プロトパンケーキの重力場
自己重力があり、衝突がなく、最初は滑らかな冷たい暗黒物質(CDM)流体の小さな変動から形成される最初の構造がパンケーキであることはよく知られています。私たちは、殻を通過した直後のこのようなパンケーキによって発生する重力を研究し、単一流れと複数流れの両方の状況に適用できる、崩壊方向に沿った力の簡単な解析式を見つけます。この処方は、2つまたは3つの交差正弦波によってシードされたCDMプロトハローの初期成長についてテストされます。ダイナミクスの代用として高次ラグランジュ摂動理論(LPT)解を採用し、火性構造が局所的に十分に1つに保たれる限り、解析的予測がポアソン方程式の直接分解によって計算された正確な解とよく一致することを確認します。-次元。これらの結果は、この方法で実行されたLPT予測と、公開コードColDICEを使用して実行されたVlasovシミュレーションの測定値との比較によってさらに確認されます。また、崩壊方向に直交する力の成分は、崩壊の前後で定性的に変化しないため単一の流れの性質を維持し、LPTシリーズが収束する限り、十分高次のLPT加速度を使用して正確に近似できることも示します。。予想通り、LPT変位によって生成された密度場でポアソン方程式を解くと、LPT系列の収束が加速度よりも位置に対して速いことの直接の結果として、LPT加速度そのものよりも正確な力が得られます。これは、標準的なLPT予測を改善するための手がかりを提供する可能性があります。私たちの研究は、パンケーキ内部の重力場における適切な逆反応を時間と空間の最先端で推定することにより、マルチストリーム領域における重力力学を解析的に研究するために非常に必要な最初のステップを表します。
インフレーションによるスピン 2 ダークマター
ダークマターのシードは、観察された大規模構造のシードがインフレトンフィールドから生成されるのと同様のメカニズムを通じて、インフレーション中に光観客フィールドから生成されます。対応する励起モードの蓄積されたエネルギー密度は、インフレーション中には優勢ですが、その後、物質と放射線が等しくなる頃には宇宙のエネルギー密度を支配し、暗黒物質の役割を果たします。スピン2のスペクテーター場では、正確なドシッター時空からのインフレーションバックグラウンドの偏差が非常に小さいため、ヒグチ限界はそのような光モードの励起を妨げるように見えるかもしれません。しかし、インフレトン場とのかなりの相互作用は、インフレーション背景におけるデ・ジッター空間のアイソメトリー（の一部）を破壊し、ヒグチ限界を緩和します。インフレーションの有効場理論の文脈でこの可能性を模索するために、我々はインフレーション中に生成するスピン2粒子からなる暗黒物質モデルを提案します。
カーバトンモデルにおける原始ブラックホール: パルサータイミングアレイと暗黒物質との関連の可能性
| Title |
Primordial_black_holes_in_the_curvaton_model:_possible_connections_to_pulsar_timing_arrays_and_dark_matter |
| Authors |
Giacomo_Ferrante,_Gabriele_Franciolini,_Antonio_Junior_Iovino,_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13382 |
すべての次数までの曲率摂動における非ガウス性(NG)を考慮したその存在量の計算における最近の発展を考慮して、アクシオン曲率モデルにおける原始ブラックホール(PBH)の生成を修正します。そのようなシナリオで本質的に生成されるNGは、PBHに関連する現象学、特に存在量と二次重力波の信号との関係に適切な影響を与えることがわかりました。このモデルが、小惑星の質量範囲における暗黒物質の全体性と、NANOGravとIPTAの共同研究によって報告されたナノHzの周波数範囲における暫定的な信号の両方を説明できることを示します。その途中で、突然減衰近似を超える曲率摂動のパワースペクトルの新しい明示的な計算を提供します。
高角度分解能による崩壊暗黒物質の間接検出: すばる望遠鏡のIRCSによるアクシオン探索の事例
| Title |
Indirect_Detection_of_Decaying_Dark_Matter_with_High_Angular_Resolution:_Case_for_axion_search_by_IRCS_at_Subaru_Telescope |
| Authors |
Wen_Yin_and_Kohei_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13415 |
宇宙線検出器の最近の進歩により、高い角度分解能を備えた暗黒物質の優れた感度が実現されました。これを動機として、我々は、アーク秒レベルの視野や角度分解能を持つ検出器に焦点を当て、矮小回転楕円体銀河(dSphs)の暗黒物質崩壊による宇宙線束の包括的な研究を発表します。このような検出器は暗黒物質の分布に敏感であるため、さまざまなdSphについて推定される微分$D$ファクターを使用することを提案します。私たちの調査結果は、結果として得られる信号束が、従来の推定と比較して異なる理論的不確実性を伴って$O$(1-10)以上の増強を受ける可能性があることを明らかにしています。この分析に基づいて、8.2mすばる望遠鏡に設置された赤外線カメラおよび分光器(IRCS)が、eV範囲の質量、特にアクシオン様粒子(ALP)の優れた暗黒物質検出器となる可能性があることがわかりました。IRCSでりゅう座銀河またはおおぐま座II銀河をほんの数晩観測するだけで、$1\,{\rmeV}\lesssimm_a\lesssim2の範囲の質量を持つALP暗黒物質の恒星の冷却限界を超えるのに十分です。\,\rmeV$。
ブラックホールは、小規模な暗黒物質構造の崩壊によって生成される可能性があり、これは宇宙の初期から現代まで、いつでも起こる可能性があります。微細構造ブラックホール(MSBH)は、広範囲の質量を持つ可能性があります。小さなMSBHはホーキング放射によって蒸発し、寿命は宇宙年齢よりも短いが、小さな原始ブラックホールの豊富さに関する通常の宇宙初期の限界には従わない。私たちは、銀河系外の拡散ガンマ線源やX線源、銀河中心、矮小回転楕円体銀河からの観測を用いて、その存在量を制限しながら、爆発的に遅く形成されるブラックホールの集団の可能性のあるシグナルを調査します。
局所宇宙の連続フィラメントネットワーク
シミュレートされた銀河分布は、フィラメント検出アルゴリズムの開発に適しています。しかし、観測された銀河のサンプルはサイズが限られているため、フィラメントの不連続な分布につながる困難が生じます。私たちは、単独のフィラメントを持たない連続した宇宙の網から構成される新しい銀河フィラメントのカタログを作成しました。私たちのアプローチの中核は、画像解析のフレームワーク内で使用されるリッジフィルターです。HyperLedaデータベースの銀河を、赤方偏移$0.02\leqslantz\leqslant0.1$、立体角$120^\circ\leqslant{\rmRA}\leqslant240^\circ$,$0^\circ\leqslant{\で検討しました。rmDEC}\leqslant60^\circ$。赤方偏移ビン$\Deltaz=0.005$を使用してサンプルを16の2次元天体図法に分割し、連続フィラメントネットワークを空の同じ領域をカバーする同様の最近のカタログと比較しました。私たちは2つのアプリケーションシナリオでカタログをテストしました。まず、さまざまな天体物理源(セイファート銀河やその他の活動銀河核、電波銀河、表面輝度の低い銀河、矮星銀河)の最も近いフィラメントまでの距離の分布を比較したところ、すべての種類の源がフィラメントをよく追跡しており、体系的な違い。次に、HyperLeda銀河のうち、$g-r$の色分布の最も近いフィラメントまでの距離への依存性を調べた結果、初期型銀河は後期型銀河よりも平均してフィラメントから遠くに位置していることが確認されました。
サブミリ銀河の倍率バイアスの方法論的改良。論文 I: 相互相関関数の測定
| Title |
Methodological_refinement_of_the_submillimeter_galaxy_magnification_bias._Paper_I:_cross-correlation_function_measurements |
| Authors |
J._Gonz\'alez-Nuevo,_L._Bonavera,_M._M._Cueli,_D._Crespo_and_J._M._Casas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13834 |
相互相関関数の測定は、銀河調査における倍率の偏りを評価するために重要です。以前の研究ではミニタイルのサブサンプリングが使用されていましたが、不偏推定のための積分制約(IC)補正を正確に決定することは、さまざまな要因により困難でした。我々は、フィールド領域全体を利用し、統計的不確実性を低減して、相互相関関数を推定するための新しい方法論を提案します。共分散行列は、k平均クラスタリングアルゴリズムを使用して各フィールドを少なくとも5つのパッチに分割することによって推定されました。分光レンズと測光レンズのサンプルを比較することで堅牢性が評価され、互換性のある結果が得られました。GAMAフィールドの相互相関および自己相関分析により、GAMA15でのより強いシグナルが明らかになりました。これは、まれな大規模構造の組み合わせによるものと考えられます。私たちの調査結果は、新しい方法論の堅牢性を強調し、サンプル固有の効果を示唆しています。このシリーズの後続の論文では、倍率バイアスの他の側面を調査し、宇宙論的パラメーター制約に関するGAMA15信号からの潜在的なバイアスに対処します。
サブミリ銀河の倍率バイアスの方法論的改良。論文 iI: 単一の赤方偏移ビンを使用した宇宙論的解析
| Title |
Methodological_refinement_of_the_submillimeter_galaxy_magnification_bias._Paper_iI:_cosmological_analysis_with_a_single_redshift_bin |
| Authors |
Marcos_M._Cueli,_Joaqu\'in_Gonz\'alez-Nuevo,_Laura_Bonavera,_Andrea_Lapi,_David_Crespo_and_Jos\'e_Manuel_Casas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13835 |
3論文シリーズの2番目であるこの研究の主な目的は、サブミリ波銀河のサンプルに対する倍率バイアス信号の測定における方法論的改善の影響と、宇宙論的パラメーターの制約に対するその影響をテストすることです。この解析では、GAMA銀河の前景サンプル($0.2<z<0.8$)とH-ATLASサブミリ波銀河の背景サンプル($1.2<z<4.0$)の間の角度相互相関関数が考慮されます。論文Iで詳しく説明されている洗練された方法論が使用されています。ハローモデル内の弱いレンズ信号を解釈し、MCMCアルゴリズムを使用することにより、フラットな$\Lambda$CDMモデルのハロー占有分布(HOD)と宇宙論的パラメーターの事後分布が取得されます。この解析には、銀河クラスタリングを考慮する前景角度自動相関関数が組み込まれています。この結果は、以前の研究と比較して、HODと宇宙論的パラメーターの両方の不確実性が顕著に改善されたことを示しています。ただし、相互相関データのみを使用する場合、$\sigma_8$の推定は、バックグラウンド数カウントの対数勾配である$\beta$の事前知識に依存します。$\beta$に対して物理的に動機付けられた事前分布を仮定すると、$\Omega_m=0.18^{+0.03}{-0.03}$と$\sigma_8=1.04^{+0.11}{-0.07}$の平均値が得られます。ただし、これらの結果は、G15磁場で観察された異常な動作により、データに固有の偏りがある可能性があります。G15領域を除外すると、平均値は$\Omega_m=0.30^{+0.05}{-0.06}$および$\sigma_8=0.92^{+0.07}{-0.07}$にシフトします。これは、前景サンプルのクラスタリングを追加するとより明らかになりますが、$\beta$情報への依存がなくなり、前述の問題が軽減されます。G15領域を除くと、共同解析により$\Omega_m=0.36^{+0.03}{-0.07}$、$\sigma_8=0.90^{+0.03}{-0.03}$、$h=0.76^の平均値が得られます。{+0.14}_{-0.14}$。
サブミリ銀河の倍率バイアスの方法論的改良。論文 III: トモグラフィーによる宇宙論的解析
| Title |
Methodological_refinement_of_the_submillimeter_galaxy_magnification_bias._Paper_III:_cosmological_analysis_with_tomography |
| Authors |
L._Bonavera,_M._M._Cueli,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_J._M._Casas,_D._Crespo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13836 |
この論文は、サブミリ波銀河の倍率バイアスに関するシリーズの3回目であり、断層撮影シナリオに焦点を当てています。更新されたデータを使用して、ハロー占有分布モデルと宇宙論的パラメーターをフラットな$\Lambda$CDMモデル内に制約するために使用される方法論を改良します。この調査の目的は、CPU時間を最適化し、さまざまな赤方偏移ビンを分析する戦略を探索し、GAMA15フィールドを除外した場合の影響を評価することです。トモグラフィーのアプローチには、赤方偏移範囲をビンに分割し、サブミリ波銀河と前景銀河の間の相互相関測定値を分析することが含まれます。結果は、平均赤方偏移と完全モデルのケースがよく一致しており、赤方偏移が大きくなるとレンズの最小質量が増加することを示しています。推定された宇宙論的パラメーターの事後分布は狭く、これは以前の研究と比較して測定の不確実性が減少していることを示しています。GAMA15フィールドを除外すると相互相関信号が減少し、大規模構造内のサンプルの分散が示唆されます。赤方偏移範囲を拡張すると、サンプルの分散に対する堅牢性が向上し、同様ではあるがより厳しい制約が生成されます。この研究では、断層撮影解析におけるサンプル分散と赤方偏移ビニングの重要性を強調し、より効果的な実装のために追加の広域フィールドと更新された前景カタログを使用することを提案しています。
X-COP銀河団サンプルで最小に結合していない暗黒物質の痕跡を探す
| Title |
Looking_for_Traces_of_Non-minimally_Coupled_Dark_Matter_in_the_X-COP_Galaxy_Clusters_Sample |
| Authors |
Giovanni_Gandolfi,_Balakrishna_Sandeep_Haridasu,_Stefano_Liberati,_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13974 |
私たちは、銀河団のX-COP編集からのデータを使用して、暗黒物質(DM)と重力の間の非最小結合(NMC)の可能性のある証拠を探します。平均化/コヒーレンス長$\L_{\mathrm{nmc}}$を持つ粗粒DM場の集合的挙動(例えば、ボーズ・アインシュタイン凝縮による)から動的に生じる可能性がある理論的に動機付けられたNMCを検討します。ニュートン極限では、NMCはDM密度自体のラプラシアンに比例する項$\L_{\mathrm{nmc}}^2\nabla^2\rho$によってポアソン方程式を修正します。我々は、この項が冷たいDM粒子の標準的なナバロ・フレンク・ホワイト(NFW)プロファイルに対する摂動として作用すると、銀河団の圧力プロファイルを同等の精度で正確に当てはめることができるDMハロー密度プロファイルを生成できることを示します。標準のコールドDMNFWプロファイルよりも優れています。また、Gandolfietal.,2022で発見された後期型銀河に関する非最小結合長スケールとビリアル質量の間で観察された関係は、現在の研究で見つかった関係と一致していることを示し、以前に決定されたパワー-法則スケーリング法則は銀河団の質量スケールに耐えます。
アクシオン様粒子(ALP)によって引き起こされる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光のパリティ奇数パワースペクトルに対する重力レンズの効果を計算します。最近のいくつかの研究では、CMBの直線偏光面の回転である宇宙複屈折の興味深いヒントが報告されており、ALPはこれを説明できます。将来のCMB観測では、宇宙複屈折をより正確に測定して、ALPについての洞察を得ることができます。サイモンズ天文台やCMB-S4を含む将来のCMB観測において、宇宙複屈折によって引き起こされる観察されたEBパワースペクトルに適合するには、レンズ効果が必要であることがわかりました。また、レンズ効果を無視すると、推定されたALPパラメーターに偏りが生じることも示します。したがって、将来の高解像度CMB実験には、パリティ奇数パワースペクトルに対するレンズ補正を含める必要があります。
質量閾値を持つダークセクターは宇宙論的データセットに直面する
| Title |
Dark_Sectors_with_Mass_Thresholds_Face_Cosmological_Datasets |
| Authors |
Itamar_J._Allali,_Fabrizio_Rompineve,_Mark_P._Hertzberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14166 |
相互作用するダークセクターは、質量閾値$m$(標準モデルバスの変化と同様)により、宇宙初期に相対論的種の数が変化する可能性があり、そうすることで宇宙の歴史に影響を与えます。このような変化が再結合の近くで起こる場合、つまり$m\sim(0.1-10)~\text{eV}$の場合、ニュートリノ種の有効数$N_{\text{eff}}$に対する厳しい制限が課せられます。緩和することができ、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測から推定されるハッブル膨張率$H_0$の値が上昇します。私たちは、BOSSDR12銀河パワースペクトルのフルシェイプ(FS)を含む最新の宇宙論データセットから、そのようなセクター(質量閾値の有無にかかわらず)を検索します。私たちは詳細な分析を実行し、以前の境界の選択を考慮し、さらにダークセクターと暗黒物質（の一部）との相互作用の考えられる影響を調査します。95%C.Lで$\DeltaN_{\text{eff}}\leq0.55\,(0.46)$が見つかります。質量閾値あり（なし）。このシナリオでは大幅に大きなハッブルレート$H_0=69.01^{+0.66}_{-1.1}$が達成されますが、CMB+FSデータへの全体的な適合は$\Lambda$CDMモデルを上回る説得力のある利点を提供しません。さらに、暗黒物質とダークセクターの相互作用は、$\Lambda$CDMモデルに関する$S_8$張力(物質変動)を大幅には改善しないことがわかりました。私たちの研究では、eVスケール付近の質量閾値を持つ(分離された)ダークセクターにモデルに依存しない制約を提供します。
| Title |
The_role_of_spatial_curvature_in_the_primordial_gravitational_wave_power_spectrum |
| Authors |
Rocco_D'Agostino,_Matteo_Califano,_Nicola_Menadeo,_Daniele_Vernieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14238 |
この論文は、インフレーション中に生成される原始重力波の伝播に対する非消失空間曲率の影響を調査します。特に、均質で等方性の背景上でのテンソル摂動を考慮し、空間的に湾曲した幾何学形状を有するド・ジッター相における重力波の伝播を記述します。したがって、開いた宇宙と閉じた宇宙の場合、地平線を横切るときの原初のパワースペクトルの式を導き出します。次に、インフレ後の時代にテンソルモードがどのように伝播するかを解析し、放射線と物質の時代における伝達関数の進化と、中間領域における一致条件を示します。さまざまな相対論的種の固有の性質を説明するために、放射線エネルギー密度の標準的な挙動に対する補正も調査します。この目的のために、原始エネルギーとエントロピー密度に寄与する相対論的粒子の有効自由度数を導入します。サブホライズン近似の下で、曲率密度パラメータの観点から遺物の重力波のスペクトルエネルギー密度を取得します。最後に、さまざまな周波数領域で原始重力波信号を検出する現在および将来の実験の能力について議論します。
| Title |
Observational_Constraints_on_Yukawa_Cosmology_and_Connection_with_Black_Hole_Shadows |
| Authors |
Esteban_Gonz\'alez,_Kimet_Jusufi,_Genly_Leon_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14305 |
この研究は、Jusufietal.によってarXiv:2304.11492で提案された宇宙論モデルを調査します。このモデルは、暗黒物質の存在に挑戦し、大規模構造におけるニュートンの重力法則を変更することによって暗黒物質、暗黒エネルギー、バリオン物質の間の関係を提案しています。このモデルは、結合パラメーター$\alpha$と波長パラメーター$\lambda$をもつ湯川のような重力ポテンシャルによって記述されます。$1\sigma$CL内の超新星Iaと$H(z)$の観測データを利用して、研究では最適なパラメーターを決定し、結果として$\lambda=2693_{-1262}^{+1191}\,\rmが得られます。Mpc$、$\alpha=0.416_{-0.326}^{+1.137}$、重力子の質量は約$m_g\simeq10^{-69}$kgです。この研究はまた、暗黒物質/暗黒エネルギー密度パラメータと、低赤方偏移限界におけるSgrAおよびM87ブラックホールのブラックホールシャドウの角半径との間の直接的な関係を確立しており、これはイベントホライズンテレスコープの発見と一致しています。。この発見は、宇宙の組成と重力についての従来の理解に疑問を投げかけるものであるため、論文の中で非常に重要な意味を持つ。
スケーリングK2。 VI.銀河振幅の大きい星における小惑星の出現の減少
| Title |
Scaling_K2._VI._Reduced_Small_Planet_Occurrence_in_High_Galactic_Amplitude_Stars |
| Authors |
Jon_K._Zink,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Jessie_L._Christiansen,_Erik_A._Petigura,_Kiersten_M._Boley,_Sakhee_Bhure,_Malena_Rice,_Samuel_W._Yee,_Howard_Isaacson,_Rachel_B._Fernandes,_Andrew_W._Howard,_Sarah_Blunt,_Jack_Lubin,_Ashley_Chontos,_Daria_Pidhorodetska,_and_Mason_G._MacDougall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13389 |
この研究では、ケプラーとK2ミッションによって観測されたFGK矮星周囲の惑星の均質解析を実施し、Keck/HIRESで観測された310個のK2ターゲット（239個のスケーリングK2ホストを含む）の分光パラメータを提供した。公転周期が40日未満の場合、公転周期、恒星の有効温度、金属量の関数としての惑星の分布は、K2とケプラーの間で一致しており、これは、地球上の多数の約1kpcの視線にわたる一貫した惑星形成効率を反映していることがわかりました。地元の天の川。さらに、10日を超えて温暖な木星と比較して3倍過剰な亜土星が検出されたことは、亜土星と木星の形成の間よりも、亜土星と亜海王星の形成の間のより密接な関連を示唆しています。ケプラーとK2の人口統計を共同解析したところ、恒星有効温度が高くなるとスーパーアース、海王星以下、土星以下の人口が減少していることが観察され、地層と円盤の質量の間には反比例の関係があることが示唆されました。対照的に、私たちの木星集団では明らかな主星とスペクトルのタイプの依存性は確認されず、これは巨大ガス形成がFGK質量領域内で飽和していることを示しています。我々は、以前のケプラー解析によって報告された恒星の金属性傾向の支持を示します。GAIADR3の固有運動とRV測定を使用して、私たちは銀河の位置傾向を発見しました。それは、天の川面から大きく垂直に移動する恒星には、スーパーアースとサブ海王星の数が少ないということです。振動の振幅は金属性と関連していますが、金属性だけでは観察された傾向を説明できず、銀河の影響が惑星の人口に刻印されていることを示しています。全体として、私たちの結果は、FGK準星の周りの惑星の分布と、それらの形成と進化に影響を与える要因についての新たな洞察を提供します。
TOI-1842b のスピン軌道のずれ: 大質量星の周りの暖かい亜土星のロシター・マクラフリン効果の最初の測定
| Title |
The_Spin-Orbit_Misalignment_of_TOI-1842b:_The_First_Measurement_of_the_Rossiter-McLaughlin_Effect_for_a_Warm_Sub-Saturn_around_a_Massive_Star |
| Authors |
Kyle_Hixenbaugh,_Xian-Yu_Wang,_Malena_Rice,_Songhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13397 |
系外惑星系でスピン軌道のずれが生じる原因となるメカニズムはまだ完全には理解されていません。これらのずれがホットジュピターの移動に関係しているのか、それとも一般的な星や惑星の形成過程の結果であるのかは不明です。この問題に対処する有望な方法の1つは、ホットジュピターを超えた広範囲の惑星のスピン軌道角の測定値の分布を制限することです。この研究では、温暖な土星以下TOI-1842bの天空投影傾斜度($\lambda=-68.1_{-14.7}^{+21.2}\,^{\circ}$)を提示します。WIYN/NEIDを使用したロシター・マクラフリン効果の測定。投影された傾斜角、TESS光度曲線から得られた星の回転周期、スペクトル解析から得られた投影された回転速度を使用して、3Dスピン軌道角($\psi$)が$\psi=73.3^{+16.3であると推測します。}_{-12.9}\,^{\circ}$。大質量($M_{\rm*}=1.45\,{\rmM_\odot}$)の星の周りの土星以下の質量の惑星について行われた最初のスピン軌道角の決定として、私たちの結果は検証する機会を提供します。惑星系の新しい体制のための軌道幾何学。アーカイブ測定と組み合わせると、我々のTOI-1842bの観察は、これまでに確立された高温大質量星の周りの不整列系の蔓延は、惑星間の力学的相互作用によって引き起こされている可能性があるという仮説を裏付けるものである。巨大な恒星系では、複数の巨大ガス惑星が形成される可能性が高く、その後、互いに動的に相互作用してスピン軌道のずれを引き起こす可能性があります。
垂直惑星が優勢である可能性についての考察
惑星の軌道と主星の赤道面との間のずれは、惑星系の形成と進化に関する手がかりとなります。以前の研究では、頻度主義の検定に基づいて、星の傾斜角の分布に$90^\circ$付近のピークがあるという証拠が見つかりました。私たちは、完全な3次元恒星の傾斜角が測定された(72個の惑星)、または空に投影された星の傾斜角のみが測定された(102個の惑星)174個の惑星のサンプルに対して階層ベイズ推論を実行しました。我々は、傾きがレイリー分布によって最もよく記述されるか、それとも整列したシステムを表すレイリー分布と整列されていないシステムを表す別の分布の混合によって最適に記述されるかを調査しました。混合モデルは、単一成分の分布よりも強く支持されます。位置ずれした成分については、等方性分布と90$^\circ$でピークに達する分布を試したところ、両方のモデルで証拠が本質的に同じであることがわかりました。したがって、私たちのベイジアン推論エンジンは、頻度主義検定とは異なり、「垂直ピーク」を支持する強力な証拠を見つけられませんでした。また、$0付近の傾きに対する重力暗法法のバイアスなど、推論された傾き分布に影響を与える選択バイアスも調査しました。^\circ$または$180^\circ$.傾斜分布の特徴付けをさらに進めるには、おそらく、より均質で完全な測定サンプルの構築が必要となるでしょう。
レンズ型天体としてのこま型小惑星
いくつかの小惑星はおもちゃのこまのような形をしていることが知られています。この論文では、トップ型小惑星(TSA)を均質対称レンズ(HSL)としてモデル化し、その回転エネルギー、自己重力エネルギー、および全エネルギーを質量、密度、角運動量の関数として導出します。次に、TSAはHSLのままで同じ質量、密度、角運動量を維持するという制約のもとで、最低の総エネルギーの形をとるという仮説を立て、検証し、最終的には拒否します。他のプロセスはTSAの形状を制御する必要があります。完全を期すために、TSAのコア-マントルモデルと反転コア-マントルモデルについても説明し、それらの回転エネルギーとともに自己重力エネルギーを導き出します。次に、HSLの中心の重力ポテンシャルが導出されます。
カッシーニ VIMS スペクトル データからのエンケラドゥス プルーム粒子発射速度の変動に関する新たな洞察
エンケラドゥスの噴煙は主に、水蒸気と、地下の海洋に由来すると考えられる固体の氷の粒子の混合物で構成されています。エンケラドゥスのプルーム粒子力学の基礎となる物理的プロセスはまだ議論されており、粒子のサイズ分布と発射速度を定量化することは、これらのプロセスを制限するのに役立つ可能性があります。カッシーニの視覚赤外線マッピング分光計(VIMS)は、2017年夏の3つの日付で、エンケラドゥスの公転周期のかなりの部分にわたって、0.9ミクロンから5.0ミクロンの波長範囲でエンケラドゥスのプルームを観察しました。これらの異なる日付は波長によって異なり、プルーム内の粒子サイズ分布が時間の経過とともに変化することを意味します。これらの観察により、粒子の発射速度が時間や観察された波長とともにどのように変化するかを研究することもできます。粒子の典型的な発射速度は、1.2ミクロンから3.7ミクロンの波長で140m/sから148m/sの間に留まることがわかりました。これは、粒子が通気口の壁やガスとの相互作用によってのみ加速されるという従来のモデルとは一致しない可能性があり、通気口付近での粒子相互の衝突がこれまで認識されていたよりも重要であることを示唆している可能性があります。
弾道輸送と質量負荷による土星の環への大量の質量流入速度
| Title |
Large_mass_inflow_rates_in_Saturn's_rings_due_to_ballistic_transport_and_mass_loading |
| Authors |
R._H._Durisen_and_Paul._R._Estrada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13578 |
カッシーニのミッションは、土星の外因性微小隕石フラックス、環内の非氷汚染物質の体積分率、環の総質量など、土星の環の絶対年齢を決定するために必要な重要な測定結果を提供した。これら3つの要因により、年輪の年齢は数億ミル以下に制限されます(Kempfetal.,2023)。カッシーニのグランドフィナーレ中の観測では、リングが地球から驚異的な速度で質量を失っていることも示された。質量流束の一部は高緯度で「リング雨」として降下します。しかし、環状降雨における流入量は、低緯度で測定された総質量流入量の4800～45000kg/sよりもかなり少ない(Waiteetal.,2018)。微小隕石の衝突は、環を汚染することに加えて、流星衝突噴出物の正味の交換による質量および角運動量の輸送である弾道輸送を引き起こす。噴出物は主に順行であるため、正味の角運動量を外側に運びます。その結果、リングの物質は惑星に向かって内側に向かって漂っていきます。ここで、我々は初めて、単純なモデルを使用して、高密度のリングに対するこの半径方向の質量流入速度を定量化し、パラメータの妥当な選択により、隕石による弾道輸送と質量負荷が、内側に物質の全内向きフラックスを生成する可能性があることを発見した。BリングとCリングでは、数x10^3～数x10^4kg/s程度であり、カッシーニグランドフィナーレ中の測定と一致します。これらの質量流入速度から、リングの残りの寿命は約15～400Myrであると推定されます。これを約1億2000万年の修正された汚染年齢と組み合わせると、土星の輪は若いだけでなく短命であり、おそらく1から数個のミマス質量の初期質量で汚染年齢と同様のタイムスケールで進化を始めたと結論付けられます。
微小隕石衝突による汚染や輸送を含む粘性進化による土星の輪の初期質量、年齢、寿命に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_initial_mass,_age_and_lifetime_of_Saturn's_rings_from_viscous_evolutions_that_include_pollution_and_transport_due_to_micrometeoroid_bombardment |
| Authors |
Paul_R._Estrada_and_Richard._H._Durisen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13609 |
カッシーニ探査機は、12年以上のミッション中に、土星の輪の絶対年齢を制約する重要な測定結果を提供しました。これらには、土星の外部微小隕石フラックス、環内の非氷汚染物質の体積分率、および環の質量の測定値が含まれます。これらの観察を総合すると、フラックスがその期間にわたって持続した場合、リングの曝露年齢は数100Myr未満に制限されます(Kempfetal.,2023)。さらに、グランドフィナーレ中のカッシーニの観測は、環が質量を失っていることをさらに示しており（Hsuetal.,2018;Waiteetal.,2018）、これは環が同様に一時的なものであることを示唆しています。関連論文(DurisenおよびEstrada、2023)では、微小流星体の衝撃とその衝突噴出物の弾道輸送の影響が、合理的なパラメーターの選択でこれらの損失率を説明できることを示しています。この論文では、これらの観測と一致する初期条件を決定するために、体系的な方法で進化するリングの数値シミュレーションを実行します。
2022 年 5 月 30/31 日の夜のタウ・ヘルクリッド流星群と流星の性質
| Title |
Tau-Herculid_meteor_shower_on_night_30/31_May,_2022,_and_properties_of_the_meteoroids |
| Authors |
Pavel_Koten,_Luk\'a\v{s}_Shrben\'y,_Pavel_Spurn\'y,_Ji\v{r}\'i_Borovi\v{c}ka,_Rostislav_\v{S}tork,_Tom\'a\v{s}_Henych,_Vlastimil_Voj\'a\v{c}ek_and_Jan_M\'anek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13748 |
1995年の73P/シュワスマン・ワハマン3彗星の分裂の結果として、タウ・ヘルクリッド流星の爆発や嵐が、2022年5月31日の地球時5時頃に起こるといくつかのモデルによって予測されていた。そして、5月30/31日の21時から1UTの間のシャワーの初期活動の可能性をカバーするために、チェコ共和国内でマルチステーション実験が実施されました。ビデオカメラと写真カメラを使用した複数ステーションの観測は、大気の軌道と流星の太陽中心軌道の計算に使用されました。それらの到着時間は、シャワー活動プロファイルの決定に使用されます。流星の物理的性質は、流星の高さに基づいたさまざまな基準を使用して評価されます。3つの流星のスペクトルの進化も研究されています。この毎年恒例の、しかし貧弱な流星群は、予測されたピークの何時間も前に一晩中活動していました。力学モデルとの比較により、1900年以降に放出された古い物質と1995年の彗星の破砕現象に由来する新しい粒子の混合が観察されたことが示されています。両方の流星のグループの放射位置が特定され、シミュレーションされた放射位置とよく一致していることが判明しました。質量が10mg～10kgの流星体が記録されました。質量分布指数は2よりわずかに高かった。物理的特性の研究により、タウ-ヘルクリッド流星体は、特に質量の大きな流星体の中で、これまでに観察された中で最も壊れやすい粒子に属することが示されている。夜明けに観察された非常に明るい火球は、ミリメートルサイズの粒子と同時に0.5メートルの物体を地球の近くに移動させる方法を説明する必要があるため、力学シミュレーションの課題となっています。
熱化学モデリングで明らかになった木星の深部の太陽下の酸素存在量または放射領域
| Title |
A_subsolar_oxygen_abundance_or_a_radiative_region_deep_in_Jupiter_revealed_by_thermochemical_modelling |
| Authors |
Thibault_Cavali\'e,_Jonathan_Lunine,_Olivier_Mousis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13949 |
木星の深い存在量は、惑星の形成史と原始惑星状星雲の環境を制約するのに役立ちます。ジュノーは最近、赤道付近の木星の深層酸素存在量が原始太陽の値の2.2$_{-2.1}^{+3.9}$倍であると測定しました(2$\sigma$の不確かさ)。たとえ名目上の価値がスーパーソーラーであっても、サブソーラーの存在を排除することはできません。ここでは、最新の化学反応を備えた最先端の一次元熱化学モデルと拡散モデルを使用して、対流圏上部のCO観測により深層酸素存在量を制限します。原始太陽の値の0.3$_{-0.2}^{+0.5}$倍の値が見つかりました。この結果は、木星が原始太陽星雲の水が枯渇した領域に降着した炭素が豊富なエンベロープを持っている可能性があることを示唆しています。ただし、深部の酸素存在量が得られる放射層で垂直混合が減少する場合、私たちのモデルは太陽/超太陽水の存在量を再現することもできます。これら2つのシナリオを区別し、木星の内部構造と進化を理解するには、深層水の存在量をより正確に測定する必要があります。
惑星 2:1 MMR の構造。惑星 2:1 平均運動共鳴の構造をマッピングします。 TOI-216、K2-24、および HD27894 システム
| Title |
Structure_of_the_planetary_2:1_MMR.Mapping_the_structure_of_the_planetary_2:1_mean_motion_resonance._The_TOI-216,_K2-24,_and_HD27894_systems |
| Authors |
Cristian_Giuppone,_Adri\'an_Rodr\'iguez,_Viviam_Alencastro,_Fernando_Roig,_Tabar\'e_Gallardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14198 |
平均運動共鳴(MMR)は、太陽系外惑星系で頻繁に起こる現象です。現在の観測では、多くの星系には2:1MMRの近くまたは内側に惑星があり、一方の惑星の公転周期が他方の2倍であることが示されています。この特定のMMRを説明するための分析モデルは、いくつかの特定のケースでのみ積分可能な近似に帰着できます。非常に楕円形および/または非常に傾斜した軌道の場合、半解析的または半数値的方法を使用してこのMMRを研究する成功したアプローチはありますが、これらは共鳴ダイナミクスを完全に理解するには十分ではない可能性があります。この研究では、動的マップを構築することからなる、共鳴ダイナミクスの全体像を評価するために確立された数値的手法を適用することを提案します。これらのマップを半解析的手法の結果と組み合わせると、2:1MMRの基礎となるダイナミクスをより深く理解し、位相空間のさまざまな領域やモデルのさまざまな値で予想される動作を特定するのに役立ちます。パラメーター。我々は、共鳴惑星ペアの質量比と離心率に応じて、安定な共鳴平衡の系が対称的リブから非対称的リブに分岐することを検証した。これにより、位相空間に新しい構造が導入され、長半径対離心率空間におけるMMRの古典的なV字型が砂時計型に変わります。私たちは、TOI-216、HD27894、K2-24という3つの太陽系外惑星系の動的マップを構築し、文献で入手可能な軌道フィットに照らしてそれらの位相空間構造と安定性について議論します。
| Title |
A_Hierarchical_Bayesian_Framework_for_Inferring_the_Stellar_Obliquity_Distribution |
| Authors |
Jiayin_Dong_and_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14220 |
恒星の傾斜角、つまり惑星の公転軸と主星の自転軸の間の角度は、惑星系の形成と進化を追跡します。トランジット系外惑星の観測では、空に投影された恒星の傾斜度のみを測定できますが、これは恒星の傾斜度の推定値を使用して逆投影することができます。この論文では、利用可能な場合は恒星傾斜角の測定も含め、空に投影された恒星の傾斜角だけから恒星の傾斜角分布を推測するために使用できる、柔軟な階層型ベイジアンフレームワークを紹介します。我々は、恒星の傾斜角に対する制約は個々の系の傾斜度を測定するために重要であるが、集団レベルの恒星の傾斜度分布を確実に決定するためには必要ではないことを実証します。実際には、恒星の傾斜率分布に対する制約は、主に空に投影された恒星の傾斜率によって決まります。このフレームワークを、天空に投影された恒星の傾斜度を測定したすべての系（主にホットジュピター系）に適用すると、推定される人口レベルの傾斜度分布は単峰性であり、ゼロ度でピークに達することがわかります。位置がずれている系は、ほぼ等方的な恒星の傾斜角を持ち、90度近くに強いクラスター化はありません。多様な範囲の恒星の傾斜角は、円盤の収束移動後の惑星間散乱などの動的メカニズムを好み、0度以外に強い傾斜濃度が存在しない接近惑星の順行軌道と逆行軌道の両方を生み出す可能性がある。
| Title |
Mapping_Dark_Matter_in_the_Milky_Way_using_Normalizing_Flows_and_Gaia_DR3 |
| Authors |
Sung_Hak_Lim,_Eric_Putney,_Matthew_R._Buckley,_David_Shih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13358 |
私たちは、GaiaDR3カタログから600万個の近くの星の基礎となる位相空間分布を学習するために、教師なし機械学習(正規化された流れによる密度推定の形式)を使用した、銀河力学の新しいデータ駆動型解析を発表します。近似平衡を仮定して衝突のないボルツマン方程式を解くことで、太陽の周りの3kpc球内の局所的な加速度と質量密度場のモデルフリーでビン化されていない完全3Dマップを初めて計算します。私たちのアプローチでは対称性について仮定を行っていないため、結果の不均衡の兆候をテストできます。結果は、正規化フローの現在の精度によって制限されるものの、10%レベルの平衡と一致していることがわかります。計算された質量密度から星とガスの既知の寄与を差し引いた後、分析された体積全体にわたって暗黒物質の明確な証拠が見つかりました。球面対称性を仮定し、質量密度測定を平均すると、局所的な暗黒物質密度は$0.47\pm0.05\;\mathrm{GeV/cm}^3$であることがわかります。私たちは結果を一般化されたNFWに適合させ、他の最近の分析とほぼ一致するプロファイルを見つけました。
ハッブル宇宙望遠鏡による M31 衛星銀河の調査 II。超微光矮星銀河の星形成史
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_Survey_of_M31_Satellite_Galaxies_II._The_Star_Formation_Histories_of_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
A._Savino,_D._R._Weisz,_E._D._Skillman,_A._Dolphin,_A._A._Cole,_N._Kallivayalil,_A._Wetzel,_J._Anderson,_G._Besla,_M._Boylan-Kolchin,_T._M._Brown,_J._S._Bullock,_M._L._M._Collins,_M._C._Cooper,_A._J._Deason,_A._L._Dotter,_M._Fardal,_A._M._N._Ferguson,_T._K._Fritz,_M._C._Geha,_K._M._Gilbert,_P._Guhathakurta,_R._Ibata,_M._J._Irwin,_M._Jeon,_E._N._Kirby,_G._F._Lewis,_D._Mackey,_S._R._Majewski,_N._Martin,_A._McConnachie,_E._Patel,_R._M._Rich,_J._D._Simon,_S._T._Sohn,_E._J._Tollerud_and_R._P._van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13360 |
我々は、6つの超微光矮星(UFD;$M_V>-7.0$,$4.9<\log_{10}({M_*(z=0)}/{M_{\odot)の生涯星形成履歴(SFH)を提示します。}})<5.5$)ハッブル宇宙望遠鏡の画像から構築された深い色等級図に基づくM31の衛星銀河。これらは、天の川銀河(MW)のハローの外側で最も古いUFDの主系列ターンオフから得られた最初のSFHです。我々は、MW付近の既知のUFDと同様に、5つのUFDが$z=5$(12.6Gyr前)までに恒星の質量の少なくとも50%を形成したが、恒星の質量の10〜40%がその後に形成されたことを発見した。我々は、$z=5$までに星の質量の10%だけを形成し、$z\sim2-3$での急速なバーストで75%を形成した、注目すべきUFDAndXIIIを発見しました。この結果は、基礎となる物質の選択に対して堅牢です。恒星のモデルであり、その主に赤い水平枝と一致しています。この「若い」UFDはその種のものとしては初めてのものであり、すべてのUFDが必ずしも再電離によって消光されるわけではないことを示しており、これは微光矮星銀河のいくつかの宇宙論的シミュレーションからの予測と一致しています。MWサンプルとM31サンプルを組み合わせたSFHは、再イオン化によってUFDが均一に消光されなかったことを示唆しています。最も質量の小さいMWUFD($M_*(z=5)\lesssim5\cdot10^4M_{\odot}$)は再電離によって消光される可能性が高いのに対し、より質量の大きいM31UFD($M_*(z=5)は)\gtrsim10^5M_{\odot}$)は、後の再電離と消光によって星の形成が抑制されるだけである可能性があります。これらの発見について、UFDの進化と消光に関連して説明します。
Z 研究のための IRAC を使用した HSC-Deep の Spitzer Coverage (SHIRAZ) I: IRAC モザイク
| Title |
The_Spitzer_Coverage_of_HSC-Deep_with_IRAC_for_Z_studies_(SHIRAZ)_I:_IRAC_mosaics |
| Authors |
Marianna_Annunziatella,_Anna_Sajina,_Mauro_Stefanon,_Danilo_Marchesini,_Mark_Lacy,_Ivo_Labbe,_Lilianna_Houston,_Rachel_Bezanson,_Eiichi_Egami,_Xiaohui_Fan,_Duncan_Farrah,_Jenny_Greene,_Andy_Goulding,_Yen-Ting_Lin,_Xin_Liu,_Thibaud_Moutard,_Yoshiaki_Ono,_Masami_Ouchi,_Marcin_Sawicki,_Jason_Surace,_and_Katherine_Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13363 |
新しいSpitzer赤外線アレイカメラ(IRAC)3.6および4.5{\μ}mの3つのフィールド、E-COSMOS、DEEP2-F3、およびELAIS-N1のモザイクを紹介します。私たちのモザイクには、新しいIRAC観測と、これらの分野で再処理されたアーカイブデータの両方が含まれています。これらのフィールドはHSC-Deepのグリジー調査の一部であり、豊富な追加の補助データがあります。これらの新しいIRACモザイクの追加は、宇宙の正午およびそれ以前の時代における測光赤方偏移と星の個体群パラメータの改善を可能にする上で重要です。この研究によってマッピングされた総面積は{\sim}17deg2で、平均積分時間は{\sim}1200秒で、深さの中央値5{\sigma}は3.6(4.5){\μ}mで23.7(23.3)になります。ABで。結合されたモザイクと、{\sim}6か月間隔で取得された単一エポックモザイクの両方に対してSExtractor測光を実行します。結果として得られたIRAC数のカウントは、以前の研究とよく一致しています。これらの分野における既存および今後の豊富な分光測光データと組み合わせることで、当社のIRACモザイクは、銀河進化とAGNの幅広い研究を可能にするでしょう。この目標を念頭に置いて、これら3つの分野を組み合わせたIRACモザイクとカバレッジマップを公開します。カウントは以前の研究と良好な一致を示しています。
明るい z$\sim$2-5 銀河の電離光子生成効率
| Title |
The_ionizing_photon_production_efficiency_of_bright_z$\sim$2-5_galaxies |
| Authors |
M._Castellano,_D._Belfiori,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_S._Mascia,_L._Napolitano,_F._Caro,_S._Charlot,_J._Chevallard,_E._Curtis-Lake,_M._Talia,_A._Bongiorno,_A._Fontana,_J._P._U._Fynbo,_B._Garilli,_L._Guaita,_R._J._McLure,_E._Merlin,_M._Mignoli,_M._Moresco,_E._Pompei,_L._Pozzetti,_A._Saldana_Lopez,_A._Saxena,_P._Santini,_D._Schaerer,_C._Schreiber,_A._E._Shapley,_E._Vanzella,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13364 |
VANDELS調査からz=2-5で確実な赤方偏移を持つ1174個の銀河の電離光子($\xi_{ion}^*$)の生成効率を調査し、電離放出と明るい質量源の物理的特性との関係を決定します。。$\xi_{ion}^*$と銀河の物理パラメータを、BEAGLEコードで実行される分光測光フィッティングによって制約します。この解析では、VANDELSフィールドのマルチバンド測光と、深いVIMOSからのUV静止フレーム輝線(CIII]$\lambda1909$、HeII$\lambda1640$、OIII]$\lambda1666$)の測定を利用しています。スペクトル。調査範囲内では赤方偏移による$\xi_{ion}^*$の明確な進化は見つかりませんでした。イオン化効率は$M_{UV}$が暗くなり、UVの傾きが青くなるとわずかに増加しますが、分析をlog(M$_{star}$/M$_{\odot)の完全なサブサンプルに限定すると、これらの傾向はあまり顕著になりません。}$)$>$9.5。平均log($\xi_{ion}^*$/Hzerg$^{-1}EW$>$50\AAでは$)$>$25、高EWCIII]$\lambda1909$およびOIII]$\lambda1666$エミッターではイオン化効率が高くなります。最も有意な相関は、星の質量、比星形成速度(sSFR)、およびSFR表面密度($\Sigma_{SFR}$)に関して見られます。$\xi_{ion}^*$とsSFRの関係は、log(sSFR)でlog($\xi_{ion}^*$/Hzerg$^{-1}$)$\sim$24.5から単調増加を示します。log(sSFR)$\sim$-7.5$yr^{-1}$で$\sim$-9.5$yr^{-1}$から$\sim$25.5、散乱が少なく、質量への依存性がほとんどありません。星形成の主系列より上の天体は、一貫して平均より高い$\xi_{ion}^*$を持っています。$\Sigma_{SFR}$による$\xi_{ion}^*$の明確な増加も見つかり、log($\xi_{ion}^*$/Hzerg$^{-1}$)$>$\Sigma_{SFR}>$10M$_{\odot}/yr/kpc^2$のオブジェクトの場合は$25。(要約)
銀河棒の力学的長さの測定
私たちは、動的長と呼ばれる、銀河棒の長さの物理的動機に基づく尺度を定義します。バーの動的長さは、バーの特徴を支えるバックボーンである軌道の半径方向の範囲に対応します。我々は、それを測定するために積分フィールドユニット分光法を使用する直接観察手法を提案します。これらの軌道を特定し、力学的な長さを使用することで、バーの長期進化と影響をより忠実に追跡できます。我々は、さまざまなシミュレーションで最大バーペアレンティング軌道を回復するための計量の成功を実証し、その約束を示すために実際の銀河でその測定を実行しました。また、バーの長さを決定するために伝統的に使用されている楕円フィットアプローチと、恒星円盤と暗黒物質ハローの広範囲のバー形成N体シミュレーションで提案されている力学的長さとの違いも研究します。楕円フィッティングでは、実際にバーを構成する捕捉された軌道の範囲に比べて、バーの長さの測定値が1.5～2.5倍大幅に過大評価される可能性があることがわかりました。このバイアスは、棒の質量と棒の長さに対する共回転半径の比、つまり棒の速度の両方の過大評価につながり、現実の宇宙における棒の進化に関する推論に影響を与えます。
APOGEE を使用して天の川円盤全体の化学存在量の時間変化を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_time_evolution_of_chemical_abundances_across_the_Milky_Way_disk_with_APOGEE |
| Authors |
Bridget_Ratcliffe,_Ivan_Minchev,_Friedrich_Anders,_Sergey_Khoperskov,_Guillaume_Guiglion,_Tobias_Buck,_Katia_Cunha,_Anna_Queiroz,_Christian_Nitschelm,_Szabolcs_Meszaros,_Matthias_Steinmetz,_Roelof_S._de_Jong,_Samir_Nepal,_Richard_R._Lane,_Jennifer_Sobeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13378 |
化学物質の豊富さは、天の川銀河の濃縮の歴史を解明する上で不可欠なツールです。しかし、宇宙時間に伴う星間物質存在量勾配の進化は、放射状混合プロセスの結果として失われます。私たちは初めて、銀河円盤全体にわたる多くの観測量の進化を、ルックバック時間と出生半径$R_\text{birth}$の関数として定量化しました。経験的なアプローチを使用して、年齢と[Fe/H]のみに基づいて、145,447個のAPOGEEDR17赤色巨星円盤星の$R_\text{birth}$推定値を導き出します。87,426個のAPOGEEDR17レッドを使用して、天の川円盤全体の6つの存在量（Mg、Ca（$\alpha$）、Mn（鉄ピーク）、Al、C（軽質）、Ce（sプロセス））の詳細な進化を調査します。巨大な星たち。私たちは、星間物質の金属度勾配$\sim9$、$\sim6$、$\sim4$Gyrに3つの変動があったことを発見しました。最初のものは、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス分裂の頃の高$\alpha$配列形成の終わりと一致し、他のものは射手座矮小銀河の通過に関連している可能性が高い。現在観察されている年齢に伴う放射状勾配と、[X/Fe]と[X/H]の両方の遡及時間に伴う進化の間には明確な違いが見られます。これは、放射状移動による古い個体群の顕著な平坦化と逆転の結果として生じます。[Fe/H]--[$\alpha$/Fe]の二峰性は、光と$\alphaの$R_\text{birth}$--[X/Fe]平面の分離としても見られることがわかります。$要素。私たちの結果は、過去12ギヤにわたる銀河円盤の化学濃縮を回復し、銀河円盤の化学進化モデルに厳しい制約を与えます。
MaNGA 銀河におけるガスと恒星の運動学的不整合: 逆回転ガスの起源は何ですか?
| Title |
Gas_and_stellar_kinematic_misalignment_in_MaNGA_galaxies:_what_is_the_origin_of_counter-rotating_gas? |
| Authors |
I._A._Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13387 |
銀河の特定の部分で観察されるガスと恒星の成分の間の運動学的不整合。これは、大規模または小規模の合体による外部貯留層からのガスの獲得、宇宙フィラメントや銀河周縁物質からの降着などによって引き起こされると考えられています。私たちは、逆回転成分を形成するガスの考えられる発生源を限定することを目的としています。私たちは、MaNGADR17調査からガス成分と恒星成分の間に運動学的なずれがある69個の銀河の気相酸素存在量を導き出し、それを質量金属量関係に従って予想される金属量と比較しました。我々は、サンプル中の逆回転ガスの酸素存在量が8.2dexよりも高く、純粋なガスの流入の重要な役割を除外していることを発見しました。一方、赤い銀河と青い銀河では、逆回転するガスの酸素存在量に大きな違いがあります。一般に、酸素存在量は、赤い銀河の恒星質量では予想よりも低いですが、青い銀河の恒星質量の典型的な値と同等か、それよりも高い値ですらあります。私たちは、銀河間の濃縮ガスの交換が、あらゆる質量と色の銀河における逆回転ガス成分の金属性を説明する最も妥当なメカニズムであることを示しました。一方、小さな合体は、赤色銀河や消光銀河における逆回転ガス成分の形成に重要な役割を果たしている可能性があります。
小さな領域、大きな影響: 極端な物理的特性を持つコンパクトなスターバースト領域からの高度に異方性のライマン連続体脱出
| Title |
Small_Region,_Big_Impact:_Highly_Anisotropic_Lyman-continuum_Escape_from_a_Compact_Starburst_Region_with_Extreme_Physical_Properties |
| Authors |
Keunho_J._Kim,_Matthew_B._Bayliss,_Jane_R._Rigby,_Michael_D._Gladders,_John_Chisholm,_Keren_Sharon,_H{\aa}kon_Dahle,_T._Emil_Rivera-Thorsen,_Michael_K._Florian,_Gourav_Khullar,_Guillaume_Mahler,_Ramesh_Mainali,_Kate_A._Napier,_Alexander_Navarre,_M._Riley_Owens,_Joshua_Roberson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13405 |
極端に若い恒星集団は、宇宙の再電離の主な原因であると考えられています。しかし、ライマン連続体(LyC)がどのようにしてこれらの銀河から脱出するのかは依然として非常にとらえどころのない。なぜなら、LyCの脱出は亜銀河スケールで変化する可能性があり、LyC放出体での観測が技術的に困難であるためである。$z=2.37$にある強いレンズのLyCエミッターであるサンバーストアークを調査します。この銀河は、強力なレンズによる高倍率のおかげで、LyC脱出の例外的に小さいスケール(数十パーセク)の物理学を明らかにします。HST広帯域および狭帯域イメージングを分析すると、小さな($<$100pc)LyCリーク領域が明らかに極端な特性を示していることがわかります。つまり、非常に青いUV勾配($\beta=-2.9\pm0.1$)、高いイオン化状態([OIII]$\lambda5007$/[OII]$\lambda3727=11\pm3$および[OIII]$\lambda5007$/H$\beta=6.8\pm0.4$)、強い酸素放出(EW([OIII])$=1095\pm40\r{A}$)、および高いライマン$\alpha$脱出率($0.3\pm0.03$)は、いずれも銀河の非漏れ領域では見つかりません。さらに、スターバースト集団モデルとのUV勾配の比較は、漏れている領域のUV放射が、周囲の星雲連続体の放射や塵の消滅による汚染を最小限に抑えた、ほぼ「純粋な」恒星の光で構成されていることを示しています。これらの結果は、電離星団からの星からのフィードバックが周囲のガスに異方性の「ペンシルビーム」観察幾何学形状を作り出す可能性がある小さな極端なスターバースト領域でLyCが生成され、そこから脱出するという、非常に指向性のあるLyCの脱出を示唆している。その結果、吸収されなかったLyCがこれらの穴から直接流出します。重要なことは、このような異方性脱出過程は、観測における銀河の性質とLyC脱出率との間の大きなばらつきに好ましくない視線効果が決定的に寄与していること、および強いレンズ効果が銀河の再電離の電離予算を調節する小規模な物理現象を独自に明らかにすることを示唆している。
銀河の薄い円盤と厚い円盤の起源、その存在量の勾配、および存在量比の診断可能性について
| Title |
On_the_origin_of_the_Galactic_thin_and_thick_discs,_their_abundance_gradients_and_the_diagnostic_potential_of_their_abundance_ratios |
| Authors |
Nikos_Prantzos,_Carlos_Abia,_Tianxiang_Chen,_Patrick_de_Laverny,_Alejandra_Recio-Blanco,_E._Athanassoula,_Lorenzo_Roberti,_Diego_Vescovi,_Marco_Limongi,_Alessandro_Chieffi,_Sergio_Cristallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13431 |
天の川銀河の進化の半解析モデルを使用して、永年進化によって、薄い円盤と厚い円盤に対応するさまざまな特性（例：年齢と金属量、または存在比と年齢）の相空間に明確な過密度がどのように生成されるかを示します。特に、銀河の合体や星形成の不足などの外部イベントや特別なイベントを必要とせずに、太陽近傍の重要な特性が長期進化によってどのように得られるかを示します。これは、長年確立されてきた[α/Fe]対金属量の二重分岐挙動と、最近発見された星の誕生半径で評価された星の存在量勾配の非単調な進化に関係しています。我々は議論を他の存在比に拡張し、対応する収量の性質（一次元素対二次元素または奇数元素）およびそれらの供給源の寿命（短寿命対長寿命）に基づいた分類スキームを提案します。後者の特性は、太陽近傍における元素存在比の単一分岐または二重分岐の挙動を決定する上で重要です。我々は、この発見の高い診断可能性を強調する。これは、異なるタイムスケールで進化する情報源と要素を明確に分離するのに役立ち、例えば、腫瘍の部位を決定するのに役立つ可能性がある。rプロセス。我々は、このような分離のための重要な要素として、薄いディスクシーケンスと厚いディスクシーケンスの間の「豊富な距離」を定義します。また、天の川円盤の裏返しの進化が、他の円盤領域ではむしろ単一分岐の挙動にどのようにつながるのかも示します。
スターバースト遷移銀河への主なシーケンス: $z\sim2$ のガンマ線バースト ホスト
| Title |
Main_Sequence_to_Starburst_Transitioning_Galaxies:_Gamma-ray_Burst_Hosts_at_$z\sim2$ |
| Authors |
Nadolny_J.,_Micha{\l}owski_M._J.,_Ricardo_Rizzo_J.,_Karska_A.,_Rasmussen_J.,_Sollerman_J.,_Hjorth_J.,_Rossi_A.,_Solar_M.,_Wr\'oblewski_R.,_Le\'sniewska_A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13436 |
星形成銀河は、星の質量(M*)と星形成速度(SFR)の間の明確に定義された関係である主系列(MS)に属します。スターバースト(SB)銀河は系列よりもかなり上にあり、一方、消光銀河は系列より下にあります。SFR-M*面上の銀河の進化とガス含有量との関係を研究するために、私たちは最近の星形成エピソードがガンマ線バースト(GRB)の存在によって正確に特定できるという事実を利用します。ここでは、z$\sim$2超光度赤外(ULIRG)GRB母銀河の高感度[CI]非検出を紹介します。GRBホストは他のULIRGと同様の分子量を持っていることがわかりました。ただし、他のULIRGとは異なり、GRBホストはMSまたはその数倍上に位置します。したがって、GRBホストはSBフェーズへの移行に巻き込まれています。このことは、他の遷移銀河と同様の推定枯渇時間によってさらに裏付けられています。GRBホストは[CI]-暗黒銀河で、[CI]/CO温度輝度比が<0.1であると定義されます。このような低い[CI]/CO比は、COが光解離から遮蔽される高密度環境(nH>10$^4$cm$^{-3}$)で見出されており、[CI]の量が不足します。。これは、GRBホストの形態から実際に示唆される合併プロセスと一致しています。
銀河の薄い円盤のもろさ - II.銀河の集合履歴を追跡する薄い円盤
| Title |
The_fragility_of_thin_discs_in_galaxies_-_II._Thin_discs_as_tracers_of_the_assembly_history_of_galaxies |
| Authors |
Pablo_M._Gal\'an-de_Anta,_Pedro_R._Capelo,_Eugene_Vasiliev,_Massimo_Dotti,_Marc_Sarzi,_Enrico_Maria_Corsini,_and_Lorenzo_Morelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13442 |
薄い銀河円盤と核恒星円盤(NSD)は、合体現象によって簡単に乱される脆弱な構造です。現在の円盤内の恒星集団の年齢を研究することで、銀河の集合の歴史を知り、過去の銀河の合体現象に制約を与えることができます。最初の研究の手順に続いて、我々は、以前に構築されたフォルナクス銀河NGC1381(FCC170)の$N$体モデルを使用して、中間質量比の乾燥遭遇におけるこのような円盤構造の脆弱性を調査します。薄い銀河円盤とNSD。我々は大規模遭遇と小規模遭遇を無視する。前者は薄い円盤構造を簡単に破壊することが以前に示されているが、後者はFCC170の特定のケースでは完了するまでに数ハッブル倍かかるからである。薄い銀河円盤の運動学と構造は劇的に変化する。一方、NSDは、単独で進化したモデルと比較した場合、そのサイズが滑らかに増加するだけであり、顕著な回復力を示します。私たちの結果は、薄い銀河円盤が中程度の質量比の合体には優れたトレーサーである一方、NSDは大きな遭遇にはより有用である可能性があることを示唆しています。私たちのシミュレーションと恒星集団の以前の分析に基づいて、薄い円盤状の恒星集団の年齢が示すように、FCC170は少なくとも$\sim$10Gyrの間、中間質量比の乾燥遭遇を経験していないと結論付けました。
銀河中心の周りの S2 星の軌道におけるシュワルツシルト歳差運動の GRAVITY の検出を使用した重力子の質量制約の改善
| Title |
Improvement_of_graviton_mass_constraints_using_GRAVITY's_detection_of_Schwarzschild_precession_in_the_orbit_of_S2_star_around_the_Galactic_Center |
| Authors |
Predrag_Jovanovi\'c,_Vesna_Borka_Jovanovi\'c,_Du\v{s}ko_Borka,_Alexander_F._Zakharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13448 |
今回我々は、湯川重力の枠組みにおける銀河中心（GC）の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの恒星軌道の解析により、重力子の質量の上限に関する既存の制約の改善の可能性を研究する。この研究の主な動機は、2020年にGRAVITYコラボレーションによってGCのSMBHの周りのS2星の軌道でシュワルツシルト歳差運動が最近検出されたことである。彼らは、S2星の軌道歳差運動が一般相対性理論(GR)の予測に近いことを示した。ただし、そこからわずかに逸脱する可能性はありますが、パラメータ化されたポストニュートン(PPN)運動方程式にアドホック要素を導入することによって、この効果をパラメータ化しました。ここでは、修正PPN形式の運動方程式を使用して大規模重力下の恒星軌道の2体シミュレーションを実行し、大規模相互作用$\Lambda$の範囲を制限するために、GRAVITYによって提示されたこの係数の値を使用します。。得られた$\Lambda$の値から、それが重力子のコンプトン波長に対応すると仮定して、重力子の質量の上限の新しい推定値を計算しました。これは独立していることがわかりましたが、LIGOの重力子の質量の推定値と一致しています。最初の重力波(GW)信号GW150914から。また、恒星の軌道が対応するGR予測からわずかにずれている場合に重力子の質量の限界を制約するために、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションを実行し、私たちの方法が重力子の質量の上限に関する以前の推定値をさらに改善できることを示しました。重力子の質量。また、湯川重力の枠内で観測されたGCの周りのS星の軌道のこのような解析は、重力子の質量の上限を制限するためのツールとなるだけでなく、GRやその他の重力の予測を精査するためのツールとなることも実証されています。理論。
局所星間物質を通過する高速星の周りの星間弓衝撃
| Title |
Interstellar_Bow_Shocks_around_Fast_Stars_Passing_through_the_Local_Interstellar_Medium |
| Authors |
J._Michael_Shull_(1)_and_S._R._Kulkarni_(2)_((1)_University_of_Colorado,_(2)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13449 |
弓衝撃は、銀河の薄い円盤と厚い円盤の集団からの速度$V_*=$40-80km/sの高速星が通過することによって、局所的な星間物質で生成されます。局所的なHI雲の恒星通過は平均して3500～7000年ごとに起こり、年間$10^4$から$10^5$の間続きます。太陽から10～15パーセント以内の雲の中の低質量星の周囲で、10～20個の活発な弓衝撃が存在する可能性があります。局所的な雲の距離が3～10pcの場合、乱流伴流の横方向の半径方向の広がりは$R_{\rm航跡}\約$10～300AU、角度サイズは10～100秒角、ライマンアルファ表面の明るさは2～8レイリーです。総水素密度$n_H\約0.1~{\rmcm}^{-3}$および$V_*=$40-80km/sの気体中。これらの通過伴流は、局所的なHI雲の面積部分$f_A\およそ(R_{\rmwake}/R_{\rmcl})\約10^{-3}$をカバーしており、IR(塵)、UVで検出可能である可能性があります。(Lya、二光子)、または非熱放射。これらの伴流における乱流加熱は、観測されたH$_2$($J\geq2$)の回転集団の上昇を生成し、$T>10^3$Kの拡散星間ガスにおけるCH$^+$の吸熱形成に影響を与える可能性がある。
赤方偏移 5.7 の C IV 吸収複合体の周囲にあるコンパクトな [C II] エミッター
| Title |
Compact_[C_II]_emitters_around_a_C_IV_absorption_complex_at_redshift_5.7 |
| Authors |
Daichi_Kashino,_Simon_J._Lilly,_Robert_A._Simcoe,_Rongmon_Bordoloi,_Ruari_Mackenzie,_Jorryt_Matthee_and_Anna-Christina_Eilers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13550 |
銀河周縁媒体の物理的状態は、宇宙再電離の時代までの背景の準恒星天体のスペクトルに介在する吸収線系によって調査されます。吸収ガスのイオン化状態と近くの銀河の性質との間の相関関係は、それぞれ高度にイオン化された吸収体と中性の吸収体に近いLyalphaまたは[Cii]158mのいずれかで検出された源によって示唆されています。これは、さまざまなタイプの吸収システムの発生率と宇宙の再電離プロセスの地球規模の変化にも関連している可能性があります。今回我々は、複雑な高電離Civ吸収系に関連する赤方偏移$z\sim5.7$の2つの[Cii]放出銀河の検出を報告する。これらの天体は高密度の銀河の一部であり、コンパクトなサイズ(<2.4kpc)と狭い線幅(FWHM$\sim$62--64kms-1)を持っています。流体力学シミュレーションは、同様の狭い[Cii]放出が、冷たい中性媒質の小さな($\lesssim$3kpc)塊またはコンパクトな光解離領域の加熱から生じる可能性があると予測している。レストフレーム紫外線に対応するものが存在しないことは、[Cii]放射を励起している光源が深刻に遮蔽されていることを示しています。これらの結果は、[Cii]放出の特性、銀河の稀な過密度、およびこの領域のガスの異常な高いイオン化状態の間の関連性を示唆している可能性があります。
衛星銀河の質量損失と恒星対ハローの質量比の評価: DECaLS DR8 データを利用した銀河間レンズアプローチ
| Title |
Assessing_Mass_Loss_and_Stellar-to-Halo_Mass_Ratio_of_Satellite_Galaxies:_A_Galaxy-Galaxy_Lensing_Approach_Utilizing_DECaLS_DR8_Data |
| Authors |
Chunxiang_Wang,_Ran_Li,_Huanyuan_Shan,_Weiwei_Xu,_Ji_Yao,_Yingjie_Jing,_Liang_Gao,_Nan_Li,_Yushan_Xie,_Kai_Zhu,_Hang_Yang,_Qingze_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13694 |
銀河間レンズ技術を使用すると、衛星銀河のサブハロー質量を測定し、銀河団内での質量損失と進化を研究し、銀河形成の理論を直接観測的に検証することができます。この研究では、DECaLSDR8による弱い重力レンズ観測と、SDSSDR8によるredMaPPer銀河団カタログを組み合わせて、衛星銀河の暗黒物質ハロー質量を正確に測定します。ハロー中心半径を持つ衛星銀河の恒星対ハローの質量比が大幅に増加していることを確認し、潮汐剥離による質量損失の明確な証拠を示しています。さらに、この質量損失は衛星銀河の質量に強く依存しており、$10^{11}~{\rmM_{\odot}/h}$を超える衛星銀河では、それ以下の質量に比べてより顕著な質量損失が発生することがわかりました。衛星、予測ハロー中心半径$0.5R_{\rm200c}$で86\%に達します。ハロー中心半径を考慮しない場合、平均質量損失率は恒星の質量に応じてU字型の変化を示し、約$4\times10^{10}~{\rmM_{\odot}/h}$の銀河が次のような変化を示します。質量損失は最小、約60\%。私たちはその結果を最先端の流体力学的数値シミュレーションと比較し、銀河団の郊外における衛星銀河の恒星とハローの質量比が、因子5についてのIllustris-TNGプロジェクトの予測と比較して高いことを発見しました。さらに、Illustris-TNGプロジェクトの数値シミュレーションでは、観測された衛星銀河の質量損失率の衛星銀河質量への依存性は予測されませんでした。
低赤方偏移の熱い塵に覆われた銀河の発見
| Title |
Discovery_of_a_Low-Redshift_Hot_Dust-Obscured_Galaxy |
| Authors |
Guodong_Li,_Chao-Wei_Tsai,_Daniel_Stern,_Jingwen_Wu,_Roberto_J._Assef,_Andrew_W._Blain,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Roger_L._Griffith,_Thomas_H._Jarrett,_Hyunsung_D._Jun,_Sean_E._Lake,_M._Lynne_Saade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13739 |
私たちは、z=0.415で超光度が高く、非常に不明瞭なAGNWISEJ190445.04+485308.9(以下、W1904+4853、$L_{bol}=1.1\times10^{13}\L_{\odot}$)を発見したことを報告します。十分にサンプリングされたスペクトルエネルギー分布(SED)は赤外線ダストの放射によって支配されていますが、光学スペクトルでは幅広い輝線が検出されます。これらの特徴は、W1904+4853がそのほこりの繭の中に隠れて活発に降着している超大質量ブラックホールを含んでいることを示唆しており、これまでz>1.0でのみ確認されていた集団である高温塵に覆われた銀河(ホットDOG)の観察された特性に似ています。MgII輝線のブロード成分を使用して、ブラックホールの質量は$log\(M_{BH}/M_{\odot})=8.4\pm0.3$と推定されます。対応するエディントン比$1.4\pm0.2$は、中心ブラックホール降着が等方性降着の理論的限界にあることを意味します。レストフレーム紫外光SEDと[OII]輝線は、W1904+4853の主銀河が最大$\sim45\M_{\odot}\yr^{の速度で強い星形成活動を行っていることを示しています。-1}$。恒星の質量が$3\times10^{10}\M_{\odot}$と推定されているため、主銀河は、同じ赤方偏移における星形成銀河の主系列と比較すると、スターバースト系であるように見えます。青方偏移した非対称な[OIII]発光は流出の証拠を提供しますが、我々はそれが星形成速度よりも一桁小さいと推定しており、これは中心での現在の不明瞭なAGN活動がまだ宿主に重大なフィードバックを引き起こしていないことを示しています。銀河の星形成活動。W1904+4853は、ホットドッグは銀河進化におけるAGN降着のまれな移行段階であり、現在の宇宙まで存続する可能性がある段階であるという解釈を支持しています。
天の川銀河の化学進化に対する初期の大規模合体の影響: NIHAO-UHD シミュレーションからの洞察
| Title |
The_impact_of_early_massive_mergers_on_the_chemical_evolution_of_Milky_Way-like_galaxies:_insights_from_NIHAO-UHD_simulations |
| Authors |
Tobias_Buck,_Aura_Obreja,_Bridget_Ratcliffe,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_Ivan_Minchev,_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13759 |
天の川銀河(MW)の最近の観測では、ガイア・ソーセージ・エンケラドゥス(GSE)合体現象の頃に、星形成ガスの金属度の勾配が予想外に急勾配になっていることが判明しました。ここでは、初期の($t_{\mathrm{merger}}\lesssim5$Gyr)大規模な($M_{\mathrm{gas}}^{\mathrm{merger}}/M_{\mathrm{gas}})の影響を調査します。^{\mathrm{main}}(t_{\mathrm{merger}})\gtrsim10\%$)低温ガスの金属度勾配の進化に関する中西におけるガイアとソーセージのエンケラドゥスの合併などの合併イベント。私たちは、MW質量銀河の宇宙論的流体力学シミュレーションのNIHAO-UHDスイートを使用して、大規模な初期合体の頻度と、ガス円盤の形態と化学に対するそれらの詳細な影響を研究します。私たちは、サンプル内の4つの銀河すべてで、金属度の勾配が初期に強く急勾配になっていることがわかりました。これは、非濃縮ガスの供給と冷たいガスの円盤サイズの突然の増加(最大2倍)によって引き起こされます。(主銀河と比較して$\sim0.75$dex低い)矮小銀河の合体により。この合体は主に銀河の郊外に影響を及ぼし、$\sim8$kpcの外側で冷たいガスの表面密度が最大200%増加します。濃縮されていないガスの追加は、星間物質の自己相似濃縮を破壊し、銀河の郊外の冷たいガスの希釈を引き起こします。降着した星と、後に降着したガスから形成された星は、主銀河の星と比較して、[$\alpha$/Fe]と[Fe/H]の値が低くなるようにオフセットされた別個の軌道に生息しています。このような合体は、MWで観察されるように、2番目の低$\alpha$配列の形成に大きく寄与する可能性があることがわかりました。
Sh 2-61 H II 領域における星形成活動の調査
| Title |
Investigating_star_formation_activity_in_the_Sh_2-61_H_II_region |
| Authors |
Rakesh_Pandey,_Saurabh_Sharma,_Lokesh_Dewangan,_Aayushi_Verma,_Tapas_Baug,_Harmeen_Kaur_and_Arpan_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13806 |
多波長データセットを使用して、HII領域Sh2-61(以下、S61)における星形成活動を研究しました。私たちは領域内のクラスタリングを特定し、ガイアの固有運動データを使用してメンバーシップを推定しました。S61の物理環境は、赤外線から無線波長の画像を使用して検査されます。また、HII領域に関連するライマン連続体フラックスを決定し、HII領域が少なくとも2つの大質量星(S1とS2)によって形成されていることを発見しました。また、S61の12CO(J=3-2)JCMTデータを解析したところ、S61に向かって3つの分子塊を伴うシェル構造が観察されました。S61の電離ガスは塵と分子殻に囲まれていることが分かりました。イオン化したガスと周囲のガスの界面で、多数の若い恒星と3つの分子の塊が観察されます。界面の圧力は、典型的な冷たい分子雲よりも高くなります。
渦の中で巻き起こる: セファイド星団と Type IIP SN 2005cs によって明らかにされた M 51 までの距離
| Title |
Reeling_in_the_Whirlpool:_the_distance_to_M_51_clarified_by_Cepheids_and_the_Type_IIP_SN_2005cs |
| Authors |
G._Cs\"ornyei,_R._I._Anderson,_C._Vogl,_S._Taubenberger,_S._Blondin,_B._Leibundgut,_W._Hillebrandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13943 |
最もよく知られている銀河の1つであるにもかかわらず、渦巻き銀河M51までの距離についてはまだ議論の余地があります。現在の推定値の範囲は6.02～9.09Mpcであり、異なる方法では矛盾した結果が得られます。現在までM51のセファイド距離は公表されていません。私たちは、セファイド変数とその周期と光度の関係、およびタイプIIPSN2005csの拡張光球法(EPM)の拡張バージョンという2つの独立した方法を通じて、M51までのより信頼性の高い距離を推定することを目指しています。セファイド変光星については、最近発行されたM51の恒星のHSTカタログを分析します。光度曲線と色等級図に基づくフィルタリングを適用することにより、M51セファイドの高品質サンプルを選択し、周期内の距離を推定します。明るさの関係。SN2005csでは、エミュレータベースのスペクトルフィッティング技術が適用され、超新星大気の物理パラメータを迅速かつ信頼性高く推定できるようになります。これらのスペクトルモデルを使用してEPMの確立されたフレームワークを強化し、M51までの正確な距離を取得します。セファイドの周期と光度の関係を使用した2つの距離推定値は、D_Cep=7.59+/-0.30MpcとD_2005cs=7.34+/-0.39Mpcです。それぞれSN2005csのスペクトルモデリングです。これは、この銀河の最初に公表されたセファイド距離です。これら2つの推定値が完全に独立しているとすると、それらを組み合わせることができ、D_M51=7.50+/-0.24Mpc(不確実性3.2%)が得られます。私たちの距離推定値は、M51に関して以前に得られた結果のほとんどと一致していますが、以前の対応物よりも正確です。しかし、それらは、この銀河までの距離としてよく採用されるTRGB推定値よりも大幅に低いです。この結果は、系統的な不確実性を定量化するために、独立した距離推定値間の直接のクロスチェックの重要性を強調しています。
うお座 VII/さんかく座 III - M33 の 2 番目の矮小衛星銀河
| Title |
Pisces_VII/Triangulum_III_-_M33's_second_dwarf_satellite_galaxy |
| Authors |
Michelle_L._M._Collins,_Noushin_Karim,_David_Martinez-Delgado,_Matteo_Monelli,_Erik_J._Tollerud,_Giuseppe_Donatiello,_Mahdieh_Navabi,_Emily_Charles,_Walter_Boschin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13966 |
うお座VII/さんかく座III(Pisc~VII)はDESIレガシー画像調査で発見され、4メートル国立ガリレオ望遠鏡による追跡画像によって局所群矮小銀河であることが示されました。しかし、この画像はPiscVIIの水平枝に到達できず、正確な距離測定ができませんでした。赤色巨星枝集団からの距離を考慮すると、PiscVIIは孤立した超淡い矮銀河、または三角座の2番目に知られている衛星銀河(M33)のいずれかであると考えられます。GeminiGMOS-Nからの深部イメージングを使用して、PiscVIIの水平枝を分解し、$D=962^{+32}_{-32}$~kpcの距離を測定したため、PiscVIIはM33の衛星である可能性が高いと考えられます。。また、このより深いデータからそのサイズと明るさを再測定し、$r_{\rmhalf}=186^{+58}_{-32}$pc、$M_V=-5.7\pm0.3$、$L=1.6を見つけました。^{+0.1}_{-0.2}\times10^4\,{\rmL}_\odot$。M33ハロー内でのその位置を考慮すると、PiscVIIはM33がアンドロメダ星系への最初の突入段階にあるという理論を支持する可能性があると我々は主張します。また、うお座VII星の色等級図に、年齢1.5ギルと一致する青い星の存在についても議論します。これらが本当に銀河の一員であれば、再電離が最も暗い銀河にどのような影響を与えるかについての私たちの理解が変わるでしょう。しかし、現在のデータでは、これらについてのより一般的な説明を除外することはできません。将来の深部イメージングとダイナミクスにより、PiscVIIの恒星集団とM33の進化の両方について重要な洞察が可能になる可能性があります。
ISM条件下での多環芳香族炭化水素上の$\text{H}_{2}$の形成：非経験的分子動力学研究
| Title |
Formation_of_$\text{H}_{2}$_on_polycyclic_aromatic_hydrocarbons_under_conditions_of_the_ISM:_an_ab_initio_molecular_dynamics_study |
| Authors |
Nicol\'as_F._Barrera,_Patricio_Fuentealba,_Francisco_Mu\~noz,_Tatiana_G\'omez,_Carlos_C\'ardenas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14206 |
$\mathrm{H}_2$分子が星間物質(ISM)の化学条件下でどのように形成されるかを理解することは、その化学全体にとって極めて重要です。ISMでの$\mathrm{H}_2$の形成には、エネルギーの貯蔵庫として機能する第3の物体が必要です。多環芳香族炭化水素(PAH)は、その役割を果たす優れた候補です。この研究では、Eley-Rideal機構を介して水素原子とコロネンの衝突をシミュレートして$\mathrm{H}_2$を形成しました。これを行うために、ボルン・オッペンハイマー(abinitio)分子動力学シミュレーションを使用しました。私たちの結果は、H原子の吸着とそれに続く$\mathrm{H}_2$の放出が、1eVもの大きな運動エネルギーを持つH原子に対してコロネン上で容易に起こることを示しています。反応で放出されるエネルギーの散逸と分配には特別な注意が払われます。コロネンの衝突エネルギーと反応エネルギーを散逸させる能力は、反応部位によって異なります。内部サイトはエッジサイトよりも容易かつ迅速にエネルギーを散逸するため、反応中心の周囲の位置エネルギー表面と発射体を冷却する能力との間の相互作用が証明されています。H原子の再結合とその後の$\mathrm{H}_{2}$の形成に関しては、エネルギーの$\sim15\%$が振動エネルギーとしてコロネン分子によって散逸されることが観察され、残りのエネルギーは$\mathrm{H}_{2}$によって運ばれます。$\mathrm{H}_{2}$分子は、励起振動状態($\upsilon\geq3$)、大量の並進運動エネルギー($\geq$0.4eV)、および小さな準位エネルギーでコロネンから脱離します。回転自由度の活性化。
クールなランプ。 V. COOL J0335$-$1927、$z$=3.27、画像分離23.3インチの重力レンズクエーサーの発見
| Title |
COOL-LAMPS._V._Discovery_of_COOL_J0335$-$1927,_a_Gravitationally_Lensed_Quasar_at_$z$=3.27_with_an_Image_Separation_of_23.3" |
| Authors |
Kate_Napier_and_Mike_Gladders_and_Keren_Sharon_and_H{\aa}kon_Dahle_and_Aidan_P._Cloonan_and_Guillaume_Mahler_and_Isaiah_Escapa_and_Josh_Garza_and_Andrew_Kisare_and_Natalie_Malagon_and_Simon_Mork_and_Kunwanhui_Niu_and_Riley_Rosener_and_Jamar_Sullivan_Jr._and_Marie_Tagliavia_and_Marcos_Tamargo_and_Raul_Teixeira_and_Kabelo_Tsiane_and_Grace_Wagner_and_Yunchong_Zhang_and_Megan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14317 |
$z$=0.4178の銀河団によって最大23.3インチ離れた3つの画像にレンズ化された$z$=3.27のクェーサーであるCOOLJ0335$-$1927の発見を報告します。クエーサー画像の赤方偏移と位置、および多重画像化された他の3つの背景銀河の位置によって制約される地上ベースのイメージング。最適なレンズモデルを使用して、3つのクエーサー画像間の予測時間遅延を計算します。$\Delta$t$_{AB}=$$241^{+41}_{-12}$および$\Delta$t$_{AC}=$$-64^{+3}_{-33}また、アーカイブDECaLSイメージングからのgバンド測光と、2022年9月18日UTから2023年2月22日UTの間に得られた新しいマルチエポック観測も紹介します。3つのクエーサー画像間の時間遅延。
ストレジョン星の再スケールと重力波エコーへの影響
ストレンジオン物質と呼ばれるストレンジクラスター物質の固体状態は、非常にコンパクトなストレンジオン星を形成することができます。私たちは、ストレンジオン物質とストレンジオン星が、単純な再パラメータ化と再スケーリングによって無次元形状に再キャストできることを示します。これにより、自由度の数を最大限に減らすことができます。この無次元スキームにより、ストレンジオン星は一般に、重力波(GW)エコーを促進するために不可欠な光子球を特徴付けるのに十分コンパクトであることがわかります。次元を元に戻して、拡張された次元パラメータ空間での影響を説明し、ストレンジオン星に関連するGWエコー周波数を計算します。これは、GW170817制約を満たす経験的パラメータ空間の最小エコー周波数が$\sim8$kHzであることを示します。拡張された制限では$\mathcalO(100)$ヘルツまで削減できます。
バイナリシステムを理解する -- COSMIC と MESA の比較
| Title |
Understanding_Binary_Systems_--_a_Comparison_between_COSMIC_and_MESA |
| Authors |
Lailani_Kenoly,_A._Ken_Luu,_Celia_Toral,_Roseanne_M._Cheng,_Nicole_M._Lloyd-Ronning,_Shane_L._Larson,_Gabriel_O._Casabona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13328 |
MESA恒星進化コードで進化したバイナリーシステムの進化を、COSMIC集団合成コードで進化したものと比較します。私たちの目的は、特に密接に軌道を周回する小型天体伴星を伴う高質量星の場合において、COSMICコードにおけるバイナリ進化をモデル化する方程式の堅牢性を伝えることです。私たちのより大きな目標は、これらのシステムの速度を正確にモデル化することです。これらのシステムは、エネルギーがあり、より長く持続する、電波明るいGRBジェットの背後にある前駆システムの有望な候補であるためです。これらのシステムは、宇宙全体でのブラックホールの連星合体の速度に大きく寄与している可能性もあります。
J1030 チャンドラフィールドにおける X 線特性と AGN の不明瞭な部分
| Title |
X-ray_properties_and_obscured_fraction_of_AGN_in_the_J1030_Chandra_field |
| Authors |
Matilde_Signorini,_Stefano_Marchesi,_Roberto_Gilli,_Marcella_Brusa,_Andrea_Comastri,_Quirino_D'Amato,_Kazushi_Iwasawa,_Giorgio_Lanzuisi,_Giovanni_Mazzolari,_Marco_Mignoli,_Alessandro_Peca,_Isabella_Prandoni,_Paolo_Tozzi,_Cristian_Vignali,_Fabio_Vito,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13368 |
$z=6.31$クエーサーSDSSJ1030+0524の周囲の500ksChandraACIS-I観測は、現在5番目に深い銀河系外X線調査です。フィールドの豊富なマルチバンドのカバー範囲により、対応するX線源の効果的な識別と赤方偏移の決定が可能になりました。現在までに、$z\の範囲の分光学的または測光的赤方偏移推定値を持つ243個の銀河系外X線源のカタログがあります。355角分$^2$のエリアで約0～6$が利用可能です。その深さとマルチバンド情報を考慮すると、このカタログは、遠方の活動銀河核(AGN)のX線スペクトル特性を調査し、その遮蔽の赤方偏移の進化を導き出すための優れたリソースです。私たちは、サンプル内の各物体について徹底的なX線スペクトル分析を実行し、その核柱密度$N_{\rmH}$と固有(脱吸収)2～10keV静止フレーム光度$L_{2-を測定しました。10ドル。可能な限り、FeK$_\alpha$輝線の存在も利用して、測光赤方偏移推定を改善しました。$10^{22}$と$10^{23}$cm$^{-2}$(それぞれ$f_{22}$と$f_{23}$)を超えるカラム密度によって隠されたAGNの割合を測定しました。)$L_{2-10}$と赤方偏移の関数として計算され、固有の不明瞭な分数を回復するために選択効果が補正されました。$z\sim1.2$では、それぞれ$f_{22}\sim0.7-0.8$と$f_{23}\sim0.5-0.6$が見つかり、他のX線調査の結果とほぼ一致しています。。私たちのサンプルで調べた限られた輝度範囲内では、X線輝度の有意な変動は見つかりませんでした(log$L_{2-10}\sim42.8-44.3$)。大きな宇宙論的距離までサンプルの完全性を最大化するためにlog$L_{2-10}\sim44$の光AGNに焦点を当てた場合、$f_{22}$または$f_{23}$に大きな変化は観察されませんでした赤方偏移の範囲$z\sim0.8-3$。それにもかかわらず、私たちが測定する不明瞭な部分は...
ブラックホールは、現在の暗黒物質の微細構造の崩壊によって形成される可能性があります。質量$m\sim10^{13}~g$の微細構造ブラックホール(MSBH)が生成されると、その蒸発によるガンマ線のスペクトルがフェルミガンマ線空間で観測されるGeV過剰と著しくよく一致することを示す。望遠鏡を使用しながら、観測上のあらゆる制約を回避します。GeVの超過を説明するために、MSBHの一般的な要件についても説明します。
GW$170817$イベントを踏まえた異方性奇妙な星の流体脈動モードと潮汐変形能
| Title |
Fluid_pulsation_modes_and_tidal_deformability_of_anisotropic_strange_stars_in_the_light_of_GW$170817$_event |
| Authors |
Jos\'e_D._V._Arba\~nil,_Cesar_V._Flores,_C\'esar_H._Lenzi,_and_Juan_M._Z._Pretel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13468 |
いわゆるカウリング近似を採用した流体脈動モードとストレンジクォーク星の潮汐変形能に対する異方性の影響を、静水圧平衡、非放射振動、潮汐変形能の方程式の数値積分を用いて調べた。異方性効果を含む標準形式。コンパクト星の内部の流体物質は、MITバッグモデルの状態方程式によって記述されます。異方性プロファイルについては、中心では規則的であり、星の表面ではゼロである局所的な異方性を考慮します。異方性の効果が流体の脈動モードと潮汐変形性に反映されることがわかりました。最後に、GW$170817$イベントの潮汐変形能と異方性との相関を分析します。
活動銀河Mrk 421におけるX線偏光角回転の発見
| Title |
Discovery_of_X-ray_polarization_angle_rotation_in_active_galaxy_Mrk_421 |
| Authors |
Laura_Di_Gesu,_Herman_L._Marshall,_Steven_R._Ehlert,_Dawoon_E._Kim,_Immacolata_Donnarumma,_Fabrizio_Tavecchio,_Ioannis_Liodakis,_Sebastian_Kiehlmann,_Iv\'an_Agudo,_Svetlana_G._Jorstad,_Fabio_Muleri,_Alan_P._Marscher,_Simonetta_Puccetti,_Riccardo_Middei,_Matteo_Perri,_Luigi_Pacciani,_Michela_Negro,_Roger_W._Romani,_Alessandro_Di_Marco,_Dmitry_Blinov,_Ioakeim_G._Bourbah,_Evangelos_Kontopodis,_Nikos_Mandarakas,_Stylianos_Romanopoulos,_Raphael_Skalidis,_Anna_Vervelaki,_Carolina_Casadio,_Juan_Escudero,_Ioannis_Myserlis,_Mark_Gurwell,_Ramprasad_Rao,_Garrett_Keating,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Francisco_Jos\`e_Aceituno,_Maria_I._Bernardos,_Giacomo_Bonnoli,_V\`ictor_Casanova,_Maya_Garc\`ia-Comas,_Beatriz_Ag\`is-Gonz\`alez,_C\`esar_Husillos,_Alessandro_Marchini,_Alfredo_Sota,_Ryo_Imazawa,_Mahito_Sasada,_et_al._(98_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13497 |
天体物理学的な相対論的ジェットの磁場の状態は、多波長偏光測定法によって調べることができますが、この偏光測定法は最近X線にも拡張されました。たとえば、電気ベクトル位置角$\Psi$の回転を観察することで、放射粒子の流れの中で磁場がどのように変化するかを追跡できます。今回我々は、平均的な光束状態におけるブレーザーMrk421のX線帯における$\Psi_{\mathrmx}$回転の発見を報告する。2022年6月4日から6日と7日から9日の5日間のImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)観測を通じて、$\Psi_{\mathrmx}$は合計$\geq360^\circ$だけ回転しました。2つのそれぞれの日付範囲にわたって、不確実性の範囲内で、自転速度($80\pm9$および$91\pm8^\circ/\rmday$)と偏光度($\Pi_{\mathrmx}=10)が一定であることがわかります。\%\pm1\%$)。偏光ベクトルのランダムウォークのシミュレーションは、そのような回転が確率過程によって生成される可能性が低いことを示しています。より長い波長での準同時データでは$\Psi$の同様の回転が観察されなかったため、X線の放出サイトはラジオ/赤外線/光学の放出サイトと完全には重なりません。私たちは、観察された回転は、ジェット内のらせん状の磁気構造によって引き起こされ、このらせんに沿って伝播する局所的な衝撃によってX線に照射されたと提案します。発光領域はおそらく、X線放射が放出される脊椎の内側を取り囲むシース内にあると考えられます。
新しい銀河化学進化モデルから推定される核崩壊超新星とブラックホール形成の速度に基づく拡散ニュートリノ束
| Title |
Diffuse_Neutrino_Flux_Based_on_the_Rates_of_Core-Collapse_Supernovae_and_Black_Hole_Formation_Deduced_from_a_Novel_Galactic_Chemical_Evolution_Model |
| Authors |
Yosuke_Ashida,_Ken'ichiro_Nakazato,_Takuji_Tsujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13543 |
拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)のフラックスは、銀河の化学進化の新しいモデルに基づいて計算されます。このモデルでは、銀河の種類に応じて可変の恒星初期質量関数(IMF)が導入され、失敗した超新星からブラックホール(BH)が形成されます。は18$M_{\odot}$より重い前駆体であると考えられます。フラックス計算は、星形成速度、核の状態方程式、ニュートリノの質量階層のさまざまな組み合わせに対して実行され、これらの要因による系統的な影響が調べられます。いずれにせよ、私たちの新しいモデルは、より頻繁な波により、$E_\nu\gtsim30$~MeVおよび$E_\nu\ltsim10$~MeVで強化されたDSNB$\bar{\nu}_{e}$フラックスを予測します。初期型銀河では、それぞれBHの形成と高い赤方偏移でのより大きな核崩壊率が見られます。新しいモデルの検出器におけるDSNB$\bar{\nu}_{e}$のイベントレートスペクトルが示され、水ベースのチェレンコフ検出器であるSK-Gdとハイパーカミオカンデでの検出可能性について議論されています。新しいモデルの仮定の影響を調査するために、異なるIMF形式とBH形成の処理に基づいて代替モデルを準備し、これらの検出器での新しいモデルと代替モデル間の識別能力を推定します。
グリーンバンク北天冠調査。 Ⅷ. 21 の新しいパルサー タイミング ソリューション
| Title |
The_Green_Bank_North_Celestial_Cap_Survey._VIII._21_New_Pulsar_Timing_Solutions |
| Authors |
William_Fiore,_Lina_Levin,_Maura_A._McLaughlin,_Akash_Anumarlapudi,_David_L._Kaplan,_Joseph_K._Swiggum,_Gabriella_Y._Agazie,_Robert_Bavisotto,_Pragya_Chawla,_Megan_E._DeCesar,_Timothy_Dolch,_Emmanuel_Fonseca,_Victoria_M._Kaspi,_Zachary_Komassa,_Vlad_I._Kondratiev,_Joeri_van_Leeuwen,_Evan_F._Lewis,_Ryan_S._Lynch,_Alexander_E._McEwen,_Rusty_Mundorf,_Hind_Al_Noori,_Emilie_Parent,_Ziggy_Pleunis,_Scott_M._Ransom,_Xavier_Siemens,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Mayuresh_Surnis,_Thomas_J._Tobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13624 |
グリーンバンク望遠鏡(GBT)を使用した350MHzの調査で発見された21個のパルサーのタイミングソリューションを紹介します。GBT350MHzドリフトスキャンパルサー調査で発見されたPSRJ0957-0619を除き、すべてはグリーンバンクノースセレスティアルキャップパルサー調査で発見されました。タイミング観測の大部分は、820MHzのGBTを使用して行われました。37ミリ秒の自転周期と528日の軌道を持つPSRJ0032+6946は、穏やかにリサイクルされる他の5つの幅広連星パルサーの小グループに加わります。このパルサーでは、降着によるリサイクルの期間は伴星の巨大相の長さによって制限されます。PSRJ0141+6303およびJ1327+3423は、新しく破壊されたリサイクルパルサーです。NANOGravパルサータイミングアレイからのアレシボ観測を後者の解析に組み込みます。また、長波長アレイを使用してPSRJ1327+3423を観察したところ、データは周波数に依存した分散の尺度を示唆しています。PSRJ0957-0619は回転無線トランジェントとして発見されましたが、820MHzのヌリングパルサーです。PSRJ1239+3239は、低質量伴星とともに4日間の軌道を周回する新しいミリ秒パルサー(MSP)です。私たちのパルサーのうち4つはすでにタイミングソリューションを公開しており、今回の作業で更新します。リサイクルされたワイドバイナリPSRJ0214+5222、非日食クロゴケグモPSRJ0636+5128、破壊されたリサイクルパルサーJ1434+7257、および日食バイナリMSPです。J1816+4510。セアカゴケ質量伴星とともに8.7時間の軌道を周回しています。
活動銀河核に適用されたジェット放出円盤標準降着円盤モデル紫外線X線相関
| Title |
The_jet_emitting_disk_standard_accretion_disk_model_applied_to_the_active_galactic_nuclei_ultra_violet_Xray_correlation |
| Authors |
Samuel_Barnier,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Jonathan_Ferreira,_Gregoire_Marcel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13695 |
活動銀河核で観察される紫外線とX線放射の間の非線形相関は、降着モデルに疑問を投げかける不可解な疑問のままである。UV放射は冷たい円盤から発生しますが、X線放射は熱いコロナから放射され、その物理的特性や形状についてはまだ議論の余地があります。ジェット放出円盤-標準降着円盤(JED-SAD)は、自己類似の降着放出解から生じるスペクトルモデルです。それは、内部の高度に磁化された高温の降着流を発射するジェット、JED、および外部のSADで構成されています。このモデルは、X線連星爆発に適用することに成功しました。AGNUVX線相関は、JED-SADモデルのもう1つの重要なテストを表します。複数のAGNサンプルを使用してパラメータ空間を探索し、観測を再現できる領域を特定します。この最初の論文では、JED-SADモデルがUV-X線相関を再現できることを示します。
バースト中の BL カンザス科の X 線偏光
| Title |
X-ray_Polarization_of_BL_Lacertae_in_Outburst |
| Authors |
Abel_L._Peirson,_Michela_Negro,_Ioannis_Liodakis,_Riccardo_Middei,_Dawoon_E._Kim,_Alan_P._Marscher,_Herman_L._Marshall,_Luigi_Pacciani,_Roger_W._Romani,_Kinwah_Wu,_Alessandro_Di_Marco,_Niccolo_Di_Lalla,_Nicola_Omodei,_Svetlana_G._Jorstad,_Ivan_Agudo,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Francisco_Jose_Aceituno,_Maria_I._Bernardos,_Giacomo_Bonnoli,_Victor_Casanova,_Maya_Garcia-Comas,_Beatriz_Agis-Gonzalez,_Cesar_Husillos,_Alessandro_Marchini,_Alfredo_Sota,_Carolina_Casadio,_Juan_Escudero,_Ioannis_Myserlis,_Albrecht_Sievers,_Mark_Gurwell,_Ramprasad_Rao,_Ryo_Imazawa,_Mahito_Sasada,_Yasushi_Fukazawa,_Koji_S._Kawabata,_Makoto_Uemura,_Tsunefumi_Mizuno,_Tatsuya_Nakaoka,_Hiroshi_Akitaya,_Yeon_Cheong,_Hyeon-Woo_Jeong,_Sincheol_Kang,_Sang-Hyun_Kim,_Sang-Sung_Lee,_Emmanouil_Angelakis,_Alexander_Kraus,_Nicolo_Cibrario,_et_al._(83_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13898 |
我々は、BLLacertaeにおけるX線偏光の$>99\%$の信頼度での最初の検出を報告します。最近のX線/$\gamma$線の爆発中、287キロ秒の観測(2022年11月27日から30日)が、イメージングX線旋光計エクスプローラー({\itIXPE})を使用して行われ、同時に複数の波長で観測されました。ニール・ゲーレルス天文台{\itSwift}と軟X線(0.3--10~keV)の{\itXMM-Newton}、硬X線(3--70~keV)の{\itNuSTAR}、カラルアルトとパーキンス望遠鏡の天文台からの光の偏光。私たちの同時期のX線データは、{\itIXPE}エネルギーバンドが低周波と高周波のブレザー発光ハンプの交差点にあることを示唆しています。ソースは観測中に大きな変動を示し、3つの別々の時間ビンで偏光を測定します。同時期のX線スペクトルにより、各発光ハンプからの相対的な寄与を決定できます。$>99\%$の信頼度X線偏光$\Pi_{2-4{\rmkeV}}=21.7^{+5.6}_{-7.9}\%$と電気ベクトル偏光角$\psi_{がわかります。2-4{\rmkeV}}=-28.7\pm8.7^{\circ}$は、推定されたシンクロトロン束の寄与が最も高い時間ビン内にあります。我々は、以前の{\itIXPE}BLLacertaeの指摘を含む、我々の観測の考えられる影響について議論し、観測された時代にはシンクロトロンの自己コンプトン放射がハドロン放射プロセスよりも支配的であると暫定的に結論付けています。
ヘラクレス A の大規模な形態について: 不安定なホットジェット?
| Title |
On_the_large_scale_morphology_of_Hercules_A:_destabilized_hot_jets? |
| Authors |
Manel_Perucho,_Jose_L\'opez-Miralles,_Nectaria_A.B._Gizani,_Jos\'e-Mar\'ia_Mart\'i,_Bia_Boccardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14060 |
銀河系外ジェットは、活動銀河の核で双極性の流出として生成されます。形態に応じて、ファナロフ・ライリータイプI(中央が明るくなった)およびファナロフ・ライリータイプII(端が明るくなった)ラジオジェットに分類されます。しかし、この区分は明確ではなく、これらの発生源の大規模な観測では、中間のジェット形態、あるいは片側にFRIタイプのジェット、もう一方の側にFRIIタイプのジェットがあるハイブリッドジェット形態さえも示されることがよくあります。FRIまたはFRIIとして分類するのが難しい電波銀河の良い例は、Hercules~Aです。この情報源は、衝突領域でのジェットと周囲媒体との間の激しい相互作用を示すホットスポットはないにもかかわらず、明るい電波ローブ(FRIIタイプのジェットの共通の特徴)を持つジェットを示しています。ローブを囲む船首ショックからの距離。この論文では、三次元相対論的流体力学シミュレーションによって、この特異な形態を引き起こす可能性のあるジェット物理学を調査します。我々の結果は、ヘラクレスAジェットとローブの大規模な形態学的特徴が、らせん不安定モードによって乱され、圧力低下する銀河間に対して等方的に膨張するホットローブを生成する相対論的高温プラズマ流出の伝播によって再現できることを示している。中くらい。また、高励起銀河モードから低励起銀河モードへの移行の可能性という観点から、この結果がホストの活動核に与える影響についても議論します。
逆カスケードで中性子星集団に立ち向かう
中性子星の磁場の起源と誕生からの進化については、長い間議論の種となってきた。ここでは、磁気ヘリシティを備えたホールカスケードの最近のシミュレーションに基づいて、中性子星の大規模な磁場が逆カスケードを介した小規模な乱流の生成物として成長するモデルを呼び出します。このモデルを誕生時の中性子星のシミュレーション集団に適用し、このモデルが$P\dot{P}$図全体にわたるそのような天体の進化をどのように説明できるかを示し、パルサーとマグネターの両方の観測を説明します。小規模な乱流が大規模な磁場の原因であるという仮定の下で、エネルギーを運ぶ磁気渦の球面調和次数に$\約40$の下限を設定します。私たちの結果は、中性子星地殻の基部に高抵抗のパスタ層が存在することを裏付けるものです。さらに、パルサーの公称年齢や制動指数など、直接観測できるものに対するこのパラダイムの影響について議論します。
Swift: 天体物理学および宇宙論的アプリケーション向けの最新の高度に並列な重力および平滑化粒子流体力学ソルバー
| Title |
Swift:_A_modern_highly-parallel_gravity_and_smoothed_particle_hydrodynamics_solver_for_astrophysical_and_cosmological_applications |
| Authors |
Matthieu_Schaller_(1),_Josh_Borrow,_Peter_W._Draper,_Mladen_Ivkovic,_Stuart_McAlpine,_Bert_Vandenbroucke,_Yannick_Bah\'e,_Evgenii_Chaikin,_Aidan_B._G._Chalk,_Tsang_Keung_Chan,_Camila_Correa,_Marcel_van_Daalen,_Willem_Elbers,_Pedro_Gonnet,_Lo\"ic_Hausammann,_John_Helly,_Filip_Hu\v{s}ko,_Jacob_A._Kegerreis,_Folkert_S._J._Nobels,_Sylvia_Ploeckinger,_Yves_Revaz,_William_J._Roper,_Sergio_Ruiz-Bonilla,_Thomas_D._Sandnes,_Yolan_Uyttenhove,_James_S._Willis_and_Zhen_Xiang_((1)_Lorentz_Institute_&_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13380 |
数値シミュレーションは、天体物理学と宇宙論のあらゆる分野の理論家が使用する重要なツールの1つになっています。したがって、既存の最大規模のコンピューティングシステムを対象とし、最先端の数値手法とアルゴリズムを活用する最新のツールの開発が重要です。この論文では、完全にオープンソースで並列性が高く、汎用性が高く、モジュラー結合された流体力学、重力、宇宙論、銀河形成コードSwiftを紹介します。このソフトウェアパッケージは、データではなくワークロードのバランスに基づいたハイブリッドタスクベースの並列処理、非同期通信、およびドメイン分割アルゴリズムを利用して、最新の高性能コンピューティングクラスターアーキテクチャを効率的に活用します。重力は高速多極法を使用して解決され、オプションでフーリエ空間の粒子メッシュソルバーと結合して周期的なボリュームを処理します。ガスの進化のために、平滑化粒子流体力学の複数の最新フレーバーが実装されています。スウィフトはまた、最先端の粒子ベースの方法を使用してニュートリノを進化させます。銀河形成のためのサブグリッドモデルの2つの相補的なネットワークと、惑星物理学をシミュレートするための拡張機能も、コードの一部としてリリースされています。スナップショット、ライトコーン、パワースペクトル、構造ファインダーへの結合など、広範な出力オプションのセットも含まれています。コードアーキテクチャ全体を説明し、実行された一貫性と精度のテストを要約し、$\およそ$$$300$億の粒子を含む代表的な宇宙論的流体力学問題を使用して、コードの優れた弱いスケーリングパフォーマンスを実証します。このコードは、ユーザーと開発者の両方のための広範なドキュメント、豊富なテスト問題例、Swiftで実行される大規模なシミュレーションの分析を支援する一連のツールとともにコミュニティにリリースされます。
転移学習を星光曲線分類に適用
| Title |
Transfer_Learning_Applied_to_Stellar_Light_Curve_Classification |
| Authors |
Cunshi_Wang,_Yu_Bai,_Henggeng_Han,_Huiqin_Yang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13745 |
変動性は天体の物理的パターンと天文情報を伝えており、星の光曲線の変化は星の形成と進化のプロセスを理解するために不可欠です。星の測光の変動の研究は、既知の星、原始星、連星、コンパクト天体のリストを拡大する可能性があり、星のライフサイクルの段階により多くの光を当てることができる可能性があります。機械学習技術とアプリケーションの進歩により、ビッグデータから特徴を検出して凝縮する最新のアルゴリズムが開発され、これにより恒星の光曲線を効率的かつ効果的に分類できるようになりました。変光星の分類に関するいくつかの深層学習手法を探索します。光度曲線のサンプルは、たて座$\delta$、$\gamma$Doradus、RRLyrae、日食連星、および\textit{Kepler}観測からのハイブリッド変数を使用して構築されています。光曲線を画像、連続ウェーブレット変換(CWT)、グラミアン角場、リカレントプロットに変換するために、いくつかのアルゴリズムが適用されます。また、これらのアルゴリズムの表現能力についても調査します。処理された画像は、VGG-19、GoogLeNet、Inception-v3、ResNet、SqueezeNet、Xceptionアーキテクチャなど、画像認識のためのいくつかの深層学習メソッドに供給されます。最適な変換方法はCWTで、平均精度は95.6\%になります。VGG-19は、すべてのアーキテクチャの中で最も高い平均精度93.25\%を示し、CWT変換法では97.2\%という最高の精度を示します。NVIDIARTX3090を使用すると、予測は1秒あたり$\sim1000$のライトカーブに達します。私たちの結果は、ビッグデータとディープラーニングの組み合わせにより、ライトカーブを自動的に分類するための新しい道が開かれることを示しています。
| Title |
Machine_Learning_for_Quantum-Enhanced_Gravitational-Wave_Observatories |
| Authors |
Chris_Whittle,_Ge_Yang,_Matthew_Evans,_Lisa_Barsotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13780 |
機械学習は、大規模な物理実験によって生成された膨大なデータセットを処理するための効果的なツールとなっています。重力波検出器は現在、圧縮された真空状態を注入することで量子感度が向上し、宇宙の声を聞いています。スクイーズド状態の準備と注入は操作が複雑であるだけでなく、環境の変動や干渉計の状態の変化に非常に敏感です。最適な絞りレベルの達成と維持は困難な問題であり、将来の観測実行や次世代検出器の設計目標によって設定された高い目標を達成するには、新しい技術の開発が必要です。私たちは機械学習技術を使用して、補助データストリームに基づいてレーザー干渉計重力波天文台(LIGO)の3回目の観測実行中のスクイーズレベルを予測し、スクイージング劣化の顕著な原因を特定して定量化するためのモデルの解釈を提供します。これらの技術の開発は、機械学習に基づくエージェントによるスクイーザサブシステムの閉ループ制御を可能にすることを目的として、重力波検出器におけるスクイーズ状態注入を最適化する将来の取り組みの基礎を築きます。
Sloan Digital Sky Survey V からの大変動 - 期間用心棒の探索は続く
| Title |
Cataclysmic_Variables_from_Sloan_Digital_Sky_Survey_V_-_the_search_for_period_bouncers_continues |
| Authors |
K._Inight,_Boris_T._G\"ansicke,_A._Schwope,_S._F._Anderson,_C._Badenes,_E._Breedt,_V._Chandra,_B._D._R._Davies,_N._P._Gentile_Fusillo,_M._J._Green,_J._J._Hermes,_I._Achaica_Huamani,_H._Hwang,_K._Knauff,_J._Kurpas,_K._S._Long,_V._Malanushenko,_S._Morrison,_I.J._Quiroz_C.,_G._N._Aichele_Ramos,_A._Roman-Lopes,_M.R._Schreiber,_A._Standke,_L._St\"utz,_J._R._Thorstensen,_O._Toloza,_G._Tovmassian,_N._L._Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13371 |
SDSS-Vは、単星および連星における白色矮星の専用調査を実施しており、SDSSの最終プラグプレート観測中に得られた激変変数(CV)およびCV候補の分光分析を報告します。私たちは8つの新しいCVを特定し、53の公表されたCV候補を分光学的に確認し、11の公表されたCV候補を否定し、21の新しいまたは改善された軌道周期を報告します。以前に公開されたデータと組み合わせると、SDSS-VCVの軌道周期分布は周期ギャップを明確に示していません。これは、分光学的に特定されたCVは、測光変動から特定されたサンプルと比較して、短周期系の割合が大きいという以前の発見と一致しています。驚くべきことに、体系的な検索にもかかわらず、期間の用心棒はほとんど見つかりません。周期用心棒の空間密度は$\simeq0.2\times10^{-6}\,\mathrm{pc}^{-3}$と推定されます。つまり、それらはCV人口全体の数パーセントにすぎません。これは、進化の最終段階でCVがドナーを破壊することを示唆しています。合併を介して、あるいはそれらが分離されて物質移動が停止する可能性があります。
太陽半径 13.3 ～ 100 の太陽風におけるエネルギー収支の定量化
| Title |
Quantifying_the_Energy_Budget_in_the_Solar_Wind_from_13.3-100_Solar_Radii |
| Authors |
J._S._Halekas,_S._D._Bale,_M._Berthomier,_B._D._G._Chandran,_J._F._Drake,_J._C._Kasper,_K._G._Klein,_D._E._Larson,_R._Livi,_M._P._Pulupa,_M._L._Stevens,_J._L._Verniero,_P._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13424 |
磁気リコネクションや波のような動的プロセスからプラズマ圧力のような準定常項に至るまで、さまざまなエネルギー源が太陽風の加速に寄与している可能性があります。我々は、パーカー太陽探査機（PSP）による荷電粒子と磁場の観測を組み合わせて利用し、PSPで観測された太陽風陽子の加速に対する陽子の圧力、電位、波エネルギーの定常状態の寄与を定量化することを試みた。13.3から~100太陽半径(RS)の間。プロトンの圧力は、流出の自然な運動学的推進力を提供します。両極電位は電子圧力を陽子に結合するように作用し、別の明確な陽子加速項を提供します。変動と波は、本質的に動的ではありますが、追加の効果的な定常状態の圧力項として機能する可能性があります。これらの項の寄与を分析するために、単一点PSP測定の放射状ビニングと、個々のPSP軌道上で異なる距離で同じストリームを繰り返し通過する(つまり、「高速放射状スキャン」)を利用します。以前の研究と一致して、電位には、より遅い風流の加速を完全に説明するのに十分なエネルギーが含まれていることがわかりました。一方で、風の流れが速くなると、波圧がますます重要な役割を果たすことがわかりました。これらの用語を組み合わせると、13.3RSを超えて遅い風流と速い風流の両方が加速し続けることを説明できます。
星周原子状水素の高速検索。 II. BD+303639 は相互作用惑星状星雲ですか?
| Title |
FAST_search_for_circumstellar_atomic_hydrogen._II._Is_BD+303639_an_interacting_planetary_nebula? |
| Authors |
Xu-Jia_Ouyang,_Yong_Zhang,_Albert_Zijlstra,_Chuan-Peng_Zhang,_Jun-ichi_Nakashima,_Quentin_A_Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13598 |
若く、コンパクトで、表面輝度は非常に高いが励起が低い惑星状星雲(PN)BD+303639は、21cmHIの輝線を示すことが報告されている非常に数少ないPNeの1つです。星周の原子状水素を探す長期計画の一環として、我々は口径500メートルの球面電波望遠鏡（FAST）を使ってBD+303639に向かう21cmの特徴を観測した。PNと検出されたHI放射との間に直接の関連があると仮定すると、これらの新しい観測は、この周囲の放射が以前の干渉観測で示されたものよりも空間的に大幅に拡張されており、2つの速度成分に分解できることを示しています。推定されたHI質量は100M_sunより大きく、主星自体またはその放出物質からの放出物質の起源が無効になります。我々は、長期にわたるHI放出が、恒星風によって時間の経過とともに吹き飛ばされた星間物質(ISM)に由来する可能性について議論します。さらに、このPNの系速度の近くおよび青方向にあるHI吸収特徴の暫定的な検出を報告します。これは、おそらく拡大する電離領域の外側境界にある失速した天体球からのものであると考えられます。HI吸収を生成するガスの質量は、いわゆる「PN質量欠落問題」を解決するには不十分です。PNと周囲のISMの間の対話プロセスを調査するFASTの機能を実証します。
高磁場極AR UMaの長時間持続する高状態
ASAS-SNスカイパトロール測光データベースと小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)データを使用して、高磁場の極ARUMaが2022年10月に長期にわたる高状態に入ったことを発見しました。この天体はデューティサイクルが小さいことで知られており、発見以来、短期間の高状態が観察されるのはごくまれです。現在の長期にわたる高い状態は、少なくとも過去30年間、あるいはそれ以上で記録されたものと思われます。現在の長期にわたる高状態に入る前に、この天体は3つの短期間の高状態を示しました。これらは現在の状態の前兆であった可能性があります。これらの短期間の高い状態が起こる前に、この物体は8年間、あるいはおそらくそれ以上の間、低い状態にありました。公転周期を0.08050066(1)dになるように調整しました。この天体はまだ明るく、現在の現象は、強く磁化された白色矮星への降着過程を研究し、高い状態が長く続くメカニズムを研究するまたとない機会を提供します。
3D 星の進化: 大質量星の完全燃焼段階の流体力学シミュレーション
| Title |
3D_stellar_evolution:_hydrodynamic_simulations_of_a_complete_burning_phase_in_a_massive_star |
| Authors |
F._Rizzuti,_R._Hirschi,_W._D._Arnett,_C._Georgy,_C._Meakin,_A._StJ._Murphy,_T._Rauscher,_V._Varma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13912 |
星の進化に関する私たちの知識は、1次元(1D)シミュレーションによって推進されています。しかし、1Dモデルは、星の内部で発生し、星の構造と進化に影響を与える多くの多次元現象の正確な挙動が不確実であるため、大きく制限されています。最近のコンピューティングリソースの進歩により、多次元流体力学モデルを使用して星の小さな部分を前例のないほどの詳細さとリアリズムで再現できるようになりました。この研究では、20M$_\odot$星の開発初期から燃料の完全枯渇まで継続的に実行される、対流ネオン燃焼シェルの一連の3Dシミュレーションを、システムからの変更されていない入力条件を使用して初めて提示します。321Dガイド付き1D恒星モデル。これらのシミュレーションは、恒星物理学におけるいくつかの未解決の疑問に答えるのに役立ちます。特に、彼らは、対流領域が新鮮な物質の巻き込みによって無限に成長するわけではなく、燃料消費量が巻き込みよりも優先されるため、燃料が使い果たされると対流も減衰し始めることを示しています。私たちの結果は、恒星モデルに含めるべき対流境界混合の量に関して、多次元シミュレーションと新しい321Dガイド付き1Dモデルの間の収束を示しています。星の中の対流帯のサイズは、その構造と進化に強い影響を与えるため、1Dでのそれらのモデリングを修正することは、星の寿命と運命に重要な影響を与えるでしょう。したがって、これは元素合成、超新星爆発、コンパクト残骸に関連する理論的予測に影響を与えるでしょう。
MoBiDICT: 静水圧平衡における近接した同期バイナリの新しい 3D 静的モデル
| Title |
MoBiDICT:_new_3D_static_models_of_close,_synchronized_binaries_in_hydrostatic_equilibrium |
| Authors |
L._Fellay_and_M.-A._Dupret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14139 |
近接連星系では、潮汐相互作用と回転効果が物質移動や共通包絡線相などの結果として星の進化に強い影響を与える可能性がある...これらすべての側面は、球面の破壊を考慮した理論モデルの改良後にのみ扱うことができる近いバイナリで発生する対称性。連星の現在のモデルは、いわゆる「ロシュモデル」、またはいずれの場合も重力、潮汐力、遠心力ポテンシャルに関するいくつかの仮定に基づく摂動的なアプローチのいずれかに依存しています。私たちは、正確な構造を計算するための新しい非摂動的な方法を開発しました。最も歪んだ場合でも有効な3次元の連星系の変形。次に、さまざまな軌道分離とバイナリ成分について、新しい方法をロシュモデルおよび摂動モデルと比較しました。最も歪んだケースでは、ロシュモデルと摂動モデルの両方がバイナリの変形を大幅に過小評価していることがわかりました。実効重力と全体的な構造変形も、最も歪んだケースでは顕著に異なり、観察の解釈では、一般にロシュモデルを通じて得られる通常の重力暗化の修正につながります。さらに、摂動理論では通常無視される重力ポテンシャルの双極項が、最も歪んだ場合の主要な潮汐項と同じ桁の大きさであることも発見しました。私たちは、あらゆる種類の星、さらにはコンパクトな天体で構成される連星系の変形を正確に計算できる新しい方法を開発しました。研究されたすべての星について、ロシュまたは摂動モデルとの変形の違いは、最も歪んだ場合に顕著であり、観測の解釈とこれらの歪んだ天体の理論的な構造描写の両方に影響を与えます。
Z Camelopardalis 型星 AY Piscium: 恒星と降着円盤のパラメータ
| Title |
The_Z_Camelopardalis-type_star_AY_Piscium:_stellar_and_accretion_disk_parameters |
| Authors |
Jan_K\'ara,_Sergey_Zharikov,_Marek_Wolf,_Ainash_Amantayeva,_Gulnur_Subebekova,_Serik_Khokhlov,_Aldiyar_Agishev_and_Jaroslav_Merc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14158 |
我々は、系の基本パラメータとその中の降着流の構造を決定することを目的として、Z~Cam型食大変動変数AY~Pisciumの新しい研究を発表する。私たちは、静止状態での分光法によって補完された時間分解測光観測を使用し、これに光曲線モデリング技術とドップラー断層撮影法を適用して、システムパラメータを更新します。この系は巨大な白色矮星$M_{\rmWD}=0.90(4)$\ms、質量比$q=0.50(3)$、二次粒子の実効温度$T_2=4100(50)$~K.系の傾きは$i=74.^{\circ}8(7)$です。系$P_{\mathrm{orb}}=0.217320523(8)\;\mathrm{d}$の公転周期は$\dot{P}_{\mathrm{orb}}=の割合で継続的に増加しています+7.6(5)\times10^{-9}$dyear$^{-1}$。物質移動速度は、静止状態で2.4$\times$10$^{-10}$M$_\odot$year$^{-1}$から最大1.36$\times$10$^{-8}$M$まで変化します。_\odot$year$^{-1}$の爆発。降着円盤は、より低温でフレア状の定常状態の円盤から、実質的に一定で比較的高い円盤の高さを持つより温暖な状態に移行します。静止状態での物質移動速度は約1.6$\times$10$^{-9}$M$_\odot$year$^{-1}$です。バルマー輝線は、長軌道周期の新星様系で観察されるものと同様の多成分構造を示します。停止状態からは、システムは爆発の二峰性を示し、長い爆発がより顕著になります。AY~Pscのバルマー輝線は、二次光の照射面からの放射線、流出ゾーンからの放射線、輝点と円盤の内部から発生する風からの放射線の組み合わせによって形成されていると結論づけています。
金属度の低いBe連星の部分的に剥ぎ取られた大質量星：Be X線連星と二重中性子星の合体へのミッシングリンク
| Title |
A_partially_stripped_massive_star_in_a_Be_binary_at_low_metallicity:_A_missing_link_towards_Be_X-ray_binaries_and_double_neutron_star_mergers |
| Authors |
V._Ramachandran,_J._Klencki,_A._A._C._Sander,_D._Pauli,_T._Shenar,_L._M._Oskinova,_and_W.-R._Hamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14262 |
標準的な二星進化モデルは、ロッシュローブのオーバーフローによる物質移動後に、水素に富むエンベロープを失った中心核のヘリウム燃焼星のかなりの集団を予測している。しかし、SNIb/cの顕著な前駆体であると考えられている中間質量領域(~1.5-8$M_{\odot}$)のこのような剥ぎ取られた星の観察はほとんどありません。特に金属度が低い場合、これらの星のかなりの部分は部分的にしか剥がれず、表面にかなりの量の水素が残っていると予想されます。詳細な分光分析を用いて、小マゼラン雲（SMC）にあるBe型伴星との連星の中に部分的に剥ぎ取られた大質量星を初めて発見しました。初晶の剥ぎ取られた星の性質は、極端なCNO存在量パターンと非常に高い光度対質量比によって明らかにされ、これは初晶が殻水素燃焼である可能性が高いことを示唆しています。私たちのターゲットであるSMCSGS-FS69は、既知のストリップされた星+Be連星の中で最も明るく、最も大規模なシステムであり、Mstripped~3$M_{\odot}$とMBe~17$M_{\odot}$を持っています。連星進化の軌跡は、剥ぎ取られた星の初期質量がMini$\gtrsim12M_{\odot}$であることを示唆しており、この星は高温のコンパクトなHe星への移行段階にあり、最終的には剥ぎ取られたエンベロープの超新星を生成すると予測されています。私たちの目標は、BeX線連星と二重中性子星の合体の形成経路においてこれまで欠けていた進化段階の最初の代表となるものである。
遠隔観測と現場観測を組み合わせて調査されたコロナ質量放出の半径サイズの進化と拡大
| Title |
Evolution_of_the_Radial_Size_and_Expansion_of_Coronal_Mass_Ejections_Investigated_by_Combining_Remote_and_In-Situ_Observations |
| Authors |
Bin_Zhuang,_No\'e_Lugaz,_Nada_Al-Haddad,_R\'eka_M._Winslow,_Camilla_Scolini,_Charles_J._Farrugia,_and_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14339 |
コロナ質量放出(CME)の基本的な特性はその半径方向の拡大であり、これにより、CMEの伝播に伴うCME半径方向のサイズの増加とCME磁場強度の減少が決まります。CMEの半径方向の膨張は、遠隔観測を使用するか、半径方向に連携した複数の探査機に基づく現場測定によって調査できます。しかし、遠隔観察と現場観察の両方を組み合わせた事例研究はほとんどありません。したがって、コロナ内で遠隔的に推定された放射状の膨張が太陽圏で局所的に推定されたものと一致するかどうかは不明です。この疑問に答えるために、まず、2010年から2013年の間に、コロナグラフと放射状結合した2機または3機の探査機によってよく観測された22個のCMEイベントを選択します。段階的円筒シェルモデルを使用して、コロナ内でのCMEの半径方向のサイズ、半径方向の膨張速度、および無次元膨張パラメーターの尺度を推定します。同じパラメータと、現場測定に基づいたCMEの地心距離に伴う半径方向のサイズの増加と磁場強度の減少に関する2つの追加の測定値も計算されます。ほとんどの事象では、遠隔観測によって推定されたCME半径サイズは、現場での推定値と一致しません。私たちはさらに、遠隔観測と現場観測を使用して推定されたこれらの膨張パラメータの相関関係を統計的に分析し、不一致の潜在的な理由とCME宇宙天気予報への影響について議論します。
高温におけるバルクケイ酸塩土材料の化学平衡計算
| Title |
Chemical_Equilibrium_Calculations_for_Bulk_Silicate_Earth_Material_at_High_Temperatures |
| Authors |
Bruce_Fegley_Jr.,_Katharina_Lodders_and_Nathan_S._Jacobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13327 |
ガスと溶融物の間の69種類の元素の化学平衡分布は、1000～4500Kおよび1e-6～100barのバルクケイ酸塩地球(BSE)材料についてモデル化されています。BSE融解は非理想的な溶液としてモデル化され、さまざまな活量係数と理想的な溶液の影響が研究されます。結果には、50%凝縮温度、各元素の主要ガス、および乾燥および湿潤BSE材料の酸素フガシティ(fO2)が含まれます。ドライBSEモデルでは、H、C、N、F、Cl、Br、I、S、Se、Teが除外されます。ウェットBSEモデルには、Hおよびその他の揮発性物質が含まれます。主な結論は、同じ合計Pの場合、太陽電池組成ガスよりもケイ酸塩蒸気の凝縮温度がはるかに高いこと、ケイ酸塩蒸気の凝縮順序が太陽電池組成ガスよりも異なること、アルカリを除く異なる活量係数モデル間の良好な一致、重複する部分の一致である。以前に発表された研究では、Locketal.が報告したように、金属の代わりにRe、Mo、W、Ru、Os酸化物の凝縮、Niリッチ金属の安定場が存在します。(2018)、理想的な溶液(この研究およびLocketal.2018による)と、酸化物溶融物中での理想からのわずかな逸脱を持つ元素の実際の溶液の凝縮温度の間の一致、同様の50%凝縮温度、数度以内主要元素であるAl、Ca、Fe、Mg、Si、および微量元素であるCo、Cr、Li、Mn、Ti、Vの乾式および湿式BSEモデル、およびB、Cu、K、Na、Pb、Rb。ハロゲン化物、水酸化物、硫化物、セレン化物、テルル化物、オキシハロゲン化物ガスを形成します。後者の結果は予備的なもので、F、Cl、Br、I、H、S、Se、Teを含む種の正しい平衡分布、凝縮温度、物質バランスを考慮するには、ケイ酸塩溶融物中の揮発性元素のあまり知られていない溶解度と活性を考慮する必要があるからです。溶融物と蒸気の間（要約）。
地球の初期生物圏における固定窒素源としての雷の同位体制約
| Title |
Isotopic_constraints_on_lightning_as_a_source_of_fixed_nitrogen_in_Earth's_early_biosphere |
| Authors |
Patrick_Barth,_Eva_E._St\"ueken,_Christiane_Helling,_Lukas_Rossmanith,_Yuqian_Peng,_Wendell_Walters_and_Mark_Claire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13345 |
生体利用可能な窒素は、生命の起源と維持に必要なものであると考えられています。生物学的窒素固定が始まる前には、地球の初期の生態系に生体利用可能な窒素を供給するために、大気中の窒素を固定する非生物的経路が顕著であったに違いありません。雷は、N2とO2が支配的な現代の大気と、始生代の地球に類似したN2とCO2が支配的な大気の両方で、亜硝酸塩と硝酸塩として固定窒素を生成することが示されています。しかし、初期の地球におけるこのプロセスの役割を評価するには、雷によって生成された固定窒素の同位体指紋をより深く理解する必要があります。ここでは、N2-CO2およびN2-O2混合ガス中での火花放電実験の結果を紹介します。私たちの実験は、始生代の大気でも現代と比較して、雷による窒素固定が同様に効率的であった可能性があることを示唆しています。溶液中の放電生成亜硝酸塩と硝酸塩の同位体比{\δ}15Nの測定では、端成分組成の計算値-17パーミルで気相と平衡化した後、-6〜-15パーミルという非常に低い値を示します。これらの結果は、堆積岩の記録から文書化されたほとんどの{\delta}15N値よりもはるかに低く、3.2Gaよりも前の生物学的窒素固定の発達を裏付けています。ただし、一部の古始生時代の記録(3.7Ga)は、雷由来の窒素と一致する可能性があります。これは、初期のエコシステムに対するこのプロセスの潜在的な役割を強調しています。
我々は、宇宙初期の有限温度効果によって可能になった暗黒物質（DM）の禁断崩壊によりバリオンの非対称性が生じる可能性があるという新しい枠組みを提案する。それを現実的な設定で実装するために、DMをアフレック・ダイン機構を介してスカラー場$\Phi$から暗い非対称性を取得する一重項ディラックフェルミオンであると考えます。有限温度効果により、DMは初期宇宙でレプトンと第2のヒッグスダブレットに崩壊する可能性があり、それによって暗黒非対称性の一部がレプトン非対称性に転移し、後者はその後電弱スファレロンを介してバリオン非対称性に変換される。DMは臨界温度以下で安定し、安定した遺物が得られます。スカラー場$\Phi$は、インフレパラメータの特定の予測を備えたインフレトンの役割を果たすことができますが、この設定は、天体物理学や実験室ベースの観測によっても検証可能です。
| Title |
Local_clustering_of_relic_neutrinos_with_kinetic_field_theory |
| Authors |
Emil_Brinch_Holm,_Isabel_M._Oldengott,_Stefan_Zentarra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13379 |
遺物ニュートリノの密度は、地球の近隣地域でのクラスター化により増加すると予想されています。運動場理論に基づいてニュートリノの過剰密度を計算するための新しい解析手法を紹介します。運動場理論は宇宙構造形成に関する粒子ベースの理論であり、今回の研究で初めてそれを大質量ニュートリノに適用しました。重力相互作用は摂動系列で拡張され、遺物ニュートリノの局所密度への一次寄与が考慮されます。宇宙論的なニュートリノ質量限界と一致するニュートリノ質量については、我々の結果は最先端の計算とよく一致しています。
暗黒物質探索用二相アルゴン検出器におけるAr$_2^{*-}$準安定負分子イオン生成の証拠
| Title |
Evidence_for_the_production_of_Ar$_2^{*-}$_metastable_negative_molecular_ions_in_two-phase_argon_detectors_for_dark_matter_searches |
| Authors |
A._Buzulutskov,_E._Frolov,_E._Borisova,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13692 |
暗黒物質探索用の二相アルゴン検出器におけるエレクトロルミネッセンス(EL)特性の最近の研究により、時定数が約5と50$\mu$の2つの遅い成分の形でEL信号に異常な遅延パルスが存在することが明らかになった。s.これらの成分は電荷信号自体に存在することが示されており、これは、これまで観察されたことのない、漂流電子が準安定負のアルゴンイオンの2つの状態に一時的に捕捉されていることを明確に示しています。この研究では、実験で測定された低速成分寄与率の圧力依存性を利用して、これらの状態が2種類の準安定負分子イオン$\mathrm{Ar}_2^{*-}(b\^4\Sigma_u^-)$と$\mathrm{Ar}_2^{*-}(a\^4\Sigma_g^+)$はそれぞれ、より高いエネルギー準位とより低いエネルギー準位を表します。
| Title |
Spins_of_primordial_black_holes_formed_with_a_soft_equation_of_state |
| Authors |
Daiki_Saito,_Tomohiro_Harada,_Yasutaka_Koga_and_Chul-Moon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13830 |
私たちは、状態線形方程式$p=w\rho$を持つ完全流体が支配する宇宙で形成される原始ブラックホール(PBH)のスピンの確率分布を調べます。ここで$p$と$\rho$は圧力ですそれぞれ流体のエネルギー密度と。特にパラメータ領域$0<w\leq1/3$に注目します。これは、放射流体($w=1/3$)よりも柔らかい状態方程式の方がスピンの値が大きくなることが予想されるためです。崩壊領域内の角運動量は、等角ニュートンゲージの線速度摂動が最小値をとる時刻として定義されるターンアラウンド時刻における線形摂動方程式に基づいて推定されます。確率分布は、ガウス曲率摂動を使用したピーク理論に基づいて導出されます。無次元カーパラメータ$\sqrt{\langlea_{*}^2\rangle}$の二乗平均平方根は$(M/M_{H})^{-1/3}にほぼ比例することがわかります。(6w)^{-(1+2w)/(1+3w)}$、ここで$M$と$M_{H}$はそれぞれPBHの質量と地平線入口の地平線質量です。したがって、スピンパラメータの典型的な値は$w$の値とともに減少します。また、臨界現象を考慮して質量とスピンの分布$P(a_{*},M)$を評価します。放射線が支配する宇宙では、スピンはほとんど$10^{-3.9}\leqa_{*}\leq10^{-1.8}$の範囲に分布しているが、スピン分布のピークはシフトしていることがわかります。$w=10^{-3}$の場合、より大きな範囲$10^{-3.0}\leqa_{*}\leq10^{-0.7}$になります。
土星の電離層におけるカッシーニ探査機からの二次電子およびイオン放出のシミュレーション
| Title |
Simulating_secondary_electron_and_ion_emission_from_the_Cassini_spacecraft_in_Saturn's_ionosphere |
| Authors |
Zeqi_Zhang,_Ravindra_T._Desai,_Oleg_Shebanits,_Fredrik_L._Johansson,_Yohei_Miyake_and_Hideyuki_Usui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13975 |
カッシーニ探査機のグランドフィナーレが土星の電離層を通過したことにより、この巨大ガス惑星の上層大気の組成と力学、および斬新で複雑な探査機とプラズマの相互作用について、前例のない洞察が得られました。この記事では、三次元セル内粒子シミュレーションを使用して、カッシーニと土星の電離層との相互作用をさらに研究します。私たちは、大気中の水分子の高速衝撃によって宇宙船の表面から放出された電子とイオンが宇宙船の電位や低エネルギープラズマの測定にどのような影響を与えたのかを理解することに重点を置いています。シミュレーションでは、放出された電子が磁場に沿って上流に広がり、放出率が十分に高い場合、宇宙船が正の電位に帯電することが示されています。しかし、正確な放出速度と特性が欠如しているため、カッシーニにとって、二次電子放出の顕著さと、同様の帯電効果を引き起こす電離層の帯電塵集団とを区別することが困難になっている。これらの結果は、カッシーニの最終測定に関するさらなる背景を提供し、惑星および彗星の電離層を通る高速フライバイミッションをサポートするための将来の実験室研究の必要性を強調しています。
パルサーによる高周波重力波の探査
私たちはパルサーの磁気圏における重力子と光子の変換を研究し、パルサー観測による高周波重力波検出の可能性を探ります。パルサーの周囲の強い磁場により、光子の1つの偏光モードの変換が大幅に強化されることが示されています。また、カニパルサーの観測データを用いて、確率的重力波を$10^{8}-10^{9}\,$Hzと$10^{13}-10^{27}\,$Hzの周波数範囲に拘束します。そしてジェミンガパルサー。私たちの方法は、既存の高周波重力波実験間のギャップを広く埋め、重力波観測の周波数フロンティアを押し上げます。
初期宇宙におけるアクシオン場の回転により、暗黒物質や宇宙の物質と反物質の非対称性が生じる可能性があります。我々は、回転によって観測可能な量の確率的重力波(GW)バックグラウンドが生成される可能性があることを指摘します。これは、回転の状態方程式が非相対論的物質のようなものからキネーションのようなものに急速に変化するクラスのモデルにおいて、1)いわゆるポルターガイスト機構と2)より遅い赤方偏移によって二重に強化することができます。アクシオンキネーション流体と比較したGWの。超対称UV補完では、アクシオンが標準模型場に直接結合していなくても、将来のGW観測では$10^7\,$GeVまでの超対称性を破るスケールを調べることができます。
バリオジェネシスシナリオを用いた$R^2$インフレモデルにおける再加熱過程
| Title |
Reheating_process_in_the_$R^2$_inflationary_model_with_the_baryogenesis_scenario |
| Authors |
Hyun_Jeong,_Kohei_Kamada,_Alexei_A._Starobinsky,_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14273 |
インフレ後の進化と実行可能なインフレモデルである$R^2$モデルの(再)加熱は、レプトジェネシスシナリオを組み込むことでより現実的になります。この目的のために、標準模型の物質セクターに質量の大きい右巻きマヨラナニュートリノが追加され、ニュートリノ振動実験と宇宙のバリオン非対称性が説明されます。このモデルを特徴づけるパラメータであるヒッグス場$\xi$と右巻きマヨラナニュートリノの質量$M_{N_\alpha}$の非最小結合を発見しました。私たちは、再加熱プロセスとその結果として生じる物理量、つまりスペクトル指数とバリオンの非対称性に対するこれらのパラメーターの影響を分析しました。
