速度を使用した Galaxy Redshift サーベイのバイスペクトル推定器の強化
| Title |
Enhancing_Bispectrum_Estimators_for_Galaxy_Redshift_Surveys_with_Velocities |
| Authors |
Julius_Wons,_Emanuela_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Jan_Hamann_and_Matthew_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05535 |
将来の測光銀河赤方偏移調査を使用して、原始非ガウス性を制約するバイスペクトル推定器の能力を予測します。赤方偏移範囲$0.2<z<2$で測光赤方偏移解像度$\sigma_z/(1+z)=0.05$の全天測量では、制約$\sigma(f^\mathrm{local}_\mathrm{NL})=3.4$、$\sigma(f^\mathrm{equil}_\mathrm{NL})=15$、および$\sigma(f^\mathrm{orth}_\mathrm{NL})=17$は、それぞれローカル、正三角形、および直交形状に対応し、宇宙マイクロ波背景からのものと競合する原始的な非ガウス性に制約を与えます。赤方偏移誤差、深さ、空範囲、および非線形スケールカットオフの関数として、原始非ガウス性の振幅に対する制約のスケーリング関係を導出することにより、これらの結果を一般化します。最後に、最大スケールでの測光校正誤差が将来の実験の制約力に与える影響を調査します。キネティックSunyaevZeldovichトモグラフィーを介して再構築された特異な速度を使用して、原始的な非ガウス性制約に対するキャリブレーションエラーの影響を軽減できることを示します。
DES Y3 宇宙シアーの小スケールへのダウン: 宇宙論とバリオンに関する制約
| Title |
DES_Y3_cosmic_shear_down_to_small_scales:_constraints_on_cosmology_and_baryons |
| Authors |
Giovanni_Aric\`o_(1_and_2),_Raul_E._Angulo_(2_and_3),_Matteo_Zennaro_(2_and_4),_Sergio_Contreras_(2),_Angela_Chen_(5)_and_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo_(6_and_7)_(_(1)_Institute_for_Computational_Science,_University_of_Zurich,_(2)_Donostia_International_Physics_Center,_(3)_IKERBASQUE,_Basque_Foundation_for_Science,_(4)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(5)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_University_of_Tokyo,_(6)_Department_of_Astrophysics,_Research_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(7)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05537 |
DESY3で測定された宇宙せん断の最初の分析を提示します。これは、データ内の角度スケールの全範囲を採用しています。これを達成するために、$N$体シミュレーション、バリオン過程の物理モデル、およびニューラルネットワークの組み合わせによって提供される、弱いレンズ効果の理論モデリングにおける最近の進歩に基づいて構築します。具体的には、BACCOemuを使用して、バリオン物理学を含む線形および非線形物質のパワースペクトルをモデル化し、DESコラボレーションで使用されるスケールよりも小さいスケールを確実に活用できるようにします。追加のデータが、バリオンの分布を制約しながら、より厳密ではあるがより大きなスケールから得られたものと一致する宇宙論的パラメーターを生成することを示します。特に、ハローがガスの半分を失った質量スケール$\log\,M_{\rmc}=14.38^{+0.60}_{-0.56}\log(h^{-1}{\rmM_{\odot}})$、および現在の物質の不均一性の加重振幅を定量化するパラメーター、$S_8=0.799^{+0.023}_{-0.015}$。$S_8$に対する私たちの制約は、$0.9\sigma$レベルでプランク衛星のデータから推測されたものと統計的に互換性があります。代わりに、公式のDESY3コズミックシアーと比較して$1.4\sigma$のシフトが見られます。これは、固有のアライメント、非線形性、バリオン、およびレンズシアー比のモデル化におけるさまざまな選択によるものです。宇宙せん断データの小さなスケールには貴重な天体物理学的および宇宙論的情報が含まれているため、標準的な分析に含める必要があると結論付けています。
前景のクリーニングされた偏光データからの AliCPT-1 の CMB レンズ再構成の予測
| Title |
Forecasts_of_CMB_lensing_reconstruction_of_AliCPT-1_from_the_foreground_cleaned_polarization_data |
| Authors |
Jiakang_Han,_Bin_Hu,_Shamik_Ghosh,_Siyu_Li,_Jiazheng_Dou,_Jacques_Delabrouille,_Jing_Jin,_Hong_Li,_Yang_Liu,_Mathieu_Remazeilles,_Wen_Zhao,_Pengjie_Zhang,_Zheng-Wei_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Yong-jie_Zhang,_Chao-Lin_Kuo,_Xinmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05705 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測は、さまざまな銀河系外前景からの放射によって不可避的に汚染されており、宇宙信号の信頼できる測定値を得るためには除去する必要があります。この論文では、前景除去後のAliCPT-1でのCMBレンズ再構成を示し、AliCPT-1の2つのバンド(90および150~GHz)をPlanckHFIバンド(100、143、217、および353~GHz)と組み合わせます。WMAP-Kバンド(23~GHz)。インストルメンタルノイズとフォアグラウンド残留バイアスによる汚染のバランスを取るために、NeedletInternalLinearCombination(NILC)メソッドを採用してEマップをクリーンアップし、ConstrainedInternalLinearCombination(cILC)メソッドを採用してBマップをクリーンアップします。後者は、ほこりとシンクロトロンの平均周波数スケーリングに追加の制約を利用して、ややノイズの多いマップを犠牲にして前景を削除します。シミュレーションデータから1シーズンを観測する4つのモジュールを仮定すると、結果として得られるEマップとBマップの実効残留ノイズは、およそ$15~\mu{\rmK}\cdot{\rmarcmin}$と$25~\mu{\rmKです。}\cdot{\rmarcmin}$、それぞれ。その結果、偏光データからのCMBレンズ再構成の信号対雑音比(SNR)は、約SNR$\,\approx\,$4.5です。このレンズ再構成能力は、他のステージIIIの小口径ミリメートルCMB望遠鏡の能力に匹敵します。
超新星サンプルの実効体積とサンプル分散
ローカルSNIaベースのハッブル定数測定とCMBまたはBAO+BBN測定からの測定との間の緊張の原因は、現代宇宙論の最も興味深い未知の1つです。サンプル分散は、ローカル測定のエラーの重要な要素を形成し、将来、より多くの超新星が観測されるにつれて、エラーバジェットを支配します。多くのコンテキストでサンプル分散を推定するために多くの方法が提案されており、Zhai\&Percival(2022)でそれらの多くの結果を比較し、パンテオン超新星サンプルのサンプル分散がハッブル張力を解決しないことを確認しました。この分析を拡張して、超新星の動径固有速度間の相関を分析的に計算することに基づく方法を含め、この手法を数値シミュレーションの結果と比較します。これは、同様に機能する非線形モンテカルロソリューションと見なすことができます。これらのエラーの線形パワースペクトルへの依存性と、非線形速度がエラーにどのように寄与するかを検討します。この手法を使用し、サンプルの分散誤差を照合することで、超新星サンプルの有効体積を定義でき、パンテオンサンプルが半径$\sim220~h^{-1}$Mpcのトップハット球に相当することがわかります。サンプル分散エラー間のこのリンクを使用して、超新星の特定の角度分布を持つ理想化された調査の$\DeltaH_{0}$を計算します。たとえば、パンテオン深度での半天測量では、$H_{0}$の標本分散を$\sim0.1$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}に抑える可能性があります。$、現在の結果と比較して大幅な改善。最後に、サンプルの分散を使用してハッブル張力を説明するために必要な大規模な速度パワースペクトルの強度を検討し、他の観測で許容されるものをはるかに超える極端なモデルが必要であることを発見しました。
大質量ニュートリノと修正重力によるボイドと銀河の相互相関関数
| Title |
The_void-galaxy_cross-correlation_function_with_massive_neutrinos_and_modified_gravity |
| Authors |
Renate_Mauland,_{\O}ystein_Elgar{\o}y,_David_Fonseca_Mota,_Hans_Arnold_Winther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05820 |
大規模なニュートリノと$f(R)$修正重力は、宇宙論的パラメーターの推定や重力モデルのテストなど、銀河調査実験の結果の解釈に影響を与える可能性のある、縮退した観測シグネチャを持っています。このため、これらの縮退を打破できる天体物理観測量を調査することが重要です。宇宙空隙は、大規模ニュートリノと重力の変化の両方に敏感であり、上記の縮退を解きほぐすための有望な基盤を提供します。非$\Lambda$CDM宇宙論の文脈で宇宙空隙を分析するには、まず現在の理論的枠組みがこれらの設定でどの程度うまく機能するかを理解する必要があります。RAMSESベースのN体コードANUBISISを使用して一連のシミュレーションを実行します。これには、大量のニュートリノと$f(R)$修正重力が個別かつ同時に含まれます。シミュレーションからのデータは、ボイド速度プロファイルおよびボイドハロー相互相関関数(CCF)のモデルと比較されます。これは、実空間シミュレーションデータをモデル入力として使用し、再構成法を赤方偏移空間データに適用することによって行われます。さらに、データセットに対してマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)近似を実行して、$f\sigma_8(z)$およびAlcock-Paczy\`{n}skiの基準シミュレーション値を再現するモデルの能力を評価します。パラメータ、$\epsilon$。適用されたボイドモデリングは、シミュレートされたすべての宇宙論に対して同様に機能します。これは、ボイドギャラクシーCCFの研究を通じて大質量ニュートリノと$f(R)$修正重力の影響を直接観察するには、より正確なモデルと高解像度のシミュレーションが必要であることを示しています。MCMC適合は、ボイド定義の選択が正しい宇宙パラメータの回復に重要な役割を果たしていることを示していますが、そうでなければ、さまざまなシミュレーションで$f\sigma_8$と$\epsilon$を再現する能力の間に明確な違いはありません。
単一フィールドのインフレーションの枠組みで、スローロール(SR)からウルトラスローロール(USR)への遷移中の原始ブラックホール(PBH)の形成の見通しに関する詳細な説明を提示します。有効場理論(EFT)アプローチを使用して、分析モデルに依存しないようにし、正規のケースと非正規のケースの両方に適用できるようにします。$P(X,\phi)$理論でパワースペクトルを1つのループ次数に再正規化すると、単一フィールドインフレーションフレームワークでのPBH形成の見通しがどのように厳しく制限されるかを詳細に示します。有効音速の許容範囲$1<c_s<1.17$では、1ループ補正されたパワースペクトルの一貫性により、ブラックホール質量$M_{\rmPBH}\sim\mathcal{O}(10^2-10^3)$gmは十分なe-foldingを持ち、インフレには$\Delta{\calN}_{\rmTotal}\sim{\calO}(54-59)$です。インフレが終わる前にUSRの後にSRレジームを追加しても、結論が大きく変わらないことを確認します。私たちの調査結果は、単一フィールドインフレーションのすべての可能なモデル(正準および非正準)から大量のPBHを生成する可能性を厳密に除外し、言及された理論のクラスの「ノーゴー定理」に成熟します。
スローン デジタル スカイ サーベイにおけるボイド ギャラクシーおよびギャラクシー ギャラクシー クラスタリングからの宇宙論的測定
| Title |
Cosmological_measurements_from_void-galaxy_and_galaxy-galaxy_clustering_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Alex_Woodfinden,_Will_J._Percival,_Seshadri_Nadathur,_Hans_A._Winther,_T._S._Fraser,_Elena_Massara,_Enrique_Paillas,_Sla{\dj}ana_Radinovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06143 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)MainGalaxySample(MGS)、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)、および拡張BOSS(eBOSS)発光赤色銀河カタログからのボイド銀河および銀河銀河クラスタリングの測定値の宇宙論的意味を提示します。赤方偏移範囲$0.07<z<1.0$をカバーするSDSSデータリリース7、12、および16から。標準的な$\Lambda$CDM宇宙モデルに加えて、$-1$に等しくない一定のダークエネルギー状態方程式、時変ダークエネルギー状態方程式、および空間曲率を考慮したこれらの同じモデルを含むさまざまな拡張を当てはめます。.これらのモデルの重要なパラメーターに関する結果は、ボイド銀河と銀河銀河のクラスタリングのみ、これらの両方を組み合わせたもの、およびこれらすべてを宇宙マイクロ波背景放射(CMB)および超新星(SN)からの測定値と組み合わせて報告されています。void-galaxyおよびgalaxy-galaxyクラスタリングに加えてCMBとSNの組み合わせについて、ベース$\Lambda$CDM宇宙論、$\Omega_\に対して$\Omega_\mathrm{m}=0.3127\pm0.0055$の厳しい制約が見つかります。mathrm{m}=0.3172\pm0.0061,w=-0.930\pm0.039$さらに、暗エネルギーの状態方程式$w$を変化させ、$\Omega_\mathrm{m}=0.3239\pm0.0085,w=-0.889\pm0.052,\mathrm{and}\\Omega_\mathrm{k}=-0.0031\pm0.0028$さらに非フラットモデルに拡張します。
自由浮遊惑星の起源
自由浮遊惑星(FFP)は、星形成の最も軽い生成物であり、それらが形成された環境の初期条件に関する重要な情報を運びます。それらは2000年代に最初に発見されましたが、観測上の課題のために、それらのいくつかはまだ特定および確認されていません。これは、これらのオブジェクトの検出とその起源の理解における最新の進歩のレビューです。いくつかの研究は、観測されたFFPの割合が乱流の分裂の予測を上回っていることを示しており、多くが後に放棄された惑星系で形成されたことを示唆しています.JWSTは、確実にFFPの検出と特徴付けにおける新たな一歩を構成します。これらの新しい観測を解釈するには、それらが形成された近くの星形成領域の正確な年齢が必要になります。
HSTで1.8年後に測定された色依存重心シフトの確認
| Title |
Confirmation_of_Color_Dependent_Centroid_Shift_Measured_After_1.8_years_with_HST |
| Authors |
Aparna_Bhattacharya,_David_Bennett,_Jean_Philippe_Beaulieu,_Ian_Bond,_Naoki_Koshimoto,_Jessica_Lu,_Joshua_Blackman,_Clement_Ranc,_Aikaterini_Vandorou,_Sean_Terry,_Jean_Marquette,_Andrew_Cole_and_Akihiko_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05544 |
2018Keckの高解像度画像を使用して、レンズとソースが解像しているときに、OGLE-2003-BLG-235システムでホストと惑星の正確な質量を測定しました。この測定値は、2005年にハッブル宇宙望遠鏡(HST)で行われた観測と一致しています。2005年のデータでは、レンズと光源は解決されておらず、測定は色依存の重心シフトのみを使用して行われました。ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡は、これまでのほとんどの質量測定に比べてベースラインがはるかに短いイベントのピークから通常3～4年以内に取得されたデータを使用して質量を測定します。したがって、色に依存する重心シフトは、ローマンの質量測定の主要な方法の1つになります。それでも、2つのイベント(OGLE-2003-BLG-235とOGLE-2005-BLG-071)のみの質量測定は、これまでのところ色依存重心シフト法を使用して行われています。この方法を使用した測定の精度は、完全にはわかっておらず、十分に研究されていません。この論文に示されているKeckとHSTの結果の一致は非常に重要です。これは、この一致が、色依存重心シフト法を使用して小さなレンズ-ソース分離で決定された質量測定の精度を確認するためです。これはまた、100以上の高解像度画像を使用すると、ローマン望遠鏡が3～4年の時間ベースラインで色依存の重心シフトを使用して、質量測定値を生成できることを示しています。OGLE-2003-BLG-235は、太陽から5.26±0.71kpcの距離にある0.56±0.06M_SunK矮星を周回する2.34±0.43M_Jup惑星からなる惑星系であることがわかりました。
DART 衝突後の Dimorphos からの放出物の光度曲線と色
| Title |
Light_Curves_and_Colors_of_the_Ejecta_from_Dimorphos_after_the_DART_Impact |
| Authors |
Ariel_Graykowski,_Ryan_A._Lambert,_Franck_Marchis,_Dorian_Cazeneuve,_Paul_A._Dalba,_Thomas_M._Esposito,_Daniel_O'Conner_Peluso,_Lauren_A._Sgro,_Guillaume_Blaclard,_Antonin_Borot,_Arnaud_Malvache,_Laurent_Marfisi,_Tyler_M._Powell,_Patrice_Huet,_Matthieu_Limagne,_Bruno_Payet,_Colin_Clarke,_Susan_Murabana,_Daniel_Chu_Owen,_Ronald_Wasilwa,_Keiichi_Fukui,_Tateki_Goto,_Bruno_Guillet,_Patrick_Huth,_Satoshi_Ishiyama,_Ryuichi_Kukita,_Mike_Mitchell,_Michael_Primm,_Justus_Randolph,_Darren_A._Rivett,_Matthew_Ryno,_Masao_Shimizu,_Jean-Pierre_Toullec,_Stefan_Will,_Wai-Chun_Yue,_Michael_Camilleri,_Kathy_Graykowski,_Ron_Janetzke,_Des_Janke,_Scott_Kardel,_Margaret_Loose,_John_W._Pickering,_Barton_A._Smith,_Ian_M._Transom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05548 |
2022年9月26日、DoubleAsteroidRedirectionTest(DART)探査機は、小惑星65803ディディモスの衛星であるディモルフォスに衝突しました。これは連星系であるため、衝突で地球を脅かす可能性のある小惑星をそらすために何が必要かのテストの一環として、衛星の軌道がどの程度変化したかを判断することが可能です。名目上のケースでは、軌道周期の短縮の影響前予測は、約8.8～17.2分の範囲でした。ここでは、世界中の市民科学望遠鏡のネットワークから、衝突前、衝突中、衝突後のディモルフォスの光学観測を報告します。衝突時の最大増光は2.29$\pm$0.14magです。ディディモスは23.7$\pm$0.7日かけて衝突前の明るさに戻ります。噴出物に含まれる質量の下限は、ダストのサイズに応じてディモルフォスの質量の0.3～0.5%であると推定されます。また、衝突時に噴出物が赤くなることも観察されます。
ベクトル アポダイジング フェーズ プレートと時間領域スターライト減算技術を使用した熱赤外線コロナグラフィーによるシリウス A のコンパニオン質量制限の改善
| Title |
Improved_companion_mass_limits_for_Sirius_A_with_thermal_infrared_coronagraphy_using_a_vector-apodizing_phase_plate_and_time-domain_starlight-subtraction_techniques |
| Authors |
Joseph_D._Long,_Jared_R._Males,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Logan_Pearce,_Mark_S._Marley,_Katie_M._Morzinski,_Laird_M._Close,_Gilles_P._P._L._Otten,_Frans_Snik,_Matthew_A._Kenworthy,_Christoph_U._Keller,_Philip_Hinz,_John_D._Monnier,_Alycia_Weinberger,_Volker_Tolls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05559 |
赤外線に最適化されたMagAOシステムと3.9$\mu$mの光でのClioカメラによる観測を使用して、シリウスAの未検出の可能性のある伴星に厳しい質量制限を課します。シリウスAからの光をグレーティングベクトルアポダイゼーションを介して画像化することにより抑制します。180度の暗領域を持つ位相板コロナグラフ(gvAPP-180)。後処理で残留星明かりを除去するために、固有画像ではなく固有時系列を使用して星明かりを差し引く、PCA-Temporal(PCAT)と呼ばれる時間領域の主成分分析ベースのアルゴリズムを適用します。固有時系列の観点から問題をキャストすることにより、データの後処理の計算コストを削減し、完全にサンプリングされたデータセットを使用して小さな分離でのコントラストを改善できるようにします。また、データの細かい一時的なサンプリングを保持することが最終的なコントラスト限界に与える影響についても説明します。2.6から8.0$M_J$の惑星質量に対応する0.75秒角の外で、後処理されたコントラスト限界$1.5\times10^{-6}$から$9.8\times10^{-6}$を達成します。これらは、質量と分離の関数として全体的な完全性割合を合成するシリウスの高コントラストイメージング観測の最近の文献からの値と結合されます。これらの最近の研究と私たちの結果を統合した後、最終的な完全性分析は、2.5-7AUの$\ge9\M_J$惑星の99%を除外します。
一般相対論的歳差運動と太陽系の長期安定性
太陽系の長期的な進化は混沌としている。場合によっては、永年共鳴の重なりによって引き起こされる無秩序な拡散により、惑星が線形永年共鳴に入ると、惑星の離心率が増加し、システムが不安定になる可能性があります。以前の研究では、太陽系をモデル化する際に、惑星の歳差運動周波数への一般相対論的寄与を含めることが重要であることが示されています。これにより、太陽系が5Gyr以内に不安定化する確率が60分の1に減少します。12.5Gyrにわたる太陽系のN体シミュレーションを1280回追加で実行し、GR歳差運動率を時間とともに変化させます。時変GR歳差運動の有無にかかわらず、水星の不安定時間を再現できるシンプルで統一されたフォッカー・プランク移流拡散モデルを開発します。GR歳差運動を無視すると、水星の歳差運動の周波数が木星との共鳴に近づきますが、これだけでは不安定率の増加を説明できないことを示しています。拡散速度も大幅に増加する必要があります。システムは、歳差運動の周波数の変化にスムーズに反応することがわかりました。それを下回ると、太陽系が著しく不安定になる重大なGR歳差運動の周波数はありません。私たちの結果は、太陽系の長期的な進化が移流拡散モデルでよく説明されていることを示しています。
チェーン形成モデルの破壊における低質量惑星のスピン軌道傾斜角の評価: ずれの話
| Title |
Assessing_the_spin-orbit_obliquity_of_low-mass_planets_in_the_breaking_the_chain_formation_model:_A_story_of_misalignment |
| Authors |
Leandro_Esteves,_Andr\'e_Izidoro,_Othon_C._Winter,_Bertram_Bitsch_and_Andrea_Isella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05635 |
惑星系のスピン軌道傾斜角は、その形成履歴を制約します。大きな傾斜角は、星とそのガス円盤との間の原始的なずれを示しているか、形成後に惑星系を傾けるさまざまなメカニズムの影響を反映している可能性があります。観察と統計分析は、大きさが1から4R$_{\oplus}$の惑星系が広い範囲の傾斜角($\sim0-30^{\circ}$)を持っていることを示唆しています。トランジットする惑星は、統計的に区別できない傾斜度分布を持っています。ここでは、スピン軌道傾斜の起源を理解することに焦点を当てて、「チェーンを壊す」形成モデルを再検討します。このモデルは、スーパーアースとミニ海王星が、惑星と円盤の重力相互作用を介してホスト星の近くに移動し、平均運動共鳴に閉じ込められた一連の惑星を形成することを示唆しています。ガス円盤の分散後、これらの惑星系の約90～99\%が動的不安定性を経験し、それが系を広げます。合成トランジット観測を使用して、円盤の角運動量が星の自転スピンと実質的に一致する円盤で惑星が生まれた場合、それらの最終的な傾斜度分布は約$\sim$5度以下でピークに達し、単一および複数の惑星を通過するシステムは、統計的に区別されます。星と円盤の配列を自由パラメーターとして扱うことにより、惑星が「傾斜」分布を持つ原始的にずれている出生円盤で形成されると想定される場合にのみ、単一惑星と複数惑星のトランジットシステムの傾斜度分布が統計的に区別できなくなることを示します。$\gtrsim$10-20度でピークに達します。星形成の文脈におけるこれらのミスアライメントの起源と、形成モデルに対するこのシナリオの潜在的な意味について説明します。
フライバイからの原始惑星系円盤の刺激的な渦巻き腕
| Title |
Exciting_spiral_arms_in_protoplanetary_discs_from_flybys |
| Authors |
Jeremy_L._Smallwood,_Chao-Chin_Yang,_Zhaohuan_Zhu,_Rebecca_G._Martin,_Ruobing_Dong,_Nicol\'as_Cuello,_Andrea_Isella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05753 |
多数の原始惑星系円盤でスパイラルアームが観察されます。これらのスパイラルアームは、結合軌道または非結合軌道のいずれかで、コンパニオンによって励起できます。拘束されていない摂動因子、つまりフライバイが、ペリアストロンの通過中にスパイラルアームを励起するシナリオをシミュレートします。ガス状の原始惑星系円盤に遭遇する放物線フライバイの3次元流体力学的シミュレーションを実行します。摂動質量の範囲は、$10\,\rmM_J$から$1\,\rmM_{\odot}$までです。摂動因子は、より大きな質量の摂動因子に対してより顕著な渦巻きの特徴を備えた、2本の腕を持つらせん構造を励起します。2本の腕は時間の経過とともに進化し、最終的には巻き上げられ、以前の作品と一致しています。プロセス全体で、これらのスパイラルのパターン速度とピッチ角を分析することに重点を置いています。2つのアームの初期パターン速度は、ペリアストロンでの摂動器の角速度に近く、時間の経過とともに減少します。らせんが巻き上がるにつれて、ピッチ角も時間の経過とともに減少します。いくつかのローカル軌道時間の後、らせんは消えます。傾斜順行軌道フライバイは、共面フライバイと同様のディスク下部構造を誘発します。太陽質量フライバイイベントは、原始惑星系円盤の離心率の増加を引き起こし、時間の経過とともに減衰する離心円盤構造につながります。渦巻きの形態と円盤の離心率を使用して、フライバイが疑われる円盤の周りの潜在的な未結合の星または惑星を検索できます。高解像度での将来のディスク観測と専用の調査は、近くの星形成領域でのそのような星の遭遇の頻度を制限するのに役立ちます.
トランジット分光法 (HEARTS) で解決された熱い太陽系外惑星の大気 VIII.整列した惑星KELT-10bの大気中のナトリウムの不検出
| Title |
Hot_Exoplanet_Atmospheres_Resolved_with_Transit_Spectroscopy_(HEARTS)_VIII._Nondetection_of_sodium_in_the_atmosphere_of_the_aligned_planet_KELT-10b |
| Authors |
M._Steiner,_O._Attia,_D._Ehrenreich,_M._Lendl,_V._Bourrier,_C._Lovis,_J._V._Seidel,_S._G._Sousa,_D._Mounzer,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_V._Bonvin,_W._Dethier,_K._Heng,_B._Lavie,_C._Melo,_G._Ottoni,_F._Pepe,_D._S\'egransan,_and_A._Wyttenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05857 |
透過スペクトルのナトリウム二重線(Nai;589nm)とバルマーα線(H$\alpha$;656nm)に焦点を当てて、KELT-10bの潜在的な大気種を検索しました。さらに、主星のスピンと惑星軌道のアライメントを測定しました。ロシター・マクラフリン・レボリューションズ手法を使用して、惑星の通過中に惑星によって隠蔽された局所的な恒星線を分析しました。標準的な透過分光法を使用して、地表線の補正やスペクトルに対するロシター・マクラフリン効果など、惑星の大気を調べました。公開されている測光観測と合わせて、2つの新しい光度曲線を分析しました。NaiおよびH$\alpha$ラインの信号は、測定の不確かさの範囲内で検出されません。1.8Rp(Nai)と1.9Rp(H$\alpha$)に相当する高度Rpに対応する惑星大気による過剰吸収の3シグマ上限を導出します。Rossiter-McLaughlin効果の解析により、天空に投影された系のスピン軌道角$\lambda$=-5.2$\pm$3.4と恒星の投影された赤道速度$v_{eq}\sin{i_\star}が得られます。$=2.58$\pm$0.12km/s.測光結果は、以前の研究と1シグマ内で互換性があります。KELT-10bの大気中には、データの精度の範囲内で、NaiとH$\alpha$の証拠は見つかりませんでした。私たちの検出限界により、KELT-10b周辺の拡張大気中に中性ナトリウムまたは励起水素が存在する可能性を排除できます。VLT/UVESでは、以前の低高度でのNaiの検出を確認できません。ただし、Rossiter-McLaughlin効果は、UVESによる以前の検出よりも小さいスケールで透過スペクトルに影響を与えることに注意してください。惑星に隠されている星の線の分析は、天体に投影された星系の配列を示しています。これは、惑星とその低温(Teff<6250K)の主星との潮汐相互作用により、真に配列されている可能性があります。
NASA ルーシー ミッションの新しいターゲットの特徴: 小惑星 152830 ディンキネシュ (1999 VD57)
| Title |
Characterisation_of_the_new_target_of_the_NASA_Lucy_mission:_asteroid_152830_Dinkinesh_(1999_VD57) |
| Authors |
J._de_Le\'on,_J._Licandro,_N._Pinilla-Alonso,_N._Moskovitz,_T._Kareta,_M._Popescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05918 |
NASAのルーシーミッションは、太陽系の起源からのタイムカプセルと見なされる非常に興味深い木星トロヤ群の研究を目的としています。その旅の間、ミッションはメインベルトの小惑星、ドナルドヨハンソンの近くを通過します。最近、NASAは、ベルト内の新しい小惑星にもルーシーが訪れると発表しました:152830Dinkinesh(1999VD57)。この作業の主な目標は、ミッションチームに重要な情報を提供するために、この新たに選択されたターゲット、小惑星ディンキネシュの特徴を明らかにすることです。それを達成するために、異なる天文台にあるいくつかの望遠鏡を使用して、ディンキネッシュの可視スペクトル、カラー測光、および時系列測光を取得しました。スペクトルには、ラパルマ島(スペイン)にある10.4mのグランテレスコピオカナリアス(GTC)を使用しました。カラーフォトメトリーには、アリゾナ州ハッピージャック(米国)の近くにある4.3mのLowellDiscoveryTelescope(LDT)が使用されました。時系列の測光には、テネリフェ島(スペイン)にある82cmIAC80望遠鏡を使用しました。カラーフォトメトリーから計算された可視スペクトルと反射率の値は、ディンキネッシュがS型の小惑星であることを示しています。つまり、主にケイ酸塩と一部の金属で構成されています。NEOWISEサーベイによる観測によると、S型小惑星の典型的な幾何学的アルベドは$p_V$=0.223$\pm$0.073です。時系列測光から、小惑星の平均等級$r'$=19.99$\pm$0.05を得ました。これは、$G$=0.19と仮定すると、絶対等級$H_{r'}$=17.53$\pm$0.07を提供します。Sタイプは$\pm$0.25。カラーフォトメトリを使用して、$H_{r'}$を$H_V$=17.48$\pm$0.05に変換しました。この絶対等級の値を幾何学的アルベドと組み合わせると、ディンキネシュの平均直径は$\sim$900mになり、最小サイズは542mから最大サイズは1309mになります。
MAGPI、LEGA-C、および SAMI サーベイからの静止銀河の軌道構造の進化: 過去 7 Gy にわたる合体による成長の直接的な証拠
| Title |
Evolution_in_the_orbital_structure_of_quiescent_galaxies_from_MAGPI,_LEGA-C_and_SAMI_surveys:_direct_evidence_for_merger-driven_growth_over_the_last_7_Gy |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Arjen_van_der_Wel,_Joanna_M._Piotrowska,_Rachel_Bezanson,_Edward_N._Taylor,_Jesse_van_de_Sande,_William_M._Baker,_Eric_F._Bell,_Sabine_Bellstedt,_Joss_Bland-Hawthorn,_Asa_F._L._Bluck,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Matthew_Colless,_Luca_Cortese,_Scott_M._Croom,_Caro_Derkenne,_Pieter_van_Dokkum,_Deanne_Fisher,_Caroline_Foster,_Anna_Gallazzi,_Anna_de_Graaff,_Brent_Groves,_Josha_van_Houdt,_Claudia_del_P._Lagos,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Michael_Maseda,_J._Trevor_Mendel,_Angelos_Nersesian,_Camilla_Pacifici,_Adriano_Poci,_Rhea-Silvia_Remus,_Sarah_M._Sweet,_Sabine_Thater,_Kim-Vy_Tran,_Hannah_\"Ubler,_Lucas_M._Valenzuela,_Emily_Wisnioski,_Stefano_Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05520 |
宇宙時間にわたる空間的に統合された高次星の運動学の最初の研究を提示します。SAMI、MAGPI、およびLEGA-Cサーベイからの赤方偏移z=0.05、0.3、および0.8での静止銀河のディープレストフレーム光学分光法を使用して、星の速度分布の過剰な尖度$h_4$を測定します。後者はガウスとしてパラメータ化されます。●エルミートシリーズ。恒星質量の赤方偏移に依存しないカット($M_\star=10^{11}\,{\rmM}_\odot$)を保守的に使用し、サンプルの恒星質量分布と一致させると、7$\が見つかります。z=0.8での中央値0.019$\pm$0.002からz=0.06での0.059$\pm$0.004まで、宇宙時間とともに$h_4$が増加することのsigma$証拠。あるいは、数値シミュレーションから推測される、局所静止銀河の前駆細胞の質量分布に基づいて、物理的に動機付けられたサンプル選択を使用します。この場合、10個の$\sigma$の証拠が見つかります。この進化は、過去7Gyrにわたって、回転と分散の比率が徐々に減少し、星の速度分布の半径方向の異方性が増加したことを示唆しています。これは、ガスの少ない衛星の降着と質的に一致しています。これらの発見は、大質量銀河が静止状態になった後も質量を増やし続け、分散サポートを増加させていることを示しています。
FIRE の暗黒面: 天の川質量銀河周辺の暗黒物質サブハローの数の予測
| Title |
The_dark_side_of_FIRE:_predicting_the_population_of_dark_matter_subhaloes_around_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
Megan_Barry,_Andrew_Wetzel,_Sierra_Chapman,_Jenna_Samuel,_Robyn_Sanderson,_Arpit_Arora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05527 |
暗黒物質のサブハローを低質量で測定することにより、さまざまな観測キャンペーンが暗黒物質モデルをテストしようとしています。星がないと予測されているにもかかわらず、これらのサブハローは、重力レンズ効果や星流の重力摂動によって検出できる可能性があります。LambdaCDM内のサブハロー集団の測定可能な期待値を設定するために、FIRE-2バリオンシミュレーションから11の天の川(MW)質量ハローを調べ、星流相互作用に関連する特性を持つサブハローのカウントと軌道フラックスを定量化します:質量は10^まで6Msun、銀河中心からの距離<50kpc、z=0-1(ルックバック時間0-8Gyr)。(半)解析モデルで使用するために、結果とサブハローの質量、距離、およびルックバック時間への依存性を提供します。典型的なMW質量のハローには、z=0で50kpc以内に~16個のサブハロー>10^7Msun(~1サブハロー>10^8Msun)が含まれます。結果を同じシミュレーションの暗黒物質のみのバージョンと比較します。それらは中心銀河の可能性を欠いており、サブハロー数を2〜10倍過大に予測しており、より短い距離ではさらにそうです.特定のMW質量の銀河の周りのサブハロー数は、時間の経過とともに減少し、z=0よりもz=1の方が約10倍高くなっています。サブハローは、z=0でほぼ等方性の軌道速度分布を持っています。マゼラン雲の衛星通路。これらの類似体は、サブハローの数を1.4～2.7倍に増やし、今日のMW周辺で予想されるサブハローの数を大幅に増加させます。私たちの結果は、GD-1のようなストリームの相互作用率がGyrあたり〜5であることを示唆しており、サブハローストリーム相互作用を暗いサブハローを測定する有望な方法にするのに十分です。
H$\alpha$ および Ly$\alpha$ 放射による z $\sim$ 2.2 でのクエーサーの周銀河媒体の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_Circumgalactic_Medium_of_Quasars_at_z_$\sim$_2.2_through_H$\alpha$_and_Ly$\alpha$_Emission |
| Authors |
Vivienne_Langen,_Sebastiano_Cantalupo,_Charles_C._Steidel,_Yuguang_Chen,_Gabriele_Pezzulli_and_Sofia_G._Gallego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05531 |
$z>2$にある巨大なクエーサーLy$\alpha$星雲の発見は、銀河周縁および銀河間媒質(CGM/IGM)の放射を直接研究する可能性を切り開いた。ただし、Ly$\alpha$ラインの共鳴性とその異なる放出メカニズムは、CGM/IGMの運動学と物理的特性の両方を制約する能力を妨げます。ここでは、これらの制限を受けない線であるCGMH$\alpha$放出の検出を目的としたパイロットプロジェクトの結果を示します。この目的のために、まずKCWIを使用して、H$\alpha$の明るいIRスカイラインがない範囲である$2.25<z<2.27$の3つの明るいクエーサーの周りのLy$\alpha$放射を検出し、最も多くのものを選択しました。MOSFIREでのH$\alpha$フォローアップのための拡張星雲。MOSFIREスリット内で、最大20物理kpcに及ぶH$\alpha$放射を検出し、総H$\alpha$フラックスはF$_{\textrm{H}\alpha}$=(9.5$\pm$0.9)$\times$10$^{-18}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$.同じ領域でのLy$\alpha$フラックスを考慮すると、F$_{\textrm{Ly}\alpha}$/F$_{\textrm{H}\alpha}$=3.7$\pm$0.3一致することがわかりましたz$=2.275$のスラッグ星雲と再結合放射で得られたもの。これは、高赤方偏移クエーサーのCGM内に高密度または非常に広い密度分布があることを意味します。さらに、H$\alpha$ラインプロファイルは、視線に沿って重なり合う複数の発光コンポーネントの存在と比較的静止した運動学を示唆しています。これは、ホストハローまたはディスクの潜在的な井戸を逃れることができるクエーサーアウトフローのいずれとも相容れないようです。大規模なハローの回転のように($>10^{12}$M$_{\odot}$)。
円盤銀河のバリオンが優勢な中心における恒星棒の急速な発生
| Title |
The_rapid_onset_of_stellar_bars_in_the_baryon-dominated_centers_of_disk_galaxies |
| Authors |
J._Bland-Hawthorn_(Sydney),_T._Tepper-Garcia_(Sydney),_O._Agertz_(Lund),_K._Freeman_(ANU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05574 |
高赤方偏移銀河円盤($z=1-3$)の最近の観測では、バリオン質量の増加に伴い、暗黒物質部分$f_{DM}$に強い負の傾向が見られます。これが真実であるためには、今日の天の川で観測されているように、内部のバリオンが初期の大質量銀河の暗黒物質を支配している必要があります。ディスクが確立され、初期に支配的である場合、これらのディスク内で恒星バーが迅速に形成され、初期にバーの割合が高くなることを示します。新しいJWST観測は、この赤方偏移範囲にある成熟した恒星バーのこれまでで最良の証拠を提供します。$R_s=2.2R_{disk}$内のディスク質量分率$f_{disk}$は、バーが形成される速さを決定する主な要因です。ハローディスクバルジ銀河の3Dシミュレーションを使用して、$f_{disk}$の関数としてのバー形成時間$\tau_{bar}$の指数関数的依存性に関する「藤井関係」を確認しました。$f_{disk}>0.3$の場合、バー形成時間は$f_{disk}$の増加に伴って急激に減少します。この関係は、シミュレーターにとっては難しい問題です。解像度が不十分な禁止されたモデルは、この曲線から外れます。物理的に動機付けられたバー形成の定義を採用すると、藤井関係が相殺されることがわかります。初めて、基になるディスクからバーが出現する際の正のフィードバックサイクルに関連する指数関数的成長のタイムスケールを利用します。ハロー質量$M_{halo}$の場合、宇宙の正午のシステムに関連する質量範囲について、藤井関係によって記述された同じ傾向が観察されますが、固定$f_{diskでのより高い質量のハローでは、バーの開始が遅くなります}$.バリオンが$R=R_s$内の暗黒物質を支配する場合、$z=1$よりずっと前に、高赤方偏移円盤でバーの高い割合が見つかると予測されます。シミュレーションで広く使用されているため、バーの不安定性に関するEfstathiou-Lake-Negroponte基準を調査します。
銀河におけるガスダスト円環核円盤の重力不安定性
近くの銀河の核周囲のガス状ミニディスクで観察されるマルチアームスパイラル構造の起源を数値的に研究します。このような円盤内のダストの存在と、重力的に安定したガス成分との相互作用が、マルチアームのらせん構造の発達につながることを示しています。具体的な例として、銀河NGC4736のミニディスクにおけるマルチアームスパイラルパターンの形成を研究し、回転と密度分布の観測データが利用可能です。NGC4736の安定したガス状のミニディスクでは、ガスとダストの比率が約5～20%の場合に、複数のアームを持つらせん構造が成長することがわかりました。また、粉塵の濃度とともに、不安定性の発達の重要な要因は粉塵の粒子のサイズであることも示しています。安定したガス状円盤では、粒子サイズが1ミクロンを超える非線形のマルチアームスパイラルパターンが発生します。将来の観測で、銀河のミニディスクに大量の塵が存在することが確認されれば、銀河の多腕渦巻き構造の形成メカニズムが特定されるでしょう。
| Title |
The_Influence_of_the_Galactic_Bar_on_the_Dynamics_of_Globular_Clusters |
| Authors |
Roman_Tkachenko,_Vladimir_Korchagin,_Anna_Jmailova,_Giovanni_Carraro,_Boris_Jmailov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05603 |
天の川銀河のハロー球状星団のパラメーターに関する最近の推定値を利用し、それらの軌道を計算することにより、これらの星団のダイナミクスに対する銀河バーの影響を研究します。回転する細長いバー/バルジ構造を含む、軸対称および非軸対称銀河ポテンシャルの両方を使用します。球状星団の位置と速度の両方における観測誤差を説明し、星団の進化に対するバーの影響を調査します。これは、同じ降着イベントに由来する球状星団のグループの指標として広く利用されている角運動量-全エネルギー平面(Lz,E)に含まれています。2つの独立した降着イベントとして最近特定されたガイアソーセージ/エンケラドスとポントスの構造に特に注意が払われています。私たちの調査では、GSEとポンタスを別の合併イベントとして特定することはできないことが示されています。
J1406+0102: 明るい電波放射を伴う超エディントン降着システムを隠す塵で覆われた銀河
| Title |
J1406+0102:_Dust_Obscured_Galaxy_Hiding_Super_Eddington_Accretion_System_with_Bright_Radio_Emission |
| Authors |
Hikaru_Fukuchi,_Kohei_Ichikawa,_Masayuki_Akiyama,_Shigeo_Kimura,_Yoshiki_Toba,_Kohei_Inayoshi,_Akatoki_Noboriguchi,_Toshihiro_Kawaguchi,_Xiaoyang_Chen,_Itsna_K._Fitriana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05605 |
最近の高$z$クエーサー観測は、超エディントン降着が超大質量ブラックホール(SMBH)の存在を説明する重要な段階であることを強く示しています。\gtrsim7$.超エディントン相が電波帯域で効率的にアウトフローとジェットを生成するという理論的提案に動機付けられて、我々は$z=0.236$で超エディントン電波騒々しいダスト隠蔽銀河(DOG)J1406+0102を検索し、見つけます。登口らの赤外線明るいDOGのクロスマッチング。(2019)VLA/FIRST1.4GHz無線とSDSS光スペクトルカタログを使用。DOGJ1406+0102は、Balmer系統の幅広い成分を示しています。これらの線がブロードライン領域からのものであると仮定すると、BH質量推定値は$\log\(M_\mathrm{BH}/M_\odot)=7.30\pm0.25$となり、AGN光度は$\log(L_\mathrm{bol,[OIII]}/\mathrm{erg}~\mathrm{s}^{-1})=45.91\pm0.38$固有の[OIII]光度から推定され、結果として$\の超エディントン降着が生じるlambda_\mathrm{Edd}\simeq3$.1)DOGJ1406+0102が強いAGNフィードバックを行っていることを示します。[OIII]の流出速度はホスト銀河のハローの脱出速度を上回り、動力学的効率は$\approx$8%と得られます。ホスト銀河、2)DOGJ1406+0102の予想される将来の成長経路は、超大質量のBH軌道に参加し、3)電波の大きなDOGは、高エネルギー($\gtrsim$100TeV)宇宙ニュートリノに重要な貢献を提供できるDOGJ1406+0102をラジオラウドDOGの代表と仮定すると、その背景が明らかになります。
小マゼラン雲のホット分子コアの検出
| Title |
The_Detection_of_Hot_Molecular_Cores_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Takashi_Shimonishi,_Kei_E._I._Tanaka,_Yichen_Zhang,_and_Kenji_Furuya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05630 |
太陽の金属量が0.2の近くの矮小銀河である小マゼラン雲で、ホット分子コアが初めて検出されたことを報告します。ALMAでSMC内の2つの大質量の若い恒星天体を観測し、CO、HCO+、H13CO+、SiO、H2CO、CH3OH、SO、およびSO2の輝線を検出しました。コンパクトなホットコア領域はSO2によって追跡され、その空間範囲は約0.1pcであり、ガス温度は回転図解析に基づいて100Kを超えています。対照的に、古典的なホットコアトレーサーであるCH3OHは、両方のソースで拡張(0.2～0.3pc)成分が支配的であり、ガス温度は1つのソースで39+-8Kと推定されます。原始星の流出は、COの高速成分として両方のソースからも検出されます。ホットコア内のSO2の金属量スケールの存在量は、SMC、LMC、および銀河のソース間で同等であり、SO2形成につながる化学反応が規制されていることを示唆しています。元素の豊富さによって。一方、CH3OHはSMCおよびLMCホットコア内で大きな存在量の変動を示します。星形成の初期状態（遮蔽の程度、局所的な放射線場の強さなど）の多様性は、ホットコア内の有機分子の存在量の大きな変動につながる可能性があります。この研究は、LMCおよび外側/内側銀河における以前のホットコア研究と併せて、ホットコアの形成は、0.2～1太陽金属量の金属量範囲にわたる大質量星の形成中に共通の現象であることを示唆しています。高励起SO2線は、SMCおよびLMCの低金属環境で有用なホットコアトレーサーになります。
c-C$_3$H$_2$ C$_5$H$_5$ C$_9$H$_7$ C$_{12}$H$_8$ C$_{23}$
による原始惑星系円盤の赤外線スペクトルと分析の分類H$_{12}$ と C$_{53}$H$_{18}$
が生体分子の有能なテンプレートになる
| Title |
Classifying_Protoplanetary_disks_Infrared_Spectrum_and_Analysis_by_c-C$_3$H$_2$_C$_5$H$_5$_C$_9$H$_7$_C$_{12}$H$_8$_C$_{23}$H$_{12}$_and_C$_{53}$H$_{18}$_to_be_Capable_Template_for_Biological_Molecule |
| Authors |
Norio_Ota_and_Aigen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05645 |
生まれたばかりの若い星の周りの原始惑星系円盤には、たくさんの宇宙塵が含まれています。特に多環式芳香族炭化水素(PAH)は、生物学的有機物を作成するための基本的な構成要素になります。この研究では、天文学的に観測された原始惑星系円盤の多くの赤外線スペクトルを3つの典型的なスペクトルに分類しました。タイプAは、6.2、7.8、8.6、および11.3マイクロメートルのよく知られた天文バンドを示しています。一方、タイプBには未知の複雑なバンドが含まれていました。Type-(A+B)は混合型でした。DensityFunctionalTheory(DFT)計算により、特定の分子を見つけようとしました。Type-Aは大きなPAH分子(C$_{23}$H$_{12}$)と(C$_{53}$H$_{18}$)によって説明できることがわかりました。六角五角形を組み合わせた分子構造。タイプBの背景分子は(c-C$_3$H$_2$)、(C$_5$H$_5$)、(C$_9$H$_7$)、(C$_{12}$H$_8$)。Type-(A+B)は、AとBの分子を混合することにより、よく再現されました。天文学的な詳細な観測により、Type-Aの中心星は、Type-Bよりも質量が大きく、温度が高いことが示されています。これは、太陽系の非常に初期の段階で、原始惑星系円盤がタイプB分子で構成されていたことを示唆しています。Type-B分子の(C$_5$H$_5$)と(C$_9$H$_7$)は、地球上の生体核酸と分子構造が似ていることが興味深い。B型分子は、生体有機物を合成し、最終的に私たちの生命を創造するためのテンプレートになると考えられていました.
散開星団におけるコンパクトな連星形成 I: ガイア BH の高い形成効率とその多重度
天体望遠鏡Gaiaのデータベースから発見されたブラックホール(BH)連星であるGaiaBHは、標準的な連星進化モデルに疑問を投げかけています。GaiaBHが、孤立した連星進化ではなく、開星団での動的捕獲によって形成できるかどうかを評価しました。$100$散開星団の重力$N$体シミュレーションを、各金属量$Z=0.02$、$0.01$、および$0.005$に対して合計$10^5M_\odot$で実行しました。私たちは、散開星団から脱出するガイアBHのような連星を1つ発見し、散開星団におけるガイアBHの形成効率($\sim10^{-5}M_\odot^{-1}$)が孤立したバイナリ($\sim10^{-8}M_\odot^{-1}$)で3桁。ガイアBHのような連星は、三重星系の内部連星です。ガイアBHは、散開星団で形成されている場合、頻繁に三次星を持つことができます。天の川円盤内のガイアBHの数は$1.6\times10^4$と見積もられており、これまでに発見されたガイアBHの数に十分な大きさです。私たちの結果は、ガイアBHの発見が標準の連星進化モデルの再構築を必要とせず、ガイアBHがすでに蒸発した散開星団のダイナミクスのプローブであることを示しています。
ハッブル宇宙望遠鏡で観測された 10 個の近くの銀河までの距離
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で取得されたF814WおよびF606Wフィルターの10個の銀河の画像を使用して、これらの銀河の星集団の色等級図を作成します。銀河までの距離は、赤色巨星の枝の先端の光度から推定されます。ここで調べた銀河は、局所銀河群の重心に対して250から760km/sの視線速度を持ち、距離は3.7から13.0Mpcの範囲です。他のいくつかの観測された視線速度の遅い銀河は、13Mpcの限界を超える距離にあることがわかります。
$z \simeq 1$ の巨大な静止銀河における星の質量、年齢、および消滅時間スケールの関係
| Title |
The_connection_between_stellar_mass,_age_and_quenching_timescale_in_massive_quiescent_galaxies_at_$z_\simeq_1$ |
| Authors |
M.L._Hamadouche,_A._C._Carnall,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_R._Begley,_F._Cullen,_D._J._McLeod,_C._T._Donnan_and_T._M._Stanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06107 |
$\mathrm{log_{10}}(M_{\star}/\mathrm{M_{\odot}})を使用して、$1.0<z<1.3$にある静止銀河の質量完全サンプルの分光測光研究を提示します。\geq10.3$は、星の質量、年齢、星形成の歴史の関係を探るVANDELS調査から引き出されたものです。114個の銀河のサンプル内で、星の質量と星の年齢の関係を、星の質量で10年あたり$1.20^{+0.28}_{-0.27}$Gyrの勾配で導き出します。最近の文献結果と組み合わせると、この関係の傾きが赤方偏移間隔$0<z<4$にわたって一定のままであるという証拠が見つかります。VANDELS静止期内の銀河は、幅広い星形成の歴史を示しており、平均星形成時間スケールは$1.5\pm{0.1}$Gyr、平均消光時間スケールは$1.4\pm{0.1}$Gyrです。$z\sim1$の銀河が複数のメカニズムを介して星形成を停止するという以前の証拠と一致して、VANDELS静止銀河の消光時間スケールにも大きなばらつきがあることがわかりました。次に、サンプル内の最も古い銀河に注目し、$zより前に消滅した銀河の数密度=3$と恒星質量$\mathrm{log_{10}}(M_{\star}/\mathrm{M_{\odot}})\geq10.6$は$1.12_{-0.72}^{+1.47}\times10^{-5}\\mathrm{Mpc}^{-3}$です。不確かではありますが、この推定値は$3<z<4$での最新の観測結果とよく一致しており、赤方偏移間隔$1<内の最古の大質量静止銀河の進化において、若返りも合体イベントも主要な役割を果たしていないことを暫定的に示唆しています。z<3$.
拡張惑星星雲スペクトログラフ (ePN.S) 初期型銀河サーベイ: ETG の特定の角運動量
| Title |
The_extended_Planetary_Nebula_Spectrograph_(ePN.S)_early-type_galaxy_survey:_The_specific_angular_momentum_of_ETGs |
| Authors |
C._Pulsoni,_O._Gerhard,_S._M._Fall,_M._Arnaboldi,_A._I._Ennis,_J._Hartke,_L._Coccato,_N._R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06132 |
質量と角運動量は、銀河の重要なパラメーターです。それらの共進化は、特定の星の角運動量j*と形態に依存する星の質量M*の間の経験的な関係を確立します。この作業では、平均6Reまでの完全な2D運動情報を使用して、ePN.Sサーベイからの32の初期型銀河(ETG)のサンプルでj*を測定します。ラムダおよびj*プロファイルを提示します。全j*-M*平面上のこれらの銀河の分布を導出し、恒星j*とホスト暗黒物質のハローの特定の角運動量との比率を決定します。半径方向に拡張された2Dキネマティックデータは、ETGの恒星ハローが、高いj*の大きな恒星質量分率を含まないことを示しています。高速回転ETGのj*プロファイルは、データの範囲内で大部分が収束しています。遅い回転子の場合、j*はまだ上昇しており、6Reを超えて最大40%増加すると推定されています。それらのハロー角運動量の60%以上がずれている回転にあります。ePN.SETGサンプルは、j*、M*、および形態の間のよく知られた相関関係を示していることがわかりました。楕円銀河は、同様の質量のS0銀河よりも系統的に低いj*を持っています。ただし、高速回転子と低速回転子は誤差範囲内で同じ関係にあり、低速回転子はM*の高い端に位置します。j*-M*関係にべき乗則を適用すると、S0の場合は0.55+-0.17、楕円形の場合は0.76+-0.23の勾配が得られ、正規化はそれぞれ螺旋の約4倍と9倍低くなります。10^10-10^10.5Msunでの角運動量の保持率の推定値は、S0で25%、楕円体で10%を超え、M*~10^12Msunで1.5桁減少します。私たちの結果は、ETGが同様のM*を持つ渦巻銀河よりもかなり低いj*を持つことを示しています。それらのj*は、進化の過程で失われるか、および/または、中心銀河とまだ合体していない高温ガス成分および衛星銀河に保持される必要があります。【要約】
動的恒星相互作用による重力波放出
| Title |
Gravitational_wave_emission_from_dynamical_stellar_interactions |
| Authors |
Javier_Moran-Fraile,_Fabian_R._N._Schneider,_Friedrich_K._Roepke,_Sebastian_T._Ohlmann,_Ruediger_Pakmor,_Theodoros_Soultanis,_Andreas_Bauswein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05519 |
私たちは、重力波(GW)天文学の夜明けを目の当たりにしています。現在利用可能な検出器では、観測は${\sim}10\,\mathrm{Hz}$と$10\,\mathrm{kHz}$の間の範囲のGW周波数に制限されており、コンパクト天体の合体からの信号をカバーしています。宇宙観測所LISAの打ち上げは、より低い周波数で星の相互作用を検出するための新しい周波数帯域を開きます。この作業では、連星における共通エンベロープ相互作用と合体イベントに関連するGW信号の形状と強度を予測し、それらの検出可能性について説明します。以前の研究では、半分析モデルに基づいてこれらの特性を推定していました。対照的に、詳細な3次元電磁流体シミュレーションを使用して、GW信号を計算しました。研究対象のモデルでは、主系列星間の共通エンベロープイベントと合体の動的フェーズが、LISAミッションの検出可能帯域の外側にあることを示しています。しかし、恒星コアの合体につながる共通エンベロープ相互作用の最終段階は、LISAの感度がピークに達する周波数帯域に収まり、検出の有望な候補となることがわかりました。これらの検出は、謎めいた共通エンベロープのダイナミクスを制約する可能性があります。さらに、DECIGOやBBOなどの将来のデシヘルツ観測所でも、この最終段階と合体後の信号を観測できるようになり、それを通じて、Thorne-\.Zytkow天体の形成を検出できる可能性があります。
コロナラインエミッターは、ガスが豊富な環境での潮汐破壊イベントです
| Title |
Coronal_Line_Emitters_are_Tidal_Disruption_Events_in_Gas-Rich_Environments |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Benjamin_J._Shappee,_Thomas_W.-S._Holoien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05525 |
一部の銀河は、活発な銀河核(AGN)活動の兆候をほとんどまたはまったく示していませんが、一般的な狭い輝線に比べて強いコロナ輝線(CL)を示しています。これらの冠状線の多くは$\geq100$eVのイオン化ポテンシャルを持っているため、強力な極端なUVおよび/または軟X線フラックスが必要です。このようなイベントは、潮汐破壊イベント(TDE)によって引き起こされていると長い間考えられてきましたが、詳細な多波長のフォローアップが不足しているため、そのような接続はしっかりと確立されていません。ここでは、コロナルラインエミッター(CLE)とTDEをホスト銀河と過渡特性の観点から比較します。静止状態のCLEホストの中赤外線(MIR)の色は、TDEホストと似ていることがわかります。さらに、多くのCLEは、中赤外色で大きなダスト再処理エコーの証拠を示しています。これは、核内の重要なダストの兆候です。CLEホストの星の質量と星形成率はTDEホストと一致しており、両方の集団が緑の谷の中にあります。CLEとTDEの黒体特性は類似しており、一部のCLEは高温(T$\geq40,000$K)の黒体温度を示します。最後に、ピーク光度/減衰率パラメーター空間でのCLEの位置は、核トランジェントの他の多くの主要なクラスよりもTDEにはるかに近いです。組み合わせると、これらは、CLEが実際にガスの多い環境でのTDEであるという以前の主張を確認する強力な証拠を提供します。さらに、CLフラックス$\geq1/3$$\times$[OIII]フラックスのより厳しいしきい値を提案して、CLEのサンプルからAGNをより適切に除外します。
Swift と Mets\"ahovi による SDSS J164100.10+345452.7 の長期モニタリングにより、多波長相関変動性が明らかになった
| Title |
Long-term_Swift_and_Mets\"ahovi_monitoring_of_SDSS_J164100.10+345452.7_reveals_multi-wavelength_correlated_variability |
| Authors |
P._Romano_(1),_A._L\"ahteenm\"aki_(2,3),_S._Vercellone_(1),_L._Foschini_(1),_M._Berton_(4),_C._M._Raiteri_(5),_V._Braito_(1,6,7),_S._Ciroi_(8),_E._J\"arvel\"a_(9,10),_S._Baitieri_(11,1),_I._Varglund_(2,3),_M._Tornikoski_(2),_S._Suutarinen_(2)_((1)_INAF/OAB,_(2)_Aalto_Univ._Mets\"ahovi_RO,_(3)_Aalto_Univ._Dept_Electronics_and_Nanoengineering,_(4)_ESO,_(5)_INAF/OATo,_(6)_Dept_Phys._IACS_Catholic_Uni.,_(7)_Dept_Phys._Trento_Uni.,_(8)_Uni._PD,_(9)_ESA,_(10)_Uni._Oklahoma,_(11)_Uni._Bicocca) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05534 |
SDSSJ164100.10+345452.7で実行された最初の多波長Swiftモニタリングキャンペーンについて報告します。これは、以前はラジオクワイエットとして知られていた近くの狭い線のセイファート1銀河で、最近ラジオ(37GHz)と$の両方で検出されました。相対論的ジェットの存在を示唆する\gamma$線。20か月のSwiftキャンペーン中に、J1641のベースラインの光学/UVおよびX線特性を評価するという主な目標を追求しながら、毎年1回ずつ、2回の電波フレアエピソードを捉えました。私たちの厳密に同時の多波長データは、電波フレアと厳密に一致しており、J1641の噴出する電波放射を明確に関連付けることができます。実際、電波フレアの前後のX線スペクトルについては、単純な吸収べき乗法モデルは適切な記述ではなく、余分な吸収成分が必要です。J1641の平均スペクトルは、光子指数$\Gamma=1.93\pm0.12$の吸収力法則モデルによって最もよく説明でき、被覆率$f=0.91_{-0.03}で部分的に被覆する中性吸収体によって修正されます。^{+0.02}$。反対に、電波フレアに最も近いX線スペクトルは、そのような追加の吸収体を必要とせず、はるかに硬い($\Gamma_{\rmflame}\sim0.7\pm0.4$)。、よりハードなスペクトル成分。これは、吸収体のギャップから出てくるジェット放出と解釈されます。J1641の観測は低い状態にあるソースによって支配されているため、光学/UVおよびX線バンドで導き出した分数変動は、文献で報告されている典型的な値よりも低いことがわかります。37GHzの電波フレアの起源が、X線でも観測された不明瞭なスクリーンからのジェットの出現であるという仮定の下で、導出された総ジェット出力は$P^{\rmtot}_{\rmjet}です。=3.5\times10^{42}$ergs$^{-1}$、文献で測定された最低値に匹敵します。【要約】
コア崩壊超新星および中性子星合体モデルにおける高速ニュートリノフレーバー不安定性の検出への機械学習の応用
| Title |
Applications_of_Machine_Learning_to_Detecting_Fast_Neutrino_Flavor_Instabilities_in_Core-Collapse_Supernova_and_Neutron_Star_Merger_Models |
| Authors |
Sajad_Abbar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05560 |
コア崩壊超新星(CCSNe)や中性子星合体(NSM)で予想されるような、高密度ニュートリノガス内で伝播するニュートリノは、比較的短いスケールで高速なフレーバー変換を経験する可能性があります。これは、ニュートリノ電子レプトン数($\nu$ELN)の角度分布が特定の方向でゼロを横切る場合に発生する可能性があります。それにもかかわらず、最先端のCCSNおよびNSMシミュレーションのほとんどは、そのような詳細な角度情報を提供せず、代わりに、ニュートリノの角度分布のわずかなモーメントしか提供しません。この研究では、\emph{初めて}、この問題に対する機械学習(ML)アプローチを採用し、0番目と1番目のモーメントに基づいて$\nu$ELNクロッシングを検出することに非常に成功できることを示しています。.$\sim95\%$の精度がMLアルゴリズムによって達成できることがわかります。これは、問題のベイズエラー率にほぼ対応しています。その驚くべき効率と敏捷性を考慮すると、MLアプローチは、CCSNおよびNSMシミュレーションでのFFCの発生を\emph{オンザフライ}で評価する前例のない機会を提供します。また、\href{https://github.com/sajadabbar/ML-nu_FFI/tree/main}{GitHub}でML方法論を提供しています。
対数正規待ち時間幅によるダイナミクスの特徴付け
ファストラジオバーストやソフトガンマリピータなど、多くの天文現象は、短い明確な非周期的なイベントで構成されています。これらのイベント間の間隔はランダムに変化しますが、活動が活発で平均間隔が短い期間と、活動が少なく平均間隔が長い期間があります。単一の無次元パラメーター(イベント間の待機時間の分布に適合する対数正規関数の幅)は、アクティビティの変動性を定量化します。このパラメーターは、繰り込み群理論の臨界指数と普遍性クラスに類推して、そのダイナミクスを説明します。イベント強度の分布がべき法則である場合、対数正規フィットの幅は検出しきい値とは無関係であり、現象のダイナミクスの堅牢な尺度です。
高速電波バーストによる中性子星研究の未来
高速電波バースト(FRB)が発見されたのは2007年のことです。ただし、既知のイベントとバーストの繰り返しの発生源の数は急速に増加しています。近い将来、イベントの数は$\gtrsim10^4$になり、リピーターの数は$\gtrsim100$になります。現在、FRBの発生源のほとんどは、大きな磁場を持つ中性子星(NS)である可能性があるというコンセンサスがあります。これらの天体は、非常に活発な星形成の領域から古い球状星団まで、非常に多様なサンプルを表すホスト銀河の研究によって示唆されているように、異なる起源を持っている可能性があります。したがって、次の10年間で、さまざまな起源の銀河系外マグネターに直接関連するイベントの非常に大きなサンプルが得られると予想されます。これは、NS物理学のさまざまな側面を調査するための新しい可能性を開く可能性があります。このレビューでは、そのような将来の研究の主な方向性について簡単に説明し、FRBとその発生源に関する現在の知識を要約します。
高磁化非自転中性子星の振動
| Title |
Oscillations_of_Highly_Magnetized_Non-rotating_Neutron_Stars |
| Authors |
Man_Yin_Leung_and_Anson_Ka_Long_Yip_and_Patrick_Chi-Kit_Cheong_and_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05684 |
高度に磁化された中性子星は、高速電波バースト、ガンマ線バースト、超光度超新星など、最も特異な天文現象のいくつかを説明する有望な候補です。これらの高度に磁化された中性子星の脈動も、検出可能な重力波を生成すると推測されています。さらに、脈動は中性子星の構造と状態方程式の重要なプローブです。高度に磁化された中性子星の脈動を研究する際の主な課題は、最小限の仮定の下で非線形アインシュタイン方程式とマクスウェル方程式を一貫して解くための厳しい数値コストです。数値ソルバーの最近のブレークスルーにより、二次元軸対称一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを通じて、$10^{15-17}$Gの強力な純粋なトロイダル磁場を持つ非回転中性子星の脈動モードを調査します。恒星の振動は、磁気と結合エネルギーの比が10%を超えるまでは磁化の影響を受けないことがわかります。この場合、脈動モードの周波数は強く抑制されます。さらに、極端な磁場が中性子星の強い変形をもたらすと、これが星のコンパクトさの減少の直接的な結果であることを示します。
ハドロン PeVatron シナリオをサポートする LHAASO J2108+5157 領域での新しい分子雲の検出
| Title |
Detection_of_a_new_molecular_cloud_in_the_LHAASO_J2108+5157_region_supporting_a_hadronic_PeVatron_scenario |
| Authors |
Eduardo_de_la_Fuente,_Iv\'an_Toledano-Juarez,_Kazumasa_Kawata,_Miguel_A._Trinidad,_Daniel_Tafoya,_Hidetoshi_Sano,_Kazuki_Tokuda,_Atsushi_Nishimura,_Toshikazu_Onishi,_Takashi_Sako,_Binita_Hona,_Munehiro_Ohnishi,_and_Masato_Takita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05712 |
PeVatronは、宇宙で最も強力な自然発生の粒子加速器です。死にかけている大質量星、分子ガス、星形成領域、星団などの天体物理オブジェクトに関連付けられている対応物の識別は、PeV放出の根底にある性質、つまりハドロンまたはレプトンを明らかにするために不可欠です。PeVatron候補LHAASOJ2108+を含むシグナスOB7分子雲に向けて、大阪府立大学の1.85~m電波望遠鏡で行われた$^{12,13}$CO(J=2$\rightarrow$1)観測を提示します。5157。CO観測から得られたHIとH$_2$の含有量から決定される核子密度を研究することにより、サブPeV(ガンマ線)放出の性質を調べます。光学的に厚い$^{12}$CO(J=1$\rightarrow$0)発光の観測によって検出されたMML[2017]4607に加えて、[FKT-MC]2022、角度サイズは1.1$\pm$0.2$^{\circ}$です。この雲は、LHAASOJ2108+5157で観測されたサブPeV放射を生成する新しい候補として提案します。1.7kpcの距離を考慮すると、核子(HI+H$_2$)の密度は37$\pm$14cm$^{-3}$、核子の総質量(HI+H$_2$)は1.5と推定されます。$\pm$0.6$\times$10$^4$M$_{\odot}$.一方、クロンベルガー82は角度サイズ0.1$^{\circ}$、核子密度$\sim$10$^3$cm$^{-3}$、および質量$\sim$10$^3$M$_{\odot}$.Kronberger82は、観測されたLHAASOJ2108+5157の放出を生成する物理的条件をホストしますが、[FKT-MC]2022はそれに近い位置にあり、後者がサブPeV放出に関連するものである可能性があることを示唆しています。このシナリオでは、私たちの結果は、放出のハドロン起源を支持しています。
パルサーのGeVガンマ線スペクトルにおけるグルオン凝縮の特徴
| Title |
Gluon_Condensation_Signature_in_the_GeV_Gamma-Ray_Spectra_of_Pulsars |
| Authors |
Ze-Cheng_Zou,_Yong-Feng_Huang,_Cheng-Ming_Li,_He-Rui_Zheng,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05741 |
核子内部のグルオンの蓄積、すなわちグルオン凝縮は、高エネルギー核子衝突における特徴的なべき乗則ガンマ線スペクトルの破れにつながる可能性があります。ここでは、ガンマ線パルサーの2番目のフェルミ大面積望遠鏡カタログで観測された少なくとも25のソースのスペクトルが、4つの自由パラメーターしか持たないこのような壊れたべき法則関数によって適切に適合できることを示します。これは、これらのパルサーからのガンマ線放射がハドロンに由来することを強く示していますが、ハドロン内部のグルオン凝縮を伴います。自由核子のクォーク・グルーオン分布が束縛核子の分布と異なることはよく知られています。この研究は、グルオン凝縮効果の核$A$依存性を明らかにします。ここで、$A$はバリオン数を指します。私たちの研究は、$A\to\infty$の条件下でのグルオン凝縮を明らかにし、サブ核レベルでのコンパクト星の構造を盗聴するための新しい窓を開くかもしれません。
光時間領域探査におけるクエーサーの質量分布
超大質量ブラックホール(SMBH)質量の決定は、ホスト銀河の形成とSMBH質量集合の歴史を理解するための鍵です。非局所クエーサーのSMBH質量は、単一エポックビリアルブラックホール質量推定量によって頻繁に推定されますが、これには大きなバイアスがかかる可能性があります。ここでは、クエーサーのUV/光学変動をモデル化することにより、クエーサーのSMBHの質量分布を推測する新しいアプローチを示します。私たちの推測したブラックホールの質量は、体系的にビリアル質量より$0.3\sim0.6$dex小さいです。$\sim0.3$dexオフセットは、ビリアルブラックホール質量推定量の予想バイアスとほぼ一致しています。今後の時間領域天文学の時代では、私たちの方法論を使用して、クエーサーの質量分布の宇宙進化を制約することができます。
近くの銀河のマグネターとしての短い GRB の誤認
| Title |
Misidentification_of_Short_GRBs_as_Magnetars_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
E._C._Sch\"osser,_J._M._Burgess_and_J._Greiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05922 |
コンテクスト。$\gamma$線の短くて非常に明るいパルスであるGRB200415Aの最近の観測は、提案されたホスト銀河が近くの${\mathrm{NGC}\,253である銀河外マグネター巨大フレア(MGF)であると主張されています。}$.しかし、過渡天体の赤方偏移は測定されていないため、天球上の過渡現象の測定位置と局所銀河の位置が単に一致した可能性があります。したがって、その真の祖先は恣意的に遠く離れていた可能性があり、トランジェントの光度がはるかに大きくなる可能性があり、短いガンマ線バースト（sGRB）の標準モデル、つまり2つのコンパクトな天体の合体を説明として残しています。観察。ねらい。この研究の目的は、特定の観測期間におけるsGRBのマグネターとしての誤解の誤警報率を計算することです。メソッド。ガンマ線バーストモニター(GBM)検出器の運用期間に対応する14年間のsGRB観測の合成サーベイをシミュレートします。空上で近くのLocalVolume銀河と整列するすべてのsGRBについて、GBMの応答を通じて折りたたまれた現実的なデータを生成します。マグネターと誤解される可能性のあるsGRBの候補を特定するために、6つの選択(空間、星形成率、GBMトリガー、持続時間、等方性エネルギー放出、およびフルエンス)がシミュレートされた調査に適用されます。結果。シミュレートされた調査の無視できない割合(15.7%)で、マグネター巨大フレアと同じ特性を持ち、マグネターと誤解される可能性のあるsGRBを少なくとも1つ特定しました。したがって、銀河外マグネター巨大フレアを明確に識別するために以前の研究で提案された選択は十分ではないと結論付けています。
非対称コンパクトバイナリマージの形成における出生キックの役割
| Title |
The_role_of_natal_kicks_in_forming_asymmetric_compact_binary_mergers |
| Authors |
Madeline_Oh,_Maya_Fishbach,_Chase_Kimball,_Vicky_Kalogera,_Christine_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06081 |
最近の観測では、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)Collaborationは、連星ブラックホール(BBH)と中性子星の両方を含む、高度に非対称な質量比を持つコンパクトな連星合体からの重力波(GW)を初めて観測しました。-ブラックホール(NSBH)システム。質量比が$q\simeq0.2$のNSBHは、非対称のBBHよりも一般的であるように見えますが、その理由は不明のままです。この作業では、連星集団合成コードCOSMICを使用して、非対称コンパクト連星の形成につながる進化経路と、それらが融合する要因を調査します。孤立した連星の星の進化の文脈の中で、ほとんどの非対称連星の合併は、非対称星の連星として始まることがわかりました。初期の非対称性のため、これらのシステムは最初に動的に不安定な物質移動段階を経る傾向があります。しかし、最初の星がコンパクトな物体に崩壊した後、質量比は1に近くなり、物質移動の第2段階は通常安定します。私たちのシミュレーションによると、この安定した物質移動は、システムが合体するのに十分なだけ軌道を収縮させることができません。代わりに、星の崩壊中に2番目に生まれたコンパクトオブジェクトが受ける出生キックが、これらのシステムのいくつが融合できるかを決定する上で重要な役割を果たしていることがわかりました.質量比が$q\leq0.1$の最も非対称なシステムの場合、モデルのマージシステムは、2回目の崩壊時に255kms$^{-1}$の平均キックマグニチュードを受けます。システムは59kms$^{-1}$です。NSのような低質量のコンパクトなオブジェクトは、高質量のBHよりも大きな出生キックを受けると予想されるため、非対称NSBHシステムが非対称BBHシステムよりも頻繁に融合する理由を説明できます。
3 つの超小型 sdB 連星の詳細な追跡調査
3つの超コンパクトホット準矮星連星の追跡調査を提示します。ZwickyTransientFacilityのデータを使用すると、ZTF1946+3203、ZTF0640+1738、ZTF0643+0318の軌道周期がそれぞれ33.6分、37.3分、36.9分であることがわかります。光度曲線は、降着円盤の潜在的な日食を伴う熱い準矮星の楕円体変動を示しています。ケックによる位相分解分光観測は、熱い準矮星の視線速度曲線と大気パラメーターを測定するために使用されました。ZTFJ0643は、平均スペクトルに降着円盤輝線の証拠を示しています。光度曲線と分光フィットを組み合わせることで、質量などの正確なシステム特性を測定し、システムの進化の歴史と将来の進化を決定することができます。
連星における物質移動の理論
ロッシュローブオーバーフロー星の物質移動(MT)率$\dot{M}_\text{d}$の計算は、連星進化論における基本的なタスクです。既存のMT処方のほとんどは、光学的に厚いレジームと光学的に薄いレジームを異なるフロージオメトリと組み合わせた一般的な一連の仮定に基づいています。この作業では、Rocheポテンシャルが内側のラグランジュ点に収束するノズルを設定し、ガスは主に両方の星を結ぶ軸に沿って流れるという仮定に基づいて、MTの新しいモデルを開発します。システムの固有値として決定された$\dot{M}_\text{d}$を使用して、気体の流れを支配する一連の1D流体力学的方程式を導出します。内部境界条件は、モデルを1D恒星進化コードから得られたドナーの構造に直接関連付けます。ポリトロピック状態方程式(EOS)の代数解を取得します。これにより、$\dot{M}_\text{d}$が既存の光学的に厚い処方の0.9から1.0の係数内で得られ、既存の光学的に厚い処方に縮小されます。等温ガスの薄い処方。現実的なEOSでは、$\dot{M}_\text{d}$が既存のモデルと最大4倍異なることがわかります。$30\,M_\odot$の低金属量の星が集中的な熱時間スケールMTを受けている場合の新しいMTモデルの影響を説明し、既存のMTよりもL2オーバーフローと共通エンベロープ進化に対して不安定になる可能性が高いことを発見しました。処方箋。私たちのモデルは、放射線や磁場などの追加の物理を含めるためのフレームワークを提供します。
太陽圏の全球構造に対する電子熱伝導の強い影響
ボイジャー1号と2号は、それぞれ2012年に$\sim$122天文単位、2018年に$\sim$119天文単位でヘリオポーズを通過しました。当時の全球太陽圏の既存のモデルによって得られた内側のヘリオスシースの厚さは、かなり大きかった(20-40AU)ため、これはかなりの驚きでした。これまで、ヘリオシースの厚さの問題は完全には解決されていませんでした。ほぼ等温の太陽風プラズマの過度に単純化された玩具モデルの枠組みの中で、電子熱伝導の効果が内側のヘリオシースの厚さを大幅に減少させる可能性があることが以前に示されました。この論文では、熱電子伝導の効果が厳密に考慮されている全球太陽圏の3DキネティックMHDモデルの最初の結果を提示します。熱伝導は主に磁力線に沿って作用します。必要に応じて、古典的な飽和熱流束が使用されます。熱伝導の影響が大きいことがわかります。内側の太陽圏の厚さが減少します。モデルで得られた厚さとボイジャーのデータを一致させるのに役立つため、これは望ましい効果です。その他の効果としては、ヘリオポーズに向けたヘリオシースプラズマ温度の大幅な低下と、終末衝撃の上流の超音速太陽風におけるプラズマ温度の上昇があります。
Uジェムの新しい分光法
| Title |
New_Spectroscopy_of_U_Gem |
| Authors |
J._Echevarr\'ia,_S.H._Ram\'irez,_M._Fuentes,_L.J._S\'anchez,_V._Pati\~no_and_V._Chavushyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05625 |
静止期に得られたUジェミノルムの新しい光学分光観測を提示します。一貫性のない結果をもたらす3つのバルマー輝線の動径速度解析を実行しました。視線速度半振幅が白色矮星の運動を正確に反映すると仮定すると、M_wd=1.21-1.37M_Sunの範囲にあるプライマリの質量に到達します。内部動径速度の不一致とドップラートモグラフィーから生成された結果に基づいて、ホットスポットからの放射は検出されず、渦巻き状の腕を連想させるディスクを覆う強烈な非対称放射が検出されます。質量の変化は、ガスの不透明度の変化とディスクの部分的な切り捨てによる可能性があります。
LAMOST-Kepler/K2 サーベイによる均一な金属量を持つ 57 個の非ブラジコ効果 ab 型 RR こと座星の脈動特性の研究
| Title |
A_Study_of_Pulsation_properties_of_57_Non-Blazhko_effect_ab-type_RR_Lyrae_stars_with_homogeneous_metallicities_from_the_LAMOST-Kepler/K2_survey |
| Authors |
Peng_Zong,_Jian-Ning_Fu,_Jiaxin_Wang,_Tian-Qi_Cang,_HaoTian_Wang,_Xiao-Yu_Ma,_and_Weikai_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05782 |
均一な金属量と連続した高精度の光度曲線は、RRこと座星の脈動特性を研究する上で重要な役割を果たします。LAMOSTDR6とのクロスマッチングにより、LAMOST-Kepler/K2プロジェクトの低解像度スペクトルから決定された均一な金属量を持つケプラーおよびK2フィールドのそれぞれ7個および50個の非ブラジコRRab星を決定しました。フーリエ分解法は、基本的な脈動周期と脈動パラメーターを決定するために、ケプラー宇宙ベースの望遠鏡によって提供されるこれらの星の光度曲線に適用されます。R21、R31の計算された振幅比と{\phi}21、{\phi}31の位相差は、球状星団と大マゼラン雲の両方のRRab星のパラメーターと一致しています。位相差{\phi}21と{\phi}31の間には線形関係があり、これは以前の文献の結果とよく一致しています。振幅に関しては、一次周波数A1の振幅と総振幅Atotは、3次または線形の関係に従うことがわかります。立ち上がり時間RTについては、基本的な脈動モードP1の周期、またはAtotと{\phi}21との関連性は見つかりません。ただし、R31との線形関係に従う可能性があります。均一な金属量に基づいて、周期-{\φ}31-[Fe/H]の関係の新しい較正式を導出しました。これは、以前の研究とよく一致しています。
共通エンベロープ進化開始時の主系列伴星からのジェットの性質について
| Title |
On_the_nature_of_jets_from_a_main_sequence_companion_at_the_onset_of_common_envelope_evolution |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05880 |
巨大星との共通エンベロープ進化(CEE)に入る主系列伴星が、降着ガスがサブケプラー固有の角運動量を持っている場合でも、ジェットを発射する可能性がある流れ構造を考察します。私は最初に、主系列星が巨星のエンベロープに入った後、降着ガスの特定の角運動量がサブケプラーであるが、降着ガスが2つの反対の極方向に沿った2つの円錐状の開口部を回避するのに十分な大きさであることを最初に示しました。私は、降着したガスが主系列赤道面の周りに形成する高圧ゾーンが、これらの極の開口部に沿った流出を加速することを示唆しています。流入するガスのほとんどは、極性の流出に偏向され、2つの対向する噴流に変わります。主系列星が降着する実際の質量は、流入するガスのわずか0.1程度です。ただし、このガスが放出する重力エネルギーは、ガスの流入流出の流れに力を与え、共通のエンベロープ放出にエネルギーを追加します。この流れ構造は、放牧エンベロープの進化中に発生する場合、CEEの初期、およびCEE後のいくつかのケースで発生する可能性があります。この研究では、いくつかの惑星状星雲を形成する際、CEEでの質量除去にエネルギーを追加する際、およびいくつかの中間的な光度の光学的過渡現象に電力を供給する際に、主系列星がジェットを発射するためのパラメータ空間を増やします。
タイトトリプルシステムの進化とダイナミクス
| Title |
Evolution_and_Dynamics_of_Tight_Triple_Systems |
| Authors |
Ayush_Moharana,_K._G._Helminiak,_F._Marcadon,_T._Pawar_and_M._Konacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05967 |
タイトトリプルシステムには、1000日未満の周期で内側の連星を周回する3番目の星を含む階層構造の星があります。このようなシステムは、複数のシステムでの星の形成と進化を理解する上で重要です。切り離された日食連星(DEB)をその構成要素の1つとして持つことで、これらのシステムの正確な恒星および軌道パラメータを得ることができます。高解像度分光法、動径速度測定、および正確な空間ベースの測光を使用して、これらのシステムの正確なパラメーターを取得するプロセスについて説明します。これにより、これらのシステムの金属性、年齢、進化の状態だけでなく、3Dの幾何学的画像を得ることができます。
4つのK2プレートのLAMOSTタイムドメインサーベイからのコンパクトオブジェクト候補の検索
| Title |
Searching_for_Compact_Object_Candidates_from_LAMOST_Time-Domain_Survey_of_Four_K2_Plates |
| Authors |
Senyu_Qi,_Wei-Min_Gu,_Tuan_Yi,_Zhi-Xiang_Zhang,_Song_Wang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06083 |
ラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)の時間領域(TD)サーベイにより、高ケイデンスの動径速度が得られ、コンパクトな天体を含む連星系を研究するための新しい道が開かれました。この作業では、4つのK2プレートのLAMOSTTD分光データを調査し、コンパクトな天体を含む可能性がある6つの単線分光バイナリのサンプルを提示します。目に見える星の位相分解視線速度測定を使用して分析を行い、各ソースを特徴付け、目に見えない伴星の特性を推測します。6つのターゲットの視線速度曲線をフィッティングすることにより、$\sim$(0.6-6)日の範囲の正確な軌道周期と、$\sim$(50-130)kmsの範囲の半径速度の半振幅が得られます。$^{-1}$.目に見えないコンパニオンの質量関数を0.08～0.17$M_{\odot}$と計算します。質量関数と可視星の推定恒星パラメータに基づいて、隠れ星の最小質量を決定します。3つのターゲット、J034813、J063350、およびJ064850は、K2、ZTF、およびTESS調査からの光度曲線で楕円体の変動性を示します。したがって、楕円体変動を使用して、目に見えない星の質量に制約を加えることができます。J085120を除いて、これらのターゲットに対応するX線を特定できません。J085120のX線放射は星の活動に起因すると考えられます。これら6つの候補の性質は、多波長追跡観測を利用してさらに特徴付けする価値があることに注意してください。
太陽エネルギー粒子と活性領域の特性との相関に関する統計的研究
| Title |
Statistical_Study_of_the_Correlation_between_Solar_Energetic_Particles_and_Properties_of_Active_Regions |
| Authors |
Russell_D._Marroquin,_Viacheslav_Sadykov,_Alexander_Kosovichev,_Irina_N._Kitiashvili,_Vincent_Oria,_Gelu_M._Nita,_Egor_Illarionov,_Patrick_M._O'Keefe,_Fraila_Francis,_Chun-Jie_Chong,_Paul_Kosovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06100 |
太陽から発生するエネルギー粒子のフラックスは、太陽周期中に変動します。これは、1日に存在する活動領域(AR)の数と特性、および太陽フレアやコロナ質量放出(CME)などの関連する太陽活動に依存します。宇宙天気予報センター(SWPCNOAA)の観測記録により、太陽エネルギー粒子イベント(SEP)として最も広く知られているARおよび粒子フラックスの強化に関する情報を含む時間インデックス付きデータベースの作成が可能になります。この作業では、太陽周期21～24、および周期25の初期段階で利用可能なデータを利用して、McIntoshおよびHale分類から推測されるSEPとARの特性との間の相関関係の統計分析を実行します。ARの最大の黒点の磁場、経度の位置、面積、半影のタイプの複雑さは、SEPの生成と最も相関していることがわかります。ほとんどのSEP($\approx$60\%、または181の考慮されたイベントのうちの108)は、第2コンポーネントとして「k」マッキントッシュサブクラスに分類されたARから生成されたことがわかり、これらのARのいくつかは、$\delta$コンポーネントを持つHaleクラスに分類される場合のSEP。西半球に位置するARが、地球の軌道上で記録された最も多くのSEPを生成したことが確認されています。SEPイベントとARに関する情報を含む結果のデータベースは公開されており、SEPの発生を予測するための機械学習(ML)モデルの開発に使用できます。
DKIST/ViSP による太陽黒点の彩層波動の初観測: アンブラル フラッシュの解剖学
| Title |
First_Observation_of_Chromospheric_Waves_in_a_Sunspot_by_DKIST/ViSP:_The_Anatomy_of_an_Umbral_Flash |
| Authors |
Ryan_J.French,_Thomas_J._Bogdan,_Roberto_Casini,_Alfred_G._de_Wijn_and_Philip_G._Judge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06105 |
NSFダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡(DKIST)の可視分光偏光計(ViSP)は、2021年5月7～8日に科学検証データを収集しました。この機器は、Ca-IIの通過帯域で、太陽黒点大気の複数の層を同時に観測しました。397nm(Hライン)、Fe-I630nm、およびCa-II854nmで、38.8分間、0.041インチの空間サンプリングと7.76秒の平均時間ケイデンスで領域をスキャンします。スリットは南方向に移動します。3.83km/sの空の平面.分光偏光スキャンは、スリット運動の方向(北から南)にほぼ垂直に位置する顕著な振動「尾根」構造を示します.これらの尾根は、線強度のマップで見ることができます。中心波長、線幅、および直線偏光と円偏光の両方.同時期の大気イメージングアセンブリの観測は、これらの尾根が純粋に一時的な特徴であり、おなじみの彩層の3分間のアンブラル振動に起因する可能性が高いことを示しています.太陽黒点の影の中心近くの安定した影の閃光。シーイングが悪いために空間分解能が制限されていましたが、独自の高い信号対雑音比により、衝撃マッハ数(=2)、伝搬速度(=9km/s)、および縦磁場への影響(デルタB=50G)、ガス圧、30秒間のサブショックの温度(デルタT/T=0.1)。また、隣接する波列衝撃の間に位置する希薄波の証拠も見つかります。Ca-II854nmの線幅は、衝撃前線の通過直前の1.5km/sの急激な低下と直後の同等のスパイクを除いて、アンブラルフラッシュ全体で安定しています。このジグザグの線幅はサブショックを中心としており、0.4インチ以上伸びています。
大質量主系列星の三次元流体力学シミュレーション II.内部重力波の対流励起とスペクトル
| Title |
3D_hydrodynamic_simulations_of_massive_main-sequence_stars_II._Convective_excitation_and_spectra_of_internal_gravity_waves |
| Authors |
William_Thompson,_Falk_Herwig,_Paul_R._Woodward,_Huaqing_Mao,_Pavel_Denissenkov,_Dominic_M._Bowman,_Simon_Blouin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06125 |
大質量星の最近の測光観測では、光度曲線観測における確率的低周波変動として現れる低周波電力過剰が特定されました。PPMStarコードで実行された25$\mathrm{M}_\odot$星の高解像度流体力学シミュレーションの振動特性を提示します。モデル星の対流コア質量は$\approx\,12\,\mathrm{M}_\odot$で、エンベロープの約半分がシミュレートされています。このシミュレーションから、いくつかの方向から光度曲線を抽出し、それらを各半球で平均して、実際の測光観測であるかのように処理します。低角度と高角度の$l$モードのフォレスト全体で大きなパワーに加えて、コア対流が対流時間スケールと同様の周波数で波を励起する方法を示します。これらのモードのコヒーレンスは、コア対流による確率的励起の結果として比較的低く、寿命は数十日程度であることがわかります。より高い$l$での依然として有意なパワーと、この比較的低いコヒーレンスのおかげで、半球を積分すると、ブラント(V\"ais\"al\"a周波数)まで測定可能なパワーをまだ含むパワースペクトルが生成されることがわかります。.安定したエンベロープから抽出されたこれらのパワースペクトルは,質的に観測に類似しており,同程度の大きさであるが特徴的な周波数は低い.この研究はさらに,長時間にわたる高解像度の流体力学シミュレーションが,星の地震観測を構造とダイナミクスに結びつける可能性を示している.コア対流と対流境界の。
最も変化しやすい褐色矮星の時間分解偏光モニタリング
| Title |
Time-resolved_Optical_Polarization_Monitoring_of_the_Most_Variable_Brown_Dwarf |
| Authors |
Elena_Manjavacas,_Paulo_A._Miles-Paez,_Theodora_Karalidi,_Johanna_M._Vos,_Max_L._Galloway,_Julien_H._Girard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06144 |
褐色矮星の最近の大気モデルは、褐色矮星大気の不均一な雲の被覆によると考えられているスペクトルを再現するためにも、回転によって引き起こされる測光変動を再現するためにも、星下天体に雲が存在する必要はないことを示唆している。雲のない大気モデルは、褐色矮星大気の不均一な雲層内の粒子の光散乱によって偏光が生成されるため、それらのフラックスは偏光されるべきではないことも予測しています。この二分法に光を当てるために、最も変化しやすい褐色矮星である2MASSJ21392216+0220185の直線偏光と測光変動を監視しました。UT1望遠鏡でFORS2を使用して、zバンドの天体を6時間監視しました。この天体は、2晩連続して分割され、自転周期の3分の1をカバーしていました。ストークスパラメーターを取得し、その時間分解直線偏光を導出しましたが、有意な直線偏光は見つかりませんでした(P=0.14+\-0.07%)。偏光対応の放射伝達コードを使用して、1つまたは2つのスポットのような特徴と2つのバンドを持つマップを想定して、予想される線形偏光信号をモデル化しました。2MASSJ21392216+0220185で得られた時間分解偏光測定と互換性のある値が得られました。有意な偏光の欠如は、主に帯状構造または小規模な渦によって生成される測光変動が原因である可能性があります。これは、矮星の円盤のさまざまな領域からの偏光信号を相殺します。あるいは、2MASSJ21392216+0220185の雲の欠如も偏光の欠如を説明するでしょう。2MASSJ21392216+0220185のさらなる線形偏波モニタリングは、少なくとも1回の全回転期間中に、その大気中の雲の存在を確認または破棄するのに役立ちます。
その場での太陽風観測からの密度変動のスケーリングの解釈について: 3D乱流シミュレーションからの洞察
| Title |
On_the_Interpretation_of_the_Scalings_of_Density_Fluctuations_from_In-situ_Solar_Wind_Observations:_Insights_from_3D_Turbulence_Simulations |
| Authors |
Senbei_Du_(1),_Hui_Li_(1),_Zhaoming_Gan_(2),_Xiangrong_Fu_(2)_((1)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(2)_New_Mexico_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05074 |
太陽風の乱流は圧縮性が弱いと認識されることが多く、密度の変動は理論的にも観測的にもよくわかっていません。圧縮性電磁流体シミュレーションは、密度変動の性質に関する有用な洞察を提供します。乱流の3Dシミュレーションと現場観測に関連するいくつかの重要な効果について説明します。乱流の異方性により、パワースペクトルや分散などの観測量は、サンプリング軌跡と平均磁場の間の角度に依存します。異方性効果は、スケールが小さく、プラズマベータが低いほど強くなります。さらに、その場での測定は、定義された平均値を使用して同じ母集団から引き出されたとしても、広範囲の変動を示す傾向があるため、密度変動と他の乱流量との間のスケーリング関係を明らかにするには、注意深い平均化が必要になる場合があります。観測からの乱流マッハ数として。
量子モンテカルロ積分によって計算されたターゲット分布を持つ Quantum Metropolis-Hastings アルゴリズム
マルコフ連鎖モンテカルロ法(MCMC)、特にMetropolis-Hastings(MH)アルゴリズムは、状態空間$\Omega$上のターゲット確率分布$P$からサンプリングするために広く使用されている手法であり、次のようなさまざまな問題に適用されます。ベイジアンアプローチにおける統計モデルのパラメーターの推定。MCMCの量子アルゴリズムが提案されており、従来の対応するアルゴリズムと比較して、スペクトルギャップ$\Delta$に関して2次の高速化が得られます。この論文では、状態$x\in\Omega$の対数尤度$L$が多くの項の和を計算することによって得られるため、$P$の計算にコストがかかる場合のMHアルゴリズムの量子バージョンを検討します。$\frac{1}{M}\sum_{i=0}^{M-1}\ell(i,x)$.量子モンテカルロ積分によって$L$を計算することを提案し、それを量子シミュレーテッドアニーリング(QSA)と呼ばれる既存の方法と組み合わせて、$P$を振幅でエンコードする量子状態を生成します。状態生成だけでなく、ベイジアン推論の一般的なタスクであるパラメーターの信頼区間を見つけることも考慮します。提案された信頼区間の計算方法では、$\ell$を計算するための量子回路へのクエリの数は、$\Delta$、必要な精度$\epsilon$、および$\ell$の標準偏差$\sigma$でスケーリングされます。$\tilde{O}(\sigma/\epsilon^2\Delta^{3/2})$として、$\tilde{O}(M/\epsilon\Delta^{1/2})$とは対照的に$L$が正確に計算されたQSAの場合。したがって、提案された方法は、$\sigma$が$M$でサブリニアにスケーリングする場合に有利です。そのような例の1つとして、$\sigma=O(M^{1/2})$である重力波実験におけるパラメーター推定を考えます。
重力レンズ効果における Kramers-Kronig の関係
Kramers-Kronigの関係は、特に光学の分野ではよく知られている関係です。この関係の鍵は、インプットの後にのみアウトプットが来るという因果関係です。最初に、重力レンズ効果が因果関係に従うことを示します。これは、発生源から放出された(電磁/重力)波が、幾何光学における信号の到着後にのみ観測者に到着するという意味です。これは、薄レンズ近似に基づく以前の作業を拡張することによって行われます。次に、重力レンズ効果におけるKramers-Kronigの関係を、増幅係数の実数部と虚数部の関係として導出します。これは、レンズ波と非レンズ波の振幅比です。副産物として、周波数に対する増幅係数の実部の2乗の積分を、増幅係数の虚部の積分に等しくする新しい関係を見つけます。また、増幅率の虚数部の積分を幾何光学における最初の到着画像の倍率と関連付ける和則も取得します。最後に、観測された重力波形を増幅係数とレンズ化されていない波形に誤って分離すると、一般的にKramers-Kronig関係の違反につながると主張します。私たちの研究は、Kramers-Kronig関係の破れを調べることが、重力波観測におけるレンズ効果信号を正しく抽出するために使用できることを示唆しています。
ハイブリッド インフレーション モデルにおける超対称性バリオン形成
極小超対称モデルに右手系ニュートリノを組み込んだハイブリッドインフレーションモデルでバリオン形成を研究します。インフレーションは右手系スニュートリノの線形結合によって引き起こされ、その崩壊によって宇宙が再加熱されます。崩壊生成物は保存された数で保存され、温度が下がるにつれて平衡状態の相互作用の下で輸送されます。初期のレプトン非対称性の少なくとも数パーセントが、より軽い右手(s)ニュートリノによる強いウォッシュアウトの下に残っていることがわかりました。インフレーションが成功した後に観測されたバリオン数と活動中のニュートリノ質量を説明するには、インフレトン質量とマヨラナ質量スケールは$10^{13}\,{\rmGeV}$と${\calO}(10^{7}$-$10^{10})\,{\rmGeV}$、それぞれ。
電磁重力アナログにおける直線偏波平面重力波と平面電磁波の相互作用
| Title |
Interaction_between_linear_polarized_plane_gravitational_waves_and_a_plane_electromagnetic_wave_in_the_electromagnetic-gravity_analogue |
| Authors |
Enderson_Falc\'on-Gomez,_Vittorio_De_Falco,_Kerlos_Atia_Abdalmalak,_Adri\'an_Amor-Mart\'in,_Valent\'in_De_La_Rubia,_Gabriel_Santamar\'ia-Botello,_Luis_Enrique_Garc\'ia_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05810 |
重力のアナログ電磁モデルを使用して、重力と電磁平面波の間の相互作用を研究します。ここで、重力特性は、平坦な時空の材料の電磁特性にエンコードされます。このセットアップでは、重力波によって生成される計量テンソルの変動は、時空間変動する電磁気特性として成文化されます。有限差分時間領域法に基づく社内コードを使用して数値実験を行ったところ、単色の重力平面波が狭帯域電磁平面波と相互作用すると、無限の数の側波帯が等しく分離されることがわかりましたそれらの間で、重力波によって誘導されます。最後に、重力波を直接検出するための代替方法として、この効果の可能な将来のアプリケーションについて説明します。
| Title |
WIMPs_in_Dilatonic_Einstein_Gauss-Bonnet_Cosmology |
| Authors |
Anirban_Biswas_(CQUeST,_Seoul_and_Yonsei_U.),_Arpan_Kar_(CQUeST,_Seoul),_Bum-Hoon_Lee_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Hocheol_Lee_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Wonwoo_Lee_(CQUeST,_Seoul),_Stefano_Scopel_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Liliana_Velasco-Sevilla_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Lu_Yin_(CQUeST,_Seoul_and_APCTP,_Pohang) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05813 |
WeaklyInteractingMassiveParticle(WIMP)熱デカップリングシナリオを使用して、膨張性アインシュタインガウスボネット(dEGB)重力における宇宙論を調べます。ここで、ガウスボネット項は、ポテンシャルが消失するスカラーフィールドに非最小結合されます。その後の修正された宇宙論的シナリオがDM間接検出検索からの現在の境界を超えてWIMP消滅断面積を駆動する場合、モデルパラメーターに制約を課します。私たちの分析では、s波プロセスを通じて標準モデル粒子に消滅するWIMPを想定しました。WIMP間接検出限界に準拠するソリューションのクラスでは、dEGBは通常、高温でのスカラー場のダイナミクスを緩和する役割を果たし、その進化の速度を遅くし、標準と比較してハッブル定数の強化を減らすことがわかります。価値。このような解の場合、高温での対応する境界条件が減速度パラメーターqの消失に漸近的に対応することが観察されるため、dEGBの効果は、一般相対性理論によって予測される減速度を正確にキャンセルする加速項を追加することです。WIMP間接検出からの境界は、コンパクトなバイナリマージからの遅延時間の制約を適切に補完します。これは、他の初期宇宙論プロセスを使用してdEGBシナリオを調査することが興味深い可能性があることを示唆しています。
電弱破壊中の原始重力波に対するヒッグスポータルを介したアクシオンの影響
放射線優勢時代の中で、ポスト電弱対称性の破れ時代にハッブル地平線に再び入るモードに対応する原始重力波のエネルギースペクトルに対する短いアクシオンキネーション時代の影響を調査します。私たちの主な仮定は、ヒッグスとアクシオンの間に非常に弱く結合された隠れたセクターが存在し、20-100TeVのオーダーのスケールMで活動する高次の繰り込み不可能な次元6と次元8の演算子によって具体化されるというものです。電弱スケールよりはるかに高いこの新しい物理スケールMは、電弱スケールを超えた、これまでの大型ハドロンコライダーでの新しい粒子観測の欠如によって動機付けられています。電弱対称性の破れがT\simGeVで発生すると、アクシオンポテンシャルは、電弱破れによって生成される新しい項により新しい最小値を取得し、原点でのアクシオン振動が不安定になります。実際には、かなりの時間が経過した後、アクシオンは新しい最小値まで迅速に回転し、短いキネーションエポックを経験し、そのエネルギー密度が$\rho_a\sima^{-6}$として赤方偏移します。新しい極小に達した後、後者はエネルギー的にヒッグス極小よりも好ましくないため、ヒッグス極小まで崩壊し、宇宙は再びヒッグス極小によって記述されます。アクシオンは原点に戻り、暗黒物質としての赤方偏移、量子ゆらぎによって開始された振動を再び開始し、同じ手順が永久に繰り返されます。これらの短いアクシオンキネーション時代は、放射線優勢時代のバックグラウンドの全状態方程式を乱す可能性があります。示したように、重力波のエネルギースペクトルは、主に短いアクシオンキネーションエポックが何回発生するかに依存します。
集団ニュートリノフレーバー振動における対称性と双極運動
| Title |
Symmetry_and_bipolar_motion_in_collective_neutrino_flavor_oscillations |
| Authors |
Zewei_Xiong,_Meng-Ru_Wu,_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05906 |
均一で高密度のニュートリノガスの集合的なフレーバー振動の2つのフレーバーのブロッホ球の幾何学的な対称性を識別します。この対称性に基づいて、周期的なバイポーラフレーバー進化の解析解が導き出されます。数値計算を使用して、この対称性のない構成では、フレーバーの進化がバイポーラフレーバーの動きからの偏差を示すか、非周期的なパターンを示すことさえあります。また、より一般的な3つのフレーバーと不均一なケースに対する調査結果の意味についても説明します。
広いエネルギー範囲で活性化される12C(p,gamma)13N反応の断面積測定
| Title |
Cross_section_measurement_of_the_12C(p,gamma)13N_reaction_with_activation_in_a_wide_energy_range |
| Authors |
Gy._Gy\"urky,_L._Csedreki,_T._Sz\"ucs,_G.G._Kiss,_Z._Hal\'asz,_Zs._F\"ul\"op |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.05999 |
CNOサイクルは、星の水素燃焼の基本的なプロセスの1つです。サイクルの最初の反応は、12Cでの放射性プロトンの捕獲であり、この12C(p,γ)13N反応の速度は、観測された12C/13C比に関連しています。太陽系で。この反応の低エネルギー断面積は過去に数回測定されていますが、特に1.7MeVの共鳴付近の広いエネルギー範囲での実験データは不足しています。現在の研究では、12C(p,gamma)13N断面積は、放射化法を使用して300～1900keVで測定されました。この方法は、数十年前に低エネルギー領域でのみ使用されました。活性化法は全断面積を提供し、ビーム内ガンマ分光法とは異なる不確実性を持っているため、現在の結果は、将来の低エネルギー外挿、ひいては天体物理学的反応速度の計算のために、大きく独立したデータセットを提供します。
共鳴空洞を持つコンパクト連星合体からの超高周波重力波検出の展望
| Title |
Prospects_for_detection_of_ultra_high_frequency_gravitational_waves_from_compact_binary_coalescenses_with_resonant_cavities |
| Authors |
Aur\'elien_Barrau,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Thierry_Grenet_and_Killian_Martineau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06006 |
この記事は、1～10GHz帯域の重力波に敏感なホロスコープ実験で観測される可能性のある天体物理源に関する状況を明らかにすることを目的としています。GraAHalセットアップは、ベンチマークとして使用されます。理論的な枠組みに精通していない可能性のあるコミュニティ全体が完全な分析を簡単に使用できるように、非常に教育的な道をたどっています。さまざまな関連する物理的体制が詳細に検討され、文献で見られるいくつかの式が改訂されています。プローブ可能な距離と予想されるイベント率は、物理パラメータ間の縮退を考慮して慎重に評価されます。感度を向上させるために実験的な取り組みをどこに集中させるべきかを示し、近い将来に検出される可能性は非常に低いと結論付けています。
重質量有効場理論からのワンループ重力制動放射と波形
| Title |
One-loop_Gravitational_Bremsstrahlung_and_Waveforms_from_a_Heavy-Mass_Effective_Field_Theory |
| Authors |
Andreas_Brandhuber,_Graham_R._Brown,_Gang_Chen,_Stefano_De_Angelis,_Joshua_Gowdy,_Gabriele_Travaglini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06111 |
重質量有効場理論(HEFT)を使用して、2つのスピンのないブラックホールまたは任意の質量の中性子星がポストミンコフスキー展開で次の次数で散乱する際の重力波放出を調べます。波形の計算に関連する4つのスカラーと1つの重力子を使用して、1ループ散乱振幅への寄与を計算し、4つのスカラーと最大2つの放射重力子を使用した古典的なツリーレベルの振幅の式も示します。後者は、4つのスカラーと任意の数のグラビトンを持つ古典的な振幅の新しいオンシェル再帰関係を使用して取得されます。私たちの1ループ5ポイント振幅は、微分方程式を使用して評価する、線形化された大規模な伝播関数の主値処方を使用して、マスター積分の1つのファミリで表されます。HEFTアプローチでは、完全な被積分関数のソフト/ヘビーマス展開が回避され、すべての超古典的な反復と量子補正が図のレベルで削除されるため、古典物理学への寄与が直接計算されます。私たちの結果は、赤外線発散の予想される因数分解、正しいソフト制限、およびスプリアス極の非常に重要なキャンセルを示しています。最後に、振幅の結果を使用して、Newman-Penroseスカラー$\Psi_4$を使用して、スペクトル波形と遠距離場の時間領域波形に対応する次から次への補正を数値的に計算します。
重力磁気と銀河の回転曲線: 警告の話
| Title |
Gravitomagnetism_and_galaxy_rotation_curves:_a_cautionary_tale |
| Authors |
A._N._Lasenby_and_M._P._Hobson_and_W._E._V._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.06115 |
線形化された一般相対論における重力磁気効果が、暗黒物質を必要とせずに、銀河で観測されるような平坦で上昇する回転曲線を説明できるという最近の主張を調査します。重力電磁気(GEM)形式で軸対称、静止、回転、非相対論的、圧力のない星の「塵」として銀河をモデル化すると、星の円速度$v$に対するGEMの効果が$O(標準的なニュートン(重力電気)効果よりも10^{-6})$小さい。さらに、重力磁気効果$O(10^{-6})$は小さすぎて、仮定された動的平衡を維持するために必要な垂直サポートを提供できないことがわかりました。前述のように、$v$に対して単一の方程式を構築すると、これらの問題は不明瞭になります。それにもかかわらず、宮本-永井密度プロファイルを持つ銀河についてこの方程式を解きます。矮小銀河に典型的な質量$M$と準長軸および準短軸$a$と$b$の値に対して、回転曲線は$M$に非常に弱くしか依存しないことを示します。さらに、アスペクト比$a/b>2$の場合、回転曲線は範囲全体で凹状であり、どの銀河の観測とも一致しません。最も重要なことは、ポロイダル重力磁束$\psi$が必要な垂直方向のサポートを提供するには、原点で特異になる必要があることを示しています。これは、$\psi$を決定するポアソンのような方程式の自由空間解を意図せずに含めることを禁止されているため、平坦な銀河の回転曲線を説明する手段としてこの方法論を排除しています。さらに、回転曲線の問題に対してそのような自由空間の解決策を活用しようとする最近の意図的な試みは、薄いディスクの近似の外側で決定論的な修正をもたらさず、いずれにせよ、$\psi$への均一な寄与は境界によって除外されることを示します。物理的な軸対称銀河によって引き起こされる値の問題。
