3.5keV線はあったのか？
3.5keV線は、銀河、銀河団、天の川銀河で観察される輝線であるとされており、その起源は既知の原子遷移と矛盾しており、暗黒物質の崩壊から生じることが以前から示唆されていました。私たちは、3.5keV線の証拠の大部分を体系的に再調査し、この線の証拠を発見した6つの以前の分析の再現を試みました。驚くべきことに、我々は分析のうち1つだけを再現しました。他の5つでは、元のデータセットに対して説明されている分析手順に従っても、3.5keV線に関する重要な証拠は見つかりません。たとえば、以前の結果では、ペルセウス星団からの3.5keV線について4$\sigma$の証拠があると主張されていました。私たちはこの主張に異議を唱え、3.5keV線の証拠は見つかりませんでした。複数の分析で背景の誤ったモデリングの証拠が見つかりました。これらのデータをより狭いエネルギーウィンドウで解析すると、誤ったモデリングの影響が減少しますが、3.5keV線の証拠は得られないことを示します。私たちは、3.5keV線の存在を示す確実な証拠はほとんどないと結論付けています。元の作業の結果との相違の一部は、初期のローカルオプティマイザーへの依存に起因する可能性があり、それが不正確な結果につながる可能性があることを示しています。再現を容易にするため、すべてのコードとデータは公開されています。
$\mathbf{12\times2}$pt の組み合わせたプローブ: パイプライン、ニュートリノ質量、データ圧縮
| Title |
$\mathbf{12\times2}$pt_combined_probes:_pipeline,_neutrino_mass,_and_data_compression |
| Authors |
Alexander_Reeves_(1),_Andrina_Nicola_(2),_Alexandre_Refregier_(1),_Tomasz_Kacprzak_(1),_Luis_F._Marchado_Poletti_Valle_(1)_((1)_ETH_Zurich,_(2)_AIfA_Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03258 |
広域探査の急速な進歩に伴い、宇宙論的探査機を組み合わせた解析を実行することがますます重要になっています。我々は、断層撮影大規模構造(LSS)プローブ(弱いレンズ効果と銀河クラスタリング)を宇宙マイクロ波背景背景(CMB)一次データおよびレンズデータと組み合わせた、シミュレーションベースのマルチプローブ解析のための新しいパイプラインを紹介します。これらは$C_\ell$レベルで結合され、12の異なる自己相関と相互相関が得られます。このパイプラインは$\texttt{UFalconv2}$に基づいています。これは、入力ライトコーンから宇宙論的プローブの自己一貫性のあるマップレベルの実現を高速に生成するフレームワークであり、$\texttt{CosmoGridV1}$N体シミュレーションスイートに適用されます。。これには、非ガウスシミュレーションベースの共分散、いくつかのデータ圧縮スキーム、理論的予測を加速するためのニューラルネットワークエミュレーターが含まれています。私たちはフレームワークを検証し、それをKiDS、BOSS、$\textit{Planck}$のシミュレーション$12\times2$pt断層撮影解析に適用し、可変ニュートリノ質量を持つ$\Lambda$CDMモデルの制約を予測します。ニュートリノの質量制約はCMBデータによって決定されますが、LSSデータの追加は縮退を解くのに役立ち、制約が最大35%改善されることがわかりました。基準$M_\nu=0.15\mathrm{eV}$の場合、上記のCMB+LSSデータを完全に組み合わせると、ニュートリノ質量に対する$3\sigma$制約が可能になります。データ圧縮スキームを調査したところ、MOPEDがPCAよりも優れていることがわかりました。また、$A_L$でパラメータ化された内部レンズ張力がニュートリノ質量制約に及ぼす影響も研究し、すべての相互相関を含むCMBデータにLSSを追加すると、この体系的な影響を軽減できることがわかりました。$\texttt{UFalconv2}$とMOPED圧縮$\textit{Planck}$CMBプライマリ+CMBレンズ尤度が公開されています。[要約]
SPT-3G2018TT/TE/EE宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データセット(温度と偏光)は、初期暗黒エネルギー(EDE)のアクシオン様モデルに制約を与えるために使用されます。これらのデータはアクシオン様EDEに有利ではなく、総エネルギー密度$f_{\rmEDE}<0.172$(95%信頼水準、CL)の最大部分に上限を設けています。これは、$f_{\rmEDE}=0.150^{+0.050}_{-0.078}$を与えるACTDR4とは対照的です。CMB測定をバリオン音響振動およびIa型超新星までの光度距離の測定と組み合わせると、ハッブルパラメータのS$H_0$ES測定による張力がプランクの2.6$\sigma$から2.9$\に上昇することが示される。sigma$とPlanck+SPT-3G2018。ACTDR4データを追加すると、緊張は$1.6\sigma$に低下しますが、ACTDR4とPlanck+SPT-3G2018の間の不一致により、統計的一貫性に疑問が生じます。この共同分析の結果です。中スケールと小規模スケールの両方でCMBの測定を改善することの重要性(特に減衰テールの形状)と、EDEを制約する際の温度と分極測定の相互作用について説明します。今後行われるCMBの地上測定は、EDEがハッブル緊張に対処する実行可能なモデルであり続けるかどうかを判断する上で重要な役割を果たすだろう。
データセットの張力と新しい宇宙物理学の兆候について
データセット間の緊張を通じて新しい宇宙物理学を解明できるでしょうか?さまざまなタイプの宇宙論的観測間のパラメータ決定における緊張、特に膨張率の探査間の「ハッブル緊張」は、新しい物理学の指標の可能性として引用されており、解決するには$\Lambda$CDMパラダイムの拡張が必要です。完全なベイジアンフレームワーク内で、標準張力メトリックはモデル確率の更新の一部のみを提供し、個々のデータセットのベイズ因子と組み合わせる必要があるデータ共依存項を提供することを示します。これは、$\Lambda$CDMへの拡張下でのデータセットの緊張の減少だけでは、拡張モデルが有利であることを証明するには不十分であることを示しています。データセットの緊張の緩和に基づいて{\それだけ}新しい物理学の証拠を主張する分析は、不完全で疑わしいものと見なされるべきです。ハッブル張力の解釈に対する結果の意味について説明します。
拡張 XQR-30 データセットからの $z > 5$ Lyman-$\alpha$ 森林フラックス自己相関関数の測定
| Title |
Measurements_of_the_$z_>_5$_Lyman-$\alpha$_forest_flux_auto-correlation_functions_from_the_extended_XQR-30_data_set |
| Authors |
Molly_Wolfson,_Joseph_F._Hennawi,_Sarah_E._I._Bosman,_Frederick_B._Davies,_Zarija_Luki\'c,_George_D._Becker,_Huanqing_Chen,_Guido_Cupani,_Valentina_D'Odorico,_Anna-Christina_Eilers,_Martin_G._Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni,_Samuel_Lai,_Andrei_Mesinger,_Fabian_Walter,_and_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03341 |
最近、ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)森林フラックス自己相関関数が、水素電離光子の平均自由行程$\lambda_{\text{mfp}}$に敏感であることが示されました。、$z\geq5.4$でのシミュレーションの場合。これらの赤方偏移で$\lambda_{\text{mfp}}$を測定すると、再電離の終了に関する重要な情報が得られます。ここでは、$5.1\leqz\leq6.0$からの10個の赤方偏移ビンにおけるLy$\alpha$森林フラックス自己相関関数の最初の観測測定を示します。拡張XQR-30データセットから$z>5.7$にある35個のクエーサー視線のサンプルを使用します。このデータの信号対雑音比はスペクトルピクセルあたり$>20$です。私たちは、連続体の再構成、計測、および減衰したLy$\alpha$系による汚染における系統的誤差を注意深く考慮します。これらの測定により、任意のシミュレーションから自己相関関数の測定値を生成するソフトウェアツールを導入します。最初の比較として、最近測定された$\lambda_{\text{mfp}}$値のシミュレーションモデルと自己相関測定を示し、良好な一致を見つけます。このデータから$\lambda_{\text{mfp}}$の堅牢な測定値を取得するには、データの共分散行列をモデリングして理解するためのさらなる作業が必要です。
銀河スピン方向分布の大規模非対称性の解析と再現
いくつかの異なる望遠鏡システムと分析方法を使用した最近の独立した観測により、反対方向に回転する多数の銀河間のパリティ違反の証拠が得られました。一方、他の研究では、パリティ違反は特定できないと主張しています。この論文では、詳細な分析、統計的推論、および好ましいスピン方向を示さない以前の報告の再現を提供します。複製に使用されたコードとデータは公開されています。結果は、これらの研究すべてで使用されたデータが、地球から観測された優先方向の観測と一致していることを示しています。これらの研究の中には、データセットが小さすぎるか、統計分析が不完全なものもありました。他の論文では、結果は、好ましくない方向を示すことに直接つながる実験設計の決定によって影響を受けました。これらのケースの中には、これらの決定が論文には記載されていない場合もありますが、作品の複製が論文で報告された結果と一致しない場合のさらなる調査の結果、明らかになりました。これらの結果は、これらの以前の研究すべてで使用されたデータが、地球から観測された銀河には優先的なスピン方向があり、地球から観測された銀河のスピン方向の分布が宇宙規模の双極子軸を形成しているという主張と実際に一致していることを示している。今回の研究は、この観測の理由が必ずしも大規模な構造の異常ではなく、銀河の内部構造にも関係している可能性があることも示しています。
暗黒エネルギー分光装置の広い吸収線クエーサーの初期データ公開
| Title |
Broad_Absorption_Line_Quasars_in_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_Early_Data_Release |
| Authors |
S._Filbert_(1_and_2_and_3_and_4),_P._Martini_(1_and_2_and_3),_K._Seebaluck_(1_and_2_and_3),_L._Ennesser_(2_and_3),_D._M._Alexander_(5_and_6),_A._Bault_(7),_A._Brodzeller_(4),_H._K._Herrera-Alcantar_(8),_P._Montero-Camacho_(9),_I._P\'erez-R\`afols_(10),_C._Ram\'irez-P\'erez_(11),_C._Ravoux_(12_and_13),_T._Tan_(14),_J._Aguilar_(15),_S._Ahlen_(16),_S._Bailey_(15),_D._Brooks_(17),_T._Claybaugh_(15),_K._Dawson_(4),_A._de_la_Macorra_(18),_P._Doel_(17),_K._Fanning_(2_and_3),_A._Font-Ribera_(11),_J._E._Forero-Romero_(19_and_20),_S._Gontcho_A_Gontcho_(15),_J._Guy_(15),_D._Kirkby_(7),_A._Kremin_(15),_C._Magneville_(13),_M._Manera_(21_and_11),_A._Meisner_(22),_R._Miquel_(23_and_11),_J._Moustakas_(24),_J._Nie_(25),_W._J._Percival_(26_and_27_and_28),_F._Prada_(29),_M._Rezaie_(30),_G._Rossi_(31),_E._Sanchez_(32),_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03434 |
広域吸収線(BAL)クエーサーは、一般的なクエーサーのスペクトル特徴の波長で光束を吸収するガス雲によって特徴付けられますが、速度が0.1cを超えると青方偏移します。BALの特徴は重要なフィードバックの痕跡として興味深いものですが、正確な赤方偏移やライマンアルファフォレストによって追跡される物質密度分布の測定への影響により、クェーサーによる宇宙論的研究が損なわれる可能性もあります。BALの存在は、最も顕著なクエーサー輝線の形状を著しく汚染し、クエーサーの赤方偏移に系統的な変化を引き起こす可能性もあります。我々は、ダークエネルギー分光器(DESI)調査の初期データ公開で発見されたBALクエーサーのカタログを紹介します。これらは、DESI調査検証の一環として観測されたものであり、本調査の最初の2か月に観察されました。DESIデータ内のBALクエーサー、各BALについて測定した量を自動的に識別する方法について説明し、模擬DESI観測を使用してこの方法の完全性と純度を調査します。BAL特徴の波長をマスクし、クエーサーの赤方偏移を再計算したところ、BALクェーサーサンプルの新しい赤方偏移が平均243km/s異なることがわかりました。これらの新しい、より正確な赤方偏移は、特に小規模なスケールでクエーサークラスタリングの最良の測定値を取得するために重要です。最後に、さらなる研究のためにそのような集団を特定するためのDESIデータの可能性を示す、よりまれなクラスのBALのスペクトルをいくつか紹介します。
現在の宇宙論的緊張に関連する未解決の問題は、標準宇宙論および拡張宇宙論における宇宙論的パラメータを制約するための新しい探査機を研究するための新たな道を開き、特に独立した手法を通じてハッブル定数$H_0$の値を局所レベルで決定するためのものである。。しかし、標準的な宇宙論的定冷暗黒物質($\Lambda$CDM)モデルは十分に制約されており、拡張宇宙論の一部は集中的に研究されていますが、その背後にある物理学の側面が、重要な宇宙論を示すことができる最良の宇宙論モデルを選択する可能性を制限しています。初代モデルとの違い。したがって、$H_0$値の現在の不一致を説明できるようなモデルからの逸脱の可能性を調査するために、この作業では、現在のローカル観測値を追加することを検討します。超新星Ia型(SNIa)、$H(z)$測定、バリオン音響観測(BAO)を、紫外線、X線、および光学平面技術を使用して2つの新しい校正済みクエーサー(QSO)データセットと組み合わせました。これらは高赤方偏移の標準キャンドルオブジェクトの一部として識別できますが、これらの主な特徴は$z\sim7$まで校正されたフラックス分布に基づいています。これらのキャリブレーションを開発するために、以前の5つの$H_0$シナリオを検討します。さらに、私たちの推定は、より高い$H_0$の値を示す後期測定とQSO紫外線サンプルを組み合わせて使用することで、2$\sigma$での$H_0$張力を緩和する可能性を提供することを発見しました。私たちの成果は、宇宙論的張力の問題を緩和するための宇宙論的プローブとしての局所観測の背後にある紫外線、X線、および光学面技術によるクエーサー物理学におけるより本格的な治療の最初のスタートとなる可能性がある。
将来の調査における銀河団配列からの B モード
| Title |
B-modes_from_galaxy_cluster_alignments_in_future_surveys |
| Authors |
Christos_Georgiou,_Thomas_Bakx,_Juliard_van_Donkersgoed_and_Nora_Elisa_Chisari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03841 |
源銀河の固有配列(IA)は、今後の宇宙シアー調査にとって重要な汚染物質となります。特に、一般的な理由から、IAにはBモードが含まれるが、弱いレンズ信号には含まれないことが予想されます。したがって、Bモードの検出により、ソースのIA信号を直接調査する可能性が得られます。銀河団は強いIAを示すため、Bモード信号を探すための自然な候補となります。私たちは、ベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)の銀河団のIAからBモードの信号対雑音比(SNR)を予測します。我々は、最近N体シミュレーションに対して検証された、固有アライメントの有効場理論(EFTofIA)に基づいたIA多重極の摂動モデルを使用します。LSSTの場合、SNR$\約12$を予測します。この検出可能性は、さまざまな分析の選択によって大きな影響を受けないことがわかりました。最後に、SDSSredMaPPerサンプルとDESY1サンプルのクラスターにも予測を適用し、それぞれSNR$\およそ5$とSNR$\およそ3$を見つけます。これは、検出がすでに現在のクラスターサンプルの範囲内にある可能性があることを意味します。
| Title |
Constraining_Hot_Dark_Matter_Sub-Species_with_Weak_Lensing_and_the_Cosmic_Microwave_Background_Radiation |
| Authors |
Fabian_Hervas_Peters,_Aurel_Schneider,_Jozef_Bucko,_Sambit_K._Giri,_Gabriele_Parimbelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03865 |
暗黒物質(DM)の大部分は低温でなければならないことはよく知られていますが、追加の準優勢な高温種が存在する可能性は依然として有効です。この論文では、このような混合(ホットとコールド)DMシナリオを制約する宇宙せん断パワースペクトルの可能性を、2つの追加の自由パラメーター、ホット対総DM比率($f_{\rmhdm}$)とを使用して調査します。高温コンポーネントの熱質量($m_{\rmhdm}$)。キロ度測量宇宙せん断データ(KiDS)とプランクからの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度と偏光データの両方に対してベイズ推論解析を実行し、混合DMシナリオの新しい制約を導き出します。$m_{\rmhdm}\leq20$eVの非常に熱い種に対して、$f_{\rmhdm}<0.08$という95%の信頼限界が見つかりました。この制約は、$m_{\rmhdm}\leq80$eVに対して$f_{\rmhdm}<0.25$に弱められます。$m_{\rmhdm}\sim200$eVを超える質量を持つシナリオは、データの制約を受けません。制限を提供する次に、レンズとCMBの間のクラスタリング(または$S_8$)の緊張に対処するための混合DMの可能性を調査します。純粋なコールドDMから混合DMシナリオに移行すると、2D($\Omega_m-S_8$)張力が2.9$\sigma$から1.6$\sigma$に減少することがわかります。$S_8$の1Dガウス張力を計算すると、改善は2.4$\sigma$から2.0$\sigma$と穏やかになります。
HAT-P-2 b の軌道進化の再検討と HAT-P-2 c の確認
| Title |
Revisiting_Orbital_Evolution_in_HAT-P-2_b_and_Confirmation_of_HAT-P-2_c |
| Authors |
Zo\"e_L._de_Beurs,_Julien_de_Wit,_Alexander_Venner,_David_Berardo,_Jared_Bryan,_Joshua_N._Winn,_Benjamin_J._Fulton,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03256 |
ホットジュピターの形成メカニズムの一つとして考えられるのは、離心率の高い巨大ガス惑星が主星との潮汐相互作用を経験し、それによって軌道エネルギーが失われ、内部に移動するというものである。私たちは、HAT-P-2bと呼ばれる偏心ホットジュピターでこれらのタイプの潮汐相互作用を研究しています。このホットジュピターは、長周期伴星が示唆されており、軌道進化のヒントが検出されているシステムです(deWitetal.2017)。さらに5年間の動径速度(RV)測定を使用して、これらの現象をさらに調査します。RVとヒッパルコス・ガイア天文法を共同フィッティングすることで長周期伴星を調査し、考えられる周期の範囲を大幅に狭めた（$P_2=8500_{-1500}^{+2600}$日）この長周期伴星を確認した。そしてそれは亜星天体($10.7_{-2.2}^{+5.2}$$M_j$)であるに違いないと判断しました。また、急速な軌道進化と長期伴星を同時にモデル化するためのモジュール式パイプラインも開発しました。進化の速度と重要性は、長期にわたる仲間のモデリングの選択に大きく依存していることがわかりました。場合によっては、軌道変化率は$de/dt={3.28}_{-1.72}^{+1.75}\cdot10^{-3}$/年、$d\omega/dt=1.12\pm0.22に達しました。^{\circ}$/年、これは$\sim321$年の後尾運動期に相当します。他のケースでは、データは$de/dt=7.67\pm18.6\cdot10^{-4}$/年、$d\omega/dt=0.76\pm0.24^{\circ}$/年と一致します。発見された最も急速な変化は、予想される相対論的歳差運動速度よりも大幅に大きく、一時的な潮汐惑星と星の相互作用によって引き起こされた可能性がある。HAT-P-2bの潜在的な軌道進化の大きさと重要性を明確に判断するには、RVと正確な通過および食のタイミングをさらに監視することをお勧めします。
離心原始ホットジュピターの整列軌道 TOI-3362b
| Title |
The_Aligned_Orbit_of_the_Eccentric_Proto_Hot_Jupiter_TOI-3362b |
| Authors |
Juan_I._Espinoza-Retamal,_Rafael_Brahm,_Cristobal_Petrovich,_Andr\'es_Jord\'an,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Elyar_Sedaghati,_Melissa_J._Hobson,_Diego_J._Mu\~noz,_Gavin_Boyle,_Rodrigo_Leiva,_Vincent_Suc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03306 |
離心率の高い潮汐移動は、「潮汐循環軌道」上に離心率の高い原始高温木星が存在することを予測しており、これは、それらが最終的には高温木星になる可能性があるが、その移動の旅程は不完全なままであることを意味する。軌道要素の適度な潮汐再処理を経験した原始高温木星系は、離心率増大の根底にあるメカニズムの強力な実験台となり得る。特に、それらは高離心率の移動の変種を区別するために使用される可能性があり、それぞれが星と惑星の軌道の間のずれの明確な進展を予測します。VLTでのESPRESSOを用いた高精度動径速度観測により、原始高温木星TOI-3362bのスピン軌道のずれを抑制します。この観測により、天空に投影された傾斜度$\lambda=1.2_{-2.7}^{+2.8}$度が明らかになり、軌道離心率は$e=0.720\pm0.016$に制限され、これは地球上で最も偏心した巨大ガス惑星の1つとなっています。傾きを測定したものです。惑星の大きな離心率と顕著な軌道配列は、遠く離れた伴星によって進行中の同一平面上での高離心率の移動がこの系の構造を説明する可能性が高いことを示唆しています。この遠い伴星は、利用可能な動径速度観測と互換性があるために、95%の信頼度で5天文単位を超えて存在する必要があります。
羊の皮をかぶったウルフ 359: 高コントラスト イメージングと動径速度解析を組み合わせた、5 番目に近い星系での伴星の捜索
| Title |
A_Wolf_359_in_sheep's_clothing:_Hunting_for_substellar_companions_in_the_fifth-closest_system_using_combined_high-contrast_imaging_and_radial_velocity_analysis |
| Authors |
Rachel_Bowens-Rubin,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Philip_M._Hinz,_Mary_Anne_Limbach,_Andreas_Seifahrt,_Rocio_Kiman,_Ma\"issa_Salama,_Sagnick_Mukherjee,_Madison_Brady,_Aarynn_L._Carter,_Rebecca_Jensen-Clem,_Maaike_A.M._van_Kooten,_Howard_Isaacson,_Molly_Kosiarek,_Jacob_L._Bean,_David_Kasper,_Rafael_Luque,_Gudmundur_Stef\'ansson,_Julian_St\"urmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03402 |
Wolf359(CNLeo、GJ406、GaiaDR33864972938605115520)は、5番目に近い隣接系(2.41個)にある低質量星です。Wolf359は、比較的若く、近いため、赤外線高コントラスト画像処理と動径速度監視を使用して、M星の周りの恒星伴星を研究するユニークな機会を提供します。Keck-NIRC2を使用したMsバンド（4.67$\mu$m）ベクトル渦コロナグラフィーイメージングの結果を示し、12のKeck-HIRES速度と68のMAROON-X速度を動径速度ベースラインに追加します。私たちの分析には、これらのデータとCARMENES、HARPS、Keck-HIRESからの文献の動径速度が組み込まれており、近い（$a<10$AU）恒星または褐色矮星の伴星と、大部分の大型ガス巨人伴星の存在を除外します。私たちの調査は、長周期動径速度の候補であるウルフ359b($P\sim2900$d)を否定したり肯定したりするものではありませんが、年齢を仮定すると、この候補が大型ガス巨人($>4M_{jup}$)として存在する可能性を排除します。1ガール未満の者。私たちは、Msバンドの渦コロナグラフと組み合わせてKeck-NIRC2を使用する将来の観察者を支援するための高コントラスト画像調査のパフォーマンスについて議論し、木星質量惑星と海王星質量惑星を観察するためのJWSTによる直接画像化機能を調査することで結論付けています。ウルフ359あたり。
DECam 黄道探査プロジェクト (DEEP): I. 調査の説明、科学的質問、および技術的なデモンストレーション
| Title |
The_DECam_Ecliptic_Exploration_Project_(DEEP):_I._Survey_description,_science_questions,_and_technical_demonstration |
| Authors |
David_E._Trilling,_David_W._Gerdes,_Mario_Juric,_Chadwick_A._Trujillo,_Pedro_H._Bernardinelli,_Kevin_J._Napier,_Hayden_Smotherman,_Ryder_Strauss,_Cesar_Fuentes,_Matthew_J._Holman,_Hsing_Wen_Lin,_Larissa_Markwardt,_Andrew_McNeill,_Michael_Mommert,_William_J._Oldroyd,_Matthew_J._Payne,_Darin_Ragozzine,_Andrew_S._Rivkin,_Hilke_Schlichting,_Scott_S._Sheppard,_Fred_C._Adams,_Colin_Orion_Chandler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03417 |
ここでは、DECam黄道探査プロジェクト(DEEP)を紹介します。このプロジェクトは、VR〜27程度の明るさの数千の太陽系海王星天体(TNO)の特性を発見し測定するために46.5夜を割り当てられた3年間のNOAO/NOIRLab調査です。直径20kmほどの小さなサイズまで。この論文では、このプロジェクトの科学的目標、調査の実験計画、およびアプローチの技術的なデモンストレーションを紹介します。私たちのプロジェクトの中核は「デジタル追跡」で、収集されたすべての画像が一定範囲の動きベクトルで結合され、VR〜23等の単一露光深度よりも暗い未知のTNOを検出します。このアプローチにより、標準的なLSSTの「ワイドファストディープ」公称探査深度24.5等よりも約2.5等級暗い深度に到達します。DEEPは、24時間以上の観測アークを持つ既知のTNOの数を2倍以上にし、既知の小規模(<50km)TNOの数を10倍以上増加させます。また、非常に小さなメインベルト小惑星の平均形状分布の測定などの付随的な科学目標についても説明し、DEEPプログラムのさらなる側面と予備的な結果を提示する一連の今後の論文の概要を簡単に説明します。
連星小惑星の非重力加速をシミュレートする Hera ミッションのための熱物理モデル開発
| Title |
Thermophysical_Model_Development_for_Hera_Mission_to_Simulate_Non-Gravitational_Acceleration_on_Binary_Asteroid |
| Authors |
Masanori_Kanamaru,_Tatsuaki_Okada,_Hiroki_Senshu,_Hirohide_Demura,_Naru_Hirata,_Yuto_Horikawa_and_Giacomo_Tommei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03458 |
小惑星の表面温度は、探査ミッションの設計と科学的観測の解釈のための基本的な情報です。さらに、小惑星の熱放射は非重力加速を引き起こし、その軌道と自転の経年変化を引き起こします。私たちは、小惑星の力学や熱物理をシミュレーションするための数値計算ライブラリの開発を行っています。小惑星力学シミュレーター\texttt{Astroshaper}は、小惑星の3次元形状モデルに基づいて温度分布を計算し、非重力加速度を予測できます。近年、「はやぶさ2」や「Hera」などの小惑星探査ミッションには熱赤外線撮像装置が搭載されるようになりました。小惑星サーモグラフィーは、ターゲット天体の表面物質の熱特性を提供できます。\texttt{Astroshaper}の熱物理モデリングの機能は、小惑星の熱環境のシミュレーション、熱特性の推定、非重力効果によって制御される動的進化の予測に貢献します。
天文調査から得られた惑星横断小惑星の組成特性
| Title |
Compositional_properties_of_planet-crossing_asteroids_from_astronomical_surveys |
| Authors |
A._V._Sergeyev_(1,2),_B._Carry_(1),_M._Marsset_(3,4),_P._Pravec_(5),_D._Perna_(6),_F._E._DeMeo_(7,4),_V._Petropoulou_(8),_M._Lazzarin_(9),_F._La_Forgia_(9),_I._Di_Petro_(10),_the_NEOROCKS_team_(11)_((1)_Universite_Cote_de_Azur,_Observatoire_de_la_Cote_de_Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_France,_(2)_V._N._Karazin_Kharkiv_National_University,_Kharkiv,_Ukraine,_(3)_European_Southern_Observatory_(ESO),_Casilla_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(4)_Department_of_Earth,_Atmospheric_and_Planetary_Sciences,_MIT,_Cambridge,_MA,_USA,_(5)_Astronomical_Institute,_Academy_of_Sciences_of_the_Czech_Republic,_Ondrejov,_Czech_Republic,_(6)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(7)_Department_of_Earth,_Atmospheric,_and_Planetary_Sciences,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge,_MA,_USA,_(8)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone_(RM),_Italy,_(9)_INAF_-_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Padova,_Padova,_Italy,_(10)_Agenzia_Spaziale_Italiana_(ASI),_Roma,_Italy,_(11)_E._Dotto,_M._Banaszkiewicz,_S._Banchi,_M.A._Barucci,_F._Bernardi,_M._Birlan,_A._Cellino,_J._De_Leon,_M._Lazzarin,_E._Mazzotta_Epifani,_A._Mediavilla,_J._Nomen_Torres,_E._Perozzi,_C._Snodgrass,_C._Teodorescu,_S._Anghel,_A._Bertolucci,_F._Calderini,_F._Colas,_A._Del_Vigna,_A._Dell_Oro,_A._Di_Cecco,_L._Dimare,_P._Fatka,_S._Fornasier,_E._Frattin,_P._Frosini,_M._Fulchignoni,_R._Gabryszewski,_M._Giardino,_A._Giunta,_T._Hromakina,_J._Huntingford,_S._Ieva,_J.P._Kotlarz,_M._Popescu,_J._Licandro,_H._Medeiros,_F._Merlin,_F._Pinna,_G._Polenta,_A._Rozek,_P._Scheirich,_A._Sonka,_G.B._Valsecchi,_P._Wajer,_A._Zinzi) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03555 |
コンテクスト。惑星を横切る小惑星の研究は、実用的かつ根本的な重要性を持っています。これらはメインベルトの小惑星よりも近いため、より小さなサイズの範囲にアクセスでき、この集団は頻繁に惑星の表面に衝突し、生命に脅威を与える可能性があります。目的。私たちは、惑星を横切る小惑星の大規模なコーパスの組成を特徴づけ、これらの組成が軌道パラメータや物理パラメータとどのように関連しているかを研究することを目的としています。方法。私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)とSkyMapperの調査から、地球近傍天体(NEO)の公開されている可視色を収集しました。また、ガイアミッションの反射率スペクトルと地上観測の編集からSDSS互換の色を計算しました。我々は、各NEOの色から分類を決定し、分類クラスの分布と軌道パラメータと直径に対するスペクトルの傾きを研究しました。結果。SDSSからの470NEOの最新の測光と、7,401NEOの分類学的分類を提供します。私たちは、ESAHeraミッションのフライバイ候補7つのうち6つを含む、ミッションアクセス可能な42個のNEOを分類します。我々は、S型NEO間のスペクトル傾きの近日点依存性を確認しました。これは、おそらく熱疲労に関連した若返りメカニズムに関連していると考えられます。また、1.5～2天文単位付近にA型NEOがクラスター化していることも確認し、メインベルトのNEO発生源領域における小型小惑星の分類学的分布を予測します。
エクストリーム・ステラ・シグナルズ・プロジェクトIII。 HARPS、HARPS-N、EXPRES、NEID の太陽データの結合
| Title |
The_Extreme_Stellar-Signals_Project_III._Combining_Solar_Data_from_HARPS,_HARPS-N,_EXPRES,_and_NEID |
| Authors |
Lily_L._Zhao,_Xavier_Dumusque,_Eric_B._Ford,_Joe_Llama,_Annelies_Mortier,_Megan_Bedell,_Khaled_Al_Moulla,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_John_M._Brewer,_Andrew_Collier_Cameron,_Rosario_Cosentino,_Pedro_Figueira,_Debra_A._Fischer,_Adriano_Ghedina,_Manuel_Gonzalez,_Samuel_Halverson,_Shubham_Kanodia,_David_W._Latham,_Andrea_S.J._Lin,_Gaspare_Lo_Curto,_Marcello_Lodi,_Sarah_E._Logsdon,_Christophe_Lovis,_Suvrath_Mahadevan,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Francesco_Pepe,_Rachael_M._Roettenbacher,_Arpita_Roy,_Nuno_C._Santos,_Christian_Schwab,_Gu{\eth}mundur_Stef\'ansson,_Andrew_E._Szymkowiak,_Ryan_C._Terrien,_Stephane_Udry,_Sam_A._Weiss,_Fran\c{c}ois_Wildi,_Thibault_Wildi,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03762 |
我々は、HARPS、HARPS-N、EXPRES、およびNEIDという4つの異なる高解像度安定化分光器による太陽としての星観測の分析を紹介します。4つの異なる機器による太陽の同時観測により、これらの機器のそれぞれによってもたらされる動径速度の精度と正確さについて洞察を得ることができ、真の天体物理信号とは異なる機器の体系を分離することができます。太陽観測を使用すると、太陽系天体を周回することによって予想されるドップラーシフトを完全に特徴付け、除去することができます。これにより、太陽表面の流れを純粋に追跡する、測定された速度変動を含むデータセットが得られます。各機器で測定された動径速度を直接比較すると、残留日内散乱はわずか15～30cm/sと顕著な一致を示します。これは、現在の超安定化機器が新しいレベルの測定精度に到達し、高い忠実度と詳細さで星の変動を明らかにしていることを示しています。最後に、さまざまな機器からの動径速度をどのように組み合わせて、恒星信号を軽減するための試験技術に強力な影響を与えることができるかについて説明します。
小石の降着によって巨大惑星を作る方法
惑星の形成は、原始惑星系円盤が提供する誕生環境に直接関係しています。円盤の特性によって、巨大惑星が形成されるかどうか、またどのように進化するかが決まります。系外惑星と円盤の観測数は一貫して増加していますが、これら2つの集団を直接結び付けることはまだ不可能です。したがって、惑星がどのように形成されるかを理論的に深く理解することが重要です。私たちは、粘性を持って進化する原始惑星系円盤内で、氷線で塵が成長、漂流、蒸発する中で、小石やガスの降着による惑星形成の数値シミュレーションを、移動も含めて実行しました。巨大惑星の形成に最も好ましい条件を調査した結果、これらの円盤の質量が高く、形成が初期であり、長期にわたる小石束を収容するのに十分な大きさの円盤であることがわかりました。しかし、同じ質量の小さな円盤は惑星の核へのより効率的なガスの降着を可能にし、より大きな巨大ガス惑星をもたらします。適切な条件があれば、粘度が高いとより大きなコアが生成され、ガスの付着が促進されます。また、タイプIIの移行速度も速くなるため、粘度の増加により巨人の最終位置が減少します。中間のダスト破砕速度は、小石の付着と小石のフラックスを最大化するために必要な小石のサイズと半径方向のドリフト速度を提供します。塵とガスの比率を高めると、円盤質量の低下を補うことができますが、早期の形成が依然として重要です。私たちは、巨大惑星の形成につながる特定の初期パラメータは存在しないと結論付けています。むしろ、それは相補的な要因の組み合わせの結果です。これは、系外惑星システムの多様性が原始惑星系円盤の本質的な多様性の産物であることも意味しており、円盤個体群の特性を制約し、最終的に惑星形成理論を考案するには、観測の数と質の増加を利用することが重要である。
土星の古代の定期衛星
| Title |
Saturn's_ancient_regular_satellites |
| Authors |
Emily._W._Wong,_Ramon_Brasser,_Stephanie._C._Werner,_Michelle._R._Kirchoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03861 |
土星の通常の衛星は若いのでしょうか、それとも古いのでしょうか?そして、エンケラドゥスのクレーター平原は何年前からあるのでしょうか?これらの質問に答えるために、私たちは、新しい高解像度の太陽系外側進化シミュレーションを使用し、海王星横断天体の個体群の推定値の改善と組み合わせて、土星の通常の氷の衛星で最もクレーターが多い地形のモデル表面年齢を計算しました。シミュレーションの出力により、土星への影響年表を構築することができ、これは通常の衛星に自動的に適用されます。我々は、クレーター密度と土星への衝突年表を使用して、モデル衝突クレーター等時線、つまり衛星クレーター生成関数の時間の経過に伴うスケーリングを構築しました。ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レアのクレーター平原の表面年齢は4.1Gaから4.4Gaの範囲であり、ミマスとエンケラドゥスの表面は外側の3つの衛星の表面より約2億ミル若い。これらの時代の不確実性は3億未満です。これらの衛星の計算されたモデル表面年齢は、観測されたクレーター直径の2桁もの範囲にわたって一貫しています。すべての衛星間でのクレーター生成機能の類似性は、それらが単一の衝突源によって衝突されたことを示唆しています。この研究は、土星の通常の衛星が古代のものであり、その形成と潮汐の進化に影響を与えるという考えを裏付けています。
外縁を超え、未知の世界へ: カイパー崖を越えた構造物
| Title |
Past_the_outer_rim,_into_the_unknown:_structures_beyond_the_Kuiper_Cliff |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03885 |
現在、海王星の軌道とカイパークリフの間で太陽の周りを回る小天体の軌道分布はよく理解されていますが、太陽から約50天文単位を超えると、物体がますます暗くなり、その公転周期が薄くなるにつれて、私たちの視界はぼやけていきます。数世紀にわたる。最大の望遠鏡を使用したディープイメージングは最初の問題を克服できますが、2番目の問題から派生する問題はデータ分析技術を使用することでより適切に対処できます。ここでは、既知のカイパーベルト天体の太陽中心距離と距離速度、およびそれらの不確実性を利用して、カイパー崖を越えた軌道パラメータ空間内の構造を特定します。そこの太陽中心範囲の分布は、70天文単位のギャップを持つ外側の主小惑星帯の分布によく似ており、これは木星系彗星の動的類似体の存在を示す可能性がある。相互節点距離の分布における外れ値は、太陽圏界面を越えて巨大な摂動が存在することを示唆しています。
合体後の銀河における小型核電波放射の蔓延とその起源
| Title |
Prevalence_of_Compact_Nuclear_Radio_Emission_in_Post-Merger_Galaxies_and_its_Origin |
| Authors |
Gregory_Walsh,_Sarah_Burke-Spolaor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03252 |
合体後の銀河は、星形成とAGN活動の誘発と相互作用を研究するためのユニークな研究室です。新しい高解像度の10GHzジャンスキー超大型アレイ(VLA)観測とアーカイブ電波調査を組み合わせて、合体後の28個の回転楕円体銀河の電波特性を調べました。(サブ)キロパーセクスケールでの広範囲の放射が一般的に欠如していることがわかり、これらの合体後の銀河ではコンパクトな核電波放射が蔓延しており、大部分(16/18;89\%)は10で電波が静かであることを示しています。GHz。多波長データを使用して、電波放射の起源を特定し、14の新しい電波AGNと、超新星残骸の集団からの放射が支配的な4つの合体後の電波を発見しました。無線AGNのうち、ほとんどすべてが無線静かです(12/14;86\%)。新しいデュアルAGN(DAGN)候補J1511+0417を発見し、DAGN候補J0843+3549の無線特性を調査します。これらの電波AGNのうち4つはSF輝線銀河によってホストされており、合体後のSF活動期間中に電波AGN活動が存在する可能性があることを示唆しています。これらの無線AGNの低いジェット出力とコンパクトな形態は、合併後のこのサンプルにおいてAGNフィードバックが効率的である可能性があるシナリオも示しています。最後に、超大質量黒探査におけるこれらの機器の実現可能性を評価するために、超長基線アレイ(VLBA)と次世代超大型アレイ(ngVLA)のVLBI機能を使用した14無線AGNの複数周波数観測のシミュレーションを紹介します。ホールバイナリ(SMBHB)。
最近発見された M94 付近の HI 雲は、星のない暗黒物質のハローでしょうか?
| Title |
Is_a_recently_discovered_HI_cloud_near_M94_a_starless_dark_matter_halo? |
| Authors |
Alejandro_Benitez-Llambay,_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03253 |
口径500メートルの球面望遠鏡による観測により、M94銀河から$\sim50'$の位置からの21cmの放出源の限界解像度の存在が明らかになったが、表面の明るさ限界までは対応する恒星は存在しない。DESI画像レガシー調査($g$バンドの$\sim29.15$magarcsec$^{-2}$)。このシステム(以下、Cloud-9)は、丸いカラム密度等高線と、$T\sim2\times10^4$$K$のガスからの熱広がりと一致する線幅を持っています。これらの特性は、これまでに検出されたダークHI雲の特性とは異なり、再電離限定HI雲(RELHIC)、すなわち、静水圧平衡および宇宙との熱平衡にあるガスで満たされた星のない暗黒物質(DM)ハローの予想される特性に似ています。紫外線の背景。M94の距離$d\sim4.7$Mpcでは、Cloud-9が質量のNavarro-Frenk-White(NFW)DMハロー$M_{200}\sim5\に生息するRELHICであることと一致していることがわかります。10^{9}$$M_{\odot}$倍、集中力$c_{\rmNFW}\sim13$。モデルと観測値の一致は良好ですが、Cloud-9は$\Lambda$CDMRELHICで予想されていたよりもわずかに、しかし系統的に拡張しているようです。これは、Cloud-9が後退速度$v_{\rmCL9}\sim300$kms$^{-1}$で暗示されるよりもはるかに接近していること、またはそのハロー密度プロファイルがNFWより平坦であることを示唆している可能性があります。半径$r\lesssim1$kpcで$10$倍を超えるDM質量不足。さらなる観測は、これらのシナリオをより適切に制約するのに役立ち、Cloud-9が史上初めて観測されたRELHICであるかどうか、つまり最小スケールでの$\Lambda$CDMモデルの基礎予測であるかどうかを解明するのに役立つ可能性があります。
私たちの中の詐欺師: 球状星団の運動学と星団内の超拡散銀河のハロー質量
| Title |
Imposters_among_us:_globular_cluster_kinematics_and_the_halo_mass_of_ultra-diffuse_galaxies_in_clusters |
| Authors |
Jessica_E._Doppel,_Laura_V._Sales,_Jos\'e_A._Benavides,_Elisa_Toloba,_Eric_W._Peng,_Dylan_Nelson_and_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03260 |
おとめ座銀河団の超拡散銀河(UDG)の周囲の球状星団(GC)の速度分散は広範囲に及び、GCの運動学がこれらの周囲の天の川銀河と同じくらい(またはそれ以上の)質量のハローを示唆する場合も含まれます。かすかな小人たち。私たちは、TNG50宇宙論シミュレーションの後処理で得られたGCのカタログを分析して、GCシステムの運動学と、銀河グループおよび銀河団内のシミュレートされたUDGの量を研究します。このシミュレーションにおけるUDGは、$M_{200}\sim10^{11}$M$_{\odot}$の矮質量ハローのみに存在します。シミュレートされたUDGに重力的に結合しているGCのみを考慮すると、UDGのいくつかの観測測定値とよく重なるGCの特性が見つかります。特に、結合GCの研究からは過度に大規模なハローに対する偏りは推測されず、GCがUDGハロー質量の優れたトレーサーであることが確認されています。ただし、サンプルの投影模擬観測を実行する場合、クラスター内GCによる汚染により、場合によっては速度分散推定値が大幅に増加する可能性があることがわかりました。私たちは、10ドル未満のGCトレーサーを持つターゲットは特に深刻な不確実性を抱えやすいことを警告します。ホスト銀河の恒星の運動学を測定することは、一部のUDGの周りのGC運動学によって示唆される異常に巨大なハローを確認するのに役立つはずです
COSMOS-Web の AGN とホスト銀河。 I. NIRCam 画像、PSF モデル、X 線で選択されたブロードライン AGN
の初期結果 ($0.35\lesssim z \lesssim 3.5$)
| Title |
AGNs_and_Host_Galaxies_in_COSMOS-Web._I._NIRCam_Images,_PSF_Models_and_Initial_Results_on_X-ray-selected_Broad-line_AGNs_at_$0.35\lesssim_z_\lesssim_3.5$ |
| Authors |
Ming-Yang_Zhuang,_Junyao_Li,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03266 |
COSMOS-Web財務プログラム(2023年6月まで、合計0.28${\rmdeg}^2$)からのすべての公開JWSTNIRCamイメージングデータについて、詳細かつ包括的なデータ削減と点像分布関数(PSF)モデルの構築を示します。。NIRCamPSFには、4つのフィルターすべて(F115W、F150W、F277W、およびF444W)で重大な短時間スケールの時間変動とランダムな空間変動があることがわかります。NIRCamとアーカイブHSTイメージングを組み合わせて、多波長AGN+ホスト画像分解を実行して、選択された143個のX線の特性を研究します($L_{\rmbol}=10^{43.6-47.2}$ergs$^{-1}$)ブロードラインAGNは$0.35\lesssimz\lesssim3.5$です。NIRCamの優れた解像度、波長範囲、感度を活用して、142個の天体の中心AGN点光源を分解した後、主星の発光を検出することに成功しました。$\sim2/3$AGNは、UVJ図に基づいて星形成銀河内にあり、瞬間的な負のAGNフィードバックがないことを示唆しています。X線によって選択されたブロードラインAGNホストは、銀河サイズがわずかに小さいにもかかわらず、不活動銀河と同様の恒星の質量とサイズの関係に従います。我々は、サンプル間では大きな合体はまれであるものの（$\sim$7-22%）、恒星棒、渦巻き腕、および小さな合体からのより微妙な非軸対称の特徴が遍在していることを発見し、恒星における長期過程と小さな合体の重要性を強調しています。AGNアクティビティをトリガーします。単一エポックスペクトルからのブラックホール質量測定による$1<z<2.5$の30個のAGNのサブサンプルの場合、それらは局所的な不活動な初期型銀河と同様のブラックホール質量と恒星の質量関係に従いますが、近くの銀河の上部エンベロープ近くに優先的に存在します。AGN。異なる赤方偏移におけるAGN個体群の選択バイアスと固有の差異が、ブラックホール質量-恒星質量平面上のAGN個体群の位置に大きな影響を与える可能性があることに注意を促します。
| Title |
The_Sphinx_Public_Data_Release:_Forward_Modelling_High-Redshift_JWST_Observations_with_Cosmological_Radiation_Hydrodynamics_Simulations |
| Authors |
Harley_Katz,_Joki_Rosdahl,_Taysun_Kimm,_Jeremy_Blaizot,_Nicholas_Choustikov,_Marion_Farcy,_Thibault_Garel,_Martin_G._Haehnelt,_Leo_Michel-Dansac,_and_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03269 |
JWSTの最近の打ち上げは、再電離時代の銀河のガスと星の集団に関する詳細な洞察を提供することにより、高赤方偏移天文学の新時代の到来をもたらしました。これらの観測を解釈し、初期銀河形成の物理学に対する制約に変換することは、高赤方偏移銀河における星形成と星間物質(ISM)の洗練されたモデルを必要とする複雑な課題です。この目的を達成するために、Sphinx$^{20}$公開データリリースのバージョン1を提示します。Sphinx$^{20}$は、宇宙再電離の大規模プロセスと多相ISMの詳細な物理学を同時にモデル化するフルボックスの宇宙放射流体力学シミュレーションであり、現在JWSTによって観測されている銀河に類似した銀河の統計サンプルを提供します。データセットには、星形成のあるスフィンクス$^{20}$の各銀河の、恒星連続体、星雲連続体、およびLy$\alpha$を含む52個の星雲輝線の$\sim14,000$の模擬画像とスペクトルが含まれています。レート$\geq0.3\{\rmM_{\odot}\年^{-1}}$。すべての銀河の放射はダスト放射転送および/または共鳴線放射転送で処理されており、各銀河の10の視野角のデータが提供されています。さらに、ハロー質量、恒星質量、星形成履歴、ISM特性(金属性、ISMガス密度、LyC脱出率など)を含む、銀河固有の特性の包括的なセットを提供します。このペーパーでは、データ生成方法の概要を説明し、JWSTERSおよびサイクル1の観測との比較分析を示し、データセットの制限について説明します。Sphinx$^{20}$データリリースは、次のURLからダウンロードできます:https://github.com/HarleyKatz/SPHINX-20-data
RR Lyrae 星は銀河外側ハローの探査機として機能する: パイロットサンプルの化学的および運動学的分析
| Title |
RR_Lyrae_stars_as_probes_of_the_outer_Galactic_halo:_Chemical_and_kinematic_analysis_of_a_pilot_sample |
| Authors |
Gustavo_E._Medina,_Camilla_J._Hansen,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Eva_K._Grebel,_A._Katherina_Vivas,_Jeffrey_L._Carlin,_and_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03271 |
われわれは、マゼラン稲森京セラエシェル（MIKE）分光器の中解像度スペクトルを用いて、地心距離が15～165kpcのハローab型RRリラ星20個の分光分析を行ったので報告する。典型的な不確実性は5〜10kms$^{-1}$でターゲットの全身の視線速度を取得し、固有運動データを含む銀河中心から50kpcまでのサブサンプルの軌道パラメータを計算しますガイアDR3より。孤立した天の川と大マゼラン雲によって摂動されたモデルについて決定された恒星の軌道の向きは、サンプルの少なくとも半分について降着起源を示唆しているようです。さらに、20kpcを超える7つの星の大気パラメータと化学存在比を導き出します。これらの星のうち5つの星から導出された$\alpha$存在量は天の川ハローのような傾向に従いますが、他の2つは[Fe/H]の$\alpha$元素が不足しており、降着現象との関連性を示しています。。さらに、[Sr/Ba]比に基づいて、潜在的に化学的に特異な炭素強化金属欠乏(CEMP)RRこと座星の形成条件について推測することができます。星の軌道パラメータと存在比を分析することで、私たちの恒星のうち2つが2つの巨大な衛星、つまり大マゼラン雲といて座に関連しているというヒントが見つかりました。全体として、我々の結果は、サブハローの付加が外側ハローの恒星集団に大きく寄与しているという示唆と一致している。
銀河スペクトルの変動の原因は何でしょうか?
我々は、慎重に選択したサンプルの分散に基づく分光データのデータ駆動型分析に続いて、銀河の形成と進化の根底にある物理現象を理解することを目的とした研究を紹介します。我々は、静止銀河核、星形成銀河核、活動銀河核(AGN)としての星雲発光活動に分離された、連続体から差し引かれた光スペクトルの3つのサブセットに主成分分析(PCA)を個別に適用します。この研究における入力データの分散は、恒星集団の光球の吸収線にのみ関係していることを強調します。このサンプルは、恒星の運動による「ぼやけ」効果を最小限に抑えるために、恒星の速度分散範囲100～150km/sでスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)から採取されたものです。分析を最初の3つの主成分(PC)に限定し、3つのPCがすべて含まれている場合でも、PCAがSSP相当年齢の最も高い分散マッピングと、金属性との密接な縮退を伴って3つのタイプを分離していることがわかりました。スペクトルフィッティングにより、星の年齢がPC1を支配しているのに対し、PC2とPC3は年齢と金属量の混合依存性を持っていることが示されています。この傾向は、モデルのフィッティングとは無関係に、星形成からAGN、静止に至る進化シーケンスの仮説を裏付けています。分析の一貫性のさらなるテストとして、異なるスペクトルウィンドウに同じ方法論を適用し、同様の傾向を見つけましたが、分散は青色の波長範囲、およそ4000Aブレイクで最大になります。
AGN 宿主における合体画分の完全なカタログ: AGN の光度による検出された合体画分の増加の証拠はない
| Title |
A_complete_catalogue_of_merger_fractions_in_AGN_hosts:_No_evidence_for_an_increase_in_detected_merger_fraction_with_AGN_luminosity |
| Authors |
C._Villforth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03276 |
銀河の進化における活動銀河核(AGN)の重要性にもかかわらず、AGNの活動を促進するメカニズムはまだ十分に理解されていません。理論モデルは、銀河の大規模な合体が、特に高いAGN光度でのAGN燃料供給に大きく寄与していることを示唆しています。したがって、合併とAGN活動との関係は広く研究されていますが、結果は矛盾しています。いくつかの研究は合体とAGNの間に強い関連性を発見し、他の研究はAGNホストの合体率が非活動銀河集団の合体率と一致することを発見した。これらの明らかな矛盾に対処するために、私は文献からのAGN宿主で検出された結合部分の完全かつ体系的な分析を提示します。私は、研究間の不一致が体系的な不確実性やバイアスを示しているかどうかを評価し、検出された合併率を光度、赤方偏移、およびAGN選択方法の関数として分析します。X線で選択されたAGNサンプルは、研究全体で同等の検出された合併の割合を示しており、このAGN集団では主要な合併が誘発を支配していません。一方、AGN集団への顕著な合併寄与の兆候は、主に無線で選択され赤化されたAGNサンプルのごく一部で観察されます。これが観測の偏りによるものなのか、それとも主銀河の物理的な違いによるものなのかは不明です。検出された合併率とAGNの明るさの間には相関関係はありません。以前に文献で報告されている、検出された合併率とAGNの光度の間に相関関係がないことは、体系的な不確実性や観察の偏りによって説明できません。
南方細線セイファート 1 銀河の主銀河研究
| Title |
A_host_galaxy_study_of_southern_narrow-line_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
I._Varglund,_E._J\"arvel\"a,_S._Ciroi,_M._Berton,_E._Congiu,_A._L\"ahteenm\"aki,_and_F._Di_Mille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03277 |
私たちは、赤方偏移が0.019から0.092まで変化する$J$帯と$Ks$帯にある7つの近くの細線セイファート1(NLS1)銀河を研究しました。これは、南方のNLS1銀河のホストを対象とした最初の複数源の研究です。私たちのデータは、ラスカンパナス天文台(チリ)にある6.5mマゼランバーデ望遠鏡のFourStar装置を使用して取得されました。私たちの研究の目的は、GALFITを使用してこれらの源の主銀河の形態を決定することです。7つのソースのうち6つを確実にモデル化することができました。私たちの結論は、信頼性の高いモデル化された源はすべて、渦巻き状またはレンズ状の円盤状銀河であるということです。これらの情報源はいずれも楕円形の形態を示しません。私たちの発見は、円盤状銀河がジェット状NLS1銀河の主なホストであるという仮説と一致しています。2つのバンドでの観測を利用して、各ソースの$J-Ks$カラーマップも作成しました。6つのカラーマップのうち5つは、銀河の中心近くで顕著な塵の消滅を示しています。これはガンマ線で検出された噴出銀河NLS1銀河でよく見られる特徴であり、過去の小規模な合体の結果であると解釈されています。
SIMBA シミュレーションにおけるフィラメントの近接性によって銀河の特性がどのように変化するか
| Title |
How_galaxy_properties_vary_with_filament_proximity_in_the_SIMBA_simulations |
| Authors |
Teodora-Elena_Bulichi,_Romeel_Dave_and_Katarina_Kraljic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03282 |
私たちは、DisPerSEを使用して特定されたフィラメントからの距離の関数として、SIMBAシミュレーションにおける全銀河の特性の依存性を調査します。グループおよびクラスター環境の影響を軽減するために、質量$M_h>10^{13}M_\odot$のハローを除外します。フィラメントに近い銀河はより質量が大きく、より多くの衛星を持っていますが、これを最適なスケーリング関係からの逸脱を調べることで制御します。$z=0$では、星形成(SF)は$\lesssim100$kpcのフィラメント内で著しく抑制されており、衛星ではより強く抑制されており、フィラメントでの実質的な前処理が示されています。$z=2$までに、傾向は弱く、どちらかと言えばフィラメント近くのSF活動の増加を示しています。$z\lesssim1$での抑制には、HI分率の低下、金属量、急冷分率、および分散支配系の増加が伴います。星の質量を制御してもH2の割合は強く抑制されないことから、星形成効率がSFの低下を促進していることが示唆されます。異なるSIMBAフィードバックバリアントの実行を比較することにより、SF抑制の大部分はフィラメントの衝撃加熱によるものですが、AGNフィードバックによる重要な追加効果があることを示します。巨大な($M_h>10^{13}M_\odot$)ハローの周囲を見ると、フィラメントの近くにある銀河はいくぶん異なった挙動を示し、フィラメントがハローに比べて追加の環境効果をもたらしていることを示しています。最後に、$z=0$でSIMBAの結果をEAGLEおよびIllustrisTNGと比較し、すべてのモデルが$\lesssim100$kpcのフィラメント以内でSF抑制を予測することを示していますが、詳細な違いは観察的にテストできる可能性があります。
二相構造と二粒子複合体（二量体）を含むアクシオン様暗黒物質モデル
| Title |
Axion-Like_Dark_Matter_Model_Involving_Two-Phase_Structure_and_Two-Particle_Composites_(Dimers) |
| Authors |
A._M._Gavrilik,_A._V._Nazarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03290 |
暗黒物質(DM)の自己重力ボース・アインシュタイン凝縮(BEC)モデル内で、超軽量ボーソンのアクシオンのような自己相互作用が、矮銀河のDMハローコアにおける希薄相と高密度相の両方の存在を保証すると主張します。。実際、これは、同じモデルパラメーターに対応するGross-Pitaevskii方程式の2つの独立した解に由来します。少数の粒子では、この構造は消失し、Gross-Pitaevskii方程式は定常サイン-ゴードン方程式に帰着します。その1次元アンチキンク解は、ハローコア内の単相DM動径分布を模倣します。量子力学的には、この解は、有限漸近線を持つ磁壁ポテンシャルによって形成される閉じた散乱チャネル内の2つの粒子のゼロエネルギー束縛状態に対応します。低い正のエネルギーと有限の寿命を持つ2粒子複合体を生成するために、ペアのうちの1つの漸近的自由粒子の開いたチャネル(モデル散乱ポテンシャルを持つ)から閉じたチャネルへの共鳴遷移に訴えます。フェッシュバッハ共鳴概念を使用すると、2チャネルを結合する小さな外部影響の存在下で2チャネル量子力学の問題が解決され、一次近似で解析的解が得られます。相互作用パラメータに対する散乱データの依存性を分析することで、数百万年の寿命を持つ長寿命の2粒子複合体(ダイマー)状態が明らかになりました。この結果はかなり驚くべきものであり、二量体が大きなDM構造の形成に関与しているという重要な意味を示唆している。二量体の出現は、共鳴による無限の散乱長の領域に関連していることが示されています。DM散乱長$a$が相互作用パラメータに依存することが明らかになったことで、DM支配銀河における$a$の変動と、大きなDM構造に対するその役割を理論的に正当化できる可能性がある。
近くの銀河におけるkpcサイズの星形成領域におけるIRX-ベータ関係
| Title |
The_IRX-Beta_Relation_in_kpc-sized_Star_Forming_Regions_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Laura_Duffy,_Mallory_Molina,_Michael_Eracleous,_Robin_Ciardullo,_Renbin_Yan,_Caryl_Gronwall,_Nikhil_Ajgaonkar,_Mederic_Boquien,_Shuang_Zhou,_Cheng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03304 |
銀河の光に対する塵の減衰の影響は、幾何学形状や塵の組成などの多くの物理的特性に依存し、どちらも銀河の面によって異なります。この変動を調査するために、以前に研究された29個の銀河の星形成領域の解析を続けます。私たちは、Swift/UVOTおよびWISE画像、およびSDSS/MaNGA輝線マップを使用してこれらの領域を分析し、各星形成領域の赤外過剰(IRX)とUVスペクトル指数(ベータ)の関係を制約します。この関係を使用して、どの粉塵減衰則がその領域に適切であるかを制約することができます。領域のDn(4000)の値はIRXとベータの両方と相関しており、気相金属量はIRXと強く相関していることがわかりました。金属量とIRXの間のこの相関関係は、開口部に関係なく、金属が豊富な領域の減衰曲線がより急峻であることを示唆しています。また、統合された銀河の光は、キロパーセクサイズの星形成領域で見られるものとほぼ同じIRX-ベータ関係に従っていることもわかりました。この類似性は、銀河が従う減衰則が各領域が従う減衰則と本質的に同じであることを示唆している可能性がありますが、光の不透明度と減衰曲線が個々の銀河内で異なることが観察されているため、星形成領域の比較的大きなサイズがこの解釈を複雑にしています。。
| Title |
Metal-THINGS:_a_panchromatic_analysis_of_the_local_scaling_relationships_of_the_dwarf_irregular_galaxy_NGC_1569 |
| Authors |
L._E._Gardu\~no,_J._Zaragoza-Cardiel,_M._A._Lara-L\'opez,_I._Zinchenko,_M._C._Zerbo,_M._E._De_Rossi,_Jacopo_Fritz,_S._Dib,_L._Pilyugin,_M._S\'anchez-Cruces,_V._Heesen,_S._P._O'Sullivan,_O._L\'opez-Cruz,_M._Valerdi,_M._Rosado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03310 |
我々は、Metal-THINGSSurveyからのIFUデータを使用して、矮小不規則銀河NGC1569のいくつかのパンクロマティックスケーリング関係(SR)を調査します。分析された空間分解特性の中で、恒星の質量、SFR、分子ガス、全ガス、バリオン質量、ガスの金属性、ガス分率、SFE、有効酸素収率の間のSRを調査します。このような多波長SRは、IFU観察と調査THINGS、CARMA、およびDustPediaのアーカイブデータからのデータを組み合わせることにより、180pcの空間分解能で分析されます。いくつかの既知の関係が復元されましたが、その傾きは以前に報告されたものとは異なります。星形成の主系列であるケニカット・シュミット(KS)および分子のKS関係は、より高いSFR、より低い散乱、およびより高い相関を示し、それぞれ急勾配(1.21)およびより平坦な傾き(0.96、0.58)を示します。金属性、星の質量、ガス分率を含むSRの形状は平坦で、平均値は12+log(O/H)$\sim$8.12dexです。バリオン質量と有効酸素収量、および恒星、ガス、バリオン質量とSFEは、より高い分散とより低い相関を示します。ダストの質量をガス質量のトレーサーとして使用するため、ダスト対ガス比とCO光度から分子ガス質量への変換係数を導き出し、全ガス表面密度と分子ガス表面密度の0.16と0.95dexの差を示します。、それぞれ、以前に報告された値と比較して。我々は、自己調整フィードバックモデルを使用して、星のフィードバックがNGC1569での流出を生み出す重要な役割を果たしていると結論付けました。
Gaia EDR3 固有運動からの散開星団回転場の検出
| Title |
Detection_of_open_cluster_rotation_fields_from_Gaia_EDR3_proper_motions |
| Authors |
Pedro_Guilherme-Garcia,_Alberto_Krone-Martins,_Andr\'e_Moitinho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03396 |
コンテクスト。ほとんどの星はグループから構成されており、時間の経過とともに分散し、ホスト銀河のフィールド人口を構築します。天の川銀河では、現在に至るまで円盤内で散開星団が形成され続けており、幅広い年齢や質量の星が誕生しています。しかし、クラスターの消滅の詳細についての観察はほとんどありません。主な困難の1つは、内部クラスター運動学の詳細な特性を取得することであり、これには非常に高品質の適切な動きが必要です。通常、数十から数百のメンバーを含む緩やかなグループである散開星団の場合、星のまばらで不規則な分布から運動学的構造を推測することはさらに困難です。目的。ここでは、散開星団の内部の星の運動学を分析し、回転、膨張、または収縮のパターンを特定することを目的としています。方法。GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)天文計測と統合入れ子ラプラス近似を使用して、ベクトル場推論を実行し、1237個の散開星団の空間運動学マップを作成します。サンプルは、個々の星のメンバーシップが既知であるクラスターで構成されているため、速度マップにおけるフィールド星からの汚染が最小限に抑えられます。投影効果は、GaiaDataRelease2およびその他の調査からの動径速度で補完されたEDR3データを使用して補正されました。結果。8つの散開星団における回転パターンの検出を報告します。さらに9つのクラスターが回転の兆候を示す可能性があります。また、14個の拡大クラスターが観察され、他の15個の天体が拡大パターンの可能性を示しています。2つのクラスターで収縮が明らかであり、追加の1つのクラスターではより不確実な検出が示されています。合計53個のクラスターが運動学的構造を示すことがわかります。このうち、潮汐尾を示唆する細長い空間分布が5つのクラスターで見つかります。[要約]
| Title |
The_influence_of_black_holes_on_the_binary_population_of_the_globular_cluster_Palomar_5 |
| Authors |
Long_Wang,_Mark_Gieles,_Holger_Baumgardt,_Chengyuan_Li,_Xiaoying_Pang_and_Baitian_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03415 |
球状星団(GC)内の恒星質量ブラックホール(BH)の発見により、BHがGC内に長期保持される可能性が高まりました。これらのBHは、合体による重力波やX線連星の形成など、さまざまな天体物理プロセスに影響を与えます。また、加熱して低密度のコアを作成することにより、クラスターのダイナミクスにも影響を与えます。以前のN体モデルでは、長い潮汐尾を持つ低密度GCであるパロマー5には100個を超えるBHが含まれている可能性があることが示唆されていました。このシナリオをテストするために、原始連星を使用してパロマー5のN体シミュレーションを実行し、連星集団と星の質量関数に対するBHの影響を調査します。私たちの結果は、原始バイナリが長期的な進化に与える影響は最小限であることを示しています。BHを含む密なクラスターでは、周期が$10^5$日を超えるワイドバイナリの割合が減少し、破壊率は初期周期の分布に依存しません。視線速度変化のマルチエポック分光観測では、$10^4$日未満の周期を持つ最も明るい連星を検出でき、速度分散測定が大幅に改善されます。BHを含むモデル内の4つのBH-MSバイナリは、同じ観察方法による検出の可能性を示唆しています。原始連星を含めると、空間的に未解決の連星があるため、より平坦な推定質量関数が得られ、特にパロマー5の内部領域において、連星を含まないモデルよりも観測値の一致が良くなります。今後の観測では、BHの存在を制約するために、パロマー5号の内部領域と尾部領域における星団の速度分散と$10^4-10^5$日の周期を持つ連星に焦点を当てる必要がある。
X 線の明るさと星形成速度のスケーリング関係: eROSITA 最終赤道深度調査 (eFEDS) からの制約
| Title |
X-ray_luminosity-star_formation_rate_scaling_relation:_Constraints_from_the_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey_(eFEDS) |
| Authors |
G._Riccio,_G._Yang,_Ma{\l}ek,_M._Boquien,_Junais,_F._Pistis,_M._Hamed,_M._Grespan,_M._Paolillo_and_O._Torbaniuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03578 |
我々は、赤方偏移範囲が0から0.25の範囲にわたる通常の銀河のサンプルについて、X線の明るさと星形成活動との関係を測定した結果を示します。当社は、SRG/eROSITAによって取得されたデータを、eROSITA最終赤道深度調査(eFEDS)と呼ばれるパフォーマンスおよび検証フェーズプログラムに使用します。eFEDS銀河は0.2～2.3keV帯域で観測されます。紫外線(UV)から中赤外線波長(MIR)にわたる広範囲の補助データを利用して、888個の銀河の星形成速度(SFR)と星の質量($M_{star}$)を推定しました。CodeInvestigatingGALaxyEmission(CIGALE)を使用。私たちは、主系列上の位置に応じて、星形成中の通常の銀河(SFG)と静止銀河のサンプルを分割しました。以前に文献で示されているように、SFGサンプルのX線輝度とSFRの間に線形相関があることが確認されました。ただし、この関係は、eFEDS調査の完全性の制限によって強く偏っていることがわかります。完全を期すために修正すると、適合した関係が文献と一致していることがわかります。また、LMXBとHMXBの両方の個体群からのX線放射と、それぞれ$M_{star}$とSFRとの関係も調査した。完全を期すために修正すると、高い比SFR($SFR/M_{star}$)での適合関係が文献の関係から大きく乖離していることがわかります。X線非検出を考慮せずに、完全性の問題により、LMXBおよびHMXBの寄与の赤方偏移の進化を研究するためにeFEDSデータを使用することは不可能であると結論付けています。さらに、高い赤方偏移での予想されるLx/SFRと特定のSFRの関係から、ソースが大きくばらついていることもわかりました。散乱が星の質量、金属量、または銀河の球状星団の含有量に依存することについて議論します。
矮銀河の化学濃縮に対する稀な事象の影響
重元素の存在量が少ない環境では、まれな事象が化学濃縮に影響を与えると予想されます。矮小銀河は質量が小さく、平均金属量が低く、一般に星の形成速度が低いため、化学濃縮を調査することで、各元素源が化学存在量に及ぼす影響を理解することができます。希少性を導入した化学進化モデルを用いて、局所群矮小銀河の化学濃縮に対する希少事象の影響を調査します。このモデルでは、元素の個々の発生源の発生が、色等級図によって導出された星形成履歴を使用して推定されます。モデルによって予測された鉄に対するトランス鉄元素の存在比は、rプロセスイベントによる最低金属量での振動を示しています。より低い質量の銀河の場合、中性子星の合体によって引き起こされる振動はより高い金属度でも見られ、このことは、より低い質量系では希少性が重要である可能性があることを示唆している。化学濃縮の原因に関して、我々は、rプロセスサイトが低金属度でのトランス鉄元素の生成により多く寄与しているように見えることを観察していますが、異なる回転速度を持つ大質量星も存在量の分散の一部を生み出すことに寄与しています。Sプロセスによる比率。低金属量での化学濃縮の原因についてより深い洞察を得るには、元素合成計算や金属の少ない星の化学存在量などの観測データと理論データの両方が必要です。
DESI 1 パーセント調査: ELG の銀河適合性の簡潔なモデル
| Title |
The_DESI_One-Percent_Survey:_A_concise_model_for_galactic_conformity_of_ELGs |
| Authors |
Hongyu_Gao,_Y.P._Jing,_Kun_Xu,_Donghai_Zhao,_Shanquan_Gui,_Yun_Zheng,_Xiaolin_Luo,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Axel_de_la_Macorra,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Mustapha_Ishak,_Andrew_Lambert,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03802 |
銀河の適合性とは、特定の物理的性質の銀河が、同じ性質の隣接する銀河と相関しており、因果関係の可能性を示唆する現象です。完成度の高いDESIの1パーセント調査から観測された輝線銀河(ELG)の自己相関は、小規模なスケールで強力なクラスター化シグナルを示し、ELGの適合効果の明確な証拠を提供します。Gaoらによって開発されたオリジナルのサブハロー存在量マッチング(SHAM)メソッドに基づいて構築されています。(2022,2023)では、ELG-halo接続を改善するための簡潔な適合モデルを提案します。このモデルでは、中心銀河がELGであるハローでは、衛星ELGの数が$\sim5$倍に増加します。このような中心ハローの平均ELG衛星数は依然として1より小さく、このモデルは全体の衛星の割合を大幅に増加させないことを示します。このモデルを使用すると、現在のデータで調査された最小スケールまでELG自己相関を十分に復元できます(つまり、$r_{\mathrm{p}}>0.03$$\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$実空間では$s>0.3$$\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$で赤方偏移空間で)、一方、明るい赤色銀河(LRG)とELGの間の相互相関はほとんど変化しません。私たちのSHAMモデルには8つのパラメータしかありませんが、$z=0.8$から$1.6$までの赤方偏移範囲全体でELGクラスタリングを正確に記述できることをさらに検証します。したがって、この方法を使用してDESI用の高品質のELGライトコーンモックを生成できることが期待されます。
大質量原始星からの円盤風フィードバック。 Ⅲ．合成 CO ライン排出量
| Title |
Disk_Wind_Feedback_from_High-mass_Protostars._III._Synthetic_CO_Line_Emission |
| Authors |
Duo_Xu,_Jonathan_C._Tan,_Jan_E._Staff,_Jon_P._Ramsey,_Yichen_Zhang,_Kei_E._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03868 |
大質量星形成の理論モデルをテストするには、その予測を観測された系と比較することが重要です。この目的を達成するために、我々は、巨大な原始星核の進化過程におけるさまざまな段階（その突入エンベロープや円盤風の流出を含む）の3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションのCO分子線放射伝達後処理を実行します。CO、13CO、およびC18O放出のさまざまな遷移の合成位置-位置-速度(PPV)キューブが生成されます。また、この放出の模擬アタカマミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）観測も実施しています。分子線から得られた質量、運動量、運動エネルギーの推定値を真の値と比較すると、質量と運動量の推定値には最大4倍の不確実性があることがわかります。ただし、分子線から推定される運動エネルギーは、さらに大幅に過小評価されます。さらに、合成スペクトルから得られた質量流出率と運動量流出率を真の値と比較します。最後に、合成スペクトルをアルマ望遠鏡で観測された実際の原始星の例と比較し、最も適切な原始星の質量と流出傾斜角を決定します。次に、これらの発生源の質量流出速度と運動量流出速度を計算し、両方の速度が理論上の原始星の進化軌跡とほぼ一致していることを発見しました。
大質量原始星からの円盤風フィードバック。 IV.衝撃イオン化ジェット
| Title |
Disk_Wind_Feedback_from_High-mass_Protostars._IV._Shock-Ionized_Jets |
| Authors |
Emiko_C._Gardiner,_Jonathan_C._Tan,_Jan_E._Staff,_Jon_P._Ramsey,_Yichen_Zhang,_Kei_E._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03887 |
巨大な原始星は、降着によって動力を与えられ、磁気的に平行化された流出を引き起こし、これは星形成プロセスのダイナミクスと診断において重要な役割を果たします。ここでは、乱流核降着モデルの枠組み内で、大質量星形成の流出の数値モデルにおける衝撃加熱と、その結果として生じる自由自由電波放射を計算します。私たちは、原始星円盤の風が落下する核エンベロープと相互作用する様子を示す3D磁気流体力学シミュレーションのスナップショットを後処理し、衝撃温度、電離率、および無電波放出を計算します。流出空洞と流入エンベロープの間の界面での衝撃で、最大約10^7Kまで加熱され、ほぼ完全に電離していることがわかりました。しかし、見通し線の平均イオン化率のピークは約10%であり、大質量原始星G35.20-0.74Nの観測から報告された値と一致しています。連続電波束とスペクトルを計算することで、モデルを観測された大質量原始星のサンプルと比較します。私たちの基準モデルは、衝撃電離によって駆動されると考えられる低質量および中質量の原始星から見られるものと同様の電波輝度を生成することがわかりました。より大質量の原始星と比較すると、モデルの電波光度は最大10～100分の1低いことがわかります。この見かけの矛盾が、衝撃後のガスの冷却の処理に関連するモデル化の側面、または光イオン化による観察されたシステムの支配的な寄与をどのように反映しているかを議論します。最後に、私たちのモデルは、特に内側1000au領域で、〜5%の10年間の電波束変動を示し、これは一部の超小型HII領域で観測されたレベルに匹敵します。
二次元ハリスシートおよびGRMHDシミュレーションにおけるプラズモイドの同定と統計
| Title |
Plasmoid_identification_and_statistics_in_two-dimensional_Harris_sheet_and_GRMHD_simulations |
| Authors |
Jesse_Vos,_Hector_Olivares,_Benoit_Cerutti,_Monika_Moscibrodzka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03267 |
磁気リコネクションは磁化プラズマの普遍的な現象であり、磁力線の急速な再構成につながります。再接続イベント中、磁力線がプラズマを円形構成内に取り囲んで捕捉するまで、プラズマは加熱および加速されます。したがって、これらのプラズモイドは、射手座A$^\ast$などの超大質量ブラックホールシステムにおけるフレア挙動に関連するホットスポットとして観測的に現れる可能性があります。我々は、流域とカスタムの閉じた等高線ステップを組み込んだ、プラズモイド構造を特定するための新しいアルゴリズムを開発しました。同定されたプラズモイドから、磁気流体力学シミュレーションでプラズマの特性とエネルギーを決定します。このアルゴリズムのパフォーマンスは、超大質量ブラックホールを囲む乱流降着円盤の軸対称の理想的および抵抗磁気流体力学シミュレーションの高解像度スイートで実証されます。検証の目的で、文献でよく調査されているいくつかのハリス電流シートも評価します。興味深いことに、ブラックホールとハリスシートの両方のシミュレーションで、プラズモイドサイズの特徴的なべき乗則分布が復元されました。これは、主要なプラズマ不安定性が異なるため、ダイナミクスは大きく異なりますが、プラズモイド生成挙動は類似していることを示しています。抵抗性一般相対論的磁気流体力学シミュレーションのプラズモイド発生率は、理想的な対応物よりも大幅に高くなります。さらに、同定された最大のプラズモイドは、観察の半分析的解釈で通常想定されるサイズと一致しています。プラズモイド形成速度とブラックホールホライズンを貫通する磁束の減少との間に正の相関関係が回復した。開発されたアルゴリズムにより、ブラックホール降着シミュレーションにおけるプラズモイド形成の広範な定量分析が可能になりました。
迅速な修正 II: タイプ I の超光度超新星の物理的パラメーター
| Title |
A_Swift_Fix_II:_Physical_Parameters_of_Type_I_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Benjamin_J._Shappee,_and_Michael_A._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03270 |
2020年11月、スウィフトチームは、時間の経過とともに徐々に低下する感度を修正するために、紫外線および光学望遠鏡(UVOT)データの校正に対する大幅なアップデートを発表しました。およそ2015年から始まり、この補正は3つの近紫外(UV)フィルターでの観測に影響を及ぼし、補正直前には最大0.3等のレベルに達しました。同じ期間に、タイプI超光度超新星(SLSNe-I)の数が増加して発見され、研究されました。多くのSLSNe-Iはピーク付近で高温(T$_\textrm{eff}$$\約10,000$K)であるため、その物理的特性とエネルギーを正しく理解するには正確なUVデータが不可欠です。2015年以降に少なくとも5つのSwift観測が行われ、2014年から2021年の間に発見されたSLSNe-IのSwiftUVOT測光を再計算します。各SLSNのホストから差し引かれた等級を計算し、そのスペクトルエネルギー分布を修正された黒体に適合させて、半径と温度の変化を取得します。また、ModularOpenSourceFitterforTransients(MOSFiT)を使用してマルチバンド測光をフィッティングし、スピン周期(P)、磁場強度(B)、噴出物の質量(M$_\textrm{ej}$などの重要なパラメーター)を取得します。)、および運動エネルギー(E$_\textrm{kin}$)。MOSFiTモデリングから、ピークUV/光学的光度(L$_\textrm{peak}$)と総放射エネルギー(E$_\textrm{rad}$)も推定します。磁石を動力とするSLSNeの仮定の下では、PとL$_\textrm{peak}$とE$_\textrm{rad}$の両方との間の逆相関、E$_\textrm間の相関など、いくつかの強い傾向が見つかりました。{kin}$とE$_\textrm{rad}$、およびBとE$_\textrm{rad}$の間の逆相関。
BASS-XL: 隠されていない活動銀河核の X 線変動特性
| Title |
BASS-XL:_X-ray_variability_properties_of_unobscured_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Alessia_Tortosa,_Claudio_Ricci,_Patricia_Ar\'evalo,_Michael_J._Koss,_Franz_E._Bauer,_Benny_Trakhtenbrot,_Richard_Mushotzky,_Matthew_J._Temple,_Federica_Ricci,_Alejandra_Rojas_Lilayu,_Taiki_Kawamuro,_Turgay_Caglar,_Tingting_Liu,_Fiona_Harrison,_Kyuseok_Oh,_Meredith_Clark_Powell,_Daniel_Stern,_Claudia_Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03280 |
私たちは、BATAGNSpectroscopeSurvey(BASS)に属するセイファート1銀河のX線変動特性を調査します。このサンプルには、合計曝露時間約27ミリ秒にわたってXMM-Newtonで観察された、不明瞭でない(N$_{\rmH}<10^{22}$cm$^{-2}$)のAGNが151個含まれており、最も深い変動を示しています。これまでの研究では、高信号対雑音のXMM-Newton観測が行われ、以前の研究で分析された観測数のほぼ2倍になりました。正規化された過剰分散と2～10keVのAGN光度、ブラックホールの質量およびエディントン比との関係を制約します。$\sigma^{2}_{NXS}$と$M_{\rmBH}$の間には、~0.85dexのばらつきを持つ非常に有意な相関関係が見つかりました。$L_{2-10}$が高い光源の場合、この相関の正規化は低くなり、より明るい(より高い質量)AGNが示す変動が小さいことが確認されます。「残響マッピング」技術によって推定された$M_{\rmBH}$を持つ音源のサブサンプルについて、$\sigma^{2}_{NXS}$と$M_{\rmBH}$の関係を調査しました。~0.65dexの散乱を持つ、より緊密な逆相関を見つけます。$\sigma^{2}_{NXS}$がエネルギーによってどのように変化するかを、ハード(3-10keV)とソフト(0.2-1keV)/媒体(1-3keV)の変動の関係を調べることで調べます。keV)エネルギーバンドを調べたところ、10ksより短いタイムスケールでは、ハードエネルギーバンドを支配するスペクトル成分が、よりソフトなエネルギーバンドを支配するスペクトル成分よりも変動しやすいことがわかりました。
中性子星の応用を念頭に置いて、私たちは、強く相互作用する超流動性フェルミ液体の混合物における拡散理論を開発しました。フェルミ液体のランダウ理論を採用することにより、さまざまな粒子種の流れ、それらの運動量密度、部分エントロピー電流を相互に関連付ける行列を決定しました。これらの結果を使用し、ボゴリューボフ励起の準古典運動方程式を適用して、すべてのフェルミ液体効果を適切に組み込み、異なる粒子種間の運動量伝達率に依存する拡散係数の一般式を導き出しました。開発されたフレームワークは、超流動フェルミ混合物、特に超流動中性子星の拡散係数(および他の運動係数)を体系的に計算するための出発点として使用できます。
| Title |
Neutrinos_and_gamma-rays_from_Galaxy_Clusters_constrained_by_the_upper_limits_of_IceCube |
| Authors |
Saqib_Hussain,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Giulia_Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03372 |
銀河団は、その大きなサイズと磁場の強さにより、宇宙線(CR)を$\sim10^{18}$~eVまでの非常に高いエネルギーまで加速する能力を持っており、これは宇宙論的な時代に向けてCRの閉じ込めに有利に働きます。閉じ込められている間、背景のガス場や光子場との相互作用からニュートリノや$\gamma-$線を生成することができます。最近の研究で、\cite{hussain2021high,hussain2023diffuse}は、$z\sim5からの範囲の赤方偏移に対するCR伝播の多次元モンテカルロシミュレーションと組み合わせた、乱流クラスター内媒質(ICM)の3次元宇宙論的磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実施しました。$to$z=0$を使用して、これらの発生源からのマルチメッセンジャー放出を研究します。彼らは、$1.5-2.5$の範囲のスペクトルインデックスとカットオフエネルギー$E_\mathrm{max}=10^{16}-10^{17}$~eVを持つCRがシステムに注入されると、有意な影響を与えることを発見しました。ニュートリノとガンマ線の両方の拡散背景放射への寄与。この作業では、このモデルを再検討し、パラメトリック空間にさらなる制約を加えました。これは、IceCube実験によって得られた、銀河団からのニュートリノ放出に関する最近確立された上限を組み込むことによって達成されました。$2.0-2.5$の範囲のスペクトル指数を注入したCRの場合、カットオフエネルギー$E_\mathrm{max}=10^{16}-10^{17}$~eV、パワーは$(0.1-1)クラスターの明るさの\%$、ニュートリノ束はIceCubeによって推定された上限と一致します。さらに、クラスターからの拡散$\gamma$線背景(DGRB)への寄与は、$\sim10^{-5}\,\mathrm{MeV}\,\mathrm{cm程度の値で依然として顕著です。$500$GeV以上のエネルギーでは}^{-2}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{sr}^{-1}$。
Gmunu II の一般相対論的放射線輸送スキーム: ニュートリノ放射線のための新しい微小物理ライブラリの実装 -- Weakhub
| Title |
General-relativistic_radiation_transport_scheme_in_Gmunu_II:_Implementation_of_novel_microphysical_library_for_neutrino_radiation_--_Weakhub |
| Authors |
Harry_Ho-Yin_Ng,_Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Alan_Tsz-Lok_Lam,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03526 |
文献で使用されている従来の相互作用を超えた不透明度とカーネルを提供する新しいニュートリノ微物理ライブラリである\texttt{Weakhub}を紹介します。このライブラリには、ニュートリノ-物質、ニュートリノ-光子、およびニュートリノ-ニュートリノ相互作用と、対応する弱い補正と強い補正が含まれています。$\beta$プロセスの計算には完全な運動学アプローチが採用されており、核の状態方程式によるさまざまな弱い補正や中間の修正が組み込まれています。プラズマプロセス、電子ニュートリノ-反ニュートリノ消滅、核の脱励起の計算が含まれています。また、弱い相互作用の詳細な導出と、\texttt{G}一般相対論的\texttt{mu}ltigrid\texttt{nu}mericalにおける2モーメントに基づく一般相対論的多群放射輸送へのそれらの結合も示します。(\texttt{Gmunu})コード。すべての相互作用のニュートリノ不透明度スペクトルを比較し、核崩壊超新星と連星中性子星の合体後の残骸における流体力学的点での寄与を推定し、特定の流体力学的条件における合体後の連星中性子星に対する従来のものと比較した不透明度の改善の効果を予測します。ポイント。核崩壊超新星シミュレーションでオープンソースのニュートリノライブラリ\texttt{NuLib}と比較することで、従来の一連の相互作用の実装をテストします。すべてのニュートリノ種の光度の差異が$\sim10\%$未満であることと良好な一致を示し、同時に差異に寄与する理由も強調しました。高度な相互作用をコア崩壊超新星モデリングにおける従来のセットと比較するために、シミュレーションを実行してニュートリノの特徴、流体力学的挙動、および衝撃力学への影響を分析し、大きな偏差を示しました。
ロゼット星雲の周囲のガンマ線の拡散
ロゼット星雲は若い星団と分子雲の複合体であり、中期のSNR一角獣環(G205.5+0.5)の南殻の端に位置しています。私たちは、13年以上のフェルミLATデータを使用して、ロゼット星雲へのGeVガンマ線の放出を再検討しました。いくつかの空間モデルをテストしたところ、COガステンプレートのみを使用した結果と比較して、HIIガステンプレートを含めることで尤度の適合が大幅に向上することがわかりました。新しい空間テンプレートを使用してスペクトル解析を実行しました。ガンマ線観測とCO+HIIガスデータの両方から、ロゼット星雲付近のさまざまな成分の宇宙線スペクトルを導き出しました。ロゼット星雲からのガンマ線放出は、これまでに報告されているものよりもかなり強いことがわかりました。これは、ロゼット星雲がガンマ線を放出する若い大質量星団の別の例であることを示唆している可能性があります。
ミリ秒パルサーPSR~J0030+0451の磁場形状を共同電波、熱X線、$\gamma$線放出から制限する
| Title |
Constraining_the_magnetic_field_geometry_of_the_millisecond_pulsar_PSR~J0030+0451_from_joint_radio,_thermal_X-ray_and_$\gamma$-ray_emission |
| Authors |
J._P\'etri,_S._Guillot,_L._Guillemot,_I._Cognard,_G._Theureau,_J.-M._Grie{\ss}meier,_L._Bondonneau,_D._Gonz\'alez-Caniulef,_N._Webb,_F._Jankowski,_I._P._Kravtsov,_J._W._McKee,_T._D._Carozzi,_B._Cecconi,_M._Serylak,_P._Zarka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03620 |
電波波長からX線や$\gamma$線に至るまで、数十年にわたる光子エネルギーにわたる中性子星の多波長電磁観測の出現により、関連する星の幾何学形状と位置を大幅に制約することが可能になった。発光領域。この研究では、NICERミッションによるPSR~J0030+0451の熱X線観測のモデリングの結果と、位相が揃った電波と$\gamma$線パルスプロファイルを使用して、偏心双極子の形状を制約します。これらのそれぞれの帯域の光曲線を同時に再現できます。この目的のために、熱X線ホットスポットの中心の位置から中心を外れた単純な双極子による構成を推定し、その幾何学形状が電波および$\gamma$線パルスのみからの独立した制約と互換性があることを示します。、固定磁気傾斜度$\alpha\about75\deg$と視線傾斜角$\zeta\about54\deg$になります。熱X線パルスプロファイルを考慮しても、中心からずれた双極子を拒否できないことを示します。さらに、1つのスポットの三日月形は、中心を外れた大規模な双極子の上にある小規模な表面双極子の結果として解釈されます。
43 GHz の OJ 287 の最も内側のぐらつくジェットでのマイクロ秒角精度の天文測定に向けて: 7 秒角離れた大規模なコンパクトで安定した基準源の発見
| Title |
Toward_micro-arcsecond-precision_astrometry_on_the_innermost_wobbling_jet_of_OJ_287_at_43_GHz:_discovery_of_a_mas-scale_compact,_stable_and_7-arcmin-apart_reference_source |
| Authors |
Xiaopeng_Cheng,_Jun_Yang,_Guang-Yao_Zhao,_Bong_Won_Sohn,_Taehyun_Jung,_Xiaofeng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03635 |
BLLacertae天体OJ287は、1世紀以上にわたり、ぐらつく電波ジェットと、約12年の周期でいくつかの双峰光バーストを生成する非常に珍しいクエーサーです。この変動性は、連星超大質量ブラックホール(SMBH)または単一のSMBHからの歳差運動ジェット/円盤のモデルによって広く説明されています。これらの考えられるシナリオについて独立したほぼバイアスのない調査を可能にするために、私たちはミリ波長の最も内側の落ち着きのないジェットに関する非常に高精度の差動天文測定の実現可能性を調査しました。いくつかの既存の電波調査と1.4～15.4GHzの周波数での超長基線干渉法(VLBI)データを再調査し、43.2GHzで新しい超長基線アレイ(VLBA)観測を実行することにより、電波源J0854$+$1959、OJ287からは7.1分角離れており、明確に見える光学的および赤外線の対応物は存在しないため、OJ287の複雑なジェット活動を追跡するためのほぼ理想的な基準点となる可能性があります。ソースJ0854$+$1959は安定したGHzピークの無線スペクトルを持ち、ジェット構造は、2つの離散的で質量スケールのコンパクトな急峻なスペクトル成分から構成され、約8年間にわたって適切な運動を示さなかった。安定したVLBI構造は、一時的な光学的に薄い片側ジェットによって解釈できます。43.2GHzでの4.1mJyのピーク機能に関しては、約10$\mu$asという最先端レベルの天文精度を達成しました。これらの結果は、OJ287の将来のVLBI天文測定により、そのジェットの頂点と活動境界を正確に特定し、重大な系統的偏りなく数十年にわたってその落ち着きのないジェット構造を調整し、さまざまな天体物理学的シナリオを調査できる可能性があることを示しています。
中間極地のTX ColのX線観測
我々は、それぞれ2000年、2007年、2009年にチャンドラ、スウィフト、スザクによって行われた観測を使用して、X線帯域における中間極のTXColのタイミング解析を提示します。これらのデータから得られた自転、軌道、拍動周期は、以前の発見と一致しています。チャンドラ観測ではスピン変調が支配的であるのに対し、スウィフトとスザク観測では軌道変調とビート変調の両方が支配的であることがわかりました。これらの発見と過去のX線観測は、TXColがその降着形状を円盤優勢から流れ優勢へ、あるいはその逆に変化させていることを示しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイによるペルセウス銀河団の $\gamma$ 線観測の展望
| Title |
Prospects_for_$\gamma$-ray_observations_of_the_Perseus_galaxy_cluster_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
The_Cherenkov_Telescope_Array_Consortium:_K._Abe,_S._Abe,_F._Acero,_A._Acharyya,_R._Adam,_A._Aguasca-Cabot,_I._Agudo,_A._Aguirre-Santaella,_J._Alfaro,_R._Alfaro,_N._Alvarez-Crespo,_R._Alves_Batista,_J.-P._Amans,_E._Amato,_E._O._Ang\"uner,_L._A._Antonelli,_C._Aramo,_M._Araya,_C._Arcaro,_L._Arrabito,_K._Asano,_Y._Ascas\'ibar,_J._Aschersleben,_H._Ashkar,_L._Augusto_Stuani,_D._Baack,_M._Backes,_A._Baktash,_C._Balazs,_M._Balbo,_O._Ballester,_A._Baquero_Larriva,_V._Barbosa_Martins,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_P._I._Batista,_I._Batkovic,_R._Batzofin,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_G._Beck,_J._Becker_Tjus,_W._Benbow,_J._Bernete_Medrano,_K._Bernl\"ohr,_A._Berti,_B._Bertucci,_V._Beshley,_P._Bhattacharjee,_S._Bhattacharyya,_B._Bi,_N._Biederbeck,_A._Biland,_E._Bissaldi,_J._Biteau,_O._Blanch,_et_al._(509_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03712 |
銀河団は、暗黒物質(DM)の貯蔵庫であり、銀河団の形成履歴に沿って蓄積する宇宙線陽子(CRp)の貯蔵室であると予想されています。したがって、それらはガンマ線エネルギーでのDM消滅と崩壊の信号を探索するための優れたターゲットであり、クラスター内媒質におけるハドロン相互作用による大規模なガンマ線放出源であると予測されています。ペルセウス銀河団からの拡散ガンマ線放出を検出するためのチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の感度を推定します。DMおよびCRpコンポーネントの予想される信号の詳細な空間およびスペクトルモデリングを実行します。それぞれについて、予想されるCTA感度を計算します。ペルセウスの観測戦略についても説明します。拡散信号がない場合（非検出）、CTAは半径$R_{500}$内のCRpと熱エネルギーの比を約$X_{500}<3\times10^{-3}$まで制限する必要があります。、熱ガスに従う空間CRp分布とCRpスペクトル指数$\alpha_{\rmCRp}=2.3$の場合。ペルセウス電波ミニハローの純粋ハドロン起源という楽観的な仮定の下、想定される磁場プロファイルに応じて、CTAは$\alpha_{\rmCRp}$を約$\Delta\alpha_{\rmCRp}まで測定するはずです\simeq0.1$と10%の精度のCRp空間分布。DMに関しては、CTAは、DMハロー下部構造のモデリングに応じて、速度平均消滅断面積でのクラスター観測からの現在の地上ベースのガンマ線DM制限を$\sim5$まで改善する必要があります。DM粒子の崩壊の場合、CTAはパラメータ空間の新しい領域を探索し、1TeVを超えるDM質量に対して$\tau_{\chi}>10^{27}$sのモデルに到達します。これらの制約により、特に崩壊シナリオにおいて、クラスタースケールでのCRpの加速と輸送の物理学、およびTeVDM粒子モデルに対する前例のない感度が提供されます。
H.E.S.S による GW イベントからの VHE ガンマ線放出の調査
| Title |
Probing_VHE_gamma-ray_emission_from_GW_events_with_H.E.S.S |
| Authors |
Halim_Ashkar,_Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Francois_Brun,_Stephen_Fegan,_Ruslan_Konno,_Stefan_Ohm,_Heike_Prokoph,_Fabian_Sch\"ussler,_Sylvia_J_Zhu_(for_the_H.E.S.S._collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03715 |
重力波(GW)現象、特に中性子星などのコンパクトな天体の合体に関連する現象は、短いガンマ線バーストの主な発生源であると考えられています。これらのイベントからの放出の超高エネルギー(VHE)成分を調査するために、H.E.S.S.コラボレーションは、これらの出来事を追跡するために多大な努力と観察時間を費やしてきました。2回目と3回目のGW観測では、H.E.S.S.GW170817は連星中性子星の合体を観測した最初の地上観測装置でした。さらに、H.E.S.S.4回のブラックホール連星合体が続いた。H.E.S.S.が取得したデータこれらのイベントによるVHE放出を制限するために初めて使用されました。H.E.S.S.また、GW170817源を約50時間監視し、合体残骸の磁場を$>24\μG$に制限する限界値を取得しました。4回目のGW観測（O4）が近づくにつれ、H.E.S.S.共同研究では、GWイベントの追跡調査にかなりの観察時間を割り当ててきました。この寄稿では、H.E.S.S.から得られた科学成果の概要を提供します。GWイベントのフォローアップ、O4のGWフォローアップ戦略の技術概要、H.E.S.S.の最新情報。O4中の活動。
| Title |
Probing_cosmic_ray_escape_from_\eta\_Carinae |
| Authors |
Simon_Steinmassl,_Mischa_Breuhaus,_Richard_White,_Brian_Reville,_James_A._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03746 |
連星系$\eta$りゅうこつ座は、確立された天体物理学的ハドロン加速器のうちの数少ないものの1つです。加速された粒子の少なくとも一部が系から逃げ出す可能性が高いと思われます。ハドロン相互作用とそれに関連する$\gamma$線放出の標的物質は、連星系の外側の広範囲の空間スケールに大量に存在する。この物質は、星間物質への粒子の伝播を追跡するユニークな機会を生み出します。今回我々は、りゅうこつ座$\eta$のフェルミLATとその周囲の分子雲からの$\gamma$線データを解析し、逃げる粒子が相互作用して$\gamma$線を生成する可能性があるさまざまなスケールを調査します。私たちは、風域の$\eta$りゅうこつ座とホムンクルス星雲から逃げる宇宙線の相互作用が、この系に関連する$\gamma$線放出に大きく寄与する可能性があることを発見しました。さらに、周囲の分子雲からの過剰な放出も検出します。導出された放射状宇宙線過剰プロファイルは、中心線源による宇宙線の安定した注入と一致しています。ただし、これには、我々のモデルが提供するものよりも、$\eta$りゅうこつ座から逃げる宇宙線のより高い束が必要になります。したがって、追加の宇宙線源が雲からのハドロン$\gamma$線放出に寄与している可能性があります。
ポーランドの LOFAR 局を使用した 150 MHz での PSR B0809+74 からの単一パルス放射
| Title |
Single_Pulse_Emission_from_PSR_B0809+74_at_150_MHz_using_Polish_LOFAR_station |
| Authors |
Rahul_Basu,_Wojciech_Lewandowski,_Jaros{\l}aw_Kijak,_Bartosz_\'Smierciak,_Marian_Soida,_Leszek_B{\l}aszkiewicz,_Andrzej_Krankowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03820 |
我々は、ポーランドのLOFAR観測点PL-611を使用して、パルサーB0809+74からの150MHzの単一パルス放射の観測を報告します。単一パルスの変動に関連するサブパルスのドリフト、ヌリング、モード変化という3つの主要な現象が、これらの観察で顕著に見られます。パルサーは単一成分の円錐形プロファイルを持ち、単一パルスは主に観測期間の96\%の間、周期($P_3$)11.1$\pm$0.5$P$の「通常の」ドリフトモードにありますが、観測期間が短いほど、「スロードリフト」モードの継続時間は$P_3$=15.7$\pm$1.2$P$です。ゆらぎスペクトル解析からドリフトに関連する位相挙動を測定することができ、周期的な挙動が異なるにもかかわらず、両方のモードのパルスウィンドウ全体で同一の線形位相変化が示されました。以前の研究では、通常状態から低速ドリフトモードへの移行の前に、通常5～10周期のヌリングが存在すると報告されています。しかし、私たちの観察は、パルサーがスロードリフトモードに切り替わった直後にヌリングへの移行が起こり、モード間の境界ではなく、モード切り替えの間にヌリングが完全に存在しない例が1つあることを示唆しているようです。さらに、周期性のある準周期的な動作を示す、モード変更に関連しない2番目のタイプの短時間ヌル、$P_N\sim44\pm7$も検出されました。単一パルスシーケンスで明らかになったさまざまな特徴により、PSRB0809+74は、非双極子磁場が支配する部分遮蔽ギャップにおける物理プロセスを理解するための理想的な候補となります。
蓄積された暗黒物質によって引き起こされる中性子星の急速冷却
| Title |
Rapid_neutron_star_cooling_triggered_by_accumulated_dark_matter |
| Authors |
Afonso_\'Avila,_Edoardo_Giangrandi,_Violetta_Sagun,_Oleksii_Ivanytskyi,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03894 |
私たちは、中性子星(NS)の熱進化に対する非対称フェルミ粒子暗黒物質(DM)の影響を研究します。DMとバリオン物質との間の相互作用は、重力によるものを除いて想定されていません。二流体形式を使用して、星の核に蓄積されたDMが星の外側のバリオン層を内側に引っ張り、NSコアのバリオン密度を増加させることを示します。その結果、直接ウルカ過程の早期開始を引き起こし、半径の減少によって引き起こされる表面からの光子の放出を変更することにより、星の熱進化に大きな影響を与えます。したがって、DMの重力により、より質量の小さい星では直接Urcaプロセスが運動学的に許容されるようになります。これらの結果に基づいて、銀河中心からさまざまな距離でのNS観測の重要性について議論します。DMの分布は銀河中心に向かってピークに達するため、この領域のNSには異なる冷却挙動を引き起こす可能性があるより高いDM部分が含まれると予想されます。
udpPacketManager: 国際 LOFAR ステーション データ (プリ) プロセッサ
国際LOFARステーションは強力な電波望遠鏡ですが、生データストリームを一般的な処理パイプラインや科学に対応したデータ製品で使用できる標準データ形式に変換するために必要なツールなしで提供されます。udpPacketManagerは、アイルランドLOFARステーション(I-LOFAR)で作業する観測者のニーズに基づいて、生データを任意のデータ形式に変換するためのリアルタイムよりも高速なソフトウェアパッケージを提供することを目的として開発されたCおよびC++ライブラリです。ヨーロッパ各地の駅。現在、オフラインとオンラインの両方で望遠鏡データをさまざまな形式に(前)処理するためのオープンソースソリューションを提供しています。
渦巻く部分電離ガスにおける磁気回転不安定性
| Title |
Magnetorotational_Instability_in_a_Swirling_Partially_Ionized_Gas |
| Authors |
Amy_Secunda,_and_Peter_Donnel,_and_Hantao_Ji,_and_Jeremy_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03259 |
磁気回転不安定性(MRI)は、天体物理学的円盤の降着を可能にする角運動量輸送の方法として提案されています。しかし、原始惑星系円盤などの弱電離円盤の場合、オーム抵抗率、両極性拡散、ホール効果などの非理想磁気流体力学（MHD）効果の組み合わせによって、これらの円盤がMRIで安定するかどうかは不明のままです。非理想的なMHDMRIをシミュレーションするために多くの努力が払われてきましたが、これらのシミュレーションは単純化された仮定を行っており、常に互いに一致するとは限りません。さらに、MRIは小規模なスケールで発生するため、天体物理学的に直接観測することは困難です。ここでは、非理想的なMHDMRIの研究に使用できる、軸方向磁場を通した2つの同心円筒間の弱電離アルゴンガスの渦巻きガス実験の概念を提案します。私たちが提案する実験では、3つの非理想的な効果を含むMRIの流体力学的平衡流と分散関係を導き出します。この分散関係を、提案した実験のパラメータに対して数値的に解きます。このような実験では、垂直磁場が回転軸と逆の方向にあるときにMRIの成長速度が増加するホール効果により、非理想的なMRIを生成する可能性があることがわかりました。概念の実証として、非磁化プロトタイプにおける流体力学的流れの実験結果も紹介します。私たちのプロトタイプには、MRIによるさらなる乱流の影響を受ける可能性がある、私たちが提案した磁化実験と比較するためのベースラインとして機能する、小さいながらも無視できない$\alpha$パラメーターがあることがわかりました。
R2D2: 電波天文学におけるほぼリアルタイムの高ダイナミック レンジ イメージングのためのディープ ニューラル ネットワーク シリーズ
| Title |
R2D2:_Deep_neural_network_series_for_near_real-time_high-dynamic_range_imaging_in_radio_astronomy |
| Authors |
Aghabiglou_A,_Chu_C_S,_Jackson_A,_Dabbech_A,_Wiaux_Y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03291 |
天文学における電波干渉法(RI)による高解像度、高ダイナミックレンジ合成イメージングのための新しいAIアプローチを紹介します。R2D2は、「高{D}ダイナミックレンジイメージング用の{R}esidual-to-{R}esidual{D}NNシリーズ」の略で、ハイブリッドディープニューラルネットワーク(DNN)に依存したモデルベースのデータ駆動型アプローチです。データ整合性の更新。その再構成は、DNNの出力として推定される一連の残差イメージとして構築され、それぞれが前の反復の残存ダーティイメージを入力として受け取ります。このアプローチは、マッチング追跡アプローチの学習バージョンとして解釈できます。これにより、モデルコンポーネントが残留ダーティイメージから反復的に識別されます。CLEANはそのよく知られた例です。私たちは、標準的なU-Netと新しいアンロールドアーキテクチャという2つの特徴的なDNNアーキテクチャに基づいて構築された、R2D2モデルの2つのバリアントを提案します。私たちは、超大型アレイ(VLA)からのSバンドの電波銀河白鳥座Aの高感度観測における単色強度イメージングへの使用を実証します。R2D2は、CLEANと最近のRIアルゴリズムAIRIおよびuSARAに対して検証されており、それぞれ学習された暗黙的な正則化と高度な手作りのスパースベースの正則化がRIデータに注入されます。R2D2モデルはシリーズ内の用語が少ないため、CLEANよりも大幅に優れ、AIRIやuSARAの精度に匹敵する高精度のイメージングを実現できます。計算効率の点で、R2D2はAIRIやuSARAの数分の一のコストで動作し、CLEANよりも高速であり、RIでのリアルタイム高精度イメージングへの扉を開きます。
CORSIKA 8 での無線信号と検出器アレイの並列処理
| Title |
Parallel_processing_of_radio_signals_and_detector_arrays_in_CORSIKA_8 |
| Authors |
A._Augusto_Alves_Jr,_Nikolaos_Karastathis_and_Tim_Huege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03717 |
この寄稿では、CORSIKA8の粒子シャワーによって放出される無線信号の生成と処理の並列化における最近の進歩について説明します。CORSIKA8は、天体粒子物理学における超高エネルギー粒子カスケードをモデル化するためのモンテカルロシミュレーションフレームワークです。アンテナアレイでの無線信号の生成と処理に関連する側面を、そのような計算における複数のスレッドの展開に関する重要な設計の機会と制約に焦点を当ててレビューします。また、Gygesについても紹介します。Gygesは、C++17およびC++20に準拠して記述された、軽量でヘッダーのみの柔軟なマルチスレッド自己適応スケジューラーであり、並列計算中にワーカーコンピュータースレッドを分散および管理するために使用されます。最後に、パフォーマンスとスケーラビリティの測定値が提供され、CORSIKA8への統合についてコメントされています。
JADES と CEERS の銀河系外調査における褐色矮星候補
| Title |
Brown_Dwarf_Candidates_in_the_JADES_and_CEERS_Extragalactic_Surveys |
| Authors |
Kevin_N._Hainline,_Jakob_M._Helton,_Benjamin_D._Johnson,_Fengwu_Sun,_Michael_W._Topping,_Jarron_M._Leisenring,_William_M._Baker,_Daniel_J._Eisenstein,_Ryan_Hausen,_Raphael_E._Hviding,_Jianwei_Lyu,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_Thomas_L._Roellig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03250 |
JWST/NIRCamJADESとCEERSの銀河系外データセットを組み合わせることで、0.1～4.2kpcの最適距離にある21個のTおよびY褐色矮星候補のサンプルを発見しました。これらの光源は、T$_の大気中の分子吸収から生じる青色の1$\μ$m-2.5$\μ$mの色と赤色の3$\μ$m-4.5$\μ$mの色をターゲットにして選択されました。{\mathrm{eff}}<130万ドルの褐色矮星。私たちは、低質量恒星大気の複数のモデルを使用してこれらのソースをフィッティングし、結果として得られるフラックス、サイズ、有効温度、およびサンプルのその他の派生特性を提示します。確認されれば、これらの適合は、天の川の厚い円盤とハローに光源の大部分を配置します。私たちは、候補の褐色矮星のうち7つが銀河面と一致する方向で固有運動を観測しており、それらが本質的に銀河系外に存在するものではないという証拠を提供しています。私たちは、これらの光源の色が選択された高赤方偏移銀河とどのように異なるかを実証し、計画されている大面積のJWSTNIRCam調査でこれらの光源の選択を検討します。JWST/NIRCamによる深部イメージングは、kpc距離にあるこれらの非常に冷たい低質量星を見つけて理解するための優れた機会を提供します。
北極星の分光軌道とその脈動特性
北極星は最も近くて最も明るい古典的なセファイドであり、約4日の周期で脈動します。公転周期30年の単線分光連星として古くから知られている。歴史的な測光および分光記録によると、最近まで脈動周期は約4.5秒/年の速度で増加しており、脈動の振幅は20世紀のほとんどの間減少していましたが、最近になって減少が止まり、始まりました。を増やす。ここでは、過去126年間にわたる文献から入手可能な北極星の3,600件を超える個々の動径速度測定の分析を報告します。脈動周期が短くなり、速度変動の振幅が増加を止め、再び小さくなりつつある可能性があることがわかりました。また、前世紀にわたる脈動挙動のこれらの変化は、セファイドの離心率でセファイドの恒星半径29以内に入るときに、各ペリアストロン通過の近くで起こっているように見えることから、この系の連星系の性質に関連している可能性があるという興味深い証拠も発見した。軌道。これは、伴星がセファイドの大気を乱し、遭遇するたびにその脈動特性を変えている可能性があることを示唆しています。速度の脈動成分を除去した後、まだかなり不確実である力学的質量をより正確に決定するための基礎として機能するバイナリの大幅に改善された分光軌道を導き出します。
天の川銀河セファイド標準物質の高分解能分光金属量とそのレビットの法則とハッブル定数への影響
| Title |
High-resolution_Spectroscopic_Metallicities_of_Milky_Way_Cepheid_Standards_and_their_impact_on_the_Leavitt_Law_and_the_Hubble_constant |
| Authors |
Anupam_Bhardwaj,_Adam_G._Riess,_Giovanni_Catanzaro,_Erasmo_Trentin,_Vincenzo_Ripepi,_Marina_Rejkuba,_Marcella_Marconi,_Chow-Choong_Ngeow,_Lucas_M._Macri,_Martino_Romaniello,_Roberto_Molinaro,_Harinder_P._Singh,_and_Shashi_M._Kanbur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03263 |
正確な{\itハッブル宇宙望遠鏡}測光機能を備えた天の川セファイド変光星は、ハッブル定数($H_0$)のパーセントレベルの決定を達成するための宇宙距離はしごの一次校正の標準として確立されています。これらの75個のセファイド標準物質は、周期と光度の関係に対する金属量の影響による、局所的な$H_0$測定における残留系統学の可能性を研究するための基本的なサンプルである。3.6のESPaDOnS装置を使用して、75個のCepheid標準のうち42個の新しい高解像度($R\sim81,000$)、高信号対雑音比($S/N\sim50-150$)のマルチエポックスペクトルを取得しました。-mカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡。我々の分光金属量測定値は文献値と良く一致していますが、金属量スケールの違いにより最大$0.1$dexの体系的な差異があります。私たちは、75個すべての天の川セファイド標準物質の分光金属量を均質化および更新し、最新の{\itGaia}視差を使用して、それらの多波長($GVIJHK_s$)の周期-光度-金属量および周期-ヴェーゼンハイト-金属量の関係を導出しました。これらの経験的に校正された関係の金属量係数は、低い統計量と狭い金属量範囲($\Delta\textrm{[Fe/H]}=0.6$~dex)により大きな不確実性を示します。これらの金属度係数は、大マゼラン雲の$-0.21\pm0.07$から$-0.43\pm0.06$mag/dexの範囲のセファイドを含めると、最大3倍よく制約されます。これらの天の川セファイド標準物質の更新された分光金属度は、セファイドと超新星間の距離はしご形式で$H_0=72.9~\pm1.0$\textrm{~km~s$^{-1}$~Mpc$^{を決定するために使用されました。-1}$}であり、セファイド金属量スケールの違いによる局所的な$H_0$測定値の変動がほとんどないこと($\sim0.1$~km~s$^{-1}$~Mpc$^{-1}$)を示唆しています。
降着する白色矮星の流出の光学的痕跡を明らかにする
| Title |
Unveiling_optical_signatures_of_outflows_in_accreting_white_dwarfs |
| Authors |
V._A._C\'uneo,_T._Mu\~noz-Darias,_F._Jim\'enez-Ibarra,_G._Panizo-Espinar,_J._S\'anchez-Sierras,_M._Armas_Padilla,_J._Casares,_D._Mata_S\'anchez,_M._A._P._Torres,_F._Vincentelli,_A._Ambrifi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03275 |
降着する白色矮星は、紫外線における風型の流出の兆候を示すことが知られています。ただし、光の波長では、風の検出は少数の発生源についてのみ報告されています。我々は、降着円盤によって発光が支配されると予想される発光時代に観測された4つの降着白色矮星(BZCam、V751Cyg、MVLyr、V425Cas)のGTC-10.4m光学分光法を紹介する。分析は4つの輝線、H$\alpha$およびHeI$\lambda$5876、$\lambda$6678、$\lambda$7065に焦点を当てました。ラインプロファイルは複雑で、短期(分)および長期(数日から数週間)の時間スケールで変化し、過渡的な吸収および放出成分が含まれます。そのうち、$\gtrsim1000$kms$^{-1}$で強い青方偏移吸収が検出されました。これらの高速成分は輝線の青い翼にのみ存在し、4つの発生源すべてで観察され、降着円盤風に関連している可能性があります。MVLyrとV425Casの場合、これらはこれらの天体における光の流出の最初の検出を表しますが、BZCamとV751Cygの場合、流出の存在は以前に報告されています。この研究は、降着する白色矮星では紫外線風に加えて、光の流出も一般的である可能性を示唆している。我々は、これらの風の観測特性と、降着ブラックホールや中性子星で検出される風との類似性の可能性について議論します。
CO白色矮星の直接衝突および間接衝突の熱核爆発基準：爆発の衝撃パラメータ閾値の研究
| Title |
Thermonuclear_explosion_criteria_for_direct_and_indirect_collisions_of_CO_white_dwarfs:_a_study_of_the_impact-parameter_threshold_for_detonation |
| Authors |
Hila_Glanz,_Hagai_B._Perets,_Ruediger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03300 |
2つの白色矮星(WD)の物理的衝突(つまり、遅い合体ではない)は、Ia型のような超新星(SNe)爆発を引き起こすことが示されています。WD衝突のほとんどの研究は、衝撃パラメータがゼロの(直接)衝突に焦点を当てており、これは2Dで研究することもできます。しかし、これまでに示唆されている進化経路から生じるWD衝突の大部分は、間接的なもの、つまり、衝突時に無視できない影響パラメータを持つものであると予想されます。ここでは、直接衝突と間接衝突の両方と、爆発と発光SNeの生成を引き起こす条件を調査するために、これまでで最高解像度の3Dシミュレーションを使用します(AREPOコードを使用)。シミュレーションを使用して、衝突するWDの密度プロファイル、その組成、および衝突速度に応じて、爆発が発生するための重要な衝撃パラメータを提供できる爆発基準を見つけました。初速度が爆発による56Niの生成量に大きな影響を与えることがわかりました。さらに、56Niの生産も数値分解能に大きく依存します。大きな初速度での正面衝突の結果では、以前のシミュレーションよりも多くの56Niが生成されましたが、小さい同等の速度での正面衝突では、以前の研究よりも大幅に少ない56Niが生成されました。
銀河円盤の極端な視差マイクロレンズ現象におけるレンズ質量の推定 Gaia19dke
| Title |
Lens_mass_estimate_in_the_Galactic_disk_extreme_parallax_microlensing_event_Gaia19dke |
| Authors |
M._Maskoli\=unas_(Vilnius_University,_Lithuania),_{\L}._Wyrzykowski,_K._Howil,_K._A._Rybicki,_P._Zieli\'nski,_Z._Kaczmarek,_K._Kruszy\'nska,_M._Jab{\l}o\'nska,_J._Zdanavi\v{c}ius,_E._Pak\v{s}tien\.e,_V._\v{C}epas,_P._J._Miko{\l}ajczyk,_R._Janulis,_M._Gromadzki,_N._Ihanec,_R._Adomavi\v{c}ien\.e,_K._\v{S}i\v{s}kauskait\.e,_M._Bronikowski,_P._Sivak,_A._Stankevi\v{c}i\=ut\.e,_M._Sitek,_M._Ratajczak,_U._Pylypenko,_I._Gezer,_S._Awiphan,_E._Bachelet,_K._B\k{a}kowska,_R._P._Boyle,_V._Bozza,_S._M._Brincat,_U._Burgaz,_T._Butterley,_J._M._Carrasco,_A._Cassan,_F._Cusano,_G._Damljanovic,_J._W._Davidson,_V._S._Dhillon,_M._Dominik,_F._Dubois,_H._H._Esenoglu,_R._Figuera_Jaimes,_A._Fukui,_C._Galdies,_A._Garofalo,_V._Godunova,_T._G\"uver,_J._Heidt,_M._Hundertmark,_I._Izviekova,_B._Joachimczyk,_M.K._Kami\'nska,_K._Kami\'nski,_S._Kaptan,_T._Kvernadze,_O._Kvaratskhelia,_S._Littlefair,_O._Michniewicz,_N._Nakhatutai,_W._Og{\l}oza,_R._Ohsawa,_J._M._Olszewska,_M._Poli\'nska,_A._Popowicz,_J._K._T._Qvam,_M._Radziwonowicz,_D._E._Reichart,_A._S{\l}owikowska,_A._Simon,_E._Sonbas,_M._Stojanovic,_Y._Tsapras,_S._Vanaverbeke,_J._Wambsganss,_R._W._Wilson,_M._\.Zejmo_and_S._Zola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03324 |
私たちは、{\gaia}衛星によって最初に発見された、はくちょう座の異常なマイクロレンズ現象であるGaia19dkeの分析結果を紹介します。このイベントは強いマイクロレンズ視差効果を特徴とし、光曲線に複数のピークが発生しました。私たちは、目に見えないレンズ物体の質量と性質を決定するために、広範な測光、分光、および高解像度イメージングの追跡観察を実施しました。レンズの密度と速度に関する天の川事前分布を使用すると、暗いレンズは$D_L=(3.05^{+4.10}_{-2.42})$kpcの距離に位置する可能性が高く、質量があることがわかりました。$M_L=(0.51^{+3.07}_{-0.40})M_\odot$の。その低い光度と質量に基づいて、我々はGaia19dke事象のレンズが孤立した白色矮星であると提案します。
NGC 1850 のバイナリ コンテンツを詳しく見る
| Title |
A_closer_look_at_the_binary_content_of_NGC_1850 |
| Authors |
S._Saracino,_S._Kamann,_N._Bastian,_M._Gieles,_T._Shenar,_N._Reindl,_J._M\"uller-Horn,_C._Usher,_S._Dreizler,_V._H\'enault-Brunet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03333 |
若い星団の研究では、O型/初期B型星の大部分が連星系にあり、連星の割合は質量とともに増加することが示されている。これらの大質量星は、数個のミール星団の中に存在しますが、古い星団になると徐々に消えていきます。中年齢星団の詳細な研究が不足しているため、M$<$4$M_{\odot}$の星の多重度特性についてはほとんど情報が入手できません。この研究では、VLT/MUSEマルチエポック分光キャンペーンに基づいて、大マゼラン雲にある年齢100万年前の大質量星団であるNGC1850のバイナリ内容の最初の特性評価を示します。M=2.5$M_{\odot}$まで星をサンプリングすることにより、NGC1850では24$\pm$5\%という近い二進分数が得られ、この質量範囲の星について予測される多重度周波数とよく一致します。また、星の質量(等級)にも傾向があり、質量が大きい(明るい)星ほど連星比が高くなります。私たちは、ジョーカーを使用して個々の連星の動径速度曲線をモデル化し、NGC1850の信頼できる動径速度を持つすべての連星の$\sim$17\%である27系の軌道特性を制約しました。この研究により、多くの興味深い天体が明らかになりました。質量関数f(M)$>$1.25$M_{\odot}$を示す4つのバイナリなど。そのうちの1つである星#47は、特異なスペクトルを持っています。これは、目に見える恒星とブラックホールの候補である暗い伴星を囲む2つの円盤が系内に存在することで説明できます。これらの結果は、あらゆる年齢のクラスターのバイナリ内容を研究することの重要性と緊急性を裏付けています。
HARPS-N で観測された 2 つの X2.2 および X9.3 太陽フレアの比較研究:
太陽と恒星の関係における太陽としての星分光法と高空間分解能太陽観測の調和
| Title |
A_comparative_study_of_two_X2.2_and_X9.3_solar_flares_observed_with_HARPS-N:_Reconciling_Sun-as-a-star_spectroscopy_and_high-spatial_resolution_solar_observations_in_the_context_of_the_solar-stellar_connection |
| Authors |
A._G._M._Pietrow,_M._Cretignier,_M._K._Druett,_J._D._Alvarado-G\'omez,_S._J._Hofmeister,_M._Verma,_R._Kamlah,_M._Baratella,_E._M._Amazo-Gomez,_I._Kontogiannis,_E._Dineva,_A._Warmuth,_C._Denker,_K._Poppenhaeger,_O._Andriienko,_X._Dumusque,_and_M._G._L\"ofdahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03373 |
恒星フレアは空間的に分解することができないため、特定のスペクトル特徴の背後にある物理プロセスを確認することが困難になります。太陽フレアは地球に近いため、特にSun-as-a-star装置を使用し、空間分解観測と組み合わせた場合、対応する恒星を理解するための足がかりとして機能します。私たちは、HARPS-Nによって測定された、閉じ込められたX2.2太陽フレアとその後継の噴火X9.3太陽フレアの円盤積分スペクトル挙動を理解することを目指しています。複数の光球および彩層のスペクトル線の挙動は、活動指数とコントラストプロファイルによって調査されます。多数の異なる光球線も等価幅と動径速度測定によって調査され、スウェーデンの1メートル太陽望遠鏡とSDOによる高解像度観測で直接観測された物理過程と関連付けられました。私たちの発見は、ある関係を示唆しています。コントラストプロファイル時間の進化する形状とフレアの位置の間の距離を計算します。これは、ディスク統合観察におけるフレアの位置を制限するのに役立ちます。さらに、CaIIH&Kラインから得られた活性指数に基づくフレア統計では、上向きのバイアスが見つかりました。この場合、はるかに小さいフレアでも、より大きなフレアによって生成されるのと同様の活動指数の増加が引き起こされます。H$\alpha$ベースの活動指数にはこの偏りが見られないため、活動のジッターの影響を受けにくくなります。ナトリウムラインプロファイルは、フレア活動中に非常に非対称な応答を示します。これは、新しく定義された非対称ナトリウム活動指数で最もよく捕らえられます。MnIラインプロファイルで強いフレア応答が検出されましたが、これは予想外であり、さらなる調査が必要です。フレア発症前のH$\alpha$、H$\beta$、およびAIAの特定のスペクトル窓の強度の増加は、それらが短期的なフレア予測因子として使用される可能性を示唆しています。
太陽周期の振幅に対するジョイの法則の傾きの南北差の依存性
傾斜角は太陽ダイナモにおいて重要な役割を果たすため、太陽双極磁性領域の傾斜角の研究は重要です。私たちは、1917年から1986年の期間にマウントウィルソン天文台(MWOB)と1906年から1986年の期間にコダイカナル天文台(KOB)で測定された黒点群の傾斜角のデータを分析しました。私たちは、太陽周期15～21のそれぞれにおける毎日の傾斜角データを異なる5度ごとにビン分けしました。緯度間隔を計算し、各緯度間隔の傾斜角の平均値と対応する標準誤差を計算しました。これらのビン化されたデータをジョイの法則(緯度に伴う傾斜角の増加)、つまりアクティブ領域の傾斜角と緯度の間の線形関係に適合させました。線形最小二乗フィット計算は、横軸(緯度)と縦軸(平均傾斜角)の両方の不確実性を考慮して行われました。計算は、全期間および個々の太陽周期における全球、北半球、南半球の傾斜角データと面積加重傾斜角データの両方を使用して実行されました。北半球と南半球の面積加重傾斜角の全期間MWOBデータから復元されたジョイの法則の傾きの間に、有意な差(絶対的な南北非対称性)が見つかりました。太陽周期の南半球のMWOBデータから得られた傾きのみが、太陽周期の振幅と十分に逆相関していることがわかります。面積加重傾斜角データの場合、太陽周期の傾斜における絶対的な南北の非対称性と太陽周期の振幅との間に良好な相関関係が見られる。対応する最適な線形方程式は統計的に有意であることがわかります。
恒星の CaII H&K 放出変動のモデリング: S 指数へのスポット寄与
| Title |
Modeling_Stellar_CaII_H_&_K_Emission_Variations:_Spot_Contribution_to_the_S-index |
| Authors |
K._Sowmya,_A._I._Shapiro,_L._H._M._Rouppe_van_der_Voort,_N._A._Krivova,_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03690 |
Sインデックスは、CaIIHおよびK線の発光の尺度であり、星の磁気活動の代用として広く使用されています。これまで、S指数は彩層内の明るいプラージュ領域によって主に影響を受けると考えられてきました。特に、S指数に対する星黒点の影響は無視されています。この研究では、この仮定を再検討します。このために、私たちはスウェーデンの1m太陽望遠鏡のCaIIHスペクトル線に記録された黒点の高解像度観測を分析し、静かな環境に対する黒点のコントラストを決定します。黒点全体（超半影を含む）を平均したCaIIH線核は、静かな環境よりも明るく、線核の点コントラストは黄斑コントラストに匹敵することがわかりました。これにより、Sインデックスに対するスポットの影響を最初に推定することができます。スポットがS指数を増加させることを示します。この増加は太陽では非常に小さいですが、より活動的な星ではかなり大きくなります。さらに、S指数に対する斑点の寄与を含めることが、S指数と斑点および白斑による星円盤領域の被覆率との関係に強い影響を与えることを示し、新しい関係を示します。
新星 V1425 わし座の特異な噴出物
(古典的な)新星噴火中の物質の噴出の基礎となるメカニズムに関する多くの重要な詳細はまだ理解されていません。ここでは、新星噴火から23年後の新星V1425Aqlの光学分光法と狭帯域画像を紹介します。噴出物は2つの大きく異なる成分で構成されていることがわかりました。1つ目は、新星で一般的に見られるものに似ています。対称的な分布で、根底にある大変動の連星の位置を中心とし、許容遷移(水素とヘリウム)と禁止遷移([OIII]と[NII])の両方を示します。しかし、2番目のものは、許可された遷移では見ることができない約3倍の速度の物質で構成されており、大幅に異なる[NII]-[OIII]比を示し、位置の南西約2.3秒角に位置しています。バイナリの。2つの噴出物の速度と空間的広がりを比較すると、両方とも同じ新星噴火に由来していることがわかります。私たちは、非対称に分布した星間物質と磁気降着の形での高速物質の非対称性について考えられる外部メカニズムと内部メカニズムをそれぞれ調査していますが、利用可能なデータは決定的ではないことがわかりました。膨張視差から、新星から3.3(3)kpcまでの距離を導き出します。
$\epsilon$ エリダニからの電波放射について
いくつかの太陽型恒星は、その性質が明確に確立されていない、微弱で時間変化する連続電波放射を発することが知られています。ジャンスキー超大型アレイによる、10.0GHzと33.0GHzでの近くの恒星$\epsilon$エリダニの観測について報告します。この星には、日、時間、分のスケールで磁束密度が変化していることがわかりました。2020年4月15日、合計持続時間が約20分で、その時代に存在した40$\mu$Jyのプラトーよりも4倍大きいピークを有する10.0GHzの無線パルスを示しました。私たちは、星風に衝突する衝撃からの放射という観点から、この電波パルスの時間挙動をモデル化することができました。このような衝撃は、観測された太陽フレアと同様の、恒星フレアからの高エネルギー電子によって突然加熱された、激しく膨張するガスの風の相互作用によって発生する可能性があります。観測された放出を生成するには作業面で高い温度が必要となるため、これは非熱的でなければなりません。それはジャイロシンクロトロンまたはシンクロトロン放射かもしれません。残念ながら、無線パルスからのスペクトルインデックスまたは偏光測定値には、その性質を判断するのに十分な信号対雑音比がありません。
VLT-CRIRES+ を使用した S CrA バイナリ ディスクの完全な L バンドおよび M バンド高分解能分光分析
| Title |
Full_L-_and_M-band_high_resolution_spectroscopy_of_the_S_CrA_binary_disks_with_VLT-CRIRES+ |
| Authors |
Sierra_L._Grant,_Giulio_Bettoni,_Andrea_Banzatti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Sean_Brittain,_Davide_Fedele,_Thomas_Henning,_Carlo_Manara,_Dmitry_Semonov,_Emma_Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03888 |
超大型望遠鏡(VLT)の極低温赤外エシェル分光計(CRIRES)装置は、2006年から2014年まで運用されていました。この時のLバンドとMバンドでのCRIRES観測を使用して、原始惑星系円盤の内部領域の特性評価に大きな進歩が見られました。時間。アップグレードされた装置CRIRES+は2021年に利用可能になり、より広い波長範囲を同時にカバーします。ここでは、連星系Sコロナエオーストラリス(SCrA)の新しいCRIRES+科学検証データを紹介します。私たちは、円盤研究用にアップグレードされたCRIRES+装置の特性を評価し、SCrANおよびS系の内部円盤内のガスについての新たな洞察を提供することを目指しています。利用可能なすべてのLバンドおよびMバンド設定で取得したCRIRES+データを分析し、2.9～5.5$\mu$mのスペクトル範囲を提供します。$^{12}$CO(v=1-0、v=2-1、v=3-2)、$^{13}$CO(v=1-0)、水素再結合線からの発光を検出、OH、およびSCrANディスク内のH$_2$O。より暗いSCrAS系では、$^{12}$COv=1-0と水素再結合線のみが検出されます。SCrANとSの$^{12}$COv=1-0放射は2つの速度成分を示しています。1つはSCrANの$\sim$0.1auとSCrASの$\sim$0.03auからの広い成分です。SCrANの$\sim$3auとSCrASの$\sim$5auに由来する狭い成分。局所熱力学的平衡スラブモデルを2つのSCrAN速度成分の回転図に適合させ、それらが類似していることを発見しました。カラム密度($\sim$1-7$\times$10$^{17}$cm$^{-2}$)ですが、広い成分はより高温で狭い領域から来ていることがわかります。2つのフィルター設定M4211とM4368は、$\sim$5$\mu$mでのCOとH$_2$Oの特性を評価するのに十分な波長範囲を提供し、特に低$J$ラインと高$J$ラインをカバーします。CRIRES+は、複数の速度成分を区別できないJWSTなどの低解像度観測を補完する重要なスペクトル範囲と分解能を提供します。
小さな宇宙
多くの宇宙論モデルは、宇宙の総サイズが非常に大きく、おそらく無限であることを前提または暗示しています。ここでは代わりに、宇宙は比較的小さく、実際には現在観測されている大きさよりもそれほど大きくない可能性があると主張します。このアイデアの具体的な実装は、プラトー状のインフレ潜在力と組み合わせた無境界提案によって提供されます。このモデルでは、波動関数の重み付けと幾何学的形状の許容基準の相反する効果が共謀して、小宇宙に有利になります。我々は、宇宙の小さなサイズも湿地予想とよく適合することを指摘し、暗黒次元シナリオとの関係についてコメントします。
アクシオンとアクシオンのような粒子は、十分に動機付けられた暗黒物質の候補です。我々は、銀河ハロー内のアクシオンおよびアクシオンのような粒子を探索するために単一光子検出干渉法を使用する実験を提案します。我々は、6E-6Hzのダークレートでの光子計数により、長さ5mの光共振器の量子増強ヘテロダイン読み出しと比較して、アクシオン干渉法の量子感度を15倍改善できることを示す。提案された実験方法は、キロメートル長の施設にスケールアップできる可能性があり、0.1から1の範囲のアクシオン質量に対して1E-17〜1E-16GeV-1のアクシオン-光子結合係数の検出または制約の設定を可能にします。neV。
He原子との衝突におけるベンドモードにおけるCO2の状態から状態への振動遷移速度
| Title |
State-to-state_rovibrational_transition_rates_for_CO2_in_the_bend_mode_in_collisions_with_He_atoms |
| Authors |
Taha_Selim,_Ad_van_der_Avoird,_Gerrit_C._Groenenboom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03781 |
原始惑星系円盤や惑星大気など、局所的な熱平衡にない環境を宇宙望遠鏡からの分子分光データを使ってモデル化するには、振動非弾性分子衝突の速度係数の知識が必要です。ここでは、CO$_2$がベンドモードで（脱）励起される、CO$_2$とHe原子との衝突に対する10〜500Kの温度範囲における速度係数を示します。これらは、数値的に正確な結合チャネル(CC)計算、および要求の少ない結合状態近似(CSA)および振動密結合回転無限次突然変異(VCC-IOS)法による計算から得られます。すべての計算は、CO$_2$曲がり($\nu_2$)モードを含む、新しく計算された正確な\textit{abinitio}四次元CO$_2$-Heポテンシャル曲面に基づいています。CSAおよびVCC-IOS計算からの振動非弾性衝突断面積と速度係数は、小さいものと低エネルギー共鳴を除き、回転状態間レベルでのCCの結果と50%以内で一致することがわかりました。共振が大きく寄与する50K未満の温度を除き、全体の振動消光率は20%以内です。当社のCC消光率は、誤差範囲内で最新の実験データと一致しています。また、結果をClaryらのデータと比較しました。1980年代にCSA法とVCC-IOS法、および非経験的ハートリー・フォック計算に基づく単純な原子間モデルポテンシャルを用いて計算され、それらの断面積は500cm$^{-1を超える衝突エネルギーに関して我々の断面積とかなりよく一致することが判明した。ただし、より低いエネルギーで信頼性の高い断面積を取得し、より低い温度で速度係数を得るには、長距離引力分散相互作用を含めることが重要です。
超流動中性子星の$I$-Love-$Q$関係を再考する
| Title |
Revisiting_the_$I$-Love-$Q$_relations_for_superfluid_neutron_stars |
| Authors |
Eneko_Aranguren_and_Jos\'e_A._Font_and_Nicolas_Sanchis-Gual_and_Ra\"ul_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03816 |
ハートル・ソーン形式で回転する超流動中性子星の潮汐問題と、その結果として得られる$I$-Love-$Q$の近似普遍関係を研究します。この研究では、超流動星は、超流動中性子と他のすべての荷電成分から構成される2流体モデルによって説明されています。静的で球対称な背景の周囲に、定常的で軸対称な摂動スキームを2次で使用します。最近、私たちはこのスキームを使用して、孤立した回転する超流動星の研究を行いました。この論文では、それを二星系における潮汐問題の軸対称セクターの解析に適用します。摂動整合理論を一貫して使用すると、潮汐問題の元の2流体形式が修正され、星の境界におけるエネルギー密度のゼロ以外の可能性が考慮されることを示します。これは、3つの状態方程式にわたる数値的に異なる恒星モデルを構築することで例示されます。正しい一致関係が考慮されていない場合、普遍性からの重大な逸脱が見つかります。また、2次$\deltaM$における星の総質量への寄与を含む、超流動中性子星の普遍的関係の拡張セットも提示します。したがって、我々の結果は、回転する超流動星に関する一連の普遍的な関係を完成させ、完全流体の場合におけるこれまでの発見を一般化します。
ダークサイレンと銀河カタログを使用した重力波伝播の性質のテスト
| Title |
Testing_the_nature_of_gravitational_wave_propagation_using_dark_sirens_and_galaxy_catalogues |
| Authors |
Anson_Chen,_Rachel_Gray_and_Tessa_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03833 |
ダークサイレン法を使用すると、電磁波の対応物なしで重力波現象を宇宙論や重力のテストのツールとして使用できるようになります。さらに、ダークサイレン解析コードgwcosmoは、銀河カタログとコンパクト天体の質量分布の両方から得られる情報を確実に説明できるようになりました。ここでは、重力波の伝播に影響を与える一般相対性理論からのパラメーター化された偏差を制限するgwcosmoコードと方法論の拡張を紹介します。O4観測への応用に向けて、GWTC-3重力波カタログのデータを用いた解析結果を示します。最初の2年間のモックデータセットを使用してパイプラインをテストした後、GWTC-3からの46個のイベントを再分析し、BBHとNSBHのサンプリング結果の事後を初めて結合します。H0に関する結合制約と、べき乗則+ピークBBH母集団モデルの一般相対性理論からのパラメーター化された偏差を取得します。将来的に銀河カタログのサポートが増加する中、私たちの研究はダークサイレンが重力をテストするための強力なツールになるための準備を整えています。
高密度の星の核は、アクシオンなどの弱結合粒子を研究するための強力な実験室です。アクシオン様粒子およびそれらの通常の物質との結合に対する最も強い制約の一部は、恒星のアクシオン放出の考慮から得られます。この研究では、アクシオンが放出されるときにミューオン電子変換を引き起こすレプトンフレーバー違反（LFV）カップリングを介した縮退中性子星物質からのアクシオン様粒子の放射を研究します。単位体積あたりのアクシオン放出率(放射率)を計算し、ニュートリノ放出率と比較することで、$|g_{ae\mu}|のレベルにあるLFVカップリングの上限を推測します。\lesssim10^{-6}$。SN1987Aのような超新星のより高温の環境では、アクシオン放出率が増大し、$|g_{ae\mu}|のレベルで限界がより強くなります。\lesssim10^{-11}$、実験室の限界に匹敵します。興味深いことに、我々のアクシオン放射率の導出により、LFVカップリングを介したアクシオン放射は、よく知られたレプトンフレーバー保存チャネルに比べて$T^2E_{F,e}^2/(m_\mu^2-m_e^2)^2\simT^2/m_\mu^2$。これは比較的弱い制限の原因となります。
