X 線背景を使用した JWST からの AGN 光度関数の制約
赤方偏移範囲$z\sim4-7$にわたるJWST分光調査によって検出されたクエーサーの集団から予想されるX線バックグラウンド(XRB)を予測します。測定されたUV放射率は、最適なクエーサーSEDテンプレートと組み合わせると、現在の実験で制約されているものより$\sim10$倍高い未分解X線バックグラウンドを意味することがわかりました。クエーサーの光度関数の微光端とX線背景の制約を同時に一致させることの難しさを説明します。この矛盾の考えられる原因と結果について説明します。
銀河測光のみによる宇宙論
| Title |
Cosmology_with_Galaxy_Photometry_Alone |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Peter_Melchior,_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08634 |
我々は、観測された銀河の測光のみを使用して、最初の宇宙論的制約を提示します。Villaescusa-Navarroetal.(2022;arXiv:2201.02202)は最近、単一のシミュレートされた銀河の内部物理的特性に大量の宇宙論的情報が含まれていることを実証しました。ただし、これらの物性は観察から直接測定することはできません。この研究では、理論的な実証を超えて、ニューラル密度推定と流体力学シミュレーションのCAMELSスイートを使用して、実際の銀河の観測物(光学測光など)から宇宙論的制約を推測する方法を紹介します。単一銀河の測光における宇宙論的情報は限られていることがわかりました。しかし、私たちは階層的な集団推論を使用して多くの銀河からの測光の制約力を組み合わせ、重大な宇宙論的制約を課します。$\sim$20,000NASA-SloanAtlas銀河の観測測光により、$\Omega_m=0.323^{+0.075}_{-0.095}$と$\sigma_8=0.799^{+0.088}_{-0.085}$を制約します。。
ダークサイレンは、重力波サイレンと銀河カタログの組み合わせから宇宙論的および天体物理学的パラメーターを推測する強力な方法です。重要なのは、この方法は、よくモデル化された銀河カタログの完全性に依存しているということです。大きさが制限されたカタログは常にある程度不完全であるため、パラメーター推論の偏りを避けるために完全なスキームが必要です。標準的な方法には均一補完と乗算補完が含まれます。これらは単純であるという利点がありますが、それぞれ完全性が低い場合に構造の振幅を過小評価または過大評価します。この研究では、クラスタリング情報を使用して大規模構造の知識をダークサイレン法に組み込む、銀河カタログを完成させるための新しい方法を提案します。銀河の真の数の構造がカタログに十分に保存されている場合、私たちの推定器は均質補完と乗法補完の両方よりも大幅に優れたパフォーマンスを発揮できることがわかりました。私たちは最大限の情報を提供するダークサイレン分析の基礎を築き、その限界について議論します。
異常検出に cGAN を使用: JWST NIRcam イメージングでの天文異常の特定
| Title |
Using_cGANs_for_Anomaly_Detection:_Identifying_Astronomical_Anomalies_in_JWST_NIRcam_Imaging |
| Authors |
Ruby_Pearce-Casey,_Hugh_Dickinson,_Stephen_Serjeant,_Jane_Bromley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09073 |
条件付き敵対的生成ネットワーク(cGAN)を使用して、異常な銀河集団のJWST画像データをマイニングするための概念実証を紹介します。約2000個の銀河における短波長光束(SW:F115W、F150W、F200W、0.6～2.3\μm)から長波長NIRcam光束(LW:F277W、F356W、F444W、2.4～5.0\μm)を予測するようにモデルをトレーニングしました。。CEERSJWSTチームarXiv:2305.14418によって発見された37個のExtremelyRedObject(ERO)の母集団でcGANをテストします。赤色の長波長色にもかかわらず、EROは青色の短波長色(F150W\-F200Wは0等級に相当)を持ち、双峰性SEDを示します。驚くべきことに、異常なSEDを考慮すると、cGANがEROのLWNIRcamフラックスを正確に予測していることがわかります。ただし、2つの銀河間の合体など、他のまれな天体のLWフラックスを予測することはできず、cGANがいくつかの異常を検出するために使用できることを示唆しています。
小規模 3D Lyman-$\alpha$ 森林パワー スペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_small-scale_3D_Lyman-$\alpha$_forest_power_spectrum |
| Authors |
Marie_Lynn_Abdul_Karim,_Eric_Armengaud,_Guillaume_Mention,_Sol\`ene_Chabanier,_Corentin_Ravoux,_Zarija_Luki\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09116 |
ライマン-$\alpha$(Ly$\alpha$)フォレストで測定された小規模な相関は、銀河間物質と原始物質のパワースペクトルに関する情報を符号化します。この記事では、小さな$\sim$に対応する波数$k$でLy$\alpha$フォレストの3次元パワースペクトル$P_{\rm3D}$を測定する簡単な方法を提示し、実装します。MPCスケール。まばらで不均一に分布したデータサンプルから$P_{\rm3D}$を推定するために、以前にLy$\alpha$フォレストの1次元パワースペクトルを推定するために実行したように、平均化1次元フーリエ変換に依存します。,$P_{\rm1D}$。この方法では、計算コストが非常に低くなります。我々は、Nyx宇宙論的流体力学シミュレーションへの適用を通じて、このアプローチの妥当性を確認します。続いて、私たちの方法をeBOSSDR16Ly$\alpha$フォレストサンプルに適用し、原理の証明として、2つの赤方偏移ビン$z=2.2$と$z=で平均化された最初の$P_{\rm3D}$測定を提供します。2.4ドル。この研究は、今後の大規模な分光調査による今後の$P_{\rm3D}$測定が、$P_{\rm1D}$の宇宙論的解釈における縮退を解きほぐす可能性を強調している。
銀河団の存在量、弱いレンズ、クラスタリングによる宇宙論的制約: SDSS への応用
| Title |
Cosmological_constraints_from_abundance,_weak-lensing_and_clustering_of_galaxy_clusters:_application_to_the_SDSS |
| Authors |
Alessandra_Fumagalli,_Matteo_Costanzi,_Alexandro_Saro,_Tiago_Castro,_Stefano_Borgani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09146 |
銀河団のクラスタリングは強力な宇宙論的ツールであり、他の宇宙論的観測物と組み合わせることでパラメータ間の縮退を解消するのに役立ちます。私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)から得られたredMaPPerクラスターカタログをケーススタディとして使用して、クラスター数と弱いレンズ質量情報と組み合わせた場合に、宇宙論的パラメーターとスケーリング関係を制約する際のその可能性を実証することを目指しています。我々は、Costanziらによって実行された数カウントと弱いレンズ信号の分析を拡張します。2019a、実空間2点相関関数が追加されました。3つの観測値のすべての可能な組み合わせについて事後的な宇宙論的およびスケーリング関係を導出し、それらの拘束力、パラメーターの縮退、および起こり得る内部張力を評価します。分析した3つのデータセット間に緊張関係があるという証拠は見つかりませんでした。我々は、クラスターのクラスタリング統計を含めることで、クラスター存在量研究の$\Omega_{\rmm}-\sigma_8$の縮退特性を打ち破る能力のおかげで、サンプルの拘束力を大幅に強化できることを実証します。特に、大質量ニュートリノを含む平坦な$\Lambda$CDMモデルの場合、$\Omega_{\rmm}=0.28\pm0.03$および$\sigma_8=0.82\pm0.05$が得られ、33%および50%の改善が得られます。クラスターの存在量と弱いレンズ分析を組み合わせて導出された事後分布と比較します。私たちの結果は、他の銀河団調査からの宇宙論的事後分布、プランクCMBの結果、DES-Y3銀河クラスタリングおよび弱レンズ解析と一致しています。
標準模型を超えた新しい光場なしで宇宙複屈折を説明できるでしょうか?
| Title |
Can_we_explain_cosmic_birefringence_without_a_new_light_field_beyond_Standard_Model? |
| Authors |
Yuichiro_Nakai,_Ryo_Namba,_Ippei_Obata,_Yu-Cheng_Qiu,_Ryo_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09152 |
Planck2018偏光データの最近の分析では、$\Lambda$CDMパラダイム内では説明できない非ゼロの等方性宇宙複屈折(ICB)が示されています。次に、非ゼロICBが標準模型有効場理論(SMEFT)のフレームワークによって解釈されるのか、それとも動的自由度をもつ低エネルギーEFT(LEFT)である宇宙マイクロ波背景放射のエネルギースケールで解釈されるのかという問題を検討します。5つのSMクォークとすべての中性および荷電レプトンです。私たちの体系的な研究により、宇宙背景上のEFTのどの演算子も報告されたICB角度を与えないことが明らかになり、これは観測的には周波数独立性と一致しています。特に、宇宙マイクロ波背景光子がパリティ違反ニュートリノ光子相互作用を伴う宇宙ニュートリノ背景媒質を通過する効果によって生成されるICB角の大きさを推定すると、データを説明するには小さすぎることがわかります。。報告されているICB角度を確認する必要がある場合、我々の結果は、電弱スケールよりも軽く、SM粒子と弱く相互作用する新しい粒子の存在を示すことになります。
$f(T)$ 宇宙論における赤方偏移空間歪みを利用した構造の成長
宇宙論はハッブル定数($H_0$)張力という差し迫った課題に直面している。局所的に測定された宇宙の膨張率は、$\Lambda$CDMモデルで校正された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの予測と一致しない。同時に、$S_{8,0}$張力として知られる、物質変動の加重振幅を伴う張力が増大しています。両方の緊張を1つの枠組み内で解決できれば、特定の1つのモデルに対する信頼が高まります。この研究では、宇宙の進化に光を当てる可能性を示すフレームワークである$f(T)$重力の制約を分析します。私たちは、Pantheon+(SN)、宇宙クロノメーター(CC)、バリオン音響振動(BAO)、赤方偏移空間歪み(RSD)データなどのデータソースの組み合わせを使用して、著名な$f(T)$重力モデルを徹底的に調査します。私たちはこれらのモデルを使用して$H_0$と$S_{8,0}$の値の範囲を導き出し、$H_0$と$S_{8によってもたらされる課題に対する洞察を提供し、潜在的に対処する能力を評価することを目的としています。,0}$の緊張。
アクシオンインフレーションの不均一性を摂動的に含める
アクシオンインフレーション、つまりチャーン-シモンズ相互作用を通じてアーベルゲージ場と結合したアクシオンのようなインフレトンには、豊富でテスト可能な現象学が伴います。これは、ゲージ場の生成がアクシオンのダイナミクスに大きな影響を与える強い逆反応領域に特に当てはまります。格子シミュレーションは最近、この領域におけるアクシオン場の不均一性を考慮することの重要性を実証しました。高い計算効率を維持しながらこれらの不均一性を考慮する摂動スキームを提案します。私たちの目標は、摂動領域内の均一なアクシオン場の近似からの偏差を正確に捕捉し、非摂動領域の開始を自己矛盾なく決定することです。
宇宙論的なライマン限界系のハロー モデル
| Title |
A_halo_model_for_cosmological_Lyman-limit_systems |
| Authors |
Tom_Theuns_(1)_and_TK_Chan_(1_and_2)_((1)_ICC,_Durham_University,_(2)_Univ._of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09228 |
我々は、観測された電離光子の平均自由行程(L)の進化をうまく再現する宇宙論的ライマン限界系(LLS)の解析モデルを提案します。共移動平均自由行程の進化は主に、メタ銀河の光イオン化率の変化と、光加熱によりハローがガスを失う最小質量の宇宙時間に伴う増加の結果である。このモデルでは、ライマン限界吸収は、暗黒物質ハローの外側にある高度にイオン化されたガスによって引き起こされます。ハローとの関連性を利用して、LLSとそのバイアスの統計的特性を計算します。b.後者は、赤方偏移2から6で1.5から2.6に増加します。クェーサーをホストするハローのバイアスの赤方偏移に伴う急速な増加と組み合わせると、モデルは、z=からのクエーサースペクトルで測定されるときのL値の急速な低下を予測します。実際のL値はより滑らかに低下します。ライマン限界吸収による有効光学深さの式を波長の関数として導出し、それがカラム密度の関数として十分に制約されていないLLSの数密度に敏感に依存することを示します。光学的深さは、赤方偏移2.5未満のすべての波長で1を下回ります。したがって、これは、宇宙が初めて電離光子に対して透明になった時期となります。
JWST-TST DREAMS: WASP-17b 大気中の石英雲
| Title |
JWST-TST_DREAMS:_Quartz_Clouds_in_the_Atmosphere_of_WASP-17b |
| Authors |
David_Grant,_Nikole_K._Lewis,_Hannah_R._Wakeford,_Natasha_E._Batalha,_Ana_Glidden,_Jayesh_Goyal,_Elijah_Mullens,_Ryan_J._MacDonald,_Erin_M._May,_Sara_Seager,_Kevin_B._Stevenson,_Jeff_A._Valenti,_Channon_Visscher,_Lili_Alderson,_Natalie_H._Allen,_Caleb_I._Ca\~nas,_Knicole_Col\'on,_Mark_Clampin,_N\'estor_Espinoza,_Am\'elie_Gressier,_Jingcheng_Huang,_Zifan_Lin,_Douglas_Long,_Dana_R._Louie,_Maria_Pe\~na-Guerrero,_Sukrit_Ranjan,_Kristin_S._Sotzen,_Daniel_Valentine,_Jay_Anderson,_William_O._Balmer,_Andrea_Bellini,_Kielan_K._W._Hoch,_Jens_Kammerer,_Mattia_Libralato,_C._Matt_Mountain,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_Emily_Rickman,_Isabel_Rebollido,_Sangmo_Tony_Sohn,_Roeland_P._van_der_Marel,_Laura_L._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08637 |
これまでに観測された系外惑星の大気の多くには雲が広がっています。通過中の系外惑星の場合、雲がスペクトルの特徴を弱め、波長依存の散乱を引き起こすため、雲が存在するかどうかがわかります。これらの雲の正確な構成はほとんどわかっていませんが、この情報は惑星大気の化学とエネルギー収支を理解するために不可欠です。この研究では、ホットジュピターWASP-17bの1回の通過をJWSTのMIRILRSで観測し、5-12$\rm{\mu}$mの透過スペクトルを生成します。これらの波長を使用すると、予測されるさまざまな雲種の振動モードによる吸収を調べることができます。私たちの透過スペクトルは、8.6$\rm{\mu}$mを中心とするさらなる不透明度を示しており、詳細な大気モデリングと検索により、この特徴はSiO$_2$(s)(石英)雲であることが特定されました。SiO$_2$(s)雲モデルは、雲のないモデルに対して3.5-4.2$\sigma$で、一般的なエアロゾル処方に対して2.6$\sigma$で推奨されます。SiO$_2$(s)雲は${\sim}0.01$$\rm{\mu}$mの小さな粒子で構成されており、大気の高高度まで広がっていることが分かりました。大気ではH$_2$Oの減少も見られ、これは酸素が豊富な種からの高温エアロゾルの形成と一致する発見である。この研究は、JWST望遠鏡科学者チーム(JWST-TST)による一連の研究の一部であり、時間保証観測を使用して、複数機器分光法(DREAMS)による系外惑星大気の詳細な偵察を実行します。
カリフォルニア遺産調査 IV.孤独、貧しく、風変わり: 孤独なガス巨人と近隣のガス巨人の比較
| Title |
The_California_Legacy_Survey_IV._Lonely,_Poor,_and_Eccentric:_A_Comparison_Between_Solitary_and_Neighborly_Gas_Giants |
| Authors |
Lee_J._Rosenthal,_Andrew_W._Howard,_Heather_A._Knutson,_Benjamin_J._Fulton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08707 |
FGKM星の高精度の動径速度調査から得られた惑星のカタログを使用して、単一の巨大惑星を含む系と複数の巨大惑星を含む系を比較します。私たちの比較は、軌道の特性、惑星の質量、主星の特性に焦点を当てています。我々は、階層的手法を使用して巨大シングルと巨大マルチの軌道離心率分布をモデル化し、その分布が異なることを発見しました。複数の巨大惑星は通常中程度の離心率を持ち、その離心率分布は$e=0.47$(90パーセンタイル)まで広がりますが、単一の巨大惑星はほぼ円形の軌道が積み重なり、$e=0.77$まで伸びる長い尾を持っています。。我々は、複数の巨人の恒星ホストは単独の巨人のホストより明らかに金属が豊富であり、それぞれの平均金属量$0.228\pm0.027$対$0.129\pm0.019$dexであると判断しました。軌道分離に関して単一および複数の巨人の異なる出現分布を測定したところ、単一のガス巨人には、複数のガス巨人には見られない$\sim$2.3$\sigma$の有意なホット($a<0.06$)木星のパイルアップがあることがわかりました。巨大なシステム。複数の巨人の質量中央値($\msini$)は、単一巨人の質量のほぼ2倍であることがわかります(1.71$\mjup$対0.92$\mjup$)。私たちは、同じ星系内の巨大惑星の質量が相関していることを発見しました。これは、それほど質量のない惑星で見られる「さやの中のエンドウ豆」効果に似ています。
蹄鉄が当てはまるとき: 10.4 メートルのグラン テレスコピオ カナリアスと 2 メートルのツイン望遠鏡による 2023 年度 3 年の特徴
| Title |
When_the_horseshoe_fits:_Characterizing_2023_FY3_with_the_10.4_m_Gran_Telescopio_Canarias_and_the_Two-meter_Twin_Telescope |
| Authors |
R._de_la_Fuente_Marcos,_C._de_la_Fuente_Marcos,_J._de_Le\'on,_M._R._Alarcon,_J._Licandro,_M._Serra-Ricart,_D._Garc\'ia-\'Alvarez,_and_A._Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08724 |
コンテクスト。アルジュナ小惑星帯は、動的に冷たい地球のような軌道をたどる、多様な小型小惑星のグループとして大まかに定義されています。それらのほとんどは、地球との共鳴や共軌道運動に積極的に関与していません。彼らの中には、一時的ではあるが再発性の蹄鉄エピソードを経験する人もいます。馬蹄形の経路にある物体は低速で地球に接近する傾向があり、地球の一時的な衛星またはミニムーンとして捕らえられることになります。このような天体は、1991VG、2006RH120、2020CD3、2022NX1の4つがすでに特定されています。ここでは、軌道が共軌道状態にあり、おそらく一時的な捕捉につながる可能性がある最近の発見である2023会計年度3に焦点を当てます。目的。私たちは2023年度3月の物理的性質を決定し、その動的進化を調査したいと考えています。方法。私たちは、高さ10.4mのカナリアス大望遠鏡でOSIRISカメラ分光器を使用してスペクトルクラスを導き出し、QHY411Mカメラと2台の2メートル双望遠鏡で得られた時系列測光を使用して、2023年度の観測研究を実施しました。回転状態。N体シミュレーションも、その考えられる共鳴挙動を調べるために実行されました。結果。2023FY3の可視反射率スペクトルは、S型小惑星の可視反射率スペクトルと一致しています。その光度曲線は、回転周期が9.3$\pm$0.6分、振幅が0.48$\pm$0.13等を示します。2023年のFY3が地球の共軌道空間の端をさまよっていることを確認します。結論。S型小惑星であり高速回転子であるアルジュナ2023FY3は現在、馬蹄形の共鳴挙動を示しており、過去に一時的に捕捉されたフライバイ型のミニムーンとの衝突を経験しており、今後も繰り返される可能性があります。スペクトル型の結果は、ミニムーンが表面組成の点で多様な集団であることをさらに裏付けています。
TOI-5126: $\textit{TESS}$ と $\textit{CHEOPS}$ によって発見された熱い超海王星と暖かい海王星のペア
| Title |
TOI-5126:_A_hot_super-Neptune_and_warm_Neptune_pair_discovered_by_$\textit{TESS}$_and_$\textit{CHEOPS}$ |
| Authors |
Tyler_R._Fairnington,_Emma_Nabbie,_Chelsea_X._Huang,_George_Zhou,_Orion_Foo,_Sarah_Millholland,_Duncan_Wright,_Alexandre_A._Belinski,_Allyson_Bieryla,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Mark_Everett,_Steve_B._Howell,_Jack_J._Lissauer,_Michael_B._Lund,_Felipe_Murgas,_Enric_Palle,_Samuel_N._Quinn,_Howard_M._Relles,_Boris_S._Safonov,_Richard_P._Schwarz,_Nicholas_J._Scott,_Gregor_Srdoc,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_David_W._Latham,_Joshua_W._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Luke_G._Bouma,_Avi_Shporer,_Eric_B._Ting,_Diana_Dragomir,_Michelle_Kunimoto,_Nora_L._Eisner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08890 |
$\textit{トランジット系外惑星探査衛星}$($\textit{TESS}$)によって特定された、明るい(V=10.1等)F型矮星の周りを周回する外部海王星伴星を持つ熱い超海王星の確認を紹介します。$\textit{TESS}$拡張ミッションのセクター45、46、48で観測された2つの惑星は、$4.74^{+0.16}_{-0.14}$$R_{\oplus}$と$3.86^{+0.17です。}_{-0.16}$$R_{\oplus}$と$5.4588385^{+0.0000070}_{-0.0000072}$dおよび$17.8999^{+0.0018}_{-0.0013}$dの軌道周期です。また、TOI-5126の半径と軌道暦を制約するために、ESA$\textit{CHARacterisingExOplanetsSatellite}$($\textit{CHEOPS}$)を使用してシステムの正確な空間ベースの測光追跡も取得しました。TOI5126bは「熱い海王星砂漠」に位置しており、予測される平衡温度が高いため、追跡透過分光分析の理想的な候補です($T_{eq}=1442^{+46}_{-40}$K))雲のない大気を暗示します。TOI-5126cは暖かい海王星($T_{eq}=971^{+31}_{-27}$K)であり、フォローアップにも適しています。暫定的な通過タイミング変動（TTV）も分析で特定されており、少なくとも1つの追加の惑星の存在を示唆していますが、この信号はスポットクロスイベントによって引き起こされている可能性があり、これらの信号を確認するにはさらに正確な測光追跡が必要です。
地球上層大気中の宇宙粒子からの偏光マイクロ波放射
| Title |
Polarized_microwave_emission_from_space_particles_in_the_upper_atmosphere_of_the_Earth |
| Authors |
Jennifer_L\'opez-Viejobueno,_Leire_Beitia-Antero,_and_Ana_I._G\'omez_de_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08941 |
毎年、大量の宇宙粒子が地球の大気に侵入し、それらが火球や流星群を生成するとき、または地球の表面に衝突するときに検出されます。シャワー内の粒子の検出は、地球低軌道上の衛星を使用して宇宙から試みることもできます。偏光を測定すると、支配的な配列メカニズムと流星群の特性に関するさらに重要な情報が得られるでしょう。この記事では、この目的のための宇宙探査機の設計に役立つように、予想される信号を評価します。RADMC-3Dコードを使用して、ケイ酸塩、炭酸塩、鉄など、さまざまな組成を持つ整列したダスト粒子の偏光マイクロ波放射をシミュレートしました。流星群中に行われた粒子密度測定に基づいて、粒子密度の空間分布は0.22cm$^{-3}$で一定であると仮定した。シミュレーションでは、$-3.5$から$-2.0$の範囲のパワーインデックスを持つ4つの異なる粒径分布と、半径0.01$\mathrm{\mu}$mから1cmの範囲のダスト粒子が考慮されました。ケイ酸塩と炭酸塩は、その短軸が太陽放射場の方向と一致します。地球大気圏への飛行中に、鉄粒子はそのサイズに応じて地球の磁場に合わせて配向されます。配向方向は$Q$-Stokesパラメータと軌道に沿った偏光変化に反映されます。分極は粒子の組成とサイズ分布に依存します。シミュレーションは、地球低軌道で動作する高感度の光子計数マイクロ波検出器を備えた小型探査機でも、一部の特定の粒子集団を検出できる可能性があることを示している。
トランジット系外惑星の間で軌道崩壊の候補を探す
| Title |
Searching_for_Candidates_of_Orbital_Decays_among_Transit_Exoplanets |
| Authors |
Li-Chin_Yeh,_Ing-Guey_Jiang,_Napaporn_A-thano_(National_Tsing_Hua_University,_Hsin-Chu,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08953 |
トランジット観測は、系外惑星を探査するための重要な技術となっています。したがって、通過イベントの組織的な観測を実行する多くのプロジェクトがあり、それによって膨大な量の光度曲線と通過タイミングのデータが利用可能になります。私たちはこれを、固定軌道モデルと軌道崩壊モデルの両方を用いたデータモデルフィッティングを通じて、この膨大な数の中間通過時間から系外惑星の軌道崩壊の可能性を探索する絶好の機会と考えています。このタスクを実行するために、当社は複数のソースから輸送中のデータを収集し、最新の最も完全なデータベースを構築します。私たちの研究で対象とした144個のホットジュピターのうち、HAT-P-51b、HAT-P-53b、TrES-5b、WASP-12bは軌道崩壊のケースとして分類されています。したがって、WASP-12bが軌道崩壊惑星であることが再確認されたことに加えて、我々の結果は、HAT-P-51b、HAT-P-53b、TrES-5bが潜在的な軌道崩壊候補であることを示しています。
恒星掩蔽によるゆっくり回転する小惑星の拡大縮小
| Title |
Scaling_slowly_rotating_asteroids_by_stellar_occultations |
| Authors |
A._Marciniak,_J._\v{D}urech,_A._Choukroun,_J._Hanu\v{s},_W._Og{\l}oza,_R._Szak\'ats,_L._Moln\'ar,_A._P\'al,_F._Monteiro,_E._Frappa,_W._Beisker,_H._Pavlov,_J._Moore,_R._Adomavi\v{c}ien\.e,_R._Aikawa,_S._Andersson,_P._Antonini,_Y._Argentin,_A._Asai,_P._Assoignon,_J._Barton,_P._Baruffetti,_K._L._Bath,_R._Behrend,_L._Benedyktowicz,_L._Bernasconi,_G._Biguet,_M._Billiani,_D._B{\l}a\.zewicz,_R._Boninsegna,_M._Borkowski,_J._Bosch,_S._Brazill,_M._Bronikowska,_A._Bruno,_M._Butkiewicz_-_B\k{a}k,_J._Caron,_G._Casalnuovo,_J._J._Castellani,_P._Ceravolo,_M._Conjat,_P._Delincak,_J._Delpau,_C._Demeautis,_A._Demirkol,_M._Dr\'o\.zd\.z,_R._Duffard,_C._Durandet,_D._Eisfeldt,_M._Evangelista,_S._Fauvaud,_M._Fauvaud,_M._Ferrais,_M._Filipek,_P._Fini,_K._Fukui,_B._G\"ahrken,_S._Geier,_T._George,_B._Goffin,_J._Golonka,_et_al._(118_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08995 |
最近の調査結果から明らかなように、小惑星の大部分は低速自転体(P>12時間)ですが、選択バイアスにより自転と形状のモデルが不足しています。この偏見は、小惑星の自転、形、大きさ、およびその他の性質についての私たちの全体的な理解を歪めています。また、大型(60km以上)および中型の小惑星(30～60km)の直径の決定は、複数の理由により30%以上異なることがよくあります。私たちの長期プロジェクトは、最大60時間周期の数十個の低速回転体に焦点を当てています。私たちは、それらの完全な光曲線を取得し、それらの回転と形状を再構築することを目指しています。また、通常は数パーセントの精度でモデルを正確にスケールします。ライトカーブ反転によるスピンと形状の再構築には、高密度のライトカーブの幅広いセットを使用しました。ここでは、赤外線データが不十分なため、熱データを使用してそれらを正確にスケールすることは不可能でした。大きな天体はWISEミッションには明るすぎます。したがって、私たちは最近、恒星掩蔽観測者の間でこれらのモデルをスケールし、形状の解決策を検証するキャンペーンを開始しました。これにより、多くの場合、ミラー極の曖昧性を打ち破ることが可能になります。提示されたスキームにより、16個の低速回転子の形状モデルが作成されましたが、そのほとんどは初めてのものでした。それらを恒星の掩蔽に当てはめることで、サイズ決定における以前の不一致が解決されました。ターゲットの約半分については、このフィッティングにより、明らかに好ましい極解を特定することもでき、光曲線反転に固有のあいまいさを取り除くことができました。また、導出された直径に対する形状モデルの不確実性の影響にも取り組みます。全体として、私たちのプロジェクトはすでに約50個の低速回転子に対して信頼性の高いモデルを提供しています。このように明確に決定され、スケール調整された小惑星の形状は、例えば、質量情報と組み合わせることで、密度測定の強固な基礎を構成します。スピンモデルとシェイプモデルは、さまざまなバイアスによって生じるギャップを埋め続けます。
原始惑星系円盤における塵の進化
| Title |
Dust_evolution_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1),_Paola_Pinilla_(2)_((1)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands,_(2)_Mullard_Space_Science_Laboratory,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09077 |
惑星形成モデルは、原始惑星系円盤の物理的条件と進化の過程、特に粒子サイズの分布と塵の成長時間スケールに関する知識に依存しています。理論モデルでは、半径方向のドリフトや断片化など、小石サイズ以上の粒子の成長を妨げるいくつかの障壁が存在します。このような障壁を克服するために、圧力バンプが提案されています。過去10年間、アルマ望遠鏡は、小石サイズのダストの熱放出から生じる高解像度のミリメートル連続データを通じて、ダストリング、ギャップ、空洞、三日月などのダストトラップの形でそのような圧力隆起が存在するという観測証拠を明らかにしてきました。穀類。これらの下部構造は、初期の惑星形成の出発点または結果として、若い原始惑星に関連している可能性があります。さらに、円盤塵の質量は、星団内の若い星の完全なサンプルに対して測定されており、惑星形成に利用できる固体質量の初期条件を提供します。しかし、高解像度アルマ望遠鏡観測の選択には観測バイアスが存在し、円盤塵の質量の導出には不確実性が存在し、その両方が観測傾向に影響を与える可能性があります。この章では、塵の進化と円盤連続体の観測に関する最新の洞察について説明します。具体的には、円盤の個体群と進化の傾向、およびその不確実性が説明され、系外惑星の人口統計と比較されます。
火星の衝突飛沫後に放出された粒子: 骨材と空気力学
| Title |
Ejected_Particles_after_Impact_Splash_on_Mars:_Aggregates_and_Aerodynamics |
| Authors |
Tim_Becker,_Jens_Teiser,_Teresa_Jardiel,_Marco_Peiteado,_Olga_Mu\~noz,_Julia_Martikainen,_Juan_Carlos_Gomez_Martin,_Jonathan_Merrison_and_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09133 |
私たちの以前の実験室測定では、低速の砂の衝突により、火星の模擬土壌から5{\μ}m未満の微細な塵が放出されることが示されました。この塵は火星の大気中に浮遊することになる。ここでは、噴出物の空気力学的特性を測定し、球形のモノリシック粒子の挙動からの逸脱を特徴付けることによって、この研究を拡張します。衝突飛沫の一部として放出された粒子の沈降を観察します。粒子のサイズ(20～280{\μ}m)と沈降速度(0.1～0.8ms^{-1})は、粒子が約1mbarの低い雰囲気圧力下で沈降する間の高速ビデオから推定されます。粒子は通常、予想よりも遅く沈降し、その速度は約0.3倍になります。光学顕微鏡を使用すると、捕捉された粒子の形状は単純な軸比(最長/最短)によって特徴付けられます。これにより、大部分の粒子は不規則ではあるものの、通常はあまり細長くなく、平均軸比が2未満であることがわかります。さらに、電子顕微鏡検査により、粒子は通常多孔質の凝集体であることが明らかになり、これが沈降速度の低下の最も考えられる理由です。嵩密度が低下しているため、火星の大気では、直径10{\μ}mまでの凝集体が定期的に塵の一部になっているはずです。
大規模な周回系円盤における惑星の移動
ほとんどの星は複数の星系に存在し、その大部分は連星系です。連星には多数の惑星が確認されており、その形成や力学的な進化を理解することが重要です。私たちは、重力的にわずかに不安定な巨大な周連円盤（質量0.1M$_{\odot}$）内の広軌道巨大惑星（長半径100天文単位）の移動を調べるシミュレーションを、3次元の滑らかな粒子を使用して実行します。流体力学コードSEREN。バイナリパラメータを変化させて、惑星の移動に対する影響を調査します。我々は、巨大な周回円盤内の惑星は、星周円盤と同様に、最初は急速な内向き移動の期間を経て、その後ゆっくりとした外向きの移動に切り替わることを発見した。しかし、連星の存在は惑星の移動と質量の増加を促進します。私たちは、連星の質量比が高い（等しい質量の恒星をもつ連星）と、惑星の外側への移動がより促進されることを発見しました。さらに、連星の分離が大きい、および/または連星の離心率が高いと、惑星の外側への移動が速くなり、惑星の成長がより強力になります。私たちは、広軌道の巨大惑星は、単星の周りよりも連星の周りの移動により、より広い最終軌道に達すると結論付けています。
機会縞測光のCFHTターゲットからの10メートルスケールの地球近傍小惑星の自転周期と色
| Title |
Rotation_periods_and_colours_of_10-m_scale_near-Earth_asteroids_from_CFHT_target_of_opportunity_streak_photometry |
| Authors |
B._T._Bolin,_M._Ghosal,_and_R._Jedicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09290 |
$\sim$10~mスケールの小惑星の回転特性は、わずか数回の測定だけではよく理解されていません。さらに、衝突や熱反動によって回転が数秒未満になる可能性があり、電荷結合素子イメージャの長い読み出し時間によって生じる観察リズムにより、研究が困難になります。我々は、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡の機会能力目標とそのMegaCam撮像装置を用いて、最も明るいときに単回露光で検出を意図的に縞模様にすることにより、10mスケールの小惑星の自転周期を測定する方法を提案する。光条に沿った$\sim$0.05等級ほどの明るさの周期的な変化は、わずか数秒で測定できます。さらに、複数のg、r、iフィルター露出でストリーク測光が行われるため、小惑星の色の測定が可能になります。ストリーク測光法は、3つの10mスケールの小惑星、2016GE$_1$、2016CG$_{18}$、および2016EV$_{84}$のCFHT観測でテストされました。私たちの3つのターゲットは、既知の最も小さい小惑星の1つであり、測定された自転周期と色は既知の最も短い自転周期の一部を持っています。私たちは自転周期と分類学的結果を文献からの独立したデータと比較し、将来の小惑星観測へのこの方法の応用について議論します。
JWST時代の理論的強線金属性診断
| Title |
Theoretical_strong_line_metallicity_diagnostics_for_the_JWST_era |
| Authors |
Prerak_Garg,_Desika_Narayanan,_Ryan_L._Sanders,_Romeel_Dav\`e,_Gerg\"o_Popping,_Alice_E._Shapley,_Daniel_P._Stark,_and_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08622 |
強い静止系光学輝線の比率は、高赤方偏移銀河の金属性の主要な指標です。典型的な強線ベースの金属性指標は$z=0$のオーロラ線で校正されているため、遠方の宇宙にある銀河への適用可能性は不明です。この論文では、宇宙論的シミュレーションからの模擬輝線データを利用して、高赤方偏移における金属性指標としての静止系光学輝線の校正を調査します。SIMBA宇宙論的銀河形成シミュレーションと曇った光電離計算を組み合わせた私たちのモデルには、HII領域、ポストAGB星、および拡散電離ガス(DIG)からの寄与が含まれています。私たちが調査した12の指標では、軽度の赤方偏移の進化が見られました。これは、シミュレーションで進化する主要な物理的特性が、高い赤方偏移での金属量の校正に明らかな影響を与えていることを意味します。私たちのキャリブレーションをジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡による高赤方偏移オーロラライン観測と比較すると、モデルの結果と観測の間にわずかなオフセットがあることがわかり、高赤方偏移でのより高い電離パラメータが考えられる説明の1つである可能性があることがわかりました。私たちは、強線の金属量関係の形状を駆動する物理学を調査し、これまで探索されていない低金属量領域の校正を提案します。最後に、総線束に対するDIGの寄与を研究します。単一イオン化された酸素線と硫黄線では、z$\sim$0での金属量に応じてDIGの寄与が増加し、70%にも達する可能性があるため、星雲発光をモデル化する際にそれらの寄与を含めることが重要であることがわかりました。
GRUMPY における矮小銀河の確率的星形成史のモデル化
$\texttt{GRUMPY}$銀河形成モデルを使用して、矮銀河のいくつかの銀河スケーリング関係に対するバースト性星形成の影響を調査します。このモデルは星形成速度(SFR)と星の質量、星の質量とガスの質量、および星の質量と金属量の関係を再現しますが、元のモデルにおけるこれらの関係のばらつきは観測されたものよりも小さくなります。高解像度のズームインシミュレーションでSFRのバースト性のレベルを再現するモデルを使用して、SFRの追加の確率性がスケーリング関係に及ぼす影響を調査します。SFRの確率論性が追加されると、SFRと恒星の質量関係の散乱が、近くのほとんどの矮小銀河で示されるものと同様のレベルまで増加します。ただし、観測された最も極端なスターバースト矮星では、より高いレベルのSFR確率論が必要です。バースト的な星の形成により、より明るい矮銀河$(M_V<-12)$の色振幅分布(CMD)の散乱が観測レベルまで増加するが、散乱が観測より大幅に小さいままである暗い銀河では増加しないことがわかりました。これは、再電離による消光ではなく、これらの淡いモデル銀河の主な古い恒星集団と、過去10ジャイロにわたるSFRの一般的な低下によるものです。色の散乱が金属性の散乱による可能性を調べますが、必要な散乱のレベルが金属性と質量の関係における散乱の過大評価につながることを示します。これは、矮小銀河領域で観察されたスケーリング関係のばらつきが、星形成の特性に対する強力な制約を表していることを示しています。
PDRs4All III: JWST によるオリオン バーの近赤外分光図
| Title |
PDRs4All_III:_JWST's_NIR_spectroscopic_view_of_the_Orion_Bar |
| Authors |
Els_Peeters,_Emilie_Habart,_Olivier_Berne,_Ameek_Sidhu,_Ryan_Chown,_Dries_Van_De_Putte,_Boris_Trahin,_Ilane_Schroetter,_Amelie_Canin,_Felipe_Alarcon,_Bethany_Schefter,_Baria_Khan,_Sofia_Pasquini,_Alexander_G._G._M._Tielens,_Mark_G._Wolfire,_Emmanuel_Dartois,_Javier_R._Goicoechea,_Alexandros_Maragkoudakis,_Takashi_Onaka,_Marc_W._Pound,_Silvia_Vicente,_Alain_Abergel,_Edwin_A._Bergin,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Christiaan_Boersma,_Emeric_Bron,_Jan_Cami,_Sara_Cuadrado,_Daniel_Dicken,_Meriem_Elyajour,_Asuncion_Fuente,_Karl_D._Gordon,_Lina_Issa,_Christine_Joblin,_Olga_Kannavou,_Ozan_Lacinbala,_David_Languignon,_Romane_Le_Gal,_Raphael_Meshaka,_Yoko_Okada,_Massimo_Robberto,_Markus_Roellig,_Thiebaut_Schirmer,_Benoit_Tabone,_Marion_Zannese,_Isabel_Aleman,_Louis_Allamandola,_Rebecca_Auchettl,_Giuseppe_Antonio_Baratta,_et_al._(89_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08720 |
(要約)私たちは、大質量星からの放射フィードバックがその出生雲に及ぼす影響を調査し、HII領域から原子PDRへの移行(電離フロント(IF)を通過)、およびその後の分子PDRへの移行(IFを通過)に焦点を当てます。解離戦線(DF))。私たちは、PDRs4AllJWST早期リリース科学プログラムの一環として、JWST上のNIRSpecからの高解像度近赤外積分場分光データを使用して、OrionBarPDRを観察します。NIRSpecデータは、HeI、HI、およびCI組換えライン、イオンライン、OIおよびNI蛍光ライン、芳香族赤外バンド(芳香族CH、脂肪族CH、およびそれらのCD対応物を含むAIB)を含むがこれらに限定されない一連のラインを明らかにします。、CO2氷、H2からの純粋な回転線とro振動線、およびro振動線HD、CO、およびCH+であり、それらのほとんどはPDRに向けて初めて検出されました。それらの空間分布は、ホイヘンス領域のHとHeのイオン化構造を解明し、バーの形状についての洞察を与え、PDRの大規模な層別化を裏付けます。我々は、OriCとCIからのIR線からの距離に応じて典型的なサイズが減少する多数の小規模な構造を観察し、放射再結合とカスケードのみから生じている場合、ガスの温度が非常に高いことを明らかにし、その深部にある小規模の高密度塊の高温の照射表面と一致します。PDR。H2ラインは、異なる特性を示す複数の顕著なフィラメントを明らかにします。これは、主に原子の表面領域から深部の二酸化炭素に富む分子ゾーンへの「階段状」の遷移の印象を残します。この研究は、若い星からの放射線がその出生に及ぼす影響についての理解をさらに進めるために、JWSTによって作成された発見空間を紹介します。分子雲と原始惑星系円盤。星や惑星の形成、銀河の進化にも触れます。
消滅する銀河: JWST の明るい銀河、HST の暗い銀河、星形成銀河の選択の方向依存性
| Title |
Disappearing_galaxies:_the_orientation_dependence_of_JWST-bright,_HST-dark,_star-forming_galaxy_selection |
| Authors |
R._K._Cochrane,_D._Angl\'es-Alc\'azar,_F._Cullen,_and_C._C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08829 |
深部光学NIRイメージングでは見えないが、より長い波長で検出される銀河は、最近のいくつかの観測研究の焦点となっており、これらの銀河はかなりの欠落集団を構成しており、$z\gtrsim4$での宇宙の星形成速度密度を支配している可能性さえあると推測されている。。HSTによって探査される最長波長でのJWSTで現在達成可能な深さと、より長い波長での変革的な分解能が相まって、HSTでは見えなかった光源(しばしば「HST暗い」銀河として知られる)の詳細な空間分解能の特性評価がすでに可能になっています。しかし、これまで、比較できる理論的な研究はほとんどありませんでした。我々は、フィードバック・イン・リアル環境（FIRE）プロジェクトからの高解像度銀河を使用し、放射伝達を使用して前方モデル化された複数の視線に沿った多波長画像を使用して、この集団に関する最初のシミュレーションベースの研究を発表します。一般的に使用される選択基準($H_{\rm{AB}}>27\、\rm{mag}$および$H_{\rm{AB}}-\rm{F444W)を満たすモデル化されたソースの母集団を自然に復元します。}>2.3ドル）。これらのシミュレートされたHST暗黒銀河は、高い赤方偏移($z=4-7$)にあり、塵の減衰が高く($A_{V}=2-4$)、最近のコンパクトな星形成($R_{1)を示しています。/2,\,\rm{4.4\,\mu\rm{m}}}\lesssim1\,\rm{kpc}$)。方向は非常に重要です。HSTの暗い視界を持つ17個のシミュレーションされた銀河スナップショットのうち、1つを除くすべてで、基準を満たさない他の視界が存在します。この結果は、観測と、半解析モデルや粗く分解された流体力学シミュレーションなど、詳細なスターダストの幾何学形状を分解しないモデルとの比較に重要な意味を持ちます。重要なことに、我々は、HSTダーク光源が予期せぬものや風変わりな集団ではなく、特定の視線に沿って観察された高赤方偏移で高度に塵が減衰した光源のサブセットであることを実証します。
M81* で中程度の X 線フレアに関連する約 0.1c のラジオノットを検出
| Title |
Detection_of_a_~_0.1c_radio_knot_in_M81*_associated_with_a_moderate_X-ray_flare |
| Authors |
Xuezheng_Wang,_Wu_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Zhen_Yan,_Ya-Ping_Li,_Ivan_Mart\'i-Vidal,_and_Roman_Gold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08902 |
最も近い低光度の活動銀河核M81*の8.8、22、44GHzの多重周波数での非常に長いベースライン干渉観測により、異常に低い見かけの速度$\sim$0.1cを持つ明るい離散結び目が検出されました。2～10keVでのX線データの最新のモニタリングと組み合わせると、コットがコア領域から発射されたときに中程度のX線フレアが発生したことが示されます。私たちの観察結果を説明するために、結び目の考えられる3つの起源が提案されています。それらはそれぞれ、一時的なジェット噴出、低速衝撃波、および連星系における二次ブラックホールの可能性です。今後の集中的な多波長モニタリングは、離散的な結び目と中心のブラックホールをよりよく理解するのに役立つ可能性があります。
フィールド超拡散銀河のダイナミックな系譜
超拡散銀河(UDG)は、他の低光度銀河と形態学的類似性を示し、進化的なつながりの可能性を示しています。我々は、他の低光度場銀河、すなわち低表面輝度銀河(LSB)や矮小不規則銀河(dIrrs)との場UDGの共通の力学的起源を調査します。(i)LSBとdIrrのそれぞれについて、(i)中心恒星の表面密度と指数関数的恒星円盤のスケール長、(ii)恒星と原子状水素の質量、(iii)恒星と動的質量の間のスケーリング関係を取得し、それらにUDGのデータを重ね合わせる、UDGはdirrsとかなり似て進化することに注目します。次に、これらの銀河の分布関数に基づいた星動力学モデルを構築します。モデル化された半径方向と垂直方向の速度分散比、および回転速度と全恒星速度の分散比の比較も、UDGとdIrrの星の運動学が類似していることを示しています。最後に、主成分分析を実行して、それぞれの銀河集団の構造と運動学的データの分散を説明する主要なパラメーターを特定しました。総HI質量がUDGとdirrの分散を主に制御しているのに対し、LSBでは半径方向と垂直方向の速度分散の比が同様に支配していることが観察されます。したがって、フィールドUDGとdIrrはおそらく共通の動的系統を共有していると結論付けます。
将来の中国宇宙ステーション望遠鏡による窒素に富む金属に乏しい野星の同定について
| Title |
On_the_identification_of_N-rich_metal-poor_field_stars_with_future_China_space_station_telescope |
| Authors |
Jiajun_Zhang,_Baitian_Tang,_Jiang_Chang,_Xiangxiang_Xue,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Chengyuan_Li,_Long_Wang,_Hao_Tian,_Yang_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08936 |
球状星団(GC)の長期的な進化の間に、メンバー星の一部がフィールドに失われます。最近発見された窒素に富んだ（N-rich）金属に乏しい野星は、これらのGC逃亡者の有望な候補である。なぜなら、N増強はGC内の化学的に増強された個体群の指紋であるからである。この研究では、今後の中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)を使用して、Nに富む金属に乏しい野星を識別する可能性について議論します。NUV、u、g、r、i、z、yフィルターと解像度約200のスリットレス分光器を備えたメインの調査カメラに焦点を当てます。UV感度の高い機器とUVバンド内の顕著なN関連分子ラインの組み合わせは良い兆候です。識別のために：uバンド測光の情報を使用せずに金属量を推定できれば、（u-g）対（g-r）の色-色図はNに富むフィールド星と通常のハロー星を分離することができます。さらに、合成スペクトルは、信号対雑音比10がN-rich野星を識別するのに十分であることを示しています。近い将来、CSSTによって発見されたNに富む野星の大規模なサンプルと、最先端のN体シミュレーションとの組み合わせが、GCと銀河の共進化を解読するために重要になるでしょう。
uGMRT を使用した PG BL Lac の Kpc スケール電波偏波研究
| Title |
A_Kpc-scale_Radio_Polarization_Study_of_PG_BL_Lacs_with_the_uGMRT |
| Authors |
Janhavi_Baghel,_P._Kharb,_T._Hovatta,_S._Gulati,_E._Lindfors,_Silpa_S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08989 |
ここでは、パロマーグリーン(PG)の「ブレザー」サンプルに属する8個のBL~Lac天体のuGMRTバンド4(~650MHz)偏光画像を紹介します。ソースの大部分(約63%)では、コア-ハローの無線構造が明らかになり、偏光のほとんどは内側のコア-ジェット領域で検出されます。PG1101+385およびPG2254+075は、分極において「脊椎鞘構造」を示します。コア-ハローおよび「スパイン-シース」構造は、BL~Lacがファナロフ・ライリー(FR)I型電波銀河のポールオンビーム対応物であるという統一スキームの提案と一致しています。PG1418+546とPG0851+203(OJ287)は、FRII型電波銀河と同様の末端ホットスポットの存在を示しています。それらはまた、スペクトルのピークが低いBLLacであることも判明し、BL-Lacとクエーサーの「ブレーザーエンベロープ」シナリオを裏付けています。分極分極は、サンプルBLLacのコアでは1～13%、内部ジェット/ローブでは2～26%の範囲です。PG「ブレーザー」サンプルからのクエーサーの多様な電波形態と比較すると、BL~Lacは多様性が低いように見えます。推定される炉心の磁場構造（B-）のアーク秒（kpc-）スケールでの比較。超長基線干渉法(VLBI)ジェットの方向は優先方向を明らかにしておらず、大規模な規則的なBフィールドが存在する場合、それらは現在の観測で調査されているスケールよりも小さいスケールで存在することを示唆しています。しかし、アーク秒スケールでの偏光放出の存在は、熱プラズマとシンクロトロン放射プラズマとの混合が、内部偏光解消プロセスを介して放出を完全に偏光解消するには不十分であることを示唆しています。
IC 485:$\sim$100 Mpc の距離にある新しいディスクメーザー銀河候補。銀河核と$H_{2}O$メガメーザーのミリアーク秒分解能研究
| Title |
IC_485:a_new_candidate_disk-maser_galaxy_at_$\sim$100_Mpc_distance._Milliarcsecond_resolution_study_of_the_galaxy_nucleus_and_of_the_$H_{2}O$_megamaser |
| Authors |
E._Ladu,_A.Tarchi,_P._Castangia,_G._Surcis,_J.A._Braatz,_F._Panessa,_D._Pesce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08998 |
メーザーは、AGNの最も内側の領域で放出されているガスを調査し、降着円盤と超大質量ブラックホールの周りを周回するトーラスをマッピングするためのユニークなツールです。IC485はライナー銀河またはセイファート銀河として分類されており、明るい水メーザーが存在しますが、その性質についてはまだ議論の余地があります。実際、これは核円盤メーザー、ジェット/流出メーザー、あるいは最初の「傾斜水メーザー円盤」のいずれかである可能性があります。私たちは、メーザー放出の位置と分布をマス分解能で決定し、それをIC485の主要な核成分と関連付けることによって、メーザーの性質を調査することを目的としています。より広い文脈では、この研究はライナー銀河またはセイファート銀河の物理学と円盤/ジェットの幾何学をより深く理解するためのさらなる情報も提供する可能性があります。我々は2018年に、IC485の核領域をL、C、Kバンド（～3～0.2pcの線形スケール）でVLBAとEVNを用いて連続体およびスペクトル線モードで観察した。我々は、速度が472km/s離れた2つの水メーザー成分を検出しました。1つは核領域の系速度を中心とし、もう1つは赤方偏移した速度でした。私たちは、これらのコンポーネントの絶対位置を約0.1マスの精度で初めて測定しました。ケプラー回転のエッジオン円盤に関連するメーザーを仮定すると、推定される囲まれた質量はM_BH=1.2x10^7M_sunであり、ライナー銀河またはセイファート銀河のSMBHの予想質量と一致します。メーザー成分の線形分布と高感度GBTスペクトルとの比較は、メーザー放出の大部分がエッジオン降着円盤に関連していることを強く示唆しています。これにより、IC485は122Mpcの距離にあるディスクマスター銀河の新たな候補となります。特に、今後の無線設備（SKAやngVLAなど）のおかげで、IC485は、宇宙の未踏の領域におけるAGNの理解において重要な役割を果たすでしょう。
銀河活動、トーラス、および流出調査 (GATOS)。 III: 局所 AGN の内部氷構造の解明
| Title |
The_Galaxy_Activity,_Torus,_and_Outflow_Survey_(GATOS)._III:_Revealing_the_inner_icy_structure_in_local_AGN |
| Authors |
I._Garc\'ia-Bernete,_A._Alonso-Herrero,_D._Rigopoulou,_M._Pereira-Santaella,_T._Shimizu,_R._Davies,_F.R._Donnan,_P.,_F._Roche,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_C._Ramos_Almeida,_E._Bellocchi,_F._Combes,_A._Efstathiou,_D._Esparza-Arredondo,_S._Garc\'ia-Burillo,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_E.K.S._Hicks,_S._H\"onig,_A._Labiano,_N._A._Levenson,_E._L\'opez-Rodr\'iguez,_C._Packham,_D._Rouan,_M._Stalevski_and_M.J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09093 |
我々は、6つの局所的に不明瞭な1.9/2型活動銀河核(AGN)のサンプルのJWST/MIRIMRS分光法を使用して、それらの核の中赤外吸収バンドをX線によって追跡される核不明瞭のレベルと比較します。この研究は、局所的に隠されたAGNの秒角未満の角分解能データを使用して、広い波長範囲(4.9-28.1$\μ$m)の核中赤外吸収バンドを調査した最初の研究です。すべての核は吸収において9.7$\μ$mのケイ酸塩バンドを示します。9.7$\mu$mケイ酸塩特徴の強度をトーラスモデル予測と比較します。観察されたケイ酸塩の特徴は、一般に、塊状および滑らかなトーラスモデルによってよく説明されます。我々は、6$\mu$mの汚れた水の氷バンド(つまり、水とCOやCO$_2$などの他の分子の混合物)を秒角未満のスケール(6$\で$\sim$0.26")で検出したことを報告します。mu$m;inner$\sim$50pc)logN$_{\rmH}^{\rmX-Ray}$(cm$^{-2}$)$\sim22-25$.6$\mu$m水氷の光学深さとN$_{\rmH}^{\rmX-Ray}$の間には良い相関関係があります。この結果は次のことを示しています。水の氷の吸収は、AGNにおける核固有の遮蔽を示す信頼できる追跡子である可能性があります。遮蔽の少ないAGNにおける弱い水の氷の吸収(logN$_H^{X-ray}$(cm$^{-2}$)$\lesssim$23.0cm$^{-2}$)は、トーラスの外層で到達すると予想される高温の塵の温度($>$T$_{sub}^{H_2O}\sim$110K)に関連している可能性があります。私たちの結果は、核構造などの重要なパラメーターをより適切に制約するために、トーラスモデルにH$_2$O、脂肪族炭化水素(CH-)、より複雑なPAH分子などの分子内容を含める必要性を強調しています。カバーファクター（すなわち、核掩蔽)
星形成の初期段階: 化学ツールのテスト
星形成プロセスはISMの化学に大きな影響を与えます。現在では、ミリ波の高品質なデータベースが数多く提供されています。これらを利用することで、これまでの結果を見直し、深めた研究を行うことが可能です。これらの研究に大量のソースサンプルが含まれる場合は、分子ガスを研究するために直接ツールを使用することが好ましいです。HCN/HNC比を温度計として使用したり、H$^{13}$CO$^{+}$、HC$_{3}$N、Nを使用したりするなどのツールをテストすることを目的としています。$_{2}$H$^{+}$およびC$_{2}$Hを「化学時計」として、さまざまな進化段階にある巨大な若い恒星天体(MYSO)を表す55の源を対象とした分子線の研究を紹介します。:赤外暗雲(IRDC)、高質量原始星天体(HMPO)、高温分子コア(HMC)、および超小型HII領域(UCHII)。HCNの光学的深さは方法に影響を与える可能性のある大きな問題であるため、ISMのユニバーサル温度計としてHCN/HNC比を使用する場合は注意が必要であることがわかりました。したがって、このツールは、HCNスペクトルを注意深く分析し、主線も超微細線も吸収特徴を示さないことを確認した後にのみ使用する必要があります。H$^{13}$CO$^{+}$、HC$_{3}$N、N$_{2}$H$^{+}$、およびC$_{2}$Hは、IRDC、HMPO、およびHMC間の領域を追跡および区別するのに役立ちます。これら4つの種の分子の線幅は、IRDC段階からHMC段階にかけて増加します。これは、分子塊内で起こる星形成プロセスに関連するガス力学の結果である可能性があります。私たちの結果は、そのような化学ツールの調査に関するより多くの統計に貢献するだけでなく、ソースの大規模なサンプルの情報を取得するのに役立ちますが、他のタイプのソースの分析を通じて以前の研究を補完することもできます。
中性子星でのジェット打ち上げの首尾一貫した MHD シミュレーション - 白色矮星の合体
| Title |
Self-consistent_MHD_simulation_of_jet_launching_in_a_neutron_star_-_white_dwarf_merger |
| Authors |
J._Moran-Fraile,_F._K._Roepke,_R._Pakmor,_M._A._Aloy,_S._T._Ohlmann,_F._R._N._Schneider,_G._Leidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08623 |
白色矮星(WD)と中性子星(NS)の合体は、観測可能な電磁信号を生成する比較的一般的な出来事です。さらに、これらの恒星はコンパクトであるため、重力波(GW)天文学の興味深い候補となり、LISAやその他のミッションの周波数範囲に含まれる可能性があります。現在まで、これらの合併の3次元シミュレーションは、WDの混乱を完全にはモデル化していないか、より低い解像度を使用しており、たとえそれらが合併残存物の進化を形づくる可能性があるにもかかわらず、磁場を含んでいませんでした。この研究では、磁気流体力学的移動メッシュコード\AREPOで1.4$M_\odot$NSと1$M_\odot$炭素酸素WDの合併をシミュレートします。我々は、WDの崩壊によりNSの周囲に降着円盤が形成され、その後のNSによる降着が、軌道面に垂直な強い磁化された弱相対論的ジェットの発射を促すことを発見した。ジェットの正確な特性は、NS周囲の未解決の物理学によって変化する可能性がありますが、この現象はキロノバよりも大きな光度を持つ過渡現象を引き起こす可能性があります。高速青色光過渡現象(FBOT)と長時間のガンマ線バーストとの関連の可能性について説明します。合併中に放出されるGWの頻度は高すぎてLISAミッションでは検出できないが、LGWA、BBO、DECIGOなどのデシヘルツ天文台には適していることがわかりました。
Thorne-\.{Z}ytkow オブジェクト形成の再考: フィールド バイナリの共通エンベロープによるアセンブリ
| Title |
Rethinking_Thorne-\.{Z}ytkow_Object_Formation:_Assembly_via_Common_Envelope_in_Field_Binaries |
| Authors |
Rosa_Wallace_Everson,_Tenley_Hutchinson-Smith,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08658 |
ソーン-\.{Z}ytkow天体(T\.{Z}Os)は、中心の中性子星が星のエンベロープに電力を供給する仮想的な合体生成物で、伝統的に定常状態の配置と考えられていますが、特に動的チャネルを介してその集合体は、よく理解されていません。文献における主な焦点は、T\.{Z}Oの長期的な運命と進化に関連する観察的特徴であり、その初期形成は所与のものとして扱われることが多い。しかし、T\.{Z}Osの存在を裏付ける基礎的な計算では、非回転で球対称の初期条件が仮定されており、これは合体シナリオと矛盾します。この研究では、ツールを使用して、フィールドバイナリ前駆体を使用したT\.{Z}O形成シナリオにおける合併後のダイナミクスの意味、特に共通包絡線段階中の角運動量輸送が可能な合併生成物の制約に果たす役割を調査します。星の進化と三次元流体力学の研究。また、これらの合併に対する代替の定常状態の結果である薄エンベロープT\.{Z}Oも提案します。これらの潜在的なX線源は、一連の明るい過渡現象に続くものであり、今後の時間領域調査で興味深いものとなる可能性があります。
さまざまな強度の磁場における銀河系外電磁カスケードとカスケードガンマ線放出
超高エネルギー宇宙線によって引き起こされる銀河系外の電磁カスケードからの拡散ガンマ線放出に対する磁場の影響について議論します。宇宙の領域の電界強度はかなり異なります。おそらく、空隙では10^(-12)G以下、銀河、銀河団および銀河団内では~10^(-6)G、~10^(-7)Gです。それらの周囲にはGがあり、フィラメントには~10^(-8)-10^(-9)Gあります。空隙よりも高い磁場を有する構造は、宇宙の比較的小さな部分を占めるため、カスケード放出に弱い影響を与えます。この影響に関する知識は依然として、銀河系外磁場の大規模成分の研究やエキゾチック粒子の探索に関連している可能性がある。後者の場合、銀河系外ガンマ線背景に対するすべての成分の寄与が知られている必要があり、そのうちの1つはカスケードである。放出。磁場の効果を研究するために、約10^(-6)、10^(-9)、10^(-12)G以下の均一磁場における粒子の伝播をシミュレーションします。~10^(-9)G以下の領域では、エネルギーE<=10^17eVの拡散カスケードガンマ線のスペクトルが一致することがわかった。したがって、E<=10^17eVの銀河系外ガンマ線背景におけるカスケード放射の寄与を研究するために、EGMFの特定のモデルは必要ありません。10^(-6)Gの均一磁場の場合(非現実的と思われます)、この推論は~10^7-10^9eVのエネルギー範囲で有効です。得られた結果は、銀河系外磁場の大規模成分の研究にも使用できます。
GRB 221009A からの 10 TeV を超える非常に高エネルギーのガンマ線放出
| Title |
Very_high_energy_gamma-ray_emission_beyond_10_TeV_from_GRB_221009A |
| Authors |
Zhen_Cao,_F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D._Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_J.T._Cai,_Q._Cao,_W.Y._Cao,_Zhe_Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_A.M._Chen,_E.S._Chen,_Liang_Chen,_Lin_Chen,_Long_Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_Q.H._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_Y._Chen,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_M.Y._Cui,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D._della_Volpe,_X.Q._Dong,_K.K._Duan,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_X.T._Feng,_Y.L._Feng,_S._Gabici,_B._Gao,_C.D._Gao,_L.Q._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_W.K._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G._Giacinti,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_F.L._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_J.Y._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_B.W._Hou,_C._Hou,_X._Hou,_H.B._Hu,_Q._Hu,_S.C._Hu,_et_al._(200_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08845 |
ガンマ線バースト(GRB)からの最高エネルギーの光子は、粒子加速の物理学と銀河系外背景光(EBL)の制約に重要な意味を持ちます。今回我々は、大型高高度空気シャワー天文台（LHAASO）によって、前例のない最も明るいGRB221009Aから10TeVを超える光子が検出されたことを初めて報告する。LHAASO-KM2A検出器は、トリガー後の230$～$900秒の間に、GRB221009Aからの3TeVを超えるエネルギーを持つ140以上の光子を記録しました。ガンマ線の固有エネルギースペクトルは、EBL吸収を補正した後、最高エネルギー光子が13TeVであるべき乗則によって説明できます。このようなハードスペクトルは、クライン・仁科効果とGRB内の内部$\gamma\gamma$吸収が一般的にスペクトルの軟化を引き起こすため、数TeVを超える残光放射に対する相対論的電子のシンクロトロン自己コンプトン(SSC)シナリオに挑戦する。高いエネルギーに向かって。測定された赤方偏移がz=0.151である源からの最大13TeVの光子の観測には、スペクトルの端での異常なパイルアップを避けるために、銀河間空間でこれまで予想されていたよりも高い透明度が必要です。あるいは、ローレンツ不変性違反(LIV)などの新しい物理学を呼び出したり、超高エネルギー(VHE)信号のアクシオン起源を仮定したりすることもできます。
GRB 080710: 光学残光と赤外線残光に遅い無彩色のピークを示す、狭くて構造化されたジェット?
| Title |
GRB_080710:_a_narrow,_structured_jet_showing_a_late,_achromatic_peak_in_the_optical_and_infrared_afterglow? |
| Authors |
Kaori_Obayashi,_Ayumu_Toriyama,_Mayu_Murakoshi,_Yuri_Sato,_Shuta_J._Tanaka,_Takanori_Sakamoto,_and_Ryo_Yamazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08900 |
我々は、長いガンマ線バーストGRB080710で観察された残光放射の考えられる理論的解釈を提示します。その即時GRB放射特性は正常ですが、光学帯域と赤外帯域の残光光度曲線は2つの点で例外的です。1つは、観測されたさまざまな波長の光度曲線が同時に最大値を示し、無彩色のピーク時間(バーストトリガー後の$2.2\times10^3$秒)が典型的な現象よりも約1桁遅いことです。もう1つは、観測されたピーク前の流束の増加が、これまで理論的に予想されていたよりもゆっくりであることです。流出エネルギーの角度分布がトップハット型またはガウス型であると仮定して、相対論的ジェットからのシンクロトロン放出の観測光度曲線を計算し、観測データを説明するモデルパラメータを探索します。大きな等方性等価エネルギーを持つ狭くコリメートされたガウス形状のジェットが、観察された残光挙動を再現する最も妥当なモデルであることがわかりました。つまり、無彩色ピークへの軸外残光シナリオは起こりそうにありません。ジェットの開口角と等方性等価エネルギーの推定値は、おそらくGRB221009Aのジェットと同様ですが、GRB080710のジェットの即時ガンマ線放出効率ははるかに小さいです。私たちの結果は、GRBジェットの特性がこれまで考えられていたよりも多様であることを示しています。
共通エンベロープジェット超新星におけるランタニドを超えた堅牢なrプロセス元素合成
| Title |
Robust_r-process_Nucleosynthesis_Beyond_Lanthanides_in_the_Common_Envelop_Jet_Supernovae |
| Authors |
Shilun_Jin_and_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08907 |
共通包絡線ジェット超新星(CEJSN)r過程シナリオは、過去10年間にr過程元素合成サイトとして提案されてきました。共通のエンベロープ進化で赤色超巨星の中心の内側に螺旋を描く中性子星によって発射されたジェットは、急速な中性子捕獲プロセスを通じて鉄より重い元素の形成に適切な条件を提供します。今回の研究では、比較的寿命の長いジェットの密度プロファイルから生じるrプロセス存在量パターンを初めて明らかにした。結果は、CEJSNrプロセスシナリオが現在のrプロセスシナリオの中でランタニドに対する3番目のrプロセスピーク元素の比率が最も大きく、さらに1回のイベントでかなりの量のランタニドを形成できることを示しています。ランタニドに対する第3ピーク元素の比率を、観測された多数のr増強金属欠乏星やその他のr過程シナリオと比較すると、第3ピーク元素の質量が高いと、ランタニドの割合が高いことと逆相関があることが示唆されます。、観察と理論の両方で。CEJSNのr過程シナリオは、他のr過程シナリオでは問題が発生する、いくつかの特定のr増強金属欠乏星の観測的特徴を再現するため、この結論において重要な役割を果たします。非常に重い元素が形成されるため、CEJSNは宇宙クロノメーターによって最もアクチニドが増加した星の年齢に関する信頼できる推定も提供します。
ジェットの構造やダイナミクスに依存しないガンマ線バースト残光光度曲線と重心運動のスケーリング関係
| Title |
Scaling_relations_for_gamma-ray_burst_afterglow_light_curves_and_centroid_motion_independent_of_jet_structure_and_dynamics |
| Authors |
Hendrik_van_Eerten,_Geoffrey_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08952 |
ガンマ線バースト残光力学およびシンクロトロンスペクトルのモデルは、流体力学のスケールフリーの性質とシンクロトロンスペクトルのべき乗則形状により、さまざまなスケール不変性を示すことが知られています。中性子星合体(GW170817)からの重力波の検出に直接関係するガンマ線バーストと残光の観測以来、初期流出幾何学における横方向エネルギー構造を含む軸外ジェットモデルが注目を集めてきました。ここでは、スケール不変性が任意のジェット構造と動的段階にどのように引き継がれるかを示します。任意の光曲線の傾きとジェット構造の残光束表現を提供し、これらを使用して残光観測の物理的影響を迅速に評価する方法を示します。後期のディープニュートン残光段階がスケール不変のままであるが、明確なスペクトルスケーリング領域を追加する様子を示します。最後に、与えられたジェット構造に対して、爆発エネルギーや外周密度とは独立した方法で、観察者の角度に対する重心オフセット(非常に大きなベースライン干渉法を使用して測定できる)の普遍的な曲線を構築できることを示します。私たちの結果は、超新星残骸、キロノバ残光、ソフトガンマリピーターフレアなど、外部媒体でのエネルギー放出を特徴とするあらゆるシンクロトロン過渡現象に当てはまります。
5 つの繰り返し FRB における短いタイムスケールの周期性の徹底的な探索
| Title |
A_Thorough_Search_for_Short_Timescale_Periodicity_in_Five_Repeating_FRBs |
| Authors |
Chen_Du,_Yong-Feng_Huang,_Zhi-Bin_Zhang,_Alexander_Rodin,_Viktoriya_Fedorova,_Abdusattar_Kurban,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08971 |
高速無線バースト(FRB)は、通常、銀河系外の距離で発生するミリ秒持続の明るい無線過渡現象です。FRB20200428と銀河マグネターSGRJ1935+2154の関連性は、それらが中性子星から発生した可能性があることを強く示しており、必然的に、マグネターの回転に関連する周期性が繰り返しFRBの活動に存在するはずであるという期待につながります。しかし、これまでの研究では、そのような推測を裏付ける兆候は見つかりませんでした。ここでは、5つの最もアクティブな繰り返しソース、つまりFRB20121102A、20180916B、20190520B、20200120E、および20201124Aの短いタイムスケールの周期性を徹底的に検索します。位相折りたたみアルゴリズム、Schusterピリオドグラム、Lomb-Scargleピリオドグラムを含む3つの異なる方法が使用されます。1600を超えるバーストが検出された2つの最もアクティブな中継器、つまりFRB20121102AとFRB20201124Aについては、パルス幅、ピーク磁束、フルエンス、輝度などのさまざまなバースト特性を考慮して、より詳細な周期検索が実行されます。温度。これら2つの中継器については、多数のバーストが検出された日も選択し、1日のバーストに基づいて周期性分析を実行しました。すべての調査で1ms～1000秒の周期範囲に周期性は見つかりませんでしたが、FRB20200120Eおよび20201124Aについてはタイミング精度が限られているため、1ms～10msの非常に短い周期が存在する可能性は依然として完全には排除できませんでした。現在利用可能な観測結果。このようなヌル結果がFRBの理論モデルに与える影響について議論します。
M87の回転ブラックホールにつながる歳差運動ジェットノズル
| Title |
Precessing_jet_nozzle_connecting_to_a_spinning_black_hole_in_M87 |
| Authors |
Yuzhu_Cui,_Kazuhiro_Hada,_Tomohisa_Kawashima,_Motoki_Kino,_Weikang_Lin,_Yosuke_Mizuno,_Hyunwook_Ro,_Mareki_Honma,_Kunwoo_Yi,_Jintao_Yu,_Jongho_Park,_Wu_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Evgeniya_Kravchenko,_Juan-Carlos_Algaba,_Xiaopeng_Cheng,_Ilje_Cho,_Gabriele_Giovannini,_Marcello_Giroletti,_Taehyun_Jung,_Ru-Sen_Lu,_Kotaro_Niinuma,_Junghwan_Oh,_Ken_Ohsuga,_Satoko_Sawada-Satoh,_Bong_Won_Sohn,_Hiroyuki_R._Takahashi,_Mieko_Takamura,_Fumie_Tazaki,_Sascha_Trippe,_Kiyoaki_Wajima,_Kazunori_Akiyama,_Tao_An,_Keiichi_Asada,_Salvatore_Buttaccio,_Do-Young_Byun,_Lang_Cui,_Yoshiaki_Hagiwara,_Tomoya_Hirota,_Jeffrey_Hodgson,_Noriyuki_Kawaguchi,_Jae-Young_Kim,_Sang-Sung_Lee,_Jee_Won_Lee,_Jeong_Ae_Lee,_Giuseppe_Maccaferri,_Andrea_Melis,_Alexey_Melnikov,_Carlo_Migoni,_Se-Jin_Oh,_Koichiro_Sugiyama,_Xuezheng_Wang,_Yingkang_Zhang,_Zhong_Chen,_Ju-Yeon_Hwang,_Dong-Kyu_Jung,_Hyo-Ryoung_Kim,_Jeong-Sook_Kim,_Hideyuki_Kobayashi,_Bin_Li,_Guanghui_Li,_Xiaofei_Li,_Zhiyong_Liu,_Qinghui_Liu,_Xiang_Liu,_Chung-Sik_Oh,_Tomoaki_Oyama,_Duk-Gyoo_Roh,_Jinqing_Wang,_Na_Wang,_Shiqiang_Wang,_Bo_Xia,_Hao_Yan,_Jae-Hwan_Yeom,_Yoshinori_Yonekura,_Jianping_Yuan,_Hua_Zhang,_Rongbing_Zhao,_Weiye_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09015 |
近くにある電波銀河M87は、中心の超大質量ブラックホールと相対論的ジェットとの関係を探るユニークな機会を提供します。M87の内部領域に関するこれまでの研究では、ブラックホールの近くで発生するジェットの広い開口角が明らかになりました。イベントホライズンテレスコープは中央電波源を解明し、一般相対性理論の予想と一致する非対称のリング構造を発見しました。17年間の観測をベースラインとして、ジェットの横方向の位置に変化があり、これはおそらく8年から10年の準周期性から生じたものと考えられます。ただし、この横方向の変化の起源は不明のままです。今回我々は、ジェットの位置角度の変動に約11年の周期があることを示唆する、22年間にわたる電波観測の分析を報告する。私たちは、位置のずれた降着円盤のレンズ・サーリング歳差運動を引き起こす回転ブラックホールを見ていると推測します。同様のジェット歳差運動は、他の活動銀河核でも一般的に発生する可能性がありますが、変動の大きさが小さく、周期が長いため、検出するのは困難でした。
HAWC データによる TeV エネルギーでの銀河ガンマ線拡散放射
| Title |
Galactic_Gamma-Ray_Diffuse_Emission_at_TeV_energies_with_HAWC_Data |
| Authors |
R._Alfaro_(1),_C._Alvarez_(2),_J.C._Arteaga-Velazquez_(3),_K.P._Arunbabu_(4),_D._Avila_Rojas_(1),_R._Babu_(5),_V._Baghmanyan_(6),_E._Belmont-Moreno_(1),_C._Brisbois_(7),_K.S._Caballero-Mora_(2),_T._Capistran_(8),_A._Carraminana_(9),_S._Casanova_(6_and_10),_O._Chaparro-Amaro_(11),_U._Cotti_(3),_J._Cotzomi_(12),_S._Coutino_de_Leon_(13),_E._De_la_Fuente_(14),_R._Diaz_Hernandez_(9),_M.A._DuVernois_(13),_M._Durocher_(15),_J.C._D{\i}az-Velez_(14),_K._Engel_(7),_C._Espinoza_(1),_K.L._Fan_(7),_N._Fraija_(8),_A._Galvan-Gamez_(8),_J.A._Garc{\i}a-Gonzalez_(16),_F._Garfias_(8),_M.M._Gonzalez_(8),_J.A._Goodman_(7),_S._Hernandez_(1),_B._Hona_(17),_D._Huang_(5),_F._Hueyotl-Zahuantitla_(2),_T.B._Humensky_(7),_A._Iriarte_(8),_V._Joshi_(18),_S._Kaufmann_(19),_D._Kieda_(17),_G.J._Kunde_(15),_A._Lara_(20),_H._Leon_Vargas_(1),_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09117 |
銀河ガンマ線拡散放出(GDE)は、宇宙線(CR)、超相対論的な陽子および電子によって放出され、星間物質内のガスおよび電磁放射場と相互作用します。ここでは、高高度水域チェレンコフ(HAWC)で収集されたデータを使用して、経度$l\in[43^\circ,73^\circ]$の範囲にわたる銀河面の領域からのTeV拡散放射の解析を紹介します。)検出器。TeV拡散放射のスペクトル、経度、緯度分布が示されています。放射線スペクトルは、観察されたCRの「指数」と同様の「指数」を持つCR集団から生じる放射のスペクトルと一致します。\texttt{DRAGON}\textit{ベースモデル}と比較すると、HAWCGDEフラックスは約2倍高くなります。パルサー風星雲やTeVハローなどの未解決の発生源は、過剰放出を説明できる可能性があります。最後に、局所的に測定されたCRフラックスからの銀河のCRフラックスの偏差も、予測された拡散フラックスと測定された拡散フラックスの差を説明する可能性があります。
JWST MIRI/MRS による低照度 Ia 型超新星の観測とスペクトルモデル 2022xkq
| Title |
JWST_MIRI/MRS_Observations_and_Spectral_Models_of_the_Under-luminous_Type_Ia_Supernova_2022xkq |
| Authors |
J._M._DerKacy,_C._Ashall,_P._Hoeflich,_E._Baron,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee,_J._Andrews,_D._Baade,_E._F_Balangan,_K._A._Bostroem,_P._J._Brown,_C._R._Burns,_A._Burrow,_A._Cikota,_T._de_Jaeger,_A._Do,_Y._Dong,_I._Dominguez,_O._Fox,_L._Galbany,_E._T._Hoang,_E._Y._Hsiao,_D._Janzen,_J._E._Jencson,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_J._Lu,_M._Lundquist,_T._B._Mera_Evans,_J._R._Maund,_P._Mazzali,_K._Medler,_N._E._Meza_Retamal,_N._Morrell,_F._Patat,_J._Pearson,_M._M._Phillips,_M._Shrestha,_S._Stangl,_C._P._Stevens,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_C._M._Telesco,_M._A._Tucker,_S._Valenti,_L._Wang,_and_Y._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09153 |
我々は、低光度のIa型超新星(SNIa)2022xkqのJWST中間赤外スペクトルを提示します。このスペクトルは、爆発から約130日後に中赤外装置(MIRI)の中解像度分光計を使用して取得されました。SNIa観測で14$\mu$mを超える最初のMIR線を特定した。また、安定したNiの孤立した発光、[TiII]の強力なブレンド、[Ar]と[Co]の両方における一価イオン種と二重イオン化種の比率が大きいなど、低照度のSNeIaに特有の明確な特徴も見つかりました。同様の位相での通常の光度のSNeIaスペクトルとの比較では、[CoIII]11.888$\μ$m特徴の幅とSN光度曲線の形状の間に暫定的な傾向が示されています。非LTE多次元放射水力シミュレーションと観測された電子捕獲要素を使用して、爆発する白色矮星の質量を制限します。最も適合したモデルは、SN2022xkqが、高中心密度($\rho_{c}\geq2.0\times10^{9}$)のチャンドラセカール付近の質量WDの中心を外れた遅延爆発爆発と一致していることを示しています。gcm$^{-3}$)は赤道上にあり、M($^{58}$Ni)$\geq0.06$M$_{\odot}$が生成されました。観察されたさまざまな種の線幅は、全体的な存在量分布と一致しています。そして、細くて安定したNiの線は、中央領域での混合がほとんどまたはまったくないことを示しており、亜音速カーボン燃焼の中央点火と、それに続く単一点から始まるオフセンターDDTが有利になります。後の時代の観察では、CrやMnを含む追加の種の存在が明らかになり、物理学がさらに制約される可能性があります。私たちの研究は、MIRIの完全なカバー範囲を詳細なモデリングと組み合わせて使用し、これまで不可能だったレベルでSNeIaの物理学を解明する能力を実証しています。
UCIRC2による赤外線クラウドモニタリング
超圧力気球による極限宇宙宇宙観測所(EUSO-SPB2)の第2世代は、1EeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線(UHECR)と1PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギーニュートリノを探索する気球装置です。EUSO-SPB2は2つの望遠鏡で構成されています。1つはUHECRの検出用に下向きに向けられた蛍光望遠鏡で、もう1つはニュートリノ源のタウ崩壊（四肢直下）と宇宙線によって生成されるPeVスケールのシャワーの検出用に四肢に向けられたチェレンコフ望遠鏡です。(手足のすぐ上)。これらの望遠鏡、特に蛍光望遠鏡の視野内の雲により、EUSO-SPB2の幾何学的な開口部が減少します。したがって、蛍光望遠鏡の視野内の雲の範囲と雲の上の高度は、データ取得全体を通じて監視する必要があります。シカゴ大学赤外線カメラ(UCIRC2)は、10$\mu$mと12$\mu$mを中心とする2台の赤外線カメラを使用してこれらの雲を監視しました。UCIRC2は、雲の熱放出ピークにわたる波長で画像をキャプチャすることにより、雲の色温度を測定し、したがって雲頂高度を測定しました。この寄稿では、UCIRC2の構造とパフォーマンスに関する最新情報を含め、UCIRC2の概要を説明します。フライトの最初の結果も表示します。
軌道上での性能評価のための宇宙レーザーの地上観測
| Title |
Ground_observations_of_a_space_laser_for_the_assessment_of_its_in-orbit_performance |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration,_O._Lux,_I._Krisch,_O._Reitebuch,_D._Huber,_D._Wernham,_T._Parrinello:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_Anukriti,_L._Apollonio,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_et_al._(325_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08616 |
欧州宇宙機関の風力探査機アイオロスは、地球観測における画期的な成果でした。2018年から2023年にかけて、アイオロス衛星に搭載された宇宙搭載LIDAR計器ALADINは、全球をカバーする大気の風プロファイルを測定し、数値天気予報の精度向上に貢献しました。しかし、風観測の精度は、大気後方散乱信号の漸進的な損失により、ミッションの過程で低下しました。根本原因の分析は、アルゼンチンのピエール・オージェ天文台によって支援されました。その蛍光検出器は、宇宙の機器から放出された紫外線レーザーパルスを記録し、それによって2019年の数日間の機器の出口におけるレーザーエネルギーの推定値を提供しました。2020年と2021年。レーザービームの再構成により、Aeolusの性能を独立して評価できるだけでなく、単一パルスレベルでのレーザービームの地上軌跡の決定の精度の向上にも役立ちました。この論文で発表された結果は、地上の望遠鏡による宇宙レーザーの監視の前例となり、宇宙線観測所の校正に新たな可能性を切り開きました。
SAGUARO: 4 回目以降の重力波観測のための時間領域インフラストラクチャ
| Title |
SAGUARO:_Time-domain_Infrastructure_for_the_Fourth_Gravitational-wave_Observing_Run_and_Beyond |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_Kerry_Paterson,_Jillian_C._Rastinejad,_Manisha_Shrestha,_Philip_N._Daly,_Michael_J._Lundquist,_David_J._Sand,_Wen-fai_Fong,_K._Azalee_Bostroem,_Saarah_Hall,_Samuel_D._Wyatt,_Alex_R._Gibbs,_Eric_Christensen,_William_Lindstrom,_Jonathan_Nation,_Joseph_Chatelain,_and_Curtis_McCully |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08624 |
LIGO、Virgo、KAGRAの4回目の重力波(GW)観測実行(O4)中に、アリゾナ天文台(SAGUARO)を使用した重力波後の探索のためのアップグレードされたインフラストラクチャを紹介します。これらのアップグレードは、前回の観測実行中に発見されたGWの潜在的な電磁対応物の包括的な分析の後に学んだ教訓の多くを実装しています。私たちは、空の調査を調整し、潜在的な対応者を精査し、1つの集中ポータルから追跡観測を開始できるようにする、新しいWebベースの目標および観測マネージャー(TOM)を開発しました。TOMには、光度曲線とターゲットの可能性のある主銀河に関するすべての公開情報を集約するソフトウェアが含まれており、活動銀河核、変光星、太陽系天体、既存の超新星などの潜在的な汚染物質を除外したり、評価したりすることができます。考えられる対応物の実行可能性。また、より深い参照画像を組み立て、新しいニューラルネットワークベースの本物の偽分類器をトレーニングすることにより、画像減算パイプラインもアップグレードしました。これらのインフラストラクチャのアップグレードは、GWフォローアップコミュニティへの観察、発見、分析の迅速な報告を可能にすることで調整を支援し、SAGUAROをO4の残りの部分およびそれ以降でキロノバを発見する上で有利な立場に置きます。私たちのオープンソースソフトウェアスタックの多くの要素は、マルチメッセンジャー天文学を超えて幅広い用途があり、ベラC.ルービン天文台による一時的な発見の「ビッグデータ」時代に特に関連性があります。
近くの高電波 AGN Pictor の急速な光学的変動 A: TESS を使用した AGN サイエンスのための Quaver パイプラインの紹介
| Title |
The_Rapid_Optical_Variability_of_the_Nearby_Radio-Loud_AGN_Pictor_A:_Introducing_the_Quaver_Pipeline_for_AGN_Science_with_TESS |
| Authors |
Krista_Lynne_Smith_and_Lia_Satori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08631 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)のサンプリング戦略により、TESSの光度曲線は、AGNの高ケイデンスの光学変動を調査するのに非常に価値があります。ただし、TESS機器は主に系外惑星科学用に設計されているため、衛星を他の用途に使用するにはデータを慎重に扱う必要があります。この論文では、確率的変動を示す広範囲の微光源のTESSライトカーブを抽出するために特別に設計された新しいソフトウェアツールQuaverを紹介します。次に、この新しいツールを使用して、近くにある大音量のAGNPictorAの光曲線を抽出し、その高リズムの光学変動の時間スペクトル分析とパワースペクトル分析を実行します。得られた光度曲線は、減衰ランダムウォーク(DRW)モデルによく適合しており、確率的AGN変動とフレア挙動の両方を示しています。DRW特性のタイムスケールは、より静かな期間では$\tau_{\rmDRW}\sim3-6$日、強いフレアが発生している期間では、フレア自体が発生している場合でも$\tau_{\rmDRW}\sim0.8$日になります。DRWフィットからマスクされます。観測された時間スケールは、ピククターAの低質量ブラックホールに対して予想される力学、軌道、熱の時間スケールと一致しています。
PyMsOfa: 基本天文学標準 (SOFA) サービス用の Python パッケージ
| Title |
PyMsOfa:_A_Python_Package_for_the_Standards_of_Fundamental_Astronomy_(SOFA)_Service |
| Authors |
Jianghui_Ji,_Dongjie_Tan,_Chunhui_Bao,_Xiumin_Huang,_Shoucun_Hu,_Yao_Dong,_Su_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08673 |
StandardsofFundamentalAstronomy(SOFA)は、国際天文学連合(IAU)が提供する天文計算用のアルゴリズムとソフトウェアを提供するサービスで、それぞれFORTRAN77とANSICの2つのバージョンでリリースされています。この作業では、SOFAサービス用のPythonパッケージPyMsOfaを3つの方法で実装します:(1)Pythonの外部関数ライブラリ(ctypes)に基づくPythonラッパーパッケージ、(2)Pythonの外部関数インターフェイスを備えたPythonラッパーパッケージCコード(cffi)の呼び出し、および(3)SOFAサブルーチンから純粋なPythonコードで直接記述されたPythonパッケージ。PyMsOfaパッケージには、オリジナルのSOFAルーチンの247個の関数が完全に実装されています。さらに、PyMsOfaも広範囲に調査されており、元のSOFAで示されているテスト例と正確に一致しています。このPythonパッケージは、ClosebyHabitableExoplanetSurvey(CHES)ミッション(Jietal.2022)の居住可能惑星の天文検出だけでなく、天文計算に関連するブラックホールや暗黒物質のフロンティアテーマにも適しています。他の分野。ソースコードはhttps://github.com/CHES2023/PyMsOfaから入手できます。
ニッケル望遠鏡の大気プロファイラーとしての SHIMM
補償光学(AO)の残差からのスペックルにより系外惑星の識別が困難になる可能性があるため、最適な大気条件はハイコントラストイメージング(HCI)による系外惑星の検出に有益です。AOシステムは画像の品質を大幅に向上させますが、大気状態のリアルタイム推定値にアクセスできることは、天文学者が系外惑星の探索で望遠鏡の時間をより効率的に使用できるようになり、データ削減プロセスにも役立つ可能性があります。シャック・ハルトマン画像運動モニター(SHIMM)は、シャック・ハルトマン波面センサーを利用して単一星のスポット画像を作成し、フリードパラメーター($r_0$)、$C_nなどの重要な大気パラメーターを再構成する大気プロファイラーです。^2$プロファイルとコヒーレンス時間。そのシンプルさにより、SHIMMを望遠鏡で直接使用して、観察中にその場で測定を行うことができます。私たちは、リック天文台にある1メートルのニッケル望遠鏡用のニッケル-SHIMM設計の実装を紹介します。上空でのテストを開始する際に、望遠鏡の開口部全体に伝播する乱流のHCIPyシミュレーションを利用して、SHIMMデータ削減パイプラインを検証します。また、シェーン望遠鏡のAOシステムからの上空データを使用して分析をさらに検証し、シミュレーションとデータ削減パイプラインの両方が、リック天文台のフリードパラメーターについて以前に決定された結果と一致していることがわかりました。最後に、Nickel-SHIMMの試運転による最初の明るい結果を紹介します。
MORFEO は最終設計段階に入る
| Title |
MORFEO_enters_final_design_phase |
| Authors |
Lorenzo_Busoni,_Guido_Agapito,_Alessandro_Ballone,_Alfio_Puglisi,_Alexander_Goncharov,_Amedeo_Petrella,_Amico_Di_Cianno,_Andrea_Balestra,_Andrea_Baruffolo,_Andrea_Bianco,_Andrea_Di_Dato,_Angelo_Valentini,_Benedetta_Di_Francesco,_Benoit_Sassolas,_Bernardo_Salasnich,_Carmelo_Arcidiacono,_Cedric_Plantet,_Christian_Eredia,_Daniela_Fantinel,_Danilo_Selvestrel,_Deborah_Malone,_Demetrio_Magrin,_Domenico_D'Auria,_Edoardo_Redaelli,_Elena_Carolo,_Elia_Costa,_Elisa_Portaluri,_Enrico_Cascone,_Enrico_Giro,_Federico_Battaini,_Francesca_Annibali,_Fulvio_Laudisio,_Gabriele_Rodeghiero,_Gabriele_Umbriaco,_Gael_Chauvin,_Gianluca_Di_Rico,_Giorgio_Pariani,_Giulia_Carl\`a,_Giulio_Capasso,_Giuseppe_Cosentino,_Jean_Jacques_Correia,_Italo_Foppiani,_Ivan_Di_Antonio,_Jacopo_Farinato,_Kalyan_Kumar_Radhakrishnan,_Laurence_Gluck,_Laurent_Pinard,_Luca_Marafatto,_Marcello_Agostino_Scalera,_Marco_Gullieuszik,_Marco_Bonaglia,_Marco_Riva,_Marco_Xompero,_Maria_Bergomi,_Matteo_Aliverti,_Matteo_Genoni,_Matteo_Munari,_Mauro_Dolci,_Michel_Christophe,_Michele_Cantiello,_Mirko_Colapietro,_Nicholas_Devaney,_Nicol\`o_Azzaroli,_Paolo_Grani,_Paolo_Ciliegi,_Patrick_Rabou,_Philippe_Feautrier,_Pietro_Schipani,_Roberto_Ragazzoni,_Rosanna_Sordo,_Runa_Briguglio,_Salvatore_Lampitelli,_Salvatore_Savarese,_Simone_Benedetti,_Simone_Di_Filippo,_Simone_Esposito,_Simonetta_Chinellato,_Sylvain_Oberti,_Sylvain_Rochat,_Tommaso_Lapucci,_Ugo_Di_Giammatteo,_Vincenzo_Cianniello,_Vincenzo_De_Caprio,_Zoltan_Hubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09005 |
ELT用のMCAOシステムであるMORFEO(Multi-conjugateAdaptiveOpticsRelayForELTObservations、旧名MAORY)は、大型視野カメラMICADOに回折限界の光学品質を提供します。MORFEOは正式に予備設計審査を通過し、最終設計段階に入っています。補償光学システムの側面と次のプロジェクト段階で予想されるマイルストーンに焦点を当てて、プロジェクトの現在の状況を紹介します。
スペクトル線データを平均する方法
| Title |
Methods_for_Averaging_Spectral_Line_Data |
| Authors |
L._D._Anderson,_B._Liu,_Dana._S._Balser,_T._M._Bania,_L._M._Haffner,_Dylan_J._Linville,_Matteo_Luisi,_and_Trey_V._Wenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09076 |
理想的なスペクトル平均化方法は、科学の目標とデータに関する入手可能な情報によって異なります。平均に低品質のデータが含まれると信号対雑音比(SNR)が低下する可能性があり、最適化方法やさまざまな重み付けスキームの考慮が必要になる場合があります。ここでは、さまざまなスペクトル平均化方法を検討します。平均化時の3つの重み付けスキームの使用を調査します。信号を分散で割った重み付け(「強度ノイズ重み付け」)、分散の逆数による重み付け(「ノイズ重み付け」)、均一な重み付けです。強度-ノイズ重み付けでは、すべてのスペクトルが平均化されるとSNRが最大になりますが、ノイズと均一重み付けでは、最高のSNRを持つスペクトルの35～45%を平均すると、最高のSNR平均スペクトルが得られることがわかります。この強度カットオフを使用すると、ノイズまたは均一な重み付けを含む平均スペクトルは、強度とノイズの重み付けから作成されたスペクトルの強度の約95%になります。スペクトル平均法をGBT拡散イオン化ガス(GDIGS)水素無線再結合線(RRL)データに適用してイオン存在比y+を決定し、この方法論の将来の応用について議論します。
BIPP: 電波天文学用の Bluebild アルゴリズムの効率的な HPC 実装
| Title |
BIPP:_An_efficient_HPC_implementation_of_the_Bluebild_algorithm_for_radio_astronomy |
| Authors |
Emma_Tolley,_Simon_Frasch,_Etienne_Orliac,_Shreyam_Krishna,_Michele_Bianco,_Sepand_Kashani,_Paul_Hurley,_Matthieu_Simeoni,_and_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09200 |
Bluebildアルゴリズムは、サンプリング理論と補間演算子の理論を使用して空の強度関数の最小二乗推定を形成する、電波天文学における画像合成のための新しい技術です。無線干渉イメージング用のBluebildアルゴリズムのHPC実装、BluebildImaging++(BIPP)を紹介します。BIPPは、機能的PCAを活用して空を個別のエネルギーレベルに分解する全天球イメージャーです。このライブラリはC++、C、Pythonへのインターフェイスを備えており、シームレスなGPUアクセラレーションを念頭に置いて設計されています。私たちは、近日公開予定の平方キロメートルアレイ天文台のシミュレーション観測と、低周波アレイ(LOFAR)望遠鏡からの実際のデータに基づいて、BIPPの精度とパフォーマンスを評価します。BIPPは、w項近似を必要とせずに正確な広視野イメージングを提供し、干渉イメージングライブラリCASAおよびWSCleanと同等の実行時間を実現することがわかりました。さらに、エネルギーレベルの分解により、BIPPで生成された画像は、クリーニングを繰り返す前に、かすかな構造や拡散した構造に関する情報を明らかにすることができます。BIPPのソースコードは公開されています。
ごく初期の V1405 Cas のスペクトルは、低質量の ONeMg 白色矮星の前駆体を示しています
| Title |
Spectra_of_V1405_Cas_at_the_very_beginning_indicate_a_low-mass_ONeMg_white_dwarf_progenitor |
| Authors |
Kenta_Taguchi,_Keiichi_Maeda,_Hiroyuki_Maehara,_Akito_Tajitsu,_Masayuki_Yamanaka,_Akira_Arai,_Keisuke_Isogai,_Masaaki_Shibata,_Yusuke_Tampo,_Naoto_Kojiguchi,_Daisaku_Nogami,_Taichi_Kato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08641 |
ONeMg白色矮星(WD)の最小質量は、WDの形成と進化において重要であるにもかかわらず、解明されていません。私たちは、V1405Cas(新星カシオペア2021)の特性を研究することでこの問題に取り組みます。V1405Casは、その非常に遅い光曲線進化と最近報告された新星新星の確認の組み合わせを考慮すると外れ値です。我々は、発見後9.88、23.77、33.94、53.53、71.79、81.90時間にわたる初期段階での急速なスペクトル進化を報告する。最初のスペクトルは、高度にイオン化された種、最も顕著なのはHeIIとNIIIからの線によって特徴付けられます。これらの線は、すぐに低イオン化線、たとえばNII、SiII、OIに置き換えられます。さらに、AlII(6237\r{A})は、第2エポックで輝線として出現し始めます。輝線強度診断を実行すると、後のエポックに向けて密度と温度が急速に低下することがわかります。この挙動は、H$\alpha$、H$\beta$、HeIで見られる速度の減少と合わせて、初期新星ダイナミクスが、拡大する光球の上で拡大する火球によってかなりよく記述されていることを示しています。興味深いことに、NIIIとAlIIの強度は存在量の大幅な増加を示しており、新星分類と一致するようにONeMgWD前駆体であることを示しています。遅い光曲線進化と比較的狭い輝線から推定される低質量の性質を考えると、ONeMgWD質量の下限が$\sim$1.1$M_\odot$であると予測する恒星の進化理論に挑戦を与えることになります。。
中間中性子捕捉プロセス: IV.核モデルとパラメータの不確実性の影響
| Title |
The_intermediate_neutron_capture_process:_IV._Impact_of_nuclear_model_and_parameter_uncertainties |
| Authors |
S._Martinet,_A._Choplin,_S._Goriely,_L._Siess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08694 |
14ページ、14つの図、2つの表
SN 2023ixf の初期ボロメータ光度曲線の星周相互作用モデル
| Title |
Circumstellar_interaction_models_for_the_early_bolometric_light_curve_of_SN_2023ixf |
| Authors |
L._Martinez,_M._C._Bersten,_G._Folatelli,_M._Orellana,_K._Ertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08733 |
SNeIIは、祖先星の生涯の最後の数年間における質量減少の増加の結果として、祖先星を取り囲むCSMとの相互作用の証拠が増えていることを示しています。我々は、相互作用の兆候を示す近隣のSNIIであるSN2023ixfの前駆体の質量減少履歴の分析を提示する。UV、光学、NIRバンドをカバーする観測光束と、未観測光束の黒体外挿の統合に基づいて、SN2023ixfの初期ボロメトリー光度曲線(LC)を計算します。私たちの計算では、最大光度と温度への突然の上昇に加え、その後の低下が確認され、明らかなピークが示されています。SNIIについてこの位相を正確に推定できるのはこれが初めてであり、次のような興味深い特性を示しています。1)最大光度まで上昇する際の傾きの変化。2)$\sim$3$\times$10$^{45}$ergs$^{-1}$の最大光度を持つ非常に鋭いピーク。SN2023ixfのボロメトリックLCを使用して、文献の色に対するボロメトリック補正のキャリブレーションをテストします。さらに、利用可能なキャリブレーションの一部にSN2023ixfを組み込み、その使用を以前のエポックまで拡張します。観測されたボロメトリックLCとCSM相互作用を含むSNII爆発モデルの比較により、前駆体の質量損失率は3$\times$10$^{-3}M_{\odot}$yr$^{-1}$で12000に限定されることが示唆されています。$R_{\odot}$および風加速パラメータ$\beta$=5。このモデルは、初期のボロメトリックLC、膨張速度、スペクトル内の相互作用線の消失の時期を再現します。このモデルは、風が爆発の$\sim$80年前に発生したことを示しています。風加速の影響が考慮されていない場合、強風はSN前の最後の数か月から数年にわたって発達したはずであり、これは最後の1年間にわたる爆発前の画像で爆発が検出されなかったことと一致しない可能性があります。\sim$20年前に爆発。
分光トリプルとチャンスの調整。ウィルソン法によるSB2の疑わしい質量比の問題の解決策
| Title |
Spectroscopic_triples_and_a_chance_alignment._A_solution_for_a_problem_of_suspicious_mass_ratios_for_SB2s_from_Wilson_method |
| Authors |
Mikhail_Kovalev_(YNAO_and_SAI),_Xuefei_Chen_(YNAO),_Zhanwen_Han_(YNAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09030 |
ウィルソン法を使用して測定した場合に極端な質量比を持つ3つの二重線の分光二元系を選択しました。私たちは中解像度の分光観測と宇宙ベースの測光を分析した結果、これらの星系はすべてSB2ではなく、三重星系であり、目に見えない成分を持つSB1と別の星が偶然一致したものであることがわかりました。したがって、一部の二重線の分光二元系についてウィルソン法によって決定された疑わしい質量比は、これらの系がより複雑であるため、正しくありません。
50分以内に消えた明るいトリプルトランジェント
| Title |
A_bright_triple_transient_that_vanished_within_50_minutes |
| Authors |
Enrique_Solano,_Geoffrey_W._Marcy,_Beatriz_Villarroel,_Stefan_Geier,_Alina_Streblyanska,_Gianluca_Lombardi,_Rudolf_E._B\"ar,_Vitaly_N._Andruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09035 |
我々は、1952年7月19日のパロマー天文台での2回の連続露光に基づいて、互いに10秒角以内にある15等以下の光学的に明るい3つの点光源について報告します(POSSI赤と青)。3つの点光源は71年間、望遠鏡の露出では検出されず、検出閾値は約21等でした。我々は、2023年4月25日と27日に、高さ10.4mのカナリアス大望遠鏡でrバンドとgバンドで2回の深部被曝を取得し、どちらもマグニチュード25.5(3シグマ)に達しました。3つの点光源は依然として消失しており、1時間以内に10等級以上暗くなったことが示唆されます。1952年に明るいとき、最も孤立した過渡光源は比較星とほぼ同じプロファイルを持ち、これは光源の角度サイズが秒角未満であり、移動による伸びを示さないことを意味します。この三重トランジェントでは、トランジェントのグループ(「複数のトランジェント」)がプレート露光内の小さな領域に現れたり消えたりする他のケースと同様の特性が観察されています。これら3つの過渡現象と以前に報告されたケースの説明は依然として不明です。前景の重力レンズと組み合わせて、1時間未満の間光学的に発光する背景の物体を含むモデルは、もっともらしいと思われます。もしそうなら、数百もの1時間未満の過渡状態を説明するには、3つの画像を生成するために、レンズの役割を果たす構造を備えた大量の巨大な物体が必要となる。
GALEXが捉えた漸近巨大枝星周囲の遠紫外放射の拡大
| Title |
Extended_far-UV_emission_surrounding_asymptotic_giant_branch_stars_as_seen_by_GALEX |
| Authors |
V._R\u{a}st\u{a}u,_M._Me\v{c}ina,_F._Kerschbaum,_H._Olofsson,_M._Maercker,_M._Drechsler,_X._Strottner,_and_L._Mulato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09056 |
目的。私たちの目標は、風と風および風と星間物質の相互作用を通じて漸近巨大分岐(AGB)星の長期的な質量減少率特性を研究することです。方法。Galex調査からの遠紫外(FUV)画像は、AGB星に関連する広範囲のUV放射を調査するために使用されます。結果。FUV放射は8つの天体に向けて発見されました。発光はさまざまな形状とサイズを表示します。相互作用領域は、多くの場合、対応する赤外線と同定されましたが、ほとんどの場合、同等の近紫外(NUV)放射は見つかりませんでした。結論。NUV発光の欠如と物体の空間速度が大きいことを考慮すると、FUV発光は衝撃励起された分子状水素に起因すると考えられ、赤外線などで観察するには弱すぎる古い構造を追跡することが可能になります。。
低質量および中質量の二元系におけるアルミニウム 26 の生産
| Title |
Aluminium-26_production_in_low-_and_intermediate-mass_binary_systems |
| Authors |
Zara_Osborn,_Amanda_I._Karakas,_Alex_J._Kemp,_Robert_G._Izzard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09060 |
アルミニウム26は放射性同位体であり、漸近巨大分岐(AGB)星内で主に高温底燃焼によって合成できます。AGB星内での$^{26}$Al生成を調べる研究は通常、単一星に焦点を当てている。しかし、観測によれば、低質量星と中質量星は一般に連星に存在する。我々は、連星集団合成コードbinary_cを使用して、個々のAGB星と低/中質量恒星集団内の太陽金属度における$^{26}$Al収量に対する連星進化の影響を調査します。$^{26}$Alの過剰生成を最も多く達成する重要な恒星の構造条件は、星が総質量に比べて小さな核を持つ熱パルスAGB(TP-AGB)相に入り、これらの星が異常に長い時間を過ごすことを可能にすることであることが判明した。TP-AGBと同じ質量の単星との比較。二分率が0.75の私たちの母集団は、単星のみの母集団と比較して$^{26}$Al加重母集団の収量が$25\%$増加します。ストロムロ山/モナッシュ星構造プログラムから計算された恒星モデルは、binary_cからの結果をテストし、過剰生成する星の内部構造を詳しく調べるために使用されますが、核Heの枯渇後に星の外殻が質量を増加した場合にのみ、binary_cの結果をサポートします。。核Heが枯渇する前に質量を増加した星でも$^{26}$Alが過剰に生成されますが、その程度は低くなります。$^{26}$Alを過剰生成する星のうち$55\%$は、AGB以前の天体への恒星の風降着によって包絡線質量を獲得するため、これは我々の結論に物理的な不確実性をもたらします。私たちの研究は、$^{26}$Alの生成に対する二成分の影響を考慮する必要性を強調しています。
2020年12月14日の皆既日食中の可視光コロナの直線偏光観測から得られた電子密度
| Title |
Derived_electron_densities_from_linear_polarization_observations_of_the_visible-light_corona_during_the_14_December_2020_total_solar_eclipse |
| Authors |
Liam_T._Edwards,_Kaine_A._Bunting,_Brad_Ramsey,_Matthew_Gunn,_Tomos_Fearn,_Thomas_Knight,_Gabriel_Domingo_Muro,_Huw_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09095 |
新しい機器は、2020年12月14日の皆既日食中に太陽コロナの可視光（VL）偏光輝度（$pB$）を観測するように設計されました。コロナルイメージングポラライザー(CIP)と呼ばれるこの機器は、16MPCMOS検出器、圧電回転マウント内に収容された直線偏光子、およびf-5.6、200mmDSLRレンズで構成されていました。悪天候にもかかわらず、直線偏光子の6つの異なる配向角(0\de、30\de、60\de、90\de、120\de、および150\de)。画像は空の背景の星のドリフトを使用して手動で位置合わせされ、異なる露光時間の画像は単純な信号対雑音比のカットを使用して結合されました。局所的な空の偏光と明るさも推定され、その後観測値が修正されました。Kコロナの$pB$は最小二乗フィッティングを使用して決定され、日食当日のマウナロア太陽天文台(MLSO)K-Cor$pB$観測と比較して放射計の校正が行われました。次に、$pB$データを反転して、赤道ストリーマーと極コロナホールのコロナ電子密度$n_e$を取得しました。これは、以前の研究と非常によく一致しました。$pB$の計算に使用される偏光子角度の数を変更した場合の影響についても説明されており、6つの偏光子角度すべてを使用した場合と、選択した3つの角度のみを使用した場合では、結果が$\sim$13\%まで変化することがわかります。
原始惑星系円盤の CO スノーラインの形成
| Title |
Shaping_the_CO_snowline_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
S._Gavino,_J._Kobus,_A._Dutrey,_S._Guilloteau,_S._Wolf,_J.K._J{\o}rgensen,_R._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09132 |
塵の表面温度は惑星の形成と化学進化の両方に影響を与える可能性があるため、原始惑星系円盤の塵の熱構造を特徴付けることは基本的な課題です。温度は粒子サイズを含む多くのパラメータに依存するため、粒子の温度構造を適切にモデル化することは困難な場合があります。多くの化学ディスクモデルは、通常、おそらくさまざまなサイズで構成される現実的な集団の効果を再現するように設計された、洗練された単一ダスト構造を採用しています。一般に、これはほとんどの場合に適切な近似値を表します。それにもかかわらず、これにより、異なる粒子集団間の複雑な放射相互作用が、結果として生じる塵の温度、ひいては化学に及ぼす影響が弱められます。私たちは、異なるサイズの塵粒子間の放射相互作用が、単一の塵集団では再現できず、化学的結果に重大な影響を与える可能性がある、自明ではない塵の温度構造を引き起こす可能性があることを示そうとしています。ディスクの熱構造は、モンテカルロ放射伝達コードRADMC-3Dを使用して計算されます。熱構造は、ガス粒子コードNAUTILUSを使用して後処理され、化学存在量の推移が計算されます。円盤モデルで少なくとも2つの独立した塵粒子集団を同時に使用すると、円盤の上層で遮られる星の光により複雑な温度構造が生成されることがわかりました。特に、ミクロンサイズのダスト粒子はより大きな粒子よりも暖かく、状況によっては放射状の温度上昇を示すことさえあることがわかりました。このダスト温度が粒子群間で広がると、COスノーラインが分離され、ミッドプレーンに沿って予期せぬCOガスホールが存在します。観察されたエッジオンに近いクラスI/IIディスクと結果を比較します。
今後のニュートリノ検出器による核崩壊超新星における乱流の探査について
乱流媒質を通るニュートリノの伝播は高度に非断熱的になる可能性があり、生存確率に明確な特徴をもたらします。核崩壊超新星は、ショックフロントの背後で発生する多くの流体力学的不安定性のホストとなる可能性があります。順方向衝撃と起こり得る逆方向衝撃の間のこのような不安定性は、関連する物質プロファイルに乱流を導入するカスケードを引き起こす可能性があり、それ自体がニュートリノ信号に刻印される可能性があります。この研究では、効果的な2つのフレーバーのフレームワークでニュートリノ伝播への影響を研究するために、ランダム化スキームを使用して乱流の現実的な物質プロファイルとシードを検討します。特に、順方向および逆方向の衝撃に関連するニュートリノスペクトルで当初予測されていた二重底の特徴が、乱流の存在下では完全に洗い流され、完全なフレーバーの脱分極につながる可能性があることがわかりました。また、通常のコルモゴロフ($5/3$)の逆べき乗則からの逸脱をチェックするために、今後のニュートリノ検出器(DUNEとハイパーカミオカンデ)の乱流のパワースペクトルに対する感度も研究します。これらの実験では、乱流パワースペクトルの振幅のパラメーター空間を効果的に制限できますが、スペクトル指数に対する感度はわずかしかないことがわかりました。
精度要件: 小さな質量比連星に対する最初の断熱後の項の重要性の評価
| Title |
Accuracy_Requirements:_Assessing_the_Importance_of_First_Post-Adiabatic_Terms_for_Small-Mass-Ratio_Binaries |
| Authors |
Ollie_Burke,_Gabriel_Andres_Piovano,_Niels_Warburton,_Phillip_Lynch,_Lorenzo_Speri,_Chris_Kavanagh,_Barry_Wardell,_Adam_Pound,_Leanne_Durkan,_Jeremy_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.08927 |
我々は、最先端の波形モデルを使用して、極端および中間の質量比吸気のパラメータ推定に対する断熱後（1PA）項の影響を調査します。私たちの分析は、ベイズ推論を使用して1PA波形の系統的誤差を評価する初めてのものです。1PA項を無視すると、シュヴァルツシルト時空の準円軌道の(小さな)質量比$\epsilon\gtrsim10^{-5}$に重大なバイアスが導入されることがわかりました。これは、1PA次数で再開された3PN式で軽減できます。さらに、二次スピンは他の固有パラメータと強い相関があり、$\epsilon\lesssim10^{-5}$に対して制約できないことを示します。最後に、固有パラメータと外部パラメータの両方で円周限界よりも強いバイアスが生じるため、小さな質量比領域での偏心波形体系に対処する必要性を強調します。
Barthel-Kropina 型フィンスレリアン幾何学における共形重力理論とその宇宙論的含意
| Title |
Conformal_gravitational_theories_in_the_Barthel-Kropina_type_Finslerian_geometry,_and_their_cosmological_implications |
| Authors |
Rattanasak_Hama,_Tiberiu_Harko,_Sorin_V._Sabau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09067 |
リーマン計量$\alpha$の二乗と、単一形式の$\beta$。共形対称性は物理学の多くの分野で実際に現れており、宇宙の理解において基本的な役割を果たしている可能性があります。我々は、接触バーセル・クロピナ幾何学的枠組みにおいて重力の共形理論を得る可能性を調査する。そこでは、重力は、基底空間座標とベクトル場の両方に依存する計量テンソルを備えた拡張フィンスラー型モデルによって記述される。我々は、共形因子の性質に応じて、接触幾何学における一群の共形バーセル・クロピナ理論を二次場方程式で定式化することが可能であることを示す。共形因子の性質によって、その存在により幾何学的な有効なスカラー場の出現がもたらされる。重力場方程式の原点。この理論の宇宙論的意味は、クロピナ計量の1つの形式の成分と等角因子の間の特定の関係を仮定することによって詳細に調査されます。したがって、宇宙論的進化は、スカラー場の初期条件とモデルの自由パラメータによって決定されます。理論パラメータの異なる値に対応する3つの宇宙論モデルを詳細に分析します。我々の結果は、共形バーテル・クロピナ模型が観測データの許容可能な記述を与える可能性があり、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論に代わる理論的に魅力的な選択肢を表す可能性があることを示しています。
荷電粒子の拡散係数に対する太陽風の影響
磁化プラズマを通した高エネルギー荷電粒子の輸送は、惑星間空間および天体物理学において広く普及しており、重要な物理量は高エネルギー荷電粒子の磁場に沿った空間拡散係数と磁場を横断した空間拡散係数です。この論文では、粒子輸送に対する太陽風の影響を調査します。集束方程式を使用して、太陽風の効果を考慮した場内および場外の拡散係数を取得します。さまざまな条件について、拡散に対する太陽風の影響の相対的な重要性が調査されます。高エネルギーの荷電粒子が太陽に近い場合、場に沿って拡散するには太陽風の効果を考慮する必要があることが示されています。これらの結果は、太陽付近の高エネルギーの荷電粒子輸送プロセスを研究するのに重要です。
