| Title |
Fast_computation_of_non-Gaussian_covariance_of_redshift-space_galaxy_power_spectrum_multipoles |
| Authors |
Yosuke_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08593 |
銀河パワースペクトルの共分散行列の非ガウス部分には、フーリエ空間の接続された4点相関、つまりトライスペクトルが含まれます。この論文では、ツリーレベルの標準摂動理論で赤方偏移空間における銀河パワースペクトル多極子の共分散行列の非ガウス部分を計算する高速な方法を紹介します。ツリーレベルの銀河トライスペクトルの場合、FFTLogを使用することで2つの波動ベクトル間の角度積分を分析的に評価できます。新しい実装では、並列化や並列化を行わずに、事実上任意の数の宇宙論的および銀河バイアスパラメータと赤方偏移について、パワースペクトルの単極子、四極子、十六極子、およびそれらの相互共分散の非ガウス共分散をO(10)秒で計算します。加速度。これは、従来の数値積分に比べて大きな利点です。k=0.005～0.4h/Mpcでの共分散の計算により、0.1～1%の精度の結果が得られることを示します。解析共分散の効率的な計算は、特にマルチトレーサ解析を利用した将来の銀河調査に役立つ可能性があります。
銀河中心で最近発見された「$G$天体」は、月下の原始ブラックホールと中性子星との相互作用で生成される恒星質量ブラックホールの重力場に束縛されたガス雲である可能性があると我々は示唆している。暗黒物質が$(10^{-16}-10^{-10})M_\odot$の質量を持つ原始ブラックホールで構成されている場合、これらのブラックホールは、暗黒物質が存在する銀河中心の中性子星によって捕らえられる可能性があります。密度が高い。捕獲後、中性子星はブラックホールによって消費され、その結果$(1-2)M_\odot$ブラックホールの集団が形成されます。ガス状大気を伴うこれらの恒星質量ブラックホールは、銀河中心の超大質量ブラックホールによる潮汐破壊に対する回復力など、観測された$G$天体の特性を説明できると同時に、推定される光度と一致する発光を生成する。
宇宙加速度の直接測定に向けて：FASTでHI 21cm吸収線を初観測
| Title |
Toward_a_direct_measurement_of_the_cosmic_acceleration:_The_first_observation_of_HI_21cm_absorption_line_at_FAST |
| Authors |
Jiangang_Kang,_Chang-Zhi_Lu,_TongJie_Zhang,_Ming_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08851 |
本研究では、FASTで観測した関連型としてPKS1413+135の赤方偏移$z\約0.24670041$のスペクトルにおける中性原子水素(HI)21cm吸収線を10分間の観測時間で調査した最初の結果を報告する。吸収体については、生データのスペクトル分解能は10Hzに設定されました。完全なスペクトルプロファイルは、吸収線を2MHz帯域幅で10kHzの分解能として単一のガウス関数でフィッティングすることによって分析され、最終的にはハッブル流によるHI21cm吸収線の赤方偏移の時間変化の直接測定によって最新の宇宙加速度を示すことを目的としています。低赤方偏移空間、つまり赤方偏移ドリフト$\dot{z}$でのFAST時代の宇宙の加速膨張によって生成された検出可能な信号として、10年以上または何年もの時間間隔で同じ背景のクェーサーに向かうまたはSL効果。このDLAシステムで得られたHIガス柱密度$\rmN_{HI}\約2.2867\times10^{22}/cm^2$は、最初に観測された値$\rmN_{HI}\約1.3とほぼ同等です。\times10^{19}\times(T_s/f)/cm^2$は、渦巻き母銀河のスピン温度の不確実性の範囲内であり、10kHzの分解能で57.4357に達する信号対雑音比SNRは明らかに検証されています。DLAシステムのHI21cm吸収線は、$\sim10^{-のレベルでの精度の向上を伴う$\rm\dot{z}$のプローブによって、ダークエネルギーの物理的動機の認識を強化する機会を提供します。10年あたり10}ドル。
| Title |
Structure_Formation_after_Reheating:_Supermassive_Primordial_Black_Holes_and_Fermi_Ball_Dark_Matter |
| Authors |
Marcos_M._Flores,_Yifan_Lu,_Alexander_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09094 |
（比較的）長距離の力が存在すると、放射線が支配的だった時代であっても構造が形成され、暗黒物質のすべてまたは一部を説明できるフェルミ球や原始ブラックホール（PBH）などのコンパクトな天体が形成される可能性があります。我々は、粒子対粒子の非対称性を発展させるインフレトン崩壊からフェルミオンが生成されるモデルの詳細な解析を提示する。これらのフェルミオンは、湯川相互作用によってクラスター化と構造形成を受けます。同じ相互作用により、スカラー放射を介して暗いハローに冷却チャネルが提供され、急速な崩壊とコンパクトな物体の形成が引き起こされます。PBHとフェルミボールの形成基準について説明します。PBH形成領域では、超大質量PBHが、高い赤方偏移で見つかった活動銀河核やクエーサーの種となる可能性があります。あるいは、フェルミ球は、マイクロレンズの制約を回避しながら、冷たい暗黒物質のすべてを説明することができます。
近傍宇宙の銀河団の集合履歴をたどる
| Title |
Tracing_the_assembly_histories_of_galaxy_clusters_in_the_nearby_universe |
| Authors |
C\'esar_A._Caretta,_Heinz_Andernach,_Marcel_Chow-Mart\'inez,_Roger_Coziol,_Juan_De_Anda-Su\'arez,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Juan_M._Islas-Islas,_M\'onica_M._Mireles-Vidales,_Miguel_A._Mu\~niz-Torres,_Humberto_Santoyo-Ruiz,_Josu\'e_J._Trejo-Alonso,_Yoganarasimhan_Venkatapathy,_and_Johan_M._Z\'u\~niga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09182 |
我々は、平均して150以上の分光学的メンバーが利用可能な67の近く($z$<0.15)の銀河団のサンプルを編集し、銀河分布における下部構造を検出するためのさまざまな方法を適用することによって、それらの集合を研究した。歴史。私たちの分析により、サンプルの70%に下部構造が存在し、そのうちの57%に重大な動的影響を与えていることが確認されました。部分構造の力学的重要性に基づいてクラスターの集合状態を分類することを提案する。私たちの銀河団の19%では、最初に特定された最も明るい銀河団は中心重力支配銀河(CDG)ではなく、下部構造の2番目のランクまたは支配的な銀河(私たちの分類ではSDG)であることが判明しました。、あるいは銀河団の周縁部にある「化石」銀河の可能性さえあります。さらに、X線ピークからのCDGの投影オフセットとその固有速度の間には、一般に相関関係は見出されませんでした。CDGの特性とクラスター内媒体の集合状態および動的状態、特に炉心冷却状態との比較は、最も内側の領域におけるCDGとそのホストクラスターの共進化の明らかな証拠とともに、複雑な集合履歴を示唆しています。
我々は、超低速ロール（USR）フェーズを伴うガリレオンインフレーションにおける二次重力波の生成を検討し、この場合のスカラー誘起重力波（SIGW）のスペクトルが最近のNANOGravの15年間のデータと一致することを示します。他の地上および宇宙ベースのミッション、LISA、BBO、DECIGO、CE、ET、HLVK(aLIGO、aVirgo、KAGRAで構成される)、およびHLV(03)の感度。ガリレオン理論の非繰り込み特性のおかげで、SR領域とUSR領域の間の急激な遷移における大きな変動の振幅は制御可能です。1ループ効果がスカラーパワースペクトルに含まれている場合、GWスペクトルの挙動は、ピーク振幅$\Omega_{\rmGW}h^2\sim{の鋭い遷移スケールのシフトの下で保存されることを示します。\calO}(10^{-6})$であるため、${\calO}(10^{-9}{\rmHz}-10^{7}{)内の幅広い周波数をカバーできます。\rmHz})$。原始ブラックホール(PBH)の許容質量範囲の解析も実行され、質量値の範囲は${\calO}(1M_{\odot}-10^{-18}M_{\odot})であることがわかります。)$は、対応する低周波数および高周波数の許容範囲にわたって生成できます。
CMB $E$ モードおよび $B$ モード偏光を使用した原始重力波からの斑状の再電離サインのもつれの解き方
| Title |
Disentangling_patchy_reionization_signatures_from_primordial_gravitational_waves_using_CMB_$E$-mode_and_$B$-mode_polarization |
| Authors |
Divesh_Jain,_Suvodip_Mukherjee,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09446 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光信号における大きな角度スケール$B$モードの検出は、インフレーション時代に発生した原始重力波(PGW)によって引き起こされる一次CMB異方性だけでなく、宇宙再電離の時代に刷り込まれた二次異方性もある。再イオン化中の電子密度に斑点が存在すると、CMB$B$モード偏光に独特の歪みが生じますが、これは空間周波数モードを利用してPGW信号と区別できます。この研究では、SCRIPTと呼ばれる光子保存半数値再電離モデルで生成された$\tau$パワースペクトル信号の$E$モード偏光と$B$モード偏光を組み合わせた$EB$推定器を使用します。我々は、PGWとCMB観測からの再電離信号を同時検出するためのベイジアンフレームワークを開発し、今後のCMB実験におけるこの技術の有効性を示します。私たちのモデルでは、$\tau$パワースペクトル信号が不均一な電子密度場を効果的に追跡し、斑状の$B$モード信号に対する堅牢な制約を可能にしていることがわかりました。さらに、我々の結果は、$\tau$信号に$EB$推定器を採用することで、観測中に地上のCMB-S4が斑状の$B$モード信号をおよそ$\geq2\sigma$信頼水準で検出しやすくなることを示しています。宇宙ベースのPICOを使用すると、この検出が$\geq3\sigma$に向上し、極端な再電離モデルでは$\geq7\sigma$に達します。これらの発見は、再イオン化プロセスの改善された状況を提供するこれらの実験の将来の可能性を強調するだけでなく、$r$の不偏測定に対して重要な意味も持ちます。
遷移天体の核および軌道の特性評価 (4015) 107P/Wilson-Harrington
| Title |
Nuclear_and_Orbital_Characterization_of_the_Transition_Object_(4015)_107P/Wilson-Harrington |
| Authors |
Theodore_Kareta_(Lowell_Observatory)_and_Vishnu_Reddy_(Lunar_and_Planetary_Laboratory,_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08659 |
小惑星4015としてクロスリストされている107P/ウィルソン・ハリントン彗星は、その性質が彗星または小惑星の起源にきちんと当てはまらない、最初の遷移天体の1つです。1949年に明らかにガスが主体の活動をしていた時期に発見されましたが、その後消失し、不活動小惑星1979VAとして回収されました。私たちは、この天体の性質を理解し、それが小惑星・彗星連続体のどこに位置するかを理解するために、隕石と比較してこの天体のアーカイブ観察を新たに取得し、再分析し、新たな軌道積分を実施しました。ウィルソン・ハリントンの反射率スペクトルは、可視から近赤外の波長までほぼ中性ですが、0.8～0.9ミクロン付近に最大反射率があります。この天体のスペクトルは、CMマーチソンやCIイヴナのような炭素質コンドライト隕石の実験室スペクトルとよく一致します。この天体の位相曲線は、小惑星または彗星のいずれかの起源と互換性があり、その最近の軌道履歴には、その表面を変化させるほど十分に高い温度を伴う期間はありません。何らかの未知の過程が作用して表面が元の彗星の表面から変化した可能性はあるが、我々は代わりに、その表面と軌道の性質を説明できるウィルソン・ハリントンの基本的に小惑星起源を好む。ただし、これには、現在予想されている以上に、地球近傍の物体に大量の（超）揮発性の供給を維持する方法が必要になります。ウィルソン-ハリントンの同様の隕石の類似性と、サンプル帰還目標(162173)リュウグウおよび(101955)ベンヌとの軌道リンクの可能性は、はやぶさ2およびオシリス・レックスのミッションから帰還されたサンプルがこの天体を理解する鍵を握っている可能性があることを示唆しています。
CHEOPS と TESS による超短周期スーパーアース TOI-561 b の眺め
| Title |
CHEOPS_and_TESS_view_of_the_ultra-short_period_super-Earth_TOI-561_b |
| Authors |
J._A._Patel,_J._A._Egger,_T._G._Wilson,_V._Bourrier,_L._Carone,_M._Beck,_D._Ehrenreich,_S._G._Sousa,_W._Benz,_A._Brandeker,_A._Deline,_Y._Alibert,_K._W._F._Lam,_M._Lendl,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_N._Billot,_X._Bonfils,_C._Broeg,_M.-D._Busch,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_E._Kopp,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_F._Ratti,_H._Rauer,_et_al._(14_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08687 |
超短周期惑星(USP)は、公転周期が1日未満であるため、主星からの強い放射線の影響を受けるユニークな種類のスーパーアースです。それらのほとんどは裸の岩石と一致しますが、いくつかは重いエンベロープの証拠を示しており、これは水層、またはガス放出表面によって維持されている二次的な金属が豊富な大気である可能性があります。USPの性質については、まだ学ばなければならないことが多くあります。本研究の主な目標は、TOI-561bの通過と掩蔽の研究を通じて、TOI-561bのバルク惑星の特性と大気を研究することです。我々は、CHEOPSを使用してTOI-561bの超高精度トランジット測光を取得し、このデータを4つのTESSセクターと共同解析しました。TOI-561b通過測光の分析では、その特性、特に半径Rp=1.42+/-0.02R_Earth(誤差~2%)に強い制約が課されました。惑星の内部構造モデリングは、観測結果が無視できる程度のH/He大気と一致していることを示していますが、観測された密度を説明するには純鉄コアとケイ酸塩マントルに加えて、他の軽量物質が必要です。これは、モデルに水の層を含めることで説明できることがわかりました。惑星エンベロープの構造の変化を追跡するために、測定されたRp/R*の時間の経過に伴う変動を調べましたが、データ精度の範囲内では何も見つかりませんでした。通過イベントに加えて、食の深さが約27+/-11ppmであるTESSデータ内の掩蔽信号を暫定的に検出しました。文献からのガス放出大気のモデルを使用すると、惑星からの熱放出が観測結果のほとんどを説明できることがわかります。これに基づいて、JWSTによる近赤外/中赤外観測により、惑星の大気中のケイ酸塩種を検出できるはずであると予測します。これはまた、惑星の内部に関する重要な手がかりを明らかにし、惑星の形成と進化のモデルを解き明かすのに役立つ可能性があります。
ケプラー 1660AB の周りの $5M_\text{Jup}$ の非通過共面周連惑星
| Title |
A_$5M_\text{Jup}$_Non-Transiting_Coplanar_Circumbinary_Planet_Around_Kepler-1660AB |
| Authors |
Max_Goldberg,_Daniel_Fabrycky,_David_V._Martin,_Simon_Albrecht,_Hans_J._Deeg,_Grzegorz_Nowak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09255 |
日食連星の周囲では、十数個の通過周回惑星が発見されている。通過検出は整列した惑星と連星軌道に偏っており、実際、既知の惑星の相互傾斜はすべて$4.5^{\circ}$未満です。軌道がずれている周回惑星を発見する方法の1つは、非通過惑星の食タイミング変動(ETV)を利用することです。ボルコヴィッツら。(2016)は、18.6dの連星ケプラー1660AB上にETVを発見しました。これは、軌道がずれており、惑星質量の可能性がある、$\約236$d周期の第3の天体を示しています。ゲトリーら。(2017)は惑星仮説に同意し、連星に対して$120^{\circ}$大きくずれた軌道上に$770万_{\rmJup}$の周連星惑星があると主張しました。この論文では、バイナリの最初の動径速度を取得します。これらをETVだけでなく日食の深さの変化の分析と組み合わせます。$239.5$dの周連惑星の存在が確認されましたが、質量は$4.87M_{\rmJup}$と低く、同一平面上の軌道を持っています。以前の著者によって提案された軌道のずれは、食の深さの変化がないことによって決定的に否定されます。ケプラー1660ABbは、主系列連星の周囲でETVを使用して発見された、初めて確認された周連星惑星です。
すべての系外惑星が同じように酸化できない鉱物学的理由
| Title |
A_mineralogical_reason_why_all_exoplanets_cannot_be_equally_oxidising |
| Authors |
Claire_Marie_Guimond,_Oliver_Shorttle,_Sean_Jordan,_John_F._Rudge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09505 |
核から大気まで、惑星内の元素の酸化状態がその性質を形成します。酸素フガシティ(fO$_2$)は、これらの可能性のある酸化状態を示す1つのパラメーターです。岩石系系外惑星の大気の継続的な探索は、その組成のもっともらしい多様性を理解することから恩恵を受ける。この組成は酸化状態に強く依存し、内部ガス放出に由来する場合はケイ酸塩マントル上部のfO$_2$に大きく依存する。このfO$_2$は、組成的に多様な系外惑星間で異なるはずですが、特定の惑星の場合、その値は、鉄(主要な多価元素)がその2+酸化状態と3+酸化状態の間でどのように分配されるかに依存する限り、制約されません。ここでは、マントルの酸化に影響を与える別の要因、つまり固定Fe$^{3+}$/Fe$^{2+}$であってもfO$_2$を調節する要因、つまり惑星の鉱物学に焦点を当てる。Fe$^{3+}$を組み込むのは特定の鉱物（輝石など）だけです。このような鉱物のマントル割合が小さいとFe$^{3+}$が集中し、fO$_2$が増加します。鉱物の割合は惑星内では圧力に応じて変化し、惑星間ではバルク組成に応じて変化します。観測された主星の耐火物存在量によって制約され、鉱物学だけによる、少なくとも2桁の大きさの系外惑星マントルにわたる最小fO$_2$変動を計算した。この変動は、これらのマントルから直接放出されるSO$_2$の混合比を100倍変えるのに十分である。さらに、高Mg/Si星を周回する惑星は、検出可能な量のSO$_2$とH$_2$Oをガス放出する可能性が高いと予測しています。低Mg/Si星ではCH$_4$が検出可能で、その他はすべて等しい。Fe$^{3+}$の予算が予測されていなくても、系外惑星のマントルがどの程度酸化しているかについて一般的な洞察を得ることができる。
K2-138の6惑星共鳴連鎖?
| Title |
A_Six-Planet_Resonance_Chain_in_K2-138? |
| Authors |
M._Cerioni_(1),_C._Beaug\'e_(1)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia_Te\'orica_y_Experimental_(IATE),_Observatorio_Astron\'omico,_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09588 |
K2-138系には6つの惑星が存在し、その独特の力学的構造により興味深いケーススタディが示されています。その5つの内側の惑星は3/2の二体平均運動共鳴の連鎖の近くにありますが、最も外側の天体(惑星{\itg})は大きく分離されており、平均運動比は$n_f/n_g\sim3.3です。$とその最も近い隣のもの。$m_g$の軌道が$2n_e-4n_f+3n_g=0$の関係によって特徴付けられる一次三惑星共鳴(3P-MMR)と実際に一致しており、初めて純粋な一次3Pであることを示します。-MMRは複数の惑星系で発見され、その現在の動的構造に結びついています。質量の適切な値により、6惑星連鎖($n_f/n_g$が3/1共鳴状態にある)での最初の捕捉から、海面上の潮汐相互作用による現在の構成に至るまで、系の動的履歴を追跡することができます。星の年齢。長半径との共振オフセットの増加、および$n_f/n_g$の大きな値は、平均運動比平面における純粋な3惑星共振の傾きによって説明できます。最も内側のペアが潮汐効果によって引き離されると、\textit{パンタグラフ-}のような方法で、三つの要素がこれらの曲線上を外側にスライドします。$m_g$と$m_f$が同様の質量であれば、3P-MMRへの捕獲は驚くほど堅牢であることが判明しており、同じ効果が他の小型惑星系でも見られる可能性がある。
JWST を使用した通過系外惑星の大気特性評価のための主要な TESS 対象天体の特定
| Title |
Identification_of_the_Top_TESS_Objects_of_Interest_for_Atmospheric_Characterization_of_Transiting_Exoplanets_with_JWST |
| Authors |
Benjamin_J._Hord,_Eliza_M.-R._Kempton,_Thomas_Mikal-Evans,_David_W._Latham,_David_R._Ciardi,_Diana_Dragomir,_Knicole_D._Col\'on,_Gabrielle_Ross,_Andrew_Vanderburg,_Zoe_L._de_Beurs,_Karen_A._Collins,_Cristilyn_N._Watkins,_Jacob_Bean,_Nicolas_B._Cowan,_Tansu_Daylan,_Caroline_V._Morley,_Jegug_Ih,_David_Baker,_Khalid_Barkaoui,_Natalie_M._Batalha,_Aida_Behmard,_Alexander_Belinski,_Zouhair_Benkhaldoun,_Paul_Benni,_Krzysztof_Bernacki,_Allyson_Bieryla,_Avraham_Binnenfeld,_Pau_Bosch-Cabot,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Valerio_Bozza,_Rafael_Brahm,_Lars_A._Buchhave,_Michael_Calkins,_Ashley_Chontos,_Catherine_A._Clark,_Ryan_Cloutier,_Marion_Cointepas,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Ian_J._M._Crossfield,_Fei_Dai,_Jerome_P._de_Leon,_Georgina_Dransfield,_Courtney_Dressing,_Adam_Dustor,_Gilbert_Esquerdo,_Phil_Evans,_et_al._(98_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09617 |
JWSTは、系外惑星の大気を特徴付ける前例のない能力の時代の到来をもたらしました。確認されている惑星は5,000個以上ありますが、TESS惑星候補はまだ4,000個以上未確認であり、大気の特徴付けに最適な惑星の多くはまだ特定されていない可能性があります。私たちは、JWSTを使用した透過分光分析および発光分光分析において「クラス最高」であると特定したTESS惑星および惑星候補のサンプルを紹介します。これらのターゲットは、平衡温度$T_{\mathrm{eq}}$と惑星半径$R{_\mathrm{p}}$にわたるビンに分類され、範囲内で透過分光法と発光分光法(それぞれTSMとESM)によってランク付けされます。各ビン。ターゲットサンプルを形成する際に、予想される信号サイズと星の明るさに合わせてカットを実行し、JWSTにとって最適ではないターゲットを削除します。結果のサンプルに含まれる194個のターゲットのうち、103個は未確認のTESS惑星候補であり、TESSObjectsofInterest(TOI)とも呼ばれます。私たちは、これら103のターゲットに対して精査と統計的検証分析を実行して、どれが惑星である可能性が高く、どれが偽陽性である可能性が高いかを判断します。精査と検証のプロセスを支援するために、TESS追跡観測プログラム(TFOP)による地上ベースの追跡調査も組み込んでいます。我々は23のTOIを統計的に検証し、33のTOIをさまざまな信頼度レベルでわずかに検証し、29のTOIは偽陽性である可能性が高いと見なし、4つのTOIの処分は決定的ではないままにします。103のTOIのうち14は、分析の過程で独立して確認されました。私たちは、将来のJWSTの提案や観察のためのコミュニティリソースとして、最終的なクラス最高のサンプルを提供します。私たちはこの作業により、検証された各惑星の正式な確認と質量測定を動機付け、コミュニティによる個々のターゲットのより詳細な分析を促進することを目的としています。
地上からの光学およびレーダー観測による地球近傍小惑星 (23187) 2000 PN9 の物理モデリング
| Title |
Physical_modelling_of_near-Earth_asteroid_(23187)_2000_PN9_with_ground-based_optical_and_radar_observations |
| Authors |
L._Dover,_S._C._Lowry,_A._Ro\.zek,_B._Rozitis,_S._L._Jackson,_T._Zegmott,_Yu._N._Krugly,_I._N._Belskaya,_A._Fitzsimmons,_S._F._Green,_C._Snodgrass,_P._R._Weissman,_M._Brozovi\'c,_L._A._M._Benner,_M._W._Busch,_V._R._Ayvazian,_V._Chiorny,_R._Ya._Inasaridze,_M._Krugov,_S._Mykhailova,_I._Reva,_and_J._Hibbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09630 |
我々は、潜在的に危険な小惑星(23187)2000PN9の物理モデルとスピン状態解析を紹介します。YORP効果を直接検出するための長期キャンペーンの一環として、私たちは2006年から2020年にかけて小惑星の光学的ライトカーブを収集しました。これらの観測結果は惑星レーダーデータと結合され、YORPの探索に使用される詳細な形状モデルが開発されました。加速度。我々は、2000PN9が恒星自転周期2.53216$\pm$0.00015時間の比較的大きなこま型天体であることを報告します。回転加速の証拠は見つかりませんでしたが、$\sim$10$^{-8}$$\,\rmrad/day^{2}$より小さいYORPトルクを除外することはできません。2000PN9はYORPによって進化したオブジェクトである可能性が高く、YORPの均衡または自己制限の一例である可能性があります。
系外惑星用大型干渉計 (LIFE)。 X. 現在知られている系外惑星の検出可能性と将来のIR/O/UV反射星光イメージングミッションとの相乗効果
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE)._X._Detectability_of_currently_known_exoplanets_and_synergies_with_future_IR/O/UV_reflected-starlight_imaging_missions |
| Authors |
\'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Jens_Kammerer,_Daniel_Angerhausen,_Felix_Dannert,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Sascha_P._Quanz,_Olivier_Absil,_Charles_A._Beichman,_Julien_H._Girard,_Bertrand_Mennesson,_Michael_R._Meyer,_Karl_R._Stapelfeldt,_The_LIFE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09646 |
次世代の宇宙ベースの天文台では、直接イメージング技術を使用して、低質量の温帯系外惑星の大気を特徴づけることになります。これは、系外惑星の多様性と、地球外の潜在的に居住可能な条件の蔓延についての理解において、大きな前進となるでしょう。私たちは、中赤外線大型系外惑星干渉計(LIFE)で熱放射で検出可能な、現在知られている系外惑星のリストを計算します。また、ハビタブルワールド天文台(HWO)の概念的な設計にアクセスできる既知の系外惑星のリストを計算し、反射する星の光で観察します。既存の方法を使用して、NASA系外惑星アーカイブを処理し、既知の各系外惑星の軌道実現を計算しました。私たちはそれらの質量、半径、平衡温度、惑星と星の角度間隔を導き出しました。LIFEsimシミュレータを使用して、LIFEで各惑星を検出するのに必要な積分時間($t_{int}$)を計算しました。$t_{int}\leq$100時間以内にスペクトル範囲$4-18.5\mu$mにわたって広帯域信号対雑音比$S/N$=7が達成された場合、惑星は検出可能であると考えられます。私たちは、その概念的な内作用角と外作用角、および惑星と恒星の最小コントラストに基づいて、反射星の光の中で惑星がHWOにアクセスできるかどうかをテストしました。LIFEの基準構成(スループット5%の4つの2m望遠鏡と10～100mのゼロ基準線)では、20個の範囲内で212個の既知の惑星を検出できます。これらのうち、55個は反射された星の光でもHWOにアクセス可能であり、大気の特性評価において相乗効果をもたらすユニークな機会を提供します。LIFEは、既知の通過系外惑星32個も検出できます。さらに、ハビタブルゾーン内には38個のLIFE検出可能な惑星が公転しており、そのうち$M_p<5M_\oplus$の惑星は13個、$5M_\oplus<M_p<10M_\oplus$の惑星は8個あります。LIFEにはすでに、低質量のハビタブルゾーン系外惑星の画期的な分析を実行するのに十分なターゲットがあり、その一部は他の機器からもアクセス可能です。
我々は、NGC1808の中心1~kpcからの85.69GHzおよび99.02GHzの連続放射とH42$\alpha$およびH40$\alpha$線放射のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)観測を紹介します。これらの放射形態は、光電離星ですが、他の一般的な星形成指標の適用性をテストするために使用する塵の遮蔽の影響を受けません。スペクトルエネルギー分布の分析により、フリーフリー放射が、領域に応じて、85～100GHzの周波数範囲での連続放射の約60～90パーセントに寄与していることが示されています。アルマ望遠鏡のフリーフリー放出から導出された星形成率(SFR)は$3.1\pm0.3$~M$_\odot$~yr$^{-1}$です。これは、赤外線放射から測定されたSFRに匹敵します。これは、主に、重く覆われた領域からのボロメータエネルギーのほとんどが赤外線放射として放射されるためです。1.5GHzの無線放射は、ALMA値よりも25%低いSFRをもたらします。これはおそらく、星形成領域を越えてシンクロトロン放射を生成する電子の拡散によるものと考えられます。減光補正されたH$\alpha$線放射から測定されたSFRは、アルマ望遠鏡データから得られたSFRの約40～65パーセントであり、これはおそらくこの測定基準が高吸光領域に対して校正されていないためと考えられます。減光補正された紫外線放射に基づく一部のSFRは、アルマ望遠鏡や赤外線データからのSFRと類似していますが、減光補正方程式の紫外線項が非常に小さいことを考えると、これらの指標はこの塵の多いスターバーストに適用するには不適切と思われます。
(スペクトル) 線の間を読む: 超微光矮星銀河エリダヌス IV とケンタウルス I のマゼラン/IMACS 分光法
| Title |
Reading_Between_the_(Spectral)_Lines:_Magellan/IMACS_spectroscopy_of_the_Ultra-faint_Dwarf_Galaxies_Eridanus_IV_and_Centaurus_I |
| Authors |
M._E._Heiger_(Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Dunlap_Institute_for_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto),_T._S._Li_(Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Dunlap_Institute_for_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto),_A._B._Pace_(McWilliams_Center_for_Cosmology,_Carnegie_Mellon_University),_J._D._Simon_(Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science),_A._P._Ji_(Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Chicago,_Kavli_Institute_for_Cosmological_Physics,_University_of_Chicago),_A._Chiti_(Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago),_C._R._Bom_(Centro_Brasileiro_de_Pesquisas_F\'isicas),_J._A._Carballo-Bello_(Instituto_de_Alta_Investigaci\'on,_Sede_Esmeralda,_Universidad_de_Tarapac\'a),_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08602 |
私たちは、天の川銀河の2つの超暗い矮銀河であるエリダヌスIV(EriIV)とケンタウルスIV(CenI)の分光分析を発表します。IMACS/マゼラン分光法を使用して、エリIVの28個のメンバー星とセンIの34個のメンバー星を特定しました。エリIVについては、系速度$v_{sys}=-31.5^{+1.3}_{-1.2}を測定しました。\:\mathrm{km\:s^{-1}}$と速度分散$\sigma_{v}=6.1^{+1.2}_{-0.9}\:\mathrm{km\:s^{-1}}$。さらに、エリIVの16個のメンバー星の金属量を測定します。$\mathrm{[Fe/H]}=-2.87^{+0.08}_{-0.07}$の金属量を見つけ、$\sigma_{\mathrm{[Fe/H]}}=0.20の分散を解決します。\pm0.09$。平均金属量は他の既知の超淡い矮銀河よりわずかに低く、これまでに発見された銀河の中で最も金属量が少ない銀河の1つとなっています。エリIVはまた、やや珍しい右に偏った金属量分布を持っています。CenIの場合、速度$v_{sys}=44.9\pm0.8\:\mathrm{km\:s^{-1}}$と速度分散$\sigma_{v}=4.2^{+0.6がわかります。}_{-0.5}\:\mathrm{km\:s^{-1}}$。CenIの27個のメンバー星の金属量を測定し、平均金属量$\mathrm{[Fe/H]}=-2.57\pm0.08$と金属量の分散$\sigma_{\mathrm{[Fe/H]を求めます。}}=0.38^{+0.07}_{-0.05}$。私たちは、各系の系の固有運動、軌道、天体物理学的J因子を計算します。後者は、エリIVが間接的な暗黒物質検出の良いターゲットであることを示しています。また、CenIまたはEriIVが潮汐によって剥離したという強力な証拠も見つかりませんでした。全体として、私たちの測定により、EriIVとCenIは、他の既知の超淡い矮星銀河とほぼ一致する特性を持つ暗黒物質が支配的な銀河であることが確認されました。低い金属量、右に偏った金属量分布、および高いJ因子により、エリIVはさらなる追跡調査の特に興味深い候補となっています。
活動銀河核とそのホスト銀河の進化経路
超大質量ブラックホール(BH)の質量とそのホスト銀河の特性との間に密接な相関関係があることは、BHが銀河と共進化することを示唆しています。しかし、BHの質量($M_{\rmBH}$)と、近くの宇宙にある活動銀河核(AGN)のホスト銀河の特性との間にはどのような関係があるのでしょうか?私たちは、これまでの研究よりもほぼ40倍大きい$\sim11,500$$z\leq0.35$ブロードラインAGNの星の質量($M_*$)、色、および構造特性を測定しました。初期型と後期型のAGNは同様の$M_{\rmBH}-M_*$関係に従うことがわかりました。$M_{\rmBH}-M_*$平面上のAGNの位置は、星形成やBH降着の性質と関係しています。私たちの結果は、$M_{\rmBH}-M_*$平面上の銀河の進化経路を明らかにしました。この関係より上の天体は、$M_*$の大幅な成長とともにより水平に進化する傾向があります。リレーション上のオブジェクトはローカルリレーションに沿って移動します。そしてリレーションの下にあるオブジェクトは、$M_{\rmBH}$の大幅な増加とともにより垂直に移動します。これらの軌道は、放射モードのフィードバックは関係の下にあるAGNのBHとそのホスト銀河の成長を抑制できない一方、運動モードのフィードバックは関係の上にあるAGNの長期の星形成をほとんど抑制できないことを示唆しています。この研究は、数値シミュレーションに重要な制約を提供し、超大質量BHとそのホスト銀河の宇宙共進化を研究するための枠組みを提供します。
クラスター メンバーの位置および大規模構造との BCG の調整 (最大 10 R$_{200}$)
| Title |
BCG_alignment_with_the_Locations_of_Cluster_Members_and_the_Large_Scale_Structure_out_to_10_R$_{200}$ |
| Authors |
Rory_Smith,_Ho_Seong_Hwang,_Katarina_Kraljic,_Paula_Calderon-Castillo,_Thomas_M._Jackson,_Anna_Pasquali,_Jihye_Shin,_Jongwan_Ko,_Jaewon_Yoo,_Hyowon_Kim,_Jaewoo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08622 |
分光学的に確認された通常$100～200$のクラスターメンバーを含む$>200$クラスターのサンプルを使用して、最も明るい銀河団(BCG)の位置角(PA)とクラスターメンバーの分布の間の整列のシグナルを検索します。星団の中心の周りの空、投影距離は3~R$_{200}$です。ディープ分光法と分光的不完全性の補正を組み合わせることで、サンプルはアライメント信号強度を決定するのに理想的なものになります。また、フィラメント状大規模構造(LSS)のSDSSベースのスケルトンを使用し、10~R$_{200}$の投影距離まで空上のLSSスケルトンセグメントの位置とのBCGアラインメントを測定します。アライメント信号は、3つの個別の統計的尺度を使用して測定されます。Raoの間隔検定(U)、KuiperのVパラメーター(V)、および二項確率検定(P)。クラスターメンバーとLSSセグメントの両方に関するBCGアラインメントシグナルの重要性は非常に高くなります(一様な分布からランダムに抽出される確率は100万分の1以下です)。私たちは、アライメント信号の強度に影響を与える可能性のある幅広いパラメーターを調査します。より楕円形のBCGを持つクラスターは、クラスターメンバーとLSSセグメントの両方とのより強い位置合わせを示します。また、密接に接続されたフィラメントを持つクラスターを選択するか、光度加重LSSスケルトンを使用すると、アライメント信号が大幅に増加します。投影距離が増加すると、アライメント強度は低下します。組み合わせると、これらの結果は、クラスターとそのBCGが、それらが埋め込まれているフィラメントの方向に沿った優先的な給餌によって成長することの強力な証拠を提供します。
銀河加速度スケールは、ほとんどの質量を持つ初期型銀河の球状星団系と、赤と青の球状星団部分集団に刻印されています。
| Title |
The_galactic_acceleration_scale_is_imprinted_on_globular_cluster_systems_of_early-type_galaxies_of_most_masses_and_on_red_and_blue_globular_cluster_subpopulations |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Michael_Hilker,_Florent_Renaud,_Tom_Richtler,_Avinash_Chaturvedi,_Srdjan_Samurovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08629 |
コンテクスト。球状星団は、その母銀河の形成履歴と重力場に関する情報を持っています。B\'ileketal.(2019、以下BSR19)は、GCシステム(GCS)におけるGCの体積数密度の半径方向プロファイルは壊れたべき乗則に従い、その破損はおよそ$a_0$半径で発生することを報告しました。これらは、銀河の重力場が半径方向の加速度関係または修正されたMOND理論から知られる銀河加速度スケール$a_0=1.2\times10^{-10}$ms$^{-2}$と等しくなる半径です。ダイナミクス。目的。ここでの私たちの主な目的は、BSR19の結果がより広い質量範囲の銀河と、赤と青のGC亜集団に当てはまるかどうかを調査することです。方法。我々は、地上および宇宙の観測に基づいたフォルナクス銀河団の測光GC候補のカタログと、銀河団の中心銀河であるNGC1399の分光GCの新しいカタログを利用しました。すべての銀河について、汚染物質の密度が一定であることを考慮しながら、GC候補の天空分布をフィッティングすることにより、壊れたべき乗則密度のパラメーターを取得しました。私たちの銀河サンプルの対数恒星質量は8.0から11.4$M_\odot$の範囲にあります。結果。十分な数のメンバーを含む調査対象のすべてのGCSは、べき乗則密度プロファイルが崩れています。これは、GC集団全体と青と赤の部分集団にも当てはまります。内側と外側の傾斜と破断半径は、さまざまなGC集団でよく一致します。破断半径は、通常、すべてのGCカラー部分母集団について2の係数以内で$a_0$半径と一致します。外側の傾斜は、銀河の星の質量よりも$a_0$半径とよりよく相関します。NGC1399の破断半径は方位角で変化し、隣接する銀河NGC1404に向かう方向と反対方向に大きくなります。
107 GHz メタノール遷移は G0.253+0.016 のダサールです
| Title |
The_107_GHz_methanol_transition_is_a_dasar_in_G0.253+0.016 |
| Authors |
Alyssa_Bulatek,_Adam_Ginsburg,_Jeremy_Darling,_Christian_Henkel,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08665 |
我々は、銀河中心の雲G0.253+0.016(「ザ・ブリック」)に向かう107.013831GHzのCH$_3$OH(メタノール)の$3_1-4_0\A^+$遷移における集団反反転の観測を提示します。分子レベルの集団の反反転により、「ダサール」として知られる現象において、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)に対する吸収線が生じる可能性があります。107GHzのメタノール転移がデージングする物理的条件をモデル化し、$10^6$cm$^{-3}$未満の密度と$10^{13}$と$10^{16}$の間のカラム密度でデージングが発生することを決定しました。cm$^{-2}$。また、この遷移では、デージングがガスの運動温度に強く依存しないこともわかりました。私たちは、将来の深部銀河調査におけるこのツールの可能性を評価します。我々は、他の研究がこの遷移（例えばNGC253）における吸収をすでに報告していることに留意するが、我々はそれが未検出の連続体源に対する吸収ではなくCMBに対する吸収であるという最初の決定的な証拠を提供する。
星、ガス、およびスターバースト後の遠方銀河の星形成
| Title |
Stars,_gas,_and_star_formation_of_distant_post-starburst_galaxies |
| Authors |
Po-Feng_Wu,_Rachel_Bezanson,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_R._Gallazzi,_Jenny_E._Greene,_Michael_V._Maseda,_Katherine_A._Suess,_and_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08681 |
我々は、$z\sim0.7$における$M_\ast>10^{11}M_\odot$の5つのポストスターバースト銀河の包括的な多波長研究を発表し、それらの星、ガス、現在および過去の星形成活動を調べます。すばる望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡の光学画像を用いて、伴銀河の高い出現率と表面輝度の低い潮汐現象を観察し、消光が銀河間の相互作用と密接に関係していることを示しています。LEGA-Cサーベイによって提供された光学スペクトルから、恒星連続体をモデル化して星形成の歴史を導き出し、前駆星の質量が$2\times10^9M_\odot$から$10^{11}M_\の範囲にあることを示しました。odot$は、観測の数億年前に爆発的な星形成を経験しており、その崩壊時間スケールは$\sim100$百万年です。アルマ望遠鏡による観測では、4つの銀河でCO(2-1)の放出が検出され、その分子ガスは$>1"$または$\sim10$kpcまで広がり、質量は$\sim2\times10^{10に達します。}M_\odot$.しかし、超大規模アレイで観測されたスリットスペクトルや3GHz連続体では星形成領域は解像されていない星形成速度とガス質量、CO放出と星の大きさの比較我々は、一般的に使用される校正による赤外線および電波の光度から導き出される星形成率は、古い星からの膨大な量の放射線と、古い星からの放射線の寄与により、真の値を過大評価する傾向があることを示します。AGN、光学スペクトルによりAGNによる弱い流出が明らかになりました。
| Title |
Probing_the_faint_end_Luminosity_Function_of_Lyman_Alpha_Emitters_at_3 |
| Authors |
Tran_Thi_Thai_(1,2,3),_Pham_Tuan-Anh_(2,3),_Roser_Pello_(1),_Ilias_Goovaerts_(1),_Johan_Richard_(4),_Ad\'ela\"ide_Claeyssens_(5),_Guillaume_Mahler_(6,7),_David_J._Lagattuta_(6,7),_Geoffroy_de_la_Vieuville_(10),_Eduard_Salvador-Sol\'e_(8),_Thibault_Garel_(9,4),_Franz_E._Bauer_(11,12,13),_Alexandre_Jeanneau_(4),_Benjamin_Cl\'ement_(12),_Jorryt_Matthee_(14)_((1)_LAM_(2)_DAP/VNSC/VAST_(3)_GUST/VAST_(4)_CRAL,_Lyon_(5)_Stockholm_(6)_ICC,_Durham_(7)_CEA,_Durham_(8)_DFQA_Spain_(9)_Univ._Geneve,_Switzerland_(10)_France_(11)_IACA_Chile_(12)_MIA_Chile_(13)_SSI_USA_(14)_DOP_ETH_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08685 |
我々は、MUSE/VLTによって観測された17個のレンズクラスターのサンプルを使用した、銀河のライマンアルファ光度関数(LF)の研究を紹介します。銀河団による強力な重力レンズによる拡大とMUSE機能により、測光による事前選択を行わずに盲目的にLAEを検出し、微光領域に到達することができます。これらのクラスターの背後で赤方偏移範囲2.9<$z$<6.7にある600個のレンズ付きLAEが選択され、倍率補正されたライマンアルファ光度(39.0<log$L$<43.0)で4桁をカバーしました。この作業で使用されるメソッド($V_{\text{max}}$)は、arXiv:1905.13696(N)(DLV19)によって元々開発されたレシピに従っており、有効ボリュームを計算する際のレンズ効果をより適切に考慮するためにいくつかの改良が加えられています。2.9<$z$<6.7での合計の共同移動体積は$\sim$50$10^{3}Mpc^{3}$です。明るい端のLFポイント(logL)>42は、ブランクフィールド観察から得られたものと一致しています。微光領域では、光源の密度は、全球赤方偏移範囲の急勾配$\alpha\sim-2$によってよく説明されます。log(L)$\sim$41までは、DLV19の以前の研究で示唆された、赤方偏移に伴う微光端の傾斜の急峻化が観察されますが、不確実性は依然として大きいです。最も高い赤方偏移ビン(log$L$<41)では、最も暗い端に向かって顕著な平坦化が観察されます。額面どおりに計算すると、微光端の急な傾斜により赤方偏移に伴ってSFRDが劇的に増加し、LAEが宇宙の再電離の過程で主要な役割を果たしている可能性があることが示唆されます。最も高い赤方偏移ビンのかすかな端に向かって観察された平坦化については、さらに調査が必要です。このターンオーバーは、レンズクラスターの$z\geq6$でUVLFで観察されたものと類似しており、現在の結果の信頼性に関して同じ結論が得られます(例:arXiv:1803.09747(N);arXiv:2205.11526(N))。
2.12ミクロンの水素分子線におけるCYG OB1会合を取り囲むスーパーシェル周辺の星間物質の解析
| Title |
Analysis_of_the_interstellar_matter_at_the_periphery_of_the_supershell_surrounding_the_CYG_OB1_association_in_2.12_micron_molecular_hydrogen_line |
| Authors |
D._S._Wiebe,_T._G._Sitnik,_A._S._Rastorguev,_T._A._Lozinskaya,_A._M._Tatarnikov,_A._A._Tatarnikova,_A._P._Topchieva,_M._V._Zabolotskikh,_A._A._Fedoteva,_A._A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08795 |
我々は、ロモノーソフモスクワ州立大学のコーカサス山天文台で行われた$2.12\,\μmの水素分子線を中心とする狭帯域フィルターにおけるvdB130クラスター近傍の観測を紹介する。観測により、vdB130付近にH$_2$放射殻があり、すべての\textit{Spitzer}バンドで見える明るい赤外線殻と一致しています。また、多数のH$_{2}$放出特徴が、赤外線球EおよびWの周囲と、彗星の分子雲の尾部にある殻の東に位置する原始星団の近傍で検出されます。vdB~130クラスター付近のH$_2$放射は、主によく発達した\HII\領域で生成され、蛍光の性質を持っています。原始星団領域では孤立したスポットが観察されており、そこでH$_2$放出が衝突励起されており、おそらく原始星からの流出の衝撃に関連していると考えられます。得られた結果は、CygOB1会合を取り囲む拡大スーパーシェルと分子雲および関連する分子フィラメントとの相互作用によって引き起こされる、vdB130クラスター付近での連続星形成の可能性との関連で議論されています。
AGN が存在する銀河の星形成の特徴
我々は、2つのセイファート型活動銀河核(AGN)、すなわちNGC$~$4051とNGC$~$4151の紫外線(UV)観測の解析を発表する。これらの観測は、これらのAGNのホストにおける星形成を研究することを目的として、遠紫外のAstroSatに搭載された紫外画像望遠鏡を使用して実行されました。SExtractorを使用して、NGC$~$4051とNGC$~$4151で合計193個と328個の星形成領域(SF)が特定されました。特定されたSF領域の開口測光を使用して、星形成率(SFR)を推定しました。NGC$~$4051のSFRが最も低く、中央値は3.16$\times$10$^{-5}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$であることがわかりました。一方、NGC$~では$4151の場合、SFR中央値は0.012M$_{\odot}$yr$^{-1}$であることがわかりました。
星形成銀河のライマン連続体脱出部分、UVCANDELS の $2.4\lesssim z\lesssim3.7$
| Title |
The_Lyman_Continuum_Escape_Fraction_of_Star-forming_Galaxies_at_$2.4\lesssim_z\lesssim3.7$_from_UVCANDELS |
| Authors |
Xin_Wang,_Harry_I._Teplitz,_Brent_M._Smith,_Rogier_A._Windhorst,_Marc_Rafelski,_Vihang_Mehta,_Anahita_Alavi,_Gabriel_Brammer,_James_Colbert,_Norman_Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Anton_M._Koekemoer,_Laura_Prichard,_Claudia_Scarlata,_Ben_Sunnquist,_Pablo_Arrabal_Haro,_Christopher_Conselice,_Eric_Gawiser,_Yicheng_Guo,_Matthew_Hayes,_Rolf_A._Jansen,_Zhiyuan_Ji,_Ray_A._Lucas,_Robert_O'Connell,_Brant_Robertson,_Michael_Rutkowski,_Brian_Siana,_Eros_Vanzella,_Teresa_Ashcraft,_Micaela_Bagley,_Ivano_Baronchelli,_Guillermo_Barro,_Alex_Blanche,_Adam_Broussard,_Timothy_Carleton,_Nima_Chartab,_Yingjie_Cheng,_Alex_Codoreanu,_Seth_Cohen,_Y._Sophia_Dai,_Behnam_Darvish,_Romeel_Dave,_Laura_DeGroot,_Duilia_De_Mello,_Mark_Dickinson,_Najmeh_Emami,_Henry_Ferguson,_Leonardo_Ferreira,_Keely_Finkelstein,_Steven_Finkelstein,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09064 |
宇宙集合体の紫外線イメージング近赤外線深部銀河系外レガシー調査フィールド(UVCANDELS)調査は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)サイクル26財務プログラムであり、主広視野カメラ3紫外線および可視光F275Wの合計164軌道に割り当てられています。5つの主要な銀河系外調査フィールド(GOODS-N、GOODS-S、EGS、COSMOS)のうち4つで、調整された並列のサーベイ用アドバンストカメラF435Wイメージングによるイメージング。我々は、大量のライマン連続体(LyC)放射線を漏らす$z\gtrsim2.4$の銀河の徹底的な探索と、LyCの脱出率($f_{\rmesc}$)に対する厳しい制約を提示することにより、この調査を紹介します。星形成銀河集団のUV画像を安全な赤方偏移で積み重ねることから。LyC発光およびスタッキング分析に関する当社の広範な調査は、アーカイブされた地上ベースのデータとHSTスリットレス分光法から編集された高品質の分光赤方偏移のカタログから恩恵を受けており、専用の目視検査により慎重に精査されています。我々は、個々のLyCリーカー候補として5つの銀河のサンプルを報告し、銀河間媒体の減衰の詳細なモンテカルロ解析を使用して推定された$f_{\rmesc}^{\rmrel}\gtrsim60\%$を示します。$z\in[2.4,3.7]$の赤方偏移範囲にある合計85個の非検出銀河の5つのサンプルに適用する堅牢なスタッキング手法を開発しました。ほとんどのスタックでは、$f_{\rmesc}^{\rmrel}<6\%$を下回る厳しい2-$\sigma$上限が設定されています。32個の輝線銀河のサブセットのスタックでは、2.9-$\sigma$で検出された暫定的なLyC漏れが示されており、$z\sim2.65で$f_{\rmesc}^{\rmrel}=5.7\%$であることが示されています。$、宇宙の再電離に寄与し、紫外線電離バックグラウンドを維持するという銀河の重要な役割を裏付けています。UVCANDELSのこれらの新しいF275WおよびF435Wイメージングモザイクは、宇宙望遠鏡のBarbaraA.ikulskiアーカイブで公開されています。
JWSTが明らかにした再電離時代の銀河の構造と形態
| Title |
The_Structure_and_Morphology_of_Galaxies_during_the_Epoch_of_Reionization_Revealed_by_JWST |
| Authors |
Wen_Sun,_Luis_C._Ho,_Ming-Yang_Zhuang,_Chao_Ma,_Changhao_Chen,_Ruancun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09076 |
我々は、CEERSプログラムのJWST観測を使用して、赤方偏移$4<z<9.5$で347個の銀河を解析します。これは、2次元パラメトリックモデルを7フィルターNIRCam画像に同時に当てはめることにより、全体的な構造パラメーターを測定し、銀河の全体的な特性を定量化します。レストフレームの光学バンド。とりわけ、宇宙論的な表面輝度の減光や解像度の影響を含む堅牢な不確実性を導き出すことに特に注意が払われています。全球S\'ersic指数($n<1.5$)と観測された軸比($q<0.6$)をガイドとして使用して、銀河円盤の発生率に保守的な下限$\sim45\%$を設定します。。銀河は、赤方偏移範囲$4<z<9.5$で、また、$4<z<5$および$5\leqz<9.5$の区間にわたって個別に、静止系光学的明るさと有効半径との関係に従い、非常に類似した関係を示します。傾きはありますが、より低い赤方偏移ビン($R_e=0.65\pm0.12$kpc)と比較して、より高い赤方偏移ビン($R_e=0.49\pm0.07$kpc)のゼロ点がわずかに低くなります。現在のサンプルサイズの制限内では、これらの初期エポックでは$n$または$R_e$の有意な赤方偏移の進化は見つかりません。
近くの銀河のハローと環境 (HERON) -- III. GLSB 銀河 UGC 4599 の 45 kpc 渦巻構造
| Title |
The_haloes_and_environments_of_nearby_galaxies_(HERON)_--_III._A_45_kpc_spiral_structure_in_the_GLSB_galaxy_UGC_4599 |
| Authors |
Aleksandr_V._Mosenkov,_R._Michael_Rich,_Michael_Fusco,_Julia_Kennefick,_David_Thilker,_Alexander_Marchuk,_Noah_Brosch,_Michael_West,_Michael_Gregg,_Francis_Longstaff,_Andreas_J._Koch-Hansen,_Shameer_Abdeen,_William_Roque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09093 |
私たちは、近くの銀河のハローと環境(HERON)調査の枠組みで0.7mの望遠鏡を使用して、近くの銀河の表面輝度の低い構造を調査します。私たちのターゲットの1つであるUGC4599は、通常、青いリングに囲まれた初期型銀河として分類されており、ホーグ天体類似体となる可能性があります。UGC4599のこれまでの測光研究は、その明るいコアと青いリングに焦点を当てていました。しかし、HERONの調査では、そのかすかな拡張領域を研究することができます。8時間の積分により、外挿された中心表面の明るさ$\mu_\mathrm{0,d}(r)=25.5$magarcsec$^{-2}$から31magarcsecまでの非常に暗い外側円盤が検出されました。$^{-2}$、スケール長は15kpc。リングを囲むピッチ角~6{\deg}の2つの異なる螺旋腕を確認します。渦状腕は半径約45kpcまで検出され、微光円盤は半径約70kpcまで継続します。これらの特徴は、GALEXのFUVおよびNUVバンド、4.3メートルのローウェルディスカバリー望遠鏡からの深いuバンド画像(コアから出現する内部螺旋構造が明らかになる)、およびHIでも見られます。いくつかの標準的な銀河スケーリング関係を使用して、この銀河を通常の渦巻銀河や楕円銀河、巨大低表面輝度(GLSB)銀河、およびホーグ天体そのものと比較します。我々は、UGC4599の擬似バルジと円盤の性質は、ホーグ天体や通常の銀河の性質とは大きく異なり、GLSB銀河の性質と、その外側円盤を生成するためのガスのフィラメント状の降着を示していると結論付けました。
AGN ディスク内のステラ/BH 集団: 原子核クラスター内のキャプチャ オブジェクトからの直接バイナリ形成
| Title |
Stellar/BH_Population_in_AGN_Disks:_Direct_Binary_Formation_from_Capture_Objects_in_Nuclei_Clusters |
| Authors |
Yihan_Wang,_Zhaohuan_Zhu_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09129 |
活動銀河核(AGN)円盤は、連星ブラックホールの合体のための潜在的なチャネルとして提案されています。核クラスターから捕捉されたAGN円盤内の大質量星とブラックホールの集団は、AGN円盤内での連星形成の効率と最終的な合体速度を決定する上で重要な役割を果たします。この論文では、解析的および数値的アプローチを使用して捕獲プロセスを調査します。我々は、1つの物体の捕捉プロセスの動きの新しい定積分を発見します。{この結果をAGNディスクによって捕捉された核クラスターの母集団全体に適用すると、捕捉された天体の母集団は核クラスターの角密度と離心率分布に依存し、事実上、原子核クラスターの半径方向密度プロファイルとは無関係であることがわかります。核クラスターとディスクのモデル。熱偏心分布を持つ等方性原子核クラスターは、捕捉されたプロファイル$\ddN/\ddr\proptor^{-1/4}$を予測します。キャプチャされたオブジェクトはディスク内で動的に混雑していることがわかります。捕獲直後の直接連星形成は、特に恒星の場合に有望である。ブラックホールの合体のためにAGNディスクに単一のオブジェクトを積み上げるのに役立つ従来の移行トラップは必要ない可能性があります。
銀河中心の恒星軌道からの暗黒物質の再構築
| Title |
Dark_Matter_reconstruction_from_stellar_orbits_in_the_Galactic_Centre |
| Authors |
Thibault_Lechien_and_Gernot_Hei{\ss}el_and_Jai_Grover_and_Dario_Izzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09170 |
コンテクスト。中心のブラックホールに最も近い目に見える星の軌道力学に基づいた、銀河の中心の最も内側にある分布物質（暗い星や恒星の残骸の集団、暗黒物質、またはそれらの組み合わせなど）に対する現在の制約は、通常、単純な関数形式を想定しています。配布用に。目的。代わりに、分布の形式が物質の物理的組成に関する事前の仮定によって制約されない、一般的なモデルに依存しないアプローチを採用します。このアプローチでは、完全に観察に基づいた偏りのない物質分布の適合が得られ、分布した物質の異なる密度プロファイル(したがって物理的組成間)を識別する能力に制約が課されます。方法。分布を一連の同心質量シェルとしてモデル化することで、物理的に合理的なさまざまな密度プロファイルに適合する柔軟性を備えた球殻モデルを構築します。私たちは、星S2の模擬観測の分析でこのアプローチをテストします。結果。十分に大きく正確なデータセットの場合、物理的に動機付けられたいくつかの密度プロファイルを区別できることがわかります。しかし、現在および予想される次世代の観測機器から得られるデータの場合、プロファイルを区別できる可能性は機器の精度によって制限されたままになります。今後の観測では、偏りのない方法で、囲まれた分布質量全体を探査軌道のアポセンター内に制限することができるでしょう。私たちはこれを、永世軌道力学と非永世軌道力学を制約する理論的文脈で解釈します。
宇宙の謎を明らかにする: 電波天文学の概要とその奥深い洞察
| Title |
Unveiling_The_Mysteries_Of_The_Cosmos:_An_Overview_Of_Radio_Astronomy_And_Its_Profound_Insights |
| Authors |
Manjuleshwar_Panda_and_Yogesh_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09415 |
宇宙はその広大さと多くの謎が解決を待っており、常に人類を魅了してきました。宇宙の謎への深い理解をもたらした画期的な分野が電波天文学です。この論文は、電波天文学の包括的な概要を示し、その技術、発見、天体に対する深い洞察を探求します。電波を使って天体現象を分析する電波天文学は、宇宙に対する私たちの考え方を完全に変えました。この分野では、電波放射の分析を通じて、星、銀河、その他の天体の形成に関する重要な情報が得られています。電波天文学により、研究者は宇宙の最果てまで侵入して、人間の目には検出できない宇宙のプロセスを研究できるようになりました。この記事では電波天文学の技術を探求し、それを使って星間塵を透視し、宇宙の最果てから信号を収集する方法を明らかにします。パルサー、クエーサー、および宇宙マイクロ波背景放射は、天文学者が暗黒物質と暗黒エネルギーを詳細に理解するのに役立つ重要な発見です。また、電波天文学が宇宙論や天体物理学にどのように利用されるかについても調査します。結論として、電波天文学は宇宙の謎を解くための強力なツールとなっています。電波放射の検出と分析能力により、宇宙の始まりと進化についての基本的な理解がもたらされました。電波天文学は、人間の目には見えない天体に光を当てることで、宇宙についての理解を前進させ続け、さらなる宇宙研究への関心を呼び起こします。
星間物質でSiC$_2$を初めて検出
| Title |
The_first_detection_of_SiC$_2$_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
S._Massalkhi,_I._Jim\'enez-Serra,_J._Mart\'in-Pintado,_V._M._Rivilla,_L._Colzi,_S._Zeng,_S._Mart\'in,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_and_M.A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09459 |
星間物質中でSiC$_2$が初めて検出されたことを報告する。この分子は、銀河の中心に位置する分子雲であるG\,+0.693$-$0.027に向かう6回の回転遷移を通じて特定されました。この検出は、12～276GHzの周波数範囲をカバーするGBT、イエベス40m、およびIRAM30m望遠鏡で実施されたライン調査に基づいています。局所的な熱力学的平衡を仮定して観測されたスペクトルをフィッティングし、カラム密度($1.02\pm0.04)\times10^{13}$cm$^{-2}$を導き出します。これにより、$7.5\times10^{-の分数存在量が得られます。H$_2$に対して11}$、励起温度は$5.9\pm0.2$Kです。スパッタリングされた原子状シリコンとC$_2の間の反応によって衝撃ガス中でSiC$_2$が形成されると結論付けます。$H$_2$、あるいは破壊によりダスト粒子から直接放出される可能性があります。また、他のSi含有分子も探索し、SiSの8つの回転遷移とSi$^{18}$Oの4つの遷移を検出した。導出された分数存在量は、それぞれ$3.9\times10^{-10}$と$2.1\times10^{-11}$です。G\,+0.693$-$0.027に向かうすべてのSi含有種は、後期型の進化した星で典型的に見られるものよりもはるかに少ない割合の存在量を示します。
AFGL 2591 および IRAS 20126 における炭素鎖および複雑な有機分子のパーセク スケール
| Title |
Parsec_scales_of_carbon_chain_and_complex_organic_molecules_in_AFGL_2591_and_IRAS_20126 |
| Authors |
P._Freeman,_S._Bottinelli,_R._Plume,_E._Caux,_C._Monaghan,_B._Mookerjea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09584 |
(要約)原始星領域には、極端なタイプのシステムの分類につながる多様な化学物質の目録が存在します。暖かい炭素鎖化学源は、例えば、不飽和炭素鎖分子を含む原始星の近くの暖かくて密な領域です。2008年にこの定義が発表されて以来、これらの発生源を検出して特徴付ける分野が成長しています。ホットコアや大質量星形成領域（銀河の進化において非常に重要な領域）に関しては、その詳細はあまり知られていない。大質量星形成領域における炭素鎖種の蔓延とその環境を調査するために、私たちはグリーンバンクと協力して、はくちょう座X方向の2つの源(AFGL2591とIRAS20126+4104)を対象としたスペクトル調査を実施しました。望遠鏡とIRAM30m望遠鏡。私たちは、観測された分子スペクトルを使用して、これらの分子が発生する物理的環境を決定する局所熱力学的平衡(LTE)モデルを構築しました。観測された空間分布とLTEモデルから見つかった物理パラメーターの両方をマッピングします。また、三相NAUTILUS化学進化コードを使用して、各ソースにおけるこれらの分子の形成ルートを決定します。炭素鎖化学のトレーサーとして、プロピン、CH$_3$CCH、およびシクロプロペニリデン$c$-C$_3$H$_2$の数行が検出されます。また、ホルムアルデヒド、H$_2$CO、およびメタノール、CH$_3$OH、それぞれ複雑な有機分子化学の前駆体とトレーサーとして。炭素鎖の励起温度は20～30K、複雑な有機物の励起温度は8～85Kであることがわかりました。CH$_3$CCHの存在量は、温かい炭素鎖化学と一致するウォームアップモデルによって再現されますが、観測されたCH$_3$OHの存在量は、分子を気相にスパッタリングするショック機構を必要とします。
FRB 20200320A を繰り返す候補と銀河群との統計的関連性
| Title |
Statistical_association_between_the_candidate_repeating_FRB_20200320A_and_a_galaxy_group |
| Authors |
Masoud_Rafiei-Ravandi,_Kendrick_M._Smith,_D._Michilli,_Ziggy_Pleunis,_Mohit_Bhardwaj,_Matt_Dobbs,_Gwendolyn_M._Eadie,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Jane_Kaczmarek,_Victoria_M._Kaspi,_Calvin_Leung,_Dongzi_Li,_Kiyoshi_W._Masui,_Ayush_Pandhi,_Aaron_B._Pearlman,_Mubdi_Rahman,_Paul_Scholz,_David_C._Stenning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09608 |
我々は、3つの測光銀河調査におけるCHIME/FRBリピーターと銀河の選択サンプル間の角度相互相関の結果を提示します。これらの結果は、繰り返しおよび非繰り返し源を含む最初のCHIME/FRBカタログとの相関を示しています:WISE$\times$SCOS、DESI-BGS、DESI-LRG。銀河系外DM$>395$pccm$^{-3}$を持つリピータのサンプルとWISE$\の間に、統計的に有意な相関関係($p$値$<0.001$、他の場所の要素を考慮した後)が見つかりました。赤方偏移$z>0.275$の$SCOS銀河の数。我々は、FRB20200320A(銀河系外DM$\およそ550$pccm$^{-3}$)と、赤方偏移$z\約0.32の同じ暗黒物質ハロー内の銀河群との間の統計的関連性により、相関関係が驚くべきことに生じることを実証した。$。私たちの結果に基づいて、銀河グループとクラスターのカタログを$\lesssim1'$位置特定精度でFRBの直接ホスト関連付けパイプラインに組み込み、2点情報を効果的に利用して赤方偏移などのFRBプロパティを制限することを提案します。さらに、ベースバンドデータ（銀河外DM$=354$pccm$^{-3}$の中央値）を持つ繰り返しFRBのサンプルと赤方偏移$0.3のDESI-LRG銀河の間の99.4%CLでの負の相関の限界証拠を発見しました。\lez<0.45$であり、角度スケール$\sim0\mbox{$.\!\!^\circ$}5$にわたる自由電子の介在による伝播効果に対して、リピータは見かけの非リピータよりも影響を受けやすい可能性があることを示唆しています。
| Title |
Milliarcsecond_Core_Size_Dependence_of_the_Radio_Variability_of_Blazars |
| Authors |
Po_Chih_Hsu,_Jun_Yi_Koay,_Satoki_Matsushita,_Chorng-Yuan_Hwang,_Talvikki_Hovatta,_Sebastian_Kiehlmann,_Anthony_Readhead,_Walter_Max-Moerbeck_and_Rodrigo_Reeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09626 |
ブレーザーの長期的な電波変動（数か月から数年の時間スケール）を研究することで、これらの天体のサブパーセクスケールでの物理構造や、超巨大ブラックホールの物理学をより深く理解できるようになります。この研究では、オーエンズバレー電波天文台(OVRO)のブレーザー監視プログラムを通じて15GHzで観測された1,157個のブレーザーの電波変動に焦点を当てています。構造関数へのモデルフィッティングに基づいて特徴付けられた変動の振幅とタイムスケールの、超長基線干渉法で測定されたミリ秒のコアサイズへの依存性を調査します。ミリ秒スケールの最もコンパクトなソースは、より拡張されたソースよりも大きな変動振幅とより短い変動タイムスケールを示すことがわかりました。さらに、赤方偏移とドップラーブースティング係数が測定された信号源の場合、変動振幅および固有のタイムスケールに対する線形コアのサイズ間の相関関係も重要です。変動タイムスケールとコアサイズの間で観察された関係は、移動時間に関する軽い議論に基づいて予想されます。この変動性とコアサイズの関係は、15GHzで測定されたコアサイズを超えて広がります。15GHzの変動振幅(およびタイムスケール)と他の周波数で測定されたコアサイズとの間に有意な相関関係が見られます。これは、固有のジェット構造から生じる周波数とソースサイズの関係に起因すると考えられます。コアサイズが星間散乱によって支配される1GHzの低周波数では、散乱拡大効果が固有コアサイズからデコンボリューションされると、変動振幅が1GHz固有コア角度サイズと有意な相関関係があることがわかります。
星形成領域のダスト密度と温度を 3D 再構成するための深層学習アプローチ
| Title |
A_deep_learning_approach_for_the_3D_reconstruction_of_dust_density_and_temperature_in_star-forming_regions |
| Authors |
Victor_F._Ksoll,_Stefan_Reissl,_Ralf_S._Klessen,_Ian_W._Stephens,_Rowan_J._Smith,_Juan_D._Soler,_Alessio_Traficante,_Leonardo_Testi,_Patrick_Hennebelle,_and_Sergio_Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09657 |
目的:個々の星形成雲核(<0.2pc)のスケールでの多波長ダスト放出観測から3Dダスト密度と温度分布を再構築するための新しい深層学習アプローチを導入します。方法:CloudFactoryシミュレーションからの雲コアをPOLARIS放射伝達コードで処理してトレーニングデータセットを構築し、12～1300$\mu$mの23波長で合成ダスト放出観測を生成します。個々の視線に沿って雲の構造を再構築し、この目的のために条件付き可逆ニューラルネットワーク(cINN)をトレーニングすることでタスクを簡素化します。cINNは正規化流量法のグループに属しており、ターゲットのダスト特性の完全な事後分布を予測できます。23波長すべてを含むシナリオから、7波長のみでの観測というより現実的に限定されたケースまで、さまざまなcINNセットアップをテストします。合成テストデータに対するこれらのモデルの予測パフォーマンスを評価します。結果:23波長cINNモデルの優れた再構成パフォーマンスを報告し、$\log(n_{dust}/m^{-3})$で約1.8%、$\logで1%の絶対相対誤差の中央値を達成しました。それぞれ(T_{塵}/K)$です。密度範囲の下限では過大評価の傾向があり、密度と温度の両方の上限では過小評価の傾向が特定されます。これはトレーニングデータの偏りに関連している可能性があります。対象範囲を7つの波長のみの組み合わせに限定しても、$\log(n_{dust}/m^{-3})$と$\logの平均絶対相対誤差は約3.3%と2.5%で満足のいくパフォーマンスが得られます。(T_{ダスト}/K)$。結論:この概念実証研究は、ダスト密度と温度の3D再構成に対するcINNベースのアプローチが非常に有望であり、現実的な観測制約下でも実現可能であることを示しています。
エポックIX。宇宙の夜明けのとき: PEARLS GTO と公開 NIRCam 画像から $7 < z < 12$ 銀河の進化した恒星集団の証拠
| Title |
EPOCHS_IX._When_cosmic_dawn_breaks:_Evidence_for_evolved_stellar_populations_in_$7_ |
| Authors |
James_A._A._Trussler,_Christopher_J._Conselice,_Nathan_Adams,_Duncan_Austin,_Leonardo_Ferreira,_Tom_Harvey,_Qiong_Li,_Aswin_P._Vijayan,_Stephen_M._Wilkins,_Rogier_A._Windhorst,_Rachana_Bhatawdekar,_Cheng_Cheng,_Dan_Coe,_Seth_H._Cohen,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Nimish_Hathi,_Rolf_A._Jansen,_Anton_Koekemoer,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Rafael_Ortiz,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan_Jr.,_Jordan_C._J._D'Silva,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Christopher_N._A._Willmer_and_Haojing_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09665 |
高赤方偏移銀河に進化した星が存在すると、宇宙での星形成の開始に貴重な間接的な制約が課される可能性があります。したがって、PEARLSGTOと公開NIRCam測光データを組み合わせて、$7<z<12$でバルマーブレイク候補銀河を検索します。$z\sim10.5$のバルマーブレイク候補はより古い傾向があり(115Myr)、推定される[OIII]+H$\beta$輝線相当幅(120\r{A})が低く、銀河の対照サンプルよりも低い比星形成速度(6Gyr$^{-1}$)とより赤いUV傾斜($\beta=-1.8$)です。しかし、これらの傾向は$z\sim8$ではすべて弱くなり、F444Wフィルターが強い静止系光輝線を探査するようになり、これらの銀河の現在の星形成活動にさらなる制約が与えられます。これらの弱い傾向は、再電離時代の銀河のバースト的な性質を反映している可能性があり、現在の星形成活動とSEDプロファイル、およびより長期にわたる星形成の歴史との間の断絶につながる可能性があります。我々は、強い輝線、弱い輝線の累積効果、塵っぽい連続体、およびAGNがすべて、レストフレーム光学系で見られる測光過剰にどのように寄与し、バルマーブレイクの兆候を模倣するのかについて議論します。したがって、バルマーブレイク銀河をより確実に特定するには、追加の中帯域イメージングが不可欠です。しかし、バルマーブレイクだけでは、星の形成履歴に複雑に依存するため、銀河の恒星時代の決定的な代用として機能することはできません。最終的に、深部NIRSpec連続体分光法とMIRIイメージングは、宇宙の最初の銀河の形成時代に最も強力な間接的な制約を提供し、それによって宇宙の夜明けがいつ起こるかを明らかにするでしょう。
消え去ったが忘れられていない：爆発から11年半後にSN Ia 2011feがHSTで検出されなかったことにより、単一縮退前駆体システムがさらに制限される
| Title |
Gone_But_Not_Forgotten:_The_HST_Non-Detection_of_SN_Ia_2011fe_11.5yr_After_Explosion_Further_Restricts_Single-Degenerate_Progenitor_Systems |
| Authors |
M._A._Tucker_and_B._J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08599 |
爆発から11.5年後に得られた近くのIa型超新星(SNIa)2011feの深部ハッブル宇宙望遠鏡の画像を紹介します。SN位置では$1\sigma$($3\sigma$)の${F555W>30.2\;(29.0)}~$magの限界、または同等の$M_V>1.2\;(-0.1)~までの放射は検出されません。$mag、M101までの距離の不確実性は無視します。我々は、SN噴出物の影響を受けるドナー星の存在を、コンパクト（つまり$\log\,g\gtrsim4$）伴星に対してこれまでで最も厳しい制限で制限しました。質量$\geq2~\rmM_\odot$を持つHに富むゼロ年代の主系列伴星は除外されており、爆発前の画像限界$\およそ5~\rmM_\odot$から大幅に改善されています。質量$\geq0.5~\rmM_\odot$の主系列He星と質量$\lesssim1~\rmM_\odot$の亜巨He星も、私たちの遅い時間のイメージングでは好ましくありません。衝突後のドナーに対する我々の制限と、爆発前の画像化、初期の電波およびX線観測、星雲相分光法による以前の制約を総合すると、本質的にSN2011feのすべての形成チャネルは衝突時に非縮退ドナー星を呼び出していることになる。爆発の可能性は低いです。
大きくて低い表面輝度の銀河 SNR G288.8-6.3 の EMU 検出
| Title |
EMU_Detection_of_a_Large_and_Low_Surface_Brightness_Galactic_SNR_G288.8-6.3 |
| Authors |
Miroslav_D._Filipovi\'c_and_Shi_Dai_and_Bojan_Arbutina_and_Natasha_Hurley-Walker_and_Robert_Brose_and_Werner_Becker_and_Hidetoshi_Sano_and_Dejan_Uro\v{s}evi\'c_and_T.H._Jarrett_and_Andrew_M._Hopkins_and_Rami_Z._E._Alsaberi_and_R._Alsulami_and_Cristobal_Bordiu_and_Brianna_Ball_and_Filomena_Bufano_and_Christopher_Burger-Scheidlin_and_Evan_Crawford_and_Jayanne_English_and_Frank_Haberl_and_Adriano_Ingallinera_and_Anna_D._Kapinska_and_Patrick_J._Kavanagh_and_B\"arbel_S._Koribalski_and_Roland_Kothes_and_Sanja_Lazarevi\'c_and_Jonathan_Mackey_and_Gavin_Rowell_and_Denis_Leahy_and_Sara_Loru_and_Peter_J._Macgregor_and_Luciano_Nicastro_and_Ray_P._Norris_and_Simone_Riggi_and_Manami_Sasaki_and_Milorad_Stupar_and_Corrado_Trigilio_and_Grazia_Umana_and_Tessa_Vernstrom_and_Branislav_Vukoti\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08716 |
オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）-宇宙進化地図（EMU）調査のデータを使用して、新しい銀河超新星残骸（SNR）、G288.8-6.3の偶然の発見を紹介します。多重周波数解析を使用して、この天体が、低い電波表面輝度と$\alpha=-0.41\pm0.12$の典型的なSNRスペクトル指数を備えた高銀河緯度の進化した銀河SNRであることを確認しました。SNRG288.8-6.3の磁場強度を決定するために、スペクトル指数$\alpha>-0.5$を持つSNRの等分配公式の最初の導出を示します。角のサイズは$1.\!^\circ8\times1.\!^\circ6$$(107.\!^\prime6\times98.\!^\prime4)$であり、次のように推定されます。固有のサイズは$\sim40$pcで、これは銀河面上の$\sim1.3$kpcの距離と$\sim140$pcの位置を意味します。これは、最大の角サイズと最も近い銀河のSNRの1つです。電波面の輝度が低いことから、その年齢は約13,000年であると考えられます。
パルサー風星雲の確率的加速モデルのテスト: SN 1986J に関連する風星雲の初期進化
| Title |
Testing_a_stochastic_acceleration_model_of_pulsar_wind_nebulae:_Early_evolution_of_a_wind_nebula_associated_with_SN_1986J |
| Authors |
Shuta_J._Tanaka_and_Kazumi_Kashiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08809 |
3,000個以上のパルサーが発見されていますが、数百年より新しいものは確認されていません。超新星爆発後のパルサーを観察することは、ガンマ線バーストや高速電波バーストを生成する能力など、生まれたばかりのパルサーの特性を理解するのに役立ちます。ここでは、SN1986J残骸の中心にある可能性のある最も若いパルサー風星雲(PWN)が研究されています。我々は、時間とともに増加する「PWN1986J」の5GHzの磁束が、かに星雲の平坦な電波スペクトルを説明するために開発されたPWNeの確率的加速モデルと一致することを実証した。電子/陽電子の加速時間スケールと確率的加速の原因となる乱流の減衰時間スケールは、それぞれ約10年と70年として得られます。私たちの発見は、効率的な確率的加速とラジオ/サブミリ光度曲線の上昇が、最も若いPWNeの特徴的な兆候であることを示唆しています。SN1986Jを含め、数十Mpc以内の数十年前の超新星を${\itALMA}$追跡観測することで、PWNeのフラットな電波スペクトルの起源を明らかにすることが奨励されている。
マグネター SGR 1935+2154 からの異常な電波脈動
| Title |
Atypical_radio_pulsations_from_magnetar_SGR_1935+2154 |
| Authors |
Pei_Wang,_Jian_Li,_Long_Ji,_Xian_Hou,_Erbil_Gugercinoglu,_Di_Li,_Diego_F._Torres,_Yutong_Chen,_Jiarui_Niu,_Weiwei_Zhu,_Bing_Zhang,_En-wei_Liang,_Li_Zhang,_Mingyu_Ge,_Zigao_Dai,_Lin_Lin,_Jinlin_Han,_Yi_Feng,_Chenhui_Niu,_Yongkun_Zhang,_Dengjiang_Zhou,_Heng_Xu,_Chunfeng_Zhang,_Jinchen_Jiang,_Chenchen_Miao,_Mao_Yuan,_Weiyang_Wang,_Youling_Yue,_Yunsheng_Wu,_Yabiao_Wang,_Chengjie_Wang,_Zhenye_Gan,_Yuxi_Li,_Zhongyi_Sun,_Mingmin_Chi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08832 |
マグネターは非常に強い磁場を持つ中性子星であり、頻繁にX線の高エネルギー活動を引き起こします。物理的な起源は不明ですが、いくつかのX線爆発に続くパルス無線放射が検出されています。マグネターの無線信号の起源は正準パルサーからの信号とは異なると長い間推測されてきたが、説得力のある証拠はまだ不足している。マグネターSGR1935+2154のX線爆発とそれに関連する高速電波バースト(FRB)20200428から5か月後、電波パルサー位相が発見されました。今回我々は、SGR1935+2154からの周期的電波パルスの出現に関連したX線スペクトル硬化の発見と、電波パルスの特性の詳細な分析を報告する。狭帯域放射と周波数ドリフトの両方を含む複雑な電波パルス形態は、他のマグネターではこれまでに見られたことがなく、たとえ光度が何桁も異なっていたとしても、反復するFRBの形態に似ています。この観測結果は、電波放射がマグネターの外側磁気圏から発生しており、電波放射領域から内向きに向かう粒子の衝突による表面加熱が観測されたX線スペクトル硬化の原因であることを示唆している。
第二回H.E.S.S.に向けて銀河飛行機カタログ
H.E.S.S.2004年から2013年にかけて実施された銀河面調査(HGPS)は、南の空を覆う非常に高いエネルギーで銀河系を調査する最も大規模な調査です。最初のHPGSカタログのリリース以来、蓄積された新しい観測により、多くの銀河系情報源のより詳細なスキャンが提供され、データ処理チェーンのさまざまな段階、特にイベントの再構築と背景モデリング技術において多くの改善が加えられました。並行して、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)によって実施される将来の銀河面調査に備えて、新しいカタログ制作ワークフローがテストされ、シミュレーションに基づいて最適化されました。ガンマ線天文学のための共通データ形式とオープン科学ツールの開発により、CTAシミュレーションで行われた探索的作業からH.E.S.S.への応用へのスムーズな移行が可能になりました。データ分析。これらの要素は、2番目のH.E.S.S.を構築するための強固な基盤を提供しました。銀河面探査カタログ(2HGPS)。以下では、カタログワークフローの説明に焦点を当て、その過程での結果をいくつか示します。
Abell 85 クラスターのミニハロとフェニックスを接続する無線ブリッジ
銀河団は宇宙フィラメントのノードに位置しているため、多くの流体力学的活動が存在します。しかし、クールコアクラスターは、あまり合体活動を行わず、比較的緩和されたシステムであると考えられています。Abell85クラスターは、クラスターがクールなコアと複数の進行中のマージプロセスの両方をホストするユニークな例です。この研究では、MGCLSの一環として実施されたAbell85の700MHzuGMRTとMeerKATLバンド観測を使用しました。MGCLSで最近発見された700MHzのクラスター中心にミニハローが存在することを再確認しました。。さらに、中央のミニハロと周辺の無線フェニックスを結ぶ無線ブリッジを発見しました。700MHzにおけるブリッジの平均表面輝度、サイズ、磁束密度は、それぞれ$\sim0.14\\mu$Jy/arcsec$^2$、$\sim220$kpc、$\sim4.88$mJyであることがわかります。、スペクトル指数は$\alpha_{700}^{1.28}=-0.92$です。シード相対論的電子の起源はまだ不明ですが、クラスター内媒質(ICM)内のらせん状のスロッシングガスと、フェニックスの形成に伴う合体衝撃からの衝撃後の乱流の両方によって引き起こされる乱流再加速が原因である可能性があります。橋。
Fermi/GBM で検出されたガンマ線バーストを用いた THESEUS による LIV 検査評価の概念
| Title |
A_Concept_of_Assessment_of_LIV_Tests_with_THESEUS_Using_the_Gamma-Ray_Bursts_Detected_by_Fermi/GBM |
| Authors |
Anastasia_Tsvetkova_(1,2),_Luciano_Burderi_(1,3,4),_Alessandro_Riggio_(1,3,5),_Andrea_Sanna_(1,3,4),_Tiziana_Di_Salvo_(6)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universita_degli_Studi_di_Cagliari,_SP_Monserrato-Sestu,_Monserrato,_Italy,_(2)_Ioffe_Institute,_St._Petersburg,_Russia,_(3)_INFN,_Sezione_di_Cagliari,_Cittadella_Universitaria,_Monserrato,_CA,_Italy,_(4)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Selargius_(CA),_Italy,_(5)_INAF-Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_Cosmica_di_Palermo,_Palermo,_Italy,_(6)_Dipartimento_di_Fisica_e_Chimica,_Universita_degli_Studi_di_Palermo,_Palermo,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09047 |
アインシュタインの特殊相対性理論によると、真空中の光の速度はすべての観測者にとって一定です。ただし、量子重力効果により、光子のエネルギーに応じて分散が生じる可能性があります。異なるエネルギー範囲で記録されたガンマ線バースト(GRB)光度曲線間のスペクトル遅れを調査することで、この現象が解明される可能性があります。光子エネルギーに線形的に依存する場合、遅れは光速度の変動を反映している可能性があります。GRB赤方偏移の関数。我々は、GRB光度曲線を使用して、真空中の光伝播の分散則の調査を開始するための方法論を提案します。この技術は、THESEUSで収集されたGRBデータを使用して最大限に活用されることを目的としています。
中性子星における偏心双極子磁場配置の三次元磁気熱進化
| Title |
Three-dimensional_magneto-thermal_evolution_of_off-centred_dipole_magnetic_field_configurations_in_neutron_stars |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Rainer_Hollerbach_and_Toby_Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09132 |
偏心双極子の構成は、ネイタルキック、電波パルサーの偏光の不規則性、ミリ秒パルサーからのX線放射の特性など、中性子星のさまざまな現象を説明するために提案されています。ここで初めて、地殻に閉じ込められた磁場と偏心双極子モーメントを伴う中性子星の磁気熱進化をモデル化しました。初期構成にトロイダル磁場がない場合、双極子シフトは時間とともに減衰することがわかります。減衰タイムスケールは磁場に反比例します。8極子モーメントは、4極子よりもはるかに速く減少します。あるいは、初期条件に強い双極子トロイダル磁場が含まれる場合、外部ポロイダル磁場は中心双極子から中心を外れた双極子に発展します。表面熱マップは、弱い$B=10^{13}$G磁場と強い$B=10^{14}$G磁場の構成では大きく異なります。前者の場合、磁気赤道は低温ですが、後者の場合、赤道は高温になります。磁気熱構成の光曲線とスペクトルをモデル化します。寒冷赤道の場合、パルス部分は小さく（ほとんどの場合数パーセント未満）、スペクトルは単一の黒体でよく記述されることがわかりました。同じ条件下で、より強い磁場を備えたモデルは、数十パーセントのパルス部分を含むライトカーブを生成します。それらのスペクトルは、2つの黒体を使用すると大幅に適切に記述されます。全体として、磁場の強さは、磁場の形状よりも中性子星のバルク熱放出に対してより重要な影響を及ぼします。
マグネターで加速されたキロノバエによる長寿命の超大質量中性子星の抑制
| Title |
Constraining_the_long-living_supramassive_neutron_stars_by_magnetar_boosted_kilonovae |
| Authors |
Hao_Wang,_Paz_Beniamini,_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09164 |
キロノバエは、中性子星連星の合体後の光過渡現象であり、合体噴出物のrプロセス加熱によって駆動されます。しかし、合体残骸が均一な回転によって支えられた長寿命の超大質量中性子星である場合、スピンダウンパワーを通じて噴出物にエネルギーを注入することになる。エネルギー注入により、キロノバのピーク光度が何桁も向上し、検出可能な体積が大幅に増加します。したがって、たとえそのような事象がキロノバ個体群のほんの一部にすぎないとしても、検出率を支配する可能性があります。しかし、長年にわたる空の光学調査にもかかわらず、そのような現象は確認されていません。この研究では、原中性子星の進化と安定性、X線光イオン化によるエネルギー吸収の記述など、豊富な物理的詳細を備えたブーストされたキロノバモデルを構築します。私たちは観測の見通しをシミュレーションし、検出の不在を一致させる唯一の方法は、新しく誕生したマグネターによるエネルギー注入を中性子星の回転エネルギーのほんの一部に制限することであることを発見しました。したがって、マグネターは合体後すぐに崩壊するはずです。私たちの結果は、連星中性子星の合体から生じる超大質量中性子星のほとんどは寿命が短く、宇宙では稀なものに違いないことを示しています。
X線におけるSN1006の初の空間スペクトルベイジアンイメージング
| Title |
First_spatio-spectral_Bayesian_imaging_of_SN1006_in_X-ray |
| Authors |
Margret_Westerkamp,_Vincent_Eberle,_Matteo_Guardiani,_Philipp_Frank,_Lukas_Platz,_Philipp_Arras,_Jakob_Knollm\"uller,_Julia_Stadler,_Torsten_En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09176 |
超新星は星間物質の重要なエネルギー源です。超新星の若い残骸はX線領域にピーク発光を持ち、X線観測にとって興味深い対象となっています。特に、超新星残骸SN1006は、その歴史的な記録、近さ、明るさから非常に興味深いものです。したがって、いくつかのX線望遠鏡によって研究されてきました。この残骸やその他の残骸のX線画像を改善することは重要ですが、高いS/N比を達成するために空間的に変化する機器の応答に対処する必要があるため、困難です。ここでは、チャンドラ観測を使用して、情報場理論を使用したベイズ画像再構成の機能を実証します。私たちの目的は、X線観察からノイズを除去し、デコンボリューションし、空間スペクトル分解した画像を再構成し、放出をさまざまな形態、つまり拡散と点状に分解することです。さらに、さまざまな検出器とポインティングからのデータをモザイクに融合し、結果の不確実性を定量化することを目指しています。提示された方法では、拡散放射と点光源という2つの成分の空間的およびスペクトル相関構造に関する事前の知識を利用して、信号をこれらに効果的に分解できます。イメージングプロセスを加速するために、単一のエネルギー範囲で得られた空間再構成を使用して、情報に基づいた完全な空間スペクトル再構成の開始点を導き出す、多段階アプローチを導入します。この方法は、2008年と2012年に行われたSN1006の11回のチャンドラ観測に適用され、残骸の詳細な、ノイズ除去および分解されたビューが提供されます。特に、拡散放射の分離されたビューは、残骸の中心と衝撃波面のプロファイルにおける複雑な小規模構造についての新たな洞察を提供するはずです。
高質量 X 線連星系における X 線パルサーの銀河集団のカタログ
高質量X線連星(HMXB)システムにおけるX線パルサーの銀河集団のカタログが提示されます。これには、82個の確認された発生源(18個の持続パルサーと64個の一時的パルサー)に関する情報が含まれています。それらの基本パラメータには、スピン周期、グローバルおよびローカルのスピンアップ/スピンダウンと持続時間によるスピンの進化、軌道周期、X線光度、サイクロトロン線解析によって測定される磁場強度、距離、スペクトルおよび光度クラス、観測可能なパラメータが含まれます。提供された表に、対応する参照とともに示されている大規模なコンパニオン。HMXBパルサーの候補も、さらに慎重に検討するためにリストされています。
NICER による中性子星パラメーター制約に対する大気の影響
| Title |
Atmospheric_Effects_on_Neutron_Star_Parameter_Constraints_with_NICER |
| Authors |
Tuomo_Salmi,_Serena_Vinciguerra,_Devarshi_Choudhury,_Anna_L._Watts,_Wynn_C._G._Ho,_Sebastien_Guillot,_Yves_Kini,_Bas_Dorsman,_Sharon_M._Morsink,_Slavko_Bogdanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09319 |
我々は、回転駆動ミリ秒パルサーのNICER観測における、半径、質量、その他の中性子星のパラメーター制約に対する大気モデルの不確実性の影響の解析を報告します。現在までに、NICERはX線パルスプロファイルモデリング技術を2つのミリ秒周期パルサー、PSRJ0030+0451と高質量パルサーPSRJ0740+6620に適用しました。これらの研究は一般に、深部加熱された完全電離水素雰囲気モデルを想定していますが、場合によっては部分電離やヘリウム組成の影響も調査しています。ここではその調査を拡張し、部分的にイオン化した炭素組成、外部で加熱された水素、および放出される放射線の予想される異方性の偏差を調査するための経験的な大気ビームパラメータ化を備えた新しいモデルも含めます。研究された大気のケースはどれも、PSRJ0740+6620の推定半径に重大な影響を与えていません。これはおそらく、X線の微弱さ、より厳しい外部制約、および/または観察幾何学のためです。PSRJ0030+0451の場合、組成とイオン化状態の両方が推定半径を大きく変える可能性があります。しかし、証拠(データの事前予測確率)に基づいて、部分的にイオン化した水素と炭素の雰囲気は好ましくありません。イオン化水素雰囲気とヘリウム雰囲気の証拠の差は小さすぎてほとんどの場合決定的ではありませんが、ヘリウムモデルの推定半径は約14～15km以上でより大きなサイズになる傾向があります。一方、60度未満の放射角度で$5\,\%$未満の外部加熱やビームの偏差は、推定半径に大きな影響を与えません。
次世代ニュートリノ望遠鏡：IceCube-Gen2
地理的な南極にある立方キロメートル規模のニュートリノ検出器であるアイスキューブニュートリノ天文台は、高エネルギー天体物理学ニュートリノ束の発見、ニュートリノの時間的および方向的相関の発見など、ニュートリノ天体物理学の分野で多くのマイルストーンに達しました。フレアブレーザーと、セイファートII型の活動銀河と天の川の方向からのニュートリノの安定した放出を伴います。現在開発中の次世代ニュートリノ望遠鏡IceCube-Gen2は、3つの重要なコンポーネントで構成されます。1つは氷の約8立方キロメートル内に埋め込まれた約10,000個の光センサーのアレイで、TeV以上のエネルギーを持つニュートリノを検出します。IceCubeの5倍の感度。エアシャワーをターゲットとするシンチレーションパネルと無線アンテナを備えた表面アレイ。そして、EeVを超えるニュートリノ源の検出感度を大幅に高めるために、400平方キロメートル以上のエリアに分散された埋設ラジオアンテナ。この寄稿では、IceCube-Gen2の設計とステータスについて説明し、光学、表面、無線コンポーネントのシミュレーションから予想される感度について説明します。
PSR J0030+0451 の 2017 ～ 2018 NICER データセットの更新された質量半径分析
| Title |
An_updated_mass-radius_analysis_of_the_2017-2018_NICER_data_set_of_PSR_J0030+0451 |
| Authors |
Serena_Vinciguerra,_Tuomo_Salmi,_Anna_L._Watts,_Devarshi_Choudhury,_Thomas_E._Riley,_Paul_S._Ray,_Slavko_Bogdanov,_Yves_Kini,_Sebastien_Guillot,_Deepto_Chakrabarty,_Wynn_C._G._Ho,_Daniela_Huppenkothen,_Sharon_M._Morsink,_Zorawar_Wadiasingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09469 |
2019年、NICERの共同研究は、NICERの観測と、その結果として生じる高密度物質を特徴付ける状態方程式の制約のおかげで、PSRJ0030+0451について推定された最初の質量と半径を発表しました。2つの独立した分析により、質量$\sim1.3-1.4\,\mathrm{M_\odot}$と半径$\sim13\,$kmが見つかりました。また、両研究者は、ホットスポットがすべて観測者の反対側の同じ半球上に位置しており、そのうちの少なくとも1つが著しく細長い形状をしていることも発見した。ここでは、更新されたNICER応答マトリックスの効果を組み込み、アップグレードされた分析フレームワークを使用して、同じNICERデータセットをより詳細に再分析します。採用したモデルを拡張し、XMM-Newtonデータも共同解析することで、PSRJ0030+0451から得られる観測カウントの割合をより適切に制限できるようになります。以前の出版物で使用されたものと同じモデルを採用すると、より厳格な推論要件が必要になりますが、一貫した結果が得られます。後面にも多重峰構造が見られます。これは、XMM-Newtonデータを考慮する場合に重要になります。対応する制約を含めると、以前に見つかった主要な解決策が不利になり、新しいより複雑なモデルが優先されます。これらの推定質量と半径は、仮定されたモデルに応じて$\sim[1.4\mathrm{M_\odot},11.5$km]および$\sim[1.7\mathrm{M_\odot},14.5$km]です。これらは、観測されたX線を生成する2つのホットスポットが同じ半球上にあることも、非常に細長い特徴を示すことも必要としない構成を示し、代わりに温度勾配の存在とそれを考慮する必要性を示しています。
レプトニックモデルを使用した近くのブレーザーにおける超高エネルギー{\ガンマ}線過剰の理解
| Title |
Understanding_the_Very_High_Energy_{\gamma}-ray_excess_in_nearby_blazars_using_leptonic_model |
| Authors |
Aaqib_Manzoor,_Sunder_Sahayanathan,_Zahir_Shah,_Subir_Bhattacharyya,_Naseer_Iqbal,_Zahoor_Malik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09470 |
ブレーザーのX線と超高エネルギー(VHE)観測を同時に利用できることは、VHE放出に対する考えられる放射寄与物質を特定するのに役立ちます。レプトニックシナリオの下では、BLLacからのVHE放射はシンクロトロン自己コンプトン(SSC)放射に起因すると考えられます。しかし、多くのBLRacerate(BLLac)は、銀河系外背景光(EBL)の減衰を補正した後、VHEで顕著な硬化を示しています。私たちは、近くにある2つのBLLac天体、Mkn421とMkn501のスペクトル強化を研究します。Mkn421とMkn501は、すべてのブレーザーの中で最も多くのX線とVHEの同時観測が可能です。これらのBLLacは比較的近くにあり、EBL減衰の影響は比較的最小限/無視できます。X線スペクトル指数と固有VHE指数の間の散布図を研究して、VHE放出の妥当な起源を特定します。Mkn501の場合、VHEスペクトル指数はX線スペクトルよりも急峻であり、極端なクライン-仁科体制で散乱プロセスが起こっていることを示唆しています。一方、Mkn421の場合、VHEスペクトルはX線スペクトルよりも著しく困難であり、SSCプロセス以外の追加の発光メカニズムを示唆しています。Mkn421のこのハードVHEスペクトルは、マクスウェルパイルアップによる壊れべき乗則電子分布からの逆コンプトン(IC)放出を考慮することで説明できることを示します。VHE{\gamma}線におけるハドロンの寄与の可能性も、光中間子過程でのハードスペクトルをモデル化することによって調査されます。
天体物理ジェットの抵抗相対論的 MHD シミュレーション
| Title |
Resistive_relativistic_MHD_simulations_of_astrophysical_jets |
| Authors |
Giancarlo_Mattia,_Luca_Del_Zanna,_Matteo_Bugli,_Andrea_Pavan,_Riccardo_Ciolfi,_Gianluigi_Bodo,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09477 |
目的。本論文の主な目的は、高解像度の衝撃捕捉抵抗相対論的磁気流体力学(RRMHD)シミュレーションの文脈において、天体物理学相対論的ジェットの伝播に関する最初の体系的な数値研究を提供することです。私たちは、プラズマ抵抗率係数のさまざまな値とモデルを調査し、乱流のレベル、電流シートと再接続プラズモイドの形成、電磁エネルギー量、および散逸電力に対するそれらの影響を評価することを目的としています。方法。シミュレーションにはPLUTOコードを使用し、ポロイダル磁場とトロイダル磁場の両方を備え、均一な磁化媒体中を伝播するジェットの軸対称セットアップを仮定します。このガスは、この種の天体物理学ジェットに適した、現実的なSyngeのような状態方程式(Taub方程式)によって特徴付けられると想定されています。タウブ方程式は、RRMHDシミュレーションで必要とされる、暗黙的-陽的ルンゲ・クッタタイムステップ手順と初めて結合されます。結果。主な結果は、抵抗率が最高値(ルンドクイスト数が低い)では乱流が明らかに抑制され、電流シートがより広く、プラズモイドがほとんど存在しない一方、抵抗率が低い場合、結果は理想的な実行と非常によく似ており、散逸は純粋に発生します。数値的な。ジェットトレーサーの移流に基づく、または均一なルンドクイスト数の仮定に基づいて可変抵抗率を使用するレシピは、定数係数の使用を改善し、おそらくより現実的であり、乱流と鋭い電流シートの発達を維持することがわかります。観測された高エネルギー放射を生成する非熱粒子の加速の可能性のある場所。
進化する天体物理環境における重宇宙線伝播の効率的なモデル化
| Title |
Efficient_Modeling_of_Heavy_Cosmic_Rays_Propagation_in_Evolving_Astrophysical_Environments |
| Authors |
Lukas_Merten,_Paolo_Da_Vela,_Anita_Reimer,_Margot_Boughelilba,_Jon_Paul_Lundquist,_Serguei_Vorobiov_and_Julia_Becker_Tjus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09518 |
我々は、宇宙線原子核、その二次原子核、および光子標的場のスペクトルの時間依存性および非線形発展をモデル化する新しいエネルギー輸送コードを提示します。ソフトウェアは、重元素から鉄核までを含む任意の化学組成を注入できます。宇宙線核、二次中間子、レプトン、またはガンマ線とターゲット光子場との相互作用によるエネルギー損失と二次生成は、光中間子生成、光崩壊、シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱など、関連するすべてのプロセスで利用できます。、もっと。結果として得られるX線束をシミュレーションチェーンにフィードバックして初期の光子ターゲットを修正することができ、その結果、エネルギー輸送の非線形処理が行われます。コードのモジュール構造により、インタラクションまたはターゲットフィールドモデルの簡単な拡張が容易になります。このソフトウェアを使用して、ジェット噴出活動銀河核(AGN)などのさまざまな天体物理源の観測対象の予測を改善する方法を示します。このソフトウェアは線源内での重い超高エネルギー宇宙線の伝播をモデル化できるため、線源の化学組成を正確に予測できます。これにより、ニュートリノ放出の予測も精密化されます。ニュートリノ放出は化学組成に大きく依存します。これは、将来、IceCubeの感度を高め、試行因子の数を減らすことを目的として、IceCubeニュートリノ観測所からのデータの選択と分析を最適化するのに役立ちます。
CRPropa 3.2: 高エネルギー天体粒子シミュレーション用の公開フレームワーク
| Title |
CRPropa_3.2:_a_public_framework_for_high-energy_astroparticle_simulations |
| Authors |
Sophie_Aerdker,_Rafael_Alves_Batista,_Julia_Becker_Tjus,_Julien_D\"orner,_Andrej_Dundovic,_Bj\"orn_Eichmann,_Antonius_Frie,_Christopher_Heiter,_Mario_Hoerbe,_Karl-Heinz_Kampert,_Lukas_Merten,_Gero_M\"uller,_Patrick_Reichherzer,_Simone_Rossoni,_Andrey_Saveliev,_Leander_Schlegel,_G\"unter_Sigl,_Arjen_van_Vliet_and_Tobias_Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09532 |
CRPropaは、宇宙線、ガンマ線、電子、ニュートリノなど、宇宙内の(超)高エネルギー粒子の伝播をシミュレーションするためのモンテカルロフレームワークです。ガンマ線や電子のZeVからGeV、宇宙線やニュートリノのTeVまでのエネルギーをカバーし、天体物理源の周囲、銀河、銀河系外環境など、さまざまな天体物理環境をサポートします。最新バージョンのCRPropa3.2は、ユニバーサルマルチメッセンジャーフレームワークに向けた大きな進歩を示し、より多くの天体物理学アプリケーションの可能性を開きます。これには、天体物理源環境内での宇宙線加速と粒子相互作用をシミュレートするための拡張機能、電磁カスケードの完全なモンテカルロ処理、改善されたアンサンブル平均銀河伝播、磁場を介した宇宙線追跡の大幅なパフォーマンスの向上、およびユーザーフレンドリーな機能が含まれます。カスタムフォトンフィールドの実装など、数多くの機能強化が行われています。この寄稿では、新しい機能の概要を示し、宇宙線とガンマ線の伝播へのいくつかの応用例を示します。
| Title |
Production_of_44Ti_and_iron-group_nuclei_in_the_ejecta_of_3D_neutrino-driven_supernovae |
| Authors |
Andre_Sieverding_(1),_Daniel_Kresse_(1,2),_Hans-Thomas_Janka_(1)_((1)_MPI_Astrophysik,_(2)_TUM_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09659 |
44Tiと56Niの放射性同位体は爆発性元素合成の重要な生成物であり、超新星(SN)診断に重要な役割を果たしており、近くのいくつかの若いSN残骸で検出されました。しかし、非回転単星に基づくほとんどのSNモデルは、観測から推定される値よりもはるかに低い44Tiの収量を予測します。我々は、SN1987Aの爆発エネルギーに匹敵する爆発エネルギーに達し、ニュートリノの進化をカバーする、約19Msunの前駆星の自己無矛盾三次元(3D)SNシミュレーションから得られる元素合成収量を初めて発表する。-コアバウンス後7秒以上続くまでの爆発。最近の球面対称(1D)モデルと比較してTi/Fe収率が大幅に向上していることを発見し、放出された質量の非単調な温度と密度履歴による44Tiの効率的な製造を理解するには長期にわたる進化が重要であることを実証しました。要素。さらに、プロトンに富んだ噴出物における元素合成の特徴的な兆候、特に45Scと64Znの高収率を特定しました。
自己回帰ニューラル比推定によるスケーラブルな推論
| Title |
Scalable_inference_with_Autoregressive_Neural_Ratio_Estimation |
| Authors |
Noemi_Anau_Montel,_James_Alvey,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08597 |
近年、シミュレーションベースの推論(SBI)アルゴリズムの発展は目覚ましく、現在では天体物理学および宇宙論の幅広い解析に適用されています。これらの方法には、明示的な尤度を持たずにスケーラブルな統計的推論を実行できる機能を中心に、多くの重要な利点があります。この研究では、特定の逐次SBIアルゴリズム、短縮限界ニューラル比推定(TMNRE)に対する2つの技術的構成要素を提案します。特に、最初に、相関のある高次元事後分布をロバストに推定することを目的として、自己回帰比推定を開発します。次に、比率推定器から事後サンプルと制約付き先行サンプルの両方を効率的に抽出するスライスベースのネストされたサンプリングアルゴリズムを提案します。後者は逐次推論に役立ちます。実装を検証するために、3つの具体的な例について推論タスクを実行します。多次元ガウスのおもちゃのモデル、星流模擬観測の分析、そして最後に、強い重力下での下部構造探索への概念実証アプリケーションです。レンズ加工。さらに、自己回帰比率推定器とスライスサンプラーの両方のコードを公開します。
大接近イベントによる天文計測: メインベルト小惑星 (702) アラウダへの応用
| Title |
Astrometry_via_Close_Approach_Events:_Applications_to_Main-Belt_Asteroid_(702)_Alauda |
| Authors |
B._F._Guo,_Q._Y._Peng,_A._Vienne_and_X._Q._Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08773 |
ガイアカタログのリリースは、太陽系天体の天文学にとって革命的です。大気の屈折やCCDの幾何学的歪みなどの影響を考慮すると、地上望遠鏡の天文精度は数十ミリ秒のレベルに達することがあります。天体が小さな相対角距離（100秒角未満）で基準星に接近する場合（本研究では大接近現象と呼ぶ）、大気の系統的な影響により、天体と基準星との相対位置精度はさらに向上する。乱流と局所的な望遠鏡の光学系を減らすことができます。接近イベントにおけるメインベルト小惑星の正確な位置を取得するために、時間に伴う二次角速度モデルが空面で仮定されます。相対角距離と観測時刻の関係を当てはめることで、最大近似時刻を導き出し、対応する小惑星の位置を計算することができます。実際には、メインベルト小惑星(702)アラウダの15回の接近イベントを含む5日間のCCD観測が、中国の雲南天文台にある1メートルの望遠鏡でテストのために行われます。従来のソリューションと比較して、我々の結果は、位置精度が大幅に向上し、赤経と赤緯の両方でJPL天体暦を参照した場合、4ミリ秒角を超え、最良の場合では1ミリ秒角に達することを示しています。
| Title |
Extension_of_the_Bayesian_searches_for_anisotropic_stochastic_gravitational-wave_background_with_non-tensorial_polarizations |
| Authors |
Leo_Tsukada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09020 |
さまざまなパルサータイミングアレイの共同研究による確率的重力波背景(SGWB)の強力な証拠の最近の発表により、この信号が将来の観測の有望な候補として強調されました。AdvancedLIGOやAdvancedVirgoなどの地上の検出器では検出されなかったにもかかわらず、Callister\textit{etal.}~\cite{tom_nongr_method}は、非テンソル分極を持つ等方性SGWBを探索するためのベイズ形式主義を開発し、制約を課しました。LIGOのデータを使用して、一般相対性理論に違反するコンポーネントの信号振幅を調べます。私たちの最終的な目的は重力波源の空間分布を推定することであるため、信号モデルの異方性成分を考慮してこの既存の方法を拡張しました。次に、これらの追加コンポーネントを含めることによる潜在的な利点を検討しました。注入キャンペーンを使用したところ、信号モデルに異方性成分を導入すると、信号自体のより重要な識別と一般相対性理論の違反につながることがわかりました。さらに、ベイジアンパラメーター推定の結果は、異方性成分が異なる偏光成分間の縮退を解消するのに役立ち、等方性解析よりも正確にモデルパラメーターを推測できることを示唆しています。対照的に、信号振幅に対する制約は、そのような信号が存在しない場合でも同等のままでした。これらの結果は、銀河面などの空の想定される音源分布に依存する可能性がありますが、この研究で提示された形式主義は、異方性や非テンソル偏光を含むSGWBの一般化されたベイズ解析を確立するための基礎を築きました。
将来の硬 X 線イメージング検出器の低エネルギーしきい値を改善するための核分光望遠鏡アレイ (NuSTAR) 特定用途向け集積回路 (ASIC) の調整
| Title |
Tuning_of_Nuclear_Spectroscopic_Telescope_Array_(NuSTAR)_Application_Specific_Integrated_Circuits_(ASICs)_to_improve_low_energy_threshold_of_future_Hard_X-ray_Imaging_Detectors |
| Authors |
Daniel_P._Violette,_Branden_Allen,_Jaesub_Hong,_Hiromasa_Miyasaka,_Jonathan_Grindlay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09254 |
宇宙搭載計器の検出器の指令、処理、読み出しは、多くの場合、特定用途向け集積回路(ASIC)を使用して行われます。核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)ミッション用に設計されたASIC(NuASIC)により、将来の高解像度エネルギーX線イメージャー(HREXI)などのX線検出器のタイル状CdZnTe(CZT)検出器アレイの読み出しが可能になります。修正されたNuASICゲイン設定は、NuSTAR(2～79keV)と比較してHREXIのより広いターゲットイメージングエネルギー範囲(3～300keV)に実装されており、最適なエネルギー分解能を得るには更新されたNuASIC内部パラメータが必要になる場合があります。HREXIが目標とする低エネルギーしきい値に到達するために、追加の調整パラメータを導入するNuASICの「チャージポンプモード」(CPM)も有効にしました。このペーパーでは、NuASICの調整可能なパラメータの仕組みについて説明し、最近開発したASICテストスタンド(ATS)を使用して、内部テストパルサーを使用して「ベア」NuASICをプローブします。デバイスの電子ノイズと低エネルギーしきい値に対するパラメーター調整の影響を記録し、HREXIの更新されたゲイン設定に最適なパラメーターのセットを報告します。機器の統合を促進するために、HREXIの大面積で密にタイル状に配置された各NuASIC/CZT検出器の最適なパラメーターを導出する半自動手順を詳しく説明します。
| Title |
6U_MeV_CubeSat_Mission:_A_low-cost_approach_towards_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
Rishank_Diwan,_Kees_de_Kuijper,_Partha_Sarathi_Pal,_Andreas_Ritter,_Pablo_Saz_Parkinson,_Andy_C.T._Kong,_Quentin_Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09266 |
低エネルギーのガンマ線(0.1～30MeV)空は、2000年にコンプトンガンマ線観測装置(CGRO)衛星に搭載されたCOMPTEL装置が廃止されて以来、あまり観測されていません。このエネルギーバンド(ただし、MeV"ギャップ")は、高エネルギーおよびマルチメッセンジャー天体物理学における多くの未解決の疑問に答えるために重要です。いくつかのMeVガンマ線ミッション(AMEGO、e-ASTROGAMなど)が提案されていますが、これらはほとんどが計画段階にあり、打ち上げは早くても次の10年になると予想されています。最近、低コストで実装サイクルが速いため、「パスファインダー」の代替案として提案されているCubeSatミッションが急増しています。実際、ガンマ線天文学用のMeVCubeSatは、将来の大規模MeVペイロードの適切な実証機となる可能性があります。この論文では、シリコントラッカーとCsI熱量計を使用したガンマ線ペイロード設計を提案します。我々は、このペイロードの可能性の性能を評価し、これらを他の以前のガンマ線装置と比較するためのシミュレーションの結果を報告する。
検証バイナリを使用した LISA プレサイエンス操作の最適な頻度計画
| Title |
Optimal_frequency_plan_for_LISA_pre-science_operations_using_verification_binaries |
| Authors |
Sweta_Shah_and_Valeriya_Korol_and_Thomas_Kupfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09390 |
将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ミッションは、ミッション策定段階を無事に通過し、2030年代に打ち上げられる予定です。ユビキタスなLISAソースの1つは白色矮星バイナリ(WDB)で、現時点では$\sim$40がソースとして保証されており、地上ベースのLISAソースと比較してLISAをユニークなものにしています。現在のハードウェア設計の計画では、科学運用前の段階で打ち上げ前に位相計に何がハードコーディングされているかを再検討するために、さまざまなロック方式が保証されたソースの信号に大きな影響を与えているかどうかを判断する徹底的なチェックが必要です。フェイスオン(V407Vul)バイナリとエッジオン(ZTFJ1539)バイナリの位相計出力を比較すると、非スワップロック方式N2aが機器の校正に最適であることがわかります。さらに、2つのロック方式における$\sim7$min軌道周期エッジオンソースの影響により、1つのデータストリームの時間遅延干渉法(TDI)出力で最大$\leq10\%$の差が生じます。日。簡略化した分析によると、後処理レベルではどちらのロックスキームも好まれないことがわかります。フェイスオンシステムV407VulとエッジオンシステムZTFJ1539のTDI出力ストリームで同様の振幅が見つかり、これにより非スワップロック方式の傾斜バイアスが大幅に小さくなります。さらに、電磁データでの検出が容易であるため、検証システムの母集団がエッジオンシステムに偏っているため、エッジオンシステムの振幅が大きいことは、ほとんどの検証システムに利益をもたらします。
地球低軌道における宇宙トライボロジー実験のレビュー: 課題と機会
| Title |
A_Review_of_Space_Tribology_Experiments_in_Low_Earth_Orbit:_Challenges_and_Opportunities |
| Authors |
Dhanushka_Subath_Amaradasa_Hewaralalage,_Ian_Sherrington,_Nathalie_Renevier,_Mara_Bernabei,_Ali_Ghanbari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09509 |
地球低軌道(LEO)環境で機械装置を動作させると、潤滑剤や摩擦機構の材料に対するLEO環境の悪影響により、特有の課題が生じます。これらの課題には、原子状酸素による腐食、放射線による材料と流体の分子劣化、潤滑剤の粘度に影響を与える極端な温度、真空条件での流体の急速な蒸発損失などが含まれます。したがって、宇宙船のベアリングやギアなどの機構やコンポーネントの潤滑剤は、空気と真空の両方で広範囲にテストして、継続的かつ正確な機能を確保する必要があります。地上ベースのトライボ試験に関する文献は広範囲にわたり、十分に確立されています。しかし、LEOで行われるトライボロジー調査の数ははるかに少ないです。この文書の目的は、この種のトライボロジー実験の詳細をまとめて、その目的と価値を明らかにすることです。このレビューでは、関与するメカニズムのテーマ別分類に従ってこれらの研究を紹介します。
| Title |
PeV_Gamma-ray_Astronomy_With_Panoramic_Optical_SETI_Telescopes |
| Authors |
Nikolas_Korzoun_(1),_Wystan_Benbow_(2),_Aaron_Brown_(3),_Gregory_Foote_(1),_William_F._Hanlon_(2),_Olivier_Hervet_(4),_John_Hoang_(4_and_5),_Jamie_Holder_(1),_Paul_Horowitz_(6),_Wei_Liu_(5_and_7),_J\'er\^ome_Maire_(3),_Nicolas_Rault-Wang_(5_and_7),_Dan_Werthimer_(5_and_7),_James_Wiley_(3_and_8),_David_A._Williams_(4)_and_Shelley_A._Wright_(3_and_8) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09607 |
パノラマ地球外知性探査(PANOSETI)実験は、ナノ秒のタイムスケールでパルス光信号を検出するように設計されています。したがって、パノセティは大規模な空気シャワーによって生成されるチェレンコフ放射線に敏感であり、ガンマ線天文学に使用できます。各PANOSETI望遠鏡は、0.5mのフレネルレンズを使用して1024ピクセルのシリコン光電子増倍管カメラに光を集束させ、9.9$^\circ\times$9.9$^\circ$平方の視野を画像化します。銀河面の広範囲の線源からのPeVガンマ線の最近の検出は、現在の天文台を超える有効面積と角度分解能を備えたアレイの構築を動機付けています。PANOSETI望遠鏡は、従来のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)よりもはるかに小さく、はるかに手頃な価格であるため、このようなアレイを構築するのに理想的な機器です。2台のPANOSETI望遠鏡とガンマ線天文台VERITASの同時観測の結果と、PANOSETIIACTアレイの性能を特徴付けるシミュレーションを紹介します。
宮本＆永井ディスクの正面投影
任意の平坦化の宮本円盤と永井円盤の正面投影密度プロファイルは、2つの相補的なアプローチを使用することにより、第1型と第2型の不完全楕円積分に関して解析的に取得され、数値積分の結果と照合されます。コンピューター代数システムでは結果として得られる式を直接的に取得することはできないと思われるため、関連する数学的手順が提供されています。この研究中に、楕円積分のByrd&Friedman表の3つの誤った恒等式が特定され、それらの正しい式が与えられました。
ヘルツシュプルング-ラッセル線図上の動的質量
| Title |
Dynamical_masses_across_the_Hertzsprung-Russell_diagram |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Yuan-Sen_Ting,_Sihao_Cheng,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08584 |
ガイア測量からのワイド連星を使用して、ヘルツシュプルング-ラッセル(H-R)図全体にわたる星の動的質量を推定します。ガイアの高精度天文測定は、質量情報を含むワイド連星の軌道運動を測定します。トレーニングサンプルとしてワイドバイナリを使用し、統計的推論とニューラルネットワークの組み合わせを使用して、2次元H-Rダイアグラム全体の星の質量を測定します。私たちの結果は、0.1から2M$_\odot$の主系列星の動的質量測定、主系列上の未解決の連星と未解決の三重星、および巨人と白色矮星の平均質量を提供します。H-Rダイアグラム内の2つの領域は質量において興味深い挙動を示しており、そのうちの1つは前主系列星であり、もう1つはM矮星-白色矮星の連星などの近くにあるコンパクトな天体伴星に関連している可能性があります。これらの質量測定はニュートン力学のみに依存しており、星の進化モデルとコンパクト天体の出現率に独立した制約を与えます。
マグネターを形成するのに十分な強い磁場を持つ重いヘリウム星
| Title |
A_massive_helium_star_with_a_sufficiently_strong_magnetic_field_to_form_a_magnetar |
| Authors |
T._Shenar,_G._A._Wade,_P._Marchant,_S._Bagnulo,_J._Bodensteiner,_D._M._Bowman,_A._Gilkis,_N._Langer,_A.-N._Chene,_L._Oskinova,_T._Van_Reeth,_H._Sana,_N._St-Louis,_A._Soares_de_Oliveira,_H._Todt,_S._Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08591 |
マグネターは高度に磁化された中性子星です。それらの形成メカニズムは不明です。輝線が支配的なスペクトルを持つ熱いヘリウムに富んだ星は、ウォルフ・ライエ星として知られています。私たちは分光偏光計を使用して連星系HD45166を観察し、太陽質量2個の質量と43キロガウスの磁場を持つウォルフ・ライエ星が含まれていることを発見しました。星の進化の計算によると、この成分はIb型またはIIb型の超新星として爆発し、強い磁場がマグネター残骸に有利に働くことが示されています。私たちは、巨大化したウォルフ・ライエ星が、2つの低質量ヘリウム星の合体によって形成されたと提案します。
MWC 656 にはブラックホールが存在する可能性は低い
| Title |
MWC_656_is_unlikely_to_contain_a_black_hole |
| Authors |
S._Janssens,_T._Shenar,_N._Degenaar,_J._Bodensteiner,_H._Sana,_J._Audenaert,_A._Frost |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08642 |
コンテクスト。MWC656は、60日周期でブラックホール(BH)伴星を持つ最初の既知のBe星として報告されました。提案されているBH伴星の質量は4～7MSunと推定されています。この推定は、Be星円盤のFeii4583輝線と、推定BHの周囲の円盤内に形成されると想定されるHeii4686輝線から導出された動径速度(RV)測定に基づいています。目的。新しい高解像度分光データを使用して、MWC656に本当にBHが含まれているかどうかを調査します。方法。相互相関法を使用してBe星とHeii4686輝線の両方のRVを計算し、新しい軌道解を導き出しました。また、仲間のスペクトルの特徴を探すために解絡も実行しました。結果。公転周期は59.028+-0.011d、質量比q=M_Heii/M_Be=0.12+-0.03と導き出され、これは以前に報告されたq=0.41+-0.07よりもはるかに低くなります。M_Be=7.8+-2.0MSunのBe星の質量を採用すると、伴星の質量は0.94+-0.34MSunになります。M_Be=16MSunおよびq=0.15の上限では、伴星の質量は2.4MSunになります。模擬スペクトルの解もつれを実行すると、このような低質量の非縮退恒星のスペクトル特徴は、私たちのデータを使用して取得できないことがわかります。結論。私たちの測定は、MWC656にBH伴星の存在を裏付けるものではありません。導き出された伴星の質量の上限は、それが中性子星、白色矮星、または高温ヘリウム星であることを示しています。遠紫外データは、熱いヘリウム星伴星を拒否または確認するのに役立ちます。
小惑星地震α係数を使用した太陽に似た星の活動緯度の検出
| Title |
Detecting_active_latitudes_of_Sun-like_stars_using_asteroseismic_a-coefficients |
| Authors |
Othman_Benomar_and_Masao_Takata_and_Michael_Bazot_and_Takashi_Sekii_and_Laurent_Gizon_and_Yuting_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08779 |
$a_1$、$a_2$、$a_4$係数を使用して太陽に似た星の非球面性を測定し、磁気活動の緯度を制約するフレームワークを導入します。推定された係数の系統誤差は、主要な物理パラメータと地震パラメータ(回転軸の傾き、平均回転、パワースペクトルのピークの高さ対ノイズ比)の関数として評価されます。測定されたα係数は、回転偏平度と表面磁気活動の影響を考慮します。単一の緯度帯の活動を想定した単純なモデルを使用します。SOHO/VIRGO/SPMの太陽データを使用して、1999年から2002年（活動の最大値）と2006年から2009年（活動の最小値）の間の平均活動緯度とその強度の変化を検出するこの方法の機能を実証します。さらに、この方法を適用して、ケプラー観測を使用して太陽類似星16CygAおよびBを研究します。太陽のそれに匹敵する強度を示す赤道帯の活動が、16CygAで検出されます。しかし、16CygBは、説明が難しい$a_4$の二峰性を示します。これは活動の静かな段階と活動的な段階の間の移行の現れである可能性があると考えられます。この仮説を検証または無効にするためには、新しい観察が必要になる場合があります。
データ制約のある磁気流体力学シミュレーションによる噴出フィラメントの横方向の漂流の理解
| Title |
Understanding_the_Lateral_Drifting_of_an_Erupting_Filament_with_a_Data-constrained_Magnetohydrodynamic_Simulation |
| Authors |
Jinhan_Guo,_Ye_Qiu,_Yiwei_Ni,_Yang_Guo,_Chuan_Li,_Yuhang_Gao,_Brigitte_Schmieder,_Stefaan_Poedts,_Pengfei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08831 |
太陽フィラメントは噴火中に回転や偏向を示すことが多く、これは対応するコロナ質量放出(CME)の地理効果に大きな影響を与えると考えられます。したがって、フィラメントのこのような回転と横方向の変位を引き起こすメカニズムを理解することは、宇宙天気予報にとって大きな関心事です。この論文では、中国のH{\alpha}太陽探査機(CHASE)と太陽力学観測所(SDO)によって観測された興味深いフィラメント噴火現象を調査します。最終的にCMEに進化するフィラメントは、上昇中に大きな横方向のドリフトを示します。さらに、CMEフラックスロープの軸の方向は、ソース領域で観察された噴出前のフィラメントの方向から逸脱しています。これらの観測の背後にある物理プロセスを調査するために、データ制約付き磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。噴火フィラメント、噴火経路、フレアリボンの形態など、噴火における多くの顕著な観測特徴が数値モデルによって再現されます。シミュレーション結果は、フラックスロープの脚と隣接する低地にある剪断されたアーケードの間の磁気再接続が、フィラメント材料の横方向のドリフトの原因となる主なメカニズムである可能性があることを明らかにしています。このような再接続ジオメトリは、フラックスロープのフットポイントの移動とその形態の再構成につながります。その結果、フラックスロープに含まれるフィラメント材料が横方向に漂い、CMEフラックスロープが噴出前のフィラメントから外れます。この発見は、噴火中の磁束ロープ軸の方向に影響を与える外部磁気再接続の重要性を強調しています。
おうし座古典星の円盤風における密度の流れ
| Title |
Density_streams_in_the_disc_winds_of_Classical_T_Tauri_stars |
| Authors |
P._P._Petrov,_K._N._Grankin,_E._V._Babina,_S._A._Artemenko,_M._M._Romanova,_S._Yu._Gorda,_A._A._Djupvik,_J._F._Gameiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08899 |
2013年から2022年までの古典的なTタウリ星RYタウとSUAurのスペクトルおよび測光変動が分析されました。SUAurでは、動径速度RV=-50+-7km/sでのHアルファ線の磁束が、周期P=255+-5日で変化することがわかりました。RYタウで以前に発見された同様の効果が、次の新しいデータで確認されています:RV=-95+-5km/sでP=21.6日。両方の星において、これらの変動の動径速度、周期、星の質量はケプラーの法則によって関係していることが判明し、RYタウでは0.2天文単位、SUでは0.9天文単位の半径で周回する円盤面の構造的特徴を示唆している。それぞれ、オール。どちらの星も降着円盤が視線に対して大きく傾いているため、視線は円盤の風の領域を通過します。我々は、おそらく降着円盤表面の下部構造によって引き起こされる「密度流」の形で、円盤風に方位角の非対称性が存在すると提案します。これらの流れは、円盤の磁場のアルフベン面を越えるまで消えることはありません。これらの発見は、1天文単位未満のスケールでCTTSの内部降着円盤の構造を調べ、惑星の形成に関連する軌道距離を明らかにする可能性を切り開きます。
YY CrB バイナリ システムの新たな視点
この研究は、TESSで観測されたおおぐま座WUMa(WUrsaeMajoris)連星YYコロネア(YYCrB)の新しい解析を発表しました。光度曲線は、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法と組み合わせたPHOEBE(PHOEBE)Pythonバージョンによって分析されました。光度曲線ソリューションにはホットスポットとl3が必要でした。TESS観測から新しい日食時刻が抽出され、一次極小値と二次極小値のO-C曲線は逆相関の様子を示しました。最小値のO-C曲線を研究するために、1991年から2023年までの最小値の時間を収集しました。この調査では、新しい線形暦が報告され、最小値のO-C曲線に二次関数を当てはめることにより、\mathopP\limits^.\約5.786*{10^{-8}}日/年の軌道周期率が計算されました。質量保存を仮定すると、より質量の大きい成分からより質量の小さい成分への質量交換率は\mathop{{M_2}}\limits^.=2.472*{10^{-8}}と計算されます。次に、光の移動時間関数を使用して、考えられる第3の天体がバイナリで決定され、第3の天体の質量が\simeq7351.018日の周期で0.498M_Sunとして導出されました。O-C曲線分析と質量量は、第3の天体の存在の可能性が低いことを示しています。このバイナリは接触破壊段階に発展すると予想されており、熱緩和振動モデルを裏付ける良い例です。
コロナ波とコロナホールの相互作用のシミュレーションにおける初期密度プロファイルの役割
| Title |
The_role_of_initial_density_profiles_in_simulations_of_coronal_wave_-_coronal_hole_interaction |
| Authors |
I._Piantschitsch,_J._Terradas,_E._Soubrie,_S.G._Heinemann,_S.J._Hofmeister,_R._Soler,_and_M._Temmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08928 |
全球コロナ波(CW)とコロナホール(CH)の間の相互作用は、反射波とコロナホール境界(CHB)の多くの興味深い特徴を明らかにしますが、これまでのところ十分に研究されています。磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、これらの相互作用イベント中に何が起こっているのかをより深く理解し、関連するパラメーターについてより広範な理解を達成するのに役立ちます。この研究では、増強波部分と減退波部分で構成される現実的な初期波密度プロファイルを含む、CW-CH相互作用の2DMHDシミュレーションを初めて実行します。到来波の初期密度振幅、CH密度、CHB幅など、いくつかの初期パラメータを変更します。これらはすべて実際の測定に基づいています。相互作用特徴に対するさまざまな入射角の影響を分析し、対応する時間-距離プロットを使用して、到来波と反射波の特定の特徴を検出します。我々は、小さなCH密度、現実的な初期密度プロファイル、および十分に小さい入射角の特定の組み合わせが、入射波に対する反射波の大きな密度振幅などの顕著な相互作用特徴をもたらすことを発見しました。この論文のパラメータ研究は、観測測定に基づく時間-距離プロットとシミュレーションから作成されたプロットを比較するツールを提供するため、通常は直接取得できない、観測されたCW-CH相互作用イベントから相互作用パラメータを導き出すことができます。この研究のシミュレーション結果は、CW-CH相互作用の反射係数の解析式によって強化されており、追加の方法でシミュレーション結果を検証できるようになります。この研究は、MHDシミュレーションによって実際に観測されたCW-CH相互作用イベントを最終的に再構築することを目的とした一連の研究の最初の研究です。
球状星団変光星のガイア $G$ バンド測光による基本モード RR Lyr 星の測光金属性
| Title |
Photometric_metallicities_of_fundamental-mode_RR_Lyr_stars_from_Gaia_$G$-band_photometry_of_globular-cluster_variables |
| Authors |
Johanna_Jurcsik,_Gergely_Hajdu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08929 |
基本モードRRLyr(RRab)星の測光金属量公式は、球状星団データのみを使用して提示されます。目的は、この選択がフィットの全体的な精度を向上させ、測光結果の体系的な偏り、つまり最も金属の少ない変数の[Fe/H]を過大評価する傾向を排除するのに役立つかどうかを確認することです。GaiaDR3アーカイブで入手可能な$G$バンド時系列データと、均一な太陽基準金属量スケールで公開された分光球状星団[Fe/H]値の新たな編集が利用されます。私たちは新しい${\mathrm{[Fe/H]}}_{\mathrm{phot}}-P,\varphi_{31}$式を導き出し、近似の精度が大幅に向上することはないと診断しました。非線形または複数パラメータの式を使用して達成されます。オースターホフタイプIおよびIIのプロパティを持つ変数に異なる式を適用すると、最良の結果が得られます。ただし、この解決策でも結果の系統的な偏りを完全に排除することはできません。この変数の分離により、[Fe/H]の測光推定値の信頼性は、OoタイプII変数についてはOoタイプIサンプルよりも低いという結論にもつながりました。公開されている${\mathrm{[Fe/H]}}_{\mathrm{phot}}$値およびGaia$G$バンドで利用可能な測光式の結果が現在の結果と比較されます。各ソリューションは、同様の精度と体系的なバイアスを備えた、非常に似た結果をもたらすことがわかります。大きな違いは[Fe/H]スケールのゼロ点でのみ検出され、これらのオフセットは、受け入れられている太陽基準値の違いで説明できるよりも大きくなります。
| Title |
Magnetic_fields_of_low-mass_main_sequences_stars:_Nonlinear_dynamo_theory_and_mean-field_numerical_simulations |
| Authors |
N._Kleeorin,_I._Rogachevskii,_N._Safiullin,_R._Gershberg,_S._Porshnev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08957 |
私たちの理論的および数値的解析は、太陽よりもはるかに速く回転する低質量主系列星（M5からG0までのスペクトルクラス）の場合、生成される大規模な磁場は平均場$\alpha^によって引き起こされることを示唆しています。2\Omega$ダイナモ。$\alpha^2$ダイナモが弱い差動回転によって変更されます。微弱な差動回転であっても、差動回転の増加に伴って磁気活動の挙動は非周期的状態から非線形振動に劇的に変化し、カオス的な挙動が現れる。磁気サイクルの周期は差動回転の増加とともに減少し、数十年から千年まで変化します。磁気サイクルのこの長期的な挙動は、小規模磁場の磁気ヘリシティ密度の進化の特徴的な時間に関連している可能性があります。実行された解析は、$\alpha^2\Omega$および$\alpha^2$ダイナモの平均場数値シミュレーションと、開発された$\alpha^2$ダイナモの非線形理論に基づいています。
アルマ望遠鏡が明らかにした「桜井天体」の中心部
| Title |
The_heart_of_Sakurai's_Object_revealed_by_ALMA |
| Authors |
Daniel_Tafoya,_Peter_A._M._van_Hoof,_Jesus_A._Toala,_Griet_Van_de_Steene,_Suzanna_Randall,_Ramlal_Unnikrishnan,_Stefan_Kimeswenger,_Marcin_Hajduk,_Daniela_Barria_and_Albert_Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08962 |
我々は、アタカマ大型ミリ波アレイを使用したサクライ天体の高角度分解能観察を提示し、その形態運動学的構造に新たな光を当てます。20ミリ秒角（70天文単位に相当）の角分解能で観測されたミリメートル連続発光は、明るくコンパクトな中心成分を明らかにし、そのスペクトル指数は、それがアモルファス炭素塵で構成されていることを示している。これらの発見に基づいて、この放射は以前に提案された中間赤外線観測で観察されたダストディスクを追跡していると結論付けます。したがって、私たちの観察により、そのような円盤の最初の直接画像が得られました。H$^{12}$CN($J$=4$\rightarrow$3)線放射は、300ミリ秒角(1000天文単位に相当)の角度分解能で観測され、南北の速度勾配を持つ双極構造を示します。この放出の位置-速度図から、膨張する円盤と双極性分子流出の存在を特定します。円盤の傾きは$i$=72$^\circ$と求められます。逆投影された膨張速度と円盤の半径の導出値は、それぞれ$v_{\rmexp}$=53kms$^{-1}$と$R$=277AUです。一方、約1000kmのH$^{12}$CN($J$=4$\rightarrow$3)放射で検出された双極性アウトフローの逆投影された膨張速度はs$^{-1}$であった。。分子流出は約60$^{\circ}$の開口角を持つ砂時計形態を持つと我々は提案する。私たちの観察は、赤道円盤と双極性アウトフローが、ボーンアゲインイベント発生後30年以内にサクライの天体に形成されたことを明確に示しており、この現象の将来のモデリング作業に重要な制約を与えています。
環状星雲（NGC 6720）のJWST観測：I. 環、小球、円弧の画像化
| Title |
JWST_observations_of_the_Ring_Nebula_(NGC_6720):_I._Imaging_of_the_rings,_globules,_and_arcs |
| Authors |
R._Wesson,_Mikako_Matsuura,_Albert_A._Zijlstra,_Kevin_Volk,_Patrick_J._Kavanagh,_Guillermo_Garc\'ia-Segura,_I._McDonald,_Raghvendra_Sahai,_M._J._Barlow,_Nick_L._J._Cox,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Isabel_Aleman,_Jan_Cami,_Nicholas_Clark,_Harriet_L._Dinerstin,_K._Justtanont,_Kyle_F._Kaplan,_A._Manchado,_Els_Peeters,_Griet_C._Van_de_Steene,_Peter_A._M._van_Hoof |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09027 |
私たちは、1.6$\μ$mから25$\μ$mまでの波長をカバーする、有名な惑星状星雲NGC\,6720(環状星雲)の\textit{JWST}画像を紹介します。明るい殻は約20\,000個の高密度の小球で強く断片化されており、H$_2$で明るく、特徴的な直径は0.2秒角、密度$n_{\rmH}\sim10^5$--$10^6です。$\,cm$^{-3}$。シェルには、多環芳香族炭化水素(PAH)放出の薄いリングが含まれています。H$_2$は殻全体とハローに見られます。ハロー内のH$_2$は双円錐極流の掃き寄せられた壁に位置している可能性があります。中央の空洞は高電離ガスで満たされており、2つの線状構造を示しています。中心星は、空洞と殻の発光重心から2秒角の位置にあります。線状の特徴(「スパイク」)がリングから外側に伸び、中心の星から離れる方向を向いています。凝集と場合によってはスパイクを再現する流体力学シミュレーションが示されています。約10個の低コントラストの規則的な間隔の同心円弧状の特徴が存在します。彼らは、約280年周期の低質量伴星による軌道変調を示唆している。これまで知られていたより広い伴星は、推定約15万円の距離に位置している。それがM2～M4矮星であることを示します。したがって、このシステムは三重星です。多重性を含むこれらの特徴は、南環星雲(NGC\,3132)で見られる特徴と類似しており、このような星雲に共通する側面である可能性があります。
輝線の非対称性による超新星SN~1995Nの噴出物における後期ダスト形成の証拠
| Title |
Evidence_for_late-time_dust_formation_in_the_ejecta_of_supernova_SN~1995N_from_emission-line_asymmetries |
| Authors |
R._Wesson,_A._M._Bevan,_M.J._Barlow,_I._De_Looze,_M._Matsuura,_G._Clayton,_J._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09028 |
私たちは、核崩壊超新星SN~1995Nに関連するダストの研究を紹介します。爆発から14～15年後に検出された赤外線放射は、以前はSN前駆体に関連する熱的にエコーする星周物質に起因すると考えられていました。我々は、この遅い時間の放射はエコーである可能性は低く、超新星噴出物とCSMの間の相互作用によって間接的に加熱された、超新星噴出物内で新たに形成された塵によって説明される可能性が高いと主張する。このシナリオを裏付けるさらなる証拠は、爆発から22年後に得られたスペクトルの輝線プロファイルから得られます。これらは非対称であり、赤い翼でより大きな減衰を示しており、膨張する噴出物内の塵による吸収と一致しています。$\sim$5000日以降のエポックにおけるスペクトルエネルギー分布と輝線プロファイルは、どちらも約0.4~M$_\odot$の非晶質炭素ダストの存在と一致しています。粉塵の形成の始まりは、想定される爆発日から700～1700日後に採取されたアーカイブ光学スペクトルで明らかです。これは粉塵形成の開始が検出された他のほとんどの例よりもかなり遅いため、爆発日は以前に想定されていたよりも遅いはずであると主張します。
青いはぐれ星の数は、親球状星団の年齢を決定するのに役立つでしょうか?
| Title |
Could_the_number_of_blue_straggler_stars_help_to_determine_the_age_of_their_parent_globular_cluster? |
| Authors |
F\'elix_Llorente_de_Andr\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09057 |
最近の研究では、経験的推論から、散開星団内の青色散逸星(BSS)の数と存在は、年齢と緩和時間の比$\itf$を成分とする関数に従うことが示されています。因子$\varpi$。恒星の衝突と原始連星を表す指標です。青いはぐれ星の数、各球状星団の因子$\itf$、因子$\varpi$の関係から、それぞれの球状星団の年齢を導き出すことができます。この方法は、BSSを含む56個の球状星団に個別に適用されています。私たちの方法論からクラスター年齢について導出された値は、他の方法から導出された値と変わりません。特殊なケースは、年齢が13.8ギルを超えるNGC104星団(年齢は19.04から20.30ギルの間)であり、これには、星団の中心に中間ブラックホールが存在するという、非常に風変わりな説明が付きます。初期軌道周期が分岐周期より短いブラックホール主系列星(BH-MS)連星は、LISAで検出できる超小型X線連星(UCXB)に進化する可能性があります。一方、その年齢が真実であれば、平らな宇宙の膨張速度に疑問が生じることになる。これは、暗黒エネルギーが支配する宇宙のケースに疑問を投げかけることになる。
太陽の素晴らしい眺め
この招待回想録は、天体物理学の太陽と恒星の分野にまたがる私の科学者としてのキャリアを、歴史的背景と個人的な意見を散りばめて振り返ります。博士号を取得するまでの私の人生の説明を除いて。この段階では、その構造は純粋に時系列ではなく主題となっており、太陽のような星や星としての太陽、表面場の進化、コロナの構造と力学、太陽物理学など、私が人生のかなりの部分で取り組んできたトピックに焦点を当てています。教育と宇宙天気。幸運と幅広い探究心のおかげで、私は2つの大陸で幸運な人生を形作り、素晴らしい指導者、同僚、友人から別の大陸へと移り、刺激的な環境で最先端の宇宙観測所からのデータを解釈することに取り組みました。
脈動する A 型星の磁場の探索: 推定デルタ Sct 星 HD340577 での強い磁場の発見と、ガンマ Dor 星 HR8799 の結果は無効
| Title |
Searching_for_magnetic_fields_in_pulsating_A-type_stars:_the_discovery_of_a_strong_field_in_the_probable_delta_Sct_star_HD340577_and_a_null_result_for_the_gamma_Dor_star_HR8799 |
| Authors |
S._Hubrig,_S.P._Jarvinen,_J.D._Alvarado-Gomez,_I._Ilyin,_M._Sch\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09441 |
化学的に特異な磁気Ap星が占めるヘルツシュプルング・ラッセル図の領域には、多数のデルタSctおよびガンマDorパルセーターが確認されています。しかしながら、デルタSctおよびガンマDorの脈動とAp星の磁場との関係は明らかではありません。理論は、選択されたpおよびgモードの磁気減衰効果を計算することによって、磁性Ap星について脈動モード抑制のための臨界磁場強度を示唆しています。これらの理論的考察をテストするために、我々は、最近TESSデータでデルタSct様の脈動が検出された典型的なAp星HD340577と、複数の惑星と2つのデブリを含む注目すべきシステムであるガンマDorパルセータHR8799のPEPSI分光旋光計スナップショットを取得しました。ディスク。私たちの測定により、HD340577内に数百ガウスの強度の磁場の存在が明らかになりました。HD340577の脈動特性が分光学的に確認された場合、測定された平均経度磁場は、デルタSct星でこれまでに測定された最も強い磁場となるでしょう。HR8799では磁場は検出されません。
大規模CMEフレア電流シートにおける閉じ込め乱流の熱力学の三次元シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_simulation_of_thermodynamics_on_confined_turbulence_in_a_large-scale_CME-flare_current_sheet |
| Authors |
Jing_Ye,_John_C._Raymond,_Zhixing_Mei,_Qiangwei_Cai,_Yuhao_Chen,_Yan_Li,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09496 |
乱流は、太陽爆発における大規模な電流シート(CS)の複雑な形状の形成と高速エネルギー放出に重要な役割を果たします。この論文では、中程度のコロナ質量放出(CME)のプロセスと高度に閉じ込められたCSの熱力学的進化についての完全3D高解像度シミュレーションを紹介します。引き裂きやプラズモイドの不安定性によって大量の細長いブロブが生成され、再接続率が高まり、3Dではより複雑な方法で分割、結合、ねじれのプロセスが行われます。詳細な熱力学的解析により、CSは主に断熱項と数値粘性項によって加熱され、熱伝導がCS内のエネルギーのバランスをとる支配的な要素であることが示されています。したがって、CSの温度は最大約20MKに達し、温度範囲は比較的狭いです。合成大気イメージングアセンブリ131$\mathring{A}$の正面から見た図から、アーケード上の下流と同様の形態を持つ下流構造は主にポストフレアループとループトップの間に位置し、移動するブロブはループトップよりも高い位置にスパイクを伸ばします。下方に移動するプラズモイドは、フレアループトップで消滅するまでねじれた磁場の構成を維持することができ、これはプラズモイドの再接続が下部CSで優勢であることを示しています。一方、上向きに移動するものは、CMEの底部に到達する前に乱流構造に変わり、乱流の再接続が上部CSで支配的であることを示唆しています。乱流エネルギーと異方性の空間分布が取り上げられており、高さによるスペクトルの顕著な変化が示されています。
PDS 70 の内側のディスクに磁気駆動のディスクが巻かれています。
| Title |
A_magnetically_driven_disc_wind_in_the_inner_disc_of_PDS_70 |
| Authors |
Justyn_Campbell-White,_Carlo_F._Manara,_Myriam_Benisty,_Antonella_Natta,_Rik_A._B._Claes,_Antonio_Frasca,_Jaehan_Bae,_Stefano_Facchini,_Andrea_Isella,_Laura_P\'erez,_Paola_Pinilla,_Aurora_Sicilia-Aguilar,_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09554 |
PDS70は、これまでのところ、直接イメージングによって複数の惑星が検出された唯一の若い円盤です。この円盤はサブミリや近赤外の波長で見ると大きな空洞があり、そこに2つの巨大な惑星が存在します。このため、PDS70は、2つの巨大な惑星によって形成された、激しく消耗した内部円盤の物理的状態を研究するため、特に円盤風がその進化に重要な役割を果たすことができるかどうかをテストするための理想的なターゲットとなっています。X-ShooterとHARPSスペクトルを使用して、風を追跡する[OI]6300AAラインを初めて検出し、文献での質量降着率の低中程度の値を確認しました。[OI]線の輝度は、近くの星形成領域に空洞を持つ円盤の大きなサンプルと比較した場合、降着輝度に比べて高くなります。[OI]線のFWHMと青方にシフトしたピークは、星に非常に近い領域での放射を示唆しており、磁気によって駆動される風が起源となることが有利です。また、HeI10830AAラインでは風による放出と高い変動性も検出されていますが、これは低降雨体としては珍しいことです。PDS70の空洞は明らかに巨大惑星によって削り取られたが、内部円盤の相当な風も内部円盤の浄化に大きく貢献した可能性があることを議論します。
Nordic Optical Telescope によるスペクトル観測に基づいた UX Ori 星食のモデリング。 I.RRタウ
| Title |
Modelling_UX_Ori_Star_Eclipses_based_on_Spectral_Observations_with_the_Nordic_Optical_Telescope._I._RR_Tau |
| Authors |
V.P._Grinin,_L.V._Tambovtseva,_A.A._Djupvik,_G._Gahm,_T._Grenman,_H._Weber,_H._Bengtsson,_H._De_Angelis,_G._Duszanowicz,_D._Heinonen,_G._Holmberg,_T._Karlsson,_M._Larsson,_J._Warell,_T._Wikander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09688 |
NordicOpticalTelescopeで得られた観測に基づいて、HerbigAe星RRタウのスペクトル変動性を調査します。この星はUXOriファミリーに属しており、原始惑星系円盤の不透明な破片(雲)による星の遮蔽によって引き起こされる非常に深い退色が特徴です。このような最小値の瞬間には、観測者にとって塵雲が星だけでなく、発光スペクトルが発生する領域の一部も覆うという事実により、強いスペクトル変動が観察されます。観察されたHアルファラインパラメーターの変動を解釈するために、一連のオブスキュレーションモデルを計算しました。我々は2つの主な遮蔽シナリオを考えます:(1)ダストスクリーンが星周円盤の上に垂直に上昇する、および(2)スクリーンが円盤と方位角方向に移動する視線と交差する。どちらの場合も、放出領域のモデルはコンパクトな磁気圏と磁気遠心円盤風で構成されます。観測結果と比較すると、最初のシナリオは日食中の放射線束、等価幅、およびHアルファ線の非対称性の変動性を十分に説明しているのに対し、2番目のシナリオは部分的にしか説明していないことがわかります。これにより、RRタウの場合、日食の主な原因は、構造化された円盤風、または星周円盤の磁場のポロイダル成分の力線に沿って持ち上げられた帯電塵のいずれかであることが示唆されます。
$f(R,T)=\mathcal{R}+\beta T$ 修正重力と巨大パルサー PSR J0740+6620 に立ち向かう
物理的にインスピレーションを得た一般相対性理論(GR)の修正の多くは、大質量中性子星の周囲の時空の特性の重大な逸脱を予測しています。これらの修正の中には、$f(\mathcal{R},\mathbb{T})$があります。ここで、$\mathcal{R}$はリッチスカラー、$\mathbb{T}$はエネルギー-運動量テンソルのトレースを表します、GRの中立的な拡張であると考えられる重力理論。電波パルサーとして表される質量1.8$M_\odot$を超える中性子星は、観測可能な宇宙に特有の極限状態における基礎物理学の貴重な実験であり、地上実験では不可能です。$f(\mathcal{R},\mathbb{T})=\mathcal{R}+\beta\mathbbの形式のフレームを使用して、静水圧平衡状態にある球対称異方性完全流体物体の正確な解析解を得ました。{T}$ここで、$\beta$は次元パラメータです。次元パラメータ$\beta$とコンパクトネス$C=\frac{2GM}{Rc^2}$を使用して、星内のすべての物理量を表現できることを示します。次元パラメータ$\beta$を最大値に修正します。(ここで${\mathrm\kappa^2}$は$\kappa^2=\frac{8\piG}{c^4}$として表されるアインシュタインの結合定数であり、重力のニュートン定数は次のように表されます$G$、$c$は光速を表します。)$\beta_1=\frac{\beta}{\kappa^2}=0.1$は、NICERとX線マルチの観測データを使用して正の値で表されます。-パルサーPSRJ0740+6620の鏡望遠鏡。パルサーの質量と半径に関する情報を提供します。
複数の踏切を使用した光子と暗光子の変換
暗い光子は、動的混合によって標準モデル(SM)光子に振動する可能性があります。変換確率は、SM光子が媒体内有効質量を取得する原因となる密度や電磁場の強度など、周囲の背景の特性に敏感に依存します。共鳴は、暗いフォトン状態とバックグラウンド依存のSMフォトン状態との間にレベル交差がある場合、変換確率を高めることができます。この研究では、広く使用されているランダウツェナー(LZ)近似が、非単調なSM光子ポテンシャルに起因する複数のレベル交差がある場合に機能しないことを示します。位相干渉効果は、特に暗い光子質量がSM光子有効質量の極値に近い場合に、変換確率に数桁レベルでLZ近似からの逸脱を引き起こす可能性があります。我々は、この領域で有効であり、広範囲の天体物理環境における変換確率を正確に予測できる解析的近似を提示します。
PycWB: モデル化されていない重力波検索のためのユーザーフレンドリーなモジュール式の Python ベースのフレームワーク
モデル化されていない検索と再構成は重力波データ解析の重要な側面であり、堅牢なデータ解析には高度なソフトウェアツールが必要です。このペーパーでは、広く使用されている非モデル化検索および再構成アルゴリズムCoherentWaveBurst(cWB)に基づいた分析を強化するために開発された、ユーザーフレンドリーでモジュール式のPythonベースのフレームワークであるPycWBを紹介します。主な機能には、ユーザー定義パラメーターのC++スクリプトからYAML形式への移行、モジュール性の向上、複雑なクラスでカプセル化されたアルゴリズムから区分化されたモジュールへの移行が含まれます。pycWBアーキテクチャは、効率的な依存関係管理、より優れたエラーチェック、およびパフォーマンス向上のための並列計算の使用を促進します。さらに、Pythonを使用すると、その豊富なパッケージライブラリが活用され、ポストプロダクション分析と視覚化が容易になります。PycWBフレームワークは、ユーザーエクスペリエンスを向上させ、モデル化されていない重力波解析の開発を加速するように設計されています。
中性子星の観察可能な特性は、クォーク準位から導出されるハドロン状態方程式の中で研究されます。短距離反発の効果は、除外ボリュームのフレームワーク内に組み込まれています。ハイペロンを含む質量2.2$M_\odot$の中性子星を$\beta$平衡状態に保ちながら、現在の制約と一致する半径と潮汐変形を生成できることが判明した。
歳差運動するコンパクト連星におけるスピン誘起四重極モーメントの調査
| Title |
Probing_Spin-Induced_Quadrupole_Moments_in_Precessing_Compact_Binaries |
| Authors |
Zhenwei_Lyu_and_Michael_LaHaye_and_Huan_Yang_and_B\'eatrice_Bonga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09032 |
スピン誘起四重極モーメントは、ブラックホール、中性子星、追加の磁場および/または修正された重力理論からインスピレーションを得たブラックホール模倣体などのコンパクトな天体の重要な特性評価を提供します。一般相対性理論におけるブラックホールは特定のスピン誘起四重極モーメントを持ち、他の物体は異なる値を持つ可能性があります。この四重極モーメントの値が異なると、スピン歳差運動の変化が生じ、その結果、吸気波形が変化します。以前の研究で開発されたスピン力学と関連する歳差運動波形に基づいて、さまざまなブラックホール、中性子星、およびブラックホール模倣連星におけるスピン誘起モーメントの測定の見通しを評価します。少なくとも1つの物体が質量ギャップ内にあるバイナリに焦点を当てます(GW190814で見つかった$2.6M_\odot$物体と同様)。一般的な歳差運動連星の場合、歳差運動に対するスピン誘起四重極モーメントの影響は、質量ギャップ天体の性質、つまり軽いブラックホールか重い中性子星かに影響を受けやすいことがわかりました。したがって、これはこれらのオブジェクトの性質を調べるのに適しています。歳差運動するブラックホール模倣連星の場合、この波形は、スピン誘起四重極モーメントの歳差運動効果を組み入れずに得られた以前の結果よりも、スピン誘起四重極モーメントに対して大幅に厳しい制約を提供します。この波形をGWTCカタログのサンプルイベントに適用して、スピン誘起四重極モーメントに対するより適切な制約を取得し、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションのO$4$実行におけるイベントの測定の見通しについて議論します。
この論文では、超伝導陽子の位置と対称性を研究します。統一されたバルセロナ-カターニア-パリ-マドリード状態方程式(BCPMEoS)とリムとホルトによるペアリングギャップ計算[1]に基づいてトルマン-オッペンハイマー-ヴォルコフ(TOV)方程式を解くと、およそ500メートルの距離にあることがわかります。液体の核（等方的で連続的な対称性を持つ）と、核と地殻の界面の約100～150メートル（異方性対称性を持つ）は超伝導であるが、星の残りの部分は正常である。パスタ相において超伝導の対称性が目立たないかどうかを特定するために、カイラル有効場理論(ChEFT)に基づくEoSを使用して、飽和核物質と純粋中性子物質の共存を研究します。共存時の最大圧力は$P_{*}\simeq0.5\;{\rmMeV\,fm^{-3}}$であることがわかりました。共存計算の精度を検証するために、圧縮性液滴モデルを使用して表面とクーロン補正を評価します。私は、パスタ相の完全に秩序だったスラブ領域における陽子トンネリング速度を計算し、選択したEoSでは、隣接するスラブ間の陽子超流トンネリングは無視できるほどであり、スラブ領域は準2つの対称システムとして記述されるべきであると結論付けました。次元の層。
ヘリオシース内部の断熱エネルギー変化: ピックアップ陽子の分布と高エネルギー中性原子束にどのような影響を与えるのでしょうか?
| Title |
Adiabatic_energy_change_in_the_inner_heliosheath:_How_does_it_affect_the_distribution_of_pickup_protons_and_energetic_neutral_atom_fluxes? |
| Authors |
I._I._Baliukin,_V._V._Izmodenov,_D._B._Alexashov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09145 |
水素原子は局所的な星間物質から太陽圏に侵入し、イオン化しながらピックアップ陽子の集団を形成します。ピックアップ陽子の分布は、太陽風プラズマの圧縮(膨張)によって引き起こされる断熱加熱(冷却)によって変更されます。この研究では、通常無視されているか、不適切に考慮されている内部ヘリオシースの断熱エネルギー変化の重要性を強調します。ピックアップ陽子の電荷交換に起因するピックアップ陽子および高エネルギー中性原子(ENA)のエネルギーおよび空間分布に対するこのプロセスの影響は、速度論モデルを使用して調査および定量化されています。このモデルは、太陽風と局所的な星間物質との相互作用の運動磁気流体力学モデルのシミュレーションから得られた、太陽圏におけるプラズマと水素原子の地球規模の分布を利用しています。この研究結果は、断熱エネルギー変化がピックアップ陽子の速度分布の拡大とENA束の大幅な増加(エネルギー$\simで風上方向と風下方向で最大$\sim$5および$\sim$20倍)に関与していることを示しています。1auの観測者に対して1～2keVドル）。これは、ENAフラックス観測と数値シミュレーションの結果の間の矛盾を説明する際の断熱エネルギー変化の役割に光を当てます。
裸の特異点の周囲でコミサロフトーラスを放射するシンクロトロン
| Title |
Synchrotron_emitting_Komissarov_torus_around_naked_singularities |
| Authors |
German_D._Prada-M\'endez,_F._D._Lora-Clavijo_and_J._M._Vel\'asquez-Cadavid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09174 |
理論的な観点から見ると、コンパクト天体の周囲の物質降着プロセスは、強磁場領域における一般相対性理論をテストするための自然実験室として機能するため、非常に重要です。これにより、毛髪なし定理、宇宙検閲仮説、ブラックホールの効果を模倣するアインシュタイン方程式の代替解の存在などの基本的な概念を検証することができます。この研究では、$q$計量で記述される裸の特異点の周囲にある、ポーランドドーナツと呼ばれる幾何学的に厚い降着円盤の発光スペクトルを解析します。まず、この時空における磁化されたトーラスの平衡構成の構築を再検討し、これらの構成に対する変形パラメーターの役割を評価します。この時空の円盤を体系的に研究したら、\texttt{OSIRIS}コードを使用して逆方向光線追跡法を実行し、その結果、この計量範囲内の磁化されたトーラスの強度マップと発光プロファイルの最初のシミュレーションが得られます。さらに、$q<0$の値については、扁長変形を伴う物体に対応し、さらに、より高い値の角運動量で構築されると、発光スペクトルはシュワルツシルト時空で得られるものよりも高い強度を示します。したがって、裸の特異点の周囲に形成されたトーラスと静的なブラックホールの周囲のトーラスを区別する最初の微分特徴が見つかります。
インフレトンの回転速度と曲率摂動の音速の両方が減少すると、インフレーション中に曲率摂動が増幅され、かなりの量の原始ブラックホールが生成される可能性があります。超低速ロールインフレーションシナリオでは、曲率摂動のパワースペクトルが$k^4$増加することがわかりました。この論文では、音速が急激に低下すると、曲率摂動が赤外限界でスケールに依存し、曲率摂動のパワースペクトルが$k^2$しか成長しないことがわかりました。さらに、曲率摂動の音速とインフレトンの回転速度の両方が減少するインフレーションモデルのパワースペクトルの進化を研究することにより、パワースペクトルは大きなスケールでほぼスケール不変であることがわかります。宇宙マイクロ波背景放射観測からの制約を満たし、同時に小さなスケールで増強して原始ブラックホールを大量に形成することができます。音速とスローロールパラメータ$\eta$が同時に変化した場合、およびスローロールパラメータ$\eta$よりも先に音速が変化した場合、パワースペクトルは$k^を持つことができます。特定の条件下で6ドルの増加。これは、これまでに報告されたパワースペクトルの最も急激な増加です。
