高赤方偏移クエーサースペクトルにおける Ly$\alpha$ 透過スパイクの物理的性質について
| Title |
On_the_Physical_Nature_of_Ly$\alpha$_Transmission_Spikes_in_High_Redshift_Quasar_Spectra |
| Authors |
Hanjue_Zhu,_Nickolay_Gnedin,_Camille_Avestruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04762 |
私たちは、「コンピュータによる宇宙再電離」シミュレーションからの合成クェーサースペクトルを使用して、$5.2<z<6.8$でのライマンアルファ(Ly$\alpha$)透過スパイクを調査します。銀河間媒体(IGM).IGM物理学とこれらのスパイクの生成に対する銀河の影響の間の複雑な相互作用を解きほぐすことは、重大な課題を提示します.これに対処するために、解釈可能な機械学習アルゴリズムであるExplainableBoostingMachinesを使用して、相対的な影響を定量化します。Ly$\alpha$フラックス上のさまざまなIGM特性の解析結果から、ガス密度が吸収強度に影響を与える主な要因であり、次に背景放射線の強度とIGMの温度が続くことが明らかになりました。Ly$\alpha$フラックスへの影響は最小限であると考えられ、シミュレーションではガス密度の低い領域で透過スパイクが主に発生することが示されています。私たちの結果は、これらのスパイクの起源が放射線が強い地域にあることを示唆する最近の観察研究に疑問を投げかけます。私たちは、Ly$\alpha$透過スパイクの大部分が大規模構造の産物であり、その銀河が偏ったトレーサーであることを示します。
レンズ銀河団のメンバー銀河を探査することにより、レンズ銀河団における時間遅延宇宙撮影の能力を強化します。 II.コズミッククロノメーター
| Title |
Augmenting_the_power_of_time-delay_cosmography_in_lens_galaxy_clusters_by_probing_their_member_galaxies._II._Cosmic_chronometers |
| Authors |
P._Bergamini,_S._Schuldt,_A._Acebron,_C._Grillo,_U._Mestric,_G._Granata,_G._B._Caminha,_M._Meneghetti,_A._Mercurio,_P._Rosati,_S._H._Suyu,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04767 |
我々は、銀河の膨張率と形状を測定するための新しいアプローチを提案する。これは、レンズ銀河団の時間遅延宇宙記録法と、メンバー銀河を探査することによる「宇宙クロノメーター」(CC)の純粋なサンプルを組み合わせたものである。前者は、銀河団によって強くレンズされた時変源の複数の画像間の測定された時間遅延を利用し、後者は、最も大規模で受動的な銀河団メンバー銀河を利用して、宇宙の差分時間進化を測定します。私たちは、宇宙論的パラメータの値の精度と精度の向上を評価するために、測定量の現実的な誤差を採用する2つの異なる統計手法を適用しました。提案された組み合わせ手法により、ハッブル定数の値の堅牢かつ正確な測定が可能になることを実証します。さらに、パラメーター縮退を破る際の2つの異なるプローブ間の相補性のおかげで、他の宇宙論的パラメーターに関する貴重な情報が得られます。最後に、いくつかのレンズ銀河団に関する既存の高品質分光測光データを利用することにより、提案された結合方法の即時観測の実現可能性を示します。
JWST の観測は、8 シグマ信頼度でのハッブル張力の説明としてセファイド測光の認識されない混雑を否定
| Title |
JWST_Observations_Reject_Unrecognized_Crowding_of_Cepheid_Photometry_as_an_Explanation_for_the_Hubble_Tension_at_8_sigma_Confidence |
| Authors |
Adam_G._Riess,_Gagandeep_S._Anand,_Wenlong_Yuan,_Lucas_M._Macri,_Stefano_Casertano,_Andrew_Dolphin,_Louise_Breuval,_Dan_Scolnic,_Marshall_Perrin,_Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04773 |
我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による、距離はしごの幾何学的アンカーNGC4258と、JWSTによる以前の研究よりもはるかに大きなサンプルである8SNe~Iaの5つのホストにおける1000以上のセファイドの高精細観察を提示する。これらの銀河には、それぞれ平均150個を超えるセファイドの最大のサンプルが含まれており、NIRのハッブル宇宙望遠鏡で以前に測定されたものと最も強力な統計的比較が得られます。これらは、HSTでハッブル定数を決定するために使用される距離範囲にも及ぶため、HST測定における距離に依存するバイアスを探索することができます。JWSTの優れた解像度は、HSTで測定されたNIRセファイドの周期と光度の関係(Leavittの法則)の最大の変動源であるクラウディングノイズを打ち消します。2つのエポックを使用してセファイドの位相を制限し、3つのフィルターを使用して赤みを除去することで、セファイドのPL関係のばらつきを2.5分の1に低減します。HSTとJWSTから求めた平均距離測定値には有意な差はなく、正式な差は-0.01+/-0.03等でした。この結果は、ゼロポイントや、金属量の依存性、局所的な密集度、フィルターの選択、関係の傾きなどの分析のバリエーションとは無関係です。8.2シグマの「ハッブル張力」の原因として、距離とともに増大するHSTからのセファイド測光の認識されないクラウディングの仮説を棄却できます。つまり、ハッブル張力自体の仮説よりも高い信頼性があります。私たちは、距離梯子を横切るセファイドの測光測定における誤差は張力に大きく寄与しないと結論付けています。
JWST を使用した赤色巨星の分岐距離の先端: NGC 4258 の絶対校正と Ia 型超新星ホストへの最初の応用
| Title |
Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Distances_with_JWST:_An_Absolute_Calibration_in_NGC_4258_and_First_Applications_to_Type_Ia_Supernova_Hosts |
| Authors |
Gagandeep_S._Anand,_Adam_G._Riess,_Wenlong_Yuan,_Rachael_Beaton,_Stefano_Casertano,_Siyang_Li,_Dmitry_I._Makarov,_Lidia_N._Makarova,_R._Brent_Tully,_Richard_I._Anderson,_Louise_Breuval,_Andrew_Dolphin,_Igor_D._Karachentsev,_Lucas_M._Macri,_and_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04776 |
赤色巨星の枝の先端（TRGB）を使用すると、ヘリウムフラッシュを受ける前の低質量赤色巨星の枝の最も明るい上昇に基づいて、近くの銀河までの正確かつ正確な距離を測定できます。JWSTの出現により、この技術を利用して、HSTの到達範囲である20Mpcを大幅に上回る、少なくとも50Mpcまでの銀河距離を測定することが大いに期待されています。ただし、標準的なキャンドルの場合は、まず絶対参照を提供する必要があります。ここでは、サイクル1データを使用して、F090Wフィルターの絶対キャリブレーションを提供します。F090Wは、HSTによるTRGB測定に一般的に使用されるF814Wフィルターに最も似ています。F814Wフィルターは、基礎となる金属量や星の年齢への依存が最小限であるため、コミュニティによって採用されていました。私たちが使用した画像は、NGC4258の郊外で撮影されたもので、水メガメーザーのケプラー運動から直接幾何学的距離を測定できます。いくつかの測定手法を利用して、メタルプアTRGBの$M_{TRGB}^{F090W}$=-4.362$\pm$0.033(stat)$\pm$0.045(sys)mag(Vega)を求めます。また、2つのIa型超新星母星、NGC1559とNGC5584のTRGBの測定も実行しました。TRGBの距離と、セファイド星からこれらの銀河までの以前の距離測定結果との間に良好な一致が見つかりました($\Delta$=0.01$\pm$0.06)mag)、これらの違いはハッブル張力($\sim$0.17mag)を説明するには小さすぎます。最後のおまけとして、NGC5584の近くにある微光の矮小銀河の偶然の発見を紹介します。
JWSTによる遠方はしご銀河のJ領域漸近巨大分岐の偵察：不規則な光度関数からハッブル定数の近似まで
| Title |
Reconnaissance_with_JWST_of_the_J-region_Asymptotic_Giant_Branch_in_Distance_Ladder_Galaxies:_From_Irregular_Luminosity_Functions_to_Approximation_of_the_Hubble_Constant |
| Authors |
Siyang_Li,_Adam_G._Riess,_Stefano_Casertano,_Gagandeep_S._Anand,_Daniel_M._Scolnic,_Wenlong_Yuan,_Louise_Breuval,_Caroline_D._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04777 |
私たちは、メーザー母星NGC4258と6つのIa型超新星(SN~Ia)の4つの母星:NGC1448、NGC1559、NGCの近赤外色等級図の漸近巨大分枝(JAGB)のJ領域にある星を研究します。これらの星の塊は、$1.0<F150W-F277W<1.5$および$m_{F150W}$=22-25等付近で\textit{JamesWebbSpaceTelescope}のNIRCam測光で容易に確認できます。この最近提案された標準キャンドルに見かけの基準等級を割り当てるために、最頻値、中央値、シグマクリップ平均、またはその視度関数のモデル化されたパラメータなど、さまざまな方法が提案されています。宿主内変動を測定することでこれらの一貫性をテストし、統計的不確実性を大幅に超える最大$\sim$0.2magの差を見つけます。明るさの違いは本質的なものであるように見えますが、JAGBLFの不均一な形状によってさらに増幅されます。これは、LMCとSMCの比較ですでに明らかな問題です。私たちは、JAGBの大きさと、NGC4258によって校正されたSNIaホストサンプルまでの距離を一貫して測定するための「多くの方法」アプローチに従っています。セファイド座、赤色巨星の枝の先端(TRGB)、およびミラスから測定された距離と大まかな一致が見られます。。ただし、JAGB法によって推定され、$H_0$の推定に必要なSNホスト平均距離は、上記の定義間で$\sim$0.18等異なります。これは、JAGB光度関数の非対称レベルの違いの結果です。この方法により、$72-78$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の全範囲が得られます。つまり、基準結果は$H_0=74.7\pm2.2$(stat)$\pm$になります。2.3(sys)(求積で結合した場合は$\pm$3.2)kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、セファイド、TRGB、またはミラスから独立しており、系統誤差は次の式の違いによって制限されます。メソッド。将来の研究では、この有望なツールをさらに標準化して改良し、確立された距離指標との競争力を高めることが求められる可能性があります。
表形式の関数のモノポール周波数スペクトルに誘発される観測者の運動効果の高速計算について
| Title |
On_the_fast_computation_of_the_observer_motion_effects_induced_on_monopole_frequency_spectra_for_tabulated_functions |
| Authors |
Tiziana_Trombetti,_Carlo_Burigana,_Marco_Tucci_and_Luigi_Toffolatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05201 |
宇宙背景の等方性単極子周波数スペクトルを変更し、より高い周波数に変換する観測者の動きによって生じるブースト効果を計算する方法が研究されています。球面調和係数の明示的な解析ソリューションが提示され、さまざまなバックグラウンドスペクトルに適用されるため、計算量が軽減されます。高周波スペクトルは、スペクトルの高次導関数によって導かれます。表にまとめられた周波数スペクトルは、ドップラーシフトに比べて比較的低い周波数分解能で計算されているため、補間が必要です。それらは、モデリング、観測データ、または制限された計算精度における本質的な不正確さによる不確実性の影響を受け、微分次数とともに伝播および増加し、より高いlおよび観測されたモノポールの信頼できる計算を妨げる可能性があります。元の関数と多極子スペクトルをフィルタリングして、高調波係数の信頼できる予測を導き出します。テイラー級数で表現されたスペクトルについては、スペクトル導関数の観点からl=6までの調和係数の陽的な解を導出します。私たちはフィルターを検討し、シミュレートされたノイズで汚染された適切な分析近似に基づくこれらの方法の品質を研究します。我々は、銀河系外のソースとして、ラジオ大音量のAGNとCMBに重ね合わされた21cmラインからのマイクロ波背景を考慮します。導関数の実空間フィルタリングと組み合わせたガウスプレフィルタリングにより、l=6までの正確な予測が可能になり、対数対数多項式表現により任意のlで正確な解が得られます。21cmモデルの種類を説明するのは難しいため、仮定を緩和することが重要です。プレフィルタリングにより最大l=3～4まで正確な予測が得られますが、さらにフィルタリングまたはブースト増幅/逆増幅方法を使用すると結果が改善され、合理的な推定が可能になります。この方法により、高速計算で管理できる現実的な背景モデルの範囲を拡張できます。
TWA 27B でのヘリウムと水素の降着指標の再検討: 自由落下速度に近い弱い質量流量
| Title |
Revisiting_the_Helium_and_Hydrogen_Accretion_Indicators_at_TWA_27B:_Weak_Mass_Flow_at_Near-Freefall_Velocity |
| Authors |
Gabriel-Dominique_Marleau,_Yuhiko_Aoyama,_Jun_Hashimoto,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04763 |
TWA27B(2M1207b)は、直接画像化された最初の惑星質量(MP~5MJ)伴星(Chauvinetal.2004)であり、JWST/NIRSpecで0.9～5.3ミクロンで観察されました(Luhmanetal.2023)。TWA27Bの降着特性を理解するために、連続体で減算された近赤外のヘリウムおよび水素の輝線を検索し、その幅と光度を測定します。HeIトリプレットは4.3シグマで検出され、NIRSpecでカバーされるすべてのパッシェン系列系統(Paアルファ、Paベータ、Paガンマ、Paデルタ)は4～5シグマで検出されます。3つの最も明るいブラケットシリーズライン(Brアルファ、Brベータ、Brガンマ)とPfガンマおよびPfデルタは、2～3シグマでの暫定的な検出です。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブデータを通じて、Hアルファを含む他の水素ラインに上限を提供します。3つのラインを確実にデコンボリューションして、表面自由落下速度の60%に相当する固有幅デルタv=67+-9km/sを明らかにすることができます。線の明るさは、彩層活動によるものとは考えられないほど高すぎるようです。線の明るさを降着率に変換すると、惑星質量のスケーリング関係を使用するとMdot~5e-9MJ/年、外挿恒星のスケーリングを使用するとMdot~0.1e-9MJ/年が得られます。これらの線のいくつかは、このような低質量の降着体での最初の検出を表しています。降着速度が弱いことは、形成が終了した可能性が高いことを示唆しています。この分析は、JWSTが惑星質量物体への低い線放出質量降着率の測定に使用できることを示し、TWA27Bに供給される質量貯留層のより深い探索を動機づけ、他の若い直接画像化された天体が--これまで知られていなかった--可能性を示唆するものである。も蓄積していきます。
TESS の若く成熟した太陽系外惑星の探索 (THYME) XI: 4 億個のおおぐま座移動群の近くの太陽に似た母星を周回する地球サイズの惑星
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_XI:_An_Earth-sized_Planet_Orbiting_a_Nearby,_Solar-like_Host_in_the_400Myr_Ursa_Major_Moving_Group |
| Authors |
Benjamin_K._Capistrant,_Melinda_Soares-Furtado,_Andrew_Vanderburg,_Alyssa_Jankowski,_Andrew_W._Mann,_Gabrielle_Ross,_Gregor_Srdoc,_Natalie_R._Hinkel,_Juliette_Becker,_Christian_Magliano,_Mary_Anne_Limbach,_Alexander_P._Stephan,_Andrew_C._Nine,_Benjamin_M._Tofflemire,_Adam_L._Kraus,_Steven_Giacalone,_Joshua_N._Winn,_Allyson_Bieryla,_Luke_G._Bouma,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Giovanni_Covone,_Zo\"e_L._de_Beurs,_Chelsea_X._Huang,_Samuel_N._Quinn,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Jon_M._Jenkins,_Laura_Kreidberg,_David_W._Latham,_Avi_Shporer,_Joseph_D._Twicken,_Bill_Wohler,_Ricardo_Yarza,_and_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04785 |
若い地球世界は、惑星の形成と進化に関する一般的な理論を制約するための重要な実験台です。私たちは、若い太陽に似た星(TOI-1726、HD63433)を通過する近く(22個)の地球サイズの惑星、HD63433dの発見を紹介します。HD63433dは、この多惑星系で検出された3番目の惑星です。主星の運動学的、回転的、および存在量の特性は、この星が若い(414$\pm$23Myr)おおぐま座移動グループに属していることを示しており、そのメンバーであることはGaiaDR3とTESSからの新しいデータを使用して更新されます。TESS光度曲線の通過解析により、HD63433dの半径は1.1$R_\oplus$で、主星の近くを4.2日の周期で公転していることがわかりました。現在までに、HD63433dは、確認されている年齢が5億ミル未満の最小の系外惑星であり、地球サイズに最も近い若い惑星です。さらに、恒星主の見かけの明るさ（V$\およそ$6.9等）により、この通過多惑星系は、若い地球サイズの世界における大気損失を調べるための分光追跡調査など、さらなる調査に有利なものとなっている。
オリオン座の木星質量連星天体の電波対応物
| Title |
A_Radio_Counterpart_to_a_Jupiter-Mass_Binary_Object_in_Orion |
| Authors |
Luis_F._Rodriguez,_Laurent_Loinard,_Luis_A._Zapata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04905 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡のオリオン星雲内部の近赤外線データを使用して、\citet{Pearson_McCaughrean_2023}は40個の木星質量連星天体(JuMBOS)を検出しました。これらの系は星とは関連しておらず、その構成要素には巨大な木星のような惑星の塊と、$\sim$100auオーダーの空の平面内に分離があります。これらの広く浮遊する惑星質量連星の存在は、星と惑星の形成に関する現在の理論では予想外でした。ここでは、JuMBOに対応する無線連続体(6.1および10.0GHz)KarlG.\JanskyVeryLargeArrayの検出を報告します。24。電波放射は、数日、数年のタイムスケールにわたって$\sim$50$\mu$Jyのレベルで安定しているようです。空平面内の電波源の速度に$\simeq15$~km~s$^{-1}$の上限を設定します。近赤外線の場合と同様、電波放射はバイナリの両方の成分から発生しているようです。
太陽系の巨大な惑星は、滑らかな原始惑星系円盤への小石の降着によって形成されるのでしょうか?
| Title |
Can_the_giant_planets_of_the_Solar_System_form_via_pebble_accretion_in_a_smooth_protoplanetary_disc? |
| Authors |
Tommy_Chi_Ho_Lau,_Man_Hoi_Lee,_Ramon_Brasser,_Soko_Matsumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05036 |
一般に普及している$N$体の惑星形成モデルは通常、月質量の胚から始まり、移動トラップがない場合には大質量惑星核が太陽系内部へ急速に移動するという一般的な傾向を示します。この設定では、システムの最終的なアーキテクチャにとって重要な、微惑星から胚への進化を捉えることができません。私たちは、$\sim10^{-6}$--$10^{-4}M_\oplus$の微惑星から始まる惑星移動を伴う惑星形成をモデル化し、太陽系の巨大惑星を再現することを目指しています。私たちは、並列化された$N$-bodyコードSyMBApを使用して、相互重力、小石の降着、ガスの降着、惑星の移動の影響下で進化した滑らかな原始惑星系円盤内の1,000～5,000個の微惑星の集団をシミュレートしました。私たちは、成長する微惑星間の力学的相互作用が活発で、励起された天体への小石の付着を止めることができることを発見しました。惑星の移動がなかった一連の結果では、6天文単位を超えると1～2つの巨大ガス惑星と1～2つの氷の巨人が生成されますが、惑星の移動が始まると、巨大な惑星の核はすぐに太陽系内部に移動します。微惑星円盤では動的加熱が重要であり、同様のモデルでは小石遭遇時間の短縮を考慮する必要があります。惑星の移動は、滑らかな原始惑星系円盤の中に冷たい巨大惑星を形成するという課題が依然として残されており、このことは、それらを広い軌道で止めるには別の機構が必要であることを示唆している。
1100万メートルの系外惑星TOI-1227 bの通過タイミング変動の証拠
| Title |
Evidence_for_transit-timing_variations_of_the_11_Myr_exoplanet_TOI-1227_b |
| Authors |
J.M._Almenara,_X._Bonfils,_T._Guillot,_M._Timmermans,_R.F._D\'iaz,_J._Venturini,_A.C._Petit,_T._Forveille,_O._Suarez,_D._Mekarnia,_A.H.M.J._Triaud,_L._Abe,_P._Bendjoya,_F._Bouchy,_J._Bouvier,_L._Delrez,_G._Dransfield,_E._Ducrot,_M._Gillon,_M.J._Hooton,_E._Jehin,_A.W._Mann,_R._Mardling,_F._Murgas,_A._Leleu,_M._Lendl,_D._Queloz,_S._Seager,_J._Winn,_S._Zu\~niga_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05047 |
TOI-1227bは、誕生から1100万年が経過した検証済みの通過惑星であり、収縮期の途中にあり、現在の半径は0.85R$_J$です。低質量の主系列星(0.170M$_\odot$、0.56R$_\odot$)を27.4日ごとに周回しています。若い主星の磁気活動は動径速度のジッターを誘発し、惑星質量の良好な測定を妨げます。私たちは宇宙望遠鏡と地上望遠鏡を使ってTOI-1227bの追加の通過観測を収集し、非常に重要な通過タイミング変動(TTV)を検出しました。それらの振幅は約40分で、支配的な時間スケールは3.7年より長くなります。それらの最も可能性の高い起源は、システム内の追加の惑星との動的相互作用です。1次および2次の共鳴に近い内部および外部の摂動を備えたTTVをモデル化しました。いくつかの軌道構成により、許容可能な適合性が得られます。実際の軌道配置を決定し、最終的に惑星の質量を測定するには、さらに多くのデータが必要です。これらのTTVと最新の通過色度分析は、TOI-1227bが惑星であるという証拠を強化します。
回転する小石雲の重力崩壊による平らな微惑星の形成
| Title |
Formation_of_flattened_planetesimals_by_gravitational_collapse_of_rotating_pebble_clouds |
| Authors |
Sebastian_Lorek,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05101 |
微惑星は、空気力学的に濃縮された小石の塊が重力によって崩壊することによって形成されると考えられています。冷たい古典的なカイパーベルト内の物体の多くの特性(二値性、回転、サイズ分布など)は、この重力崩壊モデルと一致しています。さらに、彗星の核について推測される小石積み構造からも裏付けられます。この研究では、回転する小石の塊の重力崩壊による微惑星の最終的な組み立てをシミュレートしました。私たちは、小石の群れから高密度の固体セルへの移行を含む崩壊を追跡するために、粒状力学からの数値手法を実装しました。私たちは、シミュレーションした微惑星の形状を、接触連星および二葉状の太陽系天体のローブの形状と比較しました。私たちは、ゆっくりと回転する小石雲の重力崩壊が、平らな楕円体の形成を自然に説明できることを発見しました。この結果は、二葉微惑星アロコスの平らな構造や二葉彗星の構成要素の形状とよく一致します。
接近惑星主星8 UMiの運動学的および化学的性質
| Title |
The_Kinematic_and_Chemical_Properties_of_the_Close-in_Planet_Host_Star_8_UMi |
| Authors |
Huiling_Chen,_Yang_Huang,_Wei_Zhu,_Timothy_C._Beers,_Renjing_Xie,_Yutao_Zhou,_Sharon_Xuesong_Wang,_Wei_Wang,_Qikang_Feng,_Haozhu_Fu,_Haining_Li,_Lile_Wang_and_Huawei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05120 |
Honらによる最近の研究。は、赤い塊の星、8UMiの周りに接近した惑星が、恒星の進化の膨張段階で飲み込まれるべきだったと報告しました。彼らは、8UMiの連星合体チャネルを通じてこの系外惑星の存続を説明しました。この形成シナリオをテストする鍵は、この星の真の年齢を導き出すことです。連星合体から生まれた古い「詐欺師」なのか、それとも本当に若い赤い塊の巨人なのか？これを達成するために、$Gaia$DR3からの天文データと、SOPHIEによって取得された高解像度($R\sim75,000$)スペクトルから測定された元素存在量パターンを使用して、8UMiの運動学的および化学的特性を導き出します。私たちの分析によると、8UMiは軌道回転速度が$\it{V}_\mathrm{\phi}=\mathrm{244.96kms^{-1}}$の通常の薄円盤星であり、太陽エネルギーを持っています。金属量([Fe/H]$=-0.01\pm0.07$)と$\alpha$元素存在比([$\alpha$/Fe]$=0.00\pm0.03$)。年齢と空間速度/元素存在量の間の十分に確立された関係を採用することにより、運動学的年齢は$3.50^{+3.00}_{-2.00}$Gyr、化学年齢は$2.75^{+1.50}_{-1.00と推定されます。8UMiに対して、それぞれ[C/N]から}$Gyrと[Y/Mg]から$3.47\pm1.96$Gyrが支払われます。これらの推定値は、8UMiの等時線適合年齢($1.85^{+0.55}_{-0.30}$Gyr)と一致していますが、いずれも二星合体シナリオで必要な8.6Gyrよりもはるかに若いです。この結果は、バイナリ合併モデルに疑問を投げかけます。巨大な星の周りをこのように密接に周回する系外惑星の存在は、まだ解明されていない謎のままです。
JWST-TST ハイコントラスト: $\beta$ Pictoris 円盤の非対称性、塵の集団、NIRCam および MIRI との衝突の兆候
| Title |
JWST-TST_High_Contrast:_Asymmetries,_dust_populations_and_hints_of_a_collision_in_the_$\beta$_Pictoris_disk_with_NIRCam_and_MIRI |
| Authors |
Isabel_Rebollido,_Christopher_C._Stark,_Jens_Kammerer,_Marshall_D._Perrin,_Kellen_Lawson,_Laurent_Pueyo,_Christine_Chen,_Dean_Hines,_Julien_H._Girard,_Kadin_Worthen,_Carl_Ingerbretsen,_Sarah_Betti,_Mark_Clampin,_David_Golimowski,_Kielan_Hoch,_Nikole_K._Lewis,_Cicero_X._Lu,_Roeland_P._van_der_Marel,_Emily_Rickman,_Sara_Seager,_Remi_Soummer,_Jeff_A._Valenti,_Kimberly_Ward-Duong_and_C._Matt_Mountain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05271 |
我々は、ベータピクトリス周囲の顕著なデブリ円盤の最初のJWSTMIRIとNIRCam観測を紹介する。1.8から23~$\μ$mにわたる8つのフィルターでのコロナグラフィー観察により、これらの波長で前例のない鮮明な円盤像が得られます。この観測プログラムの目的は、塵の組成と分布を調査し、星系内の惑星の存在を調査することでした。この論文では、ディスクのコンポーネントに焦点を当て、すべての画像の表面輝度の測定と観察された非対称性の詳細な調査を提供します。Kammererらによる関連論文。同じデータを使用して、この星系内の惑星に焦点を当てます。我々は、熱放射において、円盤面から離れて曲がった湾曲した延長部を有する拡張二次円盤の存在を初めて報告する。私たちが「猫のしっぽ」と呼ぶこの特徴は、以前に報告されているCO塊、南西側で検出された中赤外の非対称性、散乱光で観測されたワープと関連していると考えられます。このモデルを紹介します。二次円盤は散発的に塵を生成しており、これは猫のしっぽの形態、フラックス、色、および円盤内で観察されるその他の特徴を広範囲に再現しており、二次円盤が主に多孔質の有機耐火性塵粒子で構成されていることを示唆しています。
アルマ望遠鏡による3 mmのIRAS16293-2422 Bに向けた大型複雑有機種の詳細な探索
| Title |
A_deep_search_for_large_complex_organic_species_toward_IRAS16293-2422_B_at_3_mm_with_ALMA |
| Authors |
P._Nazari,_J._S._Y._Cheung,_J._Ferrer_Asensio,_N._M._Murillo,_E._F._van_Dishoeck,_J._K._J{\o}rgensen,_T._L._Bourke,_K._-J._Chuang,_M._N._Drozdovskaya,_G._Fedoseev,_R._T._Garrod,_S._Ioppolo,_H._Linnartz,_B._A._McGuire,_H._S._P._M\"uller,_D._Qasim,_S._F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04760 |
複雑な有機分子(COM)は、原始星系で遍在的に検出されています。ただし、より短い波長(~0.8mm)では、ミリメートルの塵の不透明度の増加、線の混乱、および不利な分配関数のため、より長い波長(~3mm)よりも大きな分子の検出が難しくなります。私たちは、IRAS16293-2422BのALMAバンド3スペクトル内の大きな分子(8原子以上)を検索することを目的としています。70を超える分子を検索し、スペクトル内でできるだけ多くの線を特定します。スペクトル設定は、プロパノールやグリセロールなどの3炭素種を特にターゲットにするように設定されました。我々は、CH3OHやc-C2H4Oなどの多くの酸素を含むCOMと、HOCH2CNやCH3SHなどの窒素と硫黄を含むいくつかのCOMを含む31分子の系統を特定しました。検出された最大の分子はgGg-(CH2OH)2とCH3COCH3です。グリセロールやプロパノールは検出されませんでしたが、以前の実験室および観察研究と一致する上限値を提供しています。バンド3の線密度は、周波数空間ではバンド7よりも約2.5倍低いだけです。$\gtrsim6\sigma$レベルでバンド3で検出された線から、それらの約25～30%を識別できませんでした。回転スペクトルのより多くの実験室データの必要性。バンド3とバンド7の間で、COMのカラム密度とカラム密度比が類似していることがわかります(係数~2以内)。光源から離れた場所にあるIRAS16293-2422Bのダストの光学深さがカラム密度とカラム密度比に及ぼす影響最小限です。さらに、暖かい原始星の場合、長波長スペクトルが密集しているだけでなく、同じ感度限界に達するまでに長い積分時間がかかります。3mmの探索では、温暖源中のより大きくて複雑な分子はまだ検出されていません。低周波データが温暖源中のより複雑な分子を明らかにする可能性があるかどうかを評価するには、アルマ望遠鏡バンド2～3(つまり3～4mm)の完全な深度調査が必要です。
アルマ望遠鏡によるz~3の宇宙網の大規模なノードの調査。 I. CO 排出者の大規模な過剰密度の発見
| Title |
ALMA_survey_of_a_massive_node_of_the_Cosmic_Web_at_z~3._I._Discovery_of_a_large_overdensity_of_CO_emitters |
| Authors |
A._Pensabene,_S._Cantalupo,_C._Cicone,_R._Decarli,_M._Galbiati,_M._Ginolfi,_S._de_Beer,_M._Fossati,_M._Fumagalli,_T._Lazeyras,_G._Pezzulli,_A._Travascio,_W._Wang,_J._Matthee,_and_M._V._Maseda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04765 |
宇宙初期の過密領域に向けたサブミリ探査は、不明瞭な星形成や、大規模な暗黒物質ハロー内で集合している銀河の冷たいガスの含有量を明らかにするために不可欠です。この研究では、MQN01(MUSEクエーサー星雲01)の周囲の$\sim2'\times2'$の領域をカバーする深いアルマ望遠鏡モザイク観測を紹介します。MQN01(MUSEクエーサー星雲01)は、これまでに発見された周囲で最も大きく明るいLy-$\alpha$放出星雲の1つです。$z\simeq3.25$にある電波の静かなクエーサー。私たちの観測は、1.2mmおよび3mmの塵連続体と、クェーサー近傍の銀河の一酸化炭素CO(4-3)遷移を対象としています。私たちは、クエーサーの系統的赤方偏移に対して$\pm4000\,{\rmkm\,s^{-1}}$以内に位置する11個のCO線を放出する銀河(近接したクエーサー伴星を含む)の強力なサンプルを特定しました。。これらの天体の一部は、これまでのディープレストフレームの光学/UV調査では見逃されており、(サブ)mmイメージングの重要な役割が浮き彫りになっています。また、1.2mmの塵連続体で明らかになった合計11個の発生源も検出しました。そのうちの6個は、レストフレームのUV金属吸収からの高忠実度の分光赤方偏移情報、または同じ狭い赤方偏移範囲内にあるCO線のいずれかを持っています。CO光度関数(LF)と1.2mmの数カウント密度を一般的な場のそれと比較すると、銀河の過密度が$\delta>10$であることがわかります。空白フィールドで測定された傾向に関して、COLFの明るい端で体系的な平坦化の証拠が見つかりました。私たちの発見により、$z\sim3$の高密度領域にある銀河は、野原にある銀河よりも質量が大きく、分子ガスが著しく豊富であるため、より速く加速された集合が可能であることが明らかになりました。これは、$z>3$でこれまでに発見された宇宙の最も密度の高い領域の1つを特徴付ける一連の研究の最初のものです。
塵の多い場所: 天の川銀河から矮小質量銀河までの銀河塵集団の進化
| Title |
A_Dusty_Locale:_Evolution_of_Galactic_Dust_Populations_from_Milky_Way_to_Dwarf-Mass_Galaxies |
| Authors |
Caleb_R._Choban,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Karin_M._Sandstrom,_Philip_F._Hopkins,_Christopher_C._Hayward_and_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04766 |
観測によれば、塵の個体数は銀河間および銀河内で異なることが示されており、複雑な生活環と進化の歴史が示唆されています。ここでは、$M_{\rmvir}=10^{9-12}M_{にわたるフィードバック・イン・リアル環境(FIRE)プロジェクトの一連の宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、宇宙時間にわたる銀河塵集団の進化を調査します。\odot};\,M_{*}=10^{6-11}\,M_{\odot}$。当社のシミュレーションには、粉塵の生成、成長、破壊の主な原因を説明し、設定された化学組成を持つ特定の粉塵種の進化を追跡する粉塵進化モデルが組み込まれています。私たちのスイート内のすべての銀河塵集団は同様の進化の歴史を示しており、最も金属に乏しい銀河を除くすべての銀河では、ガスと塵の降着が塵質量の主な生成者となっています。効率的なガス粉塵の付着の開始は、「臨界」金属量閾値($Z_{\rmcrit}$)を超えると発生します。この閾値により、私たちのシミュレーションは、銀河のD/Zと、ISMの金属量および元素の枯渇傾向の間で観測された傾向を再現します。さらに、$Z_{\rmcrit}$は、主要元素の存在量、ダストの物理的特性、ライフサイクルプロセスの違いによりダストの種類によって異なり、結果として$Z_{\rmcrit}\sim0.05Z_{\odot},\,金属鉄、ケイ酸塩、炭素質粉塵の場合はそれぞれ0.2Z_{\odot}、\,0.5Z_{\odot}$。これらの変動は、マゼラン雲で観察される小さな炭素質粒子の欠如を説明できる可能性があります。また、ガスとダストの付着の開始とダスト集団が平衡に達するまでの遅延も見つかり、これを平衡タイムスケール($\tau_{\rmeq}$)と呼びます。$\tau_{\rmeq}$と、最近の進化の歴史によって決定される銀河の金属濃縮タイムスケールとの関係は、銀河のD/Zと金属量との間の観察された関係のばらつきに寄与する可能性があります。
初期型銀河における星間物質の運命。 Ⅲ． ISMの除去と星形成の消失のメカニズム
| Title |
The_fate_of_the_interstellar_medium_in_early-type_galaxies._III._The_mechanism_of_ISM_removal_and_quenching_of_star_formation |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_C._Gall,_J._Hjorth,_D._T._Frayer,_A.-L._Tsai,_K._Rowlands,_T._T._Takeuchi,_A._Le\'sniewska,_D._Behrendt,_N._Bourne,_D._H._Hughes,_M._P._Koprowski,_J._Nadolny,_O._Ryzhov,_M._Solar,_E._Spring,_J._Zavala,_P._Bartczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04774 |
銀河がどのように星の形成を抑制するかを理解することは、銀河の進化の研究にとって極めて重要です。クエンチングは冷たいガスの減少に関係しています。最初の論文では、初期型銀河(ETG)の塵の除去時間スケールが約2.5ギヤであることを示しました。今回我々は、これらの銀河の一酸化炭素(CO)線と21cm水素(HI)線の観測結果を提示し、冷たい星間物質(ISM)の除去のタイムスケールを測定します。すべての冷たいISM成分(塵、分子、原子ガス)が同様の速度で減少することがわかりました。これにより、広範囲にわたる潜在的なISM除去メカニズム(スターバーストによる流出、星化、漸近巨大分枝星の数の減少など)や、星の質量と年齢の相関、環境の影響、合体などの人為的影響を除外することができます。進化した低質量星による電離と超新星Ia型または活動銀河核による電離/流出を実行可能なメカニズムとして残す選択バイアス。また、検出されたISMの内部起源に関する証拠も提供します。さらに、星形成速度（SFR）は冷たいガスの量よりも速く（約1.8Gyrのタイムスケールで）減少するため、これらの銀河における星形成の消失はガス量の減少だけでは説明できないことがわかりました。さらに、ETGの星形成効率(SFE=SFR/MH2)は星形成銀河よりも低いのに対し、そのガス質量分率(fH2=MH2/M*)は正常です。これは、例えば形態学的消光、乱流、磁場による断片化に対するガスの安定化によって説明される可能性があります。
修正重力MONDにおける動径加速関係と太陽系四重極の矛盾について
| Title |
On_the_incompatibility_of_the_Radial_Acceleration_Relation_and_Solar_System_quadrupole_in_modified_gravity_MOND |
| Authors |
Harry_Desmond,_Aur\'elien_Hees_and_Benoit_Famaey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04796 |
修正ニュートン力学(MOND)は、低加速度におけるニュートン力学の崩壊を仮定しており、銀河運動学の説明にかなりの成功を収めています。しかし、太陽系(SS)の重力場の四重極は、ニュートン重力を修正する方法に強い制約を与えます。この論文では、MONDの修正重力定式化が、後期型銀河のダイナミクスをカプセル化した動径加速関係(RAR)、SS四重極のカッシーニ測定とワイド連星の運動学を同時に説明できる程度を評価します。ソーラー地区にあります。これは、Desmond(2023)の方法を拡張して、補間関数と外部場の効果の動作に関する広範な仮定の下でSPARCRARからのMOND遷移の位置と鋭さを推論することによって実現します。SS四重極から同じ量を制約すると、RAR(基準モデルの仮定の下で8.7$\sigma$の張力)で許容されるよりも、深いMOND領域とニュートン領域の間で大幅に急激な遷移が必要であることがわかりました。この問題は、銀河の質量と光の比をさらに自由にできるようにすることで緩和される可能性があり、これによってRARの適合性も向上し、さらに顕著なのは、膨らみのある銀河を削除することによっても緩和される可能性があります。我々は、SS四重極制約が太陽近傍のワイド連星におけるニュートン重力からの逸脱を高精度に意味しないことを示し、MONDパラダイム内でSSと銀河データの間のこの非互換性を解決できる可能性を推測します。
合体するアンテナ銀河の重なり領域における分子雲の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_Molecular_Clouds_in_the_Overlap_Region_of_the_Merging_Antennae_Galaxies |
| Authors |
Grace_Krahm,_Molly_K._Finn,_Remy_Indebetouw,_Kelsey_E._Johnson,_Julia_Kamenetzky,_Ashley_Bemis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04835 |
アンテナ銀河(NGC4038およびNGC4039)は、最も近い主要な銀河合体であり、数千のスーパースタークラスター(SSC)の本拠地であるため、活発な星形成現場の分子雲を研究するための重要な場所です。私たちは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による12CO(2-1)と13CO(2重複領域で特定された72個の個々のGMCのうち、17個はスーパースタークラスター(SSC)を形成するのに必要な質量、圧力、サイズを持つかどうか不確実性の範囲内にあります。これら17個のGMCのうち、1個だけが輝線を持っています。我々は、12CO(2-1)GMCデータから計算された物理的特性を、同じ輝線と同様の解像度を使用して得られた他の10個の銀河の観測結果と比較しました。このサンプルの他の発生源と比較して、アンテナからのGMCは、他のスターバーストや銀河の中心にあるものと同様に、最も高い光度、表面密度、乱流圧力を持っています。アンテナの線幅は最も広いものの1つですが、大きな線幅を持っています。これらの比較結果は、アンテナGMCが高密度にもかかわらず最も高いウイルスパラメータを有することも示しています。
アルマクリスタル調査。 $z=4.54$ Lyman-$\alpha$ 塊で長さ 15 kpc のガスプルームを発見
| Title |
The_ALMA-CRISTAL_survey._Discovery_of_a_15_kpc-long_gas_plume_in_a_$z=4.54$_Lyman-$\alpha$_blob |
| Authors |
M._Solimano,_J._Gonz\'alez-L\'opez,_M._Aravena,_R._Herrera-Camus,_I._De_Looze,_N.M._F\"orster_Schreiber,_J._Spilker,_K._Tadaki,_R.J._Assef,_L._Barcos-Mu\~noz,_R.L._Davies,_T._D\'iaz-Santos,_A._Ferrara,_D.B._Fisher,_L._Guaita,_R._Ikeda,_E.J._Johnston,_D._Lutz,_I._Mitsuhashi,_C._Moya-Sierralta,_M._Rela\~no,_T._Naab,_A.C._Posses,_K._Telikova,_H._\"Ubler,_S._van_der_Giessen,_and_V._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04919 |
高赤方偏移宇宙にある大規模な星形成銀河は、その周囲銀河媒質(CGM)に冷たいガスの大きな貯留層を抱えています。伝統的に、これらの貯留層は、$\約10$kpcスケールを超える拡散HIライマン$\alpha$(Ly$\alpha)$放出と関連付けられてきました。近年、ミリメートル/サブミリメートル観測により、[CII]$158\,\mu$m遷移などの分子および/または原子トレーサーを通じてCGM内のさらに低温のガスが特定され始めています。これに関連して、我々は、巨大な塵の多い星形成銀河(DSFG)、紫外線に明るい伴星、およびLy$\alpha$塊をホストする$z=4.54$のよく知られたJ1000+0234星系を研究します。私たちは、CRISTALサーベイによって得られた新しいアルマ望遠鏡[CII]線の観測と、J1000+0234システムを対象とした以前のプログラムからのデータを組み合わせて、DSFGとその豊かな環境を0.2インチの解像度で深く観察することができます。CII]放射構造は、視野の中心にある明るいDSFGから生じる投影サイズ15kpcであり、他の波長では明確な対応物はありません。プルームは$\約40^{\circ}$離れた方向に向いています。DSFGの短軸であり、そのスペクトルパラメーターの顕著な空間変動を示しています。特に、[CII]放出は、DSFGと比較して、プルームの底部と上部の間で180km/sから400km/sにシフトします。同時に、線幅は400～600km/sで始まりますが、プルームの上端では190km/sまで狭くなります。[CII]プルームを解釈するための4つの考えられるシナリオについて説明します。流出、冷たい降着流、ラム圧力ストリッピング、重力相互作用入手可能なデータからこれらのいずれかを強く除外することはできませんが、特殊な流体力学的条件が必要なため、ラム圧力ストリッピングのシナリオは好ましくありません。
$0 < z < 4$にわたる静止銀河および星形成銀河における電波過剰AGNの宇宙進化
| Title |
Cosmic_evolution_of_radio-excess_AGNs_in_quiescent_and_star-forming_galaxies_across_$0_ |
| Authors |
Yijun_Wang,_Tao_Wang,_Daizhong_Liu,_Mark_T._Sargent,_Fangyou_Gao,_David_M._Alexander,_Wiphu_Rujopakarn,_Luwenjia_Zhou,_Emanuele_Daddi,_Ke_Xu,_Kotaro_Kohno,_Shuowen_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04924 |
最近の深く広範囲の電波探査では、電波過剰活動銀河核(電波AGN)の研究が、より低い光度とより高い赤方偏移にまで拡張され、電波AGNの存在量と物理的起源についての新たな洞察が得られています。ここでは、GOODS-N、GOODS-S、およびCOSMOSフィールドの0<z<4の約50万個の銀河のサンプルから選択された電波AGNの宇宙進化、物理的特性、およびAGNホスト銀河接続に焦点を当てます。深層無線データと、マルチバンドの非ブレンド遠赤外線(FIR)およびサブミリ波データを組み合わせることで、FIRと無線の関係に対する無線超過を通じて1,162個の無線AGNを特定します。私たちは、星形成銀河(SFG)と電波AGNの1.4GHz電波視感度関数(RLF)の宇宙進化を研究します。これは$L_*\propto(1+z)^{-の純粋な光度進化によってよく説明されます。それぞれ、0.31z+3.41}$と純粋な密度の進化$\Phi_*\propto(1+z)^{-0.80z+2.88}$です。我々は、ラジオAGNの数密度がSFGの数密度を上回るターンオーバー光度を導き出します。このクロスオーバー光度は、赤方偏移が増加するにつれて、z~0の$10^{22.9}$WHz$^{-1}$からz~4の$10^{25.2}$WHz$^{-1}$まで増加します。赤方偏移の全範囲(0<z<4)を使用して、電波AGNをホストするSFGと静止銀河(QG)の確率($p_{radio}$)を星の質量($M_*$)の関数として導き出します。電波光度($L_R$)、および赤方偏移(z)。SFGの場合は$p_{radio}\propto(1+z)^{3.54}M_*^{1.02}L_R^{-0.90}$が得られます。それぞれQGのp_{radio}\propto(1+z)^{2.38}M_*^{1.39}L_R^{-0.60}$。これは、QGの電波AGNがSFGよりも$L_R$が大きい、より大質量の銀河に存在することを好み、SFGとQGの両方で電波AGNの割合が赤方偏移の増加に向かって増加し、SFGの増加がより急速であることを示しています。さらに、電波AGNの割合はSFGではBHの降着状態と赤方偏移に依存するのに対し、QGではBH(または銀河)の質量にも依存することがわかりました。
TREASUREHUNT: JWST 北黄極時間領域フィールドの HST で発見された過渡現象と変動性
| Title |
TREASUREHUNT:_Transients_and_Variability_Discovered_with_HST_in_the_JWST_North_Ecliptic_Pole_Time_Domain_Field |
| Authors |
Rosalia_O'Brien,_Rolf_A._Jansen,_Norman_A._Grogin,_Seth_H._Cohen,_Brent_M._Smith,_Ross_M._Silver,_W.P._Maksym_III,_Rogier_A._Windhorst,_Anton_M._Koekemoer,_Nimish_P._Hathi,_Christopher_N.A._Willmer,_Brenda_L._Frye,_M._Alpaslan,_M.L.N._Ashby,_T.A._Ashcraft,_S._Bonoli,_W._Brisken,_N._Cappelluti,_F._Civano,_C.J._Conselice,_V.S._Dhillon,_S.P._Driver,_K.J._Duncan,_R._Dupke,_M._Elvis,_G.G._Fazio,_S.L._Finkelstein,_H.B._Gim,_A._Griffiths,_H.B._Hammel,_M._Hyun,_M._Im,_V.R._Jones,_D._Kim,_B._Ladjelate,_R.L._Larson,_S._Malhotra,_M.A._Marshall,_S.N._Milam,_J.D.R._Pierel,_J.E._Rhoads,_S.A._Rodney,_H.J.A._R\"ottgering,_M.J._Rutkowski,_R.E._Ryan,_Jr.,_M.J._Ward,_C.W._White,_R.J._van_Weeren,_X._Zhao,_J._Summers,_J.C.J._D'Silva,_R._Ortiz_III,_A.S.G._Robotham,_D._Coe,_M._Nonino,_N._Pirzkal,_H._Yan,_T._Acharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04944 |
JWST北黄道極(NEP)時間領域場(TDF)は、JWSTを使用した多波長時間領域科学用に最適化された$>$14角分の直径場です。JWSTの北部連続観測ゾーン内に位置するため、JWSTによる時間領域研究に最適な条件が提供され、一年中観測可能であり、明るい星がなく、黄道帯の前景干渉が最小限に抑えられます。これは、地上とハッブル宇宙望遠鏡(HST)を含む宇宙の両方から電磁スペクトル全体で観測されています。3サイクルにわたるHST観測(「TREASUREHUNT」プログラム)の一環として、F435WおよびF606WでACS/WFCを使用して、JWSTNEPTDFのほぼ全体をカバーする深部画像が取得されました。これらのプログラムの個々の指摘の多くは部分的に重複しているため、HSTとJWSTを使用した時間領域科学におけるこの分野の可能性の初期評価が可能になります。重なり合うポインティングの累積面積は約88acmin$^2$で、個々のエポック間の時間間隔は1日から4$+$年の範囲です。$m_{\rmAB}\simeq$29.5等(F606W)の深さで12個の過渡現象と約100個の変動源を発見したことを紹介します。過渡現象の大部分は超新星ですが、少なくとも2つはクエーサーである可能性があります。ほとんどの変動源はAGNであり、一般的な$z<6$フィールド銀河集団の~0.35%(0.04%)が3$\sigma$(5$\sigma$)レベルで変動していることがわかります。5年の時間枠に基づくと、これは、エポックあたりアーク分$^2$(~245deg$^{-2}$)あたり最大~0.07の過渡現象のランダムな超新星面積密度と、変動するAGNの面密度に換算されます。これらの深さまでのacmin$^2$(~5184deg$^{-2}$)あたり約1.4個の変数。
クレーター II の自己相互作用型ダークマター解釈
天の川銀河の衛星銀河クレーターIIは非常に冷たく、非常に拡散しています。これらの異常な特性は、冷たい暗黒物質の標準モデルでは理解するのが困難です。私たちは、自己相互作用ダークマター(SIDM)におけるクレーターIIの形成を調査します。このクレーターIIでは、ダークマター粒子が散乱して熱化する可能性があります。私たちは、自己相互作用する断面、軌道パラメータ、初期の恒星分布を変化させながら、クレーターIIの潮汐進化をモデル化する一連の制御されたN体シミュレーションを実行します。暗黒物質の自己相互作用はハローコアの形成につながり、それに応じて星の分布が拡大します。コアのあるSIDMハローも潮汐質量損失を増大させ、高い軌道を可能にします。私たちのシミュレーションは、$1~{\rmkpc}$コアを持つSIDMハローが、星の初期分布に対して頑強でありながら、低い恒星の速度分散とクレーターIIの大きな半光半径を同時に説明できることを示しています。ガイア初期データリリース3の測定結果に基づく軌道の場合、好ましい自己相互作用断面積は、クレーターIIの質量スケールで約$60~{\rmcm^2/g}$です。
CO:I によって追跡される GMF G214.5-1.8 -- 低い宇宙線電離率の結果として生じる雲規模の CO 凍結アウト
| Title |
GMF_G214.5-1.8_as_traced_by_CO:_I_--_cloud-scale_CO_freeze-out_as_a_result_of_a_low_cosmic-ray_ionisation_rate |
| Authors |
S._D._Clarke,_V._A._Makeev,_\'A._S\'anchez-Monge,_G._M._Williams,_Y.-W._Tang,_S._Walch,_R._Higgins,_P._C._N\"urnberger_and_S._Suri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04992 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18のIRAM30mデータを使用した、銀河系外縁巨大分子フィラメント(GMF)G214.5-1.8(G214.5)の解析を紹介します。}$O。$^{12}$CO(1-0)と(2-1)で導出された励起温度はほぼ同一で、中央値が8.2Kと非常に低いことがわかり、ガスが全体的に非常に冷たいことを示しています。雲。G214.5全体で$^{13}$COの存在量を調査すると、フィラメントの13pcスパイン全体に沿って存在量が大幅に少なくなり、半径$\sim0.8$pcまで広がっていることがわかります。$A_v\gtrsim2$magおよび$T_{dust}\lesssim13.5$K。このため、存在量の減少はCOの凍結アウトによるものと考えられ、G214.5はこれまでで最大規模の凍結アウトの例となっています。フリーズアウトを考慮したG214.5の$^{13}$CO体積密度の軸対称モデルを構築したところ、観察されたプロファイルを再現するには、低い体積密度$n\gtrsim2000$cm$^{-から始まる大幅な減少が必要であることがわかりました。3}ドル。この低い数密度でのフリーズアウトは、宇宙線の電離率が$\sim1.9\times10^{-18}$s$^{-1}$であり、典型的な値よりも1桁低い場合にのみ可能です。タイムスケールの議論を使用して、このような低いイオン化率は、G214.5のスパイン全体に沿った重要な物理的プロセスである両極性拡散につながる可能性があると仮定します。低い宇宙線電離率が銀河の外側やその他の静止領域でより一般的であれば、低い柱密度と数密度で発生する雲規模のCO凍結もより蔓延し、COの観測とその影響に影響を与える可能性があると我々は示唆している。解釈。
ガイアとアポジーを統合して天の川円盤の宇宙化学を明らかにする
| Title |
Uniting_Gaia_and_APOGEE_to_unveil_the_cosmic_chemistry_of_the_Milky_Way_disc |
| Authors |
Tristan_Cantat-Gaudin,_Morgan_Fouesneau,_Hans-Walter_Rix,_Anthony_G._A._Brown,_Ronald_Drimmel,_Alfred_Castro-Ginard,_Shourya_Khanna,_Vasily_Belokurov,_and_Andrew_R._Casey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05023 |
さまざまな化学存在量を持つ銀河の星の空間分布は、天の川銀河の形成と進化を推進したプロセスに関する情報を暗号化しています。大規模測量による天文カタログの解析には測量選択機能が不可欠です。異なる調査からのデータを同時にモデル化する場合、データモデリングでのこれらの選択関数の使用はより複雑になります。ガイアミッションからの視差と元素存在量を持つ赤い塊状星のサンプルの選択関数を構築する手順を紹介します。私たちは、APOGEEDR17赤色塊星の選択関数を個別に構築しました。この関数は、非常に異なる観測対象に依存し、非常に異なる空間範囲を持っています。私たちは2つの調査を組み合わせて、単一存在個体群の半径方向および垂直方向の密度分布に強い制約を与えるための共同選択機能を考慮しました。ガイアは太陽近傍を高密度にカバーし、APOGEEは銀河面近くのより長い距離に到達しました。金属量が増加するにつれて、半径方向の密度プロファイルが急勾配になることが確認されました。結合されたサンプルはまた、アルファの乏しいディスクの金属量に依存したフレアリングを示しています。この研究で使用したGaia選択関数を構築するためのコードは、GaiaUnlimitedPythonパッケージを通じて提供されます。
衝突するフィラメント内の磁場 G202.3+2.5
| Title |
The_magnetic_field_in_colliding_filaments_G202.3+2.5 |
| Authors |
Qi-Lao_Gu,_Tie_Liu,_Pak_Shing_Li,_Zhi-Qiang_Shen,_Xunchuan_Liu,_Junhao_Liu,_Xing_Lu,_Julien_Montillaud,_Sihan_Jiao,_Mika_Juvela,_Mark_G._Rawlings,_Qizhou_Zhang,_Patrick_Koch,_Isabelle_Ristorcelli,_Jean-S\'ebastien_Carriere,_David_Eden,_Zhiyuan_Ren,_Ken'ichi_Tatematsu,_Naomi_Hirano,_Qiu-yi_Luo,_Xiaofeng_Mai,_Namitha_Issac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05079 |
JCMT/POL-2850{\μ}mの熱ダスト分極観測により、近くの星形成フィラメント状雲G202.3+2.5に向かう磁場の形態を角度分解能14.4"(~0.053pc)で観測しました。平均的な磁場配向はフィラメントに対して垂直である一方、4つの部分領域で異なる挙動を示していることがわかり、これらの部分領域でのフィラメントの衝突によるさまざまな影響が示唆されています。古典的なDavis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法と角分散関数(ADF)法の2つの方法による-sky(POS)磁場強度、B_{pos,dcf}とB_{pos,adf}は~90{\mu}Gと~53{\mu}G。4つのサブ領域における重力(G)、磁場(B)、乱流(T)の間の相対的な重要性を調べます。G>T>B、G>=を求めます。北尾翼ではT>B、西幹、南根ではG~T>B、東翼ではT>G>Bを示し、同様のシミュレーションに基づいてDCF法とADF法に対する投影効果を調査した。この場合、DCFまたはADF法を使用するときに広く使用されている統計的なB_{pos}-to-B_{3D}係数を適用すると、3D磁場強度が最大3倍過小評価される可能性があることがわかります。パラメーター。
電波が静かなクエーサーにおける流出に関連した電波放射
この研究では、タイプIクェーサー($\SIM37,000$)は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)データリリース16から選択されました。異なる$w_{\rm90}$を持つRQQのサブサンプルについて、カールG.ジャンスキー超大規模アレイ(VLA)SkySurvey(VLASS)の無線画像(個別に無線が検出されなかったRQQの主要な部分を含む)を中央値スタックすることにより、、私たちの研究は、$w_{\rm90}$とSDSSRQQの電波放射との相関関係が重要であり、ブラックホールの質量、クェーサーの光度、エディントン比、赤方偏移の影響を制御した後でも相関関係が堅固であることを示しています。この固有の関係は、クェーサーにおける[OIII]流出が降着円盤から発射される広角の準相対論的クェーサー風に起因する可能性が最も高く、一般的なRQQにおける電波放射に支配的な寄与をする可能性があることを裏付けています。あるいは、RQQが遍在し、ISMとの相互作用を通じて[OIII]幅を効率的に高めることができる場合、相関関係はRQQ内の低出力ジェットに起因する可能性があります。一方、[NeV]/[OII]輝線の光束比によって追跡される星形成速度は、ブラックホールの質量、クエーサーの光度、エディントン比の影響を制御した後では$w_{\rm90}$に依存しないことを示しています。そして赤方偏移。これは、$w_{\rm90}$が大きいRQQでのより強い電波放出は、ホストでのアウトフロー増強(正帰還)星形成に起因するものではないことを示唆している。しかし、これはまた、流出が電波出力と強い相関関係を示しているにもかかわらず、ホスト内の星形成に対して正または負のフィードバックを生成しないことも示しています。
ガイアを用いたマゼラン雲内の星団の時空間地図: クラスター形成の同期ピークと半径方向の収縮
| Title |
Spatio-temporal_map_of_star_clusters_in_the_Magellanic_Clouds_using_Gaia:_Synchronized_peaks_and_radial_shrinkage_of_cluster_formation |
| Authors |
S.R._Dhanush,_A._Subramaniam,_Prasanta_K._Nayak,_S._Subramanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05307 |
我々は、最後の3.5回転におけるマゼラン雲(MC)の進化と相互作用の歴史を追跡するためのクラスター形成(CF)の詳細なビューを提示します。\textit{Gaia}DR3データを使用して、大マゼラン雲(LMC)と小マゼラン雲(SMC)の1710個と280個の星団をパラメーター化しました。外側のLMCとSMCでは、それぞれ847個と113個の星団が新たに特徴付けられました。。我々は、フィールドスター除去後の色度図（CMD）の自動フィッティングとそれに続くMCMC技術を使用して、年齢-消滅-金属性-距離パラメータを推定しました。我々は、MC内で1.5$\pm$0.12Gyrと800$\pm$60Myrの2つの同期したCFピークを初めて検出したことを報告します。年齢$\le$1～2Gyrの星団の等時線の金属性($Z$)値は、Z$_{\text{LMC}}$=0.004～0.008およびZ$_{\として選択することをお勧めします。text{SMC}}$=0.0016-0.004(LMCとSMCの場合)。我々は、最後の3.5回転にわたるクラスター数のプロファイルによって追跡されたように、LMC内に螺旋腕の証拠を発見しました。密度マップは、LMCの北東でのラム圧剥離、LMCの南でのCFの深刻な切断、および過去4億5000万年のSMCでのCFの半径方向の縮小の証拠を提供します。最後のSMCとLMCの相互作用($\sim$150Myr)は、LMCへの影響はわずかでしたが、北部および東部SMCにかなりのCFをもたらしました。この研究は、MCにおけるCFエピソードと、LMC-SMC-MW相互作用との関係についての重要な洞察を提供します。
巨大分子雲のハブにおける星形成における磁場、重力、乱流の相対的な重要性を理解する G148.24+00.41
| Title |
Understanding_the_relative_importance_of_magnetic_field,_gravity,_and_turbulence_in_star_formation_at_the_hub_of_the_giant_molecular_cloud_G148.24+00.41 |
| Authors |
Vineet_Rawat_(1_and_2),_M._R._Samal_(1),_Chakali_Eswaraiah_(3),_Jia-Wei_Wang_(4),_Davide_Elia_(5),_Sandhyarani_Panigrahy_(3),_A._Zavagno_(6_and_7),_R._K._Yadav_(8),_D._L._Walker_(9),_J._Jose_(3),_D.K._Ojha_(10),_C.P._Zhang_(11_and_12),_S._Dutta_(4)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Gujarat,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Gandhinagar,_India,_(3)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER)_Tirupati,_India,_(4)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan,_(5)_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_INAF,_Italy,_(6)_Aix-Marseille_Universite,_CNRS,_CNES,_LAM,_France,_(7)_Institut_Universitaire_de_France,_Paris,_France,_(8)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand_(NARIT),_Thailand,_(9)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manchester,_UK,_(10)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India,_(11)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_People's_Republic_of_China,_(12)_Guizhou_Radio_Astronomical_Observatory,_Guizhou_University,_Guiyang,_People's_Republic_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05310 |
星形成の初期段階における磁場、乱流、重力の相対的な重要性はまだよく理解されていません。私たちは、JamesClerkのSCUBA-2/POL-2を使用して、巨大分子雲G148.24+00.41の中心に位置する最も巨大な塊の周りの850$\mu$mでの最初の高解像度塵偏極観測を報告します。マクスウェル望遠鏡。偏光度は雲の密度の高い部分に向かって着実に減少していることがわかります。強度勾配と局所重力を磁場の向きと比較すると、磁場の向きと重力ベクトルが密集塊の方向を向いているように見えるため、局所重力がガス崩壊の駆動に主要な役割を果たしていることがわかります。また、中央の塊に関連する小規模な細長い構造に向かうU字型の磁場形態の証拠も見つかり、塊に向かって収束する降着流を示唆しています。私たちの観察により、巨大な塊は複数の下部構造に分解されました。私たちは、中央塊(CC)と北東伸長構造(NES)の2つの領域の磁場特性を研究しています。修正されたDavis-ChandrasekharFermi法を使用して、CCとNESの磁場強度がそれぞれ$\sim$24.0$\pm$6.0$\mu$Gと20.0$\pm$5.0$\mu$Gであることがわかります。質量対磁束比は磁気的に超臨界/超臨界であることがわかり、Alfv$\acute{\text{e}}$nマッハ数は超Alfv$\acute{\text{e}}$nicを示します両方の地域の州。これらの結果は、ビリアル解析と合わせて、G148.24+00.41のハブでは、重力エネルギーが磁気エネルギーや運動エネルギーよりも優れていることを示唆しています。
$0.6 < z < 1$ における UniverseMachine と LEGA-C から得られた星形成履歴の比較
この研究では、UniverseMachineモデルにおける大質量(10.5$<\log(\mathrm{M_*/M_{\odot}})<$12)銀河の星形成履歴を、初期大銀河天体物理学センサスで測定された星形成履歴と比較します。(LEGA-C)$0.6<z<1$。LEGA-Cの研究に続いて、我々は50%($t_{50}$)と90%($t_{90}$)の形成時間スケールが星の総質量にどのように依存するかを調査しました。全質量範囲にわたって、星形成集団$\Delta\,t_{SF}\lesssim1\,\mathrm{Gyr}$の観測時間スケールとモデル時間スケールの間に良好な一致があることがわかりました。対照的に、観察された年齢と質量の相関は、特に高質量端で、UniverseMachineモデル($\Deltat_{Q}\lesssim2\,\mathrm{Gyr}$)と比較して静止集団では弱いです。これは、最も大規模な静止銀河での継続的な星形成または追加のプロセスを示しており、UniverseMachineモデルでは説明されていない挙動です。
SOFIA/HAWC+ 遠赤外線偏光測定による大面積 CMZ 探査 (FIREPLACE) 調査 III: 完全な調査データ セット
| Title |
SOFIA/HAWC+_Far-Infrared_Polarimetric_Large-Area_CMZ_Exploration_(FIREPLACE)_Survey_III:_Full_Survey_Data_Set |
| Authors |
Dylan_Par\'e,_Natalie_O._Butterfield,_David_T._Chuss,_Jordan_A._Guerra,_Jeffrey_I._Iuliano,_Kaitlyn_Karpovich,_Mark_R._Morris,_Edward_Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05317 |
遠赤外線偏光大面積CMZ探査(FIREPLACE)調査の2回目のデータリリース(DR2)を紹介します。この調査では、成層圏赤外線天文学観測所(SOFIA)の高解像度航空広帯域カメラプラス(HAWC+)装置を214$\μ$m(Eバンド)で利用して、天の川の中央分子帯(CMZ)全体にわたる塵の偏光を観察しました。方法。DR2は、2022年に得られた観測で構成されており、ブリック分子雲からSgrC分子雲まで大まかに広がるCMZの領域をカバーしている（およそ1$^{\circ}$$\times$0.75$^{\circ}に相当）$空の領域)。DR2とSgrB2領域をカバーする最初のFIREPLACEデータリリースを組み合わせて、CMZ(空の1.5$^{\circ}$$\times$^{\circ}$領域)を完全にカバーします。完全なFIREPLACEデータセットに合計強度と偏光強度の重要度カットを適用した後、$\rm\sim$65,000個のナイキストサンプリングされた偏光擬似ベクトルが得られます。偏光擬似ベクトルの分布は、CMZ磁場の配向における二峰性の分布を確認し、主に銀河面に平行または垂直に配向された磁場の成分を回収します。これらの磁場の向きは、以前に観察された平行分布と垂直分布の間の可能な関連性を示しています。また、一連の顕著なCMZ分子雲(レンガ、三匹の子豚、50kms$\rm^{-1}$、核周円盤、CO0.02-0.02、20kms$\)に向かう磁場も検査します。rm^{-1}$、およびSgrC)、一般に雲の形態を追跡する空間的に変化する磁場を明らかにします。私たちは、恒星風による圧縮と潮汐力によるせん断が、雲内で観察される磁場の構造に影響を与える顕著なメカニズムであるという証拠を発見しました。
AGN 間のタイムラグと QPO 周波数の相互関連進化に関する初の観察証拠
| Title |
First_Observational_Evidence_for_an_Interconnected_Evolution_between_Time_Lag_and_QPO_Frequency_among_AGNs |
| Authors |
Ruisong_Xia,_Hao_Liu,_and_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04926 |
準周期振動(QPO)は、ブラックホールX線連星(BHB)で広く観察されており、しばしば重大なX線変動を示します。広範な研究により、BHBにおけるQPOの特性の長期的な進化が調査されています。対照的に、活動銀河核(AGN)におけるそのような進化は、観測データが限られているため、ほとんど解明されていません。公開データから得た細線セイファート1銀河REJ1034+396の10件の新しいXMMニュートン観測を使用して、そのX線QPOの特性を分析し、その長期的な進化を調べます。ハードバンド(1～4keV)QPOは10個の観測すべてで見つかり、これらのQPOの周波数は$(2.47\text{--}2.83)\times10^{-4}\rm\Hz$の範囲で変化します。。さらに、ソフト(0.3～1keV)およびハードバンドのQPO信号は強いコヒーレンスを示しますが、ソフトバンドの変動がハードバンドの変動よりも先行する(ハードラグモード)場合もあれば、他の場合もあります。、それはその逆です(ソフトラグモード)。ここで提示された観察は、約2週間以内に進行中の2つの遅れ逆転を偶然にも捉えました。これはREJ1034+396で、またすべてのAGNで最初に見られました。QPO周波数の遷移も2週間の時間枠内で、対応するラグ反転の2週間前に発生します。これは、QPO周波数の遷移と遅延を伴うラグモードとの間に一貫性がある可能性を示しています。タイムラグとQPO周波数の関係図は、AGN間で初めて観察された、ヒステリシスを伴うこの相互に関連した進化を明確に証明しています。
マグネターモデルでのフォールバック降着は、GRB の $\gamma-$ray と同時に観測される X 線フレアに動力を与えることができるでしょうか?
| Title |
Can_fallback-accretion_on_magnetar_model_power_the_X-ray_flare_simultaneously_observed_with_$\gamma-$ray_of_GRBs? |
| Authors |
Wen-Yuan_Yu,_Hou-Jun_L\"u,_Xing_Yang,_Lin_Lan,_and_Zhe_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04999 |
GRBの即発放出、X線プラトー、およびX線フレアは内部散逸によるものと考えられており、プロペラフォールバック降着を備えた中央エンジンとしてのマグネターがGRBで観察された現象を解釈するために提案されています。この論文では、Swift/XRTによって観測されたX線放射を体系的に検索することにより、7つの堅牢なGRBに、赤方偏移が測定されたX線フレアとプラトー放射の両方が含まれていることを発見しました。さらに興味深いのは、これら7つのGRBのX線フレア/バンプが$\gamma-$rayバンドで同時に観測されていることです。プロペラフォールバック降着モデルを採用して観測データに適合させることにより、2つのGRB(140512Aと180329B)の自由パラメーターは非常にうまく制約できる一方、他の5つのケースは多かれ少なかれすべて十分に制約されていないことがわかります。拘束された。一方で、プロペラの変換効率は、マグネターのスピンダウン双極子放射の変換効率の2～3倍必要となります。これが事実であれば、プロペラモデルからの予想に反します。つまり、より汚れた噴出物は$\gamma-$ray放出を生成する効率が低いはずです。私たちの結果は、少なくともプロペラフォールバック降着モデルを備えたマグネター中央エンジンは、$\gamma-$ray帯で同時に観測されたGRBX線フレアと高いローレンツを伴うGRBのX線フレアの両方をうまく解釈できないことを示唆しています。要素。
原子雲内の高速噴出物の破片がSN 1006の南西端と相互作用していることを示す
| Title |
Indication_of_a_fast_ejecta_fragment_in_the_atomic_cloud_interacting_with_the_southwestern_limb_of_SN_1006 |
| Authors |
R._Giuffrida,_M._Miceli,_S._Ravikularaman,_V._H._M._Phan,_S._Gabici,_P._Mertsch,_S._Orlando,_F._Bocchino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05001 |
分子/原子雲と相互作用する超新星残骸は、広帯域非熱放射を研究するための興味深いX線源です。これらのシステムにおけるX線線の放出は、さまざまなプロセスによって生成されます。雲と相互作用する低エネルギーの宇宙線と、雲の中を移動する高速の噴出物の破片。この論文は、本震を超えたSN1006の南西縁の非熱的X線放射の起源を研究し、その放射が雲内で拡散する低エネルギー宇宙線によるものなのか、それとも噴出物の結び目によるものなのかを区別することを目的としている。クラウドへの移行。私たちは、SN1006の南西縁（残骸が原子雲と相互作用する場所）のX線放射を3つの異なるX線望遠鏡({NuSTAR、Chandra、およびXMM-Newton)で分析し、組み合わせた分光イメージング分析を実行しました。この地域。原子雲と相互作用するSN1006の南西縁の非熱的X線放出の分析により、衝撃波面の上流約2ドルpc上流にある原子雲内に拡張されたX線源が検出されたことが示された。この線源は、硬い連続体(光子指数$\Gamma\sim1.4$のべき乗則で記述される)とNe、Si、Feの輝線によって特徴付けられます。観測されたフラックスは、X線放出の起源が雲と相互作用する低エネルギー宇宙線に関連していないことを示唆しています。一方、発生源のスペクトル特性は、24$\mu$mの\textit{Spitzer}-MIPSで見えるIR相当物の検出と合わせて、内部を高速で移動する噴出物の破片の予想とよく一致しています。原子雲。我々は、半径約1$\times10^{17}$cm、質量約$10^{-3}M_\odot$の可能性のある噴出物の破片からのX線とIR放射を殻の外約2個で検出した。SN1006、残骸の南西端と原子雲の間の相互作用領域。
GRB 230307A のジェット組成: ポインティング磁束主体の流出?
| Title |
The_Jet_Composition_of_GRB_230307A:_Poynting-Flux-Dominated_Outflow? |
| Authors |
Zhao-Wei_Du,_HouJun_L\"u,_Xiaoxuan_Liu,_and_EnWei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05002 |
GRBのジェット組成は、GRB物理学におけるエネルギー散逸と放射メカニズムを理解する上で重要な役割を果たしますが、観測データからの制約はほとんどありません。最近、赤方偏移$z=$0.065の興味深い長期持続時間GRB230307Aが大きな注目を集めています。このバーストの検出された熱放射の欠如と即時放射光曲線のミニ構造は、流出がポインティング磁束支配的であり、ICMARTモデルを指していることを示唆しています。この論文では、GRB230307Aのジェット組成を調査するために2つの独立した方法を呼び出します。熱成分を抑制するために使用される$R_0=10^{10}$cmの高い磁化パラメータ($\sigma>7$以上)は、流出エネルギーのかなりの部分がポインティング磁束にある可能性が高いことを強く示唆しています。バリオン物質が同伴されています。さらに、典型的な値$\epsilon_e=0.1$および$\epsilon_B=0.01$に対するこのバーストの放射効率は$~50\%$にも達する可能性があり、これは内部衝撃モデルには不利ですが、以下と一致しています。ICMARTモデル。最後に、コンパクトな星の合体に由来するGRB230307Aを生成する可能性のある統一画像についても説明します。
NS+He 星系および二重中性子星系における電子捕獲型超新星
| Title |
Electron-capture_supernovae_in_NS+He_star_systems_and_the_double_neutron_star_systems |
| Authors |
Yun-Lang_Guo,_Bo_Wang,_Wen-Cong_Chen,_Xiang-Dong_Li,_Hong-Wei_Ge,_Long_Jiang,_Zhan-Wen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05103 |
電子捕獲超新星(EC-SNe)は、中性子星(NS)を生成するための代替チャネルを提供します。それらは二重NS(DNS)システムの形成と銀河の化学進化に重要な役割を果たしており、観測におけるNSの質量分布に寄与しています。EC-SNeは、質量が近い大規模な縮退酸素ネオン(ONe)コア内の$\rm^{24}Mg$と$\rm^{20}Ne$上の$e$捕獲に由来すると一般に考えられている。チャンドラセカール制限($M_{\rmCh}$)。ただし、EC-SNeの起源はまだ不明です。この論文では、$M_{\rmCh}$ONeコア付近で起こる可能性のある爆発的な酸素燃焼を考慮することにより、NS+He星系におけるEC-SNeを体系的に研究しました。初期軌道周期$-$He星の初期質量(log$P_{\rmorb}^{\rmi}-M_{\rmHe}^{\rmi)でEC-SNeを生成するための初期パラメータ空間を提供しました。}$)の図から、EC-SNeの$M_{\rmHe}^{\rmi}$と最小$P_{\rmorb}^{\rmi}$の両方が金属量とともに増加することがわかりました。次に、生まれたばかりのNSに加えられたNSキックを考慮して、He星の仲間がNSに崩壊した後に形成されたDNSシステムの性質(リサイクルパルサーの軌道周期、離心率、自転周期など)を調べました($P_{\rmスピン結果は、観測されたDNSシステムのほとんどが$\lesssim50\rm\,km\,s^{-1}$のNSキックによって生成できることを示しています。さらに、He星伴星上の残留Hエンベロープを考慮すると、NSがより多くの物質を蓄積する可能性があり、これによりDNS系で穏やかにリサイクルされたパルサー($P_{\rmスピン}\sim20\,$ms)が形成される可能性があることがわかりました。
PSR B1916+14 の個々のサブパルスとその偏光特性
| Title |
Individual_subpulses_of_PSR_B1916+14_and_their_polarization_properties |
| Authors |
Tao_Wang,_C._Wang,_J._L._Han,_N._N._Cai,_W._C._Jing,_Yi_Yan,_and_P._F._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05123 |
パルサーの個々のサブパルスは基本的な放射成分とみなされ、パルサー磁気圏における電波放射プロセスを理解するための貴重な情報を提供します。それにもかかわらず、ほとんどのパルサーではサブパルスが回転位相に沿って互いに重なり合うため、サブパルスの統計的特性を研究することが困難になります。口径500メートルの球面電波望遠鏡で観測されたパルサーの中でも、PSRB1916+14は、高時間分解能観測において、典型的な幅が0.15msで、高い直線偏光を持つ、分離された高解像度のサブパルスを多数持っています。サブパルスの数分布が平均プロファイルに主に寄与していることがわかります。放射幾何学によると、これらの放射ユニットはパルサー磁気圏の極冠の上空約155kmの領域から来ており、基本的な放射ユニットの長さスケールは約120mです。標準的なS字型曲線からのこれらの単一サブパルスの偏光位置角度の偏差は、部分直線偏光および円偏光と密接に関連しており、大きな偏差はサブパルスのドリフトに起因する傾向があります。
非平衡非線形超音速マルシャック波問題の自己相似解
| Title |
Self-similar_solutions_for_the_non-equilibrium_nonlinear_supersonic_Marshak_wave_problem |
| Authors |
Menahem_Krief_and_Ryan_G._McClarren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05138 |
時間依存放射線駆動源を用いた非線形非平衡マーシャック波問題に対する類似解を提示する。使用される放射線伝達モデルは、超音速領域における灰色の非平衡拡散近似です。これらの解は、線形である既存の非平衡超音速マルシャック波解を、現実的な高エネルギー密度システムで普及している非線形領域への拡張を構成します。一般化された解決策は、べき乗則の温度依存の不透明度および放射エネルギー密度に比例する材料エネルギー密度を備えた材料モデル、および時間べき乗則に従う表面放射温度駆動を仮定します。溶液は詳細に分析され、不透明度指数の値に応じてさまざまな質的に異なる形式をとることが示されています。これらのソリューションは、超音速の非平衡放射熱伝達に関する一連の標準化されたベンチマークを構築するために使用されます。これは自明ではありませんが、実装は簡単です。これらの解は、陰的モンテカルロシミュレーション、離散座標伝達シミュレーション、および灰色拡散シミュレーションと詳細に比較され、良好な一致を示し、コード検証テスト問題としてこれらの解が有用であることが実証されています。
PUMPS での回転無線トランジェントの検索
| Title |
Search_for_rotating_radio_transients_in_PUMPS |
| Authors |
S._A._Tyul'bashev,_M._A._Kitaeva,_E.A._Brylyakova,_V.S._Tyul'bashev,_G.E._Tyul'basheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05142 |
116のRRAT候補の方向に向けて、周波数111MHzのパルス放射線の探索が実行されました。検索には、子午線128ビーム電波望遠鏡、ラージフェーズドアレイ(LPA)で得られたアーカイブデータが使用されました。各候補について、8年間にわたって約6日間の観察が蓄積されました。11個の新しいRRATが発見されました。そのうち6つの期間を推定し、そのうち4つの平均プロファイルを構築することができました。候補のいくつかは、電波望遠鏡のサイドローブと干渉で観察される既知のパルサーであることが判明しました。候補者の一部は信号対雑音比が7を超えるパルスを見つけることができず、その性質は不明のままです。
diffSph: 矮小回転楕円体銀河からの拡散信号を計算する Python ツール
これまでのところ、天の川銀河の矮小回転楕円体衛星での拡散放射は観測されていません。矮小銀河が主に暗黒物質で構成されていることを考えると、これらの信号の発見は暗黒物質の性質を理解する上で貴重な洞察を提供する可能性があります。我々は、Pythonツール「diffSph」を紹介します。このツールの現在のバージョンでは、無線周波数におけるそのような拡散信号を高速に予測できます。また、ガンマ線を使用した間接的な暗黒物質検出に関連する「J」および「D」因子を計算するための非常に包括的なモジュールも備えています。ルーチンは、パートンシャワーアルゴリズムと最先端の運動学的フィットによるダークマターハロー質量関数に結合されています。このコードは、矮小銀河の宇宙線電子/陽電子源に関する一般的な仮説(必ずしも暗黒物質候補と関連しているわけではない)を検証するのにも役立ちます。diffSphツールは、LOwFrequencyARray(LOFAR)を使用した矮小回転楕円体銀河からの拡散信号の検索にすでに使用されています。
WARP: WINERED 分光器用のデータ削減パイプライン
| Title |
WARP:_The_Data_Reduction_Pipeline_for_the_WINERED_spectrograph |
| Authors |
Satoshi_Hamano,_Yuji_Ikeda,_Shogo_Otsubo,_Haruki_Katoh,_Kei_Fukue,_Noriyuki_Matsunaga,_Daisuke_Taniguchi,_Hideyo_Kawakita,_Keiichi_Takenaka,_Sohei_Kondo,_Hiroaki_Sameshima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04876 |
近赤外交差分散エシェル分光器WINEREDで取得したデータに対してPythonで作成したデータ削減パイプラインを紹介します。これにより、$R_{\text{maxの分解能で0.91$～$1.35$\mu$mのスペクトルが得られます。}}\equiv\lambda/\Delta\lambda=28,000$または70,000観察モードに応じて異なります。このパイプラインは、生データからスペクトルを高品質で効率的に抽出するために開発されました。キャリブレーションモードとサイエンスモードの2つのモードで構成されます。キャリブレーションモードでは、一連のキャリブレーションデータからフラットフィールド画像、不良ピクセルマップ、エケログラム歪みマップ、および分散ソリューションが自動的に生成されます。サイエンスモードでは、キャリブレーション画像とパラメータを使用して、天体のサイエンスデータを自動的に削減できます。サイエンスモードは、観察中にデータをリアルタイムで簡単に確認するためにも使用されます。WARPで縮小したスペクトルの例を示します。大きく傾斜したスリット像がスペクトル分解能に及ぼす影響について議論した。
Gnuastro: 画像からの放射状プロファイルの測定
放射状プロファイルは、天文データの分析と解釈において重要な役割を果たし、空間情報の抽出を容易にします。ただし、（さまざまなシナリオに合わせて）高度にカスタマイズ可能な各楕円環にわたる測定は困難な場合があります。これに応えて、バージョン0.15からGnuastroの一部であり、広範なドキュメントが含まれる「astscript-radial-profile」を紹介します。このプログラムの便利な機能は、楕円上でさまざまな演算子(平均、中央値、シグマクリッピングなど)を使用して、依存関係を最小限に抑えながらコマンドラインで非常に迅速かつ直接に測定を実行できることです。このリサーチノートは、Gitコミット104aad5上のManeageを使用して再現できます。
SPT: 赤色巨星の年齢と質量推定のためのスペクトル変換器
| Title |
SPT:_Spectral_Transformer_for_Red_Giant_Stars_Age_and_Mass_Estimation |
| Authors |
Mengmeng_Zhang,_Fan_Wu,_Yude_Bu,_Shanshan_Li,_Zhenping_Yi,_Meng_Liu,_and_Xiaoming_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04900 |
赤色巨星の年齢と質量は、天の川銀河の構造と進化を理解するために不可欠です。これらの推定のための従来の等時線法は、ヘルツシュプルング・ラッセル線図内の等時線が重複しているため本質的に制限されています。一方、星地震学はより正確ではありますが、高精度の長期観測を必要とします。これらの課題に応えて、私たちはスペクトルから星地震学に沿った赤色巨星の年齢と質量を予測するための新しいフレームワークであるスペクトルトランスフォーマー（SPT）を開発しました。SPTの重要なコンポーネントであるマルチヘッドアダマールセルフアテンションメカニズムは、スペクトル専用に設計されており、さまざまな波長にわたる複雑な関係を捉えることができます。さらに、スケールの不均衡と相互作用モード損失に対処するためにマハラノビス距離ベースの損失関数を導入し、予測の不確実性の定量的分析のためにモンテカルロドロップアウトを組み込みました。LAMOSTからの3,880個の赤色巨星スペクトルで訓練およびテストされたSPTは、顕著な年齢と質量を達成しました。平均誤差率はそれぞれ17.64%と6.61%であり、対応する各予測の不確実性が提供されました。この結果は、従来の機械学習アルゴリズムの結果を大幅に上回り、星地震学手法および等時線フィッティング手法との高いレベルの一貫性を示しています。将来的には、私たちの研究では中国宇宙ステーション望遠鏡と大型シノプティックサーベイ望遠鏡からのデータセットを活用して、モデルの精度を高め、天文学と天体物理学の分野での適用範囲を広げる予定です。
HES 調査から選択された炭素星の HCT/HFOSC スペクトルを使用した分類と特性評価
| Title |
Classification_and_characterization_using_HCT/HFOSC_spectra_of_carbon_stars_selected_from_the_HES_survey |
| Authors |
Meenakshi_Purandardas_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.04955 |
ハンブルク/ESO(HES)の調査から選択された88個の炭素星の低解像度スペクトル(R$\sim$1330\&2190)を使用した分析結果を紹介します。スペクトルは、2mヒマラヤチャンドラ望遠鏡(HCT)に取り付けられたヒマラヤ微光天体分光カメラ(HFOSC)で取得されました。炭素分子バンドの強度に基づいた明確に定義されたスペクトル基準を使用して、星はさまざまなグループに分類されます。私たちのサンプルでは、53個のCH星、4個のC-R星、および2個のC-N型星を特定しました。29個の星は、スペクトルに顕著なC$_{2}$分子バンドが存在しないため、分類できませんでした。36個の星の大気パラメータを導き出すことができました。表面温度は、測光校正とH-α線プロファイルの合成を使用して決定されます。表面重力ログg推定値は、可能な限りGaiaDR3データベースからの視差推定値を使用して取得されます。微小乱流速度($\zeta$)は、logg\&${\zeta}$の校正式を使用して導出されます。校正方程式を使用して、近赤外CaIIトリプレットの特徴から48個の物体の金属性を決定できました。導出された金属量の範囲は$-$0.43$\leq$[Fe/H]$\leq$$-$3.49です。19個の天体はメタルプア([Fe/H]$\leq$$-$1)、14個は非常にメタルプア([Fe/H]$\leq$$-$2)、5個は極めてメタルプアであることが判明しました。([Fe/H]$\leq$$-$3.0)星。11個の物体が$-$0.43$\leq$[Fe/H]$\leq$$-$0.97の範囲の金属性を持つことが判明しました。5165\AA付近のC$_{2}$バンドのスペクトル合成計算を使用して、25個の天体の炭素存在量を導き出すことができました。見つかった最も金属の少ない天体は、高分解能分光法に基づく詳細な化学組成研究の追跡調査の重要なターゲットとなり、銀河の化学進化についての洞察が得られる可能性が高い。
ベイズ推論を使用した全球コロナ磁場推定
太陽コロナの磁場の強さを推定することは、さまざまな時空間スケールで起こるさまざまな物理プロセスを理解するために重要です。しかし、太陽コロナの高温と低密度により、この作業は困難になります。コロナ磁場は、ゼーマン効果を使用してスペクトル線の測定可能な分裂を引き起こすには弱すぎます。また、高温によりスペクトル線が弱く広くなり、小さなゼーマン分裂を検出することが困難になります。磁気流体力学(MHD)波の理論的特性と観測された特性を組み合わせたコロナ磁気地震学を使用すると、他の方法では推定が難しい太陽コロナ内の振動構造の磁場強度を推測できます。この研究では、2016年10月14日にコロナマルチチャネル偏光計(CoMP)から取得したドップラー速度と密度データを使用して、ベイジアン推論を使用してコロナ磁場の全球マップを取得します。プラズマ密度には2つの事前分布、つまりガウス分布と均一分布が使用されます。ベイズ推論により、各位置の磁場強度の確率分布が1.05から1.35$R_\odot$まで得られます。単純な逆変換とベイズ推論を使用して取得された磁場の比較も行われます。単純な逆変換を使用して取得された値が、ベイズ推論を使用して取得された最大事後推定値と常に一致するとは限らないことがわかりました。推論された値はコロナ磁場の半径方向の変化に対するべき乗則関数に従い、単純反転とベイジアン反転のべき乗則指数は類似していることがわかります。
Astro+: 大規模な大質量星分光データベースの設計、構築、および科学的利用
| Title |
Astro+:_Design,_construction,_and_scientific_exploitation_of_a_large-scale_massive_star_spectroscopic_database |
| Authors |
Klaus_Rubke,_Amparo_Marco,_Ignacio_Negueruela,_Artemio_Herrero,_Sergio_Simon-Diaz,_Hugo_Tabernero_and_Lee_Patrick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05195 |
大質量星は、その一生の間に放出されるエネルギー量、特に超新星爆発としての死によって放出されるエネルギーの量によって星間物質の進化を条件付けます。地上および宇宙の望遠鏡に搭載された以前の機器や既存の機器によって提供される大質量星の分光データは、人間のルーチンを使用して処理する能力がすでに飽和状態になっています。その結果、受信データの処理を支援する機械支援ツールが緊急に必要とされています。この目的を達成するために、我々は科学研究用に設計された大規模な星分光多波長インタラクティブデータベースと完全自動恒星パラメータ決定ツールの開発を紹介します。ここでは、これらのツールをO型星の光学スペクトルに適用した予備的な結果を示します。
WSA-Enlil-SEPMOD フレームワーク内での SEP イベント開始のモデリングの改善
| Title |
Improved_modelling_of_SEP_event_onset_within_the_WSA-Enlil-SEPMOD_framework |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Janet_G._Luhmann,_M._Leila_Mays,_Ronald_M._Caplan,_David_Lario,_Ian_G._Richardson,_Kathryn_Whitman,_Christina_O._Lee,_Beatriz_S\'anchez-Cano,_Nicolas_Wijsen,_Yan_Li,_Carlota_Cardoso,_Marco_Pinto,_Daniel_Heyner,_Daniel_Schmid,_Hans-Ulrich_Auster,_David_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05309 |
太陽エネルギー粒子(SEP)イベントの複数の宇宙船による観測は、粒子の加速と輸送理論のより深い理解と開発を可能にするだけでなく、モデル検証の取り組みに重要な制約も提供します。ただし、計算上の制限のため、特定の物理ベースのSEPモデルは、通常、SEPイベントの発生から減衰までの展開全体ではなく、SEPイベントの特定の段階を捉えるのに最適です。たとえば、太陽圏の磁気流体力学(MHD)モデルは、いわゆるコロナ領域の外側境界でのみ太陽過渡状態を組み込むことが多く、通常は太陽中心距離20～30$R_{\odot}$に設定されます。これは、CME駆動の衝撃における粒子の加速もこの境界以降で計算されることを意味し、衝撃波は太陽コロナのより低い位置で形成される可能性があるため、観測されたよりも何時間も遅れる可能性があるシミュレートされたSEPイベントの開始につながります。この研究では、太陽圏のWSA-Enlil結合3DMHDモデルの冠状領域の外側境界に粒子注入の「固定源」を挿入することにより、モデル化されたSEPイベントの開始を改善することを目的としています。この取り組みで使用するSEPモデルはSEPMODです。SEPMODは、磁力線トレーサーと断熱不変量保存に基づいた物理ベースのテスト粒子コードです。SEPMODの固定発生源オプションの初期テストと結果を、2021年10月9日のSEPイベントに適用します。このイベントは太陽圏内部の十分に離れた5つの場所(パーカー太陽探査機、STEREO-A、太陽探査機、ベピコロンボ、地球に近い宇宙船。
保存則のためのエントロピーに基づく磁束制限スキーム
中性子星連星から高精度の重力波形を生成するには、高解像度の衝撃捕捉スキームの構築が不可欠です。エントロピーに基づく磁束制限(EFL)スキームは、重力波形位相で最大4次収束に達する高速収束連星中性子星合体シミュレーションを実行できます。ここでは、EFL法の適用可能性を特殊/一般相対論的流体力学を超えてスカラー保存則に拡張し、熱力学エントロピーなしでシステムを扱う方法を示します。これは、この方法が保存形式で記述できる偏微分方程式系に普遍的に適用できることを示しています。また、EFL法のさらに非常に挑戦的な特殊/一般相対論的流体力学の応用例をいくつか示し、それを使用して特定の中性子星連星の離心率を低減した初期データを構築し、このシミュレーションの重力波形位相における最適な5次収束までを示します。
私たちの銀河では、白色矮星(WD)は、DM粒子と核子/電子の間に相互作用が存在する場合、その中を流れる暗黒物質(DM)粒子を必然的に捕捉します。同時に、これらのDM粒子は、適切な質量を持っている場合、WD内の核子/電子によって蒸発することもあります。DM粒子の蒸発は、恒星の進化理論で予測されるものよりも速い冷却進化をもたらすでしょう。このレターでは、観察された3つのWDのより速い冷却の進展はDM粒子の捕捉と蒸発によるものであると考え、次のように考えられるDM信号を取得します:$F(q)=1$,$40\\mathrm{MeV}/cの場合^{2}\lesssimm_{\chi}\lesssim70\\mathrm{MeV}/c^{2}$と$10^{-57}\mathrm{cm}^{2}\lesssim\sigma_{\chi,e}\lesssim10^{-55}\mathrm{cm}^{2}$;$F(q)=(\alpham_{e})^{2}/q^{2}$,$30\\mathrm{MeV}/c^{2}\lesssimm_{\chi}\lesssim60の場合\\mathrm{MeV}/c^{2}$と$10^{-53}\mathrm{cm}^{2}\lesssim\sigma_{\chi,e}\lesssim10^{-51}\mathrm{cm}^{2}$。これらの結果は、将来的にはさらに新しいシナリオによってクロスチェックされる必要があります。
プラスチックシンチレーターと放射線損傷したSiPMを使用してエネルギー閾値を下げる
| Title |
Lowering_the_Energy_Threshold_using_a_Plastic_Scintillator_and_Radiation-Damaged_SiPMs |
| Authors |
Teruaki_Morishita,_Yasushi_Fukazawa,_Hiromitsu_Takahashi,_Taishu_Kayanoki,_Ryota_Niwa,_Masaki_Hashizume |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05087 |
衛星軌道上に設置されたシリコン光電子増倍管(SiPM)への放射線損傷により、シンチレーター検出器のエネルギーしきい値が増加します。1クラッドの放射線がエネルギー閾値を約10倍増加させることを確認しました。これはシステムにとって最悪の状態です。陽子線照射により損傷した1つまたは2つのSiPMとプラスチックシンチレータを使用して、放射線損傷したSiPMのエネルギー閾値を最大限に下げることを目的として、次の3つの実験を実行しました。(1)電流波形アンプを使用した測定電荷感知増幅器、(2)1つのシンチレータに取り付けられた2つの放射線損傷したSiPMの同時測定とそれらの信号の合計、(3)低温での測定。私たちの調査結果では、電荷感応型アンプや整形アンプではなく、電流波形アンプを使用すると、エネルギーしきい値を約65%(198keVから128keV)に下げることができることが確認されました。さらに、同時計数幅を適切に設定し、同時計数測定で2つのSiPMの信号を合計すると、取得した信号の損失がほとんどなく、エネルギーしきい値を約70%(132keVから93keV)まで下げることができました。シンチレータを1つだけ使用する場合に比べて。最後に、-20{\deg}Cの温度で測定を実行すると、エネルギーしきい値を20{\deg}Cの場合と比較して約34%(128keVから43keV)に下げることができます。したがって、これら3つの方法を組み合わせて使用することにより、エネルギーしきい値を約15%まで下げることができると結論付けられます。
不均一な平面媒体におけるピストン駆動の衝撃波
この研究では、平面媒体におけるピストン駆動の衝撃波の問題を詳細に分析します。圧縮性流体力学方程式の相似解は、時間依存の圧力ピストンによって生成され、理想気体からなる非均質平面媒体中を伝播する強力な衝撃波に対して開発されます。べき乗則の時間依存性と空間依存性が、ピストン圧力と初期媒体密度に対してそれぞれ仮定されます。類似度の解は、ラグランジュ座標とオイラー座標の両方で記述されます。圧力と密度の指数の値に応じて、溶液はさまざまな質的に異なる形式をとることが示されています。衝撃が一定の速度で伝播し、加速または減速するさまざまな解群が存在することを示します。同様に、ピストン付近の密度が有限であるか、消滅するか、発散するさまざまな種類の解が存在することを示します。最後に、適切な初期条件と境界条件を設定して、平面衝撃解とラグランジュ流体力学シミュレーションの間の包括的な比較を実行します。非常に良好な一致が得られ、コード検証テスト問題としての分析ソリューションの有用性が実証されました。
| Title |
Inhomogeneous_Kinetic_Equation_for_Mixed_Neutrinos:_Tracing_the_Missing_Energy |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Georg_G._Raffelt,_G\"unter_Sigl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05278 |
フレーバー依存のニュートリノ輸送は、フレーバー空間における占有数行列のよく知られた運動方程式によって記述されます。しかし、見落とされている理論的問題として、不均一な場合にはニュートリノ間の屈折エネルギーが保存されないことを示します。我々は、高速フレーバー限界（ニュートリノ質量の消失）における欠落した勾配項を導き出し、欠落した屈折エネルギーが弱い相互作用ポテンシャルの勾配を介してニュートリノ運動エネルギーの巨大な貯蔵庫と交換されることを証明した。運動エネルギーの小さな変化であっても、獲得または損失する屈折エネルギーに対応します。フレーバーの進化だけでは、新しい用語による影響はほとんどありません。
MADHATv2 による天の川矮小衛星銀河の新しい暗黒物質解析
| Title |
New_dark_matter_analysis_of_Milky_Way_dwarf_satellite_galaxies_with_MADHATv2 |
| Authors |
Kimberly_K._Boddy,_Zachary_J._Carter,_Jason_Kumar,_Luis_Rufino,_Pearl_Sandick,_Natalia_Tapia-Arellano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.05327 |
我々は、16のエネルギービンからのスペクトル情報を使用して、54の矮小回転楕円体銀河のセットからの14年間の公的に利用可能なフェルミLATデータを使用して、暗黒物質の消滅の限界を取得します。この分析は、更新され公開されているコードMADHATv2を使用して実行されます。このコードは、アクセス可能な方法で暗黒物質素粒子物理学および天体物理学のさまざまなモデルをテストするために使用できます。特に、解析にカリーナIIIを含めると、$s$波の2体標準モデルの最終状態への消滅に対する制約が$\sim3$倍強化されますが、不確実性が大きいため制約の誤差が拡大することに注意してください。$J$ファクターの。私たちの発見は、カリーナIIIが実際に矮小回転楕円体銀河であるかどうかを検証し、その$J$ファクターをより正確に測定することの重要性を示しています。より一般的には、彼らは、暗黒物質の間接検出にとって、近くの超微光矮星の今後の発見の重要性を強調している。
