全天でのビン化されたマスクフリーのパワー スペクトル、バイスペクトル、トライスペクトルの最適推定: Tensor Edition
任意のビーム、修復、およびマスキングの存在下で、球上に定義された統計的に等方性のテンソル場のビン化された2点、3点、および4点相関器の最適な推定量を導出します。これは、関連するスカラー場Philcox(2023)の概念的に単純な拡張ですが、宇宙マイクロ波背景偏光や銀河せん断などのスピン$2$場、およびすべての相関器にパリティ違反物理学を含めるようにアップグレードされています。すべての推定量は、スピン加重球面調和変換とモンテカルロ総和を使用して実現でき、パブリックコードPolyBinで実装されます。計算スケーリングは最大でもビンの総数です。一連の検証テストを実行して、推定量に偏りがなく、制限レジームでは分散が最小であることを検証します。これらにより、高点関数の一般的なビン化分析が容易になり、分離不可能なインフレーション物理学(偏光トライスペクトルを含む新規な)、宇宙後期の非線形進化、宇宙パリティ違反などのさまざまな現象に制約を課すことができます。
巨大な高$z$宇宙ウェブフィラメントの構造とダイナミクス: フィラメント断面の3つの放射状ゾーン
| Title |
The_Structure_and_Dynamics_of_Massive_High-$z$_Cosmic-Web_Filaments:_Three_Radial_Zones_in_Filament_Cross-Sections |
| Authors |
Yue_Samuel_Lu,_Nir_Mandelker,_S._Peng_Oh,_Avishai_Dekel,_Frank_C._van_den_Bosch,_Volker_Springel,_Daisuke_Nagai,_Freeke_van_de_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03966 |
私たちは、巨大な高$z$銀河につながるハロー間宇宙ウェブフィラメントの内部断面構造とダイナミクスを解析します。私たちの分析は、$\sim10^{12}\の3つの巨大なハローを供給する、$\sim1\、\Mpc$の長さの3つのフィラメントを含む体積にズームインした高解像度\texttt{AREPO}宇宙論シミュレーションに基づいています。\msun$at$z\sim4$、大規模シートに埋め込まれています。各フィラメントは半径$r_{\rmShock}\sim50\kpc$の強い円筒形の降着衝撃に囲まれており、その中でガスは等温暗黒物質フィラメントによって設定されたポテンシャル井戸内でビリアル平衡にあります。フィラメントの断面は3つの放射状ゾーンに分割できます。外側の「熱」(\textbf{T})ゾーン$r\geq0.65\,r_{\rmShock}$では、流入するガスからの内向きの重力とラム圧力が、外向きの重力によってオーバーバランスになります。熱圧力が作用し、流入するガスが減速し、衝撃が外側に広がります。中間の「渦」(\textbf{V})ゾーン$0.25\leqr/r_{\rmShock}\leq0.65$では、シートに沿ったオフセット流入により、速度場は四極渦構造によって支配されます。ショック後のガスを通して。外向きの力は、主にこれらの渦に関連する遠心力によって提供され、程度は低いですが、地球規模の回転と熱圧力によってもたらされます。また、渦構造に関連するせん断力と乱流力も内向きの力に加わります。内側の「ストリーム」(\textbf{S})ゾーン、$r<0.25\、r_{\rmShock}$は、$T\sim3で銀河に栄養を与える冷たいストリームを定義する高密度の等温核です。\times10^4\、\Kdegree$および$n_{\rmH}\sim0.01\cmc$。炉心は、自由落下時の衝撃後の冷却から生じる等圧冷却流によって形成され、炉心内のガスは流入と流出の両方を示しますが、外向きの力の減少に関連しています。[要約]
FLAMINGO プロジェクト: 大規模構造および銀河団調査のための宇宙論的流体力学シミュレーション
| Title |
The_FLAMINGO_project:_cosmological_hydrodynamical_simulations_for_large-scale_structure_and_galaxy_cluster_surveys |
| Authors |
Joop_Schaye,_Roi_Kugel,_Matthieu_Schaller,_John_C._Helly,_Joey_Braspenning,_Willem_Elbers,_Ian_G._McCarthy,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke,_Carlos_S._Frenk,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Yannick_M._Bah\'e,_Josh_Borrow,_Evgenii_Chaikin,_Oliver_Hahn,_Filip_Hu\v{s}ko,_Adrian_Jenkins,_Cedric_G._Lacey,_Folkert_S._J._Nobels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04024 |
VirgoConsortiumの宇宙論と銀河団物理学のための流体力学シミュレーションのFLAMINGOスイートを紹介します。シミュレーションが大規模構造の研究に十分現実的であることを保証するために、恒星およびAGNフィードバックのサブグリッド処方は、観測された低赤方偏移銀河恒星の質量関数とクラスターガスの割合に合わせて校正されます。キャリブレーションは、機械学習を使用して3つの解像度ごとに個別に実行されます。このアプローチにより、モデルが校正される観測値によってモデルを指定できるようになります。キャリブレーションでは、多くの潜在的な観測バイアスと、観測された恒星質量のランダムな誤差が考慮されます。最も要求の厳しい2つのシミュレーションのボックスサイズは1.0および2.8Gpc、バリオン粒子の質量はそれぞれ$1\times10^8$および$1\times10^9\text{M}_\odot$です。後者の解像度の場合、スイートには1Gpcボックスに12のモデルバリエーションが含まれています。固定宇宙論には8つのバリエーションがあり、これには校正対象となる恒星の質量関数および/またはクラスターガスの割合のシフトと、AGNフィードバックの2つの代替実装(熱またはジェット)が含まれます。残りの4つのバリエーションは、未修正の校正データを使用しますが、異なるニュートリノ質量を含む異なる宇宙論を使用します。2.8Gpcシミュレーションは$3\times10^{11}$粒子を追跡し、$z=0$まで実行される史上最大の流体力学シミュレーションとなります。ライトコーン出力は、最大8人の異なる観測者に対してオンザフライで生成されます。私たちは数値収束を調査し、シミュレーションが校正データを再現することを示し、多数の銀河、星団、大規模構造の観測と比較し、収束予測のデータと非常によく一致していることを発見しました。最後に、流体力学シミュレーションと「暗黒物質のみ」シミュレーションを比較することにより、バリオン効果がハロー質量関数と物質パワースペクトルを最大$\およそ20$パーセント抑制できることを確認します。
相対論的宇宙論の基本的な予測は、空間の膨張により、遠方の宇宙の観測は時間が遅れ、局所宇宙での出来事よりも遅くなるはずだというものである。宇宙論的超新星の観測では、予想される赤方偏移に依存する時間の遅れが明確に示されていますが、これは他の遠方の発生源では当てはまりません。今回我々は、ベイジアン解析を通じてさまざまな仮説を評価することにより、複数の波長帯で20年以上にわたって監視された190個のクエーサーのサンプルにおける宇宙時間の遅れの同定を発表する。この検出は、観測されたクェーサーの変動には予想される赤方偏移に依存する時間の遅れが欠けていたというこれまでの主張に反論するものである。したがって、この分析は、クェーサーの変動性の赤方偏移依存性の欠如が標準的な宇宙論モデルに対する重大な挑戦を表すという主張を実証するだけでなく、クエーサーの特性がそれらが真に宇宙論的に遠い源であることと一致していることをさらに示しています。
暗黒エネルギー分光装置を使用して銀河の相対論的双極子相互相関を測定するケーススタディ
| Title |
A_case_study_for_measuring_the_relativistic_dipole_of_a_galaxy_cross-correlation_with_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
Camille_Bonvin,_Francesca_Lepori,_Sebastian_Schulz,_Isaac_Tutusaus,_Julian_Adamek_and_Pablo_Fosalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04213 |
ダークエネルギー分光装置(DESI)によって収集された分光銀河クラスタリングに関するデータにより、「標準的な」赤方偏移空間の歪みを超えて、赤方偏移空間における銀河の2点相関における微妙な特徴の重要な検出が可能になります。ここで我々は、DESIの明るい銀河サーベイ(BGS)から選択された2つの銀河集団の相互相関における相対論的双極子の検出可能性の独立した評価を提示します。相対論的$N$体シミュレーションの光円錐を使用して、BGSの特性を備えた合成銀河カタログを構築します。銀河の集団を分割するさまざまな方法を調査すると、暗い銀河よりも明るい銀河を多く不均等に分割すると、検出可能性が大幅に向上し、赤方偏移ビン$0.2\lesssimz\lesssim0.3$で19$\sigma$に達し、赤方偏移が低い場合はさらに高くなります。さらに、測定された双極子は$\sim$30Mpc/$h$の分離に至るまで線形理論からの相対論的効果の予測と非常によく一致することがわかりました。
JWSTで観測された初期の明るい銀河の宇宙論的意義
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の支援による赤方偏移$z>10$を持つ天体の最近の発見は、しばらく前から流行している$\Lambda$CDM宇宙論モデルに深刻な課題を投げかけています。新しいデータは、銀河の形成がこのモデルで予想されていたよりもずっと早く起こったに違いないことを示しています。宇宙論モデルのもう1つの実行可能なクラスは、宇宙のスケールファクターが時間に比例して変化する、いわゆるコースティングモデルです。これらのモデルでは、赤方偏移$z=12$の宇宙には銀河形成のための十分な時間($\sim1070$Myrs)があります。最も初期のそのようなモデルは、E.A.によって提案されたものです。ミルンは彼の「運動学的相対性理論」に基づいていますが、重力を宇宙論的スケールで関連性のあるものとして扱っていないため、非現実的であると考えられています。永久惰行FLRWモデルの閉じたバージョンは、SNeIaデータが流入し始める前から、本著者によって提案されていました。その後、私たちは、考えられる3つの形状すべてに有効な、同じクラスのより一般的なモデルを開発しました。閉じた空間セクションまたは平坦な空間セクション。非相対論的時代には、このモデルは物質密度と暗黒エネルギー密度の比が2であるという反証可能な予測を行います。これにより、宇宙の一致の問題が回避されます。さらに、この永遠の惰行モデルは、JWSTデータが示唆するように、暗黒エネルギーから物質を生成する余地を与え、初期の時代における銀河や構造の形成を加速する可能性があります。この論文はまた、いくつかの同様の惰行モデルのレビューを試みていますが、JWSTによって発見された高赤方偏移銀河の存在を説明できる最も可能性の高い候補モデルとして永遠惰行宇宙論を強調しています。
熱い木星から逃れるヘリウムの巨大な潮尾 HAT-P-32 b
| Title |
Giant_Tidal_Tails_of_Helium_Escaping_the_Hot_Jupiter_HAT-P-32_b |
| Authors |
Zhoujian_Zhang,_Caroline_V._Morley,_Michael_Gully-Santiago,_Morgan_MacLeod,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Jessica_Luna,_Quang_H._Tran,_Joe_P._Ninan,_Suvrath_Mahadevan,_Daniel_M._Krolikowski,_William_D._Cochran,_Brendan_P._Bowler,_Michael_Endl,_Gudmundur_Stef\'ansson,_Benjamin_M._Tofflemire,_Andrew_Vanderburg,_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03913 |
大気を失いつつある惑星を撮影することは、その進化の歴史を調査する貴重な機会となります。このような分析は、10833\AAのヘリウム三重項の観測によって可能になりましたが、過去の研究は、惑星の光通過のすぐ近くの狭い時間窓に焦点を当てていました。私たちは、惑星の全軌道をカバーするホビー・エバリー望遠鏡からの高分解能分光法を使用して、高温木星HAT-P-32bを監視しました。HAT-P-32bから逃れるヘリウムを$14\sigma$の有意性で検出し、先端尾部と後続尾部が惑星の半径の53倍以上の投影長に広がっていることを確認しました。これらの尾部は、系外惑星に関連する既知の構造の中で最大のものの1つです。私たちは三次元流体力学シミュレーションを使用して観測結果を解釈し、惑星の軌道に沿って尾部が伸びたロッシュローブのオーバーフローを予測します。
原始惑星系塵の成長におけるバウンスバリアのサイズ依存性
| Title |
Size_Dependence_of_the_Bouncing_Barrier_in_Protoplanetary_Dust_Growth |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Satoshi_Okuzumi,_Misako_Tatsuuma,_Hidekazu_Tanaka,_Eiichiro_Kokubo,_Daisuke_Nishiura,_Mikito_Furuichi,_Taishi_Nakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04070 |
塵の集合体の衝突挙動を理解することは、惑星形成の文脈において不可欠です。衝突するダスト凝集体の充填率が閾値よりも高い場合、ダスト凝集体の低速衝突は、固着ではなく跳ね返りを引き起こすことが知られている。しかし、これまでのところ、閾値充填率に関する数値結果と実験結果の間には大きな矛盾があることが報告されています。この研究では、軟球離散要素法を使用して数値シミュレーションを実行し、凝集確率が骨材半径の増加とともに減少することを実証します。我々の結果は、閾値充填率の大きな差異が、以前の数値シミュレーションや室内実験におけるダスト凝集体のサイズの違いを反映している可能性があることを示唆しています。
観測可能ベースの事前確率を使用して直接画像化されたコンパニオンの軌道離心率: 集団レベルの分布への影響
| Title |
The_Orbital_Eccentricities_of_Directly_Imaged_Companions_Using_Observable-Based_Priors:_Implications_for_Population-level_Distributions |
| Authors |
Clarissa_R._Do_\'O,_Kelly_K._O'Neil,_Quinn_M._Konopacky,_Tuan_Do,_Gregory_D._Martinez,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Andrea_M._Ghez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04080 |
準恒星伴星の離心率は、その形成史を追跡する重要な手がかりとなる。直接イメージされた仲間は、あまり抑制されていない偏心性を示すことがよくあります。最近開発された「観測ベースの事前分布」と呼ばれる軌道フィッティング用の事前フレームワークには、直接撮像された伴星の大部分に当てはまる、位相範囲が最小限の天体に対する導出軌道パラメータのバイアスを改善するという利点があります。バイアスを最小限に抑えた離心率分布を取得するために、観測ベースの事前分布を使用して21個の系外惑星と褐色矮星の軌道を適合させます。以前に導出された分布と比較したオブジェクトの個々の事後分布を提示し、多くの場合、より低い離心率へのシフトを示します。集団レベルでコンパニオンの離心率分布を分析し、これを従来の一様事前分布で得られた分布と比較します。観測可能ベースの事前分布を使用してベータ分布を事後分布に当てはめ、形状パラメーター$\alpha=1.09^{+0.30}_{-0.22}$および$\beta=1.42^{+0.33}_{-0.25}$を取得します。。これは、離心率がほぼ平坦に分布していることを表します。導出された$\alpha$および$\beta$パラメーターは、均一事前分布を使用して取得された値と一致しますが、均一事前分布では高い離心率でテールが生じます。集団を高質量の仲間と低質量の仲間に分けると、中間質量の天体の分類に応じて異なる分布が得られることがわかりました。また、直接画像化された惑星に対して行われた仮定の下で意味のある事後分布を与えるために必要な最小軌道範囲は、推定される軌道周期の15%であることもシミュレーションによって決定しました。
TOI-5678 b: CHEOPS と HARPS で特徴づけられる 48 日間通過する海王星質量惑星
| Title |
TOI-5678_b:_A_48-day_transiting_Neptune-mass_planet_characterized_with_CHEOPS_and_HARPS |
| Authors |
S._Ulmer-Moll,_H._P._Osborn,_A._Tuson,_J._A._Egger,_M._Lendl,_P._Maxted,_A._Bekkelien,_A._E._Simon,_G._Olofsson,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_A._Bonfanti,_F._Bouchy,_A._Brandeker,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_C._Mordasini,_C._M._Persson,_S._Salmon,_L._M._Serrano,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_M._Rieder,_J._Hasiba,_J._Asquier,_D._Sicilia,_I._Walter,_R._Alonso,_G._Anglada,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_T._B\'arczy,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_M._Cointepas,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_N.L._Eisner,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Gillon,_N._Grieves,_M._G\"udel,_J._Hagelberg,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04295 |
長期にわたる動径速度調査のおかげで、長周期の巨大惑星の大量のサンプルが発見されていますが、これらの惑星のうち正確な半径測定が行われているのは数十個だけです。トランジットガス巨人は、広範囲の平衡温度にわたる大気の組成を研究し、惑星系の形成と進化に光を当てるための重要なターゲットです。実際、熱い木星と比較すると、低温のガス巨人の大気特性と軌道パラメータは、強い恒星照射や潮汐効果によって変化しません。我々は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）データに含まれる長周期惑星をデュオトランジットイベントとして特定しました。TESSデュオトランジット候補の軌道周期を解くために、特定の周期でのトランジットイベントを破棄または確認するために、特徴付けExOPlanet衛星(CHEOPS)を使用して最も確率の高い周期エイリアスを観測します。また、惑星の性質を確認し、候補の質量を測定するために、CORALIEとHARPSによる分光観測を収集します。私たちは、TOI-5678を周回する温暖な通過海王星質量惑星の発見を報告します。考えられる期間に対応する4回の非検出の後、CHEOPSは一意の期間エイリアスに一致する通過イベントを検出しました。共同モデリングにより、TOI-5678に周期47.73日の惑星があることが明らかになりました。TOI-5678bの質量は20(+-4)Me、半径は4.91(+-0.08Re)です。内部構造モデリングを使用すると、TOI-5678bは、質量3.2(+1.7、-1.3)Meの大きなH/He層に囲まれた低質量コアで構成されていることがわかります。TOI-5678bは、適度な量の恒星日射(11Se)を受けている、よく特徴付けられた通過ガス巨人の成長中のサンプルの一部です。正確な密度測定により、その内部組成についての洞察が得られ、明るい星を周回する天体は、低温の巨大ガス惑星の大気組成を研究するのに適したターゲットとなります。
TNG の GAPS プログラム。 XLVI。冷たい木星をホストする後期矮星系の低質量惑星の詳細な探索
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG._XLVI._Deep_search_for_low-mass_planets_in_late-dwarf_systems_hosting_cold_Jupiters |
| Authors |
M._Pinamonti,_D._Barbato,_A._Sozzetti,_L._Affer,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_F._Borsa,_M._Damasso,_S._Desidera,_A._F._Lanza,_J._Maldonado,_L._Mancini,_L._Naponiello,_D._Nardiello,_M._Rainer,_L._Cabona,_C._Knapic,_G._Andreuzzi,_R._Cosentino,_A._Fiorenzano,_A._Ghedina,_A._Harutyunyan,_V._Lorenzi,_M._Pedani,_R._Claudi,_E._Covino,_A._Maggio,_G._Micela,_E._Molinari,_I._Pagano,_G._Piotto,_and_E._Poretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04419 |
我々は、短周期亜海王星(SN)を探索するために、十分に測定された軌道を持つ長周期巨星をホストする3つの後期型矮星の高頻度かつ高精度の動径速度(RV)モニタリングの結果を発表します。,$M\sini<30$M$_\oplus$)。これまでの研究の結果と専門知識に基づいて、MCMC分析とガウス過程回帰を使用して、HARPS-Nデータと文献RVの組み合わせ適合を実行します。次に、調査の結果を使用して、冷木星をホストする系内の海王星未満の周波数$f(SN|CJ)$を推定し、それをフィールドM矮星の周囲の周波数$f(SN)$と比較します。。$P_c=241.8^{+1.3}_{-1.7}$dおよび$M_c\sini=21.4^{+3.4で、GJ328、GJ328\,cを周回する新しい短周期低質量惑星を特定しました。}_{-3.2}$M$_\oplus$。さらに、周囲に他の惑星が見つからないGJ649とGJ849の彩層活動信号と自転周期を特定し、モデル化します。次に、以前に解析された低質量星BD-114672の周りの惑星系も考慮に入れて、そのような系内の内部惑星の周波数の推定値を導き出します。特に、ミニ海王星の$f(SN|CJ)=0.25^{+0.58}_{-0.07}$($10$M$_\oplus<M\sini<30$M$_\oplus$,$P<150$d)、$f(SN)$よりわずかに大きい。低質量惑星($M\sini<10$M$_\oplus$)の場合は、代わりに$f(SN|CJ)<0.69$となり、$f(SN)$と互換性があります。新たに検出されたミニ海王星を考慮すると、これらの惑星の存在と内部低質量惑星の存在との間に正の相関関係があるという暫定的な証拠が見つかります$f(SN|CJ)>f(SN)$。これは、冷たい木星が、太陽型矮星とは対照的に、後期型矮星の周囲の内部亜海王星の形成に逆の影響を及ぼし、ミニ海王星の形成を妨げるのではなく促進していることを示している可能性がある。
HARPS は南方の太陽系外惑星を探索します。 XLVII.長周期軌道を周回する木星質量の惑星 5 つ、高度に放射線を受けた海王星 1
つ、褐色矮星 1 つ、連星 5 つ
| Title |
The_HARPS_search_for_southern_extra-solar_planets._XLVII._Five_Jupiter-mass_planets_in_long-period_orbits,_one_highly_irradiated_Neptune,_one_brown_dwarf,_and_five_stellar_binaries |
| Authors |
Y._G._C._Frensch,_G._Lo_Curto,_F._Bouchy,_M._Mayor,_G._H\'ebrard,_C._Lovis,_C._Moutou,_F._A._Pepe,_D._Queloz,_N._Santos,_D._Segransan,_S._Udry,_N._Unger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04420 |
私たちの目的は、主系列星(スペクトル型は後期Fから初期M)の周囲にある長周期伴星を検出し、特徴づけることです。RV法を使用して、星の周りの系外惑星を探します。RV変動は、ESO3.6メートル望遠鏡でHARPSを使用して測定されます。私たちのより重い仲間の真の質量と傾斜角は、ヒッパルコスとガイアからの適切な運動を使用する天文学によって提供されます。5つの木星質量の系外惑星が、HIP54597、BD-210397(x2)、HD74698、およびHD94771を8.9年、5.2年、17.4年、9.4年、および5.9年の軌道で公転し、最小質量が$2.01\pm0.03であると報告されています。それぞれ$、$0.7\pm0.1$、$2.4^{+1.5}_{-0.2}$、$0.40\pm0.06$、$0.53\pm0.03M_J$です。HD74698には、15日の軌道上にある最小質量$0.07\pm0.01M_J$の高度に放射線にさらされた海王星も存在します。HIP54597bの質量は最大10%～30%増加する可能性があり、HD74698cの最小質量はおそらくその真の質量に等しく、BD-210397cの質量は$2.66^{+0.63}_{-0.32}M_J$。HD62364は、14年の軌道上に真質量$18.77^{+0.66}_{-0.63}M_J$の褐色矮星をホストしています。HD56380B、HD221638B、およびHD33473Cは、それぞれ8.9年、16.6年、および50年の軌道上で褐色矮星の限界内の最小質量を持っています。しかし、天文測定により、それらは質量$375.3^{+8.6}_{-8.4}$、$110.0^{+3.9}_{-3.7}$、$271.0^{+3.9}_{-の恒星連星であることが明らかになりました。3.8}M_J$。恒星連星HD11938とHD61383の軌道は不完全です。HD61383の暫定結果は、39年の軌道で0.190$M_{\odot}$バイナリです。連星系HD11938の二次星の質量は0.33$M_{\odot}$であり、これはCCFの二次ピークによって確認され、予備周期は35年です。HD3964の3.0年のRV信号の起源は、星の磁気周期とのもつれを示しているため、不明です。最後に、惑星の信号を模倣した磁気周期を持つもう1つの星、HD11608を報告します。
TESSとCheopsによって明らかにされたHIP 9618を通過する2つの暖かい海王星
| Title |
Two_Warm_Neptunes_transiting_HIP_9618_revealed_by_TESS_&_Cheops |
| Authors |
Hugh_P._Osborn,_Grzegorz_Nowak,_Guillaume_H\'ebrard,_Thomas_Masseron,_J._Lillo-Box,_Enric_Pall\'e,_Anja_Bekkelien,_Hans-Gustav_Flor\'en,_Pascal_Guterman,_Attila_E._Simon,_V._Adibekyan,_Allyson_Bieryla,_Luca_Borsato,_Alexis_Brandeker,_David_R._Ciardi,_Andrew_Collier_Cameron,_Karen_A._Collins,_Jo_A._Egger,_Davide_Gandolfi,_Matthew_J._Hooton,_David_W._Latham,_Monika_Lendl,_Elisabeth_C._Matthews,_Amy_Tuson,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Andrew_Vanderburg,_Thomas_G._Wilson,_Carl_Ziegler,_Yann_Alibert,_Roi_Alonso,_Guillem_Anglada,_Luc_Arnold,_Joel_Asquier,_David_Barrado_y_Navascues,_Wolfgang_Baumjohann,_Thomas_Beck,_Alexandr_A._Belinski,_Willy_Benz,_Federico_Biondi,_Isabelle_Boisse,_Xavier_Bonfils,_Christopher_Broeg,_Lars_A._Buchhave,_Tamas_B\'arczy,_S._C._C._Barros,_Juan_Cabrera,_Carlos_Cardona_Guillen,_et_al._(82_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04450 |
HIP9618(HD12572、TOI-1471、TIC306263608)は明るい($G=9.0$mag)太陽類似物です。TESS測光の結果、この星には半径が$3.9\pm0.044$$R_\oplus$(HIP9618b)と$3.343\pm0.039$$R_\oplus$(HIP9618c)の2つの候補惑星があることが明らかになりました。HIP9618bの周期20.77291日は明確に測定されましたが、HIP9618cは時系列で680日のギャップを隔てた2回の通過のみを示しており、この周期には多くの可能性が残されています。この問題を解決するために、CHEOPSは周期エイリアスを対象とした測光を実行して惑星cの真の周期を復元しようとし、真の周期が52.56349日であるとの決定に成功しました。HARPS-N、SOPHIE、CAFEによる高分解能分光法により、HIP9618bの質量が$10.0\pm3.1M_\oplus$であることが判明しました。これは、内部構造モデルによれば、$6.8\pm1.4\%$のガスに相当します。分数。HIP9618cはHIP9618bよりも質量が小さいようで、3シグマの上限は$<18M_\oplus$です。追跡調査とアーカイブのRV測定では、明らかな長期傾向も明らかになり、画像情報や天文情報と組み合わせると、次の地点を周回する低質量伴星($0.08^{+0.12}_{-0.05}M_\odot$)が明らかになります。$26^{+19}_{-11}$au。この検出により、HIP9618は、$P>50$dの惑星をホストすることが知られているわずか5つの明るい($K<8$mag)通過多惑星系のうちの1つとなり、暖かい($T_{\rmeq}<750$K)海王星以下。
HD 22946 惑星系の洗練されたパラメータと惑星 d の真の公転周期
| Title |
Refined_parameters_of_the_HD_22946_planetary_system_and_the_true_orbital_period_of_planet_d |
| Authors |
Z._Garai,_H._P._Osborn,_D._Gandolfi,_A._Brandeker,_S._G._Sousa,_M._Lendl,_A._Bekkelien,_C._Broeg,_A._Collier_Cameron,_J._A._Egger,_M._J._Hooton,_Y._Alibert,_L._Delrez,_L._Fossati,_S._Salmon,_T._G._Wilson,_A._Bonfanti,_A._Tuson,_S._Ulmer-Moll,_L._M._Serrano,_L._Borsato,_R._Alonso,_G._Anglada,_J._Asquier,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_T._B\'arczy,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_F._Biondi,_X._Bonfils,_M._Buder,_J._Cabrera,_V._Cessa,_S._Charnoz,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_V._Van_Eylen,_A._Fortier,_M._Fridlund,_M._Gillon,_V._Van_Grootel,_M._G\"udel,_M._N._G\"unther,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_M._H._Kristiansen,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_A._Luntzer,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04468 |
複数惑星系は、惑星の進化に関する重要な情報源です。ただし、これらの星系の長周期惑星は検出を逃れることがよくあります。HD22946は、TESS測光によって周囲を通過する3つの惑星が特定された明るい星ですが、最も外側の惑星dの真の公転周期はこれまで知られていませんでした。私たちは、CHEOPSを使用してHD22946dの真の公転周期を明らかにし、この系の軌道および惑星の特性、特に惑星の半径を改良することを目指しています。HD22946の利用可能なTESS測光を使用し、CHEOPSを使用して惑星b、c、およびdのいくつかの通過を観察しました。TESS測光で惑星dの2回の通過を特定し、これらのデータに基づいて最も可能性の高い周期別名を計算し、その後CHEOPS観測を計画しました。測光データにはESPRESSOの動径速度データが追加されました。最後に、結合されたモデルがデータセット全体に適合されました。我々は惑星dの真の公転周期を47.42489$\pm$0.00011dと決定することに成功し、系内の惑星の正確な半径、つまり1.362$\pm$0.040R$_\oplus$、2.328$\pmを導き出しました。惑星b、c、dについては、それぞれ$0.039R$_\oplus$、および2.607$\pm$0.060R$_\oplus$です。動径速度の数が少ないため、これらのそれぞれの惑星質量の上限は3$\sigma$しか決定できませんでした。つまり、13.71M$_\oplus$、9.72M$_\oplus$、26.57M$です。_\oplus$。HD22946のすべての惑星の予測質量を測定するには、さらに48のESPRESSO動径速度が必要であると推定されました。惑星cは、将来の大気特性評価の有望なターゲットであると思われます。また、これまで確認されている同様の系外惑星はわずかしかないため、惑星dは暖かい海王星亜惑星として非常に興味深いものであると結論付けることができます。このような物体は、近い将来、その構成や内部構造などの観点から調査する価値があります。
ExoMol プロジェクト内の光吸収のデータ構造
| Title |
Data_structures_for_photoabsorption_within_the_ExoMol_project |
| Authors |
Jonathan_Tennyson,_Marco_Pezzella,_Jingxin_Zhang_and_Sergei_N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04497 |
ExoMolデータベースは現在、高温大気中の分子の分光特性をモデル化するための包括的なラインリストを提供しています。提供されるデータのスペクトル範囲を紫外(UV)波長まで拡張すると、ExoMolデータ構造では現在考慮されていない3つのプロセス、すなわち、それ自体重要な化学プロセスである光解離、連続体吸収による不透明度の寄与が実行されます。および顕著で観察可能な線幅拡大効果を引き起こす可能性がある解離前症状。これらのプロセスを正確に捕捉し、一般にUV分子の光吸収と特に光解離について予測される(強い)温度依存性の影響を表現できるデータ構造が提案されています。
TESSとCHEOPSが明るいK-dwarf HD 15906を通過する2つの暖かい亜海王星を発見
| Title |
TESS_and_CHEOPS_Discover_Two_Warm_Sub-Neptunes_Transiting_the_Bright_K-dwarf_HD_15906 |
| Authors |
Amy_Tuson,_Didier_Queloz,_Hugh_P._Osborn,_Thomas_G._Wilson,_Matthew_J._Hooton,_Mathias_Beck,_Monika_Lendl,_G\"oran_Olofsson,_Andrea_Fortier,_Andrea_Bonfanti,_Alexis_Brandeker,_Lars_A._Buchhave,_Andrew_Collier_Cameron,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Davide_Gandolfi,_Zoltan_Garai,_Steven_Giacalone,_Jo\~ao_Gomes_da_Silva,_Steve_B._Howell,_Jayshil_A._Patel,_Carina_M._Persson,_Luisa_M._Serrano,_S\'ergio_G._Sousa,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Andrew_Vanderburg,_Carl_Ziegler,_Yann_Alibert,_Roi_Alonso,_Guillem_Anglada,_Tamas_B\'arczy,_David_Barrado_Navascues,_Susana_C._C._Barros,_Wolfgang_Baumjohann,_Thomas_Beck,_Willy_Benz,_Nicolas_Billot,_Xavier_Bonfils,_Luca_Borsato,_Christopher_Broeg,_Juan_Cabrera,_S\'ebastien_Charnoz,_Dennis_M._Conti,_Szilard_Csizmadia,_Patricio_E._Cubillos,_Melvyn_B._Davies,_Magali_Deleuil,_et_al._(75_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04511 |
私たちは、明るい(G=9.5等)K矮星HD15906(TOI461、TIC4646810)を通過する2つの暖かい亜海王星を発見したことを報告します。この星はトランジット系外惑星探査衛星(TESS)によってセクター4と31で観測され、2つの小さなトランジット惑星が明らかになりました。内惑星HD15906bは明確な周期で検出されましたが、外惑星HD15906cは$\sim$734日離れた2回の通過のみを示し、その周期の値は36通りになりました。HD15906cの真の周期を確認し、2つの惑星の半径精度を向上させるために、特徴づけ衛星ExOPlanet(CHEOPS)による追跡観測を実行しました。TESS、CHEOPS、および追加の地上測光から、HD15906bの半径は2.24$\pm$0.08R$_\oplus$で、周期は10.924709$\pm$0.000032日であるのに対し、HD15906cは半径は2.93$^{+0.07}_{-0.06}$R$_\oplus$、期間は21.583298$^{+0.000052}_{-0.000055}$日です。結合アルベドがゼロで昼夜の熱再分配が完全であると仮定すると、内惑星と外惑星の平衡温度はそれぞれ668$\pm$13Kと532$\pm$10Kになります。HD15906星系は、明るい星(G$\leq$10等)を通過する2つの暖かい($\lesssim$700K)海王星以下の大きさの惑星を含む、わずか6つの多惑星系のうちの1つになりました。これは、海王星以下の惑星の組成を制約し、惑星の形成と進化の理論をテストするための詳細な特性研究の優れた対象です。
$\mathbf{z\simeq 4-5}$ における星形成銀河のライマン アルファ光子とライマン連続体光子の脱出部分を接続する
| Title |
Connecting_the_escape_fraction_of_Lyman-alpha_and_Lyman-continuum_photons_in_star-forming_galaxies_at_$\mathbf{z\simeq_4-5}$ |
| Authors |
R._Begley,_F._Cullen,_R._J._McLure,_A._E._Shapley,_J._S._Dunlop,_A._C._Carnall,_D._J._McLeod,_C._T._Donnan,_M._L._Hamadouche,_T._M._Stanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03916 |
我々は、VANDELS調査から選択されたN=152個の星形成銀河のサンプル内のライマンアルファ(Ly$\alpha$)の脱出率とライマン連続体(LyC)光子の間の関係についての研究を$3.85<z_で発表します。{スペック}<4.95$。広帯域測光から得られたH$\alpha$等価幅$(W_\lambda(\rm{H\alpha}))$の測定値とLy$\alpha$等価幅$(W_\lambda(Ly\alpha)を組み合わせることでVANDELSスペクトルからの))$測定値を使用して、サンプル全体の$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$を個別に推定します。以前の研究と一致して、$W_\lambda(Ly\alpha)$と$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$の間に正の相関があり、$f_{\rm{esc}から増加していることがわかりました。}^{Ly\alpha}\simeq0.04$at$W_\lambda(Ly\alpha)=10$\r{A}から$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}\simeq0.1$で$W_\lambda(Ly\alpha)=25$\r{A}。$z\sim4-5$で初めて、$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$と$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyCの関係を調査します。}}$$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}$を使用して、複合VANDELSスペクトルの低電離FUV吸収線の等価幅を使用して導出された推定値を使用します。結果は、$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}$が$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$とともに単調増加し、$f_の形式の関係に従っていることを示しています。{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}\simeq0.15f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$。$W_\lambda(Ly\alpha)$がほぼ一定であるが、非常に異なる$f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$を持つサブサンプルの複合スペクトルに基づいて、$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}-f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$相関は、$f_{\rm{esc}}^{Ly間の二次相関によって駆動されるものではありません\alpha}$と$W_\lambda(Ly\alpha)$です。$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}-f_{\rm{esc}}^{Ly\alpha}$の相関関係は理論的予測と定性的に良く一致しており、再電離時代内の$f_{\rm{esc}}^{\rm{LyC}}$は、中性ガスの密度/形状および塵の減衰に敏感なプロキシに基づく必要があります。
典型的なセイファート銀河 NGC 1068 および NGC 4151 の NLR における流出密度と電離機構
| Title |
Outflow_densities_and_ionisation_mechanisms_in_the_NLRs_of_the_prototypical_Seyfert_galaxies_NGC_1068_and_NGC_4151 |
| Authors |
Luke_R._Holden_and_Clive_N._Tadhunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03920 |
銀河の進化に重要な役割を果たしていると考えられているにもかかわらず、活動銀河核(AGN)によって引き起こされる流出がそのホスト銀河に及ぼす本当の影響は不明です。これは、一部には、流出ガスの電子密度が過小評価されていることが原因である可能性があります。代替診断法を使用した最近の研究では、一般的に使用されている技術よりもはるかに高い密度が測定されており、その結果、適度な流出質量と運動出力が判明しています。さらに、加速メカニズムを調べるためによく使用される流出イオン化メカニズムも不明です。これらの問題に対処するために、我々は、近くにある典型的なセイファート銀河NGC1068とNGC4151の内部領域(r<160pc)のアーカイブHST/STISスペクトルを分析しました。これらのスペクトルは、中心AGNによって駆動される温電離流出の証拠を示しています。我々は、超オーロラ[OII]と[SII]の輝線比を使用して、初めて高電子密度($10^{3.6}$<$n_e$<$10^{4.8}$cm$^{-3}$)を導出しました。空間分解観測。さらに、NGC1068の電波軸に沿ったガスには重要なAGN光電離物質境界成分があるという証拠が見つかり、NGC4151の電波軸に沿ったショック電離および/または放射線境界AGN光電離の証拠がある。また、流出範囲が無線構造の範囲と類似しており、ジェット誘発衝撃による加速と一致していることにも注目します。まとめると、私たちの研究は、セイファート銀河の細線領域における物理的条件と電離条件の多様性を実証しており、したがって、流出ガス密度と電離メカニズムの堅牢な診断の必要性を強化しています。
| Title |
Monte-Carlo_Stellar_Dynamics_near_Massive_Black_Holes:_Two-dimensional_Fokker-Planck_solutions_of_multiple_mass_components |
| Authors |
Fupeng_Zhang_and_Pau_Amaro_Seoane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03924 |
この研究では、GNCと呼ばれる新しいモンテカルロコードを提案します。これにより、銀河の中心にある超大質量ブラックホールの近くにある複数の質量成分からなるクラスター内の動的緩和の調査が可能になります。私たちの方法は、エネルギーと角運動量空間における2次元のフォッカープランク方程式に基づいており、星や小型天体を含む複数の質量成分の進化を可能にします。このコードは、共鳴緩和や重力波軌道減衰などの追加の複雑なダイナミクスを組み込むための優れた柔軟性を示しています。重み付け手法を採用することで、希少粒子結果の統計的精度を効果的に向上させます。この最初の出版物では、二体緩和と損失円錐効果に焦点を当てた、私たちの方法の基本的なバージョンを紹介します。以前の研究との比較を通じて、緩和プロセス、エネルギーと角運動量の分布、密度プロファイル、ロスコーンの消費率に関して一貫した結果を確立しました。クラスター内では接線異方性の発達が一貫して観察されていますが、外側の領域はほぼ等方性の特性を保持する傾向があります。今後、GNCは、銀河核内の幅広い興味深い現象、特に相対論的な星の力学を調査し、詳細で洞察力に富んだ成果を提供するという大きな期待を抱いています。
修正された SFD: 銀河系外の汚染を最小限に抑えた、より正確な銀河ダスト マップ
広く使用されている天の川塵の赤化マップであるSchlegel,Finkbeiner&Davis(1998,SFD)マップには、銀河系外大規模構造(LSS)の痕跡が含まれていることが判明しました(Chiang&M\'enard2019)。このような汚染は、銀河の塵だけでなく宇宙の赤外背景(CIB)も検出する赤外放射に基づく地図に固有のものです。SFDを減光補正に使用すると、空間的に相関し赤方偏移に依存して過剰補正が発生し、銀河クラスタリング、レンズ効果、および超新星Ia距離を使用する精密な宇宙論に影響を与える可能性があります。同様に、他の銀河テンプレートのLSSインプリントは、強度マッピングや宇宙マイクロ波背景実験に影響を与える可能性があります。この論文では、銀河地図内のLSSトレースを削除する一般的な方法を示し、それをSFDに適用します。まず、SDSS内の分光銀河およびクエーサーとマップを赤方偏移および角度スケールの関数として断層撮影的に相互相関させることにより、SFD内のCIBの記述的な要約統計量を測定します。ただし、マップレベルでLSSを再構成するには、フェーズに関する追加情報が必要です。私たちは、WISEで4億5,000万を超える銀河の密度フィールドから180個の過完全な全天基底テンプレートマップの大規模なセットを構築し、SFDでのCIBのすべての高次元断層撮影2点統計を再現する線形結合を見つけます。この再構成されたLSS/CIBフィールドを差し引いた後、最終生成物は、SFDに代わる全天の銀河塵の赤化マップであり、その中にすべての銀河の特徴が含まれ、CIBが最大限に抑制されています。私たちは、CSFD(修正済みSFD)と呼ばれるこの新しいダストマップを、https://idv.sinica.edu.tw/ykchiang/CSFD.htmlのコミュニティにリリースします。
JADES: 赤方偏移 4 < z < 7 での Balmer Decrement 測定
| Title |
JADES:_Balmer_Decrement_Measurements_at_redshifts_4_ |
| Authors |
Lester_Sandles,_Francesco_D'Eugenio,_Roberto_Maiolino,_Tobias_J._Looser,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Nina_Bonaventura,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Anna_de_Graaff,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Tim_Rawle,_Hans-Walter_Rix,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Jan_Scholtz,_Irene_Shivaei,_Renske_Smit,_Fengwu_Sun,_Sandro_Tacchella,_Hannah_Uebler,_Christina_C._Williams,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03931 |
JADES調査の一環として、JWST/NIRSpecMSAで観測された赤方偏移z=4～7の51個の銀河のサンプルに対するBalmerデクリメントH$\alpha$/H$\beta$測定を紹介します。28時間の長時間露光とプリズム/透明構成の効率を活用して(ただし、中解像度の回折格子からの情報も使用)、銀河集団の低質量端を直接探査し、低質量Mstarに到達することができます。10^7ムスンとして。我々は、バルマー減分とMスターの間の相関関係がこれらの高い赤方偏移ですでに確立されていることを発見し、このような初期の時代に中程度に重い銀河で塵が急速に蓄積していることを示しています。サンプル内の最も質量の低い銀河(Mstar=1-3x10^7Msun)は、ケースBと一致して2.88$\pm$0.08という著しく低いバルマー減少を示し、塵の含有量が非常に少ないことを示唆しています。しかし、観察されたこのような低いバルマー減少は、部分的には、これらの原始的な未進化の系におけるイオン化ガスの極端な条件から生じる、本質的に低いH$\alpha$/H$\beta$の結果である可能性があることを私たちは警告します。我々はさらに、バルマー減分を連続体由来の星形成速度（SFR）と比較し、SFRと冷たいガスの質量との間の根底にある関係を追跡する可能性が高い相関関係の暫定的な証拠を見つけた。ただし、このような高い赤方偏移では、直接的な一次相関と間接的な二次的な依存関係を区別するには、より大きなサンプルが必要であることに注意してください。
マゼラン系の形成と大マゼラン雲の総質量
| Title |
The_Formation_of_Magellanic_System_and_the_total_mass_of_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Jianling_Wang,_Francois_Hammer,_Yanbin_Yang,_Maria-Rosa_L._Cioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03944 |
マゼラン流は、約50kpcから300kpcまでのMWポテンシャルをサンプリングするのに独特であり、局所銀河団/天の川モデリングにとってますます重要な問題であるLMCの質量を制約する点でも独特です。ここでは、マゼラン流形成の2種類のモデル(潮汐力とラム圧)の長所と短所を比較します。私は、川、橋、マゼラン雲の郊外での最新の発見を含む、マゼラン系の形成に関するモデルを紹介します。このモデルは、恒星と気相の両方の特性における最新の観測を予測することに成功しています。これは過度に制約されたモデルであるようで、ストリームのプロパティを調査するための適切なパスを提供します。特に、このモデルでは、110^{11}Msunよりも大幅に小さいLMC質量が必要です。
WALLABY パイロット調査: 近くの銀河における HI 構造パラメーターの多様性
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_The_diversity_of_HI_structural_parameters_in_nearby_galaxies |
| Authors |
T._N._Reynolds,_B._Catinella,_L._Cortese,_N._Deg,_H._Denes,_A._Elagali,_B._-Q._For,_P._Kamphuis,_D._Kleiner,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_C._Murugeshan,_W._Raja,_J._Rhee,_K._Spekkens,_L._Staveley-Smith,_J._M._van_der_Hulst,_J._Wang,_T._Westmeier,_O._I._Wong,_F._Bigiel,_A._Bosma,_B._W._Holwerda,_D._A._Leahy,_M._J._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04035 |
私たちは、ワイドフィールドASKAPLバンドレガシー全天ブラインドサーベイ（WALLABY）によって検出された、約280の近くの銀河の中性原子状水素（HI）ガス円盤のサイズと平均表面密度の多様性を調査します。私たちは、うみへび星団とNGC4636群フィールドのパイロット観測から得られた均一に観測された干渉計HIデータと、紫外線、光学、近赤外線の画像調査から測定された測光を組み合わせて、星の構造、星形成とHIの構造パラメータの間の相互作用を調査します。光ディスクに対するHIのサイズと、有効半径と等密度半径を使用して測定された平均HI表面密度によってHI構造を定量化します。>1.3ビームで分解された銀河の場合、恒星質量と恒星表面密度が高い銀河は、拡張されたHI円盤が少なく、HI表面密度が低い傾向があることがわかります。等密度HI構造パラメータは、恒星質量と恒星質量表面に弱い負の依存性を示します。密度。サンプルを2つ以上のビームで分解された銀河に限定すると、これらの傾向はさらに強まります。HI表面密度が高く、HI円盤がより長く広がっている銀河は、より星を形成する傾向があることがわかりました。等密度HI構造パラメータは星形成と強い相関関係があります。HI円盤サイズを(等光線半径ではなく)光学有効半径で正規化すると、星の質量と星の表面密度との正の相関が生じ、星形成との相関が除去されます。これは、有効半径と等密度HI半径が質量とともに同様の速度で増加するのに対し、光学では有効半径が等光線半径よりもゆっくり増加するためです。私たちの結果は、WALLABYを使用することで、高空間分解能のHIデータを備えた小さな銀河サンプルと、空間分解されていない単一ディッシュデータを使用した大規模な統計研究との間のギャップを埋めることができることを示しています。
核外およびデュアルサブKpc AGN（VODKA）のバルストロメトリー：$z=1.81$でのJ0823+2418の性質の調査：レンズクエーサーの可能性
| Title |
Varstrometry_for_Off-nucleus_and_Dual_sub-Kpc_AGN_(VODKA):_Investigating_the_Nature_of_J0823+2418_at_$z=1.81$:_a_Likely_Lensed_Quasar |
| Authors |
Arran_C._Gross,_Yu-Ching_Chen,_Adi_Foord,_Xin_Liu,_Yue_Shen,_Masamune_Oguri,_Andy_Goulding,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_Zakamska,_Yilun_Ma,_and_Liam_Nolan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04041 |
物理的に小さな距離にある二重クエーサーは銀河合体の重要な前駆段階であり、最終的には2つの超大質量ブラックホールの合体につながります。ガイアデータの天文ジッターを使用して発見されたデュアル/レンズクエーサー候補のサンプルから始めて、宇宙正午(z$\sim$1.8)における最も有望だが不可解な候補デュアルクエーサーの1つに関するパイロットケーススタディを紹介します。X線から電波までの多波長イメージングと分光法を使用して、J0823+2418系が分離$\sim$0.64''で結合したペアの2つの個別のクェーサーであるか、それとも前景によって重力レンズを受けている単一のクェーサーであるかをテストします。銀河。光学、NIR、UV、ラジオの2つの光源間に一貫した光束比($\sim$1.25-1.45)があり、スペクトルエネルギー分布も同様であることがわかり、強力なレンズ効果のシナリオが示唆されています。しかし、電波スペクトル指数の違いやX線束の変化は、他の点ではほぼ同一の特性を持つ二重クェーサーか、あるいはおそらく固有の変動性と組み合わされた$\sim$3日のレンズ効果に基づくタイムラグのいずれかを示唆しています。レンズ質量モデリングにより、2つのクエーサーとわずかに検出された中心銀河の相対的なNIR位置と大きさが、強いレンズ効果と一致していることがわかりました。アーカイブSDSSスペクトルも同様に、MgII吸収線を介した前景吸収体を示唆しています。私たちは、J0823+2418はレンズクエーサーである可能性が高く、したがってVODKAサンプルにはこれらのレンズ系の集団(おそらく50%程度)とデュアルクェーサーが含まれていると結論付けています。
照射流における効率的なライン駆動から非効率なライン駆動への移行について
イオン化したAGNの流出の観察は、放射線場が運動量とエネルギーの両方をプラズマに伝達するという説得力のある証拠を提供しました。AGNのパーセクスケールの距離では、エネルギー伝達が支配的になる可能性があり、その場合、流出を開始するために必要な力はガス圧力によるものだけです。ブラックホールにはるかに近づくと、放射線による加熱が不十分なために重力が熱エネルギーを支配し、ガスはいわゆる「冷たい」状態にあります。この場合、磁力または放射力のみが流出を引き起こす可能性がありますが、これらの特性はスペクトルエネルギー分布(SED)に依存するため、放射力がどのような温度および電離状態で弱まるかは不明です。この研究では、$\sim10^4-10^6$~Kの範囲で温度を変化させた黒体SEDから生じるスペクトル線による放射力のパラメータ空間を調査し、ライン駆動が開始される放射温度を特定します。効率が悪くなります。温度$\lesssim4\times10^5$~Kが非効率的なライン駆動への移行を示していることがわかります。また、加熱と冷却のバランスを自己一貫して計算してガス温度を推定するため、パラメーター調査では、熱駆動が無視できるレベルからライン駆動に匹敵する状態に移行する移行をカバーします。我々は、放射状の流れの大規模な流体力学シミュレーションを要約して、遷移中に風の特性がどのように変化するか、またこれらの特性が想定されるSEDおよび支配的な流れパラメータに依存するかを示します。
特異銀河NGC3077の始祖
| Title |
The_Progenitor_of_the_Peculiar_Galaxy_NGC3077 |
| Authors |
Sakurako_Okamoto,_Nobuo_Arimoto,_Annette_M._N._Ferguson,_Mike_J._Irwin,_Rokas_\v{Z}emaitis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04102 |
我々は、近くにある特異な銀河NGC3077の構造特性と金属量分布に関する研究を発表します。すばる望遠鏡のHyperSuprime-Camを使用したM81グループの調査から得たデータを使用して、NGC3077の古い赤色巨星枝の集団を調査するために使用される深い色等級図を作成しました。私たちはこれらの星を公称潮汐半径の範囲内およびそれを超えてマッピングすることで、周辺領域の構造特性と星の含有量を導き出すことができます。NGC3077には、伸びた恒星のハローと、内部領域の放射状プロファイルから分岐する顕著な「S字型」の潮汐尾があることがわかりました。NGC3077の古い個体群の平均金属量は、個々のRGBから$\rm{[M/H]}=-0.98\pm0.26$、これは銀河中心からの距離に応じて$\rm{[M/H]}=-0.17$dex$\rm{R_{h}}^{のように減少します。-1}$.S字型構造の金属性は、$r\sim4\times\rm{R_{h}}(\sim30$~kpc)にある領域の金属性と類似しており、星の構成要素が潮汐尾の一部はNGC3077の外殻から来ています。これらの結果は、この特異な銀河が、M81およびM82との潮汐相互作用の前はおそらくかなり普通の矮小楕円銀河であったことを示唆しています。また、最近の6つのデータセット内の証拠を調べます。NGC3077の周囲に超微光の矮星候補が報告されており、これらのうちの1つだけと一致する光源の空間的過密度が回復されました。
過去に遡る銀河のスケーリング関係: ウイルス化への道
| Title |
The_scaling_relations_of_galaxies_back_in_time:_the_road_toward_virialization |
| Authors |
Mauro_D'Onofrio_and_Cesare_Chiosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04247 |
コンテクスト。銀河の構造スケーリング関係(SSR)、つまり有効半径、有効表面強度、速度分散の間に観察された相関関係は、進化がどのように進むかを理解するための重要なツールです。目的。この論文では、過去に遡るSSRの進化がビリアル定理(VT)と関係$L=L'_0\sigma^{\beta(t)}$の組み合わせによって支配されることを実証することを目的としています。パラメータ$\beta$と$L'_0$は時間とともに、また銀河ごとに変化します。方法。赤方偏移$z=0$の銀河についてはWINGSデータベースを、赤方偏移$z=4$までの銀河については人工銀河のIllustris-1およびIllustris-TNGデータベースを使用して、SSRを過去に遡って分析します。$L'_0$と$\beta$(時間やその他の物理量の関数)の単純な代数式を使って、さまざまなSSRの銀河が$z=0$で観測される分布に向かう予想される経路を導き出します。結果。SSR内の銀河の分布は、最終的に$L=L'_0\sigma^{\beta(t)}$の法則を経験的に反映する光度と速度分散の進化に関係しています。さらに、$\beta$パラメータは銀河のビリアル化の温度計として機能します。このパラメータは正または負の値をとることができ、その絶対値は銀河がビリアル条件に近づくと高い値になり、銀河がビリアル条件から離れるとゼロになる傾向があります。結論。SSRは時間とともに変化するため、私たちが提案する方法を使用すると、銀河の時間的進化を解読することができます。
極低温におけるCN$^+$、HCN$^+$、HNC$^+$とH$_2$の衝突速度係数の測定
| Title |
Measurements_of_rate_coefficients_of_CN$^+$,_HCN$^+$_and_HNC$^+$_collisions_with_H$_2$_at_cryogenic_temperatures |
| Authors |
Petr_Dohnal,_Pavol_Jusko,_Miguel_Jim\'enez-Redondo,_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04266 |
$\text{H}_2$との衝突における$\text{HCN}^+$と$\text{HNC}^+$の生成と破壊の反応速度係数の実験的決定を示します。可変温度22極高周波イオントラップを使用して、$17～250\;\text{K}$の温度範囲での反応を研究しました。$\text{CN}^+$と$\text{HCN}^+$と$\text{H}_2$の反応で得られた速度係数は衝突(ランジュバン)値に近いのに対し、$\text{HNC}^+$と$\text{H}_2$の反応は、温度の上昇とともに急速に減少します。$\text{CN}^+$と$\text{H}_2$の反応における生成物の分岐比も報告されており、$\text{HNC}^+$生成物の$\に対する顕著な減少が示されています。text{HCN}^+$温度が上昇する積。これらの測定は、シアン化物化学の現在の天体化学モデル、特に$\text{HCNH}^+$カチオンに影響を与えます。
矮小銀河ダイナミクスの複雑さを解明する: 連星の軌道運動の研究
| Title |
Unraveling_the_Complexity_of_Dwarf_Galaxy_Dynamics:_A_study_of_Binary_Orbital_Motions |
| Authors |
Wenting_Wang,_Ling_Zhu,_Yipeng_Jing,_Robert_J._J._Grand,_Zhaozhou_Li,_Xiaoting_Fu,_Lu_Li,_Jiaxin_Han,_Ting_S._Li,_Fabo_Feng,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04311 |
私たちは、固有の視線速度分散($\sigma_{v_r}$)が1～9km/sである矮小銀河の力学モデリングに対する連星軌道運動の影響を調査します。ぎょしゃ座のレベル2およびレベル3シミュレーションからの矮小銀河を使用して、動的質量を回復するための連星を含める前後に、ジーンズ異方性マルチガウス拡張モデリングをトレーサー星に適用します。トレーサーの半質量半径$M(<r_\mathrm{half})$内で回収された総質量は、バイナリ運動によって常に膨張し、$\sigma_{v_r}$が小さいほど大きな膨張が発生します。しかし、多くの矮小銀河は$\sigma_{v_r}$にほとんど依存せず、連星運動により中心密度が低下します。これは、速度分散プロファイルの負の動径勾配によるもので、$\sigma_{v_r}$の部分膨張は、郊外でより顕著な連星によるものです。70%という極端な二元比は、$M(<r_\mathrm{half})の場合、3km/s$<\sigma_{v_r}<$8km/sで最大10～20%の中心密度低下を引き起こす可能性があります。$は9km/sで4%増加し、3km/sでは最大15%増加します。2進数の比率が36%より低い場合も同様のデフレが発生し、インフレーションは3km/sで約10%に減少し、統計的に有意ではなくなります。二値軌道分布モデルの選択は大きな違いをもたらさず、観測誤差により回復された中心密度の収縮がわずかに弱まる傾向があります。連星を除外するために1年をあけて2つの観測を行うと、3km/s$<\sigma_{v_r}<$9km/sにわたる連星部分の36%のインフレ/デフレがほぼゼロになります。$\sigma_{v_r}\sim$1km/sから3km/sの場合、70%(36%)の2進小数でも、$Mのインフレの60%(30%)から10%(1%)が生じます。(<r_\mathrm{half})$、2エポック観測であっても。
球状星団 M22 (NGC 6656) の炭素量と天の川球状星団の表面炭素減少速度
金属の少ない赤色巨星分枝(RGB)星は、水素燃焼殻内での独自のその場CNサイクルを伴う内部混合により、炭素を含むいくつかの元素存在量にばらつきを示すことはよく知られています。以前の研究でM22のRGB星やその他の球状星団(GC)、M5、M3、M92の新しい測光炭素存在量測定を使用して、$V$の大きさに対する炭素減少率$d\mathrm{[C/Fe]}/M_V$、各GCの個々の集団の場合。炭素減少速度の金属量依存性$d\mathrm{[C/Fe]}/M_V$$\propto$$-$0.25[Fe/H]を求めます。また、我々の結果は、我々のサンプルGCにおける星の第2世代(SG)の炭素減少率が第1世代(FG)の星の炭素減少率よりも大きいことも示唆しています。これはおそらく、初期ヘリウム存在量が異なることによる内部温度プロファイルの違いによるものと思われます。FGとSG。私たちの結果は、ほとんど知られていない理論モデルにおける混合効率の理解と、明るいハローRGB星の観測上の炭素存在量の進化の解釈の両方に重大な制約を与える可能性があります。
ViCTORIA プロジェクト: LOFAR HBA 乙女座クラスター調査
| Title |
ViCTORIA_project:_The_LOFAR_HBA_Virgo_Cluster_Survey |
| Authors |
H._W._Edler,_F._de_Gasperin,_T._W._Shimwell,_M._J._Hardcastle,_A._Boselli,_V._Heesen,_H._McCall,_D._J._Bomans,_M._Br\"uggen,_E._Bulbul,_K._T._Ch\^yzy,_A._Ignesti,_A._Merloni,_F._Pacaud,_T._H._Reiprich,_I._D._Roberts,_H._J._A._Rottgering,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04513 |
おとめ座銀河団は最も近い大規模銀河団であるため、高密度の大規模環境における天体物理学的プロセスを研究するための主要なターゲットです。無線帯域では、星間物質(ISM)、クラスター内物質(ICM)、および活動銀河核(AGN)の非熱成分を調べることができます。ViCTORIA(相互作用銀河とAGNの電波によるおとめ座星団複数望遠鏡観測)プロジェクトでは、さまざまな周波数でおとめ座星団の広視野調査を複数回実施しています。私たちは、銀河の進化に対する環境の影響と、銀河団の内部領域からビリアル半径の外側に至るまでのICM加熱へのAGNの寄与を調査することを目指しています。LOFARを使用した120～168MHzでのクラスターの調査を示します。我々は星団の132deg$^2$領域を画像化し、他の低周波観測と比較して3倍高い空間分解能で、この領域の既存の広視野電波調査よりも一桁高い感度に達した。私たちは、データから明るい中央電波銀河M87を差し引くための、カスタマイズされたデータ処理戦略を開発しました。これにより、時間と方向の関数としての電離層変動による体系的な影響を補正することができました。解像度が9"x5"の最終的なモザイクでは、ビリアル半径内ではノイズレベルの中央値が140${\mu}$Jy/ビーム、全領域では280${\mu}$Jy/ビームに達します。112個のおとめ座メンバー銀河と114個の背景銀河が検出されました。少なくとも18件の場合、星団メンバー銀河の電波形態はラム圧力剥離の明らかな兆候を示しています。これには、これまで報告されていなかった3人の候補者が含まれています。さらに、我々は、NGC4472(M49)のAGN活動の前の時代からの150kpcの長い尾を初めて明らかにしました。クラスタースケールの拡散電波源は発見されていませんが、W$'$グループの拡張電波署名の存在が見つかりました。
JADES: 再電離時代における微弱なライマンアルファ放射体からの電離光子の生成と放出
| Title |
JADES:_The_production_and_escape_of_ionizing_photons_from_faint_Lyman-alpha_emitters_in_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Aayush_Saxena,_Andrew_J._Bunker,_Gareth_C._Jones,_Daniel_P._Stark,_Alex_J._Cameron,_Joris_Witstok,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Rebecca_Bowler,_Kristan_Boyett,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Endsley,_Kevin_Hainline,_Jakob_M._Helton,_Benjamin_D._Johnson,_Nimisha_Kumari,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Marcia_Rieke,_Hans-Walter_Rix,_Brant_E._Robertson,_Lester_Sandles,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04536 |
ハッブルウルトラディープフィールド/GOODS-SのJWST先端銀河系外探査(JADES)分光データから、$z>5.8$にある16個の微光ライマン$\alpha$発光銀河(LAE)の特性を示します。これらのLAEは、赤方偏移範囲$z\estimate5.8-8.0$とUV等級範囲$M_{\textrm{UV}}\about-17$～$-20.6$に及び、Ly$\alpha$相当幅(EW)を持ちます。$\約25～350$\AAの範囲です。これらのLAEのスペクトルにおける他の静止光学輝線の検出により、星や星間媒質の物理的および化学的組成だけでなく、正確な系の赤方偏移やLy$\alpha$速度オフセットを決定することが可能になる。これらの微光LAEは、$z>6$の一般的な銀河集団と同様に、高い電離パラメータを持つ金属の少ない系と一致している。LAE全体で平均電離光子生成効率log($\xi_{\textrm{ion}}$/erg$^{-1}$Hz)$\約25.56$を測定しましたが、これは赤方偏移によって大きく進化しません。モデルの予想と一致する、Ly$\alpha$エスケープ率と全身からの速度オフセットとの間に逆相関があることを報告します。さらに、Ly$\alpha$の強度と速度のオフセットは銀河の分光特性や$\xi_{\textrm{ion}}$とは相関していないことがわかりました。赤方偏移に伴うLy$\alpha$エスケープ率の減少が見つかり、これは高い赤方偏移でLAEの周囲のイオン化気泡のサイズが減少していることを示しています。我々は、さまざまな銀河特性を使用してLAEのライマン連続体脱出率を予測し、LAEから銀河間物質への電離光子出力が観測されたUVの大きさとLy$\alpha$相当幅にわたってほぼ一定のままであり、穏やかな影響を示していることを発見した。赤方偏移とともに増加します。LAEからの電離光子出力とUV強度Ly$\alpha$強度および赤方偏移の間の相関関係を導き出し、これを使用して現実的な再電離モデルを構築できます。
バブルの内部: JADES と FRESCO で再電離時代のライマン{\alpha} 放出銀河の環境を探索する
| Title |
Inside_the_bubble:_exploring_the_environments_of_reionisation-era_Lyman-{\alpha}_emitting_galaxies_with_JADES_and_FRESCO |
| Authors |
Joris_Witstok,_Renske_Smit,_Aayush_Saxena,_Gareth_C._Jones,_Jakob_M._Helton,_Fengwu_Sun,_Roberto_Maiolino,_Daniel_P._Stark,_Andrew_J._Bunker,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Alex_J._Cameron,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Endsley,_Kevin_Hainline,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Nimisha_Kumari,_Tobias_J._Looser,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Hans-Walter_Rix,_Brant_E._Robertson,_Lester_Sandles,_Jan_Scholtz,_Charlotte_Simmonds,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04627 |
$\mathit{JWST}$/NIRSpecによって$\mathitの一部として特定された、再電離時代($5.8<z<8$)の16個のライマン$\alpha$放出銀河(LAE)の環境に関する研究を紹介します。{JWST}$先進的深層銀河系外調査(JADES)。十分に（再）電離した領域に位置しない限り、これらの銀河からのライマン$\alpha$放射は銀河間物質(IGM)の中性ガスによって強く吸収されるでしょう。比較的低いライマン$\alpha$速度オフセット($\Deltav_\mathrm{Ly\alpha}<300\,\mathrm{km\,s^{-1})を調整するために必要なイオン化領域のサイズを保守的に推定します。}$)が中等度に高いライマン$\alpha$エスケープ率($f_\mathrm{esc,\,Ly\alpha}>5\%$)がLAEのサンプルで観察され、イオン化した「泡」の存在を示しています。'バブルが完全に中立なIGMに埋め込まれている斑点のある再電離シナリオでは、物理サイズは$0.1\,\mathrm{pMpc}\lesssimR_\text{ion}\lesssim1\,\mathrm{pMpc}$程度です。サンプル中のLAEの約半数は、FRESCOで見られる$z\sim5.8$-$5.9$と$z\sim7.3$で見られる大規模な銀河の過密度と一致することがわかり、ライマン$\alpha$の透過が強く増強されていることを示唆している。このような過密領域では、最初の大規模な電離バブルのトレーサーとしてのLAEの重要性が強調されています。分光学的に確認された銀河のみを考慮すると、紫外微光銀河($M_\text{UV}\gtrsim-20\,\mathrm{mag}$)のサンプルとその直接の隣接銀河は一般に必要な電離領域を生成できないことがわかります。Lyman-$\alpha$の透過特性に基づくと、低光度の光源がこれらの泡を切り出すのに重要な役割を果たしている可能性が高いことが示唆されています。これらの観測は、最遠方のLAEを介して宇宙再電離の初期段階のユニークなビューを取得する際の$\mathit{JWST}$多天体分光法とスリットレス分光法の組み合わせの力を実証しています。
初期の銀河集合の歴史の追跡者としての不偏性
| Title |
Lopsidedness_as_a_tracer_of_early_galactic_assembly_history |
| Authors |
Arianna_Dolfi,_Facundo_A._Gomez,_Antonela_Monachesi,_Silvio_Varela-Lavin,_Patricia_B._Tissera,_Cristobal_Sifon_and_Gaspar_Galaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04639 |
大規模な非対称性（つまり、偏り）は、低密度環境でも高密度環境でも、近くの円盤銀河の恒星密度分布に共通する特徴です。この研究では、TNG50シミュレーションから選択された1435個の円盤状銀河のサンプルにおける現在の偏りを特徴付けます。観測値と同様の半径範囲を使用すると、偏った銀河の割合(10%～30%)が観測値とよく一致することがわかります。ただし、測定をより大きな半径に拡張すると、パーセンテージ(58%)は大幅に増加します。z=0では、偏りの振幅と環境との間には弱い相関関係があるか相関がないことがわかり、環境に関係なく偏りと銀河の形態との間には強い相関関係があることがわかりました。円盤がより長く、銀河内部領域がより平坦で、中心恒星質量密度が低い現在の銀河(つまり、後期型円盤銀河)は、通常、円盤が小さく、銀河内部領域がより丸く、中心恒星質量密度が高い銀河(つまり、初期型円盤銀河)よりも偏りがあります。-タイプの円盤銀河）。興味深いことに、偏った銀河は、対称的な銀河と比較して、平均して、過去10ギル以内に非常に明確な星形成の歴史を持っていることがわかりました。対称銀河は通常、比較的短く激しい中心星形成のバーストを伴って初期（約8～6ギル年前）に集合しますが、偏った銀河はより長い時間スケールで、穏やかな初期の星形成バーストを伴って集合し、最終的に質量を増加させ続けます。z=0。全体として、これらの結果は、現在の円盤銀河の不偏性が、その独特の内部特性を形成した銀河の特定の進化の歴史に関連していることを示しています。
| Title |
Variability_and_evolution_of_the_optical_polarization_of_a_sample_of_gamma-ray_blazars |
| Authors |
J._Otero-Santos,_J._A._Acosta-Pulido,_J._Becerra_Gonz\'alez,_C._M._Raiteri,_M._I._Carnerero,_N._Castro_Segura,_O._Gonz\'alez-Mart\'in_and_A._Luashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03919 |
我々は、2008年から2018年にかけてスチュワード天文台によって光学帯域で監視された26個の$\gamma$線ブレーザーのサンプルの偏光変動解析を発表する。私たちはブレーザーのタイプ間の違いを探しながら、それらの光偏光の特性と長期変動を調査します。BLLac天体は通常、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)よりも偏光が少なく、変動が少ないことが観察されています。さらに、BLLacは、FSRQのかなりランダムな分布とは対照的に、通常、優先方向に向いた偏光角の分布を示します。後者のブレーザータイプや、明るい恒星の発光を示す光源については、測定された偏光度に対してブロードライン領域とホスト銀河によってもたらされる偏光解消効果を考慮します。このサンプルでは、BLLacが磁束と偏光の無相関な変化を示していることも観察されます。反対に、FSRQは偏光解消補正の前に相関を示しますが、この効果を考慮すると相関は失われます。さらに、偏光角の挙動を研究し、長期的な進化における角度回転を探索します。ここで調査したFSRQは、BLLacオブジェクトよりも$\sim$1.5倍の頻度で回転を示すことがわかります。これらの期間中、偏光分率の系統的な減少と限界光束の増加も観察されますが、回転と光学フレアを結び付けるほどの重要なものではありません。我々はこれらの結果を拡張ジェット内衝撃シナリオ内で解釈し、ブレーザーサンプルの分極に関してここで観察された全体的な特徴を説明することができます。
| Title |
Uncovering_axion-like_particles_in_supernova_gamma-ray_spectra |
| Authors |
Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Christopher_Eckner,_Maurizio_Giannotti,_Giuseppe_Lucente,_Alessandro_Mirizzi,_Francesco_Sivo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03925 |
将来の銀河超新星(SN)爆発は、SNコアで熱的に生成され、銀河磁場で高エネルギー光子に変換される超軽量アクシオン様粒子(ALP)によって誘発されるガンマ線信号を引き起こす可能性があります。このような信号の検出は、\emph{フェルミ}ガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡の範囲内にあります。将来のSNからのガンマ線放出の観測は、基準距離$10のSNに対して$g_{a\gamma}\gtrsim4\times10^{-13}$GeV$^{-1}$に対する感度を持ちます。$kpcを使用すると、主に銀河磁場のモデリングの不確実性により、ALPと光子の結合を$\sim2$の係数内で再構築できるようになります。
磁化された原始中性子星からのニュートリノ駆動風の三次元一般相対論的シミュレーション
| Title |
Three-Dimensional_General-Relativistic_Simulations_of_Neutrino-Driven_Winds_from_Magnetized_Proto-Neutron_Stars |
| Authors |
Dhruv_K._Desai,_Daniel_M._Siegel,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03973 |
核崩壊超新星または中性子星の合体の余波で形成される高温の原中性子星(PNS)は、最大数十秒続くニュートリノ加熱によって引き起こされる流出を引き起こします。このような風は、急速中性子捕獲プロセス($r$プロセス)による重元素の元素合成の潜在的な場所と考えられているが、磁化されていないPNS風では、必要な高エントロピーおよび/または短い力学的時間スケールの組み合わせが達成できないことが、これまでの研究で示されている。種子核形成領域内。我々は、動的に強い($B\gtrsim10^{15}$G)双極子磁場の効果を含むPNS風の3次元一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを提示します。磁場を初期化した後、風はすぐにヘルメットとストリーマの配置を形成します。これは、開いた極磁力線に沿った流出と、低緯度で閉じ込められたプラズマの「閉じた」ゾーンを特徴とします。閉鎖ゾーン内でのニュートリノの加熱により、捕捉された物質の熱圧力が極流出領域と比較して時間の経過とともに上昇し、最終的には$\sim$60ミリ秒のタイムスケールでこの物質が閉鎖ゾーンから放出されます。これは、\citet{Thompson03}の予測。これらの一時的な噴出物の高エントロピーはシミュレーション終了時点でもまだ増大しており、少なくとも赤道風噴出物の控えめな$\gtrsim1\%$において第2ピーク$r$過程を成功させるのに十分です。
QPOML: X 線バイナリの準周期振動を検出して特徴付けるための機械学習アプローチ
| Title |
QPOML:_A_Machine_Learning_Approach_to_Detect_and_Characterize_Quasi-Periodic_Oscillations_in_X-ray_Binaries |
| Authors |
Thaddaeus_J._Kiker,_James_F._Steiner,_Cecilia_Garraffo,_Mariano_Mendez,_and_Liang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04055 |
天文学では現在、大規模なデータセットを探索するための機械学習の導入が大幅に増加しています。しかし、多くのX線連星系観測のパワー密度スペクトルに現れる過渡準周期振動(QPO)は、これまで機械学習では調査されていなかった興味深い現象です。これを考慮して、私たちは、機械学習モデルを使用した史上初のQPOの検出と特性評価を行うために、QPOの存在と特性を予測するための新しい方法論を提案および実験します。私たちは、2つのブラックホール低質量X線バイナリ線源、GRS1915+105およびMAXIJ1535-571のNICERおよびRXTE宇宙望遠鏡アーカイブからの豊富なデータを使用して、生のエネルギースペクトルとエネルギースペクトルから得られた処理された特徴に基づいて発見を行っています。私たちは、機械学習を使用して、エネルギーとタイミング現象の間のグローバルなオブジェクト間の一般化を発見し、それらに関する独自の洞察を提供するための基盤として、これらの非伝統的な手法を推進し、QPOの性質と起源を明確に理解するという継続的な課題を支援します。さらに、機械学習を利用したQPOのさらなる調査を可能にするために、公開されているPython機械学習ライブラリQPOMLを開発しました。
中間硬質状態に限定されたはくちょう座 X-1 の高い硬 X 線偏光: 可変ジェット成分の証拠
| Title |
High_hard_X-ray_polarization_in_Cygnus_X-1_confined_to_the_intermediate_hard_state:_evidence_for_a_variable_jet_component |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Abhay_Kumar,_A._R._Rao,_Yash_Bhargava,_Santosh_V._Vadawale,_Ajay_Ratheesh,_Gulab_Dewangan,_Dipankar_Bhattacharyay,_Mithun_N._P._S.,_and_Varun_Bhalerao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04057 |
よく知られている降着ブラックホールシステムである白鳥座X-1は、降着円盤、コロナとして知られるその大気、および推定上の相対論的ジェットの間の複雑な相互作用を示唆するいくつかの観測的特徴を示しています。これは、新たに利用可能な高感度X線偏光測定技術を含む、利用可能なすべての観察方法を使用して広範に研究されています。X線の偏光特性は、コロナ放出とジェット放出では異なります。$\sim$100keV以下で測定された低いX線偏光はコロナから生じていると理解されています。対照的に、$\sim$400keV以上で報告された高偏光測定には、ジェットが支配的な別のスペクトル成分が必要でしたが、分光法ではそれが決定的に実証されていません。今回我々は、{\emAstroSat}に搭載されたCZTI機器を使用して、線源のスペクトル状態の3つの異なるサブクラス中に行われた100～380keV領域での正確な偏光測定を報告します。高い偏光(23$\pm$4\%)は主に線源の中間ハード状態で見られ、エネルギー分解測定はコロナとジェット領域を滑らかに結び付けます。高い偏光が観察されると、同時のスペクトルデータは100keVを超える別のべき乗則成分を示唆します。私たちは、はくちょう座X-1におけるこのエネルギー依存性の高い分極の考えられる原因を調べます。
ASKAP パイロット調査における分単位のタイムスケールでの電波変数と過渡信号源
| Title |
Radio_Variable_and_Transient_Sources_on_Minute_Timescales_in_the_ASKAP_Pilot_Surveys |
| Authors |
Yuanming_Wang,_Tara_Murphy,_Emil_Lenc,_Louis_Mercorelli,_Laura_Driessen,_Joshua_Pritchard,_Baoqiang_Lao,_David_L._Kaplan,_Tao_An,_Keith_W._Bannister,_George_Heald,5_Shuoying_Lu,_Artem_Tuntsov,_Mark_Walker_and_Andrew_Zic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04263 |
オーストラリアンSKAパスファインダー(ASKAP)パイロット調査を使用した、15分のタイムスケールでの変動および過渡信号源の無線調査の結果を示します。パイロット調査は、約1GHzの観測周波数で行われる505時間の観測で構成され、全天空範囲は1476度$^2$である。各観測は約8～10時間追跡され、典型的なrms感度は$\sim$30$\mu$jy/beam、角度分解能は$\sim$12arcsecでした。変動検索は、15分のタイムスケールで8～10時間の観測ごとに実行されました。38個の変動および一時的なソースを検出しました。そのうち7つは既知のパルサーで、食ミリ秒パルサーPSRJ2039$-$5617も含まれます。他の8つの情報源は星であり、そのうち1つだけが以前にラジオスターとして特定されています。残りの23個の天体のうち、22個は活動銀河核または銀河(以前に報告されている5つの時間内変数を含む)に関連しており、それらの変動は個別の局所プラズマスクリーンによって引き起こされます。残りの発生源には多波長の対応物がないため、まだ特定されていません。これは、mJy未満の感度レベルで分刻みのタイムスケールで変数と過渡信号源を対象とした初めての大規模な電波調査です。私たちは、ASKAP調査全体で同じ手法を使用して、1日あたり$\sim$1の非常に変動性の高いソースを発見すると予想しています。
潮汐破壊イベントにおけるスーパーエディントン降着流の放射流体力学シミュレーション：降着流と風
| Title |
Radiative_hydrodynamical_simulations_of_super-Eddington_accretion_flow_in_tidal_disruption_event:_the_accretion_flow_and_wind |
| Authors |
De-Fu_Bu,_Erlin_Qiao,_Xiao-Hong_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04313 |
潮汐破壊現象理論における重要な問題の1つは、フォールバック破片のどれだけがブラックホールに蓄積されるかということです。放射流体力学シミュレーションに基づいて、効率的に「循環化」したデブリ降着流に関するこの問題を研究します。太陽型星を破壊するブラックホールの場合、$10^7$の太陽質量($M_\odot$)のブラックホールに対して$15\%$の破片が降着する可能性があることがわかりました。一方、$10^6M_\odot$ブラックホールの場合、値は$43\%$です。私たちは、ブラックホールの質量に関係なく、スーパーエディントン降着段階で風を発生させることができることを発見しました。最大風速は$0.7c$に達することがあります($c$は光の速度です)。風力の運動力は$10^{44}{\rmerg\s^{-1}}$をはるかに上回ります。この結果は、静止した超大質量ブラックホールの周囲の風と核周囲媒体の相互作用を研究するために使用できます。
| Title |
Framework_for_Multi-messenger_Inference_from_Neutron_Stars:_Combining_Nuclear_Theory_Priors |
| Authors |
Praveer_Tiwari,_Dake_Zhou,_Bhaskar_Biswas,_Michael_McNeil_Forbes,_and_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04386 |
カイラル有効場理論($\chi$EFT)と現象論的ポテンシャル計算の両方からの不確実性を組み込んだ、純粋な中性子物質の状態方程式(EoS)の効率的なパラメーター化を構築します。このパラメータ化により、純粋にこれら2つの計算に基づいたフォームを含め、拡張したEoSファミリが生成されます。このパラメータ化は、不可知論的な内核EoSと組み合わせてベイジアン推論パイプラインで使用され、中性子星のマルチメッセンジャー観測を使用してEosパラメータに対する制約を取得します。特に、大質量パルサーJ0740+6620、連星中性子星合体GW170817、NICERパルサーJ0030+0451の観測を検討しました。中性子星の質量と半径の関係に関する制約が得られ、比較されます。さまざまなEoSモデルのベイズ係数も計算されます。現在の制約ではこれらのモデル間の有意な優先度は明らかになっていませんが、ここで開発されたフレームワークにより、より感度の高い検出器を使用した将来の観測でモデルを区別できる可能性があります。
DAMPE によって明らかにされた宇宙線陽子のスペクトル構造の可能性の意味
| Title |
Implications_of_a_Possible_Spectral_Structure_of_Cosmic-ray_Protons_Unveiled_by_the_DAMPE |
| Authors |
Lin_Nie,_Yang_Liu,_and_Zejun_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04558 |
最近の観測により、宇宙線（CR）陽子スペクトルが$\rm\sim200\,GeV$で硬化し、$\rm\sim10\,TeV$で軟化する複雑な構造を示していることが明らかになりました。しかし、これまでのところ、このスペクトル特徴の物理的起源については依然として強く議論されています。この研究では、流体力学方程式と球対称の場合の準等方性CR運動量分布の方程式を数値的に解き、注入された陽子のスペクトルを導出することにより、近くの超新星残骸(SNR)における宇宙線陽子の加速をシミュレートします。星間物質(ISM)に到達し、加速されたCR粒子の伝播プロセスをシミュレートして、地球に到達する陽子束を計算します。また、大規模宇宙線陽子スペクトルの計算にはDRAGON数値コードを使用しています。私たちのシミュレーション結果は、観測データ(陽子束と双極子の異方性の観測データを含む)とよく一致しています。我々は、このエネルギーバンドにおける宇宙線陽子のスペクトル特徴は、近くのSNRと背景の拡散宇宙線成分からの分布の重ね合わせから生じている可能性があると結論付けています。この近くのSNRからの粒子の放出には時間遅延があることがわかりました。さらに、高エネルギー粒子の非線形応答、CR陽子の放出時間、および局所SNRの年齢が、結果として生じるCR陽子束のスペクトルに強い痕跡を残す可能性があることがわかります。
グリッチパルサーからの f モードを使用した核パラメーターの制約
| Title |
Constraining_nuclear_parameters_using_f-modes_from_glitching_pulsars |
| Authors |
Bikram_Keshari_Pradhan,_Dhruv_Pathak_and_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04626 |
中性子星(NS)の不安定な準正規モードから発せられる重力波(GW)は、現在の重力波(GW)検出器の感度の向上または次世代のGW検出器でアクセスできる可能性があるため、NS内部の研究に利用できる可能性があります。。孤立パルサーのグリッチによって励起されたfモードに由来する、A+とアインシュタイン望遠鏡(ET)によって検出可能な潜在的なGW候補を考慮することにより、核パラメータを相対論的平均場内に制約するためのベイジアン形式におけるNSアステレオ地震学の逆問題を実証します。（RMF）NSインテリアの説明。A+とETのベラパルサーから検出された単一のGWイベントについて、考慮したRMFモデルを使用すると、核子有効質量($m^*$)が$10\以内に($90\%$信頼区間内で)制限できることがわかりました。それぞれ%$と$5\%$です。考慮されているRMFモデルでは、非圧縮性($K$)と対称エネルギーの傾き($L$)は緩やかに制限されています。A+とETで単一の観測イベントが発生した場合、90\%対称信用区間(SCI)内の$1.4M_{\odot}$($f_{1.4M_{\odot}}$)のfモード周波数は次のようになります。それぞれ100Hzと50Hzに制限されます。さらに、分析では複数のGW候補を考慮します。A+とETで複数(10個)のイベントを検出する場合、$m^*$をそれぞれ$3\%$と$2\%$に制限できます。他のすべての核飽和パラメータは十分に制限されます。特に、$K$と$L$は、それぞれ$10\%$と$20\%$(<$90\%$SCI)以内に制限できます。90\%SCI内では、$f_{1.4M_{\odot}}$はA+とETでそれぞれ50Hzと20Hz以内で推定できます。$1.4M_{\odot}$($R_{1.4M_{\odot}}$)の半径、$1.4M_{\odot}$($\tau_{1.4M_{\odot}}$)と、音速の2乗($c_s^2$)を含むいくつかの状態方程式(EOS)プロパティも推定されます。
マルチバンド受信機と周波数位相伝達を使用した電波天文学: 科学的観点
| Title |
Radio_Astronomy_with_Multiband_Receivers_and_Frequency_Phase_Transfer:_Scientific_Perspectives |
| Authors |
Richard_Dodson_(1),_Cristina_Garc\'ia-Mir\'o_(2),_Marcello_Giroletti_(3),_Taehyun_Jung_(4),_Michael_Lindqvist_(5),_Andrei_Lobanov_(6),_Maria_Rioja_(7_and_1_and_2),_Eduardo_Ros_(6),_Tuomas_Savolainen_(8),_Bong_Won_Sohn_(4),_Anton_Zensus_(6),_Guang-Yao_Zhao_(9)_((1)_ICRAR,_Crawley,_Australia,_(2)_Yebes_Observatory_(IGN),_Spain,_(3)_IRA_(INAF),_Bologna,_Italy,_(4)_KASI,_Daejeon,_Korea,_(5)_Onsala_Space_Observatory,_Sweden_(6)_MPIfR,_Bonn,_Germany,_(7)_CSIRO,_Bentley,_Australia,_(8)_Aalto_University,_Espoo,_Finland,_(9)_IAA,_Granada,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04516 |
共有光パス(SOP)を備えたマルチバンド受信機によって実現される周波数位相転送(FPT)技術は、22GHzを超える周波数でのVLBI動作の真のバックボーンとなる予定です。FPTは韓国VLBIネットワーク(KVN)での導入に成功し、世界中でますます注目を集めています。今後数年間で、22/43/86GHzのFPTVLBIがユーラシアとオーストラリアの10以上の望遠鏡で実現可能になるでしょう。この開発により、86GHzでのVLBIイメージングの感度とダイナミックレンジが桁違いに向上し、1マイクロ秒角の精度で天文測定が可能になります。その結果として得られる並外れた発見の可能性は、基本的な宇宙論やブラックホール物理学から恒星天体物理学や過渡現象の研究に至るまで、多くの科学分野に大きな影響を与えるでしょう。すべての関係機関の関連活動に積極的に焦点を当てて調整し、最終的には22/43/で稼働する初の世界的なFPTVLBI機器を実現するために、FPTVLBIのための科学ワーキンググループと技術ワーキンググループを設立するのに今が最適な時期です。86GHz。
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 -- III.単一物体スリットレス分光法
| Title |
The_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_for_the_James_Webb_Space_Telescope_--_III._Single_Object_Slitless_Spectroscopy |
| Authors |
Loic_Albert,_David_Lafreniere,_Rene_Doyon,_Etienne_Artigau,_Kevin_Volk,_Paul_Goudfrooij,_Andre_R._Martel,_Michael_Radica,_Jason_Rowe,_Nestor_Espinoza,_Arpita_Roy,_Joseph_C._Filippazzo,_Antoine_Darveau-Bernier,_Geert_Jan_Talens,_Anand_Sivaramakrishnan,_Chris_J._Willott,_Alexander_W._Fullerton,_Stephanie_LaMassa,_John_B._Hutchings,_Neil_Rowlands,_M._Begona_Vila,_Julia_Zhou,_David_Aldridge,_Michael_Maszkiewicz,_Mathilde_Beaulieu,_Neil_J._Cook,_Caroline_Piaulet,_Pierre-Alexis_Roy,_Pierrot_Lamontagne,_Kim_Morel,_William_Frost,_Salma_Salhi,_Louis-Philippe_Coulombe,_Bjorn_Benneke,_Ryan_J._MacDonald,_Doug_Johnstone,_Jake_D._Turner,_Marylou_Fournier-Tondreau,_Romain_Allart,_Lisa_Kaltenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04572 |
近赤外線イメージャおよびスリットレス分光器装置(NIRISS)は、JWSTの4つの科学装置スイートに対するカナダ宇宙機関(CSA)の貢献です。NIRISSの3つの観測モードの1つである単一天体スリットレス分光法(SOSS)モードは、太陽系外惑星の時系列観測を行ってトランジット分光法を実行するようにカスタマイズされています。SOSSは、スリットのない交差分散グリズムを使用して、1.25umで650の分解能で0.6～2.8umの点光源を観察することができます。一方、その焦点ぼけシリンドリカルレンズは、光を23ピクセル全体に広げることによってJ=6.7の明るさのターゲットを観察することを可能にします。相互分散軸。この文書では、地上での試験と飛行でのコミッショニングから得た、SOSSモードの設計、その動作、特性評価、およびその性能を正式に紹介します。上空での測定では、1.2umで55%のピーク光子変換効率が実証されています。A型星BD+60o1753の最初の時系列は、光子ノイズの限界に近い光束安定性を達成しており、これまでのところ、単純に長いノイズを差し引いた後、40分の時間スケールで20ppmのレベルまでテストされています。用語のトレンド。スペクトルトレースの下にある未補正の1/fノイズ残留物は、読み出しノイズの2倍に相当する追加のノイズ源を追加します。HAT-P-14b通過時系列の予備分析では、部分的に飽和したランプを含むピクセル内のノイズをすべて除去するのは難しいことが示されています。全体として、SOSSは、地球型惑星の二次大気の検出や巨大ガス惑星のいくつかの化学種の存在量の測定など、主要な系外惑星科学プログラムに取り組むのに必要なレベルのパフォーマンスを提供します。
銀河系最速の星々
| Title |
The_fastest_stars_in_the_Galaxy |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Ken_J._Shen,_Vedant_Chandra,_Evan_Bauer,_Jim_Fuller,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Rohan_Naidu,_Ilaria_Caiazzo,_Antonio_C._Rodriguez,_Pranav_Nagarajan,_Natsuko_Yamaguchi,_Zachary_P._Vanderbosch,_Benjamin_R._Roulston,_Jan_van_Roestel,_Boris_G\"ansicke,_Jiwon_Jesse_Han,_Kevin_B._Burdge,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03914 |
我々は、Ia型超新星(SNeIa)および関連する熱核爆発からの暴走である超高速白色矮星(WD)の分光学的探索を報告します。候補は、接線速度が高く青色のGaiaデータから選択されます。半径速度(RV)$>1000\,\rmkm\,s^{-1}$と総空間速度$\gtrsim1300\,\rmkm\,s^{を持つ4つの星を含む、6つの新たな暴走星を発見しました。-1}$。これらはおそらく、他のWDが爆発した二重縮退バイナリからの生き残ったドナーです。他の2つの天体は最小速度$\gtrsim600\,\rmkm\,s^{-1}$が低く、Iax型超新星におけるWDの純粋な爆燃など、異なるメカニズムによって形成された可能性があります。4つの最速の星は、以前に知られていた「D$^6$星」よりも熱くて小さいもので、実効温度は$\sim$20,000から$\sim$130,000Kの範囲で、半径は$\sim0.02-0.10\,R_{\わかりません}$。このうち3つは炭素主体の大気を持ち、1つはヘリウム主体の大気を持っています。2つの恒星のRVは$-1694$と$-2285\rm\,km\,s^{-1}$で、これまで測定された中で最速の恒星のRVです。それらの推定出生速度$\sim2200-2500\,\rmkm\,s^{-1}$は、祖先連星の両方のWDの質量が$>1.0\,M_{\odot}$であることを意味します。観測された高い速度は、観測された超高速WD集団の主要な部分が、総質量がチャンドラセカールの限界を大幅に超える二重縮退連星に由来していることを示唆しています。しかし、最も近くて最も暗い2つのD$^6$星は速度と質量が最も低く、観測上の選択効果がより希少で高質量の星に有利であることを示唆しています。かなりの数の、より暗い低質量の逃亡者がまだ発見を待っている可能性があります。D$^6$星の出生率はSNIa率と一致すると推測されます。しかし、$\rmD^6$星の光度と寿命は不確実であるため、出生率にはあまり制約がありません。
モブスター -- VII.光度曲線を使用して、遠心磁気圏を持つ星の磁気特性と回転特性を推測する
| Title |
MOBSTER_--_VII._Using_light_curves_to_infer_magnetic_and_rotational_properties_of_stars_with_centrifugal_magnetospheres |
| Authors |
I._D._Berry,_M._E._Shultz,_S._P._Owocki,_A._ud-Doula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03990 |
強い磁場と急速な回転を持つ初期のB型星は、比較的弱い恒星風が磁気的に閉じ込められ、ケプラーの共回転半径より上で遠心力で支えられるため、遠心磁気圏(CM)を形成します。CMプラズマは、回転軸と磁場軸の交差点のケプラー共回転半径以上に集中します。星の回転により、これらの物質の雲が観察者の視線と交差し、測光日食が発生する可能性があります。ただし、強い($\sim10\,{\rmkG}$)磁場と高速回転を持つ星の場合、CMは光学的に十分に厚くなり、電子散乱による発光が発生する可能性があります。強いH$\alpha$放出を持つ星のサンプルからの高精度の宇宙測光を使用して、剛体回転磁気圏モデルからのシミュレートされた光度曲線を適用して、これらの星の磁気特性と回転特性を直接推測します。測光モデリングから推定された値と分光偏光測定によって独立して決定された値を比較することにより、ここで調査した4つの星のうち3つについて、磁気傾斜角$\beta$、観測者傾斜$i$および臨界回転率$W$がほぼ復元できることがわかります。。しかし、磁力測定から予想されるケプラー半径$\tau_{\rmK}$での光学的深さと、観測値を一致させるために必要な値との間には大きな矛盾があります。サンプル星の光度曲線形態と合理的に一致するには、次数1の$\tau_{\rmK}$が必要であることを示します。
太陽磁気プラントル数に近づく小規模ダイナモの数値的証拠
| Title |
Numerical_evidence_for_a_small-scale_dynamo_approaching_solar_magnetic_Prandtl_numbers |
| Authors |
J\"orn_Warnecke,_Maarit_J._Korpi-Lagg,_Frederick_A._Gent,_Matthias_Rheinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03991 |
小規模な磁場は宇宙のいたるところに存在します。それらは詳細に観察できることが多いですが、その生成メカニズムは完全には理解されていません。可能性の1つは、いわゆる小規模発電機(SSD)です。しかし、一般的な数値証拠は、太陽や他の冷たい星に存在するような非常に低い磁気プラントル数($Pr_M$)ではSSDが存在する可能性は低いことを示しているようです。これまでに達成された最も低い$Pr_M$値を使用して、等温強制乱流の高解像度シミュレーションを実行しました。以前の発見に反して、SSDは$Pr_M$が0.0031まで可能であるだけでなく、$\simeq\,$0.05を下回る$Pr_M$でもますます励起しやすくなっていることが判明しました。この挙動をボトルネック効果と呼ばれる既知の流体力学的現象に関連付けます。結果を$Pr_M$の太陽エネルギー値に外挿すると、そのような条件下ではSSDが可能であることがわかります。
太陽周期 23 および 24 の平均場ダイナモ モデルにおける磁束バジェット
我々は、以前に開発された太陽周期23および24のダイナモモデルにおける磁束バジェットを調査します。平均場3DMHDモデルは、全球ダイナモプロセスと、地球上の双極磁性領域(BMR)の形成につながる磁気浮力の不安定性をシミュレートします。太陽の表面。不安定性の初期の摂動は、太陽周期中に観察される活動領域の分布に対応します。トロイダルおよびポロイダルの磁束バジェットは、ストークスの定理を適用して計算されます。結果は、双極磁性領域のないベースライン2Dダイナモモデル、キットピーク天文台、SoHO(太陽太陽圏天文台)およびSDO(太陽力学天文台)の宇宙ミッションからの総観観測と比較されます。我々は、対流帯の境界における高い半径方向回転せん断領域がダイナモプロセスの維持に重要である一方で、BMRの形成をもたらすトロイダル磁束が緯度差回転によって生成されることを発見した。トロイダル磁束の生成は、太陽極小期に極で最大に達します。これは、極の場の強さとその後の黒点最大値との相関関係を説明します。しかし、この磁束の発生率は太陽極近くの半径方向の磁場分布に強く依存することがわかりました。我々の結果は、表面磁気活動がポロイダル磁束の配分に寄与している一方で、バブコック・レイトンの太陽周期シナリオに反して、ポロイダル磁束のかなりの部分が深部対流帯で生成されていることを示唆している。
太陽周期 18 ～ 24 の太陽フレア指数の分析: 彩層の非常に深いグネヴィシェフ ギャップ
| Title |
Analysis_of_the_Solar_Flare_Index_for_Solar_Cycles_18-24:_Extremely_Deep_Gnevyshev_Gap_in_the_Chromosphere |
| Authors |
Jouni_J._Takalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04239 |
太陽周期18\,--\,24の太陽フレア指数(SFI)を研究します。SFIの第1主成分には、他の大気パラメータよりも深いグネヴィシェフギャップ(GG)があることがわかりました。GGは特に偶数サイクルで非常に鮮明です。SFIのGGは、約半年後に、地球近くの惑星間磁場と地磁気のAp指数の低下として現れます。しかし、太陽フレアに対する磁場の瞬間的な応答は、噴火の約2～3日後に、SFIとAp指数の相互相関における高く鋭いピークとして、またSFI対IMFにおける低いピークとして示されています。B相互相関。重ね合わせエポック解析を使用して、これらの迅速な応答を確認します。1944年から2020年の間に最も活発なフレアサイクルはサイクル19と21です。サイクル18にはサイクル22と同様に非常に強いSFI日がありますが、期間全体で非ゼロのSFI日は最も少ないです。興味深いことに、サイクル20は、最も活発なSFIサイクルの間に位置しますが、フレア活動が低いという点でサイクル23および24と比較できます。
PLATO 時代の天体地震モデリング戦略 I. 平均密度反転と地震情報の直接処理
| Title |
Asteroseismic_modelling_strategies_in_the_PLATO_era_I._Mean_density_inversions_and_direct_treatment_of_the_seismic_information |
| Authors |
J\'er\^ome_B\'etrisey,_Ga\"el_Buldgen,_Daniel_R._Reese,_Martin_Farnir,_Marc-Antoine_Dupret,_Saniya_Khan,_Marie-Jo_Goupil,_Patrick_Eggenberger,_and_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04509 |
天体地震モデリングはPLATOミッションのパイプラインの一部となり、星の質量、半径、年齢に関するミッションの精度要件において重要な役割を果たします。したがって、現在のモデリング戦略がどのように機能するかを比較し、いわゆる表面効果、物理成分の選択、星の活動など、PLATOの限界と残された課題について議論することが重要です。これに関連して、我々は、星のパラメータの推定に対する表面効果の影響について系統的な研究を実施しました。この研究では、平均密度の反転と周波数分離比の適合を組み合わせることで、どのように表面効果を効果的に減衰させ、10個のケプラーLEGACYターゲットの正確かつ正確な恒星パラメータを、PLATOミッションの要件内で十分に達成できるかを実証しました。私たちは、Sonoiらのパッチされた3D大気を持つ6つの合成ターゲットに、個々の周波数を直接フィッティングするか、平均密度の反転と比率のフィッティングを組み合わせる2つのモデリングアプローチを適用して比較しました。(2015)とLEGACYサンプルからの10個の実際のターゲット。当然のことながら、個々の周波数の適合は表面効果に非常に敏感であり、恒星のパラメーターは偏る傾向があり、これが精度と精度の両方に対する基本的な制限を構成します。対照的に、平均密度の反転と比率の適合を組み合わせると、表面効果が効果的に減衰され、正確かつ正確な恒星のパラメータの両方を取得できるようになります。この2番目の戦略で選択したLEGACYターゲットの平均統計精度は、質量で1.9%、半径で0.7%、年齢で4.1%であり、PLATOの要件を十分に満たしています。制約条件で平均密度を使用すると、質量、半径、年齢の決定の精度が平均でそれぞれ20%、33%、16%大幅に向上します。
ExoMol ライン リスト -- L: H$_3^+$、H$_2$D$^+$、D$_2$H$^+$、D$_3^+$ の高解像度ライン リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_L:_High-resolution_line_lists_of_H$_3^+$,_H$_2$D$^+$,_D$_2$H$^+$_and_D$_3^+$ |
| Authors |
Charles_A._Bowesman,_Irina_I._Mizus,_Nikolay_F._Zobov,_Oleg_L._Polyansky,_Janos_Sarka,_Bill_Poirier,_Marco_Pezzella,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04524 |
H$_3^+$のD$_2$H$^+$およびD$_3^+$アイソトポローグ用の新しいMiZoラインリストが表示されます。これらのラインリストと既存のH$_3^+$MiZATePおよびソチH$_2$D$^+$ラインリストは、H$_3^+$、H$_2$のMARVELプロシージャを使用して生成された経験的エネルギーレベルを使用して更新されます。D$^+$とD$_2$H$^+$、および利用可能な実験室データが大幅に少ないD$_3^+$の有効ハミルトニアンエネルギー。これらの更新により、これらの種の遠赤外線線の正確な周波数を予測できるようになります。H$_3^+$とD$_3^+$のエネルギー準位の割り当ては、高精度の変分計算と遷移強度の解析の組み合わせを使用して拡張されます。すべての回線リストは、www.exomol.comから入手できます。
LISA による大質量ブラックホールバイナリの観測に関するグリッチ体系
| Title |
Glitch_systematics_on_the_observation_of_massive_black-hole_binaries_with_LISA |
| Authors |
Alice_Spadaro_and_Riccardo_Buscicchio_and_Daniele_Vetrugno_and_Antoine_Klein_and_Davide_Gerosa_and_Stefano_Vitale_and_Rita_Dolesi_and_William_Joseph_Weber_and_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.03923 |
何千もの重力波信号を検出し、一貫して特徴付けることは、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)にとってデータ分析の中核となる課題です。形態が異なる一時的なアーチファクト、または「グリッチ」がデータ内に存在すると予想され、ミッションの科学的帰還に影響を与える可能性があります。我々は、短命の天体物理信号とノイズアーチファクトの最初の共同再構成を発表します。私たちの分析は、加速と高速変位過渡現象の両方を含む、LISAパスファインダーミッションで観察された不具合に触発されています。LISA時間遅延干渉計データと大質量ブラックホールの合体を記述する重力波形を使用して、完全なベイズ推論を実行します。赤方偏移$7$で検出器フレームの総質量$6\times10^7M_\odot$を持つ代表的なバイナリに焦点を当て、LISA感度帯域内で$\sim30~\mathrm{h}$持続する信号を生成します。柔軟性の異なる2つのグリッチモデル、つまり固定パラメトリックファミリとシェイプレット分解を調査します。最も困難なシナリオでは、グリッチが無視された場合、重力波信号が完全に消失することが報告されています。より小規模なグリッチは、ブラックホールパラメータのバイアスを引き起こします。一方、共同推論アプローチでは、天体物理信号とグリッチ信号の両方の再構築が完全にサニタイズされます。また、重力信号を重畳せずに、さまざまなグリッチ形態を単独で注入し、正しい過渡モデルを識別できることを示します。私たちの分析は、非常に求められている「グローバルフィット」の観点からLISAデータを現実的に扱うための重要な足掛かりとなります。
| Title |
Cosmological_probes_of_Grand_Unification:_Primordial_Blackholes_&_scalar-induced_Gravitational_Waves |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Ahmad_Moursy_and_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04002 |
我々は、Ricciスカラーへの非最小結合を持つSU(5)GUT(大統一理論)一重項スカラーを含むインフレーション宇宙論を調査します。このシナリオでは、大統一のスケールは、インフレトンがその潜在力を最小$v$に向けて引き下げるときに、インフレトンvevによって設定されます。これにより、テンソルtoの予測$r\simeq0.025$により、インフレーション力学がGUT対称性の破れに関連付けられます。-スカラー比は次世代CMB実験でテストされます。変曲点を含むこのインフレーションの枠組みで、$SU(5)$のパラメーターを適切に選択すると、質量$10^{17}-10^の原始ブラックホール(PBH)が生成され、スカラーパワースペクトルが増加する方法を示します。{18}$g($10-100M_\odot$)。我々は、インフレーション解析と一致するSU(5)のインフレトンの自己4次結合および混合4次結合に対する制約を導き出します。さらに、このシナリオは、振幅$\Omega_{\rmGW}h^2\sim10^{-17}$とピーク周波数の重力波(GW)として伝播する大振幅誘発二次テンソル摂動につながることも示します。$f_{\rmPeak}\sim$(0.1-1)Hz。これは、LISA、BBO、ETなどの次世代GW天文台で検出できます。したがって、$SU(5)$フレームワークをPBHと統合します。変曲点インフレーションにより、今後のPBHとGWの測定によって$SU(5)$の対称性の破れの規模をどのように調べることが可能になるのかが示され、それによって実験室ベースの実験が補完される。また、Pati-SalamおよびTrinificationゲージグループを含むシナリオと、PBHおよび検出可能なGW信号につながる可能性がある4次および混合4次結合に対するその影響についても説明します。
余分な次元を持つ空間内のブレーンに沿った超光速伝播
物理学で定式化された追加次元を持つモデルが存在することを実証します。Rev.D、62、045015は、フリードマン・ロバートソン・ウォーカー(FRW)方程式をブレーン上で運命的に再現しており、質量のない信号の明らかな超光速伝播を可能にします。つまり、巨大なブレーンは時空を湾曲させ、ブレーンからバルクを通って送信された信号が（戻ってきたときに）光がブレーンに沿って伝播するよりも速くブレーン上の遠い点に到着することを可能にする方法で、信号の軌道に影響を与えます。ブレーン。特に、ブレーンに沿って送信される信号は、ブレーン上の物質の存在により、バルク信号よりも大きな重力時間遅延を受けます。バルク信号がその場所自体で光速を超える速度で移動することはありませんが、この効果により、ブレーン観測者の観点からは光よりも速く信号を送信することができます。たとえば、この効果は宇宙論的な地平線の問題を解決するために使用される可能性があります。さらに、顕著な観測上の特徴の1つは、同じ重力波信号が2つの異なる時間に到着することです。最初の信号は、電磁波の対応する信号よりも先に到着します。GW170104重力波イベントを使用して、問題の追加次元を持つモデルに強力な制限を課しました。
明示的双対性からの四極子物質の運動量シェル: 可溶モデル解析
我々は、クォークとバリオンの間で明らかに双対的なクォキョニック物質のモデルを提示します。バリオン数とエネルギー密度はバリオン運動量分布$f_{\rmB}$またはクォーク分布$f_{\rmQ}$の関数として表され、フェルミ粒子$0の制約を受けます。\lef_{\rmB,Q}\le1$。この理論は、クォークのバリオンへの閉じ込めが$f_{\rmQ}$と$f_{\rmB}$の双対関係に反映されているという意味で理想的ですが、クォークとバリオンの間で起こり得る他の相互作用はすべて無視されています。。双対性制約を伴う変分問題が定式化され、解析的解を明示的に構築し、低密度の核物質領域と高密度のクォキョニクス領域という2つの異なる領域を発見します。クォーキョニック体制では、バリオンは低い運動量では状態を占有しないが、クォークフェルミ海の上に$f_{\rmB}=1$の運動量殻を形成する。このような理論は、ソフトな核状態方程式から硬いクォキョニクス状態方程式への急速な移行を説明します。この遷移では、音速が急激に増加します。
2016 年から 2017 年の LIGO、Virgo、Fermi/GBM データにおけるコンパクト バイナリ マージのディープ マルチメッセンジャー検索
| Title |
Deep_multimessenger_search_for_compact_binary_mergers_in_LIGO,_Virgo_and_Fermi/GBM_data_from_2016-2017 |
| Authors |
M._Pillas,_T._Dal_Canton,_C._Stachie,_B._Piotrzkowski,_F._Hayes,_R._Hamburg,_E._Burns,_J._Woods,_P._A._Duverne,_N._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04373 |
GW170817-GRB170817Aは、中性子星合体からの重力波と関連する過渡的な対応物を電磁スペクトル全体にわたって初めて観測しました。この発見は、長い間仮説が立てられてきた、短いガンマ線バーストと中性子星の合体との関連性を実証した。重力波から推測されるパラメータとガンマ線バースト信号の特性との関係を調査するには、さらに多くの共同検出が必要です。私たちは、弱いガンマ線バーストに関連する弱い重力波過渡現象を検出するために設計された、LIGO、Virgo、およびFermi/GBMデータの共同マルチメッセンジャー解析を開発しました。したがって、信頼できる(GWTC-1)イベントのみから開始されるわけではありません。代わりに、2回目の重力波観測実行(O2)からPyCBCパイプラインで生成された既存のコンパクトなバイナリ合体トリガーの完全なリストを取得し、この観測実行をカバーする公開フェルミ/GBMデータのセット全体を再分析して、対応するセットを生成します。ガンマ線バースト候補トリガーの数。次に、どのチャネルでも確実な検出を必要とせずに、重力波とガンマ線バーストのトリガー間の一致を検索します。一致する候補は、重力波とガンマ線のデータにおける各候補の強さ、それらの時間的近さ、およびそれらの空の位置の重なりを組み合わせた統計に従ってランク付けされます。次に、ランキングは、重力波とガンマ線バーストのトリガー間の時間シフトを使用して誤警報率に変換されます。GW170817-GRB170817Aに対する方法の有効性を確認できるO2トリガーを使用した結果を示します。また、共同検出の重要性を最大化するためにテストされたさまざまな構成についても説明します。
超閾値重力波現象に対する閾値以下の強力なレンズの対応物を予備的に特定するための迅速な方法
| Title |
A_rapid_method_for_preliminary_identification_of_subthreshold_strongly_lensed_counterparts_to_superthreshold_gravitational-wave_events |
| Authors |
Srashti_Goyal,_Shasvath_Kapadia,_Jean-Rene_Cudell,_Alvin_K._Y._Li,_Juno_C._L._Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04397 |
恒星質量のコンパクトな連星合体（CBC）からの重力波（GW）は、銀河や星団などの大きな物質の凝集体に遭遇すると、強くレンズ効果を受けることが予想されます。強いレンズの影響を受けたGWの探索は、LIGO-VirgoGW検出器ネットワークの最初の3回の観測実行からのデータを使用して実施されました。確認された検出は報告されていませんが、興味深いレンズペアの候補が特定されています。この研究では、より洗練されたベイジアンパラメーター推定(PE)手法によってさらに分析されるペアを迅速に特定する予備分析について説明します。分析は、尤度に対するガウス/フィッシャー近似に依存し、候補ペアのチャープ質量の対応する近似事後分布を比較します。さらに、迅速に生成されたローカリゼーション空エリア(Bayestarスカイローカリゼーションソフトウェアによって構築)を相互相関させます。この分析は、ターゲットを絞った閾値以下の検索から確実に検出された超閾値のCBCイベントまでの対応物を含むペアを識別するために使用されました。この分析によってみなされた最も重要な候補「スーパーサブ」ペアは、その後、より洗練された詳細な結合PE分析によって、より重要な候補ペアの1つであることが判明しましたが、レンズ化された現象の観察を示唆するほど十分に重要ではありませんでした。イベント[1]。
Palatini $f(R)$ の弱い磁場限界での重力テスト: 太陽系、地震学、銀河
| Title |
Palatini_$f(R)$_gravity_tests_in_the_weak_field_limit:_Solar_System,_seismology_and_galaxies |
| Authors |
Alejandro_Hernandez-Arboleda,_Davi_C._Rodrigues,_J\'unior_D._Toniato,_Aneta_Wojnar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04475 |
Palatini$f(R)$重力は、おそらく一般相対性理論(GR)の最も単純な拡張であり、計量アフィン理論の最も単純な実現です。これはGRと同じ数の自由度を持ち、真空では宇宙定数を使用してGRに直接マッピングされます。マター内のGRとPalatini$f(R)$の間のマッピングは可能ですが、マターフィールドの意味を再解釈するという犠牲が伴います。このようなマッピングの物理的な意味と結果は、物理的なコンテキストによって異なります。ここでは、弱い磁場の限界内で、太陽系力学、惑星内部力学(地震学)、および銀河という3つのケースを検討します。太陽系と地球の地震学に関するこれまでの結果を修正した後、ここでは$f(R)$Palatiniが暗黒物質候補である可能性を考察します。ここでは、弱い場の限界で多項式近似が認められる$f(R)$について、SPARCデータと私たちが提案した最近の方法を使って、この理論を銀河の暗黒物質の置き換えには使用できないことを示します。また、同じ結果がエディントンにインスピレーションを得たボーン・インフェルド重力にも当てはまることを示します。計量$f(R)$の場合とは異なり、この結論を得るには回転曲線データで十分です。この結果は、改変された重力と暗黒物質の組み合わせを排除するものではありません。
電磁高周波重力波検出
MHzからTHz領域の超短波重力波は、極初期の宇宙、非常に高いエネルギーの素粒子物理学、珍しい天体物理学を探査するユニークな可能性を約束しますが、検出に必要な感度を達成することは非常に大きな課題です。これは、重力波によって摂動された時空における古典的な電磁気学に基づいた、電磁的高周波重力波探索における最近の進歩の概要です。アクシオン探索と原子精密測定との相乗効果に特に重点が置かれています。この記事はMoriondEW2023の議事録として作成されました。
