ブラックホールの宇宙論的結合の観測的証拠と、暗黒エネルギーの天体物理源に対するその意味
| Title |
Observational_evidence_for_cosmological_coupling_of_black_holes_and_its_implications_for_an_astrophysical_source_of_dark_energy |
| Authors |
Duncan_Farrah,_Kevin_S._Croker,_Gregory_Tarl\'e,_Valerio_Faraoni,_Sara_Petty,_Jose_Afonso,_Nicolas_Fernandez,_Kurtis_A._Nishimura,_Chris_Pearson,_Lingyu_Wang,_Michael_Zevin,_David_L_Clements,_Andreas_Efstathiou,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Mark_Lacy,_Conor_McPartland,_Lura_K_Pitchford,_Nobuyuki_Sakai,_Joel_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07878 |
観測では、宇宙の歴史のほとんどで、質量が10桁にも及ぶブラックホールが発見されています。ただし、カーブラックホールの解は暫定的なものであり、無限遠での挙動は膨張する宇宙と両立しません。無限遠での現実的な動作を備えたブラックホールモデルは、ブラックホールの重力質量が、ブラックホールの内部解に依存する方法で、降着や合体とは無関係に宇宙の膨張に伴って増加する可能性があると予測しています。$0<z\lesssim2.5$以上の楕円銀河における超大質量ブラックホールの成長を考慮することにより、この予測をテストします。これらのブラックホール間で宇宙論的に結合された質量成長の証拠が見つかり、99.98%の信頼度でゼロの宇宙論的結合が除外されました。質量成長の赤方偏移依存性は、$z\lesssim7$で、ブラックホールが事実上一定の宇宙エネルギー密度をフリードマン方程式に寄与することを意味します。連続方程式は、ブラックホールが真空エネルギーとして宇宙論的に寄与することを必要とします。さらに、宇宙星形成の歴史からのブラックホールの生成が、プランクによって測定された$\Omega_{\Lambda}$の値を与える一方で、巨大なコンパクトハローオブジェクトからの制約と一致していることを示します。したがって、恒星の残骸ブラックホールが暗黒エネルギーの天体物理学的起源であると提案し、$z\sim0.7$で加速膨張が始まることを説明します。
電波ハローにおける表面の明るさの不連続。 MeerKAT Galaxy Cluster Legacy Survey からの洞察
| Title |
Surface_brightness_discontinuities_in_radio_halos._Insights_from_the_MeerKAT_Galaxy_Cluster_Legacy_Survey |
| Authors |
Andrea_Botteon,_Maxim_Markevitch,_Reinout_J._van_Weeren,_Gianfranco_Brunetti,_Timothy_W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07881 |
ICMの動的な動きは、衝撃や寒冷前線による急激な表面輝度の不連続など、クラスターからの熱放射をマッピングするX線画像に特徴的な特徴を刻印することができます。クラスターの合体中のガスのダイナミクスは、ICMで大規模な乱気流を引き起こす可能性もあり、これにより、電波ハローとして知られる拡張シンクロトロンソースが生成されます。星団の熱ガスに表面の明るさの端が存在することは、多くのX線観測によって確立されています。対照的に、電波ハローのエッジは、ほんの一握りのケースでしか観察されていません。私たちの目標は、ICMで新しい電波表面の明るさの不連続を探すことです。MeerKATGalaxyClusterLegacySurveyで報告されたBulletClusterと他の25の電波暈の画像を調べました。表面の明るさの不連続性の識別を支援するために、勾配フィルタリングエッジ検出法を無線画像に適用しました。採用されたフィルタリング技術は、電波画像の表面の明るさのエッジを特定するのに役立ち、調査した電波ハローの半分で少なくとも1つの勾配を特定できることがわかりました。BulletClusterでは、検出された4つの電波不連続点の位置とX線エッジの間で優れた一致が見られました。この類似性は、銀河団の熱成分と非熱成分の間に実質的な相互作用があることを示しています。この相互作用は、熱ガス流によって引きずられながら宇宙線の移流を仲介するフォルゼンインICM磁場によるものと思われます。電波ハローはICMの動的運動によって形成され、熱ガス放出のエッジと明らかに同じ位置にある表面輝度の不連続性を示すことが多いと結論付けています。私たちの結果は、新世代および将来の世代の電波望遠鏡が、ICMの衝撃と寒冷前線を効率的に検出するためのX線に対する補完的なアプローチを提供することを示しています。
| Title |
The_role_of_baryons_in_self-interacting_dark_matter_mergers |
| Authors |
Moritz_S._Fischer,_Nils-Henrik_Durke,_Katharina_Hollingshausen,_Claudius_Hammer,_Marcus_Br\"uggen,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07882 |
銀河団の合体は、暗黒物質(DM)物理学の有望なプローブです。たとえば、DMコンポーネントと銀河分布の間のオフセットは、DMの自己相互作用を制約する可能性があります。クラスター内媒質(ICM)の役割と自己相互作用暗黒物質(SIDM)モデルにおけるDM銀河オフセットへの影響を調査します。この目的のために、平滑化粒子流体力学+N体シミュレーションを使用して、正面衝突による等質量および不等質量の合併の理想化されたセットアップを研究します。私たちのシミュレーションは、ICMが、DMのみ(DMO)のシミュレーションと比較して、最初の中心周囲通過の直後に発生するオフセットにほとんど影響を与えないことを示しています。しかし、後で、例えば。最初のアポセンターでは、ICMの存在によってオフセットが増幅される可能性があります。さらに、緩和された銀河団のコアサイズの測定によって除外されないほど十分に小さい断面積は、観測可能なオフセットを生成する可能性があることを発見しました。さまざまなDMモデルが、DMの分布に影響を与え、温度を含む銀河とICMの分布にも影響を与えることがわかりました。衝撃波面の位置と最も明るい銀河団銀河(BCG)を組み合わせることで、DMの特性を知る手がかりが得られる可能性があります。全体として、私たちの結果は、最初の終点通過前後の段階での銀河団の合体は、最初の近心通過直後の合体よりも、DM物理学の観点から興味深い可能性があることを示しています。これは、後の進化段階での合併のさらなる研究の動機となる可能性があります。
宇宙探査機としての最古の星の再訪
観測宇宙論の途方もない進歩にもかかわらず、ハッブル定数($H_0$)の値は、ローカル/後期の測定値と宇宙から導出された測定値との間の不一致のために、いまだに議論の余地があります(いわゆる「ハッブル張力」)。電子レンジの背景。宇宙の年齢は$H_0$に非常に敏感であるため、現在の最も古い星がハッブル定数に独立した制約を課すことができるかどうかを調査しました。この目的のために、文献から最も古い天体(球状星団、恒星、白色矮星、超微光および矮小球状銀河)を正確な年齢推定とともに選択しました。赤方偏移の構成に保守的な事前分布($11\leqz_{\rmf}\leq30$)を採用し、$\Omega_{\rmM}=0.3\pm0.02$と仮定して、ベイジアン統計に基づいて推定する方法を開発しました。ハッブル定数。最も古いオブジェクト($>13.3$Gyr)を選択し、それらのそれぞれについて個別に、および均一なサブサンプルの平均年齢の両方について$H_0$を推定しました。統計的および体系的な不確実性が適切に考慮されました。個々の年齢に基づく制約は、最も正確な推定値を選択する場合、$H_0<70.6$km/s/Mpcであることを示しています。サブサンプルごとに年齢が平均化され、個別に分析される場合、最も厳しい制約は$H_0<73.0$を意味し、確率は93.2\%で誤差は約2.5km/s/Mpcです。また、星の年齢と$\Omega_{\rmM}$の精度がさらに向上するにつれて、$H_0$の制約がより厳しくなる方法を評価するために、「精度マトリックス」を作成しました。この結果は、最も古い星が独立した競争力のある宇宙探査機として高い可能性を秘めていることを示しています。
International Pulsar Timing Array Data Release 2 および NANOgrav 12.5
年データセットでのスカラー誘起重力波の検索
| Title |
Search_for_scalar_induced_gravitational_waves_in_the_International_Pulsar_Timing_Array_Data_Release_2_and_NANOgrav_12.5_years_dataset |
| Authors |
Virgile_Dandoy,_Valerie_Domcke,_Fabrizio_Rompineve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07901 |
最新のパルサータイミングアレイ(PTA)データセットで、スケール$10^5~\text{Mpc}^{-1}\lesssimk\lesssim10で曲率摂動をソースとする確率的重力波(GW)バックグラウンドのベイジアン検索を実行します。^8~\text{Mpc}^{-1}$.これらは、初期宇宙のQCDクロスオーバー相転移前後の温度でハッブルの地平線に再突入します。検索に天体物理学的起源の確率的背景を含め、原始ブラックホール(PBH)の過剰生産による曲率パワースペクトルの制約を適切に説明します。国際PTAデータリリース2は、曲率によって引き起こされる背景よりも、報告されている共通スペクトルプロセスについて天体物理モデルを大幅に支持していることがわかります。一方、2つの解釈はNANOgravの12.5年のデータセットに等しく適合します。次に、小さなスケールでの曲率パワースペクトルの振幅に新しい上限を設定します。これらは、豊富なPBH暗黒物質からの間接的な天体物理学的境界とは独立しており、競合しています。今後のPTAデータリリースは、QCDエポック周辺の曲率パワースペクトルの最強のプローブを提供します。
コールドニューアーリーダークエネルギーのプロファイリング
| Title |
Profiling_Cold_New_Early_Dark_Energy |
| Authors |
Juan_S._Cruz,_Steen_Hannestad,_Emil_Brinch_Holm,_Florian_Niedermann,_Martin_S._Sloth_and_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07934 |
最近の新初期暗黒エネルギー(NEDE)への関心は、ハッブル張力への影響によって引き起こされた、再結合の前後でトリガーされた相転移で減衰する真空エネルギー成分を持つ宇宙論モデルです。モデルパラメーターに対する以前の制約は、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)メソッドを使用したベイジアンフレームワークで導出されました。この作業では、代わりに、プロファイルの可能性を使用して頻度論的分析を実行し、制約に対する以前のボリューム効果の影響を評価します。NEDE$f_\mathrm{NEDE}$の最大部分を制約し、ベースラインデータセットと同様の制約を使用して、$68\%$CLで$f_\mathrm{NEDE}=0.076^{+0.040}_{-0.035}$を見つけます。SPT-3G、ACT、またはフルシェイプの大規模構造のいずれかのデータを使用して、$H_0$に事前にSH0ESがない場合でも、$\Lambda$CDMより優先されることを示しています。これは、対応するベイジアン分析で得られたよりもNEDEの強力な証拠ですが、NEDEトリガー質量を固定することによって得られた制約とほぼ一致しています。$H_0$のSH0ES事前を含めると、$68\%$CLで$f_\mathrm{NEDE}=0.136^{+0.024}_{-0.026}$が得られます。さらに、NEDEをアーリーダークエネルギー(EDE)モデルと比較し、2つのモデルの最大エネルギー密度分数と$H_0$に同様の制約を見つけます。NEDEモデルの$68\%$CLでは、$H_0=69.56^{+1.16}_{-1.29}\text{kms}^{-1}\text{Mpc}^{-1}$が見つかります。したがって、$H_0$のSH0ES測定値を含めると、ベースラインと$H_0=71.62^{+0.78}_{-0.76}\text{kms}^{-1}\text{Mpc}^{-1}$になります。これは、NEDEモデルが$H_0$の緊張を大幅に緩和するという以前の結論を裏付けるものです。
速度論的な Sunyaev-Zeldovich 効果を使用した MACSIS シミュレーションで明らかになった銀河団の回転
| Title |
Galaxy_cluster_rotation_revealed_in_the_MACSIS_simulations_with_the_kinetic_Sunyaev-Zeldovich_effect |
| Authors |
Edoardo_Altamura,_Scott_T._Kay,_Jens_Chluba_and_Imogen_Towler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07936 |
速度論的なSunyaev-Zeldovich(kSZ)効果は、現在進行中および将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)および宇宙論の研究の明確なターゲットとなっています。バルククラスターの動きとは別に、内部の動きもkSZ信号につながります。この作業では、クラスター流体力学宇宙シミュレーションを使用して、クラスター媒体のコヒーレントな大規模運動によって引き起こされる回転kSZ効果を調べます。回転kSZを宇宙論的プローブとして利用するために、シミュレーションは、この信号のモデル化を知らせることができる最も包括的なデータセットのいくつかを提供します。この作業では、MACSISデータセットを使用して、大規模なクラスターにおける回転kSZ効果を具体的に調査します。これらのモデルに基づいて、スタッキングアプローチをテストし、さまざまな質量、動的状態、赤方偏移、およびマップアライメントジオメトリを使用して結合信号の振幅を推定します。暗黒物質、銀河、およびガスのスピンは一般的にずれていることがわかりました。これは、銀河カタログに基づくと、回転kSZ効果の次善の推定を引き起こす可能性がある効果です。さらに、回転kSZの統計モデルを構築するために使用できるハロースピン質量スケーリング関係を提供します。大規模な非緩和クラスター($\gtrsim$100$\mu$K)で最大の回転kSZ寄与は、移動レンズ効果などの高次CMB温度信号の研究に関連している可能性があります。MACSISサンプルの限られた質量範囲は、大容量シミュレーションでの回転kSZ効果の拡張調査を強く動機付けて、特に低質量と高赤方偏移に向けてモデリングを改良し、今後の宇宙論的CMB実験の予測を提供します(例:SimonsObservatory、SKA-2)およびX線観測(例:\textit{Athena}/X-IFU)。
HERA による再イオン化の時代の探索: 閉鎖位相遅延パワー スペクトルの上限
| Title |
Search_for_the_Epoch_of_Reionisation_with_HERA:_Upper_Limits_on_the_Closure_Phase_Delay_Power_Spectrum |
| Authors |
Pascal_M._Keller,_Bojan_Nikolic,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Chris_L._Carilli,_Gianni_Bernardi,_Ntsikelelo_Charles,_Landman_Bester,_Oleg_M._Smirnov,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_S._Dillon,_Bryna_J._Hazelton,_Miguel_F._Morales,_Daniel_C._Jacobs,_Aaron_R._Parsons,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Austin_Julius,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07969 |
再電離の時代(EoR)に赤方偏移した21cm線のパワースペクトルを測定することを目的とした電波干渉計は、圧倒的な前景放射から弱い信号を分離するために前例のないダイナミックレンジを達成する必要があります。キャリブレーションが不正確であると、これらの測定の感度が低下し、EoRの検出が妨げられる可能性があります。標準的な解析手法の代替手段として、アンテナベースの方向に依存しないキャリブレーションをバイパスできるようにするクロージャフェーズを利用します。標準的なアプローチと同様に、遅延スペクトル手法を使用してEoR信号を検索します。水素再イオン化アレイ(HERA)のフェーズIで観測された94泊のデータを使用して、$z=7.7$で21cmパワースペクトルに近似的な制約を設定します。21cmEoR輝度温度が1.14"pseudo"$h$Mpc$^{-1}$で$\le$(372)$^2$"pseudo"mK$^2$であることを95%の信頼度で見つけます。ここで、「疑似」は、これらの制限が実際の距離スケールと輝度温度の近似値として解釈されることを強調しています。基準EoRモデルを使用して、フルアレイでEoRを検出する可能性を示します。標準的な方法と比較して、閉鎖フェーズの処理は比較的単純であるため、可視性の強度を使用して導出された結果、または関連する重要な独立したチェックが提供されます。
コズミックウェブからの偏光降着衝撃
| Title |
Polarized_accretion_shocks_from_the_cosmic_web |
| Authors |
Tessa_Vernstrom,_Jennifer_West,_Franco_Vazza,_Denis_Wittor,_Christopher_John_Riseley,_George_Heald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08072 |
最大のスケールでは、銀河は重力によって引き寄せられてクラスターを形成し、それらはウェブのようなパターンを形成するフィラメントによって接続されています。この宇宙網からの電波放射は、宇宙構造の周りの強い降着衝撃に由来すると予測されています。宇宙ウェブのフィラメントを取り囲む強い衝撃からのフェルミ型加速と、低質量星団の周辺でのフェルミ型加速が宇宙で働いているという最初の観測証拠を提示します。全天電波マップとクラスターとフィラメントのスタッキングを使用して、偏波率>=20%のシンクロトロン放射の偏波シグネチャを検出しました。これは、クラスターの両方で強い衝撃波による局所磁場の組織化によって最もよく説明されます。周辺およびクラスター間。私たちの解釈は、最先端の宇宙論的シミュレーションとの詳細な比較によって十分にサポートされています。
銀河分布のミンコフスキー汎関数による大質量ニュートリノの探査
大規模構造(LSS)上の大質量ニュートリノの特徴的な特徴を完全に捉えれば、それらの質量合計$M_{\nu}$に厳しい制約を課すことができます。N体シミュレーションを利用した以前の研究では、LSSのミンコフスキー汎関数(MF)がLSS上の大規模ニュートリノの痕跡を明らかにし、重要な補足情報を2点統計に提供し、$M_{\nu}$の制約を大幅に改善できることが示されました。この作業では、一歩前進し、統計をLSSの偏ったトレーサー、つまり銀河、および赤方偏移空間に適用します。SDSS$M_r<-21.5$および-22銀河のパラメーターを持つハロー占有分布(HOD)フレームワークに基づいて構築されたMolinoモックギャラクシーカタログを使用して、フィッシャーマトリックス分析を実行し、MFの制約力を定量化します。サンプル。MFは、考慮するすべての宇宙論的パラメーターに対して、パワースペクトルよりも厳しい制約を与えることがわかります。MFからの$\Omega_{\mathrm{m}}、\Omega_{\mathrm{b}}、h、n_s、\sigma_8$、および$M_\nu$の制約は、1.9、2.9倍優れています。、3.7、4.2、2.5、および5.7、それぞれ、HODパラメーターを過小評価した後。具体的には、$M_{\nu}$の場合、$\left(1h^{-1}\mathrm{Gpc}\right)^3$.
弱いレンズ効果のピーク統計 -- 勾配対高さ
弱レンズ宇宙論研究では、ピーク統計は非線形構造に敏感であるため、宇宙シアー2点相関を補完します。この論文では、一般的に使用されるピークの高さの統計と比較して、そこに埋め込まれた宇宙論的情報を理解することを全体的な目標として、新しいアプローチ、つまりピークの急峻さの統計を調査します。$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_8$のさまざまな宇宙パラメータのセットを考慮した光線追跡シミュレーションで解析を実行します。急峻さに基づいて高いピークの存在量を計算するための理論モデルも提示されており、シミュレーションからのピーク分布の主な傾向をよく説明できます。$\Delta\chi^2$とフィッシャーの分析を使用して、限られた一連のシミュレーションと理論モデルを使用して、2つのピーク統計の宇宙論的依存性を調べます。潜在的な系統的影響を考慮せずに検討した結果、急峻度の統計は、ピークの高さの統計よりも宇宙論的パラメーターに対してより高い感度を持つ傾向があり、この利点は形状ノイズの増加によって薄められることが示されました。理論モデルを使用して、2つの統計に埋め込まれた異なる宇宙論的情報を説明する物理的な理由を調査します。私たちの分析は、大規模な構造からの投影効果が、急勾配統計からの利益を高めるために重要な役割を果たすことを示しています。暗黒物質のハロー密度プロファイルの赤方偏移と宇宙論への依存も、2つの統計の違いに寄与しています。
X線で見えない宇宙。 eROSITA によって検出されないハローの調査
| Title |
The_X-ray_invisible_Universe._A_look_into_the_halos_undetected_by_eROSITA |
| Authors |
P._Popesso,_A._Biviano,_E._Bulbul,_A._Merloni,_J._Comparat,_N._Clerc,_Z._Igo,_A._Liu,_S._Driver,_M._Salvato,_M._Brusa,_Y._E._Bahar,_N._Malavasi,_V._Ghirardini,_G._Ponti,_A._Robotham,_J._Liske,_S._Grandis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08405 |
この論文は、ハロー質量範囲$10^{13}-5x10^{14のeFEDS(eROSITAFinalEquatorialDepthSurvey)領域のSRG/eROSITAX線マップで検出された、および検出されなかったGAMA分光グループおよびクラスターの分析を提示します。}$$M_{\odot}$および$z<0.2$で。eROSITAで検出されたグループのX線表面輝度プロファイルを、検出されていない低質量ハローの平均スタックプロファイルと比較します。全体として、検出されていないグループは、X線で検出されたハローに関して、X線表面の明るさ、暗黒物質、および銀河の分布があまり集中していないことがわかります。低い質量濃度と一致して、マグニチュードのギャップは、これらが若いシステムであることを示しています。後の集合時間は、検出されたシステムに関するBCGと銀河集団のより青い平均色によって確認されます。X線で検出された低質量のハローがコズミックウェブのノードを好む一方で、それらはフィラメントに高い確率で存在します。X線中心放射が抑制されているため、検出されないシステムは、固定ハロー質量でX線不足光度になり、$L_X-M_{halo}$関係より下にある傾向があります。興味深いことに、結節に存在するX線で検出されたシステムは、関係の周囲であまり分散しませんが、フィラメント内のシステムはその下にある傾向があります。検出されたシステムと検出されていないシステムのプロパティとAGNアクティビティとの間に強い関係は見られません。銀河集団で光学的に選択されたAGNの割合は、2つのサンプルで一致しています。さらに興味深いことに、BCGが無線AGNをホストする確率は、検出されていないグループでは低くなります。したがって、X線で検出されたグループと検出されなかったグループとの間に観察された違いは、コズミックウェブと、ハローアセンブリバイアスにおけるその役割に起因すると主張します。私たちの結果は、X線の選択が、コズミックウェブのノードに位置する最も集中した古いシステムを支持するように偏っていることを示唆しています。
天体物理学的重力波背景と宇宙マイクロ波背景の相互相関による非ガウス性
| Title |
Non-Gaussianity_from_the_Cross-correlation_of_the_Astrophysical_Gravitational_Wave_Background_and_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Gabriele_Perna,_Angelo_Ricciardone,_Daniele_Bertacca_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08429 |
最初のLIGO/Virgo検出以来、重力波(GW)は、私たちの宇宙を理解するための新しい補完的なプローブとして非常に有望でした。GW検索の次の課題の1つは、確率的重力波背景(SGWB)の検出と特徴付けです。これにより、非常に初期の宇宙(宇宙背景)に窓が開かれ、天体物理源集団に関する新しい情報が提供されることが期待されています(天体物理学的背景）。SGWBを特徴付け、その起源に関する情報を抽出する1つの方法は、他の宇宙探査機との相互相関を利用することです。この目的のために、この論文では、天体物理学的背景の異方性と宇宙マイクロ波背景(CMB)のものとの間の相互相関を調べます。このような信号は、GWバイアスを介して原始非ガウス性(nG)に敏感です。したがって、次世代の宇宙ベースの干渉計がそのような相互相関信号を検出し、原始nGを制約する能力を研究します。
宇宙の夜明け 21cm 信号の効果的なモデル
21cm信号は、宇宙の夜明けの最初の構造形成を理解する鍵を握っています。過去10年間の理論的進歩は、初期条件と観測量(21cmまたは再イオン化マップ)との間の非線形および非局所的な関係を考慮して、この信号のシミュレーションに焦点を当ててきました。ここでは代わりに、宇宙の夜明けの間の21cm信号の効果的で完全な分析モデルを提案します。初期の密度に対する局所的な星形成率密度(SFRD)の指数関数的な挙動を利用して、非線形性を含むその相関関数を解析的に見つけます。SFRDは、放射場(X線およびライマン$\alpha$フラックス)の統計を取得するためのビルディングブロックとして機能し、したがって21cm信号を取得します。このモデルを公開PythonパッケージZeus21として実装します。このコードは、$\sim1$sで21cmのグローバル信号とパワースペクトルを完全に予測でき、メモリ要件は無視できます。21CMFASTの最先端の半数値シミュレーションと比較すると、21CMFASTの断熱変動の(以前は見逃されていた)過小評価を考慮した後、21cmグローバル信号とパワースペクトルの両方で10\%の精度に一致することがわかりました。.Zeus21はモジュール式で、ユーザーは最初の銀河の天体物理モデルを変えることができ、21cmデータで標準モデルの宇宙論を超えた検索を可能にする宇宙コードCLASSとインターフェースします。これは、精密宇宙論の時代に21cmをもたらすための一歩を表しています。
C14 GJ1214の自動撮像望遠鏡測光
GJ1214bは、大気研究用の信号対雑音比が最も高い亜海王星です。これまでのほとんどの透過分光測定では、イライラするほど特徴のないスペクトルが明らかになりましたが、JWSTの観測は、このベンチマーク惑星に新しい洞察を与えることが期待されています。これらの観測の背景を提供するために、GJ1214(主星)の測光モニタリングを実行しました。GJ1214は2021年から2022年の間に比較的高い明るさの期間に入ったことがわかります。これは、2022年7月のGJ1214bのJWSTMIRI/LRS位相曲線観測が、スポット優位の主星の活動が低い時期に得られたことを意味します。これまでの研究と同様に、恒星の自転周期を決定的に特定することはできません。それでも、50日を超える可能性が高いことを確認しています。
低偏心外部平均運動共鳴の非摂動的調査
| Title |
Non-perturbative_investigation_of_low_eccentricity_exterior_mean_motion_resonances |
| Authors |
Renu_Malhotra,_Zherui_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07900 |
平均運動共鳴は、惑星系のダイナミクスの分析と理解において重要です。以前の多くの研究では摂動的アプローチが支配的でしたが、最近の非摂動的アプローチは、円形平面制限3体モデルの基本モデルにおける木星の内部平均運動共鳴の低偏心領域での新しい特性を明らかにしました。ここでは、非摂動的調査を、低偏心領域(最大約0.1)の外部平均運動共鳴と、5e-5から1e-3(中心質量の単位)の範囲の摂動質量に拡張します。私たちの結果は、一次外部共振には、低偏心での2つの分岐と、隣接する一次共振を接続する低偏心ブリッジがあることを示しています。摂動質量が増加すると、高次の共鳴はカオスに分解されますが、低次の共鳴は半径方向の幅が大きくなり、方位角の幅が小さくなります。低次共鳴の場合、共鳴ライブラリーとシノドス周波数の間の小さな整数可換性から生じる二次共鳴も検出します。これらの二次共鳴は、通常、高質量摂動体の平均運動共鳴の近くで発生する混沌とした海の生成に大きく貢献します。
水素-ヘリウムの状態方程式における非理想的な混合効果の説明
| Title |
Accounting_for_non-ideal_mixing_effects_in_the_hydrogen-helium_equation_of_state |
| Authors |
Saburo_Howard_and_Tristan_Guillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07902 |
水素とヘリウムの状態方程式は、星や巨大惑星を研究するための基本です。原子レベルと分子レベルでの相互作用のため、水素とヘリウムの混合物の挙動は、これらの元素を別々に考えても正確に表すことができないことが示されています。この論文は、巨大惑星の内部および進化モデルにおける水素とヘリウム間の相互作用を説明する簡単な方法を提供することを目的としています。一方では相互作用する水素とヘリウム粒子のシステムを含むabinitioシミュレーションを使用し、他方では水素とヘリウムの純粋な状態方程式を使用して、水素とヘリウム粒子間の相互作用の密度とエントロピーへの寄与を導出しました。非理想的な混合が考慮されると、密度とエントロピーに最大15%の相対変動が生じることを示します。これらの非理想的な混合効果は、正確な重力場測定に基づく巨大惑星の内部モデルで、特にヘリウムと水素の比率の変動の文脈で考慮しなければなりません。また、系外惑星の質量と半径の関係にも影響を与えます。圧力と温度の関数としての混合の体積とエントロピーを含む表を提供します。この表を純粋な水素と純粋なヘリウムの状態方程式と組み合わせて、任意の水素とヘリウムの混合比の混合効果を首尾一貫して含む状態方程式を取得し、巨大惑星の内部構造と進化をモデル化するために使用できます。褐色矮星。水素とヘリウムの状態方程式の正確な計算には、非線形混合を含める必要があります。ただし、状態方程式の不確実性は依然として存在します。正確さを得るためには、さまざまな組成のメガバー領域における水素-ヘリウム混合物の挙動の第一原理計算を実行する必要があります。
クールで直接画像化された太陽系外惑星 51 エリ b の検索研究
| Title |
Retrieval_study_of_cool,_directly_imaged_exoplanet_51_Eri_b |
| Authors |
Niall_Whiteford,_Alistair_Glasse,_Katy_L._Chubb,_Daniel_Kitzmann,_Shrishmoy_Ray,_Mark_W._Phillips,_Beth_A._Biller,_Paul_I._Palmer,_Ken_Rice,_Ingo_P._Waldmann,_Quentin_Changeat,_Nour_Skaf,_Jason_Wang,_Billy_Edwards,_Ahmed_Al-Refaie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07939 |
検索法は、観測されたスペクトルに最も適合するように前方モデルに結合されたバルクの物理的および化学的特性を推定することにより、太陽系外惑星の大気をモデル化するための強力な分析手法であり、直接画像化された太陽系外惑星の観測にますます適用されています。ベイジアン検索スイートであるTauREx3を、直接画像化されたガス巨大太陽系外惑星と褐色矮星からの近赤外分光測光法の分析に適応させました。以前の検索研究と一致する褐色矮星ベンチマークGJ570Dの結果を提示することにより、TauREx3の準恒星大気への適用性を実証すると同時に、アルカリ線の存在に関連する系統的バイアスも示します。また、GPIとSPHEREからの分光観測を使用して、この天体に自由化学検索分析を初めて適用した、低温系外惑星51Eribの結果も示します。私たちの検索分析は、雲の消滅を使用せずに分光および測光観測を説明できますが、これは雲の存在を模倣できる柔軟な温度-圧力プロファイルを使用した結果である可能性があると結論付けています。2.7$\sigma$の信頼度でアンモニア検出のベイジアン証拠を提示します。これは、系外大気中のアンモニアの最初の兆候です。これは、この分子が同様のスペクトルタイプの褐色矮星に存在することと一致しています。51EribとGJ570Dの化学的類似性を、取得した分子存在量との関係で示します。最後に、51エリbの全体的な検索の結論は、さまざまなスペクトルデータと、温度圧力や雲の構造などのモデリングコンポーネントを使用する場合に異なる可能性があることを示します。
NEO領域における永年共鳴の地図
コンテクスト。数値シミュレーションから、いくつかの永年共鳴が地球近傍天体(NEO)の運動に影響を与える可能性があることが知られています。ただし、NEO領域内の永年共鳴の特定の場所は完全にはわかっていません。これまでにその場所を予測するために使用されていた方法は、高度に偏心した軌道や、NEOが惑星の軌道を横切るときに使用できないためです。ねらい。この論文では、離心率の値が高い場合でも、NEO領域の金星から土星までの惑星との永年共鳴をマッピングすることを目的としています。メソッド。NEOの永年ダイナミクスの計算には、軌道交差特異点を処理できる平均化された半解析モデルを使用し、そこから適切な適切な要素と適切な周波数を得ることができます。次に、適切な要素空間の均一なグリッドで適切な周波数を計算しました。したがって、永年共鳴は、惑星の適切な周波数に対応するレベル曲線によって特定されます。結果。金星から土星までの惑星との永年共鳴の位置を決定し、それらがNEO領域内にあることを示しました。完全な数値N体シミュレーションを使用することにより、この方法で予測された位置がかなり正確であることも示されました。最後に、永年共鳴の存在により、NEO領域内の可能な動的経路についていくつかの指標を提供しました。
惑星形成の組成次元
これまでに知られている数千の惑星の多様性は、形成と進化のプロセスが惑星系の生命を形成する方法が多数あることの証拠です。ただし、複数の形成と進化の経路は、同じ惑星構造をもたらす可能性があります。このため、惑星系とその惑星の個々の歴史を明らかにすることは、困難な作業になる可能性があります。惑星の化学組成は、この課題を解決するための指針となりますが、それが運ぶ情報を理解するには、惑星が形成された環境の化学組成と特性に適切に関連付ける必要があります。この目標を達成するには、星とその惑星系のライフサイクル全体にわたる、ますます多くのさまざまな研究分野から提供される情報と視点を組み合わせる必要があります。この章の目的は、そのような多様な情報を理解して結び付けるために必要な統一的な視点を提供し、惑星体の構成に含まれるメッセージを解読できるプロセスを説明することです.
動的核生成に対する熱的非平衡の影響
核生成は、漸近巨星分枝(AGB)星、系外惑星、および褐色矮星の大気における塵と雲の形成の最初のステップであると考えられています。これらの環境では、気相種が雲凝縮核(CCN)に凝縮するときに、塵と雲の粒子が巨視的なサイズに成長します。AGB星のCCNとダストの形成プロセスを理解することは重要です。なぜなら、それらの流出で形成された種は星間物質を豊富にするからです。広く使用されていますが、化学的および熱的平衡条件の妥当性は、これらの非常に動的な天体物理環境の一部では議論の余地があります。核形成種に異なる温度を採用することにより、熱的非平衡の影響を含む動的核形成モデルを導出し、動的核形成に対する熱的非平衡の影響を定量化することを目指しています。前方および後方速度係数は、衝突運動核生成理論ansatzの一部として導出されます。吸熱逆速度は、熱的非平衡における質量作用の法則から導き出されます。弾性衝突を熱平衡ドライバーと見なします。均一なTiO2核生成と1250Kのガス温度の場合、20Kほどの小さな動的クラスター温度の違いが、より大きなTiO2クラスターの形成を1桁以上増加させることがわかりました。1000Kのガス温度でクラスター温度が約20K上昇すると、より大きなTiO2クラスターの形成が1桁以上減少する可能性があります。私たちの結果は、以前の熱非平衡研究の予測を確認し、定量化します。小さな熱的非平衡は、より大きなクラスターの合成に大きな変化を引き起こす可能性があります。したがって、熱的非平衡を含む動的核生成モデルを使用して、小さな熱的非平衡が存在する可能性がある環境でのクラスターの形成を記述することが重要です。
ガリレオ衛星の希薄な大気は、その表面から供給され、プラズマと表面の相互作用と熱プロセスの組み合わせによって生成されます。薄いとはいえ、これらの大気はオーロラ放射によって研究することができ、これまでのほとんどの研究は、UV波長でのオーロラに焦点を当ててきました。ここでは、Keck/HIRESによる1998年から2021年までの10回の木星食にわたるターゲットの観測に基づいて、ガニメデとカリストの光学オーロラの最初の検出と、エウロパでの新しい光学オーロララインの検出を提示します。6300/6364、5577、7774、および8446AでのOI放出の測定値を提示し、水素の上限を6563Aに設定します。これらは、地球以外の惑星体での7774および8446Aでの放出の最初の検出を構成します。複数の輝線を同時に測定することで、大気の組成に対する堅牢な制約が提供されます。エウロパとガニメデの日食の大気は主にO2で構成され、平均柱密度は(4.1\pm0.1)x10^{14}cm^{-2}および(4.7\pm0.1)x10^{14}cm^{-2}、それぞれ。我々は、エウロパのバルク大気中のH2OのH2O/O2比$\sim$0.25の弱い証拠を見つけ、H2O/O2<0.6に対応するガニメデのバルク大気中のH2Oに上限のみを設定した。カリストについて導き出されたO2の柱密度は(4.0\pm0.9x10^{15}cm^{-2}、想定される電子密度0.15cm^{-3}の場合)ですが、カリストの軌道での電子特性は非常に不十分に制約されています。.
M87 のケック積分場分光法により、本質的に 3 軸性の銀河と修正されたブラック ホールの質量が明らかになった
| Title |
Keck_Integral-Field_Spectroscopy_of_M87_Reveals_an_Intrinsically_Triaxial_Galaxy_and_a_Revised_Black_Hole_Mass |
| Authors |
Emily_R._Liepold,_Chung-Pei_Ma,_Jonelle_L._Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07884 |
銀河の3次元固有の形状と中央の超大質量ブラックホールの質量は、宇宙時間にわたる銀河の成長の歴史に関する重要な洞察を提供します。球状または軸対称形状の標準的な仮定は単純化されている可能性があり、銀河内の星の動きから推測されるブラックホールの質量に偏りが生じる可能性があります。ここでは、2次元の$250\mbox{$^{\prime\prime}$}\times300\mbox{$^{\prime\prime}$}$連続フィールド上のM87の空間分解星運動学を提示します。KeckII望遠鏡での積分視野分光観測から50pcから12kpcの半径範囲。約5kpcと外側から、顕著な25$\mathrm{km~s}^{-1}$の回転パターンを検出します。このパターンでは、運動軸(最大の後退速度と接近速度を結ぶ)が$40^\circ$ずれています。M87の測光長軸と。内側の5kpcでは、回転振幅とミスアライメント角度の両方が減少します。このような不整列でねじれた速度場は三軸性の特徴であり、M87が軸対称の形をした銀河ではないことを示しています。4000以上の観測制約を伴う3軸シュヴァルツシルト軌道モデリングにより、形状と質量のパラメーターを同時に決定することができました。このモデルには、星の個体数研究によって示唆された星の質量対光比の放射状に減少するプロファイルが組み込まれています。M87は強い三重軸であり、主軸の長軸から長軸までの比率は$p=0.845$であり、短軸から長軸までの主軸の比率はq=0.722$であり、ブラックホールの質量は$(5.37^{+0.37}_{-0.25}\pm0.22)\times10^9M_\odot$、ここで2番目のエラーは、M87までの距離に関連する系統的不確実性を示します。
$\mathrm{morphofit}$: 自動化された銀河構造パラメータ フィッティング パッケージ
| Title |
$\mathrm{morphofit}$:_an_automated_galaxy_structural_parameters_fitting_package |
| Authors |
Luca_Tortorelli_and_Amata_Mercurio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07890 |
今日の現代の広視野銀河調査では、精度、ユーザー介入の程度、および高度な並列化を特徴とするパラメトリックな表面輝度分解コードが必要です。この必要性に対処するために、銀河の構造パラメーターを推定するための高度に並列化可能な$\mathrm{Python}$パッケージである$\mathrm{morphofit}$を導入します。このパッケージは、広範で信頼できるコード、すなわち$\mathrm{SExtractor}$および$\mathrm{GALFIT}$を利用します。低密度環境と混雑した環境の両方で最適化およびテストされており、混合光と拡散光により構造パラメーターの推定が特に困難になります。$\mathrm{morphofit}$により、ユーザーは、現在コードに実装されているものの中から、個々の銀河に複数の表面輝度成分を適合させることができます。バルジ対総光度($\mathrm{B/T}$)の比率が異なる単一の球状銀河とバルジと円盤銀河の光プロファイルのシミュレートされた画像を使用して、$\mathrm{morphofit}$が次のことができることを示します。シミュレートされた銀河の入力構造パラメータを高い精度で復元します。また、その推定値を既存の文献調査と比較し、エラー内で一貫性を見つけます。Tortorelliらのパッケージを使用します。初期型銀河のコルメンディ関係の波長依存性を研究するために、2023年に銀河団の構造パラメータを測定する。このパッケージは、github(https://github.com/torluca/morphofit)およびPypiサーバー(https://pypi.org/project/morphofit/)で入手できます。
Abell S1063、MACS J0416.1-2403、MACS J1149.5+2223 における波長の関数としての初期型銀河のコルメンディ関係
| Title |
The_Kormendy_relation_of_early-type_galaxies_as_a_function_of_wavelength_in_Abell_S1063,_MACS_J0416.1-2403_and_MACS_J1149.5+2223 |
| Authors |
L._Tortorelli,_A._Mercurio,_G._Granata,_P._Rosati,_C._Grillo,_M._Nonino,_A._Acebron,_G._Angora,_P._Bergamini,_G._B._Caminha,_U._Me\v{s}tri\'c,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07896 |
コルメンディ関係(KR)の波長依存性は、低赤方偏移では十分に特徴付けられていますが、中程度の赤方偏移ではあまり研究されていません。KRは初期型銀河(ETG)の集団の進化に関する情報を提供するため、それを研究することで、これらの天体の組み立てプロセスとそのサイズの進化に光を当てることができます。異なる赤方偏移での研究は通常、異なる静止フレームの波長帯で行われるため、KRの波長依存性があるかどうかを調査することは、そこから得られる結論を解釈するための基本です。3つのハッブルフロンティアフィールドクラスター、AbellS1063(z=0.348)、MACSJ0416.1-2403(z=0.396)、およびMACSJ1149.5+2223(z=0.542)のKRを波長の関数として分析します。.ETGのKRが中間赤方偏移のような広い範囲の波長で一貫して調査されたのはこれが初めてです。観測されたBバンドからHバンドまでの非常に深いHST測光と、VLT/MUSE積分場分光法を利用しています。以前の研究(Tortorellietal.2018)で行った構造パラメーター推定を、morphofitと呼ばれる新しく開発されたPythonパッケージ(Tortorelli&Mercurio2023)によって改善しました。クラスターETGで使用すると、3つのクラスターすべてで光学帯域から近赤外帯域までKRの勾配が波長とともに滑らかに増加し、ETG集団の不動態化により、より低い赤方偏移で切片が弱くなることがわかります。勾配の傾向は、より低い赤方偏移での以前の調査結果と一致しています。波長に伴う勾配の増加は、光学領域に関して、近赤外ではサイズの小さいETGがサイズの大きいETGよりも中央に集中していることを意味します。異なるバンドは銀河内の異なる星集団をプローブするため、勾配の増加は、より大きなETGに対してより小さなETGがより強い内部勾配を持つことも意味します。
WALLABY パイロット調査: うみへび座銀河団の UV および HI モルフォメトリクス
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_Hydra_Cluster_Galaxies_UV_and_HI_morphometrics |
| Authors |
Benne_W._Holwerda,_Frank_Bigiel,_Albert_Bosma,_Helene_M._Courtois,_Nathan_Deg,_Helga_D\'enes,_Ahmed_Elagali,_Bi-Qing_For,_Baerbel_Koribalski,_Denis_A._Leahy,_Karen_Lee-Waddell,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Se-Heon_Oh,_Tristan_N._Reynolds,_Jonghwan_Rhee,_Kristine_Spekkens,_Jing_Wang,_Tobias_Westmeier_and_O._Ivy_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07963 |
水素原子(HI)と紫外線(UV)における銀河の形態は密接に関連しています。これは、HiとUVイメージングの両方について、Hiディスク全体にわたって形態を定量化するためにそれらを組み合わせて使用する動機となっています。銀河の形態計測学:濃度、非対称性、ジニ、M20、およびマルチモード強度偏差統計を、うみへび座銀河団の中心にある銀河のWALLABYサーベイの最初のモーメント0マップに適用します。この新しいHI調査を利用して、アーカイブのGALEXFUVおよびNUVデータのHI範囲全体に同じ形態計測を適用し、パイプラインWALLABYデータ製品を使用して、HI切り捨てられた拡張紫外線ディスク(XUV)およびその他の形態学的現象をどの程度うまくキャプチャできるかを調べます。.拡張されたHIおよびUVディスクは、それぞれの濃度から比較的簡単に識別できます。WALLABYHIと組み合わせると、最も浅いGALEXデータでもXUVディスクを識別するのに十分です。私たちの2番目の目標は、Hi形態計測空間でラム圧ストリッピングを受けている銀河を分離することです。決定木、k最近傍、サポートベクターマシン、ランダムフォレストの4つの異なる機械学習手法を採用しています。ランダムフォレストを使用すると、最大80%の精度と再現率が可能になり、最も堅牢な結果が得られます。
流体力学的EAGLEシミュレーションを使用して、剥ぎ取られた核内の超大質量ブラックホールの数と質量を予測し、これらを観測されたUCD内のブラックホールの確認された測定値と比較します。剥ぎ取られた原子核のブラックホールは、観測されたUCDのブラックホールの数と質量と一致することがわかりました。$M>2\times10^6M_\odot$の剥ぎ取られた原子核の約50%には、超大質量ブラックホールが含まれているはずです。さらに、$M>10^7M_\odot$に対して、$\Psi_{sim}=1.51^{+0.06}_{-0.04}$のシミュレートされたストリップ核の母集団の質量上昇比$\Psi$を計算します。$\Psi_{obs}=1.7\pm0.2$$M>10^7M_\odot$を超える観測されたUCDの原子核と一致します。また、超大質量ブラックホールを含む剥ぎ取られた原子核の質量増加比が、質量対光比が増加したUCDの観測数を説明できることもわかりました。最後に、剥ぎ取られた核と銀河核内の巨大なブラックホールの相対数を予測し、剥ぎ取られた核が銀河団のブラックホールの数を30～100%増加させることを発見しました。銀河。UCD内の超大質量ブラックホールの集団は、銀河団内の超大質量ブラックホールの大規模で未解明の部分を表していると結論付けます。
局所幾何学指数を用いたグランドデザイン渦巻銀河とフロキュレント渦巻銀河周辺の宇宙構造の解析
| Title |
Analyzing_the_cosmic_architecture_in_the_vicinity_of_Grand-design_and_Flocculent_spiral_galaxies_with_Local_Geometric_Index |
| Authors |
Suman_Sarkar,_Ganesh_Narayanan,_and_Arunima_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08087 |
SloanDigitalSkySurveyの$17^{th}$データリリースからの機械学習技術を使用して、最近特定された351のグランドデザインと541のFlocculent渦巻銀河の環境を調査します。これらの892個の銀河の局所環境の形態を定量化するために、局所幾何学的指数と呼ばれる新しい推定量を導入します。銀河の局所幾何学的指数に基づいて、それらの局所環境をボイド、シート、フィラメント、またはクラスターであると識別します。グランドデザインは主にクラスターやフィラメントのような密集した環境に位置しているのに対し、フロキュレントは空隙やシートのまばらな環境にあることがわかります。Kolmogorov-Smirnov検定の$p$値$<$$10^{-10}$は、結果が$99.9\%$信頼水準で統計的に有意であることを示しています。さらに、大規模な潮流のある密集した環境は、グランドデザインによって支配されていることに注意してください。一方、ガス雲が豊富にあるシートやボイドなどの金属が少ない環境は、ほとんどが凝集剤によって占められています。
IRAS17020+4544 の多相流出の NOEMA 空間分解図: 衝撃風が作用しているのか?
| Title |
NOEMA_spatially_resolved_view_of_the_multi-phase_outflow_in_IRAS17020+4544:_a_shocked_wind_in_action? |
| Authors |
Anna_Lia_Longinotti_(UNAM),_Quentin_Salom\'e_(FINCA,_Turku),_Chiara_Feruglio_(INAF_Trieste),_Yair_Krongold_(UNAM),_Santiago_Garc\'ia-Burillo_(OAN_Madrid),_Marcello_Giroletti_(INAF_Bologna),_Francesca_Panessa_(IAPS_Roma),_Carlo_Stanghellini_(INAF_Bologna),_Olga_Vega_(INAOE),_Victor_Manuel_Pati\~no-\'Alvarez_(INAOE),_Vahram_Chavushyan_(INAOE),_Mauricio_El\'ias-Chavez_(INAOE),_Aitor_Robleto-Or\'us_(UNAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08165 |
ナローラインセイファート1銀河IRAS17020+4544は、銀河規模のエネルギー保存流出が明らかになった数少ないAGNの1つです。この論文は、流出におけるCO排出の空間的スケールを制限するために対処されたNOEMA観測について報告しています。分子の流出ガスは、接近するガスと後退するガスをたどる5つの成分に分解され、すべて活動核の西側と東側に2～3～kpcの距離にあります。この高速ガス(最大v_out=~1900km/s)は、主銀河円盤内のCOガスの回転パターンと一致しません。推定質量流出率は、$\dot{M}_{H_2}$=~139$\pm$20$~M_\odot$~yr$^{-1}$の全球質量出力で、この強力な銀河を示しています。規模の流出は、風がそのエネルギーを保存することと一致しており、核X線風の運動量率と比較して〜30倍の運動量率の増加と一致しています。補助的なX線(チャンドラ)とラジオ画像(e-MERLIN)からの予備的な結果が報告されています。電波源の性質は決定的なものではありませんが、チャンドラの画像は、高温のX線ガスの気泡が膨張していることから予想されるように、延長された放射を暫定的に追跡している可能性があります。NOEMA分析の結果と、IRAS17020+4544におけるアウトフローマルチバンド現象論の説明に特化した過去および進行中の出版物の結果は、銀河系の星間媒体に衝撃を与えるアウトフローが多相風を引き起こしていると仮定する説得力のある理由を提供することに同意します。この独特のAGNで。
{\sc Shark} と COMPAS による連星ブラック ホールの合体とホスト銀河の探索
| Title |
Exploring_binary_black_hole_mergers_and_host_galaxies_with_{\sc_Shark}_and_COMPAS |
| Authors |
Liana_Rauf,_Cullan_Howlett,_Tamara_M._Davis,_Claudia_D._P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08172 |
この作業では、恒星質量連星ブラックホール(BBH)の重力波(GW)合併率と銀河の特性との関係を探ります。これを行うには、バイナリ合成コードCOMPASを使用して星の集団を生成し、半解析的な銀河形成モデル{\scShark}からそれらを銀河に進化させて、各シミュレーションの時間ステップで発生する合体の数を決定します。星形成率が高く、金属に富んだ大規模な銀河は、より若く金属に乏しい銀河と比較して、重力波(GW)イベントが発生する可能性が高いことがわかっています。デフォルトの入力パラメーターを使用したシミュレーションでは、LIGO、VIRGO、およびKAGRAからの第3重力波トランジェントカタログ(GWTC-3)予測と比較して、より高い局所合体率密度が予測されます。これは、短い合体時間、低い金属量、および銀河シミュレーションの低赤方偏移での星の高い形成率によるものであり、観測と比較して、宇宙の年齢内で合体するより多くのBBHを生成します。観測された体積率をより正確に再現し、赤方偏移の関数として合併率分布への更新されたフィットを提供する代替残骸質量モデルを特定します。次に、今後のさまざまな測光および分光調査から観測可能なホスト銀河にある、シミュレーションボリューム内のGWイベントの相対的な割合を調査し、それらのどれが高い合体率のホスト銀河を追跡するのにより理想的であるかを判断します。この作業の意味は、恒星進化モデルの制約、追跡プログラムへのより良い情報提供、ハッブル定数などの宇宙論的パラメータを測定する際の潜在的なホスト銀河へのより有益な事前分布の設定など、数多くのアプリケーションに利用できます。
CMR 探査 I -- 合成観測によるフィラメント構造
| Title |
CMR_exploration_I_--_filament_structure_with_synthetic_observations |
| Authors |
Shuo_Kong,_Volker_Ossenkopf-Okada,_H\'ector_G._Arce,_Ralf_S._Klessen,_Duo_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08336 |
この論文では、フィラメント状の分子雲を形成する衝突誘起磁気リコネクション(CMR)メカニズムのパイロットパラメータ探索を実行します。Kongらに続いて。(2021)では、抵抗磁気流体力学(MHD)のコンテキストでAthena++を使用してCMRをモデル化し、オーム抵抗($\eta$)、磁場($B$)、雲を含む7つの物理的条件の影響を考慮します。密度($\rho$)、雲半径$R$、等温温度$T$、衝突速度$v_x$、せん断速度$v_z$。彼らの基準モデルと比較して、7つのパラメーターのそれぞれについて高い値と低い値を検討します。密度確率分布関数($\rho$-PDF)、フィラメント形態(250$\mu$mダスト放出)、$B$-$\rho$関係、主な繊維幅、およびリング状のサブ構造の重要性を説明するリンギング。探査は、空間と時間で非常に変化する豊富なサブ構造を持つ直線と曲線のCMRフィラメントを形成します。この変動は、CMRにおける磁気リコネクションの無秩序な性質を反映して、5つのメトリックすべての変動に変換されます。一時的な$B\propto\rho$関係は、最初の0.6Myrの間に顕著です。全体として、調査はCMRメカニズムに役立つ初期の洞察を提供します。
活動銀河核における超大質量ブラック ホールの近接連星の微分干渉シグネチャ: II.統合されたブロード ライン リージョン
| Title |
Differential_Interferometric_Signatures_of_Close_Binaries_of_Supermassive_Black_Holes_in_Active_Galactic_Nuclei:_II._Merged_Broad_Line_Regions |
| Authors |
Yu-Yang_Songsheng_and_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08338 |
異なる段階にある超大質量ブラックホール(SMBH)のペアは、銀河の形成と進化の階層的な枠組みにおける銀河の合体の自然な結果です。ただし、観測でサブパーセクの分離を持つSMBHの近い連星(CB-SMBH)の識別は、まだとらえどころのないです。最近、分光アストロメトリー(SA)による超大型望遠鏡干渉計搭載のGRAVITY/GRAVITY+によって達成された前例のない空間解像度は、CB-SMBHを解決する新しい機会を提供します。2つの独立したブロードライン領域(BLR)を持つCB-SMBHの微分位相曲線は、単一のBLRとは異なる特徴的な構造を持つことがわかりました\citep{songsheng2019}。CB-SMBHが進化してBLRが合流して周辺BLRを形成する段階に達すると、近い将来、ナノヘルツ重力波の発生源としてパルサータイミングアレイ(PTA)によって解決されることが期待されます。この作業では、周バイナリBLRのパラメーター化されたモデルを使用して、SA観測のラインプロファイルと微分位相曲線を計算します。プロファイルと位相曲線の両方が、バイナリの軌道パラメーターとBLRのジオメトリに応じて、個々のブラックホールの周りの降着円盤のドップラーブースティング効果によって引き起こされる非対称性を示すことを示します。また、モデルを使用してモックSAデータを生成し、モックデータをフィッティングして軌道パラメーターを復元します。パラメーター間の縮退は、パラメーターの不確実性に大きく寄与しますが、複数エポックのSA観測と残響マッピングの共同分析によって緩和できます。
MCG 08-11-011 の連続残響マッピング
| Title |
Continuum_reverberation_mapping_of_MCG_08-11-011 |
| Authors |
C._Fian,_D._Chelouche,_S._Kaspi,_C._Sobrino_Figaredo,_T._Lewis,_S._Catalan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08402 |
活動銀河核(AGN)MCG08-11-011を対象として、2019年から2020年にかけてワイズ天文台でC18望遠鏡を使用して実施された測光残響マッピングキャンペーンの結果を報告します。モニタリングは、特別に設計された狭帯域フィルターを使用して毎日行われ、光から近赤外線の波長($\sim4000$から$8000${\AA})にまたがり、顕著な広い輝線を避けました。バンド間の連続体タイムラグを測定し、サイズと波長の関係を決定し、このシステムのホストを差し引いたAGN光度を推定することを目指しています。点広がり関数測光を使用して連続光曲線を抽出し、補間相互相関関数、z変換離散相関関数、フォンノイマン推定器、JAVELIN(分光および測光モード)、MICA、および多変量相関関数。MCG08-11-011のマルチバンド光度曲線の間には、最大$\sim$7日の波長依存ラグ$\tau(\lambda)$が見られます。観察されたラグは、標準の薄いディスク理論に基づく予測より$\sim3-7$倍大きくなっています。幾何学的に薄く光学的に厚い降着円盤で予想される$\tau\propto\lambda^{4/3}$よりもかなり急峻な($\tau\propto\lambda^{4.74}$)サイズと波長の関係を識別します。これは、フラックスへの拡散連続体放出の寄与に起因する可能性があります。これらの結果は、以前の連続残響マッピングキャンペーンで見つかったものと似ています。
少ないものから多くの推論: JWST 時代の測光赤方偏移エンジンとしてのプロスペクター
| Title |
Inferring_More_from_Less:_Prospector_as_a_Photometric_Redshift_Engine_in_the_Era_of_JWST |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Joel_Leja,_Rachel_Bezanson,_Benjamin_D._Johnson,_Gourav_Khullar,_Ivo_Labbe,_Sedona_H._Price,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08486 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の出現は、高$z$宇宙の銀河探査の新時代を告げるものです。現在および今後のJWSTイメージングは、$z\sim20$までの銀河を検出する可能性があり、スペクトルエネルギー分布と質量から個々の銀河の正確な測光赤方偏移(photo-$z$)を推測する探求が新たな緊急性を生み出します。、年齢、星形成率。ここでは、これらの目標を達成するために、宇宙時間にわたる銀河の以前の観測をエンコードした情報に基づく事前分布の有用性を示します。\prospector\ベイジアン推論フレームワーク内で、銀河集団の赤方偏移、質量、および星形成履歴の経験的制約をエンコードする3つの結合事前確率を構築します。一様な事前確率とは対照的に、私たちのモデルは年齢-質量-赤方偏移の縮退を破り、JWSTの模擬観測で行われたテストで質量の平均バイアス誤差を0.3から0.1dexに、年齢の平均バイアス誤差を0.6から0.2dexに減らします。特に、私たちのモデルは、ディープJWSTフィールドで最先端のphoto-$z$コード\eazy\と少なくとも同じくらい正確に赤方偏移を回復しますが、2つの利点があります。やる気のある事前確率;恒星、活動銀河核、ガス、ダストの寄与を記述する共同事後分布を取得することが可能になります。結合分布を自信を持って使用して、完全な非ガウス赤方偏移の不確実性を銀河集団の推定特性に伝播できるようになりました。このモデル``\prospector-$\beta$''は、赤方偏移が不明な銀河測光法を適合させることを目的としており、JWSTによる今後の測光調査から最大の科学的利益を確保するのに役立ちます。このコードは、\prospectorの一部としてオンラインで公開されています。
これまでに検出された最も明るい GRB: GRB 221009A (z = 0.151 での非常に明るいイベント)
| Title |
The_brightest_GRB_ever_detected:_GRB_221009A_as_a_highly_luminous_event_at_z_=_0.151 |
| Authors |
D._B._Malesani,_A._J._Levan,_L._Izzo,_A._de_Ugarte_Postigo,_G._Ghirlanda,_K._E._Heintz,_D._A._Kann,_G._P._Lamb,_J._Palmerio,_O._S._Salafia,_R._Salvaterra,_N._R._Tanvir,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_S._Campana,_A._A._Chrimes,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_M._Della_Valle,_M._De_Pasquale,_J._P._U._Fynbo,_N._Gaspari,_B._P._Gompertz,_D._H._Hartmann,_J._Hjorth,_P._Jakobsson,_E._Palazzi,_E._Pian,_G._Pugliese,_M._E._Ravasio,_A._Rossi,_A._Saccardi,_P._Schady,_B._Schneider,_J._Sollerman,_R._L._C._Starling,_C._C._Th\"one,_A._J._van_der_Horst,_S._D._Vergani,_D._Watson,_K._Wiersema,_D._Xu,_and_T._Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07891 |
コンテキスト:ガンマ線バースト(GRB)の極端な光度は、遠い宇宙の研究のための強力なビーコンになります。最も明るいバーストは通常、中程度/高い赤方偏移で検出されます。この場合、そのようなまれなイベントを見るためのボリュームが最大になり、星形成活動がz=0よりも大きくなります。TeVエネルギー。目的:ここでは、例外的なGRB221009Aの分光学的赤方偏移測定を提示します。これは、これまでに観測された中で最も明るいGRBであり、発光はTeV領域にまで広がっています。方法:ESO超大型望遠鏡(VLT)でXシューター分光器を使用して、爆発の0.5日後のバースト残光の光学から近赤外分光法を同時に取得しました。結果:スペクトルは、z=0.151のホスト銀河の物質からの吸収線と輝線の両方を示します。したがって、GRB221009Aは745Mpcの光度距離を持つ比較的近くのバーストでした。そのホスト銀河の特性(星形成率と金属量)は、赤方偏移が低いLGRBホストの特性と一致しています。この赤方偏移測定により、バーストのエネルギーに関する情報が得られます。推定された等方性エネルギー放出$E_{\rmiso}>5\times10^{54}$ergは分布の上限にあり、GRB221009Aはこれまでに観測された最もエネルギーの高いGRBの1つとなっています。このような組み合わせ(近くと本質的に明るい)は、数十年に1回から1000年に1回発生すると推定されます。
げっ歯類 BL における磁気リコネクションによるフレア活動
| Title |
Flaring_activity_from_magnetic_reconnection_in_BL_Lacertae |
| Authors |
S._Agarwal,_B._Banerjee,_A._Shukla,_J._Roy,_S._Acharya,_B._Vaidya,_V._R._Chitnis,_S._M._Wagner,_K._Mannheim,_M._Branchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07904 |
フレア中のスペクトルエネルギー分布の進化は、ブレーザージェットの粒子加速のモデルを制約します。典型的なブレーザーBLLacは、2020年から2021年にかけての強いフレアエピソードの期間中、スペクトルの変動を研究するユニークな機会を提供しました。最も明るい$\gamma$線状態では、観測されたフラックス(0.1-300GeV)は$2.15\,\times\,10^{-5}\,\rm{ph\,cm^{-2}に達した\,s^{-1}}$、サブアワースケールの変動性。シンクロトロンのこぶは、ガンマ線における逆コンプトンのこぶの関連するピークシフトを伴う分規模のフレアを示すX線領域に拡張されました。衝撃加速度モデルでは、観測された急速な変動性、状態変化、および$\gamma$線のピークシフトを説明するために、高いドップラー係数値$>$100が必要です。一方、フレア中の磁気リコネクションによって生成されたミニジェット内の粒子加速を仮定すると、必要なバルクドップラー係数の制約が緩和されます。このようなジェットインジェットモデルでは、より高いエネルギーへのスペクトルシフト(TeV領域に向かって)が観測され、同時に急激な変動が見られます。これは、磁気プラズモイドが視線の方向に偶発的に整列することから生じます。BLRの端に位置するリコネクション領域($\sim0.02\,\rm{pc}$)で$\sim0.6\,\rm{G}$の磁場を推測します。このシナリオは、リコネクション領域でのプラズモイドの合体から生じる対数正規フラックス分布によってさらにサポートされます。
構造化されたジェットが極端な GRB 221009A を説明します
| Title |
A_structured_jet_explains_the_extreme_GRB_221009A |
| Authors |
B._O'Connor,_E._Troja,_G._Ryan,_P._Beniamini,_H._van_Eerten,_J._Granot,_S._Dichiara,_R._Ricci,_V._Lipunov,_J._H._Gillanders,_R._Gill,_M._Moss,_S._Anand,_I._Andreoni,_R._L._Becerra,_D._A._H._Buckley,_N._R._Butler,_S._B._Cenko,_A._Chasovnikov,_J._Durbak,_C._Francile,_E._Hammerstein,_A._J._van_der_Horst,_M._Kasliwal,_C._Kouveliotou,_A._S._Kutyrev,_W._H._Lee,_G._Srinivasaragavan,_V._Topolev,_A._M._Watson,_Y._H._Yang,_K._Zhirkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07906 |
長時間ガンマ線バースト(GRB)は強力な宇宙爆発であり、大質量星の死を知らせます。その中で、GRB221009Aはこれまでに観測された中で群を抜いて最も明るいバーストです。その莫大なエネルギー($E_\textrm{iso}\!\approx$10$^{55}$erg)と近接性($z\!\approx$0.15)により、GRB221009Aは非常にまれなイベントであり、私たちの理論。その残光進化の最初の3か月をカバーする多波長観測を提示します。X線の明るさは、勾配$\approx\!t^{-1.66}$を持つべき乗則として減衰します。これは、ジェット放出の標準的な予測と一致しません。この挙動は、相対論的ジェットの浅いエネルギープロファイルに起因すると考えられます。他のエネルギッシュなGRBでも同様の傾向が見られ、最も極端な爆発は、共通の中央エンジンによって発射される構造化されたジェットによって駆動される可能性があることを示唆しています。
活動銀河核に適用される降着円盤物理学の要素を紹介します。降着駆動メカニズムが議論され、その後、静止および時間依存の幾何学的に薄い円盤のモデルが扱われます。AGNコンテキストにおけるディスクの自己重力が提示されます。降着円盤からのスペクトル線の形状は、ニュートンの場合と相対論的な場合の両方で説明されます。ディスクの熱および粘性不安定性の物理学が詳細に議論され、モデルがAGNディスクに適用されます。最後に、厚い降着流(ADAFとスリムディスク)、ディスクコロナ、風、ジェットの問題について詳しく説明します。これは大学院生レベルの講義であり、レビュー記事ではありません
HAWC 天文台による不規則矮小銀河の TeV 暗黒物質探索
| Title |
Searching_for_TeV_Dark_Matter_in_Irregular_dwarf_galaxies_with_HAWC_Observatory |
| Authors |
R._Alfaro_and_C._Alvarez_and_J.C._Arteaga-Vel\'azquez_and_D._Avila_Rojas_and_H.A._Ayala_Solares_and_R._Babu_and_E._Belmont-Moreno_and_K.S._Caballero-Mora_and_T._Capistr\'an_and_A._Carrami\~nana_and_S._Casanova_and_O._Chaparro-Amaro_and_U._Cotti_and_J._Cotzomi_and_E._De_la_Fuente_and_R._Diaz_Hernandez_and_B.L._Dingus_and_M.A._DuVernois_and_M._Durocher_and_J.C._D\'iaz-V\'elez_and_C._Espinoza_and_K.L._Fan_and_N._Fraija_and_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez_and_F._Garfias_and_M.M._Gonz\'alez_and_J.P._Harding_and_S._Hern\'andez-Cadena_and_D._Huang_and_F._Hueyotl-Zahuantitla_and_A._Iriarte_and_V._Joshi_and_S._Kaufmann_and_D._Kieda_and_J._Lee_and_H._Le\'on_Vargas_and_J.T._Linnemann_and_A.L._Longinotti_and_G._Luis-Raya_and_K._Malone_and_O._Martinez_and_J._Mart\'inez-Castro_and_J.A._Matthews_and_E._Moreno_and_M._Mostaf\'a_and_A._Nayerhoda_and_L._Nellen_and_N._Omodei_and_Y._P\'erez_Araujo_and_E.G._P\'erez-P\'erez_and_C.D._Rho_and_D._Rosa-Gonz\'alez_and_H._Salazar_and_D._Salazar-Gallegos_and_A._Sandoval_and_J._Serna-Franco_and_Y._Son_and_R.W._Springer_and_O._Tibolla_and_K._Tollefson_and_I._Torres_and_R._Torres-Escobedo_and_R._Turner_and_F._Ure\~na-Mena_and_L._Villase\~nor_and_X._Wang_and_E._Willox_and_H._Zhou_and_C._de_Le\'on_and_V._Gammaldi_and_E._Karukes_and_P._Salucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07929 |
HAWC天文台の視野内にある31個の矮小不規則(dIrr)銀河のサンプルにおける暗黒物質(DM)検索の結果を提示します。dIrr銀河はDM優勢な天体であり、天体物理学的ガンマ線放出は、弱相互作用質量粒子(WIMP)の消滅または崩壊によって予想される二次ガンマ線フラックスに関して無視できると推定されています。dIrr銀河には統計的に有意なDM信号は見られませんが、質量が$1$から$100~のWIMP候補の消滅断面積と崩壊寿命の除外限界($95\%~\text{C.L.}$)を示します。\text{TeV}$.dIrr銀河からの除外限界は、ベンチマーク矮小球状(dSph)銀河に関連し、補完的です。実際、dIrr銀河は、ベンチマークdSphとは運動学的に異なるターゲットであり、さまざまな進化の歴史の足跡を保存しています。dIrr銀河の極限を、以前にHAWCで観測された超微光および古典的なdSph銀河の極限と比較します。制約は古典的なdSph銀河の極限に匹敵し、超微光dSph極限より$\thicksim2$桁弱いことがわかります。
ミューオン赤字問題: ミューオンのリスケーリング係数とハイトラー・マシューズのベータ指数を計算する新しい方法
| Title |
The_muon_deficit_problem:_a_new_method_to_calculate_the_muon_rescaling_factors_and_the_Heitler-Matthews_beta_exponent |
| Authors |
Kevin_Almeida_Cheminant_(1),_Dariusz_G\'ora_(1),_Nataliia_Borodai_(1),_Ralph_Engel_(2),_Tanguy_Pierog_(2),_Jan_P\k{e}kala_(1),_Markus_Roth_(2),_Jaros{\l}aw_Stasielak_(1),_Michael_Unger_(2),_Darko_Veberi\v{c}_(2),_Henryk_Wilczy\'nski_(1)_((1)_Institute_of_Nuclear_Physics_PAS,_(2)_Karlsruhe_Institute_of_Technology_Institute_for_Astroparticle_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07932 |
現在のハドロン相互作用モデルを使用した大規模な空気シャワーのシミュレーションでは、空気シャワー実験で観測された事象と比較して、ミュオンの数が少なすぎると予測されます。これは、ミューオン不足問題として知られています。この作業では、データに一致するようにモンテカルロシミュレーションで取得したミューオン信号を再スケーリングする必要がある係数と、ミューオンの数を支配するHeitler-Matthewsモデルからのベータ指数を計算する新しい方法を提示します。一次宇宙線の質量とエネルギーの関数として、大規模な空気シャワーで見られます。この方法では、いわゆるz変数(再構成された信号とシミュレートされた信号の差)を使用します。これはミューオン信号に関連付けられており、天頂角とはほぼ無関係ですが、一次宇宙線の質量に依存します。QGSJetII-04から構築されたモックデータセットを使用して、このような方法により、EPOS-LHCハドロンモデルで生成されたモンテカルロイベントを使用して、このデータセットから平均ミューオン信号を6%より優れた精度で再現できることを示します。分析に含まれる各プライマリのミューオン信号の良好な回復の結果として、ベータ指数も、調査対象のシステムで1%未満の精度で取得できます。詳細なシミュレーションでは、ハドロン相互作用特性に対するベータ指数の依存性が示されているため、このパラメーターの決定は、ミューオン不足の問題を理解するために重要です。
| Title |
Searching_for_phase_transitions_in_neutron_stars_with_modified_Gaussian_processes |
| Authors |
Debora_Mroczek,_M._Coleman_Miller,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07978 |
ガウス過程は、核飽和密度の$1-2$倍を超える冷たい触媒物質の状態方程式(EoS)を外挿するための有望なフレームワークを提供します。ここでは、ガウス過程を拡張して、エキゾチックな自由度を持つ核モデルによって予測される隆起、ねじれ、プラトーなどの音速の重要な特徴を含める方法について説明します。X線源からの測定値、重力波観測、および摂動QCD結果を組み込んだ完全なベイジアン分析を使用して、これらの機能が現在の制約と互換性があることを示し、機能がEoS事後にどのように影響するかについて報告します。
げっ歯類 BL 天体の TeV 観測を用いた銀河外背景光の制約
| Title |
Constraints_on_Extragalactic_Background_Light_using_TeV_Observations_of_BL_Lacertae_objects |
| Authors |
Longhua_Qin,_Jiancheng_Wang,_Quangui_Gao,_Weiwei_Na,_Huaizhen_Li,_Ao_Wang,_Chuyuan_Yang_and_Jianping_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08032 |
IRからUVバンドの銀河外背景光(EBL)は部分的に非常に高いエネルギー(VHE,$E\geq$100GeV)の$\gamma-$ray光子を吸収し、ペア生成によって宇宙距離を移動します。この論文では、EBLに対するより強い制約を得るために、EBLモデルと5つのBLLacsのデータの意図的な選択を使用して、より良い統計とよりハードなスペクトルを使用して、EBL密度とBLLacsの放射メカニズムを制限します。TeVBLLacsのスペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングすることによってEBL密度の上限を制限し、結果が公開された測定値と互換性があり、50$\rm{nWm^{-2}sr^{-1}}$.また、EBLは高VHE光子に対して必ずしも透過的ではないこともわかりました。TeVBLLacsの固有スペクトル指数$\Gamma_i$を観測証拠とモデル仮定の下で1.0と1.5に固定します。銀河数と$Spitzer$の観測によって得られたEBL密度を比較すると、1ES1101-232の$\Gamma_i$$\leq$は1.0であり、1ES0229+200の$\Gamma_i$は1.0よりも硬くないはずです。我々は、$\Gamma_i$が1.5よりもソフトであるBLLacsの一般的な放射仮定を再検討する必要があることを示します。さらに、TeVBLLacsの最も硬いエネルギースペクトルをフィッティングすることにより、上部EBL密度を与えることができることを提案します。
シャドウ観測によるカーの裸の特異点の制約
イベントホライズンテレスコープ(EHT)によって最近行われた、イベントホライズンスケールの解像度での超大質量ブラックホールの直接イメージングにより、カー裸特異点(KNS)などの超大質量ブラックホールの代替モデルをテストできます。スピンと観測傾斜角度に応じて、KNSシャドウが閉じたり、開いたり、消えたりする可能性があることを示します。KNSシャドウがギャップを開く重要なパラメーターを研究します。これは、ブラックホールのシャドウでは発生しない独特の現象です。KNSシャドウは、無次元スピン$a\lesssim1.18$に対してのみ閉じることができ、傾斜角度の特定の範囲に対して$a\gtrsim1.18$に対して消滅することを示します。また、数値的な一般相対論的光線追跡計算も実行します。これは、KNSシャドウの解析的なトポロジー変化を再現し、イベントホライズンの欠如によるシャドウ内の他の観測機能を示します。ブラックホールの影の観測と比較することにより、KNSの影のトポロジー変化を使用して、宇宙検閲仮説と、SMBHの代替モデルとしてのKNSをテストできます。
VHE 観測による AGN の X 線ノットの IC/CMB 解釈のプロービング
| Title |
Probing_IC/CMB_Interpretation_for_the_X-ray_knots_of_AGN_through_VHE_observations |
| Authors |
Amal_A._Rahman,_S._Sahayanathan,_Malik_Zahoor_and_P._A_Subha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08111 |
活動銀河核のキロパーセク規模の噴流からの硬X線スペクトルの検出は、電波/光放出の原因である電子分布からシンクロトロン放出メカニズムに説明することはできません。別の説明は、宇宙マイクロ波背景光子(IC/CMB)の逆コンプトン散乱または2番目の電子集団からのシンクロトロン放射です。X線放出がIC/CMBプロセスとして解釈される場合、コンプトンスペクトルはGeVエネルギーでピークに達し、フェルミ候補源であると予測されました。フェルミによるこれらの銀河からの重要なガンマ線フラックスの非検出は、高エネルギー放出のIC/CMB解釈を不利にしました。この研究を拡張して、CherenkovTelescopeArray(CTA)で調査できるIC/CMBモデルによる超高エネルギー(VHE)ガンマ線放出を予測します。広帯域スペクトルエネルギー分布を決定するモデルパラメーターは、放射率関数の解析的近似を使用して推定されます。放出モデルはVHEエネルギーに外挿され、CTAO感度と比較されます。特に、最初のフェルミ観測によってIC/CMBモデルが除外されないソースを選択しました。
二重WR衝突風連星Apepからの非熱X線放出の証拠
| Title |
Evidence_for_non-thermal_X-ray_emission_from_the_double_WR_colliding-wind_binary_Apep |
| Authors |
S._del_Palacio,_F._Garc\'ia,_M._De_Becker,_D._Altamirano,_V._Bosch-Ramon,_P._Benaglia,_B._Marcote,_G._E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08170 |
コンテキスト:大規模な衝突風連星(CWB)は非熱源である可能性があります。それらの風衝突領域(WCR)で生成された放出は、衝撃特性とそれらで加速された相対論的電子の両方の情報をエンコードします。最近発見されたシステムApepは、2つのWolf-Rayet星をホストするユニークな大規模なシステムであり、既知のCWBの中で最も強力なシンクロトロン電波放射源であり、星の風衝撃に関連する非熱プロセスを調査するためのエキサイティングな候補です。目的:我々は、逆コンプトン(IC)放出が支配的であると予想される硬X線スペクトルを調べることにより、ApepのWCRにおける相対論的粒子集団と磁場強度との間の縮退を打破するつもりです。方法:NuSTARで60ksの間Apepを観測し、これをX線スペクトルをより適切に制約するために、深いアーカイブXMM-Newton観測の再分析と組み合わせます。非熱放出モデルを使用して、結果から物理パラメータを導き出します。結果:べき乗成分と一致する硬X線放射を検出します。これは、100～160mGの磁場に対してWCRで生成されるIC放出と互換性があり、相対論的電子加速に変換される総風力の約1.5e-4の割合です。結論:CWBからの非熱放射が電波と高エネルギーの両方で検出されたのはこれが初めてです。これにより、これまでのところ、CWBの粒子加速効率と磁場強度の最も堅牢な制約を導き出すことができ、数桁の一般的な不確実性が2分の1以内に減少します。これは、CWBの物理的特性の特性評価における重要な前進を構成します。
SN 2021zny: 初期のフラックス過剰と後期酸素放出の組み合わせは、白色矮星の二重合体イベントを示唆している
| Title |
SN_2021zny:_an_early_flux_excess_combined_with_late-time_oxygen_emission_suggests_a_double_white_dwarf_merger_event |
| Authors |
Georgios_Dimitriadis,_Kate_Maguire,_Viraj_R._Karambelkar,_Ryan_J._Lebron,_Chang_Liu,_Alexandra_Kozyreva,_Adam_A._Miller,_Ryan_Ridden-Harper,_Joseph_P._Anderson,_Ting-Wan_Chen,_Michael_Coughlin,_Massimo_Della_Valle,_Andrew_Drake,_Llu\'is_Galbany,_Mariusz_Gromadzki,_Steven_L._Groom,_Claudia_P._Guti\'errez,_Nada_Ihanec,_Cosimo_Inserra,_Joel_Johansson,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Matt_Nicholl,_Abigail_Polin,_Ben_Rusholme,_Steve_Schulze,_Jesper_Sollerman,_Shubham_Srivastav,_Kirsty_Taggart,_Qinan_Wang,_Yi_Yang,_David_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08228 |
超高輝度でゆっくりと進化している03fgのようなタイプIaSN2021znyの測光および分光分析を提示します。私たちの観測キャンペーンは、爆発の$\sim5.3$時間後(SN2021znyをそのクラスで最も早く観測されたメンバーの1つにしています)から始まり、さまざまな地上および宇宙ベースの望遠鏡からの高密度の多波長カバレッジがあり、終了します。ピーク輝度から$\sim10$か月後の星雲スペクトル。SN2021znyは、ピークの明るさ($M_{B}=-19.95$mag)、緩やかな減少($\Deltam_{15}(B)=0.62$mag)、早期の青色など、そのクラスのいくつかの特徴を示しました。-時間の色、低い噴出物速度、および光球上にあるかなりの未燃物質の存在。しかし、爆発後の最初の$\sim1.5$日間のフラックス過剰は4つの測光バンドで観察され、SN2021znyをこの明確な挙動を持つ3番目の03fgのようなイベントにし、その$+313$dスペクトルは顕著な[OI]線、熱核SNeの非常に珍しい特徴。初期のフラックス過剰は、$\sim10^の距離にあるH/Heが少ない星周物質の$\sim0.04\:\mathrm{M_{\odot}}$と噴出物との相互作用の結果として説明できます。{12}$cm、後期スペクトルの低イオン化状態は、安定した鉄ピーク元素の存在量が少ないことを示しています。私たちの観測はすべて、最初の白色矮星の爆発の前に、破壊された白色矮星が炭素に富む星周物質を放出することで、合併イベントを受ける2つの炭素/酸素白色矮星の前駆システムに従っています。
崩壊する微乱流を伴うガンマ線バースト残光からのシンクロトロンおよび逆コンプトン放射の数値的研究
| Title |
Numerical_study_of_synchrotron_and_inverse-Compton_radiation_from_gamma-ray_burst_afterglows_with_decaying_microturbulence |
| Authors |
Yan_Huang_and_Zhuo_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08230 |
GRB残光の多波長観測は、いくつかの高性能の細胞内粒子シミュレーションとともに、磁場が衝撃波面の背後で減衰する可能性があることを示唆しています。この作業では、衝撃の下流で微小乱流(DM)が減衰するという仮定の下で、加速された電子分布、それらのシンクロトロンおよび逆コンプトン(IC)スペクトル、それに応じて光度曲線(LC)の進化を計算するための数値コードを開発します。,$\epsilon_B(t_p')\proptot_p'^{\alpha_t}$$t_p'$は注入からの液体の適切な時間です。(1)DMモデルのシンクロトロンスペクトルは、磁場強度が非常に低い均一乱流(HT)モデルのスペクトルと類似しています。ただし、DMによるポストショック電子エネルギー分布の大幅な変化により、ICスペクトル成分の違いはそれらの間で比較的明白です。(2)磁場の減衰が速くなると、急速に冷却される電子が少なくなり、ICスペクトル成分が弱くなります。(3)DMモデルのLCはHTモデルより急峻に減衰し、DMモデルのスペクトル展開とLCはHTモデルに似ており、磁場エネルギー分率は観測者時間$\epsilon_B(t)\proptot^{5\alpha_t/8}$.(4)DMモデルはTeVエネルギー範囲で重要なICスペクトル成分を自然に生成できますが、クライン仁科抑制により、ICパワーはシンクロトロンパワーよりもはるかに大きくなりません。DMモデルを適用してGRB190114Cの残光データを記述し、磁場減衰指数$\alpha_t\sim-0.4$と電子スペクトルインデックス$p\sim2.4$を見つけます。GRB残光からのIC放射の将来のTeV観測は、相対論的ショックのあまり知られていない微物理学を調べるのにさらに役立つでしょう。
ブラックホールバイナリXTE J1550-564におけるディスクコロナ半径と低周波QPOの周波数との間の強い反相関 : レンズチリング歳差運動の証拠
| Title |
Strong_Anti-correlation_between_Disc-corona_radii_and_Frequencies_of_Low-frequency_QPOs_in_a_black_hole_binary_XTE_J1550-564_:Evidence_for_Lense-Thirring_Precession |
| Authors |
Aya_Kubota_(1),_Chris_Done_(2),_Kazuki_Tsurumi_(1)_and_Ryuki_Mizukawa_(1)_((1)_Shibaura_Institute_of_Technology,_(2)_University_of_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08314 |
恒星質量ブラックホール連星系は、そのComptonized放出で強い準周期振動(QPO)を示します。この特徴の頻度は、ディスクとComptonized放出の比率と相関しています。降着流の新しいエネルギー保存モデルSSsedを構築します。これは、複雑なComptonisationを伴う以前のagnsedに基づいています。ただし、色温度補正を含め、コロナの形状に応じた相対論的補正の不確実性を補償する可能性をもう少し自由にできるようにすることで、恒星のブラックホールに合わせて調整されています。このモデルは、ブラックホールバイナリXTEJ1550-564の何百ものRXTEデータに適用されます。これは、降着流の最も内側の半径Rin、Rin-Rhotから伸びる高温の内側の流れの外径、およびRhot-Rcorから伸びるより柔らかい(おそらく非熱的な)圧縮領域の外径のモデルパラメーターを制約します。結合されたComptonized放射領域の外半径Rcorは、同じ観測中に検出された低周波QPOの中心周波数とよく反相関することを示しました。この関係は、仮定されたシステムパラメーターのComptonisation領域全体のLense-Thirring歳差運動の定量的予測と著しく一致しています。これは、低周波QPOがLense-Thirring歳差運動によって引き起こされるというシナリオを強く支持します。
CHIME/FRB による複数年にわたる偏波モニタリングによる反復高速電波バースト源の動的磁気イオン環境の解明
| Title |
Revealing_the_Dynamic_Magneto-ionic_Environments_of_Repeating_Fast_Radio_Burst_Sources_through_Multi-year_Polarimetric_Monitoring_with_CHIME/FRB |
| Authors |
R._Mckinven,_B._M._Gaensler,_D._Michilli,_K._Masui,_V._M._Kaspi,_J._Su,_M._Bhardwaj,_T._Cassanelli,_P._Chawla,_F._(Adam)_Dong,_E._Fonseca,_C._Leung,_E._Petroff,_Z._Pleunis,_M._Rafiei-Ravandi,_I._H._Stairs,_S._Tendulkar,_D._Z._Li,_C._Ng,_C._Patel,_A._B._Pearlman,_M._Rahman,_K._R._Sand,_K._Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08386 |
高速電波バースト(FRB)は、交絡するようなさまざまなバースト特性とホスト銀河の関連付けを示します。反復FRBは、スペクトル、時間、偏光特性を経時的に追跡できるようにすることで、FRB母集団への洞察を提供します。ここでは、カナダの水素強度マッピング実験(CHIME)による400～800MHzでの複数年モニタリングを使用して、12の繰り返し発生源の偏波観測について報告します。サンプルでは、FRB20181119A、20190303A、および20190417Aからの月のタイムスケールでの数百$\rm{rad\,m^{-2}}$のRMの変化、およびより控えめなRMの変動($\rm{\DeltaRM\lesssim}$数十ラドm$^{-2}$)は、FRB20181030A、20190208A、20190213B、および20190117Aから同等のタイムスケールで計算されます。いくつかの中継器は、散乱による偏光解消と一致する周波数依存の直線偏光度を示します。RM変動の測定値をDM変動の同等の制約と組み合わせて、各リピーターのローカル環境における平均見通し内磁場強度を推定します。一般に、繰り返されるFRBは、天の川銀河やマゼラン雲の電波パルサーから見られるものよりも一般的/極端なRM変動を示します。これは、繰り返されるFRBとパルサーが異なる磁気イオン環境を占めることを示唆しています。
新しいモジュラー オープン ソース コードである TiDE を使用した、さまざまな Tidal Disruption Event ライト
カーブ モデルの比較
| Title |
Comparison_of_different_Tidal_Disruption_Event_light_curve_models_with_TiDE,_a_new_modular_open_source_code |
| Authors |
Zs\'ofia_V._Kov\'acs-Stermeczky_and_J\'ozsef_Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08441 |
潮汐破壊イベント(TDE)は、超大質量ブラックホールが近くを通過する星を潮汐力によって破壊するときに発生します。星の残骸のその後のフォールバック降着は、明るい一時的な爆発をもたらします。このようなイベントの光度曲線をモデル化すると、中心のブラックホールの質量などの重要な情報が明らかになる可能性があります。この論文では、TDEの半解析的モデリングに基づくTiDEソフトウェアについて説明します。このオブジェクト指向のコードには、降着率とフォールバックタイムスケール$t_{\rmmin}$のさまざまなモデルが含まれています。得られた降着率を相互に比較し、流体力学的にシミュレートされたものと比較し、完全な混乱について説得力のある一致を見つけます。十分に観測されたTDE候補AT2019qizに対してTiDEで推定された一連のパラメーターを提示し、MOSFiTコードによって得られた結果と結果を比較します。ブラックホールの質量と放射効率を除いて、ほとんどのパラメータは合理的に一致しています。これらは両方とも、採用されたフォールバック降着率に大きく依存します。
高エネルギー過渡事象の相関のための AFISS Web プラットフォーム
| Title |
The_AFISS_web_platform_for_the_correlation_of_high-energy_transient_events |
| Authors |
A._Addis,_A._Bulgarelli,_N._Parmiggiani,_J._Rodi,_A._Bazzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07876 |
マルチメッセンジャー時代では、施設は一般座標ネットワークなどのネットワークを通じてその結果を科学コミュニティと共有して、一時的な現象(ガンマ線バーストなど)を研究し、リアルタイム分析パイプラインを実装して一時的なイベントを検出し、科学に反応します。他の天文台から受信したアラート。重力波やニュートリノ候補イベントの対応物を検出するには、過渡現象の高速分析が不可欠です。これに関連して、同じ一時的なイベントを観測するさまざまな高エネルギー衛星から科学的結果を収集することは、高エネルギー候補イベントの統計的有意性を改善するための重要なステップを表しています。このプロジェクトは、INAFが参加する高エネルギー衛星(AGILE、FERMI、INTEGRAL、およびSWIFT)間で過渡現象の情報と科学的結果を共有するためのシステムとWebプラットフォームを開発することを目的としています。AFISSプラットフォームは、COMETVO-Eventブローカーを実装し、ユーザーがマルチメッセンジャー機能によって検出され、GCNを通じて受信された一時的なイベントのリストを視覚化するWebポータルを提供します。Webポータルは、イベントごとに、リアルタイム分析パイプラインによって共有される科学的結果の概要と、時間相関のある一時的なイベントのリストを表示できます。さらに、プラットフォームは、統計的有意性が低いためにコミュニティと共有できないサブスレッショルドイベント(STE)について、参加施設から結果を受け取る準備ができています。プラットフォームが2つ以上のSTE間の時間相関を検出した場合、それらをサイエンスアラートに昇格させることができます。Webインターフェイスには、STEのリストが表示され、他のSTEまたはサイエンスアラートとの時間相関の可能性があります。新しい一時的なイベントが受信されると、プラットフォームは電子メールでユーザーに通知します。
ATLAS-TEIDE: テイデ天文台の次世代 ATLAS ユニット
| Title |
ATLAS-TEIDE:_The_next_generations_of_ATLAS_units_for_the_Teide_Observatory |
| Authors |
Javier_Licandro,_John_Tonry,_Miguel_R._Alarcon,_Miquel_Serra-Ricart,_Larry_Denneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07954 |
この作業では、テネリフェ島(スペイン)のテイデ天文台に設置されるATLASユニット(小惑星地球衝突最終警報システム)の設計を紹介します。ATLAS-Teideは、InstitutodeAstrofisicadeCanarias(IAC)によって建設され、IACとハワイ大学のATLASチームとの間の運用および科学開発契約の枠組みで、ATLASネットワークの一部として運用されます。ATLAS-Teideは、コマーシャルオンザシェルフ(COTS)コンポーネントに基づく最初のATLASユニットになります。その設計はモジュール式で、各モジュール(ビルディングブロック)は、同じ空域を指す4つのCelestronRASA11望遠鏡で構成され、赤道ダイレクトドライブマウントにQHY600PROCMOSカメラが装備されています。各モジュールは有効直径56cmの望遠鏡に相当し、7.3度^2の視野と1.26アーク秒/ピクセルプレートスケールを提供します。ATLAS-Teideは、ロールオフルーフの建物内にある4つのATLASモジュールで構成されます。この構成により、実際のATLAS望遠鏡と同じ空域をカバーできます。最初のATLASモジュールは、2022年11月にTOの既存のクラムシェルに設置されました。このモジュール(ATLAS-P)は、システム機能をテストし、必要なソフトウェア(制御、画像処理など)を開発し、ATLASネットワークにATLAS-Teideを完全に統合するためのプロトタイプとして使用されています。ここでは、テストの暫定的な結果を示し、新しいATLAS設計の利点について説明します。
地上ガンマ線フラッシュ観測用ガンマフラッシュデータ取得システム
| Title |
The_Gamma-Flash_data_acquisition_system_for_observation_of_terrestrial_gamma-ray_flashes |
| Authors |
Andrea_Bulgarelli,_Antonio_Addis,_Alessio_Aboudan,_Ismael_Abu,_Carla_Andreani,_Andrea_Argan,_Riccardo_Campana,_Paolo_Calabretto,_Carlotta_Pittori,_Fabio_D'Amico,_Imma_Donnarumma,_Adriano_De_Rosa,_Fabio_Fuschino,_Giuseppe_Gorini,_Giuseppe_Levi,_Nicol\`o_Parmiggiani,_Piergiorgio_Picozza,_Gianluca_Polenta,_Enrico_Preziosi,_Roberto_Senesi,_Alessandro_Ursi,_Valerio_Vagelli,_Enrico_Virgilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08321 |
ガンマフラッシュは、イタリア宇宙機関(ASI)が資金を提供し、国立天体物理学研究所(INAF)が主導するイタリアのプロジェクトで、地上のガンマ線フラッシュやガンマ線などの高エネルギー現象の観測と研究に専念しています。雷雨の間に地球の大気で生成される光線の輝き。プロジェクトの検出器とデータ取得および制御システム(DACS)は、イタリアのチモーネ山にある"O.Vittori"天文台に設置されています。別のペイロードは、空中の雷雨を観測するために航空機に搭載されます。この作品は、データ収集と制御システムとデータフローのアーキテクチャを示します。
| Title |
A_red_giant_orbiting_a_black_hole |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_Yvette_Cendes,_Antonio_C._Rodriguez,_Charlie_Conroy,_Eliot_Quataert,_Keith_Hawkins,_Eleonora_Zari,_Melissa_Hobson,_Katelyn_Breivik,_Arne_Rau,_Edo_Berger,_Sahar_Shahaf,_Rhys_Seeburger,_Kevin_B._Burdge,_David_W._Latham,_Lars_A._Buchhave,_Allyson_Bieryla,_Dolev_Bashi,_Tsevi_Mazeh,_Simchon_Faigler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07880 |
GaiaDR3からの休眠ブラックホール(BH)候補の分光および測光追跡を報告します。ガイアBH2と呼ばれるこのシステムには、$\sim1M_{\odot}$赤色巨星と質量$M_2=8.9\pm0.3\,M_{\odot}$の暗黒の伴星が含まれていることを示します。BH。軌道周期$P_{\rmorb}=1277$日は、以前に研究されたどのBH連星よりもはるかに長い。私たちの6か月にわたる視線速度(RV)の追跡調査は、RVの軌道のダイナミックレンジの大部分に及び、ガイアソリューションの予測とよく一致しています。UVイメージングと高解像度の光スペクトルは、軌道を説明できる可能性のあるもっともらしい発光コンパニオンをすべて除外します。この星は明るく($G=12.3$)、わずかに金属が少なく($\rm[Fe/H]=-0.22$)、光度の低い巨人です($T_{\rmeff}=4600\,\rmK$;$R=7.9\,R_{\odot}$;$\log\left[g/\left({\rmcm\,s^{-2}}\right)\right]=2.6$)。連星の軌道は適度に偏心しています($e=0.52$)。巨星は$\alpha-$elementsで$\rm[\alpha/Fe]=+0.26$と強く強化されているが、系の銀河中心軌道は薄い円盤の典型である。地平線での正味の降着率がボンダイ-ホイル-リトルトン率よりもはるかに低いBH降着モデルをサポートする、ペリアストロン近くのソースのX線および電波の非検出を取得しました。1.16kpcの距離にあるガイアBH2は、ガイアBH1に次いで2番目に近い既知のBHです。その軌道は、ガイアBH1のように、共通のエンベロープ進化によって形成されたものとしては広すぎるようです。GaiaBH1とBH2はGaiaDR3感度曲線の反対側の端に軌道周期を持ち、おそらく広いBH連星のバイモーダル固有周期分布を示唆しています。ガイアBH1やガイアBH2のような休眠状態のBH連星は、X線で明るい近縁種よりもはるかに数が多い可能性がありますが、その形成経路は不明なままです。
炭素-酸素白色矮星合体残骸の観測的痕跡
| Title |
Observational_Signatures_of_Carbon-Oxygen_White_Dwarf_Merger_Remnants |
| Authors |
Philippe_Z._Yao,_Eliot_Quataert,_Andy_Goulding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07886 |
多くの二重白色矮星(WD)の合体は、迅速な熱核爆発にはつながらない可能性が高い。このような合併の生き残りを観測的に検出する可能性を調査し、炭素-酸素WDの合併の場合に焦点を当てます。$\sim10^4$yrの場合、合体の残骸は観測的には極端なAGB星が進化して大規模なWDになるのと似ています。したがって、合体残骸の特定は、星の質量が高く(WD合体率が高く)、星形成率が低い($\sim6-10\,{\rmM_{\odot}}$星の誕生率が低い)銀河で最も簡単です。合体残骸はHe星やアウトバースト後の古典新星に似ているため、このような場合でも合体残骸を測光的に特定することは困難です。WD合体残骸を発見するための最も有望な手法は、異常な周囲の光電離星雲によるものであると提案します。CLOUDY光イオン化計算を使用して、独自のスペクトル機能を調査します。合併の残骸は、弱い水素線と強い炭素と酸素の再結合、およびUV、光学、IRでの微細構造線を生成するはずです。インテグラルフィールドスペクトログラフを使用して、数百の候補がM87およびその他の近くの大質量銀河で検出可能であると予測しています。塵は、星雲半径$\lesssim10^{17}$cmの光学線放出をいくらか減少させますが、塵がそれほど重要でない場合、星雲源はほとんどの時間をより大きな半径で過ごします。私たちのモデルは、GalacticWD合体候補IRAS00500+6713を取り囲むWISE星雲を大まかに再現しています。JWSTで検出可能な[NeVI]および[MgVII]線を予測しますが、中赤外WISE放射は微細構造線ではなくダストによって支配されると予測しています。
CARMENES は、M 型矮星の周りの系外惑星を探します。 M型矮星の活動に対するラインごとの感度
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Line-by-line_sensitivity_to_activity_in_M_dwarfs |
| Authors |
M._Lafarga,_I._Ribas,_M._Zechmeister,_A._Reiners,_\'A._L\'opez-Gallifa,_D._Montes,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_M._Azzaro,_V._J._S._B\'ejar,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_H._M._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07916 |
高解像度恒星スペクトルから測定された動径速度(RV)は、周回する太陽系外惑星の仲間を検出し、特徴付けるために日常的に使用されます。星のスペクトルに存在するさまざまな線は、斑点や白斑などの星の変動機能によって不均一に影響を受けるいくつかの種によって作成されます。恒星の変動性は、正確なRVが測定されるスペクトル吸収線の形状を歪め、系外惑星の研究における主な問題の1つを引き起こします。この作業では、M型矮星に存在するスペクトル線が星の活動によってどのように独立して影響を受けるかを研究することを目的としています。6つのアクティブな初期型および中期型M矮星のCARMENES光学スペクトルを使用して、ラインごとのRVを計算し、よく研究されている恒星活動のいくつかのプロキシとの相関を調べました。高レベルの恒星活動を示す5つのM型矮星の活動に対する感度に基づいて、スペクトル線を分類することができます。さらに、このライン分類を使用して、アクティビティに敏感なラインとあまり敏感でないラインでRVを計算し、RV時系列における星のアクティビティの影響を強化または軽減しました。活動に最も影響を受けにくい特定の系統のセットでは、RV散乱は、星によって異なりますが、初期の2倍から5倍まで減少します。最後に、分析されたさまざまな星のこれらの線を比較し、活動に対する感度が星ごとに異なることを発見しました。M矮星星のスペクトルに存在する高密度のラインとブレンドにもかかわらず、ラインごとのアプローチが正確なRVを提供できることがわかりました。行ごとのRVは星の活動の影響にも敏感であり、活動に影響されない行を正確に選択して、RVの活動の影響を軽減することができます。ただし、恒星活動の影響は、恒星ごとに同じ鈍感な線で変化することがわかります。
惑星状星雲中心星の変動性と視線速度
ガイアデータリリース3(ガイアDR3)の星の変動性と視線速度の非常に正確な推定により、惑星状星雲(PNe)の中心星(CS)の近接二値性と視線速度(RV)を調べることができました。この研究は2つあります。（1）バイナリがPNeの形成と進化にどのように影響するかをよりよく理解するために、新しい近いバイナリCS候補を検索します。(2)天の川銀河の運動学とダイナミクスを理解するために、PNeの既知のRVのサンプルサイズを拡張します。ターゲットサンプルとして、文献で入手可能なすべての真の、可能性のある、可能性の高いPNeを使用しました。次に、変動性とRVの測定値を提供する、一致するGaiaDR3ソースを探しました。その結果、26個の共生星(SySts)と82個のCSの信頼できる測光変動の最初の大規模なコレクションを検出しました。このCSグループには、文献で真に近いバイナリCSとして既に分類されている24のソースがあります。したがって、58の新しい近いバイナリCS候補を発見しました。この近接バイナリ(CB)サンプルは、現在文献で入手可能なサンプルの半分以上を表しています。さらに、51PNeの動径速度を特定しました。私たちの知る限り、これらの24は初めて測定されました。CS吸収線のドップラーシフトに基づいてGaiaによって予測されたRV測定値と、星雲輝線から得られた測定値は、いくつかの非常に高速なPNeを除いて満足のいく一致を示しています。
静かな太陽コロナの低速風帯
| Title |
Slow_wind_belt_in_the_quiet_solar_corona |
| Authors |
E._Antonucci,_C._Downs,_G._E._Capuano,_D._Spadaro,_R._Susino,_D._Telloni,_V._Andretta,_V._Da_Deppo,_Y._De_Leo,_S._Fineschi,_F._Frassetto,_F._Landini,_G._Naletto,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_M._Romoli,_M._Stangalini,_L._Teriaca,_M._Uslenghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08385 |
2020年5月15日にソーラーオービターに搭載されたMetisコロナグラフで観測された、静かなコロナの低速太陽風帯。サイクル24の活動最小期に、3.8$R_\odot$から7.0$までの視野で観測されました。R_\odot$は、コロナ流シートに沿って走るゆっくりとした密な風の流れによって形成され、半径方向に加速し、150kms$^{-1}$および190km以内の速度で6.8$R_\odot$に達します。kms$^{-1}$、コロナプラズマ中の中性水素原子の速度分布に関する仮定に依存します。遅いストリームは、より速いストリームから高速せん断の薄い領域によって分離されており、現在のシートに対してほぼ対称であり、ピーク速度は175kms$^{-1}$および230kms$^{-1}$以内です。同じコロナレベル。低速風域の密度速度構造は、準定常太陽風の速度に関連することが知られている開いた磁力線の拡大係数と、ウェブの存在に関連して議論されています。準分離層、S-web、コロナプラズマを風に放出する再接続の潜在的なサイト。コロナ磁力線を特徴付けるパラメータは、3DMHDモデル計算から導出されます。S-webは、遅い風が外側のコロナで観察される緯度領域と一致することがわかり、非単調な方法で拡大する開いた磁力線の薄い層に囲まれています。
彩層フィブリルの温度診断
コンテクスト。彩層フィブリルは、反対極性の近くの光球磁場集中をつなぐ薄くて細長い構造です。ねらい。彩層フィブリルの熱力学的構造を推測するために、現在の計測器と反転技術の使用に関連する可能性と欠点を評価します。メソッド。スウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRISP装置を使用してCaii854.2nm線で得られた分光観測を使用し、IRIS衛星で撮影された紫外Mgiih&k線での観測と連携しました。これらの彩層線の温度感度を調べて、ストックホルム反転コードを使用してスペクトルプロファイルを適切に反転し、視野内に存在する手動でトレースされた彩層フィブリルの温度、視線速度、および微乱流速度を決定しました。結果。フィブリル様構造は、その長さに沿った位置の関数として、その温度の非常に特殊な依存性を示します。検出されたフットポイントでの温度は、中間点での温度よりも平均で300K高くなります。温度変化は形状がほぼ対称であるように見え、部分的に追跡されたフィブリルは温度変化に対して同様の傾向を示しています。さらに、フィブリル領域の大気の逆モデルの温度変化に対するCaii854.2nmラインコアの応答は、前述の温度構造を適切に解決するには不十分であるように思われます。Mgiih&k線などのより温度に敏感な線を追加するだけで、彩層フィブリルの熱力学的特性を適切に推測できるようになります。ここで得られた結果と明るいCaiiKフィブリルに焦点を当てた以前の研究で得られた結果との比較は、温度に関してこれらの構造間に大きな類似性をもたらします。
サブミリヘルツ重力波ミッションのための銀河二重白色矮星の調査
| Title |
Investigating_galactic_double_white_dwarfs_for_sub-milliHz_gravitational_wave_missions |
| Authors |
Gang_Wang,_Zhen_Yan,_Bin_Hu,_Wei-Tou_Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07625 |
多くの銀河連星系は、$\sim$10mHz以下の周波数の重力波(GW)を継続的に放出しています。LISAミッションは、何年にもわたる観測で数万のバイナリを識別することができ、未解決のソースによって生成される約1mHzの混乱ノイズの影響を受ける可能性があります。LISAを超えて、銀河の前景が機器のノイズを圧倒すると予想されるサブmHz範囲でGWを観測するためにいくつかのミッションが提案されています。この研究では、サブmHzGWミッションの検出可能性を調査して、銀河二重白色矮星(DWD)連星を検出し、識別できないDWDによって生成される混乱ノイズを評価します。この混乱ノイズは、確率的GWフォアグラウンドと見なすこともでき、サブmHz帯域で効果的に観察できます。モデル化された前景のパラメーターの決定は、さまざまな検出器の感度と人口モデルを採用することによって調べられます。決定された前景をデータから差し引くことができると仮定することにより、元のデータよりも2桁低いパワースペクトル密度を持つと予想される残差を評価します。
ECO の衝突による重力波背景
長いベースラインの原子干渉計は、中周波数の重力波を探索するエキサイティングな機会を提供します。この作業では、この周波数帯域の「重力波背景」全体への寄与の可能性を調査し、この観測対象を対象とすることを提唱します。このようなアプローチは、個々の情報源からの解決された合併の検索を補完し、宇宙について多くのことを明らかにする可能性があります.恒星質量コンパクト連星の渦巻きフェーズは、提案されたAION-kmおよびAEDGE実験の範囲内で累積的に信号を生成することがわかりました。暗黒エネルギー密度のほんの一部しか持たない、暗黒セクターのエキゾチックなコンパクト天体の仮説上の集団も、中周波数および低周波数の重力波検出器に固有の特徴を生成し、暗黒セクターの複雑さを調査するための新しい手段を提供する可能性があります。
暗黒物質の粒子が重く、安定しており、核子と相互作用している場合、銀河のハローからの暗黒物質は中性子星に蓄積し、サブ2.5$M_\odot$ブラックホールに変換できます。このような低質量ブラックホールの合体からの重力波が検出されないことが、非対称暗黒物質粒子と核子との相互作用を制約する可能性があることを示します。LIGOO3データ、つまり$\sigma_{\chin}\geq{\calO}(10^{-47})$cm$^2$を$m_\chi\sim$PeV(またはボーズ凝縮できる場合は$m_\chi\sim$GeV)と$\geq{\calO}(10^{-46})$cm$^2$$m_のフェルミオンDMの場合\chi\sim10^3$PeV.これらの境界は、DMパラメーターの事前確率と、現在不確実な連星中性子星の合体率密度に依存します。ただし、次の10年間でヌル検出が継続し、露出が増加する場合、LIGOは顕著な制約を設定します。重い非対称暗黒物質に対する予測感度は世界をリードするものであることがわかりました。つまり、ニュートリノの底より何桁も下に落ちており、銀河中心で失われたパルサーに対する暗黒物質の解決策を完全にテストしており、棚ぼたの科学的事例を示しています。重力波検出器用。
| Title |
A_Deep_Learning_Technique_to_Control_the_Non-linear_Dynamics_of_a_Gravitational-wave_Interferometer |
| Authors |
Peter_Xiangyuan_Ma,_Gabriele_Vajente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07921 |
この作業では、非線形の動的制御問題をうまく解決するディープラーニング手法を開発しました。制御の問題に直接取り組む代わりに、確率論的ニューラルネットワークの手法とカルマンフィルターにヒントを得たモデルを組み合わせて、システムの非線形状態推定器を構築しました。次に、推定された状態を使用して、現在完全に観測可能なシステムの簡単なコントローラーを実装しました。この手法を、干渉重力波観測所であるLIGOシステムの操作で発生する重大な非線形制御問題に適用しました。シミュレーションで、私たちのアプローチがデータから学習してシステムの状態を推定できることを実証し、干渉計のミラーをうまく制御できるようにしました。また、最新の1つのCPUコアで高いサンプリングレートでリアルタイムに実行できる計算効率の高いモデルも開発しました。これは、LIGOデジタル制御システムにソリューションを実装するための重要な要件の1つです。これらの手法を使用して、他のアプリケーションで同様の非線形制御の問題に取り組むことができると考えています。
超強磁場下の中性子星地殻における極度に中性子に富む超重核の存在の可能性
| Title |
Possible_Existence_of_Extremely_Neutron-Rich_Superheavy_Nuclei_in_Neutron_Star_Crusts_Under_a_Superstrong_Magnetic_Field |
| Authors |
Kazuyuki_Sekizawa_and_Kentaro_Kaba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.07923 |
$B\simeq4\times10^{18}$Gまでの広範囲の磁場強度について、さまざまな質量モデルで補足された最新の実験核質量を使用して、外側地殻の組成を調査します。磁場の本質的な効果は次の2点です。1)磁場に垂直な電子運動のランダウラビ量子化、つまり中性子の豊富さによる、電荷中性条件を介して陽子の電子分率に関連する電子分率の向上。所定の圧力に対して抑制されます。その結果、2)原子核は、中性子を滴下することなく、より高い圧力で存在することができます。理論モデルによって予測されたすべての可能な原子核から最適な外側地殻組成を探索することにより、中性子魔法数が50、82、126、および184で、さまざまな陽子数を持つ中性子が豊富な重原子核が$B\gtrsim10に対して出現することがわかりました。^{17}$G.さらに、陽子数が$Z\ge104$の超重原子核は、質量モデルに応じて、$Z=119、120、122$、および/または$124$などの未知の元素を含む可能性があることを示しています。$B\gtrsim10^{18}$Gの外地殻の最下層で平衡組成として出現し、非常に中性子が豊富です($N\approx260$-$287$、つまり$N/Z\approx2.2$-$2.4$)。これらの非常に中性子が豊富な超重原子核は、次の中性子魔法数$N=184$の後の次の中性子魔法数$N=258$付近にあることを指摘し、このような非常にエキゾチックで極端な条件下での核構造計算の重要性を強調しています。超強力な磁場が中性子星の地殻特性を大幅に変化させ、検出可能な結果をもたらす可能性があることを示します。
UT1-UTC の迅速な決定のための MACGO12M と WETTZ13S の間の VGOS VLBI インテンシブ
| Title |
VGOS_VLBI_Intensives_between_MACGO12M_and_WETTZ13S_for_the_rapid_determination_of_UT1-UTC |
| Authors |
Matthias_Schartner,_Leonid_Petrov,_Christian_Pl\"otz,_Frank_G._Lemoine,_Eusebio_Terrazas,_Benedikt_Soja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08147 |
この作業では、指定された研究開発VLBI集中プログラムVGOS-INT-Sのステータスの更新と結果を提示します。このプログラムは、UT1-UTCで表される地球の自転の位相を迅速に決定するためにMACGO12MとWETTZ13Sの間で観測されました。これらのセッションの主な目新しさは、特別な観測戦略の使用であり、高高度スキャンと低高度スキャンを急速に交互に行い、中立大気によって引き起こされる遅延の決定を改善できるようにします。2021年以降、25回の集中セッションが成功裏に観察されました。2022年初頭、VGOS-INT-Sは最も正確なIntensiveプログラムの1つであり、形式誤差の平均$\sigma_{UT1-UTC}$は3.1$\mu$sで、バイアスは1.1$\mu$sのIERSC04。その後、複数の技術的な問題により、セッションのパフォーマンスが低下しました。
重力の一般理論のための宇宙背景における重力子光子振動
| Title |
Graviton-photon_oscillation_in_a_cosmic_background_for_a_general_theory_of_gravity |
| Authors |
Jos\'e_A._R._Cembranos,_Miguel_Gonz\'alez_Ortiz,_Prado_Mart\'in-Moruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08186 |
重力子光子振動は、背景電磁場の存在下での重力波の電磁波への変換、およびその逆の変換です。バックグラウンド宇宙磁場を考慮し、異なる重力フレームワークを想定して、宇宙論的シナリオでこの現象を調査します。宇宙背景における変換確率の減衰を特徴付ける減衰項を取得します。これは、標準の一般相対性理論にも存在する一般的な機能です。さらに、宇宙論的膨張と重力の代替理論の追加の自由度との相互作用によるデコヒーレンスの効果が、重力子-光子混合の現象に関連している可能性があることを示します。
通常は暗黒物質の存在を仮定することで説明される銀河外のテスト粒子の観測された挙動が、ワイル型幾何学における粒子の動的進化の結果である可能性と、それに関連する等角不変ワイル幾何二次重力の可能性を調査します。.調査の最初のステップとして、ワイル幾何学で構築され、ワイルスカラーとワイルベクトルのみの強さを含む、可能な限り単純な等角不変の重力作用を書き留めます。補助的なスカラー場を導入することにより、リーマン幾何学で、スカラー場とワイルベクトルをそれぞれ含むスカラーベクトルテンソル理論として理論モデルを再定式化できます。理論の場の方程式は、物質がない場合、計量形式で導出されます。ワイルベクトルが動径成分のみを持つ特定の静的な球対称モデルが考慮されます。この場合、重力場方程式の正確な解析解を得ることができます。銀河の回転曲線の挙動も詳細に検討され、関連する密度プロファイルを持つ有効な幾何学的質量項も導入できることが示されています。Weylベクターのいくつかの特定の機能的形態に対応する3つの特定のケースも調査されます。モデルの自由パラメータの数値の修正を可能にする等角不変性の明示的な破れが導入されると、モデルと銀河回転曲線の選択されたサンプルとの比較も実行されます。私たちの結果は、ワイルの幾何学的モデルが暗黒物質パラダイムに代わる実行可能な理論的代替案と見なすことができることを示しています。
三体カオス吸収率の測定は、カオス結果の分布を予測します
| Title |
Measurement_of_three-body_chaotic_absorptivity_predicts_chaotic_outcome_distribution |
| Authors |
Viraj_Manwadkar,_Alessandro_Alberto_Trani,_Barak_Kol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08312 |
非階層的な3体システムのフラックスに基づく統計理論は、カオスの結果の分布が、カオスの放射率関数に既知の関数である漸近フラックスを掛けたものになると予測しています。ここでは、シミュレーションを通じてカオス放射率関数(または同等の吸収率)を測定します。より正確には、散乱が規則的か無秩序かを判断できる時点まで、数百万の散乱イベントを追跡します。このようにして、3変数の吸収率関数を測定します。それを使用して、バイナリ結合エネルギーと角運動量の両方でカオス結果分布の流束ベースの予測を決定し、測定された分布との良好な一致を見つけました。これは、フラックスに基づく理論の詳細な確認を構成し、カオス結果の分布を決定するための計算が大幅に削減されることを示しています。
物理学に基づいたニューラル演算子を使用した磁気流体力学
テンソルフーリエニューラル演算子をバックボーンとして使用する、物理情報に基づいたニューラル演算子の最初のアプリケーションを提示し、2D非圧縮性磁気流体力学シミュレーションをモデル化します。私たちの結果は、物理学に基づいたAIが、レイノルズ数$Re\leq250$で層流を記述する磁気流体力学シミュレーションの物理を正確にモデル化できることを示しています。また、乱流に対するAIサロゲートの適用可能性を定量化し、磁気流体力学シミュレーションとAIサロゲートが波数全体で磁気エネルギーと運動エネルギーをどのように保存するかを調べます。これらの研究に基づいて、広範なレイノルズ数の電磁流体力学シミュレーションの計算効率が高く忠実度の高い記述を提供するAIサロゲートを作成するためのさまざまなアプローチを提案します。物理学に基づいたニューラルオペレーターをトレーニング、検証、テストするためのシミュレーションデータを生成するニューラルオペレーターと科学的ソフトウェアは、この原稿と共にリリースされます。
サチュロンは、最大のミクロ状態エントロピーを持つ巨視的なオブジェクトです。この特性により、通常の拡張オブジェクトの標準的な指数抑制特性をバイパスして、均一なサーマルバスからの量子遷移を介して生成できます。この意味で、サチュロンは、ブラックホールや通常のソリトンなどの他の巨視的なオブジェクトに対して利点を持っています。熱生成が抑制されていないため、サチュロンは興味深い宇宙論的意味を持つ可能性があります。特に、それらはいくつかのユニークな機能を備えた実行可能な暗黒物質の候補として機能します。通常の粒子暗黒物質とは異なり、超重サツロンは非常に低い温度で凍結することができます。サチュロンの核生成は、飽和インスタントンで説明できます。これは、さまざまな相転移に影響を与えます。
QCD和則と中性子星-ブラックホール質量ギャップからの無限核媒質の性質
| Title |
Properties_of_Infinite_Nuclear_Medium_from_QCD_Sum_Rules_and_the_Neutron_Star-Black_Hole_Mass_Gap |
| Authors |
Bijit_Singha,_Debasish_Das,_Leonard_S._Kisslinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08372 |
非摂動的フレームワークは、QCDを中密度および高密度領域の核現象学と結び付けるために提供されます。QCDSumRulesを使用して、核子の媒体内スカラーおよびベクトル自己エネルギーを、無限核媒体の密度の関数として計算します。自己エネルギーは高密度核媒質の相対論的平均場理論ラグランジアンで使用され、媒質中の核子の結合エネルギーと軽いクォーク凝縮体の値$\langle\bar{q}q\rangle_{\rm{vac}}=-~(0.288~\rm{GeV})^3$、ボレル改良復元スキーム。理想的な中性子星の臨界質量は、静水圧平衡におけるアインシュタイン方程式に、冷たくて高密度の核物質の均一な飽和エネルギー密度を結合することによって得られます。中性子星のコアが非閉じ込め状態を回避し、音速が等角から因果限界にスムーズに近づくことができる剛体ベクトル反発段階に入る可能性は低いため、星の質量スペクトル$[3.48M_\odotにギャップが存在するはずです。,5.47M_\odot]$では、孤立した、冷たい、回転していない中性子星やブラックホールを見つけることはめったにありません。
5.2KにおけるN型ゲルマニウム検出器を用いた低質量暗黒物質探査用低閾値検出器の開発
| Title |
Development_of_Low-Threshold_Detectors_for_Low-Mass_Dark_Matter_Searches_Using_an_N-Type_Germanium_Detector_at_5.2_K |
| Authors |
Sanjay_Bhattarai,_Dongming_Mei,_Rajendra_Panth,_Mathbar_Raut,_Kyler_Kooi,_Hao_Mei,_and_Guojian_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08414 |
低質量暗黒物質の検出感度を高めるための新しい技術を探求するために、5.2Kでn型ゲルマニウム検出器の電荷輸送を調査しました。双極子およびクラスター双極子状態の結合エネルギーと電場依存トラッピング断面積の計算は、低しきい値検出器の開発に重要です。検出器は2つのモードで動作します:冷却前に77Kで消耗するか、または直接5.2Kに冷却して異なるバイアス電圧を適用します。結果は、2番目のモード、ゼロ電界および電界下での荷電状態の結合エネルギーが低いことを示しており、異なる動作モードで異なる荷電状態が形成されることを示唆しています。ゼロ磁場で測定されたクラスターの双極子と双極子状態の結合エネルギーは、それぞれ7.884$\pm$0.644meVと8.369$\pm$0.748meVであり、将来の低質量暗黒物質探索の低い閾値の可能性が高いことを示しています。
GW170817 と PSR J0740+6620 からの現在の中性子星観測による核仮説に立ち向かう
| Title |
Confronting_the_nucleonic_hypothesis_with_current_neutron_star_observations_from_GW170817_and_PSR_J0740+6620 |
| Authors |
Hoa_Dinh_Thi,_Chiranjib_Mondal,_and_Francesca_Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08482 |
核物質の状態方程式は、核物理学の知識のおかげで、準飽和密度で比較的よく制約されています。ただし、超飽和密度での動作を研究することは困難な作業です。幸いなことに、中性子星と中性子星の合体の観測における最近の驚くべき進歩は、密度の高い物質の特性を解明するためのユニークな機会を私たちに提供してくれました。核子が中性子星コアの唯一の構成要素であるという仮定の下で、いわゆるメタモデリング手法を使用して、核物理学に基づく事前情報を使用してベイジアン推論を実行します。LIGO-VirgoCollaboration(LVC)によるGW170817イベントと、中性子星内部組成探査機(NICER)望遠鏡とX線マルチミラー(XMM-Newton)は、分析の尤度として考慮されます。状態方程式および中性子星の特性の予測に対するさまざまな制約の影響について説明します。得られた事後分布は、現在のすべての観測が核仮説と完全に一致することを明らかにしています。私たちの結果と将来のデータとの間の大きな不一致は、エキゾチックな自由度の存在のシグナルとして識別できます。
