ローカル・ウェブのシミュレーション (SLOW) -- III: ローカル・コズミック・ウェブからのシンクロトロン放出
| Title |
Simulating_the_LOcal_Web_(SLOW)_--_III:_Synchrotron_Emission_from_the_Local_Cosmic_Web |
| Authors |
Ludwig_M._B\"oss,_Klaus_Dolag,_Ulrich_P._Steinwandel,_Elena_Hern\'andez-Mart\'inez,_Benjamin_Seidel,_Jenny_G._Sorce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13734 |
目的:宇宙の網からの拡散シンクロトロン放射を検出することは、現在の電波望遠鏡にとって依然として課題です。私たちは、シミュレーションから宇宙の糸フィラメントの検出可能性を予測することを目指しています。方法:オンザフライスペクトル宇宙線(CR)モデルを用いた500$h^{-1}c$Mpc体積の初の宇宙論的MHDシミュレーションを提示する。これにより、シミュレーションのすべての解像度要素内でCR電子と陽子の集団の進化を追跡することができます。CR集団の断熱変化と電子の高エネルギー損失プロセスを考慮しながら、ショック時のCR注入をモデル化します。次に、シミュレートされた磁場と、磁場の起源と増幅に関するさまざまなモデルを使用して、経年変化した電子集団からシンクロトロン放射が計算されます。局所宇宙によく似た制約された初期条件を使用し、宇宙体積の結果をコマ星団のズームインシミュレーションと比較して、CRの解像度と乱流再加速が結果に及ぼす影響を研究します。結果:降着衝撃時に宇宙のウェブフィラメントと銀河団にCRが一貫して注入されていることを発見しました。これは、最も楽観的な磁場モデルと乱流による電子の再加速のオンザフライ処理が含まれます。CR注入パラメータをさまざまに選択すると、流束を最大2桁まで増加させることができます。これにより、磁束を直接検出の電流制限の10倍以内にすることができます。{\alpha}{\おおよそ}1.0-1.5のフィラメントからのシミュレートされたシンクロトロン放射のスペクトル指数が見つかります。
コスモグローブDR1。 Ⅲ．すべての WMAP およびプランク LFI データからの偏光放射光の初の全天モデル
| Title |
Cosmoglobe_DR1._III._First_full-sky_model_of_polarized_synchrotron_emission_from_all_WMAP_and_Planck_LFI_data |
| Authors |
D._J._Watts,_U._Fuskeland,_R._Aurlien,_A._Basyrov,_L._A._Bianchi,_M._Brilenkov,_H._K._Eriksen,_K._S._F._Fornazier,_M._Galloway,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_L._T._Hergt,_D._Herman,_H._Ihle,_K._Lee,_J._G._S._Lunde,_S._K._Nerval,_M._San,_N._O._Stutzer,_H._Thommesen,_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13740 |
我々は、すべてのWMAPおよびプランクLFI周波数マップから導出された全天偏光シンクロトロン放射の最初のモデルを提示します。この分析の基礎は、関連論文で提示されている、エンドツーエンドで再処理された一連のCosmoglobeDataRelease1天空図であり、各実験で得られた従来の製品よりも機器体系が大幅に低くなります。得られた偏光シンクロトロン振幅マップの平均ノイズrmsは30GHzで$3.2\,\mathrm{\muK}$、FWHMは$2^{\circ}$で、最近リリースされたBeyondPlanckモデルよりも30%低いことが分かりました。これにはLFI+WMAPKa-Vデータのみが含まれており、WMAPKバンドマップのみよりも29%低かった。平均$B$対$E$パワースペクトル比は$0.40\pm0.02$で、振幅はPlanckとQUIJOTEによって以前に測定されたものと一致しています。シンクロトロンスペクトルエネルギー分布のべき乗則モデルを仮定し、$T$--$T$プロット法を使用して、$\beta_{\mathrm{s}}=の全天逆ノイズ分散加重平均を求めます。コスモグローブDR1Kバンドと30GHzの間では-3.07\pm0.07$であり、以前の推定値とよく一致しています。要約すると、新しいコスモグローブDR1シンクロトロンモデルは、同様の以前のモデルよりも感度が高く、体系的にクリーンであり、モンテカルロ事後サンプルのセットによって定義されるより完全な誤差記述を備えています。当社では、これらの製品は、シミュレーション、予測、成分分離など、すべてのシンクロトロン関連の科学的アプリケーションにとって、以前のプランク製品やWMAP製品よりも優れていると考えています。
近くの銀河の前景によって予測された CMB コールド スポット
| Title |
The_CMB_Cold_Spot_as_predicted_by_foregrounds_around_nearby_galaxies |
| Authors |
Diego_Garcia_Lambas,_Frode_K._Hansen,_Facundo_Toscano,_Heliana_E._Luparello_and_Ezequiel_F._Boero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13755 |
ホットリングに囲まれた非ガウスコールドスポット(CS)は、CMBの最も顕著な特徴の1つです。新しい物理学、または高い赤方偏移での宇宙空隙の存在によって引き起こされるISW効果のいずれかが、この観測の原因であると推測されています。今回我々は、近くの銀河付近におけるCMB温度の系統的な低下が、このような強い温度低下を引き起こす可能性があるかどうかを調査する。特に、エリダヌス座スーパーグループとその近隣グループがCS領域にあることに注目します。私たちの目標は、観測銀河データを分析してCS近傍の特徴を明らかにし、これらの銀河の特性を調査し、それによってこの領域のCMB温度低下を予測することです。プランクSMICAマップと銀河カタログ2MRS、6dF、HIPASSを前景トレーサーとして使用します。平均温度プロファイルを適用して、CS領域の銀河からの温度低下をモデル化します。CS領域の平均低温を補正した後でも、銀河の周囲の温度低下は空の他の部分の平均温度低下よりも大幅に大きいことがわかります。我々は、これがCS領域が最もHI欠損銀河が存在する領域の1つと一致するという事実に起因する可能性があるかどうかを議論します。前景の温度プロファイルをモデル化すると、近くの宇宙に後期型の過剰に存在する最大群複合体が存在するため、特に強い温度低下が見られます。CMBCSと大部分が重なるCS形状が観察されます。私たちは、CS領域に位置する唯一の近くにある渦巻き状の豊富な群複合体の偶然の一致と、実行されたモデリングの成功により、観察された温度低下を説明できる局所的な銀河系外前景の存在に対する強力な証拠が追加され、緊張が緩和されると結論付けています。CMBではガウスフィールドが予期されます。
データに照らして結合ベクトルダークエネルギーを精査する
$\Lambda$CDMが直面している現在の課題は、新たに解明された物理学を示唆している可能性があるため、ここでは、ベクトル場がダークエネルギーの源として機能する、もっともらしい宇宙論モデルを調査します。特に、暗黒エネルギーと暗黒物質の間のエネルギーと運動量の交換が、現在の宇宙論的パラメーターの矛盾の説明を提供できるかどうかを調べます。私たちは、バックグラウンド摂動と線形秩序摂動の両方を制御する方程式を慎重に計算し、それらをボルツマンコードに実装します。私たちは、負の結合により、非結合ベクトルダークエネルギーモデルよりも物質支配時代におけるダークエネルギーの状態方程式の負が小さくなり、宇宙定数に近づくことがわかりました。カップリングの効果は物質密度の摂動の増大にはほとんど顕著ではありませんが、物質の速度の摂動は暗黒エネルギーが優勢になる後期に増大します。したがって、赤方偏移空間歪みのデータは、ダークセクターにおけるこの種の結合を絞り込むのに役立ちます。私たちは宇宙論的制約を計算し、$\Lambda$CDMにも存在する共通パラメータがプランクコラボレーションのベースライン結果とよく一致していることを発見しました。しかし、我々の最良の適合は、低赤方偏移における物質摂動のより高い成長率を予測するため、赤方偏移空間歪みデータとの不一致をさらに悪化させます。私たちの結合ベクトルダークエネルギーモデルは電流張力(つまり、$H_0$と$\sigma_8$)を解決できないと結論付けます。さらに、$\Lambda$CDMに関して3つの追加パラメーターがあるため、結合ベクトルダークエネルギーモデルはベイジアン証拠によって非常に不利になります。
音速共鳴を伴うインフレトン・カーバトン混合シナリオからのスカラー誘起重力波背景における異方性
| Title |
Anisotropies_in_Scalar-Induced_Gravitational-Wave_Background_from_Inflaton-Curvaton_Mixed_Scenario_with_Sound_Speed_Resonance |
| Authors |
Yan-Heng_Yu,_Sai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14606 |
我々は、インフレトンとカーバトンの混合シナリオにおける音速共鳴を介して、スカラー誘起重力波（SIGW）背景に大きな異方性を生成する新しいモデルを提案します。宇宙論的曲率摂動は共鳴周波数で指数関数的に増幅されるだけでなく、$f_{\mathrm{nl}}$で記述される局所的なタイプの顕著な非ガウス性も保存されます。エネルギー密度分率スペクトルの大幅な強化に加えて、原始非ガウス性の存在によるエネルギー密度のスーパー水平変調により、SIGWに大きな異方性が生成される可能性があります。角パワースペクトル$\tilde{C}_{\ell}$が減少すると、振幅$[\ell(\ell+1)\tilde{C}_{\ell}]^{1/2}\に達する可能性がありますsim10^{-2}$は、DECIGOなどの計画された重力波検出器による潜在的な測定につながります。SIGWの大きな異方性は初期宇宙の強力な探査機として機能し、インフレーション力学、原始非ガウス性、原始ブラックホール暗黒物質に新たな光を当てるでしょう。
| Title |
A_Minkowski_Functional_Analysis_of_the_Cosmic_Microwave_Background_Weak_Lensing_Convergence |
| Authors |
Jan_Hamann_and_Yuqi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14618 |
ミンコフスキー汎関数は、場の幾何学的および形態学的特性を捕捉する要約統計量です。これらはフィールドのすべての高次相関に敏感であり、フィールドのパワースペクトルなどのより従来の統計を補完するために使用できます。私たちは、部分的な空をカバーする軽度の非ガウス空図の完全尤度分析のためのミンコフスキー関数ベースのアプローチを開発します。これを、宇宙マイクロ波背景背景のレンズ収束のプランクミッションのマップからの宇宙論的パラメータの推論に適用すると、パワースペクトルに基づくレンズ効果の尤度からの結果との優れた一致がわかります。現在のCMBレンズマップの非ガウス性は再構成ノイズによって支配されていますが、ミンコフスキー関数に基づく解析は、将来のレンズマップの非ガウス性から宇宙論的な情報を抽出できる可能性があり、パワースペクトルでアクセスできる範囲を超えています。に基づいた分析。マップのミンコフスキー関数、歪度、尖度パラメーターを計算するための数値コードをGitHubからダウンロードできるようにします。
ユークリッドの準備。 XXXI.測光通過帯域の変動が測光赤方偏移精度に及ぼす影響
| Title |
Euclid_preparation._XXXI._The_effect_of_the_variations_in_photometric_passbands_on_photometric-redshift_accuracy |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_St\'ephane_Paltani_(university_of_Geneva),_J._Coupon,_W._G._Hartley,_A._Alvarez-Ayllon,_F._Dubath,_J._J._Mohr,_M._Schirmer,_J.-C._Cuillandre,_G._Desprez,_O._Ilbert,_K._Kuijken,_N._Aghanim,_B._Altieri,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_V._F._Cardone,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C._J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_J._Dinis,_M._Douspis,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_S._Galeotta,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_S._V._Haugan,_H._Hoekstra,_A._Hornstrup,_et_al._(157_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14716 |
光度測定赤方偏移の技術は、マルチバンド銀河系外調査の活用に不可欠なものとなっています。銀河進化の研究における写真Zの要件は主に精度と外れ値の割合に関係しますが、宇宙論での使用における最も厳しい要件は精度であり、バイアスのレベルはパーセント未満です。ユークリッド宇宙論のミッションのために。このレベルの精度でバイアスを制御するには、別個の困難な校正プロセスが必要です。写真の偏りにはいくつかの異なる原因があり、必ずしも簡単に克服できるわけではありません。ここで、銀河の測光色を決定するために使用される通過帯域の空間的または時間的変動に関連するバイアスの原因の1つを特定します。私たちはまず、いくつかのよく知られた測光カメラで観察された効果を定量化し、特に光学フィルターの特性により、軸外光源の赤方偏移が通常過大評価されることを発見しました。単純なシミュレーションを使用して、形状の詳細で複雑な変化はほとんど無視できること、およびこのバイアスをほぼ正確に補正するには、各測光観測の通過帯域の平均波長を知るだけで十分であることを示します。重要な点は、この平均波長が光源のスペクトルエネルギー分布に依存しないことです。}このプロパティを使用して、一部のphoto-zアルゴリズム、特にテンプレートフィッティングで計算効率よく実装できる補正を提案します。新しいphoto-zコードPhosphorosに実装されたアルゴリズムが、CFHTLST007サーベイを使用して、赤方偏移範囲0.4<z<0.7にわたる平均測定バイアスデルタzを使用して、実際のデータのphoto-zのバイアスを効果的に削減できることを検証しました。具体的には、z=0.5付近でデルタz~0.04からデルタz~0.02まで、約0.02ずつ減少します。私たちのアルゴリズムは、他のアプリケーション向けに補正された測光を生成することもできます。
TianQin を使用した宇宙の空間幾何学のテスト: 超大質量ブラック ホール バイナリの使用の見通し
| Title |
Testing_the_spatial_geometry_of_the_universe_with_TianQin:_the_prospect_of_using_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
Yu_Pan,_Jingwang_Diao,_Jing-Zhao_Qi,_Jin_Li,_Shuo_Cao,_Qing-Quan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14723 |
宇宙の空間幾何学の決定は、現代の宇宙論において重要な役割を果たしています。宇宙の曲率$\Omega_K=0$からの逸脱は、原始的なインフレーションパラダイムと基礎物理学に重大な影響を与えるでしょう。この論文では、TianQinで検出できる超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の吸気信号を用いて宇宙の曲率を測定するという展望について系統的な研究を実施します。この研究は、宇宙論における重力波(GW)標準サイレンの応用を拡張した、宇宙論モデルに依存しない方法に基づいています。将来のシミュレートされたGWイベントとシミュレートされた$H(z)$データからの距離を比較することにより、TianQinが宇宙曲率パラメータ$\Omega_{k}$に対して堅牢な制約を生成するかどうかを評価します。より具体的には、総質量が$10^{3}M_\odot$から$10^{7}M_\odot$の範囲にある超大質量ブラックホール連星の3年から10年の観測を考慮します。私たちの結果は、将来、10年間の高品質の観測の相乗効果により、曲率パラメータを$1\sigma$$\Omega_k=-0.002\pm0.061$のレベルで厳密に制限できることを示しています。さらに、我々の発見は、重力波データの異なるサブサンプルに対して実行された分析によって暗示されるように、SMBHBの総質量が宇宙曲率の推定に影響を与えることを示している。したがって、TianQinは、DECIGOなどの将来の空間ベースの検出器と比較して、宇宙の空間幾何学に関する強力かつ競争力のあるプローブを提供すると期待されています。
DECaLS 銀河の計数による弱いレンズの再構成
| Title |
Weak_Lensing_Reconstruction_by_Counting_DECaLS_Galaxies |
| Authors |
Jian_Qin,_Pengjie_Zhang,_Haojie_Xu,_Yu_Yu,_Ji_Yao,_Ruijie_Ma,_Huanyuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15053 |
宇宙シアーによる弱いレンズ測定の代わりに、DESI画像調査DR9のDECaLS銀河における宇宙倍率効果によって再構成された弱いレンズ収束$\hat{\kappa}$マップを提示します。これは、$grz$測光帯域の異なる等級ビンにおける銀河数過密度の$12$マップを線形的に重み付けすることによって達成されます。このウェイトは、レンズ収束信号を維持しながら、平均銀河決定論的バイアスを排除し、銀河ショットノイズを最小限に抑えるように設計されています。また、銀河数過密における画像体系の補正も行います。$\hat{\kappa}$地図の空の範囲は$8365$deg$^2$です。DECaLS銀河の数密度が低いことを考えると、$\hat{\kappa}$マップはショットノイズに圧倒され、レンズ自己相関を使用してマップの品質を評価することは困難です。あるいは、DESI画像調査DR8のDECaLS銀河の宇宙シアーカタログとの相互相関を測定します。このカタログは$\hat{\kappa}$マップと空の範囲に$8365$deg$^2$重複しています。$S/N\simeq10$で収束シアー相互相関信号を検出します。この解析では、銀河固有のクラスタリングが係数$\mathcal{O}(10^2)$によって抑制されており、$\hat{\kappa}$マップ内の残留銀河クラスタリングの汚染がゼロと一致していることも示されています。さまざまな銀河およびせん断サンプルを使用したさまざまなテスト、および赤池情報量基準分析はすべて、レンズ検出をサポートしています。画像系統補正も同様で、レンズ信号検出を$\sim30\%$強化します。測定のさらなる改善に向けて、さまざまな問題について議論します。
修正 $f(Q)$ 重力の宇宙論モデルの制約: ファントムダークエネルギーと観測的洞察
| Title |
Constraining_the_cosmological_model_of_modified_$f(Q)$_gravity:_Phantom_dark_energy_and_observational_insights |
| Authors |
M._Koussour,_N._Myrzakulov,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_and_Amare_Abebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15067 |
一般相対性理論の重要な成果にもかかわらず、宇宙の理解には多くの未解決の問題が残っています。最も複雑な課題の1つは、現在進行中の宇宙の加速膨張であり、完全な説明は依然として得られていません。その結果、科学者たちはより深い理解を求めて、GRに代わるさまざまな理論を提案してきました。私たちの分析では、最近提案された修正$f(Q)$重力を詳しく調べます。ここで、$Q$は、重力効果の原因となる非計量性スカラーを表します。具体的には、関数形式$f(Q)=Q+\alphaQ^n$で特徴付けられる宇宙論モデルを調査します。ここで$\alpha$($\alpha\neq0$を含む)と$n$は自由パラメータとして機能します。この関数形式を利用して、宇宙流体を記述するための特定の状態方程式を組み込んだハッブルレートを構築します。さらに、ハッブル測定からの31個のデータポイントと、パンテオンデータセットからの追加の1048個のデータポイントで構成されるデータセットを利用します。これらのデータはモデルパラメーターの重要な制約として機能し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用してパラメーター空間を探索し、意味のある結果を導き出します。パラメーター値を制限して分析を行うと、いくつかの注目すべき発見が得られます。減速パラメータは、宇宙膨張の最近の加速段階を示唆しています。さらに、EoSパラメータは、ファントムのような特性を示すダークエネルギーの肖像を描きます。さらに、宇宙論的診断ツール、具体的にはステートファインダーと$Om(z)$診断の応用を掘り下げます。これらのツールは両方とも私たちの以前の結論と一致しており、私たちの宇宙論的モデルが示す幻影のような振る舞いを裏付けています。これらの結果は集合的に、重力、暗黒エネルギー、膨張する宇宙の間の動的な相互作用の理解に貢献します。
JWST/NIRSpecおよびMIRI観測によるガニメデ表面の組成と熱特性
| Title |
Composition_and_thermal_properties_of_Ganymede's_surface_from_JWST/NIRSpec_and_MIRI_observations |
| Authors |
D._Bockelee-Morvan,_E._Lellouch,_O._Poch,_E._Quirico,_S._Cazaux,_I._de_Pater,_T._Fouchet,_P.M._Fry,_P._Rodriguez-Ovalle,_F._Tosi,_M.H._Wong,_I._Boshuizen,_K._de_Kleer,_L.N._Fletcher,_L._Meunier,_A._Mura,_L._Roth,_J._Saur,_B._Schmitt,_S.K._Trumbo,_M.E._Brown,_J._O'Donoghue,_G.S._Orton,_M.R._Showalter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13982 |
JWSTNIRSpecIFU(2.9-5.3μ)およびMIRIMRS(4.9-28.5μ)観察は、ガニメデの前半球と後半球の両方で、〜2700のスペクトル分解能で実行されました。反射率スペクトルは、水の氷、CO2、およびH2O2の特徴を示します。5.9μでの吸収特徴が明らかになり、暫定的に硫酸水和物に割り当てられます。CO24.26μバンドは、2つの半球にわたる深さ、形状、位置の緯度および経度の変化を示し、異なるCO2の物理的状態を明らかにします。木星のプラズマ照射に最もさらされる氷の多い極地では、CO2バンドが他の地形に比べて赤方偏移します。主要な北極冠では、CO2バンドは約4.27μの高波長成分によって支配されており、これは非晶質の水氷に捕捉されたCO2と一致します。赤道緯度(特に暗い地形)では、観察されたバンドはより広く、青の方にシフトしており、非氷物質にCO2が吸着していることを示唆しています。非晶質の氷は氷の豊富な極地で検出され、特に先頭の北極冠に豊富に存在します。両半球では、北極の冠氷は南極の冠氷よりもさらに加工されているように見えます。日中または地理的起源による、H2O氷の分子構造および/またはナノ/マイクロメートルスケールの組織の長手方向の変化が、両半球で観察されます。氷霜は後半球の朝の縁で観察され、おそらく暖かい地下から昇華した水の再凝結によって夜間に形成されたものと考えられます。暗い地形の反射スペクトルは、Na-/Mg-硫酸塩、硫酸水和物、およびおそらく細粒の不透明な鉱物と混合された層状ケイ酸塩の存在と互換性があり、非常に多孔質な質感を持っています。中赤外輝度温度は、粗い表面と、多孔質表面と一致する20～40Jm-2s-0.5K-1の非常に低い熱慣性を示します。
系外惑星の日食マッピングを使用して達成可能な分解能の解析理論
我々は、惑星円盤上の明るさ分布のフーリエ成分に基づいて、系外惑星の日食マッピングによって達成可能な分解能の解析理論を提示します。私たちは、日食中の軌道軸に対する星の縁の角度を介して、どの特徴が見えるか見えないかを衝撃パラメータが決定することを発見しました。私たちは信号対雑音比をマッピング解像度の関数として推定し、これを使用して特定の星-惑星系で達成可能な解像度を決定します。この理論を数値シミュレーションに対してテストし、良好な一致を見つけました。特に、星のエッジ角度の関数としての解像度の予測は、幅広い角度にわたってシミュレートされたデータに対して10%以内の精度です。光度曲線誤差を考慮して制約できる空間モードの数についての予測も同様に正確です。最後に、JWSTのNIRISSSOSS、NIRSpecG395H、およびMIRILRS機器による観測で最も期待される解像度が高い系外惑星のリストを示します。
月形成巨大衝突の平滑化粒子流体力学シミュレーションにおける状態方程式とカットオフ密度の影響
| Title |
Effect_of_Equation_of_State_and_Cutoff_Density_in_Smoothed_Particle_Hydrodynamics_Simulations_of_the_Moon-Forming_Giant_Impact |
| Authors |
Scott_D._Hull,_Miki_Nakajima,_Natsuki_Hosono,_Robin_M._Canup,_Rene_Gassm\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14476 |
衝突によって生成された原始月円盤内の蒸気の量は、月形成中の動力学、揮発分除去、および中揮発性元素(MVE)同位体分画に影響を及ぼします。巨大衝突のシミュレーションで使用される状態方程式(EoS)は、モデル化された原始月円盤の蒸気質量分率(VMF)を計算するために必要です。最近、熱容量の処理が改善され、実験用Hugoniotが拡張された新しいバージョンのM-ANEOS(「StewartM-ANEOS」)がリリースされました。ここでは、この新しいM-ANEOSバージョンを以前のバージョン(「N-SPHM-ANEOS」)と比較し、平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションで生じた差異を評価します。スチュワートM-ANEOSでは、VMF値が小さくなりディスクが冷却され、初期衝撃角に応じてディスク質量に差が生じることがわかりました。また、最大平滑化長と同様に、反復的に計算される平滑化長の代わりに高速計算する手段として設定される、最小「カットオフ」密度($\rho_{c}$)の影響も評価します。円盤の粒子解像度が低いと、通常、円盤粒子の$>40\%$が$\rho_c$に低下し、円盤の動的進化とVMFに影響を与えることがわかりました。私たちの結果は、EoS、$\rho_{c}$、粒子解像度の選択により、VMFとディスクの質量が数十パーセント変化する可能性があることを示しています。さらに、$\rho_{c}$の値が小さいと、数値が不安定になり、人為的な衝撃を受けやすい円盤が生成されます。今後の巨大衝突SPH研究では、平滑化手法を検討し、シミュレートされた時間にわたって円盤の熱力学的安定性を確保することをお勧めします。
Aerocapture による高速天王星探査機ミッション
太陽系の外縁部にある巨大氷惑星は、まだ周回衛星を使って研究されていない最後のクラスの惑星である。2023年から2032年の惑星科学十年調査では、太陽系の起源、形成、進化を理解する上での氷の巨人の重要性が強調されました。天王星の地心距離が非常に長いため、ミッション設計には大きな課題が生じますが、最も重要なのは妥当な時間内に天王星に到達できるかどうかです。本研究は、天王星周回探査機ミッションにおいてエアロキャプチャーにより短い飛行時間と高速軌道を可能にした2つの例を示し、エアロキャプチャーによってもたらされる多大な利点を強調しています。1つ目は、2031年7月に打ち上げの機会があり、飛行時間が8年のEEJUの軌道です。2つ目はEJUの軌道で、2034年6月に打ち上げの機会があり、飛行時間はわずか5年です。FalconHeavyExpendableを使用すると、利用可能な発射能力は2つの軌道でそれぞれ4950kgと1400kgになります。どちらの軌道も到達速度が20km/sと高く、航空捕捉に十分な通路幅を提供します。13～15年かかる推進挿入アーキテクチャと比較して、高速軌道により飛行時間の大幅な短縮が実現します。
ガイア天文法と MIKE+PFS ドップラー データの共同解析により、HD 175167b が巨大な冷たい木星であることが明らかになりました
| Title |
Gaia_Astrometry_and_MIKE+PFS_Doppler_Data_Joint_Analysis_Reveals_that_HD_175167b_is_a_Massive_Cold_Jupiter |
| Authors |
Tianjun_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14568 |
HD175167bは、太陽に似た恒星の周りを周回する最小質量$M_{p}\sini=7.8\pm3.5\M_J$の冷たい($P_{b}\sim1200$日)木星で、によって最初に発見されました。MIKEの観測に基づくマゼラン惑星探索プログラム。MIKEデータとガイアの二体軌道解の共同解析を通じて、Winn(2022)は$M_{p}=14.8\pm1.8\M_J$の随伴質量を発見し、それを褐色矮星。マゼラン/PFSからの追加の公的に利用可能な動径速度データは、モデルをより適切に制約し、伴星が$M_p=10.2\pm0.4\M_{J}$の質量と$P_b=の周期を持つ巨大な冷たい木星であることを明らかにしました。1275.8\pm0.4$日。惑星の軌道は$i=38.6\pm1.7^{\circ}$傾き、離心率は$0.529\pm0.002$です。
Gaia に焦点を当てた製品リリース: 小惑星軌道ソリューション。特性と評価
| Title |
Gaia_Focused_Product_Release:_Asteroid_orbital_solution._Properties_and_assessment |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_P._David,_F._Mignard,_D._Hestroffer,_P._Tanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14699 |
コンテクスト。我々は、GaiaDataRelease3の同じ天体である157,000個の小惑星のエポック天文測定のサンプルの利用を報告します。これは、GaiaDR4で計画されている対象期間を超えて拡張されましたが、これは2025年末までには予定されていません。このデータセットはカバーしています。これらの小惑星の大部分は、複数の完全な軌道周期を持っています。軌道解は、これらの小惑星の多くの観測履歴と比較して、比較的短い弧にわたるガイアデータのみから導出されます。目的。この研究の目的は、Gaiaが提供する66か月にわたる正確な天文測定に基づいて大規模な小惑星セットの軌道要素を生成し、独立した観測から得られた利用可能な最良の軌道と比較してこれらの軌道解の精度を評価することです。2番目の検証は、正確な掩蔽タイミングで実行されます。方法。ガイアの生の天文測定値を処理して、明るい端での1Dサブマス精度で移動天体の天文位置を取得しました。データと照合した各小惑星について、中央エポックでの初期条件に最もよく適合する形で軌道フィッティングが試みられました。結果。軌道は、地球近傍天体、メインベルト小惑星、トロイの木馬を含む156764個の小惑星の国際天体基準系の状態ベクトルの形式で提供されます。最も良好な観測結果が得られた小惑星では、(正式な)相対不確実性は1E10よりも優れています。結果は、ジェット推進研究所およびMPCから入手可能な軌道と比較されます。それらの軌道は、はるかに長いデータアークに基づいていますが、低品質の位置からのものです。長半径の相対差の平均は5E10、分散は5E9です。
Resident Space Objects Network: 宇宙の持続可能性を形作るための複雑なシステム アプローチ
| Title |
The_Resident_Space_Objects_Network:_a_complex_system_approach_for_shaping_space_sustainability |
| Authors |
Matteo_Romano,_Timoteo_Carletti,_J\'er\^ome_Daquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14795 |
現在、常駐空間オブジェクト(RSO)を理解することが大きな社会的課題となっています。実際、制御されていない軌道を周回する天体の断片化や新たな打ち上げにより、常駐天体の数は信じられないほど安定したペースで増加しています。したがって、持続可能で環境に優しい政策を決定し、形成できるようにするには、システム全体をより深く理解する必要があります。この論文は、複雑なシステムの観点からRSO衝突の構造特性を解析するための新しいパラダイムを提示します。隣接関係に基づいて、有限時間ウィンドウにわたって衝突寸前イベントを経験するRSOを接続することにより、常駐空間オブジェクトネットワーク(RSONet)を導入します。したがって、RSOの構造的衝突特性はRSONetにエンコードされ、ネットワーク科学のツールで分析されます。このフレームワークとパラダイムシフトにより、RSONetに関連する定量的特性を使用して、宇宙の持続可能性基準の指標を導入することが可能になります。
TOI-544 b: 2 つの惑星系の半径の谷の内側にある潜在的な水の世界
| Title |
TOI-544_b:_a_potential_water-world_inside_the_radius_valley_in_a_two-planet_system |
| Authors |
H._L._M._Osborne,_V._Van_Eylen,_E._Goffo,_D._Gandolfi,_G._Nowak,_C._M._Persson,_J._Livingston,_A._Weeks,_E._Pall\'e,_R._Luque,_C._Hellier,_I._Carleo,_S._Redfield,_T._Hirano,_M._Garbaccio_Gili,_J._Alarcon,_O._Barrag\'an,_N._Casasayas-Barris,_M._R._D\'iaz,_M._Esposito,_J._S._Jenkins,_E._Knudstrup,_F._Murgas,_J._Orell-Miquel,_F._Rodler,_L._Serrano,_M._Stangret,_S._H._Albrecht,_A._Alqasim,_W._D._Cochran,_H._J._Deeg,_M._Fridlund,_A._Hatzes,_J._Korth,_and_K._W._F._Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14908 |
我々は、トランジット系外惑星調査衛星(TESS)によって最近発見された小さなトランジット惑星をホストする明るいK星(V=10.8)であるTOI-544(HD290498)の正確な動径速度追跡について報告する。私たちは、通過する惑星を分光学的に確認し、その質量を測定するために、122個の高解像度HARPSおよびHARPS-Nスペクトルを収集しました。ほぼ3年間の追跡調査のベースラインにより、さらに非通過の、より長期間の伴惑星の存在を明らかにすることができました。内惑星TOI-544bの半径と質量は、それぞれ2.018$\pm$0.076R$_{\oplus}$と2.89$\pm$0.48M$_{\oplus}$と計算されました。かさ密度は$1.93^{+0.30}_{-0.25}$gcm$^{-3}$。TOI-544cの最小質量は21.5$\pm$2.0M$_{\oplus}$、公転周期は50.1$\pm$0.2日です。惑星bの密度が低いということは、惑星bが水素雰囲気を持つ地球のような岩石の核を持っているか、かなりの割合の水を含む組成を持っていることを意味します。組成の解釈は、使用される惑星内部モデルの特定の選択に応じて退化します。さらに、TOI-544bは公転周期が1.55日、平衡温度が999$\pm$14Kであり、惑星がほとんどないと予想される半径の谷の予測位置内に位置しています。TOI-544bは、例えばJWSTによる将来の大気観測の最上位のターゲットであり、これにより惑星組成のより適切な制約が可能になります。
NIRISS を用いた HAT-P-18$\,$b の近赤外透過分光法: JWST 時代の惑星と恒星の特徴のもつれを解く
| Title |
Near-Infrared_Transmission_Spectroscopy_of_HAT-P-18$\,$b_with_NIRISS:_Disentangling_Planetary_and_Stellar_Features_in_the_Era_of_JWST |
| Authors |
Marylou_Fournier-Tondreau,_Ryan_J._MacDonald,_Michael_Radica,_David_Lafreni\`ere,_Luis_Welbanks,_Caroline_Piaulet,_Louis-Philippe_Coulombe,_Romain_Allart,_Kim_Morel,_\'Etienne_Artigau,_Lo\"ic_Albert,_Olivia_Lim,_Ren\'e_Doyon,_Bj\"orn_Benneke,_Jason_F._Rowe,_Antoine_Darveau-Bernier,_Nicolas_B._Cowan,_Nikole_K._Lewis,_Neil_James_Cook,_Laura_Flagg,_Fr\'ed\'eric_Genest,_Stefan_Pelletier,_Doug_Johnstone,_Lisa_Dang,_Lisa_Kaltenegger,_Jake_Taylor_and_Jake_D._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14950 |
JWST早期放出観測(ERO)には、$\sim\,$850$\,$K土星質量系外惑星HAT-P-18$\のNIRISS/SOSS(0.6-2.8$\,\mu$m)の通過が含まれていました。、$b。これらのデータの初期分析では、水、ヘリウムの漏出、およびヘイズの検出が報告されました。しかし、HAT-P-18のような活動的なK矮星は、透過スペクトルの解釈を複雑にする可能性がある星状斑点と白斑$-$の表面不均一性を有しており、実際、HAT-P-18$にはスポットクロスイベントが存在します。,$bのNIRISS/SOSSライトカーブ。ここでは、HAT-P-18$\,$bのJWSTERO透過スペクトル、HST/WFC3および$\textit{Spitzer}$/IRAC通過観測の広範な再解析と解釈を紹介します。H$_2$O(12.5$\,\sigma$)、CO$_2$(7.3$\,\sigma$)、雲層(7.4$\,\sigma$)、および隠れていない星点(5.8$)を検出しました。\,\sigma$)、Naのヒント(2.7$\,\sigma$)と並んでいます。以前に報告されたCH$_4$($\log$CH$_4$$<$-6to2$\,\sigma$)は検出されません。3つの独立した検索コード間で良好な一致が得られ、太陽以下のH$_2$O存在量($\log$H$_2$O$\about-4.4\pm0.3$)が見つかりました。しかし、推定されるCO$_2$存在量($\log$CO$_2$$\about-4.8\pm0.4$)はかなり超太陽的であり、その起源についてはさらなる調査が必要です。また、磁気圧力の影響の代用として活性領域の表面重力$-$をフィッティングすることにより、恒星の不均質性に関する新しい考慮事項を導入します。最後に、JWST推論をHST/WFC3および$\textit{Spitzer}$/IRACからの推論と比較します。私たちの結果は、JWSTの時代における惑星大気と恒星の不均一性制約が同時に存在するという例外的な可能性を強調し、JWSTの透過スペクトルがトランジット光源効果のより複雑な処理を正当化する可能性があることを実証しています。
温帯地球型系外惑星の水海洋とバイオマスのトレーサーとしての大気炭素減少
| Title |
Atmospheric_carbon_depletion_as_a_tracer_of_water_oceans_and_biomass_on_temperate_terrestrial_exoplanets |
| Authors |
Amaury_H.M.J._Triaud,_Julien_de_Wit,_Frieder_Klein,_Martin_Turbet,_Benjamin_V._Rackham,_Prajwal_Niraula,_Ana_Glidden,_Oliver_E._Jagoutz,_Matej_Pec,_Janusz_J._Petkowski,_Sara_Seager,_Franck_Selsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14987 |
海の輝きや豊富な大気O$_2$など、系外惑星の居住可能環境または居住環境を特定するための従来の観測物は、現在または今後の天文台では検出することが困難です。ここで新しい署名を提案します。同じ系の他の惑星と比較して、温帯の岩石惑星の大気中の炭素量が低いことは、かなりの量の液体の水、プレート構造、および/またはバイオマスの存在を示しています。JWSTは、TRAPPIST-1のような一部の選択されたシステムで$4.3\,\rm\mum$のCO$_2$帯域を介してそのような検索をすでに実行できることを示します。これは、全体的なノイズバジェットと雲/霞の効果が最適です。系外惑星を通過するための3段階の戦略を提案します:1)最も有利なシステムの$\sim10$通過における温帯地球型惑星の周囲の大気の検出、(2)$\sim40$通過における大気炭素減少の評価、(3)$\sim100$輸送における水とバイオマスによる炭素枯渇の間のもつれを解くためのO$_3$存在量の測定。居住可能性の兆候としての炭素減少の概念は、次世代の直接撮像望遠鏡にも適用できます。
JWST/NIRCamでフォーマルハウトを周回する惑星を探す
| Title |
Searching_for_Planets_Orbiting_Fomalhaut_with_JWST/NIRCam |
| Authors |
Marie_Ygouf,_Charles_Beichman,_Jorge_Llop-Sayson,_Geoffrey_Bryden,_Jarron_Leisenring,_Andras_Gaspar,_John_Krist,_Marcia_Rieke,_George_Rieke,_Schuyler_Wolff,_Thomas_Roellig,_Kate_Su,_Kevin_Hainline,_Klaus_Hodapp,_Thomas_Greene,_Michael_Meyer,_Doug_Kelly,_Karl_Misselt,_John_Stansberry,_Martha_Boyer,_Doug_Johnstone,_Scott_Horner,_and_Alexandra_Greenbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15028 |
フォーマルハウト系のJWST/NIRCamコロナグラフによる観測結果を報告します。この近くのA星には、IRAS衛星によって発見された複雑なデブリ円盤システムが存在します。円形430Rマスクを使用したF444WおよびF356Wフィルターでの観察では、1インチで約4x10-7、3インチの外側で約4x10-8のコントラスト比が達成されます。これらの観測結果は、ディスク領域のほとんどで1MJup未満の感度限界に達します。フォーマルハウトbは大質量惑星ではなく、微惑星衝突による塵雲であるという仮説と一致し、F356WとF444W(木星サイズの惑星が明るいはずの後者のバンド)ではそれが検出されません。私たちは、フォーマルハウトとそのデブリ円盤内とその周囲で10個の発生源を確実に検出しました。そのうちの1つを除いてすべて、以前のコロナグラフィー画像で見られたケックまたはHST発生源と一致しています。私たちは、それらが背景の物体であることを示します。これには、MIRIデータで特定された「大塵雲」も含まれます。しかし、MIRI画像で見られる内部塵円盤の端に位置する天体の1つは、初期の時代の画像では明らかな対応物がなく、[F356W]-[F444W]>0.7等(ベガ)と比較的赤い色をしています。。この天体が背景銀河、褐色矮星、またはフォーマルハウト系の木星質量惑星であるかどうかは、承認されたサイクル2フォローアッププログラムによって決定されます。最後に、外輪からの散乱光に上限を設定し、F356WとF444Wの塵のアルベドに弱い制限を設けました。
さまざまな方法で、HZ 内の近くの地球型惑星を検出できる可能性
| Title |
The_Potential_of_Detecting_Nearby_Terrestrial_Planets_in_the_HZ_with_Different_Methods |
| Authors |
Qiaoyang_Hao,_Shenwei_Zhou,_Huigen_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15039 |
近くの星の周囲のハビタブルゾーンにある地球型惑星は非常に興味深いものであり、その居住可能性のさらなる特徴を知るための良いサンプルとなります。この論文では、近くの星のガイアカタログに従って20個以内の近くの星のカタログを収集し、星の物理的パラメータを完成させ、褐色矮星や白色矮星ではない星を選択します。選択後、2234個の主系列星のサンプルを使用して拡張HZを推定します。次に、地球に似た惑星を各恒星の周囲の拡張HZに注入し、4つの方法で信号を計算します。動径速度の速度振幅、トランジットの確率と深度、天文測定の星の変位、画像化のコントラストと角度分離。古典的な機器に基づいた典型的なノイズモデルを考慮して、最良の仮定のシナリオでさまざまな方法を使用して、地球に似た惑星の検出可能な最大数を予測します。これによると、天文測定と画像処理の両方がG型星の周囲にある近くの地球に似た惑星を検出できる可能性があり、動径速度は0.2の精度でM型星の周囲にある近くにある地球に似た惑星の2%を検出できる可能性があると結論付けています。MS。私たちの研究は、HZにある近くの地球に似た惑星を明らかにするという将来のミッションに必要な精度も提供します。
HD152843 b & c: サブ海王星とスーパーパフ海王星の質量と公転周期
| Title |
HD152843_b_&_c:_the_masses_and_orbital_periods_of_a_sub-Neptune_and_a_super-puff_Neptune |
| Authors |
B._A._Nicholson,_S._Aigrain,_N._L._Eisner,_M._Cretignier,_O._Barrag\'an,_L._Kaye,_J._Taylor,_J._Owen,_A._Mortier,_L._Affer,_W._Boschin,_A._Collier_Cameron,_M._Damasso,_L._Di_Fabrizio,_V._DiTomasso,_X._Dumusque,_A._Gehdina,_A._Harutyunyan,_D._W._Latham,_M._Lopez-Morales,_V._Lorenzi,_A._F._Mart\'inez_Fiorenzano,_E._Molinari,_M._Pedani,_M._Pinamonti,_A._Sozzetti,_K._Rice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15068 |
我々は、HARPS-Nの動径速度の集中的なキャンペーンとTESSデータの2つのセクターを使用して、HD152843の周囲を通過する2つの惑星(TOI2319、TIC349488688)の特性評価を示します。これらのデータは、ユニークで魅力的なシステムを明らかにしています。HD152843bとcは、約9M$_\oplus$のほぼ等しい質量を持っていますが、半径が$3.05\pm0.11$R$_\oplus$と$5.94^{+0.18}_で異なります。それぞれ{-0.16}$R$_\oplus$、公転周期は$11.62071^{+9.6e-05}_{-0.000106}$日、$19.502104^{+7.4e-05}_{-8.5e-05}$日。これは、HD152843cが既知の系外惑星個体群の中で密度が最も低い5パーセンタイルにあり、これらの低密度惑星の中で最も長い公転周期を持っていることを示しています。さらに、HD152843cの半径は土星の谷に位置し、海王星より大きく土星より小さい惑星が観察されていません。これらの惑星の公転周期は、それらが5:3の平均運動共鳴に近いことを示しており、通過タイミングの変動の可能性を示しており、この系の進化のある時点で第3の惑星と相互作用する可能性を示唆している。さらに、主星の明るさとHD152843cの密度の低さにより、HD152843cは大気特性評価の重要な対象となっています。
生き別れた双子、それとも単なる兄弟?クールな海王星亜星を含む M 矮星の周囲の複数惑星系
| Title |
Separated_twins_or_just_siblings?_A_multi-planet_system_around_an_M_dwarf_including_a_cool_sub-Neptune |
| Authors |
Mallory_Harris,_Diana_Dragomir,_Ismael_Mireles,_Karen_A._Collins,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Steve_B._Howell,_Keivan_G._Stassun,_George_Zhou,_Carl_Ziegler,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_C\'esar_Brice\~no,_David_Charbonneau,_Kevin_I._Collins,_G\'abor_F\H{u}\H{u}r\'esz,_Natalia_M._Guerrero,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Martti_H._K._Kristiansen,_Nicholas_Law,_Monika_Lendl,_Andrew_W._Mann,_Hugh_P._Osborn,_Samuel_N._Quinn,_George_R._Ricker,_Richard_P._Schwarz,_Sara_Seager,_Eric_B._Ting,_Roland_Vanderspek,_David_Watanabe,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15118 |
我々は、初期M矮星TOI-904（TIC261257684）を周回する2つのTESS亜海王星の発見を報告する。両方の系外惑星、TOI-904bとcは、それぞれ2.49R$_\oplus$と2.31R$_\oplus$の双晶サイズで、TESSセクター12で最初に観察されました。TESSの主要ミッションと1回目と2回目の拡張ミッションにおける5つの追加セクターでの観測を通じて、両惑星の公転周期はそれぞれ10.887$\pm$0.001日と83.999$\pm$0.001日であることが測定されました。偵察動径速度測定(EULER/CORALIEで取得)と補償光学による高解像度スペックルイメージング(SOAR/HRCAMおよびGeminiSouth/ZORROから取得)では、日食連星や近くの伴星の証拠は示されておらず、誤検知が少ないことも特徴です。統計検証ソフトウェアTRICERATOPSで計算された確率により、これらの候補の惑星の性質が確立されます。外惑星TOI-904cは、TESSによって発見された最長周期M型準惑星であり、平衡温度は217Kと推定されています。同等の主星と公転周期を持つ検証済みの他の3つの惑星は、より暗い恒星(J$_{mag}$$>$12)の周りをケプラーによって観測されたため、TOI-904cはより明るい恒星(J$_{mag})を周回しています。}$$=$9.6)は、大気の追跡のために簡単にアクセスできる最も寒いM準惑星です。この系にある同様のサイズの惑星の将来の質量測定と透過分光法により、それらが密度と組成においても同様であるかどうか、つまり共通の形成経路を示唆しているかどうか、またはそれらが異なる起源を持っているかどうかが決定される可能性があります。
$z\sim1$ 銀河周縁媒体の空間的コヒーレンスを直接制約する
| Title |
Directly_constraining_the_spatial_coherence_of_the_$z\sim1$_circumgalactic_medium |
| Authors |
A._Afruni,_S._Lopez,_P._Anshul,_N._Tejos,_P._Noterdaeme,_T._A._M._Berg,_C._Ledoux,_M._Solimano,_J._Gonzalez-Lopez,_M._Gronke,_F._Barrientos_and_E._J._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13732 |
環銀河媒体(CGM)に関する最大の謎の1つは、その冷たい($T\sim10^4$K)気相の構造です。クエーサー吸収システムの運動学は、CGMがさまざまな雲の集団で構成されていることを示唆していますが、雲の範囲と空間分布を制限することは、理論的観点と観測的観点の両方から困難であることが判明しています。この研究では、巨大重力アークの分解分光法を介して、$z\sim1$CGMの空間構造を前例のない詳細さで研究します。我々は、3つの弧に向かう91の空間的に独立した連続した視線において、VLT/MUSEで得られたMgII$\lambda\lambda2796,2803$検出のサンプルをまとめました。各視線は、吸収で検出されたと考えられる孤立した星形成銀河を探査しています。。このガスのコヒーレンススケール($C_{\rm{length}}$)を制約します。これは、すべての視線にわたって測定されたEWの変化を経験的モデル。$1.4<C_{\rm{length}}/\rm{kpc}<7.8$であることがわかります(95%の信頼度)。この測定値は前例のない精度であり、低温のガスが別個の構造でクラスター化する傾向にあるスケールを表しています。$C_{\rm{length}}$がCGMの普遍的な特性である場合、銀河の進化におけるこの媒体の正確な役割を理解するには、現在および将来の理論モデルによってそれを再現する必要があると我々は主張します。
ブラックホール周囲の結合していない衝突のない物質のスパイクと降着
シュワルツシルトブラックホール(BH)周囲の無衝突物質の定常状態の密度と速度分散プロファイル、およびそれに関連するBHへの降着速度を検討します。私たちは物質を扱います。これは星や暗黒物質粒子の可能性があり、その軌道はBHに束縛されていないものの、依然としてその重力場によって支配されています。物質の分布について、無限の3Dクラスターと2Dの非常に薄い円盤という2つの相反する空間幾何学を考慮します。どちらも正味角運動量はゼロです。角運動量がない場合でも、結果が採用された幾何学形状に大きく依存することを示します。この依存性を説明するための便利な例として、物質の単純な単エネルギー、等方性、位相空間分布関数を採用します。低角運動量物質のBH捕捉による未補充の損失コーンを組み込むことによって厳密な等方性を破る効果も考慮されます。計算はすべて解析的であり、完全な一般相対性理論に基づいて実行されますが、重要な結果はニュートン極限でも評価されます。我々は、周囲のクラスターからのBH降着速度が、崩壊する可能性のある薄い円盤からのBH降着速度よりも大幅に小さい可能性があることを示す1つの応用例を検討します。ただし、両方の速度は、同様の（衝突）流体のボンダイ降着よりもかなり小さいです。漸近的な粒子密度と速度分散(つまり、音速)。
NGDEEP エポック 1: JWST NIRISS スリットレス分光法による $z \sim$ 0.6-2.2
における星形成銀河の円盤とバルジの成長の空間分解 H$\alpha$ 観測
| Title |
NGDEEP_Epoch_1:_Spatially_Resolved_H$\alpha$_Observations_of_Disk_and_Bulge_Growth_in_Star-Forming_Galaxies_at_$z_\sim$_0.6-2.2_from_JWST_NIRISS_Slitless_Spectroscopy |
| Authors |
Lu_Shen,_Casey_Papovich,_Jasleen_Matharu,_Nor_Pirzkal,_Weida_Hu,_Bren_E._Backhaus,_Micaela_B._Bagley,_Yingjie_Cheng,_Nikko_J._Cleri,_Steven_L._Finkelstein,_Marc_Huertas-Company,_Mauro_Giavalisco,_Norman_A._Grogin,_Intae_Jung,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Jennifer_M._Lotz,_Michael_V._Maseda,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Barry_Rothberg,_Raymond_C._Simons,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13745 |
私たちは、次の計画の一環として、NIRISSスリットレス分光法から得られたハッブル超深場(HUDF)の$0.6<z<2.2$にある19個の銀河のマップ、H$\alpha$相当幅EW(H$\alpha$)を研究しました。ジェネレーションディープ銀河系外探査公開(NGDEEP)調査。私たちの銀河は、ほとんどが$\mathrm{10^9-10^{11}M_\odot}$の星の質量範囲を持つ星形成主系列上に位置しており、したがって、これらの領域における「典型的な」星形成銀河の特徴となっています。赤方偏移。0.4-4$\mu$mにわたる深いHSTおよびJWST広帯域画像を活用して、これらの銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)の空間分解フィッティングを実行し、比星形成率(sSFR)と恒星質量を構築します。-重み付けされた年齢マップ。これらを空間解像度$\sim$1kpcのEW(H$\alpha$)マップと比較します。ピクセル間のEW(H$\alpha$)は、sSFRの増加および年齢の減少とともに増加し、平均傾向は文献からの銀河の積分束から導かれた関係とはわずかに異なります。EW(H$\alpha$)、sSFR、年齢の動径方向のプロファイルを定量化すると、大多数(84%)の銀河が正のEW(H$\alpha$)勾配、正のsSFR勾配、および負の年齢勾配を一列に示しています。インサイドアウト焼入れシナリオを使用します。いくつかの銀河(16%)は、おそらく合体またはスターバーストが原因で、逆の(そして平坦な)傾向を示しています。EW(H$\alpha$)とsSFRの分布を銀河中心半径の関数としての星形成履歴モデルと比較すると、銀河の中心領域(バルジなど)は少なくとも1回の急速な星形成エピソードを経験していることがわかります。、これはバルジの形成につながりますが、その外側の領域（たとえば、ディスク）はより定常状態で成長します。これらの結果は、JWSTNIRISSを使用して、遠方の銀河における分解された星形成を研究できることを示しています。
星雲 C IV 1550 による金属の乏しいスターバースト Mrk 71 の画像: 壊滅的な冷却の直接的な証拠
| Title |
Nebular_C_IV_1550_Imaging_of_the_Metal-Poor_Starburst_Mrk_71:_Direct_Evidence_of_Catastrophic_Cooling |
| Authors |
M._S._Oey_(U._Michigan),_Amit_N._Sawant,_Ashkbiz_Danehkar,_Sergiy_Silich,_Linda_J._Smith,_Jens_Melinder,_Claus_Leitherer,_Matthew_Hayes,_Anne_E._Jaskot,_Daniela_Calzetti,_You-Hua_Chu,_Bethan_L._James,_and_Goeran_Oestlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13751 |
ハッブル宇宙望遠鏡ACSカメラを使用し、F150LPおよびF165LPフィルターを使用して、CIV1548,1551の光の中で最初の空間分解された星雲イメージングを取得しました。NGC2366の局所スターバーストMrk71のこれらの観察は、明らかに支配的なスーパースタークラスター(SSC)であるノットAの周りの内部空洞内で発光が発生していることを示しています。HeII4686でのイメージングとSTISFUV分光法をサポートすることにより、その形態と強度が明らかになりました。CIV星雲表面の明るさとCIV/HeII比マップは、機械的フィードバックが破局的な放射冷却によって支配されている可能性が高く、断熱スーパーバブルの進化を強力に妨害することを示す直接的な証拠を提供します。クラスター風の暗示される極端な質量負荷と低い運動効率は、風力エネルギーの収支と合理的に一致しており、おそらく放射圧によって強化されます。対照的に、ノットBSSCは、超新星駆動の流出からの断熱的でエネルギー駆動のフィードバックの兆候である関連する軟X線とHeII1640の放出を伴う、明確に定義されたスーパーバブルの中にあります。このシステムには、このモデルで予想されるような、四肢が明るくなった殻からのCIVの明確な証拠が欠けていますが、観察はその存在を確認するほど深くない可能性があります。また、埋め込まれたコンパクトなHII領域と思われる小さなCIV放射物体も検出されました。そのCIV放射は、非常に重い星(>100M_sun)の存在、または強く圧力に閉じ込められた星のフィードバックを示している可能性があります。
Leahy's Atlas からの巨大電波銀河のスペクトル指数の研究: DA 240
| Title |
Study_of_spectral_index_of_giant_radio_galaxy_from_Leahy's_Atlas:_DA_240 |
| Authors |
V._Borka_Jovanovi\'c,_D._Borka,_P._Jovanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13783 |
ここでは、FRII源である巨大電波銀河DA240を調査します。具体的には、その磁束密度とスペクトル指数分布を調査します。この目的のために、私たちは情報源として公的に入手可能なデータ、つまりリーヒーの二重電波源のアトラスとNASA/IPAC銀河系外データベース(NED)を使用しました。326MHz(92cm)と608MHz(49cm)での観測を使用し、326MHzと608MHzの間のスペクトルインデックス分布を取得しました。初めて、これらの周波数のスペクトルインデックスマップを提供します。私たちは、DA240のほとんどの領域においてシンクロトロン放射が支配的な放射機構であることを発見し、いくつかの特徴的な点、つまりコアとホットスポットにおける放射機構も調査しました。この研究の結果は、DA240電波源の進化の過程を理解するのに役立ちます。
| Title |
Dark_matter_distribution_in_Milky_Way-analog_galaxies |
| Authors |
Natanael_Gomes-Oliveira,_K._Men\'endez-Delmestre,_T._S._Gon\c{c}alves,_D._C._Rodrigues,_M._Grossi,_N._Garavito-Camargo,_A._Ara\'ujo,_P._P._B._Beaklini,_Y._Cavalcante-Coelho,_A._Cortesi,_L._H._Queiroga-Nu\~nez_and_T._Randriamampandry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13839 |
天の川銀河(MW)ハロー内、特に太陽付近で暗黒物質(DM)がどのように分布しているかについての私たちの現在の理解は、局所的な恒星の軌道に関する慎重な研究、またはMWハローの全球形状に関するモデルの仮定に基づいています。この研究では、MWアナログ銀河におけるDM分布についての洞察を提供することを目的として、外部銀河の研究に取り組みます。このため、原子水素(HI)の最大回転速度(v=200-280kms^{-1})と形態学的タイプ(Sab-Sbc)の基準に基づいて、MWに類似した銀河のサンプルを慎重に選択します。深く高解像度のHIが必要なため、結果として得られるサンプルはVIVAおよびTHINGS調査からの5つの銀河で構成されています。バリオン解析を実行するには、S4G調査からの3.6および4.5{\μ}mの深スピッツァー中赤外画像を使用します。動的三次元モデリングソフトウェア3D-Baroloに基づいて、私たちはRCを構築し、銀河のガス円盤と恒星円盤の質量表面密度プロファイルからガスと恒星の寄与を導き出します。MCMCベースのアプローチを使用して、回転曲線をバリオン(星、ガス)成分とDM成分に注意深く分解することで、DMの寄与を分離します。太陽の位置とMWのR_{25}に基づいて、これらの系における太陽近傍の対応する位置を定義します。私たちは、MWアナログサンプルのこれらの銀河中心距離におけるDM密度(\rho=0.21-0.46GeVcm^{-3})のウィンドウを提案しました。これは、MWの局所DM密度で見つかった値と一致します。文献に見られるより伝統的なアプローチについて。
ALMA-IMF VIII -- 干渉連続体画像とシングルディッシュ調査および 6 つの原始クラスターの構造解析の組み合わせ
| Title |
ALMA-IMF_VIII_--_Combination_of_Interferometric_Continuum_Images_with_Single-Dish_Surveys_and_Structural_Analysis_of_Six_Protoclusters |
| Authors |
Daniel_J._D\'iaz-Gonz\'alez,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Adam_Ginsburg,_Fr\'ed\'erique_Motte,_Pierre_Dell'Ova,_Stan_Kurtz,_Nichol_Cunningham,_Amelia_M._Stutz,_Fabien_Louvet,_Timea_Csengeri,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Patricio_Sanhueza,_Thomas_Nony,_Rudy_Rivera-Soto,_Rodrigo_H._\'Alvarez-Guti\'errez,_Melanie_Armante,_Melisse_Bonfand,_Sylvain_Bontemps,_Antoine_Gusdorf,_Hong-Li_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13872 |
ALMA-IMFと、マスタング2号銀河面探査(MGPS90)による3ミリメートルとボロカム銀河面探査(BGPS)による1ミリメートルの単一皿連続体画像を組み合わせて表示します。15個のALMA-IMFフィールドのうち6個と10個が、それぞれMGPS90とBGPSと結合されます。組み合わせはフェザリング技術によって行われます。結合画像全体にわたって樹状図アルゴリズムを使用し、両方の帯域(G012.80、W43-MM1、W43-MM2、W43-MM3、W51-E、W51-IRS2)の組み合わせで6つのフィールドでさらなる分析を実行しました。これらの分野では、スペクトルインデックスマップを計算し、それらを使用して塵や自由放出が支配的な領域を分離し、さらに構造解析を実行しました。我々は、塵が支配的な構造（柱密度、質量）とイオン化された構造（放出量、水素イオン化光子率）の基本的な物理パラメータを報告します。また、分析したフィールド全体で塵が支配的な構造のマルチスケール関係を調査し、樹状図の葉の質量分率（これを「葉の質量効率」、LMEとラベル付けします）が分子ガス柱密度の関数として次のとおりであることを発見しました。同様の傾向:急激な指数関数的な増加で、ほとんどの場合、最大値は100%に近づきます。観察されたガス柱を伴うLMEの挙動は、ALMA-IMF原始銀河団内での大規模な星形成活動の指標として暫定的に解釈されています。W51-EとG012.80は、それぞれ、さらなる星形成の可能性が比較的大きく、低下しているケースとして際立っています。
SDSS J1619 は、H$\alpha$ と [O~{\sc iii}]
に青方偏移したブロード成分があり、同様の線幅と速度シフトを持っています。反動する SMBH 候補ですか?
| Title |
SDSS_J1619_with_blue-shifted_broad_components_in_H$\alpha$_and_in_[O~{\sc_iii}]_having_similar_line_width_and_velocity_shifts:_a_recoiling_SMBH_candidate? |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13963 |
このレターでは、H$\alpha$と[O~{\sciii}の青方偏移ブロード成分の同様の速度シフトと線幅に基づいて、SDSSJ1619の反跳超大質量ブラックホール(rSMBH)の潜在的候補を報告します。』のダブレット。青方偏移した広いH$\alpha$と広い[O~{\sciii}]線の間の測定された線幅比は、通常のType-1AGNの一般的な値約5.12と比較すると1.06であり、青色の異なる特性を示しています。-SDSSJ1619の広範なコンポーネントを通常のQSOのコンポーネントからシフトしました。広いH$\alpha$から導出されたビリアルBH質量$M_{BHr}$は、M_{BH}-\sigma関係から予想される質量と一致します。H$\alpha$と[O~{\sciii}]のブルーシフトブロード成分の同様の速度シフトと線幅、およびH$\alpha$ブロードライン発光から得られるビリアルBH質量は、M_{BH}-\sigma~関係から予想される質量は、rSMBHシナリオで説明できます。rSMBHシナリオのほかに、H$\alpha$と[O~{\sciii}]の青方偏移したブロード成分の線幅が類似しているか、またはビリアルBH質量とM_{BH}-\sigma~関係は、SDSSJ1619で提案されている他のモデルでは説明できません。
中性水素 (HI) 21 cm を探査機として: 星間乱流特性の空間変動を調査
| Title |
Neutral_Hydrogen_(HI)_21_cm_as_a_probe:_Investigating_Spatial_Variations_in_Interstellar_Turbulent_Properties |
| Authors |
Amit_K._Mittal,_Brian_L_Babler,_Snezana_Stanimirovic,_Nickolas_Pingel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14095 |
星間乱流は、天の川銀河(MW)のHI分布を形成します。これがMW全体にわたるHIカラム密度の大規模な統計的特性にどのような影響を与えるかは、依然としてほとんど制約されていません。約13,000平方度のGALFA-HIサーベイを使用して、40kms-1の速度範囲にわたるHIの統計的変動をマッピングします。3度カーネルを実行し、16分角から20度までの角度スケールの範囲にわたってSPSの傾きを測定することにより、HIカラム密度画像の空間パワースペクトル(SPS)を計算します。GALFAの複雑な観察および校正戦略により、ノイズ寄与の詳細な推定値を構築し、SPSに対するGALFAビームの影響を考慮します。これにより、広範囲の星間環境を追跡するHI画像を系統的に解析できるようになります。SPSの傾きは、銀河の高緯度で-2.6から銀河面に近い-3.2の間で変化することがわかりました。SPSスロープ値の範囲は、HIディスクの平行平面形状によって引き起こされるHI光学深度と視線の長さを考慮するとより狭くなります。この比較的均一で大規模なSPS傾きの分布は、大規模な乱流の駆動がMW内のHI構造を形成するための主要なメカニズムであること、および/または星のフィードバック乱流が高密度の分子雲内で効率的に消散していることを示唆しています。60度を超える緯度でのみ、HISPSの傾きが一貫してより浅いという証拠が見つかります。これらの方向は主にローカルバブル内にあり、複数の超新星爆発によって形成されたこの空洞の最近の歴史が、HIおよび/またはHI相の一部の乱流状態を変化させたことを示唆しています。
NGC 1977 星団の TOI-2796 主星への接近
| Title |
Approach_of_the_NGC_1977_star_cluster_to_the_TOI-2796_host_star |
| Authors |
Hawi_Yohanis_Wakjira,_D._A._Mosunova,_E._S._Postnikova,_N._V._Chupina,_S._V._Vereshchagin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14193 |
私たちは、散開星団NGC1977の過去の時代における主星との遭遇の可能性について研究しています。この目的のために、クラスターの年齢はカタログデータに基づいて決定されました。惑星系を持つ星はNASAアーカイブから選択されました。星団の年齢は、色-絶対等級図と等時性システムを使用して決定されました。過去の時代における星団と星々の移動の軌跡を延長することにより、1000万年が経過します。惑星系TOI-2796とNGC1977の主星32個が最大接近した時刻が判明した。空に接近する場所が示されており、この点は星間彗星の出現場所と考えられます。したがって、私たちの研究の結果、主星の星団への接近には、惑星系のオールト雲の外側に位置する彗星の核に対する星団の重力の影響に関連した影響が伴うことがわかりました。彗星への接近の影響が推定されます。
最近検出されたアニオン性シアノポリインの計算された回転衝突速度係数
| Title |
Computed_Rotational_Collision_Rate_Coefficients_for_Recently_Detected_Anionic_Cyanopolyynes |
| Authors |
L._Gonz\'alez-S\'anchez,_A._Veselinova,_A._Mart\'in_Santa_Mar\'ia,_E._Yurtsever,_R._Biswas,_K.Giri,_N._Sathyamurthy,_U._Lourderaj,_R._Wester,_and_F._A._Gianturco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14253 |
我々は、星間環境で起こり、新たに観察された2つの分子種、He原子と衝突するC$_5$N$^-$とC$_7$N$^-$を含むエネルギー移動プロセスの量子計算からの新しい結果を報告する。p-H$_2$分子。これらの種は、分子が豊富な星周膜や分子雲で長年にわたって観察されてきた、シアノポリインとしてラベル付けされたアニオン性分子鎖の一部です。本研究では、まずHe原子とのC$_7$N$^-$相互作用ポテンシャルについて新しい$ab$$initio$計算を実行し、次に状態間の回転非弾性断面積と、これらの線状種の両方からの星間物質(ISM)での発光によって実験的に観察されたものと同じ遷移です。C$_5$N$^-$/Heシステムについては、以前の研究ですでに公開されている計算(以下の参考文献を参照)を拡張して、2つの分子アニオンをより直接比較します。この研究では、以前に計算した相互作用ポテンシャルを使用して、C5N$^-$と相互作用する水素分子の衝突速度係数も計算することで、量子計算をさらに拡張します。さらに、新しいC$_7$N$^-$/He速度係数を利用するスケーリング手順を使用して、C$_7$N$^-$/H$_2$システムに対して同じ速度係数を取得します。この論文で詳しく説明されているように。タイトルのアニオンが発見されたISM環境における内部状態個体群に影響を与えるそれらの重要性を、臨界密度指標の概念を使用して分析します。最後に、そのような種間の類似点と相違点、およびそれらの衝突速度係数の比較効率について議論します。これらの新しい計算は、少なくともこれらのより長い鎖の場合、回転個体群が観測環境内で局所的な熱平衡状態に達する可能性があることを示唆しています。
APOGEE でマゼラン雲の化学構造を明らかにする。 Ⅲ．小マゼラン雲の豊富な勾配
| Title |
Revealing_the_Chemical_Structure_of_the_Magellanic_Clouds_with_APOGEE._III._Abundance_Gradients_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Joshua_T._Povick,_David_L._Nidever,_Pol_Massana,_Steven_R._Majewski,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Doug_Geisler,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Christian_Nitschelm,_Andr\'es_Almeida,_Richard_R._Lane_and_Pen\'elope_Longa-Pe\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14299 |
SDSS-IV/APOGEE-2Sで観測された2,062個の赤色巨星の分枝(RGB)野星のスペクトルを使用して、小マゼラン雲(SMC)の動径および年齢の存在量勾配を決定します。SMCでは$\sim$9kpcまでカバーしており、高分解能($R\sim22,500$)APOGEE$H$バンド分光器で取得されたこれらのデータにより、24もの存在比について広範な放射状勾配を測定する機会が得られます。。SMCの全体的な金属度勾配は$-$0.0546$\pm$0.0043dex/kpcであることがわかります。さまざまな存在量勾配の進化を調査するために、すべての星について年齢が計算されます。年齢の関数として、勾配の多くは3.66～5.58Gyr前の特徴を示しており、これは[X/H]勾配で特に顕著です。当初、$\sim$5.58Gyrほど前までは多くの勾配が平坦でしたが、その後は急勾配になります。我々は以前、大マゼラン雲（LMC）でも同様の進化パターンを検出したが、これはLMCとSMCの間の最近の相互作用に起因すると考えられている。SMC勾配の特徴は同じ相互作用によって引き起こされたと推測されます。平均[X/Fe]を経時的に追跡する年齢-[X/Fe]の傾向は平坦であり、SMCの濃縮履歴が遅いことを示しています。SMC勾配をディスクスケール長($R_\text{d}$)に正規化したLMCおよびMWと比較すると、[X/Fe]勾配と[X/Mg]勾配は類似していますが、両者の間には二分法があります。[X/H]グラデーションの矮星と天の川(MW)。MW[X/H]の中央値の勾配は約$-$0.125dex/$R_\text{d}$ですが、雲の勾配は約$-$0.075dex/$R_\text{d}$です。
修正された慣性の現れとしての MOND
実際のところ、これまでに提案された本格的なMOND理論はすべて修正重力(MG)タイプのものです。これらは重力ポテンシャルのニュートンポアソン作用、または一般相対論的なアインシュタインヒルベルト作用のみを修正し、他の項(慣性)は残します。無傷。ここでは、修正慣性(MI)としてのMONDの解釈について説明します。私の主な目的は3つあります:(a)MGを超えたMOND理論の探求を提唱し、その特異性を評価すること、(b)そのような理論の二次的予測がMG理論の二次予測と大きく異なる可能性があるという事実を強調すること、(c)いくつかのことを実証することこれを特定のMIモデルで確認します。MIに関するいくつかの定義と一般性について説明します。次に、物理学におけるMIの例と、そこからMONDのために学べる教訓を紹介します。次に、非相対論的なMOND、MIモデルの特定のクラスに焦点を当て、その予測を2つの主力MG理論、AQUALとQUMONDの予測と比較します。MIモデルは、おそらくより強力な外部場の影響を予測します。太陽近傍の低加速度系（非常に幅の広い連星など）や、円盤銀河の垂直運動などについてです。より一般的には、効果の仕組みはかなり異なり、外部フィールドと内部フィールドの周波数比、軌道の離心率など、システムの無次元特性にさまざまな方法で依存します。これらのモデルは、{\itmuch}を予測します。太陽系内部における銀河場の影響は、AQUAL/QUMONDによって予測されるよりも弱い。また、円盤に垂直な運動などの非円運動が、正確な円軌道についてMIによって予測される標準的な代数的質量不一致加速関係(別名RAR)をどのように変更するのかも示します。これらの違いやさらに議論されている点は、理論を区別する方法を提供する可能性があります。
コロナ・オーストラリスの星形成複合体は銀河面から遠ざかる方向に加速している
| Title |
The_Corona_Australis_star_formation_complex_is_accelerating_away_from_the_Galactic_plane |
| Authors |
L._Posch,_N._Miret-Roig,_J._Alves,_S._Ratzenb\"ock,_J._Gro{\ss}schedl,_S._Meingast,_C._Zucker,_A._Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14373 |
私たちは、GaiaDR3とAPOGEE-2のデータを使用して若い星の3D空間運動を調べることにより、最近発見されたコロナオーストラリス(CrA)星団連鎖の運動学を研究します。デカルトXY方向ではクラスター間の線形の拡張が観察されますが、Zに沿った拡張は曲線のパターンを示します。私たちの知る限り、このような非線形の速度と位置の関係が星団で観察されたのはこれが初めてです。私たちは、観測された勾配が恒星のフィードバックによって引き起こされ、ガスが銀河面から加速することによって引き起こされるという、私たちの発見を説明するシナリオを提案します。トレースバック分析により、CrA星形成複合体が10～15百万年前にさそり座ケンタウルス(Sco-Cen)OB連合の中心星団の近くに位置していたことが確認されました。巨大な星が含まれているため、自然なフィードバック源を提供します。最年少の結合していないCrAクラスターの速度に基づいて、中央値で約2個の超新星があれば、CrA分子雲の現在の運動エネルギーを注入するには十分であったと推定されます。この数字は最近の研究の数字と一致しています。CrA分子雲の頭部と尾部の形態は、提案されたフィードバックシナリオをさらに裏付けています。このシナリオでは、フィードバック力が原始雲を銀河北から押し出し、現在のスコセン中心からの100pcの分離につながりました。クラスターのCrA連鎖など、空間的および時間的に明確に定義された星形成パターンの形成は、大規模な星形成領域では一般的なプロセスである可能性があります。
生体分子の星間形成に関する密度汎関数理論の計算
| Title |
Density_Functional_Theory_Calculations_on_the_Interstellar_Formation_of_Biomolecules |
| Authors |
Qingli_Liao,_Junzhi_Wang,_Peng_Xie,_Enwei_Liang,_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14488 |
密度汎関数理論(DFT)は、量子化学計算で使用される最も汎用性の高い電子構造法であり、天体化学研究への応用が増えています。このミニレビューでは、星形成領域で起こる化学を理解する際のDFT計算の応用の概要を説明します。私たちは、星間物質における核酸塩基などの生物学的に関連する化合物の形成に関する研究を調査しており、アキラルおよびキラルアミノ酸の両方の形成、糖や窒素含有多環芳香族炭化水素などの生物学的に関連する分子の形成もカバーしています。。さらに、DFT計算は、天文環境における化学反応の潜在的な障壁を推定するために使用されます。最後に、キラルアミノ酸、複合糖、その他の生物学的に重要な分子の形成経路や、星間生体分子の形成における環境要因の役割など、さらなる研究が必要ないくつかの領域について言及します。
模擬観測: IllustrisTNG シミュレーションにおける銀河群および銀河団における拡散光の形成と進化
| Title |
Mock_Observations:_Formation_and_Evolution_of_diffuse_light_in_Galaxy_Groups_and_Clusters_in_the_IllustrisTNG_Simulations |
| Authors |
Lin_Tang,_Weipeng_Lin,_Yang_Wang,_Jing_Li,_Yanyao_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14530 |
この論文では、IllustrisTNG100-1シミュレーションからの模擬画像を分析することによって、拡散光の特性を調べ、それらを中心銀河および衛星銀河の特性と比較します。私たちの調査結果は、拡散光の大部分が衛星から発生していることを示唆しています。この主張は、拡散光の年齢と金属度の分布と衛星の年齢と金属度の分布の類似性によって裏付けられています。特に、拡散光の色分布は、より低い赤方偏移で中心の色分布に似るように徐々に進化しており、共進化または受動的プロセスを示唆しています。拡散光の放射状プロファイルは明確な傾向を示し、内側領域は比較的平坦な分布を示し、外側領域は下降パターンを示します。この発見は、拡散光の形成が主要な合体と星の潮汐剥離の両方の影響を受けることを示唆しています。さらに、拡散光の恒星質量と衛星全体の恒星質量との間、および拡散光の恒星質量とグループまたはクラスター内の衛星の数との間には強い相関関係が見出されます。これらの関係は、べき乗則と対数関数で説明できます。全体として、拡散光の成分は主に中間の年齢と金属性をもつ衛星から生じています。これらの衛星は通常、星の質量範囲が$\rm8<\log_{10}M_{star}/M_{\odot}<10$、色の範囲が$\rm-1<[g-r]^{0.1になります。}<0$。赤方偏移が減少するにつれて、拡散光の成長は主により赤い衛星によって影響を受けますが、最も大きく最も赤い衛星はその成長において最小限の役割しか果たしません。
FLASH パイロット調査: MRC 1-Jy 電波源に対する HI 吸収調査
| Title |
The_FLASH_pilot_survey:_an_HI_absorption_search_against_MRC_1-Jy_radio_sources |
| Authors |
J._N._H._S._Aditya,_Hyein_Yoon,_James_R._Allison,_Tao_An,_Rajan_Chhetri,_Stephen_J._Curran,_Jeremy_Darling,_Kimberly_L._Emig,_Marcin_Glowacki,_Emily_Kerrison,_B\"arbel_S._Koribalski,_Elizabeth_K._Mahony,_Vanessa_A._Moss,_John_Morgan,_Elaine_M._Sadler,_Roberto_Soria,_Renzhi_Su,_Simon_Weng,_Matthew_Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14571 |
我々は、MolongloReferenceCatalog(MRC)1-Jyサンプルからの明るい放射線源に対する関連するHI21cm吸収のASKAP検索を報告します。この検索では、赤方偏移範囲$0.42<z<1.00$をカバーする、ASKAPFirstLargeAbsorptionSurveyin\hi(FLASH)のパイロット調査データを使用します。この赤方偏移範囲にある62個のMRC1-Jy電波銀河とクエーサーのサンプルから、関連するHI21-cm吸収の3つの新しい検出を報告し、全体の検出率は$1.8\%^{+4.0\%}_{-1.5となる\%}$。検出されたシステムは、2つの電波銀河(MRC2216$-$281at$z=0.657$およびMRC0531$-$237at$z=0.851$)と1つのクエーサー(MRC2156$-$245at$z=0.862$)で構成されています。MRC0531$-$237吸収システムは、これまでに発見された中で最も強力で、速度積分光学深さは$\rm143.8\pm0.4\km\s^{-1}$です。HI21cmの吸収が検出された3つの物体はすべて、ピークスペクトルまたはコンパクト急峻スペクトル(CSS)の電波源であり、スペクトルに対するSEDの適合に基づいて分類されています。そのうちの2つは162MHzで強い惑星間シンチレーションを示しており、低周波数であっても連続電波源のサイズが1秒角より小さいことを意味しています。ピークスペクトルおよびコンパクト急峻スペクトル無線源のクラスの中で、HI検出率は$23\%^{+22\%}_{-13\%}$です。これは、以前に報告された中間赤方偏移($0.4<z<1.0)での以前に報告されたGPSおよびCSSサンプルの検出率$\およそ42\%^{+21\%}_{-15\%}$と$1\sigma$以内で一致しています。$)。3つの検出はいずれも1.4GHzの高い電波輝度を持ち、MRC0531$-$237およびMRC2216$-$281はサンプル内で最も高い値、$\rm>27.5\W\Hz^{-1}$を示しました。私たちのサンプル中の広範囲の放射線源の優位性は、全体的な低い検出率を部分的に説明できる可能性がありますが、ガス特性の赤方偏移の変化と中性ガスの吸収に対するAGNUV光度の影響はまだ調査する必要があります。
原子炭素凍結による水分豊富な氷上での星間複雑有機分子の形成
| Title |
Formation_of_interstellar_complex_organic_molecules_on_water-rich_ices_triggered_by_atomic_carbon_freezing |
| Authors |
Stefano_Ferrero,_Cecilia_Ceccarelli,_Piero_Ugliengo,_Mariona_Sodupe_and_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14831 |
水が支配的な氷上の星間炭素原子(C)の反応性は、星間複合有機分子(iCOM)を形成する可能な方法の1つです。この研究では、C($^3$P)と氷の水分子とのカップリング反応の量子化学的研究と、その後に起こり得る最も豊富な閉殻凍結種(NH$_3$、CO、CO)との反応について報告します。$_2$およびH$_2$)、原子(H、NおよびO)、および分子ラジカル(OH、NH$_2$およびCH$_3$)。私たちは、Cが水分子と自発的に反応し、その三重項電子状態により反応性の高い種$^3$C-OH$_2$を形成することを発見しました。閉殻種との反応は反応性を示さないが、NとOとの反応ではそれぞれCNとCOが形成され、後者はその後の水素化により最終的にメタノールになります。OH、CH$_3$およびNH$_2$との反応は、その後の水素化によりそれぞれメタンジオール、エタノールおよびメタンイミンを形成します。また、氷の存在下でのCへのHの添加による実験で観察されたメタン生成の説明も提案します。この研究の天体化学的意味は次のとおりである:i)水氷上の原子Cは$^3$C-OH$_2$に閉じ込められており、天体化学の流れで想定されているのとは反対に、氷表面上の裸のC原子の反応性が困難になる。モデル。ii)$^3$C-OH$_2$の並外れた反応性は、非エネルギー的な方法でのiCOM形成、特に気相にある他のiCOMの母であるエタノール形成への新たな経路を提供する。
系統学的研究のためにGALAHの太陽双子の高精度存在量カタログを構築する
| Title |
Assembling_a_high-precision_abundance_catalogue_of_solar_twins_in_GALAH_for_phylogenetic_studies |
| Authors |
Kurt_Walsen,_Paula_Jofr\'e,_Sven_Buder,_Keaghan_Yaxley,_Payel_Das,_Robert_Yates,_Xia_Hua,_Theosamuele_Signor,_Camilla_Eldridge,_Alvaro_Rojas-Arriagada,_Patricia_Tissera,_Evelyn_Johnston,_Claudia_Aguilera-G\'omez,_Manuela_Zoccali,_Gerry_Gilmore,_Robert_Foley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15107 |
恒星の化学物質存在量は、天の川銀河の進化を理解するための重要な情報源であることが証明されており、GALAHなどの主要な恒星調査の規模により、利用可能な化学データの量が大幅に増加しました。しかし、化学存在量データの精度レベルと、化学進化モデルの多次元出力を星の存在量データと比較するための視覚化方法によって進歩が妨げられています。機械学習手法は前者を大幅に改善しました。一方、生物学から借用した樹木構築または系統発生学的手法の適用は、後者に期待を示し始めています。ここでは、これらの問題に対処するために、GALAH太陽双子のサンプルを分析します。私たちは、TheCannonアルゴリズム(Nessetal.(2015))を適用して、14の高精度存在量を持つ約40,000個の太陽双子のカタログを生成し、これを使用して、2つの異なる範囲の離心率を持つ星の選択による系統解析を実行します。私たちの分析から、主に円軌道上の星からなるグループと、年齢と[Y/Mg]の関係が以前の高精度存在量研究によって発表された化学時計と著しくよく一致する離心軌道を持ついくつかの古い星を見つけることができました。私たちの結果は、調査データと機械学習および系統発生学を組み合わせて天の川の歴史を再構築する能力を示しています。
S-PLUS狭帯域統合測光による星団の年齢と金属量：小マゼラン雲
| Title |
Ages_and_metallicities_of_stellar_clusters_using_S-PLUS_narrow-band_integrated_photometry:_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Gabriel_Fabiano_de_Souza,_Pieter_Westera,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Guilherme_Limberg,_Bruno_Dias,_Jos\'e_A._Hernandez-Jimenez,_F\'abio_R._Herpich,_Leandro_O._Kerber,_Eduardo_Machado-Pereira,_H\'elio_D._Perottoni,_Rafael_Guer\c{c}o,_Liana_Li,_Laura_Sampedro,_Antonio_Kanaan,_Tiago_Ribeiro,_William_Schoenell,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15158 |
マゼラン雲は、天の川銀河の中で最も巨大で最も近い衛星銀河であり、星々の年齢は数ミリールから13ギルまでに及びます。このため、恒星の集団や星形成プロセスを研究するための統合光法を検証する上で、より遠方の銀河にも適用できる重要なものとなっています。私たちは、$\textit{SouthernPhotometricLocalUniverseSurvey}$を使用して、小マゼラン雲(SMC)にある一連の星団の特徴を調べました。これは、このサンプルの11(65)クラスターについての最初の年代(金属性)の決定です。重要なスペクトル特徴を中心とした7つの狭いバンドと5つの広いバンドを通じて、恒星集団に関する詳細な情報を取得できます。私たちは、ベイジアンスペクトルエネルギー分布フィッティングコード$\texttt{BAGPIPES}$を使用して、すべての星団の年齢と金属量を取得しました。私たちが決定したパラメーターが最も信頼できる色範囲$-0.20<r-z<+0.35$のクラスターのサンプルを使用して、SMCの年齢と金属性の関係をモデル化しました。どの年齢においても、SMCクラスターの金属量は、ガイアソーセージ-エンケラドゥスで破壊された矮小銀河や天の川銀河の金属量よりも低いです。文献値と比較すると、その差は$\Delta$log(age)$\およそ0.31$と$\Delta$[Fe/H]$\およそ0.41$であり、これは個々の星の低分解能分光法に匹敵します。。最後に、若いクラスターが中心にあり、古いクラスターが優先的に最も外側の領域に位置する、これまでに知られている勾配を確認します。一方で、重大な金属度勾配の証拠は見つかりませんでした。
電離ガスが奇数電波圏ホスト銀河内で40kpc以上に広がる
| Title |
Ionized_Gas_Extended_Over_40_kpc_in_an_Odd_Radio_Circle_Host_Galaxy |
| Authors |
Alison_L._Coil,_Serena_Perrotta,_David_S._N._Rupke,_Cassandra_Lochhaas,_Christy_A._Tremonti,_Aleks_Diamond-Stanic,_Drummond_Fielding,_James_Geach,_Ryan_C._Hickox,_John_Moustakas,_Gregory_H._Rudnick,_Paul_Sell,_Kelly_E._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15162 |
2021年に発見された新しいクラスの銀河系外天文源は、奇数電波サークル(ORCs、Norrisetal.2021)と名付けられ、空に約1分角にわたる微弱な拡散電波連続放射の大きなリングです。いくつかのORCの中心にある銀河の測光赤方偏移はz~0.3～0.6であり、その起源は不明の電波放射の物理的スケールが直径数100キロパーセクであることを示唆しています。今回我々は、z=0.4512のORC4の中心銀河にある強い[OII]発光を追跡するイオン化ガスを含むORCの分光データを報告する。[OII]放射の物理的範囲は直径約40kpcで、典型的な初期型銀河で予想される(Pandyaetal,2017)よりも大きいですが、大規模な電波連続放射よりは1桁小さいです。[OII]星雲全体で約200km/sの速度勾配と、約180km/sの高速分散が検出されました。[OII]の等価幅(EW、~50Ang)は、静止銀河としては非常に大きいです。[OII]放出の形態、運動学、強度は、銀河風によって引き起こされる大規模で外側に移動する衝撃に続いて、銀河付近に衝撃電離ガスが降下したことと一致しています。したがって、広範囲にわたる光放射と電波放射は両方とも、非常に異なるスケールで観察されているものの、同じ劇的な出来事から生じたものである可能性があります。
| Title |
Prospects_for_detecting_proto-neutron_star_rotation_and_spindown_using_supernova_neutrinos |
| Authors |
Tejas_Prasanna,_Todd_A._Thompson,_and_Christopher_Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13763 |
超新星爆発が成功した後、原中性子星(PNS)は$\sim1-100$sのタイムスケールでニュートリノを放出して冷却します。回転するPNSの表面にニュートリノ放出の「ホットスポット」または「コールドスポット」があると仮定すると、検出器で観測できるニュートリノの数が周期的に変化することが期待できます。フーリエ変換技術を使用して、ニュートリノの到着時間からPNSの回転周波数を決定できることを示します。スピンダウンがない限り、PNSのスピン周期を決定するには1パラメーターの離散フーリエ変換(DFT)で十分です。PNSが極磁場強度$B_0\gtrsim10^{15}$Gのマグネターとして生まれ、初期スピン周期$\gtrsim100$msで「ゆっくり」回転している場合、PNSは次の周期までスピンダウンする可能性があります。冷却段階では数秒程度です。スピンダウンを検出するために3つのパラメーターを使用した修正DFT手法を提案します。SN1987Aから検出された$\sim20$ニュートリノを除き、近くの超新星からのニュートリノデータが不足しているため、おもちゃのモデルと1つの物理的動機による変調関数を使用してニュートリノの到着時間を生成します。誤警報率(FAR)を使用して、フーリエパワースペクトルピークの重要性を定量化します。PNSの回転とスピンダウンが、周期信号内容$\rmM\gtrsim13-15\%$if$5\times10^{3}に対して$\rmFAR<2\%$($2\sigma$)で検出されることを示します。$ニュートリノは3秒以内に検出され、$5\times10^{4}$ニュートリノが3秒以内に検出された場合、$\rmM\geq5\%$の場合、$\rmFAR<1\%$となります。10kpcの超新星から$\sim10^{4}-10^{5}$ニュートリノの検出が期待できるため、次の銀河超新星からのニュートリノを使用してPNSの回転とスピンダウンの検出が可能です。
ワイベル支配の準垂直衝撃: ハイブリッド シミュレーションと現場観察
| Title |
Weibel-dominated_quasi-perpendicular_shock:_hybrid_simulations_and_in_situ_observations |
| Authors |
J._A._Kropotina,_A._A._Petrukovich,_O._M._Chugunova_and_A._M._Bykov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13779 |
私たちは、ハイブリッド運動シミュレーションと、太陽風における高マッハ数のhigh-$\beta$衝撃の現場観測を直接比較します。仮想プローブを起動して、モデルが観測値を定量的に再現していることを実証します。観測された波の特性は、ショックフットのイオンワイベル不安定性によって引き起こされます。ショックフットにおける反射イオンのパラメータはシミュレーションから抽出され、その座標依存性は線形近似されます。これらの近似は解析モデルで使用できます。ランプでの強い磁気変化により、反射イオンの密度が局所的に非常に高くなる可能性があり(流入する流れの密度に近い)、不安定性にとって好ましい条件が生じます。
EUSO-SPB2 のニュートリノ機会ターゲットの空のカバレッジとスケジューラー
| Title |
Neutrino_Target-of-Opportunity_Sky_Coverage_and_Scheduler_for_EUSO-SPB2 |
| Authors |
J.A._Posligua,_T._Heibges,_H._Wistrand,_C._Gu\'epin,_M.H._Reno_and_T._Venters_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13827 |
非常に高エネルギーのニュートリノは、空気シャワー信号を検出することで観測できます。一時的な機会標的(ToO)ニュートリノ発生源の検出は、より広範なマルチメッセンジャープログラムの一部です。2023年5月12日に打ち上げられた超圧力気球2(EUSO-SPB2)ミッションのエクストリーム・ユニバース宇宙観測所には、地球スキミングニュートリノを源とする上昇気流を検出するように設計された光学チェレンコフ望遠鏡(CT)が装備されていました。地球の縁の近くで相互作用します。ここでは、EUSO-SPB2の空の範囲とToOスケジューラソフトウェアの概要を示します。気球の軌道座標を使用し、太陽と月の位置に制約を設定して空が暗いことを保証することで、音源の方向が地球の縁のわずかに下にあるかどうか、またその時期を判断できます。ソースカタログから、CTのスケジューリングとポインティングが実行され、天体物理源から来る高エネルギーニュートリノの探索が最適化されます。EUSO-SPB2のサンプル結果をいくつか示します。
| Title |
Perturbing_the_Stable_Accretion_Disk_in_Kerr_and_4-D_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravities:Comprehensive_Analysis_of_Instabilities_and_Dynamics |
| Authors |
Orhan_Donmez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13847 |
乱れた降着円盤の研究は、天体物理学の分野で非常に重要です。なぜなら、このような出来事は、円盤の構造、エネルギーの放出、発生した衝撃波の性質を明らかにする上で重要な役割を果たすからです。したがって、それらはブラックホール降着円盤系で観察されるX線放出の原因を説明するのに役立つ可能性がある。この論文では、カーブラックホールとEGBブラックホールの周囲の球状降着によって形成された安定な円盤に摂動を与えます。この摂動により、円盤の表面に1本および2本のアームを持つらせん状の衝撃波が現れます。これらの波とブラックホールのスピンパラメーター(a/M)およびEGB結合定数($\alpha$)の間に強い関連があることがわかりました。具体的には、アルファが負の方向に増加すると、円盤と波のダイナミクスがより無秩序になることがわかりました。さらに、摂動物質の角運動量が質量降着と発生する衝撃波の振動に大きな影響を与えることも観察されています。これにより、QPOの頻度の変化を観察できるようになります。特に、角運動量による摂動は、GRS1915+105源で観測されたCタイプQPO周波数と一致します。したがって、衝撃波がGRS1915+105付近で発生する可能性はかなり高いと結論付けられます。
「GW150914におけるリングダウン倍音の解析」へのコメント
コテスタら。(2022)GW150914リングダウンを再分析し、倍音の存在に反論し、Isietal.でその検出の主張を示唆しました。（2019）はノイズによって動かされました。ここでは、ソフトウェアのバグを含む、その分析における多くの技術的エラーを指摘し、問題があると強調された機能が実際には予測されており、シミュレートされたデータで遭遇するものであることを示します。修正後、コードはCotestaらで使用されます。(2022)は、倍音の存在と一致する結果を生成します。すべてのコードとデータはhttps://github.com/maxisi/gw150914_rd_commentで入手できます。
高時間分解能の宇宙パルサー調査 -- XVIII.加速パルサー用の高速折りたたみアルゴリズム パイプラインを使用した、銀河中心周辺の
HTRU-S 低緯度探査の再処理
| Title |
The_High_Time_Resolution_Universe_Pulsar_Survey_--_XVIII._The_reprocessing_of_the_HTRU-S_Low_Lat_survey_around_the_Galactic_centre_using_a_Fast_Folding_Algorithm_pipeline_for_accelerated_pulsars |
| Authors |
J._Wongphechauxsorn,_D._J._Champion,_M._Bailes,_V._Balakrishnan,_E._D._Barr,_M._C._i_Bernadich,_N._D._R._Bhat,_M._Burgay,_A._D._Cameron,_W._Chen,_C._M._L._Flynn,_A._Jameson,_S._Johnston,_M._J._Keith,_M._Kramer,_C._Ng,_A._Possenti,_R._Sengar,_R._M._Shannon,_B._Stappers,_W._van_Straten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14008 |
銀河中心(GC)の1$^{\circ}$内のHTRU-S低緯度探査データは、高速折り畳みアルゴリズム(FFA)を使用してパルサーを検索しました。従来の高速フーリエ変換(FFT)パイプラインとは異なり、FFAは、特定の範囲にわたるすべての可能な期間のデータを最適に折り畳むため、低デューティサイクルのパルサーにとって特に有利です。バイナリパルサーに対する感度を向上させるために、FFAに加速度の探索が初めて組み込まれました。分散測定(DM)と加速のステップが最適化され、試行回数が86%削減されました。これは、0.6秒から432秒までの探索期間範囲、つまり観測時間(4320秒)の10パーセントにわたって達成され、最大DMは4000pccm$^{-3}$、加速度範囲は$でした。\pm128$ms$^{-2}$。探索の結果、この調査の以前のFFT処理で見逃したパルサーを含む4つの既知のパルサーが再検出されました。この結果は、FFAパイプラインが、パラメータ範囲内の調査の前の処理で使用されたFFTパイプラインよりも感度が高いことを示しています。さらに、GCから約0.5の位置に大きなDMを持つ1.89秒のパルサーPSRJ1746-2829を発見しました。追跡観測により、このパルサーは比較的平坦なスペクトル($\alpha=-0.9\pm0.1$)を持ち、$\sim1.3\times10^{-12}$ss$^{-の周期導関数を持つことが明らかになりました。1}$は、表面磁場が$\sim5.2\times10^{13}$Gであり、特性年齢が$\sim23000$年であることを意味します。周期、スペクトル指数、表面磁場の強さは多くの電波マグネターと似ていますが、高い直線偏波などの他の特徴はありません。
最大電場に基づく高速無線バーストの相対論的運動の制約
高速無線バースト(FRB)は、宇宙論的な距離からのミリ秒の無線信号です。FRBは伝播するにつれて周囲の光子と相互作用し、電場の強度を制限する可能性のある量子カスケードを開始する可能性があります。この論文では、ソースが相対論的でない場合に、観測された明るく短いFRBの一部がこの限界に挑戦する可能性があるかどうかを検討します。静的FRB光源のサイズは$R\simct$として推定されます。ここで、$t$はFRBの時間スケール、$c$は光の速度を示します。しかし、ローレンツ因子$\Gamma$で移動する相対論的光源の場合、サイズは$R\sim2\Gamma^2ct$になります。FRBカタログを使用して、輝度と持続時間の分布をプロットします。ほとんどのFRBは静的光源の制限を下回りますが、2つのイベントは輝度が高く、持続時間が短くなります。これは、これらのバーストが相対論的ソースから発生している可能性があることを示唆していますが、これを確認するにはさらに多くのデータが必要です。
連星質量ブラックホール(BBH)の合体集団は、活動銀河核(AGN)の降着円盤に埋め込まれて発生すると考えられています。この{\emLetter}では、これらのBBH合体からのジェットが、ジェットヘッドで形成される前方衝撃と逆衝撃とともに円盤大気内を平行に伝播できることを実証します。これらの衝撃による効率的な陽子の加速は通常、ブレイクアウトの前に期待され、光子中間子の生成を介したこれらの陽子と電子放射光子の間の相互作用を通じてTeV$-$PeVニュートリノの生成につながります。円盤の外側領域で起こるAGNBBH合体は、より強力なニュートリノバーストを生成する可能性が高くなります。潜在的なGW190521電磁(EM)対応物のホストAGN特性を例にとると、ジェットが軸上にあり、合体の半径方向の位置が$R\gtrsim10^5R_である場合、IceCubeによって検出可能な$\gtrsim1$ニュートリノイベントが期待されます。{\rm{g}}$、ここで$R_{\rm{g}}$は超大質量BHの重力半径です。AGNBBH合体からのニュートリノバーストは、重力波(GW)の観測に続いてIceCubeによって検出される可能性があり、EMブレイクアウト信号の検出前の前兆信号として機能します。AGNBBHの合併は、将来のGW、ニュートリノ、およびEMマルチメッセンジャー観測の潜在的なターゲット源です。
下部質量ギャップブラックホールの形成 -- スーパー・エディントン安定物質移動による中性子星連星合体
| Title |
Formation_of_Lower_Mass-gap_Black_Hole--Neutron_Star_Binary_Mergers_through_Super-Eddington_Stable_Mass_Transfer |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Ying_Qin,_Zhen-Han-Tao_Wang,_Rui-Chong_Hu,_Bing_Zhang,_Shichao_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14256 |
中性子星(NS)のスーパーエディントン降着は、観測的にも理論的にも示唆されています。この論文では、ヘリウム（He）星の伴星を伴った近軌道連星系のNS（そのほとんどの系は共通包絡線相の後に形成される）が超エディントン安定ケースBB/BC物質移動（MT）を経験する可能性があることを提案する。、そして時には降着誘起崩壊（AIC）が発生して、より低い質量ギャップブラックホール（mgBH）を形成する可能性があります。私たちの詳細な二星進化シミュレーションにより、初等星NSの初期質量$\gtrsim1.7\,M_\odot$があり、降着率がエディントン限界の$\gtrsim300$倍である場合に、AIC事象が発生する傾向があることが明らかになりました。これらのmgBHの質量は、NSの最大質量とほぼ等しいか、わずかに大きいと考えられます。He星の核崩壊後の残存mgBH-NS連星は、重力波(GW)源の潜在的な前駆体です。超エディントン安定MTを介して形成される高質量バイナリーNSおよびmgBH-NS合体の集団からのGW信号とキロノバ信号間のマルチメッセンジャー観測は、NSの最大質量と状態方程式を制約するのに役立つ。LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの第4回観測で最近検出されたmgBH-NS合併候補であるS230529ayは、おそらくこの形成シナリオに由来する可能性がある。
明るい GRB~230812B と関連する SN2023pel のマルチバンド解析
| Title |
Multi-band_analyses_of_the_bright_GRB~230812B_and_the_associated_SN2023pel |
| Authors |
T._Hussenot-Desenonges,_T._Wouters,_N._Guessoum,_I._Abdi,_A._Abulwfa,_C._Adami,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_T._Ahumada,_V._Aivazyan,_D._Akl,_S._Anand,_C._M._Andrade,_S._Antier,_S._A._Ata,_P._D'Avanzo,_Y._A._Azzam,_A._Baransky,_S._Basa,_M._Blazek,_P._Bendjoya,_S._Beradze,_P._Boumis,_M._Bremer,_R._Brivio,_V._Buat,_M._Bulla,_O._Burkhonov,_E._Burns,_S._B._Cenko,_W._Corradi,_M._W._Coughlin,_F._Daigne,_T._Dietrich,_D._Dornic,_J.-G._Ducoin,_P.-A._Duverne,_E._G._Elhosseiny,_F._I._Elnagahy,_M._A._El-Sadek,_M._Ferro,_E._Le_Floc'h,_M._Freeberg,_J._P._U._Fynbo,_D._G\"otz,_E._Gurbanov,_G._M._Hamed,_E._Hasanov,_B._F._Healy,_K._E._Heintz,_P._Hello,_R._Inasaridze,_A._Iskandar,_N._Ismailov,_L._Izzo,_S._Jhawar,_T._Jegou_du_Laz,_T._M._Kamel,_S._Karpov,_A._Klotz,_E._Koulouridis,_N._P._Kuin,_N._Kochiashvili,_S._Leonini,_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14310 |
GRB~230812Bは、明るく比較的近く($z=0.36$)の長さのガンマ線バーストであり、コミュニティで大きな関心を集めており、その後、電磁スペクトル全体にわたって観測されています。私たちは、GRANDMA(GlobalRapidAdvancedNetworkforMulti-messengerAddicts)の天文台ネットワークおよび観測パートナーからの、X線、紫外線、光学、赤外線、およびサブミリ波帯での80件を超える観測結果を報告します。文献からの補足データを追加して、噴出物と外部特性(つまり、形状と環境)に関連する重要な物理パラメーターを導き出し、このイベントの他の分析と比較します(例:Srinivasaragavanetal.2023)。関連する超新星SN2023pelの存在を分光学的に確認し、光球膨張速度v$\sim$17$\times10^3$km$s^{-1}$を導き出しました。最初に光束の経験的適合を使用して測光データを分析し、次に完全なベイズ推論を使用して分析します。我々は再び、データ内に超新星が存在することを強く証明しており、絶対ピークrバンドの大きさは$M_r=-19.41\pm0.10$です。SN1998bwと比較して、光束伸縮係数または相対輝度$k_{\rmSN}=1.04\pm0.09$と時間伸縮係数$s_{\rmSN}=0.68\pm0.05$が見つかりました。したがって、標準的な崩壊星モデルで予想されるように、GRB230812Bには明確な長いGRBと超新星との関連があるように見えます。ただし、このような長いGRBの残光モデリングで時々見られるように、最適なモデルは非常に低密度の環境を好みます($\log_{10}({n_{\rmISM}/{\rmcm}^{-3}})=-2.16^{+1.21}_{-1.30}$)。また、ジェットのコア角度$\theta_{\rmcore}={1.70^{+1.00}_{-0.71}}\\rm{deg}$と視野角の小さな値も見つかりました。GRB230812B/SN2023pelは、独特の超新星隆起を備えた最も特徴的な残光の1つです。
エネルギッシュな GRB 230812B の通常のブロードラインの Type Ic SN 2023pel の特徴
| Title |
Characterizing_the_Ordinary_Broad-lined_Type_Ic_SN_2023pel_from_the_Energetic_GRB_230812B |
| Authors |
Gokul_P._Srinivasaragavan,_Vishwajeet_Swain,_Brendan_M._O'Connor,_Shreya_Anand,_Tom\'as_Ahumada,_Daniel_A._Perley,_Robert_Stein,_Jesper_Sollerman,_Christoffer_Fremling,_S._Bradley_Cenko,_Sarah_Antier,_Nidhal_Guessoum,_Thomas_Hussenot-Desenonges,_Patrice_Hello,_Stephen_Lesage,_Erica_Hammerstein,_M._Coleman_Miller,_Igor_Andreoni,_Varun_Bhalerao,_Joshua_S._Bloom,_Anirban_Dutta,_Avishay_Gal-Yam,_K-Ryan_Hinds,_Amruta_D._Jaodand,_Mansi_M._Kasliwal,_Harsh_Kumar,_Alexander_Kutyrev,_Fabio_Ragosta,_Vikram_Ravi,_Kritti_Sharma,_Rishabh_S._Teja,_Sheng_Yang,_G._C._Anupama,_Eric_C._Bellm,_Michael_W._Coughlin,_Frank_J._Masci,_Utkarsh_Pathak,_Josiah_Purdum,_Oliver_J._Roberts,_Roger_Smith,_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14397 |
我々は、長ガンマ線バースト(LGRB)の光学的対応物であるGRB230812Bと、それに関連する超新星(SN)SN2023pelの観測を報告します。近接性($z=0.36$)と高エネルギー($E_{\gamma,\rm{iso}}\sim10^{53}$erg)により、この現象は大規模天体間の関連性を探る研究として重要な出来事となっています。星核の崩壊と相対論的ジェットの形成。光学残光の現象学的べき乗則モデルを使用すると、関連するSNの存在と一致する後期平坦化が見られます。SN2023pelの絶対ピーク$r$バンド等級は$M_r=-19.46\pm0.18$等(SN1998bwとほぼ同じ明るさ)で、より速いタイムスケールで進化します。放射性加熱モデルを使用して、SNに電力を供給するニッケル質量$M_{\rm{Ni}}=0.38\pm0.01$$\rm{M_\odot}$とピーク光度$L_{\を導き出します。rm{bol}}\sim1.3\times10^{43}$$\rm{erg}$$\rm{s^{-1}}$。$r$帯のピークから15.5日後に撮影されたスペクトルでSN2023pelがブロードラインタイプIcSNとして分類されていることを確認し、光球膨張速度$v_{\rm{ph}}=11,300\pm1,600$を導き出すその段階では$\rm{km}$$\rm{s^{-1}}$です。この速度を最大光時まで外挿して、噴出物の質量$M_{\rm{ej}}=1.0\pm0.6$$\rm{M_\odot}$と運動エネルギー$E_{\rm{KE}を導き出します。}=1.3^{+3.3}_{-1.2}\times10^{51}$$\rm{erg}$。GRB230812B/SN2023pelには、GRB-SN集団全体とほぼ一致するSN特性があることがわかりました。GRB-SN母集団では、SNの明るさと、関連するGRBの$E_{\gamma,\rm{iso}}$との間に7桁の広い範囲にわたる相関関係が見られないということは、中央エンジンが相対論的噴出物への電力供給は、GRB-SNシステムのSN電力供給メカニズムと連動していません。
新しく発見された Ancora のガンマ線検出 SNR: G288.8-6.3
| Title |
Gamma-ray_detection_of_newly_discovered_Ancora_SNR:_G288.8-6.3 |
| Authors |
C._Burger-Scheidlin,_R._Brose,_J._Mackey,_M._D._Filipovi\'c,_P._Goswami,_E._Mestre_Guillen,_E._de_O\~na_Wilhelmi,_I._Sushch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14431 |
超新星残骸(SNR)G288.8-6.3は、EMU調査におけるASKAPによる観測を使用して、銀河の広い緯度にある微光電波殻として最近発見されました。今回我々は、G288.8-6.3領域からの$\gamma$線放出の初めての詳細な調査を行い、アンコラと呼ばれる新しく発見されたSNRからのGeV領域における高エネルギー放出を特徴付けることを目的としている。15年分のフェルミ大面積望遠鏡(LAT)データが400MeV～1TeVのエネルギーで分析され、この領域で見られる超過が、さまざまな空間モデルとスペクトルモデルを使用してモデル化されました。無線SNRと一致する空間的に拡張された$\gamma$線放射を検出し、その検出有意性は最大8.8$\sigma$です。$(4.80\pm0.91)\times10^{-6}$$\text{MeV}$$\text{cm}^{のエネルギー束を持つべき乗則スペクトルモデルと組み合わせた放射状円盤空間モデル-2}$$\text{s}^{-1}$は、スペクトルが約5GeVまで広がることが好ましいモデルであることが判明しました。形態学的には、1GeV以上で見られるホットスポットは電波殻の明るい西側部分とよく相関しています。この領域の推定ガス密度、推定距離とSNRの年齢を考慮すると、この放出はレプトン起源である可能性が高くなりますが、ハドロンのシナリオを除外することはできません。アンコラは、フェルミLATを使用して銀河の高緯度で検出された8番目のSNRです。この新しい残骸の集団は、粒子の拡散の物理学を制限し、SNRから銀河に逃げ出す可能性があります。
恒星流体がニュートリノ加熱を受ける 1 次元の特殊相対論的衝撃波管
1次元の核崩壊超新星によるニュートリノ加熱の物理的性質を調査する。コルゲート博士は、ニュートリノが核から重力結合エネルギーを受け取り、それを星の残りの部分に蓄積することにより、核崩壊超新星において重要な役割を果たす可能性があることを最初に示唆した。この流体は、星の中性子球から1000km離れた領域にある衝撃波管内に収容されており、ニュートリノ球の表面から衝撃波管内に放射されるニュートリノ束が照射されます。流体核子からの電子ニュートリノ散乱による相互作用は、流体のニュートリノ加熱を説明するために使用されます。使用される数値手法は、必要に応じて正確なリーマンソルバーRezzollaを実装するGodunov手法です。シミュレートされた炉心崩壊では、3.33秒のタイムスケールで最大$10^{36}$Jのエネルギー出力が生成されます。Godunov法はSodデータを使用すると非常にうまく機能し、標準偏差は$0.22～0.04$%であることがわかりました。したがって、正確なリーマンソルバーが正しく動作しており、ゴドゥノフ法もSodデータに対する正確な解を高い信頼度で再現しているという高い信頼性があります。3.33秒の実行時間を使用しました。目的は、より長い時間スケールで衝撃システムに何が起こるかを判断することでしたが、シミュレーションでははるかに短い時間枠で爆発が示されました。衝撃は外側に動き続けるだけでなく、衝撃の背後にある大きなエネルギーと圧力によっても動かされることが判明しました。密度プロファイルは、流体の質量が外側に押し出されていることを示していますが、流体の速度は実際には3.33秒に近いタイムスケールで逆転しています。この論文では、正味の質量移動は500～600kmで発生し、3.33秒のより長い時間スケールでは質量は700kmまで移動しました。これは\emph{遅延ポストバウンスショックメカニズム}をサポートします。
クロゴケグモ PSR J1953+1844 への He スター寄付者チャンネル
ブラック・ウィドウ(BW)は、伴星質量が低く($\lesssim0.05\,\rmM_\odot$)、軌道が狭い($<1\,$d)を持つ食ミリ秒パルサー(MSP)の一種です。PSRJ1953+1844は、これまでに発見された中で最も短い公転周期($\sim53$分)を持つBWであり、最近口径500メートルの球面電波望遠鏡によって検出されました。質量関数によれば伴星の質量は$\sim0.01\,\rmM_\odot$であり、伴星が水素欠乏星である可能性があることを示しています。しかし、PSRJ1953+1844の起源は非常に不明瞭です。この論文では、システムが超小型のX線二相を経験できる中性子星+He星チャネルを通じてPSRJ1953+1844の起源を調査しました。我々は、He星ドナーチャネルがPSRJ1953+1844の特性を再現できることを発見しました。これは、この研究がこのソースの代替形成チャネルを提供することを示しています。一方、このチャネルによって形成されるBWの最小軌道周期は$\sim28$分で、伴星の質量$0.058\,\rmM_\odot$に相当します。さらに、PSRJ1953+1844は公転周期が短いにもかかわらず、レーザー干渉計スペースアンテナ、TaiJi、TianQinなどの重力波(GW)観測所では検出できないことに注意してください。しかし、私たちは依然として、このチャネルによって生成される非常に狭い軌道を持つBWが、将来の宇宙ベースのGW観測所の潜在的なソースであると期待しています。さらに、我々のシミュレーションは、PSRJ1953+1844が最終的には孤立したMSPに進化する可能性があることを示しています。
銀河中性子星の集団 II -- 連星中性子星の体系速度と合体位置
| Title |
The_Galactic_neutron_star_population_II_--_Systemic_velocities_and_merger_locations_of_binary_neutron_stars |
| Authors |
Nicola_Gaspari,_Andrew_J._Levan,_Ashley_A._Chrimes,_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14773 |
連星中性子星(BNS)の合体位置は、その銀河運動学をコード化し、短ガンマ線バースト(SGRB)との関係についての洞察を提供します。この研究では、固有運動が測定された銀河BNSのサンプルを使用して、その運動学を調査し、それらの合体位置を予測します。天の川銀河とその銀河の可能性の合成画像を使用して、銀河系外の視点から見たBNSの合体を分析し、それらをホスト銀河上およびその周囲のSGRBの位置と比較します。BNSの銀河中心の横速度は、その局所静止基準の速度と大きさと方向が似ていることがわかりました。これは、現在の全身速度が等方的に配向しておらず、固有の速度がBNSの速度と同じくらい低い可能性があることを意味します。先祖。系統速度と固有速度は両方とも対数正規分布に適合し、固有速度は$\sim22-157$kms$^{-1}$ほど低くなります。また、観測されたBNSサンプルは銀河系全体を代表するものではなく、小さな特異な速度を持って太陽の位置の周囲で生まれた系を代表するものであることも判明した。予測されたBNSマージ位置をSGRBと比較すると、それらが同じ範囲の投影オフセット、ホスト正規化オフセット、および部分光をカバーしていることがわかります。したがって、SGRB位置の広がりは、銀河円盤内で小さな固有速度で誕生したBNSの合体によって再現できますが、BNSサンプルの偏りによる中央値オフセットの一致は偶然である可能性があります。
ティコの超新星残骸の星周環境の探索 - I.ショックの流体力学的進化
| Title |
Exploring_the_circumstellar_environment_of_Tycho's_supernova_remnant--I._The_hydrodynamic_evolution_of_the_shock |
| Authors |
Ryosuke_Kobashi,_Shiu-Hang_Lee,_Takaaki_Tanaka,_Keiichi_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14841 |
Ia型超新星残骸(SNR)の中で、ティコのSNRは、分光学的、形態学的、環境的特性の観点から典型的な天体と考えられています。チャンドラのデータの最近の再分析は、その前方衝撃が2007年頃から大幅な減速を経験していることを示しており、これは分子雲内部の空洞壁環境の結果として、最近の衝撃と高密度媒体との相互作用を示唆している。このような不均一な環境は、その祖先の性質や活動に関係している可能性があります。この研究では、前方衝撃の最新のマルチエポック固有運動測定を使用して、ティコの空洞壁環境を特徴付ける流体力学シミュレーションを実行します。環境に関するさまざまなパラメーターが流体力学モデルで調査され、各方位角領域の観測データに適合します。私たちの結果は、$\rho(r)\proptor^{-2}$を持つ風のような空洞は、密度が一定の均一な媒質よりも最新のデータとよく一致することを示しています。さらに、私たちの最適モデルは、方位角的に変化する風のパラメータを持つ異方性の風を好みます。全体的な結果は、従来の単一縮退爆発シナリオでは異常に高い質量損失率を示しています。
長期間孤立したパルサーにおける早期降着の開始
私たちは、長い初期スピン周期を持つ孤立した中性子星の長期磁気回転進化をモデル化します。この解析は、周期的な電波源として観測された若い長周期中性子星、PSRJ0901-4046、GLEAM-XJ1627-52、およびGPMJ1839-10の最近の発見によって動機付けられました。私たちの計算は、プロペラ段階での現実的に急速なスピンダウンでは、速度$\lesssim100$kms$^{-1}$のすべての孤立した中性子星が、数十億年以内に星間物質からの降着段階に到達できることを示しています。。初期自転周期が長い中性子星がすべての銀河中性子星の比較的大きな部分を形成している場合、孤立した降散体の数はこれまでの研究で予測されていたよりも十分に多くなります。
移動メッシュ流体力学を使用した恒星質量ブラックホールによる星の潮汐破壊のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_tidal_disruption_of_stars_by_stellar-mass_black_holes_using_moving-mesh_hydrodynamics |
| Authors |
Pavan_Vynatheya,_Taeho_Ryu,_Ruediger_Pakmor,_Selma_E._de_Mink_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14852 |
密集した星団の中心では、星とコンパクトな天体との接近遭遇が起こりやすい。私たちは、恒星質量ブラックホール（$\mu$TDEと呼ばれる）による主系列（MS）星の潮汐破壊現象を研究しています。これにより、恒星の質量成長の経路となるなど、これらの星団で発生するプロセスを解明することができます。-大量のBH。移動メッシュ流体力学コード\texttt{AREPO}を使用して、星の初期質量($0.5\、{\rmM}_{\rm\odot}$と$1\,{\rmM}_{\rm\odot}$)、星の年齢(0歳、中年、終末期))、ブラックホールの質量($10\,{\rmM}_{\rm\odot}$および$40\,{\rmM}_{\rm\odot}$)、および衝撃パラメーター(ほぼ完全な破壊まで質量損失はありません）。次に、部分的に破壊された残骸の質量、スピン、軌道パラメータの最初の遭遇パラメータへの依存性を調べます。星から失われる質量は接近距離の増加とともに指数関数的に減少し、$1\,{\rmM}_{\rm\odot}$星は$0.5\,{\rmM}_よりも失う質量が小さいことがわかりました。{\rm\odot}$。さらに、より進化した星は質量損失の影響を受けにくくなります。最接近時の潮汐トルクは、衝突パラメータに応じて$10^2$～$10^4$の係数で残骸を回転させます。残骸の星は、ブラックホールに結合している(偏心)ことも、結合していない(双曲線)こともあります。双曲線軌道は、星の中心密度濃度が比較的低く、ブラックホールと星の質量比が高いときに発生します。これは、ブラックホールの崩壊の場合に当てはまります。$0.5\,{\rmM}_{\rm\odot}$スター。最後に、星とブラックホールの相互作用をより正確にモデル化するためにクラスターコードに組み込むことができるさまざまなパラメーターに最適な分析式を提供します。
SNIa-CSM 2018evt における宇宙砂嵐
| Title |
The_Cosmic_Dust_Storms_in_SNIa-CSM_2018evt |
| Authors |
Lingzhi_Wang,_Maokai_Hu,_Lifan_Wang,_Yi_Yang,_Jiawen_Yang,_Haley_Gomez,_Sijie_Chen,_Lei_Hu,_Ting-Wan_Chen,_Jun_Mo,_Xiaofeng_Wang,_Dietrich_Baade,_Peter_Hoeflich,_J._Craig_Wheeler,_Giuliano_Pignata,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Craig_Pellegrino,_Llu\'is_Galbany,_Eric_Y._Hsiao,_David_J._Sand,_Jujia_Zhang,_Syed_A_Uddin,_J._P._Anderson,_Chris_Ashall,_Cheng_Cheng,_Mariusz_Gromadzki,_Cosimo_Inserra,_Han_Lin,_N._Morrell,_Antonia_Morales-Garoffolo,_T._E._M_\"uller-Bravo,_Matt_Nicholl,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_M._M._Phillips,_J._Pineda-Garc\'ia,_Hanna_Sai,_Mathew_Smith,_M._Shahbandeh,_Shubham_Srivastav,_M._D._Stritzinger,_Sheng_Yang,_D._R._Young,_Lixin_Yu,_and_Xinghan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14874 |
我々は、爆発から3年後にタイプIa(SNIa)SN2018evtの噴出物と星周媒体(CSM)の相互作用の背後にある冷たく高密度の殻内での塵形成の証拠を報告する。これは、爆発に伴う中赤外線(MIR)束の上昇を特徴とする。光学的価値の加速的な低下によって。このような塵形成の様子は、Ha輝線のプロファイルの同時進行によっても裏付けられます。私たちのモデルは、定常恒星風による質量損失の密度プロファイルから予想されるものと比較して、SNからの距離が増すにつれて塵の濃度が高まることを示唆しています。これは、始原星からより離れた距離にある塵の存在が増加していることを示している可能性があります。ダストの分布は、ダストの密度プロファイルの突然の変化を想定する二重シェル、またはより平坦な半径方向プロファイルを持つ単一シェルモデルの観点からモデル化できます。SN2018evtの推定される質量減少履歴は、C/O白色矮星と巨大な漸近巨分枝星を含む連星系における祖先星の質量減少と一致しています。+310日後のMIRでの壮大な再増光は、前方衝撃の背後のCDS領域内での新しい塵の形成に起因すると考えられます。新たに形成された塵の質量は時間とともに急速に増加し、指数4のべき乗則に従います。+1041日目の最後の近赤外観測の時点までに、総量は1.2+-0.2x10^{-2になります。Msunの粉塵が生成されており、SN2018evtは粉塵形成の証拠があるSNeの中で最も多量の粉塵工場の1つとなっています。
裸の AGN Mrk 110 のフェイスオン ディスク コロナ システムを紫外線から硬 X 線まで調査: 状態が緩やかに変化する AGN?
| Title |
Probing_the_face-on_disc-corona_system_of_the_bare_AGN_Mrk_110_from_UV_to_hard_X-rays:_a_moderate_changing-state_AGN? |
| Authors |
Delphine_Porquet,_Scott_Hagen,_Nicolas_Grosso,_Andrew_Lobban,_James_N._Reeves,_Valentina_Braito,_Chris_Done |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15002 |
[要約]XMM-NewtonとNuSTARの同時観測(2019年11月と2020年4月)によって得られた、裸のAGNMrk110のX線広帯域スペクトルは、顕著で吸収のない滑らかな軟X線の存在によって特徴付けられます。過剰で適度に広いOVIIおよびFeKα輝線、および強いコンプトンこぶの欠如。唯一の放出としての相対論的反射は除外されますが、暖かいコロナと熱いコロナからのソフトとハードのコンプトン化と穏やかな相対論的ディスク反射の単純化された組み合わせは、データを非常によく再現します。我々は、Mrk110の軟X線超過の物理的起源を確認し、2つの新しい洗練されたモデル、それぞれreXcorとrelagnを使用して、そのエネルギー論からその円盤コロナ系の特性を決定することを目的としています。両方の時代において、reXcorを使用したX線広帯域スペクトル分析から推定された高温コロナ加熱の高い値は、軟X線過剰が相対論的反射ではなく主に高温コロナに由来していることを裏付けています。リラグンを使用して両方のエポックで決定された固有の最適SEDは、UVに対して高いX線寄与を示し、暖かいコロナと熱いコロナと穏やかな相対論的反射によって非常によく再現されます。高温コロナと高温コロナの外半径は、それぞれ数10秒と約100μgの位置にあります。さらに、この研究から推測される低いエディントン比（約数％）と、以前の多波長スペクトルおよびタイミング研究を組み合わせると、Mrk110は中程度に状態変化するAGNとして分類される可能性があることが示唆されます。私たちの分析は、Mrk110の軟X線過剰と紫外線放射に大きく寄与している暖かいコロナの存在を確認し、AGNの降着が標準的な円盤理論から逸脱しているという証拠が増えていることを裏付けています。これは、AGNにおける円盤コロナシステムの本当の性質を明らかにするために、単一ターゲットと大規模なAGN調査の両方での長期多波長モニタリングの重要性を強化します。
ライン発光マッパー X 線探査機が可能にする革新的な太陽系科学
| Title |
Revolutionary_Solar_System_Science_Enabled_by_the_Line_Emission_Mapper_X-ray_Probe |
| Authors |
Willaim_R._Dunn,_Dimitra_Koutroumpa,_Jennifer_A._Carter,_Kip_D._Kuntz,_Sean_McEntee,_Thomas_Deskins,_Bryn_Parry,_Scott_Wolk,_Carey_Lisse,_Konrad_Dennerl,_Caitriona_M._Jackman,_Dale_M._Weigt,_F._Scott_Porter,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Dennis_Bodewits,_Fenn_Leppard,_Adam_Foster,_G._Randall_Gladstone,_Vatsal_Parmar,_Stephenie_Brophy-Lee,_Charly_Feldman,_Jan-Uwe_Ness,_Renata_Cumbee,_Maxim_Markevitch,_Ralph_Kraft,_Akos_Bogdan,_Anil_Bhardwaj,_Affelia_Wibisono,_Francois_Mernier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13873 |
LineEmissionMapper(LEM)の優れたスペクトル分解能と有効領域は、天体物理学、惑星科学、太陽物理学における新しい研究領域を切り開きます。LEMは、太陽系におけるX線放出の大半を占める蛍光、太陽風力電荷交換(SWCX)、およびオーロラ降水プロセスに段階的な変化機能を提供します。この天文台は、歴史的にアクセスできなかった線種、熱広がり、特性線比、ドップラーシフトの新しいX線測定を可能にし、普遍的に価値のある新しい天体物理学診断ツールキットとなります。これらの測定により、kmスケールの極寒彗星から120天文単位の太陽圏界面のMK太陽風に至るまで、根底にある組成、条件、物理過程が特定されることになる。ここでは、星とその惑星の間の相互作用の性質、特に太陽系内の質量とエネルギーの移動、および太陽系全体の元素の分布を支配する基本的なプロセスを理解するためにLEMが提供するパラダイムシフトに焦点を当てます。太陽圏。このホワイトペーパーでは、LEMがどのようにして、国立アカデミーの2023～2032年の惑星科学および2013～2022年の太陽物理学の10年戦略からの主要な質問に直接対処する新しい科学的貢献の宝庫を可能にするかを示します。私たちが強調するトピックは次のとおりです。1.これまでに作成された月面の最も豊富な全球微量元素マップ。太陽系と惑星の形成に対処し、アルテミスと月のゲートウェイに先立つ貴重なコンテキストを提供する洞察。2.太陽風電荷交換（SWCX）による太陽圏の地球地図。惑星間空間における星間中立分布を追跡し、系全体の太陽風イオンの存在量と速度を測定します。私たちの局所天文圏に関する重要な新たな理解と、太陽圏相互作用に関するNASAIMAP観測を相乗的に補完するものです...
流星の軌跡によって反射された銀河の拡散放射の強度
| Title |
The_Intensity_of_the_Diffuse_Galactic_Emission_Reflected_by_the_Meteor_Trails |
| Authors |
Feiyu_Zhao,_Ruxi_Liang,_Zepei_Yang,_Huanyuan_Shan,_Qian_Zheng,_Qiqian_Zhang,_and_Quan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13929 |
私たちは、流星跡による銀河の拡散放射の反射を計算し、流星電波残光(MRA)との潜在的な関係を調査します。銀河の拡散放射の反射を計算する式は、信号が流星の円筒形の過密な電離痕によって反射されると仮定して、簡略化されたケースから導出されます。観測された全体的な反射は、GSMスカイモデルによってモデル化された銀河の拡散放射とともにレイトレーシングアルゴリズムを通じてシミュレートされます。反射信号のスペクトルは広帯域であり、約-1.3の負のスペクトル指数を持つべき乗則に従っていることを示します。反射信号の強度は局所恒星時と流星の明るさによって変化し、2000Jyに達することもあります。これらの結果は、MRAに関する以前の観察の一部と一致します。したがって、流星跡による銀河発光の反射がMRAを引き起こす可能性があるメカニズムである可能性があり、さらなる研究の価値があると我々は考えています。
LBT の SOUL: 試運転の結果、科学、そして将来
| Title |
SOUL_at_LBT:_commissioning_results,_science_and_future |
| Authors |
Enrico_Pinna,_Fabio_Rossi,_Guido_Agapito,_Alfio_Puglisi,_C\'edric_Plantet,_Essna_Ghose,_Matthieu_Bec,_Marco_Bonaglia,_Runa_Briguglio,_Guido_Brusa,_Luca_Carbonaro,_Alessandro_Cavallaro,_Julian_Christou,_Olivier_Durney,_Steve_Ertel,_Simone_Esposito,_Paolo_Grani,_Juan_Carlos_Guerra,_Philip_Hinz,_Michael_Lefebvre,_Tommaso_Mazzoni,_Brandon_Mechtley,_Douglas_L._Miller,_Manny_Montoya,_Jennifer_Power,_Barry_Rothberg,_Gregory_Taylor,_Amali_Vaz,_Marco_Xompero,_Xianyu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14447 |
大型ビンクーラー望遠鏡のSOULシステムは、EMCCD、ピラミッドWFS、適応望遠鏡などの主要なテクノロジーを組み合わせた、ELTSCAOシステムの前身として見ることができます。2018年9月に最初のアップグレードされたシステムが初点灯してから、新型コロナウイルス感染症と技術的な停止を経て、現在では4つのシステムすべてが上空で稼働しています。ここでは、いくつかの重要な制御の改善と、試運転中に特徴付けられたシステムのパフォーマンスについて報告します。このアップグレードにより、明るい端でより多くのモード(500)を修正できるようになり、参照星G$_{RP}$<17でSR(K)>20%を提供する空の範囲が増加し、NGSシステムを使用して銀河系外のターゲットにも対応できるようになります。最後に、SOULAO補正によって供給される次世代の機器(SHARK-NIR、SHARK-Vis、iLocator)に期待しながら、最初の天体物理学的結果をレビューします。
X線天文学用のアルミニウムコーティングされたsCMOSセンサー
近年、科学的な相補型金属酸化膜半導体(sCMOS)センサーは大幅な進歩を遂げており、将来の宇宙X線ミッションに有望なデバイスとなっています。当社は、X線アプリケーション専用の大判sCMOSセンサーG1516BIをカスタマイズしました。この研究では、このセンサーの表面に厚さ200nmのアルミニウム層をスパッタリングすることに成功しました。EP4Kと名付けられたこのAlコーティングされたセンサーは、コーティングされていないバージョンと一貫したパフォーマンスを示します。EP4Kセンサーの読み出しノイズは約2.5e-、暗電流は-30度で0.01e-/ピクセル/秒未満です。現在の設計では、最大フレームレートは20Hzです。センサーの単一ピクセルイベントの比率は45.0%です。エネルギー分解能は、-30度で4.51keVで153.2eV、5.90keVで174.2eVに達します。アルミニウム層の光透過率は、365～880nmの光に対して約1e-8～1e-10であり、これは約140～160nmの有効アルミニウム厚さに相当します。このAlコーティングされたsCMOSセンサーは優れたX線性能と低い光透過率を備えているため、宇宙X線ミッションに最適です。約1年間軌道上で稼働している天文学用ロブスターアイイメージャー(LEIA)には、4個のEP4Kセンサーが装備されています。さらに、2023年末に打ち上げられるアインシュタイン探査機（EP）衛星の広視野X線望遠鏡（WXT）には48個のEP4Kセンサーが使用されている。
高次エルミート・ガウスモードによる光共振器内でのアライメントとモードマッチングの実験的デモンストレーション
| Title |
Experimental_demonstrations_of_alignment_and_mode_matching_in_optical_cavities_with_higher-order_Hermite-Gauss_modes |
| Authors |
Liu_Tao,_Paul_Fulda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14902 |
高次空間レーザーモードは、先進的なLIGOなどの地上の重力波検出器におけるテストマスの熱雑音を低減するための候補として最近研究されています。特に、高次エルミートガウス(HG)モードは、ランダムなテスト質量表面変形に対するより堅牢な動作と、より強力な感知および制御能力により、コミュニティ内で注目を集めています。このレターでは、HGモード干渉法のさまざまな側面に関する実験的研究を提供します。最大12次の$\mathrm{HG}_{6,6}$モードまでの精製されたHGモードを生成し、$\mathrm{HG}_{3の電力変換効率は38.8%と27.7%でした。,3}$モードと$\mathrm{HG}_{6,6}$モードです。$\mathrm{HG}_{6,6}$までのHGモードのミスアライメントとモード不一致に起因する電力結合損失の測定を初めて実証しました。我々は、「小さな電力損失」領域で、位置ずれまたはモードの不一致に対して$2n+1$または$n^2+n+1$に収束する拡張電力損失係数の数値との優れた一致を報告します。$\mathrm{HG}_{n,n}$モード。また、$\mathrm{HG}_{6,6}$までのHGモードの波面センシング(WFS)信号測定も実証しました。測定結果は、$\mathrm{の理論上のWFSゲイン$\beta_{n,n-1}\sqrt{n}+\beta_{n,n+1}\sqrt{n+1}$に正確に一致しています。HG}_{n,n}$モード。$\beta_{n,n-1}$は、隣接する$\mathrm{HG}_{n,n}$と$\mathrm{HG}のビート係数です。分割光検出器の_{n-1,n}$モード。
Gnuastro: ポインティング パターンの露出マップをシミュレートする
ポインティングパターンは、特定の科学的目標に向けた観察戦略を設計する上で不可欠な部分です。しかし、特定の科学的事例や機器のアーチファクト(歪み、ケラレ、または広範囲の不良ピクセルなど)を考慮すると、最終スタックの露出マップがどのようになるかを予測することが困難になる場合があります。この問題に対処するために、Gnuastro0.21にはastscript-pointing-simulateと呼ばれる新しい実行可能プログラムが含まれています。このプログラムについてはGnuastroマニュアルで詳しく説明されており、完全なチュートリアルが付属しています。この調査ノートの数値は、Gitコミット4176d29のManeageを使用して再現できます。
太陽フレアとホットチャンネル噴火によって発生するコロナ質量放出のエネルギー論
| Title |
Energetics_of_a_solar_flare_and_a_coronal_mass_ejection_generated_by_a_hot_channel_eruption |
| Authors |
Qingmin_Zhang,_Weilin_Teng,_Dong_Li,_Jun_Dai,_and_Yanjie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14010 |
ホットチャネル（HC）は太陽コロナで蔓延しており、フレアやCMEの推進に重要な役割を果たしています。この論文では、2011年9月22日のHC噴火によって生成された高速CMEを伴うX1.4噴火フレアのエネルギー量を推定します。NOAAAR11302に由来するHCは、131と94{\AA}で最も劇的な特徴です。SDO/AIAが観測した画像。フレアはSDO/AIA、RHESSI、STEREO-B/EUVIによって同時に観測されています。CMEは、SOHO/LASCOおよびSTEREO-B/COR1の白色光コロナグラフによって同時に検出されます。噴火の多波長・多視点観測を用いて、HC、フレア、CMEのさまざまなエネルギー成分を計算します。HCの熱エネルギーと運動エネルギーは、それぞれ(1.77$\pm$0.61)$\times10^{30}$ergと(2.90$\pm$0.79)$\times10^{30}$ergです。フレアのピーク熱エネルギーとSXR放出プラズマの総放射損失は、(1.63$\pm$0.04)$\times10^{31}$ergと(1.03$-$1.31)$\times10^{31}$ergです。それぞれ。HCとフレアの熱エネルギーの比は0.11$\pm$0.03であり、HCの熱エネルギーが無視できないことを示唆しています。CMEの運動エネルギーと位置エネルギーは(3.43$\pm$0.94)$\times10^{31}$ergと(2.66$\pm$0.49)$\times10^{30}$ergで、総エネルギーは(3.69)になります。CMEの$\pm$0.98)$\times10^{31}$erg。HCの継続的な加熱は、熱伝導による急速な冷却のバランスをとるために必要ですが、これはおそらくフレア電流シートでの断続的な磁気再接続に起因します。私たちの調査は、大規模な太陽噴火におけるエネルギーの蓄積、放出、変換に関する洞察を提供する可能性があります。
JWST による質量スペクトル全体にわたる原始星の降着の調査: 静止降着段階における低光度原始星 IRAS 16253-2429 からの平行ジェットの発見
| Title |
Investigating_Protostellar_Accretion_across_the_mass_spectrum_with_the_JWST:_discovery_of_a_collimated_jet_from_the_low_luminosity_protostar_IRAS_16253-2429_in_a_quiescent_accretion_phase |
| Authors |
Mayank_Narang,_Manoj_P.,_Himanshu_Tyagi,_Dan_M._Watson,_S._Thomas_Megeath,_Samuel_Federman,_Adam_E._Rubinstein,_Robert_Gutermuth,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Henrik_Beuther,_Tyler_L._Bourke,_Ewine_F._Van_Dishoeck,_Neal_J._Evans_II,_Guillem_Anglada,_Mayra_Osorio,_Thomas_Stanke,_James_Muzerolle,_Leslie_W._Looney,_Yao-Lun_Yang,_Pamela_Klaassen,_Nicole_Karnath,_Prabhani_Atnagulov,_Nashanty_Brunken,_William_J._Fischer,_Elise_Furlan,_Joel_Green,_Nolan_Habel,_Lee_Hartmann,_Hendrik_Linz,_Riwaj_Pokhrel,_Rohan_Rahatgaonkar,_Will_R._M._Rocha,_Patrick_Sheehan,_Katerina_Slavicinska,_Amelia_Stutz,_John_J._Tobin,_Lukasz_Tychoniec_and_Scott_Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14061 |
InvestigatingProtostellarAccretion(IPA)はJWSTサイクル1GOプログラムであり、NIRSpecIFUとMIRIMRSを使用して、光度0.2～10,000~L$の、深く埋め込まれた若い原始星のスペクトルキューブ2.9～28~$\μ$mを取得します。_{\odot}$、中心質量は0.15～12~M$_{\odot}$です。このレターでは、IPAプログラムで最も低い光度(質量)源であるクラス0原始星IRAS~16253-2429からの高度に平行な原子ジェットの発見を報告します。平行ジェットは複数の[Fe~II]ライン、[Ne~II]、[Ni~II]、およびH~Iラインで明確に検出されますが、分子発光では検出されません。分析の結果、傾きを補正した原子ジェットの速度は約169~$\pm$~15~km\,s$^{-1}$であることがわかりました。ジェットの幅は、中心原始星からの距離が23天文単位から約60天文単位になるほど増加し、開口角は2.6~$\pm$~0.5\arcdegに相当します。さまざまな微細構造線の測定された磁束比を単純な衝撃モデルによって予測された磁束比と比較することにより、衝撃速度は54~km\,s$^{-1}$、衝撃前密度は2.0$\times10^{3と導き出されます。ジェットの根元にある}$~cm$^{-3}$。これらの量から、ジェットの断面が円筒形であると仮定すると、原始星からの質量損失率の上限は1.1$\times10^{-10}~M_{\odot}$~yr~$^となります。{-1}$。低い質量損失率は、IRAS~16253の低い質量降着率($\sim1.3\times10^{-9}~M_{\odot}$~yr~$^{-1}$)の同時測定と一致しています。JWST観測から-2429(Watsonetal.inprep)、原始星が静止降着段階にあることを示しています。私たちの結果は、非常に低質量の原始星が静止段階であっても、高度に平行化された原子ジェットを駆動できることを示しています。
磁気流体力学的円盤風の磁場：ウォーターメーザーの観測とシミュレーション
| Title |
The_magnetic_field_of_a_magnetohydrodynamic_disk_wind:_Water_maser_observations_and_simulations |
| Authors |
Luca_Moscadelli,_Andr\'e_Oliva,_Gabriele_Surcis,_Alberto_Sanna,_Maria_Teresa_Beltr\'an_and_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14106 |
私たちの目標は、若い恒星天体(YSO)IRAS21078+5211の円盤風における磁場分布を測定し、モデル化することです。我々は、IRAS21078+5211の磁気流体力学(MHD)円盤風の個々の流線を追跡する22GHzウォーターメーザーの偏光放出の全球超長基線干渉計による高感度観測を実施しました。形成中の大質量星の周りのジェットの抵抗放射重力MHDシミュレーションは、ジェット内部の空洞内のメーザー運動学を再現することができます。24個と8個の水メーザーで、それぞれ直線偏光と円偏光の0.3%～3.2%という弱いレベルを測定しました。検出された偏光メーザーは、円盤風の内側100au領域内の5つの異なる流線に沿って磁場の方向と強度をサンプリングします。ジェット軸からより小さい半径(<25au)の4つの流線に沿って、空に投影された磁場の方向は、ほとんどの場合、磁場の接線と<30$^{\circ}$の小さなオフセット角を形成します。流線型。より大きな半径(50～100au)の流れに沿って、磁場は3つの離れた位置のみでサンプリングされ、磁場は約10auと40auの高さで流線の接線にほぼ垂直であり、接線に平行であることがわかります。約70天文単位で。私たちのシミュレーションによれば、磁力線はジェット内部キャビティ内の流れの流線と一致するはずです。内側の流れに沿って観察された磁場方向の小さな傾きは、ジェットの分子殻のイオン化レベルが現実的に低い、つまり10$^{-2}$と仮定すると、ファラデー回転によってよく説明できます。メーザー円偏光から測定された磁場振幅はすべて100～700mGの比較的狭い範囲内にあり、これはシミュレーション結果とよく一致し、効率的なショックイオン化によるジェットキャビティ内の磁気拡散率の減少と一致しています。
太陽活動領域コロナジェット。 Ⅲ．隠れて発生するジェット
| Title |
Solar_Active_Region_Coronal_Jets._III._Hidden-Onset_Jets |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_and_Navdeep_K._Panesar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14109 |
太陽の静かな領域とコロナホール領域のコロナジェットは、噴出するミニフィラメントから明らかに発生することがよくありますが、活動領域のジェットには、明らかな噴出するミニフィラメントの発生源が欠けていることがよくあります。私たちは、主に太陽力学観測所(SDO)大気イメージングアレイ(AIA)EUV画像とSDO/太陽地震・磁気イメージャーを使用して、2021年5月22日0～8UTにわたって、コロナジェット生産活動領域(AR)AR12824を観測しました。(HMI)マグネトグラム。ジェットは、AR内の2つの場所、つまりARに唯一の大きな黒点の南側と北西側に集中していました。南に位置するジェットは、大気中の低空でジェットの起源が明確に見えるように方向付けられています。ジェットの起源は明らかに、磁束の変化/キャンセルを示す場所から噴出するミニフィラメントです。ミニフィラメントは、発生地点から5インチ未満の投影距離で噴火した後、ジェットの尖塔の一部として遠くまで広がるフィールドに向かって外側に噴出し、すぐにミニフィラメントの性質を失います。対照的に、北西に位置するジェットでは明確な噴出ミニフィラメントが見られません。しかし、これらのジェットの発生源サイトは、彩層物質を吸収することによって私たちの視線に沿って隠されています。EUVと磁気データは、可能性のある発生源サイトが最初にジェット尖塔を見た場所から~>15インチにあることを示しています。したがって、噴火するミニフィラメントは、私たちが最初に尖塔を見る前に、そのミニフィラメントの性質を失う可能性があります。私たちは、このようなARジェットは非ARジェットと同様に機能する可能性があると結論付けていますが、噴出するミニフィラメントのジェット源は、遮蔽された物質によって隠されることがよくあります。もう一つの要因は、磁気噴出によって一部のARジェットが、検出が困難な比較的細い(約1～2インチ)ミニフィラメントの「ストランド」だけを運ぶことです。
イオンサイクロトロン波イベントにおける陽子およびアルファ駆動の不安定性
| Title |
Proton_and_Alpha_Driven_Instabilities_in_an_Ion_Cyclotron_Wave_Event |
| Authors |
Michael_D._McManus,_Kristopher_G._Klein,_Davin_Larson,_Stuart_D._Bale,_Trevor_A._Bowen,_Jia_Huang,_Roberto_Livi,_Ali_Rahmati,_Orlando_Romeo,_Jaye_Verniero,_Phyllis_Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14136 |
太陽風におけるイオンスケールの波イベントまたは「波の嵐」は、局所的なイオンサイクロトロン周波数またはその付近での磁場変動およびコヒーレントな磁場分極サインの増強によって特徴付けられます。この論文では、パーカー太陽探査機(PSP)の4回目の遭遇によるそのような波イベントの1つを詳細に研究します。これは、初期の左旋(LH)分極の期間が突然、強い右旋(RH)分極の期間に移行し、それに伴って発生するもので構成されています。アルファ速度分布関数と陽子速度分布関数の両方における明確なコアビーム構造による。線形安定性解析により、LH偏波は反太陽方向に伝播するアルフベン/イオンサイクロトロン(A/IC)波であり、主に陽子核集団における陽子サイクロトロンの不安定性によって駆動され、RH偏波は反太陽方向であることが示されています。二次アルファ線集団の消火ホースのような不安定性によって駆動される、高速磁気音波/ホイッスラー(FM/W)波の伝播。LHからRHへの突然の遷移は、プロトンの中心温度異方性の低下によって引き起こされます。線形理論によって予測される不安定な波動モードの周波数と偏波と、磁場スペクトルで観察される周波数と偏波との間に非常に良い一致があることがわかりました。PSPによって観測されたイオンスケールの波動サインが遍在していることを考えると、この研究は、どの正確な不安定性が活動的であり、太陽圏内部の波動粒子相互作用におけるエネルギー伝達を媒介している可能性があるかについての洞察を与えるとともに、二次アルファ集団が次のような役割を果たす可能性があることを強調しています。波の活動を生み出すために利用できるフリーエネルギー源としてはほとんど考慮されていません。
AWSoM 太陽コロナにおける合成スペクトルに対する非平衡電離の影響
| Title |
Non-equilibrium_Ionization_Effects_on_Synthetic_Spectra_in_the_AWSoM_Solar_Corona |
| Authors |
Judit_Szente,_Enrico_Landi,_Bart_van_der_Holst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14147 |
この研究では、AWSoMの(Szente:2022)による非平衡イオン化[NEI]計算とSPECTRUM(Szente:2019)の合成スペクトル計算を組み合わせて、AWSoM3Dグローバルモデルの領域全体にわたる非平衡線強度を予測しました。。結果として生じるスペクトルは、速風の領域とストリーマのエッジにおける非平衡効果によって強く影響されており、これらの効果はSoHO/EIT、SECCHI/EUVI、およびSDO/AIAからの狭帯域画像に伝播することがわかりました。この依存性は、観察されるラインごとに異なる性質を示し、その結果、ライン強度に大きな変化が生じ、血漿診断中にこれを考慮する必要がある。しかし、これらの効果は局所的なプラズマ特性に依存しており、観察されたスペクトルや画像における非平衡効果を考慮した単一の補正は開発できないこともわかりました。観測データと比較すると、NEIによる変化は重要ではあるものの、ひので/EISスペクトルとAWSoM/SPECTRUM予測の間の差異を説明するには十分ではないことがわかりました。
| Title |
The_progenitor_of_SN_2023ixf_from_hydrodynamical_modelling |
| Authors |
M._C._Bersten,_M._Orellana,_G._Folatelli,_L._Martinez,_M._P._Piccirilli,_T._Regna,_L._M._Rom\'an_Aguilar_and_K._Ertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14407 |
背景:超新星(SN)2023ixfは、過去数十年間で最も近いタイプIISNeの1つです。そのため、事件そのものと、爆発前の画像で特定された関連物体の両方に関する豊富な観測データが存在します。これにより、SNの特性や推定祖先星の性質を決定することを目的としたさまざまな研究を行うことができます。光度曲線のモデリングは、直接の前駆体の分析とは独立して物理的特性を導き出す強力な方法です。目的:SN2023ixfの放射光度曲線と完全な光球相中の膨張速度の流体力学的モデリングに基づいて、SN2023ixfの物理的性質を調査すること。方法:異なる質量の進化した星について、一次元の爆発のグリッドが計算されました。私たちは、モデルと観測結果を比較することで、SN2023ixfとその祖先の性質を導き出しました。結果:観測結果は、年齢ゼロの主系列質量f$M_\mathrm{ZAMS}=12M_\odot$、爆発エネルギー$1.2\times10^{51}$ergの星の爆発によってよく再現されました。ニッケル生産量は0.05Mです。これは、SN2023ixfが通常のイベントであったことを示しています。私たちのモデリングでは、$M_\mathrm{ZAMS}<15M_\odot$という限界が示唆されており、したがって、爆発前の観測結果の中で低質量範囲が優先されます。
TW Hya における空間分解された Ly$\alpha$ の最初の検出とモデリング
| Title |
First_Detection_and_Modeling_of_Spatially_Resolved_Ly$\alpha$_in_TW_Hya |
| Authors |
Seok-Jun_Chang,_Nicole_Arulanantham,_Max_Gronke,_Gregory_J._Herczeg,_Edwin_A._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14477 |
ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)は、おうし座T星からのUVスペクトルで最も強い輝線です。Ly$\alpha$放射は、その共鳴特性により、散乱プロセスを介してHI媒質の物理的特性に関する情報を伝えます。この研究は、HST-STISで空間オフセット0$''$、$\pm0.2''$、と$\pm0.4''$。これらのLy$\alpha$スペクトルを包括的に解釈するために、風ディスク幾何学における3Dモンテカルロ放射伝達シミュレーションを利用します。観測されたスペクトルをうまく再現するには、風とHIディスクの両方からの散乱の寄与が必要です。風の特性、HI柱密度($\sim10^{20}\rmcm^{-2}$)および流出速度($\sim200\rmkms^{-1}$)を制約します。）。観測されたLy$\alpha$の空間分布を再現するには、正面から見たときに風がHI円盤を覆う必要があることがわかります。さらに、おうし座T星におけるLy$\alpha$放射伝達の影響を調べるために、散乱媒体内の放射場を計算し、風の反射によってより多くのLy$\alpha$光子が円盤を貫通することが明らかになった。また、円盤の傾斜角と空間的に分解されたLy$\alpha$スペクトルの間の依存性も示します。おうし座T星におけるLy$\alpha$放出の役割を理解することは、風、原始惑星系円盤、および周囲の環境の間の複雑な相互作用を解読する上で極めて重要であり、原始惑星系円盤の化学に大きな影響を与える可能性があります。空間分解能Ly$\alpha$の観測とモデリングは、広範囲のターゲットの空間分解能Ly$\alpha$観測の必要性を示しています。
AESOPUS 2.0: 固体粒子による低温不透明度
| Title |
AESOPUS_2.0:_Low-Temperature_Opacities_with_Solid_Grains |
| Authors |
P._Marigo,_P._Woitke,_E._Tognelli,_L._Girardi,_B._Aringer,_A._Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14588 |
この研究では、T~30000KからT~400Kまでの温度で状態方程式とRosseland平均不透明度を計算し、AESOPUSコード(Marigoetal.,2022;MarigoÅer,2009)の機能を拡張します。固体粒子が形成される領域。GGchemコード(Woitkeetal.2018)は、約3000K未満の温度の化学を解くために使用されます。熱力学的平衡にある原子、分子、および塵粒子はすべて状態方程式に含まれます。単色の原子および分子の断面を組み込むために、最適化された不透明度サンプリング技術が使用されます。43種類の粒子の不透明度を計算するために、Mie理論が採用されています。スケール化された太陽組成のロッスランド平均不透明度の表が提供されます。当社のコンピューティングリソースに基づいて、他の化学パターンの不透明度、およびさまざまな粒子サイズ、空隙率、および形状を、対応する著者へのユーザーのリクエストに応じて簡単に計算できます。
極度に金属に乏しいAGB星におけるsプロセス元素合成の3つのモードに関する比較研究
| Title |
A_comparative_study_on_three_modes_of_s-process_nucleosynthesis_in_extremely_metal-poor_AGB_stars |
| Authors |
S._Yamada,_T._Suada,_Y._Komiya,_M._Aikawa,_M._Y._Fujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14598 |
銀河のハローにある炭素強化金属欠乏（CEMP）星は、広範囲の中性子捕獲元素存在量パターンを持っています。それらの起源を特定するために、我々は極度に金属が乏しい（EMP）漸近巨大枝（AGB）星で動作すると提案されている$s$プロセス元素合成の3つのモードを調査した。低質量AGB星のヘリウムフラッシュ対流、中質量AGB星のヘリウムフラッシュ対流で起こる対流22Ne燃焼、$^{13}$Cポケットで起こる放射13C燃焼である。パルス間期間中に形成されます。鉄種あたりの$s$プロセス元素の生成($s$プロセス効率)は、$[{\rmFe}/{\rmH}]=-2$以下では金属量に依存しないことを示します。ヘリウムゾーンでは中性子毒が優勢です。対流13Cモードは、CEMP星間で観察される最大値を含む、Sr、Ba、Pbのさまざまな$s$プロセス効率を生み出すことができます。22Neモードは、CEMPモデルの中で最も低い$s$プロセス効率のみを生み出します。これら2つのモードの組み合わせにより、CEMP星で観測された$s$プロセス要素の濃縮の全範囲を説明できることを示します。対照的に、13Cポケットモードでは、13Cポケットの質量の星ごとの変動を考慮したとしても、一部のCEMP星で観察される高レベルの濃縮をほとんど説明できません。これらの結果は、CEMP星とそのサブグループの連星物質移動の起源を議論するための基礎を提供します。
| Title |
Betelgeuse_as_a_Merger_of_a_Massive_Star_with_a_Companion |
| Authors |
Sagiv_Shiber,_Emmanouil_Chatzopoulos,_Bradley_Munson,_Juhan_Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14603 |
私たちは、赤色超巨星(RSG)になろうとしている太陽質量16の恒星と、太陽質量4の主系列伴星との合体を調査します。私たちの研究では、最先端の適応メッシュ改良コードOcto-Tigerを使用した3次元流体力学シミュレーションを採用しています。最初に共回転する連星は相互作用と物質移動を受け、その結果伴星の周りに質量が蓄積し、その後第2ラグランジュ点(L2)を通じて質量が失われます。伴星は最終的に主星のエンベロープに突入し、そのスピンアップとその後のヘリウム核との合体につながります。私たちは、合併後のスターの内部構造特性、合併環境、合併によって引き起こされる流出を調査します。私たちの発見は、非対称かつやや双極性の流出で太陽質量約0.6倍の物質が放出されたことを明らかにしました。我々は、長期的な核進化をモデル化するために、合体後の恒星の構造をMESA恒星の進化コードにインポートします。場合によっては、合体後の星は、H-Rダイアグラム内でベテルギウスの観測位置に向かって進化するにつれて、持続的な急速な赤道面回転を示します。これらの事例は、ベテルギウスで観察されたものと同様の大きさの表面回転速度と、ベテルギウスに似た化学組成を示しています。他の場合には、効率的な回転誘発混合により、表面の回転が遅くなる場合があります。この先駆的な研究は、力学的進化、熱進化、核進化の段階を含む、重要なタイムスケールにわたる星の合体をモデル化することを目的としています。
埋め込み円盤 (eDisk) における初期の惑星形成 XII: クラス I 源 Oph IRS63 における降着ストリーマー、原始惑星系円盤、および流出
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_XII:_Accretion_streamers,_protoplanetary_disk,_and_outflow_in_the_Class_I_source_Oph_IRS63 |
| Authors |
Christian_Flores,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Shigehisa_Takakuwa,_Zhi-Yun_Li,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Adele_L._Plunkett,_Yoshihide_Yamato,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Patrick_M._Koch,_Hsi-Wei_Yen,_Yuri_Aikawa,_Yusuke_Aso,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Miyu_Kido,_Woojin_Kwon,_Jeong-Eun_Lee,_Chang_Won_Lee,_Leslie_W._Looney,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Travis_J._Thieme,_Jonathan_P._Williams,_Ilseung_Han,_Suchitra_Narayanan,_and_Shih-Ping_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14617 |
我々は、組み込みディスクによる初期惑星形成(eDisk)の大規模プログラムとの関連で、クラスI源OphIRS63のアルマ望遠鏡観測を紹介します。アルマ望遠鏡によるOphIRS63の観測では、貝殻状の双極性アウトフロー($^{12}$CO内)、拡張された回転エンベロープ構造($^{13}$CO内)、ストリーマーなど、原始星の無数の特徴が示されています。エンベロープを円盤に接続している様子(C$^{18}$O)、およびダスト連続体の端に向かって見られるいくつかの小規模な螺旋構造(SO)。$^{13}$COとC$^{18}$Oの速度パターンを解析することで、$\rmM_\star=0.5\pm0.2$~$\rmM_\odot$の原始星の質量を測定します。$\sim260$auまで広がるほぼケプラー速度で回転する円盤の存在を確認します。これらの計算は、ガス状円盤が塵円盤よりも約4倍大きいことも示しており、これは塵の発生と半径方向のドリフトを示している可能性があります。さらに、C$^{18}$OストリーマーとSO螺旋構造を、若い原始星盤に継続的に供給する落下回転構造に由来する特徴としてモデル化しました。$\sim10^{-6}$~$\rmM_\odot\,yr^{-1}$の封筒から円盤への質量降下率を計算し、それを円盤から星への質量降着と比較します。$\sim10^{-8}$~$\rmM_\odot\,yr^{-1}$の割合から、原始星円盤は質量増加期にあると推測されます。現在の質量降下率では、間もなく円盤が重力的に安定できなくなるほど巨大になるだろうと推測されています。
CLEAR Space Weather Center of Excellence: オールクリアな太陽エネルギー粒子予測
CLEARSpaceWeatherCenterofExcellence(CLEARセンター)は、NASASpaceWeatherCenterofExcellenceプログラムの資金提供を受ける5年間のプロジェクトです。CLEARセンターは、太陽エネルギー粒子（SEP）の包括的な予測フレームワークを構築し、低放射線期間のタイムリーかつ正確な予測（「オールクリア予報」）と高放射線期間の発生と特性に焦点を当てます。第一原理ベースの機械学習(ML)で訓練された経験的予測モデルこのホワイトペーパーでは、CLEARセンターの動機、概要、ツールについて説明します。
カルメネスは、M 矮星の周りの系外惑星を探します。テルル吸収により補正された 382 M 矮星の高 S/N 光学および近赤外テンプレート スペクトル
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Telluric_absorption_corrected_high_S/N_optical_and_near-infrared_template_spectra_of_382_M_dwarf_stars |
| Authors |
E._Nagel,_S._Czesla,_A._Kaminski,_M._Zechmeister,_L._Tal-Or,_J._H._M._M._Schmitt,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_A._Garc\'ia_L\'opez,_J._A._Caballero,_I._Ribas,_P._J._Amado,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._V._Jeffers,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_M._L\'opez-Puertas,_D._Montes,_J._C._Morales,_S._Pedraz,_A._Schweitzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14715 |
天体からの光は地球の大気の分子と相互作用し、その結果、地上のスペクトルデータに地物の吸収線が生成されます。赤色および赤外線の波長に大きな影響を与えるこれらの線を補正することは、さまざまな科学用途でしばしば必要となります。ここでは、多数の固有の特徴を示す星の中のテルル吸収線を正確に除去するための方法である、テンプレート分割テルルモデリング(TDTM)技術を紹介します。年間を通した地球の重心運動に基づいた私たちのアプローチは、地殻と恒星のスペクトル成分を解きほぐすのに適しています。合成透過モデルをフィッティングすることにより、テルルフリーのスペクトルが導出されます。我々は、CARMENES分光器で得られた特徴の豊富なM3.0矮星Wolf294の高解像度光学スペクトル時系列を使用して、テルル汚染を補正するTDTM技術のパフォーマンスを実証します。TDTMアプローチをカルメネス調査サンプルに適用します。このサンプルは、22,357の光学スペクトルと20,314の近赤外スペクトルを含む382のターゲットで構成され、テルル吸収を補正します。補正されたスペクトルは、各ターゲットのテンプレートスペクトルを構築するために追加されます。テルルフリー、高信号対雑音比、高解像度(R>80000)テンプレートのこのライブラリは、量と質の両方の点で、これまでに入手可能なスペクトルM矮星データの最も包括的なコレクションを構成しており、利用可能です。プロジェクトWebサイト(http://carmenes.cab.inta-csic.es)で。
ブラシュコ効果とピーターセン図
RRこと座星と古典的セファイド星の脈動は、通常1つまたは2つの放射状モードでのみ脈動するため、比較的単純であると考えられていました。この状況は、変調または追加の低振幅信号が検出されると、よく見ると変化します。ブラジコ変調を示す星など、古典的なパルセーターで知られているさまざまな複数周期グループを検討します。
PW の最初の彩層活動とドップラー イメージングの研究、および新しいドップラー イメージング コード: SpotDIPy の使用
| Title |
First_Chromospheric_Activity_and_Doppler_Imaging_Study_of_PW_And_Using_a_New_Doppler_Imaging_Code:_SpotDIPy |
| Authors |
Engin_Bahar,_Hakan_V._\c{S}enavc{\i},_Emre_I\c{s}{\i}k,_Gaitee_A.J._Hussain,_Oleg_Kochukhov,_David_Montes,_Yue_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14865 |
冷たい星のダークスポットの範囲を測定することは、星の磁気活動が回転速度や対流帯の深さに応じてどのように変化するかを理解する上で重要です。この点で、G星とK星の表面磁気パターンを推測し、太陽に似た恒星のダイナモが動作していることを明らかにすることが重要です。分子バンドは、星の表面全体にわたるスポットの範囲の正確な評価を可能にする上で重要な役割を果たすため、星の表面上のクールスポットの貴重な指標として機能します。したがって、原子線と分子バンドの反転を考慮して、より信頼性の高い表面画像を取得できます。これに関連して、我々は、原子線とPWAnd(K2V)の酸化チタン(TiO)バンドプロファイルを使用したドップラーイメージング(DI)を同時に実行し、また、文献で初めて、高強度を使用して彩層活動指標を調査します。-分解能スペクトル。反転プロセスから得られた表面スポット分布は、原子線とTiOバンドの両方のプロファイルを非常に正確に表します。彩層発光は、観測中のフレアイベントの可能性を除いて、光球スポットの被覆率とも相関しています。TESS測光を使用して、頻繁なフレア活動を検出します。また、最大エントロピー法を使用して単一星の表面再構成を実行できる新しいオープンソースのPythonベースDIコードSpotDIPyも紹介します。表面再構成シミュレーションと広く使用されているDoTSコードを比較することにより、コードをテストします。同じシミュレーションデータを使用して両方のコードを介して再構築された表面輝度分布マップが互いに一致していることを示します。
コロナ電子密度を計算するための新しいアプローチ: 簡略化されたファン デ ハルスト法
太陽コロナ研究において電子密度を決定することは、対称性、均一性、放射状分布、熱平衡などの特定の仮定を行う必要があるため、困難な課題です。このような研究では、観測された$K$コロナの明るさは、コロナ電子密度。電子密度の計算に関する重要な論文は、1950年にvandeHulstによって「太陽コロナの電子密度」というタイトルの記事で発表されました。著者は、観測された$K$コロナの明るさから電子密度を計算するためのいくつかの仮定を使用した方法を開発しました。ここでは、コロナ電子密度の新しい簡略化された計算方法を紹介します。vandeHulstが与えた積分方程式の解を別の観点から解釈し、逐次近似や複数回の試行などの追加の調整を行わずに観測データのみを使用して$K$コロナ電子密度を計算します。
この時代に: 部分的および完全対流の単一フィールド星の経験的なジャイロクロノロジー関係
| Title |
In_this_Day_and_Age:_An_Empirical_Gyrochronology_Relation_for_Partially_and_Fully_Convective_Single_Field_Stars |
| Authors |
Yuxi_Lu,_Ruth_Angus,_Daniel_Foreman-Mackey,_Soichiro_Hattori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14990 |
回転年代学は、主に自転周期と質量を使用して星の年齢を測定する分野であり、個々の主系列星の年齢を推測するのに最適です。しかし、星の中の複雑な磁場の物理的理解が不足しているため、ジャイロクロノロジーは経験的な校正に大きく依存しており、幅広い期間と質量にわたる一貫した信頼性の高い星の年齢測定が必要です。この論文では、星の運動学的年齢を計算する技術であるジャイロ運動学的年齢測定法を使用して、一貫した年齢のサンプルを取得します。このサンプル(約1～14ギル)と既知の星団(0.67～3.8ギヤ)からの年齢に条件付けされたガウス過程モデルを使用して、0.67年の間の単一の主系列星の年齢を推測できる最初の経験的なジャイロクロノロジー関係を校正します。ギルから14ギル。相互検証とテストの結果は、私たちのモデルが平均1ジャイリをわずかに超える不確かさでクラスターとアスタ地震の年代を推定できることを示唆しています。このモデルを使用すると、ケプラーとZTFからの周期測定値と384個の固有の惑星主星から、太陽の1.5kpc以内にある約100,000個の星のジャイロクロノロジー年齢が得られます。
[O III] 88um Herschel/PACS 分光法によるガンマ Vel の酸素存在量
| Title |
Oxygen_abundance_of_gamma_Vel_from_[O_III]_88um_Herschel/PACS_spectroscopy |
| Authors |
Paul_A_Crowther,_M_J_Barlow,_P_Royer,_D_J_Hillier,_J_M_Bestenlehner,_P_W_Morris,_R_Wesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15170 |
我々は、近くのWC8+O連星系ガンマVelの[OIII]88.4um微細構造線のHerschelPACS分光法を提示し、その酸素存在量を決定します。この線の臨界密度は数10^5R*に相当し、PACS観測ではガンマVelまで336pcの距離で空間的に拡張されます。2つのアプローチが使用されます。1つは、[OIII]88.4umの線形成領域を完全にサンプリングするために、CMFGENを使用してNe~10^0cm^-3に及ぶガンマVelの詳細な恒星大気分析を含みます。2番目のアプローチには、Barlowらによって導入された分析モデルが含まれます。さらに、[OIII]51.8umのISOLWS分光法を活用して、Dessartらによって改訂されました。DeMarcoetalと比較して、ガンマVelのWR成分とO成分の光度がそれぞれ、logL/L_sun=5.31と5.56となりました。これは、主に干渉距離が修正された(長くなった)結果です。f=0.5+/-0.25の外側風体積充填率に対してX_O=1.0+/-0.3%の酸素質量分率が得られ、標準またはわずかに減少したKunzetalのいずれかが有利になります。BPASSバイナリ集団合成モデルとの比較による^12C(α,γ)^16O反応の速度。また、[SIV]10.5umと[NeIII]15.5umのISOSWS分光法から、ガンマベルの外側風中の硫黄とネオンの存在量を再調査します。硫黄存在量X_S=0.04+/-0.01%は、未処理元素で予想される太陽存在量と一致し、推定ネオン存在量X_Ne=1.5-0.5+0.3%と一致し、BPASS予測とよく一致します。
飛行時間カメラによる粒状-粒状衝突クレーターの形態学的研究: Python でのコンセプトから自動化まで
| Title |
Morphological_Study_of_Granular-Granular_Impact_Craters_through_Time-of-Flight_Cameras:_from_Concept_to_Automation_in_Python |
| Authors |
F._Corrales-Mach\'in,_G._Viera-L\'opez,_R._Bartali_and_Y._Nahmad-Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13834 |
実験室で作られた粒状衝突クレーターは、惑星衝突クレーターの類似モデルとして使用されてきました。この種のクレーターは、衝突した表面から重要な形態学的特徴を取得できる形状測定技術を使用して観察および研究されてきました。この研究では、深度データの取得に飛行時間型カメラ(MicrosoftKinectOne)を使用することを提案します。一般的に使用される手法と飛行時間データから得られた分析との比較を示します。また、粒状のターゲットの表面に粒状の発射体が衝突することによって生成される衝突クレーターを研究するプロセスのほとんどのタスクを自動化するために開発されたPythonライブラリであるcraterslabもリリースします。このライブラリは、3D地形図の再構築を通じて、衝撃を受けた表面の形態的特徴を取得、特定、測定することができます。私たちの結果は、飛行時間型カメラを使用し、衝突クレーターの系統的な研究にソフトウェアライブラリでデータ処理を自動化すると、プロセスのさまざまな段階で費やす時間を短縮しながら、非常に正確な結果を生成できることを示しています。
非線形ブライトウィーラーペア作成の位相制御
| Title |
Phase_Control_of_Nonlinear_Breit-Wheeler_Pair_Creation |
| Authors |
B._Barbosa,_J._P._Palastro,_D._Ramsey,_K._Weichman_and_M._Vranic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13840 |
電子陽電子対の生成は、パルサー磁気圏やブラックホール降着円盤などの極端な天体物理学的物体の環境で、宇宙全体で発生します。これらの環境を実験室でエミュレートすることは難しいため、ペア作成に超高強度レーザーパルスを使用するようになりました。ここでは、レーザーパルスとその第二高調波の間の位相オフセットを使用して、非線形ブライトホイールプロセスで生成される電子と陽電子の相対的な横運動を制御できることを示します。2色のレーザーパルスと電子ビームの正面衝突の解析理論と細胞内粒子シミュレーションでは、適切な位相オフセットにより、電子は一方の方向にドリフトし、陽電子は他方の方向にドリフトすると予測されています。結果として生じる電流は、非線形ブライトウィーラーの集合的な特徴を提供する可能性があり、一方、相対運動から生じる空間分離は、その後の応用または検出のための陽電子の分離を容易にする可能性がある。
同軸アンテナを使用した $44$ ～ $52\,\mu$eV の範囲のダークフォトン ダークマターのブロードバンド検索の最初の結果
| Title |
First_Results_from_a_Broadband_Search_for_Dark_Photon_Dark_Matter_in_the_$44$_to_$52\,\mu$eV_range_with_a_coaxial_dish_antenna |
| Authors |
Stefan_Knirck,_Gabe_Hoshino,_Mohamed_H._Awida,_Gustavo_I._Cancelo,_Martin_Di_Federico,_Benjamin_Knepper,_Alex_Lapuente,_Mira_Littmann,_David_W._Miller,_Donald_V._Mitchell,_Derrick_Rodriguez,_Mark_K._Ruschman,_Matthew_A._Sawtell,_Leandro_Stefanazzi,_Andrew_Sonnenschein,_Gary_W._Teafoe,_Daniel_Bowring,_G._Carosi,_Aaron_Chou,_Clarence_L._Chang,_Kristin_Dona,_Rakshya_Khatiwada,_Noah_A._Kurinsky,_Jesse_Liu,_Cristi\'an_Pena,_Chiara_P._Salemi,_Christina_W._Wang,_and_Jialin_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.13891 |
我々は、室温パラボラアンテナセットアップを使用して、質量範囲44から52$\mu{\rmeV}$($10.7-12.5\,{\rmGHz}$)の暗黒光子暗黒物質探索の最初の結果を提示する。ギガブレッド。暗黒光子暗黒物質は、面積$0.5\,{\rmm}^2$の円筒形の金属発光面上で通常の光子に変換され、新しい放物線反射鏡によってホーンアンテナに集束されます。信号は低ノイズ受信システムで読み取られます。24日間のデータを使用して実行された最初のデータでは、この範囲の暗黒光子-光子混合パラメータ$\chi\gtrsim10^{-12}$を除いて、この質量範囲で暗黒光子暗黒物質の証拠は90%の信頼度で示されません。レベル。これは既存の制約を約2桁上回り、49$\mu$eV未満のこの範囲の暗い光子に対する最も厳しい制限となります。
私たちの研究では、活動ニュートリノと太陽を取り囲む超軽量ボソン暗黒物質ハローとの間の複雑な相互作用を調査しています。このハローは、太陽の重力場によりいくつかの太陽半径に広がり、時間とともに変化するボソン暗黒物質粒子のコヒーレントに振動する古典的な場構成として表されます。私たちの調査により、利用可能な太陽ニュートリノ束データに基づいて、これらの新しいモデルは従来のニュートリノフレーバー振動モデルの性能を超えていないことが明らかになりました。さらに、次世代の太陽ニュートリノ検出器がどのようにして超軽量暗黒物質ハローの存在または不在の証拠を提供する可能性があるかについて議論します。
ダークマターハローに埋め込まれたSgr A*およびM87*ブラックホールによる強力な重力レンズは、ストリングクラウドと典型的なフィールドを示しています
| Title |
Strong_Gravitational_Lensing_by_Sgr_A*_and_M87*_Black_Holes_embedded_in_Dark_Matter_Halo_exhibiting_string_cloud_and_quintessential_field |
| Authors |
Niyaz_Uddin_Molla,_Himanshu_Chaudhary,_Dhruv_Arora,_Farruh_Atamurotov,_Ujjal_Debnath,_G.Mustafa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14234 |
私たちは、暗黒物質ハローを伴うブラックホールによって引き起こされる強力な重力レンズ現象を調査します。この研究では、普遍回転曲線モデルと冷たい暗黒物質モデルという2つの重要な暗黒物質モデルを使用して、強力な重力レンズ効果を調べます。これを行うために、まず、普遍的な回転曲線と冷たい暗黒物質モデルの両方について、強いレンズ係数と強い偏向角を数値的に推定します。$\alpha_D$で示される偏向角は、$\gamma\cdot2M$の値を一定に保ちながら、パラメーター$\alpha$とともに増加することが観察されます。さらに、$\alpha$の値を一定に保ちながら、パラメーター$\gamma\cdot2M$とともに増加します。パラメータ$\alpha=0$および$\gamma\cdot2M$を持つ暗黒物質ハローを伴うブラックホールの強い偏向角$\alpha_D$は、重力曲げ効果を大幅に強化し、対応する場合を上回ります。標準的なシュヴァルツシルトブラックホール($A=0,B=0,\alpha=0,\gamma\cdot2M=0$)。さらに、いくつかの銀河の中心に位置する$M87^{*}$や$SgrA^{*}$などのさまざまな超大質量ブラックホールの例を使用して、強力な重力レンズ観測を通じて天体物理学的影響を調査します。暗黒物質ハローを持つブラックホールは、標準的なシュヴァルツシルトブラックホール($A=0,B=0,\alpha=0,\gamma\cdot2M=0$)から定量的に区別し、特徴付けることができることが観察されています。私たちの分析結果は、暗黒物質のハローの影響を受けるブラックホールの観測テストが実際に実現可能で実行可能であることを示唆しています。
軌道運動における天文角観測量のケプラー以後の変化
赤経$\alpha$と赤緯$\delta$は、SgrA$^\の超大質量ブラックホールの周りを移動するS星のような主星を周回する天体を対象とした天文調査で最も広く使用されている天文観測量の2つです。銀河センターのast$。いくつかのニュートン(中心体の四重極質量モーメント$J_2$)およびポストニュートン(重力電磁シュワルツシルトおよびレンズ・ティリング)摂動加速度によって引き起こされる軌道ごとのケプラー後正味シフトを解析的に計算した。結果として得られる式は、空間内の主星の自転軸$\mathbf{\hat{k}}$の任意の方向と一般的な軌道配置に対して成立するため、一般的な妥当性を持ちます。1公転周期にわたって実行される架空の2体系の運動方程式の数値積分により、解析的な計算が確認されます。採用された計算スキームは、修正された重力モデルにも直接拡張できます。
乱流媒質中を伝播する非相対論的高マッハ数垂直衝撃の動力学シミュレーション
| Title |
Kinetic_simulations_of_non-relativistic_high-Mach-number_perpendicular_shocks_propagating_in_a_turbulent_medium |
| Authors |
Karol_Fulat,_Artem_Bohdan,_Gabriel_Torralba_Paz,_Martin_Pohl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14388 |
強い非相対論的衝撃は粒子を相対論的エネルギーまで加速することが知られています。ただし、拡散衝撃加速の場合、電子は非常に超熱的なエネルギーを持つ必要があり、非常に効率的な事前加速が必要であることを意味します。発表された研究のほとんどは、均一なプラズマを通じて伝播する衝撃を考慮していますが、これは天体物理環境にとって非現実的な仮定です。2D3Vセル内粒子シミュレーションを使用して、乱流上流媒質を伴う電子イオンプラズマにおける非相対論的高マッハ数衝撃における電子の加速および加熱プロセスを調査します。この目的のために、圧縮乱流を伴うプラズマのスラブが個別にシミュレートされ、衝撃シミュレーションに挿入されます。これには、界面でのプラズマスラブのマッチングが必要です。電磁場と電流を一致させる新しい手順を使用して、上流で密度変動の異なる強度($\lesssim10\%$)を設定して垂直衝撃のシミュレーションを実行します。新しいシミュレーション技術は、乱流媒体内で伝播する衝撃を研究するためのフレームワークを提供します。私たちは、電子加熱、上流電子のダイナミクス、プラズマ不安定性の促進に対する変動の影響を調査します。私たちの結果は、乱流の存在によって上流磁場の変動が増大する一方で、そのレベルは依然として低すぎて、垂直衝撃時の電子の挙動に大きな影響を与えないことを示しています。
スカラー重力波は暗黒エネルギーと普通の物質が直接結合しなくても生成できる
| Title |
Scalar_Gravitational_Waves_Can_Be_Generated_Even_Without_Direct_Coupling_Between_Dark_Energy_and_Ordinary_Matter |
| Authors |
Li-Ying_Chou,_Yi-Zen_Chu,_and_Yen-Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14547 |
重力摂動のスカラーセクターは、加速膨張が宇宙定数によるものではなく、余分な場の自由度によるものである宇宙に浸された孤立した天体物理システムによって励起される可能性があることを指摘します。これは、重力放射線源がこれらの追加場に直接結合していない場合でも当てはまります。これを、単一の正準スカラー場によって駆動される宇宙を考慮して説明します。ゲージ不変形式の範囲内で作業することにより、線形化されたワイルテンソルの電気成分を解き、重力質量のないスピン2(横方向無痕跡)テンソルと(バーディーン)スカラーモードの両方が一般的な天体物理源によって生成されることを実証します。。具体的に言うと、ダークエネルギースカラーフィールドは静止状態から解放されるか、特定のクラスのポテンシャルで最小値に漸近することが許可されます。そして、そのような宇宙に存在する仮想のコンパクトな連星系からの重力放射によって引き起こされる痕跡のない潮汐力を計算します。その大きさはテンソルに比べて非常に小さいですが、このような正準スカラー駆動宇宙におけるスピンゼロ重力波は、ダークエネルギーの状態方程式と連星の軌道の離心率の両方に直接影響を受けます。
パラメータ化されたポストニュートン形式主義における平面楕円三体問題の三角解法
| Title |
Triangular_solution_to_the_planar_elliptic_three-body_problem_in_the_parametrized_post-Newtonian_formalism |
| Authors |
Yuya_Nakamura,_Hideki_Asada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14612 |
三角解法[Phys.Rev.D107,044005(2023)]は、パラメータ化されたポストニュートン(PPN)形式主義における平面円三体問題が最近発見され、エディントン-ロバートソンによって特徴付けられる完全に保守的な理論のクラスに焦点を当てています。パラメータ$\beta$と$\gamma$。本論文では、PPN三角形の解法を準楕円運動に拡張します。この場合、三角形の形状はPPN次数で時間とともに変化します。PPN効果によるペリアストロンシフトも得られます。
将来の重量測定ミッションのための強化された静電および光学加速度計の利点
| Title |
Benefit_of_enhanced_electrostatic_and_optical_accelerometry_for_future_gravimetry_missions |
| Authors |
Alexey_Kupriyanov,_Arthur_Reis,_Manuel_Schilling,_Viali_M\"uller,_J\"urgen_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.14875 |
さまざまな衛星ミッションによる20年間の重力観測により、地球系における質量再分布プロセスに関する独自のデータが得られました。この論文では、将来の重量測定ミッションのための、強化された静電加速度計と新しい光学式加速度計および勾配計の利点を研究します。現在の宇宙重量測定ミッションにおける制限要因の1つは、静電加速度計(EA)のドリフトです。この研究は、レーザー干渉計による読み出し、いわゆる「光学加速度計」を備えた強化型EAのモデリングと、将来の衛星ミッションにおける重力場回復の性能評価に焦点を当てています。この論文では、衛星力学統合、加速度計(ACC)および勾配計シミュレーション、重力場回復のためのさまざまなソフトウェアモジュールを適用して、複数のスコープで重力測定ミッションをシミュレーションします。モデル化された強化された静電および光学ACCの総ノイズバジェットは、他の研究グループによるACCコンセプトと同様の感度を示します。パラメータ化に関するACCのテストマス(TM)の重量と、テストマスと周囲の電極ハウジングとの間のギャップにより、より重いTMとより大きなギャップを備えたACCの方が優れた性能を持つという既知の結果が確認されました。私たちの結果は、新しいACCの予想される利得が、ある時点で衛星間レーザー測距干渉計からのノイズによって潜在的に制限される可能性があることを示唆しています。新しいセンサーの利点を示すために、時間変化する背景モデルと関連するエイリアシング誤差はシミュレーションでは考慮されませんでした。強化されたEAと光学ACCの利用により、精度が大幅に向上しました。現在のGRACE風のEA。また、いわゆる「ベンダー」コンステレーションにおける二重衛星ペアや、低低衛星間の追跡とクロストラック勾配測定の組み合わせにおける利点もシミュレーションされています。
宇宙論におけるエネルギーと粒子生成について: グラビティノの特殊なケース
宇宙論で生成される粒子の数は、正規化された場の瞬時ハミルトニアンのフォック空間から文献で一般的に定義されていますが、あいまいであることはよく知られています。一方、エネルギー運動量テンソルから計算されるエネルギーは物理的なものでなければなりません。対応するフォック空間を比較し、ボゴリュボフ変換を通じてそれらを関連付けます。スピン$0$、$1$、$3/2$の粒子では2つのフォック空間が異なるのに対し、スピン$1/2$フェルミ粒子では同じであることがわかりました。スピン$0$と$1$では、直観的に予想されるように、高い運動量の粒子では2つのフォック空間が揃います。$3/2$スピンすると、2つのパズルが見つかります。1つ目は、対応する2つのフォック空間が、高い運動量の限界でも一致しないことです。2つ目は、正規化された場のラグランジアンと瞬間ハミルトニアンの間の正確な一致という観点から、縦重力子とゴールドスティノの間の等価定理の証拠を提供する一方で、ラリタ-シュウィンガー作用から計算されたエネルギー演算子はそうではないということです。ゴールドスティノのアクションによって簡単に捕らえられているようです。私たちの結果は、宇宙論における非熱重力生成の再分析を示唆しています。
スカラーテンソル $f(R,T_{\mu\nu}T^{\mu\nu})$ 重力における重力誘起物質生成
| Title |
Gravitationally_induced_matter_creation_in_scalar-tensor_$f(R,T_{\mu\nu}T^{\mu\nu})$_gravity |
| Authors |
Ricardo_A._C._Cipriano,_Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo,_Miguel_A._S._Pinto,_Jo\~ao_Lu\'is_Rosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15018 |
この研究では、いわゆるエネルギー運動量二乗重力(EMSG)、つまり$f(R,T_{\mu\nu}T^{\mu\nu})における重力誘発物質生成の可能性を分析します。$gravityは、動的に等価なスカラーテンソル表現で表現されます。この理論における物質と幾何学間の明示的な非極小結合を考慮すると、エネルギー-運動量テンソルは一般に共変保存されず、これが開放系の不可逆熱力学の形式主義に頼ることによって宇宙論的シナリオの研究を動機づけています。$f(R,T_{\mu\nu}T^{\mu\の枠組みで、宇宙の物質生成速度と、生成圧力、温度変化、エントロピー進化などのその後の熱力学特性を導き出すことから始めます。nu})$重力。次に、これらの量は、物質分布のさまざまな仮定、つまり真空宇宙、一定密度宇宙、そして時間とともに変化する密度の宇宙。最後に、さまざまなハッブルパラメーターを使用して宇宙論的解を探索し、標準的な宇宙論的モデルとの比較を提供します。我々の結果は、EMSGの枠組みにおける宇宙論的進化が、低赤方偏移に関する観測宇宙論データと密接に一致していることを示しています。
重力波サロゲートの hp-greedy 削減基底のハイパーパラメータ最適化
| Title |
Hyperparameter_optimization_of_hp-greedy_reduced_basis_for_gravitational_wave_surrogates |
| Authors |
Franco_Cerino,_Andr\'es_Diaz-Pace,_Emmanuel_Tassone,_Manuel_Tiglio,_Atuel_Villegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15143 |
以前の研究では、重力波科学の文脈で、hp貪欲な改良による削減基底のための自動ドメイン分解アプローチに関する初期研究を紹介しました。このアプローチは、グローバルベースよりも次元の低いローカル縮小ベースを同じかそれ以上の精度で構築します。これらの「軽い」ローカルベースは、新しい波形を予測するときのより高速な評価と、より高速なデータ分析、特により高速な統計的推論(それぞれ順問題と逆問題)の両方を意味します。ただし、このアプローチでは、グローバルな縮小基底では現れないいくつかのハイパーパラメータへの重要な依存関係が以前に見つかりました。これは当然、このホワイトペーパーの主題であるハイパーパラメータ最適化(HPO)の問題につながります。私たちはベイズ最適化を通じてこの問題に取り組み、グリッド検索やランダム検索と比較した場合にその優位性を示します。回転しているが歳差運動していない2つのブラックホールの衝突による重力波の場合、同じ精度で、HPOを使用した局所的なhp貪欲な還元基底は、ここで研究したケースでは、次の条件に応じて最大$4\times$の低い次元を持つことがわかります。希望の精度で。この要素は、たとえばパラメータ推定の高速化に直接反映されるはずです。このような加速は、コンパクトな二元合体からの重力波の電磁対応物に対するほぼリアルタイムの要件に役立つ可能性があります。さらに、この論文でHPOに使用したベイジアンアプローチは、たとえばグリッド検索よりも2桁高速であり、約100ドルの\times$の加速が得られることがわかりました。このプロジェクト用に開発されたコードは、パブリックリポジトリからオープンソースとして入手できます。
量子重力におけるユニタリティの現実主義的解釈
ユニタリティは、状態の非正規化可能性と時間の問題により、正準量子重力で実装するのが難しい概念です。この研究では、パイロット波理論に基づく現実主義的なアプローチを採用し、Wheeler-deWitt方程式のAshtekar定式化でこの問題に対処します。理論における明確な配置の仮定を使用して、最近(Phys.Rev.D106.10(2022):106012)で議論された重力フェルミオン系の地球時間を定義します。児玉状態について。全体のハミルトニアン制約は、半古典的近似を行わずに、時間依存のシュレーディンガー方程式を生成します。これを使用して、配置空間にわたる局所連続方程式を導き出します。誘導方程式のレベルで現実条件を実装し、システムの軌道に沿って実際のスピン接続、外部曲率、およびトライアドを取得します。正規化不可能なコダマ状態は、保存された電流密度における完全な量子状態から自然に除外され、量子力学的ユニタリティの可能性が開かれます。また、正規化不可能な状態に適用できるユニタリティーの概念をパイロット波で一般化して、システムの平衡密度の存在を示します。最後に、ハミルトニアン制約の近似解を見つけることによって、ミニ超空間内のユニタリ状態を見つけます。
