相互作用する暗黒エネルギーの制約が再考される: ハッブル緊張の緩和
| Title |
Constraints_on_interacting_dark_energy_revisited:_alleviating_the_Hubble_tension |
| Authors |
Gabriel_A._Hoerning,_Ricardo_G._Landim,_Luiza_O._Ponte,_Raphael_P._Rolim,_Filipe_B._Abdalla,_Elcio_Abdalla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05807 |
この論文では、ダークエネルギーが現象学的相互作用を介してダークマターと相互作用する、結合ダークエネルギーモデルのクラスを再検討しました。以前の研究には存在しなかった、ハッブルレートの摂動を考慮した摂動方程式の補正項を組み込みました。また、\textit{Planck}2018からの宇宙マイクロ波背景異方性、Pantheon+からのI-a型超新星測定、バリオン音響振動からのデータ、赤方偏移空間歪みなどのより最近のデータセットも考慮します。SH0ESCepheidホストの距離が結果に及ぼす影響を分析しました。あるモデルでは、$H_0$の不一致は、$\Lambda$CDMと比較した場合は$1.3\sigma$に、SH0ESチームと比較した場合は$4.6\sigma$に減少しました。
現実的な調査のための倍率バイアス推定器: BOSS 調査への応用
| Title |
Magnification_Bias_Estimators_for_Realistic_Surveys:_an_Application_to_the_BOSS_Survey |
| Authors |
Lukas_Wenzl,_Shi-Fan_Chen,_Rachel_Bean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05892 |
銀河自体の固有のクラスタリングに加えて、調査で観察される銀河の空間分布は、前景にある物質による弱いレンズ効果の存在によって調整されます。倍率バイアスとして知られるこの効果は、銀河レンズ相互相関の解析にとって重大な汚染物質であるため、慎重にモデル化する必要があります。有限ステップサイズによる過剰誤差を最小限に抑えながら、銀河カタログの有限差分に基づいて、分光的に確認された銀河サンプルの倍率バイアスを推定する方法を提案します。推定器を使用して、SDSSBOSS銀河調査のCMASSサンプルとLOWZサンプルの倍率バイアスを測定し、ファイバーとPSFの大きさの銀河形状への依存性を分析的に考慮して、$\alpha_{\rmCMASS}=2.71\pmを求めます。0.02$および$\alpha_{\rmLOWZ}=2.45\pm0.02$であり、これらの測定におけるモデリングの不確かさを定量化します。最後に、CMASSサンプルとLOWZサンプル内の倍率バイアスの赤方偏移の変化を定量化し、前者の赤方偏移の下限と上限の間で最大3倍の差を見つけます。モデリングにおけるこの進化と、一般的に適用される赤方偏移に依存する重みとの相互作用を説明する方法について説明します。私たちの手法は今後の調査にすぐに適用できるはずであり、この作業の一環としてコードを公開します。
局所的な高速電波バーストを使用した宇宙論モデルとハッブル張力の調査
| Title |
Investigating_Cosmological_Models_and_the_Hubble_Tension_using_Localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Fulvio_Melia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05918 |
我々は、24個の局所高速電波バースト(FRB)の分散測定(DM)と赤方偏移測定を使用して、宇宙論モデルを比較し、ハッブル張力を調査します。天の川のハローからのDM寄与にフラット事前分布を設定すると、$\mathrm{DM_{halo}^{MW}}\in[5,\;80]\;\mathrm{pc\;cm^{-3}}$、フラット$\Lambda$CDMの最適な適合はハッブル定数$H_0=95.8^{+7.8}_{-9.2}\;\mathrm{km\;s^{-1}\;Mpcで得られます。^{-1}}$、物質密度の中央値は$\Omega_{\mathrm{m}}\about0.66$です。$R_{\mathrm{h}}=ct$宇宙への最適な適合は、$H_0=94.2^{+5.6}_{-6.2}\;\mathrm{km\;s^{-1}\で実現されます。;Mpc^{-1}}$。$H_0$の測定は前の$\mathrm{DM_{halo}^{MW}}$に敏感に依存することを強調します。flat$\Lambda$CDMにはもう1つ自由パラメータがあるため、ベイズ情報量基準(BIC)では$R_{\mathrm{h}}=ct$が優先され、$\sim73\%$と$\sim27\の確率が高くなります。%$。シミュレーションを通じて、実際の宇宙論が$\Lambda$CDMである場合、赤方偏移範囲$0<z<3$にある$\sim1,150$FRBのサンプルが$R_{\mathrm{hを除外するのに十分であることがわかりました。$3\sigma$信頼水準では}}=ct$ですが、実際の宇宙論が$R_{\mathrm{h}}=ct$である場合、$\Lambda$CDMを除外するには$\sim550$FRBが必要になります。必要なサンプルサイズは異なりますが、これは、BICがより自由なパラメーターを持つモデルに厳しいペナルティを課すという事実を反映しています。さらに、ホスト銀河が寄与するよく知られていないDMの確率分布を考慮する必要なく、$H_{0}$の上限を導出する簡単な方法を採用します。任意の$z$における銀河間物質($\mathrm{DM_{IGM}}$)からの理論上のDM寄与は$H_0$に比例します。したがって、銀河系外$\mathrm{DM_{ext}}$が$\mathrm{DM_{IGM}}$よりも大きいことが必要となり、$H_0$が上値に区切られます。フラットな$\Lambda$CDMを仮定すると、95\%の信頼水準で$H_0<89.0\;\mathrm{km\;s^{-1}\;Mpc^{-1}}$になります。
宇宙論的摂動理論における正確な時間依存カーネルの最小基礎と $\Lambda$CDM および $w_0w_a$CDM への応用
| Title |
Minimal_Basis_for_Exact_Time_Dependent_Kernels_in_Cosmological_Perturbation_Theory_and_Application_to_$\Lambda$CDM_and_$w_0w_a$CDM |
| Authors |
Michael_Hartmeier,_Mathias_Garny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06096 |
我々は、任意の膨張履歴を持つ宇宙論モデルに適用できる初期密度場の累乗における密度コントラストと速度発散の摂動膨張を提供するカーネルの最小基底を導出し、それによって一般に採用されているアインシュタイン・デ・シッター（EdS）近似を緩和します。。このクラスの宇宙論モデルでは、非線形カーネルは項の合計によって与えられるあらゆる次数にあり、各項は時間依存の成長因子と波数依存の基底関数に因数分解されます。基底関数のセットを最小限に減らし、$n=5$までの明示的な式を与える方法を示します。この最小の基底の選択では、各基底関数が運動量保存による予想されるスケーリング動作を個別に示し、$n\geq4$では自明ではないことがわかります。これは、ループ補正の数値評価にとって非常に望ましい特性です。さらに、密度場を、次数4で明示的に導出する任意の膨張履歴を持つ宇宙論の実効場理論(EFT)記述に一致させることができます。1ループバイスペクトルのEFT項に吸収できない還元不可能な宇宙論依存性に特別な注意を払いながら、$\Lambda$CDMと$w_0w_a$CDMのEdS近似との違いを評価します。最後に、EdS近似の特別な一般化のための代数的再帰関係を提供します。これは、その単純性を維持し、高温と低温の混合暗黒物質モデルに関連します。
大規模構造の有効場理論に基づく eBOSS 銀河サンプルのマルチトレーサ解析
| Title |
A_Multi-tracer_Analysis_for_the_eBOSS_galaxy_sample_based_on_the_Effective_Field_Theory_of_Large-scale_Structure |
| Authors |
Ruiyang_Zhao,_Xiaoyong_Mu,_Rafaela_Gsponer,_Jamie_Donald-McCann,_Yonghao_Feng,_Weibing_Zhang,_Yuting_Wang,_Gong-Bo_Zhao,_Kazuya_Koyama,_David_Bacon,_Robert_G._Crittenden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06206 |
完全なスローンデジタルスカイサーベイIV(SDSS-IV)拡張バリオン振動分光サーベイ(eBOSS)DR16発光を使用して、大規模構造の有効場理論(EFTofLSS)に基づいてフーリエ空間でマルチトレーサのフル形状解析を実行します。赤色銀河(LRG)と輝線銀河(ELG)のサンプル。EFTofLSSモデルに基づいて全体形状解析を行う際の、体積投影効果とさまざまな事前の選択の影響を詳細に研究します。ジェフリー事前分布とガウス事前分布の組み合わせを採用すると、ボリューム効果が軽減され、同時にパラメーター空間内の非物理領域の探索が回避されることがわかります。これは、eBOSSLRGサンプルとELGサンプルを共同で分析する場合に重要です。1000個のeBOSSEZmockを使用してパイプラインを検証します。同等のフットプリントを持つモックに対してマルチトレーサ解析を実行することにより、クロスパワースペクトルで確率項をゼロと仮定するかどうかに応じて、宇宙論的制約を$\sim10-40\%$改善できることがわかり、これにより縮退が打破され、強度が向上します。物質密度変動の標準偏差$\sigma_8$の制約。ビッグバン元素合成(BBN)と組み合わせて、スペクトル傾斜$n_s$をプランク値に固定することで、マルチトレーサーのフル形状解析により$H_0=70.0\pm2.3~{\rmkm}~{\rmsが測定されます。}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$,$\Omega_m=0.317^{+0.017}_{-0.021}$,$\sigma_8=0.787_{-0.062}^{+0.055}$および$S_8=0.809_{-0.078}^{+0.064}$は、Planck2018の結果と一致しています。特に、$\sigma_8$に対する制約は、単一トレーサ解析から得られる制約よりも$18\%$改善され、クロスパワースペクトルでゼロ確率項を仮定した場合には$27\%$改善されます。
中性ガスコマ動力学: 流れのモデリングと内部コマ構造を原子核の特性に結び付ける試み
| Title |
Neutral_gas_coma_dynamics:_modeling_of_flows_and_attempts_to_link_inner_coma_structures_to_properties_of_the_nucleus |
| Authors |
Raphael_Marschall,_Bj\"orn_J._R._Davidsson,_Martin_Rubin,_Valeriy_Tenishev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05797 |
昏睡データから彗星核の特性を導き出すことは、彗星の活動を理解する上で非常に重要であり、それ以外にも影響を及ぼします。地上ベースのデータは、彗星の利用可能な測定値の大部分を表します。しかし、現在までのところ、これらの観測は、表面からかなり離れたところにある彗星のガスと塵のコマにアクセスするだけであり、その表面を直接観察するものではありません。対照的に、宇宙船ミッションは、表面測定に直接アクセスできる唯一のツールの1つです。ただし、そのようなミッションはおよそ10年に1回に限られています。昏睡状態には原子核の特性に関する情報が含まれていることを認識することで、これらの課題を克服できます。特に、地表近くのガス環境は原子核を最もよく表しています。それは、活動の組成、領域性、昏睡特徴の発生源、およびそれらが地形、形態、またはその他の表面特性とどのように関連しているかを私たちに知らせることができます。内部昏睡データは、まだ昏睡化学物質や二次ガス源によって汚染されていない、またはわずかに汚染されているだけであるため、特に優れた代用手段となります。さらに、最内部のコマを表面と同時に観察することにより、コマの測定値と原子核とを直接結び付ける可能性が得られます。地球上の望遠鏡によって得られた外側コマの測定値を地表と結び付けたい場合は、まず内側のコマの測定値がどのように地表と関連付けられているかを理解する必要があります。この関係を確立するには、地表から周囲への流れを記述する数値モデルが必要です。この章では、表面から核半径数十までの中性ガスの昏睡の流れを理解するためになされた進歩に焦点を当てます。シンプル/ヒューリスティックモデルと最先端の物理的に一貫したモデルの両方について説明します。モデルの制限と、それぞれが何に最適であるかについて説明します。
銀河星間天体の個体数: 予測と推論のフレームワーク
| Title |
The_Galactic_Interstellar_Object_Population:_A_Framework_for_Prediction_and_Inference |
| Authors |
Matthew_J._Hopkins,_Chris_Lintott,_Michele_T._Bannister,_J._Ted_Mackereth,_and_John_C._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05801 |
天の川銀河には、太陽の周りに約$10^{15}\mathrm{pc}^{-3}$の数の膨大な星間天体(ISO)が存在すると考えられており、それらはさまざまなプロセスによって形成され、形作られています。惑星形成から銀河力学まで多岐にわたります。私たちは新しいフレームワークを定義します。まず、惑星規模と銀河規模にわたるプロセスのモデルを組み合わせることによって、この銀河ISO集団の特性を予測し、次に、予測された集団を観測されたものと比較することによって、モデル化されたプロセスについて推論します。私たちは、APOGEE調査のデータを使って銀河の恒星集団をモデル化し、これを原始惑星系円盤の化学モデルと組み合わせることで、銀河のISO集団の空間的および組成的分布を予測します。観測可能な量の例としてISO水質量分率を選択し、太陽の位置と銀河円盤上の平均の両方での分布を評価します。太陽近傍に関する私たちの予測は、2I/ボリソフの推定水質量分率と一致します。我々は、よく研究された銀河星の金属度勾配が、対応するISO組成勾配を持っていることを示します。また、現在観察されているISO組成分布を使用して、ISO生成率の親星の金属量依存性を制限することにより、フレームワークの推論部分を実証します。この制約、およびこのフレームワークで行われるその他の推論は、ベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)が進歩し、より多くのISOが観測されるにつれて劇的に改善されるでしょう。最後に、このフレームワークを系外惑星などの他の銀河系集団に一般化することを検討します。
ロゼッタ II に搭載された MIDAS によって収集された彗星の塵。粒子の形状記述子と純粋さの評価
| Title |
Cometary_dust_collected_by_MIDAS_on_board_Rosetta_II._Particle_shape_descriptors_and_pristineness_evaluation |
| Authors |
M._Kim,_T._Mannel,_J._Lasue,_A._Longobardo,_M._S._Bentley,_R._Moissl_and_the_MIDAS_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05875 |
ロゼッタ彗星周回衛星に搭載されたMIDAS（マイクロイメージングダスト分析システム）原子間力顕微鏡は、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの数百nmから数十$\μ$mサイズのダスト粒子の3D地形を解像度を下げて調査および測定しました。数ナノメートルにまで達し、初期の太陽系の物理プロセスについての洞察が得られます。私たちは、どの構造特性が元のまま残っているかを判断することを目的として、最近更新された粒子カタログに基づいて、MIDASによって収集された彗星塵粒子の形状を分析します。私たちは、粒子形状の分布を記述するために使用できる、アスペクト比、伸長、真円度、凸面性、粒子表面/体積分布などの一連の形状記述子と指標を開発します。さらに、MIDASダスト粒子と粒子が堆積したクラスターの構造を、以前の室内実験やRosetta/COSIMAによって発見されたものと比較します。最後に、調査結果を組み合わせてMIDAS粒子の純粋さスコアを計算し、最も純粋な粒子とその特性を決定します。私たちは、すべての彗星塵粒子のマイクロメートルスケールでの形態学的特性が、多様な彗星環境（例えば、彗星の活動/発生源領域や収集速度/期間に関連する異なる収集ターゲット）に由来するにもかかわらず、驚くほど均一であることを発見しました。次に、MIDASによって発見されたクラスターのタイプは、以前の実験室での実験によって定義されたものとよく一致しているが、Rosetta/COSIMAによって発見されたクラスターとはいくつかの違いがあることがわかりました。我々の結果に基づいて、我々は1082個のMIDAS粒子のうち19個を少なくとも中程度の状態のままであると評価します。つまり、粒子は衝撃によって実質的に平らになっておらず、断片化しておらず、および/または断片化クラスターの一部ではありません。
15 $\mu$m の JWST/MIRI 観測によって制約される TRAPPIST-1 c の潜在的な大気組成
| Title |
Potential_Atmospheric_Compositions_of_TRAPPIST-1_c_constrained_by_JWST/MIRI_Observations_at_15_$\mu$m |
| Authors |
Andrew_P._Lincowski,_Victoria_S._Meadows,_Sebastian_Zieba,_Laura_Kreidberg,_Caroline_Morley,_Micha\"el_Gillon,_Franck_Selsis,_Eric_Agol,_Emeline_Bolmont,_Elsa_Ducrot,_Renyu_Hu,_Daniel_D._B._Koll,_Xintong_Lyu,_Avi_Mandell,_Gabrielle_Suissa,_Patrick_Tamburo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05899 |
TRAPPIST-1cの最初のJWST観測では、15μmで421+/-94ppmの二次日食深さが示されました。これは、裸の岩の表面または薄い、O2主体の低CO2大気と一致します(Ziebaetal.2023)）。ここでは、観測された二次日食の深さを、より広範囲のもっともらしい環境の合成スペクトルと比較することにより、TRAPPIST-1cの潜在的な大気をさらに調査します。大気の熱構造と予測される日食深度に対する光化学と大気組成の影響を一貫して組み込むために、光化学モデルと結合した2列の気候モデルを使用し、O2主体、金星様、および水蒸気大気をシミュレートします。より広範な、もっともらしい大気組成もデータと一致していることがわかりました。低圧雰囲気(0.1bar)の場合、O2-CO2雰囲気はデータの1$\sigma$以内の日食深度を生成し、Ziebaらのモデリング結果と一致します。（2023年）。ただし、高圧大気の場合、私たちのモデルはさまざまな温度圧力プロファイルを生成し、それほど悲観的ではありません。1～10barのO2、100ppmCO2モデルは、測定された二次日食の深さの2.0～2.2$\sigma$以内で、最大で2.9$\sigma$以内で0.5%CO2。金星のような大気はまだありそうにありません。CO2の存在量が少ない($\sim$100ppm)0.1barの薄いO2雰囲気では、最大10%の水蒸気が存在する可能性があり、それでもデータの1$\sigma$以内の日食深度が得られます。TRAPPIST-1cデータを$\leq$3barのモデル化された蒸気雰囲気と比較しました。これはデータから1.7～1.8$\sigma$離れており、最終的には除外されませんでした。考えられる大気を区別したり、裸岩仮説をより明確に裏付けるためには、より多くのデータが必要となるでしょう。
| Title |
Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_Exoplanet_Atmospheres_I._Thermochemical_Equilibrium_Models |
| Authors |
Dwaipayan_Dubey,_Fabian_Gr\"ubel,_Rosa_Arenales-Lope,_Karan_Molaverdikhani,_Barbara_Ercolano,_Christian_Rab,_and_Oliver_Trapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05946 |
背景:主にPAHとして知られる多環芳香族炭化水素は宇宙に広く存在しており、星間物質から原始惑星系円盤に至るまでの膨大な天体観測で確認されています。それらは宇宙の化学史と地球上の生命の出現に関連している可能性があります。しかし、系外惑星におけるそれらの存在量は依然として不明です。目的:私たちは、太陽に似た恒星の周囲にある、照射されたおよび照射されていない熱い木星の熱化大気中でのPAH形成の実現可能性を調査することを目的としています。方法:この目的のために、1次元の自己矛盾のないフォワードモデリングコードpetitCODEにPAHを導入しました。私たちは、PAHの形成を研究するために、さまざまなパラメーター(炭素と酸素の比率、金属量、惑星の有効温度など)を使用して多数の惑星の大気をシミュレートしました。petitCODEの熱化学平衡解を1次元放射伝達コードpetitRADTRANSと結合することにより、照射された惑星と照射されていない惑星の合成透過スペクトルと合成発光スペクトルをそれぞれ計算し、惑星スペクトルにおけるPAHの役割を調査しました。結果:私たちのモデルは、PAH存在量と前述のパラメーターとの間に強い相関関係を示しています。熱化学平衡シナリオでは、最適な温度、炭素対酸素比の上昇、および金属量の値の増加がPAHの形成に寄与し、炭素対酸素比が最も大きな影響を及ぼします。
北の周極星の周りの系外惑星の探索 VIII. M ジャイアント HD 3638 の複数周期の動径速度変動から惑星周期をフィルターで除去する
| Title |
A_Search_for_exoplanets_around_northern_circumpolar_stars_VIII._filter_out_a_planet_cycle_from_the_multi-period_radial_velocity_variations_in_M_giant_HD_3638 |
| Authors |
Byeong-Cheol_Lee,_Gwanghui_Jeong,_Jae-Rim_Koo,_Beomdu_Lim,_Myeong-Gu_Park,_Tae-Yang_Bang,_Yeon-Ho_Choi,_Hyeong-Ill_Oh,_and_Inwoo_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05994 |
この論文は、惑星系の存在があいまいであることが知られているHD36384の動径速度(RV)を再解釈するための追跡観測として書かれています。巨人では一般に、伴惑星の信号と恒星の活動の信号を区別するのは困難である。したがって、既知の系外巨大ホストは比較的まれです。私たちは長年にわたり、宝賢山光学天文台(BOAO)の高解像度ファイバー給電宝賢山天文台エシェル分光器(BOES)を使用して、進化した星のRVデータを取得してきました。ここでは、MジャイアントHD36384のRV変動の結果を報告します。586日と490日の2つの重要な周期を発見しました。軌道の安定性を考慮すると、2つの惑星がこれほど近い軌道にあることは不可能です。RV変動の性質を判断するために、HIPPARCOS測光データ、星の活動のいくつかの指標、および線のプロファイルを分析します。HIPPARCOS測光では580日という重要な周期が明らかになった。H{\alpha}EW変動も、582日という意味のある期間を示しています。したがって、586dの周期は回転変調および/または星の脈動と密接に関係している可能性があります。一方、もう1つの重要な周期である490日は、伴星の軌道周回の結果として解釈されます。私たちの軌道適合は、伴星が6.6MJの惑星質量であり、主星から1.3天文単位の距離に位置していることを示唆しています。
土星の中型の氷の衛星であるエンケラドゥスの内部では熱水活動があり、潮汐加熱とそれに関連する間欠泉のような活動が見られます。内部の気孔率に関する既存の文献には、気孔率関連の計算の基礎となった理論的仮定が異なるため、大きな意見の相違があります。我々は、地球に関して導出された実験方程式を、氷惑星体と特にエンケラドゥスに対して適用した例を示します。私たちは、コンドライトサンプルの空隙率測定値を基準として初期パラメータの境界値のセットを選択し、さまざまなアプローチを使用してエンセラダスの空隙率関連値を計算しました。我々は、これらの異なる空隙率計算方法を氷の衛星に使用した場合の影響についての包括的な調査を紹介します。最も現実的なアプローチを使用して、比較のために地球と火星についても同じ値を計算しました。エンケラドゥスの結果は、本体の中心での最小気孔率が約5\%でした。総細孔容積については、エンケラドゥスについては$1.51*10^7km^3$、地球については$2.11*10^8km^3$、火星については$1.62*10^8km^3$と推定されました。同じ方法を使用して、総細孔表面積を推定しました。このことから、エンケラドゥスの表面の特定の$1km^2$領域の下の細孔表面は約$1.37*10^9km^2$であるのに対し、地球ではこの値はわずか$5.07*10^7km^2$であることがわかりました。。
水分が豊富な系外惑星の上層大気における非熱電子による加熱とイオン化
| Title |
Heating_and_ionization_by_non-thermal_electrons_in_the_upper_atmospheres_of_water-rich_exoplanets |
| Authors |
A._Garc\'ia_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06026 |
コンテクスト。大気の長期的な進化とその化学成分の遠隔検出可能性は、大気ガスが恒星照射にどのように反応するかに影響されます。水とその解離生成物についての応答は依然として十分に特徴付けられていませんが、この知識は、水が豊富な仮説上の系外惑星についての理解に関連しています。目的:私たちの研究は、光電子、つまり、水の解離生成物が支配的な広範な大気の加熱とイオン化に対する恒星放射線の光電離によって生成される非熱電子の影響を調査するものです。方法:モンテカルロモデルと最新の衝突断面積を使用して、さまざまな部分イオン化と光電子エネルギーに対するO-H混合物中の光電子の減速をシミュレートしました。結果:加熱に使われる光電子のエネルギーの割合は、非常に低い部分イオン化を除いて、純粋なHガスとO-H混合物で同様であり、それによりO原子がエネルギーの効率的なシンクであり続けることがわかりました。O原子は特にイオン化されやすいため、O-H混合物はさらに多くの電子を生成します。私たちはそのすべての情報を定量化し、光化学流体力学モデルに簡単に組み込める方法で提示しました。結論:水の豊富な大気モデルにおける光電子の役割を無視すると、大気の加熱が過大評価され、当然のことながら質量損失率も過大評価されることになります。また、大気ガスがイオン化する速度も過小評価されるため、ライマン{\alpha}透過分光法による広範囲の大気の検出に影響を与える可能性があります。小型系外惑星{\pi}MencとTRAPPIST-1bのシミュレーションでは、主星からの放射線に対する反応が大きく異なり、後者の場合、低圧では水が分子の形で残ることが明らかになりました。
かに座55番地の一時的なガス放出大気
かに座55座の謎めいた性質は、理論的な説明を無視しています。いかなる説明も、観測された二次日食の深さの変動性を説明する必要があり、それは可視光域の波長では時々ゼロと一致するが、これも変動する赤外線日食では起こらない現象である。しかし、この変動にもかかわらず、その通過深さは時間の経過とともにある程度一定のままであり、丘の球体を埋める不透明な物質と一致しません。現在の研究では、かに座55座に地球化学的ガス放出を源とする薄い一時的な二次大気が存在する可能性を調査しています。その一時的な性質は、大気中への放出によってガス放出のバランスが取れないことに由来します。放出された大気が放出されて補充されると、放射平衡に急速に調整され、温度変動により赤外線日食の深さが変化します。純粋な二酸化炭素または一酸化炭素の大気は、観察される光学的/可視的な日食の深さを説明するのに十分なレイリー散乱を生成しますが、大気が存在せず、暗い岩の表面が存在すると消滅します。純粋なメタンの雰囲気は、レイリー散乱が不十分であるため除外されます。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による今後の観測では、表面温度だけでなく、大気の温度と表面圧力も測定できるようになる可能性があります。
K 矮星の周りに岩石系系外惑星を形成する
太陽よりも質量の小さい恒星の周囲に複数の近接したスーパーアースがどのように形成されるのかは、まだ未解決の問題である。最近のいくつかのモデリング研究は、M型矮星周囲の惑星形成に焦点を当てていますが、これまでのところ、地球外生命体の探索において特に興味深いK型矮星に特に焦点を当てた研究はありません。私たちは、K矮星の周囲で観察されている現在知られている近接スーパーアースの集団とそのシステムの特徴を再現することを目指しています。私たちは、GPU上で実行される既存のGENGAソフトウェアを使用して、微惑星降着による惑星形成の48個の高解像度N体シミュレーションを実行しました。シミュレーションでは、初期の円盤質量と固体および気体の表面密度プロファイルを変更しました。各シミュレーションは、2つの異なる星の周りの半径200～2000km、質量0.6$M_{\odot}$の12000個の天体から始まりました。ほとんどのシミュレーションは2000万円で実行され、いくつかのシミュレーションは4000万円または10000万円に延長されました。$M_\oplus$の質量が2から12の惑星の質量分布は、質量$M_p<6$$M_\oplus$の惑星に対する優先度が高く、より大きな質量を持つ惑星の優先度は低いことを示しています。観察されるサンプルはほぼ直線的に増加します。しかし、私たちは既知の惑星系の主な特徴と構造を再現し、長期にわたって角運動量不足で安定した非共鳴系を作り出すことに成功しましたが、初期の円盤質量が15$M_\oplus$以上必要であり、1AUでのガス表面密度値が1500gcm$^{-2}$以上。私たちのシミュレーションでは、$M<2$$M_\oplus$の低質量惑星も多数生成しますが、これらはおそらく観測の偏りのため、観測集団の中にまだ見つかっていません。最終的な星系には、かなりの量のガスが降着する可能性のある少数の惑星しか含まれておらず、これらはガスがほとんど散逸した後に形成されました。
ACCESS、LRG-BEASTS、MOPSS: WASP-25b および WASP-124b の特徴のない光透過スペクトル
| Title |
ACCESS,_LRG-BEASTS,_&_MOPSS:_Featureless_Optical_Transmission_Spectra_of_WASP-25b_and_WASP-124b |
| Authors |
Chima_D._McGruder,_Mercedes_L\'opez-Morales,_James_Kirk,_Erin_May,_Benjamin_V._Rackham,_Munazza_K._Alam,_Natalie_H._Allen,_John_D._Monnier,_Kelly_Meyer,_Tyler_Gardner,_Kevin_Ortiz_Ceballos,_Eva-Maria_Ahrer,_Peter_J._Wheatley,_George_W._King,_Andr\'es_Jord\'an,_David_J._Osip,_and_N\'estor_Espinoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06263 |
我々は、2つのホットジュピター、WASP-25b(M=0.56~M$_J$;R=1.23R$_J$;P=~3.76日)とWASP-124b(M=0.58~M$_J)の新しい光透過スペクトルを提示します。$;R=1.34R$_J$;P=3.37日)、波長範囲はそれぞれ4200-9100\AA\および4570-9940\AAです。これらのスペクトルは、新技術望遠鏡(NTT)に搭載されたESO微光天体分光器およびカメラ(v.2)と、マゼランバーデに搭載された稲盛・マゼランエリアカメラおよび分光器からのものです。どちらのスペクトルでも強いスペクトル特徴は見つかりませんでした。データはそれぞれ4スケール高さと6スケール高さを調査しました。\texttt{Exoretrievals}と\texttt{PLATON}の検索はWASP-25bの恒星活動を支持しましたが、WASP-124bのデータはあるモデルを別のモデルよりも支持しませんでした。両方の惑星の回収では、大気が光学的に厚い可能性がある深さの広い範囲で発見されました（WASP-25bでは$\sim0.4\mu$-0.2バール、WASP-124bでは1.6$\mu$-32バール）。そして、惑星の平衡温度と一致する温度を回復したが、不確実性は大きかった($\pm$430$^\circ$Kまで)。WASP-25bの場合、モデルは周囲の光球より$\sim$500-3000$^\circ$K温度が低い恒星スポットも優先します。パラメータに対するかなり弱い制約は、データの精度が比較的低いためであり、WASP-25bとWASP-124bのビンあたりの平均精度はそれぞれ840ppmと1240ppmです。しかし、おそらくエアロゾルのせいで、惑星の上層大気における吸収や散乱が本質的に欠如していることによる寄与の一部が依然としてある可能性があります。我々は、ナトリウムシグナルの強度をMcGruderらによって提案されたエアロゾル金属度の傾向に適合させようと試みた。WASP-25bとWASP-124bは予測と一致していますが、不確実性が大きすぎて傾向を自信を持って確認できません。
z=2.445の消光銀河における大量かつ多相のガス流出
| Title |
Massive_and_Multiphase_Gas_Outflow_in_a_Quenching_Galaxy_at_z=2.445 |
| Authors |
Sirio_Belli,_Minjung_Park,_Rebecca_L._Davies,_J._Trevor_Mendel,_Benjamin_D._Johnson,_Charlie_Conroy,_Chlo\"e_Benton,_Letizia_Bugiani,_Razieh_Emami,_Joel_Leja,_Yijia_Li,_Gabriel_Maheson,_Elijah_P._Mathews,_Rohan_P._Naidu,_Erica_J._Nelson,_Sandro_Tacchella,_Bryan_A._Terrazas,_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05795 |
超大質量ブラックホールによって引き起こされる大規模な流出は、大質量銀河における星形成の抑制に根本的な役割を果たしていると考えられている。しかし、この仮説を裏付ける直接的な観測証拠はまだ不足しており、特に若い宇宙では星形成の消光が著しく急速であるため、ゆっくりとガスを加熱するのではなく効果的なガスの除去が必要となります。イオン化したガスの流出は遠く離れた大規模な銀河でよく検出されますが、放出される質量の量は星の形成を抑制するには少なすぎるためです。ガスの放出は中性相および分子相でより効率的であると予想されていますが、高い赤方偏移では、これらはスターバーストとクエーサーでのみ観察されています。今回我々は、JWSTの深層分光法を用いて、z=2.445の赤方偏移で星形成の急速な消失中に観察された大質量銀河内に中性ガスとイオン化ガスの流出が存在することを示した。流出する質量の大部分は中性相にあり、質量流出速度は残留星形成速度よりも大きいことから、ガスの噴出が銀河の進化に強い影響を与える可能性が高いことが示されています。X線や電波活動は検出されません。しかし、超大質量ブラックホールの存在は、電離ガス輝線の特性によって示唆されています。したがって、超大質量ブラックホールは中性ガスを効率的に放出することにより、大質量銀河での星形成を急速に抑制できると我々は結論づけた。
宇宙論的シミュレーションで解釈された再電離時の銀河減衰翼の JWST 観測
| Title |
JWST_observations_of_galaxy_damping_wings_during_reionization_interpreted_with_cosmological_simulations |
| Authors |
Laura_C._Keating,_James_S._Bolton,_Fergus_Cullen,_Martin_G._Haehnelt,_Ewald_Puchwein_and_Girish_Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05800 |
JWSTで撮影された最高赤方偏移銀河のスペクトルにより、再電離時代の中心部を覗くことができるようになりました。これらの観測された銀河の多くは、ライマン$\alpha$放射の赤側で強い減衰翼吸収を示します。これらの観測は、銀河間物質の中性部分の赤方偏移の変化とイオン化した泡のサイズを測定するために使用されています。ただし、これらの推定は、銀河間減衰翼の単純な解析モデルを使用して行われています。Sherwood-Relicsシミュレーションスイートからの不均一再イオン化のモデルを使用して、最近の観察を調査します。シミュレーションと解析モデルから計算された減衰翼を比較します。Lyman-$\alpha$放出の赤色側では一致が良好ですが、シミュレーション内に存在する残留中性水素により銀河間吸収が飽和するため、青色側には不一致があることがわかりました。このため、ライマン$\alpha$放射の青方向の透過光束の検出によって引き起こされる、z~7での大きな気泡サイズの主張された観測を再現するのは困難であることがわかりました。その代わりに、我々は、観測結果が、より小さなイオン化バブルと、ホスト銀河からのより大きな固有ライマン$\alpha$放射を備えたモデルによって説明できることを提案します。
Jansky 超大型アレイによるうみへび座 A の広帯域偏光観測
| Title |
A_Wideband_Polarization_Observation_of_Hydra_A_with_the_Jansky_Very_Large_Array |
| Authors |
Lerato_Baidoo_(1,_2_and_3),_Richard_A._Perley_(1_and_2),_Jean_Eilek_(4_and_5),_Oleg_Smirnov_(2_and_6),_Valentina_Vacca_(7),_Torsten_Ensslin_(8)_((1)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro_United_States,_(2)_Center_for_Radio_Astronomy_Techniques_and_Technologies,_Rhodes_University,_Makhanda_South_Africa,_(3)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Toronto_Canada,_(4)_Physics_Department_New_Mexico_Tech,_Socorro_United_States,_(5)_Adjunct_Astronomer_at_the_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro_United_States,_(6)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(7)_INAF,_Observatorio_Astronomico_di_Caligiari,_Selargius_Italy,_(8)_Max-Planck-Institute_for_Astrophysics,_Garching_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05805 |
我々は、既知の最も明るいFRI電波銀河の1つであり、最もよく研究されている銀河の1つであるうみへび座Aの広帯域高解像度偏光研究の結果を紹介します。この源からの電波放射は、-12300radm$^{-2}$から5000radm$^{-2}$の範囲の非常に大きなファラデー回転測定(RM)を示し、その大部分はから発生していると考えられています。ラジオ尾部の外側にある磁化された熱ガス。両方の尾部からの電波放射は、周波数が減少するにつれて強く脱偏光します。波長の関数としての偏光解消は一般に非単調であり、$\lambda^2$による偏光位置角度の強い非線形回転を伴う振動挙動を示すことがよくあります。高周波、高解像度データから導出されたRMスクリーンに基づく単純なモデルは、低周波の脱分極を非常に適切に予測します。このモデルの成功は、脱分極の大部分が$<1500$pcスケールの磁場の変動に起因する可能性があることを示しており、ファラデー回転(FR)内のサブkpcスケールでの乱流磁場/電子密度構造の存在を示唆しています。）中くらい。
スーパー・エディントン源のクエーサースペクトルのモデル化 -- 何を、なぜ、どのように
| Title |
Modelling_the_quasar_spectra_for_super-Eddington_sources_--_The_What,_the_Why_and_the_How |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Paola_Marziani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05830 |
活動銀河のブロードラインは主に、超大質量ブラックホールを取り囲む複雑な幾何学的構造から生じる入射連続体によって駆動される光イオン化プロセスによって放出されます。ガスが豊富なブロードライン発光領域(BLR)のイオン化に効果的な広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)のモデルは、最終的にさまざまな物理的条件から輝線の放出につながるさまざまな放射プロセスを理解するために必要です。光イオン化コードは、SEDの形状の重要性とBLRの物理的条件という2つの側面を調査するのに便利なツールです。この研究では、ブラックホールに非常に近い領域での漏斗状構造の発達の直接的な結果である、中心からの連続放射の異方性に焦点を当てます。クェーサーの主系列との関連でタイプ1活動銀河核(AGN)の多様性を説明することにより、系列に沿ってスーパーエディントン源を特定し、その線放射BLRの物理的条件を制約することが可能になります。
曲線の飽和 -- 集団 B の活動銀河 NGC 5548 における連続体と H$\beta$ 放出の診断
| Title |
Saturation_of_the_curve_--_diagnostics_of_the_continuum_and_H$\beta$_emission_in_Population_B_active_galaxy_NGC_5548 |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Edi_Bon,_Paola_Marziani,_Nata\v{s}a_Bon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05831 |
NGC5548は、典型的な1型活動銀河核(AGN)として賞賛されており、そのブロードライン領域(BLR)の長期変動を研究する貴重な実験室として機能しています。この研究では、段階的な飽和ではあるものの、H$の増加を実現するために、光学領域の連続体変動とそれに対応するH$\beta$応答の間の関係に関する発見を再確認します。\beta$はAGN連続体の増加に伴って光度を放射します。この効果は、よく研究されている別のタイプ1AGNであるMrk6の長期モニタリングを使用してこの効果を最初に実証した著者の名にちなんで、プロニク・チュバエフ効果としても知られています。広範囲のスペクトルエポックは、連続体とH$\beta$ライトカーブの作成に使用されます。以前の分析とは異なり、エポック範囲48636～49686MJDに焦点を当てます。ここでも、H$\beta$と連続体光度の間の傾向が浅くなっているという明らかな兆候に気づきました。我々は、CLOUDY光イオン化シミュレーションを使用して、この源に適切な広帯域スペクトルエネルギー分布を採用し、大幅な連続体束の増加への応答としてこのH$\beta$放出傾向を回復することを試みます。この発生源に適切なBLRからのH$\beta$放出をモデル化するために、物理パラメーター空間の広範囲を調査します。この研究では、一定密度の単一雲モデルアプローチを採用し、上昇するAGN連続体に関して観察されたH$\beta$放出の浅化を正常に回復し、局所BLR密度とH$\の位置に制約を提供しました。beta$放出BLRは、長期残響マッピングモニタリングから報告されたH$\beta$タイムラグと一致します。それどころか、NGC5548のこの時代のH$\beta$線を放射するBLRの位置には、顕著な呼吸効果は見つかりません。
何がコロナラインを動かすのでしょうか？ AGN サンプル内の禁止された高イオン化放出領域を解決する
| Title |
What_drives_the_Coronal_Lines?_Resolving_the_forbidden,_high-ionization_emission_regions_in_a_sample_of_AGNs |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Alberto_Rodr\'iguez_Ardila,_Marcos_A._Fonseca_Faria,_Fernando_C._Cerqueira-Campos,_Murilo_Marinello,_Luis_G._Dahmer-Hahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05838 |
活動銀河核(AGN)の輝線研究、特に高い空間分解能を利用した研究は、中央エンジンと数十パーセク離れたガスの臨界量を決定する最も正確な方法を提供します。分光法による可視限界データを使用して、高いイオン化ポテンシャル(IP$\gtrsim$100eV)を持つ強力な禁断の輝線を持つ活動銀河核(AGN)サンプルの拡張された細線領域を探索しました。我々は、これらのAGNの光学スペクトルと近赤外線スペクトルを研究し、それらのスペクトルエネルギー分布を抽出して比較し、コロナラインを生成する領域の物理的条件に制約を設けました。私たちは、光イオン化を示唆する、10$^6$-10$^8$M$_{\odot}$区間にわたる、そのような顕著なコロナ線の1つである[SiVI]1.963ミクロンとの新しいブラックホール質量スケーリング関係を実現しました。ここで作用している主な物理プロセスは、降着円盤によって生成される連続体によるものです。私たちは、詳細なパラメーター空間研究を実行して、基本的なブラックホールパラメーターの観点からこれらのコロナラインからの放射を最適化し、拡張X線放出ガスの運動学を測定するために使用できる予測をテストします。JWSTの打ち上げと最初の光の成功により、望遠鏡の優れた角度分解能を利用して、内部の数パーセクを中心の超大質量ブラックホールにマッピングできるようになり、研究結果をさらに改良する準備が整っています。これにより、JWSTによって空間的に分解される高次の電離線の研究が開かれ、サンプルが数万のAGNに拡張され、冠状線領域の物理的条件により厳しい制約が課されます。
FASTによって4つの球状星団パルサーから観測された銀河星間シンチレーション
| Title |
Galactic_Interstellar_Scintillation_Observed_from_Four_Globular_Cluster_Pulsars_by_FAST |
| Authors |
Dandan_Zhang,_Zhenzhao_Tao,_Mao_Yuan,_Jumei_Yao,_Pei_Wang,_Qijun_Zhi,_Weiwei_Zhu,_Xun_Shi,_Michael_Kramer,_Di_Li,_Lei_Zhang,_and_Guangxing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05989 |
我々は、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)を用いて、球状星団M5、M13、M15内のパルサーのシンチレーションアークを初めて検出したことを報告する。複数のエポックでのこれらのアークの観察から、スクリーン状の散乱媒体が$4.1_{-0.3}^{+0.2}$kpc、$6.7_{-0.2}^{+0.2}$kpc、$1.3_の距離に存在すると推測します。地球からそれぞれM5、M13、M15の方向にある{-1.0}^{+0.7}$kpc。これは、M5とM13の散乱スクリーンが銀河面の$3.0_{-0.2}^{+0.1}$kpcと$4.4_{-0.1}^{+0.1}$kpcに位置しているのに対し、M15の散乱スクリーンは$0.6_{平面よりも-0.5}^{+0.3}$kpc。動的スペクトルの周波数と時間の一次元自己相関を使用して、各エポックでの各パルサーのシンチレーションタイムスケールと無相関帯域幅を推定します。私たちは、ローカルバブルの境界がM15の散乱を引き起こしている可能性があることを発見し、パルサーシンチレーションによってこれまでで最も遠い面外散乱スクリーンを検出しました。これは、天の川銀河内の媒体循環を理解するための証拠を提供します。
主系列における低赤方偏移ジェットクエーサーの光学および近紫外分光特性
| Title |
Optical_and_near-UV_spectroscopic_properties_of_low-redshift_jetted_quasars_in_the_main_sequence_context |
| Authors |
Shimeles_Terefe,_Ascensi\'on_Del_Olmo,_Paola_Marziani,_Mirjana_Povi\'c,_Mar\'ia_Angeles_Mart\'inez-Carballo,_Jaime_Perea,_and_Isabel_M\'arquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06080 |
この論文は、電波と光束密度の比$>$10$^3$をもつ11個の非常に強力なジェットクェーサーの新しい光学スペクトルと近紫外スペクトルを示し、次のような\mgii\と\hb\の低電離放出を同時にカバーしています。\feii\は赤方偏移範囲$0.35\lesssimz\lesssim1$でブレンドされます。私たちは、4D固有ベクトル1パラメータ空間とそのメインシーケンス(MS)を使用して、電波がうるさい(RL)クエーサーと電波が静かな(RQ)クエーサー間の広範な輝線の違いを定量化し、低域に対する強力な電波放出の影響を確認することを目的としています。イオン化のブロードな輝線。\hb\および\mgii\輝線は、非線形多成分フィッティングを使用し、その完全なプロファイルを分析することによって測定されました。\hb\と\mgiiの両方で、幅広の輝線が赤方向に大きな非対称性を示すことがわかりました。UV面内のRL光源の位置は光学面と似ており、弱い\feiiuv\放射と広い\mgiiを持ちます。いくつかの一般的な推論を得るために、以前の研究からの大規模なサンプルで11の情報源を補足します。RQと比較して、極端なRLクエーサーは、半値全幅(FWHM)の中央値\hb\が大きく、\feii\発光が弱く、\mbhが大きく、\lleddが低く、光学領域のBF空間占有が制限されていることがわかりました。そしてUVMS飛行機。RQ母集団をRL源が占めるMSの領域に限定して比較を行うと、違いはさらにわかりにくくなりますが、\mbh\と\lledd\に一致する不偏比較では、最も強力なRLクエーサーが最も高いレッドワードを示すことが示唆されています。\hbの非対称性。
M104付近の特異な銀河
ソンブレロ銀河としても知られるメシエ104、NGC4594は、特にその構造と星のハローについて広く研究されています。球状星団が豊富に存在するため、多くの理論と多くの推測が生まれました(FordH.C.etal1996)。しかし、このような壮観な銀河の近くにある他の天体は無視されることがあります。HSTLegacyWebサイトで入手可能なM104のハロー(HST提案9714、PI:KeithNoll)のHST画像を研究しているときに、著者は12:40:07.829-11:36:47.38(j2000)に約4秒角の天体を観察しました。直径で。VOツールを使った研究では、この天体はAGN(セイファート)を持つSBC銀河であることが示唆されています。
Swift/UVOT を使用したバークレー 39 のホット ステラ人口
| Title |
Hot_Stellar_Populations_of_Berkeley_39_using_Swift/UVOT |
| Authors |
Komal_Chand,_Khushboo_Kunwar_Rao,_Kaushar_Vaidya,_Anju_Panthi_(Department_of_Physics,_Birla_Institute_of_Technology_and_Science-Pilani,_333031_Rajasthan,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06195 |
散開星団は、銀河円盤の歴史や星形成の性質を調べるための優れたツールです。この研究では、ニール・ゲーレルス・スウィフト天文台のUVOT装置からの観測を使用した、老年期の散開星団バークレー39の研究を紹介します。機械学習アルゴリズムML-MOCを利用して、合計861個の星が星団メンバーとして特定され、そのうち17個が青色のはぐれ星です。この作品では、2つの青いはぐれ星の特徴を示します。青いストラグラー星とその伴星(存在する場合)の基本パラメータを推定するために、swift/UVOTおよびGALEXからのUVデータ、GaiaDR3からの光学データ、および2MASS、Spitzer/IRACからの赤外線(IR)データを使用してスペクトルエネルギー分布を構築しました。、そして賢い。1つの青いはぐれ星で過剰な紫外線束が見つかり、熱い伴星が存在する可能性を示唆しています。
機械学習を使用した LSP BL Lacs での誤って分類されたソースの候補の探索
| Title |
Hunting_for_the_candidates_of_misclassified_sources_in_LSP_BL_Lacs_using_Machine_learning |
| Authors |
Shi-Ju_Kang,_Yong-Gang_Zheng,_Qingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05794 |
等価幅(EW)に基づく分類では、ジェット連続体束の劇的な変化によって線の特徴が薄まるため、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)やBL裂け目天体(BLLac)に対して誤った判断が生じる可能性があります。この問題に対処するために、本論文では、ランダムフォレストの教師あり機械学習アルゴリズムのバイアスに関する可能な固有の分類を検討します。そのために、4LAC-DR2カタログから入手可能なガンマ線と無線周波数データの両方を含む1,680個のフェルミブレーザーのサンプルを編集しました。これには、1,352個のトレーニングおよび検証サンプルと328個の予測サンプルが含まれます。23の特性パラメーターのさまざまな組み合わせすべての結果を調査した結果、最高の精度($\simeq$98.89\%)を備えた178の最適なパラメーターの組み合わせ(OPC)があることがわかりました。328個の予測サンプルに対するこれらのOPCの9つの組み合わせからの結合分類結果を使用して、本質的にFSRQがBLLacとして誤分類される可能性がある、113個の真のBLLac(TBL)と157個の偽のBLLac(FBL)が存在すると予測します。FBLは、$\gamma$線光子スペクトル指数$\Gamma_{\rmph}$およびXバンド電波束${\rmlog}{F_{R}において、TBLおよびFSRQと明確な区別を示しています。}$、プロット。現象的には、FBLがBLLacからFSRQへの移行段階にある、BLLacからFSRQ(B-to-F)への移行ゾーンの存在が示唆されています。文献で報告されているLSPChanging-LookBlazars(CLB)を比較すると、LSPCLBの大部分はB-to-Fゾーンに位置しています。私たちは、BからFへの移行ゾーンにあるFBLがCLBの候補である可能性が最も高いと主張します。
Mrk 766 の複雑な鉄線構造の起源とスペクトル変化
| Title |
Origin_of_the_complex_iron_line_structure_and_spectral_variation_in_Mrk_766 |
| Authors |
Yuto_Mochizuki,_Misaki_Mizumoto,_and_Ken_Ebisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05924 |
複雑なFe-K発光/吸収線の特徴は、活動銀河核(AGN)からの6～11keVバンドで一般的に観察されます。これらの特徴は、ブラックホールを囲むさまざまな物理的コンポーネントに形成されます。特に、狭線セイファート1(NLS1)銀河Mrk766は、超高速流出(UFO)によって引き起こされる特徴的な青方偏移したFe-K吸収線と、幅広のFe-K輝線、および可変領域を示します。X線放射領域を部分的に覆う吸収体。XMM-Newton、NuSTAR、およびSwiftのMrk766アーカイブデータを再分析して、Fe-K線の特徴と0.3～79keVのエネルギースペクトル変動の起源を調査します。$\lesssim$10keVのスペクトル変動は主に、多層の吸収雲による中心X線源の可変部分被覆によって説明されることがわかりました。Fe-K線の特徴は、UFOによる青方にシフトした吸収線、遠方の物質からの狭い輝線、円盤内部の反射からの幅広い輝線、および約6.4のわずかに広がった弱い輝線で構成されます。-6.7keV、その等価幅は$\sim$0.05keVです。最後のものは、流体力学的UFOモデリングに基づくモンテカルロシミュレーションによって予測されたように、おそらく視線の外でUFO内で散乱する共鳴によるものと考えられます。Mrk766の一見複雑なFe-K線の特徴とX線エネルギースペクトルは、シュヴァルツシルトブラックホール(内側半径が切り取られた光学的に厚い降着円盤)の周囲に適度に広がった中心X線源によって説明されると考えられます。UFO、部分的に覆われた雲、そしてトーラス。
ハイブリッド 02es のような Ia 型超新星 2022ywc における前例のない初期フラックス過剰は、星周物質との相互作用を示す
| Title |
Unprecedented_early_flux_excess_in_the_hybrid_02es-like_type_Ia_supernova_2022ywc_indicates_interaction_with_circumstellar_material |
| Authors |
Shubham_Srivastav,_T._Moore,_M._Nicholl,_M._R._Magee,_S._J._Smartt,_M._D._Fulton,_S._A._Sim,_J._M._Pollin,_L._Galbany,_C._Inserra,_A._Kozyreva,_Takashi_J._Moriya,_F._P._Callan,_X._Sheng,_K._W._Smith,_J._S._Sommer,_J._P._Anderson,_M._Deckers,_M._Gromadzki,_T._E._M\"uller-Bravo,_G._Pignata,_A._Rest_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06019 |
我々は、02esに似たIa型超新星(SN)2022ywcの光学測光および分光観測を紹介します。この過渡状態は、楕円形の母銀河の郊外で発生し、ATLASのオレンジとシアンのバンドで検出された初期の過剰な特徴を伴う、印象的な二重ピークの光曲線を示しました。初期の過剰光は絶対等級$\sim-19$で著しく明るく、その明るさはその後の放射性物質によって駆動された2番目のピークに匹敵します。このスペクトルは、ヘリウム砲弾爆発の候補であると考えられているハイブリッド02esに似たSN2016jhrに似ています。私たちは、このような顕著な初期過剰を引き起こす可能性のあるさまざまな物理的メカニズムを調査し、大規模なヘリウム殻爆発、表面$^{56}$Ni分布、噴出物と随伴物質の相互作用を除外する。我々は、SN噴出物が星周物質(CSM)と相互作用することが最も実現可能なシナリオであると結論付けています。MOSFiTによる半解析モデリングにより、$\sim10^{14}$cmの距離でCSMの$\sim0.05\,$M$_{\odot}$と相互作用するSN噴出物が異常な光度曲線を説明できることが示された。二重縮退シナリオは、二次白色矮星から潮汐によって剥ぎ取られた物質、または二次白色矮星の分裂と降着に続いて極軸に沿って打ち上げられた円盤起源の物質のいずれかによって、CSMの起源を説明できる可能性がある。非球形のCSM構成は、有利な視線に沿って観察された02esのような現象のごく一部が、SN2022ywcのような非常に顕著な初期超過を示すことが予想される可能性があることを示唆している可能性があります。
中性子星の高質量X線連星の最初のmm検出
| Title |
The_first_mm_detection_of_a_neutron_star_high-mass_X-ray_binary |
| Authors |
J._van_den_Eijnden,_L._Sidoli,_M._Diaz_Trigo,_N._Degenaar,_I._El_Mellah,_F._F\"urst,_V._Grinberg,_P._Kretschmar,_S._Mart\'inez-N\'u\~nez,_J._C._A._Miller-Jones,_K._Postnov,_T._D._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06021 |
巨大な連星伴星から降着する中性子星には、幅広い種類があります。OB超巨星ドナーを備えた系は、持続的に降着する系と一時的に降着する系に分けられることが多く、それぞれ超巨大X線連星(SgXB)と超巨大高速X線過渡現象(SFXT)と呼ばれます。降着挙動におけるこの二項対立の起源は、通常、巨大な恒星風、連星軌道、または磁場の構成における系統的な違いに起因すると考えられていますが、これらの仮説を裏付ける直接的な観測証拠は依然として乏しいままです。ここでは、連星軌道を超えた恒星風の外側領域を調査するためにミリバンドに目を向け、この長年の疑問に対する新しいアプローチのパイロット探査の結果を紹介します。具体的には、SgXB、X1908+075、およびSFXT、IGRJ18410-0535の100GHzNOEMA観測を紹介します。SFXTは$63.4\pm9.6$$\mu$Jyで点光源として検出されますが、SgXBは検出されません。IGRJ18410-0535のスペクトルは、準同時の$5.5$+$9$GHz無線観測と比較することによって平坦または反転するように制約され、非熱フレアを排除し、熱風放射と一致します。追加のX線測定により、SgXBの風質量損失率と速度がさらに制限されます。私たちは、目標を相互に比較し、以前の風の推定値と比較し、X線連星における恒星風を特徴付けるこの新しい観測アプローチを使用して将来の機会について考察します。
磁気流体力学的乱流の新しいサブグリッド モデルの評価。 II.ケルビン・ヘルムホルツ不安定性
| Title |
Assessment_of_a_new_sub-grid_model_for_magnetohydrodynamical_turbulence._II._Kelvin-Helmholtz_instability |
| Authors |
Miquel_Miravet-Ten\'es,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Martin_Obergaulinger,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06041 |
連星中性子星の合体や大質量星の崩壊によるマグネターの形成などの天体物理システムのモデリングには、非常に大きなレイノルズ数での磁化流体の数値進化が含まれます。これは、（未解決の）直接数値シミュレーションにとって大きな課題であり、たとえば、乱流、磁場の増幅、または角運動量の輸送。サブグリッドモデルは、これらの困難を克服する手段を提供します。最近の論文で、乱流(マクスウェル、レイノルズ、およびファラデー)応力テンソルのモデリングに基づいた、MHD不安定性誘発乱流平均場サブグリッドモデルであるMInITを発表しました。以前の研究では、MInITは磁気回転不安定性の枠組み内で評価されましたが、この論文では、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性(KHI)の文脈でモデルをさらに評価します。他のサブグリッドモデル(アルファ粘度モデルや勾配モデルなど)との主な違いは、MInITでは、単純な閉包関係を介して、サブグリッドスケールでの乱流エネルギー密度を独立して追跡することです。ダイナミクスに関連するさまざまな乱流応力を計算します。モデルの自由係数は、KHIによって生成された磁気乱流のよく分解されたボックスシミュレーションを使用して校正されます。これらのシミュレーションに対してモデルをテストし、乱流レイノルズ応力とマクスウェル応力の進化について桁違いに正確な予測が得られることを示します。
X線連星における降着中性子星から予想される非常に高エネルギーのガンマ線放出のモデル化
| Title |
Modelling_the_expected_very_high_energy_gamma-ray_emission_from_accreting_neutron_stars_in_X-ray_binaries |
| Authors |
L._Ducci,_P._Romano,_S._Vercellone,_A._Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06061 |
X線連星(XRB)における降着パルサーからのガンマ線放出の検出は、長い間求められてきました。一部の高質量X線バイナリ(HMXB)については、限界検出が最近報告されました。これらが確認されるかどうかに関係なく、ガンマ線帯域で動作する将来の望遠鏡は、固体検出と場合によってはスペクトルを達成するために必要な感度を提供する可能性があります。将来の観測の進歩を考慮して、我々は、Cheng&Rudermanモデルに基づいて、XRBからの10GeVを超える予想される放出を調査しました。このモデルでは、降着体の磁気圏で加速された陽子によって引き起こされるpion-0の崩壊によってガンマ線光子が生成されます。降着円盤によって供給されるパルサー。私たちは、モンテカルロシミュレーションを通じて、核、降着円盤からのX線光子、および磁気との相互作用を伴う対および光子の生成プロセスを考慮しながら、降着円盤の内側と外側のカスケードの発達を考慮することにより、このモデルを改良しました。分野。X線輝度(L_x)、磁場強度(B)のさまざまな入力パラメータ値、および加速が発生する領域のさまざまな特性に対する解のグリッドを作成しました。ガンマ線の明るさは5桁以上に及び、最大値は約1E35erg/sであることがわかりました。ガンマ線スペクトルは非常に多様な形状を示します。放出のほとんどが約100GeV未満であるものもあれば、より困難なもの(放出が最大10～100TeV)のものもあります。この結果を、Fermi/LATおよびVERITASの検出と2つのHMXB(A0535+26およびGROJ1008-57)の上限と比較しました。今後数年のうちに、より高感度の機器が運用可能になると、より重要な比較が可能になるでしょう。
IceCube の閾値以下の重力波イベントに対応するサブ TeV ニュートリノの探索
| Title |
Searching_for_IceCube_sub-TeV_neutrino_counterparts_to_sub-threshold_Gravitational_Wave_events |
| Authors |
Tista_Mukherjee_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06102 |
LIGOとVirgoの共同研究による重力波過渡現象カタログGWTC-2.1のリリース以来、閾値以下の重力波(GW)候補が公的に利用可能になりました。今後のO4実行では、リアルタイムでもリリースされる予定です。マルチメッセンジャー研究にこれらのGW候補を使用することは、GWイベントに対応するニュートリノを特定するための継続的な取り組みを補完します。これにより、電磁的追跡調査をより効率的にスケジュールできるようになります。ただし、閾値以下の候補の定義と基準は非常に柔軟です。これらの候補のアーカイブ研究を通じてマルチメッセンジャーの対応物を見つけることは、GW信号を閾値以下として定義するのに役立つGWパラメータに強力な境界を設定するのに役立ち、それによってフォローアップ検索をスケジュールする際の重要性が高まります。ここでは、IceCubeニュートリノ観測所との進行中の研究の現在の状況を紹介します。私たちは、GWTC-2.1からのサブスレッショルドGW候補の選択を実行し、「DeepCore」として知られるIceCubeニュートリノ天文台の高密度充填アレイによって検出されたサブTeVニュートリノ対応物のアーカイブ検索を実行します。このために、UnbinnedMaximumLikelihood(UML)手法が使用されます。90％のC.L.を報告します。1000秒の時間窓内のGWとニュートリノイベントの間の空間的および時間的相関を考慮して、選択されたサブ閾値GW候補ごとにこのサブTeVニュートリノデータセットの感度を計算します。
VHEガンマ線ブレーザーフレアと相対論的リコネクションモデルとの定量的比較
| Title |
Quantitative_comparisons_of_VHE_gamma-ray_blazar_flares_with_relativistic_reconnection_models |
| Authors |
J._Jormanainen,_T._Hovatta,_I._M._Christie,_E._Lindfors,_M._Petropoulou,_I._Liodakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06108 |
極めて速い変動の起源は、ブレーザーのガンマ線天文学における長年の疑問の1つです。多くのモデルはエネルギーの変動がより遅く、より低いことを説明していますが、時間から分の時間スケールに達するような速いフレアを簡単に説明することはできません。磁気リコネクションは、磁気エネルギーがリコネクション層内の相対論的粒子の加速に変換されるプロセスであり、この問題の解決策の候補です。この研究では、最先端の細胞内粒子シミュレーションを使用して、非常に高エネルギー(VHE、E>100GeV)での有名なブレーザーであるMrk421のフレアエピソードの観測との統計的比較を行います。）。私たちは、理論データと観測データを正確に評価するために開発した方法と定量的に比較する、シミュレートされたVHE光度曲線を生成することにより、モデルの予測をテストしました。私たちの解析により、再接続されていないプラズマの磁場強度、視野角、ブレーザージェット内の再接続層の向きなど、モデルのパラメーター空間を制約することができます。私たちの解析は、磁場強度0.1G、かなり大きな視野角(6～8度)、および不整合な層角度を持つパラメーター空間を支持しており、高シンクロトロンピーキングブレーザーのジェットでよく観察されるドップラークライシスの有力な説明候補を提供します。
短時間ガンマ線バースト(sGRB)は一般に、二重中性子星(NS)の合体、または中性子星とブラックホール(BH)の合体に起因すると考えられています。前者のシナリオはイベントGW170817によって確認されましたが、後者は依然としてとらえどころがありません。ここでは、高速回転する低質量BHによってNSが潮汐力を乱され、BHへの降着によって相対論的ジェットが発射され、それによってsGRBが生成されるという後者のシナリオを検討します。合体する連星の軌道は、BHのスピンとずれている可能性があります。したがって、BHの周りのレンズ・サーリング歳差運動は、超降着している厚い円盤を固体の方法で歳差運動させる可能性があります。私たちは、最初はBHスピンと整列していたジェットが、円盤からの風によって偏向され平行になるため、円盤に沿って歳差運動を強いられると提案します。これにより、sGRBのガンマ線光度曲線に$\sim0.01-0.1$sの準周期の準周期的な発振または変調が生じます。変調の出現は、ライトカーブのトリガーに比べて遅れる場合があります。この特徴は、BH-NS合体に特有のもので、いくつかの観測されたsGRB(GRB130310Aなど)ですでに明らかになっている可能性があり、合体システムのスピンビット配向情報を伝えます。この特徴の特定は、主に整列系を対象とする現在の重力波探査戦略では見逃される可能性が高い、スピン軌道の整列がずれた合体BH-NS系を明らかにするための新たなアプローチとなるだろう。
Be X線バイナリーの集団合成: 総X線出力の金属量依存性
X線連星(XRB)は、再電離時代と宇宙の夜明け($z\sim5-30$)の間の宇宙の熱と電離の歴史を制御すると考えられている。XRBからのX線放出の理論的予測は、このような初期の宇宙進化をモデル化するために重要です。それにもかかわらず、高速で回転するO/B星の周りの減分円盤からのコンパクトな天体の降着によって動かされるBe-XRBからの寄与は体系的に調査されていません。Be-XRBは、局所観測で確認された最大クラスの高質量XRB(HMXB)であり、赤方偏移が大きい金属の少ない環境ではさらに重要な役割を果たすことが期待されています。これを考慮して、我々は、最近の流体力学シミュレーションと減少ディスクの観察に基づいて、Be-XRBの物理的動機モデルを構築します。私たちのモデルは、適切な初期条件と連星進化パラメーターを使用して、小マゼラン雲で観察されたBe-XRBの集団を再現することができます。Be-XRBからのX線出力を、(絶対)金属量範囲$Z\in[10^{-4},0.03]$の金属量の関数として導き出します。$Z\sim0.0003-0.02$の近くの銀河で観測されたHMXBからの総X線量のかなりの部分($\sim60\%$)にBe-XRBが寄与している可能性があることがわかりました。観測された超高輝度($\gtrsim10^{39}\\rmerg\s^{-1}$)X線源の同様の部分も、Be-XRBによって説明できます。さらに、我々の基準モデルで予測された金属量依存性は観測結果と一致しており、単位星形成速度当たりのX線光度が$Z=0.02$から$Z=0.0003$まで$\sim8$増加することを示しています。
LMC X-1 でのブラック ホールのスピン測定はモデルに大きく依存します
| Title |
Black_hole_spin_measurements_in_LMC_X-1_are_highly_model-dependent |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Srimanta_Banerjee,_Swadesh_Chand,_Gulab_Dewangan,_Ranjeev_Misra,_Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06167 |
降着するX線連星LMCX-1のブラックホールのスピンパラメーターは、多くの研究で$a_*\gtrsim0.9$であることが測定されています。これらの測定は、統計的および系統的な（モデル依存の）不確実性の両方を考慮に入れていると主張されていました。私たちは、NICERとNuSTARによる最近のLMCX-1の同時観測を使用して新しい測定を実行し、非常に高品質のデータセットを提供します。我々は、コロナルコンプトン化のための改良されたモデルとともにディスク連続体法を使用します。標準的な相対論的黒体円盤モデルと光学的に薄いコンプトン化を使用すると、以前に得られたものと同様の$a_*$の値が得られます。次に、標準ディスクモデルへの変更を検討します。現象学的色補正を2に設定すると、$a_*\およそ0.64$--0.84という低い値が見つかります。次に、磁気圧力によって部分的に支持されている場合に予想される、標準ディスクよりも厚いディスク、つまり表面層にある程度の散逸があるディスクを検討します。これを説明するために、円盤は暖かく光学的に厚い層で覆われており、その下にある円盤の放射を補償していると仮定します。$\chi^2$が最も低いモデルでは、スピンの範囲が低くなり、$a_*\約0.40^{+0.41}_{-0.32}$になります。最後のモデルは、この情報源で見つかったディスクの温度と明るさの逆関係とも一致します。我々は、連続体法を使用したスピンの決定は、ディスク構造に関する仮定に非常に影響されやすいと結論付けています。
LeHaMoC: 高エネルギー天体物理源用の多用途の時間依存レプトハドロン モデリング コード
| Title |
LeHaMoC:_a_versatile_time-dependent_lepto-hadronic_modeling_code_for_high-energy_astrophysical_sources |
| Authors |
S._I._Stathopoulos,_M._Petropoulou,_G._Vasilopoulos,_A._Mastichiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06174 |
最近、高エネルギーニュートリノと活動銀河核(AGN)との関連により、天体物理源からの放射線のレプトハドロンモデルへの関心が再び高まっています。取得されるマルチメッセンジャーデータの量が急速に増加するため、大規模なソースサンプルに適用できる高速数値モデルがすぐに必要になります。私たちは、他の既存のコードと比較して、多用途性や速度など、いくつかの注目に値する利点を提供する時間依存レプトハドロンコードLeHaMoCを開発します。LeHaMoCは、膨張している可能性のある均一な磁化源で生成される光子と相対論的粒子(電子、陽電子、陽子、ニュートリノ)のフォッカープランク方程式を解きます。このコードは、定常状態および動的に進化する物理問題の高速計算を可能にする完全に陰的な差分スキームを利用しています。まず、LeHaMoCで得られた数値結果を、正確な解析解と比較するテストケースと、同様の哲学を持つが数値実装が異なる十分にテストされたコードであるATHE$\nu$Aで計算された数値結果を比較するテストケースを示します。ATHE$\nu$Aで得られた数値結果と、体系的な差異の証拠がなく、良好な一致(10～30%以内)が見つかりました。次に、具体的な例を通じてコードの機能を示します。まず、ベイジアン推論を使用して、放射光自己コンプトンモデルと陽子放射光モデルのコンテキストでジェットAGNからのスペクトルエネルギー分布を当てはめます。次に、高エネルギーニュートリノ信号と、NGC1068のコロナ内のハドロン相互作用によって誘発される電磁カスケードを計算します。LeHaMoCは、さまざまな高エネルギー天体物理源をモデル化するために簡単にカスタマイズでき、宇宙で広く利用されるツールになる可能性があります。マルチメッセンジャー天体物理学。
LAMOST と Gaia による Pan-STARRS 測光キャリブレーションの改善
| Title |
Improvement_of_the_Pan-STARRS_Photometric_Calibration_with_LAMOST_and_Gaia |
| Authors |
Kai_Xiao,_Haibo_Yuan,_Bowen_Huang,_Ruoyi_Zhang,_Lin_Yang_and_Shuai_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05774 |
この研究では、分光法ベースの恒星色回帰法(SCR)、測光ベースのSCR法(SCR$'$)、およびGaiaを使用して位置依存の系統誤差を補正することにより、PS1測光の再キャリブレーションを実行します。XP合成測光方式（XPSP）。すべての$grizy$フィルターについて、振幅オフセットの大幅な大規模および小規模の空間変動が確認されます。$grizy$フィルターのPS1測光キャリブレーション精度は、14$'$領域で平均すると約5--7\,mmagiであることがわかります。銀河面では最大0.04等というはるかに大きな校正誤差が見られますが、これはおそらく混雑した領域でのPS1等級の系統誤差によって引き起こされると考えられます。3つの方法の結果は、すべてのフィルターについて1～2\,mmagi以上の範囲内で相互に一致しています。PS1の位置依存のマグニチュードオフセットを補正するための2次元マップとPythonパッケージ({\url{https://doi.org/10.12149/101283}})を提供しています。これは高精度の調査や解析に使用できます。他の調査を調整するための参考として。
アレシボ 12m 望遠鏡用の極低温広帯域 (2.5 ～ 14 GHz) 受信システム
| Title |
A_Cryogenic_Wideband_(2.5-14_GHz)_Receiver_system_for_the_Arecibo_12m_Telescope |
| Authors |
D._Anish_Roshi,_Phil_Perillat,_Felix_Fernandez,_Hamdi_Mani,_Benetge_Perera,_P._K._Manoharan,_Luis_Quintero,_Arun_Venkataraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05826 |
この論文では、広帯域極低温受信機の構築とアレシボ12m望遠鏡での試運転の成功の詳細を紹介します。極低温受信機は2.5～14GHzの周波数範囲で動作します。この望遠鏡はアレシボ天文台によって運営されており、天文台の敷地内にあります。私たちは、望遠鏡の現在の狭帯域、室温受信機を新しい広帯域受信機にアップグレードしました。現在の受信機は、Akgirayらが開発したQuadruple-RidgedFlaredHorn(QRHF)を中心に構築されています。（2013年）。2.7GHz未満の強力な無線周波数干渉(RFI)を軽減するために、初段の低ノイズアンプ(LNA)の前にハイパスフィルターを設置しました。QRHF、ハイパスフィルター、ノイズカプラー、およびLNAはクライオスタット内に配置され、15Kに冷却されます。測定された受信機温度は、2.5GHz～14GHzで25K(中央値)です。天頂で測定されたシステム温度は3.1GHzおよび8.6GHz付近で約40K、天頂アンテナゲインは2つの周波数でそれぞれ0.025および0.018K/Jyです。開発の次の段階では、2.5GHz付近でより優れたRFI除去を達成するためにハイパスフィルターをアップグレードし、8.6GHzでの開口効率を改善し、動作の上限周波数を12GHzから14GHzに高めるためにIFシステムをアップグレードする予定です。GHz。
リアルタイムマルチ波面センサー単一共役補償光学の最初の実験室デモンストレーション
| Title |
First_laboratory_demonstration_of_real-time_multi-wavefront_sensor_single_conjugate_adaptive_optics |
| Authors |
Benjamin_L._Gerard,_Daren_Dillon,_Sylvain_Cetre,_Rebecca_Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05863 |
系外惑星イメージングはこれまでのところ、広軌道（$>$10AU）の巨大惑星（$>$2木星の質量）形成と巨大惑星大気の研究を可能にしており、将来的には地球の画像化と特性評価に必要な30メートルクラスの超大型望遠鏡(ELT)が必要となります。系外惑星。しかし、ELTに搭載されている現在の最先端の系外惑星イメージング技術では、スペックルノイズ(科学における散乱星の光)のせいで、低質量星の周囲にある地球質量のハビタブルゾーン系外惑星のイメージングに必要なコントラストが100倍も不足してしまいます。補償光学(AO)補正後の大気からの収差と、望遠鏡や機器の内部からの収差の組み合わせによる画像です。私たちは、これらの問題の両方に対処するために、FAST(FastAtmosphericSelf-coherentCameraTechnique)と呼ばれる焦点面波面センシング技術を開発してきました。この研究では、2つの共通経路可変ミラーを使用して、それぞれシャックハルトマン波面センサー(SHWFS)とFASTを使用して、第1段階と第2段階のAO波面センシングと制御を同時に行った最初の結果を示します。私たちは、この「マルチWFS単一共役AO」リアルタイム制御を、SantaCruzExtremeAOLaboratory(SEAL)テストベッドで最大200Hzのループ速度で実証し、FASTと同様の高速回折限界秒の両方に対する有望な可能性を示しています。現在および将来の天文台に導入される3段階波面センシング技術は、ELT居住可能な系外惑星イメージングの主な制限であるスペックルノイズの除去に役立ちます。
温度の関数としてのメタノール (CH$_3$OH) 氷の物理的特性: 密度、赤外バンド強度、および結晶化
| Title |
Physical_properties_of_methanol_(CH$_3$OH)_ice_as_a_function_of_temperature:_Density,_infrared_band_strengths,_and_crystallization |
| Authors |
H._Carrascosa,_M._\'A._Satorre,_B._Escribano,_R._Mart\'in-Dom\'enech,_G._M._Mu\~noz_Caro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05980 |
星間雲や原始星エンベロープに含まれる一般的な氷の成分の中にメタノールが存在することが、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって確認されています。メタノールは、紫外線から遮蔽された視線方向の気相で検出されることがよくあります。模擬星間条件下で成長させたメタノール氷の体積密度と、さまざまな堆積温度およびウォームアップ中の赤外分光法を測定しました。IRバンドの強度が提供され、実験スペクトルがモデルで計算されたスペクトルと比較されます。非晶質のメタノール氷から結晶質のメタノール氷への転移も調査されました。最後に、メタノール氷の構造を調べるために、高解像度でのメタノール氷の新しい観察を提案します。
天文機器の放射パターンからの伝播モードの定量化
| Title |
Quantification_of_propagation_modes_in_an_astronomical_instrument_from_its_radiation_pattern |
| Authors |
Y._Yamasaki_and_H._Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06156 |
コンテクスト。現代の天文学における複雑な現象や未解決の問題を理解するには、より広い帯域幅の観測が必要です。天文機器を設計および製造するための現在の技術は、過去よりも高い効率と精度でそのような観測を提供できる可能性があります。より広い帯域幅に関連する機器の高次モードが報告されており、これにより観測精度が低下する可能性があります。目的。好ましくない劣化を軽減するには、高次の伝播モードを定量化する必要がありますが、そのパワーを直接測定するのは非常に困難です。直接モード測定の代わりに、対象の機器からの測定可能な放射パターンに基づく方法を開発することを目指しています。方法。放射場が機器内のモード係数の重ね合わせとして決定される線形システムを仮定して、内部モードと外部放射場を接続する係数行列を取得し、擬似逆行列を計算します。提案手法の推定精度を理解するために、軸方向波形ホーンの場合とオフセットカセグレンアンテナの場合の2つのケースを数値シミュレーションで実証し、精度に及ぼすランダム誤差の影響を調査します。結果。どちらの場合も、最大モード振幅に関して10e-6の精度、位相において10e-3度の精度で推定されたモード係数がそれぞれ示されました。計算誤差は、ランダム誤差が最大放射電界振幅の0.01%未満の場合に観察されました。実証された方法は、システムの詳細とは独立して機能します。結論。この方法は機器内の伝播モードを定量化でき、ほとんどの線形コンポーネントとアンテナに適用できます。この手法は、フィードのアライメント診断やフィードの高性能化設計など、汎用的に利用できます。
IceCube Upgrade Camera システムを使用した IceCube Upgrade
キャリブレーション用の新しいシミュレーション フレームワーク
| Title |
A_new_simulation_framework_for_IceCube_Upgrade_calibration_using_IceCube_Upgrade_Camera_system |
| Authors |
Christoph_T\"onnis,_Seowon_Choi,_Carsten_Rott,_Minyeong_Seo,_Jiwoong_Lee_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06247 |
現在、新しいデジタル光学モジュール(DOM)を備えたIceCube検出器のボリュームの中心にある7つの高密度に計測されたストリングで構成されるアップグレードが構築されています。各ストリングでは、DOMが氷の表面下の深さ2160mと2430mの間で垂直方向に3mの間隔で規則的に配置されます。これは、IceCube検出器の既存のDOMよりも高密度の構成です。IceCubeアップグレードを正確に調整するには、展開穴の内部と周囲の両方の氷の特性を理解することが重要です。LED照明システムを備えたカメラシステムは成均館大学で開発、製造されており、これらの特性を測定するためにほぼすべてのDOMに設置されています。これらの校正測定のために、さまざまな幾何学的および光学的変数から期待される画像を生成する新しいシミュレーションフレームワークが開発されました。シミュレーションから生成された画像は、IceCubeUpgradeカメラキャリブレーションシステムの分析フレームワークの開発と、IceCubeGen2カメラシステムの設計に使用されます。
連星系および惑星系の破壊は、若い星形成領域の下部構造の微妙な変化に依存する
| Title |
A_dependence_of_binary_and_planetary_system_destruction_on_subtle_variations_in_the_substructure_in_young_star-forming_regions |
| Authors |
Richard_J._Parker_(University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05790 |
星形成領域の惑星系に対する恒星のフライバイの影響のシミュレーションでは、その領域の初期の空間的および運動学的下部構造の微妙な変動に強く依存することが示されています。同様の恒星密度の場合、より下部構造のある星形成領域は、惑星系の最大2倍まで破壊します。私たちはこの研究を拡張して、恒星の連星集団に対する下部構造の影響を調べます。我々は、恒星連星の異なる集団を配置した、下部構造化領域と非下部構造化（滑らかな）星形成領域の$N$体シミュレーションを提示します。近接（$<$100au）系によって支配されているバイナリ集団の場合、より高い割合が下部構造領域で破壊されることがわかりました。ただし、より広いシステム($>$100au)では、より高い割合が滑らかな領域で破壊されます。この違いは、バイナリ破壊のハードとソフト、または高速と低速の境界によるものと考えられます。ハード(高速/近接)バイナリは、速度分散が小さい環境(運動学的に下部構造化された領域)では破壊される可能性が高く、一方、ソフト(低速/幅広)バイナリは、速度分散がより高い環境(非運動学的に)では破壊される可能性が高くなります。下部構造領域)。星形成領域($10^{-2}-10^4$au)では星の連星の長半径が広範囲に及ぶため、これらの差は小さく、したがって観測できる可能性は低いです。しかし、惑星系の初期長半径範囲ははるかに小さく(おそらく$\sim$1--巨大ガス惑星の場合は100au)、ここで、惑星系を乱す星形成領域があれば、下部構造による伴星の割合の違いが観察される可能性があります。同様の恒星密度で形成されています。
| Title |
Black-Hole_Formation_Accompanied_by_the_Supernova_Explosion_of_a_40-M$_{\odot}$_Progenitor_Star |
| Authors |
Adam_Burrows,_David_Vartanyan,_Tianshu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05798 |
私たちは、太陽金属度40-M$_{\odot}$星の核の崩壊と進化をシミュレーションし、それがニュートリノ機構によって激しく爆発することを発見しました。これは非常に高い「コンパクトさ」にも関わらずです。爆発後$\sim$1.5秒以内にブラックホールが形成されます。爆発は非常に非対称で、総爆発エネルギーは$\sim$1.6$\times$10$^{51}$になります。ergs.ブラックホール形成時のバリオン質量は$\sim$2.434M$_{\odot}$で、重力質量は2.286M$_{\odot}$です。ブラックホール形成の7秒後には、さらに$\sim$0.2Mが増加します。$_{\odot}$が降着し、$\sim$2.63M$_{\odot}$のブラックホールバリオン質量が残ります。原始中性子星の周りに円盤が形成され、そこから一対のニュートリノ駆動ジェットが放出されます.これらのジェットは、物質の一部を$\sim$45,000kms$^{-1}$の速度まで加速し、$\sim$50のエントロピーを持つ物質を含んでいます。爆発における大きな空間的非対称性により、ブラックホールの反動が残留します。$\sim$1000kms$^{-1}$の速度。この新しいブラックホール形成チャネルは、$\sim$12と$\sim$15M$_{\odot}$の間の他のブラックホール形成チャネルに加わります。以前に発見されており、太陽金属性星のブラックホール/中性子星の誕生比率は$\sim$20%である可能性があることが示唆されています。ただし、1つのチャネルはキック速度が低く、おそらく$\sim$5-15M$_{\odot}$の範囲にブラックホールを残し、もう1つのチャネルは$\sim$2.5M$_{\odot}$の質量のブラックホールを残します。高いキックスピードで範囲を広げます。非常に非対称な超新星爆発を伴う低質量ブラックホール形成のこのエキゾチックなチャネルは、炉心崩壊の状況における初期状態と結果のマッピングを決定するために、詳細で完全な3Dシミュレーションを実行することの重要性を明らかにしています。
電波観測から導出された太陽から 1 天文単位までの異方性密度乱流モデル
| Title |
An_Anisotropic_Density_Turbulence_Model_from_the_Sun_to_1_au_Derived_From_Radio_Observations |
| Authors |
Eduard_P._Kontar,_A._Gordon_Emslie,_Daniel_L._Clarkson,_Xingyao_Chen,_Nicolina_Chrysaphi,_Francesco_Azzollini,_Natasha_L._S._Jeffrey,_and_Mykola_Gordovskyy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05839 |
太陽電波バーストは、密度の不均一性による電波散乱の影響を強く受け、観測される時間特性、サイズ、位置が変化します。同じ乱流は、太陽大気を通して観測される銀河および銀河系外のコンパクトな電波源の角の広がりとシンチレーションを引き起こします。電波輸送の大規模シミュレーションを使用して、$0.1\,R_\odot$から$1$auまでの異方性密度乱流の特性が調査されました。太陽圏外の電波源、太陽電波バースト、太陽風の現場密度変動測定の特性を考慮した太陽圏密度変動のプロファイルが初めて、$1$auで推定されました。密度変動のスペクトル加重平均波数（電波の散乱率に比例する量）の動径方向のプロファイルは、$(4-7)\,R_\odot$付近で広い最大値を持つことがわかります。遅い太陽風は超音速になる。内部スケール(陽子共鳴スケールと一致する)での密度変動のレベルは、太陽中心距離とともに$\langle\delta{n_i}^2\rangle(r)\simeq2\times10^7\,(r/R_\odot-1)^{-3.7}$cm$^{-6}$。散乱により、$0.1$から$300$MHzの間の周波数で観測された太陽バースト源の見かけの位置は、基本波放射と高調波放射の両方について、本質的に空間的であり、同等のサイズを持つように計算されます。異方性散乱は、観察された最短の太陽電波バースト減衰時間を説明することが判明しており、必要な波数異方性は、基本波放射が関与するか高調波放射が関与するかに応じて$q_\Parallel/q_\perp=0.25-0.4$となります。推定された電波散乱率は、固有の太陽電波バースト特性を定量化する道を開きます。
中間星と大質量星の間のギャップを埋める II: 最も金属が豊富な星の $M_\text{mas}$ と Fe CCSNe 率への影響
| Title |
Bridging_the_Gap_between_Intermediate_and_Massive_Stars_II:_$M_\text{mas}$_for_the_most_metal-rich_stars_and_implications_for_Fe_CCSNe_rates |
| Authors |
Giulia_C._Cinquegrana,_Meridith_Joyce,_Amanda_I._Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06002 |
星がFe核崩壊超新星として爆発するのに必要な最小初期質量(通常$M_\text{mas}$と表されます)は、中間質量と大質量星の進化経路の境界を定義するため、星の進化において重要な量です。$M_\text{mas}$の正確な値は、銀河の化学進化のモデルと星形成速度の計算に影響を与えます。渦巻き銀河やいくつかの巨大な楕円銀河では超太陽金属性を持つ星が一般的であるという事実にもかかわらず、$Z>0.05$の超金属豊富なモデルにおけるこの質量閾値に関する研究は現在ありません。ここでは、星の初期金属含有量が$2.5\times10^{-3}\leqZ\leq0.10$の範囲にある場合に、星がFeコア崩壊超新星を起こすのに必要な最小質量を研究します。初期$Z$の増加は、$Z\およそ1\times10^{-3}$のFe発火閾値の$Z\およそ0.04$への増加に対応しますが、安定した逆転が見られることがわかります。$Z>0.05$で発生する傾向。したがって、私たちのスーパーメタルリッチモデルは、太陽の金属量で必要な初期質量よりも低い初期質量でFeコアの崩壊を起こします。我々の結果は、最小鉄発火質量の$Z=0.10$に及ぶ金属量依存曲線を、銀河化学進化シミュレーション、特に金属に富んだ渦巻きや銀河系のシミュレーションにおいて、金属量の関数として超新星発生率を正確にモデル化する際に利用すべきであることを示している。楕円銀河。
ガイア時代に再訪した青色超巨星シェール25
| Title |
The_blue_supergiant_Sher_25_revisited_in_the_Gaia_era |
| Authors |
D.We{\ss}mayer,_N._Przybilla,_A._Ebenbichler,_P._Aschenbrenner,_and_K._Butler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06164 |
目的。青色超巨星シャー25の進化の状態と、大質量星団NGC3603へのそのメンバーシップが調査されています。方法。ハイブリッド非LTE(局所熱力学的平衡)スペクトル合成アプローチを使用して、シャー25と5つの同様の初期B型比較星の高解像度光スペクトルを分析し、大気パラメーターと元素存在量を導き出します。基本的な恒星のパラメータは、恒星の進化の軌跡、ガイアデータリリース3(DR3)データ、および補足的な距離情報を考慮して決定されます。星間の赤化と、シャー25に向かう視線に沿った赤化の法則は、光学データと赤外データに加えて、UV測光を初めて使用して抑制されました。NGC3603までの距離は、最も内側の星団O星のGaiaDR3データに基づいて再評価されます。結果。定量分析から得られた分光距離は、シャー25がNGC3603の前景にあることを意味しており、$d_\mathrm{NGC3603}$=6250$\pm$150pcの距離があることがわかります。砂時計星雲は星団の星の激しい恒星風や、砂時計星雲とNGC3603の周りの星雲の異なる励起サインの影響を受けないため、星団のメンバーシップも除外されます。シャー25の光度はlogL/であることが判明しています。L$_\odot$=5.48$\pm$0.14、これは単星シナリオにおける$\sim$27$M_\odot$超巨星の質量に相当し、これまで想定されている質量の約半分であり、これに大きく近づくことになります。その特徴は、SN1987Aの祖先であるSk-69{\deg}202に似ています。シェール25はNGC3603よりもかなり古いです。シェール25の二進化(合体)進化シナリオに関するさらなる議論が議論されています。
磁気ヌルに対するトポロジカルなアプローチ
磁気ヌルとは、磁場が消える場所です。ヌルは磁気再接続の位置であり、システム内の磁気接続を大幅に決定します。磁場におけるヌルの動き、出現、消失を理解するための新しいアプローチについて説明します。このアプローチは、等方性、つまり場の方向が一定である線という新しい概念に基づいています。これらの線は、ヌルの位相インデックスによって磁束が供給されるベクトル場の流線であり、ヌル間の対応する「力の線」として概念化できます。このトポロジカルなアプローチを使用して、双極子の外部場の存在下およびホップの線維化によって定義される場の存在下でヌルの位置の解析式を生成する方法を示します。
パルサー タイミング アレイのヘリングス相関曲線とダウンズ相関曲線に関するよくある質問への回答
| Title |
Answers_to_frequently_asked_questions_about_the_pulsar_timing_array_Hellings_and_Downs_correlation_curve |
| Authors |
Joseph_D._Romano_and_Bruce_Allen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05847 |
パルサータイミングアレイ(PTA)が重力波(GW)を検出したことを示す「決定的証拠」であるヘリングスアンドダウンズ相関曲線に関するよくある質問(FAQ)に答えます。これらの疑問の多くは、LIGOのような地上の干渉計がGWにどのように反応するかに基づいた直感に基づいて生じます。これらは、検出するGWの波長(数百から数千km)に比べて短いアーム(kmスケール)を持っています。対照的に、PTAは腕よりもはるかに短い波長(数十光年)のGWに応答します(典型的なPTAパルサーは地球から数千光年離れています)。これを解明するために、通過するGWに対する「ワンアーム、ワンウェイ」検出器の正確な応答を計算し、それを「ショートアーム」(LIGOのような)と「ロングアーム」(PTA)で比較します。限界。これにより、ヘリングスとダウンズの相関関係に関する多くの質問に対する定性的および定量的な回答が得られます。結果として得られる「FAQシート」は、いくつかのPTA連携によって最近発表された「GWに対する証拠」を理解するのに役立つはずです。
対数振動の周期的パターンは、原始曲率摂動スペクトルや、関連する確率的重力波背景でさまざまなメカニズムを介して発生する可能性があります。対数振動の存在下では、確率的背景のスペクトル形状がその物理的起源とは独立した独自のパラメータ化を持つことを示します。また、この対数周期変調は、近似的な離散スケールの不変性、つまり特定の条件下で量子重力で出現する可能性のある決定論的なフラクタル時空に典型的な対称性を備えたアインシュタイン重力を超えるあらゆるシナリオで生成できることも示します。アインシュタイン重力を超えた具体的なインフレーションモデルから対数振動スペクトル形状がどのように生じるのか、またアインシュタイン望遠鏡やその他の次世代重力波観測所での検出の見通しについて議論します。検出が高い信号対雑音比(SNR)で行われ、誤差が$1/{\rmSNR}$に相当する場合、これらの機器は対数周期特徴に敏感であることがわかります。
GRB221009A 暗黒物質の自己相互作用のメディエーターからのイベント
| Title |
GRB221009A_events_from_the_mediator_of_dark_matter_self-interactions |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Narendra_Sahu_and_Vicky_Singh_Thounaojam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06172 |
この研究では、自己相互作用暗黒物質(SIDM)と、最近観察された非常に明るく持続時間の長いガンマ線バースト(GRB221009A)を結びつける興味深い可能性を探ります。提案された最小シナリオには、光スカラーメディエーターが含まれており、同時に暗黒物質（DM）の自己相互作用を可能にし、LHAASOのデータによって報告されたGRB221009Aから観測された超高エネルギー（VHE）光子を説明します。スカラーと標準模型(SM)ヒッグス粒子の混合により、GRBサイトでの生成が可能になり、銀河系外背景光(EBL)による減衰を逃れて伝播します。これらのスカラーを高度にブーストすると、LHAASOのデータを説明できる可能性があります。さらに、同じ混合により、地上の検出器でのDM核子またはDM電子の散乱も促進され、SIDM現象学とGRB221009A事象が関連付けられます。この原稿は、すべての制約を満たすパラメータ空間を提示し、GRB観測からの洞察を使用して将来の直接探索実験でSIDMを探索するエキサイティングな機会を提供します。
