クエーサー吸収系を用いた微細構造定数測定の収束特性
| Title |
Convergence_properties_of_fine_structure_constant_measurements_using_quasar_absorption_systems |
| Authors |
John_K._Webb_and_Chung-Chi_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00887 |
基本定数の時空変動の探索は、前例のない精度の時代に入りました。新しい高品質のクエーサースペクトルには、ますます洗練された分析手法が必要です。この記事は、堅牢で偏りのない方法論を確立するシリーズの続きであり、非線形最小二乗最適化の収束基準がクエーサー吸収系の微細構造定数アルファの測定にどのような影響を与えるかを探ります。高精度の制約に関するこれまでの主張を考慮して、我々は、モデル構築プロセス中にアルファが地上値に固定され、モデル構築後にのみ自由パラメータとして解放される、いわゆる「ブラインド」アプローチの真実性を批判的に検証します。「最終的な」吸収系の運動学的構造が得られました。このアプローチにより、カイ2乗アルファ空間で平坦な峡谷が拡張され、1000回もの反復を行った後でも収束に達する可能性が低いことを示します。修正は簡単です。アルファは、吸収システムモデル構築の可能な限り初期の段階から自由パラメータとして扱う必要があります。ここで示した結果の意味するところは、最初に固定されたアルファを使用した以前のすべての測定をやり直す必要があるということです。
アルファと同位体の謎
| Title |
The_Mystery_of_Alpha_and_the_Isotopes |
| Authors |
John_K._Webb,_Chung-Chi_Lee,_Dinko_Milakovic,_Victor_V._Flambum,_Vladimir_A._Dzuba,_Joao_Magueijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00888 |
クエーサーHE0515-4414のスペクトル内の2つの近接した吸収領域における微細構造定数アルファの不偏AI測定を報告します。データは、VLTのESPRESSO分光器を使用して取得された、高解像度、高S/N比で、校正されたレーザー周波数コムです。データの質の高さと領域の近さにより、いくつかの理論で予測されているように、基本定数の空間的変動の可能性を探る差分比較が動機付けられます。マグネシウム同位体の相対存在量が地上のものである場合、これら2つの系の微細構造定数は7シグマレベルで異なることを示します。2つの測定値間の3シグマの不一致は、両方のシステムで共有されている場合、100%^{24}Mgという極端な非地球環境の場合でも持続します。しかし、Mg同位体存在量がこれら2つの近接した系、一方は陸地系で、もう一方は重同位体を含まない系で独立した値を取る場合、両方とも陸地のアルファ値と一致し、2つの測定値間の不一致は2シグマに収まります。将来の高精度測定に向けて、変化する定数および変化する同位体の解釈とこの難問の解決策について議論します。
重力による磁気発生
構造の形成は、宇宙の物質内容が熱平衡から逸脱する時代の到来を告げるものであり、宇宙全体のエントロピーが増加し続けるためには、ワイル曲率の形でのエントロピーへの重力の寄与が活発になる必要がある。ワイルテンソルの潮汐セクターとフレームドラッグセクターは、相互に誘導し合うため、必然的に両方ともこの動的環境に存在する必要があります。フレームの引きずり効果は、電子と陽子の間の質量差によって生じるプラズマ電流に渦度を与えることができ、その結果、無から磁場が生じます。我々は、この重力駆動の磁気発生機構が銀河の外で動作できるため、コヒーレンス長の大きなスケールを容易にすることに加えて、ダイナモプロセスの種を作るのに必要な磁場強度を生成できる可能性があることを示す。
3.5keV 線の探索のために eROSITA 銀河団データのスペクトルを積み重ねる: 暗黒物質の崩壊か電荷交換か?
| Title |
Stacking_the_spectra_of_eROSITA_galaxy_cluster_data_for_searches_of_the_3.5keV_line:_Dark_matter_decay_or_charge_exchange? |
| Authors |
Justo_Antonio_Gonzalez_Villalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00923 |
この修士論文では、eRASS-1調査で得られた1,138個の銀河団のX線スペクトル(合計430,649カウント)をシフトして積み重ねる手法を使用します。以前のスタッキング手法と比較して、ここで紹介する方法では、シフトされた再分布行列ファイル(RMF)の適切な正規化が導入されており、これにより、スタックされたスペクトルの物理温度と金属性を回復できます。この手法を使用すると、O、Ne、Mg、Si、Ar、Ca、Feの個々の存在量に対する積層スペクトルの制約を取得できます。さらに、以前に報告された3.5keVの未確認の線放射の検出の可能性を研究します。ただし、残差は[3-4]keV範囲の$\pm2\sigma$をほとんど超えません。一方、[3.4-3.55]keV帯域の残留物はSXVI(裸の硫黄イオン)からの電荷交換放出と互換性がありますが、200桁の大きさであるため、0.56keVでのOVIIからの電荷交換放出も存在するはずです。[3.4-3.55]keV帯域のSXVIからの電荷放出よりも高い。ただし、残念ながら検出されません。
$\mathcal{O}(T, T^2)$ 項を使用して修正された $f(R,T)$ 重力枠組みの中性子星
| Title |
Neutron_Stars_in_modified_$f(R,T)$_gravity_framework_with_$\mathcal{O}(T,_T^2)$_terms |
| Authors |
Premachand_Mahapatra_and_Prasanta_Kumar_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01321 |
$f(R,T)=R+2\lambdaT+\xiT^{2}$重力下でのポリトロープモデルを用いて相対論的中性子星(NS)の平衡配置を研究します。中性子星の性質とその性質を調べます。NSの異なる中心密度($\rho_c$)に対応する$\lambda$と$\xi$への依存性。$\lambda=0,-1,-3,-5$、$\xi=0$および$\rho_c=1.5\times10^{18}~\rm{kg~m^{-3}}$の場合、NSの最大質量は、半径($R$)$10.409$km、$10.737$に相当する$M=1.06M_\odot$、$1.19M_\odot$$1.61M_\odot$、$2.47~M_\odot$として求められます。km、$11.461$km、$12.119$km。NS質量のこのより高い値は、重力波データ(GW170817)と比較できます。$\lambda=-6$および$\xi=0$の場合、$\rho_c$が$\rho_c=1.1から1.6\times10^{18}~\rm{kg~m^{に増加するにつれて、-3}}$では、NSの最大質量は$4.19M_\odot$から$3.23M_\odot$に減少し、半径$R$は$13.86\rm{km}$から$11.54\rm{km}$に減少します。$\xi=10^{-27}$および$\lambda=0,-1,-3,-5$の固定値を使用すると、最大質量$M=1.06M_\odot$,$1.34M_\がわかります。odot$,$1.89M_\odot$および$3.39~M_\odot$は、半径$R=10.409$km、$10.843$km、$11.549$km、および$11.680$kmに対応します。それぞれ。観測上の制約、つまりGW170817(BNSMerger)の質量-半径データ、観測されたパルサーPSRJ1614-2230、PSRJ0348+0432の最大質量-半径データを考慮します。質量$\&$半径の事後分布プロットが良好な結果をもたらし、修正された重力パラメーター$\lambda$と$\xi$のコーナープロットが非常に良好な事後結果をもたらしていることがわかりました。したがって、$\xi=0(\neq0)$の$\lambda$の値の範囲について、NSの質量$M$と半径$R$がGW170817で与えられた範囲内にあることがわかりました。LIGOから提供される重力波データ、パルサー$\&$ミリ秒パルサーデータ、NASAから提供されるNICER(中性子星内部構成ExploreR)質量半径データ。
[O I] 観測からの彗星 45P/ホンダ・ムコス・パジュドゥ\v{s}\'akov\'a の CO2 量の推定:
彗星のコマエにおける氷粒子の起源に関する示唆
| Title |
Inferring_the_CO2_Abundance_in_Comet_45P/Honda-Mrkos-Pajdu\v{s}\'akov\'a_from_[O_I]_Observations:_Implications_for_the_Source_of_Icy_Grains_in_Cometary_Comae |
| Authors |
Mikayla_R._Huffman,_Adam_J._McKay,_Anita_L._Cochran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00956 |
彗星の組成の研究は、太陽系の初期進化過程を理解するために重要です。二酸化炭素(CO2)は、彗星の活動を促進する一般的な過揮発性物質ですが、テルルの吸収が激しいため、他の過揮発性物質よりも研究が困難です。CO2は宇宙からのみ直接観測できます。したがって、地上観測を使用して彗星のCO2存在量を測定するには、プロキシが必要です。[OI]6300Aおよび[OI]6364Aラインの合計に対する[OI]5577Aラインの磁束比(以下、[OI]ライン比と呼びます)は、そのような代理人としての過去。我々は、2.7メートルのハーランのタル・クーデ分光器で得られたデータを使用した、彗星45P/ホンダ・マルコス・パジュドゥ\v{s}\'akov\'a(HMP)の[OI]線比分析を紹介します。マクドナルド天文台のJ.スミス望遠鏡。2017年2月21～23日に彗星が太陽中心距離1.12～1.15天文単位にあったとき、UTから撮影。HMPは、活動性の高い木星ファミリー彗星(JFC)です。CO2昇華によって追い出された氷の粒が活動亢進の原因であると提案されていますが、HMPに含まれるCO2量は測定されていません。[OI]ライン比の測定から、HMPのCO2/H2O比は22.9+/-1.4%であることがわかります。CO2/H2O比を、両方の値のデータが記載されている文献に記載されている9個の彗星の活性画分(HMPを含む)と比較します。相関関係は見つかりません。これらの発見は、CO2昇華が氷粒子を追い出すことだけが彗星核の活性画分に影響を与える唯一の要因ではないことを示唆している。
初期軌道決定のためのケプラー積分法の数値的動作
| Title |
Numerical_behavior_of_the_Keplerian_Integral_methods_for_initial_orbit_determination |
| Authors |
\'Oscar_Rodr\'iguez,_Giovanni_F._Gronchi,_Giulio_Ba\`u,_Robert_Jedicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01210 |
予備軌道を計算するための2つの最近の方法の動作を調査します。これらの方法はケプラー問題の保存則に基づいており、たとえ時間的に数年離れている場合でも、光学観測の非常に短い円弧を結び付けることができます。私たちの分析は、822個のメインベルト小惑星の合成データと実際のデータの両方を使用して実行されます。計算された軌道要素と真の軌道要素の違いは、真の結合および代替解の発生について分析されています。可能な限り多くの誤った連鎖を破棄し、大部分の真の連鎖を維持することを目的として、結果を定量化するためにいくつかの指標が導入されています。これらの数値実験は、\emph{グラウンドトゥルース}の知識を利用する計量のしきい値を提供します。これらのしきい値の値は、軌道要素の正しい値がわからない場合や、軌道要素が正しいかどうかがわからない場合に、通常の動作モードで使用できます。リンケージはtrueまたはfalseです。
New Horizons Venetia Burney Student Dust Counter は 60 天文単位に近い予想よりも高いフラックスを観測
| Title |
New_Horizons_Venetia_Burney_Student_Dust_Counter_Observes_Higher_than_Expected_Fluxes_Approaching_60_AU |
| Authors |
Alex_Doner,_Mihaly_Horanyi,_Fran_Bagenal,_Pontus_Brandt,_Will_Grundy,_Carey_Lisse,_Joel_Parker,_Andrew_R._Poppe,_Kelsi_N._Singer,_S._Alan_Stern,_and_Anne_Verbiscer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01230 |
NASANewHorizonsVenetiaBurneyStudentDustCounter(SDC)は、宇宙船の飛行経路に沿って質量$\ge$$10^{-12}$gの粒子の塵粒子の衝突を測定し、その空間密度分布をマッピングします。我々は、55auにわたる最新のSDCダスト密度、サイズ分布、フラックス測定結果を提示し、それらを数値モデル予測と比較します。カイパーベルト天体(KBO)は、KBO間の衝突と星間塵粒子(ISD)による継続的な衝突の両方により、太陽系外縁部における惑星間塵粒子(IDP)の主な発生源であると考えられています。55天文単位までの継続的な測定では、ニューホライズンズがカイパーベルト(KB)の推定外縁に近づくにつれて、モデルで予測された塵束よりも高いことが示されました。私たちは、この偏差の増大に対する潜在的な説明について議論します。放射圧により、塵の分布はその母天体の分布よりも太陽中心距離まで広がります。氷の塵粒子は光スパッタリングを受け、放射線圧力に対する反応が急速に増大し、太陽からさらに遠ざけられます。そして、KBOの分布は、既存の観察が示唆するよりもはるかに広範囲に及ぶ可能性があります。さらに太陽中心距離が離れた場所での継続的なSDC測定は、KB内での塵生成の寄与を引き続き抑制すると考えられます。継続的なSDC測定は、カイパーベルトを理解し、他の星の周りの塵円盤の観測結果を解釈するために依然として重要です。
JADES: 赤方偏移 z=5 から z=0.5 への大規模な静止銀河のレストフレームの UV から NIR までのサイズ進化
| Title |
JADES:_Rest-frame_UV-to-NIR_Size_Evolution_of_Massive_Quiescent_Galaxies_from_Redshift_z=5_to_z=0.5 |
| Authors |
Zhiyuan_Ji,_Christina_C._Williams,_Katherine_A._Suess,_Sandro_Tacchella,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Stacey_Alberts,_William_M._Baker,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Nina_Bonaventura,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Zuyi_Chen,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_de_Graaff,_Christa_DeCoursey,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_Jakob_M._Helton,_Tobias_J._Looser,_Jianwei_Lyu,_Roberto_Maiolino,_Michael_V._Maseda,_Erica_Nelson,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_Hans-Walter_Rix,_Lester_Sandles,_Fengwu_Sun,_Hannah_\"Ubler,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00934 |
$0.5<z<5$にわたる$M_*>10^{10}M_\odot$を持つ161個の静止銀河(QG)のサンプルのUVからNIRまでのサイズの変化を示します。JADESのGOODS-Southにある深いマルチバンドNIRCam画像を使用して、静止フレーム0.3、0.5、および1$\mum$での銀河の有効半径($R_e$)を測定します。平均すると、QGは静止フレーム1$\mum$の場合、0.3$\mum$(0.5$\mum$)の場合よりも45%(15%)コンパクトになります。波長に関係なく、QGの$R_e$は赤方偏移とともに強く進化し、この進化は星の質量に依存します。$M_*=10^{10}-10^{10.6}M_\odot$の低質量QGの場合、進化は$R_e\sim(1+z)^{-1.1}$に従いますが、より急峻になります。$R_e\sim(1+z)^{-1.7}$に続き、$M_*>10^{10.6}M_\odot$の高質量QGの場合。見かけのサイズ進化を引き起こす物理的メカニズムを制約するために、QGの$R_e$と形成赤方偏移($z_{form}$)の関係を研究します。低質量QGの場合、この関係は$R_e\sim(1+z_{form})^{-1}$とほぼ一致し、前駆体効果の予想と一致します。高質量QGの場合、$R_e$と$z_{form}$の関係は星の年齢に依存します。古いQGでは、$R_e$と$z_{form}$の間に前駆体効果のみから予想される関係よりも急峻な関係があり、合体および/またはクエンチング後の連続的なガスの増加が、非常に大規模な系においてさらなるサイズの成長を促進することを示唆しています。サンプル中の$z>3$QGは非常にコンパクトで、質量表面密度$\Sigma_e\gtrsim10^{10}M_\odot/\rm{kpc}^2$であることがわかり、その$R_e$はおそらく赤方偏移が低いQGで測定されたサイズの進化から予想されるよりもさらに小さいです。最後に、$z_{spec}\sim4.7$で最も初期に確認された大規模QGの1つであるGS-9209の構造を詳しく見ていきます。UVからNIRに至るまで、GS-9209はますますコンパクトになり、その光プロファイルはより回転楕円体になり、色の勾配がこの初期の大規模なQGにすでに存在していることを示しています。
白鳥座超新星残骸内の高速ガスの精密な探索
| Title |
A_refined_search_for_high-velocity_gas_in_the_Cygnus_Loop_supernova_remnant |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Eureka_Scientific),_S._R._Federman_(Univ._of_Toledo),_David_L._Lambert_(Univ._of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00960 |
我々は、白鳥座超新星残骸(SNR)に関連する星間吸収線内の高速ガスを高感度に探索した結果を紹介します。私たちは、はくちょう座の環領域にある700pc以上の距離にある6つの星の高解像度、高信号対雑音比の光学スペクトルを調べます。すべての星は低速のNaIおよびCaII吸収を示します。ただし、HD198301という1つの星だけが、+62、+82、および+96km/sの速度で高速CaII吸収成分を示します。この星までの距離が約870個であることは、はくちょう座の輪の拡大する衝撃波面の後退端までの距離を制限するのに役立ちます。私たちのターゲットの1つであるHD335334は、これまで、星間で高い正および高い負の速度のNaIおよびCaII吸収を示すと考えられていました。これはFesenらの研究を導く1つの要因でした。白鳥座環までの距離725pcを導き出します。しかし、HD335334は実際には二重線分光連星であり、高速星間吸収の証拠を示さないことがわかりました。そのため、HD335334までの距離を使用して、シグナスループまでの距離を制約することはできません。HD198301に向けて100km/sに近づくCaII吸収を検出したことは、白鳥座ループSNRに関連する低イオン化種からの高速吸収の決定的な最初の検出です。白鳥座環の北西境界を越えて位置する恒星、BD+314218に向かうNaI柱密度の大きな上昇は、白鳥座環が明らかに相互作用している大きな分子雲複合体までの距離を制限するのに役立っている。
電波源におけるAGN活動による星形成ガスの減少
星形成の貯蔵庫である冷たい中性の星間ガスは、中性水素(HI)による21センチメートルの連続放射線の吸収を通じて追跡されます。遠方の放射線源のホスト銀河で100件のケースで検出されましたが、ライマンアルファ吸収系で観測された最大値に近い柱密度が発見されたのはつい最近のことです。ここで我々は、HI吸収の検出率が活動銀河核(AGN)からの光イオン化によって支配されているという仮説に対してこれらの意味を探ります。さらに、z>0.1でのHI吸収の現在の検索のすべてに加えて、HI吸収強度とイオン化光子速度の間に強い相関関係があり、HIが検出される最大値は理論値に近いままであることがわかりました。すべての中性ガスは大きな渦巻銀河内でイオン化されるでしょう(Q=2.9e56イオン化光子/秒)。また、赤方偏移による検出率の低下の主な原因として、他の影響(連続電波による励起やガス特性の変化)も除外します。さらに、理論上の最大の柱密度から、5つの高柱密度系のスピン温度が天の川銀河(T<300K)のスピン温度に近いことがわかります。一方、ガス状銀河円盤のモデルからは、QでのHI検出が得られます。=2.9e56/sはT~10,000Kを生成し、ガスが高度にイオン化されていることと一致します。
矮小レンズ状銀河の星形成史
SDSSスペクトルから得られた148個の矮小レンズ状銀河(dS0)の平均星形成履歴(SFH)を示します。dS0のSFHは、ほとんどの銀河の$\sim14$Gyrのルックバック時間での初期バーストを含む、星形成の複数のバーストによって特徴付けられます。6.3Gyrのルックバックタイムで終了する最初の星形成段階で形成された星は、主に古い金属の乏しい(Z=0.0004)星で構成されており、星の質量の$\sim60\%$と$\sim30\に寄与しています。明るさの%$。極度に金属が乏しい（Z=0.0001）星がほとんど存在しないのは、再電離時代の事前濃縮によるものと思われる。この初期期間中、星の形成は徐々に減少します。対照的に、星形成の第2期では星形成活動が増加し、遡り時間2.5ギラでピークに達し、その後再び減少します。中間の金属性を有する中程度に古い恒星集団のほとんどは、この段階で形成されました。我々は、SFHがdS0銀河の質量とu-r色に強く依存していることを観察しましたが、外側渦巻腕や核形成の有無などの形態学的特性には有意な依存性は見られませんでした。dS0銀河の星形成史にはdE銀河と多くの類似点があり、その多くは後期型銀河に由来すると考えられています。
| Title |
Polycyclic_aromatic_hydrocarbon_(PAH)_luminous_galaxies_in_JWST_CEERS_data |
| Authors |
Yu-Wei_Lin,_Cossas_K.-W._Wu,_Chih-Teng_Ling,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Ece_Kilerci,_Tetsuya_Hashimoto,_Po-Ya_Wang,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Bjorn_Jasper_R._Raquel,_and_Yuri_Uno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01043 |
最先端の観測調査で検出されなかった塵に覆われた銀河がどれだけあるのかということは、未解決の疑問です。JWSTを使用すると、中赤外波長に顕著な多環芳香族炭化水素(PAH)の特徴を持つ微かな赤外銀河を検出できます。PAHは、中赤外波長における星形成と塵の特性を示す貴重なトレーサーです。JWSTCosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)フィールドは、中赤外装置(MIRI)の6つの測光バンドを使用して、7.7から21$\μ$mまでの波長をカバーします。我々は、PAHからの中赤外放射が支配的な銀河を特定し、PAH銀河と名付けました。私たちのマルチバンド測光カタログから、$\log(S_{15}/S_{10})>0.8$という高い光束比を示す10個のPAH銀河を選択しました。SEDフィッティング解析により、これらの銀河はz$\sim1$で$10^{10}$$\sim$$10^{11.5}$$L_{\odot}$の総赤外光度を持つ星形成銀河であることが示されました。PAH銀河の形態には、MIRI解像度内での主要な合体や相互作用の明確な兆候は見られません。それらの大部分は$z\sim1$の星形成主系列上にあります。我々の結果は、JWSTが超光度赤外線銀河(ULIRG)や光度赤外線銀河(LIRG)に加えて、$z\sim1$の通常の星形成銀河からのPAH放射を検出できることを示しています。
絶滅、銀河の光学観察を妨げる部屋の象
絶滅は、光学/IRデータを分析するときにほとんどの人が避けようとする問題です。天文学者は、審判が受け入れる簡単な解決策を見つける傾向がありますが、それはそのような解決策が正しい、あるいは最適であるという意味ではありません。この寄稿では、一般に無視されている絶滅に関連する3つの重要な問題について取り上げ、それらに対する現在および将来の解決策を示します。[1]絶滅は非線形測光効果を生み出します、[2]絶滅の法則は視線ごとに変化します、そして[3]絶滅の法則は変化しません。絶滅の法則のすべてのファミリーは同じ精度を持っています。
PDR4すべて。 V. Orion Bar の照らされたエッジ全体にわたる塵の進化のモデル化
| Title |
PDRs4All._V._Modelling_the_dust_evolution_across_the_illuminated_edge_of_the_Orion_Bar |
| Authors |
M._Elyajouri,_N._Ysard,_A._Abergel,_E._Habart,_L._Verstraete,_A._Jones,_M._Juvela,_T._Schirmer,_R._Meshaka,_E._Dartois,_J._Lebourlot,_G._Rouille,_T._Onaka,_E._Peeters,_O._Berne,_F._Alarcon,_J._Bernard-Salas,_M._Buragohain,_J._Cami,_A._Canin,_R._Chown,_K._Demyk,_K._Gordon,_O._Kannavou,_M._Kirsanova,_S._Madden,_R._Paladini,_Y._Pendleton,_F._Salama,_I._Schroetter,_A._Sidhu,_M._Rollig,_B._Trahin,_D._Van_De_Putte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01221 |
私たちは、よく知られた高遠紫外(FUV)照射PDRであるOrionBar内のダスト粒子の放出を研究しています。OrionBarは、そのエッジオン形状により、さまざまな物理的条件下での粉塵の発生と関連する運転プロセスを特徴付けるための優れたベンチマークを提供します。私たちの目標は、塵の放出をモデルと比較することによって、塵の局所的特性を制約することです。最近のJWSTPDRs4Allデータを利用して、JWSTNIRCam(3.35および4.8ミクロン)およびMIRI(7.7、11.3、15.0、および25.5ミクロン)によって追跡された塵の放出を、NIRSpecおよびMRS分光観測とともに追跡します。まず、観測されたダスト放出スペクトルと数値コードDustEMに結合されたTHEMISダストモデルの予測との比較から、カーボンナノ粒子の最小サイズと水素含有量を制約します。この塵モデルを使用して、SOCコードを使用して塵放出の3D放射伝達シミュレーションを実行し、オリオンバー全体で適切に選択されたプロファイルに沿って得られたデータと比較します。JWSTデータにより、OrionBarPDRの照らされた端での塵放出の急峻な変動を空間的に解決することが初めて可能になりました。炭素質ナノ粒子とサブミクロンでコーティングされたケイ酸塩粒子を含むダストモデルを考慮することにより、オリオンバー全体の特性に対する前例のない制約が導き出されます。シミュレーションで観測された発光プロファイルを説明するには、ナノ粒子が拡散ISMよりも15倍少ない量(ガスと比較して)で大幅に枯渇しなければならないことがわかりました。NIRSpecおよびMRS分光観察により、カーボンナノ粒子の水素化の変化が明らかになります。最も低い水素化レベルは光る星の近くで見られ、写真処理を示唆しているが、より多くの水素化されたナノ粒子が低温で高密度の分子領域で見られ、より大きな粒子である可能性を示している。
VLA FIRSTサーベイにより、楕円銀河の周囲に円対称の拡張拡散電波放射が存在することを発見
| Title |
Discovery_of_a_circular_symmetry_extended_diffuse_radio_emission_around_an_elliptical_galaxy_with_the_VLA_FIRST_survey |
| Authors |
Shobha_Kumari_and_Sabyasachi_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01278 |
我々は、超大規模アレイ(VLA)による電波空の20cmのかすかな画像(FIRST)調査から、楕円銀河の周囲に広がる拡散電波放射(J1507+3013)を特定しました。J1507+3013は、一般に奇数電波円(ORC)として知られる、最近特定された円形で、表面の輝度が低く、エッジが明るくなった電波源と同様の形態を持っています。このような拡散放射は、今回の論文で報告されているように、ミニハローや化石電波銀河でも見られますが、今回の論文で提示された結果はミニハローや化石電波銀河の特性とは一致しません。楕円銀河の周囲でJ1507+3013で観察された拡張発光は、これまでに知られているどの種類の拡散発光とも異なる、非常に珍しい種類の拡散発光です。J1507+3013の拡張拡散放射も144MHzのLOFARで検出されます。J1507+3013は、$z=0.079$の光度赤方偏移を持つ構造の幾何学的中心近くの光学銀河によってホストされています。J1507+3013の物理的広がりは約68kpc、ピークツーピークの角度サイズは44秒角です。J1507+3013は、以前に発見されたORCと比較して、著しく高い磁束密度を示します。J1507+3013のスペクトル指数は、拡散構造のさまざまな領域で-0.90から-1.4の間で変化し、これまでに発見されたORCに匹敵しますが、ミニハローや化石電波銀河ほど急峻ではありません。J1507+3013をORCの候補とすると、これはこれまでに発見された中で最も近く、最も明るいORCとなるでしょう。この論文では、この源の性質を研究するために、J1507+3013の無線、スペクトル、および光学/IR特性について説明します。
偏心傾斜超大質量連星ブラックホールにおけるねじれた薄い降着円盤の進化について
| Title |
On_the_evolution_of_a_twisted_thin_accretion_disc_in_eccentric_inclined_supermassive_binary_black_holes |
| Authors |
P._B._Ivanov_and_V._V._Zhuravlev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01317 |
我々は、傾斜した離心軌道上でより小さな質量の二次ブラックホールと相互作用するカーブラックホールの周囲のねじれた降着円盤のモデルを提案する。我々は、OJ287のいわゆる「歳差運動する大質量」モデルに適している可能性のあるシステムのパラメーターを使用します。二次要素によって円板に加えられるトルクの式と、円板要素の後端の歳差運動に対する二次要素の寄与を計算します。二次要素とディスク要素の期間にわたる二重平均化手順によって。これらの式は、バイナリ軌道内のスケールを含む、対象となるすべてのスケールで使用されます。平坦な初期構成を仮定して、ディスクの傾きとねじれの変化を数値的に計算します。ディスクのアスペクト比$h/r=10^{-3}$、かなり大きな粘性パラメータ$\alpha=0.1$、および主要な回転パラメータ$\chi$のいくつかの値を考慮します。軌道のレンズ・サーリング歳差運動が数周期続いた後、円盤は歳差運動系内で準静止状態に緩和し、半径方向の円盤傾斜角$\beta$が自明ではない分布を示すことがわかりました。規模。この構成の分析モデルを提案します。ねじれた円盤の存在により、二次円盤が1公転周期ごとに複数回交差し、交差間の期間が平らな円盤モデルとは異なることを示します。私たちの結果は、OJ287のモデリングで考慮される必要があります。同様の情報源にも適用できます。
偏極フェルミバブルシンクロトロンとダスト放出の検出
フェルミバブルからのとらえどころのない偏光マイクロ波信号は、同様に銀河面から発せられますが、バブルのさらに西に伸びている、より拡張した偏光ローブから解きほぐされます。〜20%のシンクロトロン偏光は、強い衝撃の下流で予想されるように、磁場がバブルの端に優先的に平行であることを明らかにします。熱ダスト放出の約20%の偏光も同様の方向を向いており、極端な環境では粒子の配列が制限されます。私たちは、より大きなローブは古い銀河中心の、おそらく超大質量ブラックホールの爆発から生じたと主張します。
WR140 の衝突風における X 線プラズマ流と乱流
我々は、原型の長周期離心型WR+O衝突風連星であるWolf-Rayet(WR)140の$\textit{XMM-Newton}$RGSスペクトルを解析します。OとFeの輝線のスペクトルを評価したところ、これらの輝線を発するプラズマは、O星の下合が起こる位相0.935と0.968の間で最大の速度分散を持ち、最大の接近速度を持つことがわかりました。この挙動は、前回の論文で示したNe線発光プラズマの挙動と同じです。HeライクなO線の三重項線とNeライクなFe-L線を用いて電子数密度$n_{\rme}$の診断を行います。前者の場合、O線放出サイトでは$n_{\rme}\lesssim10^{10}$-10$^{12}$cm$^{-3}$という控えめな上限が得られますが、後者は、統計上の制限により、Fe線の放出サイトに制約を課すことができません。視線速度とその分散をショックコーンに沿って個別に計算します。観測された視線速度と計算された視線速度を比較することにより、よどみ点からNe線放出サイトまでの距離を更新します。観測された温度と局所的な恒星風の密度を使用してNeライン放射プラズマの放射冷却を仮定することにより、ライン放射サイトがショックコーンに沿って距離の最大$\pm$58パーセント(位相0.816)まで広がっていると推定します。停滞点から。この枠組みでは、観測された速度分散が計算値を超えているのは、0.816、0.912、0.935の初期の軌道位相におけるホットショックを受けたプラズマの乱流によるものと考えられ、最大の速度分散は340〜630kms$^{フェーズ0.912で-1}$。
強い重力レンズによる潮汐破壊現象の検出可能性
| Title |
Detectability_of_Strongly_Gravitationally_Lensed_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Zhiwei_Chen_(NAOC),_Youjun_Lu_(NAOC),_Yunfeng_Chen_(UCAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00992 |
100を超える潮汐破壊現象(TDE)がマルチバンドで検出されており、これらは巨大ブラックホール(MBH)のすぐ近くでの降着物理学と重力を研究するための極端な実験室とみなすことができます。今後の過渡現象調査では、数万個のTDEが検出されると予想されており、そのうちのごく一部は、介在する銀河によって重力レンズの影響を強く受けている可能性があります。この論文では、レンズ付きTDEを探索する一時的な全天サーベイの限界等級に応じて、レンズ付きTDEの検出率を統計的に推定します。全天過渡探査で少なくとも$1$yr$^{-1}$を観測するために必要な限界等級は、u-、g-、とZバンド、それぞれ。全天調査の限界等級がuバンド、gバンド、zバンドで$\sim25-26$等級に達する場合、検出率は年間約数十から数百に達する可能性があります。レンズ付きTDEの最初の画像の発見と特定は、2番目以降の画像に対する早期警告として捉えることができ、これによりTDEのピーク前の測光と分光法の進化を詳細に監視できる可能性があります。追加の初期段階の情報は、TDEに関与する力学および放射線プロセスを制限するのに役立つ可能性があります。
X線パルサープロファイルを分解するためのブラインドソース分離。 Cen X-3 のケーススタディによる位相相関変動解析 (PCVA) の紹介
| Title |
Blind_source_separation_for_decomposing_X-ray_pulsar_profiles._Introducing_phase-correlated_variability_analysis_(PCVA)_with_a_case_study_of_Cen_X-3 |
| Authors |
Inga_Saathoff,_Victor_Doroshenko,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01226 |
降着によって駆動されるX線パルサーは、極限条件下で物理学を研究するユニークな機会を提供します。ただし、この可能性を最大限に活用するには、放射輸送のモデル化と降着流の動的構造の相互に関連する問題を解決する必要があります。この課題は、理論的および観測的観点の両方から見て困難であり、中性子星から発せられる放射の特性と中性子星から遠く離れて観測される放射の特性との間に直接の対応関係がないため、さらに複雑になります。一般に、異なる角度から見た中性子星の両極からの放出の混合は、パルスサイクルの一部またはすべての段階で実際に観察されます。したがって、X線パルサーのスペクトルとパルスプロファイルの形成を記述するモデルをテストして改良するには、観測された磁束に対する各極の寄与を再構成することが不可欠です。この論文では、観測されたフラックスのパルスごとの変動を使用してこの問題に対処する新しいデータ駆動型アプローチを提案し、明るい持続X線パルサーCenX-3のRXTE観測へのその応用を実証します。次に、同じ問題を解決しようとした以前の研究結果との比較、および中性子星の極からの放射を記述するおもちゃのモデルの枠組みでそれらの結果をどのように定性的に解釈できるかについて議論します。
成層磁気静水圧平衡の準安定性とその緩和
| Title |
Metastability_of_stratified_magnetohydrostatic_equilibria_and_their_relaxation |
| Authors |
David_N._Hosking,_David_Wasserman,_Steven_C._Cowley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01336 |
核融合プラズマ、宇宙プラズマ、天体物理プラズマにおける爆発的なエネルギー放出を動機として、2Dにおける成層磁気流体力学(MHD)平衡の非線形対流安定性を考察します。我々は、流体力学のシュワルツシルト基準（「対流の安定性のためにエントロピーは上方に増加しなければならない」）とは異なり、2DMHD（または複数の圧力源を伴うあらゆる種類の流体力学）のいわゆる修正シュワルツシルト基準であることを実証します。線形安定性のみを保証します。その結果、2DMHDでは(流体力学とは異なり)、線形摂動に対しては安定であるにもかかわらず、非線形摂動に対しては不安定となる準安定平衡が存在します。我々は、これらの雰囲気が非拡散再組織化を介して達成できる最小エネルギー構成が、組み合わせ最適化問題を解くことによって決定できることを示します。とりわけ、元の準安定平衡が1Dであったとしても、これらの最小エネルギー状態は通常2Dであることがわかりました。我々は、これらの2D状態が、小さなレイノルズ数での準安定平衡の層流緩和によって到達する最終状態をかなり正確に予測できることを直接数値シミュレーションで実証します。大きなレイノルズ数での緩和を説明するために、自己重力系や無衝突プラズマのリンデン・ベル統計力学やロバート・ソメリア・ミラー理論に類似したボルツマンの混合エントロピーの最大化に基づいた統計力学理論を構築します。RSM)2D渦乱流理論。上で説明した最小エネルギー状態は、この理論の低温限界であることがわかります。統計力学の予測が直接数値シミュレーションと合理的に一致することを実証します。
フェムトニュートン感度測定用の NanoNewton 静電力アクチュエータ: LISA パスファインダー ミッションでのシステム性能テスト
| Title |
NanoNewton_electrostatic_force_actuators_for_femtoNewton-sensitive_measurements:_system_performance_test_in_the_LISA_Pathfinder_mission |
| Authors |
(LISA_Pathfinder_Collaboration)M_Armano,_H_Audley,_J_Baird,_M_Bassan,_P_Binetruy,_M_Born,_D_Bortoluzzi,_E_Castelli,_A_Cavalleri,_A_Cesarini,_V_Chiavegato,_A_M_Cruise,_D_Dal_Bosco,_K_Danzmann,_M_De_Deus_Silva,_R_De_Rosa,_L_Di_Fiore,_I_Diepholz,_G_Dixon,_R_Dolesi,_L_Ferraioli_V_Ferroni,_E_D_Fitzsimons,_M_Freschi,_L_Gesa,_D_Giardini,_F_Gibert,_R_Giusteri,_A_Grado,_C_Grimani,_J_Grzymisch,_I_Harrison,_M_S_Hartig,_G_Heinzel,_M_Hewitson,_D_Hollington,_D_Hoyland,_M_Hueller,_H_Inchausp\'e,_O_Jennrich,_P_Jetzer,_B_Johlander,_N_Karnesis,_B_Kaune,_N_Korsakova,_C_J_Killow,_L_Liu,_J_A_Lobo,_J_P_L\'opez-Zaragoza,_R_Maarschalkerweerd,_D_Mance,_V_Mart\'in,_L_Martin-Polo,_F_Martin-Porqueras,_J_Martino,_P_W_McNamara,_J_Mendes,_L_Mendes,_N_Meshksar,_J_Moerschell,_M_Nofrarias,_S_Paczkowski,_M_Perreur-Lloyd,_A_Petiteau,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00884 |
静電力作動は、LISA周回重力波観測所、特に観測所の感度が浮遊力ノイズによって制限される1mHz未満の低周波数での性能にとって、測地線基準試験質量(TM)システムの重要なコンポーネントです。システムは、測定帯域の変動を10$^{-15}$N/Hz$^{1/2}$に近いレベルに制限しながら、10$^{-9}$Nのオーダーの力を加える必要があります。ここでは、可聴周波数の電圧搬送信号に基づいたLISA作動システムの設計と、LISAパスファインダーテストミッションによる飛行中の性能テストの結果を紹介します。LISAでは、TM力作動を使用して、重要な重力波感知干渉軸に沿って力を加えることなく、自由落下するTMを宇宙船に搭載された光学計測システムに位置合わせします。一方、LISAパスファインダーでは、2つのTMを結ぶ重要な$x$軸に沿ってTMを安定させるためにも作動が使用され、指令された作動力がミッションの主要な差加速度科学の観察対象に直接入力されました。このミッションでは、駆動システム、アクチュエータのゲインノイズ、および低周波からの2つの主な力ノイズ寄与を増幅、分離、定量化するための専用の測定キャンペーンを含め、静電駆動システムとLISA天文台の要件との完全な互換性をデモンストレーションすることができました。「帯域内」の電圧変動。これらのキャンペーンにより、作動力ノイズはLISAパスファインダーに関連するものの支配的なノイズ源ではないことが示され、LISAミッションで予想される条件のパフォーマンス予測が可能になりました。
Crab Nebula を使用した KM2A フルアレイのパフォーマンスの最適化
| Title |
Optimization_of_performance_of_the_KM2A_full_array_using_the_Crab_Nebula |
| Authors |
Xuqiang_Dong_and_Cong_Li_and_Huihai_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01038 |
大高高度空気シャワー天文台(LHAASO)の全アレイは、2021年7月から運用されています。そのキロメートル四方アレイ(KM2A)については、超高エネルギーと超高エネルギー$\gamma$の選択基準を最適化しました。-raysでは、2021年8月から2022年8月までに収集されたデータを使用し、以前のカットと比較して約15$\%$の有意性の改善が得られました。これらの新しい選択基準の実装により、角度分解能も数十TeVで約10$\%$大幅に向上します。KM2Aアレイの完全なパフォーマンスの他の側面(ポインティングエラーなど)も、CrabNebulaを使用して校正されます。かに星雲のエネルギースペクトルは10～1000TeVのエネルギー範囲で得られ、対数放物線モデルによく適合できます。これは、LHAASOや他の実験で得られた以前の結果と一致しています。
TOPCATは、ソースカタログなどの表形式のデータを操作するためのデスクトップGUIツールです。他の機能の中でも、大規模なデータセットのインタラクティブな探索に適した豊富な視覚化オプションのセットが提供されます。最新のリリースでは、提供された座標リストからのすべてのペアと単一の組み合わせについて、リンクされた散布図のようなプロットとヒストグラムのようなプロットのグリッドを表示するコーナープロットウィンドウが導入されました。
大規模なデータセットで長年にわたってトラックレットをリンクする
| Title |
Linking_tracklets_over_the_years_in_large_datasets |
| Authors |
\'Oscar_Rodr\'iguez,_Giovanni_F._Gronchi,_Giulio_Ba\`u,_Robert_Jedicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01202 |
リンクされていない検出の大規模なデータセット内の既知のオブジェクトの観察を識別するための新しい手順を紹介します。それは、たとえトラックレットが数年離れている場合でも、2つのトラックレットをリンクして予備軌道を計算できるケプラー積分法から始まります。2番目のステップでは、トラックレットがノード、予備軌道がエッジである「グラフ」で結果を表します。次に、許容可能な「3サイクル」が特定され、それぞれの最小二乗軌道が計算されます。最後に、近くの3サイクルの軌道を検索し、残りのトラックレットの属性を試みることにより、$n\geq4$トラックレットのシーケンスを構築します。私たちは、小惑星センターの分離トラックレットファイル(ITF)の主要なパラメーターを模倣しようとする実際の検出を使用して、未知の天体を識別する技術の効率を計算し、その手順をITFに適用して数万個の新しい天体を識別します。
プルーニング: 超高エネルギーエアシャワー検出用の大規模アレイのレイアウトを最適化するツール
| Title |
Pruning:_a_tool_to_optimize_the_layout_of_large_scale_arrays_for_ultra-high-energy_air-shower_detection |
| Authors |
A,_Benoit-L\'evy_(1_and_3),_K._Kotera_(2_and_3_and_4)_and_M._Tueros_(5_and_6)_((1)_Universit\'e_Paris-Saclay,_(2)_Sorbonne_Universit\'e_et_CNRS,_(3)_Pennsylvania_State_University,_(4)_Vrije_Universiteit_Brussel,_(5)_CONICET,_(6)_Universidad_Nacional_de_La_Plata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01267 |
超高エネルギーで天体粒子を研究するために、いくつかの大規模アレイの配備が構想されています。レイアウトの探索と最適化にかかる膨大な計算コストを回避するために、私たちは枝刈り手法を開発しました。これは、i)一連の顕微鏡シミュレーションを実行し、高密度で規則的に配置された検出ユニットのアレイ上でそれらを補間すること、およびii)新たに形成されたレイアウト上のシャワーフットプリントを取得するために、レイアウトから不要なユニットを取り除くことで構成されます。この方法は、必要なCPU時間を大幅に削減しながら、さまざまなレイアウトパラメーター、機器の制約、物理入力をテストする柔軟性を提供します。この方法は、あらゆる検出技術を使用して、あらゆるサイズのアレイを最適化するために汎用的に適用できます。デモンストレーションのために、プルーニングツールを無線アンテナのレイアウトに適用します。これにより、無線フットプリントのサイズおよび地上の信号の強度におけるエアシャワーのエネルギーと傾斜の間の相互作用について議論できるようになります。この特定のケースに対して導き出せる経験則の結論は次のとおりです。i)六角形の幾何学形状は三角形の幾何学形状よりも効率的です。ii)アレイの検出効率は、約1000mの無線アンテナ間の間隔の変化に対して安定しています。iii)所定の数のアンテナの場合、粗い六角形アレイの上に粒状の充填物を追加する方が、密度の低い間隔でアレイ全体を計測するよりも効率的です。
$\delta$ たて星の周期と光度の関係を再考
| Title |
Period-Luminosity_Relationship_for_$\delta$_Scuti_Stars_Revisited |
| Authors |
Atila_Poro,_S._Javad_Jafarzadeh,_Roghaye_Harzandjadidi,_Mohammad_Madani,_Elnaz_Bozorgzadeh,_Esfandiar_Jahangiri,_Ahmad_Sarostad,_Ailar_Alizadehsabegh,_Maryam_Hadizadeh,_and_Mohammad_EsmaeiliVakilabadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01091 |
GaiaDR3視差アプローチは、ASASカタログから2375個のたて座デルタ星の絶対パラメータを推定するために使用されました。選択された星はさまざまな観測特性を持ち、80%以上の確率でたて座デルタ星です。ヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図のすべての星を、たてがみ不安定性ストリップ、ゼロ年齢主系列（ZAMS）、終末期主系列（TAMS）とともに表示しました。次に、脈動定数(Q)の計算を使用して、各星がどの基本モードと倍音モードに属するかを決定しました。さらに、3つの機械学習手法を使用してQ計算式のパラメータを評価したところ、表面重力と温度がその計算に最も大きな影響を与えることがわかりました。たて座デルタ星の周期と光度(P-L)の関係も再検討されました。最終的に、最小二乗線形回帰を使用して、基本モードと倍音モードに対して4つの線形フィットを作成し、それらの関係を更新しました。
べき乗則ドライバーによって励起された 3D コロナル ループの減衰のない振動
| Title |
Decayless_oscillations_in_3D_coronal_loops_excited_by_a_power-law_driver |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas_and_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01095 |
目的。私たちは、ランダムな動きによって駆動されるコロナループの3Dシミュレーションにおける無減衰振動の発現を研究しました。方法。PLUTOコードを使用して、そのフットポイントが彩層プラズマに埋め込まれた、真っ直ぐな重力成層磁束管の磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行しました。水平偏波レッドノイズべき乗則スペクトルを持つ横波ドライバーを検討します。結果。当社の広帯域ドライバーは、基本定在キンクモードとその高調波に等しい周波数を持つ定在波を励起します。これらの定常キンク振動は減衰しない振幅とループの特性に依存するスペクトルを持ち、後者はドライバーからの共振周波数を増幅します。したがって、広帯域ドライバーからの減衰のない発振の発現を3Dシミュレーションで初めて報告します。発振スペクトルの空間的および時間的展開により、同様の空間プロファイルを持つ特定された基本モードの半分の周波数を示す半高調波の出現が明らかになります。私たちの結果は、このモードがモデル内の遷移領域の存在に関連しており、一端が閉じられたパイプ上で駆動される定在音波の基本モードと同等であると解釈できることを示唆しています。結論。この半高調波の潜在的な存在は、コロナ地震学にとって重要な意味を持ちます。これをシステムの基本モードと誤って解釈すると、振動ループに沿った平均キンク速度プロファイルの誤った推定につながる可能性があるからです。最後に、その検出は、観測において減衰のない振動のさまざまな励起および駆動メカニズムを区別するためのツールを提供する可能性があります。
AI-FLARES: 太陽フレアデータを分析するための人工知能
| Title |
AI-FLARES:_Artificial_Intelligence_for_the_Analysis_of_Solar_Flares_Data |
| Authors |
Michele_Piana,_Federico_Benvenuto,_Anna_Maria_Massone,_Cristina_Campi,_Sabrina_Guastavino,_Francesco_Marchetti,_Paolo_Massa,_Emma_Perracchione,_Anna_Volpara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01104 |
AI-FLARES(太陽フレアデータ分析のための人工知能)は、「Attivit\`adiStudioperlaComunit」の枠組み内で、AgenziaSpazialeItalianaとIstitutoNazionalediAstrofisicaから資金提供を受けた研究プロジェクトです。ScientificaNazionaleSole、SistemaSolareedEsopianeti」プログラム。このプロジェクトで扱われたテーマは、太陽フレアの放出に関連するリモートセンシング空間データを分析するための計算手法の開発と使用でした。この論文は、太陽フレアの予測、フレア源の形態の再構成、太陽フレアによって引き起こされる加速メカニズムの解釈に特に焦点を当てて、プロジェクトによって得られた主な結果を概説します。
光学的に薄い放射型 MHD における温度低下衝撃 -- 解析結果と数値結果
天体物理学システムでは、衝撃は温度上昇につながる断熱圧縮と散逸加熱の両方を伴う加熱メカニズムとして呼び出されることがよくあります。理想的な磁気流体力学(MHD)システムでは衝撃がかなりよく理解されていますが、多くの天体物理プラズマでは放射線が重要な現象であり、エネルギーがシステムから流出する可能性があります。そのため、エネルギーは非保存的となり、衝撃の挙動を根本的に変える可能性があります。衝撃後に光学的に薄い放射によって放出されるエネルギーは熱エネルギーの増加を超える可能性があり、その結果、媒体の温度を低下させる衝撃、つまり界面全体の温度が正味で低下する冷却衝撃が発生します。この論文では、放射衝撃に対する半解析解を導き出し、放射MHDでは冷却(温度低下)および加熱(温度上昇)衝撃解の両方が可能であることを実証します。光学的に薄い放射損失を伴う磁気リコネクションの数値シミュレーションでも、加熱衝撃と冷却衝撃の両方がほぼ同じ量で発生します。検出された冷却衝撃は、加熱衝撃に比べて衝撃全体の圧力ジャンプが大幅に低いことが特徴です。衝撃波面での圧縮により局所的に放射損失が増大し、その結果、上流方向と下流方向のいくつかのグリッドセル内で大幅な冷却が発生します。温度低下(冷却)衝撃の存在は、豊富な放射天体物理プラズマ全体にわたる熱の発生と加熱または冷却を決定する上で重要です。
太陽大気における磁気リコネクションのシミュレーションのための比抵抗モデルの比較研究。 II.プラズモイド形成
| Title |
A_comparative_study_of_resistivity_models_for_simulations_of_magnetic_reconnection_in_the_solar_atmosphere._II._Plasmoid_formation |
| Authors |
{\O}ystein_H{\aa}vard_F{\ae}rder,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_Mats_Carlsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01177 |
プラズモイドを介したリコネクションは、さまざまな太陽大気現象において基本的な役割を果たしています。したがって、このプロセスを数値的に再現することは、堅牢な太陽モデルを開発するために不可欠です。私たちの目標は、プラズモイド数と再接続率がルンドクイスト数にどのように依存するかを調査するために、さまざまな数値抵抗率モデルにわたってプラズモイドを介した再接続を評価することです。私たちは、Bifrostコードを使用して2Dコロナルファンスパイントポロジで磁気リコネクションを駆動し、異なる数値分解能と抵抗率モデルを使用したいくつかの実験のパラメトリック研究を実行しました。我々は3つの異常な抵抗率モデルを採用しました:(1)Bifrostからの元の超拡散、(2)電流密度に比例する抵抗率、および(3)電子ドリフト速度に二次比例する抵抗率。比較のために、均一な抵抗率での実験も実行されました。プラズモイドを介した再接続は、ほとんどの実験で得られます。均一な抵抗率では、解像度を上げると、ルンドクイスト数に対する弱いスケーリングでより高いプラズモイド周波数が明らかになり、スケーリングを使用すると$S_L\in[1.8\times10^4,2.6\times10^5]$で1分あたり7.9～12個のプラズモイドが得られます。最高分解能の抵抗率のケースでは$S_L^{0.210}$の値が得られ、$S_L$上限の上限ではPetschek再接続、$S_L$の上限ではSweet-Parker再接続に移行します。異常な抵抗率は、解像度が低くても同様の結果をもたらします。ドリフト速度に依存する抵抗率は、任意のルンドクイスト数に対するペチェック再結合を見事に再現しており、電流密度に比例する抵抗率でも同様の結果が見られます。与えられた数値解像度に適用されたさまざまな抵抗率モデルの中で、超拡散モデルは、非常に高い解像度で均一な抵抗率で得られたものに最もよく似たプラズモイド特性を再現しました。
MgH+ 分子陽イオンの高解像度ロビブロニック分子断面図
MgH+分子陽イオンの高解像度ロビブロニック線リストが私たちの研究で提示されています。ポテンシャルエネルギー曲線は、多重基準配置相互作用とデビッドソン補正(MRCI+Q)およびスピン軌道結合(SOC)効果の方法によって計算されます。分光定数がフィッティングされ、結果は実験とよく一致し、電子構造の精度が保証されます。ポテンシャルエネルギー曲線と遷移双極子モーメントを考慮して、フランク-コンドン因子とアインシュタイン遷移係数が得られます。これらの計算は、分子の正確な分配関数と線リストを取得するために使用されます。非経験的計算から得られたデータを使用して、さまざまな温度と圧力下での吸収断面積がシミュレートされました。私たちの研究は、太陽と寒冷惑星のスペクトルに関する理論的な洞察を提供する可能性があります。
低金属量における初期B型超巨大恒星風の光学的に厚い構造
| Title |
Optically-thick_Structure_in_Early_B_Type_Supergiant_Stellar_Winds_at_Low_Metallicities |
| Authors |
Timothy_N._Parsons,_Raman_K._Prinja,_Matheus_Bernini-Peron,_Alex_W._Fullerton,_Derck_L._Massa,_Lidia_M._Oskinova,_Daniel_Pauli,_Andreas_A.C._Sander_and_Matthew_J._Rickard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01240 |
大質量星からの質量損失率を正確に決定することは、星と銀河の進化と星間物質の濃縮を理解するために重要です。恒星風の大規模な構造と変動は、質量損失率に大きな影響を与えます。時系列観測により、そのような変動を直接定量化できます。この性質の観測は、いくつかの銀河初期の超巨星では利用可能ですが、マゼラン雲のような低金属量の環境にある星ではまだ利用できません。我々は、ハッブル宇宙望遠鏡ULLYSESプログラムの紫外スペクトルを利用して、低金属度の超巨星の恒星風における構造の存在がシングルエポックスペクトルから識別できることを実証しました。私たちは、与えられた恒星の明るさと恒星の風の光学的深さの平均について、金属度が高いほど構造がより一般的であるという証拠を発見しました。大マゼラン雲(0.5Z_solar)、小マゼラン雲(0.2Z_solar)、およびそれ以下の金属量(0.14--0.1Z_solar)では、以前の銀河の結果から、星風の構造の程度の間に相関関係がないようであることが確認されました。大質量星と恒星の有効温度。同様の相関の欠如は、恒星風の終端速度に関しても見られます。星の動径速度と恒星の風の終端速度の追加および改訂された値が示されています。金属度が低いときの恒星風の、数日のタイムスケールでの時間的変動の直接的な証拠が見つかった。我々は、銀河OB恒星のスペクトルの風によって形成されたプロファイルにおける狭い吸収成分が、低金属量での初期のB超巨星スペクトルにおいて依然として一般的であり、高温の大質量星の質量損失率をより適切に抑制する手段を提供することを説明する。
CPセファイの近赤外スペクトルにおけるCOバンドの変化
| Title |
Changing_CO_Bands_in_Near-IR_Spectra_of_CP_Cephei |
| Authors |
Scott_G._Call_(1),_Eric_G._Hintz_(1),_Steve_Ardern_(2),_Victoria_Scowcroft_(2),_Timothy_D._Morrell_(1)_((1)_Brigham_Young_University,_(2)_University_of_Bath) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01318 |
米国ニューメキシコ州アパッチポイント天文台にある天体物理研究コンソーシアムの3.5m望遠鏡とNIR分光器TripleSpecからの古典セファイド、CPCepheiの時系列近赤外(NIR)スペクトルを紹介します。スペクトル観測は、この星の目に見える状態図の上昇部分の3つの点で行われました。各観察において、一酸化炭素(CO)が2.3ミクロンのバンドヘッドの吸収で検出されました。COバンドヘッドの3-1遷移の等価幅が、最初の観測から2番目の観測までに半分、つまり17.867日の期間のうち1日をわずかに超えて減少したことを観測しました。私たちの3回目の観測は、最初の観測から54日後（恒星の場合は3周期をわずかに超える）に発生し、最初の観測と同様のCOレベルを示しました。これは、COが恒星大気中に存在し、脈動に応じて変化することを示唆しています。
流体力学渦モデルの超放射不安定スペクトル
私たちは、回転するカーブラックホール時空のように、実効エルゴ領域を有する漸近的に平坦な音響幾何学である流体力学渦モデルの超放射不安定特性を解析的に研究します。特に、この物理的に興味深い音響時空におけるサウンドモードの長波長ダイナミクスを特徴付ける複雑な共振周波数のコンパクトな分析式を導き出します。
| Title |
Prospects_of_detection_of_subsolar_mass_primordial_black_hole_and_white_dwarf_binary_mergers |
| Authors |
Takahiro_S._Yamamoto,_Ryoto_Inui,_Yuichiro_Tada,_Shuichiro_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00044 |
太陽系質量原始ブラックホール(PBH)は、天体物理学的ブラックホールに対する原始起源の有力な証拠として注目を集めています。PBHは、それ自身とだけでなく、通常の天体物理的物体と連星を形成し、重力波(GW)制動放射によってそれらを捕捉することもできます。DECIGOのような宇宙搭載重力波干渉計を使用して、PBHと白色矮星(WD)からなる連星からの吸気GWの検出可能性について議論します。保守的な評価では、DECIGOによる3年間の予想イベント数は$M_\mathrm{PBH}\sim0.1M_\odot$の$\mathcal{O}(10^{-6})$であることが示されています。WD-PBHバイナリ形成の考えられる強化メカニズムにより、このイベントの割合が増幅される可能性があります。地上の検出器によるPBH-PBH合体に関する既存の制約に違反することなくWD-PBH合体イベントを検出するには、WDに関連する大幅な強化がどの程度必要であるかを議論します。
一般物質の分布に囲まれたブラックホール: 極摂動とエネルギー束
| Title |
Black_holes_surrounded_by_generic_matter_distributions:_polar_perturbations_and_energy_flux |
| Authors |
Nicholas_Speeney,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso,_Andrea_Maselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00932 |
私たちは、一般的な球対称の異方性流体に埋め込まれたブラックホールシステムの完全相対論的モデル内で極パリティ摂動を計算する数値的アプローチを開発します。我々は、このフレームワークを適用して、天体物理学的に関連するいくつかの暗黒物質モデル、すなわちHernquistプロファイル、Navarro-Frenk-Whiteプロファイル、およびEinastoプロファイルの存在下での極端な質量比の霊源からの重力波の生成と伝播を研究します。また、ハーンクイストプロファイル内でのBHの断熱成長の完全相対論的計算から得られた暗黒物質スパイクプロファイルも研究し、これらのプロファイルの閉形式の解析的適合を提供します。私たちの解析により、軸方向セクターにおけるこれまでの数値研究が完了し、ブラックホールの環境影響を研究するための完全な数値パイプラインが得られました。DMハローの質量とコンパクトさに対するフラックスの依存性を研究します。軸方向の場合とは異なり、極フラックスは単純な重力赤方偏移効果では適切に記述されないため、重力波によるブラックホール環境の研究に刺激的な道を提供することがわかりました。
地上の検出器で確率的重力波背景を検出するためのコンパクトなバイナリ前景減算
| Title |
Compact_Binary_Foreground_Subtraction_for_Detecting_the_Stochastic_Gravitational-wave_Background_in_Ground-based_Detectors |
| Authors |
Hanlin_Song,_Dicong_Liang,_Ziming_Wang,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00984 |
確率的重力波(GW)背景(SGWB)には、初期の宇宙と天体物理学的プロセスに関する情報が含まれています。ナノヘルツ帯のパルサータイミングアレイによるSGWBの最近の証拠は、GW天文学における画期的な進歩である。地上ベースのGW検出器の場合、残念なことに、データ分析では、SGWBはコンパクトバイナリ合体(CBC)からの大音量のGWイベントによってマスクされる可能性があります。次世代の地上ベースのGW検出器ネットワークを想定して、大音量のCBCイベントの回復された前景信号を差し引くことにより、非CBC起源の天体物理学的および宇宙論的なSGWBを検出できる可能性を調査します。Sachdevらによる研究の延長として。（2020）およびZhouら。(2023)では、整列したスピンパラメーターを波形モデルに組み込みました。スピンが含まれているため、前景の残留エネルギー密度が元の背景よりもさらに大きくなる、以前の研究よりも大幅に悲観的な結果が得られます。スピンパラメータと対称質量比の間の縮退はパラメータ推定プロセスにおいて強く、不完全な前景減算に最も大きく寄与します。我々の結果は、地上設置型GW検出器による非CBC起源のSGWBの検出可能性を評価する上で重要な意味を持ちます。
らせん状超磁場の存在下での熱レプトジェネシス
素粒子物理学と宇宙論における大きな課題の1つは、宇宙の物質と反物質の間に非対称性がある理由を理解することです。この現象について考えられる説明の1つは、標準モデルに少なくとも2つの右旋ニュートリノ(RHN)が追加される熱レプトジェネシスです。もう一つ考えられる説明は、初期宇宙における${\rmU}_Y(1)$異常と螺旋状超磁場を含む超磁場によるバリオ発生です。この論文では、${\rmU}_Y(1)$異常による熱レプト発生とバリオ発生を検討した後、これら2つのシナリオを組み合わせた最も単純なモデルを調査し、最適な結果を得るためのパラメータ空間を探索します。私たちの結果は、組み合わせたシナリオでは、どちらか単独ではカバーされないパラメーター空間の特定の領域を許可することを示しています。実際、RHNの最小必要質量スケールと初期超磁性ヘリシティの強度は、我々のモデルでは1桁減少します。さらに、複合シナリオでは、${\rmU}_Y(1)$異常によるレプト発生とバリオ発生が、相互の影響、つまり生成された非対称性を増幅または減少させる可能性があることがわかりました。ヘリカル超磁場。最後に、RHNの初期存在量がレプトジェネシスの平衡値である場合でも、劇的な増幅が起こり得るという驚くべき結果を示します。
