超新星のデータから暗黒エネルギーが減少している可能性のあるヒント
時間依存のスカラー場からの位置エネルギーは、観測された宇宙加速度の可能な説明を提供します。この論文では、Ia型超新星の最近のPantheon+サーベイからの赤方偏移対輝度データが、超新星データが利用可能な期間（宇宙の年齢の約半分）の単一スカラー場の可能な進化をどのように制約するかを調査します.ポテンシャルの線形近似を行うと、データに適切に適合するモデルは通常、現時点でポテンシャルエネルギーが減少し(許容されるパラメーター空間の99%以上を占める)、スカラーポテンシャル($\langle{\rmRange}(V)/V_0\rangle\approx0.97$)利用可能なデータに対応する期間($z<2.3$)。ポテンシャルに2次項を含めると、データは、正または負の$V_2$の大きさが大きいものや、宇宙がすでに加速を停止しているモデルなど、考えられるポテンシャルの広い範囲にうまく適合する可能性があります。モデル内のいくつかの縮退と近似の縮退について説明します。これは、許容されるポテンシャルのやや驚くべき範囲を説明するのに役立ちます。
再電離中のLy$\alpha$光度関数から導かれる大域中性分数の推論に対する宇宙分散の影響
| Title |
The_Impact_of_Cosmic_Variance_on_Inferences_of_Global_Neutral_Fraction_Derived_from_Ly$\alpha$_Luminosity_Functions_During_Reionization |
| Authors |
Sean_Bruton,_Claudia_Scarlata,_Francesco_Haardt,_Matthew_J._Hayes,_Charlotte_Mason,_Alexa_M._Morales,_Andrei_Mesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04949 |
測定されたライマン$\alpha$エミッター(LAE)光度関数(LF)における宇宙分散に由来するフィールド間の変動の影響と、この変動が銀河間媒体の中立部分の推論に与える影響(IGM)再イオン化中。z=7IGMシミュレーションを後処理して、暗黒物質のハローにLAEを配置します。これらのLAEには、現実的なUV強度、Ly$\alpha$フラックス、およびLy$\alpha$ラインプロファイルがあります。さまざまなIGMニュートラルフラクション$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}$を使用して、宇宙におけるLy$\alpha$放出の減衰を計算します。$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}=0.3$シミュレーションでは、赤方偏移ウィンドウ$\Deltaz=0.5$およびフラックスリミットを使用して、2平方度の模擬測量を100回実行します。$\rm{f}_{Ly\alpha}>1\times10^{-17}\:\rm{ergs}\:\:\rm{s}^{-1}\:\rm{cm}^{-2}$;このような調査は、現在実施されている最大のLAE調査の中で、深さと量において典型的です。実現ごとに、LAELFを計算し、それを使用して入力$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}$を復元します。$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}$の推定値をサーベイ全体で比較すると、大規模な構造と中性ガスの変動に由来する宇宙の分散が見られます。$\Delta\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}\sim0.2$when$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}$$=0.3$.ボリュームを増やす、フラックス制限を減らす、または多くの独立したフィールドでボリュームをプローブするなど、この不確実性を減らすための緩和戦略を検討します。調査の範囲や深さを増やしても不確実性は緩和されませんが、多くの独立したフィールドで調査を構成することは効果的です。この発見は、再イオン化中の宇宙の$\bar{\rm{x}}_{\rm{HI}}$を制限することを目的としたLAEサーベイの最良の戦略を強調しています。
宇宙の再電離に対するミニハローとハロー間媒体の影響と応答
| Title |
The_impact_and_response_of_minihalos_and_the_inter-halo_medium_on_cosmic_reionization |
| Authors |
Tsang_Keung_Chan,_Alejandro_Benitez-Llambay,_Tom_Theuns,_Carlos_Frenk,_Richard_Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04959 |
不均一媒体を伝搬するイオン化フロント(Iフロント)は、自己遮蔽と再結合によって減速されます。宇宙再電離期のIフロント伝搬の宇宙放射流体力学シミュレーションを実行します。シミュレーションは、再結合を支配する可能性のあるミニハロー(ハロー質量$10^4\lesssimM_h[{\rmM}_\odot]\lesssim10^8)$内のガスを、存在量をサンプリングするのに十分な大きさの計算量で解決します。そのようなハロー。数値分解能は十分(ガス粒子質量$\sim20{\rmM}_\odot$、空間分解能$<0.1\;{\rmckpc}$)であり、光に対するガスの流体力学的応答の正確なモデル化を可能にします。暖房。$M_h$の関数としてミニハローの光蒸発時間を定量化し、光イオン化率$\Gamma_{-12}$および再イオン化の赤方偏移$z_i$への依存性を示します。組換え率は、早い段階で$\sim10-20$倍、均一な培地よりも向上させることができます。ミニハローからの寄与が高まるため、ピーク値は$\Gamma_{-12}$で増加し、$z_i$で減少します。$c_r$は、I-frontの通過後$\sim100\;{\rmMyr}$で数分の1に減少し、ミニハローが光蒸着されます。この漸近値は、$\Gamma_{-12}$にわずかにしか依存しません。$\Gamma_{-12}$が高く$z_i$が低い場合、再結合により、バリオンあたりの必要な光子数が20～100%増加し、宇宙が再イオン化されます。蒸発速度と逆ストローム層の単純な解析モデルを使用して、数値シミュレーションを補完します。また、この研究は、高解像度の宇宙論シミュレーションで天体物理学的問題に対処するSPHM1RTの習熟度と可能性を示しています。
銀河と銀河団の結合解析による SIDM 断面モデルの制約
| Title |
Constraining_SIDM_cross_section_models_with_a_joint_analysis_of_galaxies_and_clusters |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Fangzhou_Jiang,_Andrew_Benson,_Yi-Ming_Zhong,_Charlie_Mace,_Xiaolong_Du,_Zhichao_Carton_Zeng,_Annika_H._G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05067 |
自己相互作用暗黒物質(SIDM)粒子の性質を天体物理学的観測で調べるために必要なステップの1つは、SIDM断面における速度依存性の可能性を突き止めることです。この目標を達成するための主な課題には、関心のある暗黒物質ハロー内のバリオン成分と潮汐効果の影響を排除または軽減することが含まれます。これらのプロセスの影響は、小規模での暗黒物質の自己相互作用の影響と非常に縮退する可能性があります。.この作業では、バリオン重力ポテンシャルがハロー重力熱進化プロセスに大きな影響を与えないように、バリオン成分が十分に小さい9つの孤立した銀河と最も明るいクラスター銀河（BCG）を選択します。次に、断面積モデル$\sigma(v)=\sigma_0/(1+v^2/\omega^2)^2$のパラメーターを、測定された回転曲線と、重力流体形式と等温による星の運動学で制約します。方法。重力熱流体形式$\log(\sigma_0/[\mathrm{cm^2/g}])=2.6/[(\log(\omega/[\mathrm{km/s}])/1.9)^{0.85}+(\log(\omega/[\mathrm{km/s}])/1.9)^{5.5}]-1.1$$\log(\omega/[\mathrm{km/s}])\leq3.7$であり、68%の信頼水準で0.5dexの分散です。等温モデルによって与えられる制約は$\log(\sigma_0/[\mathrm{cm^2/g}])=3.9/[(\log(\omega/[\mathrm{km/s}])/1.6)^{0.29}+(\log(\omega/[\mathrm{km/s}])/1.6)^{5.1}]-0.34$$1.4\leq\log(\omega/[\mathrm{km/s}])\leq3.5$であり、68%の信頼水準で0.34dexの散布。2つの方法によって制約された断面積は、$2\sigma$の信頼レベルで一貫していますが、等温法では、重力熱アプローチの制約よりも$\sim4$倍大きい断面積が優先されます。
21 cm パワー スペクトルからの再電離期の銀河の天体物理学に関するフィッシャー マトリックス予測
| Title |
Fisher_matrix_forecasts_on_the_astrophysics_of_galaxies_during_the_epoch_of_reionisation_from_the_21-cm_power_spectra |
| Authors |
Sreedhar_Balu,_Bradley_Greig,_and_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05104 |
初期宇宙($z>5$)からの中性水素の21cmの超微細遷移は、最初の光源の形成と進化の敏感なプローブです。フィッシャー行列形式を使用して、この時代の高$z$ソースに関連する複雑で縮退した高次元パラメーター空間を探索し、将来の21cmパワースペクトル(21cmPS)検出からの量的制約を予測します。これは、結合された半解析的な銀河形成モデルと再電離シミュレーションであるMERAXESを使用して達成され、$z\sim20$までのすべての原子的に冷却された銀河の統計的に完全な集団を持つ$N$ボディハローマージツリーに適用されます。私たちの模擬観測は、次の平方キロメートルアレイを使用した1000時間の模擬観測から$z\in[5,24]$にわたる21cmの検出を想定しており、$z\inでの紫外線光度関数(UVLF)に関して較正されています。[5,10]$、プランクからトンプソン散乱までのCMB光子の光学的深さ、および$z>5$でのIGM中性部分に対するさまざまな制約。この作業では、最初の銀河のX線光度、電離UV光子脱出率、星形成、超新星フィードバックに焦点を当てます。21cmのPSだけを使用して、これらの特性を表す8つのパラメータのうち5つを50ドル以上の精度で復元できることを示します。UVLFと組み合わせることで、8つのパラメーターのうち5つが10%を超える(そしてすべてが50%未満)に制限され、予測を改善することができます。
CosmoMC と Cobaya による重力の新しい MGCAMB テスト
| Title |
New_MGCAMB_tests_of_gravity_with_CosmoMC_and_Cobaya |
| Authors |
Zhuangfei_Wang,_Seyed_Hamidreza_Mirpoorian,_Levon_Pogosian,_Alessandra_Silvestri,_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05667 |
重力の宇宙論的テストのためのアインシュタイン-ボルツマンソルバーCAMBのパッチであるMGCAMBの新しいバージョンを紹介します。新しい機能には、赤方偏移の関数として$\mu$、$\Sigma$および暗エネルギー密度分画$\Omega_X$の同時再構成を可能にする新しい3次スプラインパラメータ化、$\の直接実装で動作するオプションが含まれます。mu$,$\Sigma$(最初に$\mu$,$\gamma$に変換する代わりに)、暗黒物質のみに結合したスカラー場でモデルをテストするオプション、および暗黒エネルギーの摂動を含めるオプション$w\ne-1$バックグラウンドを操作して、GR制限でCAMBとの一貫性を回復します。このバージョンのMGCAMBには、pythonインターフェースから直接実行するためのpythonラッパーが付属しており、最新バージョンのCosmoMCの実装であり、Cobayaで使用できます。
ヘイズ形成の自然な経路としての太陽系外惑星の揮発性炭素含有量
| Title |
Exoplanet_Volatile_Carbon_Content_as_a_Natural_Pathway_for_Haze_Formation |
| Authors |
E.A._Bergin,_E._Kempton,_M._Hirschmann,_S.T._Bastelberger,_D.J._Teal,_G.A._Blake,_F._Ciesla,_J._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05056 |
揮発性炭素の主な供給源としての固体有機物の供給に焦点を当てて、地球型惑星の形成を調査します。水不足の地球にとって、惑星を形成する円盤内の水氷線、または氷昇華前線は、長い間重要な焦点でした。固体有機物が不可逆的に破壊される場所であるすすの線も、円盤内の重要な場所であると仮定します。すすの線は、水の雪線よりも主星に近く、検出された系外惑星の大部分の位置と重なっています。この作業では、すすの線と水の氷の線の間のゾーンから材料の大部分を受け取る物体の究極の大気組成を調査します。質量で0.1%および1%の炭素を含み、含水量が変化するケイ酸塩に富む世界をモデル化します。地球化学的平衡の結果として、これらの惑星のマントルは還元された炭素が豊富ですが、水分(水素)の含有量は比較的少ないことを示しています。上層大気で恒星の紫外線光子にさらされると、アウトガスはヘイズ生成の成分を自然に生成します。多くの場合、特徴のない透過スペクトルの存在に基づいて、系外惑星の一覧では、覆い隠された大気のもやがよく見られます(Kreidbergetal.2014、Knutsonetal.2014、Libby-Robertsetal.2020)。このようなヘイズは、下にあるシリケートが優勢なマントルの高い揮発性成分によって促進される可能性があります。このタイプの惑星には太陽系に対応するものはありませんが、銀河系では一般的であり、居住可能性に影響を与える可能性があります.
ゆっくりと回転する地球に近い小惑星 (2059) の物理的性質 ある出現からのバボキバリ
| Title |
Physical_properties_of_the_slow-rotating_near-Earth_asteroid_(2059)_Baboquivari_from_one_apparition |
| Authors |
Orhan_Erece,_Irek_Khamitov,_Murat_Kaplan,_Yucel_Kilic,_Hee-Jae_Lee,_Myung-Jin_Kim,_Ilfan_F._Bikmaevc,_Rustem_I._Gumerov_and_Eldar_N._Irtuganov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05217 |
この研究では、アモール型近地球小惑星(2059)Baboquivariの測光、分光、および初めての偏光観測を実施しました。私たちの調査結果は、バボキバリの物理的特性の最初の信頼できる決定を表しています。測光解析には1mクラスの望遠鏡(T100)のデータとALCDEFデータを使用し、偏光観測、分光観測、および追加の測光観測には1.5mクラスの望遠鏡(RTT150)を使用しました。Baboquivariの交替周期は129.93+/-2.31時間、標準位相関数パラメーターHおよびGはそれぞれ16.05+/-0.05、0.22+/-0.02として得られました。カラーインデックス(V-R)測定値0.45+/-0.02は、分光観測と一致しており、S(またはサブS)スペクトルタイプを示しています。偏光および分光データを使用して、幾何学的アルベドが0.15+/-0.03であり、スペクトルタイプがSq.推定されたアルベドと絶対等級に基づくと、バボキバリの有効直径は2.12+/-0.21kmです。光度曲線の散乱データにより、そのゆっくりした回転とNEA間の位置は、バボキバリが非主軸(NPA)回転子である可能性があることを示唆しています。
嫦娥 5 号のミッションで月の土壌に水分とアンモニウムが豊富に含まれる新しい月の鉱物を発見
| Title |
Discovery_of_a_new_lunar_mineral_rich_in_water_and_ammonium_in_lunar_soils_returned_by_Chang'e-5_mission |
| Authors |
Shifeng_Jin,_Munan_Hao,_Zhongnan_Guo,_Bohao_Yin,_Yuxin_Ma,_Lijun_Deng,_Xu_Chen,_Yanpeng_Song,_Cheng_Cao,_Congcong_Chai,_Yunqi_Ma,_Jiangang_Guo,_Xiaolong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05263 |
月の水の起源と分布は、地球と月のシステムを理解する上で最も重要な問題の1つです。実験室での研究と遠隔検出の半世紀以上を経て、ヒドロキシル含有ミネラルと月の氷(H2O)のみが特定されました。ここでは、嫦娥5号ミッションによって返された月の土壌で、417,000ppmのH2Oを含む含水鉱物(NH4)MgCl3(H2O)6が発見されたことを報告します。決定された構造と組成は、水に富む火山ガス中の高温玄武岩の反応によって形成された地上の噴気鉱物であるノボグラブルノバイトに似ていますが、測定された同位体組成デルタ37Clは20.4ppmに達し、月の鉱物でのみ見られる高い値です。このハイドレートが地球の汚染物質またはロケットの排気に由来する可能性を、その化学的同位体組成と形成条件の分析を通じて除外します。私たちの発見は、太陽に照らされた月の一部に水がハイドレート化合物の形で存在する可能性があることを示しています。さらに、この水和物はアンモニウムが豊富で、月の起源を理解する上で新しい情報を提供します。
天王星のキロメートル放射を用いた天王星衛星のパッシブサウンディングの実現可能性
| Title |
Feasibility_of_Passive_Sounding_of_Uranian_Moons_using_Uranian_Kilometric_Radiation |
| Authors |
Andrew_Romero-Wolf,_Gregor_Steinbruegge,_Julie_Castillo-Rogez,_Corey_J._Cochrane,_Tom_A._Nordheim,_Karl_L._Mitchell,_Natalie_S._Wolfenbarger,_Dustin_M._Schroeder,_Sean_T._Peters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05382 |
100～900kHz帯域の天王星キロ電波(UKR)放射を使用して、天王星の氷の月のパッシブサウンドの実現可能性調査を提示します。観測ジオメトリ、UKR特性の概要説明を提供し、カッシーニ電波プラズマ波科学(RPWS)に類似した機器の感度を推定しますが、受信機デジタイザーと信号処理チェーンが変更されています。この概念には、天王星の衛星内の冷たい海を直接かつ明確に検出し、暖かい海が存在するか海がない場合に内部構造に強い制約を与える可能性があることを示しています。したがって、地球物理学的ペイロードの一部として、この概念は天王星衛星内の海洋の検出において重要な役割を果たす可能性があります。この概念の主な制限は、UKRの拡大された光源サイズと照明ジオメトリへの依存に起因するコヒーレンス損失です。これらの要因は、フライバイ高度と出会いのタイミングに関して、将来の天王星ミッションのツアー設計に対する制約を表しています。
凡庸さを超えて: 人生はどのくらい一般的ですか?
生命が適切な環境で自然発生する可能性(アビオジェネシス)は、宇宙生物学における主要な未知数の1つです。その価値を評価することは、生命の起源について受け入れられている理論がないために妨げられており、選択バイアスの存在によってさらに複雑になっています。「凡庸の原則」のいくつかのバージョン、つまり地球上で起こったことの想定される典型性に無批判に訴えることは、経験的または論理的な根拠に基づいて問題があります。この論文では、現在および将来の証拠に基づいて、非生物発生の確率の下限の推論を厳密に行うために、ベイジアン統計的アプローチを採用しています。生命が地球上に少なくとも一度出現したという単一のデータは、生物発生の最小確率に弱い制約を設定するだけであることを示しています。実際、このイベントに割り当てられた{\itaアプリオリ}確率(つまり、楽観的、悲観的、または不可知論的事前)は、最終結果に最も強い影響を及ぼします。また、居住可能な世界が多数存在するからといって、それだけでは宇宙で生命が普通に存在する可能性が高いとは限らないことも示しています。代わりに、前に説明したように、不確実性の影響を受ける(つまり、複数のシナリオを許容する)事前確率の選択は、人生が一般的である可能性に強く影響します。居住可能な世界が一般的でない場合、不可知論的な事前確率のために、生物発生が偶然の出来事であるシナリオよりも、生命の起源の決定論的なシナリオが支持されるかもしれません。
JWST によって検出された UV 明るい $z \gtrsim 10$ 銀河の性質の調査: 星の形成、ブラック ホールの降着、または非普遍的な IMF?
| Title |
Exploring_the_nature_of_UV-bright_$z_\gtrsim_10$_galaxies_detected_by_JWST:_star_formation,_black_hole_accretion,_or_a_non_universal_IMF? |
| Authors |
Alessandro_Trinca,_Raffaella_Schneider,_Rosa_Valiante,_Luca_Graziani,_Arianna_Ferrotti,_Kazuyuki_Omukai,_Sunmyon_Chon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04944 |
CosmicArcheologyTool(CAT)半分析モデルを使用して、人口(Pop)III/II星と活動銀河核(AGN)の銀河UV光度関数(LF)進化への寄与を$4\leqz\leqで調べます。20ドル。特に最近のJWSTデータと比較して、$z\gtrsim10$での明るい銀河の数密度における観測と理論モデルの間の明らかな緊張関係を調べます。このモデルは、$で$\lesssim10\%$($\lesssim0.5\%$)のPopIII寄与を伴う、UV微光($M_{\rmUV}>-18$)銀河によって支配される星形成の歴史を予測します。z\simeq20$($z\simeq10$).星は宇宙の再電離の主な源であり、$5-10\%$の電離光子が$5\leqz\leq10$で銀河間媒体に逃げますが、隠されていないAGNの寄与は$z\lesssim5$でのみ支配的になります。.予測された恒星とAGNUVLFは、$5\lesssimz\lesssim9-10$での観測データを再現しています。より高い赤方偏移では、CATは、かすかな端の勾配($M_{\rmUV}>-18$)のより急な進化と、明るい銀河の数密度($M_{\rmUV}\simeq-20$)を予測します。$z\sim10-11$のデータと一致しますが、最近の研究で推定された値と比較すると、$z\sim12-13$では0.8dex、$z\sim14-16$では1.2dex小さくなります。.$M_{\rmUV}<-19$および$z\gtrsim10$では、AGNは総UV光度のせいぜい$\lesssim10\%$に寄与するため、AGN放出を含めても上記の結果には影響しません。興味深いことに、最近のシミュレーションで示唆されているように、金属量と赤方偏移によって変調された恒星IMFの緩やかな遷移を考慮すると、モデルは$z\sim12-13$でJWSTデータと一致し、$z\sim14-16$で一致しません。0.5dexに減少します。
CLEAR: グリーン バレーにおける銀河の形態進化
| Title |
CLEAR:_The_Morphological_Evolution_of_Galaxies_in_the_Green_Valley |
| Authors |
Vicente_Estrada-Carpenter,_Casey_Papovich,_Ivelina_Momcheva,_Gabriel_Brammer,_Raymond_C._Simons,_Nikko_J._Cleri,_Mauro_Giavalisco,_Jasleen_Matharu,_Jonathan_R._Trump,_Benjamin_Weiner,_and_Zhiyuan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04953 |
星形成銀河よりもコンパクトな形態を持つ静止銀河は、銀河進化の分野で一貫した結果でした。はっきりしていないのは、この発散がどの時点で発生するか、つまり、静止銀河がいつコンパクトになるのか、そしてこの結果において始原効果がどの程度大きな役割を果たしているのかということです。ここでは、高赤方偏移(0.8$<$z$<$1.65)の大質量銀河(log(M/M$\odot$)$>$10.2)の形態学的および星形成の歴史を、HSTを使用して恒星人口適合でモデル化することを目指しています。/WFC3G102およびG141グリズムスペクトルとCLEAR(CANDELSLyman-alphaEmissionatReionization)サーベイからの測光。柔軟な星形成履歴を使用して$\sim$400の大質量銀河のサンプルの星形成履歴を制約します。赤方偏移の関数として特定の星形成率分布をモデル化し、銀河が静止している確率(PQ)を導出することにより、緑の谷の人口を強調する方法で、形成活動によって銀河を分類する新しいアプローチを開発します。PQと柔軟な星形成の歴史を使用して、星の質量、セルシック指数、$R_{eff}$、および星の質量表面密度に関連して、銀河の進化経路を概説します。緑の谷に入った後、銀河は星の質量の増加をあまり示さず(4$\%$の正味の減少)、星の質量の表面密度は$\sim$0.25dex増加することがわかりました。したがって、銀河は緑の谷間でコンパクトになりつつあり、これはセルシック指数の増加と$R_{eff}$の減少によるものです。
Athena++ コードでの化学の実装
| Title |
Implementation_of_chemistry_in_the_Athena++_code |
| Authors |
Munan_Gong,_Ka-Wai_Ho,_James_M._Stone,_Eve_C._Ostriker,_Paola_Caselli,_Tommaso_Grassi,_Chang-Goo_Kim,_Jeong-Gyu_Kim,_Goni_Halevi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04965 |
化学は、天体物理流体の多くの側面で重要な役割を果たしています。原子と分子は、加熱と冷却のエージェントであり、イオン化率を決定し、観測トレーサーとして機能し、生命の分子基盤を構築します。公開されている磁気流体力学コードAthena++での化学モジュールの実装を紹介します。星間物質(ISM)のシミュレーションに適したいくつかの化学ネットワークと加熱および冷却プロセスを実装します。KIDA形式の一般的な化学ネットワークフレームワークも含まれているため、ユーザーは独自の化学を簡単に実装できます。放射線伝達と宇宙線イオン化は化学と結合され、単純な6線近似で解決されます。化学プロセスと熱プロセスは、CVODEライブラリの陰解法ソルバーと結合されたODEのシステムとして展開されます。一連のテストを実行して提示し、コードの数値精度と収束を確認します。多くのテストでは、分析ソリューションとの比較、光解離領域と衝撃の1D問題、乱流ISMの現実的な3Dシミュレーションなど、化学とガス力学を組み合わせています。アテナ++の新しいパブリックバージョンでコードをリリースし、天体化学シミュレーションコミュニティに堅牢で柔軟なコードを提供することを目指しています。
Hercules と Gaia DR3 を使用した天の川バーの長さの制約
| Title |
Constraining_The_Milky_Way_Bar_Length_using_Hercules_and_Gaia_DR3 |
| Authors |
Scott_Lucchini,_Elena_D'Onghia,_J._Alfonso_L._Aguerri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04981 |
太陽系近傍の移動群の分布は、何十年もの間、天の川銀河の動的特性を制約するために使用されてきました。残念なことに、メインモード(ヒアデス、プレアデス、コーマベレニケス、およびシリウス)とヘラクレスの間の独特の二峰性は、2つの異なるバーモデルによって説明できます。短い高速バーの外側のリンドブラッド共鳴を介して、または長くて遅いバー。この作業では、GaiaDR3を使用して、銀河の方位角にわたるヘラクレスの変化を調査することで、この縮退を打破します。Herculesは$V_\phi$で増加し、バーの短軸に向かって移動すると強くなり、バーの長軸に向かって移動すると$V_\phi$で減少し、弱くなることがわかります。これは、バーのL4/L5ラグランジュ点を周回する星との共回転共鳴によってヘラクレスが形成される、長くて遅いバーモデルの理論的予測と直接一致しています。
クラス 0/I の原始褐色矮星における温冷メタノールの最初の観測
| Title |
First_observations_of_warm_and_cold_methanol_in_Class_0/I_proto-brown_dwarfs |
| Authors |
B._Riaz,_W.-F._Thi,_M._N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04991 |
14のクラス0/I原始褐色矮星(プロトBD)で、基本的な複雑な有機分子であるメタノール(CH$_{3}$OH)を検索するための最初の分子線調査の結果を提示します。92～116GHzおよび213～280GHzの周波数範囲にわたるIRAM30m観測により、14のCH$_{3}$OH遷移線での放出が、上位状態エネルギー準位E$_{upper}\sim$7で明らかになりました。-49K、および臨界密度、10$^{5}$から10$^{9}$cm$^{-3}$の$n_{crit}$。最も一般的に検出される線はE$_{upper}<$20Kにあり、11のプロトBDはE$_{upper}\sim$21-49Kおよび$n_{crit}のより高い励起線にも発光を示します\sim$10$^{5}$から10$^{8}$cm$^{-3}$.褐色矮星形成モデルと比較して、高励起線は、プロトBDの$\sim$10-50auで暖かい($\sim$25-50K)コリノ領域をプローブする可能性が高く、低励起線は、$\sim$50-150auのコールド($<$20K)ガス。コールドコンポーネントのカラム密度は、ウォームコンポーネントよりも1桁高くなります。CH$_{3}$OHのオルト対パラ比の範囲は、$\sim$0.3～2.3です。体積平均CH$_{3}$OH柱密度は、原始BD間のボロメータ光度の減少に伴って上昇し、柱密度の中央値は低質量原始星と比較して$\sim$3倍高くなります。高励起での放出(E$_{upper}>$25K)CH$_{3}$OH線とモデル予測は、プロトBDの$\sim$78\%に暖かいコリノが存在することを示唆しています私たちのサンプルでは。残りの部分は、冷たい成分だけの証拠を示しています。おそらく、その周りの暖かいガスをかき混ぜることができる強力で高速なジェットがないためです。
銀河核内の恒星衝突: 超大質量ブラック ホール付近の破壊イベントへの影響
| Title |
Stellar_Collisions_in_Galactic_Nuclei:_Impact_on_Destructive_Events_Near_a_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Shmuel_Balberg_and_Gilad_Yassur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04997 |
銀河の中心には、超大質量ブラックホールと密集した星団の両方があります。そのような環境は、おそらく非常に高速で星の衝突を引き起こし、関与する総エネルギーが超新星爆発と同じオーダーになるはずです。天の川銀河に似た星団における破壊的な星の衝突率の単純化された数値解析を提示します。この分析には、SariとFragione(2019)で使用されている有効平均二体緩和モンテカルロスキームと一般相対論的効果が含まれており、恒星衝突の局所確率の明示的な追跡が追加されています。また、超大質量ブラックホールによって連星系から分裂した後、星団に注入された星についても考えます。そのような星はブラックホールの近くに捕獲され、予想される衝突率を高めます。私たちの結果では、高速の恒星衝突の速度とエネルギー分布関数を調べ、それらを銀河中心で発生する他の破壊的なプロセス、つまり潮汐破壊と極端な質量比の渦巻きと自己無撞着に比較します。
天の川銀河中心部の球状星団 I. Gaia EDR3 による軌道パラメータへのバーの影響
| Title |
Globular_clusters_in_the_central_region_of_the_Milky_Way_galaxy_I._Bar_influence_on_the_orbit_parameters_according_to_Gaia_EDR3 |
| Authors |
A._T._Bajkova,_A._A._Smirnov,_V._V._Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05012 |
この研究は、銀河中心部の球状星団の軌道運動に対する銀河バーの影響の分析に専念しています。このタスクでは、45個の球状星団が選択されました。そのうち34個はバルジ/バーに属し、11個は円盤に属します。Gaia衛星からの最も正確な天文データ(VasilievandBaumgardt,2021)と、新しく改良された平均距離(BaumgardtandVasiliev,2021)を使用して、軌道統合に必要な6Dフェーズ空間を形成しました。球状星団の軌道は、軸対称ポテンシャルとバーを含むポテンシャルの両方で得られます。この場合、棒の質量、回転速度、形状、目盛りの長さを変化させました。遠心距離と近心距離、離心率、銀河面からの最大距離などの軌道パラメータを比較します。棒の質量が軌道運動に最大の影響を与えることが示されています。これは、主に球状星団の大部分で無中心距離と近心距離の両方の増加で表されます。圧倒的多数の軌道の離心率も大きく変化し、特に0.2から0.8の値の範囲で上向きと下向きの両方に変化があります。パラメータの最大の変化は、高い動径速度と小さな周囲距離を持つ球状星団で観察されます。バーの回転速度に応じた軌道パラメータの変化はそれほど顕著ではありません。バーの幾何学的パラメーターの影響は、それらの変更の許容範囲では重要ではありません。いくつかの例は、バルジ内の球状星団が円盤に属する球状星団よりもバーの影響を強く受けていることを示しています。
XQR-30: 再電離時代の究極の XSHOOTER クエーサー サンプル
| Title |
XQR-30:_the_ultimate_XSHOOTER_quasar_sample_at_the_reionization_epoch |
| Authors |
Valentina_D'Odorico,_E._Banados,_G._D._Becker,_M._Bischetti,_S._E._I._Bosman,_G._Cupani,_R._Davies,_E._P._Farina,_A._Ferrara,_C._Feruglio,_C._Mazzucchelli,_E._Ryan-Weber,_J.-T._Schindler,_A._Sodini,_B._P._Venemans,_F._Walter,_H._Chen,_S._Lai,_Y._Zhu,_F._Bian,_S._Campo,_S._Carniani,_S._Cristiani,_F._Davies,_R._Decarli,_A._Drake,_A.-C._Eilers,_X._Fan,_P._Gaikwad,_S._Gallerani,_B._Greig,_M._G._Haehnelt,_J._Hennawi,_L._Keating,_G._Kulkarni,_A._Mesinger,_R._A._Meyer,_M._Neeleman,_M._Onoue,_A._Pallottini,_Y._Qin,_S._Rojas-Ruiz,_S._Satyavolu,_A._Sebastian,_R._Tripodi,_F._Wang,_M._Wolfson,_J._Yang,_M._V._Zanchettin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05053 |
再電離プロセスの最終段階は、z>6でのクエーサーの静止フレームUV吸収スペクトルによって調べることができ、宇宙の最初のGyr内の拡散銀河間媒体の特性に光を当てます。ESO大規模プログラム「XQR-30:z~5.8-6.6でのクエーサーの究極のXSHOOTERレガシー調査」は、VLTで~250時間の観測を行い、z~で30個の明るいクエーサーのスペクトルの均一で高品質なサンプルを作成しました。6、ライマン限界からMgII発光を超えるまでの残りの波長範囲をカバーします。XSHOOTERアーカイブからの同様の品質の12個のクエーサースペクトルを追加して、拡大されたXQR-30サンプルを形成しました。これは、合計で約350時間のオンソース露出時間に相当します。42スペクトルの有効分解能の中央値は、VISおよびNIRアームでそれぞれR~11400および9800です。10km/sピクセルあたりのS/N比は、$\lambda\simeq1285$\AAレストフレームで~11から114の範囲で、中央値は~29です。E-XQR-30サンプルに基づくいくつかの最初の結果とともに、スペクトルの観測、データ削減、分析について説明します。XQR-30クエーサーのHバンドとKバンドの新しい測光が、サンプルの大きな絶対等級を反映する特性を持つ合成スペクトルと共に提供されます。複合スペクトルと縮小スペクトルは、公開リポジトリを通じてコミュニティに公開され、宇宙の最初のGyrに関する未解決の問題に対処するさまざまな研究が可能になります。
大質量星形成領域の進化における異性体 HCN と HNC の分析
| Title |
An_analysis_of_the_isomers_HCN_and_HNC_in_the_evolution_of_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
N.C._Martinez_and_S._Paron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05073 |
星形成領域における分子とその化学の研究は、そのような領域で起こる物理的プロセスを理解するための基本です。HCNおよびHNCJ=1-0放出を使用して、それらの積分線強度(I)を導出し、運動温度(T$_{K}$)と異性体(I)の間の文献に最近登場した関係を調べました。比、および55の大質量星形成領域における異性体存在量(X)を取得します。これらの最後のものは、進化段階に従って、赤外線暗雲、大質量原始星天体、高温分子コア、および超コンパクトHII領域として分類されます。異性体積分強度比(I$^{HCN/HNC}$)から得られるT$_{K}$は過小評価されていると推測され、したがって、この関係は星間における普遍的な温度計として使用できないことを示唆しています。中くらい。異性体の存在量は、進化段階に応じて温度と紫外線放射が増加するにつれて発生する化学から説明できる挙動を示します。存在比(X$^{HCN/HNC}$)は化学時計としてはほとんど使えないことがわかり、I$^{HCN/HNC}$で近似できることが示唆されました。この作業は、大質量星形成の化学的知識に貢献することを目的とした、分析領域のサンプルに存在する複数の分子に関する進行中の研究の一部です。
グリーンピース銀河のHIガス分率スケーリング関係
| Title |
The_HI_gas_fraction_scaling_relation_of_the_Green_Pea_galaxies |
| Authors |
Siqi_Liu,_A-Li_Luo,_Wei_Zhang,_Yan-Xia_Zhang,_Xiao_Kong,_and_Yong-Heng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05167 |
グリーンピース銀河は、星形成率の高いコンパクトな銀河です。ただし、グリーンピース銀河の限られたサンプルでは、HI21cmの測定値があります。グリーンピース銀河のHIガス分率f_{HI}=M_{HI}/M_{*}が、f_{HI}とNUV-r色の間の既存のスケーリング関係に従うかどうか、または色と他の物理量の線形結合に従うかどうかを確認する必要があります。.HI21cm観測のアーカイブデータを使用して、17の検出と21の非検出を含む38のグリーンピース銀河のM_{HI}/M_{*}とのNUV-rカラーのスケーリング関係を調べます。グリーンピース銀河のHI対恒星質量比(f_{HI})は多項式形式から逸脱しており、現在のNUV-r色を考えると、たとえ輝線が除去されていても、より高いHIガスの割合が予測されます。比較サンプル(ALFALFA-SDSS)からの青色のソース(NUV-r<1)も同様の傾向に従います。-0.34(NUV-r)-0.64log(mu_{*,z})+5.94および-0.77logmu_{*,i}+0.26logSFR/M_{*}の線形結合形式によるHIガス分率スケーリング関係+8.53、グリーンピース銀河のHIガスの割合をより適切に予測します。正確な線形結合形式を取得するには、宇宙ベースの望遠鏡からの高解像度測光が必要です。
ALMA ハイレベル データ プロダクト: ALMA フットプリントの SDSS クエーサーのサブミリ単位の対応物
| Title |
ALMA_High-Level_Data_Products:_Submillimetre_counterparts_of_SDSS_quasars_in_the_ALMA_footprint |
| Authors |
A._Wong,_E._Hatziminaoglou,_A._Borkar,_G._Popping,_I._P\'erez-Fournon,_F._Poidevin,_F._Stoehr,_H._Messias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05173 |
AtacamaLargeMillimetre/SubmillimetreArray(ALMA)は、世界で最も先進的な電波干渉計施設であり、1日平均約1TBの科学データを生成しています。キャリブレーション、イメージング、品質保証のプロセスの後、科学データは対応する生データとともにALMAサイエンスアーカイブ(ASA)に保存され、ASAは独自の天文学研究にとって非常に貴重なリソースとなります。その複雑さのために、各ALMAデータセットには、各観測につながった元の提案の背後にあるアイデアをはるかに超える科学的結果が得られる可能性があります。このため、ヨーロッパALMA地域センターは、正式なALMA成果物を超える、ASAで公開されているデータセットから派生した科学指向のデータプロダクトを開発するためのハイレベルデータプロダクトイニシアチブを開始しました。このイニシアチブの最初の例は、ALMAサイクル0以降に観測されたALMAフットプリントの総計にあるSDSSデータリリース14からのスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)クエーサーのサブミリメーター(submm)検出のカタログの作成です。ALMAフラックスは次のとおりです。ALMADataMiningToolkitを使用して、自動的に抽出されます。3.5の信号対ノイズカットを超えるすべての抽出が考慮され、視覚的に検査され、信頼できる検出が275の固有のクエーサーに対応する376エントリのカタログに表示されます。プロセスで見つかった興味深いターゲット、つまり、レンズまたはジェットクエーサー、および近くのサブミリの対応するクエーサーが強調表示され、さらなる研究または潜在的なフォローアップ観測が容易になります。
星形成銀河における [OI] から HI への変換係数の高赤方偏移キャリブレーション
| Title |
A_high-redshift_calibration_of_the_[OI]-to-HI_conversion_factor_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
Sophia_N._Wilson,_Kasper_E._Heintz,_P\'all_Jakobsson,_Suzanne_C._Madden,_Darach_Watson,_Georgios_Magdis,_Francesco_Valentino,_Thomas_R._Greve_and_David_Vizgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05213 |
銀河における中性原子状水素(HI)の集合と蓄積は、銀河の形成と進化における最も基本的なプロセスの1つです。初期宇宙でこのプロセスを直接研究することは、超微細21cmHIライン遷移の弱さによって妨げられ、HIガス質量($M_{\rmHI}$)の直接検出と測定が妨げられます。ここでは、中性の原子状酸素をプロキシとして使用して、高赤方偏移銀河の$M_{\rmHI}$を推測する新しい方法を紹介します。具体的には、星形成銀河の遠赤外線[OI]-$63\mu$mおよび[OI]-$145\mu$m輝線光度と$M_{\rmHI}$に関連する金属量依存の変換係数を導出します。$z\approx2-6$でガンマ線バースト(GRB)をプローブとして使用。$M_{\rmHI}$と[OI]-$63\mu$mと[OI]-$145\mu$mの直接測定による$z\approx0$での銀河の観測によって、これらの結果を実証します。同様の時代における流体力学的シミュレーション。[OI]$_{\rm63\mum}$からHIへの変換係数と[OI]$_{\rm145\mum}$からHIへの変換係数は、一般的に反相関しているように見えます。気相金属性で。高赤方偏移GRB測定値はさらに、$L_{\rm[OI]-63\mum}/L_{\rm[OI]-145\mum}=1.55\pm0.12$の平均比率を予測し、一般的に以下を明らかにします興奮[CII]。$z\approx0$銀河サンプルは、体系的により高い$\beta_{\rm[OI]-63\mum}$および$\beta_{\rm[OI]-145\mum}$変換係数も示しています。GRBのサンプル。局部銀河の[OI]放射が抑制されているか、HI21cmによって追跡された、より拡張された拡散HIガス貯留層のいずれかを示しています。最後に、これらの経験的キャリブレーションを文献からの[OI]-$63\mu$mおよび[OI]-$145\mu$m線遷移のいくつかの高赤方偏移検出に適用し、プローブへのこれらの変換係数の適用可能性についてさらに議論します。$z\gtrsim6$にある銀河の密集した星形成ISMのHIガス含有量は、再電離の時代にかなり入っています。
準平衡状態にある銀河団内の銀河よりも緩和された銀河団内ガス
| Title |
More_relaxed_intracluster_gas_than_galaxies_in_clusters_in_quasi-equilibrium |
| Authors |
Z._S._Yuan,_J._L._Han,_H._B\"ohringer,_Z._L._Wen_and_G._Chon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05250 |
銀河団の合体中、銀河団内のガスとメンバー銀河は動的な進化を遂げますが、異なるタイムスケールで異なる状態に達します。X線画像が示すように、準平衡状態にある24個の銀河団を収集し、これらの銀河団の方向と3種類の動的パラメーター、つまり、正規化された重心オフセット、球指数、楕円率を計算します。メンバー銀河の分布と銀河団内ガス。2つのコンポーネントから推定された方向の一貫した配置を見つけます。しかし、メンバー銀河によって示される3種類の動的パラメーターは、ガス成分から得られるものよりも系統的に大きく、ガス成分がメンバー銀河よりも緩和されていることを示唆しています。銀河団内ガスとメンバー銀河の間の力学的特徴の違いは、銀河団の質量と濃度とは無関係です。銀河団内ガスは、ほとんど衝突のないメンバー銀河よりも早く動的平衡状態に達すると結論付けています。
N + NO 反応の低温動力学: 実験ガイド
| Title |
Low-Temperature_Kinetics_for_the_N_+_NO_reaction:_Experiment_Guides_the_Way |
| Authors |
Kevin_M._Hickson,_Juan_Carlos_San_Vicente_Veliz,_Debasish_Koner_and_Markus_Meuwly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05305 |
反応N(4S)+NO->O(3P)+N2は、高密度の星間雲や大気中で原子から分子窒素への変換において極めて重要な役割を果たします。ここでは、低温反応性に対する制約を改善することを目的として、N+NO反応の共同実験および計算調査を報告します。熱速度は、N(4S)原子の生成と検出のために、パルスレーザー光分解とレーザー誘起蛍光を組み合わせた連続超音速フロー反応器で50～296Kの範囲でそれぞれ測定されました。温度が下がると、実験的に測定された反応速度は、50Kで(6.6±1.3)x10-11cm3s-1の値まで単調に増加することがわかりました。この結果を確認するために、準古典的な軌道シミュレーションが実行されました。以前に検証された、完全な次元のポテンシャルエネルギー面(PES)で。ただし、50K付近で計算された速度が低下し、入口チャネルの高さ40Kの小さなスプリアスバリアのために、長距離部分の反応性PESの再評価が必要になりました。さまざまな補正スキームを調査することで、測定された熱速度を適切に再現でき、温度範囲全体にわたって明確な負の温度依存性を示します。低温での反応速度の増加の可能性のある天文学的意味も議論されています。
マゼラン望遠鏡で観測された金属の少ない星。 IV. 27個の主系列星の中性子捕捉元素の痕跡
| Title |
Metal-poor_stars_observed_with_the_Magellan_Telescope._IV._Neutron-capture_element_signatures_in_27_main-sequence_stars |
| Authors |
Mohammad_K._Mardini,_Anna_Frebel,_Leyatt_Betre,_Heather_Jacobson,_John_E._Norris,_and_Norbert_Christlieb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05363 |
Magellan/MIKEで得られた高解像度スペクトルに基づいて、初めて分析された20の星を含む27の近主系列ターンオフ金属不足星の化学動力学的分析を提示します。サンプルは、-2.5から-3.6までの[Fe/H]の範囲にまたがり、44%が[Fe/H]<-2.9を持っています。ストロンチウムやバリウムを含む17種類の元素の化学的存在量を導き出しました。サンプルのLi存在量を導き出し、これは「SpitePlateau」値とよく一致しています。十数個の星が炭素で強化されています。より軽い元素(Z<30)は、他の低金属ハロー星の元素とよく一致します。これは、初期の時点で化学的に均質なガスを広く示しています。中性子捕捉元素のうち、ストロンチウムとバリウムのみが検出されました。[Sr/Ba]対[Ba/Fe]の図を使用して、観測された比率に基づいて金属の少ない星を5つの集団に分類しました。HE0232-3755はおそらく主なrプロセス星であり、HE2214-6127とHE2332-3039は限定r星であると考えられます。CS30302-145、HE2045-5057、およびCD-2417504は、それらの[Sr/Ba]および[Ba/Fe]比によって証明されるように、長い間崩壊した初期矮小銀河に由来する可能性が高い.また、CD-2417504について得られた[Sr/H]と[Ba/H]の値は、大質量回転低金属星モデルにおけるsプロセスの予測収率と矛盾しないこともわかりました。さらなる理論的調査は、重元素生成の最も初期のメカニズムと時間スケールをよりよく理解し、これらおよび他の観察された存在量データと比較するのに役立ちます。最後に、サンプル星の軌道履歴を調べます。3つの星(CS29504-018、HE0223-2814、およびHE2133-0421)は本質的に円盤のように見えますが、ほとんどはハローのような運動を示します。これにより、CS30302-145、HE2045-5057、特にCD-2417504の銀河系外起源が確認されます。これらは、最も古い星の1つとして小さな付加星系に由来する可能性があります。
HSC-CLAUDS 調査: z ~ 2 以降の星形成率関数と流体力学シミュレーションとの比較
| Title |
HSC-CLAUDS_survey:_The_star_formation_rate_functions_since_z_~_2_and_comparison_with_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
V._Picouet,_S._Arnouts,_E._Le_Floch,_T._Moutard,_K._Kraljic,_O._Ilbert,_M._Sawicki,_G._Desprez,_C._Laigle,_D._Schiminovich,_S._de_la_Torre,_S._Gwyn,_H.J._McCracken,_Y._Dubois,_R._Dav\'e,_S._Toft,_J.R._Weaver,_M._Shuntov,_and_O._B._Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05504 |
星形成率関数(SFRF)は、異なる時代における銀河の星形成率(SFR)の分布を瞬時に示します。それらは、過去の星形成活動の統合されたビューを提供する、銀河の星の質量関数よりもモデルの補完的でより厳格なテストです。しかし、SFRFの調査は、観測された量からSFRを評価し、広範囲のSFRにわたってSFRFを調査することが難しいため、これまでのところ制限されています。銀河の静止フレームUV/光学色から赤外光度を予測し、その後、広範囲の恒星質量と赤方偏移にわたってそのSFRを予測する独自の方法のおかげで、これらの制限を克服しました。この手法を、近赤外および紫外測光と組み合わせた深層画像調査HSC-CLAUDSに適用しました。$z=2$までの高SFR領域と低SFR領域で信頼できる測定値を備えた最初のSFR関数を提供し、結果を以前の観測および4つの最先端の流体力学シミュレーションと比較します。
トンボ銀河。 III.円盤状銀河の激しい合体に巻き込まれた高赤方偏移電波源のジェットブライトニング
| Title |
The_Dragonfly_Galaxy._III._Jet-brightening_of_a_High-redshift_Radio_Source_Caught_in_a_Violent_Merger_of_Disk_Galaxies |
| Authors |
Sophie_Lebowitz_(1,2),_Bjorn_Emonts_(3),_Donald_M._Terndrup_(2),_Joseph_N._Burchett_(4),_J._Xavier_Prochaska_(5,6,7),_Guillaume_Drouart_(8),_Montserrat_Villar-Martin_(9),_Matthew_Lehnert_(10),_Carlos_De_Breuck_(11),_Joel_Vernet_(11),_Katherine_Alatalo_(12,13)_((1)_Univ._Arizona,_(2)_Ohio_State_Univ.,_(3)_NRAO,_(4)_New_Mexico_State_Univ.,_(5)_UC_Santa_Cruz,_(6)_Univ._Tokyo,_(7)_NAOJ,_(8)_Curtin_Univ.,_(9)_CAB/CSIC-INTA,_(10)_CRAL/Univ._Lyon,_(11)_ESO,_(12)_STScI,_(13)_Johns_Hopkins_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05564 |
トンボ銀河(MRC0152-209)は、赤方偏移z~2にある最も赤外線発光性の電波銀河であり、強力な電波源とガスの大きな変位を含む合体システムです。ALMAからのkpc解像度データと、一酸化炭素(6-5)、ダスト、シンクロトロン連続体のVLAを、Keck積分場分光法と組み合わせて提示します。トンボは、合体の初期段階にある、回転する円盤を持つ2つの銀河で構成されていることがわかりました。ラジオジェットは北の銀河から発生し、南の銀河の円盤に衝突すると明るくなります。したがって、トンボ銀河は強力な電波銀河のように見える可能性が高く、そのフラックスはジェット円盤相互作用によって高z電波銀河の領域に押し上げられるためです。また、(1100$\pm$550)M$_{\odot}$/yrの分子の流出が、ラジオホスト銀河に関連付けられていますが、ラジオホットスポットまたは南銀河(ホスト銀河である)には関連付けられていません。星形成の大部分。合体の重力効果により、(170$\pm$40)M$_{\odot}$/yrの割合で、ゆっくりと長寿命の質量変位が引き起こされますが、この潮汐破片には、少なくともつまり、M(H2)=(3$\pm$1)x10$^9$(alpha(CO)/0.8)M$_{\odot}$です。これは、潮汐効果によるAGN駆動の流出と物質移動の両方がトンボシステムの進化において重要であることを示唆しています。ケックのデータは、Ly$\alpha$放射が100kpcに広がり、CIVとHeII放射が35kpcに広がっていることを示しており、以前にCO(1-0)で検出された、金属に富み、拡張された銀河周媒質の存在を確認しています。
ホット分子コアG358.93-0.03 MM1に向かう星間シアナミドの同定
| Title |
Identification_of_interstellar_cyanamide_towards_the_hot_molecular_core_G358.93-0.03_MM1 |
| Authors |
Arijit_Mannna_and_Sabyasachi_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05578 |
アミド関連分子は、他の複雑な生体分子の形成と、星間媒体(ISM)におけるプレバイオティクス化学の理解に不可欠です。AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)を使用して、ホット分子コアG358.93$-$0.03MM1に向かうアミド様分子シアナミド(NH$_{2}$CN)の回転輝線の最初の検出を発表しました。.回転ダイアグラムモデルを使用すると、G358.93$-$0.03MM1に対するNH$_{2}$CNの派生列密度は(5.9$\pm$2.5)$\times$10$^{14}$cm$^{-2}$回転温度100.6$\pm$30.4K.H$_{2}$に関してG358.93$-$0.03MM1に向かうNH$_{2}$CNの派生分別存在量は(4.72$\pm$2.0)$\times$10$^{-10}$、これはNH$_{2}$CNの既存の三相ウォームアップ化学モデルの存在量に非常に似ています。G358.93$-$0.03MM1に向かうNH$_{2}$CNの推定存在量を他の情報源と比較すると、G358.93$-$0.03MM1に向かうNH$_{2}$CNの存在量がほぼスカルプター銀河NGC253と低質量の原始星IRAS16293-2422BとNGC1333IRAS4A2に似ています。また、NH$_{2}$CNのホット分子コアとホットコリノへの可能な形成メカニズムについても議論し、NH$_{2}$CN分子がG358.93の粒子表面で作成されたことを発見しました。NH$_{2}$とCNの間の中性-中性反応による-0.03MM1。
Swift/UVOT 測光法を使用した SINGS/KINGFISH 銀河のダスト減衰曲線の測定
| Title |
Measuring_Dust_Attenuation_Curves_of_SINGS/KINGFISH_Galaxies_Using_Swift/UVOT_Photometry |
| Authors |
Alexander_Belles,_Marjorie_Decleir,_William_P._Bowman,_Lea_M._Z._Hagen,_Caryl_Gronwall,_Michael_H._Siegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05650 |
スピッツァー近赤外近銀河調査(SINGS)のスウィフト/紫外線光学望遠鏡(UVOT)統合光測光法と近距離銀河に関する重要な洞察:近くの銀河のハーシェル(KINGFISH)サンプルを使用した遠赤外線調査を提示します。Swift/UVOTデータをアーカイブ測光と組み合わせて、柔軟なスペクトルエネルギー分布フィッティングコードであるMCSEDを使用して導出されたさまざまなダスト減衰曲線を調査します。3つの異なる星形成履歴(SFH)パラメーター化を使用して、パンクロマティックデータを当てはめます:減衰指数関数、2乗法、および物理的に動機付けられた年齢でブレークを伴う区分関数。サンプルの平均減衰則は、想定されるSFHに基づいてわずかに変化することがわかります。具体的には、指数関数的なSFHは最も浅い減衰曲線をもたらします。シミュレートされたデータを使用すると、指数関数的なSFHがより複雑なSFHよりも優れていないこともわかります。最後に、UVOTデータを含めるとUVOTデータの重要性が強調され、バンプ強度が小さくなるSED適合とUVOTデータなしのSED適合の間で、派生したバンプ強度に体系的なオフセットが見られます。この不一致は、模擬測光に適合する場合には見られません。局所宇宙における塵の減衰を理解することは、静止フレームの遠赤外線データが利用できない高赤方偏移天体を理解する鍵となります。
| Title |
Binary_neutron_star_populations_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Cecilia_Sgalletta,_Giuliano_Iorio,_Michela_Mapelli,_M._Celeste_Artale,_Lumen_Boco,_Debatri_Chattopadhyay,_Andrea_Lapi,_Andrea_Possenti,_Stefano_Rinaldi,_Mario_Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04955 |
銀河連星中性子星(BNS)は、BNSとその前駆星の進化を調べるためのユニークな実験室です。ここでは、新しいバージョンの人口合成コードSEVNを使用して、パルサーのスピンアップとスピンダウンを首尾一貫してモデル化することにより、銀河BNSの人口を進化させます。合体率$\mathcal{R}_{\rmMW}$、軌道周期$P_{\rmorb}$、離心率$e$、スピン周期$P$、スピン周期導関数$\dot{P}$BNS人口の。共通のエンベロープパラメータ$\alpha=1-3$の値と天の川の星形成履歴の正確なモデルは、私たちの銀河($\mathcal{R}_{\rmMW}\approx{}30$Myr$^{-1}$)。シミュレートされたBNSに無線選択効果を適用し、観測された母集団と比較します。ディリクレ過程ガウス混合法を使用して、無線選択されたシミュレートされたパルサーを銀河BNSと比較することにより、$(P_{\rmorb},e,P,\dot{P})$空間での4次元尤度を評価します。.私たちの分析では、磁場($10^{10-13}$G)とスピン周期($10-100$ms)の両方で一様な初期分布を支持しています。電波選択効果の実装は、スピン周期と周期導関数だけでなく、銀河BNSの軌道周期と離心率にも一致させるために重要です。私たちの基準モデルによると、平方キロメートルアレイは天の川銀河で$\sim20$の新しいBNSを検出します。
QLUSTER: 結合する連星ブラック ホールのクイック クラスター
この短いドキュメントはQLUSTERを説明しています:密集した天体物理環境における連星ブラックホールの個体群の玩具モデルです。QLUSTERは、重力波干渉計で検出可能な階層的なブラックホールの合体の発生と特性を調査するためのシンプルなツールです。QLUSTERは、最先端の集団合成やN体コードの複雑さに匹敵するものではなく、問題の重要な要素のいくつかを調査するための、高速で近似的で解釈しやすいフレームワークを提供することを目的としています。これらには、バイナリペアリング確率、ホスト環境の脱出速度、および合併生成が含まれます。また、「階層合体効率」も紹介します。これは、特定の天体物理環境における階層的なブラックホールの合体の関連性を定量化する推定量です。
タイプ Ibn SN 2020nxt の低質量ヘリウム星前駆体モデル
| Title |
A_Low-Mass_Helium_Star_Progenitor_Model_for_the_Type_Ibn_SN_2020nxt |
| Authors |
Qinan_Wang,_Anika_Goel,_Luc_Dessart,_Ori_D._Fox,_Melissa_Shahbandeh,_Sofia_Rest,_Armin_Rest,_Jose_H._Groh,_Andrew_Allan,_Claes_Fransson,_Nathan_Smith,_Griffin_Hosseinzadeh,_Alexei_V._Filippenko,_Jennifer_Andrews,_K._Azalee_Bostroem,_Thomas_G._Brink,_Peter_Brown,_Jamison_Burke,_Roger_Chevalier,_Geoffrey_C._Clayton,_Mi_Dai,_Kyle_W._Davis,_Ryan_J._Foley,_Sebastian_Gomez,_Chelsea_Harris,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Connor_Jennings,_Saurabh_W._Jha,_Mansi_M._Kasliwal,_Patrick_L._Kelly,_Erik_C._Kool,_Evelyn_Liu,_Emily_Ma,_Curtis_McCully,_Adam_M._Miller,_Yukei_Murakami,_Craig_Pellegrino,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Derek_Perera,_Justin_Pierel,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Jesper_Sollerman,_Tam\'as_Szalai,_Samaporn_Tinyanont,_Schuyler_D._Van_Dyk,_WeiKang_Zheng,_Kenneth_C._Chambers,_David_A._Coulter,_Thomas_de_Boer,_Nicholas_Earl,_Diego_Farias,_Christa_Gall,_Peter_McGill,_Conor_L._Ransome,_Kirsty_Taggart,_V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05015 |
ますます多くの超新星(SNe)が、高密度の既存の星周媒質(CSM)との重要な相互作用の証拠を示すことが知られています。SNeIbnは、急速に進化する光度曲線と永続的な狭いHeI線の両方によって特徴付けることができるそのようなクラスの1つを構成します。これらのシステムにおけるこのような高密度のCSMの起源は、特に前駆システムと質量損失メカニズムに関して、差し迫った問題のままです。この論文では、$HST$/STIS紫外スペクトルを含む、タイプIbnSN2020nxtの多波長データを提示します。SNeIbnの構成を処理するように設計された、最近更新されたCMFGENモデルにデータを適合させます。UVカバレッジは、エネルギー論に強い制約をもたらし、CMFGENモデルと組み合わせると、潜在的な前駆システムに関する新しい洞察を提供します。最も成功したモデルは、コアの崩壊に先立つ数年間に$\sim1\,{\rmM}_\odot$Heに富むエンベロープを失った$\lesssim4{\rmM}_\odot$ヘリウム星であることがわかりました.また、ヘリウム白色矮星の合併など、実行可能な代替案も検討しています。最終的に、少なくとも一部のSNeIbnは、単一の大質量($>30{\rmM}_\odot$)のWolf-Rayet様星からは発生しないと結論付けます。
垂直に伸びたコロナが X 線残響マッピングに与える影響の調査
| Title |
Investigating_the_impact_of_vertically_extended_coronae_on_X-ray_reverberation_mapping |
| Authors |
Matteo_Lucchini,_Guglielmo_Mastroserio,_Jingyi_Wang,_Erin_Kara,_Adam_Ingram,_Javier_Garcia,_Thomas_Dauser,_Michiel_van_der_Klis,_Ole_Konig,_Collin_Lewin,_Edward_Nathan,_and_Christos_Panagiotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05039 |
降着するブラックホールは、通常、コロナと呼ばれる中央エンジン近くの高温プラズマ領域から発生する硬X線放射を示します。コロナの起源と形状はほとんど理解されておらず、流入または流出物質(またはその両方)を呼び出すモデルは、観測された現象学の一部のみをうまく説明できます。特に、最近の研究では、時間平均および変動特性がコロナの異なる領域に由来する可能性があることが示されています。この論文では、コロナの垂直範囲を説明することを目的として、ランプポストパラダイムを超えて移動するように設計されたモデルを提示します。特に、拡張されたジェットベースなどを模倣して、一貫して2番目の街灯柱を含めることの影響を強調します。2番目のソースが時間依存のディスクイオン化、反射スペクトル、残響ラグに与える影響を完全に含めます。また、この新しいモデルを、X線連星MAXIJ1820+070のハードからソフトへの状態遷移付近のNICER観測に適用することも示します。これらの観察では、垂直に伸びたコロナはスペクトルとタイミングの両方の特性を捉えることができますが、単一のランプポストモデルでは捉えることができないことを示しています。このシナリオでは、時間平均スペクトルの原因となる照明はブラックホールの近くで発生しますが、変動性は弾道ジェットに関連している可能性があります。
| Title |
Search_for_astrophysical_electron_antineutrinos_in_Super-Kamiokande_with_0.01wt%_gadolinium_loaded_water |
| Authors |
M._Harada,_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_K._Hosokawa,_K._Ieki,_M._Ikeda,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_R._Kaneshima,_Y._Kashiwagi,_Y._Kataoka,_S._Miki,_S._Mine,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nakano,_M._Nakahata,_S._Nakayama,_Y._Noguchi,_K._Okamoto,_K._Sato,_H._Sekiya,_H._Shiba,_K._Shimizu,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_T._Tomiya,_X._Wang,_S._Yoshida,_G._D._Megias,_P._Fernandez,_L._Labarga,_N._Ospina,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_S._Locke,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_A._Yankelevich,_J._Hill,_S._H._Lee,_D._H._Moon,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_A._Beauchene,_O._Drapier,_A._Giampaolo,_et_al._(172_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05135 |
ガドリニウム装填スーパーカミオカンデ(SK)検出器におけるエネルギーO(10)MeVの天体物理電子反ニュートリノのフラックスの最初の検索結果を報告します。2020年6月、より効率的に中性子を検出するために、SK検出器の超純水にガドリニウムが導入されました。この新しい実験段階であるSK-Gdでは、逆ベータ崩壊を介して反電子ニュートリノを検索することができます。中性子標識技術の高効率により、効率的なバックグラウンド除去と高い信号効率が得られます。この論文では、0.01%Gd質量濃度で$22.5\times552$$\rmkton\cdotday$曝露したSK-Gdの初期段階の結果を報告します。31.3MeV未満のニュートリノエネルギーでは、観測されたイベントで予想されるバックグラウンドを超える有意な超過は見られません。したがって、フラックスの上限は90%の信頼水準に置かれます。制限と感度は、強化された中性子標識により、純水を使用した以前のSKの結果($22.5\times2970\rmkton\cdotday$)に匹敵します。
GRB 221009A: ALP 候補に基づくスペクトル シグネチャ
| Title |
GRB_221009A:_Spectral_signatures_based_on_ALPs_candidates |
| Authors |
D._Avila_Rojas,_S._Hern\'andez-Cadena,_M._M._Gonz\'alez,_A._Pratts,_R._Alfaro,_J._Serna-Franco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05145 |
GRB221009Aは、ガンマ線バースト(GRB)でTeV光子を生成するメカニズムの現在の理解に大きな挑戦をもたらしました。一方では、逆コンプトン散乱のクライン仁科(KN)効果により、高エネルギー電子のエネルギー損失が効率的ではなくなります。一方、0.151の赤方偏移では、GRB221009AのTeVスペクトルは、銀河系外背景光(EBL)によってかなり吸収されます。したがって、このイベントでの18TeVと250TeVの光子の観測は、ソースに巨大な光子束が存在することを意味します。これは、外部衝撃のシンクロトロンセルフコンプトンメカニズムでは容易に生成できません。別の方法として、一部の著者は、EBL吸収の影響を回避するためにホスト銀河でTeV光子をアクシオン様粒子(ALP)に変換し、天の川銀河内でそれらを光子に再変換する可能性を示唆しています。このソリューションは非常に高い光子束の要件を緩和しますが、KN効果は依然として課題をもたらします。以前に、ALPの注入が18TeVの光子の観察を説明できることを示しました。ここでは、生存確率のエネルギー依存性を含めて、そのようなALPの注入に必要なスペクトル条件を決定し、ALPの候補領域を制限し、さまざまな光曲線の仮定に対する最大粒子率の影響について説明します。
| Title |
Multi-messenger_observations_of_double_neutron_stars_in_Galactic_disk_with_gravitational_and_radio_waves |
| Authors |
Wen-Fan_Feng,_Jie-Wen_Chen,_Yan_Wang,_Soumya_D._Mohanty,_Yong_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05202 |
将来の衛星搭載重力波(GW)検出器によって検出できる、銀河円盤内の二重中性子星(DNS)の電波追跡の見通しを評価します。最初に、最近のLIGOの結果からの合併率に従って、宇宙搭載のGW検出器がアクセスできる銀河円盤のDNS人口をシミュレートします。エキセントリックバイナリの刺激的な波形を使用すると、TianQin(TQ)、LISA、およびTQ+LISAによって検出可能なDNSの平均数は、それぞれ217、368、および429です。TQ+LISAの合同GW検出の場合、検出可能なソースのフィッシャー情報行列に基づく予測パラメーター推定精度は、$\DeltaP_{\mathrmb}/P_{\mathrmb}\lesssimのレベルに達する可能性があります。10^{-6}$、$\Delta\Omega\lesssim100~{\mathrm{deg}}^2$、$\Deltae/e\lesssim0.3$、および$\Delta\dot{P}_{\mathrmb}/\dot{P}_{\mathrmb}\lesssim0.02$.これらの推定精度は、信号対雑音比のべき乗関数の形で適合されます。次に、パルサービームの形状とスピン周期と光度の経験的分布に従って、これらのDNSで可能なパルサーからの電波パルス放射をシミュレートします。TQ+LISAで検出可能なDNSのうち、Parkes、FAST、SKA1、SKAを使用した追跡パルサー検索で検出できるDNSの平均数は、それぞれ8、10、43、87です。電波望遠鏡に応じて、GWで検出可能なこれらのパルサー連星の平均距離は1から7kpcまで変化します。支配的な放射計ノイズと位相ジッターノイズを考慮すると、GWで検出可能なこれらのパルサーのタイミング精度は70${\rmns}$と低くなる可能性がありますが、最も可能性の高い値は約100$\mu{\rms}$です。
変光星 $\gamma$ 線パルサー PSR J2021$+$4026 からの電波放出の新たな探索
| Title |
A_renewed_search_for_radio_emission_from_the_variable_$\gamma$-ray_pulsar_PSR_J2021$+$4026 |
| Authors |
B._Shaw,_B.W._Stappers,_P._Weltevrede,_C.A._Jordan,_M.B._Mickaliger_A.G._Lyne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05261 |
1.5GHzで、可変$\gamma$線パルサーPSRJ2021$+$4026からの電波放射を対象とした最初の検索を行います。この電波静かなパルサーは、2つの安定した$\gamma$線放射状態のいずれかを想定しており、その間を数年単位で遷移します。これらの遷移は、$\gamma$線フラックスとパルスプロファイル形状の両方で、パルサーのスピンダウン速度の同時変化を伴います。多くの電波パルサーが同様の相関変動を示すことが知られており、場合によっては、電波放射が検出できなくなる放射状態が含まれます。この論文では、パルサーがそれぞれの放射/スピンダウン状態にあったときに記録されたアーカイブ電波観測を使用して、PSRJ2021$+$4026からの電波放射の検索を実行します。改良された技術を使用して、周期的な電波放射だけでなく、巨大な電波パルスやRRATのような放射などの単一パルス現象も検索します。私たちの調査では、PSRJ2021$+$4026からの電波放出の証拠は見つかりませんでした。PSRJ2021$+$4026からの周期的な放射の磁束密度は、この周波数で0.2mJyを超えないと推定されます。また、RRATのようなバーストと巨大な電波パルスの単一パルス磁束の限界は、それぞれ0.3Jyと100Jyと推定されます。PSRJ2021$+$4026の遷移挙動について、パルサーグリッチ、断続的なパルサー、および電波パルサーで観測されるますます一般的になっている放射と回転の相関関係について説明します。
ショック パワー 潮汐破壊イベント
残骸の降着は、超大質量ブラックホールが星を引き裂く潮汐破壊イベント(TDE)中に放出される放射線に電力を供給する自然なメカニズムのようです。ただし、これにはコンパクトな降着円盤の迅速な形成が必要です。ここでは、現実的な初期条件を持つTDEでのデブリの長期的な進化に関する完全な相対論的グローバルシミュレーションを使用して、観測されたフレアのタイムスケールで結合質量のせいぜいごく一部がそのようなディスクに入ることを示します。束縛された質量の大部分を「環状化」するには、その質量の結合エネルギーを係数$\sim30$だけ増加させる必要があります。せいぜい次数ユニティの変化しか見つかりません。私たちのシミュレーションは、「循環化」に十分なエネルギーを放散するには、特徴的な質量フォールバック時間の数十倍に匹敵する時間スケールがかかることを示唆しています。代わりに、束縛された破片は、フォールバック時間$\sim2$によって偏心$\simeq0.4-0.5$を持つ拡張された偏心降着流を形成します。この大規模な流れの衝撃で消散されるエネルギーは、「循環」エネルギーよりもはるかに小さいですが、観測された放射エネルギーと非常によく一致します。それにもかかわらず、衝撃の衝撃は、最初に束縛されていた破片を解放して流出させるほど強くはありません。
LHAASO-KM2Aによる10TeVから1PeVまでの銀河面の超高エネルギー拡散ガンマ線放射の測定
| Title |
Measurement_of_ultra-high-energy_diffuse_gamma-ray_emission_of_the_Galactic_plane_from_10_TeV_to_1_PeV_with_LHAASO-KM2A |
| Authors |
Zhen_Cao,_F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D._Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_J.T._Cai,_Q._Cao,_W.Y._Cao,_Zhe_Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_A.M._Chen,_E.S._Chen,_Liang_Chen,_Lin_Chen,_Long_Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_Q.H._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_Y._Chen,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_M.Y._Cui,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D._della_Volpe,_X.Q._Dong,_K.K._Duan,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_X.T._Feng,_Y.L._Feng,_S._Gabici,_B._Gao,_C.D._Gao,_L.Q._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_W.K._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G._Giacinti,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_F.L._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_J.Y._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_B.W._Hou,_C._Hou,_X._Hou,_H.B._Hu,_Q._Hu,_S.C._Hu,_et_al._(200_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05372 |
主に宇宙線と拡散星間物質との相互作用によって生成される拡散銀河$\gamma$線放出は、天の川銀河における宇宙線の分布、伝播、および相互作用の非常に重要なプローブです。この研究では、大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)の平方キロメートル配列を使用して、10TeVから1PeVのエネルギーの銀河面からの拡散$\gamma$線の測定値を報告します。内部($15^{\circ}<l<125^{\circ}$,$|b|<5^{\circ}$)および外部($125^{\circ}<l<235^)からの拡散放射{\circ}$,$|b|<5^{\circ}$)銀河面は、それぞれ$29.1\sigma$と$12.7\sigma$の意味で検出されます。超高エネルギー領域から超高エネルギー領域($E>10$~TeV)で、銀河系外面の拡散放射が初めて検出された。内部銀河領域のエネルギースペクトルは、インデックスが$-2.99\pm0.04$のべき乗関数によって記述できます。これは、局所的に測定された宇宙線と線の間のハドロン相互作用から予想される曲線スペクトルとは異なります。-見通しの統合されたガスの内容。さらに、測定されたフラックスは、予測よりも$\sim3$倍高くなっています。$-2.99\pm0.07$のインデックスを持つ同様のスペクトルが外側の銀河領域で見つかり、$10\lesssimE\lesssim60$TeVの絶対フラックスは、ハドロン宇宙線相互作用の予測よりも高くなります。拡散放射の緯度分布はガス分布と一致していますが、経度分布はガス分布からわずかにずれています。LHAASO測定値は、追加の放出源が存在するか、宇宙線強度に空間的変動があることを意味します。
中性子星の暗黒物質の新しいプローブとしての R モード
| Title |
R-modes_as_a_New_Probe_of_Dark_Matter_in_Neutron_Stars |
| Authors |
Swarnim_Shirke,_Suprovo_Ghosh,_Debarati_Chatterjee,_Laura_Sagunski,_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05664 |
この作業では、暗黒物質の存在が中性子星(NS)のrモード振動に及ぼす影響について、初めて体系的な調査を行いました。中性子崩壊異常に基づく自己相互作用暗黒物質(DM)モデルと、最近のベイジアン解析の事後分布から得られたハドロンモデルを使用して、最近のマルチメッセンジャー天体物理観測を使用して、DM自己相互作用強度に制約を課します。次に、制約付きDM相互作用強度を使用して、DM自己相互作用断面積とDMに起因するせん断粘度を推定します。これは、ハドロン物質によるせん断粘度よりも数桁小さいことがわかります。DMフェルミオンが中性子星の中性子と化学平衡にあると仮定すると、中性子の暗崩壊から生じる体積粘度を推定し、ハドロン体積粘度よりもはるかに小さいことがわかります。また、DMせん断と体積粘度を含めると、ハドロン減衰メカニズムが最小の不安定ウィンドウが小さくなる可能性がありますが、選択したDMモデルのX線およびパルサー観測データとは互換性がないままであると結論付けています。
ラップされた階段スカラー渦コロナグラフの実験室でのデモンストレーション
| Title |
Laboratory_demonstration_of_the_wrapped_staircase_scalar_vortex_coronagraph |
| Authors |
Niyati_Desai,_Garreth_J._Ruane,_Jorge_D._Llop-Sayson,_Arielle_Betrou-Cantou,_Axel_Potier,_A.J._Eldorado_Riggs,_Eugene_Serabyn,_Dimitri_P._Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05076 |
これまでに検出された5000を超える系外惑星のうち、これまでに直接画像化されたのは約10個だけです。地球に似た太陽系外惑星は、可視および近赤外線で主星よりも100億倍も暗いため、主要な星の光を遮断し、近くを周回する惑星の画像化を可能にするコロナグラフ装置が必要です。太陽系外惑星の直接イメージングを追求する場合、スカラー渦コロナグラフ(SVC)は、ベクトル渦コロナグラフ(VVC)に代わる魅力的な方法です。VVCは広帯域光で2e-9の生のコントラストを示していますが、偏光特性のためにいくつかの制限があります。SVCは、VVCと同じ位相ランプを入射光にインプリントし、偏光分離を必要としませんが、本質的に有色です。ラップされた階段などの離散化された位相ランプパターンは、SVCの色度を低減するのに役立ち、シミュレーションは、広帯域光で色の古典的な渦よりも優れていることを示しています。ラップされた階段SVCを設計、製造、およびテストしました。ここでは、高コントラスト分光法テストベッドでの広帯域特性評価を示します。また、NASAのジェット推進研究所の空中コロナグラフテストベッドで波面補正を実行し、単色光で3.2e-8、帯域幅10%で2.2e-7の平均生コントラストを達成しました。
銀ベースの望遠鏡ミラー上の酸化アルミニウムの原子層蒸着保護コーティング 純粋なオゾンと H2O 前駆体の比較
| Title |
Atomic_Layer_Deposited_Protective_Coating_of_Aluminum_Oxide_on_Silver-based_Telescope_Mirror_A_Comparison_Between_a_Pure_Ozone_and_H2O_Precursor |
| Authors |
S{\o}ren_A._Torn{\o}e,_Brandon_Cheney,_Brian_Dupraw,_Yoshimasa_Okamura,_Andrew_C._Phillips,_Takayuki_Hagiwara,_Tetsuya_Nishiguchi,_Nobuhiko_P._Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05109 |
銀ベースの望遠鏡ミラーは、可視赤外スペクトル範囲で金やアルミニウムなどの他の材料よりも優れていますが、固有の低い耐久性を克服するには、堅牢な保護コーティングが必要です。私たちの研究では、トリメチルアルミニウム(TMA)と水(H2O)を低温(~60{\deg}C)で使用する熱原子層堆積法(ALD)によって堆積された酸化アルミニウム(AlOx)の単層が、許容可能な保護膜として機能することが示されています。ミラーの光学性能に悪影響を与えることなくコーティングします。単層のAlOxで保護された銀ベースのミラーは、フィールドでは十分に機能しますが、根本的な故障メカニズムを加速する高温条件下での高湿度下の環境テストでは、急速に劣化し、改善の余地があることを示唆しています。この論文では、H2Oと純オゾン(PO)の2種類の酸素前駆体を使用した熱ALDによって調製されたAlOxの単層で保護された2セットの銀ベースのミラーの性能と耐久性を比較する研究について説明します。この研究では、2種類のサンプルは、酸素前駆体に関係なく、最初は同程度の分光反射率を示しますが、POで調製されたAlOx保護コーティングを備えたサンプルの反射率は、H2Oで調製されたAlOx保護コーティングを備えたサンプルよりも1.6倍長くほぼ一定のままであることが示されています。環境試験では、POで調製されたAlOx保護コーティングの有望な特性を示唆しています。
ナノ秒天体物理学用単一光子イメージャー (SPINA) システムの最初のオンスカイ性能テスト
| Title |
Initial_On-Sky_Performance_testing_of_the_Single-Photon_Imager_for_Nanosecond_Astrophysics_(SPINA)_system |
| Authors |
Albert_Wai_Kit_Lau,_Nurzhan_Shaimoldin,_Zhanat_Maksut,_Yan_Yan_Chan,_Mehdi_Shafiee,_Bruce_Grossan_and_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05197 |
この作業は、超高速天文学(UFA)プログラムの一部である、ナノ秒天体物理学用単一光子イメージャー(SPINA)システムの最初のオンスカイパフォーマンス測定を示しています。光電子(PE)の時間的および空間的情報の両方を記録するために、位置に敏感なシリコン光電子増倍管(PS-SiPM)検出器に基づくSPINAシステムを開発しました。SPINAシステムの最初の空中テストは、UT20227月10日に、Assy-Turgen天体物理観測所(NUTTelA-TAO)の0.7メートルの口径のナザルバエフ大学トランジェント望遠鏡で成功裏に実施されました。我々は、広い範囲の明るさを持つ星と星のない空の暗い領域を測定しました$<18$mag.SPINAシステムの空間分解能は、不安定な大気によって制限される$<232\mum$(半値全幅、FWHM)であると測定されました。この解像度要素内で1914カウント/秒(cps)の合計バックグラウンドノイズ(検出器のダークカウントと空の背景)を測定しました。また、検出器のクロストークマッピングを実行し、検出器の中心近くで$\sim0.18$のクロストーク確率を取得し、エッジで$\sim50\%$に達しました。受け取ったフラックスをGaia-BPバンドデータと比較することにより、大気絶滅のない1秒の露出で$17.45$Gaia-BPマグニチュードの$5\sigma$感度を導き出しました。10ms$のウィンドウと100泊に1回の誤警報率の場合、14.06等の過渡感度を導き出しました。$1\mus$以上のタイムスケールでは、クロストークによって15P.E.に制限されます。検出しきい値。さらに、SPINAシステムが、$\pm1.8\%$の恒星プロファイルのFWHMの変化と、$20ms$および$2ms$のエクスポージャーで、恒星プロファイルのFWHMの$\pm5\%$の変化を捉えることができることを実証しました。$ms$スケールと$\mus$スケールで恒星の光度曲線を捉えることができます。
RAM: 任意メッシュでの急速な移流アルゴリズム
| Title |
RAM:_Rapid_Advection_Algorithm_on_Arbitrary_Meshes |
| Authors |
Pablo_Ben\'itez-Llambay,_Leonardo_Krapp,_Ximena_S._Ramos,_Kaitlin_M._Kratter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05362 |
多くの天体物理学の流れの研究には、空間スケールと密度スケールで大きなダイナミックレンジを解決しながら、高マッハ数の流れを捉えることができる計算アルゴリズムが必要です。この論文では、新しい方法、RAM:任意メッシュ上の急速な移流アルゴリズムを紹介します。RAMは、任意の計算グリッド上で大きな体積速度を持つ問題の移流方程式を解くための時間陽解法です。標準の風上アルゴリズムと比較して、RAMはより大きな時間ステップとより低い打ち切り誤差で移流を可能にします。私たちの方法は、オペレーター分割技術と保守的な補間に基づいています。バルク速度と分解能によっては、RAMを使用すると、流体力学の数値コストを1桁以上削減できます。切り捨てエラーを定量化し、RAMで高速化するために、1次元および2次元の流体力学テストを実行します。我々の方法の次数は保守的な補間の次数によって与えられ、効果的なスピードアップは時間ステップの相対的な増分と一致することがわかります。RAMは、高いバルク軌道速度と非自明な形状を特徴とするディスクと衛星の相互作用の数値研究に特に役立ちます。私たちの方法は、グローバルディスクとセカンダリコンパニオンのヒル半径のかなり内側を同時に解決するシミュレーションの計算コストを劇的に削減します。
低緯度・低周波でのパルサー観測
| Title |
Pulsar_Observations_at_low_latitudes_and_low_frequencies |
| Authors |
Carlos_O._Lousto,_R._Missel,_E._Zubieta,_S._del_Palacio,_F._Garcia,_G._Gancio,_L._Wang,_S.B._Araujo_Furlan,_J.A._Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05458 |
アルゼンチンのパルサーモニタリング(PuMA)は、アルゼンチン電波天文学研究所(IAR)とロチェスター工科大学(RIT)との共同研究で、2017年以来、Lに復元された2つのIARアンテナを使用して南天のパルサーを高リズムで観測しています。-バンド(1400MHz)。マグネターやグリッチパルサーなどの過渡現象を研究し、ミリ秒パルサーの正確なタイミングを実行するために、このプログラムの最初の一連の結果を簡単に確認します。ほとんどのパルサーがより明るい低周波数帯域にアクセスできれば、現在はバックグラウンドノイズに埋もれている追加のパルサーに到達できるようになります。IARの投影された多目的干渉計アレイ(MIA)によって400MHz帯域で観測可能な20の追加のグリッチパルサーを識別します。また、低周波数での単一パルスパルサータイミングの関連性と課題、および機械学習技術を使用して2017年以降に収集されたデータにおける高速電波バースト(FRB)の検索についても説明します。
| Title |
Bayesian_radio_interferometric_imaging_with_direction-dependent_calibration |
| Authors |
Jakob_Roth,_Philipp_Arras,_Martin_Reinecke,_Richard_A._Perley,_R\"udiger_Westermann,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05489 |
コンテキスト:電波干渉計は、空の明るさの周波数成分を測定し、個々の電波アンテナのゲインによって変調されます。大気の乱れやアンテナの動作条件の変化により、これらのゲインは変動します。これにより、ゲインは時間だけでなく空の空間方向にも依存します。高品質の無線マップを復元するには、方向と時間依存の個々のアンテナゲインを正確に再構成する必要があります。目的:この論文は、方向依存のアンテナゲインを含む新しいジョイントイメージングおよびキャリブレーションアルゴリズムを導入することにより、無線画像の再構成を改善することを目的としています。方法:\texttt{resolve}フレームワークに基づいて、方向依存のアンテナゲインを数値的に効率的に適用するために、イメージドメイングリッディング法を利用したベイジアンイメージングおよびキャリブレーションアルゴリズムを設計しました。さらに、変分推論で事後確率分布を近似することにより、アルゴリズムは信頼できる不確実性マップを提供できます。結果:電波銀河はくちょう座AのVLAデータから高解像度、高ダイナミックレンジの電波マップを復元するアルゴリズムの能力を実証します。復元された画像の品質を、従来のキャリブレーションデータに依存する以前の作業と比較します。さらに、方向依存のゲインも組み込んだ圧縮センシングアルゴリズムと比較します。結論:キャリブレーションモデルに方向依存効果を含めると、従来のキャリブレーションデータからの再構成と比較して、再構成された画像のダイナミックレンジが大幅に改善されます。圧縮されたセンシング再構成と比較して、結果として得られる空の画像は解像度が高く、アーティファクトが少なくなります。無線干渉データの可能性を最大限に活用するには、アンテナゲインの方向依存性を考慮することが不可欠です。
ソニフィケーションによる天文観測データや書誌データへのアクセス、利用、効果的な探索に関する研究
| Title |
Research_on_access,_use_and_effective_exploration_of_astronomical_observational_and_bibliographical_data_from_sonification |
| Authors |
Johanna_Casado_and_Beatriz_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05635 |
宇宙科学におけるデータ分析は、最大量のデータが電磁スペクトルの目に見えない部分に属しているという事実にもかかわらず、何年もの間視覚的にのみ行われてきました。これは、一方では、未知のものの研究を現在のスクリーンの解像度の可能性に制限し、他方では、ある種の視覚障害を示す人々のグループを除外します.前述のこと、およびある種の障害を持つ人々が学業と安定した仕事を達成するために多くの障壁に遭遇することを考慮して、現在の調査はデータへのアクセスの新しいモダリティに焦点を当てていますが、アクセシビリティと機能を持つ人々の包含を考慮しています。最初から多様性。マルチモーダルな知覚(複数の感覚の使用)は、複雑な科学データの視覚的な調査と理解を補完するのに適していることが示されています。これは、最終的な複雑なデータ配列をもたらすさまざまな振動モードの合計で構成される天体物理データに特に当てはまります。この提案は、データセットを分析し、物理学と天文学の分野で情報へのアクセスの可能性を平準化することを目的としたアプリケーションを作成するために、データと音との相互作用に適応する人間の能力に焦点を当てています(ツールは2つ以上の列(.txtまたは.csv)を持つファイル内のあらゆる種類のデータ(障害を持つユーザー向け)。さらに、ユーザーに焦点を当て、特定の社会問題、自由なプログラミング言語の使用、インクルージョンを改善するためのインフラストラクチャの設計に向けた、斬新なアプローチでツールを生成するための科学的および技術的能力の研究を提案しています。
メディアン エネルギー イメージングによる惑星状星雲 BD+30 3639 のホット バブルにおける放射状スペクトル硬化の発見
| Title |
Discovery_of_Radial_Spectral_Hardening_in_the_Hot_Bubble_of_Planetary_Nebula_BD+30_3639_with_Median_Energy_Imaging |
| Authors |
Rodolfo_Montez_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.04948 |
惑星状星雲BD+303639のホットバブルからのX線放出の空間分布を研究するための新しい画像解析手法を紹介します。ホットバブル放出は通常、光子が不足しているため、空間スペクトル解析の方法が制限されますが、、この新しい技術は、星雲全体の光子エネルギーの統計を使用して、空間的変動を識別します。X線光子の中央エネルギー値を使用して、星雲の投影された端に向かって中央エネルギー値が上昇していることを特定しました。これを放射状スペクトル硬化と呼びます。この放射状スペクトル硬化の起源を、エネルギー値の中央値が高い領域と低い領域の異なる領域のX線スペクトル分析で調査しました。熱い泡が若くて密度の高い惑星状星雲に埋め込まれていることを考えると、半径方向のスペクトル硬化は、投影された星雲の端での柱密度の増加によるものであると主張します。メジアンエネルギーイメージングは、かすかな拡張X線源の空間的変動を調査するための有望な新しい方法論を提供します。
奇妙な束: ケプラーからの 16 個の異常な星の時間化学力学
| Title |
The_odd_bunch:_chrono-chemo-dynamics_of_sixteen_unusual_stars_from_Kepler |
| Authors |
Arthur_Alencastro_Puls,_Luca_Casagrande,_Stephanie_Monty,_David_Yong,_Fan_Liu,_Dennis_Stello_and_Mikkel_N._Lund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05024 |
この研究では、ケプラーフィールドからの16の星のサンプルの詳細な分析を実行するために、星震学、分光学的および運動学的情報を組み合わせます。私たちの選択は、銀河の化学進化モデルと矛盾するように見える星に焦点を当てています:若い星と$\alpha$に富む星、古い星と金属に富む星、および過去の調査で分類が不明な他のターゲット。運動学はGaiaDR3視差と固有運動から導き出され、HIRES/Keckからの高解像度スペクトルを使用して20を超える元素の化学存在量を計算します。この情報は、グリッドベースのモデリングによって導出された星震質量と年齢を慎重にチェックするために使用されます。以前に若くて$\alpha$が豊富であると分類された7つの星の中で、真の年齢を隠している明確に古い天体は1つだけです。2つの非常に古い($\geq$11Gyr)超金属豊富な($\geq$0.1dex)巨人の存在を確認します。これらの2つの星は、通常の薄い円盤の化学的性質と面内の太陽円軌道を持っており、撹拌メカニズムによる放射状の移動の図にうまく適合しています。これらの星の年齢が若いという別の説明は、金属量の増加に伴って大幅に増加する質量損失率を必要とするでしょう。最後に、赤色巨星の化学時計としてのZnの適合性を調査するためのさらなる調査を提案します。
AREPO 白色矮星の合体シミュレーションにより、端に照らされた爆発と暴走する超高速コンパニオンが発生します
| Title |
AREPO_White_Dwarf_merger_simulations_resulting_in_edge-lit_detonation_and_run-away_hypervelocity_companion |
| Authors |
Uri_Pierre_Burmester,_Lilia_Ferrario,_R\"udiger_Pakmor,_Ivo_R._Seitenzahl,_Ashley_J._Ruiter,_and_Matthew_Hole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05192 |
$1.1\,\mathrm{M_\odot}$炭素-酸素初生白色矮星と外側のヘリウム層および$0.35\,\mathrm{M_\odot}$二次ヘリウム白色矮星。私たちのシミュレーションは、エッジライトシナリオと一致するデトネーションにつながります。ここでは、ヘリウムデトネーションがプライマリWDのヘリウム層のベースで点火され、中心から外れた炭素デトネーションがトリガーされます。これにより、非対称の噴出物パターンが生成され、視線方向の観測量(平均原子量など)に違いが生じます。宇宙に飛ばされた噴出物は、$^{56}\mathrm{Ni}$、$^{4}\mathrm{He}$、$^{28}\mathrm{Si}$、$^{32}\mathrm{S}$.私たちのシミュレーションでは、生き残った質量$0.22-0.25$$\mathrm{M_\odot}$の退化した仲間が$>1\,700$$\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}で移動するという結果になりました。$、超高速WDの観察結果と一致しています。二次層の表面層は重金属が豊富で、$^{56}\mathrm{Ni}$が残りの質量の約$0.8\%$を占めています。また、加速角運動量損失の期間を定義する「吸気時間」を含む、シミュレーションパラメーターの結果の感度を分析します。「吸気時間」の選択は、セカンダリの生存を含むシミュレーション結果に定性的に影響することがわかりました。より短いインスピレーションケースは、質的および量的に同様の結果をもたらすと主張します。また、質量と中心組成が同じで、裸の炭素-酸素コア(ヘリウムなし)または炭素-酸素コアのいずれかによって特徴付けられる等温の一定組成モデルを使用したシミュレーションを比較することにより、プライマリの化学プロファイルに対する結果の感度を調査します。厚いヘリウム層によって。
TESSで再観測された南黄道半球のZZ Ceti星
コンテクスト。2020年には、南黄道半球の最初のサーベイ観測中にTESS宇宙望遠鏡によって観測された18個の既知のZZCeti星のファーストライトの結果が発表されました。ただし、その間、このフィールドから新しい測定値が利用できるようになり、多くの場合、新しい20秒の超短ケイデンスモードが使用されます。ねらい。2つの観測季節の間で観測された星の脈動挙動の類似点と相違点を調査し、星震学のための新しい脈動モードを探索しました。メソッド。標準的なプレホワイトニングプロセスを使用して光度曲線のフーリエ解析を実行し、その結果を以前のデータから得られた周波数と比較しました。白色矮星進化コードの2018年版を利用して、さまざまな星の星震解析も行いました。地震距離がガイアの幾何学的距離に近いモデルを検索しました。結果。調査したパルセータのいくつかの新しい可能性のある脈動モードを検出しました。HE0532-5605の場合、2020年の最初の光の論文で提示されたものと同様の増光段階が見つかりました。これは、この現象が繰り返されていることを意味します。したがって、HE0532-5605は、新しいバーストDAV星のようです。また、恒星WDJ0925+0509で低振幅の増光相を検出しました。しかし、このケースは太陽系天体が前景を通過した結果であることが証明されています。6つの星の星震モデルソリューションを受け入れます。
EPIC 206197016: 強く照射された赤色矮星を周回する非常に高温の白色矮星
| Title |
EPIC_206197016:_A_very_hot_white_dwarf_orbited_by_a_strongly_irradiated_red_dwarf |
| Authors |
J._Krticka,_A._Kawka,_Z._Mikulasek,_L._Fossati,_I._Krtickova,_M._Prvak,_J._Janik,_R._Liptaj,_M._Zejda,_E._Paunzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05270 |
非常に正確な衛星測光により、多数の変光星が明らかになりました。その変動性は、表面の斑点または連星によって引き起こされます。このような変数の詳細な研究は、これらのオブジェクトの物理学への洞察を提供します。K2ミッションで観測された白色矮星EPIC206197016の周期的な光の変動の性質を調べます。白色矮星の変動性の性質を理解するために、VLTでXSHOOTERスペクトログラフを使用して、EPIC206197016の位相分解中分解能分光法を取得します。NLTEモデルの大気を使用して、個々のフェーズで恒星のパラメーターを決定します。EPIC206197016は、$T_\text{eff}=78\,$kKのホットDA白色矮星です。スペクトルの分析は、質量が赤色矮星に対応する目に見えない二次との重力相互作用に起因する周期的な動径速度の変動を明らかにします。長半径が約$3\,R_\odot$である2つの星が近接しているため、照らされていない半球と比較して、照らされた側で2倍以上の温度が伴星に照射されます。この効果により、観測された光の変化を説明できます。白色矮星のスペクトルは、バルマーライン問題と呼ばれるバルマーラインの特定の特徴を示しており、観測された下部バルマーラインのコアは、予測よりも深くなっています。これは、重元素による白色矮星大気中の水素の弱い汚染、または星周雲または円盤の存在に起因する可能性があります。
太陽の高エネルギー電子と陽子の開始遅延について: 共通の加速器の証拠
| Title |
On_the_onset_delays_of_solar_energetic_electrons_and_protons:_Evidence_for_a_common_accelerator |
| Authors |
R.D._Strauss,_N._Dresing,_I.G._Richardson,_J.P._van_den_Berg,_P.J._Steyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05347 |
太陽エネルギー粒子(SEP)の加速の原因となるプロセスは、SEPの電子と陽子が共通のプロセスによって加速されるのか、別のプロセスによって加速されるのかなど、まだ十分に理解されていません。ピッチ角と垂直空間拡散の両方を含む数値粒子輸送モデルを使用して、他の量の中でも特にMeV電子と陽子の開始遅延をシミュレートし、その結果を広く離れた宇宙船からのSEPの観測と比較します。このような観察結果は、垂直拡散がないと仮定した単純なシナリオで、異なる電子源と陽子源の証拠として以前に解釈されていました。垂直拡散と一緒に共通の粒子源を仮定することにより、電子と陽子の両方の開始遅延を同時に再現できることを示します。これは、これらの粒子の共通の加速器を指していると主張します。さらに、観察結果を正しく記述するために、モデルには比較的広い粒子源が必要です。これは、これらのSEPの加速に重要な役割を果たしている大きな衝撃構造で発生する拡散衝撃加速を示唆しています。
太陽周期 23 および 24 の 1 AU 付近の静穏時間における 0.3 ～ 1.29 MeV/核子重イオン組成の太陽周期変動
| Title |
Solar_Cycle_Variation_of_0.3-1.29_MeV/nucleon_Heavy_Ion_Composition_during_Quiet_Times_near_1_AU_in_Solar_Cycles_23_and_24 |
| Authors |
B._L._Alterman,_Mihir_I._Desai,_Maher_A._Dayeh,_G._M._Mason,_and_George_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05441 |
1998年からのエネルギー範囲0.3MeV/nucから1.28MeV/nucにわたるAdvancedCompositionExplorer(ACE)/Ultra-LowEnergyIsotopeSpectrometer(ULEIS)データを使用して、CからFeまでの静穏時間超熱イオン組成の年次変動について報告します。2019年まで、太陽周期23の上昇期から太陽周期24の下降期までをカバーします。私たちの調査結果は次のとおりです。(2)静かな時間の超熱活動は、太陽極大期の大きな漸進的な太陽エネルギー粒子イベント(GSEP)におけるM/Q分画と一致する方法でM/Q分画されます。(3)静穏時間超熱プール内の変動性は、M/Qの関数として増加し、GSEPイベントの類似の変動性と一致しています。これらの観察から、静穏時の超熱イオンは、太陽極小期のCIRと太陽極大期のGSEPイベントの残骸であると推測されます。これらの結果と一致して、予想外にも、Sは超熱領域で低FIPイオンのように振る舞い、したがって低FIP太陽光源から引き出されることも示しています。
太陽バルマー線の太陽としての星の変動性を理解する
| Title |
Understanding_Sun-as-a-star_variability_of_solar_Balmer_lines |
| Authors |
Serena_Criscuoli,_Sergey_Marchenko,_Matthew_DeLand,_Debi_Choudhary,_Greg_Kopp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05510 |
さまざまな時間スケールでの星のスペクトル変動の正確で高頻度の長期記録は、星の大気とダイナモ、対流運動、回転周期など、さまざまな現象の理解を深めることにつながります。ここでは、衛星搭載放射計(OSIRIS、SCIAMACHY、OMI、およびGOME-2)、これらの正確で長期的な観測を、地上ベースのNSO/ISSスペクトログラフからの高解像度データと組み合わせます。検出された変動性を、太陽円盤上の磁気的特徴の出現に関連付けます。太陽の回転時間スケール(約1か月)では、バルマーラインの活動指数(ラインコアとラインウィングの比率として定義)は、全太陽放射照度(主に光球)の変動に密接に従うことがわかります。、黒点グループの通過中）彩層活動レベルを追跡する活動指数の挙動から逸脱しています。より長い時間スケールでは、彩層指数との相関が増加し、中間の時間スケールでは相関が低い、または反相関さえある期間が見られます。これらの観察結果と、半経験的放射照度再構築からの推定値との比較は、さまざまな磁気および静かな機能の寄与を定量化するのに役立ちます。ネットワークに対する感度が低いことと、フィラメントとプロミネンスに対する感度が高いことの両方が、バルマーと、太陽や太陽のような星で観測された他の彩層指数との間に複雑な時間依存関係をもたらす可能性があると結論付けています。コアと翼が同様の方法で変動性に寄与しているという事実、および恒星大気におけるバルマー線の形成に関する現在の知識は、バルマー線のコアと翼の比率の指数が彩層指数ではなく光球のように振る舞うという考えを支持しています。
宇宙論的な一次相転移(1stOPT)は、核形成温度が臨界温度よりもはるかに低い場合、強く過冷却されると言われています。これらは、ほとんどスケール不変のポテンシャルを認める理論でよく見られます。このポテンシャルでは、跳ね返り作用は温度に対して対数的にしか減少しません。過冷却1stOPTの間、宇宙の状態方程式は急速かつ劇的な変化を遂げ、真空支配から放射支配へと移行します。気泡の核生成履歴の統計的変動は、明確な因果パッチがわずかに異なる時間に浸透することを意味します。最新のものに浸透するパッチは、最長の真空支配段階を経て、その結果、原始ブラックホール(PBH)への崩壊を引き起こす大きな過剰密度を発生させます。1stOPT持続時間$\beta^{-1}$の関数として、パッチがPBHに崩壊する確率の分析的近似を導出し、予想されるPBHの存在量を推定します。完了するまでにハッブル時間の$12\%$($\beta/H\lesssim8$)を超える1stOPTが観測可能なPBHを生成することがわかりました。それらの存在量は、過冷却段階の持続時間とは無関係であり、deSitterの無毛予想と一致しています。
高速発生源から放出される重力波の計算
超大質量ブラックホールの近くで質量中心(cm)速度の高い重力波源が形成される可能性があるため、観測者の座標系で波形を導出する方法を開発する必要があります。ここでは、cmの極限でそれを示します。速度は高いが、ソースのコンポーネントの相対速度が小さい場合、緩和されたアインシュタイン場の方程式を直接積分することで問題を解決できます。特に、観測者のフレーム内のソースの軌道を考慮して、結果を便利に計算できる多極成分に展開します。任意のcmを使用した数値計算。速度は、結果が放射場の主要次数へのGWのローレンツ変換と一致することを示しています。さらに、この方法を使用して、活動銀河核の降着円盤に埋め込まれた高速($\sim0.1c$)の恒星オブジェクト間の散乱イベントの波形を計算する例を示します。私たちの多重極展開法は、恒星力学モデルからの結果を分析する上で利点があるだけでなく、高速ソースから放出されるGWの多重極特性への新しい洞察も提供します。
$n_s(N)$ から k-inflation を再構築し、制約を再加熱する
| Title |
Reconstructing_k-inflation_from_$n_s(N)$_and_reheating_constraints |
| Authors |
Ramon_Herrera,_Michel_Housset,_Constanza_Osses_and_Nelson_Videla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05042 |
アトラクタ$n_s(N)$からのインフレトン場ポテンシャル$V(\phi)$の再構成スキームに着想を得て、非線形動力学項のkインフレのフレームワーク内でインフレポテンシャルを再構成する可能性を調査します。$K(X)=k_{n+1}X^n$スカラースペクトルインデックス$n_s(N)$の3つの式、つまり(i)$n_s-1=-\frac{2}{N}$、(ii)$n_s-1=-\frac{p}{N}$、および(iii)$n_s-1=-\frac{\beta}{N^q}$。再構成されたポテンシャルごとに、PLANCK2018およびBICEP/Keckの結果から観測可能なパラメーターを再現する必要があることを要求することによって、それを特徴付けるパラメーター空間の値を決定します。さらに、一定の状態方程式を仮定して再加熱時代を分析し、再加熱期間と再加熱終了時の温度と再加熱時期、およびインフレ時の$e$フォールド数の関係を導き出します。.この意味で、k-インフレの再構築の枠組み内で各モデルのパラメーター空間を狭めるために、インフレの観測量を統一します。
キセノン、クリプトン、アルゴン中のダークマター直接検出のための正確な電子反跳イオン化係数
| Title |
Accurate_electron-recoil_ionization_factors_for_dark_matter_direct_detection_in_xenon,_krypton_and_argon |
| Authors |
A._R._Caddell,_V._V._Flambaum,_B._M._Roberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05125 |
ほとんどのシンチレーションベースの暗黒物質実験では、弱相互作用質量粒子(WIMP)を検索しますが、これらの実験では、サブGeVのWIMPのような粒子も検出できる可能性があります。このタイプと規模の暗黒物質は、かなりの核反跳信号を残さないでしょうが、代わりに原子電子の電離を引き起こす可能性があります。原子波動関数の正確なモデリングは、この可能性を調査するための鍵であり、誤った処理は原子励起因子の大幅な抑制につながります。アルゴン、クリプトン、キセノンのこれらの原子係数を計算し、さまざまな暗黒物質モデルで使用するための結果を表にまとめました。これは、原子と暗黒物質のフォームファクターの分離可能性によって可能になり、一般的なカップリングに対して原子ファクターを計算できるようになります。ベクトル、スカラー、疑似ベクトル、および疑似スカラーの電子カップリングの表が含まれています。さらに、正確さのテストとして表にされた結果を使用して、キセノンの電子衝突全電離断面積を計算します。最後に、XENON1Tの電子での暗黒物質散乱のイベント率の計算例を示し、これらの計算が検出器の低エネルギー応答のモデル化方法に大きく依存することを示します。
M87 のガンマ線観測による $p$ 波暗黒物質消滅の抑制
| Title |
Constraining_$p$-wave_Dark_Matter_Annihilation_with_Gamma-ray_Observations_of_M87 |
| Authors |
Katharena_Christy,_Jason_Kumar,_Pearl_Sandick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05155 |
M87の中心にある超大質量ブラックホールを取り囲む暗黒物質スパイクにおける$p$波暗黒物質の制約を検討します。ブラックホールの質量が大きく、スパイク内の暗黒物質粒子の速度分散が大きいため、Fermi-LATとMAGICデータは$p$波消滅に厳しい制約を課すことができます。矮小球状銀河の観測によって設定されたものよりも厳密です。実際、スパイクパラメータの楽観的な選択では、ガンマ線データは、粒子質量が$\lesssim{10}~\rmTeV$の熱$p$波暗黒物質モデルを除外します。しかし、スパイクの特性とパラメーターにはかなりの不確実性があり、楽観的でないシナリオでは、熱暗黒物質の候補は完全に制約されないでしょう.スパイクパラメータの理解を深めることに加えて、暗黒物質消滅の制約を改善するための2つ目の鍵は、正確な天体物理学的背景モデルです。
Einstein-scalar-Gauss-Bonnet 理論におけるスカラー化コンパクト オブジェクトの不安定性
| Title |
Instability_of_scalarized_compact_objects_in_Einstein-scalar-Gauss-Bonnet_theories |
| Authors |
Masato_Minamitsuji_and_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05185 |
アインシュタイン-スカラー-ガウス-ボネット(GB)理論におけるスカラー化されたブラックホール(BH)と中性子星(NS)の線形安定性を、より高い多極子モードを含む奇数パリティと偶数パリティの摂動に対して調べます。$\ell\to\infty$制限内の偶パリティ摂動における角度伝搬速度($\ell$は角度多重極モーメント)が虚数になり、スカラー化されたBH解が勾配不安定性に悩まされることを示します。このような不安定性は、GB結合関数の高次項の構造に関係なく現れ、主な二次項の存在と、スカラー場の値が空間でゼロになるという境界条件によって純粋に引き起こされることを示します〜これは、スカラー化された枝がシュヴァルツシルト枝から分岐する質量電荷図の点に勾配不安定性が現れることを示しています。また、非線形スカラー化モデルで実現されるスカラー化されたBHソリューションも、偶パリティ摂動における勾配不安定性に悩まされることを示します。私たちの結果は、同じGBカップリング関数によって引き起こされる静的および球対称のスカラー化されたNSソリューションの外部ソリューションの勾配不安定性も示唆しています。
ICME パンケーキ: 2023 年 4 月 23 日に観測された第 25 太陽周期の 2 段階の激しい嵐 ($Dst \sim -187$ nT) の原因
| Title |
ICME_pancaking:_a_cause_of_two-step_severe_storm_($Dst_\sim_-187$_nT)_of_25th_solar_cycle_observed_on_23_April_2023 |
| Authors |
Kalpesh_Ghag,_Anil_Raghav,_Ankush_Bhaskar,_Shirish_Soni,_Bhagyashri_Sathe,_Zubair_Shaikh,_Omkar_Dhamane,_Prathmesh_Tari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05381 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)は、宇宙天気擾乱の顕著な要因であり、主に激しいまたは極端な地磁気嵐を引き起こします。報告された研究は、平面ICMEシースと平面磁気雲(MC)が極端な嵐を引き起こすことを示唆しています。ここでは、25$^{th}$太陽周期の激しい二段階地磁気嵐($Dst\sim-187$nT)を調べた。私たちの分析は、平坦化された（パンケーキされた）ICME構造、つまり準平面磁気構造（PMS）を示しています。この研究は、準PMSで変換されたICMEの断熱膨張が少ないと、南向きの磁場成分の強度が高まるという以前に報告された発見を裏付けています。それは、観測された激しい嵐を引き起こすために、地球の磁気圏におけるプラズマとエネルギーの効率的な伝達に貢献しています。
| Title |
RAAD:_LIGHT-1_CubeSat's_Payload_for_the_Detection_of_Terrestrial_Gamma-Ray_Flashes |
| Authors |
A._Di_Giovanni,_F._Arneodo,_A._Al_Qasim,_H._Alblooshi,_F._AlKhouri,_L._Alkindi,_A._AlMannei,_M._L._Benabderrahmane,_G._Bruno,_V._Conicella,_O._Fawwaz,_G._Franchi,_S._Kalos,_P._Oikonomou,_L._Perillo,_C._Pittori,_M._S._Roberts,_R._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05434 |
LIGHT-13UCubeSatに搭載された高速取得大気検出器(RAAD)は、硬X線と軟ガンマ線の間の光子を検出し、地上ガンマ線フラッシュ(TGF)を識別して特徴付けます。TGF検出に最適な組み合わせを特定するために、光電子増倍管またはマルチピクセルフォトンカウンターに結合された臭化セリウムおよび臭化塩化ランタンのシンチレーティング結晶を利用して、3つの検出器構成がテストされます。高いタイミング分解能、短いトリガーウィンドウ、および電子機器の短い減衰時間により、RAADは迅速な過渡イベントの正確な測定を実行できます。ここでは、2021年12月21日の打ち上げ前にペイロードが実施した地上試験とシミュレーションだけでなく、検出コンセプトの概要、フロントエンド取得電子機器の開発について説明します。さらに、検出器の予備分析を提示します。動作条件における機器の健全性を評価するために軌道上で収集されたハウスキーピングデータ。
LIGO、Virgo、および KAGRA の 4 回目の観測実行に向けた低遅延 GstLAL インスパイラル検索のパフォーマンス
| Title |
Performance_of_the_low-latency_GstLAL_inspiral_search_towards_LIGO,_Virgo,_and_KAGRA's_fourth_observing_run |
| Authors |
Becca_Ewing,_Rachael_Huxford,_Divya_Singh,_Leo_Tsukada,_Chad_Hanna,_Yun-Jing_Huang,_Prathamesh_Joshi,_Alvin_K._Y._Li,_Ryan_Magee,_Cody_Messick,_Alex_Pace,_Anarya_Ray,_Surabhi_Sachdev,_Shio_Sakon,_Ron_Tapia,_Shomik_Adhicary,_Pratyusava_Baral,_Amanda_Baylor,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Sushant_Sharma_Chaudhary,_Michael_W._Coughlin,_Bryce_Cousins,_Jolien_D._E._Creighton,_Reed_Essick,_Heather_Fong,_Richard_N._George,_Patrick_Godwin,_Reiko_Harada,_James_Kennington,_Soichiro_Kuwahara,_Duncan_Meacher,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Wanting_Niu,_Cort_Posnansky,_Andrew_Toivonen,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Viets,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade,_Gaurav_Waratkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05625 |
GstLALは、ブラックホールと中性子星の合体などのコンパクトな連星合体からの重力波の迅速な発見を目的とした、ストリームベースの整合フィルター検索パイプラインです。LIGO、Virgo、およびKAGRA(LVK)の共同作業による過去3回の観測実行で、GstLAL検索パイプラインは数十件の重力波発見に参加しました。4回目の観測(O4)は2023年5月に開始される予定で、天体物理学と宇宙論の理解に役立つ多くの新しく興味深い重力波信号の発見が期待されています。GstLAL低遅延検索の現在の構成について説明し、モックデータチャレンジでそのパフォーマンスを提示することで、今後の観測実行への準備ができていることを示します。モックデータチャレンジには、検索のパフォーマンスを完全に特徴付けるために、40日間のLIGOHanford、LIGOLivingston、およびVirgo株データと注入キャンペーンが含まれます。O3オンライン分析で観察されたものと比較して、検出率と有意性の推定に関して改善されたパフォーマンスが見つかりました。この改善は、尤度比ランキング統計計算とバックグラウンド推定方法におけるいくつかの漸進的な進歩によるものです。
