制約付き宇宙論シミュレーションから得られた、コーマ星団周囲の宇宙の網: I. $z = 0$ でコーマに接続されたフィラメント
| Title |
The_cosmic_web_around_the_Coma_cluster_from_constrained_cosmological_simulations:_I._Filaments_connected_to_Coma_at_$z_=_0$ |
| Authors |
Nicola_Malavasi,_Jenny_G._Sorce,_Klaus_Dolag,_and_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03124 |
宇宙の銀河団は、宇宙の網のノードの重要な位置を占めています。それらの間は、暗黒物質、銀河、ガスで構成される細長い構造であるフィラメントによって接続されています。銀河団とフィラメントの接続は、銀河団への物質の付加プロセスに関連しているため、重要です。このため、大規模なクラスター、特に多くの情報が入手可能なよく知られたクラスターの宇宙の網との関係を調査することは、天体物理学のホットなテーマです。以前の研究では、観測された銀河分布から検出された、かみの銀河団のフィラメント接続の分析を実行しました。この研究では、進化の文脈で観察を解釈するために、コマ星団の領域を含むローカル宇宙を再現するために初期条件が制約された数値シミュレーションに頼っています。私たちは、シミュレートされた昏睡状態の星団に接続されているフィラメントを検出し、観測で検出した宇宙の網の構成と正確に比較します。クラスター周辺のフィラメントに近いハローの空間分布と速度分布の解析を実行します。我々は、平均より大幅に大きいわけではないが、シミュレートされたコマ星団上の降着物質のフラックスは、一般的な等方性降着フラックスと比較して、フィラメントの近くで大幅に平行化されていると結論付けます。この論文は、そのような結果の最初の例であり、赤方偏移の関数としての宇宙の網のフィラメントに関連した昏睡銀河団システムの構築を調査する一連の出版物の最初の記事です。
運動学的なスニャエフ・ゼルドヴィッチ投影場信号とその宇宙論的依存性のモデリングの改善
| Title |
Improved_Modeling_of_the_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Projected-Fields_signal_and_its_Cosmological_Dependence |
| Authors |
Raagini_Patki,_Nicholas_Battaglia,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03127 |
過去10年間にわたり、運動学的なスニャエフ・ゼルドヴィッチ(kSZ)効果は、宇宙後期のバリオンと速度場の分布の観測プローブとして浮上してきました。kSZを検出する多くの方法のうち、「投影フィールドkSZ推定器」には、正確な赤方偏移を持つ銀河サンプルが限定されないという有望な機能があります。この推定量の現在の理論的モデリングには、小規模なスケールでのみ適用できる近似処理が含まれています。測定の忠実度が急速に向上するにつれて、元の処理を超えて、これらの以前の近似を使用せずにこの推定量の改良された理論モデルを導き出す必要があることがわかりました。我々は、2つのモデルからの予測信号間の差異はスケールに依存しており、高い予測信号を持つWISEまたはルービン天文台からの銀河データと組み合わせた、サイモンズ天文台とCMB-S4からの将来の測定に重要であることを示します。対ノイズ比($>100$)。したがって、バイアスを避けるためには、今後の分析で改善されたモデルを採用することが重要になります。私たちのモデルを装備して、将来の測定のためにこのkSZ信号の宇宙論的依存性を調査します。プランク事前確率では、$\Lambda$CDMパラメーターの残留不確実性により、固定宇宙論で予測されるサブパーセントレベルと比較して、信号振幅の不確実性が$\sim7\%$周辺化されます。宇宙論的プローブとしてのこのkSZ推定器の可能性を説明するために、$\Lambda$CDMパラメーターとニュートリノ質量の合計に関する初期制約を予測し、将来の解析でバリオン天体物理学と宇宙論の両方を一緒にフィッティングするための道を開きます。
| Title |
On_approximations_of_the_redshift-space_bispectrum_and_power_spectrum_multipoles_covariance_matrix |
| Authors |
Sergi_Novell-Masot,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03137 |
私たちは、最近および今後の銀河調査の仕様に沿った分析を行うために、銀河のパワースペクトルとバイスペクトルの推定共分散を対角行列として近似することの影響を、暗黒物質と銀河のモックで調査します。結合パワースペクトルとバイスペクトルデータベクトルの場合、対応する$k$範囲が$0.02<k<0.15$と$0.02<k<0.12$である場合、対角共分散近似により$\sim10\%$が回復することがわかります。パラメータ$\{\sigma_8,f,\alpha_\Parallel,\alpha_\bot\}$の誤差範囲が大きくなりますが、それでも真の誤差は$\sim10\%$の係数で過小評価されます。これは、次善の方法でデータベクトルの要素に重み付けを行う対角近似によって発生し、その結果、完全な共分散行列を特徴とする最尤推定器よりも効率の悪い推定器が得られます。さらに、最大$\sim80\%$のゼロ要素を含む、完全な共分散行列への中間近似を調査します。これは、理論的アプローチとハイブリッドアプローチに有利である可能性があります。これらの結果は、主にビンのサイズとショットノイズに依存する宇宙全体の体積の変動に定性的に鈍感であるため、現在および将来の銀河調査にとって特に重要なものになると予想されます。
MF-Box: 物質パワースペクトルのマルチ忠実度およびマルチスケールエミュレーション
| Title |
MF-Box:_Multi-fidelity_and_multi-scale_emulation_for_the_matter_power_spectrum |
| Authors |
Ming-Feng_Ho,_Simeon_Bird,_Martin_A._Fernandez,_Christian_R._Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03144 |
我々は、以前のMFEmulatorの拡張バージョンであるマルチ忠実度エミュレーションフレームワークMF-Boxを紹介します。これにより、さまざまなボックスサイズのN体シミュレーションからの情報を組み合わせることにより、高忠実度の物質パワースペクトルをエミュレートできるようになります。粒子荷重を忠実度変数として、シミュレーション体積を異なる忠実度変数として、グラフィカルガウスプロセスを使用して宇宙論的シミュレーションをモデル化します。高忠実度のテストスイートと比較すると、MF-Boxは$k\simeq7h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$at$z\in[0,3まで$<3\%$エラーを達成します]$は、$z\leq1$に対してのみ正確だった以前のマルチ忠実度手法と同様のコストで実行されます。小さなボックスに低忠実度ノードを追加することで、新しいメソッドMF-Boxは$k>2h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$でのエミュレーション精度を$\simeq10$倍向上させます。。また、計算予算の関数としてMF-Boxエラーを分析し、忠実度ノードごとに最適な予算割り当てのガイドラインを提供します。私たちが新たに提案するMF-Boxは、さまざまな品質のシミュレーションスイートを組み合わせ、エミュレーションのダイナミックレンジを安価に拡大するための、将来の調査のための新しい道を開きます。
私たちは、超新星フィードバックやダスト濃縮の影響を含む暗黒物質ハローとその構成バリオンの集合を共同追跡する半解析銀河形成モデルDELPHIを使用して、最初の10億年間における全球の21cm信号の赤方偏移の進化を計算します。私たちのモデルは、赤方偏移と質量に依存しない2つの自由パラメーターのみを使用して、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)と$z\sim5-12$のアタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)の両方からのデータと一致して銀河の個体数を予測します。塵による減衰の影響を完全に組み込んだこの「基準」モデルに加えて、銀河がそのガスの100%を瞬時に星に変換できる(超新星フィードバックは無視される)非物理的な「最大」モデルも調査します。$z>=13$のJWSTデータを説明するために必要です。また、X線加熱の影響($f_{\rmX,h}=0.02-2.0$)やライマンアルファ光子の脱出率($f_\alpha=0.01-1.0$)。私たちの主な発見は次のとおりです:(i)基準モデルは、赤方偏移$z_{\rmmin}\simで最小輝度温度$T_{\rmb,min}\sim-215$mKに達する全球21cm信号を予測します。14ドル。(ii)銀河の特性（星形成速度密度など）に対する塵の影響は$z<=8$の場合にのみ関係するため、塵は全球21cm信号に明確な影響を与えません。(iii)「最大」モデルは$z_{\rmmin}\sim18$という早い時期に$T_{\rmb,min}=-210$mKを予測します;(iv)銀河形成と21cmパラメータは縮退していますしたがって、最低温度とその赤方偏移の組み合わせは、銀河形成パラメータと、これらの初期の時代における21cm信号への結合を制限する上で重要になります。
原始重力波と暗黒エネルギーの接続
宇宙の加速は初期の宇宙でインフレーションとして現れ、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)で検出可能な原始重力波を生成しました。宇宙の加速は現在、暗黒エネルギーとして再び発生しており、宇宙の距離や構造調査で検出可能です。私たちは、宇宙定数を持たない$\alpha$アトラクターポテンシャルによる典型的なインフレーションを通じて2つの出来事を結び付けるという興味深いアイデアを探求します。このモデルでは、現在のダークエネルギー状態方程式パラメータ$w_0$と、広範囲の原始テンソル対スカラー比$r$の間の接続$1+w_0\約4/(3N^2r)$の堅牢性を実証します。初期条件。解析と数値解法により現在の解凍挙動が生成され、$w_a\about-1.53(1+w_0)\about-0.2\,(4\times10^{-3}/r)$という緊密な関係が得られます。今後のCMBと銀河の赤方偏移調査では、この一貫性条件をテストできます。このモデル内では、$\Lambda$からのダークエネルギーの逸脱が検出されない場合は$r$が高くなることが予測され、$r$が検出されない場合はダークエネルギーのダイナミクスが大きくなることが予測されます。
再電離中の 21cm-Lyman-$\alpha$ エミッターの相互相関の一般的な性質について
| Title |
On_the_general_nature_of_21cm-Lyman-$\alpha$_emitters_cross-correlations_during_reionisation |
| Authors |
Anne_Hutter,_Caroline_Heneka,_Pratika_Dayal,_Stefan_Gottl\"ober,_Andrei_Mesinger,_Maxime_Trebitsch,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03156 |
中性水素(HI)のスピンフリップ遷移からの21cm発光と初期ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)放射線放出銀河(Ly$\alpha$)の間の相互相関の特性がどのように機能するかを調査します。$エミッタ、LAE）は、再イオン化の履歴、トポロジ、およびシミュレートされた体積に依存します。この目的のために、我々は21cm-LAE相互相関関数の解析式を開発し、それを低質量($<10^{9.5}M_\odot$)または巨大な($>10^{9.5}M_\odot$)銀河が再電離を引き起こします。私たちの主な発見は次のとおりです:(i)負の小規模($<2$cMpc)相互相関振幅は、銀河間物質(IGM)の平均HI割合($\langle\chi_\mathrm{HI}\rangle$)とスケールします。中性領域におけるスピン温度加重過密度($\langle1+\delta\rangle_\mathrm{HI}$)。(ii)相互相関関数の反転点は、LAEの周囲のイオン化領域のサイズ分布のピークを追跡します。(iii)小さなスケールでの相互相関振幅は再電離トポロジーの影響を受けやすく、その逆相関または相関は、下にある銀河集団の電離放射率が宇宙の網のガス分布と相関するほど強くなります(つまり、相関が低いほど減少します)。質量銀河は再電離を促進します)。(iv)相互相関が相互パワースペクトルを介して導出される場合、21cm-LAE逆相関振幅を過小予測しないために必要なシミュレーションボリュームは、イオン化領域のサイズとその分散が増加するにつれて増加します。私たちの解析式は2つの目的に役立ちます。シミュレーションボリュームが十分に大きいかどうかをテストすることと、将来の21cm信号平方キロメートルアレイとLAE銀河観測を相互相関させる際のフィッティング関数として機能することです。
| Title |
Cluster_Cosmology_Without_Cluster_Finding |
| Authors |
Enia_Xhakaj,_Alexie_Leauthaud,_Johannes_Lange,_Elisabeth_Krause,_Andrew_Hearin,_Song_Huang,_Risa_H._Wechsler,_Sven_Heydenreich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03777 |
私たちは、超大質量銀河の観測には従来の銀河団宇宙論と同様の宇宙論的制約力が含まれていると提案し、関連する系統誤差の制御が比較的容易であるという有望な兆候を提供します。我々は、暗黒エネルギー分光サーベイ(DESI)から抽出された銀河の基準分光および恒星質量の完全なサンプルを検討し、このサンプルからのOmega_m-sigma_8に対する制約が、豊富さに基づくクラスターの数カウントからの制約とどのように比較されるかを予測します。固定数密度では、大質量銀河が銀河団と同様の制約を与えることがわかりました。しかし、DESIからの完全質量銀河サンプルは、標準的な光学クラスターサンプル(通常、リッチネスが20以上、ハロー質量が10^13.5以上に制限されます)よりも低いハロー質量を探査できる可能性があります。さらに、このようなDESIサンプルの投影銀河クラスタリングを正確に測定することは簡単であり、これによりOmega_mの制約力が大幅に向上することがわかります。また、恒星の質量が制限されたサンプルの拘束力を、より大型だが質量が不完全なサンプル（DESIBrightGalaxySurvey、BGS、Sampleなど）の拘束力と比較します。より低い数密度の恒星質量に制限されたサンプルと比較して、BGSのようなサンプルは統計的制約をOmega_mについては60%、sigma_8については40%改善することがわかりました。しかし、これは小規模な情報を使用するため、BGSのモデル化は困難になります。超大質量銀河宇宙論に関連する体系の初期評価では、有望な結果が得られました。提案されたサンプルには衛星の割合が10%ありますが、宇宙論的な制約が衛星の影響に対して堅牢である可能性があることを示します。これらの発見は、超大質量銀河がリッチネスベースの銀河団よりも低いハロー質量を探査する可能性を認識し、光学的銀河団の発見に関連する永続的な体系化を回避するという今後の研究の動機付けとなる。
バイメトリック重力の 21 cm パワースペクトルと SKA1-Mid 望遠鏡による検出可能性
| Title |
21_cm_Power_Spectrum_for_Bimetric_Gravity_and_its_Detectability_with_SKA1-Mid_Telescope |
| Authors |
Ajay_Bassi,_Bikash_R._Dinda_and_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03875 |
我々は、1つの巨大なスピン2場が質量のないスピン2場と相互作用する、特別な種類のゴーストのないバイメトリック重力を通じて、修正された重力理論を検討します。このバイメトリック重力では、遅い時間の宇宙加速が達成可能です。宇宙の背景膨張と並行して、私たちは一次宇宙論的摂動も研究し、大きな宇宙論的スケールでのバイメトリック重力の特徴を調査します。考えられる探査の1つは、21cmパワースペクトルを通じてバイメトリック重力の観測的特徴を研究することです。我々は、21cmのパワースペクトルを通じてゴーストのないバイメトリック重力の検出可能性の見通しを示すために、今後のSKA1-midアンテナ望遠鏡の仕様を検討します。モデルパラメーターの値によっては、ゴーストのないバイメトリック重力を、今後のSKA1-mid望遠鏡仕様を備えた標準$\Lambda$CDMモデルと区別できる可能性があります。
| Title |
Observational_Evidence_for_Primordial_Black_Holes:_A_Positivist_Perspective |
| Authors |
Bernard_Carr,_Sebastien_Clesse,_Juan_Garcia-Bellido,_Michael_Hawkins,_Florian_Kuhnel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03903 |
私たちは、さまざまなレンズ効果、力学効果、降着効果、重力波効果による観測証拠に基づいて、原始ブラックホール(PBH)に関する多数の議論を検討します。これは、PBH制約を重視する通常の姿勢からの転換を表し、実証主義的観点と呼ばれるものを提供します。星やクェーサーのマイクロレンズ観察は、約$1\,M_{\odot}$のPBHが銀河ハローの暗黒物質の多くを提供する可能性があることを示唆しています。これは、PBHが拡張された質量関数を持っている場合、大マゼラン雲の観測によって可能になります。より一般的には、PBHの質量と暗黒物質の割合が十分に大きい場合、関連するポアソンゆらぎにより、標準的な宇宙論的シナリオよりもはるかに早い時期に最初の束縛天体が生成される可能性があります。これは、高赤方偏移矮銀河の最近の検出、光源を差し引いた赤外線とX線の宇宙背景の不可解な相関関係、超淡矮銀河の大きさと質量光比、銀河の動的加熱を同時に説明します。銀河円盤、およびLIGO/おとめ座/KAGRAによって通常恒星の残骸とは関連付けられない質量範囲で観察された連星合体。たとえPBHが暗黒物質のごく一部しか提供しないとしても、他のさまざまな観測上の難題を説明できる可能性があり、十分に大きなPBHがあれば、銀河核や初期銀河自体に超大質量ブラックホールの種をまく可能性があります。私たちは、PBHは音速が必然的に低下する電弱、量子色力学、電子陽電子消滅の時代の前後に自然に形成されたであろうと主張します。これにより、多数の明確な隆起を伴う拡張PBH質量関数が得られ、最も顕著なものは$1\,M_{\odot}$付近にあり、これによりPBHが証拠の多くを統一的な方法で説明できるようになります。
レゴリスからの水氷の熱抽出のモデル化
モデリングは、月、火星、小惑星、またはその他の天体の揮発性物質抽出技術の開発をサポートするために開発されました。このタイプのモデリング機能は、ハードウェア設計が繰り返される際に、シミュレートされた月の条件で複数のテストキャンペーンを行うことで発生する高コストを回避するために重要です。モデリングには、2次元(2D)軸対称(3Dに拡張可能)有限差分形式に適用されるクランクニコルソンアルゴリズムが使用されます。これは、アポロの土壌測定から開発された土壌熱パラメータを小惑星レゴリスに適応させて使用します。シミュレーションの結果、小惑星や月の表面の熱測定を首尾よく再現し、それらの測定値を解釈してそれらの天体の表面下の特性についての洞察を得るのに役立つことが示されています。2Dシミュレーションにより、月のドリルビットの冷却に関する洞察が得られ、暖かいビットが存在するにもかかわらず、元の地下温度を決定する方法が提供されました。
地球とタイタンにおける緩和振動対流の出現
| Title |
The_emergence_of_relaxation-oscillator_convection_on_Earth_and_Titan |
| Authors |
Francisco_E._Spaulding-Astudillo_and_Jonathan_L._Mitchell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03219 |
緩和振動子(RO)気候状態では、集中豪雨を伴う短時間の対流嵐が形成され、定期的に消散します。RO状態は放射対流平衡(RCE)の2次元および3次元シミュレーションで実証されており、RO状態の存在には湿った対流プロセスを明示的に解決する必要があると主張されています。ただし、RO状態の正確な性質と出現メカニズムはまだ解明されていません。ここでは、(1)RO状態は、パラメーター化された対流を伴うRCEの単一列モデルシミュレーションに存在すること、(2)RO状態は、RCEの解析モデルの定常状態の解を持たない状態として理解できることを示します。分解された対流を使用したモデルシミュレーションと同様に、RCEのこれらの単純な1次元モデルは、高い表面温度および/または非常に湿った大気でRO状態が出現することを明確に示しています。出現は、対流の利用可能な位置エネルギーによって定量化される大気の不安定性が、深部に引き込まれる対流プルームの潜熱放出をサポートできなくなるときに発生します。提案されたRO出現のメカニズムは、すべての湿った惑星大気に対して一般的であり、凝縮成分にとらわれず、自然にタイタンの爆発的なメタン天気の理解につながります。
ハンセン係数で表されるベクトルアプローチを使用したレオロジーモデルの潮汐進化
| Title |
Tidal_evolution_for_any_rheological_model_using_a_vectorial_approach_expressed_in_Hansen_coefficients |
| Authors |
Alexandre_C._M._Correia,_Ema_F._S._Valente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03449 |
私たちは、2つの体の問題を再検討します。つまり、一方の体が、相手によって引き起こされる潮の作用によって変形する可能性があるということです。潮汐変形とその結果としての散逸は、系のスピンと軌道の進化をもたらします。一般に、運動方程式はケプラー楕円要素で表現されたフーリエ級数で展開された潮汐電位から導出され、振幅と周波数による散逸の変化を調べることができます。ただし、この方法では複数のインデックスの合計が導入され、一部の軌道要素は選択されたフレームに依存するため、混乱やエラーが発生しやすくなります。ここでは、天力学で広く使用されており、離心率だけに依存する一連のハンセン係数のみで四重極潮汐ポテンシャルを展開します。ベクトル形式で永年運動方程式を導出します。これはフレームに依存せず、あらゆるレオロジーモデルに有効です。平均異常に対する単一の平均と、ペリセンターの引数に対する追加の平均の式を提供します。これらの方程式は、惑星衛星から恒星の連星まで、多種多様なシステムや構成の長期進化をモデル化するのに適しています。また、システムの任意の構成に対して体内に放出される潮汐エネルギーも計算します。
光色素の励起特性とホストスターへの依存性の可能性
| Title |
Excitation_Properties_of_Photopigments_and_Their_Possible_Dependence_on_the_Host_Star |
| Authors |
Manasvi_Lingam,_Amedeo_Balbi_and_Swadesh_M._Mahajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03546 |
光合成は、系外惑星上の実質的な生物圏を維持するための経路として考えられます。実際、次世代の望遠鏡で検出可能な独特のバイオシグネチャーを生成することも期待されています。この研究では、単純な量子力学的モデルを構築することにより、電磁放射線を収集する光色素の励起特性を調査します。私たちの分析は、光合成のための主な地球ベースの光色素が$>1.1$$\mu$mの波長では効率的に機能しない可能性があることを示唆しています。(仮説の)太陽系外光色素の文脈で、光子の吸収に関与する可能性のある、関連する分子内の共役$\pi$電子($N_\star$)の潜在的な数を計算します。光色素の吸収極大が主星のピークスペクトル光子束に近いという仮説を立てて、このモデルを利用して$N_\star$を推定します。私たちの形式に従って、$N_\star$は星の温度によって調整され、太陽よりも低い(熱い)恒星を周回する惑星ではおそらく高い(低い)と考えられます。後期型M矮星の周りの系外惑星は、地球の2倍の$N_\star$を必要とする可能性があります。私たちのモデルが将来の観察によってどのように経験的にテストされるかを簡単に説明して分析を終えます。
LFRic-Atmosphere を使用した地球型惑星上の理想的な 3D 大気の流れのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_idealised_3D_atmospheric_flows_on_terrestrial_planets_using_LFRic-Atmosphere |
| Authors |
Denis_E._Sergeev,_Nathan_J._Mayne,_Thomas_Bendall,_Ian_A._Boutle,_Alex_Brown,_Iva_Kavcic,_James_Kent,_Krisztian_Kohary,_James_Manners,_Thomas_Melvin,_Enrico_Olivier,_Lokesh_K._Ragta,_Ben_J._Shipway,_Jon_Wakelin,_Nigel_Wood,_and_Mohamed_Zerroukat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03614 |
私たちは、気象庁のGungHoダイナミックコアを使用して構築されたモデルLFRic-Atmosphereが、広く使用されているいくつかのベンチマークレシピで指定された理想的な大気循環パターンを再現できることを実証します。これは、系外惑星の発見が急速に進んでいることと、その大気の数値モデリングと特性評価に対するニーズがますます高まっていることが動機となっています。ここでは、系外惑星モデリングコミュニティで一般的に使用されている循環体制を模倣した理想的なテストに対するLFRic-Atmosphereの結果を紹介します。ベンチマークには、標準のHeld-Suarezテスト、Menou-RauscherEarth-likeテスト、Merlis-SchneiderTidallyLockedEarthテストの3つの解析強制ケースが含まれています。定性的には、LFRic-Atmosphereは他の数値モデルとよく一致し、総質量、角運動量、運動エネルギーの点で優れた保存特性を示します。次に、LFRic-Atmosphereを4つのTRAPPIST-1HabitableAtmosphereIntercomparison(THAI)シナリオ向けに構成することで、物理プロセス(放射、サブグリッドスケールの混合、対流、雲)をより現実的に表現します。これは、確認された地球型系外惑星の起こり得る気候にLFRic-Atmosphereを適用した最初の例です。LFRic-Atmosphereは、主要な気候変数の範囲にわたる既存のモデルの広がりの中でTHAIシナリオを再現します。私たちの研究では、LFRic-Atmosphereが地球大気の7つのベンチマークテストで良好なパフォーマンスを示し、将来の系外惑星の気候研究での使用が正当化されることが示されています。
長周期彗星C/2018 F4の分裂（PANSTARRS）
| Title |
Splitting_of_Long-Period_Comet_C/2018_F4_(PANSTARRS) |
| Authors |
Man-To_Hui,_Michael_S._P._Kelley,_Denise_Hung,_Tim_Lister,_Joseph_Chatelain,_Edward_Gomez,_and_Sarah_Greenstreet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03635 |
長周期彗星C/2018F4(PANSTARRS)は、2020年9月に内部領域の二重性を示すことが観測され、分裂現象を示唆しています。ここでは、分裂の発見後にLOOKプロジェクトとハワイ大学の2.2m望遠鏡で撮影された彗星の観測結果の分析を紹介します。半径4kmから$\sim\!60$mと推定される2つの破片成分AとBは、2020年9月から2021年までの観測キャンペーンを通じて、明るさ、色、塵の形態の点で互いに非常に類似したままでした。12月。私たちの断片化モデルにより、2020年4月下旬に2つの成分が$3.00\pm0.18$ms$^{-1}$の相対速度で分裂したことがわかり、これは$\left(5.3\pm2.8\right)\の比エネルギー変化を意味します。10^3$Jkg$^{-1}$倍であり、構成要素Bは軌道の半径方向と法線方向の両方で構成要素Aよりも強い非重力加速度を受けています。得られた分割時間はダスト形態解析の結果とほぼ一致しており、さらに、主要なダスト粒子はミリメートルサイズであり、速度$\sim\!2$ms$^{-1}$で噴出していることが示唆されました。我々は、この彗星の分裂前の核は67Pの1つに似た2つのローブから構成されていたか、あるいはこの彗星がかつてはメインベルト彗星288Pのような連星系であったと仮定します。いずれにせよ、我々は、彗星の核の二葉形の形状や二値性の割合を研究するための実行可能な方法として、分割彗星の観察を使用する可能性を強調します。
恒星フレアによって引き起こされる巨大ガス大気の進化における温度と化学の共役
恒星フレアに伴う紫外線照射の強化が巨大ガス系外惑星の大気組成と温度に及ぼす影響を調査した。これは、温度と非平衡化学の間の自己矛盾のないフィードバックを備えた1D放射対流化学モデルを使用して行われました。フレアによる化学組成と温度の変化が、広範囲の圧力レベルと種にわたって進化の長期傾向を引き起こすことが判明しました。化学物質と温度の間のフィードバックを可能にすることは、これらの大気の静止構造を確立する上で重要な役割を果たし、フレアによるその進化を決定します。低温の惑星は温暖な惑星よりもフレアの影響を受けやすく、組成と温度の大きな変化が見られ、温度と化学のフィードバックがそれらの進化を修正することが判明した。フレアに長期間さらされると、巨大ガス大気の透過スペクトルが変化します。これらの変化は、温度構造が化学反応に合わせて自己矛盾なく進化できる場合には異なりました。これらの大気に対するフレアの影響によるスペクトル特徴の変化は、組成の変化と関連付けられる可能性があります。十分に冷たい惑星の大気に対するフレアの影響は、JWSTによる観測に影響を与えます。低温ガス巨人の透過スペクトルの特徴に対するフレアの影響を正確に捉えるには、温度と化学の首尾一貫したモデルを使用する必要がありますが、これは惑星の放射線環境に大きく依存します。
orbitN: 中心質量が支配する惑星系のシンプレクティック積分器 -- 長期的な太陽系カオスへの洞察
| Title |
orbitN:_A_symplectic_integrator_for_planetary_systems_dominated_by_a_central_mass_--_Insight_into_long-term_solar_system_chaos |
| Authors |
Richard_E._Zeebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03737 |
惑星系の長期的な力学の信頼性の高い研究には、正確で高速な数値積分器が必要です。多くのシステムのカオス的な性質により、機械精度(約1e-16、倍精度算術)またはそれに近い相対数値誤差限界が必要であり、そうでないと数値カオスが物理カオスよりも優勢になる可能性があるため、この課題はしばしば手ごわいものになります。現在、速度/精度の要求は通常、シンプレクティック積分器によってのみ満たされます。たとえば、これまでの太陽系に関する最新の長期天文解析(天文年代学や高精度地質年代測定などで広く使用されている)は、シンプレクティック積分器を使用して得られてきました。ただし、これらのインテグレーターのソースコードは入手できません。ここでは、主な質量M0を持つケプラー惑星系(ここでは太陽系)の正確で再現可能な長期軌道解を生成することを主な目的としたシンプレクティック積分器orbitN(リーンバージョン1.0)を紹介します。他の機能の中でも、orbitN-1.0には、M0の四重極モーメント、月の寄与、およびM0(高速シンプレクティック実装)によるポストニュートン補正(1PN)が含まれています。数値の丸め誤差を減らすために、Kahan補正合計が実装されました。私はorbitNを使用して、太陽系の長期的な混乱に対するさまざまなプロセスの影響についての洞察を提供します。特に、1PN補正は、100Myr対Gyr時間スケールでのカオス性/安定性に逆の効果をもたらします。現在のアプリケーションの場合、orbitNは、ハードウェアに応じて、同等のインテグレータとほぼ同じか、または同等の速度(係数1.15～2.6)を示します。orbitNのソースコード(C)は、github.com/rezeebe/orbitNで入手できます。
コンドライトの太陽の近隣
系外惑星の人口統計における根強い疑問は、系外惑星系が私たちと同様の構成要素から形成されているのかどうかということです。汚染された白色矮星は、系外物質のバルク組成の測定値を提供するため、この問題に対処するユニークな方法を提供します。私たちは、酸素を含む白色矮星を汚染している岩石の統計分析を提示し、その組成を太陽系の岩石と比較します。私たちは、太陽系外岩石の大部分が典型的なコンドライトの組成と一致していることを発見しました。測定の不確実性により、コンドライトと地球バルクを区別することはできませんが、コンドライトの組成と玄武岩質または大陸地殻の違いを検出することは可能です。汚染された白色矮星の中には地殻の証拠は見つかりません。私たちは、太陽系外岩石のコンドライトの性質が局所星の組成によっても裏付けられていることを示します。銀河の化学進化の結果、銀河全体のスケールで岩石形成元素の相対存在量が空間的および時間的に変動しますが、汚染された白色矮星の現在のサンプルは十分に若く、地球に近いため、このプロセスの影響を受けません。我々は、汚染された白色矮星の周囲で観察された岩石の種類の大部分を説明するのにエキゾチックな組成は必要なく、恒星近傍における系外惑星の組成間の変動は一般に原始惑星系円盤の初期組成の大きな違いによるものではないと結論づけた。それにもかかわらず、銀河の最初の数十億年に形成された惑星は、平均して地球と比較して金属核の割合が低いという恒星の観察からの証拠があります。
軸対称クランクニコルソンモデリングによる月および小惑星レゴリスからの揮発性物質の熱抽出
| Title |
Thermal_Extraction_of_Volatiles_from_Lunar_and_Asteroid_Regolith_in_Axisymmetric_Crank-Nicholson_Modeling |
| Authors |
Philip_T._Metzger,_Kris_Zacny,_Phillip_Morrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03776 |
月や小惑星のレゴリスからの揮発性物質抽出の開発をサポートするために、物理ベースのコンピューターモデルが開発されました。このモデルは、レゴリスと混合組成の氷の熱伝導率、土壌と混合組成の氷の熱容量、水和鉱物の揮発性物質の放出パターン、氷の昇華など、地球外の土壌と模擬物質に関する経験的データセットに基づいています。温度、土壌間隙率、間隙蒸気圧が変化するレゴリスのケースを一般化する新しい熱伝導率の関係が導出されます。氷の組成は、月面クレーター観測衛星（LCROSS）の衝突による氷の噴出物の測定に基づいており、水の氷の熱伝導率と熱容量の方程式が現在の開発レベルで十分な精度を提供することが示されています。熱拡散方程式は、複数の適応タイムステップを使用してガス拡散方程式と統合されます。モデル全体は、有限差分形式が軸対称の2次元に拡張されたクランクニコルソンフレームワークに配置されます。モデルの1次元バージョンは、月および小惑星のデータセットと一致する熱伝達を首尾よく予測します。軸対称モデルは、月のドリル周囲の熱放散や小惑星コアリング装置における水の抽出を研究するために使用されています。
JADES: $z \sim 9.5$ までの超深度 JWST/NIRSpec 分光法による高 $z$ 宇宙の
[OIII]$\lambda 4363$ エミッターの検出と強線校正のテスト
| Title |
JADES:_Detecting_[OIII]$\lambda_4363$_Emitters_and_Testing_Strong_Line_Calibrations_in_the_High-$z$_Universe_with_Ultra-deep_JWST/NIRSpec_Spectroscopy_up_to_$z_\sim_9.5$ |
| Authors |
Isaac_H._Laseter,_Michael_V._Maseda,_Mirko_Curti,_Roberto_Maiolino,_Francesco_D'Eugenio,_Alex_J._Cameron,_Tobias_J._Looser,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-lake,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Zhiyuan_Ji,_Nimisha_Kumari,_Michele_Perna,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Lester_Sandles,_Jan_Scholtz,_Renske_Smit,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Christina_C._Williams,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03120 |
JWST先端銀河系外探査(JADES)の超深部JWST/NIRSpecMSA分光法で測定された$z\sim9.5$までの10個の新規[OIII]$\lambda4363$オーロラライン検出を紹介します。私たちは、NIRSpecによるこれまでで最も深い分光観測を利用して、直接T$_e$法を使用して電子温度と酸素存在量を決定します。ローカルで校正された一連の強線診断と最近の高$z$校正と直接比較します。我々は、キャリブレーションが同時に我々のJADESサンプルと一致しないことを発見し、したがって、高$z$ユニバースに対するこれらのキャリブレーションの自己一貫性のある改訂を保証する。R2とO3O2の間には金属性に対する弱い依存性が見出され、したがってこれらの線比は高$z$宇宙では金属性の診断や縮退ブレーカーとしては効果がないことが示唆される。R3とR23は依然として金属性と相関していることがわかりましたが、これらの診断は暫定的に平坦化していることがわかり、したがって、これらの強線比を高$z$宇宙の金属性指標として適用する際の将来の困難を示唆しています。また、より高いダイナミックレンジを持つR3とR2の異なる組み合わせに基づく代替診断を提案し、テストします。低い金属量でのJWSTサンプルとのかなり良好な一致(オフセット中央値0.002dex、絶対オフセット中央値0.13dex)が見つかりました。私たちのサンプルは、静止系EW(H$\beta$)$\約200～300$オングストロームの局所銀河よりも高いイオン化/励起比を示しています。しかし、私たちのサンプルの静止フレームEWs(H$\beta$)の中央値は、ローカルキャリブレーションに使用された銀河よりも$\sim2\text{x}$小さいことがわかります。私たちの銀河の高度な電離と組み合わされたこのEWの不一致は、高$z$宇宙における[OIII]$\lambda4363$の生成を明確に説明するものではないため、生成に影響を与える要因をさらに深く調べる必要があります。
分厚い円盤のはぐれ者たち
若いアルファリッチ（YAR）星は、局所年齢$\rm-$[$\alpha$/Fe]関係の外れ値として過去に検出されています。これらの天体は$\alpha$要素で強化されていますが、典型的な厚い円盤星よりも明らかに若いです。私たちは、APOGEEDR17調査でYAR巨星の全球運動学と化学的性質を研究し、それらが標準的な厚い円盤状の恒星集団と同様の性質を持っていることを示しました。これにより、YARは若返った厚い円盤天体であり、おそらく進化した青いはぐれ者であると結論付けられます。これは、ヘルツシュプルング-ラッセル図(HRD)におけるそれらの位置によって確認されます。選択範囲を矮星まで拡張すると、野星のHRDにおける最初の一般的なストラグラー分布を得ることができます。また、サンプルの元素存在量を標準的な厚い円盤星の元素存在量と比較し、YAR星では酸素、マグネシウム、ナトリウム、および中性子を捕獲するのが遅い元素であるセリウムがシフトしていることがわかりました。ほとんどの天体では二値性の兆候は検出されませんが、セリウムの増加は、漸近する巨大な枝仲間からの物質移動の兆候である可能性があります。最も重いYAR星は、進化した星からの物質移動が唯一の形成経路ではない可能性があり、衝突や合体などの他のシナリオを考慮する必要があることを示唆しています。
宇宙環境および形態と、AGN 銀河および非 AGN 銀河の星形成および恒星集団との関係
| Title |
The_relation_of_cosmic_environment_and_morphology_with_the_star_formation_and_stellar_populations_of_AGN_and_non-AGN_galaxies |
| Authors |
G._Mountrichas,_G._Yang,_V._Buat,_B._Darvish,_M._Boquien,_Q._Ni,_D._Burgarella,_L._Ciesla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03129 |
この研究では、宇宙環境および形態と星形成(SF)および銀河の恒星集団との関係を研究します。最も重要なことは、この関係が活動的な超大質量ブラックホールと非活動的な超大質量ブラックホールを持つ系で異なるかどうかを調べることです。この目的のために、COSMOS-Legacy調査では、X線で検出された551個の活動銀河核(AGN)と16,917個の非AGN銀河を使用します。これらの銀河については、表面密度場測定が利用可能です。線源は$\rm0.3<z<1.2$の赤方偏移にあり、プローブX線の輝度は$\rm42<log\,[L_{X,2-10keV}(erg\,s^{-1})です。]<44$であり、星の質量は$\rm10.5<log\,[M_*(M_\odot)]<11.5$です。私たちの結果は、孤立したAGN(フィールド)が非AGNと比較してSFRが低く、サンプルの範囲全体でL$_X$であることを示しています。ただし、より高密度の環境(フィラメント、クラスター)では、中程度のL$_X$AGN($\rmlog\,[L_{X,2-10keV}(erg\,s^{-1})]>43$)および非AGN銀河のSFRは同様です。私たちはまた、さまざまな宇宙領域における星の集団と源の形態を調べます。同じ形態学的タイプの場合、非AGN銀河は恒星集団が古い傾向があり、野外の対応する銀河と比較して、より高密度な環境で最近のバーストを起こした可能性が低くなります。密度場による星の個体数の違いは、主に静止系によって引き起こされます。さらに、低L$_X$AGNは、すべての宇宙環境において、恒星個体群の変動が無視できる程度ですが、中程度のL$_X$AGNは、平均して恒星個体数が若く、最近高密度でバーストを起こした可能性が高くなります。田畑。最後に、非AGN銀河の場合、バルジ支配(BD)系の割合は密度場とともに増加しますが、BDAGNはより高密度の環境ではほとんど存在しません。私たちの結果は、合併などの共通のメカニズムがSFとAGNの両方の活動を引き起こすシナリオと一致しています。
ホリスモーク -- XI.地上画像調査における強力レンズ探索のための教師ありニューラルネットワークの評価
| Title |
HOLISMOKES_--_XI._Evaluation_of_supervised_neural_networks_for_strong-lens_searches_in_ground-based_imaging_surveys |
| Authors |
R._Canameras,_S._Schuldt,_Y._Shu,_S._H._Suyu,_S._Taubenberger,_I._T._Andika,_S._Bag,_K._T._Inoue,_A._T._Jaelani,_L._Leal-Taixe,_T._Meinhardt,_A._Melo,_A._More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03136 |
教師ありニューラルネットワークは、大規模な画像データセットから希少な強力な重力レンズを識別するための最先端技術となっていますが、その選択は依然としてレンズ以外の汚染物質の数と多様性に大きく影響されています。この研究では、深く広範囲にわたる調査の時代に、人間の入力を最小限に抑えて銀河規模の強力なレンズを迅速に選択する方向に進むために、ニューラルネットワークのパフォーマンスを体系的に評価および比較します。私たちは、HSCWideサーベイのPDR2からのマルチバンド画像を使用して、HSCフットプリント上で以前に発見された189個の強力なレンズとCOSMOS内の70,910個の非レンズ銀河を使用して、実際の分類実験を模倣したテストセットを構築しました。複数のネットワークは、さまざまなアーキテクチャとデータ前処理を使用して、現実的な強力レンズシミュレーションと非レンズ銀河のさまざまなセットでトレーニングされました。全体的なパフォーマンスは、グラウンドトゥルーストレーニングデータの構築に大きく依存しており、通常、体系的ではありませんが、ベースライン残差ネットワークアーキテクチャを使用して向上します。画像重心にランダムなシフトを適用したり、ピクセル値に平方根ストレッチを適用したり、Zバンドを追加したり、元の画像のランダムな視点を使用したりすると改善が見られますが、差分画像を追加して中心銀河からの発光を差し引く場合には改善が見られません。最も重要な利益は、異なるデータセットでトレーニングされたネットワークの委員会で得られ、偽陽性の母集団間の適度な重複を示します。画質に対するほぼ完全な不変性は、ネットワークを多数のバンドで、またはPSFおよびサイエンスフレームと組み合わせてトレーニングすることによって達成できます。全体として、検討中のテストセットではTPR0が60%に達する可能性が示されており、これにより、ルービン天文台やその他の今後の地上調査を使用して、人間の入力なしで強力なレンズを純粋に選択するための有望な展望が開かれます。
環銀河媒体における冷たいガスの起源
| Title |
The_origin_of_cold_gas_in_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Davide_Decataldo,_Sijing_Shen,_Lucio_Mayer,_Bernhard_Baumschlager,_Piero_Madau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03146 |
銀河の周銀河媒質(CGM)に冷たい($T\lesssim10^4$K)ガスが存在することは観測と高解像度シミュレーションの両方で確認されていますが、その起源は依然として謎です。考えられるメカニズムとしては、銀河間物質(IGM)からの低温降着、流出に埋め込まれて円盤から輸送される塊、熱不安定性を介して高温のCGM相から分離するガスなどが考えられます。この研究では、主銀河のさまざまな進化段階における支配的な起源チャネルを特定するために、冷たいCGMガスの歴史を特徴付けることを目的としています。この目標を達成するために、SPH宇宙論的ズームインシミュレーションEris2kのさまざまなスナップショットでガス粒子を追跡します。我々は、粒子の起源のいずれかを特定するまで、さまざまな赤方偏移から始めて冷たいガスの後方追跡を実行します:冷たい流入、円盤から放出されたもの、その場での冷却、または衛星から剥がされたもの。また、銀河のさまざまな構成要素(円盤や流出など)内のガスの前方追跡も実行します。2つの時代の間に明確な移行が見られます。$z>2$の場合、銀河がIGMからの「コールドモード」で降着しているため、CGM内のほとんどの冷たいガス(最大80%)は冷たい降着流に由来します。$z$が低い場合、ガスは数回のリサイクル後にその場で冷却される(ガスの10～20%が流出で冷却される)か、ディスクから直接排出されます(最大30%)。$z<1$では流出が低温CGMガスの収支に大きく寄与しており、高温ガスのほぼ50%が流出で冷却されます。最後に、CGM冷却の可能なメカニズムについて議論し、$t_{\rmCool}/t_{\rmff}<1$(降水調節フィードバック)の熱的に不安定なガスが$r\sim100$まで豊富に存在することを示します。密度$n>10^{-2}\,{\rmcm}^{-3}$の場合、kpcと冷却時間は50Myrよりも短くなります。
塵の多い銀河における芳香族炭化水素放出の空間的変動
| Title |
Spatial_variations_in_aromatic_hydrocarbon_emission_in_a_dust-rich_galaxy |
| Authors |
Justin_S._Spilker,_Kedar_A._Phadke,_Manuel_Aravena,_Melanie_Archipley,_Matthew_B._Bayliss,_Jack_E._Birkin,_Matthieu_Bethermin,_James_Burgoyne,_Jared_Cathey,_Scott_C._Chapman,_Hakon_Dahle,_Anthony_H._Gonzalez,_Gayathri_Gururajan,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_D._Hezaveh,_Ryley_Hill,_Taylor_A._Hutchison,_Keunho_J._Kim,_Seonwoo_Kim,_David_Law,_Ronan_Legin,_Matthew_A._Malkan,_Daniel_P._Marrone,_Eric_J._Murphy,_Desika_Narayanan,_Alex_Navarre,_Grace_M._Olivier,_Jeffrey_A._Rich,_Jane_R._Rigby,_Cassie_Reuter,_James_E._Rhoads,_Keren_Sharon,_J.D._T._Smith,_Manuel_Solimano,_Nikolaus_Sulzenauer,_Joaquin_D._Vieira,_Axel_Weiss,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03152 |
塵の粒子は、宇宙の歴史を通じて星が放出した放射線の半分を吸収し、このエネルギーを赤外線の波長で再放出します。多環芳香族炭化水素(PAH)は、ミリメートルサイズの塵粒子を追跡し、銀河内の星間ガスの冷却を制御する大きな有機分子です。非常に遠い銀河のPAH特徴の観察は、これまでの赤外線望遠鏡の感度と波長範囲が限られていたため、困難でした。ここでは、ビッグバンから15億年以内に観測された銀河内の3.3umPAHの特徴を検出したJWST観測を紹介します。PAH特徴の高い等価幅は、ブラックホールの降着ではなく、星の形成が銀河全体の赤外線放射を支配していることを示しています。PAH分子、大きな塵粒子、星や熱い塵からの光は空間的に互いに異なっており、そのため、銀河全体のPAHの等価幅と全赤外光度に対するPAHの比率が桁違いに変動します。私たちが観察した空間的変化は、PAHと大きなダスト粒子の間の物理的なオフセット、または局所的な紫外線放射場の広範な変動のいずれかを示唆しています。私たちの観察は、PAH分子と大きな塵粒子からの放射の違いが、初期銀河内の局所的なプロセスの複雑な結果であることを示しています。
29 個の高周波レンズで覆われた塵の多い星形成銀河における中性炭素の観察とガス質量トレーサーの比較
| Title |
Observations_of_neutral_carbon_in_29_high-z_lensed_dusty_star_forming_galaxies_and_the_comparison_of_gas_mass_tracers |
| Authors |
G._Gururajan,_M._B\'ethermin,_N._Sulzenauer,_P._Theul\'e,_J._S._Spilker,_M._Aravena,_S._C._Chapman,_A._Gonzalez,_T._R._Greve,_D._Narayanan,_C._Reuter,_J._D._Vieira,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03153 |
高赤方偏移の塵状星形成銀河(high-zDSFG)の性質と進化は未解決の疑問のままです。巨大なガス貯蔵庫は、これらの銀河でホストされる激しい星形成速度を促進する上で重要な役割を果たしています。[CI]、CO、[CII]輝線やダスト含有量などのさまざまなガス質量追跡装置を使用して、high-zDSFGの分子ガス含有量を推定することを目的としています。これらのトレーサーはすべて、aCO、XCI、aCII、GDRなどの要因の不確実性によって制限され、ガス質量の正確な決定に影響を与えるため、十分に校正する必要があります。私たちの仕事の主な目的は、ガス質量トレーサー間の一貫性をチェックし、不確実な要素を相互校正することです。ALMA-ACAでは29個のSPT-SMGの2つの[CI]線遷移を観測しました。さらに、これらの銀河のうち9個について、[CII]線の新しいAPEX観測も提示します。スターバースト銀河と主系列銀河を別々にフィッティングすると、赤外光度と[CI]光度の間にほぼ線形の関係があることがわかります。[CI]由来の励起温度の中央値は34.5+/-2.1Kです。中または高JCO線に対する[CI]を使用して、密度や放射場強度などの星間物質(ISM)の特性を調査します。[CI]と赤外光度の比を調べ、文献でSMG集団と同様の値を見つけます。最後に、[CI]、CO、塵、および[CII]から推定されるガス質量は、赤外光度や塵の温度に対して有意な傾向を示しません。これらのトレーサー間のさまざまな相互校正を提供します。私たちの研究は、[CI]が分子ガス含有量の適切なトレーサーであることを確認し、高赤方偏移で使用されるすべての古典的なガストレーサー間の全体的な一致を示しています。しかし、その絶対的な校正、したがってガス枯渇のタイムスケール測定は依然として不確実なままです。
MaNGA 棒銀河の回転曲線と力学的質量
| Title |
Rotation_curves_and_dynamical_masses_of_MaNGA_barred_galaxies |
| Authors |
Eduardo_O._Schmidt,_Dami\'an_Mast,_Gaia_Gaspar,_Walter_A._Weidmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03199 |
この論文では、MaNGAの46個の棒銀河のサンプルを分析します。私たちの目標は、これらの銀河の星の運動学を調査し、その回転曲線を取得することです。さらに、それらの分布とスケーリング関係を調べるために、星の総質量と動的質量、および最大回転速度を導き出すことを目指しています。公開されているPipe3Dデータ製品を使用して、軸対称の宮本-永井重力ポテンシャルの2つの成分を考慮してフィッティングされた回転曲線を取得しました。最大回転速度は広範囲(117～340kms-1)であり、平均値は200kms-1であることがわかりました。さらに、恒星の総質量と動的質量はlog(Mstar/Msun)=10.1～11.5の範囲にあり、平均値はlog(Mstar/Msun)=10.8、log(Mdyn)であることがわかりました。/Msun)=10.4～12.0、平均値log(Mdyn/Msun)=11.1です。私たちは、動的質量と最大速度、最大速度と等級、恒星の質量と最大速度の間に強い相関関係があることを発見しました。これらの結果によると、棒銀河は、これらの関係、および動的質量と最大回転速度の分布に関して、通常の渦巻銀河と同様の挙動を示します。実際、棒状銀河の恒星質量の分布は、棒状銀河を含む他のサンプルとは統計的に異なることがわかりました。最後に、核活動を示す銀河を解析したところ、通常の銀河の回転曲線と差異は見られませんでした。
$z\gtrsim1$ における X 線 AGN の銀河規模の遮蔽を COSMOS-Web で解決
| Title |
Resolving_galactic-scale_obscuration_of_X-ray_AGN_at_$z\gtrsim1$_with_COSMOS-Web |
| Authors |
John_D._Silverman,_Vincenzo_Mainieri,_Xuheng_Ding,_Daizhong_Liu,_Knud_Jahnke,_Michaela_Hirschmann,_Jeyhan_Kartaltepe,_Erini_Lambrides,_Masafusa_Onoue,_Benny_Trakhtenbrot,_Eleni_Vardoulaki,_Angela_Bongiorno,_Caitlin_Casey,_Francesca_Civano,_Andreas_Faisst,_Maximilien_Franco,_Steven_Gillman,_Ghassem_Gozaliasl,_Christopher_C._Hayward,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Georgios_Magdis,_Stefano_Marchesi,_Robert_Michael_Rich,_Martin_Sparre,_Hyewon_Suh,_Takumi_Tanaka,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03205 |
降着しつつある超大質量ブラックホール集団の大部分は、特に遠方の($z\gtrsim1$)宇宙において、大量のガスと塵に覆われている。オブスキュレーションの多くはパーセクスケールのトーラスに起因すると考えられていますが、より大きなスケールの主銀河からの寄与が知られています。COSMOS-Web調査からのJWST/NIRCamイメージングを使用して、$z\sim2$までのX線で選択されたAGNにおける銀河全体の塵の分布を調べます。ここでは、おそらくエッジオン配列により、顕著なダストレーンを示す主銀河を持つ3つのAGNのサンプルに焦点を当てます。これらは、非常に不明瞭な($N_H>10^{23}$cm$^{-2}$)AGN集団の27%(初期のNIRCamデータでは11人中3人)に相当します。光学および近赤外線における中心AGNの兆候は限られているため、NIIRCam画像を使用して、母銀河の赤化マップ$E(B-V)$を作成します。$E(B-V)$の中心の平均値を、AGNへの視線に沿ったX線遮蔽柱密度と比較します($N_H\sim10^{23-23.5}$cm$^{-2}$)。主銀河による減光が存在し($0.6\lesssimE(B-V)\lesssim0.9$;$1.9\lesssimA_V\lesssim2.8$)、$N_H\のレベルでX線遮蔽に大きく寄与していることがわかりました。sim10^{22.5}$cm$^{-2}$は、全遮蔽柱密度の$\lesssim$30%に相当するSMCガス対ダスト比を仮定します。CEERSからの3つの追加のケースを含むこれらの初期の結果は、JWSTを使用してそのようなダスト構造を解決し、さまざまな核周囲および銀河スケールの不明瞭な構造を分離できることを実証しています。
ソースの方向によるクェーサーの BAL 効果
| Title |
BAL_effect_in_quasars_due_to_source_orientation |
| Authors |
M._Sniegowska,_M._H._Naddaf,_M._L._Martinez-Aldama,_P._Marziani,_S._Panda,_B._Czerny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03224 |
私たちは、クェーサー(QSO)におけるブロード吸収線(BAL)特徴の存在が、ソースから放射される流出円錐内に位置する視線に依存するというシナリオを調査しました。私たちは、Czerny&Hryniewiczが提案した失敗した放射加速粉塵流出(FRADO)モデルに基づいて粉塵による風のメカニズムを調べ、これが大規模な流出の形成の原因であると仮定しました。ブラックホールの質量(M$_{BH}$)、エディントン比($\alpha_{Edd}$)、および金属性(Z）。次に、その結果をSDSSの観測データのサンプルにおけるBALQSOの普及率と比較しました。私たちのモデルとデータの一貫性は、AGN進化の一時的な段階ではなく、ソース指向の結果としてのBAL現象の解釈をサポートします。
VIPERS 調査による z~0.7 の赤いナゲットの環境
| Title |
Environments_of_red_nuggets_at_z~0.7_from_the_VIPERS_survey |
| Authors |
M._Siudek,_K._Lisiecki,_J._Krywult,_D._Donevski_C._P._Haines,_A._Karska,_K._Ma{\l}ek,_T._Moutard,_A._Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03230 |
赤色ナゲットと呼ばれる赤色の超小型大質量銀河が、高い赤方偏移($\rm{z\sim2-3}$)で形成されました。より低い赤方偏移($\rm{z<2}$)で観察されたレリックとして知られる赤いナゲットの生存者は、形成以来ほとんど変化していないままであると考えられています。初めて、42個の赤色大質量($\rm{log(M_{star}/M_{\odot})を使用して、中間赤方偏移($0.5<\rm{z}<0.9$)における赤色ナゲットの環境特性を検証しました。)\geq10.9}$)で、VIMOS公開銀河系外赤方偏移調査(VIPERS)からの超小型($\rm{R_{e}}<1.5$kpc)です。私たちは、より密度の高い環境に移動すると、赤い銀河の割合が増加するが、通常サイズの赤い大質量銀河によって動かされることを発見しました。赤色ナゲットは、赤色の中質量($\rm{10.4\lesssimlog(M_{star}/M_{\odot})<10.9}$)の超小型銀河と同様に、さまざまな種類の環境で発見されています。($1\sigma$内)すべての局所密度にわたる分数。赤色ナゲットの恒星の年代の分析は、遺物は高密度領域で発見されることが好ましい一方、静止した赤色ナゲットは低密度環境で過剰に存在することを示唆しています。私たちは、赤色ナゲットが2つのチャネルを介して赤方偏移を下げるために生き残ったと推測しています。i)合体活動が(非常に)限られているため、赤色ナゲットの割合が時間の経過とともに減少する低密度環境、ii)高密度環境、赤いナゲットの数は、より高い赤方偏移では合体活動により減少し、より低い赤方偏移ではクラスターの高速性により共食いが防止されるため維持されます。さらに、宇宙時間の経過とともにエンベロープを剥奪された通常サイズの赤色の大質量銀河の追加により、クラスター内の赤いナゲットの割合が増加する可能性があります。
若いHH 211原始星円盤の中央面で線状構造を初めて検出：螺旋腕？
| Title |
First_Detection_of_A_Linear_Structure_in_the_Midplane_of_the_Young_HH_211_Protostellar_Disk:_A_Spiral_Arm? |
| Authors |
Chin-Fei_Lee,_Kai-Syun_Jhan,_and_Anthony_Moraghan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03342 |
進化した原始星円盤ではらせん構造が検出されており、円盤の降着を中心の原始星に向かって駆動し、星の形成を促進している。ただし、これらの構造が若い原始星円盤でより早期に形成されるかどうかはまだ不明です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)を使用して、HH211原始星系にある半径わずか20天文単位の非常に若い、ほぼエッジオンの塵の多い円盤をサブミリ波の波長で検出し、空間分解しました。これは幾何学的に厚く、サブミリメートルの発光塵粒子がまだ惑星形成のために中央面に定着していないことを示しています。興味深いことに、赤道面に平行な3つの明るい線状構造が示されており、これまでに見たことのない3層のパンケーキに似ています。上部と下部のものは暖かい円盤表面から生じ、円盤のフレア構造を明らかにします。さらに重要なことは、中央のものは円盤の密集した中央面にあり、進化した原始星円盤に見られるように、円盤の重力によって励起された後続の螺旋腕としてモデル化でき、円盤降着の非常に初期の段階で螺旋構造が存在することを裏付けている。
バルストロメトリーによりサブ kpc スケールの二重および核外クェーサーの電波大音量候補を選択
銀河合体の産物であるサブkpcからkpcスケールの二重の超大質量ブラックホールは、最終的に合体する連星SMBHの前駆体です。デュアルSMBHの両方または一方が増加している場合、それらはデュアルAGNまたはオフニュークリアスAGNとして表示される場合があります。このような系を研究することは、銀河合体プロセスだけでなく、連星系SMBHの動的進化を学ぶためにも不可欠です。最近、デュアルAGN(または核外AGN)の非同期磁束変動により、空間的に分解することなくGaiaで検出可能な天文ジッターが発生するため、高赤方偏移でデュアルSMBHを探索するために、varstrometryと呼ばれる新しい天文測定ベースの方法が提案されました。ガイアのバルストロメトリーに基づいて、明確なガイア天文ジッターを持つ5つの電波大音量クエーサーの希少なサンプルを選択します。e-MERLINの観測により、それぞれの信号源が単一のコンパクトな電波源であることが明らかになりました。注目すべきことに、1つを除くすべてが、〜9～60マスの明確なガイア無線オフセットを示しています。観測されたガイアジッターは、期待値と一致しているように見えます。これらの検出されたガイア無線オフセットは、これらの候補デュアルSMBHが、〜0.01--0.1インチ(〜0.1kpc、2つのSMBHの光束比に応じて)ほど小さい投影間隔を持っている可能性があることを示唆しています。一方、この研究は、Gaiavarstrometryによるジッタ発生源の選択の効率が著しく高いことを強調しています。
APEX/EDGE-CALIFA銀河の中心星形成に対する銀河の相互作用と合体の影響を探る
| Title |
Exploring_the_Impact_of_Galactic_Interactions_and_Mergers_on_the_Central_Star_Formation_of_APEX/EDGE-CALIFA_Galaxies |
| Authors |
Y._Garay-Solis,_J.K._Barrera-Ballesteros,_D._Colombo,_S.F._S\'anchez,_A.Z._Lugo-Aranda,_V._Villanueva,_T._Wong,_A.D._Bolatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03385 |
銀河の相互作用とその後の合体は、銀河進化の最も重要な経路です。この研究では、APEXミリ波望遠鏡とCARMAミリ波望遠鏡アレイからの、中心領域(ほぼ有効半径内)での分子ガス観測を統合した236個の星形成CALIFA銀河からのデータを使用します。このサンプルには、孤立した銀河(126個の銀河)と、さまざまな合体段階にある相互作用する銀河(対、合体銀河、および合体後の銀河からの110個の銀河)が含まれています。我々は、銀河の中心における相互作用と合体の影響が、（孤立した銀河と比較して）分子ガスの割合の増加として現れることを示した。さらに、我々の結果は、星形成効率の変化が、中心星形成の促進および/または抑制の両方の主な要因であることを示唆しています。ただし、星形成の促進が分子ガスの増加によって引き起こされていると思われる合体銀河を除く。我々は、相互作用とその後の合体による重力トルクが低温分子ガスを内部に輸送し、必ずしも星形成を増加させることなくガスの割合を増加させると示唆している。
| Title |
An_Escaping_Outflow_in_a_Galaxy_with_an_Intermediate-mass_Black_Hole |
| Authors |
Zhiyuan_Zheng,_Yong_Shi,_Fuyan_Bian,_Xiaoling_Yu,_Junfeng_Wang,_Jianhang_Chen,_Xin_Li,_Qiusheng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03404 |
大質量銀河では活動銀河核(AGN)フィードバックが重要な役割を果たしていますが、矮小銀河ではAGNフィードバックの役割はまだ議論中です。マルチユニット分光エクスプローラー(MUSE)から取得した十分に空間分解されたデータを使用して、空間的に拡張された($\rm\sim3\;kpc$)および高速($V_{80}\sim471\;\rmkm)を特定します。\;s^{-1}$)矮小銀河におけるAGN主導のアウトフロー:$M_{*}\sim10^{9.6}\;{\rmM_{\odot}}$を使用したSDSSJ022849.51-090153.8$M_{\rmBH}\sim10^5\;{\rmM_{\odot}}$と$L_{\rmAGN}/L_{\rmEdd}\simの中質量ブラックホールをホストします。0.15ドル。回転曲線の測定により、ハローの脱出速度とハローの脱出速度に対する流出速度の比は$1.09\pm0.04$と推定され、流出が銀河円盤だけでなく脱出できることを示しています。しかしハロー。私たちのAGNの流出サイズは、与えられたAGN[OIII]光度における大質量銀河のAGNよりも大きいことがわかりましたが、光イオン化された細線領域のサイズは同等です。これらの結果は、矮小銀河の中心にある中間質量ブラックホールが高いエディントン比で集積する際に、矮小銀河における流出を通じたAGNフィードバックが重要な役割を果たしていることを示唆している。
| Title |
Black_Hole_masses_for_14_gravitational_lensed_quasars |
| Authors |
A._Melo,_V._Motta,_J._Mej\'ia-Restrepo,_R._J._Assef,_N._Godoy,_E._Mediavilla,_E._Falco,_C._S._Kochanek,_F._\'Avila-Vera,_R._Jerez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03472 |
我々は、バルマー線を使用して14個の重力レンズクエーサーのブラックホール質量(M$_{\rmBH}$)を推定し、そのうち4個と2個についてはそれぞれMgII輝線とCIV輝線に基づく推定を行った。他のレンズクエーサーで得られた結果と比較します。大型双眼望遠鏡(LBT)、マゼラン、超大型望遠鏡(VLT)からの分光データを使用して、幅広い輝線のFWHMを測定します。スペクトルエネルギー分布から測定されたボロメトリック光度と組み合わせて、マイクロレンズと変動による不確実性を含むM$_{\rmBH}$を推定します。QJ0158-4325、HE0512-3329、WFI2026-4536の最初の推定値を含む、14個のレンズクエーサーのH$\alpha$および/またはH$\beta$のブロード輝線からシングルエポック法を使用してMBHを取得します。この質量は、同様の明るさのレンズを持たないクエーサーの典型的なものであり、暗黙のエディントン比も典型的なものです。MBHが推定されるレンズのサンプルを60%増加しました。
星団および階層三重体におけるコンパクト天体バイナリの相対論的位相空間拡散
| Title |
Relativistic_phase_space_diffusion_of_compact_object_binaries_in_stellar_clusters_and_hierarchical_triples |
| Authors |
Chris_Hamilton,_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03703 |
LIGO/Virgoによるコンパクトな物体合体の検出は、二進化と合体の理論に課題をもたらしました。合体を動的に起こすための有望な手段の1つは、外部摂動体（リドフ・コザイ（LK）機構のような）や連星軌道を周回する星団の潮汐場などの外部摂動によって駆動される永年離心率振動を利用することである。これらの振動の最も単純な理論モデルは「二重平均」(DA)近似を使用し、連星の内部ケプラー軌道と摂動に対する「外部」重心軌道の両方を平均します。しかし、DA理論は、連星の離心率がDAの最大値を超えて増加し、合体を加速する可能性があることが知られている、外側軌道時間スケールでの摂動トルクの変動を考慮していません。ここで、任意の球面クラスターポテンシャル(特殊な場合としてLKを含む)、{特に1pNを含む}の一般相対論的(GR)後側歳差運動によって摂動された連星のテスト粒子の四重極限界におけるこれらの短時間スケールの変動の影響を再検討します。内部軌道。ピーク離心率付近での連星軌道要素の挙動に焦点を当て、相対論的位相空間拡散(RPSD)という新しい効果を発見しました。この効果では、連星は、軌道の近似保存則に違反して、外側の軌道タイムスケールでまったく新しい動的軌道にジャンプすることができます。DA運動の積分。RPSDは、非常に高い離心率での長期的挙動、短い時間スケールの変動、および急速なGR歳差運動の間の相互作用から発生し、その後の長期的進化を劇的に変える可能性があります。この効果は階層トリプルでも発生しますが、これまで明らかにされていませんでした。
球状星団の動的特性が $\gamma$ 線と X 線の放出にどのような影響を与えるか
| Title |
How_the_dynamical_properties_of_globular_clusters_impact_their_$\gamma$-ray_and_X-ray_emission |
| Authors |
Raniere_de_Menezes,_Federico_Di_Pierro,_Andrea_Chiavassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03131 |
球状星団(GC)のX線および$\gamma$線の放出は、コンパクトな連星系、特にミリ秒パルサー(MSP)を含む連星系の大部分に起因すると考えられています。私たちは、124個の銀河GCの集団を分析して、その力学的特性がコンパクト連星系の形成と進化にどのような影響を与えるか、またそれが銀河団で観測されるX線や$\gamma$線の放出にどのように反映されるかを調査します。私たちは目標を達成するために主にチャンドラX線天文台とフェルミ大域望遠鏡の観測を使用し、$\gamma$線で39個のGCを検出することから始めます。そのうちの7個は以前のFermi-LATカタログに掲載されていません。さらに、GC内のX線源の総数と$\gamma$線の明るさが恒星遭遇率と線形相関していることもわかり、コンパクトな連星系は主に恒星接近によって形成されることが示された。また、星との遭遇率が低いGCではX線源の数が予想外に増加していることもわかり、X線源の形成が恒星との遭遇によって支配される動的閾値が存在することを示唆しています。さらに、ヘギー・ヒルズの法則を使用して、これらのコンパクトな連星でのその後の恒星との遭遇は、平均して連星をさらに困難にし、基本的に連星イオン化の可能性がないことを発見しました。最後に、$\gamma$線ではすべてのGCが点状の光源であることがわかり、おそらく動的摩擦によりMSPがクラスターのコアに集中していることがわかります。
VERA 広帯域偏光計で活動的な細線セイファート 1 銀河の中心部を探査
| Title |
Probing_the_Heart_of_Active_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies_with_VERA_Wideband_Polarimetry |
| Authors |
Mieko_Takamura,_Kazuhiro_Hada,_Mareki_Honma,_Tomoaki_Oyama,_Aya_Yamauchi,_Syunsaku_Suzuki,_Yoshiaki_Hagiwara,_Monica_Orienti,_Filippo_D'Ammando,_Jongho_Park,_Minchul_Kam,_Akihiro_Doi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03139 |
私たちは、VLBI電波天文学探査(VERA)広帯域を使用して、電波大音量の細線セイファート1銀河(NLSy1s)のサンプルのパーセクスケールの核領域を($16\,\mathrm{Gbps}$の記録速度で)探索しました。)22および43GHzでの偏光測定。私たちのターゲットには、1H0323+342、SBS0846+513、PMNJ0948+0022、1219+044、PKS1502+036、TXS2116-077が含まれます。これらはすべて、高度にビーム化されたことを示す$\gamma$線放射を示すことが知られています。ブレザーに似たジェット機。NLSy1sのパーセクスケールの無線コアに向かうファラデー回転を初めて明確に検出しました。観測されたコア回転測定値(RM)の中央値は$2.7\times10^3\,{\rmrad\,m^{-2でした。}}$(または赤方偏移補正の場合は$6.3\times10^3\,{\rmrad\,m^{-2}}$)。このレベルのRMの大きさは、BLLac天体(BLO、ブレーザーの主要なサブクラス)の中心で見られるものよりも大幅に大きく、NLSy1の核環境がBLOの核環境よりもガスが豊富であることを示唆しています。興味深いことに、観察されたNLSy1のパーセクスケールの偏波特性(低いコア分極偏光、大きなコアRM、およびジェットEVPAの位置ずれ)は、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)の特性とかなり似ています。私たちの結果は、NLSy1がAGN進化の初期段階にあり、その中心ブラックホール質量がより進化したFSRQの質量よりも小さいというシナリオと一致しています。
銀河および銀河団における宇宙線フィードバック -- 宇宙線の加速、輸送、観測物、および力学的な影響についての教育的紹介と話題のレビュー
| Title |
Cosmic_ray_feedback_in_galaxies_and_galaxy_clusters_--_A_pedagogical_introduction_and_a_topical_review_of_the_acceleration,_transport,_observables,_and_dynamical_impact_of_cosmic_rays |
| Authors |
Mateusz_Ruszkowski,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03141 |
銀河形成を制御する物理的メカニズムを理解することは、現代の天体物理学における基本的な課題です。天体物理学フィードバックの分野における最近の進歩は、宇宙線(CR)が宇宙論的な銀河の形成と進化の理解にとって極めて重要である可能性を強く示唆しています。CRの魅力的な特徴は、冷却時間が比較的長いことと、ガスとの動的結合が比較的強いことです。銀河では、CRは星間物質の熱、磁気、および乱流のエネルギー密度と等しく分配される可能性があり、大規模な銀河風を引き起こす上で力学的に非常に重要である可能性があります。同様に、CRは銀河周囲媒体の圧力に大きく寄与している可能性があります。銀河団では、CRが銀河団内媒体の効率的な加熱を促進し、過剰な星の形成を防ぐことで、古典的な冷却流の問題に対処する上で重要な役割を果たしている可能性があります。全体として、CRとプラズマとの相互作用の基礎となる物理学は、星間媒体、銀河周囲媒体、および星団内の媒体に特徴的なスケールの全範囲にわたって広範な類似点を示します。ここでは、この分野の最先端のレビューを紹介し、波動粒子相互作用、加速プロセス、CR空間およびスペクトル輸送、重要な冷却プロセスなどの物理学を含む宇宙線プラズマ物理学への教育的入門を提供します。。この分野は発見の機が熟しており、電磁スペクトルの全幅に及ぶ恒星および超大質量ブラックホールのフィードバックの観測の解釈に重大な影響を与える、今後10年間にわたり集中的な理論的、計算的、および観測的研究の対象となるだろう。-メッセンジャーデータ。
放射線媒介ショックにおける異常結合}
放射線媒介ショックにおけるプラズマ運動効果の役割を解明しようとする最近の試みを要約する。このような衝撃はすべての強力な星の爆発で形成され、これらの出来事から放出される初期の電磁放射の原因となります。これまでのすべての研究で見落とされてきた重要な問題は、放射力を媒介する荷電レプトンと、衝撃エネルギーの主要な担体であるイオンとの間の結合の性質である。我々の予備調査では、マルチイオンプラズマにおけるニュートン衝撃と同様に相対論的衝撃の場合、この結合は十分に磁化された上流媒体の横磁場、または磁場が十分に強い場合にはプラズマ微小乱流のいずれかによって駆動されることが示されている。は不在です。連星中性子星の合体における存在量の進化とキロノバ放出だけでなく、ショックブレイクアウト信号への影響についても議論します。
ランダム フォレスト リグレッサーによる IRAS 13224-3809 および 1H 0707-495 のコロナル高制約
| Title |
Coronal_height_constraint_in_IRAS_13224-3809_and_1H_0707-495_by_the_random_forest_regressor |
| Authors |
N._Mankatwit,_P._Chainakun,_W._Luangtip,_A._J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03333 |
X線の残響特徴を調べることにより、XMM-Newtonで観測された2つの非常に可変性の活動銀河核（AGN）IRAS13224-3809および1H0707-495におけるコロナ進化を追跡するランダムフォレストリグレッサー（RFR）機械学習モデルを開発します。パワースペクトル密度（PSD）プロファイルに刻印されています。観測データと同様の周波数範囲とビンを備えた、べき乗則の形式でシミュレートされたPSDが生成されます。次に、それらは、コロナ高を予測するモデルのトレーニングとテストに使用される前に、街灯柱ソースからの相対論的ディスク応答関数と畳み込まれます。ポアソンノイズが支配的ないくつかのビンを除去したところ、モデルは$R^{2}>0.9$の予測精度を維持するために$\sim10$ビンまでの周波数ビンの除去を許容できることがわかりました。ブラックホールの質量と傾きは、発生源の高さの予測精度が$>0.9$になるように固定する必要があります。精度は反射率とともに増加します。次に、両方のAGNのコロナ高さは、シミュレーションされたPSDから開発されたRFRモデルを使用して予測されます。その周波数範囲とビンは、個々の観測からの周波数範囲とビンに一致するように特別に調整されています。モデルは、それらのコロナが$\sim~5-18~r_{\rmg}$の間で変動し、すべての観測値で$R^{2}>0.9$であることを示唆しています。真の質量と学習値の差が$\lesssim10\%$の場合でも、このような高い精度を得ることができます。最後に、このモデルは、IRAS13224-3809と1H0707-495の両方で高さが光源の明るさと相関する光屈曲シナリオの下で高さが変化するコロナをサポートします。
| Title |
Properties_of_Gamma-Ray_Bursts_Associated_with_Supernovae_and_Kilonovae |
| Authors |
Q._M._Li,_Z._B._Zhang,_X._L._Han,_K._J._Zhang,_X._L._Xia,_C._T._Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03365 |
我々は、53個の超新星(SN)関連のガンマ線バースト(GRB)と15個のキロノバ(KN)関連のガンマ線バースト(GRB)の時間特性とスペクトル特性を系統的に比較します。両方のタイプのGRBのスペクトルパラメーターが同一かつ対数正規分布しており、通常のGRBと一致していることがわかります。SN/GRBおよびKN/GRBのボロメトリック光度は三重形式を持ち、SN/GRBの対応するブレーク光度はKN/GRBの光度よりもおよそ2桁大きくなります。SN/GRBの場合は$-1.43\pm0.33$、KN/GRBの場合は$-2.17\pm0.57$のインデックスを持つプロンプト$\gamma$線のスペクトル遅れと光度の間のべき乗則関係を構築します。実験室フレームでは、それぞれレストフレーム値と一致します。SN/GRBとKN/GRBの両方が、それぞれ長いGRBと短いGRBの関係に一致する独自のAmati関係に準拠していることを確認します。良好なプラトーセグメントを含むX線残光を分析し、KN/GRBのインデックスが$-1.12\pm0.17$、$-1.08\pm0であるX線輝度とプラトー時間の間のべき乗則関係を構築します。SN/GRBの場合は22ドルですが、これはエネルギー注入によって引き起こされる相対論的ショックによって十分に説明できます。光度ラグ、アマティ関係、および光度時間のプロットは、2つのタイプのGRBの間で重なりが大きいことを示しており、異なる前駆体または中心エンジンに由来するにもかかわらず、同じ放射機構を共有している可能性があることを示唆しています。
磁気リコネクションによる乱流と乱流リコネクションの加速
| Title |
Magnetic_reconnection-driven_turbulence_and_turbulent_reconnection_acceleration |
| Authors |
Shiming_Liang_(Xiangtan_Univ.),_Jianfu_Zhang_(Xiangtan_Univ.),_Nana_Gao_(Xiangtan_Univ.)_and_Huaping_Xiao_(Xiangtan_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03418 |
この論文では、MHD-PIC法を使用して、磁気リコネクション駆動乱流と粒子の乱流リコネクション加速の数値シミュレーションを実行します。磁気リコネクションのダイナミクス、自己駆動乱流の特性、粒子加速の挙動に焦点を当てると、(1)自己駆動乱流が統計的に定常状態に達すると、磁気エネルギーがほぼ放出されることがわかります。50\%増加しますが、流体の運動エネルギーは15\%しか増加しません。(2)リコネクション駆動の乱流の特性は、外力によって駆動される従来の乱流よりも複雑です。(3)強い磁場は乱流の再接続効率を高めて粒子をより効率的に加速する傾向があり、その結果、スペクトルエネルギー分布が硬くなります。私たちの研究は、乱流の特性と乱流のリコネクションで加速された粒子を理解する上で特別な視点を提供します。
IceCube ニュートリノと電波パルサーの間の空間的一致の積み重ね検索
| Title |
A_stacked_search_for_spatial_coincidences_between_IceCube_neutrinos_and_radio_pulsars |
| Authors |
Vibhavasu_Pasumarti,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03427 |
私たちは、個々のパルサーとの一致を探すという以前の研究のフォローアップとして、IceCube10年(2008～2018年)の点源カタログからのすべての既知の電波パルサーとTeVニュートリノの間の空間一致のスタック検索を実行します。個々のパルサーからの寄与を積み重ねるために、3つの異なる重み付けスキームを検討します。この方法を使用した場合、統計的に有意な過剰は見つかりませんでした。95％のc.l.を報告します。ニュートリノエネルギーの関数としての微分ニュートリノ束限界。解析コードも公開しています。
パルサー タイミング パラメーターの測定に対する、準周期的で急峻なスペクトルのタイミング ノイズの影響
| Title |
Impact_of_quasi-periodic_and_steep-spectrum_timing_noise_on_the_measurement_of_pulsar_timing_parameters |
| Authors |
Michael_J._Keith_and_Iuliana_C._Ni\c{t}u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03529 |
パルサーのタイミングノイズは、多くの場合、観測時間$T_\mathrm{span}$に関する周期境界条件を伴うべき乗則に従うフーリエベースのガウス過程でモデル化されます。ただし、実際のノイズプロセスは$1/T_\mathrm{span}$をはるかに下回る範囲にまで及ぶ可能性があり、多くのパルサーが準周期的なタイミングノイズを示すことが知られています。この論文では、観察された動作と単純なべき乗則モデルの間のこれらの違いを説明しようとするいくつかの適応を調査します。まず、多くのパルサーに存在することが知られている準周期的なスピンダウン変動をモデル化する追加の項を含めることを提案します。次に、$1/2T_\mathrm{span}$のフーリエ基底が、スピン周波数二次導関数(F2)などの長期タイミングパラメーターの推定により適しており、パワースペクトルの指数が次の場合に必要であることを示します。~4より大きい。また、低周波数で異なる制限がある一般化最小二乗法「コレスキー」法のベイジアンバージョンも実装しますが、フーリエベース法と比べて利点がほとんどないことがわかりました。準周期スピンダウンモデルを既知のスピンダウン変動を持つパルサーのサンプルに適用し、これによりF2のパラメーター推定と最も病的なケースの固有運動が改善されることを示しますが、一般に結果はべき乗則と一致します。モデル。モデルはすべてrun_enterpriseソフトウェアパッケージを通じて利用可能です。
タイプ I X 線バーストにおける風噴出物の質量損失と組成
X線バースト(XRB)は、降着中性子星(NS)の表面で起こる強力な熱核イベントであり、そこで中間質量元素の元素合成が起こります。それらの予測および観測された光度は時々エディントンの値を超えるため、物質の一部は恒星風によって流出する可能性があります。この研究は、放射線による風によって放出された物質の質量損失と化学組成、および銀河の存在量に対するその重要性を解明することを目指しています。また、中性子星の質量と半径の関係を制約するのに役立つ可能性のある風の段階での物理量の進化についても報告します。非相対論的な放射風モデルが実装され、新しい技術を通じて、300以上の同位体を含む一連のXRB流体力学シミュレーションにリンクされました。これにより、XRB中の風の準定常時間発展を構築することができます。シミュレーションの結果、XRBで合成された各同位体の質量損失が初めて現実的に定量化されました。風によって放出された総質量は約$6\times10^{19}g$で、単位時間あたりの平均放出質量は降着率の2.6%に相当し、バーストごとに放出されたエンベロープ質量の0.1%、および降着速度の約90%が放出されました。$^{60}$Ni、$^{64}$Zn、$^{68}$Ge、$^{58}$Niで構成される噴出物。放出された物質には、軽いp核の一部($10^{-4}-10^{-5}$)も含まれていましたが、銀河の存在量を説明するには十分ではありませんでした。さらに、風相中に観測可能なマグニチュードには顕著な相関関係があり、その一部にはエネルギーや質量流出などの風パラメータが含まれており、これらのパラメータは風エンベロープの基部の状態によって決まります。これらの相関関係は、観測可能な大きさを、NS地殻との界面に近いエンベロープの最も内側の部分の物理学に結び付けるために使用できる可能性があります。これは、NS半径の決定の問題に関して有望な結果です。
| Title |
High_energy_cosmic_rays_and_gamma_rays_from_star_clusters:_the_case_of_Cygnus_OB2 |
| Authors |
Pasquale_Blasi_(GSSI)_and_Giovanni_Morlino_(INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03762 |
私たちは、星団の集団風と周囲の星間物質との相互作用から生じる終端衝撃における宇宙線の加速を調査します。気泡内の中性ガスとのCR相互作用によるエネルギー損失を含む、風力掘削空洞内の加速された粒子の輸送方程式の解は、詳細に議論されるいくつかの興味深い特性を示します。加速粒子の最大エネルギーの問題は、銀河宇宙線の起源に関係するため、特別な注意を払って議論されます。非弾性pp散乱によりキャビティ内でガンマ線放出が発生し、同時に加速された粒子が終端衝撃の下流に移流され、拡散します。このような放射のスペクトルと形態の両方について、我々の結果と白鳥座OB2領域からのガンマ線放射の観測結果を比較しながら議論します。
メガラジオハロスの起源について
我々は、銀河団内で新たに発見されたメガラジオハローのクラスにおける電子を放出する電波の起源を調査する最初の試みを発表する。私たちは、相対論的電子に作用する放射損失や乱流再加速の影響を含め、模擬銀河団の外部領域に降着した相対論的電子の進化を高解像度で研究します。私たちは、乱流の再加速が十分に長期化して、LOFARによって観測されたメガラジオハローによって照らされた広い領域に、電波を放出する電子の大きな貯蔵庫を生成すると結論付けています。
LOFARとeROSITAによるクラスター間フィラメントの探索
| Title |
A_search_for_inter-cluster_filaments_with_LOFAR_and_eROSITA |
| Authors |
D._N._Hoang,_M._Br\"uggen,_T._W._Shimwell,_A._Botteon,_S._P._O'Sullivan,_T._Pasini,_X._Zhang,_A._Bonafede,_A._Liu,_T._Liu,_G._Brunetti,_E._Bulbul,_G._Di_Gennaro,_H._J._A._R\"ottgering,_T._Vernstrom,_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03904 |
宇宙論的シミュレーションでは、銀河団を繋ぐ宇宙フィラメントの中に暖かく熱い熱ガスが存在することが予測されています。このガスは、宇宙で失われたバリオンの重要な部分を構成していると考えられています。熱ガスに加えて、宇宙フィラメントには相対論的粒子と磁場の集団が含まれている可能性があります。フィラメント内の磁場の検出は、宇宙における初期の磁気発生を抑制する可能性があります。これまでのところ、結果として生じる拡散シンクロトロン放射は間接的にのみ検出されています。私たちは、スペクトラムに搭載されたeROSITA望遠鏡で得られた$0.6-2.3$~keVのX線データと144~MHzの電波データを積み重ねることにより、106個のペア銀河団のクラスター間領域からの熱的および非熱的拡散放射の探索を発表します。それぞれ、レントゲンガンマ(SRG)天文台と低周波アレイ(LOFAR)です。積み重ねられたデータは、クラスター間領域におけるX線および電波拡散放射の存在を示していません。これは、データセットの感度や、この研究で使用されたクラスターペアの数が限られていることが原因である可能性があります。フィラメントの放射率が一定であると仮定すると、平均放射率は$1.2\times10^{-44}\,{\rmerg\,s^{-1}\,cm^{-3}以下であることがわかります。\,Hz^{-1}}$。等分配条件下では、平均放射率の上限は、スペクトル指数と最小エネルギーカットオフに応じて、フィラメント内の平均磁場強度の上限$\sim75\,{\rmnG}$に変換されます。宇宙フィラメントにおける磁場の形成モデルに関連して、磁場強度の制約について議論します。
SN 2023ixf を使用したリアルタイム テクノシグネチャ戦略
| Title |
Real-Time_Technosignature_Strategies_with_SN_2023ixf |
| Authors |
James_R._A._Davenport,_Sofia_Z._Sheikh,_Wael_Farah,_Andy_Nilipour,_B\'arbara_Cabrales,_Steve_Croft,_Alexander_W._Pollak,_Andrew_P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03118 |
いくつかのテクノシグネチャー技術は、地球外エージェントからの協調信号ブロードキャストを検索するための基礎として、SN1987Aなどの歴史的出来事に焦点を当てています。渦巻銀河M101で最近発見されたSN2023ixfは、ここ10年以上で最も近いII型超新星であり、重要なベンチマークイベントとして機能します。ここでは、進行中の技術署名検索、特に「SETIEllipsoid」などの信号同期技術を進歩させるSN2023ixfの可能性を検討します。我々は、100個以内の100個以上の星がすでにこのSETI楕円体とほぼ交差しており、SN2023ixfの~3$^\circ$以内に多数のリアルタイム監視のターゲットを提供していることを発見した。私たちは、アレンテレスコープアレイとグリーンバンクテレスコープを使用して、これらのターゲットの無線テクノシグネチャー監視キャンペーンを開始しています。
NSClean: JWST NIRSpec 画像から相関ノイズを除去するアルゴリズム
NSCleanは、JWST近赤外分光器(NIRSpec)画像からかすかな垂直バンディングと「ピクチャフレームノイズ」を除去するためのアルゴリズムおよび関連するPythonパッケージです。NSCleanは既知の暗い領域を使用して、背景モデルをフーリエ空間の各露出に適合させます。モデルが減算されると、ほぼすべての相関ノイズが除去されます。移動中央値を差し引くなどの単純な戦略と比較して、NSCleanはより徹底的で均一です。NSCleanは計算負荷が低く、一般的なラップトップでイメージをクリーンアップするのに必要な時間はわずか数秒です。NSCleanパッケージは、NASAJWSTWebサイト(https://webb.nasa.gov/content/forScientists/publications.html)から無料で入手できます。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡用の近赤外線イメージャとスリットレス分光器 -- I. 機器の概要と飛行中の性能
| Title |
The_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_for_the_James_Webb_Space_Telescope_--_I._Instrument_Overview_and_in-Flight_Performance |
| Authors |
Rene_Doyon,_C._J_Willott,_John_B._Hutchings,_Anand_Sivaramakrishnan,_Loic_Albert,_David_Lafreniere,_Neil_Rowlands,_M._Begona_Vila,_Andre_R._Martel,_Stephanie_LaMassa,_David_Aldridge,_Etienne_Artigau,_Peter_Cameron,_Pierre_Chayer,_Neil_J._Cook,_Rachel_A._Cooper,_Antoine_Darveau-Bernier,_Jean_Dupuis,_Colin_Earnshaw,_Nestor_Espinoza,_Joseph_C._Filippazzo,_Alexander_W._Fullerton,_Daniel_Gaudreau,_Roman_Gawlik,_Paul_Goudfrooij,_Craig_Haley,_Jens_Kammerer,_David_Kendall,_Scott_D._Lambros,_Luminita_Ilinca_Ignat,_Michael_Maszkiewicz,_Ashley_McColgan,_Takahiro_Morishita,_Nathalie_N.-Q._Ouellette,_Camilla_Pacifici,_Natasha_Philippi,_Michael_Radica,_Swara_Ravindranath,_Jason_Rowe,_Arpita_Roy,_Karl_Saad,_Sangmo_Tony_Sohn,_Geert_Jan_Talens,_Deepashri_Thatte,_Joanna_M._Taylor,_Thomas_Vandal,_Kevin_Volk,_Michel_Wander,_Gerald_Warner,_Sheng-Hai_Zheng,_Julia_Zhou,_Roberto_Abraham,_Mathilde_Beaulieu,_Bjorn_Benneke,_Laura_Ferrarese,_Doug_Johnstone,_Lisa_Kaltenegger,_Michael_R._Meyer,_Judy_L._Pipher,_Julien_Rameau,_Marcia_Rieke,_Salma_Salhi,_Marcin_Sawicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03277 |
近赤外線イメージャおよびスリットレス分光器(NIRISS)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載されたカナダ製の精密誘導センサー(FGS)の科学モジュールです。NIRISSには4つの観察モードがあります:1)8つのNIRCam広帯域フィルターのうち7つを備えた広帯域イメージング、2)0.8～2.2$\μ$mの$\sim$150の分解能での広視野スリットレス分光法(WFSS)、3)単一天体交差分散スリットレス分光法(SOSS)R$\sim$700で0.6～2.8$\μ$mの波長を同時にカバー可能。これは、比較的明るい($J<6.3$)星と4つの系外惑星分光に最適化されたモードです。)2.8～4.8$\mu$mの開口マスキング干渉法(AMI)により、比較的明るい場合、70～400ミリアーク秒の角度分離での高コントラスト($\sim10^{-3}-10^{-4}$)イメージングが可能になります($M<8$)ソース。この文書では、NIRISS機器の概要、その設計、科学的能力、および飛行中の性能の概要を説明します。NIRISSは$\sim2.5\,\mu$m付近で大幅に優れた応答を示し、その結果、飛行前予測と比較して広帯域および低解像度分光法の感度が10～40%向上しました。SOSSモードでの機器のコミッショニング中に実行された2つの時系列観測により、予想されるノイズの$\sim$10%以内の非常に安定した分光測光性能が得られます。AMIによる宇宙ベースの密連星ABDorACの伴星検出が初めて実証されました。
高コントラストロングスリット分光法データからの伴星の特性評価: COmpanion の SPEctrum の抽出 (EXOSPECO) アルゴリズム
| Title |
Characterization_of_stellar_companion_from_high-contrast_long-slit_spectroscopy_data:_The_EXtraction_Of_SPEctrum_of_COmpanion_(EXOSPECO)_algorithm |
| Authors |
Samuel_Th\'e,_\'Eric_Thi\'ebaut,_Lo\"ic_Denis,_Thibault_Wanner,_R\'emi_Thi\'ebaut,_Maud_Langlois,_Ferr\'eol_Soulez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03467 |
高コントラストのロングスリット分光器を使用して、系外惑星の特徴を調べることができます。しかし、高コントラストのロングスリット分光データは、他の信号を大きく支配する星の漏れによって破損し、伴スペクトルを抽出するプロセスを非常に困難にしています。この文書では、分光器を校正し、目的の信号を抽出するための完全な方法を紹介します。提案された方法は、高コントラストのロングスリット分光データの柔軟な直接モデルに基づいています。このモデルは、機器の応答と、星と伴星の両方の寄与を明確に説明します。これら2つのコンポーネントとキャリブレーションパラメーターの寄与は、正則化逆問題を解くことによって共同で推定されます。この問題には閉形式の解が存在しないため、効果的に解を見つけるための交互最小化戦略を提案します。我々は、経験的なロングスリット分光データを使用し、これらのデータに合成コンパニオン信号を注入することにより、この方法をテストしました。提案された初期化と交互戦略は、コロナグラフィーマスクの非常に近くで観察された同行者であっても、自己減算バイアスを効果的に回避します。装置の角度分散法則とスペクトル分散法則を注意深くモデリングし、校正することにより、星の漏れによる汚染が明らかに減少します。実際には、このメソッドの出力は主に、コンパニオンSEDの正則化レベルを調整する単一のハイパーパラメータによって駆動されます。
Apertif 1.4 GHz によるボーテス場の連続観測と LOFAR との組み合わせ
| Title |
Apertif_1.4_GHz_continuum_observations_of_the_Bo\"otes_field_and_their_combined_view_with_LOFAR |
| Authors |
A._M._Kutkin,_T._A._Oosterloo,_R._Morganti,_A._R._Offringa,_E._A._K._Adams,_B._Adebahr,_H._D\'enes,_K._M._Hess,_J._M._van_der_Hulst,_W._J._G._de_Blok,_A._Bozkurt,_W._A._van_Cappellen,_A._W._Gunst,_H._A._Holties,_J._van_Leeuwen,_G._M._Loose,_L._C._Oostrum,_D._Vohl,_S._J._Wijnholds,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03710 |
ウェスターボルク合成電波望遠鏡のApertureTileinFocus(Apertif)システムを使用して1.4GHzで取得した、ボーテス星座の26.5平方度領域の新しい画像を紹介します。方向性を含む新しく開発された処理パイプラインを使用します。Apertifの最初のデータリリースの一部としてリリースされたものと比較して、画像の品質が大幅に向上する依存型セルフキャリブレーション。Bo\"otes領域については、187枚のApertif画像をモザイク化し、ソースカタログを抽出します。モザイク画像の角解像度は27${\times}$11.5秒角、背景ノイズの中央値は40${\mu}$Jy/ビームです。カタログには8994の線源が含まれており、0.3mJyレベルまで完全です。Apertif画像と54MHzおよび150MHzのボーテス場のLOFAR画像を組み合わせて、線源のスペクトル特性を調べます。低磁束密度線源に向かってスペクトルが平坦化していることがわかります。Apertifの非検出から得られるスペクトル指数の限界を使用して、ソースの最大9%が、-1.2よりも急な傾きを持つ超急峻なスペクトルを持っていることがわかります。データでは、赤方偏移の増加に伴うスペクトル指数の急峻化も見られ、低周波スペクトル指数と高周波スペクトル指数に対する異なる依存性が示されています。周波数1.これは、LOFAR帯域付近のターンオーバー周波数を持つ凹状の無線スペクトルを持つソースの集団によって説明できます。さらに、興味深い分解されたスペクトル構造を持つ個々の拡張ソースのケースについても議論します。改善されたパイプラインにより、継続することを目指していますApertifの広域調査からのデータを処理し、いくつかの有名なフィールドの改良された1.4GHz画像をリリースします。
CAGIRE: COLIBRI 1.3 メートルロボット望遠鏡用の広視野 NIR イメージャ
| Title |
CAGIRE:_a_wide-field_NIR_imager_for_the_COLIBRI_1.3_meter_robotic_telescope |
| Authors |
Alix_Nouvel_de_la_Fl\`eche,_Jean-Luc_Atteia,_J\'er\'emie_Boy,_Alain_Klotz,_Arthur_Langlois,_Marie_Larrieu,_Romain_Mathon,_Herv\'e_Valentin,_Philippe_Ambert,_Jean-Claude_Clemens,_Damien_Dornic,_Eric_Kajfasz,_Jean_Le_Gra\"et,_Olivier_Llido,_Aur\'elia_Secroun,_Olivier_Boulade,_Ayoub_Bounab,_Giacomo_Badano,_Olivier_Gravrand,_S\'ebastien_Aufranc,_Adrien_Lamoure,_Lilian_Martineau,_Laurent_Rubaldo,_Herv\'e_Geoffray,_Fran\c{c}ois_Gonzalez,_St\'ephane_Basa,_Fran\c{c}ois_Dolon,_Johan_Floriot,_Simona_Lombardo,_Salvador_Cuevas,_Alejandro_Farah,_Jorge_Fuentes,_Rosal{\i}a_Langarica,_Alan_M._Watson_and_Nathaniel_Butler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03716 |
ガンマ線バースト(GRB)などの高エネルギー過渡現象を遠い宇宙の探査として使用するには、宇宙施設と地上施設の緊密な連携が必要です。これに関連して、中仏ミッションSVOMは、宇宙セグメントと地上セグメントを組み合わせ、その相乗効果を最大限に活用するように設計されています。地上では、フランスとメキシコが共同開発した1.3メートルのロボット望遠鏡COLIBRIが、宇宙硬X線画像装置ECLAIRによって検出された線源を迅速に指し、可視/近赤外対応物を検出して位置を特定し、大型望遠鏡に警告します。分。COLIBRIには、DDRAGO-blueおよびDDRAGO-redと呼ばれる2つの可視カメラと、高赤方偏移GRB候補の研究用に設計されたCAGIREと呼ばれる赤外線カメラが装備されています。高度方位ロボット望遠鏡の焦点に取り付けられた低ノイズNIRカメラであるため、CAGIREには特定の要件が課されます。ここでは、カメラの主な特徴、つまり光学的、機械的、電子的アーキテクチャ、ALFA検出器、望遠鏡でのカメラの動作について説明します。機器の説明は、キャリブレーション戦略、既知の検出器効果を組み込んだ画像シミュレータ、および検出器によって取得されたランプの自動縮小ソフトウェアを示す3つのセクションによって完了します。この文書は、望遠鏡に設置する前に、この機器の概要を提供することを目的としています。
広範囲の空気シャワーを検出するための NEVOD-EAS アレイの校正
| Title |
Calibration_of_the_NEVOD-EAS_array_for_detection_of_extensive_air_showers |
| Authors |
M._B._Amelchakov_(1),_A._G._Bogdanov_(1),_A._Chiavassa_(2_and_3),_A._N._Dmitrieva_(1),_D._M._Gromushkin_(1),_E._P._Khomchuk_(1),_S._S._Khokhlov_(1),_R._P._Kokoulin_(1),_K._G._Kompaniets_(1),_A._Y._Konovalova_(1),_G._Mannocchi_(4),_K._R._Nugaeva_(1),_A._A._Petrukhin_(1),_I._A._Shulzhenko_(1),_G._Trinchero_(3_and_4),_I._I._Yashin_(1),_E._A._Yuzhakova_(1)_((1)_National_Research_Nuclear_University_MEPhI_Moscow,_(2)_Dipartimento_di_Fisica_Universit\`a_degli_Studi_di_Torino,_(3)_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_Sezione_di_Torino,_(4)_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino_INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03754 |
この論文では、ExperimentalComplexNEVODの一部であるNEVOD-EASアレイの校正と、そのシンチレーション検出器の応答特性の研究結果について説明します。実験的に取得され、Geant4ソフトウェアパッケージでシミュレートされたさまざまなタイプの粒子に対する応答を比較することによって実行された検出器のエネルギー校正の結果と、タイミング分解能の測定結果を示します。また、NEVOD-EAS検出器の集光の不均一性と空気シャワー到達方向再構成の精度に関する研究結果についても議論します。これらの研究は、実験施設NEVODの他の施設であるミュオンホドスコープURAGANとURAGANを使用して行われました。座標追跡検出器DECOR。
ASKAP 高速無線バースト検索アルゴリズムの体系的なパフォーマンス
| Title |
Systematic_performance_of_the_ASKAP_Fast_Radio_Burst_search_algorithm |
| Authors |
Hao_Qiu_(1),_Evan_F._Keane_(2),_Keith_W._Bannister_(3),_Clancy_W._James_(4),_Ryan_M._Shannon_(5),_((1)_SKAO,_(2)_Trinity_College_Dublin,_(3)_CSIRO,_(4)_Curtin_University,_(5)_Swinburne_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03886 |
高速電波バースト(FRB)を検出するには、ソフトウェアパイプラインで電波望遠鏡データ内の分散した単一放射パルスを検索する必要があります。基礎となるFRB母集団の不偏推定を可能にするためには、検索パラメータ空間に関するアルゴリズムの効率、ひいては調査の完全性を理解することが重要です。FastReal-timeEngineforDedispersingAmplitudes(FREDDA)検索パイプラインは、低遅延で広範囲の分散測定(DM)にわたって無線パルスを識別するように設計された単一パルス検出パイプラインです。これは、CommensalReal-timeASKAPFastTransients(CRAFT)プロジェクトのAustralianSquareKilometerArrayPathfinder(ASKAP)で使用されます。ASKAPの低周波数および高周波数の観測帯域でシミュレートされた単一パルスを利用して、パイプラインのパフォーマンスを分析し、基礎となるFRB集団を推測します。シミュレーションでは、注入された値と比較して、DMおよびFRBパルスの持続時間の関数として信号対雑音比(S/N)の回復を調べます。この研究では、分散によって引き起こされるチャネル内広がりの影響も、制御データセットを使用して注意深く研究されています。私たちの結果は、ガウス状の単一パルスの場合、注入された信号の$>85\%$が標準のボックスカーフィルターを使用したDM<3000$\mathrm{pc\cm^{-3}}$でFREDDAなどのパイプラインによって回復されることを示しています。理想的なインコヒーレント非分散マッチフィルターとの比較。感度を使用したさらなる計算は、1.1GHzの理想的な無線環境では、ターゲット感度でのユークリッド宇宙のFRBの少なくとも$\sim10\%$が、別の一般的なパイプラインであるFREDDAおよびHEIMDALLによって見逃されることを意味します。
Gaia天体物理パラメータ推論システム(Apsis)は、数百万から数億の恒星の天体物理パラメータ推定値を提供します。GaiaDR3Apsisのベンチマークを目指しています。私たちは、PARSEC等時性の検証と、アプシスの推定値との比較のために、ヒアデス星団とプレアデス星団の散開星団にある約1500個の本物の単一星を収集しました。ガイア測光システムのPARSEC恒星の等時性により、平均年齢と金属量を星団に割り当て、質量、実効温度、光度、表面重力を個々の星に割り当てることができます。アプシスは、クラスター集団の単一年代、単一金属性の特徴を回復しません。星団のメンバーに割り当てられた年齢は、銀河集団の入力テンプレートに従っているようで、初期型の星には体系的に後期型の星よりも若い年齢が割り当てられています。クラスターの金属量は0.1～0.2dex過小評価されます。実効温度の推定値は一般に信頼できます。表面重力の推定により、GaiaBP-RP色の特定の範囲についての強力な系統性が明らかになります。GaiaDR3Apsisの推定値は重要な体系化の影響を受ける可能性があることに注意してください。金属量などのアプシス推定値の一部は、時間平均された銀河恒星集団の統計的研究にのみ意味がある可能性がありますが、個々の星に使用することはお勧めできません。
| Title |
A_Crystallizing_White_Dwarf_in_a_Sirius-Like_Quadruple_System |
| Authors |
Alexander_Venner,_Simon_Blouin,_Antoine_B\'edard,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03140 |
白色矮星の核の結晶化の観察上の痕跡が最近発見されました。しかし、観測された白色矮星と一致するために必要な結晶化による冷却遅延の大きさは、従来のモデルで予測されていたものよりも大きく、白色矮星の内部での追加のエネルギー放出機構が必要となる。この矛盾を理解するための最も理想的なベンチマークは、外部から制限できる総年齢を持つ明るく近くにある結晶化している白色矮星でしょう。この研究では、最近発見された白色矮星が三重星HD190412と結合しており、太陽付近に新しいシリウスのような系を形成していることを報告します。$T_{\text{eff}}-\text{mass}$ダイアグラム上のHD190412Cの位置は、それが結晶化中であることを示唆しており、これが最初に確認された結晶化中の白色矮星であり、その総年齢を外部から制限することができる。この白色矮星の結晶化による冷却遅延を直接検出できる可能性を動機として、我々は系の年齢を制限するためにさまざまな方法を採用しています。しかし、$+3.1\pm1.9$Gyrという経験的な年齢異常は、最終的には統計的有意性を達成するには不正確すぎるため、白色矮星の結晶化のモデルに強い制約を設けることができません。それにもかかわらず、我々の結果は、$^{22}$Ne相分離が白色矮星の結晶化の過剰な冷却遅延の原因であるという最近の仮説と一致する。わずか32パーセクでこのシステムが発見されたということは、同様のベンチマークシステムが一般的である可能性が高いことを示唆しています。したがって、将来の発見は、白色矮星の結晶化モデルに対する強力なテストを提供する可能性があります。
惑星状星雲ヘン2-108とその中心星の積分場分光観測の解析
| Title |
Analysis_of_Integral_Field_Spectroscopy_observations_of_the_planetary_nebula_Hen_2-108_and_its_central_star |
| Authors |
B\'arbara_L._Miranda_Marques,_Hektor_Monteiro,_Isabel_Aleman,_Stavros_Akras,_Helge_Todt,_and_Romano_L._M._Corradi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03201 |
惑星状星雲の研究は、恒星と銀河の進化の多くの側面に重要な制約を与えます。Hen2-108は、わずかに楕円形の形態と、分類が不可能な特異な中心星(CS)を持つ、あまり知られていない惑星状星雲です。この研究では、惑星状星雲Hen2-108とそのCSの最初の詳細な積分場分光研究を紹介します。当社は、重要な輝線の空間的に分解されたフラックスマップと、消光、電子密度および温度の診断マップを提供します。物理的状態と化学物質の存在量も統合スペクトルから計算されました。分析は、物理的および化学的特性を評価するための独自の戦略を使用するコードサテライトでも実行されました。サテライト手順と従来の手順の両方で一貫した結果が得られ、物理的および化学的特性に多少のばらつきが見られます。私たちは、多数の微弱な重元素の組換えラインを検出および測定し、そこからO/HおよびおそらくN/Hの有意な存在量不一致因子を見つけます。解釈を助けるために疑似3D光イオン化モデルが使用され、この星雲の低イオン化の性質を裏付ける結果が得られ、Teff=40kKのCSとシェル構造が示されました。CSのスペクトルは、星のパラメータを推測するために大気膨張の詳細なモデルを使用して分析され、それがT*=41.5kKの[Of/WN8]タイプであることが判明し、小規模なセット(約20kK)に新たに追加されました。）の珍しいオブジェクト。
太陽フレア前駆体のコロナ磁場の外挿と微細スケール構造のトポロジカル解析
| Title |
Coronal_Magnetic_Field_Extrapolation_and_Topological_Analysis_of_Fine-Scale_Structures_during_Solar_Flare_Precursors |
| Authors |
Wen_He,_Qiang_Hu,_Ju_Jing,_Haimin_Wang,_Chaowei_Jiang,_Sushree_S._Nayak,_and_Avijeet_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03226 |
磁場は、フレアやコロナ質量放出などのさまざまな太陽噴火において重要な役割を果たします。太陽噴火における特徴的な磁場トポロジーの形成と進化は、太陽源領域でのこれらの噴火の起源を理解するのに最終的に役立つ重要な問題です。。高度な技術と機器の発展に伴い、さまざまな波長と視野でのより高い解像度での観察により、より微細な構造についてのより定量的な情報が提供されるようになりました。したがって、高解像度の観測を利用して、太陽源領域の磁場トポロジーを研究する方法を改善することが不可欠です。この研究では、太陽力学観測所(SDO)からの埋め込み磁力線を使用したMクラスフレア噴火イベント(SOL2015-06-22T17:39)の不均一グリッド設定に基づく非線形自由力場(NLFFF)外挿法を採用しています。）とグッド太陽望遠鏡（GST）。底部境界に埋め込まれたマグネトグラムを使用した外挿結果は、対応するGSTおよびSDOマグネトグラムのネイティブ解像度を維持することによって得られます。力線の接続性を、前駆体の増光に関連する微細スケール構造のGST/H$\alpha$およびSDO/AIAの同時観測と比較します。次に、外挿結果に基づいて、微細スケールの磁場構造に対応する磁力線の接続性のトポロジカル解析を実行します。この結果は、高解像度のGST磁力線図とより大きなHMI磁力線図を組み合わせることで、導出された磁場トポロジーが、太陽フレア前駆体発生時の主極性反転線を横切るせん断磁力線間の磁気再結合のシナリオと一致することを示しています。
多くの道がリチウムに通じる：リチウムを豊富に含む赤色巨星の形成経路
| Title |
Many_Roads_Lead_to_Lithium:_Formation_Pathways_For_Lithium-Rich_Red_Giants |
| Authors |
Maryum_Sayeed,_Melissa_K._Ness,_Benjamin_T._Montet,_Matteo_Cantiello,_Andrew_R._Casey,_Sven_Buder,_Megan_Bedell,_Katelyn_Breivik,_Brian_D._Metzger,_Sarah_L._Martell,_Leah_McGee-Gold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03323 |
恒星モデルでは、星の内部のリチウム（Li）は最初の浚渫段階で破壊されるが、赤色巨星の1.2%はLiに富んでいると予測している。私たちは、GALAHDR3に含まれる1155個のリチウムに富んだ巨人(A(Li)$\geq$1.5)を分析することにより、この集団の起源の可能性を解明することを目指しています。リチウムに富む星の特有の特徴を明らかにするために、進化状態と基準となる超新星存在量が一致するリチウム通常（ドッペルグアンガー）星の参照サンプルを構築します。リチウムに富む星のスペクトルとドッペルグアンガーのスペクトルを比較すると、速度広がりの測定に関連するH-$\alpha$およびCa-トリプレットラインプロファイル。また、ドッペルグ怒り星と比較して、2倍多くのリチウム豊富な星が高速回転星であると思われることもわかりました($v_\textrm{broad}\gtrsim20$kms$^{-1}$では2%)。平均すると、リチウムを豊富に含む星は、元素のサブセットについてドッペルガーよりも存在量が高く、RGBの基部にあるリチウムを豊富に含む星は平均$s-$process存在量が高くなります(Ba、Yの$\geq0.05$dex)、Zr)、ドッペルグ怒りとの相対的な関係。中間質量のAGB伴星からの外部物質移動がこの特徴を説明できる可能性があります。追加の伴星分析では、$\gtrsim$7AUで質量比$\gtrsim$0.5の連星は除外されます。高度にBaに富む星がLiに富む集団から欠落していることを発見しました。これはおそらく、Li富化を妨げる低質量AGB伴星が原因であると考えられます。最後に、リチウムとともに増加する赤い塊上のLiに富む星の普及率を確認します。したがって、二元スピンアップや物質移動などの複数の原因が、Li濃縮のメカニズムである可能性があります。
交流再接続の結果として構造化された乱流太陽風の発生
| Title |
Development_of_a_structured,_turbulent_solar_wind_as_a_result_of_interchange_reconnection |
| Authors |
J._F._Drake_and_S._D._Bale_and_M._Swisdak_and_N._E._Raouafi_and_M._Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03425 |
太陽風の駆動メカニズムとしての交流再接続の役割は、風の加速を記述する地球規模の磁場に整合した方程式を解くことによって調査されます。再接続によるアルフビエニック流出やそれに伴う加熱など、低コロナの境界条件は以前のモデルとは異なります。初期の多くのモデルの基礎となっている、アルフエン波やその他のMHD乱気流に関連するコロナの追加加熱は無視されています。この単純化されたモデルでは、重力を克服して風を起こすためのインターチェンジ再接続の十分条件が導出されます。アルフエンの放出と再接続による加熱の組み合わせにより、風を起こすのに必要な最小値のアルフエン速度350～400$km/s$が得られます。パーカー太陽探査機（PSP）の観測に基づく最近の証拠は、速風の発生源領域であるコロナホールでは通常、この閾値を超えていることを示唆しています。一方で、コロナ環境におけるリコネクションはバースト的な性質を持つと予測されているため、リコネクションの流出規模は大きく変動する可能性がある。その結果、非常に不均一な風が発生し、一部の地域では速度が超アルフエン値まで急激に増加しますが、隣接する地域では漸近風の形成が失敗します。これらの高度にせん断された超アルフブ流の乱流混合を説明するために単純なモデルが構築され、これらの流れがアルフブ流乱流およびそれに関連するPSPデータで記録されているスイッチバックの自由エネルギー源であることを示唆しています。コロナに近い環境で。地球規模の風況プロファイルが表示され、12太陽半径でのパーカーソーラープローブ(PSP)観測によってベンチマークが行われます。
褐色矮星大気における動的結合運動化学 I. 地球規模の運動モデリングの実行
| Title |
Dynamically_coupled_kinetic_chemistry_in_brown_dwarf_atmospheres_I._Performing_global_scale_kinetic_modelling |
| Authors |
Elspeth_K.H._Lee,_Xianyu_Tan_and_Shang-Min_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03520 |
褐色矮星の大気は、L、T、Yスペクトルタイプにわたって多数の非平衡化学的特徴とスペクトル変動を示すことが長い間観察されてきました。私たちは、大規模な3D大気力学と褐色矮星領域における時間依存化学の関係を調査し、スペクトル変動に対するその影響を評価することを目的としています。我々は、小型速度化学モジュール「mini-chem」をExo-FMS大循環モデル(GCM)に結合します。次に、一連の理想化された褐色矮星体制大気モデルを実行して、シミュレーションによって生成された動的3D化学構造を調査します。GCM出力は、3D放射伝達モデルを使用して後処理され、半球依存のスペクトルシグネチャと回転変動を調査します。我々の結果は、垂直混合によってもたらされる予想される強力な非平衡化学挙動と帯状の流れによる地球規模の空間変動を示しています。化学種は一般に世界的に均質化されており、圧力レベルに応じて$\pm$10\%以下の変動を示し、大気中に存在する動的構造に従います。ただし、局地的な嵐の領域と渦は、背景の世界平均と比較して、混合比で最大$\pm$100\%までの高いコントラストを示す可能性があることがわかりました。この初期の研究は、褐色矮星の三次元大気の流れとその豊富な化学物質の関係を理解するための新たな一歩を表している。
共通のエンベロープの進化におけるジェットのぐらつき
我々は、赤色超巨星（RSG）星の外皮内の対流運動が、二次星が共通外面進化（CEE）で降着する質量に無視できない確率的角運動量を与え、その結果、二次星が発射するジェットがぐらつくことを発見した。。CEE内の二次星の軌道運動とエンベロープ内の密度勾配は、軌道角運動量に平行な一定の方向で降着質量にゼロ以外の角運動量を加えます。数値コード\textsc{mesa}を使用した一次元の恒星進化シミュレーションから、RSG星のエンベロープ内の確率的対流運動により、定数成分の約0.1～1倍の振幅を持つ確率的角運動量成分が追加されることがわかりました。公転運動のせいで。私たちは、エンベロープの質量を高速で除去し、そのエンベロープにエネルギーを注入することによって、RSG星のCEEを模倣します。確率的角運動量は、副星の周りの降着円盤(シミュレーションはしていません)、したがってそれが発射するジェットが軌道角運動量軸に対して最大数十度の角度でぐらつくことを意味します。このぐらつきにより、ジェットがエンベロープから抜け出すのが難しくなり、噴出物内に小さな泡が形成され、フィラメントが圧縮されて、噴出星雲、つまり、巨星が漸近巨分枝星である場合の惑星状星雲に弧として現れます。
IC 417の若い恒星候補
| Title |
Young_Stellar_Object_Candidates_in_IC_417 |
| Authors |
L._M._Rebull,_R._L._Anderson_III,_G._Hall,_J._D._Kirkpatrick,_X._Koenig,_C._E._Odden,_B._Rodriguez,_R._Sanchez,_B._Senson,_V._Urbanowski,_M._Austin,_K._Blood,_E._Kerman,_J._Long,_N._Roosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03728 |
IC417は銀河面にあり、おそらくAurOB2関連の一部です。約2キロメートル離れています。ストック8は、最も密度の高いクラスター構成要素の1つです。その東の沖合には、赤外線(IR)で劇的に見える「星雲流」(NS)があります。私たちは、文献で確認された若い恒星天体（YSO）、NSからの新しいYSO候補、およびIR過剰からの新しいYSO候補のリストを作成しました。私たちは、画像、スペクトルエネルギー分布(SED)、および色と色/色の大きさの図を検査して、このリストを精査しました。710の生き残ったYSOと候補YSOをランク付けされたビンに配置しました。そのうちのほぼ3分の2は、SEDを定義するポイントが20ポイントを超えています。最下位のビンには、混乱している星、または炭素星である可能性が高い星が含まれています。上位のビンには503があります。半分はSEDクラスIII、$\sim$40\%はSEDクラスIIです。私たちの結果は、NSとストック8が互いに（そして残りのYSOと）ほぼ同じ距離にあり、NSが最も若い領域でストック8が少し古いという点で文献と一致しています。。我々は、星形成のきっかけが北から来たという考えと一致する、NS内での年齢の広がりに関する証拠を何も見つけていない。ここで文献で確認されている他のクラスターがNSやStock8ほど若いものであることはわかりません。せいぜい、Stock8より古いものであり、すべてが正規のクラスターであるとは限りません。
クールな恒星大気のリアルな 3D MHD シミュレーションのための不透明度
| Title |
Opacity_for_realistic_3D_MHD_simulations_of_cool_stellar_atmospheres |
| Authors |
A._Perdomo_Garc\'ia,_N._Vitas,_E._Khomenko,_M._Collados,_C._Allende_Prieto,_I._Hubeny,_Y._Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03744 |
コンテクスト。恒星の表面近くの対流の現実的な3D時間依存シミュレーションでは、不透明度ビニング法を採用して、放射エネルギー交換を効率的かつ正確に計算します。この方法では数桁の高速化が実現しますが、その実装には多数の無料パラメータが含まれています。目的。私たちの目的は、これらの自由なパラメーターの選択の関数として不透明度ビニング法の精度を評価することです。方法。SYNSPECコードで計算された単色不透明度は、不透明度分布関数(ODF)の構築に使用され、ATLASコードの結果との詳細な比較を通じて検証されます。不透明度ビニング方法は、4つの代表的なクールな主系列恒星スペクトルタイプ(F3V、G2V、K0V、およびM2V)のSYNSPEC不透明度を使用して実装されます。結果。SYNSPECとATLASのODFは、F、G、およびK--型星の場合の不透明度およびボロメータ放射エネルギー交換率Qについて一貫した結果を示しています。主に分子系統リストに由来する重大な違いが、M--型星について見出されます。少数のビンを最適化して、F、G、およびK--タイプの星のODFに関する不透明度グループ化から得られる結果の偏差を減らすことができます。M--型星の場合、同様の結果を得るにはグループ化に波長の分割を含める必要があり、その結果、計算時間が増加します。多数のビンの制限では、テストしたすべてのビン構成の偏差が飽和し、結果がODFソリューションに収束しません。この飽和のため、ビンの数を約20ビン以上に増やしてもQレートを改善することはできません。より効果的な戦略は、より少ないビンの最適な場所を選択することです。
さまざまな波長での太陽フレアと恒星フレアの継続期間を理解する
| Title |
Understanding_the_Duration_of_Solar_and_Stellar_Flares_at_Various_Wavelengths |
| Authors |
Jeffrey_W._Reep_and_Vladimir_S._Airapetian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03765 |
SDO、GOES、ケプラー、TESS、チャンドラ、XMM-ニュートン、NICERを含む数多くの太陽物理学および天体物理学ミッションによる最近の放射照度測定は、太陽や磁気的に活動する星、太陽や磁気活動の星における最も強力な過渡現象の物理学を理解する上で重要なインプットを提供してきました。恒星のフレア。太陽や星からのフレア現象の光曲線は、通常、急激な上昇と長い減衰フェーズを伴う、非常によく似た形状を示します。太陽フレアと恒星のフレアの持続時間は、白色光などの一部の波長ではイベントの強度と相関があるが、軟X線などの他の波長では相関がないことがわかっていますが、なぜこれが相関するのかは明らかではありません。場合。この研究では、放射流体力学コードを使用して、さまざまな波長でのフレア放射の継続時間に影響を与える要因を調べます。光度曲線の持続時間は、プラズマの温度、発光が形成される大気中の高さ、放射、熱伝導、エンタルピー束による冷却の相対的な重要性によって異なります。我々は、大気の低層部で形成され加熱に直接反応する放出と、ノイパート効果の一側面である加熱誘起彩層蒸発に間接的に反応してコロナ内で形成される放出との間には明確な区別があることを発見した。私たちは、広範囲のフレアエネルギーに対する結果の影響について議論します。
熱塩混合モデルに照らして汚染白色矮星 SDSS J122859.93+104032.9 を再解釈する: より大きな軌道周回固体からのより多くの汚染物質
| Title |
Reinterpreting_the_Polluted_White_Dwarf_SDSS_J122859.93+104032.9_in_Light_of_Thermohaline_Mixing_Models:_More_Polluting_Material_from_a_Larger_Orbiting_Solid_Body |
| Authors |
Arianna_Dwomoh,_Evan_B._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03864 |
汚染された白色矮星(WD)系SDSSJ122859.93+104032.9(SDSSJ1228)は、周囲のデブリ円盤内を周回する、内部強度によって潮汐力に抗して結合された固体核の破片から発生すると解釈される可変発光特徴を示しています。この周回固体のサイズを推定するには、WD表面に混合するのが観察される汚染物質の降着速度をモデル化する必要があります。その物質は、軌道を周回する固体の表面から昇華によって供給されます。昇華速度は、固体の表面積と近くのホットWDからの入射光束の単純な関数として推定できます。一方、降着速度を推定するには、表面構造の詳細なモデル化と降着WDの混合が必要です。この研究では、観測された汚染を供給するために必要な昇華と降着速度を正確に制限するために、重元素の沈降に加えて熱塩の不安定性と混合を考慮したSDSSJ1228のMESAWDモデルを紹介します。総降着率は$\dotM_{\rmacc}=1.8\times10^{11}\,\rmg\,s^{-1}$となり、$\dotよりも数桁高くなります。M_{\rmacc}=5.6\times10^{8}\,\rmg\,s^{-1}$の推定値は以前の取り組みで得られました。質量降着率がより大きいということは、周回固体体の最小推定半径がr$_{\rm{min}}$=72kmであることを意味しており、これは以前の推定よりも大幅に大きいものの、依然として上限内(数百キロメートル)内に収まっています。km)、内部強度がWDの重力による潮汐力に耐えられなくなりました。
ボソンスタースーパーラディアンス
最近、一部のシステムでは、実空間の回転と同様に、内部空間の回転が散乱波のエネルギー増幅を引き起こす可能性があることが認識されました。特に、フィールド空間内でコヒーレントに回転する静止した非トポロジカルなソリトンであるQボールに対してエネルギー抽出が可能であることが示されています。この論文では、解析をボーソン星の場合に一般化して、同じエネルギー抽出メカニズムがボーソン星でも機能することを示します。
6つのクォーク$uuddss$($S$、またはsexaquark)からなる長寿命のカラー・フレーバー・スピン一重項状態は、潜在的な暗黒物質候補であると主張されている。$S$が結合した2つの核子よりも軽い場合、原子核内の2つの核子が$S$に変換されると、原子核の不安定性が生じます。$S$が重い場合、2つのバリオンに崩壊する可能性があります。これらの遷移速度は両方とも、$S$が$S$と同じ量子数を持つ2つのバリオン($\tilde{g}$で示される)に解離するための有効な湯川結合によって支配されます。この論文では、$\tilde{g}$に強力な観測制約を課し、以前のさまざまな制限を改善します。$m_S<1800$MeVの場合、重水素の安定性は著しく不利ですが、$m_S>2050$MeVの場合、その寿命は暗黒物質になるには短すぎます。$S$と同じクォーク含有量を持つHダイバリオンを実験室で探索すると、$\tilde{g}$を$2\times10^{-5}$まで調べることができます。SN1987aの冷却により、数倍の強力な制限が提供される可能性があります。宇宙初期の高温ハドロン相における$S$暗黒物質の生存には、$\tilde{g}\lesssim2\times10^{-6}$が必要です。中間質量間隔、1850MeV$<m_S<2050$MeVでは、議論するように、上記の制約はすべて$\tilde{g}$の理論的推定値と互換性があります。
対称性と選択ルール: 重力波探索のためのアクシオン ハスコープの最適化
| Title |
Symmetries_and_Selection_Rules:_Optimising_Axion_Haloscopes_for_Gravitational_Wave_Searches |
| Authors |
Valerie_Domcke,_Camilo_Garcia-Cely,_Sung_Mook_Lee,_Nicholas_L._Rodd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03125 |
電磁場の存在下では、アクシオンと重力波(GW)の両方が振動磁場を誘発します。これは、それらの存在の検出可能な指紋となる可能性があります。応答は、応答の探索に使用される機器の対称性によって主に決定されることを示します。低質量アクシオンハロスコープに焦点を当て、アクシオンとGWに対するさまざまな検出器ジオメトリのパラメトリック感度を決定する選択ルールを導き出し、両方の信号を最大化するために実験ジオメトリを最適化する方法をさらに明らかにします。この形式により、ABRACADABRA、BASE、ADMXSLIC、SHAFT、WISPLC、DMRadioなどの機器の100kHz～100MHzの範囲でGWに対する最適な感度を予測できます。
| Title |
Gravitational_waves_during_Higgs_inflation_from_complex_geometrical_scalar-tensor_theory_of_gravity |
| Authors |
Jos\'e_Edgar_Madriz_Aguilar,_A._Bernal,_F._Aceves_de_la_Cruz,_J._A._Licea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03305 |
この論文では、最近導入された複雑な幾何学的スカラーテンソル重力理論に関連して、ヒッグスインフレーション期間の終わりにおける計量のテンソル変動を調査します。私たちのモデルでは、ヒッグス場は幾何学的原点を持ち、アフィン結合はパラティーニの原理によって決定されます。さらに、ヒッグス場に関連するエネルギー運動量テンソルの真空項から来るテンソルゆらぎ方程式への追加の寄与を考慮します。ヒッグスポテンシャルは、背景幾何学の対称群によって修正される場の運動項の非正準性関数によって再スケールされます。PLANCK2018の宇宙論的結果と一致する、ほぼスケール不変スペクトルとスカラー対テンソル比が得られました。
中性子星物質の自己無撞着な時間依存バンド理論の超流体拡張: スラブ相における反同伴効果と超流体効果
| Title |
Superfluid_extension_of_the_self-consistent_time-dependent_band_theory_for_neutron_star_matter:_Anti-entrainment_vs._superfluid_effects_in_the_slab_phase |
| Authors |
Kenta_Yoshimura,_Kazuyuki_Sekizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03327 |
背景:中性子星の内部地殻は、背景の相対論的電子ガスを伴う超流動中性子の海に浸された中性子豊富な原子核のクーロン格子で構成されています。周期ポテンシャルの下でこのような系を適切に量子力学的に扱うのは、固体のバンド理論です。滴下中性子の有効質量に対するバンド構造の影響、いわゆる\textit{エントレインメント効果}については、現在議論の余地がある状況にあり、原子核における中性子の超流動性を考慮した核バンド理論の開発が強く望まれています。完全に自己一貫性のある方法。目的:本研究の主な目的は2つあります:1)超流動に対して拡張された時間依存密度汎関数理論(TDDFT)に基づいて、核超流動を完全に考慮した時間依存の自己無撞着バンド理論の形式主義を開発すること。2)$\beta$平衡における核物質のスラブ相に形式主義を適用して、バンド構造と超流動性が地殻特性に及ぼす影響を定量化する。結果:超流動性の有無にかかわらず、$\beta$-平衡条件下で一定範囲のバリオン(核子)数密度($n_b=0.04$--0.07fm$^{-3}$)について静的計算が実行された。さまざまなスラブ間の間隔。外部ポテンシャルに対する動的応答から、スラブの集合質量と中性子超流体に浸された陽子の集合質量を抽出します。結果から、$n_b=0.04$--0.07fm$^{-3}$の場合、スラブの集合質量は57.5--82.5\%大幅に減少することがわかり、これは伝導中性子数の増加に相当します。密度が増加し、したがって中性子の有効質量が減少します。これを反同伴効果と呼びます。通常の系には存在しない、超流動性に関連する新しい現象、地殻内部の準粒子共鳴について議論します。*arXivの文字数制限により短縮されています。
ねじり結合膨張性ゴースト凝縮体の位相空間解析
| Title |
Phase-space_analysis_of_torsion-coupled_dilatonic_ghost_condensate |
| Authors |
Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Giovanni_Otalora,_Yoelsy_Leyva,_Joel_Saavedra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03386 |
私たちは、ねじれを通じて重力と最小限に結合しない暗黒エネルギー源としての膨張性ゴースト凝縮場の宇宙力学を研究しました。すべての臨界点とその安定条件を見つけることにより、詳細な位相空間解析を実行しました。また、結果を最新の$H(z)$および超新星Iaの観測データと比較しました。特に、暗黒物質時代におけるスケーリング体制の存在条件を発見しました。さらに、私たちは、宇宙が遅い時間になると、暗黒エネルギーが支配する時代を表すアトラクターポイントに向かう傾向があるという、スケーリング体制からうまく抜け出すための条件を獲得しました。これらの興味深い特徴により、スケーリング領域では初期の時点では場のエネルギー密度が必ずしも無視できるわけではないため、ダークエネルギーのエネルギースケールの問題を軽減することができます。
Google Earth Engine で Sentinel-2 と Landsat-8 を使用した MCD64A1
焼け跡データセット評価: マレーシアのパハン州ロンピンでのケーススタディ
| Title |
MCD64A1_Burnt_Area_Dataset_Assessment_using_Sentinel-2_and_Landsat-8_on_Google_Earth_Engine:_A_Case_Study_in_Rompin,_Pahang_in_Malaysia |
| Authors |
Yee_Jian_Chew,_Shih_Yin_Ooi,_Ying_Han_Pang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03461 |
この研究論文は、マレーシア半島でGoogleEarthEngine(GEE)を使用して焼けた地域を検出するためにMCD64A1製品を採用することの適切性を調査することを目的としています。この研究の主な目的は、MCD64A1がマレー半島の小規模火災を特定するのに適切かどうかを調べることです。MCD64A1を評価するために、2021年3月にパハン州ロンピン地区で発生した火災がこの研究のケーススタディとして選択されました。他のいくつかの焼失領域データセットもGEEで利用できるようになりましたが、一時的に利用できるためMCD64A1のみが選択されています。マレーシア政府から火災に関連する検証情報が提供されていないため、ロンピンの火災に関連する詳細を取得するために公共のニュースソースが利用されています。さらに、MCD64A1は、Sentinel-2とLandsat-8の表面反射率から生成されたトゥルーカラー画像から観察される焼けた領域でも検証されています。焼けたエリアの評価から、MCD64A1製品はマレー半島の歴史的な火災を発見するために活用するのに実用的であると私たちは精査しています。ただし、この研究で議論されている主張を実証するために、マレー半島の他の場所を含む追加の事例研究が実行されることが提唱されています。
非磁化プラズマの位相空間力学: 無衝突および衝突領域
| Title |
Phase_space_dynamics_of_unmagnetized_plasmas:_collisionless_and_collisional_regimes |
| Authors |
G._Celebre,_S._Servidio,_F._Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03567 |
高周波平衡摂動を伴う非磁化プラズマ（運動電子と運動のない陽子）のオイラー静電運動シミュレーションは、電子と自己誘起電場との共鳴相互作用に関連する、空間スケールと速度スケールにわたる位相空間エネルギー伝達を調査するために使用されています。。数値計算は、衝突のないプラズマ領域および弱い衝突を伴うプラズマ領域の広範囲をカバーしています。粒子分布関数のフーリエエルミート変換に基づく解析手法により、運動プロセスがどのように位相空間エネルギーカスケードを引き起こすかを指摘できますが、衝突がオンになった場合、位相空間エネルギーカスケードはむしろより細かいスケールで抑制されます。線形波のランダウ減衰、非線形電子トラップ、バンプオンテール、および二流不安定性の場合について数値結果を示し、議論します。乱流ラングミュアゆらぎのより現実的な状況についても詳細に説明します。フーリエエルミート変換は、非線形効果が優勢な場合でも、空間スケールよりも速い速度スケールを伴う、衝突によって高度に条件付けられたエネルギーの広がりを示します。これにより、傾きが理論上の期待と一致する異方性スペクトルが得られます。最後に、衝突散逸を考慮した、系の自由エネルギーの時間発展を記述する正確な保存則が導出されています。
宇宙ロボットのための地上ハードウェアインループシミュレーション施設の開発
| Title |
Development_of_On-Ground_Hardware_In_Loop_Simulation_Facility_for_Space_Robotics |
| Authors |
Roshan_Sah,_Raunak_Srivastava,_Kaushik_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03785 |
数十年にわたり、宇宙ゴミが急速に増加し、LEO運用衛星に重大な脅威を引き起こしています。アクティブデブリ除去$(ADR)$コンセプトは、宇宙ゴミ除去のために継続的に進化しています。ADR手法の1つはスペースロボティクスであり、その機能は宇宙ゴミを追跡し、捕獲し、軌道から外すことです。この論文は、燃料補給やデブリ捕獲実験などの軌道上サービス$(OOS)$を目的とした、TCSResearchにおける地上宇宙ロボット施設の開発について紹介します。ハードウェアインループシミュレーション(HILS)システムは、統合システム開発、テスト、軌道上のドッキングメカニズムのデモンストレーションに使用されます。TCSResearchLabのHiLSテスト施設では2つのURが使用され、1つのURはRG2グリッパーに取り付けられ、もう1つは力/トルクセンサーとスケールされたモックアップモデルに取り付けられます。最初のUR5は7軸リニアレールに取り付けられ、ドッキングプローブが含まれます。まず、適切なグリッパーを備えたUR5は、そのコントロールボックスと接続する必要があります。軌道上での動作を実証および検証するために、ROSインターフェイスラインを通じて把握アルゴリズムが実行されました。マニピュレータには、モックアップモデルを視覚化し、ターゲットモデルの姿勢と回転速度の推定を検出するためのLIDARとカメラ、およびターゲットモデルに対して相対的に移動するグリッパーが取り付けられます。もう1つのマニピュレータにはUR10コントロールがあり、モックアップに回転およびランダムな動きを提供し、力とトルクのデータを入力とする動的シミュレータを可能にします。動的シミュレータは、ターゲットモデルに軌道環境を提供する軌道プロパゲータにうんざりしています。ターゲットモデルのドッキングと把握のシミュレーション用に、6mセットアップのリニアレールがまだ調達プロセス中です。接近すると、モックアップモデルのランダムな動きを読み取った後、把握アルゴリズムが起動してターゲットモデルを捕捉します。
アインシュタインの一般相対性理論の予測に照らして、重力波天体物理学の分野の現状をレビューし、課題、現在の観測、将来の見通しを枠組み化します。
磁場中で比較的ゆっくりと回転するフェルミ粒子による光子放射
| Title |
Photon_radiation_by_relatively_slowly_rotating_fermions_in_magnetic_field |
| Authors |
Matteo_Buzzegoli,_Jonathan_D._Kroth,_Kirill_Tuchin,_Nandagopal_Vijayakumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03863 |
外部の一定磁場$\bfB$に対して平行または反平行で一定の角速度$\bf\Omega$で回転する媒体に埋め込まれた電荷$q$を運ぶフェルミ粒子による電磁放射を研究します。回転は「比較的遅い」と仮定します。つまり、角速度$\Omega$は逆磁気長$\sqrt{qB}$よりもはるかに小さいということです。実際には、このような角速度は非常に大きくなる可能性があります。フェルミオン運動は2つの円運動の重ね合わせです。1つは媒体によって加えられる力によって引き起こされる剛体回転によるもので、もう1つは外部磁場によるものです。私たちは、このタイプの放射光のスペクトル率と総強度の正確な分析式を導き出します。私たちの数値計算は、回転角速度に対する放射線の感度が非常に高いことを示しています。$q\bfB$と$\bf\Omega$が同じ方向を向いている場合、放射線強度は強く増強され、それ以外の場合は抑制されることを示します。
小さな非最小結合によるパラティニ ヒッグス インフレーションの臨界点
| Title |
Critical_Points_in_Palatini_Higgs_Inflation_with_Small_Non-Minimal_Coupling |
| Authors |
Arthur_Poisson,_Inar_Timiryasov,_Sebastian_Zell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03893 |
一般相対性理論のパラティーニ公式におけるヒッグス粒子によって引き起こされるインフレーションを調査します。私たちの解析は主に、$0<\xi\lesssim1$の範囲でのヒッグス場と重力の小さな非最小結合に焦点を当てています。標準モデル内で計算された関連パラメーターの繰り込みグループ実行を組み込み、小さな修正を可能にします。$\xi$に加えて、私たちのモデルは2つの調整可能なパラメーターを備えています。それは、上部湯川結合の低エネルギー値と、ヒッグス自己相互作用の効果的なジャンプです。私たちの結果は、パワースペクトルの大幅な向上につながる臨界点が生成される可能性があることを示しています。ただし、CMBで観測された摂動の振幅は、この設定内では一致しません。一方で、これにより、大量の原始ブラックホールを生成することが困難になります。一方、私たちの発見は、パラティニ・ヒッグス・インフレーションが量子補正に対する堅牢性により有利な高エネルギー特性を持っているというさらなる証拠とみなすことができます。
