超新星校正器としてのセファイド内の重力定数遷移はハッブル張力を解決できる
| Title |
A_gravitational_constant_transition_within_cepheids_as_supernovae_calibrators_can_solve_the_Hubble_tension |
| Authors |
Ruchika,_Himansh_Rathore,_Shouvik_Roy_Choudhury,_Vikram_Rentala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05450 |
セファイド星団をキャリブレーターとして使用したSNeIaを使用したハッブル定数（H0）の局所宇宙測定では、CMBやその他のより高度な赤方偏移探査機から推定される値と緊張関係にあるH0の値が得られます。参照では。[1]、著者らは、ハッブル張力を緩和するために、実効ニュートン重力定数Gの値を急速に遷移させることを提案しました。遷移点は、ハッブル流SNeまでの距離推定にのみ影響を与えるように選択されました。しかし、この研究では、著者らはSNeIaのピーク光度$L$がチャンドラシェカール質量$M_c$とともに増加すると仮定しました。この仮説は、$L\proptoM_c^{-0.97}$であることを発見した、G遷移の存在下でのSN光度曲線に関する以前の半解析的研究[2]と矛盾します。参考文献の結果に動機付けられる。[1]と[2]では、$\sim$7～80Mpcの間の遡り距離に対応するエポックでの実効Gが最近突然変化したという仮説を提案します。これらの距離でのGの変化は、校正銀河内のセファイドまでの距離の推定と、ハッブル流超新星までの距離の両方に影響を与える可能性があります。観測データをこの仮説に当てはめると、3つの興味深い結果が見つかりました。(i)校正器タイプIaSNeによって(特定の推定量を使用して)好まれる22.4Mpc(7,300万年前)でのG遷移の穏やかな証拠が見つかりました。G遷移のないデータ、(ii)この仮説に基づいて推定されたH0パラメータは、初期の4%大きいG値に対してCMBから得られた値とよく一致しており、したがってハッブル張力を解決できる可能性があります。(iii)SNピーク光度$L$とチャンドラセカール質量$M_c$の間のスケーリング関係への適合を$L\proptoM_c^{-1.68\pm0.68}$として取得します。これは理論的研究の予測とよく一致しています。参照の。[2]。また、他のプローブを使用してG値のこの遷移を検証する方法についても説明します。
低赤方偏移ライマン アルファ フォレストは AGN フィードバック モデルを制約できますか?
| Title |
Can_the_Low_Redshift_Lyman_Alpha_Forest_Constrain_AGN_Feedback_Models? |
| Authors |
Vikram_Khaire,_Teng_Hu,_Joseph_F._Hennawi,_Michael_Walther,_Frederick_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05466 |
z=0.1におけるIllustrisおよびIllustrisTNGシミュレーションを分析することにより、活動銀河核(AGN)フィードバックモデルを制約するための低赤方偏移ライマンアルファ(Ly$\alpha$)フォレストの可能性を調査します。これらのシミュレーションは、フィードバック処方に大きな違いがある初期条件を共有しているため、銀河間媒体(IGM)に対するAGNフィードバックの影響を研究するのに理想的です。どちらのシミュレーションでも、IGMがAGNフィードバックによって大きな影響を受けることが明らかになりました。具体的には、Illustrisではフィードバックがより強力であり、その結果、冷たいバリオンの割合がIllustrisTNGの39%に対して23%に減少します。しかし、ドップラー幅やHI柱密度、線密度、磁束パワースペクトルの2次元分布や周辺分布などのLy$\alpha$森林のさまざまな統計を実際のデータと比較すると、これらの統計のほとんどは、フィードバックモデルの違い。この感度の欠如は、冷たいバリオンの割合とHI光イオン化率($\Gamma_{\rmHI}$)の積がLy$\alpha$フォレストの光学的深さを決定するときの基本的な縮退によって生じます。$\Gamma_{\rmHI}$は第一原理から正確に予測できないため、観測されたLy$\alpha$線密度に一致するように調整された迷惑パラメータとして扱う必要があります。$\Gamma_{\rmHI}$を調整すると、考慮された統計の違いは基本的に消えます。小さな空間スケールでのLy$\alpha$磁束パワースペクトルのみが潜在的に観察可能な差異を示していますが、これはIllustrisで採用されている比較的極端なフィードバックモデルに特有のものかもしれません。$\Gamma_{\rmHI}$または低温バリオン部分のいずれかに独立した制約がなければ、低赤方偏移Ly$\alpha$フォレストでAGNフィードバックを制約することは非常に困難になります。
PRIYA: 宇宙論のためのライマン アルファ森林シミュレーションの新しいスイート
| Title |
PRIYA:_A_New_Suite_of_Lyman-alpha_Forest_Simulations_for_Cosmology |
| Authors |
Simeon_Bird,_Martin_Fernandez,_Ming-Feng_Ho,_Mahdi_Qezlou,_Reza_Monadi,_Yueying_Ni,_Nianyi_Chen,_Rupert_Croft,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05471 |
我々は、ASTRIDシミュレーションのコードと流体力学モデルに基づいて、ライマン$\alpha$森林の宇宙論的解析のために設計された宇宙論的シミュレーションのPRIYAスイートを紹介します。私たちのシミュレーションスイートは、$4$の宇宙論的パラメーターと$5$の天体物理学/熱パラメーターを含む、$9$次元のパラメーター空間に及びます。$120$Mpc/hボックス内の$1536^3$粒子を使用した$48$の低忠実度シミュレーションと、$120$Mpc/hボックス内の$3072^3$粒子を使用した$3$の高忠実度シミュレーションを実行しました。私たちのすべてのシミュレーションには、超新星やAGNフィードバックを含む銀河形成の完全な物理モデルが含まれており、現実的なDLA集団も含まれています。私たちは、より大きな粒子負荷、斑点状の水素とヘリウムの再イオン化の新しい物理モデルの組み込み、およびAGNフィードバックのモデルの自己一貫性の組み込みによって、以前のシミュレーションスイートを進めました。我々は、斑状のヘリウム再電離が大規模な1D磁束パワースペクトルに過剰を刻み込むことを示し、これにより将来ヘリウム再電離気泡サイズの測定が可能になる可能性があります。シミュレーションパラメーターはラテン超立方体設計に基づいて選択され、ガウスプロセスを使用して任意のパラメーターの組み合わせを補間します。1D磁束パワースペクトルと平均IGM温度のマルチ忠実度エミュレータを構築します。最終的な内挿誤差が$<1\%$であり、シミュレーションにより$z=5.4$-$2.2$のパーセントレベルで収束した磁束パワースペクトルが生成されることを示します。私たちのシミュレーションスイートは、SDSSおよび将来のDESIデータリリースからのLyman-$\alpha$フォレスト1D磁束パワースペクトルを解釈するために使用されます。
| Title |
Constraining_supermassive_primordial_black_holes_with_magnetically_induced_gravitational_waves |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou,_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05473 |
原始ブラックホール(PBH)は、宇宙磁場の起源など、数多くの宇宙の難題に答えることができます。特に、$M_\mathrm{PBH}>10^{10}M_\odot$の質量を持ち、その周りを移動するプラズマディスクを備えた超大質量PBHは、ビアマン電池機構を通じてシード原始磁場を生成することができ、これは後に発生する可能性があります。銀河間媒体を貫く磁場を提供するために増幅されます。このレターでは、このような磁化されたPBH集団の磁気異方性応力によって誘発される重力波(GW)信号を導き出します。興味深いことに、ビッグバン元素合成(BBN)のGW制約と磁場の銀河/乱流ダイナモ増幅の効果的なモデルを使用することにより、形成時の超大質量PBHの存在量に保守的な上限制約$\Omega_を設定しました。\mathrm{PBH,f}$を質量の関数として、つまり$\Omega_\mathrm{PBH,f}\leq2.5\times10^{-10}\left(\frac{M}{10^{10}M_\odot}\right)^{45/22}$。注目すべきことに、これらの制約は同等であり、一部の質量範囲では、大規模構造(LSS)プローブからの$\Omega_\mathrm{PBH,f}$の制約と比較してさらに厳しいものです。したがって、超大質量PBHの謎めいた性質を探索するための新しいプローブとして、磁気誘導GWのポータルが推進されています。
大規模構造の有効場理論とマルチトレーサ II: 赤方偏移空間と現実的なトレーサ
| Title |
The_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure_and_Multi-tracer_II:_redshift_space_and_realistic_tracers |
| Authors |
Thiago_Mergulh\~ao,_Henrique_Rubira,_Rodrigo_Voivodic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05474 |
私たちは、大規模構造の有効場理論のマルチトレーサー(MT)形式を赤方偏移空間に拡張し、シミュレーションから宇宙論的パラメーターを抽出する際にMTの結果を単一トレーサー解析と比較します。私たちは、サブハロー存在量マッチング法を使用して、N体シミュレーションから構築されたより現実的なマルチトレーサー銀河カタログを取得しました。サンプルショットのノイズとボリュームのさまざまな値を考慮すると、フルシェイプ解析における$A_s$、$\omega_{\rmcdm}$、$h$のMTエラーバーが約$50\%$小さいことがわかります。STに対して。MTからの宇宙論的係数とバイアス係数はそれほど縮退していないことがわかり、これはMTパラメーターの基底がより直交していることを示しています。MTを摂動理論と組み合わせて使用することは、軽度の非線形スケールに存在する情報に対応する堅牢かつ競争力のある方法であると結論付けています。
FLAMINGO: 機械学習を使用した大宇宙論的な流体力学シミュレーションの校正
| Title |
FLAMINGO:_Calibrating_large_cosmological_hydrodynamical_simulations_with_machine_learning |
| Authors |
Roi_Kugel,_Joop_Schaye,_Matthieu_Schaller,_John_C._Helly,_Joey_Braspenning,_Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Ian_G._McCarthy,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke,_Yannick_M._Bah\'e,_Josh_Borrow,_Evgenii_Chaikin,_Filip_Hu\v{s}ko,_Adrian_Jenkins,_Cedric_G._Lacey,_Folkert_S._J._Nobels,_and_Ian_Vernon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05492 |
大規模な構造調査によって得られるデータを最大限に活用するには、活動銀河核(AGN)や星形成からのフィードバックなどのバリオン効果が宇宙論的な観測対象に及ぼす潜在的な影響を定量化する必要があります。シミュレーションでは、フィードバックプロセスは未解決のままのスケールから始まります。したがって、それらは、自由なパラメーターを含むサブグリッドモデルを介して供給される必要があります。私たちは機械学習を使用して、FLAMINGO宇宙論的流体力学シミュレーションのAGNおよび恒星のフィードバックモデルを調整します。32個の小規模シミュレーションのラテン超立方体で訓練されたガウスプロセスエミュレーターを使用して、銀河恒星の質量関数とクラスターガスの割合がサブグリッドパラメーターの関数としてどのように変化するかをモデル化します。次に、エミュレータは観察データに適合し、潜在的な観察バイアスを含めることができます。私たちの方法を粒子質量の64倍にわたる3つの異なるFLAMINGO分解能に適用し、それぞれの分解質量範囲内で観察された関係を復元します。また、サブグリッドパラメータの変化を観測物質の変化にリンクさせるエミュレーターを使用して、クラスターガスの割合と星の質量関数について観測的に許容される範囲を回避または超えるモデルを見つけます。私たちの方法では、特定のサブグリッドパラメーターの値ではなく、モデルのバリエーションをキャリブレーション対象のデータに関して定義することができます。通常、サブグリッドパラメーターは特定の観測値に直接リンクされておらず、特定の観測値の予測は複数のサブグリッドパラメーターの影響を受けるため、このアプローチは役立ちます。
JWSTからの高$z$大質量銀河の恒星質量密度が暖かい暗黒物質に与える影響
| Title |
Implications_of_the_Stellar_Mass_Density_of_High-$z$_Massive_Galaxies_from_JWST_on_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Hengjie_Lin,_Yan_Gong,_Bin_Yue,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05648 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡($\it{JWST}$)の初期データ公開から、高赤方偏移における星の質量密度が大幅に過剰であることが発見されており、それには高い星形成効率が必要である可能性があります。しかし、これは再電離時代（EoR）における電離光子の密度の増加につながり、再電離履歴が変化し、現在のEoR観測に緊張が生じる可能性があります。暖かい暗黒物質(WDM)は、フリーストリーミング効果を介して、低質量銀河だけでなく小規模構造の形成も抑制することができます。これは、宇宙の再電離の歴史を変えることなく、高$z$大質量銀河における大きな星形成効率を考慮する場合に、電離光子を減少させる効果的な方法を提供する。一方、温かい暗黒物質の性質に関する制約は$\itJWST$の観測から導き出すことができます。この研究では、高$z$大質量銀河の$\itJWST$恒星質量密度と再電離の歴史を調和させるための可能な解決策としてWDMを研究します。$m_{\text{W}}\sim0.6$keVのWDM粒子質量は、星の場合、$\itJWST$high-$z$の累積恒星質量密度と再電離履歴の両方に一致することがわかります。形成効率パラメータ範囲$f_{*}^{0}=0.1-1.0$。
ビニングは罪です: 測光的に分類された Ia 型超新星を使用したハッブル図の償還
| Title |
Binning_is_Sinning:_Redemption_for_Hubble_Diagram_using_Photometrically_Classified_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Richard_Kessler,_Maria_Vincenzi,_Patrick_Armstrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05819 |
BayesianEstimationAppliedtoMultipleSpecies(ビームス)は、バイアス補正付きビームス(BBC)フレームワークに実装され、Ia型超新星(SNIa)の赤方偏移ビン化ハッブル図(HD)を生成します。BBCメソッドは選択効果と非SNIa汚染を補正し、系統的な不確実性はBBC赤方偏移ビンの数と一致する次元を持つ共分散行列によって記述されます。分光学的に確認されたSNIaサンプルについて、最近の「BinningisSinning」記事(BHS21、arxiv:2012.05900)では、ビニングされていないHDおよび共分散行列により、ビニングされたアプローチと比較して系統的不確実性が1.5倍減少することが示されました。ここでは、BBCで処理された測光的に識別されたサンプルのビニングされていないHDを取得するために分析を拡張します。この新しい方法をテストするために、低赤方偏移アンカーを使用したダークエネルギー調査(DES)に対応する50個のサンプルをシミュレートして分析します。シミュレーションにはSNeIa、炉心崩壊SNeおよび特有のSNeIaからの汚染物質が含まれます。解析には、校正のための体系的な不確実性が含まれており、暗エネルギー状態方程式パラメータ(w)が測定されます。赤方偏移ビニングされたHDと比較して、ほぼ2,000のイベントを含むビニングされていないHDは、BHS21と定性的に一致して、系統的不確実性が小さくなり、50個のサンプル間の結果を平均したところ、測定された宇宙論的パラメーターに偏りがあるという証拠は見つかりませんでした。大きなサンプルでビニングされていないHDをフィッティングするための計算時間を短縮するために、赤方偏移、カラー、ストレッチのビンでHDを定義するHDリビニング手法を提案します。再ビニングされたHDでは、ビニングされていない場合と同様の不確実性が生じ、偏った宇宙論パラメータの証拠は示されません。
物質パワースペクトルからの大質量ニュートリノを含む宇宙論的推論: 共分散行列の不確実性によって引き起こされるバイアス
| Title |
Cosmological_inference_including_massive_neutrinos_from_the_matter_power_spectrum:_biases_induced_by_uncertainties_in_the_covariance_matrix |
| Authors |
S._Gouyou_Beauchamps,_P._Baratta,_S._Escoffier,_W.Gillard,_J._Bel,_J._Bautista_and_C._Carbone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05988 |
EuclidやDESIなど、今後の大規模銀河赤方偏移調査からのデータ分析により、宇宙論的パラメータの制約が大幅に改善されるでしょう。これらの銀河調査から情報を最適に抽出するには、宇宙論的パラメーターの推論に影響を与える共分散の推定から生じる不確実性とバイアスを高い信頼性で制御することが重要です。この研究では、私たちは2つの異なる、しかし密接に関連する問題に取り組んでいます:(i)有限セットのシミュレーションから推定された共分散行列に存在するサンプリングノイズ、および(ii)共分散への非ガウス寄与の宇宙論的制約への影響パワースペクトルの行列。DEMNUniN体シミュレーションを使用して、実空間での物質パワースペクトルのフィッティングから得られるパラメーター推定に焦点を当てます。最初の問題に関しては、パラメータ空間を伝播する精度行列のサンプリングノイズを低減するために2つの異なるアプローチを採用します。1つは、非線形収縮に基づく共分散行列の代替推定器NERCOMEを使用することです。一方では、近似モックカタログを高速に生成する手法であるCOVMOSを採用しています。NERCOMEはパラメータの事後分布に誘発されるノイズを大幅に低減できるが、その代償として宇宙論的パラメータの誤差範囲が体系的に過大評価されることがわかりました。多数の実現(10～000)から推定されたCOVMOS共分散行列を使用すると、不偏な宇宙論的制約が得られることを示します。2番目の問題に関しては、純粋に非線形クラスタリングから生じるパワースペクトル共分散の非ガウス部分の宇宙論的制約への影響を定量化します。この項を無視すると、推定パラメータの誤差と中心値の両方が$\kmax>0.2\\invMpc$のスケールカットで影響を受けることがわかります。
原始磁場の存在下におけるCMBドップラーモードと21cm輝度温度の相互相関
| Title |
Cross_correlations_of_the_CMB_Doppler_mode_and_the_21_cm_brightness_temperature_in_the_presence_of_a_primordial_magnetic_field |
| Authors |
Kerstin_E._Kunze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06049 |
CMBドップラーモードと21cm線の輝度温度の間の相互相関は、確率的原始磁場の存在下で計算されます。潜在的な検出可能性は、LOFARや将来のSKAOなどの21cmライン電波望遠鏡の構成および測量設計パラメーターと組み合わせたプランク2018ベストフィットパラメーターに対して推定されます。不均一な再イオン化だけでなく均一な再イオン化も考慮されています。特に後者はSKA1-midと組み合わせて、有望な信号対雑音比を示します。
アタカマ宇宙望遠鏡: 小惑星集団のミリメートル観測または: ACTeroids
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Millimeter_Observations_of_a_Population_of_Asteroids_or:_ACTeroids |
| Authors |
John_Orlowski-Scherer_and_Ricco_Venterea_and_Nicholas_Battaglia_and_Sigurd_Naess_and_Tanay_Bhandarkar_and_Emily_Biermann_and_Erminia_Calabrese_and_Mark_Devlin_and_Jo_Dunkley_and_Carlos_Hervias-Caimapo_and_Patricio_A._Gallardo_and_Matt_Hilton_and_Adam_D._Hincks_and_Kenda_Knowles_and_Yaqiong_Li_and_Jefferey_J._McMahon_and_Michael_D._Niemack_and_Lyman_A._Page_and_Bruce_Partridge_and_Maria_Salatino_and_Jonathan_Sievers_and_Cristobal_Sifon_and_Suzanne_Staggs_and_Alexander_Van_Engelen_and_Cristian_Vargas_and_Eve_M._Vavagiakis_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05468 |
我々は、2017年から2021年のデータを使用して、アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)によって空の18,000度2上で検出された、ミリメートル(mm)波長での小惑星集団の光束と光度曲線を示します。小惑星や太陽系外縁天体(TNO)などの移動天体を探索したり、過渡状態を研究したりするのに使用できます。90、150、220GHz付近を中心とするACT観測帯域の少なくとも1つで、信号対雑音比が5以上の小惑星を160個検出しました。各小惑星について、ACTで測定されたフラックスと、WISEデータに適合した地球近傍小惑星熱モデル(NEATM)からの予測フラックスを比較します。ミリメートル波長での光束の不足を検出した以前の結果を確認します。さらに、この欠陥に対するスペクトル特性、つまり磁束が90GHzよりも150GHzと220GHzで相対的に低いことを報告します。さらに、S型小惑星の方がC型小惑星よりも磁束の不足が大きいことがわかりました。
香西・リドフ共鳴内の惑星によって駆動される恒星の回転の永年力学
「ホットジュピター」が存在する多くの系外惑星系では、主星の自転軸が惑星の軌道軸に対して大きくずれていることが観察されている。本研究では、恒星のスピンの進化が香西-リドフ(KL)共鳴内部の惑星から誘導される重力トルクにさらされる階層的三体系の下で、そのような位置ずれを引き起こす可能性のある経路を調査した。特に、2つの特別な構成について詳しく説明します。1つ目はKL固定点に惑星がある構成に対応し、2つ目はKL遊動サイクルで移動する惑星がある構成に対応します。惑星がKL固定点に位置する場合、対応するハミルトニアンモデルは1自由度であり、星のスピンの解放中心の3つの分岐が存在します。惑星がKLサイクルで運動しているとき、ポアンカレ断面の手法を使用して、位相空間における星のスピンの全体的な構造を明らかにします。複雑な構造を理解するために、摂動的な処理を採用して回転力学を研究します。これは、共鳴モデルの下での位相ポートレートの解析構造が、ポアンカレ断面で生じる数値構造とよく一致することを示しており、星のスピンの複雑な力学が、摂動のないハミルトニアンモデルの下での一次共鳴と2つの共鳴の組み合わせによって支配されていることを示しています。:1(高次および/または二次)スピン軌道共鳴。
超高温のマグマ海洋惑星の大気中の少量の水素の影響：大気の組成と脱出
| Title |
The_effect_of_a_small_amount_of_hydrogen_in_the_atmosphere_of_ultrahot_magma-ocean_planets:_atmospheric_composition_and_escape |
| Authors |
S\'ebastien_Charnoz,_Aur\'elien_Falco,_Pascal_Tremblin,_Paolo_Sossi,_Razvan_Caracas,_Pierre-Olivier_Lagage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05664 |
ここでは、岩石系系外惑星のマグマオーシャン上にある少量の水素(系外惑星の質量よりもはるかに小さい)が、大気の化学反応と大気の脱出をどのように変化させるかを調査します。ガス平衡コードと結合したマグマオーシャンの化学モデルを使用します。。大気圏からの脱出を計算するには、エネルギー制限モデルが使用されます。マグマオーシャン上の蒸気の組成は、たとえ非常に少量のH($\ll10^{-6}$惑星質量)であっても、水素によって劇的に変化します。水素はO$_2$(g)の多くを消費し、その結果、マグマオーシャンからの金属および金属酸化物(SiO、Mg、Na、K、Fe)の蒸発が促進されます。膨大な量のH$_2$Oが同じプロセスで生成されます。高い水素圧力では、SiH$_4$などの新しい水素化種が大気中に形成されます。すべての場合において、H、H$_2$、およびH$_2$Oが主な非金属含有揮発性種です。T$<$<$2000Kおよび低H含有量ではナトリウムが主な大気金属含有種であるのに対し、高H含有量および低温ではFeが主となり、T>3000KではSiOが主となる。我々は、大気中のMg/Fe、Mg/SiおよびNa/Si比は、その下にある惑星の比や星の組成から逸脱しています。したがって、彼らの決定は、惑星のマントル組成とH含有量を制限する可能性があります。水素の存在はケイ酸塩マントルの蒸発を促進するため、高密度の放射線を受けた系外惑星のいくつかは水素を含む惑星として生命を開始し、そのケイ酸塩マントルの一部が蒸発した可能性があると考えられます（最大で数ドル10\%$）。Si、O、Fe）が含まれ、その後Hの還元作用により失われます。Hがたとえ微量でも大気の組成を変化させ、岩石惑星の溶融ケイ酸塩マントルに由来する重種の宇宙への蒸発を促進する可能性があります。
アルマ望遠鏡による DART 衝突の観測: サブミリ波での噴出物の特徴づけ
| Title |
ALMA_Observations_of_the_DART_Impact:_Characterizing_the_Ejecta_at_Sub-Millimeter_Wavelengths |
| Authors |
Nathan_X._Roth,_Stefanie_N._Milam,_Anthony_J._Remijan,_Martin_A._Cordiner,_Michael_W._Busch,_Cristina_A._Thomas,_Andrew_S._Rivkin,_Arielle_Moullet,_Ted_L._Roush,_Mark_A._Siebert,_Jian-Yang_Li,_Eugene_G._Fahnestock,_Josep_M._Trigo-Rodriguez,_Cyrielle_Opitom,_Masatoshi_Hirabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05908 |
我々は、二重小惑星リダイレクトテスト（DART）ミッションを支援するアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）とアタカマコンパクトアレイ（ACA）を使用したディディモス・ディモルフォス連星小惑星系の観測を報告する。UT20229月15日の我々の観測は、衝突前のベースラインと$\lambda=0.87$mmにおけるディディモス・ディモルフォスの分光放射率の最初の測定値を提供し、これはミリメートル波長で測定された少数の珪質および炭素質小惑星と一致した。私たちの衝突後の観測は、衝突後T+3.52時間からT+8.60時間まで、アルマ望遠鏡とACAのそれぞれ4回の連続実行を使用して実施され、小惑星と衝突噴出物からの熱放射をサンプリングしました。衝突前のベースライン測定値をスケールし、それを衝突後の観察結果から差し引いて、噴出物中のmmサイズの粒子の磁束密度を分離しました。噴出塵の質量は、ディモルフォスのS型小惑星物質を代表する可能性のある一連の物質について計算されました。想定される物質に応じて、我々の観測における噴出物の平均質量は0.9～5.2$\times10^7$kgと一致しており、これはディモルフォスの総質量の0.2～1.2%に相当し、観測に基づく噴出物の質量推定値と一致しています。光の波長。私たちの結果は、噴出物中のミリメートルサイズの物質の最も高感度な測定値を提供し、宇宙飛行ミッションに支援観測を提供するアルマ望遠鏡の力を実証しています。
スーパーアース形成時のオーム散逸
スーパーアースの人口は、系外惑星の代表の一つとして、惑星形成理論を制約する上で重要な役割を果たしています。核降着モデルによる予測によれば、スーパーアースの質量は、暴走ガス降着によってそれを超えると巨大ガス惑星に成長する臨界質量の範囲内にあるため、スーパーアースは稀であるはずである。この研究では、惑星が周囲の円盤からガスを降着させる際の、惑星の熱構造と冷却収縮に対する抵抗散逸の影響を調査します。私たちは、惑星エンベロープに蓄積されたオーミック加熱からの余分な加熱エネルギーが、惑星の放射対流境界を内側に押し込み、惑星の冷却を防ぎ、さらには降着を停止させる可能性があることを発見しました。パラメータ空間を探索して、抵抗散逸モデルの入力パラメータに対する冷却時間スケールの依存性を研究します。数値結果は、暴走ガス降着の前にガス降着を停止することができ、いくつかのパラメータセットではエンベロープ質量が惑星コア質量の数パーセントにすぎないことを示しています。私たちの結果は、抵抗散逸がガスの付着を遅らせ、スーパーアースの形成を促進する潜在的なメカニズムであることを示唆しています。将来の観測は、スーパーアース形成における抵抗散逸の重要性を抑制するのに役立つかもしれない。
原始星系の周連円盤の周波数について
| Title |
On_the_frequencies_of_circumbinary_discs_in_protostellar_systems |
| Authors |
Daniel_Elsender,_Matthew_R._Bate,_Ben_S._Lakeland,_Eric_L._N._Jensen,_Stephen_H._Lubow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06035 |
星団形成の放射流体力学シミュレーションで形成された周連系円盤の解析について報告する。純粋な連星と、三重および四重星系内のペアの両方を考慮します。原始星系はすべて若い(年齢<$10^5$歳)。周連星円盤をホストするシステムの間隔の中央値は$\約11$auで、円盤の特性半径の中央値は$\約64$auであることがわかりました。長半径$a<1$auを持つ純粋な連星のうち$89$パーセントに周連星があり、周連星ディスクの出現率は$a\に2番目のピークを持つ純粋な連星における対数分離のある二峰性であることがわかります。約50ドル。$a>100$auのシステムには、周回ディスクが存在することはほとんどありません。周連星ディスクのサイズの中央値は、システムの次数に応じて$\約5～6\$の間であり、より高次のシステムではバイナリ分離に比べてより大きなディスクを持ちます。我々は、周連星円盤と観測円盤とシミュレーション円盤の両方の連星軌道の間の相互傾斜の基礎となる分布が統計的に異なることがないことを発見した。
拡散を超えて: 原始惑星系円盤における乱流ダスト輸送の一般化された平均場理論
| Title |
Beyond_Diffusion:_A_Generalized_Mean-Field_Theory_of_Turbulent_Dust_Transport_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Fabian_Binkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06103 |
原始惑星系円盤に乱流が存在する場合、それはガス状円盤の構成要素に埋め込まれた塵粒子を輸送する際に重要な役割を果たします。ダストダイナミクスのフィールド記述を使用する場合、この乱流ダスト輸送をモデル化するために伝統的に拡散アプローチが使用されます。ただし、古典的な乱流拡散モデルは完全に自己矛盾がないことが示されています。拡散量のあいまいな性質や角運動量の非保存など、いくつかの欠点が存在します。軌道効果も、明確な処方箋がなければ無視されます。これらの矛盾に応えて、平均場理論に基づいて等方性および均一乱流の新しいオイラー乱流ダスト輸送モデルを提案します。私たちのモデルは、無圧力流体方程式に適用される密度加重平均に基づいており、適切な乱流クロージャを使用します。私たちのモデルは、乱流ダストの質量流束に関する新しい力学的方程式を生成し、特別な限定的なケースで既存の乱流輸送モデルを復元することで、乱流粒子輸送のより一般的で自己矛盾のない説明を提供します。重要なのは、私たちのモデルは地球規模の角運動量と線形運動量の保存を無条件に保証し、原始惑星系円盤の軌道力学の影響を暗黙的に説明していることです。さらに、私たちのモデルは、小さな粒子と大きな粒子の両方の垂直沈降-拡散平衡解を正確に記述します。したがって、この研究は一般化されたオイラー乱流ダスト輸送モデルを提示し、原始惑星系円盤における乱流ダスト輸送のより詳細な研究のための包括的な枠組みを確立します。
小さな赤い点: EIGER と FRESCO JWST 調査によって明らかになった $z\sim5$ の微光 AGN の豊富な集団
| Title |
Little_Red_Dots:_an_abundant_population_of_faint_AGN_at_$z\sim5$_revealed_by_the_EIGER_and_FRESCO_JWST_surveys |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Rohan_P._Naidu,_Gabriel_Brammer,_John_Chisholm,_Anna-Christina_Eilers,_Andy_Goulding,_Jenny_Greene,_Daichi_Kashino,_Ivo_Labbe,_Simon_J._Lilly,_Ruari_Mackenzie,_Pascal_A._Oesch,_Andrea_Weibel,_Stijn_Wuyts,_Mengyuan_Xiao,_Rongmon_Bordoloi,_Rychard_Bouwens,_Pieter_van_Dokkum,_Garth_Illingworth,_Ivan_Kramarenko,_Michael_V._Maseda,_Charlotte_Mason,_Romain_A._Meyer,_Erica_J._Nelson,_Naveen_A._Reddy,_Irene_Shivaei,_Robert_A._Simcoe,_Minghao_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05448 |
初期宇宙における微光活動銀河核(AGN)の蔓延と特性を特徴付けることは、超大質量ブラックホール(SMBH)の形成を理解し、宇宙の再電離における役割を決定するための鍵となります。私たちは、EIGERとFRESCO調査からの深層JWST/NIRCamイメージングと広視野スリットレス分光法を使用して、$z\about4-6$の広いH$\alpha$エミッターの分光探索を実行します。$z=4.2-5.5$で、$\sim1200-3700$kms$^{-1}$の線幅を持つ幅広い成分を持つ20本のH$\alpha$ラインを特定し、$\sim30-90$%に寄与します。総線束の。これらの広範な成分は、暗黙の質量$\sim10^{7-8}$M$_{\odot}$を持つSMBHへの降着によって駆動されると解釈します。UV光度範囲M$_{\rmUV}$=-21～-18では、$\about10^{-5}$cMpc$^{-3}$の数密度を測定します。これは、クエーサーUV光度関数の外挿から予想されるよりも1桁高い値です。しかし、このようなAGNは$z\sim5$の星形成銀河の$<1$%にしか見つかりません。SMBH質量関数は大宇宙論的シミュレーションと一致します。2つの天体で、SMBHの成長と流出を促進する高密度ガスを示す狭い赤方偏移と青方偏移したH$\alpha$吸収が検出されました。私たちは、より巨大な青いクエーサーが見られる塵のない経路を取り除く初期のAGNフィードバックを目撃しているかもしれません。我々は、赤化と微光AGNから生じる銀河の全光度の割合との間に強い相関関係があることを明らかにした。これは、初期のSMBHの成長は非常に不明瞭であり、微弱なAGNは宇宙の再電離にわずかに寄与しているだけであることを意味します。
最大規模の銀河周回媒体: 大面積マイクロ熱量計による X 線吸収線の検出
| Title |
Circumgalactic_Medium_on_the_Largest_Scales:_Detecting_X-ray_Absorption_Lines_with_Large-Area_Microcalorimeters |
| Authors |
Akos_Bogdan,_Ildar_Khabibullin,_Orsolya_Kovacs,_Gerrit_Schellenberger,_John_ZuHone,_Joseph_Burchett,_Klaus_Dolag,_Eugene_Churazov,_William_Forman,_Christine_Jones,_Caroline_Kilbourne,_Ralph_Kraft,_Erwin_Lau,_Maxim_Markevitch,_Dan_McCammon,_Daisuke_Nagai,_Dylan_Nelson,_Anna_Ogorzalek,_Benjamin_Oppenheimer,_Arnab_Sarkar,_Yuanyuan_Su,_Nhut_Truong,_Sylvain_Veilleux,_Stephan_Vladutescu-Zopp,_Irina_Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05449 |
環銀河媒体(CGM)は、星形成を促進し、銀河から放出された金属を保持し、銀河に出入りするガスの流れをホストするため、銀河の進化において重要な役割を果たしています。天の川型銀河やより大質量の銀河の場合、CGMの大部分は、X線の波長で最もアクセスしやすい高温相にあります。しかし、CGMに対する私たちの理解は、その性質が希薄であるため、依然としてほとんど制約されていません。CGMを調査する有望な方法は、X線吸収研究によるものです。従来の吸収研究では明るい背景のクェーサーが利用されていましたが、この方法ではペンシルビームでCGMを調べます。また、明るいクェーサーは希少であるため、研究に利用できる銀河の数は限られています。大面積、高スペクトル分解能のX線マイクロ熱量計は、放出と吸収におけるCGMを調査するための新しいアプローチを提供します。ここでは、宇宙X線背景源からの累積X線放出により、吸収におけるCGMを調査できることを実証します。私たちは、Magneticumシミュレーションから主要なX線イオンの柱密度マップを構築し、9つの銀河の現実的な模擬画像を構築して、大規模CGMから生じるX線吸収線の検出可能性を調査します。OVII吸収線は$3\sigma-6\sigma$の信頼水準で個々の大銀河の周囲で検出可能であると結論付けています。天の川型銀河の場合、複数の銀河からのデータを追加する場合、ビリアル半径を超えてもOVIIおよびOVIII吸収線が$\sim\,6\sigma$および$\sim\,3\sigma$レベルで検出可能です。このアプローチは放出研究を補完し、追加の曝露を必要とせず、最大規模でのバリオン収支とCGMの調査を可能にします。
SDSS における銀河バーの潮汐密度場への依存性
| Title |
Dependence_of_galactic_bars_on_the_tidal_density_field_in_the_SDSS |
| Authors |
Qi'an_Deng_(1),_Ying_Zu_(1),_Shadab_Alam_(2),_Yongmin_Yoon_(3)_((1)_SJTU,_(2)_TIFR,_(3)_KASI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05451 |
円盤銀河の長期進化の主な要因として、棒の形成は周囲の潮汐場と潜在的に関連しています。私たちは、小規模(${<}2\,\mathrm{Mpc}/h$)と大規模(${>}5\,\mathrm{Mpc}/h$)の両方の潮汐に対するバーの依存性を体系的に調査します。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)によって$0.01{<}z{<}0.11$の間に観測された銀河を使用したフィールド。2D円盤成分を差し引いた後の銀河画像から導出されたバーに対応する等光線の楕円率$e_{\mathrm{bar}}$を使用してバーの強度を特徴付けます。SDSSおよびDESILegacySurveysからの視覚的識別と広範な比較を実行することにより、バー検出方法の有効性を実証します。Yangetal.SDSS群カタログによれば、相互作用する銀河団内の銀河の平均$e_{\mathrm{bar}}$は、孤立した銀河団内の$0.01{<}z{<}0.06$よりも高いという最近の研究結果が確認されていますが、このバーの小規模な潮汐強調は、クラスターのサンプルを5倍にして$z{=}0.11$に増やすと消えます。大規模なスケールでは、$5\,\mathrm{Mpc}/h$にわたって定義される密度場の潮汐異方性である$\alpha_{5}$に対する$e_{\mathrm{bar}}$の依存性を調査します。$\alpha_{5}{<}10$を持つ銀河の$98\%$にはそのような依存性は検出されません。興味深いことに、$\alpha_{5}{\ge}10$を含む$2\%$の中で、密度が低い領域ではバーの強度が上昇し、密度が過剰な領域では抑制される兆候が検出されました。両方のスケールでの結果を組み合わせると、極度に異方性の環境を除いて、局所宇宙におけるバー形成の潮汐依存性の証拠はほとんどないと結論付けられます。
TNG50 銀河の銀河周縁媒質における OVII X 線輝線の共鳴散乱
| Title |
Resonant_scattering_of_the_OVII_X-ray_emission_line_in_the_circumgalactic_medium_of_TNG50_galaxies |
| Authors |
Dylan_Nelson,_Chris_Byrohl,_Anna_Ogorzalek,_Maxim_Markevitch,_Ildar_Khabibullin,_Eugene_Churazov,_Irina_Zhuravleva,_Akos_Bogdan,_Priyanka_Chakraborty,_Caroline_Kilbourne,_Ralph_Kraft,_Annalisa_Pillepich,_Arnab_Sarkar,_Gerrit_Schellenberger,_Yuanyuan_Su,_Nhut_Truong,_Stephan_Vladutescu-Zopp,_Nastasha_Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05453 |
私たちは、銀河の高温環銀河媒体(CGM)の観測可能性に対する共鳴散乱X線線放射の影響を研究します。モンテカルロ放射伝達後処理解析を高解像度TNG50宇宙論的磁気流体力学的銀河形成シミュレーションに適用します。これにより、複雑なマルチフェーズ、マルチスケールCGM内でOVII(r)X線光子の共鳴散乱をモデル化することができます。OVIIHe様三重項の共鳴遷移は、ホットCGMを検出し、その物理的特性を測定するための最も明るく、最も有望なX線輝線の1つです。私たちは、z~0で恒星質量10<log(M*/Msun)<11を持つ銀河に焦点を当てます。中心銀河およびCGMガスからのOVII(r)放射のモデルを構築した後、これらの固有光子を前方モデル化します。観察可能な表面輝度マップを導き出すため。散乱により、拡張および拡散CGMの観察可能なOVII(r)表面輝度が大幅に向上することがわかりました。この増強は大きくなる可能性があり、高質量M*=10^10.7Msun銀河の場合、投影距離200kpcの距離で平均して1桁の大きさになります。強化は質量の小さい銀河ほど大きくなり、拡張CGM全体で100倍に達することもあります。より高い星形成率、AGN光度、および中心OVII(r)光度を持つ銀河はすべて、固定恒星質量においてより大きな散乱増強を示します。私たちの結果は、XRISM、LEM、ATHENA、HUBSなどの次世代X線分光ミッション（放出中のホットCGMの検出を目的とする）では、共鳴散乱による大幅な強化でハローを特にターゲットにできる可能性があることを示唆している。
pysersic: jax で高速化された、ベイズ推論によって銀河の構造特性を決定するための Python パッケージ
| Title |
pysersic:_A_Python_package_for_determining_galaxy_structural_properties_via_Bayesian_inference,_accelerated_with_jax |
| Authors |
Imad_Pasha_and_Tim_B._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05454 |
銀河系外の集団研究における標準的な手法は、パラメトリックモデルを銀河画像に当てはめることです。このような当てはめから、全光束や有効半径（サイズ）などの銀河の重要な構造パラメータを抽出することができます。最も一般的なパラメトリック形式の1つはS\'ersicプロファイルの形式であり、ほぼすべての銀河の配光に合理的に適合するのに十分な柔軟性を備えています。ここでは、銀河画像からの構造パラメータの推論を容易にするために作成されたベイジアンフレームワークであるpysersicを紹介します。Pysersicは純粋なPythonで書かれており、jaxフレームワークを使用して構築されているため、ジャストインタイムのコンパイル、自動微分、CPU、GPU、またはTPUでのシームレスな実行が可能です。推論は、NoU-TurnSamplingなどの勾配ベースの方法を使用してnumpyroパッケージで実行され、最新のラップトップでわずか数分で効率的かつ堅牢な事後推定が行われます。Pysersicはユーザーフレンドリーなインターフェイスを持つように設計されており、ユーザーは単一または複数のソースを数行のコードに収めることができると同時に、現在および将来の分析パイプラインに統合できる十分な柔軟性も備えています。サンプリングに加えて、pysersicは最適化によって最良のモデルの点推定を数秒で生成し、確率的変分推論によって事後推定を近似できます。numpyro確率言語を使用すると、S\'ersicを超えた任意のモデルへの将来の拡張性が提供されます。
クエーサー測光における粘性時間スケールの負の遅れとLSSTによるさらなる検出の見通し
| Title |
Negative_Lags_on_the_Viscous_Timescale_in_Quasar_Photometry_and_Prospects_for_Detecting_More_with_LSST |
| Authors |
Amy_Secunda,_Jenny_E._Greene,_Yan-Fei_Jiang,_Philippe_Z._Yao,_and_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05455 |
クエーサー光度曲線の変動性は、クエーサー降着円盤の構造を研究するために使用できます。たとえば、連続残響マッピングでは、短波長帯域と長波長帯域の変動間の遅延(「短い」ラグ)を使用して、ディスクの半径範囲と温度プロファイルを測定します。最近、はるかに長い粘性タイムスケールで、短波長帯域の変動が長波長帯域よりも遅れる潜在的な逆遅れがフェアオール9で検出されました。この検出に触発されて、我々はゆらぎの伝播からこれらの「長い」負の遅れのタイムスケールを導き出しました。モデルと最近のシミュレーション。このタイムスケールを使用して、VeraRubinLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)を使用して長いラグを検出する能力を予測します。内挿相互相関関数、フォン・ノイマン推定器、ジャベリン、最尤フーリエ法などのいくつかの方法を検討した結果、ジャベリンと最尤法という2つの主要な方法が一緒に長いラグを検出できることがわかりました。模擬LSST光度曲線では最大数百日かかります。私たちの方法は、季節の長さが長い提案されたLSSTリズムで最もよく機能しますが、特に季節ギャップ中に他の光学望遠鏡からの観測を追加する場合は、現在のベースラインLSSTリズムでも機能します。LSSTには、さらに数十から数百の長いラグを検出できる可能性があることがわかりました。これらの長い遅れを検出することで、クエーサー円盤の垂直構造と、それがさまざまなクエーサーの特性に応じてどのようにスケールされるかについて知ることができます。
SIGNALS HII 領域観測による LEGUS 星団からの LyC 脱出率の抑制: NGC 628 のパイロット研究
| Title |
Constraining_the_LyC_escape_fraction_from_LEGUS_star_clusters_with_SIGNALS_HII_region_observations:_A_pilot_study_of_NGC_628 |
| Authors |
J._W._Teh,_K._Grasha,_M._R._Krumholz,_A._Battisti,_D._Calzetti,_L._Rousseau-Nepton,_C._Rhea,_A._Adamo,_R._C._Kennicutt,_E._K._Grebel,_D._O._Cook,_F._Combes,_M._Messa,_S._Linden,_R._S._Klessen,_J._M._Vilchez,_M._Fumagalli,_A._F._McLeod,_L._J._Smith,_L._Chemin,_J._Wang,_E._Sabbi,_E._Sacchi,_A._Petric,_L._Della_Bruna,_A._Boselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05457 |
若くて大質量の星の電離放射線は、星のフィードバックの重要な形態です。ほとんどの電離性(ライマン連続体;LyC、$\lambda<912A$)光子は、それらを生成する星の近くで吸収され、コンパクトなHII領域を形成しますが、一部はより広い銀河に逃げます。漏れ出るLyC光子の割合を定量化することは未解決の問題です。この研究では、レガシー銀河系外紫外線サーベイ(LEGUS)による星団の広帯域測光と、星形成、電離ガス、星雲量レガシーサーベイ(SIGNALS)は、近くの渦巻銀河NGC628にあります。まず、組み合わせたカタログの完全性を評価し、LEGUS調査とSIGNALS調査の感度の違いの結果として、HII領域の49%に対応する星団が欠けていることがわかりました。一致するクラスターを持つHII領域の場合、観測されたHII光度を生成するのに必要な電離力と、ホスト星団の予測電離光子出力との差から脱出率を推測します。後者は、LEGUS測光観測と確率的恒星集団合成コードSLUG(StochasticallyLightingUpGalaxies)の組み合わせを使用して計算されます。全体として、42のHII領域のサンプル全体で$f_{esc}=0.09^{+0.06}_{-0.06}$のエスケープ率が見つかりました。特に、$f_{esc}$が高いHII領域は、主にH$\alpha$-明度が低い領域であることがわかります。$f_{esc}$と輝線[Oii]/[Nii]および[Oii]/H$\beta$との相関関係の可能性も報告します。
| Title |
Revisiting_mass_estimates_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Yongjun_Jiao,_Francois_Hammer,_Haifeng_Wang,_Jianling_Wang_and_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05461 |
天の川銀河の質量を推定するために、ガイアデータリリース(DR)3の回転曲線を使用します。暗黒物質成分をモデル化するためにエイナスト密度プロファイルを考慮します。$112$kpcで動的質量$M=2.75^{+3.11}_{-0.48}\times10^{11}M_\odot$を外挿して取得します。この低質量の天の川は、顕著な減少する回転曲線と一致しており、私たちの銀河系とハローの住民についての新たな洞察を提供する可能性があります。
二体緩和と偏心コーザイ・リドフ機構の複合効果による潮汐破壊現象
| Title |
Tidal_Disruption_Events_from_the_Combined_Effects_of_Two-Body_Relaxation_and_the_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism |
| Authors |
Denyz_Melchor,_Brenna_Mockler,_Smadar_Naoz,_Sanaea_Rose,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05472 |
潮汐破壊現象(TDE)は、星が超大質量ブラックホール(SMBH)に近づきすぎて破壊されたときに発生します。文献でよく引用される主要な物理メカニズムの1つは、ホストSMBHの影響圏内の恒星集団が経験する弱い二体相互作用、一般に二体緩和と呼ばれるものです。このプロセスにより、遠方にある星の角運動量が変化し、ほぼ放射状の軌道に配置され、星が破壊される可能性があります。一方で、離心コーザイ・リドフ機構（EKL）を介したSMBH伴星からの重力摂動も、有望な恒星の撹乱経路として提案されている。ここで我々は、SMBHバイナリにおけるEKLと二体緩和の組み合わせが、TDEのレートの包括的な全体像を構築するために不可欠であることを実証します。ここでは、周囲の恒星分布の密度プロファイルとSMBH伴星の連星軌道パラメータがTDEの発生率にどのような影響を与えるかを調査します。我々は、この結合チャネルが観測結果と一致する速度で自然に破壊を引き起こし、また、束縛された星が複数の軌道上で部分的に破壊される繰り返しTDEを自然に形成することを示す。最近の観測では、星が短周期の軌道で乱されていることが示されているが、これらのメカニズムを独立して考えると、これを説明するのは困難である。しかし、二体緩和の拡散効果は、EKLからの離心率励起の永続的な性質と組み合わされて、恒星を短い離心軌道上ではるかに高い速度で駆動することがわかっています。
外側銀河の星形成に対する金属性の影響を調査する。 I. おおいぬ座の若い恒星天体の VLT/KMOS 調査
| Title |
Investigating_the_Impact_of_Metallicity_on_Star_Formation_in_the_Outer_Galaxy._I._VLT/KMOS_Survey_of_Young_Stellar_Objects_in_Canis_Major |
| Authors |
Dominika_Itrich,_Agata_Karska,_Marta_Sewi{\l}o,_Lars_E._Kristensen,_Gregory_J._Herczeg,_Suzanne_Ramsay,_William_J._Fischer,_Beno\^it_Tabone,_Will_R._M._Rocha,_Maciej_Koprowski,_Ng\^an_L\^e,_Beata_Deka-Szymankiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05502 |
原始惑星系円盤の進化における金属量の影響は、太陽近傍よりも金属量が低い外側銀河で研究される可能性があります。我々は、銀河中心距離9.1kpcに位置するCMa-$\ell$224星形成領域内の$\sim$120候補若い恒星天体(YSO)の近赤外におけるVLT/KMOS積分場分光法を紹介する。水素Br$\gamma$放出を使用してYSO降着光度と降着速度を特徴付け、降着光度の中央値$\log{(L_{\rmacc})}=-0.82^{+0.80}_{-0.82を求めます。L_\odot$。測定された降着光度に基づいて、CMa-$\ell$224における星形成の歴史の仮説を調査します。それらの中央値は、ほとんどのYSO候補が特定されているクラスターCが、この地域で最も進化した部分である可能性があることを示唆しています。降着光度は、ペルセウス座とオリオン座の分子雲内の低質量YSOに対して観察される光度に類似しており、より低い金属量の影響は明らかではありません。銀河内の星形成の全体像を得るには、広範囲の金属量をカバーする他の銀河系外側の雲でも同様の研究を行うことが重要です。
VISCACHA 調査 -- VII.星団からのマゼランブリッジとSMCウィングの組み立ての歴史
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_VII._Assembly_history_of_the_Magellanic_Bridge_and_SMC_Wing_from_star_clusters |
| Authors |
R._A._P._Oliveira,_F._F._S._Maia,_B._Barbuy,_B._Dias,_J._F._C._Santos_Jr.,_S._O._Souza,_L._O._Kerber,_E._Bica,_D._Sanmartim,_B._Quint,_L._Fraga,_T._Armond,_D._Minniti,_M._C._Parisi,_O._J._Katime_Santrich,_M._S._Angelo,_A._P\'erez-Villegas,_B._J._De_B\'ortoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05503 |
$N$体モデルによって提案されているように、$\sim200\,$Myr前に大マゼラン雲と小マゼラン雲が遭遇した際のマゼラン橋の形成シナリオは、その星の化学濃縮と運動学に刻印されるでしょう。その延長に沿って星形成が進行している場所。VISCACHA調査用の補償光学を備えたSOAR4m望遠鏡で得られた測光を使用した33個のブリッジ星団の分析を紹介します。私たちはメンバーシップの選択を実行し、統計的等時線フィッティングを介して首尾一貫した年齢、金属量、距離、発赤値、さらには構造解析からの潮汐半径と積分質量を導き出しました。2つのグループが明確に検出されています。13個のよく研究されたクラスターは橋よりも古く、$0.5-6.8\,$Gyrおよび$\rm{[Fe/H]}<-0.6\,$dexです。$<200\,$Myrおよび$\rm{[Fe/H]}>-0.5\,$dexを持つ15個のクラスターは、おそらくその場で形成されました。古いクラスターはSMCの全体的な年齢と金属度の勾配に従いますが、若いクラスターは橋に沿って均一に分布しています。主な結果は次のとおりです:$(i)$、それぞれ9個と18個のクラスターについて初めて年代と金属量を導き出しました。$(ii)$$\sim200\,$Myrと$1.5\,$Gyr前の橋の年齢と金属量の関係において2つの金属量の低下が初めて検出され、おそらく橋とマゼラン流。$(iii)$橋の最小質量は$3-5\times10^5\,M_\odot$と推定されます。$(iv)$$\rm{RA}<3^h$の若いブリッジクラスターはすべて、金属が豊富な$\rm{[Fe/H]}\sim-0.4\,$dexであることが確認されました。
可変構造関数を使用したクエーサーの視野角の調査
| Title |
Probing_Quasar_Viewing_Angle_with_the_Variability_Structure_Function |
| Authors |
Ji-Jia_Tang,_Christian_Wolf,_John_Tonry,_Samuel_Lai,_Suk_Yee_Yong,_Zachary_Steyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05508 |
クエーサー降着円盤からの異方性放射を考慮すると、その視野角はクェーサーの光度、ブラックホールの質量、エディントン比の推定値に影響します。ディスクはポールオンで見ると過剰に光って見え、高い傾斜で見ると光が不足して見えます。電波が静かなクエーサーでは、分光指標が提案されているものの、視野角は通常不明です。ここでは、クェーサー光度曲線(LC)の変動構造関数(SF)における最近発見された普遍性を使用します。ここで、クロックが軌道時間スケールの単位で動作する場合、すべてのクェーサーは同じSFを示します。平均関係からのオフセットは、不正確な軌道タイムスケール、ひいては不正確な光度によって引き起こされる可能性があるため、これらのオフセットを推奨される傾斜指標と相関させます。我々は、測定されたH$\beta$線を持つ183個の発光クェーサーのサンプルと、CIV線とMgII線を持つ753個のクエーサーのサンプルを使用して、$\sim6$年間の観測にわたるNASA/ATLASLCからSFを導出します。提案された方位指標から始めて、より狭いH$\beta$線とより多くの青方偏移したCIV線を持つクエーサーは、よりポールオンに見えるため、過剰に明るく見えると予想されます。対照的に、私たちのSF分析では、両方のラインインジケーターで一貫して、推定ポールオンディスクが明るさ不足に見えることがわかりました。我々は、降着円盤を低輝度にする可能性のある塵の多い流出や、薄円盤モデルよりも長い軌道時間スケールで平坦な円盤温度プロファイルを含む、傾斜角に関係なく高度に青方偏移したCIV線を持つクエーサーの挙動について考えられる説明を議論しているが、満足のいく結論には達していない。
QSO B1308+326 における超光速コンポーネントの運動学と磁束の進化
ブレーザー内の超光速コンポーネントの磁束進化におけるドップラーブースト効果の探索は重要なテーマであり、これはその運動学的特性と放射特性を解明するのに役立ちます。QSOB1308+326(z=0.997)の3つの超光速コンポーネント(knot-c、-i、および-k)について15GHzで観察された運動学と磁束の変化を詳細に調査しました。Qianらによって以前に提案された歳差運動ジェットノズルモデルが、(1991、2014、2017、2022a、2022b)を使用すると、ノズル歳差運動期間が16.9年であるPCスケールでその運動学を完全にシミュレートできます。運動学のモデルシミュレーションで見つかった動きの加速/減速を使用して、バルクローレンツ因子とドップラー因子を時間の関数として導き出し、ドップラーブースティング効果を予測できます。興味深いことに、3つの超光速コンポーネントの光束の進化は、ドップラーブースティング効果の観点からうまく解釈できます。それらの運動学的挙動と磁束の進化の両方を完全に説明することで、歳差運動ノズルモデルが検証され、超光速コンポーネントが小さな視野角で相対論的に私たちに向かって移動する物理的実体であることが確認されます。
超小型領域 G40.54+2.59 および G34.13+0.47: 小型電波源の新たな検出
| Title |
The_ultracompact_regions_G40.54+2.59_and_G34.13+0.47:_A_new_detection_of_compact_radio_sources |
| Authors |
Harold_E_Viveros,_Josep_M_Masque,_Miguel_A_Trinidad,_and_Eduardo_de_la_Fuente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05703 |
\uchiirsG040.54+2.59(2つのCRS)およびG034.13のK$_{a}$バンド(0.9cm)で3つの小型($<0.001$pc)電波源(CRS)が検出されたことを報告します。+0.47(CRS1つ)。これらのCRSは磁束密度が弱く、それぞれの領域の中心に位置しています。大質量電離星とCRSの間に明確な関連性は見出されませんでしたが、後者に対する放射の影響は、典型的な大規模な放出量(>$10^7\mathrm{cm}^{-6}\mathrm{pc}$)によって示唆されています。大質量星に近い、またはそれに関連する光蒸発性天体。G40.54+2.59の我々のモデリングは、それらのCRSがその形態を形成するのに十分なイオン化物質を供給し、同時にその観察可能な寿命を大幅に延長することを示しています。一方、CRSとG034.13+0.47で観察された大規模流出痕跡との関係の可能性があるにもかかわらず、このCRSが\uchii領域の進化に与える影響は考えられません。我々の結果は、CRSの存在がUCHII領域のいわゆる寿命問題を軽減できることを示しています。それでも、それらの力学的進化に適切に対処するには、シナリオには、周囲の閉じ込めや、関連する恒星天体の運動学の役割などの追加のメカニズムを含める必要があります。
銀河形成の宇宙論的シミュレーションにおける暗黒物質粒子による星の運動の擬似加熱
| Title |
Spurious_heating_of_stellar_motions_by_dark_matter_particles_in_cosmological_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Aaron_D._Ludlow_(ICRAR/UWA),_S._Michael_Fall_(STSI),_Matthew_J._Wilkinson_(ICRAR/UWA),_Joop_Schaye_(Leiden),_Danail_Obreschkow_(ICRAR/UWA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05753 |
私たちは2つの宇宙論的シミュレーションを使用して、模擬銀河内の暗黒物質(DM)粒子による星の運動の擬似加熱の影響を研究します。シミュレーションは同じ数値パラメーターとサブグリッドパラメーターを共有していますが、1つは7倍多くのDM粒子を使用しました。私たちは、銀河の質量、星形成の歴史、ガス状バリオンの空間分布など、多くの銀河の特性が擬似加熱の影響を受けないことを発見しました。ただし、恒星粒子とDM粒子の分布と運動学は影響を受けます。解像度に依存するビリアル質量$M_{200}^{\rmspur}$以下では、DM質量解像度が低いシミュレーションでは、銀河の特性速度が高く、サイズが大きく、角運動量が大きくなります。ハローは中心密度が高く、速度分散が低くなります。$M_{200}^{\rmspur}$を超えると、銀河とハローはどちらの実行でも同様の特性を持ちます。この違いは、DMから恒星粒子にエネルギーを伝達する擬似加熱によって生じ、銀河が加熱され、ハローが冷却されます。$M_{200}^{\rmspur}$の値は経験的な円盤加熱モデルから導き出すことができ、予測された$spurious$速度分散がシミュレーションされた銀河の$measured$速度分散を超える質量と一致します。。$100^3\、{\rmMpc}^3$EAGLEラン、およびIllustrisTNG-100にある銀河は、ハロー質量が$M_{200}^{\を超えていれば、半質量半径での擬似衝突効果に対して強いと予測されます。rmspur}\約10^{11.7}{\rmM_\odot}$;$25^3\、{\rmMpc}^3$EAGLE実行とIllustrisTNG-50の場合、$M_{200}^{\rmspur}\約10^{11}{\rmM_\odot}$と予測します。より小さい/より大きい半径、または古い/若い恒星集団での偽加熱を抑制するには、より多くの/より少ないDM粒子でハローを解決する必要があります。
初期型銀河における星間物質の運命。 II.形態学的消光の観察証拠
| Title |
The_Fate_of_the_Interstellar_Medium_in_Early-type_Galaxies._II._Observational_Evidence_for_Morphological_Quenching |
| Authors |
Aleksandra_Le\'sniewska,_Micha{\l}_Jerzy_Micha{\l}owski,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_Jakub_Nadolny,_Oleh_Ryzhov,_and_Martin_Solar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05774 |
銀河が星の形成を停止し、星間物質(ISM)を除去するメカニズムは依然として解明されていません。ここでは、塵の放出が検出された2,000個以上の楕円銀河のサンプルを研究します。これは、これまでに分析されたそのような銀河の最大のサンプルです。私たちはこれらの銀河の塵が除去される時間スケールを推測し、その物理的および環境的特性への依存性を調査します。楕円銀河における塵の除去時間スケールは$\tau$=2.26$\pm$0.18Gyrであり、半減期は1.57$\pm$0.12Gyrに相当します。このタイムスケールは環境、星の質量、赤方偏移には依存しません。我々は、星形成速度と塵の質量の関係から塵を含んだ楕円銀河が逸脱していることを観察しました。これは、星形成速度が塵の塊よりも速く低下することによって引き起こされ、星の形成に影響を与えるが、ISMは無傷のまま残す内部メカニズムが存在することを示しています。より古い恒星集団（超新星Ia型または惑星状星雲）によって引き起こされる電離や流出を伴う形態学的消光は、これらの観察と一致しています。
宇宙化学の研究に対する統計的および機械学習のアプローチ
| Title |
A_statistical_and_machine_learning_approach_to_the_study_of_astrochemistry |
| Authors |
Johannes_Heyl,_Serena_Viti_and_Gijs_Vermari\"en |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05790 |
宇宙化学をよく理解するには、粒子表面の化学を支配する主要なパラメーターをよりよく理解することが重要です。多くの化学ネットワークにとって、これらの重要なパラメーターは種の結合エネルギーです。ただし、文献にはこれらの値に関して多くの意見の相違があります。この作業では、これらの値を推定するためにベイズ推論アプローチが採用されています。十分なデータがなければ、これを行うのは困難であることがわかっています。次に、MassiveOptimizedParameterEstimationandData(MOPED)圧縮アルゴリズムを使用して、結合エネルギーの値をより適切に制限するために、将来の検出でどの種を優先する必要があるかを決定します。最後に、結合エネルギーと特定の対象種の最終的な存在量の間の非線形関係をよりよく理解するために、解釈可能な機械学習アプローチが採用されています。
SRG/eROSITA 巨大分子雲の X 線シャドウイング研究
| Title |
SRG/eROSITA_X-ray_shadowing_study_of_giant_molecular_clouds |
| Authors |
Michael_C._H._Yeung,_Michael_J._Freyberg,_Gabriele_Ponti,_Konrad_Dennerl,_Manami_Sasaki,_Andy_Strong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05858 |
SRG/eROSITAは、地球の磁気鞘からの非常に変動性の高い太陽風電荷交換(SWCX)放出が無視できる程度であると予想されるL2の周りのハロー軌道上に位置しています。局所ホットバブル(LHB)からの軟X線前景放射と残りの太陽圏SWCX放射は、6か月周期のeROSITA全天サーベイ(eRASS)データとROSATより優れたスペクトル分解能を使用して、前例のない詳細を研究することができました。私たちは、銀河面から離れた3つの巨大な分子雲に向かう視線のeRASSデータを使用して、軟X線拡散前景放射を分離して研究することを目指しています。これらのX線影は、LHBの将来の三次元構造研究のための校正ベースラインとして機能します。私たちは、最初の4つのeRASSからのこれらの雲の拡散X線スペクトルのスペクトル解析を実施し、太陽圏のSWCXの寄与をLHB放射から推定して分離しました。$n_e\sim4\times10^{-3}\,$cm$^{-3}$により、LHBの密度は視線には依存しないが、温度には依存しないことがわかります。カメレオン$~$II&III(Cha$~$II&III)の方が、へびつかい座(Oph)やオーストラリスコロナより$kT_{\mathrm{LHB}}=0.084\pm0.004\,$keV低い温度を報告しています。(CrA)、それぞれ$0.102\pm0.006$と$0.112\pm0.009\,$keVを測定しました。我々が測定したLHBの放射量は、銀河中緯度($|b|\sim20^{\)で$\sim2\times10^{-3}\,$cm$^{-6}\,$pcであった。円$）。SWCX寄与の単調増加は、太陽周期25の始まりと一致する2020年の初めから観察されています。Ophの場合、eRASS2以降、SWCXは$0.3$～$0.7\,$keVバンド強度でLHBを支配しています。Cha$~$II&IIIおよびCrAではSWCX寄与が低いことが観察され、これは高緯度で予想される太陽風イオン密度の減少と一致している。
Galaxy Light プロファイル ニューラル ネットワーク (GalNet)。 II.光学空間ベースの観察におけるバルジディスク分解
| Title |
Galaxy_Light_profile_neural_Networks_(GaLNets)._II._Bulge-Disc_decomposition_in_optical_space-based_observations |
| Authors |
Chen_Qiu,_Nicola_R._Napolitano,_Rui_Li,_Yuedong_Fang,_Crescenzo_Tortora,_Shiyin_Shen,_Luis_C._Ho,_Weipeng_Lin,_Leyao_Wei,_Ran_Li,_Zuhui_Fan,_Yang_Wang,_Guoliang_Li,_Hu_Zhan,_Dezi_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05909 |
バルジディスク(B-D)分解は、銀河の形態を特徴づけ、時間の経過に伴うその進化を理解するのに効果的な診断です。これまでのところ、高品質のデータにより、赤方偏移が0.5未満の詳細なB-D分解が可能ですが、より高い赤方偏移では小さな体積での偏移は制限されています。光学による次世代の大空空間調査。中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)からの信号、および近赤外線など宇宙EUCLIDミッションからの研究は、数十億の銀河を含む空の15,000度以上にわたって、深くて高品質の測光画像を提供するため、これらの研究に大きな飛躍をもたらすでしょう。ここでは、GalaxyLightプロファイルニューラルネットワーク(GaLNet)の使用を拡張して、特にCSSTデータから2-Sモデルパラメーターを予測します。新しいGaLNetをトレーニングし、両方の構造パラメーター(例:大きさ、有効半径、Sersic指数、軸比など)を予測するために、CSST模擬観測で点像分布関数(PSF)畳み込み銀河を現実的なB-Dパラメーター分布でシミュレートします。バルジコンポーネントとディスクコンポーネント。GaLNetは、$r$バンドの大きさ23.5および赤方偏移$\sim$1までのほとんどのB-Dパラメーターに対して非常に優れた精度を達成できることがわかりました。マグニチュードに関して最高の精度が得られ、正確なバルジ対合計(B/T)推定値が得られることを意味します。CSSTのパフォーマンスをさらに予測するために、1-S\'ersicGaLNetの結果についても説明し、CSSTの半深度データにより$r\sim$24および赤方偏移z$までの正確な1成分モデルを導出できることを示します。\sim$1.7。
sMILES SSP: 変数 [$\alpha$/Fe] 存在量を含む半経験的 MILES 恒星人口モデルのライブラリ
| Title |
sMILES_SSPs:_A_Library_of_Semi-Empirical_MILES_Stellar_Population_Models_with_Variable_[$\alpha$/Fe]_Abundances |
| Authors |
Adam_T._Knowles,_Anne_E._Sansom,_Alex_Vazdekis,_Carlos_Allende_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05942 |
我々は、経験的MILESおよび半経験的sMILES恒星ライブラリに基づいた、半経験的恒星個体群モデルの新しいライブラリを紹介します。モデルは、MILES分解能(FWHM=2.5$\mathring{\mathrmA}$)で$-$0.2から$+$0.6dexまでの[$\alpha$/Fe]をカバーすることに加えて、幅広い年代と金属量に及びます。)および波長範囲(3540.5-7409.6$\mathring{\mathrmA}$)。これらのモデルは、星団や銀河の恒星集団からの統合された光の存在比を調査することを目的としています。私たちのアプローチは、特定の[$\alpha$/Fe]値で半経験的な星からSSPを構築し、亜太陽から超太陽までの[$\alpha$/Fe]値の範囲で新しいSSPを生成することです。これらの新しいSSPを、以前に公開されよく使用されているモデルと比較し、同様の存在量パターン予測を見つけましたが、年齢指標にいくつかの違いがあります。私たちは、積み重ねられたSDSS銀河スペクトルの高信号対雑音データに新しいSSPを当てはめることにより、新しいSSPの潜在的な応用例を示します。年齢、金属量、および[$\alpha$/Fe]の傾向が、異なる星の速度分散をもつ銀河層について測定され、これらのデータのサブセットの以前の分析と一致して、系統的な変化を示しました。これらの新しいSSPは一般公開されています。
ローカルグループIC 10のスターバースト矮小銀河の星形成史
| Title |
Star_formation_history_for_the_starburst_dwarf_galaxy_in_the_Local_Group,_IC_10 |
| Authors |
Mahtab_Gholami,_Atefeh_Javadi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_Khosroshahi,_and_Elham_Saremi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06025 |
ローカルグループ(LG)のスターバースト矮小銀河であるIC10には、他のLG銀河と比較して質量が大きく、本質的に非常に明るい新しく形成された星の集団が多数あります。iバンドおよびVバンドの広視野カメラ(WFC)を備えたアイザックニュートン望遠鏡(INT)を使用して、最も進化した漸近巨星分枝星(AGB)と赤色超巨星(RSG)を特定する光学モニタリング調査を実行しました。)この星形成銀河では、星形成履歴(SFH)を決定するために使用できます。星の正確な等級を求めるための有効な係数であるE(B-V)は、2次元ダストマップ(SFD98)を使用して各星について測定され、iバンドとVバンドの両方で各星の全減光が得られます。0.07deg$^{2}$(13.5kpc$^{2}$)の範囲内にある53579個の星の測光カタログを取得し、そのうち762個の星は、前景の星と飽和した星を除いた後、変光星候補として分類されました。カタログ。IC10のSFHを再構成するために、まず銀河の中心から2つの半光半径(2r$_{h}$)の範囲内にある424個の長周期変数(LPV)候補を特定しました。一定の金属量Z=0.0008の場合、最近の星形成率(SFR)を$\sim$0.32M$_{\odot}$yr$^{-1}$と推定しました。これは、銀河が現在高レベルの星形成を受けていることを示しています。形成。また、その金属量に対して2r$_{h}$以内に0.44$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$の星の総質量が得られます。
キロノバエの複数温度の黒体
キロノバAT2017gfoの初期スペクトルには驚くほど滑らかな黒体連続体があり、噴出物内の熱特性と放射性加熱に関する情報が明らかになります。しかし、キロノバデータを当てはめるために単一温度の黒体を広く使用することは、理論的には無効である。その理由は、1)急速に冷却する表面の移動時間の大幅な遅延により、広範囲の温度分布が生じ、2)相対論的ドップラー補正がさまざまな環境で変化するためである。表面要素。したがって、観察されるスペクトルは、表面上の温度範囲が変化した黒体になります。この論文では、これらの効果の影響を定量化し、典型的な波長依存のスペクトル補正を示します。多温度黒体フレームワークを最初のエポックXシューターAT2017gfoスペクトルに適用し、相対論的ドップラーシフトから光球の基礎となる物理温度をデコンボリューションします。冷却とドップラー効果はそれぞれ、光球上で最大30%の温度変動を引き起こすが、これらの効果が組み合わさってほぼ相殺され、観察される単一温度の黒体が生成されることを示しました。さらに、より急速に膨張する噴出物$v\約0.4-0.5c$の場合、純粋にスペクトル形状から冷却速度と膨張速度を制限できる可能性があることを示します。
活動銀河核PG 1126-041の降着円盤風内でのX線とUVの協調吸収
| Title |
Coordinated_X-ray_and_UV_absorption_within_the_accretion_disk_wind_of_the_active_galactic_nucleus_PG_1126-041 |
| Authors |
M._Giustini,_P._Rodr\'iguez_Hidalgo,_J._N._Reeves,_G._Matzeu,_V._Braito,_M._Eracleous,_G._Chartas,_N._Schartel,_C._Vignali,_P._B._Hall,_T._Waters,_G._Ponti,_D._Proga,_M._Dadina,_M._Cappi,_G._Miniutti,_L._de_Vries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05469 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の近くで打ち上げられる降着円盤風は、SMBHとホスト銀河の間にフィードバックを提供する実行可能なメカニズムです。私たちは、近くの活動銀河核(AGN)PG1126-041の内部降着円盤風のX線特性を特徴づけ、紫外線(UV)を吸収する風との関係を研究することを目的としています。私たちは、現象論的モデルと利用可能な最先端の降着円盤風モデルの両方を使用して、2004年から2015年の間に撮影されたPG1126-041の8回のXMMニュートン観測の分光分析を実行しました。データセットの半分については、X線解析の結果を、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器(COS)で撮影した準同時の高解像度分光紫外観測の結果と比較できます。PG1126-041のX線スペクトルは複雑で、イオン化した物質によって吸収され、複数の時間スケールで非常に変化し、場合によっては11日という短い時間もかかります。降着円盤風モデルは、部分的に覆われた吸収体によって表される巨大な塊の追加により、PG1126-041のX線スペクトルの複雑さのほとんどを説明できます。部分的に覆われた吸収体のカラム密度の変化($N_H\sim5-20\times10^{22}$cm$^{-2}$)が、PG1126-041で観察されるX線スペクトルの変動を引き起こします。ガスを部分的に覆うX線と青方偏移したCIVトラフからの吸収は、調和して変化しているように見えます。PG1126-041への視線からは、降着円盤の内部スケールで発生する非常にダイナミックな核風を通して特権的な眺めが得られるため、この源は、SMBHの周囲の降着円盤風の物理学の将来の詳細な研究にとって非常に有望な候補となっています。
| Title |
Uncovering_Hidden_Massive_Black_Hole_Companions_with_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Brenna_Mockler,_Denyz_Melchor,_Smadar_Naoz,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05510 |
超大質量ブラックホール(SMBH)連星からの動的摂動は、潮汐破壊現象(TDE)の発生率を高める可能性があります。ただし、これまでの研究のほとんどは、SMBHバイナリ(SMBHB)系の重いブラックホールからのTDEに焦点を当てていました。この研究では、SMBHB系のより軽いブラックホールに焦点を当て、より大規模な伴星からの摂動により、同様にTDE率の劇的な増加を経験する可能性があることを示します。より巨大なブラックホールの周囲でのTDEの増加は、主に混沌とした軌道の摂動によるものですが、より小さなブラックホールの周囲では、偏心コーザイ・リドフ(EKL)機構が支配的であり、比較的多数のTDEを生成できることがわかりました。。この場合、より軽いSMBH伴星によって引き起こされる光度曲線とTDEのスペクトルから導き出される質量は、より重い伴星によって支配される銀河のスケーリング関係から推定されるSMBH質量よりも大幅に小さいと予想されます。この明らかな不一致は、現在活動銀河核(AGN)として降着しておらず、2つの異なる発生源として解決するには距離が小さすぎるSMBHB候補を見つけるのに役立ちます。したがって、TDEは、特に太陽のような星を破壊するには大きすぎるSMBHをホストする銀河からTDEが検出される可能性がある場合に、SMBHBを研究する刺激的な機会を私たちに提供します。
パルサータイミングアレイを使用した重力波検出の事後予測チェック: I. 最適な統計量
| Title |
Posterior_predictive_checking_for_gravitational-wave_detection_with_pulsar_timing_arrays:_I._The_optimal_statistic |
| Authors |
Michele_Vallisneri,_Patrick_M._Meyers,_Katerina_Chatziioannou,_Alvin_J._K._Chua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05558 |
重力波背景は、パルサータイミングアレイデータにおいて、さまざまなパルサーに対して測定されたタイミング残差間のヘリングス-ダウン相関として検出できます。最適統計は、この概念を古典的な帰無仮説統計検定として実装します。相関のない帰無モデルは、統計の観測値がそのモデルの下で非常にありそうもない場合に拒否できます。不確実なパルサーノイズパラメーターに対する統計量の依存性に対処するために、パルサータイミングアレイコミュニティは、ノイズパラメーターの事後分布が事後分布を誘導するハイブリッド古典ベイジアンスキーム(Vigelandetal.2018)を採用しました。統計のために。この記事では、事後予測チェックの例としてハイブリッドスキームの厳密な解釈を提案し、観測値の統計的有意性を正確に定量化するために使用する必要がある新しい要約統計量(ベイズ信号対雑音比)を紹介します。平均事後信号対雑音比の代わりに、このような直接的な解釈はサポートされません。無相関仮説の反証に加えて、ベイジアン信号対雑音比は、ヘリングス-ダウン相関の存在を裏付ける証拠も提供できます。NANOGravの12.5年間のデータリリースに基づいてシミュレートされたデータセットを使用して提案を実証します。また、相関関係を優先して統計量の事後分布とベイズ因子の間の関係を確立し、仮説検定の有意性の観点からベイズ因子を校正します。
パルサータイミングアレイを用いた重力波検出の事後予測チェック： II．事後予測分布と擬似ベイズ因子
| Title |
Posterior_predictive_checking_for_gravitational-wave_detection_with_pulsar_timing_arrays:_II._Posterior_predictive_distributions_and_pseudo_Bayes_factors |
| Authors |
Patrick_M._Meyers,_Katerina_Chatziioannou,_Michele_Vallisneri,_Alvin_J._K._Chua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05559 |
パルサータイミングアレイによるナノヘルツ重力波の検出は、空全体のすべてのパルサーに相関的に影響を与える共通の確率過程を特定することにかかっています。パルスの到着時間に影響を与える他の決定論的および確率論的プロセスが存在する場合、検出の主張には、データを記述するために使用されるさまざまな物理的または現象論的モデルの詳細な評価を伴う必要があります。この研究では、新しいデータに関するモデルの予測パフォーマンスに依存するモデル検査ツールとして事後予測検査を提案します。私たちは、モデルのさまざまなコンポーネント、つまり確率過程のフーリエ係数、相関パターン、タイミング残差に基づいて予測チェックを導出し、研究します。シミュレートされたデータセット内のモデルの誤った仕様を特定するチェックの能力を評価します。これらの手法は、一般的なべき乗則モデルから逸脱する確率過程のスペクトル形状や、予想される角度相関パターンを表示しない確率過程に正確にフラグを立てることができることがわかりました。相関パターンに関するさまざまな仮定の下で導出された事後予測尤度をさらに使用して、検出の有意性を確立できます。さまざまなパルサータイミングデータセットからナノヘルツ重力波を検出する時代において、このようなテストはデータの一貫性を評価し、天体物理学的推論をサポートする上で不可欠なツールとなります。
1RXS J165424.6-433758 が極地大変動変数として特定
| Title |
Identification_of_1RXS_J165424.6-433758_as_a_polar_cataclysmic_variable |
| Authors |
B._O'Connor,_J._Brink,_D._A._H._Buckley,_K._Mukai,_C._Kouveliotou,_E._Gogus,_S._B._Potter,_P._Woudt,_A._Lien,_A._Levan,_O._Kargaltsev,_M._G._Baring,_E._Bellm,_S._B._Cenko,_P._A._Evans,_J._Granot,_C._Hailey,_F._Harrison,_D._Hartmann,_A._J._van_der_Horst,_D._Huppenkothen,_L._Kaper,_J._A._Kennea,_P._O._Slane,_D._Stern,_E._Troja,_R._A._M._J._Wijers,_and_G._Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05576 |
\textit{Swift}深部銀河面探査(DGPS)で検出されたX線源1RXSJ165424.6-433758のX線、紫外線、光学追跡キャンペーンの結果を紹介します。線源X線スペクトル(\textit{Swift}および\textit{NuSTAR})は、温度$kT=10.1\pm1.2$keVの熱制動放射によって記述され、X線($0.3-10$)を生成します。keV)\textit{Gaia}距離460pcにおける光度$L_X=(6.5\pm0.8)\times10^{31}$ergs$^{-1}$。南アフリカ大型望遠鏡(SALT)による分光法により、発光特徴が支配的な平坦な連続体が明らかになり、逆バルマー減少、$\lambda4640$Bowenブレンド、ほぼ12本のHeIライン、およびHeII$\lambda4541$、$\lambda4686$が証明されました。と$\lambda5411$。私たちの高速測光は、ちらつきとフレアのエピソードが優勢であることを実証し、この系の公転周期$P_\textrm{orb}=2.87$hrであることを明らかにしました。これは$2-1時間あたり3ドルこれらの特徴により、1RXSJ165424.6-433758は極付近の磁気CVとして分類されます。
PSR B0818-41 のカルーセルの円形性のテスト
| Title |
Testing_the_circularity_of_PSR_B0818-41's_carousel |
| Authors |
Samuel_J._McSweeney,_Lisa_Smith,_N._D._Ramesh_Bhat,_Geoff_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05606 |
サブパルスドリフト現象は、パルサーにおけるとらえどころのない電波放射メカニズムについて重要な洞察を提供する可能性がある重要な単一パルス現象です。我々は、300～500MHz(uGMRTのバンド3)で観測されたB0818-41の単一パルスの周波数挙動を分析し、それを平均プロファイルの変化と比較して、パルサーの放射ビームの形状に制約を設けます。我々は、各ビームレットが放射対称性を持つ離散ビームレットの円形カルーセルが観察された挙動と一致しないことを示し、代替の一貫した範囲の楕円形カルーセル幾何学形状の可能性を説明します。また、uGMRTデータをいくつかのアーカイブMWA観測および他のいくつかの公開されたプロファイルと組み合わせて、~170MHzから~1.4GHzにわたる周波数範囲にわたるプロファイルの進化を特徴付けます。
XMM-Newton および SRG/eROSITA からの磁気周期バウンス大変動変量の新しい X 線検出
| Title |
New_X-ray_detections_of_magnetic_period-bounce_cataclysmic_variables_from_XMM-Newton_and_SRG/eROSITA |
| Authors |
Daniela_Mu\~noz-Giraldo,_Beate_Stelzer,_Domitilla_de_Martino_and_Axel_Schwope |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05795 |
大変動の集団の大部分（40%から70%）は、期間最小値を超えて進化した退化したドナーを含むシステムである期間バウンサーで構成されていると予測されています。しかし、その本質的な弱さのため、これまでのところ、これらのシステムのうち観測され、自信を持って特定されたのはほんのわずかです。私たちは、周期バウンスの激変変数を確認するために、降着の証拠としてX線の放出を探索しました。周期バウンス候補SDSSJ151415.65+074446.5の専用XMMニュートン観測で、連星軌道周期でのX線変調を発見し、それが降着系であることを確認しました。X線光度曲線とX線スペクトルは、磁気極系システムの特性を示し、このシステムのX線輝度と質量降着率を初めて決定することができます。V379VirおよびSDSSJ125044.42+154957.4のSRG衛星上のeROSITAのカタログデータにより、この新しい全天計測器を使用して周期バウンス候補のX線挙動を初めて調べることができました。eROSITA測定から、SDSSJ125044.42+154957.4のX線輝度と質量降着率が初めて決定され、XMM-NewtonからのV379Virに関する以前の結果が確認されました。この研究で研究された磁気白色矮星と非常に低質量のドナーを伴う3つの激変変数はすべて、$L_{\rmx}\,{\rm[erg/s]}\の同様のレベルでのX線放射の証拠を示しています。これは、そのうちの2つ、V379VirとSDSSJ151415.65+074446.5でのX線軌道変調の検出と合わせて、これらの系に降着が存在することを明確に証明しています。全天X線探査eROSITAによる微弱なX線輝度レベルでのこれらの周期バウンサーの検出は、追加の周期バウンサーの同定に新たな展望をもたらし、バイナリ進化の理論的研究に推進力をもたらします。
非常に高い赤方偏移における長い GRB のタイプ I 連星駆動極超新星族における電磁重力波放射の一致を探る
| Title |
Probing_electromagnetic-gravitational_wave_emission_coincidence_in_type_I_binary-driven_hypernova_family_of_long_GRBs_at_very-high_redshift |
| Authors |
C.L._Bianco,_M.T._Mirtorabi,_R._Moradi,_F._Rastegarnia,_J.A._Rueda,_R._Ruffini,_Y._Wang,_M._Della_Valle,_Liang_Li,_S.R._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05855 |
ニール・ゲーレルス・スウィフト天文台衛星に搭載されたXRT装置の技術的な時間遅延のため、ガンマ線バースト(GRB)トリガー時間後$\sim40$~s以内に発生するX線放射を観測することはできません。ここでは、高赤方偏移GRBでの宇宙論的時間遅延を利用して、GRB宇宙論的静止系でSwift/XRTによる最も初期のX線放射を観測するという新しい戦略を示します。SwiftGRBカタログから選択された、明確に定義された宇宙論的赤方偏移を備えた$354$GRBを使用して、この手順を説明します。観測者フレーム(OTD)で測定されたソースのトリガーとSwift/XRTによる最初の観測の間の時間遅延と、GRBの宇宙論的静止フレーム(RTD)で測定された対応する遅延を比較対照します。我々は、タイプI(BdHNeI)の3つの連星駆動極超新星を具体的なプロトタイプとして検討します:$z=8.2$でRTDが$8.2$~sのGRB090423、$z\sim9.4$でRTDが$10.1$のGRB090429B$z=4.6$のGRB220101Aと$14.2$~sのRTDが同様です。これは、新生中性子星($\nu$NS)の起源と初期の出現、およびヤコビ三軸楕円体(JTE)からマクローリン回転楕円体配置への移行に関連する、BdHNeのエピソード(1)を探る新たな可能性を開きます。GRB残光の開始を引き起こします。また、掃引周波数と、関連する顕著な重力波放射のエネルギー論を計算する方法論も紹介します。
相対論的ジェットの数値シミュレーション
この論文では、相対論的ジェットの数値シミュレーションに関する私たちのグループによる最近および進行中の研究をレビューします。天体物理学における相対論的アウトフローは、現在の実験室の能力では物理的条件が及ばない、希薄な高エネルギープラズマに関連しています。したがって、これらのオブジェクトの研究にはシミュレーションが不可欠です。バレンシア大学の私たちのグループによって研究された、そのようなシナリオをいくつか紹介します。特に、私たちは銀河および銀河間環境を通じた銀河系外流出の進化、星や雲との相互作用による減速、あるいはX線連星におけるジェットの伝播や大規模な伴星からの恒星風との相互作用に焦点を当ててきました。また、粒子加速サイトとしての役割と、電磁スペクトル全体にわたる非熱放射の生成としての役割もすべて共有しています。したがって、私たちの研究は、流出が環境に及ぼす影響、ひいては銀河や星団の進化におけるそれらの役割を理解することだけでなく、高エネルギーおよび超高エネルギー放射線および宇宙線の発生源としてのこれらのサイトの性質と能力も理解することを目的としています。
IceCube-Gen2 表面アレイとその無線コンポーネントの設計と期待される性能 (ARENA2022)
| Title |
Design_and_Expected_Performance_of_the_IceCube-Gen2_Surface_Array_and_its_Radio_Component_(ARENA2022) |
| Authors |
Frank_G._Schr\"oder_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05900 |
IceCube-Gen2は、南極にある次世代のIceCubeニュートリノ観測所であり、同じ場所に設置された3つのアレイで構成されます。1つは深い光学アレイ、もう1つは氷中のニュートリノ検出のためのより浅くて大きな無線アレイ、そしてその上の表面アレイです。光学アレイの設置面積。サーフェスアレイは、2020年以来南極で正常に運用されているプロトタイプステーションの設計に従い、高架ラジオアンテナとシンチレーション検出器を備えたハイブリッドステーションで構成されます。サーフェスアレイは、ニュートリノ検出に拒否権を与えることに加えて、IceCube-Gen2を宇宙線空気シャワーのユニークな研究室。IceTop表面アレイを備えた現在のIceCube検出器と比較すると、深層光学アレイと表面アレイの両方で検出される同時空気シャワー測定の開口は、約30倍増加します。即時崩壊におけるPeVミューオンとニュートリノの生成、これらの表面深部の偶然の一致は、最もエネルギーの高い銀河宇宙線に関する天体物理学的問題をターゲットにするために使用されます。表面での粒子測定と電波測定、および氷中で測定された高エネルギーミュオンの組み合わせは、推定される銀河系から銀河系外への移行のエネルギー範囲における質量組成に関して前例のない精度を約束し、IceCube-Gen2のマルチメッセンジャー科学ケースを補完します。この議事では、IceCube-Gen2サーフェスアレイ、特にその無線コンポーネントの概要を説明します。
GeV帯におけるLS I +61$^\circ$ 303のエネルギー依存周期性
| Title |
Energy-dependent_periodicities_of_LS_I_+61$^\circ$_303_in_the_GeV_band |
| Authors |
M._Chernyakova,_D._Malyshev,_A._Neronov,_D._Savchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05954 |
LSI+61$^\circ$303は、パルサーとして知られるコンパクトな天体を含むガンマ線連星を代表する稀な存在です。我々は、14年以上のフェルミ/LATデータを使用して実行された、このソースの周期性とスペクトル分析について報告します。LSI+61$^\circ$303の周期性はエネルギーに強く依存します。$P_1=26.932\pm0.004(stat)\pm0.008(syst)$と$P_2=26.485\pm0.004(stat)\pm0.007(syst)$の2つの期間は、$E>1$GeVと$でのみ検出されます。対応して、E<0.3$GeV。$1\sigma$(stat+syst)内では、周期は軌道周期($P_2$)およびビート軌道/超軌道周期($P_1$)と一致します。いくつかのエネルギーバンドにおけるこの系の軌道光度曲線とスペクトル解析の結果を示します。0.1GeVと1GeVのエネルギー間の変動パターンの変化の考えられる原因について議論します。
GRB 221009Aの $\gamma$ 線観測による銀河間磁場強度の制約
| Title |
Constraints_on_the_intergalactic_magnetic_field_strength_from_$\gamma$-ray_observations_of_GRB_221009A |
| Authors |
Yi-Yun_Huang,_Cui-yuan_Dai,_Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05970 |
ガンマ線バースト(GRB)などの超高エネルギー(VHE)ガンマ線源から生じるカスケードガンマ線信号の特性は、銀河間磁場(IGMF)の強度と構造を制約するために使用できます。TeV光子が観測された最初のGRBであるGRB190114CがIGMFを抑制できるかどうかについては議論があった。最近、LHAASOは史上最も明るいGRB221009Aを検出しました。このGRB221009Aは、TeV帯域ではるかに大きなエネルギーを持ち、スペクトルは10TeV以上のエネルギーにまで広がっており、IGMFを研究する前例のない機会を提供しています。LHAASOによって観測されたGRB221009AのTeVデータを考慮して、公開されているELMAGコードを使用してカスケードプロセスのモンテカルロシミュレーションを実行します。得られたカスケード発光をフェルミLAT観測から得られた磁束限界と比較することにより、IGMFの限界$B\ge10^{-18.5}\rmG$が推測されます。これは、GRB190114Cに由来するものよりもはるかに厳格です。
散乱拡大電波パルサー信号用の CLEAN デコンボリューション アルゴリズムを再開発
パルサーから放射される広帯域電波は、星間物質を構成する自由電子との相互作用により地球に向かって伝播する際に歪み、遅延が生じ、高い周波数よりも低い無線周波数の方が大きな影響を受けます。星間物質内でのマルチパス伝播により、低周波数の到着時間が遅くなり、観測されたパルスがパルス広がり関数で説明される裾が広がった状態で到着します。CLEANデコンボリューション技術を採用して、固有のパルス形状とパルス拡大関数の両方を回復します。この研究は、シミュレートされたデータの有効性をパラメータ化し、一連の性能指数のどれが散乱タイムスケールとその散乱時間スケールの自動かつ一貫した決定につながるかを確立するための一連のテストを開発することにより、パルス拡大解析で使用されるCLEANデコンボリューションの以前の説明を拡張します。不確実性。私たちのアルゴリズムを、散乱時間スケールの周期分光法推定で実行されたシミュレーションと比較します。高度に散乱したミリ秒パルサーJ1903+0327で改良されたアルゴリズムをテストし、パルサーの屈折時間スケールの推定と一致して、散乱時間スケールが年月とともに変化することを示しました。
タイプ II SN 2023ixf の初期光度曲線における衝撃冷却と前駆体の放出の可能性
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Shock_Cooling_and_Possible_Precursor_Emission_in_the_Early_Light_Curve_of_the_Type_II_SN_2023ixf |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_Joseph_Farah,_Manisha_Shrestha,_David_J._Sand,_Yize_Dong,_Peter_J._Brown,_K._Azalee_Bostroem,_Stefano_Valenti,_Saurabh_W._Jha,_Jennifer_E._Andrews,_Iair_Arcavi,_Joshua_Haislip,_Daichi_Hiramatsu,_Emily_Hoang,_D._Andrew_Howell,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Vladimir_Kouprianov,_Michael_Lundquist,_Curtis_McCully,_Nicolas_E._Meza_Retamal,_Maryam_Modjaz,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Jeniveve_Pearson,_Craig_Pellegrino,_Aravind_P._Ravi,_Daniel_E._Reichart,_Nathan_Smith,_Giacomo_Terreran,_and_J\'ozsef_Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06097 |
我々は、近くの風車銀河(メシエ101;6.7Mpc)での爆発から数時間以内に最初に観察された、II型超新星(SN)2023ixfの高密度にサンプリングされた初期光度曲線を提示します。これらのデータを最近更新された衝撃冷却放出のモデルと比較すると、この始星の半径はおそらく$410\pm10\R_\odot$(統計的不確実性のみ)であり、赤色超巨星と一致していることがわかります。これらのモデルは、分類スペクトルがその間のSN2023ixfの周囲の星周物質の痕跡を示しているにもかかわらず、爆発の約1日後から始まるデータによく適合します。ほぼ完全にアマチュア天文学者によって提供された、爆発後の最初の日の測光は、衝撃冷却モデルや、1日後のデータに適合する単純なべき乗則上昇とは一致しません。私たちは、始原星からの前駆体活動、星周相互作用、恒星表面から飛び出す前後の衝撃からの放射など、この矛盾の考えられる原因を検討します。非常に低い光度($-11\mathrm{\mag}>M>-14\mathrm{\mag}$)と初期超過の持続時間が短いことから、SNショックによる長期放射に関連するシナリオが好まれることになります。祖先システム。
ワークライフバランスは適切な締め切りと模範的な代理店から始まります
| Title |
Work-Life_Balance_Starts_with_Proper_Deadlines_and_Exemplary_Agencies |
| Authors |
No\'e_Lugaz,_R\'eka_M._Winslow,_Nada_Al-Haddad,_Christina_O._Lee,_Sarah_K._Vines,_Katharine_Reeves,_Amir_Caspi,_Daniel_Seaton,_Cooper_Downs,_Lindsay_Glesener,_Angelos_Vourlidas,_Camilla_Scolini,_Tibor_T\"or\"ok,_Robert_Allen,_Erika_Palmerio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05444 |
ダイバーシティ、エクイティ、インクルージョン(DEI)プログラムは、太陽物理学(およびSTEM分野全般)で適切なワークライフバランスが可能である場合にのみ成功裏に実装できます。中心的な問題の1つは、ミッションのコンセプト、開発、実装に関連した「仕事を優先する」文化から生じていますが、NASA(およびその他の機関)からの多数の発表から生じていると思われる期待からも生じています。ワークライフバランスの利点は十分に文書化されています。しかし、太陽物理学の研究を取り巻くシステム全体が、適切なワークライフバランスを妨げたり、妨げたりしています。たとえば、NASA本部は、発表のタイミングが研究者にどのように受け止められるか、そしてそのタイミングが私生活よりも仕事を優先する文化をどのように促進するかについて、あまり関心を払っていないようです。同様のことは、パネルディスカッションや非公式ディスカッション中のNASA本部プログラム担当者の発言にも当てはまり、一見無害なコメントによって、「通常の」勤務時間後に仕事が期待されているという印象を与えてしまう可能性があります。さらに、ワーク・ライフ・バランスの計画とその実施を、ミッションの下方選択と確認に使用される基準の1つとするよう求めています（主要な決定点:KDP-B、KDP-C）。
太陽の焦点を絞った硬X線調査の必要性
| Title |
The_need_for_focused,_hard_X-ray_investigations_of_the_Sun |
| Authors |
Lindsay_Glesener,_Albert_Y._Shih,_Amir_Caspi,_Ryan_Milligan,_Hugh_Hudson,_Mitsuo_Oka,_Juan_Camilo_Buitrago-Casas,_Fan_Guo,_Dan_Ryan,_Eduard_Kontar,_Astrid_Veronig,_Laura_A._Hayes,_Andrew_Inglis,_Leon_Golub,_Nicole_Vilmer,_Dale_Gary,_Hamish_Reid,_Iain_Hannah,_Graham_S._Kerr,_Katharine_K._Reeves,_Joel_Allred,_Silvina_Guidoni,_Sijie_Yu,_Steven_Christe,_Sophie_Musset,_Brian_Dennis,_Juan_Carlos_Mart\'inez_Oliveros,_P._S._Athiray,_Juliana_Vievering,_Stephen_White,_Amy_Winebarger,_James_Drake,_Natasha_Jeffrey,_Spiro_Antiochos,_Jessie_Duncan,_Yixian_Zhang,_Meriem_Alaoui,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_Marina_Battaglia,_William_Setterberg,_Reed_Masek,_Thomas_Y._Chen,_Marianne_Peterson,_S\"am_Krucker,_Manuela_Temmer,_Pascal_Saint-Hilaire,_Vahe_Petrosian,_Trevor_Knuth,_Christopher_S._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05447 |
太陽大気中の高エネルギー粒子の性質を理解することは、太陽物理学における最も重要な未解決の問題の1つです。フレアで加速された粒子は、フレアのエネルギー収支の大きな部分を占めます。それらは出来事の展開に大きな影響を与えます。それらは太陽圏で見つかる高エネルギー粒子の重要な供給源です。そしてそれらは、高エネルギー天体物理学の他の分野にとって最も重要な帰結です。この研究分野の重要性にもかかわらず、このテーマには過去10年間、完全な調査に必要なリソースのほんの一部しか提供されていませんでした。たとえば、NASAは過去20年間、このテーマを調査できるエクスプローラー級の新しい機器を選択していません。フレア加速電子の理解において現在行われている進歩は、主にEOVSA(NSF)、STIX(ESA)、およびNuSTAR(NASA天体物理学)からのデータによって行われています。これは、SEE2020ミッションの一部としてFOXSIコンセプトが前回のHeliophysicsの10年調査に含まれていたにもかかわらず、またNASAがFOXSI観測ロケット実験の4回の飛行を通じてそのような機器の技術を準備するために多額の投資を行ってきたにもかかわらずである。その投資により、この機器はフレアで加速された電子を調査するための硬X線ミッションを実行する準備ができています。このホワイトペーパーでは、なぜこのベンチャーがすぐに着手されるべきなのかについての科学的動機について説明します。
中赤外地上天文学のための GeoSnap 13-$\mu$m カットオフ HgCdTe 検出器の評価
| Title |
Evaluating_the_GeoSnap_13-$\mu$m_Cut-Off_HgCdTe_Detector_for_mid-IR_ground-based_astronomy |
| Authors |
Jarron_M._Leisenring,_Dani_Atkinson,_Rory_Bowens,_Vincent_Douence,_William_F._Hoffmann,_Michael_R._Meyer,_John_Auyeung,_James_Beletic,_Mario_S._Cabrera,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Phil_Hinz,_Derek_Ives,_William_J._Forrest,_Craig_W._McMurtry,_Judith_L._Pipher,_Eric_Viges |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05470 |
TeledyneImagingSensors(TIS)と共同開発した新しい中赤外HgCdTe(MCT)検出器アレイは、宇宙および地上の天文台向けの改良された10-$\mu$mセンサーへの道を切り開きました。我々は、NEOSurveyorなどの宇宙ミッション向けの長波HAWAII-2RGの成功した開発に基づいて、地上の中赤外天文学に固有の高いバックグラウンド率の課題を克服するために製造された最初の13$\mu$mGeoSnap検出器の特徴を説明します。このテストデバイスは、長波HgCdTe感光材料とTeledyneの2048x2048GeoSnap-18(18$\μ$mピクセル)焦点面モジュールを組み合わせたもので、オンボード14ビットアナログと組み合わせた容量性トランスインピーダンスアンプ(CTIA)読み出し回路が装備されています。-デジタルコンバーター(ADC)。最終的なアセンブリでは、高いQE、高速読み出し(>85Hz)、深い井戸深さ(>120万電子)、および線形読み出しを備えた中赤外検出器が得られます。長波GeoSnapアレイは、既存の地上望遠鏡だけでなく、次世代の超大型望遠鏡にも理想的に導入されます。最先端の回折抑制技術とともに高度な補償光学(AO)を採用しながら、これらの検出器を利用する機器は、内作動角<10$\lambda/D$でバックグラウンドおよび回折限界のイメージングを達成し、コントラストを向上させることができます。-同等の波長で動作する場合、JWSTMIRIと比較してパフォーマンスが制限されます。量子効率、井戸深さ、線形性、利得、暗電流、周波数依存性(1/f)ノイズプロファイルなど、38～45Kで動作する13-$\mu$mGeoSnapアレイの性能特性について説明します。
小型プラットフォーム、高収益: 科学への集中、キャリア開発、公平性の向上のために小型衛星への投資を強化する必要性
| Title |
Small_Platforms,_High_Return:_The_Need_to_Enhance_Investment_in_Small_Satellites_for_Focused_Science,_Career_Development,_and_Improved_Equity |
| Authors |
James_Paul_Mason,_Robert_G._Begbie,_Maitland_Bowen,_Amir_Caspi,_Phillip_C._Chamberlin,_Amal_Chandran,_Ian_Cohen,_Edward_E._DeLuca,_Alfred_G._de_Wijn,_Karin_Dissauer,_Francis_Eparvier,_Rachael_Filwett,_Sarah_Gibson,_Chris_R._Gilly,_Vicki_Herde,_George_Ho,_George_Hospodarsky,_Allison_Jaynes,_Andrew_R._Jones,_Justin_C._Kasper,_Rick_Kohnert,_Zoe_Lee,_E._I._Mason,_Aimee_Merkel,_Rafael_Mesquita,_Christopher_S._Moore,_Romina_Nikoukar,_W._Dean_Pesnell,_Leonardo_Regoli,_Sabrina_Savage,_Daniel_B._Seaton,_Harlan_Spence,_Ed_Thiemann,_Juliana_T._Vievering,_Frederick_Wilder,_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05481 |
今後10年間で、太陽物理学における小型衛星への資金提供の優先順位を高めることで、比較的少ない予算で非常に高い投資収益率を得る機会が生まれます。私たちは過去10年間で、これらのミッションが従来の指標、たとえば論文/年/\$Mによって非常にうまく機能することを学びました(Spenceetal.2022--arXiv:2206.02968)。また、「漏れのあるパイプライン」があり、その結果、指導的立場の多様性が少なすぎることもよく知られています（https://www.nationalacademies.org/our-work/increasing-diversity-in-the-のNationalAcademiesReportを参照）。競合する宇宙ミッションのリーダーシップ）。小型衛星への資金提供を優先することで、新しいリーダーが学ぶ機会の数が大幅に増加します。これは、パイプラインの重要なパッチであり、キャリア開発の重要な段階です。しかし、現時点では、利用可能な資金でサポートできるよりもはるかに多くの提案者がおり、その結果、選択率は6%にまで低下する可能性があり、これはROSESの歴史全体の選択率の下位0.5パーセンタイルに相当します。SmallSatへの資金提供を優先し、その選択率を大幅に高めることが、このホワイトペーパーで行われている基本的な推奨事項です。
衝突のない衝撃の永続的な謎
| Title |
The_Persistent_Mystery_of_Collisionless_Shocks |
| Authors |
Katherine_Goodrich,_Steven_Schwartz,_Lynn_Wilson_III,_Ian_Cohen,_Drew_Turner,_Amir_Caspi,_Keith_Smith,_Randall_Rose,_Phyllis_Whittlesey,_Ferdinand_Plaschke,_Jasper_Halekas,_George_Hospodarsky,_James_Burch,_Imogen_Gingell,_Li-Jen_Chen,_Alessandro_Retino,_Yuri_Khotyaintsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05491 |
衝突のない衝撃波は、宇宙プラズマにおけるエネルギー変換の主な形式の1つです。これらは、磁気リコネクション、乱流、粒子加速、波動現象などの他の普遍的なプラズマプロセスを直接的または間接的に駆動できます。無衝突衝撃では、流れが動かない障害物を通過できるように、宇宙内の超音速流れの運動エネルギーを他の形式のエネルギー(熱プラズマ、高エネルギー粒子、ポインティング磁束など)に変換する無数の運動プラズマ機構が使用されます。無衝突衝撃の下流でのエネルギーの分配は十分に理解されておらず、エネルギー変換を実行するプロセスも十分には理解されていません。私たち太陽物理学コミュニティは、地球の船首衝撃の豊富な観測を収集してきましたが、機器とミッションレベルの制限により、この分割を定量化し、その原因となる衝撃層内の物理を確立し、理解することが不可能になりました。上流の状況に依存します。この論文は、太陽風における地球の船首衝撃と惑星間衝撃の両方の観測に特化して設計され、専用に設計された初の宇宙船ミッションの必要性を強調しています。
衝撃の運動学の多点評価 (MAKOS): 太陽物理学ミッション概念研究
| Title |
Multi-point_Assessment_of_the_Kinematics_of_Shocks_(MAKOS):_A_Heliophysics_Mission_Concept_Study |
| Authors |
Katherine_A._Goodrich,_Lynn_B._Wilson_III,_Steven_Schwartz,_Ian_J._Cohen,_Drew_L._Turner,_Phyllis_Whittlesey,_Amir_Caspi,_Randall_Rose,_Keith_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05496 |
無衝突衝撃は、太陽圏およびほとんどの天体物理環境全体にわたる宇宙プラズマ物理学に遍在する基本的なプロセスです。地球の弓状衝撃と1天文単位の惑星間衝撃は、完全に機器を備えたその場観察を通じて、衝突のない衝撃の性質についての理解を進めるための最も容易にアクセスできる機会を提供します。大きな未解決の疑問の1つは、無衝突衝撃のエネルギー収支、特に無衝突衝撃が入射運動バルクフローエネルギーを熱化(加熱)、超熱粒子加速、および非線形構造を含むさまざまなプラズマ波に正確にどのように変換するかに関するものです。さらに、これらのエネルギー変換プロセスが、異なる衝撃の方向（例えば、準平行対準垂直）や運転条件（上流のアルフビエニックおよび高速マッハ数、プラズマベータなど）によってどのように変化するかは不明のままである。これらの疑問に対処するには、必要なプラズマ、高エネルギー粒子、電場、磁場、波の直接測定を可能にする多点観測が必要です。これは、イオンから磁気流体力学（MHD）までの観測分離により、上流、下流、衝撃遷移層からすべて同時に行うことができます。秤。特別に設計された機器を備えた宇宙船のこのような構成は、これまで利用できなかったものであり、この白書では、これらの未解決の疑問に対処し、無衝突衝撃の性質についての知識を前進させるための概念的なミッション設計、MAKOSについて説明します。
JWST向け3次元霧雨アルゴリズムとMIRI中分解能分光器への実用化
| Title |
A_3D_Drizzle_Algorithm_for_JWST_and_Practical_Application_to_the_MIRI_Medium_Resolution_Spectrometer |
| Authors |
David_R._Law,_Jane_E._Morrison,_Ioannis_Argyriou,_Polychronis_Patapis,_J._Alvarez-Marquez,_Alvaro_Labiano,_Bart_Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05520 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡に搭載されたスライサー型積分場ユニット（IFU）分光計から得られたデータを使用して、古典的な「霧雨」技術を適用して3Dスペクトル立方体を生成するアルゴリズムについて説明します。このアルゴリズムは、2D検出器ピクセルと3Dデータキューブボクセルの間で重なり合うボリューム要素(2つの空間次元と1つのスペクトル次元で構成される)の計算に依存しており、空間とスペクトルの重なりを個別に処理することで大幅に簡素化されます。分光測光忠実度は0.03%。任意にディザリングされたデータからスペクトル放射輝度、分散、および共分散を計算するための行列ベースの形式を提供し、中赤外機器の中解像度IFU分光計(MIRIMRS)に対するこのアルゴリズムのパフォーマンスについてコメントします。このような立方体から抽出されたスペクトルにおける立方体スパセル間の共分散を説明するための一連の単純化されたスケーリング関係を導出し、波長範囲と生成されるデータキューブの種類に応じて1.5から3の範囲の乗算係数を見つけます。最後に、機器内のフリンジによって自然に生成される振幅変調に加えて、アンダーサンプリングによって抽出されたスペクトルに周期的な振幅変調がどのように生成されるかについて説明します。このようなアンダーサンプリングアーティファクトを1%未満に減らすには、4ポイントディザリング戦略とPSFFWHMの1.5倍以上のスペクトル抽出半径が必要です。
天体物理学に適用された対照学習の簡単なレビュー
天文データセットの量と複雑さが増大するにつれて、高次元空間からパターンを抽出するための信頼できるツールの必要性が高まっています。対照学習は、多次元データセットから有益な測定値を抽出する自己教師あり機械学習アルゴリズムであり、近年コンピュータービジョンと機械学習コミュニティで人気が高まっています。これを行うために、同じ入力データの拡張バージョンから抽出された情報間の一致が最大化され、適用された変換に対して最終的な表現が不変になります。対照学習は、既知の機器効果を除去したり、限られた量の利用可能なラベルを使用して教師付き分類や回帰を実行したりするために、天文学において特に役立ち、\emph{基礎モデル}への有望な道を示します。この短いレビュー論文では、対照学習の背後にある主な概念を簡単に要約し、天文学への最初の有望な応用をレビューします。どのアプリケーションが対比学習にとって特に魅力的かについて、実践的な推奨事項をいくつか紹介します。
宇宙探査時代の環境配慮：地球以外の環境の保全と保護
| Title |
Environmental_Considerations_in_the_age_of_Space_Exploration:_the_Conservation_and_Protection_of_Non-Earth_Environments |
| Authors |
Monica_R._Vidaurri,_Alexander_Q._Gilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05594 |
この文書は、アレクサンダーQ.ギルバートが主導した「宇宙環境の質に重大な影響を与える連邦の主要な行動:連邦および連邦認可された宇宙活動へのNEPAの適用」と題された法律レビューの短縮版です。ここでは、宇宙環境の将来について、また、軌道上でのロボットと人間の継続的な存在、月や火星などの天体でのロボットと人間の計画および提案、計画された宇宙採掘に関して、宇宙環境がいかに人間環境になりつつあるのかについて議論します。プロジェクト、通信衛星のための地球低軌道利用の増加、その他の人類による宇宙利用。したがって、私たちは地球上で行うのと同じように、これらの環境を評価し、保護する必要があります。汚染の脅威の軽減、紛争の回避、宇宙における持続可能性の促進を優先し、関係者が宇宙への平等かつ安全なアクセスを維持できるようにするため、私たちは国家環境政策法（NEPA）を宇宙ミッションに適用することを提案します。私たちは、宇宙ミッションに携わる人々が考慮すべき環境に関するベストプラクティスの3つの例を提案しました。それは、地球外で行われるミッションの前後および後に予防的かつコミュニケーション体制を導入すること、環境への影響に関する記述、および環境に影響を与える可能性のあるツールの透明性です。（放射性同位元素の電源、車両の喪失または軌道喪失の場合の計画などを含む）。NEPAの宇宙応用の可能性、NEPAの法文、およびNEPAと宇宙法および宇宙に関する判例との関係に関する追加の議論については、法律レビュー全文を読むことをお勧めします。
超高エネルギー粒子の無線信号の信号対雑音比（SNR）の標準定義に関する議論（ARENA2022）
| Title |
Discussion_about_a_Standard_Definition_of_the_Signal-to-Noise_Ratio_(SNR)_for_Radio_Signals_of_ultra-high-energy_Particles_(ARENA2022) |
| Authors |
Frank_G._Schr\"oder,_Amy_L._Connolly,_Tim_Huege,_Abdul_Rehman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05901 |
信号対雑音比は、宇宙線測定用のエアシャワー無線アレイや氷中でのニュートリノ相互作用によって誘発される無線信号を探索する検出器など、天体粒子無線検出器で広く使用されている概念です。それにもかかわらず、信号対雑音比を決定するための共通の基準や方法は確立されていません。実験間で値を比較することはできず、同じ信号と雑音に対して、さまざまな方法は信号対雑音比の大きな要素によって異なります。。これが、ARENAカンファレンス2022でコミュニティ固有の標準化について議論する動機となりました。信号対雑音比を計算する共通の方法については合意に達しませんでしたが、信号対雑音比を適切に計算する必要があるという認識が高まりました。あらゆる出版物で定義されています。これには、単純に式を述べるだけでなく、信号対雑音比を決定するために使用される手順に関する十分な情報を提供することが含まれます。同じ信号対雑音比の定義を使用する場合でも、計算手順に大きく依存します。たとえば、バックグラウンドのみを含む波形の信号対雑音比は、波形のサイズに応じて大幅に変化する可能性があります。信号検索ウィンドウとして使用される時間間隔。特定の研究における信号対雑音比の解釈を容易にするために、使用された方法が研究で使用された雑音に適用されたときに得られる信号対雑音比の平均値も記載することが推奨されます。対応する実験によって測定された電波バックグラウンド。
ベテルギウスでの炭素燃焼の実現可能性に関するコメント: 「脈動周期から推測されるベテルギウスの進化段階」、arXiv:2306.00287 への回答
| Title |
Comment_on_the_feasibility_of_carbon_burning_in_Betelgeuse:_a_response_to_"The_evolutionary_stage_of_Betelgeuse_inferred_from_its_pulsation_periods,"_arXiv:2306.00287 |
| Authors |
L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Meridith_Joyce,_Shing-Chi_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05600 |
Saioらによる最近のプレプリント。2023年は、超巨大ベテルギウスの光の変化はすべて半径方向の脈動によって引き起こされているという仮定に基づいて、すでに炭素燃焼が起きていると主張している。ただし、このメモで示すように、星の角直径の測定値は、モデルで必要とされる星の半径と矛盾します。我々は、長期間の輝度測定を使用して、大減光が建設モード干渉によって引き起こされた可能性について議論し、Saioetal.で採用されたモデリングフレームワークの違いについてコメントします。2023vsジョイスら2020年。
散開星団 M38 における主配列の広がり
| Title |
The_broadening_of_the_main_sequence_in_the_open_cluster_M38 |
| Authors |
M._Griggio_(1_and_2),_M._Salaris_(3_and_4),_L._R._Bedin_(2),_S._Cassisi_(4_and_5)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Ferrara,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(3)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Abruzzo,_(5)_INFN_-_Sezione_di_Pisa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05737 |
散開星団M37の下部主系列の色幅に関する最近のマルチバンド測光研究では、星団内に広がるかなりの初期化学組成の存在が明らかになりました。初期の化学組成の広がりが散開クラスター間で共通である場合、これはクラスター形成モデルと化学的タグ付け技術の基礎に大きな影響を与える可能性があります。ここでは、ガイアDR3測光法と天文法、および新たに取得したスローン測光法を使用した、散開星団M38の未進化の主系列の研究を紹介します。私たちは、M37の研究と同様に、ガイア等級とスローン等級の組み合わせで作られた色差図を使用して、星団の下位主系列星の分布を分析しました。私たちは合成恒星集団を使用して、この図で観察されたM38星の傾向を再現しました。そして、観察された色の広がりは、星団の表面全体の赤みの差と未解決の連星の存在の組み合わせ効果によって簡単に説明できることがわかりました。合成サンプルには、M37の主配列を説明するために必要な初期化学組成の広がりを含める必要はありません。散開星団集団間で化学存在量の広がりが一般的であるかどうかを理解するには、我々のようなさらなる測光調査と、散開星団の大きなサンプルに対する正確な差分分光分析が必要である。
K-means と k-Shape を使用した合成ストークス プロファイルの形状ベースのクラスタリング
| Title |
Shape-based_clustering_of_synthetic_Stokes_profiles_using_k-means_and_k-Shape |
| Authors |
Thore_Espedal_Moe,_Tiago_M._D._Pereira,_Flavio_Calvo,_Jorrit_Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05748 |
ストークスプロファイルの形状には、それを生成した大気条件に関する多くの情報が含まれています。ただし、さまざまな異なる大気構造によって、非常によく似たプロファイルが生成されることがあります。したがって、観測を適切に解釈するには、ストークスプロファイルの形状が基礎となる大気にどのように依存するかをよく理解することが重要です。この点に関する優れたツールはフォワードモデリング、つまり太陽大気の現実的なシミュレーションから合成スペクトルを計算して研究することです。最新のシミュレーションでは、スナップショットごとに数十万のスペクトルプロファイルが日常的に生成されます。このような数を使用すると、プロファイルをその形状に応じて整理するために自動化された手順を使用する必要があります。ここでは、k平均法とkシェイプという2つの相補的な方法を使用して、同様の形状のプロファイルをクラスター化する方法を説明し、結果のクラスターをシミュレーションの大気の知識と組み合わせてスペクトル形状を解釈する方法を示します。BifrostシミュレーションスナップショットからのMulti3Dコードを使用して、CaII854.2nmラインの合成ストークスプロファイルを生成します。次に、k-meansおよびk-Shapeクラスタリング手法を適用して、形状に従ってプロファイルをグループ化します。K平均法とKシェイプの両方を合成強度スペクトルに適用して取得したプロファイル形状のクラスを示し、比較します。次に、クラスタリングによって取得されたプロファイル形状の2つの特定のクラスの基礎となる大気の構造を示し、これがどのようにこれらのプロファイル形状の形成の解釈につながるかを示します。さらに、両方の方法を最も強いストークスV信号を含むプロファイルのサブセットに適用し、少数のクラスターを使用する場合に複雑なプロファイル形状を取得する際に、k-Shapeがk-meansより定性的に優れていることを示します。
Ia 型超新星の初期 56Ni 質量
私たちは、Khatami&Kasen(2019)によって最近導入された新しい形式主義を適用して、最近のIa型超新星のサンプル内で合成された放射性ニッケル56の初期質量を推定します。我々が導き出したニッケル質量は、従来のアーネットモデルに基づく以前の推定値と大きく変わらないことが示されています。サンプルSNeの$\beta$パラメータを導出し、これらがKhatami&Kasen(2019)によってSNIa流体力学シミュレーションから与えられた$\sim1.6$の基準値と一致することを示します。
後期型星の周期と回転の関係を再考する
活動周期の長さとロスビー数の関係を解析し、活動周期と自転周期がよく知られている主系列星の44個のサンプルを収集しました。ロスビー数とサイクル周期の間の両対数関係に線形の挙動が見られます。長周期分岐と短周期分岐への分岐は明らかに現実ですが、経験的には色指数B-Vに依存しており、実効温度と主系列上の位置への物理的依存性を示しています。さらに、サイクル長と対流回転時間と対流ゾーンの相対的な深さとの間には相関関係もあります。これに基づいて、サイクル周期とロスビー数の間の経験的関係を導出し、短周期サイクル分岐関係について、長周期サイクル分岐における14%と28%の間の相対偏差のばらつきを推定します。これらの関係により、よく知られている11年の太陽シュワーベ周期の10.3年周期と、太陽のグライスベルク周期の長周期分岐値104年との良好な一致が得られます。最後に、短周期分岐のサイクルは対流帯のより深い層で生成されるように見えるが、長周期分岐サイクルはその帯のより少ない深層に関連しているように見えることを示唆します。より広いB-V範囲では、ロスビー数が単なる回転周期だけよりも、サイクル回転との普遍的な関係にとってより適切なパラメータであることを示します。その証拠として、関係に自転周期のみを使用した以前の研究とは対照的に、経験的な恒星関係が11年の太陽シュワーベ周期と一致していることを実証しました。これまでの研究では、他の種類のダイナモを介して周期回転表示における太陽の周期位置を説明しようと試みてきましたが、私たちの研究では、太陽や他の星の別の種類のダイナモを示唆する証拠は見つかりませんでした。
連星系 GG りゅうこつ座における降着と B[e] 超巨星への影響
我々は、B[e]超巨大連星系GG~りゅうこつ座における風の流れの流体力学をシミュレーションし、二次星と観測された光曲線への質量降着率を取得します。我々は、湾曲した降着尾部への不均一なボンダイ・ホイル・リトルトン降着を発見し、降着速度が軌道に沿って調節され、最大値がペリアストロンに近いことを確認した。降着自体は明るさの周期的変化を説明できないことを示します。代わりに、降着尾部による吸収による光度曲線の観察された変化を説明します。我々の結果は、以前に導出された恒星の質量、軌道パラメータ、および系の向きとほぼ一致していますが、B[e]超巨星の方がより明るいことを示唆しています。私たちは、降着尾が主星によって切断されるという2つの星の軌道運動に関連した効果を発見し、これをトカゲオートトミー効果と名付けました。効果の一部として、主風は、それが以前に放出した自己降着風です。リザードオートトミーエフェクトは、壊れたセグメントで構成される外側に広がる螺旋状の殻を作成します。我々は、このような尾部が他のB[e]超巨星系にも存在し、そのような系で観察される星周物質の源である可能性があることを示唆している。この付着物はまた、二次ペリアストロン付近に円盤を形成し、後に消滅します。このような円盤の形成により、一部のB[e]超巨星の周囲で観察される双極構造を説明するジェットが放出される可能性があると我々は示唆しています。
二重磁性高温連星 $\epsilon$ Lupi における磁気圏相互作用の発見
| Title |
Discovery_of_Magnetospheric_Interactions_in_the_Doubly-Magnetic_Hot_Binary_$\epsilon$_Lupi |
| Authors |
Ayan_Biswas,_Barnali_Das,_Poonam_Chandra,_Gregg_A._Wade,_Matthew_E._Shultz,_Francesco_Cavallaro,_Veronique_Petit,_Patrick_A._Woudt,_Evelyne_Alecian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05995 |
近くて熱い連星では磁場が存在することは極めてまれであり、磁気星を含むことが知られているのはそのような系のわずか1.5%だけです。偏心した$\epsilon$ルピ星系は、両方の星が磁性を持っていることが知られている唯一の近接連星として、この集団の中で際立っています。我々は、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)とMeerKAT電波望遠鏡を使用して、$\epsilon$ルピからの強力で可変の電波放射を発見したことを報告します。光曲線は、鋭い高振幅パルスを含む顕著でユニークな特性を示します。軌道周期、ペリアストロン付近で最も明るい増強が発生します。光度曲線の特徴は、軌道周期全体にわたる磁気リコネクションのレベルが変化することを示しており、$\epsilon$ルピは、相互作用する磁気圏に埋め込まれた既知の初の大質量主系列連星となっている。また、アーカイブXMM-Newtonデータから得られたX線光度曲線のこれまで報告されていない増強も示します。$\epsilon$ルピは、構成要素の化石磁場の安定性、比較的単純な構成の明確な特徴付け、および系の短い公転周期により、磁気圏相互作用の物理学を研究するための理想的なターゲットとなっています。したがって、このシステムは、月-惑星、惑星-星、およびおうし座連星系、RSCVn系、中性子星連星を含む恒星-星系など、他の磁気的に相互作用する系のエキゾチックなプラズマ物理学を解明するのに役立つ可能性がある。
MHD 雪崩によるコロナエネルギーの放出。構造化された活動領域、マルチスレッドコロナルループへの影響
| Title |
Coronal_energy_release_by_MHD_avalanches._Effects_on_a_structured,_active_region,_multi-threaded_coronal_loop |
| Authors |
G._Cozzo,_J._Reid,_P._Pagano,_F._Reale,_A._W._Hood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06047 |
太陽コロナにおける大規模なエネルギー放出の重要な要素と考えられるのは、単一のねじれ磁束管におけるMHDキンク不安定性です。ナノフレア嵐と同様に、初期のらせん状電流シートは乱流的に断片化してより小さなスケールのシートになります。緩和プロセス中にループが半径方向に拡張すると、不安定なループが近くの安定したループを破壊し、MHDなだれを引き起こす可能性があります。これまでの研究では、比較的単純化されたループ構成で探索的な調査が行われてきました。ここでは、活動領域に典型的な、成層大気に関係する物理的影響のほとんどを包括的に説明する、より現実的な環境に取り組みます。問題は、雪崩プロセスが引き起こされるかどうか、どのようなタイムスケールで、元のより単純なアプローチと比較してどのように発展するかです。3次元MHDシミュレーションは、彩層、コロナへの薄い遷移領域、および関連する高ベータ領域から低ベータ領域への遷移を含む成層大気を持つ磁束管の相互作用を記述します。このモデルには、熱伝導と光学的に薄い放射の効果も含まれています。私たちのシミュレーションは、いくつかの磁束管のうちの1つがフットポイントで隣接する磁束管よりも速くねじれるケースに対処しています。この磁束管は、解析モデルによって予測された条件と一致する条件で最初にキンク不安定になることを示します。それは近くの安定した管を急速に巻き込み、重大な磁気再接続と熱としてのエネルギーの散逸を引き起こします。加熱は彩層蒸発の進行を決定し、温度はマイクロフレアの観測に近い約10MKまで上昇します。この研究は、雪崩が、光球運動の結果として、冠状の閉じたループ内に閉じ込められたプラズマ内で磁気エネルギーを貯蔵および放出するための実行可能なメカニズムであることを裏付けるものである。
太陽圏内部のイオン駆動不安定性 II: 分類と多次元マッピング
| Title |
Ion-Driven_Instabilities_in_the_Inner_Heliosphere_II:_Classification_and_Multi-Dimensional_Mapping |
| Authors |
Mihailo_M._Martinovic_and_Kristopher_G._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06060 |
線形理論は、太陽風のような弱い衝突プラズマの不安定性を特徴付けるためのよく開発された枠組みです。このシリーズの前回の記事では、HeliosIおよびIIによって観測された約150万個の陽子およびアルファ粒子の速度分布関数(VDF)を分析し、成長速度、周波数、方向などの標準的な不安定パラメーターの統計的特性を決定しました。波の伝播、各コンポーネントによって放射または吸収される電力、さらに太陽からの距離と衝突処理に関するコンポーネントの動作を特徴づけます。この研究では、この包括的な不安定性計算セットを使用して、次の3つのインターレースコンポーネントで構成される機械学習アルゴリズムをトレーニングします。1)観測されたVDFパラメーターから区間が不安定かどうかを予測します。2)特定の不安定なVDFの不安定特性を予測します。3)不安定モードのタイプを分類します。これらの方法を使用して多次元位相空間で特性をマッピングすると、平行伝播する陽子コア誘起イオンサイクロトロンモードが若い太陽風を支配し、斜めの高速磁気超音波モードが衝突時の陽子ビームドリフトを制御していることがわかります。古いプラズマ。
量子重力補正存在下でのインフレーションスペクトルの研究
| Title |
Study_of_the_Inflationary_Spectrum_in_the_Presence_of_Quantum_Gravity_Corrections |
| Authors |
Giulia_Maniccia,_Giovanni_Montani,_Leonardo_Torcellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.00117 |
場の量子理論に対する量子重力補正の可能性を予測するためのさまざまなアプローチを簡単にレビューした後、ガウス基準系固定に基づく定式化について詳しく説明します。次に、このシナリオを実行して、原始摂動のインフレーションスペクトルを決定します。準古典等方性宇宙の不均一な自由質量のスカラー場の量子化を検討し、標準的なQFTが出現する次の次数のプランクパラメータにおける力学のWKB拡張を展開します。スケール不変スペクトルに対する量子重力補正は、特定の原始宇宙論的設定で議論され、次に一般的なミニ超空間形式主義で議論され、モード依存効果がなく、したがってスケール不変インフレーションスペクトルが保存されることが示されています。このような結果は、考慮されているパラダイムにおける重力背景における物質の逆反応の欠如に関連して議論されます。
| Title |
Baryon_asymmetry_from_dark_matter_decay_in_the_vicinity_of_a_phase_transition |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Matthew_Knauss,_Indrajit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05459 |
我々は、一次相転移（FOPT）付近の有限温度効果によって可能になる暗黒物質（DM）の禁断崩壊により、宇宙のバリオン非対称性が生じる可能性があるという新しい枠組みを提案します。この新しいコジェネシスメカニズムを実装するために、一般にスコトジェニックと呼ばれる、壊れない$Z_2$対称の下ですべて奇数である1つのスカラーダブレット$\eta$、3つの右手ニュートリノ(RHN)による標準モデルの拡張を検討します。放射ニュートリノ質量のモデル。最も軽いRHN$N_1$はDM候補であり、ゼロ温度で安定していますが、$\eta$によって補助されるFOPTの核形成温度の前に温度ウィンドウが発生し、$N_1$は$\eta$とレプトンに崩壊する可能性がありますゼロ以外のレプトン非対称性が生成され、その後スファレロンによってバリオン非対称性に変換されます。コージェネシスを成功させるには、核生成温度を34GeV未満にする必要があります。これにより、新しい粒子の質量スペクトルが特定の範囲内に維持されるだけでなく、LISAやBBOなどの計画された実験の範囲内で観測可能な確率的重力波スペクトルが得られます。
NLO の標準モデルの Neff は 3.043
相対論的ニュートリノ種の有効数は初期宇宙の基本的な調査であり、その測定は素粒子物理学の標準モデルを超える多くのシナリオに対する重要な制約を表します。これを考慮すると、標準モデルにおける$N_{\rmeff}$の正確な予測は非常に重要です。この研究では、$N_{\rmeff}^{\rmSM}$を正確に計算するために必要な最後の要素、つまり$e^+e^-\leftrightarrow\nu\bar{に対する標準のゼロ温度および有限温度QED補正を考慮します。$T\sim{\rmMeV}$付近の温度でのニュートリノデカップリング中の\nu}$相互作用速度。この効果により、$N_{\rmeff}^{\rmSM}$が$-0.0007$減少することがわかりました。相互作用率に対するこのNLO補正は、プラズマの電磁密度に対する有限温度QED補正およびニュートリノ振動の影響とともに、理論的計算で$N_{\rmeff}^{\rmSM}=3.043$であることを意味します。予測される観測感度よりもはるかに小さい不確実性。
XENONnT検出器の低エネルギー電子反動校正用の$^{220}$Rn源の特性評価
| Title |
Characterization_of_a_$^{220}$Rn_source_for_low-energy_electronic_recoil_calibration_of_the_XENONnT_detector |
| Authors |
Florian_J\"org,_Shengchao_Li,_Jochen_Schreiner,_Hardy_Simgen,_Rafael_Lang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05673 |
低バックグラウンドの液体キセノン検出器は、暗黒物質やニュートリノを含まない二重ベータ崩壊などの稀な事象の調査に利用されます。校正には気体$^{220}$Rnを使用できます。キセノンに導入された後、その子孫同位体$^{212}$Pbは均一に分布した低エネルギー($<30$keV)の電子反跳相互作用を誘発する。我々は、XENONnT実験で使用するこのような線源の特性評価について報告します。それは55kBqの放射能を持つ4つの市販の$^{228}$Th線源から構成されています。これらの発生源は、約9kBqという高い$^{220}$Rn放出率を提供します。1.7mBqを超える長寿命$^{228}$Thの放出の兆候は見つかりません。約3.6mBqという予想外の$^{222}$Rn放出率が観察されましたが、この線源は依然としてXENONnT実験の要件と一致しています。
非磁化ペアプラズマと磁化電子陽子プラズマ間の不連続部の三次元構造と安定性
| Title |
Three-dimensional_structure_and_stability_of_discontinuities_between_unmagnetized_pair_plasma_and_magnetized_electron-proton_plasma |
| Authors |
M_E_Dieckmann,_D_Folini,_M_Falk,_A_Bock,_P_Steneteg,_R_Walder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.05757 |
電子陽電子対プラズマと磁化された電子および陽子の間の不連続性を3DPICシミュレーションで研究します。ペアプラズマは、法線に沿って0.6$c$の速度で1つのシミュレーション境界に注入されます。それは電子と陽子のプラズマと、注入方向と直交する磁場に膨張します。反磁性電流はペアプラズマ内から磁場を追い出し、その前に磁場を積み上げます。電子を押し出すことで、磁場パルスよりも先に電場パルスが誘導されます。この最初の電磁パルス(EMP)はペアプラズマを磁気的に閉じ込め、陽子を電気的に加速します。最初のEMPの後ろで陽子を横切る注入されたペアプラズマの速い流れは、フィラメントの不安定性を引き起こします。一部の電子と陽電子は注入境界を越え、2番目のEMPを構築します。電子サイクロトロンドリフト不安定性は、両方のEMPがレイリー・テイラー型不安定性を引き起こす前にプラズマを乱します。両方のEMPの前に同様に強い摂動があるにもかかわらず、2番目のEMPは最初のEMPよりもはるかに安定しています。私たちは、初期EMPの急速な崩壊は、その背後にあるプラズマを乱したフィラメントの不安定性によるものであると考えています。レイリー・テイラー型の不安定性により、平面EMPは遷移層に変化します。遷移層では、電子と陽電子の数が不均一であることによる磁束ロープと静電力が減速し、ペアプラズマを圧縮し、陽子を加速します。私たちのシミュレーションでは、ペアクラウドの膨張速度は約1桁減少し、その密度は同じ倍率で増加しました。その厚さが薄いということは、電子陽子プラズマから相対論的ペアの流出を分離できることを意味しており、これは無衝突天体物理プラズマにおけるペアプラズマの相対論的ジェットを平行にするために不可欠である。
HVOX: 球面スカイマップのスケーラブルな干渉合成と解析
| Title |
HVOX:_Scalable_Interferometric_Synthesis_and_Analysis_of_Spherical_Sky_Maps |
| Authors |
Sepand_Kashani,_Joan_Ru\'e_Queralt,_Adrian_Jarret,_Matthieu_Simeoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06007 |
分析と合成は電波干渉イメージングプロセスの重要なステップであり、可視領域と空領域の間の橋渡しとして機能します。これらは、多数の不均一な周波数と球面拘束された空間座標を含む部分フーリエ変換として表現できます。データの不均一性により、これらの部分フーリエ変換は計算コストが高く、画像再構成プロセスにおける重大なボトルネックとなります。Wグリッドアルゴリズムは、いわゆる$w$周波数座標に沿ってスライスされたデータに一連の2D不均一FFT(NUFFT)を適用することで、両方のステップで対数線形の複雑さを実現します。ただし、この方法の大きな欠点は、方向余弦メッシュへの制限であり、基本的に広い視野には適していません。本稿では、3D-NUFFTに基づく新しい解析/合成アルゴリズムであるHVOXグリダーを紹介します。Wグリッドとは異なり、後者は球状データ処理用の人気のあるHEALPixスキームなどの任意の球状メッシュと互換性があります。3D-NUFFTを使用すると、内部FFTのサイズ、特にWプレーンの数を最適に選択できます。これにより、アルゴリズムのパフォーマンスが向上し、自動調整され、近似理論の強力な結果に裏付けられた制御された精度が保証されます。次世代電波望遠鏡の困難な規模に対処するために、私たちはさらに、チャンク評価戦略を提案します。可視領域と空の領域を分割することにより、3D-NUFFTが並列実行されるサブ問題に分解され、同時にメモリ要件が削減されます。私たちのベンチマーク結果は、最先端の困難なイメージング設定を考慮した、SKAとLOFARの両方に対するHVOXのスケーラビリティを示しています。さらに、HVOXは、実装にドメイン固有の最適化が存在しないにもかかわらず、計算の面でW-gridderと競合します。
