Euclid の準備: TBD。打ち上げ前の Science Ground Segment シミュレーション フレームワーク
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Euclid_preparation:_TBD._The_pre-launch_Science_Ground_Segment_simulation_framework |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_S._Serrano_(1_and_2_and_3),_P._Hudelot_(4),_G._Seidel_(5),_J._E._Pollack_(6_and_7),_E._Jullo_(8),_F._Torradeflot_(9_and_10),_D._Benielli_(11),_R._Fahed_(12),_T._Auphan_(11),_J._Carretero_(13_and_9),_H._Aussel_(14),_P._Casenove_(15),_F._J._Castander_(2_and_1),_J._E._Davies_(5),_N._Fourmanoit_(11),_S._Huot_(12),_A._Kara_(11),_E._Keihanen_(16),_S._Kermiche_(11),_K._Okumura_(6),_J._Zoubian_(11),_A._Ealet_(17),_A._Boucaud_(7),_H._Bretonniere_(18),_R._Casas_(1_and_2),_B._Clement_(19),_C._A._J._Duncan_(20_and_21),_K._George_(22),_K._Kiiveri_(16),_H._Kurki-Suonio_(23_and_24),_M._Kummel_(22),_D._Laugier_(11),_G._Mainetti_(25),_J._J._Mohr_(26_and_27),_A._Montoro_(2_and_1),_C._Neissner_(13_and_9),_M._Schirmer_(5),_P._Tallada-Crespi_(10_and_9),_N._Tonello_(13_and_9),_A._Venhola_(28),_et_al._(235_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01452 |
欧州宇宙機関のユークリッド計画は、次世代の大規模宇宙論調査の1つであり、前例のない精度で宇宙の大規模構造をマッピングします。SGSパイプラインの開発と検証には、これまで考慮されていなかった微妙な機器機能や、予想されるEuclidデータの大規模生成のためのより高速なアルゴリズムを含む、高レベルの複雑さと精度を備えた最先端のシミュレーションが必要です。製品。このペーパーでは、サイエンスチャレンジ8という大規模なエンドツーエンドシミュレーション演習に適用されたEuclidSGSシミュレーションフレームワークを紹介します。当社のシミュレーションパイプラインにより、Euclidミッションの構築と検証のための詳細な画像シミュレーションを迅速に作成できます。認定段階で参照され、運用全体を通じて参照として機能します。私たちのエンドツーエンドのシミュレーションフレームワークは、大規模な宇宙論的N体と模擬銀河カタログシミュレーションの作成から始まります。165deg^2にわたるEuclidWideSurveyと1deg^2EuclidDeepSurveyのために、それぞれI_E=26と28等までの銀河の選択を実行します。私たちは、H<26までの天の川のような星を含む現実的な星密度カタログを構築します。ユークリッド計器と宇宙船の両方の最新の計器モデルとユークリッドに似た観測シーケンスを使用して、ミッションの存続期間全体を通じて高忠実度のユークリッド衛星画像をエミュレートします。我々は、可視および近赤外のユークリッド・ワイド・サーベイとユークリッド・ディープ・サーベイのイメージングおよび地上ベースの低解像度分光法を重ね合わせたSC8データセットを紹介します。この広範なデータセットにより、地上セグメントのデータ削減と科学分析パイプライン、およびEuclidミッションインフラストラクチャ全体のエンドツーエンドのテストが可能になり、将来の科学技術の開発と強化への道が開かれます。
観測結果は、コピュラからのクエーサーの赤方偏移進化的$L_X$-$L_{UV}$関係を支持する
| Title |
Observations_favor_the_redshift-evolutionary_$L_X$-$L_{UV}$_relation_of_quasars_from_copula |
| Authors |
Bao_Wang,_Yang_Liu,_Hongwei_Yu,_Puxun_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01540 |
クエーサー、ハッブルパラメータ測定、パンテオン+Ia型超新星からのデータを用いて、クエーサーのX線光度($L_X$)と紫外線光度($L_{UV}$)の間の3つの異なる関係を比較します。これら3つの関係は、標準と2つの赤方偏移進化$L_X$-$L_{UV}$関係で構成されており、これらはそれぞれ、クェーサーの光度に対する赤方偏移依存補正を考慮し、コピュラと呼ばれる統計ツールを使用することによって構築されます。宇宙背景の進化を宇宙論的モデルに依存しない記述にPAge近似を採用し、クェーサーデータを低赤方偏移部分と高赤方偏移部分に分割することにより、低赤方偏移部分と高赤方偏移部分からのPAgeパラメーターに対する制約が次のとおりであることがわかります。赤方偏移と進化の関係で得られる赤方偏移データは互いに一致していますが、標準的な関係を考慮した場合は一致しません。データを使用して関係の係数とPAgeパラメーターを同時に制約すると、観測結果は$3\sigma$以上の赤方偏移と進化の関係を裏付けます。赤池情報量基準とベイズの情報量基準は、標準関係に対する強力な証拠があり、クエーサーの光度に対する赤方偏移に依存した補正を考慮することによって構築された赤方偏移と進化の関係に対する穏やかな証拠があることを示しています。これは、コピュラから構築されたクェーサーの赤方偏移進化的$L_X$-$L_{UV}$関係が観測によって支持されていることを示唆しています。
GJ 367b は暗く、熱く、空気のない亜地球です
| Title |
GJ_367b_is_a_dark,_hot,_airless_sub-Earth |
| Authors |
Michael_Zhang,_Renyu_Hu,_Julie_Inglis,_Fei_Dai,_Jacob_L._Bean,_Heather_A._Knutson,_Kristine_Lam,_Elisa_Goffo,_Davide_Gandolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01400 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の中赤外観測装置(MIRI)によって観測されたGJ367bの中赤外(5-12$\μ$m)位相曲線を提示します。GJ367bは、0.32d軌道上のM矮星を周回する、高温(T_eq=1370K)で非常に高密度(10.2+-1.3g/cm^3)の亜地球です。私たちは、食の深さ79+-4ppm、夜側の惑星から星への磁束比4+-8ppm、および相対位相振幅0.97+-0.10--を測定しました。これらはすべて、ゼロアルベド惑星と完全に一致しています。熱の再循環はありません。このようなシナリオは、東経11+-5度から2.2$\sigma$以内の位相オフセットとも一致します。発光スペクトルも同様に、説明のつかない体系的要因によると考えられる1つの異常な波長ビンを除いて、熱の再分布がなく、A_B~0.1の低いアルベドをもつ黒体と一致しています。発光スペクトルは表面組成にほとんど制限を設けませんが、1barを超えるCO2雰囲気、10mbarを超えるガス放出雰囲気(高度な還元条件下)、または0.01mbarを超えるガス放出雰囲気(高度な酸化条件下)を除外します。。昼夜の熱再循環が存在しないということは、幅広い組成について1bar気圧が除外される一方、0.1bar気圧はデータと一致することを意味します。昼側の大部分が溶けているはずであるという事実と合わせて、私たちのJWST観測は、惑星が揮発性物質の初期在庫の大部分を失ったに違いないことを示唆しています。
濃硫酸中の20種類の生体アミノ酸の安定性：金星の雲の生息可能性への影響
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Stability_of_20_Biogenic_Amino_Acids_in_Concentrated_Sulfuric_Acid:_Implications_for_the_Habitability_of_Venus'_Clouds |
| Authors |
Maxwell_D._Seager,_Sara_Seager,_William_Bains,_Janusz_J._Petkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01441 |
科学者たちは、金星の潜在的な居住可能性について、700Kの表面ではなく、温度が地球の表面と一致する高度48〜60kmの雲層にあるのではないかと長い間推測してきました。しかし、雲の化学組成が非常に攻撃的な溶媒である濃硫酸であるため、金星の雲は生命を維持できないという考えが一般的です。この研究では、金星雲の硫酸濃度(81%と98%w/w、残りは水)と温度の範囲で20種類の生体アミノ酸を研究します。テストした生体アミノ酸のうち19個は、4週間後には非反応性であるか(98%w/wで13個、81%w/wで12個)、または側鎖のみが化学修飾されていることがわかりました。したがって、我々の主要な発見は、アミノ酸骨格が濃硫酸中で無傷のままであるということである。これらの発見は、濃硫酸溶媒に基づく生化学の構成要素となり得る生物学的に関連する分子の範囲を大幅に広げるものである。
超高温木星WASP-121bの大気は変動するのでしょうか？
| Title |
Is_the_atmosphere_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-121b_variable? |
| Authors |
Quentin_Changeat,_Jack_W._Skinner,_James_Y-K._Cho,_Joonas_N\"attil\"a,_Ingo_P._Waldmann,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Achr\`ene_Dyrek,_Billy_Edwards,_Thomas_Mikal-Evans,_Max_Joshua,_Giuseppe_Morello,_Nour_Skaf,_Angelos_Tsiaras,_Olivia_Venot,_Kai_Hou_Yip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01465 |
我々は、ハッブル宇宙望遠鏡による超高温木星WASP-121bの大気観測の包括的な分析を紹介します。統一された方法論でトランジット、日食、および位相曲線の観測を削減し、機器の体系によるバイアスに対処した後、高度な大気検索を使用して、大気の熱構造、化学的性質、および雲の特性に関する堅牢な制約を抽出します。私たちの分析によると、観測結果は、昼側の約0.1barで始まる強い熱反転、太陽から亜太陽の金属量Z(つまり、-0.77<log(Z)<0.05)、および超太陽のC/O比(つまり、0.59<C/O<0.87)。さらに重要なことは、高い信号対雑音比と惑星の繰り返しの観測を利用して、データ内の次の明確な時間変化信号を特定することです:i)2つの位相曲線間の推定ホットスポットオフセットのシフト、およびii)太陽面通過と日食におけるさまざまなスペクトルの特徴。WASP-121b大気の全球動態を高解像度でシミュレートすることにより、同定された信号が準周期的な気象パターン、したがって大気の変動性と一致しており、観測によって精査されたレベル(~5%～~10%)〜5惑星日のタイムスケールで変化します。シミュレーションでは、気象パターンは嵐や前線の形成と移動から生じ、高温（低温も含む）大気圏の変形、分離、混合を引き起こします。
エリダヌス第51星系の恒星および惑星の特性の測定
| Title |
Measuring_the_Stellar_and_Planetary_Properties_of_the_51_Eridani_System |
| Authors |
Ashley_Elliott,_Tabetha_Boyajian,_Tyler_Ellis,_Kaspar_von_Braun,_Andrew_W._Mann,_and_Gail_Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01468 |
系外惑星の形成と進化はさまざまな点で主星の影響を直接受けるため、系外惑星を研究するには、角直径、温度、光度、年齢などの主星の基本的特性を包括的に特徴付けることが不可欠です。間に合うように。この論文では、CHARAアレイで直接画像化された惑星主星51エリダニの干渉観測を紹介します。HD29391の四肢の暗角直径を測定すると$\theta_{\rmLD}=0.450\pm0.004\rm~mas$となり、ガイアのゼロ点補正視差と組み合わせると、恒星の半径は$1.45\となります。午後0.01\rm~R_{\odot}$。PARSEC等時線を使用して、年齢は$23.2^{+1.7}_{-1.6}\rm~Myr$、質量は$1.550\pm0.005\rm~M_{\odot}$と推定されます。年齢と質量は、動的年齢追跡法からリチウム枯渇境界法までのさまざまな方法を通じて決定された文献の値とよく一致しています。SonoraBobcatモデルを使用して、エリb51個の質量$4.1^{+0.5}_{-0.4}\rm~M_{Jup}$を導き出します。これは、ホットスタートまたはホットスタートの下でエリb51が形成される可能性をさらに裏付けます。フォーメーションモデルまたはウォームスタートフォーメーションモデル。
アルマ・レグス I: 分子雲の性質に対する銀河形態の影響
| Title |
ALMA-LEGUS_I:_The_Influence_of_Galaxy_Morphology_on_Molecular_Cloud_Properties |
| Authors |
Molly_K._Finn,_Kelsey_E._Johnson,_Remy_Indebetouw,_Allison_H._Costa,_Angela_Adamo,_Alessandra_Aloisi,_Lauren_Bittle,_Daniela_Calzetti,_Daniel_A._Dale,_Clare_L._Dobbs,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Bruce_G._Elmegreen,_Debra_M._Elmegreen,_Michele_Fumagalli,_J._S._Gallagher,_Kathryn_Grasha,_Eva_K._Grebel,_Robert_C._Kennicutt,_Mark_R._Krumholz,_Janice_C._Lee,_Matteo_Messa,_Preethi_Nair,_Elena_Sabbi,_Linda_J._Smith,_David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore,_and_Aida_Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01450 |
我々は、LEGUSサンプルから採取した2つの銀河、棒状渦巻NGC1313と綿状渦巻NGC7793の分子ガスの比較研究を紹介します。これら2つの銀河は、同様の質量、金属量、星形成速度を持っていますが、NGC1313ははるかに重い星を形成しています。NGC7793よりもクラスター、特に若い大規模クラスター(<10Myr、>10^4Msol)。同じ感度と解像度13pcの2つの銀河のアルマ望遠鏡CO(2-1)観測を使用して、これら2つの類似した銀河の分子ガスを直接比較し、クラスター形成における大きな差異の原因となる物理的条件を決定します。各銀河の雲のサイズと線幅の関係をフィッティングすることにより、NGC1313の切片がNGC7793よりも高いことがわかり、その雲は特定のサイズスケールでより高い運動エネルギーを持っていることを意味します。また、NGC1313にはNGC7793よりもビリアル平衡に近い雲が多くあり、これは大規模なクラスター形成速度が高いことに関係している可能性があります。ただし、これらのビリアル結合クラウドは、一般的なクラウド集団よりも若いクラスターと強い相関関係を示しません。2つの銀河の分子雲集団の分布には驚くほど小さな違いがあることがわかりましたが、それらの違いのうち最大のものは、NGC1313の表面密度が高く、自由落下時間が短いことです。
アルマ・レグス II: 分子雲の性質に対する亜銀河環境の影響
| Title |
ALMA-LEGUS_II:_The_Influence_of_Sub-Galactic_Environment_on_Molecular_Cloud_Properties |
| Authors |
Molly_K._Finn,_Kelsey_E._Johnson,_Remy_Indebetouw,_Allison_H._Costa,_Angela_Adamo,_Alessandra_Aloisi,_Lauren_Bittle,_Daniela_Calzetti,_Daniel_A._Dale,_Clare_L._Dobbs,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Bruce_G._Elmegreen,_Debra_M._Elmegreen,_Michele_Fumagalli,_J._S._Gallagher,_Kathryn_Grasha,_Eva_K._Grebel,_Robert_C._Kennicutt,_Mark_R._Krumholz,_Janice_C._Lee,_Matteo_Messa,_Preethi_Nair,_Elena_Sabbi,_Linda_J._Smith,_David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore,_and_Aida_Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01451 |
我々は、多くの大質量星団を形成している棒状渦巻状NGC1313と、NGC1313と同様の星形成速度にもかかわらず、大規模なクラスターの形成が大幅に少ない綿状渦巻状NGC7793という2つの銀河の亜銀河領域における分子雲の特性を比較します。特にNGC1313の場合、地球規模の銀河間よりも、各銀河内の異なる領域間で雲の性質のばらつきが大きいことがわかりました。NGCの腕にはより高い質量、線幅、圧力、およびビリアルパラメータがあります。銀河の腕間や外側の領域よりも、NGC1313とNGC7793の中心です。NGC1313の大規模な星団形成は、環境の大きな変動によって引き起こされ、必要な条件を備えたより多くの雲の発生を可能にする可能性がありますが、星形成の違いに主に関与するパラメータはないようです。一方、NGC7793の雲は、NGC1313の腕の雲と同じくらい重く、同じくらいの運動エネルギーを持っていますが、密度と圧力は腕の間の領域により似ているため、崩壊して星を形成する傾向が低くなります。NGC1313とNGC7793の雲の性質は、らせん腕、棒、腕間領域、および綿状らせんがそれぞれ分子雲集団に関して異なる環境を表していることを示唆しています。領域間の表面密度の差は驚くほどわずかであり、低解像度の研究で腕と腕の間の領域で頻繁に見られる表面密度の差は、分子雲の真の表面密度の違いではなく、分子雲のまばらさを示していることを示唆しています。
M31の回転曲線と質量分布
| Title |
The_rotation_curve_and_mass_distribution_of_M31 |
| Authors |
Xiangwei_Zhang,_Bingqiu_Chen,_Pinjian_Chen,_Jiarui_Sun,_Zhijia_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01517 |
アンドロメダ銀河M31とローカルグループにおけるその役割をより深く理解するには、その質量を正確に測定することが不可欠です。この研究では、LAMOSTデータリリース9(LAMOSTDR9)、DESI調査、関連文献などのさまざまなソースから取得した13,679個のM31天体を使用して、$\sim$125kpcまでのM31の回転曲線を構築しました。サンプル内のすべてのオブジェクトをバルジ、ディスク、ハローのコンポーネントに分割します。M31円盤内の音源については、非対称ドリフト補正を備えた運動学モデルによって円速度を測定しました。バルジオブジェクトとハローオブジェクトについては、速度分散を計算し、球面および投影されたジーンズ方程式を使用して円速度を取得します。我々の発見は、M31バルジの性質がほぼ等方性であるのに対し、ハローは接線方向の異方性を示すことを示しています。結果は、回転曲線は半径$\sim$25kpcまでは$\sim$220kms$^{-1}$で一定を保ち、さらに外側になると$\sim$170kms$^{-1}$まで徐々に減少することを示しています。。新たに決定された回転曲線に基づいて、M31の質量分布モデルを構築しました。M31ビリアル質量の測定値は、$r_{\rmvir}=220\pm以内の$M_{\rmvir}=1.14^{+0.51}_{-0.35}\times10^{12}M_\odot$です。25ドルキロピース。
IRDC フィラメント G34 における大質量星形成のマルチスケール動的シナリオ
| Title |
Multiscale_Dynamical_Scenario_of_High-mass_Star_Formation_in_an_IRDC_Filament_G34 |
| Authors |
Sirong_Pan,_Hong-Li_Liu,_and_Sheng-Li_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01559 |
大質量星形成(HMSF)は分子雲におけるマルチスケールの動的プロセスであり、フィラメントがより大きなスケールとより小さなスケールの間でガス物質を輸送するという証拠が増えています。ここでは、C18O(2-1)、HCO+/H13CO+(3-2)、HCN/H13CN(3-2)のAPEX観測を使用して、HMSFフィラメント状雲G034.43+00.24(G34)におけるマルチスケールのガスダイナミクスを解析します。)行。我々は、C18O放出からフィラメントに沿った大規模な速度勾配を発見し、これがG34の中央尾根にある高密度の塊へのフィラメント状ガスの流入を促進します。これらの流入の性質は重力によって引き起こされます。また、他のラインからのMM2、MM4、およびMM5塊の中央尾根に塊スケールのガスの流入も見つかりました。これら2つのスケールの流入/流入速度は同等であるため、それらのガス流入速度は大規模なフィラメント状ガス流入に依存する可能性があります。マルチスケールで動的なHMSFシナリオがG34で機能していることを確認します。フィラメントスケールまでは重力によって駆動される可能性があり、それを超えると、重力を含むいくつかの発生源に由来する乱流がG34に影響を与える可能性があります。
冷たい中性媒質中でのフィラメントと星団の形成に必要な条件
| Title |
Necessary_conditions_for_the_formation_of_filaments_and_star_clusters_in_the_cold_neutral_medium |
| Authors |
Rachel_Pillsworth_(1),_Ralph_E._Pudritz_(1,2,3,4)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy_McMaster_University,_(2)_Origins_Institute_McMaster_University,_(3)_Universitat_Heidelberg_Zentrum_fur_Astronomie,_(4)_Max_Planck_Institute_fur_Astronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01737 |
星の形成は、冷たい中性媒体(CNM)で起こる物理的プロセスによって発生するフィラメント状の分子雲の中で起こります。我々は、この拡散($n\約30$cm$^{-3}$)、低温(T$\約$60K)、衝撃波や超音速乱流を受ける磁化ガスに必要な条件に取り組み、以下のようなフィラメント構造を生成します。クラスター形成領域への断片化。初期条件としてRAMSESと磁化されたCNM環境を使用して、0.5kpcの乱流ボックスをシミュレートして、磁場強度7$\muG$の均一なガスをモデル化し、乱流の減衰によって3D速度分散を変化させます。天の川銀河と典型的な発光銀河の内側4.0kpcCMZを代表する$320M_{\odot}pc^{-2}$の表面密度を使用します。フィラメント状分子雲は、CNM内で5～10km/sの狭い範囲の速度分散(推奨値は8km/s)内の衝撃によって動的に形成されます。クラスターシンク粒子は、臨界線質量を超えるフィラメント内に出現し、8km/sの速度分散で最適に発生します。磁場の進化を追跡すると、磁場の発生により、純粋な水力発電よりも2倍の高密度の星形成ガスが発生することがわかりました。磁場とフィラメント間の配向が垂直であると、フィラメントへの付着率が増加し、したがってフィラメントの線質量が増加する可能性があります。磁場はガスをサポートするのに役立つため、MHDの運転では磁化されていないものよりも平均温度が1桁高くなります。最後に、磁場がクラスター形成の開始を$\propto0.4$Myr遅らせることがわかりました。
三裂星雲の光解離ガスの層を追跡
| Title |
Tracing_the_layers_of_Photodissociated_gas_in_Trifid_Nebula |
| Authors |
Bhaswati_Mookerjea_(TIFR,_Mumbai,_India)_and_Goeran_Sandell_(IofA,_Univ_of_Hawaii) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01837 |
光解離ガスは、拡大するHII領域からの機械的および放射フィードバックの影響を受けた、周囲の星間物質の動的進化の痕跡を示します。今回我々は、158ミクロンの[CII]と63ミクロンの[OI]の遠赤外線微細構造線の速度分解観察に基づいた、若い三裂星雲の運動学の解析を発表する。星雲を取り囲む光解離領域(PDR)の分布は、秒速5kmの速度で拡大するHII領域によって形成された殻のような構造と一致しています。PDRモデルを使用した同一速度成分の[CII]と[OI]63ミクロン強度の比の比較は、密度が1e4/cm^3であることを示しています。赤方偏移と青方偏移したPDR殻の合計質量は516Msunで、運動エネルギーは約1e47ergです。これは、HII領域の熱エネルギーだけでなく、O7V星であるHD169442Aからの星の風の光度によって、星の0.5ミリアの寿命にわたって蓄積されたエネルギーとも一致しています。観察されたPDR殻の運動量は、拡大するHII領域によって殻が押し上げられるため、理論計算で予測される半径方向の運動量よりも低く、これは、周囲のガスの拡散によりM20で重大な質量損失が発生したことを示唆しています。進行するイオン化戦線。
z = 4.6 で最も明るい高温塵に覆われた銀河内の多相星間物質の極限状態のベンチマーク
| Title |
A_benchmark_for_extreme_conditions_of_the_multiphase_interstellar_medium_in_the_most_luminous_hot_dust-obscured_galaxy_at_z_=_4.6 |
| Authors |
Rom\'an_Fern\'andez_Aranda,_Tanio_D\'iaz_Santos,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Roberto_J._Assef,_Manuel_Aravena,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Carl_Ferkinhoff,_Antonio_Pensabene,_Thomas_Nikola,_Paola_Andreani,_Amit_Vishwas,_Gordon_J._Stacey,_Roberto_Decarli,_Andrew_W._Blain,_Drew_Brisbin,_Vassilis_Charmandaris,_Hyunsung_D._Jun,_Guodong_Li,_Mai_Liao,_Lee_R._Martin,_Daniel_Stern,_Chao-Wei_Tsai,_Jingwen_Wu,_Dejene_Zewdie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01871 |
WISEJ224607.6-052634.9(W2246-0526)は$z$=4.601にある熱い塵に覆われた銀河で、これまで知られている中で最も明るい不明瞭なクエーサーです。W2246-0526には、エディントン限界を超えて降着している可能性が最も高い、非常に隠された超大質量ブラックホールが存在します。我々は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による、この銀河の最も明るい遠赤外線(FIR)微細構造輝線の、バンド10を含む7つのバンドでの観測結果を示します:[OI]$_{63\μm}$、[OIII]$_{88\μm}$、[NII]$_{122\μm}$、[OI]$_{145\μm}$、[CII]$_{158\mum}$、[NII]$_{205\mum}$、[CI]$_{370\mum}$、および[CI]$_{609\mum}$。データを曇天放射伝達モデルの大規模グリッドと比較すると、高い水素密度($n_{H}\sim3\times10^3$cm$^{-3}$)と消滅($A_{V})が明らかになります。\sim300$mag)、極度の電離($log(U)=-0.5$)および高いX線対紫外線比($\alpha_{ox}\geq-0.8$)が観測された核を再現するために必要です。ライン比率。$\alpha_{ox}$と$U$の値は文献で見つかった最大のものの1つであり、X線支配領域(XDR)の存在を示唆しています。実際、このコンポーネントは、[OIII]$_{88\μm}$輝線がアプリオリに非常に驚くべき非検出であることを説明します。この輝線は、XDR環境では実際には増強されるのではなく抑制されます。興味深いことに、最もよく適合したモデルは、観測的に検出されたものよりも高いX線放射と低いCO含有量を暗示しており、これは、中心領域よりも大きな空間スケールにわたってX線放射をさらに覆い隠しているはずの分子ガス成分の存在を示唆しています。モデル化されています。これらの結果は、高赤方偏移クェーサーの多相ガスを特徴付けるためにマルチライン赤外線観測の必要性を強調しており、特にW2246-0526は、宇宙正午以降の星間物質の状態と他のクェーサー個体群とを比較するための極端なベンチマークとして機能します。
NIRDust: K バンドスペクトルを使用したタイプ 2 AGN 周辺の高温塵放出の調査
| Title |
NIRDust:_Probing_Hot_Dust_Emission_Around_Type_2_AGN_Using_K-band_Spectra |
| Authors |
Gaia_Gaspar_(1_and_5),_Mart\'in_Chalela_(1_and_2_and_5),_Juan_Cabral_(2_and_3_and_5),_Jos\'e_Alacoria_(4),_Dami\'an_Mast_(1_and_5),_Rub\'en_J._D\'iaz_(1_and_6)_((1)_Observatorio_Astron\'omico_de_C\'ordoba,_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_Argentina,_(2)_Instituto_De_Astronom\'ia_Te\'orica_y_Experimental,_C\'ordoba,_Argentina,_(3)_Gerencia_De_Vinculaci\'on_Tecnol\'ogica_Comisi\'on_Nacional_de_Actividades_Espaciales,_Falda_del_Ca\~nete,_C\'ordoba,_Argentina,_(4)_Instituto_de_Ciencias_Astr\'omicas,_de_la_Tierra_y_el_Espacio,_San_Juan,_Argentina_(5)_Consejo_de_Investigaciones_Cient\'ificas_y_T\'ecnicas_de_la_Rep\'ublica_Argentina,_Buenos_Aires,_Argentina,_(6)_Gemini_Observatory,_NSFs_NOIRLab,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01888 |
AGNの近くにある高温の塵は近赤外線を強く放射し、赤色過剰を生成します。タイプ2の発生源では、その温度を測定するためにモデル化できます。高空間解像度の多波長データの時代において、超大質量ブラックホールの周囲の高温塵のマッピングは、これらのコンパクトな天体周囲の塵の役割と分布の全体像を達成する取り組みにとって重要です。この研究では、タイプ2AGNの近くで高温ダストの放出を検出し、Kバンドスペクトル($\lambda_c$=2.2\,$\mu$m)を使用してその温度を測定する方法を提案します。これを達成するために、Kバンドスペクトルをモデル化し、塵の温度を推定し、それに伴う不確実性を特徴付けるためのPythonパッケージであるNIRDustを開発しました。さまざまな種類のデータに対する物理モデルのパフォーマンスと適合性を確認するために、合成スペクトルと実際のスペクトルをテストしました。合成スペクトルに対するテストでは、得られた結果が入力スペクトルの信号対雑音比(S/N)の影響を受けることが実証されました。しかし、不確実性を正確に特徴づけ、ピクセルあたりの平均S/Nが20を超える場合は$\sim$150,000未満にとどまりました。ジェミニ南望遠鏡で観測されたNGC5128(ケンタウルス座A)にNIRDustを適用すると、塵の温度は次のように推定されました。2つの異なるアプローチを使用した、Flamingos-2スペクトルからの662および667K、GNIRSスペクトルからの697および607K。
ペアプラズマにおける衝突のない磁気回転乱流: 定常状態動力学、粒子加速、および放射冷却
| Title |
Collisionless_Magnetorotational_Turbulence_in_Pair_Plasmas:_Steady-state_Dynamics,_Particle_Acceleration,_and_Radiative_Cooling |
| Authors |
Fabio_Bacchini,_Vladimir_Zhdankin,_Evgeny_A._Gorbunov,_Gregory_R._Werner,_Lev_Arzamasskiy,_Mitchell_C._Begelman,_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01399 |
我々は、前例のない巨視的スケールから微視的スケールまでの分離を伴う、ペアプラズマ磁気回転乱流の3D完全動的せん断ボックス(SB)シミュレーションを紹介します。乱流磁場と角運動量輸送の予想される流体モデルの挙動を取得し、プラズマ加熱に関連する乱流ゆらぎスペクトルの基本的な違いを観察します。我々は初めて、シンクロトロン冷却を利用した新しい戦略により、SBの初期条件に依存しない動的磁気回転乱流における非熱的粒子加速の決定的な実証を提供する。
中間赤外線で選択された潮汐破壊現象の新たな集団：潮汐破壊現象の発生率と主銀河の特性への影響
| Title |
A_New_Population_of_Mid-Infrared-Selected_Tidal_Disruption_Events:_Implications_for_Tidal_Disruption_Event_Rates_and_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
Megan_Masterson,_Kishalay_De,_Christos_Panagiotou,_Erin_Kara,_Iair_Arcavi,_Anna-Christina_Eilers,_Danielle_Frostig,_Suvi_Gezari,_Iuliia_Grotova,_Zhu_Liu,_Adam_Malyali,_Aaron_M._Meisner,_Andrea_Merloni,_Megan_Newsome,_Arne_Rau,_Robert_A._Simcoe,_Sjoert_van_Velzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01403 |
現在、潮汐破壊現象(TDE)のほとんどは、時間領域の光学および軟X線調査で発見されており、どちらも重大な遮蔽が発生する傾向があります。しかし、赤外線(IR)は塵に覆われた環境を強力に探査するため、最近、約200Mpc以内の近くの隠れたTDEを探すためにNEOWISE中赤外データの体系的な検索を実行しました。私たちは、差分イメージングを使用して、重要なホスト銀河の発光間の核の変動性を明らかにし、銀河核内の18個のTDE候補を特定しました。これらの候補は、次のIR光曲線特性に基づいて選択されました:(1)ピーク時の$L_\mathrm{W2}\gtrsim10^{42}$ergs$^{-1}$、(2)急速な上昇、その後の上昇ゆっくりとした単調減少、(3)有意な事前変動なし、および(4)WISEカラーにおけるAGN活性の証拠なし。これらの情報源の大部分は、変動する光学的対応物を示しておらず、光学的調査が実際に多数の不明瞭なTDEを見逃していることを示唆しています。細い線のイオン化レベルと変動性の引数を使用して、潜在的なAGNの原因として6つの発生源を特定し、金サンプル中に合計12のTDEが得られました。この金サンプルは、IRが選択したTDEレートの下限$2.0\pm0.3\times10^{-5}$galaxy$^{-1}$year$^{-1}$($1.3\pm0.2)を生成します。\times10^{-7}$Mpc$^{-3}$year$^{-1}$)、これは光学式およびX線のTDEレートに匹敵します。IRで選択されたTDEホスト銀河は、グリーンバレーの過剰密度を示さず、光学およびX線のTDEサンプルで過剰に存在する静止したバルマー強い銀河を優先しません。このIRで選択されたサンプルは、これまで光学やX線による調査では発見されなかったダストの多いTDEの新たな集団を表しており、観測されたTDE率と理論上のTDE率との間の緊張や、いわゆる失われたエネルギー問題を緩和するのに役立ちます。
チャンドラによって検出された銀河系外高速 X 線過渡現象の集団についてマグネター起源を探る
| Title |
Probing_a_Magnetar_Origin_for_the_population_of_Extragalactic_Fast_X-ray_Transients_detected_by_Chandra |
| Authors |
J._Quirola-V\'asquez,_F._E._Bauer,_P._G._Jonker,_W._N._Brandt,_D._Eappachen,_A._J._Levan,_E._Lopez,_B._Luo,_M._E._Ravasio,_H._Sun,_Y._Q._Xue,_G._Yang,_X._C._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01415 |
20年分のチャンドラデータ(約259Msのデータを分析)から22個の銀河系外高速X線過渡現象(FXT)が発見されており、そのうち17個は遠方の銀河(>100Mpc)に関連しています。それらの特性を説明するために、さまざまなメカニズムと前駆体が提案されています。それにもかかわらず、それらのタイミング、スペクトルパラメータ、ホスト銀河の特性、光度関数、および体積率を分析した後でも、それらの性質は依然として不確実です。連星中性子星(BNS)合体マグネターモデルの枠組み内でプラトーまたは高速上昇光度曲線を示す9つのFXTのサブサンプルを解釈します。私たちはそれらの光度曲線を当てはめて、マグネター(磁場と初期回転周期)と噴出物(噴出物の質量と不透明度)パラメーターを導き出します。このモデルは2つのゾーンを予測します。方向に依存するフリーゾーン(マグネターのスピンダウンX線光子が観測者に自由に逃げる場所)とトラップゾーン(X線光子は最初は隠されており、噴出物が放出されて初めて自由に逃げる場所)です。材料は光学的に薄くなります）。我々は、6つのFXTがフリーゾーンと一致する特性を示し、3つのFXTがトラップゾーンと一致する特性を示すと主張します。このFXTのサブサンプルは、短いガンマ線バースト(SGRB)で推定される磁場と初期回転周期の分布と類似しており、関連性の可能性を示唆しています。我々は、マグネター放出（マージャーノバと呼ばれる）によって供給される予測される噴出物の放出を、同時に光学観測が可能な2つのFXT、XRT141001とXRT210423の光学および近赤外線の上限と比較する。検出されないことにより、XRT141001とXRT210423の赤方偏移には、それぞれz>1.5と>0.1の下限が設定されます。マグネター残骸が重力波によってエネルギーを失った場合、現在の高度なLIGO検出器で赤方偏移z<0.03まで同様の天体を検出できるはずだが、将来のGW検出器はz=0.5まで検出できるようになる。
MAXI J1820+070のRMS磁束勾配: ディスクとコロナの結合の尺度
線形RMSと流束の関係は、すべての降着系のさまざまなスペクトル状態で十分に確立されています。この研究では、1～150keVの広いエネルギー範囲にわたってInsight-HXMTを使用して、2018年のバーストの初期減衰段階におけるMAXIJ1820+070の周波数依存のRMS磁束関係の発展を研究しました。磁束が減少すると、最初は2mHzから10Hzまでの周波数で直線的なRMSと磁束の関係が観察されますが、そのような関係はエネルギーが異なるとさまざまな時点で崩れ、傾きが大幅に減少します。さらに、低周波数の変動は、時間平均分光法によって決定されるハードからハードへの状態遷移時間の前に発生するブレークに対して最も高い感度を示し、時間偏差はエネルギーとともに増加することがわかりました。RMS磁束の傾きと切片の全体的な変化は、2成分のコンプトン化システムの存在を示唆しています。1つのコンポーネントは放射状に伸びており、破壊前の強力なディスクとコロナの結合を説明していますが、もう1つのコンポーネントは垂直に伸びており、破壊後のディスクとコロナの結合の減少に寄与しています。RMS磁束の傾きで観察される動的変化に対応するには、後者の成分をさらに垂直方向に拡張する必要があります。結論として、1～150keV帯域のRMS磁束の傾きはディスクとコロナの結合の指標として使用でき、MAXIJ1820+070のハードからハードへの状態遷移は部分的にその変化によって引き起こされる可能性があることを示唆します。コロナ幾何学で。
連星系の仲間によってレンズ化された重力波源を使用した新しい一般回折式のテスト
| Title |
Testing_a_new_general_diffractive_formula_with_gravitational_wave_source_lensed_by_its_companion_in_binary_systems |
| Authors |
Xiao_Guo,_Zhoujian_Cao_(HIAS,_UCAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01581 |
波長の長い重力波（GW）は、天体によるレンズ効果により回折しやすくなります。従来の回折積分公式は大角度回折を無視しており、ほとんどの場合にこれが採用されています。ただし、一部の特殊な場合（たとえば、バイナリ系でその仲間によってレンズがかけられたGW光源、レンズが光源に非常に近い場合）では、大きな角度の回折が重要になる可能性があります。私たちの以前の研究では、大角度回折の場合を含む新しい一般回折積分公式を提案しました。この論文では、パラメータが異なるこれらの特殊な場合において、この一般的な回折式と従来の回折積分式との間にどの程度の違いがあるかを調査しました。一般的な回折公式の増幅率のモジュールは、レンズと光源間の距離が$D_{\rmLS}=1$の場合、基本的に係数$r_F\simeq0.674$で従来の回折積分の増幅率モジュールよりも小さくなる可能性があることがわかります。AUとレンズ質量$M_{\rmL}=1M_\odot$。それらの違いは非常に顕著であるため、検出可能です。さらに、比例係数$r_F$は$D_{\rmLS}$の増加とともに0.5から1まで徐々に増加し、$M_{\rmL}$の増加とともに減少していることがわかります。$D_{\rmLS}\lesssim3$AU($M_{\rmL}=1M_\odot$の場合)または$M_{\rmL}\gtrsim0.1M_\odot$($D_{\の場合)である限りrmLS}=1$AU)、新しい式と従来の式の間の違いは、検出できるほど十分に大きいです。将来のGW検出では、この新しい一般回折公式を次世代GW検出器でテストすることが期待されています。
超新星残骸G352.7-0.1を惑星状星雲内部の特異なIa型超新星として説明
| Title |
Explaining_supernova_remnant_G352.7-0.1_as_a_peculiar_type_Ia_supernova_inside_a_planetary_nebula |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01707 |
私は、超新星残骸(SNR)G352.7-0.1の点対称形態を特定し、外側の軸対称構造は始原系の共通包絡線進化(CEE)の残骸であり、内部構造は白色矮星(WD)と漸近巨大枝(AGB)星の核の合体によって引き起こされる熱核爆発の噴出物。SNRG352.7-0.1の主要な無線構造は、外側の(大きな)楕円を形成します。明るいX線を放出するガスは、大きな電波楕円の対称軸に対して傾いた対称軸を持つ小さな楕円を形成します。豊富な鉄とそのX線のエネルギーは、Ia型超新星(SNIa)を示唆しています。大量に巻き上げられたガスは、比較的大規模な前駆体系を示唆しています。私は、M1=5-7MoとM2=4-5Moの初期質量を持つ前駆体を含むシナリオを提案します。後の段階で、主星のWD残骸とAGB副星は、掃引された星周物質を放出するCEEを経験します。さらにISMを上げて、大きな楕円形の無線構造を形成します。WDとAGB星の核との合体中の爆発は、スーパーチャンドラセカール熱核爆発を引き起こし、X線で明るい内部構造を形成しました。この系の三次星が2つの対称軸のずれを引き起こしました。この研究により、正常および特異なSNeIaのさまざまなシナリオ内の進化経路の多様性がさらに高まりました。
| Title |
Indication_for_a_compact_object_next_to_a_LIGO-Virgo_binary_black_hole_merger |
| Authors |
Wen-Biao_Han,_Shu-Cheng_Yang,_Hiromichi_Tagawa,_Ye_Jiang,_Ping_Shen,_Qianyun_Yun,_Chen_Zhang,_Xing-Yu_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01743 |
LIGO-Virgo-KAGRAネットワークによって多くの現象が観測されていますが、連星ブラックホール(BBH)合体の天体物理学的起源は依然として不明です。このような合体は、大質量ブラックホール(MBH)の近くで発生すると予測されています。特にGW190814は、その二次質量と質量比が孤立恒星の進化理論の予想を超えているため、活動銀河核(AGN)円盤内で起こった有望な出来事である。このモデルでは、コンパクトなオブジェクトが合流するBBHの近くに存在します。今回我々は、GW190814がコンパクト天体の近くで合体するBBHであるという事実を示す複数の証拠を報告する。3番目の天体の周りのBBHの軌道運動は、視線加速(LSA)を生成し、さまざまなドップラーシフトを引き起こします。LSAを考慮した波形テンプレートを使用して、重力波過渡カタログ(GWTC)内の高い信号対雑音比を持ついくつかのBBHイベントに対してベイズ推論を実行します。孤立したBBHマージのモデルと比較して、GW190814ではLSAを使用した場合よりも大幅に高いネットワーク信号対雑音比が得られ、LSAを$a=0.0014^{+0.0014}_{-0.0022}~c~\に制約します。mathrm{s}^{-1}$。さらに、LSAケースの孤立ケースに対する対数ベイズ係数は$16.6$であり、これは、LSAモデルがGWデータによって大幅に優先されていることを意味します。これは、合体するBBHがコンパクトな天体の近くに位置することを示す最初の兆候であると結論付けています。
LHAASOによる銀河源の観測によるアクシオン状粒子の制約
| Title |
Constraints_on_Axion-like_Particles_from_the_Observation_of_Galactic_Sources_by_LHAASO |
| Authors |
Jun_Li,_Xiao-Jun_Bi,_Lin-Qing_Gao,_Xiaoyuan_Huang,_Run-Min_Yao_and_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01829 |
高エネルギー光子は、天の川銀河の磁場中を伝播するときにアクシオン様粒子（ALP）とともに振動する可能性があり、その結果、観測される光子エネルギースペクトルが変化します。大高高度大気シャワー観測所(LHAASO)によって$\mathcal{O}(1)~\mathrm{PeV}$まで測定された超高エネルギーガンマ線スペクトルは、ALPを調査する有望な機会を提供します。フォトン振動効果。この研究では、かに星雲、LHAASOJ2226+6057、LHAASOJ1908+0621、LHAASOJ1825-1326を含む、LHAASOによって測定された4つの銀河線源のガンマ線スペクトルを利用して、この効果を調査します。$\rmCL_s$メソッドを使用してALPパラメータに制約を設定します。4つのソースの観測を組み合わせた解析により、ALPと光子の結合$g_{a\gamma}$は$1.4\times10^{-10}$${\rmGeV}^{-1より小さくなるように制約されていることが明らかになりました。}$は、95\%C.Lでの$\sim4\times10^{-7}~\mathrm{eV}$のALP質量に相当します。LHAASOのかに星雲の観測と他の実験を総合すると、ALPと光子の結合は、CAST制約に非常に近いALP質量$\sim4\times10^{-7}~\mathrm{eV}$。
ブラック ホール スケールから長期電磁放射距離までの相対論的ジェットの橋渡し: HLLC リーマン
ソルバーを使用した移動メッシュの一般相対論的流体力学コードを利用した調査
| Title |
Bridging_Relativistic_Jets_from_Black_Hole_Scales_to_Long-Term_Electromagnetic_Radiation_Distances:_An_Investigation_Utilizing_a_Moving-Mesh_General_Relativistic_Hydrodynamics_Code_with_HLLC_Riemann_Solver |
| Authors |
Xiaoyi_Xie,_Alan_Tsz-Lok_Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01889 |
相対論的ジェットは、大質量星の崩壊、コンパクトな天体の合体、または活動銀河核へのガスの降着を伴います。それらは中央エンジンに関する情報を伝達し、電磁放射を生成します。これらのジェットをブラックホールスケールでの誕生からニュートン散逸段階まで追跡できる一貫したシミュレーションはなく、天体観測による中心エンジンの特性の推定は未確定となっている。時空全体にわたるジェットシミュレーションの連続性を実現するための、一般相対論的移動メッシュフレームワークを提案します。移動メッシュ相対論的流体力学コードJETの一般相対論的拡張を実装し、一般相対論的移動メッシュコードでHLLCリーマンソルバーを利用するための四分子定式化を開発します。新しい枠組みは、強い重力がかかる中心領域からジェットが散逸する距離まで、相対論的ジェットの放射状の動きを追跡することができる。
| Title |
Development_Of_Raspberry_Pi-based_Processing_Unit_for_UV_Photon-Counting_Detectors |
| Authors |
Bharat_Chandra_P,_Binukumar_G.,_Shubham_Janakiram,_Mahesh_Babu,_Shubhangi_Jain,_Richa_Rai,_Rekhesh_Mohan,_Margarita_Safonova,_Jayant_Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01443 |
紫外(UV)天文観測では、光源からの光子は可視または赤外(IR)の波長範囲と比較して非常にわずかです。UVで動作する検出器は通常、光子計数モードの動作を採用しています。これらの検出器は通常、UV光子に感応するイメージ増倍管と、光子計数を使用する読み出し機構を備えています。これらの検出器の読み出しの開発にはリソースが大量に消費され、費用がかかります。この論文では、フォトンカウンティング操作を実行するための読み出し機能を内蔵したRaspberryPiを使用する、低コストのUVフォトンカウンティング検出器処理ユニットの開発について説明します。私たちのシステムは、3x3と5x5の両方のウィンドウモードで30フレーム/秒(fps)で動作できます。5x5ウィンドウモードでは、ダブルイベントの検出も可能になります。このシステムは、すぐに入手できるカスタム既製(COTS)コンポーネントから迅速に構築できるため、安価なCubeSatや小型衛星ミッションで使用されます。この低コストのソリューションは、紫外線観測へのアクセスを拡大し、宇宙ベースの天文学における研究の可能性を前進させることを約束します。
| Title |
Starlink_Mini_Satellite_Brightness_Distributions_Across_the_Sky |
| Authors |
Anthony_Mallama,_Richard_E._Cole,_Jay_Respler,_Cees_Bassa,_Scott_Harrington_and_Aaron_Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01546 |
StarlinkMini衛星の照明位相関数は、夕暮れ時と暗闇の時間帯に合わせて決定されます。次に、これらの関数が評価されて、空を横切る点のグリッドおよび地平線の下の太陽の角度の範囲にわたる見かけの等級が得られます。天空図と衛星等級分布表が表示されます。マグニチュード6および7よりも明るい衛星が存在する空の最大領域は、どちらも夕暮れ時に発生します。フレアとして知られる明るさの急上昇も特徴的です。
最初の TESS セルフレンズ パルス: KIC 12254688 の再検討
| Title |
The_First_TESS_Self-Lensing_Pulses:_Revisiting_KIC_12254688 |
| Authors |
Nicholas_M._Sorabella,_Silas_G.T._Laycock,_Dimitris_M._Christodoulou,_and_Sayantan_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01477 |
我々は、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)の光度曲線におけるKIC12254688からの2つのセルフレンズパルスの観測を報告します。F2V星と白色矮星伴星を含むこの系は、ケプラー宇宙望遠鏡によって過去10年間に発見された最初の自己レンズ連星系の1つです。観測された各パルスは、白色矮星が伴星の前を通過するときに発生し、重力によって星の表面がレンズ化され、遠くの観察者には明るく見えます。これら2つのパルスは、TESS観測で発見された最初の自己レンズ現象です。データの取得と傾向除去の方法、およびセルフレンズ+半径方向速度モデルから推定された最適なバイナリパラメーターについて説明します。私たちは、TESSで新しいセルフレンズシステムを見つけることの難しさを強調し、TESSが将来発見する可能性が高いセルフレンズシステムの種類について説明します。
超低質量白色矮星による PSR J1012+5307 の形成: 磁気ブレーキモデルのテスト
| Title |
Formation_of_PSR_J1012+5307_with_an_extremely_low-mass_white_dwarf:_testing_magnetic_braking_models |
| Authors |
Na_Wei,_Kun_Xu,_Zhi-Fu_Gao,_Long_Jiang,_and_Wen-Cong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01488 |
PSRJ1012+5307は、14.5時間の軌道上に超低質量(ELM)の白色矮星(WD)伴星を伴うミリ秒パルサーです。磁気ブレーキ(MB)は、低質量($\lt1-2~M_{\odot}$)のドナー星を伴う連星系の軌道進化に影響を与える上で重要な役割を果たします。現在、いくつかの異なるMB記述が存在します。この論文では、もっともらしいMBモデルをテストするためのプローブとしてPSRJ1012+5307の形成を調査します。MESAコードによる詳細な星の進化モデルを採用すると、対流と回転を促進したMBモデルと「中間」MBモデルが、観測されたWD質量、WD半径、WD表面重力、中性子星の質量、および軌道周期を再現できることがわかりました。PSRJ1012+5307。ただし、シミュレートされたWDは観測値よりも実効温度が高くなります。標準MBモデルを含む他の3つのMBメカニズムは、ハッブル時間で観測された軌道周期を説明するには弱すぎます。WDのHシェルフラッシュによって引き起こされる長い冷却タイムスケールにより、シミュレートされた有効温度と観測値の間の矛盾が軽減される可能性があります。
太陽エネルギー粒子の荷電状態と非熱電子の量
| Title |
Solar_Energetic_Particle_Charge_States_and_Abundances_with_Nonthermal_Electrons |
| Authors |
Jin-Yi_Lee,_Stephen_Kahler,_John_C._Raymond,_and_Yuan-Kuen_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01604 |
太陽エネルギー粒子(SEP)イベントの重要な側面は、その発生源集団です。推定されるコロナリコネクションエピソードに起因する、衝動的なSEPイベントの元素存在量の増加は、A/Qの急冪乗則に当てはめることができます。ここで、AとQは原子量とイオン電荷です。再接続プロセスでは熱電子エネルギーが強化され、非熱電子分布が生じるため、加速プロセス中にこれらの電子集団とのイオン化相互作用を通じてイオン電荷状態Qが増加すると予想できます。SEPから推定される温度は加速プロセス中の帯電状態に対応しますが、その場で測定される実際の帯電状態はSEPがコロナを通過するときに変更される可能性があります。マクスウェル速度分布から逸脱する高エネルギー尾部を表すカッパ関数のさまざまなカッパ値によって、A/Qからの温度推定が異なるかどうかを調べます。マクスウェル分布と極端なカッパ分布の間のA/Qの差は約10～30であることがわかります。元素存在量のべき乗則強化を、さまざまなカッパ値を使用したA/Qの関数として当てはめます。そして、導出されたソース領域の温度は、電子速度分布がマクスウェル分布、つまり熱分布から逸脱するかどうかによって大きな影響を受けないことがわかります。電子が加速領域で加熱されると仮定すると、加速中のSEPの充電状態が典型的な活性領域温度と一致することは、SEPが加速され、イオン化時間スケールよりも短い時間で加速領域から離れることを示唆しています。
VERITAS 天文台による恒星強度干渉法による $\beta$ UMa の角直径測定
| Title |
An_Angular_Diameter_Measurement_of_$\beta$_UMa_via_Stellar_Intensity_Interferometry_with_the_VERITAS_Observatory |
| Authors |
A._Acharyya,_J._P._Aufdenberg,_P._Bangale,_J._T._Bartkoske,_P._Batista,_W._Benbow,_A._J._Chromey,_J._D._Davis,_Q._Feng,_G._M._Foote,_A._Furniss,_W._Hanlon,_C._E._Hinrichs,_J._Holder,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_N._Korzoun,_T._LeBohec,_M._A._Lisa,_M._Lundy,_N._Matthews,_C._E_McGrath,_M._J._Millard,_P._Moriarty,_S._Nikkhah,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_M._Pohl,_E._Pueschel,_J._Quinn,_P._L._Rabinowitz,_K._Ragan,_E._Roache,_J._G._Rose,_J._L._Sackrider,_I._Sadeh,_L._Saha,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_D._Tak,_M._Ticoras,_J._V._Tucci,_S._L._Wong,_The_VERITAS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01853 |
VERITASイメージング空気チェレンコフ望遠鏡(IACT)アレイを使用して、恒星強度干渉計(SII)を使用して視覚波長での$\beta$UMaの最初の測定角直径を取得し、四肢暗角直径を独立して制約します。おおぐま座移動群の年齢は、星の進化の軌跡をモデル化するための実効温度と光度の制約を比較することにより、A1型亜巨人である核メンバーのメラク($\beta$UMa)を含むそのメンバーの年齢から評価されています。近赤外線(CHARAアレイ、$1.149\pm0.014$mas)および中赤外線(KeckNuller、$1.08\pm0.07$mas)における$\beta$UMaの以前の干渉計リム暗角直径測定。測定された視差とボロメトリック光束により、実効温度が制限されます。この文書では、相関関数から二乗可視度を導出する現在のVERITAS-SIIの観察および分析手順を説明します。結果として得られた二乗可視度を当てはめて、$1.07\pm0.04{\rm(stat)}\pm0.05$(sys)masの縁暗角直径を見つけます。これは、恒星大気モデルからの合成可視度を使用して、光波帯における$\beta$UMaのスペクトル。VERITAS-SIIの四肢暗角直径は、MESA等時線と恒星軌道(MIST)を使用して、紫外分光光度法と一致する$9700\pm200\pm200$Kの実効温度と、$390\pm29\pm32$Myrの年齢をもたらします。）。この年齢は、CHARA配列の角直径からの$408\pm6$Myrと一致します。
水星の軌道におけるCMEのメソスケール構造について: ベピコロンボとパーカーの太陽探査機観測
| Title |
On_the_Mesoscale_Structure_of_CMEs_at_Mercury's_Orbit:_BepiColombo_and_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Fernando_Carcaboso,_Leng_Ying_Khoo,_Tarik_M._Salman,_Beatriz_S\'anchez-Cano,_Benjamin_J._Lynch,_Yeimy_J._Rivera,_Sanchita_Pal,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Andreas_J._Weiss,_David_Lario,_Johannes_Z._D._Mieth,_Daniel_Heyner,_Michael_L._Stevens,_Orlando_M._Romeo,_Andrei_N._Zhukov,_Luciano_Rodriguez,_Christina_O._Lee,_Christina_M._S._Cohen,_Laura_Rodr\'iguez-Garc\'ia,_Phyllis_L._Whittlesey,_Nina_Dresing,_Philipp_Oleynik,_Immanuel_C._Jebaraj,_David_Fischer,_Daniel_Schmid,_Ingo_Richter,_Hans-Ulrich_Auster,_Federico_Fraschetti,_Marilena_Mierla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01875 |
2022年2月15日、太陽の東縁沖で印象的なフィラメント噴火が、地球、STEREO-A、ソーラーオービターの3つのリモートセンシング視点から観察されました。6$R_{\odot}$を超えるソーラーオービターの視野によって捉えられた、極紫外波長で最も遠くに観察されたフィラメントを表すことに加えて、このイベントはまた、高速($\sim$2200km$\cdot$s$^{-1}$)ベピコロンボとパーカー太陽探査機に向けられたコロナ質量放出(CME)。これら2つの探査機は、CMEによる衝撃が現場に到達した時点で、緯度2$^{\circ}$、経度4$^{\circ}$、半径距離0.03天文単位離れていた。2つの探査機が相互に、そして太陽に相対的に近い($\sim$0.35au)ことにより、水星の軌道にあるCMEのメソスケール構造を初めて研究することが可能になった。私たちは、2つの場所で測定された主なCME関連構造、つまり惑星間衝撃、シース領域、磁気噴出物の類似点と相違点を分析します。我々は、2つの探査機間の距離がリモートセンシング観測からのCME幾何学的パラメータの決定に関連する典型的な不確実性の範囲内に十分に収まっているにもかかわらず、2セットのその場測定は全体的な3DCMEを理解するためのいくつかの重大な違いを示していることを発見した。特に難しい構造。最後に、水星の遠方での宇宙天気との関連で、また近年大きな注目を集めている、間隔が狭い宇宙船星座を介した太陽の過渡状態を調査する必要性の観点から、我々の発見について議論します。
第3世代重力波検出器による $f(T)$ 重力の抑制の見通し
| Title |
Prospects_of_constraining_$f(T)$_gravity_with_the_third-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Ran_Chen,_Yi-Ying_Wang,_Lei_Zu,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01567 |
重力波(GW)とEM対応物は常に光度距離と赤方偏移の情報をそれぞれ運ぶため、電磁波(EM)対応物を伴うバイナリコンパクト天体の合体は、さまざまな宇宙論モデルを探索する絶好の機会を提供します。$f(T)$重力は、背景の進化を変化させ、GWの伝播における摩擦項を提供し、修正されたGW光度距離とEM光度距離を比較することによってテストできます。第3世代の重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡と2台の宇宙探査機を考慮して、連星中性子星(BNS)と連星中性子星ブラックホール(NSBH)の一連のGWイベントをEM対応物とシミュレートします。これらのシミュレーションは、$f(T)$重力(特に、この研究ではべき乗則モデル$f(T)=T+\alpha(-T)^\beta$)や$などの他の宇宙論的パラメータを制約するために使用できます。\beta$とハッブル定数。さらに、シミュレーションとIa型超新星およびバリオン音響振動の現在の観測を組み合わせることで、$f(T)$重力に対するより厳しい制限が得られます。現在の観測値を単独で分析する場合($\Delta\beta\sim0.3$)と比較して、3つのデータセットをすべて組み合わせると($\Delta\beta\sim0.03$)、推定精度が大幅に向上することがわかります。同時に、ハッブル定数の不確実性を約$1\%$に減らすことができます。
中性子星へのホログラフィックアプローチ
この記事では、場の量子理論(QFT)の領域における中性子星へのホログラフィックアプローチを探ります。私たちは、中性子星のモデル化におけるAdS/CFTの二重性の適用を強調しながら、中性子星の構造を詳しく調査します。私たちは、「ボトムアップ」と「トップダウン」の両方のホログラフィックモデルについて議論し、その予測と天体物理学的観測を比較します。最後に、超伝導などの分野におけるホログラフィー法の潜在的な広範な応用例を実証し、天体物理学における弦理論とQFTの方法論的重要性を強調します。
山として知られる長寿命の非軸対称変形を支える回転中性子星は、長い間、重力放射線の潜在的な発生源と考えられてきました。しかし、そのような信号源からの振幅は非常に弱く、現在の重力波干渉計はまだそのような信号を目撃していません。検出の欠如により、関与する変形のサイズに上限が設けられ、継続的に制限され続けています。検出器の感度と分析技術の向上が期待されるため、将来の観測を期待する十分な理由があります。このレビューは、中性子星山脈の理論の現状に関するものです。これらのエキゾチックな物体は、山をどのように維持するかに関連する現代物理学の極端な体制をホストしています。中性子星の進化の歴史の中で蓄積された地殻の歪み、星の形を歪める磁場、徐々に山を築く降着エピソードなど、非対称性を引き起こす可能性のあるさまざまなメカニズムを要約します。単純な回転モデルを超えて、歳差運動が力学にどのような影響を与え、重力波信号を変化させるかについても説明します。検出の見通しと今後の課題について説明します。
遠くの観察者によって観察されるブラックホール画像の可能な形式は、一般相対性理論とカーニューマン計量における運動方程式に基づいて計算されます。ブラックホール画像は、ブラックホール事象の地平線の重力レンズ画像です。それは、古典的なブラックホールの影の位置の内側に投影された、天球上の黒い点として見られるかもしれません。近い将来、ミリメトロン宇宙天文台による天体物理ブラックホールの観測によって、修正された重力理論を検証することが可能になるでしょう。
球対称ボルツマン方程式に対する正確な反応拡散限界
| Title |
An_accurate_reaction-diffusion_limit_to_the_spherical-symmetric_Boltzmann_equation |
| Authors |
Shay_I._Heizler,_Menahem_Krief_and_Michael_Assaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01726 |
我々は、長時間有効である球面対称輸送方程式の適切な実効拡散係数に関する長年の疑問を解決します。そのために、誕生と死亡のイベントや線形異方性散乱を含む一般的な衝突特性を含めるために、均質な媒体の輸送ソリューションを3次元で一般化します。これは、純粋散乱の場合のグリーン関数と一般的な衝突の場合を関連付ける正確なスケーリング則を導入することによって行われ、これは決定論的シミュレーションとモンテカルロシミュレーションを使用して検証されます。重要なことは、実効拡散係数は輸送溶液を長時間検査することによって特定されることです。
巨大粒子表面法による観測
| Title |
Observations_on_the_massive_particle_surface_method |
| Authors |
Ednaldo_L._B._Junior,_Jos\'e_Tarciso_S._S._Junior,_Francisco_S._N._Lobo,_Manuel_E._Rodrigues,_Lu\'is_F._Dias_da_Silva,_Henrique_A._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.01821 |
測地線法は、コンパクトな物体によって生成される円軌道を理解する上で重要な役割を果たし、最終的には光子球の定義に至り、その後任意の時空における光子面に一般化されました。この新しい定式化は、Vaidyaソリューションで示されているように、動的時空を含む広い意味で光子球の概念を拡張します。フォトンサーフェスは基本的にヌル測地線を定義します。ヌル測地線は、もともと時間サーフェスに接しており、このサーフェスに限定されます。しかし、この形式主義は粒子のすべてのクラスをカバーしているわけではなく、この制限を克服するために、荷電した大質量粒子も考慮した「大質量粒子表面」と呼ばれる、より包括的なアプローチが提案されています。実際、光子面の概念は、粒子の電荷と質量がゼロのときに回復されます。この研究では、これら3つの形式を使用して、光子球の半径($r_{ps}$)と「最内安定円軌道」(ISCO)の半径($)の値の結果の一貫性をチェックします。r_{\rmISCO}$)一部の重力モデル用。私たちの結果では、最初のモデルは$g_{00}\neq-g_{11}^{-1}$という特異性を備えた共形重力によって記述されます。2番目のモデル、つまりCuletu解は、一般相対性理論と非線形電気力学を結合することによって開発されており、測地線アプローチの有効計量($g_{\rmeff}^{\mu\nu}$)を考慮する必要があります。さらに、一般的な静的球対称計量における$r_{ps}$と$r_{\rmISCO}$の式も分析しました。このような状況下で、測地線および光子表面フォーマリズムと比較して、大質量粒子表面フォーマリズムによって得られる$r_{ps}$と$r_{\rmISCO}$に矛盾があることがわかりました。
