パルサータイミングアレイを用いた確率的重力波背景の直線偏光
| Title |
Linear_polarization_of_the_stochastic_gravitational-wave_background_with_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Neha_Anil_Kumar,_Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Gabriela_Sato-Polito,_Marc_Kamionkowski,_Lingyuan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03056 |
最近、パルサータイミング共同研究により、インスピレーションを与える超大質量ブラックホール連星の集団によって発生したものと一致する等方性の確率的重力波背景の検出の証拠が報告された。ただし、ある程度の異方性と分極が存在する場合があります。したがって、さまざまな角度スケールでの背景のエネルギー密度と偏光の特性評価が重要です。この論文では、パルサータイミングアレイで得られたタイミング残差における確率的重力波背景における直線偏光の特徴について説明します。スピン重み付けされた球面調和関数の観点から直線偏光マップを拡張し、それを$E$モード(パリティ偶数)および$B$モード(パリティ奇数)基底に再キャストします。その展開係数の最小分散推定量の式を提供し、等方性GW信号が検出される信号対雑音比と調査内のパルサーの数の関数として検出可能な最小信号を評価します。直線偏光$E$モードの球面調和係数の推定量と強度異方性の推定量の間の共分散を評価します。また、直線偏波の$B$モードの球面調和係数と円偏波の球面調和係数の間には、両方が同じパリティを持っているにもかかわらず、共分散がないことも示します。私たちのアプローチにより、直線偏光のオーバーラップ低減関数のシンプルで洗練された、簡単に評価できる式が得られます。
標準タキオニック共鳴予熱シナリオでは、逆反応効果により、インフレトン内のエネルギー密度の1次の一部のみが放射線に伝達されます。エネルギー伝達効率を改善する考えられる方法の1つは、共鳴生成された娘粒子の摂動崩壊を許容することです。これは、インフレトンから直接崩壊生成物を排出し、逆反応を減らすための「流出路」として機能します。この記事では、余水吐の予熱による2つの観察結果を研究します。1つ目はインフレーション観測量、つまりスカラースペクトルの傾き$n_s$とテンソル対スカラー比$r$に関するものです。放水路シナリオは、インフレーションの終わりと熱ビッグバンの間の状態方程式の発展を修正します。その結果、インフレーションから宇宙マイクロ波背景放射(CMB)までの経過時間、インフレーションモデルの適合とそれに対応する$n_s$と$r$の予測に影響を与えます。放水路シナリオのパラメータ空間を系統的にスキャンすることで状態方程式をマッピングし、最も効率的な放水路シナリオはタキオン予熱シナリオと比較してより青いスペクトルを予測することを示します。もう1つの結果は、高周波の重力波(GW)の生成です。シミュレーション結果をタキオン予熱の結果と比較すると、放水路の存在により、振幅が緩やかに減衰した、より鋭いピークを持つGWスペクトルが得られることがわかります。
初期の銀河形成とハッブル張力
直接測定から得られた宇宙の膨張率と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射の音響パワースペクトルへの適合から推測される宇宙の膨張率との間に緊張が生じており、高次の多重極がCMBフィットに組み込まれていることが明らかになりました。この時間的進化は、細かい角度スケールでの体系的な効果を示唆しており、高い赤方偏移での予想外に巨大な銀河の観察に関連している可能性があります。このような物体は、最後の散乱の表面に異常な重力レンズ効果を引き起こす可能性があり、それが$H_0$の最適値に影響を与える可能性があります。もしそうであれば、ハッブル張力は、局所測定における系統的誤差ではなく、CMBデータのフィッティングにおける系統的効果の結果である可能性があります。
局所宇宙における宇宙の等方性を探る
これは、ALFALFA調査データ($0<z<0.06$)を使用して局所宇宙の統計的等方性を調査するモデルに依存しない解析です。私たちは、ALFALFAカタログからHI銀河系外光源の角度分布を調査し、2点角度相関関数(2PACF)を使用してそれらが統計的等方性仮説と一致するかどうかを研究します。局所宇宙には多数のクラスター構造と大きな空洞があることを認識し、10個の空領域を検査する方向解析を実行するLandy-Szalay推定器を使用して2PACFを計算します。べき乗則ベストフィット解析を使用してこれらの2PACFを調査し、均一性の下で作成されたモックカタログのセットに適用された同じ手順を通じて得られたパラメータと比較することにより、10のALFALFA領域のベストフィットパラメータの統計的有意性を決定します。そして等方性仮説。私たちの結論は、ALFALFA調査のHI情報源によってマッピングされた局所宇宙は、唯一の例外を除いて、小角度分析と大角度分析について$2\,\sigma$信頼水準以内で統計的等方性の仮説と一致するというものです。1つの領域はダイポールリペラの近くにあり、わずかに異常値($2.4\,\sigma$)のように見えます。興味深いことに、HI源の大きな角度分布に関して、文献で報告されている宇宙空隙の存在が2PACFにその痕跡を残している3つの領域が見つかりました。これは、そこに大きな過小密度が投影されていることを示唆しており、数密度コントラスト$\delta\simeq-0.7ドル。現在の文献によると、これらの領域は、局所宇宙空洞および双極子リペラとして知られる空洞構造の空の位置に部分的に対応しています。
マーク付き相関関数を使用した SDSS からの $\Omega_{m}$ の制約の改善
| Title |
Improving_Constraint_on_$\Omega_{m}$_from_SDSS_Using_Marked_Correlation_Functions |
| Authors |
L._M._Lai,_J._C._Ding,_X._L._Luo,_Y._Z._Yang,_Z._H._Wang,_K._S._Liu,_G._F._Liu,_X._Wang,_Y._Zheng,_Z._Y._Li,_L._Zhang_and_X._D._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03244 |
大規模構造(LSS)調査は、宇宙論モデルにますます厳しい制約を与えることになります。最近、密度マーク付き相関関数(MCF)が導入され、簡単に計算できる密度相関統計が提供されます。シミュレーションでは、MCFが標準の2点相関(2PCF)を超えた追加の独立した制約を宇宙論モデルに提供することが実証されました。この研究では、宇宙のクラスタリングと異方性特性に関する統計情報を調査し、MCFのさまざまな重み付けスキームのパフォーマンスを評価することを目的として、SDSSCMASSデータに初めてMCFを適用します。CMASSデータを分析すると、異なる重み($\alpha=[-0.2,0,0.2,0.6]$)を組み合わせることで、MCFが宇宙論的パラメーター$\Omega_m$に厳密かつ独立した制約を与え、次の結果が得られることがわかりました。$1\sigma$レベルでは$\Omega_m=0.293\pm0.006$であり、2PCFと比較して統計誤差が3.4分の1に大幅に減少していることを示しています。私たちの制約は、1$\sigma$レベル内のBOSS銀河\cite{arXiv:2203.08999v2}の小規模クラスタリングから得られた最近の発見と一致しています。しかし、私たちの推定値はプランクの測定値よりも約2.6$\sigma$低いこともわかり、すべての体系が完全に修正された場合、標準の宇宙論モデルを超える新しい物理が存在する可能性があることを示しています。この研究で概説した方法は、他の宇宙論的パラメーターの制約を考慮して、他の調査やデータセットにも拡張できます。さらに、これは、中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)で今後予定されているエミュレータ分析のための貴重なツールとしても機能します。
楕円銀河と円盤銀河の統合線形固有配列モデルと、その結果として得られる楕円率スペクトル
| Title |
A_unified_linear_intrinsic_alignment_model_for_elliptical_and_disc_galaxies_and_the_resulting_ellipticity_spectra |
| Authors |
Basundhara_Ghosh,_Kai_Nussbaumer,_Eileen_Sophie_Giesel_and_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03353 |
円盤銀河の配列は、宇宙の大規模構造の潮汐場が暗黒物質ハローにトルクモーメントを及ぼし、その角運動量、そして最終的には銀河円盤の向きを決定する潮汐トルクによって生じると考えられていた。このモデルでは、結果として生じる固有の楕円率相関は通常、小規模なスケールで存在しますが、観察もシミュレーションも経験的証拠を発見していません。その代わりに、シミュレーションでは、円盤銀河の配列は楕円銀河と同様の配列モデルに従っているが、配列の振幅はより弱いという可能性が指摘されています。私たちの記事では、銀河円盤の潮汐歪みに起因する線形配列の理論を主張し、このモデルの物理的特性を調査し、調査で弱い重力レンズの寄与として現れる角楕円率スペクトルを導き出します。ユークリッドのような。弱いレンズデータにおける配列汚染の軽減に関連するため、円盤銀河の潮汐誘導配列の統計的および物理的特性について詳細に議論し、渦巻銀河と楕円銀河の配列振幅間の一貫性についてコメントし、最後にそれらの配列の振幅を推定します。ユークリッドのようなサーベイによる可観測性。
ニューラルネットワークを用いた個々の銀河の視線速度の推定 I. 大規模な赤方偏移空間歪みのモデル化
| Title |
Estimation_of_line-of-sight_velocities_of_individual_galaxies_using_neural_networks_I._Modelling_redshift-space_distortions_at_large_scales |
| Authors |
Hongxiang_Chen,_Jie_Wang,_Tianxiang_Mao,_Juntao_Ma,_Yuxi_Meng,_Baojiu_Li,_Yan-Chuan_Cai,_Mark_Neyrinck,_Bridget_Falck,_Alexander_S._Szalay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03469 |
我々は、観測された赤方偏移空間銀河分布から個々の銀河の視線速度を推定するための人工ニューラルネットワーク(ANN)に基づくスキームを提案する。赤方偏移空間内の各銀河を取り囲む環境特性を使用してネットワークをトレーニングすることにより、ANNモデルは個々の銀河の視線速度を正確に予測できます。この速度をRSD効果の除去に使用すると、実空間の2点相関関数(TPCF)を$s$>8$h^{-1}\mathrm{Mpcで1%以上の精度で復元できます。}$、グラウンドトゥルースと比較してすべてのスケールで4%。実空間パワースペクトルは、$k$<0.5$\mathrm{Mpc}^{-1}h$では3%以内、すべての$k$モードでは5%未満で回復できます。TPCFまたはパワースペクトルの四重極モーメントは、$s$=10$h^{-1}\mathrm{Mpc}$またはすべての$k$モードまでほぼゼロであり、これは、RSD効果。新しいデータで追加のトレーニングを行わなくても、大規模スケールでは、私たちのネットワークがさまざまな宇宙論モデルに適応し、高い赤方偏移と高いバイアスで銀河サンプルを模擬し、15$h^{-を超えるスケールで10%未満の誤差を達成できることを実証します。1}\mathrm{Mpc}$。大規模な密度に敏感であるため、大規模なクラスター内の神のフィンガーを削除することはできませんが、他の場所の実空間銀河の位置を回復することには非常にうまく機能します。私たちのスキームは、個々の銀河の固有速度を予測し、将来の大規模銀河調査でRSD効果を直接除去し、3次元宇宙速度場を正確に再構成する新しい方法を提供します。
マルチセクター TESS 測光を使用してホット ジュピター系の惑星を検索します。 IV. 12 のシステムでのヌル検出
| Title |
Search_for_Planets_in_Hot_Jupiter_Systems_with_Multi-Sector_TESS_Photometry._IV._Null_Detections_in_12_Systems |
| Authors |
G._Maciejewski,_J._Sierzputowska,_J._Golonka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03319 |
我々は、12の惑星系におけるトランジット高温木星の近くの伴星を検索した結果を示します:HAT-P-24、HAT-P-39、HAT-P-42、HAT-P-50、KELT-2、KELT-15、KELT-17、WASP-23、WASP-63、WASP-76、WASP-79、およびWASP-161。私たちの分析は、トランジット系外惑星調査衛星からのマルチセクター時系列測光と正確なトランジットタイミングデータセットに基づいていました。地球半径2～4領域までは、追加の通過惑星は検出されませんでした。10個のホットジュピターでは、直線的な通過暦からの逸脱は観察されませんでした。文献で主張されているWASP-161bの公転周期の長期変動に反論する一方で、WASP-79bの公転周期が短縮しているという暫定的なヒントに気づきました。さらに、いわゆるエクソムーンコリドーに典型的な特徴を持つ、KELT-2Abの短周期の通過タイミング変動を発見しました。しかし、これらの発見を確認するにはさらなる観察が必要であると結論付けています。
惑星形成円盤における物理化学的プロセス
この論文は、2009年以降の惑星形成円盤の熱化学モデリングの分野における私の科学的研究、特に原始惑星系円盤モデル(ProDiMo)の開発を要約したものです。化学速度ネットワークと連続線および線放射伝達、および軸対称ディスク構造におけるすべての関連するダストおよびガスの加熱および冷却速度の計算を組み合わせることで、これらのモデルは、ディスクの分子組成、ディスクの内部ガス、およびダストの温度構造、および耐火性ダスト粒子の表面に形成される氷層の組成。ProDiMoの開発には約15年かかりました。私はProDiMoプロジェクトを開始し、主な開発者ですが、国際的な科学者チーム、特にIngaKamp、Wing-FaiThi、ChristianRabの関与がなければ、ProDiMoはその機能を発揮せず、世界のレベルには達していなかったでしょう。現在までに達成されている国際的な認識。線および連続体の放射伝達の形式的な解を使用すると、これらのディスクのスペクトルの外観を光学波長からミリメートル波長まで、たとえば連続体および線束、単色画像、半径方向強度プロファイル、ディスクをプローブする高解像度の線プロファイルなどを予測できます。ダイナミクス、可視性、チャンネルマップ。この論文の大部分は、これらの予測を、さまざまな宇宙および地上の天文機器、特にHerschel/PACS、Spitzer/IRS、VLT/CRIRES、JWST/MIRIによって得られた円盤観測と比較した出版物について説明しています。アルマ。これらの観察は、さまざまな半径方向のディスク領域およびミッドプレーン上のさまざまな層のガスと塵を調査します。この論文は、系外惑星の誕生の場所としての原始惑星系円盤の化学的および物理的状態について、ProDiMo熱化学円盤モデルから導かれた結論を要約したものです。
JWST 中赤外線カウントのモデリング: IRAS、ISO、Spitzer 用に派生したモデルとの優れた一貫性
IRAS、ISO、およびスピッツァーのミッションからの中赤外線(8～24ミクロン)源数に適合するために2009年に導出されたモデルは、JWSTによる深部数に優れた適合性を提供し、塵の多い星形成銀河の進化がよく理解されていることを示しています。高い赤方偏移における銀河内の塵の進化が議論され、これをモデル化するための簡単な処方が提案されています。これにより、サブミリメートル波長でのソース数のより現実的なモデルが可能になります。250、500、850、および1100ミクロンカウントへの適切な適合が得られます。したがって、この論文では、IRAS、ISO、スピッツァー、アカリ、ハーシェル、サブミリ地上、およびJWSTの調査を1つの図にまとめています。
AGN ホスト銀河における分子雲と CO 励起のモデル化
| Title |
Modelling_molecular_clouds_and_CO_excitation_in_AGN-host_galaxies |
| Authors |
Federico_Esposito,_Livia_Vallini,_Francesca_Pozzi,_Viviana_Casasola,_Almudena_Alonso-Herrero,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Roberto_Decarli,_Francesco_Calura,_Cristian_Vignali,_Matilde_Mingozzi,_Carlotta_Gruppioni,_Dhrubojyoti_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03058 |
活動銀河における分子線発光を推定するための新しい物理的動機モデルを提案します。このモデルでは、(i)巨大分子雲(GMC)の内部密度構造、(ii)光解離領域(PDR)とX線をそれぞれ生成する星と活動銀河核(AGN)の両方に関連する加熱が考慮されています。GMC内の支配領域(XDR)、および(iii)銀河体積内のGMCの質量分布。このモデルには、入力パラメータとして、特定の銀河の分子量、遠紫外光束、X線光束の動径プロファイルが必要であり、COからH2への変換係数$\alpha_{CO}という2つの自由パラメータがあります。$、およびX線減衰柱密度$N_H$。我々は、24個の局所($z\leq0.06$)AGNホスト銀河のサンプルでこのモデルをテストし、一酸化炭素スペクトル線エネルギー分布(COSLED)をシミュレートしました。その結果を利用可能な観測結果と比較し、マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを使用して銀河ごとに最良の値($\alpha_{CO}$,$N_H$)を計算し、文献に存在する値と一致する値を見つけます。サンプルの中央値$\alpha_{CO}=4.8$M$_{\odot}$(Kkms$^{-1}$pc$^{2}$)$^{-1}$が見つかりました。。モデル化されたすべての銀河において、COSLEDのXDR成分が$J_{\text{upp}}\geq4$からのCO光度を支配していることがわかります。分子ガス密度の詳細な分布が考慮されると、$J$の中間/高値でのPDR放出はXDRに関して無視できるものになると結論付けています。
JWST 解明された恒星集団早期リリース科学プログラム IV: ローカル グループ銀河 WLM の星形成史
| Title |
The_JWST_Resolved_Stellar_Populations_Early_Release_Science_Program_IV:_The_Star_Formation_History_of_the_Local_Group_Galaxy_WLM |
| Authors |
Kristen._B._W._McQuinn,_Max_J._B._Newman,_Alessandro_Savino,_Andrew_E._Dolphin,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams,_Martha_L._Boyer,_Roger_E._Cohen,_Matteo_Correnti,_Andrew_A._Cole,_Marla_C._Geha,_Mario_Gennaro,_Nitya_Kallivayalil,_Karin_M._Sandstrom,_Evan_D._Skillman,_Jay_Anderson,_Alberto_Bolatto,_Michael_Boylan-Kolchin,_Christopher_T._Garling,_Karoline_M._Gilbert,_Leo_Girardi,_Jason_S._Kalirai,_Alessandro_Mazzi,_Giada_Pastorelli,_Hannah_Richstein,_and_Jack_T._Warfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03060 |
我々は、JWSTNIRCam装置で画像化された分解された恒星集団から導出された最初の星形成履歴(SFH)と年齢と金属性の関係(AMR)を提示します。ターゲットは、970kpcのローカルグループ星形成銀河WLMです。色振幅図(CMD)の深度は、M_F090W=+4.6等でSNR=10の最も古いメインシーケンスターンオフを下回ります。これは、天の川銀河の衛星ではない銀河の中で最も深いCMDです。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の光学イメージングをNIRCam観測と重ね合わせて使用し、2つの偉大な天文台からのデータに基づいて導出されたSFHを直接評価します。JWSTとHSTベースのSFHは非常によく一致しています。JWSTデータに基づくAMRの傾向を確認するために、星のスペクトルから測定された金属量分布関数を使用します。まとめると、これらの結果は、NIRCamF090W-F150Wフィルターの組み合わせによるSFHとAMRの回収の有効性を確認し、SFH回収作業における光学と比較した近赤外での恒星進化ライブラリーの感度と精度の検証を提供します。JWSTデータから、WLMは星形成の早期開始と、それに続く再電離後の星形成が再点火するまでの長時間の休止期間を示しており、これは孤立銀河しし座とみずがめ座で観察されたものと定性的に類似しています。定量的には、恒星の質量の15%が最初の回帰で形成されましたが、次の約5回にわたって形成されたのはわずか10%でした。その後、星の質量は約2.5ギヤで急速に2倍になり、その後、最後の約5ギヤにわたって恒星が形成され続けました。
$z \sim 4.53$ の「小さな赤い点」の JWST スペクトルを解読: 隠れた AGN とその星形成ホスト
| Title |
Deciphering_the_JWST_spectrum_of_a_'little_red_dot'_at_$z_\sim_4.53$:_An_obscured_AGN_and_its_star-forming_host |
| Authors |
Meghana_Killi_(1,2,3),_Darach_Watson_(1,2),_Gabriel_Brammer_(1,2),_Conor_McPartland_(1,2),_Jacqueline_Antwi-Danso_(4),_Rosa_Newshore_(5),_Dan_Coe_(6,7,8),_Natalie_Allen_(1,2),_Johan_P._U._Fynbo_(1,2),_Katriona_Gould_(1,2),_Kasper_E._Heintz_(1,2),_Vadim_Rusakov_(1,2),_Simone_Vejlgaard_(1,2)_((1)_Cosmic_Dawn_Center_(DAWN),_(2)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_(3)_Instituto_de_Estudios_Astrof\'isicos,_Facultad_de_Ingenier\'ia_y_Ciencias,_Universidad_Diego_Portales,_(4)_David_A._Dunlap_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(5)_Department_of_Physics,_Clark_University,_(6)_Space_Telescope_Science_Institute_(STScI),_(7)_Association_of_Universities_for_Research_in_Astronomy_(AURA)_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_STScI,_(8)_Center_for_Astrophysical_Sciences,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03065 |
JWSTは、「小さな赤い点」と呼ばれる、レストフレームの赤色の光学/近赤外線(NIR)と青色の紫外線(UV)色を備えた、多数の非常にコンパクトな光源のクラスを明らかにしました。$z=4.5321\pm0.0001$の小さな赤い点J0647_1045の信号対雑音比が最も高いJWSTNIRSpec/PRISMスペクトルの1つを提示し、そのNIRCam形態を調べて、UVと光学/NIR放射を観察し、小さな赤い点現象の性質を解明します。J0647_1045は3つのNIRCam長波長フィルターでは未解決($r_e<0.17$kpc)ですが、3つの短波長フィルターでは大幅に拡大($r_e=0.45\pm0.06$kpc)、青色の中に赤色のコンパクトな光源を示しています。星形成銀河。スペクトル連続体は、光学/UVの青からレストフレーム光学/NIRの赤まで、傾きが明確に変化していることを示しています。これは2つの異なる成分と一致しており、異なる減衰のべき乗則によって当てはめられます:$A_V=0.54\pm0.01$(UV)および$A_V=5.7\pm0.2$(光学/NIR)。H$\alpha$線をフィッティングするには、広い成分(半値$\sim4300\pm300kms^{-1}$での全幅)と狭い成分の両方が必要ですが、H$\を含む他の輝線は必要ありません。beta$、広範さの証拠を示します。ナローH$\alpha$とH$\beta$を使用してBalmerデクリメントから$A_V=1.1\pm0.2$を計算し、ブロードH$\alpha$とブロードHの上限から$A_V>4.1\pm0.2$を計算します。$\beta$、それぞれ青と赤の連続体の減衰と一致します。シングルエポックH$\alpha$線幅に基づくと、中心ブラックホールの質量は$8\pm1\times10^8M_\odot$です。私たちの発見は、多成分モデルと一致しており、光学/NIRと太い線は、非常に不明瞭で空間的に未解決の領域、おそらく比較的巨大な活動銀河核から生じており、一方で、あまり不明瞭ではないUV連続体と細い線は、少なくとも発生しています。部分的には、小さいながらも空間的に分解された星形成母銀河からのものです。
MIRI/JWST が観測した、明るい塵の多い z=4 銀河 GN20 における塊状の星形成と不明瞭な核スターバースト
| Title |
Clumpy_star_formation_and_an_obscured_nuclear_starburst_in_the_luminous_dusty_z=4_galaxy_GN20_seen_by_MIRI/JWST |
| Authors |
A._Bik,_J._\'Alvarez-M\'arquez,_L._Colina,_A._Crespo_G\'omez,_F._Peissker,_F._Walter,_L._A._Boogaard,_G._\"Ostlin,_T.R._Greve,_G._Wright,_A._Alonso-Herrero,_K.I._Caputi,_L._Costantin,_A._Eckart,_S._Gillman,_J._Hjorth,_E._Iani,_I._Jermann,_A._Labiano,_D._Langeroodi,_J._Melinder,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_J.P._Pye,_P._Rinaldi,_T._Tikkanen,_P._van_der_Werf,_M._G\"udel,_Th._Henning,_P.O._Lagage,_T._Ray,_and_E.F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03074 |
塵に覆われた星形成銀河は、星形成が非常に隠されているため、光のほとんどを遠赤外からミリ波長で放射します。遠赤外およびmm観測により、それらの塵、中性および分子ガスの特性が明らかになりました。JWSTは静止系の光学波長と近赤外線波長で感度が高いため、星や電離ガスの含有量を研究できるようになりました。$z$=4.0548の塵の多い星形成銀河であるGN20におけるイオン化ガスの空間分解分布と運動学を調査します。我々は、GN20の近赤外静止系放射の深部MIRI/MRS積分場分光法を紹介します。半径6kpcの範囲で、塊状の形態で分布する、空間的に分解された\paaを検出します。\paa\から導出される星形成率(144$\pm$9\msunperyear)は、赤外線星形成率(1860$\pm$90\msunperyear)のわずか7.7$\pm0.5$\%です。これは、特にGN20の核内での非常に高い減光(A$_V$=17.2$\pm$0.4等、またはA$_{V,mixed}$=44$\pm$3等)によるものであると考えられます。かすかな\paa\が検出され、深く埋もれたスターバーストを示唆しています。\paa\放出の中に、空間的に未解決の4つの塊が特定されました。二重ピークの\paa\プロファイルに基づいて、各凝集塊が少なくとも2つのサブ凝集塊から構成されていることがわかります。私たちは、質量の上限が重力的に不安定なガス状円盤内で形成されることと一致していることを発見しました。GN20のUV明るい領域には\paa\発光が検出されず、銀河のこの領域の年齢が10ミリ秒以上であることを示唆しています。\paa\の回転プロファイルから、ガス運動学は回転が支配的であり、$v_{rot}/\sigma_{m}=3.8\pm1.4$は低赤方偏移LIRGに似ていると結論付けます。GN20で見られる塊は、GN20の内部ディスクとバルジの構築に寄与している可能性があると推測しています。
3つの天の川視線における3.2-3.3 $\mu$m星間吸収特徴の解析
| Title |
Analysis_of_the_3.2-3.3_$\mu$m_Interstellar_Absorption_Feature_on_Three_Milky_Way_Sightlines |
| Authors |
L._S._Bernstein_and_T._R._Geballe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03086 |
我々は、3つの天の川源、2MASS$J17470898-2829561$(2M1747)と五つ子星団（どちらも銀河の中心に位置する）に向かう拡散星間物質で観察された$3.2-3.3~μmの吸収特徴のスペクトルの新しい分析を報告する。、シグナスOB2-12。$3.2-3.3~\μ$mの間隔は、コンパクトな多環芳香族炭化水素(PAH)のCH伸縮領域と一致します。2M1747スペクトルに焦点を当てます。公開されている光学深度スペクトルには、残留地テル透過特性が含まれています。これは、ソースとその地テル標準星の観測値の間の平均気団の0.06の差から生じます。気団残留光学深度スペクトルを追加して、公開されたスペクトルを修正しました。補正されたスペクトルは、4つのガウス分布の重ね合わせによってよく適合します。他の2つの光源の吸収スペクトルも、同様の中心波長、幅、および相対的なピーク不透明度を持つ4つのガウス分布によって当てはめられました。$3.23-3.31~\μ$mの間隔をカバーする3つの長波長ガウス分布を、正、中性、および負の荷電状態にあるコンパクトなPAHと関連付けます。不規則な形状のPAHで、3.21$\μ$m付近の最短波長ガウスを特定します。補正された2M1747スペクトルのスペクトル平滑性によって課せられた制約と、漸近後の巨大枝星のPAHクラスター形成モデルによって強化された制約は、拡散星間物質中のPAHの$>99$\%\が小さなクラスターに存在することを示唆しています。この研究はPAH仮説を支持し、C$_{66}$H$_{20}$(サークムバレン)親を持つ主にコンパクトなPAHのファミリーが観測された中赤外および紫外星間吸収スペクトルと一致することを示唆しています。
ALMaQUEST 調査 XI: 星形成と動的平衡圧力との間の強力だが非線形の関係
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey_XI:_A_strong_but_non-linear_relationship_between_star_formation_and_dynamical_equilibrium_pressure |
| Authors |
Sara_L._Ellison,_Hsi-An_Pan,_Asa_F._L._Bluck,_Mark_R._Krumholz,_Lihwai_Lin,_Leslie_Hunt,_Edvige_Corbelli,_Mallory_D._Thorp,_Jorge_Barrera-Ballesteros,_Sebastian_F._Sanchez,_Jillian_M._Scudder,_Salvatore_Quai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03132 |
我々は、元の46個のALMaQUEST銀河と、さらに20個の相互作用銀河の新しいALMA観測を組み合わせた、拡張されたALMAMaNGA消光および星形成調査を紹介します。よく研究された3つのスケーリング関係が、拡張サンプル内の19,999個の星形成スパセルに適合します。すなわち、分解されたシュミット・ケニカット(rSK)関係、分解された星形成主系列(rSFMS)、および分解された分子ガス主系列(rMGMS)です。。さらに、動的平衡圧力(PDE)と星形成速度表面密度(Sigma_SFR)の関係を調査します。これを分解PDE(rPDE)関係と呼びます。通常の星形成銀河に焦点を当て、ほぼ線形のrPDE関係を発見したこれまでの研究とは対照的に、拡張ALMaQUESTサンプル中により活発に星形成銀河が存在することにより、高圧での関係の顕著な反転が明らかになりました。rPDE関係への線形近似の周りのばらつきは他の3つの関係と似ていますが、非線形依存関係を抽出できるランダムフォレスト分析では、Sigma_SFRを予測する上でPDEがSigma_H2やSigma_starよりも明らかに重要であることがわかります。我々は、観測されたrPDE関係を星形成の圧力制御フィードバック変調(PRFM)モデルの予測と比較し、全球SFMS上に存在する銀河が実際にPRFM理論によって予測されたrPDE関係に厳密に従っていることを発見しました。ただし、全球SFMSの上下にある銀河は、モデルからの大幅な逸脱を示しています。高いSFRを持つ銀河は、局所的な星形成のフィードバックに加えて、乱流への他の寄与を含むモデルと一致します。
Banik らの Wide Binary Gravity テストの方法論的な欠点について。 2024年
昨年、私たちは、空の平面$v_{2D}$と$s_{2D}$上の相対速度と距離を研究することにより、重力異常の存在を確認する4つの独立した査読済み研究を発表しました。{\itGaia}衛星によって観測された連星。これらの研究は、高加速$s_{2D}<2000$au領域ではニュートン力学と完全に一致する結果を示していますが、低加速$s_{2D}>2000$au領域ではMOND現象学を決定的に特定しています。これら4つの研究は、さまざまなサンプル選択戦略にまたがり、さまざまな統計手法もカバーしています。いずれの場合でも、結果は一貫して、低加速度$s_{2D}>2000$における重力定数の実効値の変化を特定しています。$G\to\gammaG$のレジーム($\gamma=1.5\pm\sigma_{\gamma}$、$0.06<\sigma_{\gamma}<0.2$、サンプル選択戦略と統計モデリングに応じて)実装されました。最近、Banikらによる矛盾した研究が発表されました。(2024)(元々は2023年のarXiv:2311.03436)、MOND代替モデルよりも純粋なニュートンモデルの方が統計的に19$\sigma$優先されると主張し、$v_{2D}$と$s_{2D}$の分布も調べています。{\itGaia}衛星からのワイドバイナリ。ただし、$s_{2D}>2000$au体制に限ります。この研究を精査すると、使用されたデータの誤差構造と矛盾する統計処理が使用されていることが容易にわかります。上記に関連して、Baniketal.で見つかった最適な後方物理パラメータは、次のとおりです。(2024)は、推定された重力指数と相関関係がないことを示しています。この短いコメントでは、上記を拡張して、Banikらの結果が次のことを示すことを示します。(2024)は、扱われている問題の物理学によるものではなく、その研究の方法論的な問題によるものです。
$\alpha$ で強化された宇宙化学: 極端な銀河条件における炭素循環
| Title |
$\alpha$-enhanced_Astrochemistry:_the_Carbon_cycle_in_extreme_galactic_conditions |
| Authors |
Thomas_G._Bisbas,_Zhi-Yu_Zhang,_Eda_Gjergo,_Ying-He_Zhao,_Gan_Luo,_Donghui_Quan,_Xue-Jian_Jiang,_Yichen_Sun,_Theodoros_Topkaras,_Di_Li,_and_Ziyi_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03237 |
天体化学は、天の川銀河(MW)銀河のさまざまな条件、および近距離および遠距離の銀河における星間物質(ISM)の物理的特性を調査するための強力なツールとして広く開発されてきました。現在の研究のほとんどは、従来、気相金属量に基づいてすべての元素存在量に線形スケーリングを適用しています。しかし、炭素や酸素を含むこれらの元素は、スターバースト、高赤方偏移銀河、低赤方偏移銀河などの複数の銀河観測における$\alpha$増強から明らかなように、星の元素合成と銀河全体の化学進化によって異なって濃縮される。金属性の矮星。私たちは天体化学モデリングを実行して、「炭素循環」と呼ばれる炭素の三相（C$^+$、C、CO）の存在量に対する$\alpha$増強ISMガス雲の影響をシミュレートしました。考慮されるISM環境パラメータには、2つの宇宙線イオン化率($\zeta_{\rmCR}=10^{-17}$および$10^{-15}\,{\rms}^{-1}$)が含まれます。、2つの等方性FUV放射場の強度($\chi/\chi_0=1$および$10^2$)、および金属性に対する塵とガスの(準)線形関係は、さまざまな種類の銀河のISM条件を模倣します。[C/O]$<$0の銀河では、CO、C、C$^+$はすべて存在量と発光の両方で減少しますが、差分バイアスはあります。[CI]-の最近の発見と一致して、低$J$CO放出は分子ガスの最も安定したトレーサーであることがわかりましたが、CとC$^+$は限られた条件下でのみH$_2$ガスを追跡します。暗黒銀河。[CII]~$158\mu$mと[CI](1-0)を、[C/O]比がゼロではない拡散ガスと高密度ガスの両方に対する代替H$_2$ガストレーサーとして使用する場合は注意が必要です。
ソンブレロ銀河の影響圏にある新たな矮銀河候補
| Title |
New_dwarf_galaxy_candidates_in_the_sphere_of_influence_of_the_Sombrero_galaxy |
| Authors |
Ethan_Crosby,_Helmut_Jerjen,_Oliver_M\"uller,_Marcel_S._Pawlowski,_Mario_Mateo_and_Federico_Lelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03486 |
我々は、局所体積内で最も明るい銀河であるソンブレロ銀河(M104)の影響範囲内で40個の新しい衛星矮小銀河候補を発見したことを報告します。私たちは、SubaruHyperSuprime-Camを使用して、その周囲の14.4平方度をビリアル半径まで調査しました。深層画像の視覚検査とGALFITモデリングにより、$M_{g}\sim-9$($L_{g}\sim3\times10^{5}\,L_\odot$)に至るまで非常に完成度の高い銀河サンプルが得られました。M104の距離を仮定すると、等級$-16.4<M_g<-8$と半光半径$50\,pc\<\r_e\<\1600\,pc$に及びます。これらの新しい40個（そのうち27個は信頼性の高いグループメンバー）により、ビリアル半径内のM104の潜在的な衛星の数が2倍になり、ローカルボリュームで最も豊富なホストの1つに入ります。主成分分析(PCA)を使用すると、候補のサンプル全体がほぼ円形のオンスカイ分布と一致しており、IllustrisTNG100-1シミュレーションで見つかった比較可能な環境よりも円形であることがわかりました。ただし、高確率サンプルの分布はより扁平であり、シミュレーションと一致しています。衛星の累積輝度関数は、$M_{g}<-16.4$($L_{g}\sim3\times10^{8}\,L_\odot)の明るい衛星が含まれていないにもかかわらず、シミュレーションの類似関数とほぼ一致しています。$)、$2.3\,\sigma$の発生。グループのメンバーシップを確認するための追跡分光法は、これらのシステムがM104のハローの構造と形成履歴のプローブとしてどのように機能するかを実証し始めるでしょう。
銀河特徴検出のための転移学習: Faster R-CNN を使用した低赤方偏移銀河における巨大な星形成塊の発見
| Title |
Transfer_learning_for_galaxy_feature_detection:_Finding_Giant_Star-forming_Clumps_in_low_redshift_galaxies_using_Faster_R-CNN |
| Authors |
J\"urgen_Popp,_Hugh_Dickinson,_Stephen_Serjeant,_Mike_Walmsley,_Dominic_Adams,_Kameswara_Mantha,_Vihang_Mehta,_James_Dawson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03503 |
巨大星形成塊(GSFC)は、高赤方偏移(z>1)銀河で一般的に観察される集中的な星形成領域ですが、その形成と銀河進化における役割は依然として不明です。低赤方偏移の塊状銀河類似物の高解像度観察はまれであり、限られた銀河に限定されていますが、広視野銀河調査データの利用可能性の増加により、大きな塊状銀河サンプルの検出がますます実現可能になっています。深層学習、特にCNNは、天体物理データ分析における画像分類タスクに適用されて成功しています。ただし、比較的未開発のままであるDLのアプリケーションの1つは、天体物理画像データ内の特定の物体や特徴を自動的に識別して位置を特定するアプリケーションです。この論文では、深層学習ベースの物体検出モデルを使用して、天体物理画像データ内のGSFCの位置を特定する実現可能性を実証します。FasterR-CNN物体検出フレームワーク(FRCNN)を適用して、低赤方偏移(z<0.3)銀河内のGSFCを識別します。他の研究とは異なり、私たちは既知のラベルが付いたシミュレーション画像ではなく、SloanDigitalSkySurveyLegacySurveyによって収集され、市民科学プロジェクト「GalaxyZoo:ClumpScout」のボランティアによってラベル付けされた実際の観測データに基づいてさまざまなFRCNNモデルをトレーニングします。FRCNNモデルは、「バックボーン」特徴抽出器としてCNNコンポーネントに依存します。天体物理画像を使用して画像分類用に事前トレーニングされたCNNは、地上画像で事前トレーニングされたCNNよりも優れたパフォーマンスを発揮することを示します。特に、ドメイン固有のCNN(「Zoobot」)を一般的な分類バックボーンと比較したところ、Zoobotの方がより高い検出パフォーマンスを実現し、そのために必要なトレーニングデータセットもより小さいことがわかりました。私たちの最終モデルは、約5,000枚の銀河画像のみでトレーニングしながら、0.8以上の完全性と純度でGSFC検出を生成できます。
SARAO MeerKAT 銀河面調査における HI 銀河の署名 $-$ I. 回避ゾーンの内側を横切るグレート アトラクター ウォールの豊かさを探る
| Title |
HI_Galaxy_Signatures_in_the_SARAO_MeerKAT_Galactic_Plane_Survey_$-$_I._Probing_the_richness_of_the_Great_Attractor_Wall_across_the_inner_Zone_of_Avoidance |
| Authors |
Nadia_Steyn,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Sushma_Kurapati,_Hao_Chen,_Bradley_Frank,_Paolo_Serra,_Lister_Staveley-Smith,_Fernando_Camilo,_and_Sharmila_Goedhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03545 |
この論文は、SARAOMeerKAT銀河面探査(SMGPS)$-$の天の川南部に沿った狭い帯($b\sim3^\circ$)から抽出された最初のHI結果を示します。主な目標は、最も内側の回避ゾーンを越えてグレートアトラクター(GA)の壁をトレースすることでした。経度範囲$302^\circ\leq\ell\leq332^\circ$にわたるセグメントを、赤方偏移範囲$z\leq0.08$に対して縮小しました。優れたSMGPS感度(rms=0.3-0.5mJybeam$^{-1}$/44kms$^{-1}$チャンネル)と角度分解能($\sim$31"$\times$26")により、GA距離での検出限界はlog$(M_{\rmHI}/$M$_\odot)\geq$8.5($V_{\rmhel}\sim3500-6500$kms$^{-1})$)。合計477個の銀河候補が赤方偏移範囲全体にわたって特定されました。いくつかのHI検出を文献内の対応物(主にHIZOA)と比較したところ、HIフラックスおよびその他のHIパラメーターが非常に一貫していることがわかりました。GA壁の継続は、GA距離範囲における$N=214$の顕著な過密度検出によって確認されます。より高緯度では、壁はより高い赤方偏移に移動し、銀河バルジの背後にあるへびつかい座星団との関連の可能性を裏付けています。この深層干渉法HI調査は、高い遮蔽と連続背景にもかかわらず、これらの極低緯度における大規模構造の洞察力を向上させるSMGPSの力を実証しています。
ストライプ 82 領域の $z=0.2-0.8$ で選択された X 線 AGN の多波長 SED 分析
$z=0.2-0.8$でX線で検出された活動銀河核(AGN)の系統的な多波長スペクトルエネルギー分布(SED)解析を、60個のタイプ1と137個のタイプからなるストライプ82領域のSDSS対応物を用いて実行します。$41.6<{\rmlog}\L_{\rmx}<44.7$の2～10keVの光度範囲をカバーする-2個のAGN。塵の多い極性成分を含む最新のCIGALEコードを採用。タイプ1AGNの信頼できるホストおよびAGNパラメータを取得するために、Liらによるホスト銀河の画像分解光学SEDを利用します。(2021)スバルHyperSuprime-Cam(HSC)画像に基づいています。X線で検出されたタイプ1AGNサンプルのブラックホール質量($M_{\rmBH}$)と恒星質量($M_{\rmstellar}$)の平均比$\log(M_{\rmBH}/M_{\rmstellar})=-2.7\pm0.5$は、Liらが報告したブラックホールと星の質量の間の局所的な関係に近いです。(2021)SDSSクェーサーの場合。この比率は、$z\sim1.5$でより明るい($\logL_{\rmbol}>45$)タイプ1AGNで見られるものよりわずかに低くなります。これは、赤方偏移によってほとんど変化しない$\log(M_{\rmBH}/M_{\rmstellar})$のAGN光度依存性によって説明できます。UVからX線への傾き($\alpha_{\rmOX}$)またはX線からボロメトリックへの補正係数($\kappa_{2-10}$)がAGN光度とともに増加する傾向を確認します。エディントン比とか。同じ光度範囲を持つタイプ1とタイプ2AGNは同様のホスト星の質量分布を共有する一方、タイプ2はタイプ1よりも小さいAGN光度を示す傾向があることがわかりました。これは、明度(またはエディントン比)に依存する統一スキームをサポートします。
z=2.53で原始星団を形成するUSS 1558-003における星形成の強化と金属性欠損
| Title |
Enhanced_star_formation_and_metallicity_deficit_in_the_USS_1558-003_forming_protocluster_at_z=2.53 |
| Authors |
Jose_Manuel_P\'erez-Mart\'inez,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Rhythm_Shimakawa,_Tomoko_L._Suzuki,_Kazuki_Daikuhara,_Kota_Adachi,_Masato_Onodera,_Ichi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03574 |
Keck/MOSFIREによるKバンド多物体近赤外分光法を使用して、集合しているUSS1558の3つの主要な塊全体にわたる27の狭帯域選択されたH$\alpha$エミッター（HAE）のガス特性に関する環境痕跡を検索します。$z=2.53$の-003プロトクラスター。我々は、H$\alpha$と[NII]$\lambda$6584輝線をターゲットにして、星形成速度(SFR)と源の気相酸素存在量を取得し、23個の天体のメンバーであることを確認しました。この原始星団に属するHAEは、同じ宇宙時代における星形成の主な順序に関して強化されたSFRを示します。この効果は低質量銀河($\mathrm{\logM_*/M_\odot<10.0}$)でより顕著であり、形成直後に活発な質量集合が起こっている可能性があります。ソースの個別および積層気相金属量を計算し、フィールドの質量金属量関係および$z=2.16$の巨大なクモの巣原始クラスターと比較した場合、低質量天体の金属量不足を発見しました。これらの結果は、USS1558--003内のHAEがクモの巣原始クラスター内のHAEよりも進化が遅れている可能性があることを示唆しています。最後に、CO(3-2)分子ガス情報を持つ5つの銀河の小さなサンプルについて、ガスの金属性とガス分率の関係を調べます。私たちの天体が平衡状態にあると仮定すると、宇宙正午の野外サンプルと一致する比較的広範囲の質量負荷係数($\mathrm{\lambda=0.5-2}$)が得られますが、クモの巣原始銀河団での以前の結果とは対照的です。原始銀河団間のこうした不一致は、現在の力学段階と質量集合段階の違いによって（部分的に）引き起こされている可能性があり、$2<z<3$で原始銀河団とその銀河集団が共進化することを示唆していると我々は推測しています。
GA-NIFS: JWST がビッグバンから 7 億 4,000 万年後にオフセットされた AGN を発見
| Title |
GA-NIFS:_JWST_discovers_an_offset_AGN_740_million_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Hannah_\"Ubler,_Roberto_Maiolino,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Francesco_D'Eugenio,_Michele_Perna,_Mirko_Curti,_Santiago_Arribas,_Andrew_Bunker,_Stefano_Carniani,_St\'ephane_Charlot,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_William_Baker,_Torsten_B\"oker,_Giovanni_Cresci,_James_Dunlop,_Norman_A._Grogin,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Isabella_Lamperti,_Nicolas_Laporte,_Madeline_A._Marshall,_Giovanni_Mazzolari,_Eleonora_Parlanti,_Tim_Rawle,_Jan_Scholtz,_Giacomo_Venturi,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03589 |
最近の研究の驚くべき発見は、最初の10億個の中に、中程度の質量のブラックホール($\rm\log(M_\bullet/M_\odot)\sim6-8$)に関連する多数の活動銀河核(AGN)があることです。ビッグバンから数年後($z>5$)。これに関連して、関連する発見は、大きな分離(数kpc)と密接なペア(1kpc未満)の両方で、おそらく合体過程にある候補デュアルAGNの大部分が存在することです。頻繁なブラックホールの合体は、宇宙初期におけるブラックホールの成長経路である可能性があります。ただし、これまでの発見はまだ暫定的で間接的なものです。$z=7.15$の銀河のJWST/NIRSpec-IFU観測を紹介します。この観測では、次のように追跡された$\rm\log(M_\bullet/M_\odot)\sim7.7$降着ブラックホールの証拠が見つかりました。H$\beta$放出の広範な成分。ブラックホールの周囲のブロードライン領域(BLR)に関連します。このBLRは、$\sim$40km/sの速度オフセットで、強い静止系発光の中心から投影で620pcオフセットされています。後者の領域は、AGNに典型的な(狭い)星雲発光特徴によっても特徴付けられ、したがって、不明瞭ではあるものの、別の降着ブラックホールも存在する可能性があります(タイプ2、狭い線のAGN)。オフセットBLRが超新星や大質量星に関連していることを除外し、これらの結果を合体過程にある2つのブラックホールとして解釈します。この発見は、LISAのような将来の天文台によって検出される初期宇宙からの重力波信号の速度と特性の推定に関連する可能性があります。
近くの空隙にある XMP ガス豊富な矮星の HI 研究-I
我々は、5つの孤立した低質量(M_bary~(2--8)*10^7Mo)の極度に金属が乏しい(XMP)矮星に対する巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)HI21cm線マッピングの結果を提示し、議論します。12+log(O/H)=7.13-7.28]、NearbyVoidGalaxy(NVG)サンプルから選択。研究されたすべてのボイド矮星は、〜11インチから〜40インチの角度解像度のHIマップで乱れた形態を示します。私たちは、HIの形態と速度場、およびそれらの星とガス体のスピンの相対的な向きを調べます。我々は、それらのガスの全体的な非平衡状態と、研究されているボイド矮星の考えられる起源と進化について議論します。これらおよび同様のボイド矮星におけるガス成分の非平衡状態の普遍的な現象の最も直接的な解釈は、ボイドフィラメントおよび/または小規模な合体からの冷降着である。空隙内での冷たいガスの蓄積は、空隙の下部構造を構成する小さなフィラメントの存在に関連している可能性があります。
局所宇宙における消光された HI に富んだ銀河の存在、希少性、および独自性について
ALFALFA、xGASS、HI-MaNGA、SDSSからのデータを使用して、$NUV-r>5$と異常に高いHIと恒星の質量比を持つ49個の「赤色だがHIが豊富な」(RR)銀河のサンプルを特定しました。我々は、RR銀河と星の質量と色が一致する「赤色およびHI正常」(RN)銀河の対照サンプルとの間の光学特性と局所環境を比較します。2つのサンプルは、局所宇宙の巨大な赤色(消光)銀河に典型的な光学特性が似ています。RRサンプルは低密度環境に関連付けられる傾向があり、数$\times$100kpcから数Mpcのスケールでクラスタリング振幅が低く、近傍数が少なくなります。この結果は、RR銀河が低質量ハローの中心に優先的に位置し、ハロー質量の中央値が$\simと比較して$\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$であることと一致しています。RNサンプルの場合は10^{12.5}h^{-1}M_{\odot}$。この結果は、RNサンプルの$\sim60\%$と比較して、RRサンプルの中心部分が90%であることを明らかにするSDSSグループカタログによって確認されています。通常の銀河のHIのサイズと質量の関係に従うと仮定すると、RR銀河の平均HI対光半径比は$R_{HI}/R_{90}\sim4$であり、銀河の平均比の4倍です。RNサンプル。私たちは、RRサンプルを以前の研究の同様のサンプルと比較し、SDSS完全サンプルを使用してRR銀河の集団を定量化します。私たちは、RR銀河は独特ではあるが稀な集団を形成しており、大規模な静止銀河集団のほんの一部にすぎないと結論付けています。RR銀河の形成シナリオについて議論します。
十字星雲: $\sim$1000 AU のスケールで微細構造が解明された衝撃領域のケーススタディ
| Title |
Criss_Cross_Nebula:_Case_study_of_shock_regions_with_resolved_microstructures_at_scales_of_$\sim$1000_AU |
| Authors |
Tao_Jing,_Cheng_Li,_Renbin_Yan,_Cheng_Cheng,_Wei_Zhang,_Xihan_Ji,_Niu_Li,_Jing_Wang,_Chaojian_Wu,_Haibo_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03602 |
MaNGAの積分場分光法を使用して、$\lesssim$1000AUという前例のない高い解像度で、十字星雲(CCN)の衝撃を受けた領域の分解された微細構造を研究します。34本の輝線の表面輝度マップを測定します。輝線は大きく3つのカテゴリに分類できます:(1)7本の高電離線と2本の[OII]オーロラ線を含む[OIII]$\lambda$5007様のグループ。顕著なレーン構造、(2)塊状構造を示す23本の低電離線または再結合線を含むH$\alpha$$\lambda$6563様グループ、(3)[OII]$\lambda$3726および[OII]]$\lambda$3729は、[OIII]$\lambda$5007レーンとH$\alpha$クランプの両方で高い密度を示しています。これらの測定値を使用して、MAPPINGSVで実装された解決された衝撃モデルを制約します。速度$133\pm5$km/sの面平行衝撃と等方性2つの衝撃を含むモデルによってデータがかなりよく適合できることがわかります。-次元ガウス成分。衝撃を受けた領域からの光子によってイオン化された別のガスの塊である可能性が高く、一定のバックグラウンドがあります。モデルによって予測された電子密度および温度プロファイルを、観測された輝線比を使用して計算されたものと比較します。我々は、ライン比が異なると一貫性のない温度マップが得られることを発見しました。この不一致は、限られた空間分解能と衝撃形状の投影、および追加のガウス成分の汚染によって引き起こされる観察効果に起因すると考えられます。衝撃特性への影響と、将来のIFSに基づくCCN研究への展望について議論します。
SDSS-IV MaNGA におけるスターバースト後の銀河: 進化経路の 2 つの大きなカテゴリー
| Title |
Post-starburst_galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA:_Two_broad_categories_of_evolutionary_pathways |
| Authors |
Zhuo_Cheng,_Cheng_Li,_Niu_Li,_Renbin_Yan,_Houjun_Mo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03616 |
私たちは、MaNGAの最終データリリースからの空間分解分光法を使用して、局所宇宙のポストスターバースト(PSB)銀河のサイズと質量の関係(SMR)と最近の星形成履歴(SFH)を研究します。私たちのサンプルには489個のPSB銀河が含まれています。そのうち94個は中央PSB領域を持つcPSB銀河、85個のリング状PSB領域を持つrPSB銀河、そして310個の不規則なPSB領域を持つiPSB銀河です。同様のSFR、赤方偏移、および質量の対照銀河と比較すると、中間質量でサイズが小さいcPSB銀河を除くすべてのタイプのPSBサンプルで同様のSMRが見つかります($9.5\lesssim\log_{10}(\rmM_\ast)/M_\odot)\lesssim10.5$)。星形成シーケンス(iPSB-SF)のiPSB銀河は、$\textrm{D}_{n}(4000)$、$\textrm{EW}(\textrm{H}\delta_{A})$と$\textrm{EW}(\textrm{H}\alpha)$は、このタイプの銀河の全球的な星形成状況と一致していますが、静止状態のiPSB(iPSB-Q)サンプルは負の勾配を示しています。$\textrm{D}_{n}(4000)$と$\textrm{EW}(\textrm{H}\delta_{A})$の正の勾配は、内側領域にある古い恒星集団を示しています。cPSBとrPSBの両方のサンプルは、$\textrm{D}_{n}(4000)$で正の勾配を示し、$\textrm{EW}(\textrm{H}\delta_{A})$で負の勾配を示し、恒星がより若いことを示しています。内陸部の人口。これらの結果は、4種類のPSB銀河が進化経路の観点から大きく2つの異なるカテゴリーに分類できることを示唆しています:(1)iPSB-SFとiPSB-Qは対照銀河と同様のSMRとSFHを持ち、インサイドアウト消光を好みます。(2)rPSBとcPSBは、同じ事象の異なる段階であるように見え、消光が進むにつれてよりコンパクトな構造をもたらす、合併などの破壊事象によって駆動されるアウトサイドイン消光プロセスをたどる可能性が高い。
SAMI 銀河調査: $\Sigma_{\rm SFR}$ は、星形成銀河における複雑な輝線プロファイルの存在を促進します
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_$\Sigma_{\rm_SFR}$_drives_the_presence_of_complex_emission_line_profiles_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
Henry_R._M._Zovaro_(1,2),_J._Trevor_Mendel_(1,2),_Brent_Groves_(2,3),_Lisa_J._Kewley_(2,4),_Matthew_Colless_(1,2),_Andrei_Ristea_(2,3),_Luca_Cortese_(2,3),_Sree_Oh_(1,2,5),_Francesco_D'Eugenio_(2,6,7),_Scott_M._Croom_(2,8),_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez_(2,9,10),_Jesse_van_de_Sande_(2,8),_Sarah_Brough_(2,11),_Anne_M._Medling_(1,2,12,13),_Joss_Bland-Hawthorn_(2,8),_Julia_J._Bryant_(2,8,14)_((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Australian_National_University,_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_(3)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_(4)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(5)_Department_of_Astronomy,_Yonsei_University,_(6)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_University_of_Cambridge,_(7)_Cavendish_Laboratory_-_Astrophysics_Group,_University_of_Cambridge,_(8)_Sydney_Institute_for_Astronomy_(SIfA),_School_of_Physics,_The_University_of_Sydney,_(9)_Australian_Astronomical_Optics,_Macquarie_University,_(10)_Macquarie_University_Research_Centre_for_Astronomy,_Astrophysics_&_Astrophotonics,_(11)_School_of_Physics,_University_of_New_South_Wales,_(12)_Ritter_Astrophysical_Research_Center,_University_of_Toledo,_(13)_Cahill_Center_for_Astronomy_&_Astrophysics,_California_Institute_of_Technology,_(14)_Australian_Astronomical_Optics,_Astralis-USydney,_School_of_Physics,_University_of_Sydney) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03659 |
星形成によって駆動される銀河の噴水は、電離風や厚いガス円盤などのさまざまな運動学的構造をもたらします。これらは両方とも、複数のガウス成分によってパラメータ化できる複雑な輝線プロファイルとして現れます。我々は、SAMIGalaxySurveyの積分場分光法(IFS)を使用して、幅広いH$\alpha$成分によって追跡されるこれらの特徴をスペクトル的に分解し、これらを、狭い成分によって追跡される、星形成中の薄い円盤と区別します。ローカルな宇宙。我々は、マッチングサンプル分析技術を使用して、星形成銀河における複雑な輝線プロファイルの存在が、$1R_{\rme}以内で測定された主銀河の全球星形成速度(SFR)表面密度と最も強く相関していることを実証しました。$($\Sigma_{{\rmSFR},R_{\rme}}$)、傾斜角、振幅対雑音比、角度スケールなどの観測バイアスと、恒星などのパラメータのサンプルバイアスを制御する場合でも質量とSFR。データセットの空間的に分解された性質を利用して、個々のスパセル内の複雑な輝線プロファイルの存在は、局所的な$\Sigma_{\rmSFR}$だけではなく、$\Sigma_{{\rmSFRによってもたらされると判断しました。},R_{\rme}}$ホスト銀河の。また、個々の銀河内のSFRの塊度をパラメータ化し、$\Sigma_{{\rmSFR},R_{\rme}}$が塊度よりも複雑な輝線プロファイルの存在を予測する強力な予測因子であることを発見しました。我々は、観測効果を注意深く処理すれば、ガウス分解技術を使用したSAMIの空間およびスペクトル分解能で、風や厚い電離ガス円盤を含む複雑な輝線プロファイルによって追跡される構造を識別することが可能であると結論付けています。
光学分光法による銀河の中性水素質量の推定
私たちは、光学分光法によって得られる輝線の明るさを利用して、銀河の中の中性水素(HI)の含有量を推定することを提案します。我々は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)の公開DR17のフレームで公開された、APOでの近接銀河マッピング(MaNGA)調査からの光学分光データを使用します。SDSS/MaNGA銀河の大規模なサンプルについて私たちが推定したHI質量を、ALFALFAサーベイからの直接HI測定と比較し、0.91の相関係数(CC)と0.15dexのr.m.s散乱を持つ質量間の緊密な相関関係を発見しました。対数質量。得られた関係は、グリーンバンク望遠鏡で測定されたHI質量を持つMaNGA銀河の別のサンプルによって検証されます。無線データの角度分解能が粗いにもかかわらず、推定された直接HI質量と測定された直接HI質量の関係も同様に緊密です。この場合、CC=0.74とr.nm.sです。は0.29デックスです。確立された関係により、中性水素の総質量と、光学分光観測からの銀河のHI表面密度の空間分布を、簡単かつ効率的な方法でのみ推定することができます。
最近の R Aqr ペリアストロン通過の最前列: X 線マルチエポックのスペクトルおよび空間解析
| Title |
Front-row_seat_of_the_recent_R_Aqr_periastron_passage:_X-ray_multi-epoch_spectral_and_spatial_analysis |
| Authors |
A._Sacchi,_M._Karovska,_J._Raymond,_V._Kashyap,_T._J._Gaetz,_W._Hack,_J._Kennea,_N._Lee,_A._J_Mioduszewski,_M._J_Claussen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03055 |
私たちは共生星RAqrのX線スペクトルと空間進化について報告します。2017年から2022年の間にチャンドラで実施されたマルチエポック観測キャンペーンを通じて、私たちは、進化した赤色巨星と白色矮星(WD)で構成されるこの連星系のX線放射を研究しました。この分析は、WDが2018年後半から2019年初頭にペリアストロンに接近したため、物質移動、ジェット放出、およびバースト現象が予想されるため、特にタイムリーです。詳細なスペクトル分析を通じて、おそらくジェット放出に関連するRAqrの軟X線(0.5～2keV)放出の大幅な増加と、その後の以前の静止状態への減衰を検出しました。硬X線の放射(5～8keV)は、ペリアストロンの通過によってすぐには影響を受けません。ハード成分は、2017年から2021年まで同じ光束レベルを維持した後、2022年以降急速に減衰する。これについて考えられる説明としては、連星を取り囲む媒質の反射特性の変化、ペリアストロン通過中に放出された物質による中央領域の遮蔽などが考えられる。、あるいはWDを取り囲む降着円盤の内部領域の部分的/完全な破壊さえも。中央領域でのこの活動に加えて、拡張された放出も検出されており、これはおそらく、システムの中央領域から遠ざかっているのが観察できる、バースト前に放出されたジェットのホットスポットに関連していると考えられます。
M33 の明るい X 線源の X 線変動の監視
| Title |
Monitoring_the_X-ray_Variability_of_Bright_X-ray_Sources_in_M33 |
| Authors |
Rebecca_Kyer,_Shelby_Albrecht,_Benjamin_F._Williams,_Kyros_Hinton,_Breanna_Binder,_Margaret_Lazzarini,_Kristen_Garofali,_Bret_Lehmer,_Michael_Eracleous,_Paul_P._Plucinsky,_Vallia_Antoniou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03075 |
我々は、近くの渦巻銀河M33の新しい5エポックのチャンドラX線天文台のモニタリング調査を紹介します。この調査は、2週間から4か月の間の時間サンプリングでX線の変動を調査します。私たちは、核の外側にある55個の輝点源のX線変動性を特徴付けます。その多くは高質量X線連星(HMXB)であると予想されます。私たちは、M33の以前のX線カタログでは検出されなかった8つの新しい候補過渡現象を検出し、それらの考えられる性質について議論します。最終カタログには、文献で特定された26の既知のHMXB候補が含まれています。これらの線源のアーカイブX線観測を含めることにより、X線光度曲線のベースラインを21年まで延長します。ソースの検出エポックと非検出エポックをシミュレートされたソースのデューティサイクルのスイートと比較し、検出されたソースのほとんどのデューティサイクルが30%を超えると推測します。検出パターンが30%未満のデューティサイクルと一致するソースは4つだけ見つかりました。この高デューティサイクルの線源の大部分は、HMXB集団としては予想外であるため、より頻繁なX線モニタリングにより、M33ではさらに多くの低デューティサイクルのHMXBが明らかになる可能性があります。
中質量ブラックホールによる白色矮星の潮汐破壊による短期間の繰り返し高速電波バースト
| Title |
Short-lived_repeating_fast_radio_bursts_from_tidal_disruption_of_white_dwarfs_by_intermediate-mass_black_holes |
| Authors |
Jing-Tong_Xing_and_Tong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03107 |
反復高速無線バースト(RFRB)の起源はまだ謎です。私たちは、短寿命のRFRBは、中間質量ブラックホール（BH）による白色矮星（WD）の潮汐破壊によって引き起こされる可能性があると提案しています。このモデルでは、潮汐崩壊後の残存WDクラスターがBH降着円盤上の磁力線を切断し、クラスターの落下のたびに、電子が質量の表面から引き裂かれ、瞬時に相対論的エネルギーまで加速されることを示します。。その後、これらの電子が磁力線に沿って移動すると、コヒーレントな曲率放射が生じます。この短命の無線トランジェントは降着プロセスに伴う可能性があります。光度とタイムスケールは$L_\mathrm{tot}\sim1.96\times10^{40}~{\rmerg~s^{-1}}$と$\Deltat\sim1.14~と推定できます。それぞれ{\rmms}$であり、RFRBの典型的な特性と一致しています。さらに、RFRBを生成するためのモデルの合計イベントレートは$\sim10~\rm{yr^{-1}~Gpc^{-3}}$ほどになる可能性があります。
恒星質量ブラックホール(BH)超降着系におけるブランドフォード・ズナジェック(BZ)メカニズムは、一般にガンマ線バースト(GRB)を発生させると考えられています。観測されたGRBデータに基づいて、BH過剰降着ディスクによって駆動されるBZメカニズムを使用して、ジェットが前駆体から発生した後のBHの質量とスピンの進化を調査します。BHの成長は初期のBH質量にほとんど依存しないことがわかりました。一方、BHの成長は、初期スピンパラメーターが小さいほど効率的になります。我々は、(i)BZメカニズムは、206の典型的な長期持続GRBのうちの1つだけに対してBH成長を引き起こすのに効率的である、と結論付けます。(ii)超長GRBの平均BH質量増加は、収集された7つのサンプルすべてで限界に達しています。(iii)短期間のGRBの場合、BHが最小限の成長を示すという結果は、コンパクトオブジェクトの合併シナリオにおける大量供給の制限と一致します。
NuSTARによるベラパルサーとその星雲の観測
我々は、ベラパルサーとパルサー風星雲(PWN)の200ksNuSTAR観測の解析を紹介します。折り返しパルスプロファイルの2つの主ピークに対応する位相分解スペクトルは大きく異なります。ピーク1のスペクトルはピーク2のスペクトルよりも大幅に硬く、以前のRXTE結果と定性的に一致しています。ただし、どちらのスペクトルでも、べき乗則(PL)フィットのフォトンインデックスの最適値は、以前に報告された値よりも著しく大きくなっています。最も硬い(ピーク1)スペクトルの光子指数は$1.10\pm0.15$で、これはPWNの明るい内部ジェットで測定されたものに近いです。オフパルス間隔を使用してパルサーの放射を分離し、硬X線でコンパクトなパルサー風星雲(PWN)スペクトルを測定しました。また、コンパクトPWNからNuSTARによって分解されるPWNの南西(SW)領域からのスペクトルも測定しました。両方の領域について、NuSTARスペクトルを単独で、およびチャンドラX線天文台のスペクトルと組み合わせてフィッティングしました。コンパクトなPWNスペクトルには、50～80keVの指数関数的カットオフの証拠を備えた単純なPLよりも複雑なモデルが必要であることがわかりました。パルサーからさらに遠くに位置する南西のPWN領域から抽出されたスペクトルについては、そのような証拠は見つからず、パルサー風粒子のエネルギーが600TeVを超えることを示唆しています。これは、その領域における粒子のその場での加速を示している可能性があります。
核崩壊超新星におけるニュートリノ駆動のアウトフローにおける $\n p$ プロセスの成功
| Title |
Successful_$\nu_p$-process_in_neutrino-driven_outflows_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Alexander_Friedland,_Payel_Mukhopadhyay,_Amol_V._Patwardhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03208 |
太陽系におけるいくつかの陽子豊富同位体、特に$^{92,94}$Moと$^{96,98}$Ruの存在量の起源は、天体核物理学における永遠の謎となっている。この問題を解決するための魅力的な提案は$\nup$過程であり、これは衝撃が発射された後の核崩壊超新星におけるニュートリノ駆動の流出で動作することができます。しかし、長年にわたる詳細な研究により、このプロセスが十分に高い絶対量および相対量のさまざまな$p$核を生成する能力に疑問が投げかけられている。$\nup$プロセスは、長寿命放射性核種$^{92}$Nbに基づく議論によって除外されるとも考えられている。ここでは、最新の(中程度に強化された)トリプル$\alpha$を使用した場合でも、$A\lesssim105$までの$p$原子核の存在比と絶対収率の両方が正常に再現される明示的な計算を示します。反応率。このプロセスでは、必要な量の$^{92}$Nbが生成されることも示されています。モデルは、亜音速のアウトフローと、{$\gtrsim1.7M_\odot$範囲}の陽中性子星の質量によって特徴付けられます。このことは、太陽系で観察されたMoとRu$p$核種は、延長された降着段階を特徴とするCCSN爆発で生成されたことを示唆している。
偏心性潮汐破壊現象の光学的外観
超大質量ブラックホールに近づく恒星は潮汐力を乱す可能性がある。X線を放出すると予想されているにもかかわらず、TDEは主に光学帯域で観察されており、そのことについては十分に理解されていません。このレターでは、潮汐半径($\beta=1)の1倍または5倍小さい近点距離を持つ離心軌道($e=0.95$)上の$1~M_\odot$主系列星の潮汐擾乱をシミュレートします。$または$5$)、一般相対論的平滑粒子流体力学を使用します。私たちは、混乱後最長1年間のシミュレーションを追跡します。偏心TDEの降着円盤は、$\sim10,000~$km/sで流出する非結合物質によってマスクされていることを示します。電子散乱不透明性を仮定すると、この物質は、候補TDEの観測と一致して、$\sim10^4~$Kで$\sim100~$au光球として見えるでしょう。
LIGO-Virgo-KAGRA のブラック ホールの主銀河の特性を推測する
連星ブラックホール(BBH)合体からの重力波の観測により、BBH合体速度の赤方偏移の進化が測定されました。宇宙内の銀河の数密度は、星の質量や星の形成速度などの物理的特性に基づいて、赤方偏移によってさまざまに変化します。この研究では、測定されたBBHの集団レベルの赤方偏移分布が、おそらく存在する銀河の特性に光を当てることを示します。まず、BBHのホストが恒星の質量または星形成速度によって重み付けされた銀河の混合モデルによって記述できると仮定し、恒星の質量で重み付けされた銀河のサンプルから生じる合体の割合に上限を設定できることを発見しました。次に、GWTC-3データを使用して物理的動機に基づいたべき乗則遅延時間分布のパラメータを制約し、この遅延時間モデルを使用して\textsc{UniverseMachine}シミュレーションで銀河を自己一貫して追跡し、BBHのホスト銀河の可能性を推測します。赤方偏移の範囲。赤方偏移$z=0.21$での推定された主銀河分布は、星形成率の中央値$\sim0.9\,M_\odot\mathrm{yr}^{-1}$と星の質量中央値$\simであることがわかります。1.9\times10^{10}\,M_\odot$。また、平均恒星年齢、ハロー質量、ハロー半径、固有速度、主銀河に関連する大規模バイアスの分布と、Bバンドと${\rmK_s}$バンドでの絶対等級も提供します。私たちの結果は、BBHの最適な電磁追跡戦略を設計するために使用でき、統計的ダークサイレン法を使用した宇宙論的パラメーターの測定にも役立ちます。
eROSITAによるカリーナ星雲の研究
| Title |
eROSITA_studies_of_the_Carina_Nebula |
| Authors |
Manami_Sasaki_(1),_Jan_Robrade_(2),_Martin_G._H._Krause_(3),_Jonathan_R._Knies_(1),_Kisetsu_Tsuge_(1),_Gerd_P\"uhlhofer_(4),_and_Andrew_Strong_(5)_((1)_Dr._Karl_Remeis_Observatory,_Erlangen_Centre_for_Astroparticle_Physics,_Friedrich-Alexander-Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg,_Germany,_(2)_Hamburger_Sternwarte,_Universit\"at_Hamburg,_Germany,_(3)_Centre_for_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Astronomy_and_Mathematics,_University_of_Hertfordshire,_UK,_(4)_Institut_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik,_Universit\"at_T\"ubingen,_Germany,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03346 |
2019年12月から2021年まで実施された最初の4回の全天調査eRASS:4では、スペクトル・レントゲン・ガンマ（スペクトル-RG、SRG）に搭載された画像望遠鏡アレイ（eROSITA）を用いた拡張レントゲン調査により、銀河HII領域が観測されました。カリーナ星雲。私たちはeRASS:4データを分析して、カリーナ星雲内の高温星間プラズマと明るい星源の分布とスペクトル特性を研究しました。拡散放射のスペクトル抽出領域は、X線スペクトル形態と多波長データに基づいて定義されました。スペクトルは、熱放射モデルと非熱放射モデルの組み合わせでフィッティングされました。カリーナ星雲のX線明るい点源は、衝突する風連星$\eta$Car、いくつかのO星、およびWolf-Rayet(WR)星です。私たちは、多成分熱プラズマモデルによく適合する、最も明るい恒星源のスペクトルを抽出しました。カリーナ星雲の明るい部分の拡散発光のスペクトルは、低温成分($\sim$0.2keV)と高温成分(0.6-0.8keV)の2つの熱モデルによってよく再現されています。追加の非熱成分は、$\eta$Carや他の大質量星の周囲の中央領域における$\sim$1keV以上の放射を支配します。$\eta$Car、WR22、WR25では、X線束の顕著な軌道変動が測定されました。$\eta$Carには、風-風-衝突ゾーンに関連付けられたスペクトルモデルに追加の時間変化する熱コンポーネントが必要です。eROSITAデータから得られたカリーナ星雲内のX線放出プラズマの温度、圧力、光度などの特性は、スーパーバブルからの放出の理論的計算と一致しています。これにより、X線の放出は、大質量星、特に$\eta$Carの恒星風によって衝撃加熱されたカリーナ星雲内部の高温プラズマによって引き起こされていることが確認された。
超光速で移動する電流シートからの放射の SED を適用したクラブ、ベラ、ジェミンガ パルサーのガンマ線スペクトル
| Title |
Gamma-ray_spectra_of_the_Crab,_Vela_and_Geminga_pulsars_fitted_with_SED_of_the_emission_from_their_superluminally_moving_current_sheet |
| Authors |
Houshang_Ardavan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03471 |
我々は、整列していない中性子星の磁気圏内で超光速的に移動する電流シートによって生成される緊密に集束された放射線のスペクトルエネルギー分布(SED)が、全範囲にわたってクラブ、ベラ、ゲミンガパルサーのガンマ線スペクトルに適合することを示す。Fermi-LAT、MAGIC、H.E.S.S.によってこれまでに検出された光子エネルギーのそれらから:$10^2$MeVから$20$TeV以上。コースティクスを伴う放出を象徴するものではありますが、ここで紹介するSEDは、これらのスペクトルのさまざまなセクションのデータに適合させるために文献で現在援用されている異種の放出メカニズムとは根本的に異なります。さらに、解析されたスペクトルの適合パラメータの値と、クラブ、ベラ、ゲミンガパルサーの中心中性子星とその磁気圏の物理的特性との間の関係を特定します。
フーリエパワーとクロススペクトルの両方を使用して、降着X線バイナリに隠された変動成分を明らかにする
| Title |
Unveiling_hidden_variability_components_in_accreting_X-ray_binaries_using_both_the_Fourier_power_and_cross_spectra |
| Authors |
Mariano_Mendez_(Univ._of_Groningen),_Valentina_Peirano_(Univ._of_Groningen),_Federico_Garcia_(Instituto_Argentino_de_Radioastronomia),_Tomaso_M._Belloni_(INAF),_Diego_Altamirano_(Univ._of_Southampton)_and_Kevin_Alabarta_(New_York_Univ._Abu_Dhabi) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03476 |
我々は、中性子星とブラックホールの低質量X線連星（LMXB）における（弱い）変動成分の遅れを測定する新しい方法を提案します。このため、これらのソースのパワーとクロススペクトルは、さまざまなエネルギー帯域でコヒーレントであるが、互いにインコヒーレントである多数の成分で構成されていると仮定します。この手法は、ローレンツ関数の組み合わせを使用して、パワースペクトル(PS)とクロススペクトル(CS)の実部および虚部を同時にフィッティングすることに基づいています。LMXBのPSはCS内の大きな虚数部と小さな実数部を持つ信号に鈍感であるため、このアプローチにより、CSでのみ検出される新しい変動成分を明らかにできることを示します。また、以前の主張に反して、ブラックホール連星GRS1915+105のタイプC準周期振動(QPO)の周波数がエネルギーに依存しないことも証明します。むしろ、QPO周波数の見かけのエネルギー依存性は、QPOよりわずかに高い周波数を持つ別のQPO成分の存在によって説明できます。そのRMS振幅は、QPOのRMS振幅よりもエネルギーとともに速く増加します。上記すべてから、PSの場合と同様に、ブラックホールと中性子星連星のCSはローレンツ成分の組み合わせによって適合できると結論付けます。私たちの発見は、これらのシステムの伝達関数の周波数依存部分が、それぞれが比較的明確に定義された時間スケールにわたって作用する応答の組み合わせによって説明できるという証拠を提供します。この結論は、遅れへの主な寄与が降着システムのグローバルな広帯域伝達関数から来ると仮定するモデルに疑問を投げかけます。
回転変形時空における準周期振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_in_rotating_and_deformed_spacetimes |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Yergali_Kurmanov,_Marco_Muccino,_Hernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03630 |
準周期振動(QPO)解析は、ガンマ線バースト、太陽フレア、マグネターフレア、高速電波バーストなどの過渡現象中の多くの天体物理学的物体の動的挙動を理解するために重要です。この論文では、Lense-Thirring、Kerr、および近似Zipoy-Voorhees計量を使用して、低質量X線バイナリ(LMXB)システムのQPOデータを分析します。スピンと四重極のパラメーターを含めると、シュヴァルツシルト時空の基本周波数について確立された結果が変更されることを示します。標準的な相対論的歳差運動モデルの枠組み内でQPOデータを解釈し、LMXBの中性子星の質量、スピン、四重極パラメーターの値を推測できるようにします。私たちは8つの異なるLMXBからの最近のQPOデータセットを調査し、それらの最適なパラメーターを評価し、その結果を既存の文献の結果と比較します。最後に、私たちの発見の天体物理学的意味について説明します。
天体画像内のマスクされたデータを埋めるための堅牢な方法
天文画像には、不良ピクセル、不良列、宇宙線、マスクされた物体、不完全なモデル減算による残差など、欠落している情報や不要な情報が含まれる領域が存在することがよくあります。特定の状況では、これらの領域を埋めることが不可欠、または望ましい場合があります。既存のメソッドのほとんどは、このタスクに低次の補間を使用します。この論文では、マスクされた領域のすぐ外側のピクセルに含まれる完全な情報を使用する方法について説明します。これらのエッジピクセルは、反復メディアンフィルタリングを使用して内側に外挿されます。これにより、塗りつぶされた領域内の空間解像度が滑らかに変化し、マスクされたピクセルと正常なピクセルの間のシームレスな移行が保証されます。連続した狭いフィーチャのギャップは、たとえ大きくても、高い忠実度で再構築できます。このメソッドは、オープンソースのMITライセンスのPythonスクリプトであるマスクフィルに実装されています。そのパフォーマンスをいくつかの例で説明します。
LSST カメラの明るい-太い効果の軽減
| Title |
Mitigation_of_the_Brighter-Fatter_Effect_in_the_LSST_Camera |
| Authors |
Alex_Broughton_and_Yousuke_Utsumi_and_Andr\'es_Plazas_Malag\'on_and_Christopher_Waters_and_Craig_Lage_and_Adam_Snyder_and_Andrew_Rasmussen_and_Stuart_Marshall_and_Jim_Chiang_and_Simona_Murgia_and_Aaron_Roodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03115 |
厚い完全空乏型の電荷結合素子(CCD)は、BFE(Brighter-FatterEffect)と呼ばれる、ピクセルのポテンシャル井戸に集まる電荷の動的挙動により、高信号レベルで非線形挙動を示すことが知られています。これは、本来の形状よりも大きく見える明るい校正星に特に影響を及ぼし、光束依存の点像分布関数(PSF)を生成します。これを緩和しないと、ステージIVの弱レンズ(WL)の誤差バジェットの大部分を占める可能性があります。)LegacySurveyofSpaceandTime(LSST)などの調査。この論文では、以前に導入された補正技術の前後でのLSSTカメラでのこの効果を定量化するために、SLAC国立加速器研究所のLSSTカメラ(LSSTCam)を使用してさまざまな照明レベルで撮影されたフラットフィールドと人工星の画像測定を分析します。高次のBFEにより、BFEが磁束の関数として異方的に変化することが観察されます。これは、この補正方法の基本的な仮定に違反します。次に、物理的に動機づけられたモデルに基づいた新しいサンプリング方法を導入して、補正でこれらの高次項を考慮し、両方のデータセットで修正された補正をテストします。新しい方法は、人工星における効果を補正するよりも平らな場における効果をよりよく補正することがわかり、これは補正による偏向場のモデル化されていないカール成分の結果であると結論付けられます。これらの結果を使用して、センサーのフルウェル容量の新しい指標を定義し、LSSTWL科学経路への影響の影響をさらに制限するための画像処理戦略をアドバイスします。
衝撃と接触不連続性を捉える新しい流体力学スキームと既存手法との比較研究
| Title |
Novel_Hydrodynamic_Schemes_Capturing_Shocks_and_Contact_Discontinuities_and_Comparison_Study_with_Existing_Methods |
| Authors |
Takuhiro_Yuasa,_Masao_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03224 |
我々は、ゴドゥノフ密度独立平滑粒子流体力学(GDISPH)と呼ばれる新しい流体力学スキームを提案します。これは、パラメーターを手動で調整することなく、衝撃波と接触の不連続を正確に処理できます。これは、平滑化粒子流体力学(SSPH)の標準的な定式化とは対照的です。SSPHでは、圧力を乱す表面張力が生じる非物理的な反発力による接触の不連続性を正確に処理するために衝撃や困難を処理するために人工粘度項のパラメータが必要です。平衡を保ち、流体の不安定性を抑制します。GodunovSPH(GSPH)は、リーマンソルバーの解を使用することでパラメーターなしで衝撃を処理できますが、接触の不連続性を完全に処理することはできません。密度独立平滑粒子流体力学(DISPH)は、接触不連続性をSSPHよりも効果的に処理するために提案されたいくつかのスキームのうちの1つであり、強い衝撃と接触不連続性を伴うテストで優れたパフォーマンスを示しています。ただし、DISPHでは依然として人工粘度項が必要です。いくつかの方法でリーマンソルバーをDISPHに統合し、GDISPHのいくつかのパターンを生成します。一次元リーマン問題、圧力平衡、セドフ・テイラー、ケルビン・ヘルムホルツ試験などの標準試験の結果は、GDISPHケース1およびGDISPHケース2だけでなく、DISPHにも有利です。GDISPHケース1はGDISPHケース2よりも優れており、特定のパラメータやカーネルを必要とせず、追加の数値拡散を導入することなく、衝撃や接触の不連続を効果的に処理できるという結論に達しました。
広視野測量望遠鏡 (WFST) の基本的な測量スケジュール
| Title |
Basic_Survey_Scheduling_for_the_Wide_Field_Survey_Telescope_(WFST) |
| Authors |
Yan-Peng_Chen,_Ji-an_Jiang,_Wen-Tao_Luo,_Xian_Zhong_Zheng,_Min_Fang,_Chao_Yang,_Yuan-Yu_Hong,_Zong-Fei_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03421 |
広域観測望遠鏡の観測効率の向上を目指して、望遠鏡の特性、観測条件、レン湖サイトの気象条件を考慮した基本的なスケジュール戦略を開発しました。空の領域は「タイル」と呼ばれる長方形の領域に分割され、そのサイズは2.577度*2.634度で、モザイクCCDの焦点領域よりわずかに小さくなります。これらのタイルは、赤道に平行な環状に連続的に埋められます。月相や月からの距離によって変化する空の背景の明るさは、アクセス可能な調査フィールドを決定する上で重要な役割を果たします。接続された約50枚のタイルを1つのブロックにまとめて観察します。調査スケジュールを最適化するために、露光時間、データの読み出し、望遠鏡の回転、および関連するすべての観測条件を考慮してシミュレーションを実行します。スケジュールの最適化にはGreedyアルゴリズムを利用します。さらに、CCD間のギャップと3度の視野の外側にあるモザイクCCDアレイの4隅をカバーする専用のディザリングパターンを提案します。このディザリングパターンは、最終的な調査出力で比較的均一な露出マップを実現するのに役立ちます。
2018 年 4 月のイベント Horizon Telescope データの磁束密度校正用のメタデータ
| Title |
Metadata_for_the_Flux_Density_Calibration_of_the_April_2018_Event_Horizon_Telescope_Data |
| Authors |
J._Y._Koay,_C._Romero-Ca\~nizales,_L._D._Matthews,_M._Janssen,_L._Blackburn,_R._P._J._Tilanus,_J._Park,_K._Asada,_S._Matsushita,_A.-K._Baczko,_N._La_Bella,_C.-K._Chan,_G._B._Crew,_V._Fish,_N._Patel,_V._Ramakrishnan,_H._Rottmann,_J._Wagner,_K._Wiik,_P._Friberg,_C._Goddi,_S._Issaoun,_G._Keating,_J._Kim,_T.P._Krichbaum,_D._Marrone,_G._Narayanan,_A._Roy,_I._Ru\'iz,_S._S\'anchez,_P._Torne,_J._Weintroub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03505 |
2018年4月に1.3mmの波長で実施されたイベントホライゾンテレスコープ(EHT)の観測には、7台の単皿望遠鏡と2台のフェーズドアレイで構成されるアレイ内の9つのステーションが含まれていました。2018EHT観測キャンペーンのメタデータパッケージには、2018年4月の視程データの事前振幅校正に必要な校正テーブルが含まれています。このメモは、2018EHTメタデータパッケージのリリースに伴う公式ドキュメントであり、パッケージの内容の概要を提供します。EHTアレイ内の各ステーションの望遠鏡の感度、ゲイン曲線、その他の関連パラメーターがどのように収集、処理、検証されて校正テーブルが作成されたかについて説明します。
深層畳み込み画像再構成 (ConStruct) を使用した系外惑星の直接検出: 高コントラスト画像の後処理のための新しいアルゴリズム
| Title |
Direct_Exoplanet_Detection_Using_Deep_Convolutional_Image_Reconstruction_(ConStruct):_A_New_Algorithm_for_Post-Processing_High-Contrast_Images |
| Authors |
Trevor_N._Wolf,_Brandon_A._Jones,_Brendan_P._Bowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03671 |
私たちは、高コントラストの補償光学イメージングデータセット内の微弱な点光源を検出するための新しい機械学習アプローチを紹介します。一次減算に最も広く使用されているアルゴリズムは、イメージングシーケンスの各フレームから時間的に進化する恒星ノイズの近似値を減算することで、明るい恒星のスペックルノイズを惑星の痕跡から分離することを目的としています。私たちのアプローチは、新しい直接イメージング後処理アルゴリズムで深層学習を活用することで、恒星のノイズ近似を改善し、惑星検出感度を高めることを目的としています。実際の画像シーケンスの広範な参照ライブラリでトレーニングされた畳み込みオートエンコーダニューラルネットワークが、潜在的な惑星信号の位置で恒星のスペックルノイズを正確に再構築することを示します。このツールは、畳み込み画像再構成による直接系外惑星検出(ConStruct)と呼ばれる後処理アルゴリズムで使用されます。ConStructの信頼性と感度は、実際のKeck/NIRC2角度差分画像データセットを使用して評価されます。私たちが調査した30個の独自の点光源のうち、ConStructは67$\%$のケースで従来のPCAベースの処理よりも高いS/Nを実現し、相対コントラストを最大2.6倍改善しました。この研究は、点像分布関数実現の多様な参照ライブラリを活用してダイレクトイメージングの後処理を改善する深層学習の価値と可能性を実証しています。ConStructとその将来の改良は、現行世代および今後の30メートルクラスの望遠鏡用に設計されたものの両方において、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡や極端な補償光学機器からの高コントラスト画像を後処理するためのツールとして特に役立つ可能性があります。
21cm アレイの可視性データにおけるクロスカップリングと反射体系のベイズ推定
| Title |
Bayesian_estimation_of_cross-coupling_and_reflection_systematics_in_21cm_array_visibility_data |
| Authors |
Geoff_G._Murphy,_Philip_Bull,_Mario_G._Santos,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Jacob_Burba,_Christopher_Cain,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_et_al._(31_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03697 |
初期宇宙から発信される21cmの信号をターゲットとする電波アレイによる観測は、さまざまな体系的な影響を受けます。これらの重要なクラスは、アンテナ間の反射とスプリアス結合です。我々は、ハミルトニアンモンテカルロサンプラーを、シミュレートされた再電離アレイ水素時代(HERA)データにおけるこれらの体系のモデリングと緩和に適用します。この方法により、モデルと回復された可視度の両方について統計的不確実性の推定値を作成できます。これは、再電離時代(EoR)パワースペクトルの堅牢な上限を確立する際の重要な要素です。ノイズがEoR信号と比較して大きい場合、このアプローチは系統性を十分に制約し、調査対象の両方の系統性のノイズレベルまで軽減することができます。ノイズがEoRより小さい場合、クロスカップリングでは本質的に完全な軽減が見られますが、私たちのモデリングでは残留システマティクスはわずかなレベルでありながら反射の大部分を軽減できます。私たちのアプローチは、HERAパイプラインで使用されている既存のフィルタリング/フィッティング技術と同様に機能しますが、不確実性が厳密に伝播されるという追加の利点があります。すべての場合において、基礎となる信号が大幅に減衰することはありません。
数値シミュレーションからの第 1 および第 2 静圧コアステージに関する洞察
高密度の分子雲コアの崩壊から低質量星がどのように形成されるかについての理論は、数十年にわたって十分に確立されてきました。コンピューティングと数値モデリングの大幅な進歩のおかげで、星形成の初期段階をより完全に理解するために、より多くの物理モデルが開発され、より広いパラメーター空間が探索されてきました。このレビューでは、第1および第2コアステージの予想される物理的特性と、さまざまな物理学の包含がそれらの予想される特性にどのような影響を与えるかについて説明します。私は、依然としてとらえどころのない自然界の最初のコアの確実な同定に向けて、化学モデルと合成観察の概要を提供します。ただし、最初の核の可能性が高い候補がいくつかあり、それらがリストされているので、最も若い原始星源の特徴付けにおける最近の進歩について簡単に説明します。化学は最初の核の確実な同定に役立つため、原始星核の化学進化、特に第一および第二核の流出についての堅牢な理論的予測が必要です。将来を見据えると、シミュレーションにより、原始星の崩壊段階が原始星円盤の進化をどのように形作るかを明らかにできる可能性があります。原始星核の崩壊中の塵の進化のシミュレーションでは、核の中心に向かって粒子サイズと存在量が大幅に増加していることが示されています。化学モデルは、最初の核の暖かく密度の高い条件が化学進化を促進することを示しています。原始星円盤とエンベロープの構造と組成、そしてもちろん惑星の形成への最終的な影響を決定する際に、第1核段階と第2核段階が果たす役割については、さらなる研究の余地が広くあります。
Gaia BH1 などのワイドブラックホール連星形成のトリプルシナリオ
| Title |
A_Triple_Scenario_for_the_Formation_of_Wide_Black_Hole_Binaries_Such_As_Gaia_BH1 |
| Authors |
A._Generozov_and_H._B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03066 |
最近、いくつかの相互作用しないブラックホールと恒星の連星がガイアデータで特定されました。たとえば、太陽に似た星が中程度の離心率(e=0.45)にあり、ブラックホールの周りを185日公転するガイアBH1です。この軌道は二進化進化によって説明するのが困難です。現在の分離は、祖先系が共通エンベロープ進化のエピソードを経験したであろうことを示唆していますが、共通エンベロープは観察された期間よりも期間を短縮するはずです。大質量星の大部分はより多重度の高い系で形成されるため、BH連星の祖先については三重進化シナリオが起こる可能性が高くなります。ここで我々は、そのようなシステムが実際に階層三重システムの進化によってより簡単に説明できることを示します。フォン・ツァイペル--リドフ-香西の振動や不安定性は、三重連星の内部連星における共通包絡線位相の開始を遅らせる可能性があり、その結果、ブラックホールの前駆体と低質量星が開始時により広く分離され、より広いバイナリの形成。また、周期は似ているが離心率が大きい系もあり、BH前駆体はトリプル内の内部連星の合体生成物です。このような合体は、よりトップヘビーなブラックホールの質量関数をもたらします。
線の二等分線を使用した正確な半径方向速度
私たちは、SOLISプロジェクトの統合太陽光分光計(ISS)を使用して観測された、恒星としての太陽のスペクトルにおける二等分線の特性を研究します。私たちの動機は、光球対流の磁気変調による線の形状の変化を、地球の軌道の9cm/秒のドップラー反射から分離できるかどうかを判断することです。完全な太陽周期にわたって21本の線の二等分線を測定した我々の結果は、太陽の磁気活動が光球の対流を調節し、星としての太陽のスペクトルにおける線の輪郭の非対称性を減少させることを圧倒的に示しています(C型とC型の両方を持つ)逆C字型二等分線）。ただし、一部の線は一定であるか、測定するには小さすぎる形状の変化があります。1年周期の9cm/秒の動径速度信号をISSスペクトルに注入します。線の二等分線の主成分分析の情報に基づいて、注入された動径速度信号を捕捉することを目的とした速度のゼロ点オフセットを含む、線形回帰によって最も重要な成分を各線の二等分線に当てはめます。ライン全体を平均すると、ライン形状に大幅な変化が存在する場合でも、その信号を確かな統計的有意性まで回復できます。私たちの研究には（私たちが議論する）限界がありますが、吸収線の形状の変化自体が、正確なラジアル速度技術を使用した、太陽に似た星の周りを周回する地球に似た惑星の検出を妨げるものではないことを確立しました。
謎めいたウルフ・ライエ星系の X 線観察 Theta Mus: 2 人の仲間でも 3 人は群衆
| Title |
X-ray_Observations_of_the_Enigmatic_Wolf-Rayet_System_Theta_Mus:_Two's_Company_But_Three's_a_Crowd |
| Authors |
Stephen_L._Skinner,_Svetozar_A._Zhekov,_Manuel_Guedel,_Werner_Schmutz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03148 |
ThetaMusは、炭素型のウォルフ・ライエ星とOV伴星(WC6+O6-7V)からなり、19日間の軌道を周回する注目すべき分光連星(SB)です。さらに、O超巨星は46質量の小さなオフセットで視覚的に検出され、重力によってSB系に結合している場合、公転周期は数十年になるでしょう。シータムスは、大規模な衝突風(CW)連星でよく観察されるように、X線で明るく、非熱的な放射線源です。以前のXMM-Newton観測を補完する、ThetaMusの新しいチャンドラX線観測を紹介します。X線放射は、SB系から遠く離れた拡張領域に位置する幅広い赤方偏移輝線を伴う、低温でほぼ安定した弱く吸収されたプラズマ成分で構成されています。FeXXVの放出によって追跡される、より高温のプラズマも存在します。2～5keVの範囲で観測された磁束は、5年未満の時間スケールで大幅に低下しました。磁束の減少は、おそらく短周期SBシステムの閉じ込められた風相互作用領域に位置する高温プラズマへの吸収の増加に起因すると考えられます。ThetaMusのX線放射は、炭素再結合スペクトル線を含むWC+Oバイナリガンマ^2Velと非常に似ていますが、どちらのシステムもCWモデルに課題を与える異常な線重心特性を示します。
磁気 O 型星 HD 148937 を囲む謎の発光星雲 NGC 6164/5 の形態運動学的研究
| Title |
A_Morpho-Kinematic_Study_of_the_Enigmatic_Emission_Nebula_NGC_6164/5_Surrounding_the_Magnetic_O-type_Star_HD_148937 |
| Authors |
Beomdu_Lim,_Yael_Naze,_Seok-Jun_Chang,_Damien_Hutsemekers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03211 |
HD148937は、強い磁場(1kG)を持つ特異な大質量星(Of?p)です。砂時計の形をした発光星雲NGC6164/5がこの星を取り囲んでいます。この星雲は、中心のO型星の一時的な質量減少現象に由来すると推定されていますが、詳細な形成メカニズムはまだよくわかっていません。この星雲の起源を解明するには、その三次元構造を把握することが不可欠です。今回我々は、8.2m超大型望遠鏡のGIRAFFEを用いたNGC6164/5の高解像度多天体分光観測について報告する。いくつかのスペクトル線から構築された統合強度マップは、2つの明るいローブや内部ガス領域など、この星雲の全体的な形状をよく描写しています。位置-速度図は、2つの明るいローブがそれぞれ赤方偏移と青方偏移していることがわかり、内側の領域には複数の層があることがわかります。窒素が豊富な結び目と拡大する内殻を含む両側性流出から構成される幾何学的モデルを検討します。次に、さまざまな速度セットに対してモンテカルロ放射伝達手法を使用して、そのスペクトル特徴がシミュレートされます。シミュレーションから得られたいくつかの位置速度図は、観測されたものと非常によく似ています。観測データを最もよく再現するモデルによると、2つの明るいローブと窒素が豊富な結び目はHD148937から約120kms$^{-1}$で遠ざかっている。それらの最小運動年齢は約7,500歳と推定されています。我々は、この星雲の考えられる形成メカニズムを二元相互作用の文脈で議論します。
円盤風によって駆動される複数の砲弾 HH 30 アウトフローにおけるアルマ望遠鏡の観測
| Title |
Multiple_shells_driven_by_disk_winds_ALMA_observations_in_the_HH_30_outflow |
| Authors |
J._A._L\'opez-V\'azquez,_Chin-Fei_Lee,_M._Fern\'andez-L\'opez,_Fabien_Louvet,_and_O._Guerra-Alvarado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03272 |
$^{13}$CO(J=2--1)および$^{12}$CO(J=2--1)分子線のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)バンド6観測のアーカイブを紹介します。$^{13}$CO分子線は降着円盤を示し、分子流出は$^{12}$CO分子線の発光によって追跡されます。中心天体の動的質量は$0.45\pm0.14\,\msun$、分子流出の質量は$1.83\pm0.19\times10^{-4}\,\msun$と推定されました。分子の流出には内部空洞と複数の流出シェル構造が存在します。定数拡張($\sim4-6\,\kms$)と可能な回転署名($\leq0.5\,\kms$)を持つ3つの異なるシェルを区別します。この砲弾は、発射半径$R_\mathrm{launch}\lesssim4\,\au$と小さな磁気レバーアーム$\lambda\sim1.6-1.9$の磁気遠心円盤風によって説明できることがわかりました。複数の殻構造は、最初と二番目の動的年齢が$497\pm15$年、$310\pm9$年、$262\pm11$年である3つの異なる時代に関連する降着円盤からの物質の断続的な放出の結果である可能性があります。、および3番目のシェルがそれぞれあります。最も外側の砲弾は中型砲弾より$187\pm17$年前に発射され、中型砲弾は最も内側の砲弾より$48\pm14$年前に発射されました。HH30の流出が広角の円盤風によって生じた場合、流出の線形運動量と角運動量速度、および降着光度の推定値は、予想値と一致します。
2006 年 12 月のコロナ質量放出イベントに関連したコロナ太陽風力発電量交換プロセス
| Title |
Geocoronal_Solar_Wind_Charge_Exchange_Process_Associated_with_the_2006-December-13_Coronal_Mass_Ejection_Event |
| Authors |
Yu_Zhou,_Noriko_Y._Yamasaki,_Shin_Toriumi,_Kazuhisa_Mitsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03381 |
我々は、2006年12月13日のよく知られたコロナ質量放出(CME)イベントに対応する地殻コロナ太陽風電荷交換(SWCX)イベントの発見を報告します。この過渡拡散発光の電荷交換起源の強力な証拠は、$\rmO^{7+}$、$\rmNe^{9+}$、$\rmMgのエネルギーにおける顕著な非熱的輝線によって提供されます。^{11+}$、$\rmSi^{12+}$、$\rmSi^{13+}$。特に、$\rmN^{5+}$$1s^15p^1\to1s^2$遷移から発生すると思われる0.53keVの輝線が検出されています。これまで、陽子フレアによるSWCX発生の予測可能性については議論があった。この特定のイベントでは、SWCX信号がCME内部の磁気雲の到着と同時に発生し、CMEショックフロントが地球を通過する際の陽子束変動後の時間遅れでトリガーされたことがわかりました。さらに、SWCX光度曲線における宇宙船の軌道変調は、発光が地球の近くで発生することを示唆しています。視線は常に北磁気圏カスプを通過することが判明した。視線がカスプの夕暮れ側を通過したときのSWCX強度は高く、カスプ内の太陽風イオンの流れに方位角異方性があることを示唆しています。軸対称SWCX放出モデルは、観測されたピーク強度を約50分の1で過小評価していることがわかりました。この不一致は、カスプにおける太陽風の流れの方位角異方性に関連していると考えられます。
アトミウム：アルマ望遠鏡で観測された酸素が豊富に進化した17個の星の分子目録
| Title |
ATOMIUM:_Molecular_inventory_of_17_oxygen-rich_evolved_stars_observed_with_ALMA |
| Authors |
S._H._J._Wallstrom,_T._Danilovich,_H._S._P._Muller,_C._A._Gottlieb,_S._Maes,_M._Van_de_Sande,_L._Decin,_A._M._S._Richards,_A._Baudry,_J._Bolte,_T._Ceulemans,_F._De_Ceuster,_A._de_Koter,_I._El_Mellah,_M._Esseldeurs,_S._Etoka,_D._Gobrecht,_E._Gottlieb,_M._Gray,_F._Herpin,_M._Jeste,_D._Kee,_P._Kervella,_T._Khouri,_E._Lagadec,_J._Malfait,_L._Marinho,_I._McDonald,_K._M._Menten,_T._J._Millar,_M._Montarges,_J._A._Nuth,_J._M._C._Plane,_R._Sahai,_L._B._F._M._Waters,_K._T._Wong,_J._Yates,_and_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03467 |
進化した冷たい星から吹く塵っぽい風は、銀河系と将来の世代の星を豊かにする新たに合成された物質の主な原因となっている。しかし、塵の形成と風による打ち上げの背後にある物理学と化学の詳細はまだ特定されていません。最近の空間分解観測では、星周の化学をより包括的に把握することの重要性が示されているが、周波数や角度分解能などの観測の詳細が比較できることはほとんどないため、化学と物理学の複雑な相互作用を比較研究することは依然として困難である。これらの欠点を克服することを目的としたATOMIUMは、約0.02インチから1.4インチまでの3つの角度分解能で均質な観測条件下で、酸素に富んだ進化した多様な星の星周エンベロープの物理学と化学を研究するALMAの大規模プログラムです。ここでは、これらの起源の分子目録と、星のパラメーターと分子含有量の間の相関関係を要約します。17個の酸素に富む、またはS型の漸近巨星(AGB)と赤色超巨星(RSG)が、アルマ望遠鏡バンド6の数回の調整で観察され、さまざまな分子をターゲットにして星周のエンベロープ、特に塵形成の化学を詳しく調査しました。星へ。我々は、スペクトル線の分子キャリアを体系的に割り当て、それらの分光パラメータと統合強度マップから各線の発光の角度範囲を測定しました。ATOMIUMサンプル全体で、24の異なる分子の291の遷移とそのアイソトポローグが検出されました。これには、酸素が豊富なAGB/RSG星におけるいくつかの最初の検出(POv=1、SO2v1=1、v2=2)、およびいくつかの高エネルギーH2O遷移が含まれます。また、S型AGB星でいくつかの最初の検出も見つかりました。振動励起されたHCNv2=2,3およびSiSv=4,5,6、また、WAql中の分子SiC、AlCl、AlFの最初の検出も見つかりました。。
断続的なソーラージェットの観測研究: pモード変調
| Title |
Observational_study_of_intermittent_solar_jets:_p-mode_modulation |
| Authors |
Qiuzhuo_Cai,_Guiping_Ruan,_Chenxi_Zheng,_Brigitte_Schmieder,_Jinhan_Guo,_Yao_Chen,_Jiangtao_Su,_Yang_Liu,_Jihong_Liu,_and_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03571 |
目的。太陽大気中では繰り返しジェットが観察されており、断続的に噴火することがあります。断続的な噴流の観測により、周期的な噴火特性の原因を解明したいと考えています。方法。GSTによって観測された断続的なジェットについて報告します。この分析は、IRISからの1400{\AA}と2796{\AA}のデータによって支援されました。これらの観測機器により、ジェットイベントの時間的特性を分析することができました。結果。ジェットは最大4時間継続した。時間距離図は、ジェットのピークが18:00UT～18:50UTの間に明らかに周期的な噴火特性(5分間)を持っていることを示しています。また、遷移領域(1400{\AA}と2796{\AA})で観測されたバンドでジェットのバースト中に周期的に増光する現象(5分間)も発見されました。これは、太陽大気上層での断続的なジェットへの応答である可能性があります。タイムラグは3分。TiOバンドの進化画像により、ジェットの位置での顆粒の水平方向の動きが明らかになりました。太陽の静かな領域と比較して、ジェットのフットポイントがH{\alpha}スペクトル線プロファイルの中心で強調されており、線の翼には大きな変化がないことがわかりました。これは、ジェットの足元で長時間にわたる加熱が存在することを示唆しています。ジェットの混合極性磁場領域では、断続的な磁気再接続の可能性を示す磁束の出現、消去、せん断が観察されました。それは、磁気摩擦法を使用して再構築されたNLFFFモデルによって確認されます。結論。多波長解析は、私たちが研究した現象が、混合極性磁場によって引き起こされた磁気リコネクションによって引き起こされたことを示しています。私たちは、光球内の顆粒の水平運動が磁気リコネクションを駆動し、それがpモード振動によって変調されることを示唆しています。
$\sim$3,600 個の星と褐色矮星の全天 20 個のセンサスに基づく初期質量関数
| Title |
The_Initial_Mass_Function_Based_on_the_Full-sky_20-pc_Census_of_$\sim$3,600_Stars_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
J._Davy_Kirkpatrick,_Federico_Marocco,_Christopher_R._Gelino,_Yadukrishna_Raghu,_Jacqueline_K._Faherty,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Steven_D._Schurr,_Kevin_Apps,_Adam_C._Schneider,_Aaron_M._Meisner,_Marc_J._Kuchner,_Dan_Caselden,_R._L._Smart,_S._L._Casewell,_Roberto_Raddi,_Aurora_Kesseli,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Edoardo_Antonini,_Paul_Beaulieu,_Thomas_P._Bickle,_Martin_Bilsing,_Raymond_Chieng,_Guillaume_Colin,_Sam_Deen,_Alexandru_Dereveanco,_Katharina_Doll,_Hugo_A._Durantini_Luca,_Anya_Frazer,_Jean_Marc_Gantier,_L\'eopold_Gramaize,_Kristin_Grant,_Leslie_K._Hamlet,_Hiro_Higashimura,_Michiharu_Hyogo,_Peter_A._Ja{\l}owiczor,_Alexander_Jonkeren,_Martin_Kabatnik,_Frank_Kiwy,_David_W._Martin,_Marianne_N._Michaels,_William_Pendrill,_Celso_Pessanha_Machado,_Benjamin_Pumphrey,_Austin_Rothermich,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03639 |
ガイア、地上測量、スピッツァー追跡によるほぼ完全な三角視差決定セットのおかげで、最高質量の白色矮星の祖先から低質量の褐色矮星に至るまで、近くの天体の完全な説明が可能になりました。-上。私たちは、太陽を中心とした半径20パーセントの球体内の天体の調査を作成し、出版された文献をチェックして、各バイナリまたは高次システムを個別のコンポーネントに分解します。その結果、星体($<8M_\odot$)および星体下($\gtrsim5M_{Jup}$)領域にわたる初期質量関数の測定に役立つ、$\sim$3,600個の個々の星形成生成物の体積制限された調査結果が得られました。。得られた初期質量関数を以前の測定値と比較すると、0.8$M_\odot$以上では良好な一致があり、それより低い質量では発散していることがわかります。私たちの20個の空間密度は、4部のべき乗則$\xi(M)=dN/dM\proptoM^{-\alpha}$に最もよく適合し、高質量では長い間確立されている値$\alpha=2.3$を持ちます。($0.55<M<8.00M_\odot$)および中間質量($0.22<M<0.55M_\odot$)では$\alpha=1.3$ですが、より低い質量では$0.05<M<の場合$\alpha=0.25$になります。$0.01<M<0.05M_\odot$の場合、0.22M_\odot$および$\alpha=0.6$。これは、質量の減少に応じた生成速度が、低質量星/高質量褐色矮星体制では減少し、その後、低質量褐色矮星体制では再び増加することを意味します。完全を期すために修正すると、星と褐色矮星の数比は現在4:1、天体あたりの平均質量は0.41$M_\odot$であることがわかります。
私たちは、活動ニュートリノと重くて無菌ニュートリノの間の非消失磁気モーメントを介した共鳴変換が超新星ニュートリノ束に及ぼす影響を解析します。このようなシナリオのレベルクロススキームを提示し、共鳴が発生する順序に特別な注意を払いながら、変換後のニュートリノ束を導き出します。次に、DUNEとハイパーカミオカンデにおける将来の超新星の中性子化バーストから予想される事象発生率を計算し、ニュートリノの磁気モーメントに対する新しい制約を導き出します。これにより、$O(\rm{eV})$質量範囲の無菌ニュートリノに対する感度が数$10^{-15}\mu_B$まで低下することがわかります。
天文法による確率的重力波背景の分析
| Title |
Dissecting_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_with_Astrometry |
| Authors |
Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Yifan_Chen,_Liang_Dai,_Neha_Anil_Kumar,_Isak_Stomberg,_Xiao_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03069 |
星の運動の正確な測定である天体測定は、光子の空間偏向を通じて低周波重力波を調査するための代替手段を提供し、タイミング残差に依存するパルサーのタイミングアレイを補完します。Gaia、Theia、Romanからの今後のデータは、パルサータイミングアレイの結果をクロスチェックするだけでなく、パルサータイミングアレイとLISAを橋渡しする未知の周波数範囲を調査することもできます。我々は、測定ノイズと確率的背景の固有の変動性を考慮して、重力波背景の検出の実現可能性を評価するための分析枠組みを提示する。さらに、情報マトリックス解析を利用して、スペクトル指数やキラリティなどの重力波背景の重要な特性を明らかにする上での天文計測の重要な役割を強調します。最後に、一般に一般化ヘリングスダウン曲線と呼ばれる四極相関の出現をシミュレートします。
過剰な電波背景に対する遺物ニュートリノ崩壊の解決策
| Title |
Relic_neutrino_decay_solution_to_the_excess_radio_background |
| Authors |
P.S.Bhupal_Dev,_Pasquale_Di_Bari,_Ivan_Mart\'inez-Soler,_and_Rishav_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03082 |
ARCADE2によって検出された過剰な電波バックグラウンドは、標準的な宇宙論モデル内のパズルを表しています。天体物理学に関して明確で実行可能な解決策は存在しないため、新しい物理学の存在を示す可能性があります。遺物ニュートリノ$\nu_i$から滅菌ニュートリノ$\nu_{\rms}$への放射崩壊は、準縮退していると想定されており、現時点でさまざまな宇宙論的観測によってもたらされるすべての制約を回避し、アーケードを非常によく再現する解決策を提供します。2データ。最良適合値$\tau_i=1.46\times10^{21}\,{\rms}$および$\Deltam_i=4.0\times10^{-5}をもつARCADE2データへの非常に良好な適合が見つかりました。\,{\rmeV}$、ここで$\tau_i$は寿命、$\Deltam_i$は崩壊する活性ニュートリノと滅菌ニュートリノの質量差です。一方、遺物ニュートリノ崩壊がARCADE2データを説明できない場合、これらは厳しい制約$\Dm_i^{3/2}\tau_i\gtrsim2\times10^{14}\,{\rmeV}^{3/2}\,{\rms}$の範囲$1.4\times10^{-5}\,{\rmeV}<\Dm_i<2.5\times10^{-4}\,{\rmeV}$。また、この解は、コントラスト輝度温度$T_{21}=-238^{+21}_{-20}\,{で、$\L$CDMモデルから予測されたものよりも強い21cm吸収グローバル信号を予測します。redshift$z\simeq17$の\rmmK}$($99\%$C.L.)。これは、EDGESの共同研究によって発見されたさらに強いシグナルである$T_{21}=-500^{+200}_{-500}\,{\rmmK}$と穏やかな緊張関係にあり、これが過大評価されていた可能性を示唆しています。、おそらく未確認の前景ソースからの貢献を受け取っている可能性があります。
電荷と磁気電荷を持つブラックホールを準正規モードと区別できるでしょうか?
| Title |
Can_we_distinguish_black_holes_with_electric_and_magnetic_charges_from_quasinormal_modes? |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03191 |
電荷と磁気電荷をもつ静的および球対称ブラックホール(BH)の準正規モードを計算します。帯電した場合、摂動のダイナミクスは奇数パリティセクターと偶数パリティセクターに分離され、各セクターに2つの結合微分方程式が存在します。電荷と磁荷の両方が存在する場合、4つの動的自由度の微分方程式は、奇数パリティ摂動と偶数パリティ摂動の間で互いに結合されます。この注目に値する変更にもかかわらず、与えられた総電荷と質量に対して、電荷と磁気電荷が混合されたBHが基本モードに対して同じ準正規周波数を引き起こすことを示します。これには、2つのBHがそれぞれの電荷と磁気電荷が等しい場合が含まれます。したがって、リングダウンフェーズ中の準正規モードの重力波観測だけでは、電気的に帯電したBHと磁気的に帯電したBHを区別することはできません。
パルサータイミングアレイにおける異方性偏光確率的重力波背景の相関
| Title |
Correlations_for_an_anisotropic_polarized_stochastic_gravitational_wave_background_in_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Guo-Chin_Liu_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03383 |
ナノヘルツの確率的重力波背景の最近の説得力のある観測により、重力をテストするための新しい銀河の舞台が明らかになりました。この論文では、パルサータイミングと将来の平方キロメートルアレイを使用してテストできる確率的重力波背景相関の最も一般的な式を導き出します。私たちの式は、パワースペクトルアプローチとも呼ばれる調和空間解析を拡張し、サブルーナルテンソル、ベクトル、およびスカラー重力自由度を持つ異方性偏光確率的重力波背景の相関シグネチャーを予測します。相関における最初のいくつかの自明ではない異方性と偏光の特徴を示し、それらの重力波速度とパルサー距離への依存性について議論します。私たちの結果は、確率的重力波背景の等方性を厳密に検査し、ナノヘルツ重力波領域で起こり得る非アインシュタイン分極に対する既存の制約を強化するために使用できる可能性のあるテストを設定します。
非ガウス性とインフレに対する大きな $|\eta|$ アプローチ
原始ブラックホールの物理学は、原始ブラックホールを生成する密度変動の非ガウス統計によって影響を受ける可能性があります。したがって、原始曲率摂動に対する高次の相関関数を理論的に適切に制御することが重要です。$1/|\eta|$展開で主要な順序で作業することにより、原始ブラックホールを生成する単一フィールドインフレーションシナリオの曲率変動のバイスペクトルを解析的に決定します。バイスペクトルには豊富なスケールと形状の依存性があり、その特徴は減衰するであろうモードのダイナミクスに依存します。私たちは解析結果を応用して、強化された曲率変動によって二次的に誘起される重力波を研究します。それらの統計的特性は、広い運動量範囲にわたる畳み込み積分によって導出され、解析的に計算された曲率バイスペクトルのスケールと形状依存性に敏感です。
物理シンボリックの最適化
方程式の自動逐次生成を構築によって次元解析の規則に従うように制約するためのフレームワークを提案します。このアプローチと強化学習を組み合わせて、単位制約を活用して物理データから分析関数を回復するための物理シンボリック最適化手法である$\Phi$-SOを構築しました。当社のシンボリック回帰アルゴリズムは、変数と定数が既知の物理単位を持つコンテキストで最先端の結果を達成し、ノイズ(0.1%を超える)の存在下でSRBenchのファインマンベンチマークで他のすべての手法を上回り、ノイズの存在下でも回復力を示します。重大な(10%)レベルのノイズ。
