神経尤度比推定による HST 強力レンズデータからのサブハロー実効密度勾配測定
| Title |
Subhalo_effective_density_slope_measurements_from_HST_strong_lensing_data_with_neural_likelihood-ratio_estimation |
| Authors |
Gemma_Zhang,_At{\i}n\c{c}_\c{C}a\u{g}an_\c{S}eng\"ul,_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09739 |
強力な重力レンズ画像を使ってサブハローの特性を調べると、暗黒物質の性質を解明できる可能性があります。今後の大規模調査により、サブハロー研究に使用できる桁違いに強力なレンズ系が発見されることが期待されます。多数の強力なレンズ画像から情報を最適に抽出するために、機械学習は、従来の分析方法では達成できない効率的な分析のための有望な手段を提供しますが、実際の観察への機械学習技術の適用は依然として限定的です。我々は、ニューラル尤度比推定器を使用する以前の研究を基礎にして、サブハローの実効密度勾配を制約し、実際の強いレンズ観察におけるこの方法の実現可能性を実証します。これを行うために、フォワードシミュレーションパイプラインに大幅な改善を実装し、シミュレートされた画像を使用して慎重なモデル評価を実施します。最終的に、訓練されたモデルを使用して、\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}によって撮影された一連の強力なレンズ画像を組み合わせて、有効なサブハロー密度勾配を予測します。この一連の観測のサブハローの傾き測定値は、冷たい暗黒物質のサブハローの傾き予測よりも急であることがわかりました。私たちの結果は、観測で高いサブハロー傾斜も測定したいくつかの以前の研究に追加されます。これについて考えられる説明としては、急勾配のサブハローは選択効果により検出されやすく、統計的な偏りに寄与するというものですが、それでも、今回の結果は、今後の調査で得られるより強力なレンズ観察を注意深く分析する必要があることを示しています。
高$z$銀河マッピングのための前景くさびを除去した21cm光円錐の機械学習による復元
| Title |
Machine-learning_recovery_of_foreground_wedge-removed_21-cm_light_cones_for_high-$z$_galaxy_mapping |
| Authors |
Jacob_Kennedy,_Jonathan_Cola\c{c}o_Carr,_Samuel_Gagnon-Hartman,_Adrian_Liu,_Jordan_Mirocha,_Yue_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09740 |
今後の実験では、再電離時代（EoR）中の空間の三次元体積にわたる21cm信号の空間分布をマッピングする予定です。21cm信号の断層撮影画像における天体物理学的前景汚染の問題を軽減するためにいくつかの方法が提案されており、その1つは円筒フーリエ空間内のくさび形領域の切除を伴います。これにより、前景によって最も汚染されやすい$k$モードが除去されますが、ウェッジ内に位置する宇宙論的情報も同時に除去されるため、21cm画像の構造が大幅に歪められます。この研究では、U-Netベースのディープラーニングアルゴリズムを構築し、ライトコーン効果を新たに組み込んで、21cm信号の前景ウェッジを除去したマップを再構築します。平方キロメートルアレイ(SKA)を基準機器として採用することで、当社のU-Netリカバリフレームワークが機器の制限やノイズに対して堅牢であることを強調します。その後、高赤方偏移銀河の検索をガイドし、既存の銀河カタログにコンテキストを提供する際の、復元されたマップの有効性を評価します。これにより、高赤方偏移銀河の光度関数が環境によってどのように変化するかについての研究が可能になり、最終的には銀河間物質(IGM)の電離状態と銀河終焉期の関係についての理解が深まります。
z < 6 の中性水素島からの 21 cm バイスペクトル
| Title |
The_21-cm_bispectrum_from_neutral_hydrogen_islands_at_z_ |
| Authors |
Janakee_Raste,_Girish_Kulkarni,_Catherine_A._Watkinson,_Laura_C._Keating,_Martin_G._Haehnelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09744 |
$z<6$におけるライマン$\alpha$森林の不透明度の空間的変化は、宇宙の再電離の遅い終了を必要としているようです。この写真では、宇宙には$z\sim5.3$の赤方偏移に至るまでの範囲で最大100cMpc$/h$の中性水素の「島」が含まれています。この再電離の終了の遅れは、他のさまざまな観測結果によっても裏付けられているようです。このシナリオの意味するところは、$z<6$における宇宙論的な21cm信号のパワースペクトルが従来の再電離モデルに比べて桁違いに増強されていることである。しかし、これらの中性水素島は、宇宙論的な大規模構造の最も深い空隙の位置にもあると予測されています。その結果、それらからの21cm信号の分布は非常に非ガウス的になります。再電離の高ダイナミックレンジ放射伝達シミュレーションを使用して、これらの領域から21cmのバイスペクトル信号を導出します。$z>6$で再電離が完了する従来のモデルと比較して、私たちのモデルは21cmのバイスペクトルの値が大幅に大きいことがわかりました。中立島はまた、$\sim1$cMpc$^{-1}$の特徴的なスケールで二等辺バイスペクトルの特徴を刻印します。また、三角形インデックスを定義することで、一般的な三角形構成の21cmバイスペクトルも研究します。楽観的な前景除去を仮定すると、SKA1-LOWを使用して1080時間の観測で$\nu\gtrsim200$MHzで21cmのバイスペクトル信号を検出できるはずです。
自己教師あり機械学習を使用した宇宙論におけるデータ圧縮と推論
| Title |
Data_Compression_and_Inference_in_Cosmology_with_Self-Supervised_Machine_Learning |
| Authors |
Aizhan_Akhmetzhanova,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09751 |
現在および今後の宇宙論的調査から大量のデータが流入するため、情報の損失を最小限に抑えてデータを効率的に要約できる圧縮スキームが必要です。自己教師あり機械学習のパラダイムを新しい方法で活用し、シミュレーションベースの拡張を使用して大規模なデータセットの代表的な要約を構築する方法を紹介します。この方法を流体力学的宇宙論的シミュレーションに展開することで、この手法が非常に有益な要約を提供できることを示します。この要約は、正確で正確なパラメーター推論など、下流のさまざまなタスクに使用できます。このパラダイムを使用して、バリオン物理学の影響など、所定の系統的効果の影響を受けない要約表現を構築する方法を示します。私たちの結果は、自己教師あり機械学習技術が、宇宙論的データの圧縮とその分析に有望な新しいアプローチを提供することを示しています。
ニュートリノとバリオンを使用した非線形 CMB レンズ: FLAMINGO シミュレーションと高速近似
| Title |
Non-linear_CMB_lensing_with_neutrinos_and_baryons:_FLAMINGO_simulations_vs._fast_approximations |
| Authors |
Amol_Upadhye,_Juliana_Kwan,_Ian_G._McCarthy,_Jaime_Salcido,_John_C._Helly,_Roi_Kugel,_Matthieu_Schaller,_Joop_Schaye,_Joey_Braspenning,_Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke,_Jeger_C._Broxterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09755 |
宇宙マイクロ波背景放射の弱いレンズ効果は、ニュートリノ、暗黒エネルギー、新しい物理学の強力な探査手段として急速に浮上しています。我々は、初期の非線形摂動理論と後期の宇宙論的シミュレーションを使用したパワースペクトルエミュレーションを組み合わせた、非線形CMBレンズパワースペクトルの高速計算を提示します。FLAMINGO5.6Gpcキューブの暗黒物質のみのシミュレーションからのライトコーンと計算を比較すると、nuLambdaCDM宇宙論が現在のデータと一致する場合、その精度が多極子L=3000(L=5000)まで1%(2%)であることを確認します。活動銀河核からのフィードバックなどの小規模なバリオン現象によるクラスタリングの抑制により、レンズ力が10%程度減少する可能性があります。摂動理論とエミュレータベースの計算に、この抑制の新しいフィッティング関数であるSP(k)を追加し、FLAMINGO流体力学シミュレーションと比較してその精度がL=5000で4%であることを確認し、大質量ニュートリノモデルでも同様の精度を示します。さらに、ニュートリノとバリオンによるスケール依存の抑制が近似的に因数分解されることを実証し、バリオンフィードバックを注意深く扱うことでニュートリノの質量制約の偏りを制限できることを示唆しています。
私たちは、宇宙定数による暗黒エネルギーが支配する宇宙プラズマ中に正確に存在し得る電磁波モードを調査します。低温プラズマと高温プラズマの場合、電磁プラズマ波が正確に検出できることがわかりました。この宇宙論の効果は、プラズマの周波数応答を効果的に変更するモードの波動方程式における時間依存のポテンシャルとして現れます。この電位は、時空の計量とプラズマの熱力学的特性に依存します。冷たい場合と熱い場合の両方の場合、解はそれぞれエアリー関数とベッセル関数の観点から求められ、いくつかの物理的な初期条件を満たします。これらの解決策は、電磁プラズマ波の波長に離散化条件を課します。したがって、このダークエネルギー宇宙論には、いくつかの特定の波動モードのみが正確に存在することができます。これらの条件を緩和すると、非常に高温のプラズマ限界内でのみ平面波に近似する他の解が得られます。
最近の観測データを使用した $f(R,T) = R + 2\lambda T$ 宇宙論モデルの制約
| Title |
Constraining_the_$f(R,T)_=_R_+_2\lambda_T$_cosmological_model_using_recent_observational_data |
| Authors |
N._Myrzakulov,_M._Koussour,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_and_E._I._Hassan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09913 |
この論文では、最新の観測データを踏まえて$f(R,T)=R+2\lambdaT$($\lambda$は自由パラメータを表す)で記述される宇宙モデルの包括的な調査を検討します。$Hubble$と$Pantheon$データセットを使用してモデルを制約することにより、観測された宇宙の挙動との互換性を判断します。この目的のために、有効状態方程式(EoS)パラメーターにパラメトリック形式を採用します。このパラメトリック形式により、赤方偏移に関するEoSパラメータの進化を記述し、さまざまな宇宙時代におけるその動作を調査することができます。減速パラメータの分析により、現在の値が$q_0=-0.64^{+0.03}_{-0.03}$である加速宇宙が明らかになり、加速膨張の現在の段階を示します。遷移の赤方偏移は$z_{tr}=0.53^{+0.04}_{-0.03}$であることがわかり、減速から加速への遷移の時期を示しています。また、密度パラメーター、圧力、有効EoS、安定性などの重要な宇宙論的パラメーターの進化も分析します。これらの発見は、必要な負圧を生成し、それによって宇宙膨張を効率的に推進できる強力な候補としての$f(R,T)$宇宙論モデルの実行可能性を総合的に示しています。さらに、行われた安定性解析は、より広範な宇宙環境におけるモデルの安定性を強調しています。結合パラメーター$\lambda$に最適な値を提供することにより、このアプローチは、このモデルの広範な状況と、宇宙論と天文学のさまざまな領域にわたるその潜在的なアプリケーションのさらなる探求を動機付け、奨励します。
RAT から富者へ: 超軽量暗黒物質の原子干渉計探索における人為的および共生的ノイズの軽減
| Title |
From_RATs_to_riches:_mitigating_anthropogenic_and_synanthropic_noise_in_atom_interferometer_searches_for_ultra-light_dark_matter |
| Authors |
John_Carlton_and_Christopher_McCabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10731 |
原子干渉計は、超軽量暗黒物質(ULDM)を検出するための有望な新しい手段を提供します。原子干渉計は局所的な重力ポテンシャルの変動に対する感度が非常に高いため、人間(人為的)および動物(共生的)の活動からのノイズ源にさらされ、ULDMからの信号が不明瞭になる可能性があります。私たちは、潜在的な人為的および共人的ノイズ源を特徴付け、オックスフォード大学に設置される予定の原子干渉計実験であるAION-10による1年間にわたる測定キャンペーンに対するそれらの影響を調査します。私たちは、人為的ノイズと共生的ノイズを特定してマスクするデータクリーニングフレームワークを提案します。このフレームワークを使用すると、人為的ノイズと共鳴的ノイズの特定の構成に応じて、ノイズの多い条件であっても、ULDMに対する感度をアトムショットノイズに制限された実験の10%から40%以内に回復できることを実証します。この研究は、原子干渉計によるULDM検出を追求するための堅牢なノイズ低減解析戦略の作成に向けた重要なステップとなります。
我々は、宇宙マイクロ波背景温度マップの相同性解析を通じて、標準宇宙論モデルの統計的等方性の教義をテストします。正規化されたマップの小さなセクターを調べると、その結果は、平均と分散をマスクされたパッチからローカルに計算したのか、マスクされた空全体から計算したのかに依存していることがわかります。正規化のために局所的な平均と分散を割り当てると、銀河の北半球におけるデータとモデルの間の最大の不一致が$3.5$s.d.を超えていることがわかります。度スケールのPR4データセットの場合。PR3データセットの場合、C-RマップとSMICAマップは、$\sim4$および$4.1$s.dでPR4データセットよりも高い重要性を示します。ただし、NILCマップとSEVEMマップは$\sim3.4$s.d.で低い重要性を示します。南半球では、PR4データセットとPR3データセットの両方について、データとモデルの間で高度な一貫性が示されています。完全にマスクされた空の平均と分散を割り当てると、北半球、特に尾部の重要性が減少します。しかし、南半球の尾部は、約$5$度で$4$以上の標準偏差で大きく不一致です。$\chi^2$-統計から得られた$p$値は、両方の実験で同等の有意性を示します。球の四分円を調べると、第一四分円が不一致の主な原因であることがわかります。一見すると、結果はCMBマップの統計的等方性の崩壊を示していますが、異常の原因を突き止めるにはさらなる研究が必要です。いずれにせよ、これらのマップの特性は、パラメーター推定や関連するハッブル張力などの下流の計算に重大な影響を与える可能性があります。
すばる Hyper Suprime-Cam 調査初年度データによる弱いレンズのピークと極小値からの宇宙論
| Title |
Cosmology_from_weak_lensing_peaks_and_minima_with_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_survey_first-year_data |
| Authors |
Gabriela_A._Marques,_Jia_Liu,_Masato_Shirasaki,_Leander_Thiele,_Daniela_Grand\'on,_Kevin_M._Huffenberger,_Sihao_Cheng,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Ken_Osato,_William_R._Coulton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10866 |
我々は、SubaruHyperSuprime-Cam初年度(HSCY1)の弱いレンズせん断カタログのピーク数、最小数、および角パワースペクトルから導出された宇宙論的制約を提示します。弱いレンズのピークと最小のカウントには非ガウス情報が含まれるため、宇宙論を制約する際の従来の2点統計を補完します。この研究では、HSCY1データに合わせて調整された一連の$N$-bodyシミュレーションを使用して、3つの要約統計量とその宇宙論への依存性をフォワードモデル化します。私たちは、固有の配列、バリオンフィードバック、乗算バイアス、測光赤方偏移の不確実性などの系統的および天体物理学的影響を調査します。角度スケール、平滑化スケール、統計ビン、断層撮影赤方偏移ビンにカットを適用することで、これらの体系的な影響を軽減します。フラット$\Lambda$CDMモデルを仮定して、ピーク、最小値、パワースペクトルを組み合わせると、$S_{8}\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}=0.810^{+0.022}_{が得られます。-0.026}$、角パワースペクトルのみから得られる制約よりも35\%厳しい制約です。私たちの結果は、HSCの弱いレンズせん断データを使用した他の研究や、プランク2018宇宙論、アタカマ宇宙望遠鏡と南極望遠鏡からの最近のCMBレンズ制約と一致しています。
連星は 3 つの巨大な周連惑星をホストできるでしょうか?
私たちは、3つの巨大な惑星を持つ傾斜した周連惑星系の軌道の安定性を調査します。惑星は、内側のペアの周期比が外側のペアと同じになるように、$\Delta=3.4-12.0$の範囲で相互のヒル半径の一定数($\Delta$)だけ離れています。たとえ同一平面上にある連星の周りの同じ系が安定していても、傾いた周連系惑星系は不安定になる可能性があります。等質量連星の場合、三惑星系の安定性は二惑星系の安定性と定性的に似ていますが、平均運動共鳴領域では三惑星系の方が不安定であることがわかります。質量が等しくない連星の場合、内側の惑星がフォン・ツァイペル・コーザイ・リドフ振動を起こす可能性があるため、3惑星系の不安定性が大幅に高まります。一般に、不安定な系では、内惑星は外惑星よりも弾き出される可能性が高くなります。$\Delta\lesssim8$の場合、密接に配置された系で最も可能性の高い不安定な結果は、安定した惑星が1つ残ることです。より広く分離された星系$\Delta\gtrsim8$の場合、最も可能性の高い不安定な結果は、2つの安定した惑星のうち1つだけが弾き出されるというものです。大きな離心率をもつ周連系惑星が観察された場合、それが不安定な系から形成されたことを示唆している可能性があります。その結果、連星が等しい質量に近く、惑星の間隔が十分にあり、平均運動共振に近づかない限り、連星は3つの傾いた巨大惑星を収容することができます。
2018 年 11 月と 2019 年 9 月の恒星食による (2060 年) キロンのサイズ、形状、および周囲の物質に関する制約
| Title |
Constraints_on_(2060)_Chiron's_size,_shape,_and_surrounding_material_from_the_November_2018_and_September_2019_stellar_occultations |
| Authors |
Felipe_Braga-Ribas,_C._L._Pereira,_B._Sicardy,_J._L._Ortiz,_J._Desmars,_A._Sickafoose,_M._Emilio,_B._Morgado,_G._Margoti,_F._L._Rommel,_J._I._B._Camargo,_M._Assafin,_R._Vieira-Martins,_A._R._Gomes-J\'unior,_P._Santos-Sanz,_N._Morales,_M._Kretlow,_J._Lecacheux,_F._Colas,_R._Boninsegna,_O._Schreurs,_J._L._Dauvergne,_E._Fernandez,_H._J._van_Heerden,_H._Gonz\'alez,_D._Bihel,_F._Jankowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10042 |
既知の最大のケンタウルス天体(10199)カリクロの周囲に環が発見された後、私たちは、既知の2番目に大きいケンタウルス天体(2060)キロンによって生成された恒星掩蔽の観測キャンペーンを実施し、その物理的特性と物質の存在をよりよく特徴づけました。その周囲に。私たちはキロンによる2つの恒星掩蔽を予測し、観測に成功しました。これらの観察結果は、放射測定と一致する同等の表面半径を持つ楕円形のリムをフィッティングすることにより、そのサイズと形状を制約するために使用されました。(2060年の)キロンの形状に関する制約が初めて報告されました。等価半径をR$_{equiv}$=105$^{+6}_{-7}$kmと仮定すると、長半径a=126$\pm$22kmが得られます。キロンの真の回転光度曲線の振幅を考慮し、ヤコビ平衡形状を持つと仮定すると、半軸がa=126$\pm$22km、b=109$\pm$19km、c=68$\pm$13km、体積相当半径R$_{vol}$=98$\pm$17km、密度1119$\pm$4kgm$^{-3}$。私たちは、2011年のキロン周囲の二次現象の物理的特性を決定しました。これは、同じ方法が使用されたため、カリクロ環の物理的特性と直接比較できる可能性があります。2018年にSAAOから得られたデータは、主にサンプリング時間が長いため、提案されたリングの明確な証拠を示していません。一方、我々は、光学的深さと延長において(10199)CharikloのC1Rと同様の永久リングが存在する可能性を捨てました。(2060)カイロンによる最初のマルチコード恒星掩蔽を使用し、それがヤコビ平衡形状を持つとみなして、その3D形状を導き出しました。2023年9月10日に予測される掩蔽など、キロンの周囲の物質の特性をさらに調査するには、(2060年)キロンによる恒星掩蔽の新たな観測が必要である。
惑星による微惑星の星への散乱: 確率、時間スケール、および応用
| Title |
Planet-Driven_Scatterings_of_Planetesimals_Into_a_Star:_Probability,_Timescale_and_Applications |
| Authors |
Laetitia_Rodet_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10326 |
惑星系は、その生涯を通じて激しい動的活動を複数回経験することがあり、その結果、星をかすめる微惑星(または系外彗星)が生成され、主星の汚染が引き起こされます。このような活動は、システムの進化中に巨大な惑星が他の小さな天体と相互作用するときに特に顕著になります。しかし、力学のカオス的な性質のため、観測された微惑星擾乱活動から摂動惑星の特性を判断することは困難です。この研究では、主星による微惑星の破壊の可能性と時間スケールを惑星の特性の関数として決定することを目的として、一般的な環境における微惑星間散乱の結果を調べます。有限の惑星離心率と非ゼロ微惑星質量を考慮することで以前の結果を拡張し、散乱体が到達できる最小距離の新しい解析式を取得します。N体シミュレーションを通じて、最小距離の分布と、微惑星間散乱の3つの考えられる結果(惑星との衝突、放出、恒星による破壊)の可能性とタイムスケールを導き出します。私たちは、問題をスケールして一般化することを可能にする4つの定義的な無次元パラメータ(惑星の離心率、惑星と星の質量比、惑星の半径と長半径の比、および恒星の撹乱半径と惑星の半径の比)を特定します。私たちの発見は、幅広い軌道配置に当てはまります。これらの結果を使用して、我々は、ピクトリス星系における落下蒸発体、微惑星崩壊による白色矮星の汚染、主系列星による惑星の飲み込みという3つの応用を検討します。
溶岩惑星 55 Cnc e の最初の高解像度放出研究で鉄は検出されなかった
| Title |
A_Non-Detection_of_Iron_in_the_First_High-Resolution_Emission_Study_of_the_Lava_Planet_55_Cnc_e |
| Authors |
Kaitlin_C._Rasmussen,_Miles_H._Currie,_Celeste_Hagee,_Christiaan_van_Buchem,_Matej_Malik,_Arjun_B._Savel,_Matteo_Brogi,_Emily_Rauscher,_Victoria_Meadows,_Megan_Mansfield,_Eliza_M.R._Kempton,_Jean-Michel_Desert,_Joost_P._Wardenier,_Lorenzo_Pino,_Michael_Line,_Vivien_Parmentier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10378 |
近接した溶岩惑星は地球世界の極端な例ですが、その高温により、地殻の組成の多様性を調査できる可能性があります。これらの天体の中で最も明るく、最もよく研究されているのは、かに座55番星で、軌道が17時間と非常に短い、近くにあるスーパーアースです。しかし、多くの研究にもかかわらず、その大気の存在と構成については議論が残っています。Gemini-N/MAROON-Xで撮影された高解像度時系列スペクトルから導出された55Cnceの大気圧の上限を示します。私たちの結果は、$\sim$100mbarの薄い大気を予測する、この惑星の現在の地殻蒸発モデルと一致しています。55Cnceに鉱物雰囲気が存在する場合、大気圧は100mbar未満であると結論付けます。
太陽系探査のための Aerocapture 設計リファレンス ミッション: 金星から海王星まで
| Title |
Aerocapture_Design_Reference_Missions_for_Solar_System_Exploration:_from_Venus_to_Neptune |
| Authors |
Athul_Pradeepkumar_Girija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10384 |
Aerocaptureは、惑星の大気を利用して1回のパスで宇宙船を減速し、ほぼ燃料を使わずに軌道投入を実現する技術です。Aerocaptureは1980年代から広範囲に研究されてきましたが、まだ飛行したことはありません。Aerocapture中に発生するエントリ条件は目的地に大きく依存し、Aerocaptureによってもたらされるパフォーマンスの利点も目的地に依存します。航空捕獲は、極端な突入条件により航空捕獲が不可能となる木星と土星を除く、大気を含むすべての目的地に適用できます。NASA科学ミッション総局による最近の調査では、システムレベルのアーキテクチャ研究の出発点として、ベースライン設計のリファレンスミッションの必要性が強調されています。本研究では、AerocaptureMissionAnalysisTool(AMAT)を使用して、金星、地球、火星、タイタン、天王星、海王星の設計基準ミッションのリストを作成しています。これらの参照ミッションは、提案されたミッションの航空捕捉の実現可能性の初期評価を提供し、より詳細なシステム研究のための初期ベースライン値を提供します。リファレンスミッションセットは、建築レベルの研究のための進入条件、制御要件、空力熱負荷の迅速な推定を提供します。
高温の外黄土星系にはどれくらいの大きな塵が存在する可能性があるでしょうか?
| Title |
How_much_large_dust_could_be_present_in_hot_exozodiacal_dust_systems? |
| Authors |
T._A._Stuber_(1),_F._Kirchschlager_(2),_T._D._Pearce_(3),_S._Ertel_(4_and_5),_A._V._Krivov_(3),_S._Wolf_(1)_((1)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik_und_Astrophysik,_Christian-Albrechts-Universit\"at_zu_Kiel,_(2)_Sterrenkundig_Observatorium,_Ghent_University,_(3)_Astrophysikalisches_Institut_und_Universit\"atssternwarte,_Friedrich-Schiller-Universit\"at_Jena,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona,_(5)_Large_Binocular_Telescope_Observatory,_The_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10391 |
主系列星の恒星光球放射を超える赤外線の過剰が干渉法調査で発見されており、これは一般的に高温外黄道帯塵(HEZD)の存在に起因すると考えられています。主星のすぐ近くにあるサブマイクロメートルサイズの粒子が、見つかった過剰な近赤外線の原因であると推測されているが、塵の分布の一部としてのより大きな粒子の存在と量は、弱く制限されている。観察上の制約と一致しながら、サブマイクロメートルサイズの粒子に加えて、より大きな粒子（マイクロメートル以上のサイズ）がいくつ存在する可能性があるかを定量化します。これは、HEZDの起源に関するさまざまなシナリオを区別し、将来の機器で観測された場合にその観測上の出現をより適切に推定するために重要です。我々は、二峰性のサイズ分布を調査するために、HEZDの現在の観測を再現するのに適したモデルを拡張しました。$K$および$N$バンドの干渉測定から観測限界と一致する観測値をもつダスト分布の特性を導き出すことで、マイクロメートル以下およびマイクロメートル以上のサイズの粒子の半径、およびその質量、数、および質量を制約しました。磁束密度比。調査された系のいくつかの最も極端なケースでは、大きな粒子$\gtrsim10\,\mu$mがHEZDの質量収支を支配し、塵に由来する総磁束密度の最大25$\,$%に寄与する可能性があります。2.13$\,\mu$mの波長で、4.1$\,\mu$mの波長で最大50$\,$%。波長11.1$\,\mu$mでは、それらの発光が小さな粒子の発光よりも明らかに優勢である可能性があります。アルマ望遠鏡を使用してこのようなホットダストの分布を検出することは不可能ですが、ngVLAを使用すると、ミリメートル波長でHEZDを検出できる可能性があります。大きなダスト粒子は、特に長波長において、これまで想定されていたよりもHEZDの観察上の外観に重要な影響を与える可能性があります。
2 次元の質量と半径の関係を超えて: 高次元で惑星サンプルを特徴付けるためのノンパラメトリックかつ確率論的なフレームワーク
| Title |
Beyond_2-D_Mass-Radius_Relationships:_A_Nonparametric_and_Probabilistic_Framework_for_Characterizing_Planetary_Samples_in_Higher_Dimensions |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Matthias_Y._He,_Eric_B._Ford,_Sujit_K._Ghosh,_and_Angie_Wolfgang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10615 |
惑星のバルク組成を理解するための基礎となるのは、その質量と半径の関係ですが、これら2つの特性は、ほとんどの系外惑星では同時には知られていないことがよくあります。しかし、これまでの研究の多くは惑星の質量と半径の二次元関係をモデル化しているが、このアプローチは惑星の形成と進化に影響を与えた可能性のある他の特性への依存性をほとんど無視している。この研究では、\texttt{MRExo}の既存のノンパラメトリックかつ確率的フレームワークを拡張して、2次元を超えた分布を共同モデル化します。私たちの更新されたフレームワークでは、最大4つの観測値を同時にモデル化できると同時に、非対称な測定の不確実性と上限をデータに組み込むことができます。我々は、3つの科学ケースに対するこの多次元アプローチの可能性を示します。(i)惑星の質量、半径、日射量、恒星の質量に対する4次元のジョイントフィット。日射量と恒星の質量にわたる惑星のかさ密度の変化を示唆します。(ii)惑星半径の谷が異なる恒星の質量にわたってどのように進化するかを示す、カリフォルニアケプラー調査サンプルへの3次元当てはめ。(iii)塵の質量測定値の上限を組み入れながら、狼瘡のクラスII原始惑星系円盤のサンプルに2次元で当てはめます。さらに、ブートストラップとモンテカルロサンプリングを使用して、有限サンプルサイズと予測量に対する測定の不確実性の影響を定量化します。これらの変更により、既存のオープンソースのユーザーフレンドリーな\texttt{MRExo}\texttt{Python}パッケージが更新され、ユーザーはこの柔軟性の高いフレームワークをここで示したもの以外のさまざまなデータセットに適用できるようになります。
PyATMOS: 仮説上の惑星大気のスケーラブルなグリッド
| Title |
PyATMOS:_A_Scalable_Grid_of_Hypothetical_Planetary_Atmospheres |
| Authors |
Aditya_Chopra,_Aaron_C_Bell,_William_Fawcett,_Rodd_Talebi,_Daniel_Angerhausen,_At{\i}l{\i}m_G\"une\c{s}_Baydin,_Anamaria_Berea,_Nathalie_A._Cabrol,_Christopher_Kempes,_Massimo_Mascaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10624 |
クラウドコンピューティングは、系外惑星コミュニティに役立つデータセットを効率的に生成できるようにモデルの実行を並列化することで、コンピューティングリソースを大量に消費する気候モデルを大規模に実行する機会を提供します。潜在的に居住可能な惑星大気の統計的分布と特性をより深く理解するために、私たちは並列気候モデリングツールを実装して、さまざまな仮想大気をスキャンしました。現代の地球の大気から始めて、さまざまな大気を反復的かつ漸進的にシミュレーションして、地球の地形を推測しました。生物学的媒介ガス(\ce{O2}、\ce{CO2}、\ce{H2O}、\ce{CH4}、\ce{H2}、\ce{N2)の存在量などの複数パラメータ空間})それは、太陽型恒星の周りの地球に似た惑星に「定常状態」の惑星大気をもたらすでしょう。私たちの現在のデータセットは、\numatmospheresでシミュレートされた系外惑星大気モデルで構成されており、NASA系外惑星アーカイブで公開されています。大気を分析する私たちのスケーラブルなアプローチは、高度の関数として大気のガス流量と温度の推定値を提供することで、将来の惑星大気の観測を解釈するのにも役立つ可能性があります。このようなデータは、系外惑星表面の潜在的な居住可能性のハイスループットの一次評価を可能にし、sepは大気および系外惑星の科学領域における機械学習アプリケーションの学習データセットとなる可能性があります。
チャンドラヤーン 3 号代替着陸地点: 着陸前の特性評価
| Title |
Chandrayaan-3_Alternate_Landing_Site:_Pre-Landing_Characterisation |
| Authors |
K._Durga_Prasad,_Dibyendu_Misra,_Amitabh,_Megha_Bhatt,_G._Ambily,_Sachana_Sathyan,_Neeraj_Srivastava_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10712 |
インドの3度目の月探査計画チャンドラヤーン3号は、月の高緯度の場所に着陸船と探査車を配備し、このような原始的な場所で初の現場科学調査を実施できるようになり、初生地殻形成とその後の理解が深まる可能性がある。変更プロセス。主要着陸地点(PLS)は南緯69.367621度、東経32.348126度に位置しています。不測の事態として、代替着陸地点（ALS）もほぼ同じ緯度だがPLSから西に約450km離れた場所に選択された。この研究では、史上最高の高解像度チャンドラヤーン2号OHRCDEMとオルソ画像、チャンドラヤーン1号と進行中の月偵察探査機から得られたデータセットを使用して、ALSの地形、組成、温度特性の詳細な研究が行われました。熱物理学的挙動を理解するために、十分に確立された熱物理モデルを使用しました。チャンドラヤーン3ALSは、中央部が隆起した滑らかな地形を特徴とすることがわかりました。ALSは、ティコとモレトゥスの噴出物質をサンプリングできる可能性が高い、科学的に興味深い場所です。現場のスペクトル分析と元素分析に基づいて、Feが約3000グラム付近であることが判明しました。4.8wt.%、Mgは約4.8wt.%5wt.%、Caは約5wt.%１１重量％。組成的には、ALSは高地の土壌組成を持つPLSに似ています。ALSの表面温度には、約40Kと175Kの空間的および日内変動が観察されています。ALSはPLSと同様の場所に属しますが、PLSと比較して日中の気温が低下し、夜間の気温が上昇しており、独特の熱物理学的特徴を持つ地形であることが示されています。PLSと同様に、ALSも科学調査にとって興味深い場所であるようで、チャンドラヤーン3号は、たとえ代替着陸場所に着陸したとしても、月の科学の理解に新たな洞察をもたらすことが期待されている。
3 惑星系における通過タイミングの変動: TOI-270
| Title |
Transit_Timing_Variations_in_the_three-planet_system:_TOI-270 |
| Authors |
Laurel_Kaye,_Shreyas_Vissapragada,_Maximilian_N._Gunther,_Suzanne_Aigrain,_Thomas_Mikal-Evans,_Eric_L._N._Jensen,_Hannu_Parviainen,_Francisco_J._Pozuelos,_Lyu_Abe,_Jack_S._Acton,_Abdelkrim_Agabi,_Douglas_R._Alves,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Khalid_Barkaoui,_Oscar_Barragan,_Bjorn_Benneke,_Patricia_T._Bo_yd,_Rafael_Brahm,_Ivan_Bruni,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_David_Ciardi,_Ryan_Cloutier,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Ian_J._M._Crossfield,_Nicolas_Crouzet,_Tansu_Daylan,_Diana_Dragomir,_Georgina_Dransfield,_Daniel_F_abrycky,_Michael_Fausnaugh,_Gabor_Fuuresz,_Tianjun_Gan,_Samuel_Gill,_Michael_Gillon,_Michael_R_Goad,_Varoujan_Gorjian,_Michael_Greklek-McKeon,_Natalia_Guerrero,_Tristan_Guillot,_Emmanuel_Jehin,_J._S._Jenkins,_Monika_Lendl,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10763 |
我々は、明るい(K-mag=8.25)M3Vの周囲でTESSによって発見された、1つのスーパーアースと2つの亜海王星からなる3つの通過惑星系であるTOI-270(L231-32)の地上および宇宙ベースの測光観測を紹介します。小人。惑星は低次の平均運動共鳴（5:3および2:1）に近い軌道を周回しているため、大きな通過タイミング変動（TTV）を示すことが予想されます。2018年から2020年にかけて8つの異なる天文台を使用した大規模な観測キャンペーンを経て、惑星cとdの振幅が$\sim$10分、超周期が$\sim$3年であるTTVが明確に検出されたことを報告しました。3つの惑星すべての半径と平均公転周期の大幅に洗練された推定値として。TTVの力学モデリングだけでは、惑星cとdの質量比と離心率に強い制約が課されます。動径速度観測から最近発表された制約を組み込むと、$M_{\mathrm{b}}=1.48\pm0.18\,M_\oplus$,$M_{c}=6.20\pm0.31\,M_の質量が得られます。惑星b、c、dの\oplus$と$M_{\mathrm{d}}=4.20\pm0.16\,M_\oplus$です。また、3つの惑星すべてについて、小さいながらも重大な離心率も検出しました:$e_\mathrm{b}=0.0167\pm0.0084$、$e_{c}=0.0044\pm0.0006$、$e_{d}=0.0066\pm0.0020ドル。私たちの発見は、内側の惑星には地球に似た岩石の組成があり、外側の2つの惑星には追加のHe/H$_2$O雰囲気を持つ地球に似た核があることを示唆しています。TOI-270は現在、通過する小型惑星の中で最もよく拘束された系の1つであり、依然として大気特性評価の優れた対象となっています。
JADES/NIRSpec高分解能分光法による $z\gtrsim6$ 銀河の電離ガス運動学と動的質量
| Title |
Ionised_gas_kinematics_and_dynamical_masses_of_$z\gtrsim6$_galaxies_from_JADES/NIRSpec_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Anna_de_Graaff,_Hans-Walter_Rix,_Stefano_Carniani,_Katherine_A._Suess,_St\'ephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Daniel_J._Eisenstein,_Marijn_Franx,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Gareth_C._Jones,_Roberto_Maiolino,_Michael_V._Maseda,_Erica_Nelson,_Eleonora_Parlanti,_Tim_Rawle,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09742 |
私たちは、静止系光学輝線[OIII]およびHの高分解能JWST/NIRSpec多天体分光法を使用して、JWSTAdvancedDeepExtragacularSurvey(JADES)で6つの$5.5<z<7.4$銀河の運動学的ガス特性を調査します。$\アルファ$。この天体は小さく、恒星の質量が低く($\sim1\,$kpc;$M_*\sim10^{7-9}\,{\rmM_\odot}$)、現在運動学的に研究されているどの銀河よりも質量が小さいです。これまでのところ$z>1$です。観測された星形成速度から示唆される冷たいガスの質量は、星の質量より$\sim10\times$大きい。私たちは、それらのイオン化ガスがJWSTによって空間的に分解され、線の広がりと空間速度勾配の証拠があることがわかりました。シンプルな薄板モデルを使用して、NIRSpec機器の複雑な形状、点像分布関数、ピクセル化を考慮した新しいフォワードモデリングソフトウェアを使用してこれらのデータをフィッティングしました。$v(r_{\rme})\about100-150\,{\rmkm\,s^{-1}}の速度勾配が検出されたため、サンプルには回転支配構造と分散支配構造の両方が含まれていることがわかります。$を計算し、宇宙正午の速度分散に匹敵する$\sigma_0\約30-70\,{\rmkm\,s^{-1}}$の速度分散を見つけます。これらのモデルによって暗示される動的質量($M_{\rmdyn}\sim10^{9-10}\,{\rmM_\odot}$)は、恒星の質量よりも最大40倍大きく、さらに40倍も大きくなります。バリオン質量(ガス+星)の合計を$\sim3$倍します。定性的には、観察された速度勾配が回転円盤ではなく進行中の合体を反映している場合でも、この結果は堅牢です。観測された輝線の運動学が流出によって支配されていない限り、これは、これらの銀河の中心が暗黒物質に支配されているか、星形成の効率が3倍$低く、推定されるガス質量が増加していることを意味します。
2005 年から 2022 年までの Sgr A* の近赤外線束分布: 2019 年の降着エピソードの強化の証拠
| Title |
Near-Infrared_Flux_Distribution_of_Sgr_A*_from_2005-2022:_Evidence_for_an_Enhanced_Accretion_Episode_in_2019 |
| Authors |
Grant_C._Weldon_(1),_Tuan_Do_(1),_Gunther_Witzel_(2),_Andrea_M._Ghez_(1),_Abhimat_K._Gautam_(1),_Eric_E._Becklin_(1),_Mark_R._Morris_(1),_Gregory_D._Martinez_(1),_Shoko_Sakai_(1),_Jessica_R._Lu_(3),_Keith_Matthews_(4),_Matthew_W._Hosek_Jr._(1),_and_Zo\"e_Haggard_(1)_((1)_UCLA,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_(3)_UC_Berkeley,_(4)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09749 |
SgrA*は、銀河中心の超大質量ブラックホールへの降着に関連する可変電磁源です。SgrA*の近赤外(NIR)変動は20年間にわたって一貫していることが示されていますが、2019年の前例のない活動により、既存の統計モデルが疑問視されています。私たちは、2005年から2022年までのすべてのケック天文台SgrA*画像観測を再校正および再分析することにより、この活動の起源を調査します。レーザーガイドスター補償光学を備えた2.12$\μ$mのNIRC2イメージャを使用した69の観測エポックからの光度曲線を示します。これらの観察は、SgrA*の平均光度が2019年に$\sim$3倍増加し、2019年の光度曲線の分散が調査したすべての期間よりも高かったことを明らかにしています。2020年から2022年の光束分布は過去のサンプルとモデルの予測と統計的に一致していますが、$\sim$2$\sigma$レベルで0.6mJyを超える明るい測定値が少ないことがわかりました。2019年以降、最大$K_s$(2.2$\mu$m)フラックス0.9mJyを観測しました。これに対し、2019年以前の最高フラックスは2.0mJy、2019年の最高フラックスは5.6mJyでした。私たちの結果は、2019年の活動がSgrA*への一時的な降着増加によって引き起こされたことを示唆しており、おそらく2014年にガス状天体G2から潮汐によって剥ぎ取られたガスの遅れた降着が原因であると考えられます。また、長期間のベースラインにわたるかすかなSgrA*フラックスも調べます。準定常静止状態を探します。SgrA*は$\sim$500倍にわたる磁束変動を示しますが、NIRに静止状態があるという証拠はないことがわかります。
CEERS キーペーパー VII: JWST/MIRI はスピッツァーでは見えなかった宇宙正午の微かな銀河集団を明らかにする
| Title |
CEERS_Key_Paper_VII:_JWST/MIRI_Reveals_a_Faint_Population_of_Galaxies_at_Cosmic_Noon_Unseen_by_Spitzer |
| Authors |
Allison_Kirkpatrick,_Guang_Yang,_Aurelien_Le_Bail,_Greg_Troiani,_Eric_F._Bell,_Nikko_J._Cleri,_David_Elbaz,_Steven_L._Finkelstein,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_Dale_D._Kocevski,_Ray_A._Lucas,_Jed_McKinney,_Casey_Papovich,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Alexander_de_la_Vega,_Micaela_B._Bagley,_Emanuele_Daddi,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Adriano_Fontana,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Pablo_Arrabal_Haro,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Lisa_J._Kewley,_Anton_M._Koekemoer,_Jennifer_M._Lotz,_Laura_Pentericci,_Nor_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Rachel_S._Somerville,_Jonathan_R._Trump,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09750 |
宇宙進化早期放出科学(CEERS)プログラムは、2022年にジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の中間赤外線装置(MIRI)を使用して拡張グロースストリップを観測しました。この論文では、より長い時間で観測された4つのMIRIポインティングについて説明します。F770W、F1000W、F1280W、F1500W、F1800W、F2100Wなどの波長フィルター。MIRI銀河とスピッツァー/MIPS24$\mu$m集団をEGS場で比較します。MIRIは、JWSTのはるかに大きな開口とMIRIの向上した感度のおかげで、大幅に短い積分時間でMIPSよりも一桁深く観察できることがわかりました。MIRIは、$z\sim1-2$で暗い($L_{\rmIR}<10^{10}L_\odot$)銀河を見つけるのが非常に得意です。私たちは、MIRI銀河のかなりの部分が「弱い中赤外」であること、つまり強い近赤外放射と比較的弱い中赤外放射を持ち、星形成の大部分が隠されていないことを発見しました。赤外光度の増加に伴って中赤外から近赤外への放射がどのように変化するかを捉える新しいIRテンプレートを紹介します。我々は、中赤外の弱い銀河と活動銀河核（AGN）を塵の多い星形成銀河から分離するための2つのカラー図を提示し、これらのカラー図は相互に組み合わせて使用すると最も効果的であることを発見した。我々は、10$\mu$mのソースの最初の数を提示し、MIRIポイントごとに$\lesssim10$のIRAGNが存在することを発見しました。これはおそらく、本質的に中赤外の弱い銀河からAGNを区別することが困難であるためです(金属性が低いため、または低いため)。粉塵含有量が低い）。MIRIは$z=1-2$にある中程度の明るさ($L_{\rmIR}=10^9-10^{10}L_\odot$)の銀河を観察するのに最も効果的であり、測光だけでは不十分であると結論付けています。この微光集団内のAGNを特定するのに効果的です。
超微光矮銀河のコンパクト性：新たな挑戦？
これまでのところ、超微光矮星銀河(UFD)の数値シミュレーションでは、観測されたサイズと明るさの関係を適切に再現できませんでした。特に、いくつかのUFD候補で見られたように、流体力学的実行では光の半分の半径が30pcほど小さいUFDを形成することはできませんでした。私たちは、LCDM宇宙論的流体力学シミュレーションからのUFDの恒星の含有量の予測を、非常に高解像度の暗黒物質のみの実行と組み合わせた、シンプルだが数値的にクリーンで強力な方法を開発することで、この問題に取り組みます。この方法により、UFDの構築履歴を追跡し、ビルディングブロックオブジェクトの結合が最終的なサイズに及ぼす影響を判断できます。我々は、20個よりもコンパクトなUFDは形成できないが、すべてのメンバー星が同じ初期ミニハローから発行された場合にのみ、わずかに大きなシステムが再現されることを発見した。しかし、これには、(i)ビリアルの総質量が3x10^8Msol未満であること、(ii)再電離時代の終了前の星の含有量が非常にコンパクト(<15pc)であり、重力結合が強いという課題が課せられます。現在の流体力学的数値シミュレーション用。初期の恒星構成要素が35ピースよりも大きい場合、UFDのサイズは80ピースまで拡張されます。最後に、私たちの研究は、UFDが細長い、または伸びた星のハローの形でその蓄積履歴の強い痕跡を保持していることを示しています。これらの特徴は、潮汐の痕跡として誤って解釈される可能性があります。
銀河共鳴リングの形態の周期的変化
| Title |
Periodic_changes_in_the_morphology_of_the_Galactic_resonance_rings |
| Authors |
A._M._Melnik,_E._N._Podzolkova,_A._K._Dambis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09762 |
私たちは、銀河中心距離に沿ったガイアDR3(EDR3)データから得られた観測速度の分布を再現する銀河の力学モデルにおける共鳴楕円リングの後端または前端セグメントの周期的な増強を研究します。モデル円盤は、核リング、内側結合リング、外側共鳴リングR1およびR2を形成します。内側結合リングのバックボーンは、ラグランジュ平衡点L4およびL5の周りのバナナ型軌道です。不安定平衡点L1およびL2に関連付けられた軌道も内輪をサポートします。我々は、点L4とL5の周りの長周期軌道に沿った公転周期に近いP=0.57+/-0.02Gyrの周期で内輪の形態の変化を発見した。これらの形態学的変化について考えられる説明は、過密度が形成され、それが閉じた輪郭に沿って循環し始めることです。外側リンドブラッド共鳴(OLR)の領域では、P=2.0+/-0.1Gyrの周期で外側のリングの形態の変化が発見されました。おそらく、外輪の形態変化は、OLRによって捕捉された軌道によるものと考えられます。これらの軌道は、星の角運動量、エネルギー、軌道の平均半径、離心率の長期変動だけでなく、棒の短軸に対する軌道伸長方向の変化も示します。多くの遊動軌道の中から、外輪の形態変化を引き起こす可能性のある、P=1.91+/-0.01Gyrの遊動周期を持つ軌道を発見した。
NGC1277はコンパクトだが巨大なレンズ状銀河であり、暗黒物質の存在の兆候は見られません。この銀河の挙動はニュートン力学だけでなく、MOG(MOdifiedGravity)としても知られるスカラー-テンソル-ベクトル-重力の予測とも一致していることがわかりました。銀河のコンパクトなサイズとその大きな質量により、銀河の可視半径内でのニュートン軌道速度とMOG軌道速度の予測の間に観測可能な偏差がないことが保証されます。
南の空にある強力な電波源。 I. 光学的識別
| Title |
Powerful_Radio_Sources_in_the_Southern_Sky._I._Optical_Identifications |
| Authors |
F._Massaro_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To,_CIFS),_S._V._White_(Rhodes_University),_A._Garcia-Perez_(UniTO,_INAOE),_A._Jimenez-Gallardo_(UniTO,_INAF-OATo,_UniBologna),_A._Capetti_(INAF-OATo),_C.C._Cheung_(NRL),_W._R._Forman_(CfA_Harvard_&_Smithsonian),_C._Mazzucchelli_(ESO,_Univ._Diego_Portales),_A._Paggi_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To),_N._P._H._Nesvadba_(Universite_de_la_Cote_d'Azur,_CNRS),_J._P._Madrid_(UTexas-RGV),_I._Andruchow_(IAR,_CONICET-CICPBA-UNLP),_S._Cellone_(Univ._Nacional_de_La_Plata,_CONICET-UNLP-UNC-UNSJ),_H._A._Pena-Herazo_(East_Asian_Observatory),_R._Grossova_(Masaryk_University,_Czech_Academy_of_Sciences),_B._Balmaverde_(INAF-OATo)_E._Sani_(ESO),_V._Chavushyan_(INAOE_CfA_Harvard_&_Smithsonian),_R._P._Kraft_(CfA_Harvard_&_Smithsonian)_V._Reynaldi_(Univ._Nacional_de_La_Plata,_CCT_La_Plata-CONICET-UNLP),_C._Leto_(Agenzia_Spaziale_Italiana) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10071 |
60年代初頭以来、電波銀河とクエーサーに対する私たちの見方は、ケンブリッジの第3カタログとその改訂版(3CR)に掲載されている電波源の観測のおかげで得られた発見によって劇的に形作られてきました。しかし、これまでに3CRソースで収集されたデータの大部分は、比較的古い機器を使用して実行されており、繰り返されたり更新されたりすることはほとんどありません。重要なのは、3CRには北半球にある天体のみが含まれているため、新しく革新的な天文施設へのアクセスが制限されていることです。これらの制限を軽減するために、GLEAM4-Jy(G4Jy)カタログから抽出され、3CRと同等の選択基準に基づいて、南半球から見える強力な電波源の新しいカタログを提示します。G4Jy-3CREと名付けられたこの新しいカタログには、Eは「等価」を意味し、-5度以下の偏角で、〜178MHzで9Jyの制限感度を持つ合計264個の発生源がリストされています。私たちは、さまざまな調査で得られたアーカイブ無線地図を調査し、Pan-STARRS、DES、およびDSSデータベースで入手可能な光学画像と比較して、無線コアの光学対応物を検索しました。我々は、元々G4Jyに関連していた中間赤外線対応物と、ここで特定された光学的対応物を比較し、すべてのG4Jy-3CRE光源の赤方偏移推定値を収集するために実行された膨大な文献検索の結果を提示し、その結果合計145件の信頼できるz測定結果が得られました。
クラスター形成塊における高密度コアのダイナミクスの解明: 角運動量と磁場特性の 3D MHD シミュレーション研究
| Title |
Unveiling_the_Dynamics_of_Dense_Cores_in_Cluster-Forming_Clumps:_A_3D_MHD_Simulation_Study_of_Angular_Momentum_and_Magnetic_Field_Properties |
| Authors |
Shinichi._W._Kinoshita,_Fumitaka_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10254 |
私たちは、自己重力を利用した等温MHDシミュレーションを実施し、クラスターを形成する塊の高密度コアの特性を調査しました。単一の回転塊と衝突する塊の2つの異なる設定を検討しました。私たちは、形成された高密度コアが親クランプの回転と磁場をどの程度継承するかを決定することに焦点を当てました。私たちの統計解析により、高密度コア$\bf{L}_{\rmcore}$の角運動量と塊の回転軸の間の整列は、乱流の強さとシミュレーション設定の影響を受けることが明らかになりました。単一回転する塊では、初期の乱流が弱い場合、$\bf{L}_{\rmcore}$が塊の回転軸と一致する傾向があることがわかりました。ただし、衝突する塊では、初期の乱流の強さに関係なく、この整列は発生しません。衝突する塊におけるこの位置ずれは、衝突によって引き起こされる乱流と、高密度コアへの等方性ガスの流入によるものです。衝突塊の解析では、磁場が衝撃圧縮層に沿って全体的に曲がり、高密度コアの平均磁場$\bf{B}_{\rmcore}$がそれに一致することも明らかになりました。単一回転塊と衝突塊の両方で、$\bf{B}_{\rmcore}$と$\bf{L}_{\rmcore}$の間の角度は、塊に関係なく、一般にランダムであることがわかりました。プロパティ。また、形成されたコアの動的状態も分析し、衝突する塊では結合していないコアの割合が高いことを発見しました。さらに、回転エネルギーの寄与は、単一ケースと衝突ケースの両方のモデルパラメーターに関係なく、重力エネルギーの約5%にすぎませんでした。
星団内の動的バイナリ
球状星団の力学と、連星ブラックホールの合体からの重力波の生成の両方を説明するには、動的に形成される連星集団を理解する必要があります。我々は、直接的な$N$-bodyモデルによってベンチマークされた、この集団の理論的理解を提供します。クラスターには平均して、動的に組み立てられたバイナリが常に1つだけ存在することがわかります。これは、特に低$N$クラスター($\sim100$)、または2つのクラスターの場合に、より多数のバイナリ($\sim5$)を予測するバイナリ集団の理論的な期待やモデルとは異なります。質量モデル、ブラックホールの数が少ない。私たちは、複数のバイナリの存在は、関与するバイナリの1つを効率的にイオン化するバイナリ間の相互作用によって抑制されると主張します。これらは三重体形成や重力波(GW)の捕捉にもつながる可能性があり、最近報告された低質量星団における離心率がゼロでない($\gtrsim0.01$)連星ブラックホール合体の効率の説明となる可能性があります。
第3銀河象限における分子雲の分布と物理的性質: $l$ = [219.75, 229.75]$^\circ$ および $b$ =
[-5.25, 5.25]$^\circ$
| Title |
Distributions_and_Physical_Properties_of_Molecular_Clouds_in_the_Third_Galactic_Quadrant:_$l$_=_[219.75,_229.75]$^\circ$_and_$b$_=_[-5.25,_5.25]$^\circ$ |
| Authors |
Yiwei_Dong,_Yan_Sun,_Ye_Xu,_Zehao_Lin,_Shuaibo_Bian,_Chaojie_Hao,_Dejian_Liu,_Yingjie_Li,_Ji_Yang,_Yang_Su,_Xin_Zhou,_Shaobo_Zhang,_Qing-Zeng_Yan,_and_Zhiwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10484 |
我々は、銀河第3象限(TGQ):$l$=[219.75,229.75]$^\circ$および$b$=[-5.25,5.25]$^\circ$。高解像度および高感度のデータセットは、マッピングされた領域内の分子雲(MC)の分布と物理的特性を解明するのに役立ちます。-1～85km/sのLSR速度範囲では、分子材料はローカルアーム、ペルセウスアーム、アウターアームを追跡することに成功しました。TGQでは、外側腕が第2銀河象限(SGQ)よりも顕著に見えますが、ペルセウス腕はSGQほど目立っていません。$\sim2$と$\sim6$のオーダーにわたる合計1,502$^{12}$CO、570$^{13}$CO、53のC$^{18}$Oの分子構造が特定されました。それぞれサイズと質量です。緊密な質量半径相関およびビリアルパラメータ質量逆相関が観察可能です。しかし、全ダイナミックレンジにわたって、速度分散と有効半径との間に明確な相関関係は見出されないようである。MCの垂直方向の分布は、銀河のワープとフレアの明らかな画像をレンダリングします。
渦巻銀河の角運動量の面密度の予備的探査
| Title |
Preliminary_Exploration_of_Areal_Density_of_Angular_Momentum_for_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Lan_Zhang,_Feilu_Wang,_Xiangxiang_Xue,_David_Salzmann,_Baifei_Shen,_Zehao_Zhong,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10519 |
恒星、バリオン全体、暗黒物質ハローの特定の角運動量($j_t$)には、銀河がどのように形成され進化するかについて極めて重要な手がかりが含まれています。70個の渦巻銀河のサンプルを使用して$j_t$の予備解析を実行し、指標として角運動量の面密度(ADAM)($j_t~M_\star/4R_d^2$)などの新しい量を導入します。渦巻銀河内のジェットの存在について。ジェットを有する渦巻銀河の割合は、ADAMと強い相関を示していますが、現在のサンプルは不完全です。
AGN の降着の歴史: X 線発光 AGN のスペクトルエネルギー分布
| Title |
The_Accretion_History_of_AGN:_The_Spectral_Energy_Distributions_of_X-ray_Luminous_AGN |
| Authors |
Connor_Auge,_David_Sanders,_Ezequiel_Treister,_C._Megan_Urry,_Allison_Kirkpatrick,_Nico_Cappelluti,_Tonima_Tasnim_Ananna,_M\'ed\'eric_Boquien,_Mislav_Balokovi\'c,_Francesca_Civano,_Brandon_Coleman,_Aritra_Ghosh,_Jeyhan_Kartaltepe,_Michael_Koss,_Stephanie_LaMassa,_Stefano_Marchesi,_Alessandro_Peca,_Meredith_Powell,_Benny_Trakhtenbrot,_Tracey_Jane_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10710 |
1246個のX線発光活動銀河核(AGN;$L_{0.5-10\rm{keV}}>10^)のサンプルについて、X線から遠赤外線(FIR)波長までのスペクトルエネルギー分布(SED)が表示されます。{43}$ergs$^{-1}$)、$z_{\rm{spec}}<1.2$、Stripe82X、COSMOS、GOODS-N/Sから選択。レストフレームSEDは、X線、紫外(UV)、中赤外(MIR)、およびFIRの波長における幅広い連続体特徴の相対強度に広い広がり($\sim2.5$dex)を示します。$L_{\rm{MIR}}$と$L_{\rm{X}}$の間に線形相関(0.7$\pm0.04$の対数傾き)が見られます。重度の遮蔽により$L_{\rm{UV}}$と$L_{\rm{X}}$の関係には大きなばらつきがありますが、最も明るいAGNと遮られていないAGNは線形相関(log-log)を示します。この散布図上の関係における傾き0.8$\pm0.06$)。$L_{\rm{FIR}}$と$L_{\rm{X}}$の関係は主に平坦ですが、$L_{\rm{X}}>10^{44}$ergでは分散が減少します。s$^{-1}$。「銀河を差し引いた」ボロメータ光度と固有の$L_{\rm{X}}$の比率は、log$L_{\rm{bol}}/{\から$\sim$$10-70$倍増加します。rm(erg\;s}^{-1})=44.5-46.5$。特徴的なSED形状は、UVおよびMIR放射の相対強度に基づいてAGNをグループ化することによって決定されています。平均$L_{1\mu\rm{m}}$はこれらのSED形状の大部分で一定ですが、最も強いUVおよびMIR放射を持つAGNは$L_{1\mu\rm{m}}$を上昇させました。これは、光学波長および近赤外波長でSEDを支配するAGN発光と一致しています。$L_{\rm{bol}}/L_{\rmのように、SED形状と$L_{\rm{X}}$および$L_{\rm{bol}}$の両方の間に強い相関関係が見つかりました。{X}}=20.4\pm1.8$、SEDの形状とは無関係。これは、AGNが核周囲ガスを吹き飛ばすにつれて遮蔽が減少するにつれて$L_{\rm{bol}}$が増加するという進化シナリオと一致しています。
銀河第 3 象限の一部の分子雲: 観測特性と CO とその同位体間の化学存在比
| Title |
The_molecular_clouds_in_a_section_of_the_third_Galactic_quadrant:_observational_properties_and_chemical_abundance_ratio_between_CO_and_its_isotopologues |
| Authors |
Chen_Wang,_Haoran_Feng,_Ji_Yang,_Xuepeng_Chen,_Yang_Su,_Qing-Zeng_Yan,_Fujun_Du,_Yuehui_Ma,_and_Jiajun_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10726 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$Oの観測特性を比較し、天の川銀河絵巻絵(MWISP)からの7069個の雲のサンプルに基づいて観測パラメータを要約します。)第3銀河象限のセクションにおけるCO調査。$^{13}$CO角面積($A_{\rm^{13}CO}$)は、一般に$^{12}$CO($A_{\rm^{12}CO)の角面積に応じて増加することがわかります。}$)、$A_{\rm^{13}CO}$と$A_{\rm^{12}CO}$の比率は線形フィッティングにより0.38となります。$^{12}$COと$^{13}$COフラックスは$F_{\rm^{13}CO}~=~0.17~F_{\rm^{12}CO}のように密接に相関していることがわかります。$^{13}$COの明るい領域内で計算された両方の光束を使用します。これは、仮定の下のすべてのサンプルについて存在量$X_{\rm^{13}CO}$が6.5$^{+0.1}_{-0.5}$$\times10^{-7}$となる定数であることを示しています。局所熱力学的平衡(LTE)の。さらに、大きなサンプルの分子雲ではXファクターがほぼ一定であることも観察されました。同様に、両方の光束がC$^{18}$Oの明るい領域内で計算された場合、$F_{\rmC^{18}O}~=~0.11~F_{\rm^{13}CO}$が得られます。存在比${X_{\rm^{13}CO}/X_{\rmC^{18}O}}$が、全期間にわたって同じ値9.7$^{+0.6}_{-0.8}$のままであることを示します。LTEを想定した分子雲。$F_{\rm^{12}CO}$対$F_{\rm^{13}CO}$および$F_{\rm^{13}CO}$対$F_{\rmの線形関係C^{18}O}$は$^{13}$CO-明るい領域やC$^{18}$O-明るい領域だけでなく、より低い流束比の分子雲スケール全体にも当てはまります。雲内の存在比${X_{\rm^{13}CO}/X_{\rmC^{18}O}}$は、柱密度および温度と強い相関関係を示します。これは、${X_{\rm^{13}CO}/X_{\rmC^{18}O}}$が雲内部の化学分別、選択的解離、自己遮蔽効果の組み合わせによって支配されていることを示しています。
ALFALFA と WIYN 1 度イメージャーによる局所宇宙のガスが豊富な矮銀河の探索
| Title |
A_Search_for_Gas-Rich_Dwarf_Galaxies_in_the_Local_Universe_with_ALFALFA_and_the_WIYN_One_Degree_Imager |
| Authors |
Katherine_L._Rhode,_Nicholas_J._Smith,_William_F._Janesh,_John_J._Salzer,_Elizabeth_A._K._Adams,_Martha_P._Haynes,_Steven_Janowiecki,_John_M._Cannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10732 |
我々は、ALFALFA中性水素探査によって発見された超小型高速雲(UCHVC)に関連する局所群矮小銀河候補の光学的探索の結果を紹介します。ALFALFAUCHVCは、孤立したコンパクトなHI雲であり、投影されたサイズ、速度、推定HI質量から、近くの矮小銀河である可能性が示唆されていますが、既存の光学調査データには明確な対応物がありません。私たちは、WIYN3.5m望遠鏡と2つの広帯域フィルターを使用したOneDegreeImager(ODI)で26個のUCHVCを観察し、距離が2.5Mpc未満の典型的な矮小銀河の星の特性と一致する特性を持つ分解された星を画像から検索しました。私たちは、UCHVCAGC268071に関連する約570kpcの距離にある有望な矮小銀河候補1つと、追加の追跡調査に値する可能性のある他の5つの候補を特定しました。私たちは、投影距離と動径速度の両方において外暈である天の川球状星団Pal3に近いUCHVCのODIイメージングの詳細な分析を実行します。また、改良された検出方法を使用して、発見された5つのUCHVCの画像を再分析します。プロジェクトの第1段階で、光学的に対応する可能性のある星を見つけ、推定距離約2MpcでUCHVCAGC249525に対応する可能性のある恒星が検出されたことを確認します。我々は、矮小銀河候補の光学特性とHI特性を、集団環境における衛星銀河集団をモデル化する最近の理論シミュレーションの結果、および局所銀河群内およびその周囲の銀河の観測特性と比較します。
300-500 MHz uGMRT 観測を使用したうしかい場の詳細な研究: 音源特性と無線 - 赤外線相関
| Title |
Detailed_study_of_the_Bootes_field_using_300-500_MHz_uGMRT_observations:_Source_Properties_and_radio--infrared_correlations |
| Authors |
Akriti_Sinha_and_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10880 |
低周波における連続電波放射の主な発生源はシンクロトロン放射であり、これは円盤銀河の星形成領域や活動銀河核(AGN)によって生成される強力なジェットから発生します。私たちは、400MHzのアップグレードされた巨大メーター波電波望遠鏡(uGMRT)を使用してうしかい場の研究を行い、中心最小オフソースRMSノイズ35$\mu$Jybeam$^{-1}$と3782のソースのカタログを達成しました。空の$\sim6$平方度。結果として得られたカタログは他の無線周波数カタログと比較され、修正された正規化された差分ソース数が導出されました。標準的な多波長技術を使用して、星形成銀河(SFG)、電波がうるさい(RL)AGN、および電波が静かな(RQ)AGNの発生源を分類します。これにより、SFGおよびRQ\,AGNAGN集団の増加が確認されます。より低い磁束レベルで。初めて、この分野における400MHzでの無線-IR関係の特性を調査しました。SFGの$L_{\rm400MHz}$--$L_{\rmTIR}$関係は、$1.10\pm0.01$の非線形傾き値と$q_{の変動との強い相関関係を示すことがわかりました。\rmTIR}$と$z$は、$q_{\rmTIR}=(2.19\pm0.07)\(1+z)^{-0.15\pm0.08}$として与えられます。これは、無線-IR関係の非線形性が、$z$による$q_{\rmTIR}$値の緩やかな変動に起因する可能性があることを示しています。導出された関係は、150MHzおよび1.4GHzのLOFARに適用された場合にも同様の動作を示します。これは、$z$の磁場の進化や宇宙線電子の数密度などの他のパラメータが$q$値の穏やかな進化に重要な役割を果たし得るという事実を強調している。
| Title |
Dynamics_of_supermassive_black_hole_triples_in_the_ROMULUS25_cosmological_simulation |
| Authors |
Hauke_Koehn,_Andreas_Just,_Peter_Berczik,_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10894 |
二重銀河合体の残骸にある一対の超大質量ブラックホール(SMBH)については、低周波重力波(GW)信号の放出を伴う最終合体までの動的進化を記述するよく知られたモデルが存在します。この記事では、ROMULUS25宇宙論シミュレーションから復元された3つのSMBH三重系の力学的進化を調査し、共通の力学進化パターンを探索し、典型的な合体時間を評価します。この目的のために、ROMULUS25データから初期条件を構築し、高解像度の重力力学\N-bodyシミュレーションを実行します。私たちは、銀河の螺旋からサブパーセク離れた硬質連星の形成までの軌道の進化を追跡し、観察された硬化速度を使用して合体の時間を予測します。すべての場合において、2つの最も重いブラックホールは、ハッブル時間の数分の1以内で合体する効率的に強化されたバイナリを形成します。最も軽いSMBHは、放出されるか、より重い連星と安定した階層三重系を形成するか、以前に結合した連星の残骸と硬化した連星を形成するか、広い銀河軌道上に留まるかのいずれかである。したがって、より軽いブラックホールの合体時間は、より低い動的摩擦と星の硬化速度を経験するため、より重い連星よりも大幅に長くなります。銀河核の密度プロファイルが十分に急勾配である場合、階層的な三重体の形成が観察されます。
小さな赤い点や褐色矮星? NIRCam が選択した高度に赤色化した AGN を装った 3 つの褐色矮星の NIRSpec による確認
| Title |
Little_Red_Dots_or_Brown_Dwarfs?_NIRSpec_Confirmation_of_Three_Brown_Dwarfs_Masquerading_as_NIRCam-Selected_Highly-Reddened_AGNs |
| Authors |
Danial_Langeroodi_and_Jens_Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10900 |
褐色矮星のような冷たい星以下の天体は、活動銀河核(AGN)の色で選択されたサンプル中の汚染物質として長い間認識されてきました。特に、その近赤外線から中赤外線の色(1--5$\mu$m)は、高度に赤くなった降着超大質量ブラックホールのV字型($f_{\lambda}$)スペクトルによく似ています。赤い点、特に$6<z<7$です。最近、NIRCamが選択した45角分$^2$を超える小さな赤い点のサンプルが、UNCOVERプログラムを通じて深度NIRSpec多物体プリズム分光法で追跡調査されました。取得したスペクトルを調査することにより、13個の追跡天体のうち3個が温度650～1300K、距離0.8～4.8kpcの褐色矮星であることが判明しました。残りの10個の天体は$z_{\rmspec}>3$にある銀河系外の天体であると特定されます。これらの光源のうち3つが同じAGN(Abell2744-QSO1)の強力なレンズ画像であることを考慮すると、この小さな赤い点のNIRCam選択では、褐色矮星の汚染率は27\%と導き出されます。近赤外フィルターでは、褐色矮星は高度に赤色化したAGNよりもはるかに青く見えることがわかり、この2つを区別し、測光的に選択された高度に赤色化したAGNのより鮮明なサンプルを編集する手段となります。
IceCubeによる高エネルギー天体物理ニュートリノの検出は、宇宙に新しい窓を開きました。IceCubeはこれらのニュートリノのフラックスを最大数PeVのエネルギーで測定しましたが、その起源と性質に関してはまだ解明されていないことが多くあります。現在、天体物理ニュートリノのサンプルサイズが小さいことと、電子ニュートリノとタウニュートリノを区別することが難しいことにより、測定は制限されています。TAMBOは、1～100PeVのエネルギー範囲でタウニュートリノを検出するように特別に設計された次世代ニュートリノ観測所で、高エネルギーでのニュートリノ物理学の試験や天体物理学的ニュートリノ源の特性評価を可能にします。この天文台は、ペルーのアンデス山脈のコルカ渓谷の表面に配備された一連の水チェレンコフ検出器とプラスチックシンチレーター検出器で構成されます。このユニークな形状により、天体物理学的タウニュートリノ特性の高純度測定が容易になります。この講演では、次世代ニュートリノ観測装置という観点からTAMBOの展望を紹介し、その現状を概観します。
非線形流体力学的共鳴としてのコンパクトなソース内の QPO: コンパクトな物体のスピンの決定
| Title |
QPOs_in_compact_sources_as_a_non-linear_hydrodynamical_resonance:_Determining_spin_of_compact_objects |
| Authors |
Arghya_Ranjan_Das,_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09759 |
コンパクトな震源で観察されるさまざまな準周期振動(QPO)の起源はまだ十分に確立されていません。その周波数の範囲はmHzからkHzで、すべてのコンパクトなオブジェクトに及びます。異なる周波数を持つ異なるQPOは、異なる物理学から生じているのでしょうか?我々は、QPOの出現は、降着円盤内に存在する基本モードが、その下にあるコンパクトな天体のスピンのモードを含む外部モードによって強制される非線形共鳴の結果であると提案します。降着流の特性に応じて、例:その速度と勾配、共振、およびモードロックはさまざまな周波数で発生し、低周波から高周波までのQPOを示します。私たちは統一モデルによってブラックホールと中性子星の高周波QPOの起源を明示的に実証し、同じ物理学がどのようにして低周波QPOを生成するのかを概説します。このモデルはブラックホールのスピンも予測し、中性子星の半径と両方の質量を制限します。
軸上ジェット潮汐破壊イベント AT2022cmc: X 線観測と広帯域スペクトル モデリング
| Title |
The_On-axis_Jetted_Tidal_Disruption_Event_AT2022cmc:_X-ray_Observations_and_Broadband_Spectral_Modeling |
| Authors |
Yuhan_Yao,_Wenbin_Lu,_Fiona_Harrison,_S._R._Kulkarni,_Suvi_Gezari,_Muryel_Guolo,_S._Bradley_Cenko,_Anna_Y._Q._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09834 |
AT2022cmcは、過去10年間に発見された最初の軸上ジェット潮汐破壊現象(TDE)であり、これまでに知られている4番目の軸上ジェット潮汐破壊現象(TDE)候補として最近報告されました。この研究では、NuSTARによるAT2022cmcの硬X線(3～30keV)観測と、NICER、Swift、およびXMM-Newtonによる軟X線(0.3～6keV)観測を紹介します。私たちの分析により、広帯域X線スペクトルは$f_\nu\propto\nu^{-0.5}$($f_\nu\propto\nu^{-1}$)の壊れべき乗則でうまく記述できることが明らかになりました。)観測フレーム$t_{\rmobs}=7.8$および発見から17.6日後の静止フレーム破壊エネルギー$E_{\rmbk}\sim10$keVより下(上)。$t_{\rmobs}=36.2$日の時点で、X線スペクトルは$f_\nu\propto\nu^{-0.8}$の単一べき乗則、またはスペクトルの壊れたべき乗則のいずれかに一致します。最初の2つのエポックと同様の傾き。3つのNuSTAR観測時代にわたる電波から硬X線へのスペクトルエネルギー分布の進化をモデル化することにより、サブミリ波/電波放射が長距離$\gtrsim\!での外部衝撃から発生していることがわかります。ブラックホールから10^{17}$cmの距離にあるとき、UV/光学的光は半径$\sim\!10^{15}$cmの熱エンベロープから来ており、X線の放射は次のような放射光と一致しています。(磁気的に支配されていると思われる)ジェット内の中間半径でのエネルギー散逸。私たちの解釈は、Pashamらによって提案されたモデルとは異なります。(2023)ここでは、電波とX線の両方が、物質が支配するジェットの同じ放出ゾーンから来ています。ジェットX線放射に関する私たちのモデルは、ガンマ線バーストなどの他の発生源における相対論的ジェットの性質と放射メカニズムに広範な影響を及ぼします。
AT2018dyk 再訪: ライナー銀河における顕著な赤外線エコーと遅れた X 線放出を伴う潮汐破壊現象の候補
| Title |
AT2018dyk_Revisited:_a_Tidal_Disruption_Event_Candidate_with_Prominent_Infrared_Echo_and_Delayed_X-ray_Emission_in_a_LINER_Galaxy |
| Authors |
Shifeng_Huang,_Ning_Jiang,_Zheyu_Lin,_Jiazheng_Zhu_and_Tinggui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09867 |
当初、外観が変化する低電離核輝線領域(LINER)銀河として発見された核過渡銀河AT2018dykの多波長データが、我々によって再調査され、潮汐破壊現象(TDE)シナリオと一致していることが判明しました。AT2018dykの光学的光度曲線は、屈折率約-5/3でべき乗則形式として減少しますが、そのX線放射は光学的ピークより$\sim140$日遅れます。どちらもTDEの典型的な特性です。X線スペクトルは通常の活動銀河核(AGN)よりも柔らかいですが、わずかに硬化する傾向が見られます。興味深いことに、その上昇時間スケールはTDEの中で最長に属し、比較的大きな超大質量ブラックホール(SMBH)の質量($\sim10^{7.38}M_{\odot}$)からの理論的予測とよく一致しています。さらに、ピーク光度$\sim7.4\times10^{42}~\text{erg}~\text{s}^{-1}$の顕著な赤外線エコーもAT2018dykで検出されており、異常に塵の多いサブパーセクを示唆しています。他のTDEとは対照的に、核環境。私たちのサンプルでは、LINERはAGNと同様の被覆因子を共有しており、これはこれらの天体にダスティトーラスが存在することを示しています。私たちの研究は、ライナーの核過渡現象の性質を慎重に特定する必要があることを示唆しており、その赤外線エコーは、これまで十分に調査されていないが、SMBHを理解するために重要である低降着率でのSMBHの環境を調査するユニークな機会を提供します。活動。
GW190814の性質とその形成の歴史を振り返る
| Title |
Revisiting_the_Properties_of_GW190814_and_Its_Formation_History |
| Authors |
F._Lyu,_L._Yuan,_D._H._Wu,_W._H._Guo,_Y._Z._Wang,_S._X._Yi,_Q._W._Tang,_R.-C._Hu,_J.-P._Zhu,_X._W._Shu,_Y._Qin_and_E._W._Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09893 |
GW190814は、最も非対称な成分質量（$\sim23$$M_{\odot}$ブラックホールと$\sim2.6$$M_{\odot}$コンパクトオブジェクト）を使用したLIGOと乙女座の3回目の観測実行中に報告されました。。この現象が孤立した連星進化チャネルを通じて形成された連星ブラックホール（BBH）合体であるという仮定の下で、有効スピン$\chi_{\rmeff}$に関する修正された天体物理的事前分布を用いて、GW190814の公開データを再解析します。詳細なバイナリモデリングを使用して、その形成履歴をさらに調査します。GW190814は古典的な共通包絡線チャネルを通じて形成された可能性が高いことを示します。私たちの調査結果は、修正された天体物理的事前分布を使用して推論された特性が、均一な事前分布によって推論された特性と一致していることを示しています。新しく推定されたGW190814の特性を使用して、質量損失、内部粒子を考慮に入れて、大きなパラメーター空間でBBHの直接の祖先(つまり、BHとヘリウム星から構成される近接連星系)の詳細な連星進化を実行します。回転差、超新星爆発、ヘリウム星と伴星BHの間の潮汐相互作用など。私たちの発見は、GW190814のような事象が共通包絡線相の直後の限られた初期条件、つまり$\sim23$$M_{\odot}$BHと$M_{\rmZamsHe}$$のヘリウム星で形成される可能性があることを示しています。太陽金属度で\sim$8.5$M_{\odot}$(太陽金属度10\%で$\sim$7.5$M_{\odot}$)、初期軌道周期は約1.0日です。さらに、セカンダリの推定低スピンは、GW190814のような現象を再現するために必要な金属量が低すぎてはいけないことを示しています(例:Z$\gtrsim$0.1$Z_{\odot}$)。
LHAASO で検出された AGN の広帯域多波長研究
| Title |
Broadband_multi-wavelength_study_of_LHAASO_detected_AGN |
| Authors |
Ze-Rui_Wang,_Rui_Xue,_Dingrong_Xiong,_Hai-Qin_Wang,_Lu-Ming_Sun,_and_Fang-Kun_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10200 |
最近、大高高度大気シャワー天文台(LHAASO)の共同研究により、2021年3月から2022年9月までの508日間のLHAASOデータを使用した$\gamma$線源の最初のカタログが発表されました。このカタログには、5つの活動銀河核(AGN)が含まれています。4つはブレーザー、1つはライナー型AGNです。この研究では、LHAASO検出と同じ周期の$Fermi$-LargeAreaTelescope、$Swift$、$ZTF$、$WISE$からのデータを組み合わせることにより、平均化された多波長SEDを確立します。一般に、これら5つのAGNはすべての波長で低い状態にあります。これらのAGNの多波長特性を研究するには、1ゾーンレプトンモデル、1ゾーンレプトンおよびハドロン核($pp$)モデル、1ゾーン陽子シンクロトロンモデル、スパインなどのいくつかのジェット放出モデルが必要です。-layerモデルは、それぞれの平均SEDを再現するために適用されます。ワンゾーンレプトニックモデルは、LHAASOスペクトルの高エネルギーテールを除いて、ほとんどのSEDを再現できることがわかりました。フィッティングを改善するために、1ゾーンモデルのフレームワークでは$pp$相互作用からの放出が優先されます。マルチゾーンシナリオとして扱うことができるスパイン層モデルも、良好なスペクトルフィットを提供できます。LHAASOエネルギースペクトルのフィッティングに対するさまざまな銀河系外背景光モデルの影響についても議論します。
FRB 20190520B の圧縮バンチからのコヒーレント曲率放射によって生成される高速無線バースト
| Title |
Fast_radio_bursts_generated_by_coherent_curvature_radiation_from_compressed_bunches_for_FRB_20190520B |
| Authors |
Xiang-han_Cui,_Zheng-wu_Wang,_Cheng-min_Zhang,_Chen-hui_Niu,_Di_Li,_Jian-wei_Zhang,_and_De-hua_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10258 |
高速無線バースト(FRB)の放射メカニズムは広範囲に研究されていますが、依然として解明されていません。コヒーレント放射はFRBメカニズムの重要な要素として特定されており、特定の状況下では荷電バンチも重要な役割を果たします。本研究では、磁気圏内のソフトフォトンによって誘発される逆コンプトン散乱（ICS）による流出粒子の運動エネルギー損失を考慮に入れて、コヒーレント曲率放射フレームワークと磁化中性子星を利用する現象論的モデルを提案します。粒子のICS減速機構を統合することにより、磁気チューブ/ファミリー内の粒子数密度に対する潜在的な圧縮効果があり、これにより半径方向のコヒーレント放射に必要なサイズの達成が容易になる可能性があると仮説を立てています。このメカニズムにより、湾曲した磁場に沿ってコヒーレントな曲率放射を放出できるバンチの動的形成が可能になる可能性があります。さらに、エネルギーの観点からバンチの形成を検討します。私たちの議論は、与えられたパラメーター空間内でバンチの形成が可能であることを示唆しています。最後に、このモデルをFRB20190520Bに適用します。これは、FASTによって検出および監視されている最もアクティブな繰り返しFRBの1つです。基本特性、周波数の下方ドリフト、特定の動的スペクトル範囲内の輝点など、観察されたいくつかの現象について説明します。
ガンマ線バーストに対する SPI-ACS/INTEGRAL の校正と、ガンマ線範囲における GRB/GW 190425 のエネルギー学の再推定
| Title |
Calibrating_SPI-ACS/INTEGRAL_for_gamma-ray_bursts_and_re-estimating_energetics_of_GRB/GW_190425_in_gamma-ray_range |
| Authors |
P._Yu._Minaev,_A._S._Pozanenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10266 |
SPI-ACS/INTEGRALは、80keVを超えるエネルギー範囲で最も感度の高い軌道ガンマ線検出器の1つです。2002年以来、LIGO-Virgo重力波イベントGW170817およびGW190425に関連するバーストを含む、数千のガンマ線バーストが記録されました。SPI-ACS/INTEGRALでは専用の飛行中校正が実行されなかったため、スペクトルとエネルギーの推定が複雑になりました。イベントの特徴。GBM/Fermiのデータを使用して、両方の実験で登録された1032個の明るいGRBに基づいて、SPI-ACS/INTEGRALの相互校正を実行します。SPI-ACSからの計器カウントとGBMからのエネルギー単位の間の変換係数は、GRBスペクトルの硬さ(特性エネルギー値$E_{p}$として定義)と宇宙船ベースの座標における発生源の位置に依存することがわかりました。システム。変換係数を計算するための対応する分析モデルを決定し、その精度を経験的に推定します。ガンマ線過渡現象を検出するためのSPI-ACS/INTEGRALの感度も調査されます。キャリブレーションを使用して、SPI-ACS/INTEGRALのみで検出されたGRB/GW190425のエネルギーを再推定します。GRB190425のガンマ線$E_{iso}$で放出される特性エネルギー$E_{p}$と総エネルギーの等方性等価の可能な範囲を$E_{p,i}$--$E_を使用して制約します。{iso}$(Amati)相関。校正モデルは、ガンマ線バーストに類似したエネルギースペクトルを持つあらゆる過渡現象に適用できます。
NGC 6814 での非常に有益な X 線掩蔽現象から何が分かるでしょうか?素晴らしい吸収体
2016年のXMM-ニュートン観測中にNGC6814で発生したユニークなX線掩蔽現象が報告され、吸収体とコロナに関する有益な情報が得られました。硬度比(HR)-計数率(CR)プロットと、2009年と2021年の他の2つの吸収のないXMM曝露との比較を利用して、この現象を再検討します。NGC6814は、明確な「明るいときほど柔らかい」変動パターンを示します。しかし、2016年の曝露は、HR-CRプロットの他の2つの曝露から大きく逸脱しています。スペクトルフィッティングにより、2016年の日食イベントに対応する一時的なコンプトンの薄い吸収が得られますが、HR-CRプロットの露出間の緊張を緩和するのではなく、一時的なコンプトンの薄い吸収を補正すると、2016年の露出内に新たな重大な偏差が生じます。我々は、日食吸収体が（単一のコンプトンの薄い雲ではなく）塊状であり、内側のより濃い領域が、以前に特定された掩蔽イベントの原因となるコンプトンの薄い雲とコンプトンの厚い雲の両方で構成され、外側のまばらな領域が、コンプトンのような薄い雲が2016年の露出全体を覆い隠します。このモデルを使用すると、HR-CRプロットの緊張はすべて自然に消去され、2016年の曝露中に観察されたスペクトルの変動は吸収の変動が支配的でした。さらに、2016年の暴露で検出された2つの温吸収体（イオン化とカラム密度は異なるが、流出速度は類似）も、おそらくアブレーションまたは潮汐力による伸張/破壊された破片が原因で、一時的な吸収体と会合すると考えられます。この研究は、まれな掩蔽イベントを分析する際のHR-CRプロットの独特の有用性を強調しています。
GRB 221009A の初期 TeV 光子を吸収するものは何ですか?
ガンマ線バースト(GRB)221009Aのテラ電子ボルト(TeV)光度曲線は、初期のエポックで前例のない急速な上昇を示しています。この現象は、発光領域内での光子と電子の強い吸収が原因である可能性があります。外部衝撃が外側に拡大し、半径が増加すると、物質の体積も増加し、TeV光子の光学的深さが徐々に減少します。私たちは、この特異な行動の物理的起源についていくつかの可能性を探ります。外部衝撃における低エネルギー光子による消滅と、TeV放出のカスケードによって生成された電子による散乱によるTeV光子の光学的深さを計算します。積極的な仮定の下でも、これらのプロセスの光学的深さは観測された光度曲線を説明するには桁違いに小さすぎることがわかります。噴出物中の電子や外部衝撃などの他の吸収源も、十分な光学的深さをもたらしません。したがって、初期の特異なTeV光度曲線の起源は不明のままです。
Kilonova 光学検索の不検出に基づく制約
連星中性子星の合体は、一般に「キロノバ」と呼ばれる光学的に発光する対応物を持つ重力波のマルチメッセンジャー源です。GW170817の検出に触発されて、LIGO/VirgoO3の実行中に集中的な検索が実施されました。しかし、これらの努力にもかかわらず、検証されたキロノバは検出されませんでした。この研究では、GWスカイマップ、限られた空の範囲、リズム、限界等級、および天体物理学的起源の確率の両方を考慮した、光学探索の非検出に基づくパラメーター制約方法を提示します。私たちの手法を使用して、O3実行中の追跡に基づいて中性子星のEoSに制約を設け、90で$M_{\rmTOV}=2.170^{+0.120}_{-0.108}\M_{\odot}$を取得します。\%他の観測値を組み合わせた信頼水準。また、LIGO/VirgoO4の実行全体を通じてキロノバをターゲットとするWFSTの見通しも考慮します。処理されるイベントが増えると、EoSとキロノバの個体数に対するより厳しい制約が得られるようになります。
低光度AGN用スパインシースジェットモデル
| Title |
Spine-sheath_jet_model_for_low-luminosity_AGNs |
| Authors |
Margot_Boughelilba,_Anita_Reimer,_Lukas_Merten_and_Jon-Paul_Lundquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10596 |
いくつかのジェット型AGNでは、構造化されたジェットが観察されています。特に、ジェットが異なる流速の2つ以上のゾーンに放射状に分割されるスパイン/シース構成。粒子および放射線輸送コードCR-ENTREESに基づくモデルを紹介します。ここで、相互作用率と二次粒子および光子の収量は、モンテカルロイベントジェネレーターまたは半解析的近似によって事前に計算されます。これらは、各粒子のスペクトルが時間の経過とともにどのように変化するかを記述する遷移行列を作成するために使用されます。このコードにより、一次粒子の任意の注入が可能になり、含める相互作用(光中間子生成、ベーテ・ハイトラー対生成、逆コンプトン散乱、$\gamma$-$\gamma$対生成、崩壊)を選択する可能性が可能になります。すべての不安定な粒子、シンクロトロン放射線（電子、陽子、およびそれぞれの崩壊前のすべての関連二次粒子からのもの）、および粒子の脱出）。各均質ゾーンで起こる粒子と放射線の相互作用に加えて、異なる体積速度を持つ2つのゾーン間のフィードバックを実装します。粒子が2つのゾーン間の境界を通過するときに作用する主なメカニズムは、せん断加速です。この加速プロセスの微視的な説明に従って、対応する遷移行列を作成し、それを数値設定に含めます。さらに、各ゾーンの放射場は、他のゾーンの粒子相互作用のための外部ターゲット光子場として使用できます。我々はここで、このモデルを典型的な低光度AGNに適用することにより、2ゾーン脊椎鞘ジェットの効果の最初の結果を提示します。
大小の異方性
我々は、UHECRの異方性を使用したいくつかの新しい結果について報告します。私たちは、源が暗黒物質の分布に従うと仮定して、銀河および銀河系外の磁場の偏向を考慮しながら、伝播中の相互作用の単純化された処理を使用すると仮定して、UHECR双極子をモデル化した、Ding、Globus、およびFarrarの研究を改良および拡張します。ここで紹介される研究は、伝播中の組成の進化の正確かつ一貫した処理を採用し、UHECR源と暗黒物質分布の間の関係における「バイアス」の影響を考慮して調査し、到着の可能性のある生成を調査します。方向依存の組成異方性。観察された異方性と一致する線源数密度の限界は、UHECR線源が暗黒物質分布に従う場合について導出され、均一な線源分布の場合と比較されます。
FAST を使用した PSR J2222-0137 の単一パルスの変動性、偏光測定、およびタイミング特性
| Title |
Variability,_polarimetry,_and_timing_properties_of_single_pulses_from_PSR_J2222-0137_using_FAST |
| Authors |
X._L._Miao,_W._W._Zhu,_M._Kramer,_P._C._C._Freire,_L._Shao,_M._Yuan,_L._Q._Meng,_Z._W._Wu,_C._C._Miao,_Y._J._Guo,_D._J._Champion,_E._Fonseca,_J._M._Yao,_M._Y._Xue,_J._R._Niu,_H._Hu,_C._M._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10683 |
私たちの研究では、口径500メートルの球状電波望遠鏡(FAST)によって観測されたシンチレーション極大の1つで、リサイクルされたパルサーPSRJ2222$-$0137からの$5\times10^{4}$個の単一パルスを分析しました。PSRJ2222$-$0137は、連星パルサーの最も近い最良の研究の1つであり、重力理論を検証するためのユニークな研究室です。パルサーのメインパルス領域からの単一パルスのエネルギー分布と分極を報告します。単一パルスのエネルギーは対数正規分布に従います。急峻な偏光スイングを解決しましたが、現時点の解像度($64\,\mu{\rms}$)では、疑われていたようなメインパルス領域の直交ジャンプの証拠は見つかりませんでした。$P_{3}\sim3.5\,P$の潜在的なサブパルスドリフト期間が見つかります。さまざまなパルスの積分数からのジッターノイズを分析したところ、その$\sigma_{j}$は、1.25GHzで1時間の積分で$270\pm{9}\,{\rmns}$であることがわかりました。この結果は、FASTまたは他の電波望遠鏡を使用した将来のタイミングキャンペーンを最適化するのに役立ちます。
CHIPSを使用した水素不足相互作用による超新星のシミュレーション
| Title |
Simulating_Hydrogen-poor_Interaction-Powered_Supernovae_with_CHIPS |
| Authors |
Yuki_Takei,_Tsuna_Daichi,_Takatoshi_Ko,_and_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10785 |
我々は、大質量星周媒体(CSM)との相互作用から生じる超新星(SNe)のモデル化やCSMの形成プロセスに適用できる、更新されたオープンソースコード「相互作用駆動超新星完全史(CHIPS)」を紹介します。私たちのアップデートは主に、剥ぎ取られた前駆体からの水素に乏しいSNeへの拡張に関係しており、Ibn型やIcn型SNeなどの相互作用を利用したSNeIbcのモデリングを対象としています。我々は、爆発の1$年前の$\lesssimにおける質量$0.01$--$0.1\,M_\odot$の最外層の部分噴火後に起こる、これらのタイプのSNeの光度曲線の基本特性を再現することに成功しました。また、爆発のエネルギーが、おそらく以前の大量噴火によって発生した外部物質との衝突によって効率的に散逸されることを考えると、観測された前駆体の明るさは、高密度のCSMを生み出す爆発によって自然に説明できることもわかった。私たちはその結果に基づいて、噴火による質量損失を引き起こす可能性のあるシナリオについて議論します。
UHECR-FR0 無線銀河接続: エネルギースペクトル/組成放出と銀河間磁場伝播に関するマルチメッセンジャー研究
| Title |
The_UHECR-FR0_Radio_Galaxy_Connection:_A_Multi-Messenger_Study_of_Energy_Spectra/Composition_Emission_and_Intergalactic_Magnetic_Field_Propagation |
| Authors |
J.P._Lundquist,_L._Merten,_S._Vorobiov,_M._Boughelilba,_A._Reimer,_P._Da_Vela,_F._Tavecchio,_G._Bonnoli_and_C._Righi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10803 |
この研究では、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の潜在的に重要な発生源として、低光度のファナロフ・ライリー0型(FR0)電波銀河を調査します。FR0は、より強力な電波銀河(FR-1の約5倍)と比較して局所宇宙での普及率がはるかに高いため、UHECRの総エネルギー密度のかなりの部分を提供する可能性があります。FR0源によって放出されるUHECRの核子組成とエネルギースペクトルを決定するために、CRPropa3からのシミュレーション結果をピエールオージェ天文台のデータに適合させます。得られた発光スペクトル指数、剛性カットオフ、および核子分率は、最近のオージェの結果と比較されます。FR0シミュレーションには、FR0銀河のほぼ等方性分布とさまざまな銀河間磁場構成(ランダム磁場と構造化磁場を含む)が含まれており、宇宙光子背景を通したUHECR伝播中に生成される二次光子とニュートリノの束を予測します。この包括的なシミュレーションにより、観測されたマルチメッセンジャーデータを使用してFR0ソースの特性を調査することができます。
核星団における連星ブラックホールの合体：離心率、回転、質量、巨大な種子の成長
| Title |
Binary_black_hole_mergers_in_nuclear_star_clusters:_eccentricities,_spins,_masses,_and_the_growth_of_massive_seeds |
| Authors |
Debatri_Chattopadhyay,_Jakob_Stegmann,_Fabio_Antonini,_Jordan_Barber,_Isobel_M._Romero-Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10884 |
私たちは、星起源ブラックホール(BH)の階層的合体による中間質量ブラックホール(IMBH)の形成と、核星団内で動的に形成されるBH合体を調査します。確率的質量関数依存ダブルBH(DBH)ペアリング、バイナリとシングルの遭遇、および硬化バイナリにおけるエネルギー散逸の質量比依存の処方を組み込んだ半解析的アプローチを使用して、$\の質量を持つIMBHが存在することを発見しました。mathcal{O}(10^2)$~---~$\mathcal{O}(10^4)\,\rmM_\odot$は、数$100$のタイムスケールでの階層的合併によってのみ形成できます\,Myrs数人の\,女の子に。脱出速度$\gtrsim400$\,km\,s$^{-1}$を持つクラスターは必然的に高質量IMBHを形成します。質量$\gtrsim10^3M_\odot$のIMBHのスピン分布は$\chi\sim0.15$に強く集中しています。一方、より低い質量の場合、$\chi\sim0.7$になります。偏心合併は、第1世代および/または第2世代のBHを含む等質量連星でより頻繁に発生します。金属が豊富で若い高密度のクラスターは、$10\、\rmHz$、$\sim2$~-~$9\%$で離心率$\geq0.1$のDBH合体を最大$20\%$生成する可能性があります。すべてのクラスター内マージのうち、$>10$\,Hzで形成される可能性があります。したがって、核星団は、現在の重力波検出器で検出可能な高度に偏心したDBH合体が形成される有望な環境です。極端な質量($\sim10^8$\,M$_\odot$)と密度($\sim10^8$\,M$_\odot$pc$^{-3}$)のクラスターでは、約半分が存在する可能性があります。すべてのDBHが主質量$\geq100$\,M$_\odot$と合併します。クラスター内マージの割合はクラスターの脱出速度が増加するにつれて急速に増加し、$v_{\rmesc}\gtrsim200$\,km\,s$^{-1}$ではほぼ1になります。核クラスターからのDBHの宇宙論的合体率は$\およそ0.01-1$\,Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$によって変化します。
VERITAS による校正を改善する CALIPSO 衛星に搭載されたパルス レーザーの可能性を探る
| Title |
Exploring_the_Potential_of_the_Pulsed_Laser_onboard_the_CALIPSO_Satellite_to_Improve_Calibration_with_VERITAS |
| Authors |
Gregory_Foote_(for_the_VERITAS_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09770 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、大気中の宇宙線とガンマ線の相互作用から発生する、ナノ秒持続の明るい光のフラッシュを検出するために使用されます。同様の特性を持つ自然な校正源は存在しません。ただし、衛星ベースのレーザーシステムが代替手段となる可能性があります。CALIPSO衛星は、一連の機器を使用して大気に関する情報を収集する施設の1つです。特に興味深いのは、1064nmと532nmの20ナノ秒のレーザーパルスを20Hzの速度で地球に向けて放射するCALIOP装置です。TAIGAとHiSCOREの共同作業は、2021年の第37回ICRCでCALIOPレーザーパルスの検出を発表し、レーザーのフットプリントが副衛星点から少なくとも数十キロメートルまで広がっていることを実証した。VERITASIACTを使用してCALIPSOを観察し、これらの観察をアレイの校正に使用した結果をここに示します。また、異なるIACT施設間の相互校正や、将来の大規模アレイの望遠鏡間の相対校正におけるこの技術の可能性についても説明します。
IceCube-Gen2 向け光学モジュールの機械設計
IceCube-Gen2は、南極にあるIceCubeニュートリノ観測所を拡張したもので、高エネルギーニュートリノに対する感度を一桁高めることを目的としています。この目的を達成するために、約10,000個の新しい光モジュールが設置され、約8km^3の基準体積が計測されます。新しく開発された2つの光モジュールタイプは、特別に設計された直径12.5インチの圧力容器に16個および18個の新しく開発された4インチPMTを統合することにより、モジュールあたりの電流感度を3倍に高めます。どちらの設計でも、円錐形のシリコンゲルパッドを使用してPMTを圧力容器に光学的に結合し、光子の収集効率を高めます。ゲルパッドの外側部分は、統合前に各PMT上にプレキャストされますが、内部は、PMTアセンブリが押し込み機構を介して圧力容器に設置された後に充填およびキャストされます。この論文では、機械設計と、南極の氷内部の環境の特徴である高圧(70MPa)および低温(摂氏-40度)におけるプロトタイプモジュールの性能の両方を紹介します。
マルチアンプセンシング電荷結合素子による高速単一量子測定
| Title |
Fast_Single-Quantum_Measurement_with_a_Multi-Amplifier_Sensing_Charge-Coupled_Device |
| Authors |
Ana_M._Botti,_Brenda_A._Cervantes-Vergara,_Claudio_R._Chavez,_Fernando_Chierchie,_Alex_Drlica-Wagner,_Juan_Estrada,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Stephen_E._Holland,_Blas_J._Irigoyen_Gimenez,_Agustin_J._Lapi,_Edgar_Marrufo_Villalpando,_Miguel_Sofo_Haro,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09822 |
複数の非破壊フローティングゲートアンプを使用して、厚い完全空乏型シリコン検出器でサブ電子読み出しノイズを実現する新しい読み出しアーキテクチャを紹介します。このマルチアンプセンシング電荷結合デバイス(MAS-CCD)は、各アンプで複数の独立した電荷測定を実行できます。複数のアンプによる測定を組み合わせて、読み出しノイズをさらに低減できます。この検出器の読み出し速度は、アクティブ領域のセグメント化を必要とせずに、アンプの数に応じてほぼ直線的に変化します。この検出器の性能が実証され、個々の量子を分解する能力と、複数のアンプにわたる測定値を組み合わせて読み出しノイズを低減する能力が強調されます。MAS-CCDは、前例のない低ノイズと高速読み出しにより、天体観測、量子イメージング、低エネルギー相互作用粒子にとってユニークなテクノロジーとなっています。
中程度に飽和した UVOT 光源の測光を測定する方法
| Title |
A_Method_to_Measure_Photometries_of_Moderately-Saturated_UVOT_Sources |
| Authors |
Hao_Zhou,_Zhi-Ping_Jin,_Stefano_Covino,_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10171 |
ガンマ線バースト(GRB)などの明るい過渡現象の場合、紫外線/光学望遠鏡(UVOT)は初期段階でイベントモードで動作し、各光子の入射位置と到着時間を記録します。イベントファイルを多くの露光にスクリーニングして、特にUV/光学発光の急速な増光など、GRBの初期光度曲線を高い時間分解能で研究することができます。ただし、そのような目標は、一部の非常に明るいGRBでは、UVOTイベント画像の飽和によって妨げられます。中程度に飽和したUVOT光源の場合、この研究では、Jinetal.で提案された方法を開発します。(2023)測光を回復します。基本的な考え方は、UVOT画像の安定した点広がり関数(PSF)を仮定することです。この関数では、コア領域(つまり、半径5秒角の開口部)と翼領域(つまり、15秒角の範囲の環帯)のカウントが計算されます。arcsecから25arcsec)は定数である必要があり、リング内のデータを使用して固有磁束を確実に推測できます。我々は、特定の帯域において、コアと翼のバックグラウンドを除去した計数率の間に密接な相関関係が存在することを実証しました。新しい方法では、UVOTVおよびBバンドの測定範囲の明るい限界が最大1.7等級増加しますが、明るい校正光源がないため、Uバンドでは最大0.7等級しか増加しません。系統的な不確かさは、V、B、Uバンドで約0.2等です。
高コントラストイメージングと高解像度波面センシングを同時に実現するデュアルパーパスリオットコロナグラフマスク
| Title |
Dual_Purpose_Lyot_Coronagraph_Masks_for_Simultaneous_High-Contrast_Imaging_and_High-Resolution_Wavefront_Sensing |
| Authors |
Garreth_Ruane_and_J._Kent_Wallace_and_A_J_Eldorado_Riggs_and_Tobias_Wenger_and_Mahmood_Bagheri_and_Jeffrey_Jewell_and_Nasrat_Raouf_and_Gregory_Allan_and_Camilo_Mejia_Prada_and_Matthew_Noyes_and_Alex_B._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10395 |
宇宙望遠鏡の可視光コロナグラフ装置を使って地球サイズの系外惑星を直接撮像するには、$\sim10^{-10}$の生のコントラストを達成し、それを観測期間中（数時間または数時間程度）維持できるシステムが必要です。もっと）。当社は、科学焦点面での高いコントラストを維持するために、帯域外光を使用した同時の波面検知と制御を可能にするデュアルパーパスリオコロナグラフ（DPLC）マスクの設計、製造、テストを行っています。当社の初期設計では、階層型金属焦点面オカルターを使用して透過コロナグラフチャネル内の星の光を抑制し、ダイクロイックコーティングされた基板を使用して帯域外光を波面検知カメラに反射します。オカルターの設計により、反射チャネルがゼルニケ波面センサーとなるように位相シフトが導入されます。ダイクロイックコーティングにより、高次の波面誤差を検出できるようになります。これは、アクティブに制御されるセグメント化された主ミラーからの残留ドリフトを補償するために特に重要です。第2世代の設計コンセプトには、反射ビームに偏光依存の位相シフトを生み出すメタサーフェスが含まれており、これにはダイナミックレンジの拡張など、いくつかの利点があります。NASAのハイコントラストイメージングテストベッド(HCIT)施設での焦点面マスクの設計、特性評価、および初期テストについて説明します。
星間探査機による星間塵と太陽圏科学の相乗効果
| Title |
Synergies_between_interstellar_dust_and_heliospheric_science_with_an_Interstellar_Probe |
| Authors |
Veerle_J._Sterken,_Silvan_Hunziker,_Kostas_Dialynas,_Jan_Leitner,_Maximilian_Sommer,_Ralf_Srama,_Lennart_R._Baalmann,_Aigen_Li,_Konstantin_Herbst,_Andr\'e_Galli,_Pontus_Brandt,_My_Riebe,_Jack_Baggaley,_Michel_Blanc,_Andrej_Czechowski,_Frederic_Effenberger,_Brian_Fields,_Priscilla_Frisch,_Mihaly_Horanyi,_Hsiang-Wen_Hsu,_Nozair_Khawaja,_Harald_Kr\"uger,_Bill_S._Kurth,_Niels_F._W._Ligterink,_Jeffrey_L._Linsky,_Casey_Lisse,_David_Malaspina,_Jesse_A._Miller,_Merav_Opher,_Andrew_R._Poppe,_Frank_Postberg,_Elena_Provornikova,_Seth_Redfield,_John_Richardson,_Michael_Rowan-Robinson,_Klaus_Scherer,_Mitchell_M._Shen,_Jon_D._Slavin,_Zoltan_Sternovsky,_Gunter_Stober,_Peter_Strub,_Jamey_Szalay,_Mario_Trieloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10728 |
私たちは、太陽圏と塵の科学の間の相乗効果、未解決の科学の疑問、技術的取り組み、そして今後10年間に維持または発展させることが重要なプログラムの側面について議論します。特に、太陽圏の星間塵を（動的）太陽圏の特性のトレーサーとしてどのように使用できるかを説明し、太陽圏および天体圏の物理学における宇宙塵の役割という、かなり未調査だが潜在的に重要な科学的疑問を強調します。私たちは、専用ダストスイートを備えた星間探査機ミッションが星間塵研究に前例のない進歩をもたらし、塵の測定を通じて太陽圏科学にも貢献できることを示します。これは、太陽系内の他のミッションと相乗効果を発揮し、宇宙内の複数の有利な地点を利用して、太陽圏に「転がる」塵を測定する場合に特にうまく達成できる。太陽系内部と外部のミッション間のこのような相乗効果は、空間的および時間的に変化する塵の流れを解きほぐすために非常に重要です。最後に、関連する機器と、研究上の疑問に対する答えを見つけるのに役立つその機器の適合性を強調します。
シンチレーテッドマイクロレンズ: 高速電波バーストによる宇宙距離の測定
| Title |
Scintillated_microlensing:_measuring_cosmic_distances_with_fast_radio_bursts |
| Authors |
Anna_Tsai,_Dylan_L._Jow,_Daniel_Baker,_Ue-Li_Pen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10830 |
我々は、高速電波バースト（FRB）のシンチレーションマイクロレンズを使用して宇宙論的距離を直接測定する新しい手段を提案します。宇宙膨張の標準的な強力レンズ測定では、体系的な不確実性の主な原因は、銀河ハローの質量プロファイルのモデル化にあります。銀河系外の恒星マイクロレンズを使用してハッブル定数を測定すると、マイクロレンズのレンズポテンシャルが単一のパラメーター、つまりレンズの質量にのみ依存するため、この体系的な不確実性が回避されます。FRBは、レンズの時間遅延に関してナノ秒の精度を達成できるため、時間遅延がミリ秒のオーダーである恒星のマイクロレンズの高精度測定に適しています。しかし、マイクロレンズ画像間の典型的な角度分離はマイクロ秒オーダーであるため、地上の望遠鏡では個々の画像を空間的に分解することが不可能になります。私たちは、ISMのシンチレーションを利用してマイクロレンズ画像を解像し、ISMを天体物理スケールの干渉計に効果的に変えることを提案します。この手法を使用して、単一の観測されたシンチレーションマイクロレンズイベントから$H_0$の不確実性は6\%と推定され、そのようなイベントがわずか30回で達成可能な$H_0$の不確実性は1%未満です。恒星のマイクロレンズの光学深度は$10^{-3}$で、これは今後のFRB望遠鏡で近い将来に達成できるかもしれません。
系外惑星主星 $\lambda$ Serpentis の星地震学と分光偏光測定
| Title |
Asteroseismology_and_Spectropolarimetry_of_the_Exoplanet_Host_Star_$\lambda$_Serpentis |
| Authors |
Travis_S._Metcalfe,_Derek_Buzasi,_Daniel_Huber,_Marc_H._Pinsonneault,_Jennifer_L._van_Saders,_Thomas_R._Ayres,_Sarbani_Basu,_Jeremy_J._Drake,_Ricky_Egeland,_Oleg_Kochukhov,_Pascal_Petit,_Steven_H._Saar,_Victor_See,_Keivan_G._Stassun,_Yaguang_Li,_Timothy_R._Bedding,_Sylvain_N._Breton,_Adam_J._Finley,_Rafael_A._Garcia,_Hans_Kjeldsen,_Martin_B._Nielsen,_J._M._Joel_Ong,_Jakob_L._Rorsted,_Amalie_Stokholm,_Mark_L._Winther,_Catherine_A._Clark,_Diego_Godoy-Rivera,_Ilya_V._Ilyin,_Klaus_G._Strassmeier,_Sandra_V._Jeffers,_Stephen_C._Marsden,_Aline_A._Vidotto,_Sallie_Baliunas,_Willie_Soon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09808 |
明るい星$\lambda$Serは、最小質量13.6$M_\oplus$で公転15.5日の熱い海王星をホストしています。また、平均自転周期が25.8日で、表面の回転差が太陽に非常に似ていることから、太陽に似ているようにも見えます。私たちは、このシステムの基本的な特性を特徴付け、現在の構成に至った進化の経路を制約することを目的としています。私たちは、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からの時系列測光で太陽のような振動を検出し、詳細なモデリングから正確な星地震特性を導き出します。私たちは新しい分光旋光データを取得し、それを使用して大規模な磁場形態を再構築します。私たちは、ウィルソン山天文台からの彩層活動測定の完全な時系列を再分析し、チャンドラ宇宙望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡からの新しいX線および紫外線観測を提示します。最後に、更新された観測制約を使用して、星の回転履歴を評価し、風制動トルクを推定します。我々は、現在のところ恒星の年齢については不確実性が残っているため、$\lambda$Serの性質を明確に解釈することができず、角運動量の損失率は同様のロスビー数を持つ他の星よりも高いと思われると結論づけた。今後の天体地震観測は、恒星年齢の精度の向上に役立つ可能性があります。
コロナ減光、噴出フィラメントとCMEの三次元関係について。 2021 年 10 月 28 日の X1.0 イベントのケーススタディ
| Title |
On_the_three-dimensional_relation_between_the_coronal_dimming,_erupting_filament_and_CME._Case_study_of_the_28_October_2021_X1.0_event |
| Authors |
Galina_Chikunova,_Tatiana_Podladchikova,_Karin_Dissauer,_Astrid_M._Veronig,_Mateja_Dumbovi\'c,_Manuela_Temmer,_Ewan_C.M._Dickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09815 |
ソーラーオービター、STEREO-A、SDO、ソーホー。面積の展開を追跡することによって支配的な調光方向を推定する方法を提案し、各ピクセルの球の表面積を計算することによってその正確な推定を強調します。初期のフラックスロープ伝播方向を決定するために、段階的円筒シェルモデリング(GCS)とフィラメントのタイポインティングを介してCMEの3D再構成を実行します。減光は最初は放射状に拡大し、その後南東に移動します。太陽表面上で噴出するフィラメントの再構成された高さの変化の直交投影は、支配的な減光成長のセクターに位置し、一方、GCS再構成の内側部分の直交投影は全減光領域と一致します。フィラメントは、約$\約$$180mmの高さで$\約$250km/sの最高速度に達します。運動方向は放射状(東へ64$^\circ$、南へ32$^\circ$)から大きく傾いています。CMEとフィラメント脚の間の3D方向の50$^\circ$の差は、再構築から決定されたCME半幅に厳密に対応しており、再構築されたフィラメントとCME本体の関連する脚との潜在的な関係を示唆しています。私たちの発見は、フィラメントの進化は地球規模のCME拡大の方向に直接関係していないものの、減光成長の支配的な伝播は太陽大気下層で噴出する磁気構造（フィラメント）の方向を反映していることを強調しています。全体的な減光形態は、CME再構成の内部部分とよく似ており、CMEの方向についての洞察を得るために減光観察を使用できることが実証されています。
磁気嵐の予測因子としての黒点の光学的分析
| Title |
An_Optical_Analysis_of_Sunspots_as_Predictors_of_Geomagnetic_Storms |
| Authors |
Matthew_Shelby,_Scott_Scharlach,_Petar_Matejic,_RJ_Everett,_Colton_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09848 |
地球上ではさまざまな現象が磁気嵐を引き起こす可能性がありますが、最も深刻な磁気嵐は太陽活動、特にコロナ質量放出(CME)と太陽フレアから発生します。CMEとフレアは主に黒点から発生します。「aa指数」は、複数の情報源から得られたさまざまな特性に基づいて、1868年から2010年の間に発生した最も強い磁気嵐をすべてランク付けする指標です。この論文は、最も激しい磁気嵐のaa指数と、それらが発生する黒点の固有の特性との間の相関関係を調査します。嵐のaa指数の合計ランクと黒点の「合計強度」の間に相関関係が見つかりました。ここで、合計強度は黒点の平均強度とその面積の積として定義されます。破損している可能性のあるデータポイントが削除された場合、相関関係はR二乗=0.690およびR二乗=0.855になります。
明るい赤色巨星の天体地震スケーリング関係に対する断熱仮定の影響
| Title |
The_effect_of_the_adiabatic_assumption_on_asteroseismic_scaling_relations_for_luminous_red_giants |
| Authors |
Joel_C._Zinn,_Marc_H._Pinsonneault,_Lars_Bildsten,_Dennis_Stello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09854 |
小惑星地震のスケーリング関係から得られる恒星の半径は、主系列星と初登赤色巨星分枝星のほとんどについては独立した推定値とパーセントレベルで一致しているが、スケーリング関係は、最も明るい恒星の半径を数十パーセントレベルで過剰予測している($R\gtrsim30R_{\odot}$)。これらの進化した星は著しく超断熱的なエンベロープを持ち、これらの領域の範囲は半径の増加とともに増加します。ただし、スケーリング関係の理論的導出および大きな周波数分離の補正では、断熱性が想定されています。ここで、スケーリング関係の半径の膨張の一部がこの断熱性の仮定から生じる可能性があることを示します。ケプラー星地震データを新たに換算すると、断熱仮定の下で処理した場合、$R\lesssim30R_{\odot}$を持つ星について、スケーリング関係半径とガイア半径が少なくとも$2\%$以内で一致することがわかります。ただし、$50R_{\odot}\lesssimR\lesssim100R_{\odot}$の星のスケーリング関係半径の精度は、断熱的な大きな周波数分離補正を使用した場合、$10\%-15\%$よりも優れることはありません。$R\約100R_{\odot}$を持つ星のこの不一致の最大3分の1は断熱仮定によって引き起こされる可能性があり、この断熱誤差は半径とともに増加し、先端では$10\%$に達することがわかります。赤い巨人の枝。我々は、太陽の場合とは異なり、輝く星の非常に深いところでは超断熱勾配が大きいままであることを実証した。音響空洞の大部分も光学的に薄い大気中にあります。したがって、観察された不一致は、対流と大気の単純化された処理を反映している可能性があります。
太陽噴火につながる黒点回転の重要なメカニズムとしての磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_Reconnection_as_the_Key_Mechanism_in_Sunspot_Rotation_Leading_to_Solar_Eruption |
| Authors |
Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Xinkai_Bian,_Peng_Zou,_Aiying_Duan,_Xiaoli_Yan,_Qiang_Hu,_Wen_He,_Xinyi_Wang,_Pingbing_Zuo,_and_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09928 |
本影中心の周りの黒点の回転は、太陽噴火を引き起こす重要なプロセスであると長い間考えられてきましたが、その根底にあるメカニズムは依然として不明です。黒点の回転がどのように噴火につながるかについての一般的な物理的イメージは、コロナの磁力線をその根元からねじることによって、回転によって磁束ロープが構築され、それが噴火を引き起こすある種の理想的な磁気流体力学（MHD）の不安定性を引き起こす可能性があるというものです。。ここでは、データにインスピレーションを得たMHDシミュレーションを使用して、大規模な噴火につながる太陽活動領域NOAA12158の大きな黒点の回転を研究し、それがねじれた磁束ロープの理想的な不安定性に基づく一般的な理論とは異なることを発見しました。このシミュレーションは、黒点の連続的な回転により、噴火前にせん断されたアーケード内で徐々に生成される中心電流シートによってコロナ磁場がせん断されるが、磁束ロープは形成されないことを示唆している。その後、現在のシートで高速再接続が始まると、噴火が即座に引き起こされ、噴火中に高度にねじれた磁束ロープが作成されます。さらに、このシミュレーションでは、準静的エネルギー貯蔵段階と衝撃的噴火加速段階の間の中間進化段階が明らかになりました。この段階は観測におけるゆっくりとした上昇段階に相当する可能性があり、電流シートの構築を促進します。
さそり座-ケンタウルス連合におけるB星の間の倍数
| Title |
Multiples_among_B_stars_in_the_Scorpius-Centaurus_association |
| Authors |
R._Gratton,_V._Squicciarini,_V._Nascimbeni,_M._Janson,_S._Reffert,_M._Meyer,_P._Delorme,_E._E._Mamajek,_M._Bonavita,_S._Desidera,_D._Mesa,_E._Rigliaco,_V._D'Orazi,_C._Lazzoni,_G._Chauvin,_M._Langlois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09962 |
私たちは、さそり座-ケンタウルス座連合におけるB星（年齢約1500万人、B星181個）の伴星の性質について議論します。私たちは、高コントラストの画像サンプルと、ガイア、日食連星、および分光法からの伴星の証拠を組み合わせた利用可能なデータを収集しました。二分探索の完全性を評価し、検出されたすべての仲間の質量と長半径を推定しました。これらのデータは、分離距離が3天文以上の恒星の二次星の完全なサンプルを提供しており、より近い伴星に関して非常に有益です。私たちは、181の星の周りに200人の仲間の証拠を発見しました。単一星の割合は、M_A>3.5Msunの星では15.2\pm4.1%ですが、より低質量の星では31.5\pm5.9%です。伴星の軌道の長半径中央値は、A星よりもBの方が小さく、OB星で以前に発見された回転が裏付けられています。非常に広い(a>1000天文単位)およびより近い伴星の質量分布は異なります。M_A>5.0Msunの質量が太陽よりも小さい大質量星の伴星はほとんどなく、長半径が1000天文単位未満のM星はさらに少数です。低質量伴星の欠乏はサンプル全体に広がっています。初期のB星のほとんどは、大質量二次星を伴うコンパクトな系にありますが、低質量星は主に、より広い質量比の広がりを持つより広い系にあります。我々の結果は、一次粒子の円盤の断片化と二次粒子への選択的な質量降着による、長半径<1000au(全体の約80%)を持つ二次粒子の形成であると解釈します。観察された一次質量の傾向は、円盤上での降着エピソードのより長期的な段階と、より効果的な内部への移動によって説明される可能性があります。BEAST調査から12個の新しい恒星の伴星と、ガイアデータを使用してHIP74752から9.6秒角の位置に新しいBD伴星を検出しました。また、HIP59173、HIP62058、およびHIP64053に対する可能性のあるBDおよび低質量恒星の伴星のケースについて議論します。
6 つの極度に低い質量比の接触バイナリ系の研究
| Title |
A_Study_of_Six_Extreme_Low_Mass_Ratio_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Bojan_Arbutina,_Jelena_Petrovic,_Miroslav_D._Filipovic,_Ain_Y._De_Horta,_Nick_F._H._Tothill_and_Gojko_Djuravsevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09998 |
西シドニー大学とラスカンブレス天文台で実施された、十分に研究されていない6つの接触バイナリのマルチバンド（B、V、R）測光および分光観測が、最新バージョンのウィルソン・デベニーコードを使用して分析されました。6つすべての質量比は0.073～0.149の範囲で非常に低いことが判明しました。すべてはFスペクトルクラスで、主成分の質量は1.05Msunから1.48Msunの範囲です。どれも彩層活動の強化（オコネル効果）の光度曲線の特徴を示していませんが、6つのうち5つは顕著な紫外線過剰を示しており、磁性と彩層の活動の増加の存在を示しています。入手可能な調査データに基づく周期分析では、2つのシステムはゆっくりと増加する周期を持ち、二次系から一次系への物質移動を示唆し、2つの系は緩やかな減少周期を持ち、一次系から二次系への物質移動が考えられますが、1つは定常期を示し、もう1つは移行中であることを示しています。減少期から増加期への移行は、物質移動の逆転の可能性を示唆しています。また、光度曲線解を軌道安定性の理論的マーカーと比較し、6つの系のうち3つの系の質量比が理論的不安定性の限界内にあり、潜在的な合体候補とみなされ得ることを示します。
食系 V864 Monocerotis の測光特性と分光特性
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_Properties_of_the_Eclipsing_System_V864_Monocerotis |
| Authors |
Jang-Ho_Park,_Jae_Woo_Lee,_and_Kyeongsoo_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10000 |
我々は、正確に測定された基本パラメータから、WUMa型連星系V864Monの軌道周期変動と進化の状態を提示します。このシステムの新しい$BV$測光観測は2019年1月と2022年1月に実行され、最初の高解像度分光観測は2019年1月から3月の間の3晩に実行されました。合計29回の最小光を収集し、公転周期の挙動を調べた。これらのタイミングを分析したところ、過去20年間で$+$2.62$\times$10$^{-7}$dyr$^{-1}$の割合で継続的に増加していることが示されており、これは質量として解釈できます。1.22$\times$10$^{-7}$M$_\odot$yr$^{-1}$のレートで、それほど質量の少ない一次成分から二次成分に移動します。両方の成分の動径速度(RV)を測定し、より重い二次星の実効温度と予想回転速度を$T_{\rmeff,2}$=5450$\pm$94Kおよび$v_2と決定しました。主極小値での観測スペクトルと理論モデルの比較から、それぞれ\sini$=192$\pm$40kms$^{-1}$。両方の成分の個々の質量と半径は、光曲線とRV曲線の同時解析から決定されました。$M_1$=0.34$\pm$0.02M$_\odot$、$R_1$=0.69$\pm$0.01R$_\odot$、$M_2$=1.06$\pm$0.04M$_\odot$、$R_2$=1.16$\pm$0.02R$_\odot$となります。我々の結果は、V864MonがWUMa星のWサブタイプであり、時間的に変化するスポット活動を持つことを示しています。質量-光度と質量半径の図における位置は、副星が主系列領域に属しているのに対し、より高温の主星は終末期の主系列を超えて位置していることを示しています。
バースト前の反復共生新星 T コロナエ
| Title |
Recurrent_Symbiotic_Nova_T_Coronae_Borealis_Before_Outburst |
| Authors |
N.A._Maslennikova,_A.M._Tatarnikov,_A.A._Tatarnikova,_A.V._Dodin,_V.I._Shenavrin,_M.A._Burlak,_S.G._Zheltoukhov,_I.A._Strakhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10011 |
2011年から2023年に広範囲の波長で得られたTCrBの測光および分光観測の結果を示します。近赤外光度曲線を使用して、赤色巨星が観測者と高温成分の間に位置するときの光極小時間の新しい暦$JD_{min}=2455828.9+227.55\cdotE$を決定します。磁束比H$\alpha$/H$\beta$は、2020年から2023年にかけて約3から約8まで変動しました。これは、X線範囲と光学範囲の間の磁束比の変化による可能性があります。H$\alpha$/H$\beta$の値は、系の高温コンポーネントへの降着速度に依存することが示されています。2023年6月8日に得られた高速追跡観測に基づいて、約25分の特徴的な時間スケールでHeII$\lambda4686$線の変動、$B$バンドの変動の振幅を検出しました。~0.07$^m$でした。楕円体効果を考慮した近赤外光曲線のシミュレーションにより、連星系のパラメーター、つまり冷成分のロッシュローブ充填率$\mu=1.0$、質量比$q=M_{cool}を得ることができました。/M_{hot}=0.65\pm0.2$、軌道傾斜角$i=56^\circ\pm4^\circ$。2005年から2023年に得られた光度曲線と1946年のバーストテンプレートを比較することで、次のバーストの日付、つまり2024年1月を予測することが可能になりました。
タイタンの金属に乏しい基準星 II。赤色巨星とCEMP星々
| Title |
Titans_metal-poor_reference_stars_II._Red_giants_and_CEMP_stars |
| Authors |
Riano_E._Giribaldi,_Sophie_Van_Eck,_Thibault_Merle,_Alain_Jorissen,_Pawel_Krynski,_Lea_Planquart,_Marica_Valentini,_Cristina_Chiappini,_Hans_Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10118 |
太陽近隣の外に位置するF型、G型、K型星の代表的なサンプルが分光調査で利用可能になり始めています。金属に乏しい([Fe/H]~$\lesssim-0.8$~dex)巨人の割合は、遠距離との関連性がますます高まっています。金属の乏しい星では、LTE分光法と現在も広く使用されている以前の色と$T_{\mathrm{eff}}$の関係に基づく実効温度($T_{\mathrm{eff}}$)が不正確であることが報告されている。複数の利用可能な調査におけるこれらの$T_{\mathrm{eff}}$スケールに基づいて化学存在量を再校正し、同時に使用できる同じ標準スケールに合わせる必要があります。そのためには、標準の完全なサンプルが必要ですが、これまでのところ、$T_{\mathrm{eff}}$を準直接測定できる数個の星に限定されています。私たちは、実績のある正確な大気パラメータを備えたメタルプア標準の従来のサンプルを提供することを目指しています。我々は、Giribaldiらの金属に乏しい矮星のサンプルに47の巨人を追加した。2021年、それによってタイタンズの金属に乏しい基準星を構成します。$T_{\mathrm{eff}}$は3D非LTEH$\alpha$モデリングによって導出され、その精度は干渉法と赤外線束法(IRFM)に対してテストされました。表面重力(log$g$)は、Mg~I~b三重項線を当てはめることによって導出され、その精度は星地震学に対してテストされました。金属性はFeIIラインを使用して導出され、非LTEスペクトル合成から導出された[Fe/H]と同一であることが検証されました。3D非LTEH$\alpha$からの$T_{\mathrm{eff}}$は、$\pm$46~Kの不確実性内の干渉温度とIRFM温度に相当します。最高のS/Nを持つスペクトルで34個の星に対して$\sim$50~Kの精度を達成しました。log$g$については、$\pm$0.15~dexの合計不確実性を達成しました。[Fe/H]については、$\pm$0.09~dexの合計不確実性が得られました。LTE下でのFe線のイオン化平衡は、金属に乏しい巨大惑星では有効ではないことがわかりました。
太陽電流シートにおける 3D 結合引裂き熱進化
引き裂き熱進化の組み合わせは、電流シートの破壊と太陽大気内での冷たい凝縮の形成において重要な役割を果たします。しかし、これはこれまで限定的に注目されてきました。私たちは、太陽大気中で理想的な電流シートの破壊を引き起こす引き裂きと熱不安定性の組み合わせを数値的に調査します。熱成分は、そうでなければ3D再接続する磁気トポロジー内で局所的な冷たい凝縮の形成を引き起こします。オープンソースコードMPI-AMRVACを使用して、背景加熱の非断熱影響、光学的に薄い放射エネルギー損失、磁場に沿った熱伝導を組み込んだ、太陽大気条件下での力のない電流シートの3D抵抗磁気流体力学シミュレーションを構築します。複数レベルの適応メッシュ改良により、進化するシステム内でのより微細なスケールの凝縮構造の自己一貫した発展が明らかになります。電流シートの不安定性は、電流シート面の周囲に集中する磁場の摂動によって引き起こされ、その後引き裂きモードが発生します。これにより、システムの熱的不安定性に伴う熱暴走が引き起こされます。我々は、一般的な低プラズマ$\beta$条件下で形成されるその後の局所的な低温プラズマ凝縮を発見し、これらの凝縮構造の密度と温度がより静止したコロナ凝縮と類似していることを実証した。極紫外(EUV)および光波長での合成対応物は、(EUVでの)プラズモイドの形成と、再接続シート付近のプロミネンスやコロナルレインブロブに似たコロナル凝縮を示します。私たちのシミュレーションは、太陽電流シートの3D再結合が、結合した引き裂き熱の進化の間に形成される、ほぼ避けられない多重熱的側面を示す可能性があることを示唆しています。
低質量星形成領域におけるいくつかの選択された複雑な有機分子の化学進化
| Title |
Chemical_evolution_of_some_selected_complex_organic_molecules_in_low-mass_star-forming_regions |
| Authors |
Bratati_Bhat,_Rumela_Kar,_Suman_Kumar_Mondal,_Rana_Ghosh,_Prasanta_Gorai,_Takashi_Shimonishi,_Kei_E._I._Tanaka,_Kenji_Furuya,_and_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10211 |
星形成領域における複雑な有機分子(COM)の運命は、さまざまな進化段階と相互に関連しています。したがって、同一の星形成領域の多様な環境でこれらの種を特定することは、それらの物理的および化学的遺産を理解するのに役立つでしょう。我々は、IRAM30m望遠鏡による太陽のような星形成領域の化学調査に特化した大規模プログラム「IRAMにおける天体化学調査」(ASAI)データを利用して、複数のCOMを特定しました。これは、恒星前核、原始星、流出領域、および原始惑星系円盤相をカバーする、ミリメートル領域での公平な調査でした。ここでは、メタノール(CH3OH)、アセトアルデヒド(CH3CHO)、ギ酸メチル(CH3OCHO)、エタノール(C2H5OH)、プロピナール(HCCCHO)、ジメチルエーテル(CH3OCH3)、およびシアン化メチル(CH3CN)という7つのCOMのいくつかの遷移を報告しました。)一部のソースではL1544、B1-b、IRAS4A、およびSVS13A。回転図法とMCMCフィットを使用して、導き出された存在量からこれらの種間の傾向を見つけました。HCCCHOを除くすべてのCOMの存在量がL1544(星前核)から増加し、IRAS16293-2422(クラス0相)でピークに達することがわかりました。これらの分子の量が光源の明るさと相関していることが注目されています。得られた傾向は、以前の干渉観測とビーム希釈効果の考慮からもわかります。
SoHO/EIT と SDO/AIA 171\AA$~$ 画像の均質化: 深層学習アプローチ
| Title |
Homogenising_SoHO/EIT_and_SDO/AIA_171\AA$~$_Images:_A_Deep_Learning_Approach |
| Authors |
Subhamoy_Chatterjee,_Andr\'es_Mu\~noz-Jaramillo,_Maher_Dayeh,_Hazel_M._Bain,_Kimberly_Moreland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10322 |
太陽の極端紫外線画像は、宇宙天気予報タスクに不可欠な部分になりつつあります。ただし、さまざまな調査を行うには、機器固有の予測アルゴリズムの開発が必要です。別の方法として、複数の調査を組み合わせて均質なデータセットを作成することもできます。この研究では、SoHO/EITとSDO/AIA171~\AA~調査の時間的重複を利用して、2太陽周期のEUV画像の単一の均一な調査を作成するための深層学習モデルのアンサンブルをトレーニングします。これまでの深層学習の応用では、出力の均一性の検証に重点が置かれ、不確実性の系統的な推定は無視されてきました。私たちは、「近似ベイジアンアンサンブル」と呼ばれるアプローチを使用して、完全ベイジアンニューラルネットワークの不確実性を模倣するモデルのアンサンブルをわずかなコストで生成します。トレーニングセットのサイズが増加するにつれて、アンサンブルの不確実性が低下することがわかりました。さらに、モデルアンサンブルは、トレーニングデータでは十分に表現されていないテストデータの不確実性が高いことを示すことで、予測に計り知れない価値を追加することを示します。
V844 ヘルキュリスのスーパーバースト中に驚くべき周期性をTESSが検出
| Title |
A_Surprising_Periodicity_Detected_During_a_Super-outburst_of_V844_Herculis_by_TESS |
| Authors |
A._Greiveldinger,_P._Garnavich,_C._Littlefield,_M._R._Kennedy,_J._P._Halpern,_J._R._Thorstensen,_P._Szkody,_A._Oksanen,_R._S._Boyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10344 |
TESSが観測したV844Herのスーパーバースト中に、49.08$\pm$0.01d$^{-1}$（周期29.34$\pm$0.01分）の頻度でこれまで検出されなかった周期性を確認した。V844Herは、最小周期に近い78.69分の公転周期を持つSUUMaタイプの激変変数です。この新しい信号の周波数は、SUUMaのバーストでよく見られるスーパーハンプ振動とは対照的に一定です。MDM、TESS、およびXMM-Newtonデータを使用して静止中の振動を検索しましたが、成功しませんでした。XMM光度曲線に周期信号が存在しないことと、V844HerのX線輝度が比較的低いことは、これが典型的なIPではないことを示唆しています。29分の信号は、TESSデータの2分のリズムに近い周期を持つ矮新星振動のスーパーナイキストサンプリングの結果である可能性を考慮します。2006年のスーパーアウトバーストに関するアーカイブAAVSO測光の私たちの分析は、29分間の振動の存在を裏付けていますが、以前のスーパーアウトバーストに関する発表された研究では信号は検出されませんでした。V844HerのX線特性を短軌道周期中間極（IP）、V1025CenおよびDWCncと比較します。私たちは、新しい信号はV844Herシステムからの実際の測光振動であり、エイリアシングされた高周波振動である可能性は低いと結論付けます。新しい信号の安定した周波数は、その起源がV844Herの非同期回転する白色矮星に関連していることを示唆しているが、磁束変動を生み出す正確なメカニズムは依然として不明である。
超アルフブの太陽風の反射による乱流
| Title |
Reflection-driven_turbulence_in_the_super-Alfv\'enic_solar_wind |
| Authors |
Romain_Meyrand,_Jonathan_Squire,_Alfred_Mallet,_Benjamin_D._G._Chandran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10389 |
太陽のコロナや太陽風などの磁化された成層天体物理環境では、アルフボの変動が背景の勾配から「反射」し、非線形相互作用が可能になり、エネルギーが熱に散逸されます。「反射駆動乱流」と呼ばれるこのプロセスは、コロナ加熱と太陽風の加速に重要な役割を果たしていると考えられており、観測上のさまざまな相関関係や制約を説明している。内部太陽圏に焦点を当てた以前の研究を基礎として、ここでは拡張ボックス内で低減された磁気流体力学を使用して、反射駆動乱流の基本物理学を研究します。これは、超アルフビ太陽の局所乱流プラズマダイナミクスを捉えることができる最も単純なモデルです。風。理想化されていますが、私たちの高解像度シミュレーションと単純な理論は、多様な観察と一致する豊かな現象学を明らかにします。外側に伝播する変動は、最初は不均衡が大きく、非線形に減衰してプラズマを加熱し、よりバランスが取れて磁気的に支配されるようになります。高い不均衡にもかかわらず、エルスアッサーの衝突が反射によって抑制され、2つのエルスアッサーフィールド間に「異常なコヒーレンス」が生じるため、乱流は強力です。このコヒーレンスと線形効果により、乱流が減衰するにつれて「アナストロフィー」（磁気ポテンシャルの二乗）が異常に増大し、エネルギーがより大きなスケールに押し上げられ、「$1/f$範囲」が形成されます。その際のエネルギースペクトル。遅い時間では、膨張は非線形およびアルフエン物理学を克服し、非線形散逸を最小限に抑える孤立した磁気的に支配された「アルフエン渦」構造を形成します。これらの結果は、観測された乱流の不均衡、残留エネルギー、プラズマ加熱、および変動スペクトルの半径方向および風速依存性をもっともらしく説明できるとともに、将来の観測に対する検証可能な予測を行うことができます。
太陽フレア電流シート内の三次元乱流リコネクション
| Title |
Three-dimensional_Turbulent_Reconnection_within_Solar_Flare_Current_Sheet |
| Authors |
Yulei_Wang,_Xin_Cheng,_Mingde_Ding,_Zhaoyuan_Liu,_Jian_Liu,_Xiaojue_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10494 |
太陽フレアはコロナ磁気エネルギーを爆発的に放出する可能性があり、地球に近い宇宙環境の安全性に影響を与える可能性があります。マクロスケールでのそれらの構造と特性は、主要なエネルギー変換メカニズムとして磁気リコネクション理論を援用する、一般に受け入れられている2次元の標準モデルによってうまく解釈されています。それにもかかわらず、最近の高解像度観測によって発見されたいくつかの重要な力学的特徴は、とらえどころのないままである。今回我々は、フレア電流シート内の乱流磁気リコネクションの首尾一貫した高解像度三次元磁気流体力学シミュレーションを報告する。異なるスケールの断片化された電流パッチが、電流シートおよびフレアループトップ領域でよく発達した乱流スペクトルとともに自発的に生成されることがわかります。テアリングモード不安定性とケルビン・ヘルムホルツ不安定性の緊密な結合は、乱流リコネクションの発達と、現実的な観測値とよく一致する合成観測値による動的構造の形成において重要な役割を果たします。洗練されたモデリングにより、従来の乱流リコネクションモデルから、異なるスケールのフレア力学構造を統合する3次元乱流リコネクションモデルへのパラダイムシフトが実現します。
LAMOST彩層活動指数を使用した周期ギャップの解明
| Title |
Unravelling_the_Period_Gap_using_LAMOST_Chromospheric_Activity_Indices |
| Authors |
Deepak_Chahal,_Devika_Kamath,_Richard_de_Grijs,_Paolo_Ventura_and_Xiaodian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10539 |
ZwickyTransientFacilityデータに基づくBYDraconis(BYDra)変数の最近のカタログでは、周期カラー図に周期ギャップの痕跡が見つかりました。BYDraデータベースと{\slKepler}およびK2調査のカタログを組み合わせたところ、顕著な期間のギャップが明らかになりました。ここでは、この結合されたZTF-{\slKepler}-K2データセットを使用して、彩層活動指数を使用してBYDra星で観察された周期ギャップの原因を調査します。LAMOSTデータリリース7の低解像度および中解像度のスペクトルを使用して、Ca{\scii}HおよびKおよびH$\alpha$輝線の磁気活動指数を導き出します。私たちは、彩層の活動が星の質量と自転周期の両方に強く依存していることを発見しました。部分的に対流しているK-M型星の場合、活動は$\sim$700-1000Myrの年齢まで急激に減少し、その後スピンダウン失速に伴う低準位飽和のタイプに進化します。対照的に、対流エンベロープが薄いF-G型星は、年齢が増加しても一定の活動を示します。部分的に対流している星で観察された急激な減少は、コアとエンベロープの結合によって引き起こされているのではないかと考えられます。このメカニズムにより、コアとエンベロープの遷移における回転差が減少し、磁気活動の低下につながります。さらに、以前に知られていた星団の活動指数を導き出し、年齢の関数としての活動レベルに関して同様の傾向を見つけました。特に、周期ギャップの位置付近で非常に低レベルの活動が観察されます。したがって、変動源が検出されないことによって定義される周期ギャップは、彩層活動の最小値によって引き起こされると結論付けます。
太陽コロナループの減衰のないキンク振動の偏光
| Title |
Polarisation_of_decayless_kink_oscillations_of_solar_coronal_loops |
| Authors |
Sihui_Zhong,_Valery_M._Nakariakov,_Dmitrii_Y._Kolotkov,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Patrick_Antolin,_Cis_Verbeeck,_David_Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10573 |
太陽コロナ内のプラズマループの減衰のないキンク振動には、太陽と恒星のコロナ加熱という謎の問題に対する答えが含まれている可能性があります。振動の分極は、その励起メカニズムとエネルギー供給に関する独自の情報を与えてくれます。しかし、分極の明確な決定は依然としてとらえどころのないままである。ここでは、太陽周回船の高解像度イメージャと大気イメージングアセンブリの独自の組み合わせによって提供される、約104\textdegree離れた2つの非平行な視線からの4分間の減衰のないキンク振動の同時検出を示します。太陽力学天文台。観察により、振動の水平または弱く斜めの直線偏光が明らかになりました。この結論は、キンク振動のさまざまな種類の分極の観測結果の順方向モデリングと観測結果の比較に基づいています。明らかになった分極は、準定常流によるこれらの振動の持続可能性を促進し、コロナ加熱のためのエネルギーを供給する可能性がある。
JWSTによる測光と測光 -- III. NIRCam-Gaia DR3 による散開星団 NGC 2506 の解析
| Title |
Photometry_and_astrometry_with_JWST_--_III._A_NIRCam-Gaia_DR3_analysis_of_the_open_cluster_NGC_2506 |
| Authors |
D._Nardiello,_L._R._Bedin,_M._Griggio,_M._Salaris,_M._Scalco,_S._Cassisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10575 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載されたカメラを使用して分解された恒星集団を分析するツールの開発を目的としたこのシリーズの3番目の論文では、2回転銀河散開星団NGC2506の詳細なマルチバンド研究を紹介します。我々は、複数のフィルターで収集された公開キャリブレーションデータセットを次の目的で使用します。(i)10個のNIRCamフィルターに対して改善された実効点像分布関数(ePSF)を導き出します。(ii)主系列(MS)の低質量~0.1Msunに近づく、星団内の星の高精度測光と天文測定を抽出します。(iii)JWSTとGaiaDR3の相乗効果を利用して、クラスターのグローバルおよびローカルのプロパティの包括的な分析を実行します。JWSTを使用して、Gaiaの限界(約0.8Msun)をより低い質量(約0.4Msun)まで拡張し、約57.5%のMSバイナリフラクションを導き出しました。私たちは、NGC2506の質量関数(MF)に関する研究を実施し、Gaiaデータを使用して質量分離をマッピングし、JWSTフィールドを使用してMFをより低い質量に拡張しました。また、派生したMFに関する情報を組み合わせて、クラスターの現在の総質量の推定値を推測しました。最後に、白色矮星(WD)の存在を調査し、有力な候補を特定しました。しかし、その星団のメンバーシップ、他の4つのWD候補および大多数の微光低質量MS星のメンバーシップをしっかりと確立するには、JWSTによる同様の深度の観測がさらに必要となります。私たちは、一般に利用可能なカタログ、アトラス、および改良されたePSFを作成しています。
メタルプア T 矮星候補の光学特性
コンテクスト。金属に乏しい褐色矮星は、非常に暗く、まれであるため、ほとんど理解されていません。赤外線調査でT型亜矮星として特定された候補はわずか数個だけであり、その光学的特性は依然として制約されていません。目的。私たちは、T亜矮星候補の光学的特性に関する知識を向上させ、金属性と温度の間の縮退を打破し、それらの大気特性を調査することを目指しています。方法。10.4mのGranTelescopioCanariasを用いて、既知のT亜矮星候補10体の深$z$バンド画像が収集された。そのうち2つの低解像度光学スペクトルは、同じ望遠鏡で取得されました。$z$バンド光束の測光測定はすべてのターゲットに対して実行され、文献からの$J、H、K、W1$、$W2$バンドの赤外測光と組み合わせて色を取得しました。スペクトルは、太陽金属性T矮星のテンプレートおよび実験室のスペクトルと比較されました。結果。$W1-W2$と$z-W1$の色対色図では、ターゲットが3つの異なるグループに分かれていることがわかりました。グループI天体は太陽金属度T矮星と混合されています。III族天体はT矮星に似た$W1-W2$色を持ちますが、非常に赤い$z-W1$色を持っています。グループIIのオブジェクトはグループIとグループIIIの間にあります。スペクトルを取得した2つのターゲットはグループIに位置し、その分光特性は通常のT矮星に似ていますが、水の特徴はより深く、純水に似た形状をしています。結論。$W1-W2$対$z-W1$の色対色図は、L型よりも低温の物体の金属性と温度の縮退を打破するのに優れていると結論付けます。この研究で説明したグループIIIのWISE1810およびWISE0414の測光特性と分光特性に応じて、T亜矮星のスペクトル分類の改訂が将来必要になる可能性があります。
二重酸素とネオン白色矮星の合体残骸の進化
二重白色矮星(WD)の合体プロセスと合体後の進化は、超新星、ガンマ線バースト、重力波などの天文学の多くの分野で重要です。二重の超大質量WD合体残骸の進化の結果は、まだ解明されていません。議論の対象となっているが、合体残骸が崩壊して中性子星を形成するというのが一般的な合意である。この研究では、2つの1.10MsunONEWDの合体から生じる2.20Msun合体残骸の進化を調査します。我々は、合体直後に残留物が主WDの表面に近い位置で中心を外れたネオン燃焼に点火し、安定して内部に伝播する酸素/ネオン(O/Ne)火炎を生成することを発見した。合併残存物の最終的な結果は、対流境界混合の影響に敏感です。混合によってO/Ne炎を止めることができない場合、炎は20年以内に中心に到達し、超チャンドラセカール質量シリコン核の形成につながり、その最終的な運命はおそらく鉄心崩壊超新星を経て中性子星(NS)となるでしょう。。対照的に、対流混合がO/Ne火炎が中心に到達するのを防ぐのに十分な効果がある場合、合体残骸は電子捕獲超新星を起こしてONeFeWDを形成します。一方、風質量の減少プロセスは、その急速な進化により、残骸の最終的な運命をほとんど変える可能性がないことがわかりました。我々の結果は、二重ONeWDの合体が短命の巨大な物体を形成する可能性があるが、最終的な結果（NSまたはONeFeWD）はO/Ne火炎の不確実な対流混合によって影響されることを示唆しています。
ポストメインシーケンスシステムにおける根本的な移行 U Equulei
| Title |
A_radical_transition_in_the_post-main-sequence_system_U_Equulei |
| Authors |
Tomek_Kaminski,_Mirek_R._Schmidt,_Anlaug_Amanda_Djupvik,_Karl_M._Menten,_Alex_Kraus,_Krystian_I{\l}kiewicz,_Thomas_Steinmetz,_Muhammad_Zain_Mobeen,_Ryszard_Szczerba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10747 |
UEquは、1990年代に発見された、メーザーをホストする珍しいIRソースです。この星は、分子ガスからのまれな発光と吸収の特徴を示す独特の光学スペクトルを持つポストAGB星として暫定的に分類されました。2022年、その光スペクトルが大きく変化していることが発見されました。方法:SALTからのUEquの光学高解像度スペクトルは、NOTからのアーカイブデータとNIR測光によって補足されます。エッフェルスベルク望遠鏡とアルマ望遠鏡による新しいスペクトル線観測を紹介します。結果:UEqu.の現代の光学スペクトルには星周分子の特徴は存在しません。中性およびイオン化種からの非光球吸収および発光が現在のスペクトルを支配します。観測された特徴の一部は、終端速度215km/sの流出を示しています。[CaII]のH\&K線は、スペクトルタイプFの光球を示します。測光測定では、この光源が今世紀初頭以来、光束と近赤外光束を単調増加していることが示されています。さまざまな時代のSEDは、高度に傾斜した円盤内に配置された塵を含んだ星周物質を示しています。4kpcの距離で、光源の光度は10$^4$L$_{\odot}$です。結論:この天体は、星周媒質の幾何学的再構成、中心星の進化的変化、またはごく最近この系で始まった降着現象のいずれかにより、過去30年間で大きく変化しました。観測的には、UEquは、ディスクをホストするポストAGB星のカテゴリー0、特にポスト共通エンベロープバイナリHD101584に似ているように見えます。劇的なスペクトル変化とそれに関連する光学/MIRの輝度上昇がポストAGBで一般的であるかどうかは不明です。-AGB星ですが、このような根本的な変化は、惑星状星雲へのシステムの進化のリアルタイムの開始に関連している可能性があります。AGB後のスターV576カーがUEquと同様の変化を遂げていることがわかります。
マウナロア太陽天文台Mk3およびMk4コロナメーターによって観測された太陽エネルギー粒子関連のコロナ質量放出
| Title |
Solar_Energetic_Particle-Associated_Coronal_Mass_Ejections_Observed_by_the_Mauna_Loa_Solar_Observatory_Mk3_and_Mk4_Coronameters |
| Authors |
I._G._Richardson_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center_and_University_of_Maryland,_College_Park),_O._C._St_Cyr,_J._T._Burkepile_(NCAR/HAO),_H._Xie_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center_and_Catholic_University_of_America),_B._J._Thompson_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10826 |
我々は、マウナロア太陽天文台(MLSO)Mk3によって低部/内部コロナで観測された1980年から2013年の$\sim$25MeV太陽エネルギー陽子(SEP)イベントに関連したコロナ質量放出(CME)の最初の包括的な研究について報告します。そしてMk4コロナメーター。可能であれば、これらの観測は、ソーラー・マキシマム・ミッションC/P、P78-1SOLWIND、またはSOHO/LASCOコロナグラフからの宇宙ベースの観測と組み合わされます。研究の目的は、（プロキシから推測するのではなく）直接測定されたコロナ下層から中層のCMEの動きとSEP加速との関連を理解し、それによって地上ベースでのSEP加速の特徴である初期の兆候を特定することを試みることです。差し迫ったSEPイベントを警告するために使用できるCME観測。SEPイベントは、MLSOによって観察された典型的なCMEよりも平均して高速で幅の広いCMEに関連していることがわかりましたが、主要な課題は、3分間のケイデンスMk3/から低コロナにおけるCMEダイナミクスの信頼できる推定値を決定することであることが判明しました。分析手法が異なると一貫性のない結果が生じる可能性があるため、観測値は4つとなります。このことは、これらの低コロナ観測からSEPイベントの可能性に関するどのような初期情報が入手可能であるかの評価を複雑にしている。
3 $M_{\odot}$ 核ヘリウム燃焼星の 3D 流体力学シミュレーション
| Title |
3D_hydrodynamics_simulations_of_a_3_$M_{\odot}$_core-helium_burning_star |
| Authors |
Simon_Blouin,_Falk_Herwig,_Huaqing_Mao,_Pavel_Denissenkov,_Paul_R._Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10865 |
核ヘリウム燃焼(CHeB)星の内部構造は、核の境界での混合の性質がまだわかっていないため、不確実なままです。裸のシュヴァルツシルトモデルを超える大きな対流コアは、理論的議論と星地震学的制約の両方から支持されています。しかし、この追加の混合の正確な性質、特に半対流層の存在の可能性については、まだ議論されています。この研究では、CHeB星の内部の最初の全球3D流体力学シミュレーションを実行することで、新しい手段を通じてこの問題にアプローチします。PPMstar陽的ガス力学コードを使用して、3$M_{\odot}$CHeB星の内部0.45$M_{\odot}$をシミュレートします。シミュレーションは、さまざまなデカルトグリッド解像度(768$^3$、1152$^3$、および1728$^3$)と加熱速度を使用して実行されます。2つの異なる初期状態を使用します。1つはMESAの予測混合スキーム(大きなオーバーシュート領域を生成)に基づいており、もう1つは対流予混合アプローチ(半対流界面を示します)に基づいています。対流核内および安定包絡線（内部重力波が観察される場所）内の流れの一般的な挙動は、大質量主系列星における核対流の最近のシミュレーションと一致しており、さまざまなスケーリング関係も同様です。半対流層は、測定可能な種の混合を生じない強い内部重力波によって支配されていますが、対流コアからのオーバーシュート運動により、半対流界面は徐々に均質化されます。このプロセスにより、半対流層が完全に消去される可能性があり、これは、CHeB星には半対流帯が存在しないことを意味していると考えられます。
宇宙ミリチャージ背景と再加熱プローブ
我々は、ダークセクター粒子の探索により、初期宇宙で生成された宇宙ミリチャージ背景に焦点を当てた再加熱シナリオの調査が提供できることを実証する。我々は、暗い光子を伴うか伴わない、2つのタイプのミリ電荷粒子(mCP)について説明します。これら2つのタイプのmCPには、異なる理論的動機と宇宙論的特徴があります。我々は、異なる再加熱温度で、暗黒光子を伴わないmCPの過剰生成とmCP-バリオン相互作用による制約について議論します。また、再加熱温度を変化させて、動的混合によるmCPに対する$\DeltaN_{\rmeff}$制約も考慮します。この論文では、加速器や他の実験が再加熱シナリオを調査できる対象領域を両方のシナリオについて特定します。これらのプローブにより、再加熱温度の上限を$\sim10$MeVまで設定できる可能性があります。これは、これまでインフレーション宇宙論から考えられていた$\sim10^{16}$GeV程度の上限よりもはるかに低くなります。さらに、宇宙論的な考察によって2つのmCPシナリオが区別される可能性があるパラメーター領域を見つけます。最後に、専用のmCP検索と将来のCMB-S4観測の影響について説明します。
高輝度LHCの前方物理施設による天体粒子物理学
高輝度大型ハドロン衝突型加速器（HL-LHC）での高エネルギー衝突は、ビーム衝突軸に沿って膨大な粒子束を生成しますが、これには既存のLHC実験ではアクセスできません。遠方前方領域での複数粒子の生成は、天体粒子物理学にとって特に興味深いものです。高エネルギー宇宙線は、大気中に大きな粒子カスケード、つまり大気シャワー（EAS）を生成します。これは、QCDの非摂動領域における低運動量移動下でのハドロンイオンの衝突によって引き起こされます。したがって、前方領域における高エネルギーハドロン相互作用の理解は、EASデータの解釈と天体物理ニュートリノ探索のバックグラウンドの推定にとって重要です。ForwardPhysicsFacility(FPF)は、HL-LHCに新しい地下空洞を建設するという提案であり、既存のLHC実験の枠を超えて粒子を検出するためのさまざまな最先端の実験が行われます。FPFの計画の現在の状況を紹介し、天体粒子物理学との相乗効果を強調します。特に、FPFでの測定が大気中の高エネルギーハドロン相互作用のモデリングをどのように改善し、それによってマルチメッセンジャー天体物理学の文脈における関連する測定の不確実性を低減するかについて議論します。
重力の 2 つのテンソル自由度をもつ空間共変重力におけるインフレーション モデルの観測予測
| Title |
Observational_predictions_of_inflationary_model_in_spatially_covariant_gravity_with_two_tensorial_degrees_of_freedom_for_gravity |
| Authors |
Saikat_Chakraborty,_Khamphee_Karwan_and_Jakkrit_Sangtawee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09508 |
空間共変重力(SCG)から構築されたインフレーションモデルを研究します。我々の考察におけるSCGのラグランジアンは、既約SCG単項式の多項式として表され、各単項式の導関数の総数は2であり、理論は重力の2つのテンソル自由度を宇宙論的摂動の一次まで伝播します。このような理論について文献で以前に研究された2つのテンソル自由度を持つための条件は、真空で導出されます。2つのテンソル自由度を持つための条件を、ゲージ固定を課すことによってスカラー場が含まれる場合に拡張します。結果として得られるSCGを適用して、インフレーション宇宙を記述します。このモデルからのスカラースペクトルインデックスやテンソル対スカラー比などの観測予測が調査されます。このモデルのテンソル対スカラー比は、モデルのパラメーターに応じてほぼ1になるか、小さくなる可能性があることがわかります。
永久インフレにおける指向性パーコレーションの危機
偽の真空の永遠のインフレーションは、文字列の風景の真空のネットワーク上のランダムウォークとして説明できます。この論文では、この問題が方向性パーコレーションの問題に自然にマッピングできることを示します。マッピングは、遷移率に関する2つの一般的で十分に正当化された近似に依存しています:1.「上向き」遷移は一般に指数関数的に抑制されるため無視する下向き近似;2.という事実を利用する支配的な減衰チャネル近似ストリングの状況に関する詳細な知識が不足しているため、真空のネットワークを、Erd\"os-R\'enyiグラフやスケールフリーグラフなど、任意の次数分布を持つランダムグラフとしてモデル化します。補完的なアプローチとして、風景の領域を通常の格子、特にベーテ格子としてモデル化します。以前の研究で提案された時間内均一確率は、指向性パーコレーション相転移の準備が整った地形の領域に有利であることがわかりました。これにより、基礎となる景観の詳細に影響されない臨界指数によって特徴付けられる、物理的観測物の普遍的な統計分布を導き出すという興味深い見通しが生じます。これを宇宙定数で説明し、ランダムグラフの普遍性クラスによって一意に決定される臨界指数を備えた小さな正の真空エネルギーのべき乗則として結果として生じる分布のピークを示します。
有限温度における修正ウルカニュートリノ放射率
一般にウルカ過程と呼ばれる荷電電流中性子核子反応は、中性子星の熱進化の重要な役割を果たします。いわゆる直接プロセスでは、反応が運動学的に抑制される顕著な閾値が示されます。この抑制は、追加の核子との相互作用を伴う「修正された」Urcaプロセスには適用されません。変更されたウルカニュートリノ速度の計算は、冷たい中性子星物質と希薄な高温物質について、どちらの場合も強い仮定の下で確立されました。この論文では、高密度物質と高温物質、およびさまざまな組成に対する修正ウルカニュートリノ速度の計算を修正します。以前の計算で使用されたさまざまな近似の影響を研究します。私たちは、熱場理論内で修正ウルカニュートリノ放射率の式を導き出し、主に重要なサンプリングモンテカルロ手法を使用して位相空間積分を数値的に実行します。修正プロセスと直接プロセスのニュートリノ放射率が確立され、比較されます。特に、一般に想定されているものとは対照的に、中程度の密度と温度では、修正されたUrcaプロセスが直接プロセスの閾値を超えて抑制されるわけではないことがわかりました。数値結果は、単純な解析近似による修正Urca速度と直接Urca速度の比の推定によって確認され、それによって、温度と密度に応じた修正プロセスの抑制レジームが示されます。これらの結果は、高密度で暖かい物質におけるニュートリノ不透明度を評価する際には、修正されたUrca速度を慎重に考慮する必要があることを示しています。
重力物理学に関するメモ
これらのノートは自己完結型で、最初の6章は、Wald、Misner、Thorne、およびWheeler(MTW)による推奨テキスト、および特に重力波についてはSchutzおよびThorneおよびBlandfordによる推奨テキストを含む1学期コースに使用されます。これらの標準的なテキストで扱われるトピックの扱いにおいて、ここでのプレゼンテーションには通常、WaldまたはMTWではスキップされる方程式間のステップが含まれています。重力波、ブラックホール背景の粒子軌道、トイコルスキー方程式、および初期値方程式の扱いは、部分的には、連星ブラックホールと中性子星の吸気と合体からの重力波の劇的な発見、数値相対性理論の進歩によって動機付けられています。、そしてLISA宇宙ベースの天文台の打ち上げが予想されています。学生は特殊相対性理論に触れたことがあると想定されていますが、これらのノートでは、時間の膨張と長さの収縮から始まり、相対論的な粒子、流体、電磁気学、曲線座標を含む幾何学的な方向性を詳細に説明しています。章。2～5では、曲率、アインシュタイン方程式、相対論的星、ブラックホールを取り上げます。第章重力波に関する図6には、干渉検出器における検出とノイズについての説明が含まれています。第章初期値問題に関する図7には、数値相対性理論で使用される方程式の形式に関するセクションがあります。その表記法は、たとえば、Baumgarte、Shapiro、Shibashiで使用されているものです。ここでのプレゼンテーションは、FriedmanとStergioulasによるテキストの一部を抜粋したものです。このノートには、ニューマン・ペンローズの形式主義とトイコルスキー方程式に関する章もあります。これに続いて、ブラックホールの熱力学に関する章と、ネーターの定理を使用した、重力作用と漸近的に平坦な時空の保存量に関する最後の章が続きます。
温かい暗黒物質の温度対質量比の測定値と限界値の比較
「熱遺物」である温かい暗黒物質の質量の制限は、明らかに温かい暗黒物質の温度対質量比の測定値と矛盾している。私たちはこの問題を理解しようと努めています。
パルサータイミングアレイによる単一重力波源の位置特定の精度
| Title |
Precision_of_localization_of_single_gravitational-wave_source_with_pulsar_timing_array |
| Authors |
Ryo_Kato,_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10419 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、近い将来、個々の超大質量ブラックホール連星からの重力波(GW)を検出できるようになると期待されています。重力波源の主銀河を特定するには、PTAの角度分解能が従来のPTA手法から期待されるものよりもはるかに優れている必要があります。私たちは、単一のGW源の空の位置を決定する際の正確なパルサー距離測定の潜在的な有用性を研究します。超長基線干渉計による天文測定などの外部観測からの正確な距離情報は、PTA解析の事前確率として組み込まれ、GW信号のみを使用して12ミリ秒パルサーのPTAデータをシミュレートすることで、GW源の空の位置の精度を評価します。タイミング残差のガウスホワイトノイズ。距離精度が1pcの少数のパルサーだけが、10nsのホワイトノイズの存在下で音源位置の精度を1桁以上向上させることを示します。
インフレトン・ヒッグス結合の制約
標準モデルの最適パラメータによると、ヒッグス場のポテンシャルは場の値$h\sim10^{10-11}$GeVで最大に達し、その後負の値に変わります。インフレ後の再加熱中に、インフレトンとヒッグス間の共鳴により、ヒッグスがこの最大値を超えて変動し、これらの磁場の結合が強すぎる場合、潜在的な危険な側に達する可能性があります。この論文では、再加熱中にヒッグスが不安定領域に入る確率が小さくなるように、インフラトン-ヒッグス結合に制約を設けます。これを行うには、運動方程式が半解析的に近似的に解かれてから、完全に数値的に解かれます。次に、分散の増加を使用して、$\kappa$と$\alpha$のパラメーター空間、それぞれインフラトン-ヒッグスの3次相互作用と4次相互作用の結合係数を決定します。ヒッグスが残留できる$\kappa<1.6\times10^{-5}m_\phi\sim2.2\times10^8$GeVおよび$\alpha<10^{-8}$の上限を見つけます。再加熱中、ほとんどのハッブルパッチで安定しており、完全な2つのパラメーターの結合制約も見つかります。$T_\text{reh}\lesssim9.2\times10^9$GeVの再加熱温度に対応する限界を見つけます。さらに、膨張中のデ・ジッター温度の変動は、ヒッグスに有効質量を提供し、膨張中にその丘の頂上を押し戻すことによって、インフレトン-ヒッグス結合に下限を設けます。これらの追加の制約は$\alpha$の下限を提供しますが、インフレトンが効率的に減衰するには$\kappa$もゼロ以外でなければなりません。
超相対論的泡壁上の対数発散摩擦
有限の壁幅効果を完全に考慮して、軽いものから重いものへの遷移過程で生じる超相対論的泡壁が受ける摩擦を計算します。このプロセスでは、軽い粒子はオーダーパラメータのスカラー場から励起され、2つの重い粒子は暗黒物質のスカラー場から励起されます。$\gamma_w$が壁速度のローレンツ因子を表す$\gamma_w^0$としての摩擦スケーリングを示唆する以前の推定とは異なり、我々のより正確な数値解析では、$\gamma_w$に対する摩擦の対数依存性が明らかになりました。この摩擦圧力を正確に把握するための数値的適合を提供します。私たちの分析により、軽から重への遷移に起因する摩擦は、通常、暗黒物質粒子の$1\rightarrow1$伝達による摩擦よりもはるかに小さいことが確認されています。
