超新星レフスダルの再出現によるハッブル定数の制約
| Title |
Constraints_on_the_Hubble_constant_from_Supernova_Refsdal's_reappearance |
| Authors |
Patrick_L._Kelly,_Steven_Rodney,_Tommaso_Treu,_Masamune_Oguri,_Wenlei_Chen,_Adi_Zitrin,_Simon_Birrer,_Vivien_Bonvin,_Luc_Dessart,_Jose_M._Diego,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Daniel_Gilman,_Jens_Hjorth,_Mathilde_Jauzac,_Kaisey_Mandel,_Martin_Millon,_Justin_Pierel,_Keren_Sharon,_Stephen_Thorp,_Liliya_Williams,_Tom_Broadhurst,_Alan_Dressler,_Or_Graur,_Saurabh_Jha,_Curtis_McCully,_Marc_Postman,_Kasper_Borello_Schmidt,_Brad_E._Tucker,_and_Anja_von_der_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06367 |
重力レンズの超新星レフスダルは、前景の巨大な銀河団による重力レンズによって生成された複数の画像に現れました。超新星が2014年に出現した後、銀河団のレンズモデルは、超新星の追加の画像が2015年に出現すると予測し、その後、それが観測されました。画像間の時間遅延を使用して、ハッブル定数(H0)で定量化される宇宙の膨張率のブラインド測定を実行します。8つのクラスターレンズモデルを使用して、H0=64.8+4.4-4.3km/s/Mpc(Mpcはメガパーセク)と推測します。観測結果と最も一致する2つのモデルを使用すると、H0=66.6+4.1-3.3km/s/Mpcが得られます。観測結果は、暗黒物質のハローを個々の銀河と銀河団全体に割り当てるモデルによって最もよく再現されます。
超新星レフスダルの壮大な 5 つの画像: 時間遅延と倍率の測定
| Title |
The_Magnificent_Five_Images_of_Supernova_Refsdal:_Time_Delay_and_Magnification_Measurements |
| Authors |
Patrick_L._Kelly,_Steven_Rodney,_Tommaso_Treu,_Simon_Birrer,_Vivien_Bonvin,_Luc_Dessart,_Ryan_J._Foley,_Alexei_V._Filippenko,_Daniel_Gilman,_Saurabh_Jha,_Jens_Hjorth,_Kaisey_Mandel,_Martin_Millon,_Justin_Pierel,_Stephen_Thorp,_Adi_Zitrin,_Tom_Broadhurst,_Wenlei_Chen,_Jose_M._Diego,_Alan_Dressler,_Or_Graur,_Mathilde_Jauzac,_Matthew_A._Malkan,_Curtis_McCully,_Masamune_Oguri,_Marc_Postman,_Kasper_Borello_Schmidt,_Keren_Sharon,_Brad_E._Tucker,_Anja_von_der_Linden,_and_Joachim_Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06377 |
2014年後半、超新星(SN)「レフスダール」の4枚の画像が、MACSJ1149銀河団場で検出されました。これは、複数の解像度の画像を持つ強力なレンズの影響を受けたSNの最初の既知の例です。画像の発見後、SNは数百日以内にフィールド内で約8秒角離れた新しい位置に再び現れると予測されました。2015年後半に観測された再出現により、出現間の時間遅延はH0に反比例して変化するはずであるため、多重画像化されたSNを使用してハッブル定数H0を測定するというRefsdal(1964)の当初の提案を実行することが可能になりました。さらに、再出現の位置、明るさ、タイミングを利用することで、通常、複数画像化された銀河の位置によってのみ制約される銀河団モデルのブラインド予測の新しいテストが可能になります。DOLPHOTを使用して、差分画像からSNRefsdalの5つの画像の光束を測定する新しい測光パイプラインを開発しました。4つの個別の手法を適用して、最後の画像SXと以前の画像S1～S4の間の相対的な時間遅延と倍率比(mu_i/mu_1)をブラインド測定します。SX-S1の相対遅延を測定すると376.0+5.6-5.5日、相対倍率は0.30+0.05-0.03となります。これは、時間遅延の精度1.5%、倍率の精度17%に相当し、ミリレンズおよびマイクロレンズによる不確実性が含まれます。添付の論文では、ハッブル定数の値に初期制約とブラインド制約を設けています。
R2-AB モデルの宇宙論的制約
現在、別の宇宙論シナリオの研究に力が注がれており、ダークエネルギー（DE）成分の存在を仮定せずに、一般相対性理論（GR）理論の修正が後期宇宙加速を説明するために提案されています。$R^2$補正されたAppleby-Battyeモデル、または$R^2$-ABモデルを調査します。このモデルは、宇宙論的パラメーターの他に、追加の自由パラメーター$b$を1つだけ持つ$f(R)$モデルで構成されます。フラット$\Lambda$CDMモデルの$H_0$と$\Omega_{m,0}$。このモデルに関しては、モデルが太陽系テストと一致するには$b$が正の値である必要があり、さらに、デシッター状態の存在条件には$b\ge1.6$が必要であることがすでに示されています。$R^2$-ABモデルに観測上の制約を課すために、解析では2つのデータセットを考慮します:バックグラウンドレベルの宇宙クロノメーター$H(z)$データと$[f\sigma_8](z)$データ、摂動レベルの場合。最初のものは$b=1.6^{+3.1}_{-0.0}$とプランク値と一致する宇宙論的パラメータ$\{H_0,\Omega_{m,0}\}$を提供し、2つ目は次のことを示します。$b=1.76^{+2.91}_{-0.15}$およびパラメータ$\{\Omega_{m,0},\sigma_{8,0}\}$もプランク値と一致します。最後のケースでは、データはパラメータ$H_0$を超えて周辺化されました。さらに、ハッブル関数$H(z)などの多様な宇宙論関数について、パラメータ$b$のいくつかの値を考慮して、この$f(R)$モデルとflat-$\Lambda$CDMモデルを比較する例示的な解析を実行します。$、状態方程式$w_{eff}(z)$、パラメータ化された宇宙構造の成長率$[f\sigma_8](z)$、$\sigma_8(z)$。全体的な結論は、$R^2$-ABモデルは多様な宇宙論的データを用いて引き続きテストされるに値する有望な$f(R)$モデルであるということです。
HI 強度マッピングのための FAST ドリフト スキャン調査: I. 予備データ分析
| Title |
FAST_drift_scan_survey_for_HI_intensity_mapping:_I._preliminary_data_analysis |
| Authors |
Yichao_Li,_Yougang_Wang,_Furen_Deng,_Wenxiu_Yang,_Wenkai_Hu,_Diyang_Liu,_Xinyang_Zhao,_Shifan_Zuo,_Shuanghao_Shu,_Jixia_Li,_Peter_Timbie,_Reza_Ansari,_Olivier_Perdereau,_Albert_Stebbins,_Laura_Wolz,_Fengquan_Wu,_Xin_Zhang,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06405 |
この研究は、口径500メートルの球状電波望遠鏡(FAST)による中性水素(HI)強度マッピング調査のドリフトスキャン観測の初期結果を示しています。この研究で分析されたデータは、2019年から2021年の夜間観測で収集されました。主な発見は、2021年に7晩にわたって実施された28時間のドリフトスキャン観測に基づいています。これは$60\,{\rmdeg}^2$をカバーします。空のエリア。私たちの主な発見は次のとおりです。(i)私たちのキャリブレーション戦略は、4ドルの時間ドリフトスキャン観測にわたる時間的ゲイン変動とバンドパスゲイン変動の両方を正常に修正できます。(ii)調査地域の連続体地図は、周波数分解能$28$kHz、ピクセル面積$2.95\,{\rmarcmin}^2$で作成されます。連続体マップのピクセルノイズレベルは、$T_{\rmsys}=20\,{\rmK}$と仮定した予測よりわずかに高く、$1050$-で$36.0$mK(積分時間10.0秒の場合)です。それぞれ、$1150$MHz帯域で、$1323$～$1450$MHz帯域で$25.9$mK(16.7秒の積分時間の場合)です。(iii)磁束加重差数カウントは、混乱限界$\sim7\,{\rmmJy}/{\rmbeam}^{-1}$までNRAO-VLASkySurvey(NVSS)カタログと一致しています。。(iv)ソースの連続磁束測定値は文献に記載されているものと一致しています。$81$の分離されたNVSSソースの磁束測定の差は、約$6.3\%$です。私たちの研究は、FASTHI強度マッピングドリフトスキャン調査の体系的な分析を提供し、FASTドリフトスキャン調査によるさらなる宇宙論および関連銀河科学の有用なリソースとして役立ちます。
線強度マッピングによる原始磁場の制約
| Title |
Constraining_Primordial_Magnetic_Fields_with_Line-Intensity_Mapping |
| Authors |
Tal_Adi,_Sarah_Libanore,_Hector_Afonso_G._Cruz_and_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06440 |
原始磁場(PMF)は、特に銀河系外スケールで観測された磁場の起源について説得力のある説明を提供します。このようなPMFは、小規模な物質の摂動で過剰なパワーを引き起こし、構造形成に強い影響を与える可能性があります。私たちは、高赤方偏移での星形成銀河からの一酸化炭素(CO)放出を対象とした線強度マッピング(LIM)調査によって観測される信号に対する、磁気的に強化された物質のパワースペクトルの影響を研究します。具体的には、強度マップのボクセル強度分布は小規模な情報へのアクセスを提供するため、物質の過密度に関するPMFのシグネチャに対して非常に敏感になります。我々は、将来のLIMCO調査の予測を提示し、磁気スペクトル指数とターゲットを絞った赤方偏移。
再電離の時代からの 21 cm 信号のスペクトルの歪みと平滑化された歪み
非線形イオン化および加熱プロセスにより、再イオン化エポック(EoR)からの21cm信号は強い非ガウス変動を持つことが予想されます。この論文では、半数値シミュレーションを使用して非ガウス統計、つまりEoRからの21cm信号のスペクトルの歪みと平滑化された歪みを研究します。21cmの歪みスペクトルと平滑化された歪みは、21cmのバイスペクトルと同様の進化特徴を持っていることがわかります。それらはすべてEoRモデルに敏感ですが、適用される宇宙体積にはそれほど敏感ではありません。SKA1-low望遠鏡を基準として使用すると、スキュースペクトルと平滑化されたスキューネスの両方が21cmバイスペクトルよりもはるかに高いS/N比を持っていることがわかります。
宇宙論的原理のテスト: 遠方のソースの時間膨張について
我々は、宇宙原理の新しいテストを提示する。それは、十分に大きなスケールでは、宇宙はハッブル流に同調する観測者には均質かつ等方的に見えるはずであるという考えである。これは現代の宇宙論における基本的な仮定であり、一致$\Lambda$CDMパラダイムの一部としてフリードマン-レマ\^イトレ-ロバートソン-ウォーカー計量の使用を支えています。しかし、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)に刻印された観測された双極子は、ハッブル流からの私たちの離脱として解釈され、そのような適切な運動は、空の上で方向に依存する時間の遅れを引き起こすでしょう。我々は、この「時間膨張双極子」の検出の実現可能性を説明し、固有の時間スケールを持つソースのカタログからその抽出に含まれる実際的な手順を概略的に示します。本質的に、この膨張の規模は0.1%程度と小さいですが、原理的には、クェーサーや超新星などの変動する宇宙論的発生源の大規模調査で検出可能です。時間遅延双極子とCMBから得られる運動学的双極子の整合の程度は、宇宙論的原理の新たな評価を提供し、他の観測からの双極子測定における緊張に対処するでしょう。
ACT、DES、BOSS を使用した運動学的な Sunyaev-Zel'dovich 効果: 新しいハイブリッド推定器
| Title |
The_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_with_ACT,_DES,_and_BOSS:_a_Novel_Hybrid_Estimator |
| Authors |
M._Mallaby-Kay,_S._Amodeo,_J._C._Hill,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_J._Annis,_N._Battaglia,_E._S._Battistelli,_E._J._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_E._Bertin,_J._R._Bond,_D._Brooks,_E._Calabrese,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_J._Dunkley,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_S._Ferraro,_I._Ferrero,_J._Frieman,_P._A._Gallardo,_J._Garc\'ia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_D._J._James,_A._Kosowsky,_K._Kuehn,_M._Lokken,_T._Louis,_J._L._Marshall,_J._McMahon,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_K._Moodley,_T._Mroczkowski,_S._Naess,_M._D._Niemack,_R._L._C._Ogando,_L._Page,_S._Pandey,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06792 |
運動学的および熱的スニャエフ・ゼルドビッチ(kSZおよびtSZ)効果は、銀河や銀河団内のイオン化ガスの存在量と熱力学を調査します。宇宙マイクロ波背景温度異方性マップと測光および分光光学調査データを組み合わせることにより、kSZ効果を測定するための新しいハイブリッド推定器を提案します。この方法では、測光カタログ内の物体の位置で分光カタログからの速度再構成を補間し、測光カタログの高い数密度と分光調査の精度を活用することができます。このハイブリッドkSZ推定器とtSZ効果の測定を組み合わせると、測光的に選択された銀河の自由電子の密度と温度が同時に制約されます。アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)データリリース5、ダークエネルギー調査(DES)からの最初の3年間のデータ、およびバリオン振動分光調査(BOSS)データリリース12の間の1000度2の重複を使用して、kSZを検出します。4.8${\sigma}$でシグナルを示し、5.1${\sigma}$で帰無(no-kSZ)仮説を棄却します。これは、測光カタログの密度の1/5の分光調査に基づく速度フィールドを持つ測光オブジェクト100,000個あたり2.0${\sigma}$に相当します。比較のために、BOSSからの分光データのみを使用した最近のACT分析では、100,000個の物体あたり2.1${\sigma}$のkSZ信号が測定されました。銀河ハローの熱力学特性に関して我々が導き出した制約は、以前の測定結果と一致しています。ダークエネルギー分光器やルービン天文台の時空遺産調査などの将来の調査では、このハイブリッド推定器により、分光データのみに依存する推定器よりも信号対雑音比が大幅に優れた測定結果が得られる可能性があると期待されています。
私たちは、線形暗黒物質密度場の再構築におけるU-Netの使用と、宇宙論的パラメータ、特に原始非ガウス性の制約に対するその結果を研究します。私たちのネットワークは、N体シミュレーションから赤方偏移$z=0$密度場の初期条件を$90\%$の精度で$k\leq0.4$h/Mpcまで再構築することができ、最先端のネットワークに匹敵します。わずかな計算コストで再構成アルゴリズムを実現します。非ガウス初期条件を含む、QUIJOTEシミュレーションスイートを使用したフィッシャー解析により、再構成された$z=0$密度場の情報内容を研究します。再構成前後のパワースペクトルとバイスペクトルデータを最大$k_{\rmmax}=0.52$h/Mpcまで組み合わせると、すべてのパラメーターで大幅な改善が見られます。最も注目すべき点は、事前再構成データのみを使用した場合と比較して、$f_{\rmNL}$の周辺誤差が$3.65$(局所)、$3.54$(等辺)、$2.90$(直交)改善されていることがわかります。これらの改善は、データの共分散の減少とパラメーターの縮退の組み合わせに起因する可能性があることを示します。この結果は、非線形スケールからの原始非ガウス性のより最適な推論に向けた重要なステップを構成します。
z-DM モデリングにおけるマッカート関係式の分散の測定
| Title |
Measuring_the_Variance_of_the_Macquart_Relation_in_z-DM_Modeling |
| Authors |
Jay_Baptista,_J._Xavier_Prochaska,_Alexandra_G._Mannings,_C.W._James,_R._M._Shannon,_Stuart_D._Ryder,_A._T._Deller,_Danica_R._Scott,_Marcin_Glowacki,_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07022 |
Macquartの関係式は、高速電波バースト(FRB)の分散測定(DM)とそのホスト銀河の赤方偏移$z$の間の相関関係を記述します。マッカール関係の散乱は、フィードバックプロセスを通じて銀河ハローから放出されるバリオンを含む、銀河間媒体(IGM)内のバリオンの分布に敏感です。宇宙の網からのDMの分布幅(${\rmDM}_{\rmcosmic}$)は変動パラメータ$F$によってパラメータ化され、$\sigma_{\によって宇宙のDM分散に関連付けられます。rmDM}=Fz^{-0.5}$。この研究では、78個のFRBを使用し、そのうち21個が主銀河に局在している$F$の新しい測定結果を示します。私たちの解析は、ハッブル定数$H_0$とFRBホスト銀河によるDM分布に同時に適合します。これらのパラメータ、特に$H_0$で変動パラメータが縮退していることがわかり、$H_0$の一様事前分布を使用して、$3\sigma$信頼区間で$\log_{10}F>-0.89$を測定します。ハッブル定数$H_0=85.3_{-8.1}^{+9.4}\,{\rmkm\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$に対する新しい制約。100個の局在FRBの合成サンプルを使用すると、変動パラメータの制約が$\sim2$倍改善されます。$F$の測定値と宇宙論的シミュレーション(IllustrisTNG)によるシミュレートされた予測を比較すると、$0.4<z<2$の間に一致があることがわかります。しかし、$z<0.4$では、シミュレーションは$F$を過小予測しており、これは低赤方偏移で急速に変化する銀河系外DM過剰分布に起因すると考えられます。
| Title |
Doppler_wind_measurements_in_Neptune's_stratosphere_with_ALMA |
| Authors |
\'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Raphael_Moreno,_Emmanuel_Lellouch,_Thibault_Cavali\'e,_Sandrine_Guerlet,_Gwena\"el_Milcareck,_Aymeric_Spiga,_No\'e_Cl\'ement,_J\'er\'emy_Leconte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06787 |
海王星の対流圏風は太陽系で最も強いものの一つですが、それを生み出す力学的メカニズムはまだ不明です。さまざまな気圧レベルでの風速を測定することは、地球の大気の力学を理解するのに役立つ可能性があります。この研究の目標は、アルマ望遠鏡ドップラー分光法を使用して海王星の成層圏の風を直接測定することです。我々は、それぞれ345.8GHz($\lambda$~0.87mm)と354.5GHz(0.85mm)のCO(3-2)線とHCN(4-3)線における海王星のドップラーラインシフトマップを導出しました。このために、2016年にアルマ望遠鏡で取得され、海王星の2.24インチディスクに約0.37インチの空間解像度で記録されたスペクトルを使用しました。惑星の固体回転を差し引いた後、COラインとHCNラインで測定されたドップラーラインシフトに対する帯状風の寄与を推測しました。私たちは、風速の緯度分布を制約するためのMCMCベースの検索手法を開発しました。CO(3-2)線とHCN(4-3)線が$2^{+12}_{-1.8}$mbarと$0.4^{+0.5}_{-0.3}の圧力で海王星の成層圏を探査していることがわかりました。それぞれ$mbar。ボイジャー観測による雲の追跡に基づくと、これらの高度での帯状風は対流圏風ほど強くありません。赤道逆行(西向き)の風はCOでは$-180^{+70}_{-60}$m/s、HCNでは$-190^{+90}_{-70}$m/sであることがわかります。中緯度に向かうにつれて風の強さは減少し、40$^\circ$Sでの風速はCOで$-90^{+50}_{-60}$m/s、COで$-40^{+60}_です。{-80}$m/s(HCNの場合)。50$^\circ$S付近で風速が0m/sとなり、60$^\circ$S以南では循環が逆に順行ジェットになっていることが分かる。全体として、私たちの成層圏風直接測定は、恒星掩蔽プロファイルからの以前の推定値と熱風の平衡に基づく予想と一致しています。これらは、アイシー・ジャイアントに対して行われた初めての直接的なドップラー風測定であり、その成層圏のダイナミクスを研究および監視するための新しい方法を切り開きました。
特定の観測現象の信号対雑音比(SNR)を正確に定量化することは、感度、収量、完全性、発生率の関連計算の中心となります。系外惑星の分野では、トランジットのSNRは有蓋車の光度曲線を仮定することで得られる式であると広く想定されており、$(\delta/\sigma_0)\sqrt{D}$の形式のSNRが得られます。。この研究では、任意の解析関数のSNRを計算するための一般的なフレームワークを概説し、それをデモンストレーションとして台形トランジットの特定のケースに適用します。ボックスカーから台形への近似を改良することにより、$(\delta/\sigma_0)\sqrt{(T_{14}+2T_{23})/3}$の形式をとる改善されたSNR方程式が得られます。有限の積分時間での観測に対応する、トップハットで畳み込まれた台形の場合の解も導出され、SNRが積分時間の単調減少関数であることが証明されます。経験則として、積分時間が$T_{14}/3$を超えると、SNRが10%低下します。この研究は、有蓋車の交通が近似的であることを確立しており、正確な完全性マップまたは発生率統計を計算する取り組みでは、洗練された式を使用するか、物理的により完全な交通モデルのSNRを数値的により適切に解決する必要があると主張されています。
TOI-2498 b: ネプチューン砂漠内の熱く肥大化したスーパーネプチューン
| Title |
TOI-2498_b:_A_hot_bloated_super-Neptune_within_the_Neptune_desert |
| Authors |
Ginger_Frame,_David_J._Armstrong,_Heather_M._Cegla,_Jorge_Fern\'andez_Fern\'andez,_Ares_Osborn,_Vardan_Adibekyan,_Karen_A._Collins,_Elisa_Delgado_Mena,_Steven_Giacalone,_John_F._Kielkopf,_Nuno_C._Santos,_S\'ergio_G._Sousa,_Keivan_G._Stassun,_Carl_Ziegler,_David_R._Anderson,_Susana_C.C._Barros,_Daniel_Bayliss,_C\'esar_Brice\~no,_Dennis_M._Conti,_Courtney_D._Dressing,_Xavier_Dumusque,_Pedro~Figueira,_William_Fong,_Samuel_Gill,_Faith_Hawthorn,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Marcelo_Aron_F._Keniger,_David_W._Latham,_Nicholas_Law,_Jack_J._Lissauer,_Andrew_W._Mann,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_Osborn,_Martin_Paegert,_Sara_Seager,_Richard_P._Schwarz,_Avi_Shporer,_Gregor_Srdoc,_Paul_A._Str{\o}m,_Joshua_N._Winn,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06950 |
私たちは、TESSとLCOGTによる測光とHARPSによる動径速度測定を使用して、通過中の熱く膨張した超海王星の発見と確認を紹介します。主星TOI-2498は、V=11.2、G型(T$_{eff}$=5905$\pm$12K)の太陽状星で、質量は1.12$\pm$0.02M$_{\odot}$、半径は1.26$\pm$0.04R$_{\odot}$です。惑星TOI-2498bは3.7日の周期で恒星を周回し、半径は6.1$\pm$0.3R$_{\oplus}$、質量は35$\pm$4M$_です。{\oplus}$。これにより、密度は0.86$\pm$0.25gcm$^{-3}$となります。TOI-2498bはネプチューン砂漠の端に存在します。惑星が不足しているように見える質量周期パラメーター空間の領域。したがって、TOI-2498bは、海王星砂漠の起源と境界をさらに理解するために研究すべき興味深い事例です。蒸発履歴のモデル化を通じて、TOI-2498bは$\sim$3.6ギルの寿命にわたって、光蒸発によって土星サイズの惑星から現在の半径まで縮小した可能性が高いことが判明しました。さらに、TOI-2498bは、高解像度を使用して光学で水やナトリウムなどの種を探索したり、JWSTを使用して赤外線で炭素ベースの分子を探索したりする将来の大気研究の潜在的な候補です。
セイファート 2 銀河 NGC 2110 での電波ジェットによる流出?
| Title |
A_radio-jet_driven_outflow_in_the_Seyfert_2_galaxy_NGC_2110? |
| Authors |
L._Peralta_de_Arriba,_A._Alonso-Herrero,_S._Garc\'ia-Burillo,_I._Garc\'ia-Bernete,_M._Villar-Mart\'in,_B._Garc\'ia-Lorenzo,_R._Davies,_D._J._Rosario,_S._F._H\"onig,_N._A._Levenson,_C._Packham,_C._Ramos_Almeida,_M._Pereira-Santaella,_A._Audibert,_E._Bellocchi,_E._K._S._Hicks,_A._Labiano,_C._Ricci,_D._Rigopoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06366 |
我々は、セイファート2銀河NGC2110の中心2kpcにある電離ガスの空間分解研究を発表し、その中程度の光度の電波ジェット($P_\mathrm{jet}の運動電波出力=2.3\times10)の役割を調査します。^{43}\mathrm{erg\s^{-1}}$)。GTCのMEGARA分光器で撮影された新しい光学積分場観測を使用します。3つを使用したAGN位置を除き、最大2つのガウス成分で輝線をフィッティングしました。既存の星の運動学の助けを借りて、観察された輝線の速度と速度分散を使用して、さまざまな運動学コンポーネントを分類します。円板成分は$\sigma\sim60-200\\mathrm{km\s^{-1}}$の線によって特徴付けられます。流出成分の典型的な値は$\sigma\sim700\\mathrm{km\s^{-1}}$で、中央の400pcに限定されており、これはNGC2110で検出された電波ジェットの線形部分と一致しています。.AGN位置では、[OIII]$\lambda$5007の線は、少なくとも$1000\\mathrm{km\s^{-1}}$に達する高速成分を示しています。これと高速分散は、銀河面の外側に流出ガスが存在することを示しています。空間分解診断図では、流出と椎間板の一部の領域で主にLI(N)ER様の励起が明らかになりました。これは衝撃の存在によるものである可能性があります。しかし、電波ジェットの曲がりを超えたセイファートのような励起もあり、おそらく銀河の円盤と交差する電離円錐の端をたどっています。NGC2110は、近くのいくつかのセイファート銀河で見つかった流出特性とジェット電波出力の間の観測傾向をよく追跡しています。これらすべての情報は、NGC2110で観測されたイオン化流出の一部がラジオジェットによって引き起こされた可能性があることを示唆しています。しかし、電波ジェットはAGNから半径方向距離200pc(投影図)のところで曲がっており、そこを越えると銀河円盤内のガスの大部分が回転しています。
次世代乙女座クラスター調査 (NGVS)。 XXXV.おとめ座銀河団のいくつかの超拡散銀河における大質量暗黒物質ハローの最初の運動学的手がかり
| Title |
The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey_(NGVS)._XXXV._First_Kinematical_Clues_of_Overly-Massive_Dark_Matter_Halos_in_Several_Ultra-Diffuse_Galaxies_in_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Elisa_Toloba,_Laura_V._Sales,_Sungsoon_Lim,_Eric_W._Peng,_Puragra_Guhathakurta,_Joel_Roediger,_Kaixiang_Wang,_J._Christopher_Mihos,_Patrick_Cote,_Patrick_R._Durrell,_Laura_Ferrarese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06369 |
我々は、おとめ座銀河団内の超拡散銀河(UDG)の最初の完全なサンプルのKeck/DEIMOS分光法を紹介します。少なくとも10個の球状星団(GC)候補を含み、サイズ、表面の明るさ、および光度のスケーリング関係において$2.5\sigma$を超える外れ値であるおとめ座のすべてのUDG(合計10個のUDG)を選択します。GC衛星の動径速度を使用して、各UDGの速度分散を測定します。私たちは、暗黒物質の兆候を示さない1つのUDGから、初期型銀河の光度分散関係に従うUDG、そしてよく知られている常識を打ち破る、暗黒物質が多く支配する銀河の最も極端な例まで、さまざまな銀河を発見しました。光度分散やU字型の総質量対光比の関係などのスケーリング関係。これは、これらの特異な銀河を形成するために多くのメカニズムが働いていることを示しています。それらのうちのいくつかは矮銀河の最も拡張されたバージョンである可能性がありますが、他のものは非常に極端であるため、天の川銀河と一致するか、それ以上の暗黒物質ハローが存在しているように見えます。私たちのGCサンプルを汚染する天の川星や他のGC侵入者を完全に排除することはできませんが、この潜在的な問題に対する私たちの評価とシミュレーションでは、その可能性は低く、存在したとしても極端な分散を説明するには十分ではないことが示されています。測定した。これらのUDGにおける恒星運動学の研究からのさらなる確認が望まれます。最先端のシミュレーションにはそのような極端な天体が存在しないため、これらの銀河を形成する新しい物理学のエキサイティングな道が開かれます。
バーを反転する方法
細長く整列した恒星軌道で構成されている銀河棒は、ハロー内の暗黒物質粒子との共鳴トルクによって角運動量を失い、速度が低下する可能性があります。ここでは、恒星棒が回転速度ゼロまで減速されると、角運動量の符号が反転し、回転方向が逆転する可能性があることを示します。これを、実際に逆回転するハロー内の銀河の衝突のないN体シミュレーションで実証します。反転は小さな半径で始まり、外側に広がります。反転は、目に見える銀河と暗黒物質のハローの両方で運動学的に切り離されたコアを生成し、逆回転はバーに対して外側の円盤の大規模な歪みを生成します。
z~2 銀河原始銀河団の中心にあるクラスター内光
| Title |
Intracluster_light_in_the_core_of_z~2_galaxy_proto-clusters |
| Authors |
S._V._Werner,_N._A._Hatch,_J._Matharu,_A._H._Gonzalez,_Y._M._Bah\'e,_S._Mei,_G._Noirot_and_D._Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06385 |
クラスター内の光は、クラスターの形成中に重力潮流や銀河の相互作用によって親銀河から引きはがされた星から発生すると考えられています。このような相互作用による星は時間の経過とともに蓄積されるため、半解析モデルは、z~2の若い原始星団では星団内の星の存在量はごくわずかであり、最も古く、最も成熟した星団では星の質量の約4分の1まで成長することを示唆しています。。これらの理論的予想とは対照的に、深層HST画像を使用して、z=2の2つの原始クラスター内のクラスター内光の検出について報告します。我々は、銀河団内光の色を使用して、半径100kpcまでの最も明るい銀河団銀河(BCG)の周囲の環体の質量対光比を推定します。これらの領域の恒星質量の$54\pm5$\%と$71\pm3$\%が、2つの原始星団のBCGから10kpc以上離れて位置していることがわかりました。この低濃度は、下部赤方偏移銀河団のBCGに似ており、他の巨大な原始銀河団とは異なります。これは、原始星団の中心部100kpc内に星団内星がすでに存在していることを示唆しています。これらの観察をアジサイの流体力学的銀河団シミュレーションと比較し、クラスター内星がz=2におけるグループサイズのハローの一般的な特徴であると予測されることを発見しました。これらの星団内星々は、原始星団が集合して星団を形成するにつれて、BCGから徐々に遠ざかっていきます。
GOODS-Sで選ばれた870ミクロンの銀河の塵の性質
| Title |
Dust_Properties_of_870_Micron_Selected_Galaxies_in_the_GOODS-S |
| Authors |
S._J._McKay,_A._J._Barger,_L._L._Cowie,_F._E._Bauer,_M._J._Nicandro_Rosenthal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06388 |
私たちは、GOODS-Sに含まれる57870$\mu$mの選ばれた塵の多い星形成銀河の塵の特性を、新しいアルマ望遠鏡による1.2mm、2mm、3mmの連続体イメージングと他の遠赤外線からミリ波のデータを用いて解析します。光学的に薄い修正黒体を使用してスペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングし、放射率と実効ダスト温度を制限し、放射率の中央値$\beta=1.78^{+0.43}_{-0.25}$と温度の中央値を求めました。$T_d=33.6^{+12.1}_{-5.4}$K。$\beta$と$T_d$の間に負の相関が観察されます。いくつかのSEDモデルをテストすることにより、導出された放射率指数は不透明度の仮定によって影響を受ける可能性があることが判明しました。私たちの温度測定では、赤方偏移による塵の温度の変化は見られません。
ケプラー、TESS、K2 ミッションで観測された巨星を使用した APOGEE によって追跡された Ce の時間変化
| Title |
Time_evolution_of_Ce_as_traced_by_APOGEE_using_giant_stars_observed_with_the_Kepler,_TESS_and_K2_missions |
| Authors |
G._Casali,_V._Grisoni,_A._Miglio,_C._Chiappini,_M._Matteuzzi,_L._Magrini,_E._Willett,_G._Cescutti,_F._Matteucci,_A._Stokholm,_M._Tailo,_J._Montalban,_Y._Elsworth,_B._Mosser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06396 |
絶妙な星地震、分光学的、天文測定上の制約を持つ星における豊富なs捕捉過程要素は、星の進化、元素合成、銀河の化学進化を研究する新たな機会を提供します。私たちは、ケプラー、K2、TESSミッションによる星地震制約を持つ星を使用して、文献で最も研究されていないs過程要素の1つであるCeを調査することを目指しています。私たちは、ケプラー、K2、TESSミッションによって得られた正確な光度曲線から得られた全球の星地震パラメーターと、APOGEEDR17調査からの化学存在量およびガイアミッションからの天文データを組み合わせます。最後に、PARAMコードを使用して星の年齢を計算します。特に広い銀河中心範囲をカバーするK2ターゲットの場合、半径位置への依存性を考慮して、[Fe/H]、[α/Fe]、および年齢の関数としての[Ce/Fe]のさまざまな傾向を調査します。最後に、さまざまな銀河中心間隔における年齢の関数として[Ce/α]比を調べます。研究された傾向は、Ce存在量が[Fe/H]および星形成履歴に強く依存していることを示しています。実際、[Ce/Fe]比は、-0.2dex付近にピークを持つ[Fe/H]に対する非単調な依存性を示します。さらに、若い星は古い星よりも高い[Ce/Fe]比と[Ce/α]比を有しており、低質量および中質量漸近巨大枝星が銀河の化学物質濃縮に最近寄与していることが確認された。さらに、[Ce/Fe]と[Ce/α]の傾向は年齢とともに銀河円盤の外側領域に向かって急峻になり、外側領域よりも内側領域での星形成がより激しいことが示されています。したがって、Ceは、星の生成量や天の川円盤の裏返しの形成を抑制するのに役立つ潜在的に興味深い元素です。しかし、ここで研究したすべての関係式のばらつきが大きいことは、この元素の分光学的不確実性が依然として大きすぎることを示唆しています。
SSA22 原始銀河団における X 線 AGN の特性の再考: $z=3.09$ の超過密度における AGN の正常な SMBH とホスト銀河の成長
| Title |
Revisiting_the_Properties_of_X-ray_AGN_in_the_SSA22_Protocluster:_Normal_SMBH_and_Host-Galaxy_Growth_for_AGN_in_a_$z=3.09$_Overdensity |
| Authors |
Erik_B._Monson,_Keith_Doore,_Rafael_T._Eufrasio,_Bret_D._Lehmer,_David_M._Alexander,_Chris_M._Harrison,_Mariko_Kubo,_Cristian_Saez,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06400 |
$z=3.09$SSA22原始銀河団内の8つのX線選択活動銀河核(AGN)と1つの原始クエーサー系候補(ADF22A1)の物理的特性を、X線から赤外へのスペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングすることによって解析します。当社のSEDフィッティングコード、Lightningを使用します。我々は、複合恒星集団とAGNモデルによく適合するこれらの系のうち7つの星形成履歴(SFH)を復元します。私たちが研究しているSSA22AGN系の4/9には、主系列の下に$\rmSFR/SFR_{MS}\leq-0.4$の主銀河があるという兆候が見つかりました。ADF22A1を含む残りのSSA22系は、星形成銀河における不明瞭な超大質量ブラックホール(SMBH)の成長と一致しています。我々は、SMBHの降着速度と質量を推定し、9つの原始星団AGNシステムの特性とSFHを、チャンドラ深層領域(CDF)でX線で検出されたAGN候補と比較し、SMBHの成長速度、星形成速度、SMBH質量と原始星団AGNの恒星質量はフィールドAGNと一致します。サンプル平均SSA22SMBH質量とCDFSMBH質量の比率を$<1.41$に制限します。AGNは原始銀河団の密度ピーク付近に位置していますが、AGNまたはホスト銀河の特性と原始銀河団内の位置との間に統計的に有意な傾向は見つかりません。我々は、原始星団とフィールドAGN個体群の類似性を既存の結果と合わせて、原始星団とフィールドAGNが同じ方法で宿主と共進化する一方、AGN誘発事象は原始星団内で発生する可能性が高いことを示唆していると解釈した。
銀河球状星団 NGC 2808 の広い視野: 赤色巨星と水平分枝星の空間分布
| Title |
A_Wide_View_of_the_Galactic_Globular_Cluster_NGC_2808:_Red_Giant_and_Horizontal_Branch_Star_Spatial_Distributions |
| Authors |
Christian_I._Johnson,_Annalisa_Calamida,_Justin_A._Kader,_Ivan_Ferraro,_Catherine_A._Pilachowski,_Giuseppe_Bono,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Armin_Rest,_Alfredo_Zenteno,_and_Alice_Zocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06419 |
広視野かつ深度のDECamマルチバンド測光と銀河球状星団NGC2808の核のHSTデータを組み合わせることで、星団の潮汐半径までのさまざまな進化段階にあるさまざまな恒星の部分集団や星の分布を研究することができました。。C_uki=(u-g)-(g-i)インデックスを使用して、赤色巨星枝に沿って化学的に異なる3つの部分集団を特定し、それらの空間分布を比較しました。最も軽元素が豊富な部分集団(P3)は、より中心に集中しています。ただし、原始(P1)および中間(P2)組成集団と比較して、クラスターの外部領域ではより広範囲の分布が示されています。さらに、P3サブ集団の重心は、P1およびP2グループの重心に対して中心から外れています。また、水平分枝星の空間分布も分析したところ、半径距離が約1.5フィートを超えると赤い水平分枝星の相対割合が増加する一方、青色およびより高温の星の相対割合が減少することがわかりました。これらの新しい観察は、文献の分光測定と組み合わせると、赤い水平枝星がNGC2808のすべての恒星の亜集団の子孫、つまり原始的で軽元素が強化されたものであるのに対し、青い星はおそらく組み合わせの結果であることを示唆しています。「ホットフラッシャー」シナリオと「ヘリウム強化」シナリオの説明。DECamとHSTのデータを組み合わせたデータに基づいて、最も巨大な銀河球状星団であるオメガCenでも、異なる赤色巨星の分枝亜集団と水平分枝星の同様の分布が発見されており、この2つが同様の起源を共有している可能性があることが示唆されている。
VLBI と AGN およびそのホスト銀河の光学形態との関係を探る
| Title |
Exploring_connections_between_the_VLBI_and_optical_morphology_of_AGNs_and_their_host_galaxies |
| Authors |
David_Fern\'andez_Gil,_Jeffrey_A._Hodgson,_Benjamin_L'Huillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06713 |
私たちは、AGNとそのホスト銀河のVLBIと光学画像を分析し、銀河の形状と方向とジェットの方向との間の統計的相関関係を探します。私たちは、9,000を超えるVLBI源を含むAstrogeoカタログを利用しています。その多くは、ジェットの位置角度を確実に決定できる明確なコアジェットのような構造を備えています。次に、VLBI光源の位置を使用して、さまざまな光学測量内で光学的対応物を検索します。ホスト銀河の方向と形状をパラメータ化するために、PSFを考慮して光学画像にガウス楕円モデルを当てはめました。この適合から独自の形状パラメーターを光学調査によって提供されたものと照合します。現時点では、銀河の形態とジェットの方向との間に明確な相関関係は見られません。
軌道積分による GSE 星の多相空間過密度の検出
| Title |
Detection_of_multiple_phase_space_overdensities_of_GSE_stars_by_orbit_integration |
| Authors |
WenboWu,_GangZhao,_JiangChang,_Xiang-XiangXue,_YuqinChen,_ChengdongLi,_Xianhao_Ye,_and_Chengqun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06759 |
N体シミュレーションでは、動的摩擦と潮汐剥離の組み合わせにより、ほぼ放射状の合体が空の位置と位相空間($r-v_r$)にシェル状の過密度を形成する可能性があります。ガイア-ソーセージ-エンケラドゥスの合併イベントは、位相空間で貝殻を研究するユニークな機会を提供しました。それらを探すために、LAMOST調査からの5949個のGSE関連ハローK巨人の軌道を統合し、すべての時間間隔での位置を$r-v_r$ダイアグラムに記録します。平滑化された背景を差し引くと、6つの顕著で完全な薄いシェブロン状の過剰濃度が見つかります。6つの山形の星の終中心$r_\mathrm{apo}$は約6.75、12.75、18.75、25.25、27.25、30.25kpcです。これらの山形は、さまざまな終点におけるGSE星の複数のパイルアップを明らかにします。異なる天の川質量$M_\mathrm{vir}$を適用すると、これらのシェブロンの開き角が変化しますが、始点はほとんど変化しません。ガイアRVS調査による局所ハロー星の位相空間過密度に関する最近の研究と比較すると、我々の結果は$10^{12}\,M_\odot$の中程度の$M_\mathrm{vir}$にさらに傾いています。安定して回転するバーを使用して非軸対称の銀河ポテンシャルを適用すると、特に$r_\mathrm{apo}>20$kpcの山形の場合、これらの山形のような過密度の外観にぼかし効果が生じます。
QUIJOTE の科学的結果 -- X. 銀河面に沿った異常マイクロ波放射の空間変動
| Title |
QUIJOTE_scientific_results_--_X._Spatial_variations_of_Anomalous_Microwave_Emission_along_the_Galactic_plane |
| Authors |
M._Fern\'andez-Torreiro,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_C._H._L\'opez-Caraballo,_R._T._G\'enova-Santos,_M._W._Peel,_F._Guidi,_S._E._Harper,_E._Artal,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_E._de_la_Hoz,_D._Herranz,_R._Hoyland,_A._Lasenby,_E._Mart\'inez-Gonzalez,_L._Piccirillo,_F._Poidevin,_R._Rebolo,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel,_P._Vielva,_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06762 |
異常マイクロ波放射(AME)は、10～60GHzの間の重要な放射成分ですが、まだ完全には理解されていません。私たちの銀河系のいたるところに存在しているようで、幅広い角度スケールで観察されています。ここでは、11、13、17、19GHzの新しいQUIJOTE-MFIワイドサーベイデータを使用して、度スケールで銀河面($|b|<10^\circ$)のAMEを制限します。私たちは銀河面の5309個の0.9$^\circ$ピクセルのそれぞれについて0.408～3000GHzのスペクトルエネルギー分布を構築し、シンクロトロン、フリーフリー、AME、熱塵の5つの放射成分を考慮してパラメトリックモデルを当てはめました。そしてCMB異方性。QUIJOTE-MFIデータポイントを含めないと、自由放出が優先されてAME信号が過小評価(最大50%)されることを示します。次に、これらのコンポーネントを記述するパラメータが相互比較され、AMEの物理プロセスを理解するのに役立つ関係が検索されます。AME幅の中央値$W_{\rmAME}$とそのピーク周波数の中央値$\nu_{\rmAME}$が、それぞれ$0.560^{+0.059}_{-0.050}$と$20.7であることがわかります。^{+2.0}_{-1.9}$GHz、現在の理論モデルとわずかに緊張しています。$\nu_{\rmAME}$については、銀河面全体で空間的な変動が見られますが、統計的な有意性は低下しています。我々は、AME放射率（銀河経度による変動を示す）と星間輻射場の間の相関や、AMEのピーク周波数と塵の温度の相関など、特定のISM特性とAMEパラメータの相関関係を報告する。最後に、AMEの原因となる可能性のある分子についての結果の意味について説明します。
Halo 質量観測可能なプロキシ スケーリング関係と銀河およびグループのプロパティへの依存関係
| Title |
Halo_mass-observable_proxy_scaling_relations_and_their_dependencies_on_galaxy_and_group_properties |
| Authors |
Ziwen_Zhang,_Huiyuan_Wang,_Wentao_Luo,_Houjun_Mo,_Jun_Zhang,_Xiaohu_Yang,_Hao_Li_and_Qinxun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06803 |
DECaLSせん断カタログに基づいて、ハロー質量($M_{\rmh}$)と恒星の質量($M_*$)、恒星の速度分散($\sigma_を含むSDSS中心銀河のさまざまな代用銀河)との間のスケーリング関係を研究します。*$)、ハロー質量($M_{\rmAM}$)と衛星速度分散($\sigma_{\rms}$)に一致する存在量、および銀河と銀河群の特性に対するそれらの依存関係。一般に、それらはすべて$M_{\rmh}$の優れた代用であり、それらのスケーリング関係は以前の研究と一致しています。$M_{\rmh}$-$M_*$と$M_{\rmh}$-$\sigma_*$の関係は、集団の豊かさ($N_{\rmsat}$)に強く依存することがわかります。$M_{\rmh}$-$M_{\rmAM}$と$M_{\rmh}$-$\sigma_{\rms}$の関係は独立しています。さらに、$M_{\rmh}$-$\sigma_*$および$M_{\rmh}$-$\sigma_{\rms}$関係では、星形成速度(SFR)への依存性はかなり弱いです。、しかし他の2つでは非常に顕著です。したがって、$\sigma_{\rms}$はそれらの中で最良の代用であり、そのスケーリング関係は流体力学シミュレーションとよく一致します。ただし、個々のグループ/クラスターに対して$\sigma_{\rms}$を正確に推定することは、侵入者と十分な衛星の要件により困難です。$M_*$、$\sigma_*$、$M_{\rmAM}$を組み合わせて新しいプロキシを構築し、$M_{\rmAM}$から30\%、から70\%の寄与を持つプロキシを見つけます。$\sigma_*$は、$N_{\rmsat}$とSFRへの依存を最小限に抑えることができます。SMBHスケーリング関係を介して$M_{\rmh}$-超大質量ブラックホール(SMBH)の質量関係を取得し、SMBHの急速かつ線形成長段階の兆候を見つけます。また、$M_{\rmh}$、$M_*$、$\sigma_*$の相関関係が$M_*$とともに変化することもわかり、異なるプロセスが異なる段階で銀河とSMBHの成長を促進していることを示しています。
軸外ジェットとしての Swift J1644+57
最初に発見されたジェット噴射による潮汐破壊現象(TDE)であるスイフトJ1644+57に関する興味深い謎の1つは、電波観測によって示唆されているように、そのジェットエネルギーが絶え間なく増加していることです。最初の200日間で、ジェットのエネルギーは一桁増加しました。ジェットはわずかに軸から外れて観察されたことが示唆されます。この場合、見かけのエネルギーの増加は、ジェットの減速とそれに対応するビームコーンの広がりによって生じます。等分配解析を使用して、ジェットのより広い領域が観察されるにつれてジェットのエネルギーが増加すると推測します。シンプルな軸外モデルは多波長電波観測をうまく説明し、この長年の謎を解決します。このモデルにより、軸外ジェットからのシンクロトロンの特徴を時間の関数として一貫して進化させることができます。また、これによってジェットのビーム角$\theta_0\およそ21^{\circ}$を初めて推定することもできます。これは、スウィフトJ1644+57の即時段階にスーパーエディントンジェット光度が関与していたことを意味します。また、軸外ジェットのスペクトル束と時間束の間の閉包関係も提示します。これは、特定の無線過渡信号が軸外であるかどうかをテストするために使用できます。
天体物理源からの高エネルギーニュートリノの観測は、ハドロン宇宙線の加速の決定打となるだろうとよく言われます。ここで我々は、天体物理環境においてTeVスケールのニュートリノを生成する純粋なレプトニック機構が存在することを指摘する。特に、非常に高エネルギーのシンクロトロン光子はX線とともに散乱し、ミューオンと反ミューオンのペア生成の閾値を超える可能性があります。これらのミューオンが崩壊すると、宇宙線陽子や原子核が関与せずにニュートリノが生成されます。このメカニズムが効率的であるためには、問題の線源がkGスケールの磁場と高密度のkeVスケールの光子の両方を備えている必要があります。例として、IceCubeがTeVスケールのニュートリノの発生源として最近検出した活動銀河NGC1068について考えます。この線源から観測されたニュートリノ放出は、物理的パラメータを合理的に選択した場合のミューオン対の生成を通じて生成される可能性があることがわかりました。
周期的にアクティブな FRB の LOFAR 長期モニタリングで見られる低周波数での伝播効果 20180916B
| Title |
Propagation_effects_at_low_frequencies_seen_in_the_LOFAR_long-term_monitoring_of_the_periodically_active_FRB_20180916B |
| Authors |
A._Gopinath,_C._G._Bassa,_Z._Pleunis,_J._W._T._Hessels,_P._Chawla,_E._F._Keane,_V._Kondratiev,_D._Michilli5,_K._Nimmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06393 |
LOFAR(低周波数ARray)は、周期的にアクティブな繰り返し高速無線バースト(FRB)ソースFRB20180916Bから、前例のない低い無線周波数110MHzまでのバーストを以前に検出しました。ここでは、110～188MHzLOFAR帯域でのFRB20180916Bの223時間以上の継続監視における11件の新しいバーストを紹介します。LOFAR活動幅$w=4.3^{+0.7}_{-0.2}$日、位相中心$\phi_{\mathrm{c}}^{\mathrm{LOFAR}}=0.67^に新しい制約を設けます。16.33日の活動サイクルでは{+0.03}_{-0.02}$であり、活動サイクルが頻度に依存しているという証拠が強化されています。ファラデー回転や散乱などの伝播効果は、低周波数で特に顕著であり、FRB20180916Bのローカル環境の特性を制約します。私たちは散乱率と時間周波数ドリフト率の変動を追跡していますが、時間や活動フェーズの傾向に関する証拠は見つかりません。2021年6月から2022年8月の間に見られたファラデー回転測定(RM)の変動は、$>$50%の部分的な変化を示し、以前に報告された600MHzで見られる長期傾向の勾配が平坦化する兆候を示しています。LOFARでの活動の周波数依存ウィンドウは、RMの大幅な変化にもかかわらず安定しているように見えるため、これら2つの効果には異なる原因があると推測できます。より低い無線周波数に向かう個々のバーストの脱偏波は、LOFARの大きな分数帯域幅を使用して定量化されますが、一部のバーストでは検出可能な偏波が示されません。ただし、脱分極の程度は散乱のタイムスケールとは相関していないと思われるため、さまざまな脱分極モデルを評価することが可能になります。FRB20180916Bの周期的活動を説明するために、回転、歳差運動、または連星軌道運動を呼び出すモデルの文脈でこれらの結果を議論します。
サブミリ波の低光度 AGN におけるブラック ホールの質量と変動タイムスケールの間の線形関係のテスト
| Title |
Testing_the_linear_relationship_between_black_hole_mass_and_variability_timescale_in_low-luminosity_AGN_at_submillimeter_wavelengths |
| Authors |
Bo-Yan_Chen,_Geoffrey_C._Bower,_Jason_Dexter,_Sera_Markoff,_Anthony_Ridenour,_Mark_A._Gurwell,_Ramprasad_Rao,_Sofia_H._J._Wallstr\"om |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06529 |
サブミリメートル放射の変動性は、低光度の活動銀河核における降着の物理を調査するための有用なツールを提供します。私たちはサブミリ波アレイを使用してケンタウルスA、NGC4374、NGC4278、NGC5077について4年間の観測を蓄積し、NGC4552とNGC4579については1年間の観測を蓄積しました。すべての光源は変動します。これらの光源の光曲線を減衰ランダムウォークとしてモデル化することにより、変動が飽和する特徴的なタイムスケールを測定します。NGC4552を除くすべての発生源のタイムスケールを検出しました。検出されたタイムスケールは、ほとんどの発生源の事象の地平線スケールでの軌道のタイムスケールに匹敵します。以前の研究と組み合わせると、時間スケールとブラックホールの質量との間に3桁にわたる相関関係が示されました。この発見は、サブミリ放射が事象の地平線から発生する放射と比べて光学的に薄いことを示唆している。質量スケーリング関係はさらに、サブミリメートル波長でピークとなる広帯域スペクトルを持つ一群の電波源が同様の内部降着物理学を持っていることを示唆しています。この関係に従うソースは、EventHorizonTelescopeによる高解像度イメージングの適切なターゲットとなる可能性があります。
自然界は、降着による中性子星の崩壊による超小型ブラックホールX線連星の形成を可能にするのでしょうか?
| Title |
Does_Nature_allow_formation_of_ultra-compact_black_hole_X-ray_binaries_via_accretion-induced_collapse_of_neutron_stars? |
| Authors |
Hai-Liang_Chen,_Thomas_M._Tauris,_Xuefei_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06550 |
ブラックホール(BH)降核体を伴う超小型X線連星(UCXB)の形成経路はまだ不明です。古典的な形成シナリオでは、BHの始祖星の巨大なエンベロープを共通のエンベローププロセスによって放出することは困難です。連星系の中性子星(NS)の中には明らかに$\sim2.0\;M_\odot$に近い出生質量を持つものがあることを考えると、降着するNSの降着誘起崩壊(AIC)を介してBH-UCXBが形成される可能性をここで探ります。、これらが以前にLMXBでNSの上限に至るまで大量に進化したと仮定します。我々は、NSがHe~WDコンパニオンから物質を降着させた後にBH-UCXBに進化するNSの最大質量に近い初期NS質量を持つNS-UCXBのいくつかのケースをモデル化することにより、この形成経路を実証します。我々は、AIC後のBH-UCXBの進化を追跡し、簡単な議論に基づいて、既知のUCXBの現在のサンプル内にAIC起源とHe~WDドナーを持つ約1つのBH-UCXBが存在し、2-このようなBH-UCXBは、LISAによって重力波で検出される可能性があります。さらに、NS-UCXBの公転周期最小値付近のX線輝度が$\sim10^{39}\;{\rmerg\;s^{-1}}$を超えていることがわかり、そのようなシステムは、超高輝度のX線源として現れます。
XTE J1906+090: 持続的な低輝度 X 線バイナリ
これまで十分に研究されておらず未確認のX線源XTEJ1906+090のINTEGRALとSwiftの観測から得られた新しい結果を紹介します。明るい硬X線バースト(20keVを超える$\sim$10$^{36}$ergs$^{-1}$の明るさ)が2010年のINTEGRAL観測で発見されました。これは、これまでに検出された4番目のバーストです。起源。このような現象は散発的であり、同様の硬X線帯域における広範なINTEGRALおよびSwiftモニタリングから推測されるように、線源デューティサイクルは(0.8～1.6)%の範囲内にあります。5つのアーカイブされた未発表のSwift/XRT観測を使用して、XTEJ1906+090が$\sim$10$^{34}$ergs$^{-1}$という持続的な低いX線輝度値で一貫して検出されていることを発見しました。変動性は限られています(最大4倍)。私たちの発見に基づいて、XTEJ1906+090は、持続的な低輝度BeX線バイナリの小さくてまれなグループに属すると提案します。
GEANT4 シミュレーションを使用した局所巨大分子雲の GeV-TeV ガンマ線スペクトルの解釈
| Title |
Interpreting_the_GeV-TeV_Gamma-Ray_Spectra_of_Local_Giant_Molecular_Clouds_using_GEANT4_Simulation |
| Authors |
Abhijit_Roy,_Jagdish_C._Joshi,_Martina_Cardillo,_and_Ritabrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06693 |
最近、フェルミLATガンマ線衛星は、グールドベルトとわし座リフト領域に位置する6つの巨大分子雲(GMC)を検出しました。これらの天体の半分(おうし座、オリオンA、オリオンB)では、観測されたガンマ線スペクトルは、銀河の拡散宇宙線(CR)とガス環境との相互作用を使用して説明できます。残りの3つのGMC(ローオフ、わし座リフト、ケフェウス座)では、ガンマ線スペクトルの起源はまだ十分に確立されていません。GEometryANdTracking(GEANT4)シミュレーションフレームワークを使用して、GMC内のガス密度分布を考慮しながら、これら3つの天体におけるCR/GMC相互作用によるガンマ線放出をシミュレートします。私たちは、これらのGMC内での拡散銀河CRの伝播が、フェルミLATで検出されたガンマ線スペクトルを説明できることを発見しました。さらに、我々の推定TeV-PeVフラックスは、AquilaRiftGMCで利用可能なHAWC上限と一致しています。最後のステップとして、これらのGMCについて推定される総ニュートリノフラックスを計算し、それをIceCubeの検出感度と比較します。
| Title |
Searching_for_temporary_gamma-ray_dark_blazars_associated_with_IceCube_neutrinos |
| Authors |
Emma_Kun,_Imre_Bartos,_Julia_Becker_Tjus,_Peter_L._Biermann,_Anna_Franckowiak,_Francis_Halzen,_Gy\"orgy_Mez\H{o} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06729 |
フェルミ大域望遠鏡(LAT)によって観測された拡散ガンマ線空と、アイスキューブ南極ニュートリノ観測所によって検出された拡散高エネルギーニュートリノ空との間の緊張は、ガンマ線体制における高エネルギーニュートリノ源に関する私たちの知識に疑問を投げかけています。ブレーザーは宇宙で最も高エネルギーの持続粒子加速器の1つですが、研究によると、ブレーザーはIceCubeで測定されたニュートリノ束の最大10～30%を占める可能性があります。私たちの最近の結果は、関連するIceCubeニュートリノが3つの強力なニュートリノ点線源候補の局所的なガンマ線最小値(ディップ)に到達したことを強調しました。私たちはニュートリノ源候補のサンプルを増やして、それらのガンマ線光度曲線を研究します。8つのニュートリノ源候補ブレーザー(RBS0958、GB6J1040+0617、PKS1313-333、TXS0506+056、PKS1454-354、NVSSJ042025-374443、PKS0426-380)の1年間のフェルミLAT光度曲線を生成します。およびPKS1502+106)、関連するIceCubeニュートリノの検出時間を中心にしています。光度曲線にベイジアンブロックアルゴリズムを適用して、その変動性を特徴付けます。我々の結果は、GB6J1040+0617が高いガンマ線活動の段階にあったのに対し、他の7つのニュートリノ源候補はどれも、対応するニュートリノの検出中に統計的に明るくなかったこと、そして実際、ニュートリノが到達するほとんどの場合でさえ、ライトカーブのかすかなガンマ線位相。これは、我々の縮小サンプル内の8つの発生源候補ブレーザー(7つのニュートリノ事象に関連する)が、対応するIceCubeニュートリノの発生源ではないか、あるいは発生源内効果(例えば、高いガンマ線によるガンマ線の抑制)のいずれかであることを示唆しています。不透明度）は、これらのブレーザーのニュートリノ放出のマルチメッセンジャーシナリオを複雑にします。
最新の宇宙線測定に基づく、GeV から PeV エネルギーまでの銀河の拡散ガンマ線放出
| Title |
Galactic_diffuse_gamma-ray_emission_from_GeV_to_PeV_energies_in_light_of_up-to-date_cosmic_ray_measurements |
| Authors |
Rui_Zhang,_Xiaoyuan_Huang,_Zhi-Hui_Xu,_Shiping_Zhao,_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06948 |
銀河面からの10～1000TeVの拡散ガンマ線放出は、大高高度大気シャワー観測所(LHAASO)によって最近正確に測定されました。これは、天の川銀河における宇宙線の伝播と相互作用を制限するのに非常に役立ちます。一方、CRスペクトルの新しい測定は、最大100TeVのエネルギーまで非常に高い精度に達し、さまざまな種の複数のスペクトル構造を明らかにしました。この研究では、局所宇宙線スペクトルの最新の測定と簡略化された伝播設定に基づいた拡散ガンマ線放出のモデル予測と、拡散ガンマ線の測定に取り組みます。モデルの低エネルギー部分をより適切に制約するために、Fermi-LATデータを分析して、LHAASOの同じ空領域から1～500GeVの拡散放射を抽出します。予測と比較すると、数GeVから約60TeVまでの拡散放出が明らかに過剰であることがわかります。過剰を説明する考えられる理由には、未解決の発生源またはより複雑な伝播モデルが含まれる可能性があります。指数が-2.40でカットオフエネルギーが約30TeVである指数関数的カットオフべき乗則コンポーネントがそのような超過を説明できることを示します。
準連続超高真空パイプのオンサイト生産
| Title |
On-Site_Production_of_Quasi-Continuous_Ultra-High_Vacuum_Pipes |
| Authors |
Matthias_Angerhausen,_Guido_Buchholz,_Jef_Hoste,_Marion_Purrio,_Achim_Stahl,_Lars_Stein,_Patrick_Toussaint |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06698 |
超高真空パイプの新しい製造技術の設計検討を紹介します。パイプは、完全に自動化されたプロセスで、その後使用される場所で直接、数百メートルのセクションで製造されます。我々はそのような生産にかかる労力を見積もっており、それが可搬性セクションのオフサイト生産にかかる労力よりも大幅に低い可能性があることを示しています。
X-Shooting ULLYSES: 金属度の低い大質量星。 I. プロジェクトの説明
| Title |
X-Shooting_ULLYSES:_massive_stars_at_low_metallicity._I._Project_Description |
| Authors |
Vink_Jorick_S.,_Mehner_A.,_Crowther_P.A.,_and_the_XShootU_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06376 |
個々の大質量星、超高輝度超新星、ガンマ線バースト、および壮大なブラックホール合体を伴う重力波現象の観測は、金属量の少ない宇宙が私たちの銀河系とは根本的に異なることを示しています。低金属量(Z)における大質量星の物理学と進化についてのしっかりとした理解が得られるまで、多くの過渡現象は謎のままになるでしょう。ハッブル宇宙望遠鏡は、ULLYSESプログラムに基づいて、COSおよびSTIS分光器を使用して、紫外(UV)の低Zにある250個の大質量星を観察するために500の軌道を費やしました。補完的な「X-ShootingULLYSES」（XShootU）プロジェクトは、ESOの超大型望遠鏡にある広波長範囲のX-shooter分光器で得られた高品質の光学スペクトルと近赤外スペクトルによって強化されたレガシー価値を提供します。XShootUプロジェクトの概要を紹介し、有効温度、表面重力、光度、存在量などの恒星のパラメータや、質量損失などの風の特性を均一に決定するには、ULLYSESUVとXShootUの光学スペクトルを組み合わせることが重要であることを示します。星と風のパラメータの不確実性が天体物理学の多くの隣接分野に浸透しているため、XShootUプロジェクトのデータとモデリングは、低Zにある大質量星の物理的理解に大きな変革をもたらすと期待されています。最初の世代のジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のスペクトルを自信を持って解釈できるとしても、低Z星の個々のスペクトルを理解する必要があり、それがまさにXShootUが提供できる領域です。
大質量星の内部重力波 II: 恒星の質量全体にわたる周波数解析
| Title |
Internal_Gravity_Waves_in_Massive_Stars_II:_Frequency_Analysis_Across_Stellar_Mass |
| Authors |
R._P._Ratnasingam,_T._M._Rogers,_S._Chowdhury,_G._Handler,_R._Vanon,_A._Varghese,_and_P._V._F._Edelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06379 |
太陽質量1.6を超える質量を持つ星は、一般に対流核と放射エンベロープを備えており、これにより外向きに伝わる内部重力波の伝播が可能になります。我々は、一次元の恒星進化コードである恒星天体物理学モジュールからの現実的な恒星の基準状態を用いた二次元の完全非線形流体力学シミュレーションを使用して、そのような恒星におけるIGWの生成と伝播を研究してきました。以前の同様の研究と比較して、この研究では、主系列の中央にある5つの異なる恒星質量(3～13個の太陽質量)の半径依存の熱拡散率プロファイルを利用しています。シミュレーションから、表面の摂動は質量が大きくなるほど大きくなることがわかりましたが、星の質量が異なる場合の周波数の傾きには顕著な傾向は観察されません。傾きも以前の作品の結果と似ています。私たちのシミュレーション結果を最近の調査から得られた恒星の測光データと比較したところ、8マイクロヘルツを超える周波数間隔では、シミュレーションからの温度周波数の傾きとこれらの観測された星の表面の明るさの変化との間に良好な一致があることが分かりました。変動はコアで生成されたIGWによって引き起こされます。
太陽周期前駆体と周期 25 の見通し
黒点周期25は、2019年12月の周期最小値から3年以上経過しています。周期のこの時点で、活動への曲線当てはめが信頼できるようになり、最大黒点数が一貫して135+/-10であり、周期よりわずかに大きいことが示されています。24年の最大値は116.4ですが、平均の179よりもかなり下回っています。aa指数の最小値である地磁気前駆体と、最小時の太陽の極磁場強度および軸双極子モーメントである太陽の磁気前駆体がよく使用されます。周期の開始時（またはその前）の周期の振幅を予測します。これらの前兆によって生成されたサイクル25の予測を調べます。地磁気前駆体は、サイクル25がサイクル24よりわずかに強く、最大132+/-8であることを示しました。太陽の磁気前駆体は、サイクル25がサイクル24により類似し、最大黒点数が120+/-10であることを示しました。曲線フィッティングの結果と前兆予測を組み合わせると、サイクル25の平滑化された最大黒点数は134+/-8となり、最大値は2024年の秋の終わりに発生すると結論付けられます。太陽の磁場は極小値よりも先に存在し、極地の前駆体を何年も前に予測することに一般的に成功していました。周期最小時の太陽の磁性前駆体が極小期の数年前に成功裏に予測され、その前駆体が周期25のサイズと一致しているという事実は、現在では太陽周期を確実に予測できることを示唆しています。
危険物。 IX.ガイア時代の低質量星の紫外線およびX線進化の分析
| Title |
HAZMAT._IX._An_Analysis_of_the_UV_and_X-Ray_Evolution_of_Low-Mass_Stars_in_the_Era_of_Gaia |
| Authors |
Tyler_Richey-Yowell,_Evgenya_L._Shkolnik,_Adam_C._Schneider,_Sarah_Peacock,_Lori_A._Huseby,_James_A._G._Jackman,_Travis_Barman,_Ella_Osby,_and_Victoria_S._Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06561 |
低質量星($\leq1$M$_{\odot}$)は、その寿命が長く、惑星と星の質量および半径の比が相対的であるため、検出可能な生命をもつ惑星の有力な候補の一部です。これらの恒星について考慮すべき重要な側面は、ハビタブルゾーンの惑星に入射する紫外線(UV)およびX線放射の量です。これは、UVおよびX線放射が惑星大気の化学反応と進化を変化させる能力があるためです。この研究では、HAZMATI(Shkolnik&Barman2014)およびHAZMATIII(Schneider&Shkolnik2018)のM星の研究結果に基づいて、ガイア視差を使用してM星の固有のUVおよびX線束の年齢に伴う変化を決定します。距離。次に、これらの結果を、HAZMATVから適応されたK星の固有フラックスと比較します(Richey-Yowelletal.2019)。M星の固有紫外線束はK星のUV束より10～100倍低いにもかかわらず、それぞれのハビタブルゾーンのUV束は同様であることがわかりました。ただし、ハビタブルゾーンのX線束の進化は、後期M星のX線束がK星の場合よりも3～15倍大きいため、わずかに区別しやすくなります。これらの結果は、紫外線ではM星と比較してK矮星の利点はないかもしれないが、X線では依然として利点が存在する可能性があることを示唆しています。
KMTNet調査の2018年から2020年のシーズン中に連星マイクロレンズ現象で検出された褐色矮星の可能性のある伴星
| Title |
Probable_brown_dwarf_companions_detected_in_binary_microlensing_events_during_the_2018-2020_seasons_of_the_KMTNet_survey |
| Authors |
Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Andrew_Gould,_Valerio_Bozza,_Ian_A._Bond,_Sun-Ju_Chung,_Michael_D._Albrow,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Jennifer_C._Yee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Yoshitaka_Itow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06605 |
私たちは、褐色矮星伴星との連星によって引き起こされたレンズ現象を見つけるために、2018年から2020年のシーズン中に収集されたKMTNet調査のマイクロレンズデータを検査します。候補となるBDレンズとのバイナリレンズイベントを選択するために、季節中に観察されたすべての異常なレンズイベントの体系的な分析を実施します。$0.03\lesssimq\lesssim0.1$のレンズ成分間の質量比による選択基準を適用することにより、KMT-2018-BLG-0321、KMT-2018-BLG-0885を含むBDコンパニオンの候補を持つ4つのバイナリレンズイベントを特定します。、KMT-2019-BLG-0297、およびKMT-2019-BLG-0335。個々のイベントについて、レンズ系の解釈を提示し、物理的なレンズパラメータを制約する可能性のある観測値を測定します。測定された観測量に基づくベイズ解析から推定されたレンズ伴星の質量は、レンズ伴星が褐色矮星質量領域にある確率が高いことを示しています:59\%、68\%、66\%、および66\%は4つのイベントにそれぞれ対応します。
G モード周期間隔の半解析的表現: Brunt-V の場合、周波数はジャンプではなくランプである
中間質量主系列星で観察される重力モードの周期間隔の複雑なパターンを解読することは、星の深部放射領域の構造とダイナミクスをより深く理解するための重要な一歩です。この研究では、JWKB近似を適用して、Brunt-V周波数の勾配が考慮されたgモード周期間隔パターンの半解析式を導出します。$P^{-1}B_{\star}$という項が含まれます。$P$と$B_{\star}$はgモード周期と構造変化の程度を表し、後者は特にBrunt-Vの勾配の急峻さはすべて周波数です。1次元恒星モデルを用いたテストにより、この研究で導出された半解析式は、この場合の構造変化$B_{\star}$の程度を$\sim10\,\%$の精度で推定するのに有用であることが示されました。質量$M$が$3\,M_{\odot}$より大きい比較的大規模な中間質量モデル。新たに定式化された式により、例えばこれまで主星であった$\beta$Cep星、SPB星、$\gamma$Dor星などの中間質量主系列gモードパルセータ内部の混合過程にさらなる制約を課すことが可能になる可能性があります。アステ地震学のターゲット。
人口III原始星バイナリの合併条件
間隔が非常に小さい大規模な近接連星が観測されており、それらは重力波源の祖先である可能性があります。原始星降着段階における大質量連星の進化は、その形成過程を理解する鍵となります。そこで私たちは、高密度の核と広大な低密度のエンベロープで構成される原始星が、合体せずに互いにどの程度接近できるかを調査します。合体条件を調査するために、異なる初期分離を伴う等質量バイナリの進化に続く平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行します。Population(Pop)IとIIIの原始星は同様の内部構造を持っているため、質量と半径が$7.75\;M_{\odot}$と$61.1\;R_{\odot}$である特定のPop~IIIモデルを採用します。星の進化の計算。我々の結果は、軌道角運動量がスピン角運動量に輸送されるため、連星分離が減少することを示しています。初期の分離が原始星半径の合計の約80パーセント未満の場合、連星は潮汐ロックのタイムスケールよりも短い時間で合体します。合体までの質量損失は$\lesssim3$%~%です。合体後、星は急速に回転し、その内部構造は最初の分離とは独立しています。私たちは、原始星が収縮してゼロ年齢の主系列段階に入った後は、何らかの軌道縮小メカニズムが存在するに違いないと結論付けています。
CRIRES$^+$を用いた近赤外線による太陽に似た星の小規模磁場の測定
| Title |
Determination_of_small-scale_magnetic_fields_on_Sun-like_stars_in_the_near-infrared_using_CRIRES$^+$ |
| Authors |
A._Hahlin,_O._Kochukhov,_A._D._Rains,_A._Lavail,_A._Hatzes,_N._Piskunov,_A._Reiners,_U._Seemann,_L._Boldt-Christmas,_E._W._Guenther,_U._Heiter,_L._Nortmann,_F._Yan,_D._Shulyak,_J._V._Smoker,_F._Rodler,_P._Bristow,_R._J._Dorn,_Y._Jung,_T._Marquart,_E._Stempels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06873 |
私たちは、16個の太陽に似た星のサンプルの小規模磁場の特徴を明らかにし、小規模磁気の観点からVLTにある新しくアップグレードされた近赤外線(NIR)装置CRIRES$^+$の機能を調査することを目指しています。フィールド調査。私たちのターゲットの磁場も光学的に研究されており、これにより、星の表面上のさまざまな空間スケールでの磁場の特性を比較したり、さまざまな波長での小規模な磁場測定を対比したりすることができます。私たちは、恒星表面上の小規模磁場を測定するために、Hバンド内の6本の磁気感受性と非感受性の\ion{Fe}{I}線のゼーマン広がりの特徴を解析します。偏光放射伝達モデリングとNLTE出発係数をMCMCと組み合わせて使用し、非磁性恒星パラメーターとともに磁場の特性を決定します。私たちは小規模磁場を記述するために2つの異なるアプローチを使用します。1つ目は、単一の磁性領域と自由磁場強度を備えた2成分モデルです。2番目のモデルには、磁場強度が固定された複数の磁気コンポーネントが含まれています。$\sim0.4$kGから$<0.1$kGまでの範囲の平均磁場強度が見つかりました。この結果は、SPIRouなどの高解像度NIR分光器による他の結果とほぼ一致しています。小規模な場は大規模な場と相関しており、小規模な場はゼーマンドップラーイメージングで推定された大規模な場よりも少なくとも10倍強いことがわかります。多成分モデルからの強い磁場によって得られる平均磁場強度が増加するため、2成分モデルと複数成分モデルでは体系的に異なる結果が生成されます。私たちの結果を小規模フィールドの光学測定と比較すると、光学フィールドの2～3倍強いフィールドの系統的なオフセットが見つかります。
EUHFORIA でテストされた 2014 年 9 月 8 日と 10 日の CME の回転と相互作用
| Title |
Rotation_and_interaction_of_the_September_8_and_10,_2014_CMEs_tested_with_EUHFORIA |
| Authors |
Anwesha_Maharana,_Camilla_Scolini,_Brigitte_Schmieder_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06881 |
太陽コロナ質量放出(CME)は、先行するCMEや太陽風構造に追いつき、相互作用して、伝播中に回転や偏向を受ける可能性があります。私たちは、CMEがコロナと太陽圏で受ける相互作用が、噴火時に予測された地殻効果の変化にどのように重要な役割を果たすことができるかを示すことを目的としています。我々は、2014年9月初旬に活動領域NOAA12158から打ち上げられた2つの連続するCMEのケーススタディを検討します。2番目のCMEは、発生源領域のリモートセンシング観測に基づいて、広範な地理効果があると予測されました。しかし、1auでのその場測定では、短時間持続する弱い負のBz成分のみが記録され、その後に長時間続く正のBz成分が記録されました。EUHFORIA(EUHFORIA)は、太陽圏の2つのCMEの自己一貫性のある3DMHDシミュレーションを実行するために使用されます。CMEの初期条件は、太陽付近の観測洞察と1au付近の現場観測に一致するように微調整された観測結果、および個々のCMEの追加の数値実験を組み合わせることによって決定されます。EUHFORIAシミュレーションでCME2の前にCME1を導入することにより、CME1とCME2の間の相互作用に起因すると考えられるCME2の前のシース領域の負のBz成分をモデル化しました。CME2の磁気噴出物中の正のBz成分を再現するには、噴出中に観察された方位ではなく、0.1auで決定され、1auで解釈された方位と一致する方位でCME2を初期化する必要がありました。EUHFORIAシミュレーションは、1~auでのその場観測を説明するために、低コロナでのCME2の顕著な回転の可能性を示唆している。たとえ個々のCMEが地理効果的でなくても、太陽圏におけるCME-CME相互作用の結果として、地質効果の可能性があるコヒーレントな磁場の回転がシース領域で形成される可能性があります。
太陽風マイクロストリーム/スイッチバックの起源に関する新たな証拠
| Title |
New_Evidence_on_the_Origin_of_Solar_Wind_Microstreams/Switchbacks |
| Authors |
Pankaj_Kumar,_Judith_T._Karpen,_Vadim_M._Uritsky,_Craig_E._Deforest,_Nour_E._Raouafi,_C._Richard_DeVore,_Spiro_K._Antiochos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06914 |
マイクロストリームは、磁場の極性反転襞（スイッチバックとも呼ばれます）に関連した太陽風の速度と密度の変動です。長い歴史があるにもかかわらず、これらのマイクロストリーム/スイッチバックの起源はまだよくわかっていません。私たちは初めて、パーカー・ソーラー・プローブ（PSP）エンカウンター10中にマイクロストリームの周期性を調査し、その起源を理解しました。私たちの分析は、探査機がコロナホール（CH）内の小さな領域に向かって飛び込む間の、2021年11月19日から21日のインバウンド共回転間隔に焦点を当てました。SolarDynamicsObservatoryのリモートセンシング観測は、PSP現場データを理解するための豊富なコンテキストを提供します。大気イメージングアセンブリからの極端紫外線画像は、マイクロストリームを含む間隔中にPSPに磁気的に接続された領域内で発生する多数の反復ジェットを明らかにします。マイクロストリームの変動する動径速度から導き出される周期（約3、5、10、20分）は、CHプルームの基部のジェットレットの発光強度やより大きなコロナルで測定された周期と一致しています。ジェットやプルーム内の微細構造。ヘリオ地震および磁気イメージャーのマグネトグラムは、あらゆる規模のリコネクション駆動ジェットの既知の発生源である無数の埋め込まれた双極子の存在を明らかにします。マイクロストリーム中のPSP陽子束とイオン($^3$He、$^4$He、Fe、O)組成の同時増加は、ジェットレットやジェットとのつながりをさらに裏付ける。衝撃的なコロナ活動に関するこれまでの観測および数値研究と一致して、我々は、CH輝点およびプルームベースでのインターチェンジ/ブレークアウト再接続によって生成される準周期ジェットが、太陽風で観察されるマイクロストリーム/スイッチバックの発生源である可能性が最も高いと結論付けています。
XMM-Newton と HST との協調観測による若い惑星主星 V1298\,Tau の XUV 放射
| Title |
XUV_emission_of_the_young_planet-hosting_star_V1298\,Tau_from_coordinated_observations_with_XMM-Newton_and_HST |
| Authors |
A._Maggio,_I._Pillitteri,_C._Argiroffi,_S._Benatti,_J._Sanz-Forcada,_V._D'Orazi,_K._Biazzo,_F._Borsa,_L._Cabona,_R._Claudi,_S._Desidera,_D._Locci,_D._Nardiello,_L._Mancini,_G._Micela,_M._Rainer,_R._Spinelli,_A._Bignamini,_and_M._Damasso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06931 |
大気の質量減少は、系外惑星の進化に大きな役割を果たします。このプロセスは、特に原始惑星系円盤の散逸後の最初の数億年において、恒星の高エネルギー照射によって引き起こされます。大気光蒸発と光化学のモデル化における不確実性の主な原因は、EUV波長での恒星のフラックスの直接測定が欠如していることにあります。EUV光束をX線の発光レベルに結び付けるために、これまでにいくつかの経験的関係が提案されてきましたが、この目的で使用される恒星サンプルは不均一であり、利用可能なスケーリング則は、特に非常に活動的な星の場合、大幅に異なる予測を提供します。我々は、HST/COSとXMM-Newtonを使用したV1298タウの新しいUVおよびX線観測を紹介します。これは、4つの系外惑星をホストするこの太陽質量前主系列星のXUV放射をより正確に決定することを目的としています。分光データを利用して、彩層からコロナまでのプラズマ放射測定分布対温度、および磁気活動による短期および年間の時間スケールでのこの照射の起こり得る変動性を導き出した。副次的な結果として、V1298タウの外部大気中のいくつかの元素の化学存在量も測定しました。我々はこの結果を、X線からEUVへのスケーリング則を校正するための新しいベンチマークポイントとして使用し、EUV帯域での照射の時間変化と、それが外部大気の蒸発に及ぼす影響を予測します。
私たちは、宇宙の暗黒物質は、ミラー双子ヒッグスモデルの双子セクター内に存在する無菌ニュートリノである可能性があると提案します。私たちのシナリオでは、これらの粒子は完全に双子セクター内で起こるバージョンのドデルソン・ウィドロー機構を通じて生成され、X線とガンマ線の線の制約と一致する暗黒物質の候補が得られます。さらに、このシナリオでは、ミラーツインヒッグスモデルで通常発生する宇宙論的問題を自然に回避できます。特に、標準模型セクター内の無菌ニュートリノが平衡状態から崩壊すると、標準模型の槽が加熱され、$N_\mathrm{eff}$への双晶粒子の寄与が減少する可能性があります。このような崩壊は暗黒物質の実効温度も低下させるため、大規模構造による制約が緩和されます。このモデルに含まれる無菌ニュートリノは、標準モデルのニュートリノ質量を生成するためのシーソー機構と互換性があります。
非圧縮性 MHD 方程式に対するバランスの取れた正確な発散フリーのスタッガード半陰的ハイブリッド有限体積/有限要素スキーム
| Title |
A_well-balanced_and_exactly_divergence-free_staggered_semi-implicit_hybrid_finite_volume/finite_element_scheme_for_the_incompressible_MHD_equations |
| Authors |
F._Fambri,_E._Zampa,_S._Busto,_L._R\'io-Mart\'in,_F._Hindenlang,_E._Sonnendr\"ucker,_M._Dumbser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06497 |
2および3空間次元の非構造化混合要素メッシュ上の非圧縮性粘性および抵抗性MHD方程式に対する、発散のない、バランスのとれた新しいハイブリッドFV/FEスキームを提案します。方程式はサブシステムに分割されます。圧力はプライマリメッシュの頂点で定義され、速度場と磁場の法線成分はエッジベース/面ベースのデュアルメッシュ上でそれぞれ2次元と3次元の空間次元で定義されます。これにより、かなり自然な方法で速度場と磁場の発散のない状態を考慮することができます。非線形対流項と粘性項は陽的FVスキームを利用して解決され、磁場はエッジのストークス則の離散形式に基づく陽的FV法を介して発散のない方法で展開されます。各主要素の面。より高い精度を達成するために、磁場に対してpw線形多項式が再構築され、制約付きL2射影によって発散のないことが保証されます。圧力サブシステムは、一次メッシュの頂点における古典的な連続FE法の助けを借りて陰的に計算されます。先験的に既知であると想定される、支配的なPDE系の自明ではない定常平衡解を正確に維持するために、新しいアルゴリズムの各ステップでは既知の平衡解が明示的に考慮され、方法が正確にバランスが取れたものになります。この論文には、さまざまな磁場の存在下での蓋駆動型MHDキャビティ問題の非常に徹底的な研究が含まれています。最後に、一般に磁力線と位置合わせする必要のない非常に粗い非構造メッシュ上でも、いくつかの簡略化された3Dトカマク構成におけるソロビエフ平衡解の長時間シミュレーションを提示します。
事後分布の解析的周辺化による異方性重力波背景の非ターゲットベイジアン探索
| Title |
Untargeted_Bayesian_search_of_anisotropic_gravitational-wave_backgrounds_through_the_analytical_marginalization_of_the_posterior |
| Authors |
Adrian_Ka-Wai_Chung,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06502 |
我々は、バックグラウンド強度マップを効率的かつ正確に再構築できる、異方性重力波バックグラウンドの非ターゲットベイズ検索を実行する方法を開発します。私たちの方法は、背景が特定の角度構造を持っていると仮定せずに、強度マップの球面調和成分の後部の解析的周辺化を採用します。重要なアイデアは、尤度関数が重力波背景のエネルギースペクトルの球面調和成分の多変数ガウス分布であることを理解することです。これらの球面調和成分の均一で広い事前分布が規定されている場合、周辺化された事後分布とベイズ因子は高次元のガウス積分によって適切に近似できます。解析的周辺化により、背景の強度マップの球面調和成分を自由パラメーターと見なすことができ、たとえ多くの球面調和成分が必要であっても、妥当な時間内に個々の周辺化された事後分布を構築することができます。周辺化された事後分布は、背景の強度マップを正確に構築するために使用できます。私たちの方法をモックデータに適用することにより、与えられたモデルによって予測される球面調和成分間の関係についての事前知識を前提とせずに、シミュレートされたさまざまな異方性背景の角度構造を正確に復元できることを示します。私たちの方法により、高次元事後分布の時間のかかる数値サンプリングをバイパスできるため、よりモデルに依存せず、重力波背景の角度構造を対象としないベイジアン測定が可能になります。
GRB 遅延時間データセットからの LIV 制約に対する宇宙論モデルの影響
ガンマ線バースト(GRB)などの天体物理学的発生源から発生する可能性のあるローレンツ不変性違反(LIV)に制約を設けることは、エネルギーに依存する光の速度を予測する量子重力(QG)の新しい理論の証拠を見つけるために不可欠なツールです。このような探索には独自の困難があるため、通常、宇宙論的モデルの効果は十分に研究されておらず、デフォルトのモデルは固定パラメータの$\Lambda$CDMです。この研究では、さまざまな天体物理データセットを使用して、LIV制約に対する多数のダークエネルギーモデルの影響を研究します。この目的を達成するために、2つの公開時間遅延GRBデータセットを、超新星パンテオンデータセット、いくつかの角バリオン音響振動(BAO)、事前の宇宙マイクロ波背景(CMB)距離、およびGRBまたはクエーサーデータセットと組み合わせます。$\alpha$について、両方の時間遅延(TD)の$E_{QG}\ge10^{17}$GeVに対応する$\sim4\times10^{-4}$の期待平均値を求めます。2番目のデータセットは宇宙論的モデルに対してより敏感です。宇宙論はエネルギーに対する制約から少なくとも20\%ずれていることがわかりました。また、興味深いことに、TDポイントを追加すると、DEモデルは統計的にあまり好ましくなくなり、パラメーター$c/(H_0r_d)$の値が下にシフトし、期待値よりも小さくなります。私たちは、可能性のあるLIV測定は、宇宙論に関して公開されたデータの背後にある仮定の透明性に大きく依存しており、それを考慮に入れることが、検出の可能性の場合に重要な貢献となる可能性があることを理解しています。
中性子星は何でできていますか?重力波が答えを明らかにするかもしれない
中性子星は、宇宙で最も神秘的な驚異の1つです。それらの極端な密度は、内部で働いている新しくてエキゾチックな物理学を示唆しています。重力波がその秘密を解く鍵となる可能性がある。特に、高速で回転する変形した中性子星からの重力波を初めて検出できれば、極度の密度と強い重力下での物質の物理学について新たな洞察が得られる可能性がある。最初の検出が行われると、検出された信号から物理的に興味深い情報を確実に抽出することが重要な課題となります。このエッセイでは、この課題に答え、それによって新しい物理学の発見のエンジンとして重力波の全パワーを解き放つための初期研究について説明します。
Noise2Noise 法に基づく重力基準センサーまたは加速度センサーの教師なしノイズ低減
| Title |
Unsupervised_noise_reductions_for_gravitational_reference_sensors_or_accelerometers_based_on_Noise2Noise_method |
| Authors |
Zhilan_Yang,_Haoyue_Zhang,_Peng_Xu,_and_Ziren_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06735 |
搭載された静電サスペンション慣性センサーは、重力衛星や宇宙重力波検出ミッションにとって重要な用途であり、測定信号のノイズを抑制することが重要です。作業空間環境と衛星プラットフォームの間の複雑な結合により、ノイズ生成のプロセスは非常に複雑であり、従来のノイズモデリングおよび減算方法には一定の制限があります。深層学習の発展に伴い、それを高精度慣性センサーに適用して信号対雑音比を向上させることは、実用的に意味のある課題となっています。軌道上の測定データには単一のノイズサンプルと未知の真の値が存在するため、奇偶サブサンプラーと周期サブサンプラーは一般信号と周期信号を処理するように設計されており、全結合層で構成される再構成層を追加します。モデル。シミュレーションデータ、GRACE-FOの加速データ、太地1号の加速データに基づいて実験解析と比較を行います。結果は、ディープラーニング手法が従来のデータ平滑化処理ソルよりも優れていることを示しています。
ラドン崩壊における宇宙天気の証拠
| Title |
Evidence_of_Space_weather_in_Radon_Decay |
| Authors |
Carol_Scarlett,_Ephraim_Fischbach,_Belvin_Freeman,_Jennifer_Coy,_Patrice_Edwards,_Reed_Burkhart,_Oksana_Piatibratova,_Theresa_Monsue,_Daniel_Osborne,_Lameck_Mwibanda_and_Abdullah_Alsayegh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06882 |
EPAMは、地球から太陽の方向に約100万マイル離れたL1位置にあり、検出器に当たるさまざまな粒子の数をカウントすることで太陽出力の変動を検出するように設計されています。EPAM検出器は、電子グリッドや衛星機器に損傷を与える可能性のあるコロナ質量放出現象を地球に警告できる早期警報システムの一部です。EPAMは、放出される太陽粒子の変動で記録された、地球に向かう局所的な太陽磁場の変化をリアルタイムで推定します。この論文は、イスラエル地質調査所(GSI)が取得したデータの変動を、EPAMで観察された陽子検出数の変化と比較して分析したものです。驚くべきことに、GSI検出器とEPAM検出器は、GSI検出器によって検出される計数率の変動とEPAMで見られる陽子数の増加との間に予期せぬ相関関係を示しています。5シグマの統計的有意性を大幅に上回っており、データセット間の非ランダムな関連性を示しています。非常に異なる条件下で、これら2つの検出器によって取得されたデータ間の統計的に有意な重複は、エキゾチックな粒子などの粒子が侵入するプリマコフのメカニズムを示唆している可能性があります。銀河の暗黒物質は、磁場を介して光子と原子核の両方に結合します。この研究は、ラドン崩壊の観察と素粒子物理学へのその影響に関する以前の論文に基づいています。
