膨張光球法によるキロノバのハッブル定数の測定
| Title |
Measuring_the_Hubble_constant_with_kilonovae_using_the_Expanding_Photosphere_Method |
| Authors |
Albert_Sneppen,_Darach_Watson,_Dovi_Poznanski,_Oliver_Just,_Andreas_Bauswein_and_Rados{\l}aw_Wojtak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12468 |
中性子星(NS)合体からの重力波(GW)標準サイレンは、ハッブル定数の適切な測定を提供することが提案されていますが、この論文では、拡張光球法(EPM)またはスペクトルフィッティング拡張大気法のバリエーションをどのように使用するかを示します。、合併に関連するキロノバエ(KNe)に適用すると、個々の合併に対して独立した潜在的にパーセント精度の距離測定を提供できます。KN-EPMは、超新星におけるこの方法に一般的に伴う大きな不確実性を次の4つの理由で克服します。1)初期の連続体は黒体スペクトルによって非常によく再現され、2)電子散乱による不透明度による希釈効果は無視できる可能性が高く、3)爆発時間はGW検出により正確にわかります。4)噴出物の形状は、少なくとも場合によっては非常に球形であり、線形状解析から制約を受けることができます。初期のVLT/XシュータースペクトルAT2017gfoの分析を提供し、光度距離をどのように決定できるかを示し、$D_L=44.5\pm0.5\,$Mpcという光度距離を見つけます。これは、以下と一致しますが、より正確です。以前の方法。私たちは支配的な系統的不確実性を調査しますが、黒体光球を仮定する単純なフレームワークでは時間依存の3次元放射伝達効果を完全には考慮していないため、この距離は予備的なものとして扱う必要があります。光度距離は推定ハッブル定数$H_0=67.1\pm3.4\,$km$\,$s$^{-1}\,$Mpc$^{-1}$に対応します。ここで支配的な不確実性が原因となります。ホストの固有速度のモデリングに。また、LIGOコラボレーションGW検出器の今後のO4およびO5実行による将来のKN-EPM分析から予想される$H_0$の制約を推定します。この場合、5〜10個の同様のKNeが1%の精度の宇宙論的制約を生成します。
弱いもの、強いもの、そして醜いもの -- 相互作用する段階的な暗放射の比較分析
| Title |
The_weak,_the_strong_and_the_ugly_--_A_comparative_analysis_of_interacting_stepped_dark_radiation |
| Authors |
Nils_Sch\"oneberg,_Guillermo_Franco_Abell\'an,_Th\'eo_Simon,_Alexa_Bartlett,_Yashvi_Patel,_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12469 |
同じメカニズムでハッブル張力と$S_8$張力の両方に対処するモデルは、一般的に小規模物質のパワースペクトルの再結合前抑制を引き起こします。ここでは、そのような2つのモデルに焦点を当てます。どちらのモデルも、暗黒物質と散乱する自己相互作用する暗黒放射線流体を導入しており、遷移赤方偏移の周囲でその存在量に段階があります。1つのモデルでは、相互作用は弱く、すべての暗黒物質との相互作用ですが、もう1つのモデルでは、相互作用は強いですが、暗黒物質の一部とのみです。弱い相互作用の場合は、両方の張力に同時に対処でき、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、パンテオンIa型超新星、低赤方偏移バリオン音響振動データと高赤方偏移バリオン音響振動データの組み合わせのプランク測定によく適合します。強く相互作用するモデルでは、両方の緊張を同時に大幅に緩和することはできません。高解像度の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定(ACTDR4およびSPT-3G)の追加により、ハッブル張力に対処する両方のモデルの能力がわずかに制限されます。BOSSDR12LRGおよびeBOSSDR16QSOデータの大規模構造解析の有効場理論の使用により、$S_8$緊張に対処する能力がさらに制限されます。両方の緊張に対処するメカニズムに何が必要かについて一般的な結論を引き出すために、これらのモデルがこれらのデータセットにどのように応答するかを詳細に調査します。CMBデータを適合させるには、物質のパワースペクトルの抑制の時間依存性が中心的な役割を果たしていることがわかりました。
計量形式主義内の実行可能な $f(R)$ モデルの制約を更新することで、宇宙の加速膨張を調査する
| Title |
Investigating_the_accelerated_expansion_of_the_Universe_through_updated_constraints_on_viable_$f(R)$_models_within_the_metric_formalism |
| Authors |
Kumar_Ravi,_Anirban_Chatterjee,_Biswajit_Jana_and_Abhijit_Bandyopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12585 |
修正された重力理論には、観測された宇宙の遅い時間の加速膨張を解明しようとする$f(R)$モデルのクラスが含まれます。この研究では、最近の宇宙論的データセット(Ia型超新星データ、宇宙データ)を使用して、計量形式主義で一連の実行可能な$f(R)$モデル(Hu-Sawicki:2つのケース、サトロビンスキー、辻川、指数関数モデルおよびarcTanhモデル)を検証します。クロノメーター観測、バリオン音響振動データ、H\textsc{ii}スターバースト銀河からのデータ、およびハッブルパラメーター$H_0$の局所測定。モデルパラメーターは、モンテカルロマルコフ連鎖法によるベイジアン分析を使用して制約されます。赤池情報量基準、ベイズ情報量基準、縮小カイ二乗統計量などの統計ツールを使用して、これらのモデルの比較調査を行います。遷移赤方偏移、全体状態方程式(EoS)パラメーターの展開、および現在の加速膨張の原因となるコンポーネントのEoSを決定して、膨張の展開を特徴付けます。「ハッブル張力」を考慮して、局所測定からの$H_0$に対してガウス事前分布を使用した場合と使用しない場合の研究を実行しました。結果は次のとおりです:(i)多くの場合、$f(R)$モデルは強い標準の$\Lambda$CDMモデルよりも有利、(ii)いくつかのケースで偏差パラメータ($b$)がゼロから大きく逸脱する、(iii)ローカル$H_0$を含めることで$H_0$の適合値が増加するだけではない(予想通り)しかし、$f(R)$モデルと$\Lambda$CDMモデルの予測間のギャップにも影響し、(iv)私たちのモデルで得られた宇宙の(加速された)膨張を特徴付ける関連量は一貫しています。私たちの調査と結果は、今後の観測を見据えて$f(R)$モデルのさらなる研究を進めるための説得力のある事例を示しています。
暗黒物質の下部構造の探索：ローマンのより深い広域コミュニティ調査
| Title |
Searching_for_dark_matter_substructure:_a_deeper_wide-area_community_survey_for_Roman |
| Authors |
Tansu_Daylan,_Simon_Birrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12864 |
私たちは、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡(\emph{Roman})によって実施される予定の高緯度広域探査をより深く拡張することを推奨します。このより深い層の調査拡張は、さまざまな天体物理学的調査をサポートできますが、銀河ハローの暗黒物質の下部構造を特徴づけ、重力レンズを通じて暗黒物質の微物理を明らかにするのに特に適しています。私たちは、銀河型重力レンズを発見するための\emph{Roman}の期待収量を定量化し、暗黒物質の下部構造を研究するための\emph{Roman}コア群集調査を最適化するための観察の選択を動機付けます。提案された調査では、\emph{Roman}タイル(0.28平方度)ごとに特徴的な下部構造を持つ強力なレンズが平均して1つ見つかり、そのような高品質のレンズが約500個得られると予想されます。このようなより深いレガシー調査により、\emph{Roman}は、10$^7$-10$^{11}$\,M$_{\odot}$。
GWTC-3による重力波を用いた連星ブラックホールの特異速度分布の制約
| Title |
Constraints_on_peculiar_velocity_distribution_of_binary_black_holes_using_gravitational_waves_with_GWTC-3 |
| Authors |
Zhi-Qiang_You,_Zu-Cheng_Chen,_Lang_Liu,_Zhu_Yi,_Xiao-Jin_Liu,_You_Wu_and_Yi_Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12950 |
固有速度は、連星ブラックホールの形成、ダイナミクス、進化、および合体の歴史に関する豊富な情報をコード化しています。この研究では、階層ベイジアンモデルを採用し、固有速度のマクスウェルボルツマン分布を仮定することにより、GWTC-3を使用してバイナリブラックホールの固有速度分布を初めて推定しました。現在のGWTC-3データリリースでは、固有の速度分布パラメータに対する制約がかなり弱く、情報が不足しています。しかし、次世代の地上設置型重力波検出器を使用すると、固有の速度分布の測定を大幅に改善できる可能性があります。たとえば、固有速度分布パラメータの不確実性は、アインシュタイン望遠鏡の$10^3$黄金連星ブラックホールイベントで$\sim$10\%以内に測定されます。したがって、私たちの統計的アプローチは、固有の速度分布に対するロバストな推論を提供すると結論付けます。
再電離時代の中性水素部分の進化による銀河間媒体のシミュレーションに対する新たな制約
| Title |
A_New_Constraint_on_the_Simulation_of_the_Intergalactic_Medium_through_the_Evolution_of_the_Neutral_Hydrogen_Fraction_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
S._Mobina_Hosseini,_Bahareh_Soleimanpour_Salmasi,_Seyed_Sajad_Tabasi,_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12954 |
銀河間物質の熱履歴には、天体物理学と宇宙論の分野で非常に役立つデータが満載です。言い換えれば、この環境をさまざまな赤方偏移で調べることによって、宇宙論と天体物理学の影響を並行して観察することができます。したがって、シミュレーションは、宇宙論と天体物理学の両方の観点から、銀河間物質に適したモデルに到達するための非常に強力なツールです。この研究では、21cmFASTコードを使用して銀河間媒体をシミュレートし、さまざまな初期条件における中性水素部分の変化を比較しました。多くの研究により、銀河間物質の熱履歴における多くの重要な有効パラメータが何の制約もなく任意に決定されており、通常、モデル化には多くの柔軟性があります。それにもかかわらず、この研究では、さまざまなモデルの中性水素割合の変化に焦点を当て、それを観測データと比較することにより、多くのモデルを排除し、十分な精度で観測を確認できる限られたシミュレーションモデルのみを導入しました。この問題は、中性水素の割合によってモデルを制限することに加えて、その変化に影響を与えるパラメーターにも制限を課す可能性があるという点で、非常に重要になります。しかし、将来の研究では、観測データを強化し、その精度を高めることによって、銀河間物質の歴史とより互換性のあるモデルが達成できることを期待しています。
GreenPol の B モード分極予測
| Title |
B-mode_polarization_forecasts_for_GreenPol |
| Authors |
U._Fuskeland,_A._Kaplan,_I._K._Wehus,_H._K._Eriksen,_P._R._Christensen,_S._von_Hausegger,_H._Liu,_P._M._Lubin,_P._R._Meinhold,_P._Naselsky,_H._Thommesen,_A._Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13043 |
我々は、10GHzから44GHzまでの5つの周波数で北銀河半球の最もクリーンな領域を調査することを目的とした仮想の地上ベースのBモード実験であるGreenPolのテンソル対スカラー比の予測を示します。その主な科学目標は、多極子$\ell\lesssim500$での大規模なCMB偏光変動を測定し、それによって原始的なテンソル対スカラー比を制約することです。提案された実験の観測は、グリーンランドの海抜3216メートルの山頂観測所(北緯72度、西経38度)で行われます。この論文では、さまざまな実験設定をシミュレートし、Commanderと呼ばれるベイズ成分分離実装を使用してCMB成分分離後のテンソル対スカラー比の制限を導き出します。提案された実験とプランクHFI観測を組み合わせて偏極熱ダスト放出を抑制すると、ベースライン構成の信頼度95%でr<0.02という予測限界がわかります。この制限は、空の範囲、検出器の重み付け、前景事前分布などを含む一連の重要な実験パラメーターに関して非常に堅牢です。全体として、GreenPolは低周波数で北銀河半球の深いCMB偏光測定を提供する可能性があります。
火星の惑星気候モデルにおける傾斜微気候のモデリング
| Title |
Modelling_Slope_Microclimates_in_the_Mars_Planetary_Climate_Model |
| Authors |
L.Lange,_F.Forget,_E.Dupont,_R.Vandemeulebrouck,_A.Spiga,_E.Millour,_M.Vincendon,_A.Bierjon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12449 |
火星の斜面では、多数の表面現象（霜や氷の堆積物、峡谷、斜面の縞模様、反復する斜面線など）が観察されています。それらの形成は、これまで主に1次元の放射バランスモデルで研究されてきたこれらの斜面の特定の微気候と関連しています。ここで、火星の傾斜は極方向または赤道方向の傾斜によって熱的に表現できること、つまり、日平均、最低、最高の表面温度は、傾斜の南北成分に依存することを示します。この観察に基づいて、我々はここで、粗い解像度の地球規模気候モデルで傾斜微気候を表現するためのサブグリッドスケールのパラメータ化を提案します。このパラメータ化を火星の惑星気候モデルに実装し、表面温度の測定値や傾斜地での霜の検出との比較を通じて検証します。この新しいモデルを使用して、これらの傾斜微気候が季節的なCO2およびH2Oサイクルに大きな影響を与えないことを示します。私たちのモデルはまた、斜面を囲む温暖な平原による大気の加熱を初めてシミュレートしました。活動的な峡谷は、我々のモデルがCO$_2$霜を予測する場所で主に見られ、これは、峡谷の形成が主にCO2氷を含むプロセスに関連していることを示唆しています。しかし、そこで予測された厚さの低さは、大量の氷が関与するメカニズムを除外します。このモデルは、現在および過去の気候における地表と大気の相互作用に関する新しい研究への道を開きます。
太陽系外オールト雲の追跡子としてのポスト主系列系からの星間彗星
| Title |
Interstellar_Comets_from_Post-Main_Sequence_Systems_as_Tracers_of_Extrasolar_Oort_Clouds |
| Authors |
W._Garrett_Levine,_Aster_G._Taylor,_Darryl_Z._Seligman,_Devin_J._Hoover,_Robert_Jedicke,_Jennifer_B._Bergner,_Gregory_P._Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12464 |
星間小天体は、系外惑星系の歴史を探るユニークな探査機です。仮説上の侵入者のクラスの1つは、熱パルス漸近巨大分枝(AGB)主星が質量を失うにつれてポストメインシーケンス中に天の川に放出される系外彗星である「ジュラド」である。この研究では、我々はレガシー時空調査（LSST）がジュラドを検出する見通しを評価し、そのような侵入者が（プレ）主系列中に放出された系外彗星と観測的に区別できるかどうかを調べる。解析的および数値的手法を使用して、主系列進化後の過程で1～8個の太陽質量星から放出される系外オールト雲天体の割合を推定します。私たちは、AGB中の光度の増加と恒星の流出によって小天体がどの程度変化するかを定量化し、一部のジュラドには過揮発性物質が不足している可能性があり、恒星風によって系外彗星の表面全体を覆う塵が堆積する可能性があることが判明した。次に、さまざまなサイズ周波数分布勾配、特徴的なサイズ、および系外オールト雲の小惑星に隔離された総質量について、星間小天体貯留層のモデルを構築します。現在の調査と比較してLSSTの検索量が増加しているにもかかわらず、(系外)惑星形成に関する現在の理解からすると、ジュラドを検出する可能性は低いが、不可能ではないことがわかります。
| Title |
Highly_depleted_alkali_metals_in_Jupiter's_deep_atmosphere |
| Authors |
Ananyo_Bhattacharya,_Cheng_Li,_Sushil_K._Atreya,_Paul_G._Steffes,_Steven_M._Levin,_Scott_J._Bolton,_Tristan_Guillot,_Pranika_Gupta,_Andrew_P._Ingersoll,_Jonathan_I._Lunine,_Glenn_S._Orton,_Fabiano_A._Oyafuso,_J._Hunter_Waite,_Amadeo_Belloti_and_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12546 |
水とアンモニアの蒸気は、Junoのマイクロ波放射計(MWR)によって観測される圧力レベルでのスペクトル吸収の主な発生源であることが知られています。しかし、MWRが最初の9回の近木通過で最長波長チャネル50cm(600MHz)で観測した輝度温度と縁の暗さは、木星の深層大気(100barを超える圧力)にさらなる不透明源の存在を示しています。）。アンモニアと水蒸気の吸収特性、および木星の大気中でのそれらの相対的な存在量は、600MHzチャネルの観測を説明するのに十分な深層大気の不透明度を提供しません。ここでは、アルカリ金属、つまりナトリウムやカリウムのイオン化による自由電子が、太陽以下の金属性[M/H](太陽に対する相対濃度の対数ベースの10)で[M/H]=-の範囲にあることを示します。2～[M/H]=-5では、深層大気中に欠けている不透明度の原因を提供できます。アルカリ金属がMWRデータの不透明度をさらに高める原因ではない場合、1000barでの金属度はさらに低くなるだけです。アルカリ金属の金属度の上限-2は、他の重元素（C、N、S、Ar、Kr、Xe）とは対照的であり、これらはすべて太陽存在量に比べて濃縮されており、金属度は約+です。0.5。
惑星科学と宇宙化学における凝縮計算
太陽の一部を1ミリバールの圧力で1000Kまで冷却すると、最も原始的な隕石で見つかったものと一致する鉱物集合体が得られます。これは、数百の気体分子、凝縮鉱物固体、ケイ酸塩液体の状態方程式を使用した計算によってシミュレートされた平衡または分別凝縮実験であり、1世紀にわたる実験測定と理論研究の成果です。このような計算は、宇宙の化学に対する私たちの理解に革命をもたらしました。20世紀半ばに、隕石は初期太陽系の化石記録であるという認識が得られ、化学が惑星の起源を理解する上で中心的な役割を果たしました。したがって、「凝縮」、つまり化学平衡または化学平衡に近い蒸気と凝縮した固体および/または液体の間の元素と同位体の分布は、流星/彗星の組成が惑星にどのように影響するかについての議論に深く影響を与えます。凝縮の計算は、若い星の周囲の円盤、冷たい矮星の大気中で形成されると予想される鉱物粒子の鉱物「雨」、巨星の拡大する外皮、惑星衝突で形成される蒸気プルーム、および化学的および同位体的に異なる「殻」が計算され、超新星に存在することが観察された。すべての高度な計算と同様に、固有の注意事項、微妙な点、および計算の困難さが存在します。局所化学はまだ、粒子による放射線の遮断、粒子による光の吸収と再放出、粒子の蒸発/凝縮による熱の緩衝などの効果が、天体の各ノードにおける物理学にフィードバックされるように、動的天体物理シミュレーションに一貫して統合されていません。経時的なグリッド計算。熱化学と物理モデルのより深い統合により、現在では、1970年代初頭の地球気候の大循環モデルと同様に、一般的な原始惑星系円盤モデルの見通しが期待できるものになっています。
CV、CO、Acfer 094 コンドライトの成分とマトリックスの存在量、主要元素組成、サイズ
| Title |
Abundance,_Major_Element_Composition_and_Size_of_Components_and_Matrix_in_CV,_CO_and_Acfer_094_Chondrites |
| Authors |
Denton_S._Ebel,_Chelsea_Brunner,_Kevin_Konrad,_Kristin_Leftwich,_Isabelle_Erb,_Muzhou_Lu,_Hugo_Rodriguez,_Ellen_J._Crapster-Pregont,_Jon_M._Friedrich,_and_Michael_K._Weisberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12650 |
コンドライト隕石中の巨視的な成分または「包有物」（コンドリュールおよび耐火性包有物）および細粒鉱物マトリックスの相対的な存在量と化学組成は、包有物形成とコンドライト付着に関する天体物理学理論に制約を与えます。我々は、岩石切片のピクセル当たりの低カウント数のSi、Mg、Ca、Al、Ti、FeのX線強度マップを解析するための新しい技術を提示し、それらを広い領域のCOおよびCVコンドライト、およびグループ化されていないAcfer094コンドライトに適用します。手動でセグメント化されタイプが識別された何千もの介在物について、各介在物の主要な元素の内容をピクセルごとに評価することができます。さまざまな種類の介在物やマトリックスが占めるこれらの元素の合計割合を定量化します。COコンドライトでは、マトリックスと介在物の両方のMg対Si比は、石油グレードが増加するにつれて太陽光(およびバルクCO)比に近づきますが、Siはマトリックスに比べて介在物が豊富なままです。マトリックス含有率が高い酸化CVコンドライトは、より深刻な水質変質(酸化)を示し、過剰なマトリックスが還元CVコンドライトと比較して高い気孔率の原因となります。多孔性は、酸化されたCVコンドライトの局所的変化の直接の原因として、マトリックスの元の氷成分に適応する可能性があります。広範囲のCOおよびCVコンドライトにわたって、介在物間の主要元素の存在量が大きく異なることが確認されました。マトリックス包有率や包有物サイズには大きなばらつきがあるにもかかわらず、これらの存在量はすべての場合で合計すると、これらのコンドライトの近コンドライト(太陽)バルク存在量比になります。コンドライトの成分は相補的です。この「相補性」は、天体物理学的円盤モデルに堅牢な隕石制約を提供します。
蒸気と融解の交換 -- コンドライト形成条件とプロセスの制約
| Title |
Vapor-Melt_Exchange_--_Constraints_on_Chondrite_Formation_Conditions_and_Processes |
| Authors |
Denton_S._Ebel,_Conel_M._O'D._Alexander,_and_Guy_Libourel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12664 |
コンドライト隕石の大量の揮発性内容物は、その起源に関する手がかりを提供します。マトリックスとコンドルールは、中程度に揮発性の元素を異なる量で保持しており、コンドルールは耐火性の特徴を持っています。コンドリュール形成の高温と太陽星雲の低圧では、NaやFeを含む多くの元素は揮発性であるはずです。しかし証拠は、液相線またはその近くのピーク温度でも、溶融コンドリュール中にはNaとFe(FeOおよびFe金属として)が現在の存在量とほぼ同じ量で存在していたことです。これには、重大な蒸発を防ぐためにコンドリュール形成中に非常に高い固体密度が必要と思われます。蒸発には同位体質量分別も伴う必要があります。広範囲の同位体系からの証拠は、中程度の揮発性元素のわずかな同位体質量分別のみを示しており、固体密度が高いことをさらに裏付けています。しかし、かんらん石が豊富でFeOが少ないコンドリュールは、一般に輝石が優勢な外側ゾーンを持ち、これはコンドリュール溶融物へのSiO2の後期凝縮の生成物であると解釈されています。より耐火性の高いSiO2の後期凝縮は、多くのコンドリュールにおけるより揮発性の高いNa、FeO、およびFe金属の見かけの豊富さと矛盾しています。この問題に関する最近の重要な実験研究にも関わらず、コンドリュールが開放系として挙動する条件は依然として謎のままである。
オッソス。 XXIX。切り離されたカイパーベルトの人口と近日点分布
| Title |
OSSOS._XXIX._The_Population_and_Perihelion_Distribution_of_the_Detached_Kuiper_Belt |
| Authors |
Matthew_Beaudoin,_Brett_Gladman,_Yukun_Huang,_Michele_Bannister,_J._J._Kavelaars,_Jean-Marc_Petit,_and_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12847 |
分離された経海王星天体(TNO)は、海王星との2:1共鳴を超えた長半径を持つ天体であり、共鳴も散乱もありません。OSSOS望遠鏡探査からの分離されたサンプルを使用して、調査のバイアスを考慮した後、既知のTNOの軌道と数を照合することに基づいて、それらの軌道分布の最初の研究を作成します。分離されたTNO近日点($q$)分布は均一ではあり得ませんが、代わりに$q\estimate40$au付近で切れ目を持つ2つの均一成分によってよく一致することを示します。OSSOSデータセットによって拒否できないパラメトリック2成分モデルを作成し、絶対等級$H_r<8.66$($D\gtrsim100$km)および長半径$48<a<250$au(95%信頼限界)。私たちは、これらのヒューリスティックな2パラメーターモデルが正しい人口推定値をもたらすと信じていますが、その後、同じ方法を使用して、シミュレートされた不正惑星によって作成された切り離された円盤の近日点分布が$q$分布とさらによく一致することを示し、一時的な初期の太陽系における他の惑星の存在は、今日の大きな長半径方向のTNO集団を生み出す有望なモデルです。この数値モデルの結果、独立したTNO個体数推定値は$48,\!000^{+15,000}_{-12,000}$になります。これは、検出がいかに困難な$q>50$au天体が存在する可能性が高いかを示しているため、動的に切り離されたTNOが$(5\pm2)\times10^4$個存在すると結論付けられます。したがって、それらの数は、海王星横断ホットメインベルト全体。
系外惑星通過スペクトルにおける雲の散乱透明度
系外惑星の大気中にエアロゾルが存在すると、その下にある物質が覆い隠され、一次通過観測中に透過スペクトルが平坦になる可能性があります。この研究では、通過中の系外惑星の大気中に存在する超ミクロンサイズのエアロゾル粒子による前方散乱効果を調査します。私たちは、より大きなエアロゾルからの前方散乱の影響が系外惑星の通過に大きな影響を与える可能性があり、これらの影響の強さは波長に依存する可能性があることを発見しました。特定の雲の構成では、前方散乱光が妨げられることなく雲を効果的に通過できるため、雲が透明になります。エアロゾル散乱特性の波長依存性により、通過スペクトルが正の傾きになる可能性があります。これらの傾きは、レイリー吸収傾きやエアロゾル吸収傾きとは特徴的に異なります。例として、岩石の世界と熱い木星の両方の散乱効果を示します。これらのモデルでは、前方散乱効果による予測されたスペクトルの傾きは、ppmの$\sim$10sから$\sim$100sのレベルで通過スペクトルに現れる可能性があるため、NASAのJamesWebbSpaceで観測できる可能性があります。望遠鏡。
彗星67Pの電子源
| Title |
The_source_of_electrons_at_comet_67P |
| Authors |
P._Stephenson,_A._Beth,_J._Deca,_M._Galand,_C._Goetz,_P._Henri,_K._Heritier,_Z._Lewis,_A._Moeslinger,_H._Nilsson,_and_M._Rubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12942 |
私たちは、ロゼッタのミッションデータと彗星における電子の3次元衝突モデルを使用して、弱いガスを放出する彗星における電子の起源を調べます。私たちは、ロゼッタプラズマコンソーシアムのイオンおよび電子センサー(RPC/IES)の測定値を使用して、ロゼッタエスコートフェーズ全体にわたる電子衝撃イオン化(EII)周波数の新しいデータセットを計算しました。EII頻度は15分間隔で評価され、他のRosettaデータセットと比較されます。電子衝撃イオン化は、近日点から67P離れた位置での電子の主要な発生源であり、非常に変化しやすい(最大3桁)。近日点付近では、EIIはロゼッタでの光イオン化よりも変動が少なく、効率も低くなります。磁場の強さやガス放出率など、EII周波数のいくつかの要因が特定されています。エネルギーのある電子は、ロゼッタ上流の太陽風の電位差と相関しており、電離電子が両極性場によって加速された太陽風の電子であることが確認されています。衝突試験粒子モデルには、球面対称の純水コマと、関連するすべての電子中性衝突プロセスが組み込まれています。電場と磁場は定常モデルの入力であり、完全に運動学的で衝突のないParticle-in-Cellシミュレーションを使用して計算されます。衝突電子は、$Q=10^{26}$s$^{-1}$および$Q=1.5\times10^{27}$s$^{-1}$のガス放出率でモデル化されます。二次電子は、弱くガスを放出する彗星内の主要な集団です。これらは、太陽風の電子と中性コマの衝突によって生成されます。近日点から離れたロゼッタでの大規模なイオン流速推定の意味について、複数の機器による研究と本研究で得られたEII周波数の新しい結果に関連して議論します。
ケプラー多惑星系における動的パッキングの程度について
現在の惑星形成理論は、散逸性の原始惑星系円盤の分散に続き、初期はコンパクトな軌道構成であったが、巨大衝突の（おそらく延長された）段階を経ることに依存している。観測された成熟した系外惑星系の軌道構造は、カオス的な力学、不安定性、巨大衝突によって強く形作られたと考えられます。不安定性や合併によって継続的に再形成されるシステムの特徴の1つは、動的パッキングです。初期のケプラーのデータは、多くの複数惑星系が最大限に詰め込まれていることが示されており、観測されたペアの間に追加の惑星を置くと系が不安定になる可能性があります。ただし、この結果は、挿入された惑星を安定性にとって最も楽観的な構成(円軌道など)に配置することに依存していました。これは、惑星形成の秩序立った散逸的な図（つまり、惑星が最も安定した配置に弱まる）では適切ですが、安定性のためのこの最良のシナリオは、惑星形成の非常にカオスな性質のためにめったに実現されないと主張します。その結果、現実的な地層モデルに基づく多惑星系の動的パッキングの程度は、以前に実現されていたものよりも大幅に高くなる可能性があります。この新しいレンズを通してケプラー多惑星サンプル全体を調べたところ、ケプラー多惑星系の約60～95%が強く充填されており、多重度が増すにつれて動的充填が増加することが示されました。これは、動的彫刻または未検出惑星の兆候である可能性があり、動的パッキングが惑星形成モデリングや未確認惑星の探索時に組み込むことができる重要な指標であることを示しています。
付加価値のある COSMOS2020 物理特性カタログ: 温度依存の初期質量関数の制約
| Title |
A_Value-added_COSMOS2020_Catalog_of_Physical_Properties:_Constraining_Temperature-dependent_Initial_Mass_Function |
| Authors |
Vadim_Rusakov,_Charles_L._Steinhardt_and_Albert_Sneppen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12474 |
この研究は、天空のCOSMOSフィールドで最もよく測定されている$\sim10^5$銀河について、測光的に導出された新しい物理特性のカタログを提示し、公開します。最近開発された技術を使用して、星形成領域のガスの温度に依存する星の初期質量関数(IMF)を仮定して、スペクトルエネルギー分布がモデル化されます。この方法は、高品質パンクロ測光の現在の最大のサンプルであるCOSMOS2020カタログに適用されており、この仮定をテストすることができます。これらの銀河は連続的なIMFとガス温度を示しており、そのほとんどは天の川銀河で測定されたものよりも底部で明るいことがわかりました。その結果、ここでのほとんどの銀河の星の質量と星形成率は、COSMOS2020カタログの従来の手法で測定されたものよりも、それぞれ$\sim1.6-3.5$と$2.5-70.0$の係数で低いことがわかります。最も活動的な銀河では変化が最も強くなります。得られた物理的特性は、星形成の主系列に沿った、および静止時のIMF由来のガス温度の変化についての新たな洞察を提供し、星の質量関数から見られるような小型化の鮮明で首尾一貫した全体像を生み出し、さらに、星形成の主系列に沿った、および静止時におけるガス温度の変動についての新たな洞察を提供し、また、星の質量関数から分かるように、小型化の鮮明で首尾一貫した全体像を生成し、また、星形成の主系列に沿った、および静止時の、IMF由来のガス温度の変化についての新たな洞察を提供する。-初期の銀河進化の温度と高密度の段階。
コロナル ライン フォレスト AGN -- II.スペクトルエネルギー分布の解析
| Title |
Coronal_Line_Forest_AGN_--_II._Analysis_of_the_spectral_energy_distribution |
| Authors |
F._C._Cerqueira-Campos,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_S._Panda,_R._Riffel,_L._G._Dahmer-Hahn,_M._Marinello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12500 |
冠状線森林活動銀河核(CLiFAGN)は、典型的なAGNに見られるものとは対照的な、強力な高電離線を特徴としています。ここでは、このグループの6つの光源のスペクトルエネルギー分布を理解することを目的とした赤外線分析を実行します。この研究では、これらの天体のダスティトーラスの特性が分析されます。この目的のために、我々は、赤外線におけるCLiFAGNのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデルに当てはめることにより、中心領域を取り囲むダスト構造の物理的および幾何学的特性を推定した。この分析では、CLUMPY、SKIRTOR、CAT3D-WINDの3つのモデルの結果を比較します。ベイズ情報量基準を使用すると、SKIRTORは6つの銀河のうち5つの銀河でSEDに最も堅牢に適合することがわかりました。残りのオブジェクトはCLUMPYに最適でした。結果は、これらの物体が優先的にType-I線源であることを示しており、許可されたライン内の広範な成分の検出をサポートしており、近赤外(NIR)スペクトルのBLRに関連している可能性があります。最良のSEDフィッティングは、視線によってこれらの天体の中心源の視界にアクセスできるが、同じ方向の塵雲の量が多く、これらの雲が天体によって生成される連続体の放射を覆い隠しているという仮説を示唆していることを示しています。中心線源と、遮蔽により冠状線が連続体と重ならないようにしていることがわかります。
核外およびデュアルサブ Kpc AGN (VODKA) のバルストロメトリー。 SDSS J1608+2716: $z=2.575$
のサブアーク秒の四重レンズクエーサー
| Title |
Varstrometry_for_Off-nucleus_and_Dual_sub-Kpc_AGN_(VODKA)._SDSS_J1608+2716:_A_Sub-arcsec_Quadruply_Lensed_Quasar_at_$z=2.575$ |
| Authors |
Junyao_Li,_Xin_Liu,_Yue_Shen,_Masamune_Oguri,_Arran_C._Gross,_Nadia_L._Zakamska,_Yu-Ching_Chen,_Hsiang-Chih_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12502 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)広視野カメラ3(WFC3)によるSDSSJ1608+2716の深赤外(F160W)イメージングを報告します。$z=2.575$の赤方偏移に位置するこの系は、ガイア天文法とフォローアップのケック補償光学支援による選択に基づいて、サブ秒間隔($\sim0.25''$)を持つトリプルクエーサー候補として最近報告されました。積分フィールドユニット分光法。私たちの新しいHST深赤外イメージングにより、三重系から$\sim0.9''$離れた位置にある4番目の点状構成要素の存在が明らかになりました。さらに、4つの点光源の間に位置するエッジオンディスク銀河が検出され、これはより暗い伴銀河と合体しつつあるように見えます。システム全体は、強い重力レンズの状況下で特徴的なカスプ構造を示し、特異な等温楕円体質量プロファイルに基づくレンズモデルを使用して、観察された画像構成を首尾よく再現できます。これらの発見は、この系が4重レンズのクエーサーであることを示しています。私たちの結果は、高い赤方偏移で$\sim$kpcスケールで二重/複数のクエーサーを識別することに関連する課題を浮き彫りにし、そのような系を確実に確認する上での深い高解像度のIRイメージングの重要な役割を強調します。
JWST 早期リリース サイエンス プログラム Q3D の最初の結果: z=0.435
のほこり、電離した赤いクエーサー風の光学トレーサーと中赤外トレーサーのベンチマーク比較
| Title |
First_results_from_the_JWST_Early_Release_Science_Program_Q3D:_Benchmark_Comparison_of_Optical_and_Mid-IR_Tracers_of_a_Dusty,_Ionized_Red_Quasar_Wind_at_z=0.435 |
| Authors |
D._S._N._Rupke_(1),_D._Wylezalek_(2),_N._L._Zakamska_(3,4),_S._Veilleux_(5),_C._Bertemes_(2),_Y._Ishikawa_(3),_W._Liu_(6),_S._Sankar_(3),_A._Vayner_(3),_H._X._G._Lim_(1),_R._McCrory_(1),_G._Murphree_(1,7),_L._Whitesell_(1),_L._Shen_(8,9),_G._Liu_(8),_J._K._Barrera-Ballesteros_(10),_H.-W._Chen_(11),_N._Diachenko_(3),_A._D._Goulding_(12),_J._E._Greene_(12),_K._N._Hainline_(6),_F._Hamann_(13),_T._Heckman_(3),_S._D._Johnson_(14),_D._Lutz_(15),_N._L\"utzgendorf_(16),_V._Mainieri_(17),_N._Nesvadba_(18),_P._Ogle_(19),_E._Sturm_(15)_((1)_Rhodes_College,_(2)_Heidelberg,_(3)_JHU,_(4)_IAS,_(5)_Maryland,_(6)_Arizona,_(7)_Hawai'i,_(8)_USTC,_(9)_Texas_A&M,_(10)_UNAM,_(11)_Chicago,_(12)_Princeton,_(13)_Riverside,_(14)_Michigan,_(15)_MPE,_(16)_ESA,_(17)_ESO,_(18)_C\^ote_d'Azur,_(19)_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12541 |
[OIII]5007A輝線は、宇宙時間を超えた活動銀河核内の暖かくイオン化した流出を示す最も一般的なトレーサーです。JWSTにより、これらの同じ風を調査するために、高い空間解像度とスペクトル解像度の両方で中赤外スペクトル特徴を使用できるようになりました。ここでは、タイプ1赤色クエーサーSDSSJ110648.32+480712.3における強力なkpcスケールのアウトフローの、地上ベースの視覚限界[OIII]と宇宙ベースの回折限界[SIV]10.51ミクロンマップの比較を示します。。JWSTデータは、Mid-InfraRedInstrument(MIRI)からのものです。データセット間の分解能(0."4～0."6)、O+2およびS+3イオンのイオン化ポテンシャル(35eV)、およびライン感度(1e-17～0."6)はほぼ一致しています。2e-17erg/s/cm2/arcsec2)。[OIII]と[SIV]の線の形状は、20kpc流出星雲の大部分にわたって速度と線幅が一致しており、[SIV]は静止系3.5～19.5ミクロンの範囲で最も明るい線であり、中間星雲としての有用性を示しています。-クエーサーアウトフローのIRプローブ。それにもかかわらず、[OIII]は本質的に明るく、中赤外で強い点光源連続体とのコントラストが向上します。[OIII]/[SIV]と平均速度には強い逆相関があり、これは流れの接近する側(青方偏移)と後退する(赤方偏移)側の間の遮蔽差のシナリオと一致します。風に舞う塵によって中央のクエーサーが見えにくくなる可能性もあり、これは赤色クエーサーの消滅を塵っぽい風のせいとするモデルと一致している。
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡の高緯度広域調査とベラ・C・ルービン天文台による銀河系外星団の科学
| Title |
Extragalactic_Star_Cluster_Science_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope's_High_Latitude_Wide_Area_Survey_and_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Christopher_Usher,_Jennifer_Sobeck,_Ana_L._Chies_Santos,_R\'obert_Szab\'o,_Marta_Reina-Campos,_L\'eo_Girardi,_Vincenzo_Ripepi,_Marcella_Di_Criscienzo,_Ata_Sarajedini,_Will_Clarkson,_Peregrine_McGehee,_John_Gizis,_Katherine_Rhode,_John_Blakeslee,_Michele_Cantiello,_Christopher_A._Theissen,_Annalisa_Calamida,_Ana_Ennis,_Nushkia_Chamba,_Roman_Gerasimov,_R._Michael_Rich,_Pauline_Barmby,_Annette_M._N._Ferguson,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12620 |
ナンシー・グレース・ローマン望遠鏡の高緯度広域サーベイは、特に銀河系外星団に関して、ベラ・ルービン天文台のレガシー時空サーベイ（LSST）と多くの相乗効果をもたらします。星団と星団システムの性質を理解することは、天文学の多くの分野、特に恒星の進化、高エネルギー天体物理学、銀河集合体/暗黒物質、銀河系外距離スケール、宇宙論などの重要なテーマです。課題の1つは、年齢と金属量の縮退を解くことです。なぜなら、若い($\sim$Myr)金属に富むクラスターは、古い($\sim$Gyr)金属に乏しいクラスターと同様のSEDを持つからです。ルービンは、均質で$ugrizy$の測光範囲を提供し、赤色ローマンフィルターでの測定は、年齢による金属性と年齢による消滅の退化を打破するのに役立ち、基本的に天の川星からの汚染がなく、広範囲をカバーする最初の球状星団サンプルを提供します。。Romanの優れた空間分解能により、クラスターサイズの測定も可能になります。私たちは、LSSTWide-Fast-Deepフィールド$i$バンド限界(26.3等)の深さに一致するルービン/LSSTフットプリント内で、さまざまな性質と形態を持つ銀河の大規模なサンプルを観測することを主張し、F213を追加することを推奨します。アンケートにフィルターを適用します。
高誘電率電波銀河の CO 調査、アルマ望遠鏡で再考: 銀河周囲環境における分子ガスによるジェット雲の配列とシンクロトロンの増光
| Title |
CO_survey_of_high-z_radio_galaxies,_revisited_with_ALMA:_Jet-cloud_Alignments_and_Synchrotron_Brightening_by_Molecular_Gas_in_the_Circumgalactic_Environment |
| Authors |
Bjorn_Emonts_(1),_Matthew_Lehnert_(2),_Sophie_Lebowitz_(3,4),_George_K._Miley_(5),_Montserrat_Villar-Martin_(6),_Ray_Norris_(7,8),_Carlos_De_Breuck_(9),_Chris_Carilli_(1),_Ilana_Feain_(10)_((1)_NRAO,_(2)_CRAL/Univ._Lyon,_(3)_Univ._Arizona,_(4)_Ohio_State_Univ.,_(5)_Leiden_Univ.,_(6)_CAB/CSIC-INTA,_(7)_CSIRO,_(8)_Western_Sydney_Univ.,_(9)_ESO,_(10)_Quasar_Sat._Techn._Pty_Ltd) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12636 |
超大質量ブラックホールに関連する強力な電波源は、宇宙で最も明るい天体の一つであり、宇宙論的探査機としても、また銀河の進化における活動的な構成要素としても頻繁に認識されています。我々は、遠方の電波銀河の環境における電波ジェットと冷たい分子ガスの間の配列を示し、電波シンクロトロン源の輝度が分子ガスとの相互作用によって強化できることを示す。私たちの研究は、1.4<z<2.1の範囲に赤方偏移を持つ3つの電波銀河、すなわちMRC0114-211(z=1.41)、MRC0156-のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)によるCOJ>1観測に基づいています。252(z=2.02)、およびMRC2048-272(z=2.05)。これらのアルマ望遠鏡の観測は、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)で行われたCO(1-0)調査に基づいて、銀河周囲の環境で50kpcまでの分子ガスを発見した以前の研究を裏付けています。COの放出は無線軸に沿って見られますが、主要な無線ローブを超えています。文献からの高誘電率電波銀河の大規模なサンプルと比較すると、この低温分子媒質の存在がメインローブとカウンターローブの磁束密度比の増加と相関していることがわかります。これは、環境内で冷たい分子ガスに遭遇すると電波ローブが明るくなることを示唆しています。分子ガスの一部は主銀河または伴銀河の星間物質(ISM)に関連している可能性がありますが、これらの系の分子ガスのかなりの部分はr$_{2-1/1という非常に低い励起を示します。-0}$とr$_{3-2/1-0}$の値は$\lesssim$0.2です。これは銀河周縁媒体(CGM)の一部である可能性があります。
流出運動学と電波活動の相関関係の調査。 AGN でのガス流出。 Ⅶ
| Title |
Investigating_the_Correlation_of_Outflow_Kinematics_with_Radio_Activity._Gas_Outflows_in_AGNs._VII |
| Authors |
Ashraf_Ayubinia,_Jong-Hak_Woo,_Suvendu_Rakshit,_Donghoon_Son |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12692 |
z<0.4の$\sim$6000AGNのサンプルを使用し、[OIII]線プロファイルに基づく運動学的測定とVLAFIRST調査での電波検出を用いて、イオン化ガスの流出と電波活動の関係を調査します。電波活動を定量化するために、サンプルを電波特性に基づいて一連のバイナリサブクラスに分割します。つまり、電波発光/電波弱、AGN支配/星形成汚染、小型/拡張、および電波大/ラジオ静か。ホスト銀河の重力ポテンシャルの影響を補正すると、任意の[OIII]光度で正規化された[OIII]速度分散に有意な差を示すバイナリサブクラスはありません。高無線エディントン比(L$_{1.4GHz}$/L$_{Edd}$)のAGNの間で[OIII]運動学の有意な差のみが検出されました。対照的に、ボロメトリック-エディントン比の高いAGNと低いAGNの間では、イオン化ガスの運動学に顕著な違いがあることがわかりました。これらの結果は、降着速度がイオン化ガスの流出を引き起こす主なメカニズムである一方で、放射能活動が二次的な役割を果たし、ガスの運動学に追加の影響を与える可能性があることを示唆しています。
ViCTORIA プロジェクト: ラム圧力が剥奪された銀河 NGC 4523 の MeerKAT HI 観測
| Title |
ViCTORIA_project:_MeerKAT_HI_observations_of_the_ram_pressure_stripped_galaxy_NGC_4523 |
| Authors |
A._Boselli,_P._Serra,_F._de_Gasperin,_B._Vollmer,_P._Amram,_H._W._Edler,_M._Fossati,_G._Consolandi,_P._Cote,_J.C._Cuillandre,_L._Ferrarese,_S._Gwyn,_J._Postma,_M._Boquien,_J._Braine,_F._Combes,_G._Gavazzi,_G._Hensler,_M.A._Miville-Deschenes,_M._Murgia,_J._Roediger,_Y._Roehlly,_R._Smith,_H.X._Zhang,_N._Zabel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12751 |
我々は、おとめ座銀河団の非対象調査であるViCTORIAプロジェクトの準備として、MeerKATを用いて実施された21cmHIラインのパイロット観測の最初の結果を紹介します。感度と角度分解能の点で並外れた品質のデータ(約27インチx39インチ、解像度11km/sでrms～0.65mJyビーム^-1)により、延長された(投影長約10kpc)の低い柱を検出することができました。密度(N(HI)<2.5x10^20cm^-2)星団の北端にある矮小不規則銀河NGC4523に関連するHIガスの尾。尾部と恒星円盤の形態は、銀河が周囲の熱い銀河団内媒体との流体力学的相互作用(ICM;ラム圧力ストリッピング)を受けていることを示唆しています。後尾の向き、冷たいISMと熱いICMの界面におけるHIガス柱密度の勾配、銀河団の速度に対する銀河の速度、およびその位置は、NGC4523が銀河系に突入していることを示しています。クラスターの北北西の背景から初めて乙女座に入りました。流体力学シミュレーションのグリッドを使用して、周囲のICMとの衝突パラメータを導き出し、銀河が~1ギヤの周縁(D~500～600kpc)にあると推定します。ガスのすべてではありません。VESTIGE調査中に得られたHalpha画像を使用して星形成速度を導き出すと、この銀河は星形成の主系列上に位置しており、NGC4523が周囲の環境との相互作用の始まりにすぎないことを示唆しています。いくつかのHII領域が、恒星円盤の外側のHIガス尾部内のハルファ画像で検出されます。それらのHII領域がSEDフィッティングモデルの予測と比較することによって導き出された年齢は3000万年未満であり、これらのHII領域がストリッピングされたガス内で形成されたことを示唆しています。
前星核 L1544 と原始星核 HH211 の重水素化レベルは同様
| Title |
Similar_levels_of_deuteration_in_the_pre-stellar_core_L1544_and_the_protostellar_core_HH211 |
| Authors |
K._Giers,_S._Spezzano,_P._Caselli,_E._Wirstr\"om,_O._Sipil\"a,_J._E._Pineda,_E._Redaelli,_C._T._Bop,_F._Lique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12775 |
前星核の中心では、低温と高密度により重水素の分別が促進されます。したがって、重水素化分子の化学を使用して、星形成の初期段階を研究することができます。私たちは、おうし座の前星核L1544とペルセウス座の原始星核HH211のエンベロープの重水素化レベルを比較することで、単純な分子の重水素分別を分析します。我々は、オンサラ20m望遠鏡で検出されたCCH、HCN、HNC、HCO$^+$と、それらの$^{13}$C-、$^{18}$O-、Dを含む同位体同位体についてのシングルディッシュ観測を使用しました。。分子のカラム密度と重水素の割合を導き出しました。さらに、放射伝達シミュレーションと化学モデリングの結果を使用して、観察された分子線を再現しました。HNC、HN$^{13}$C、DNC、DCNには、これらの分子の超微細構造を考慮した新しい衝突速度係数を使用しました。他の炭素鎖と一致して、両方のソースでCCH(10%)の重水素化レベルが高く、HCN(5-7%)およびHNC(8%)では中程度の重水素化が見られます。HCO$^+$の重水素部分はHH211に向かって増加しており、これはおそらくC$^{18}$Oの同位体選択的光解離によって引き起こされていると考えられます。同様のレベルの重水素化は、このプロセスが両方の核に対して同等に効率的である可能性が高いことを示しており、原始星のエンベロープが元の星前核の化学組成をまだ保持していることを示唆しています。2つのコアが異なる分子雲に埋め込まれているという事実は、環境条件が高密度コア内の重水素化に重大な影響を及ぼさないことも示唆しています。放射伝達モデリングは、拡張構造の影響を考慮するにはコアの外層を含める必要があることを示しています。HCO$^+$の観測に加えて、L1544に対するHCNの観測には、分子が比較的豊富な外側拡散層の存在も必要です。
活動銀河核スペクトルの幻想と見事に一致 -- H$\alpha$ 線付近の Fe II 放出の探求
| Title |
Fantastic_Fits_with_fantasy_of_Active_Galactic_Nuclei_Spectra_--_Exploring_the_Fe_II_emission_near_the_H$\alpha$_line |
| Authors |
Dragana_Ilic,_Nemanja_Rakic,_Luka_C._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12782 |
この研究では、新しく開発されたPythonコード$fantasy$(AGNスペクトル解析用の完全自動Pythonツール)を利用して、活動銀河核(AGN)スペクトルの多成分フィッティングのための洗練されたアプローチが提示されます。AGNスペクトルは、基礎となる壊れべき乗則連続体、事前定義された輝線リスト、およびここでは3700～11000Aの波長範囲をカバーするように拡張されたFeIIモデルを同時に考慮することによってモデル化されます。FeIIモデルは原子データのみに基づいていますは、H$\gamma$線とH$\beta$線の近傍、およびこれまでほとんど研究されていなかったH$\alpha$線の近傍における複雑な鉄イオンの広範な放出を効果的に説明しています。提案されたスペクトルフィッティングアプローチは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)データリリース17からの高品質AGNスペクトルのサンプルでテストされています。結果は、FeII放出がH$\beta$付近に存在する場合、それも検出されることを示しています。H$\alpha$から赤方向に影響を及ぼし、幅広いH$\alpha$ラインの翼を汚染する可能性があり、その結果、その磁束と幅の測定に影響を及ぼします。FeII発光の生成はエディントン光度と強い相関があることが判明しており、水素バルマー線と同様のメカニズムによって制御されているようです。この研究では、$fantasy$コードを使用してAGNタイプ1スペクトルをフィッティングする利点が強調されており、今後のスペクトル調査で多数のAGNスペクトルを分析するための強力なツールとして使用できる可能性があることが指摘されています。
| Title |
An_Enhanced_Massive_Black_Hole_Occupation_Fraction_Predicted_in_Cluster_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Michael_Tremmel,_Angelo_Ricarte,_Priyamvada_Natarajan,_Jillian_Bellovary,_Ramon_Sharma,_Thomas_R._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12813 |
低質量銀河における大質量ブラックホール(MBH)の占有率は、初期のブラックホールの播種メカニズムとその質量集合の歴史について興味深い洞察を提供しますが、これら2つの効果を解きほぐすことは依然として困難です。ロムルス宇宙論シミュレーションを使用して、低質量銀河におけるMBHの占有率に対する環境の影響を調べます。ほとんどの現代の宇宙論的シミュレーションとは異なり、ロムルスは局所的なガスの特性に基づいてMBHをシードし、銀河の星の質量やハローの関数としてのMBHの占有については何も想定せずに、初期宇宙の非常に高密度で原始的で急速に崩壊している領域をMBHをホストする場所として選択します。大衆、アプリオリ。シミュレーションでは、クラスター環境にあるM$_{\star}<10^9$M$_{\odot}$の矮小銀河は、野外にあるものと比較してMBHをホストする可能性が約2倍高いと予測しています。予測された占有率は核星団の占有率と著しく一致しています。銀河団環境とフィールド環境全体で、形成時期が早い矮小銀河はMBHをホストする可能性が高くなります。したがって、MBH占有関数は、高赤方偏移($z>3$)ではクラスター環境とフィールド環境で類似していますが、クラスター環境では存在しない遅形成矮星が優勢になり始めると、差が生じます。フィールドを調整し、低質量銀河のMBH占有率を引き下げます。さらに、秋の前には、いくつかの銀河団矮星は巨大な孤立銀河の前駆体に似ており、銀河団環境によって妨げられていなければ、より大きな質量まで成長した可能性があることを示しています。矮銀河におけるMBHの個体数は、MBH形成を理解する上で重要であることはすでに広く理解されていますが、今回の研究は、将来の観測で矮銀河における低質量ブラックホールを探す際に、環境依存性を考慮することが重要であることを示しています。
現在と将来の調査による銀河滅亡の地平線
私たちはMWの研究において多くの進歩を遂げました。それにもかかわらず、私たちの銀河系の多くは依然として不明であり、銀河系の裏側の探査では驚くべき進歩が待たれています。2ミクロン全天サーベイ(2MASS)やヴィアラクテアサーベイ(VVV)とその拡張版VVVXのビスタ変数などの現在の調査で銀河の消滅の地平線の問題に焦点を当てているが、消滅の地平線は根本的な困難であり、私の課題である。ここでの目的は、私たちの無知がどれほど深刻であるかを明らかにし、将来の近赤外銀河調査で改善する方法を提案しようとすることです。
外部銀河の非軸対称速度場のマッピング
| Title |
Mapping_non-axisymmetric_velocity_fields_of_external_galaxies |
| Authors |
Francesco_Sylos_Labini,_Matteo_Straccamore,_Giordano_De_Marzo,_S\'ebastien_Comer\`on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12902 |
円盤銀河は通常、物質がほぼ閉じた円軌道上を移動する安定した配置にあります。しかし、歪み、歪み、偏り、または衛星との相互作用によって引き起こされる非円運動は一般的であり、銀河速度マップに明確な痕跡を残します。我々は、観測された外部銀河の二次元視線速度マップに非軸対称モデルをフィッティングするための通常の最小二乗法を使用するアルゴリズムを開発します。これにより、異方性の非円形運動が可能になります。この方法は銀河を平らな円盤として近似します。これは、歪みがまれである光学半径内の渦巻銀河にとって適切な仮定です。HI分布の外側の部分では、ワープ領域まで十分に広がる可能性があり、この方法を標準の回転傾斜リングモデルと組み合わせて使用し、フラットディスクの仮定が保守的に有効であると考えられる半径の範囲を制限します。この範囲内で、リング内で平均化された横方向および半径方向の速度プロファイルを速度マップから直接再構成できます。このアルゴリズムの新規性は、リングに加えて円弧セグメントを使用することにあります。このようにして、両方のコンポーネントで空間速度異方性を測定でき、角度分解された粗粒な2次元速度マップの再構築が可能になります。このアルゴリズムを、両方の速度成分の2Dマップを提供できるTHINGSサンプルの25個の円盤銀河に適用しました。
$z<0.4$の近くの活動銀河核の光学から中赤外線に至る広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)を収集します。SEDフィッティング分析は、パロマーグリーンクエーサーに由来する半経験的テンプレートを使用して実行され、サンプルを正常、ウォームダスト欠損(WDD)、およびホットダスト欠損(HDD)AGNに分類します。コルモゴロフ-スミルノフテストにより、HDDAGNは通常のAGNやWDDAGNよりも平均して高いAGN輝度を示すことが明らかになりました。一方、HDDの割合はブラックホールの質量との相関が弱く、エディントン比と逆相関します。他のパラメータを修正することにより、HDDの割合が主にAGNの明るさに関係していると結論付けられます。これは、おそらく最も内側の塵の昇華またはブロードライン領域での介在ガスの濃化に起因して、高温塵成分の被覆率とAGNの明るさとの間に因果関係があることを示唆しています。[OIII]$\lambda5007$の翼によって追跡された流出特性の分析は、流出が高温ダスト成分の形成と維持に関連している可能性があることを示唆しています。最後に、以前の研究との比較を通じて、HDDAGNの分類にはホスト銀河の光を注意深く差し引く必要があることを示します。
天の川銀河のような銀河のさまざまな環境における星団の形成とフィードバック
| Title |
Star_cluster_formation_and_feedback_in_different_environments_of_a_Milky_Way-like_galaxy |
| Authors |
Ahmad_A._Ali,_Clare_L._Dobbs,_Thomas_J._R._Bending,_Anne_S._M._Buckner,_Alex_R._Pettitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12945 |
銀河環境が星形成や星団の性質にどのような影響を与えるのかは依然として不明である。天の川質量銀河のシミュレーションでは、雲スケールのモデルに比べて解像度が限られており、フィードバックの精度も低いため、これに対処するのは困難です。ズームインシミュレーションを実行し、より細かい解像度（粒子あたり0.4Msun）、クラスターシンク粒子、O星からの光線追跡光イオン化などの平滑化粒子流体力学を使用して、天の川銀河の100～300pc領域を再シミュレーションします。、H$_2$/CO化学、およびISM加熱/冷却。元の銀河ポテンシャルを保持しながら、銀河棒、内側渦巻腕、外側腕、腕間領域（銀河中心半径の順）から$10^6$Msun雲群を選択します。星形成速度と中性ガスの表面密度は$\Sigma_{SFR}\propto\Sigma_{gas}^{1.3}$に従い、バーは他の領域よりも関係の上にあります。ただし、アーム間領域は、同じ$\Sigma_{gas}$のアームモデルよりも星の形成効率が2～3倍低くなります。バーが最も大きなクラスターを生成し、アームの内側が2番目、アーム間が3番目です。バーと内側のアームのほとんどすべてのクラスターは小さい(半径<5pc)のに対し、外側のアームとインターアームのクラスターの30～50パーセントは、関連に近いより大きな半径を持っています。バーおよび内側アームのクラスターは、外側アームおよびアーム間領域のクラスターよりも平均して少なくとも2倍の速度で回転します。空間クラスタリングの程度も、バーからアーム間まで減少します。我々の結果は、球状星団の前駆体である可能性がある若い大規模な星団が、外側の腕/腕の間の領域と比較して棒/内側の腕の近くで優先的に形成される可能性があることを示しています。
レンズ画像における赤方偏移 3 の赤色超巨星超新星の衝撃冷却
| Title |
Shock_cooling_of_a_red-supergiant_supernova_at_redshift_3_in_lensed_images |
| Authors |
Wenlei_Chen,_Patrick_L._Kelly,_Masamune_Oguri,_Thomas_J._Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Najmeh_Emami,_Alexei_V._Filippenko,_Tommaso_L._Treu,_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12985 |
大質量星の核崩壊超新星は、核の崩壊後に生じる衝撃が星の表面に達すると急速に明るくなります。衝撃で加熱された星がその後膨張して冷えるにつれて、その初期の光度曲線は祖先の大きさ、したがって最終的な進化状態に単純に依存するはずです。初期の光度曲線からの始祖の半径の測定は、近くの超新星のうちのごく一部のサンプルに対してのみ存在し、ほとんどすべてが爆発の1日以内に制約される紫外線観測を欠いています。しかし、銀河スケールの重力レンズの数日の時間遅延と拡大能力は、遠く離れた超新星の初期光度曲線を測定し、それによって高い赤方偏移での大量の恒星集団を研究するための強力なツールとなるはずである。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された個々のレストフレームの紫外線から光学への露出を分析します。これらの画像は、$5.8\pm3.1以内で始まる赤方偏移$z\約3$の超新星の初期段階を3つの別々の重力レンズ画像で同時に捉えています。爆発の$時間。この超新星は$\sim115$億年のルックバックタイムで観測され、アーベル370星団内の初期型銀河によって強くレンズ化されています。爆発前の半径を、赤色超巨星と一致する$533^{+154}_{-119}$の太陽半径に制約します。同じ半径にある高度に閉じ込められた質量のある星周物質も光度曲線を再現できますが、同様の低赤方偏移の例が知られていないため、その可能性は低いです。
NGC$\,$3511 および NGC$\,$3513 における面外拡散イオン化ガスの空間分解運動学
ガス状の円盤とハローの境界面は、ガスの降着や銀河の流出など、円盤銀河の進化に重要な物理プロセスによって形成されます。ただし、観察によると、面外拡散イオン化ガス(eDIG)層のスケール高さは、熱スケールの高さよりも数倍高いことが示されています。この矛盾は、ディスクハローインターフェイスに関する現在の理解に課題をもたらします。この論文では、ロングスリット分光法を使用して、近くの$L_*$未満の円盤銀河NGC$\,$3511/3513のペアのeDIG層の空間分解ケーススタディを紹介します。私たちは、暖かい星間物質と円盤とハローの界面からの光星雲線を狭い速度成分と広い速度成分に分解します。NGC$\,$3511では、狭いコンポーネントと比較して広いコンポーネントには3つの際立った特徴があることがわかります:(1)[NII]$\lambda6583/H\alpha$および[SII]$\lambda6716/Hの上昇\alpha$ライン比、(2)著しく高い速度分散($\langle\sigma\rangle_{\textと比較して中央値$\langle\sigma\rangle_{\text{Broad}}=24\,$km/s){Narrow}}=13\,$km/s)、および(3)回転速度の遅れ。これらの特徴が総合すると、平面外の厚いガス状円盤に起源があることを裏付けています。NGC$\,$3513では、その広範な成分は銀河円盤から出ていく局所的な流出と一致しています。私たちの発見は、円盤とハローの境界面でのガス循環が両方の銀河に存在することを示しています。さらに、熱運動と乱流運動によって圧力サポートが提供される動的平衡モデルをテストします。NGC$\,$3511でのeDIG速度分散の測定に基づいて、$h_{z}\gtrsim0.2-0.4$で、乱流運動によりスケール高さが熱スケール高さの少なくとも数倍増加することを示します。$R=3-5$kpcでのkpc。これは、ガス状の円盤とハローの界面の垂直構造に対する乱流運動の重要性を強調しています。
SMACS J0723.3-7327 JWST ERO 画像で特定されたマゼラン系星
| Title |
Magellanic_System_Stars_Identified_in_the_SMACS_J0723.3-7327_JWST_ERO_Images |
| Authors |
Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Timothy_Carleton,_Patrick_S._Kamieneski,_Benne_W._Holwerda,_Christopher_J._Conselice,_Nathan_J._Adams,_Brenda_Frye,_Jose_M._Diego,_Christopher_N._A._Willmer,_Rafael_Ortiz_III,_Cheng_Cheng,_Alex_Pigarelli,_Aaron_Robotham,_Jordan_C._J._D'Silva,_Scott_Tompkins,_Simon_P._Driver,_Haojing_Yan,_Dan_Coe,_Norman_Grogin,_Anton_Koekemoer,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal_and_Russell_E._Ryan_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13037 |
銀河団SMACSJ0723.3-7327(SMACS0723)の領域のJWST/NIRCamERO画像から68個の遠方の星を特定しました。SMACS0723と大マゼラン雲の間の角度間隔が比較的小さい($\sim$$10^{\circ}$)ことを考えると、これらの星はLMCの郊外またはリーディングアームに関連付けられている可能性があります。このことは、スペクトルエネルギー分布分析によってさらに裏付けられ、40ドルから100ドルkpcの物理的距離に星が過剰にあることを示唆しており、これはマゼラン系に関連しているか、マゼラン系の背後に位置していることと一致している。特に、SMACS0723の視野内で27.0等より明るい星の全体の表面密度は、同様の銀河緯度の空白領域(北黄道極時間領域領域)の星の表面密度の$\sim$2.3倍であることがわかります。マゼラン系と一致するSED由来の距離を持つSMACS0723領域内の星の密度は、空白領域の星の密度より$\sim$7.3倍大きいことがわかります。これらの距離にある候補星は、同じ距離係数[Fe/H]$=-1.0$および年齢$\sim$$5.0$Gyrの恒星集団と一致します。68個の星すべてがLMCに関連付けられていると仮定すると、SMACS0723場の位置におけるLMCの恒星密度は$\sim$$710$星kpc$^{-3}$となり、追跡に役立ちます。LMC郊外の星の密度。
ピクノ核融合の不確実性が降着中性子星殻の冷却に及ぼす影響
| Title |
Impact_of_Pycnonuclear_Fusion_Uncertainties_on_the_Cooling_of_Accreting_Neutron_Star_Crusts |
| Authors |
R._Jain,_E._F._Brown,_H._Schatz,_A._V._Afanasjev,_M._Beard,_L._R._Gasques,_S._S._Gupta,_G._W._Hitt,_W._R._Hix,_R._Lau,_P._Moller,_W._J._Ong,_M._Wiescher,_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12451 |
一時的に降着する中性子星からの静止中のX線の観察は、高密度物質の性質についてのユニークな手がかりを提供します。ただし、これには地殻の大規模なモデリングとその結果と観察結果の一致が必要です。これらのモデルに実装されているピクノ核融合反応速度は、現象学的表現を拡張することによって理論的に計算されており、数桁にわたる大きな不確実性があります。我々は、現実的なネットワーク計算によるこれらのピクノ核融合反応の最初の感度研究を紹介します。また、反応ネットワークを熱進化コードdStarと組み合わせて、静止時の中性子星の冷却曲線への影響をさらに研究します。ピクノ核融合反応速度を変えると、総加熱量は一定のままですが、核熱が蓄積される深さが変わります。ピクノ核融合反応速度の向上は、核熱の全体的な浅い沈着につながります。不純物係数も、地殻に堆積した灰の種類に応じて変化します。これらの合計変化は、モデル化された冷却曲線における最大9eVの変動に対応します。これは浅い熱源を説明するには十分ではありませんが、観測の不確実性と同等であり、中性子星地殻のモデル化には依然として重要である可能性があります。
クラスター内媒体における磁気熱不安定性の動的特性と検出可能性
| Title |
Dynamical_properties_and_detectability_of_the_magneto-thermal_instability_in_the_intracluster_medium |
| Authors |
Jean_M._Kempf,_Francois_Rincon_and_Nicolas_Clerc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12460 |
コンテクスト。クラスター内媒体(ICM)のダイナミクスに潜在的に関連する多くのプラズマプロセスの中で、磁気熱不安定性(MTI)のような内部磁化浮力不安定性によって観測可能な規模で駆動される乱流は、背景温度が半径とともに低下するICM郊外で際立っています。。目的。私たちはMTI乱流の統計的特性を特徴付け、そのような磁化ダイナミクスがATHENAに搭載される将来のX線熱量計X-IFUで検出可能かどうかを評価します。方法。Perrone&Latter(2022a,b)によって導出されたスケーリング則を利用して、さまざまなICM熱力学プロファイルの観測可能な乱流飽和レベルとMTI乱流の注入長を推定し、ブラギンスキーの熱と運動量の拡散による動力学の数値MHDシミュレーションを実行します。。前向きの演習として、シミュレーションを使用して、X-IFUを介してMTI乱気流を仮想的に観察します。結果。X線観測に適した十分に明るい領域では、MTIは$\sim$5%および$\sim$100km/s(rmsの温度変動と速度)までの穏やかな乱流を引き起こします。しかし、測定可能な統合温度変動と視線速度場（本質的にクラスターハローの方位速度成分）は、それぞれ1%と10km/sをほとんど超えません。私たちは、このような中程度の信号は今後のX線望遠鏡で検出するのが難しいことを示します。MTI乱流は重力方向に異方性があります。変動強度が現在の理論的推定値よりも強い場合、MTI変動が検出可能となり、その異方性がX-IFUで識別できる可能性があります。結論。ICMの磁化ダイナミクスの直接の痕跡を見つけることは、MTIに典型的な観察可能なスケールであっても依然として困難です。この研究はこの方向への第一歩です。さらなる進歩を図るために、いくつかの数値的および観測的戦略について説明します。
Ask The Machine: 低質量 X 線連星における風による流出の体系的な検出
| Title |
Ask_The_Machine:_Systematic_detection_of_wind-type_outflows_in_low-mass_X-ray_binaries |
| Authors |
D._Mata_S\'anchez_(1,2),_T._Mu\~noz-Darias_(1,2),_J._Casares_(1,2),_M._Huertas-Company_(1,2,3),_G._Panizo-Espinar_(1,2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_38205_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_astrof\'isica,_Univ._de_La_Laguna,_E-38206_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_CNRS,_PSL,_Universit\'e_Paris-Cit\'e,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12475 |
低質量X線連星の光学スペクトルにおけるアウトフローの系統的な発見により、これらの極端な系におけるバースト進化の研究に新たな道が開かれました。ただし、成長を続けるデータベースでそのような特徴を効率的に検出するには、特にスケーラビリティ、適応性、自動化に重点を置いた新しい分析手法の開発が必要です。このパイロット研究では、光学範囲で観察されるスペクトル線プロファイルのアウトフローの識別を実行するための機械学習アルゴリズムの使用を検討します。私たちは、低質量X線連星の典型的な観測をエミュレートして、円盤輝線プロファイルと流出シグネチャーの組み合わせを通じて構築されたシミュレートされたデータベース上で分類器をトレーニングおよびテストします。最後の訓練された分類器は、特によくカバーされていた2つの明るい爆発、V404Cyg(2015)とMAXIJ1820+070(2018)のときに撮影された2セットのスペクトルに適用されます。この新しいアプローチによって得られた分類は、従来の手法で得られた分類と全体的に一致していると同時に、低速流出へのアクセスなど、後者に比べて多くの重要な利点を提供します。この研究は、低質量X線連星やその他の小型連星からのスペクトルの大規模サンプルに関する将来の研究の基礎を築きます。
| Title |
Possible_contribution_of_X-ray_binary_jets_to_the_Galactic_cosmic_ray_and_neutrino_flux |
| Authors |
Dimitrios_Kantzas,_Sera_Markoff,_Alex_J._Cooper,_Daniele_Gaggero,_Maria_Petropoulou_and_Pedro_De_La_Torre_Luque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12715 |
1世紀以上にわたり、高エネルギー宇宙線(CR)線源の特定は未解決の問題のままです。最大$10^{15}$eVのエネルギーを持つ銀河系CRの場合、超新星残骸(SNR)が主な起源源であると伝統的に考えられてきました。しかし、最近のTeVガンマ線観測はSNRパラダイムに疑問を投げかけています。伝播するCRは銀河磁場によって偏向されるため、非弾性ハドロン相互作用によって生成されるガンマ線とニュートリノがCR源を明らかにする唯一の手段となります。この研究では、X線連星(BHXB)内の恒星質量ブラックホールの銀河ジェット内で加速されたCRによって生成されるガンマ線とニュートリノの放出を研究します。私たちは、2つの原型的なBHXB、はくちょう座X-1とGX339-4の固有ニュートリノ放射を計算します。これらについては、高品質の準同時多波長スペクトルが得られます。これらの典型的な情報源に基づいて、既知の35個の銀河BHXBが効率的なCR加速器である可能性について議論します。さらに、銀河面に存在する生存可能なBHXB集団のCRスペクトルへの潜在的な寄与を推定します。これらのBHXBが爆発すると、粒子が最大100TeVまで加速され、銀河系媒体中を伝播する間にガンマ線とニュートリノの拡散スペクトルに寄与する可能性があります。視線に沿ったハドロン過程を計算するオープンソースコードであるHERMESを使用して、拡散ガンマ線およびニュートリノ束に対するBHXBの寄与について議論し、これらを固有のガンマ線およびニュートリノ放出と比較します。最後に、観測された銀河系CRのスペクトルに対するBHXBの寄与について説明します。
| Title |
Constraints_on_the_cosmological_parameters_with_three-parameter_correlation_of_Gamma-ray_bursts |
| Authors |
Jia-Lun_Li,_Yu-Peng_Yang,_Shuang-Xi_Yi,_Jian-Ping_Hu,_Fa-Yin_Wang,_Yan-Kun_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12840 |
ガンマ線バースト(GRB)は、最もエネルギーが高く明るい現象の1つであるため、高赤方偏移宇宙の有望な探査機として扱うことができます。Ia型超新星(SNeIa)と同様に、同じ物理的起源を持つGRBは標準的なキャンドルとして扱うことができます。同じ物理的起源を持つGRBサンプルを選択し、2つのグループに分けます。1つのグループは、X線残光光度曲線で約-2の減衰指数が続く一定の明るさのプラトー位相特徴を備えた31個のGRBで構成され、もう1つのグループは光学的光度曲線で浅い減衰位相を備えた50個のGRBで構成されています。。選択されたGRBサンプルについて、プラトー光度$L_0$、プラトーの終了時間$t_b$、および等方性エネルギー放出$E_{\gamma,iso}$の間に密接な相関があることを確認します。また、$L_0-t_b-E_{\gamma,iso}$相関は宇宙論的パラメーターの影響を受けず、この相関を使用して宇宙論的パラメーターに対する有効な制限を取得できないこともわかりました。新しい3パラメータ相関$L_0$、$t_b$、および残りのフレーム$E_{p,i}$($L_0-t_b-E_{p,i}$)のスペクトルピークエネルギーを探索し、次のことを見つけます。この相関関係は、宇宙論的パラメーターを制約するための標準的なロウソクとして使用できるということです。光学サンプルのみを使用することにより、フラットな$\Lambda$CDMモデルに対する$\Omega_m=0.697_{-0.278}^{+0.402}(1\sigma)$の制約が見つかります。非平坦な$\Lambda$CDMモデルの場合、最も適合する結果は$\Omega_m=0.713_{-0.278}^{+0.346}$、$\Omega_{\Lambda}=0.981_{-0.580}^です。{+0.379}(1\sigma)$。X線サンプルと光学サンプルの組み合わせについては、平坦な$\Lambda$CDMモデルでは$\Omega_m=0.313_{-0.125}^{+0.179}(1\sigma)$が得られ、$\Omega_m=非フラット$\Lambda$CDMモデルの場合、0.344_{-0.112}^{+0.176}$、$\Omega_{\Lambda}=0.770_{-0.416}^{+0.366}(1\sigma)$。
低照度の Ia 型超新星の遅い時間の近赤外線観測でプラトーは観察されなかった 2021qvv
| Title |
No_plateau_observed_in_late-time_near-infrared_observations_of_the_underluminous_Type_Ia_supernova_2021qvv |
| Authors |
O._Graur,_E._Padilla_Gonzalez,_J._Burke,_M._Deckers,_S._W._Jha,_L._Galbany,_E._Karamenhmetoglu,_M._D._Stritzinger,_K._Maguire,_D._A._Howell,_R._Fisher,_A._G._Fullard,_R._Handberg,_G._Hosseinzadeh,_W._E._Kerzendorf,_C._McCully,_M._Newsome,_A._Rest,_A._G._Riess,_I._R._Seitenzahl,_M._M._Shara,_K._J._Shen,_G._Terreran,_and_D._R._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12858 |
極大光から150日から500日の間に得られた通常のIa型超新星（SNeIa）の近赤外（NIR）観測により、拡大したプラトーの存在が明らかになった。ここでは、1991bgに似た低照度のSN2021qvvの観測結果を紹介します。初期の地上からの光学観測と近赤外観測では、SN2021qvvがSN2006mrに似ており、これまでで最も暗く、最も速く進化している1991bg型SNeの1つであることが示されています。ハッブル宇宙望遠鏡によるSN2021qvvの後期（170～250日）の観測では、プラトーの兆候は示されていません。これらの観測をSN2006mrの初期段階のNIR観測に遡って外挿すると、少なくとも250日まではNIRプラトーが完全に存在しないことが示唆される。この欠如は、1991bg様SNeの噴出物の温度が通常のSNeIaに比べて低いためである可能性があり、これにより、それらが蛍光になり、紫外光がNIRにシフトすることが妨げられる可能性があります。この示唆は、ゆっくりと進化するイベントから急速に進化するイベントまでの全範囲をカバーする1991bgのようなSNeサンプルのNIR画像を取得することでテストできます($0.2\lesssims_\mathrm{BV}\lesssim0.6$)。進化が遅く、より高温の1991bg様SNeにおけるNIRプラトーの検出は、これらのSNeが正常なSNeIaとの連続体に沿って存在するというさらなる証拠を提供するであろう。したがって、理論的な前駆体および爆発のシナリオは、両方のSNIaサブタイプの観察された特性と一致する必要があります。
Ia 型超新星元素合成: 金属量に依存した収量
| Title |
Type_Ia_Supernova_Nucleosynthesis:_Metallicity-Dependent_Yields |
| Authors |
James_D_Keegans,_Marco_Pignatari,_Richard_J_Stancliffe,_Claudia_Travaglio,_Samuel_Jones,_Brad_K_Gibson,_Dean_M_Townsley,_Broxton_J_Miles,_Ken_J_Shen,_Gareth_Few |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12885 |
Ia型超新星爆発(SNIa)は、銀河の化学進化の基本的な元素源です。これらは、中間質量（Zが11から20の間）および鉄族元素を効率的に生成します。たとえば、太陽鉄の約70%はSNIaによって生成されると予想されます。この研究では、3つの前駆体(1.4M爆燃爆発モデル、1.0二重爆発モデル、0.8M二重爆発モデル)と13の金属性に基づいて、SNIa爆発の39モデルの完全存在量収率を計算します。質量分率は22Neです。それぞれ0、1x10-7、1x10-6、1x10-5、1x10-4、1x10-3、2x10-3、5x10-3、1x10-2、1.4x10-2、5x10-2、0.1。元素合成の計算は、モデル間の一貫した核反応ネットワークを使用して、NuGridコードスイートを使用して実行されます。収量と生産係数を含む完全な表は、オンラインのZenodo:Yieldsで提供されています。我々は、SNIa元素合成の現在の理解に照らして、異なる前駆体の質量と組成に応じた収量の主な特性について議論します。最後に、結果を文献からの多数の関連モデルと比較します。
チェレンコフ望遠鏡アレイ大型望遠鏡試作機によるかに星雲とパルサーの観測
| Title |
Observations_of_the_Crab_Nebula_and_Pulsar_with_the_Large-Sized_Telescope_Prototype_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
CTA-LST_Project:_S._Abe_(1),_A._Aguasca-Cabot_(2),_I._Agudo_(3),_N._Alvarez_Crespo_(4),_L._A._Antonelli_(5),_C._Aramo_(6),_A._Arbet-Engels_(7),_M._Artero_(8),_K._Asano_(1),_P._Aubert_(9),_A._Baktash_(10),_A._Bamba_(11),_A._Baquero_Larriva_(4,12),_L._Baroncelli_(13),_U._Barres_de_Almeida_(14),_J._A._Barrio_(4),_I._Batkovic_(15),_J._Baxter_(1),_J._Becerra_Gonz\'alez_(16),_E._Bernardini_(15),_M._I._Bernardos_(3),_J._Bernete_Medrano_(17),_A._Berti_(7),_P._Bhattacharjee_(9),_N._Biederbeck_(18),_C._Bigongiari_(5),_E._Bissaldi_(19),_O._Blanch_(8),_P._Bordas_(2),_A._Bulgarelli_(13),_I._Burelli_(20),_M._Buscemi_(21),_M._Cardillo_(22),_S._Caroff_(9),_A._Carosi_(5),_F._Cassol_(23),_D._Cauz_(20),_G._Ceribella_(1),_Y._Chai_(7),_K._Cheng_(1),_A._Chiavassa_(24),_M._Chikawa_(1),_L._Chytka_(25),_A._Cifuentes_(17),_et_al._(232_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12960 |
CTA(チェレンコフ望遠鏡アレイ)は、非常に高いエネルギーでガンマ線天文学を行う次世代の地上観測所です。大型望遠鏡のプロトタイプ(\LST{})は、カナリア諸島のラ・パルマ島にあるCTAの北部サイトにあります。LSTは、CTAがカバーするエネルギー範囲の最低部分($\simeq20$GeVまで)で最適なパフォーマンスを提供するように設計されています。\LST{}は、試運転段階中の2019年11月に天体観測を開始し、それ以来データを取得しています。私たちは、非常に高エネルギーのガンマ線天文学の標準的なキャンドルであるかに星雲の最初の\LST{}観測を提示し、それらをシミュレーションとともに使用して、望遠鏡の基本的な性能パラメーターを評価します。データサンプルは、2020年11月から2022年3月までに収集された、低天頂角での約36時間の観測で構成されています。\LST{}は試運転期間中に期待されたパフォーマンスに達しました。望遠鏡に合わせるために必要なのは、既存のシミュレーションのわずかな調整だけでした行動。トリガーレベルでのエネルギー閾値は約20GeVと推定され、データ分析後は$\simeq30$GeVまで上昇します。性能パラメータはエネルギーと、分析におけるガンマ線選択カットの強度に大きく依存します。角度分解能の範囲は0.12～0.40度、エネルギー分解能は15～50\%です。磁束感度は、50時間の観測で250GeV以上のかに星雲の磁束の約1.1\%(30分間では12\%)です。かに星雲について得られたスペクトルエネルギー分布（0.03～30TeVの範囲）と光度曲線は、統計的および体系的な不確実性を考慮すると、以前の測定結果と一致しています。星雲の中心にあるパルサーからも明確な周期信号が検出されています。
楕円銀河のSMBH周辺でゆっくりと回転する降着流：流出のあるケース
| Title |
Slowly_Rotating_Accretion_Flow_Around_SMBH_in_Elliptical_Galaxy:_Case_With_Outflow |
| Authors |
Razieh_Ranjbar,_Shahram_Abbassi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12990 |
観測証拠と多くの数値シミュレーションは、楕円銀河中心の降着系に風(つまり非平行な流出)が存在することを示しています。この研究の主な目的の1つは、流出を伴う超大質量ブラックホールの周りでゆっくりと回転する降着流の解決策を調査することです。この論文では、外側の境界からブラックホールまで広がる超音速と亜音速という2つの異なる物理領域を示します。私たちの数値解法では、外側境界はボンダイ半径を超えて選択されます。強い重力のため、内側領域($\sim10r_s$内)の流出(つまり$s=0$)を無視します。外側領域における流れの半径方向速度は、流出の存在により大幅に増加します。従来の研究と比較して、一般的な風出力を持つ低降着率に対応する1つの降着モード、つまりゆっくりと回転するケースが丁寧に記述され、このモードにおける銀河ポテンシャルの影響と風によるフィードバック効果が考慮されています。アカウント。質量降着率のべき乗則形式は方程式と数学的に互換性があるため、半径に依存する質量降着率($\dot{M}_{in}\proptor^s$)を考慮します。ここで$s$は自由パラメータであり、流出の強さを示します。この研究では、流出によって質量、角運動量、エネルギーが除去されるメカニズムは不明です。流出の影響は流れの外縁によく現れます。
ローマ宇宙望遠鏡によるバルジ球状星団の星地震探査
球状星団は初期宇宙の遺物であり、星や銀河の進化のさまざまな側面への手がかりを含んでいます。私たちは、銀河バルジ時間領域調査の一部として、またはその延長として、ローマ宇宙望遠鏡を1つ以上の星団に向けることを提案します。これは、星地震学の強力なツールキットを、他の時間領域の測光ミッションではほとんど手の届かない観測である球状星団に適用するユニークな機会を提供するでしょう。このホワイトペーパーでは、概念的な調査フィールドの近くで考えられるターゲットを示します。潜在的な科学的事例としては、星団全体の恒星パラメータの正確な決定、金属に乏しい星団と金属に富む星団の統合質量損失の正確な推定、RRこと座星の星地震解析と質量推定、星団の地震年代の決定などが挙げられます。他の測光ミッションとの比較や、専用の球状星団観測実行からの科学的成果を最大化するための推奨事項を提供します。
ローマの銀河中心
| Title |
The_Galactic_Center_with_Roman |
| Authors |
Sean_K._Terry,_Matthew_W._Hosek_Jr.,_Jessica_R._Lu,_Casey_Lam,_Natasha_Abrams,_Arash_Bahramian,_Richard_Barry,_Jean-Phillipe_Beaulieu,_Aparna_Bhattacharya,_Devin_Chu,_Anna_Ciurlo,_Will_Clarkson,_Tuan_Do,_Kareem_El-Badry,_Ryan_Felton,_Matthew_Freeman,_Abhimat_Gautam,_Andrea_Ghez,_Daniel_Huber,_Jason_Hunt,_Macy_Huston,_Tharindu_Jayasinghe,_Naoki_Koshimoto,_Madeline_Lucey,_Florian_Pei{\ss}ker,_Anna_Pusack,_Cl\'ement_Ranc,_Dominick_Rowan,_Robyn_Sanderson,_Rainer_Sch\"odel,_Richard_G._Spencer,_Rachel_Street,_Daisuke_Suzuki,_Aikaterini_Vandorou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12485 |
私たちは、銀河バルジ時間領域調査(GBTDS)に銀河中心(GC)フィールドを追加することを主張します。新しい磁場では、GCに向かう前例のない${\sim}$330万ドルの星の高ケイデンス測光および天文測定が可能になります。これにより、最終的にLISAで検出可能な重力波源として合体する可能性のある星とコンパクトな天体のバイナリの発見、さまざまな環境における星やコンパクトな天体の質量関数の制限、マイクロレンズや通過する系外惑星の個体群の検出など、幅広い科学事例が可能になります。、星のフレアと若い星と古い星の変動を研究し、中心の超大質量ブラックホールへの降着を監視しています。さらに、高精度の固有運動と視差は、GCにおける恒星集団の大規模なダイナミクスへの新たな窓を開き、銀河核の形成と進化、および超大質量黒色星の成長との共進化についての洞察をもたらすでしょう。穴。概念的なGBTDSと、最適または最小限のケイデンスによるGCフィールドの追加との間で考えられるトレードオフについて説明します。最終的に、GBTDSにGCフィールドが追加されると、ローマンの科学的成果が劇的に増加し、銀河系の中央面と最内部の領域を研究するためのレガシーデータセットが提供されるでしょう。
Roman CCS ホワイトペーパー: 孤立したブラックホールの銀河集団の特徴付け
| Title |
Roman_CCS_White_Paper:_Characterizing_the_Galactic_population_of_isolated_black_holes |
| Authors |
Casey_Y._Lam_(UC_Berkeley),_Natasha_Abrams_(UC_Berkeley),_Jeff_Andrews_(University_of_Florida),_Etienne_Bachelet_(IPAC),_Arash_Bahramian_(Curtin_Institute_of_Radio_Astronomy),_David_Bennett_(NASA_Goddard,_UMd_College_Park),_Valerio_Bozza_(Salerno_University),_Floor_Broekgaarden_(CfA_ |
_Harvard_&_Smithsonian),_Sukanya_Chakrabarti_(University_of_Alabama,_Huntsville),_William_Dawson_(Lawrence_Livermore_National_Laboratory),_Kareem_El-Badry_(Harvard),_Maya_Fishbach_(CITA,_University_of_Toronto),_Giacomo_Fragione_(CIERA,_Northwestern),_Scott_Gaudi_(The_Ohio_State_University),_Abhimat_Gautam_(UCLA),_Ryosuke_Hirai_(Monash_University),_Daniel_Holz_(University_of_Chicago),_Matthew_Hosek_Jr._(UCLA),_Macy_Huston_(Penn_State),_Tharindu_Jayasinghe_(UC_Berkeley),_Samson_Johnson_(NASA_JPL),_Daisuke_Kawata_(University_College_London),_Naoki_Koshimoto_(Osaka_University),_Jessica_R._Lu_(UC_Berkeley),_Ilya_Mandel_(Monash_University),_Shota_Miyazaki_(JAXA/ISAS),_Przemek_Mr\'oz_(University_of_Warsaw),_Smadar_Naoz_(UCLA),_Cl\'ement_Ranc_(IAP,_Sorbonne_University),_Dominick_Rowan_(The_Ohio_State_University),_Rainer_Sch\"odel_(IAA-CSIC,_Granada,_Spain),_Tomer_Shenar_(University_of_Amsterdam),_Josh_Simon_(Carnegie_Observatories),_Rachel_Street_(Las_Cumbres_Observatory),_Takahiro_Sumi_(Osaka_University),_Daisuke_Suzuki_(Osaka_University),_Sean_Terry_(UC_Berkeley) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12514 |
天の川銀河には孤立したブラックホール(BH)が1億個あると推定されていますが、これまでに発見されているのは1個だけであり、その性質については大きな不確実性が生じています。銀河バルジ時間領域調査は、今後数十年間でこのカタログを桁違いに拡大する唯一の機会を提供します。これは、1)ローマンの天文計測の可能性が観測戦略とソフトウェアパイプラインで完全に実現され、2)ローマンによるバルジの観測ギャップが最小限に抑えられ、3)ギャップを埋めるために地上の施設によるバルジの観測が行われる場合に達成できます。バルジ以外のシーズン中。孤立したBHの大量のサンプルにより、大規模な恒星の進化、重力波源の起源、超新星物理学、超大質量BHの成長など、天体物理学の幅広い疑問の解明が可能となり、ローマンの科学的利益を最大化することができる。
原始惑星系円盤内の複雑な有機分子の X 線光脱着 -- I. アセトニトリル CH3CN
| Title |
X-ray_photodesorption_of_complex_organic_molecules_in_protoplanetary_disks_--_I._Acetonitrile_CH3CN |
| Authors |
R._Basalg\`ete,_D._Torres-D\'iaz,_A._Lafosse,_L._Amiaud,_G._F\'eraud,_P._Jeseck,_L._Philippe,_X._Michaut,_J.-H._Fillion,_and_M._Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13048 |
原始惑星系円盤の中心にある前主系列星から放出されるX線は、寒冷領域に存在する星間氷からの非熱的脱着を引き起こす可能性があります。このX線光脱離は、いくつかのディスクで検出されているアセトニトリルCH3CNを含む複雑な有機分子(COM)について定量化する必要があります。我々は、純粋なCH3CN氷、およびCOまたはH2O主体の氷にCH3CNが混合された星間氷類似体からの中性種のX線光脱着収率を実験的に推定します。氷にシンクロトロン光（SOLEILsynchrotron）からの軟X線（400～600eV）を15Kで照射した。X線光脱離は、四重極質量分析法により気相中で調査されました。X線光脱着収量は質量信号から導出され、天体化学モデルのより高いX線エネルギーに外挿されました。無傷のCH3CNのX線光脱離は、純粋なCH3CN氷および混合13CO:CH3CN氷から検出され、560eVで約5×10^(-4)分子/光子の収率であった。H2O主体の氷中で混合すると、無傷のCH3CNの560eVでのX線光脱離は、10^(-4)分子/光子である検出限界を下回ります。HCN、CH4、およびCH3の脱着に関連する収率も提供されます。導き出される天体物理学的収量は、原始惑星系円盤で予想される局所的な条件に大きく依存します。CO主体の氷からの無傷のCH3CNのX線光脱着では、それらは10^(-4)から10(-6)分子/光子まで変化します。H2O主体の氷からの無傷のCH3CNのX線光脱着については、5x10^(-5)から5x10^(-7)分子/光子までの範囲の上限のみを導き出すことができました。星間氷からの無傷のCH3CNのX線光脱着は、原始惑星系円盤で観察されるCH3CNの豊富さを部分的に説明できる可能性があります。脱離効率は、局所的な物理的条件、つまりディスク領域によって変化すると予想されます。
時間依存性コロナのグローバル MHD シミュレーション
| Title |
Global_MHD_Simulations_of_the_Time-Dependent_Corona |
| Authors |
Roberto_Lionello,_Cooper~Downs,_Emily_I._Mason,_Jon_A._Linker,_Ronald_M._Caplan,_Pete_Riley,_Viacheslav_S.Titov,_Marc_L._DeRosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12551 |
我々は、全太陽の表面フラックスの進化を全球太陽コロナのMHDモデルに組み込む手法を説明、テスト、および適用します。進化する表面フラックスのマップのみを必要とする私たちの方法は、Lionelloらの方法と似ています。(2013)ですが、スプリアス電流を軽減するために下部境界の電界を補正する2つの方法を紹介します。既知の流れと電場で駆動される参照シミュレーションと比較することで、手順の精度を検証します。次に、Schrijver&DeRosa(2003)の磁束進化モデルからのマップによって駆動される、太陽1回転に続く熱力学的MHD計算を示します。モデルコロナの動的で時間に依存する性質は、表面の流れと出現および消去フラックスに応じて進化する、オープンフラックス境界と順方向モデル化されたEUV放射の進化を調べることによって説明されます。私たちの主な目的は方法を提示することですが、この進化と遅い太陽風の特性との関連性を簡単に調査し、「S-Web」のトポロジカルな特徴に対する傾斜した磁力線のマッピングを調べ、計算された電荷状態比を比較します。時間に依存して駆動され、定常状態と同等の状態に達します。興味深いことに、少なくとも最小限のヘリシティを注入するこの適度な解像度の実行では、単独で駆動しても荷電状態比が大幅に改善されないことがわかりました。それでも、時間依存駆動モデルの多くの側面は従来の定常状態手法では捉えることができず、このような手法は次世代の太陽風力モデルやCMEモデルに特に関連する可能性があります。
カペラ (ぎょしゃ座α星) についての洞察: コアのオーバーシュートの範囲からその進化の歴史まで
| Title |
An_insight_into_Capella_(alpha_Aurigae):_from_the_extent_of_core_overshoot_to_its_evolutionary_history |
| Authors |
E._Marini,_C._Ventura,_M._Tailo,_P._Ventura,_F._Dell'Agli,_M._Castellani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12753 |
連星ぎょしゃ座α星（別名カペラ）は、主星が核のヘリウム燃焼段階を経て進化している可能性が高く、これら2つの成分の質量が2.5であるため、星の核の水素とヘリウムの燃焼段階を理解する上で非常に重要です。Msunと2.6Msunは、主系列段階での炉心オーバーシュートの拡大が不確実な質量範囲に該当します。私たちは、恒星の進化モデリングの結果と観測結果を比較することによって、炉心燃焼段階で経験する炉心のオーバーシュートの程度を導き出し、外部エンベロープ内のエネルギーの対流輸送の効率をテストすることを目的としています。本研究では、カペラの主星と副星について、意図的に計算された進化の軌跡を考察します。私たちは、モデル星の有効温度と表面重力が同じ時代の観測から得られたものを再現することを要求することによって、主系列の進化と系の年齢の間の核からの余分な混合の範囲を決定します。さらに、観測された星の表面化学と予測された星の表面化学の間の一貫性を確認します。恒星の進化モデリングの結果とカペラの観測結果との間の一貫性は、コアからの余分な混合を仮定した場合に見られ、余分な混合ゾーンの範囲は0.25H_P程度である。この星系の年齢は7億1000万年前と推定されています。これらの結果により、観察された表面化学、特にLBT(大型双眼鏡)とVATT(バチカン先端技術望遠鏡)の観察に基づいた最近の12C/13C比の決定をうまく再現することができます。
共生候補物質V503 Herの網羅的解析
| Title |
Comprehensive_analysis_of_a_symbiotic_candidate_V503_Her |
| Authors |
J._Merc,_R._G\'alis,_M._Wolf,_P._A._Dubovsk\'y,_J._K\'ara,_F._Sims,_J._R._Foster,_T._Medulka,_C._Boussin,_J._P._Coffin,_C._Buil,_D._Boyd,_J._Montier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12805 |
V503Herは、測光挙動と複合光学スペクトルを示す分光学的外観に基づいて、日食共生候補として以前に提案されました。その性質を調査するために、私たちは、100年にわたる測光の歴史をカバーする長期測光観測と、いくつかの測量と衛星から収集された多周波数測定値を補足した新しい低解像度光学分光データを分析しました。この論文で示された分析に基づいて、V503Herは食連星ではないと主張します。光学波長と赤外線波長は、実効温度4500K、光度1900L$_\odot$のK型明るい巨人によって支配され、漸近巨人枝上の太陽以下の金属性が半規則的で複雑な多周期性を示している。脈動挙動。V503Herは、強く相互作用する共生変数の特徴を示していませんが、いくつかの証拠は、それが依然として「隠れた」降着のみの共生システムの1つである可能性を示唆しています。しかし、現在入手可能なデータでは、可能性のある仲間のパラメータを完全に確認したり、制約したりすることはできません。
TESS で観察された磁気化学的に特異な星の LAMOST サンプルの測光変動
| Title |
Photometric_variability_of_the_LAMOST_sample_of_magnetic_chemically_peculiar_stars_as_seen_by_TESS |
| Authors |
J._Labadie-Bartz,_S._H\"ummerich,_K._Bernhard,_E._Paunzen,_M._E._Shultz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12861 |
宇宙ミッションから得られる高品質の光曲線は、磁気化学的に特異な(mCP)星の回転および脈動特性に関する新しい窓を開き、星地震研究を促進しました。これらにより、表面磁場の内部効果を調査し、多数の天体物理パラメータを高精度で導き出すことができます。我々は、自転周期を測定し、追跡調査のために興味深い天体を特定することを目的として、LAMOSTアーカイブスペクトルで発見された1002個のmCP星のサンプルの測光変動の調査を紹介します。TESS測光は782個のmCP星で利用でき、フーリエ2項周波数フィットを使用して分析され、星の自転周期が決定されました。次に、回転信号を光度曲線から差し引いて、非回転変動を特定しました。ピクセルレベルのブレンド分析を実行して、変動がターゲットの星に由来するのか、それとも近くのブレンドされた近傍に由来するのかを確認しました。私たちは、自転周期、主系列の部分年齢、質量、およびその他のいくつかの観測値の間の相関を調査しました。720mCP星の自転周期と周期推定を示します。さらに、mCP星をホストしている可能性が高い4つの食連星系と、脈動と一致する追加の信号を持つ25個の星(周波数が10d$^{-1}$を超える星が12個、周波数が10$未満の星が13個)を特定した。^{-1}$)。主系列進化中の角運動量の保存の仮定と一致して、より進化した星ほど自転周期が長いことがわかりました。私たちの研究により、自転周期が既知のmCP星のサンプルサイズを増やし、詳細な追跡研究の主な候補を特定します。これにより、将来の調査に向けた2つの道が可能になります。それは、mCP星のさらに大規模なサンプルの集団研究と、高価値のターゲットの詳細な特性評価です。
BL Her スターの多波長分析: モデルと観測
| Title |
A_multi-wavelength_analysis_of_BL_Her_stars:_Models_versus_Observations |
| Authors |
S._Das,_L._Moln\'ar,_S._M._Kanbur,_M._Joyce,_A._Bhardwaj,_H._P._Singh,_M._Marconi,_V._Ripepi_and_R._Smolec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12892 |
我々は、以下を使用して計算されたBL~Herculisモデルの細かいグリッドについて、複数の波長(ジョンソン-カズンズ-ガラスおよび{\slGaia}通過帯域)での新しい理論的な周期-光度(PL)および周期-半径(PR)関係を提示します。{\scメサ-rsp}。非線形モデルは、BL~Her星に典型的な期間、つまり$1\leqP({\rmdays})\leq4$に対して計算され、広範囲の入力パラメーターをカバーしました:金属性($-$2.0dex$\leq$)[Fe/H]$\leq$0.0dex)、星の質量(0.5～0.8M$_{\odot}$)、光度(50～300L$_{\odot}$)、有効温度(フル不安定ストリップの範囲;50K単位)。多波長特性に対する4セットの対流パラメーターの影響を調査します。ほとんどの経験的関係は、4セットの対流パラメーターを使用して計算されたBL~Herモデルからの理論的関係とよく一致します。PR関係では、顕著な金属効果は見られません。BL~Herモデルのグリッドからのもう1つの重要な結果は、銀河系外距離スケールの校正のための古典的なセファイドの代替として、RRリラ座とタイプIIセファイドのPL関係の組み合わせをサポートしていることです。
暗黒物質欠損超拡散銀河の速度分散: 重力修正の事例
| Title |
Velocity_dispersion_of_dark_matter_deficit_ultra-diffuse_galaxies:_A_case_for_modified_gravity |
| Authors |
Esha_Bhatia,_Sayan_Chakrabarti_and_Sovan_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11790 |
超拡散銀河(UDG)NGC1052-DF2およびNGC1052-DF4の視線速度分散は、暗黒物質の寄与を必要とせず、バリオン物質のみで合理的に説明されています。バリオン質量とハロー質量の同等の比も、2つの暗黒物質欠損銀河に関する上記の主張を裏付けています。これにより、$f(R)$重力や一般相対性理論(RGGR)の繰り込み群補正などの代替重力理論を解析する道が開かれます。視線速度分散の解析により、テイラーなどの$f(R)$重力モデルの選択は$R=0$に関して$f(R)$を拡張するか、または$R^nの単純なべき乗則モデルを選択することが示される$は観測データと一致しています。同様の統計解析がRGGRに対しても行われ、観測された速度分散の有効な説明となることがわかりました。両方のUDGを使用してモデルパラメーターのグローバルフィットを実行します。理論の結合パラメータは大域的なものと考えられ、スケールパラメータなどの局所変数は個々の銀河に依存すると考えられます。
PTA データを分析するための実践的なアプローチ: 6 つのパルサーを含む宇宙ひも
| Title |
Practical_approaches_to_analyzing_PTA_data:_Cosmic_strings_with_six_pulsars |
| Authors |
Hippolyte_Quelquejay_Leclere,_Pierre_Auclair,_Stanislav_Babak,_Aur\'elien_Chalumeau,_Dani\`ele_A._Steer,_J._Antoniadis,_A.-S._Bak_Nielsen,_C._G._Bassa,_A._Berthereau,_M._Bonetti,_E._Bortolas,_P._R._Brook,_M._Burgay,_R._N._Caballero,_D._J._Champion,_S._Chanlaridis,_S._Chen,_I._Cognard,_G._Desvignes,_M._Falxa,_R._D._Ferdman,_A._Franchini,_J._R._Gair,_B._Goncharov,_E._Graikou,_J.-M._Grie{\ss}meier,_L._Guillemot,_Y._J._Guo,_H._Hu,_F._Iraci,_D._Izquierdo-Villalba,_J._Jang,_J._Jawor,_G._H._Janssen,_A._Jessner,_R._Karuppusamy,_E._F._Keane,_M._J._Keith,_M._Kramer,_M._A._Krishnakumar,_K._Lackeos,_K._J._Lee,_K._Liu,_Y._Liu,_A._G._Lyne,_J._W._McKee,_R._A._Main,_M._B._Mickaliger,_I._C._Ni\c{t}u,_A._Parthasarathy,_B._B._P._Perera,_D._Perrodin,_A._Petiteau,_N._K._Porayko,_A._Possenti,_A._Samajdar,_S._A._Sanidas,_A._Sesana,_G._Shaifullah,_L._Speri,_R._Spiewak,_B._W._Stappers,_S._C._Susarla,_G._Theureau,_C._Tiburzi,_E._van_der_Wateren,_A._Vecchio,_V._Venkatraman_Krishnan,_J._P._W._Verbiest,_J._Wang,_L._Wang_and_Z._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12234 |
ヨーロッパパルサータイミングアレイ(EPTA)のデータリリース2(DR2)からの6つのミリ秒パルサーを使用して、宇宙ひもネットワークによって生成される確率的重力波背景(SGWB)を検索します。宇宙ひもループのネットワークの2つのモデルを考慮したベイズ解析を実行し、それを超大質量ブラックホール連星の母集団から予想される単純なべき乗則モデルと比較します。私たちの主な強い仮定は、以前に報告された一般的なレッドノイズプロセスはSGWBであるということです。1パラメータの宇宙ひもモデルは、その単純さのおかげで、べき乗則モデルよりもわずかに有利であることがわかりました。データ内の2成分の確率信号(超大質量ブラックホールバイナリ集団と宇宙ひもからの信号)を仮定すると、ひも張力の上限は$95\%$$\log_{10}(G\mu)になります。)<-9.9$($-10.5$)(我々が検討する2つの宇宙ひもモデルの場合)拡張された2パラメーター文字列モデルでは、キンクの数を制限することができませんでした。2つの近似的で高速なベイジアンデータ分析手法を最も厳密な分析に対してテストし、一貫した結果が得られます。これら2つの高速かつ効率的な方法は、ソースに関係なくすべてのSGWBに適用でき、拡張データセットの分析には非常に重要です。
海洋波浪データに基づくKAGRAサイトにおける微小地震動の評価
海洋波によって引き起こされる周囲の地面の振動である微小地震動は、地上の重力検出器に影響を与えます。本研究では、KAGRAサイトにおける微小地震動と日本全国13海岸の波浪の季節変動やそれらの相関関係などの特性を特徴づけました。その結果、KAGRAサイトの微小地震動を海洋波浪データの主成分で説明することにほぼ成功しました。この研究の可能な応用の1つは微小地震予測であり、その例も示されています。
超弦宇宙論 -- 補足的なレビュー
このレビューでは、超弦理論と点粒子理論を区別する重要な特徴を利用した超弦宇宙論への多くのアプローチが、特に創発シナリオに重点を置いて議論されています。議論の動機の1つは、極初期の宇宙の進化を説明するには、従来の有効場理論(EFT)分析を超える必要があるという認識です。EFT分析の概念的な問題のいくつかについて説明します。このレビューは、初期宇宙シナリオが成功するための基準の要約から始まり、宇宙インフレーションが現在の宇宙論的観測と一致する初期宇宙論の唯一のシナリオではないことを強調している。興味深い代替案として、バウンスシナリオと創発シナリオが紹介されています。超弦理論からのこれらのシナリオの実現のいくつかがレビューされています。弦ガス宇宙論、プレビッグバンシナリオ、エクパイロティックモデル、二重場理論宇宙論、行列モデル宇宙論。（EFTのレベルで）ひも理論から宇宙のインフレーションを得ることが困難であること、および超ひも理論の基本原理から導き出される代替の初期宇宙シナリオの有望な例があることを認識すると、宇宙論が次のような可能性を考慮する必要があります。ひも理論からの出現には、長期間にわたる加速的な拡張は伴いません。
非漸近的に平らなブラック ホール付近で光が曲がる
| Title |
Light_bending_near_non-asymptotically_flat_black_holes |
| Authors |
Flavio_C._S\'anchez_and_Armando_A._Roque_and_Benito_Rodr\'iguez_and_Javier_Chagoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12488 |
光の重力偏向は、重力を修正するための重要なテストです。数年前、ギボンズとヴェルナーは、ガウス・ボネットの定理に基づいた偏向角の定義を導入しました。関連するアイデアは、非漸近的に平坦な時空での偏向角を定義するために荒木田によって提案されました。コットラー幾何学とホーンデスキ重力に対する非漸近的に平坦な解決策でこのアイデアを再検討します。私たちの解析計算と数値計算は、提案されている偏向角の定義が宇宙定数の影響を受けやすく、その寄与がブラックホールの質量によって増幅されるように、レーザービームの三角形アレイを設計できることを示しています。さらに、光子球の近くでは、ホーンデスキ解の偏向角がシュワルツシルト解と類似していることがわかり、静止した観察者が見る影が同一であることが確認されました。私たちの結果は、宇宙の曲率の原因を検出することを目的とした将来の理論的または実験的研究を設計するのに役立つ可能性のある洞察を提供します。
| Title |
Nonlinear_photon-plasma_interaction_and_the_black_hole_superradiant_instability |
| Authors |
Enrico_Cannizzaro,_Fabrizio_Corelli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12490 |
降着ブラックホール近くのプラズマによる電磁場閉じ込めは、線形レベルで超放射不安定性を引き起こし、ブラックホールの回転を制限し、電磁バーストの新しい天体物理学的発生源を提供する可能性があります。ただし、非線形効果により閉じ込めの効率が損なわれ、超放射が無効になる可能性があります。このシナリオにおける非線形相互作用を理解することを動機として、ここでは、標準的なプラズマ物理学の応用ではめったに研究されない領域、つまり、非常に強力な一般的な電磁波に焦点を当て、プラズマの存在下でのマクスウェル方程式の完全な$3+1$非線形力学を研究します。不均一で過密なプラズマ内を伝播する振幅は大きいが、周波数は小さい。我々は、特定の特定のシナリオで予測されるプラズマの透明性効果が非線形領域で考えられる唯一の結果ではないことを示します。非線形運動量伝達によるプラズマの爆発は一般的に存在し、特定のしきい値を超える電磁場の重大なエネルギー漏洩を可能にします。我々は、このような効果は、最も楽観的なシナリオであっても、ブラックホール周囲のプラズマによる超放射不安定性を劇的に抑えるのに十分であると主張する。
回転連星の離心率進化
私たちは、回転する部品を使用した離心軌道の離心率の進化を研究します。私たちは、初期離心率と周波数の観点から、進化する離心率を表現するための処方を開発します。その目的のために、私たちはスピンが軌道面に対して垂直であると考えました。これを利用して、離心率の進化におけるスピンの寄与に関する解析結果を見つけました。その結果、軌道離心率を初期離心率と重力波周波数の一連の値で表現することができました。ここで開発された処方は、初期離心率の任意の高次の寄与を見つけるために簡単に使用できます。離心率の発展が手元にあるので、回転コンポーネントを使用した離心軌道の発展エネルギーと角運動量束を計算しました。この結果は、離心軌道で回転するコンパクトな物体の波形を構築するために使用できます。
イベント アンサンブルに対する階層型ニューラル シミュレーション ベースの推論
| Title |
Hierarchical_Neural_Simulation-Based_Inference_Over_Event_Ensembles |
| Authors |
Lukas_Heinrich,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Chris_Pollard,_and_Philipp_Windischhofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12584 |
実世界のデータを分析する場合、イベントアンサンブルを操作するのが一般的です。イベントアンサンブルは、基礎となる対象モデルのパラメーターを集合的に制約する一連の観測値で構成されます。このようなモデルは多くの場合階層構造を持ち、「ローカル」パラメーターは個々のイベントに影響を与え、「グローバル」パラメーターはデータセット全体に影響を与えます。可能性が手に負えないが、フォワードモデリングによってシミュレーションを実現できる場合に、データセット全体で最適な確率的推論を実現するための実用的なアプローチを紹介します。尤度(-ratio)または事後確率のニューラル推定器を構築し、モデルの階層構造を明示的に考慮することでより厳しいパラメーター制約が得られることを示します。私たちは、素粒子物理学(粒子衝突器データ)と天体物理学(強力な重力レンズ観測)の例に焦点を当て、物理科学のケーススタディを使用して議論を基礎付けます。
ポテンシャルモデルアプローチによる天体物理学的直接捕獲反応 $^{6}{\rm Li}(p, \gamma)^{7}{\rm Be}$ の詳細な研究
| Title |
Detailed_study_of_the_astrophysical_direct_capture_reaction_$^{6}{\rm_Li}(p,_\gamma)^{7}{\rm_Be}$_in_a_potential_model_approach |
| Authors |
E.M._Tursunov,_S.A._Turakulov,_K.I._Tursunmakhatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12838 |
天体物理学的な$S$因子と直接捕獲過程$^{6}$Li(p,$\gamma)^{7}$Beの反応速度は、二体単一チャネルポテンシャルモデルアプローチ内で推定されます。$^2P_{3/2}$波と$^2P_{1/2}$波におけるガウス型の中心ポテンシャルは、結合エネルギーと漸近正規化係数(ANC)の経験値を再現するように調整されています。それぞれ$^7$Be(3/2$^-$)基底状態と$^7$Be(1/2$^-$)励起束縛状態。最も重要な$^2S_{1/2}$散乱チャネルのポテンシャルのパラメータは、文献からの経験的な位相シフトとLUNA共同研究の低エネルギー天体物理学的$S$因子を再現するために適合されました。天体物理学$S$因子と反応速度について得られた結果は、利用可能な実験データセットと非常に良く一致しています。数値推定は、絶対値だけでなく、$S$因子のエネルギー依存性と温度依存性、およびLUNAコラボレーションの反応速度もそれぞれ再現します。$^{7}{\rmLi/H}$の原始存在量比$(4.67\pm0.04)\times10^{-10}$の推定値は、最近のBBNの結果$(4.72\pm0.72)\とよく一致しています。プランク観測後の10^{-10}$倍。
強電場におけるペア生成に対するパウリのブロッキング効果
パウリの排他原理を考慮して、一様な電場における電子陽電子対の生成と振動のプロセスを研究します。一般に、ペアの生成が抑制されるため、より長い時間スケールでコヒーレント振動が発生することがわかります。既存の電子陽電子プラズマにおけるペアの生成を考慮すると、そのダイナミクスがペアの分布関数に依存していることがわかります。我々はペアのフェルミ・ディラック分布を検討し、温度が低い場合にはペアの生成が抑制されるが、化学ポテンシャルが小さい場合にはペアの生成が増加すること、つまり加熱によりペアの生成が促進されることがわかりました。
オシロンやボソン星などのソリトンは、重力相互作用を通じて必然的に重力子に崩壊することを指摘します。これらの崩壊プロセスは、重力相互作用によって引き起こされるため、構成フィールド、スカラーまたはベクトルの明らかな自己相互作用がない場合でも存在します。したがって、我々の結果は、希薄アクシオン星を含むオシロンとボソン星の寿命に厳しい上限を提供します。また、ソリトンの崩壊から重力子背景のスペクトルも計算します。
より強力なカップリングでの凍結
多くの非熱的暗黒物質(DM)モデルの予測性は、重力による生成バックグラウンドによって損なわれます。この問題は、再加熱温度$T_R$が低いモデルでは改善され、重力によって生成された遺物の希釈が可能になります。私たちは、電弱スケール温度を使用した熱浴中での凍結暗黒物質生成メカニズムを研究します。暗黒物質の質量が$T_R$を超える場合、この過程はボルツマン抑制されます。この場合、観測された暗黒物質遺物の密度を考慮するには、温泉との結合が顕著でなければなりません。その結果、直接DM検出実験では、パラメーター空間の重要な部分を除外して、そのようなフリーズインモデルをすでに調査しています。今後の実験では、このフレームワークをさらに調査し、より低いカップリングとより高い再加熱温度にまで拡張します。
