小規模スケールでの暗黒物質(DM)の特性は依然として不明です。最近の理論と観察の進歩により、それらを絞り込むためのツールが提供されています。今回、我々は、矮銀河の内部速度とサイズの間の相関関係が、小規模なDM特性の鋭いプローブであることを初めて示します。私たちは、インフレーション中のDM生成によって動機付けられた、修正されたDMパワースペクトルを研究します。半解析モデルとスケーリング関係を使用して、このようなモデルが矮銀河の総存在量に大きな影響を与えることなく、矮小銀河の運動学と構造を変更できることを示します。私たちは、天の川銀河の古典的な衛星銀河とスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)で発見された銀河からのデータを分析し、共動スケールでのDMパワースペクトルが${4\,\mathrm{Mpc}^{-1}<k<37であることを発見しました。\,\mathrm{Mpc}^{-1}}$はスケール不変性から2倍を超えて逸脱することはできません。私たちの結果は、星の質量とハローの質量関係、ハローの占有率、サブハローの潮汐破壊などのバリオンの不確実性に対して堅牢です。それらを独立して制約できるようになります。したがって、この研究は、矮小銀河形成モデルと小規模DM特性の両方を調査するための窓を開きます。
修正された$\Lambda$CDMパワースペクトルにより、$z > 10$の10$^{10}
M_{\odot}$ハローにおけるJWST銀河の指数関数的進化の必要性を軽減する
| Title |
Alleviating_the_need_for_exponential_evolution_of_JWST_galaxies_in_10$^{10}_M_{\odot}$_haloes_at_$z_>_10$_by_a_modified_$\Lambda$CDM_power_spectrum |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva)_and_Abraham_Loeb_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04684 |
最近のJWSTデータから、赤方偏移範囲$z\sim9-16$の質量$10^{10}-10^{11}M_{\odot}$のハローにある銀河のUV光度の変化を推測します。標準的な$\Lambda$CDM宇宙論モデル内では、このハロー質量範囲の平均光度は赤方偏移による指数関数的な進化を示し、これは集団III銀河からのUV光度の進化を含む天体物理学的考察から予想されるものを超えていることがわかります。$\Lambda$CDM形式から修正された宇宙論的伝達関数によって捕捉されるスケール$k\sim1$Mpc$^{-1}$のパワーを強化すると、この影響を軽減し、次のことが可能になることがわかりました。$z>10$での赤方偏移の関数としての非進化UV光度は、より低い赤方偏移に対する対応する結果と一致しています。このような強化について考えられる天体物理学的および宇宙論的な理由について議論します。
堅牢かつ最適な宇宙論解析のためのマルチスケール フロー
私たちは、サンプルを作成し、弱いレンズ効果などの2次元宇宙論データのフィールドレベルの尤度をモデル化する生成正規化フローであるマルチスケールフローを提案します。マルチスケールフローは、ウェーブレットベースによる宇宙論的場の階層分解を使用し、さまざまなウェーブレットコンポーネントを正規化フローとして個別にモデル化します。元の宇宙論的な場の対数尤度は、各ウェーブレット項の対数尤度を合計することで回復できます。この分解により、さまざまなスケールから情報を分離し、未知のスケール依存の体系などのデータの分布シフトを特定することができます。結果として得られる尤度分析は、これらのタイプの体系を特定できるだけでなく、マルチスケールフローが次元を削減せずにフィールドで完全な尤度を学習できるという意味で最適化することもできます。マルチスケールフローを宇宙論的推論用の弱いレンズ模擬データセットに適用し、パワースペクトルやピークカウントなどの従来の要約統計量や、散乱変換や畳み込みニューラルネットワークなどの新しい機械学習ベースの要約統計量よりも大幅に優れていることを示します。さらに、MultiscaleFlowがバリオン効果などのトレーニングデータにはない分布のシフトを識別できることを示します。最後に、マルチスケールフローを使用して弱いレンズデータの現実的なサンプルを生成できることを示します。
クーロン衝突スケールを解決した磁化されたクラスター内媒質の宇宙論的シミュレーションに向けて
| Title |
Towards_cosmological_simulations_of_the_magnetized_intracluster_medium_with_resolved_Coulomb_collision_scale |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel,_Klaus_Dolag,_Ludwig_B\"oss_and_Tirso_Marin-Gilabert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04692 |
我々は、ビリアル質量M$_\mathrm{vir}=2.0\times10^{15}$太陽質量を持つ大質量星団の非常に高解像度の非放射磁気流体力学的宇宙論的ズームインシミュレーションの最初の結果を提示します。$4\times10^5$M$_{\odot}$の質量解像度を採用し、クラスターの中央領域では最大空間解像度が約250pcになります。赤方偏移4まで強い指数関数的成長を伴うクラスター内媒体(ICM)内の分解された小規模乱流ダイナモでの詳細な増幅プロセスを追跡します。その後、場は赤方偏移2まで断熱圧縮限界で弱く成長します。場のエネルギーは次のとおりです。システムが断熱減圧と一致して赤方偏移ゼロに近づくと、わずかに減少します。磁場の構造は中心部で非常に乱流であり、数10kpcの長さスケールで磁場の反転が見られ、小規模な乱流ダイナモ作用によって規則化された中心領域の動径場成分と角磁場成分の間に逆相関が見られます。Mpcスケールの大規模場はほぼ等方性であり、大規模銀河団形成における構造形成プロセスが、初期場の構成と中心領域の乱流ダイナモを介して増幅された形態の両方の記憶を抑制していることを示しています。我々は、磁化されたICMの非常に高解像度のシミュレーションが、ICMへの宇宙線の注入と輸送にとって非常に重要である小規模な磁場構造を解決できるようになったということを実証します。この研究は、電子シンクロトロンとガンマ線の放出を詳細にモデル化するための宇宙線のオンザフライ処理による追跡研究の主要な基礎となります。
IllustrisTNG クラスター周辺環境における温ガスからの軟 X 線放出
| Title |
Soft_X-ray_emission_from_warm_gas_in_IllustrisTNG_circum-cluster_environments |
| Authors |
Celine_Gouin,_Massimiliano_Bonamente,_Daniela_Galarraga-Espinosa,_Stephen_Walker,_Mohammad_Mirakhor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04694 |
コンテクスト。X線クラスターは宇宙論に広く使用されていますが、球面対称性や静水圧平衡の仮説を通じたその理想主義的なモデル化には、ますます疑問が投げかけられています。これらの方針に沿って、ROSATの数十のクラスターで検出された軟X線放射は、理想的な高温ガスモデリングから予想されるものよりも高いことが判明し、これらの天体に対する私たちの理解が不完全であることを示しています。目的。クラスター環境が高温クラスター内媒質(ICM)、温暖銀河周囲媒質(WCGM)、および温暖高温銀河間媒質(WHIM)の間の界面にあることを考慮すると、さまざまな物質の相対的な軟X線放射を調査することを目指しています。クラスター周囲環境の気相。方法。IllustrisTNGのz=0で最も大規模なハローを使用することにより、クラスター中心からその周辺(5R200)までのガスの流体力学的特性を予測し、さまざまなプラズマ相に対するX線放射をモデル化しました。結果。まず、ICMの温度、密度、金属性、凝集性の半径方向のプロファイルが、最近のクラスターのX線観測とよく一致していることを発見しました。次に、さまざまなバンドでの軟X線放射の半径方向のプロファイル、イオンの柱密度、および暖星のX線吸収線（OVIII、OVII、NeIX、およびNeIX）を予測する方法を開発しました。-クラスターの内部および周囲の高温ガス。結論。暖かいガス(WCGMガスとWHIMガスの両方の形態)は軟X線帯域の強力なエミッターであり、観測測定と定性的に一致しています。我々の結果は、クラスターのソフト過剰がクラスター周囲の環境における暖かいガスの熱放出によって引き起こされることを示唆しています。
宇宙の網の異なる環境における銀河の特性間の相関関係
| Title |
The_correlations_between_galaxy_properties_in_different_environments_of_the_cosmic_web |
| Authors |
Anindita_Nandi,_Biswajit_Pandey,_Prakash_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05354 |
私たちは、SDSSからの体積制限されたサンプルを使用して、宇宙の網のさまざまな環境における銀河の特性間の相関を研究します。潮汐テンソルの固有値を使用して、各銀河の位置の幾何学的環境を決定します。次に、相関関係は、異なる宇宙のウェブ環境で個別に分析されます。相関関係の測定には、ピアソン相関係数と正規化された相互情報量を使用します。両側t検定を使用すると、銀河の特性間の相関が幾何学的環境の影響を受けやすいことがわかります。恒星の質量は、銀河の性質と環境の間の重要なつながりとなる可能性があります。さまざまな環境で星の質量分布を照合した後、分析を繰り返したところ、ほとんどの関係について結論が変わらないことがわかりました。私たちの研究は、銀河の特性とその相互関係が宇宙の網の幾何学的環境の影響を受けやすいことを示唆しています。
JWST 観測を解釈するための巨大な原始ブラック ホールのインフレーション モデル
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の最初の観測により、高赤方偏移$7.4\lesssimz\lesssim9.1$の恒星質量$M_\ast\gtrsim10^{10}\,M_\odot$を持つ6つの巨大銀河候補が特定されました。、2つの最も巨大なhigh-$z$天体は、累積共動数密度$n_{\rmG}$を$1.6\times10^{-5}\,{\rmMpc}^{-3}$まで持つ。初期宇宙におけるこのような大規模な源の存在は、必要とされる星形成効率が非現実的に高いため、標準的な$\Lambda$CDMモデルに困難をもたらします。この緊張は、大規模な原始ブラックホール(PBH)の降着によって軽減できます。この研究では、最初のJWST観測からの更新データを使用して、質量$10^8\,M_\odot\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{11}\,M_\odot$のPBHが存在することを発見しました。存在量$10^{-7}\lesssimf_{\rmPBH}\lesssim10^{-3}$が低くても、非常に大質量な銀河の種として機能する可能性があります。超低速ロールインフレーションモデルを構築し、必要なPBHを製造できる可能性を調査します。インフレトンの潜在力に完全なプラトーがあるかどうかに応じて、2つのケースでモデルを調査します。プラトーがわずかに傾斜することが許容される場合、私たちのモデルは、JWSTデータを説明するために必要なPBHの質量と存在量の範囲をカバーするPBHを生成できます。
与えられた 2 点、3 点、および 4 点の相関関数を使用して密度場を生成するアルゴリズム
| Title |
Algorithm_to_Produce_a_Density_Field_with_Given_Two,_Three,_and_Four-Point_Correlation_Functions |
| Authors |
Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05383 |
ここでは、高次相関関数の指定されたセットを使用して3D密度フィールドを生成する方法を示します。私たちのアルゴリズムを使用すると、任意の2点関数、3点関数、および4点関数(後者の奇数パリティを含む)を生成できます。また、アルゴリズムをi)$N>4$のN点相関、ii)3以外の次元、およびiii)スカラー量を超えて一般化する方法についても概説します。このアルゴリズムは、強度マッピングだけでなく、DESI、Euclid、Roman、Spherexなどの今後の銀河赤方偏移調査における高次統計の分析パイプラインの検証にも使用できるはずです。
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、系外惑星大気のリモートセンシングにおける新時代の到来を告げています。系外惑星の大気探査は、高精度のJWSTデータに非常に敏感になる可能性があります。したがって、JWST品質のスペクトルを使用して系外大気の堅牢な特性評価を可能にするために、初期の観測を使用して機器とノイズ源の特性を評価することが不可欠です。現在の研究は、その方向への一歩であり、波長範囲0.6～2.8{\μ}mおよびR～700のNIRISSSOSS装置モードに焦点を当てています。カスタム構築されたパイプラインJExoResを使用して、次の重要な診断を調査します。ケーススタディとして2つの巨大な系外惑星、WASP-39bとWASP-96bの観測を含むNIRISSSOSS。当社は、汚染源、1/fノイズ、四肢の暗化などのシステム特性を含む、データの削減と分析のさまざまな側面の詳細な評価を実施します。NIRISSSOSSはスリットがないため、バックグラウンド源による汚染を受けやすくなっています。観測されたスペクトルの精度を大幅に向上できる、分散フィールド星をモデル化して補正する方法を紹介します。その際、実験的に決定された機器のスループット関数も報告します。導出されたスペクトルで1/fノイズに起因すると考えられる有意な相関ノイズを発見し、スペクトルビニングに対するその影響について議論します。我々は、大気検索における相関ノイズの考慮を可能にする共分散行列を定量化します。最後に、さまざまなパイプラインを使用して報告されたWASP-39bのNIRISSSOSSスペクトルの比較評価を実施し、JWSTNIRISSによる系外惑星分光法の重要な教訓を強調します。
着陸船による月のコールドトラップ汚染
月着陸船が月面環境に及ぼす影響をモデル化およびシミュレーションするためのツールが開発されており、主にロケットプルームによるレゴリス浸食の影響や、放出された月の土壌粒子の運命に取り組んでいます。KSCGranularMechanicsおよびRegolithOperationsLabツールは、月面の揮発性汚染に対処するために拡張されました(Stern、1999)。そのようなクレーターの近くに着陸すると、大量の排気プルームガスがクレーターのコールドトラップに移動し、調査対象の揮発性貯留層上に不自然な大気も生成することになります。私たちの計算では、1)コールドトラップ上のプルームによって引き起こされた局所大気が通常のレベルまで減衰するまでの時間、2)着陸がクレーターの外側だが近くにある場合の永久に影に覆われたクレーターへのガス移動の効率、3)地球上のガスの減少が検討されています。着陸地点をクレーターから遠ざけることによって、または着陸船の地上ジェットの直接の流れからクレーターを地形的に遮蔽することによって生じる汚染。また、エンジンの排気プルームの高圧よどみ領域に存在することから土壌噴出粒子に吸着され内部に押し込まれるプルーム揮発性物質と、それらの月面全体への機械的分散が誘発された大気にどのように寄与するかについても取り上げます。さらなる疑問は、地形の基部に沿った土壌噴出物の収集が、背景とは異なる測定可能なプルームの揮発性放出を生成するかどうかである。主に項目2)について説明します。項目3)は、除去距離が長くなる可能性があることを除けば、結果から明らかですが、着陸戦略を変更することで状況を改善できる可能性があります。
2021 年のライナス周回軌道の食と通過 (22) カリオペ: I. 多角形および「クリップトレース」アルゴリズム
| Title |
2021_occultations_and_transits_of_Linus_orbiting_(22)_Kalliope:_I._Polygonal_and_`cliptracing'_algorithm |
| Authors |
M._Bro\v{z},_J._\v{D}urech,_M._Ferrais,_H.-J._Lee,_M.-J._Kim,_D.-G._Roh,_H.-S._Yim,_E._Jehin,_A._Burdanov,_J._de_Wit,_P._Fatka,_J._Hanu\v{s},_B._Carry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04768 |
メインベルト小惑星(22)カリオペを周回する衛星ライナスは、2021年末に掩蔽と通過現象を示しました。測光キャンペーンが組織され、TRAPPIST-South、SPECULOOS-Artemis、OWL-Net、およびBOAO望遠鏡によって観測が行われました。このシステムのモデルを制約することが目標です。私たちの力学モデルは複雑で、多極子($\ell=2$のオーダーまで)、内部潮汐、外部潮汐を備えています。モデルは、天文測光(2001年から2021年にわたる)、掩蔽、補償光学イメージング、校正測光、および相対測光によって制約されました。測光モデルは大幅に改善されました。新しい正確な(${<}\,0.1\,{\rmmmagi}$)ライトカーブアルゴリズムが実装されました。これは、部分日食とポリゴンの部分的な可視性を含めることによって正確に計算されたポリゴンの交差に基づいています。さらに、ここでもポリゴンの交差に基づいた「クリップトレーシング」アルゴリズムを実装し、個々のピクセルへの部分的な寄与が正確に計算されます。合成ライトカーブと合成画像は両方とも非常に滑らかになります。組み合わせた解に基づいて、Linusのサイズ$(28\pm1)\,{\rmkm}$を確認しました。ただし、このソリューションでは、光度曲線とPISCOスペックル干渉計データセットの間にある程度の緊張が見られます。ほとんどの解では、LinusはKalliopeよりも暗く、アルベド$A_{\rmw}=0.40$対$0.44$です。これは、デコンボリューションされた画像で確認されます。天文データの詳細な改訂により、Kalliopeの$J_2\equiv-C_{20}$値も改訂できるようになりました。最も重要なことは、均質な物体が除外されることです。分化した体の場合、2つの解が存在します。1つは球状の鉄心を持つ低扁平率($C_{20}\simeq-0.12$)、もう一方の高扁平率($C_{20}\simeq-0.22$)です。細長い鉄芯が付いています。これらは、それぞれ、以前の研究でSPHシミュレーションによって研究された低エネルギー衝突と高エネルギー衝突に対応します。
KMT-2022-BLG-2397: アインシュタイン砂漠の上岸の褐色矮星
| Title |
KMT-2022-BLG-2397:_Brown_Dwarf_at_the_Upper_Shore_of_the_Einstein_Desert |
| Authors |
Andrew_Gould,_Yoon-Hyun_Ryu,_Jennifer_C._Yee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04870 |
単レンズマイクロレンズ現象KMT-2022-BLG-2397のアインシュタイン半径を測定すると、アインシュタイン砂漠の上岸、9<theta_E/uas<25、自由距離間のtheta_E=24.8+-3.6uasとなります。-浮遊惑星（FFP）とバルジ褐色矮星（BD）。Gould+22によって提示された6つのBD(25<theta_E<50)イベントはすべて巨星源星を持っていましたが、KMT-2022-BLG-2397は矮星源を持ち、角半径theta_*~0.9です。ああ。このため、有限光源点レンズ(FSPL)マイクロレンズ現象からFFPとBDを特徴付けるための矮小光源と巨大光源の相対的な有用性を研究するよう促されています。「矮星」（主系列星や亜巨星を含む）は、BDでは2倍のtheta_E測定値をもたらし、FFPでは同等の（ただし定量化はより難しい）改善をもたらす可能性が高いことがわかりました。現在の実験も計画中の実験も、孤立したバルジBDの完全な質量測定値をもたらさないこと、また、計画されている他の実験でも、これらの天体についてKMTほど多くのtheta_E測定値をもたらさないことを示します。したがって、現在予想されている10年間の国民党調査は、今後数十年間にわたってバルジBDを研究する最良の方法であり続けるでしょう。
カイパーベルトの高傾斜人口に関する研究 - IV.古典領域における高次平均運動共鳴
| Title |
A_study_of_the_high-inclination_population_in_the_Kuiper_belt_--_IV._High-order_mean_motion_resonances_in_the_classical_region |
| Authors |
Jian_Li,_S._M._Lawler_and_Hanlun_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05142 |
海王星の4:7平均運動共鳴(MMR)に関する以前の研究では、その共鳴角が理論的な限界曲線によって決定される特定の離心率($e$)対傾斜角($i$)の領域内でのみ回転できることを発見しました。(リーら、2020)。この「許容領域」は時間に依存せず、可能な安定領域全体を含みます。私たちはこの理論を一般化して、主要な古典カイパーベルト(MCKB)に埋め込まれたすべての高次MMRを調査します。まず、惑星の移動と共鳴捕捉の枠組みで2次3:5MMRを検討し、捕捉および観測された3:5共鳴器の両方に対する限界曲線理論をさらに検証しました。これは、高次共振器のその場進化を研究するための初期条件として、個々の許容領域内の$(e,i)$ペアのみを選択する必要があることを示唆しています。このような新しい設定を使用して、さまざまな共鳴集団の長期安定性(4Gyrの場合)の調査を進めます。シミュレーションでは次のことが予測されます。(1)3:5と4:7共鳴器の数は同等であり、最大$40^{\circ}$の傾斜がある可能性があります。(2)高次の5:9、6:11、7:12、および7:13共鳴のオブジェクトの母集団は、3:5(または4:7)の共鳴母集団の約1/10であり、それらは$i<10^{\circ}$の傾斜の小さい軌道で見つかります。(3)これらの高次の共振の場合、ほとんどすべての共振器は個々の許容領域内に存在します。要約すると、我々の結果は、MCKB全体で将来発見される可能性のある共鳴天体の数と軌道分布を予測します。
TOI-4010: 巨大な長周期惑星を伴う 3 つの大きな短周期惑星からなるシステム
| Title |
TOI-4010:_A_System_of_Three_Large_Short-Period_Planets_With_a_Massive_Long-Period_Companion |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Andrew_Vanderburg,_Chelsea_X._Huang,_M._Ryleigh_Davis,_Laura_Affer,_Andrew_Collier_Cameron,_David_Charbonneau,_Rosario_Cosentino,_Mario_Damasso,_Xavier_Dumusque,_A._F._Martnez_Fiorenzano,_Adriano_Ghedina,_R._D._Haywood,_Florian_Lienhard,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Michel_Mayor,_Francesco_Pepe,_Matteo_Pinamonti,_Ennio_Poretti,_Jes\'us_Maldonado,_Ken_Rice,_Alessandro_Sozzetti,_Thomas_G._Wilson,_St\'ephane_Udry,_Jay_Baptista,_Khalid_Barkaoui,_Juliette_Becker,_Paul_Benni,_Allyson_Bieryla,_Pau_Bosch-Cabot,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Elise_Evans,_Trent_J._Dupuy,_Maria_V._Goliguzova,_Pere_Guerra,_Adam_Kraus,_Jack_J._Lissauer,_Daniel_Huber,_Felipe_Murgas,_Enric_Palle,_Samuel_N._Quinn,_Boris_S._Safonov,_Richard_P._Schwarz,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspek,_Joshua_Winn,_Zahra_Essack,_Hannah_M._Lewis,_and_Mark_E._Rose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05308 |
私たちは、TESSによってセクター24、25、52、および58で観測された金属豊富なK矮星であるTOI-4010(TIC-352682207)を通過する3つの系外惑星の確認を報告します。これらの惑星をHARPS-N動径速度観測で確認し、測定しました。8～12%の精度で質量を測定します。TOI-4010bは海王星の亜星です($P=1.3$日、$R_{p}=3.02_{-0.08}^{+0.08}~R_{\oplus}$、$M_{p}=11.00_{-1.27}^{+1.29}~M_{\oplus}$)は暑い海王星の砂漠にあり、伴星が知られている数少ない惑星の1つです。一方、TOI-4010c($P=5.4$日、$R_{p}=5.93_{-0.12}^{+0.11}~R_{\oplus}$、$M_{p}=20.31_{-2.11}^{+2.13}~M_{\oplus}$)およびTOI-4010d($P=14.7$日、$R_{p}=6.18_{-0.14}^{+0.15}~R_{\oplus}$,$M_{p}=38.15_{-3.22}^{+3.27}~M_{\oplus}$)は、短周期軌道上にある同様の大きさの亜土星です。動径速度観測により、長周期の離心軌道にあるTOI-4010eと呼ばれる超木星質量伴星も明らかになった(利用可能な観測に基づくと$P\sim762$日および$e\sim0.26$)。TOI-4010は、これまでに発見された複数の短周期亜土星を持つ数少ない星系の1つです。
トラピスト 1 型内惑星の大気不検出が外惑星の大気保持見通しに与える影響
| Title |
Implications_of_atmospheric_non-detections_for_Trappist-1_inner_planets_on_atmospheric_retention_prospects_for_outer_planets |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05397 |
JWSTによるトラピスト1bの二次日食観測では、熱の再分布により観測された~500Kよりも低い昼側の発光温度が得られると予想されるため、~1barを超える大気はどうやら好まれないようです。トラピスト1惑星の同様の密度と、後期M型矮星の周りの大気浸食の理論的可能性を考慮すると、この観察は、外惑星にも相当な大気が存在する可能性は低いことを示唆していると考えられるかもしれません。しかし、大気の浸食と補充を支配するプロセスは、内惑星と外惑星では根本的に異なります。ここでは、大気内部進化モデルを使用して、大気のないトラピスト-1b(およびc)が星の進化を弱く制限するだけであり、外惑星eとfが実質的な大気を保持する確率はほとんど変化しないことを示しています。これは、トラピスト1系の惑星の初期の揮発性在庫が高度に相関している場合でも当てはまります。この結果の理由は、bとcは明らかに温室暴走限界の内側に位置しており、XUV駆動による最大8Gyrの流体力学的脱出を経験した可能性があるためです。この環境における完全な大気浸食は、恒星の進化とエスケープパラメータ化を弱く制限するだけです。対照的に、eとfはハビタブルゾーン内に存在し、トラピスト1号のプレメインシーケンス中に比較的短い水蒸気大気を経験した可能性が高く、その結果、パラメーター空間の広い範囲にわたって完全な大気浸食が起こる可能性は低いままです(eとfはハビタブルゾーン内に大気を保持します)。モデルの最大98%が実行されます)。当然のことながら、すべてのトラピスト1惑星が揮発性の貧弱な惑星を形成し、今日ではすべて空気が存在しない可能性は依然としてあります。しかし、b(およびc)には空気がないため、これは必要ありません。そのため、eとfのJWST通過分光法は、ハビタブルゾーンの地球型惑星の大気を特徴づける短期的な最良の機会であり続けます。
$\alpha$-bimodality の蔓延: M31 における最初の JWST $\alpha$-abundance 結果
| Title |
The_Prevalence_of_the_$\alpha$-bimodality:_First_JWST_$\alpha$-abundance_Results_in_M31 |
| Authors |
David_L._Nidever,_Karoline_Gilbert,_Erik_Tollerud,_Charles_Siders,_Ivanna_Escala,_Carlos_Allende_Prieto,_Verne_Smith,_Katia_Cunha,_Victor_P._Debattista,_Yuan-Sen_Ting,_and_Evan_N._Kirby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04688 |
M31円盤内の$\alpha$存在量を研究するためのJWSTNIRSpecプログラムの初期結果を紹介します。天の川銀河には、化学的に定義された2つの円盤(低$\alpha$円盤と高$\alpha$円盤)があり、それぞれ薄い円盤と厚い円盤と密接に関係しています。2つの集団の起源とそれらの間の$\alpha$-二峰性は完全には明らかではありませんが、現在、観察された特徴を再現できるモデルがいくつかあります。モデルを制約し、起源を特定するのを助けるために、私たちは、M31円盤内の星も$\alpha$存在量の二峰性を示すかどうかを判断するために、JWSTNIRSpecを使用してM31円盤の化学存在量の研究を行いました。M31中心から18kpcの投影距離で、単一のNIRSpecフィールドで約100個の星が観察されました。抽出された1次元スペクトルの平均信号対雑音比は85で、統計的金属量精度は0.016dex、$\alpha$-存在量精度は0.012dex、動径速度精度は8km/sになります。最初の結果は、天の川銀河とは対照的に、M31円盤には$\alpha$双峰性がなく、低$\alpha$系列も存在しないことを示しています。恒星の集団全体は、高い星形成率を持ったMWの高アルファ成分と非常によく似た単一の化学配列に沿っています。これはやや予想外ではありますが、M31ディスクの速度分散がMWよりも大きく、厚い成分が大半を占めていることが判明した他の研究に基づくと、この結果はそれほど驚くべきものではありません。M31にはMWよりも活発な降着と合体の歴史があり、これが化学的な違いを説明している可能性があります。
DELVE 6: マゼラン雲の外れにある古代の超暗い星団
| Title |
DELVE_6:_An_Ancient,_Ultra-Faint_Star_Cluster_on_the_Outskirts_of_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
W._Cerny,_A._Drlica-Wagner,_T._S._Li,_A._B._Pace,_K._A._G._Olsen,_N._E._D._No\"el,_R._P._van_der_Marel,_J._L._Carlin,_Y._Choi,_D._Erkal,_M._Geha,_D._J._James,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_P._Massana,_G._E._Medina,_A._E._Miller,_B._Mutlu-Pakdil,_D._L._Nidever,_J._D._Sakowska,_G._S._Stringfellow,_J._A._Carballo-Bello,_P._S._Ferguson,_N._Kuropatkin,_S._Mau,_E._J._Tollerud,_A._K._Vivas_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04690 |
我々は、DECamLocalVolumeExploration(DELVE)調査の2回目のデータリリースで特定された超微光星系であるDELVE6の発見を紹介します。その構造と星の数に対する最尤フィットに基づいて、DELVE6は古く($\tau>9.8$Gyr、95%の信頼度)、金属が乏しい($\rm[Fe/H]<-1.17$dex、信頼度95%)絶対等級$M_V=-1.5^{+0.4}_{-0.6}$mag、方位平均半光半径$r_{1/2の恒星系}=10^{+4}_{-3}$個。これらの特性は、最近の調査で明らかになった超暗い星団の集団と一致しています。興味深いことに、DELVE6は小マゼラン雲(SMC)の中心から$\sim10\deg$の角度分離に位置しており、これはシステムの観測距離を考慮すると$\sim20$kpcの三次元物理的分離に相当します。($D_{\odot}=80$kpc)。これはまた、この系$\sim35$kpcを大マゼラン雲(LMC)の中心から配置し、LMCの暗黒物質ハローのサイズに関する最近の制約内に位置します。$\textit{Gaia}$からのデータを使用してDELVE6の固有運動を暫定的に測定します。これにより、システムとLMC/SMC間の潜在的な関連性が裏付けられることがわかりました。その起源を特定するには将来の運動学的測定が必要であるが、DELVE6はSMCに関連する2番目または3番目の古代($\tau>9$Gyr)星団のみ、または20個未満の古代星団のうちの1つを表している可能性があることを強調します。LMCと関連付けられています。それにもかかわらず、現時点では、この星系が遠方の天の川ハロー星団である可能性を排除することはできません。
ミリ波観測によるz$\およそ$1の静止銀河周囲の広範囲にわたる塵とフィードバックの証拠
| Title |
Evidence_of_Extended_Dust_and_Feedback_around_z$\approx$1_Quiescent_Galaxies_via_Millimeter_Observations |
| Authors |
Jeremy_Meinke,_Seth_Cohen,_Jenna_Moore,_Kathrin_B\"ockmann,_Philip_Mauskopf,_Evan_Scannapieco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04760 |
私たちは、南極望遠鏡(SPT)とアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)からの公開データを使用して、熱スニャエフ・ゼルドヴィッチ(tSZ)効果と、$z\約1.$の巨大な静止銀河の周囲の塵放出の半径方向のプロファイルを測定します。ダークエネルギーサーベイ(DES)と広視野赤外線サーベイエクスプローラー(WISE)からの調査データをもとに、平均恒星$\log_{10}(M_{\star}/\)を持つACTフィールド内の$387,627$の静止銀河を選択しました。rm{M_{\odot}})$/$11.40$。平均恒星$\log_{10}(M_{\star}/\rm{M_{\odot}})$が$11.36,$の$94,452$銀河のサブセットもSPTの対象となります。これらの銀河の周囲の$0.5$分角の半径ビンでは、$11\sigma$までのレベルでtSZプロファイルが検出され、$20\sigma$までのダストプロファイルが検出されます。両方のプロファイルは拡張されており、大きな半径でのダストプロファイルの傾きは銀河クラスタリング。$R=2.0$分角の円形開口内で積分することにより、熱エネルギーと塵の質量と星の質量を解析し、それらをフォワードモデル化されたべき乗則で当てはめて、測光星の質量の不確実性を補正します。オーバーラップサンプルと広域サンプルの平均対数恒星質量において、$E_{\rm{pk}}=6.45_{-1.52}^{+1.67}\times10^{のtSZから熱エネルギーを抽出します。60}{\rm{erg}}$および$8.20_{-0.52}^{+0.52}\times10^{60}{\rm{erg}},$は、中程度から高レベルの活動銀河核のフィードバック作用と最も一致します。環銀河媒体上で。対数恒星の平均質量における塵の質量は、$M_{\rm{d,pk}}=6.23_{-0.67}^{+0.67}\times10^{8}\rm{M_{\odot}}$と$6.76です。_{-0.56}^{+0.56}\times10^{8}\rm{M_{\odot}},$すると、塵と星の質量の関係が線形よりも大きいことがわかり、これは、より質量の大きい銀河ほど、私たちの研究にはより多くの塵が残っています。私たちの研究は、個々の銀河の周囲にミリ波データを積み重ねる現在の能力と、将来の使用の可能性を浮き彫りにしています。
GHOST 試運転による科学結果: 第 II 網目の化学的に特異な新しい星を特定
| Title |
GHOST_Commissioning_Science_Results:_Identifying_a_new_chemically_peculiar_star_in_Reticulum_II |
| Authors |
Christian_R._Hayes,_Kim_A._Venn,_Fletcher_Waller,_Jaclyn_Jensen,_Alan_W._McConnachie,_John_Pazder,_Federico_Sestito,_Andre_Anthony,_Gabriella_Baker,_John_Bassett,_Joao_Bento,_Gregory_Burley,_Jurek_Brzeski,_Scott_Case,_Edward_Chapin,_Timothy_Chin,_Eric_Chisholm,_Vladimir_Churilov,_Adam_Densmore,_Ruben_Diaz,_Jennifer_Dunn,_Michael_Edgar,_Tony_Farrell,_Veronica_Firpo,_Joeleff_Fitzsimmons,_Juan_Font-Serra,_Javier_Fuentes,_Colin_Ganton,_Manuel_Gomez-Jimenez,_Tim_Hardy,_David_Henderson,_Alexis_Hill,_Brian_Hoff,_Michael_Ireland,_Venu_Kalari,_Neal_Kelly,_Urs_Klauser,_Yuriy_Kondrat,_Kathleen_Labrie,_Sam_Lambert,_Lance_Luvaul,_Jon_Lawrence,_Jordan_Lothrop,_G._Scott_Macdonald,_Slavko_Mali,_Steve_Margheim,_Richard_McDermid,_Helen_McGregor,_Bryan_Miller,_Felipe_Miranda,_Rolf_Muller,_Jon_Nielsen,_Ryan_Norbury,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04804 |
ジェミニ高解像度光学分光器(GHOST)は、大口径望遠鏡用に開発された最新の高解像度分光器で、最近ジェミニ南望遠鏡に配備され試運転されました。この論文では、GHOST分光器の試運転中に得られた最初の科学結果を紹介します。私たちは、明るい金属の少ないベンチマーク星HD122563と、超微光矮銀河RetIIの2つの星を観測しました。そのうちの1つは以前に候補メンバーとして特定されていましたが、これまで詳細な化学存在量分析は行われていませんでした。この星(GDR30928)は、RetIIの正真正銘のメンバーであることが判明しており、スペクトル合成分析から、いくつかの軽元素(C、N、O、Na、Mg、Si)に加えて、他の多くのRetIIスターと同様にrプロセスの強化が特徴です。この星の軽元素の増加は、他の超微光銀河のCEMPのない星で見られる存在量パターンに似ており、r過程とは独立した発生源によって生成されたと考えられています。これらの異常な存在量パターンは、最も初期の世代の星によって生成される可能性のある、弱い超新星によって生成されると考えられています。
親愛なるマゼラン雲の皆さん、おかえりなさい！
私たちは、大マゼラン雲(LMC)が天の川の周りを2回目の通過中であるというシナリオを提案します。一連の調整されたN体シミュレーションを使用して、このような軌道が両方の銀河の質量分布と相対速度に関する現在の観測上の制約と一致していることを実証します。LMCの前回の中心近傍通過は、5～10ギル前に、現在の衛星数を維持するには十分な距離>～100kpcの距離で発生した可能性があります。LMCによって引き起こされる天の川ハローの摂動は、第1通過シナリオとほぼ同じに見えますが、LMCの破片の分布は第2通過モデルの方がかなり広範囲です。私たちは、ローカルグループの矮小銀河について、現在および過去のマゼラン系との関連の可能性を調査し、現在の10～11個のLMC衛星に加えて、マゼラン系が地球誕生後に失われた銀河をさらに4～6個もたらした可能性があることを発見しました。最初の周囲の通路。特に、古典的な矮星のうちの4つ、りゅうこつ座、りゅう座、こぐま座、こぐま座はそれぞれ、かつてマゼラン星系に属していた確率が約50%であるため、「衛星面」という難問の説明の可能性が得られます。
天の川銀河系外層における高密度のガスと星の形成
| Title |
Dense_gas_and_star_formation_in_the_Outer_Milky_Way |
| Authors |
Jonathan_Braine,_Yan_Sun,_Yoshito_Shimajiri,_Floris_F.S._van_der_Tak,_Min_Fang,_Philippe_Andr\'e,_Hao_Chen,_and_Yu_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05013 |
我々は、13.7メートルのデリンハ望遠鏡を使用して、銀河中心半径14～22kpcの極外銀河のHCN(1-0)線とHCO$^+$(1-0)線の地図とスペクトルを提示する。9つの分子雲は、外側象限のCO/$^{13}$CO調査から選択された。目標は、これらの十分に研究されていない太陽系下の金属領域における分子雲の構造と星形成との関係をより深く理解することです。線はすべて狭く、半分の出力で2km/s未満であるため、より強力な発生源でのHCN超微細構造の検出が可能になり、超微細衝突率を観察的にテストできるようになります。超細線比は、HCN発光が光学的に薄いことを示しており、カラム密度はN(HCN)~$3x10^{12}$\scmと推定されています。HCO$^+$の放出は、HCNの約2倍強く(すべての成分の合計として計算)、同様に強い内側の銀河や近くの銀河とは対照的です。存在比$\chi_{HCN}/\chi_{HCO^+}=3$の場合、n(H2)$\sim10^3-10^4$の高密度ガスに対する比較的低密度の解が必要です。\ccm。$^{12}$CO/$^{13}$CO線比は、このような大きな半径では$^{13}$COの存在量が低いと予想されるにもかかわらず、太陽近傍の値とほぼ7.5に似ています。HCO$^+$/COおよびHCO$^+$/$^{13}$COの積分強度比もそれぞれ約1/35および1/5で標準です。HCNはCO排出量に比べて弱く、すべての超微細成分を合計した後でもHCN/CO$\sim1/70$となります。ここで観測されたパーセクスケールでは、銀河系外研究では標準的な24~$\μ$m放出によって追跡される星形成と、HCNまたはHCO$^+$放出による高密度ガスとの相関関係は乏しいが、おそらくこれは次のような理由によるものである。ダイナミックレンジの欠如。おそらく圧力が低いため、最も密度の低いガス部分が高銀河緯度(面上b>2、h>300pc)の源にあることがわかりました。
機械学習を使用した銀河系外電波探査用のマルチバンド AGN-SFG 分類器
| Title |
A_multi-band_AGN-SFG_classifier_for_extragalactic_radio_surveys_using_machine_learning |
| Authors |
J._Karsten,_L._Wang,_B._Margalef-Bentabol,_P._N._Best,_R._Kondapally,_A._La_Marca,_R._Morganti,_H.J.A._R\"ottgering,_M._Vaccari,_J._Sabater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05062 |
銀河系外電波連続体調査は、銀河の進化と宇宙論の研究においてますます重要な役割を果たしています。明るい端では電波銀河と電波クエーサーが優勢ですが、星形成銀河(SFG)と電波が静かな活動銀河核(AGN)はより暗い光束密度でより一般的です。私たちの目的は、連続電波調査においてAGNとSFGを効率的かつ確実に分離できる機械学習分類器を開発することです。当社は、3つのLOFARディープフィールド(ロックマンホール、うしかい、ELAIS-N1)で光勾配ブースティングマシン(LGBM)を使用して、SFGとAGNの教師あり分類を実行します。これにより、幅広い高品質の多波長データと分類ラベルの恩恵を受けることができます。広範なスペクトルエネルギー分布(SED)解析から得られます。トレーニング済みモデルのSFGの精度は0.92(0.01)、再現率は0.87(0.02)です。AGNの場合、モデルのパフォーマンスはわずかに悪く、精度は0.87(0.02)、再現率は0.78(0.02)です。これらの結果は、トレーニングされたモデルが詳細なSED分析から得られた分類ラベルを正常に再現できることを示しています。モデルのパフォーマンスは、主にトレーニングサンプルサイズが小さいため、赤方偏移が大きくなるにつれて低下します。分類器を他の電波銀河調査にさらに適合させるために、SEDの多波長サンプリングが不十分な場合に分類器がどのように動作するかについても調査します。特に、遠赤外線(FIR)帯域と無線帯域が非常に重要であることがわかりました。また、一部の測光帯域でS/Nが高くなると、モデルのパフォーマンスが大幅に向上することもわかりました。150MHzの無線データの使用に加えて、このモデルは1.4GHzの無線データでも使用できます。1.4GHzから150MHzの無線データを変換すると、精度で約4%、再現率で約3%パフォーマンスが低下します。最終的にトレーニングされたモデルは、https://github.com/Jesper-Karsten/MBASCで公開されています。
FASTはM94が合併したという新たな証拠を明らかにする
| Title |
FAST_reveals_new_evidence_for_M94_as_a_merger |
| Authors |
Ruilei_Zhou_(1,2_and_3),_Ming_Zhu_(1,2,3_and_4),_Yanbin_Yang_(5),_Haiyang_Yu_(1,2_and_3),_Lixia_Yuan_(6),_Peng_Jiang_(1,3_and_4)_and_Wenzhe_Xi_(2_and_7)_((1)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_(3)_CAS_Key_Laboratory_of_FAST,_National_FAST,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(4)_Guizhou_Radio_Astronomical_Observatory,_Guizhou_University,_(5)_GEPI,_Observatoire_de_Paris,_CNRS,_(6)_Purple_Mountain_Observatory_and_Key_Laboratory_of_Radio_Astronomy,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(7)_Yunnan_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Kunming) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05080 |
我々は、口径500メートルの球面電波望遠鏡（FAST）による渦巻銀河M94に向けた初の高感度HI観測を報告する。これらの観察から、M94にはTHINGSで観察されたものよりも2倍大きい、非常に拡張したHI円盤があり、異なる距離にある1つのHIフィラメントと7つのHVC(高速雲)を伴うことがわかりました。これらの雲とフィラメントの投影距離は、銀河中心から50kpc未満です。総積分光束(すべての雲/フィラメントを含む)は127.3($\pm$1)Jykms$^{-1}$と測定され、これは(6.51$\pm$0.06)$\times$10$のHI質量に相当します。^{8}$M$_{\odot}$、これはTHINGSで観測された値より63.0%多いです。数値シミュレーションとHIマップおよびM94の光学的形態を比較することにより、M94はおそらく2つの銀河の主要な合体の残骸であり、HVCとHIフィラメントは合体の最初の衝突によって生じた潮汐特徴である可能性があることを示唆しています。約5ギル前の出来事です。さらに、投影距離109kpcで、光学的に対応するものが検出されずに、一見孤立したHI雲を発見しました。この雲の起源について、暗黒矮銀河やRELHIC（REionization-LimitedHICloud）などの可能性について議論しました。私たちの結果は、銀河の動的進化を理解する上で重要な拡散低温ガス構造や潮汐残骸を明らかにする上で、高感度かつ広視野のHIイメージングが重要であることを示しています。
Beyond Gaia DR3: Gaia RVS と畳み込みニューラル ネットワークを使用して、天の川円盤の内側から外側まで
[{\alpha}/M]-[M/H] の二峰性を追跡
| Title |
Beyond_Gaia_DR3:_tracing_the_[{\alpha}/M]-[M/H]_bimodality_from_the_inner_to_the_outer_Milky_Way_disc_with_Gaia_RVS_and_Convolutional_Neural-Networks |
| Authors |
G._Guiglion,_S._Nepal,_C._Chiappini,_S._Khoperskov,_G._Traven,_A._B._A._Queiroz,_M._Steinmetz,_M._Valentini,_Y._Fournier,_A._Vallenari,_K._Youakim,_M._Bergemann,_S._M\'esz\'aros,_S._Lucatello,_R._Sordo,_S._Fabbro,_I._Minchev,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_\v{S}._Mikolaitis,_and_J._Montalb\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05086 |
GaiaDR3は、CaIIトリプレット領域をカバーする約100万のRVSスペクトルをコミュニティに提供しました。次のGaiaデータリリースでは、RVSスペクトルの数が数1,000万のスペクトルから最終的には2億を超えるスペクトルに順次増加すると予想されます。したがって、星のスペクトルは「産業規模」で生成され、その数は現在および予想される地上調査のスペクトルをはるかに上回ります。ただし、これらのスペクトルの多くはS/Nが低く(ピクセルあたり15～25)、従来のスペクトル解析パイプラインに問題を引き起こすため、これらの大規模なデータセットを活用する代替方法を考案する必要があります。私たちは、GaiaRVSスペクトルをGaia製品のフルセットおよび高解像度、高品質の分光基準データセットと組み合わせることにより、機械学習技術の多用途性/機能を活用して、星のパラメータ化を強化することを目指しています。私たちは、GaiaDR3RVSスペクトル、測光(G、Bp、Rp)、視差、およびXP係数を組み合わせて、大気パラメータ(Teff、log(g)、および全体[M/H])および化学存在量([Fe/H]および[$\alpha$/M])。APOGEEDR17ラベルに基づく高品質のトレーニングサンプルを使用してCNNをトレーニングしました。このCNNを使用して、841,300個の星の均質な大気パラメータと存在量を導き出しました。これは、外部のデータセットと比べて顕著です。CNNはRVSデータのノイズに対して堅牢であり、非常に正確なラベルがS/N=15まで導出されます。私たちは、天の川銀河の内部領域から外部に至る[$\alpha$/M]-[M/H]の二峰性を特徴付けることに成功しました。これは、RVSスペクトルや同様のデータセットを使用しては行われたことがありませんでした。この研究は、機械学習とこのような多様なデータセット(分光法、天文測定、測光)を初めて組み合わせたものであり、将来のデータリリースからのGaia-RVSスペクトルの大規模な機械学習解析への道を開きます。
拡散銀河雲におけるOH-H2関係の調査
私たちは、星間H2の潜在的な分子トレーサーを特定するために、銀河の拡散雲におけるOH柱とH2柱の密度の間の相関関係を調査します。このため、ESO/VLTアーカイブから抽出した近紫外スペクトルを、既知のN(H2)を持つ17の視線(そのうち5つは新規)と、H2情報のない9つの視線に向けて分析します。N(OH)は、95%の信頼水準で、N(H2)とのわずかな相関関係のみを示します(10$^{20}$から2x10$^{21}$cm$^{-2}$)。直交距離回帰分析を使用して、N(OH)/N(H2)=(1.32+/-0.15)x10$^{-7}$を取得します。これは、近距離に基づく以前の推定値よりも約33%高くなります。紫外線データ。また、N(CH)/N(H2)=(3.83+/-0.23)x10$^{-8}$と、N(OH)=として、N(OH)とN(CH)の間に有意な相関関係が得られます。(2.61+/-0.19)xN(CH)、どちらも以前の結果と一致しています。数値モデルの予測との比較により、OHの吸収は0.5-5G0以下の放射線場で照射された拡散ガス(nH～50cm$^{-3}$)から生じ、CHは500cm$^{のより高い密度に関連していることが示される。-3}$。OHとCHの吸収を引き起こす拡散雲の性質における明らかな二分法は、(a)視線に沿った分光的に未解決の複数の雲の存在、または(b)密度勾配のいずれかによる可能性があると仮定します。単一の雲内の視線に沿って。
JADES の矮星 z~6-9 銀河の星形成と電離特性: バースト星形成と電離バブルの成長に関する洞察
| Title |
The_Star-forming_and_Ionizing_Properties_of_Dwarf_z~6-9_Galaxies_in_JADES:_Insights_on_Bursty_Star_Formation_and_Ionized_Bubble_Growth |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Lily_Whitler,_Michael_W._Topping,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stefano_Carniani,_St\'ephane_Charlot,_Zuyi_Chen,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_A._Lola_Danhaive,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Jakob_M._Helton,_Zhiyuan_Ji,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Erica_Nelson,_D\'avid_Pusk\'as,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_Hans-Walter_Rix,_Lester_Sandles,_Aayush_Saxena,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Fengwu_Sun,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05295 |
再電離は、弱い星形成銀河によって引き起こされると考えられていますが、この銀河集団を詳細に特徴付けることは長い間非常に困難なままでした。ここでは、JADESの深部9バンドNIRCamイメージングを利用して、数百の非常に紫外線の弱い天体($M_\mathrm{UV}>-18)を含む756個の$z\sim6-9$銀河の星形成と電離特性を研究します。$)。サンプル内の最も暗い($m\sim30$)銀河は通常、$M_\ast\sim(1-3)\times10^7$$M_\odot$の恒星質量と若い軽い年齢($\sim$50)を持っています。Myr)ですが、中にははるかに古い年齢を示唆する強いバルマーブレイクを示すものもあります($\sim$500Myr)。私たちのサンプルでは、非常に巨大な銀河($>3\times10^{10}$$M_\odot$)の証拠は見つかりませんでした。非常に暗い$z\sim6-9$銀河に向かって典型的な[OIII]$+$H$\beta$EWが大きく($>$2因子)減少していると推測されますが、UV光度のH$\alphaへの依存性は弱いと考えられます。$EWは$z\sim6$にあります。私たちは、サンプル内で最も紫外光度の高い銀河と比較して、より暗い銀河の金属量が体系的に低く、星形成の歴史が最近減少している場合に、これらのEW傾向が説明できることを実証します。私たちのデータは、最も明るい銀河が最近SFRの強い上昇を頻繁に経験しているという証拠を提供します。また、$M_\mathrm{UV}$とライマン連続体エスケープ率の間の強い相関関係によってEWの傾向がどのように影響を受けるかについても説明します。この別の説明は、宇宙の再電離に対する光度関数に沿った銀河の寄与に関して劇的に異なる意味を持ち、分光学的追跡調査の必要性を強調しています。最後に、JADESフットプリント内の2つの$z>7$強力なLy$\alpha$エミッタの周囲の測光過密度を定量化します。1つのLy$\alpha$エミッターは強い測光過密度の近くにありますが、もう1つは近くに顕著な過密度を示さず、おそらくすべての強い$z>7$Ly$\alpha$エミッターが大きなイオン化バブルの中に存在するわけではないことを示唆しています。
FRB20190520B の視線が前景の銀河団と交差する
| Title |
The_FRB20190520B_Sightline_Intersects_Foreground_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Khee-Gan_Lee,_Ilya_S._Khrykin,_Sunil_Simha,_Metin_Ata,_Yuxin_Huang,_J._Xavier_Prochaska,_Nicolas_Tejos,_Jeff_Cooke,_Kentaro_Nagamine,_Jielai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05403 |
繰り返される高速無線バーストFRB20190520Bは、赤方偏移$z_\mathrm{frb}=が低いにもかかわらず、その高い分散測定(DM$=1205\,pc\,cm^{-3}$)のおかげでFRB母集団の異常です。0.241ドル。この超過は、他の既知のFRBよりもはるかに大きい${DM_{host}}\約900\,\mathrm{pc\,cm^{-3}}$というホストの寄与によるものと考えられています。この論文では、2dF/AAOmega施設のFLIMFLAM調査の一環として得られたFRB20190520B場の分光観測について説明します。この観測により、$\およそ3\,\mathrm{deg}^2$の範囲で701個の銀河の赤方偏移が得られました。友達の友達グループファインダーを適用すると、複数の銀河グループと銀河団が明らかになり、それらの豊富さを数値シミュレーションからのフォワードモデルモックと比較することでハロー質量を推定しました。我々は、それぞれ$z=0.1867$と$z=0.2170$に2つの別々の$M_\mathrm{halo}>10^{14}\,M_\odot$銀河団を発見し、これらはFRBの視線と直接交差している。その特徴的な半径は$r_{200}$です。それらの推定DM寄与と拡散銀河間物質の寄与を差し引くと、ホストの寄与は$DM_{host}=467^{+140}_{-230}\,\mathrm{pc\,cm^{-と推定されます。3}}$または${DM_{host}}=339^{+122}_{-174}\,\mathrm{pc\,cm^{-3}}$(観測されたフレーム)ハローガスは$r_{200}$または$2\timesr_{200}$まで広がります。この大幅に小さい$DM_{host}$(もはや既知の最大値ではない)は、異常に高いガス温度を引き起こすことなく、ホスト銀河のH$\alpha$放出測定の推定値と一致します。また、散乱層の乱流ゆらぎと幾何学的増幅率を$FG\約3.9-7.5\,(\mathrm{pc^2\;km})^{-1/3}$と再推定します。この結果は、FRBの性質を理解し、宇宙論的探査機としての可能性を実現するために、FRB解析に前景データを組み込むことの重要性を示しています。
GRB 210619B: 新しい旋光計 MOPTOP による初のガンマ線バースト検出
| Title |
GRB_210619B:_first_gamma-ray_burst_detection_by_the_novel_polarimeter_MOPTOP |
| Authors |
M._Shrestha,_I._A._Steele,_S._Kobayashi,_R._J._Smith,_H._Jermak,_A._Piascik,_C._G._Mundell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04649 |
GRB~210619Bは明るく長いガンマ線バースト(GRB)であり、リバプール望遠鏡(LT)の新しい偏光計MOPTOPによって光学的に追跡されました。同装置による科学観測開始以来、初めてのGRB検出となった。MOPTOPは、SwiftBurstAlertTelescope(BAT)のトリガーから1388秒後にGRBの観測を開始しました。$R$バンドのライトカーブは、トリガー後2948秒のブレークタイムで壊れたべき乗則に従って減衰します。減衰指数の値は$\alpha_1=0.84\pm0.03$(ブレイク前)および$\alpha_2=0.54\pm0.02$(ブレイク後)であり、この観測はおそらく前方衝撃が支配的な段階であったことを示しています。分極の上限が$\sim7$\%であることがわかります。前方衝撃では、分極の主な原因は、低度の分極のみを生成する局所的な周囲媒体中の塵に起因すると予想されます。したがって、偏光が検出されないことは、この特定のバーストでは予想どおりです。
100ミリ秒未満の解像度のアルマ望遠鏡観測による、降着する巨大ブラックホールにおけるミリメートルとX線放射との密接な相関関係
| Title |
A_Tight_Correlation_Between_Millimeter_and_X-ray_Emission_in_Accreting_Massive_Black_Holes_from_<100_Milliarcsecond-resolution_ALMA_Observations |
| Authors |
Claudio_Ricci,_Chin-Shin_Chang,_Taiki_Kawamuro,_George_Privon,_Richard_Mushotzky,_Benny_Trakhtenbrot,_Ari_Laor,_Michael_J._Koss,_Krista_L._Smith,_Kriti_K._Gupta,_Georgios_Dimopoulos,_Susanne_Aalto,_Eduardo_Ros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04679 |
最近の研究では、近くの活動銀河核(AGN)で観察される核ミリメートル連続放射は、降着ブラックホールで遍在的に観察されるX線放射を引き起こすのと同じ電子集団によって生成される可能性があると提案されています。我々は、26個の硬X線($>10$keV)の選択された電波の量が制限された($<50$Mpc)サンプルに対する、専用の高空間分解能($\sim$60-100ミリ秒)のアルマ望遠鏡キャンペーンの結果を紹介します。静かなAGN。非常に高い検出率(25/26または$94^{+3}_{-6}\%$)が見つかりました。これは、降着中SMBHではミリ波長の核放出がほぼ遍在していることを示しています。我々の高分解能観測では、核（1-23pc）100GHzと固有X線放射（$0.22$dexの1$\sigma$散乱）との間に密接な相関関係があることが示された。100GHz連続体とX線放射との比は、柱密度、ブラックホールの質量、エディントン比、星形成速度との相関を示さず、これは100GHz放射が非常に長い期間にわたるSMBH降着の代用として使用できることを示唆しています。これらのパラメータは広範囲に渡ります。電波の静かなAGNにおける100GHzとX線放射との強い相関関係を利用して、観測された2-10keV($F^{\rmobs}_{2-10\rm\)間の比率に基づいて柱密度を推定することができます。,keV}$)および100GHz($F_{100\rm\,GHz}$)の磁束。具体的には、$\log(F^{\rmobs}_{2-10\rm\,keV}/F_{100\rm\,GHz})\leq3.5$という比率は、音源が非常に不明瞭であることを強く示唆しています[$\log(N_{\rmH}/\rmcm^{-2})\gtrsim23.8$]。私たちの研究は、アルマ望遠鏡連続体観測が、非常に不明瞭なAGN(100GHzで光学深さ1まで、つまり$N_{\rmH}\simeq10^{27}\rm\,cm^{-2})を検出できる可能性を示しています。$)、現在のX線設備では調査できない$<100$pcの分離を持つバイナリSMBHを識別します。
RelSIM: セル内粒子シミュレーションのための相対論的半陰的手法
我々は、天体物理プラズマのパーティクル・イン・セル（PIC）シミュレーションのための新しい相対論的半陰的手法（RelSIM）を提案し、実稼働の準備ができたコードフレームワークに実装します。陽的PIC法は宇宙プラズマをシミュレートするための信頼できるツールとして天体物理学のコミュニティで広く認識されていますが、陰的法はほとんど研究されていません。これは、最先端のシミュレーションに適用できる信頼性の高い相対論的陰的PIC定式化が存在しないことが部分的に原因です。私たちは、このギャップを埋めるためにRelSIMを提案します。私たちの新しい方法は比較的単純で、非線形反復がなく、場方程式のグローバルな線形解のみを必要とします。一連の標準化された1次元および2次元テストを使用して、RelSIMは、特に特徴的なプラズマスケール(表皮深さとプラズマ周波数)が大きい場合に、標準の陽的PICよりも総エネルギーの数値誤差がはるかに小さく、より正確な結果を生成することを実証します。数値グリッドでは解像度が不十分です。構造上、RelSIMは、もともと相対論的領域での半陰的PICシミュレーション用に提案された相対論的陰的モーメント法(RelIMM)よりもはるかに優れたパフォーマンスを発揮します。私たちの結果は、天体物理プラズマの大規模（期間と領域サイズの点で）PICシミュレーションを実行することを約束し、標準の明示的なPICコードではアクセスできない物理領域に到達する可能性があります。
IGR J15038-6021 を巨大白色矮星を含む磁気CVとして分類
| Title |
Classifying_IGR_J15038-6021_as_a_magnetic_CV_with_a_massive_white_dwarf |
| Authors |
John_A._Tomsick,_Snehaa_Ganesh_Kumar,_Benjamin_M._Coughenour,_Aarran_W._Shaw,_Koji_Mukai,_Jeremy_Hare,_Maica_Clavel,_Roman_Krivonos,_Francesca_M._Fornasini,_Julian_Gerber,_Alyson_Joens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04691 |
大変動変数(CV)は、伴星からの白色矮星(WD)降着物質からなる連星系です。CVの観測は、降着円盤、コンパクト天体の物理学、古典新星、最終的にIa型超新星(SN)で終わる可能性のある連星とWDの進化について学ぶ機会を提供します。Ia型SNeにはチャンドラセカール限界に達するWDまたはWDの結合が含まれるため、WD質量測定はCVからIa型SNへの経路を解明するために特に重要です。中間極（IP）タイプのCVの場合、WD質量は降着柱内の物質の制動放射温度に関連しており、通常はX線エネルギーでピークに達します。したがって、INTEGRAL衛星によって発見されたものなど、最も強い硬X線放射を持つIPは、最も高い質量を持つと予想されます。ここでは、XMM-Newton、NuSTAR、IGRJ15038-6021の光学観測について報告します。X線の周期性が1678+/-2秒であることがわかり、これをWDスピン周期と解釈します。0.3～79keVスペクトルをWD質量と衝撃後温度の関係を使用するモデルに当てはめることにより、1.36+0.04～0.11MsunのWD質量が測定されます。これは、チャンドラセカールの限界に近い質量を持つWDを持つIGRJ14091-6108の以前の研究に続くものです。我々は、これらが両方とも大規模なWDを有する知財の間で異常値であることを実証し、WD大量研究の文脈での結果とWD大量進化への影響について議論します。
キロノバ近赤外線スペクトルにおけるセリウムの特徴：化学的に特異な星からの示唆
| Title |
Cerium_features_in_kilonova_near-infrared_spectra:_implication_from_a_chemically_peculiar_star |
| Authors |
Masaomi_Tanaka,_Nanae_Domoto,_Wako_Aoki,_Miho_N._Ishigaki,_Shinya_Wanajo,_Kenta_Hotokezaka,_Kyohei_Kawaguchi,_Daiji_Kato,_Jae-Joon_Lee,_Ho-Gyu_Lee,_Teruyuki_Hirano,_Takayuki_Kotani,_Masayuki_Kuzuhara,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Motohide_Tamura,_Akitoshi_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04697 |
中性子星合体イベントGW170817によるキロノバの観測により、中性子星合体によるr過程元素合成を直接研究する方法が開かれた。しかし、特に近赤外波長における完全な原子データが不足しているため、キロノバスペクトル内の個々の元素を特定することは困難です。この論文では、重元素の存在量が増加した化学的に特異な星のスペクトルが、キロノバスペクトルの優れた天体物理学実験室を提供できることを実証します。化学的に特異な後期B型星HR465の光球は、合体後$\sim2.5$日のキロノバの線形成領域の光球と同様のランタニド存在量とイオン化度を有することを示した。すばる/IRDで撮影したHR465の近赤外スペクトルは、CeIII線が16,000A付近で最も強い吸収特性を示し、これらの線の周囲には他に比較的強い遷移がないことを示しています。CeIII線は、GW170817で観察されたv=0.1cの青方偏移を持つ14,500Aでの幅広い吸収特徴とよく一致しており、この特徴はDomotoらによる最近の同定を裏付けるものです。（2022年）。
ツヴィッキー過渡施設からの双峰 Ibc 型超新星における超新星前の質量損失の調査
| Title |
Probing_pre-supernova_mass_loss_in_double-peaked_Type_Ibc_supernovae_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Kaustav_K._Das,_Mansi_M._Kasliwal,_Jesper_Sollerman,_Christoffer_Fremling,_I.Irani,_Shing-Chi_Leung,_Sheng_Yang,_Samantha_Wu,_Jim_Fuller,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_C._Barbarino,_Thomas_G._Brink,_Kishalay_De,_Alison_Dugas,_Steven_L._Groom,_George_Helou,_K-Ryan_Hinds,_Anna_Y._Q._Ho,_Viraj_Karambelkar,_S.R._Kulkarni,_Daniel_A._Perley,_Josiah_Purdum,_Nicolas_Regnault,_Steve_Schulze,_Yashvi_Sharma,_Tawny_Sit,_Gokul_P._Srinivasaragavan,_Robert_Stein,_Kirsty_Taggart,_Leonardo_Tartaglia,_Anastasios_Tzanidakis,_Avery_Wold,_Lin_Yan,_Yuhan_Yao,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04698 |
超新星(SN)爆発に先立つ大質量星の噴火による質量損失は、その進化と終焉の運命を理解する鍵となります。SN前の質量損失の観察上の特徴は、SNの光曲線における放射性電力のピークに先立つ初期の短命のピークの検出です。これは通常、拡張エンベロープまたは星周媒体(CSM)を通過するSNショックに起因すると考えられます。このような初期ピークは、拡張された水素エンベロープを持つ二重ピークのIIb型SNeでは一般的ですが、非常にコンパクトな前駆体を持つ通常のIbc型SNeではまれです。この論文では、ZwickyTransientFacilityによって検出された475個のIbc型SNeのうち、14個の双峰型IbcSNeのサンプルを系統的に研究しました。これらのイベントの発生率は、Ibc型SNeの約3～9%です。最初のピークと2番目のピークのピーク輝度の間には強い相関関係が見られます。私たちは、このサンプルの測光特性と分光特性の総合的な分析を実行します。6つのSNeの噴出質量が1.5Msun未満であることがわかりました。星雲のスペクトルと光曲線の特性に基づいて、これらの前駆体の質量は約12Msun未満であると推定されます。残りは、噴出物の質量が2.4Msunを超え、前駆体の質量がより大きくなります。このサンプルは、前駆体の質量が低いSNeが後期に二成分物質移動を受けることを示唆しています。一方、前駆体の質量がより大きいSNeは、波動による質量損失または脈動対の不安定性による質量損失のシミュレーションと一致しています。
| Title |
Multimessenger_Emission_from_the_Accretion_Induced_Collapse_of_White_Dwarfs |
| Authors |
Lu\'is_Felipe_Longo_Micchi_and_David_Radice_and_Cecilia_Chirenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04711 |
我々は、白色矮星（WD）の降着誘起崩壊（AIC）の完全に一般相対論的な三次元数値シミュレーションを提示します。私たちは、電子捕獲により崩壊する3つの異なるWDモデル(非回転、ケプラー質量放出限界の80%および99%で回転)を進化させました。これらの各モデルについて、重力波(GW)、ニュートリノ、および対応する電磁波の詳細な分析を提供し、それらの検出可能性について議論します。私たちの結果は、高速回転するAICが、第3世代GW天文台では最大8Mpcの距離、LIGOでは最大1Mpcの距離まで検出可能であることを示唆しています。AIC前駆体は、その降着履歴により大きな角運動量を持つと予想されており、これが核崩壊超新星(CCSNe)と比較して強いGW放射の決定要因となっています。ニュートリノ放出に関しては、AICとCCSNeの間に有意な差は見つかりませんでした。電磁スペクトルでは、AICはIa型超新星より2桁暗いことがわかります。私たちの職場では、AICを、第3世代の地上設置型GW検出器を使用した将来のマルチメッセンジャー検索の現実的なターゲットとして位置づけています。
メシエ 101 の SN 2023ixf: 近くの II 型超新星における高密度の星周物質の光イオン化
| Title |
SN_2023ixf_in_Messier_101:_Photo-ionization_of_Dense,_Close-in_Circumstellar_Material_in_a_Nearby_Type_II_Supernova |
| Authors |
W._V._Jacobson-Galan,_L._Dessart,_R._Margutti,_R._Chornock,_R._J._Foley,_C._D._Kilpatrick,_D._O._Jones,_K._Taggart,_C._R._Angus,_S._Bhattacharjee,_L._A._Braff,_D._Brethauer,_A._J._Burgasser,_F._Cao,_C._M._Carlile,_K._C._Chambers,_D._A._Coulter,_E._Dominguez-Ruiz,_C._B._Dickinson,_T._de_Boer,_A._Gagliano,_C._Gall,_H._Gao,_E._L._Gates,_S._Gomez,_M._Guolo,_M._R._J._Halford,_J._Hjorth,_M._E._Huber,_M._N._Johnson,_P._R._Karpoor,_T._Laskar,_N_LeBaron,_Z._Li,_Y._Lin,_S._D._Loch,_P._D._Lynam,_E._A._Magnier,_P._Maloney,_D.J._Matthews,_M._McDonald,_H.-Y._Miao,_D._Milisavljevic,_Y.-C._Pan,_S._Pradyumna,_C._L._Ransome,_J._M._Rees,_A._Rest,_C._Rojas-Bravo,_N._R._Sandford,_L._Sandoval_Ascencio,_S._Sanjaripour,_A._Savino,_H._Sears,_N._Sharei,_S._J._Smartt,_E._R._Softich,_C._A._Theissen,_S._Tinyanont,_H._Tohfa,_V._A._Villar,_Q._Wang,_R._J._Wainscoat,_A._L._Westerling,_E._Wiston,_M._A._Wozniak,_S._K._Yadavalli,_and_Y._Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04721 |
我々は、メシエ101にある6.9MpcのタイプIISNである超新星(SN)2023ixfの紫外光学観測とモデルを紹介します。主にリック天文台で得られたSN2023ixfの初期（「フラッシュ」）分光法では、狭いコアと広く対称的な翼が生えているHI、HeI/II、CIV、NIII/IV/Vの輝線が明らかになった。ショックブレイクアウト前に始原星の周囲に存在する高密度の星周物質（CSM）の光イオン化によるもの。これらの電子散乱の広がった線プロファイルは、最初の光に関して$\sim$8日間持続し、その時点でドップラーは最速のSN噴出物の形態から特徴を広げ、$r\gtrsim10^{15}$でのCSM密度の減少を示唆しています。cm。SN2023ixfの初期光度曲線は、典型的なII型より$\gtrsim2$等明るいピーク絶対等級(例:$M_{u}=-18.6$mag、$M_{g}=-18.4$mag)を示しています。超新星、この測光ブーストは、CSM相互作用から供給される衝撃力とも一致します。SN2023ixfと、非LTE放射伝達コードCMFGENおよび放射流体力学コードHERACLESの光度曲線およびマルチエポックスペクトルモデルのグリッドとの比較は、$r=(0.5-1)に限定された高密度の太陽金属性、CSMを示唆しています。\times10^{15}$cm、前駆体の質量損失率は$\dot{M}=10^{-2}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。$v_w=50$kms$^{-1}$の仮定された前駆風速度の場合、これは最後の$\sim$3-6の間の質量損失の増大(すなわち、「超風」段階)に相当します。爆発の数年前。
GRMHD 向けの正性保持適応次数有限差分スキーム
| Title |
A_positivity-preserving_adaptive-order_finite-difference_scheme_for_GRMHD |
| Authors |
Nils_Deppe,_Lawrence_E._Kidder,_Saul_A._Teukolsky,_Marceline_S._Bonilla,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Yoonsoo_Kim,_Mark_A._Scheel,_William_Throwe,_Nils_L._Vu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04755 |
我々は、不連続部での正性とロバスト性を保証しながら、ショックや不連続性から離れた高次の解を可能にする、適応次数の正性を保持する保守的な有限差分スキームを提案します。これは、再構築された多項式の最高モードでの相対パワーを監視し、多項式級数が収束しなくなったときに次数を下げることによって実現されます。私たちのアプローチは多次元最適順序検出(MOOD)戦略に似ていますが、いくつかの点で異なります。このアプローチは先験的であるため、時間ステップを再度実行する必要はありません。また、計算天体物理学や数値相対性理論で大きな注目を集めている正の値を保持するフラックスリミッターと簡単に組み合わせることができます。この組み合わせにより、最終的には再構築中と時間ステップ実行中の両方で物理的な解決策が保証されます。非常に難しい1d、2d、および3dの一般相対論的磁気流体力学テスト問題の標準スイートを使用して、この方法の機能を実証します。
遠くのブレーザーからの超高エネルギー $\gamma$ 線の伝播
超高エネルギー赤方偏移(VHE)$\gamma$線光子指数の可能な依存性を再導出します。この結果は、VHE$\gamma$線に対する宇宙の透明度が通常の予想よりも高まっていることを示唆しています。この現象を説明するために、銀河系外背景光(EBL)と光子からアクシオン様粒子(ALP)への振動を導入します。赤方偏移$z\simeq1$までの70個のブレーザーに集中して分析します。この相関関係が単にEBLによるVHE光子の光子間吸収の結果であると仮定すると、特に赤方偏移$0.2<z<1$での予測と観測の間の偏差が見つかります。次に、ブレーザーのVHE$\gamma$線スペクトルに対する光子ALP振動の影響について議論する。強力な証拠は次のことを示しています:1)EBL減衰の結果、VHE$\gamma$線光子指数は赤方偏移$0.03<z<0.2$の範囲で非線形に増加します。2)光子ALP振動は、赤方偏移$0.2<z<1$の範囲でVHE$\gamma$線光子指数に魅力的な特性をもたらす。私たちは、EBL吸収と光子ALP振動の両方が、遠くのブレーザーからのVHE$\gamma$線の伝播に影響を与える可能性があることを示唆しています。
近くの核崩壊超新星SN2023ixfからの初期の硬X線
| Title |
Early_hard_X-rays_from_the_nearby_core-collapse_supernova_SN2023ixf |
| Authors |
Brian_W._Grefenstette,_Murray_Brightman,_Hannah_P._Earnshaw,_Fiona_A._Harrison,_Raffaella_Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04827 |
我々は、近くにあるM101のSN2023ixf(d=6.9Mpc)のNuSTAR観測を紹介します。これは、これまで$\deltat\about$4-dおよび$\deltatでの非相対論的星の爆発を硬X線で検出したものとしては最も早いものです。\約$11-d.このスペクトルは、時間とともに減少する中性水素柱を伴う厚い中性媒質を通過する$T>25\rm{keV}$の高温の制動放射連続体によってよく説明されます(初期$N_{\rm{Hint}}=2.6)\times10^{23}\rm{cm^{-2}}$)。SN2020jlなどの他の強く相互作用するSNeと同様に、顕著な中性FeK$\alpha$輝線が明確に検出されます。時間とともに急速に減少する固有吸収は、高密度だが閉じ込められた星周媒体(CSM)の存在を示唆しています。吸収される広帯域X線の光度(0.3～79keV)は、両方のエポックで$L_{X}\約2.5\times10^{40}$ergs$^{-1}$であり、全体のXが増加します。-吸収柱の減少に関連する光線束。これらの観測結果を、SN衝撃と高密度媒体の相互作用から生じる熱制動放射という文脈で解釈すると、$n_{\rm{CSM}}\約4\times10^{8}\を超える大きな粒子密度が推測されます。$r<10^{15}\rm{cm}$でのrm{cm^{-3}}$、$\dotM\about3\times10^{-4の強化された前駆体の質量損失率に相当想定される風速$v_w=50$kms$^{-1}$の場合、}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$。
FSRQ 3C 454.3 のダブル SSA スペクトルと磁場強度
| Title |
Double_SSA_Spectrum_and_Magnetic_Field_Strength_of_the_FSRQ_3C_454.3 |
| Authors |
Hyeon-Woo_Jeong_(1_and_2),_Sang-Sung_Lee_(1_and_2),_Whee_Yeon_Cheong_(1_and_2),_Jae-Young_Kim_(3_and_4),_Jee_Won_Lee_(2),_Sincheol_Kang_(2),_Sang-Hyun_Kim_(1_and_2),_B._Rani_(5_and_2_and_6),_Jongho_Park_(2),_Mark_A._Gurwell_(7)_((1)_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology,_Republic_of_Korea_(2)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Atmospheric_Sciences,_Kyungpook_National_University,_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(6)_Department_of_Physics,_American_University,_(7)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04888 |
ブレーザー3C~454.3の無線多重周波数($\rm3-340~GHz$)の研究結果を紹介します。光学的に薄い発光に対応する静止スペクトルを差し引いた後、広帯域スペクトルに2つの個別のシンクロトロン自己吸収(SSA)の特徴が見つかりました。1つのSSAは、$\rm3-37~GHz$の範囲の比較的低いターンオーバー周波数($\nu_{\rmm}$)を持っていました(より低い$\nu_{\rmm}$SSAスペクトル、LSS)、もう1つは、$\rm55-124~GHz$という比較的高い$\nu_{\rmm}$(より高い$\nu_{\rmm}$SSAスペクトル、HSS)を持っていました。SSAパラメータを使用して、光学的深さ$\tau=1$の表面における磁場強度を推定しました。推定磁場強度は、LSSとHSSでそれぞれ$\rm>7~mG$と$\rm>0.2~mG$でした。LSS放出領域は、2014年6月の$\gamma$線フレア以前には磁気的に支配されていました。43GHzの無線コアから離れた準定常成分(C)$\sim0.6~{\rmmas}$は、観測周波数が低下するにつれてコアよりも明るくなり、成分CがLSSに関係していることがわかりました。コンポーネントCの近くでジェット幅の減少が見られました。可動コンポーネントとしてK14がコンポーネントCに近づき、コンポーネントの磁束密度が増加すると同時に角サイズが減少しました。流体フレーム内の高い固有輝度温度は、2015年8月$\gamma$線フレア。成分Cが高エネルギー放出領域であることを示唆。観察されたジェット幅の極小値と再増光挙動は、成分Cにおける再コリメーションショックの可能性を示唆しています。
2 つのパルサーからの高高度磁気圏放射
| Title |
High-altitude_Magnetospheric_Emissions_from_Two_Pulsars |
| Authors |
Mao_Yuan,_Weiwei_Zhu,_Michel_Kramer,_Bo_Peng,_Jiguang_Lu,_Renxin_Xu,_Lijing_Shao,_Hong-guang_Wang,_Lingqi_Meng,_Jiarui_Niu,_Rushuang_Zhao,_Chenchen_Miao,_Xueli_Miao,_Mengyao_Xue,_Yi_Feng,_Pei_Wang,_Di_Li,_Chengmin_Zhang,_David_J._Champion,_Emmanuel_Fonseca,_Huanchen_Hu,_Jumei_Yao,_Paulo_C._C._Freire,_Yanjun_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04935 |
我々は、2つの既知のパルサー(PSRJ0304+1932に1つとPSRJ1518+4904に2つ)で3つの新しい弱いパルス成分を発見しました。これらの成分は、メイン放射ビームとパルス間ビーム（反対極からのビーム）の約中間で放射されます。それらは、J0304+1932の場合はメインパルスピークから$99^{\circ}\pm{3}^{\circ}$、$123^{\circ}.6\pm{0^{\circ}.7離れています。J1518+4904の場合は、それぞれ}$(先頭)と$93^{^{\circ}}\pm0^{\circ}.4$(末尾)です。メインパルスに対するピーク強度比は、J0304+1932では$\sim$0.06%、J1518+4904では$\sim$0.17%、$\sim$0.83%です。また、2つのパルサーの放出の磁束変動とプロファイルの変動も分析しました。結果は、弱いパルスとその主パルス間の相関関係を示しており、これらの放射が同じ極から来ていることを示しています。私たちはこれらの弱いパルスの放出高度を推定し、パルサーの光円柱半径の約半分の高さを導き出しました。これらのパルス成分は、パルサーからの高高度放射のユニークなサンプルであり、現在のパルサー放射モデルに疑問を投げかけます。
静止状態のパルサーとマグネターからの X 線放出の共通基本面
マグネターは、信じられないほど強力な磁場を特徴とするユニークな種類の中性子星です。X線放出が回転エネルギー損失によって引き起こされる通常のパルサーとは異なり、マグネターは、その強い磁場によって引き起こされると考えられる独特のX線放出を示します。ここでは、静止状態でのマグネターのX線スペクトル分析の結果を紹介します。マグネターのスペクトルのほとんどは、べき乗則と黒体成分からなるモデルに当てはめることができます。私たちは、べき乗則成分の明るさが黒体温度とその放射半径の関数によって説明できることを発見しました。X線放出機構が異なると考えられるパルサーでも同様の関係が見られた。マグネターとパルサーが、非熱的X線の明るさ、表面温度、熱放射領域の半径によって広がる空間内で共通の基本面を共有しているという事実は、磁気圏を完全に理解するにはさらなる基本的な情報が必要であることを示しています。これら2つのクラスの中性子星からの放出。
グリーンバンク望遠鏡によるセアカゴケ連星ミリ秒パルサー PSR J0212+5321 の発見
| Title |
Green_Bank_Telescope_Discovery_of_the_Redback_Binary_Millisecond_Pulsar_PSR_J0212+5321 |
| Authors |
Karen_I._Perez,_Slavko_Bogdanov,_Jules_P._Halpern,_Vishal_Gajjar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04951 |
我々は、RobertC.ByrdGreenBankTelescope(GBT)を使用して$\gamma$線源3FGLJ0212.5+5320と一致するレッドバック光学候補の標的探索中に2.11msバイナリミリ秒パルサーを発見したことを報告する。Lバンドでの画期的なListenバックエンド。7か月間にわたって、20.9時間の軌道上でパルサーの下合付近で5つのポインティングが行われ、その結果、12分間と42分間継続した2回の検出が行われました。25.7pccm$^{-3}$のパルサー分散測定(DM)は、NE2001銀河電子密度モデルの1.15kpcの距離に相当し、伴星のガイア視差距離$1.16\pm0.03$kpcと一致します。星。このパルサーは、他のセアカゴケと同様に広軌道食のほか、伴星や周囲との相互作用によって引き起こされるシンチレーションやDM遅延を経験しているのではないかと考えられます。パルサーは軌道の$\およそ3.7\%$上でのみ検出されましたが、その測定された加速度は光学動径速度分光法と伴星の光曲線モデリングからの公表された二値パラメータと一致しており、より正確な質量が得られます。比とパルサー軌道の投影長半径。また、精密な光学測光軌道暦も取得し、潮汐によって歪んだ伴星の変動を7年間にわたって観測しました。NuSTARからの硬X線光度曲線は、連星内衝撃から予想される軌道変調された放射を示しています。パルサーパラメータと測光暦は、フェルミ$\gamma$線またはさらなる電波パルス検出を使用して、パルサーのスピンダウン速度を含むコヒーレントなタイミング解を探索するために必要なパラメータ空間を大幅に制限します。
Fermi-LAT と H.E.S.S を用いた銀河間磁場の制約ブレーザー観察
| Title |
Constraints_on_the_intergalactic_magnetic_field_using_Fermi-LAT_and_H.E.S.S._blazar_observations |
| Authors |
H.E.S.S.,_Fermi-LAT_Collaborations:_F._Aharonian,_J._Aschersleben,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_B._Bi,_M._Bouyahiaoui,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_T._Bylund,_S._Caroff,_S._Casanova,_J._Celic,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_J._Chibueze,_O._Chibueze,_G._Cotter,_M._de_Bony,_K._Egberts,_J.-P._Ernenwein,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_M._Filipovic,_G._Fontaine,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Funk,_S._Gabici,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_P._Goswami,_M.-H._Grondin,_L._Haerer,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_V._Joshi,_I._Jung-Richardt,_E._Kasai,_K._Katarzyn\'nski,_R._Khatoon,_B._Kh\'elifi,_W._Klu\'zniak,_Nu._Komin,_K._Kosack,_D._Kostunin,_R.G._Lang,_S._Le_Stum,_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05132 |
銀河や銀河団内の磁場は、宇宙の大規模構造の形成中に銀河間シード磁場が増幅された結果であると考えられています。しかし、この銀河間磁場(IGMF)の起源、強さ、形態は依然として不明です。IGMF(またはIGMFの間接検出)の下限は、遠く離れたブレーザーからの高エネルギーガンマ線の観測から得ることができます。ガンマ線は銀河系外の背景光と相互作用して電子陽電子対を生成し、その後電磁カスケードを開始する可能性があります。カスケードの$\gamma$線シグネチャは、ペアを偏向させるため、IGMFに依存します。今回我々は、フェルミ大域望遠鏡と高エネルギー立体視システムからのデータセットを組み合わせた、このカスケード発光の新たな探索について報告する。カスケード信号に対して最先端のモンテカルロ予測を使用した結果、ブレザーデューティの場合でも、コヒーレンス長が1Mpcの場合、IGMFに$B>7.1\times10^{-16}$Gという下限が設定されました。サイクルは10年程度と想定されています。これは、以前の下限値を2倍に改善します。年間$10^4$($10^7$)の長いデューティサイクルでは、IGMFの強度は$1.8\times10^{-14}$G($3.9\times10^{-14)を下回ります。}$G)は除外され、初期宇宙におけるIGMF生成の特定のモデルが除外されます。
GRB 221009Aの $\gamma$ 線観測からの銀河系外磁場の強さに関する第一制約
| Title |
First_constraints_on_the_strength_of_the_extragalactic_magnetic_field_from_$\gamma$-ray_observations_of_GRB_221009A |
| Authors |
Timur_A._Dzhatdoev,_Egor_I._Podlesnyi_and_Grigory_I._Rubtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05347 |
銀河系外磁場(EGMF)は、遠方の発生源の$\gamma$線観測によって探査できる可能性がある。これらの線源からの一次超高エネルギー(VHE)$\gamma$線は銀河系外の背景光光子を吸収し、対生成作用からの二次電子/陽電子はカスケード$\gamma$線を生成します。これらのカスケード$\gamma$線は、Fermi-LATなどの宇宙$\gamma$線望遠鏡で検出できる可能性があります。$\gamma$線バーストGRB221009Aは、銀河間の$\gamma$線伝播の研究に適した非常に明るい過渡現象でした。公開されているFermi-LATデータを使用して、バースト後30日の時間枠内のGRB221009Aからの遅延放出スペクトルの上限を取得し、これらをさまざまなEGMF強度$B$に対して計算されたモデルスペクトルと比較し、より低い値を取得します。$B$の制限。$B<10^{-18}$Gの値が除外されることを示します。GRB221009AのVHEスペクトルの一部の楽観的モデルでは、$B<10^{-17}$Gの値が除外されます。
| Title |
KETJU_--_resolving_small-scale_supermassive_black_hole_dynamics_in_GADGET-4 |
| Authors |
Matias_Mannerkoski,_Alexander_Rawlings,_Peter_H._Johansson,_Thorsten_Naab,_Antti_Rantala,_Volker_Springel,_Dimitrios_Irodotou,_Shihong_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04963 |
GADGET-4に実装されたKETJU超大質量ブラックホール(SMBH)ダイナミクスモジュールの新しい公開バージョンを紹介します。KETJUは、GADGET-4が使用する重力軟化を伴うリープフロッグ積分器の代わりに、アルゴリズム的に正規化された積分器を使用して、SMBHと恒星粒子のダイナミクスが統合される各SMBHの周囲に小さな領域を追加します。これにより、恒星粒子や他のSMBHとの密接な相互作用中であっても、SMBHを点粒子としてモデル化することが可能になり、重力軟化によって引き起こされる空間解像度の制限が効果的に除去されます。KETJUにはポストニュートン補正も含まれており、これによりSMBHバイナリのダイナミクスをサブパーセクスケール、シュワルツシルト半径の数十まで追跡することができます。複数のSMBHを持つシステムもサポートされており、コードには、そのようなシステムのポストニュートン方程式に現れる主要な非線形交差項も含まれています。十分な質量分解能で、動的摩擦によって引き起こされる沈下と恒星散乱によって引き起こされる二元硬化を正確に捕捉することを示すコードのテストを紹介します。また、複数の銀河の合体におけるSMBHのダイナミクスと、それらが周囲の銀河の特性に及ぼす影響を研究するためにコードをどのように適用できるかを示すアプリケーション例も紹介します。我々は、提示されたKETJUSMBHダイナミクスモジュールは、GADGET-4と同様の他のコードにも直接組み込むことができ、これにより小規模SMBHダイナミクスを文献に存在する多種多様な銀河物理モデルに結合できるようになると期待しています。
走査天文測定用のモデルに依存しないピリオドグラム
我々は、ヒッパルコスやガイアなどの走査天文宇宙ミッションから得られる一次元時系列データの周期性を検出するための新しいピリオドグラムを提案します。ピリオドグラムはノンパラメトリックであり、完全または近似の軌道解には依存しません。周期信号の特定の性質が仮定されていないため、この方法は、高度に離心した軌道から周期変動に起因する移動体に至るまで、さまざまなタイプの周期現象の検出に適していると期待されます。ピリオドグラムは、距離相関の統計概念に基づいて、以前の論文で紹介した位相距離相関ピリオドグラム(PDC)を拡張したものです。公開されているHipparcosデータとシミュレートされたデータを使用して、ピリオドグラムのパフォーマンスを実証します。また、将来のデータリリース4(DR4)で公開されるガイアエポック天文法への適用性についても説明します。
PLUTO コードの自己重力モジュール
天体物理流体力学のPLUTOコードにおけるポアソン方程式の解に対する反復ソルバーの新しい実装を紹介します。私たちのソルバーは、放物線方程式の定常状態の解として収束を求める緩和法に依存しており、その時間離散化は\textit{Runge-Kutta-Legendre}(RKL)法によって制御されます。私たちの調査結果は、RKLベースのポアソンソルバーは完全に並列であり、急速に収束するため、\textit{ガウス-ザイデル}(GS)や\textit{などの従来の反復ソルバーの実用的な代替として機能する可能性があることを示しています。連続過緩和｝（ＳＯＲ）法。さらに、これらの従来の技術の欠点の一部を軽減できます。私たちはアルゴリズムをマルチグリッドソルバーに組み込んで、自己重力流体力学における重力ポテンシャルを取得するために使用できるシンプルで効率的な重力ソルバーを提供します。コードのさまざまな側面を調べるために設計された、広範な標準的な自己重力天体物理学問題に対して実装をテストします。我々は、結果が分析予測(利用可能な場合)および同様の以前の研究の結果と見事に一致していることを実証します。
斑点による光球放射のスペクトル変動 II: 冷たい主系列星の斑点のコントラスト
| Title |
Spectral_variability_of_photospheric_radiation_due_to_faculae_II:_Facular_contrasts_for_cool_main-sequence_stars |
| Authors |
Charlotte_M._Norris,_Yvonne_C._Unruh,_Veronika_Witzke,_Sami_K._Solanki,_Natalie_A._Krivova,_Alexander_I._Shapiro,_Robert_Cameron_and_Benjamin_Beeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04669 |
斑点や白斑などの星の表面の磁気特徴は、数日以上の時間スケールで星のスペクトルの変動を引き起こします。太陽以外の恒星については、白斑のスペクトル特性はほとんど理解されていないため、系外惑星通過観測における恒星の汚染を説明する能力が制限されています。今回我々は、K0、M0、M2主系列星の磁気対流シミュレーションから得られた最初の黄斑コントラストを提示し、G2主系列星の以前の計算と比較する。3D放射線磁気流体力学コードMURaMを使用して、異なる垂直磁場(0G、100G、300G、500G)を注入して、K0からM2までの主系列スペクトルタイプの光球とそのすぐ下の層をシミュレーションします。ATLAS9放射伝達コードを使用して計算されたUV(300nm)からIR(10000nm)までの合成スペクトルとコントラストを示します。計算は9つの視野角に対して実行され、ディスク全体の黄斑放射の特徴が明らかにされます。磁性領域の明るさのコントラストは、スペクトルの種類、波長、磁場の強さによって大幅に変化することが判明しており、太陽の値をスケーリングしても正確なコントラストを見つけることはできないという結論に至りました。これは、異なるスペクトルタイプの特定の磁場の存在下で現れる、異なるサイズ、見かけの構造、スペクトル輝度の特徴によるものです。
メシエ101のSN2023ixf: II型超新星の前駆体候補としての可変赤色超巨星
| Title |
SN2023ixf_in_Messier_101:_A_Variable_Red_Supergiant_as_the_Progenitor_Candidate_to_a_Type_II_Supernova |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_Ryan_J._Foley,_Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Anthony_L._Piro,_Stephen_J._Smartt,_Maria_R._Drout,_Alexander_Gagliano,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_David_O._Jones,_Kaisey_S._Mandel,_Raffaella_Margutti,_Conor_L._Ransome,_V._Ashley_Villar,_David_A._Coulter,_Hua_Gao,_David_Jacob_Matthews,_Yossef_Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04722 |
我々は、メシエ101の6.9MpcのII型超新星(SNII)2023ixfの現場での爆発前の光学および赤外線(IR)イメージングを提示します。私たちは、SN2023ixfの地上画像を、アーカイブ用のハッブル宇宙望遠鏡(HST)、スピッツァー宇宙望遠鏡(スピッツァー)、および地上の近赤外画像に天文計測的に登録しました。HST$R$-bandからSpitzer4.5$\mu$mまでの波長範囲で、SNと一致する位置に単一の点光源が検出されます。黒体と赤色超巨星(RSG)のスペクトルエネルギー分布(SED)に当てはめると、この源は異常に低温であり、中赤外がかなり過剰であることがわかります。このSEDは、$\log(L/L_{\odot})=4.74\pm0.07$および$T_{\rmeff}=3920\substack{+200
弱電離雰囲気におけるMHD波発生の効率
2つの流体（電荷と中性）プラズマの電荷のみの成分の励起による弱電離大気中でのアルフエン波と遅い磁気音響波の生成は、最初に割り当てられたエネルギー部分に応じて多かれ少なかれ効率的であることが示されています。種間のドリフトを特徴付ける3つの定常「流量差」モード。これは、二流体線形磁気流体力学の完全な10次元スペクトル記述の詳細な分析によって説明されます。以前の結果によれば、電荷の速度のみによる励起は非常に非効率であるが、磁場の摂動のみによる励起は非常に効率的であることがわかっている。10個の固有値と固有ベクトルはすべて、高衝突頻度領域で解析的に表示されます。
2019 年 7 月 2 日の極小日食。 III.放射差分放射測定の反転によるコロナ $T_e$ の推定
| Title |
The_Solar_Minimum_Eclipse_of_2019_July_2._III._Inferring_the_Coronal_$T_e$_with_a_Radiative_Differential_Emission_Measure_Inversion |
| Authors |
Benjamin_Boe,_Cooper_Downs,_and_Shadia_Habbal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04826 |
差動放出測定(DEM)インバージョン法は、一連の輝線の明るさを使用して、コロナ内の電子温度($T_e$)の見通し線(LOS)分布を推測します。DEMインバージョンは伝統的に、極端紫外(EUV)およびX線の波長で衝突励起された線を使用して実行されてきました。しかし、このような放出は内部コロナ(1.5R$_\odot$)を超えて、特にコロナホールで観測するのは困難です。さまざまな加熱プロセスの実行可能性を調査するためのコロナ内の$T_e$分布の重要性を考慮して、皆既日食(TSE)やコロナグラフで観察されるものなど、放射励起されたコロナ輝線に特化したDEMのアナログを導入します。。この放射DEM(R-DEM)インバージョンは、少なくとも3R$_\odot$までの光球放射によって励起される可視輝線と赤外輝線を利用します。具体的には、2019年7月2日の太陽極小期付近の東証中に観測されたFeX(637nm)、FeXI(789nm)、およびFeXIV(530nm)のコロナ輝線を使用します。コロナ内部では$T_e$が大きく広がっているにもかかわらず、分布は1.4R$_\odot$を超えるとほぼ等温でありながら二峰性の分布に収束し、$T_e$はコロナホールでは1.1から1.4までの範囲にあり、1.4からは1.4から静止ストリーマでは1.65MKまで。R-DEM逆変換をPredictiveScienceInc.の2019年食の磁気流体力学(MHD)シミュレーションに適用すると、R-DEM手法が検証され、日食データと同様のLOSTe分布が得られます。
軟X線の画像分光法による太陽フレアにおける粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_in_solar_flares_with_imaging-spectroscopy_in_soft_X-rays |
| Authors |
Mitsuo_Oka,_Amir_Caspi,_Bin_Chen,_Mark_Cheung,_James_Drake,_Dale_Gary,_Lindsay_Glesener,_Fan_Guo,_Hantao_Ji,_Xiaocan_Li,_Takuma_Nakamura,_Noriyuki_Narukage,_Katharine_Reeves,_Pascal_Saint-Hilaire,_Taro_Sakao,_Chengcai_Shen,_Amy_Winebarger,_and_Tom_Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04909 |
宇宙、太陽、天体物理学のプラズマ環境における爆発的なエネルギー放出現象中に、粒子は非常に高い非熱エネルギーまで加速されます。太陽フレアの場合、磁気リコネクションが磁気エネルギーの放出に重要な役割を果たすことが確立されているが、磁気リコネクションがフレア中の粒子加速をさらに説明できるかどうか、またどのように説明できるかは依然として不明である。ここで我々は、重要な問題は粒子加速の正確な状況が理解されていないことであるが、近い将来、軟X線（SXR）でのイメージング分光法を実行することによって克服できると主張する。このような観測は、極紫外線(EUV)、マイクロ波、硬X線(HXR)、ガンマ線などの他の波長での観測によって補完される必要があります。また、数値シミュレーションは、観測によって明らかになった状況で粒子加速メカニズムをさらに絞り込むために重要です。これらすべての取り組みの中で、SXRでのイメージング分光法が大規模な縁フレアにうまく適用できれば、太陽フレアやその先、つまりプラズマ宇宙における電子の加速を理解するという私たちの挑戦におけるマイルストーンとなるでしょう。
太陽フレアによって引き起こされるコロナループの移動キンク振動
| Title |
Traveling_kink_oscillations_of_coronal_loops_launched_by_a_solar_flare |
| Authors |
Dong_Li,_Xianyong_Bai,_Hui_Tian,_Jiangtao_Su,_Zhenyong_Hou,_Yuanyong_Deng,_Kaifan_Ji,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04973 |
私たちは、2022年9月29日の太陽フレアによって引き起こされた進行キンク振動を調査します。観測データは主に太陽上部遷移領域イメージャー(SUTRI)、大気イメージングアセンブリ(AIA)、およびイメージング用分光計/望遠鏡によって測定されます。光線（STIX）。振幅が明らかに減衰する横振動は、振動ループに対してほぼ垂直であり、SUTRI465A、AIA171A、および193Aの通過帯域で観察されます。減衰振動は、地球の1つのフットポイントの近くで噴出した太陽フレアによって引き起こされます。コロナルループに沿って伝播し、その後いくつかのループに沿って伝播します。次に、進行キンク波は定常キンク振動に発展します。私たちの知る限り、これは、コロナループに沿った進行キンクパルスの定常キンク波への進化の最初の報告です。1つのコロナルループに沿った定常キンク振動は、複数の波長で約6.3分の同様の周期を持ち、減衰時間は約9.6～10.6分と推定されます。最後に、5.1分と2.0分の2つの主要な周期が別の発振ループで検出され、基本波と3次高調波が共存していることが示唆されます。
外部再接続を含む限定的太陽噴火のモデル
| Title |
A_Model_for_Confined_Solar_Eruptions_Including_External_Reconnection |
| Authors |
Jun_Chen,_Xin_Cheng,_Bernhard_Kliem,_Mingde_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04993 |
コロナ磁場の激しい混乱は、低層コロナに限定され、限定された噴火として現れることがよく観察されます。監禁の考えられる原因は依然として解明されていない。ここでは、磁束X線がロープの下と上の両方に存在するようにパラメータを設定して、四極活動領域における磁束ロープの噴出をモデル化します。これにより、どちらの場所でも磁気再接続の開始が促進されますが、噴火に対して部分的に反対の効果が生じます。下部の再接続は最初にロープにポロイダル磁束を追加し、上向きのフープ力を増加させ、ロープの上昇をサポートします。しかし、磁気サイドローブの磁束が下部再接続部に入ると、磁束ロープが再接続部から分離し、磁束の蓄積が停止することがわかります。同時に、上部の再接続によりロープのポロイダル磁束が減少し始め、そのフープ力が減少します。最終的にはロープが完全に切断されます。2つの再接続プロセスの相対的な重みはモデル内で変化しており、外側極性と内側極性の磁束比が閾値を超えた場合、それらの結合効果と上にある磁場の張力が噴火を制限することがわかります。デカルトボックスと選択したパラメーターの場合は約1.3です。したがって、我々は、噴出する磁束ロープとその上にある磁束との間の外部の再接続が、噴火を閉じ込めるのに重要な役割を果たすことができると提案する。
ウォルフ・ライエ星 WR55 の磁気、分光、測光の変動性
| Title |
The_magnetic,_spectroscopic,_and_photometric_variability_of_the_Wolf-Rayet_star_WR55 |
| Authors |
S.P._J\"arvinen,_S._Hubrig,_R._Jayaraman,_A._Cikota,_M._Sch\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05038 |
最も進化した大質量星であるウォルフ・ライエ星における磁場の研究は、特定の種類の超新星の前駆体であるため、特に重要です。いくつかのFORS2低解像度分光偏光観測に基づいて、WN7星WR55で数百ガウス程度の磁場の最初の検出が2020年に報告されました。この研究では、磁場の検出を可能にする新しいFORS2観測を紹介します。11.90時間の周期の分光学的変動。TESSおよびASAS-SN測光観測では有意な周波数は検出されませんでした。重要なのは、磁場の検出が現在達成されているのは2つのウォルフ・ライエ星、WR6とWR55だけであり、どちらも共回転する相互作用領域の存在を示しています。
共生系FN Sgrにおける反復ミニバーストと磁気白色矮星
| Title |
Recurrent_mini-outbursts_and_a_magnetic_white_dwarf_in_the_symbiotic_system_FN_Sgr |
| Authors |
J._Magdolen,_A._Dobrotka,_M._Orio,_J._Miko{\l}ajewska,_A._Vanderburg,_B._Monard,_R._Aloisi,_P._Bez\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05095 |
目的:$\simeq$55年間の測光モニタリングと81日間続く高ケイデンスのケプラー光度曲線を使用して、共生バイナリFNSgrの光学的変動を調査しました。方法:VバンドとIバンドで得られたデータは、標準的な測光方法で削減されました。ケプラーデータはサブサンプルに分割され、Lomb-Scargleアルゴリズムで分析されました。結果:VバンドとIバンドの光度曲線は、どの共生系でもそのような再発ではこれまで観察されたことのない現象、つまり軌道位相0.3と0.5の間で始まり、約1か月続き、急速な上昇とより緩やかな下降を伴う短い爆発を示しました。振幅0.5～1等。ケプラー光度曲線で、側波帯を持つ3つの周波数を発見しました。127.5d$^{-1}$(11.3分の周期に相当)の安定周波数は白色矮星の自転によるものであると考えられる。この検出はおそらく、白色矮星が中間極地のように磁気流を通じて降着することを示唆していると我々は示唆している。小さな爆発は、水流と円盤の相互作用に起因する可能性があります。もう一つの可能性は、タイムスケールは異なるものの、中間極で最近推測されているように、おそらく磁場によって閉じ込められた局所的な熱核燃焼によるものであるということである。116.9d$^{-1}$(約137分に相当)付近の2番目の周波数も測定しましたが、これは安定性がはるかに低く、ドリフトがあります。白色矮星の周囲の岩石の残骸が原因である可能性もありますが、降着円盤の不均一性によって引き起こされる可能性の方が高いです。最後に、最初の周波数に近い3番目の周波数があり、回転と2番目の周波数の間のうなりに対応しているように見えます。
静かな太陽における EUV の増光: 界面領域イメージング分光器からのスペクトルおよびイメージング データの特徴
| Title |
EUV_brightenings_in_the_quiet-Sun:_Signatures_in_spectral_and_imaging_data_from_the_Interface_Region_Imaging_Spectrograph |
| Authors |
C._J._Nelson,_F._Auch\`ere,_R._Aznar_Cuadrado,_K._Barczynski,_E._Buchlin,_L._Harra,_D._M._Long,_S._Parenti,_H._Peter,_U._Sch\"uhle,_C._Schwanitz,_P._Smith,_L._Teriaca,_C._Verbeeck,_A._N._Zhukov,_D._Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05190 |
局所的な一時的なEUV増光は、「キャンプファイヤー」と呼ばれることもありますが、静かな太陽全体で発生します。しかし、このような現象、特にその温度範囲とダイナミクスに関しては、まだ多くの未解決の疑問が残っています。この記事では、小規模なEUV増光に対して遷移領域の応答が検出できるかどうかを判断し、検出できる場合は、測定されたスペクトルが爆発現象(EE)など、以前に報告された遷移領域のバーストに対応するかどうかを特定することを目的としています。）。EUVの増光は、2022年3月8日にソーラーオービターの極端紫外線イメージャーによって自動検出アルゴリズムを使用してサンプリングされた約29.4分のデータセットで検出されました。あらゆる潜在的な遷移領域応答は、界面領域イメージング分光器(IRIS)によって行われた連携観察を通じてサンプリングされたイメージングおよびスペクトルデータの分析を通じて推測されました。EUVの増光は、IRISスリットジョーイメージャー(SJI)データにさまざまな応答を示します。一部のイベントはMgIIおよびSiIVSJIフィルターに明確な特徴を持っていますが、その他のイベントには認識可能な対応物がありません。拡張されたより複雑なEUV増光は両方とも、IRISSJIデータに応答があることが判明しています。IRIS対応物の前、最中、後にピークに達するEUI強度の例は、EUV増光と共空間的に構築されたライトカーブで見られました。したがって、重要なのは、すべてのEUV増光が同じ方法で駆動されるわけではなく、磁気リコネクションによって駆動されるものとそうでないものがあるようであることです。単一のEUV増光がIRISスリットと共空間で発生し、そのスペクトルはEEの特性と一致しました。EUV増光は、太陽コロナにおける一連の小規模な現象を表すために使用される用語です。すべてのEUV増光の原因となる物理学はおそらく同じではないため、コロナ加熱などのこの分野における地球規模の問題に対するその重要性を評価するには、さらなる研究が必要です。
| Title |
Carbon-oxygen_ultra-massive_white_dwarfs_in_general_relativity |
| Authors |
Leandro_G._Althaus,_Alejandro_H._C\'orsico,_Mar\'ia_E._Camisassa,_Santiago_Torres,_Pilar_Gil-Pons,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Roberto_Raddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05251 |
我々は、ラプラタ星の進化コードであるLPCODEを使用して、構造に対する一般相対性理論の影響を完全に考慮した、質量1.29Msunを超える一定の静止質量炭素酸素超大質量白色矮星の進化シーケンスの最初のセットを計算しました。そして進化の特性。さらに、LP-PUL脈動コードを使用して、完全相対論的平衡白色矮星モデルの断熱gモードニュートン脈動を計算します。1.382Msunを超える質量の炭素と酸素を含む白色矮星は、一般相対性理論の効果に関して重力的に不安定になることがわかりました。この限界は、酸素とネオンを含む白色矮星で見つかった1.369Msunよりも高い値です。星の質量が限界質量値に近づくと、星の半径はニュートンモデルと比較して大幅に小さくなります。また、最も重い白色矮星の熱機械的および進化的特性は、一般相対性理論の影響を強く受けます。また、さまざまな通過帯域における冷却シーケンスの大きさも提供します。最後に、相対論的超大質量白色矮星の脈動特性を初めて調査し、ほとんどの重質量白色矮星の場合、周期間隔と振動運動エネルギーが強い影響を受けることを発見しました。我々は、質量が1.30Msunを超える白色矮星の構造的、進化的、および脈動的特性を正確に評価するには、一般相対性理論の効果を考慮する必要があると結論付けています。
AGB 流出における物理学と化学の解きほぐし: 複雑性を追加した場合の縮退を明らかにする
漸近巨大分岐(AGB)星の流出の観測により、その化学的および力学的複雑性が明らかになり続けています。渦巻きや円盤などの球面の非対称性は一般的であり、（準）星の伴星との連星相互作用によって引き起こされると考えられています。さらに、高密度の流出は塵とガスの相互作用の証拠を示しています。したがって、これらの流出の古典的な化学モデル、つまり気相のみの球対称の化学反応速度モデルは、観測された流出の大部分には適切ではありません。私たちは、多孔質密度分布、塵ガス化学、近くの恒星伴星から発生する内部UV光子など、いくつかの物理的および化学的進歩を段階的に組み込みました。今回、これらの複雑な層を組み合わせて、これまでで最も化学的および物理的に高度なAGB流出の化学反応速度論モデルを構築しました。すべてのモデルパラメータを変化させることにより、流出の構成と、それがさまざまな複雑さにどのように（相互に）依存するかについての全体的なビューが得られます。恒星の伴星は、特に多孔性の流出と組み合わせた場合、最大の影響を及ぼします。私たちは、ダストガス化学の重要性を追跡する気相分子のセットを編集し、伴侶の存在と流出の多孔性を推測できるようにします。これは、適切な範囲の分子が観察される限り、私たちの新しい化学モデルを使用して、特定の流出の物理的および化学的特性を推測できることを示しています。
大気および透過分光法のための MUSCLES 拡張: JWST ERS および GTO ターゲットの UV および X 線主星観測
| Title |
The_MUSCLES_Extension_for_Atmospheric_and_Transmission_Spectroscopy:_UV_and_X-ray_Host-star_Observations_for_JWST_ERS_&_GTO_Targets |
| Authors |
Patrick_R._Behr,_Kevin_France,_Alexander_Brown,_Girish_Duvvuri,_Jacob_L._Bean,_Zachory_Berta-Thompson,_Cynthia_Froning,_Yamila_Miguel,_J._Sebastian_Pineda,_David_Wilson,_Allison_Youngblood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05322 |
X線による赤外線スペクトルエネルギー分布(SED)は、系外惑星の大気の組成と進化に対する星の影響を理解するために不可欠です。我々は、バーバラ・A・ミクルスキー宇宙望遠鏡アーカイブ（MAST）でホストされている、ERSまたはGTOプログラムの一部としてJWST観測時間を保証しているが、以前にUV特性評価を行っていない11の系外惑星ホスト星についてのパンクロマティックSEDのカタログを紹介します。この調査の星の範囲は、スペクトル型F4～M6(0.14～1.57M$_\odot$)、自転周期は約4～132日、年齢は約0.5～11.4Gyrです。SEDは、チャンドラX線天文台とXMM-Newton、ハッブル宇宙望遠鏡、BT-Settl恒星大気モデル、および同様のスペクトルの種類と活動を持つ代理星のスケーリングされたスペクトルからのデータを使用した複合スペクトルです。私たちの観測から、星の活動レベルの指標として一連のUV線束とX線束を測定しました。私たちは、系外惑星をホストする恒星の彩層とコロナの活動指標を、より広範な野星の集団と比較し、私たちのターゲットの大部分の活動レベルが、太陽近傍の冷たい星の集団の平均よりも低いことを発見しました。これは、系外惑星調査から選択された星のSEDを使用して一般的な系外惑星大気モデルを計算すると、典型的な主星の紫外線束を一桁以上過小評価する可能性があり、その結果、観測された系外惑星大気集団が受ける高エネルギー束レベルが低い可能性があることを示唆しています。太陽の近くにある典型的な惑星よりも。
噴火中の太陽活動領域のデータ駆動型磁気摩擦および磁気流体力学のハイブリッド シミュレーション
| Title |
Hybrid_data-driven_magnetofrictional_and_magnetohydrodynamic_simulations_of_an_eruptive_solar_active_region |
| Authors |
A._Afanasyev,_Y._Fan,_M._Kazachenko,_M._Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05388 |
我々は、2011年2月15日にXクラスのフレアとコロナ質量放出を引き起こした太陽活動領域NOAA11158の、データ駆動型磁気摩擦(MF)およびデータ制約型磁気流体力学(MHD)のハイブリッドシミュレーションの最初の結果を紹介します。MFアプローチは、シミュレーションドメインの下部境界でJSOCPDFISS電場反転を使用することにより、SDO/HMI光球磁力図に対応するコロナ磁気配置を構築します。次に、層状多方向性太陽コロナを想定し、観測されたXクラスフレアの約1.5時間前の噴火前のMF状態をMHDシミュレーションの初期状態として使用します。MHDの実行では、ねじれた磁束と3D磁気ヌル点を含む初期磁気構成が平衡から外れていることがわかります。2本の磁束ロープからなる複雑な磁性構造の噴出と、フレアリボンの発達が観察され、その形態は観測結果とよく一致しています。データ駆動型MFとデータ制約型MHDシミュレーションの組み合わせは、他の方法では観察できない実際の太陽ARの3D磁気構造を理解するための実用的なツールであると結論付けています。
ヒッグスインフレと電弱ゲージセクター
| Title |
Higgs_Inflation_and_the_Electroweak_Gauge_Sector |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Cyril_Creque-Sarbinowski,_Humberto_Gilmer,_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04671 |
ヒッグスをインフレトンにする新しい方法を導入します。つまり、ヒッグスをエネルギースケール$\sim4\pif$で自発的に破れる大域剰余類対称性$G/H$の擬似南部ゴールドストーン(pNG)ボソンとし、それに適切な$SUを与えます。(2)\subsetG$チャーン・シモンズ相互作用。$\beta$は無次元のチャーン・シモンズ結合強度、$f$は$SU(2)$減衰定数です。その結果、急峻な正弦波ポテンシャルの下で$SU(2)$誘発摩擦を介してスローロールインフレーションが発生します。電弱$SU(2)_{\rmL}\timesU(1)_Y$対称に従うためには、最低次のチャーン・シモンズ相互作用が結合強度$\propto\betaを持つヒッグスで2次である必要があります。^2/f^2$。高次相互作用項は、近似pNGシフト対称の下で完全なラグランジアンをほぼ不変に保ちます。最も単純な対称剰余類$SU(5)/SO(5)$を使用すると、$N\およそ60\left(g/0.64\right)^2\left[\betaのときに$N$$e$倍のインフレーションが発生します。/\left(3\times10^6\right)\right]^{8/3}\left[f/\left(5\times10^{11}\{\rmGeV}\right)\right]^{2/3}$、$g$は弱いアイソスピンゲージ結合定数です。ヒッグス階層問題に対処するために必要な減衰定数$f\lesssim5\times10^{11}{\rmGeV}$の小さな値は、電気双極子測定によって除外されるため、インフレーションをうまく説明するには、大きな値が必要になります。$\ベータ$。このような大きなカップリングを実現するための可能な方法や、標準的な修正重力フレームワークの外にある他の代替ヒッグスインフレーションシナリオについて議論します。
回避された踏切からの重い QCD アクシデント暗黒物質
QCDアクシオンは、強力なCP問題に対する自然な解決策を提供し、魅力的な暗黒物質候補を提供します。QCDアクシオンがすべての暗黒物質を構成している場合、最も単純なモデルは$100\,\mu{\rmeV}$付近の狭い範囲の質量を抽出します。我々は、$1\,{\rmeV}$の天体物理学的限界までの質量を持つQCDアクシオン暗黒物質の自然な生成メカニズムを指摘します。QCDアクシオンが無菌アクシオンと混合する場合、それらのポテンシャルの相対的な温度依存性により、それらの質量固有状態のレベルクロスが回避される可能性があります。これにより、不毛なアクシオンからQCDアクシオンへのエネルギー密度のほぼ完全な移動が起こり、その結果、現在の暗黒物質のすべてを構成するのに十分な後期のQCDアクシオンの存在量が得られます。私たちの結果は、近い将来パラメータ空間のこの部分を調査するいくつかの直接検出実験にさらなる理論的動機を提供します。
複数のマジョロンを含むニュートリノ質量モデルにおける相転移と宇宙ひもからの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_phase_transitions_and_cosmic_strings_in_neutrino_mass_models_with_multiple_Majorons |
| Authors |
Pasquale_Di_Bari,_Stephen_F._King,_and_Moinul_Hossain_Rahat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04680 |
私たちは、マジョロンモデル内のマヨラナ質量の起源と、これが重力波の識別可能な原始確率的背景の生成にどのようにつながるかを調査します。まず、最も単純なマジョロンモデルでは、計画された実験の範囲内に宇宙ひもからの寄与のみが含まれることを示します。次に、複数の複素スカラーを含む拡張を検討し、この場合に、強力な一次相転移と宇宙ひもの両方からの寄与を含むスペクトルがどのように自然に出現するかを示します。我々は、複数のスカラー場間の相互作用が相転移信号を増幅し、宇宙ひもからの広帯域傾斜スペクトルにわたって二重ピークを引き起こす可能性があることを示します。また、宇宙の再加熱温度についての洞察を得るために、このような重力波背景を観測する可能性も強調します。最後に、このモデルが、レプトジェネシスを介してバリオ発生が起こり、右手ニュートリノが暗黒物質の役割を果たす宇宙の物質の起源に取り組むシナリオとどのように自然に組み合わせることができるかを強調します。
質量が等しくなく、その軌道が観察者の視線と一致していないコンパクトな連星は、四重極近似を超えた重力放射線の優れたプローブとなります。これまでに観測されたコンパクト連星の中で、LIGO/おとめ座天文台の第3回観測の前半に観測された2つの連星ブラックホールであるGW190412とGW190814には、八極モードの強い証拠が見られる。したがって、これら2つのイベントは、八極モードと一般相対性理論(GR)の予測の一貫性をテストするまたとない機会を提供します。GRに対するポストニュートン(PN)近似では、重力波の位相は質量八極子を含むさまざまな放射多極子モーメントに依存することが知られています。これにより、$\delta\mu_{3n}$で示される放射質量八極子のさまざまなPN成分への変形に制約を設けるために、公開されているPN位相変形パラメータの事後係数を使用することが可能になります。これら2つのイベントからの$\delta\mu_{3n}$の事後分布を組み合わせると、放射八極子の最初の3つのPN次数項の結合限界(90%の信頼性で)が$\delta\mu_{30}であると推定されます。=-0.07^{+0.11}_{-0.12}$、$\delta\mu_{32}=0.48^{+0.93}_{-1.15}$、$\delta\mu_{33}=-0.32^{+1.67}_{-0.62}$、GR予測と一致。これらの中で、$\delta\mu_{33}$の測定は、背景時空による八極子放射の散乱による新しい非線形効果であるよく知られた八極子テールの寄与が予測と一致していることを初めて確認しました。GRの。今後の観測で同様のシステムが検出されると、これらの制約がさらに厳しくなるはずです。
スイッチバックの温度、電子、圧力特性: パーカー太陽探査機の観測
| Title |
The_Temperature,_Electron,_and_Pressure_Characteristics_of_Switchbacks:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Jia_Huang,_Justin_C._Kasper,_Davin_E._Larson,_Michael_D._McManus,_Phyllis_Whittlesey,_Roberto_Livi,_Ali_Rahmati,_Orlando_M._Romeo,_Mingzhe_Liu,_Lan_K._Jian,_J._L._Verniero,_Marco_Velli,_Samuel_T._Badman,_Yeimy_J._Rivera,_Tatiana_Niembro,_Kristoff_Paulson,_Michael_L._Stevens,_Anthony_W._Case,_Trevor_A._Bowen,_Marc_Pulupa,_Stuart_D._Bale,_Jasper_S._Halekas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04773 |
パーカー太陽探査機(PSP)は、太陽圏内部で予想外に蔓延しているスイッチバック(数秒から数時間続く急速な磁場の反転)を観察し、その性質、起源、進化を理解する上で新たな課題を引き起こしています。この研究では、スイッチバックをスパイク、遷移領域(TR)、および静止期間(QP)に分けて、スイッチバックの内側と外側の両方の熱状態、電子ピッチ角分布、および圧力サインを調査します。私たちの分析に基づいて、TRの陽子温度異方性はスパイクプラズマとQPプラズマの間の中間状態を示しているようであることがわかりました。陽子温度は、TRおよびQPよりもスパイクでより強化されますが、アルファ温度およびアルファと陽子の温度比は逆の傾向を示し、陽子とアルファの優先加熱機構がスイッチバックの異なる領域で競合していることを意味します。さらに、我々の結果は、電子の積分強度はスイッチバック全体でほぼ同じであるが、電子のピッチ角分布はスイッチバックの外側よりも内側の方が等方性であることを示唆しており、スイッチバックは無傷の構造であるが、電子の強い散乱がスイッチバックの内側で起こっていることを示唆しています。さらに、圧力の検査により、全圧力がスイッチバックを通じて同等であることが明らかになり、スイッチバックが圧力バランスの取れた構造であることが確認されました。これらの特性により、イオン加熱、電子散乱、スイッチバックの構造についての理解が深まる可能性があります。
サイクロトロン共鳴による衝突のない乱流散逸の仲介
| Title |
Mediation_of_Collisionless_Turbulent_Dissipation_Through_Cyclotron_Resonance |
| Authors |
Trevor_A._Bowen,_Stuart_D._Bale,_Benjamin_D.G._Chandran,_Alexandros_Chasapis,_Christopher_H.K._Chen,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Alfred_Mallet,_Romain_Meyrand,_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04881 |
磁化乱流の散逸は、天体物理システムにおけるエネルギー伝達と加熱を理解するための基礎です。共鳴波-粒子プロセスなどの衝突のない相互作用は、乱流の天体物理環境の形成に役割を果たすことが知られています。今回我々は、イオンサイクロトロン波による太陽風の乱流散逸の媒介の証拠を提示する。我々の結果は、イオンサイクロトロン波が磁化乱流と強く相互作用することを示しており、イオンサイクロトロン波が大規模な電磁変動を散逸させる主要な経路として機能することを示している。我々はさらに、サイクロトロン波の存在が、散逸の別の経路として知られているサブイオン運動乱流における断続性の観察された兆候を著しく弱めることを示す。これらの観察結果は、サイクロトロン共鳴波が存在しない場合、非ガウスのコヒーレント構造がサブイオン運動スケールで形成され、乱流加熱の原因となる可能性が高いことを示唆しています。さらに、クロスヘリシティ、つまりゆらぎのアルフビニシティのレベルがイオンスケールの波の存在と強く相関していることもわかり、衝突のないプラズマ乱流の消散は普遍的なプロセスではなく、加熱への経路が明確であることを示しています。小規模なスケールでの散逸は、大規模な乱流変動の特性によって制御されます。我々は、これらの観察はヘリシティ障壁の存在を裏付けるものであると主張する。この障壁では、高度にアルフエン的で不均衡な乱流がサブイオンスケールにカスケードして重大なイオンサイクロトロン共鳴加熱を引き起こすことが防止される。私たちの結果は、さまざまな天体物理システムにおける乱流加熱の性質を抑制する上で重要なステップとなる可能性があります。
暗黒物質探索用の二相検出器における希ガス中のエレクトロルミネッセンス(EL)の中性制動放射(NBrS)機構が最近発見され、NBrSELは希液体中にも存在するはずであるという予測につながりました。貴液体中のNBrSELの厳密な理論は、コーエンレックナーとアトラジェフの形式主義の枠組みに基づいて開発されました。最近、液体アルゴン中でのNBrSELの最初の実験観察が続きましたが、これは以前の理論から大きく逸脱しています。これらの結果を考慮して、希液体中のELNBrSの以前の理論計算を実験と一致するように修正します。特に、この研究では、NBrS断面積の計算に(エネルギー伝達の代わりに)電子原子散乱の運動量伝達断面積を使用して、アルゴン、クリプトン、およびキセノンのNBrSEL収率とスペクトルが計算されました。軽貴な液体、ヘリウムとネオンの結果も再検討されます。
テンソル結合を伴う相対論的平均場モデルからの HESS J1731-347 のハドロン状態方程式
| Title |
The_hadronic_equation_of_state_of_HESS_J1731-347_from_the_relativistic_mean-field_model_with_tensor_coupling |
| Authors |
Kaixuan_Huang,_Jinniu_Hu,_Ying_Zhang,_Hong_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.04992 |
最近の報告では、超新星残骸HESSJ1731-347内に質量と半径$M=0.77^{+0.20}_{-0.17}M{\odot}$および$Rの中心コンパクト天体(CCO)が特定された。=10.4^{+0.86}_{-0.78}$km、それぞれ。この軽いコンパクト星を調査するために、密度依存相対論的平均場(DDRMF)モデル、特にDDVTモデルが採用されました。DDVTモデルにはベクトル中間子のテンソル結合が組み込まれており、これにより電荷半径、結合エネルギー、スピン軌道分裂などの有限原子核の特性を首尾よく記述することができます。テンソル結合の導入により、スカラー中間子の影響が軽減され、中性子星の外核により柔らかい状態方程式(EOS)が生成されます。さらに、地殻セグメントがHESSJ1731-347の質量と半径の関係を再現する上で重要な役割を果たしていることが判明しており、これは柔らかい地殻EOSを好むことを示しています。DDVTパラメーターセット内のアイソベクター中間子の結合強度を操作することにより、重力波信号GW170817からの制約、NICER共同研究による質量半径の同時測定、および有限の性質を満たした合理的なハドロンEOSが得られました。核。注目すべきことに、このハドロンEOSから導出された質量と半径の関係も、HESSJ1731-347の観測量を正確に記述しています。したがって、私たちの推定に基づくと、HESSJ1731-347のCCOは既知の中で最も軽い中性子星を表す可能性があります。
| Title |
Chiral_EFT_calculation_of_neutrino_reactions_in_warm_neutron-rich_matter |
| Authors |
Eunkyoung_Shin_and_Ermal_Rrapaj_and_Jeremy_W._Holt_and_Sanjay_K._Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05280 |
超新星や中性子星の合体に関連するニュートリノの散乱と吸収率は、核の平均場と相関からの多体効果をコード化する核物質の動的構造関数から得られます。私たちはキラル有効場理論からの核相互作用を利用して、温ベータ平衡核物質の密度、スピン、アイソスピン、およびスピン-アイソスピン応答関数を計算します。平均場近似における単一粒子エネルギーの補正と、直接ダイアグラムと交換ダイアグラムの両方を初めて含むランダム位相近似(RPA)で再開された頂点補正が含まれています。RPAに含まれる相関関係により、応答の強度がニュートリノ吸収の場合はより高いエネルギーに、反ニュートリノの吸収ではより低いエネルギーに再配分されることがわかりました。これにより、関連するすべてのエネルギースケールにわたって電子ニュートリノの吸収率が抑制される傾向があります。対照的に、RPA相関を含めると、低エネルギーでは反電子ニュートリノ吸収率が増加し、高エネルギーでは吸収率が抑制されます。これらの効果は、高密度およびニュートリノ分離領域付近で特に重要です。重元素元素合成、コンパクト天体合体の電磁的特徴、超新星力学、銀河超新星からのニュートリノ検出への影響について簡単に説明します。
弱いレンズの重力波: 波動光学機能による宇宙構造の探査
| Title |
Weakly_Lensed_Gravitational_Waves:_Probing_Cosmic_Structures_with_Wave-Optics_Features |
| Authors |
Stefano_Savastano,_Giovanni_Tambalo,_Hector_Villarrubia-Rojo_and_Miguel_Zumalacarregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05282 |
宇宙を伝播するすべての信号は、介在する重力場によって少なくとも弱くレンズ効果を受けます。状況によっては、波動光学現象(回折、干渉)が、重力波(GW)の波形の周波数依存の変調として観察されることがあります。これらのシグネチャを波動光学特徴(WOF)として示し、詳細に分析します。私たちのフレームワークは、単一画像領域でWOFを効率的かつ正確に計算できますが、弱いレンズ効果には限界があります。WOFの現象学は豊富で、貴重な情報を提供します。個々のハローの密なカスプは、グリーンのレンズ機能のピークとして現れます。解決された場合、これらの特徴は下部構造の数、有効質量、空間分布、および内部プロファイルを調査します。高い信号対雑音比のGW信号は、アインシュタイン半径をはるかに超えたWOFを明らかにし、LISAなどの今後の検出器によるかなりの確率での観測につながります。WOFの潜在的な用途には、レンズの投影密度の再構築、標準サイレンのレンズ解除、大規模な構造形態とハロー質量関数の推論が含まれます。WOFはバリオン含有量が無視できる光ハローによって発生するため、その検出(または欠如)は暗黒物質シナリオの検証に役立つと期待されています。
私たちは、生成される重力波のスペクトルからニュートリノ質量の性質、ディラックとマヨラナを区別することを提案します。我々は、小さな湯川結合を仮定せずに小さなニュートリノ質量を生成することによって動機づけられたマヨラナ質量生成とディラック質量生成の2つの単純なモデルを研究しました。マヨラナニュートリノの場合、ゲージ化された$B-L$対称性の自発的破れにより、広い周波数範囲にわたって平坦な宇宙ひも誘起重力波信号が得られますが、ディラックニュートリノの場合、$Z_2$対称性の自発的かつソフトな破れによりピークのある重力波が生成されます。磁壁の消滅によるスペクトル。2つの場合におけるスペクトルの形状の顕著な違いは、検討した2つのクラスのモデルにおけるディラックニュートリノ質量とマヨラナニュートリノ質量を区別するのに役立ち、ニュートリノを含まない二重ベータ崩壊実験の結果を補完します。
