| Title |
Essentials_of_strong_gravitational_lensing |
| Authors |
Prasenjit_Saha,_Dominique_Sluse,_Jenny_Wagner_and_Liliya_L._R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04165 |
10^3個に1個のクエーサーと高赤方偏移銀河が、たまたま前景にある無関係な銀河や銀河団による重力レンズの結果として空に複数の画像として現れます。基本的な現象は一般相対性理論の直接的な結果ですが、複数の画像レンズシステム(別名強力な重力レンズ)をいくつかの異なる方法で注目すべき天体物理探査にする多くの非自明な結果があります。この記事では、物理的な洞察に重点を置き、この分野の重要な概念と用語を紹介します。重要な構成要素は、フェルマーポテンシャルまたは到着時間曲面です。そこから標準レンズ方程式、画像パリティ、倍率、臨界曲線、コースティクス、および縮退の概念がすべて続きます。通常の単純化された仮定(幾何光学、小さな角度、弱いフィールド、薄いレンズ)の利点と限界が指摘され、可能な限り簡潔に、これらを超える方法が説明されます。いくつかのあまり知られていないアイデアが詳細に議論されています。波面を使用した議論は、理論の多くが強い重力場の領域にそのまま引き継がれていることを示しています。鞍点の等高線は、最も複雑な画像構成であっても、どのようにしてたった2つの要素で構成されているかを説明します。桁違いの規模と、なぜ宇宙論的距離にある物体では強いレンズ効果が最も一般的なのかという疑問も議論されます。レンズモデリングの課題と、それらを克服するために開発されたさまざまな戦略について、技術的な詳細はあまり省いて、一般的な用語で説明します。
21cmPIE-INN による再電離時代の宇宙論の最適、高速、ロバストな推論
| Title |
Optimal,_fast,_and_robust_inference_of_reionization-era_cosmology_with_the_21cmPIE-INN |
| Authors |
Benedikt_Schosser,_Caroline_Heneka,_Tilman_Plehn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04174 |
最新の機械学習により、平方キロメートルアレイでの再電離時代の21cm観測からのシミュレーションベースの推論が可能になります。私たちのフレームワークは、物理学にヒントを得た潜在表現を通じて、畳み込み要約ネットワークと条件付き可逆ネットワークを組み合わせています。これにより、天体物理学パラメータおよび宇宙論パラメータの事後係数を最適かつ極めて高速に決定することができます。非ガウス情報に対する感度により、私たちの方法は確立されたパワースペクトルの有望な代替手段となります。
宇宙論的な微調整を知ることは可能でしょうか？
| Title |
Is_it_possible_to_know_cosmological_fine-tuning? |
| Authors |
Daniel_Andr\'es_D\'iaz-Pach\'on,_Ola_H\"ossjer,_Calvin_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04190 |
いくつかの物理的パラメータ、またはそれらの間の関連する比率が、その外では炭素ベースの生命が不可能である可能性が低い、いわゆる寿命許容範囲内に位置するかどうかを微調整して研究します。最近の開発により、測定可能性と選択バイアスに関する以前の懸念を回避する、これらの確率の推定値が発見されました。ただし、微調整が本当に分かるかどうかという疑問は残ります。学習と知識獲得の認識論的概念の数学化を使用して、微調整されていると宣伝されているほとんどの例は、そのように正式に評価することはできないと主張します。それにもかかわらず、物理パラメータが確率変数として見られ、それが非負の実数直線でサポートされている場合、寿命許容区間のサイズがパラメータの観測値に比べて小さい場合、微調整を知ることができます。
暗黒エネルギーの性質は、宇宙論における根本的な問題の1つです。宇宙の膨張の見かけの加速を説明するために導入されたものですが、その起源はまだ解明されていません。この論文では、後期宇宙における暗黒エネルギーと構造形成の関係の理解に大きな影響を与える可能性のある結果を示します。私たちの分析は、当初画像視覚化のために開発されたスケール依存のエネルギー関数を利用して、異なる宇宙論的観測者が天球上に記録する物理的および幾何学的データを比較します。エポック後期の重力構造が存在する場合、この汎関数は、標準的なフリードマン・レマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー(FLRW)観測者が過去の理想化されたFLRW間の測定可能なスケール依存の差異を評価できる非摂動技術を提供します。ライトコーンと物理的なライトコーン。FLRW観測者の観点からは、この違いは、FLRWの宇宙定数$\Lambda^{(FLRW)}$に対する赤方偏移に依存した補正$\Lambda^{(corr)}(z)$として現れます。宇宙論的膨張が重力構造の局所的なビリアル化された力学と結合するスケールでは、$\Lambda^{(corr)}(z)\sim10^{-52}\,m^{-2}$が得られます。エポック後期の構造は、FLRW宇宙論定数の仮定値と同程度の大きさの実効宇宙定数を引き起こし、その結果、暗黒エネルギーの役割そのものの解釈の変更につながる可能性があります。
ワイル型 $f(Q,T)$ 重力における厳密解と観測データの適合性を調査する
| Title |
Investigating_the_compatibility_of_exact_solutions_in_Weyl-type_$f(Q,T)$_gravity_with_observational_data |
| Authors |
M._Koussour,_S._Myrzakulova,_and_N._Myrzakulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04500 |
本研究では、ワイル型$f(Q,T)$理論の枠組み内で、観測された後期加速段階における宇宙の力学を調査します。具体的には、関数形式$f(Q,T)=\alphaQ+\frac{\beta}{6\kappa^2}T$を持つ十分に動機付けられたモデルを検討します。ここで、$Q$は非関数のスカラーを表します。計量性、$T$はエネルギー運動量テンソルのトレースを示します。この文脈では、時空の非計量性$Q_{\mu\alpha\beta}$はベクトル場$w_\mu$によって確立されます。パラメータ$\alpha$と$\beta$は、重力場と、重力場と宇宙の物質内容との相互作用を制御します。塵の場合を考慮することで、場の方程式の正確な解が得られ、ハッブルパラメーター$H(z)$が赤方偏移$z$に関してべき乗則の挙動に従うことが観察されます。モデルのパラメーターを制約するために、$Hubble$、$Pantheon$データセット、およびそれらの組み合わせを含むさまざまなデータセットを分析します。私たちの結果は、ワイル型$f(Q,T)$理論が、ダークエネルギーの使用を避けて観察された宇宙の後期加速を説明する実行可能な代替案を提供することを示しています。
| Title |
Improved_Weak_Lensing_Photometric_Redshift_Calibration_via_StratLearn_and_Hierarchical_Modeling |
| Authors |
Maximilian_Autenrieth,_Angus_H._Wright,_Roberto_Trotta,_David_A._van_Dyk,_David_C._Stenning,_Benjamin_Joachimi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04687 |
宇宙シアー調査と最近のプランク宇宙マイクロ波背景放射測定による宇宙論的パラメータ推定値間の不一致は、非常に成功した$\Lambda$CDMモデルが宇宙の性質を記述する能力に疑問を投げかけています。宇宙シアーサーベイ解析における系統的なバイアスを排除するには、断層撮影ビン内の正確な赤方偏移キャリブレーションが重要です。この論文では、最近開発された統計的手法である$\textit{StratLearn}$を採用することで、全銀河のphoto-$z$条件付き密度のベイジアン階層モデリングを介してphoto-$z$キャリブレーションを改善します。分光トレーニング/ソースセットと測光ターゲットセットの分布。KiDS+VIKING-450データセットに似るように設計された現実的なシミュレーションを使用して、$\textit{StratLearn}$で推定された条件付き密度が銀河断層撮影ビンの割り当てを改善し、$\textit{StratLearn}$ベイジアンフレームワークが有効であることを示します。対象母集団の平均値のほぼ不偏な推定値が得られます。これにより、以前の最良のphoto-$z$キャリブレーション方法よりも$\sim2$の改善が得られます。私たちのアプローチでは、断層撮影ビンごとの最大バイアス$\Delta\langlez\rangle=0.0095\pm0.0089$が得られ、5つの断層撮影ビン全体の平均絶対バイアスは$0.0052\pm0.0067$になります。
腐食性および静水圧質量バイアス: 重力修正の影響
| Title |
Caustic_and_hydrostatic_mass_bias:_Implications_for_modified_gravity |
| Authors |
Minahil_Adil_Butt,_Balakrishna_S._Haridasu,_Yacer_Boumechta,_Francesco_Benetti,_Lorenzo_Pizzuti,_Carlo_Baccigalupi,_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04698 |
我々は、銀河団の2つの異なる質量推定値、つまり静水圧法と腐食法による共同解析を提案し、実行します。まず、静水圧技術を使用して制約されたクラスター固有の仮定をコースティック技術内で利用すると、これら2つの技術間の質量バイアスが軽減される可能性があることを包括的に示します。額面通り、これはコースティック手法を完全に独立した手法から降格させますが、これによりクラスターの質量に対する制約をさらに厳しくすることができ、その後、重力の変更をテストできるようになります。よく観察されている2つの巨大銀河団A2029とA2142に対して前述の形式主義を実装し、概念実証を強調します。現在の実装では、このメソッドを使用してカメレオンスクリーニングとヴァインシュタインスクリーニングを制限します。予想どおり、共同解析がこれらの修正された重力シナリオの制約を改善するのに役立つことを示します。
銀河団 ZwCl0634.1+47474 内の AGN ヘッドテール電波銀河の再活性化
| Title |
Re-energisation_of_AGN_head-tail_radio_galaxies_in_the_galaxy_cluster_ZwCl0634.1+47474 |
| Authors |
G._Lusetti,_F._de_Gasperin,_V._Cuciti,_M._Br\"uggen,_C._Spinelli,_H._Edler,_G._Brunetti,_R._J._van_Weeren,_A._Botteon,_G._Di_Gennaro,_R._Cassano,_C._Tasse,_T._W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04710 |
低周波電波観測では、特異な形態とスペクトルプロファイルを示す銀河団内に位置する電波銀河の数が増加していることが示されています。これは、銀河と周囲の媒体との動的相互作用の結果です。この現象を研究することは、クラスター内媒質における低エネルギー相対論的粒子の進化を理解する鍵となります。我々は、銀河団ZwCl0634.1+4747内の3つのヘッドテール(HT)電波銀河と電波ハローの多周波数研究を紹介します。LOFARLBA(53MHz)、HBA(144MHz)、GMRT(323MHz)、およびVLA(1518MHz)データを使用して実行された4つの周波数での観測を利用します。53MHzおよび144MHzのLOFARなどの非常に低い無線周波数観測を使用することで、最大1Mpcの距離まで尾部の伸長を検出することができました。私たちは、シンクロトロン損失と逆コンプトン損失のみを含むJaffe-Perola(JP)モデルなどの純粋な経年変化モデルからの逸脱の可能性を特定するために、尾部に沿ったスペクトルプロファイルを抽出しました。私たちは、表面の輝度の向上やすべての尾部に沿ったスペクトルの平坦化など、この単純な経年変化モデルからの逸脱を示す明らかな証拠を発見しました。これは、尾部に沿った粒子の再加速の結果として解釈できます。この動作の考えられる説明には、衝撃と無線尾部の間の相互作用、または乱流による再加速メカニズムが含まれます。後者のシナリオでは、プロファイルで観察された特徴的な特徴を再現できることを示します。
FlopPITy: 機械学習を使用して自己一貫性のある系外惑星の大気取得を可能にする
| Title |
FlopPITy:_Enabling_self-consistent_exoplanet_atmospheric_retrievals_with_machine_learning |
| Authors |
Francisco_Ard\'evol_Mart\'inez,_Michiel_Min,_Daniela_Huppenkothen,_Inga_Kamp,_Paul_I._Palmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04168 |
系外惑星大気の観測結果を解釈して物理的および化学的特性を制約することは、通常、ベイジアン検索技術を使用して行われます。これらの方法では多くのモデル計算が必要となるため、モデルの複雑さと実行時間の間で妥協が必要になります。この妥協点に到達すると、多くの物理的および化学的プロセス(パラメータ化された温度構造など)が簡素化されます。ここでは、系外惑星の大気検索のための機械学習推論アルゴリズムである逐次神経事後推定(SNPE)を実装してテストします。目標は、放射伝達を使用して温度構造を計算するモデルなど、より計算コストのかかる大気モデルで検索を実行できるように、検索を高速化することです。ARCiS(ARtfulModelingCodeforexoplanetScience、さまざまな複雑度でモデルを計算できる柔軟性を備えた大気モデリングコード)を使用して100件の合成観測を生成し、それらの検索を実行してSNPE事後分布の忠実性をテストします。忠実度は、事後分布に私たちが期待するほど多くの真実を含んでいるかどうかを定量化します。また、ARCiSの自己無撞着機能を使用して低温褐色矮星の合成観測を生成し、自己無撞着モデルによる検索を実行して、SNPEが開く可能性を示します。私たちは、SNPEが忠実な事後分布を提供するため、系外惑星の大気取得にとって信頼できるツールであることを発見しました。わずか50,000回の前方モデル評価を使用して、合成褐色矮星スペクトルの首尾一貫した検索を実行できます。SNPEは、順モデルの計算負荷、観測の次元数、観測の信号対雑音比に応じて、$\sim2\times$と$\geq10\times$の間の検索を高速化できることがわかりました。コードはGithubでコミュニティに公開します。
木星惑星と巨大系外惑星の進化モデルの状態方程式、熱力学、および混和曲線
| Title |
Equations_of_State,_Thermodynamics,_and_Miscibility_Curves_for_Jovian_Planet_and_Giant_Exoplanet_Evolutionary_Models |
| Authors |
Roberto_Tejada_Arevalo,_Yubo_Su,_Ankan_Sur,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04172 |
水素とヘリウム(H-He)混合物の状態方程式は、巨大ガス惑星や系外惑星の進化と構造において重要な役割を果たします。水素とヘリウムの相互作用を説明する最近の状態方程式は、水素とヘリウムの不混和曲線と組み合わせることで、以前よりも高い忠実度でヘリウムの雨を説明するなど、より物理的な進化モデルを生成できるようになりました。この研究では、惑星進化のためのツールセットを紹介します\footnote{\url{https://github.com/Rob685/hhe_eos_miscで入手可能}}最新のH-He状態方程式、および圧力依存の不混和曲線。特に、独立変数の選択肢のコレクションについては、対流とエネルギー輸送のモデル化に使用されるさまざまな熱力学的導関数を計算するスクリプトを提供します。この一元化されたリソースは、今後の巨大惑星の構造および進化のモデリングを促進および統合することを目的としています。
系外惑星をホストする多星系の軌道幾何学と恒星傾斜角
系外惑星系の現在の軌道形状は、系の動的履歴の化石化した記録を提供します。多星系に存在する系外惑星には、特に豊富な力学的機構が利用可能であり、それらの進化は、結合した恒星の伴星の重力の影響によって形づくられる可能性がある。この研究では、天文的に分解された連星系および三重星系内に存在する太陽系外惑星の軌道傾斜角と軌道方位の結合分布を調べます。私たちは、ガイアDR3による天文測定と併せて、系外惑星系における恒星の傾斜角に関する既存の制約を利用して、スピン軌道と軌道軌道の両方の整列の証拠を示す、完全に整列した「規則正しい」系外惑星系のセットを明らかにします。また、我々のサンプルで観察された軌道間方位の分布は、等方性の分布よりも配列に向かってより強くピークに達しているという証拠も見つかりました。私たちの結果は、原始惑星系円盤が節状に後退することによる効率的な粘性散逸を示している可能性があり、伴星が位置ずれを増大させるのではなく、惑星系の秩序を生み出し、維持している状況を実証している。
体系的な KMTNet 惑星異常検索。 11. 2016 年のサブプライム フィールド惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._XI._Complete_Sample_of_2016_Sub-Prime_Field_Planets |
| Authors |
In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Cheongho_Han,_Hongjing_Yang,_Andrew_Gould,_Chung-Uk_Lee,_Andrzej_Udalski,_Takahiro_Sumi,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Krzysztof_Ulaczyk,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Fumio_Abe,_Ken_Bando,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Shunya_Hamada,_Naoto_Hamasaki,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Tutumi_Nagai,_Kansuke_Nunota,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_._J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04256 |
シンらに続いて。(2023b)は、体系的なKMTNet惑星異常検索シリーズ(つまり、2016年のKMTNetプライムフィールド内の惑星の検索)の一部であり、半機械を使用して2016年のKMTNetサブプライムフィールドの体系的な検索を実行します。ベースのアルゴリズムを使用して、従来の目視検索では見逃していた隠れた異常イベントを特定します。KMTNetアーカイブに埋もれていた4つの新しい惑星と7つの惑星候補を発見しました。新しい惑星はOGLE-2016-BLG-1598Lb、OGLE-2016-BLG-1800Lb、MOA-2016-BLG-526Lb、およびKMT-2016-BLG-2321Lbであり、マイクロレンズ惑星、つまり巨大惑星の軌道の典型的な特性を示します。M矮星主星は雪線の向こう側にあります。惑星候補については、惑星/連星系または2L1S/1L2S縮退が見つかりました。これらは、惑星の検出を確実に主張するための障害となります。Shinらの結果を組み合わせることで、(2023b)とこの研究により、合計9つの隠れた惑星が見つかりました。これは、2016年に目視で発見された惑星の数の約半分です。この研究により、私たちは2016年の体系的な探索シリーズの目標を達成しました。完全なマイクロレンズ惑星サンプルを構築します。また、私たちの体系的な検索が、特に$10^{-3}$未満の惑星/ホスト質量比について、惑星サンプルの完成に大きく貢献していることも示しました。これは、KMTNetアーカイブの以前の目視検索では不完全でした。
複数種の流動不安定性と小石の付着を伴うカイパーベルト天体の密度二分法問題の解決策
| Title |
A_solution_for_the_density_dichotomy_problem_of_Kuiper_Belt_objects_with_multi-species_streaming_instability_and_pebble_accretion |
| Authors |
Manuel_H._Ca\~nas,_Wladimir_Lyra,_Daniel_Carrera,_Leonardo_Krapp,_Debanjan_Sengupta,_Jacob_B._Simon,_Orkan_M._Umurhan,_Chao-Chin_Yang,_and_Andrew_Youdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04294 |
カイパーベルト天体は予期せぬ傾向を示しており、大きな天体の密度はますます高くなり、小さな天体に比べて最大5倍になります。この傾向についての現在の説明は、一定の組成で形成され、重力圧縮によって密度が増加すると仮定しています。ただし、このシナリオでは$^{26}$Alの崩壊による早期融解を避けるためのタイミングの問題が生じます。私たちは、流れの不安定性と小石の付着という文脈で密度の傾向を説明することを目指しています。小さな小石は円盤の大気中に舞い上がり、紫外線にさらされ、脱着によって氷の一部が失われます。逆に、より大きな小石は遮蔽され、より氷の状態のままになります。気体と固体を含むせん断ボックスモデルを使用し、後者は氷とケイ酸塩小石に分割されます。自己重力が含まれており、高密度の塊を微惑星に崩壊させることができます。我々は、流れの不安定性が主に氷の微惑星の形成につながることを発見した。ただし、軽いものの方が重いものよりもケイ酸塩が豊富であるという予想外の傾向がある。我々は、得られた微惑星を連続的なサイズ分布を持つ小石降着積分器に供給し、微惑星がケイ酸塩小石を優先的に降着させるため、組成が大幅に変化することを発見した。大きなKBOの密度と質量は、15～22AUの間で形成される場合に最もよく再現されます。最初の微惑星は主に氷であり、$^{26}$Alは主にケイ酸塩小石の付着の遅い段階に組み込まれるため、私たちの解決策はタイミングの問題を回避します。私たちの結果は、形成と成長のメカニズムとしての流動の不安定性と小石の付着にさらなる信頼性を与えます。
移動した蒸気世界と蒸発した岩石コアの間の半径の谷
| Title |
A_radius_valley_between_migrated_steam_worlds_and_evaporated_rocky_cores |
| Authors |
Remo_Burn,_Christoph_Mordasini,_Lokesh_Mishra,_Jonas_Haldemann,_Julia_Venturini,_Alexandre_Emsenhuber,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04380 |
観測された系外惑星の半径分布における半径の谷（またはギャップ）は、より小さなスーパーアースとより大きな海王星とを分けており、理論モデルで説明しなければならない重要な特徴です。従来、それは岩石コアの頂上にある原始H/Heエンベロープの喪失の結果として解釈されてきました。しかし、惑星形成モデルは、水の豊富な惑星が雪線の外側の領域から恒星に向かって移動すると予測しています。水がその内部で固体の氷の形をしていると仮定すると、これらの惑星の多くは半径のギャップに位置することになりますが、これは観測と一致しません。今回我々は、原始惑星系円盤にある月サイズの惑星の種子胚から成熟したギル時代の惑星系に至るまでの惑星の起源と進化を記述する高度な形成と進化の連成モデルを使用する。新しい状態方程式と内部構造モデルを採用し、水をH/Heと混合した蒸気として扱うことで、観測位置の谷を自然に再現します。モデルの結果は、この渓谷が、それほど重くない、その場にある岩石だらけのスーパーアースを、より質量が大きい、その場外にある水の豊富な亜海王星から分離していることを示しています。さらに、より大きな半径での発生の減少、いわゆる半径の崖は、水が支配的なエンベロープを持つ惑星にも一致します。私たちの統計的アプローチのおかげで、半径の合成分布が近隣の惑星集団の観測結果と定量的に一致していることを評価できます。ただし、大気の光蒸発も作用し、スーパーアースの頂上に蒸発した岩石の核が存在する場合に限ります。したがって、我々は、形成（軌道移動）と進化（大気脱出）の両方によって引き起こされる半径のギャップと崖のハイブリッド理論的説明を提供します。
新超遠方彗星 C/2019 E3 の偶然のアーカイブ観測 (ATLAS)
| Title |
Serendipitous_Archival_Observations_of_A_New_Ultra-distant_Comet_C/2019_E3_(ATLAS) |
| Authors |
Man-To_Hui,_Robert_Weryk,_Marco_Micheli,_Zhong_Huang,_and_Richard_Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04414 |
私たちは、太陽中心距離$\gtrsim\!20$auで近日点前彗星の活動を示す新しい超遠方彗星C/2019E3(ATLAS)を特定しました。これは、この集団の中でC/2010U3(Boattini)に次ぐ4番目の彗星になります。2014UN$_{271}$(Bernardinelli-Bernstein)、およびC/2017K2(PANSTARRS)。偶然のアーカイブデータから、我々は彗星の分析を実施し、その活動が定常状態の挙動と一致しており、超揮発性物質の昇華を示唆していること、塵の断面積が軌道の進入区間で徐々に増加し、地動説に応じて変化していることを発見した。距離は$r_{\rmH}^{-1.5\pm0.4}$であり、塵は観測範囲内で$\gtrsim\!10^2$kgs$^{-1}$の速度で生成されたと考えられます。期間。彗星のほぼ対称的な形態を我々がモデル化したところ、塵の環境は太陽に照らされた核半球から$\lesssim\!0.4$ms$^{-1}$の速度で放出されたミリスケールの塵粒子が大半を占めていた可能性が高いことが示唆された。典型的な幾何学的アルベドを0.05と仮定し、いくつかの単純化された熱物理モデルを採用すると、原子核の直径は少なくとも$\sim\!3$kmであると推定されました。また、$g-r$ではわずかに青かったことを除いて、他の長周期彗星と一致するように彗星の色を測定しました。私たちは天文測定により彗星の軌道の改善を決定し、それに基づいてこの彗星は動的に新しいものであり、その近日点距離は銀河の潮汐によってさらに縮むだろうと導き出しました。既知の超遠方彗星の既知の特徴を比較して論文を締めくくります。
2022年10月30日にスカンジナビア上空で観測された巨大流星群の性質、年齢、起源
| Title |
Properties,_age,_and_origin_of_a_huge_meteor_cluster_observed_over_Scandinavia_on_30_October_2022 |
| Authors |
Pavel_Koten,_David_\v{C}apek,_Steinar_Midtskogen,_Luk\'a\v{s}_Shrben\'y,_Pavel_Spurn\'y,_and_Mike_Hankey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04419 |
2022年10月30日にバルト海とスカンジナビア南部上空で少なくとも22個の流星からなる流星爆発が、複数のカメラを使用して記録された。明るい火球の後に、10秒間にわたってより暗い流星が続きました。すべての流星は平行な軌道を描いていました。この研究の目的は、大気の軌道と流星の測光質量を決定し、これらのデータを使用して前駆流星体の分裂とクラスター形成の詳細を決定することです。ビデオカメラを使用した二重ステーションおよび三重ステーションの観測は、大気の軌道と流星の測光質量の計算に使用されました。次に、それらの相対的な位置と質量分布を使用して、流星体の破片化の時期と原因が特定されました。大気中のクラスター粒子の相対位置とその質量の分布は、流星体かさ密度を1000と仮定した場合、地球との衝突の10.6$\pm$1.7日前に質量を支配する破片から小さな破片が分離されたことに最もよく対応します。kg.m$^{-3}$。放出速度は0.16～0.61m.s$^{-1}$の範囲にあります。噴出速度の方向は、頂角$43^\circ$の円錐によって境界されます。この円錐の軸は黄道座標$l=154^\circ$および$b=26^\circ$を持ち、太陽への方向から$66^\circ$離れています。このような流星群形成の最も可能性の高い原因は熱応力であると思われる。
PLATO ミッションによる系外惑星検出のための地上測光追跡調査
| Title |
Ground-Based_Photometric_Follow-up_for_Exoplanet_Detections_with_the_PLATO_Mission |
| Authors |
H.J._Deeg_(1_and_2),_R._Alonso_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04503 |
今後のPLATOミッションによる通過惑星の検出では、日食連星の汚染による重大な汚染に直面し、誤検知が生じることが予想される。これに対抗するために、タイムクリティカルな測光を取得するための地上ベースのプログラムが追求されています。その主な目的は、予想される通過時に惑星候補とその周囲の恒星の時系列観測を取得することです。このプログラムはPLATO地上観測プログラムの一部であり、分光観測や画像観測も対象としています。現在の測光フォローアッププログラムは、必要な観測リソースを集め、ベンチマーク観測を実行し、観測とその報告のための戦略を定義しています。打ち上げ後は、測光データの収集と分析の調整に重点を置き、PLATOフォローアップデータベース内の候補者のステータスを更新します。その作業パッケージの概要は、特定のツール、市民の貢献、標準およびマルチカラー観測、二次日食、およびアーカイブ測光の再処理をカバーしています。近い将来、GAIAから入手可能な時系列で短期間の候補者の誤検知が識別可能になる可能性が高いことを考慮すると、地上ベースの追跡測光は長期間の候補者に集中する可能性が高い。PLATOの最初の長期観測フィールドLOPS2からの追跡観測に関する地理的考慮事項が概説されています。LOPS2は南半球にあり、その後のフィールドは北方の観測者により適していると予想されます。
原始惑星系円盤内のダスティリングの安定性
原始惑星系円盤内のダストリングは熱ダストの放出でよく観察されており、惑星形成にとって好ましい環境である可能性がある。ダストリングはガス圧が最大になると容易に形成されますが、その長期的な安定性は、その観測可能性と惑星形成を助ける可能性の両方の鍵となります。私たちは、原始惑星系円盤と海王星サイズの惑星との相互作用によって生成されるダストリングの安定性を調査し、FARGO3DMultifluidコードを使用してその長期進化の可能性を検討します。ロスビー波不安定性(RWI)の始まりを観察し、円盤内にダストが追加されると気相の安定性がどのように変化するかを比較します。私たちは、塵が加わると、惑星円盤の相互作用によって生成されたリングがRWIを起こしやすくなり、気相が不安定になる可能性があることを発見しました。不安定性は、ストークス数が高いダストほど、より狭いリング内に蓄積してRWIを引き起こすため、より容易に発生することが示されていますが、初期ダストの割合は安定性特性においてあまり重要ではありません。我々は、塵の多いRWIが渦を発生させ、その中心に塵を集め、それがさらなる微惑星形成の場所となる可能性があることを示した。私たちは、塵の追加により原始惑星系円盤のリングが不安定になりやすくなり、ガスのみのRWIシミュレーションとは異なる長期的な進化をもたらす可能性があると結論付けています。
負の分極ブランチからの空気のない物体の定量的な粒径推定。 I. 実験と月の観測からの洞察
| Title |
Quantitative_grain_size_estimation_on_airless_bodies_from_the_negative_polarization_branch._I._Insights_from_experiments_and_lunar_observations |
| Authors |
Yoonsoo_P._Bach,_Masateru_Ishiguro,_Jun_Takahashi,_Jooyeon_Geem,_Daisuke_Kuroda,_Hiroyuki_Naito,_Jungmi_Kwon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04611 |
この研究では、粗い表面からの散乱光で発生する負の偏光分岐(NPB)の特性を、特に微粒子の影響に焦点を当てて調査します。アルベド、圧縮、粗さ、屈折率などの要因がNPBへの影響を決定するために考慮されます。この研究では、実験データと月の観測結果をまとめて、幅広い文献から洞察を導き出します。私たちが提案した方法論を使用すると、月面の代表的な粒子サイズは$D\lesssim2\mathrm{-}4\で$D\sim1\mathrm{-}2\mathrm{\mum}$と推定されます。mathrm{\mum}$は、月の微粒子の実験室環境で観察された粒子サイズの頻度分布と一致しています。火星を考慮すると、最も細かい粒子が欠けている可能性が高いと考えられます($D\gg10\mathrm{\mum}$)。これは以前の推定と一致します。この研究は、空気のない天体上の小さな粒子を正確に測定するための多波長、特に近赤外線偏光測定の可能性を強調しています。ここで提供される結論は、熱モデリング、小惑星分類分類、およびレゴリス進化研究から得られた粒子サイズとの相互検証にまで及びます。
掩蔽観測 (1977 ～ 2006 年) からの天王星系: 環、極の方向、重力場、およびクレシダ、コーデリア、オフィーリアの質量
| Title |
The_Uranus_System_from_Occultation_Observations_(1977-2006):_Rings,_Pole_Direction,_Gravity_Field,_and_Masses_of_Cressida,_Cordelia,_and_Ophelia |
| Authors |
Richard_G._French,_Matthew_M._Hedman,_Philip_D._Nicholson,_Pierre-Yves_Longaretti,_and_Colleen_A._McGhee-French |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04634 |
1977年から2006年にわたる31回の地球ベースの掩蔽と3回のボイジャー2号掩蔽から、典型的なRMS残差0.2〜0.4kmと$a、aeの1-$\sigma$誤差を伴う9つの主要な天王星の環の軌道要素を決定した。,$および$a\sini$は0.1kmのオーダーで、2-$\sigma$レベルで0.2kmまで正確な絶対半径スケールに登録されます。$\lambda$リングはより大きな散乱を示しています。$\gamma$リングの自由モード$m=0$と$\delta$リングの$m=2$に加えて、2つの追加の外部リンドブラッド共鳴(OLR)モード($m=-1$)が見つかります。$-2$)、$\gamma$リング内の$m=3$内部リンドブラッド共鳴(ILR)モードの可能性があります。リング6、5、4、$\alpha$、または$\beta$ではノーマルモードが検出されません。5つの通常モードは、小さなムーンレットによって強制されます。$\eta$リングを使用したCressidaの3:2内部ILR、$\gamma$リングを使用したOpheliaの6:5ILR、$を使用したCordeliaの23:22ILR\delta$リング、$\epsilon$リングの外側エッジを持つオフィーリアの14:13ILR、およびリングの内側エッジを持つコーデリアの対応する25:24OLR。検出されたほぼすべてのモードの幅と半径の関係を決定します。どのリングも解放されたという説得力のある証拠は見つかりません。エポックTDB19861月19日12:00における天王星の極の方向は$\alpha_P=77.311327\pm0.000141^\circ$および$\delta_P=15.172795\pm0.000618^\circ$です。帯状重力係数$J_2=(3509.291\pm0.412)\times10^{-6}、J_4=(-35.522\pm0.466)\times10^{-6}$、および$J_6$を次のように決定します。$0.5\times10^{-6}$、相関係数$\rho(J_2,J_4)=0.9861$、基準半径$R=$25559km。衛星によって強制される通常モードの振幅と共鳴半径から、クレシダ、コーデリア、オフィーリアの質量を決定します。それらの推定密度は軌道半径の増加とともに体系的に減少し、一般に形状パラメーター$\gamma=1.6$のロッシュ臨界密度の半径方向の傾向に従います。
金星大気の化学異常およびその他の未解明の雲の性質の宇宙生物学的可能性
| Title |
Astrobiological_Potential_of_Venus_Atmosphere_Chemical_Anomalies_and_Other_Unexplained_Cloud_Properties |
| Authors |
Janusz_J._Petkowski,_Sara_Seager,_David_H._Grinspoon,_William_Bains,_Sukrit_Ranjan,_Paul_B._Rimmer,_Weston_P._Buchanan,_Rachana_Agrawal,_Rakesh_Mogul,_Christopher_E._Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04708 |
長年にわたる説明のつかない金星の大気観測と化学異常は、未知の化学反応を示していますが、同時に生命の可能性の余地も残しています。説明できない観察には、熱力学的平衡から外れたいくつかのガス（例：数十ppmのO2、PH3とNH3の存在の可能性、SO2とH2Oの垂直存在量プロファイル）、大きな下層の雲粒子の未知の組成、および「未知の吸収体」が含まれます。）」。ここでは、まず金星大気の関連特性を概説し、次に大気の化学異常と、それが金星への将来の宇宙生物学ミッションをどのように動機付けるかについて説明します。
$z > 4$ における JWST の超大質量ブラックホールの $M_\bullet-M_\star$ 関係の赤方偏移進化
| Title |
The_Redshift_Evolution_of_the_$M_\bullet-M_\star$_Relation_for_JWST's_Supermassive_Black_Holes_at_$z_>_4$ |
| Authors |
Fabio_Pacucci,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04159 |
JWSTは、$z>4$で多くの超大質量銀河系を検出しました。そこでは、ブラックホールの質量$M_\bullet$は、ホストの恒星の質量$M_\を考慮すると、局所的な関係から予想されるよりも$10〜100$倍大きくなります。スター$。この手紙は、高$z$宇宙におけるこれらの超大質量システムを記述するモデルを提示する。我々は、ブラックホールの質量が高$z$星形成消失の主な要因であることを示唆する。SMBHは、そのホストが物理的に小さく、$z>4$で1に近いデューティサイクルを持つため、高$z$銀河に世界的に影響を与えます。この体制では、ブラックホールの質量成長はクェーサーの出力によって制御される一方、恒星の質量成長はクェーサーによって抑制され、ホストハローの全体的な特性とは相関関係がないと仮定します。$M_\bullet/M_\star$の比率が平均的な星形成効率を制御していることがわかります:if$M_\bullet/M_\star>8\times10^{18}(n\Lambda/f_{edd})[(\Omega_bM_h)/(\Omega_mM_\star)-1]$とすると、銀河は効率的に星を形成できなくなります。この比率がしきい値を超えると、暴走プロセスが元の超大規模システムを局所的な$M_\bullet-M_\star$関係に近づけます。さらに、$M_\bullet-M_\star$の関係は、赤方偏移とともに$\propto(1+z)^{5/2}$として発展します。$z\sim5$では、$\sim55$という過大な係数が見つかり、現在のJWSTデータおよびそこから推測される高$z$関係と見事に一致しています。ブラックホールの地平線を赤方偏移でより遠くまで、質量をより低く拡張することで、このモデルがテストされ、ブラックホールと銀河の初期の共進化についての理解が深まります。
模擬円盤銀河における H$\alpha$ 線プロファイルの起源
| Title |
The_origin_of_the_H$\alpha$_line_profiles_in_simulated_disc_galaxies |
| Authors |
Timmy_Ejdetj\"arn,_Oscar_Agertz,_G\"oran_\"Ostlin,_Martin_P._Rey,_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04160 |
星形成率の高い円盤銀河内の電離したH$\alpha$ガスの観測では、幅$\sigma_{\rmH\alpha}\gtrsim50-100\{\rmkm\s^{-1}}$。この広がりが銀河円盤の星間物質(ISM)内のガス乱流を反映しているのか、それとも質量を負荷した銀河風の面外放射から生じているのかを理解するために、孤立した天の川質量円盤の放射流体力学(RHD)シミュレーションを実行します。ガスが乏しい（赤方偏移が低い）状態とガスが豊富な（赤方偏移が高い）状態にある銀河を観察し、模擬H$\alpha$輝線プロファイルを作成します。${\rmH\alpha}$放出の大部分がISM内に閉じ込められており、面外ガスが主に翼の拡張翼に寄与していることがわかりました。これは、\Halpha輝線がミッドプレーンディスクダイナミクスのトレーサーであることを実証します。DIG($\rho\lesssim0.1\{\rmcm^{-3}}$,$T\sim8\に対応する)拡散および高密度${\rmH\alpha}$放出ガスの相対的な寄与を調査します000\{\rmK}$)およびHII領域($\rho\gtrsim10\{\rmcm^{-3}}$,$T\sim10\000\{\rmK}$)、それぞれそして、DIGが合計${\rmL}_{\rmH\alpha}$の$\lesssim10\%$に寄与していることがわかります。ただし、DIGは$\sigma_{\rmH\alpha}\sim60-80\{\rmkm\s^{-1}}$以上に達する可能性がありますが、HII領域の乱流ははるかに少ない$\sigma_{\rmH\alpha}\sim10-40\{\rmkm\s^{-1}}$。これは、完全な${\rmH\alpha}$輝線を使用して観測された$\sigma_{\rmH\alpha}$が、DIG/HII領域からの相対的な${\rmH\alpha}$寄与に依存していることを意味します。$f_{\rmDIG}$が大きくなると、$\sigma_{\rmH\alpha}$がより高い値にシフトします。最後に、$\sigma_{\rmH\alpha}$がDIG領域とHII領域の両方で銀河ガス部分とともに進化することを示します。私たちの高赤方偏移に相当する銀河は、より浅い進化を持つDIGを除いて、およそ2倍乱流です。
多相ガス中の銀河流出の宇宙線加速
| Title |
Cosmic-Ray_Acceleration_of_Galactic_Outflows_in_Multiphase_Gas |
| Authors |
Lucia_Armillotta,_Eve_C._Ostriker,_Chang-Goo_Kim,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04169 |
私たちは、2モーメントCRソルバーを使用した数値磁気流体力学(MHD)シミュレーションと、星形成銀河円盤のTIGRESSシミュレーションを使用して、宇宙線(CR)と多相星間物質(ISM)の間の動的相互作用を調査します。我々は以前、「後処理」アプローチを使用してTIGRESS出力内のCRの輸送を研究しましたが、今回はCR圧力に対するMHD逆反応の影響を評価します。我々は、多相ISMガス中のCR輸送には3つの全く異なるレジームが存在するという以前の結論を確認するとともに、「ライブMHD」を使用したシミュレーションがより滑らかなCR圧力分布を予測することも発見しました。ミッドプレーン付近のCR圧力は、ガス内の他の圧力成分と同等ですが、CRのスケール高さははるかに大きくなります。次に、銀河流出の推進におけるCRの役割を理解することを目的として、ミッドプレーンからこの領域に流入する境界条件を課して、$z=500$pcを超える面外領域の一連の制御されたシミュレーションを実行します。私たちは、高温で急速に移動する流出と、より低温でゆっくりと移動する流出の両方を含む、注入された熱ガスのさまざまな熱的および運動学的特性を調査します。CRエネルギー密度と磁束の境界条件は、基礎となるTIGRESSモデルの超新星発生率からスケールされます。私たちのシミュレーションでは、面外物質が主に温かい/温かいガスである場合に、CRが面外物質を効率的に加速することが明らかになりました。この場合、CRはアルフエン速度で流れ、密度が減少するにつれて実効音速が増加します。対照的に、CRは、注入されたCR運動量束が注入されたMHD運動量束を超えている場合でも、Alfv\'en速度が小さい高速で高温の流出にはほとんど影響しません。
CSST 大規模構造解析パイプライン: II.スリットレス分光法用の CSST エミュレーター (CESS)
| Title |
CSST_Large-scale_Structure_Analysis_Pipeline:_II._the_CSST_Emulator_for_Slitless_Spectroscopy_(CESS) |
| Authors |
Run_Wen,_Xian_Zhong_Zheng,_Yunkun_Han,_Xiaohu_Yang,_Xin_Wang,_Hu_Zou,_Fengshan_Liu,_Xin_Zhang,_Ying_Zu,_Dong_Dong_Shi,_Yizhou_Gu_and_Yirong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04171 |
中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)のスリットレス分光調査では、$U$、$V$、$I$で$\sim23$\,mag(5$\sigma$、点源)の限界等級の天体を観測します。17,500平方度。分光観測は、$R\sim200$のスペクトル分解能での安全な赤方偏移測定により、$0<z<1$にわたる銀河のマッピングにおいて非常に効率的かつ完全なものとなることが期待されており、宇宙論研究に前例のないデータセットを提供します。調査の可能性を定量的に調べるために、限られたコンピューティングリソースでシミュレートされた1次元スリットレススペクトルを迅速に生成するソフトウェアツール、つまりスリットレス分光法用CSSTエミュレーター(\texttt{CESS})を開発します。\texttt{CESS}のアーキテクチャと、シミュレートされたCSSTスリットレススペクトルを作成する詳細なプロセスを紹介します。銀河の拡張された光分布は、1次元スリットレススペクトルに自己拡大効果を引き起こします。形態学的パラメーター(S\'ersicIndex、有効半径、位置角度、軸比)を使用して効果を定量化します。さらに、銀河団内の銀河のCSST格子観測のオーバーラップ汚染率を推定する\texttt{CESS}のモジュールも開発します。DESILSDR9カタログから選択された$m_{z}<21$\,magの$\sim140$百万個の銀河サンプルの高解像度モデルスペクトルに\texttt{CESS}を適用すると、シミュレートされたCSSTスリットレススペクトルが得られます。。私たちは、機器効果と観測効果によるさまざまな種類の銀河に対する測定誤差の依存性を調べ、$z\sim1$までのさまざまな環境に対する赤方偏移の完全性を定量的に調査します。私たちの結果は、CSST分光法がサンプル銀河の約4分の1に対して確実な赤方偏移を提供できることを示しています。
宇宙の正午におけるレッドクエーサーの固有のX線弱点の証拠
| Title |
Evidence_for_Intrinsic_X-ray_Weakness_Among_Red_Quasars_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Yilun_Ma,_Andy_Goulding,_Jenny_E._Greene,_Nadia_L._Zakamska,_Dominika_Wylezalek,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04177 |
クエーサーのフィードバックは、銀河の進化を形作る上で重要な要素です。$z=2-3$にある極度に赤いクエーサー(ERQ)の稀な集団は、高速[OIII]$\lambda5008$の流出と関連していることが多く、強いフィードバックの場所を表している可能性があります。この論文では、これらの興味深い天体のX線と流出特性の間の関連性を調査するために、50個のERQのX線研究を紹介します。硬度比分析を使用すると、ERQは気柱密度が$N_\mathrm{H}=10^{23-24}\,\mathrm{cm^{-2}}$に達する非常に不明瞭なシステムであることが確認されました。$\nuL_\mathrm{\nu,6\mum}\gtrsim3\times10^{46}\,\mathrm{erg\,sという高い中赤外光度で17個のX線が検出されないERQを特定しました。^{-1}}$。X線観測を積み重ねることにより、検出されなかったERQは平均して、ボロメトリー光度の$\sim5$倍、X線で光が不足していることがわかります。このようなX線の弱さは、ガスの吸収と固有の要因の両方によるものであると考えられます。さらに、X線の弱い線源では、より高速の流出も見られることがわかりました。この傾向を説明するための1つの選択肢は、X線が弱いと線で駆動される風がより活発になり、[OIII]放出ガスがkpcスケールまで加速されるというものです。あるいは、スーパーエディントン降着は、固有のX線の弱さとより強力な連続体による流出を引き起こす可能性もあります。
ホストの降着履歴と関連した天の川質量銀河の破壊された衛星と生き残った衛星の性質の違い
| Title |
Differences_in_the_properties_of_disrupted_and_surviving_satellites_of_Milky-Way-mass_galaxies_in_relation_to_their_host_accretion_histories |
| Authors |
Salvador_E._Grimozzi,_Andreea_S._Font,_Mar\'ia_Emilia_De_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04182 |
天の川銀河の潮汐残骸の化学力学的特性から、破壊された矮小衛星は、今日生き残っている同様の質量の現在の同等の衛星とは異なる化学存在量を有していたと推測されている。具体的には、[Fe]が低かった。/H]以上[Mg/Fe]。今回我々は、ARTEMISシミュレーションを使用して、MW質量銀河の破壊された前駆体の化学存在量とその恒星質量との関係、および赤方偏移を伴うこの集団の恒星質量と金属量の関係(MZR)の進化を研究します。これらの関係には大きなばらつきがあり、衛星の降着赤方偏移($z_{\rmacc}$)および衛星の冷たいガスの割合と相関していることがわかりました。我々は、異なる赤方偏移で降着した矮星個体群のMZRを調査し、それらが同様の傾きを持ち、また生き残った個体群のMZRの傾き($\約0.32$)と同様であることを発見しました。しかし、崩壊した矮星の集団全体は$\約0.48$の傾きを持つ、より急なMZRを示します。これは、降着した矮星銀河の赤方偏移による質量スペクトルの変化によって説明できます。私たちは、破壊された個体群の(質量加重)$\langlez_{\rmacc}\rangle$とその地球規模の化学存在量($\langle$[Fe/H]$\rangle$と$\langle)の間に強い関係があることを発見しました。$[Mg/Fe]$\rangle$)、これは、破壊された矮星の化学診断を使用して、宿主の合体履歴の種類を推測できることを示唆しています。MWの場合、私たちのシミュレーションでは、他の調査結果と一致して、破壊された個体群の大部分が$\langlez_{\rmacc}\rangle\about2$に集積すると予測しました。また、破壊された衛星は、現在の衛星よりもホストに近い、より高密度な環境で形成され、進化することもわかりました。
飢えているかどうか: 高解像度の暗黒物質ミニハローで恒星質量ブラックホールがどのように成長する (または成長しない)
| Title |
Hungry_or_Not:_How_Stellar-Mass_Black_Holes_Grow_(or_Don't)_in_Dark_Matter_Mini-Haloes_at_High-Resolution |
| Authors |
Simone_Gordon,_Britton_Smith,_Sadegh_Khochfar,_John_Regan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04183 |
私たちは、一般的なボンダイ・ホイル・リトルトン(BHL)降着スキームのパフォーマンスを、空間解像度を高める6つのレベルにわたって恒星質量ブラックホール(BH)に適用される単純な質量流束スキームと比較します。$z\sim20$の宇宙論的ミニハロー内でのブラックホールの形成をシミュレートし、コア崩壊チャネルと直接崩壊チャネルの両方を調査し、初期質量$10.8\,\text{M}_\odotのBHが得られます。$と$270\、\text{M}_\odot$です。恒星質量範囲に明示的に焦点を当てたことにより、最大分解能は$10^{-3}\,\text{pc}$領域以下にまで下がり、そこではより複雑なガス力学が解明されます。分解能や降着スキームとは無関係に、すべての$270\,\text{M}_\odot$BHの周りで、効率的な成長と回転的にサポートされた$\sim$$10^{-1}\,\text{pc}$スケールの円盤が観測されました。ただし、塊、棒、スパイラルアーム構造は高解像度での安定性に影響を与えます。私たちはこれらの不安定性が降着サイクルに及ぼす影響を分析します。対照的に、10.8ドルの\text{M}_\odot$のBHを除くすべてのBHは、降着と動的摩擦の特徴的なスケールが合理的に解決された場合でも、円盤を引きつけることができず、緩やかな成長を経験します。2つの降着スキームは、$1\,\text{Myr}$に対する$270\,\text{M}_\odot$の場合の質量増加においてある程度収束しますが、ガスの断片化の度合いが大きくなるほど、その進化にはよりランダム性が生じます。$10.8\,\text{M}_\odot$BH。$M_{\text{BH}}\sim10^1\,\text{M}_\odot$の初期宇宙ブラックホールは、$のシードと比較して、ガスが豊富な環境でもフィードバックなしで成長するのに苦労すると結論付けています。M_{\text{BH}}\sim10^2\、\text{M}_\odot$、そして後者は$1\times10^{-3}\の空間分解能以下の降着スキーム全体で収束した成長履歴を示します。、\text{pc}$。
ウォーク・オン・ザ・レトログラード・サイド (WRS) プロジェクト。 I. 高分解能分光法による逆行ハローの整理
| Title |
A_Walk_on_the_Retrograde_Side_(WRS)_project._I._Tidying-up_the_retrograde_halo_with_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
E.Ceccarelli,_D.Massari,_A.Mucciarelli,_M.Bellazzini,_A.Nunnari,_F.Cusano,_C.Lardo,_D.Romano,_I.Ilyin,_A.Stokholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04184 |
天の川銀河が経験した古代の降着現象の遺物は、主に銀河系の恒星のハロー内に位置しています。しかし、さまざまな天体からの破片は動的空間内で重なり合う分布を示しており、銀河系の構築に対するそれらの寄与を適切に解きほぐすことが非常に困難になっています。この混沌とした状況に光を当てるために、私たちは、過去の合体で降着した星の大部分が存在すると予想されるため、逆行運動の成分に焦点を当て、天の川銀河の局所的なハローの均一な化学的タグ付けを目的としたプログラムを開始しました。。AWalkontheRetrogradeSide(WRS)プロジェクトは、正確な$6$-D位相空間情報が利用可能であり、高解像度分光法からいくつかの化学元素の正確な化学存在量を測定する、太陽付近の逆行ハロー星を対象としています。この最初の論文では、$186$の星でVLTのUVESとLBTのPEPSIを使用して得られたプロジェクトと高解像度スペクトルの分析を紹介します。対象となるすべての星について、正確な動径速度といくつかの元素の化学存在量が得られています。特に、文献で動的に特定された部分構造の特定のサブセットの化学組成に焦点を当てます。私たちの研究により、逆行ハローで最近発見された構造のうちの2つ、すなわちアンタイウス/L-RL$64$とED-$3$が同一の化学パターンと同様の運動積分を持ち、共通の起源を示唆していることが明らかになりました。次に、この統一システムの存在量パターンはガイア-エンケラドゥスのものとは異なり、それが独立した構造であることを裏付けています。最後に、セコイアは$\mathrm{[Fe/H]}<-1.5$dexでガイア-エンケラドゥスとは異なる化学的性質を示し、一般的な金属量範囲でMgとCaが低い星が過剰に存在することを示しています。
異方性ポンピングによるメーザー分極
| Title |
Maser_polarization_through_anisotropic_pumping |
| Authors |
Boy_Lankhaar,_Gabriele_Surcis,_Wouter_Vlemmings,_Violette_Impellizzeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04185 |
(要約)メーザーからの偏光放出は、メーザー源の磁場を研究するための優れたツールです。ほとんどのメーザーの直線偏光は、メーザーの飽和と異方性ポンピングの相互作用として理解されています。ただし、後者のメカニズムについては、定量的なモデリングはまだ提示されていません。我々は、異方性ポンピングとメーザーの分極に対するメーザー飽和の影響の両方の定量的モデリングを含む、メーザー分極の包括的なモデルを提示します。通常のメーザー励起モデリングを、分子集団のアライメントを記述する次元で拡張するだけでなく、放射伝達への直線偏光の次元も含めます。励起解析の結果から、異方性ポンピングおよび減衰パラメータが得られ、これらはその後、一次元の適切なメーザー偏光放射伝達モデリングに使用されます。クラスICH$_3$OHメーザー、H$_2$Oメーザー、SiOメーザーからのさまざまな遷移に対する異方性ポンピングパラメーターを示します。SiOメーザーは、メーザー領域を強力な指向性放射線場で照射する後期型星の近くで発生するため、非常に異方的に励起されます。クラスIのCH$_3$OHメーザーとH$_2$Oメーザーは衝撃に関連して発生し、励起領域の異方性により適度に異方的に励起されます。我々のモデリングは、メーザーの異方性ポンピングに対する最初の定量的制約を構成します。我々は、異方性ポンピングがSiOメーザーの高い分極収量と、不飽和クラスICH$_3$OHメーザーの適度な分極を説明できることを発見した。我々は、$183$GHzH$_2$Oメーザーが強力に異方的に励起されると予測します。最後に、異方的にポンピングされたメーザーを通る伝播に沿って磁場の方向が変わるときに、非ゼーマン円偏光が生成されるメカニズムを概説します。
Galaxy GN-z11 のサイズの目安
| Title |
A_Size_Estimate_for_Galaxy_GN-z11 |
| Authors |
James_O._Baldwin,_Erica_Nelson,_Benjamin_D._Johnson,_Pascal_A._Oesch,_Sandro_Tacchella,_Garth_D._Illingworth,_Justus_Gibson,_Abby_Hartley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04186 |
GN-z11は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で分光学的に確認された最も高い赤方偏移銀河です。GN-z11の有効半径のこれまでの測定では、galfitが利用されていましたが、このようなかすかな遠方の天体の構造パラメーターを測定するように最適化されていませんでした。HSTデータにforcephoと呼ばれる新しいソフトウェアプログラムを初めて使用し、完全なCANDELS調査と追加の周期中期観測の両方から得られたF160Wバンドの画像からサイズを導き出し、サイズの進化、サイズに関する知識ベースに貢献します。-初期銀河の明るさとサイズと質量の関係。半光半径の平均は0''.036\(\pm\)0''.006で、これは物理的サイズ0.15\(\pm\)0.025kpcに相当します。このサイズは点像分布関数よりも小さく、galfitを使用した浅いHSTデータによる以前の推定値よりも大幅に小さくなっていますが、新しいJWSTデータarXiv:2302.07234でのForcephoを使用した最近の測定値と一致しています。このような小さいサイズと、JWST/NIRSpec分光観測結果arXiv:2305.12492を組み合わせると、GN-z11の高い光度はAGNによって支配されていることが示唆されます。
高赤方偏移銀河の [C II] 線強度マッピングに対するバースト星形成の影響
| Title |
Effects_of_Bursty_Star_Formation_on_[C_II]_Line_Intensity_Mapping_of_High-redshift_Galaxies |
| Authors |
Lun-Jun_Liu,_Guochao_Sun,_Tzu-Ching_Chang,_Steven_R._Furlanetto,_Charles_M._Bradford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04204 |
バースト星形成（星間物質中の恒星フィードバックを明示的に解決する宇宙論的シミュレーションによる高赤方偏移銀河の重要な予測）は、最近、赤方偏移$z\gtrsim6$の銀河間で優勢であることが観察されました。星形成速度指標としての158$\μ$m[CII]線の線強度マッピング(LIM)は、個別に検出された銀河の観測に代わるものとして、高赤方偏移での宇宙の星形成をトモグラフィー的に制限するユニークな機会を提供します。これまでの研究では未解明のままである[CII]LIMに対するバースト星形成の影響を理解するために、高$z$銀河形成とバースト星形成履歴を説明する[CII]LIM信号の解析モデリングフレームワークを提示する。遅れた超新星フィードバックによって。私たちはこれを使用して、バースト的な星形成がどのような影響を及ぼし、[CII]光度関数とパワースペクトルの解釈を複雑にするかを調査および特徴付けます。私たちの単純な解析モデルは、バースト的な星形成が低ハロー質量にとって最も重要であり、パワースペクトルにおいて、大規模クラスタリング項にかなりの過剰を生み出す可能性があることを示しています。この歪みにより、質量に依存しない散乱を考慮することによっては説明できないパワースペクトル形状が生じます。私たちは、初期宇宙の[CII]データセットをモデル化して分析する際にはバースト性を考慮する必要があり、極端な場合には、TIME、CONCERTO、CCAT-DSSなどの第一世代の実験でバースト性の兆候を検出できる可能性があると結論付けています。。
ハイペリオン。 $z>6$でのSMBH銀河と銀河の共進化と巨大銀河の形成
| Title |
HYPERION._The_SMBH-galaxy_co-evolution_at_$z>6$_and_the_build-up_of_massive_galaxies |
| Authors |
R._Tripodi,_C._Feruglio,_F._Fiore,_L._Zappacosta,_E._Piconcelli,_M._Bischetti,_A._Bongiorno,_S._Carniani,_F._Civano,_C.-C._Chen,_S._Cristiani,_G._Cupani,_F._Di_Mascia,_V._D'Odorico,_X._Fan,_A._Ferrara,_S._Gallerani,_M._Ginolfi,_R._Maiolino,_V._Mainieri,_A._Marconi,_I._Saccheo,_F._Salvestrini,_A._Tortosa,_R._Valiante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04211 |
私たちは、低周波から高周波までのアルマ望遠鏡観測を活用して、$z\gtrsim6$での10回のQSOにおける冷たいガスと塵を調査しました。選択したQSOのCO(6-5)およびCO(7-6)輝線の分析により、平均$10^{10}\\rmM_\odot$程度の分子ガス質量に関する洞察が得られ、典型的な値と一致しました。高赤方偏移QSO用。バンド8および9での独自のアーカイブされたアルマ望遠鏡観測により、サンプル内の4つのQSOの塵の特性とSFRに対する正確な制約が初めて可能になりました。塵の温度の赤方偏移分布を調べると、赤方偏移とともに$T_{\rmダスト}$が増加する一般的な傾向が明らかになり、これは理論上の予想と一致しています。それどころか、塵の放射率指数の調査では、赤方偏移を伴うほぼ一定の値が示され、発生源間で塵の特性が共有されていることを示唆しています。私たちは、高$z$QSOのダスト特性の包括的なビューを提供する10個のQSOすべてを考慮して平均コールドダストSEDを計算しました。より激しい超大質量ブラックホールの成長を特徴とするQSO(HYPERIONQSO)は、同じ赤方偏移における他のQSOと一致する$\rmH_2$ガス貯留層を持ちながら、平均して、より小さな塵の質量とより高いガス対塵の比を示した。。私たちの発見は、高$z$QSOが高度に星形成されている銀河に存在するというパラダイムを支持するだけでなく、$z>6$での興味深い進化経路を描写しました。私たちの研究は、$z\gtrsim6$のQSOが急速な銀河成長を遂げており、強力な流出によって制御されている可能性があることを示唆しました。$M_{\rmBH}-M_{\rmdyn}$平面では、高$z$QSOはローカルで測定された関係より上にあります。彼らの推測される進化経路は、局所的な関係の大規模な終焉に向けた収束の前兆であり、局所的な巨大銀河の祖先としての候補を裏付けています。観察された経路には、共生成長シナリオとは対照的に、激しいBH成長とその後の実質的な銀河成長が含まれます。
TNG50-SKIRT アトラス: 後処理方法と最初のデータ リリース
| Title |
The_TNG50-SKIRT_Atlas:_post-processing_methodology_and_first_data_release |
| Authors |
Maarten_Baes,_Andrea_Gebek,_Ana_Trcka,_Peter_Camps,_Arjen_van_der_Wel,_Abdurro'uf,_Nick_Andreadis,_Sena_Bokona_Tulu,_Abdissa_Tassama_Emana,_Jacopo_Fritz,_Raymond_Kelly,_Inja_Kovacic,_Antonio_La_Marca,_Marco_Martorano,_Aleksandr_Mosenkov,_Angelos_Nersesian,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Crescenzo_Tortora,_Bert_Vander_Meulen,_Lingyu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04224 |
銀河形態学は、宇宙論的な流体力学シミュレーションの現実性を評価するための強力な診断法です。シミュレートされた銀河の形態を決定するには、さまざまな星の個体群と星間塵の減衰を適切に考慮した3D放射伝達後処理を通じて合成画像を生成する必要があります。SKIRTコードを使用してTNG50-SKIRTアトラスを生成します。これは、$z=0$でのTNG50宇宙論シミュレーションから抽出された1154個の銀河の恒星質量から選択された完全なサンプルの合成紫外から近赤外までの広帯域画像アトラスです。画像は高い空間解像度(100pc)と広い視野(160kpc)を備えています。ゴミが隠れた画像に加えて、ゴミのない画像と、一致する特性を備えた物理パラメータ特性マップもリリースします。健全性チェックとプレビューのアプリケーションとして、銀河サンプルのUVJダイアグラムについて説明します。我々は、UVJダイアグラムに対する塵の減衰の影響を調査し、それが星形成銀河と静止銀河の両方の集団に影響を与えることを発見しました。静止銀河領域は、より若い星形成中の高度に傾斜した銀河によって汚染されていますが、塵の減衰により星形成銀河集団の傾斜の分離が引き起こされ、低傾斜銀河は図の青い側に残り、高傾斜銀河が残ります。体系的にレッドサイドに向かっています。この画像アトラスは、銀河形態の研究や局所的なスケーリング関係の調査など、他のさまざまな用途に使用できます。私たちは画像とパラメータマップを一般に公開し、コミュニティにそれらの使用を呼びかけます。
TNG50-SKIRT Atlas: 有効半径の波長依存性
| Title |
The_TNG50-SKIRT_Atlas:_wavelength_dependence_of_the_effective_radius |
| Authors |
Maarten_Baes,_Aleksandr_Mosenkov,_Raymond_Kelly,_Abdurro'uf,_Nick_Andreadis,_Sena_Bokona_Tulu,_Peter_Camps,_Abdissa_Tassama_Emana,_Jacopo_Fritz,_Andrea_Gebek,_Inja_Kovacic,_Antonio_La_Marca,_Marco_Martorano,_Angelos_Nersesian,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Crescenzo_Tortora,_Ana_Trcka,_Bert_Vander_Meulen,_Arjen_van_der_Wel,_Lingyu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04225 |
銀河の大きさは銀河の他の多くの重要な特性と相関しており、銀河の大きさの宇宙進化は銀河進化モデルを制約するための重要な観測診断です。有効半径は、おそらく銀河の大きさを示す指標として最も広く使用されています。私たちは、TNG50-SKIRTAtlasを使用して、光学波長および近赤外(NIR)波長における銀河の有効半径の波長依存性を調査しました。我々は、平均して、すべてのバンドの有効半径が恒星の質量有効半径を超えており、この超過は波長が増加するにつれて体系的に減少することを発見しました。光学的なgバンド(NIRKsバンド)の有効半径は、星の質量の有効半径より平均して58%(13%)大きいです。ゴミで隠れた画像から測定された有効半径は、ゴミのない画像から測定された有効半径よりも系統的に大きくなりますが、その効果は限定的です(gバンドで8.7%、Ksバンドで2.1%)。我々は、星の個体群の勾配が有効半径の波長依存性を左右する主要な要因（約80%）であり、塵の減衰差が二次的な要因（20%）であることを発見しました。私たちの結果を最近の観測データと比較すると、有効半径の中央値の絶対値に、青い銀河の集団について最大50%のオフセットがあることがわかります。有効半径の波長依存性の傾きがよく一致しており、赤色銀河の傾きが緑青色銀河よりわずかに急であることがわかりました。私たちの実効半径を、zバンドの絶対等級とg-z色で別々のビンにあるシエナ銀河アトラスの銀河の有効半径と比較すると、最も赤い銀河については良好な一致が見られますが、青い集団については再び大幅なオフセットが見られます。銀河では最大70%です。Mz=-21.5あたり。青い銀河の有効半径の中央値のこの違いは、おそらく(要約...)によるものです。
赤外暗黒雲の動的中心とコアの形成
| Title |
The_dynamic_centres_of_infrared-dark_clouds_and_the_formation_of_cores |
| Authors |
Andrew_J._Rigby,_Nicolas_Peretto,_Michael_Anderson,_Sarah_E._Ragan,_Felix_D._Priestley,_Gary_A._Fuller,_Mark_A._Thompson,_Alessio_Traficante,_Elizabeth_J._Watkins,_and_Gwenllian_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04238 |
高質量星は銀河内の星間物質の進化に多大な影響を与えるため、それらがどのように形成されるかを理解することが重要です。私たちは、さまざまな質量と形態を持つ7つの赤外暗黒雲(IRDC)のサンプル内の中央の塊を調べます。NOEMAとIRAM30メートル望遠鏡による1pcスケールの観測を使用して、2.8mm連続体による高密度コアとC$^{18}$O、HCO$^+$、HNC、N$_2のガス運動学を追跡します。$H$^+$($J$=1$-$0)。私たちは、ALMAで2.9mmで観察された6つのIRDCを連続体サンプルに追加し、コアスケールとクランプスケールの特性の関係を調べます。私たちは、mwydynと呼ばれる完全に自動化された複数の速度成分の超細線フィッティングコードを開発しました。これを使用して、N$_2$H$^+$(1$-$0)の高密度ガスの運動学をトレースし、非常に複雑で動的な塊を明らかにします。インテリア。私たちは、パーセクスケールの凝集塊の質量が進化を促進する最も重要な要因であることを発見しました。より大規模な塊は、最も動的なガスを含むことに加えて、約9%の対数正規分布効率で、より多くの質量を最も大規模なコアに集中させることができます。最も大規模なコア内の線幅の分布は周囲のガスと同様であり、それらが動的に切り離されておらず、同様にカオスであることを示唆しています。これまでに多くの研究が、塊が地球規模で崩壊していることを示唆してきた。このようなシナリオでは、観察された塊の中心の運動学は、塊が進化するにつれてますます複雑になる重力による質量流入の直接の結果であり、その結果、塊の中心集団の無秩序な質量増加につながります。
遍在するブロードライン放射とグリーンピース銀河における電離ガスの流出とライマン連続体の脱出との関係
| Title |
Ubiquitous_broad_line_emission_and_the_relation_between_ionized_gas_outflows_and_Lyman_continuum_escape_in_Green_Pea_galaxies |
| Authors |
R._O._Amor\'in,_M._Rodr\'iguez-Henr\'iquez,_V._Fern\'andez,_J._M._V\'ilchez,_R._Marques-Chaves,_D._Schaerer,_Y._I._Izotov,_V._Firpo,_N._Guseva,_A._E._Jaskot,_L._Komarova,_D._Mu\~noz-Vergara,_M._S._Oey,_O._Bait,_C._Carr,_J._Chisholm,_H._Ferguson,_S._R._Flury,_M._Giavalisco,_M._J._Hayes,_A._Henry,_Z._Ji,_W._King,_F._Leclercq,_G._\"Ostlin,_L._Pentericci,_A._Saldana-Lopez,_T._X._Thuan,_M._Trebitsch,_B._Wang,_G._Worseck,_and_X._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04278 |
我々は、低赤方偏移($z\sim0.3$)で20個のライマン連続体(LyC)エミッター(LCE)のサンプルにおける非常に乱流のイオン化ガス運動学の観察証拠を報告します。高分散スペクトルにおける輝線プロファイルの詳細なガウスモデリングは、明るい再結合線と衝突励起線の両方が$\sigma\sim$40-100kms$^{の固有速度分散を持つ1つまたは2つの狭い成分として適合できることを一貫して示しています。-1}$、$\sigma\sim$100-300kms$^{-1}$のより広範なコンポーネントの上にあり、総光束の最大$\sim$40%に寄与し、優先的に青偏移されます。体速度。私たちは、狭い発光を若い大質量星団に近い高度に電離したガスとして解釈し、より広い発光を恒星風と超新星フィードバックから生じる未解決の電離流出の道しるべと解釈します。我々は、広い発光の幅とLyCの脱出率との間に有意な相関関係を発見し、強いLCEは、LyCの発光が弱いか検出されない銀河よりも複雑で幅広い線プロファイルを示す。私たちの発見は、モデルとシミュレーションからの予測を裏付ける新たな観測証拠を提供し、強力な放射および機械的フィードバックに起因するガスの乱流と流出が、LyC光子が銀河から脱出するチャネルを浄化するのに重要な役割を果たすことを示唆しています。我々は、コンパクトな極端輝線銀河の星雲線における青方偏移したブロードな発光の検出は、ライマン光子脱出の新たな間接的診断を提供できる可能性があり、これは、JWSTによる再電離時代における潜在的なLyCリーカーの特定に役立つ可能性があると提案する。。
遠方のクエーサー 3C 9 および 4C 05.84 の周囲の銀河環境
| Title |
Circumgalactic_Environments_around_Distant_Quasars_3C_9_and_4C_05.84 |
| Authors |
Sanchit_Sabhlok,_Shelley_A._Wright,_Andrey_Vayner,_Sonata_Simonaitis-Boyd,_Norman_Murray,_Lee_Armus,_Maren_Cosens,_James_Wiley_and_Mariska_Kriek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04284 |
我々は、2つの電波の周りの静止系UV輝線Ly$\alpha$、CIV、HeIIを観察することによって銀河周縁媒体(CGM)を研究する「高角度分解能技術によって明らかにされるクエーサーホスト」(QUART)調査の結果を紹介する。KeckCosmicWebImager(KCWI)を使用して、大音量のクェーサー、3C9(z=2.02)と4C05.84(z=2.32)を検出しました。両方のクエーサーの周囲に投影直径$\sim$100を持つ大規模なLy$\alpha$星雲を検出しました。kpcは、両方のクェーサーの周囲に空間的に分解されて埋め込まれた15～30kpcのHeII星雲とCIV星雲、および両方のクエーサーから$\sim$15kpcの物理的距離にある運動学的に異なるHeII星雲とCIV星雲を持ちます。KeckMOSFIREを使用した\alpha$、H$\beta$、および[OIII]発光は、Ly$\alpha$星雲が伴銀河まで広がっていること、およびこれらのクエーサーが原始群/原始銀河団環境にあることを分光学的に確認しています。IIおよびCIVの放出は伴銀河と運動学的にも空間的にも一致しており、伴銀河のウイルス質量、金属量、星形成速度などを推定し、電離源を調べます。ホストの暗黒物質ハローの動的質量を測定し、これらの系の暗黒物質ハローは2$\times10^{14}$M$_{\odot}$(3C9)の質量まで成長すると推定します。2$\times10^{13}$M$_{\odot}$(4C05.84)byz=0。CGMと伴銀河の観測を組み合わせた結果は、Ly$\alpha$部分構造がCGMにおける伴銀河の存在を示している可能性があることを示しています。
アルマクォークス調査: 巨大な前星核内で 2 つの非常に高密度の下部構造を検出
| Title |
The_ALMA-QUARKS_survey:_Detection_of_two_extremely_dense_substructures_in_a_massive_prestellar_core |
| Authors |
Xiaofeng_Mai,_Tie_Liu,_Xunchuan_Liu,_Lei_Zhu,_Guido_Garay,_Paul_F._Goldsmith,_Mika_Juvela,_Hongli_Liu,_Emma_Mannfors,_Emma_Mannfors,_Anandmayee_Tej,_Patricio_Sanhueza,_Shanghuo_Li,_Fengwei_Xu,_Enrique_Vazquez_Semadeni,_Wenyu_Jiao,_Yaping_Peng,_T._Baug,_Aiyuan_Yang,_Lokesh_Dewangan,_Leonardo_Bronfman,_Gilberto_C._G\'omez,_Aina_Palau,_Chang_Won_Lee,_Sheng-Li_Qin,_Ken'ichi_Tatematsu,_James_O._Chibueze,_Dongting_Yang,_Xing_Lu,_Qiuyi_Luo,_Qilao_Gu,_Namitha_Issac,_Suinan_Zhang,_Pak-Shing_Li,_Bo_Zhang,_L._Viktor_T\'oth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04322 |
これまでのところ、星のない大規模なコア候補はほんの少数しか発見されていませんが、完全に確認されたものはありません。バンド3($\sim2\arcsec$,6000\,au)でのALMA-ATOMS調査とバンド6でのALMA-QUARKS調査によってカバーされた、糸状赤外暗雲G34.43+0.24のMM1塊内($\sim0.3\arcsec$,900\,au)、質量71および20\solarmass~、半径2100--4400\,auの2つの前星核候補MM1-CおよびE1が発見されました。2つの核には、星形成活動の明らかな兆候は見られません。特に、MM1-Cは、総ガス質量が71\,\solarmassである、非常に有望な大質量星前核候補です。MM1-C内では、$\rmn_{H_2}\sim10^{8-9}cm^{-3}$という高密度を特徴とする2つの非常に高密度の下部構造C1とC2が検出されました。さらに、C2におけるさらなる断片化の証拠も明らかになりました。我々は大質量星形成の初期段階における原始的な断片化を検出しており、MM1-Cが大質量多重系の誕生の場所であると推測しています。しかし、大質量星前核MM1-Cがさらに断片化した場合、低質量星の集団を形成するだけである可能性を完全に排除することはできません。
低質量星形成領域 L1688 の低温高密度核における重水素の分別
| Title |
Deuterium_fractionation_in_cold_dense_cores_in_the_low-mass_star_forming_region_L1688 |
| Authors |
I._V._Petrashkevich,_A._F._Punanova,_P._Caselli,_O._Sipil\"a,_J._E._Pineda,_R._K._Friesen,_M._G._Korotaeva,_A._I._Vasyunin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04415 |
この研究では、へびつかい座分子雲の低質量星形成領域L1688にある4つの星のないコアにおける重水素の分別を研究します。私たちは、重水素の割合($R_D$)が環境によってどのように変化するかを研究し、イオンと中性体の重水素化、コア中心とそのエンベロープを比較し、ガスグレイン化学モデルで観測結果を再現することを試みます。コア中心とエンベロープの両方を研究するために、高ガス密度トレーサーと低ガス密度トレーサーを選択しました。IRAM30mアンテナを使用して、N$_2$H$^+$(1-0)、N$_2$D$^+$(1-0)、H$^{13}$CO$^+$をマッピングしました。(1-0)および(2-1)、DCO$^+$(2-1)、および$p$-NH$_2$D(1$_{11}$-1$_{01}$)選択されたコアに向かって。欠落している$p$-NH$_3$およびN$_2$H$^+$(1-0)データは文献から取得されました。炉心内の分子状水素柱密度、ダストおよびガス温度を測定するために、Herschel/SPIREダスト連続体放出データ、GAS調査データ(アンモニア)、およびCO枯渇の上限を推定するCOMPLETE調査データを使用しました。我々は、4つの星のないコアに向けた3つの種の重水素割合マップを提示します。DCO$^+$/H$^{13}$CO$^+$によって追跡された炉心エンベロープの重水素の割合は、窒素によって追跡された炉心中心部の重水素の割合より1桁低い($\sim$0.08)。種を含む($\sim$0.5)。重水素の割合は、ガス密度が高いトレーサーの重水素の割合が高く、ガス密度の低いトレーサーの重水素の割合が低いこと、およびコア半径に伴う$R_D$の減少によって示されるように、ガス密度とともに増加します。これは化学モデルの予測と一致しています。私たちのモデルの結果は、$R_D$(N$_2$D$^+$/N$_2$H$^+$)およびR$_D$(DCO$^+$/HCO$^+)の観測結果とよく一致していることを示しています。$)と$R_D$(NH$_2$D/NH$_3$)を過小評価します。
宇宙の正午の終わり: $z \sim$ 1 の遮蔽されていないクエーサーのガス枯渇時間は短い
| Title |
At_the_end_of_cosmic_noon:_Short_gas_depletion_times_in_unobscured_quasars_at_$z_\sim$_1 |
| Authors |
M._Frias_Castillo,_M._Rybak,_J._Hodge,_P._van_der_Werf,_L._J._Abbo,_F._J._Ballieux,_S._Ward,_C._Harrison,_G._Calistro_Rivera,_J._P._McKean,_H._R._Stacey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04475 |
不明瞭なクェーサー(QSO)は、ガスが豊富な合体からガスが枯渇して消失した銀河に至る進化シーケンスの最終段階であると予測されています。しかし、この集団の研究では、遠赤外線発光源の発生率が高いことが判明し、塵に隠された重大な星形成を示唆しているが、この星形成を促進する低温分子ガスの直接観察が依然として必要である。我々は、10個のレンズ付きz=1-1.5の遮蔽されていないQSOにおける、低温分子ガスを追跡するCO(2-1)放出のNOEMA研究を紹介します。ターゲットのうち7つでCO(2-1)が検出され、そのうち4つは連続放射(\lambda_rest=1.3mm)も示しています。測光への前景銀河の寄与を差し引いた後、スペクトルエネルギー分布フィッティングにより、星質量は10^9-11M_\odot、主銀河の星形成速度は25-160M_\odotyr^-1であることが判明した。これらのQSOは、同じL_IRを持つ星形成銀河よりも低い$L'_\mathrm{CO}$を持ち、枯渇時間は広範囲(5,000万から900万ミリ)に及びますが、中央値はわずか9,000万ミリです。分子ガスの質量が2～40x10^9(alpha_CO/4)M_\odotの範囲にあることがわかり、ほとんどのターゲットでガスの割合が約50%を超えることが示唆されます。不明瞭なQSOが存在するにもかかわらず、ホスト銀河は大量の冷たいガスを保持することができます。しかし、枯渇時間の中央値が約9000万時間であるため、これらのターゲットで起こっている星形成の激しいバーストにより、ガス補充がなければ分子ガス貯蔵庫が急速に枯渇し、その結果、静止したホスト銀河が生じる。検出されなかったQSOは、サンプル内の4つの無線大音量QSOのうちの3つであり、それらの特性は、それらがすでに静止状態に移行している可能性が高いことを示しています。最近の宇宙論シミュレーションでは、これらのz~1QSOホスト銀河に予想される消耗時間を過大評価する傾向があり、これは一般的な高赤方偏移銀河集団全体でスターバーストを生成することが難しいことに関連していると考えられます。
Lockman-SpReSO プロジェクト。遠赤外線銀河サンプル内の銀河の流れ
| Title |
The_Lockman-SpReSO_project._Galactic_flows_in_a_sample_of_far-infrared_galaxies |
| Authors |
Mauro_Gonz\'alez-Otero,_Carmen_P._Padilla-Torres,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Jordi_Cepa,_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_Erika_Ben\'itez,_\'Angel_Bongiovanni,_Miguel_Cervi\~no,_Irene_Cruz-Gonz\'alez,_Jes\'us_Gallego,_Mart\'in_Herrera-Endoqui,_H\'ector_J._Ibarra-Medel,_Yair_Krongold,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Jakub_Nadolny,_C._Alenka_Negrete,_Ricardo_P\'erez-Mart\'inez,_Mirjana_Povic,_Miguel_S\'anchez-Portal,_Bernab\'e_Cedr\'es_Jos\'e_A._de_Diego,_H\'ector_Hern\'andez-Toledo,_and_Roc\'io_Navarro_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04483 |
方法。私たちは、星形成銀河で観察される流れのEWと速度を決定するために、選択したサンプルのスペクトルに存在する\MgII、\MgI、\FeIIa、\FeIIb、\FeIIc\のスペクトル線の測定を実行しました。続いて、スピアマンの順位相関係数($\rho_s$)を使用して$10^7$ブートストラップシミュレーションを実行し、銀河の特性との相関を調べました。さらに、測定された\ion{Fe}{II}二重項の被覆率、ガス密度、光学的深さを計算しました。結果。私たちの分析により、\ion{Mg}{II}ラインのEWと$M_{*}$($\rho_s=0.43$,4.5$\sigma$)およびSFR($\rho_s=0.42$,4.4$\シグマ$)。\ion{Fe}{II}線では、EWとSFRの間に強い相関関係($\rho_s\sim0.65$,$>3.9\sigma$)が観察されましたが、$M_{*}$の相関関係は弱いことがわかりました。($\rho_s\sim0.35$、$>1.9\sigma$)。\ion{Mg}{II}線の速度測定値と天体($\rho_s\sim0.1)$の$M_{*}$、SFR、sSFRの間に顕著な相関は見られませんでした。しかし、\ion{Fe}{II}線の速度と銀河($\rho_s\sim-0.45$,$\sim3\sigma$)のSFRの間には強い負の相関関係が見つかりました。私たちの結果は以前の研究と一致していますが、FIRで選択された天体を研究しています。最後に、FeLoBALクエーサーの最近発見されたサブタイプである候補\textit{徘徊アウトフロー}を赤方偏移$z=1.4399$で検出し、\ion{C}{III}]での発光と低い線速度($|v|\lesssim$200km/s)。
天の川円盤の動的質量測定を使用した最初の渦巻き腕の検出
| Title |
First_spiral_arm_detection_using_dynamical_mass_measurements_of_the_Milky_Way_disk |
| Authors |
Axel_Widmark,_Aneesh_P._Naik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04571 |
薄い円盤の表面密度の非軸対称の変化を研究するために、垂直ジーンズ方程式を天の川円盤に適用します。我々は円盤面を100pcのグリッド間隔でエリアセルに分割し、最大3kpcまでの距離に達する絶対等級のカットによって定義されるガイアDR3星の4つの別々のサブセットを使用します。垂直ジーンズ方程式は、星数密度フィールドと垂直速度フィールドによって情報が与えられます。前者の場合、ガウス過程回帰によって生成されたマップを使用します。後者の場合、ベイジアンニューラルネットワークの動径速度予測を使用し、GaiaDR3固有運動サンプルの能力を最大限に活用できるようにします。我々は初めて、動的に測定された円盤表面密度の過密度の形で渦巻腕の証拠を発見し、4つのデータサンプルすべてで検出されました。これは、星の年齢と星によって追跡される渦巻腕とも非常によく一致しています。化学。単純なスパイラルアームモデルをこの特徴に当てはめると、相対的な過剰密度は約20%、幅は約400pcであると推測されます。また、解析を2kpcの距離内の星に限定した場合、薄い円盤の表面密度のスケール長は3.3～4.2kpcであると推測されます。
z \sim 6 におけるクエーサー母銀河における多様な分子ガス励起
| Title |
Diverse_molecular_gas_excitations_in_quasar_host_galaxies_at_z_\sim_6 |
| Authors |
Jianan_Li,_Ran_Wang,_Antonio_Pensabene,_Fabian_Walter,_Bram_P._Venemans,_Roberto_Decarli,_Eduardo_Ba\~nados,_Pierre_Cox,_Roberto_Neri,_Alain_Omont,_Zheng_Cai,_Yana_Khusanova,_Fuxiang_Xu,_Dominik_Riechers,_Jeff_wagg,_Yali_Shao,_Yuanqi_Liu,_Karl_M._Menten,_Qiong_Li,_and_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04590 |
COと$\rmH_{2}O$の輝線のNOrthernExtendedMillimeterArray(NOEMA)を用いた観測結果と、$z\sim6$の2つのクエーサー、つまり$のP215-16の根底にある塵連続体を用いた観測結果を示します。z$=5.78、$z$=6.18でJ1429+5447。注目すべきことに、$z\sim6$で公開されているクエーサーのすべてのCOSLEDの中で、2つのシステムはそれぞれ最高と最低のCO励起レベルを明らかにしています。P215-16のCOSLEDの放射伝達モデリングは、AGNによって加熱された分子ガスが高CO励起の妥当な起源である可能性があることを示唆しています。J1429+5447については、$z\gtrsim6$で電波大音量クエーサーの最初のよくサンプリングされたCOSLED(2-1から10-9への遷移から)を取得します。COSLEDの分析は、単一の光解離領域(PDR)成分が電波高音クェーサーJ1429+5447におけるCO励起を説明できる可能性があることを示唆しています。この研究は、最も高い赤方偏移におけるこれらの若いクエーサースターバースト系のISM特性を明らかにする上でのCOSLEDの有用性を強調しています。COSLEDの多様性は、進化の初期段階におけるガス状態と励起メカニズムの複雑さを明らかにします。
LAMOST-Gaia星を使って観察された、垂直位相螺旋に関連する銀河の薄い円盤の南北非対称性
| Title |
North-South_asymmetries_in_the_Galactic_thin_disk_associated_with_the_vertical_phase_spiral_as_seen_using_LAMOST-Gaia_stars |
| Authors |
Jun_Lin,_Rui_Guo,_Sarah_A._Bird,_Haijun_Tian,_Chao_Liu,_Chris_Flynn,_Gaochao_Liu,_and_Sheng_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04688 |
{\itGaia}eDR3とLAMOSTDR7から銀河中心半径$R$(誘導中心半径$R_\mathrm{g}$)8から11\,kpcの範囲にある1,052,469(754,635)個の薄い円盤星を選択して調査します。ディスクミッドプレーンの北と南の間の非対称。より具体的には、$R$($R_\mathrm{g}$)と$[\mathrm{Fe/H]の異なるビンの垂直速度分散プロファイル($\sigma_{v_{z}}(z$))を分析します。}]$。$\sigma_{v_{z}}(z)$のプロファイルには、北($z\sim0.7$\,kpc)と南($z\sim-0.5$\,kpc)の両方に位置する谷が見つかります。調査されたすべてのラジアルビンとケミカルビンにおけるディスクの。北部と南部の垂直速度分散プロファイルの差($\Delta\sigma_{v_{z}}(|z|)$)は、異なる$R$と$R_\mathrm{g}$の曲線間のシフトを示しています。同様のシフトが、異なる$[\mathrm{Fe/H}]$範囲にさらに分割されたこれらのNS非対称プロファイルにも存在します。$R_\mathrm{g}$でビン化されたサンプルでは、速度分散プロファイルの特徴がより明確に表示されます。$\Delta\sigma_{v_{z}}$プロファイルのピークのシフトと金属量によってビン化された位相らせん形状の変化は、垂直ポテンシャルプロファイルと放射状金属量勾配の変化を示します。$\sigma_{v_{z}}(z)$のNS非対称性における波状信号は主に位相スパイラルに由来します。一方、[Fe/H]のNS非対称プロファイルは、太陽半径付近で弱い波状の特徴のみを示します。試験粒子シミュレーションを実行して、観察結果を定性的に再現します。金属量プロファイルにおけるNS非対称性の定量的説明には、スパイラル形状と摂動モデルを注意深く検討する必要があり、これは将来の研究に委ねます。
JWST および NANOGrav からの超大質量ブラック ホール バイナリの制約
$z\sim3.4$の$James\Webb\Space\Telescope$(JWST)データにある二重活動銀河核(AGN)の最近の統計を使用して、超大質量ブラックホール連星のフィードバックと進化シナリオの2つの側面に対処します。(SMBHB)。私たちは、JWSTデータが、連星ブラックホールのメンバーが個別ではなく、同時に「点灯」しているという証拠を提供していることを発見しました。これは、ガスが豊富な合体が同時のAGN活動の原因であることと一致するシナリオです。この結論は、最近のNANOGravパルサータイミングアレイ(PTA)測定によって裏付けられており、その確率的重力波ひずみ振幅の上限は、二重AGN分数の外挿から予想される値を下回っています。結果は、NANOGravによって調査された分離におけるバイナリの「失速」、またはガスによる急速な吸気のいずれかを示しています。
SRG/eROSITA + ZTF の共同探索: 褐色矮星の二次星の証拠を伴う 97 分周期の食大変動変数の発見
| Title |
A_Joint_SRG/eROSITA_+_ZTF_Search:_Discovery_of_a_97-min_Period_Eclipsing_Cataclysmic_Variable_with_Evidence_of_a_Brown_Dwarf_Secondary |
| Authors |
Ilkham_Galiullin,_Antonio_C._Rodriguez,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Rashid_Sunyaev,_Marat_Gilfanov,_Ilfan_Bikmaev,_Lev_Yungelson,_Jan_van_Roestel,_Boris_T._G\"ansicke,_Irek_Khamitov,_Paula_Szkody,_Kareem_El-Badry,_Mikhail_Suslikov,_Thomas_A._Prince,_Mikhail_Buntov,_Ilaria_Caiazzo,_Mark_Gorbachev,_Matthew_J._Graham,_Rustam_Gumerov,_Eldar_Irtuganov,_Russ_R._Laher,_Pavel_Medvedev,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme,_Nail_Sakhibullin,_Alexander_Sklyanov,_Zachary_P._Vanderbosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04178 |
一生の間に極小期を超えて進化した激変変数(CV)は、褐色矮星ドナーを持つ系であると予測されます。集団合成モデルは、銀河系CVの約$\約40-70\%$が「ピリオドバウンサー」と呼ばれるピリオド後の最小システムであると予測していますが、確認されているシステムは数十個しか知られていません。我々は、SRG/eROSITAとZTFの共同プログラムから発見された新しい日食CV、SRGeJ041130.3+685350(SRGeJ0411)の研究と特性評価を報告します。SRGeJ0411の光学スペクトルは、CVに典型的な顕著な水素とヘリウムの輝線を示しています。SRGeJ0411の食を確認するために光学高速測光を行い、公転周期が$P_\textrm{orb}\約97.530$分であることが判明しました。スペクトルエネルギー分布は、ドナーの実効温度が$\lesssim1,800$Kであることを示唆しています。ロッシュローブを満たしている星の周期と密度の関係でドナー質量を制約し、$M_\textrm{donor}\lesssim0.04\M_\odot$。バイナリパラメーターは期間後の最小CVの進化モデルと一致しており、SRGeJ0411が新しい期間用心棒であることを示唆しています。SRGeJ0411の輝線は、この系が食われているにもかかわらず単峰であり、通常、極地での流れが供給される降着によってのみ見られます。X線分光法は、SRGeJ0411の白色矮星が磁性を持っている可能性を示唆していますが、SRGeJ0411の磁性の性質を検証するにはさらなる調査が必要です。SRGeJ0411は光の爆発がないため、これまでの調査ではとらえどころがなかったが、X線と光学の共同調査により、近い将来に同様の星系が発見される可能性が浮き彫りになった。
Murchison Widefield Array 用の共用高速無線バースト検索パイプライン
| Title |
A_commensal_Fast_Radio_Burst_search_pipeline_for_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
M._Sokolowski,_I._S._Morrison,_D._Price,_G._Sleap,_B._Crosse,_A._Williams,_L._Williams,_C._James,_B._W._Meyers,_S._McSweeney,_N._D._R._Bhat_and_G._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04346 |
マーチソン広視野アレイ(MWA)からのリアルタイムインコヒーレントビームを使用した高速無線バースト(FRB)検索用の共用パイプラインのデモンストレーションバージョンを紹介します。このパイプラインの主な科学ターゲットは、局所宇宙からの近くにある明るく輝くFRBであり、FRBの祖先を調査し、これらの非常にエネルギー的な出来事を動かす物理的メカニズムを理解するための最良の候補です。「MWAXマルチビームビームフォーマー」として知られる新しいMWAビームフォーマーは、進行中のMWA観測と同様に複数のインコヒーレントおよびコヒーレントビームを形成できます。ビームの1つは現在FRB探索に使用されています(10kHzの周波数分解能と0.1～100msの時間分解能でテスト)。2番目のビームは地球外知的探査(SETI)に使用されます。この論文では、FRB探索パイプラインと、選択された既知の明るいパルサーでのその検証に焦点を当てます。このパイプラインは、単一パルス検索に高速分散測定変換アルゴリズム(FDMT)のFREDDA実装を使用します。当初は標準的なMWA観測中にテストされ、最近では選択された11個の明るいパルサーの専用観測を使用してテストされました。パルサーPSRJ0835-4510(別名Vela)は、その折り畳まれたプロファイルが200～230MHzの周波数帯域で常に検出され、典型的なSNR>10であるため、データ品質の主要なプローブとして日常的に使用されています。同様に、低DMパルサーPSRB0950+08は、周波数帯域140～170MHzで常に折り畳まれたプロファイルで検出され、これまでのところ単一パルスが検出された唯一の物体です。現在、単一のMWA粗いチャネル(1.28MHz)の限られた観測帯域幅と、12.8MHz(10チャネル)の帯域幅を持つアップグレードされた将来のシステムにおける探索の推定感度を示します。予想される感度と既存のFRBレート測定に基づいて、予想されるFRB検出数は年間数回から数十回の間であると推定されます。
Imaging X-ray Polarimetry Explorer による Blazar 1ES 1959+650 からの X 線偏光の検出
| Title |
Detection_of_X-ray_Polarization_from_the_Blazar_1ES_1959+650_with_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Manel_Errando,_Ioannis_Liodakis,_Alan_P._Marscher,_Herman_L._Marshall,_Riccardo_Middei,_Michela_Negro,_Abel_Lawrence_Peirson,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Pazit_L._Rabinowitz,_Iv\'an_Agudo,_Svetlana_G._Jorstad,_Sergey_S._Savchenko,_Dmitry_Blinov,_Ioakeim_G._Bourbah,_Sebastian_Kiehlmann,_Evangelos_Kontopodis,_Nikos_Mandarakas,_Stylianos_Romanopoulos,_Raphael_Skalidis,_Anna_Vervelaki,_Francisco_Jos\'e_Aceituno,_Maria_I._Bernardos,_Giacomo_Bonnoli,_V\'ictor_Casanova,_Beatriz_Ag\'is-Gonz\'alez,_C\'esar_Husillos,_Alessandro_Marchini,_Alfredo_Sota,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Carolina_Casadio,_Juan_Escudero,_Ioannis_Myserlis,_Ryo_Imazawa,_Mahito_Sasada,_Yasushi_Fukazawa,_Koji_S._Kawabata,_Makoto_Uemura,_Tsunefumi_Mizuno,_Tatsuya_Nakaoka,_Hiroshi_Akitaya,_Mark_Gurwell,_Garrett_K._Keating,_et_al._(102_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04420 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による2～8keVのエネルギー範囲での直線偏光の観察により、ブレーザーの相対論的ジェットで非熱放射を生成する領域の磁場の幾何学形状とダイナミクスが調査されます。これらのジェット、特にスペクトルエネルギー分布のピークがX線エネルギーであるブレーザーでは、ジェット内の高エネルギー粒子からのシンクロトロン放射を介してX線を放出します。2022年5月3日から4日のX線選択BLLac型ブレーザー1ES1959+650のIXPE観測では、$\Pi_\mathrm{x}=8.0\%\pm2.3\%$という顕著な直線偏光度が示された。電気ベクトル位置角$\psi_\mathrm{x}=123^\circ\pm8^\circ$。ただし、2022年6月9日から12日までは、上限$\Pi_\mathrm{x}\leq5.1\%$しか導出できませんでした(99%信頼水準で)。このときの光学偏光度$\Pi_\mathrm{O}\sim5\%$はX線測定に匹敵します。私たちは、時間的および幾何学的脱分極効果を含む、これらの発見について考えられるシナリオを調査します。他のいくつかのX線選択BLLac天体とは異なり、1ES1959+650では測定された偏光に重大な色依存性はなく、その低いX線偏光は、動的タイムスケールが1日より短いジェット流の乱流に起因している可能性があります。。
地上からのガンマ線を検出する方法: 検出の概念の紹介
| Title |
How_to_detect_gamma-rays_from_ground:_an_introduction_to_the_detection_concepts |
| Authors |
Manel_Errando_(Washington_University_in_St_Louis)_and_Takayuki_Saito_(ICRR,_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04460 |
地上の天文台によるガンマ線の間接検出は、現在、エネルギー$>0.1$\,TeVのガンマ線空を特徴付けるための最も感度の高い実験的アプローチです。地上でのガンマ線の検出は、ガンマ線が地球の大気中で引き起こす電磁シャワーに依存しています。この章では、電磁空気シャワーの特性と、宇宙線背景の除去を可能にする宇宙線シャワーとの違いを検討します。地上でのガンマ線検出のために開発された実験技術を紹介します。これらは、空気シャワー粒子検出器、チェレンコフアレイのサンプリング、大気チェレンコフ望遠鏡のイメージングという3つの主要なカテゴリに分類されます。ハイブリッドの概念や他の実験的アプローチについても説明します。
拡散ガンマ線背景の双極子の探査
我々は拡散$\gamma$線背景(DGB)の双極子を測定し、ピエール・オージェUHECRの信号と一致する非常に重要な時間に依存しない信号を特定した。DGB双極子は、{\itFermi}衛星の大面積望遠鏡(LAT)による13年間の観測から構築された狭いエネルギー帯域の磁束マップから決定されます。$\gamma$線マップは、宇宙赤外線背景で行われたものと同様に、光源と前景から繰り返し切り取られました。次に、クリップされた狭いエネルギーバンドマップが、LATビームが空のピクセル解像度を下回る$E=2.74$Gevから始まる特定のエネルギーに合わせて1つの広いエネルギーマップに組み立てられました。次に、銀河面と中心からの前景の残留汚染を調査するために、銀河の緯度と経度をカットすることを検討します。$2.74<E\leq115.5$GeVの広いエネルギー範囲では、測定された双極子はさまざまな銀河カットに関して安定しており、銀河系外の起源と一致しています。$\gamma$線の空の双極子/単極子比は、DGBクラスタリングコンポーネントと妥当な速度のコンプトンゲッティング効果原点から予想される値よりもはるかに大きくなります。$\simeq(6.5-7)\%$では、$E_{\rmUHECR}\ge8$EeVが2つの双極子の共通の原点を指しているピエールオージェUHECRに似ています。しかし、発見されたDGB双極子に関連するDGB磁束は、$E_{\rmUHECR}\le1$EeV付近でUHECRの磁束と同等に達し、おそらくDGB双極子がより高いところから来ているのであれば、非カスケード機構が必要であると主張します。エネルギーUHECR。DGB双極子の信号/ノイズは$5-30$GeVの範囲で最大であり、おそらくこれらのエネルギーの$\gamma$光子が宇宙線に関連するものであることを示唆しています。
MSP のようなソースで銀河中心の GeV 過剰を解決
フェルミ大域望遠鏡(LAT)のデータで観測された、銀河中心(GC)の周囲に球形の形態を持つ過剰なガンマ線は、ガンマ線空の最も興味深い特徴の1つです。球状の形態と、数GeV付近にピークを持つスペクトルエネルギー分布は、暗黒物質粒子の消滅による発光と一致しています。他に考えられる説明には、ミリ秒パルサー(MSP)の分布が含まれます。MSP仮説の注意点の1つは、GCの近くにある関連するMSPの数が比較的少ないことです。この論文では、機械学習を使用してフェルミLATソースのマルチクラス分類を実行し、GC付近の関連のないフェルミLATソースの中でMSPのようなソースからの寄与を決定します。フェルミバブルからの寄与を考慮すると、関連していないMSPのようなソースは、GC過剰に匹敵するスペクトルエネルギー分布を持っていることがわかります。空間形態と線源数の分布も、ガンマ線過剰を説明できるMSP集団の予想と一致しています。関連のないMSP状の発生源からの寄与に関する注意点としては、GC付近で検出される点状発生源の数と特性、およびフェルミバブルの寄与に影響を与える可能性がある拡散放射モデルの不確実性が挙げられます。
ローカルグループにおける再発新星スーパー残骸の明らかな不足について
アンドロメダ銀河には、毎年噴火する反復新星(RN)M31N2008-12a(12a)が存在します。新星超残骸(NSR)の存在が確認された最初の新星。NSRはRNを取り囲む巨大な構造物で、数百万回の噴火によって地元環境の物質を掃き集めて直径数十パーセクの殻を形成してできたものです。理論によれば、北極SRは、噴火間隔が長い星系であっても、すべてのRNeの周囲で見つかるはずです。ふさわしくも、2番目の北極星は、銀河の古典的(そして長い間再発が疑われた)新星、KTエリダニの周囲で発見されました。この論文では、M31と大マゼラン雲(LMC)の北極星を対象とした史上初の調査を実施することで、これらの現象をさらに発見することを目指しています。M31の14個のRNeの周囲とLMCの4個のRNeの周囲は、狭帯域(H${\alpha}$および[SII])画像で広大なパーセク規模の構造の証拠を示さないことがわかりました。、12a頃にはっきりと見られたものとは異なり、したがって、観察可能なNSRは稀な構造であるか、または既存のデータセットで検出するには弱すぎる（または小さすぎる）かのいずれかであると結論付けています。しかし、12aを取り囲む北極星も、もしそれが約1等明るかったら、我々の研究では見落とされた可能性が高いでしょう。古典新星を「装った」他のRNeの周囲の北極星を探すことは、他のローカルグループ銀河の全体的な調査と同様に有益であることが証明されるかもしれない。
落下する楕円銀河 M89: 高温大気を乱す AGN の化学組成
| Title |
The_infalling_elliptical_galaxy_M89:_The_chemical_composition_of_the_AGN_disturbed_hot_atmosphere |
| Authors |
Sinancan_Kara,_Tom\'a\v{s}_Pl\v{s}ek,_Klaudia_Protu\v{s}ov\'a,_Jean-Paul_Breuer,_Norbert_Werner,_Fran\c{c}ois_Mernier,_E._Nihal_Ercan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04709 |
X線を放出する高温大気の化学濃縮は、これまで主に銀河団で研究されてきた。これらの研究により、太陽と著しく類似した重元素が相対的に豊富に存在することが明らかになりました。今回我々は、$\sim$10kpcのラム圧力でX線尾部が剥ぎ取られたおとめ座銀河団に突入する楕円銀河M89(NGC4552)の金属含有量の測定結果を示します。当社では、深いチャンドラ観測とXMM-Newton観測を活用し、スペクトルの慎重なモデリングに特に注意を払って、O/Fe、Ne/Fe、Mg/Fe、Si/Fe、およびS/Fe比を測定します。銀河団でのこれまでの測定とは対照的に、M89の高温大気に関する我々の結果は、その恒星の成分と同様に、鉄に関する超太陽の存在比(つまり$\alpha$/Fe>1)を示唆しています。この系における活動銀河核(AGN)の活動を分析したところ、AGNによる流出によって元の銀河大気の剥離が促進された可能性があり、その大気は超太陽$\alpha$による新鮮な恒星の質量損失物質に置き換えられたことが示されています。/Fe存在比。さらに、低温プラズマのRGSデータにおける新しいフィッティングバイアスを報告します。測定されたO/Fe比は、単一温度フィットよりも複数温度モデルで>1$\sigma$低くなり、金属存在量から導出される超新星割合の計算に不一致が生じます。
機器モードでの投影を使用したコロナグラフィー データの後処理
| Title |
Coronagraphic_Data_Post-processing_Using_Projections_on_Instrumental_Modes |
| Authors |
Yinzi_Xin,_Laurent_Pueyo,_Romain_Laugier,_Leonid_Pogorelyuk,_Ewan_S._Douglas,_Benjamin_J._S._Pope,_Kerri_L._Cahoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04269 |
コロナグラフによる系外惑星の直接観察は、光路内の収差によるスペックルの存在によって妨げられますが、波面制御を備えたハードウェアや後処理で軽減できます。この研究では、後処理で機器モデルを使用して、コロナグラフィーデータの残留収差から天体物理信号を分離することを検討しています。コロナグラフ強度に対する波面誤差(WFE)の影響は、線形寄与と二次寄与で構成されます。いずれかの項が他方よりもはるかに大きい場合、機器の応答は、WFEを検出器面の強度にマッピングする伝達行列によって近似できます。この伝達行列から、支配的な誤差モードを除去する機器モードへの有用な投影を導き出すことができます。この投影を合成的に生成されたローマ宇宙望遠鏡のハイブリッドリオコロナグラフ(HLC)データに適用して、検出テストなどのアプリケーションで生データの代わりに使用できる「堅牢な観測物」を抽出します。この予測により、惑星磁束比の検出限界は線形領域では約28%、二次領域では2倍以上改善され、ロバストな観測量により天体物理信号に対する感度が向上し、コロナ写真データからの科学的収量が向上することが示されています。このアプローチは、基準星の観測や可変鏡の変調などの追加情報を必要としませんが、これらの他の技術と組み合わせて、全体的な後処理戦略におけるモデル情報に基づいた事前情報として機能することが可能であり、組み合わせる必要があります。
水素再イオン化アレイ (HERA) フェーズ II の導入と試運転
| Title |
Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array_(HERA)_Phase_II_Deployment_and_Commissioning |
| Authors |
Lindsay_M._Berkhout,_Daniel_C._Jacobs,_Zuhra_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Kai-Feng_Chen,_Carina_Cheng,_Samir_Choudhuri,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Scott_Dynes,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Hugh_Garsden,_Bharat_Kumar_Gehlot,_Abhik_Ghosh,_Brian_Glendenning,_Adelie_Gorce,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Tian_Huang,_Alec_Josaitis,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_Honggeun_Kim,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Adrian_Liu,_Anita_Loots,_Yin-Zhe_Ma,_David_Harold_Edward_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Keith_Malgas,_Bradley_Marero,_Zachary_E._Martinot,_Andrei_Mesinger,_Mathakane_Molewa,_Miguel_F._Morales,_Tshegofalang_Mosiane,_Steven_G._Murray,_Abraham_R._Neben,_Bojan_Nikolic,_Chuneeta_Devi_Nunhokee,_Hans_Nuwegeld,_Aaron_R._Parsons,_Robert_Pascua,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Yuxiang_Qin,_Eleanor_Rath,_Nima_Razavi-Ghods,_Daniel_Riley,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Mario_G._Santos,_Peter_Sims,_Saurabh_Singh,_Dara_Storer,_Hilton_Swarts,_Jianrong_Tan,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Pieter_van_Wyngaarden,_Peter_K._G._Williams,_Haoxuan_Zheng,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04304 |
この論文では、再電離アレイ水素エポック(HERA)フェーズIIシステムの設計と展開について説明します。HERAは、再電離時代の21cm放射測定を対象とした段階的実験として設計されています。フェーズIアレイの最初の結果は2022年初頭に発表されており、フェーズIIシステムの展開は完了に近づいています。フェーズIIシステムの設計について説明し、試運転の進捗状況と将来のアップグレードについて説明します。HERAは平方キロメートルアレイ(SKA)パスファインダー機器に指定されているため、フェーズIIシステムの試運転中に見られた体系を調査する多数の「ケーススタディ」も示します。これは、将来のアレイの設計と運用に役立つ可能性があります。一般的な病状は、どの機器でも同様の形で現れる可能性があり、これらの汚染源の多くは、汚染源が特定されれば軽減できます。
X線天文学用のピン止め空乏型ダイオード構造を備えたSOIピクセル検出器の設計研究と分光性能
| Title |
Design_study_and_spectroscopic_performance_of_SOI_pixel_detector_with_a_pinned_depleted_diode_structure_for_X-ray_astronomy |
| Authors |
Masataka_Yukumoto,_Koji_Mori,_Ayaki_Takeda,_Yusuke_Nishioka,_Syuto_Yonemura,_Daisuke_Izumi,_Uzuki_Iwakiri,_Takeshi_G._Tsuru,_Ikuo_Kurachi,_Kouichi_Hagino,_Yasuo_Arai,_Takayoshi_Kohmura,_Takaaki_Tanaka,_Miraku_Kimura,_Yuta_Fuchita,_Taiga_Yoshida,_Tomonori_Ikeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04365 |
私たちは、X線天文学向けに「XRPIX」と名付けられたピン付き空乏ダイオード（PDD）構造を備えたシリコン・オン・インシュレーター（SOI）ピクセル検出器の開発を行ってきました。PDD構造は厚いp型基板に形成され、完全に空乏化するために負の高電圧が印加されます。Si-SiO$_{2}$界面での暗電流の発生を低減し、SOIトランジスタのバックゲート電圧を固定するために、ピン留めされたpウェルが絶縁体層の裏側に導入されています。さらに、ｐウェルと基板との間にｎウェルを導入して、それらの間にポテンシャル障壁を作り、リーク電流を抑制する。ドーパント濃度が高くなると電位障壁が高くなるだけでなく、センスノード容量も大きくなり分光性能が低下する可能性があるため、nウェルのドーパント濃度の最適化検討が必要です。またその逆も同様です。デバイスシミュレーションに基づいて、異なるnウェルドーパント濃度を持つ5つの候補チップを作製しました。大きなリーク電流を抑制し、良好なX線分光性能を示す最適なnウェル設計を見つけることに成功しました。nウェルのドーパント濃度が低すぎるチップと高すぎるチップでは、それぞれ大きな漏れ電流とX線分光性能の低下が見られました。また、X線分光性能のnウェルドーパント濃度への依存性は、主にセンスノード容量の違いによって説明できることも発見しました。
拡散電波天空モデルを使用した方向依存のキャリブレーション
電波干渉計のキャリブレーションで使用されるデータモデルの基本的な前提は、空のモデルがコンパクトで離散的な電波源のみで構成されているということです。この仮定は、観測データに銀河のような大規模な拡散構造が見える場合には崩れます。このような大規模な拡散構造をキャリブレーションに含める簡単な方法は現在存在せず、実際には短いベースラインの除外やフィルタリングなどの間接的な手法のみが救済策として使用されます。この論文では、大規模な拡散天空モデルを無線干渉計の方向依存キャリブレーションに組み込む新しいメカニズムを提案します。スペクトルと空間の両方の正則化を使用して無線干渉データの分散キャリブレーションを拡張し、拡散放射のモデルを含めます。シェイプレット基底関数を使用して、拡散空の構造と系統誤差の空間変動の両方をモデル化します。方向依存誤差の拡散空への適用は、シェイプレット基底関数の特定のプロパティを使用して閉じた形式で行われ、畳み込みなどの高価な演算の必要性を回避します。私たちは、提案した方法の有効性を示す広範なシミュレーションを提供します。我々は、既存のキャリブレーション技術が直面する主要な問題、つまり、キャリブレーションでそのような構造を適切にモデル化しないことによる大規模な拡散構造の抑制を克服することができます。
| Title |
AstroInformatics:_Recommendations_for_Global_Cooperation |
| Authors |
Ashish_Mahabal,_Pranav_Sharma,_Rana_Adhikari,_Mark_Allen,_Stefano_Andreon,_Varun_Bhalerao,_Federica_Bianco,_Anthony_Brown,_S._Bradley_Cenko,_Paula_Coehlo,_Jeffery_Cooke,_Daniel_Crichton,_Chenzhou_Cui,_Reinaldo_de_Carvalho,_Richard_Doyle,_Laurent_Eyer,_Bernard_Fanaroff,_Christopher_Fluke,_Francisco_Forster,_Kevin_Govender,_Matthew_J._Graham,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Puji_Irawati,_Ajit_Kembhavi,_Juna_Kollmeier,_Alberto_Krone-Martins,_Shri_Kulkarni,_Giuseppe_Longo,_Vanessa_McBride,_Jess_McIver,_Sanjit_Mitra,_Timo_Prusti,_A._N._Ramaprakash,_Eswar_Reddy,_David_H._Reitze,_Reinaldo_R._Rosa,_Rafael_Santos,_Kazuhiro_Sekiguchi,_Kartik_Sheth,_Seetha_Somasundaram,_Tarun_Souradeep,_R._Srianand,_Annapurni_Subramaniam,_Alex_Szalay,_Shriharsh_Tendulkar,_Laura_Trouille,_Yogesh_Wadadekar,_Patricia_Whitelock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04623 |
2023年7月6～7日に開催された持続可能な開発のためのアストロインフォマティクスに関するS20政策ウェビナーでのパネルディスカッションから抽出された「アストロインフォマティクス、グローバルコラボレーションへの推奨事項」に関する政策概要。審議には、広範なアストロインフォマティクス、空の調査、大規模な調査など、幅広いトピックが含まれていました。-大規模な国際的取り組み、グローバルデータリポジトリ、宇宙関連データ、地域的および国際的な協力的取り組み、およびこの分野での人材育成。これらの議論では、宇宙情報学の分野が現在直面している現状、注目すべき成果、および多様な課題について包括的に取り上げられました。G20諸国は、豊富な人材と技術的能力に加え、広範囲にわたる地理的代表性により、ユニークな機会を提供しています。これらの強みを活用して、さまざまな領域で大きな進歩を遂げることができます。これらには、STEM教育と労働力開発の推進、公平な資源利用の促進、地球科学や気候科学などの分野への貢献が含まれますが、これらに限定されません。簡潔な概要を示した後、地上と宇宙の両方のデータ取り組みに関連する具体的な推奨事項を示します。私たちのチームは、必要に応じて、これらの提案についてさらに詳しく説明するためにいつでも対応できます。さらに、我々は、これらの目標の継続的な議論と実現を確実にするために、ブラジル（2024年）と南アフリカ（2025年）での今後のG20議長国での更なる関与を期待している。この政策ウェビナーは、インドでのG20議長国（2023年）中に開催されました。7つのパネルに基づいたノートは別途公開されます。
元素の存在量と太陽エネルギー粒子の物理学
太陽エネルギー粒子(SEP)の加速と輸送により、一定速度で測定される太陽エネルギー粒子の存在量は、各イオンの磁気剛性、したがってその原子質量対電荷比A/Qの関数として増加または抑制されます。イオンの電荷は、ソースの電子温度に依存します。太陽ジェットから生じる小規模な「衝撃的」SEPイベントでは、磁気リコネクション中の加速により、べき乗則の存在量が急峻に増加します。これらの衝撃的SEPイベントでは、約2.5MKの線源からの重元素が1000倍に増強され、同様に3He/4HeやIII型電波バーストを駆動するストリーミング電子も増強される可能性がある。ガンマ線線は、太陽フレアも3Heに富むイオンを加速しますが、その電子とイオンは磁気ループに捕捉されたままであるため、X線、ガンマ線、熱、光としてエネルギーを散逸することを示しています。高速コロナ質量放出（CME）によって衝撃波で加速された「緩やかな」SEPは、たとえ周囲の太陽コロナからのシーイオンであっても、べき乗則による存在量の増加または減少を示す可能性があります。さらに、衝撃は、既存の特徴的な重イオン増強により、残留衝撃性SEPからのシード粒子を再加速する可能性があります。存在量のさまざまなパターンは、重元素がHおよびHeとは異なる供給源によって支配されていることを示すことがよくあります。それにもかかわらず、多くの大規模なイベントにわたって平均化されたSEP存在量は、コロナ自体の存在量を定義し、FIP<10eVのイオンは上向きに駆動されるため、第一イオン化ポテンシャル(FIP)の関数として太陽光球とは異なることが判明しています。FIP>10eVの中性原子では感じられない電磁波の力によるものです。したがって、SEPは、太陽風とは異なる太陽コロナ内の元素存在量の測定値を提供し、一部の元素の光球をより適切に定義できる可能性があります。
太陽風中の超熱電子に対する乱流散乱の影響の調査: モデル化、観察、および示唆
| Title |
Probing_Turbulent_Scattering_Effects_on_Suprathermal_Electrons_in_the_Solar_Wind:_Modeling,_Observations_and_Implications |
| Authors |
Arnaud_Zaslavsky,_Justin_C._Kasper,_Eduard_P._Kontar,_Davin_E._Larson,_Milan_Maksimovic,_Jos\'e_M._D._C._Marques,_Georgios_Nicolaou,_Christopher_J._Owen,_Orlando_Romeo,_Phyllis_L._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04222 |
この研究は、惑星間物質中を伝播する太陽および銀河宇宙線に影響を与えるものと同様の乱流散乱機構が、太陽風中の超熱電子の集団に及ぼす影響を調査するものである。我々は、フォッカー・プランク方程式を使用して、電子を等方性から遠ざける磁気集束の作用と、電子を等方性に戻す傾向のある拡散プロセスの作用下での電子ピッチ角分布の半径方向の変化をモデル化します。このフォッカー・プランク方程式の定常状態の解を、太陽周回船およびパーカー太陽探査機のミッションから得られたデータと比較し、モデル内の唯一の自由パラメーターとして乱流の平均自由行程を変化させるという驚くべき一致を発見しました。得られた平均自由行程は天文学単位のオーダーであり、$100$eVから$1$keVの範囲内で電子エネルギーに弱い依存性を示します。この値はクーロン衝突推定値よりも著しく低いですが、低剛性の太陽エネルギー粒子イベントの観測された平均自由行程とよく一致しています。私たちのモデルと観測が強く一致していることから、太陽圏のあらゆる距離で電子に乱流散乱が作用しているという仮説が正当化されるという結論に至りました。我々は、太陽から遠く離れたところに低クヌーセン数領域が存在すること、特に、太陽からあらゆる距離にある等方性「ハロー」成分の存在、つまり電子が等方性化していることの自然な説明を提供する、いくつかの示唆について議論する。惑星間媒体の内部に戻る前に、この遠方の領域を移動します。
AutoTAB を使用して双極磁性領域の傾斜の消光を調べる
| Title |
Exploring_the_Quenching_of_Bipolar_Magnetic_Region_Tilts_using_AutoTAB |
| Authors |
Bibhuti_Kumar_Jha,_Anu_B._Sreedevi,_Bidya_Binay_Karak_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04255 |
双極磁性領域(BMR)の傾きは、太陽におけるポロイダル磁場の生成のためのバブコック・レイトン過程において重要です。私たちはJhaらの研究を拡張します。(2020)、AutoTABSreedevietal.に基づいて最近報告された追跡BMRカタログを分析します。(2023)マイケルソンドップラーイメージャー(1996～2011年)およびヘリオ地震磁気イメージャー(2010～2018年)より。AutoTABに基づいて追跡されたBMRの情報を使用して、Jhaらによって報告されたbmaxの分布が次のとおりであることを確認します。(2020)は、BMRが進化のさまざまな段階で複数回選択されたためではなく、各BMRを1回だけ考慮した場合にも存在します。さらに、ジョイの法則の傾きは、最初はbmaxの増加に伴ってゆっくりと増加することがわかります。ただし、bmax>2.5kGの場合、gamma_0は減少します。観察された$gamma_0$のbmaxによる減少は、バブコック-レイトン過程における非線形チルトクエンチングのヒントを提供します。
磁気擬似ディスクからのアウトフロー
アウトフローは、最も目に見えるマーカーの1つとして、また、質量、運動量、角運動量を突入ガスから周囲の分子雲に輸送する手段として、星形成において極めて重要な役割を果たします。その範囲の広さ(auの少なくとも$\sim1000$s)は、一般的なディスクサイズ($\sim10-100$au)とは対照的です。高解像度の3次元入れ子グリッド非理想磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用して、クラス0相の流出特性を研究します。磁気結合が弱い拡張された遠心円板からは円盤風が発生しないことがわかりました。代わりに、低速の風が落下する磁気擬似円盤から発生します。実際には、円盤の大部分はガスの流出ではなく物質の流入を経験します。擬似円盤風(PD風)の一部は円盤上の領域に向かって内側に移動し、円盤上に落ちるか上向きに進みます。ガスがもともと擬似円盤から出ているとしても、上昇流は一定の高さを超えると円盤風の印象を与えます。PD風は、ディスクのすぐ外側にあるディスク相互作用ゾーンから来る最も強い流れを持ち、擬似ディスクの内側に移流される磁場とディスクの外側に拡散する磁場の境界面です。低速風は、ある領域では磁気圧力勾配力によって駆動される流れの特徴を示し、他の領域では磁気遠心風の特徴を示します。私たちは、重力、角運動量、磁場、非理想的MHDの基本物理学の観点から流出ゾーンの構造とダイナミクスを解釈します。
平滑化粒子磁気流体力学シミュレーションにおける星形成環境 II: 抽出された塊と親シミュレーションの同等性を判断するための孤立した塊の再シミュレーション
| Title |
Star-forming_environments_in_smoothed_particle_magnetohydrodynamics_simulations_II:_Re-simulating_isolated_clumps_to_determine_equivalence_of_extracted_clumps_and_parent_simulations |
| Authors |
James_Wurster_and_Connar_Rowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04267 |
(部分的に進化した)平滑化粒子流体力学(SPH)粒子のサブセットのみを進化させた場合、恒星系(その円盤を含む)の数値再現性はどの程度になるでしょうか?これを調査するために、低質量星団の形成と初期進化を調査した以前のシミュレーションから抽出された29個の星形成塊の進化をモデル化しました。これらの塊は、クラスターシミュレーションと一致するように非理想的な磁気流体力学を含めたり除外したりする、3次元の平滑化粒子放射磁気流体力学コードを使用して展開されました。星の形成は予想どおりに進みましたが、クラスターシミュレーションの終了時に存在するシステムをまったく同じように再現することはできませんでした。ただし、恒星質量、恒星系質量、円盤質量、円盤半径の最終的な分布は統計的に再現されました。残念ながら、ディスク内の平均磁場強度の分布は統計的に再現されませんでしたが、これは磁場の進化を管理する更新されたアルゴリズムの結果である可能性があります。したがって、私たちの星団が元の低質量星団の星団と統計的に類似した星団を生成することを考えると、SPH粒子のサブセットを進化させることによって系を(磁場の強さは別として)統計的に再現できることが実証されました。したがって、このような塊は、あまり人工的でない初期環境から孤立した星の形成を調査するための初期条件として使用できます。
太陽型恒星のスーパーフレアからの噴火フィラメントによるH$\alpha$スペクトルの時間変化の単純なモデル
| Title |
Simple_Model_for_Temporal_Variations_of_H$\alpha$_Spectrum_by_an_Eruptive_Filament_from_a_Superflare_on_a_Solar-type_Star |
| Authors |
Kai_Ikuta_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04279 |
フレアは太陽や恒星の表面で起こる激しい爆発であり、太陽フレアにはフィラメント噴火やプロミネンス噴火が伴うこともあります。最近、太陽型恒星EKDraでスーパーフレアに伴う大規模なフィラメント噴火が初めて発見された。H$\alpha$スペクトルの吸収は、最初は$510$(kms$^{-1}$)の速度で青方偏移を示し、おそらく重力により時間とともに減速しました。フィラメント噴出は表面重力下での脱出速度を超えなかったが、恒星コロナ質量放出（CME）が発生すると考えられていた。このようなフィラメントの噴出がどのように起こるか、またCMEがフィラメントの噴出に関連しているかどうかを調べるために、断熱的かつ非定常な条件下でフィラメントの噴出をエミュレートする膨張する磁気ループに沿った流れの一次元流体力学シミュレーションを実行します。ループ構成とループに垂直な拡張速度は構成パラメーターで指定され、ループに沿った速度とループに垂直な速度を使用してフィラメント噴出の視線速度を計算します。我々は、(i)EKDraのH$\alpha$スペクトルの時間変動は、太陽よりも長い時間とより大きな空間スケールを持つループ内での落下フィラメント噴出によって説明できること、(ii)恒星のCMEによって説明できることを発見しました。また、EKDraのスーパーフレアからのフィラメント噴出と関連していると考えられています。これは、H$\alpha$スペクトルで観測されていない希薄化ループは脱出速度よりも速く拡大する必要があるのに対し、観測されたフィラメント噴出は脱出速度を超えないためです。。
正確な存在量を備えた高温亜矮性風のモデル II.ヘリウム主体の合併製品 CD-46 8926 および CD-51 11879
| Title |
Hot_subdwarf_wind_models_with_accurate_abundances_II._Helium-dominated_merger_products_CD-46_8926_and_CD-51_11879 |
| Authors |
J._Krticka,_I._Krtickova,_J._Janik,_P._Nemeth,_J._Kubat,_M._Vuckovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04288 |
私たちは、ヘリウム主体の亜矮星CD-468926およびCD-5111879における恒星風の強さに対する、進化的に変化した表面存在量の影響を理解することを目指しています。私たちは、独自の光学分光法とアーカイブ紫外分光法および測光を組み合わせて、基本的な値を導き出しました。選択された星のパラメータと表面存在量。結果として得られたパラメータは、これらの星の風の構造を予測するMETUJE恒星風コードへの入力として機能しました。私たちは、導出された風のパラメータを、太陽の存在量について導出された予測と比較しました。光学分析の結果、両方の亜矮星は実効温度が60kKを超え、CD-468926の場合は炭素が、CD-5111879の場合は窒素が過剰に過剰に存在することが示されました。核反応生成物による濃縮。存在量が変更されると、風の質量損失率が数十パーセント減少します。この減少により、観測値と比較して、予測される風線プロファイルが改善されます。ヘリウム存在量の変化は風のパラメータに強い影響を与えません。推定ボロメトリー光度および質量損失率が低く、距離が長くなった結果、予想されるX線光度は低くなり、観測結果と一致します。元素合成は高温亜矮星の風の強さを大きく変えることはありませんが、適切な恒星のパラメータを含めることで、観測された風の特性との一致が改善されます。私たちの分析は、ヘリウムを過剰に含む亜矮星は通常、風を起こすことができることを示しています。この結論は、文献から数千の亜矮星について収集されたデータによって裏付けられており、ヘリウムが過剰な亜矮星は、風が存在しないと予測されるキール図の領域を避けることが示されています。これは、風によって抑制されるヘリウムの重力沈下という観点から解釈できます。
広い軌道を持つミリ秒パルサーの形成
| Title |
Formation_of_millisecond_pulsars_with_wide_orbits |
| Authors |
Bo_Wang,_Dongdong_Liu,_Yunlang_Guo,_Hailiang_Chen,_Wenshi_Tang,_Luhan_Li,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04395 |
ミリ秒パルサー(MSP)は、回転周期が短い電波パルサーの一種で、恒星の天体物理学の多くの側面で重要な役割を果たしています。近年、さらに広い軌道($>30\,\rmd$)を持つMSPがいくつか発見されていますが、その起源は依然として不明瞭です。今回の研究では、物質移動過程の断熱べき乗則の仮定に従って、鉄心崩壊超新星（CCSN）チャネルを通る広い軌道を持つMSPの形成のための完全なバイナリ進化計算を多数実行しました。CCSNから発生した中性子星(NS)が赤色巨星(RG)からの物質を降着させ、ミリ秒周期まで回転します。このチャネルは$30-1200\,{\rmd}$の範囲の広い軌道を持つ観測されたMSPを形成することができ、その中でWD伴星の質量は$0.28-0.55\,\rmM_{\わかりません}$。また、WD随伴質量対軌道周期図において、観測されたほとんどすべてのMSPがこのチャネルによって再現できることもわかりました。CCSNチャネルから得られるMSPの銀河数は$\sim0.9-1.4\times10^{6}$の範囲内であると推定されます。降着誘起崩壊チャネルと比較して、CCSNチャネルは広い軌道を持つMSPを生成する有力な方法を提供します。
NenuFAR 観測における太陽電波バーストの自動検出
| Title |
Automatic_detection_of_solar_radio_bursts_in_NenuFAR_observations |
| Authors |
Pearse_C._Murphy,_Baptiste_Cecconi,_Carine_Briand,_St\'ephane_Aicardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04469 |
太陽電波バーストは、太陽系の無線周波数で最も明るい放射の一部です。これらのバーストを生成する放出メカニズムは、太陽コロナプラズマの物理プロセスに関する遠隔の洞察を提供する一方、微細なスペクトル特徴はその根底にある乱流の性質を示唆します。電波ノイズ嵐の間、数時間の間に何百もの太陽電波バーストが発生する可能性があります。太陽電波バーストの識別と分類は多くの場合手動で行われますが、この目的のために多数の自動アルゴリズムが作成されています。画像のセグメンテーションと分類のための機械学習アルゴリズムの使用は十分に確立されており、タイプIIおよびタイプIIIの太陽電波バーストを識別する場合に有望な結果が示されています。ここでは、NenuFAR太陽観測の動的スペクトルに適用された畳み込みニューラルネットワークの結果を紹介します。バックグラウンドスペクトルから無線バーストをセグメント化する最初の成功例をいくつか紹介し、バースト分類に必要な手順の概要を説明します。
振動ダイナモにおけるデータ駆動型のスケール識別
パーカーの平均場モデルには、大規模な振動ダイナモ波を生成する2つのプロセスが含まれています。それは、小規模の螺旋流による磁力線の伸長と、差動回転による磁力線の伸長です。この研究では、このモデルのコヒーレントな磁場構造を特定するための、データ駆動型モーダル解析である動的モード分解の能力を調査します。標準形式では、唯一存在するフィールドスケールがダイナモの不安定性に対応します。ダイナモのマルチスケールの性質を考慮するために、モデルは時間内でコヒーレントな流れ場で強化され、小規模な磁場により速い時間的展開を強制しました。DMDモードの2つのクラスターが得られました。1つはダイナモ波周波数付近に位置し、その非線形自己相互作用に関連する「遅い」クラスター、もう1つは強制周波数を中心とし、ダイナモ波周波数間の相互作用から生じる「高速」クラスターです。波と流れ。フーリエ変換などの他の広く使用されているデータ解析方法と比較して、DMDは、ダイナモの非線形ダイナミクスに関連する自然な時空間基盤を提供します。DMDモデルのパラメーターであるランクと遅延がその精度にどのように影響するかを評価し、最後に、ランダムに強制されたより複雑なダイナモフローに適用した場合のこのアプローチの制限について説明します。
X2 太陽フレア後のコロナルレインの形成と進化の分光観測
| Title |
Spectroscopic_Observations_of_Coronal_Rain_Formation_and_Evolution_following_an_X2_Solar_Flare |
| Authors |
David_H._Brooks,_Jeffrey_W._Reep,_Ignacio_Ugarte-Urra,_John_E._Unverferth,_Harry_P._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04537 |
コロナ加熱問題を解決する上での重大な障害は、現在、冷却段階の活性領域(AR)ループしか観測されていないことです。これまでの研究では、冷却ループの密度と頂点温度の変化は、エネルギー蓄積の大きさ、期間、場所には影響を受けないことが示されています。それでも、エネルギーがどのように放出されるかについての潜在的な手がかりは、冷却段階の特性にコード化されています。冷却段階の最も壮観な現象の1つであるコロナルレインの出現は、プラズマが1MK未満に冷却されたときに発生します。これにより、たとえば加熱周波数に制約が設定されます。コロナルレインの観測のほとんどは画像機器によって行われています。今回我々は、X2.1リムフレアの後にコロナルレインが形成されるループアーケードの珍しい日の出/EUVイメージング分光計(EIS)観察を報告します。1.5MKの光球と3.5MKのコロナの間のプラズマ組成測定の分岐は、フレア後のコロナ雨を観測していることを示唆しています。温度の低下（2.7MKから0.6MK）に伴う非熱速度と密度の増加は、凝縮の形成とその後の進展が観察されていることを示唆しています。ドップラー速度測定は、画像データ内の見かけの流れの10%補正が妥当であることを示唆しています。0.7MKでの放射測定分析では狭い温度分布が示されており、コロナループで観察されたものを思い出させる一貫した挙動を示しています。EISの時空間分解能の限界は、私たちが最大の特徴または雨を観測していることを示唆しています。これらの観測は、ループ冷却段階の観測から得られる、コロナレインの加熱速度、発生源、乱流、および集団的挙動についての洞察を提供します。
ドライサー電場の定義と太陽フレアにおける暴走電子
| Title |
Dreicer_electric_field_definition_and_runaway_electrons_in_solar_flares |
| Authors |
Yu.T._Tsap,_A.V._Stepanov_and_Yu.G._Kopylova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04591 |
DreicerとSpitzerが電子の動摩擦力について提案したアプローチに基づいて、太陽フレアコロナ条件下の衝突水素プラズマ中の大規模電場$E$による電子の加速を解析します。ドライサー電場$E_{Dr}$は、電子集団全体が逃げ出す臨界電場として決定されます。強い電場($E\lesssimE_{Dr}$)と弱い電場($E\llE_{Dr}$)の2つの領域について議論します。一般的に使用されているドライサー場の正式な定義では、その値が約5倍過大評価されることが示されています。マクスウェル分布の「尾部」の電子がサブドライザー電場の作用下で暴走する臨界速度は、一部の研究では$\sqrt{3}$倍過小評価されていることが判明しました。暴走電子と熱電子との衝突は考慮されていません。太陽コロナで発生するサブドライサー電場による電子加速は困難に直面している。
修正重力におけるブラックホール摂動に対する一次アプローチにおける準正規モードの数値計算
| Title |
Numerical_computation_of_quasinormal_modes_in_the_first-order_approach_to_black_hole_perturbations_in_modified_gravity |
| Authors |
Hugo_Roussille,_David_Langlois_and_Karim_Noui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.11986 |
我々は、運動方程式の一次（動径微分）定式化に基づき、連分数法の行列バージョンを使用した、準正規モードの数値計算への新しいアプローチを提案します。この数値手法は、従来の2次のシュルオーディンガー形式の運動方程式が常に利用できるわけではない、修正重力下での静的ブラックホールの研究に特に適しています。私たちのアプローチは、ブラックホールの地平線近くおよび空間無限大における摂動の漸近挙動,これは最近提案した系統的アルゴリズムによって取得できます.この研究では,最初にシュワルツシルトブラックホールの摂動に対する我々の方法を提示し,QNMの既知の周波数を非常に高い精度で回復します.次に,特定のスカラーテンソル重力理論における正確なブラックホール解の軸方向の摂動にこの方法を適用します.また,得られたQNM周波数を次のものとクロスチェックします.他の数値的手法。
確率的重力波背景の（非）観測による重力パリティ違反の新たな探査
| Title |
A_New_Probe_of_Gravitational_Parity_Violation_Through_(Non-)Observation_of_the_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Thomas_Callister,_Leah_Jenks,_Daniel_Holz,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.12532 |
重力セクターにおけるパリティ違反は、一般相対性理論を超えた多くの理論の予測です。重力波の伝播において、パリティ違反は、右円偏光モードと左円偏光モードの間で振幅および/または速度複屈折を誘発することによって現れます。私たちは、確率的重力波背景を使用して、これらの複屈折効果に制約を設ける方法を研究します。2つのモデルシナリオを検討します。1つは複屈折補正が任意に大きくなるようにするシナリオで、もう1つは厳密な理論事前分布を課すシナリオです。前者では、コンパクトなバイナリーイベントからの確率的背景が現在検出されていないため、一般的な複屈折重力波信号に制約を課します。$\mathcal{O}(10^{-1})$の複屈折パラメータ$\kappa_D$と$\kappa_z$に対する結合制約を見つけます。後者のシナリオでは、将来アップグレードされるLIGO-Virgo-KAGRAネットワークおよび提案されている第3世代検出器の観測から生じるパリティ違反理論の制約を予測します。第3世代の検出器は制約を少なくとも2桁改善でき、パリティ違反理論に新たな厳しい制限を与えることができることがわかりました。この研究では、重力波データを使用した重力パリティ違反の新規かつ強力な調査を紹介します。
加速するインスピレーションを与える連星を検出するための重力波形モデル
我々は、遠方の三次質量を周回するときなど、検出中に一定であると想定される小さな加速度を受ける、インスピレーションを与える連星の解析的周波数領域重力波形モデルを提示する。視線に沿った質量中心の加速度は、標準のTaylorF2モデルを乱す新しいパラメータとして組み込まれています。波の位相をポストニュートン次数の3次と加速度の1次まで計算します。加速度は信号の低周波部分の波の位相を最も大きく変化させることが示されているため、この影響を検出するには、低周波で優れた感度を備えた地上の検出器が最も効果的です。我々は、中性子星と恒星質量ブラックホールの質量範囲にわたる先進的なLIGOAPlus、CosmicExplorer、およびEinsteinTelescopeでのこの効果の検出可能性を定量化するためのFisher情報計算を提示し、加速度と他のパラメータの間の縮退について議論します。また、波位相モデルを加速度の非線形次数に拡張する必要があるほど加速度が大きいパラメータ空間も決定します。
E.M. Tursunov、S. A. Turakulov、および K. I. Tursunmakhatov による論文「ポテンシャル
モデル アプローチにおける天体物理学的直接捕獲反応 6Li(p,g)7Be の詳細な研究」、PHYSICAL REVIEW C
108、065801 (2023) へのコメント
| Title |
Comments_to_the_paper_"Detailed_study_of_the_astrophysical_direct_capture_reaction_6Li(p,g)7Be_in_a_potential_model_approach"_by_E._M._Tursunov,_S._A._Turakulov,_and_K._I._Tursunmakhatov,_PHYSICAL_REVIEW_C_108,_065801_(2023) |
| Authors |
S._B._Dubovichenko,_A.S._Tkachenko,_R._Ya._Kezerashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04281 |
記事[Phys.Rev.C108.065801(2023)]。[物理学。Rev.C108.065801(2023)]には根拠のない虚偽の記述が少なくとも1つ含まれており、私たちの回答はこれを明確に明らかにしています。結果をグラフで比較しました[Phys.Rev.Phys.Rev.C105、065806(2022)]と[Phys.Rev.C108.065801(2023)]。以来、[Phys.Rev.C108.065801(2023)][Phys.Rev.C105,065806(2022)]に若干の変更を加えたものを使用しました。これらの研究の結果はほぼ同じですが、[Phys.C105,065806(2022)]Rev.C108.065801(2023)]は反対のことが述べられています。
密な星団に動的に集合する連星ブラックホール合体からの確率的重力波背景について
| Title |
On_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_from_Binary_Black_Hole_Mergers_Dynamically_Assembled_in_Dense_Star_Clusters |
| Authors |
Xiao-Xiao_Kou,_Giacomo_Fragione,_Vuk_Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04347 |
LIGO-Virgo-KAGRAによって約100個のバイナリーブラックホール(BBH)合体が検出され、現在のO4実行でも数百個が予想されており、GWは宇宙についての私たちの理解に革命をもたらしています。一部のBBH光源は、個別に検出するには弱すぎますが、集合的には確率的GWバックグラウンド(SGWB)を引き起こす可能性があります。この論文では、最先端の数値モデルを使用して、高密度星団に動的に組み立てられたBBH合体に関連するSGWBを計算します。我々は、BBH合体の質量分布の進化をモデル化する役割について議論します。これは、モデルの選択とパラメータ推定に重要な影響を及ぼし、BBH形成の異なるチャネルを区別するために使用できる可能性があります。我々は、星団の誕生特性がSGWBの振幅と周波数スペクトルにどのような影響を与えるかを実証し、地上設置のGW検出器による今後の観測では、星団を検出できるほどの感度が得られる可能性があることを示します。たとえ検出されなかった場合でも、GWデータは不確実性の高いクラスター誕生特性を制限するために使用できることがわかり、これはJWSTによる初期宇宙の若い大質量クラスターや原始星クラスターの直接観測を補完することができます。
重力波を使って宇宙の最初の1秒を観察する
宇宙はその始まりに遡って重力放射線を透過するため、重力波は初期宇宙のユニークな探査機です。この記事では、検出の見通しと、検出可能な確率的重力波背景につながる可能性のある広範囲の原始事象について要約します。そのような背景は、標準モデルの先にあるもの(あるとすれば)を、場合によっては非常に高いスケールで明らかにすることになるでしょう。確率的重力波背景を検出するためのさまざまな戦略を概観した後、そのような背景の原因となり得る3つの主要な原始事象を深く掘り下げます。最後に、原始的な背景の他の情報源の風景を要約します。
フーリエ変換分光計からの出力を後分散するために使用される極低温遠赤外回折格子分光計の開発と検証
| Title |
Development_and_validation_of_a_cryogenic_far-infrared_diffraction_grating_spectrometer_used_to_post-disperse_the_output_from_a_Fourier_transform_spectrometer |
| Authors |
Alicia_M._Anderson,_David_A._Naylor,_Brad_G._Gom,_Matthew_A._Buchan,_Adam_J._Christiansen,_Ian_T._Veenendaal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04488 |
遠赤外線検出器技術の最近の進歩により、生の感度が以前の最先端の検出器に比べて1桁以上増加しました。このような感度では、極低温冷却光学系を使用している場合でも、スペクトル帯域通過を制限する方法が使用されない限り、光子ノイズが支配的なノイズ成分になります。この最先端の機器コンセプトは、偏光フーリエ変換分光計(FTS)によって変調された光を検出器アレイ上で後分散する反射回折格子を特徴としており、それによって各検出器の光子ノイズを低減します。この論文では、\SIrange{285}{500}{\micro\meter}からの波長範囲にわたって動作し、室温からの出力を後分散するために使用された極低温(4K)回折格子分光計の開発について説明します。二極化するFTS。グレーティングのスペクトル応答と回折効率の測定値は、機器の性能を特徴付けるために波長と偏光の両方の関数として表示されます。
キラル異方性変換によるパルサーキック
高密度媒質中で軸方向ベクトル流を誘起するキラル分離効果によって促進される原始中性子星加速の新しい機構について議論する。電子のバックグラウンド軸ベクトル電流からニュートリノが散乱する過程を考察します。我々は、運動量空間における磁場または密度の異方性が非ゼロ反跳に不可欠であることを示し、このメカニズムをキラル異方性変換と呼びます。強い磁場$B\simeq10^{12}$Tと異方性$\sim10\%$を仮定すると、カイラル異方性変換により典型的なパルサーキックのオーダーの速度、つまり$v_{が得られることがわかります。\mathrm{キック}}\gtrsim1000$km/秒。
