重力と非最小結合した波状ベクトル暗黒物質の現象論
波状ベクトル暗黒物質における重力への非最小カップリングの3つの天体物理的/宇宙論的帰結を研究します。非相対論的極限では、最小質量次元との非最小結合は、ベクトルソリトンの質量と半径の関係、構造形成中の線形摂動の成長、および重力波(GW)の速度に影響を与える効果的な自己相互作用をもたらします。大規模な摂動での冷たい暗黒物質の成功とGW速度の現在の制限に基づいて、暗黒物質の質量と非最小結合強度を$|\xi_1|の範囲内に制限します。/m^2\ll10^{50}\mathrm{eV^{-2}}$と$-3\times10^{46}\mathrm{eV^{-2}}\lesssim\xi_2/m^2\lesssim8\times10^{48}\mathrm{eV^{-2}}$.
中国の宇宙ステーション調査望遠鏡における弱いレンズ効果測定のクロマティック点広がり関数
| Title |
The_chromatic_Point_Spread_Function_of_weak_lensing_measurement_in_Chinese_Space_Station_survey_Telescope |
| Authors |
Q._Y._Liu,_X._Z._Er,_Z._H._Fan,_D._Z._Liu,_G._L._Li,_C._L._Wei,_Z._Ban,_X._B._Li,_D._Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03976 |
弱い重力レンズ効果は、現代の宇宙論における強力なツールです。弱いレンズ信号を正確に測定するには、系統的バイアスを小さなレベルに制御する必要があります。最も困難な問題の1つは、銀河の形状に対する点広がり関数(PSF)の不鮮明な効果を修正する方法です。広帯域観測用のPSFの色度は、新しい微妙な効果につながる可能性があります。PSFは波長に依存し、星と銀河の間のスペクトルエネルギー分布が異なるため、星の画像から測定された有効なPSFは、銀河を汚すものとは異なります。このような偏りを色偏りと呼びます。シミュレートされたPSFから中国宇宙ステーション調査望遠鏡の光学バンドでそれを推定し、銀河の色と赤方偏移への依存性を示します。さらに、銀河画像全体のスペクトルの空間的変動により、別の高次バイアスである色勾配バイアスが存在します。私たちの結果は、カラーバイアスとカラーグラデーションバイアスの両方がCSSTで一般的に$0.1$パーセント未満であることを示しています。小さいサイズの銀河に限り、CSSTデータを使用した弱レンズ解析では、色勾配バイアスに注意する必要があります。
マルチトレーサ パワー スペクトルとバイスペクトル: 形式主義
| Title |
Multi-tracer_power_spectra_and_bispectra:_Formalism |
| Authors |
Dionysios_Karagiannis,_Roy_Maartens,_Jos\'e_Fonseca,_Stefano_Camera,_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04028 |
ダークマタートレーサーのパワースペクトルとバイスペクトルは、宇宙の鍵となる補完的なプローブです。次世代のサーベイは、バイスペクトルの優れた測定値を提供し、パワースペクトルとバイスペクトルの組み合わせから、宇宙論的制約の改善とパラメーターの縮退の解消への扉を開きます。マルチトレーサーパワースペクトルは、宇宙分散を抑制し、迷惑なパラメーターと系統の影響を軽減するために使用されています。次世代調査データに適用できるバイスペクトルマルチトレーサー形式を提示します。次に、単純なフィッシャー分析を実行して、バイスペクトルマルチトレーサーから得られると予想される原始非ガウス性の改善された精度を定性的に示します。さらに、2つのトレーサーのバイアスと数密度の違いに対する、マルチトレーサーパワースペクトルとマルチトレーサーバイスペクトルからの条件付きエラーのパラメトリック依存性を調査します。私たちの結果は、最適な制約は、数密度の比、線形バイアス間の差、二次バイアス間の差、および各トレーサーの積$b_1\,b_\Phi$間の差を最大化することから生じることを示唆しています。ここで、$b_\Phi$は原始ポテンシャルのバイアスです。
ボイド表面で観測された銀河スピンの遷移
線形理論では、周囲の物質分布との最初の潮汐相互作用に由来する銀河の角運動量ベクトルは、銀河の質量に関係なく、本質的に最大物質圧縮の方向と垂直に整列します。ただし、シミュレーションでは、銀河のスピンは、特定のしきい値よりも低い質量範囲で平行な配列を示します。これは、赤方偏移、ウェブの種類、および背景の宇宙論に依存します。スローンデジタルスカイサーベイから観測された渦状銀河の観測された3次元スピンは、しきい値ゾーン$9.51\le\log(M_{\star}/h^{-1}\,M_{\odot})\le10.03$.スピン遷移がないという帰無仮説は、Kolmogorov-Smirnov検定によって99.9%の信頼水準で棄却されます。この研究は、宇宙ウェブの非フィラメント構造に関して、実際の銀河の質量に依存するスピン遷移の発生に関する最初の直接的な観測証拠を提示し、初期宇宙の初期条件を測定することによって制約する方法を開きます。スピン遷移閾値。
修正重力を制約する強力なツールとしての大規模構造のミンコフスキー汎関数
| Title |
Minkowski_Functionals_of_the_Large-Scale_Structure_as_a_Powerful_Tool_to_Constrain_the_Modified_Gravity |
| Authors |
Aoxiang_Jiang,_Wei_Liu,_Baojiu_Li,_Cristian_Barrera-Hinojosa,_Yufei_Zhang_and_Wenjuan_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04520 |
重力の法則の変更は、大規模な構造、特に非線形および準線形スケールに痕跡を残す可能性があります。この作業では、大規模構造の形態情報を完全にカプセル化する4つのミンコフスキー汎関数(MF)が、修正重力(MG)を制約するための強力なツールであることを提案します。N体シミュレーションの助けを借りて、フィッシャー行列法によってHu-Sawicki$f(R)$重力モデルに対するMFの制約力を定量化します。有限シミュレーションボリュームからの宇宙分散について説明します。さまざまな平滑化スケールとさまざまな赤方偏移で暗黒物質の密度場からMFを測定することにより、これらの状況でMFからどれだけの情報を抽出できるかを体系的に評価し、それらを組み合わせて制約を改善しようとします。さらに、バイアストレーサー(ダークマターハロー)を使用した場合に、大規模構造(LSS)のMFに刻印されるMGシグネチャを調べます。そして、第五の力への反応が問題とは異なることを見つけます。また、LSSのバイアストレーサーを使用した場合に、変更された重力パラメーターの制約がどのように変化するかも調べます。LSSのMFは、近い将来、修正重力に対する厳しい制約を提供できると期待しています。
LOFAR スカイ V のプランク クラスター。 LoTSS-DR2: 低周波での質量 - 電波ハロー パワー相関
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky_V._LoTSS-DR2:_Mass_-_radio_halo_power_correlation_at_low_frequency |
| Authors |
V._Cuciti,_R._Cassano,_M._Sereno,_G._Brunetti,_A._Botteon,_T._W._Shimwell,_L._Bruno,_F._Gastaldello,_M._Rossetti,_X._Zhang,_A._Simionescu,_M._Br\"uggen,_R._J._van_Weeren,_A._Jones,_H._Akamatsu,_A._Bonafede,_F._De_Gasperin,_G._Di_Gennaro,_T._Pasini,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04564 |
多くの銀河団は、磁場と相対論的電子が銀河団内媒質(ICM)と混合されていることを示す、電波暈の形で散在する銀河団規模の放射を示します。電波ハローの起源は、星団の合体中に生成される乱気流に関連しているという一般的な合意があります。電波帯域の銀河団の大規模なサンプルの統計的研究は、電波暈の特性とホスト銀河団の質量およびダイナミクスとの間の関係を明らかにする可能性を秘めています。以前の研究は大規模なクラスターに限定され、少数の電波ハローに基づいていました。このホワイトペーパーの目的は、電波ハローの電波出力とホストクラスターの質量との間のスケーリング関係を、低周波数で、さらにクラスターの質量を下げることで調査することです。LOFAR2メートルスカイサーベイの2番目のデータリリースでカバーされている5634平方度内にあるPlanckSunyaevZel'dovichソースの2番目のカタログからクラスターを分析しました。ホストクラスターの電波強度と質量との相関関係を導き出し、その相関関係から電波ハローのないクラスターの分布を調べた。X線観測を使用して、クラスターの動的状態を分類し、電波ハローの力に対するその役割を調査します。150MHzでの電波ハローの電力と、3e14Msunまでのホストクラスターの質量との間に相関関係があることを発見しました。この相関には大きなばらつきがあり、その一部はホストクラスターのさまざまな動的状態に起因する可能性があります。2つの統計テストを使用して、質量-無線電力図における無線ハローの有無(上限)のあるクラスターの分布は、単一の相関と互換性がなく、上限より下で均一に分布しているクラスターとも互換性がないことを示しました。相関によって構成されるエンベロープ。
| Title |
Reconstruction_of_the_dark_energy_scalar_field_potential_by_Gaussian_process |
| Authors |
Jing_Niu,_Yu_Chen,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04752 |
暗黒エネルギーが宇宙の加速に関与していると考えられています。この論文では、ガウス過程解析を通じてハッブルパラメーターH(z)を使用して暗エネルギースカラー場ポテンシャル$V(\phi)$を再構築します。私たちの目標は、さまざまなH(z)データセットと事前分布を使用してダークエネルギーを調査することです。事前確率の選択は、再構築された$V(\phi)$にほとんど影響を与えませんが、H(z)データセットの選択は大きな影響を与えることがわかりました。私たちの結果は、宇宙クロノメーター(CC)と比較して、観測H(z)データ(OHD)が$V(\phi)$の再構築においてより良い結果を生み出すことを示しています。さらに、H(z)データをシミュレートして、再構成された$V(\phi)$の精度に対するデータポイント数の増加の影響を測定します。H(z)データポイントの数を2倍にすると、再構成された$V(\phi)$の精度が5$\%$から30$\%$向上することがわかりました。
強過冷却一次相転移における原始ブラックホール(PBH)の形成を研究します。このメカニズムは、このエネルギーがすでに放射線に変換されている周囲よりも、宇宙の膨張に伴ってゆっくりとスケーリングする偽の真空によって支配される残骸の存在に基づいています。フープ予想を使用して崩壊を推定し、地平線に入るとすぐに崩壊する領域と、コンパクトさが成長するにつれて崩壊するサブ地平線領域の両方を考慮することにより、偽の真空と気泡壁からの寄与を含むこれらの残骸からのPBH形成を計算します.指数関数的なバブル核生成速度$\Gamma\proptoe^{\betat}$に対して、始原ブラックホールの形成は$\beta/H\gtrsim3.8$を意味することを示します。偽真空の位置エネルギーは$\DeltaV\lesssim(10^{12}{\rmGeV})^4$であり、そうでなければ長寿命のPBHが大量に形成されます。$\beta/H\simeq3.8$および$10^5{\rmGeV}\lesssim\DeltaV^{1/4}\lesssim10^8{\rmGeV}$.最後に、PBHの存在量が主に真の真空気泡の平均半径によって決定されることを示す、指数関数的核生成速度に対する2次補正の影響も考慮します。
JWST/MIRIによるフォーマルハウト内円盤の空間分解画像
| Title |
Spatially_resolved_imaging_of_the_inner_Fomalhaut_disk_using_JWST/MIRI |
| Authors |
Andras_Gaspar,_Schuyler_Grace_Wolff,_George_H._Rieke,_Jarron_M._Leisenring,_Jane_Morrison,_Kate_Y._L._Su,_Kimberly_Ward-Duong,_Jonathan_Aguilar,_Marie_Ygouf,_Charles_Beichman,_Jorge_Llop-Sayson,_Geoffrey_Bryden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03789 |
他の星の周りの惑星破片円盤は、太陽系の小惑星帯とカイパーベルトに類似しています。それらの構造は、小さな天体の構成を明らかにし、惑星の存在のヒントを提供します。近くの恒星フォーマルハウトには、HST、スピッツァー、ハーシェル、およびアルマによって解決された、最も顕著な破片円盤の1つがあります。JWST/MIRIを使用した中赤外波長でのこのシステムの画像は、狭いカイパーベルトアナログの外輪を示すだけでなく、（1）間接的な証拠から小惑星アナログ構造であると考えられていたものが代わりに広く、広がっていることも示しています外側のシステムに外側に。(2)中間のベルトがあり、おそらく目に見えない惑星によって導かれています。新たに発見されたベルトは、〜78auに位置する内側のギャップによって境界が定められており、外側のベルトに対してずれています。以前に知られている衝突によって生成された塵の雲であるフォーマルハウトbは、このベルトから発生した可能性があり、そこでの動的攪拌と衝突率の増加を示唆しています。また、外側のリング内に大きな塵の雲が発見されました。これは、別の塵を生成する衝突の証拠である可能性があります。これまでの観測結果と合わせると、フォーマルハウトは複雑で動的に活動している可能性のある惑星系の場所であると思われます。
おうし座星形成領域のコンパクトディスクの下部構造
| Title |
Substructures_in_Compact_Disks_of_the_Taurus_Star-forming_Region |
| Authors |
Shangjia_Zhang,_Matt_Kalscheur,_Feng_Long,_Ke_Zhang,_Deryl_E._Long,_Edwin_A._Bergin,_Zhaohuan_Zhu,_Leon_Trapman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03862 |
原始惑星系円盤の下部構造の観測は、惑星形成の場所である可能性が高いコンパクトディスクの豊富な人口を除いて、主に最も明るく最大の円盤に限定されてきました。ここでは、おうし座の星形成領域にある12個のコンパクトな原始惑星系円盤の0.1インチ、1.33mmのALMA連続体観測を再分析します。可視性を直接フィッティングすることにより、12個のコンパクトディスクのうち6個の部分構造を識別します。次に、単一星系の24個の円盤の完全なおうし座サンプルとALMADSHARP調査で特定された下部構造を比較し、コンパクト(R_eff,90%<50au)と拡張(R_eff,90%>50au)の円盤ソースを区別します。小さいディスクと大きいディスクの両方で、ほぼすべての半径で部分構造が検出されることがわかります。暫定的に、R_eff,90%が30から90auの間の中間サイズのディスクでは、より少ない広いギャップが見つかります。一連の惑星と円盤の相互作用シミュレーションを実行して、可視性フィッティングアプローチの感度を制限します。惑星と円盤の相互作用を仮定して、ギャップ幅と共通の円盤パラメーターを使用して、おうし座サンプル内の潜在的な惑星質量を計算します。若い惑星の出現率は、DSHARPサンプルと同様に、海王星質量の近くでピークに達することがわかります。0.01$M_J/M_\odot$$\lesssim$$M_p/M_*$$\lesssim$0.1$M_J/M_\odot$の場合、レートは17.4$\pm$8.3%です。0.1$M_J/M_\odot$$\lesssim$$M_p/M_*$$\lesssim$1$M_J/M_\odot$の場合、27.8$\pm$8.3%です。どちらもマイクロレンズ調査と一致しています。質量が5$M_J$を超える巨大ガス惑星の発生率は4.2$\pm$4.2%であり、直接画像調査と一致しています。
$\delta$ Scuti/$\gamma$ Doradus 混成パルセータ HD 31221 の TESS 光度曲線における準恒星伴星の発見
| Title |
Discovery_of_a_substellar_companion_in_the_TESS_light_curve_of_the_$\delta$_Scuti/$\gamma$_Doradus_hybrid_pulsator_HD_31221 |
| Authors |
Sz._K\'alm\'an,_A._Derekas,_Sz._Csizmadia,_Gy._M._Szab\'o,_V._Heged\H{u}s,_A._M._S._Smith,_J._Kov\'acs,_C._Ziegler,_A._P\'al,_R._Szab\'o,_H._Parviainen,_F._Murgas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04000 |
$\delta$のScuti型星に近接した準恒星伴星は、惑星質量天体が恒星の脈動にどのように影響するかを調べるのに非常に適したテストベッドを提供します。HD31221bの質量を制限し、その大気を調査し、それがそのホストであるHD31221の脈動パターンにどのように影響するかを実証することを目指しています。短いケイデンスのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)から入手可能なデータを利用しました。観測された9つのトランジットと、ドップラービーム、楕円体変動、反射効果などの位相ずれ変動をモデル化しました。また、スペインのテイデ天文台にある1.52mTelescopioCarlosSanchezに設置されたMuSCAT2イメージャーからの地上測光も取り入れました。HD31221bの軌道周期は$4.66631\pm0.00011$日、半径$1.32\pm0.14$R$_J$、質量$11.5\pm10.3$M$_J$(楕円体効果による)であることがわかりました。、褐色矮星または巨大な惑星のいずれかと一致しています。HD31221は急速な回転体であるため($v\sinI_\star=175.31\pm1.74$kms$^{-1}$)、スピン軌道のずれは$\lambda=-121.6\pm14.4であると推定されました。^\circ$と$I_\star=55.9\pm11.3^\circ$.位相曲線は反射効果によって支配されており、幾何学的アルベドは$1.58\pm0.50$です。また、HD31221が$\delta$Scuti/$\gamma$Doradusハイブリッドパルセータであるという証拠も発見しました。$3$rd、$85$th、$221$stの軌道高調波が星のフーリエスペクトルのピークとほぼ正確に一致する3つのケースがあり、潮汐摂動による星の振動を示唆しています。HD31221bは、HAT-P-2とWASP-33に続いて、そのホストの脈動を妨害していることが判明した3番目のサブステラーオブジェクトです。CHEOPSおよび/またはPLATOによる追加の測光観測を使用して、その質量をさらに制限し、その大気のより詳細な分析を提供できます。
原始惑星系円盤に埋め込まれた巨大惑星による三次元塵の攪拌
| Title |
Three-Dimensional_Dust_Stirring_by_a_Giant_Planet_Embedded_in_a_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Fabian_Binkert,_Judit_Szul\'agyi_and_Til_Birnstiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04549 |
ガス状の原始惑星系円盤に埋め込まれた固体粒子の運動は、乱流のゆらぎの影響を受けます。その結果、中程度から弱く結合した固体のダイナミクスは、気体のダイナミクスとは明らかに異なる場合があります。さらに、埋め込まれた惑星からの重力摂動は、固体のダイナミクスにさらに影響を与える可能性があります。この作業では、原始惑星系円盤における乱流変動と惑星ダストの攪拌が、三次元ダストの形態と合成アルマ連続体観測に及ぼす複合効果を調査します。木星質量惑星の重力摂動を明示的にモデル化する3D放射2流体(ガス+1mmダスト)流体力学シミュレーションを実行します。ダストの乱流輸送を捉えるために、圧力のないダスト流体に乱流圧力を導入する新しい運動量保存乱流拡散モデルを導出しました。このモデルは、軌道振動の影響を暗黙のうちに捉え、理論的に予測された垂直沈降拡散平衡を再現します。木星質量の惑星が、空間内で大きく変化するmmサイズの塵の中で、明確で大規模な3次元の流れ構造を生成することを発見しました。効果的な垂直方向の拡散率(同等のアルファ)を局所的に測定することでこれらの効果を定量化し、範囲$\delta_\mathrm{eff}\sim5\cdot10^{-3}-2\cdot10^{-2の方位角平均値を見つけます。}$および$\delta_\mathrm{eff}\sim3\cdot10^{-1}$までの値でのローカルピーク。傾斜円盤の合成ALMA連続体観測では、特に円盤の端で乱流拡散の効果が観測可能であり、エッジオン観測で惑星の塵の攪拌の効果が見られます。
ALMA で観測された 46P/Wirtanen 彗星のコマと核からのガス源
| Title |
Gas_Sources_from_the_Coma_and_Nucleus_of_Comet_46P/Wirtanen_Observed_Using_ALMA |
| Authors |
M._A._Cordiner,_N._X._Roth,_S._N._Milam,_G._Villanueva,_D._Bockelee-Morvan,_A._J._Remijan,_S._B._Charnley,_N._Biver,_D._C._Lis,_C._Qi,_B._Bonev,_J._Crovisier,_and_J._Boissier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04822 |
彗星大気(comae)内の気相分子は、主に(1)核によるガス放出、(2)核近傍コマにおける氷粒子の昇華、および(3)コマ(光)化学プロセスに由来します。ただし、電波波長で観測された彗星ガスの大部分はまだマッピングされていないため、その生成/放出メカニズムは不明なままです。ここでは、2018年12月に彗星が地球に異常に接近した(~0.1天文単位)際に、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)を使用して得られた、彗星46P/Wirtanenに向かう6つの分子種の観測結果を提示します。HCN、CH$の干渉マップ_3$OH、CH$_3$CN、H$_2$CO、CS、およびHNCは、前例のない最大25kmの天空投影空間分解能で取得され、これらの分子の原子核およびコマ源を正確に定量化することができました。HCN、CH$_3$OHおよびCH$_3$CNの空間分布は、観測されたCH$_3$のかなりの割合(~50%)で、核から(または核に非常に近い)直接ガス放出による生成と一致しています。原子核近コマにおける氷粒子の昇華に由来するOH。一方、H$_2$CO、CS、およびHNCは、主に分布したコマ源に由来します。46PのHCN、CH$_3$OH、およびHNCの存在量は、以前に彗星で観測された平均値と一致していますが、H$_2$CO、CH$_3$CN、およびCSの存在量は比較的低くなっています。
野蛮な小惑星のますます奇妙な偏光挙動
| Title |
The_Increasingly_Strange_Polarimetric_Behavior_of_the_Barbarian_Asteroids |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_Maxime_Devogele,_Isabella_Macias,_Joahan_Castaneda_Jaimes,_Alberto_Cellino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04880 |
偏光位相曲線の測定は、測光法や分光法からのものを補完する小惑星の表面特性に関する独自の制約を提供し、非常に異常な表面を持つオブジェクトのクラスとして「バーバリアン」小惑星の識別につながっています。パロマーヘイル望遠鏡のWIRC+Pol装置で得られた6つの野蛮な小惑星の新しい近赤外線偏光観測を提示します。これらのオブジェクトの可視から近赤外への偏光挙動の劇的な変化を発見しました。これには、表面物質の屈折率に関連する偏光反転角度の変化が含まれます。私たちの観測は、C複合小惑星により密接に関連するダークマトリックス材料に埋め込まれた小さな光学サイズスケールを備えた、高アルベド、高屈折率の介在物からなる2相の表面組成をサポートしています。これらの結果は、野蛮人がCAIの直後に形成された原始的な体の集団の残骸であるという解釈と一致しています.近赤外偏光測定は、小惑星表面の構成粒子の直接テストを提供します。
次の数千年の危険なkmサイズのNEO
| Title |
The_hazardous_km-sized_NEOs_of_the_next_thousands_of_years |
| Authors |
Oscar_Fuentes-Mu\~noz,_Daniel_J._Scheeres,_Davide_Farnocchia,_Ryan_S._Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04896 |
kmサイズの近地球天体(NEO)のカタログはほぼ完成しています。典型的な影響監視分析では、今後100年間に発生する可能性のある影響を検索しますが、その時間間隔で影響の脅威を表すkmサイズのオブジェクトはありません。軌道の不確実性が高まるため、より長い時間スケールで衝突リスクを評価することは困難です。この制限を克服するために、最小軌道交差距離(MOID)の進化を分析します。これは、小惑星と地球の間の可能な限り最も近い遭遇を制限します。MOIDの進化は、より長い期間地球の近くにあるNEOを浮き彫りにし、これらの期間中の深部地球遭遇の確率を推定する方法を提案します。この測定基準は、長期的な影響の危険性の観点からkmサイズのカタログをランク付けして、追加の観測と調査のために潜在的に関心のあるターゲットを特定するために使用されます。
私は、太陽系外惑星が起源のシナリオをテストするために使用できることを示します。起源のシナリオは、特定の初期条件から始まり、化学反応のネットワークを介して進行し、成功した場合、初期条件よりも生物系に近い化学をもたらします。系外惑星環境を適用して、起源シナリオのこれら3つの側面のそれぞれをテストできます。UV駆動のシアノスルフィドシナリオに適用できるテストと、これらのテストの一部を適用することで、このシナリオの特定のバージョンがすでにどのように改ざんされているかを示します。初期条件のテストにより、特定の反応物が他の反応物に置き換えられ、シアノスルフィドシナリオの根底にある化学ネットワーク全体に影響が及びました。シナリオが引き起こす一連の反応は、宇宙における生命の遍在性に関する予測された上限を提供し、それには改善の余地が十分にあります。さまざまな環境での実験の結果は、将来観察される分布と比較できるバイオシグネチャ検出の予測分布の一部です。
明るい初期型M型矮星GJ 1018（TOI-244）を通過する異常に低密度のスーパーアース
| Title |
An_unusually_low-density_super-Earth_transiting_the_bright_early-type_M-dwarf_GJ_1018_(TOI-244) |
| Authors |
A._Castro-Gonz\'alez,_O.D.S._Demangeon,_J._Lillo-Box,_C._Lovis,_B._Lavie,_V._Adibekyan,_L._Acu\~na,_M._Deleuil,_A._Aguichine,_M._R._Zapatero_Osorio,_H._M._Tabernero,_J._Davoult,_Y._Alibert,_N._Santos,_S._G._Sousa,_A._Antoniadis-Karnavas,_F._Borsa,_J._N._Winn,_C._Allende_Prieto,_P._Figueira,_J._M._Jenkins,_A._Sozzetti,_M._Damasso,_A._M._Silva,_N._Astudillo-Defru,_S._C._C._Barros,_X._Bonfils,_S._Cristiani,_P._Di_Marcantonio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_G._Lo_Curto,_C._J._A._P._Martins,_N._J._Nunes,_E._Palle,_F._Pepe,_S._Seager,_and_A._Su\'arez_Mascare\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04922 |
双峰半径分布の下モードに位置する小さな惑星は、一般に、地球と同様の割合で鉄とケイ酸塩で構成されていると想定されています。しかし、最近の発見により、その説明と矛盾する低密度惑星の新しいグループが明らかになりました。我々は、明るい($K$=7.97等)、近く($d$=22pc)、および初期型(M2.5V)のM矮星を周回するTESS惑星候補TOI-244.01を確認し、特徴付けようとしています。恒星GJ1018で、公転周期は7.4日です。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、ESPRESSO分光器によって取得された57の正確な動径速度測定値を、TESS測光および補完的なHARPSデータとともにモデル化しました。TOI-244bは、半径$R_{\rmp}$=1.52$\pm$0.12$\rmR_{\oplus}$、質量$M_{\rmpのスーパーアースであることがわかりました。}$=2.68$\pm$0.30$\rmM_{\oplus}$.これらの値は、密度$\rho$=4.2$\pm$1.1$\rmg\cdotcm^{-3}$に対応し、地球のような組成で予想される値よりも低くなります。大気損失プロセスは潜在的な原始水素エンベロープを除去するのに効率的だったかもしれないが、水などの平均分子量の高い揮発性物質は保持されていた可能性があることがわかりました。私たちの内部構造モデリングは、TOI-244bが1.17$\pm$0.09$\rmR_{\oplus}$固体構造上に$479^{+128}_{-96}$kmの厚さの水圏を持っていることを示唆しています。-豊富なコアと、地球のマントルと互換性のあるケイ酸塩が優勢なマントル。人口レベルでは、低密度スーパーアースの密度-金属量と密度-日射量のパラメータ空間に2つの暫定的な傾向が見られ、それらの組成を示唆している可能性があります。TOI-244bは、半径が8$\%$の精度で、質量が12$\%$の精度で、最も正確に特徴付けられたスーパーアースの1つであり、拡張された水圏が存在する可能性が高いことと合わせて、鍵となります。大気観測のターゲット。
JWST スペクトルの高赤方偏移金属量キャリブレーション: 宇宙シミュレーションにおけるライン放出からの洞察
| Title |
High-redshift_metallicity_calibrations_for_JWST_spectra:_insights_from_line_emission_in_cosmological_simulations |
| Authors |
Michaela_Hirschmann,_Stephane_Charlot_and_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03753 |
光輝線比は、観測された銀河のスペクトルからガスの金属量を推定するために伝統的に使用されています。このような推定量は主に低赤方偏移で較正されていますが、一般的に高赤方偏移の銀河を研究するために使用されており、適用可能性が疑問視される可能性があります。IllustrisTNGシミュレーションからの銀河の包括的な輝線カタログを使用して、星、活動核、衝撃による電離を含め、赤方偏移$0\geqz\geq8$での光学および紫外金属量推定量の両方のキャリブレーションを再評価します。現在の銀河については、予測された光学ラインキャリブレーションは以前に公開されたものと一致していますが、HeII$\lambda$1640/CIII]$\lambda$1908などのさまざまな紫外線ライン比を見つけて、強力な金属量診断を提供しています。固定された金属量では、主にイオン化の変化により、ほとんどの輝線比が赤方偏移とともに大きく増減すると予測されます(N2O2=[NII]$\lambda$6584/[OII]$\lambda$3727の注目すべき例外を除く)。パラメータ。R3=[OIII]$\lambda$5007/H$\beta$およびR23=([OII]$\lambda$3727+[OIII]$\lambda\lambda$4959,5007)/H$\beta$の予測依存性は、R2=[OII]$\lambda$3727/H$\beta$とO32=[OIII]$\lambda$5007/[OII]$\lambda$3727で、$z=4の銀河のO存在量はわずかに小さい-8$は、JWSTで観測された14の銀河のT$_e$ベースの測定値と非常によく一致しています。この成功により、将来の高赤方偏移分光調査の解釈を導くために、z$>$4の銀河用に特別に設計された光学的および紫外金属量推定量の新しいキャリブレーションを提供することができます。さらに、高赤方偏移銀河に古典的なz=0キャリブレーションを適用すると、Oアバンダンス推定値が最大1dex下方にバイアスされる可能性があり、質量と金属量の関係が実際のものよりも強力に進化するという結論につながることを示しています。
NGC 2992 の活発な降着円盤 III.急速な超高速アウトフローの変動性の暫定的な証拠
| Title |
The_lively_accretion_disc_in_NGC_2992._III._Tentative_evidence_of_rapid_Ultra_Fast_Outflow_variability |
| Authors |
Alfredo_Luminari,_Andrea_Marinucci,_Stefano_Bianchi,_Barbara_de_Marco,_Chiara_Feruglio,_Giorgio_Matt,_Riccardo_Middei,_Emanuele_Nardini,_Enrico_Piconcelli,_Simonetta_Puccetti,_Francesco_Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03754 |
セイファート銀河NGC2992の2019XMM-Newton+NuSTARモニタリングキャンペーンについて報告します。X線で最も高いフラックスレベルの1つで観測されました。2つのXMM-ニュートン軌道の時間平均スペクトルは、$>3\sigma$の有意性を持つ9keVを超える超高速アウトフロー(UFO)吸収構造を示しています。$\sim$5ks時間スケールでの時間発展の詳細な調査により、モンテカルロシミュレーションによって推定された、50個のXMM-Newtonセグメントのうち8個の信頼レベル$>$95%(2$\sigma$)でのUFO吸収線が明らかになりました.5シュヴァルツシルト半径$r_S$の長さスケールに対応する風の変動を観察します。新しいWindintheIonizedNuclearEnvironment(WINE)モデルを採用して、流出ガス速度($v=0.21-0.45c$)、柱密度($N_H=4-8\cdot10^{24}cm^{-2}$)および電離状態($\log(\xi_0/erg\cm\s^{-1})=3.7-4.7$)、幾何学的および特殊相対論補正を考慮。これらのパラメーターは、瞬間的な質量流出率$\dot{M}_{out}\simeq0.3-0.8M_{\odot}yr^{-1}$を導き、関連する流出運動量率$\dot{p}_{out}\simeq20-90L_{Bol}/c$と運動エネルギー率$\dot{E}_K\simeq2-25L_{Bol}$.我々は、風負荷サイクル$\approx$12%と総機械力$\approx$AGN放射光度の2倍を見積もっています。特に、風の発射半径と密度の推定値$\approx5r_S,10^{11}{cm}^{-3}$も提供します。
EAGLE シミュレーションでのラム圧力ストリッピング
| Title |
Ram_pressure_stripping_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Andrea_Kulier,_Bianca_Poggianti,_Stephanie_Tonnesen,_Rory_Smith,_Alessandro_Ignesti,_Nina_Akerman,_Antonino_Marasco,_Benedetta_Vulcani,_Alessia_Moretti,_and_Anna_Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03758 |
衛星銀河のラム圧ストリッピングは、銀河団のいたるところにあるプロセスであると考えられており、観測数の増加により、衛星がストリッピングのさまざまな段階にあることが明らかになりました。ただし、個々の銀河の運命を決定するために、シミュレーションまたは分析モデルからの予測に目を向けます。シミュレーションと分析モデルの予測が一致するかどうか、また不一致の原因はよくわかっていません。ここでは、参照用のEAGLE流体力学宇宙論シミュレーションで銀河ガスのラム圧力ストリッピングを調査し、その結果を解析モデルからの予測と比較します。恒星質量$M_{*}>10^{9}\mathrm{M_{\odot}}$と初期結合ガス質量$M_{\mathrm{gas}}>10^{9}を持つ銀河の進化を追跡します$z=0.27$と$の間の銀河団($M_{\mathrm{200c}}>10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$)に分類される\mathrm{M_{\odot}}$z=0$。各銀河を中性ガス円盤とホットイオン化ガスハローに分割し、シミュレーションでの剥ぎ取られたガス部分の進化を、2つのガス相の解析定式化によって予測されたものと比較します。重力と空間的に均一なラム圧力の複合効果の下でのガス粒子。シミュレーションからの解析モデルの偏差は、主に相反する効果の結果であることがわかります。星のフィードバックによるラム圧ストリッピングの強化と、銀河ガスの圧縮によるストリッピングの抑制です。
空を横切るWISEが選択したデュアルおよびオフセットAGNのセンサス：曖昧なAGNの合併駆動トリガーに対する新しい制約
| Title |
A_Census_of_WISE-selected_Dual_and_Offset_AGN_Across_the_Sky:_New_Constraints_on_Merger-Driven_Triggering_of_Obscured_AGN |
| Authors |
R._Scott_Barrows,_Julia_M._Comerford,_Daniel_Stern,_Roberto_J._Assef |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03760 |
活動銀河核(AGN)をホストする銀河のペアは、個々のAGNを解決し、広範囲の物理的分離にわたって合体を追跡できるため、合体駆動型の超大質量ブラックホール(SMBH)成長の強力なプローブです。隠蔽されたAGNと隠蔽されていないAGNの両方で初めてこれを大規模に活用するために、広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)によって選択されたAGNの測光赤方偏移を使用して、空全体の確率ペア(<100kpcの間隔)を見つけます。非アクティブな銀河ペアの比較サンプルとともに。統合されたペア確率の最後のサンプルは、均一に測定されたAGNとホスト銀河の物理的特性を持つ198のAGN-AGNペア(デュアルAGN)と2767のAGN-銀河ペア(オフセットAGN)をもたらします。WISEAGNをホストする銀河ペアの割合は、オフセットAGNによって支配されており、大きなホスト恒星質量の非活動銀河の割合よりも大幅に高いことがわかります。オフセットとデュアルAGNの両方について、AGNの消滅とともにAGNの合併割合がどのように直接増加するかを示します。AGNの合体率の上昇は、銀河とSMBHの合体による共進化を示唆するホスト固有の星形成率の増加と一致します。デュアルAGNの中で、最も急速なSMBHの成長は、質量の少ない銀河内で発生する可能性があります。確率的メカニズムと比較して、合併は、特にあいまいなAGN(最大5倍)の場合、ますます小さな分離で過剰なAGNを生成し、相関トリガーによって増強されます。最後に、この超過は、AGNオブスキュレーションレベルに関係なく、光度が低い光学的に選択されたAGNよりも強いです。
天の川銀河における弱教師付き異常検出
| Title |
Weakly-Supervised_Anomaly_Detection_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Mariel_Pettee,_Sowmya_Thanvantri,_Benjamin_Nachman,_David_Shih,_Matthew_R._Buckley,_Jack_H._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03761 |
大規模な天体物理学データセットは、従来の検索では見過ごされがちな関心領域を特定するための新しい機械学習技術の機会を提供します。この目的のために、弱教師付き異常検出方法であるラベルなし分類(CWoLa)を使用して、ガイア衛星によって観測された10億を超える天の川の星の中で冷たい星の流れを特定します。CWoLaは、ラベル付きストリームを使用したり、天体物理学の原理を知らなくても動作します。代わりに、シグナルサンプルとバックグラウンドサンプルの割合が不明な混合サンプルを区別するように分類器をトレーニングします。この計算的に軽量な戦略は、シミュレートされたストリームとデータ内の既知のストリームGD-1の両方を検出できます。元々は高エネルギーコライダー物理学用に設計されたこの手法は、天体物理学だけでなく、局所的な異常の特定に関心のある他の分野にも広く適用できる可能性があります。
BANG による銀河の生体解剖: SDSS-DR17 MaNGA サーベイの自動形態運動分解
| Title |
Vivisecting_galaxies_with_BANG:_an_automated_morpho-kinematical_decomposition_of_the_SDSS-DR17_MaNGA_survey |
| Authors |
Fabio_Rigamonti,_Massimo_Dotti,_Stefano_Covino,_Francesco_Haardt,_Luca_Cortese,_Marco_Landoni,_Ludovica_Varisco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03762 |
純粋な光度測定の観点から、銀河は一般的にバルジ+ディスクシステムに分解され、バルジは分散が優勢であり、円盤は回転によって支えられています。しかし、最近の観測では、そのようなフレームワークは複雑さを過度に単純化することが実証されており、特に銀河のキネマティックを考慮する場合はそうです。これにより、銀河の形態学的特性と運動学的特性の計算速度が速く、信頼性の高い適合が可能になります。ここでは、\textsc{bang}をSDSS-MaNGAサーベイに適用し、10,000個以上のオブジェクトのバルジとディスクの両方について、質量、半径方向の拡張、ダイナミクスなどの主要なパラメーターを推定します。軌道ベースのアルゴリズムで個別に分析された銀河のより小さなサブサンプルに対して私たちの方法論をテストし、回復された星の総質量で一致を見つけました。また、確立されたスケーリング関係を再現することもでき、適切な動的モデリングがどのようにしてより緊密な相関関係をもたらし、標準的なアプローチを修正できるかを示しています。最後に、銀河を「熱い」成分と「冷たい」成分に分解するより一般的な方法を提案し、軌道ベースのアプローチと視覚的に決定された形態学的タイプとの相関関係を示します。すべての形態の銀河に、「ホット対トータル」質量比分布の予期しない尾部が存在します。これは、おそらく視覚的な形態の誤分類によるものです。
[CII] による巨大な高赤方偏移銀河の環境、磁場、およびフィードバック効果の調査
| Title |
Exploring_the_environment,_magnetic_fields,_and_feedback_effects_of_massive_high-redshift_galaxies_with_[CII] |
| Authors |
K._Kade,_K._K._Knudsen,_W._Vlemmings,_F._Stanley,_B._Gullberg,_and_S._Konig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03812 |
大規模な銀河は、高赤方偏移スターバースト銀河とクエーサーがそのような段階の例である、さまざまな変換進化段階を通じて成長すると予想されます。これらのフェーズを駆動する物理的メカニズムには、伴銀河の相互作用、活発な銀河核フィードバック、および磁場が含まれます。私たちの目的は、z=5.3のサブミリ波銀河AzTEC-3とz=4.4のレンズ付きクエーサーBRI0952-0115の物理的特性と環境を特徴付け、偏光特性に制限を設定し、両方を配置することです。銀河進化のより広い文脈。私たちは、BRI0952-0115とAzTEC-3の両方の完全偏光、サブアーク秒分解能、ALMAバンド7観測を使用し、各フィールドの伴星とともに、両方の銀河に向かう[CII]線放射を検出しました。BRI0952-0115の最新の重力レンズモデルを提示します。各ソースの赤外光度、星形成率、および[CII]線と赤外光度の比率を示します。BRI0952-0115とAzTEC-3の両方の[CII]輝線プロファイルは、幅広く複雑な形態を示しており、流出の可能性を示しています。AzTEC-3とコンパニオンソースの間の「ガスブリッジ」の証拠を提示します。ソースの単純な動的質量推定を使用して、両方のシステムが小規模または大規模な合併を受けていることを示唆しています。[CII]の分極は検出されず、理論的予測の上限を下回っています。私たちの結果は、高速の翼が検出されたことを示しており、大量の流出の可能性のある兆候を示しています。ただし、伴銀河の存在が最終的な解釈に影響を与える可能性があります。さらに、この結果は、巨大な銀河が高密度領域で形成され、相互作用によって成長するという仮説を支持する追加の証拠を提供します。最後に、研究された2つの発生源には、キロパーセックスケールの強力な秩序ある磁場が存在する可能性は低いです。
SDSS-IV MaNGA: DR15 サンプルのタイプ I および II AGN ホスト銀河における主要な合体の発生率
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_Incidence_of_Major_Mergers_in_type_I_and_II_AGN_Host_Galaxies_in_the_DR15_sample |
| Authors |
H\'ector_Hern\'andez-Toledo,_Edgar_Cortes-Su\'arez,_Jose_Antonio_V\'azquez-Mata,_Rebecca_Nevin,_Vladimir_\'Avila-Reese,_H\'ector_Ibarra-Medel_and_Alenka_Negrete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03834 |
MaNGADR15サンプルから光学的に選択された47型Iおよび236型IIのAGNにおける主要な合併の発生率とそれらの核活動の誘発への影響に関する研究を提示します。ノンパラメトリック画像予測因子($Gini$、M$_{20}$、濃度(C)、非対称性(A)、凝集性(S)、S\'ersicインデックス(n)、および形状の非対称性($A_S$))SDSS画像を使用して、線形判別分析法と組み合わせて、主要な合併と合併段階を特定しました。後処理されたSDSSおよびDESIレガシー画像で明るい潮汐の特徴を探すことで、結果を強化しました。赤方偏移で一致する非AGNサンプルの22\%$\pm$0.8\%と比較して、タイプI+IIAGNサンプルでは29\%$\pm$3\%という統計的に有意に高い主要合併の発生率が見つかりました。、星の質量、色、形態学的タイプから、合体前(23\%$\pm$6\%)よりも合体後(51\%$\pm$5\%)の方が多いことがわかります。大規模な大規模な合併におけるAGN活動のレベルは、\oiii\トレーサーを使用した他の研究で報告されているものと似ています。しかし、恒星バーをホストするAGN銀河によって同様のレベルが生成されます。これは、主要な合体が核活動の重要なプロモーターであるが、AGNトリガーの背後にある主要なメカニズムでも唯一のメカニズムでもないことを示唆しています。潮汐強度パラメーター$Q$は、合併発生率に関する結果に影響を与える可能性のある環境の違いを探すためにさまざまなスケールで検討され、有意でない違いが見つかりました。最後に、H-H$\beta$ダイアグラムは、AGNソースからのフラックスの経験的予測因子として使用でき、調査から出てくる大きなAGNサンプルの測光量を修正するのに役立ちます。
トンボ銀河の再訪 I. $z=1.92$ の超高輝度赤外線銀河における電波ホットスポットの高解像度 ALMA および VLA 観測
| Title |
Revisiting_the_Dragonfly_Galaxy_I._High-resolution_ALMA_and_VLA_Observations_of_the_Radio_Hotspots_in_a_Hyper-luminous_Infrared_Galaxy_at_$z=1.92$ |
| Authors |
Yuxing_Zhong,_Akio_K._Inoue,_Yuma_Sugahara,_Kana_Morokuma-Matsui,_Shinya_Komugi,_Hiroyuki_Kaneko,_and_Yoshinobu_Fudamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03979 |
電波の大きな活動銀河核(RLAGN)は、AGN集団の中でまれです。高解像度で高頻度の観測が欠けているため、それらの構造と進化の段階は、高赤方偏移ではよく理解されていません。この作業では、$z=にある高赤方偏移電波と超光度赤外線銀河からの電波連続体放射の$0.023インチ$解像度でのALMA237GHz連続体観測と$0.08''$解像度でのVLA44GHz連続体観測を報告します。1.92ドル。新しい観測は、4.7および8.2GHzでの以前の低解像度VLA観測によって特定された南東(SE)および北西(NW)ホットスポットを確認し、以前のすべての観測で検出されなかった無線コアを特定します。SEホットスポットは、北西ホットスポットよりも磁束密度が6倍高く、SEホットスポットにドップラーブースティング効果がある可能性があることを示唆しています。このシナリオでは、ジェットヘッドの前進速度を$\sim$0.1c～0.3cの範囲で推定します。これはやや相対論的なケースになります。2つのホットスポット間の予測される直線距離は$\sim13$kpcであり、Compact-Steep-Spectrum(CSS)ソースの直線サイズ($\leq20$kpc)が得られます。新しい\black{高周波数($\nu_\text{obs}\geq44$GHz)およびアーカイブされた低周波数観測($\nu_\text{obs}\leq8.2$GHz)}と組み合わせると、NWとSEの両方のホットスポットの注入スペクトルは、連続注入(CI)モデルに適合させることができます。CIモデルに基づくと、北西と南東のホットスポットのシンクロトロン年代は年$10^5$のオーダーであり、初期の電波AGNに関連するCSSソースで観察された年$10^3-10^5$の大きさのオーダーと一致している。進化段階。CIモデルは、ダブルホットスポットが休止期を経験したシナリオも支持しており、このRLAGNが一時的または断続的な活動をしている可能性があることを示唆しています。
超大質量ブラック ホールの供給とフィードバックの解決: サブパーセクまでの多相流
| Title |
Resolving_supermassive_black_hole_feeding_and_feedback:_multiphase_flows_down_to_sub-parsec |
| Authors |
Takuma_Izumi,_Keiichi_Wada,_Masatoshi_Imanishi,_Kouichiro_Nakanishi,_Kotaro_Kohno,_Yuki_Kudoh,_Taiki_Kawamuro,_Shunsuke_Baba,_Naoki_Matsumoto,_Yutaka_Fujita,_and_Konrad_R._W._Tristram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03993 |
質量降着は、超大質量ブラックホールの成長と中央エンジンの活性化の基本的なプロセスです。しかし、活発な銀河の中心部の約10パーセクでは、そのコンパクトさのために詳細な降着特性が観測的に確認されていません。ここで、サーキヌス銀河の活動核におけるパーセクスケール(つまり、ホスト銀河の0.01%スケール)の密な分子流入の直接検出を初めて報告します。この流入のごく一部(<3%)のみが実際のブラックホールの成長で消費されますが、大部分は多相流出によって吹き飛ばされます。高密度のガス円盤は重力的に不安定であり、降着を中央の約1パーセクまで駆動しますが、最終的なサブパーセクスケールの降着には別のプロセスが必要になります。
低解像度スペクトルから同定された窒素に富む星の多様な化学力学特性
| Title |
Diverse_Chemo-Dynamical_Properties_of_Nitrogen-Rich_Stars_Identified_From_Low-Resolution_Spectra |
| Authors |
Changmin_Kim,_Young_Sun_Lee,_Timothy_C._Beers,_and_Young_Kwang_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04025 |
MWのGCにある第2世代の星は、同様の金属量の典型的な銀河ハロー星と比較して、異常に高いN、Na、またはAlを示します。このような元素で強化されたハローフィールド星は、破壊されたGCに由来するか、既存のGCから脱出したと考えられています。SDSSおよびLAMOSTサーベイで観測された約36,800個の巨星のサンプルから、金属量範囲-3.0<[Fe/H]<0.0の星を特定し、それらの動的特性を提示します。私たちの巨大なサンプル中のNリッチ集団とNノーマル集団は、それらの金属分布関数または動的特性のいずれにおいても類似性を示していません。NRPのMDFは、[Fe/H]<-1.0の範囲でMWのGCのMDFに似ているように見えますが、動的特性の分析では、同じ金属量範囲でそれらの間の類似性が示されていません。これは、既存のGCから脱出したメンバーがNに富む星のごく一部を占めている可能性があること、または現在のGCの軌道がMWの動的摩擦によって変更されていることを意味します。また、非常に金属が少ない(VMP;[Fe/H]<-2.0)領域では、ハロー領域でNに富む星の割合が大幅に増加し、Nの割合の最大20%を占めることもわかりました。-[Fe/H]=-2.5未満の豊富な星は、部分的または完全に破壊されたVMPGCが銀河ハローにある程度寄与した可能性があることを示唆しています。NRPのより詳細な動的解析により、Nに富む星のサンプルが単一の共通の起源を共有していないことが明らかになりました。Nに富む星のかなりの部分がその場で形成されたGCに由来するように見えますが、それらの60%以上は典型的な銀河集団のものとは関係がなく、おそらくGSE、セコイア、およびいて座矮星に関連する銀河系外起源を持っています。銀河だけでなく、現在認識されていない前駆細胞も含まれています。
ブラックホールによると、高度な生命は数十億年前にピークに達した
ブラックホールと星形成の間のリンクにより、ブラックホールと、地球外知的生命体(ETI)が出現する可能性がより高い場所と時間との間の関係を描くことができます。ブラックホールのギャップパラダイムのコンテキスト内で、ガスが豊富な合体と大量の星形成につながったより密度の高いクラスター環境は、孤立した楕円銀河と比較して、平均してETIの出現との互換性がほぼ2桁低い場所であることを示しています。ETIの可能性は、約60億年前にこれらの孤立した環境でピークに達し、宇宙の小型化により、渦巻銀河などのブラックホールフィードバックが弱い銀河にETIが発生する可能性が遅くなりました。
OH+吸収は、銀河を取り囲む主に原子拡散および乱流ハローにおける流入および流出ガスの強力なトレーサーです。この手紙では、ALMAを使用して流出する中性ガスを検出し、5つの強くレンズ化されたz~2-4QSOでOH+(1_1-1_0)、CO(9-8)、およびその下にあるダストの連続体の観測を提示します。青方偏移したOH+吸収は3/5QSOで検出され、暫定的に4番目で検出されます。全身速度での吸収も検出されます。OH+放出は全身速度で3/5QSOで観察され、CO(9-8)は高いS/Nで5つのQSOすべてで検出され、ホスト銀河内の高密度分子ガスに関する情報を提供します。私たちのサンプルを文献からの高z遠赤外線(FIR)発光星形成および活動銀河と比較します。活動銀河と星形成銀河の間でOH+吸収線の特性に違いはなく、両方のサンプルが同じ光学的深さとダスト温度の関係に従っていることを発見しました。同様に、星形成銀河と活動銀河はどちらも同じOH+放射とFIRの関係に従います。隠れたQSOは、隠れていないQSOよりも広い(>800km/s)放射を示し、高z星形成銀河の1つを除いてすべて、降着核を覆い隠している暖かい分子ガス貯留層が原因である可能性があります。より広いCO(9-8)放出(>500km/s)は、隠れていないQSOと比べて隠れていないQSOで見られますが、全体的に星形成銀河と同様の線幅の範囲をカバーし、CO(9-8)-FIR光度に従います。低z銀河で見つかった関係。OH+によって追跡される流出は、極端な星形成銀河(広範なCO放出)と両方のタイプのQSOでのみ検出され、赤方偏移吸収を示さないことがわかります。これは、銀河ハローの拡散中性流出が、不明瞭なQSOフェーズに至るまでの最もエネルギーの高い進化フェーズと関連している可能性があることを示唆しています。
| Title |
Infall_and_Outflow_Towards_High-mass_Starless_Clump_Candidates |
| Authors |
T._G._S._Pillai_(1),_J._S._Urquhart_(2),_S._Leurini_(3),_Q._Zhang_(4),_A._Traficante_(5),_D._Colombo_(6),_K._Wang_(7),_L._Gomez_(8),_F._Wyrowski_(6)_((1)_Boston_University,_(2)_University_of_Kent,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_(4)_CfA,_Harvard_&_Smithsonian,_(5)_IAPS_-_INAF,_(6)_MPIfR,_(7)_Kavli_Institute,_China,_(8)_Joint_Alma_Observatory,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04256 |
大質量星形成の進化過程は、星のない大規模な塊から始まり、原始星、若い星、そしてコンパクトなHII領域を形成します。後期の3つの段階には多くの例がありますが、非常に初期の段階はとらえどころのないことが証明されています。大規模な星のない塊の堅牢なサンプルを特定するために、ATLASGALカタログから選択された110の中赤外の暗い塊のサンプルをIRAM望遠鏡で追跡します。HCO+(1-0)およびHNC(1-0)トランジションを使用して、落下運動に関連する塊を特定し、SiO(2-1)トランジションを使用して流出候補を特定しました。サンプルの65%で青い非対称のラインプロファイルを発見し、これらの塊の33について落下速度と質量落下速度(0.6-$36\times10^{-3}$Msun/yr)を測定しました。ボロメトリーの光度の増加に伴い質量の減少率が減少し、質量が塊になる傾向が見られます。つまり、塊内の星形成が進化します。SiO2-1ラインを使用して、適切な流出候補を特定しました。インフォールトレーサーとアウトフロートレーサーを組み合わせると、静止クランプの67%がすでに重力崩壊を受けているか、星形成に関連していることが明らかになりました。これらの塊は、初期条件を決定し、大質量星形成の初期段階を研究するための最良の機会を提供してくれます。最後に、初期段階とその後の進化の詳細な理解を深めることを可能にする、選択された静止クランプの体系的な高解像度ALMA研究の概要を提供します。
ATLASGAL: 大質量星形成領域における 3 mm クラス I メタノールメーザー
| Title |
ATLASGAL:_3-mm_class_I_methanol_masers_in_high-mass_star_formation_regions |
| Authors |
W._Yang,_Y._Gong,_K._M._Menten,_J._S._Urquhart,_C._Henkel,_F._Wyrowski,_T._Csengeri,_S._P._Ellingsen,_A._R._Bemis,_and_J._Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04264 |
IRAM30m望遠鏡で観測された408個のATLASGAL塊の3mm波長スペクトル線サーベイを分析し、周波数が84、95、および104.3GHz付近のクラスIメタノールメーザーに焦点を当てました。84、95、および104.3GHz付近のメーザー線で、それぞれ54、100、および4つのソースに向かって狭いメーザーのような特徴を検出します。このうち、84GHzメーザーが50個、95GHzメーザーが29個、珍しい104.3GHzメーザーが4個が新発見です。新しい検出により、既知の104.3GHzメーザーの数が5から9に増加します。95GHzクラスIメタノールメーザーは、一般に84GHz対応するメーザーよりも強力です。クラスIメタノールメーザーを示すがSiO放出を示さない9つのソースが見つかりました。これは、クラスIメタノールメーザーが、最も初期の進化段階で非常に埋め込まれたオブジェクトにおける原始星の流出活動の唯一の道しるべである可能性があることを示しています。クラスIのメタノールメーザーは、SiOラインウィングを示すソースに関連付けられており、そのようなウィングのないものよりも数が多く、強度も高くなっています。クラスIメタノールメーザーの総積分強度は、SiO(2--1)放出の積分強度および速度範囲とよく相関しています。クラスIメタノールメーザーの特性は、放射光度、クランプ質量、関連するクランプのピークH$_2$カラム密度と正の相関がありますが、光度対質量比、ダスト温度、および平均H$_2$ボリュームとは相関していません。密度。クラスIメーザーの特性は、SiOによって追跡される衝撃に関連していることを示唆しています。私たちの観察に基づいて、84GHzと95GHzのクラスIメタノールメーザーは、H$_2$Oメーザーと同様の進化段階をたどることができ、6.7GHzと12.2GHzのメタノールおよびOHメーザーの前に現れると結論付けています。数が少ないにもかかわらず、104.3GHzクラスIメーザーは、他のクラスIメーザーに比べて短く、より進化した段階をたどるように見えます。【要約】
ダーラマンド SDSS カタログに含まれるかすかな銀河の数
ダーラム銀河外天文学および宇宙論カタログの$K$-、$H$-、$I$-、$R$-、$B$-、および$U$-バンドの銀河数カウントは、明るい領域でSDSSから導出された光度関数(LF)パラメーターを使用した全範囲であり、$B$バンドの突然の急激な増加を除いて、LF勾配($\alpha$)の急峻化を伴う適度な光度の進化のみが必要でした。そして、かすかな等級での$U$バンドの急激な増加は、過剰なかすかな数のカウントを説明するためにスターバースト進化モデルを必要としました。ハッブル膨張をアインシュタイン曲率として扱う宇宙論モデルは、暗黒物質や暗黒エネルギーを必要とせずに、標準の$\Lambda$CDMモデルよりもかすかな光度で必要な補正が少なくて済みました。北銀河キャップ(NGC)と南銀河キャップ(SGC)、それぞれ5954および859平方度の領域、合計622,121個の銀河を持ち、赤方偏移$\leq0.4$およびmag$\leq20$.それらの比較密度は、赤方偏移$z$$\leq$0.15に対して26\%の赤字で、南の空に広範な空隙があることを確認しました。より暗い等級での不完全性のためにカウント数データセットには含まれていませんが、SDSS赤方偏移数カウント調査を赤方偏移$\leq1.20$のより暗く、より遠くの銀河に拡張すると、多くのQSOを伴う数カウントの二次ピークが示されました。、明るいX線源と電波源、急速な星形成率で進化する不規則銀河などです。赤方偏移が0.45～0.65のこの部分母集団は、$B$バンドで観測された超過カウントの説明になる可能性があります。
KURVS: $z \sim 1.5 $ 星形成銀河の外側の回転曲線の形状と暗黒物質の割合
| Title |
KURVS:_The_outer_rotation_curve_shapes_and_dark_matter_fractions_of_$z_\sim_1.5_$_star-forming_galaxies |
| Authors |
Annagrazia_Puglisi,_Ugn\.e_Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_Mark_Swinbank,_Steven_Gillman,_Alfred_L._Tiley,_Richard_G._Bower,_Michele_Cirasuolo,_Luca_Cortese,_Karl_Glazebrook,_Chris_Harrison,_Edo_Ibar,_Juan_Molina,_Danail_Obreschkow,_Kyle_A._Oman,_Matthieu_Schaller,_Francesco_Shankar,_and_Ray_M._Sharples |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04382 |
$z\sim1.5$にある22の星形成銀河の外側の回転曲線の形状と暗黒物質の内容を研究することを目的とした、KMOSUltra-deepRotationVelocitySurvey(KURVS)の最初の結果を提示します。これらの銀河は$z\sim1.5$での「典型的な」星形成円盤を表しており、星形成主系列内にあり、恒星質量$9.5\leqslant$log$(M_{\star}/\mathrm{M_{\odot}})\leqslant11.5$.個々の回転曲線を有効半径の平均で4倍、つまり$\sim10-15$kpcまで抽出します。ほとんどの回転曲線は平坦であるか、3枚と6枚のディスクスケール半径の間で上昇しています。分散が支配的なダイナミクス($v_{\rmrot}/\sigma_0\sim0.2$)を持つ3つのオブジェクトのみが、5$\sigma$を超える有意性で外側の回転曲線が減少しています。シーイングと圧力のサポートを考慮した後、$v_{\rmrot}/\sigma_0\geqslant1.5$を持つ9つの回転が優勢な円盤は、有効半径で$50\pm20\%$の暗黒物質の平均画分を持ちます。ローカルディスク。宇宙の正午における星形成銀河の以前の観測と合わせて、我々の測定は、有効半径での星の質量と星の質量表面密度の増加に伴い暗黒物質の割合が減少する傾向を示唆しています。シミュレートされたEAGLE銀河は、log$(M_{\star}R_{\rmeff}^{-2}/\mathrm{M_{\odot}kpc^{-2}})\sim9.2までの観測値と量的に一致しています。$、および質量表面密度が高い銀河の暗黒物質の割合を$\sim3$倍過大に予測します。$z\sim1.5$での典型的な回転支持された円盤のダイナミクスは、宇宙モデルと広く一致して、有効半径スケールからの暗黒物質によって支配されていると結論付けます。高い星質量表面密度での観測との緊張関係は、最も大規模な銀河で発生するバリオン過程(バルジ成長やクエンチングなど)の処方箋を再評価する必要があることを示唆しています。
散開星団形成の初期条件を解明
| Title |
Unveiling_the_initial_conditions_of_open_star_cluster_formation |
| Authors |
C._J._Hao,_Y._Xu,_L._G._Hou,_Z._H._Lin,_Y._J._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04415 |
散開星団(OCs)は、分子雲に組み込まれたクラスターのまれな生存者です。これまで、OCの形成の初期条件についてはほとんど知られていません。ここでは、Gaiaデータリリース3によって提供された高精度の天文パラメータを使用して、この問題を調査しました。統計によると、OCの固有の運動速度は幼児期から老年期までほとんど変化せず、OCを使用してその前駆細胞を追跡する素晴らしい機会が提供されます。動的な方法を採用して、OCが生まれた前駆細胞塊の質量を導出しました。これは、銀河で観察された塊の以前に知られている結果に匹敵する統計的特性を持っています。さらに、OCの前駆塊の質量は、それらが巨大なO型星を妊娠できるはずであることを示しています。実際、観測されたOCとO型星を調べてみると、OCにはO型星がたくさんあることがわかりました。O型星からの破壊的な恒星フィードバックは、埋め込まれたクラスターの大部分を崩壊させる可能性があり、十分に密度の高いものだけがOCとして生き残ることができます。
太陽圏の中性He原子に作用する放射圧
| Title |
Radiation_pressure_acting_on_the_neutral_He_atoms_in_the_Heliosphere |
| Authors |
Izabela_Kowalska-Leszczynska,_Marzena_A._Kubiak,_Maciej_Bzowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04510 |
星間中性ヘリウム(ISNHe)は、ローカル星間媒体の物理的状態に関する重要な情報源です。太陽圏の中性ヘリウム原子に作用する放射圧は、常に無視されてきました。その影響は、重力と比較して重要ではないと考えられてきました。ISNHeの最新の数値モデルでは、ますます微妙な影響が考慮されるため、放射圧の影響がまだ無視できるかどうかを確認することが重要です。この論文では、ワルシャワテスト粒子モデル(WTPM)の最新バージョンを使用して、太陽圏で予想されるヘリウム分布を計算し、星間境界探査機(IBEX)によって観測されたISNHeの流れをシミュレートし、将来的には、星間マッピングおよび加速プローブ(IMAP)によって。太陽活動が低いときと高いときの放射圧がある場合とない場合の計算結果を比較します。結果は、IBEX-Lo観測の分析において、典型的なヘリウムに作用する放射圧が1～4%のレベルでフラックスの違いを引き起こし、観測誤差に匹敵することを示しています。より感度の高いIMAP-Lo機器の場合、考慮される観測構成には、放射圧が計算されたフラックスに統計的に有意な変化を引き起こす可能性のある領域がいくつかあります。影響は間接ビームで最大9%になる可能性があり、推定誤差よりも高くなる可能性があります。したがって、IMAP-Lo観測の将来の分析では、ISNHeに作用する放射圧を考慮する必要があると主張します。
LAMOST によって観測された正確な質量、約 100 万個の RGB および RC 星の年齢
LAMOST\,DR8から選択された696,680個の赤色巨星分枝(RGB)星、180,436個の主赤色塊(RC)星、および120,907個の副RC星について、星の質量と年齢のカタログを作成します。RGB、プライマリRC、およびセカンダリRCは、大きな周波数間隔($\Delta\nu$)と周期間隔($\DeltaP$)で識別され、ニューラルによってスペクトルSNR$>10$を持つLAMOSTスペクトルから推定されます。LAMOST-Keplerサンプル星からの地震学的情報で監視されたネットワークメソッド。RGBとRCの両方のサンプルの純度と完全性は、それぞれ95\%と90\%より優れています。RGBとRCの質量と年齢は、LAMOST-Kepler巨星をトレーニングセットとしてニューラルネットワーク法で再度決定されます。星の質量と年齢の典型的な不確実性は、RGB星のサンプルでそれぞれ10\%と30\%です。RCの場合、恒星の質量と年齢の典型的な不確実性は、それぞれ9\%と24\%です。RGBとRCの恒星サンプルは、天の川の大部分(5$<R<20$\,kpcおよび$|Z|<$\,5\,kpc)をカバーしており、さまざまな銀河研究にとって貴重なデータセットです。
MUSE で観測された 56 個の MATLAS 矮小銀河の動径速度と星の分布特性
| Title |
Radial_velocities_and_stellar_population_properties_of_56_MATLAS_dwarf_galaxies_observed_with_MUSE |
| Authors |
Nick_Heesters,_Oliver_M\"uller,_Francine_R._Marleau,_Pierre-Alain_Duc,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_M\'elina_Poulain,_Rebecca_Habas,_Sungsoon_Lim,_Patrick_R._Durrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04593 |
矮小銀河は、局所銀河団、近くの銀河団、および選択された銀河団で広く研究されており、宇宙の特定の場所での地球規模の恒星および動的特性の堅牢な画像を提供しています。これらの特性の集中的な研究により、よく知られている普遍的な星の質量と金属量の関係を含む、それらの間の相関関係が明らかになりました。しかし、矮星はさまざまな環境で大きな役割を果たしているため、これらの天体の研究をさまざまな場所に広げることで、銀河の形成と進化について多くのことを学ぶことができます。ローカルボリュームを超えた低密度から中密度の環境でのMATLAS調査のフォローアップとして、56個の矮小銀河のサンプルのMUSE分光法を提示します。矮星は$M_{*}/M_{\odot}$=10$^{6.1}$-10$^{9.4}$の範囲の星の質量を持ち、D=14-148Mpcの距離範囲を示します。その大部分(75%)は、MATLAS調査(10-45Mpc)の対象範囲内にあります。したがって、ここで提示されたサブサンプルに関するMATLAS調査で、矮小銀河の半自動識別の成功率が75％（矮星楕円の場合は79％）であると報告しています。pPXFフルスペクトルフィッティングを使用して、それらの視線速度を決定し、それらの大部分をそれらの大規模なホスト銀河と一致させることができます。それらのスペクトルを綿密に調べると、約30%が明確な輝線を示し、したがって星形成活動が見られることがわかります。それらの星の人口特性（年齢と金属量）を推定し、その結果をローカルボリュームとクラスター矮小銀河を調査している他の研究と比較します。この研究で提示された矮小銀河は、恒星の質量と金属量の関係から、同じ恒星質量でのより低い金属量への体系的なオフセットを示していることがわかりました。同様の偏差は、この研究で調査された星の質量範囲の他の研究にも存在し、金属量を導出するための異なる方法論の使用に起因する可能性があります.
バルジ化石フラグメントの候補であるリラー 1 における複数の鉄の亜集団の最初の証拠
| Title |
First_evidence_of_multi-iron_sub-populations_in_the_Bulge_Fossil_Fragment_candidate_Liller_1 |
| Authors |
Chiara_Crociati,_Elena_Valenti,_Francesco_R._Ferraro,_Cristina_Pallanca,_Barbara_Lanzoni,_Mario_Cadelano,_Cristiano_Fanelli,_Livia_Origlia,_Emanuele_Dalessandro,_Alessio_Mucciarelli,_R._Michael_Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04595 |
いわゆるバルジ化石フラグメント(バルジ形成時代の化石残骸)の特性を特徴付けるプロジェクトのコンテキストで、ここではリラー1の金属量分布の最初の決定を提示します。64個のサンプルの場合ESO-MUSEスペクトルを使用してCaIIトリプレットの等価幅を測定し、鉄の存在量を導き出しました。金属が豊富な体制で採用されたキャリブレーションの有効性をテストするために、この手順は最初に3つの参照バルジ球状星団(NGC6569、NGC6440、およびNGC6528)に適用されました。3つのケースすべてで、文献で報告されているものと完全に一致する存在量の値を持つ、単一成分の鉄分布が見つかりました。同じ方法論をリラー1に適用すると、代わりに、$\text{[Fe/H]}=-0.48\,$dex($\sigma=0.22$)と$\text{[Fe/H]}=+0.26\,$dex($\sigma=0.17$)の超太陽成分。後者は、自己富化のシナリオで予想されるように、また別のバルジシステムであるテルザン5で見つかったものと一致して、金属の乏しい集団よりも大幅に中央に集中していることがわかりました。得られた金属量の分布は、再構築されたリラー1の星形成の歴史。これは、3回の主要なバーストと、生涯にわたる星形成の低いが一定の活動によって特徴付けられます。これらの発見は、テルザン5と同様に、リラー1もバルジ化石の破片である可能性をさらに裏付けています。
${\rm H_2CN}$/${\rm H_2NC}$ 存在比: 星間物質の新しい温位トレーサー
| Title |
${\rm_H_2CN}$/${\rm_H_2NC}$_abundance_ratio:_a_new_potential_temperature_tracer_for_the_interstellar_medium |
| Authors |
David_San_Andr\'es_(1_and_2),_Laura_Colzi_(1),_V\'ictor_M._Rivilla_(1),_Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on_(3_and_4),_Mattia_Melosso_(5),_Jes\'us_Mart\'in-Pintado_(1),_Izaskun_Jim\'enez-Serra_(1),_Shaoshan_Zeng_(6),_Sergio_Mart\'in_(7_and_8),_Miguel_A._Requena-Torres_(9_and_10)_((1)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_Torrej\'on_de_Ardoz,_Madrid,_Spain,_(2)_Facultad_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(3)_Departamento_de_Qu\'imica_Org\'anica_e_Inorg\'anica,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_Extremadura,_Badajoz,_Spain,_(4)_IACYS-Unidad_de_Qu\'imica_Verde_y_Desarrollo_Sostenible,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_Extremadura,_Badajoz,_Spain,_(5)_Scuola_Superiore_Meridionale,_Naples,_Italy,_(6)_Star_and_Planet_Formation_Laboratory,_Cluster_for_Pioneering_Research,_RIKEN,_Hirosawa,_Wako,_Saitama,_Japan,_(7)_European_Southern_Observatory,_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(8)_Joint_ALMA_Observatory,_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(9)_University_of_Maryland,_College_Park,_USA,_(10)_Department_of_Physics,_Astronomy_and_Geosciences,_Towson_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04611 |
${\rmH_2NC}$ラジカルは、${\rmH_2CN}$ラジカルの高エネルギーの準安定異性体であり、最近、星間物質で、暖かい銀河に加えて、一握りの冷たい銀河源に向かうことが初めて検出されました。PKS1830-211クエーサーの前にある銀河。これらの検出は、HCN/HNC比と同様に${\rmH_2CN}$/${\rmH_2NC}$異性体比が運動温度($T_{\rmkin}$)とともに増加する可能性があることを示していますが、暖かい情報源にそれらが不足しているため、この仮説を確認し、それらの化学について明らかにすることはまだできません.この作業では、${\rmH_2CN}$と${\rmH_2NC}$の最初の検出を、暖かい銀河の源であるG+0.693-0.027分子雲($T_{\rmkin}>70)に向けて提示します。\,{\rmK}$)、IRAM30m観測を使用。$N_{K_\text{a}K_\text{c}}=1_{01}-0_{00}$および$2_{02}-1_{01}$遷移の複数の超微細成分を検出しました。${\rmH_2CN}$および(3.1$\pm$0.7)$の(6.8$\pm$1.3)$\times10^{-11}$の${\rmH_2}$に関する分子存在量を導出しました${\rmH_2NC}$に対して\times10^{-11}$、${\rmH_2CN}$/${\rmH_2NC}$の存在比は2.2$\pm$0.5です。これらの検出により、$T_{\rmkin}>70\,{\rmK}$を持つソースの${\rmH_2CN}$/${\rmH_2NC}$比が$\gtrsim$2であることが確認されます。$\sim$1の比率は、より冷たいコアで以前に発見されました($T_{\rmkin}\sim10\,{\rmK}$)。この異性体比の温度依存性は、現在提案されている気相の形成および分解経路では完全に説明できません。${\rmH_2NC}\rightarrow{\rmH_2CN}$異性化を含む粒子表面反応は、分子が脱着できる暖かい源で観察されるより高い異性体比と${\rmH_2CN}$存在量を説明するために考慮に値する熱および/または衝撃によって誘発されるメカニズムによって気相に移行します。
| Title |
Breakdown_of_the_Newton-Einstein_Standard_Gravity_at_Low_Acceleration_in_Internal_Dynamics_of_Wide_Binary_Stars |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04613 |
GaiaEDR3データベースから選択された広い連星のダイナミクスの分析から、弱い重力加速度$g_{\rm{N}}<10^{-9}$ms$^{-2}$で重力異常が発見されました。正確な距離、適切な運動、および確実に推測された星の質量を持っています。$10^{-8}$ms$^{-2}$の十分に高い加速度でバイナリ内部運動がニュートン力学と統計的に一致するように、暗黙的な高次多重度が必要であり、多重度分数が調整されます。観測された空に投影された運動と分離は、モンテカルロ法によって3次元の相対速度$v$と分離$r$に逆投影され、ニュートン加速度$g_{\rm{N}}\equivGM/r^2$($M$は連星系の総質量)と運動学的加速度$g\equivv^2/r$は、ニュートン力学によって予測される対応する関係と比較されます。$<10^{-9}$ms$^{-2}$での経験的な加速関係は、ニュートンの期待値から体系的に逸脱しています。$g_{\rm{N}}$で観測された加速度とニュートン予測の間の重力異常パラメータ$\delta_{\rm{obs-newt}}$は次のように測定されます:$\delta_{\rm{obs-newt}}=$g_{\rm{N}}\approx10^{-8.91}$および$10^{-10.15}$ms$^{-2}$で0.034\pm0.007$および$0.109\pm0.013$、200pc内の26,615ワイドバイナリのメインサンプルから。これら2つの同じ方向の偏差は、$10\sigma$の有意性を表します。この偏差は、弱い加速度での標準重力の崩壊の直接的な証拠を表しています。$g_{\rm{N}}=10^{-10.15}$ms$^{-2}$で、観測されたニュートン予測加速度比は$g_{\rm{obs}}/g_{\rm{pred}}=10^{\sqrt{2}\delta_{\rm{obs-newt}}}=1.43\pm0.06$.この系統的偏差は、AQUAL理論が銀河外部場の下で円軌道の運動学的加速度を予測するブースト係数と一致します。
Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping からのクエーサーのブロード ライン バルマー減衰の変動性
| Title |
The_variability_of_the_broad-line_Balmer_decrement_for_quasars_from_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping |
| Authors |
Yan-Song_Ma,_Shao-Jun_Li,_Chen-Sheng_Gu,_Jian-Xia_Jiang,_Kai-Li_Hou,_Shu-Hao_Qin,_Wei-Hao_Bian_(NJNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04637 |
PrepSpecのコードによるスペクトル分解に基づいて、ブロードラインバルマー減衰の光度曲線(観測されたフレームで6.5年にわたる)、つまりブロード\haとブロード\hb線のフラックス比が計算されます。44のスローンデジタルスカイサーベイの残響マッピングクエーサーのサンプル($z<0.53$)。平均ブロードラインバルマー減衰の対数は0.62で、標準偏差は0.15dexであることがわかります。平均バルマー減分とSMBH降着特性(光度、ブラックホール質量、エディントン比、降着率)との関係が調査され、明らかな相関関係は見つかりませんでした。27個のクエーサー($61\%$)が存在し、バルマー減衰分散と連続体分散の間に強い負の相関があることがわかりました。つまり、連続体フラックスが大きいほどバルマー減衰は小さくなります。ダストの覆いがバルマー減衰と連続体の分散につながると仮定すると、予想される勾配は$-1/3$であり、これは測定された勾配のほとんどと一致しません。補間された相互相関関数を使用して、逆バルマー減衰と連続体の間の時間遅延が、最大相関係数が0.6より大きい14個のクエーサーについて測定されます。これは、Balmerデクリメントラグに対応するサイズがBLRサイズからトーラスサイズに及ぶことを示唆しています。
CEERSの3 < z < 6での静止銀河の効率的なNIRCam選択
| Title |
Efficient_NIRCam_Selection_of_Quiescent_Galaxies_at_3_ |
| Authors |
Arianna_S._Long,_Jacqueline_Antwi-Danso,_Erini_L._Lambrides,_Christopher_C._Lovell,_Alexander_de_la_Vega,_Francesco_Valentino,_Jorge_A._Zavala,_Caitlin_M._Casey,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Laura_Bisigello,_Katherine_Chworowsky,_Michael_C._Cooper,_Olivia_R._Cooper,_Asantha_R._Cooray,_Darren_Croton,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Maximilien_Franco,_Katriona_M._L._Gould,_Michaela_Hirschmann,_Taylor_A._Hutchison,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Ray_A._Lucas,_Jed_McKinney,_Casey_Papovich,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Nor_Pirzkal,_Paola_Santini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04662 |
$z\ge3$に存在する巨大な静止銀河のかなりの数は、短い時間スケールでの銀河の急速な成長と消滅についての理解に疑問を投げかけています。この進化のパズルを組み立てるには、これらのオブジェクトの統計サンプルがさらに必要です。大規模な静止銀河を特定するための確立された手法は、ますます非効率的になり、$z>3$で制約がなくなります。その結果、研究では$z>3$の静止銀河の70\%が既存の調査から見落とされている可能性があると報告されています。この作業では、JWSTNIRCamイメージングデータを使用して、$3\lesssimz\lesssim6$にある巨大な静止銀河を選択するように設計された、新しい経験的色選択手法を提案します。経験的に制約された銀河SEDテンプレートを使用して、$F277W-F444W$対$F150W-F277W$カラープレーンの領域を定義します。これは、$z>3$で静止銀河を捉える際に独特に見え、他の赤い銀河集団からの汚染を最小限に抑えます。この色選択基準をCosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)調査に適用し、ソースの$>99\%$を除外します。44個の候補$z\gtrsim3$静止銀河を特定し、$3<z<5$で$n\sim1-4\times10^{-5}$Mpc$^{-3}$の体積密度推定値を導出し、優れた一致を見つけましたCEERS分野での同様の集団に関する既存の報告と。NIRCamの波長範囲と感度のおかげで、この技術は、これらのまれな銀河の検索に役立つ効率的なフィルターを提供します。
RIOJA I. NIRSpec/JWST によって確認された $z= 7.88$ での最高の赤方偏移銀河の中心核
| Title |
RIOJA_I._The_core_of_the_highest_redshift_galaxy_overdensity_at_$z=_7.88$_confirmed_by_NIRSpec/JWST |
| Authors |
Takuya_Hashimoto,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Yoshinobu_Fudamoto,_Luis_Colina,_Akio_K._Inoue,_Yurina_Nakazato,_Daniel_Ceverino,_Naoki_Yoshida,_Luca_Costantin,_Yuma_Sugahara,_Alejandro_Crespo_G\'omez,_Carmen_Blanco-Prieto,_Ken_Mawatari,_Santiago_Arribas,_Rui_Marques-Chaves,_Miguel_Pereira-Santaella,_Tom_J._L._C._Bakx,_Masato_Hagimoto,_Takeshi_Hashigaya,_Hiroshi_Matsuo,_Yoichi_Tamura,_Mitsutaka_Usui,_and_Yi_W._Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04741 |
銀河の過密度領域によって追跡される再電離期の原始星団は、星の集合と宇宙の再電離のプロセスを研究するための理想的な実験室です。$z=7.88$、A2744-z7p9ODにある最も遠い原始星団のコアの分光学的確認を、JamesWebbSpaceTelescopeNIRSpec積分フィールドユニット分光法で提示します。コア領域には、$\sim$11kpc$\times$11kpcに相当する$\sim3"\times3"$の小さな領域で、[OIII]4960Aと5008Aで検出された4つの銀河が含まれています。.アルマ望遠鏡バンド6の塵の連続体にも3つの銀河が暫定的に検出されており、これはそれらの赤色紫外線連続体の傾斜$\beta\sim-1.3$と一致しています。構成銀河の恒星質量はlog($M_{*}/M_{\rm\odot}$)$\sim7.6-9.2$の範囲で、星形成率は$\sim3-50$$M_{\rm\odot}$yr$^{-1}$、それらの特性の多様性を示しています。FirstLightの宇宙論的シミュレーションは、星の質量、[OIII]光度、塵と星の質量比などのメンバー銀河の物理的特性を再現し、メンバー銀河が数から数十Myrで合体する危機に瀕していることを予測します。$M_{\rm*}\sim6\times10^{9}M_{\rm\odot}$で大きな銀河になります。A2744-z7p9ODのコア領域に複数の合体と進化した銀河が存在することは、環境の影響がビッグバンから650Myr後にすでに働いていることを示しています。
LMC における放射性元素の進化: 将来のガンマ線調査の予測
| Title |
Evolution_of_radioactive_elements_in_the_LMC:_predictions_for_future_gamma-ray_surveys |
| Authors |
Arianna_Vasini,_Francesca_Matteucci,_Emanuele_Spitoni_and_Thomas_Siegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04753 |
26Alや60Feなどの短寿命放射性核種は、星形成のトレーサーです。したがって、それらの存在量は、ホスト銀河の最近の星形成の歴史を解明することができます.将来のガンマ線調査を考慮して、新しい化学進化モデルを使用して、大マゼラン雲(LMC)におけるこれら2つの元素の質量とフラックスを予測します。私たちの最良のモデルは、LMCで観測されたアルファ/鉄比、ガス質量、平均金属量、現在の超新星と新星率の存在量パターンを再現しています。3つの主な結果を示します。i)LMCの最良のモデルは、最近のバーストの開始時の星形成率が非常に穏やかであることと、サルピーターのような初期質量関数を示唆しています。ii)26Alの予測質量は0.33M_Sunで、2/3は大質量星によって生成され、1/3は新星によって生成されます。iii)60Feの予測質量は0.44M_Sunであり、すべて大質量星によって生成されます。この結果は、天の川銀河とは異なり、60Feの割合が大きいことを示唆しています。これの説明は、採用された初期質量関数にあり、LMCには天の川よりも重い星が含まれています。これらの予測は、2027年に打ち上げが予定されているCOSI-SMEXミッションに役立つ可能性があります。26Alの1.809MeV線と60Feの1.173MeVおよび1.332MeV線の予想されるガンマ線線フラックスは、(0.2-2.7)の範囲にあります。x10^-6phcm^-2s^-1と(0.7-2.8)x10^-7phcm^-2s^-1です。この新しい機器は、公称2年間のミッション内で予測される1.8MeVフラックスの上限を検出する感度を持つ可能性があります。
IceCube と ANITA-IV イベントの起源
| Title |
IceCube_and_the_origin_of_ANITA-IV_events |
| Authors |
Toni_Bert\'olez-Mart\'inez,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Ivan_Esteban,_Jacobo_Lopez-Pavon,_Ivan_Martinez-Soler,_Jordi_Salvado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03746 |
最近、ANITAコラボレーションは、新しい不安定な進行中の超高エネルギー(UHE)イベントの検出を発表しました。その起源を理解することは、到来するUHEニュートリノプログラムの成功を確実にするために急務です。この作業では、それらの内部の一貫性と、IceCubeに同様のイベントがないことの意味を研究します。標準モデルのようなシナリオと標準モデルを超えたシナリオにおけるこれら2つの観測所間の互換性を調べるために、一般的で単純なパラメーター化を導入します。寿命$\tau$で崩壊し、ANITA観測を説明するシャワーを生成する生きた粒子。ANITA角度分布が重要な制約を課すことがわかり、IceCubeからのnull観測を含めると、$\tau\sim10^{-3}$-$10^{-2}\,\mathrm{s}$と$\sigmaのみ\sim10^{-33}$-$10^{-32}\,\mathrm{cm^2}$でデータを説明できます。この仮説は、将来のIceCubeデータで検証可能です。最後に、このシナリオを実現できる具体的なモデルについて説明します。私たちの分析は、高エネルギー光学ニュートリノ望遠鏡と新しいUHE電波検出器による同時観測が、宇宙発生ニュートリノを発見したり、新しい物理学を発見したりする重要性を強調しています。
MAXI J1848-015: 球状星団 X 線連星からの相対論的に移動するアウトフローの最初の検出
| Title |
MAXI_J1848-015:_The_First_Detection_of_Relativistically_Moving_Outflows_from_a_Globular_Cluster_X-ray_Binary |
| Authors |
A._Bahramian,_E._Tremou,_A._J._Tetarenko,_J._C._A._Miller-Jones,_R._P._Fender,_S._Corbel,_D._R._A._Williams,_J._Strader,_F._Carotenuto,_R._Salinas,_J._A._Kennea,_S._E._Motta,_P._A._Woudt,_J._H._Matthews,_T._D._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03764 |
過去10年間で、銀河系で爆発するX線連星からの相対論的なアウトフローの観測が大幅に増加しました。この作業では、球状星団内のX線連星からの移動および減速する電波放射流出の最初の検出を提示します。MAXIJ1848-015は、球状星団GLIMPSE-C01の方向にある、最近発見された一時的なX線連星です。VLAからの観測と、MeerKAT天文台による500日間の監視キャンペーンを使用して、流出の動きをモデル化します。これは、現在までに相対論的に移動するX線バイナリアウトフローの最も集中的で長期的な報道の一部を表しています。MAXIJ1848-015からの流出の適切な動きを使用して、視線に沿った固有ジェット速度の成分$\beta_\textrm{int}\cos\theta_\textrm{ejection}$を$=0.19\pm0.02$.それがGLIMPSE-C01の3.4kpcにあると仮定すると、固有ジェット速度$\beta_\textrm{int}=0.79\pm0.07$と、視線に対する傾斜角$\theta_\を決定します。textrm{ejection}=76^\circ\pm2^{\circ}$.これにより、MAXIJ1848-015からの流出は、他の多くの既知のX線連星から見られるものよりも幾分遅くなります。また、MAXIJ1848-015までの最大距離を$4.3$kpcに制限します。最後に、この星系におけるコンパクトな天体の性質に対する我々の発見の含意について議論し、ブラックホールのプライマリがMAXIJ1848-015の観測された特性の実行可能な(しかしまだ確認されていない)説明であることを発見しました。将来のデータおよび/または分析により、MAXIJ1848-015が実際にブラックホールをホストしているというより決定的な証拠が得られる場合、それは銀河球状星団で特定されたアウトバーストの最初のブラックホールX線連星となるでしょう。
潮汐破壊イベント AT 2020mot による超大質量ブラック ホールのサブパーセク ダストの探査
| Title |
Probing_the_Sub-Parsec_Dust_of_a_Supermassive_Black_Hole_with_the_Tidal_Disruption_Event_AT_2020mot |
| Authors |
Megan_Newsome,_Iair_Arcavi,_D._A._Howell,_Jamison_Burke,_Yael_Dgany,_Joseph_Farah,_Sara_Faris,_Daichi_Hiramatsu,_Curtis_McCully,_Estefania_Padilla-Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03767 |
AT2020motは、静止状態のホストに電波やX線の特徴がない典型的なUV/光潮汐破壊イベント(TDE)です。TDEからの2つの連続したダストエコーが原因である可能性がある光度曲線の減少に沿って、iバンドの過剰と再増光が見られます。vanVelzenetal.に従って観察結果をモデル化します。(2016)で、近赤外光曲線は、6e6M$_{\odot}$超大質量ブラックホール(SMBH)の$\sim$0.1パーセク内にある薄い塵の同心リングによって説明できることを発見しました。SMBHの近くでどのダストが推測されているか。fc$\leq$2%オーダーのダストカバーファクターが見つかりました。これは、活動銀河核のダストトーラスで見つかったものよりもはるかに低い値です。これらの結果は、高ケイデンスの過渡研究に近赤外線観測を含めると、ブラックホールの周囲の環境を明らかにするためのTDEの可能性を強調しています。
マルハナバチの飛行: $TESS$、$Swift$、および若い超新星実験観測によって明らかにされたタイプ Ia 超新星 2023bee
の初期の過剰フラックス
| Title |
Flight_of_the_Bumblebee:_the_Early_Excess_Flux_of_Type_Ia_Supernova_2023bee_revealed_by_$TESS$,_$Swift$_and_Young_Supernova_Experiment_Observations |
| Authors |
Qinan_Wang,_Armin_Rest,_Georgios_Dimitriadis,_Ryan_Ridden-harper,_Matthew_R._Siebert,_Mark_Magee,_Charlotte_R._Angus,_Katie_Auchettl,_Kyle_W._Davis,_Ryan_J._Foley,_Ori_D._Fox,_Sebastian_Gomez,_Jacob_E._Jencson,_David_O._Jones,_Charles_D._Kilpatrick,_Justin_D._R._Pierel,_Anthony_L._Piro,_Abigail_Polin,_Collin_A._Politsch,_C\'esar_Rojas-bravo,_Melissa_Shahbandeh,_V._Ashley_Villar,_Yossef_Zenati,_C._Ashall,_Kenneth_C._Chambers,_David_A._Coulter,_Thomas_De_Boer,_Nico_Dilullo,_Christa_Gall,_Hua_Gao,_Eric_Y._Hsiao,_Mark_E._Huber,_Luca_Izzo,_Nandita_Khetan,_Natalie_Lebaron,_Eugene_A._Magnier,_Kaisey_S._Mandel,_Peter_Mcgill,_Hao-yu_Miao,_Yen-chen_Pan,_Catherine_P._Stevens,_Jonathan_J._Swift,_Kirsty_Taggart,_Grace_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03779 |
NGC~2708($D=32\pm3$Mpc)のIa型超新星(SNIa)2023beeの近赤外観測による高ケイデンスの紫外光を提示し、予想に比べて爆発後の最初の数日間で過剰なフラックスを発見しました。拡大する火の玉からのべき法則の上昇。SNeIaの典型的な動作からのこの逸脱は、10分間のケイデンス$TESS$ライトカーブと$Swift$UVデータで特に明白です。初期の過剰フラックスが検出された他のいくつかの通常のSNeIaと比較して、SN2023beeの過剰フラックスはUVでより赤く、光度が低くなります。SN2023beeの光スペクトルを提示します。これには、フラックス過剰が支配的な期間中の2つのスペクトルが含まれます。このとき、スペクトルは他のSNeIaのスペクトルと似ていますが、SiII、CII、およびCaIIの吸収線が弱くなります。おそらく、過剰なフラックスがより強い連続体を作成するためです。このデータを、SNeIaの初期フラックス過剰を説明するために提案されたいくつかの理論モデルと比較します。近くの伴星または近くの星周物質との相互作用は、データで見られるよりも速い進化を生み出すと予想されます。噴出物の外側の層にある放射性物質は、二重爆破爆発または表面近くに$^{56}$Niの塊を伴う単純な爆発のいずれかであり、おそらく初期のUVの感度が原因で、進化を完全に再現することはできません。シミュレーションで噴出物の外側部分の処理を観察できます。現在のモデルでは、観察結果の完全なセットを適切に説明できないと結論付けています。高ケイデンス観測を伴う近くの明るいSNeIaの比較的大きな部分が、爆発から数日以内にある程度の過剰なフラックスを持っていることがわかります。潜在的な非対称放出を考慮すると、この過剰なフラックスの物理的原因は、通常のSNeIaに遍在している可能性があります。
GRB を分類するための T$_{90}$-T$_{50}$ 関係の一般化線形モデル
ガンマ線バースト(GRB)は、標準の$T_{90}$分布と並んで線形従属パラメーターで分類できます。一般化線形混合モデル(GLM)は、2パラメーター空間内の線形従属性の数を識別します。古典的に、GRBは、T$_{90}$のヒストグラムにバイモダリティが存在することによって2つのクラスに分類されます。ただし、GRBの追加のクラスとサブクラスは、探索する魅力的なトピックです。この作業では、\textit{Fermi}GBMおよびBATSEカタログの一般化線形モデル(GLM)を使用して、$T_{90}{-}T_{50}$平面のGRBクラスを調べます。この調査では、\textit{Fermi}GBMカタログの5つの線形特徴とBATSEカタログの4つの線形特徴を示し、2つ以上のGRBクラスの可能性を示しています。
活動銀河核(AGN)円盤で発生する天体物理現象は、星間物質の通常の現象とは大きく異なると考えられています。AGNディスクの外側領域に位置する星は、粘性の影響により、中央の超大質量ブラックホールによって降着されるのではなく、元の移動開始点の近くで爆発することを示しています。AGN円盤は超新星(SN)爆発の高密度環境を提供しますが、これには必然的に噴出物と円盤の相互作用が伴います。この論文では、AGNディスクで爆発したコア崩壊SNの光度曲線(LC)を調査します。$^{56}\mathrm{Ni}$--$^{56}\mathrm{Co}$--$^{56}\mathrm{Fe}$の基本的なエネルギー源に加えて、SNに電力を供給する崩壊反応LC、相互作用中に生成される前後の衝撃は、観測されたフラックスに大きく寄与する可能性があります。SN爆発の前に恒星風が恒星の近くに殻に囲まれた空洞を作ることに成功した場合、噴出物-風-円盤構成が予想されます。さまざまな種類の前駆細胞からのさまざまなSNLCを提示し、SNLCが噴出物と円盤の相互作用による衝撃の放射によって支配されていることを発見しました。結果として得られるAGNディスクのSNeは、NeilGehrelsSwiftObservatory(Swift)、UltravioletExplorer(UVEX)、およびUltravioletTransientAstronomySatellite(ULTRASAT)、Wideなどの広視野調査望遠鏡によるUVおよび光学バンド検出の有望な一時的なソースです。ヴェラC.ルービン天文台でのフィールドサーベイ望遠鏡(WFST)とレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)。これらの検出は、AGNディスクと関連する高エネルギーの一時的な発生の調査に役立つ可能性があります。
グレンジャーの因果関係テストを通じて、IRAS 13224-3809 の本質的な X 線残響の遅れを明らかにする
| Title |
Revealing_the_intrinsic_X-ray_reverberation_lags_in_IRAS_13224-3809_through_the_Granger_causality_test |
| Authors |
P._Chainakun,_N._Nakhonthong,_W._Luangtip,_A._J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04185 |
グレンジャー因果関係は、ある時系列が特定のグレンジャーラグを持つ別の時系列を予測するのに役立つかどうかを判断するための計量経済学的テストです。ここでは、活動銀河核(AGN)の0.3～1keV(反射優勢、ソフト)および1.2～5keV(連続体優勢、ハード)バンドの光度曲線が作成され、グレンジャーラグが推定され、従来のバンドと比較されます。ラグ周波数スペクトル。得られたグレンジャーラグは固有の残響ラグとして解釈できるのに対し、ハードバンドグレンジャーの光曲線はソフトバンドの光曲線を引き起こす（リードする）ことがわかります。次に、IRAS13224-3809の14回のXMM-Newton観測からグレンジャーラグプロファイルを抽出し、12回の観測でラグが有意であることを発見しました。得られたグレンジャー(固有)ラグの大部分は~200～500秒です。IRAS13224-3809の質量が2$\times10^6$$M_{\odot}$の場合、これらのラグは真の光の移動距離~20-50$r_g$に対応します。したがって、街灯柱の形状と正面向きの円盤を仮定すると、これはコロナを中央ブラックホールの~10-25$r_{g}$に配置します。さらに、500秒未満および1000秒を超える大小のラグからなる複数のグレンジャーラグが4回の観測で検出されました。これは、観測の終わりに向かって、コロナの高さが~10-25$r_{g}$から~55$r_{g}$に、またはその逆に大幅に変化する可能性があることを意味します。グレンジャーラグは、固有のラグを測定する有望な方法であり、個々の観測内でのコロナの高さの変動の証拠を提供します。
超小型低質量 X 線連星 4U 1820-30 の更新された軌道暦と X 線バンドのスーパーハンプ変調の検出
4U1820-30は、球状星団NGC6624の中心付近にある超コンパクトな低質量X線連星(LMXB)です。正弦波状の軌道変動の位相進化から観測されるその負の軌道周期導関数は、理論的予測から得られた正の値。この論文では、2017年から2022年半ばまでの{\itNeutronstarInteriorCompositionExplorerR(NICER)}観測から得られた光度曲線からの4U1820-30軌道変調の分析を提示します。過去の記録と組み合わせると、軌道導関数は次のようになります。1976年から2002年までの軌道位相進化から測定された値は$\dotP/P=(-5.21\pm0.13)\times10^{-8}$yr$^{-1}$です。$|\ddotP|<5.48\times10^{-22}$ss$^{-2}$の2$\sigma$上限で有意な二次軌道周期導関数は検出されません。4U1820-30の可能性のある固有の軌道周期導関数について議論し、この連星系が他のLMXBと同様の重要な質量流出を持っている可能性があることを示唆します。さらに、{\itハッブル宇宙望遠鏡}の遠紫外帯域で発見されたスーパーハンプ周期と一致する$691.6\pm0.7$sの周期を持つ周期的変調も、X線光で検出されました。{\itNICER}によって収集された曲線。そのような変調はおそらく、SUUMa型矮新星やいくつかのLMXBに似た降着円盤の$0.8\pm0.1$日アプシダル歳差運動の期間によって引き起こされると結論付けています。しかし、それが連星系の周りを周回する階層的な第3星によって引き起こされる可能性を排除することはできません。
中性子星における連結された中性子渦と陽子磁束管配列の安定性 III.プロトンフィードバック
| Title |
Stability_of_interlinked_neutron_vortex_and_proton_flux-tube_arrays_in_a_neutron_star_--_III._Proton_feedback |
| Authors |
K._H._Thong,_A._Melatos,_L._V._Drummond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04482 |
結合された時間依存のGross-Pitaevskii方程式とGinzburg-Landau方程式を3次元で同時に解いて、相互貫入中性子超流動体と陽子II型超伝導体の平衡状態と平衡からかけ離れたスピンダウンダイナミクスを研究します。中性子星の外核の理想化された記述。シミュレーションは、陽子フィードバックが存在しない時間依存のギンズブルグ-ランダウ方程式を使用せずに、以前の計算を一般化します。回転軸と磁気軸の間の角度$\theta$がゼロに等しくない場合、平衡状態は、幾何学的に複雑な中性子渦と陽子磁束管のもつれから構成されます。これは、トポロジカルな欠陥が局所的に互いに固定されているが、グローバルに異なる軸に整列しているためです。スピンダウン中に、新しいタイプの動きが観察されます。$\theta=0$の場合、渦全体がフラックスチューブと直線的にペアになり、固定されている間一緒に移動します。$\theta\neq0$の場合、渦セグメントは1つまたは複数のフラックスチューブのセグメントとペアになり、ペアになったセグメントは固定されている間一緒に移動します。陽子フィードバックが地殻の減速を妨げる程度は、$\theta$とピン止め強度$\eta$の関数として評価されます。フィラメントの長さ、平均曲率、極性など、渦-フラックス-チューブのもつれの主要な幾何学的特性が分析されます。陽子フィードバックが地殻の減速を滑らかにし、回転グリッチのサイズを縮小し、渦のもつれ力学を安定させることがわかりました。シミュレーションの無次元制御パラメーターは、実際の中性子星で期待されるものと一致するように相互に順序付けられていますが、それらの中心値とダイナミクスレンジは、計算上の制限により現実とは桁違いに異なります。
超新星残骸カシオペア A の外側東部領域における密集した噴出物の結び目の近赤外分光法
| Title |
Near-Infrared_Spectroscopy_of_Dense_Ejecta_Knots_in_the_Outer_Eastern_Area_of_the_Cassiopeia_A_Supernova_Remnant |
| Authors |
Bon-Chul_Koo,_Yong-Hyun_Lee,_Jae-Joon_Lee,_Sung-Chul_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04484 |
カシオペアA超新星残骸は複雑な構造をしており、核崩壊型超新星爆発の多次元的な性質を示しています。これをさらに理解するために、「北東（NE）ジェット」と「FeKプルーム」領域にある噴出物の結び目に対して近赤外多天体分光法を実施しました。残り。私たちの研究は、ノットが[SII]1.03$\mu$m、[PII]1.189$\mu$m、および[FeII]1.257$\mu$mラインのさまざまな比率を示すことを明らかにしています。元素組成の地域差を示唆している。特に、NEジェットの結び目はほとんどが[PII]線が弱いかまったくない「Sリッチ」であり、以前の研究の結果と一致して、爆発的なNe燃焼層の下で発生したことを意味します。ジェット駆動SN爆発モデルで予想されるNEジェット領域に[FeII]線のみを示す噴出物ノットは検出されませんでした。代わりに、FeKプルーム領域で12個の「Feリッチ」ノットを発見しました。それらは、前駆体の最も内側の領域で$\alpha$に富んだフリーズアウトを伴う完全なSi燃焼によって生成され、拡散X線を放出するFe放出物で放出されたが、リバースショックを通過した後に切り離された高密度の結び目であると提案します。これらの金属を多く含むエジェクタノットに加えて、HeI1.083$\mu$m線のみを放出するいくつかのノットが検出されましたが、それらの起源は不明のままです。また、この領域で星周または星間起源の3つの拡張H放出機能を検出し、超新星残骸との関連性について説明します。
若い原始星による高エネルギーガンマ線放出：S255 NIRS 3の場合
| Title |
High_energy_gamma-ray_emission_powered_by_a_young_protostar:_the_case_of_S255_NIRS_3 |
| Authors |
Emma_de_O\~na_Wilhelmi,_Rub\'en_L\'opez-Coto_and_Yang_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04571 |
巨大な若い恒星天体で宇宙線が効率的に加速されている証拠が最近報告されました。これらの大質量原始星の中で、電波ジェットに関連する極端なフレア現象が検出されたS255NIRS3は、この仮説を検証するのに最適な天体の1つです。Fermi-LATデータでこのオブジェクトに関連付けられているガンマ線放出を検索し、MWISP調査を使用してさまざまな分子ラインのガス含有量を調べます。4FGLJ0613.1+1749cと名付けられたGeV源はMYSO領域の上部にあり、そこでは2つのフィラメント状の~10pcCO構造がサブパーセク電波ジェットの同じ方向に沿って伸びています。ガンマ線源のスペクトル、形態、および光度曲線を調査し、ラジオジェットで加速されたハドロンおよびレプトン集団から予想される理論上の放射と比較します。ガンマ線源は、S255NIRS3ジェットで加速された粒子、制動放射または陽子-陽子相互作用を介して放射する粒子、およびレプトンまたはハドロン人口。
反復FRBの時間的発生におけるスケーリングと普遍性
繰り返される高速電波バースト(FRB)のダイナミクスは、その物理的性質と中央エンジンによって駆動されますが、バーストの情報がサーバーにないため、イベント率、エネルギー分布、および一時的な発生動作は依然として不確実なままです。最近、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)の高周波観測データが利用可能になったことで、数ミリ秒から数千秒以上の時間スケールでの時間的発生を統計的に研究することが可能になりました。この研究では、FRB121102とFRB20201124Aの両方の一時的な発生を調査し、連続するバースト間の待機時間(または再発時間)の動作に関する統計結果をここに報告します。結果は、この分野ではまだ報告されていない新しいスケーリングと普遍性を示しています。具体的には、FRBの再発時間分布のスケーリング則を見つけます。これは、FRBの物理的性質と中央エンジンの構造における相関関係の重要性を明確に示しています。スケーリング関係は、3桁にわたる時間スケールで観察されました。それらが2つの繰り返しFRB間で同じスケーリング則を共有していることを考えると、待機時間分布のスケーリング則は、物理的性質と中央エンジンモデルの開発に関する洞察を提供する指標として機能するはずであると推測されます。
3D磁気流体力学シミュレーションにおける頭尾電波銀河からの非熱放射
| Title |
Non-thermal_emissions_from_a_head-tail_radio_galaxy_in_3D_magnetohydrodynamic_simulations |
| Authors |
Takumi_Ohmura,_Katsuaki_Asano,_Kosuke_Nishiwaki,_Mami_Machida,_Haruka_Sakemi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04795 |
銀河団内のジェット風相互作用と、この「頭尾銀河」からのガンマ線とニュートリノ放射への電波の磁気流体力学シミュレーションを提示します。私たちのシミュレーションは、エネルギー損失と確率的乱流加速を伴う宇宙線(CR)粒子スペクトルの進化に従います。再加速は、電波フラックスとスペクトル指数が大幅に変化しない頭尾銀河の観測された電波特性を説明するために不可欠であることを発見しました。私たちのモデルは、FORCEなどの硬X線衛星によってペルセウス座銀河団の頭尾銀河の周りで硬X線放出が検出され、加速効率を潜在的に制約することを示唆しています。また、最近の高品質の電波観測により、いくつかの頭尾銀河で発見されたコリメートされたシンクロトロンスレッドの起源を探ります。2つのテールを接続する薄くて細長いフラックスチューブは、初期段階での強い逆流によって形成されます。これらの糸は風に乗って300Myrを超える距離を乱すことなく移流することがわかりました。フラックスチューブからの電波フラックスは、観測された典型的なフラックスよりもはるかに低くなっています。ただし、フラックスチューブに沿った効率的なCR拡散プロセスによって、この不一致が解決される可能性があります。
四重極磁場の存在下で磁気的にスレッド化された薄いディスク
| Title |
Magnetically_Threaded_Thin_Disks_in_the_Presence_of_the_Quadrupole_Magnetic_Field |
| Authors |
Sercan_\c{C}{\i}k{\i}nto\u{g}lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04849 |
最近のパルサーの観測から示唆されるように、中性子星は多極磁場を持っている可能性があります。四重極場の存在は、円盤の内半径の位置と四重極場の強さに応じて、円盤と中性子星の間の相互作用に影響を与える可能性があります。四重極星場の場合、ディスク内で生成されるトロイダル磁場、磁気圏半径、および星にかかるトルクを計算します。また、星の回転が磁気圏半径に及ぼす影響を推測します。これは、純粋な双極子磁場にさえ関係があります。
キャリブレーション用の広視野線形偏光フラット光源としての明るい月空
| Title |
Bright-Moon_Sky_as_a_Wide-Field_Linear_Polarimetric_Flat_Source_for_Calibration |
| Authors |
S._Maharana,_S._Kiehlmann,_D._Blinov,_V._Pelgrims,_V._Pavlidou,_K._Tassis,_J._A._Kypriotakis,_A._N._Ramaprakash,_R._M._Anche,_A._Basyrov,_K._Deka,_H._K._Eriksen,_T._Ghosh,_E._Gjerl{\o}w,_N._Mandarakas,_E._Ntormousi,_G._V._Panopoulou,_A._Papadaki,_T._Pearson,_S._B._Potter,_A._C._S._Readhead,_R._Skalidis_and_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04270 |
広域線形光学旋光計(WALOP)のような次世代の広視野光学旋光計は、数十分角の視野(FoV)を持っています。これらの機器を効率的かつ正確に校正するには、広視野偏光フラット光源が不可欠です。現在、確立された広視野偏光標準または平面光源は存在しません。この論文では、月から最大20度の距離にある、約10x10分角のサイズの偏光空のパッチを、明るい月の夜に広視野線形偏光フラットソースとして使用することの実現可能性をテストします。SDSS-r広帯域フィルターでRoboPol装置を使用して、明るい月に隣接する空の19のパッチを観測しました。これらは、RoboPolの2つの観測シーズンにわたって、満月の2日以内に5晩にわたって観測されました。19個のパッチのうち18個について、測定された正規化されたストークスパラメーター$q$および$u$の均一性が0.2%以内であり、12個のパッチが$q$と$u$の両方で同時に0.07%以内またはそれ以上の均一性を示していることがわかります。、信頼性が高く安定した広視野の直線偏光フラットになります。明るい月の夜の空は、優れた広視野の直線偏光フラット光源であることを示しています。正規化されたストークスパラメータ$q$と$u$のさまざまな組み合わせは、月に対するスカイパッチの適切な位置を選択することで取得できます。
uGMRT バンド 4 ポラリメトリー
これは、アップグレードされたGMRT(uGMRT)を使用したバンド4(550-900MHz)偏波データのテクニカルレポートです。このレポートでは、バンド4の偏光データ解析手順について説明し、uGMRTでの偏光観測を計画している観測者向けの注意事項が含まれています。NCRAの天文学者によって現在使用およびテストされているいくつかのパイプラインについても説明します。
パルサータイミングアレイ(PTA)における一般的なレッドノイズプロセスの最近の観測は、ナノヘルツ重力波の検出が間近に迫っている可能性があることを示唆しています。しかし、この赤いプロセスが重力波によるものであると自信を持って考えるためには、重力波の背景に関連する明確な角度相関関数であるHellings-Downs曲線を観察する必要があります。この作業は、パルサーノイズの複雑なモデリングによって複雑になります。適切な注意を払わないと、誤って指定されたノイズモデルが誤検出につながる可能性があります。したがって、データを使用してノイズを特徴付けるスカイスクランブルや位相シフトなどのブートストラップ法を使用したバックグラウンド推定は、重要性を評価するための重要なツールです。現在のPTA実験が「準独立」スクランブルでバックグラウンドを推定する能力を調査します。これは、基準値以下の統計的「一致」によって特徴付けられます:$|M|<0.1$。スカイスクランブリングは、${\calO}(10)$準独立実現後の「飽和」の影響を受けることを示します。後続のスクランブルはもはや準独立ではありません。${\calO}(100)$準独立実現の後に位相スクランブリングが飽和することを示します。独立したスクランブルが非常に少ないため、検出統計量の帰無分布の$\gtrsim5\sigma$テールについて信頼できる声明を出すことは困難です。独立したスクランブルの数を増やすさまざまな方法について説明します。また、有意性が統計的に\textit{dependent}スクランブルを使用して計算されるように、バックグラウンド推定問題を再構成する代替アプローチも検討します。結果の$p$値は、原則として明確に定義されていますが、データに関する仮定が正しくない場合、失敗する可能性があります。
星間空間における短鎖脂肪酸の潜在的な存在形態とマイクロ波回転スペクトルに関する理論的研究
| Title |
Theoretical_Study_on_the_Potential_Existing_Forms_and_Microwave_Rotational_Spectrum_of_Short-Chain_Fatty_Acids_in_Interstellar_Space |
| Authors |
Fangjing_Mu,_Hao_Wang,_Zhanhang_He,_Qian_Gou,_Yuchao_Zhang,_and_Donghui_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04762 |
いくつかの短鎖脂肪酸とそれに対応する存在する可能性のある水和形態は、星間空間で重要な分子です。それらの構造は、12の異なる計算方法で最適化されました。双極子モーメントと、回転定数と遠心歪み定数を含むスペクトル定数が得られました。ベンチマーク調査によると、revDSD-PBEP86-D3(BJ)が回転計算に最適な方法として選択されました。対称性に適応した摂動理論を使用して、クラスター内の酸と水との間の相互作用の強度と組成を研究しました。結合自由エネルギーを計算することにより、低温低圧条件下で存在する可能性を確認した。さらに、abinitio分子動力学シミュレーションを使用して、酸の内部回転が観察できるかどうかを調査しました。異なる温度での酢酸一水和物の予測された高分解能マイクロ波回転スペクトルからの3分割は、シミュレーションの精度を完全に証明しました。
XMM-NewtonEPIC機器の有効面積クロスキャリブレーションの問題に科学的アプローチを適用しました。XMM-NewtonEPICで観測された銀河団のサンプルを使用して、0.5～6.1keVのエネルギーバンドで2021年11月にパブリックキャリブレーションデータベースに実装されたEPIC機器間の実効面積相互キャリブレーションバイアスを定量化しました。クロスキャリブレーションバイアスの体系的な不確実性を1％未満に制御および最小化するために、多大な努力を払いました。統計的不確実性は類似しているため、効果を1%レベルで確実に測定できます。MOSとpnの間の0.5～6.1keVバンドでの実効面積クロスキャリブレーションは、かなりのレベルでバイアスされます。MOS/pnバイアスは体系的であり、MOS(pn)有効面積が測定器とエネルギーバンドに応じて平均$\sim$3～27%低く(高く)調整されている可能性があることを示唆しています。MOS2とpnの有効領域のエネルギー依存性(つまり形状)の優れた一致は、それらが0.5～4.5keV帯域で$\sim$1%以内で正しく較正されていることを示唆しています。点源の独立したデータセット(3XMM)との比較により、これが確認されます。クラスタサンプルは、MOS1/pn有効領域形状のクロスキャリブレーションが、0.5～4.5keV帯域で最大$\sim$10%に相当するほぼ線形のバイアスを持つことを示しています。2021年11月のXMM-Newton/EPIC機器の0.5～4.5keV帯域での有効面積相互校正は、比較的良好な状態です。ただし、バイアスのクラスター間のrms分散は、バイアスの中央値自体に比べてかなり大きくなります。したがって、XMM-Newton/EPICデータの科学的分析に対するクロスキャリブレーションの不確実性の統計的に堅牢な実装には、有効領域の単純な平均バイアス補正ではなく、最適なパラメーターへの散乱の伝播が含まれる必要があります。
GPR トレーニング済み SCRIPT を使用した再イオン化パラメーター空間探索の高速な方法
| Title |
A_fast_method_of_reionization_parameter_space_exploration_using_GPR_trained_SCRIPT |
| Authors |
Barun_Maity,_Aseem_Paranjape,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04839 |
パラメータ空間の効率的な探索は、さまざまな観測プローブから再イオン化の時代に関する物理的情報を抽出するために重要です。この目的のために、半数値光子保存再イオン化モデルSCRIPTに適用されるガウス過程回帰(GPR)トレーニングに基づく高速な手法を提案します。私たちのアプローチは、SCRIPTの数値収束特性を利用し、低コストで粗い解像度のシミュレーションに基づいてトレーニングセットを構築します。次に、このセットを使用して尤度エミュレーターをトレーニングし、完全なMCMC実行よりも約2桁少ない計算時間で結果を生成しながら、妥当な68%と95%の信頼等高線を生成します。さらに、この手法の適用可能性を実証するために、シミュレートされたデータを使用して予測研究を行います。この方法は、尤度の計算に費用がかかるために完全なMCMC分析が実行できない場合に特に役立ちます。
SNR 0509-67.5 に生存する SN Ia コンパニオンはありません: 恒星集団の特徴付けとモデルとの比較
| Title |
No_Surviving_SN_Ia_Companion_In_SNR_0509-67.5:_Stellar_Population_Characterization_and_Comparison_To_Models |
| Authors |
Joshua_V._Shields,_Prasiddha_Arunachalam,_Wolfgang_Kerzendorf,_John_P._Hughes,_Sofia_Biriouk,_Hayden_Monk,_Johannes_Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03750 |
コミュニティは、タイプIa超新星が炭素/酸素白色矮星の熱核暴走から発生することに同意しています。しかし、完全な祖先システムと、白色矮星の爆発を促すプロセスは不明のままです。現在のほとんどのモデルは、白色矮星が爆発するのは、プロセスを生き残り、爆発した星の残骸の中にとどまる可能性のある連星伴星との相互作用が原因であると示唆しています。さらに、超新星前の相互作用プロセスと一次星の爆発の両方が、通常の星の半径と温度からの大幅な逸脱を二次星に刻印し、無関係な星の集団に対して星を識別できるようにすることが期待されています。SNIaレムナント内の生き残ったコンパニオンの識別は、コンパニオンのIDに基づいて、特定の対応するSNIa前駆チャネルを確認する可能性があります。我々は、大マゼラン星雲を拠点とするIa型レムナントSNR0509-67.5の生き残った伴星探索を行った。大マゼラン雲までの十分に制約された距離と前景絶滅により、相関と不確実性が低い恒星パラメーターのベイジアン推論が可能になります。SNR0509-67.5の完全に特徴付けられた星の内部の詳細なカタログを、半径、実効温度、複数回の訪問にわたるハッブル宇宙望遠鏡の測光観測を組み合わせて使用して推定された金属量とともに提示します。次に、残骸の年代(爆発から約400年後)に適した、生き残ったコンパニオンモデルのリストを作成します。これらの予測を推測された星のパラメーターと比較し、生き残った伴星の予測された特徴と一致する星はないと結論付けました。
| Title |
A_rotational_age_for_the_open_cluster_NGC_2281 |
| Authors |
D._J._Fritzewski,_S._A._Barnes,_J._Weingrill,_T._Granzer,_E._Cole-Kodikara,_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03755 |
冷たい星の自転周期は、散開星団の年齢を決定する上で重要なツールになっています。散開星団NGC2281の年齢を、その低質量メンバーの回転特性に基づいて推定することを目的としています。この散開星団の以前の推定年齢は、275Myrから630Myrの範囲です。テネリフェ島の1.2mロボットSTELLA望遠鏡で得られた8か月間の測光時系列に基づいて、NGC2281の126個のクールな星のメンバー(観測されたメンバーの70%)の自転周期を測定しました。NGC2281の豊かな色周期図を構築し、低速回転子シーケンスの上に異常値がほとんどないことを確認します。他の散開星団と比較して散開星団を正確に年代測定するために使用できる、進化した高速回転子シーケンスを特定します。M37とM48との比較は、3つの散開星団すべてがほぼ同時期であることを示しており、NGC2281の年齢は$435\pm50$Myrであると推定されています。若いNGC3532と古いPraesepeとの比較により、中期Kおよび初期Mの高速回転子のスピンダウン率は初期Kの星よりも大幅に低いことがわかりました。初期のK高速回転子のスピンダウンは、追加の質量依存性によって支配されている可能性があると思われます。最後に、開星団における進化した高速回転子シーケンスの経験的説明への道を示します。
太陽コロナの渦
渦流は、観測とシミュレーションで、光球、彩層、下部コロナで発見されています。渦はエネルギーとプラズマをコロナに導くために重要な役割を果たしていることが示唆されていますが、渦流がコロナに与える影響は現実的な設定で直接研究されていません。コロナループの高解像度シミュレーションを使用して、渦がコロナ加熱に果たす役割を調査します。渦は人為的に駆動されるのではなく、磁気対流から一貫して発生します。MURaMコードを使用して3D抵抗MHDシミュレーションを実行します。デカルト幾何学で孤立した冠状ループを研究することで、ループ内部の構造を解明することができます。彩層からコロナまでの高さの関数として渦の特性を決定するために、統計分析を行います。ループに注入されたエネルギーは、強力な磁気要素内の内部コヒーレント運動によって生成されることがわかりました。結果として生じるポインティングフラックスの大部分は、光球とコロナの間に磁気接続を形成する渦管内の彩層を通過します。渦は、コロナの高さまで達する連続した構造を形成できますが、コロナ自体では、渦管が変形し、最終的には高さが増すにつれてそのアイデンティティを失います.渦は、彩層とコロナの両方で上向きのポインティングフラックスと加熱速度の増加を示しますが、それらの効果は高さが増すにつれてあまり顕著になりません。渦は彩層と低コロナでエネルギー輸送と構造化に重要な役割を果たしますが、渦が環境と区別しにくいため、大気のより高い場所での渦の重要性はあまり明確ではありません。コロナに到達する渦管は、コロナ放射と複雑な関係を示します。
活動領域のコロナループにおける非熱速度は異方性ですか?
| Title |
Are_Non-thermal_Velocities_in_Active_Region_Coronal_Loops_Anisotropic? |
| Authors |
Michael_Hahn,_Mahboubeh_Asgari-Targhi,_and_Daniel_Wolf_Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03808 |
非熱的広がりが磁場方向に対して異方性であるかどうかを判断するために、活性領域のコロナルループの線幅を測定しました。これらの非熱速度は、未解決の流体運動によって引き起こされます。私たちの分析方法は、分光データと磁場外挿を組み合わせたものです。ひのでの極端紫外イメージング分光計からのスペクトルを分析しました。微分放射測定分析は、活動領域で形成されると一般に考えられている多くのスペクトル線が、背景の静かな太陽からの実質的な寄与を持っていることを示しました。これらのスペクトルから、発光がバックグラウンドソースではなくアクティブ領域ループによって支配されているラインを特定しました。これらの線を使用して、非熱速度のマップを作成しました。SolarDynamicsObservatoryのHelioseismicMagneticImagerと、CoronalModelingSystem非線形フォースフリー磁場再構成コードからのデータを使用して、活動領域を通る磁力線のいくつかを追跡しました。分光データと磁気データを比較して、非熱速度と視線と磁場の間の視野角との相関関係を探しました。非熱速度は、視野角と弱い反相関を示すことがわかりました。すなわち、非熱流速は平行方向で若干大きくなる傾向にある。この平行な広がりは、音響波または未解決の平行流による可能性があります。
高速自転降着白色矮星の重力モードと矮新星後の重力モードの変化
| Title |
Gravity_modes_on_rapidly_rotating_accreting_white_dwarfs_and_their_variation_after_dwarf_novae |
| Authors |
Praphull_Kumar_(Alabama),_Dean_M._Townsley_(Alabama) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03809 |
大変動変光星(CV)で降着する白色矮星は、孤立した白色矮星(WD)で観測される重力(g)モードと同様の非放射状振動と一致する、短期間(数十分)の明るさの変化を示します。矮新星であるGWLibraeは、非放射状振動が観測された最初のCVであり、これらの脈動を示すWDを降着させる最もよく研究されたものであり続けています。孤立したWDとは異なり、降着するWDは急速に回転し、典型的な低次振動周期と同等またはそれよりも短いスピン周期を持ちます。降着するWDでは、内部温度と表面温度の間にも異なる関係があります。降着するWDの表面温度は、矮新星の降着イベントの間で月単位から年単位のタイムスケールで変化し、この温度変化がgモードの挙動にどのように影響するかを研究することができます。ここでは、低次($\ell=1$)モードに焦点を当てて、WDの付加に対する断熱地震学的計算の結果を示します。矮新星の降着イベントによる地下層の温度変化に応じてgモードがどのように変化するかを示します。これらの計算には、高スピンレートに必要な非摂動的な回転が含まれます。これらの降着するWDの熱履歴について説明し、回転がある場合とない場合の地震学的特性を比較します。$g$モードの周波数を観測された天体と比較することで、質量、表面の存在量、降着の歴史など、WDの構造の特徴を推測できる可能性があります。バースト後の冷却中のモード周波数の変化は、モードを識別する新しい方法を提供します。
i-プロセスはほぼ太陽の金属量で動作しますか?
| Title |
Does_the_i-process_operate_at_nearly_solar_metallicity? |
| Authors |
D._Karinkuzhi_(1,2),_S._Van_Eck_(2),_S._Goriely_(2),_L._Siess_(2),_A._Jorissen_(2),_A._Choplin_(2),_A._Escorza_(3),_S._Shetye_(4),_H._Van_Winckel_(5)._((1)._Department_of_Physics,_University_of_Calicut,_Thenhipalam,_Malappuram_673635,_India_(2)._Institut_d'Astronomie_et_d'Astrophysique,_Universit'e_Libre_de_Bruxelles_(ULB)_C.P._226,_B-1050_Bruxelles,_Belgium_(3)._European_Southern_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura,_Casilla_19001,_Santiago_de_Chile,_Chile_(4)._Institute_of_Physics,_Laboratory_of_Astrophysics,_\'Ecole_polytechnique_f\'ed\'erale_de_Lausanne_(EPFL),_Observatoire_de_Sauverny,_1290_Versoix,_Switzerland_(5).Instituut_voor_Sterrenkunde,_KULeuven,_Celestijnenlaan_200D,_3001_Leuven,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04189 |
LAMOSTが低スペクトル分解能(R~1800)で調査した454180個の巨星の中から、895個のs過程に富む候補のサンプルが見つかりました。以前の研究では、HERMES-Mercatorスペクトログラフによって提供されるより高い解像度(R~86000)を利用して、このサンプルの最も明るい星の15の再分析を実行しました。太陽に近い金属量を持つこれらの15のプログラム星のうち、11は軽度から強い重元素過剰を示した。しかし、これらの過剰の起源における核合成プロセスは、以前の研究では疑問視されていませんでした。15のターゲットのsおよびrプロセス要素の存在量を導き出し、いくつかの星がiプロセスの特徴を示すかどうかを調べます。CEMP)-rs星)。存在量は、TURBOSPECTRUM放射伝達LTEコードとMARCSモデル大気を使用して、Pr、Nd、Sm、およびEuの高解像度HERMESスペクトルから導出されます。私たちの最近の研究で提案された新しい分類スキームを使用して、2つの星が、銀河の化学進化から予想されるレベルをはるかに超えるsおよびrプロセス要素の過剰を示していることがわかりました。金属性。最も濃縮された星の存在量を、STAREVOL星の進化コードからの元素合成予測と比較し、AGB星で発生するiプロセスと互換性のある存在量を見つけます。濃縮パターンを特徴付ける重元素の数が多いにもかかわらず、CEMP-s星とCEMP-rs星の間の境界はあいまいなままです。しかし興味深いことに、太陽に近い金属量でもiプロセスパターンによって存在量がよりよく再現される外因性星の数が増えていることがわかっています。
AM CVnスターNSV 1440の2022年の活動状態
私たちは、2022年にAMCVn星NSV1440で約200日間続く活動状態を発見しました。この状態の間、天体は16.5等(静止状態から2.0～2.5等)に達し、多数の通常のバーストを重ねて示しました。このような活動状態は、おそらく、二次からの物質移動の強化、または降着円盤の静止粘度の増加によってもたらされました。これらの可能性は、次のスーパーアウトバーストまでの間隔を観察することによって区別されると予想されます。また、イベントの終わりに向けた明るさとコースは、2021年のスーパーアウトバースト後のフェージングテールに類似していることもわかりました。AMCVn星の2022年の活動状態とスーパーアウトバースト後のフェージングテールを生成するメカニズムは同じである可能性があります。今回の発見により、AMCVn星におけるこれらのまだよく理解されていないフェージングテールの性質と、水素に富むWZSge星における対応する現象の可能性が明らかになることが期待されます。また、過去に主張された長周期AMCVn星のかすかな長い「スーパーアウトバースト」は、円盤の不安定性による真のアウトバーストではなく、NSV1440の2022年の活動状態に似た現象である可能性が高いことにも注意してください。
爆発中の共生連星の軌道面における中立風の領域の出現
連星系の白色矮星(WD)への質量の降着は、星の爆発につながる可能性があります。WDが、共生連星内で進化した遠い巨星の恒星風から降着する場合、ときどきバーストを起こすことがあり、その際に数倍明るくなり、低速および高速の質量流出を生成し、場合によってはバイポーラを放出します。ジェット。この論文では、巨人からの風からなる共生連星の軌道面における中立領域の一時的な出現によって、これらの爆発の現在の状況を補完します。Ly$\alpha$線の周りの連続体のくぼみをモデル化することにより、WDの方向と連星の任意の軌道フェーズでH$^0$列密度($N_{\rmH}$)を決定することにより、その存在を証明します。すべての適切なオブジェクトの原子状水素のレイリー散乱によって引き起こされます。つまり、アウトバーストからの明確な紫外線スペクトルが利用可能な共生連星の食です。$N_{\rmH}$の値は軌道に沿って共通のコースをたどり、最小値と最大値は数倍の$10^{22}$と$10^{24}$cm$^{-2}$である。それぞれ、巨人の下位結合。その非対称性は、連星軸に関して軌道面の巨人からの風の密度分布が非対称であることを意味します。中性風は、アウトバースト中にWDの周りに密集した円盤状の構造が形成されるため、軌道面で観測できます。これは、軌道面の中央燃焼WDからの電離放射線をブロックします。
NGTS クラスター調査 $-$ V: オリオン星形成複合体の回転
| Title |
NGTS_clusters_survey_$-$_V:_Rotation_in_the_Orion_Star-forming_Complex |
| Authors |
Gareth_D._Smith,_Edward_Gillen,_Simon_T._Hodgkin,_Douglas_R._Alves,_David_R._Anderson,_Matthew_P._Battley,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Samuel_Gill,_Michael_R._Goad,_Beth_A._Henderson,_James_S._Jenkins,_Alicia_Kendall,_Maximiliano_Moyano,_Gavin_Ramsay,_Rosanna_H._Tilbrook,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04621 |
NextGenerationTransitSurvey(NGTS)による$\sim$200dの測光モニタリングキャンペーンに続いて、オリオン星形成複合体の30平方度にわたる回転の研究を提示します。オリオン構成員の5749個の光度曲線から、2268個の天体の周期的な特徴を報告し、スペクトルタイプF0$-$M5を持つ1789個の星の色の関数として自転周期分布を分析します。$\textit{Gaia}$データを使用してOrionの候補メンバーを選択し、ターゲットをキネマティックサブグループに割り当てます。星ごとに星間絶滅を補正し、磁気および非磁気星の進化モデルを使用して星と星団の年齢を決定します。自転周期は一般に1$-$10dの範囲にあり、1.8日より短い周期で回転する古典的なおうし座T星またはクラスI/IIの若い星の天体はわずか1.5%であるのに対し、おうし座T星のウィークラインは14%です。星またはクラスIIIの天体。period$-$color空間では、年齢が3$-$6Myrの低質量(>M2)星の間で、自転周期の分布は、1$-$3Myrの星と比較して、周期が10dを超えない短い周期に向かって移動します。M3.5以降の星の場合。これは、星周円盤の分散の質量依存性を反映している可能性があります。最後に、期間$-$color分布のターンオーバー(増加期間から減少期間へ)は、高齢者集団の低質量で発生する可能性があることを示唆しています。\sim$M1で3$-$6Myr.
ケプラーミッションデータで発見された新しいCP星の磁場
| Title |
Magnetic_Fields_of_New_CP_Stars_Discovered_with_Kepler_Mission_Data |
| Authors |
I._A._Yakunin,_E._A._Semenko,_I._I._Romanyuk,_A._V._Moiseeva,_and_V._N._Aitov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04898 |
この論文は、1mSAORAS望遠鏡で化学的に特異な性質が以前に明らかにされた星の磁場の進行中の分極偏光モニタリングの最初の結果を示しています。ケプラー宇宙ミッションとTESS宇宙ミッションの測光データを使用してサンプル候補を選択しました。測光光度曲線に基づく新しいCP星の探索方法の有効性が確認されました。磁場の測定値を提示し、調査中のオブジェクトの大気パラメーターを推定します。
惑星を動力源とする過渡現象 ZTF SLRN-2020 の性質について
レッドノヴァZTFSLRN-2020は、力学的タイムスケールで主系列(またはそれに近い)星と惑星の合併と互換性のある特性を持つ3番目の一時的なイベントです。最初の2つの一時的なイベントは若いシステムで発生しましたが、ZTFSLRN-2020は古いシステムで発生しました。それにもかかわらず、私は、3つの恒星-惑星中間光度の光学的過渡現象(ILOT、RedNovaeとも呼ばれる)が、ILOTのエネルギー-時間図で同じ領域を占めていることを示しています。恒星連星相互作用による力であるILOTのモデルに基づいて、ZTFSLRN-2020の惑星は、星に飲み込まれる前にほぼ脱出速度でジェットを発射したことを示唆しています。興味深いことに、惑星からの脱出速度は惑星の軌道速度に似ています。これは、星からの脱出速度よりはるかに低い、非常に低い終末速度の流出につながり、赤道面に対して約45度の濃度になります。同様に、惑星は飲み込まれる直前に降着した質量の一部を失い、星の周りに降着円盤を形成した可能性があります。この円盤は、イベントの主な爆発中にジェットを発射した可能性があります。ジェットは双極膨張星雲を形成します。
アクシオンプローブとしての天体物理黒体のスペクトル歪み
| Title |
Spectral_distortions_of_astrophysical_blackbodies_as_axion_probes |
| Authors |
Jae_Hyeok_Chang,_Reza_Ebadi,_Xuheng_Luo,_Erwin_H._Tanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03749 |
最近の研究では、光学範囲でほぼ完全な黒体スペクトルを示す白色矮星が十数個、スローンデジタルスカイサーベイのカタログに潜んでいることが明らかになりました。宇宙マイクロ波背景放射に似た方法で、これらの星は新しい物理学の優れたテストベッドとして機能することを指摘します。具体的には、観測されたスペクトル歪みの欠如が、電磁結合を伴うアクシオンのパラメーター空間の制限にどのように変換されるかを示します。また、今後の改善の見通しについても説明します。
非周期ポテンシャルを持つALP暗黒物質：パラメトリック共鳴、ハロー形成、重力サイン
| Title |
ALP_dark_matter_with_non-periodic_potentials:_parametric_resonance,_halo_formation_and_gravitational_signatures |
| Authors |
Aleksandr_Chatrchyan,_Cem_Er\"oncel,_Matthias_Koschnitzke,_G\'eraldine_Servant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03756 |
アクシオン様粒子(ALP)は、宇宙の暗黒物質を説明する主要な候補です。ミスアラインメントメカニズムによるそれらの生成は、疑似南部ゴールドストーンボソンに特徴的なコサインポテンシャルについて広く研究されてきました。この作業では、フィールドの最小値からの大きなずれを可能にする非周期的なポテンシャルを持つALPを調査します。その結果、ALPはパラメーター空間の大部分で暗黒物質の遺物密度と一致させることができます。このような電位は自己相互作用を引き起こし、パラメトリック共鳴を介してALP場の変動の指数関数的成長を引き起こし、場の断片化につながります。Floquet解析と格子シミュレーションの両方を使用して、これらの効果を調べます。Press-Schechter形式を使用して、ALP暗黒物質から生じるハロー質量関数とハロースペクトルを予測します。これらのハローは、アストロメトリックレンズ効果、ブラックホールの合体による重力波信号の回折、高度に拡大された星のフォトメトリックマイクロレンズ効果、銀河円盤内の星の摂動、星流などの観測可能な重力効果を生成するのに十分な密度になる可能性があります。これらの効果は、たとえそれが標準モデルに結合しなくても、暗黒物質のプローブを提供するでしょう.それらは、標準的な冷たい暗黒物質で予測されるハローや、標準的なミスアラインメントメカニズムのALP暗黒物質では観測できません。(ALP質量、減衰定数)平面のパラメーター空間の関連領域を決定し、異なるアクシオンフラグメンテーションモデルでの予測を比較します。
偏心軌道における連星ブラックホールの地平線フラックス
偏心軌道におけるブラックホールの質量と角運動量の変化率、つまり潮汐加熱を計算します。この変化は、周回する伴星の潮汐場によって引き起こされます。回転しているブラックホールと回転していないブラックホールの両方の結果を、平均運動の先頭の順序、つまり$\xi$で計算します。非ゼロの離心率でレートが大幅に向上することを示します。連星の離心率は時間とともに変化するため、初期離心率と方位周波数$\xi_{\phi}$で結果を表現します。その過程で、初期離心率$e_0$の級数展開ですべての物理量を計算するために使用できる処方箋を作成しました。この結果は、離心率の進化に対するスピンの寄与を無視しながら、主要な順序でのみ知られていました。現在の作業では、偏心進化の結果は依然としてスピン効果を無視していますが、処方箋を使用して、最初の偏心後進次数の高次補正を計算できます。この結果を使用して、ブラックホールの質量と角運動量の変化率を、初期離心率と方位周波数($\mathcal{O}(e_0^2)$まで)で計算しました。
ホログラフィック等角相転移の新しい地平
| Title |
New_Horizons_in_the_Holographic_Conformal_Phase_Transition |
| Authors |
Cem_Er\"oncel,_Jay_Hubisz,_Seung._J._Lee,_Gabriele_Rigo,_Bharath_Sambasivam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03773 |
一般的に研究されている熱ランドール-サンドラム相転移の代替案を探ることを目的として、ホログラフィックディラトンの宇宙論的解について説明します。熱転移は通常、強い一次であり、摂動的な5D重力理論が転移の完了を妨げていることはよく知られています。この熱遷移は、AdS-Schwarzschild地平線の表面を通過する赤外線ブレーンの核形成に対応しています。私たちが研究しているアプローチは、代わりに、宇宙論が完全に5次元であり、非常に相対論的なブレーン運動を持ち、リンドラー地平が初期の赤外線ブレーンを覆い隠している初期のエポックを呼び起こします。私たちのアプローチは、AdS/CFTを介して、等角相転移への非平衡アプローチに対応しています。5D理論の摂動性を犠牲にすることなく、一般的に相転移の完了につながる初期条件のクラスについてコメントします。
強力な重力アプリケーションに関連する質量範囲の超軽量暗黒物質としての疑似南部ゴールドストーン ボソンの実行可能性の調査
| Title |
Exploring_the_viability_of_pseudo_Nambu-Goldstone_boson_as_ultralight_dark_matter_in_a_mass_range_relevant_for_strong_gravity_applications |
| Authors |
Ant\'onio_P._Morais,_Vin\'icius_Oliveira,_Ant\'onio_Onofre,_Roman_Pasechnik,_Rui_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.03776 |
暗黒物質の候補として、超軽量の疑似南部ゴールドストーンボソンを持つ暗黒セクターを特徴とする標準モデルの単純な拡張を研究します。強い重力の応用に関連する質量範囲$\mathcal{O}(10^{-20}-10^{-10})$eVに注目し、初期宇宙におけるその生成と進化を探ります。このモデルは、暗黒物質が光子や他の標準モデル粒子に直接結合しないように定式化されており、アクシオンのような粒子に関連する最も厳しい宇宙論的境界のいくつかを回避しています。この作業では、暗黒物質がインフレ前またはインフレ後のどちらの体制で生成されるかに応じて、2つの異なるシナリオが考慮されます。また、宇宙ストリングやドメインウォールなどの出現したトポロジー欠陥の影響についても議論し、それらの崩壊によって生成される確率的重力波のスペクトルを推定し、現在および将来の重力波実験でモデルをテストできるようにします。
QED と QCD における強磁場物理学: 基礎から応用まで
QEDおよびQCDにおける強力な電磁場における量子ダイナミクスの基礎と応用に関する教育的レビュー記事を提供します。基礎には、Landau量子化の基本的な図と、外部フィールドの大きなマグニチュードによって強化される高次ダイアグラムのクラスに適用される復元技術が含まれます。次に、非線形QEDの学際的な研究分野を構成する強力な磁場の存在下での真空ゆらぎの観測可能な効果について説明します。また、Heisenberg-Euler有効理論の有限温度/密度への拡張、およびいくつかのアプリケーションを使用した非アーベル理論への拡張についても説明します。次に、強磁場中の低エネルギーダイナミクスに現れる次元縮小のパラダイムに進みます。超伝導のメカニズム、カイラル対称性の破れの磁気触媒作用、および近藤効果は、くりこみ群法という観点から統一された観点から扱われます。2022年末のキラル対称性の破れと関連トピックについて、磁場中の格子QCDシミュレーションの最新の概要を提供します。最後に、キラル異常と軸電荷ダイナミクスによって引き起こされる新しい輸送現象について説明します。.これらの議論は、多くの付録によってサポートされています。
ブラックホールの回転とEHT観測による強力な重力レンズ効果によるループ量子重力の調査
| Title |
Investigating_Loop_Quantum_Gravity_Through_Strong_Gravitational_Lensing_Effects_by_Rotating_Black_Hole_and_EHT_Observations |
| Authors |
Jitendra_Kumar,_Shafqat_Ul_Islam_and_Sushant_G._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04336 |
質量$M$と回転$a$に加えて、追加のパラメータ$l$を使用して、ループ量子重力(LQG)に基づく回転ブラックホール(LMRBH)メトリクスによる強いたわみ領域での重力レンズ効果を調べます。LMRBH時空はどこでも規則的で、特定のケースとしてカーブラックホールを漸近的に包含し、パラメーターに応じて、1つの地平線のみを持つブラックホール(BH-I)、事象の地平線とコーシーの地平線を持つブラックホール(BH-II)、3つの地平線を持つブラックホール(BH-III)、または地平線のないブラックホール(NH)時空。LQGパラメータ$l$が増加するにつれて、不安定な光子軌道半径$x_{ps}$、クリティカルインパクトパラメータ$u_{ps}$、偏向角$\alpha_D(\theta)$および角度位置が増加することがわかります。$\theta_{\infty}$も増加します。一方、角度分離$s$は減少し、相対等級$r_{mag}$は、順行運動では$l$の増加とともに増加しますが、逆行運動では逆の挙動を示します。SgrA*の角度位置$\theta_{\infty}$は$\in$(16.404,39.8044)$\mu$as、M87*の場合$\in$(12.3246,29.9057)$\mu$as.角度分離$s$は、SgrA*では$\in$(0.008306-0.37573)$\mu$、M87*では$\in$(0.00624-0.282295)$\mu$の範囲です。相対等級$r_{mag}$$\in$(0.04724,1.53831)。20個の超大質量銀河中心ブラックホールをレンズとして使用して、1番目と2番目の相対論的画像の間の時間遅延を推定します。私たちの分析は、$1\sigma$領域内で、BH-IおよびBH-IIのかなりの部分と、BH-IIIパラメーター空間のごく一部が、M87*およびSgrA*のEHT結果と一致するのに対し、NH完全に除外されます。SgrA*のEHTの結果は、M87*のEHTの結果によって確立された制限よりも、LMRBHブラックホールのパラメーター空間により厳しい制限を課すことがわかりました。
| Title |
Exploring_the_nature_of_black_hole_and_gravity_with_an_imminent_merging_binary_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Xingyu_Zhong,_Wenbiao_Han,_Ziren_Luo,_Yueliang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04478 |
最近報告された超大質量連星ブラックホールの候補SDSSJ1430+2303は、潜在的な重力波源としての超大質量ブラックホールの差し迫った連星を調査するよう私たちを動機付けています。合体の終わりに放射された重力波は、宇宙のバンドにあることが示されています。搭載検出器。このようなタイプの重力波源を調査するために必要な必要な検出感度に関する一般的な分析を提供し、衛星搭載アンテナの2つの一般的に設計された構成を考慮して完全な議論を行います。ソースが非常に近い場合、最初の2つの衛星に追加の衛星を追加するだけで、計画されているTaijiパスファインダーの拡張として提案されているTaijipathfinder-plusで検出することができます。この種のソースでの重力波検出により、超大質量ブラックホールの性質と重力の性質を調べることができます。
宇宙ベースの重力波検出器のネットワークについて
| Title |
On_networks_of_space-based_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Bin_Hu,_Chang_Liu,_Youjun_Lu,_Wei-Tou_Ni,_Wen-Hong_Ruan,_Naoki_Seto,_Gang_Wang,_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04551 |
宇宙ベースのレーザー干渉計、LISA、Taiji、TianQinは、2030年代にミリヘルツの重力波(GW)を観測することを目標にしています。複数の宇宙ベースの検出器からの共同観測は、大きな利点をもたらします。この作業では、共同宇宙ベースのGW検出器ネットワークの研究と調査を要約して強調します。)確率的GWバックグラウンド観測におけるパリティ違反をテストする有効性、3)銀河前景を差し引く効率、4)恒星質量BBH観測の改善。大規模なBBH観測と確率的GWバックグラウンド観測をトレードオフすることにより、代替ネットワークを検査します。
$f(R)$ 重力におけるシュヴァルツシルト ブラック ホール幾何学からの逸脱の探索
| Title |
Exploring_departures_from_Schwarzschild_black_hole_geometry_in_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Francesco_Bajardi,_Rocco_D'Agostino,_Micol_Benetti,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04695 |
一般相対性理論からの逸脱の可能性を検出するために、さまざまな天体物理学的手法を組み合わせることができます。この作業では、ネーター対称性の存在によって選択された$f(R)$重力モデルのクラスを検討します。このフレームワークでは、シュヴァルツシルト幾何学からのわずかな逸脱を含む、一連の静的で球対称なブラックホールソリューションを決定することができます。特に、重力が唯一の支配的な相互作用である場合、レイトレーシング技術を利用して、ブラックホールの画像、エピサイクリック周波数、およびブラックホールの影のプロファイルを再構築します。さらに、物質のダイナミクスも電磁放射力の影響を受ける場合、一般相対論的なポインティング・ロバートソン効果を考慮に入れます。得られた結果に照らして、提案された戦略は堅牢で効率的であることがわかります。一方で、強い場から弱い場までの重力を調査することができます。一方、現在の観測感度に応じて、一般相対性理論からの小さな逸脱を検出することができます。
記憶の重要性 : 物質効果の存在下でのコンパクト連星合体の重力波記憶
| Title |
Memory_matters_:_Gravitational_wave_memory_of_compact_binary_coalescence_in_the_presence_of_matter_effects |
| Authors |
Dixeena_Lopez,_Shubhanshu_Tiwari_and_Michael_Ebersold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04761 |
連星中性子星(BNS)と中性子星ブラックホール(NSBH)連星は、物質効果を調べるための最も有望な重力波(GW)源の1つです。LIGO-Virgo-KAGRA検出器と、アインシュタイン望遠鏡やCosmicExplorerなどの将来の第3世代検出器の今後の観測実行により、BNSおよびNSBHシステムのGWシグネチャからこれらの物質効果に関する詳細な情報を抽出できるようになります。コンパクトバイナリシステムの検出からより多くの情報を抽出するのに役立つ1つの微妙な効果は、非線形メモリです。この作業では、物質効果の存在下での重力波非線形記憶の観測結果を調査します。BNS合併をバイナリブラックホール(BBH)またはNSBH合併と区別する際の非線形メモリの影響を定量化することから始めます。第3世代の検出器の場合、非線形メモリをGW信号モデルに追加すると、BNS信号がBBHおよびNSBH信号と区別可能になるパラメーター空間が拡張されることがわかります。数値相対性シミュレーションを使用して、BNSシステムの合併後のフェーズから生成される非線形メモリも研究します。NSの状態方程式に強い依存性を示さないことがわかります。ただし、BNSの合併後のフェーズからの非線形メモリは、同じ質量のBBHシステムからのものよりもはるかに低いです。さらに、現在および将来の検出器のBNS合併の集団から信号強度を蓄積することにより、NSシステムの合併後の段階から非線形メモリの検出の見通しを計算します。最後に、BNSおよびNSBHシステムの動的噴出物から考えられる線形記憶の影響と、非線形記憶に対するその信号強度について説明します。ほとんどの場合、線形メモリの効果は非線形メモリよりもはるかに弱いことがわかります。
この論文は、集団ニュートリノ振動に対する標準的なアプローチが潜在的に重要な量子多体相関を除外しているという提案に対応しています。この考えを支持する議論は計算に基づいており、綿密な精査の結果、いずれの証拠も示されていない.通常の量子運動論の形式主義の不備は、現在、文献によってサポートされていません。
