電波遺物の下部構造の形態学的解析
| Title |
A_morphological_analysis_of_the_substructures_in_radio_relics |
| Authors |
Denis_Wittor_and_Marcus_Br\"uggen_and_Philipp_Grete_and_Kamlesh_Rajpurohit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07046 |
電波遺物（銀河団内の拡散電波放射）の最近の観測により、これらの電波源は滑らかではなく、糸やフィラメントの形の構造で構成されていることが明らかになりました。私たちはこれらのフィラメント構造の起源と投影効果の役割を調査します。この目的を達成するために、バックグラウンド発光からフィラメント構造を抽出するツールを開発しました。さらに、二次元と三次元の両方のオブジェクトを研究することができます。私たちは、構造抽出器を電波遺物の観測と宇宙論的シミュレーションの両方に適用します。ミンコフスキー汎関数を使用して、特定された構造の形状を決定します。2D解析では、観察およびシミュレーションされたマップで最も明るい構造がフィラメントであることがわかりました。3Dシミュレーションデータの分析により、電波遺物はシートではなく、フィラメントとリボンのみで構成されていることがわかりました。さらに、投影中にシート状の構造を隠すことができる測定可能な投影効果は見つかりませんでした。私たちは、磁場と衝撃波面の両方がフィラメントとリボンで構成されており、フィラメント状の電波放射を引き起こすことがわかりました。
超大質量銀河と初期宇宙論に対する HST からの洞察
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による初期科学の観測により、標準的な宇宙論モデル($\Lambda$CDM)に疑問を呈する超大質量銀河の候補が過剰に存在することが明らかになりました。ここで我々は、宇宙初期にこのような超大質量銀河を生成できる$\Lambda$CDMへの変更は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)から推定されるUV銀河光度関数(UVLF)にも影響を与えるだろうと主張します。UVLFは、同じ赤方偏移($z\およそ7-10$)とホストハロー質量$(M_\mathrm{h}\およそ10^{10}-10^{12}\,M_\odot$)をカバーします。JWSTの候補と同様ですが、星の質量ではなく星形成速度を追跡します。$\Lambda$CDMを超えたパワースペクトル拡張を検討し、豊富な超大規模なJWST候補を再現するのに十分な大きさの逸脱はHSTデータと矛盾することを示します。したがって、私たちの分析は、JWST存在量問題の宇宙論的説明を著しく否定します。将来を見据えて、現在のHSTデータからの宇宙論上の制約を考慮して、最大許容恒星質量関数を決定し、高$z$UVLFの予測を提供します。
21cm観測によるニュートリノ質量の宇宙論的測定における光学的深度縮退の軽減
| Title |
Mitigating_the_optical_depth_degeneracy_in_the_cosmological_measurement_of_neutrino_masses_using_21-cm_observations |
| Authors |
Gali_Shmueli,_Debanjan_Sarkar_and_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07056 |
巨大ニュートリノは宇宙の膨張履歴を改変し、自由流動スケール以下の構造形成を抑制します。小さな角度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測は、3つのニュートリノフレーバーの合計質量$\Sigmam_\nu$を制約するために使用できます。ただし、これらのスケールでは、CMBで測定された$\Sigmam_\nu$は、再電離までの光学的深さである$\tau$で縮退します。これは、自由電子によるCMB光子の散乱によるCMB異方性の減衰を定量化します。視線。ここで、21cmパワースペクトル観測を使用して$\tau$を直接推定するというアイデアを再検討します。CMBデータと21cmデータを共同解析すると、$\tau-\Sigmam_\nu$の縮退が軽減され、前例のない精度で$\Sigmam_\nu$を測定できるようになります。今後の再電離アレイ水素時代(HERA)を予測すると、$\tau$の$\lesssim\mathcal{O}(10\%)$測定が達成可能であることがわかり、これにより$\gtrsim5\sigmaが可能になります。私たちが検討した天体物理学モデルの$\Sigmam_\nu=60\,[{\rmmeV}]$の$測定値。$\tau$の正確な推定は、原始スカラー変動パワースペクトルの振幅である$A_s$などの他の宇宙論的パラメーターの不確実性を軽減するのにも役立ちます。
非ガウス尤度への分配関数アプローチ: マルコフ連鎖の物理的動機による収束基準
| Title |
Partition_function_approach_to_non-Gaussian_likelihoods:_physically_motivated_convergence_criteria_for_Markov-chains |
| Authors |
Lennart_R\"over,_Heinrich_von_Campe,_Maximilian_Philipp_Herzog,_Rebecca_Maria_Kuntz,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07061 |
フィッシャー行列形式主義はガウスの場合に限定されるため、宇宙論における非ガウス分布は一般にモンテカルロマルコフ連鎖法で評価されます。Metropolis-Hastingsアルゴリズムは、バーンイン期間後の事後分布からサンプルを提供し、対応する収束は通常、Gelman-Rubin基準で定量化されます。この論文では、正規分配和が存在する熱平衡における統計的ハミルトニアン系に類推することにより、メトロポリス・ヘイスティングスアルゴリズムの収束を調査します。具体的には、玩具モデルのハミルトニアンモンテカルロマルコフ連鎖のビリアル化、等分配、熱化を定量化し、超新星データから構築された単純なダークエネルギーモデルの尤度評価を行います。ゲルマン・ルービン基準と比較して、熱平衡で期待される値へのこれらの基準の収束を追跡します。収束を示す明確に定義された目標値を持つ、物理的に動機付けられた収束基準のより大きなクラスが存在することがわかりました。数値ツールとして、サンプリングプロセスを高速化するために物理学に基づいたニューラルネットワークを採用しています。
SRG/eROSITAによる最大3*R500cの銀河団のX線表面輝度とガス密度プロファイル
| Title |
X-ray_surface_brightness_and_gas_density_profiles_of_galaxy_clusters_up_to_3*R500c_with_SRG/eROSITA |
| Authors |
N._Lyskova,_E._Churazov,_I.I._Khabibullin,_R._Burenin,_A.A._Starobinsky,_R._Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07080 |
SRG/eROSITAの全天サーベイのデータを使用して、最大$10\timesR_{\rm500c}$までの半径範囲をカバーする、0.3～2.3keV帯域の約40個の銀河団画像のサンプルを積み重ねました。銀河および銀河系外のX線の背景と前景に加えて、$\sim3\timesR_{\rm500c}$までの過剰放出が検出されます。これらの距離では、スタックされたイメージの表面の明るさは背景の$\sim1$%を下回ります。X線表面輝度プロファイルから再構成された密度プロファイルは、$\sim$20--30の局所ガス過密度を$3\で予測する数値シミュレーションで見つかった平均ガスプロファイルとよく一致します($\sim30$%以内)。R_{\rm500c}$倍であり、標準$\Lambda$CDMモデルの普遍値$\frac{\Omega_b}{\Omega_m}\約0.15$に近いガス分率です。額面通りに受け取ると、この合意は、中程度に不均一なガスのシナリオを除外することはできないが、$\sim3\timesR_{\rm500c}$まではX線信号がガスの塊性によって強く増強されないことを示唆しています。導出されたガス密度プロファイルとSZ測定に基づく電子圧力プロファイルを比較すると、$r\sim3\timesR_{\rm500c}$によって、ガス温度は$\sim$4の係数で低下することが示唆されます--$R_{\rm500c}$以内のサンプル内の典型的なクラスターの特性温度より5度低い間、エントロピーはこの距離まで増加し続けます。$3\timesR_{\rm500c}$をわずかに超えるガス特性に対するより適切な制約は、このパイロット研究で使用したサンプルよりも大きいサンプルで可能になるはずです。
スピッツァー銀河系外代表体積調査とディープドリル拡張機能: 近赤外線銀河のクラスター化
| Title |
The_Spitzer_Extragalactic_Representative_Volume_Survey_and_DeepDrill_extension:_clustering_of_near-infrared_galaxies |
| Authors |
Eelco_van_Kampen,_Mark_Lacy,_Duncan_Farrah,_Claudia_del_P._Lagos,_Matt_Jarvis,_Claudia_Maraston,_Kristina_Nyland,_Seb_Oliver,_Jason_Surace,_Jessica_Thorne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07464 |
我々は、SERVS+DeepDrill、スピッツァー銀河系外代表体積調査、および深部掘削場の追跡調査において、上空の合計20平方度を超える3つの大きなフィールドで、近赤外線銀河の角度自己相関関数を測定しました。、3.6ミクロンと4.5ミクロンを中心とする2つのバンドで観察されます。さまざまな赤方偏移領域のクラスタリングを調査するために、この分析をサンプル全体と[3.6]～[4.5]の色で選択した光源に対して実行しました。同じソース選択でS-COSMOSからの赤方偏移分布を使用して、空間相関強度も推定しました。最も強いクラスタリングは、z~0.7の最も青いサブサンプルで見つかりました。これは、すべてのサブサンプルの中で最も狭い赤方偏移分布を持ちます。我々はこれらの推定値を文献からの以前の結果と比較するだけでなく、銀河形成のSHARK半解析モデルから生成された深部光錐を使用して観測データと同じ方法で選択された模擬サンプルから導出された推定値とも比較します。すべてのシミュレートされた（サブ）サンプルについて、対応する観察されたサンプルよりもわずかに急な傾斜が見つかりましたが、空間クラスタリングの長さはほとんどの場合に匹敵します。
DESI クエーサー ターゲットとプランク CMB レンズからの原始非ガウス性の抑制
| Title |
Constraining_primordial_non-Gaussianity_from_DESI_quasar_targets_and_Planck_CMB_lensing |
| Authors |
Alex_Krolewski,_Will_J._Percival,_Simone_Ferraro,_Edmond_Chaussidon,_Mehdi_Rezaie,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Michael_E._Levi,_Paul_Martini,_Aaron_M._Meisner,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarle,_Mariana_Vargas-Magana,_Benjamin_Alan_Weaver,_Christophe_Yeche,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07650 |
14,700deg$^2$(180クェーサーdeg$^{-2}$)にわたる270万個のDESIクエーサーターゲットと$\sim$30$\sigma$でのPlanck2018CMBレンズの間の相互相関を検出しました。非常に大きなスケールでの相互相関を使用して、クエーサーバイアスのスケール依存性を介して局所的な原始非ガウス性を制限します。DESIクエーサーターゲットは、実効赤方偏移1.51にあり、深さと画質が異なる4つのイメージング領域に分割されています。LegacySurveyDR9イメージングからクエーサーターゲットを選択し、追加のフラックスと測光赤方偏移カットを適用して純度を向上させ、未分類の赤方偏移の割合を減らし、194,000個のクエーサーターゲットの初期DESI分光法を使用して、赤方偏移分布と恒星の汚染率(2.6%)を決定します。）。クェーサー自己相関における大幅な過剰大規模パワーのため、深さ、減光、星の密度などのイメージング体系からの汚染を軽減するために重みを適用します。過剰適合によってバイアスがかかって実際のパワーが誤って除去される前に、現実的な汚染されたモックを使用して、適合できる系統的モードの最大数を決定します。領域ごとに1～7つのイメージングテンプレートを削除した線形回帰により、入力クロスパワー、$f_{\textrm{NL}}$、および線形バイアスが正確に回復されることがわかります。以前の解析と同様に、$f_{\textrm{NL}}$制約は、ハロー質量の普遍性を仮定した線形原始非ガウス性バイアスパラメーター$b_{\phi}=2(b-p)\delta_c$に依存します。関数。$p=1.6$で$f_{\textrm{NL}}=-26^{+45}_{-40}$を測定します$(f_{\textrm{NL}}=-18^{+29}_{-27}$($p=1.0$の場合)、この結果はいくつかの系統的テストの下で堅牢であることがわかります。プランクレンズ効果を用いた将来の分光クエーサー相互相関では、クェーサー自動パワースペクトルの大規模な過剰パワーを除去できれば、$f_{\textrm{NL}}$の制約を2倍に厳しくすることができます。
主系列を超えたマグラテア系外惑星の統計。 TRES を使用した周連系巨大惑星の長期進化のシミュレーション
| Title |
Statistics_of_Magrathea_exoplanets_beyond_the_Main_Sequence._Simulating_the_long-term_evolution_of_circumbinary_giant_planets_with_TRES |
| Authors |
Gabriele_Columba,_Camilla_Danielski,_Andris_Dorozsmai,_Silvia_Toonen,_Manuel_Lopez_Puertas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07057 |
過去10年間における系外惑星分野の驚異的な成長にもかかわらず、連星の周りの惑星には限られた注目が払われてきました。周連惑星(CBP)は主に主系列(MS)星の周囲で発見されています。二重白色矮星（DWD）連星を周回する系外惑星はまだ見つかっていない。私たちは、MSから白色矮星(WD)まで、宿主のライフステージ全体にわたるCBPの長期進化をモデル化しました。私たちの目標は、MSを超えたCBPの進化に対する理論的制約と、惑星の生存の発生率の両方をコミュニティに提供することです。私たちはさらに、公開されているTripleEvolutionSimulation(TRES)コードを開発し、星以下の天体に影響を与えるさまざまな物理プロセスを実装しました。次に、このコードを使用して、周連巨大惑星の2つの合成個体群の進化を最大1ハッブル時間でシミュレートしました。各集団は、惑星軌道パラメータに異なる事前分布を使用して生成されています。シミュレートされた集団では、生き残ったシステム、融合したシステム、不安定化したシステムなど、いくつかの進化カテゴリーを特定しました。私たちの主な焦点は、惑星がシステムの進化全体を生き残り、DWD連星を周回するシステムであり、これを「マグラテア」惑星と呼んでいます。私たちは、シミュレートされたCBPのかなりの部分が生き残り、マグラテアになることを発見しました。複数惑星の移動機構が存在しない場合、このカテゴリーの惑星は公転周期が長いという特徴があります。マグラテア惑星は三重系進化の自然な結果であり、銀河系では比較的一般的である可能性があります。飲み込まれたり不安定になったりしないように十分遠くまで周回していれば、バイナリ宿主が死んでも生き残ることができます。私たちの結果は、最終的には、この未知のクラスの惑星の今後の観測の方向性を定め、さまざまな理論モデルを比較するための参考となる可能性があります。
ボイジャー 2 号広角カメラ観測による天王星のゼータ環の調査: 1986 年の環の構造と 2007 年以前の修正の定量化
| Title |
Examining_Uranus'_zeta_ring_in_Voyager_2_Wide-Angle-Camera_Observations:_Quantifying_the_Ring's_Structure_in_1986_and_its_Modifications_prior_to_the_Year_2007 |
| Authors |
M.M._Hedman,_I._Regan,_T._Becker,_S.M._Brooks,_I._de_Pater,_M._Showalter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07190 |
ゼータ環は、天王星環系の最も内側の構成要素です。これは、1986年のボイジャー2号の遭遇とその後の2007年頃の地球観測との間にその形態が大きく変化したため、科学的に興味深いものです。また、一部の天王星のミッションコンセプトでは探査機がこのリングの内側の側面を通過することになっているため、実用的にも興味深いものです。ボイジャー2号の画像の最近の再検査により、このリングに関する追加情報が明らかになり、リングの半径方向の輝度プロファイルと位相関数のより完全な画像が得られました。これらのデータは、このリングの明るさが他の希薄なリングと同様の方法で位相角に応じて変化することを明らかにしており、このリングが主にサブミリメートルサイズの粒子で構成されていることと一致しています。このリング内の粒子の総断面積もこれらのデータから推定できますが、その数値をこの領域を通過する宇宙船に対する実際のリスクに換算するかどうかは、モデルに依存するパラメーターの数に依存します。幸いなことに、土星のGリングおよびDリングとの比較により、ゼータリングの粒子数密度をボイジャーやカッシーニ宇宙船が以前に遭遇した領域と比較することができます。最後に、これらのデータは、1986年から2007年の間に観察されたゼータリングの構造の変化が、主に天王星の中心から38,000kmから40,000kmの距離での塵の量の大幅な増加によるものであることを示しています。
小天体周囲のナビゲーションとマスコン重力推定の同時実行
| Title |
Simultaneous_navigation_and_mascon_gravity_estimation_around_small_bodies |
| Authors |
Julio_C._Sanchez_and_Hanspeter_Schaub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07333 |
この原稿は、小さな天体の周囲でのナビゲーションと重力推定を同時に行う戦略を開発します。このスキームは、動的モデル補償とマスコン重力フィットを組み合わせたものです。動的補償は、モデル化されていない加速度をフィルター状態に追加します。その結果、ナビゲーションフィルターは、軌道上の位置のモデル化されていない加速度データセットを生成できます。利用可能な測定値は、ランドマークベースのナビゲーション技術に対応します。したがって、オンボードカメラはランドマークピクセルを提供できます。前述の位置モデル化されていない加速度データセットは、飛行中に機内でマスコン重力モデルをトレーニングするのに役立ちます。トレーニングアルゴリズムは、Adam勾配降下法を使用して最適な質量値と位置を見つけます。マスコン変数と制約投影を慎重に選択することにより、質量が確実に正となり、小さな体の形状内に収まるようになります。数値結果は、さまざまな推定シナリオにおける地球の重力精度に関する包括的な分析を提供します。
CHEOPS による系外彗星の探索: 5 Vul の測光観測
| Title |
CHEOPS's_hunt_for_exocomets:_photometric_observations_of_5_Vul |
| Authors |
Isabel_Rebollido,_Sebastian_Zieba,_Daniela_Iglesias,_Vincent_Bourrier,_Flavien_Kiefer_and_Alain_Lecavelier_Des_Etangs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07578 |
系外惑星系における小天体の存在は、系外彗星を除いて、ほとんどの場合、過剰な赤外線を通じて推測されます。ベータピック周辺で系外彗星が最初に検出されてから35年以上が経過したにもかかわらず、蒸発天体の証拠を示していることが知られているのは25系だけであり、そのほとんどは分光法でのみ観察されています。CHEOPSなど、系外惑星を探索するように設計された新しい高精度測光ミッションの登場により、系外彗星を検出する新たな機会が利用可能になりました。CHEOPSとTESSからのデータを組み合わせて、分光法で変動が検出されたA型星である5Vulの光曲線を調査し、系内に塵を含んだ彗星の尾の存在を示す可能性のある非周期的な通過を探索します。微小天体の証拠は見つかりませんでしたが、データの高精度と、以前の分光結果およびモデルとの組み合わせにより、外彗星のサイズと空間分布の推定が可能になります。
z>3 における MUSE Ly-alpha エミッターの UV スペクトル特性とライマン連続体エスケープの関連付け
| Title |
Linking_UV_spectral_properties_of_MUSE_Ly-alpha_emitters_at_z>3_to_Lyman_continuum_escape |
| Authors |
I._G._Kramarenko,_J._Kerutt,_A._Verhamme,_P._A._Oesch,_L._Barrufet,_J._Matthee,_I._Goovaerts,_T._T._Thai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07044 |
宇宙の再電離の主役である可能性が最も高い星形成銀河において、電離放射線(LyC$f_{\rm{esc}}$)の高い脱出率を引き起こす物理的条件はまだ完全には理解されていません。LyCエスケープに関連するLyman-$\alpha$ラインプロファイルの特性を使用して、1422個のMUSE-wideおよびMUSEHUDFLyman-$\alpha$エミッター(LAE)のコンパイルされたサンプルから、潜在的なLyCリーカーと非リーカーを選択します。赤方偏移範囲2.9<z<6.7。スペクトルスタッキングを実行してレストフレームのUV吸収線と輝線の高いS/N比検出を取得し、LyCリーカー候補を含むスタックが(i)強い星雲OIII]1666、[SiIII]1883および[CIII]を示すことを発見しました。]1907+CIII]1909放射は、若い金属の少ない星から来る電離光子の生成速度の上昇による高い電離パラメータを示唆しています。(ii)HeII1640の高い等価幅(約1～3Å)。これは、高い電離光子生成効率とともにハード電離スペクトルを示している可能性があります。(iii)SiII*1533の発光。視線外に中性水素が存在することが明らかになり、高度に異方性の星間物質(ISM)が示唆されます。(iv)高いCIV1548,1550対[CIII]1907+CIII]1909比(CIV/CIII]>0.75)。ISMの透明性の向上と部分的に関連しています。対照的に、非リーカーを含むスタックは、より弱い星雲輝線、低いHeII1640等価幅(<1Å)、および低いCIV/CIII](<0.25)を示しており、ISMのイオン化状態が低く、中性水素含有量が高いことを示唆しています。。したがって、我々の結果は、CIV/CIII]比が$f_{\rm{esc}}$の間接的なトレーサーとして使用できることを実証し、再電離時代の星形成銀河間の電離源を同定するための有望なツールを提供する。
恒星の誕生後最初の数百マイルにおける巨大分子雲による効率的な放射状移動
| Title |
Efficient_radial_migration_by_giant_molecular_clouds_in_the_first_several_hundred_Myr_after_the_stellar_birth |
| Authors |
Yusuke_Fujimoto,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Junichi_Baba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07050 |
太陽系を含む銀河円盤内の星は誕生軌道から外れ、放射状の混合と垂直加熱を経験しています。銀河円盤の流体力学シミュレーションを実行することにより、生まれたばかりの星や薄い円盤星と厚い円盤星を模倣するために最初は円盤内に位置していたトレーサ粒子が、巨大分子雲との重力相互作用によって初期のほぼ円形の軌道からどの程度変位するかを調査します。(GMC)。渦巻き腕や棒など、星の軌道を変える可能性のある他の摂動体の影響を排除するために、銀河のポテンシャル全体に軸対称の形式を使用します。まず、動径および垂直速度分散$\sigma_R$および$\sigma_z$の時間発展を、$\sigma\proptot^{\beta}$のべき乗則関係と比較することによって調べます。指数$\beta$は時間とともに減少しますが、1Gyrで0.3$\sim$0.6という大きな値を維持しており、高速かつ効率的なディスク加熱を示しています。次に、GMCによる効率的な星散乱も各星の角運動量の変化を引き起こし、したがって半径方向の移動を引き起こすことがわかりました。この効果は、古い円盤星よりも生まれたばかりの星でより顕著です。最初に銀河の中央面に位置していた恒星のほぼ30パーセントは、1ギヤで半径方向に1kpc以上移動します。動的加熱と放射状移動は最初の数百ミリで劇的に発生します。垂直振動の振幅が増加するにつれて、ほとんどのGMCが分布する銀河面で過ごす時間が減少し、加熱と移動の増加速度が遅くなります。
NIKA2 宇宙論的遺産探査: 調査の説明と銀河数の数
| Title |
NIKA2_Cosmological_Legacy_Survey:_Survey_Description_and_Galaxy_Number_Counts |
| Authors |
L._Bing,_M._B\'ethermin,_G._Lagache,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_N._Billot,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_D._Elbaz,_A._Gkogkou,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_D._Liu,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_P._Lustig,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_C._Tucker,_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07054 |
目的。赤方偏移が大きい状態で塵に覆われた銀河を探査するには、ミリメートル深度の探査が必要です。IRAM30メートル望遠鏡に搭載されたNIKA2カメラを使用して、1.2mmおよび2mmでの大規模な観測プログラムを実施しました。このNIKA2宇宙論遺産調査(N2CLS)は、GOODS-NとCOSMOSという2つの象徴的な分野をカバーしています。N2CLS調査を紹介し、2017年10月から2021年5月までの段階的なN2CLS観測に基づいた新しい1.2mmおよび2mmの数カウント測定結果を示します。入力天空モデルと計器ノイズおよびデータ削減パイプラインアーティファクトを組み合わせたエンドツーエンドのシミュレーションを開発します。このシミュレーションは、サンプル純度、フラックスブースティング、パイプライン伝達関数、完全性、および調査の有効面積を計算するために使用されます。銀河クラスタリングを含む117deg$^2$SIDESシミュレーションを天空モデルとして使用しました。私たちの形式主義により、銀河数カウントを取得するためにソース数カウントを修正することができます。この2つの違いは、単一ディッシュ機器の大きなビーム内でいくつかの銀河が混合されることによって引き起こされる解像度効果によるものです。結果。N2CLS-2021年5月の調査では、1-$\sigma$の平均騒音レベルは、GOODS-Nでは159acmin$^2$で0.17と0.048mJy、COSMOSでは1010acmin$^2$で0.46と0.14mJyに達し、1.2でした。それぞれ2mmと2mmです。80%の純度閾値の場合、GOODS-Nでは120個と67個のソースが検出され、COSMOSでは195個と76個のソースが1.2mmと2mmで検出されます。私たちの測定は、明るい単一ディッシュを深い干渉計の数値カウントに結び付けます。解像度の影響を補正した後、結果は単一ディッシュと干渉計の数カウントを調整し、モデル予測とさらに正確に比較されます。
バースト星形成による高赤方偏移銀河のミニ消光
| Title |
Mini-Quenching_of_High-Redshift_Galaxies_by_Bursty_Star_Formation |
| Authors |
Tibor_Dome,_Sandro_Tacchella,_Anastasia_Fialkov,_Avishai_Dekel,_Omri_Ginzburg,_Sharon_Lapiner,_Tobias_J._Looser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07066 |
JWST/NIRSpecによる低質量$z=5.2$と中間質量$z=7.3$(JADES-GS-z7-01-QU)の消光銀河の最近の観測は、$を超える星形成が停止していることの最初の証拠であるz\sim5$。ここでは、銀河形成の3つのモデルを使用して、高い赤方偏移でのバースト的な星形成が$M_{\star}=10^7-10^9\M_{\odot}$の質量範囲で一時的に消光またはミニクエンチされた銀河をどのように生成するかを示します。:周期ボックスシミュレーションIllustrisTNG、ズームインシミュレーションVELA、および経験的ハローモデル。ミニクエンチの主な原因は、恒星のフィードバック、銀河へのガス降着の欠如、および銀河間相互作用です。ミニクエンチ現象の豊富さは3つのモデル間で一致しています。人口は最初$z\sim8$以下に現れ、その後、ミニクエンチ銀河の割合は$z=7$の$\sim0.5$%から宇宙時間とともに増加します。$z=4$で$\sim1-2$%に、$8.0\times10^{-6}$Mpc$^{-3}$と$5.4\times10^{-4}の共移動数密度に相当それぞれ$Mpc$^{-3}$。VELA銀河について推定される星形成率デューティサイクル($f_{\mathrm{duty}}\sim99.56^{+0.4}_{-4.5}$%at$z=7$)はこれと一致します。VELAの星形成履歴(SFH)は、$z=4-8$でのミニクエンチングは$\sim20-40$Myrの期間で短く、これは内部星の自由落下タイムスケールに近いことを示唆しています。ハロー。ただし、IllustrisTNGとVELAのミニクエンチ銀河の模擬スペクトルエネルギー分布は、$\sim40$Myrのタイムスケールでよりバースト性が高くなるようにSFHが人工的に変更されない限り、JADES-GS-z7-01-QU測光と一致しません。ミニクエンチ銀河の研究は、JADES-GS-z7-01-QUで推定されるSFHを説明するのに十分な高赤方偏移でのバースト性を生成しない可能性があるため、銀河形成を支配するサブグリッドモデルの校正に役立つ可能性があります。
シグナス X 分子雲の多重対数正規密度構造: べき乗則を用いない N-PDF のフィッティング
| Title |
Multi_log-normal_density_structure_in_Cygnus-X_molecular_clouds:_A_fitting_for_N-PDF_without_power-law |
| Authors |
Takeru_Murase,_Toshihiro_Handa,_Ren_Matsusaka,_Yoshito_Shimajiri,_Masato_I.N._Kobayashi,_Mikito_Kohno,_Junya_Nishi,_Norimi_Takeba,_Yosuke_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07094 |
野辺山45mはくちょう座XCO探査データを用いて、分子輝線に基づくH$_2$柱密度確率分布関数(N-PDF)を研究しました。DENDROGRAMアルゴリズムとSCIMESアルゴリズムを使用して、$^{13}$COデータ内の124個の分子雲を特定しました。これらの同定された分子雲から、0.4度$^2$以上の範囲を持つ11個の分子雲についてN-PDFが構築された。N-PDFのフィッティングから、N-PDFは1つまたは2つの対数正規分布によく適合できることがわかりました。これらのフィッティング結果により、従来の画像とは異なる分子雲の密度構造が得られました。各雲の柱密度、高密度分子雲コア、および連続電波源の分布を調査したところ、N-PDFの形状は雲全体にわたる星形成活動との相関が低いことがわかりました。さらに、フィッティングから得られた対数正規N-PDFパラメーターが2つの印象的な特徴を示していることもわかりました。まず、低密度部分の対数正規分布は、ほぼすべての分子雲で同じ平均柱密度($\sim$10$^{21.5}$cm$^{-2}$)を持ちました。第二に、対数正規分布の幅は、構造の平均密度が増加するにつれて減少する傾向がありました。これらの相関関係は、N-PDFの形状が分子雲全体の密度と乱流構造の間の関係を反映しているが、星形成活動の影響をあまり受けていないことを示唆しています。
星間物質中の重水素化メチリジン（CD）を初めて検出
| Title |
First_detection_of_deuterated_methylidyne_(CD)_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Arshia_M._Jacob,_Karl_M._Menten,_Friedrich_Wyrowski_and_Olli_Sipil\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07143 |
重水素元素の存在量は比較的低い（D/H～数1E-5）ものの、多くの星間分子では桁違いに高いD/H存在比が発見されており、これは重水素の分別によって強化されています。低温分子雲(T<20K)では、重水素の分別はH2D+イオンによって駆動されますが、高温(T>20-30K)では、気相重水素化はCH2D+およびC2HD+との反応によって制御されます。冷たい星間重水素化学の推進におけるH2D+の役割はよく理解されていますが、H2D+の直接測定による観測上の制約のおかげで、CH2D+に由来する重水素化については、その重要なイオンの直接の観測上の制約が存在しないため、あまり理解されていません。したがって、中間温度での重水素の化学を研究するには、化学代替物の利用が不可欠です。イオン分子化学の初期段階で、CH3+(CH2D+)の解離的再結合から直接形成されるCH(CD)は、CH2D+との反応によって開始される重水素置換を調査するための理想的なトレーサーです。この論文は、広く研究されている低質量原始星系IRAS16293-2422に向けて、APEX12m望遠鏡を使用して実行された、星間物質中のCDの最初の検出を報告します。観測されたCD/CH存在比0.016を再現する気相化学モデルは、これが「温かい重水素化学」（星間物質の適度に暖かい条件で起こる）を反映していることを示唆し、CD/CH比を制約する際に使用できる可能性を示しています。調査対象のエンベロープガス雲のガス温度。
SEDIGISM 調査における大規模な速度コヒーレント フィラメント: スパイラル アームとの関連および高密度ガスの割合
| Title |
Large-scale_Velocity-coherent_Filaments_in_the_SEDIGISM_Survey:_Association_with_Spiral_Arms_and_Fraction_of_Dense_Gas |
| Authors |
Y._Ge,_K._Wang,_A._Duarte-Cabral,_A._R._Pettitt,_C._L._Dobbs,_\'A._S\'anchez-Monge,_K._R._Neralwar,_J._S._Urquhart,_D._Colombo,_E._Dur\'an-Camacho,_H._Beuther,_L._Bronfman,_A._J._Rigby,_D._Eden,_S._Neupane,_P._Barnes,_T._Henning,_A._Y._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07353 |
コンテクスト。星間物質中のフィラメント構造は星の形成と密接に関係しています。大規模フィラメントにおける高密度ガス質量分率(DGMF)または凝集体形成効率が、ホスト星形成活動を決定する可能性があります。目的。私たちは、大規模なフィラメントを自動的に識別し、特徴付け、銀河構造との関連を調査し、そのDGMFを研究することを目指しています。方法。私たちは、修正された最小スパニングツリー(MST)アルゴリズムを使用して、SEDIGISM(内部銀河星間媒体の構造、励起、およびダイナミクス)調査から以前に抽出されたパーセク規模の13CO塊を連鎖させます。MSTは、エッジの長さの合計が最小になるようにグラフ内のノードを接続します。修正されたMSTはノード間の速度コヒーレンスも保証するため、識別されたフィラメントは位置-位置-速度(PPV)空間でコヒーレントになります。結果。銀河内部面にある88個の大規模($>10pc$)フィラメントのカタログを生成します($-60^\circ<l<18^\circおよび$|b|<0.5^\circ$)。これらのSEDIGISMフィラメントは、BGPSおよびATLASGAL調査から以前に特定されたMSTフィラメントよりも大きく、密度が低いです。8本のフィラメントが渦巻状の腕に沿って走っており、天の川の「骨」とみなせることがわかりました。また、PPV空間では局所拍車に関連する3つの骨も見つかります。これまでの調査よりも一桁多い、銀河全体で利用可能なDGMFを含む168本の大規模フィラメントをコンパイルすることにより、DGMFは銀河の位置と相関しないが、骨は他のフィラメントよりも高いDGMFを持っていることがわかりました。
GMP で選択されたデュアルおよびレンズ付き AGN: 近赤外色と VLT/ERIS、KECK/OSIRIS、および LBT/LUCI
からの分解スペクトルに基づく選択機能と分類
| Title |
GMP-selected_dual_and_lensed_AGNs:_selection_function_and_classification_based_on_near-IR_colors_and_resolved_spectra_from_VLT/ERIS,_KECK/OSIRIS,_and_LBT/LUCI |
| Authors |
F._Mannucci,_M._Scialpi,_A._Ciurlo,_S._Yeh,_C._Marconcini,_G._Tozzi,_G._Cresci,_A._Marconi,_A._Amiri,_F._Belfiore,_S._Carniani,_C._Cicone,_E._Nardini,_E._Pancino,_K._Rubinur,_P._Severgnini,_L._Ulivi,_G._Venturi,_C._Vignali,_M._Volonteri,_E._Pinna,_F._Rossi,_A._Puglisi,_G._Agapito,_C._Plantet,_E._Ghose,_L._Carbonaro,_M._Xompero,_P._Grani,_S._Esposito,_J._Power,_J._C._Guerra_Ramon,_M._Lefebvre,_A._Cavallaro,_R._Davies,_A._Riccardi,_M._Macintosh,_W._Taylor,_M._Dolci,_A._Baruffolo,_H._Feuchtgruber,_K._Kravchenko,_C._Rau,_E._Sturm,_E._Wiezorrek,_Y._Dallilar,_M._Kenworthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07396 |
ガイアマルチピーク(GMP)技術は、秒角以下の間隔で多数の二重またはレンズ型活動銀河核(AGN)の候補を特定することができ、同じ銀河内の複数の超大質量ブラックホール(SMBH)と銀河系の両方を研究することができます。珍しい、コンパクトなレンズシステム。観察されたサンプルは、1)GMP技術の選択機能がわかっていて、2)各システムがデュアルAGN、レンズAGN、またはAGN/スターアラインメントとして分類されていれば、SMBHマージのモデルの予測をテストするために使用できます。ここでは、二次（より暗い）天体が等級G<20.5である場合、GMP選択が0.15インチを超える分離で非常に効率的であることを示します。VLT/ERISおよびKeck/OSIRISを使用した5つのGMP候補の分光学的分類を示し、それらを以下と比較します。a)LBT/LUCIで得られた7つのシステムの近赤外色、b)全体の空間的に未分解のスペクトルの分析から得られた分類、色と統合されたスペクトルはすでに多くのシステムの信頼できる分類を提供できると結論付けています。最後に、GMP技術によって選択されたz>0.5で確認された14個の二重AGNを要約し、このサンプルを文献からの他の同様のシステムと比較し、GMPが7kpc未満の分離で多数の確認された二重AGNを提供できると結論付けます。
天の川銀河の外側の低${\alpha}$円盤 -- I: 射手座の最初の周心円通過の証拠?
| Title |
The_outer_low-${\alpha}$_disc_of_the_Milky_Way_--_I:_evidence_for_the_first_pericentric_passage_of_Sagittarius? |
| Authors |
Payel_Das,_Yang_Huang,_Ioana_Ciuca,_Francesca_Fragkoudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07426 |
位相空間データ、化学、年代を総合すると、天の川銀河の外側の低${\alpha}$円盤の複雑な構造が明らかになりました。太陽近傍を越えた年齢と鉛直方向の速度分散プロファイルは、銀河面を越えた恒星では6ジャイロで大幅な上昇を示しています。6Gyrより古い星は、若い星よりもかなり高温です。化学的性質と年齢のヒストグラムから、[Fe/H]=-0.5、[${\alpha}$/Fe]=0.1、外側円盤の年齢7.2Gyrに隆起が見られます。最後に、年齢-金属度平面で13.5kpcを超えた星を見ると、この隆起のすぐ下に、同じ年齢のより低い金属度に向かうかすかな縞が明らかになります。年齢の不確実性を考慮すると、これらの特徴は関連しており、既存の星を加熱し、既存のガスのスターバーストを引き起こした6Gyr前の巨大な衛星の周心通過を示唆していると考えられます。新しい星も、金属が乏しい降下ガスから形成されました。インパルス近似を使用して衛星との相互作用を特徴付け、質量が約1e11M$_{\odot}$、周心位置が12～16kpcであることが判明しました。証拠は、いて座矮小銀河との相互作用、おそらく最初の周心銀河通過を示している。
合体後の銀河のスターバースト後の性質
| Title |
Post-Starburst_Properties_of_Post-Merger_Galaxies |
| Authors |
Wenhao_Li,_Preethi_Nair,_Kate_Rowlands,_Karen_Masters,_David_Stark,_Niv_Drory,_Sara_Ellison,_Jimmy_Irwin,_Shobita_Satyapal,_Amy_Jones,_William_Keel,_Kavya_Mukundan_and_Zachary_Tu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07474 |
スターバースト後銀河(PSB)は、最近の急速な星形成消失の証拠を示す遷移銀河です。消光の誘発における銀河合体の役割を理解するために、SDSS単繊維スペクトルとMaNGA分解IFUスペクトルの両方を使用して、合体後の銀河におけるPSBの発生率と分解されたPSB特性を調査します。単一ファイバーのPSB診断を使用すると、合体後の銀河は制御銀河と比較して10～20倍のPSB過剰があることがわかりました。解決されたPSB診断を使用すると、合併後の中央(C)PSBおよびリング状(R)PSBの割合でも同様に約19倍の過剰が見られます。ただし、合体後の銀河と制御銀河の両方のCPSB+RPSBの60%が単一ファイバーのデータでは欠落しています。解析されたPSB分布を視覚的に検査することにより、合体後のPSBではアウトサイドインクエンチングの割合がインサイドアウトクエンチングよりも7倍高い一方、制御銀河のPSBではこれらの消光方向に大きな違いが見られないことがわかりました。さらに、MaNGA-HIデータを使用すると、合併後の非PSBと比較してPSBのHIガスがわずかに不足していることがわかります。合併後のPSBの過剰は、合併がクエンチングを引き起こす上で重要な役割を果たしていることを示唆しています。分解されたIFUスペクトルは、単一ファイバのスペクトルで失われたPSBを回復するために重要です。合体後のインサイドアウトクエンチングと比較してアウトサイドインクエンチングが過剰であることは、AGNがこれらの銀河における支配的なクエンチング機構ではなく、円盤からのプロセス（ガスの流入/消費および恒星のフィードバック）がより重要な役割を果たしているということを示唆している。
XMM-LSS 場における電波大音量の活動銀河のスペクトル年齢分布
| Title |
Spectral_age_distribution_for_radio-loud_active_galaxies_in_the_XMM-LSS_field |
| Authors |
Siddhant_Pinjarkar,_Martin_J._Hardcastle,_Jeremy_J._Harwood,_Dharam_V._Lal,_Peter_W._Hatfield,_Matt_J._Jarvis,_Zara_Randriamanakoto,_and_Imogen_H._Whittam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07561 |
FRtype-IおよびFRtype-II源で見られるような高エネルギー粒子のジェットは、Radio-LoudAGNの中心から放出され、クラスター内媒体/銀河間媒体の周囲のソースに影響を与えます。ジェット出力を測定し、フィードバックへの影響を判断するには、このようなソースの年齢に制約を設けることが重要です。スペクトル年齢モデルを使用してこれらの情報源の年齢を評価するには、高解像度の多波長データが必要です。XMM-LSSフィールドの新しい高感度で高解像度のMIGHTEEサーベイと、低周波アレイ(LOFAR)および巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)からのデータは、異なる周波数で同様の解像度で取得されたデータを提供します。調査フィールドにおける無線大音量AGNのスペクトル年齢分布。この研究では、Jaffe-Perola(JP)モデルを使用してピクセルごとに分析された、最もよく適合するスペクトル年齢分布を持つ28個の電波銀河のサンプルを提示します。一般的に適合度は良好で、サンプル内のオブジェクトの最大年齢は280万年から1億1500万年の範囲内で、中央値は871万年です。小さな光源の詳細な年齢分布を観察するには、さまざまな周波数にわたる高解像度マップが必要であり、より暗い広範囲の放射を観察するには高感度マップが必要です。我々は、ソースの物理的サイズの合計とその年代の間に相関関係を観察しておらず、我々の観察を説明するには、力学モデルとスペクトル年代分析のアプローチの両方に何らかの修正が必要である可能性があると推測しています。
ニュートリノシャワー検出による拡張 PeVatron ソースの特定
天の川銀河の非常に高エネルギーのハドロン宇宙線加速器、PeVatronを特定することは重要な問題です。ガンマ線観測により有望な線源候補が明らかになりますが、確実性を得るにはニュートリノ検出が必要ですが、これはまだ成功していません。なぜだめですか？最近の論文[T.須藤とJ.F.Beacom、Phys.Rev.D107、043002(2023)]。ここでは、宇宙線の伝播効果または線源のクラスターのいずれかにより、PeVatronが大きな角度範囲を持っているために問題が発生する可能性をさらに調査します。拡張ニュートリノ源は、一般的に使用されるミューオン追跡チャネルでは見逃される可能性があるが、立体角あたりの大気ニュートリノ背景束が低いオールフレーバーシャワーチャネルでは発見できる可能性があることを示します。本質的に、シャワーは非常に指向性があり、IceCubeのような氷ベースの検出器では光の散乱によって現在ひどく汚れているにもかかわらず、将来のKM3NeTのような水ベースの検出器ではそのように見えるでしょう。私たちの結果は、天の川銀河のハドロンPeVatronを特定するための包括的なアプローチの一環として、新たなシャワーベースの探索を動機づけています。
NuSTAR で確認された IGR J16320-4751 のハードパルスフラクションと候補サイクロトロンラインのドロップ
| Title |
Drop_in_the_hard_pulsed_fraction_and_a_candidate_cyclotron_line_in_IGR_J16320-4751_seen_by_NuSTAR |
| Authors |
Arash_Bodaghee_(1),_Alan_J.-L._Chiu_(2),_John_A._Tomsick_(3),_Varun_Bhalerao_(4),_Eugenio_Bottacini_(5,6,7),_Maica_Clavel_(8),_Cody_Cox_(1),_Felix_F\"urst_(9),_Matthew_J._Middleton_(10),_Farid_Rahoui_(11),_Jerome_Rodriguez_(12),_Pat_Romano_(13),_Joern_Wilms_(14)_((1)_GCSU,_(2)_NSO-NARL_Taiwan,_(3)_UC_Berkeley,_(4)_IIT_Mumbai,_(5)_Stanford_U.,_(6)_U._Padova,_(7)_Eureka_Sci.,_(8)_CNRS-IPAG_U._Grenoble,_(9),_ESA-ESAC,_(10)_U._Southampton,_(11)_ESO-Garching,_(12)_CNRS-AIM_U._Paris-Saclay,_(13)_INAF-OAB,_(14)_ECAP_K.-R.-Sternwarte) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07068 |
我々は、IGRJ16320-4751(=AXJ1631.9-4752)の50ksNuSTAR観測のタイミングおよびスペクトル解析について報告します。ゆっくり回転する中性子星を収容する大質量X線連星。2015年のこの観測では、2004年に測定された周期と比較した場合、自転周期は1,308.8+/-0.4秒であり、周期微分値dP/dt~2E-8ss-1が得られました。さらに、パルス率は関数として減少しました。以前に見られた一定の傾向とは対照的に、エネルギーの増加。これは、その間の11年間における降着系の形状の変化を示唆しています。位相平均スペクトルは、降着パルサーの典型的なモデル、つまり指数関数的なカットオフを持つべき乗則に適合しました。これにより、既知の鉄K-アルファ線に起因する6.4keVの正の残差と、5シグマの有意性で検出された候補サイクロトロン線からの14keV付近の負の残差が残りました。磁束と成分の正規化における予想される変化を除いて、スピン周期全体にわたるスペクトルパラメータに大きな違いは見つかりませんでした。観測の前半に、約5ks続くフレアが捉えられ、X線の放射が強化され、局所的な柱密度が減少しました。最後に、2005年から2022年までのSwift/BAT監視データのおかげで、連星の公転周期は8.9912+/-0.0078dに改良されました。
IceCube: 活動銀河からのニュートリノ
IceCubeプロジェクトは、3立方キロメートルの透明な南極の天然氷をチェレンコフ検出器に変換しました。それは、銀河系外で発生し、銀河系外起源の高エネルギーガンマ線のエネルギー束を超えるエネルギー束を持つTeV-PeVエネルギーのニュートリノを発見しました。他の光の波長とは異なり、銀河系外ニュートリノは、私たちの天の川銀河の近くの発生源を上回ります。宇宙ニュートリノ拡散束の最新の測定結果は、宇宙ニュートリノに伴う中性パイオンによって生成される高エネルギーガンマ線が線源内でエネルギーを失い、MeV以下のエネルギーで観測される可能性が高いことを示している。改善されたデータ選択と強化されたデータ分析方法による10年間のアーカイブデータの再分析の後、活動銀河NGC1068がニュートリノ天空図で最もホットなスポットとして浮上しました。また、事前に選択された110個の高エネルギーガンマ線源の位置を検索する際に最も重要な線源でもあります。さらに、活動銀河PKS1424+240とTXS0506+056からニュートリノが放出されている証拠も見つかりました。TXS0506+056は、290TeVのエネルギーのニュートリノによって引き起こされたマルチメッセンジャーキャンペーンのニュートリノ発生源としてすでに特定されており、また、アイスキューブのアーカイブデータにおけるこの発生源からの2014年のニュートリノバーストの独立した観測によっても確認されていました。この観測は、活動銀河が宇宙ニュートリノと宇宙線の発生源であることを示しており、その中心にある超大質量ブラックホール近くのガンマ線に遮られた高密度の核がニュートリノの発生場所であり、通常は$10\sim100$シュヴァルツシルト半径以内にあることが示されています。
SS433における軌道分離の進化的増加とロシュローブサイズの変化
| Title |
Evolutionary_Increase_of_the_orbital_Separation_and_Change_of_the_Roche_Lobe_Size_in_SS433 |
| Authors |
Anatol_Cherepashchuk,_Alexander_Belinski,_Alexander_Dodin,_Konstantin_Postnov_(SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07093 |
我々は、SS433の長期測光モニタリングの結果を提示します。これは、SS433の公転周期が、長期進化により$(1.14\pm0.25)\times10^{-7}$s~s$^{-の割合で増加していることを証明しています。1}ドル。コンパクト伴星の周りの超臨界降着円盤を通るSS433の非保存的物質移動の物理モデルを使用して、SS433の二元質量比$q=M_x/M_v$が$\gtrsim0.8$であることを確実に確認します。光学星の質量$M_v\sim10M_\odot$の場合、SS433のコンパクトな天体は質量$M_{BH}\gtrsim8M_\odot$のブラックホールです。我々は、SS433で発見された軌道周期の増加、つまり軌道間隔の経年変化と光星のロシュローブのサイズの進化的意味について議論する。質量減少率$dM_v/dt\sim10^{-4}-3\times10^{-5}M_\odot$/年、光学星の質量$M_v\sim10-15M_であることを示します。\odot$見つかった軌道周期の増加は、対応する軌道間隔の増加を意味しており、ロシュローブのサイズは歳差運動周期で変調される光学星の質量損失率に応じて平均一定値付近で縮小または拡大する可能性があります。
WR+OB 連星における進化軌道周期変化の分光学的探索: CQ Cep と CX Cep の場合
| Title |
Spectroscopic_Searches_for_Evolutionary_Orbital_Period_Changes_in_WR+OB_Binaries:_The_case_of_CQ_Cep_and_CX_Cep |
| Authors |
I._Shaposhnikov,_A._Cherepashchuk,_A._Dodin,_K._Postnov_(SAI_MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07105 |
我々は、2020年から2023年にかけて低解像度スリット分光器TDSを用いて実施された、2つの日食WR+OB系CQCepとCXCepの分光観測結果を紹介する($\lambda\lambda=3660-7410$\AA,$R=1300-2500$)、SAIMSUコーカサス山天文台の2.5メートル望遠鏡で。CQCepについては、WN6星の動径速度曲線が構築され、OB星の分光痕跡の可視性の問題が議論され、成分の質量比$q\sim0.6$が推定されます。CXCepの場合、WN5コンポーネントとO5コンポーネントの両方に対して動径速度曲線が構築され、それらの質量と円軌道要素を洗練できるようになります。異なる時代に得られたこれらの系の動径速度曲線を比較することにより、分光法により軌道周期変化率$\dot{P}$を導き出すことができ、モーメントの比較によって得られた推定値とよく一致することがわかった。主食極小値:CQCepの$\dot{P}=-0.0151\pm0.0013$syr$^{-1}$および$\dot{P}=0.054\pm0.009$syr$^{CXCepの場合は-1}$。銀河WR+OB連星および関連天体の軌道進化を研究するための分光力学法の適用可能性の見通しが検討されます。また、近接連星系における星の風の質量損失を伴う星の有限サイズが軌道進化に及ぼす影響についても議論します。
GW170817 ホスト銀河の空間的に分解された特性
| Title |
The_Spatially_Resolved_Properties_of_the_GW170817_Host_Galaxy |
| Authors |
Yubin_Li,_Jirong_Mao,_Jianbo_Qin,_Xianzhong_Zheng,_Fengshan_Liu,_Yinghe_Zhao,_Xiao-Hong_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07281 |
GW170817は、電磁波(EM)対応物であるGRB170817Aに関連する固有の重力波(GW)イベントです。NGC4993はGW170817/GRB170817Aのホスト銀河として特定されています。この論文では、NGC4993の空間分解能特性に特に焦点を当てます。さまざまな光学帯域における高空間分解能画像の包括的なデータ分析からの測光結果を示します。形態学的分析により、NGC4993は、大規模な銀河合体による顕著な残骸のない典型的な初期型銀河であることが明らかになりました。NGC4993の空間的に解像された恒星集団の特性は、銀河中心が受動的な進化を遂げ、その周辺がガスの降着によって形成されたことを示唆しています。超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の共進化シナリオにより、銀河ごとのコンパクト天体の合体率を導き出します。銀河形成が赤方偏移1.0である場合、1.0から5.0Gyrまでの合体減衰時間内で、銀河あたりの合体率は$3.2\times10^{-4}$～$7.7\times10^{-5}$になります。この結果は、現在進行中のGWEM対応物の検出に重要な情報を提供します。この論文で紹介したHSTデータ解析は、将来的には中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の研究にも応用できる可能性があります。
| Title |
Phase_Transition_Phenomenology_with_Nonparametric_Representations_of_the_Neutron_Star_Equation_of_State |
| Authors |
Reed_Essick,_Isaac_Legred,_Katerina_Chatziioannou,_Sophia_Han,_Philippe_Landry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07411 |
中性子星の天体物理学的観測は、高密度の核物質の構造を調査し、高密度での相転移を明らかにする可能性を秘めています。最近の解析は、有限数のパラメータを使用した状態方程式のパラメータ化モデルに基づいており、場合によっては相転移現象を捉えることを目的とした追加のパラメータが含まれています。ただし、そのようなモデルは許可される動作の種類を制限しており、真の状態方程式と一致しない可能性があります。基礎的なパラメータ化に依存せず、したがってパラメータ化によって制限されることなく、状態方程式から直接相転移を抽出する補完的なアプローチを導入します。次に、天体物理データを使用して、中性子星における相転移の存在を制約します。現在のパルサーの質量、潮汐変形能、および質量半径の測定では、考えられる最も強い相転移(粒子あたりの潜在エネルギー$\gtrsim100\,\mathrm{MeV}$)のみが不利になります。より弱い相転移は観察と一致しています。私たちは、将来の重力波観測による相転移の測定の見通しをさらに調査し、\result{$O(100)$}のイベントのカタログからは(せいぜい)$\sim10:1$のベイズ因子が得られ、真の状態方程式に非常に強い相転移が含まれている場合でも、相転移は起こりません。私たちの結果は、中性子星の観測は、詳細な微視的な挙動ではなく、主に巨視的な特性の傾向を制約するという考えを強化します。微調整された状態方程式モデルは、近い将来も制約を受けないままになる可能性があります。
惑星間シンチレーションとパルサーパルスの統計
通過するパルスパルサー放射に対する惑星間プラズマの影響が考慮されます。大型フェーズドアレイ(プシチノ天文台)で検出された2つの回転電波過渡現象(J0609+16、J1132+25)とパルサー(B0320+39)のパルスが分析されました。周波数111MHzでの観測では、20°～40°の伸長で、受信パルス数の増加と減少の両方が観察されることが示されています。パルス数の変化は、惑星間シンチレーションによるパルスのエネルギー分布の歪みによって説明されます。観察されたパルス数のこれらの変化は、観察された線源の伸びに対するシンチレーション指数の予想される依存性と定性的に一致しています。エネルギー別のパルスのパワー分布について、個々のパルスの観察から有効変調指数を推定できる解析式が得られます。
| Title |
Deducing_Neutron_Star_Equation_of_State_from_Telescope_Spectra_with_Machine-learning-derived_Likelihoods |
| Authors |
Delaney_Farrell,_Pierre_Baldi,_Jordan_Ott,_Aishik_Ghosh,_Andrew_W._Steiner,_Atharva_Kavitkar,_Lee_Lindblom,_Daniel_Whiteson,_and_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07442 |
中性子星の内部は、地上実験の限界を超える密度と温度に達しており、核物理学を調査するための重要な実験室となります。星の内部は直接観察することはできませんが、その圧力と密度によって星の巨視的構造が決まり、それが望遠鏡で観察されるスペクトルに影響を与えます。観察と内部状態の関係は複雑で部分的に扱いにくく、推論が困難です。これまでの研究は、内部状態を記述するパラメータの恒星スペクトルからの回帰に焦点を当てていました。我々は、観測結果に基づく内部状態パラメータの完全な尤度の計算を実証します。これは、扱いにくい要素を、シミュレートされた星のサンプルで訓練された機械学習モデルに置き換えることによって実現されます。機械学習由来の尤度により、対象パラメータの事後推定を最大限に実行できるだけでなく、フルスキャンも実行できます。個々の恒星のスペクトルから恒星の質量と半径を推定し、スペクトルのセットから状態方程式パラメータを推定することにより、この技術を実証します。私たちの結果は純粋な回帰モデルよりも正確で、最も現実的なシナリオではパラメーター残差の幅が11.8%減少します。ニューラルネットワークは、中性子星の特性と観測されたスペクトルを高速にシミュレーションするためのツールとしてリリースされます。
$\gamma$ 線を放出する細線セイファート 1 銀河の可変放出状態のモデル化
| Title |
Modelling_the_variable_emission_states_of_$\gamma$-ray_emitting_Narrow-Line_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Anna_Luashvili,_Catherine_Boisson,_Andreas_Zech,_Maialen_Arrieta-Lobo,_Daniel_Kynoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07443 |
$\gamma$線を放出する細線セイファート1銀河($\gamma$-NLS1)は、低出力フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)に似た$\gamma$線を放出する活動銀河核の興味深い小さな集団を構成しています。、しかし物理的特性は異なります。それらは噴射された$\gamma$/電波大音量のセイファート銀河で、ブラックホールの質量が比較的少なく、エディントンに近い非常に高い速度で降着します。これらの発生源の一部は、比較的短い時間スケールで非常に変化しやすい発光状態を示しますが、その物理的起源は依然として解明されていません。この研究では、2つの本物のNLS1、1H0323+342とPMNJ0948+0022、およびあまり研究されていない1つのFSRQ/中間天体、B20954+25Aのさまざまな放出状態を調べます。各線源について、$\gamma$線活動のさまざまな状態についての準同時多波長データを分析し、モデルパラメータの範囲を制限するために利用可能なすべての物理的制約を考慮した広帯域放射モデリングの結果を提示しました。1ゾーンレプトニックモデルの枠組みで2つの異なるシナリオが議論されます。高エネルギー放出は、ジェット内の相対論的電子による円盤およびブロードライン領域(BLR)またはトーラス光子の逆コンプトン散乱によるものです。低状態から高状態への遷移は、外部光子場を変化させずに、ジェットパラメータの変化によってよく説明されます。パラメータ化は、ジェット内部の定常衝撃に対する粒子注入を伴う放出シナリオを支持します。すべての物理的制約を考慮すると、3つのソースすべてに対してディスクとBLRシナリオが推奨されます。私たちはマルチエポックモデリングを使用して総ジェット出力を特徴付け、$\gamma$-NLS1銀河とFSRQの本質的な性質について議論します。
アーカイブ RXTE データからの Mkn 421 の QPO
| Title |
A_QPO_in_Mkn_421_from_Archival_RXTE_Data |
| Authors |
Evan_Smith,_Lani_Oramas,_Eric_Perlman_(Florida_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07510 |
われわれは、ロッシX線タイミングエクスプローラー(RXTE)で得られたデータに基づいて、ブレーザーMkn421のX線放射における325(-7,+8)日の準周期振動(QPO)を報告します。QPOは10年以上にわたってほぼ連続的なサンプリングが行われてきたため、ASMデータ(少なくとも15サイクル)で顕著に見られます。PCAデータは、サンプリングが均一ではなく、多くの大きなギャップを示しているため、重要性は低くても裏付けとなる証拠を提供します。このQPOは、比例カウンターアレイ(PCA)と全天モニター(ASM)の光度曲線の両方に存在しますが、PCAデータの多くはターゲットからのものであるため、ASMデータの方がはるかに安全です(32シグマの有意性)。-フレア観測の機会があるため、かなりのギャップがあります。QPOは降着円盤で観測される重要な物質であり、さまざまな軌道時間スケールによって調整され、多くのメカニズムによって生成される可能性があります。それらはX線連星で広く研究されており、共通の物理原理によって支配されているのであれば、活動銀河核(AGN)にも存在するはずです。ジェット源では、QPOはジェットとディスクの相互作用やヘリカル振動を調査できます。このQPOは、これまでX線、電波、ガンマ線のデータで断続的に主張されてきましたが、ASM観測の15年間（1996年から2011年）の継続的な範囲（観測されたAGNの中でMkn421が最も明るい）により、独自の情報が得られます。窓。QPOは、ASM観測のほぼ全域に存在しているようです。私たちは、さまざまな物理的起源と調節メカニズム、特に降着円盤のリミットサイクル、ジェットの不安定性、または螺旋運動による円盤とジェットの相互作用の結果としてのQPOの解釈を調査します。リミットサイクル関連の振動は、ケプラーまたはレンズ・サーリング変調振動とは相互作用しませんが、ジェットの不安定性またはジェットの螺旋運動に関連する振動は、レンズ・サーリング歳差運動によって変調される可能性があります。
チャンドラ高角分解能レンズ下で $z=6.18$ にある極めて X 線発光クエーサー CFHQS J142952+544717
| Title |
The_extremely_X-ray_luminous_quasar_CFHQS_J142952+544717_at_$z=6.18$_under_Chandra_high-angular_resolution_lens |
| Authors |
G._Migliori,_A._Siemiginowska,_M._Sobolewska,_C.C._Cheung,_{\L}._Stawarz,_D._Schwartz,_B._Snios,_A._Saxena,_V._Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07544 |
我々は、高赤方偏移($z=6.18$)クエーサーCFHQSJ142952+544717(J1429)のサブアーク秒分解能での最初のX線観測を発表します。$\sim30$ksecのチャンドラ露光から得られた~100のネットカウント0.3-7keVスペクトルは、光子インデックス$\Gamma=2.0\pm0.2$を持ち、固有吸収体、3.6～72keVの静止系光度を意味$L_{\rmX}=(2.3^{+0.6}_{-0.5})\times10^{46}$ergs$^{-1}$。J1429の位置から30秒角の距離にある、ソフト($\Gamma\simeq2.8$)と吸収(等価水素柱密度$N_{\rmH}<13.4\times10^{)を持つ2番目のX線源を特定します。20}$cm$^{-2}$)スペクトル。これは、より低い角度分解能の観測で得られたJ1429スペクトルを汚染している可能性があります。チャンドラ画像の解析に基づくと、X線の明るさの大部分は、円盤/コロナシステムまたは適度に整列したジェットのいずれかによって、中央の$\sim3$kpc領域内で生成されます。これに関連して、低赤方偏移クェーサーと高赤方偏移クエーサーのサンプルと比較して、ソースの特性について説明します。0.5秒角から1.5秒角($\sim3-8$kpc)の環状領域にある点状の音源の予想を超えるカウントの可能性を示す兆候が見つかりました。J1429赤方偏移における対応するX線光度は$4\times10^{45}$ergs$^{-1}$です。確認された場合、この放出は大規模なX線ジェットまたは別のX線源のいずれかに関連している可能性があります。
大質量星団周囲の典型的なWHIMフィラメントと昏睡星団ソフト過剰からの軟X線放射を検出できる見込み
| Title |
Prospects_of_detecting_soft_X-ray_emission_from_typical_WHIM_filaments_around_massive_clusters_and_the_Coma_cluster_soft_excess |
| Authors |
E.Churazov,_I.I.Khabibullin,_K.Dolag,_N.Lyskova,_R.A.Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07579 |
銀河団内の高温ICMはこれらの天体を強力なX線源にする一方で、銀河団の周縁部と過密なガス状フィラメントがはるかに微弱なサブkeV放射を引き起こす可能性があります。宇宙論的シミュレーションでは、$\sim10\,{\rmMpc}$($\sim$ターンアラウンドまで)の距離までの温熱銀河間媒体(WHIM)フィラメントの空間密度に対する、豊富なクラスターの顕著な「集束」効果が示されています。半径、$r_{ta}$)以降。ここでは、Magneticumシミュレーションを使用して、特定の温度と過密度カットおよびより高密度のガスによる汚染レベルに対する統合された放出測定の観点から、その特性を特徴付けます。私たちは、大規模な星団の周りの年輪$(\sim0.5-1)\times\,r_{ta}$が、超過密度$\lesssim50$のガスの探索に最も有望な場所である可能性があることを示唆しています。X線帯におけるWHIMのスペクトル特徴をモデル化し、$\sim10^6\,{\rmK}$以下の温度とそれ以上の温度におけるガスの2つの異なる領域を特定しました。このモデルを使用して、WHIMスペクトルシグネチャに対するX線望遠鏡の感度を推定します。我々は、低密度ガスが極度に金属含有量が少ない場合を条件として、WHIM構造が将来の高スペクトル分解能ミッションの実現可能な範囲にあることを発見した。次に、近くにある大質量天体の例として、CalPVフェーズ中にSRG/eROSITAによって観測されたコーマクラスターを検討します。私たちは、中心の$r\sim40'$($\sim1100\,{\rmkpc}$)円を超えていることを発見しました。そこでは、キャリブレーションの不確実性により、非常に明るいクラスター発光を、より柔らかい成分である可能性のある保守的な上部からきれいに分離することができません。限界は、シミュレーションから予想されるレベルよりも約1桁大きいです。
| Title |
A_multi-messenger_model_for_neutron_star_-_black_hole_mergers |
| Authors |
B._P._Gompertz,_M._Nicholl,_J._C._Smith,_S._Harisankar,_G._Pratten,_P._Schmidt_and_G._P._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07582 |
中性子星とブラックホール(NSBH)の合体からのキロノバ光度曲線を予測するための半解析モデルを紹介します。このモデルはMOSFiTプラットフォームに統合されており、入力バイナリ特性と核状態方程式の考慮事項から光度曲線を生成したり、重力波(GW)検出器からの測定値を組み込んでマルチメッセンジャーパラメーター推定を実行したりできます。この迅速なフレームワークにより、バイナリ集団からのNSBHキロノバ分布の生成、GWデータからの光度曲線予測、およびMOSFiTの同等のBNSモデルとの統計的に意味のある比較が可能になります。私たちは、宇宙論的な短いガンマ線バーストに関連するキロノバ候補のサンプルを調査し、それらがNSBHシステムによって駆動されていることとほぼ一致していることを実証しましたが、ほとんどのデータは限られています。また、非常によくサンプリングされたGW170817に対するフィッティングも実行し、NSBHの合併がランタニドに乏しい噴出物を生成できないため、初期($\lesssim2$日)の発光が大幅に過小評価されることを示します。私たちのモデルは、NSBHによって駆動されるキロノヴァが、いくつかの観測角度の光波長で合体後最大1週間でピークに達する可能性があることを示しています。これは、GWシグナルがあいまいまたは存在しない場合に、出現したキロノバを早期にカバーする必要があることを示しています。合併後$\sim2$日の光度曲線だけではBNS合併と区別できない可能性があります。また、VeraC.Rubin天文台のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)によるモデルキロノバの検出可能性についても議論します。
暗黒物質の消滅との関係における M31 ガンマ線ハローの性質について
本研究では、M31ガンマ線ハロー放出のさまざまな側面を、暗黒物質(DM)の消滅との関係において分析しています。主な側面は、銀河のハローに含まれる可能性のある相対論的電子と陽電子の集団($e^\pm$)の逆コンプトン散乱(ICS)による発光強度の非対称性が星明かりの光子に及ぼす影響の予測である。この非対称性は銀河長軸の周りに存在すると予想されており、星間放射線場の異方性とM31の傾きによって生じます。ICS放射とその非対称性は、さまざまな性質を持つ弱相互作用大質量粒子(WIMP)の消滅によって生成される$e^\pm$のトライアルケースに対してGALPROPコードによってモデル化されました。非対称性は$\sim$0.1MeV以上の光子エネルギーで現れることが得られました。非対称性の形態学的およびスペクトル特性が詳細に研究されました。非対称性の潜在的な観察検出により、発光生成メカニズムにおけるレプトンの割合を推測できる可能性があり、M31ガンマ線ハロー発光の性質を理解するための貴重な推論が提供されます。最近主張されたアウターハロー発光のDM解釈に対して、特定の非対称性予測が行われました。この論文では、その解釈のために、DM消滅による二次放射(ICSおよび制動放射)の役割も研究されました。そして最後に、後者は、M31の無線データによって、最近導出されたWIMP制約に対して重大な緊張状態にあることが示されました。
超新星残骸はどのようにして冷えるのでしょうか? -- I. 形態、輝線、衝撃
| Title |
How_do_supernova_remnants_cool?_--_I._Morphology,_optical_emission_lines,_and_shocks |
| Authors |
Ekaterina_I._Makarenko_(1),_Stefanie_Walch_(1),_Seamus_D._Clarke_(2),_Daniel_Seifried_(1),_Thorsten_Naab_(3),_Pierre_C._N\"urnberger_(1),_Tim-Eric_Rathjen_(1)_((1)_I._Physikalisches_Institut,_Universit\"at_zu_K\"oln,_Z\"ulpicher_Str._77,_D-50937_K\"oln,_Germany,_(2)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_No._1,_Sec._4,_Roosevelt_Rd.,_Taipei_10617,_Taiwan,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Karl-Schwarzschild-Str._1,_85748_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07652 |
超新星(SNe)は星間物質に$\sim10^{51}$ergを注入し、それによってガスに衝撃を与えて加熱します。このエネルギーのかなりの部分は、後に放射冷却によって失われます。我々は、MAPPINGSVからの衝突励起データを使用して衝撃加熱されたガスからの冷却放射を計算するためのFLASHコードの後処理モジュールを紹介します。このツールをシミュレートされたSN残骸(SNR)に適用すると、ほとんどのエネルギーがEUV。ただし、輝線($[$OIII$]$,$[$NII$]$,$[$SII$]$,H${\alpha}$,H${\beta}$)は通常は最もよく観察できます。私たちの衝撃検出スキームは、[SII]および[NII]放射がSNRを囲む薄いシェルから発生するのに対し、[OIII]、H$\rm\alpha$、およびH$\rm\beta$はSNRを囲む薄いシェルから発生することを示しています。SNRバブル内の体積を満たす高温ガス。射出線の輝度は視線に沿った吸収により10～80%減少する可能性があるため、光輝線はSNRの複雑な構造と空面への投影によって影響を受けることがわかりました。さらに、酸素または硫黄のBPTダイアグラムでSNRを正しく分類するには、汚染バックグラウンド放射線を差し引く必要があります。合成観測から得られた電子の温度と密度はシミュレーションとよく一致しますが、想定される金属量に非常に敏感です。
核反応ネットワーク WinNet
| Title |
The_nuclear_reaction_network_WinNet |
| Authors |
M._Reichert,_C._Winteler,_O._Korobkin,_A._Arcones,_J._Bliss,_M._Eichler,_U._Frischknecht,_C._Fr\"ohlich,_R._Hirschi,_M._Jacobi,_J._Kuske,_G._Mart\'inez-Pinedo,_D._Martin,_D._Mocelj,_T._Rauscher,_F.-K._Thielemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07048 |
我々は、多種多様な天体物理環境および条件における元素合成収率を計算できる、最先端のシングルゾーン核反応ネットワークWinNetを紹介します。これは、数個の原子核のみが考慮される原始元素合成の計算から、数千個の原子核が関与する中性子星合体の噴出物まで多岐にわたります。ここでは、反応ネットワークの基礎となる物理学と実装の詳細について説明します。さらに、陰的オイラー法とギアーズ法という2つの異なる積分法の数値実装とその長所と短所を示します。さらに、ネットワークとともに提供する熱力学条件の基本的なサンプルケースについて説明し、簡単なテストケースを使用してコードの信頼性を実証します。原稿が出版に受理されると、WinNetは一般に公開され、オープンソースになります。
自動的に微分可能なシミュレーションによる高次の弱いレンズ統計の威力の予測
| Title |
Forecasting_the_power_of_Higher_Order_Weak_Lensing_Statistics_with_automatically_differentiable_simulations |
| Authors |
Denise_Lanzieri,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Chirag_Modi,_Benjamin_Horowitz,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Jean-Luc_Starck_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07531 |
我々は、微分可能レンズライトコーン(DLL)を紹介します。これは、宇宙論的パラメーターに関するレンズ観測量の導関数へのアクセスを必要とするベイジアン推論アルゴリズムのフォワードモデルとして使用するために設計された完全に微分可能な物理モデルです。公開されているFlowPMN体コード、パーティクルメッシュN体ソルバーを拡張し、レンズライトコーンをシミュレートし、Tensorflowフレームワークにボーン近似を実装します。さらに、DLLは、低い計算コストで高い精度を達成することを目的としています。そのため、宇宙論的なN体シミュレーションの粒子メッシュスキームから生じる小規模な近似を補償できる、新しい物理ニューラルハイブリッドパラメータ化が統合されています。レンズ角度パワースペクトルとマルチスケールピークカウントの両方を比較することにより、LSST設定でのシミュレーションを高解像度$\kappa$TNGシミュレーションと比較して検証します。赤方偏移1のソースに対して$\ell=1000$で、Mpc/hあたりわずか$\sim0.6$粒子で、レンズ$C_\ell$を最大10%の精度で回復できる能力を実証します。最初の使用例として、このツールを使用して、LSST設定における角度パワースペクトルとピークカウント統計の相対的な制約力を調査します。このような比較は、多数のシミュレーションを必要とし、増加する宇宙論的パラメータにうまく対応できないため、通常、非常にコストがかかります。有限差分に基づく予測とは対照的に、これらの統計は、フォワードシミュレーションと同じ計算コストで、宇宙論やシミュレーションに含まれる体系に関して分析的に区別することができます。ピーク数は、冷たい暗黒物質パラメータ$\Omega_c$、密度変動の振幅$\sigma_8$、および固有のアラインメント信号$A_{IA}$の振幅のパワースペクトルを上回っていることがわかります。
ポリトロープ恒星大気における過安定対流モード
回転星の対流ゾーン内では、コリオリ力の存在により長波長の対流モードが安定します。恒星に回転がなければ不安定になるこれらのモードは、過安定対流モードまたは熱ロスビー波と呼ばれます。我々は、太陽の自転速度が十分に速いため、その対流帯の下半分が過安定モードを持つ可能性があることを実証しました。さらに、ポリトロープ層内に存在する大気波の解析ソリューションを提案します。私たちは、ポリトロープが対流の転倒に対して弱く不安定なときに存在する過安定および不安定な波のモードの特性を詳細に調査します。最後に、星の対流帯内に存在する熱ロスビー波が、星の放射帯内に閉じ込められている$g$モードの順行分岐とどのように結合するのかについて議論する。このような結合により、太陽の$g$モードのサブセットの光球の可視性が向上する可能性があると我々は示唆しています。
APOGEE 調査によるヒアデス M 矮星の星の特徴と半径の膨張
| Title |
Stellar_Characterization_and_Radius_Inflation_of_Hyades_M_Dwarf_Stars_From_the_APOGEE_Survey |
| Authors |
F\'abio_Wanderley,_Katia_Cunha,_Diogo_Souto,_Verne_V._Smith,_Lyra_Cao,_Marc_Pinsonneault,_C._Allende_Prieto,_Kevin_Covey,_Thomas_Masseron,_Ilaria_Pascucci,_Keivan_G._Stassun,_Ryan_Terrien,_Galen_J._Bergsten,_Dmitry_Bizyaev,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Henrik_J\"onsson,_Sten_Hasselquist,_Jon_A._Holtzman,_Richard_R._Lane,_Suvrath_Mahadevan,_Steven_R._Majewski,_Dante_Minniti,_Kaike_Pan,_Javier_Serna,_Jennifer_Sobeck,_Guy_S._Stringfellow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07065 |
我々は、SDSS/APOGEE調査からの高解像度Hバンドスペクトルを使用した、ヒアデス散開星団からの4800万個の矮星（$0.2M_{\odot}<M<0.6M_{\odot}$）のサンプルの分光分析を発表します。。私たちの方法論では、APOGEEDR17ラインリストとともにLTEMARCSモデル大気によるスペクトル合成を採用し、実効温度、表面重力、金属量、および投影回転速度を決定します。ヒアデスM矮星について得られた金属量の中央値は[M/H]=0.09$\pm$0.03dexであり、内部不確実性が小さく、ヒアデス赤色巨星の光学結果とよく一致していることを示しています。全体として、半径中央値は、MISTおよびDARTMOUTH等時線と比較して、恒星モデルで予測された値よりもそれぞれ1.6$\pm$2.3\%および2.4$\pm$2.3\%大きいです。ただし、これらの等時線は異なり、完全対流および部分対流体制の分数半径膨張は等時線に応じて異なる動作をすることを強調します。MIST等時線を使用すると、完全に対流している星の半径が膨張する証拠はありませんが、部分的に対流しているM型矮星の半径は2.7$\pm$2.1\%膨張しており、これは磁場を含むモデルからの予測と一致しています。。部分対流星の場合、高速回転体は低速回転体よりも平均して高い膨張レベルを示します。SPOTS等時線モデルとの比較は、導出されたM矮星の半径が星の光球の星点を考慮することで説明できることを示しており、研究されたM矮星の76%は最大20%のスポットカバレージを持ち、最も膨らんだものはスポットカバレッジを持っています。$\sim$20--40\%のスポットカバレッジを持つ星。
NGC 2244 の分光星状初期質量関数
| Title |
Spectroscopic_substellar_initial_mass_function_of_NGC_2244 |
| Authors |
V._Almendros-Abad,_K._Mu\v{z}i\'c,_H._Bouy,_A._Bayo,_A._Scholz,_K._Pe\~na_Ram\'irez,_A._Moitinho,_K._Kubiak,_R._Sch\"oedel,_R._Bara\v{c},_P._Br\v{c}i\'c,_J._Ascenso_and_R._Jayawardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07158 |
私たちは、近赤外分光法を用いて、$\sim$2Myr古い星団NGC2244の中心部分(2.4pc$^2$)の低質量(亜)恒星集団の特徴を明らかにすることを目指しています。低い恒星密度と多数のOB星を特徴とするこの星団を研究することで、OB星がBDの生成に与える影響を探ることを目指しています。NGC2244の85個の微光候補メンバーの近赤外HK分光法を取得します。スペクトルテンプレートとの比較により、スペクトルの種類と吸光度を導き出します。$H$バンドの形状に基づいて、3つの重力に敏感なスペクトル指数を使用してクラスターのメンバーシップを評価します。さらに、クラスターのすべての候補メンバーのスピッツァーからの赤外線過剰を評価します。最後に、クラスターのすべての候補メンバーの質量を推定し、初期質量関数、星とBDの数の比、および円盤の割合を導き出します。初期質量関数は、0.4$M_\odot$未満のべき乗則($dN/dM\proptoM^{-\alpha}$)でよく表され、近似に応じて傾き$\alpha$=0.7-1.1になります。質量範囲。スターとBDの数の比率は2.2～2.8と計算されます。NGC2244の低質量集団は、BD生成の最高レベルにあるにもかかわらず、近くの星形成領域と一致していることがわかりました。NGC2244のBDは平均して低質量星よりもOB星に近いことがわかり、これはOB星がBDの形成に影響を与える最初の証拠となる可能性があります。K0より後のスペクトル型を持つすべてのメンバーの円盤率は39$\pm$9%であり、これは同様の年齢の近くの星形成領域で見られる典型的な値よりも低いことがわかります。
太陽型星からのコロナ質量放出の軌跡
| Title |
Trajectories_of_Coronal_Mass_Ejection_from_Solar-type_Stars |
| Authors |
Fabian_Menezes,_Adriana_Valio,_Yuri_Netto,_Alexandre_Ara\'ujo,_Christina_Kay,_Merav_Opher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07159 |
太陽やその他の太陽型星には磁場があり、その磁場は内部と表面に浸透し、惑星間物質を通って広がり、星の活動の主な原動力となっています。星の磁気活動は、惑星間物質や周回惑星の物理的プロセスや状態に影響を与えます。コロナ質量放出(CME)は、地球近傍の宇宙天気におけるこれらの現象の中で最も影響力があり、太陽コロナから放出される磁場を伴うプラズマ雲で構成されます。CMEの軌道を正確に予測することは、CMEが惑星に衝突し、その磁気圏や大気に影響を与えるかどうかを判断する上で非常に重要です。恒星CMEの探索は急速に進んでいるが、その検出はまだ初期段階にある。この研究では、位置、速度、星の磁場の構成など、CME軌道に対する初期パラメータの影響を分析することで、CMEの伝播をより深く理解することを目的としています。私たちは、ケプラー63(KIC11554435)とケプラー411(KIC11551692)の磁力線をスポットトランジットマッピングから再構築し、CME偏向モデルForeCATを使用して、ケプラー63とケプラーから惑星間物質に発射された仮想のCMEの軌道をシミュレートします。-411。比較のために、同じ方法論を太陽にも適用します。我々の結果は、一般に、CMEの偏向と回転は、半径方向の速度に応じて減少し、射出寛容度に応じて増加することを示しています。さらに、ケプラー63のような太陽よりも強い磁場は、より大きなCME偏向を引き起こす傾向があります。
Thorne-\.Zytkow 天体の観測予測
Thorne-$\.Z$ytkow天体(T$\.Z$O)は、中性子星と非縮退星との合体によって生成される可能性のある最終生成物です。この研究では、MESA恒星進化コードを使用して、T$\.Z$Osの進化モデルの最初のグリッドを計算しました。これらのモデルを使用して、T$\.Z$Oの表面温度と光度、脈動周期、元素合成生成物など、T$\.Z$Oのいくつかの観察特性を予測します。可能なT$\.Z$Oソリューションの範囲を拡張して、$3.45\lesssim\log\left(T/K\right)\lesssim3.65$と$4.85\lesssim\log\left(L/L_{\odot})をカバーします。\右）\lesssim5.5ドル。以前のモデルと比較して、当社のT$\.Z$Oははるかに高い密度に達しているため、T$\.Z$Oが形成された場合、T$\.Z$Oは以前の予測よりも広い質量範囲にわたって安定していると予想されます。質量分布。GYRE恒星脈動コードを使用して、T$\.Z$Osの基本脈動周期が1000～2000日、周期比が$\about$0.2～0.3である必要があることを示します。399同位体が完全に結合した大規模な核ネットワークを使用して計算されたモデルは、以前に予測されたものとは異なる元素合成シグナルを示します。私たちは、星の状態がT$\.Z$Oであるかを決定するための新しい元素合成シグナル、つまりアイソトポローグ$^{44}\rm{Ti}\rm{O}_2$と$^{44}\rm{Tiを提案します。}\rm{O}$、安定したチタン含有分子と比較してスペクトル特性にシフトがあります。局所的な宇宙（〜SMC金属量以上）では、T$\.Z$Osは重金属の濃縮度がほとんどないことがわかり、これがこれまでT$\.Z$Osを見つけるのが困難であることを潜在的に説明しています。
ksi Boo A および B のゼーマン ドップラー イメージング
我々は、若い視覚連星ksiBooAB(A:G8V、B:K5V)の両方の恒星の構成要素の磁場表面マップを提示します。大型双眼望遠鏡(LBT)のポツダムエシェル旋光分光装置(PEPSI)で得られた高解像度のストークスVスペクトルが使用されています。ストークスVラインプロファイルはiMAPソフトウェアで反転され、以前の反転と比較されます。我々は、ペナルティ関数を必要とせずに反復正則化スキームを採用し、表面磁場ベクトルの3成分記述を組み込みました。データのスペクトル分解能は130,000(0.040～0.055A)で、波長に応じてピクセルあたり最大3,000の信号対雑音比(S/N)を持ちます。合計1811のスペクトル線の特異値分解(SVD)が、ストークスVプロファイルの平均化に使用されます。私たちのマッピングには、残留ブートストラップエラー分析が伴います。ksiBooAでは最大プラス/マイナス115+/-5Gの半径方向磁場成分の磁束密度が再構築され、ksiBooBでは最大プラス/マイナス55+/-3Gの半径方向磁場成分が再構築されました。ksiBooAの磁気形態は次のとおりです。極地に近い非常に高緯度の負極性のスポットと、低緯度から中緯度の正極性の3つのスポットが特徴ですが、ksiBooBの形態は、低緯度から中緯度の混合極性の4つのスポットによって特徴付けられます。低温のksiBooB星では極磁場は再構築されません。私たちの両方のマップは、半径方向磁場成分によって支配されており、ksiBooAとBの磁気エネルギーのそれぞれ86パーセントと89パーセントが含まれています。私たちは両方の星で弱い方位角と子午線磁場密度（プラス/マイナス15～30G）のみを発見しました。これは、ksiBooAで以前に観察されたものより約2倍弱いものです。位相平均された縦方向磁場成分と分散は+4.5+/です。-ksiBooAの場合は1.5G、ksiBooBの場合は-5.0+/-3.0G。
非線形ねじれアルフエン波の集合的性質について
| Title |
On_collective_nature_of_nonlinear_torsional_Alfv\'en_waves |
| Authors |
S.A._Belov,_D.I._Riashchikov,_D.Y._Kolotkov,_S._Vasheghani_Farahani,_N.E._Molevich,_V.V._Bezrukovs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07485 |
コロナプラズマループ内のねじれアルフエン波は通常、非集合的、つまり独立して進化する円筒面で構成されていると考えられているため、観測における検出が大幅に複雑になります。ただし、この非集合的な性質は、非線形領域では修正される可能性があります。この疑問に対処するために、直線磁束管内の非線形ねじれアルフエン波の伝播が、天体物理学MHDコードAthena++を使用して数値的に調査され、数値結果を裏付けるために、二次までの摂動理論を使用して解析的に調査されました。数値結果から、放射状に均一な誘導密度摂動があり、その均一性は母アルフエン波の放射状構造に依存しないことが明らかになりました。私たちの分析では、重力起電力が半径方向と軸方向の速度の摂動を引き起こす一方、密度の摂動のメカニズムは半径方向と軸方向の磁束管の不均一な弾性によって提供されることを示しました。後者は、アルフエン波の摂動、外部媒体、磁束管の境界条件の間の相互作用によって定性的に理解できます。これらの非線形に誘起される密度摂動の振幅は、Alfv\'enドライバーの2乗の振幅とプラズマパラメーター$\beta$によって決定されることがわかります。非線形ねじれアルフエン波に伴う集団的かつ放射状に均一な密度摂動の存在は、太陽大気の上層におけるアルフエン波の追加の観測兆候と考えることができます。
天体物理天文台用の全天微光 DA 白色矮星分光測光標準: 完全なサンプル
| Title |
All-Sky_Faint_DA_White_Dwarf_Spectrophotometric_Standards_for_Astrophysical_Observatories:_The_Complete_Sample |
| Authors |
Tim_Axelrod,_Abhijit_Saha,_Thomas_Matheson,_Edward_W._Olszewski,_Ralph_C._Bohlin,_Annalisa_Calamida,_Jenna_Claver,_Susana_Deustua,_Jay_B._Holberg,_Ivan_Hubeny,_John_W._Mackenty,_Konstantin_Malanchev,_Gautham_Narayan,_Sean_Points,_Armin_Rest,_Elena_Sabbi,_and_Christopher_W._Stubbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07563 |
高温DA白色矮星は、モデル化が最も簡単な完全に放射性の純粋な水素大気を持っています。脈動的に安定なそれらは、実効温度Teffと表面重力loggによって完全に特徴付けられます。これらは光学スペクトルから推定でき、スペクトルエネルギー分布(SED)を予測するためにモデル大気で使用できます。これに基づいて、3つの明るいDAWDがHSTのCALSPECシステムの分光測光束スケールを定義しました。この論文では、空全体と大型望遠鏡のダイナミックレンジ内に広がる32個の新しい暗い(16.5<V<19.5)DAWDを追加します。HST/WFC3による地上ベースのスペクトルとパンクロマティック測光を使用した新しい階層解析プロセスは、地球大気上で2700{\AA}から7750{\AA}までの0.004magrms未満および0.008magrmsまでのモデルと観測された光束の間の一貫性を実証します。合計35個のDAWDセットの場合は1.6{\μ}m。したがって、これらのDAWDは、近紫外から近赤外まで前例のない精度を備えた分光測光標準として確立されており、地上および宇宙の両方の天文台に適しています。これらはSDSS、PanSTARRS、GAIAなどの既存の調査に組み込まれており、ルービン天文台によるLSST調査にも当然含まれることになります。SEDの有効性をさらにIRまで拡張する追加のデータと分析があれば、これらの分光測光標準星は、JWSTだけでなく、ローマ天文台やユークリッド天文台にも使用できる可能性があります。
太陽活動領域の地下構造とダイナミクスの理解を向上させる (太陽および宇宙物理学 (太陽物理学) の 10 年調査に提出された白書 --
SSPH 2024-2033)
| Title |
Improving_the_Understanding_of_Subsurface_Structure_and_Dynamics_of_Solar_Active_Regions_(A_white_paper_submitted_to_the_decadal_survey_for_solar_and_space_Physics_(Heliophysics)_--_SSPH_2024-2033) |
| Authors |
S._C._Tripathy,_K._Jain,_D._Braun,_P._Cally,_M._Dikpati,_T._Felipe,_R._Jain,_S._Kholikov,_E._Khomenko,_R._Komm,_J._Leibacher,_V._Martinez-Pillet,_A._Pevtsov,_S.P._Rajaguru,_M._Roth,_H._Uitenbroek_and_J._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07585 |
ヘリ地震学の目標は、太陽の表面の波動場の観察から太陽の内部に関する正確な情報を提供することです。過去30年間で、地球規模と局地的な太陽地震学の研究は太陽物理学に大きな進歩と画期的な成果をもたらしました。しかし、黒点と地表下の活動領域の構造とダイナミクスの3次元マッピングは困難な作業であり、黒点の乱流と動的な性質の複雑さのため、太陽物理学の最も古くからある興味深いパズルの1つです。したがって、今後10年間に取り組む必要がある重要な問題は、(i)静かな太陽と磁場領域における波の励起メカニズムを理解すること、(ii)強い磁場領域および傾斜した磁場領域における波の伝播と変形を特徴づけ、(iii)ヘリオ地震学技術を改善し、磁束の出現から消散までの活動領域のライフサイクル全体を調査すること、(iv)活動領域の磁束が表面に見えるようになる前に、活動領域の磁束のヘリオ地震サインを検出すること出現の数日前に警告を発するためです。これらの問題を変革的に進歩させるには、約2秒角の空間分解能での光球から彩層までのフルディスクのドップラー磁場とベクトル磁場の同時測定と、地球からのプラズマダイナミクスの大規模放射MHDシミュレーションが必要です。亜光球から彩層まで。
中性子星からの連続重力波の探索: 20 年間の回顧展
2つのブラックホールの衝突による重力波の最初の直接検出から7年後、重力波天文学の分野はしっかりと確立されました。高速回転する中性子星からの連続重力波の最初の検出は、この分野の次の大きな発見となる可能性がある。LIGOおよびVirgo重力波検出器を使用して連続重力波を検出するための過去20年間の取り組みを振り返ります。連続重力波信号のモデル、ノイズの多いデータからそのような信号を見つける際の課題、およびそれらの課題に対処するために開発されたデータ分析アルゴリズムについてまとめます。2003年から2022年までに発表された78件の論文からの291件の連続波検索の定量的分析を提示し、それらの感度と信号モデルパラメーター空間の範囲を比較します。
ヤン・ミルズ理論の一次相転移と状態密度法
| Title |
First-order_phase_transitions_in_Yang-Mills_theories_and_the_density_of_state_method |
| Authors |
Biagio_Lucini,_David_Mason,_Maurizio_Piai,_Enrico_Rinaldi,_Davide_Vadacchino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07463 |
有限温度で研究すると、$3+1$次元のヤン・ミルズ理論は、一次であることが知られている閉じ込め/非閉じ込め相転移の存在を示します--$SU(2)$ゲージ理論は例外です。理論的および現象学的考察は、そのような相転移の近くでこれらの物理システムの正確な特徴付けを確立することが不可欠であることを示しています。対数線形緩和(LLR)アルゴリズムに基づいて、格子上の非アーベル量子場の理論におけるパラメーター空間の臨界領域を研究するための新しい方法を提示し、テストします。この方法を$SU(3)$YangMills格子ゲージ理論に適用し、格子サイズを1つ固定して選択して広範な計算を実行します。私たちは臨界温度を特定し、転移付近の興味深い物理量を測定します。その中で、臨界領域におけるモデルの自由エネルギーを決定し、第一原理からの数値計算によってその多値の性質を初めて明らかにし、一次相転移を裏付けるこの新しい証拠を提供します。この研究は、この方法の可能性を実証することで、将来の高精度測定の準備を整えます。
| Title |
Probing_the_Origin_of_Primordial_Black_Holes_through_Novel_Gravitational_Wave_Spectrum |
| Authors |
Indra_Kumar_Banerjee,_Ujjal_Kumar_Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07569 |
この記事では、原始ブラックホールの生成メカニズムに関する洞察を得るツールとして、累積確率的重力波スペクトルを調査します。私たちは、原始ブラックホールの生成機構と、原始ブラックホール同士や他の天体物理ブラックホール間の重力相互作用から重力波を考察します。私たちは、生成メカニズムとして、一次相転移中の非同期バブル核生成に特に焦点を当てます。私たちは、原始ブラックホールと一次重力波スペクトルが生成される2つのベンチマーク相転移を使用しました。私たちは、スペクトルの二次部分の源として、連星系と、原始ブラックホールと他の原始ブラックホールおよび天体物理ブラックホールとの密接な双曲線相互作用を検討してきました。我々は、このユニークな累積スペクトルが、生成メカニズムの詳細に直接的および間接的に依存する特徴を持っていることを示しました。
| Title |
Dynamic_Dark_Energy_from_the_Local_Limit_of_Nonlocal_Gravity |
| Authors |
Javad_Tabatabaei,_Abdolali_Banihashemi,_Shant_Baghram,_Bahram_Mashhoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07630 |
アインシュタインの重力理論の古典的な拡張である非局所重力(NLG)は、主に線形化された形式で研究されてきました。特に、これまでのところ、非線形性がNLGにおける宇宙論モデルの扱いを妨げてきました。このエッセイでは、NLGの局所限界について議論し、この限界を拡大する均質かつ等方性の宇宙に適用します。この理論では空間的に平坦な宇宙論モデルのみが可能です。さらに、ド・ジッター時空は禁止されています。モデルのコンポーネントは、標準の$\Lambda$CDMモデルと比較して、宇宙時間に関して異なるダイナミクスを持ちます。具体的には、宇宙論の修正フラットモデルには、宇宙定数の代わりに、宇宙膨張の加速段階を説明するために動的ダークエネルギー成分が含まれています。
