有望な単一および複数フィールドのインフレーション モデルからのスペクトルの歪み
| Title |
Spectral_distortions_from_promising_single_and_multifield_inflationary_models |
| Authors |
Alexander_Baur,_Marcos_A.G._Garcia,_Raul_Henriquez-Ortiz,_Mauricio_Hernandez-Neri_and_Saul_Ramos-Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13071 |
CMBの絶対強度を調査する今後のミッションでは、黒体分布からの逸脱であるスペクトルの歪みを測定できることが期待されています。宇宙のインフレーションはスペクトルの歪みを引き起こす可能性があるため、これらの実験は、予測を慎重に決定する必要があるさまざまな有望なインフレ提案をさらにテストする可能性を提供します。すべてのインフレーション観測値を現在の観測値と数値的に一致させた後、さまざまな有望な単一および複数フィールドのインフレーションモデルの予測スペクトル歪みを計算します。単一フィールドのインフレーションモデルの予測は、観測可能な窓の標準宇宙論モデルに対して1%から20%の偏差を示します。この点では、多自然およびアクシオン単ドロミーのインフレーションが際立っています。マルチフィールドインフレーションの場合、パワースペクトルのより豊かな構造が観察されます。いわゆるハイブリッドアトラクターの場合、標準信号よりも約100倍強いスペクトル歪みが生じます。これらの観測は、私たちの結果と、同様に間もなく調査される他の宇宙論的観測物質との間の関係についての疑問を引き起こします。
ダークエネルギー調査 3 年目の結果: redMaPPer クラスターにおけるミスセンタリングキャリブレーションと X 線リッチスケーリング関係
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Mis-centering_calibration_and_X-ray-richness_scaling_relations_in_redMaPPer_clusters |
| Authors |
P._Kelly,_J._Jobel,_O._Eiger,_A._Abd,_T._E._Jeltema,_P._Giles,_D._L._Hollowood,_R._D._Wilkinson,_D._J._Turner,_S._Bhargava,_S._Everett,_A._Farahi,_A._K._Romer,_E._S._Rykoff,_F._Wang,_S._Bocquet,_D._Cross,_R._Faridjoo,_J._Franco,_G._Gardner,_M._Kwiecien,_D._Laubner,_A._McDaniel,_J._H._O'Donnell,_L._Sanchez,_E._Schmidt,_S._Sripada,_A._Swart,_E._Upsdell,_A._Webber,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_D._Bacon,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_C._A._Collins,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_P._Doel,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_M._Hilton,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_R._G._Mann,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_C._J._Miller,_R._Miquel,_J._Myles,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13207 |
XMM-NewtonとChandraからのアーカイブX線データを含むDarkEnergySurveyYear3(DESY3)クラスターを使用して、redMaPPerクラスターファインダーのセンタリングパフォーマンスを評価し、主要なリッチネスの観察可能なスケーリング関係を測定します。中心化に関しては、redMaPPerクラスターの10～20%が中心からずれており、低濃度ビンと高濃度ビン($20<\lambda<40$および$\lambda>40$)または赤方偏移($0.2<z)に有意差はありません。<0.4$および$0.4<z<0.65$)。また、中心のずれによって引き起こされる豊かさのバイアスも調査します。中心ズレの主な理由には、マスクされたデータまたは欠落したデータ、および星団内に他の明るい銀河が存在することが含まれます。中心を外れたクラスターの半分については、正しい中心はredMaPPerによって識別される他の考えられる中心の1つでしたが、中心を外れたクラスターの$\sim40$%については、これらのケースのほとんどはマスキングが原因で、正しい中心はredMaPPerメンバーではありませんでした。さらに、X線の温度と濃さの間、およびX線の明るさと濃さの間のスケーリング関係を当てはめます。$0.21\pm0.01$のT$_X$-$\lambda$散乱が見つかりました。T$_X$-$\lambda$の散乱は赤方偏移のビン内で一貫していますが、やや浅い関係を示す高赤方偏移クラスターとの適度に異なる傾きが見つかります。濃厚度に基づいて分割すると、最低の濃厚度ビン$20<\lambda<40$でわずかに大きな散乱が見つかります。検出された偶然のクラスターのX線特性は、通常、ターゲットのクラスターのX線特性と一致しますが、未検出のクラスターのX線データの深さは、1つのケースを除くすべてのケースでX線が不足しているかどうかを判断するには不十分です。
フラットから非フラットへ: 非フラット $\Lambda$CDM モデルのバイアス トレーサーの非線形パワー スペクトルの計算
| Title |
Flat_to_nonflat:_Calculating_nonlinear_power_spectra_of_biased_tracers_for_nonflat_$\Lambda$CDM_model |
| Authors |
Ryo_Terasawa,_Ryuichi_Takahashi,_Takahiro_Nishimichi_and_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13330 |
大規模構造の成長は、宇宙膨張履歴と宇宙論的距離の幾何学的情報とともに、非平坦宇宙における非線形成長をモデル化しながら、初期宇宙物理学を調査する宇宙の空間曲率に関する制約を取得するために使用できます。高次元の宇宙論的パラメータ空間でのシミュレーションには計算コストがかかるため、依然として困難です。この論文では、対応するフラット$\Lambda$CDMモデルの非線形発展を表す量から、非フラット$\Lambda$CDMモデルのハローマターおよびハローオートパワースペクトルを計算する近似法を開発します。セパレートユニバース（SU）方式。長波長の変動（曲率に相当）に対する成長応答$T_{\delta_{\rmb}}(k)$がハッブルパラメーターに対する応答$T_h(k)で近似されるという事実を利用して、$、私たちの方法により、平坦でない宇宙のパワースペクトルから非平坦な宇宙の非線形パワースペクトルを効率的に推定することができます。$N$-bodyシミュレーションを使用して、推定器が$\sim1\%$($\sim2\%$)の精度で$k\simeqまでのハローマター(ハロー自動)パワースペクトルを提供できることを示します。3(1)曲率の大きなモデルでも\,h{\rmMpc}^{-1}$$\Omega_K=\pm0.1$となります。エスティメーターを使用すると、精度を低下させることなく、DarkEmulatorなどの既存のエミュレータの予測を非フラットモデルに拡張できます。長波長変動に対する応答もスーパーサンプル共分散(SSC)を推定するための重要な量であるため、近似恒等$T_{\delta_{\rmb}}(k)\aboutT_h(k)$SSC項を分析的に計算するために使用できます。
| Title |
Primordial_Origin_of_Supermassive_Black_Holes_from_Axion_Bubbles |
| Authors |
Kentaro_Kasai,_Masahiro_Kawasaki,_Naoya_Kitajima,_Kai_Murai,_Shunsuke_Neda,_Fuminobu_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13333 |
私たちは、アクシオンバブルからの原始ブラックホール(PBH)形成モデルの修正を研究しています。Peccei-Quinnスカラーは、インフレーション中に大きなフィールド値から潜在的な最小値まで半径方向にロールダウンし、これによりアクシオンの変動が抑制され、大規模なスケールでのPBHのクラスタリングが弱まると仮定します。修正されたモデルは、高赤方偏移クエーサーの等曲率摂動や角度相関による観測上の制約を回避しながら、超大質量ブラックホールの種となる十分な数のPBHを生成できることがわかりました。
| Title |
Cosmic_variance_suppression_in_radiation-hydrodynamic_modeling_of_the_reionization-era_21-cm_signal |
| Authors |
Anshuman_Acharya_and_Enrico_Garaldi_and_Benedetta_Ciardi_and_Qing-bo_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13401 |
中性水素によって放出される21cmの線は、再電離時代(EoR)の最も有望なプローブです。複数の無線干渉計がそのパワースペクトルの検出に取り組んでいます。したがって、同世代の宇宙の特性を確実に推論できるように、堅牢な理論的予測を提供することが不可欠です。この信号の性質により、宇宙変動の影響を抑制するために、従来、$\mathcal{O}(10^{7-8}\,{\rmMpc}^3)$ボリュームのモデリングが必要でした。ただし、最近提案された固定およびペア(F&P)アプローチ(Pontzenetal.2016)では、慎重に作成されたシミュレーションペアを使用して、より少ないボリュームで同等の結果を達成します。この研究では、EoRからの21cm信号のさまざまな観測対象に対するこの技術の適用性とそれによって得られる改善を徹底的にテストします。私たちは、この時代の最も現実的な物理的記述を保証するために放射磁気流体力学シミュレーションを採用し、正確な銀河形成物理学と放射伝達を使わない半数値アプローチを使用した以前の研究に比べて大幅に改善しました。赤方偏移$7\leqz\leq10$での21cm信号の歪度、パワースペクトル、バイスペクトル、およびイオン化領域サイズ分布の予測に関して、F&P手法によって得られる統計的改善を推定します。F&Pシミュレーションの有効ボリュームは、従来のシミュレーションよりも少なくとも3.5倍大きいことがわかりました。これは、計算コスト(時間とメモリの両方の点)の同等の改善に直接つながります。最後に、さまざまな赤方偏移にわたる歪度、パワースペクトル、バイスペクトルなどのさまざまな観測値の組み合わせを利用して、F&P手法によってもたらされる改善を最大化できることを確認します。
Planck PR4 データから更新および改良された熱 SZ $y$ マップ
| Title |
An_updated_and_improved_thermal_SZ_$y$-map_from_Planck_PR4_data |
| Authors |
Jyothis_Chandran,_Mathieu_Remazeilles_and_R._B._Barreiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13516 |
2015年、プランクコラボレーションは、プランクPR2データにニードレット内部線形結合(NILC)法を実装することで得られた、熱スニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果の全天マップをリリースしました。それ以来、プランクデータの品質は大幅に向上しました。PlanckPR4データリリースは、体系性と感度が向上した、LFIおよびHFI周波数帯域のアップグレードされた全天地図を提供します。我々は、NILCを使用してプランクPR4データから導出された新しい全天熱SZコンプトン$y$パラメーターマップを提示し、特にノイズ低減と前景残留汚染の処理における改善を強調します。PR4NILCコンプトン$y$パラメーターマップは、さらなる分析をサポートするために公開されています。
最初の 3 回の LIGO/Virgo 観測実行と DELVE からの重力波イベントを使用したハッブル定数のダーク サイレン測定
| Title |
A_dark_siren_measurement_of_the_Hubble_constant_using_gravitational_wave_events_from_the_first_three_LIGO/Virgo_observing_runs_and_DELVE |
| Authors |
V._Alfradique,_C._R._Bom,_A._Palmese,_G._Teixeira,_L._Santana-Silva,_A._Drlica-Wagner,_A._H._Riley,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_D._J._Sand,_G._S._Stringfellow,_G._E._Medina,_J._A._Carballo-Bello,_Y._Choi,_J._Esteves,_G._Limberg,_B._Mutlu-Pakdil,_N._E._D._No\"el,_A._B._Pace,_J._D._Sakowska,_J._F._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13695 |
現在と次の観測シーズンでは、宇宙論的距離にあるコンパクトな連星系の合体から数百もの重力波（GW）が検出される予定だ。独立した電磁測定と組み合わせると、発生源の赤方偏移がわかり、距離と赤方偏移の関係からハッブル定数$H_0$の正確な測定値を取得できるようになります。しかし、観察されたほとんどの合体には電磁的な対応物が存在するとは予想されていないため、赤方偏移を直接測定することができません。このシナリオでは、可能性の1つは、GW位置ボリューム内のすべての潜在的なホスト銀河を統計的に周縁化して、ソースに確率的な赤方偏移を提供するダークサイレン法を使用することです。ここでは、2つの新しいダークサイレンを使用した$H_{0}$測定を、DECamデータ、GW190924$\_$021846およびGW200202$\_$154313を使用した以前の分析と比較して示しました。これら2つのイベントの主銀河である可能性のある光度赤方偏移は、チリのセロトロロにあるブランコ望遠鏡で実施されたDECam局所体積探査サーベイ(DELVE)から取得されます。GW190924$\_$021846とGW200202$\_$154313からの$H_0$事後分布と明るいサイレンGW170817の組み合わせは、$H_{0}=68.84^{+15.51}_{-7.74}\,\rm{km/s/Mpc}$.これら2つのダークサイレンを含めると、68%信頼区間(CI)がGW170817単独より7%改善されます。これは、このような解析に局在化したダークサイレンを含めることで、宇宙論的測定の精度が向上することを示しています。3回目のLIGO/Virgo観測実行中に観測された10個の局在性の高いダークサイレンを含むサンプルを使用して、$H_{0}=76.00^{+17.64}_{-13.45}\,\rm{km/sの測定値を決定します。/Mpc}$.
準安定ヘリウム系外惑星の通過の首尾一貫したモデル化
| Title |
Self-Consistent_Modeling_of_Metastable_Helium_Exoplanet_Transits |
| Authors |
Federico_Biassoni,_Andrea_Caldiroli,_Elena_Gallo,_Francesco_Haardt,_Riccardo_Spinelli,_and_Francesco_Borsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13052 |
近い系外惑星の上層大気で恒星のX線と極端紫外線が吸収されると、流体力学的な流出が引き起こされる可能性があり、その結果、原始的な軽元素のエンベロープが徐々に剥がれ落ちていく可能性があります。準安定状態の中性ヘリウム原子による過剰な吸収は、大気脱出の実行可能な診断法として最近浮上しました。ここでは、広範囲の惑星パラメータに対するHeI三重項透過確率を計算するように設計された1D光イオン化流体力学コードATESの公開モジュールを紹介します。等温流出の仮定を緩和することにより、このコードは、HeIIからHeI三重項への再結合率に大きな影響を与える、大気質量損失率および流出温度プロファイルとともに、HeI三重項吸収深度の一貫した評価を可能にします。私たちは、通過信号がホストのスペクトルタイプ、軌道距離、惑星の重力などの既知のシステムパラメーターにどのように依存すると予想できるかを調査します。K型星を好ましい主星として特定した以前の研究とは異なり、約0.05～0.1天文単位で周回する海王星サイズの惑星を持つ後期M型矮星は、30%をはるかに超える最も強いトランジット信号を生成すると予想できると結論付けています。ほぼ宇宙論的なHe/H存在量の場合。より一般的には、準安定状態の個体数と減少を制御する物理学と幾何学的な効果が組み合わされて、軌道距離に対するトランジット深度の非単調な依存性など、いくぶん直感に反する結果が得られることを示します。これらは、どちらも非常に不確実である、星のEUV光束強度と大気中のHe/H存在量の間の強い縮退によってさらに悪化します。分光データと比較すると、我々のモデリングは、ターゲットの大部分がヘリウム枯渇エンベロープを持っているか、入力恒星EUVスペクトルが体系的に過大評価されているかのいずれかを示唆しています。
OGLE-2014-BLG-0221Lb: 後期型星または恒星の残骸のいずれかを周回する木星の質量比伴星
| Title |
OGLE-2014-BLG-0221Lb:_A_Jupiter_Mass_Ratio_Companion_Orbiting_either_a_Late-Type_Star_or_a_Stellar_Remnant |
| Authors |
Rintaro_Kirikawa,_Takahiro_Sumi,_David_P._Bennett,_Daisuke_Suzuki,_Naoki_Koshimoto,_Shota_Miyazaki,_Ian_A._Bond,_Andrzej_Udalski,_Nicholas_J._Rattenbury,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Yuki_K._Satoh,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_._J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita,_Przemek_Mr\'oz,_Rados{\l}aw_Poleski,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13066 |
我々は、2014年に発見された惑星候補イベントであるマイクロレンズイベントOGLE-2014-BLG-0221の分析を紹介します。測光光度曲線は、バイナリレンズ単一光源モデルによって最もよく記述されます。私たちの光曲線モデリングでは、$t_\mathrm{E}\sim70$日と$\sim110$日のイベントタイムスケールを持つ2つの縮退モデルが見つかりました。これらのタイムスケールは比較的長く、発見されたシステムがかなりの質量を持つことを示しています。2つのモデルは、木星の質量比$q\sim10^{-3}$と距離$s\sim1.1$という惑星パラメータにおいて類似しています。短いタイムスケールモデルでは、マイクロレンズ視差信号の限界検出が示されていますが、より長いタイムスケールモデルでは、ライトカーブの偏差を説明するために、マイクロレンズ視差、レンズの軌道運動、またはザララップの高次の効果が必要です。ただし、このモデリングは高次の効果間の有意な相関を示し、視差パラメータの決定に失敗する黄道縮退の影響を受けます。ベイズ推論を使用してレンズの物理パラメータを推定すると、レンズがより短いタイムスケールモデルでサポートされる後期型の星か、より長いタイムスケールモデルでサポートされる恒星の残骸であることが明らかになります。レンズが残骸であれば、これは恒星の残骸の周りのマイクロレンズによって発見された2番目の惑星となるでしょう。これらのモデルは相対固有運動と光源束について異なる値を予測するため、いずれかのモデルを除外するには、将来の高角度分解能の追跡観測(例:Keck補償光学)が必要です。
小惑星 2023 NT1: 警告の物語
| Title |
Asteroid_2023_NT1:_A_Cautionary_Tale |
| Authors |
Brin_K._Bailey,_Alexander_N._Cohen,_Dharv_Patel,_Philip_Lubin,_Mark_Boslough,_Darrel_Robertson,_Sasha_Egan,_Jeeya_Khetia,_Teagan_Costa,_Elizabeth_Silber,_Irina_Sagert,_Oleg_Korobkin,_Glenn_Sjoden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13112 |
私たちは、2023年7月15日に発見された地球近傍天体(NEO)である小惑星2023NT1の、7月の地球最接近の2日後の仮想衝突に対する、断片化によるさまざまな短い警告時間、最終的な緩和シナリオを調査します。13.小惑星は、最接近距離約10$^{5}$km、速度11.27km/sで月から約0.25距離以内に地球の近くを通過した。その大きさは依然としてほとんど不確実であり、推定直径範囲は26～58メートル、推定直径推定値(NEOのサイズ頻度分布で重み付け)は34メートルです(JPLSentry、2023年9月12日)。この小惑星は、2013年のチェリャビンスク小惑星や2021年のネオワイズ彗星と同様に、太陽の方向から地球に接近しました。その結果、2023NT1は最接近するまで検出されませんでした。もし衝突コース上にあった場合、衝突エネルギーは約1.5Mtとなっていただろう(推定直径34m、均一密度2.6g/cm$^{3}$、衝突速度が球形の小惑星と仮定)15.59km/秒）。2023NT1は、局地的に重大な被害（チェリャビンスクの空爆エネルギーの最大3倍）を引き起こす可能性のある脅威を表しています。私たちは、惑星防衛にPI(「PulverizeIt」)手法を利用し、終末防衛モードの場合の超高速小惑星破壊と大気地面への影響のシミュレーションを通じて、2023NT1のような天体の潜在的な緩和シナリオをモデル化します。シミュレーションによると、PIは、数カ月から数年の警告を伴う長い阻止時間スケールに加え、非常に短い阻止モード(衝突の数時間前に迎撃)で運用できる、惑星防衛のための効果的な複合アプローチであることが示唆されている。私たちのシミュレーションは、2023NT1のような脅威は、控えめなリソースと既存のテクノロジーを使用して、衝突の1日(またはそれ以下)前に遮断することで効果的に軽減でき、地上への被害は最小限またはまったく生じないという命題を裏付けています。
海王星の砂漠での生存：LTT 9779 b は、異常に暗い X 線の主星のおかげで大気を保った
| Title |
Survival_in_the_Neptune_desert:_LTT_9779_b_kept_its_atmosphere_thanks_to_an_unusually_X-ray_faint_host_star |
| Authors |
Jorge_Fern\'andez_Fern\'andez,_Peter_Wheatley,_George_King,_James_Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13171 |
海王星砂漠は、周期半径パラメーター空間にある領域で、公転周期が短く、海王星サイズの惑星がほとんど存在しません。これらの中で、LTT9779bは、顕著なH-He大気を保持する周期が1日より短い唯一の既知の海王星です。海王星の砂漠がX線/EUVによる光蒸発の結果であるとすれば、LTT9779bの大気が若い主星からの高エネルギー光子の激しい衝突にも耐えたのは驚くべきことです。しかし、この星の測定された回転広がりは低く、これは異常に遅い自転周期の可能性、したがって惑星の大気を蒸発させることができなかった微弱なX線放出履歴の可能性を示している。私たちは、XMM-NewtonでLTT9779を観測し、その年齢から予想される値より15分の1低いX線輝度の上限を測定しました。また、LTT9779bの過去の蒸発もシミュレーションし、その大気が現在まで存続していることは、X線と回転速度の両方の測定値と一致する、異常に微弱なXUV照射履歴と一致していることを発見しました。我々は、海王星の砂漠で生き残っていると見られる海王星の異常に低いX線照射は、砂漠が主に光蒸発の結果であるという解釈を支持していると結論づけた。
後期 M スターの周りに水が豊富な円盤が明らかに: Sz114 の注目すべき事例を探る
| Title |
Water-Rich_Disks_around_Late_M-stars_Unveiled:_Exploring_the_Remarkable_Case_of_Sz114 |
| Authors |
Chengyan_Xie,_Ilaria_Pascucci,_Feng_Long,_Klaus_M._Pontoppidan,_Andrea_Banzatti,_Anusha_Kalyaan,_Colette_Salyk,_Yao_Liu,_Joan_R._Najita,_Paola_Pinilla,_Nicole_Arulanantham,_Gregory_J._Herczerg,_John_Carr,_Edwin_A._Bergin,_Nicholas_P._Ballering,_Sebastiaan_Krijt,_Geoffrey_A._Blake,_Ke_Zhang,_Karin_I._Oberg,_Joel_D._Green,_and_the_JDISC_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13205 |
我々は、約39auのギャップを持つ大きな塵の円盤に囲まれた降着中のM5星であるSz114のJWST/MIRI-MRSスペクトルの解析を発表する。スペクトルは分子が豊富です。水、CO、CO2、HCN、C2H2、およびH2の検出を報告します。確認された唯一の原子/イオン遷移は、12.81ミクロンの[NeII]によるものです。このスペクトルの明確な特徴は、17.22ミクロンの放射を持つ水線の森林であり、最近のM星の円盤の光束を一桁上回っており、代わりに初期型の星の円盤と並んでいます。さらに、Sz114のC2H2/H2OおよびHCN/H2Oのフラックス比も初期のタイプのディスクのフラックス比に似ており、CO2/H2O比がわずかに高くなります。降着加熱はすべての赤外線線を増強する可能性があるが、Sz114の異常な特性は、線源の年齢が若いこと、異常な初期条件下でのその形成(大きな質量円盤)、および/または塵の下部構造の存在によって説明できる可能性がある。後者は、氷の小石の内側へのドリフトを遅らせ、その結果、長期間にわたってより低いC/O比を維持します。対照的に、後期のM星円盤（通常は暗く、サイズが小さく、重要な下部構造を欠いている可能性が高い）は、外側の氷の貯留層をより急速に枯渇させ、すでに水が豊富な内部円盤相から進化した可能性があります。私たちの発見は、後期M星円盤の中赤外スペクトル内の予想外の多様性を強調しており、その変動を包括的に理解するために観測サンプルを拡大し、小石漂流と惑星形成モデルを徹底的にテストする必要性を強調しています。
JWSTのMIRIコロナグラフによるHR8799系の内部ダストベルトと4つの系外惑星の画像検出
| Title |
Imaging_detection_of_the_inner_dust_belt_and_the_four_exoplanets_in_the_HR8799_system_with_JWST's_MIRI_coronagraph |
| Authors |
Boccaletti_A.,_M\^alin_M.,_Baudoz_P.,_Tremplin_P.,_Perrot_C.,_Rouan_D.,_Lagage_P.-O.,_Whiteford_N.,_Molli\`ere_P.,_Waters_R.,_Henning_T.,_Decin_L.,_G\"udel_M.,_Vadenbussche_B.,_Absil_O.,_Argyriou_I.,_Bouwman_J.,_Cossou_C.,_Coulais_A.,_Gastaud_R.,_Glasse_A.,_Glauser_A.,_Kamp_I.,_Kendrew_S.,_Krause_O.,_Lahuis_F.,_Mueller_M.,_Olofsson_G.,_Patapis_P.,_Pye_J.,_Royer_P.,_Serabyn_E.,_Scheithauer_S.,_Colina_L.,_van_Dischoeck_E._F.,_Ostlin_G.,_Ray_T.,_Wright_G |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13414 |
多惑星系HR8799は、2022年11月にMIRI-EC保証時間観測系外惑星プログラムの一環としてMIRIのコロナグラフで観測された最初のターゲットです。私たちは10～15ミクロンの3つのコロナグラフフィルター(F1065C、F1140C、F1550C)で深い観測を取得しました。20マイク(F2100W)の標準イメージングフィルター1つ。目的は、4つの惑星の測光値を抽出し、星周塵の分布を検出して調査することです。基準星の専用の観測を使用して、過剰な減算によって大きな影響を受ける可能性がある惑星の光束を維持しながら、恒星の回折パターンを減算するいくつかのアルゴリズムをテストしました。惑星の磁束値を正しく測定するには、位置の関数としてコロナグラフによる減衰を考慮し、中心星に関する正規化を推定する必要があります。平均測光値とエラーバーを導き出すためにいくつかの手順をテストしました。これらの観察により、2つの主要な結果を得ることができました。まず、系内の4つの惑星が十分に復元され、それらの中赤外光束を文献からの近赤外光束値と組み合わせて、2つの系外惑星大気モデル、ATMOおよびExo-REMと比較されます。主な結果として、MIRIの測光データポイントは、特に惑星bの場合、より大きな半径(惑星bの場合は0.86または1.07RJ)とより低い温度(惑星bの場合は950または1100K)を示唆しており、進化モデルとよりよく一致しています。第二に、これらのJWST/MIRIコロナグラフィーデータは、内側の暖かいデブリディスクの初めての空間分解検出も提供します。その半径は約15天文単位に制限されており、磁束密度は同等ではありますが、スピッツァーによる以前の未分解の分光測定よりも低くなります。要約された...
TOI-1266 周囲の「反転」惑星系の質量、修正された半径、および第 3 惑星候補
| Title |
Masses,_Revised_Radii,_and_a_Third_Planet_Candidate_in_the_"Inverted"_Planetary_System_Around_TOI-1266 |
| Authors |
Ryan_Cloutier,_Michael_Greklek-McKeon,_Serena_Wurmser,_Collin_Cherubim,_Erik_Gillis,_Andrew_Vanderburg,_Sam_Hadden,_Charles_Cadieux,_\'Etienne_Artigau,_Shreyas_Vissapragada,_Annelies_Mortier,_Mercedes_L\'opez-Morales,_David_W._Latham,_Heather_Knutson,_Rapha\"elle_D._Haywood,_Enric_Pall\'e,_Ren\'e_Doyon,_Neil_Cook,_Gloria_Andreuzzi,_Massimo_Cecconi,_Rosario_Cosentino,_Adriano_Ghedina,_Avet_Harutyunyan,_Matteo_Pinamonti,_Manu_Stalport,_Mario_Damasso,_Federica_Rescigno,_Thomas_G._Wilson,_Lars_A._Buchhave,_David_Charbonneau,_Andrew_Collier_Cameron,_Xavier_Dumusque,_Christophe_Lovis,_Michel_Mayor,_Emilio_Molinari,_Francesco_Pepe,_Giampaolo_Piotto,_Ken_Rice,_Dimitar_Sasselov,_Damien_S\'egransan,_Alessandro_Sozzetti,_St\'ephane_Udry,_Chris_A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13496 |
M型矮星を周回する近接惑星の人口は、熱による脱出によって削られたものなのか、それとも惑星形成プロセスの直接の結果なのか？最近の多くの実証結果は後者を強く示唆しています。しかし、TOI-1266惑星系の独特な構造は、大きな海王星の「反転した」構造のように見えることを考えると、惑星形成と大気脱出のモデルに課題をもたらしています($P_b=10.9$日、$R_{p,b)}=2.62\pm0.11\,\mathrm{R}_{\oplus}$)その軌道は、この系の小さな惑星の軌道の内側にあります($P_c=18.8$日、$R_{p,c}=2.13\pm)0.12\,\mathrm{R}_{\oplus}$)。今回我々は、新しいTESSとディフューザーを利用した地上通過観測に基づいて改訂された惑星半径を提示し、HARPS-Nからの145個の動径速度(RV)測定値のセットを使用して両方の惑星の質量を特徴付けます($M_{p,b}=4.23\pm0.69\,\mathrm{M}_{\oplus},M_{p,c}=2.88\pm0.80\,\mathrm{M}_{\oplus}$)。RV分析により、3番目の惑星候補も明らかになりました($P_d=32.3$日、$M_{p,d}\sin{i}=4.59^{+0.96}_{-0.94}\,\mathrm{M}_{\oplus}$)、これが現実であれば、5:3の周期比の連鎖を形成することになりますが、システムが平均運動共振状態にない可能性が高いことを示しています。我々の結果は、TOI-1266bとcがM矮星の周囲で知られている最も密度の低い亜海王星であり、ガスに包まれた地球の異なるバルク組成を示す可能性があることを示しています($X_{\mathrm{env},b}=5.5\pm0.7$%)と水の豊富な世界(WMF$_c=59\pm14$%)。これは流体力学的脱出モデルによってサポートされています。トランジット惑星の異なるバルク組成が大気の特徴付けによって確認されれば、このシステムのユニークな構造は、ペブルトラップでのインサイドアウト惑星形成などの海王星以南形成モデルの興味深いテストケースとなる可能性がある。
VLT/MUSEから決定された海王星の大気中のメタン存在量、エアロゾル不透明度、エアロゾル散乱効率の緯度変化
| Title |
Latitudinal_variations_in_methane_abundance,_aerosol_opacity_and_aerosol_scattering_efficiency_in_Neptune's_atmosphere_determined_from_VLT/MUSE |
| Authors |
Patrick_G._J._Irwin,_Jack_Dobinson,_Arjuna_James,_Michael_H._Wong,_Leigh_N._Fletcher,_Michael_T._Roman,_Nicholas_A._Teanby,_Daniel_Toledo,_Glenn_S._Orton,_Santiago_Perez-Hoyos,_Agustin_Sanchez-Lavega,_Amy_Simon,_Raul_Morales-Juberias,_Imke_de_Pater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13525 |
チリにある超大型望遠鏡のMUSE装置を使って2019年に行われた海王星のスペクトル観測が分析され、海王星の大気中のエアロゾル散乱特性とメタン存在量の空間変動が明らかになりました。$\sim$60$^\circ$Sの南極波(SPW)の暗化や、ボイジャー2号大暗点のような暗点は、スペクトルに依存した暗化($\lambda<$\sim$5barの深いエアロゾル層にある650$nm)の粒子であり、光化学的に生成されたヘイズとH$_2$S氷の混合物で構成されていると推定されている。また、$\sim$650nmより長いメタンの吸収が非常に低い波長での反射率の緯度方向の規則的な変化にも注目し、明るいゾーンは$\sim$25$^\circ$だけ緯度方向に分離されています。この特徴は、私たちのデータで見つかった離散的な深い輝点DBS-2019のスペクトル特性と似ており、$\lambda>650で同じ$\sim$5-barエアロゾル層内の粒子の増光と一致していることがわかります。$nm。$\sim$2barにおける上層のメタン/ヘイズエアロゾル層の特性は、一次的に緯度によって不変である一方、上部対流圏ヘイズ層の不透明度の変化は、メタン吸収波長で観察された反射率を再現することがわかります。、赤道でより多く存在し、$80^\circ$Sの狭い「ゾーン」でも見つかります。最後に、凝結レベル以下のメタンの平均存在量は赤道で6～7%であることがわかり、$\sim$25$^\circ$Sの南では$\sim$3%に減少しますが、絶対存在量はモデルに依存します。。
明るいK矮星TOI-2134の周りにある高温のミニ海王星と温帯で非常に偏心した亜土星
| Title |
A_hot_mini-Neptune_and_a_temperate,_highly_eccentric_sub-Saturn_around_the_bright_K-dwarf_TOI-2134 |
| Authors |
F._Rescigno,_G._H\'ebrard,_A._Vanderburg,_A._W._Mann,_A._Mortier,_S._Morrell,_L._A._Buchhave,_K._A._Collins,_C._R._Mann,_C._Hellier,_R._D._Haywood,_R._West,_M._Stalport,_N._Heidari,_D._Anderson,_C._X._Huang,_M._L\'opez-Morales,_P._Cort\'es-Zuleta,_H._M._Lewis,_X._Dumusque,_I._Boisse,_P._Rowden,_A._Collier_Cameron,_M._Deleuil,_M._Vezie,_F._A._Pepe,_X._Delfosse,_D._Charbonneau,_K._Rice,_O._Demangeon,_S._N._Quinn,_S._Udry,_T._Forveille,_J._N._Winn,_A._Sozzetti,_S._Hoyer,_S._Seager,_T._G._Wilson,_S._Dalal,_E._Martioli,_S._Striegel,_W._Boschin,_D._Dragomir,_A._F._Mart\'inez_Fiorenzano,_R._Cosentino,_A._Ghedina,_L._Malavolta,_L._Affer,_B._S._Lakeland,_B._A._Nicholson,_S._Foschino,_A._W\"unsche,_K._Barkaoui,_G._Srdoc,_J._Randolph,_B._Guillet,_D._M._Conti,_M._Ghachoui,_M._Gillon,_Z._Benkhaldoun,_F._J._Pozuelos,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13623 |
我々は、9.2292005$\pm$0.0000063日の軌道にある内側のミニ海王星と、中程度に活動的な太陽の周りの95.50$^{+0.36}_{-0.25}$日の軌道にある外側の単面通過亜土星惑星の特徴を示します。、明るい(mv=8.9等)K5V星TOI-2134。TESSデータの5つのセクターの分析に基づいて、TOI-2134bとcの半径は内惑星で2.69$\pm$0.16R$_{e}$、7.27$\pm$0.42R$_{eであると決定します。}$は外側のものです。HARPS-Nでは111個の動径速度スペクトル、SOPHIEでは108個の動径速度スペクトルを取得した。慎重なピリオドグラム分析の後、ガウス過程回帰によって両方の惑星の質量を導き出します:TOI-2134bでは9.13$^{+0.78}_{-0.76}$M$_{e}$、41.86$^{+7.69}_{TOI-2134cの場合は-7.83}$M$_{e}$。測光データと動径速度データを最初に個別に分析し、次に共同で分析しました。内惑星はミニ海王星であり、その密度は水世界または低質量のH/Heエンベロープを持つ岩石中心惑星のいずれかと一致します。外惑星のかさ密度は土星と同じです。測光とRVの組み合わせから、外惑星の離心率は0.67$^{+0.05}_{-0.06}$であることがわかりました。TOI-2134cの照射量は、地球が受け取るボロメータ光束の1.45$\pm$0.10倍として計算され、地球系のハビタブルゾーンの軌道の一部に位置します。TOI-2134cの軌道を完全に拘束するために、さらなるRV観測を推奨します。ロシター・マクラフリン(RM)効果の振幅は7.2$\pm$1.3m/sと予想されるため、系のスピン軌道構造を研究するためのフォローアップRM解析にはTOI-2134cをお勧めします。私たちは透過分光法メトリックを計算し、両方の惑星は明るいモードのNIRCam大気特性評価に適しています。
惑星ギャップを開く円盤の熱構造と組成に関するフィードバック
(系外)惑星は、原始惑星系円盤からの化学元素の配分を継承します。円盤の温度は各化学種の相を決定し、惑星形成に利用できる固体とガスの組成を決定します。私たちは、最近の円盤観測で広く見られるギャップ構造が円盤の熱的および化学的構造をどのように変化させるかを調査します。惑星と円盤の相互作用はギャップ形成に関する有力な仮説であり、そのような変化は惑星が惑星形成物質に与えるフィードバックを示す可能性がある。惑星のギャップ開口プロセスと円盤の熱構造はそれぞれ個別によく研究されていますが、ギャップ開口プロセスが円盤の熱構造の進化にどのような影響を与えるかは未解決の疑問のままです。私たちは、流体力学および放射伝達シミュレーションを反復して、ディスクの熱構造に関するギャップ開口フィードバックを調査することにより、新しいモデリング方法を開発します。さまざまな惑星の位置rpと惑星の質量Mpを考慮してパラメーター研究を実行します。同じrpとMpについて、反復法では非反復法よりも広く深いギャップが予測されることがわかりました。また、反復法による内側の円盤とギャップの温度は、非反復法または惑星のない円盤とは大きく異なる可能性があり、ダストトラップの状態、氷線の位置、H2O、CO2などのさまざまな氷の分布にさらに影響を与える可能性があることもわかりました。、大きな塵粒（「小石」）上のCO。それによって、ギャップを開く惑星は、非惑星円盤のC/O比の標準的な全体像を複雑にし、次世代の微惑星や惑星の組成に影響を与える可能性があります。
JWSTによる低質量銀河のビリアル半径外の降着棚の検出
| Title |
Detection_of_Accretion_Shelves_Out_to_the_Virial_Radius_of_a_Low-Mass_Galaxy_with_JWST |
| Authors |
Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson,_Pieter_van_Dokkum,_Alis_Deason,_Sandro_Tacchella,_Sirio_Belli,_William_P._Bowman,_Rohan_P._Naidu,_Minjung_Park,_Roberto_Abraham,_Razieh_Emami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13048 |
私たちは、BlueJaySurveyによる深層JWSTNIRCamイメージングで、低質量銀河アーク227($M_\ast=5\times10^9M_\odot$;d=35Mpc)を取り囲む拡張恒星のハローの偶然の発見を報告します。F200W-F444Wカラーは星と銀河を確実に分離し、非常に低密度の星の識別を可能にします。銀河中心距離が遠いところにある分解された星と、NIRCamからの拡散放射と、より近い距離でのトンボ画像を組み合わせることで、予測される暗黒物質ハローの範囲全体（0.1～100kpc）にわたって、この銀河の表面の明るさと色のプロファイルを追跡します。制御されたN体シミュレーションでは、小規模な合体が大きな半径の表面輝度プロファイルに「降着棚」を作成することが予測されています。アーク227ではそのような特徴が10～20kpcで観察されており、モデルによれば、これは総質量比1:10の合体によって引き起こされた可能性があります。金属性はこの半径方向の範囲で減少し、小規模な合併シナリオをさらに裏付けます。$\mu_V\約35$magarcsec$^{-2}$の50～100kpcに広がる第2棚と、それに対応する金属量の低下の暫定的な証拠が存在する。この最も外側のエンベロープ内の恒星の質量は$\およそ10^7M_\odot$です。これらの結果は、アーク227が低質量銀河のスペクトルと複数回の合体を経験したことを示唆している。このシナリオは、冷たい暗黒物質が支配する宇宙における構造の階層的成長とほぼ一致している。最後に、アーク227に関連する超微光矮星を$M_\ast\estimate10^5M_\odot$および$\mu_{V,e}=28.1$magarcsec$^{-2}$で特定し、次のことを実証しました。JWSTは、少なくとも~30Mpcの距離まで超低質量矮星を検出できます。
| Title |
The_Three-Phase_Evolution_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Vadim_A._Semenov,_Hans-Walter_Rix,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Rohan_P._Naidu,_Rene_Andrae,_Jiadong_Li,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13050 |
私たちは、低解像度のガイアXPスペクトルからの金属量や$\alpha$存在量などの完全な化学力学情報を含む1,000万個の赤色巨星のサンプルを利用して、宇宙時間にわたる天の川銀河の形成と進化を説明します。金属量の関数としての角運動量の進化（特に高[$\alpha$/Fe]星の場合、星の年齢の大まかな代用）は、3つの異なる段階を示します。無秩序で混沌とした原始銀河、運動学的に熱い古い円盤、そして運動学的に冷たい若い円盤。古い高$\alpha$円盤は[Fe/H]$\約-1.0$で始まり、初期の原始銀河から「スピンアップ」し、その後、より高い金属量でのより秩序のある円軌道に向けて滑らかな「冷却」を示します。若い低$\alpha$円盤は、金属度の範囲全体にわたって運動学的に低温であり、観測されたその特性は強い半径方向の勾配によって調節されています。私たちは、TNG50宇宙論シミュレーションからの天の川類似物を使用してこれらの傾向を解釈し、銀河系の運動学的進化と密接に一致するものを特定します。このハローの原銀河は、初期に比較的薄くて位置がずれた高$\alpha$円盤に回転し、その後、ガスが豊富な大規模な合体によって加熱され、トルクが与えられる。この合体は大量の低金属度のガスと角運動量に寄与し、そこから運動学的に冷たい低$\alpha$恒星円盤がその後誕生する。このシミュレーションされた歴史は、観測された天の川銀河のいくつかの特徴、特に$z\約2$で起こったと思われる決定的な「GSE」合体と類似しています。私たちの結果は、スピンアップ、合体、冷却という3つの物理的メカニズムによって推進される、私たちの銀河の3相形成の新たな全体像に関する全天の視点を提供します。
CAPOS: バルジ星団 APOgee 調査 IV。バルジ球状星団 NGC 6558 の元素存在量
| Title |
CAPOS:_The_bulge_Cluster_APOgee_Survey_IV._Elemental_Abundances_of_the_bulge_globular_cluster_NGC_6558 |
| Authors |
Danilo_Gonz\'alez-D\'iaz,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Beatriz_Barbuy,_Dante_Minniti,_Timothy_C._Beers,_Christian_Moni_Bidin,_Francesco_Mauro,_Cesar_Mu\~noz,_Baitian_Tang,_Mario_Soto,_Antonela_Monachesi,_Richard_R._Lane,_and_Heinz_Frelijj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13054 |
この研究は、球状星団NGC6558の6つの赤色巨星メンバーに関する結果を示しています。私たちの分析では、星団の調査に焦点を当てたCAPOSイニシアチブ(銀河バルジの星団のAPOgee調査)を通じて得られた高解像度の近赤外線スペクトルを利用しました。アパッチポイント天文台の銀河進化実験II調査(APOGEE-2)の一環として、銀河バルジ内で行われました。BACCHUS(高精度スペクトル特性化のためのブリュッセル自動コード)コードを使用して、Feピーク(Fe、Ni)、$\alpha$-(O、Mg、Si、Ca、Ti)の元素存在量を行ごとに提供します。)、光(C、N)、奇数Z(Al)、および高いS/N比を持つ4つの星の$s$プロセス要素(Ce)。これは、NGC6558のCNO存在量の信頼できる最初の測定値です。我々の分析では、NGC6558の平均金属量$\langle$[Fe/H]$\rangle$=$-$1.15$\pm$0.08が得られましたが、証拠はありませんでした。メタリック感の広がりに。太陽Niの存在量$\langle$[Ni/Fe]$\rangle$$\sim$$+$0.01と、$+$0.16から$<+$0.42の範囲の$\alpha$元素の中程度の強化が見つかりました。、および$s$-process要素$\langle$[Ce/Fe]$\rangle$$\sim$$+$0.19のわずかな機能強化。また、低レベルの$\langle$[Al/Fe]$\rangle\sim$+$0.09$も見つかりましたが、低レベルの炭素とともに窒素が強く濃縮されており、[N/Fe]$>+$0.99でした。,[C/Fe]$<-$0.12。窒素-炭素のこの挙動は、事実上すべてのGCに複数の恒星集団が存在することを示す典型的な化学的特徴です。NGC6558で報告されるのはこれが初めてです。また、同じ金属量の他のCAPOSバルジGCと比較して、すべての化学種の挙動に顕著な一貫性があることも観察されました。
宇宙時間を超えた銀河におけるコアの形成 -- コアの存在は LCDM パラダイムと矛盾しない
| Title |
The_formation_of_cores_in_galaxies_across_cosmic_time_--_the_existence_of_cores_is_not_in_tension_with_the_LCDM_paradigm |
| Authors |
R._A._Jackson,_S._Kaviraj,_S._K._Yi,_S._Peirani,_Y._Dubois,_G._Martin,_J._E._G._Devriendt,_A._Slyz,_C._Pichon,_M._Volonteri,_T._Kimm_and_K._Kraljic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13055 |
「コアカスプ」問題は、標準的なLCDMパラダイムに対する小規模な重要な課題として長い間考えられてきました。暗黒物質のみのシミュレーションでは、ハローは「尖った」(NFWのような)密度プロファイルを示し、中心に向かって密度が連続的に増加します。しかし、銀河(特に矮星領域)の多くの観測は、その暗黒物質密度プロファイルがこの予測から大きく外れており、中心領域(「コア」)がはるかに平坦であることを示しています。ここでは、標準的なLCDM宇宙論を採用した流体力学的宇宙論シミュレーションであるNewHorizon(NH)を使用して、宇宙論的体積内の統計的に有意な数の銀河を使用してコア形成とコア・カスプ問題を調査します。NHでは、星の質量分布の上端(M*>10^10.2MSun)と下端(M*<10^8MSun)にある銀河を含むハローにカスプが含まれています。ただし、中間(10^8MSun<M*<10^10.2MSun)の恒星質量を持つ銀河を含むハローは、通常、核が存在します。これらのハローは通常、10^10.2MSunから10^11.5MSunまでのDM質量を持ちます。コアは、超新星によってハローの中心領域からガスが除去されることによって生成され、これにより中心の重力ポテンシャルが変化し、暗黒物質がより大きな半径に移動するように誘導されます。すべての巨大な(M*>10^9.5MSun)銀河は核相を経ますが、場合によっては核が除去されてカスプが再形成されることがあります。これは、銀河が高い赤方偏移で星形成を継続し、その結果、星（ガスとは異なり重力フィードバックによって除去できない）が中心の重力ポテンシャルを支配する場合に起こります。宇宙の星形成のピークの後、コアの数とそれらが形成されるハローの質量はシミュレーションを通じて一定のままであり、ハロー質量の閾値に達した後も宇宙時間の経過とともにコアが定期的に形成されていることを示しています。したがって、コアの存在は標準パラダイムと緊張関係にありません。
JWSTがバルジ球状星団NGC 6440のヘリウムと水の存在量の変動を明らかに
| Title |
JWST_uncovers_helium_and_water_abundance_variations_in_the_bulge_globular_cluster_NGC_6440 |
| Authors |
Mario_Cadelano,_Cristina_Pallanca,_Emanuele_Dalessandro,_Maurizio_Salaris,_Alessio_Mucciarelli,_Silvia_Leanza,_Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Rosie_H._Chen,_Paulo_C._C._Freire,_Craig_Heinke,_and_Scott_M._Ransom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13056 |
私たちは、ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡に搭載されたNIRCamで得られた超深度観測を使用して、NGC6440の恒星集団を調査しました。NGC6440は、銀河のバルジ内で形成され、周回している典型的な巨大で不明瞭で汚染された球状星団です。このカメラの卓越した機能を活用して、(mF115W、mF115W-mF200W)の色等級図の主系列ターンオフより約5等級低いクラスターをサンプリングしました。フィールド侵入者による消光差と汚染を注意深く考慮した結果、主系列が特徴的な膝の上下で2つの分岐に分かれていることがわかりました。色等級図の形態を適切な等時線のセットと比較することにより、上部主系列の二峰性は、ヘリウムの広がりがDeltaY=0.04であるHeが豊富な恒星集団の存在による可能性が高いと主張します。主系列の二峰性が低いのは、Delta[O/Fe]~-0.4の水(つまり、酸素)の存在量の変動に起因すると考えられます。これは、純粋にJWSTの観測に基づいて球状星団内のヘリウムと酸素の両方の存在量の変動を示す最初の証拠です。これらの結果は、銀河のバルジに位置する銀河団における多重個体群現象の将来の詳細な調査への扉を開きます。これまでは、法外な赤化と混雑状態のため、近紫外観測では実現不可能でした。
NIHAO-GIZMO: GASOLINE と GIZMO のシミュレートされた円盤銀河の比較
公開されているGIZMOコードを利用して、GASOLINEコードでシミュレートされたNIHAOスイートからの12個の円盤銀河をシミュレートし、2つのシミュレーションで対応する銀河を比較します。同じ初期条件と大規模環境を備えた両方のコードは、同様の円盤銀河を生成することに成功しましたが、銀河の多くの特性、特に銀河が存在する環状銀河媒体(CGM)環境において依然として大きな違いが見られることがわかりました。具体的には、GASOLINEで使用される熱フィードバックレシピにより、主に銀河中心からの高密度の高温星間物質(ISM)によって駆動される遍在的な長期にわたる平行な流出が生じ、流出と一致しないガスの流入は急速に冷却され、銀河系に向かって流れます。銀河の中心。対照的に、GIZMOコードからの銀河は、低赤方偏移では大規模な流出を示さず、その代わりに、ガスの流入とフィードバック駆動の流出との間の強い相互作用から生じる、準ウイルス化された高温ガス状のハローを示します。したがって、対応する銀河の最終形態は$z\sim0$で似ているにもかかわらず、2つのシミュレーションにおける冷たい円盤の質量と角運動量の起源はまったく異なります。CGMガスの分布の違いは、主に2つのコードに実装されたフィードバックモデルの違いによるものであり、今後のCGMの観測により、円盤銀河のバリオンサイクルを支配する物理学についての貴重な洞察が得られます。
ALMA-IMF IX: 15 の大規模な原始星団における 315 個の SiO 流出候補のカタログと物理的性質
| Title |
ALMA-IMF_IX:_Catalog_and_Physical_Properties_of_315_SiO_Outflow_Candidates_in_15_Massive_Protoclusters |
| Authors |
A._P._M._Towner,_A._Ginsburg,_P._Dell'Ova,_A._Gusdorf,_S._Bontemps,_T._Csengeri,_R._Galv\'an-Madrid,_F._K._Louvet,_F._Motte,_P._Sanhueza,_A._M._Stutz,_J._Bally,_T._Baug,_H._R._V._Chen,_N._Cunningham,_M._Fern\'andez-L\'opez,_H.-L._Liu,_X._Lu,_T._Nony,_M._Valeille-Manet,_B._Wu,_R._H._\'Alvarez-Guti\'errez,_M._Bonfand,_J._Di_Francesco,_Q._Nguyen-Luong,_F._Olguin,_A._P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13125 |
我々は、ALMA-IMF大規模プログラムのSiOJ=5-4で検出された315個の原始星アウトフロー候補のカタログを紹介します。このカタログは、約2000auの空間分解能、0.339km/sの速度分解能、および2-12mJy/ビーム(0.18-0.8K)の感度。流出質量、運動量、運動エネルギーの中央値は、それぞれ~0.3M$_{\odot}$、4M$_{\odot}$km/s、10$^{45}$ergであることがわかりました。流出寿命の中央値は6,000年で、質量、運動量、エネルギー率の中央値は$\dot{M}$=10$^{-4.4}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$になります。$\dot{P}$=10$^{-3.2}$M$_{\odot}$km/syr$^{-1}$、および$\dot{E}$=1L$_{\odot}$。これらの流出特性を分野ごとに集計して分析します。場で凝集したSiO流出特性とコア内の総質量(~3$-$5$\sigma$)の間に相関関係があり、3$\sigma$以上では凝集塊の質量、凝集塊の光度、または凝集塊の光度対質量との相関は見られません。比率。我々は線形回帰分析を実行し、フィールドで凝集した流出質量と凝集塊の総質量との間の相関関係（これまでに文献に記載されている）が、実際には流出質量と炉心内の総質量との関係によって媒介されている可能性があることを発見した。また、各フィールドで最も大量のSiO流出は、通常、総流出質量の15～30%(上限は60%)にすぎないこともわかりました。私たちのデータは、文献で確立されている機械力とボロメータの光度の関係とよく一致しており、この関係をL$\geq$10$^6$L$_{\odot}$および$\dot{P}まで拡張します。$$\geq$1M$_{\odot}$km/秒年$^{-1}$。塊L/Mとの相関関係がないことは、すべての原始星が同時に形成を開始する原始星団形成のモデルと矛盾します。
天の川バルジの背後にある宇宙を解明する
| Title |
Enlightening_the_Universe_behind_the_Milky_Way_Bulge |
| Authors |
Fernanda_Duplancic,_Sol_Alonso,_Georgina_Coldwell,_Daniela_Galdeano,_Dante_Minniti,_Julia_Fernandez,_Valeria_Mesa,_Noelia_Perez,_Luis_Pereyra_and_Franco_Pavesich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13156 |
コンテクスト。太陽系の位置により、天の川(MW)面を越える銀河系外のソースの検出が制限されます。光学観測は、星の混雑と銀河吸収が深刻な、いわゆる回避ゾーン(ZOA)では妨げられます。新しい背景銀河を発見し、ZOAでの国勢調査を完了するには、より長い波長での観測が必要です。目的。この研究の目的は、V\'iaL\'actea(VVV)調査のVISTA変数からの近赤外線(NIR)データを使用して、MWバルジの背後にある銀河を特定することです。方法。この目的を達成するために、VVVバルジ地域の320億を超えるカタログ化された情報源から関連情報を抽出するために、さまざまなVISTAScienceArchive(VSA)ツールを利用しました。VSA\texttt{vvvSource}テーブルからの光源に対する最初の測光制限と、SourceExtractorから取得した星と銀河の分離パラメーターに対する制限を組み合わせることが、許容可能なレベルの汚染(60\%)と高い完全性を達成するための成功した戦略であることがわかりました。75\%)は、銀河ターゲットサンプルの構築に使用されました。銀河系ソースからの最初のターゲットサンプルを除染するために、当社の方法論には、特別に定義された手順に従って実行される重要な品質管理である偽カラーRGB画像の視覚検査も組み込まれています。結果。この方法論に基づいて、VVVバルジ領域で14,480個の銀河候補が見つかり、このサンプルはZOAのこれまでで最大のカタログになります。さらに、これらの新しい情報源は、未踏のMWバルジ領域にある星、塵、ガスのカーテンの後ろに隠された宇宙の\textbf{新鮮な}写真を提供します。結論。この研究の結果は、MWによって隠されている多数の銀河や銀河系外構造を発見して研究できるVVV/VVVX調査の可能性をさらに実証し、この挑戦的で印象的な空の領域における宇宙についての私たちの知識を啓発します。
MaNGA DynPop -- VI. 6000 個の銀河の力学モデルと宇宙論的シミュレーションによる物質密度の傾き: バリオニック物質と暗黒物質の相互作用
| Title |
MaNGA_DynPop_--_VI._Matter_density_slopes_from_dynamical_models_of_6000_galaxies_vs_cosmological_simulations:_the_interplay_between_baryonic_and_dark_matter |
| Authors |
Shubo_Li,_Ran_Li,_Kai_Zhu,_Shengdong_Lu,_Michele_Cappellari,_Shude_Mao,_Chunxiang_Wang,_Liang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13278 |
私たちは、銀河の特性の関数としての質量密度の傾きの傾向を理解しようとしています。私たちは、MaNGADynPopプロジェクトからの$10^{9-12}\{\rmM_{\odot}の星の質量を持つ6000個近くの銀河に対する積分場恒星運動学の最良のジーンズ異方性モデリング(JAM)の結果を使用します。}$、初期型銀河と後期型銀河の両方を含む。恒星$\overline{\gamma}_*$、暗黒$\overline{\gamma}_{\rmDM}$、および合計$\overline{\gamma}_{\には質量加重密度勾配を使用します。rmT}$質量(Zhuらから)(2023b)。$\overline{\gamma}_{\rmT}$は、高位$\sigma_{\rme}$銀河では定数値2.2に近づき、lg$(\sigma_{\rme}/{\rmkm\s^{-1}})\lesssim2.3$、lg$(\sigma_{\rme}/{\rmkm\s^{-1}})\約1.8$では1.5に達します。全傾斜角と恒星の傾斜角は互いに厳密に追跡しており、$\sigma_{\rme}$の全範囲にわたって$\overline{\gamma}_{\rmT}\estimate\overline{\gamma}_*-0.174$になります。。これは、$R_{\rme}$内で恒星物質が優勢であることを裏付けています。また、$\overline{\gamma}_*$と$\overline{\gamma}_{\rmDM}$が$\sigma_内で逆に変化しないことから、バリオン物質と暗黒物質の間には完全な陰謀はないことも示します。{\rme}$の範囲。TNG50およびTNG100シミュレーションからの中心銀河は、観測された銀河の質量分布を再現していないことがわかりました。これは、おそらくシミュレーションにおける一定のIMFと過度の断熱収縮効果により、暗黒物質の割合が過大評価されたためであると考えられます。最後に、積み重ねられた暗黒物質密度プロファイルを提示し、それらが$\overline{\gamma}_{\rmDM}\estimate1$の純粋な暗黒物質シミュレーション予測よりわずかに急勾配であることを示し、中央領域で適度な断熱収縮が示唆されています。銀河の。私たちの研究は、恒星と暗黒物質の間の相互作用を調査し、銀河形成理論をテストするための恒星力学モデリングの力を実証しています。
| Title |
Searching_for_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Cameron_Lemon,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Anupreeta_More,_Paul_Schechter,_Raoul_Ca\~nameras,_Ludovic_Delchambre,_Calvin_Leung,_Yiping_Shu,_Chiara_Spiniello,_Yashar_Hezaveh,_Jonas_Kl\"uter,_Richard_McMahon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13466 |
強力な重力レンズは、宇宙論的および天体物理学の研究のためのユニークな実験室を提供しますが、最初にそれらを発見する必要があります。この作業は、他の天体物理学的物体や星体による重大な汚染を伴う可能性があります。ここでは、さまざまなソース(クェーサー、銀河、超新星、FRB、GRB、およびGW)、レンズ(初期および後期型の銀河、グループ、クラスター)、データセット(イメージング、スペクトル、ライトカーブ)をカバーする強力なレンズ検索をレビューします。、および波長。まず、レンズと光源集団の物理的特徴を示し、ターゲットを絞った検索を構築するための関連詳細を強調します。検索手法は、その手法が機能するために必要な主なレンズ機能、つまり、(i)関連する倍率、(ii)複数の空間分解画像、(iii)複数の赤方偏移、または(iv)のいずれかに基づいて説明されます。画像間のゼロ以外の時間遅延。現在のレンズサンプルを科学に使用するため、および将来の探索の設計に使用するために、これらの発見技術によって存在するいくつかの選択バイアスをリストします。最後に、今後の調査でのレンズ検索の将来と、新たに発見されるレンズの集団について説明します。
面外星へのメーザー調査 (MIOPS): 銀河の厚い円盤とハローにおける SiO メーザーの検出
| Title |
Maser_Investigation_toward_Off-Plane_Stars_(MIOPS):_detection_of_SiO_masers_in_the_Galactic_thick_disk_and_halo |
| Authors |
Wenjin_Yang,_Yuanwei_Wu,_Yan_Gong,_Nicolas_Mauron,_Bo_Zhang,_Karl_M._Menten,_Xiaofeng_Mai,_Dejian_Liu,_Juan_Li,_Jingjing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13489 |
銀河面外に位置する星を研究することは、天の川銀河の形成史を理解する上で重要です。私たちは、Mauronetal.が提示したカタログから、面外Oリッチ漸近巨大分岐(AGB)星に向かうSiOメーザーを検索しました。(2019)これらのオブジェクトの起源を明らかにするために。Effelsberg-100m望遠鏡とTianma-65m望遠鏡を用いて、SiO$J$=1-0,$v=1$と2回の遷移で合計102個の星が観測された。SiOメーザーは8つの星で発見され、すべて初発見でした。測定されたメーザー速度により、主星AGB星の動径速度の最初の推定が可能になります。3つの星(G068.881-24.615、G070.384-24.886、およびG084.453-21.863)の動径速度が、銀河の円運動から予想される値から大幅に逸脱していることがわかります。更新された距離と3Dの動きは、G068.881$～$24.615が銀河のハローに位置している可能性が高く、G160.648-08.846がおそらく銀河の薄い円盤に位置し、他の6つの星はおそらく銀河の厚い円盤の一部であることを示しています。。
若い現象としての広大な極構造の肖像: 構成衛星からのヒント
| Title |
A_portrait_of_the_Vast_Polar_Structure_as_a_young_phenomenon:_hints_from_its_member_satellites |
| Authors |
S._Taibi,_M._S._Pawlowski,_S._Khoperskov,_M._Steinmetz,_N._I._Libeskind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13521 |
いくつかの天の川(MW)衛星矮小銀河が、広大な極構造(VPOS)として知られる一貫した平面分布に沿って分布していることが観察されています。ここでは、VPOS上に位置するMW衛星が、それに関連付けられていない衛星とは異なる物理的および軌道的特性を持っているかどうかを調査します。\textit{Gaia}ミッションによるMW衛星の固有運動測定値と観測パラメータの文献値を使用して、まずVPOSに関連するシステムと関連しないシステムを識別し、次にそれらの化学的特性と力学的特性を比較します。平面上と平面外のサンプルの輝度分布を比較すると、VPOS上で過剰に明るい衛星が観察されることがわかります。この明るさのギャップにもかかわらず、オンプレーンシステムとオフプレーンシステムが異なるスケーリング関係に従うという顕著な優先性は観察されません。平面上のシステムは、動径速度と軌道位相にも顕著なパターンを示しています。つまり、共軌道衛星のほぼすべてが周中心に近づいている一方、反軌道衛星は両方とも最後の周中心から離れようとしています。これは、面外サンプルのよりランダムな分布とは対照的です。平面上のシステムは、角運動量の特定の値に対して最も低い軌道エネルギーを持つ傾向もあります。これらの結果は、大規模なLMCの到着によってポテンシャルが乱された場合でも、想定されるMWポテンシャルに対して堅牢です。これらがVPOSの重要な特性であると考えて、VPOSを若い構造として解釈する、衛星システムの後期降着に関連するいくつかのシナリオを検討します。私たちは、VPOSが矮小銀河のグループの降着の結果として形成されたと仮説を立てています。このシナリオを確認するには、より正確な固有運動と宇宙論的シミュレーションの文脈での専用の研究が必要です。
変圧器を使用したダークエネルギー調査で表面輝度の低い銀河に光を当てる
| Title |
Shedding_Light_on_Low_Surface_Brightness_Galaxies_in_Dark_Energy_Survey_with_Transformers |
| Authors |
H._Thuruthipilly,_Junais,_A._Pollo,_U._Sureshkumar,_M._Grespan,_P._Sawant,_K._Malek,_A._Zadrozny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13543 |
低表面輝度銀河(LSBG)は夜空よりも暗い銀河として定義され、銀河の進化と宇宙論モデルを理解する上で重要な役割を果たします。ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)やユークリッドのような今後の大規模調査では、数十億個の天体が観測されると予想されています。これに関連して、半自動手法を使用してLSBGを特定することは、非常に困難で時間のかかるプロセスとなり、この課題を克服するには自動化または機械学習ベースの手法が必要となります。私たちは、ダークエネルギー調査(DES)データリリース1のデータに含まれるアーティファクトからLSBGを分離する際の変圧器モデルの使用を研究します。次に、変圧器モデルを使用して、以前の検索で見逃した可能性のある新しいLSBGをDESから検索します。DES内の全LSBGサンプルの特性の分析とともに、新しく発見されたLSBGの特性が調査されます。DESですでに知られているLSBGに$\sim17\%$を追加して、DESで4,083の新しいLSBGを特定しました。これにより、DES内のLSBGの数密度も5.5deg$^{-2}$に増加した。角度二点自己相関関数を使用してDESのLSBGのクラスタリング分析を実行したところ、LSBGは表面輝度の高い対応するものよりも強くクラスタリングすることがわかりました。我々は1,310個のLSBGを銀河団と関連付け、そのうちの317個を超拡散銀河(UDG)として特定しました。これらのクラスターLSBGは、中心にあるものと比較すると、クラスターの端に向かうにつれて青くなり、サイズが大きくなっていることがわかりました。Transformerモデルは、天文データの分析における最先端のアルゴリズムとして、畳み込みニューラルネットワークと同等の可能性を秘めています。
この研究では、{\itGaia}の第3回データリリース(GaiaDR3)を使用して、中年期の散開星団コリンダー74を調査しました。メンバーシップ確率が0.5を超え、星団の限界半径内にある星を考慮すると、最も可能性の高い102のクラスターメンバーを特定しました。コリンダー74の平均固有運動成分は、($\mu_{\alpha}\cos\delta,\mu_{\delta})=(0.960\pm0.005,-1.526\pm0.004$)masyr$^と推定されます。{-1}$。以前に確認された、平らな放射状分布を示す4つの青色のはぐれ星を検出しました。{\scPARSEC}等時線を{\itGaia}ベースの色強度図上の観測データに当てはめることにより、クラスターの色の過剰、距離、年齢が同時に推定されました。これらの値は、それぞれ$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})=0.425\pm0.046$mag、$d=2831\pm118$pc、$t=1800\pm200$Myrとして導出されました。。質量関数の傾きは、質量範囲$0.65\leqM/M_{\odot}\leq1.58$内で$\Gamma=1.34\pm0.21$と推定され、Salpeterの傾きとよく一致しました。星の質量分布は、大質量で最も可能性の高い星が星団の中心の周りに集中していることを示しました。$P>0$の確率を持つ星の場合、星団の総質量は365$M/M_{\odot}$であることが判明しました。銀河軌道の統合により、コリンダー74は太陽の円の外側で箱状のパターンをたどっており、銀河の薄い円盤部分の一員であることが示されています。
| Title |
Characterization_of_black_hole_accretion_through_image_moment_invariants |
| Authors |
A._Jim\'enez-Rosales,_A._I._Yfantis,_M._A._Mo\'scibrodzka,_J._Dexter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13053 |
我々は、降着ブラックホールの一般相対論的磁気流体力学シミュレーションから計算された全強度画像と偏光画像に画像モーメント不変解析を適用します。私たちは、ライブラリ内のモデルのさまざまなプロパティを、その不変分布と時間の経過に伴う変化によって特徴付けます。我々は、モデルの識別を可能にするシステム内に存在するさまざまな物理的影響に対してそれらが非常に敏感であることを示します。我々は、全強度画像と偏光画像に同時に均一に適用できる、画像モーメントの不変量に基づく新しいモデルスコアリング方法を提案します。この方法は、考慮される画像のタイプに依存せず、他の非リング状画像(ジェットなど)への適用は簡単です。
| Title |
Computer_modelling_of_accretion_processes_in_binary_systems_with_black_holes_and_neutron_stars |
| Authors |
Debora_Lan\v{c}ov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13152 |
この論文は、選択された論文の注釈付きコレクションとして書かれています。この論文は、ブラックホールまたは中性子星を含むX線連星の降着円盤のモデリングに焦点を当てています。主な目的は、高度な数値手法を使用して、観測されたスペクトルおよび時間的特徴に影響を与える基本的なプロセスを明らかにすることです。このモデリングの重要な成果の中には、純粋に数値シミュレーションの結果に基づいた新しいタイプの降着円盤である、ふわふわした降着円盤の認識が含まれます。さらに、この研究は降着円盤の解析モデルを使用したX線変動と準周期振動のモデル化に焦点を当てていますが、振動の高度な説明と、観測データに対するこのモデリングの意味についての議論も行っています。
中性子星のgモードスペクトルに対する核反応の影響
成熟した中性子星は、組成の変化による成層により重力gモードを示すと予想されます。これらのモードは核反応の影響を受け、無限のgモードスペクトルをもたらす一般的な非散逸解析とは対照的に、複雑な(減衰)モード周波数と高次のgモードの抑制につながります。高速反応体制と低速反応体制の間の移行に焦点を当てて、gモードスペクトルに対する核反応の影響を調べます。解析の一般的な枠組みが、BSk21状態方程式と標準Urca反応のサンプル数値結果とともに示されています。
| Title |
On_the_Testability_of_the_Quark-Hadron_Transition_Using_Gravitational_Waves_From_Merging_Binary_Neutron_Stars |
| Authors |
Reiko_Harada,_Kipp_Cannon,_Kenta_Hotokezaka_and_Koutarou_Kyutoku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13603 |
クォークやグルーオンなどの素粒子は、超高温または超高密度における基本的な自由度であると期待されていますが、私たちの日常生活における自然現象はハドロン自由度の観点から記述されます。巨大な中性子星や連星中性子星合体の残骸にはクォーク物質が含まれている可能性がありますが、ハドロン物質からクォーク物質への遷移がどのように起こるのかはわかっていません。異なる遷移シナリオにより、連星中性子星の合体から放出される異なる重力波形が予測されます。状態方程式間の差異が十分に高密度で発生する場合、波形間の差異は吸気相ではなく、主として合体相または合体後の相に現れることが予想される。合体後の重力波の典型的な周波数は2kHzより高く、現在の検出器を使用して観測するのは困難です。この研究では、2つの代表的なシナリオに対してベイジアンモデルの選択を実行し、将来の検出器による観測によって正しいモデルを特定できるかどうかを調査しました。核飽和密度付近の比較的低密度の状態方程式は蓄積された観測から完全にわかっていると仮定します。この仮定の下では、第3世代の検出器、またはマージ後の信号観測用に設計された高周波数で高感度の特殊な検出器(NEMOなど)を使用して、正しい遷移シナリオを識別できると期待するのが合理的であることがわかります。
パルサーの輝き II: TeV 放出
ベラパルサーからの20TeVの放射の最近の発見は、パルサー放射のアリストテレスの電気力学的な図を(暫定的に、大まかな推定のレベルで)裏付けています。パルサーは、衝突するポインティングフラックスを消滅させて、光の円柱の近くで曲率放射にすることによって、主にGeVで輝きます。観測されたGeV光子は、ローレンツ因子~10^8の電子/陽電子の曲率放射です。これらの「超超相対論的」電子/陽電子は、ベラパルサーのように、低エネルギーのターゲット光子が利用できる場合には、逆コンプトンによってTeV放射も生成する必要があります。
大規模アレイ測量望遠鏡 -- パイプライン。 I. 基本的な画像の縮小と訪問の追加
| Title |
The_Large_Array_Survey_Telescope_--_Pipeline._I._Basic_image_reduction_and_visit_coaddition |
| Authors |
E._O._Ofek,_Y._Shvartzvald,_A._Sharon,_C._Tishler,_D._Elhanati,_N._Segev,_S._Ben-Ami,_G._Nir,_E._Segre,_Y._Sofer-Rimalt,_A._Blumenzweig,_N._L._Strotjohann,_D._Polishook,_A._Krassilchtchikov,_A._Zenin,_V._Fallah_Ramazani,_S._Weimann,_S._Garrappa,_Y._Shanni,_P._Chen,_E._Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13063 |
ラージアレイサーベイテレスコープ(LAST)は、変化に富んだ一時的な空を高いリズムで探索し、費用対効果の高い望遠鏡設計のテストベッドとして設計された広視野望遠鏡です。LASTノードは、48台(32台はすでに配備済み)の28cmf/2.2望遠鏡で構成されています。単一の望遠鏡の視野は7.4deg^2で、20秒(20x20秒)(フィルターなし)で5シグマ限界等級19.6(21.0)に達しますが、システム全体では355deg^2の視野が得られます。LASTの基本戦略は、各フィールド(1回の訪問)で複数の20秒の連続露出を取得することです。各望遠鏡には6,100万画素のカメラが搭載されており、システムは平均して約2.2Gbit/sの速度を生成します。この高いデータレートは、限られたコンピューティングリソース(約700コア)を使用して、天文台サイトでほぼリアルタイムで分析されます。この高いデータレートを考慮して、新しい効率的なデータ削減および分析パイプラインを開発しました。データパイプラインには2つの主要な部分が含まれます:(i)単一画像の処理とキャリブレーション、その後の訪問の露出の同時追加。(ii)参照画像を構築し、画像減算と過渡検出を実行します。ここでは、パイプラインの最初の部分について詳しく説明します。このパイプラインの製品には、測光的および天文測光的に校正された単一画像と同時追加画像、さまざまな問題と各ピクセルの状態をマークする32ビットマスク画像、個別画像と同時追加画像から構築されたソースカタログ、点像分布関数(PSF)測光、統合されたソースカタログ、固有運動と変動性インジケーター、小惑星の検出、校正された光度曲線、および外部カタログとのマッチング。パイプラインのコード全体が公開されています。最後に、LASTによって取得された実際のデータに対するパイプラインのパフォーマンスを示します。
シミュレーションデータと実データでMICADO@ELT PSF-Rに向けて
地上の望遠鏡に搭載された補償光学(AO)支援装置による高いストレール比による回折限界に近い観測が現実となり、30メートルクラスの望遠鏡を備えた次世代装置ではさらに普及するでしょう。このため、観測されたAOシステムの点像分布関数(PSF)を正確に再構築するツールや方法に対する関心が高まっています。超大型望遠鏡のMICADO装置に関連して開発されたPSF再構成(PSF-R)ソフトウェアのパフォーマンスについて説明します。特に、私たちは最近、軸外PSFを再構築するための新しいアルゴリズムを実装しました。いずれの場合も、PSFは科学的暴露を利用せずにAOテレメトリーから再構築されます。幅広い観測条件をカバーする、エンドツーエンドのシミュレーションと実際のAO観測から得られた結果を紹介します。具体的には、PSFの空間変動が、さまざまなAO基準星の等級で研究されています。再構成されたPSFは、1分角程度の視野にわたって、ストレール比と半値全幅の相対誤差が10%未満で参照PSFと一致することが観察され、提案されたPSF-R法は、観察分析と解釈を支援します。
1988 年以来空を守る -- 電波天文学周波数委員会 (CRAF) -- 2011 ～ 2021 年の定期レビュー
| Title |
Preserving_your_skies_since_1988_--_Committee_on_Radio_Astronomy_Frequencies_(CRAF)_--_Periodic_Review_2011-2021 |
| Authors |
Committee_on_Radio_Astronomy_Frequencies_(CRAF),_Benjamin_Winkel_(MPIfR),_Simon_Garrington_(JBO,_STFC),_Francesco_Colomer_(JIVE),_Waleed_Madkour_(JIVE),_Agnieszka_Slowikowska_(JIVE),_Pietro_Bolli_(INAF),_Michael_Lindqvist_(OSO),_Jos\'e_Antonio_L\'opez-P\'erez_(Observatorio_de_Yebes,_IGN),_Leif_Morten_Tangen_(Kartverket_Geodetisk_Observatorie_Norway),_Ivan_Thomas_(CNRS-INSU,_Nan\c{c}ay_Radioastronomy_Facility_&_Paris_Observatory),_Peter_Thomasson_(JBO,_STFC),_Roel_Witvers_(ASTRON),_Joe_McCauley_(Trinity_College,_Uni_Dublin),_Marta_Bautista_(Observatorio_de_Yebes,_IGN),_Miguel_Bergano_(Instituto_de_Telecomunica\c{c}\~oes,_Polo_de_Aveiro),_Vladislavs_Bezrukovs_(VIRAC),_Fabio_Giovanardi_(INAF),_Hayo_Hase_(IVS,_BKG_Germany),_Karel_Jiricka_(Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences),_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13407 |
電波天文学周波数委員会(CRAF)は、欧州科学財団の専門委員会です。これは、ヨーロッパの電波天文観測所や研究機関に周波数保護の問題について費用対効果の高い単一の意見を提供し、個々の国家機関が達成できるものよりもはるかに大きな影響を達成することを目的としています。ヨーロッパの天文台と研究機関は協力することで相乗効果から利益を得て、より多くのトピックをカバーし、お互いから学ぶことができます。CRAFは1988年に設立され、それ以来、国際電気通信連合(ITU)、特にその無線通信部門(ITU-R)、欧州郵便電気通信行政会議(CEPT)およびその欧州通信委員会(ECC)と協力してきました。）。これは、CRAFが2011年から2021年の定期レビューのために作成した自己評価報告書です。
測光的赤方偏移推定のための物理的動機による損失関数の評価
物理的制約は、ニューラルネットワークモデルをより一般化可能にし、科学的に妥当に動作し、制約のないベースラインよりもデータ効率を高めるために提案されています。このレポートでは、スローンデジタルスカイサーベイの入力銀河画像の条件付き赤方偏移密度を推定するように訓練されたコンピュータービジョンニューラルネットワークにソフトな物理的制約を追加した場合の効果を評価するための予備研究を紹介します。微分演算子や積分演算子を使用せずに物理的に動機づけられたソフト制約項を導入します。私たちはこの研究を、柔らかい物理的制約を含めた効果を制約のないベースラインと比較する単純なアブレーション研究として組み立てました。測光赤方偏移推定のための標準点推定メトリクスと、条件付き密度推定がテストデータセットのアンサンブル全体にわたる確率をどの程度忠実に表すかを評価するためのメトリクスを使用してネットワークを比較します。実装されたソフト物理制約がオーグメンテーションよりも効果的な正則化であるという証拠は見つかりません。
S 型共生連星の風力物質移動 IV.活動期からの高い風質量伝達効率の指標
| Title |
Wind-mass_transfer_in_S-type_symbiotic_binaries_IV._Indication_of_high_wind-mass-transfer_efficiency_from_active_phases |
| Authors |
Augustin_Skopal_and_Natalia_Shagatova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13133 |
進化した巨人から遠く離れた白色矮星（WD）の仲間への共生連星における風質量移動の兆候が観察されることは稀である。今回我々は、共生連星における巨人からの中立風を調べる方法を提案する。この風は、バースト中に軌道面全体で一時的に観測できる。我々は、S型共生連星系の軌道面における巨人からの質量損失率が高く、これらの系における風による物質移動効率が高いことを示していることを発見した。我々は、任意の軌道位相でのバースト中のすべての適切な食S型共生連星について、観測者とWDの間の軌道面内の水素柱密度をモデル化しました。軌道面における巨人による質量損失率は10$^{-6}\,M_{\odot}\,{\rmyr}^{-1}$程度であり、これは次の係数です。これは、共生恒星の通常の巨人からの電離風によって生成される星雲放出から得られる割合よりも$\sim$10高い。この発見は、巨人の風が軌道面に向かってかなり集中しており、したがってその風がWD伴星に効果的に伝達されていることを示唆している。私たちの発見は、軌道面に集中する風が、S型共生星の巨人からの風の共通の特性である可能性があることを示唆しています。このような風集中は、燃焼するWDからの大きなエネルギー出力と、標準的なボンダイ・ホイル降着を介した巨人による燃料不足という長年の問題を解決する。また、WDの質量がより速く成長することも可能になり、S型共生連星がIa型超新星の前駆体である可能性が裏付けられます。
質量金属面を横切る恒星ニュートリノの放出
| Title |
Stellar_Neutrino_Emission_Across_The_Mass-Metallicity_Plane |
| Authors |
Ebraheem_Farag,_F.X._Timmes,_Morgan_T._Chidester,_Samalka_Anandagoda,_Dieter_H._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13142 |
私たちは、ゼロ年代の主系列から最終運命まで、6つの初期金属量と70の初期質量にわたって、非回転の単一星モデルからのニュートリノ放出を調査します。全体として、質量スペクトル全体で見ると、金属の少ない恒星モデルは、金属が豊富な対応する恒星モデルよりも、エンベロープの不透明度が低く、表面の光度が大きく、実効温度が高い、より密度が高く、より熱く、より重い核を有する傾向があることがわかりました。質量金属量平面全体でシーケンス(初期CNO$\rightarrow$$^{14}$N$\rightarrow$$^{22}$Ne$\rightarrow$$^{25}$Mg$\rightarrow$を特定します)$^{26}$Al$\rightarrow$$^{26}$Mg$\rightarrow$$^{30}$P$\rightarrow$$^{30}$Si)は、ニュートリノの明るさに主に寄与していると考えられます。進化のさまざまな段階。低質量モデルの場合、窒素フラッシュからのニュートリノ放出と進化の熱パルス段階が初期の金属性に強く依存することがわかりました。高質量モデルの場合、He核の点火時とHe殻の燃焼時のニュートリノ放出は、初期の金属量に強く依存します。C、Ne、Oの燃焼中の反ニュートリノ放出は強い金属量依存性を示し、$^{22}$Ne($\alpha$,$n$)$^{25}$Mgが利用可能な中性子過剰の多くを提供します。逆$\beta$は減衰します。初期質量関数と時間にわたって星の軌跡を積分して、単純な恒星集団からのニュートリノ放出を調査します。我々は、単純な恒星集団からの平均ニュートリノ放射が0.5～1.2MeVの電子ニュートリノであることを発見しました。金属度の低い恒星集団は、わずかに大きなニュートリノ光度と平均$\beta$崩壊エネルギーを生成します。この研究は、個々の星や星集団からニュートリノ検出器のターゲットを提供することができます。私たちは、より洗練された集団合成モデルのために、便利なフィッティング式と光子およびニュートリノの追跡へのオープンアクセスを提供します。
活動的な高速回転子 AB Doradus からのエネルギー的な X 線スーパーフレアの研究
| Title |
Study_of_the_Energetic_X-ray_Superflares_from_the_active_fast_rotator_AB_Doradus |
| Authors |
Shweta_Didel,_Jeewan_C._Pandey,_A._K._Srivastava,_Gurpreet_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13416 |
XMM-Newtonからの観測を使用して、アクティブ高速回転子ABDorで検出された強力なX線フレアの分析を紹介します。合計21個のフレアが検出され、13個のフレアが詳細に分析されました。これらのフレアの総X線エネルギーは10$^{34-36}$ergの範囲にあることが判明し、ピークフレア束はフレア前後の状態から最大34倍増加した。観測された最も強いフレア。これらのフレア現象の継続時間は0.7～5.8時間であることが判明しています。静止状態のX線スペクトルは、平均温度がそれぞれ0.29、0.95、1.9keVである3つの温度のプラズマによって説明されることがわかりました。気温、排出量、存在量はフレア中に変化することが判明した。ピークフレア温度は31-89MKの範囲で見つかりましたが、ピーク放出測定値は10$^{52.5-54.7}$$cm^{-3}$でした。存在量はフレア中に変化し、検出された最も強いフレアの静止値から$\sim$3倍増加します。個々の存在量の変動は、静止期およびフレア期における逆FIP効果に従います。ABDorのX線光度曲線は回転変調を示すことがわかりました。フレアイベントの半ループの長さは10$^{9.9-10.7}$cmの範囲で得られるが、フレアループ内にプラズマを閉じ込めるための最小磁場は200〜700Gと推定される。
黒点痕のある噴出前およびコロナ質量放出フラックスロープのフットポイントの特定
| Title |
Identifying_Footpoints_of_Pre-eruptive_and_Coronal_Mass_Ejection_Flux_Ropes_with_Sunspot_Scars |
| Authors |
Chen_Xing,_Guillaume_Aulanier,_Brigitte_Schmieder,_Xin_Cheng,_Mingde_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13532 |
噴火前の構造とコロナ質量放出(CME)の特性は、それらのフットポイントの特性によって特徴付けられ、後者は大きな関心を集めています。しかし、噴火前の構造物のフットポイントを特定する方法や、地上の機器を使用してフットポイントを特定する方法は依然としてわかりにくいままです。この研究では、黒点本影に貫入する円弧状の構造を研究します。これは（噴火前の）フラックスロープのフットポイントの近くに位置しているため、フットポイントの特定に役立つと期待されています。私たちは、2012年7月12日のCMEイベントと2つのCMEイベントで、OHMとMPI-AMRVACによって実行された観測に基づいたMHDシミュレーションで、「太陽黒点痕跡」と名付けたこの円弧状の構造を解析しました。黒点の傷跡は、周囲の本影に比べて垂直成分が弱く水平成分が強い、より傾斜した磁場を持ち、白色光の通過帯域に光のブリッジとして現れます。黒点の傷跡に固定された熱い磁力線は、空間的には磁束ロープと背景のコロナルループの間の移行部にあり、時間的には磁束ロープを構築する滑り再接続の過程にあります。黒点の痕跡とそれに関連する光の橋は、CMEフラックスロープフットポイントの端、特に「フラックスロープである噴火前の構造物」の枠組みにおける噴出前のフラックスロープフットポイントの端を示しています。したがって、それらは、噴火前およびCMEのフラックスロープフットポイントを特定するための新しい視点を提供し、光球観測のみで噴火前の構造とCMEの特性と進化を研究するための新しい方法も提供します。
太陽活動領域における興味深いプラズマ組成パターン: 非共鳴アルフエン波の結果?
| Title |
Intriguing_Plasma_Composition_Pattern_in_a_Solar_Active_Region:_a_Result_of_Non-Resonant_Alfv\'en_Waves? |
| Authors |
Teodora_Mihailescu,_David_H._Brooks,_J._Martin_Laming,_Deborah_Baker,_Lucie_M._Green,_Alexander_W._James,_David_M._Long,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_Marco_Stangalini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13677 |
太陽コロナのプラズマ組成は太陽光球のプラズマ組成とは異なります。第一イオン化ポテンシャル(FIP)が低い元素は優先的にコロナに輸送されるため、光球と比較してコロナでの存在量が増加します。強化のレベルは、FIPバイアスパラメーターを使用して測定されます。この研究では、「ひので」のEUVイメージング分光計(EIS)からのデータを使用して、活性領域の既存の磁気環境への重要な新しい磁束出現のエピソードに続く活性領域内のプラズマ組成を研究します。当社では、SiX258.375A/SX264.233A(温度約1.5MK)とCaXIV193.874A/ArXIV194.396A(温度約4MK)の2つのFIPバイアス診断を使用します。新しく出現したループでは、Si/SよりもCa/Ar診断でわずかに高いFIPバイアス値が観察され、このパターンは既存のループ(磁束の出現前に形成されていたループ)でははるかに強力です。この結果は、血漿分画が一般にアルフエン波によって駆動されることを提案するポンデロモーティブフォースモデルの文脈で解釈できます。モデルシミュレーションでは、波の特性、特に分別が出現/既存のループの共鳴/非共鳴波によって引き起こされるという単純な仮定を使用して、診断間のこの違いを予測します。これにより、これら2つのループセットで異なる分別パターンが観察されることになると考えられます。
ダークインフレの最も単純なケース
ダークマターと宇宙インフレーションは、宇宙論における2つの主要な謎を表しています。これらは通常、独立したダイナミクスを持つ個別のフィールドを導入することで対処されます。一方、余分な次元は、観測可能な物理学にとって重要な役割を果たす可能性があります。我々は、アクシオンのような粒子を含むダークインフレクションと呼ばれる5次元モデルを導入します。そのカルーザクラインモードはインフレーションと暗黒物質を記述することができます。我々は、我々のモデルの有効四次元場の質量スケールの単純かつ自然な選択が、インフレパラメータと暗黒物質存在量の観測可能な値を同時に適応できることを示す。私たちのモデルの範囲内で、マルチフィールドインフレーションや暗黒物質の可能性を含む、より一般的なシナリオの結果と予測を調査することは興味深いでしょう。
私たちは、初期宇宙における振動するスカラー場のパラメトリック共鳴による確率的重力波背景(SGWB)の一般的な発生源を調査します。格子シミュレーションを使用して単純なベンチマークモデルを体系的に分析し、広範囲のパラメータ空間を考慮することにより、このようなシナリオが広い周波数範囲にわたってGW検出器で検出可能な信号につながり、NANOGravによる最近の発見に対処できる可能性があることを実証します。さらに、これらのモデルは、CMB天文台によって検出可能な超軽量暗黒物質候補または暗黒放射線を自然に生成することがわかっています。
木星と土星にヘリウムが降った直接の証拠
| Title |
Direct_evidence_of_helium_rain_in_Jupiter_and_Saturn |
| Authors |
Xiaoju_Chang,_Bo_Chen,_Qiyu_Zeng,_Han_Wang,_Kaiguo_Chen,_Qunchao_Tong,_Xiaoxiang_Yu,_Dongdong_Kang,_Shen_Zhang,_Fangyu_Guo,_Yong_Hou,_Zengxiu_Zhao,_Yansun_Yao,_Yanming_Ma_and_Jiayu_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13412 |
惑星内部の温度と圧力条件下での水素とヘリウムの混合物の不混和性は、巨大ガス惑星（木星や土星など）の構造を理解するために非常に重要です。このような極端な条件での実験的探査は困難ですが、水素とヘリウムの混合挙動を解明するためには理論的シミュレーションが大きく依存しています。ここでは、機械学習加速分子動力学シミュレーションを介して、惑星内部の条件下での水素とヘリウムの物理的分離を定量化する方法を開発します。開発された方法で達成された非混和性ラインは、1.5Mbarを超える圧力で以前の理論データよりも実質的に高い分離温度をもたらしますが、実験推定によりよく一致します。私たちの結果は、木星と土星の構造を修正しており、内部半径の大部分、つまり木星では27.5%、土星では48.3%でH-Heの混合が起こっています。H-He不混和層のこの直接的な証拠は、ヘリウム雨の形成を裏付け、木星と土星の大気中のヘリウムの減少を説明します。
「ワイル幾何学効果としての暗黒物質」へのコメントへの返信
| Title |
Reply_to_Comment_on_"Dark_matter_as_a_Weyl_geometric_effect" |
| Authors |
Piyabut_Burikham,_Tiberiu_Harko,_Kulapant_Pimsamarn,_Shahab_Shahidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13423 |
Burikhamらによる論文「ワイル幾何学効果としての暗黒物質」に関する最近のコメント、Phys.Rev.D107、064008(2023)、arxivに掲載。orgとしてeprintarXiv:2306.11926として公開されると、Burikhamらによる上記の論文で見つかった正確な解決策は、"間違っている"。このコメントへの返信では、我々は、明確かつ包括的な方法で、ワイル幾何重力理論の真空静的球対称場方程式の正確な解の導出を段階的に提示し、次のことを示します。arXiv:2306.11926より、得られた解は正しく、基礎理論の運動方程式をすべて満たしています。したがって、これは、暗黒物質の存在を持ち出すことなく、銀河の回転曲線の挙動を説明するための実行可能な代替モデルと考えることができます。
ダブルゲート MOSFET を備えた完全空乏型 CCD で単一電子感度を高速で達成
| Title |
Achieving_Single-Electron_Sensitivity_at_Enhanced_Speed_in_Fully-Depleted_CCDs_with_Double-Gate_MOSFETs |
| Authors |
Miguel_Sofo-Haro,_Kevan_Donlon,_Juan_Estrada,_Steve_Holland,_Farah_Fahim,_Chris_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13644 |
ダブルゲートMOSFETをベースにした完全空乏型厚型pチャネルCCD用の新しい出力アンプを紹介します。電荷増幅器は、完全空乏型CCDを高い電荷転送効率で結合するように特別に設計および動作するn型MOSFETです。CCDチャネルとMOSFETチャネル間の接合結合により高感度が可能になり、1ピクセルの電荷測定におけるサブ電子読み出しノイズが実証されました。また、デバイスの非破壊読み出し機能も実証しました。CCDピクセルアレイ全体でピクセルごとに単一電子および単一光子をカウントすることは、少数のサンプルの平均化によって可能になりました。我々は、シングルサンプリング方式とマルチサンプリング方式の両方で、今日利用可能なフローティングディフュージョンアンプやフローティングゲートアンプよりも優れた性能を備えた完全空乏型CCD読み出しを実証し、フローティングゲートアンプの少なくとも6倍の速度を誇ります。
レプトンポータル相互作用を伴う不活性二重項暗黒物質の軽質量窓
私たちは光スカラー暗黒物質（DM）の現象学を研究しています。モデルには不活性二重項スカラーと一重項ディラックフェルミオン$\psi$があり、どちらも大域$Z_2$対称の下で荷電されています。最も軽い不活性スカラー$H$の質量は、3つのスカラー4次結合間に適切な関係を課すことによって10GeVよりも軽くすることができます。最も軽い$Z_2$奇数粒子は安定してDMです。この論文では、$H$が$\psi$より軽く、DMであるパラメータ空間に焦点を当て、遺物密度、直接検出、間接検出、衝突型探査、その他の宇宙論的観測に関連するDM物理学について議論します。これまでの研究で注目してきた$\psi$がDMの場合との違いを明確にします。
