機械学習を使用して入射放射線場に対するガスの冷却および加熱機能の依存性を調査する
| Title |
Exploring_the_Dependence_of_Gas_Cooling_and_Heating_Functions_on_the_Incident_Radiation_Field_with_Machine_Learning |
| Authors |
David_Robinson,_Camille_Avestruz,_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09328 |
ガスの冷却と加熱の機能は銀河の形成に重要な役割を果たします。しかし、入射放射線場の存在下でこれらの関数を正確に計算するには、計算コストがかかります。これらの計算は、重要な、場合によっては不当な近似を行うという犠牲を払って、事前に計算された値の補間テーブルを使用することで大幅に高速化できます。ここでは、一般化された放射場を使用して冷却および加熱機能を近似する機械学習の能力を調査します。具体的には、機械学習アルゴリズムXGBoostを使用して、特徴として光イオン化率のさまざまな組み合わせを使用して、固定金属量での光イオン化コードCloudyで計算された冷却および加熱関数を予測します。任意の金属性における従来の内挿法との公正な比較を可能にするために、金属性における制約付き二次近似を実行します。XGBoostモデルの主成分分析(PCA)とSHapleyAdditiveexPlanation(SHAP)値の計算の両方を通じて、さまざまな光イオン化速度の相対的な重要性を考慮します。特徴の重要度情報を使用して、モデルのトレーニングで使用するレートのさまざまなサブセットを選択します。当社のXGBoostモデルは、特徴の選択に関係なく、各固定金属量で従来の補間アプローチよりも優れたパフォーマンスを発揮します。任意の金属量において、補間テーブルと比較して最大の冷却および加熱関数エラーの頻度を減らすことができます。精度向上の主なボトルネックは、金属量の依存性を正確に捕捉することにあることがわかりました。この研究は、XGBoostなどの機械学習手法が冷却機能と加熱機能の非線形挙動を捕捉できる可能性を示しています。
DESI 初期データによる z~1 における輝線銀河の適合性の解明
| Title |
Unraveling_emission_line_galaxy_conformity_at_z~1_with_DESI_early_data |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Risa_H._Wechsler,_Yunchong_Wang,_Mithi_A.C._de_los_Reyes,_Justin_Myles,_Antoine_Rocher,_Boryana_Hadzhiyska,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Axel_de_la_Macorra,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Theodore_Kisner,_Michael_Levi,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_Mehdi_Rezaie,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnel,_Hee-_Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09329 |
輝線銀河(ELG)は、高密度で強力な輝線により、z>0.8における大規模構造の優れたトレーサーとなっており、正確な赤方偏移測定が可能です。しかし、ELGの進化とELGとハローの関係についてはほとんど知られていないため、これらの情報源を使用した宇宙論推論における潜在的なモデリング体系に私たちはさらされています。この論文では、ELGの物理的な画像を提案し、さまざまな観測とシミュレーションされた銀河モデルを使用してELGとハローの接続モデリングを改善します。我々は、COSMOSデータ内のDESIによって選択されたELGを調査し、ELGが急速に星形成を行う銀河であり、大部分が乱れた形態を示していると推論し、その多くが合体駆動のスターバーストである可能性が高いことを示唆しています。我々はさらに、合体による潮汐相互作用が、中央衛星ELGペアにおける相関星形成、「適合性」と呼ばれる現象を引き起こすと仮定した。私たちは、IllustrisTNGなどの銀河モデルを使用し、DESIELG自己相関、発光赤色銀河(LRG)とのELG相互相関、ELGクラスターなどの観測を組み合わせることで、ELGとハローの関係に適合性を含める必要性を主張します。相互相関。また、UniverseMachineモデルを使用して適合性の起源を探索し、適合性とよく知られている銀河集合バイアス効果との違いを解明します。
運動量結合ダークセクターモデルによる宇宙論的緊張の緩和
| Title |
Mitigating_Cosmological_Tensions_via_Momentum-Coupled_Dark_Sector_Model |
| Authors |
Gang_Liu,_Jiaze_Gao,_Yufen_Han,_Yuhao_Mu_and_Lixin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09798 |
この論文では、宇宙論的緊張を緩和するために、初期暗黒エネルギー(EDE)と冷たい暗黒物質の間の運動量結合を調査します。EDEはハッブル張力に対処する上で有望な有効性を示していますが、大規模な構造張力を悪化させます。我々は、EDEモデルによってもたらされる大規模な構造張力を緩和するために、EDEと冷たい暗黒物質の間の相互作用を考慮し、それらの間に純粋な運動量交換を導入します。この結合モデルはEDEモデルと一致しており、ハッブル張力を解決できる$H_0$のより高い値が得られることがわかりました。さらに、新モデルは構造成長を抑制する効果を発揮し、大規模構造張力の緩和に貢献します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を利用し、さまざまな宇宙論データを組み込むことにより、結合モデルは$H_0$の最適値を$72.23$km/s/Mpcに、$S_8$の最適値を0.8192に制約します。$\Lambda$CDMモデルと比較すると、新しいモデルは大規模な構造張力を完全には解決していません。ただし、EDEモデルから得られた$S_8$の最適値0.8316とは対照的に、新しいモデルはEDEモデルの悪影響を軽減します。
遅い時間のデータは、再結合時により小さなサウンドホライズンを必要とします
ハッブル定数の問題は、LambdaCDMモデルを仮定した宇宙マイクロ波背景放射の観測からのハッブル定数の値が直接測定からの値と一致しないことです。この問題は、LambdaCDMモデルを超えたいくつかの新しい物理学を示唆しています。一般に、調整には2つの方法があります。1つは再結合時のサウンドホライズンの値を小さくすること、もう1つは再結合後の宇宙の拡張方法を変更することです。このレターでは、2つの典型的な現象学的ダークエネルギーモデルと、BOSSおよびeBOSSの共同研究による超新星観測および銀河調査のパンテオンカタログによって提供される距離と赤方偏移の関係を比較することにより、後者の可能性を検討します。これらの現象学的ダークエネルギーモデルは、LambdaCDMモデルよりも全体的に観測によく適合しますが、宇宙マイクロ波背景観測によって定義されるLambdaCDMモデルとほぼ同じレベルであるため、距離と赤方偏移の関係によって非常に不利になります。距離と赤方偏移の関係は、再結合時のサウンドホライズンのより小さな値を実現するいくつかの新しい物理学を強く示唆しています。
| Title |
Constraining_Ultralight_Axions_with_CSST_Weak_Gravitational_Lensing_and_Galaxy_Clustering_Photometric_Surveys |
| Authors |
Hengjie_Lin,_Furen_Deng,_Yan_Gong,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10140 |
超軽量アクシオン(ULA)は、暗黒物質の潜在的な候補の1つである可能性があります。ULAの質量が極めて小さいため、銀河サイズ程度のドブロイ波長が得られ、小規模なスケールでの構造の成長が抑制される可能性があります。これにより、宇宙の構造形成を探るための銀河調査を通じてその特性を研究することが可能になります。この研究では、ULA粒子の質量$m_{\text{a}}$と暗黒物質に対する相対比率$f_{\text{a}}=\Omega_{\text{a}}/\の制約を予測します。Omega_{\text{d}}$は、今後のStageIV宇宙ベース光学探査装置$\it{CSST}$(中国宇宙ステーション望遠鏡)用です。私たちは$\it{CSST}$宇宙シアーと銀河クラスタリング測光調査に焦点を当て、シアー、銀河、および銀河間レンズパワースペクトル(つまり3$\times$2pt)の測定値を予測します。ニュートリノ、バリオンフィードバック、固有の配列の不確実性、シアーキャリブレーション、銀河バイアス、測光赤方偏移の影響も解析に含まれます。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)手法を使用して、すべての宇宙論的および系統的パラメータに対して結合制約を実行した後、ULA粒子質量の下限を取得します$\text{log}_{10}(m_{\text{a}}/\text{eV})\geqslant-22.5$、ULA分数の上限$f_{\text{a}}\leqslant0.83$(信頼水準95\%)、および$\text{log}_{10}(m_{\text{a}}/\text{eV})\geqslant-21.9$、バリオンフィードバックを無視した場合$f_{\text{a}}\leqslant0.77$。我々は、CSST測光調査により、同じ種類の観測データを使用した現在の制約と比較して、ULA質量に対する制約を約1桁改善できることがわかりました。
CMBスペクトル歪みにおける一般的な真空と検出の見通しを備えた原始磁気非ガウス性
| Title |
Primordial_magnetic_non-Gaussianity_with_generic_vacua_and_detection_prospects_in_CMB_spectral_distortions |
| Authors |
Arko_Bhaumik,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10342 |
マクスウェル作用の共形不変性が非最小運動結合項によって破られるスローロールインフレーションモデルを仮定して、原始曲率摂動と原始磁場の間の非ガウス三点相互相関関数を調査します。スカラーフィールドセクターとゲージフィールドセクターの両方に対する初期真空のかなり一般的な選択です。結果として得られるクロスバイスペクトルの可能な三角形構成の中で、絞り込まれた限界が局所型の非ガウス性をもたらし、スカラーと磁気パワースペクトルの観点から積形式分解を可能にすることがわかります。これは、特定のものとは独立した一般的な結果です。初期状態の選択。続いて、このような原始相互相関を源とする再結合前の$\mu$型スペクトル歪みと温度異方性の間の相関関係を介して、CMBでの検出の可能性を探ります。提案されているいくつかの次世代CMBミッションを用いた我々の解析では、両方の真空が純粋なバンチ・デイビスであると仮定した場合、$\muT$スペクトルの信号対雑音比(SNR)の値が低いと予測されています。逆に、現在のCMBデータから許容される範囲内の磁気セクターの非バンチデイビス初期状態では、SNRが大幅に向上する可能性があります。
PEPSI 系外惑星通過調査 (PETS) IV: KELT-20b の大気化学の評価
| Title |
The_PEPSI_Exoplanet_Transit_Survey_(PETS)_IV:_Assessing_the_atmospheric_chemistry_of_KELT-20b |
| Authors |
Sydney_Petz,_Marshall_C._Johnson,_Anusha_Pai_Asnodkar,_Ji_Wang,_B._Scott_Gaudi,_Thomas_Henning,_Engin_Keles,_Karan_Molaverdikhani,_Katja_Poppenhaeger,_Gaetano_Scandariato,_Evgenya_K._Shkolnik,_Daniela_Sicilia,_Klaus_G._Strassmeier,_Fei_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09352 |
ほとんどの超高温木星(UHJ)では、温度逆転の証拠が示されており、気圧の範囲にわたって高度に応じて温度が上昇します。温度の逆転は、大気の比較的高いレベルで恒星の放射線を吸収する種が存在する場合に発生する可能性があります。しかし、この吸収に関与する種はまだ特定されていない。特に、UHJKELT-20bは温度反転があることが知られています。LBT/PEPSIからの高分解能発光分光法を使用して、KELT-20bの反転を引き起こす可能性のある原子および分子の不透明源を調査し、その大気化学を調査します。17$\sigma$の重要性を持つFeIの存在を確認します。また、暫定的なNiIの$4.3\sigma$検出も報告します。PEPSIブルーアームでのMgI発光の名目$4.5\sigma$検出は、実際には、MgI相互相関テンプレートとFeIラインの間のエイリアシングによる可能性が高いです。スペクトルの中に存在します。最近のCrIの検出を再現することはできませんが、FeIIとSiIの過去の検出を確実にテストするための波長範囲はありません。TiOのような分子種が検出されないことと合わせて、これは、FeIが検出されない可能性が高いことを示唆しています。KELT-20bの昼間大気中の主要な光不透明源であり、温度逆転の原因である可能性があります。私たちは、私たちの結果と文献の結果との違いを調整する方法を模索し、大気変動を理解するための将来の道筋を示します。
この手紙は、白色矮星デブリ円盤の最初のJWST分光法を報告し、顕著な特徴の予備評価と、将来の観測への推奨事項を提供します。汚染され、塵に覆われた星WD0145+234は、2018年に赤外線爆発を伴う大規模な衝突イベントを経験し、その後熱放射が徐々に減少しました。時系列のNIRSPEC観測は、星周円盤が、既知の塵の多い白色矮星の大部分と同様に、T～1000Kの過剰な赤外線を備えた静止状態に戻りつつあることを示しています。MIRI分光法では、スピッツァーIRSで観察されたデブリディスクで観察されたケイ酸塩鉱物と一致する9～12ミクロンの固体発光特徴が明らかになりました。ケイ酸塩の特徴の強度と形態は、1年以上離れたスペクトルの連続体と比べて変化していないように見え、これは星周破片の定常状態の衝突進化と一致しています。7ミクロン付近の暫定的な発光特徴は炭酸塩によるものである可能性があり、それが確認された場合は、母体の水性変化を示すことになります。
M矮星の周りの離心軌道上の岩石惑星の干満による星間流星
| Title |
Interstellar_Meteors_from_Tidal_Disruption_of_Rocky_Planets_on_Eccentric_Orbits_Around_M_Dwarfs |
| Authors |
Abraham_Loeb_and_Morgan_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09399 |
私たちは、流星CNEOS-2014-01-08(IM1)の推測される特性が、最も一般的な星であるM矮星の周りの高度に離心した軌道上の岩石惑星の潮汐破壊によって自然に説明できることを示します。岩石惑星は、外側の巨大惑星や連星伴星からの永年トルクの結果として、高い軌道離心率を発生することがあります。IM1の進路に沿った独特の小球体の組成から推測されるように、多くの近地点の狭い通過中に岩石の地殻が溶けると、さらなる元素分化が起こり、地殻中のベリリウム、ランタン、ウランの存在量が増加する可能性がある。高度に離心した軌道で潮流に与えられる過剰なエネルギーは、局所静止基準に対する$\sim60~{\rmkm~s^{-1}}$の推定IM1速度を自然に説明します。最後に、M型矮星の周囲の岩石物質の$\sim10M_\oplus$貯留層の潮汐の乱れは、IM1と一致して、500kgの流星が地球に衝突する割合は10年に1回であると説明されています。
通過惑星上の生命の兆候を特定するための情報理論的アプローチ
| Title |
An_Information_Theory_Approach_to_Identifying_Signs_of_Life_on_Transiting_Planets |
| Authors |
Sara_Vannah,_Marcelo_Gleiser,_Lisa_Kaltenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09472 |
情報理論は系外惑星が居住可能かどうかについての洞察を提供できるでしょうか?ここでは、地球と類似した惑星上の生命の潜在的な痕跡を探索するための診断ツールとして、情報理論をシミュレートした一連の系外惑星透過スペクトルに適用します。私たちは、さまざまな主星の周りを回る地球に似た惑星の進化の3つの時代でアルゴリズムをテストしました。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡と今後の地上および宇宙ベースのミッションは、居住可能性の評価に情報理論を適用できる十分な高解像度データを達成することを約束しています。このアプローチは、系外惑星が居住可能性の兆候を示しているかどうかを観察者が評価するためのフレームワークとツールを提供します。
| Title |
Wind_erosion_and_transport_on_planetesimals |
| Authors |
A._C._Quillen,_Stephen_Luniewski,_Adam_E._Rubinstein,_Jeremy_Couturier,_Rachel_Glade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09572 |
私たちは、直径10～100kmの小さな微惑星が原始太陽星雲に埋め込まれているときに、風作用(風に吹かれる)過程が起こる可能性を考えています。原始星円盤内の向かい風による抗力は、太陽系内部にある直径10kmの小惑星の表面(数天文単位)からcm以下の粒子を吹き飛ばすのに十分な大きさであり、また、10kmの表面からミクロンサイズの粒子を吹き飛ばすのに十分な大きさです。経海王星領域の直径天体。逆風は、太陽系の内側では表面の凝集を克服するのに十分な強さですが、太陽系の外側ではそうではありません。しかし、太陽系の外側では、原始太陽系円盤の風に乗っている粒子からの衝撃により、表面粒子が再分布したり、逃げたりする可能性があります。スケーリングクレーター噴出物に基づいて、直径約10km未満の微惑星については、向かい風の粒子による衝突が降着ではなく質量の浸食につながると推定しています。浸食限界は材料の強度には依存しませんが、風速に比例します。私たちは、粒子サイズ、向かい風速度、レイノルズ数に対する飛沫粒子の軌道の感度を調査します。原始星円盤からの風は、カイパーベルト天体(486958)アロコスの滑らかな起伏のある地形を説明できる可能性がありますが、それは粒子束が高く風速が低い時代に限られることです。これらの状態は、アロコスの構成要素の合体中および合体直後に存在した可能性があります。
JWST-TST ハイコントラスト: NIRSpec IFU を使用して、明るい星の隣にある淡い星団伴星の直接分光を実現
| Title |
JWST-TST_High_Contrast:_Achieving_direct_spectroscopy_of_faint_substellar_companions_next_to_bright_stars_with_the_NIRSpec_IFU |
| Authors |
Jean-Baptiste_Ruffio,_Marshall_D._Perrin,_Kielan_K._W._Hoch,_Jens_Kammerer,_Quinn_M._Konopacky,_Laurent_Pueyo,_Emily_Rickman,_Christopher_A._Theissen,_Shubh_Agrawal,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Brittany_E._Miles,_Travis_S._Barman,_William_O._Balmer,_Jorge_Llop-Sayson,_Julien_H._Girard,_Isabel_Rebollido,_R\'emi_Soummer,_Natalie_H._Allen,_Jay_Anderson,_Charles_A._Beichman,_Andrea_Bellini,_Geoffrey_Bryden,_N\'estor_Espinoza,_Ana_Glidden,_Jingcheng_Huang,_Nikole_K._Lewis,_Mattia_Libralato,_Dana_R._Louie,_Sangmo_Tony_Sohn,_Sara_Seager,_Roeland_P._van_der_Marel,_Hannah_R._Wakeford,_Laura_L._Watkins,_Marie_Ygouf,_C._Matt_Mountai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09902 |
JWSTNIRSpec積分磁場ユニット(IFU)は、3～5umから直接画像化された系外惑星を中程度のスペクトル分解能(R～2,700)で観察するユニークな機会を提供し、それによって大気の組成、不平衡化学、および雲の特性をより適切に制約します。この研究では、星明かり抑制技術を必要とする星以下伴星の最初のNIRSpecIFU高コントラスト観察を紹介します。私たちは、明るい星の周りの暗い伴星を研究し、高コントラストでのNIRSpecのパフォーマンスを評価するための具体的なデータ削減戦略を開発します。まず、コンパニオン信号とスターライトを検出器画像内で直接フォワードモデル化するアプローチを示します。これにより、NIRSpecの空間アンダーサンプリングの影響が軽減されます。私たちは、1インチでは恒星よりも2e-6暗い惑星、または0.3インチでは2e-5暗い惑星に対する感度を示します。次に、基準星点広がり関数(PSF)の減算と、空間的およびスペクトル的に規則的にサンプリングされたスペクトルキューブを必要としないスペクトル抽出を実装します。これにより、2.9～5.2μmから微光のT-矮星の伴星HD~19467~Bの中程度の解像度(R~2,700)のスペクトルを、解像度要素あたり信号対雑音比(S/N)~10で抽出することができます。この波長範囲全体で、HD~19467~Bの光束比は1e-5-1e-4の間で変化し、星との距離は1.6インチです。Hochらによる関連論文。抽出されたスペクトルに基づいて、この伴星の大気特性をより深く分析します。ここで開発された方法を使用すると、NIRSpecの感度により、木星よりも質量が小さい、比較的古く(~1Gyr)、低温(~250K)、密接に離れた(~3-5au)系外惑星の直接検出とスペクトル特性評価が可能になる可能性があります。
惑星大気の不確実性と航空捕獲ミッションの設計ルールの比較研究
| Title |
Comparative_Study_of_Planetary_Atmospheric_Uncertainties_and_Design_Rules_for_Aerocapture_Missions |
| Authors |
Athul_Pradeepkumar_Girija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10067 |
Aerocaptureは、大気抵抗を使用して宇宙船を減速し、軌道投入を実現します。航空捕獲に関連する重大なリスクの1つは、特に外惑星の大気密度の不確実性です。この論文は、大気の不確実性の比較研究を実施し、航空捕獲ミッションの設計ルールを提供します。金星、火星、タイタンの大気は、工学目的に適した特徴を持っています。航空撮影に関連する高度範囲では、3$\sigma$密度の変動は、金星、火星、タイタンでそれぞれ約$\pm$30%、$\pm$50%、$\pm$30%になります。現場データがないため、天王星と海王星の大気は他の天体ほど特徴づけられていません。天王星と海王星の両方について、GRAMスイートは、関連する高度範囲に対して約$\pm$30%の3$\sigma$密度変動を提供しますが、これは楽観的な推定と考えられます。大気探査機からの現場データが利用可能になるまでは、最悪のシナリオに対応するために、より保守的な全球最小値と最大値の推定値を推奨します。この研究では、大気の不確実性を考慮して、航空捕捉後の望ましい出口状態を目標とするために可能な限り最良の初期状態が搭載誘導に与えられるようにする際に、最適な進入飛行経路角度を選択するためのグラフィカルな方法を提示しています。
TOI-1801 b: 若い M0.5 矮星の周りの温帯ミニ海王星
| Title |
TOI-1801_b:_A_temperate_mini-Neptune_around_a_young_M0.5_dwarf |
| Authors |
M._Mallorqu\'in,_E._Goffo,_E._Pall\'e,_N._Lodieu,_V._J._S._B\'ejar,_H._Isaacson,_M._R._Zapatero_Osorio,_S._Dreizler,_S._Stock,_R._Luque,_F._Murgas,_L._Pe\~na,_J._Sanz-Forcada,_G._Morello,_D._R._Ciardi,_E._Furlan,_K._A._Collins,_E._Herrero,_S._Vanaverbeke,_P._Plavchan,_A._Schweitzer,_M._P\'erez-Torres,_A._Quirrenbach,_J._Kemmer,_A._P._Hatzes,_A._Howard,_M._Schlecker,_S._Reffert,_E._Nagel,_J._C._Morales,_J._Orell-Miquel,_C._Duque-Arribas,_I._Carleo,_C._Cifuentes,_G._Nowak,_I._Ribas,_A._Reiners,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_Th._Henning,_V._Pinter,_J._M._Akana_Murphy,_C._Beard,_S._Blunt,_C._L._Brinkman,_B._Cale,_A._Chontos,_K._I._Collins,_I._J._M._Crossfield,_F._Dai,_P._A._Dalba,_S._Dufoer,_M._El_Mufti,_N._Espinoza,_T._Fetherolf,_S._Giacalone,_C._Gnilka,_E._Gonzales,_S._K._Grunblatt,_S._Howell,_D._Huber,_S._R._Kane,_J._Lubin,_M._G._MacDougall,_B._Massey,_D._Montes,_H._Parviainen,_V._M._Passegger,_A._S._Polanski,_P._Robertson,_R._P._Schwarz,_G._Srdoc,_H._M._Tabernero,_A._Tanner,_E._Turtelboom,_J._Van_Zandt,_L._Weiss,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10244 |
我々は、若いM矮星の周りの温帯ミニ海王星であるTOI-1801bの発見、質量、半径の決定について報告します。TOI-1801bはTESSセクター22と49で観測され、これが周期21.3日のTESS惑星候補であるという警報が2020年4月に発せられました。しかしながら、地上からの追跡観測には視感度制限測光が含まれています。CARMENESとHIRESによる正確な動径速度(RV)測定と併せて、輸送内外の調査により、惑星の真の周期は10.6日であることが明らかになりました。これらの観測により、5.74$\pm$1.46$M_\oplus$の質量を取得することもできました。これは、半径2.08$\pm$0.12$R_\oplus$と合わせて、TOI-1801bが構成されている可能性が最も高いことを意味します。水と岩石で構成され、大気中のH$_{2}$の上限は2\%(質量)です。16日間の恒星の自転周期は、RV時系列と地上の測光で容易に検出できます。私たちは親星TOI-1801の推定年齢を600～800ミルと導き出しました。これは、TOI-1801bが正確な質量と半径の測定が可能な最も質量の小さい若いミニ海王星であることを意味します。我々の結果は、もしTOI-1801bが過去にもっと大きな大気を持っていたなら、それは何らかの進化メカニズムによって1Gyrより短いタイムスケールで除去されたに違いないことを示唆している。
HD 139139 の CHEOPS 観測ではランダムトランジットなし
| Title |
No_random_transits_in_CHEOPS_observations_of_HD_139139 |
| Authors |
R._Alonso,_S._Hoyer,_M._Deleuil,_A.E._Simon,_M._Beck,_W._Benz,_H.-G._Flor\'en,_P._Guterman,_L._Borsato,_A._Brandeker,_D._Gandolfi,_T.G._Wilson,_T._Zingales,_Y._Alibert,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S.C.C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_N._Billot,_X._Bonfils,_Ch._Broeg,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_C._Corral_van_Damme,_Sz.,_Csizmadia,_P.E._Cubillos,_M.B._Davies,_A._Deline,_L._Delrez,_O.D.S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D-_Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_M._Gillon,_M._G\"udel,_M.N._G\"unther,_A._Heitzmann,_Ch._Helling,_K.G._Isaak,_L.L._Kiss,_E._Kopp,_K.W.F._Lam,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_D._Magrin,_P.F.L._Maxted,_Ch._Mordasini,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10332 |
HD139139(別名「ランダムトランジター」)は、K2データに明らかな周期性のない、謎めいたトランジットのような特徴を示した星です。イベントの浅い深さ($\sim$200ppm--太陽に似た恒星の前の半径$\sim$1.5R$_\oplus$の通過天体に相当)とその非周期性が課題となっています。この星の測光追跡のために。この研究の目的は、独立した測定によって、この物体に浅い非周期的な通過のような特徴が存在することを確認することです。我々は、2021年と2022年の2回の観測キャンペーンで、約20時間の訪問に分散して合計累積時間12.75日のCHEOPS衛星による観測を実行しました。データの精度は、継続時間で150ppmの特徴を検出するのに十分です。1.5時間以上。私たちは、CHEOPS観測中のそれらの挙動が2017年のK2データと同じであるという仮定の下で、K2曲線に見られるイベントの継続時間と時間を使用して、キャンペーンで検出されるはずだったイベントの数を推定します。データセット内で150ppmを超える深さのイベントが検出されました。イベントの頻度、深さ、期間がK2キャンペーンと同じである場合、観測ウィンドウが限られているためにすべてのイベントを見逃した確率は4.8%と推定されます。我々は3つの異なるシナリオを提案します:1)観測ウィンドウが十分に長くなく、推定4.8%の確率でイベントが見逃された、2)K2観測で記録されたイベントは時間が重要であり、イベントを生成するメカニズムがアクティブでないかのいずれかでした2021年と2022年の2つのキャンペーンで発生した、または私たちの検出可能レベルよりも浅いイベントを生成した、または3)K2データ内の謎のイベントは、元のデータセットまたはそのデータ処理における未確認で頻度の低い計器ノイズの結果です。
活動小惑星 311P/PANSTARRS: 多重尾翼の原因は回転不安定?
| Title |
Active_Asteroid_311P/PANSTARRS:_Rotational_Instability_as_the_Origin_of_Multi-tails? |
| Authors |
Bin_Liu,_Xiaodong_Liu,_Xiaoyu_Jia,_Fei_Li,_Yuhui_Zhao,_LiangLiang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10455 |
活動中の小惑星311Pは、中国で計画されている小惑星探査ミッション「天文2号」の2つのターゲットのうちの1つです。2013年中に、311Pはいくつかの質量減少現象を経験し、複数の彗星のような尾を示しました。ここでは、尾の形態や表面の明るさを解析し、核周囲の塵環境や活動のメカニズムを調べます。画像処理技術を使用して尾の特徴を強化し、尾の形態に関する情報を取得し、処理された画像をシンダイン同期図に適合させます。フィッティング結果から、噴火の継続期間の上限($2\sim8$日)と尾部の塵のサイズ範囲($0.006\sim38.9$mm)の推定値が得られます。各ダスト尾部について表面測光を行った結果、各尾部の輝度分布指数は約-1.81～0の範囲であり、311Pの尾部のダストサイズ分布指数は-2.29～-1.45の範囲であった。各尾部の粒子の量は0.5から8$\times10^6$\,kgの範囲であり、これによりダスト損失の総量は$3.0\times10^7$\,kgとなり、質量損失率は1.59kg秒となります。$^{-1}$。昇華、惑星の継続的な衝突、または潮汐力は311Pの活動の説明として除外されており、回転の不安定性は、それを否定する強力な証拠がない限り、可能性のある活動原因として残っています。
| Title |
Reproducing_Bayesian_Posterior_Distributions_for_Exoplanet_Atmospheric_Parameter_Retrievals_with_a_Machine_Learning_Surrogate_Model |
| Authors |
Eyup_B._Unlu,_Roy_T._Forestano,_Konstantin_T._Matchev,_Katia_Matcheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10521 |
TauRexなどの典型的な検索ソフトウェアを使用して、通過惑星の透過スペクトルから導出された系外惑星大気パラメータのベイジアン事後分布を再現するための機械学習ベースの代理モデルについて説明します。このモデルは、惑星半径、大気温度、および5つの一般的な吸収体($H_2O$、$CH_4$、$NH_3$、$CO$、$CO_2$)の混合比という7つのパラメーターのグラウンドトゥルース分布でトレーニングされています。モデルのパフォーマンスは、ドメインにインスピレーションを得た特徴の前処理と、利用可能な大量のラベルなしトレーニングデータを活用するための半教師あり学習の使用によって強化されます。このモデルは、2023年のArielMachineLearningDataChallengeで優勝したソリューションの1つでした。
MAGNIF: $z=8.34$ にある暫定的なレンズ付き回転円盤が動的前方モデリングを使用した JWST NIRCam WFSS によって検出されました
| Title |
MAGNIF:_A_Tentative_Lensed_Rotating_Disk_at_$z=8.34$_detected_by_JWST_NIRCam_WFSS_with_Dynamical_Forward_Modeling |
| Authors |
Zihao_Li,_Zheng_Cai,_Fengwu_Sun,_Johan_Richard,_Maxime_Trebitsch,_Jakob_M._Helton,_Jose_M._Diego,_Masamune_Oguri,_Nicholas_Foo,_Xiaojing_Lin,_Franz_Bauer,_Chian-Chou_Chen,_Christopher_J._Conselice,_Daniel_Espada,_Eiichi_Egami,_Xiaohui_Fan,_Brenda_L._Frye,_Yoshinobu_Fudamoto,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Kevin_Hainline,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Zhiyuan_Ji,_Xiangyu_Jin,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Kotaro_Kohno,_Mingyu_Li,_Minju_Lee,_Georgios_E._Magdis,_Christopher_N._A._Willmer,_Rogier_A._Windhorst,_Yunjing_Wu,_Haojing_Yan,_Haowen_Zhang,_Adi_Zitrin,_Siwei_Zou,_Fuyan_Bian,_Cheng_Cheng,_Christa_DeCoursey,_Lukas_J._Furtak,_Charles_Steinhardt,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09327 |
我々は、JWSTNIRCam広視野スリットレス分光観測で[OIII]$\lambda5007$発光によって検出された$z=8.34$にあるレンズ銀河団MACSJ0416.1--2403の背後にある銀河MACS0416-Y3が暫定的な回転円盤として検出されたことを報告する。この発見は、JWSTサイクル2プログラムである「フロンティアフィールドにおけるNIRCamのグリズムによる中央バンド天体物理学」(MAGNIF)のデータを使用した、JWSTNIRCamスリットレス分光法のための新しいグリズム力学モデリング方法論に基づいています。グリズムデータの[OIII]$\lambda5007$輝線形態は、F480M直接イメージングと比較して速度オフセットを示しており、回転を示唆しています。幾何学的に薄い円盤モデルを仮定して、二次元のフォワードモデリングにより$v_{\rmrot}=58^{+53}_{-35}$kms$^{-1}$の回転速度を制約します。(2D)スペクトル。準安定な薄い円盤に合わせて、$v_{\rmrot}/\sigma_v=1.6^{+1.9}_{-0.9}$の運動学的比率を取得します。ここで、$\sigma_v$は速度分散です。結果として生じる動的質量は$\log(M_{\rmdyn}/M_{\odot})=8.4^{+0.5}_{-0.7}$と推定されます。回転が確認された場合、私たちの発見は、回転するガス状円盤がビッグバン後6億年以内にすでに存在していた可能性があることを示唆しています。
超拡散銀河 -- 独特の集団?深部u'-g'-r'ウェンデルシュタイン画像データからの昏睡銀河団内の矮小銀河とアベル262
| Title |
Ultra-Diffuse_Galaxies_--_a_Distinct_Population?_Dwarf_Galaxies_in_the_Coma_Cluster_and_Abell_262_from_Deep_u'-g'-r'_Wendelstein_Imaging_Data |
| Authors |
Raphael_Z\"oller,_Matthias_Kluge,_Benjamin_Staiger,_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09330 |
この研究では、超拡散銀河(UDG)の構造パラメータを他の矮小銀河の構造パラメータと比較し、UDGが異なる集団を形成しているかどうかを調査します。$u'$-、$g'$-、$r'$バンドの深い画像(最大制限表面輝度[3$\sigma$,$10"\times10"$]u'およびg':$\)を観察しました。mathrm{\about30\,mag\,arcsec^{-2}}$;r':$\mathrm{\about29\,mag\,arcsec^{-2}}$)エイベル1656(昏睡星団)ウェンデルシュタイン天文台の2.1メートルのフラウンホーファー望遠鏡にあるウェンデルシュタイン広視野撮像装置を備えたAbell262です。私たちは、数万個の潜在的なUDGや他の矮小銀河のパラメトリックフィッティングを使用して、$u'-g'$と$g'-r'$の色と構造パラメータを測定します。$u'-g'$対$g'-r'$の色対色図における赤色配列のメンバーと位置に基づいて、銀河団のメンバーが識別され、拡散背景銀河から分離されます。Abell262では11個のUDGが見つかり、Abell1656では48個のUDGが見つかります。後者はvanDokkumらの6倍です。重複領域で見つかりました。UDGの構造パラメーターをサンプル内の非UDGおよび文献の回転楕円体と比較すると、テストしたすべてのパラメーター空間で分離は見つかりませんでした。代わりに、UDGは、すでによく知られている回転楕円体集団の拡散端を形成し、それをわずかに拡張します。さらに、Kodaらによって使用されているUDG定義が次のとおりであることがわかります。および八木ら。主にvanDokkumらによる定義を拡張します。通常の回転楕円体に向けて。
銀河GEMSカタログ: 球状星団 潮汐外模擬星
| Title |
A_catalogue_of_Galactic_GEMS:_Globular_cluster_Extra-tidal_Mock_Stars |
| Authors |
Steffani_M._Grondin,_Jeremy_J._Webb,_James_M.M._Lane,_Joshua_S._Speagle_and_Nathan_W.C._Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09331 |
この研究は、球状星団コアでの三体動的遭遇によって作成された潮汐外星と連星の球状星団潮汐外模擬星(GEMS)カタログを提示します。粒子スプレーコードCoresprayを使用して、N=50,000個の潮汐外星と、159個の銀河球状星団から逃れた反動連星をサンプリングしました。空の位置、運動学、星の特性、および脱出情報がすべてのシミュレートされた星について提供されます。恒星の軌道は、7つの異なる静的および時変天の川重力ポテンシャルモデルに統合されており、円盤の構造、大マゼラン雲からの摂動、天の川銀河の暗黒物質ハローの質量と球形性がすべて調査されます。模擬潮汐星の活動座標は主に銀河モデルに依存せず、モデル間の小さなオフセットや分布の広がりは下部構造との相互作用による可能性が高いことがわかりました。重要なことは、球状星団の核星や、中心半径が5キロパーセクを超える星団の連星による星流汚染の最初の証拠も報告したことです。最後に、アクション座標を使用してフィールドスターとホストクラスターを確率で照合する定量的ツールを提供します。最終的には、GEMSカタログのデータと観測された星の情報を組み合わせることで、潮汐場外の星と銀河球状星団との関連付けが可能になります。天の川銀河の集団レベルの動態と星団の進化を理解するために必要なツールです。
中央エンジンから 100$\mu\rm{as}$ 以内にある M87 の円筒形ジェット基部
全球ミリ波VLBIアレイ、段階的アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ、およびグリーンランド望遠鏡による高解像度86GHz観測に関する最近の記事では、四肢が明るくなった円筒形ジェット$25\mu\rm{as}<の検出について説明しています。z<100\mu\rm{as}$、ここで$z$は空面の超大質量ブラックホールからの軸方向の変位です。それは、予測された事象の地平面からの電磁気（ブランドフォード・ズナジェク）ジェットの2Dシミュレーションよりもはるかに広く、はるかに平行であることが示されました。これは予期せぬ発見でした。主張されている降着流に関連するジェットの検出は、ブラックホール噴出系において初めて、ジェット発射領域の幾何学的形状と物理学に直接的な観測的制約を与える。このランドマークの検出により、さらなる分析が必要になります。この手紙は、最も基本的な特性、つまり検出されたジェット放出源の形状とサイズに焦点を当てていますが、視線の影響によりその決定は簡単ではありません。噴流の壁の厚さを制限するために、噴流源の単純な肉厚の円筒シェルモデルが解析されました。解析により、半径$R\約144\mu\rm{as}\約38M$の管状ジェット源と、管状ジェット壁の幅$W\約36\mu\rm{as}\約9.5があることが示されました。M$、$M$はブラックホールの幾何学的質量(内部空洞の体積に匹敵する体積)です。観測された円筒形のジェットは、$z>0.65$masまで伸びる、非常に縁が明るくなったジェット(以前は厚肉の管状ジェットと説明されていた)に連続的に接続しており、この2つは実際には同じ流出である可能性が高い(つまり、同じものから)中央エンジン）。
星団の年齢、金属量、質量、絶滅の同時推定 (SESAMME) I: スペクトル恒星集団フィッティングに対する MCMC アプローチの提示
| Title |
Simultaneous_Estimates_of_Star-cluster_Age,_Metallicity,_Mass,_and_Extinction_(SESAMME)_I:_Presenting_an_MCMC_Approach_to_Spectral_Stellar_Population_Fitting |
| Authors |
Logan_H._Jones,_Svea_Hernandez,_Linda_J._Smith,_Bethan_L._James,_Alessandra_Aloisi,_S{\o}ren_Larsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09365 |
我々は、星団の年齢、金属性、質量、絶滅の同時推定のための公開されたPythonベースのフルスペクトルフィッティングツールであるSESAMMEの最初のバージョンのリリースを紹介します。SESAMMEは、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して、星団の入力スペクトルを、星雲連続体コンポーネントを追加した星団モデルのグリッドと比較して、星団年齢、星の金属性$Z$の4次元で事後確率分布をサンプリングします。、$E(B-V)$の赤化、およびクラスター質量に相当する正規化パラメーター。SESAMMEは、スペクトルのモデル化に使用できる恒星個体群モデルにおいて非常に柔軟性があります。私たちのテストおよび初期の科学アプリケーションはBPASSとStarburst99の両方を使用します。我々は、若い星団の合成ノイズ付加モデルスペクトルを使用して、中程度の信号対雑音比（波長ビンごとのS/N~3〜5）でも正確な年齢と金属量を回復するSESAMMEの能力を説明します。最後に、M83とNGC1313の若くて大規模なクラスターに対するHST/COS遠紫外スペクトルのサンプルを使用して、文献からの他の年齢および金属量推定値とSESAMMEの一貫性をテストします。全体として、SESAMMEが星を推測していることがわかります。低金属量環境と高金属量環境の両方で文献と一致するクラスター特性。
コズミック・ドラゴンズ：COSMOSフィールドにおける銀河の進化
光度測定による人口予測手法RedDragonを使用して、COSMOS領域におけるDES銀河のレッドシーケンス(RS)とブルークラウド(BC)を特徴付けます。RedDragon(RD)は、赤方偏移を進化させ、誤差を補正した混合ガウスモデルを使用して測光色の分布を詳細に示し、相対的な重み、平均色、固有散乱、および色間相関を使用して2つの母集団をスムーズにパラメータ化します。このRSとBCの適合により、各銀河のRSメンバーシップ確率$P_{\rmRS}$が得られます。DESメインバンド$griz$のみでトレーニングする場合でも、RDは$zまでの$\gtrsim90\%$のバランスの取れた精度で静止集団($\lg{\rmsSFR\cdotyr}<-11$の銀河)を選択します。=2$;VIRCAMの拡張測光で強化すると、この精度が$\sim95\%$から$z=3$まで向上します。いくつかの恒星の質量ビンでsSFRの赤方偏移と銀河年齢を測定し、BCは一貫して星形成がより多く($\gtrsim1~{\rmdex}$による)、典型的にはより若い($\gtrsim1~{による)ことを発見しました。\rmGyr}$)はRS($z\sim1.4$まで)よりも優れています。赤方偏移と恒星質量の関数としてのRSとBCの両方の特徴付けは、両方の銀河集団についての理解を改善し、将来の深層光学および赤外システムにおけるより正確な銀河集団の特徴付けへの扉を開きます。
「最後の大規模合併」の残骸はダイナミックに若い
| Title |
The_Debris_of_the_"Last_Major_Merger"_is_Dynamically_Young |
| Authors |
Thomas_Donlon_II,_Heidi_Jo_Newberg,_Robyn_Sanderson,_Emily_Bregou,_Danny_Horta,_Arpit_Arora,_and_Nondh_Panithanpaisal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09376 |
天の川銀河(MW)の内部恒星ハローには、非常に偏心した軌道を持つ[Fe/H]に富む成分が含まれており、「最後の大合体」とよく呼ばれます。この成分の起源に関する仮説には、8～11ギヤ前に祖先がMW原始円盤と衝突したというガイア・ソーセージ/エンケラドゥス(GSE)や、祖先がMW円盤と衝突したというおとめ座放射状合体(VRM)が含まれます。最後の3ギル以内。デブリの形態は相混合に要した時間に依存するため、これら2つのシナリオでは、局所位相空間で観察可能な構造について異なる予測が行われます。最近確認されたGaiaDR3の位相空間の襞は正の苛性速度を持っており、最近のシミュレーションで見つかった位相混合シェブロンとは根本的に異なります。順行局所恒星ハローの星の約20%は、観測されたコースティクスに関連しています。特定の分布がどの程度位相が混合されているかを測定する定量的指標(2Dコースティカリティ)を使用して、観測された位相空間分布をGSEのような合併のFIRE-2Latteシミュレーションの時系列と比較します。観測された局所的な位相空間分布は、合体が主銀河円盤に衝突してから1Gyr以内、そして衝突後3Gyr以内ではシミュレーションされたデータと最もよく一致することがわかりました。これは、「最後の大規模合体」の始祖が、GSEについて考えられているように、初期にMW原始円盤と衝突したのではなく、最後の数回転以内にMW原始円盤と衝突したというさらなる証拠であり、これは、VRMに関する一連の作業。
H-アルファ放射の特徴: 星間空間における臨界電離速度の役割
| Title |
The_H-alpha_Emission_Signature:_The_Role_of_Critical_Ionization_Velocity_in_Interstellar_Space |
| Authors |
G.L._Verschuur_and_J.T._Schmelz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09389 |
HI4PIプロファイルのガウス分解は、高速複合体Mに沿った2つの領域に対して行われました。1つ目は対応するH-アルファ放射があり、2つ目は対応しません。前者では、Hアルファの線幅25km/sの臨界イオン化速度(CIV)の特徴が検出されました。低速ガスでは、CIV効果により原子がイオン化され、He(34km/s)、CNO(13.4km/s)、および金属(約6km/s)の兆候が生成されます。異常速度ガスでは、CIV効果によりイオンがイオン化され、イオン化したCNO(20km/s)やH-アルファ(25.5km/s)の兆候が生成されます。また、約6km/sの金属のCIV兆候も生成されます。s.これらの異なるCIVサインは、速度領域ごとに物理的条件が異なることを示しています。低速ガス雲内の粒子は最初は中性であり、温度は低温(50～100K)になる可能性があり、存在量は宇宙レベルになる可能性があります。密度は、定期的な再結合を引き起こすのに十分高い必要があります。一方、異常速度ガスには、最初はイオン化および励起された粒子が大量に含まれています。温度と存在量の値は、低密度ガスを特徴付けるものと似ているかもしれませんが、太陽風の条件と同様に、プラズマが本質的に衝突しないように密度は十分に低くなければなりません。
スニャエフ・ゼルドヴィッチ効果の高周波数クエーサー周囲のハローに対する観測上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_Sunyaev-Zeldovich_Effect_Halos_Around_High-z_Quasars |
| Authors |
Kyle_Massingill_and_Brian_Mason_and_Mark_Lacy_and_Bjorn_H._C._Emonts_and_Ilsang_Yoon_and_Jianrui_Li_and_Craig_Sarazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09445 |
我々は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による10個の高赤方偏移($2.2\lez\le2.7$)の超光度クエーサー(QSO)の連続観測を発表し、銀河系内に高温でイオン化した銀河周囲ガスの存在を抑制します。スタッキング分析。$(1.7\pm1.1)\times10^{-6}$のピーク値を持つCompton-yパラメータープロファイルを、$\sim50$kpcの半径で測定します。スタックされた観測結果を活動銀河核(AGN)フィードバック風モデルおよび一般化されたナバロ・フレンク・ホワイト(gNFW)圧力プロファイルモデルと比較して、スタックされたQSOの風の光度およびハロー質量を制約します。私たちの観測では、観測されたスタックのハロー質量は$<1\times10^{13}M_{\odot}$に、スタックのフィードバック風力は$<1\times10^{12}L_{\odot}$に制約されます。クエーサーのボロメータ光度の$<1$%。
高温分子コア G10.47+0.03 および G31.41+0.31 に向かう窒化リン (PN) の同定と化学モデリング
リン(P)は生命の形成に重要な元素の1つであり、いくつかの生化学的プロセスにおいて重要な役割を果たします。最近のスペクトル線調査により、星形成領域にリンを含む分子、特にPNとPOの存在が確認されていますが、その形成メカニズムはよくわかっていません。リンを含む分子である窒化リン(PN)はいくつかの星形成領域で検出されていますが、この分子は高ガス密度での研究はほとんど行われていません($\geq$10$^{6}$cm$^{-3}$)熱い分子コア。この記事では、AtacamaCompactArray(ACA)を使用して、ホット分子コアG10.47+0.03およびG31.41+0.31に向かう遷移J=3$-$2を持つPNの回転輝線の検出を紹介します。局所熱力学的平衡(LTE)モデルを使用したG10.47+0.03およびG31.41+0.31のPNの推定カラム密度は、(3.60$\pm$0.2)$\times$10$^{13}$cm$^{-2}$および(9.10$\pm$0.1)$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$、励起温度150$\pm$25K。H$に対するPNの存在割合_{2}$は、G10.47+0.03の場合は2.76$\times$10$^{-10}$、G31.41+0.031の場合は5.68$\times$10$^{-11}$です。我々は、高温分子コアの環境における化学進化を理解するために、PNの二相暖機化学モデルを計算します。化学モデルを作成した後、ウォームアップ段階でのPOとNの間の中性-中性反応を介してPNが気相で生成されると主張します。同様に、PNはH$_{3}$O$^{+}$とPNの間のイオン中性反応によって破壊されます。
光学色を使用して $z\sim2$ にある最近の急速消光銀河を選択する新しい手法
| Title |
New_technique_to_select_recent_fast-quenching_galaxies_at_$z\sim2$_using_the_optical_colors |
| Authors |
Mariko_Kubo,_Tohru_Nagao,_Hisakazu_Uchiyama,_Takuji_Yamashita,_Yoshiki_Toba,_Masaru_Kajisawa_and_Yuta_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09703 |
$z>2$では、多波長の深部および広範囲の調査のおかげで、多くの巨大な静止銀河が発見されていますが、星形成の歴史を統計的に制約するには、十分な深部近赤外分光観測が必要です。ここでは、$z\sim2$で短い消光タイムスケール($\leq0.1$Gyr)の静止銀河を測光的に選択する新しい手法を紹介します。我々は、初期のA型星が消滅するが、後期のA型星がまだ生きているときの消光後の急速消光銀河$\sim1$Gyrに現れる$\sim1600$\AA~のスペクトルブレークに焦点を当てます。$z\sim2$でのこのスペクトルブレークは、$z\sim4$でのライマンブレークに似ています。$g-r$対$r-i$および$i-J$対$J-H$または$\rmi-[3.6]$対$\rmについて、$z\sim2$の高速消光銀河の色の基準を構築します。[3.6]-[4.5]$カラー図は、COSMOS2020カタログを使用してさまざまなモデル銀河スペクトルをシミュレートし、その堅牢性をテストすることにより、既存および/または将来の広範な画像調査で利用できます。これらの色を使用すると、測光的および/または分光的赤方偏移$z\sim2$と低い特定の星形成率を持つ銀河をうまく選択できます。$z\sim2$におけるこれらの高速消光銀河候補の数密度は、$z=3-4$の星形成主系列よりそれほど遠くない大質量銀河がその祖先であることを示唆しています。
星形成に関する地球規模の視点: GLOSTAR 銀河面調査。 IX.電波源カタログ III:
2
| Title |
A_global_view_on_star_formation:_The_GLOSTAR_Galactic_plane_survey._IX._Radio_Source_Catalog_III:_2 |
b |
<1,_VLA_B-configuration |
| Authors |
A._Y._Yang,_S._A._Dzib,_J._S._Urquhart,_A._Brunthaler,_S.-N._X._Medina,_K._M._Menten,_F._Wyrowski,_G._N._Ortiz-Le\'on,_W._D._Cotton,_Y._Gong,_R._Dokara,_M._R._Rugel,_H._Beuther,_J._D._Pandian,_T._Csengeri,_V._S._Veena,_N._Roy,_H._Nguyen,_B._Winkel,_J._Ott,_C._Carrasco-Gonzalez,_S._Khan,_A._Cheema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09777 |
GLOSTAR(天の川銀河における星形成の地球規模のビュー)調査の一環として、領域(l=2-28、36-40、56-60、&|b|<)の高解像度連続体源カタログを提示します。1.0)、B構成のKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)で観察されました。連続体画像は、最大4インチの角度スケールでコンパクトな光源を検出するように最適化されており、1インチの角度分解能に対して典型的なノイズレベルは1シグマ~0.08mJy/ビームです。これにより、GLOSTARは現在最高の解像度であると同時に、最も高い解像度となっています。4～8GHzでの北銀河面の高感度電波調査。高信頼性カタログを表す、5シグマのしきい値を超える13,354個のソースと7シグマを超える5,437個のソースを抽出しました。7シグマしきい値カタログ内のソースの帯域内スペクトル指数(アルファ)を決定しました。平均値はalpha=-0.6で、カタログが非熱放射を発する源によって支配されていることを示します。私たちは、電波探査で検出された最も一般的な電波源の種類を特定しました。HII領域候補251(新規113)、惑星状星雲(PNe)候補282(新規127)、電波星候補784(新規581)、銀河系外電波源候補4080(2175)新しい）。HII領域とPNe候補のかなりの部分のアルファ値は-0.1未満であり、これらの領域には高質量および低質量の恒星体からの電波ジェット、風、または流出が含まれている可能性があることを示しています。私たちは、GLOSTAR調査と大質量星形成のための協調ラジオ「N」赤外線調査(CORNISH)からの小型線源の磁束密度を比較することによって245の可変電波源を特定し、そのほとんどが赤外線が静かであることを発見しました。カタログは通常、磁束密度0.6mJy(つまり、典型的な7シグマレベル)の点光源については95%完成しており、体系的な位置不確かさは0.1インチ以下です。GLOSTARデータとカタログは、https://glostar.mpifrでオンラインで入手できます。-bonn.mpg.de。
SMACS J0723.3-7327 の背後にある主張された High-z 銀河を確認するためのレンズ ファインダー マップ
| Title |
A_Lens_Finder_Map_to_check_claimed_High-z_Galaxies_behind_SMACS_J0723.3-7327 |
| Authors |
Alex_Chow,_Sung_Kei_Li,_Tom_Broadhurst,_Jeremy_Lim,_Man_Cheung_Alex_Li,_James_Nianias,_Jake_Summers,_Rogier_Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09790 |
JWSTが公開した最初の科学画像では、銀河団SMACSJ0723.3-7327の遠方の背景に多数の銀河が写っています。最大$z\simeq20$の赤方偏移を主張する人もおり、構造形成の標準的な宇宙論モデルに挑戦しています。ここでは、多重レンズを備えた$1.38\leqz\leq2.21$の分光学的に確認された5つのシステムに固定されたSMACSJ0723.3-7327のレンズモデルと、共通の色、スペクトルエネルギーを共有する提案された画像相当物を備えた他の12のシステムを紹介します。分布と形態学的特徴を持っていますが、未知の赤方偏移を持っています。画像の位置と、可能な場合は赤方偏移によってのみ制約されるこのレンズモデルは、位置を正確に再現し、これらすべての対応する画像の形態と相対的な明るさを正確に予測するだけでなく、$1.4\lesssimz\lesssim6.7にわたる幾何学的に決定された赤方偏移を提供します。$分光測定が欠けている12個の多重レンズ銀河の候補について。このレンズモデルから、特定の赤方偏移を超える銀河が多重レンズ化されると予測される領域を定義するレンズファインダーマップを作成します。このマップを$10\lesssimz\lesssim20$にあると主張される3つの銀河に適用すると、それらがあるべき位置(不確実性$\sim$$0.^{\prime\prime}5$)に対応する画像が見つかりません。検出できるほど十分に拡大されているため、これらの銀河が$z\lesssim1.7-3.2$にあることを示唆しています。JWSTで発見された高$z$銀河候補の数が急速に増加しているため、測光から推測される赤方偏移をテストし、制約するために、分光法の代わりにクラスターフィールドの信頼性の高いレンズファインダーマップの作成が緊急に必要とされている。
干し草の山の背後にある宝物: 最近発見された 5 つの球状星団の MUSE 分析
| Title |
The_treasure_behind_the_haystack:_MUSE_analysis_of_five_recently_discovered_globular_clusters |
| Authors |
F._Gran,_G._Kordopatis,_M._Zoccali,_V._Hill,_I._Saviane,_C._Navarrete,_A._Rojas-Arriagada,_J._Carballo-Bello,_J._Hartke,_E._Valenti,_R._Contreras_Ramos,_M._De_Leo,_S._Fabbro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09868 |
ガイアの2回目のデータ公開後、新しい球状星団候補の数が大幅に増加しました。ただし、それらのほとんどは、動径速度、金属性、およびより深い測光観察によって、分光学的および測光の両方で適切に特性評価する必要があります。私たちの目標は、追跡分光観測により、最近発見された球状星団であるグラン4の星団の性質を独立して確認することです。個々の星の導き出された動径速度と固有の運動を組み合わせることで、星団のメンバーを野外星から分離することができ、そのスペクトルの分析により金属性を導き出すことができます。最近確認されたクラスターGran1、2、3、および5を分析に含めることにより、Granetal.で提示されたサンプルを完全に特徴付けることを目指しています。2022.GaiaDR3とVVVのカタログデータとMUSE@VLTの観測を使用して、固有運動、動径速度、および色等級図での位置に基づいてクラスターメンバーの選択を実行しました。さらに、クラスターメンバーに対して完全なスペクトル合成が実行され、MUSEスペクトルから表面パラメーターと金属性が抽出されました。最後に、天の川銀河の球状星団の総数に対して完全性推定が実行されました。銀河バルジの背後に新たに発見された球状星団であるグラン4の性質が確認され、平均動径速度${\rmRV}=-265.28\pm3.92$kms$^{-1}$と平均金属量${\rm[Fe/H]=-1.72\pm0.32}$dexのさらに、グラン1、2、3、5の金属量の独立した測定値が得られました。また、球状星団がバルジ/ディスク環境で生き残るための観測上の質量下限も修正しました。$\sim12-26$の球状星団は、銀河の反対側(つまり、バルジ/棒/円盤の後ろ)で最大20kpcまでまだ発見されていないと推定されています。
コアが崩壊するまで: 自己相互作用する暗黒物質サブハローの進化と特性
| Title |
Till_the_core_collapses:_the_evolution_and_properties_of_self-interacting_dark_matter_subhalos |
| Authors |
Zhichao_Carton_Zeng,_Annika_H._G._Peter,_Xiaolong_Du,_Shengqi_Yang,_Andrew_Benson,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Fangzhou_Jiang,_Charlie_Mace_and_R._Benton_Metcalf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09910 |
自己相互作用暗黒物質(SIDM)の宇宙論で最もホットな疑問の1つは、今日までに散乱がハロー内で検出可能な核崩壊を引き起こすことができるかどうかです。重力潮汐により核崩壊が加速される可能性があるため、核崩壊を観測する最も有望なターゲットは衛星銀河とサブハロー系です。ただし、小さなサブハローのシミュレーションは、特にサブハローがコアの崩壊を開始する場合に、大量の計算を要します。この研究では、SIDMサブハローの集団をシミュレートするための階層フレームワークを提示します。これにより、計算時間がサブハローの総数で線形オーダーに短縮されます。この方法では、複数の速度依存SIDMモデルを使用して下部構造レンズシステムをシミュレートし、サブハローの進化がSIDMモデル、サブハローの質量、軌道にどのように依存するかを示します。サブハローの内部熱伝達に関連する速度スケールで$\gtrsim200$cm$^2$/gのSIDM断面積が、赤方偏移$での典型的なレンズ系でサブハローのかなりの部分がコア崩壊するために必要であることがわかりました。z=0.5$であり、そのコア崩壊にはレンズ作用で観察可能な独特の特徴があります。サブハローでのSIDM断面積が無視できない場合($\gtrsim\mathcal{O}(1)$cm$^2$/g)を除いて、サブハローのコア崩壊は通常フィールドハローと比較して加速されることを定量的に示します。この場合、ホストによる蒸発により核の崩壊が遅れる可能性があります。これは、特に視線構造(視野ハロー)がレンズ面サブハローと区別できる場合、下部構造レンズ効果を使用して速度依存SIDMモデルを調査できることを示唆しています。興味深いことに、サブハローの核崩壊が、\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}のレンズ効果によって発見された、最近報告された下部構造の超急峻な密度プロファイルを説明できることを発見しました。
SDSS J125417.98+274004.6: X 線で検出されたマイナー マージ デュアル AGN
この論文では、銀河SDSSJ125417.98+274004.6とその名前のない矮小衛星の間の$\sim$14:1の小さな合体における二重AGNの発見を紹介します。第一銀河と二次銀河の恒星の質量は、3.8$\times$10$^{10}$M$_{\odot}$と2.7$\times$10$^{9}$M$_{\odot}であると計算されました。$、それぞれ。AGNの存在を評価するために、アーカイブのチャンドラX線観察を使用しました。両方のAGNが$\sim$2$\times$10$^{42}$ergs$^{-1}$の同等の光度を持ち、二次AGNが優勢である可能性が高いことがわかりました。これらの銀河は合体の初期段階にあり、潮の橋でつながっています。計算研究によると、二次AGNは合体の初期段階でエディントン限界に近づく降着の短期間だが集中的な期間を経験するはずである。合体中に、二次ブラックホールの質量は10倍に増加する可能性があります。SDSSJ125417.98+274004.6は、同程度以上の明るいセカンダリAGNとの初期段階のマイナー合併における最初に知られているデュアルAGNです。したがって、それは、合体を引き起こす降着とブラックホールの成長に関する将来の研究にとって非常に価値があるでしょう。
北極支脈の広帯域電波研究: X 線およびガンマ線スペクトルの洞察によるスペクトル転換の起源
| Title |
Broadband_radio_study_of_the_North_Polar_Spur:_Origin_of_the_spectral_turnover_with_insights_into_the_X-ray_and_Gamma-ray_spectra |
| Authors |
Iwashita_Ryoji,_Kataoka_Jun,_Sofue_Yoshiaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10007 |
北極支線(NPS)は、ラジオとX線の全天地図の両方ではっきりと見える巨大な構造物です。私たちは、NPSに関連する熱/非熱放射を体系的に分析するために、22MHzから70GHzの範囲をカバーする広帯域電波観測を分析しました。我々は、NPSの電波放射がシンクロトロン放射光、フリーフリー放射、ダスト放射から構成されることを実証します。ただし、シンクロトロン放射は、特に銀河の高緯度で他の放射よりも優勢です。さらに、シンクロトロンスペクトルは、$N(\gamma)\propto\gamma^{-s}$($s\simeq1.8-2.4$)で$でのターンオーバーによって緩和された数GHzまでのべき乗則の挙動を示します。\nu_{\rmbrk}\simeq1$GHz、それを超えるとスペクトルインデックス$s$は1ずつ減少します。ターンオーバーが放出領域から逃げる（または移流する）前に放射光によって冷却された電子によるものであると仮定すると、NPSが遠い場合、磁場の強さは$B\sim8\rm\muG$と推定できます。銀河中心(GC)の近くにある構造。ただし、NPSが局所超新星残骸(SNR)の近くにある場合は、不当に強い$B\sim114\rm\muG$が必要です。NPSに保存される対応する非熱エネルギーは、GCシナリオでは$E_{\rmn/th}\simeq4.4\times10^{55}$ergですが、$E_{\rmn/th}\simeq4.1\times10^{52}$ergを単一のローカルSNRで説明するのは困難です。また、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の逆コンプトン化を通じて、NPSに関連するガンマ線放射も推定しました。CMBのピークは100～1000keV、フラックス$\nuF_{\nu}\sim10^{-9GCモデルでは}$$\rmerg\,cm^{-2}s^{-1}sr^{-1}$となり、将来のX線/ガンマ線天文台による検出の良い候補となる可能性があります。。
モデルに依存しない方法での位相カタツムリによる天の川の垂直ポテンシャルの測定
| Title |
Measuring_the_Milky_Way_Vertical_Potential_with_the_Phase_Snail_in_a_Model_Independent_Way |
| Authors |
Rui_Guo_(1_and_2),_Zhao-Yu_Li_(1_and_2),_Juntai_Shen_(1_and_2),_Shude_Mao_(3),_Chao_Liu_(4)_(_(1)_Shanghai_Jiao_Tong_University,_China,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Particle_Physics_and_Cosmology,_China,_(3)_Tsinghua_University,_China,_(4)_Key_Lab_of_Space_Astronomy_and_Technology,_NAOC,_China_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10225 |
垂直位相空間螺旋(カタツムリ)は、天の川銀河円盤の不平衡の直接的な兆候です。それにもかかわらず、位相カタツムリの包みには垂直電位の情報が含まれています。我々は、最大垂直高さ($Z_{max}$)または最大垂直速度が分かっているカタツムリと$z$/$V_{z}$軸との交点を利用して垂直ポテンシャルを測定する新しい方法を提案する。($V_{z,max}$)。洗練された線形補間法を使用して、これらのカタツムリ交差点の$(Z_{max},\\frac{1}{2}V_{z,max}^{2})$を直接取得し、垂直方向のポテンシャルプロファイルを経験的に制約します。カタツムリの形状や垂直方向のポテンシャルについての仮定が行われていないため、私たちの方法はモデルに依存しません。誘導中心半径($R_{g}$)で区切られたカタツムリはより顕著ですが、同じ銀河中心半径($R$)で区切られたカタツムリよりも浅い垂直ポテンシャルをたどります。この違いを修正するために経験的な方法を適用します。GaiaDR3の$7.5<R_{g}<11.0$kpc内のいくつかの$R_{g}$ビンでカタツムリの交差を測定し、内挿法を適用していくつかの垂直高さでの潜在的な値を推定します。カタツムリの交差点でのポテンシャル、および次の質量モデリングは、文献でよく知られている天の川ポテンシャルと一致しています。太陽近傍の$R_{g}$ビン位相カタツムリの場合、質量モデリングは$\rho_{\rmdm}=0.0150\pm0.0031$$\rmM_{\odot}の局所暗黒物質密度を示します。\,pc^{-3}$、以前の作品と一致しています。私たちの方法は、将来の研究でより大きな半径範囲に適用され、天の川の可能性に対して独立したより強力な制約を提供する可能性があります。
クエーサーフィードバック調査: クエーサーホスト銀河における CO 励起の特徴付け
| Title |
The_Quasar_Feedback_Survey:_characterising_CO_excitation_in_quasar_host_galaxies |
| Authors |
S._J._Molyneux,_G._Calistro_Rivera,_C._De_Breuck,_C._M._Harrison,_V._Mainieri,_A._Lundgren,_D._Kakkad,_C._Circosta,_A._Girdhar,_T._Costa,_J._R._Mullaney,_P._Kharb,_F._Arrigoni_Battaia,_E._P._Farina,_D._M._Alexander,_S._R._Ward,_Silpa_S.,_R._Smit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10235 |
$z<$0.2における17個のタイプ2クエーサーの分子ガス特性に関する包括的な研究を、クエーサーフィードバック調査(L$_{[OIII]}$>$10^{42.1}$$\rmergs^{-1}$)、高い[OIII]光度によって選択され、非常に多様な電波ジェット特性を示しますが、LIRG様銀河によって支配されています。これらのデータを使用して、地球規模の分子星間物質に対するAGNおよびAGNフィードバック機構の影響を調査することができます。APEXとALMAACA観測を使用して、CO(1-0)放出を使用して総分子ガス含有量を測定し、COスペクトル線エネルギー分布(SLED)を均一にサンプリングして、CO遷移(J$_{up}$=1、2、3、6、7）。中央値で高い$r_{21}$比率(r$_{21}$=L'$_{CO(2-1)}$/L'$_{CO(1-0)}$)が観察されました。$r_{21}$=1.06、ローカル(U)LIRG($r_{21}$$\sim$1の場合)に似ており、通常の星形成銀河(r$_{21}$$\simの場合)よりも高い0.65ドル）。$r_{21}$の値が高いにもかかわらず、必要なデータを持つ7つのターゲットでは、CO(6-5)とCO(7-6)($r_{61}$と$r_{62})の励起が低いことがわかります。1つのターゲットを除くすべてのターゲットで$<0.6)、文献に記載されている高赤方偏移クエーサーとは異なり、はるかに明るく、より高い線比を示します。[OIII]によって追跡されるイオン化ガスは、COによって追跡される分子ガスよりも体系的に高い速度を示します。我々は、クェーサーのフィードバックの影響(例えば、流出や無線ジェットによる)は、全球の分子ガス含有量と興奮はより局所的なスケールでのみ発生すると考えられます。
銀河円盤上の棒の面に垂直な運動学の共鳴効果
| Title |
Resonant_Effects_of_a_Bar_on_the_Galactic_Disk_Kinematics_Perpendicular_to_Its_Plane |
| Authors |
Vladimir_Korchagin,_Artem_Lutsenko,_Roman_Tkachenko,_Giovanni_Carraro_and_Katherine_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10327 |
GAIADR3カタログに基づいた太陽近傍の天の川円盤の運動学の詳細な分析により、銀河面に垂直な星の速度分布に特殊性が存在することが明らかになりました。私たちは、円盤面に垂直な恒星振動を伴う回転棒の共鳴（外側リンドブラッド共鳴と外側垂直リンドブラッド共鳴）の影響と、星の空間分布と速度分布の形成における共鳴の役割を研究します。$L_Z$を基準とした星の$Z$と$V_Z$の分布が外部リンドブラッド共鳴の影響を受けていることがわかりました。円盤面に垂直な恒星振動による棒共鳴の存在は、$\Omega_{b}=60.0$$km~s^{-1の長い(大きな半軸5kpc)と高速回転する棒で実証されています。}~kpc^{-1}$。また、長くて高速で回転するバーを含むモデルでは、2:1OLR領域の一部の星が元の場所から大きく逸脱し、バー領域に入っていることも示します。2:1OLR領域での恒星の運動の共鳴励起と、星と棒ポテンシャルとの強い相互作用の組み合わせにより、「脱出者」のグループ、つまり$R$と$Zで逸脱する星が形成されます。$--共鳴領域から遠く離れた方向。しかし、シミュレーションでは、太陽近傍の星の$V_Z$分布には目立った影響は示されていない
太陽の誕生半径と天の川銀河における惑星構成要素の分布を探る: マルチゾーン銀河化学進化アプローチ
| Title |
Exploring_the_Sun's_birth_radius_and_the_distribution_of_planet_building_blocks_in_the_Milky_Way_galaxy:_A_multi-zone_Galactic_chemical_evolution_approach |
| Authors |
Junichi_Baba_(Kagoshima/NAOJ),_Takayuki_R._Saitoh_(Kobe),_Takuji_Tsujimoto_(NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10335 |
私たちは、天の川銀河の化学進化が太陽系の形成、構造、居住可能性に及ぼす影響を調査します。マルチゾーン銀河化学進化(GCE)モデルを使用して、年代と金属量([Fe/H])の関係、金属量の分布関数、存在量勾配、[X/Fe]比の傾向などの主要な観測上の制約を再現することに成功しました。C、O、Mg、Siなど、惑星鉱物学に関与する重要な元素。私たちのGCEモデルは、太陽が銀河内部の円盤$R_{\rmBirth,\odot}\約5$kpcで形成されたことを示唆しています。また、化学量論モデルとGCEモデルを組み合わせて、天の川銀河内の惑星構成要素(PBB)の時間的進化と空間分布を調べ、凝縮質量分率($f_{\rmcond}$)、鉄の傾向を明らかにしました。シリコンに対する質量分率($f_{\rm鉄}$)と水の質量分率($f_{\rm水}$)が時間の経過とともに銀河円盤内部領域に向かって変化します。具体的には、私たちのモデルは、天の川銀河の内部領域にある原始惑星系円盤の$f_{\rmcond}$の増加、ならびに$f_{\rmIron}$の増加と$f_{\rmの減少を予測しています。内部領域では水}$。これらの発見に基づいて、太陽の誕生場所が太陽系の全体構造と居住可能性に及ぼす潜在的な影響について議論します。
CXOU J163802.6-471358 からの無線軌跡の GMRT 観測
X線源CXOUJ163802.6-471358は、コンパクトな線源から$\約40$秒角の長い軌跡を示しているため、パルサー風星雲(PWN)であると考えられています。ここでは、この信号源の330MHzと1390MHzでのGMRT観測を示します。これにより、$\約90$秒角の顕著な線形電波痕跡が明らかになります。電波の軌跡は超新星残骸(SNR)G338.1+0.4を指していますが、CXOUJ163802.6-471358から$\約50$arcminをこの残骸と関連付けるには、パルサーの非常に大きな速度が必要になります。PWNと無線軌跡の近くに既知の銀河SNRはありません。CXOUJ163802.6-471358ではパルサーはまだ特定されていませんが、パルサーが発見できれば、PWNと電波軌跡のより定量的な研究が可能になるでしょう。
大質量星形成核における硫黄含有分子の進化
| Title |
The_evolution_of_sulphur-bearing_molecules_in_high-mass_star-forming_cores |
| Authors |
F._Fontani_(1,2,3),_E._Roueff_(2),_L._Colzi_(4),_P._Caselli_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10356 |
星間物質中の硫黄(S)の化学を理解するには、さまざまな物理的条件でSを含む分子を観察してモデルをテストする必要があります。私たちは、大質量星形成プロセスの3つの主要な進化段階に分類される15のよく知られた核、すなわち高質量星のない核、高質量の原始星天体、および超小型HII領域に向けてIRAM30メートル望遠鏡で得られた観測を分析します。SO、SO+、NS、C34S、13CS、SO2、CCS、H2S、HCS+、OCS、H2CS、CCCSの回転線を検出しました。また、分析を補完するために、NO分子のタイムラインも分析します。局所熱力学的平衡アプローチから、各種のカラム密度と励起温度を導き出しました。線幅と励起温度の統計分析に基づいて、NS、C34S、13CS、CCS、およびHCS+は低温で静止した、おそらく拡張した物質を追跡します。OCSおよびSO2は、より暖かく、より乱流があり、より密度が高く、よりコンパクトな物質である可能性があります。SOおよびおそらくSO+は、ターゲットに応じて静止物質と乱流物質の両方を追跡します。SO、SO2、およびH2Sの存在量は、進化の指標であると考えられている運動温度と最も強い正の相関を示します。さらに、すべての分子存在量の合計は、あまり進化していない段階からより進化した段階までガス状Sが増加していることを示しています。これらの傾向は、進化に伴う原始星の活動の増加により、ダスト粒子からスパッタされるSの量が増加しているためである可能性があります。各進化グループの平均存在量は、特に酸素を含む分子で増加します。これはおそらく、気相での水の光解離による進化に伴う原子状酸素の存在量の増加によるものです。私たちの観測研究は、大質量星形成核の進化における硫黄の化学をモデル化することを目的とした理論研究のテストベッドとなります。
低金属度における遅延大質量星の機械的フィードバック
大質量星機械的フィードバックの古典的なモデルは、太陽金属量(Zsun)での効果に基づいていますが、フィードバックパラメーターは金属量が低い場合には大きく異なります。金属の少ない恒星風ははるかに弱く、より大規模な超新星始祖は爆発せずにブラックホールに直接崩壊する可能性が高い。したがって、~0.4Zsunでは、太陽の金属性で古典的に予想される値と比較して、総統合機械エネルギーと運動量がそれぞれ~40%と75%減少することがわかります。しかし特に、これらの変化は、機械的フィードバックの開始を効果的に1000万歳まで遅らせます。高質量X線連星からのフィードバックにより、年齢5～10万年の間で機械的光度がわずかに増加する可能性がありますが、それは確率的なものであり、このタイムスケールでは有意である可能性は低いです。星の力学メカニズムは、1000万年よりかなり前に大質量星を星団から除去するため、この効果がさらに促進されると考えられます。このプロセスは、弱いフィードバックによって暗示されるガスの滞留によって悪化します。機械的フィードバックの遅延は、放射線フィードバックが初期の年齢で優勢であることを意味しており、これはいくつかの極端なスターバーストで超風が観察されないことと一致しています。このシナリオは、より高い星形成効率、クラスター内の複数の恒星集団、およびより高いライマン連続体脱出につながる可能性があります。これは、金属の乏しい銀河における巨大な星形成複合体と、推定される年齢に比べてOBスーパーバブルの殻のサイズが小さいことを説明できる可能性がある。また、酸素の存在量など、銀河の化学進化に若干の影響を与える可能性がある。したがって、遅延した低金属量の機械的フィードバックは、初期の宇宙時代を含む広範な影響を与える可能性があります。
NGC 4254 の新しい一時的な ULX 候補: 円盤の証拠?
この論文は、アーカイブのチャンドラ、スウィフトX線望遠鏡(Swift/XRT)、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)、およびジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の観測。正確な天文計算から、独自の光学、近赤外(NIR)および中赤外(中IR)の対応物が見つかりました。新しいULX候補の対応物のスペクトルエネルギー分布(SED)と色振幅図(CMD)は、ドナー星の可能性のあるものの性質を制約するためにプロットされた。周連円盤の証拠は、1000Kと200Kの2つの黒体温度によるSEDから見つかりました。さらに、X線硬度比によれば、ULX-3は、一部の高質量X線で見られるように、非常に硬い状態から非常に柔らかい状態への遷移を示します。さらに、ULX-3は、典型的な過渡ULXに見られるように、0.3～10keVのエネルギー帯域で2桁以上変化します。
| Title |
On_the_Origin_of_the_Ancient,_Large-Scale_Cold_Front_in_the_Perseus_Cluster_of_Galaxies |
| Authors |
Elena_Bellomi,_John_ZuHone,_Rainer_Weinberger,_Stephen_Walker,_Irina_Zhuravleva,_Mateusz_Ruszkowski,_Maxim_Markevitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09422 |
ペルセウス座銀河団の銀河団内媒質には、「寒冷前線」として知られる螺旋状のX線表面輝度の不連続性が見られ、これは副星団通過後のガスのスロッシング運動によって引き起こされることがシミュレーションで示されている。ペルセウスの最近の観測では、これらの前線が大きな半径に広がっていることが示されています。この研究では、AREPO磁気流体力学コードを使用してペルセウス座のスロッシュ寒冷前線の形成のシミュレーションを提示し、半径700kpcでの大きな前線の形成についてのもっともらしいシナリオを作成します。私たちのシミュレーションでは、さまざまなサブクラスターの質量と影響パラメーターを調査します。我々は、低質量のサブクラスターはそのような大きな半径に伝播する寒冷前線を生成することができないこと、そして衝突パラメータが小さいと乱流が多すぎるため、寒冷前線がそのような長距離に到達する前に崩壊してしまうことを発見しました。コア通過を1つだけ行うサブクラスターは、大きな半径に拡大する安定した初期フロントを生成しますが、サブクラスターの2番目のコア通過がなければ、後でコア領域に他のフロントが作成されることはありません。$R\sim1:5$の質量比と$\theta~\sim~20-25^\circ$の初期衝突パラメータを持つサブクラスターを含む狭い範囲のシミュレーションが見つかりました。これは、大きな寒冷前線を生成するだけでなく、2番目のセットは後でコア領域に設定されます。これらのシミュレーションは、「古代」寒冷前線の年齢が$\sim$6-8.5Gyrであることを示しています。観測値と最も近い一致を提供するシミュレーションでは、サブクラスターがメインクラスターに完全にマージされています。
高エネルギーニュートリノに関連する拡散ガンマ線背景に対する ALP 光子変換の影響
| Title |
Implications_of_ALP-photon_conversion_for_the_diffuse_gamma-ray_background_associated_with_high-energy_neutrinos |
| Authors |
Kirill_Riabtsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09610 |
拡散光子背景の一部は、天体物理学的生成メカニズムと電磁カスケードによって高エネルギーニュートリノに関連付けられていると考えられています。この記事では、輸送方程式を利用した、そのコンポーネントに対するアクシオン様粒子(ALP)の影響についてのシミュレーション研究を紹介します。さまざまなALPパラメータとソースでの混合レジームの場合における、銀河間磁場(IGMF)におけるALP光子変換によるスペクトルの変化が研究されています。結果は、逆ALP光子結合定数$M$が$10^{11.5}$GeVに等しい場合でも、ALP光子束に対するIGMF変換のかなりの影響と、$M=10の場合の残留効果を示しています。^{12}$GeV。さらに、このシナリオは、IceCubeとFermiデータ間の複雑なマルチメッセンジャー相互作用の別の側面を示しており、両者の間の緊張をある程度緩和します。
LST-1による2021年のへびつかい座爆発の検出
| Title |
Detection_of_the_2021_Outburst_of_RS_Ophiuchi_with_the_LST-1 |
| Authors |
Yukiho_Kobayashi,_Arnau_Aguasca-Cabot,_Mar\'ia_Isabel_Bernardos_Mart\'in,_David_Green_and_Rub\'en_L\'opez-Coto_(for_the_CTA-LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09683 |
新星は、白色矮星と伴星をホストする近接連星での明るい爆発です。これらは、白色矮星が二次星から臨界量の物質を降着させたときの熱核暴走によって引き起こされます。新星はフェルミ大域望遠鏡(LAT)による観測によって高エネルギーのガンマ線放出体であることが証明されていますが、ガンマ線放出の起源がハドロンであるかレプトンであるかについては、ごく最近まで激しい議論が行われていました。RSへびつかい(RSOph)は、再発時間スケールが15年であるよく知られた再発共生新星です。2021年に発生したRSOphの最近の爆発により、新星からの超高エネルギー(VHE)ガンマ線が史上初めて検出されました。チェレンコフ望遠鏡アレイの最初の大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)は、H.E.S.S.とともにこの歴史的な出来事を観測しました。そしてマジック。バースト開始後の最初の数日間のLST-1観測では、RSOphからの明確なVHEガンマ線信号が示されています。LST-1の低いエネルギー閾値により、RSOphガンマ線スペクトルを$\sim$30GeVまで再構築することができ、VHEガンマ線データをフェルミLATエネルギー範囲に最適に接続できます。LST-1観測の分析結果は、H.E.S.Sで得られた結果と一致しています。およびMAGICは、観測されたガンマ線束のハドロン起源もサポートしています。この寄稿では、2021年のRSOphの爆発のLST-1観測の解析結果を紹介します。
広範囲にわたる空気シャワーと大気電場。宇宙粒子加速器と大気粒子加速器の相乗効果
さまざまな粒子加速器が宇宙プラズマ内で動作し、銀河を高エネルギー粒子、一次宇宙線で満たします。地球の大気に到達すると、これらの粒子は数百万の素粒子、二次宇宙線からなる広範囲の空気シャワーを発生させ、地上のいくつかの広いエリアを覆います。雷雨の間、強力な電場が二次粒子のエネルギースペクトルを変調し、その結果、短い粒子バーストと長い粒子バーストを引き起こします。粒子束のインパルス増幅、雷雨による地面の強化、TGEは、粒子検出器の計数率の時系列におけるピークとして現れ、これは雷雨と一致し、その間に自由電子が加速して増殖し、電子ガンマ線なだれを形成します。したがって、雷鳴のような大気中で出現する電子加速器は、EASトリガーの頻度を大幅に変える可能性があります。
長寿中性子星合体残骸からの長期流出
私たちは、一般相対論的ニュートリノ放射流体力学シミュレーションを使用して、長寿命の大質量中性子星の残骸を生成する連星中性子星の合体からの質量放出を研究します。合体中および合体直後の衝撃や潮汐トルクによって発生する流出に加えて、円盤内のらせん密度波によって駆動される風の出現も観察されます。この螺旋波による流出は主に円盤軌道面の近くに位置しており、電子の割合が広範囲に分布しています。高緯度では、電子の割合が高い風がニュートリノ放射によって引き起こされます。すべての噴出物成分からの結合元素合成収量は、太陽存在量の測定値とよく一致しています。
CORSIKA 8 を使用した空気シャワーからの電波放射のシミュレーション
| Title |
Simulating_radio_emission_from_air_showers_with_CORSIKA_8 |
| Authors |
Nikolaos_Karastathis,_Remy_Prechelt,_Juan_Ammerman-Yebra,_Maximilian_Reininghaus_and_Tim_Huege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09948 |
CORSIKA8は、CORSIKA7などの既存のコードでの過去の経験に基づいて、最新のC++17で実装された空気シャワーシミュレーションの新しいフレームワークです。プロジェクトの柔軟なモジュール構造により、完全にカスタマイズ可能な空気を生成できる独立したモジュールの開発が可能になります。シャワーのシミュレーション。特に無線モジュールは、自律的かつ柔軟な方法で各アンテナへの信号伝播と電界計算を処理するように設計されています。これにより、2つの独立した時間領域形式、CoREASで実装された「エンドポイント形式」とZHAireSから移植された「ZHS」アルゴリズムで計算された電波放射を同時にシミュレートする可能性が提供されます。空気から氷に浸透するクロスメディアシャワーなど、複雑なシナリオでの粒子シャワーからの無線放射のシミュレーションの将来の開発は、確立されたインターフェイスを再利用して、既存の無線モジュール上に構築できます。この研究では、CORSIKA8での無線モジュールの設計と実装を示し、CORSIKA8、CORSIKA7、ZHAireSでシミュレートされた空気シャワーからの無線放射の直接比較を示します。
4 つの近くの CHIME/FRB ソースのホスト銀河とローカル宇宙の FRB ホスト銀河人口
| Title |
Host_Galaxies_for_Four_Nearby_CHIME/FRB_Sources_and_the_Local_Universe_FRB_Host_Galaxy_Population |
| Authors |
Mohit_Bhardwaj,_Daniele_Michilli,_Aida_Yu._Kirichenko,_Obinna_Modilim,_Kaitlyn_Shin,_Victoria_M._Kaspi,_Bridget_C._Andersen,_Tomas_Cassanelli,_Charanjot_Brar,_Shami_Chatterjee,_Amanda_M._Cook,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Adaeze_L._Ibik,_J._F._Kaczmarek,_Adam_E._Lanman,_Calvin_Leung,_K._W._Masui,_Ayush_Pandhi,_Aaron_B._Pearlman,_Ziggy_Pleunis,_J._Xavier_Prochaska,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_and_Kendrick_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10018 |
我々は、最初のカナダ水素強度マッピング実験(CHIME/FRB)カタログで報告された、明らかに非繰り返しの4つの高速電波バースト(FRB)、FRB20181223C、20190418A、20191220A、および20190425Aのホスト銀河を紹介します。これらのFRBの選択は、銀河系外分散の測定値が低く(<100pccm$^{-3}$)、高い銀河緯度(|b|>10$\deg$)と保存されたベースバンドデータ。選択したFRBを、赤方偏移0.027～0.071に位置する中程度から高い星形成率を持つ銀河に関連付けます。また、持続的小型無線や重力波(GW)発生源など、マルチメッセンジャーに対応する可能性のあるものを探しますが、何も見つかりませんでした。この研究から得た4つのFRBホストと、堅牢なホスト関連付けを持つ14の公開されているローカルユニバースFRB(z<0.1)のホストを利用して、FRBホストの人口統計分析を実施します。私たちのサンプルに含まれる18個の局所宇宙FRBホストはすべて、以前に楕円形であると報告されていたFRB20220509Gのホストを含め、渦巻銀河(または後期型銀河)であることがわかりました。この観察を利用して、我々は提案されているFRB源形成チャネルを精査し、コア崩壊超新星がFRB前駆体を形成するための主要なチャネルである可能性が高いと主張します。さらに、ローカルユニバースFRBホストサンプルでは、繰り返しFRBと一見非繰り返しFRBのホストプロパティに大きな違いはないと推測されます。最後に、これら4つの明らかに非反復FRBのバーストレートが、CHIME/FRBによって観察された局所的な反復FRBのサンプルのバーストレートと一致していることがわかります。したがって、私たちは、より高感度の電波望遠鏡を使用してこれらのFRBをさらに監視することを推奨します。
トモエ御前の高ケイデンスサーベイにおける銀河系外高速光過渡現象の探索
| Title |
A_search_for_extragalactic_fast_optical_transients_in_the_Tomo-e_Gozen_high-cadence_survey |
| Authors |
Kakeru_Oshikiri,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Tomoki_Morokuma,_Ichiro_Takahashi,_Yusuke_Tampo,_Hamid_Hamidani,_Noriaki_Arima,_Ko_Arimatsu,_Toshihiro_Kasuga,_Naoto_Kobayashi,_Sohei_Kondo,_Yuki_Mori,_Yuu_Niino,_Rhou_Ohsawa,_Shin-ichiro_Okumura,_Shigeyuki_Sako,_and_Nori_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10066 |
数時間または1日の時間スケール内で進化する光過渡現象(いわゆる高速光過渡現象、FOT)の集団については、最近広く議論されています。特に、銀河系外のFOTとその速度についての理解は限られています。トモエ御前の高ケイデンスサーベイによる銀河系外FOTの探索を紹介します。2019年8月から2022年6月までに取得したデータを使用して、113人のFOT候補者を取得しました。光度曲線分析と他の調査データとの相互照合を通じて、これらの候補のほとんどが実際には超新星、変光クェーサー、および銀河矮新星であり、それらのピーク輝度付近で部分的に観測されたものであることがわかりました。銀河系外FOTの有望な候補は見つかりません。この検出されなかったことから、銀河系外のFOTのイベント発生率の上限が時間スケールの関数として得られます。非常に明るいイベント（絶対等級M<-26等）の場合、4時間のタイムスケールで4.4x10^{-9}Mpc^{-3}yr^{-1}の上限が得られます。1日の時間スケールでは7.4x10^{-10}Mpc^{-3}yr^{-1}。私たちの広範な（浅いですが）測量戦略のおかげで、私たちのデータは宇宙論的影響の影響をあまり受けず、したがって、1日未満の時間スケールでの本質的な光過渡現象の発生率に対してより厳しい制限の1つを与えています。
スーパーペバトロンを搭載した超高エネルギー $\gamma$ 線バブル
| Title |
An_Ultrahigh-energy_$\gamma$-ray_Bubble_Powered_by_a_Super_PeVatron |
| Authors |
Zhen_Cao,_Cong_Li,_C.D.Gau,_R.Y.Liu,_R.Z.Yang_(for_LHAASO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10100 |
私たちは、はくちょう座Xの星形成領域の方向に数PeVまでの超高エネルギー(UHE)で少なくとも100$\rmdeg^2$にわたる$\gamma$線バブルの検出を報告します。陽子を少なくとも10PeVまで加速するSuperPeVatronの存在。光子指数$\Gamma(E)=(2.71\pm0.02)+(0.11\pm0.02)\times\log_{10}(E/10\{\rmTeV})$を持つ対数放物線形が見つかりますバブルのガンマ線エネルギースペクトルをうまくフィッティングします。UHE源、非常に大規模な分子雲と相関する「ホットスポット」、および鋭い中心増光を伴う準球形の非晶質$\gamma$線放射体がバブル内で観察される。$\sim0.5^{\circ}$のコアでは、大規模なOB関連(CygnusOB2)とマイクロクエーサー(CygnusX-3)、および以前に報告されたマルチTeV源を含む領域と空間的に関連付けられており、強化されたUHE$\gamma$線の濃度は、1PeV以上のエネルギーで2光子で観測されます。バブルの一般的な特徴、形態およびエネルギースペクトルは、コア内の粒子加速器が周囲媒体に陽子を連続的に注入するという仮定によって合理的に再現されます。
第38回国際宇宙線会議（2023年名古屋）へのGAPSの貢献
| Title |
GAPS_contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference_(Nagoya_2023) |
| Authors |
T._Aramaki,_M._Boezio,_S._E._Boggs,_V._Bonvicini,_G._Bridges,_D._Campana,_W._W._Craig,_P._von_Doetinchem,_E._Everson,_L._Fabris,_S._Feldman,_H._Fuke,_F._Gahbauer,_C._Gerrity,_L._Ghislotti,_C._J._Hailey,_T._Hayashi,_A._Kawachi,_M._Kozai,_P._Lazzaroni,_M._Law,_A._Lenni,_A._Lowell,_M._Manghisoni,_N._Marcelli,_K._Mizukoshi,_E._Mocchiutti,_B._Mochizuki,_S._A._I._Mognet,_K._Munakata,_R._Munini,_S._Okazaki,_J._Olson,_R._A._Ong,_G._Osteria,_K._Perez,_F._Perfetto,_S._Quinn,_V._Re,_E._Riceputi,_B._Roach,_F._Rogers,_J._L._Ryan,_N._Saffold,_V._Scotti,_Y._Shimizu,_K._Shutt,_R._Sparvoli,_A._Stoessl,_A._Tiberio,_E._Vannuccini,_M._Xiao,_M._Yamatani,_K._Yee,_T._Yoshida,_G._Zampa,_J._Zeng,_and_J._Zweerink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10181 |
2023年7月26日から8月3日まで名古屋で開催された第38回国際宇宙線会議(ICRC)でGAPSコラボレーションによって発表された論文をまとめたもの。
TANAMI: オーストラルミリアーク秒干渉法による活動銀河核の追跡。 Ⅲ．初代Sバンド画像
| Title |
TANAMI:_Tracking_Active_Galactic_Nuclei_with_Austral_Milliarcsecond_Interferometry._III._First-epoch_S_band_images |
| Authors |
Petra_Benke,_Florian_R\"osch,_Eduardo_Ros,_Matthias_Kadler,_Roopesh_Ojha,_Philip_G._Edwards,_Shinji_Horiuchi,_Lucas_J._Hyland,_Chris_Phillips,_Jonathan_F._H._Quick,_Jamie_Stevens,_Anastasios_K._Tzioumis_and_Stuart_Weston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10206 |
超高エネルギー天文学(VHE;E>100GeV)の出現により、ブレーザーからの多波長放射を研究する天文学者に新たな未解決の疑問が提示されました。ドップラー危機や高エネルギー活動の場所の発見など、これらの未解決の疑問に対する答えは、これまでのところ私たちには得られていません。最近、準同時多波長監視プログラムは、ブレーザー活動の調査においてかなりの成功を収めている。2008年のフェルミガンマ線宇宙望遠鏡の打ち上げ後、電磁スペクトル全体にわたるこのような準同時観測が可能になりました。さらに、非常に長い基線干渉法(VLBI)観測により、活動銀河核(AGN)の中心パーセク領域を分解し、形態学的変化をガンマ線活動と比較して、高エネルギー放出ブレーザーを研究することができます。私たちの目標を達成するには、VHEで検出されたAGNの完全なサンプルを高感度で長期にわたるVLBIモニタリングする必要があります。我々は、長基線アレイ（LBA）および他の南半球電波望遠鏡を用いて、2021年12月現在、TeVで検出されたAGNと高尤ニュートリノ会合のVLBI観測を2.3GHzで実施した。この論文では、完全なTANAMIサンプルのうちTeVで検出されたサブサンプルに焦点を当てた、初光TANAMISバンド画像を紹介します。これらの非常に高エネルギーで検出された線源とは別に、観測に含まれる2つの磁束密度校正器と2つの追加の線源の画像も示します。私たちは、TeVで検出された天体の赤方偏移、0.1～100GeVの光子束、Sバンド中心部の輝度温度分布を研究し、平坦なスペクトルの電波クエーサーと放射光のピークが低いソースが、平均して放射光のピークが高いものよりも高い輝度温度を示すことを発見しました。BLラックス。明るいGeVガンマ線放出源は、低ガンマ線源よりも高い輝度温度値も示します。
M81高速ラジオバーストホスト球状星団は特別ですか?
| Title |
Is_the_M81_Fast_Radio_Burst_Host_Globular_Cluster_Special? |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Arash_Bahramian,_Clancy_W._James,_Arunav_Kundu,_Katherine_L._Rhode,_Jay_Strader,_Enrico_Vesperini,_Stephen_E._Zepf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10328 |
私たちはマルチバンドアーカイブHST観測を使用して、高速ラジオバーストFRB20200120EをホストするM81球状星団の測光パラメータと構造パラメータを測定します。最適なキングモデルの有効半径は$r_h=3.06$pc、中程度のキングモデル濃度は$c=53$、推定コア半径は0.81pcです。星団内のFRBの正確な天文位置を再調査すると、FRB20200120Eは中心から1.92pcの位置にありますが、投影された光の半分の半径内にあることがわかります。我々は、M81の他の210個の球状星団の対応する割合とともに、FRBホストの相対的な遭遇率を推定し、これらの値を銀河球状星団の遭遇率と比較します。FRBは、2つの比較サンプルにおける恒星遭遇率の中央値よりも適度に高い遭遇率を持つ球状星団内に存在します。FRBホストクラスターの推定遭遇率(例:47Tucのようなクラスターの$\sim50\%$)は、FRBが動的に形成された可能性を許容するのに十分ですが、私たちの結果は、次の理由によりこのシナリオに強い制約を課しません。利用可能なHSTデータの限界と、比較データにおける体系的な不確実性と選択の影響の可能性。
暗点生成性 WIMP 暗黒物質からの MHz から TeV への期待
| Title |
MHz_to_TeV_expectations_from_scotogenic_WIMP_dark_matter |
| Authors |
Laura_Eisenberger,_Thomas_Siegert,_Karl_Mannheim,_Werner_Porod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10421 |
暗黒物質の間接的な探索は通常、個々の光子のバンドと機器に限定されます。多波長観測の場合、1つの波長帯域のみで大きな前方および背景の弱い信号を見つけることは、信号強度を支配する系統的な不確実性によって妨げられます。暗黒物質粒子の消滅により標準モデル粒子が生成され、その即時光子放出が多くの研究で探索されています。ただし、TeV範囲での暗黒物質の消滅による荷電粒子の二次放出も、GHz～GeV範囲で同等またはさらに強い束をもたらします。この研究では、天の川銀河の27個の矮小銀河における質量$1\,\mathrm{TeV}$の暗点生成性WIMPの即時放出と二次放出を計算しました。二次放出には、逆コンプトン散乱、制動放射、およびシンクロトロン放射が含まれており、その結果、暗黒物質のみに特有の「三重こぶ」構造が生じ、他の天体物理的ソースは存在しません。複数の機器による解析に最適な候補を決定するために、同じ暗点生成性WIMPモデルから独自の暗黒物質ハローを含む、天の川銀河自体の拡散発光成分を推定します。寒冷暗所の$J$因子を仮定すると、X線から$\gamma$線までの個々の線源の信号対バックグラウンド比が$10^{-3}$-$10^{-2}$程度であることがわかります。物質の分布は観察から推測され、小規模な凝集による追加のブーストはありません。私たちは、天体物理学的な後景と前景からの可能性のある暗黒物質信号を解きほぐすためには、近くのすべての銀河と宇宙ガンマ線背景放射方向の拡張の共同多波長解析が必要であると主張します。
AstroSat観測によるGX~339--4の中間状態のスペクトル特性
| Title |
Spectral_Properties_of_GX~339--4_in_the_Intermediate_State_Using_AstroSat_Observation |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Debjit_Chatterjee,_Hsiang-Kuang_Chang,_Sachindra_Naik,_Santanu_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10444 |
我々は、2021年の爆発中の「アストロサット」観測を使用したブラックホールX線連星GX~339--4のスペクトル研究から得られた結果を紹介します。\astrosat~は$\sim600$ksの中間状態のソースを観測しました。$0.7-25$keVのエネルギー範囲におけるSXTとLAXPCの結合スペクトルは、現象学的モデルと物理モデルを使用して研究されています。スペクトル研究により、観測期間中に後退する円盤と収縮するコロナが明らかになりました。観測期間中、降着速度は変化しなかったが、流出速度が増加していることがわかった。円板が後退するとX線束が減少し、スペクトルが硬くなります。同時に、熱放射の割合が増加するにつれて、コンプトン化された磁束は減少します。これは、一時的なジェット噴出によってコロナが変化し、コンプトン化フラックスが減少したという可能性が考えられます。すべての観測軌道のスペクトルに6.4keVの鉄輝線が観測されています。鉄輝線の等価幅は光子指数と相関しており、スペクトルが硬くなるにつれて反射強度が減少することを示しています。円板磁束が$F_{\rmDBB}-T^{4}$関係に従わないことが観察されます。
SRG/eROSITA による中年パルサー周囲の広度 TeV ハローの X 線対応物検索
| Title |
Searching_for_X-Ray_Counterparts_of_Degree_Wide_TeV_Halos_Around_Middle-Aged_Pulsars_with_SRG/eROSITA |
| Authors |
A._Khokhriakova,_W._Becker,_G._Ponti,_M._Sasaki,_B._Li,_and_R.-Y._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10454 |
コンテクスト。中年期のパルサーの周囲で広範囲にわたるガンマ線TeV放射(TeVハロー)が検出されました。これらのTeVハローを説明するために提案されたモデルは、度幅のパルサー風星雲(PWN)からの電子が、逆コンプトン過程を通じて宇宙マイクロ波背景光子によって上方散乱されるというものです。しかし、これまでのX線観測では、これらの中年パルサーの周囲にX線度幅の微光拡散PWNeは発見されていません。目的。最初の4回連続のスペクトラムレントゲンガンマ/eROSITA全天サーベイのデータを使用して、ゲミンガ、PSRB0656+14、B0540+23、J0633+0632、およびJ0631+1036の周囲の度幅PWNeの検索を実行しました。TeVハローの形成の根底にあるメカニズムをよりよく理解するために、私たちはこれらのパルサーの次数ワイド近傍の磁場の強度を調査しました。結果。ゲミンガ、PSRB0656+14、B0540+23、J0633+0632、およびJ0631+1036の周囲で度幅の拡散放射は検出されませんでした。これは回転動力のパルサーによって駆動されていると考えられます。実際、データを詳しく調べると、対象のパルサーはすべて、モノジェムリングやロゼッタ星雲のような超新星残骸からの拡散放射の中に埋め込まれている一方、PSRB0540+23は明るいクラブパルサーから約2.5度離れた位置にあることが示されています。eROSITAの点像分布関数をPSRB0540+23の位置まで照射することにより、感度を低下させて、度幅の明るい拡散X線放射を強く検出します。結論。解析したパルサーの周囲に広範なPWNが検出されなかったにもかかわらず、これらのパルサーの周囲の磁場強度とその空間分布に関する有用な情報を提供するために磁束の上限を設定し、TeVハローの形成について提案された理論に追加の制約を与えました。パルサーの周り。
GRB 221009AのX/$\gamma$線エネルギー帯における初期残光の観測
| Title |
Observation_of_GRB_221009A_early_afterglow_in_X/$\gamma$-ray_energy_band |
| Authors |
Chao_Zheng,_Yan-Qiu_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Cheng-Kui_Li,_He_Gao,_Wang-Chen_Xue,_Jia-Cong_Liu,_Chen-Wei_Wang,_Wen-Jun_Tan,_Wen-Xi_Peng,_Zheng-Hua_An,_Ce_Cai,_Ming-Yu_Ge,_Dong-Ya_Guo,_Yue_Huang,_Bing_Li,_Ti-Pei_Li,_Xiao-Bo_Li,_Xin-Qiao_Li,_Xu-Fang_Li,_Jin-Yuan_Liao,_Cong-Zhan_Liu,_Fang-Jun_Lu,_Xiang_Ma,_Rui_Qiao,_Li-Ming_Song,_Jin_Wang,_Ping_Wang,_Xi-Lu_Wang,_Yue_Wang,_Xiang-Yang_Wen,_Shuo_Xiao,_Yan-Bing_Xu,_Yu-Peng_Xu,_Zhi-Guo_Yao,_Qi-Bing_Yi,_Shu-Xu_Yi,_Yuan_You,_Fan_Zhang,_Jin-Peng_Zhang,_Peng_Zhang,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Yan-Ting_Zhang,_Zhen_Zhang,_Xiao-Yun_Zhao,_Yi_Zhao,_and_Shi-Jie_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10522 |
ガンマ線バースト(GRB)の初期の残光は、ジェットとGRBの前駆体に関する重要な情報を提供する可能性があります。GRB221009Aの極度の明るさにより、その初期の残光をこれまでにない詳細で調査することができます。このレターでは、GRB221009Aの初期残光($T_0$+660秒から$T_0$+1860秒、$T_0$は\textit{Insight}-HXMT/HEトリガー時間)の包括的な観測結果を報告します。\textit{Insight}-HXMT/HE、GECAM-C、および\textit{Fermi}/GBMによるX/$\gamma$線エネルギー帯(20keVから20MeV)で。我々は、20keV～20MeVの初期残光のスペクトルが、それぞれ低エネルギー帯域と高エネルギー帯域を支配する余分なべき乗則を伴うカットオフべき乗則によってうまく説明できることを発見しました。カットオフべき乗則$E_{\rmPeak}$は$\sim$30keVで、残光初期段階全体のべき乗則光子指数は$\sim$1.8です。異なるエネルギーバンドの光度曲線をフィッティングすることにより、$T_0$+1246$^{+27}_{-26}$s(すなわち、残光開始時間$T_{\rmAG}$=$T_0$+225秒)、ジェット機の破壊の有力な証拠を提供します。興味深いことに、ブレイク前とブレイク後の減衰の傾きは両方ともエネルギーによって変化し、これら2つの傾きはエネルギー帯域が低いほど接近し、ブレイクが識別しにくくなります。興味深いことに、初期の残光のスペクトルは、休憩前にわずかに硬化し、休憩後には軟化しました。これらの結果は、この注目すべきGRBの理解に新たな洞察を提供します。
COSMIC: 地球外知的探査のためのカール G. ジャンスキー超大規模アレイ上のイーサネットベースの共用マルチモード デジタル バックエンド
| Title |
COSMIC:_An_Ethernet-based_Commensal,_Multimode_Digital_Backend_on_the_Karl_G._Jansky_Very_Large_Array_for_the_Search_for_Extraterrestrial_Intelligence |
| Authors |
Chenoa_D._Tremblay,_Savin_Shynu_Varghese,_Jack_Hickish,_Paul_Demorest,_Cherry_Ng,_Andrew_P.V._Siemion,_Daniel_Czech,_Ross_A._Donnachie,_Wael_Fahar,_Vishal_Gajjr,_Matt_Lebofsky,_David_E._MacMahon,_Talon_Myburgh,_Mark_Ruzindana,_Joseph_S._Bright,_Alan_Erickson,_and_Kevin_Lacker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09414 |
地球外知的生命体の探索(SETI)の主な目的は、銀河系における技術的に進歩した存在(有機または無機)の蔓延を理解することです。これにアプローチする1つの方法は、テクノシグネチャを探すことです。テクノシグネチャとは、人工発生源と一致する一時的またはスペクトル電磁放射など、遠隔から検出可能なテクノロジの指標です。KarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)上の新しいCommensalOpen-SourceMultimodeInterferometerCluster(COSMIC)デジタルバックエンドを使用して、これまでの試みよりも大幅に大規模で、より高感度で、より効率的なテクノシグネチャの検索を実行することを目指しています。。COSMICシステムは現在VLA上で動作し、データを記録しており、ユーザーが要求したモードを提供できる柔軟性を備えて設計されています。このペーパーでは、ハードウェアシステム設計、現在のソフトウェアパイプライン、および将来の開発計画について説明します。
変数の変更による関数接続理論を使用した軌道移動
| Title |
Orbit_transfer_using_Theory_of_Functional_Connections_via_change_of_variables |
| Authors |
Allan_K._de_Almeida_Jr_and_Antonio_F._B._A._Prado_and_Daniele_Mortari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09531 |
この研究は、ミッションの制約を受ける天力学の問題のクラスが、関数接続理論(TFC)の数学的フレームワークを使用して、座標の特定の変更によって効率的に解決できることを示しています。これらの問題では、制約は最初に古典的な直交座標を使用した非線形の結合数学形式で記述されます。制約付き問題の対称性を使用して、非線形制約を線形制約に変換する新しい座標系を選択します。この座標の変更は、制約のコンポーネントを分離するためにも使用されます。このように、TFC技術を使用して、ミッションの制約を受ける軌道移動問題を支配する常微分方程式を解くことができます。具体的には、この論文は、摂動ホーマン型および一接線燃焼転移問題に座標変更法を適用する方法を示します。
核崩壊超新星からの重力波を分類するための畳み込みニューラル ネットワークの可視化
| Title |
Visualizing_Convolutional_Neural_Network_for_Classifying_Gravitational_Waves_from_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Seiya_Sasaoka,_Naoki_Koyama,_Diego_Dominguez,_Yusuke_Sakai,_Kentaro_Somiya,_Yuto_Omae,_Hirotaka_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09551 |
この研究では、畳み込みニューラルネットワークを使用して、核崩壊超新星から発生する重力波を分類します。トレーニングは、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの両方の3回目の観測実行から得られた実際のノイズデータに注入された、波形の3次元数値シミュレーションから得られたスペクトログラムを使用して実施されました。モデルの意思決定プロセスについての洞察を得るために、クラスアクティベーションマッピング手法を適用して、モデルの予測にとって重要な入力画像内の領域を視覚化します。私たちのモデルは、1kpcで98.4%の精度で9つの異なる波形とノイズを区別しました。クラスアクティベーションマッピングによる視覚化により、モデルの予測が主に入力スペクトログラム内の特定の特徴、つまりgモードと低周波数モードに依存していることが明らかになりました。
最も鮮明：すばる望遠鏡のシャックハルトマンセンサーを使用した大気乱流プロファイリング実験
| Title |
SHARPEST:_The_atmospheric_turbulence_profiling_experiment_using_Shack-Hartmann_sensor_at_the_Subaru_telescope |
| Authors |
Hajime_Ogane,_Yoshito_Ono,_Yosuke_Minowa,_Shin_Oya,_Koki_Terao,_Takumi_Akasawa,_Riki_Homan,_and_Masayuki_Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09564 |
大気乱流プロファイルは、複数のレーザーガイド星を備えた補償光学(AO)システムの設計と運用において重要な役割を果たします。すばる望遠鏡での将来のAOシステムのための代表的な自由大気プロファイルと分解された基底層プロファイルを取得するために、私たちはSHARPEST(すばる望遠鏡におけるシャック・ハルトマン大気乱流プロファイリング実験)プロジェクトを実施しています。このプロジェクトでは、2cmの部分開口による高い空間サンプリングを使用して、すばる望遠鏡を通して一対の明るい星を観察するために、2つのシャックハルトマン(SH)センサーで構成される乱流プロファイラーを開発します。SHスポットデータに対して2つの分析を実行します。1つは自由大気プロファイルのスポットシンチレーションの分散分析、もう1つは地面層プロファイルのスポットの傾斜です。この論文では、最初の2回のエンジニアリング実行で得られた自由大気プロファイルの初期結果と合計視観測値および風プロファイルを紹介します。2つの独立したSHセンサーによって再構築された自由大気プロファイルは、良好な一致を示しています。この結果は、約1kmでの乱流強度を除いて、別のプロファイラーによる同時測定とも一致しています。これは、シンチレーションベースのプロファイラーの過大評価の問題によって説明されます。測定された合計シーイング値も同時測定よりも小さくなっていますが、これはおそらく2つのサイト間の地層乱流の違いによるものと考えられます。風プロフィールは、ラウィンゾンデによる直接測定と良好な一貫性を示しています。この研究を通じて、微細な部分開口を持つ単一のSHセンサーからのデータを分析することによって、自由大気プロファイル、トータルシーイング、および風プロファイルを制約する方法を確立します。
2021 年のアルマ望遠鏡高周波長基線キャンペーン: 炭素豊富な Star R Lep の最高の角解像度のサブミリ波画像
| Title |
ALMA_High-frequency_Long-baseline_Campaign_in_2021:_Highest_Angular_Resolution_Submillimeter_Wave_Images_for_the_Carbon-rich_Star_R_Lep |
| Authors |
Yoshiharu_Asaki,_Luke_T._Maud,_Harold_Francke,_Hiroshi_Nagai,_Dirk_Petry,_Edward_B._Fomalont,_Elizabeth_Humphreys,_Anita_M.S._Richards,_Ka_Tat_Wong,_William_Dent,_Akihiko_Hirota,_Jose_Miguel_Fernandez,_Satoko_Takahashi,_Antonio_S._Hales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09664 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)は2021年に、基線が最大16kmのバンド8～10(397～908GHz)で炭素豊富な進化した星RLepを画像化するために使用されました。目標は、この場合、RLepから1.2度の近接位相校正器J0504-1512によるバンド間(B2B)位相基準を使用して校正を検証することと、アルマ。(1110)と(0400)振動励起状態の間のJ=10-9遷移からの890.8GHzでの連続体放射とHCNメーザー線の画像は、バンド8で13、6、および5マスの角度分解能を達成しました。それぞれ10。自己校正(self-cal)を使用して、B2B位相基準技術と比較して理想的な画像を生成しました。連続放射はバンド9と10で分解され、最も長いベースラインの自己校正には光束が少なすぎるため、これらの比較はより粗い分解能で行われます。比較の結果、B2B位相リファレンスにより、理想的な画像連続光束密度の92%、83%、および77%を回復するのに十分な位相補正が提供されることがわかりました。HCNメーザーは、バンド10ですべてのベースライン(最大16km)の自己校正解を得るのに十分なコンパクトさでした。バンド10では、B2B位相基準は、理想的な画像と比較して、HCNメーザーと連続体の磁束密度のそれぞれ61%と70%を回復しました。
28 回目以降も
ピラミッドWFSの構想から28年が経過し、波面形状を検出器上のある種の異なる照明に変換できる新しい種類のデバイスがいくつか考案されました。あらゆる種類の謙虚さを一時中断しながら、私は当時、レンズレットアレイ以上のものがある可能性があることを示すことに貢献した数少ない人の一人であることを称賛します-成功を繰り返しながら、他の種類のそのようなものを構想し続けましたデバイス。
経験的磁場モデルを使用した TianQin の残留加速ノイズの評価
| Title |
Evaluating_residual_acceleration_noise_for_TianQin_with_an_empirical_magnetic_field_model |
| Authors |
Wei_Su,_Ze-Bing_Zhou,_Yan_Wang,_Chen_Zhou,_P._F._Chen,_Wei_Hong,_J._H._Peng,_Yun_Yang,_and_Y._W._Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10043 |
TianQin(TQ)プロジェクトでは、地球の周囲の宇宙に3基の衛星を配備し、重力波によって引き起こされる試験質量の変位変化をレーザー干渉法を介して測定する計画です。試験質量の加速騒音の要件は、$10^{-15}~\,{\rmm}\,{\rms}^{-2}\,{\rmHz}^{程度です。TQの感度の高い周波数範囲では-1/2}$、%非常に正確な加速度測定要件により、空間磁場による加速度ノイズを調査する必要があります。これは非常に厳しいため、空間磁場と試験質量との相互作用によって生じる加速ノイズを調査する必要があります。本研究では、データに基づいた経験的宇宙磁場モデルであるツィガネンコモデルを用いて、1998年から2020年までの23年間の2太陽周期にわたるTQの軌道周りの磁場分布を取得します。得られた空間磁場を用いて、23年間のTQの加速騒音の分布と振幅スペクトル密度(ASD)。その結果、1mHz($R_{\rm1mHz}$)と6mHz($R_{\rm6mHz}$)における空間磁場による加速ノイズのTQ要求に対する比率の平均値が得られることがわかりました。)はそれぞれ0.123$\pm$0.052と0.027$\pm$0.013です。$R_{\rm1mHz}>0.2$と$>0.3$の発生確率は、それぞれ7.9\%と1.2\%にすぎず、$R_{\rm6mHz}$が0.2を超えることはありません。
アインシュタイン望遠鏡: 深層学習を使用してデータを結合した 3 つの検出器からのバイナリ ブラック ホール重力波信号検出
| Title |
Einstein_Telescope:_binary_black_holes_gravitational_wave_signals_detection_from_three_detectors_combined_data_using_deep_learning |
| Authors |
Wathela_Alhassan,_T._Bulik_and_M._Suchenek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10409 |
以前の研究(Alhassanetal.2022)からの継続であり、アインシュタイン望遠鏡(ET)の単一検出器データが深層学習(DL)を使用してバイナリブラックホール(BBH)の検出に関して評価されました。この研究では、5Hz、10Hz、15Hz、20Hz、30Hzの5つの異なる低周波カットオフ(フロー)を備えたETの3つの提案された検出器すべてからのデータを組み合わせたデータを使用して、BBHの検出効率を調査しました。以前に使用されていたSNR範囲は4～5、5～6、6～7、7～8、および>8でした。ResNetモデル(単一検出器データで全体的なパフォーマンスが最高)を使用すると、検出精度が60%、60.5%、84.5%、94.5%、98.5%から78.5%、84%、99.5%、100%、100%に向上しました。SNRがそれぞれ4～5、5～6、6～7、7～8、>8のソースの場合は%。結果は、低いSNR範囲:4～5、5～6、6～7ではそれぞれ18.5%、24.5%、13%、高いSNR範囲:7～8では5.5%と1.5%精度が大幅に向上していることを示しています。それぞれ>8と>8。定性的評価では、ResNetモデルは、5Hzで3.9の平均SNR(3つの検出器からの平均SNR)および13.632のチャープ質量で、86.601Gpcでソースを検出できました。また、3つの検出器を組み合わせたデータの使用は、ほぼリアルタイムの検出に適しており、より強力なセットアップを使用することで大幅に改善できることも示されました。
NuSTAR迷光バックグラウンド研究のためのウェーブレットベースの画像分解法
| Title |
Wavelet-based_image_decomposition_method_for_NuSTAR_stray_light_background_studies |
| Authors |
Andrey_Mukhin,_Roman_Krivonos,_Alexey_Vikhlinin,_Brian_Grefenstette,_Kristin_Madsen_and_Daniel_Wik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10516 |
NuSTAR望遠鏡の焦点の合っていない光子(いわゆる迷光)用の大きな側面開口は、豊富な天体物理情報の源として知られています。NuSTAR迷光データに基づく多くの研究をサポートするために、バックグラウンド分析に適しており、いかなる種類の集束X線束も含まない検出器領域を決定する完全自動の方法を紹介します。この方法の主なアイデアは、「非常に優れた」ウェーブレット画像分解であり、あらゆる空間スケールと形状の構造を検出できるため、この方法は一般的に使用されます。この方法をNuSTARデータに適用すると、NuSTAR迷光研究に適した、可能な限り最高の統計的品質を備えた検出器画像領域が得られます。私たちは、提示されたメソッドを実装するオープンソースのPythonnuwavdetパッケージを開発しました。このパッケージには、さらに迷光解析を行うための検出器画像領域を生成したり、従来のX線解析用にNuSTARデータ解析ソフトウェアで処理するための検出器不良フラグ付きピクセルのリストを生成したりするためのサブルーチンが含まれています。
星の磁気活動の拡大と進化
磁気活動は、対流性の外層を持つ星の遍在的な特徴であり、星の進化から惑星大気まで影響を及ぼします。数日から数十億年にわたって観測される星の活動信号に関与するメカニズムを調査することは、太陽を含む星のダイナモの空間構成と時間的パターンについての理解を深める上で重要です。このホワイトペーパーでは、3つの問題とその考えられる解決策に焦点を当てます。私たちは磁場の直接測定から始めて、磁束とその密度の星の性質や活動指標への依存性をどのように調べるのかを示します。次に、光球の活動パターンと、回転から活動サイクルのタイムスケールまでの変動に関する物理ベースのモデルにおける現在の最先端のモデルをレビューします。次に、まず彩層とコロナの活動診断を使用して、次に星がスピンダウンして活動を停止する重要なメカニズムである磁気ブレーキに関するモデルベースの示唆を用いて、恒星のダイナモの長期進化における理解の現状を概説します。年齢を重ねるにつれて。最後に、恒星の磁場のモデリングと解析を改善するための可能な方向性について議論します。
CWISE J105512.11+544328.3: Keck/NIRES で分光学的に確認された近くの Y 矮星
| Title |
CWISE_J105512.11+544328.3:_A_Nearby_Y_Dwarf_Spectroscopically_Confirmed_with_Keck/NIRES |
| Authors |
Grady_Robbins,_Aaron_M._Meisner,_Adam_C._Schneider,_Adam_J._Burgasser,_J._Davy_Kirkpatrick,_Jonathan_Gagne,_Chih-Chun_Hsu,_Leslie_Moranta,_Sarah_Casewell,_Federico_Marocco,_Roman_Gerasimov,_Jacqueline_K._Faherty,_Marc_J._Kuchner,_Dan_Caselden,_Michael_C._Cushing,_Sherelyn_Alejandro,_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration,_The_Backyard_Worlds:_Cool_Neighbors_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.09524 |
Y矮星は既知の最も低温のスペクトルクラスであり、巨大な系外惑星と質量と温度が重なっており、低温大気を研究するためのユニークな実験室を提供します。しかし、Y矮星候補のうち分光学的に確認されたのはほんの一部だけです。私たちは、近くの($d\約6-8$pc)褐色矮星CWISEJ105512.11+544328.3のKeck/NIRES近赤外分光法を紹介します。その近赤外線スペクトルは$J$帯域のY0標準と最もよく一致しますが、$YJHK$波長範囲全体にわたって十分に一致する標準はありません。CWISEJ105512.11+544328.3NH$_3$-$H$=0.427$\pm$0.0012およびCH$_4$-$J$=0.0385$\pm$0.0007の吸収指数と絶対スピッツァー[4.5]等級15.18$\pm$0.22も後期T矮星ではなく初期Y矮星であることを示しています。CWISEJ105512.11+544328.3はさらに、分光学的に確認されたすべてのY矮星の中で最も青いスピッツァー[3.6]$-$[4.5]色を示します。明度が低いことを考慮すると、この異常に青いスピッツァー色にもかかわらず、CWISEJ105512.11+544328.3は、金属性が低いことを示す他の明確な運動学的またはスペクトルの兆候を示しません。大気モデルの比較により、この発生源のlog(g)$\le$4.5および$T_{\rmeff}\約500\pm150$Kが得られます。我々は、CWISEJ105512.11+544328.3をY0(pec)矮星として分類し、Yタイプ個体群の顕著な多様性をさらに高めます。JWST分光法は、このY型矮星の低重力モデルと青色3-5$\mu$mの色に対する異常な好みの起源を理解するために極めて重要である。
高温主系列星の脈動: 観測結果とモデルの比較
脈動する熱い主系列星に関するTESSの観測は、現在受け入れられているものとはまったく異なる状況を描きます。不安定性ストリップの理論上のホットエッジよりも熱いたて座デルタ星(DSCT)が多数存在し、中B型(歴史的にマイア変光星として知られている)のDSCT星と思われる星に続いています。DSCT星の最大振幅の周波数は、モデルからの不安定な周波数とあまり一致しません。DSCT星とMAIA星の実効温度の関数として、最大振幅の周波数には明確に定義された上部包絡線があり、説明が必要です。ガンマドラドゥス(GDOR)星は、別個のクラスではなく、高周波数が抑制されたDSCT星と見なされるべきです。それらは主にクールなDSCT星の間で見つかりますが、DSCT不安定性ストリップ全体で、また初期のA型星として発生し、そこでSPB変光星と合体します。不安定性ストリップ全体にわたるDSCTスターとGDORスターの混合は、DSCTスターの周波数パターンの説明のつかない大きな変動の一例です。H-Rダイアグラムにおけるセファイベータ星の位置はモデルとよく一致していますが、観測された周波数は一般に予測よりも高くなります。脈動する星の伝統的なクラスの間には、識別可能な境界はありません。既存の脈動モデルは観測結果をまったく適切に記述していないため、再評価が必要です。
MPI-AMRVAC を使用した一貫性のある 2.5D フレア シミュレーションの探索
コンテクスト。多次元太陽フレアシミュレーションの出現により、コロナ流に関する数多くの研究と新たな物理的洞察がもたらされました。これらの研究には、下流彩層圧縮や彩層蒸発プロセスなどの下層大気反応の詳細な分析はまだ含まれていません。目的。この研究では、多次元効果の解明に役立つ彩層の上昇流と下降流の解析を含む、多次元フレアシミュレーションの解析を紹介します。また、将来の多次元シミュレーションにフィールドに合わせた詳細な物理プロセスを含めることを目的として、1Dモデルと多次元モデルを比較するための重要な基礎も提供します。方法。局所的な異常な抵抗率は磁気再接続を開始し、これが標準的な太陽フレアモデルの進化を促します。背景磁場の強度を変化させて、観測的に報告された太陽フレアの強度の広範囲をカバーする4つのフレアシミュレーションを作成します。彩層のエネルギー束とエネルギー密度マップは、コロナから下層大気へのエネルギーの輸送と、その結果として生じるフレアの進化を分析するために使用されます。1D力線に沿って追跡された量により、1D蒸発モデルとの詳細な比較が可能になります。私たちは、これらの1D磁束管に沿った単純化された物理学からの欠陥と、多次元効果によって入る重要な効果の類似点を強調します。
連星セファイド V1344 Aql の軌道決定
| Title |
Orbit_determination_for_the_binary_Cepheid_V1344_Aql |
| Authors |
B._Cseh,_G._Cs\"ornyei,_L._Szabados,_B._Cs\'ak,_J._Kov\'acs,_L._Kriskovics,_A._P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10218 |
コンテクスト。連星セファイドは、古典的なセファイドの周期と光度の関係の校正を調査する上で重要な役割を果たします。したがって、連星系に属する個々のセファイドについての徹底的な研究が必要です。目的。私たちの目的は、新しく観測された、および以前に発表された分光学的および測光データを使用して、連星系V1344Aqlの軌道を決定することです。方法。私たちは、中解像度（${R\およそ11000}$および${R\lessおよそ20000}$）の分光器を使用して新しい動径速度観測を収集し、$O-C$ダイアグラムを使用して入手可能な測光観測に基づいてセファイドの脈動周期を更新しました。各観測季節(年)の脈動と軌道動径速度の変動を分離し、$\chi^2$最小化を使用してシステムの軌道解を決定しました。結果。HJD2458955.83の時代に推定されたセファイドの最新の脈動周期は7.476826日です。私たちは文献で初めて軌道要素を決定しました。この系の公転周期は約34.6年、離心率e=0.22です。
異常に豊富な s プロセスおよび r プロセス元素を含む、ユニークな遠方古典セファイド OGLE GD-CEP-1353
| Title |
Unique_distant_classical_Cepheid_OGLE_GD-CEP-1353_with_anomalously_high_abundances_of_s-_and_r-process_elements |
| Authors |
V.V._Kovtyukh,_S.M._Andrievsky,_K._Werner,_S.A._Korotin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10381 |
最近発見された興味深い化学組成を持つ遠方のセファイドを探していたところ、重元素のスペクトル線の等価幅が非常に大きい1つの星(OGLEGD-CEP-1353)に気づきました。この研究の目的は、存在量分析を実行し、発見された化学的異常について考えられる説明を見つけることです。この星の存在量を導き出すために、等価幅の定量分析と合成スペクトル合成が使用されました。解析では、局所的および非局所的な熱力学的平衡(LTEおよびNLTE)近似の両方が使用されました。炭素からトリウムまで28種類の化学元素が豊富に含まれることがわかりました。光と鉄のピーク元素は遠方のセファイド(円盤の外側に位置する)に典型的な豊富さを示しますが、sプロセス元素は約1デックスで過剰に存在します。rプロセス要素は過剰ではありません。これにより、この星は銀河系のユニークなセファイド星になります。
スローロール膨張中、非摂動的な遷移により準安定真空の泡が生成される可能性があります。これらの泡は、インフレーション中に超地平線サイズまで指数関数的に膨張し、その後、宇宙の膨張が減速すると崩壊してブラックホールになります。広範なクラスのモデルでは、小さな密度変動を引き起こすインフレーション微調整により、これらのバブルはインフレーションハッブル時間に比べて短い時間間隔でのみ表示されます。その結果、ブラックホールの最終質量は膨張中に泡が形成される瞬間に指数関数的に敏感であるにもかかわらず、結果として生じる原始ブラックホールの質量スペクトルはほぼ単色になる可能性があります。この遷移が膨張の中間付近で発生した場合、質量は10^17～10^22gの「小惑星」範囲に収まる可能性があり、この範囲では既知の観測結果がすべて暗黒物質100%を構成するブラックホールと一致します。
宇宙論の精密時代における新しい物理探査機としての $N_{\rm eff}$
この研究では、宇宙論的探査機からの$N_{\rmeff}$と、衝突型加速器や低エネルギー実験からのデータセットを使用して、標準モデル有効場理論の電弱頂点と4フェルミオン演算子へのグローバルフィットを実行します。レプトンとクォークの両方にフレーバーの普遍性があると仮定すると、CMB-S4/HDの$N_{\rmeff}$がいくつかの演算子の適合を数倍改善できることがわかります。代わりにフレーバー仮定を行わずに、$N_{\rmeff}$は、$4\mu$セクターのニュートリノトライデントプロセスで示されるよく知られている平坦な方向と比較して、異なる方向を探ることができます。$\tau$セクターの2つの追加演算子に対する新たな感度も10%レベルで特定されています。さらに、金属の乏しい銀河からの原始ヘリウム存在量の不確実性を0.2%未満に減らすことが、自由中性子の寿命の異常についての理解を深める上で重要な役割を果たす可能性があることがわかりました。
現時点では、一般相対性理論が重力と密接に関連していることは事実上疑いの余地がありません。さらに、ジェイコブソン、パドマナバンらの研究により、アインシュタインの相対論的方程式の熱力学的解釈が可能であることが明らかになりました。その一方で、私たちはSCMの概念的な問題(宇宙定数の問題、偶然の問題)と、モデルの主な構成要素(暗黒エネルギーと暗黒物質)を直接修正しようとする長年の無駄な試みを目の当たりにしています。これら2つの要素の組み合わせにより、重力と熱力学の総合を表し、未知の性質の成分を含まない宇宙論的モデルを構築したいという自然な欲求が、少なくとも現象学的レベルで生じました。このレビューで考慮されるのはこのモデル「エントロピー宇宙論」です。私たちは、与えられた参考文献に記載されている詳細を省略して、モデルの概念的な基礎を提示することを目標として設定しました。
GWTC-3 のマージリングダウン信号による帯電ブラックホールの制約とアインシュタイン望遠鏡の展望
| Title |
Constraints_on_charged_black_holes_from_merger-ringdown_signals_in_GWTC-3_and_prospects_for_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Hua-Peng_Gu,_Hai-Tian_Wang,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10447 |
天体物理学的ブラックホール(BH)が電荷を持つことができるかどうかは、観測によって解決されるべき問題です。重力波(GW)天文学の時代には、GWデータのマージリングダウン信号を使用して、マージされたBH残骸の電荷を制限することができます。以前の研究を拡張して、Kerr-NewmanBHを仮定して、GWTC-3の5つのGWイベントを分析します。我々の結果は、BHが帯電しているという強力な証拠を示しておらず、$90\%$の信頼できるレベル(CL)での電荷対質量比$Q<0.37$の限界を示しています。波形の電荷スピン縮退と信号対雑音比(SNR)の制限により、LIGO/Virgo/KAGRA観測ではより適切な制約を提供することが困難です。さらに、リングダウン信号のSNRが$\sim270$に達する可能性があるアインシュタイン望遠鏡(ET)のデータをシミュレートします。これらのシミュレートされたイベントにより、220、221、および330リングダウンモードをまとめて考慮できるようになり、電荷スピンの縮退を解消するのに役立ちます。シミュレーションの分析により、ETはリングダウン信号により電荷質量比の制約を$90\%$CLで$Q\lesssim0.2$まで改善できることがわかりました。
天体物理学ブラック ホールのジェット パワーと放射効率を説明する Kerr-Taub-NUT 時空
| Title |
Kerr-Taub-NUT_spacetime_to_explain_the_jet_power_and_the_radiative_efficiency_of_astrophysical_black_holes |
| Authors |
Bakhtiyor_Narzilloev,_Ahmadjon_Abdujabbarov,_Bobomurat_Ahmedov,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10554 |
この研究では、Kerr-Taub-NUT解内の天体物理ブラックホールによって放出される電磁エネルギーを調査します。これは、消失しない重力磁荷を持つ回転ブラックホールを記述します。私たちの研究では、X線連星系GRS1915+105、GROJ1655-40、XTEJ1550-564、A0620-00、H1743-322、GRS1124-683のブラックホールを考慮します。我々は、Kerr-Taub-NUT時空が、連続体フィッティング法(CFM)から推定されたこれらの放射源の放射効率を説明できることを示します。また、ブランドフォード・ズナジェック機構の枠組みで、観測されたジェット出力を再現できることも示します。選択したオブジェクトの2つの解析の結果を統合して、時空パラメータに対してより厳しい制約を取得します。我々は、カー時空の場合と同様に、カー・タウブ・NUT解では観測されたGRS1915+105のジェット出力と放射効率を同時に説明できないことを示す。
| Title |
Exploring_spin_of_ultralight_dark_matter_with_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Yusuke_Manita,_Hiroki_Takeda,_Katsuki_Aoki,_Tomohiro_Fujita,_and_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10646 |
我々は干渉型重力波検出器を用いて超軽量暗黒物質（ULDM）のスピンを識別する新しい方法を提案する。ULDMはスピン0、1、または2のボソン磁場であり、それぞれが信号に独特の特徴を引き起こします。有限時間移動効果により、スピン0とスピン1のULDMでは支配的な信号が発生しますが、スピン2ではそうではないことがわかりました。複数の検出器のオーバーラップリダクション関数(ORF)を使用することで、ULDMのスピンを区別できます。さらに、ORFに対する有限時間の光移動効果を考慮すると、スピン1ULDMのバリオンへの結合定数に対する現在の制約が30倍弱くなることを指摘します。
