銀河バイアス拡張におけるカウンタータームの正則化スキームの依存性
この論文では、さまざまな正則化処方が銀河バイアス拡大の繰り込みにおける逆項にどのような影響を与えるかを調査します。私たちは、非線形重力進化を含む原始局所非ガウス性の文脈で研究しています。重力進化における場$\delta_\rho^2$(つまり、物質超密度場の二乗)の1ループ繰り込みを3次まで実行します。3つの正則化スキームが考慮され、それらが反項の値に及ぼす影響が研究されます。非ブースト不変演算子の係数が正則化スキームに依存しないことを明示的に検証します。
自己相互作用する暗黒物質ハローの重力熱進化に対するバリオンポテンシャルの影響
| Title |
The_impact_of_baryonic_potentials_on_the_gravothermal_evolution_of_self-interacting_dark_matter_haloes |
| Authors |
Yi-Ming_Zhong,_Daneng_Yang,_Hai-Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08028 |
中心バリオンポテンシャルの存在は、自己相互作用暗黒物質(SIDM)ハローの重熱進化に重大な影響を与える可能性があります。半解析流体モデルを拡張して静的なバリオンポテンシャルの影響を組み込み、制御されたN体シミュレーションを使用してそれを校正します。さまざまなバリオン濃度と、一定および速度依存の自己相互作用する断面を含むさまざまなSIDMモデルを使用してベンチマークシナリオを構築します。バリオニックポテンシャルの存在は、中心密度、コアサイズ、速度分散などのSIDMハロー特性の変化を引き起こし、膨張段階と崩壊段階の両方でハローの進化を加速します。さらに、バリオンのポテンシャルを伴うSIDMハローの重力熱進化における準普遍性が観察され、バリオンが存在しない場合の以前に知られていた特徴に似ています。SIDMハローを特徴付ける物理量を適切に再スケーリングすることにより、すべてのベンチマークケースの進化は顕著な類似性を示します。私たちの発見は、バリオンが重要な力学的役割を果たす銀河系の観測を使用してSIDM予測をテストするための枠組みを提供します。
全能の暗黒エネルギー: ハッブル緊張に対する現象学的答え
| Title |
Omnipotent_dark_energy:_A_phenomenological_answer_to_the_Hubble_tension |
| Authors |
Shahnawaz_A._Adil,_Ozgur_Akarsu,_Eleonora_Di_Valentino,_Rafael_C._Nunes,_Emre_Ozulker,_Anjan_A._Sen,_Enrico_Specogna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08046 |
この論文では、ファントムディバイドライン(PDL)交差と特異点を特徴とする対応する状態方程式パラメータで負の値を達成できる非単調エネルギー密度を特徴とする全能ダークエネルギー(DE)モデルのクラスを紹介します。これらの自明ではない特徴は、観測から宇宙論的関数を再構成する以前の研究の発見と、実際のまたは有効なDE密度が全能である$\Lambda$CDMの拡張が$\Lambda内の観測の不一致を緩和することに成功したことによって現象学的に動機づけられています。$CDM。例として、全能DEの一実施形態、つまりarXiv:2005.12587(DMS20)で導入されたDEパラメータ化に焦点を当てます。DMS20が紹介された元の論文で使用されたデータセットを更新および拡張することにより、観測の不一致を軽減する上でのDMS20の有効性を確認します。さらに、その重要性はこれまで調査されていなかったが、その負のDE密度特徴が、パラメータ化が前提としているPDL交差特徴とともに、緊張の緩和に重要な役割を果たしていることを発見しました。特に、この遷移を組み込んだ以前の研究と一致して、$H_0$パラメーターとDE密度が負から正に遷移するスケール~($a_{\rmp}$)の間に正の相関があることがわかりました。特徴。完全なデータセットの場合、モデルは$H_0=70.05\pm0.64$(68\%CL)を生成し、負のDE密度($a_{\rmp}>0$)を優先して$H_0$の緊張を緩和します。99\%CLで)、前提とされるPDL交差のスケールに関する制約$a_m=0.922^{+0.041}_{-0.035}$とともに。
CRRfast: 不均一組換えによる影響を伴う宇宙論的組換え放射線のエミュレーター
| Title |
CRRfast:_An_emulator_for_the_Cosmological_Recombination_Radiation_with_effects_from_inhomogeneous_recombination |
| Authors |
Matteo_Lucca,_Jens_Chluba,_Aditya_Rotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08085 |
宇宙再結合放射(CRR)は、保証された$\Lambda$CDMスペクトル歪み(SD)信号の1つです。たとえ振幅が非常に小さいとしても、それは3つの再結合時代の直接的な調査を提供し、測定されたCMB異方性の宇宙論的解釈における重要な柱の1つをテストするための道を開きます。ここでは、最先端のCosmoSpecコードを参照として使用して、幅広い宇宙論のCRRを迅速かつ正確に表現するための新しいエミュレータCRRfastを開発します。CRRfastはスタンドアロンコードとしてもCLASSの一部としても公開されており、これによりCLASSでモデル化できるSDの$\Lambda$CDMソースのセットが完成しました。この新しく開発されたパイプラインを使用して、$\Lambda$CDM内のSDの完全な制約力を調査し、実験計画の最適化への将来の応用の可能性を強調します。さらに、組換えプロセスの不均一な進化がCRRスペクトルに二次的な寄与を刻み込み、CRR特徴の拡大とシフトにつながることを示します。これらの二次項はエミュレータによって自然に取得され、平均CRRに対する$\Lambda$CDMの寄与を評価したり、原始磁場(PMF)による摂動再結合の影響を説明したりすることができます。結局のところ、$\Lambda$CDMの分散効果は無視できますが、$\Lambda$CDMを超えたモデルでは大幅に強化される可能性があります。特にPMFの場合、これらの非線形項を通じて、ハッブル張力に関連するパラメータ空間が将来のCMB分光計でテストできることを実証します。
| Title |
Observational_implications_of_cosmologically_coupled_black_holes |
| Authors |
Sohan_Ghodla,_Richard_Easther,_M._M._Briel,_J.J._Eldridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08199 |
最近、宇宙の体積に比例して増加する質量を持つ「宇宙論的に結合した」ブラックホールが、暗黒エネルギーの物理的基盤を構成している可能性があることが示唆されました。私たちはこの主張を額面どおりに受け取り、その潜在的な天体物理学的影響について議論します。我々は、連星系における重力波の放射が大幅に増強され、ブラックホールの合体数が観測された速度を桁違いに超え、典型的な質量がLIGO-Virgo-KAGRAネットワークで観測されるものよりもはるかに大きくなるであろうことを示す。これとは別に、質量の成長が一定の角運動量で起こるのであれば、物質が欠乏した楕円銀河の超大質量ブラックホールはゆっくりと回転しているはずである。最後に、宇宙論的結合により、ホーキング放射による蒸発に対して小さなブラックホールが安定化するであろう。
宇宙の状態方程式の進化による暗黒エネルギーと物質の等価性
| Title |
Dark_energy-matter_equivalence_by_the_evolution_of_cosmic_equation_of_state |
| Authors |
Anna_Chiara_Alfano,_Carlo_Cafaro,_Salvatore_Capozziello,_Orlando_Luongo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08396 |
我々は、暗黒エネルギー、バリオン、冷たい暗黒物質の大きさが等価となる等価赤方偏移$z_{eq}$を制約するモデルに依存しないアプローチを検討します。この目的のために、均質かつ等方性の宇宙という文脈で、まず、暗黒エネルギーの寄与が常圧流体の未知の機能によってもたらされる一般的なモデルを検討します。その後、エポック、つまり$z=0$と$z=z_{eq}$で評価して、減速度とジャークのパラメーターを計算します。したがって、テイラーがハッブル、光度、角距離を現時点で拡張することにより、前述の一般的なダークエネルギーモデルから得られた理論式を代用し、$z=0$と$z=z_{eq}で評価された量の間の対応関係を定義します。$。その際、最新のパンテオンIA型超新星、バリオン音響振動、微分ハッブル点を含む現在のデータセットを使用してこれらの量を直接当てはめます。フィッティング手順では2つの階層を考慮し、最初に空間的に平坦な宇宙での結果を比較し、後で空間曲率を含めて比較します。宇宙の全体的な状態方程式とその一次導関数に対する制約を評価します。私たちの結果と標準の$\Lambda$CDMパラダイムによって予測された結果を比較します。具体的には、一定のダークエネルギー項を仮定すると、我々の発見は2$\sigma$信頼水準で一致しています。しかし、私たちの分析は、純粋な宇宙定数のシナリオからわずかに逸脱していることを示す、暗黒エネルギーのわずかな進化の可能性を排除するものではありません。特に、起こり得る逸脱は、より複雑なダークエネルギーのパラメータ化ではなく、現象論的な$\omega$CDMモデルと一致しているように見えます。
| Title |
Heating_Galaxy_Clusters_with_Interacting_Dark_Matter |
| Authors |
Yutaro_Shoji,_Eric_Kuflik,_Yuval_Birnboim,_Nicholas_C._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08679 |
低温コアクラスターの過冷却は、銀河クラスターの天体物理学における永続的な謎です。我々は、この問題は、クラスター内媒質(ICM)とその暗黒物質(DM)のバリオン間の相互作用によって自然に解決される可能性があると提案します。DMとバリオンの相互作用は、ICMに熱を注入して制動放射による冷却を相殺する可能性がありますが、これらの相互作用は既存の実験や天体物理学的観測によっても強く制約されます。私たちは既存の制約を調査し、これらを観測された低温コアクラスターのサンプルのエネルギーニーズと組み合わせます。DMのサブコンポーネントのみがバリオンと強く相互作用するという条件で、冷却流問題に対するバリオンDM散乱解法には堅牢なパラメータ空間が存在することがわかりました。興味深いことに、バリオン温度がDM温度の$1/3-1/2$よりも高い限り、バリオン-DM散乱は熱的に安定した加熱源であり、この条件は観測的に満たされていると思われます。
偏光スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を用いた宇宙複屈折トモグラフィー
我々は、CMB観測値におけるpSZ効果のすべての関連項を含めて、宇宙複屈折の断層撮影プローブのための偏光Sunyaev-Zel'dovich（pSZ）効果を検討しますが、その一部は以前の研究では無視されていました。pSZ効果は、電子によって見られる局所温度四重極の散乱から遅延分極信号を生成します。pSZ効果を使用して、宇宙の後期における宇宙複屈折に対する予想される制約を予測します。$2\lesssimz\lesssim5$での複屈折角は、CMB$E$-モードと$B$-モードの間、またはCMB$B$-モードと遠隔モードの間の相互相関によって1次レベルで制限されることがわかります。LiteBIRD、CMB-S4、およびLSSTからのデータを使用する四重極$E$モード。特に、大規模CMB$B$モードと遠隔四重極$E$モードの間の相互相関は、銀河前景からのバイアスがはるかに小さく、$EB$パワーからの結果をクロスチェックするのに役立ちます。スペクトラム。
湾曲した宇宙ひもにおける重力レンズの理論
一般的な形状と視線に対する位置をもつ単一の宇宙ひも(CS)に対する重力レンズ効果の完全な数学モデルについて詳細に説明します。CSは、現代の宇宙論によって確実に予測される1次元の拡張天体です。CSの存在は宇宙の全体的な幾何学構造を変化させ、インフレーションモデルを含む初期宇宙の特性を明らかにする可能性があり、高次元理論の独自の証明として機能する可能性があります。CSはまだ信頼性をもって検出されていないという事実にもかかわらず、CMB分析と特殊な特性を持つ重力レンズ連鎖の探索に基づいて、CSの存在を示す独立した強力な兆候がいくつかあります。しかし、初期に検討されたストレートCSのモデルでは、観察される一般的なCS構成のほんの一部しか示されていませんでした。今回我々は、CS観測探索の可能性を大幅に高める可能性のあるモデルを提案します。より現実的なモデルには、必然的にCSの傾きや曲がりが含まれると考えられます。さらに、重力レンズ候補の探索に関する観測データの最近の分析では、CSの複雑な幾何学構造によって説明できる多数のペアが示されています。
もう観客はいらない！重要でないフィールドでも原始ブラック ホール モデルが台無しになる可能性がある
この研究では、インフレトンと観客フィールドに結合されたウォーターフォールフィールドを使用して、コンスタントロールのフェーズ中にインフレを終了します。観客フィールドの存在は、インフレが$\phi_e$という単一点で終了するのではなく、ある程度の不確実性があり、インフレが確率的に終了することを意味します。私たちは、観察者場が適度に結合しているだけでも、形成される原始ブラックホール(PBH)の量が何桁も大きく増加する可能性があることを発見しました。インフレトンによって生成されるパワースペクトルは、ウルトラスローロールの段階では$10^{-4}$程度になる可能性がありますが、依然として宇宙論的に適切な数のPBHを形成します。私たちは、非常に一般的にインフレの終焉を変える観客フィールドの存在は、PBH形成の現実的なモデルでは無視できない影響であると結論付けています。
暗黒時代、暗黒部門への窓。超軽量アクシオンの狩猟
| Title |
Dark_ages,_a_window_on_the_dark_sector._Hunting_for_ultra-light_axions |
| Authors |
Eleonora_Vanzan_(1,2),_Alvise_Raccanelli_(1,2,3),_Nicola_Bartolo_(1,2,3)_((1)_University_of_Padova,_(2)_INFN_Padova,_(3)_INAF_OAPD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09252 |
暗黒時代の21cm強度マッピング(IM)の測定は、高い赤方偏移と小さなスケールで前例のないウィンドウを提供する可能性があります。これがもたらす主な利点の1つは、暗黒物質の性質を調査できる可能性です。宇宙の大規模構造を使った暗黒物質モデルのテストは、暗黒時代のIM測定には存在しない非線形性と天体物理学的効果によって制限されます。この論文では、暗黒物質が$10^{-18}-10^{-22}$eV質量スケール付近の超軽量アクシオン状粒子によって全体的に部分的に構成されているモデルを制約することに焦点を当てています。このモデルの場合、21cmの明るさの温度変動の角パワースペクトルは小規模な抑制を示します。しかし、この効果は再結合時のバリオンと暗黒物質の相対速度のインプリントと絡み合っており、同時に大規模な増強を引き起こし、アクシオン暗黒物質の質量と存在量の影響を受ける。この研究では、将来の電波アレイが角パワースペクトルに対するこれらの効果の両方を通じて超軽量アクシオンの質量をどのように制限できるかを予測します。
修正された重力と大質量ニュートリノ: BOSS 銀河の完全形状解析からの制約とステージ IV 調査の予測
| Title |
Modified_gravity_and_massive_neutrinos:_constraints_from_the_full_shape_analysis_of_BOSS_galaxies_and_forecasts_for_Stage_IV_surveys |
| Authors |
Chiara_Moretti,_Maria_Tsedrik,_Pedro_Carrilho,_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09275 |
BOSSDR12データから測定されたパワースペクトル多重極のフルシェイプ解析を実行することにより、成長指数$\gamma$を制約します。私たちは、大規模構造の有効場理論(EFTofLSS)に基づく理論モデルを採用し、$\gamma$CDMと$\gamma\nu$CDMという2つの異なる宇宙論に焦点を当て、ニュートリノの総質量も変化させます。原始振幅$A_s$とスペクトル指数$n_s$に関する事前分布のさまざまな選択を検討し、パラメーター間の縮退を軽減し、事後分布における強い射影効果を回避するには有益な事前分布が必要であることがわかりました。最も厳しい制約は、$A_s$と$n_s$に対する3$\sigma$プランク事前確率を使用して取得されます。$\gamma$CDMに対して$\gamma=0.647\pm0.085$が得られ、$\gamma=0.612^{+0.075}が得られます。_{-0.090}$、$M_\nu<0.30$、$\gamma\nu$CDMの68\%c.l.、どちらの場合も$\sim1\sigma$は$\Lambda$CDM予測$\gammaと一致\simeq0.55$。さらに、DESIのようなサンプルに焦点を当てた、ステージIVの分光銀河調査の予測を作成します。我々は、3つの異なる赤方偏移ビンで生成された3つの異なる銀河サンプルの合成データベクトルを、個別および共同でフィッティングしました。大規模構造のみの制約力に焦点を当てると、CMB事前データが存在しない場合、今後のデータにより、BOSSデータセットに関する$\gamma$の測定において最大$\sim85\%$の改善が得られることがわかります。課せられた。一方、ニュートリノの質量制約は現在の制約よりもわずかに改善されているだけであり、将来のデータでは$M_\nu<0.27~{\rmeV}$の上限が設定される可能性があることがわかりました。この結果は、原始パラメータにプランク事前分布を含めることで改善でき、$M_\nu<0.18~{\rmeV}$が得られます。
過学習は V1298 タウ惑星の動径速度質量推定の信頼性に影響を与える
| Title |
Overfitting_Affects_the_Reliability_of_Radial_Velocity_Mass_Estimates_of_the_V1298_Tau_Planets |
| Authors |
Sarah_Blunt,_Adolfo_Carvalho,_Trevor_J._David,_Charles_Beichman,_Jon_K._Zink,_Eric_Gaidos,_Aida_Behmard,_Luke_G._Bouma,_Devin_Cody,_Fei_Dai,_Daniel_Foreman-Mackey,_Sam_Grunblatt,_Andrew_W._Howard,_Molly_Kosiarek,_Heather_A._Knutson,_Ryan_A._Rubenzahl,_Corey_Beard,_Ashley_Chontos,_Steven_Giacalone,_Teruyuki_Hirano,_Marshall_C._Johnson,_Jack_Lubin,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Erik_A_Petigura,_Judah_Van_Zandt,_and_Lauren_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08145 |
若い（1億人未満）惑星の質量、半径、年齢の測定は、惑星形成に関する私たちの理解を形作る力を持っています。ただし、若い星は測光と動径速度の両方が非常に変化しやすいため、これらの特性を制限することが困難になります。前主系列星を通過する4つの~0.5Rjup惑星からなるV1298タウ系は、ストレスを引き起こすとしても、幼児惑星の特性を直接観察し測定する重要な機会を提供します。Su\'arez-Mascare\~noetal.(2021)最先端のガウス過程回帰フレームワークを使用して、V1298タウ惑星のうちの2つの動径速度から導出された質量を発表しました。これらの質量から計算された惑星密度は驚くほど高く、ほとんどの既存の惑星形成理論と緊張関係にあり、形成後の非常に急速な収縮を示唆しています。V1298タウ惑星の質量をさらに制限するために、Keck/HIRESを使用して36個のRVを取得し、公開されているRVと測光と連携して分析しました。一連の相互検証テストの実行を通じて、SM21の推奨モデルが、目に見えないデータを予測できないこととして定義される過剰適合に悩まされ、大衆の信頼性が低下するという証拠を発見しました。我々は、この過学習の潜在的な原因をいくつか詳述しており、その多くは他の活動星のRV解析にとって重要である可能性があり、V1298タウなどの活動的な若い星の活動を理解して軽減するために追加の時間とリソースを割り当てることを推奨します。
金属に乏しい K ドワーフを周回するミニ海王星 BD+29 2654
| Title |
A_Mini-Neptune_Orbiting_the_Metal-poor_K_Dwarf_BD+29_2654 |
| Authors |
Fei_Dai,_Kevin_C._Schlaufman,_Henrique_Reggiani,_Luke_Bouma,_Andrew_W._Howard,_Ashley_Chontos,_Daria_Pidhorodetska,_Judah_Van_Zandt,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Alex_S._Polanski,_Jack_Lubin,_Corey_Beard,_Steven_Giacalone,_Rae_Holcomb,_Natalie_M._Batalha,_Ian_Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Lauren_M._Weiss,_Alexander_A._Belinski,_Andrew_W._Boyle,_Christopher_J._Burke,_Amadeo_Castro-Gonz\'alez,_David_R._Ciardi,_Tansu_Daylan,_Akihiko_Fukui,_Holden_Gill,_Natalia_M._Guerrero,_Coel_Hellier,_Steve_B._Howell,_Jorge_Lillo-Box,_Felipe_Murgas,_Norio_Narita,_Enric_Pall\'e,_David_R._Rodriguez,_Arjun_B._Savel,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_Stephanie_Striegel,_Douglas_A._Caldwell,_Jon_M._Jenkins,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspek,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08179 |
我々は、金属に乏しいK矮星BD+292654(TOI-2018)の周囲で7.4日間続いた2.3-$R_\oplus$ミニ海王星の発見とドップラー質量測定を報告する。高解像度のKeck/HIRESスペクトル、ガイア視差、紫外から中間赤外までの多波長測光に基づいて、主星が$T_{\text{eff}}=4174^{+34}_{-42}$K,$\log{g}=4.62^{+0.02}_{-0.03}$,$[\text{Fe/H}]=-0.58\pm0.18$,$M_{\ast}=0.57\pm0.02~M_{\odot}$、$R_{\ast}=0.62\pm0.01~R_{\odot}$。Keck/HIRESによる正確なドップラー測定により、TOI-2018の惑星質量$M_{\text{p}}=9.2\pm2.1~M_{\oplus}$が明らかになりました。TOI-2018bの質量と半径は、$\sim1\%$-by-massの水素/ヘリウムのエンベロープを持つ地球のような核、または氷と岩石の混合物と一致します。TOI-2018bの質量は暴走降着の閾値に近く、したがって巨大惑星の形成が起こります。このようなしきい値は、低金属性(低不透明)環境では約10$M_\oplus$以下になると予測されます。もし、TOI-2018bが暴走降着に失敗した惑星核であれば、低金属量の主星の周囲で巨大惑星が稀である理由が強調されるかもしれない（一つの可能性としては、円盤の寿命が短いことが考えられる）。Kバンド等級が7.1であるTOI-2018bは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による透過分光のターゲットとして適している可能性があります。このシステムは準安定ヘリウムの観測にも適しています。ヘリウム外気圏の検出は、H/Heに覆われた惑星と水の世界を区別するのに役立ちます。
M 矮星 TOI-1470 の周りの 2 つの亜海王星
| Title |
Two_sub-Neptunes_around_the_M_dwarf_TOI-1470 |
| Authors |
E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._A._Caballero,_V._J._S._B\'ejar,_C._Cifuentes,_A._Fukui,_E._Herrero,_K._Kawauchi,_J._H._Livingston,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_G._Morello,_F._Murgas,_N._Narita,_E._Pall\'e,_V._M._Passegger,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_J._Sanz-Forcada,_A._Schweitzer,_H._M._Tabernero,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_D._Charbonneau,_D._R._Ciardi,_S._Cikota,_K._A._Collins,_D._M._Conti,_M._Fausnaugh,_A._P._Hatzes,_C._Hedges,_Th._Henning,_J._M._Jenkins,_D._W._Latham,_B._Massey,_D._Moldovan,_D._Montes,_A._Panahi,_A._Reiners,_I._Ribas,_G._R._Ricker,_S._Seager,_A._Shporer,_G._Srdoc,_P._Tenenbaum,_R._Vanderspek,_J._N._Winn,_I._Fukuda,_M._Ikoma,_K._Isogai,_Y._Kawai,_M._Mori,_M._Tamura,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08516 |
目的。NASAトランジット系外惑星調査により、近く($d$=51.9$\pm$0.07pc)M1.5V星TOI-1470を周期$\sim$2.5dで周回する海王星以下の半径を持つトランジット惑星候補が発表されました。衛星(TESS)は、4つの異なるセクターでTOI-1470のフィールドを観測しました。私たちは、CARMENES分光器で取得した正確な動径速度(RV)を使用して、その惑星の性質を検証することを目指しています。方法。私たちは、2020年6月3日から2021年1月17日までの8か月間にわたり、カルメネスによる44回のRV測定値を取得しました。親星の活動をよりよく特徴付けるために、ジョアン・オルオ天文台とシエラネバダ天文台で同時期の光測光観測も収集しました。文献からアーカイブ測光法を検索しました。惑星通過信号を確認するために、MuSCATとMuSCAT2およびMuSCAT3による地上測光観測を使用しました。私たちは、星の活動と惑星の信号を同時に考慮するために、ガウス過程とケプラー軌道を含めることにより測光分析と分光分析を組み合わせて実行しました。結果。測光データと分光データに基づいて、TOI-1470の自転周期は29$\pm$3日であると推定されます。総合解析により、公転周期2.527093$\pm$0.000003d、質量$7.32^{+1.21}_{-1.24}$M$_{\oplusの、発表された通過惑星TOI-1470bの発見が確認された。}$、半径は$2.18^{+0.04}_{-0.04}$R$_{\oplus}$です。また、TESSによって以前に発表されていなかった、公転周期18.08816$\pm$0.00006d、質量$7.24^{+2.87}_{-2.77}$M$_の2番目の通過惑星TOI-1470cも発見しました。{\oplus}$、半径は$2.47^{+0.02}_{-0.02}$R$_{\oplus}$です。2つの惑星はM矮星の半径の谷の同じ側に位置し、TOI-1470とハビタブルゾーンの内側の境界の間に位置します。
冥王星の小型衛星の軌道と質量
冥王星の4つの小型衛星(Styx、Nix、Kerberos、Hydra)の新しい軌道と質量のソリューションを紹介します。私たちは、2005年から2019年にかけてハッブル宇宙望遠鏡(HST)によってACS、WFPC2、WFC3機器を使用して得られた冥王星系の利用可能なすべての観測結果と、2015年に冥王星に接近した際に撮影されたニューホライズンズのLORRI画像を再分析しました。彼らは、この高精度天文測定を使用して、4つの小型衛星すべてについて、不確実性を伴う最新の軌道と質量推定値を生成しました。ニクスとヒドラの質量は以前に発表された推定値より小さく、動的質量は1.8$\pm$0.4$\times$10$^{-3}$km$^3$/s$^2$(2.7$\pm$0.6$\times$10$^{16}$kg)ニクスと2.0$\pm$0.2$\times$10$^{-3}$km$^3$/s$^2$(3.0$\pm$0.3$\times$10$^{16}$kg)ヒドラの場合。これらの質量は、Brozovicらによる平均推定値の60%と63%です。(2015)は、依然として1シグマの不確実性と一致しており、ニクスの密度は1.0$\pm$0.2g/cm$^3$、ヒドラの密度は1.2$\pm$0.2g/cm$^3$に相当します。Porteretal(2021)による月の体積推定。これらの密度は、月の内部の未知のバルク空隙率に応じて、さまざまな氷岩の組成と一致しますが、衛星の高いアルベドと主に氷の表面は、内部に氷が豊富であれば最も簡単に説明できます。KerberosとSytxの小さな塊は、依然として非常に不十分な拘束のままです。Styxの動的質量の1-$\sigma$の上限は3$\times$10$^{-5}$km$^3$/s$^2$(5$\times$10$^{14}$kg)、ケルベロスの場合は5$\times$10$^{-5}$km$^3$/s$^2$(8$\times$10$^{14}$kg)、密度と一致します。両方の物体に対して$<$2.1g/cm$^3$。
エンケラドゥスの海洋循環と氷と海洋の相互作用に対する塩分濃度の影響
観測データによると、エンケラドゥスの氷の殻は極よりも赤道の方が厚く、赤道から極への氷の流れが存在することが示唆されています。氷の殻が平衡状態にある場合、氷の流れの物質輸送は氷の殻の凍結と融解によってバランスがとれなければならず、その結果、海洋の熱輸送によって調整されます。ここでは数値海洋モデルを使用して、さまざまな塩分濃度のエンケラドゥスの氷と海洋の相互作用と海洋循環を研究します。私たちは、塩分が海洋の層構造を根本的に決定していることを発見しました。塩分濃度の低い海洋では層状の層が形成され、海洋循環と熱輸送に影響を与えます。しかし、氷の殻に潮汐加熱が存在しない場合、海洋の熱輸送は常に赤道方向であることがわかっており、その結果、極では凍結し、低緯度では融解が起こり、赤道から極までの氷の殻の形状を維持することができません。氷の流れ。シミュレーション結果は、エンケラドゥスの氷殻が平衡状態にないか、氷殻内の潮汐散逸が氷殻の形状を維持するのに重要であることを示唆しています。
太陽よりも熱い、照射された木星の類似体
| Title |
An_irradiated-Jupiter_analogue_hotter_than_the_Sun |
| Authors |
Na'ama_Hallakoun,_Dan_Maoz,_Alina_G._Istrate,_Carles_Badenes,_Elm\'e_Breedt,_Boris_T._G\"ansicke,_Saurabh_W._Jha,_Bruno_Leibundgut,_Filippo_Mannucci,_Thomas_R._Marsh,_Gijs_Nelemans,_Ferdinando_Patat,_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08672 |
熱い星の近くを周回する惑星は強烈な極紫外線にさらされ、大気の蒸発や分子の熱解離を引き起こす可能性があります。しかし、この極端な体制は、観測上の課題のため、ほとんどが未調査のままです。既知の超高温巨大惑星KELT-9bだけが、分子解離に十分な紫外線を受けており、昼側の温度は約4,600Kです。別のアプローチでは、放射線照射を受けた褐色矮星をホットジュピター類似体として使用します。巨大惑星と同様の大気と半径を持ち、熱い地球サイズの白色矮星の近くを周回する褐色矮星は、星の輝きの上から直接検出できます。今回我々は、高温白色矮星WD0032-317の極度に放射線にさらされた低質量伴星を明らかにした観測結果を報告する。私たちの分析では、日中の気温が約8,000K、昼夜の温度差が約6,000Kであることが示されています。WD0032-317Bが受け取る極端紫外線(波長100-912\r{A})の量は、後期B型星と同じくらい熱い星の近くを周回する惑星が受け取る量と同等で、約5,600倍です。KELT-9bよりも。木星の約75～88倍の質量を持つこの水素燃焼限界に近い天体は、既知の中で最も重い褐色矮星の1つである可能性があります。
酸化バナジウムと巨大系外惑星におけるコールドトラップの急激な始まり
| Title |
Vanadium_oxide_and_a_sharp_onset_of_cold-trapping_on_a_giant_exoplanet |
| Authors |
Stefan_Pelletier,_Bj\"orn_Benneke,_Mohamad_Ali-Dib,_Bibiana_Prinoth,_David_Kasper,_Andreas_Seifahrt,_Jacob_L._Bean,_Florian_Debras,_Baptiste_Klein,_Luc_Bazinet,_H._Jens_Hoeijmakers,_Aurora_Y._Kesseli,_Olivia_Lim,_Andres_Carmona,_Lorenzo_Pino,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Thea_Hood_and_Julian_St\"urmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08739 |
巨大惑星には耐火性元素が豊富に存在するため、その形成史に関する重要な洞察が得られる可能性があります。太陽系の巨人の低温により、耐火性元素が雲層の下に凝縮し、感知能力が揮発性の高い元素のみに限定されます。最近、超高温の巨大系外惑星により、いくつかの耐火性元素の測定が可能になり、その存在量は太陽系星雲とほぼ一致しており、光球からチタンが凝縮している可能性が高いことが示されました。今回我々は、超高温の巨大惑星WASP-76b上の14種類の主要な耐火性元素の正確な存在量制約を報告します。この制約は、原始太陽からの明らかな逸脱と、凝結温度の急激な開始を示しています。特に、ニッケルが濃縮されていることがわかりました。これは、惑星の進化中に分化した天体の核が付加された兆候である可能性があります。凝結温度が1,550K未満の元素は、それ以外の場合は太陽の凝結温度とほぼ一致し、その後1,550Kを超えると急速に急激に減少し、夜間のコールドトラップによって十分に説明されます。さらに、大気の温度逆転を引き起こすと長年仮説が立てられてきた分子であるWASP-76b上の酸化バナジウムを明確に検出し、その吸収信号における全球的な東西非対称性も観察した。全体として、我々の発見は、巨大惑星が主に恒星に似た耐火性元素含有量を持っていることを示しており、ホットジュピターのスペクトルの温度シーケンスが突然の遷移を示し、鉱物種が存在するか、あるいはその凝結の下にコールドトラップが存在する場合には完全に存在しない可能性があることを示唆している。温度。
惑星系の内縁における普遍性の起源
銀河系の惑星系や衛星系の人口調査内の最も内側の天体の特徴的な公転周期は、ほぼ普遍的であるようで、$P$は数日程度です。この論文では、この現象を簡単に説明する理論的枠組みを示します。円盤の降着、対流ダイナモによる磁場の生成、ケルビン・ヘルムホルツ収縮の間の相互作用を考慮することにより、天体物理学的な円盤における磁気圏の切断半径の式を導出し、対応する軌道周波数がホスト天体の質量に依存しないことを発見しました。。私たちの分析は、この特性周波数が$P\sim3$日の期間に相当することを示していますが、システムパラメータの固有の変動により、この結果には$\sim2-3$の広がりの要因が導入されることが予想されます。軌道移動の標準理論はさらに、惑星は円盤の切断をわずかに上回る軌道周期で安定するはずであることを示唆しています。累積的に、私たちの調査結果は、天体が接近する期間は$P\sim2-12$日にわたるはずであると予測しています。これは観測結果と一致する範囲です。
内部惑星系ギャップの複雑性は外部巨大惑星の予測因子となる
内側の小さな惑星と外側の巨大な惑星の間のつながりは、広範囲の軌道間隔にわたる惑星形成を理解する上で極めて重要です。ケプラーは、短い離間距離($\lesssim1$AU)で多数のコンパクトな複数惑星系を提供しましたが、より大きな離間距離での巨大な伴星の出現と、それらが内部システムの構造にどのような影響を与えるかについては、比較的ほとんど知られていません。ここでは、ケプラー巨大惑星探索(KGPS)のシステムのカタログを使用して、内側を通過する惑星の構造が外側の巨大惑星の存在とどのように相関しているかを研究します。少なくとも3つの小さな通過惑星がある系では、一様な間隔からの偏差の尺度である内部系ギャップの複雑さ($\mathcal{C}$)の分布が異なっているように見えることがわかりました($p\lesssim0.02$)外側に巨大な惑星を持つ惑星($50M_\oplus\leqM_p\sin{i}\leq13M_{\rmJup}$)と外側に巨大な惑星を持たない惑星の間。外部巨人を持つ4つの内部システム(3つ以上のトランジット惑星を持つ)はすべて、外部巨人のない内部システムの79%(19/24)よりもギャップの複雑さが高くなります($\mathcal{C}>0.32$)。中央値$\mathcal{C}\simeq0.06$)。これは、非常に不規則な間隔を持つ複数の通過システムを選択することで、外側の巨大な伴星の出現を予測できることを示唆しています。外側の巨人の発生と内側の惑星のサイズ（類似性または順序）パターンの間に相関関係は見つかりません。内部システムと外部巨人とのより大きなギャップの複雑さは、巨大な外部惑星が内部システムの形成および/または破壊に重要な役割を果たしていることを示唆しています。
ExoMDN: 混合密度ネットワークによる系外惑星の内部構造の迅速な特性評価
系外惑星の内部構造を特徴付けることは、系外惑星の多様性、形成、進化を理解するために不可欠です。系外惑星の内部は観測できないため、数値構造モデルが質量や半径などの観測可能なパラメーターに適合する必要があるという逆問題を解決する必要があります。これは非常に退化した問題であり、その解決策はマルコフ連鎖モンテカルロなどの計算量と時間のかかる推論手法に依存することがよくあります。混合密度ネットワーク(MDN)に基づいた系外惑星の内部特性評価のための機械学習モデルであるExoMDNを紹介します。このモデルは、鉄の核、ケイ酸塩マントル、水と高圧の氷の層、およびH/He大気で構成される、地球の25質量以下にある560万個を超える合成惑星の大規模なデータセットでトレーニングされています。対数比変換を使用して、内部構造データをMDNが簡単に処理できる形式に変換します。質量、半径、平衡温度を考慮すると、ExoMDNは標準的なInteli5CPU上で1秒未満で各惑星層の質量分率と厚さの完全な事後分布を提供できることを示します。観測の不確実性は、不確実性の範囲内から予測を繰り返すことで簡単に説明できます。私たちはExoMDNを使用して、よく研究されているGJ1214b、GJ486b、TRAPPIST-1惑星を含む、質量と半径の不確実性がそれぞれ10%と5%未満である22個の確認された系外惑星の内部を特徴付けます。流体の愛数$k_2$を追加の(潜在的な)観測値として含めることについて議論し、それが内部構造の縮退をどのように大幅に軽減できるかを示します。ExoMDNの高速予測を利用して、10%の精度で$k_2$を測定すると、地球類似体の核とマントルの厚さを真の値の$\およそ13\%$に制限できることがわかります。
数値シミュレーションによる低体積充填率から高体積充填率までの粉塵骨材の圧縮強度の定式化
| Title |
Formulating_Compressive_Strength_of_Dust_Aggregates_from_Low_to_High_Volume_Filling_Factors_with_Numerical_Simulations |
| Authors |
Misako_Tatsuuma,_Akimasa_Kataoka,_Satoshi_Okuzumi,_Hidekazu_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09259 |
圧縮強度は、原始惑星系円盤内の塵の集合体や、太陽系の彗星や小惑星など、その結果として得られる天体の内部構造を理解するための鍵となります。これまでの研究では、体積充填率が0.1未満の高多孔質ダスト凝集体の圧縮強度をモデル化しました。しかし、低い体積充填率($<0.1$)から高い体積充填率($>0.1$)までの圧縮強度についての包括的な理解は不足しています。本論文では、JKR理論に基づいて構成粒子を分解した骨材圧縮シミュレーションを用いてダスト骨材の圧縮強度を検討し、圧縮強度を総合的に定式化する。圧縮動作を模倣する周期的な境界を移動させて、一連の数値シミュレーションを実行します。その結果、体積充填率が0.1を超えると圧縮強度が急激に硬くなることが分かりました。体積充填率が低い場合は骨材の転がり運動を、体積充填率が高い場合は骨材の最密充填を考慮することで、総合的に圧縮強度を定式化することに成功しました。また、体積充填率が高い場合の主な圧縮メカニズムは滑り運動とねじり運動であるのに対し、体積充填率が低い場合は回転運動が支配的であることもわかりました。私たちの結果が以前の数値研究とよく一致していることを確認します。ケイ酸塩の表面エネルギーが$\simeq210\pm90\mathrm{\mJ\m^{-2}}$であると仮定すると、私たちの分析式は以前の実験結果と一致していることが示唆されます。この結果を、彗星、小惑星、小石などの小さなコンパクト天体の特性に適用できるようになりました。
原始惑星系円盤内で螺旋アームを駆動する伴星の動的検出
| Title |
Dynamical_detection_of_a_companion_driving_a_spiral_arm_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Chen_Xie,_Bin_B._Ren,_Ruobing_Dong,_\'Elodie_Choquet,_Arthur_Vigan,_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Kevin_Wagner,_Taotao_Fang,_and_Maria_Giulia_Ubeira-Gabellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09279 |
電波と近赤外線の観測により、渦巻腕の特徴を持つ数十の原始惑星系円盤が観察されています。数値シミュレーションにより、伴星が伴星系円盤相互作用を介して原始惑星系円盤内で螺旋密度波を励起する可能性があることが示されている。しかし、螺旋を駆動する伴星に関する直接的な観察証拠が不足しているため、伴星と円盤の相互作用に関する現在の理論に課題が生じています。今回我々は、超大型望遠鏡の分光偏波高コントラスト系外惑星研究（SPHERE）施設を用いた連星系HD100453のマルチエポック観測を報告する。星明かりの汚染を確実に除去して渦巻きの特徴を回復することで、4年間にわたって渦巻きの動きを測定し、動的運動解析を実行します。螺旋パターンの運動は、離心した伴星の軌道運動と一致しています。伴星が原始惑星系円盤間で渦巻腕を駆動していることを示すこの最初の観測証拠により、原始惑星系円盤の渦巻状特徴の起源に関する長年の理論が直接的かつ動的に確認される。伴星駆動螺旋のパターン運動は伴星質量とは独立であるため、今回我々は、既存の地上設置型高コントラスト撮像装置では検出できない、隠れた螺旋アーム駆動惑星を探索する実現可能な方法を確立する。
ハッブル超深視野銀河の渦巻き腕を色が飛び越える
| Title |
Colour_jumps_across_the_spiral_arms_of_Hubble_Ultra_Deep_Field_galaxies |
| Authors |
Eric_E._Mart\'inez-Garc\'ia,_Rosa_A._Gonz\'alez-L\'opezlira,_and_Iv\^anio_Puerari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08037 |
我々は、ハッブル宇宙望遠鏡エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）から遠方にある渦巻銀河のサンプルの渦巻腕ピッチ角をさまざまな波長で測定しました。密度波理論によれば、スパイラルアーム全体で赤から青への色のジャンプを検出する必要があります。カラージャンプは大規模な衝撃の結果であり、古典的な青から赤への年齢/色の勾配も生成し、これまで近くの渦巻銀河でのみ検出されてきました。私たちの結果は、密度波理論と一致して、少なくとも最後の8ギルの間、遠方の銀河で色のジャンプと勾配が発生していることを示しています。
星の運動学の空間分解模擬観測: 模擬銀河の完全な放射伝達処理
| Title |
Spatially_resolved_mock_observations_of_stellar_kinematics:_full_radiative_transfer_treatment_of_simulated_galaxies |
| Authors |
Daniela_Barrientos_Acevedo,_Arjen_van_der_Wel,_Maarten_Baes,_Robert_J.J_Grand,_Anand_Utsav_Kapoor,_Peter_Camps,_Anna_de_Graaff,_Caroline_M._S._Straatman_and_Rachel_Bezanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08040 |
我々は、高スペクトル分解能の恒星集団モデルとSKIRTによる完全な放射伝達処理を使用して、最先端の流体力学シミュレーションのための現実的な模擬分光観測を構築するためのフレームワークを提案します。最初のアプリケーションとして、SAMI銀河調査からの積分場観測をエミュレートする、ぎょしゃ座宇宙論的ズームシミュレーション用の恒星連続体の模擬観測を生成します。合成立方体に対してスペクトルフィッティングを実行し、その結果の回転速度($V_{\rm{rot}}$)と1$R_{\text{e}}$($\sigma_{\text{e)内の速度分散を計算します。}}$)Aurigaサンプルのサブセット。我々は、ぎょしゃ座によって生み出された運動学が、塵の影響や観測限界によって生み出された系統学を考慮した後、SAMI銀河調査からの観測結果とよく一致していることを発見した。また、たたみ込み、傾斜、減衰が視線速度分布に及ぼす影響も調査します。大きく傾斜した銀河の場合、これらの影響により、測定された$V/\sigma$がほぼ2倍の人為的に減少する可能性があります(傾斜補正後)。また、LEGA-Cサーベイと今後のE-ELTHARMONIからの空間分解連続スペクトルをエミュレートすることにより、高赤方偏移銀河に対するこの手法の有用性を実証します。私たちのフレームワークは、恒星個体群のグラウンドトゥルースとシミュレーションにおける運動学、および低赤方偏移および高赤方偏移で観測された恒星連続体の観測との間の重要なリンクを表しています。
かみのけ銀河団内の初期型矮小銀河: 内部力学、恒星集団
| Title |
Dwarf_early-type_galaxies_in_the_Coma_cluster:_internal_dynamics,_stellar_populations |
| Authors |
Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin,_Anton_V._Afanasiev,_Anton_Mironov,_Daniel_Fabricant,_Sean_Moran,_Nelson_Caldwell,_Ivan_Katkov,_Irina_Ershova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08048 |
我々は、Binospec分光器を用いて6.5mMMTで実施した、かみのけ銀河団内の低光度の初期型銀河の分光調査の予備結果を紹介します。高解像度画像で補完された内部運動学と恒星集団の特性の空間分解プロファイルから、利用可能な文献データの低光度拡張の基本面にいくつかの低光度dEを配置しました。また、いくつかの矮小銀河で、おそらくこれらの銀河が銀河団に入る前に形成された、異常なkpcサイズの運動学的に分離されたコアも発見しました。
かみのけ銀河団内の暗黒物質の内容と超拡散銀河の動的質量
| Title |
Dark_matter_content_and_dynamical_masses_of_ultra-diffuse_galaxies_in_the_Coma_cluster |
| Authors |
Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin,_Anton_V._Afanasiev,_Anton_Mironov,_Daniel_Fabricant,_Sean_Moran,_Nelson_Caldwell,_Ivan_Katkov,_Irina_Ershova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08049 |
超拡散銀河(UDG)は、銀河団や銀河群に多数見られる、規則的な楕円形のような形態を持つ、空間的に広がった表面輝度の低い星系です。UDGの内部ダイナミクスと暗黒物質含有量の研究は、表面輝度が低いために妨げられてきました。我々は、低質量の初期型のスターバースト後の銀河のサンプルを特定した。この銀河団は、まだ若い星が集まっているコマ星団の「将来のUDG」であり、次の5ドルから10ドルの回転で受動的にUDGに進化するだろう。私たちは、現在および将来のUDGを含むMMTBinospecを使用して、かみのけ銀河団内の低質量初期型銀河のサンプルについて詳細な観測を収集しました。私たちは、光の半分の半径(70$～$95%)内の暗黒物質の含有量と総動的質量($M_{200}=5.5\cdot10^9-1.4\cdot10^{11}M_{\odot}$)を導き出しました。Burkert密度プロファイルを仮定し、提案されているさまざまな進化チャネルがUDGの暗黒物質と可視物質にどのように影響するかを評価します。また、現在および将来のUDG研究の観察方法についても説明します。
z > 1 におけるスターバースト後の銀河の大きな分子ガスの割合
| Title |
The_large_molecular_gas_fraction_of_post-starburst_galaxies_at_z_>_1 |
| Authors |
A._Zanella,_F._Valentino,_A._Gallazzi,_S._Belli,_G._Magdis,_A._Bolamperti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08120 |
スターバースト後の銀河は、観測時代の約1ギル前に星形成の最後の大きなエピソードがあり、静止に向かっている銀河です。このような銀河を主消光段階の赤方偏移z>1で研究し、その分子ガス含有量を推定して星形成の停止の原因となるプロセスを制約することが重要です。z>1における2つの大質量(Mstar~5x10^10Msun)スターバースト後の銀河のCO(3-2)アルマ望遠鏡観測を紹介します。それらの分子ガスの割合を測定すると、f_H2=M_H2/Mstar~8%-16%、文献からのz<1スターバースト後の銀河と一致します。私たちのターゲットの星形成効率は、同様の赤方偏移における星形成銀河のそれよりも約10倍低く、星形成銀河のf_H2と比星形成率(sSFR)の関係の外れ値となっています。sSFRを考えると予想通りです。私たちのサンプルと文献から得られたスターバースト後のガスの割合は、恒星集団の年齢を表すDn4000スペクトル指数と相関しています。これは、星形成の最後の大バースト後に、それらのガス含有量が減少することを示唆しています。最後に、私たちのターゲットの1つは、非常にスター形成の仲間である2社との大規模な合併段階を迎えています。これは、摂動現象（大合体など）が分子ガスを完全に除去することなく星の形成を抑制する状況を示唆しています。
アンドロメダ銀河からの恒星の移動について
最近のガイアの観測では、一部の超高速星(HVS)が銀河系の外側から発生している可能性があることが示唆されています。私たちは、これらのHVSがアンドロメダから来た可能性があるかどうかを尋ねます。そこで、天の川銀河内で測定された高速星の属性と、アンドロメダと天の川銀河の重力ポテンシャルの単純なモデルに基づく初期条件を用いて、アンドロメダ起源のHVSをシミュレーションします。シミュレーション結果に基づいて、このシナリオの妥当性を評価します。私たちは、銀河系のHVSの大部分がここから発生すると予想していますが、アンドロメダから一度に存在する星の数は、モデルの仮定に応じて12個から3910個の間であると予想されます。さらに、天の川銀河に到達できるHVSの特性を分析し、天の川銀河中心からのHVSの放出速度に設定された最近の制約に基づいて、それらが実験的に検出できるかどうかを議論します。
スパイグラス。 IV. 1 kpc 以内の最近の星形成に関する新しい恒星調査
| Title |
SPYGLASS._IV._New_Stellar_Survey_of_Recent_Star_Formation_within_1_kpc |
| Authors |
Ronan_Kerr,_Adam_Kraus,_and_Aaron_Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08150 |
若い恒星の集団は、太陽近傍における何百万年もの星形成の歴史を追跡する強力な記録を提供します。SPYGLASSの若い星識別方法の改訂版を使用して、近くの若い星(年齢$<50$Myr)の拡張された人口調査を作成します。次に、HDBSCANクラスタリングアルゴリズムを使用して、新しいSPYGLASSCatalogofYoungAssociations(SCYA)を作成します。これにより、1kpc内の116の若い関連が明らかになります。これらのグループの25%以上は、主に新しい発見であり、20は以前の定義と実質的に異なり、10は文献に同等のものがありません。新しい協会は、大規模な構造とのつながりがほとんどない小規模な協会のまだ知られていない人口統計を明らかにします。私たちが特定したグループのいくつかは、太陽速度と30〜50kms$^{-1}$異なる高い横速度と、太陽よりも上空300pcに達する可能性がある位置で特に独特です。銀河面。これらの特徴は、円盤ISMと相互作用する落下ガス塊の既存の証拠と一致し、独自の起源を示唆している可能性があります。私たちのクラスタリングはまた、頻繁に分離される個体群間の関連性を示唆しており、オリオン複合体とペルセウスOB2の間、およびベラのサブ領域間の直接的な構造的つながりを示唆しています。$\sim$30Myrの古いケフェウスとヘラクレスの協会は、Sco-Cenに匹敵する規模と人口を持つ、もう1つの新たな大規模構造です。Cep-Herやその他の同様に年齢を重ねた構造も、既知の螺旋アーム構造に垂直な延長構造に沿って密集していることが発見されており、アームに並んだ星形成パターンが太陽近傍で支配的になったのはごく最近のことであることが示唆されています。
超コンパクトHII領域の探索と研究
| Title |
Search_and_study_of_ultracompact_HII_regions |
| Authors |
D._Quiroga-Gonzalez,_M._A._Trinidad,_E._de_la_Fuente,_J._M._Masque,_and_T._Rodriguez-Esnard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08154 |
BおよびC構成の超大型アレイで観察された106個の高輝度IRAS光源のサンプルからの結果を示します。Xバンドでは96個の発生源、Kバンドでは52個の発生源が観察され、そのうち42個は両方の波長で観察されました。また、そのうち14個については、Cバンドで以前に発表された観測値も使用しました。3.6~cmの連続放射を伴うソースの検出率は$\sim25\%$でしたが、1.3~cmで放射を示すソースは10\%のみでした。これらの光源の性質を調査するために、主に3.6cmの連続放射を使用して物理パラメータを計算し、2つの波長で検出された光源については、形状の異なる3つのHII領域モデルの最適なものを使用しました。最終結果として、検出された発生源のカタログを提示します。これには、さらなる分析のための基本的な物理パラメータが含まれています。カタログには、17個の超コンパクトHII領域と3個のコンパクトHII領域が含まれています。
星間氷の天体化学モデル: 歴史が重要
| Title |
Astrochemical_models_of_interstellar_ices:_History_matters |
| Authors |
A._Cl\'ement,_A._Taillard,_V._Wakelam,_P._Gratier,_J.-C._Loison,_E._Dartois,_F._Dulieu,_J._A._Noble,_and_M._Chabot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08346 |
氷は星間物質中に遍在しています。私たちは、H2O、CO2、CO、CH3OHなどの星間氷の主成分の形成をモデル化します。私たちは、これらのモデルをJWST観測の準備と分析に適用することを目的として、どのような物理的または化学的パラメーターが氷の最終組成に影響を与えるのか、またそれらがすでに観測されたものとどのように比較されるのかを理解するよう努めています。私たちは、初期の気相組成から始めて、一連の物理的条件について時間の関数としてガスと氷の組成を計算するNautilusガスグレインモデルを使用しました。すべての重要なプロセス(気相反応、ガス粒子相互作用、粒子表面プロセス)が含まれており、速度方程式近似を使用して解決されます。私たちはまず、コールドコアL429-Cにマップされた温度と密度の固定条件に対して天体化学コードを実行し、化学のベンチマークを行いました。重要なパラメータの1つは塵の温度であることが判明しました。塵の温度が12Kより高い場合、H2Oを犠牲にしてCO2が効率的に形成されますが、12K未満の温度ではCO2は形成されません。化学について（現実的な条件内で）どのような仮説を立てたとしても、静的シミュレーションでは、ターゲットコア内で観測された星間氷の傾向を再現できませんでした。第2ステップでは、分子雲の進化を通じてさまざまな物理的および化学的状況を経験し、コア形成の数1e7年前から始まるガス塊の化学進化をシミュレーションしました(動的シミュレーション)。私たちの力学シミュレーションは、星間氷に関してすでに観察されている主な傾向を十分に再現しています。さらに、これまで観察されているCO2/H2Oの見かけ上の一定比は、AVが低い地域ではおそらく当てはまらず、雲の形成前であっても雲の進化の歴史が重要な役割を果たしていると予測します。
Gaia EDR3 および SDSS (SQUAB-II) からの異常な天文特性を持つ奇妙なクエーサー候補: 光学的識別
| Title |
Strange_Quasar_Candidates_with_Abnormal_Astrometric_Characteristics_from_Gaia_EDR3_and_SDSS_(SQUAB-II):_Optical_Identifications |
| Authors |
Xiang_Ji,_Zhen-Ya_Zheng,_Qiqi_Wu,_Ruqiu_Lin,_P._T._Rahna,_Yingkang_Zhang,_Shuairu_Zhu,_Shilong_Liao,_Zhaoxiang_Qi,_Tao_An |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08376 |
複数のガイアが検出されたり、大きな固有運動や重大な天文ノイズなど、異常な天文特性で観測された奇妙なクエーサーがいくつかあります。これらの奇妙なクェーサーは、クェーサーと星のペア、デュアルクエーサー(DQ)、またはレンズクエーサー(LQ)の潜在的な候補である可能性があります。DQとLQの両方を検索することは、天体物理学の多くの分野で非常に重要です。この研究では、SDSSクエーサーの位置から1秒角以内に複数のGaiaEDR3が検出された143個のSDSS分光学的に確認されたクエーサーを選択します。このサンプルを分類するために、いくつかの光学的識別方法を適用します。まず、視差や固有運動を含む星の特徴、SDSSスペクトルの星の特徴、または色対色図によって65個のクエーサーと星のペアを除外します。スペクトルフィッティングの結果に基づいて、2つのDQ候補が見つかり、そのうちの1つは双峰の[OIII]輝線特徴を示し、もう1つは幅広い$H_{\beta}$速度オフセットを示します($\sim$870$kms^{-1}$)は、[OIII]$\lambda$5007ラインに対して相対的です。色差法により、複数の画像内で類似した色を持つ56個のLQ候補をさらに見つけます。また、143個のオブジェクトとHSTアーカイブを相互照合し、アーカイブHSTイメージを持つ19個のターゲットを見つけました。これら19のターゲットの分類結果は、以前の研究と主に一致しています。
3 つの恒星のサンプルからの銀河内の渦巻パターンの速度の決定
| Title |
Determination_of_the_Spiral_Pattern_Speed_in_the_Galaxy_from_Three_Samples_of_Stars |
| Authors |
Vadim_V._Bobylev_and_Anisa_T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08443 |
我々は、以前に3つの恒星のサンプルから得た、渦巻き密度波の影響によって引き起こされる速度摂動$f_R$と$f_\theta$の振幅の推定値を呼び出します。これらには、VLBI三角視差と固有運動が測定された銀河メーザー、OB2星、およびセファイドが含まれます。これらのデータから、銀河$\Omega_p:$$24.61\pm2.06$、$24.71\pm1.29$、$25.98\pm1.37$~kms$^{-1}の渦巻きパターン速度の新しい推定値が得られました。$kpc$^{-1}$は、それぞれメーザー星、OB2星、セファイド星のサンプルから採取されました。これら3つのサンプル$R_{\rmcor}/R_0$の共回転半径は$1.16\pm0.09$、$1.15\pm0.06$、$1.09\pm0.06,$であり、共回転円が太陽と太陽の間に位置することを示唆しています。ペルセウスの腕の部分。
M ジャイアンツ with IGRINS II。高金属濃度でのフッ素の化学進化
| Title |
M_Giants_with_IGRINS_II._Chemical_Evolution_of_Fluorine_at_High_Metallicities |
| Authors |
G._Nandakumar,_N._Ryde_and_G._Mace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08446 |
天の川銀河におけるフッ素の起源と進化については、まだ議論の余地がある。特に、近赤外のHF線から発見された金属豊富な星における[F/Fe]の増加は、理論的に説明するのが難しい。私たちは、太陽近傍にある5,000万個の巨人から、広範囲の金属量(-0.9<[Fe/H]<0.25dex)にわたるフッ素存在量を決定しました。これらの星は、KバンドのHFラインの配列を持つほど十分にクールです。私たちはIGRINSで星を観測し、10種類のHF分子系統をそれぞれ詳しく調べました。10のHF系統の詳細な行ごとの分析に基づいて、R19、R18、およびR16系統が主に存在量分析に使用されるべきであることがわかりました。R15、R14、およびR13ラインも使用できますが、これらのラインに基づく傾向は、恒星パラメーターとの依存関係が増加していることを示しています。最も強力なHF線、つまりR12、R11、R9、およびR7は避けるべきです。なぜなら、それらからの存在量は、星のパラメータに関して顕著な傾向を示し、微小乱気流の変化に対する感度が高く、特に金属を多く含む最も冷たい恒星の場合にはそうであるからです。これは、同じ星のより弱い線からの傾向には見られない、超太陽金属性星に関する大きな散乱と高いフッ素存在量をもたらします。金属量に対する最終的な平均フッ素存在量の傾向を推定する場合、すべての星について4つの最も強い線(R7、R9、R11、およびR12)からのフッ素存在量を無視し、最も冷たい金属についてはR16、R18、およびR19に由来するフッ素存在量のみを使用します。豊かな星たち。-1.0<[Fe/H]<0.0の金属量範囲における他の研究で見られた[F/Fe]の平坦な傾向を確認します。また、超太陽金属量(0<[Fe/H]<0.15)でわずかな増加が見られますが、[Fe/H]>0.25で見られる上昇傾向は確認できません。金属豊富なフッ素存在量の上昇が本物かどうかを確認するには、IGRINSのような分光計を使って超太陽金属量におけるM巨人をさらに観測する必要がある。
レムナントと再起動中の RLAGN のダイナミクスとエネルギー
この記事では、電波大音量AGN(RLAGN、電波大音量クェーサーと電波銀河)のライフサイクルの研究に関する過去、現在、将来の進歩を、残存段階と再起動段階のみでレビューします。私は、それらの放射寿命、個体数統計、および物理的特徴の傾向について議論しながら、電波観測から推定されるそれらのダイナミクスとエネルギーに焦点を当てます。フィードバックにおけるRLAGNの役割を理解するために、RLAGNの大規模環境の研究を可能にした多波長観測、特にX線について簡単に要約します。さらに、広域調査で見つかった残留源と再活動源の重要な特性を予測する解析的および数値的シミュレーションについて議論し、これらの捉えどころのないRLAGN亜集団にさらなる光を当てる可能性のある将来の調査の見通しについて議論します。
SVS13-A原始連星系に供給するストリーマー：天体化学は降着ショックを明らかにする?
| Title |
Streamers_feeding_the_SVS13-A_protobinary_system:_astrochemistry_reveals_accretion_shocks? |
| Authors |
Eleonora_Bianchi,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Cecilia_Ceccarelli,_Claudio_Codella,_Linda_Podio,_Mathilde_Bouvier,_Joan_Enrique-Romero,_Rafael_Bachiller,_and_Bertrand_Leflochb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08539 |
アルマ望遠鏡による連星系SVS13-Aの高角分解能(約50天文単位)の観測結果を報告します。より具体的には、重水素水(HDO)と二酸化硫黄(SO2)の排出を分析します。分子発光は、バイナリシステムの両方の成分、VLA4AとVLA4Bに関連しています。この空間分布は、システムで以前に分析されたホルムアミド(NH2CHO)の空間分布と比較されます。重水素化水は、原始星から120天文単位より大きい距離で、青方にシフトした速度（系速度から>3km/s）で、塵の降着ストリーマーと空間的に一致する追加の放出成分を明らかにします。私たちは、更新された結合エネルギー(BE)分布を使用して計算された熱昇華温度を考慮して、ストリーマ内の分子発光の起源を調査します。我々は、観測された発光は、降着ストリーマとVLA4Aの円盤との界面における降着衝撃によって生成されたものであると提案する。発生源が積極的に降着バーストを経験している場合、熱脱離は完全には排除されません。
NGC 1052-DF9 のケック分光法: NGC 1052 グループの文脈における恒星集団
| Title |
Keck_Spectroscopy_of_NGC_1052-DF9:_Stellar_Populations_in_the_Context_of_the_NGC_1052_Group |
| Authors |
Jonah_S._Gannon,_Maria_Luisa_Buzzo,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie_and_Aaron_J._Romanowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08540 |
この研究では、ケック/KCWI分光法を使用して、NGC~1052グループの矮小銀河であるNGC~1052-DF9(DF9)の年齢、金属量、後退速度を測定しました。これらの特性を、暗黒物質含有量が低い、グループ内の他の2つの銀河NGC~1052-DF2およびNGC~1052-DF4の特性と比較します。この3つの銀河は、最近「弾丸矮星」衝突の一部として形成されたと仮説が立てられている銀河の軌跡の構成要素であると提案されている。我々は、3つの銀河の年齢と総金属量が、関連する形成経路を共有している場合に予想される相互の不確実性の範囲内にあることを示します。しかし、DF9について我々が回復した後退速度(1680$\pm$10kms$^{-1}$)は、「弾丸矮星」軌跡の線形投影解釈で予測されたものよりも高かった。その場合、DF9は軌跡の一部ではないか、軌跡に沿った銀河の速度の相関は、その3D幾何学形状により2D投影では線形ではありません。他の提案されている銀河の形成経路を調べたところ、既知の性質すべてについて完全に満足のいく説明を提供するものはありませんでした。この興味深い銀河群の形成を理解するにはさらなる研究が必要であると結論付けています。
Gaia DR3 を使用した恒星のクラスタリングと衝突型 121 の周りの星の運動学
| Title |
Stellar_clustering_and_the_kinematics_of_stars_around_Collinder_121_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Graham_D._Fleming,_Jason_M._Kirk,_Derek_Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08578 |
私たちは、GaiaDR3カタログから新たに入手可能な6次元データを使用して、衝突型衝突者121(Cr121)の周囲の領域を研究します。銀河面の近くの第3象限に位置する衝突型衝突型衛星121は、l=236度、b=-10度を中心とするおおいぬ座の領域にあります。以前の研究では、この領域の恒星会合は、約740pcにあるOB会合(CMaOB2)と、より遠くにある約1170pcの散開星団(Cr121)から構成されることが示唆されています。これらの研究にもかかわらず、コリンダー121の正確な性質は依然として不明です。この研究では、l=225～245度、b=0.00～-20.00度、深さ500～1200pcの700pcのボックスで囲まれた領域を調査します。これは文献で議論されている領域を完全に網羅しています。GaiaDR3データを使用すると、文献に記載されている距離では関連性が見つかりません。代わりに、HDBSCAN機械学習アルゴリズムを使用すると、803pcを中心とするOBスターの主要な関連性がわかります。この関連性内で、より大きな関連性を示す可能性があり、平均距離827pcに位置する4つの小さなサブグループが見つかります。適切な運動研究では、これら4つのサブグループ間の一貫性が発見され、速度ベクトルのサイズが東から西に顕著に増加していることが示されており、これは、はくちょう座とりゅうこつ腕内のOB個体数で同様の傾向を示す現代の研究を裏付けています。したがって、我々は、Hoogerwerfによる1977年の研究と一致して、Cr121とCMaOB2は同じクラスターであると仮説を立てます。
ローカル宇宙から赤方偏移 3 までの AGN の近赤外線輝線診断
| Title |
Near-infrared_emission_line_diagnostics_for_AGN_from_the_local_Universe_to_redshift_3 |
| Authors |
Antonello_Calabr\`o,_Laura_Pentericci,_Anna_Feltre,_Pablo_Arrabal_Haro,_Mario_Radovich,_Lise_Marie_Seill\'e,_Ernesto_Oliva,_Emanuele_Daddi,_Ricardo_Amor\'in,_Laura_Bisigello,_V\'eronique_Buat,_Marco_Castellano,_Nikko_Cleri,_Mark_Dickinson,_Vital_Fern\'andez,_Steven_Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Nimish_Hathi,_Michaela_Hirschmann,_St\'ephanie_Juneau,_Anton_Koekemoer,_Ray_A._Lucas,_Pablo_P\'erez-Gonz\'alez,_Paola_Santini,_Jonathan_Trump,_Alexander_de_la_Vega,_Stephen_Wilkins,_L.Y._Aaron_Yung,_Paolo_Cassata,_Raphael_Gobat,_Sara_Mascia,_Lorenzo_Napolitano,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08605 |
通常、光学レストフレーム分光診断は、星形成とAGNによる発光を区別するために使用されます。しかし、この方法は塵埃の多い発生源に対して偏っており、宇宙時代にわたるAGN人口の完全な調査を妨げています。この影響を軽減するには、静止系の近赤外線（近赤外線）で長波長で観測することが重要です。近赤外線は塵による減衰の影響が少ないため、銀河の固有の特性をより正確に説明できるようになります。この領域におけるAGN診断は、AGNと星形成銀河の両方の近赤外観測、特に0.5を超える赤方偏移での観測が不足しているため、これまで十分に活用されていません。曇った光イオン化モデルを使用して、明るい近赤外輝線、つまり[SIII]9530オングストローム、[CI]9850オングストローム、[PII]1.188$\mum$、[FeII]の比率に基づいて新しいAGN-星形成診断を特定します。]$1.257\mum$、および[FeII]$1.64\mum$をパッシェン系統(Pa$\gamma$またはPa$\beta$のいずれか)に割り当て、シンプルで分析的な分類基準を提供します。これらの診断を、CEERSのJWST-NIRSpecで最近観測された0<z<1の64個の星形成銀河とAGNのサンプル、および1<z<3の65個の源のサンプルに適用します。近赤外から推測された分類は、BPTと[SII]/H$\alpha$比に基づく光学分類とほぼ一致していることがわかりました。しかし、近赤外線では、光学よりも$\sim60\%$多くのAGN(8個ではなく13個)が見つかり、5つの光源が「隠れた」AGNとして分類されており、より長い波長でより大きなAGN寄与を示しています。光学的に厚い塵の存在によるものです。私たちが提示する診断は、将来の調査において、低および中解像度の近赤外分光器を使用してz=0からz=3までのAGNを見つけて特徴付けるための有望なツールを提供します。
天の川衛星の密度と集団集合の歴史は $\Lambda$CDM にとって問題ではありません
| Title |
Densities_and_mass_assembly_histories_of_the_Milky_Way_satellites_are_not_a_challenge_to_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Andrey_Kravtsov_and_Zewei_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08674 |
私たちは、天の川(MW)サイズのハローの一連のズームイン、高解像度、散逸のない$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)シミュレーションに基づいた\texttt{GRUMPY}銀河形成モデルを使用して、MWホストの周囲の衛星矮銀河の恒星分布$\rho_{\rmtot}(<r_{1/2})$の半質量半径内の総物質密度とその集団集合履歴を調べます。モデルの結果を、観測された天の川銀河の矮小衛星の全光度範囲にわたる$\rho_{\rmtot}(<r_{1/2})$推定値と比較します。観測されたMW矮星衛星は、星の質量の増加とともに$\rho_{\rmtot}(<r_{1/2})$が減少する傾向を示すことを示した。この傾向は、モデルによって予測された傾向とほぼ一致しています。$\Lambda$CDMベースのモデルの結果と比較して、観測された衛星の密度が過度に高いものはありません。また、多くの衛星銀河のハロー質量は$z>10$におけるMW前駆銀河のハロー質量に匹敵するが、これらの初期の時代では$z=0$まで衛星として存続するハローは多くのビリアル半径離れたところに位置していることも示す。MWの祖先からのものであるため、MWとマージする機会がありません。私たちの結果は、観測された天の川衛星で推定された密度もその集団集合履歴も$\Lambda$CDMモデルに問題を引き起こすものではないことを示しています。実際、密度傾向と観測銀河およびモデル銀河の恒星質量との間の広範な一致は、このモデルのさらなる成功と考えることができます。
銀河考古学発掘 (ガリレオ) II. t-SNE 地元の化石遺物と構造物の肖像
| Title |
Galactic_ArchaeoLogIcaL_ExcavatiOns_(GALILEO)_II._t-SNE_Portrait_of_Local_Fossil_Relics_and_Structures |
| Authors |
Mario_Ortigoza-Urdaneta,_Katherine_Vieira,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Anna._B._A._Queiroz,_Beatriz_Barbuy,_Timothy_C._Beers,_Cristina_Chiappini,_Friedrich_Anders,_Dante_Minniti,_Baitian_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08677 |
太陽から5kpc以内にあり、銀河円盤($V_\phi<$100kms$^{-1}$)と一緒に回転していない1,742個の赤色巨星に関する高品質のAPOGEEDR17およびGaiaDR3データに基づいて、次のようにします。教師なし分析t-SNEの非線形手法で、10種類の化学存在比の空間でコヒーレント構造を検出します:[Fe/H]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[C/Fe]、[N/Fe]、[Al/Fe]、[Mn/Fe]、[Ni/Fe]。さらに、非軸対称重力ポテンシャル{\ttGravPot16}を使用して、各星の軌道パラメータを取得します。スプラッシュ、ガイア・ソーセージ・エンケラドゥス(GSE)、高$\alpha$加熱円盤集団、N-C-O特異星、内部円盤状星、および何も一致しなかった他の2つのグループを含む7つの構造が検出されました。以前に文献で報告されており、ここではGalileo5およびGalileo6(G5およびG6)と名付けられています。これら2つのグループは[Fe/H]のスプラッシュと重なり、[Mg/Mn]対[Al/Fe]平面のGSEとスプラッシュの両方で、G5はG6より金属度が低く、G5は$\alpha$リッチにあります。-situ遺伝子座、および$\alpha$-poorinsitu遺伝子座の境界上のG6。それにもかかわらず、それらの[Ni/Fe]の低さは、生息地外起源の可能性を示唆しています。それらの軌道エネルギー分布はスプラッシュとGSEの間にあり、G5はG6よりわずかにエネルギーが高くなります。私たちは、広範囲のt-SNEパラメーターを調査し、それをデータのさまざまなサブセットに適用し、モンテカルロテストを通じて存在量誤差の影響を測定することによって、取得したすべてのグループの堅牢性を検証しました。
南方測光局所宇宙調査データにおける深層学習を使用した銀河形態の拡張カタログ リリース 3
| Title |
An_Extended_Catalogue_of_galaxy_morphology_using_Deep_Learning_in_Southern_Photometric_Local_Universe_Survey_Data_Release_3 |
| Authors |
C._R._Bom,_A._Cortesi,_U._Ribeiro,_L._O._Dias,_K._Kelkar,_A.V._Smith_Castelli,_L._Santana-Silva,_V._Silva,_T._S._Gon\c{c}alves,_L._R._Abramo,_E._V._R._Lima,_F._Almeida-Fernandes,_L._Espinosa,_L._Li,_M._L._Buzzo,_C._Mendes_de_Oliveira,_L._Sodr\'e_Jr.,_A._Alvarez-Candal,_M._Grossi,_E._Telles,_S._Torres-Flores,_S._V._Werner,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08684 |
銀河の形態的多様性は、銀河の進化と宇宙論的構造の形成に関連する調査手段です。しかし、大規模な天体調査では、銀河を形態学的に後期型(LT)と初期型(ET)のような2つのクラスに分類することさえ、依然として大きな課題となっています。この研究では、SouthernPhotometricLocalUniverseSurvey(S-PLUS)DataRelease3(DR3)によって取得された画像から構築されたディープラーニング(DL)ベースの形態学的カタログを紹介します。私たちのDL法は、後期型(LT)銀河の大きなカテゴリの一部である渦巻銀河と、初期型(ET)銀河に属する楕円銀河を正確に区別する精度98.5$\%$を達成しました。さらに、各銀河スタンプの品質を評価する二次分類器を実装しました。これにより、DL形態に基づいて銀河の特性を研究する際に、高品質の画像のみを選択できるようになります。銀河のLT/ETカタログから、LT銀河がET銀河よりも青い色を示す、予想される色-等級図を復元しました。さらに、銀河の形態や周囲の環境との関係に基づいて銀河のクラスタリングも調査します。その結果、$r_{petro}<18$まで完全な$164314$の天体を含む完全な形態カタログを提供し、$\sim1800$deg$^2$をカバーし、カバーされていない南半球のかなりの領域を含みます以前の形態学カタログによる。
球状星団 M3 (NGC 5272) の壮大な潮尾
| Title |
The_Spectacular_Tidal_Tails_of_Globular_Cluster_M3_(NGC_5272) |
| Authors |
Yong_Yang_(1_and_2),_Jing-Kun_Zhao_(1),_Xin-Zhe_Tang,_Xian-Hao_Ye_and_Gang_Zhao_((1)_NAOC,_(2)_UCAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08883 |
球状星団M3(NGC5272)の潮汐尾に関する詳細な分析を提供します。まず、クラスターの近くでわずかにS字型をした明瞭な潮汐外構造を発見しました。このことは、私たちにその長い潮尾の存在を調べるきっかけを与えてくれます。モデルストリームの固有運動(PM)と色等級図(CMD)のクラスターの軌跡を組み合わせて、潜在的なストリームスターを強調表示します。35度の長さのリーディングテールと21度の長さのトレーリングテールを同時に検出することに成功しました。それらに対応する過剰濃度は、バックグラウンドを差し引いた後のCMDおよびPM空間で認識できます。両方の尾部の流れの幅、星の数密度、表面の明るさ、および流れ全体に沿った距離の変化を推定します。次に、M3とSv\"{o}lストリームの関係を検証します。最後に、利用可能な分光観測を使用して、M3潮流に属する11個のメンバー星を表にまとめます。
銀河中赤外線バブルにおける星団とフィードバック駆動型星形成の探索 [HKS2019] E70
| Title |
Exploring_Stellar_Cluster_and_Feedback-driven_Star_Formation_in_Galactic_Mid-infrared_Bubble_[HKS2019]_E70 |
| Authors |
Aayushi_Verma,_Saurabh_Sharma,_Kshitiz_K._Mallick,_Lokesh_Dewangan,_Devendra_K._Ojha,_Ram_Kesh_Yadav,_Rakesh_Pandey,_Arpan_Ghosh,_Harmeen_Kaur,_Neelam_Panwar,_and_Tarak_Chand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09031 |
私たちは、銀河中赤外線（MIR）バブル[HKS2019]E70(E70)の周囲の物理環境と星形成シナリオを理解するために、多波長アプローチを採用した包括的な分析を紹介します。E70バブル内に小さな(半径約1.7pc)星が集まっていることを確認しました。その距離は3.26+/-0.45kpcと推定されています。この星団は分子雲に埋め込まれており、大質量星や若い恒星天体(YSO)をホストしており、この領域での星形成が活発であることを示唆しています。E70星団の最も明るい星「M1」のスペクトル型はO9Vと推定され、その周囲にはガスと塵の円形のリング/殻が見られます。このリング/シェル内部の拡散電波放射、YSOの中心にある大質量星「M1」によって加えられる過剰な圧力、光解離領域(PDR)の分布、クラスIYSO、および2つの超小型(UC))このリング/シェルの縁にあるHII領域は、その領域内の大質量星「M1」の正のフィードバックを明らかに示唆しています。また、E70バブルの周囲に沿った12CO(J=1-0)分子発光中に低密度のシェル状構造も発見されました。12CO放出の速度構造は、大質量星からのフィードバックが分子物質を放出し、その後掃き寄せられた物質がE70バブルとして現れることを示唆しています。
揮発性有機分子および複雑な有機分子の脱着パラメータの概要: 実験文献の体系的な調査
| Title |
An_overview_of_desorption_parameters_of_Volatile_and_Complex_Organic_Molecules:_A_systematic_dig_on_experimental_literature |
| Authors |
N.F.W._Ligterink_and_M._Minissale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09071 |
星間物質で観察される多くの分子は、氷の熱脱離に起因すると考えられています。分子の脱着を説明するには、脱着エネルギーや指数関数的周波数係数などのパラメーターが不可欠です。星間物質に含まれる分子を含め、多くの分子について、これらのパラメーターの実験による決定は行われていません。この研究の目的は、文献に存在する温度プログラム脱着実験データを収集して再分析することにより、脱着パラメータが利用できる分子の数を増やすことです。遷移状態理論(TST)は、脱離パラメーターを決定するためにRedhead方程式と組み合わせて使用されます。実験データと分子定数(質量、慣性モーメントなど)が収集され、入力として与えられます。Redhead-TST法を使用して、133個の分子の脱着パラメーターが決定されました。Redhead-TST法は、より厳密な実験法で決定された脱着パラメータとよく一致する信頼性の高い結果を提供することがわかりました。脱離プロファイルをシミュレートするために、正確に決定された指数関数的周波数係数を使用することの重要性が強調されます。大量のデータにより傾向を探すことができます。最も重要なのは関係log$_{10}$($\nu$)=2.65ln($m$)+8.07です。$\nu$はプレ指数関数的頻度係数と$m$分子の質量。この研究で収集されたデータは、分子の熱脱離をモデル化することを可能にし、星間環境の化学組成および元素組成の変化を理解するのに役立ちます。
銀河の化学進化の新たな次元
銀河化学進化(GCE)の理解における最近の劇的な進歩は、部分的には、巨大高解像度分光探査(APOGEE、GALAH)による恒星の存在量のHSTおよびJWSTによる遠い過去の直接観察と、ガイア天文測光と測光の補完的な力によって推進されています。。私は考古学に焦点を当てて、理論的モデリングと観察的解釈に関して共同研究者と私が行った研究を矢継ぎ早に検討し、総合的にレビューしたいと考えています。私は、(1)GCEの支配における恒星スケールの天体物理学と銀河スケールの天体物理学の交互に存在するが区別可能な役割、(2)元素合成収率を経験的に推測するための存在比傾向の使用、(3)全体的な収率とその収率の不確実性について議論します。銀河系の流出の重要性を伴う縮退、(4)GCEにおける平衡の出現、(5)化学存在量空間における恒星の分布の次元性、(6)天の川銀河の初期の歴史に関する化学存在量からの洞察。金属の少ない星（-2<[Fe/H]<-1）における存在比の固有散乱の測定。この金属量の典型的なハロー星は、混合された$N\sim50$超新星の生成物によって富化されていることが示唆されます。$\sim10^5M_\odot$を超える星形成ガス。
GN-z11: $z=$10.603 の AGN の環境
| Title |
GN-z11:_The_environment_of_an_AGN_at_$z=$10.603 |
| Authors |
Jan_Scholtz,_Callum_Witten,_Nicolas_Laporte,_Hannah_Ubler,_Michele_Perna,_Roberto_Maiolino,_Santiago_Arribas,_William_Baker,_Jake_Bennett,_Francesco_D'Eugenio,_Sandro_Tacchella,_Joris_Witstok,_Andrew_Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_Eisenstein,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Giacomo_Venturi,_Christina_Williams_and_Christopher_Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09142 |
\textit{ジェームズウェッブ}宇宙望遠鏡(JWST)による最近の観測により、$z=10.603の\textit{ハッブル}宇宙望遠鏡(HST)で確認された最も遠い銀河の1つであるGN-z11の分光赤方偏移がさらに精密化されました。$。非常に高密度のガス($>10^{10}$cm$^{-3}$)の存在、高電離線とCII*1335発光の検出、および電離円錐の存在は、GN-z11には活動銀河核(AGN)も存在します。さらなる測光と分光学的追跡調査により、この星は大規模で過密な構造の中にあり、そのハローには集団III(PopIII)星の可能性のある痕跡があることが実証された。驚くべきことに、このような赤方偏移ではほぼ中立の銀河間媒質が予想されていたにもかかわらず、Ly$\alpha$も検出されました。我々は、最近のJWST/NIRSpecIFU観測を利用して、GN-z11のLy$\alpha$放出が、ハローサイズを導き出すために使用された定義に応じて、最小サイズが0.8～3.2kpcの拡張ハローの一部であることを実証しました。GN-z11の周囲のLy$\alpha$ハローの表面の明るさは、$z\sim6$クエーサーの周囲で観察されるLy$\alpha$ハローと一致しているように見える。$z\sim$10.6のLy$\alpha$の波長では、IFU視野内に他の3つの輝線候補が特定されますが、JWST/NIRCamからの深部画像ではUV静止フレームに相当するものは見えません。これが確認されれば、GN-z11の局所領域がビッグバンからわずか4億メートル後に形成された原始星団コアの候補であることを示す最初の証拠となる可能性がある。この構造の暗黒物質ハロー質量の最初の推定値を与えます($M_h$=2.96$^{+0.44}_{-0.39}\times$10$^{10}$M$_{\odot}$)、昏睡状態のクラスター前駆体と一致します。
天の川円盤の年齢化学構造の解読: コピュラと誘導可能マップの応用
| Title |
Decoding_the_age-chemical_structure_of_the_Milky_Way_disk:_An_application_of_Copulas_and_Elicitable_Maps |
| Authors |
Aarya_A._Patil,_Jo_Bovy,_Sebastian_Jaimungal,_Neige_Frankel,_Henry_W._Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09319 |
天の川銀河では、$[\alpha/\mathrm{Fe}]$対$[\mathrm{Fe/H}]$および$[\mathrm{Fe/H}]$対$[\mathrm{Fe/H}]$の星の分布が異なります。年齢面には、星の形成、降着、銀河円盤の動的進化の歴史に関する重要な情報が含まれています。私たちは、コピュラと呼ばれる新しい統計手法と、APOGEE調査における赤色巨星の年齢と存在量に誘発可能なマップを適用することにより、これらの面を調査します。私たちは、低$\alpha$円盤星と高$\alpha$円盤星がコピュラ空間で明確に分離していることを発見し、これを純粋に統計的なアプローチを使用して$\alpha$配列の自動分離を提供するために利用します。この分離により、高位$\alpha$円盤は低位$[\mathrm{Fe/と同じ[$\alpha$/Fe]で終わり、高位$[\mathrm{Fe/H}]$で老化することが明らかになります。H}]$は低$\alpha$ディスクの開始点であり、高$\alpha$ディスクと低$\alpha$ディスクの順次形成シナリオをサポートします。次に、コピュラを引き出し可能なマップと組み合わせて、$0<Rの範囲の銀河中心半径$R$と高さ$z$を条件として、恒星年齢$\tau$と金属量$[\mathrm{Fe/H}]$との相関関係を正確に取得します。<20$kpcおよび$|z|<2$kpc。半径、高さ、および[$\alpha$/Fe]との年齢と金属量の相関の結果として得られた傾向は、運動学的に冷たい軌道が支配的である場合はどこでも$\ほぼ0$の相関を示しますが、運動学的に-熱い軌道が支配的です。これは、螺旋駆動の放射状移動の効果と一致しており、低$\alpha$円盤の経年金属構造を完全に平坦化するのに十分な強さでなければなりません。
古いデータ、新しい科学捜査: SN 1987A ニュートリノ放出の最初の 2 秒
| Title |
Old_Data,_New_Forensics:_The_First_Second_of_SN_1987A_Neutrino_Emission |
| Authors |
Shirley_Weishi_Li,_John_F._Beacom,_Luke_F._Roberts,_Francesco_Capozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08024 |
次の天の川超新星は、超新星、ニュートリノ、新しい物理学のテストにとって重要な、マルチメッセンジャー天文学における画期的な出来事となるでしょう。この可能性を実現するには、炉心崩壊の現実的なシミュレーションが必要です。最初の$\simeq$1秒にわたるほぼすべての現代モデル(1次元、2次元、および3次元)のニュートリノ予測を調査し、これらのモデル相互およびSN1987Aニュートリノデータとの初めての詳細な比較を行いました。メソッドや入力が異なっていても、モデルは一般に互いに一致します。しかし、ニュートリノ数が少ないことを考慮しても、モデルは一般にデータと一致しません。これは何が原因で起こるのでしょうか?私たちは、ニュートリノ振動も異なる前駆体の質量も十分な解決策ではないようであることを示します。緊急に必要な作業の概要を説明します。
MWAとuGMRTで行われた観測からのPSR J1820-0427のシングルパルス解析と平均放射特性
| Title |
Single-pulse_analysis_and_average_emission_characteristics_of_PSR_J1820-0427_from_observations_made_with_the_MWA_and_uGMRT |
| Authors |
Parul_Janagal,_Manoneeta_Chakraborty,_N._D._Ramesh_Bhat,_Samuel_J._McSweeney,_Susmita_Sett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08050 |
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;300-750MHz)とマーチソン広視野アレイによる高品質の広帯域観測を使用して、PSRJ1820--0427のパルス間の変動性とその周波数依存性を研究しました。($\sim$170-200MHz)。低周波データは、星間媒体（ISM）によるマルチパス散乱から生じる時間的広がりの影響を考慮した後、平均プロファイル（185MHz）におけるこれまで報告されていない特徴を明らかにしました。私たちは、uGMRTからのビーム形成データの磁束密度校正のための新しい方法を進歩させ、それを使用してuGMRT帯域全体の単一パルス磁束密度を測定します。以前に公開された測定値と組み合わせると、これらの磁束密度は、低周波ターンオーバーのべき乗則スペクトルに最もよく適合します。また、校正された磁束密度を使用して、パルス間の変動と個々のパルスのスペクトル指数との関係を調査します。私たちの分析では、単一パルスのスペクトル指数に大きなばらつきがあり、明るいパルスほどスペクトル指数が急峻になる一般的な傾向があることが明らかになりました。また、パルスフルエンス分布の周波数依存性と確率的成長理論との関係も調べます。
回転する超大質量ブラックホール(SMBH)の時空を記述するカー計量は軸対称であり、星がSMBHに近づくほぼ放物線状の測地線がSMBHに対する軌道角運動量の傾斜角$\iota$に依存することを意味します。スピン。この傾きは、星が潮汐破壊を受けるかどうかと、潮汐破片が事象の地平線によって直接捕捉されて観測可能な潮汐破壊現象(TDE)を引き起こすかどうかを決定する測地線偏差の両方に影響します。定常状態のTDE速度は、これらのスピンと傾斜に依存する効果によって決定される、星が損失円錐内に散乱する速度です。このロスコーン再充填の異方性は非常に不確実であるため、恒星の傾斜角が保存される(IP)か等方化される(ISO)という2つの極端な限界を考慮します。これら2つの限界における傾斜分布を計算し、直接捕獲の強い逆行バイアスのため、IP限界における順行バイアスを見つけます。ただし、空の損失円錐が捕捉を抑制し、測地線偏差の弱い逆行バイアスが支配的になる場合、中間SMBH質量のISO限界に逆行バイアスが存在することがわかります。また、これら2つの限界における潮汐破壊に対する合計TDE速度と最大SMBH質量$M_{\rm\bullet,max}$も計算します。IP制限では、TDEレートのスピン依存性の高い捕捉カットオフと、最大SMBHスピンの$M_{\rm\bullet,max}\約10^{8.45}M_\odot$がわかります。ISO限界では、中間のSMBH質量でのTDEレートのスピン依存性の強い増加、$M_\bullet\about10^{7.5}M_\odot$を超えるスピン依存性の弱い捕獲カットオフ、および$M_{が見つかりました。\rm\bullet,max}\約10^{7.95}M_\odot$で最大SMBHスピンが得られます。
2022年から2023年の巨大バーストにおけるX線パルサーRX J0440.9+4431のスペクトルとタイミング特性を調査する
| Title |
Probing_spectral_and_timing_properties_of_the_X-ray_pulsar_RX_J0440.9+4431_in_the_giant_outburst_of_2022-2023 |
| Authors |
Manoj_Mandal,_Rahul_Sharma,_Sabyasachi_Pal,_G._K._Jaisawal,_Keith_C._Gendreau,_Mason_Ng,_Andrea_Sanna,_Christian_Malacaria,_Francesco_Tombesi,_E._C._Ferrara,_Craig_B._Markwardt,_Michael_T._Wolff,_Joel_B._Coley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08083 |
スウィフト/BATによって観測されたように、X線パルサーRXJ0440.9+4431は2022年に巨大バーストを経験し、ほぼ2.3クラブという記録的な高フラックスに達しました。私たちは、バースト中のNICER観測を使用して、ソースのさまざまなスペクトルおよびタイミング特性の進化を研究します。パルス周期は208秒から205秒に減少することがわかり、パルスプロファイルはエネルギーと光度の爆発中に大幅に進化しました。放射メカニズムとビームパターンは大幅に変化する可能性があり、これは光源の状態遷移に関連しています。硬度比はバースト中に大幅な変化を示し、硬度強度図にも2つの異なる分岐が示されています。HIDは臨界光度を超えると水平分岐から斜め分岐に向かって回転します。観測された光子指数は、臨界光度以下ではX線束と負の相関を示し、臨界光度を超えると正の相関に変わります。これは、亜臨界状態から超臨界状態へのスペクトル遷移を示しています。臨界光度$\sim$2.7$\times$10$^{37}$ergs$^{-1}$を使用すると、磁場はほぼ1.8$\times$10$^{12}$Gと推定されます。NICERスペクトルは、黒体成分と追加の6.4keV鉄蛍光線を含むカットオフべき乗則モデルを使用して説明できます。鉄の輝線は、光度の増加とともに狭い特徴から広い特徴へと進化します。鉄線フラックスはX線フラックスと強い相関があります。光度に基づいて、Feバンドは、中性および高度にイオン化されたFe原子から発生する6.4keVおよび6.67keVの2つの輝線を特徴としていました。
SGR J1935+2154 からの X 線バーストにおける準周期的なピークエネルギー振動
| Title |
Quasi-Periodic_Peak_Energy_Oscillations_in_X-ray_Bursts_from_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Oliver_J._Roberts,_Matthew_G._Baring,_Daniela_Huppenkothen,_Ersin_Gogus,_Yuki_Kaneko,_Chryssa_Kouveliotou,_Lin_Lin,_Alexander_J._van_der_Horst,_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08130 |
マグネターは、宇宙で最も強い磁場(10$^{13-15}$G)によって駆動される若い中性子星です。それらの一時的なX線放射は、通常、短く(数百ミリ秒)、明るく、エネルギー的な($\sim$10$^{40-41}$erg)X線バーストとして現れます。2014年の発見以来、マグネターJ1935+2154は最も多作なマグネターの1つとなり、非常に活発なバーストエピソードや、パルスタイミングのアンチグリッチや高速無線バーストなどの魅力的な現象を示しています。ここでは、1月にフェルミ・ガンマ線バースト・モニターで検出された独特のバーストで確認された$\nuF_{\nu}$スペクトルのピーク・エネルギー(Ep)における42Hz(24ms)の準周期振動の可能性の証拠を提示します。2022年。マグネターバースト光曲線の強度における準周期振動は以前に報告されているが、Epにおける準周期振動は報告されていない。また、統計的品質は低いものの、Epで同様の性質を示していると思われる同じ爆発からの追加のイベントも見つかりました。これら2つの例外的な過渡現象の場合、そのようなEp振動は磁気圏の密度と圧力の摂動によって説明できます。純粋に$e^+e^-$ペアからなるバースト放出プラズマの場合、これらの音響モードは、中性子星の半径約$L\sim130$までの長さの高度に磁化された磁束管に沿って伝播します。イオンは放出ゾーンに存在します。他のマグネターバーストの詳細な時間分解分析は、これらのイベントの希少性とその根底にあるメカニズムを評価するために推奨されます。
通常集団の延長としての 1991T 型 Ia 型超新星
| Title |
1991T-Like_Type_Ia_Supernovae_as_an_Extension_of_the_Normal_Population |
| Authors |
John_T._O'Brien,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Andrew_Fullard,_Reudiger_Pakmor,_Johannes_Buchner,_Christian_Vogl,_Nutan_Chen,_Patrick_van_der_Smagt,_Marc_Williamson,_Jaladh_Singhal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08137 |
Ia型超新星は、数十年にわたる研究にもかかわらず、依然としてよく理解されていません。大規模な計算集約的な流体力学シミュレーションが開発され、増え続ける提案された祖先チャネルをモデル化するために実行されてきました。問題をさらに複雑にしているのは、ここ数十年で多数のIa型超新星のサブタイプが確認されているということです。膨大な計算負荷が必要となるため、シミュレーションを使用した観測からIa型超新星噴出物の内部構造を直接推定することは、これまで計算では困難でした。しかし、放射線輸送シミュレーション用の深層学習エミュレーターにより、そのような障壁が軽減されました。私たちは、確率論的深層学習エミュレーターDALEKによって加速された放射伝達コードTARDISを使用して、光スペクトルから40個のIa型超新星についてアバンダンストモグラフィーを実行します。我々は、潜在的噴出物構造のパラメトリックモデルを適用して、通常の超新星と1991T型Ia型超新星の間の中質量元素の存在量分布と内部イオン化率を比較調査します。私たちの推論は、1991T型Ia型超新星には、初期の通常のIa型超新星で見られるスペクトル線の形成に大きく寄与する典型的な中間質量元素が不足していることを示しています。さらに、1991T型Ia型超新星に存在する中間質量元素は、通常のIa型超新星集団に存在するものと比較して高度にイオン化されていることもわかりました。最後に、通常の超新星と1991T型のIa型超新星との間の遷移は観察的には連続しているようであり、観察された差異はこれらの超新星集団における存在量と電離率の両方の組み合わせから生じていると結論付けます。
中性子星のプラズマ大気とクーロン液体海洋の構造とダイナミクスを解析します。顕著な動的パラメータが特定され、それらの値が一連の支配的な磁気流体力学方程式に対して推定されます。中性子星の大気と海洋は強く層状になっており、自転周期に応じて、大規模なプラズマ-ベータ領域、つまり$\beta_p\gg1$(流体力学的領域)。対照的に、$\beta_p\lesssim1$(磁気流体力学領域)の場合、流れはジェットがなく、効果的に固定された磁性島(プラズモイド)の全体的な格子によって支配されます。中性子星の動的な大気や海洋の時空間変動を理解することは、X線放射の観測を解釈するために重要です。
逆混成星の放射状振動と非放射状振動
| Title |
Radial_and_Non-Radial_Oscillations_of_Inverted_Hybrid_Stars |
| Authors |
Chen_Zhang,_Yudong_Luo,_Hong-bo_Li,_Lijing_Shao,_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08234 |
私たちは、クロス星（CrSs）、つまり、従来のハイブリッド星と比較して逆の順序でクォーク物質の殻とハドロン物質の核を持つ星の放射状振動と非放射状振動を研究しています。我々は、それらの振動モードを中性子星、クォーク星、従来の混成星の振動モードと比較します。我々は、放射状振動の基本モードと非放射状振動の$g$、$f$モードからの星の安定性解析が、従来の混成星の安定性解析と非常に類似していることを発見した。しかし、星の反転構造により、CrSsの最初の非放射状$p$モードは反転して動作し、従来の混成星と比較してより高い周波数領域に位置します。これらの結果は、重力波プローブを介してCrSsを他のタイプのコンパクト星から区別する直接的な方法を提供します。具体的には、$0.5$--$1$kHzの範囲内で$g$モードの重力波を発する小型星は、中性子星や純粋なクォーク星ではなく、CrSsまたは従来のハイブリッド星であるべきであり、最初の$p$モードのさらなるGW検出が必要である。8kHzを超える周波数、またはそれに関連する星の質量に対する周波数の減少傾向を特定することは、このコンパクトな天体が従来のハイブリッド星ではなくCrSであることを特定するのに役立ちます。
GW190521 のような連星ブラックホール合体系の形成について
GW190521は、これまでに検出された最も大規模な合体連星ブラックホール(BBH)システムです。成分BHの少なくとも1つは、対不安定性超新星(PISN)の質量ギャップ($\sim50-135\;{\rmM}_{\odot}$)内にあることが測定されており、その形成は謎となっている。ただし、一時的に観測された信号により、代替の事後分布が可能になります。GW190521は成分質量$m_1\sim170\;{\rmM}_{\odot}$および$m_2\sim16\;{\rmを持つ中間質量比吸気管(IMRI)である可能性があるという示唆がありました。M}_{\odot}$、たまたまPISNの質量ギャップをまたいでいます。この枠組みの下で、我々はバイナリ集団合成を実行して、分離されたバイナリ進化を介したGW190521様システムの形成を探索します。私たちは、さまざまな金属度における大質量星の結合エネルギーパラメータを数値的に計算し、それらを共通のエンベロープ進化の計算に使用します。私たちの結果は、前駆バイナリが$\rmZ\leq0.0016$の金属の少ない環境で形成されたことを示しています。赤方偏移$z=1.1$内の予測される合併率密度は$\sim4\times10^{-5}-5\times10^{-2}\,\rmGpc^{-3}yr^{-1}$。私たちは、このような現象は、今後開発される宇宙と地上の両方の重力波検出器によって潜在的に観測可能であると期待しています。
降着中性子星4U 1820-303からのX線偏光を初めて検出
| Title |
First_detection_of_X-ray_polarization_from_the_accreting_neutron_star_4U_1820-303 |
| Authors |
Alessandro_Di_Marco,_Fabio_La_Monaca,_Juri_Poutanen,_Thomas_D._Russell,_Alessio_Anitra,_Ruben_Farinelli,_Guglielmo_Mastroserio,_Fabio_Muleri,_Fei_Xie,_Matteo_Bachetti,_Luciano_Burderi,_Francesco_Carotenuto,_Melania_Del_Santo,_Tiziana_Di_Salvo,_Michal_Dovciak,_Andrea_Gnarini,_Rosario_Iaria,_Jari_J._E._Kajava,_Kuan_Liu,_Riccardo_Middei,_Stephen_L._O'Dell,_Maura_Pilia,_John_Rankin,_Andrea_Sanna,_Jakob_van_den_Eijnden,_Martin_C._Weisskopf,_Anna_Bobrikova,_Fiamma_Capitanio,_Enrico_Costa,_Philip_Kaaret,_Alessio_Marino,_Paolo_Soffitta,_Francesco_Ursini,_Filippo_Ambrosino,_Massimo_Cocchi,_Sergio_Fabiani,_Herman_L._Marshall,_Giorgio_Matt,_Sara_Elisa_Motta,_Alessandro_Papitto,_Luigi_Stella,_Antonella_Tarana,_Silvia_Zane,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08476 |
この論文は、環礁線源4U1820-303のX線における偏光の最初の検出を報告します。この検出は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)で99.999%の信頼水準(CL)で取得されました。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)を使用して、無線で偏波測定も同時に実行されました。4U1820-303のIXPE観測は、広いエネルギー間隔をカバーする正確なX線スペクトルモデルを取得することを目的として、Swift-XRT、NICER、およびNuSTARと調整されました。ソースは4keVを超えると顕著な偏光を示し、4～7keVのエネルギー範囲では偏光度が2.0(0.5)%、偏光角が-55(7)度、偏光度が10(2)%になります。7-8keVのエネルギービンでは偏光角は-67(7)度です。この偏光は、エネルギーとともに偏光度が増加する明確なエネルギー傾向も示しており、4keV付近の96%CLで約90度の位置角度変化のヒントとなります。分光偏光測定の当てはめは、降着円盤がハードスペクトル成分に対して直角に偏光していることを示しており、これはおそらく境界/拡散層で生成されると考えられます。無線相手からの直線偏波は検出されず、99.97%の上限は7.25GHzの50%です。
中性子星の非常に初期の年齢では、中心核は地殻に比べてより早く冷え、星の内部に大きな温度勾配が生じます。10～100ドル年の間、冷却波が核から地殻まで伝播し、星の内部が熱化します。この期間中の核物質の熱特性は、星の内部の力学を理解する上で非常に重要です。コアの熱容量と熱伝導率は、コア内の物質の挙動に依存します。マグネターの場合、これら2つの特性を調査します。大きな磁場の存在により、上部臨界磁場の比較値と存在する磁場の強さに応じて、陽子超伝導はマグネター内部で部分的にクエンチされます。これにより、星全体の物質の挙動に不均一性が生じます。さらに、そのような不均一性は、ペアリングの性質およびペアリングギャップエネルギーの値の変動から生じる。超流動性の存在により、熱容量が大幅に減少することがわかりました。一方、中性子の熱伝導率は陽子超伝導により増大し、中性子超流動により減少します。したがって、磁場の存在下での超流動性による熱特性の変化は、星の内部の半径が異なると異なります。ただし、すべての場合において、%minimumの最大変動は1程度です。これは星の熱緩和時間に影響を与え、最終的には熱の進化に影響を与えます。
最初の5回のSRG全天X線探査中にART-XC望遠鏡とeROSITA望遠鏡によって新しい活動銀河核が検出されました
| Title |
New_Active_Galactic_Nuclei_Detected_by_the_ART-XC_and_eROSITA_Telescopes_during_the_First_Five_SRG_All-Sky_X-ray_Surveys |
| Authors |
Grigory_Uskov_and_Sergey_Sazonov_and_Igor_Zaznobin_and_Rodion_Burenin_and_Marat_Gilfanov_and_Pavel_Medvedev_and_Rashid_Sunyaev_and_Roman_Krivonos_and_Ekaterina_Filippova_and_Georgii_Khorunzhev_and_Maksim_Eselevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08646 |
我々は、銀河東の空($0<l<180\circ$)で4～12keVのエネルギー帯で検出された14個のX線源の特定結果を、最初の5回の全天調査を組み合わせた地図上に示します(SRG天文台に搭載されたミハイル・パブリンスキーART-XC望遠鏡を使用して、2019年12月から2022年3月まで）。14個の発生源はすべて、0.2～8keVのエネルギー帯域でSRG/eROSITA望遠鏡によって確実に検出されます。そのうち6個は初めてX線で検出され、残りは以前からX線源として知られていましたが、その性質は不明のままでした。我々は、サヤン天文台（ロシア科学アカデミーのシベリア支部、太陽地球物理学研究所）の1.6メートルAZT-33IK望遠鏡を使用して、12の光源の光学スペクトルを撮影しました。さらに2つの天体について、6dF調査中に採取されたアーカイブスペクトルを分析しました。すべての天体は、赤方偏移$z=0.015-0.238$のセイファート銀河(1つのNLSy1、3つのSy1、4つのSy1.9、および6つのSy2)であることが判明しました。SRG天文台に搭載されたeROSITAおよびART-XC望遠鏡からのデータに基づいて、エネルギー範囲0.2～12keVのすべての天体のX線スペクトルを取得しました。そのうちの4つでは、固有吸収が90%の信頼水準で$N_{\rmH}>10^{22}$cm$^{-2}$を超えており、そのうちの1つはおそらくかなり隠されています($N_{\rmH}>5\times10^{22}$cm$^{-2}$(信頼度90%))。この論文は、SRG軌道X線天文台による全天調査中に検出された硬X線源の特定に関する一連の出版物の続きです。
IXPE Crab 偏光の測定の改善
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)からのX線偏光は、パルサー放出ゾーンの形状と周囲のパルサー風星雲(PWN)における粒子加速の重要な新しいプローブを提供します。ただし、IXPEの約20～30インチの適度な空間分解能では、星雲からパルサー信号を分離するのは困難です。従来の解析では、「オフ」位相ウィンドウを純粋な星雲発光として定義し、その偏光を差し引いて位相が変化するパルサーを分離します(星雲構造とパルサー光度曲線の外部測定を使用して、最小二乗回帰によって位相および空間的に変化する偏光への寄与を分離する、より感度の高いスキームを提案します(「同時フィッティング」)。シミュレーションデータを使用したテストでは、パルス位相偏光の不確実性が約30%改善され、バックグラウンド系統性が減少し、星雲偏光マップが大幅に改善されたことが示されています。初期のIXPECrabデータに「同時フィッティング」を適用すると、重要な偏光を持つ追加の位相ビンが抽出されます。これらのビンは興味深い変化を示しています。ただし、モデルを正確に比較するには追加の露出が必要になります。
広範囲の輝線が優勢な水素豊富な発光超新星
| Title |
Broad-emission-line_dominated_hydrogen-rich_luminous_supernovae |
| Authors |
P._J._Pessi,_J._P._Anderson,_G._Folatelli,_L._Dessart,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_A._M\"oller,_C._P._Guti\'errez,_S._Mattila,_T._M._Reynolds,_P._Charalampopoulos,_A._V._Filippenko,_L._Galbany,_A._Gal-Yam,_M._Gromadzki,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Inserra,_E._Kankare,_R._Lunnan,_L._Martinez,_C._McCully,_N._Meza,_T._E._M\"uller-Bravo,_M._Nicholl,_C._Pellegrino,_G._Pignata,_J._Sollerman,_B._E._Tucker,_X._Wang_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08880 |
水素に富んだII型超新星(SNeII)は、最も頻繁に観察される核崩壊SNe(CCSNe)のクラスです。しかし、SNeIIの大きなサンプルを分析するほとんどの研究には、静止系光学波長で-18.5等よりも明るい絶対ピーク等級を持つ現象が欠けています。最新の調査のおかげで、このような発光SNeII(LSNeII)の検出数は増加しています。発光SNeIIを生成できるメカニズムはいくつか存在します。最も一般的な提案は、中央エンジン（マグネターが徐々にスピンダウンするか、ブラックホールがフォールバック物質を降着させる）の存在、または運動エネルギーを放射エネルギーに変える超新星噴出物と星周物質（CSM）との相互作用のいずれかであるというものである。この研究では、H$\alpha$プロファイルに特殊性を示す6つのLSNeIIの小さなサンプルの光度曲線とスペクトル系列を研究し、根底にある電力供給メカニズムの理解を試みます。我々は、大規模な電子散乱に対して光学的に厚くないCSMとの相互作用シナリオを支持します。したがって、狭い輝線は観察されません。この結論は、観察された光度曲線(高い光度、急速な減衰、青色)とスペクトルの特徴(永続的な細い線の欠如、幅広いH$\alpha$放出、H$\alpha$吸収の欠如、弱い金属または存在しない金属)に基づいています。線）と、文献で入手可能な他の発光イベントとの比較。我々は、噴出物とCSMの相互作用によって駆動される過渡現象が必ずしも永続的な狭い輝線を示すわけではないという証拠をさらに増やしている。
宇宙線データベースのアップデート: CRDB v4.1
| Title |
A_cosmic-ray_database_update:_CRDB_v4.1 |
| Authors |
D._Maurin,_M._Ahlers,_H._Dembinski,_A._Haungs,_P.-S._Mangeard,_F._Melot,_P._Mertsch,_D._Wochele,_J._Wochele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08901 |
宇宙線データベースCRDBは、2013年以来コミュニティのために宇宙線データを収集しています。コードとWebインターフェイスにいくつかの改善が加えられ、多くの新しい量とデータセットを提供する新しいリリースCRDVv4.1を発表します。、そして新しい視覚化ツールを使用します。CRDBは、mySQLデータベース管理システム、クエリと並べ替えにはjqueryおよびtsorterライブラリ、表示にはphpWebページとajaxプロトコルに依存します。RESTインターフェイスにより、コマンドラインまたはスクリプトからのユーザークエリが可能になります。新しい(pipインストール可能な)CRDBPythonライブラリが開発され、広範なjupyterノートブックのサンプルが提供されています。このリリースには、宇宙線双極子異方性データ、高エネルギー$\bar{p}/p$上限、一部の未公開LEEおよびAESOPレプトン時系列、さらに多くの超高エネルギーデータ、およびいくつかの不足している古いデータセットが含まれています。また、過去3年間の高精度データ、特に数十万のAMS-02およびPAMELAデータ時系列(時間依存プロットが有効になりました)も含まれています。これらのデータはすべて、プロットのギャラリーに表示されます。公開ノートブックの例から簡単に再現できます。CRDBには、487件の出版物からの314902個のデータポイント、および126件の実験からの4092個のサブ実験が含まれています。
IceCubeの共同研究は、セイファート銀河NGC1068からのニュートリノ信号の証拠を以前に報告しました。これは、すべてのセイファート銀河がニュートリノを放出していることを示唆している可能性があります。この仮説を検証するために、硬X線の特性に基づいて、近隣のセイファート銀河の中からニュートリノ発生源の最適な候補を特定します。10年間のIceCubeデータで検出できると予想されるのは、他の2つの発生源、NGC4151とNGC3079のみです。私たちは、公開されている10年間分のIceCubeデータセットで、両方のソースからのニュートリノ信号の証拠を見つけました。以前に報告された最も明るい光源に加えて、2つの予想される光源のうち2つの方向で観測されたニュートリノ数の超過を見つける偶然の一致確率は、p<2.6e-7です。これは、ニュートリノ源クラスとしてのセイファート銀河の検出に対応します。
内部磁気圏への局所プラズマ注入によるブラックホール活性化の動力学的研究
| Title |
A_kinetic_study_of_black_hole_activation_by_local_plasma_injection_into_the_inner_magnetosphere |
| Authors |
Idan_Niv,_Omer_Bromberg,_Amir_Levinson,_Benoit_Cerutti,_Benjamin_Crinquand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09161 |
(要約)ブランドフォード・ズナジェック機構によるジェット形成理論において非常に興味深い問題は、磁気圏を力のない状態に維持するためにどのようにしてプラズマが磁気圏に継続的に供給されるかということである。熱い降着流から放出されるMeV光子の消滅を介した電子陽電子対の注入は実現可能な可能性であることが示されていますが、十分に高い降着速度が必要です。降着速度が低く、他の形式のプラズマ供給が存在しない場合、磁気圏は電荷不足になり、断続的なスパークギャップが形成され、ソフトディスク放射との相互作用を介して強力なペアカスケードを誘発し、アウトフローの形成が可能になります。磁力線の何らかの再配置（例えば、交換不安定性）を通じて、十分なプラズマが降着流から内部磁気圏に侵入できるとよく推測されます。しかし、そのようなプラズマ侵入がスパークギャップの形成を防ぐことができるかどうかという疑問が生じます。この疑問に対処するために、プラズマを所定の速度で指定領域に注入する、放射2D軸対称一般相対論的セル内粒子シミュレーションを使用して、一連の数値実験を実施しました。ペアの生成をオフにすると、プラズマが十分に高い速度で外側の光シリンダー内に注入されると、ほぼ完全なスクリーニングが達成されることがわかりました。外側の軽い円筒を越えて注入すると、注入速度に応じて、大きな真空ギャップが形成されるか、磁気圏のコヒーレントで大振幅の振動が発生します。シミュレーションの許容ダイナミックレンジ内では、噴射率が増加してもシステムが定常状態に近づくという証拠は見られません。ペア生成をオンにすると、すべての場合において磁気圏全体がほぼ完全にスクリーニングされ、最大ブランドフォード・ズナジェク出力の一部がTeVガンマ線として放出されます。
局所的に遮られた電波銀河の核構造の広帯域 X 線スペクトル研究
| Title |
Broadband_X-ray_Spectral_Study_of_Nuclear_Structure_in_Local_Obscured_Radio_Galaxies |
| Authors |
Yuya_Nakatani,_Yoshihiro_Ueda,_Claudio_Ricci,_Koki_Inaba,_Shoji_Ogawa,_Kenta_Setoguchi,_Ryosuke_Uematsu,_Satoshi_Yamada,_and_Tomohiro_Yoshitake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09195 |
電波銀河は、AGNフィードバックにおける相対論的ジェットの重要性を理解するための重要な集団です。我々は、硬X線で選択された電波銀河の核構造を調べるための体系的広帯域X線スペクトル解析の結果を紹介します。この研究では、\textit{Swift}/BATの70か月AGNカタログに含まれる、最も電波が大きく、X線で隠された細線電波銀河7つに焦点を当てます。ここでは、6つの天体の\textit{Suzaku}と\textit{NuSTAR}で得られた0.5keVから66keVまでのスペクトルを、X線クラスタートーラスモデル(XCLUMPY)を利用して新たに解析しました。(2021)ケンタウルスAの結果について。これらの電波銀河は、同じエディントン比($-3<\log\lambda_{\rmEdd}<-1$)の電波静かなAGNと比較して、同様のトーラス被覆率を持っていることがわかります。。この結果は、(1)トーラス構造はジェットの存在を決定する重要な要素ではないこと、(2)AGNジェットがトーラスに物理的にほとんど影響を及ぼさないことを示唆しています。
国際重力波ネットワークの O4 および O5 に対する観測シナリオとマルチメッセンジャーの影響を更新
| Title |
Updated_observing_scenarios_and_multi-messenger_implications_for_the_International_Gravitational-wave_Network's_O4_and_O5 |
| Authors |
R._Weizmann_Kiendrebeogo,_Amanda_M._Farah,_Emily_M._Foley,_Abigail_Gray,_Nina_Kunert,_Anna_Puecher,_Andrew_Toivonen,_R._Oliver_VandenBerg,_Shreya_Anand,_Tom\'as_Ahumada,_Viraj_Karambelkar,_Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich,_S._Zacharie_Kam,_Peter_T._H._Pang,_Leo_P._Singer,_Niharika_Sravan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09234 |
高度なLIGOと乙女座の3回目の観測では、別の中性子星連星合体(BNS)と最初の中性子星ブラックホール合体(NSBH)が起きた。これらの現象のいずれかに関連して確認されたキロ新星(KNe)は確認されませんでしたが、GW170817を取り巻く解析の継続的な改善により、ハッブル定数($H_0$)、$r$プロセス元素合成による銀河濃縮、および今後のイベントから超高密度物質が発生する可能性があります。ここでは、国際重力波ネットワーク(IGWN)とGW170817の解析からの最新の予想イベント率に基づいて予想される制約について説明します。重力波とその対応物の予想される検出率と、観測された対応物の数に対する潜在的な制約の影響がどれほど大きいかを示します。私たちは、この分析を、科学に基づいた電磁的フォローアップ提案を作成する際のコミュニティへのサポートとして利用することを目的としています。次の観測実行O4では、ツヴィッキー一時施設のBNSからの電磁対応物の年間検出率が$0.43^{+0.58}_{-0.26}$($1.97^{+2.68}_{-1.2}$)と予測されます。(ルービン天文台)。
II型SN2023ixfのミリ波観測：星周媒質の制約
| Title |
Millimeter_Observations_of_the_Type_II_SN2023ixf:_Constraints_on_the_Proximate_Circumstellar_Medium |
| Authors |
Edo_Berger,_Garrett_K._Keating,_Raffaella_Margutti,_Keiichi_Maeda,_Kate_D._Alexander,_Yvette_Cendes,_Tarraneh_Eftekhari,_Mark_Gurwell,_Daichi_Hiramatsu,_Anna_Y.Q._Ho,_Tanmoy_Laskar,_Ramprasad_Rao,_Peter_K.G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09311 |
爆発後2.6～18.6日後にサブミリ波アレイ(SMA)で得られた、最近および近くにあるII型超新星SN2023ixfの1.3mm(230GHz)の観測結果を紹介します。この観測は、SMA大規模プログラムPOETS(SMAによる銀河系外過渡現象の追跡)の一環として取得されました。SN2023ixfの位置では放射は検出されず、最も深い制限は$L_\nu(230\,{\rmGHz})\lesssim8.6\times10^{25}$ergs$^{-1}です。2.7日と7.7日の$Hz$^{-1}$、および$L_\nu(230\,{\rmGHz})\lesssim3.4\times10^{25}$ergs$^{-1}$18.6日でHz$^{-1}$。これらの限界は、SN2011dh(IIb)からのmm発光の約2倍暗く、SN1993J(IIb)およびSN2018ivc(IIL)と比較して約1桁暗く、最も明るい非相対論的発光よりも約30倍暗くなります。mmバンドのSNe（タイプIIb/Ib/Ic）。シンクロトロン自己吸収と自由自由吸収を含む解析モデルのコンテキストでこれらの制限を使用して、始原星の周囲の星周媒質に$\sim2\times10^{15}$cmのスケールで制約を設けます。$\dot{M}\sim{\rmsome}\times10^{-6}-10^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$の範囲を除きます（風速$v_w=115$kms$^{-1}$および噴出物速度$v_{\rmeje}\sim(1-2)\times10^4$kms$^{-1}$)。これらの結果は、光学分光法に基づく質量損失率の推論と一致しています($\sim2\times10^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$for$v_w=115$)kms$^{-1}$)ですが、硬X線($\sim7\times10^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1})からの推論には緊張しています。$v_w=115$kms$^{-1}$)。この緊張は、高分解能光学分光法の結果と一致して、不均質で閉じ込められたCSMによって緩和される可能性があります。
| Title |
Point_spread_function_modelling_for_astronomical_telescopes:_a_review_focused_on_weak_gravitational_lensing_studies |
| Authors |
Tobias_Liaudat_and_Jean-Luc_Starck_and_Martin_Kilbinger_and_Pierre-Antoine_Frugier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07996 |
点像分布関数(PSF)の正確なモデリングは、望遠鏡や大気によって引き起こされる歪みやぼやけを補正できるため、天体観測において最も重要です。PSFモデリングは、天体の特性を正確に測定するために重要です。過去数十年間で、天体望遠鏡や天体観測機器の性能と複雑さは着実に増大しました。EuclidやLSSTのような今後の銀河調査では、前例のない量と質のデータが観測されることになります。これらの新しい施設や調査のPSFをモデル化するには、ますます厳しくなるエラー要件に対処できる新しいモデリング技術が必要です。このレビューの目的は3つあります。まず、より物理的に動機づけられたPSFモデリングに必要な光学的背景を導入し、将来の開発に再利用できる観察モデルを提案します。次に、光学レベルおよび検出器レベルの寄与因子と大気を含む、PSFのさまざまな物理的寄与因子の概要を示します。この概要が、モデル化された効果をよりよく理解するのに役立つことを期待しています。第三に、地上および宇宙望遠鏡用のパラメトリックおよびノンパラメトリックファミリのPSFモデリングのさまざまな方法を、その利点と制限とともに説明します。次に、PSFモデルの検証方法について説明し、弱いレンズ研究に関連するいくつかの指標について詳しく説明します。最後に、天体望遠鏡のPSFモデリングにおける現在の課題と将来の方向性を探ります。
| Title |
Radiation-Induced_Degradation_Mechanism_of_X-ray_SOI_Pixel_Sensors_with_Pinned_Depleted_Diode_Structure |
| Authors |
Kouichi_Hagino,_Masatoshi_Kitajima,_Takayoshi_Kohmura,_Ikuo_Kurachi,_Takeshi_G._Tsuru,_Masataka_Yukumoto,_Ayaki_Takeda,_Koji_Mori,_Yusuke_Nishioka,_Takaaki_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08716 |
XRPIXと名付けられたX線シリコン・オン・インシュレーター（SOI）ピクセル・センサーは、将来のX線天文衛星FORCE用に開発されました。XRPIXは、数十$\μ$sの優れたタイミング分解能で、1keV未満から数十keVまでの広帯域X線イメージング分光分析が可能です。しかし、SOI構造による厚い埋め込み酸化層のため、総電離線量(TID)効果に対する放射線耐性に大きな問題がありました。ピン止め空乏ダイオードを導入した新しいデバイス構造は放射線耐性を劇的に改善しましたが、放射線の影響がどのようにセンサー性能を低下させるかは不明のままでした。そこで本稿では、デバイスシミュレーションを用いてXRPIXの放射線による劣化メカニズムを検討した結果を報告する。特に、暗電流と読み出しノイズの増加のメカニズムを、酸化物層内の正電荷の蓄積とセンサー層と酸化物層の界面での表面再結合速度の増加を考慮して、シミュレーションによって調査します。その結果、界面の埋め込みpウェルの空乏化により暗電流が増加し、センスノード容量の増加により読み出しノイズが増加することが判明した。
次世代 Event Horizon Telescope のリファレンス アレイと設計の考慮事項
| Title |
Reference_Array_and_Design_Consideration_for_the_next-generation_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Sheperd_S._Doeleman,_John_Barrett,_Lindy_Blackburn,_Katherine_Bouman,_Avery_E._Broderick,_Ryan_Chaves,_Vincent_L._Fish,_Garret_Fitzpatrick,_Antonio_Fuentes,_Mark_Freeman,_Jos\'e_L._G\'omez,_Kari_Haworth,_Janice_Houston,_Sara_Issaoun,_Michael_D._Johnson,_Mark_Kettenis,_Laurent_Loinard,_Neil_Nagar,_Gopal_Narayanan,_Aaron_Oppenheimer,_Daniel_C._M._Palumbo,_Nimesh_Patel,_Dominic_W._Pesce,_Alexander_W._Raymond,_Freek_Roelofs,_Ranjani_Srinivasan,_Paul_Tiede,_Jonathan_Weintroub_and_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08787 |
私たちは、次世代のEventHorizonTelescope(ngEHT)を設計、構築、実装するプロセスの概要を説明します。これは、EHTの革新的な拡張機能であり、高忠実度のリアルタイムムービーを作成できる、ネットワーク化されたグローバルラジオディッシュアレイを形成します。超大質量ブラックホール(SMBH)とそこから放射されるジェット。これは主に、追加の適度な直径のディッシュを最適化された地理的位置に展開して、現在の地球規模のmm/submm波長超長基線干渉計(VLBI)アレイを強化することによってEHTに基づいて構築されており、これまで主に既存の電波望遠鏡が利用されてきました。ngEHTプログラムは、感度とフーリエ空間周波数のカバー範囲を高めるために、3つの周波数で同時に観察することにさらに重点を置いています。ここでは、コンセプト、科学的目標、設計上の考慮事項、ステーションの配置、および機器のプロトタイピングについて説明し、段階的に実装される予備的なリファレンスアレイについて説明します。
Caract\'erisation et int\'egration de composants d'optique
int\'egr\'ee sur l'interf\'erom\`etre fibr\'e FIRST au
t\'elescopesubaru pour l'\'etude des protoplan 「取得済み」
| Title |
Caract\'erisation_et_int\'egration_de_composants_d'optique_int\'egr\'ee_sur_l'interf\'erom\`etre_fibr\'e_FIRST_au_t\'elescope_Subaru_pour_l'\'etude_des_protoplan\`etes_en_accr\'etion |
| Authors |
K\'evin_Barjot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08989 |
物質が降着する原始惑星は$\text{H}\alpha$波長で強い発光を特徴としているようで、これらの波長では系のコントラストが弱くなるため、アクセスしやすくなります。原始惑星からのこの放出を測定すると、降着プロセスを特徴づけることができるため、惑星形成のメカニズムを研究することができます。単一望遠鏡用ファイバー干渉計(FIRST)機器は、可視領域でのファイバー瞳リマッピングの概念を使用しており、スバルコロナグラフィック極端補償光学(SCExAO)望遠鏡に統合されています。その原理は、入射瞳をサブ瞳に細分し、そのビームがシングルモード光ファイバーに入射することです。最新の方法には、波面に空間フィルタリングを適用し、サブ瞳の再マッピングと同時にサブ瞳のスケールで光学収差を抑制するという二重の利点があります。FIRSTは、この概念を用いて望遠鏡の回折限界以下の解像度で恒星連星を検出できることを実証した。この機器の新しいバージョンのレプリカ(FIRSTv2)は、統合光学技術の開発を可能にするために研究室で構築されました。私の論文研究は、機器のコントラスト性能を向上させるためのHRAイメージングの実現可能性を実証しています。部分瞳孔の各ペアごとの組み合わせの縞が時間サンプリングによって測定され、それらの位相が推定されます。データ分析により、大気および機器の摂動の自己校正された観測値であるスペクトル微分位相が推定されます。したがって、原始惑星源シミュレーターから、FIRSTv2が中心源から0.7l/Bに相当する距離で、コントラスト約0.5で原始惑星伴星を検出できることを実証できました。最後に、FIRSTv2が最初のライトとしてSCExAOベンチに統合されました。
| Title |
Map_Reconstruction_of_radio_observations_with_Conditional_Invertible_Neural_Networks |
| Authors |
Haolin_Zhang,_Shifan_Zuo,_Le_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09217 |
電波天文学では、時系列データ(TOD)から天空図を再構成するという課題は、逆問題として知られています。この問題に対処するために標準的なマップ作成手法とグリッドアルゴリズムが一般的に使用されており、それぞれが最小分散マップの作成などの独自の利点を提供します。ただし、これらのアプローチには、マップ作成における計算の非効率性や数値の不安定性、グリッドベースの方法ではビーム効果を除去できないなどの制限もあります。これらの課題を克服するために、この研究では、条件付き反転ニューラルネットワーク(cINN)を使用して効率的にスカイマップを再構成する新しいソリューションを提案します。特定の観測値を含む特定の空モデルからシミュレートされたTODが生成されるフォワードモデリングの助けを借りて、トレーニングされたニューラルネットワークは正確に再構築された空マップを生成できます。口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)を例として使用すると、cINNはシミュレートされたTODからの地図再構築において顕著なパフォーマンスを示し、平均二乗誤差$2.29\pm2.14\times10^{-4}~\rmを達成しました。K^2$、構造類似性指数は$0.968\pm0.002$、$1\sigma$レベルでのピーク信号対雑音比は$26.13\pm5.22$です。さらに、cINNの潜在空間でサンプリングすることにより、各ピクセルの再構成誤差を正確に定量化できます。
核の対流によって励起される重力波による大質量星の測光変動
| Title |
The_photometric_variability_of_massive_stars_due_to_gravity_waves_excited_by_core_convection |
| Authors |
Evan_H._Anders,_Daniel_Lecoanet,_Matteo_Cantiello,_Keaton_J._Burns,_Benjamin_A._Hyatt,_Emma_Kaufman,_Richard_H.D._Townsend,_Benjamin_P._Brown,_Geoffrey_M._Vasil,_Jeffrey_S._Oishi,_Adam_S._Jermyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08023 |
大質量星は壊滅的な爆発で死亡し、星間物質に重元素が播種され、中性子星やブラックホールが生成されます。爆発の性質と残骸の質量の予測は、星の進化の歴史のモデルに依存します。大質量星の内部のモデルは、重力波振動の星地震観測によって経験的に制約することができます。最近の測光観測により、大規模な主系列星に遍在するレッドノイズ信号が明らかになりました。この騒音の発生源は、コアの対流によって駆動される重力波であると考えられています。我々は、星の中心から表面付近まで広がる大規模な星の対流を、現実的な星の明るさで再現した初の3Dシミュレーションを提示します。これらのシミュレーションを使用して、大質量星の表面における対流駆動の重力波による測光変動を初めて予測し、重力波が観測されたレッドノイズよりも低い振幅と低い固有周波数の測光変動を生成することを発見しました。コアの対流によって励起された重力波の測光信号は現在の観測のノイズ限界を下回っているため、赤色ノイズは別のプロセスによって生成される必要があると推測されます。
乱流をサポートする大規模な星のエンベロープ
大質量($M\gtrsim10\,M_{\odot}$)星の外殻は、表面近くの対流帯を引き起こす線の林とイオン化遷移(特に鉄とヘリウムによる)によって不透明度が大幅に増加します。1次元モデルは、計算集約的な3D放射流体力学(RHD)モデリングで解決する必要がある密度反転と超音速運動を予測します。ここ10年だけで、これらの乱流エンベロープのabinitio3Dモデルを計算できるところまで計算ツールが進歩し、5つの3DRHDAthena++モデル(以前に公開された4つと新しい13$M_{\odot}$モデル1つ)を提示できるようになりました。）。対流運動が亜音速である場合、3Dと1Dの速度の大きさ、星の構造、および光球の量の間に優れた一致が見られます。しかし、対流速度が音速に近づくと、乱流圧力が力の平衡の80%を占める可能性があるため、静水圧平衡が崩れます。Henyeyが予測したように、この追加の圧力サポートにより温度勾配が変化し、対流が発生している場所の超断熱性が減少することがわかりました。さらに、5つのモデルすべてで、Fe対流ゾーンの対流による大幅なオーバーシュートが見られます。その結果、表面の乱流速度はFeゾーンの速度を示しています。1Dモデルに見られるような閉じ込められた対流ゾーンはありません。特に、1Dモデルで見られるヘリウム対流ゾーンは大幅に変更されています。13$M_{\odot}$モデルには確率的低周波輝度変動も存在し、観測された星と同等の振幅と固有振動数を持っています。
固有運動探索による星からの電波放射の検出
| Title |
Detection_of_radio_emission_from_stars_via_proper-motion_searches |
| Authors |
Laura_Nicole_Driessen,_George_Heald,_Stefan_W._Duchesne,_Tara_Murphy,_Emil_Lenc,_James_K._Leung,_Vanessa_A._Moss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08059 |
我々は、固有運動を利用して電波星の発生源を特定する方法を提案します。私たちは、FIRST、VLASS、RACS-low、RACS-mid電波探査、およびGaiaDataRelease3からの天文情報を使用してこの方法を実証します。この方法を使用して8つの恒星の電波源を発見し、そのうち2つはこれまで文献で特定されていませんでした。ラジオスターとして。この方法では、FIRSTとRACS-midを使用する場合は~90pc、FIRSTとVLASSを使用する場合は~250pcの距離がプローブされることがわかります。私たちは、発見された8つの発生源を検出するために現在および将来の電波天空調査に必要な時間基準を調査します。SKA(6.7GHz)では、8つの発生源すべてを見つけるのに必要な観測間隔は3年未満です。また、FIRST(1.4GHz)では検出されるが、RACS-mid(1.37GHz)では検出されない、これまでに知られている9個の既知の可変電波恒星源と43個の候補可変電波星源も特定します。これは、多くの恒星電波源が可変であること、および複数の時代を使用した調査によって恒星電波源のより完全なサンプルを検出できることを示しています。
涼しい低太陽大気中のさまざまな高度での高 $\beta$ 磁気再接続
| Title |
High_$\beta$_magnetic_reconnection_at_different_altitudes_in_the_cool_low_solar_atmosphere |
| Authors |
Abdullah_Zafar,_Lei_Ni,_Jun_Lin_and_Udo_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08235 |
私たちは、光球から彩層上部までのさまざまな高度での高$\beta$水素ヘリウムプラズマにおける磁気リコネクションを数値的に研究しました。より現実的な拡散率と粘度を得るために時間依存のイオン化度が含まれ、適切な放射冷却モデルが適用されました。我々の数値結果は、プラズモイドの不安定性が、さまざまな大気層での磁気リコネクションの速度を高める上で常に重要な役割を果たしていることを示しています。さらに、強力な放射冷却と電子-中性衝突($\eta_{en}$)によって引き起こされる磁気拡散の両方が、中間彩層以下での磁気リコネクションを大幅に加速する可能性があります。一方、両極性拡散と粘度の両方により、彩層上部のリコネクション領域の温度とプラズマ圧力が上昇し、高速リコネクションプロセスの発展が妨げられます。プラズモイドを介した乱流リコネクションによって引き起こされる局所的な圧縮加熱は、異なる大気層での不安定なリコネクション段階における支配的な加熱機構であるが、彩層上部では粘性加熱と両極拡散加熱も同様に重要である。$\eta_{en}$によるジュール加熱が、彩層中央部以下の初期の準定常再結合段階で支配的であり、強力な放射冷却もこの領域でより強力な圧縮加熱とより多くの熱エネルギーの生成を引き起こします。プラズマ$\beta$は、異なる高度でのすべてのシミュレーションケースで同じですが、温度上昇は、密度がはるかに低く、放射冷却が弱い彩層上部でより顕著です。
2D サーキュラーカーネル時系列変換、エントロピー測定、および機械学習アプローチを使用した太陽活動の画像追跡
| Title |
Imagery_Tracking_of_Sun_Activity_Using_2D_Circular_Kernel_Time_Series_Transformation,_Entropy_Measures_and_Machine_Learning_Approaches |
| Authors |
Irewola_Aaron_Oludehinwa,_Andrei_Velichko,_Maksim_Belyaev_and_Olasunkanmi_I._Olusola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08270 |
太陽は本質的に非常に複雑であり、その天文台の画像の特徴は、太陽の活動、宇宙、地球の気象状況に関する最も重要な情報源の1つです。NASAの太陽力学観測所は、1日に約70,000枚の太陽活動の画像を撮影していますが、この太陽観測所の画像を継続的に目視検査することは困難です。この研究では、機械学習アプローチによる2D円形カーネル時系列変換、統計およびエントロピー測定を使用して太陽の活動を追跡する手法を開発しました。この手法には、太陽観測所の画像セクションを1次元時系列(1-DTS)に変換することが含まれます。一方、統計およびエントロピー測定(アプローチ1)と直接分類(アプローチ2)を使用して1-DTSからの抽出特徴をキャプチャします。機械学習による「太陽嵐」と「嵐なし」の分類。太陽の活動を追跡するモデルの潜在的な精度は、アプローチ1で約0.981、アプローチ2で約0.999であることがわかりました。太陽観測画像の回転変換に対する開発されたアプローチの安定性は明らかです。アプローチ1の元のデータセットでトレーニングした場合、太陽嵐地域の分布の一致指数(T90)はT90~0.993に達し、アプローチ2ではT90~0.951に達しました。さらに、拡張トレーニングベースを使用した場合、一致インデックスは増加しました。それぞれT90〜0.994およびT90〜1。このモデルは、太陽嵐に関連する磁力線が渦巻いている領域を一貫して分類し、画像の回転、グレア、光学的アーティファクトに対して堅牢です。
太陽フレア中の Si IV 1394/1403 \r{A} 線の強度比変化について
コンテクスト。1394\r{A}と1403\r{A}のSiIV線は、$\sim10^{4.8}$Kの温度で太陽大気中に形成されます。通常、それらは光学的に薄いと考えられていますが、不透明度を高めることができます。太陽フレアの最中。従来、これらの線の強度比は光学的厚さの指標として使用されてきました。しかし、観測により、1394\r{A}～1403\r{A}線の波長依存強度比プロファイル$r(\Delta\lambda)$が示されました。目的。私たちは、太陽フレアにおける強度比プロファイルの変化とその背後にある物理的理由を研究することを目的としています。方法。SiIVラインとその強度比プロファイルは、非熱電子加熱による1次元放射流体力学フレアモデルから計算されます。結果。フレア中、$r(\Delta\lambda)$は線の芯では2より小さくなりますが、線の翼では2より大きくなります。比率の2からの逸脱は、共鳴散乱効果と不透明効果という2つの効果によるものであると考えられます。共鳴散乱により2つの線の上層の人口比率が増加し、その結果、すべての波長で$r(\Delta\lambda)$が増加します。不透明度の効果は$r(\Delta\lambda)$を減少させます。特に不透明度が大きい線の中心部で顕著です。これら2つの効果は互いに競合し、$r(\Delta\lambda)$のU字型を引き起こします。
JWSTがクラスI原始星TMC1Aを観察：原子ジェットと空間分解解離性ショック領域
| Title |
JWST_Peers_into_the_Class_I_Protostar_TMC1A:_Atomic_Jet_and_Spatially_Resolved_Dissociative_Shock_Region |
| Authors |
Daniel_Harsono,_Per_Bjerkeli,_Jon_Ramsey,_Klaus_Pontoppidan,_Lars_Kristensen,_Jes_J{\o}rgensen,_Hannah_Calcutt,_Zhi-Yun_Li,_Adele_Plunkett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08380 |
若い星から放出される流出と風は、原始星の進化と惑星形成の初期段階で重要な役割を果たします。しかし、原始惑星系円盤の構造にどのような影響を与えるのかなど、これらの現象の背後にあるメカニズムの具体的な詳細についてはまだ議論が続いている。我々は、低質量原始星TMC1Aに向かう1～5.1$\mu$mの原子線とH$_2$線の{\itJWST}NIRSpec積分場ユニット(IFU)観測を紹介します。[FeII]線のTMC1Aから1.644$\mu$mの平行原子ジェットが、対応する拡張H$_2$2.12$\mu$m発光とともに初めて検出された。原始星に向かって、速度が最大300km/sのスペクトル的に広いHIおよびHeI放射が検出されました。これは、原始星の降着と広角の風の組み合わせによって説明できます。2$\μ$mの連続塵放出、HI、HeI、OIはすべて、照射された流出空洞壁からの放出と散乱線放出を示します。これらの観測は、{\itJWST}が近くの原始星の高温の内部領域を特徴づけ、それに関する新しい情報を明らかにする可能性を示しています。この場合、よく知られている流出に含まれる、これまで検出されていなかった原子風とイオン化ジェットです。
ケプラー 444 には長寿命の対流核があったのでしょうか?
| Title |
Did_Kepler-444_have_a_long-lived_convective_core? |
| Authors |
Mark_Lykke_Winther,_V\'ictor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_Jakob_Lysgaard_R{\o}rsted,_Amalie_Stokholm,_Kuldeep_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08430 |
天体地震学によって恒星の内部の状態を推測する能力が向上したことにより、主系列進化中の恒星の内部の初期対流核の生存を研究することが可能になりました。星の進化の標準理論では、太陽以下の質量の星の対流コアの寿命は1ジャイリ未満であると予測されています。しかし、恒星ケプラー444の最近の星地震研究では、初期の対流コアは8ジャイリ近くまで生き残ったと結論づけられました。この論文の目的は、ケプラー444の対流核の進化を研究し、その寿命が推定されることを調査することです。私たちは、恒星モデルの入力物理学を変更して対流核の寿命を長くし、進化の軌跡の密集したグリッド全体にわたって関連パラメータを変化させます。金属量、有効温度、平均密度、および星地震周波数比の観測値は、BASTAパイプラインを使用してモデルに適合されます。我々は、いくつかの特定の組み合わせに対してのみ長い対流コア寿命が回復する制約のさまざまな選択を検討します。主に、潜在的に信頼できない周波数を含めること、および/または周波数比間の共分散を除外することによってです。一方、古典的なパラメータの場合、導出された光度が最も大きな影響を及ぼします。私たちの分析では、観測対象のすべての選択肢に対して、ケプラー444の対流核の寿命が短く、中央値が約0.6ギヤ、$1\sigma$の上限が約3.5ギヤと確実に制約されています。
GJ 229B の可能な二値性の調査
最初に発見されたT型褐色矮星であるGJ229Bは、進化モデルとの比較と、分光観測や天文観測から得られた予想よりも大きな質量と半径の値との間に緊張をもたらしました。私たちは、進化モデルを使用した2つのグリッドベースの当てはめを使用して、GJ229Bが実際に連星亜星であるという仮説を検証し、考えられる連星成分の質量比の範囲を調査します。最適な成分値は、およそ2:1の2成分質量比と2～6Gyrの年齢範囲に最も一致していることがわかりました。観測された温度、質量、見かけの半径は、単一天体モデルよりも連星系の進化モデルの期待値とよく一致していますが、二星系仮説を最終的に確認するには、より詳細な観測とモデリングが必要です。
標準星 $\alpha$ の予期せぬ光学変動と紫外線変動 (HD 87887)
| Title |
The_unexpected_optical_and_ultraviolet_variability_of_the_standard_star_$\alpha$_Sex_(HD_87887) |
| Authors |
Richard_Monier,_Dominic_M._Bowman,_Yveline_Lebreton,_Morgan_Deal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08551 |
$\alpha$Sex(HD87887)の利用可能なTESS光度曲線の分析により、この分光的なA0III標準星における約9.1時間の周期の低周波脈動が明らかになりました。1992年12月のIUEの観測では、遠紫外と中紫外の両方で光束の大きな変化が明らかになり、これにはIUEに搭載されたファインエラーセンサーによって記録されたVバンドの明るさの変化が伴いました。紫外線の変動は、これまで検出されていなかった、おそらく半径2.5R$_{\odot}$の伴星による食によるものである可能性がありますが、これはおそらくTESSによるさらなるモニタリングによる確認が必要です。存在量を決定すると、ほとんどの元素の太陽存在量が得られます。炭素とストロンチウムのみが不足しており、チタン、バナジウム、バリウムはやや過剰です。$\alpha$Sexの光学スペクトルの2%以上を吸収する線のほとんどに識別が提供されます。星の進化モデリングによると、$\alpha$Sexは終末期の主配列に近く、その質量、半径、年齢は$M=2.57\pm0.32$M$_{\odot}$,$R=と推定されています。それぞれ、3.07\pm0.90$R$_{\odot}$、$A=385\pm77$Myr。
SN 2023ixf の輝く赤い超巨星とほこりっぽい長周期変光星
| Title |
A_Luminous_Red_Supergiant_and_Dusty_Long-period_Variable_Progenitor_for_SN_2023ixf |
| Authors |
Jacob_E._Jencson_(1_and_2),_Jeniveve_Pearson_(3),_Emma_R._Beasor_(3),_Ryan_M._Lau_(4),_Jennifer_E._Andrews_(5),_K._Azalee_Bostroem_(3),_Yize_Dong_(6),_Michael_Engesser_(2),_Sebastian_Gomez_(2),_Muryel_Guolo_(1),_Emily_Hoang_(6),_Griffin_Hosseinzadeh_(3),_Saurabh_W._Jha_(7),_Viraj_Karambelkar_(8),_Mansi_M._Kasliwal_(8),_Michael_Lundquist_(9),_Nicolas_E._Meza_Retamal_(6),_Armin_Rest_(2_and_1),_David_J._Sand_(3),_Melissa_Shahbandeh_(1_and_2),_Manisha_Shrestha_(3),_Nathan_Smith_(3),_Jay_Strader_(10),_Stefano_Valenti_(6),_Qinan_Wang_(1),_Yossef_Zenati_(1)_((1)_Johns_Hopkins_University,_(2)_STScI,_(3)_University_of_Arizona,_(4)_NOIRLab,_(5)_Gemini_Observatory,_(6)_UC_Davis,_(7)_Rutgers,_(8)_California_Institute_of_Technology,_(9)_Keck_Observatory,_(10)_Michigan_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08678 |
私たちは、近くの渦巻銀河M101にあるSN2023ixfの場所の爆発前の近赤外(IR)イメージングと中赤外(IR)イメージングを解析し、候補の始原星を特徴づけます。2004年以来のスピッツァー宇宙望遠鏡による広範な監視において、この星は$\約$1000日の周期と$\デルタm\約0.6$等の振幅の変動の説得力のある証拠を示しており、おそらく半径方向の脈動を示している。この期間と一致する変動は、2010年から2023年の間、爆発のわずか10日前までの近赤外$J$バンドと$K_{s}$バンドでも見られます。周期的な変動を除けば、この期間におけるIR明るいSN前のバーストの証拠は見つかりません。この星の赤外線の明るさ($M_{K_s}=-10.7$等)と色($J-K_{s}=1.6$等)は、明るくて埃っぽい赤い超巨星であることを示唆しています。位相平均スペクトルエネルギー分布(SED)のモデル化により、星の温度($T_{\mathrm{eff}}=3500_{-1400}^{+800}$K)と光度($\logL/)に対する制約が得られます。L_{\odot}=5.1\pm0.2$)。これにより、候補は直接イメージングの制約がある最も明るいII型SN前駆細胞の中に位置づけられますが、これらの多くは光学測定のみに依存していることに注意してください。恒星の進化モデルと比較すると、初期質量は$M_{\mathrm{init}}=17\pm4$$M_{\odot}$となります。$\dotM\about3\times10^{-5}$から$3\times10^{-4}$でのSEDモデリングから、爆発前の3～19年間の星のSN前の質量損失率を推定します。$M_{\odot}$yr$^{-1}$は、おそらく脈動による風による質量損失の増大を示していると考えられます。
NGC 6139 領域の変光星: その赤化とメンバーシップに対する重要なアプローチ
| Title |
The_variable_stars_in_the_field_of_NGC_6139:_A_critical_approach_to_their_reddening_and_membership |
| Authors |
M._A._Yepez,_A._Arellano_Ferro,_I._Bustos_Fierro,_A._Luna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08710 |
我々は、球状星団NGC6139とその変光星集団のCCD$VI$時系列解析を発表します。$Gaia$-DR3で利用可能な天文データを使用して、きれいな色度図(CMD)の構築を可能にするメンバーシップ分析を実行しました。$Gaia$-DR3によって報告された星団領域の変光星と、この論文で新たに発見された変光星は分類され、それらのメンバーが批判的に評価されます。これまで検出されていなかった2つのクラスターメンバーRRc(V12、V15)と4つのSR(V13、V14、V17、V18)を報告し、$Gaia$によって検出されたV11とV16にクラスターメンバーであることが証明される変数名を割り当てます。非メンバー$Gaia$食連星、準正変光星、および新たに検出されたRRLyrae星の光度曲線と周期が提供されます。星団メンバーRRabおよびRRc星の光度曲線をフーリエ分解すると、値[Fe/H]=$-1.63$dex、および距離9.63$\pm$0.68kpcが得られます。クラスターのオースターホフII型の性質が確認されています。平均赤化$E(B-V)$=0.786等を採用し、赤色巨星枝の分散に基づいて赤化差解析を行った。差分マップにより、CMDを穏やかに補正することができました。
地球規模のコロナモデルにおける血漿ベータの役割: 力のバランスを取り戻す
| Title |
The_role_of_plasma_beta_in_global_coronal_models:_Bringing_balance_back_to_the_force |
| Authors |
Michaela_Brchnelova,_B{\l}a\.zej_Ku\'zma,_Fan_Zhang,_Andrea_Lani,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08874 |
COCONUTは、最近開発された地球規模のコロナ磁気流体力学モデルです。堅牢性と定常状態への高速収束を実現するために、コロナ下部の磁場を表すフィルター処理された光球磁気マップを規定するなど、開発中にいくつかの仮定が行われました。このフィルタリングにより、内側境界での磁場値が平滑化され、低下するため、非現実的に高いプラズマベータ値が得られます。この論文では、そのようなフィルタリングされたマグネトグラムを規定する効果を検証し、計算上の精度を損なうことなく、より現実的なプラズマベータ値を達成する方法を定式化します。パフォーマンス。高度に前処理された磁気マップと、その結果として生じる高いプラズマベータがドメイン内の特徴に及ぼす影響を実証します。次に、新しいアプローチでは、内側の境界を2Rにシフトし、高度にフィルタリングされた規定の磁気マップを保存します。これにより、処方された血漿ベータが効果的に減少し、より現実的な設定が可能になります。この方法は、その効果を実証するために、磁気双極子、最小（2008年）および最大（2012年）の太陽活動のケースに適用されます。提案されたアプローチで得られた結果は、分解された密度と動径速度プロファイルが大幅に改善され、境界および計算領域内のプラズマ\{beta}の値がはるかに現実的であることを示しています。これは、合成白色光イメージングや断層撮影に対する検証でも実証されています。計算パフォーマンスの比較では、元の設定と比較した場合、同じグリッド上の極限残差への同様の収束が示されています。この新しい設定ではグリッドをさらに粗くできることを考慮すると、必要に応じて運用パフォーマンスをさらに向上させることができます。したがって、新しく開発された方法は、運用目的で元の設定を置き換える可能性が高いと考えられます。
M 型前主系列星 DM タウからの異方性電離照明
| Title |
Anisotropic_Ionizing_Illumination_from_an_M-type_Pre-main_Sequence_Star,_DM_Tau |
| Authors |
Yuka_Terada,_Hauyu_Baobab_Liu,_David_Mkrtichian,_Jinshi_Sai,_Mihoko_Konishi,_Ing-Guey_Jiang,_Takayuki_Muto,_Jun_Hashimoto,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09013 |
若い星の強力で高エネルギーの磁気活動は、原始惑星系円盤の最深部の磁気流体力学において重要な役割を果たしています。さらに、関連するUVおよびX線の放出が光化学を決定します。さらに、コロナ活動は生まれたばかりの太陽系外惑星の大気に影響を与える可能性があります。UV光子とX線光子がどのように生成され、どのようにして円盤を照らすのかはよくわかっていません。今回我々は、低質量（M1型）前主系列星DMタウの光学・赤外（OIR）測光モニタリング観測と高角分解能センチメートルバンド画像の解析について報告する。私たちは、OIR測光光度曲線が周期的な変動を示していることを発見しました。これは、ホストの若い星が出生円盤と同じ方向に回転しており、少なくとも1つの巨大なコールドスポットをホストしていることと一致しています。さらに、DMタウ円盤内のイオン化ガスが局在しており、その空間分布が時間とともに変化していることも解明しました。巨大なコールドスポットが周囲の円錐状領域を照らす主要な異方性のUVおよび/またはX線源である場合、現在の観察はすべて首尾一貫して解釈できます。これらの結果は、太陽系外惑星の周囲の宇宙天気と生命の起源を理解する上で、高エネルギー原始星の放出の詳細な理論モデルが不可欠であることを示している。
完全対流境界における星のスピンダウンの法則の突然の変化
| Title |
An_abrupt_change_in_the_stellar_spin-down_law_at_the_fully_convective_boundary |
| Authors |
Yuxi_Lu,_Victor_See,_Louis_Amard,_Ruth_Angus,_Sean_P._Matt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09119 |
太陽のような磁気ダイナモを生成する際の放射コアの存在の重要性はまだ不明です。星の解析モデルと磁気流体力学シミュレーションは、星の放射核とその対流帯の間の薄層がせん断を引き起こし、太陽のようなダイナモの重要な特性を再現する可能性があることを示唆しています。しかし、最近の研究では、完全対流星と部分対流星が非常に類似した周期活動関係を示すことが示唆されており、放射核を持つ星と持たない星によって生成されるダイナモが同様の特性を保持していることが示唆されています。ここで、運動学的年齢を使用して、完全な対流境界を横切る星のスピンダウンの法則の突然の変化を発見しました。我々は、完全対流星はより高い角運動量損失率を示し、これは完全対流境界付近で部分対流星よりも特定の角速度に対して$\sim$2.25倍高いトルクに相当することがわかりました。これには、$\sim$2.5倍大きい双極子場の強度、$\sim$4.2倍大きい質量損失率、またはこれら両方の因子の組み合わせが必要です。恒星風のトルクは主に大規模な磁場と質量損失率に依存しており、これらはどちらも磁気活動に由来するため、観察されたスピンダウン則の突然の変化は、部分的対流星のダイナモと完全な対流星のダイナモが根本的に異なる可能性があることを示唆している
惑星間III型電波バーストの発生源位置と異方性電波散乱
| Title |
Source_positions_of_an_interplanetary_type_III_radio_burst_and_anisotropic_radio-wave_scattering |
| Authors |
Xingyao_Chen,_Eduard_P._Kontar,_Nicolina_Chrysaphi,_Peijin_Zhang,_Vratislav_Krupar,_Sophie_Musset,_Milan_Maksimovic,_Natasha_L._S._Jeffrey,_Francesco_Azzollini,_Antonio_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09160 |
惑星間太陽電波タイプIIIバーストは、惑星間媒体中を伝播する高エネルギー電子を遠隔で研究および追跡する手段を提供します。直接的な放射線源の画像化ができないため、宇宙ベースの観測から放射線源の位置を決定するためのいくつかの方法が開発されてきました。さらに、どの方法も、電波の軌道を大きく歪め、到達時間を遅らせ、見かけの特性に影響を与える異方性電波散乱の伝播効果を考慮していません。パーカーソーラープローブ、ソーラーオービター、STEREO、Windによって同時に観測された惑星間タイプIIIバーストの発生源の位置と指向性を調査し、強度フィット法とタイミング法を適用した結果を電波伝播のレイトレーシングシミュレーションと比較します。異方性の密度変動。シミュレーションでは、光線の軌道、さまざまな観察場所での時間プロファイル、およびさまざまな密度変動パラメーターの見かけの特性が計算されます。結果は、観測された発生源の位置が放出が生成される場所から離れていて、推定される半径方向の距離が密度モデルから予想されるよりも大きいことを示しています。これは、見かけの位置が異方性電波散乱の影響を受けており、その結果、見かけの位置が太陽からより遠い地心距離にあることを示唆しています。発生源の位置を決定する方法では、本質的な発生源の位置に近い観察場所での電波伝播の経路と不完全な散乱を考慮しない場合、見かけの位置が過小評価される可能性があります。
RR Lyr 星と疑われる NSV 14172 と NSV 14264 の観測
NSV14264とNSV14172はRRLyr型の変光星であると疑われています(Brun,1964)。直径25センチの望遠鏡を使って2018年10月に3晩にわたって観測された。ASAS-SNの調査データによって完了したこれらの観測により、これら2つの星はRRこと座星ではなく、現在の測光精度の限界内での恒星であるという結論が得られました。GAIAデータの分析により、NSV14264は太陽に似た主系列矮星であるが、NSV14172はHR図においてRRこと座星とCWセファイド星との境界に位置する黄色巨星であることがわかります。ただし、大きな振幅で脈動することはありません。
古典新星 YZ Ret の多波長光曲線解析: 普遍的な衰退則の星雲相への拡張
| Title |
A_multiwavelength_light_curve_analysis_of_the_classical_nova_YZ_Ret:_An_extension_of_the_universal_decline_law_to_the_nebular_phase |
| Authors |
Izumi_Hachisu,_Mariko_Kato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09218 |
YZRetは、X線フラッシュで検出された最初の古典新星であり、光学、X線、ガンマ線でもよく観測されています。観測特性を説明する包括的なモデルを提案します。白色矮星の質量は、YZRetの光学、X線、ガンマ線までの多波長光曲線を再現する$\sim1.33~M_\odot$と決定されます。風が衝突するため、光球のはるか外側で衝撃が自然に発生することを示します。導出された衝撃の寿命は、輝線の時間的変動の一部を説明します。衝撃を受けたシェルは星雲相の光束に大きく寄与します。星雲相における殻放出の減少傾向は$\proptot^{-1.75}$に近く、古典新星の普遍的な減少則と同じです($t$は爆発からの時間です)。
NUV から MIR までの Mg I のモデリング。 II.優れたモデルのテスト
目的。私たちは、太陽(dG2)、HD22049(dK2、エリダヌス座イプシロン座)、GJ832(dM2)、およびGJ581(dM3)といったさまざまなスペクトルタイプの星の大気モデルを使用して、新しい原子モデルをテストしました。方法。新しいブライト・パウリ歪波(DW)多重構成計算を使用しました。これは、中赤外(MIR)範囲の多くの遷移に関連することが判明しました。MgIの新しい原子モデルには以下が含まれます。i)スーパーレベルを含む、DW法による再計算されたECSデータ。ii)非局所熱力学的平衡(NLTE)母集団計算の場合、5676の理論遷移が追加されました(3001期間)。iii)これらの改良点はすべて、太陽と上に挙げた星で研究されました。結果。実効温度が異なる星の電離状態間のMg分布を比較しました。太陽とエリダヌス座イプシロンでは、MgIIが95%以上を占め、GJ832とGJ581ではMgIが人口の72%以上を占めています。さらに、後者の星では、大気中のMg形成分子の量が少なくとも2桁多くなります。NLTE母集団に関しては、出発係数のばらつきが顕著に小さいことがわかり、新しいモデルの母集団結合がより優れていることを示しています。古いおよび新しいMgI原子モデルで計算された合成スペクトルを比較すると、これらの結果は、可視範囲では最小限の違いが示されていますが、すべての星について赤外域ではより強力です。この領域のラインをインジケーターとして使用する場合は、この点を考慮する必要があります。それにもかかわらず、スペクトルの種類にいくつかの変化が見つかり、異なる大気条件で原子モデルをテストする必要性も強調されました。最も顕著な変化はFUVとNUVで発生し、スペクトルの種類に関係なく、新しい原子モデルでより高いフラックスが得られました。
7つの磁気DA白色矮星におけるバイナリ進化の兆候
| Title |
Signs_of_Binary_Evolution_in_7_Magnetic_DA_White_Dwarfs |
| Authors |
Adam_Moss_(1),_Mukremin_Kilic_(1),_P._Bergeron_(2),_Megan_Firgard_(1),_Warren_Brown_(3)_((1)_University_of_Oklahoma,_(2)_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(3)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09254 |
二重縮退体であると推定される7つの磁気白色矮星のスペクトル分析に関する発見を紹介します。私たちはジェミニ天文台で時間分解分光法を取得し、連星性や高速回転の証拠を探しました。ゼーマン分割H$\alpha$コンポーネントのシフト位置に基づいて、ターゲットのうち3つの回転周期が1時間未満であることがわかります:13、35、および39分、そしてもう1つのターゲットは長さが~時間であることがわかります。現在制限されていない期間。オフセット双極子モデルを使用して、各ターゲットの傾斜、磁場強度、双極子オフセットを決定します。当社の高速回転子の平均表面磁場強度は、異なるスペクトル間で1～2MG異なります。いずれの場合も、観察された吸収特徴はモデルと比較して浅すぎます。これは、3つの低質量ターゲットの伴星からの余分なフラックスによるものである可能性がありますが、サンプルの大部分は不均一な表面組成を必要とする可能性があります。文献に示されている同様の特性を持つ追加の磁性白色矮星を含めると、このサンプルの8つのターゲットのうち5つが分/時間のタイムスケールで場の変動を示すことがわかります。結晶化駆動ダイナモは、$0.7~M_{\odot}$を超える質量を持つ3つのターゲットの磁場を説明できる可能性がありますが、高速回転を説明するには別のメカニズムがまだ必要です。我々は、急速な回転や低質量が、これら8つのターゲットのうち7つにおける磁気の発生源として考えられるバイナリー進化を示していることを示唆しています。
電波からX線まで検出された連星の5.3分周期のパルス白色矮星
| Title |
A_5.3-minute-period_pulsing_white_dwarf_in_a_binary_detected_from_radio_to_X-rays |
| Authors |
Ingrid_Pelisoli,_T._R._Marsh,_David_A._H._Buckley,_I._Heywood,_Stephen._B._Potter,_Axel_Schwope,_Jaco_Brink,_Annie_Standke,_P._A._Woudt,_S._G._Parsons,_M._J._Green,_S._O._Kepler,_James_Munday,_A._D._Romero,_E._Breedt,_A._J._Brown,_V._S._Dhillon,_M._J._Dyer,_P._Kerry,_S._P._Littlefair,_D._I._Sahman,_J._F._Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09272 |
白色矮星は最も一般的な星の化石です。バイナリの場合、それらは銀河内のコンパクトオブジェクトバイナリの主要な形式を構成し、バイナリの形成と進化のさまざまな側面についての洞察を提供できます。これまでに確認された最も注目すべき白色矮星の連星系の1つはARScorpii(以下、ARSco)です。ARScoは、M型矮星と3.56時間の軌道で高速回転する白色矮星で構成されています。幅広い波長にわたって1.97分の周期でパルス状の発光を示すため、白色矮星パルサーとして知られています。パルスのメカニズムとARScoの進化的起源は両方とも、理論モデルに課題をもたらします。今回我々は、ARScoの最初の兄弟であるJ191213.72-441045.1(以下、J1912-4410)の発見を報告します。J191213.72-441045.1(以下、J1912-4410)は、M矮星とともに4.03時間の軌道に白色矮星を宿し、周期5.30分のパルス発光を示します。分。この発見は、連星白色矮星パルサーをクラスとして確立し、提案されている白色矮星パルサーの形成モデルのサポートを提供します。
インフレトン破砕後の再加熱
自己相互作用の存在下では、インフレトン場のインフレ後の発展は、その変動の共鳴成長によって非線形領域に追い込まれます。かつて空間的に均一だったコヒーレントなインフレトンは、消滅しない運動量を持つインフレトン粒子の集合に変換されます。断片化により、再加熱時代におけるインフレトンの子孫へのエネルギー伝達率が大幅に変化します。この研究では、粒子生成速度に対する断片化の影響を定量化するための形式主義を導入し、対応する再加熱温度を含むインフレトンと放射エネルギー密度の変化を決定します。四次最小値を持つインフレトンポテンシャルの場合、逆反応後の再加熱の効率は大幅に低下しますが、十分に大きなカップリングではビッグバン元素合成の限界を超える温度につながる可能性があることがわかりました。さらに、格子シミュレーションを使用して、スカラー不均一性を源とする誘導重力波のスペクトルを推定し、検出可能性の見通しについて議論します。ボルツマン手法により、このスペクトルの主な特徴のいくつかを正確に予測できることがわかりました。
強結合ハイブリッドスピンシステムによる暗黒物質探索
| Title |
Dark_matter_search_with_a_strongly-coupled_hybrid_spin_system |
| Authors |
Kai_Wei,_Zitong_Xu,_Yuxuan_He,_Xiaolin_Ma,_Xing_Heng,_Xiaofei_Huang,_Wei_Quan,_Wei_Ji,_Jia_Liu,_Xiaoping_Wang,_Jiancheng_Fang,_Dmitry_Budker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08039 |
観測証拠は、宇宙の物質の約$84.4\%$を構成する暗黒物質(DM)の存在を示唆しています。卓上量子センサー技術の最近の進歩により、DMの非重力相互作用の探索が可能になりました。ChangEと名付けられた私たちの実験では、結合ホット原子集合体を利用して、光暗黒物質と新しい物理学を探索します。私たちは、高い感度を維持しながら$^{21}$Ne核スピンの帯域幅を3桁拡大する強結合ハイブリッドスピン共鳴(HSR)領域を特定しました。低周波数の自己補償モード(SC)と組み合わせて、$[0.01,1000]$Hzの範囲のコンプトン周波数を持つアクシオン状暗黒物質の包括的な広帯域探索を提案します。確率的効果を考慮して、中性子および陽子とのDM相互作用に新しい制約を設定しました。アクシオン-中性子結合の場合、結果は周波数範囲$[0.02,4]$Hzで$|g_{ann}|\le3\times10^{-10}$という低い値に達し、天体物理学の限界を超え、以下の結果が得られます。$[10,100]$Hz範囲の最も強い実験室制約。アクシオンと陽子の結合については、100Hz未満の周波数に対して最適な地球上の制約を提供します。
深層学習の物理ワークフローへの応用
| Title |
Applications_of_Deep_Learning_to_physics_workflows |
| Authors |
Manan_Agarwal,_Jay_Alameda,_Jeroen_Audenaert,_Will_Benoit,_Damon_Beveridge,_Meghna_Bhattacharya,_Chayan_Chatterjee,_Deep_Chatterjee,_Andy_Chen,_Muhammed_Saleem_Cholayil,_Chia-Jui_Chou,_Sunil_Choudhary,_Michael_Coughlin,_Maximilian_Dax,_Aman_Desai,_Andrea_Di_Luca,_Javier_Mauricio_Duarte,_Steven_Farrell,_Yongbin_Feng,_Pooyan_Goodarzi,_Ekaterina_Govorkova,_Matthew_Graham,_Jonathan_Guiang,_Alec_Gunny,_Weichangfeng_Guo,_Janina_Hakenmueller,_Ben_Hawks,_Shih-Chieh_Hsu,_Pratik_Jawahar,_Xiangyang_Ju,_Erik_Katsavounidis,_Manolis_Kellis,_Elham_E_Khoda,_Fatima_Zahra_Lahbabi,_Van_Tha_Bik_Lian,_Mia_Liu,_Konstantin_Malanchev,_Ethan_Marx,_William_Patrick_McCormack,_Alistair_McLeod,_Geoffrey_Mo,_Eric_Anton_Moreno,_Daniel_Muthukrishna,_Gautham_Narayan,_Andrew_Naylor,_Mark_Neubauer,_Michael_Norman,_Rafia_Omer,_Kevin_Pedro,_Joshua_Peterson,_Michael_P\"urrer,_Ryan_Raikman,_Shivam_Raj,_George_Ricker,_Jared_Robbins,_Batool_Safarzadeh_Samani,_Kate_Scholberg,_Alex_Schuy,_Vasileios_Skliris,_Siddharth_Soni,_Niharika_Sravan,_Patrick_Sutton,_Victoria_Ashley_Villar,_Xiwei_Wang,_Linqing_Wen,_Frank_Wuerthwein,_Tingjun_Yang,_Shu-Wei_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08106 |
現代の大規模物理実験では、GoogleCloudやNetflixなどの業界リーダーのデータセットを超える可能性のあるサイズとストリーミングレートのデータセットが作成されます。これらのデータセットを完全に処理するには、十分な計算能力と効率的なワークフローの両方が必要です。機械学習(ML)と人工知能(AI)の最近の進歩により、既存のドメイン固有のアルゴリズムが改善または置き換えられ、ワークフローの効率が向上します。これらのアルゴリズムは、現在のアルゴリズムの物理パフォーマンスを向上させるだけでなく、特にGPUやFPGAなどのコプロセッサで実行する場合、より高速に実行できることがよくあります。2023年の冬、MITはMITワークショップでMLによる加速物理学を主催しました。このワークショップでは、重力波物理学、マルチメッセンジャー天体物理学、素粒子物理学の研究者が集まり、MLツールをワークフローに統合するための現在の取り組みについて話し合い、共有しました。次のホワイトペーパーでは、このワークショップで議論されたアルゴリズムとコンピューティングフレームワークの例に焦点を当て、関連分野の当面の将来に予想されるコンピューティングニーズをまとめています。
$a_0(980)$ 中間子効果を伴うパリティ二重項モデルに基づく中性子星物質の研究
| Title |
A_study_of_neutron_star_matter_based_on_a_parity_doublet_model_with_$a_0(980)$_meson_effect |
| Authors |
Yuk_Kei_Kong,_Takuya_Minamikawa,_Masayasu_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08140 |
キラルSU(2)に基づいて$a_0$中間子を含めたパリティ二重項モデルを構築することにより、等ベクトルスカラー中間子$a_0$(980)が核物質と中性子星(NS)物質の性質に及ぼす影響を研究します。)$_L\times$SU(2)$_R$対称。飽和時の傾きパラメータを調整するための$\omega$-$\rho$混合寄与も含めます。核子$m_0$のキラル不変質量が約800MeVより小さい場合、$a_0$(980)の存在により$\rho$中間子の反発結合が強化され、対称エネルギーが拡大することが分かりました。一方、$a_0$(980)と核子との湯川結合が小さい$m_0$が大きい場合、$\omega$-$\rho$混合の影響により対称エネルギーが減少する。次に、中性子星物質の状態方程式(EoS)を構築し、NSの質量と半径の関係を取得します。$m_0$のほとんどの選択において、$a_0$(980)の存在によりEoSが強化され、NSの半径が大きくなることがわかります。次に、NSの観測データから核子のカイラル不変質量を制約し、$L_0=57.7$MeVの場合$580\,\text{MeV}\lesssimm_0\lesssim860\,\text{MeV}$であることがわかります。
スケーリングされた構造方程式の解剖による中性子星の核状態
| Title |
Core_States_of_Neutron_Stars_from_Anatomizing_their_Scaled_Structure_Equations |
| Authors |
Bao-Jun_Cai,_Bao-An_Li_and_Zhen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08202 |
中性子星(NS)物質の状態方程式(EOS)が与えられると、半径$R_{\での最大質量$M_{\rm{NS}}^{\max}$によって特徴付けられる独特の質量半径系列が存在します。最大}$。まず、$M_{\rm{NS}}^{\max}$と$R_{\max}$が、NS中心圧$P_{\rm{c}}$とNS内部変数を支配する無次元トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ(TOV)方程式を摂動的に分析することによるエネルギー密度$\varepsilon_{\rm{c}}$。次に、元のTOV方程式を数値的に解くことにより、ハドロン-クォーク相転移とハイペロンを考慮した/考慮せずに、広く使用されている87個のかなり多様な現象学的および17個の顕微鏡NSEOSを介してスケーリング関係が検証されます。次に、ブラックホール(BH)に崩壊する前に許容される最も密度の高いNS物質のEOSが取得されます。ユニバーサル$M_{\rm{NS}}^{\max}$および$R_{\max}$スケーリングと、PSRJ0740+6620のNICER(中性子星内部組成エクスプローラー)およびXMM-Newton質量半径観測データの使用、NS中央EOS上の非常に狭い制約バンドが、特定の入力EOSモデルを使用せずに初めてデータから直接抽出されます。
宇宙ひもから繰り返される重力波のバースト
| Title |
Repeated_Gravitational_Wave_Bursts_from_Cosmic_Strings |
| Authors |
Pierre_Auclair_and_Dani\`ele_A._Steer_and_Tanmay_Vachaspati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08331 |
宇宙ひもの特徴的な観測上の特徴は、持続時間の短い重力波(GW)バーストです。これらはLIGO-Virgo-KAGRA(LVK)コラボレーションによって検索されており、LISAを使用して検索されます。宇宙ひものループは時間の経過とともに準周期的に進化し、常に空の本質的に同じ位置から現れるため、これらのバースト信号は繰り返されることを指摘します。LVKとLISAのGWリピーターの数を推定し、プローブできる弦の張力が検出器の感度の6乗に比例することを示し、将来のGW検出器での検出への期待が高まります。同じ宇宙ひもループからの繰り返しのGWバーストの観察は、GW波形パラメータと空の位置を区別するのに役立ちます。
円形性を超えて回転するブラックホールの共鳴軌道: パラメーターシフトに沿った不連続性
| Title |
Resonant_orbits_of_rotating_black_holes_beyond_circularity:_discontinuity_along_parameter_shift |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Hsu-Wen_Chiang_and_Avani_Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08356 |
一般相対性理論によれば、真空中の孤立したブラックホールはカー計量によって記述され、その測地方程式は積分可能です。可積分性の違反は、ブラックホールの周りを移動する粒子にカオスをもたらします。このカオス的な力学は、関連する重力波形に痕跡を残す可能性があり、今後の観測でテストされる可能性があります。この論文では、特定の時空対称性、つまり円形性の破れによって引き起こされるカオス的な軌道力学を調査します。具体的には、例として特定の非円形時空の共鳴軌道に焦点を当て、それらが断面のポアンカレ面上にバーコフ島の連鎖を形成していることを発見しました。この島の構造を、典型的な非可積分であるが円形の時空で生成されたものと比較します。非円形性によって引き起こされる安定性の島は、赤道面での断面の最も一般的なポアンカレ面上で非対称に見えます。島の非対称パターンは、時空パラメータが可積分領域を通過するときに不連続に変化します。このような特徴の起源は、セクション上の安定した固定点に関連付けられた軌道を考慮することにより、摂動解析の文脈で説明されます。重力波検出による円形性のテストに関する観測上の可能性について議論します。
進化する法則と宇宙エネルギー
私たちは物理法則の進化の問題とエネルギー保存の違反の問題を結びつけます。我々は、単モジュール重力の1つの定式化に関連する手順を模倣して、「定数」($\Lambda$、プランク質量、重力結合など)と正準的に双対な時間変数の観点から進化を定義します。次に、これらのクロックに対する{\itother}の基本的な「定数」の依存性を介して変動性を導入します。これは必須ではありませんが、この手順が局所ローレンツ不変性に違反すると、より鮮明な結果が得られます。これは、ホラヴァ・リフシッツ理論の精神で定義されます($3+1$分割アクションを修正するため、ローレンツ不変4D再アセンブリはもはや不可能になります)）。私たちは、物質パラメータが重力時計の関数として変化する場合、または重力パラメータが物質時計に依存し、その他の組み合わせが不毛である場合、「物理法則」の変動が一般にエネルギー保存の違反につながることを発見しました。これをさまざまな時計(物質、光の速度、リッチスカラーなどに関連)とパラメーター(主に重力と物質の光の速度だけでなく、宇宙定数も)を使って説明します。この構造では、平坦性と宇宙定数の問題に対するいくつかの初期の光速度変化の解決策を取り入れる(そして改善する)ことができ、空間曲率と$\Lambda$に関連する変動効果を考慮して、放射線とホットビッグバンの生成を引き起こすことができます。しかし、それをはるかに超えることもできます。たとえば、$c^2$の符号の変化による署名の変化をモデル化することで、ハートル・ホーキングの無境界提案の{\it古典的な}実現や他の開発を得ることができます。
インフレ後のダークマター粒子の生成: 最小ではない自然なインフレシナリオ
| Title |
Post-inflationary_production_of_particle_Dark_Matter:_non-minimal_Natural_inflationary_scenarios |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Maxim_Yu._Khlopov,_Zygmunt_Lalak,_Shiladitya_Porey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08675 |
私たちは、曲率スカラー$と非最小結合しているアクシオン状の疑似南部ゴールドストーン粒子$\varphi$によって駆動される、ゆっくりとしたロールインフレーションに続く再加熱時代における非熱フェルミオン暗黒物質粒子の生成を調査します。{\calR}$。2つのタイプの非最小結合を考慮します。1つは$\xi\varphi^2{\calR}$(NM-Nと呼ばれます)で、もう1つは$\alpha\left(1+\cos\left(\frac{\varphi}{f_a}\right)\right)$(NMP-Nと呼ばれます)、$\alpha$と$\xi$は無次元パラメーター、$f_a$はエネルギースケールです。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射線測定から現在の限界を満たす両方のインフレシナリオのベンチマーク値を決定し、インフレトンの質量が$\sim{\calO}\left(10^{12}\right)\text{であることがわかります。インフレシナリオとテンソル対スカラー比の両方に対するGeV}$、$r\sim0.0177$(NM-Nの場合)および$\sim0.0097$(NMP-Nの場合)は、スカラー上の$1-\sigma$等高線内に収まりますPlanck2018+Bicep3+KeckArray2018の共同解析のスペクトルインデックスと$r$面の関係を示しており、将来のCMB観測によって調べることができます。シモンズ天文台。次に、インフレトンと暗黒物質の間の結合値$y_\chi$が満たされる場合、インフレトンの崩壊によって生成される暗黒物質粒子は、現在の冷たい暗黒物質(CDM)の収量やその他の宇宙論的制約と完全に一致する可能性があることを示します。、暗黒物質の質量$m_\chi$は$10^{-6}\gtrsimy_\chi\gtrsim10^{-17}$と${\calO}(1\text{GeV)の範囲内にあります})\lesssimm_\chi\lesssimm_\phi/2$、ここで$m_\phi$はインフレトンの質量を表します。$y_\chi$と$m_\chi$の正確な範囲は、さまざまなベンチマーク値や、インフレのエネルギースケールや$r$などのインフレパラメータによって異なります。そのうちのいくつかは、次世代CMB実験の範囲内にあります。
ゲルマニウムクロスストリップ検出器における電子および正孔トラップの特性評価と補正
| Title |
Characterizing_and_correcting_electron_and_hole_trapping_in_germanium_cross-strip_detectors |
| Authors |
Sean_N._Pike,_Steven_E._Boggs,_Jacqueline_Beechert,_Jarred_Roberts,_Albert_Y._Shih,_John_A._Tomsick,_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08778 |
3つのCOSIゲルマニウムクロスストリップ検出器における電子および正孔のトラップの測定結果を示します。相互作用深さの関数として相対電荷収集効率(CCE)を特徴付けることにより、電子と正孔の両方の固有のトラップが検出器の分光性能に大きな影響を与えることを示します。電子と正孔の両方のトラップが検出器ごとに異なることがわかり、経験的なトラップ測定と補正の必要性が実証されました。電荷トラップの測定を使用して、深さに依存する連続的な2次エネルギー補正手順を開発します。この経験的なトラッピング補正を適用すると、スペクトル分解能とエネルギー再構成の精度が大幅に向上することを示します。
| Title |
Detecting_intermediate-mass_black_hole_binaries_with_atom_interferometer_observatories:_Using_the_resonant_mode_for_the_merger_phase |
| Authors |
Alejandro_Torres-Orjuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08898 |
AION、ZAIGA、AEDGEなどの原子干渉検出器は、宇宙ベースの大型レーザー干渉計LISA/TianQin/Taijiと地上施設LIGO/Virgo/KAGRAの間の帯域をカバーするdHzの重力波(GW)を検出できるようになります。彼らは、質量範囲$10^2-10^5\,{\rmM_\odot}$の中間質量ブラックホール(IMBH)を含むGW源の後期吸気と合体を検出するでしょう。AIONのノイズ曲線を使用して、IMBHバイナリのパラメータをどの程度正確に測定できるかを研究します。さらに、バイナリの初期吸気を通常の広帯域モードを使用して検出し、併合を共鳴モードを使用して検出する検出スキームを提案します。このような検出スキームを使用すると、ブロードバンドモードを使用した信号の完全な検出と比較して、検出の信号対雑音比(SNR)およびパラメータの検出精度が向上できることがわかりました。さらに、ショート($30\,{\rms}$)とロング($600\,{\rms}$)の場合を研究して、広帯域モードから共振モードに切り替える際に必要な検出ギャップの影響を評価します。ギャップ。ギャップが短いほどSNRと検出精度の改善が大きくなりますが、ギャップが長い場合でも、このような方式は有益であることがわかりました。
私たちはアクシオンの動機をレビューし、ベンチマークアクシオンモデルについて議論し、ハンブルクで進行中および計画されているアクシオン実験とその発見の可能性について報告します。
$E\,=\,$320-620~keV および 422~keV 共鳴における $^{12}$C(p,$\gamma$)$^{13}$N
反応の $S$-factor が改善されました
| Title |
Improved_$S$-factor_of_the_$^{12}$C(p,$\gamma$)$^{13}$N_reaction_at_$E\,=\,$320-620~keV_and_the_422~keV_resonance |
| Authors |
J._Skowronski,_E._Masha,_D._Piatti,_M._Aliotta,_H._Babu,_D._Bemmerer,_A._Boeltzig,_R._Depalo,_A._Caciolli,_F._Cavanna,_L._Csedreki,_Z._F\"ul\"op,_G._Imbriani,_D._Rapagnani,_S._R\"ummler,_K._Schmidt,_R._S._Sidhu,_T._Sz\"ucs,_S._Turkat,_A._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09022 |
12C(p,{\gamma})13N反応は、大質量星、赤色星、漸近巨大枝星、新星の元素合成を駆動するCNOサイクルとホットCNOサイクルの両方の開始プロセスです。12C(p,{\gamma})13Nの割合は、安定な12,13C核種の最終存在量に影響を及ぼし、隕石炭素同位体存在量とsプロセス中性子源強度に影響を及ぼします。ここでは、12C(p,{\gamma})13N断面の新しい地下測定が報告されています。ドレスデン（ドイツ）のフェルゼンケラー浅地下研究所で得られた現在のデータは、高温での速度を支配する広くて制約が不十分なE=422keV共鳴を含む、320～620keVの質量中心エネルギー範囲を網羅しています。この研究のS因子の結果は、文献より25%低く、新しい包括的なRマトリックスフィットに含まれており、13Nの1+第一励起状態のエネルギーは2369.6(4)keVであることがわかります。陽子幅はそれぞれ0.49(3)eVと34.9(2)keV。現在のRマトリックスの適合と外挿に基づいて、新しい反応速度が提案されます。
円軌道上の二体系における重力放射線と質量変動の間の競合効果
| Title |
Competitive_effects_between_gravitational_radiation_and_mass_variation_for_two-body_systems_in_circular_orbits |
| Authors |
Baptiste_Blachier,_Aur\'elien_Barrau,_Killian_Martineau,_Cyril_Renevey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09069 |
この研究は、質量変動を受けながら重力波を発する連星系の軌道分離、合体時間、および軌道周波数に関する低次の一般的な解析解を提供します。質量導関数の指数に応じた特定の特徴が詳細に調査されます。現象学的に興味深い2つのケースが明確に考慮されています:i)ホーキング蒸発を受けた2つの軽い原始ブラックホールによって形成された連星、およびii)幻の暗黒エネルギーのボンダイ付加によって駆動される天体。システムの複雑な非単調な動作を含む3つの異なるレジームが発生することが示されています。私たちは、それらの現象に関連する可能性のある微妙な痕跡を研究しています。実行されたさまざまな仮説の妥当性条件の慎重な分析が最終的に実行されます。
$\mathbb{T}^{2}$- インフレ: エネルギーと運動量の二乗重力を源とする
| Title |
$\mathbb{T}^{2}$-_inflation:_Sourced_by_energy-momentum_squared_gravity |
| Authors |
Seyed_Ali_Hosseini_Mansoori,_Fereshteh_Felegary,_Mahmood_Roshan,_Ozgur_Akarsu,_Mohammad_Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09181 |
この論文では、関数$f(\mathbb{T}^2)\propto(アインシュタイン・ヒルベルト作用の\mathbb{T}^2)^{\beta}$。$\beta$は定数、$\mathbb{T}^2\equivT_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$ここで、$T_{\mu\nu}$はエネルギー運動量テンソルであり、べき乗則ポテンシャルを持つ単一のスカラー場を表すと考えられます。我々は、EMSG項の存在により、単体単項カオスインフレーションモデルが現在の観測上の制約内に収まることを可能にし、そうでなければプランクとBICEP/Keckの発見によって不利になることを実証します。EMSGでカオスポテンシャルを持つ非正準ラグランジアンを使用すると、非ガウス性パラメーター$f_{\rmNl}^{\rmequi}$の値が大幅に大きくなる可能性があるのに対し、正準ラグランジアンを使用したEMSGフレームワークでは次の値が得られることを示します。標準的な単一フィールドモデルと同様の結果が得られます。
中性子星星地震学における強固な普遍的関係
| Title |
Robust_universal_relations_in_neutron_star_asteroseismology |
| Authors |
Deepak_Kumar,_Tuhin_Malik,_Hiranmaya_Mishra,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09277 |
中性子星(NS)の非放射状振動は、中性子星物質(NSM)の組成を調べるための有用なツールとして提案されています。この範囲を念頭に置いて、我々は、核物質の性質と一致する多数の状態方程式(EOS)と、低密度および摂動的なQCDEOSのキラル有効場理論(chEFT)計算に基づいた純中性子物質EOSを検討します。非常に高い密度。このEOSの集合は、天文観測、GW170817の重力波、中性子星内部組成ExploreR(NICER)からの質量と半径の測定結果とも一致しています。このような多数のEOSを使用して、四極$f$モードの周波数、質量、半径間の既知の普遍関係(UR)の堅牢性を分析し、$f$モードの周波数とNSの半径。このような相関関係は、近い将来$f$モード周波数の測定から半径を正確に決定するのに非常に役立ちます。また、質量2.0M$_\odot$以上のNSの四極$f$モード周波数が、物理的に現実的なEOSのこのアンサンブルでは$\sim$2-3kHzの範囲にあることも示します。低い$f$モード周波数を持つ質量2M$_{\odot}$のNSは、非核自由度の存在を示している可能性があります。
