースの推論(SBI)を比較します。(i)初期条件とともにUVおよびX線銀河パラメーターを変化させることにより、21cmFASTで計算された宇宙21cm信号の実現。（ii）SKA1-Lowとの1000時間の統合に対応する望遠鏡ノイズの実現。(iii)前景が優勢な地平線の「くさび」に対応するフーリエモードの切除。1DPSの可能性は、波動モードと赤方偏移ビンの間の共分散を説明するガウス分布によって適切に記述されることがわかります(高次の相関は小さい)。ただし、順方向モデル化された平均値と(共)分散をランダムな実現から、またはパラメーター空間内の1点で推定する一般的なアプローチでは、バイアスがかかり、過度に制約された事後分布が生じます。私たちの最良の結果は、SBIを使用して非ガウス尤度をガウス混合ニューラル密度推定器に適合させることから得られます。このようなSBIは、従来の明示的な尤度推論よりも最大1桁少ないシミュレーションで実行できます。したがって、SBIは、比較的低い計算コストで正確な事後分布を提供します。
ニューラル ネットワークで暗黒物質のハロー密度プロファイルを説明する
| Title |
Explaining_dark_matter_halo_density_profiles_with_neural_networks |
| Authors |
Luisa_Lucie-Smith,_Hiranya_V._Peiris_and_Andrew_Pontzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03077 |
説明可能なニューラルネットワークを使用して、ダークマターハローの進化の歴史をその密度プロファイルと関連付けます。ネットワークは、相互情報を使用して物理的に解釈する低次元表現内の密度プロファイルの変動の独立した要因をキャプチャします。ハローの進化に関する事前知識がなくても、ネットワークは初期のアセンブリと内部プロファイルの間の既知の関係を回復し、ビリアル半径を超えるプロファイルが、最新の質量降着率をキャプチャする単一のパラメーターによって記述されることを発見します。この結果は、複雑な天体物理データセットにおける機械支援による科学的発見の可能性を示しています。
CHEX-MATE: 銀河団放射状 X 線表面輝度プロファイルにおける散乱の起源の制約
| Title |
CHEX-MATE:_Constraining_the_origin_of_the_scatter_in_galaxy_cluster_radial_X-ray_surface_brightness_profiles |
| Authors |
I._Bartalucci,_S._Molendi,_E._Rasia,_G.W._Pratt,_M._Arnaud,_M._Rossetti,_F._Gastaldello,_D._Eckert,_M._Balboni,_S._Borgani,_H._Bourdin,_M.G._Campitiello,_S._De_Grandi,_M._De_Petris,_R.T._Duffy,_S._Ettori,_A._Ferragamo,_M._Gaspari,_R._Gavazzi,_S._Ghizzardi,_A._Iqbal,_S.T._Kay,_L._Lovisari,_P._Mazzotta,_B.J._Maughan,_E._Pointecouteau,_G._Riva,_M._Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03082 |
SZ効果によって選択された118個の銀河団によって形成された、CHEX-MATEサンプルの空間的に分解された表面輝度プロファイル内の統計的特性と散乱の起源を調査します。これらの天体はプランクSZカタログから抽出されたもので、広範囲の質量、M$_{500}=[2-15]\times10^{14}$M$_{\odot}$、および赤方偏移をカバーしています。z=[0.05,0.6]。表面の明るさと発光測定プロファイルを導出し、サンプル全体の統計的特性を決定しました。臨界スケールR$\sim0.4R_{500}$があり、その範囲内で形態学的に緩和されたオブジェクトプロファイルと乱れたオブジェクトプロファイルが発散することがわかりました。各サブサンプルの中央値は、$0.05\,R_{500}$で$\sim10$倍異なります。適切なスケーリングが適用されると、質量選択サブサンプルと赤方偏移選択サブサンプルの間に大きな違いはありません。CHEX-MATEを、宇宙論シミュレーションのTheThreeHundredスイートから抽出された115のクラスターのサンプルと比較します。シミュレートされた放出測定プロファイルは、観測結果よりも体系的に急勾配であることがわかりました。初めて、シミュレーションを使用して、プロファイル間のばらつきを引き起こしているコンポーネントを分析しました。オブジェクトごとの変動による散乱の挙動を調査しました。$R<0.4R_{500}$での約110%という高い散乱は、コア内のガスの分布の真の違いによるものであることがわかりました。中間スケール$R_{500}=[0.4-0.8]$は、0.56程度の分散の最小値によって特徴付けられ、クラスタープロファイルが自己相似レジームに最も近い領域を示します。より大きなスケールは、ガスの複雑な空間分布による散乱の増加によって特徴付けられます。また、初めて、投影効果による散乱が、考慮されたすべてのスケールでの本物のオブジェクトごとの変動による散乱よりも小さいことを確認します。【要約】
暗黒エネルギーの源としてのブラック ホール: 高赤方偏移 JWST AGN による厳しいテスト
| Title |
Black_Holes_as_the_source_of_the_dark_energy:_a_stringent_test_with_the_high-redshift_JWST_AGNs |
| Authors |
Lei_Lei,_Lei_Zu,_Guan-Wen_Yuan,_Zhao-Qiang_Shen,_Yi-Ying_Wang,_Yuan-Zhu_Wang,_Zhen-Bo_Su,_Wen-ke_Ren,_Shao-Peng_Tang,_Hao_Zhou,_Chi_Zhang,_Zhi-Ping_Jin,_Lei_Feng,_Yi-Zhong_Fan,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03408 |
$k\approx3$のインデックスを持つブラックホール(BH)の宇宙論的カップリングの証拠があることが示唆されており、したがってBHは暗黒エネルギーの天体物理源として機能します。ただし、データサンプルは赤方偏移$\leq2.5$に限られています。最近、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、180を超える高赤方偏移の活動銀河核(AGN)とクエーサーを検出しました。JWSTNIRSpec/NIRCamで解決されたAGNの中で、赤方偏移が$z\sim4.5-7$の初期型ホスト銀河で3つが確認されています。しかし、彼らの$M_{\star}$と$M_{\rmBH}$は、$\sim3\sigmaの信頼水準で$k=3$とブラックホールの宇宙論的結合の予測と緊張関係にあります。これは、BHが暗黒エネルギーの起源であるという仮説を支持するものではありません。JWSTによる高赤方偏移AGNの将来の観測は、より高い質量範囲でより初期型のホスト銀河を特定することにより、そのような仮説をさらにテストします。
すべてを支配する 1 つのループ: 超スローロール ダイナミクスが存在する場合の摂動性
| Title |
One_loop_to_rule_them_all:_Perturbativity_in_the_presence_of_ultra_slow-roll_dynamics |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Antonio_Junior_Iovino,_Marco_Taoso,_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03491 |
原始ブラックホール(PBH)のオーダー1の豊富さを生成するのに適した超スローロール(USR)テーラーのフェーズを持つ単一フィールドインフレーションモデルにおける摂動の問題について説明します。より詳細には、USRダイナミクスによって強化された短波長モードで構成されるループ補正が、曲率摂動のツリーレベルのパワースペクトルを変更しないという条件を課します。私たちの分析では、USRフェーズの前後に通常のスローロール(SR)の2つの段階があり、瞬間的およびスムーズな移行の両方を使用して、結果として生じるSR/USR/SRダイナミクスをモデル化します。CMB観測に関連するスケールに焦点を当てると、これらの議論では、瞬間的な移行の限界であっても、USRを介したPBH形成のシナリオを除外することはできないことがわかります。ただし、摂動要件に違反するほど大きくはありませんが、長いモードのパワースペクトルでの短いモードのループ補正は、かなりのものであり、最も重要なことに、滑らかなSR/USR/SR遷移の現実的な実現では飼いならされていないこともわかります.これにより、摂動性は、USRダイナミクスを制約するための強力な理論的ツールになります。CMB観測に関連するものを超えて、あらゆるスケールで分析を拡張します。ツリーレベルのパワースペクトルと比較すると、ショートモードのループ補正は数パーセント以内にとどまっていることがわかります。ただし、現象論的関連性の注目すべき例外も1つあります。曲率摂動のパワースペクトルのいわゆるディップは、ツリーレベルの計算のアーティファクトであることを示しています。
Let's Sweep: 進化する $J_2$ が 3 つの惑星系の共鳴構造に及ぼす影響
| Title |
Let's_Sweep:_The_Effect_of_Evolving_$J_2$_on_the_Resonant_Structure_of_a_Three-Planet_System |
| Authors |
Thea_H._Faridani,_Smadar_Naoz,_Gongjie_Li,_Nicholas_Inzunza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03104 |
短惑星と超短惑星は、周期が数日以下の特殊なタイプの太陽系外惑星です。それらを検出することは困難ですが、すでにいくつかが観測されており、さらに多くの候補が追加されています。これらの惑星がより長い周期の対応する惑星への形成経路を持っている場合、それらは多惑星系に存在すると予測されます。したがって、潜在的な惑星の隣人からの重力摂動は、それらの軌道構成に影響を与える可能性があります。しかし、主星に近接しているため、一般相対性理論の歳差運動と星のスピン四重極モーメント($J_2$)からのトルクも受けます。ここでは、磁気ブレーキによる進化する$J_2$が、多惑星系の短周期惑星の永年共鳴の大きさと位置に影響を与えることを示します。したがって、短周期の惑星を永年共鳴に出し入れし、惑星の離心率と傾斜角を励起します。傾斜が大きいと通過観測が妨げられる可能性があり、場合によっては、離心率が高いと構成が不安定になる可能性があります。多惑星系での$J_2$の進化は、短周期惑星の検出可能性と安定性を理解する上で重要である可能性があることを提案します。
高温で熱的に不安定な原始惑星系円盤における惑星の極端な蒸発: FU Ori の場合
| Title |
Extreme_evaporation_of_planets_in_hot_thermally_unstable_protoplanetary_discs:_the_case_of_FU_Ori |
| Authors |
Sergei_Nayakshin,_James_E._Owen,_Vardan_Elbakyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03392 |
低質量原始星FUOriへのディスク降着率は、85年前に突然数百倍に増加し、今日まで上昇し続けています。過去の観察結果と最近の観察結果の合計が、既存のFUOriモデルに挑戦することを示します。我々は、30,000Kを超えるミッドプレーン温度を持つディスク内の若いガス巨大惑星の極限蒸発(EE)という新しいプロセスの理論を構築します。このような温度は、熱不安定性バースト中に内部0.1AUで到達します。私たちの1D時間依存コードでは、円盤と埋め込まれた惑星が重力、熱、物質交換を通じて相互作用します。矮新星不安定性のシミュレーションと観測によって制約されたディスクの粘性を使用し、星の進化コードで惑星の特性を制約します。我々は、外側の自己重力円盤で生まれた塵ガス巨人が、半径$\sim$10R_J$の$\sim$10,000年で最も内側の円盤に到達することを示しています。彼らのEE率は$\sim10^{-5}$Msun/yrであることを示します。これがバックグラウンドのディスク降着活動を超えると、システムは惑星供給モードに入ります。物質移動連星の恒星二次星のように、$\sim$O(100)年間とはいえ、惑星は恒星にとって支配的な物質源となる。$\sim$6木星質量の惑星が円盤内で蒸発し、$\sim10^{-6}$Msun/yrの時間平均速度で蒸発していることがわかった.より大規模な惑星および/またはより古い大規模でないディスク内の惑星は、EEプロセスを経験しません。将来のFUORモデリングは、惑星の内部構造と初期の円盤の進化を制約する可能性があります。
$\epsilon$ エリダニ b 周辺の潮汐加熱された太陽系外衛星: 観測可能性と特徴付けの可能性
| Title |
Tidally_Heated_Exomoons_around_$\epsilon$_Eridani_b:_Observability_and_prospects_for_characterization |
| Authors |
E._Kleisioti,_D._Dirkx,_M._Rovira-Navarro,_M._A._Kenworthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03410 |
衛星が太陽系の惑星を周回するのと同じように、太陽系外衛星は巨大ガス惑星を周回することが期待されています。太陽系衛星には潮汐加熱が存在し、軌道と内部の特性に応じて内部を加熱することができます。$\epsilon$エリダニbの周りでMIRI/JWSTを使用して赤外線波長で観測可能にする潮汐加熱エクソムーン(THEM)軌道パラメータ空間を特定することを目指しています。赤外線波長でのTHEM検出の成功がもたらす可能性のある軌道離心率と内部特性に対する可能な制約を研究します。また、これらの制約を設定するために、どのエクソムーンプロパティを個別に知る必要があるかについても調査します。熱潮汐結合モデルを使用して、潮汐で生成された熱と月内で輸送される熱の間の安定した平衡点を見つけます。後者については、メルトのサブレイヤー（アセノスフェア）のマグマ移流と下部マントルの対流を介して熱が輸送される、球状で放射状に対称なサテライトを検討します。内部および潮汐モデルのパラメーターに不確実性を組み込み、MIRIで観測できるシミュレートされた月の割合を評価します。0.02の離心率で$\epsilon$エリダニbを周回する$2R_{Io}$THEMは、観測可能な月を生成するためのシミュレーションの100%のために、4惑星ロシュ半径の準主軸を持つ必要があることがわかります。.これらの値は、巨大ガス太陽系衛星の軌道特性に匹敵します。0.1までの離心率に対して同様の制約を課します。月の準主軸と半径がわかっている場合(たとえば、太陽系外衛星トランジットの場合)、潮汐散逸によって軌道の離心率と衛星の内部特性(溶融物の存在や溶融物の厚さなど)が制約される可能性があると結論付けています。サブレイヤーを含む。
彗星塵の化学的・物理的性質
| Title |
Chemical_and_physical_properties_of_cometary_dust |
| Authors |
Cecile_Engrand,_J\'er\'emie_Lasue,_Diane_H._Wooden,_Mike_E._Zolensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03417 |
彗星のちりの粒子は、太陽系の形成の開始時に存在した物質の最もよく保存された残骸です。宇宙ミッション、望遠鏡による観測、実験室での分析により、彗星の塵の特性に関する知識が進歩しました。彗星のサンプルは、スターダストミッションによって彗星81P/Wild2から返されました。コンドライト(多孔質)無水惑星間ダスト粒子とコンドライト多孔質微小隕石、および超炭素質南極微小隕石(UCAMM)も、彗星起源の強力な証拠を示しています。彗星塵の組成は一般的にコンドライトですが、CIに比べてCとNが高くなります。彗星の有機物は、微量の結晶質および非晶質の鉱物と混合されています。最も豊富な結晶鉱物は鉄マグネシアケイ酸塩であり、耐火鉱物と低NiFe硫化物も存在します。彗星塵中の炭酸塩の存在はまだ議論されていますが、フィロケイ酸塩のような相がUCAMMで観察されました。通常、GEMS相は豊富に存在します。彗星のダスト粒子に存在する有機物の一部は、原始隕石に存在する不溶性有機物に似ていますが、非晶質炭素やエキゾチックな(Nリッチなどの)有機相も存在します。有機物のH同位体組成は、原始太陽雲または原始惑星系円盤の外側領域で、非常に低温で形成されたことを示しています。彗星の塵に含まれる太陽系前の塵の濃度は約1%に達することがあり、これは地球外サンプルで観測される最も高い値です。彗星の軌跡における彗星塵の微分サイズ分布は、通常、-3から-4の範囲の平均べき指数Nを持つべき法則分布によってよく表されます。偏光および光散乱の研究は、サブマイクロメートルの鉱物の多孔性凝集体と有機物との混合物を示唆しています。彗星塵粒子は引っ張り強度が低く、密度が低い。
太陽光強度スペクトルからの符号なし磁束プロキシ
| Title |
Unsigned_magnetic_flux_proxy_from_solar_optical_intensity_spectra |
| Authors |
F._Lienhard,_A._Mortier,_H._M._Cegla,_A._Collier_Cameron,_B._Klein,_C._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03522 |
光球の符号なし磁束は、太陽表面活動によって引き起こされる視線速度(RV)変動と高度に相関することが示されています。したがって、この活動指標は、RV調査の可能性を解き放ち、太陽のような星を周回する地球の双子を発見するための主要な候補です。4000以上の吸収線に含まれる磁気情報を利用することにより、太陽としての星の強度スペクトルから符号なし磁束($\Delta\alphaB^2$)の正確なプロキシを取得する方法を初めて示します。380～690nmの波長範囲で。したがって、この新しいアクティビティプロキシは、RVが日常的に抽出されるのと同じスペクトルから取得できます。2015年から2018年までのHARPS-N公開太陽データセットから無作為に選択された500のスペクトルから$\Delta\alphaB^2$を導き出しました。私たちの推定値を、SolarDynamicsObservatory(SDO)からの符号なし磁束値と比較しました。)優れた一致が見られました(絶対偏差の中央値:4.9%)。抽出された指標$\Delta\alphaB^2$は、太陽の回転タイムスケール(ピアソン相関係数0.67)およびデータセットの3年間のタイムスケール(相関係数0.91)でのSDOの符号なし磁束推定値と相関しています。$\Delta\alphaB^2$と、HARPS-Nの太陽のRV変動との相関関係は、回転タイムスケールで0.49、3年タイムスケールで0.78であることがわかります。$\Delta\alphaB^2$とRVとのピアソン相関は、古典的な活動指標とRVとの相関よりも大きいことがわかっています。したがって、太陽型星の場合、$\Delta\alphaB^2$は、これまで知られている最高の同時活動プロキシを表します。
| Title |
Forbidden_planetesimals |
| Authors |
Laurent_Sch\"onau,_Jens_Teiser,_Tunahan_Demirci,_Kolja_Joeris,_Tetyana_Bila,_F._Chioma_Onyeagusi,_Miriam_Fritscher,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03562 |
微惑星は壊れやすく生まれ、原始惑星系円盤のガスの中を移動する際に風食によって破壊されます。微小重力実験では、1mmの塵の小石からなる表面が1Paの周囲圧力まで侵食されるのに必要なせん断応力を決定しました。これは、原始惑星系円盤に直接当てはまります。離心率が0.1と小さい小石積みの微惑星でさえ、最小質量の太陽系星雲の1天文単位内では生き残ることができず、離心率の高い微惑星の安全地帯はさらに外側に位置します。
ダスト惑星形成円盤の重力安定性における抗力の役割 II.数値シミュレーション
| Title |
The_role_of_the_drag_force_in_the_gravitational_stability_of_dusty_planet-forming_disc_--_II._Numerical_simulations |
| Authors |
Cristiano_Longarini,_Philip_J._Armitage,_Giuseppe_Lodato,_Daniel_J._Price,_Simone_Ceppi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03659 |
若い原始星の円盤は、自己重力的である可能性が高く、粒子がガスから切り離されるサイズへの粒子の成長をサポートする可能性があります。この組み合わせは、そうでなければ非断片化ガス円盤の固体成分の短波長断片化につながり、若い星の進化のクラス0/I段階で地球質量の固体コアを形成する可能性があります。粒子のストークス数St>1の領域で、2流体ディスクの3次元平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、固体塊の形成がディスクと星の質量比、強度にどのように依存するかを調べます。重力不安定性、およびストークス数。シミュレートされたディスクの重力不安定性は、局所冷却によって維持されます。らせん構造が固体を濃縮する能力は、冷却時間とともに増加し、ストークス数とともに減少しますが、粒子のガスとダストの間の相対的な動的温度は、冷却時間と円盤から星への質量とともに減少します。比率であり、ストークス数とともに増加します。ダストの崩壊は、高質量円盤シミュレーションのサブセットで発生し、その質量が線形理論推定値、つまり地球質量の1～10倍に近い塊を生成します。私たちの結果は、このメカニズムを介して惑星形成が発生した場合、最適な条件は、冷却時間が長く、ストークス数が1に近い自己重力フェーズの終わり近くに対応することを示唆しています。
超大質量ブラックホール連星の合体による重力波の反動キックは、周囲の恒星集団に大きな影響を与える可能性があります。この作業では、反動キック後の核星団の動的および運動学的特性を研究します。これらのキック後の構造が、反動する超大質量ブラックホールの観測的検索に重要な洞察を提供できる独自のシグネチャを提示することを示します。Akiba&Madigan(2021)では、面内反動キックが円形ディスクを、アンドロメダ核で観察されるような偏った偏心ディスクに変えることを示しました。この作業に基づいて、ここでは多くの反動キック角度と初期の恒星構成を探ります。星の円形ディスクの場合、面内キックにより、ディスクのかなりの部分が大きな半径で逆行する強力なアプシダルアライメントが発生します。初期軌道が非常に偏心している場合、面内キックにより、2つの反整列した偏ったディスクで構成される棒状の構造が形成されます。面外キックは、初期離心率分布に関係なく、近点引数$\omega$でクラスタリングを引き起こします。初期の等方性構成は、リコイルキックに対して垂直に方向付けられた偏心軌道のトーラスの形で異方性を形成します。これらのシステムの明確で観察可能な構造を強調するために、キック後の表面密度と速度のマップがそれぞれの場合に提示されます。
かみのけ銀河団の巨大な細い星の流れ
| Title |
A_giant_thin_stellar_stream_in_the_Coma_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Javier_Rom\'an,_R._Michael_Rich,_Niusha_Ahvazi,_Laura_Sales,_Chester_Li,_Giulia_Golini,_Ignacio_Trujillo,_Johan_H._Knapen,_Reynier_F._Peletier,_Pablo_M._S\'anchez-Alarc\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03073 |
動的に冷たい星の流れの研究は、それらが存在する場所の重力ポテンシャルに関する情報を明らかにし、暗黒物質の特性に関する重要な制約を提供します。ただし、それらの固有のかすかさにより、ローカル環境を超えた検出が非常に困難になります。ここでは、かみのけ銀河団で非常に微弱な星の流れ(mu_g,max=29.5magarcsec-2)が検出されたことを報告します。このジャイアントコマストリームは長さが510kpcに及び、コマの中心から0.8Mpcの投影距離に位置する自由浮遊構造のように見えます。潜在的な銀河の残骸やコアは特定されておらず、ストリーム構造はデータでは特徴がないように見えます.ジャイアントコマストリームは、最近降着した、M*〜10^8Msunの潮汐破壊矮星であると解釈し、Illustris-TNG50シミュレーション内で同様の特徴を持つケースを報告します。私たちの研究は、銀河団内に自由に浮遊する、非常にかすかで薄い恒星の流れの存在を示しており、暗黒物質の特性の研究における有望な将来のアプリケーションの環境コンテキストを広げています。
NGC 5419 の等方性中心 -- 形成中のコア?
| Title |
The_isotropic_center_of_NGC_5419_--_A_core_in_formation? |
| Authors |
Bianca_Neureiter,_Jens_Thomas,_Antti_Rantala,_Thorsten_Naab,_Kianusch_Mehrgan,_Roberto_Saglia,_Stefano_de_Nicola,_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03078 |
楕円銀河NGC5419は、核のある表面の明るさプロファイルを持ち、典型的な大質量初期型銀河(ETG)のように見えます。ただし、銀河の中心には2つの異なる核があります。高信号MUSE(Multi-UnitSpectroscopicExplorer)スペクトル観測と新しい3軸動的軌道モデルを使用して、NGC5419の驚くほど等方的な中心軌道分布を明らかにします。大規模なETGの合体に関する最近の無衝突シミュレーションでは、2相コア形成モデルが示唆されています。超大質量ブラックホール(SMBH)が動摩擦により中心に沈み込むことで、低密度の星のコアが急速に形成されます。その後、SMBHは固い連星を形成し、ブラックホールの精錬プロセスによって、中心軌道の分布が等方性から接線方向にゆっくりと変化します。NGC5419の観測されたコア密度プロファイル、二重核、および等方性中心は一緒になって、コア形成の第1段階が発生した中間進化状態を示していますが、精練プロセスはまだ始まったばかりです。これは、二重核がSMBHバイナリであることを意味します。私たちの三軸力学モデルは、MBH=(1.0+/-0.08)10^10MsolのNGC5419の中心にある2つのSMBHの総質量を示しています。さらに、NGC5419の複雑な運動学的に異なるコア(KDC)は、銀河の中心から約3kpcの距離にある管軌道上の星の軌道回転方向のコヒーレントな反転と投影効果によって説明できることがわかりました。これは、同じマスレジームでSMBHをホストしている合併シミュレーションとも一致しています。
楕円銀河のハッブル系列と 2 次 (ブラック ホールの質量)-(回転楕円体の星の質量) 関係の再配列決定
| Title |
Resequencing_the_Hubble_sequence_and_the_quadratic_(black_hole_mass)-(spheroid_stellar_mass)_relation_for_elliptical_galaxies |
| Authors |
Alister_W._Graham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03242 |
天文学で最も長引く問題の1つは、銀河の形態の進化を理解することです。レンズ状銀河がどのようにして楕円銀河と渦巻銀河の間の橋渡し集団を形成するのかについて、多くの議論がなされてきました。しかし、銀河の中心にあるブラックホールの質量に頼ることで、降着でできた渦巻銀河が、低質量のレンズ状銀河と、楕円銀河や黒色の「最も明るい星団銀河」に隣接する塵の合体でできたレンズ状銀河との間の橋渡し集団として出現しました。穴/銀河の質量図。天の川銀河を含む渦巻銀河は、最初はレンズ状銀河だったものにガスが降着し、小さな合体が起こってできたように見えます。これらの接続は、「三角形」と呼ばれる新しい形態シーケンスとして表現されます。これは、ハッブルシーケンスとヴァンデンバーグトライデントの要素を包含し、見過ごされがちな楕円銀河の橋渡しの性質を明らかにします。さらに、二次ブラックホール/銀河質量関係が通常の楕円銀河を説明することがわかっています。この関係は、渦巻銀河、塵の多いレンズ状銀河、古い塵の少ないレンズ状銀河の中心の回転楕円体成分で観察される二次のような関係とほぼ平行です。最も明るい銀河団銀河は、さらなる大規模な合体からの予想に従って相殺されます。この発見は、活動銀河核からのフィードバック、シミュレーションへの形態のマッピング、衝突する超大質量ブラックホールからの重力波信号の予測に影響を与えます。新しい銀河スペシエーションモデルが提示されます。それは、渦巻銀河、塵の多いレンズ状銀河、および楕円銀河の「モノリシック崩壊」シナリオを支持しません。それは、宇宙の最初の銀河における実質的な軌道角運動量を明らかにし、矮小銀河と通常の「初期型」銀河を結びつけます。
アンドロメダの計量: M~31 銀河の質量推定
アンドロメダ(M31)は、私たちの天の川に最も近い巨大な渦巻銀河であり、過去数十年にわたり、ローカルグループの最も巨大なメンバーと呼ばれてきました。M31の測定された質量の過去80年以上にわたる進化を調査し、その質量を測定するために時間をかけて開発されたさまざまな観測およびモデリング技術をレビューします。M31の質量の現在の最良の制約と、さまざまな手法の一貫性について説明します。
銀河ハローにおける LAMOST DR8 K Giants の距離測定のカタログ
LAMOSTDR8から抽出された19544K巨星の距離のカタログを提示します。それらのほとんどは、～120～kpcまでの天の川の暈に位置しています。SDSS測光システムを持たない15%のK巨人があり、そのためにSDSS測光システムに校正されたPan-STARRS1(PS1)測光を補足します。赤い塊/水平枝の汚染の可能性は、距離測定の前に金属性と色に従って除去されます。LAMOST分光学的金属性をSDSS/PS1測光と組み合わせて、SDSS$r-$bandの絶対等級、距離係数、およびXueらによって考案されたベイジアンアプローチによる対応する不確実性を推定します。(2014)SEGUEhaloK-giantsの場合。通常の距離精度は約11%です。カタログの星は、銀河の中心から4～126kpcの領域にあり、そのうち6,320個の星が20kpcを超え、273個の星が50kpcを超えており、天の川のハローにある遠方のトレーサーの最大の分光サンプルを形成しています。遠い。
パーカー不安定性の定常状態: 回転の効果
| Title |
Steady_states_of_the_Parker_instability:_the_effects_of_rotation |
| Authors |
Devika_Tharakkal,_Anvar_Shukurov,_Frederick_A._Gent,_Graeme_R._Sarson,_Andrew_Snodin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03318 |
非理想的なMHD3次元シミュレーションを使用して、垂直成層等温ガスのパーカー不安定性をモデル化します。回転、特に微分は、線形段階(分析モデルの最も重要な結論を確認する場所)よりも強く多様に非線形状態に影響を与え、線形分析が予測するよりも強力です。定常状態の磁場は、同等の非回転系よりも強く、宇宙線エネルギー密度が高くなります。非線形不安定性によって引き起こされる一時的なガス流出は、回転とともに2Gyrのオーダでより長く持続します。（微分）回転と組み合わされた層化は、らせん流を駆動し、平均場ダイナモにつながります。その結果、非線形状態は振動的になります(一方、線形不安定性とダイナモは非振動的です)。ミッドプレーン近くの水平磁場は、反転した磁場が浮力で広がるにつれて、その方向を反転させ、より高い高度に伝播します。大規模な磁場の空間パターンは、エッジオン銀河NGC4631のハローの交番磁場方向を説明する可能性があります。私たちのモデルは、そのような観測に似た大規模な磁気構造を生成する点でユニークです。さらに、我々のシミュレーションは、磁気駆動流の平均運動ヘリシティが、従来の非磁性流とは反対の符号を持つことを示しています。これは、渦巻銀河のコロナにおけるダイナモ作用と大規模な磁場構造の性質に重大な影響を及ぼします。宇宙線のエネルギー密度と磁場の強さは、1キロパーセックのオーダーのスケールでは相関しないことを示しています。
低金属スターバーストにおけるガス、ダスト、およびCOから分子ガスへの変換係数
| Title |
Gas,_dust,_and_the_CO-to-molecular_gas_conversion_factor_in_low-metallicity_starbursts |
| Authors |
L._K._Hunt,_F._Belfiore,_F._Lelli,_B._T._Draine,_A._Marasco,_S._Garcia-Burillo,_G._Venturi,_F._Combes,_A._Wei{\ss},_C._Henkel,_K._M._Menten,_F._Annibali,_V._Casasola,_M._Cignoni,_A._McLeod,_M._Tosi,_M._Beltran,_A._Concas,_G._Cresci,_M._Ginolfi,_N._Kumari,_and_F._Mannucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03443 |
CO排出量を水素分子カラム密度XCOに関連付ける要因は、特に低金属量では、依然として不確実なままです。ここでは、2つの異なる空間解像度でXCOを定量化するために、アルマ望遠鏡12mとACAデータ、および近隣の3つの金属の少ないスターバーストNGC625、NGC1705、およびNGC5253のHIマップと共に、ダストベースの方法を利用します。解像度250pcでのダストの不透明度は、ハーシェルPACSデータに2つの温度修正黒体を当てはめることによって推定されたダスト温度に基づいて導き出されます。HIマップを使用することで、原子ガスが優勢な領域でダストとガスの比率を推定し、HIとの差として総ガス柱密度とH2柱密度を推測できます。最後に、ACACO(1-0)マップから、XCOを導き出します。3つの銀河の40pcALMA12-mデータで同様の手法を使用しますが、代わりに、VLT/MUSEデータに基づく赤化マップから40pc解像度でダスト減衰を導き出します。250pcの解像度では、XCO$\sim$10^22-10^23cm^-2/K.km/s、天の川の値の5～1000倍であり、単純な金属量の依存性から予想されるよりもはるかに大きな値です。.代わりに、40pcの解像度で、XCOは再び大きな変動を示しますが、ターゲットのZ$\sim$1/3Zsun金属の存在量を考えると、べき法則の金属量依存性とほぼ一致しています。両方の推定における大きなばらつきは、最近のシミュレーションで予測されたように、観測された速度積分輝度温度ICOとXCOを比較することによって調査した追加のパラメーター依存性を意味する可能性があります。実際、より大きなXCOはより小さなICOと有意に相関していますが、理論によって予測されたものとはわずかに異なる勾配と正規化を伴います。このような挙動は、空間分解能が低いCO微量H2ガスの割合が増加することに起因する可能性があります。これは、金属量だけでなく、CO輝度温度とビームサイズにも依存して、XCOが多変量であるという考えを裏付けています。
電波静かなクエーサー PG 1351+640 における穏やかな相対論的運動
| Title |
Mildly_Relativistic_Motion_in_the_Radio_Quiet_Quasar_PG_1351+640 |
| Authors |
Ailing_Wang,_Tao_An,_Shaoguang_Guo,_Luis_C._Ho,_Willem_A._Baan,_Robert_Braun,_Sina_Chen,_Xiaopeng_Cheng,_Philippa_Hartley,_Jun_Yang,_Yingkang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03470 |
電波の静かなクエーサー(RQQ)の放射成分の固有運動を測定することは、電波放射の起源を区別し、ジェットの生成メカニズムが電波の静かなクエーサー(RLQ)とRQQで同じかどうかを理解するのに役立つ可能性があります。PG1351+640は、適切な運動研究に適した数少ないRQQの1つです。ミリ秒角スケールの2つのコンパクトなコンポーネント、フラットスペクトルコアとスティープスペクトルジェットがあります。どちらの成分も5GHzで2mJyを超えており、VeryLongBaselineArray(VLBA)観測に適しています。最近のVLBA観測を17年前に行った観測と比較すると、2005年から2015年の間にコアジェット分離に大きな変化は見られません(0.003masyr-1の固有運動)。ただし、コアジェット分離は2015年から2022年の間に大幅に増加し、0.063masyr-1のジェット固有運動速度を推測し、これは見かけの横方向速度0.37cに対応します。この結果は、RQQPG1351+640の噴流がやや相対論的であり、比較的小さな視野角に向けられていることを示唆しています。
ガイアとのTW Hyaアソシエーションの国勢調査
ガイアの第3回データ公開から高精度測光・天体観測を用いて、TWヒャア協会（TWA）の会員を対象に調査を行いました。私は、Gagneらによって編集された正真正銘のメンバーと同様の運動学と年齢を共有しているように見える候補メンバーを特定しました。(2017)と私は、さまざまなソースからの年齢の動径速度と分光診断を使用して、それらのメンバーシップを評価しました。採用されたメンバーの私の新しいカタログには、55のシステムに67のGaiaソースが含まれています。M5(~0.15Msun)付近のTWAピークのスペクトルタイプのヒストグラム。近くの他の若い協会で測定された分布に似ています。そのメンバーのUVW速度は、関連付けが拡大していることを示しています。拡大率は、9.6+0.9/-0.8Myrの年齢に相当します。ガイアの色等級図では、TWAのメンバーは明確に定義された一連の単一星と未解決の連星を示しています。TWAの低質量星の結合されたシーケンスは、年齢が20Myrであると想定される上部ケンタウルス-ルプス/下部ケンタウルス-クルクスのシーケンスと比較すると、11.4+1.3/-1.2Myrの年齢を示しています。これらの拡大と等時的な年齢に基づいて、私はTWAに10+/-2Myrの年齢を採用しました。最後に、Wide-fieldInfraredSurveyExplorerからの中間赤外線測光を使用して、TWAメンバー間の星周円盤からの過剰な放射を確認しました。14のメンバーがディスクを検出しましたが、そのすべてが以前の研究で報告されています。<=M6(>=0.1Msun)でフルディスク、移行ディスク、または展開ディスクを持つメンバーの割合は、10/52=0.19+0.08/-0.06です。その値は、TWAとほぼ同程度であるUpperSco関連について以前に測定された割合に似ています。
クラスター、雲、および相関: M33 および M31 の巨大な分子雲に若いクラスターを関連付ける
| Title |
Clusters,_Clouds,_and_Correlations:_Relating_Young_Clusters_to_Giant_Molecular_Clouds_in_M33_and_M31 |
| Authors |
Joshua_Peltonen,_Erik_Rosolowsky,_L._Clifton_Johnson,_Anil_C._Seth,_Julianne_Dalcanton,_Eric_F._Bell,_Jonathan_Braine,_Eric_W._Koch,_Margaret_Lazzarini,_Adam_K._Leroy,_Evan_D._Skillman,_Adam_Smercina,_Tobin_Wainer,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03618 |
銀河M33とM31の若い銀河団と巨大分子雲（GMC）を使用して、星形成プロセスの時間的および空間的スケールを制限します。M33では、1214個のクラスターのPHATTERカタログを、新しい35pc解像度のアルマ$^{12}$CO(2-1)サーベイから特定された444個のGMCにフィッティングする色等級図(CMD)を介して測定された年齢と比較します。M31では、1249個のクラスターのPHATカタログを、20pcの解像度でCARMA$^{12}$CO(1-0)調査から測定された251個のGMCと比較します。2点相関分析により、若いクラスターは他の若いクラスターの近くにある可能性が高いことがわかりますが、GMC間の相関は雲識別アルゴリズムによって抑制されます。位置を比較すると、若いクラスターは古いクラスターよりもGMCに近いことがわかります。M33クラスターデータの相互相関分析を通じて、クラスターが$\leq$10Myr古い場合、クラスターが統計的に関連付けられていることがわかります。クラスターの高精度の年齢を利用して、$\approx18$Myrよりも古いクラスターは分子ISMと相関していないことがわかりました。M33の最も新しいクラスターとGMCの空間的一致を使用して、クラスターは親GMC内で$\approx$4-6Myrを費やしていると推定されます。同様の分析により、M33のGMCの合計寿命は$\approx11$-15Myrであることがわかります。また、ドリフトモデルを開発し、M33のクラスターが分子ISMに対して5～10kms$^{-1}$の速度分散を持っている場合、上記の相関関係を説明できることを示します。
PHANGS ALMA と MUSE によってサンプリングされた近くの銀河の巨大分子雲特性に対する HII 領域の影響
| Title |
The_impact_of_HII_regions_on_Giant_Molecular_Cloud_properties_in_nearby_galaxies_sampled_by_PHANGS_ALMA_and_MUSE |
| Authors |
Antoine_Zakardjian,_J\'er\^ome_Pety,_Cinthya_N._Herrera,_Annie_Hughes,_Elias_Oakes,_Kathryn_Kreckel,_Chris_Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_Sharon_Meidt,_Ashley_Barnes,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Jakob_den_Brok,_Cosima_Eibensteiner,_Eric_Emsellem,_Axel_Garc\'ia-Rodr\'iguez,_Kathryn_Grasha,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Rebecca_Mc_Elroy,_Lukas_Neumann,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Alessandro_Razza,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Francesco_Santoro,_Eva_Schinnerer,_Jiyai_Sun,_Antonio_Usero,_Elizabeth_J._Watkins,_and_Thomas_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03650 |
PHANGS-ALMAおよびPHANGS-MUSEサーベイによってリリースされたGMCとH領域のカタログを使用して、COとH{\alpha}物理的な関連付けの重要な基準としての放出。対になっているオブジェクトと対になっていないオブジェクトのGMCとHII領域のプロパティの分布を比較します。銀河間およびさまざまな銀河環境にわたるGMCとHII領域の特性間の相関関係を調査して、HII領域に関連付けられているGMCが親GMC集団に対して有意に異なる物理的特性を持っているかどうかを判断します。HII領域のH{\alpha}光度とCOピーク輝度とGMCの分子量の間の傾向を特定します。これは、一致したオブジェクト間の直接的な物理的接続に暫定的に起因し、GMCの基本的な環境変動とは無関係に発生します。銀河内のHII領域の特性。それにもかかわらず、完全なサンプルの研究は、銀河ごとに大きな変動性を隠しています。私たちの結果は、PHANGS-ALMAおよびPHANGS-MUSEデータによってアクセスされる~100pcスケールでは、CO観測から推測されるように、HII領域の前超新星フィードバックメカニズムが周囲の分子ガスの特性に微妙ではあるが測定可能な影響を与えることを示唆しています。.
無線 AGN のライフ サイクル全体にわたるイオン化ガスの流出
| Title |
Ionised_gas_outflows_over_the_radio_AGN_life_cycle |
| Authors |
Pranav_Kukreti,_Raffaella_Morganti,_Clive_Tadhunter_and_Francesco_Santoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03725 |
AGNからのフィードバックは、主銀河の進化に影響を与えることが知られています。ラジオAGNでは、フィードバックの1つの兆候がガスの流出に見られます。ただし、フィードバックの影響が無線AGNのライフサイクルと共に進化するかどうかは、まだよくわかっていません。この研究では、AGNの進化段階のプロキシとして無線スペクトル形状を使用して、このリンクを調査します。[OIII]輝線スペクトルを使用して、イオン化ガスの流出の存在を追跡しました。$L_\textrm{1.4GHz}\approx10^{23}-10^{26}$WHz$^{-1}$で均一に選択された129無線AGNのサンプルを使用し、[OIII]プロファイルから、イオン化されたガスの流出は電波スペクトルの形状に関連しており、電波源の進化とともに進化すると結論付けています。電波スペクトル(光学的に厚い)にピークを持つソースは、平均して、速度$v_\textrm{outで広い流出($FWHM\approx1330\pm418$kms$^{-1}$)を引き起こすことがわかります。}\約240$kms$^{-1}$.ただし、電波スペクトルにピークのないソースのスタック[OIII]プロファイルでは、流出は検出されません。さらに、個々の流出検出は、ピークのないソースよりもピークのあるソースの方が運動学的に極端であることがわかります。無線ジェットは、若いときにガスの流出を促進するのに最も効果的であり、流出は通常短命であると結論付けています。私たちのスタッキング分析は、イオン化されたガス流出の存在が、これらのソースの電波形態、1.4GHzの光度、光学的光度、およびエディントン比に大きく依存していないことを示しています。また、サンプルで再起動されたAGNの候補を特定します。その[OIII]プロファイルは、進化した対応物よりもガス運動学が乱れていることを示唆していますが、これの証拠は暫定的なものです。私たちの調査結果は、ソースが進化するにつれてAGNフィードバックの影響が変化し、若いラジオジェットが周囲の媒体と相互作用し、膨張するにつれてガスのチャネルをクリアするという図をサポートしています.
強い磁場で回転するストレンジクォーク星の最大質量と変形
| Title |
The_maximum_mass_and_deformation_of_rotating_strange_quark_stars_with_strong_magnetic_fields |
| Authors |
Fatemeh_Kayanikhoo,_Mateusz_Kapusta,_Miljenko_\v{C}emelji\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03055 |
ストレンジクォークスター(SQS)の構造と全エネルギーを研究し、異なる回転周波数を持つ強力な磁場を与えています。状態方程式(EOS)の密度依存バッグ定数を使用して、MITバッグモデルが使用されます。EOSは、ストレンジクォーク星の内部の強い磁場(最大$5\times10^{17}$G)に関するランダウ量子化効果を考慮して計算されます。LORENEライブラリを使用して、磁場強度と回転周波数のさまざまな設定に対するSQSの構造パラメーターを計算します。各セットアップでは、指定された中心エンタルピー値を使用して、$51$恒星構成の計算を実行します。各セットアップでSQSの最大重力質量を使用して構成を調査します。SQSのモデルは、最大重力質量、結合エネルギー、コンパクトさ、および星の変形で比較されます。いくつかのモデルでは、重力質量が$2.3M_\odot$を超える可能性があることを示しています。これは、最近検出された「ブラックウィドウ」パルサー\emph{PSRJ0952-0607}の質量と\emph{GW190814の質量に匹敵します。}LIGO/Virgoコラボレーションによって検出されました。SQSの変形と最大重力質量は、磁場強度と周波数の両方の変動を説明するために適合された単純な関数によって特徴付けることができます。急速に回転する奇妙な星は、赤道の質量放出限界によって与えられる最小重力質量を持っています。
SN 2023bee の初期光度曲線: Ia 型超新星前駆体をアピアン方式で制約する
| Title |
The_Early_Light_Curve_of_SN_2023bee:_Constraining_Type_Ia_Supernova_Progenitors_the_Apian_Way |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_David_J._Sand,_Sumit_K._Sarbadhicary,_Stuart_D._Ryder,_Saurabh_W._Jha,_Yize_Dong,_K._Azalee_Bostroem,_Jennifer_E._Andrews,_Emily_Hoang,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Michael_Lundquist,_Nicolas_E._Meza_Retamal,_Jeniveve_Pearson,_Manisha_Shrestha,_Stefano_Valenti,_Samuel_Wyatt,_Joseph_Farah,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran,_Muzoun_Alzaabi,_Elizabeth_M._Green,_Jessica_L._Gurney,_Peter_A._Milne,_Kaycee_I._Ridenhour,_Nathan_Smith,_Paulina_Soto_Robles,_Lindsey_A._Kwok,_Michaela_Schwab,_Mariusz_Gromadzki,_David_A._H._Buckley,_Koichi_Itagaki,_Daichi_Hiramatsu,_Laura_Chomiuk,_Peter_Lundqvist,_Joshua_Haislip,_Vladimir_Kouprianov,_and_Daniel_E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03071 |
爆発の約8時間後に開始されるIa型超新星(SN)2023beeの非常に初期の測光的および分光学的観測を提示します。これは、爆発の最初の数日間の光学バンドおよび最も近いUV(UおよびUVW1)バンドの強い過剰を示しています。.このデータセットにより、爆発する白色矮星の連星伴星の性質と、その発火に至る条件を調べることができます。私たちは、主系列の伴星が噴出物を通り過ぎて衝撃を与えるというKasenモデルによく一致することを発見しました。二重爆発、表面近くの放射性ニッケルの殻、星周物質との相互作用、および脈動遅延爆発のモデルは、光度曲線とうまく一致しません。また、初期のスペクトルでは、炭素吸収の形で未燃焼物質の痕跡も観察されます。私たちの電波不検出は、赤色巨星を除外するが主系列星を可能にする推定伴星からの質量損失率に制限を課します。文献にある他の同様のタイプIaSNeのコンテキストで結果について説明します。
大マゼラン雲の超新星残骸 N63A のチャンドラ X 線研究
$\sim43$ks{\itChandra}アーカイブデータを使用して、大マゼラン雲の超新星残骸N63Aの広範な分光法を実行します。残骸全体のスペクトルを分析することにより、O、Ne、Mg、Si、およびFeの存在量分布を決定します。中央領域の一部で強化されたOおよびおそらくNeとMgの証拠を検出します。これは、噴出物の非対称分布を示している可能性があります。噴出物の平均O/Ne、O/Mg、およびNe/Mg存在比は、$\sim40$$M_{\odot}$前駆体の爆発による元素合成生成物ともっともらしい一致を示しています。N63Aのセドフ年齢の上限は$\sim5,400\pm200$yrであり、爆発エネルギーは$\sim8.9\pm1.6\times10^{51}$ergと推定されます。残骸の形態学的構造、その星周媒体、および前駆星の性質に対する結果の意味について説明します。
SWIFT と XMM-NEWTON 衛星を使用した Blazar 1ES 1959+650 の X 線研究
高シンクロトロンエネルギーピークブレザー1ES1959+650は、2018年6月から2020年12月までの期間中、合計127回の観測でSwiftおよびXMM-Newton衛星を使用して研究されています。ソフトX線バンドとハードX線バンド間の離散相関関数解析は、ソフトラグとハードラグを示します。結果は、0.64(0.05)ガウスであることがわかっている発光領域の磁場を制約するために使用されます。長期的なタイムスケールでは、フラックスの分布は、ジェット内のミニジェットモデルに起因する可能性があるか、またはジェットを下る相対論的衝撃の伝播に起因する可能性がある対数正規性の挙動を示します。シンクロトロンピーク周辺のスペクトルエネルギー分布は、対数放物線モデルによって適切に記述されます。ピークエネルギーE$_{p}$、曲率$\beta$、ピーク光度L$_{p}$などのスペクトルパラメーターは、スペクトル解析から導出されます。それらの相関関係は、放出粒子の加速プロセスを制約するために研究されています。E$_{p}$は、線源が高状態の間、L$_{p}$と強い相関関係を示しています。これは、スペクトルの変化が平均電子エネルギーの変動によって引き起こされる可能性があることを示しています。曲率パラメーター$\beta$の値が低く、E$_{p}$と${\beta}$の間の相関が弱いことは、放出領域で電子の確率的/統計的加速が共存していることを示しています。他の結果の意味についても説明します。
超新星噴出物と星周風の相互作用によるIa型超新星の初期の過剰放出
| Title |
Early_excess_emission_in_Type_Ia_supernovae_from_the_interaction_between_supernova_ejecta_and_their_circumstellar_wind |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Paolo_A._Mazzali,_Chris_Ashall,_Elena_Pian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03363 |
Ia型超新星噴出物と星周風との相互作用がIa型超新星の測光特性に及ぼす影響を調べた。水素が豊富で、高密度で拡張された星周物質(CSM)は、それらの前駆システムの定常的な質量損失によって形成されると想定しています。CSM密度はr^{-2}に比例すると仮定されます。質量損失率が1e-4Msun/yrを超え、風速が100km/sの場合、CSMの相互作用により、爆発から4日以内に光学的光度曲線のフラックスが早期に過剰になります。これらの場合、光学色はすぐに青色に変化します。3000A以下の紫外線フラックスは、CSM相互作用が続く限り、Ia型超新星に比べて持続的に過剰なフラックスを持つことがわかっています。前駆物質の質量損失率が1e-4から1e-3Msun/yrのIa型超新星は、スペクトルに影響を与えてIa-CSM型にするのに十分な密度のCSMを持たない可能性がありますが、それでもIa型超新星になる可能性はあります。初期の光束過剰。それらは永続的な紫外線フラックスの過剰を持っているため、光度ピーク付近の紫外線曲線は、低密度CSMのものとは大きく異なります。
光エコー AT 2019xis による超新星 SN 1987A までの距離の独立した決定
| Title |
An_independent_determination_of_the_distance_to_supernova_SN_1987A_by_means_of_the_light_echo_AT_2019xis |
| Authors |
Aleksandar_Cikota,_Jiachen_Ding,_Lifan_Wang,_Dietrich_Baade,_Stefan_Cikota,_Peter_H\"oflich,_Justyn_Maund,_Ping_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03456 |
天体の固有の明るさとサイズを理解するには、天体までの正確な距離を決定することが不可欠です。SN1987Aまでの距離は、拡張光球法によって、また、狭いUV輝線の光度曲線から導き出された絶対サイズを持つ星周環の角度サイズを使用して、以前に測定されており、距離は46.77kpcから55kpcの範囲であると報告されています。この研究では、SN1987Aの光エコーであるAT2019xisの測光とイメージング偏光測定観測を使用して、Dingらで開発された光エコーの放射伝達モデルを採用することにより、SN1987Aまでの距離を独自に決定しました。(2021)。SN1987Aまでの距離は、49.09$\pm$2.16kpcから59.39$\pm$3.27kpcの範囲で得られました。これは、星間偏光と消光補正に依存し、文献値と一致しています。この研究は、キロパーセックレベルスケールまで、天の川の天体物理オブジェクトまでの距離を決定するためのツールとして光エコーを使用する可能性を示しています。
既知のパルサー集団における検出されていない長周期連星に対する制約
| Title |
Constraints_on_Undetected_Long-Period_Binaries_in_the_Known_Pulsar_Population |
| Authors |
Megan_L._Jones,_David_L._Kaplan,_Maura_A._McLaughlin,_and_Duncan_R._Lorimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03561 |
中性子星とブラックホールの連星は、重力波で検出された合体によって特定されていますが、パルサーとブラックホールの連星はまだ検出されていません。パルサーのタイミング残差に明確な信号があるため、短周期連星は検出可能ですが、長周期連星の影響は他のタイミング効果によってマスクされ、検出されない可能性があります。特に、その軌道周期の小さなサブセットにわたって測定された長周期連星は、孤立したパルサー特性と互換性のないスピン周波数の時間導関数を介して現れる可能性があります。パルサーが長周期連星に未知の伴星を持っている可能性を評価し、現在のデータでは検出されないままである可能性がある連星特性の範囲に制限を加えますが、それはさらなる観測で検出可能になる可能性があります。公開された高次導関数を持つ正準パルサーの35%では、測定精度が2値(周期が~2kyrより大きい)を自信を持って拒否するには不十分であり、ブラックホールバイナリコンパニオンを除外できないことがわかりました。周期が1kyrより大きい場合、公開された制約のないパルサーのサンプル。文献には説得力のある事例は見当たらないが、発表された高次周波数導関数(nが3より大きい)を持つ少数のパルサーについては、軌道周期とペリアストロンの経度により厳しい制限を課している。候補の検出可能性について議論し、100年軌道のサンプルパルサーが5～10年以内に検出可能であることを発見しました。
中性子星マントルの弾性: 円筒相の改良された圧縮性液滴モデル
中性子星は、宇宙で最も密度の高い天体です。それらは微視的に均一なコアと不均一なクラストを持っています。特に、中性子星の内部には、相対論的な縮退電子と準自由中性子の背景に浸された実質的に非球状の原子核からなるマントルという特定の層が存在する可能性があります。この論文では、圧縮性液滴モデルの枠組みの中で、マントルの円筒相の横せん断弾性率を再考します。横せん断が核クラスターの形状に影響を与えることを示します。それらの断面は楕円形になります。この効果により、それぞれの弾性定数が減少します。単純なモデルを使用して、すべての導出を分析的に実行し、天体物理学のアプリケーションに役立つ可能性がある横せん断弾性率の式を取得します。
ナノクエーサーの中心領域をのぞく: CH Cyg 共生系の XMM-Newton および Chandra ビュー
| Title |
Peering_into_the_central_region_of_a_nano-quasar:_XMM-Newton_and_Chandra_views_of_the_CH_Cyg_Symbiotic_System |
| Authors |
J._A._Toal\'a,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_M._Karovska,_R._Montez_Jr.,_M._K._Botello_and_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03679 |
最も研究されている共生星(SySts)の1つであるCHCygのアーカイブXMM-NewtonおよびChandra観測の分析を提示します。高解像度のXMM-NewtonRGSとChandraHETGのX線スペクトルを組み合わせることで、化学物質存在量の信頼できる推定値を取得し、複数温度のX線放出ガスの存在を裏付けることができました。中解像度のXMM-NewtonMOS(MOS1+MOS2)スペクトルのスペクトルフィッティングでは、2.0～4.0keVのエネルギー範囲に適合するために、以前の研究では見られなかった追加のコンポーネントを使用する必要がありました。XMM-NewtonMOSデータの詳細なスペクトルモデリングは、活動銀河核で見られるものと非常によく似た反射成分の存在を示唆しています。反射成分は、電離円盤(白色矮星の周りの降着円盤)によって生成される可能性が非常に高く、6.4keVでの蛍光Fe輝線の存在を自然に説明し、ソフトおよび中エネルギー範囲にも寄与します。CHCygの全体的なX線特性の変動性と、6～7keVエネルギー範囲周辺の3つのFe線の変動について説明します。硬X線放出をモデル化するには反射成分が必要であり、ほとんどの$\beta/\delta$タイプのSyStに存在する可能性があると結論付けています。
Project Lyra: 進むべき道とそこにたどり着くためのランチャー
これまでの論文で、プロジェクトライラは、1I/オウムアムアに向かう宇宙船に利用可能な多くの可能な軌道オプションをカバーしてきました。これには、ソーラーオーバース操作、パッシブ木星遭遇、木星オーバース、二重木星重力アシストなどが含まれます。、どのランチャーを利用するかという重要な問題は、十分であるとして最も強力なオプションを採用することを支持して大幅に回避されましたが、これらのランチャーは明らかに必要ではなく、代わりに利用できる代替の能力の低い候補がありますこのホワイトペーパーでは、ProjectLyraで使用できるさまざまな起動オプションについて説明し、それらの機能の概要を説明します。SpaceXのスーパーヘビースターシップは、特にLEOでの燃料補給のコンテキストで、プロジェクトライラのゲームチェンジャーになることがわかり、さらにSpaceXFalconHeavyExpendableも利用できる.アリアン6や将来の中国の長征9号など、他の発射装置も検討されています。性能の劣る発射装置でもペイロードをオウムアムアに届けることができるという点で、VinfinityLeveragingManeuver(VILM)の重要性が詳述されています。
Muztagh-ata サイトでのサイト テスト。過去5年間の夜間雲量
| Title |
Site-testing_at_the_Muztagh-ata_Site.V._Nighttime_Cloud_Amount_during_the_Last_Five_Years |
| Authors |
Jing_Xu,_Guo-jie_Feng,_Guang-xin_Pu,_Le-tian_Wang,_Zi-Huang_Cao,_Li-Qing_Ren,_Xuan_Zhang,_Shu-guo_Ma,_Chun-hai_Bai,_Ali_Esamdin,_Jian_Li,_Yuan_Tian,_Zheng_Wang,_Yong-heng_Zhao,_Jian-rong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03067 |
夜の透明度は、光学/赤外線天文台のサイトテストキャンペーンで慎重に検討する必要がある主要な要素です。雲量は、天文台での科学的観測に利用できる時間に直接関係しています。この記事では、2017年から2021年までにムズタグアタサイトで行われた、詳細な夜間の雲の統計と、地上の全天カメラから得られたmeの連続観測の結果について報告します。取得データから得られた結果は、Muztagh-ataサイトでの年間観測率は65%で、雲量が少なく連続観測時間が長い最適な時期は9月から2月です。全天カメラとCLARAデータセットから得られた月平均観測夜を比較した結果、それらの間の不一致は雲頂の高さに依存する可能性があることが示されました。平均して、このサイトは年間175の晴れた夜と169の夜を提供し、少なくとも4時間の連続観測時間を提供できます。
アスタ地震の大きな周波数分離を修正するための Asfgrid の拡張
星の大きな周波数分離dnuとその平均密度rhoを結び付ける星震スケール関係dnu~rho^{0.5}は正確ではありません。それでも、基本的な星の特性を取得するための非常に便利な方法を提供します。関係をより正確にする一般的な方法は、補正係数を適用することです。補正は質量、Teff、金属量などの星の特性に依存するため、モデルの断熱周波数から測定されたdnuとモデルの星の密度の両方を含む星モデルグリッド上でこれらの特性を補間するのが通例です。したがって、スケーリング関係の両側をリンクします。この目的で広く使用されているAsfgridとして知られるグリッドと補間ツールは、Sharma&Stello2016によって公開されました。特に低金属性体制で。
Pic du Midi Turret Dome での分光偏光測定と太陽 CaII K 線の新しい観測
| Title |
Spectro-polarimetry_at_the_Pic_du_Midi_Turret_Dome_and_new_observations_of_the_solar_CaII_K_line |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe,_Thierry_Roudier_(OMP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03345 |
このホワイトペーパーでは、PicduMidiタレットドームで分光モードまたは画像モードで使用される分光偏光法についてまとめます。ポラリメータとスペクトログラフにより、ゼーマン効果による高空間分解能での太陽磁場の地図作成、またはハンレ効果による静かな太陽の未解決の乱流磁場の測定が可能になります。この論文では、2003年から稼働している偏光計の連続バージョンの光学性能について説明し、CaIIK3933.7{\AA}スペクトル線を使用した磁場解析の新しい結果を提示します。
電波画像キューブの分類の進歩
| Title |
Advances_on_the_classification_of_radio_image_cubes |
| Authors |
Steven_Ndung'u,_Trienko_Grobler,_Stefan_J._Wijnholds,_Dimka_Karastoyanova,_George_Azzopardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03435 |
最新の電波望遠鏡は、平方キロメートルアレイ(SKA)などのシステム用に、エクサバイト規模のデータセットを毎日生成します。大規模なデータセットは、発見につながる未知のまれな天体物理現象の源です。とはいえ、これは、人間が支援する従来の統計手法を補完するために集中的な機械知能を活用する場合にのみ、もっともらしくなります。最近、電波天文学における人工知能の使用に焦点を当てた科学出版物が急増しており、ソース抽出、形態学的分類、異常検出などの課題に取り組んでいます。この研究では、電波銀河の形態学的分類に重点を置いて、電波画像への機械知能技術の適用に関する簡潔ではあるが包括的なレビューを提示します。電波天文学におけるデータの複雑さ、データの前処理、および方法論の新規性に基づいて文献を要約した関連論文の詳細な統合を提示することを目的としています。電波天文学におけるコンピュータインテリジェンスの急速な進歩と応用は、困難なデータプロセスの自動化に革命と新しいパラダイムシフトをもたらしました。ただし、電波天文学における人工知能の最適な活用には、注釈付きデータセットの作成における継続的な共同作業が必要です。さらに、類似または非類似の物理的特性を持つ電波銀河をすばやく見つけるには、識別された電波源にインデックスを付ける必要があります。それにもかかわらず、この問題は文献では適切に扱われておらず、さらなる研究の余地があります。
挑戦的な干渉イメージング: UV 平面観測からの機械学習ベースのソース ローカリゼーション
| Title |
Challenging_interferometric_imaging:_Machine_learning-based_source_localization_from_uv-plane_observations |
| Authors |
O._Taran,_O._Bait,_M._Dessauges-Zavadsky,_T._Holotyak,_D._Schaerer_and_S._Voloshynovskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03533 |
私たちの仕事では、汚れた画像やきれいな画像の回復を省略して、紫外線観測から直接、高速で効率的なソースローカリゼーションの可能性を初めて調べます。サンプリングされたuvdataの低次元ベクトルを入力として取り、空のソース位置を出力するディープニューラルネットワークベースのフレームワークを提案します。複素数値の入力uvデータの表現を、実数と虚数、および振幅と位相成分を介して調査しました。提案されたフレームワークの効率と、最先端のPythonBlobDetectionandSourceFinder(PyBDSF)メソッドに基づく従来のソースローカリゼーションパイプラインとの比較を提供しました。この調査は、AtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)Cycle5.3アンテナ構成用のCommonAstronomySoftwareApplications(CASA)ツールを使用してシミュレートされた9164個のスカイモデルのデータセットで実行されました。(i)理想的なケースとしてのノイズのないシナリオと、(ii)典型的な銀河系外ミリ波観測を代表するノイズを含む空のシミュレーションの2つのシナリオを調査しました。ノイズのない場合、提案されたローカリゼーションフレームワークは、最先端のPyBDSFメソッドと同じ高いパフォーマンスを示します。ただし、ノイズの多いデータの場合、新しい方法は大幅に優れたパフォーマンスを示し、信号対雑音(S/N)比が1～10の均一なソースの完全性レベルが3倍になり、データの完全性が大幅に向上します。低S/N体制。さらに、提案されたフレームワークの実行時間は、UV平面からの画像再構成とその後のソース検出を含む従来の方法と比較して、(約30分の1)大幅に短縮されます。
機械学習による準周期噴火の探索
準周期的噴火(QPE)は、銀河核からのX線放射が一連の大振幅フレアを示すまれな現象です。観測されたQPEはほんの一握りですが、アーカイブデータにはまだ検出されていないソースがある可能性が残っています。利用可能なデータの量を考えると、手動で検索することは現実的ではありません.ニューラルネットワークと14の変動性測定を使用して、QPEを使用した12個のライトカーブとQPEを使用していない52個のライトカーブからなるサンプルで、シミュレートされたデータで94%以上、観測データで98%以上の精度でライトカーブを分類することができます。XMMSerendipitousSourceCatalogからの83,531のX線検出の分析により、既知のQPE光源の光度曲線と変光星のいくつかのカテゴリの例を復元することができました。
2 つのセンシング スキームからの高次エルミート ガウス モードのミスアライメントおよびモード ミスマッチ エラー信号
| Title |
Misalignment_and_mode_mismatch_error_signals_for_higher-order_Hermite-Gauss_modes_from_two_sensing_schemes |
| Authors |
Liu_Tao,_Anna_C._Green,_Paul_Fulda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03658 |
光共振器へのレーザーのロックは、AdvancedLIGOなどの精密干渉計の分野では、最適な感度を得るために遍在的に必要とされます。干渉計のメインビームに高次のエルミートガウス(HG)モードを使用することは、テストマスの熱ノイズを低減できる可能性があるため、最近の研究のトピックとなっています。ただし、高次のHGモードは光共振器への結合損失の影響を受けやすいことが示されています。位置合わせのずれとモードの不一致による電力損失は、それぞれ$2n+1$と$n^{2}+n+1$でスケーリングされます。$n$はモードインデックスです。この論文では、従来のセンシングスキーム（グイ位相望遠鏡と象限光検出器を使用）と最近提案された無線周波数ジッターベースの両方を使用して、任意の高次HGモードのアライメントとモードミスマッチセンシング信号を初めて分析的に計算します。センシング方式（単一素子フォトダイオードのみを使用）。高次HGモードのセンシング信号と信号対ショットノイズ比は、基本モードよりも大きいことを示しています。特に、従来のセンシングスキームのアライメントおよびモードミスマッチセンシング信号は、それぞれ$\sqrt{n}$および$n$としてほぼスケーリングされますが、ジッターベースのセンシングスキームでは、正確に$2n+1$および$としてスケーリングされます。それぞれn^{2}+n+1$であり、それぞれの許容範囲の減少と正確に一致します。これにより、過度のミスアラインメントとモードミスマッチによる電力損失に悩まされる高次HGモードの欠点が軽減される可能性があります。
高次エルミート ガウス モードのセグメント化されたミラーでのビーム変位の許容誤差
奇数屈折率の高次エルミートガウス(HG)モードは、主軸に沿った強度がゼロであるため、4象限セグメントミラーと互換性があり、セグメント間の結合線を照らす最小ビーム強度が保証されるため、電力損失が低くなります。ただし、HGビームの配置を誤ると、結合ラインをプロービングする明るい強度のスポットにより、余分な電力損失が発生する可能性があります。この論文では、$\mathrm{HG_{3,3}}$モードのセグメント化されたミラーのビーム変位許容誤差を解析的および数値的に研究します。幅が6$\mu$mの「有効な」結合線と、中央に配置されたときに1ppmのクリッピング損失を保証するように選択された$\mathrm{HG_{3,3}}$ビームサイズの場合、ビームは次のように回転できると結論付けます。約1度、またはビームサイズの4%だけ横方向に変位し、結合ラインの合計パワーを1ppm未満に保ちます。また、特定の電力損失限界またはビーム変位許容値を保証する制約付きビーム変位パラメータ領域は、接着線の厚さに反比例することも示しています。
ELM サーベイ サウス。 Ⅱ． 2ダースの新しい低質量白色矮星連星
| Title |
The_ELM_Survey_South._II._Two_dozen_new_low_mass_white_dwarf_binaries |
| Authors |
Alekzander_Kosakowski,_Warren_R._Brown,_Mukremin_Kilic,_Thomas_Kupfer,_Antoine_B\'edard,_A._Gianninas,_Marcel_A._Ag\"ueros,_and_Manuel_Barrientos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03079 |
南天に焦点を当て、低質量の白色矮星連星を対象とした進行中の分光調査の結果を提示します。GaiaDR2およびeDR3ベースの選択を使用し、28の新しい連星を特定しました。これには、19の新しい非常に低質量の白色矮星、1つの短い期間で食の可能性が高いDABZ、および2つの潜在的なLISA連星が含まれます。分光学的フォローアップに基づいて、新しい連星ごとに軌道と大気のパラメーターを提示します。私たちの新しい連星のうち4つが、TESSの2分間のケイデンスデータに周期的な測光変動を示しています。これには、1つの新しい日食二重線分光連星が含まれます。他の3つは、1つの新しい日食連星を含む、ZTFの周期的な測光変動を示しています。これらのZTF変数の傾斜角とスケーリングされた成分半径の推定値を、光度曲線モデリングに基づいて、高速測光追跡観測に基づいて提供します。私たちの観測により、南の空で識別されたELMサーベイ連星のサンプルが41に増え、64%増加しました。BlackGEMやVeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeなどの将来の時間領域調査は、南天の測光変数を効率的に特定し、南天の低質量白色矮星連星の個体数を大幅に増加させ、より多くのこれらのシステムの完全な全天人口。
Z CMa の大規模な噴出物 -- 適切な運動研究と発見された新機能
| Title |
Large-Scale_Ejecta_of_Z_CMa_--_Proper_Motion_Study_and_New_Features_Discovered |
| Authors |
Tiina_Liimets,_Michaela_Kraus,_Lydia_Cidale,_Sergey_Karpov,_and_Anthony_Marston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03080 |
ZCanisMajorisは、HerbigBeプライマリとFUOrionis型セカンダリを持つ魅力的な初期型連星です。両方の星は、サブアーク秒のジェットのような噴出物を示します。さらに、プライマリは、拡張されたジェットと大規模な流出に関連しています。この研究では、ほぼ35年前に発見されて以来研究されていなかった大規模な流出の性質をさらに調査します。大規模な流出の個々の機能の適切な運動測定を提示し、それらの運動学的年齢を決定します。さらに、新たに取得した深層画像により、中央連星に関連する可能性のあるかすかな弧状の特徴が追加で発見されました。
アトミウム: 高度に励起された新しい H$_2$O 線と OH 線で進化した O リッチ星の内部風を調べる
| Title |
ATOMIUM:_Probing_the_inner_wind_of_evolved_O-rich_stars_with_new,_highly_excited_H$_2$O_and_OH_lines |
| Authors |
A._Baudry,_K._T._Wong,_S._Etoka,_A._M._S._Richards,_H._S._P._Muller,_F._Herpin,_T._Danilovich,_M._D._Gray,_S._Wallstrom,_D._Gobrecht,_T._Khouri,_L._Decin,_C._A._Gottlieb,_K._M._Menten,_W._Homan,_T._J._Millar,_M._Montarges,_B._Pimpanuwat,_J._M._C._Plane,_P._Kervella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03171 |
水とヒドロキシルラジカルは、Oに富む後期型星のエンベロープの主な構成要素です。高度に励起されたエネルギー準位を含む遷移は、H$_2$OとOHの両方で観察されています。これらおよび最近発見された遷移は、アルマ望遠鏡を使用して高感度および角度分解能で観測できるようになりました。20から$\sim$200masの角度分解能で観測されたH$_2$OとOHのスペクトルとマップは、ALMAアレイを使用して2つのエポックで取得されました。コンパクトアレイによる観測は、水の遷移の時間変動をチェックするためにも使用されました。水の放射伝達モデルは、マッシング条件を特徴付けるために再検討され、最新の化学モデルが観測結果との比較に使用されました。9000Kまでのエネルギーを持つH$_2$Oの10回の回転遷移が、さまざまな振動状態で観測された。1つを除くすべてが宇宙での新しい検出であり、これらから正確な静止周波数を導き出しました。$^2\Pi_{3/2}$状態のv=0、J=27/2および29/2レベルでの超微細分割$\Lambda$-doubling遷移、および$J=33/2$および35/8900Kまでの励起エネルギーを持つOHの$^2\Pi_{1/2}$状態の2つも観測されました。これらの遷移のうち4つは、宇宙での新しい検出です。私たちの測定値を以前のOHの観測と組み合わせると、v=0とv=1の$\Lambda$倍加周波数が改善されました。私たちのH$_2$Oマップは、コンパクトな放射と12個以上の恒星半径までの拡張を示しています。v$_2$=2状態の水の268.149GHz輝線は時間変数であり、優勢な放射ポンピングでマイジングする傾向があり、広く励起されています。v$_2$=1の広範囲にあるが弱い262.898GHzウォーターラインも、メーザー放射の兆候を示しています。H$_2$OとOHの両方の放出と吸収は、物質の落下と二元性の影響を受けた複雑な運動学を明らかにします。観測された柱密度から、いくつかの星のOH/H$_2$O存在比を導き出しました。
コロナ質量放出中の磁束ロープ内の磁束の完全な置換
| Title |
Complete_replacement_of_magnetic_flux_in_a_flux_rope_during_a_coronal_mass_ejection |
| Authors |
Tingyu_Gou,_Rui_Liu,_Astrid_M._Veronig,_Bin_Zhuang,_Ting_Li,_Wensi_Wang,_Mengjiao_Xu,_Yuming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03217 |
太陽コロナ質量放出は、太陽系で最もエネルギーの高いイベントです。彼らの標準的な形成モデルでは、磁気フラックスロープは磁気リコネクションによってコロナ質量放出を形成し、その上に存在するねじれていない磁束を、既存のロープを包むねじれた磁束に継続的に変換します。しかし、コロナ質量放出のコア構造としてコヒーレント磁気フラックスロープを運ぶのはごく少数であり、この秩序だったラッピングプロセスの普遍性に疑問を投げかけています.ここでは、S字型のスレッドからの磁束ロープの異なる形成および噴出メカニズムの観測証拠を提供します。この場合、その磁束はフレア再結合によって完全に置き換えられます。シグモイド形のフットポイントの1つは、形成中に滑って拡大し、噴火中のフレアリボンの非常に動的な進化とフットポイントを通る磁束の2倍の増加に関連して、まったく新しい場所に移動しました。このような構成は、標準的な形成モデルや数値シミュレーションでは予測されず、フラックスロープと周囲の磁場との間の磁気再接続の3次元の性質を強調しています。
~ 200 Myr TOI-251b 惑星系の恒星兄弟の探索
| Title |
A_search_for_stellar_siblings_of_the_~_200_Myr_TOI-251b_planetary_system |
| Authors |
Qinghui_Sun,_Sharon_Xuesong_Wang,_Andrew_W._Mann,_Benjamin_M._Tofflemire,_Adam_L._Kraus,_Tianjun_Gan,_and_Madyson_G._Barber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03255 |
若い惑星(<1Gyr)は、惑星進化の初期段階で発生する物理的プロセスを研究するのに役立ちます。TOI-251bは最近発見された亜海王星で、若いG矮星を周回していますが、年齢は40～320Myrと不正確に推定されています。運動学とTOI-251への空間的近接性に基づいてTOI-251兄弟候補を選択し、さらに色等級図(CMD)を使用してリストを絞り込み、複数の散開星団と比較します。星の光度曲線を分析することにより、TOI-251の周囲50pcの半径にある321の兄弟候補の星の回転周期を報告し、グループX(300Myr)とプレアデス(120Myr)の間にある色-回転周期シーケンスを見つけます。メンバー、年齢を示唆する〜200Myr。ジャイロクロノロジーの関係を使用した定量的な年齢分析では、204$\pm$45Myrが得られ、これは、選択された兄弟姉妹の平均Li年齢(238$\pm$38Myr)およびGaia変動年齢(193$^{102}_{-54}$マイル）。短い回転周期を持つ共動候補の検出率は68.1%で、この分野の典型的な値(ケプラーから14%-16%)よりもはるかに高くなっています。若い星の密度が高いことと、恒星の兄弟の年齢が一貫していることは、不死鳥-グルス星座の潜在的な若い関連候補を示唆しています。TOI-251bの半径は、野外時代のほとんどの対応物よりも大きいですが、惑星の質量に関する知識が不足しているため、TOI-251が膨張しているかどうかは不明です。
熱い準矮星の周りの広い軌道にある最初の巨大でコンパクトな伴星
| Title |
The_first_massive_compact_companion_in_a_wide_orbit_around_a_hot_subdwarf_star |
| Authors |
S._Geier,_M._Dorsch,_H._Dawson,_I._Pelisoli,_J._Munday,_T._R._Marsh,_V._Schaffenroth,_U._Heber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03475 |
幅の広い($P=892.5\pm60.2\,{\rmd}$)連星系に巨大でコンパクトな伴星を持つ、最初のホット準矮星B(sdB)星の発見を報告します。これは、ガイアミッションデータリリース3によって提供されたアストロメトリックバイナリソリューションに基づいて発見されました。スペクトルエネルギー分布(SED)の詳細な分析と分光追跡観測を実行し、可視成分がsdB星としての性質を確認しました。.コンパニオンは、質量が$M_{\rmcomp}=1.50_{-0.45}^{+0.37}\,M_{\rm\odot}$であるにもかかわらず、見えません。この質量の主系列星はSEDに大きく寄与するため、除外することができます。伴星は、巨大な白色矮星か中性子星のいずれかのコンパクトな天体でなければなりません。コンパニオンへの安定したロッシュローブオーバーフローは、赤色巨星の剥ぎ取りと、巨人の高温で露出したヘリウムコアであるsdBの形成につながった可能性があります。非常に予備的なデータに基づいて、sdBの$\sim9\%$がこの新しいチャネルを通じて形成される可能性があると推定しています。この連星は、理論によって予測されている超新星タイプIaの新しい前駆体クラスのプロトタイプでもある可能性があります。
V618 Sgr: 度重なるバーストで検出された銀河食共生新星
| Title |
V618_Sgr:_Galactic_eclipsing_symbiotic_nova_detected_in_repeated_outbursts |
| Authors |
J._Merc,_R._G\'alis,_P._Velez,_S._Charbonnel,_O._Garde,_P._Le_D\^u,_L._Mulato,_T._Petit,_T._Bohlsen,_S._Curry,_T._Love,_H._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03537 |
V618Sgrは、以前はRCrB型変光星として分類されていましたが、後に共生星の可能性があると分類されました。私たちの研究は、このターゲットの性質を分析することを目的としています。このターゲットは、現在、既知の共生新星と同様の特性で大幅に明るくなっています。文献情報、測光観測、および35の新しい光スペクトルを分析します。私たちの調査結果は、V618Sgrが現在爆発中の食共生新星であることを強く示唆しています。さらに、星は過去に少なくとも2回の同様の増光を示しているため、V618Sgrは、このタイプの繰り返しの爆発で観測された最初の知られている銀河共生新星である可能性があり、比較的大きな白色矮星をホストしている可能性があることを提案します。
太陽に近い太陽風の圧縮性乱流: パーカー太陽探査機の最初の 8 つの近日点
| Title |
Compressible_Turbulence_in_the_Near-Sun_Solar_Wind:_Parker_Solar_Probe's_First_Eight_Perihelia |
| Authors |
Manuel_Enrique_Cuesta,_Rohit_Chhiber,_Xiangrong_Fu,_Senbei_Du,_Yan_Yang,_Francesco_Pecora,_William_H._Matthaeus,_Hui_Li,_John_Steinberg,_Fan_Guo,_Zhaoming_Gan,_Emma_Conrad,_Diana_Swanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03566 |
太陽風乱流の圧縮性については、その起源と特性に関して多くの疑問が残っています。低いプラズマベータ(磁気圧力に対する熱の比率)環境では、圧縮性乱流の生成が容易になり、密度変動と乱流マッハ数との関係の研究が可能になります。ParkerSolarProbeプラズマデータを利用して、正規化された陽子密度の変動$\langle\deltan_p^2\rangle^{1/2}/\langlen_p\rangle=\delta{n_p}_{rms}/\langlen_pを調べます。乱流マッハ数$M_t$の関数としての\rangle$は、プラズマベータおよびクロスヘリシティを条件としています。その場データから計算されたパラメーターの統計誤差を考慮すると、一般的な結果として$\delta{n_p}_{rms}/\langlen_p\rangle\simM_t^{1.18\pm0.04}$が得られます。線形波理論と、不均一な背景場でのほぼ非圧縮性の乱流の両方を使用します。プラズマベータおよびクロスヘリシティで条件付けされた観測結果を3D磁気流体力学シミュレーションと比較し、これらのパラメータが密度変動と乱流マッハ数の間の比例性にどのように影響するかに関してかなりの類似性を観察します。この研究は、密度スケーリング関係から見た圧縮性乱流の複雑さをさらに調査し、太陽に近い太陽風の圧縮性環境をよりよく理解するのに役立つ可能性があります。
TW Hya ディスク上の影の驚くべき進化
| Title |
The_surprising_evolution_of_the_shadow_on_the_TW_Hya_disk |
| Authors |
J._Debes,_R._Nealon,_R._Alexander,_A._J._Weinberger,_S._G._Wolff,_D._Hines,_J._Kastner,_H._Jang-Condell,_C._Pinte,_P._Plavchan,_L._Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03611 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の宇宙望遠鏡イメージング分光器(STIS)で撮影されたTWHyaディスクの新しい全強度可視光ハイコントラストイメージングを報告します。これは、ディスク表面上の動く影が報告された2016年以来、STISを使用したディスクの最初の公開された画像を表しています。影が反時計回りに移動しているのが引き続き見られますが、これらの新しい画像では、影が2つの別々の影に進化しており、隠蔽構造の挙動が変化したことを示唆しています。影を落とす光学的に厚い円盤構造の放射伝達モデルに基づいて、この変化のもっともらしい説明は、内側の円盤の2つの位置合わせされていないコンポーネントが存在することであると推測します。これらのディスクの最初のものは、5.5\arcdegの傾斜角と170\arcdegのPAで5-6auの間にあり、2つ目は6-7auの間にあり、傾斜角は7\arcdegで、PAは50\arcdegです。最後に、新しい影の構造の意味を推測し、TWHyaの内部ディスクアーキテクチャの性質を解明するには、追加の観測が必要であると判断します。
太陽コロナループにおける波動加熱と蒸発に対する下層大気の影響
| Title |
Influence_of_the_Lower_Atmosphere_on_Wave_Heating_and_Evaporation_in_Solar_Coronal_Loops |
| Authors |
Mingzhe_Guo,_Timothy_Duckenfield,_Tom_Van_Doorsselaere,_Konstantinos_Karampelas,_Gabriel_Pelouze,_Yuhang_gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03621 |
彩層からコロナまで広がる現実的な太陽大気の3次元磁気円柱としてコロナルループをモデル化します。太陽コロナに遍在すると信じられているキンク振動は、ループで開始されます。キンク振動によって引き起こされるケルビン-ヘルムホルツ不安定性から発生する小さな構造での波エネルギーの散逸により、加熱が予想されます。温度と内部エネルギーの増加は、駆動ループのコロナ対応で観察できます。熱伝導の存在により、彩層蒸発も見られます。体積平均温度と密度の変化はわずかに見えますが(駆動されていないループに比べて$\sim4\%$)、下層大気からのエンタルピーの流れが密度と温度を垂直方向に再分配し、波エネルギーの散逸を促進します。コロナで。ループのコロナ対応部分での効率的な加熱は、現在のモデルで示されている熱伝導損失を補完し、コロナの内部エネルギーを維持することができます。
ヒッグス予熱による暗黒物質の重力凍結
重力凍結は、暗黒物質がインフレーションにも標準モデルセクターにも結合しない場合、観測された暗黒物質の遺物密度を説明するメカニズムです。この作業では、非摂動的共鳴に基づくヒッグス予熱中の重力凍結ダークマター生成を研究します。信頼性の高い格子法を使用してこの非摂動的プロセスを処理することで、予熱中にポテンシャルの正性を維持するために必要なヒッグス自己相互作用による強い逆反応によってタキオン共鳴が抑制され、パラメーター共鳴がヒッグス自己相互作用を調整することによって実行可能であることを示します。カップリングは紫外線エネルギースケールで十分に小さくなります。次に、ヒッグス予熱のコンテキストで暗黒物質の遺物密度を導出し、平衡外のヒッグス消滅から生じるインフラトン質量よりも大きい暗黒物質質量を持つ新しい暗黒物質パラメーター空間を明らかにします。最後に、重力暗黒物質をテストするという未解決の問題について簡単に述べます。
暗黒物質は超軽量ボソンで構成されているという仮説が立てられており、その集団現象は、コヒーレントな振動を受けるスカラー場として記述できます。例としては、アクシオンとファジー暗黒物質モデルが含まれます。この超軽量暗黒物質のシナリオでは、場のエネルギー運動量テンソルの調和変動が重力ポテンシャルの振動成分を発生させ、星の振動を共鳴的に励起できることを示しています。これらの振動の振幅を予測するための数学的フレームワークが開発され、超軽量暗黒物質が$l=1$次のpモードを主に励起することが明らかになりました。共鳴励起された太陽振動の調査が提示され、そこから、太陽の暗黒物質誘発振動は検出できない可能性が高いと結論付けています。他の恒星天体を使って超軽量暗黒物質を制約する可能性について議論します。
スペクトログラム相関スタッキング: 確率的重力波背景の新しい時間-周波数領域解析
| Title |
Spectrogram_correlated_stacking:_A_novel_time-frequency_domain_analysis_of_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Ramit_Dey,_Lu\'is_Felipe_Longo_Micchi,_Suvodip_Mukherjee,_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03090 |
天体物理学の確率的重力波背景(SGWB)は、合体しているバイナリコンパクトオブジェクトから生じる多数のかすかなサブスレッショルド重力波(GW)信号に由来します。この背景は、GW検出器の複数のペア間の信号を相互相関させることにより、GW検出器の現在の（または次世代の）ネットワークから発見されることが期待されています。ただし、この信号を検出することは困難であり、異なる検出器間の到着時間の遅延により、相関関係は低周波数でしか検出できません。この作業では、新しい手法\texttt{SpectrogramCorrelatedStacking}(または\texttt{SpeCs})を提案します。これは、時間内の高次統計を利用することにより、通常の相互相関を超えて(より高い周波数まで)進みます。-SGWBを構成する個々のイベントの\textit{chirping}の性質を説明する周波数ドメイン。\texttt{SpeCs}は、SGWB信号のパワースペクトルのみを測定するように調整された標準の最適な相互相関法と比較して、SGWBの検出の信号対雑音比を$8$に近い係数で改善することを示します。\texttt{SpeCs}は、パワースペクトルを超えて調べることができ、現在および次世代のGW検出器から利用可能なGWデータへのそのアプリケーションは、SGWBの発見を高速化します。
恒星入力物理学の不確実性と縮退を完全に説明する赤色巨星ブランチ(TRGB)Iバンドの大きさ$M_I$の先端の観測されたキャリブレーションを使用して、アクシオン-電子結合定数を制約する新しい方法を提示します。初期質量、ヘリウム存在量、および金属量を変化させる116,250モデルのグリッドを使用し、機械学習エミュレーターをトレーニングして、これらのパラメーターの関数として$M_I$を予測します。~当社のエミュレーターにより、アクシオン-電子結合$\alpha_{26}$は恒星パラメータと同時に変化します。恒星の不確実性と縮退が説明されると、$\alpha_{26}<2$の領域は経験的なTRGBキャリブレーションによって除外されないことがわかります。~私たちの研究により、現在除外されていると考えられているパラメーター空間の大きな領域が開かれました。~$\alpha_{26}=2$は、この調査で考慮されるパラメーター空間の上限であり、$\alpha_{26}$のより大きな値も制約されていない可能性があります。新しい物理学の他の天体物理プローブを再評価します。
重力相互作用のより小さな質量スケールによる重力の多次元修正が考慮されます。仮想ブラックホールとの相互作用を介して暗黒物質粒子が崩壊する可能性があるという仮定により、安定しています。このようなプロセスの減衰率が推定されます。パラメータを適切に固定することで、これらの超大質量粒子の崩壊が、特に、Greisen-Zatsepin-Kuzmin限界付近で、高エネルギー宇宙線のフラックスに顕著な寄与を与えることができることが示されています。このような粒子は、既存の巨大な水中または角氷検出器で観測された非常に高いエネルギーのニュートリノを作成することもできます。
| Title |
Nonparametric_model_for_the_equations_of_state_of_neutron_star_from_deep_neural_network |
| Authors |
Wenjie_Zhou,_Jinniu_Hu,_Ying_Zhang,_Hong_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03323 |
コアに高密度の物質が含まれる中性子星(NS)の状態方程式(EOS)を理解することは非常に興味深いことです。ただし、NSのEOSの理論的予測には大きな不確実性があります。理論的予測における系統誤差を考慮し、同時にそれらを最良の推測として使用するのに十分な柔軟性を備えた新しいフレームワークを開発することは有用です。ディープニューラルネットワークを使用して、現在利用可能なデータを使用してNSのEOSのノンパラメトリックフィットを実行します。このフレームワークでは、ガウスプロセスを適用してEOSと、物理ソリューションを閉じるために必要なトレーニングセットデータを表します。私たちのモデルは、NSの真のEOSが相対論的平均場モデル予測の摂動であるという仮定の下で構築されています。大質量中性子星、NICER、および連星中性子星の重力波からの最新の制約を満たすことができる2つの異なるサンプルデータセットを使用して、NSのEOSを適合させます。私たちの仮定を考えると、中性子星の最大質量は$2.38^{+0.15}_{-0.13}M_\odot$または$2.41^{+0.15}_{-0.14}$であり、2つの信頼水準$95\%$であることがわかります。さまざまなサンプルデータセット。これは、$1.4M_\odot$半径が$12.31^{+0.29}_{-0.31}$kmまたは$12.30^{+0.35}_{-0.37}$kmであることを意味します。これらの結果は、同様の事前確率を使用した以前の研究の結果と一致しています。ノンパラメトリックモデルを使用してNSのEOSの回復を示しました。
TeV エネルギーでの ALP ウィグルの検出
アクシオンとアクシオン様粒子(ALP)は、2光子結合によって特徴付けられます。これは、光子が磁場を介して伝播するときに、いわゆる光子ALP振動を伴います。これらの振動は、天体物理源からの高エネルギー光子のエネルギースペクトルに特徴的な特徴をもたらし、ALPの存在を調べることができます。特に、光子ALP振動は、光子スペクトルにエネルギー依存の振動機能、つまり「ALPウィグル」を誘発します。離散パワースペクトルを使用してALPウィグルを検索し、モデルに依存しない統計テストを提示することを提案します。例としてPKS2155-304を使用することにより、この方法がALPウィグルの実験感度を大幅に改善する可能性があることを示します。さらに、これらの感度が磁場のモデリングにどのように依存するかについて説明します。現実的な磁場モデルを使用すると、宇宙分散が大きくなるため、単純化されたモデルを使用する場合と比較して、検出の見通しが大幅に向上することがわかります。
LISA Pathfinder での傾きと長さのカップリング: 解析モデリング
傾きと長さのカップリングは、後処理で減算する前に、LISAPathfinderで20～200mHzの制限ノイズ源でした。減算プロセスによるセンシングノイズのデータへの追加を防ぐために、この戦略の成功は、テストマスアラインメントによる以前の直接ノイズ低減に依存していました。LISAパスファインダーの試験質量の設定値に対する傾斜と長さのカップリングのレベルの正確な依存関係は、ミッションが終了するまで理解されませんでした。ここでは、再調整による結合ノイズの変化を説明する分析的な傾きと長さの結合モデルを初めて提示します。さまざまなメカニズム、つまりレバーアームとピストンの効果、および透過コンポーネントによるカップリングと、それらが完全なカップリングにどのように寄与するかについて報告します。さらに、LISAPathfinderで結合を説明するには、純粋な幾何学的モデルでは不十分であることを示します。したがって、非幾何学的な傾きから長さへのノイズの寄与もモデル化します。完全なモデルの結果の結合係数について、既知の個々のエラーソースに基づいて、予想されるエラーバーを計算します。また、数値シミュレーションに対して解析モデルを検証しました。このノイズの詳細な調査と完全な理解は、傾斜と長さのカップリングに関するLISAパスファインダーデータの分析を成功させるための基礎となります。
高エネルギー天体物理ニュートリノのフレーバー依存長距離相互作用に関する現在および将来の制約
| Title |
Present_and_future_constraints_on_flavor-dependent_long-range_interactions_of_high-energy_astrophysical_neutrinos |
| Authors |
Sanjib_Kumar_Agarwalla,_Mauricio_Bustamante,_Sudipta_Das,_Ashish_Narang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03675 |
フレーバーに依存する新しいニュートリノ相互作用の発見は、標準モデルを超えた物理学の説得力のある証拠を提供するでしょう。異常のない、ゲージされた、アーベルのレプトン数の対称性、特に$L_e-L_\mu$、$L_e-L_\tau$、および$L_\mu-L_\tau$によって生成される相互作用に焦点を当てます。ニュートリノフレーバー振動に影響を与える可能性のある、電子と中性子を源とする新しい物質ポテンシャル。TeV-PeVエネルギー、つまり$\nu_e$の割合、$\nu_\mu$、フラックス中の$\nu_\tau$。これらの新しい相互作用のメディエーターは超軽量で、$10^{-10}$eVよりも軽いと考えられているため、相互作用の範囲はkmからGpcまでと非常に長く、天体やこの新しい可能性に貢献する宇宙論的物質分布。高エネルギーニュートリノ望遠鏡と振動実験の現在および将来の感度を活用して、これらの相互作用の結合強度に課せられる制約を推定します。今日すでに、IceCubeニュートリノ望遠鏡は、フレーバーに依存する長距離相互作用を既存の制約よりも大幅に制約する可能性を示しており、さらなる分析の動機となっています。また、IceCube-Gen2、Baikal-GVD、KM3NeT、P-ONE、TAMBOなどの次世代ニュートリノ望遠鏡による感度の向上も見積もっています。
