宇宙論における完全な力学的および幾何学的データセットによって支持されるバローのほぼ広範なギブスのようなエントロピー
| Title |
Barrow_nearly-extensive_Gibbs-like_entropy_favoured_by_the_full_dynamical_and_geometrical_data_set_in_cosmology |
| Authors |
Tomasz_Denkiewicz,_Vincenzo_Salzano,_Mariusz_P._Dabrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11680 |
宇宙論における最も更新された動的および幾何学的データの完全なセットを、広範でないバローエントロピーホログラフィックダークエネルギーに適用します。データは、バローエントロピーの極端なケースである宇宙ホライズンの広範囲のギブスのようなエントロピー挙動に向かっていることを示し、エントロピーパラメーターは$\Delta>0.86$であり、$\Deltaの最大しきい値に近い。=1$エリアホライズンのフラクタル次元がほとんどまたはちょうどボリュームになり、強度が回復します。さらに、標準のBekenstein面積エントロピー制限($\Delta=0$)がデータセットから除外されていることがわかります。これは、バリオンの非対称性、ビッグバン元素合成、極端なケースで$\Delta<0.008$を制限するインフレーションなどの初期の宇宙テストから最近得られた境界と矛盾しています。
| Title |
Searching_for_Time-Dependent_Axion_Dark_Matter_Signals_in_Pulsars |
| Authors |
R._A._Battye,_M._J._Keith,_J._I._McDonald,_S._Srinivasan,_B._W._Stappers,_and_P._Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11792 |
アクシオンの暗黒物質は、中性子星の磁気圏で光子に変換され、アクシオンのコンプトン波長を中心とするスペクトル線になります。星の回転と磁気圏のプラズマ効果により、信号はかなりの時間変動を伴う周期的であると予測されています-アクシオンダークマターのユニークな発煙銃.原理の証明として、また方法論を開発するために、MeerKAT望遠鏡のMeerTIMEプロジェクトの一部として取得されたPSRJ2144$-$3933からのデータを使用して、信号の初めてのドメイン検索を実行します。整合フィルター技術を使用して特定の信号テンプレートを検索し、時間領域解析(パルサー観測では通常の場合)が、単純な時間平均全フラックス研究と比較して、光子へのアクシオン結合に対してより高い感度を与える場合について説明します。.候補信号が見つからないため、$g_{a\gamma\gamma}<4\times10^{-11}\,{\rmGeV}のアクシオンと光子の結合に上限を課しますこのデータを使用して、質量範囲$m_{\rma}=3.9-4.7\,\mu{\rmeV}$にわたって^{-1}$。この制限は、PSRJ2144$-$3933が極端に調整された回転子ではないことに依存しており、観測されたパルスプロファイル幅に基づく単純な議論によって強く支持されています。MeerKATとSKA1-midを使用した将来の観測を使用して、この制限を改善する可能性と、他のオブジェクトを使用する可能性について説明します。最後に、アクシオン無線信号のモデリングの不確実性を回避するために、データ内で一般的な「任意の周期信号検索」も実行し、アクシオン信号の証拠を見つけません。
重力レンズ効果のシミュレーションについて
| Title |
On_the_simulation_of_gravitational_lensing |
| Authors |
Hans_Georg_Schaatun,_Ben_David_Normann,_Einar_Leite_Austnes,_Simon_Ingebrigtsen,_Sondre_Westb{\o}_Rem{\o}y,_Simon_Nedreberg_Runde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11824 |
重力レンズ効果とは、天体の重力による光の偏向を指し、多くの場合、主に暗黒物質で構成されています。重力レンズを通して見ると、遠方の銀河の画像は歪んで見えます。この論文では、重力レンズ効果による画像の歪みのシミュレーションについて説明します。目的は、仮説を視覚化するためのシンプルなツールを通じて、重力レンズがどのように機能するかについての理解を深めることです。シミュレーターは、機械学習の目的で合成データを生成することもできます。これにより、現在分析的に不可能な歪み関数を反転できることが期待されます。
原始磁場からの暗黒物質ミニハロー
原始磁場(PMF)は、光子平均自由行程以下のスケールでバリオンの摂動を増強することができます。ただし、磁気的に駆動されるバリオン流体は、再結合の近くで乱流になり、乱流スケール以下のバリオン摂動を減衰させます。このレターでは、バリオン摂動の成長が暗黒物質の摂動に刻印され、乱流の影響を受けず、最終的に崩壊して$10^{-11}-10^3\M_{\odot}$暗黒物質のミニハローを形成することを示します。.その過程で、粘性抗力領域におけるPMFパワースペクトルの進化を分析的に導き出します。ブレーザー観測で検出されたとされる磁場が、インフレーション後に生成されたPMFであり、Batchelorスペクトルを持っている場合、そのようなPMFもミニハローを生成するはずです。
相互作用する宇宙ひもとダークマター～星が欠けた場合～
| Title |
Interacting_cosmic_strings_and_Dark_matter-For_the_case_of_missing_stars |
| Authors |
Natarajan_Shriethar,_Nageswaran_Rajendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11955 |
この作品では、暗黒物質、宇宙ひも、局所的に結合された暗黒エネルギーの相互作用など、いくつかの理論について説明しています。この論文では、ポリトロープ関係やレーン-エムデン方程式など、星内の圧力と密度を記述するために使用される数学モデルも調べています。IllustrisTNGデータセットからのシミュレーション結果も提示され、相互作用する暗黒物質ソリューションへの洞察を提供します。この論文で導き出された解決策を使用して、星PHL293B-LBVの突然の消失の考えられる原因を探ります。
単一フィールド インフレーションにおけるパワー スペクトルのワンループ補正
超スローロール(USR)インフレーションの段階を経る単一フィールドインフレーションのモデルにおける曲率摂動パワースペクトルの1ループ補正を再検討します。3次相互作用ハミルトニアンと4次相互作用ハミルトニアンの両方からの寄与を含め、USRフェーズ中に地平線を離れる小規模モードからCMBスケールモードのスペクトルのワンループ補正を計算します。1ループ補正の振幅は、USRフェーズから最終的なスローロールフェーズへの遷移の鋭さに依存することが示されています。任意の急激な遷移の場合、1ループ補正が任意に大きくなり、解析の摂動処理が無効になります。穏やかな移行の場合、USRフェーズ後のその後の進化中に、大きな1ループ修正が洗い流されると推測します。原始ブラックホール形成への影響を簡単に概説します。
ノイズ除去 Unet を使用した宇宙規模での放射線輸送のエミュレート
| Title |
Emulating_radiation_transport_on_cosmological_scale_using_a_denoising_Unet |
| Authors |
Mosima_P._Masipa,_Sultan_Hassan,_Mario_G._Santos,_Gabriella_Contardo_and_Kyunghyun_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12065 |
半数値シミュレーションは、宇宙規模で進化する再イオン化の主要な候補です。これらの半数値モデルは、21cm信号の大縮尺マップを効率的に生成できますが、フィールドレベルで推論するには遅すぎます。これらのシミュレーションを加速するためにU-Netをトレーニングするためのさまざまな戦略を提示します。電離源の位置を使用せずに初期密度場から電離場を直接導出し、放射伝達プロセスをエミュレートします。トレーニング中に密度場の横にホワイトノイズまたはノイズの多いバージョンのイオン化マップが入力に含まれている場合、U-Netはイオン化場の再構築においてより高い精度を達成することがわかります。私たちのモデルは、すべてのスケールでパワースペクトルを完全に再構築します。この作業は、最小限のコストで大規模なイオン化マップを生成し、フィールドレベルでの迅速なパラメーター推定を可能にするための一歩を表しています。
恒星風と超新星による星形成領域における短寿命の放射性同位体濃縮
| Title |
Short-lived_radioisotope_enrichment_in_star-forming_regions_from_stellar_winds_and_supernovae |
| Authors |
Richard_J._Parker_(1),_Tim_Lichtenberg_(2,3),_Miti_Patel_(4,1),_Cheyenne_K._M._Polius_(1)_and_Matthew_Ridsdill-Smith_(5,1)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._University_of_Oxford,_UK,_3._University_of_Groningen,_Netherlands,_4._University_of_Leicester,_UK,_5._NARIT,_Thailand) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11393 |
初期の太陽系における短寿命の放射性同位元素である26-Alと60-Feの豊富さは、通常、太陽が事前に濃縮された物質から形成されたか、太陽の原始太陽系円盤が大質量星からの近くの超新星爆発によって汚染されたことによって説明されます。.どちらの仮説にも重大な欠点があります。前者は星形成領域の動的な進化を説明していませんが、後者では大質量星が超新星として爆発するまでの時間は、原始惑星系円盤の寿命と同じか、それよりも長くなる可能性があります。.この論文では、超新星として爆発する前の大質量星の風からの26-Alの寄与を含めるようにディスク濃縮シナリオを拡張します。N体シミュレーションと後処理分析を使用して、各ディスクの濃縮量を計算し、星形成領域の星密度を変化させます。恒星風は、太陽系の26-Al/60-Fe比が高密度(rho=1000Msunpc^-3)の星形成領域のディスクの最大50%で再現される程度まで、ディスクの濃縮に寄与することがわかります。.風がSLRの濃縮に大きく寄与する場合、太陽系の濃縮レベルは、超新星からの濃縮が発生するよりもはるかに早い時期(2.5Myrより前)に発生する可能性があることがわかりました。太陽系の濃縮レベルは、低密度の星形成領域(rho<10Msunpc^-3)ではほぼ消失していることがわかります。これは、26-Alが存在する場合、太陽系が高密度で人口の多い星形成領域で形成されたに違いないことを意味します。および60-Feは、大質量星風と超新星から原始太陽系円盤に直接運ばれました。
デブリ円盤におけるCO化学からの水素量の制約
デブリ円盤内のかすかなCOガスは、UV照射によって容易にCに溶解しますが、COは水素との反応によって再形成されます。したがって、C/COの存在比は、デブリディスク内の水素の量のプローブになる可能性があります。デブリ円盤の化学反応を用いた放射伝達計算を行っています。デブリ円盤の典型的なダスト対ガスの質量比では、少量のダスト粒子がH$_2$形成を非効率にするため、CO形成はH$_2$の関与なしに進行します。COとCの数密度比は、$n_\mathrm{H}Z^{0.4}\chi^{-1.1}$の組み合わせに依存することがわかりました。ここで、$n_\mathrm{H}$は水素原子核の数です。$Z$は金属量、$\chi$はHabingフラックスで正規化されたFUVフラックスです。CO数密度の解析式を使用して、デブリ円盤の水素量と金属量に制約を与えます。CO生成は、ダスト対ガスの質量比が増加するか、ダスト表面での水素の化学吸着のエネルギー障壁が減少すると、励起されたH$_2$によって加速される。このCO形成の加速は、COの遮蔽効果が重要でない場合にのみ発生します。遮蔽された領域では、COの割合はダスト粒子のパラメーターとはほとんど無関係です。
DART衝突前後の連星小惑星ディディモス・ディモルフォスの光学分光偏光測定
| Title |
Optical_spectropolarimetry_of_binary_asteroid_Didymos-Dimorphos_before_and_after_the_DART_impact |
| Authors |
S._Bagnulo,_Z._Gray,_M._Granvik,_A._Cellino,_L._Kolokolova,_K._Muinonen,_O._Munoz,_C._Opitom,_A._Penttila,_C._Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11776 |
DART衝突の前後で、ディディモス-ディモルフォス連星小惑星を光学範囲で分光偏光モードで監視しました。最終的な目標は、モデリングの目的で、排出されたダストの特性に関する制約を取得することでした。衝突前、ディディモスは位相角とともに急速に増加する直線偏光を示し、青色で約5%、赤色で約4.5のレベルに達しました。偏光スペクトルの形状は、Sクラスの小惑星に典型的な反射スペクトルの形状と反相関していました。衝突後、偏光のレベルは、青のバンドで約1パーセントポイント(pp)低下し、赤のバンドで約0.5pp低下し、その後、衝突前に測定された勾配と同様の勾配で、位相角とともに直線的に増加し続けました。任意の波長での値で正規化された偏光スペクトルは、衝突前後のすべての観測過程でほとんどまたはまったく変化を示しません。衝突後の偏光スペクトルの形状に顕著な変化がないことは、波長によって偏光が変化する方法が、散乱物質の構造ではなく、表面や破片の雲などの組成に依存することを示唆しています。
亜巨星TOI-4603の周りに極度の密度を持つ大質量巨大惑星を発見
| Title |
Discovery_of_a_massive_giant_planet_with_extreme_density_around_a_sub-giant_star_TOI-4603 |
| Authors |
Akanksha_Khandelwal,_Rishikesh_Sharma,_Abhijit_Chakraborty,_Priyanka_Chaturvedi,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_David_R._Ciardi,_Andrew_W._Boyle,_Sanjay_Baliwal,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_Neelam_J.S.S.V._Prasad,_Ashirbad_Nayak,_Monika_Lendl,_and_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11841 |
NASAのTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からの準巨星F型星であるTOI-4603の周りにトランジットする巨大な巨大惑星の発見を紹介します。新たに発見された惑星の半径は$1.042^{+0.038}_{-0.035}$$R_{J}$で、公転周期は$7.24599^{+0.00022}_{-0.00021}$日です。PARAS{およびTRES}スペクトログラフによる視線速度測定を使用して、惑星の質量を$12.89^{+0.58}_{-0.57}$$M_{J}$と決定し、かさ密度は$14.1^{+1.7になりました。}_{-1.6}$g${cm^{-3}}$.これにより、極端な密度を持つ数少ない大規模な巨大惑星の1つになり、大規模な巨大惑星と低質量の褐色矮星の遷移質量領域に位置し、この質量範囲に5つ未満の天体が存在することへの重要な追加となります。$0.325\pm0.020$の離心率と主星からの$0.0888\pm0.0010$AUの軌道分離は、この惑星が高離心率の潮汐移動(HET)を受けている可能性が高いことを示唆しています。$0.13^{+0.05}_{-0.06}$の重元素の割合と、$4.2^{+1.6}_{-2.0の惑星の金属濃縮($Z_{P}/Z_{star}$)が見つかりました。}$.そのようなシステムの検出は、大規模な惑星の支配メカニズムに関する貴重な洞察を得て、それらの支配的な形成と移動メカニズムの理解を深めるのに役立ちます。
スーパーマーキュリーの形成：恒星存在量の役割
超水星は、全体の鉄の質量分率が60%を超える岩石系太陽系外惑星で、地球よりも鉄の質量分率が高い星に優先的にホストされているようです。これらの鉄分に富む惑星が円盤の中で形成されるのか、巨大な衝突が必要なのかは不明です。ここでは、ホスト星の存在量(Fe、Mg、Si、S)を考慮して、出生時の原始惑星系円盤における超水星の形成を調べます。小石の成長、ドリフト、蒸発、再凝縮を含むディスク進化モデルを使用して、小石の鉄の質量分率を計算します。鉄蒸発面近くの外向き漂流鉄蒸気の再凝縮は、小石鉄の質量分率の増加を促進する重要なメカニズムです。また、小石の降着と惑星の移動を含む惑星形成モデルを使用して、鉄蒸発面周辺の惑星シードの成長をシミュレートし、惑星の最終組成を計算します。私たちのシミュレーションは、円盤内のすべての鉄が純粋な鉄粒子に閉じ込められ、円盤の粘性が低いという条件で、観測された超水星の鉄組成を再現することができます。惑星の軌道移動が遅いことと、低粘度の円盤に鉄蒸気が滞留する時間が長いことの複合効果により、鉄が豊富な惑星を形成しやすくなります。さらに、恒星のMg/Si比を減少させると、円盤内のMg2SiO4の存在量が減少するため、惑星の鉄の質量分率が増加することがわかりました。したがって、我々の結果は、観測データと一致して、Mg/Siが少ない星の周りで超水星が形成される可能性が高いことを示唆しています。
ワイツマン高速天体観測望遠鏡によるカイパーベルト掩蔽の探索
| Title |
A_search_for_Kuiper_Belt_occultations_using_the_Weizmann_Fast_Astronomical_Survey_Telescope |
| Authors |
Guy_Nir,_Eran_O._Ofek,_David_Polishook,_Barak_Zackay,_Sagi_Ben-Ami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12020 |
小さな(kmスケール)KBOのサイズ分布を測定することは、太陽系の形成と惑星移動のモデルを制約するのに役立ちます。このような遠く離れた小さな天体は、現在または計画されている望遠鏡で検出するのは困難ですが、背景の星の1秒未満の掩蔽として識別することができます。ワイツマン高速天体観測望遠鏡(W-FAST)からのデータの分析を提示します。これは、10～25Hzのフレームレートで~10^6スター時間の高速測光で構成されています。私たちのパイプラインは、レッドノイズ処理や、検出効率を推定するためのシミュレートされたイベントの注入など、大規模なテンプレートバンクを使用したマッチトフィルターアプローチを利用しています。私たちの調査が10%(50%)効率的であるKBO半径は1.1(2.0)kmです。2020年から2021年の観測シーズンのデータが分析され、掩蔽は確認されませんでした。掩蔽とフレアの両方の1秒未満の偽陽性イベントのサンプルについて説明します。これらはまだ完全には理解されていませんが、短期間のイベントを探す将来の調査に役立つ可能性があります。null検出結果を使用して、kmスケールのKBO数密度に制限を設定します。個々の半径ビンの制限は、N(r>1km)<=10^6deg^-2(95%信頼限界)で、ほとんどの以前の研究と一致しています。大規模な(〜45km)KBOに正規化された指数法則が指数指数q<3.93(95%信頼限界)を与えると仮定すると、統合された(すべてのサイズ)制限。最後に、私たちの結果は、p=4x10^-4レベルで、最近報告された地上からのKBO検出と緊張関係にあります。
リンゴとリンゴの比較: 非ガウス ノイズの存在下での太陽系外惑星の高コントラスト イメージングの堅牢な検出限界
| Title |
Comparing_Apples_with_Apples:_Robust_Detection_Limits_for_Exoplanet_High-Contrast_Imaging_in_the_Presence_of_non-Gaussian_Noise |
| Authors |
Markus_J._Bonse,_Emily_O._Garvin,_Timothy_D._Gebhard,_Felix_A._Dannert,_Faustine_Cantalloube,_Gabriele_Cugno,_Olivier_Absil,_Jean_Hayoz,_Julien_Milli,_Markus_Kasper,_Sascha_P._Quanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12030 |
過去10年間、世界最大の望遠鏡で数百夜が費やされ、ハイコントラストイメージング(HCI)を使用して新しい太陽系外惑星を検索し、直接検出してきました。これにより、2つの科学的目標が中心的な関心事となります。1つ目は、基礎となる惑星個体群の特性を研究し、異なる惑星形成理論と進化理論を区別することです。2つ目は、太陽系のすぐ近くにある惑星を見つけて特徴付けることです。両方の目標は、惑星の検出と非検出を定量化するために使用されるメトリックに大きく依存しています。現在の基準は、多くの場合、ノイズに関するいくつかの明示的または暗黙的な仮定に依存しています。たとえば、データの後処理後の残留ノイズはガウス分布であると想定されることがよくあります。メトリックの不可分な部分ですが、これらの仮定が検証されることはめったにありません。これらの仮定に違反すると、体系的なバイアスが発生する可能性があるため、これは問題です。これにより、不可能ではないにしても、異なるノイズ特性を持つデータセットまたは機器間で結果を比較することが困難になります。HCIの検出限界を定量化する方法の基本的な問題を再検討します。違反した仮定に起因するエラーバジェットに分析を集中します。この目的のために、現在の標準を非ガウスノイズに一般化するブートストラップに基づく新しいメトリックを提案します。NACO-VLT機器からのアーカイブHCIデータにこの方法を適用し、さまざまな種類のノイズの検出限界を導き出します。私たちの分析は、現在の標準は、スペックルが優勢な体制では楽観的すぎる検出限界を与える傾向があることを示しています。つまり、HCIの調査では、まだ存在する可能性のある惑星が除外されている可能性があります。
低質量銀河エリダヌス II の再電離時代の球状星団について
| Title |
On_the_Reionization-Era_Globular_Cluster_in_Low-Mass_Galaxy_Eridanus_II |
| Authors |
Daniel_R._Weisz,_Alessandro_Savino,_and_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11348 |
ディープアーカイブハッブル宇宙望遠鏡のイメージングからの色等級図を使用して、最も質量の小さい銀河であるエリダヌスII(エリダヌスII)の星形成の歴史を首尾一貫して測定します($M_{\star}(z=0)\sim10^5M_{\odot}$)は、球状星団(GC)をホストすることが知られており、そのGCの年齢、質量、および金属量。GC($\sim13.2\pm0.4$Gyr,$\langle$[Fe/H]$\rangle=-2.75\pm0.2$dex)とフィールド(平均年齢$\sim13.5\pm0.3$Gyr、$\langle$[Fe/H]$\rangle=-2.6\pm0.15$dex)は類似した年代と金属量を持っています。どちらも、宇宙星とGC形成のピークの前に形成された再電離時代の遺物です($z\sim2-4$)。エリIIの古代の星形成特性は極端ではなく、$z=0$矮小銀河に似ています。GCは誕生時の質量が現在の$\lesssim4$倍であり、誕生時の銀河の恒星質量の$\sim$10%であったことがわかりました。形成時に、エリIIとそのGCの祖先は$M_{\rmUV}\sim-7$から$-12$を持っていたと推定され、初期宇宙で最も一般的なタイプの銀河の1つになっています。重力レンズ効果がないため、直接検出限界よりも暗いです。近くの低質量銀河におけるGCの考古学的研究は、そのような低質量系でのGC形成を制限する唯一の方法かもしれません。年代と赤方偏移の間のマッピングに不確実性を導入するハッブル張力に起因する課題を含め、クラスター形成の考古学的研究と高赤方偏移研究を比較する際の長所と制限について説明します。
$z=5.2$ にある非常にコンパクトで低質量のスターバースト後の銀河
| Title |
An_extremely_compact,_low-mass_post-starburst_galaxy_at_$z=5.2$ |
| Authors |
Victoria_Strait,_Gabriel_Brammer,_Adam_Muzzin,_Guillaume_Dezprez,_Yoshihisi_Asada,_Roberto_Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Kartheik_G._Iyer,_Nicholas_Martis,_Lamiya_Mowla,_Ga\"el_Noirot,_Ghassan_Sarrouh,_Marcin_Sawicki,_Chris_Willott,_Katriona_Gould,_Tess_Grindlay,_Jasleen_Matharu,_Gregor_Rihtar\v{s}i\v{c} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11349 |
星形成を停止する過程にある低質量$z=5.200\pm0.002$銀河の発見を報告します。銀河MACS0417-z5PSBは、カナダのNIRISSUnbiasedClusterSurvey(CANUCS)の一部として観測された銀河団MACSJ0417.5-1154によって倍率$\sim40$で複数回画像化されています。MACS0417-z5PSBのJWST/NIRSpecPrismスペクトルとNIRCamイメージングによる観測を使用して、銀河の星形成停止の原因となるメカニズムを調査し、その将来の可能性について推測します。分光光度フィッティングを使用すると、星の質量が$\rm{M_*}=4.3\pm^{0.9}_{0.8}\times10^{7}\rm{M_{\odot}}$と非常に低いことがわかります。$z\sim5$で特徴的な恒星質量の1%未満です。ソース面でのレンズ除去された残りのUV半光半径を$30\pm^{7}_{5}$pcと測定し、H$\alpha$から$0.14\pm^{の星形成率を測定します。0.17}_{0.12}$$\rm{M_{\odot}/年}$.星形成の歴史が二重べき乗則であると仮定すると、MACS0417-z5PSBでは最近、星形成が増加し、$\sim10-30$マイル前にピークに達し、それ以降急激に減少していることがわかります。一緒に、これらの測定は、星形成を停止する過程にある低質量で非常にコンパクトな銀河を明らかにします。MACS0417-z5PSBにおける星形成の停止につながったメカニズムの可能性を、星とAGNフィードバック、および環境プロセスを考慮して調査します。AGNとほとんどの環境プロセスを除外できる可能性がありますが、MACS0417-z5PSBがバースト的な星形成の歴史の小康状態にある星形成銀河である可能性は未解決のままです。
大質量遺物銀河 NGC 1277 は暗黒物質が不足しています。積分場恒星運動学の力学モデルから 5 つの有効半径まで
| Title |
The_massive_relic_galaxy_NGC_1277_is_dark_matter_deficient._From_dynamical_models_of_integral-field_stellar_kinematics_out_to_five_effective_radii |
| Authors |
S\'ebastien_Comer\'on_(1,2),_Ignacio_Trujillo_(2,1),_Michele_Cappellari_(3),_Fernando_Buitrago_(4,5),_Luis_E._Gardu\~no_(6),_Javier_Zaragoza-Cardiel_(6,7),_Igor_A._Zinchenko_(8,9),_Maritza_A._Lara-L\'opez_(10,11),_Anna_Ferr\'e-Mateu_(2,1),_and_Sami_Dib_(12)_((1)_Universidad_de_La_Laguna,_(2)_IAC,_(3)_University_of_Oxford,_(4)_Universidad_de_Valladolid,_(5)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_(6)_INAOE,_(7)_Consejo_Nacional_de_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_(8)_Ludwig-Maximilians-Universit\"at,_(9)_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_(10)_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(11)_IPARCOS,_(12)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11360 |
$\Lambda$CDMの宇宙論によれば、現在の大質量銀河は、その星体内にかなりの部分の暗黒物質を含んでいるはずです。モデルは、$M_\star\approx1.5\times10^{11}\,{\rmM}_\odot$暗黒物質を持つ巨大な初期型銀河(ETG)では、5つの有効半径内の動的質量($5\,R_{\rme}$)。ほとんどの大規模なETGは、2段階のプロセスを経て形作られました。コンパクトなコアの急速な成長に続いて、合併による拡張エンベロープの降着が行われました。第2段階を回避した非常にまれな銀河、いわゆる遺物銀河は、$z\gtrsim2$にある大量のETG集団の凍った残骸であると考えられています。これまでに発見された遺物銀河の候補として最も優れているのは、ペルセウス座銀河団にあるNGC1277です。NGC1277を前例のない半径6kpc($5\,R_{\rme}$に対応)まで再訪するために、深い積分フィールドGCMSデータを使用しました。Jeans異方性モデルを使用することにより、$5\,R_{\rme}$($f_{\rmDM}(5\,R_{\rme})<0.07$内のごくわずかな暗黒物質の割合が見つかります;2シグマの信頼度level)、これは$\Lambda$CDMの期待値と強い緊張状態にあります。エンベロープが拡張されていないと、動的摩擦が減少し、エンベロープの降着が防止されるため、NGC1277は非常に早い時期に暗黒物質を失ったか、最初から暗黒物質が不足していたと考えられます。いくつかの遺物銀河が銀河団内の暗黒物質の剥ぎ取りに起因する可能性があることを示唆する最近の提案の枠組みの中で、私たちの発見について説明します。あるいは、NGC1277は、暗黒物質が散逸バリオンの円盤を残した、ガスに富む原始銀河の破片の高速衝突で生まれた可能性があります。後者のプロセスが起こるために必要な$\sim2000\,{\rmkm\,s^{-1}}$の相対速度は、現在の豊富な銀河団の前駆体で可能であったと推測しています。
宇宙時間による Halo-Galaxy-SMBH 接続へのベイジアン アプローチ
| Title |
A_Bayesian_Approach_To_The_Halo-Galaxy-SMBH_Connection_Through_Cosmic_Time |
| Authors |
Christopher_Boettner,_Maxime_Trebitsch,_Pratika_Dayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11368 |
$z=0$～$10$の経験的銀河進化モデルを使用して、ダークマターハロー、銀河、超大質量ブラックホールの共進化を研究します。暗黒物質構造の進化をバリオン過程の単純な経験的処方箋と結び付けることで、銀河とその超大質量ブラックホールとの関係における重要な観測を忠実に再現できることを実証します。銀河と超大質量ブラックホールの特性とホストハローの質量との間の物理的動機による直接的な関係を仮定することにより、銀河の恒星質量関数、銀河のUV光度関数、活動ブラックホールの質量関数、およびクエーサーボロメトリック光度関数の式を作成します。.観測された人口統計を再現するために、完全にベイジアンアプローチを使用してバリオン処方を調整します。得られたパラメータ化を使用して、銀河とブラックホールの特性の関係、および赤方偏移による進化を研究します。銀河の星の質量-UV光度の関係、ブラックホールの質量-星の質量の関係、ブラックホールの質量-AGNの光度の関係、およびモデルから得られたこれらの量の赤方偏移の進化は、観測と質的に一致しています。これらの結果に基づいて、スケジュールされたJWSTおよび\textit{Euclid}サーベイについて、$z=5$から$z=15$までのソースの予想数の上限を提示し、経験的モデルが定性的およびより計算コストの高いアプローチを補完する、高速で簡単かつ柔軟な方法での定量的予測。
z=2.7-6.3 銀河におけるイオン化パラメータ、電子密度、および星形成率表面密度の間の関係の JWST/NIRSpec 探査
| Title |
A_JWST/NIRSpec_Exploration_of_the_Connection_between_Ionization_Parameter,_Electron_Density,_and_Star-Formation-Rate_Surface_Density_in_z=2.7-6.3_Galaxies |
| Authors |
Naveen_A._Reddy,_Michael_W._Topping,_Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Gabriel_Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11397 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience(CEERS)調査によって得られた中解像度JWST/NIRSpec観測に基づいて、高赤方偏移星形成銀河のイオン化パラメーター(U)の変動の原因となる要因の統計分析を行います。このサンプルは、分光学的赤方偏移z=2.7-6.3を持つ48個の銀河で構成されており、これらの赤方偏移における典型的な星形成銀河を主に代表しています。[SII]6718、6733ダブレットを使用して電子密度(n_e)を推定し、ダスト補正されたHa光度を使用して総電離光子率(Q)を計算します。[OIII]/[OII](つまり、O32)のビン内の銀河の複合スペクトルをUの代用として使用すると、O32が高い銀河は<n_e>~500cm^-3であり、少なくとも下層O32銀河よりも5倍ほど大きい。低酸素銀河と高酸素銀河の間で<Q>に大きな違いは見られません。利用可能なすべての強力な静止フレーム光輝線の光イオン化モデリングを使用して、Uと酸素の存在量(Z_neb)を同時に制約します。固定Z_nebで~1.5dexのlogUに大きな広がりが見られます。一方、データは、Uと星形成率表面密度(Sigma_SFR)の間に非常に有意な相関関係があることを示しており、これはz~1.6-6.3で、おそらくz~9.5まで赤方偏移不変であるように思われます。金属量とSigma_SFR(またはガス密度)がUに影響を与える可能性のあるいくつかの手段を検討します。これには、金属量とガス密度に関連するn_eとQの変動、電離光子の内部ダスト消滅、および体積充填に対するガス密度の影響が含まれます。HII領域の密な塊の割合と電離光子の脱出割合。これらの考慮事項に基づいて、これらの赤方偏移でのUの変調において、ガス密度が金属量よりも中心的な役割を果たす可能性があると結論付けています。
円盤銀河の中心にある暗黒物質の内容を診断するための棒の回転速度
| Title |
The_bar_rotation_rate_as_a_diagnostic_of_dark_matter_content_in_the_centre_of_disc_galaxies |
| Authors |
C._Buttitta,_E._M._Corsini,_J._A._L._Aguerri,_L._Coccato,_L._Costantin,_V._Cuomo,_V._P._Debattista,_L._Morelli_and_A._Pizzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11441 |
レンズ状銀河NGC4264とNGC4277の事例に集中することにより、棒状銀河の棒の回転速度と暗黒物質含有量との関連性を調べます。これら2つのガスの少ない銀河は、似たような形態、サイズ、光度を持っています。しかし、NGC4264には高速バーがあり、ほぼ共回転まで伸びていますが、NGC4277に埋め込まれたバーは遅く、共回転には達していません。MUSE積分場スペクトログラフで得られた星の運動学を照合し、SDSS画像を使用して星の質量分布を復元することにより、Jeans軸対称力学モデルからバー領域内の暗黒物質の割合$f_{\rmDM,bar}$を導出します。私たちは、質量追随モデルと、恒星に結び付けられていない暗黒物質の球状ハローを含む質量モデルを構築します。NGC4277の内部領域は、NGC4264($f_{\rmDM,bar}=0.33\pm0.04$)理論的研究の予測と数値シミュレーションの結果と一致しており、高速バーはバリオン優勢のディスクに存在することがわかりましたが、低速バーは高密度のDMハローによる動的摩擦からの強い抵抗を経験しました。バーの回転率が動的モデリングから得られた$f_{\rmDM,bar}$に結合されるのはこれが初めてです。
z = 8.31 の銀河の 300 パーセック解像度の画像: ビッグバンから 6 億年後の乱流電離ガスと潜在的な恒星フィードバック
| Title |
The_300_parsec_resolution_imaging_of_a_z_=_8.31_galaxy:_Turbulent_ionized_gas_and_potential_stellar_feedback_600_million_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Yoichi_Tamura,_Tom_J._L._C._Bakx,_Akio_K._Inoue,_Takuya_Hashimoto,_Tsuyoshi_Tokuoka,_Chihiro_Imamura,_Bunyo_Hatsukade,_Minju_M._Lee,_Kana_Moriwaki,_Takashi_Okamoto,_Kazuaki_Ota,_Hideki_Umehata,_Naoki_Yoshida,_Erik_Zackrisson,_Masato_Hagimoto,_Hiroshi_Matsuo,_Ikkoh_Shimizu,_Yuma_Sugahara,_Tsutomu_T._Takeuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11539 |
[OIII]88$\mu$m線と$z=8.312$ライマン分裂銀河MACS0416_Y1からのダスト連続体放射の300pc解像度のアルマ画像の結果を提示します。速度積分[OIII]放出には3つのピークがあり、MACS0416_Y1の3つの若い星団に関連している可能性がありますが、チャネルマップは複雑な速度構造を示しており、[CII]で見つかったものとは異なり、地球規模の速度勾配をほとんど示していません158$。\mu$mをより大きな縮尺で見ると、銀河内の電離ガス雲のランダムなバルク運動が示唆されます。対照的に、塵の放出は、明らかに[OIII]/星の塊を分離または橋渡しする2つの個々の塊として現れます。ダストと紫外線関連の放射(つまり、[OIII]と紫外線連続体)の間の相互相関係数は、銀河スケールでは1ですが、<1kpcで低下します。スケール。カットオフスケールが星形成のさまざまな段階を特徴付ける場合、カットオフスケールは乱流ガスの重力不安定性によって説明できます。また、ダスト連続体画像に埋め込まれたkpcスケールの中心から外れた空洞についても報告します。スペクトルエネルギー分布分析によって示唆された4Myrスターバーストからのエネルギー注入は、kpcスケールの空洞を作成する周囲の媒体を押すのに十分な大きさであるため、これは銀河規模の流出を生成するスーパーバブルである可能性があります。
分子雲からのゼーマン測定における乱流
磁場(Bフィールド)は、分子雲の断片化と星の形成に重要な役割を果たしますが、検出するのは非常に困難です。孤立した雲の電界強度(B)とガス密度(n)の間の時間的相関関係は、自己重力に対するB電界の動的な重要性を示すものとして示唆されています。ただし、この一時的なB-n関係は観察できません。ゼーマン測定を使用して観察できるのは、空の現在の平面からの「空間B-n関係」です。それにもかかわらず、一時的なB-n関係の引数は、観測を解釈するためにまだ広く使用されています。ここで、この解釈の正当性の最初の数値テストを提示します。観測されたゼーマンの空間B~n^2/3関係を再現できるシミュレーションから、個々のコアの時間B-n関係は空間B-n関係と類似していないことがわかりました。この結果は、2/3インデックスの背後にある真のメカニズムが、対称的な重力による収縮ではなく、ランダムな乱気流の圧縮であることを発見するきっかけになりました。
光学色と赤外線色を使用した銀河活動の多目的分類ツール
| Title |
A_versatile_classification_tool_for_galactic_activity_using_optical_and_infrared_colors |
| Authors |
Elias_Kyritsis,_Charalampos_Daoutis,_Andreas_Zezas,_Konstantinos_Kouroumpatzakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11691 |
ランダムフォレスト(RF)アルゴリズムを使用して、銀河の活動を5つの異なるクラス(スター形成(SF)、AGN、LINER、コンポジット、パッシブ)に自動分類するツールを開発しました。中赤外(WISE)と光学測光データの組み合わせでアルゴリズムをトレーニングしますが、真のラベル(活動クラス)は輝線比に基づいています。私たちの分類子は、赤方偏移に依存しないように構築されており、z$\sim$0.1までのオブジェクトに適用できます。SFとPassive銀河では$>$80%、AGNでは$\sim$60%の完全性に達します。これを全天銀河カタログ(HECATE)に適用すると、標準の中赤外診断でAGN軌跡の外側に低光度のAGNが多数存在することが明らかになります。
CEERS キー ペーパー VI: JWST/MIRI は、高赤方偏移で不明瞭な AGN の大規模な人口を明らかにします
| Title |
CEERS_Key_Paper_VI:_JWST/MIRI_Uncovers_a_Large_Population_of_Obscured_AGN_at_High_Redshifts |
| Authors |
G._Yang,_K._I._Caputi,_C._Papovich,_P._Arrabal_Haro,_M._B._Bagley,_P._Behroozi,_E._F._Bell,_L._Bisigello,_V._Buat,_D._Burgarella,_Y._Cheng,_N._J._Cleri,_R._Dave,_M._Dickinson,_D._Elbaz,_H._C._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_N._A._Grogin,_N._P._Hathi,_M._Hirschmann,_B._W._Holwerda,_M._Huertas-Company,_T._Hutchison,_E._Iani,_J._S._Kartaltepe,_A._Kirkpatrick,_D._D._Kocevski,_A._M._Koekemoer,_V._Kokorev,_R._L._Larson,_R._A._Lucas,_P._G._Perez-Gonzalez,_P._Rinaldi,_L._Shen,_J._R._Trump,_A._de_la_Vega,_L._Y._A._Yung,_J._A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11736 |
中赤外線観測は、他の波長での発光が弱い活動銀河核(AGN)を特定するのに強力です。JWSTに搭載された中赤外線装置(MIRI)は、そのような研究を行う絶好の機会を提供します。CosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)からのMIRIイメージングデータを利用して、遠い宇宙のAGN集団を調査します。スペクトルエネルギー分布(SED)モデリングを利用して、MIRIで選択されたオブジェクトのソースプロパティを推定し、それらを星形成銀河(SF)、SF-AGN混合オブジェクト、およびAGNに分類します。これらのタイプのソース番号は、$\sim9$arcmin$^2$をカバーする4つのMIRIポインティングから、それぞれ418、111、および31です。サンプルは$\approx0$--5の赤方偏移範囲にまたがっています。3つのソースタイプすべてのSEDの中央値をそれぞれ導き出し、公開しています。AGNのMIRISEDの中央値は、ホットダストで覆われた銀河やセイファート2の典型的なSEDに似ており、中赤外SEDは主にAGNで加熱されたホットダストによるものです。SEDフィットの結果に基づいて、ブラックホールの降着密度(BHAD、すなわち共移動体積あたりの総BH成長率)を赤方偏移の関数として推定します。$z<3$では、結果のBHADは一般にX線測定値と一致します。$z>3$で、合計28個のAGNとSF-AGNの混合天体を特定し、高$z$のBHADがX線の結果($zでの$\sim1$dex\約4$--5)。この違いは、MIRIが、高赤方偏移でのX線調査では見逃された、非常に不明瞭なAGNの大規模な集団を識別できることを示しています。
JWST/NIRSpec による z=4-7 でのブロードライン AGN の最初のセンサス: M_BH~10^6-10^7 M_sun
を持つ 10 個のかすかな AGN とそのホスト銀河の特性の検出
| Title |
JWST/NIRSpec_First_Census_of_Broad-Line_AGNs_at_z=4-7:_Detection_of_10_Faint_AGNs_with_M_BH~10^6-10^7_M_sun_and_Their_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Yechi_Zhang,_Kimihiko_Nakajima,_Masami_Ouchi,_Yuki_Isobe,_Yoshiaki_Ono,_Shun_Hatano,_Yi_Xu,_and_Hiroya_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11946 |
JWST/NIRSpec深層分光法によって特定された$z>4$でのかすかなタイプ1AGNの最初の統計サンプルを提示します。NIRSpecで確認された$z_\mathrm{spec}=3.8-8.9$の185の銀河の中で、ブロードライン発光の体系的な検索により、$z=4.015-6.936$にある10のタイプ1AGNが明らかになりました。許可されたH$\alpha$行であり、禁止された[OIII]$\lambda$5007行ではなく、H$\alpha$よりも重要性が高く検出されます。$\mathrm{FWHM}\simeq1000-6000\\mathrm{km\s^{-1}}$の広いH$\alpha$線幅は、AGNが$M_\mathrm{BH}\sim10^6-10^7\M_\odot$であり、以前に地上望遠鏡で$z>4$で同定された低光度クエーサーよりも著しく低い。JWSTとHSTの高解像度画像は、おそらくかすかなAGNから低気圧への移行段階にある2つの赤いSEDを示す3つのコンパクトな天体を除いて、それらの大部分が拡張された形態を示していることを明らかにしています。光度クエーサー。慎重なAGNホスト分解分析は、ホストの星の質量が、ブラックホールの質量と星の質量の間の局所的な関係よりも系統的に低いことを示しており、理論シミュレーションからの予測と一致する高速なブラックホールの成長を示唆しています。$z\sim0$よりも高いブロードラインAGN($\sim5\%$)の高い割合は、そのようなかすかなAGNの数密度がクエーサー光度関数の外挿よりも高いことを示しており、大きな集団を意味します。初期宇宙におけるタイプ1とタイプ2を含むAGNの。このようなかすかなAGNは宇宙の再電離に寄与しますが、寄与の合計は大きくなく、そのかすかな性質のために$z\sim6$で$\sim50\%$に達します。
再電離時代 (HYPERION) サンプルの HYPERluminous クエーサーの中で最も明るい $z>6$ クエーサーの正確なダスト温度と星形成率
| Title |
Accurate_dust_temperature_and_star_formation_rate_in_the_most_luminous_$z>6$_quasar_in_the_HYPerluminous_quasars_at_the_Epoch_of_ReionizatION_(HYPERION)_sample |
| Authors |
Roberta_Tripodi,_Chiara_Feruglio,_Francisca_Kemper,_Francesca_Civano,_Tiago_Costa,_Martin_Elvis,_Manuela_Bischetti,_Stefano_Carniani,_Fabio_Di_Mascia,_Valentina_D'Odorico,_Fabrizio_Fiore,_Simona_Gallerani,_Michele_Ginolfi,_Roberto_Maiolino,_Enrico_Piconcelli,_Rosa_Valiante,_Luca_Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11961 |
超高輝度準恒星(QSO)SDSSJ0100+2802のアルマバンド9連続観測を提示し、$\sim670$GHzで$\sim10\sigma$検出を提供します。SDSSJ0100+2802は、$z>6$で知られている最大質量の超大質量ブラックホール(SMBH)との最も明るいQSOであり、ダストの特性と星形成率(SFR)を決定するために、そのダストスペクトルエネルギー分布を調べます。そのホスト銀河の。$T_{\rmダスト}=48.4\pm2.3$K,$M_{\rmダスト}=(2.29\pm0.83)\times10^7$M$_\odot$,$\beta=2.63\pm0.23$.これにより、このQSOの最小の統計誤差、SFR$=265\pm32\\rmM_\odotyr^{-1}$でSFRを測定できます。私たちの結果は、SMBHとJ0100+2802のホスト銀河の相対的な成長を評価することを可能にし、SMBHが$z=6.327$でこのQSOのBH銀河成長のプロセスを支配していることを発見しました。年。ホスト銀河のSFRとダスト温度に対するこのような前例のない制約は、高周波観測によってのみ得られ、$z>6での最初のクエーサーのホスト銀河の構築の堅牢な概要を取得するためのアルマバンド9の重要性を強調しています。$.
JVAS B1422+231 の VLA モニタリング研究: 時間遅延の調査と外部変動の検出
| Title |
A_VLA_monitoring_study_of_JVAS_B1422+231:_investigation_of_time_delays_and_detection_of_extrinsic_variability |
| Authors |
A._D._Biggs_(UK_ATC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11987 |
クワッドレンズシステムJVASB1422+231の2シーズンのアーカイブ、マルチ周波数VLAモニタリングの分析を提示します。その15GHzデータは以前に公開されています。8.4GHzと15GHzの変動曲線は、特に偏波で大きな変動を示していますが、3つの間の非常に短い予測時間遅延($\le$1d)を正確に測定するために必要な短い時間スケールの特徴が欠けています。明るいイメージ。時間遅延は、非常にかすかな画像Dに対してのみ現実的に測定することができ、初めてその長期変動を検出し、その偏光特性を決定します。ただし、画像に依存する(外因性)変動性(時間スケールの変動を含む)が複数の画像に存在し、その大きさは15GHzの画像Dで最大です($\pm$10%)。変動は周波数とともに振幅が増加するように見えるため、最も可能性の高い原因はレンズ銀河内のコンパクトなオブジェクトによるマイクロレンズであることを示唆しています。監視データを組み合わせることで、画像BとCの間にあるかすかな放射の弧を検出できます。これに関与するジェットは、アーカイブVLBAデータを使用して画像化されています。最後に、3つの明るい画像の回転量も測定し、画像Dの偏光特性を検出しました。
星間物質におけるH2NCの化学とC + NH3反応の役割
| Title |
The_chemistry_of_H2NC_in_the_interstellar_medium_and_the_role_of_the_C_+_NH3_reaction |
| Authors |
M._Agundez,_O._Roncero,_N._Marcelino,_C._Cabezas,_B._Tercero,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12011 |
最近発見された分子H2NCとそのより安定な異性体であるH2CNについて、8つの冷たい高密度の雲(L1544、L134N、TMC-2、Lupus-1A、L1489、TMC-1NH3、L1498、およびL1641N)に向けて観測探索を実施しました。2つの拡散雲(B0415+379およびB0355+508)は、さまざまなタイプの星間領域でその量を制限し、その形成メカニズムに光を当てようとしています。H2CNは8つの雲のうち5つだけで検出されましたが、対象とした冷たい高密度の雲のほとんど(8つのうち7つ)でH2NCが検出されました。H2NCとH2CNの両方で得られたカラム密度は1e11～1e12cm-2の範囲で、存在比H2NC/H2CNは0.51から>2.7の間で変化します。したがって、準安定異性体H2NCは、H2CNと同様の豊富さで存在する冷たい高密度の雲に広く分布しています。対象とした2つの拡散雲のいずれにもH2NCもH2CNも検出されませんでした。これにより、H2NCとH2CNの化学が密集した雲と拡散した雲の間でどのように変化するかを明らかにすることはできません。H2NCのカラム密度はNH3のカラム密度と相関があることがわかりました。これは、これら2つの分子が化学的に結合していることを強く示唆しており、おそらくアンモニアがC+NH3反応によるH2NCの前駆体であると考えられます。我々は電子構造計算と統計計算を行い、H2CNとH2NCの両方がC+NH3反応で、エネルギー的に非常に近い2つの異なる遷移状態を含む2つの異なるチャネルを介して形成されることを示しました。予測される生成物の分岐比H2NC/H2CNは方法に大きく依存しますが、0.5から0.8の間の値が最も可能性が高いものです。したがって、天文観測と理論計算の両方が、反応C+NH3が星間雲のH2NCの主な発生源であることを支持しています。
電波 AGN 活動とそのホスト銀河の間の相互作用
| Title |
The_interplay_between_radio_AGN_activity_and_their_host_galaxies |
| Authors |
Guilherme_S._Couto_and_Thaisa_Storchi-Bergmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12033 |
AGN(活動銀河核)内の放射能活動は、核周囲ガスに対する相対論的ジェットの衝突を介してホスト銀河にフィードバックを生成します。電波ジェットはホスト銀河の光学半径の数倍まで到達することができますが、このレビューでは、ジェットガスによる流出の形で、ホスト銀河の中心領域に局所的に堆積したフィードバックの観測に焦点を当てています。交流。まず、銀河の合体と相互作用が、核の超大質量ブラックホールへのガスの降着と、特に最も明るい光源で観測される核領域での星形成の強化の後に、電波AGNをトリガーするための最も好ましいシナリオである方法について説明することから始めます。次に、ジェットとガスのカップリングのプロセスの観測的特徴、特に結果として生じる流出とホスト銀河への影響について説明します。これらには、衝撃の痕跡の存在と、電波ジェットに沿っただけでなく、多くの発生源での電波ジェットに垂直な流出の検出が含まれます。ほとんどの研究はイオン化ガスの観測によって行われていますが、分子ガスも流出でますます観測されており、質量流出速度の大部分に寄与しています。ほとんどの電波源は$1\%\,L_{bol}$に達しない流出運動力を示し、ホスト銀河に直接影響を与えるようには見えませんが、それらはISMガスを加熱し、星の形成を妨げます。、「メンテナンスモード」フィードバックで、銀河質量の構築プロセスを遅くし、星の質量成長を制限します。
赤色巨星分岐(TRGB)Iバンドマグニチュード$M_I$の先端の恒星入力物理に対する感度を調査するための新しい方法が提示されます。さまざまな質量、初期ヘリウム存在量、初期金属量を持つ$\sim$125,000の理論的な恒星モデルのグリッドを計算し、機械学習エミュレーターをトレーニングして、これらのパラメーターの関数として$M_I$を予測します。まず、エミュレーターを使用して、モンテカルロサンプリングを使用して、特定の銀河の$M_I$を理論的に予測できます。例として、大マゼラン雲で$M_I=-3.84^{+0.14}_{-0.12}$を予測します。第二に、私たちのエミュレーターは、$M_I$の理論的予測と経験的キャリブレーションを直接比較して、ベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して恒星モデリングパラメーターを制約することを可能にします。経験的なTRGBキャリブレーションを使用して、3つの銀河の金属量の新しい独立した測定値を取得することにより、これを実証します。大マゼラン雲で$Z=0.0117^{+0.0083}_{-0.0055}$、NGC4258で$Z=0.0077^{+0.0074}_{-0.0038}$、$Z=0.0111^{+$\omega$-Centauriの0.0083}_{-00.0056}$、他の測定値と一致。私たちの方法論の他の潜在的なアプリケーションについて説明します。
強く相互作用する物質は大質量中性子星で限定された振る舞いを示す
| Title |
Strongly_interacting_matter_exhibits_deconfined_behavior_in_massive_neutron_stars |
| Authors |
Eemeli_Annala,_Tyler_Gorda,_Joonas_Hirvonen,_Oleg_Komoltsev,_Aleksi_Kurkela,_Joonas_N\"attil\"a,_Aleksi_Vuorinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11356 |
大質量中性子星の内核には、宇宙で到達した最高密度で強く相互作用する物質が含まれています。これらの条件下で、コアは非閉じ込めクォーク物質への相転移を起こす可能性があり、これはほぼ共形対称性を示します。利用可能なすべての中性子星の測定値と最先端の理論計算を利用するベイジアン推論セットアップを使用して、最も大質量の星のコアでは、状態方程式が閉じ込められていないクォーク物質の存在と一致することを示します。これを行うには、(i)これらのオブジェクトでプローブされた最高密度で88%の信頼度で効果的な等角対称性の復元を確立し、(ii)アクティブな自由度の数が存在という観点からこの発見の解釈に有利であることを実証します。限定物質の。純粋なハドロン最大質量星の残りの確率は、一次相転移と一致する小さな音速とポリトロープ指数値を特徴とする状態方程式の振る舞いから生じます。
正真正銘のコンパクトな対称天体の包括的なカタログに向けて
| Title |
Towards_a_Comprehensive_Catalog_of_Bona_Fide_Compact_Symmetric_Objects |
| Authors |
S._Kiehlmann,_M._L._Lister,_A._C._S._Readhead,_I._Liodakis,_S._O'Neill,_T._J._Pearson,_E._Sheldahl,_A._Siemiginowska,_K._Tassis,_G._B._Taylor,_P._N._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11357 |
コンパクト対称天体(CSO)は、投影された全体のサイズが1kpc未満の噴出活動銀河核(AGN)です。分類は、これらのオブジェクトを、観測された放出が観測者に向かって相対論的にブーストされる既知のコンパクトなジェットAGNの大部分と区別するために導入されました。CSOの元の分類基準は、(i)活動中心の両側での放出の証拠、および(ii)全体のサイズ<1kpcでした。ただし、ジェット軸が視線に近い相対論的にブーストされたオブジェクトの一部は対称に見え、文献ではCSOとして誤って分類されているため、CSO分類が損なわれています。(iii)磁束密度の変動性、および(iv)ジェットに沿って移動するコンポーネントの見かけの速度に基づいて、2つの新しいCSO分類基準を導入します。「善意の」CSOの包括的なカタログを作成するための最初のステップとして、このホワイトペーパーでは、拡張されたCSOの選択基準を満たす79の善意のCSOを特定します。本物のCSOのこのサンプルは、CSOとして誤って識別されたオブジェクトによる汚染を恐れることなく、CSOの天体物理学的研究に使用できます。統計テストに適した79のCSOの3つの完全なサブサンプルを定義し、$\rmS_{5~GHz}$>700mJyの磁束密度制限サンプルにおけるCSOの割合が6.4%～8.2%。
コンパクトな対称天体: 噴出する活発な銀河の独特な集団
| Title |
Compact_Symmetric_Objects:_A_Distinct_Population_of_Jetted_Active_Galaxies |
| Authors |
S._Kiehlmann,_A._C._S._Readhead,_S._O'Neill,_P._N._Wilkinson,_M._L._Lister,_I._Liodakis,_S._Bruzewski,_T._J._Pearson,_E._Sheldahl,_A._Siemiginowska,_K._Tassis,_G._B._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11359 |
コンパクト対称天体(CSO)は、ジェット軸が視線の近くに配置されておらず、観測された放出が主に私たちに向かって相対論的にブーストされていない、コンパクトでジェットのある活動銀河核(AGN)のクラスです。CSOの完全なサンプルを使用して、相対数、赤方偏移分布、およびサイズ分布に基づいて、3つの独立した証拠を提示します。これらは、ほとんどのCSOが大規模な電波源に進化しないことを最終的に示しています。したがって、CSOはジェットAGNの異なる集団に属します。この集団は、「若年」ではなく、「短命」として特徴付けられるべきです。CSOのサイズ分布には、$\approx$500pcで急激な上限があることを示しています。燃料供給を$\lesssim100M_\odot$に制限するものがあることは明らかです。CSOの起源の可能性は、燃料供給に関連していない場合でも、降着円盤または相対論的ジェットのコリメーションに関連しているに違いありません。CSOにはさまざまな起源がある可能性があり、上記のメカニズムのそれぞれがCSOのサブセットを生成します。物理的メカニズムが何であれ、CSOと他のジェットAGNとの明確な違いは、AGNにおける相対論的ジェットの形成と進化、およびそれらを駆動する超大質量ブラックホールに関する重要な洞察を提供します。
コンパクトな対称天体の進化 - 潮汐破壊イベントとの関連の可能性
| Title |
The_Evolution_of_Compact_Symmetric_Objects_-_A_Possible_Connection_with_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
A._C._S._Readhead,_V._Ravi,_R._D._Blandford,_A._G._Sullivan,_J._Somalwar,_I._Liodakis,_M._L._Lister,_G._B._Taylor,_P._N._Wilkinson,_N._Globus,_S._Kiehlmann,_C._R._Lawrence,_S._O'Neill,_V._Pavlidou,_T._J._Pearson,_E._Sheldahl,_A._Siemiginowska,_K._Tassis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11361 |
コンパクト対称天体(CSO)は、噴出活動銀河核(jetted-AGN)の明確なクラスを形成します。慎重に選択された54のCSOのサンプルを調べて、無関係な2つのクラスがあることを確認します。エッジが暗く、低輝度のクラス(CSO1)と、エッジが明るく、高輝度のクラス(CSO2)です。統計的に有意なブラインドテストを使用して、CSO2自体が形態学的に異なる2つのクラスで構成されていることを示します。およびCSO2.2、顕著なホットスポットがなく、ジェットおよび/またはローブが広い。中間クラスのCSO2.1は、混合特性を示します。4つのクラスは、光度サイズ平面の異なる重なる部分を占めており、最大のCSOのサイズは$\sim500$pcです。CSO2.0は若く、CSO2.1から古いCSO2.2に進化するという仮説を進めます($\sim5000$yrまで)。したがって、CSOはより大きなタイプのジェットAGNに進化するのではなく、ライフサイクル全体をCSOとして過ごします。我々が調べたCSO2の電波放射領域エネルギーは、$\sim10^{-4}\,M_\odot{c}^2$から$\sim7\,M_\odot{c}^2$までの範囲です。.CSO2の一時的な性質とその出生率は、巨大星の潮汐破壊イベントにおける点火によって説明できることを示しています。また、超大質量ブラックホールのスピンエネルギーを利用する可能性と、降着円盤のエネルギーを利用する可能性も検討します。これは、矮新星で発生するものと同じではありませんが、似ています。私たちの結果は、CSOがこれまで最も明るいものだけを研究してきたAGNの大きなファミリーを構成していることを決定的に示しています。より高い感度、解像度、およびダイナミックレンジを備えた、より包括的な電波研究は、AGNおよびそれらを駆動する中央エンジンの理解に革命をもたらします。
磁化された相対論的乱流衝撃波面での粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_at_magnetized,_relativistic_turbulent_shock_fronts |
| Authors |
Virginia_Bresci,_Martin_Lemoine,_Laurent_Gremillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11394 |
相対論的で磁化された天体物理学的アウトフローにおける衝撃波での粒子加速の効率は、広範囲に及ぶ影響を伴う議論のトピックです。ここで初めて、ショック前のプラズマにおける乱流の影響を研究します。私たちのシミュレーションは、穏やかな相対論的磁化ペアショック(ローレンツ係数$\gamma_{\rmsh}\simeq2.7$、磁化レベル$\sigma\simeq0.01$)の場合、強い乱流が超光速構成で粒子加速を復活させることができることを示しています。それ以外の場合はそれを禁止します。プラズマの初期温度と磁化に応じて、確率的衝撃ドリフトまたは拡散型加速が粒子励起を支配し、パワーロースペクトル$\mathrm{d}N/\mathrm{d}\gamma\propto\gamma^{-s}を生成します。$で$s\sim2.5-3.5$.より大きな磁化レベルでは、ショック前の乱流内の確率的加速が競合するようになり、ショック加速を引き継ぐことさえできます。
重力波合体イベントのLOFAR観測：O3の結果とO4の戦略
| Title |
LOFAR_observations_of_gravitational_wave_merger_events:_O3_results_and_O4_strategy |
| Authors |
Kelly_Gourdji,_Antonia_Rowlinson,_Ralph_Wijers,_Jess_Broderick_and_Aleksandar_Shulevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11555 |
重力波(GW)の合体イベントに相当する電磁現象は、計り知れない科学的価値を保持していますが、GWイベントに関連する典型的な大きなローカリゼーションエラーのために検出することは困難です。Low-FrequencyArray(LOFAR)は、その高感度、大きな瞬時視野、および潜在的な即時放出を数分以内に調査するためのイベントで自動的にトリガーする機能により、魅力的なGWフォローアップ機器です。ここでは、3回目のGW観測実行中に検出された、少なくとも1つの中性子星を含む3つのGW合体イベントの144MHzLOFAR観測について報告します(S190426c、S191213g、およびS200213t)。これらのイベントは特に重要ではありませんが、マルチエポックのLOFARデータを使用して、将来のGW観測実行で使用される機密性の高い広域GWフォローアップ戦略を考案します。特に、方向依存のキャリブレーションとモザイクを実装することで、以前に公開した戦略を改善し、感度がほぼ1桁向上し、より均一なカバレッジが得られます。単一の瞬時LOFARポインティングの21deg$^{2}$コア全体で$870$$\mu$Jyの均一な$5\sigma$感度を達成し、フル89deg$^{2}$六角形のビームパターン。また、60～340MHz($2.0$mJyを超えると0.017deg$^{-2}$、$1.5$を超えると0.073deg$^{-2}$)の間の調査について、これまでで最も深い一時的な表面密度限界を月単位のタイムスケールで設定しました。mJy)。
降着力を利用したミリ秒 X 線パルサー MAXI J1816$-$195 のブロードバンド X 線タイミングとスペクトル特性
| Title |
Broadband_X-ray_timing_and_spectral_characteristics_of_the_accretion-powered_millisecond_X-ray_pulsar_MAXI_J1816$-$195 |
| Authors |
Zhaosheng_Li,_Lucien_Kuiper,_Mingyu_Ge,_Maurizio_Falanga,_Juri_Poutanen,_Long_Ji,_Yuanyue_Pan,_Yue_Huang,_Renxin_Xu,_Liming_Song,_Jinlu_Qu,_Shu_Zhang,_Fangjun_Lu,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11603 |
新たに確認された降着ミリ秒X線パルサーMAXIJ1816$-$195の2022年のバースト中の広帯域X線タイミングとスペクトル挙動を調べました。0.8～210keVのエネルギー範囲をカバーするInsight-HXMTME/HE、NICER、およびNuSTARからのデータを使用しました。Insight-HXMTME/HEおよびNICERデータの一貫したタイミング分析により、爆発の初期段階、MJD59737.0～59741.9の間、およびMJD59741.9～59760.6の間のそれ以降の重要なスピンアップ$\dot{\nu}での複雑な動作が明らかになりました$(9.0\pm2.1)\times10^{-14}~{\rmHz~s^{-1}}$の$。Insight-HXMTHE観測の組み合わせで、$\sim95$keVまでのX線脈動を検出しました。パルスプロファイルは、アウトバースト全体にわたって非常に安定しており、基本波と最初の倍音の2つの高調波を使用した切り捨てフーリエ級数によって適切に記述できました。両方のコンポーネントは、0.8～64keVの範囲で整列を維持しました。エネルギー範囲1～150keVの結合および時間平均NICERおよびInsight-HXMTスペクトルは、吸収されたComptonizationモデルcomppsと2つの追加ガウス成分を含むディスク黒体によって十分に適合しました。スピンアップエポック中のボロメトリックフラックスに基づいて、MAXIJ1816--195の磁場強度$(0.23-1.11)\times10^8$Gを決定しました。
NGC 247 ULX-1 のヘリウム供与星の同定
超大型望遠鏡(VLT)のマルチユニット分光探査機(MUSE)の観測により、スーパーソフト超高輝度X線源(ULX)NGC247ULX-1の光学的対応物から、高度に変化するヘリウム輝線を検出しました。ソーススペクトルにバルマー線は見られません。これは、ULXにヘリウムドナー星が存在することを示す最初の証拠であり、ヘリウムドナー星がULXで人気があるかもしれないという予測と一致しています。約200km/sのFWHMを持つヘリウムラインは、外側の降着円盤で生成される可能性があります。それらの強い変動は、中央のX線源が外側の円盤に対して著しく不明瞭になる可能性があることを意味します。また、MUSE画像では、リングまたは二重リング構造が明らかになります。ULXバイナリの祖先に関連しているかどうかは不明です。
NLS1 銀河 NGC 4051 における小さな X 線フレア イベントの調査
XMM-NewtonとNuSTARの同時観測を使用して、狭線セイファート1銀河NGC4051で〜120ksの小さなフレアイベントの詳細な広帯域スペクトルとタイミング分析を実行しました。約300ksの長さのNuSTAR観測と重複するXMM-Newton露出は、フレア前、フレア、およびフレア後のセグメントに分離されました。フレア中、NuSTARカウント率はフレア前の平均カウント率の2.5倍でピークに達しました。さまざまな物理モデルおよび現象論モデルを使用して、0.3～50keVのX線スペクトルを調べました。このスペクトルは、さまざまなタイムスケールでの一次連続体、再処理された放出、暖かい吸収体、および超高速流出で構成されています。中央のブラックホールの質量は、スペクトル分析から>1.32*10^5太陽質量と推定されます。6-7keVバンドと10-50keVバンドのフラックス間に相関がないことは、鉄輝線とコンプトンハンプの起源が異なることを示唆しています。スペクトル分析から、フレア中に反射率が大幅に低下し、ディスク上のコロナの高さが増加することがわかりました。フレアの間、スペクトルは柔らかくなり、ソースの「明るくなると柔らかくなる」性質をサポートします。フレアの緩和後、コロナの高さが下がり、コロナが加熱します。これは、フレア中にコロナが膨張した可能性があることを示しています。内部降着円盤やシード光子温度に大きな変化は見られませんでした。これらの結果は、降着円盤の顕著な変化ではなく、コロナの特性の変化によりフレア現象が発生したことを示唆しています。
銀河 TeV の空: 発生源か拡散放出か?
ガンマ線観測は最近、TeVからPeV領域での測定を可能にする有能な地上機器により、ますます高いエネルギーに焦点を移しています。GeVの空では拡散放出の明らかな蔓延が観察されますが、エネルギーに依存する宇宙線輸送は、より高いエネルギーでこの階層が逆転することを示唆しています。しかし、測定はこの問題に関して争っています。大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)のイメージングでは、源が優勢な銀河面が見えますが、空気シャワー粒子検出器(ASPD)は、拡散放射が優勢であることを報告しています。これらの主張を調整するには、関連する機器の制限を詳しく調べる必要がある場合があります。IACTは視野が狭いため、バックグラウンド減算法が適用されるため、大規模な放出のパフォーマンスが低下します。ASPDは分解能が低下しているため、未解決のソースが測定可能な拡散発光信号に寄与しています。ここでは、集団合成アプローチで現在のTeV測定における未解決のソースの量を調査することにより、この論争に貢献し、IACTを使用した高解像度拡散放出測定の独自の機能と、バックグラウンドの制限を克服する可能性について説明します。
AstroSat/UVIT による活動銀河核の遠紫外分光
| Title |
Far-Ultraviolet_Spectroscopy_Of_Active_Galactic_Nuclei_With_AstroSat/UVIT |
| Authors |
Shrabani_Kumar,_G._C._Dewangan,_K._P._Singh,_P._Gandhi,_I._E._Papadakis,_P._Tripathi,_and_L._Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11882 |
$\require{mediawiki-texvc}$我々は、8つのセイファート$1-1.5$活動銀河核(AGN)からの降着円盤放射を、遠紫外($1300-1800$${\AA}$)スリットレス回折格子取得スペクトルを使用して研究するAstroSat/UVITで。銀河系と固有の絶滅、ホスト銀河からの汚染、狭い線と広い線の領域、FeII放出とバルマー連続体を補正し、固有の連続体を導出します。HSTCOS/FOSスペクトルを使用して、低解像度UVITスペクトルの発光/吸収線を考慮します。遠紫外帯では、標準的な降着円盤モデルで予測されるよりも一般に赤いベキ乗則($f_\nu\propto\nu^{\alpha}$)勾配($\alpha\sim-1.1-0.3$)が見つかります。光学/UVバンド。多温度円盤黒体($\texttt{DISKBB}$)や相対論的円盤($\texttt{ZKERRBB}$,$\texttt{OPTXAGNF}$)モデルなどの降着円盤モデルを、観測された固有連続体放出に当てはめます。7つのAGNに対して$\texttt{DISKBB}$モデルを使用して内部ディスク温度を測定します。$\sim3.6-5.8$eVの範囲のこれらの温度は、エディントン率で降着する超大質量ブラックホールが最大回転する標準円盤で予測されるピーク温度よりも低い。2つのAGN、NGC7469とMrk352の内側のディスクは、それぞれ$\sim35-125r_{g}$と$50-135r_{g}$で切り詰められているように見えます。私たちの結果は、AGNからの固有のFUV放出が標準ディスクと一致していることを示していますが、UV連続体は、軟X線の過剰な放出、X線の再処理、高温での熱的Comptonisationの存在によって影響を受ける可能性があります。コロナ。AGNの降着円盤の性質をさらに調査するには、同時に取得されたUV/X線データの共同スペクトルモデリングが必要になる場合があります。
LOFAR を使用した矮小銀河の FRB 持続性電波源の対応物の検索
| Title |
Searching_for_FRB_persistent_radio_source_counterparts_in_dwarf_galaxies_using_LOFAR |
| Authors |
D._Vohl,_H_.K._Vedantham,_J._W._T._Hessels_and_C._G._Bassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11967 |
繰り返されるFRB20121102Aは、矮小銀河の星形成領域に局在し、持続性電波源(PRS)と同じ位置にあることがわかりました。FRB20190520Bは、FRB20121102Aと同様の現象論を共有する2番目の既知のソースであり、同様のバースト活動、ホスト銀河の特性、およびPRSに関連付けられています。PRS放出は熱量計である可能性があり、中央のFRBエンジンのエネルギー出力を推定することができます。FRBの研究とは別に、PRSは矮小銀河で発見されており、中間質量のブラックホールであると解釈されています。矮小銀河に関連するそのような起源の理解を深めるためには、既知のサンプルサイズを増やすことが不可欠です。ここでは、矮小銀河と一致するコンパクトな電波源の検索を提示し、源の候補と、それらを候補のFRBホストと中間質量ブラックホールとの間で区別するための計画された戦略について説明します。
物理学に基づくニューラル ネットワークを使用したフォースフリー中性子星磁気圏のモデル化
| Title |
Modelling_Force-Free_Neutron_Star_Magnetospheres_using_Physics-Informed_Neural_Networks |
| Authors |
Jorge_F._Urb\'an,_Petros_Stefanou,_Clara_Dehman,_Jos\'e_A._Pons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11968 |
物理情報に基づくニューラルネットワーク(PINN)を使用して特定の境界値問題を解決することは、従来の方法に代わるものとしてより一般的になりつつあります。ただし、特定の問題によっては、計算コストが高くなり、精度が低下する可能性があります。実世界の物理的な問題に対するPINNの機能は、PINNがより柔軟で適応可能になると大幅に改善される可能性があります。これに対処するために、ネットワークに追加の入力として導入された、限られた数の係数を通じて表現される一般的な境界条件とソース項についてPINNをトレーニングするというアイデアを検討しています。このプロセスは次元を増やし、計算コストが高くなりますが、トレーニング済みネットワークを使用して新しい一般解を評価する方がはるかに高速です。私たちの結果は、PINNソリューションが比較的正確で、信頼性が高く、行儀が良いことを示しています。このアイデアを、力のない磁気圏に接続された中性子星の内部における磁場進化の天体物理学的シナリオに適用しました。ドメイン全体でグローバルシミュレーションを使用してこの問題を解決するには、楕円ソルバーが外部ソリューションを必要とするため、費用がかかります。PINNを使用した計算コストは、従来の方法で解決された同様のケースよりも1桁以上低かった。これらの結果は、一般化された境界条件を実装するのに非常にコストがかかる、この(または同様の)問題の3Dへの将来の拡張への道を開きます。
EHT コラボレーションで使用される偏波放射伝達コードの比較
| Title |
Comparison_of_Polarized_Radiative_Transfer_Codes_used_by_the_EHT_Collaboration |
| Authors |
Ben_S._Prather,_Jason_Dexter,_Monika_Moscibrodzka,_Hung-Yi_Pu,_Thomas_Bronzwaer,_Jordy_Davelaar,_Ziri_Younsi,_Charles_F._Gammie,_Roman_Gold,_George_N._Wong,_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Juan_Carlos_Algaba,_Richard_Anantua,_Keiichi_Asada,_Rebecca_Azulay,_Uwe_Bach,_Anne-Kathrin_Baczko,_David_Ball,_Mislav_Balokovi\'c,_John_Barrett,_Michi_Baub\"ock,_Bradford_A._Benson,_Dan_Bintley,_Lindy_Blackburn,_Raymond_Blundell,_Katherine_L._Bouman,_Geoffrey_C._Bower,_Hope_Boyce,_Michael_Bremer,_Christiaan_D._Brinkerink,_Roger_Brissenden,_Silke_Britzen,_Avery_E._Broderick,_Dominique_Broguiere,_Sandra_Bustamante,_Do-Young_Byun,_John_E._Carlstrom,_Chiara_Ceccobello,_Andrew_Chael,_Chi-kwan_Chan,_Dominic_O._Chang,_Koushik_Chatterjee,_Shami_Chatterjee,_Ming-Tang_Chen,_Yongjun_Chen,_Xiaopeng_Cheng,_et_al._(225_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12004 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)によるブラックホールの分解された偏光画像の解釈には、ブラックホール降着システムの特定のモデルについて、地球ベースの機器によって観測可能な偏光放射の予測が必要です。このような予測は、一般相対論的放射伝達(GRRT)コードによって生成されます。このコードは、曲がった時空の偏光放射伝達の方程式を統合します。EHTコラボレーション内で使用されるレイトレーシングGRRTコードの選択は、選択されたテスト画像を生成する際の精度と一貫性について評価され、放射伝達計算のさまざまな方法と実装が非常に一貫していることを示しています。解析的降着モデルを画像化すると、すべてのコードが、最悪の場合でも0.012のピクセル単位の正規化平均二乗誤差(NMSE)内で同様の画像を生成することがわかりました。セルベースの磁気流体力学シミュレーションからスナップショットをイメージングすると、すべてのテスト画像がストークスI、Q、U、およびVでそれぞれ0.02、0.04、0.04、および0.12のNMSE内で類似していることがわかります。さらに、公開されたEHT結果に関連するいくつかの画像メトリックの値が、測定の不確実性よりもはるかに優れた精度に一致していることがわかります。
ガンマ線へのパルサー風星雲の寄与
パルサー風星雲(PWNe)は多波長で輝き、銀河系で最大クラスのガンマ線源を構成すると予想されています。それらは非常に効率的な粒子加速器であることが知られています.PWNeクラスのプロトタイプであるカニ星雲は、これまでにしっかりと確認された銀河のレプトンPeVatronであり、LHAASOによって最近検出されたPeVatronのほとんどは、パルサーの起源と互換性があるようです.PWNeは、PWNから周囲の媒体へのエネルギー粒子の効率的な逃避の兆候として、不整列のX線テールとTeVハローの形成に関連していることが証明されています。チェレンコフ望遠鏡アレイの出現により、約200個の新しいPWNeが検出されると予想されます。ガンマ線での多波長スペクトル特性、空間およびスペクトル形態を正しくモデル化できることは、今日話題になっています。これは特に、それらの異なる進化段階を説明し、それらがソースのスペクトル特性に与える影響を正しく判断できる必要があることを意味します.これは実際、ガンマ線で検出されるPWNeの数の予想を直接反映しています。最後に、将来のガンマ線データにおけるPWNeの同定は、それらの科学的重要性に関連するだけでなく、同定されていないPWNeの背景によって隠されている可能性のあるあまり目立たないソースの同定を可能にするためにも役立ちます。
| Title |
The_first_X-ray_polarimetric_observation_of_the_black_hole_binary_LMC_X-1 |
| Authors |
Jakub_Podgorny,_Lorenzo_Marra,_Fabio_Muleri,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_Ajay_Ratheesh,_Michal_Dovciak,_Romana_Mikusincova,_Maimouna_Brigitte,_James_F._Steiner,_Alexandra_Veledina,_Stefano_Bianchi,_Henric_Krawczynski,_Jiri_Svoboda,_Philip_Kaaret,_Giorgio_Matt,_Javier_A._Garcia,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Alexander_A._Lutovinov,_Andrey_N._Semena,_Alessandro_Di_Marco,_Michela_Negro,_Martin_C._Weisskopf,_Adam_Ingram,_Juri_Poutanen,_Banfsheh_Beheshtipour,_Sohee_Chun,_Kun_Hu,_Tsunefumi_Mizuno,_Zhang_Sixuan,_Francesco_Tombesi,_Silvia_Zane,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12034 |
2022年10月にImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によって取得された、高質量X線バイナリLMCX-1の高/ソフト状態のX線偏光観測について報告します。測定された偏光は以下のとおりです。1.1%の検出可能な最小分極(99%の信頼水準)。同時に、NICER、NuSTAR、およびSRG/ART-XC機器で発生源が観測され、支配的な熱成分とComptonized成分へのスペクトル分解が可能になりました。発生源の2～8keVという低い分極では、ブラックホールのスピンと降着円盤の傾斜に強い制約を加えることができませんでした。ただし、約36度の軌道傾斜角を仮定すると、上限は、幾何学的に薄く光学的に厚い円盤からの純粋な熱放射の予測と一致します。コンプトン化成分の偏光度が0、4、または10%であり、ディスク放出の偏光に対して垂直に配向されていると仮定します(次に、光および無線バンドで検出された大規模なイオン化コーンに対して垂直であると仮定されます)。、それぞれ0.5、1.7、または3.6%のディスク放射の偏光の上限が見つかりました(99%の信頼度で)。
MWAX: マーチソン ワイドフィールド アレイ用の新しい相関器
| Title |
MWAX:_A_New_Correlator_for_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
I._S._Morrison,_B._Crosse,_G._Sleap,_R._B._Wayth,_A._Williams,_M._Johnston-Hollitt,_J._Jones,_S._J._Tingay,_M._Walker_and_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11557 |
マーチソンワイドフィールドアレイ(MWA)低周波電波望遠鏡用の「MWAX」と呼ばれる新しい相関器の設計、検証、および試運転について説明します。MWAXは、以前の世代のMWA相関器を置き換え、相関機能を拡張し、柔軟性、スケーラビリティ、保守性を向上させます。MWAXは、MWAインフラストラクチャの現在および将来のフェーズII/IIIアップグレードを活用するように設計されています。最も注目すべきは、MWAのアンテナタイル256個すべての同時相関です(将来的にはさらに増える可能性があります)。MWAXは、イーサネットマルチキャストアーキテクチャに基づく、完全にソフトウェアでプログラム可能な相関器です。その中核にあるのは、それぞれ1.28MHz帯域幅の最大24のコースチャネルをリアルタイムで処理する24台の高性能GPU対応の市販のコンピューティングサーバーのクラスターです。このシステムは、相関するアンテナタイルの数と粗チャネルの数に関して非常に柔軟でスケーラブルであり、ユーザーに幅広い周波数/時間分解能の組み合わせを提供します。最後に、時間の経過とともに徐々に展開されると予想される将来の機能強化と拡張機能のロードマップを示します。
WALLABY、SKA 前駆体中性水素調査からのデータ プロダクトの非対称分布
| Title |
Asymmetric_distribution_of_data_products_from_WALLABY,_an_SKA_precursor_neutral_hydrogen_survey |
| Authors |
Manuel_Parra-Royon_and_Austin_Shen_and_Tristan_Reynolds_and_Parthasarathy_Venkataraman_and_Mar\'ia_Angeles_Mendoza_and_Susana_S\'anchez-Exposito_and_Julian_Garrido_and_Slava_Kitaeff_and_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11670 |
WidefieldASKAPL-bandLegacyAll-skyBlindsurveY(WALLABY)は、SquareKilometerArray(SKA)の前駆望遠鏡であるオーストラリアのSKAPathfinder(ASKAP)で実行されている中性水素調査(HI)です。WALLABYの目標は、ASKAPの強力な広視野フェーズドアレイフィード技術を使用して、21cmの中性水素線で全天の4分の3を30秒角の角度分解能で観測することです。その後、オーストラリアのSKA地域センター(AusSRC)、カナダの電波天文データ解析イニシアチブ(CIRADA)、およびスペインのSKA地域センタープロトタイプ(SPSRC)での後処理活動により、ソースカタログ、運動モデルの形式で公開されている高度なデータ製品が生成されます。それぞれ、画像の切り抜き。これらの高度なデータ製品は、各サイトでローカルに生成され、ネットワーク全体に配布されます。完全な調査の過程で、ソース検出ごとに最大10MBのデータが複製されると予想されます。これは、ほぼリアルタイムで他の場所に統合される数十GBの取り込みを意味する可能性があります。ここでは、PostgreSQLをエンジンとして使用し、Bucardoを非同期レプリケーションサービスとして使用して、WALLABYのデータプロダクトを使用した堅牢なマルチソースプール操作を可能にする、非対称データベースレプリケーションモデルと戦略の使用について説明します。この作業は、グローバルに分散したサイト全体でこのタイプのデータ配信ソリューションを評価するのに役立ちます。さらに、展開されたモデルが将来のスケーラビリティとリモートコラボレーションのニーズに対して十分であることを確認するために、一連のベンチマークが開発されました。
NASA ミッション向けの低コストのコンパクトな宇宙環境および宇宙天気効果センサー スイートの推奨
| Title |
Recommending_Low-Cost_Compact_Space_Environment_and_Space_Weather_Effects_Sensor_Suites_for_NASA_Missions |
| Authors |
Yihua_Zheng,_Michael_Xapsos,_Insoo_Jun,_T._P._O'Brien,_Linda_Parker,_Wousik_Kim,_Justin_Likar,_Joseph_Minow,_Thomas_Chen,_Douglas_Rowland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11875 |
小型化された宇宙船(キューブサットやスモールサットなど)と計測器が、宇宙探査と科学調査にますます不可欠な要素になるにつれて、時々不安定な宇宙環境に起因する宇宙天気の影響に対する潜在的な感受性を理解することが重要です。宇宙環境がさまざまな宇宙ハードウェア/電子機器とどのように相互作用するかには、多くの複雑さが伴います。しかし、そのような影響の測定は欠けていました。したがって、低コスト、低消費電力、コンパクトなセンサースイート(主に宇宙天気と衝突目的)を開発および/または調達し、将来のすべてのNASA(および一般的には米国)のミッションでそれらを飛行させて測定および測定することをお勧めします。主な計装に加えて、宇宙天気の影響を定量化します。
マルチスカラー アプローチによる動的およびポラリメトリック VLBI イメージング
最近、DoG-HiTなどのマルチスケールイメージングアプローチがVLBIイメージングの問題を解決するために開発され、有望なパフォーマンスを示しました。高速、正確、偏りがなく、自動です。マルチスカラーイメージングアプローチを偏光イメージング、動的に進化するソースの再構成、そして最終的に動的偏光再構成に拡張します。これらの拡張機能(mr-supportイメージング)は、マルチスカラーアプローチを利用しています。時間平均されたStokesIイメージは、ウェーブレット変換によって単一のサブバンドに分解されます。DoG-HiTによって計算された、統計的に有意なウェーブレット係数のセットである多重解像度サポートを、制約付き最小化方法で事前に計算されたものとして使用します。多重解像度サポートの係数のみを変更することで、単一フレーム(偏光)オブザーバブルを適合させます。EHTは超大質量ブラックホールを撮像するVLBIアレイです。mr-supportイメージングが十分な正則化を提供し、典型的なEHTセットアップで地平線スケールで単純な幾何学的ダイナミクスを回復できることを合成データで示します。このアプローチは、比較的軽量で高速で、大部分が自動化されており、データ駆動型です。ngEHTは、超大質量ブラックホールのイベントホライズンスケールでムービーを復元するように設計されたEHTの拡張計画です。より高密度のngEHT構成のmr-supportイメージングのパフォーマンスをベンチマークし、追加のngEHTアンテナが動的な偏波再構成にもたらす主な改善を示します。現在および今後の機器は、動的に進化する構造パターンの偏光イメージングを最高の空間および時間分解能で行う観測の可能性を提供します。最先端の動的再構成法は、さまざまな時間的正則化と事前確率でこの動きを捉えることができます。この作業では、再構成を多重解像度サポートに制限する、より単純な正則化をリストに追加します。
星を越えた恋人 DI タウ A と B: 軌道の特徴付けと物理的特性の決定
| Title |
Star-Crossed_Lovers_DI_Tau_A_and_B:_Orbit_Characterization_and_Physical_Properties_Determination |
| Authors |
Shih-Yun_Tang_(1,_2,_3),_Asa_G._Stahl_(2),_L._Prato_(1,_3),_G._H._Schaefer_(4),_Christopher_M._Johns-Krull_(2),_Brian_A._Skiff_(1),_Charles_A._Beichman_(5,_6),_Taichi_Uyama_(5,_6,_7)_((1)_Lowell_Observatory,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Rice_University,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Science,_Northern_Arizona_University,_(4)_The_CHARA_Array_of_Georgia_State_University,_(5)_IPAC,_Caltech,_(6)_NASA_Exoplanet_Science_Institute,_(7)_NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11347 |
おうし座T星の弱い伴星DITauAは、1989年に月食技術によって最初に発見され、その後1991年にスペックルイメージング観測によって確認されました。さまざまな方法を使用し、20年以上にわたって行われました。ここでは、若い太陽系外惑星分光調査(YESS)中のDIタウBの偶然の再発見を報告します。17年間にわたるYESSからの視線速度データ、KeckIIからの新しい適応光学観測、および文献からの他のさまざまなデータを使用して、検出と(ほとんどすべての)非-DITauBの検出履歴。両方のコンポーネントの動的質量を推定し、大きな質量差(q$\sim$0.17)と長い軌道周期($\gtrsim$35年)がDITauシステムを注目に値する貴重な追加物にしていることを発見しました。星の進化と前主系列モデルの研究に。軌道周期が長く、DIタウAとBの間のフラックス比(f2/f1)が小さいため、これらの観測結果とプレメインシーケンスモデルをより適切に比較するには、追加の測定が必要です。最後に、DIタウAの平均表面磁場強度($\barB$)は$\sim$0.55kGであり、若い活発な星の状況では異常に低いことを報告します。
HD 42477: A0Vnne 星の結合 r モード、g モード、および p モード
| Title |
HD_42477:_coupled_r_modes,_g_modes_and_a_p_mode_in_an_A0Vnne_star |
| Authors |
D._W._Kurtz,_R._Jayaraman,_P._Sowicka,_G._Handler,_H._Saio,_J._Labadie-Bartz,_U._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11358 |
いくつかの研究は、pモードで脈動する多くの星が、ヘルツスプルング・ラッセル(HR)ダイアグラムの$\beta$Cepと$\delta$Sct不安定ストリップの間にあることを示しています。現在のところ、この$T_{\rmeff}$の範囲でp~modesがどのように励起されるかについての確実な理解はありません。この研究の目標は、すべての星がpモードで脈動し、この$T_{\rmeff}$範囲にあるという推測を反証することです。$\delta$Sct不安定ストリップにある目に見えないより低温の伴星の存在(HRダイアグラムのこの領域にある星の連星の割合が高いことを考えると)。TESSデータを使用して、A0VnneスターHD42477が複数のrモードおよび/またはgモードと結合した単一のpモードを持っていることを示します。ピクセルごとの検査で汚染された背景の星を除外し、連星内の伴星$\delta$Sct星の可能性を基本的に除外します。HD42477の脈動をモデル化し、gモードが過安定な対流コアモードによって励起されることを示唆します。また、単一のpモードはgモードとの結合によって駆動されるか、この急速に回転する星の偏平性により、赤道領域でのHeII電離による駆動が可能になると推測されます。
AGB後の初期の不安定性について
AGBフェーズを介した動的な恒星進化モデリングにより、エンベロープが希薄な恒星の光度と質量の比が臨界限界を超えると、非常に急速に振幅が大きくなる動径脈動が発生することが明らかになりました。いくつかの脈動サイクルの後にすでに非線形になっている不安定性は、これまでしつこく神秘的な性質のスーパーウィンドの源として適格である可能性があります.
スパイト高原の批判と原始リチウムのアストレーション
5500K<Teff<6700K、-6.0<[Fe/H]<-1.5、およびlogg>~3.5の範囲内で、金属の少ない矮星と亜巨星のリチウム存在量A(Li)の分布を調べます。(SpiteとSpiteによって最初に採用されたパラメーターのスーパーセット)、約200の星の文献データを使用。Teffを赤外線フラックス法に固定することにより、350KまでのTeff差、したがって[Fe/H]およびA(Li)で0.3dexの不確実性をもたらすいくつかの方法の問題に対処します。[Fe/H]の関数としてA(Li)の挙動を理解しようとしています--最高の[Fe/H]で小さな分散、中間値で「メルトダウン」(つまり、Spiteプラトーの下のLiの大きな広がり))、および最低[Fe/H]での極端な変動。A(Li)の減少は、分散の増加を伴います。[Fe/H]が宇宙の年齢とともに増加する限り、A(Li)の挙動は原始Liの破壊を伴う混沌とした星形成を反映しており、A(Li)~2.3の古典的なスパイトプラトーに落ち着きます。銀河ハローは[Fe/H]~-3.0に達する。3つのフェーズを検討します。（1）Cが豊富な環境（[C/Fe]>2.3）での最初の星形成、Liが枯渇。(2)前主系列進化中のケイ酸塩支配的な星形成と原始Liの破壊。(3)これらの2つの段階からの物質が共存し合体して、Spiteプラトーの下でA(Li)を持つCに富む星を形成し、「メルトダウン」を説明する可能性のあるおもちゃのモデルにつながる。Mucciarelliらの結果についてコメントします。LowerRGBについて、およびAguadoらの提案。一般に受け入れられているよりも低い原始リチウム存在量を支持します。
ONE WD+He WD システムを超小型 X 線連星に進化させる
大質量白色矮星(WD)の降着誘起崩壊(AIC)は、中性子星(NS)連星の形成に不可欠な経路であることが提案されています。AICイベントの存在を示す直接的な証拠はまだありませんが、いくつかの種類のNSシステムがAICプロセスに由来することが示唆されています。代表的な証拠の1つは、近い軌道で超軽量コンパニオン(<=0.1Msun)を伴う強い磁場と低速スピンNSの検出です。ただし、以前の研究では、このような低質量の仲間とのAICイベントの形成を説明できません。現在の作業では、一連のONEWD+HeWDシステムをAICイベント（HeWDドナーチャネルと呼ばれる）の形成に進化させ、HeWDが補充されるとNSバイナリは超コンパクトX線バイナリとして動作します彼らのロッシュローブ。我々は、ONEWD+HeWDシステムが、AICイベントの直後に新たに形成されたNS+超軽量コンパニオンシステムの形成の可能性のあるチャネルであることを発見しました。他にも矛盾する特性がいくつかありますが、4U1626-67(超軽量の伴星を持つ新しく形成されたNS連星の1つ)の検出された伴星の質量と軌道周期は、HeWDドナーチャネルによって再現できます。さらに、以前の星震学の結果と組み合わせて、UCXBソース(XTEJ1751-305)がHeWDドナーチャネルに由来する可能性があると推測します。
非常に若い < 1 Myr の低質量星のスピン分布を支配するもの
MESAコードを使用して、星の種から始めて、若い星の進化と回転周期を計算し、原始星の降着、星風、および磁気星-ディスク相互作用を考慮に入れます。さらに、降着物質のエネルギーの一部を追加の熱として星の内部に追加し、星の進化に対する結果の影響を星のスピンモデルと組み合わせます。パラメータの異なる組み合わせでは、1~Myrの星の周期は0.6~12.9~日の範囲です。したがって、1~Myrという比較的短い期間の間に、星とその降着円盤の間の相互作用によって、かなりの量の星の角運動量がすでに除去されている可能性があります。星の内部に加えられる追加の熱の量、降着の歴史、円盤と星の風の存在は、最初の100万年間の星のスピンの進化に最も強い影響を与えます。恒星の自転が最も遅いのは、強い磁場、大量の追加熱、有効な風が組み合わさった結果です。最速の回転子は、弱い磁場と効果のない風を組み合わせたものか、星に追加された少量の熱の結果です。このような構成につながるシナリオについて説明します。一方、恒星の種の異なる初期自転周期は、すぐに収束し、恒星の周期にまったく影響しません。私たちのモデルは、6つの若い($\lesssim3$~Myr)クラスターで観測されたローテーション期間の90\%まで一致します。これらの興味深い結果に基づいて、モデルを流体力学的ディスク進化コードと組み合わせて、エピソード降着イベント、磁気ディスク風、内部および外部光蒸発などのいくつかの重要な側面を一貫して含めるように動機付けます。(短縮)
不完全なテイラー緩和による静かな太陽フラックス ロープの形成
低高度のねじれた磁場は、静かな太陽の大気加熱に関連している可能性がありますが、これらのねじれた磁場の正確な役割、トポロジー、および形成はまだ研究されていません。成層化された3DMHDシミュレーションで、プレフレアフラックスロープの形成と進化を調べます。謎の1つは、このモデル化されたフラックスロープは、フラックスの出現、フラックスのキャンセル、またはテザー切断などのより大きなフレアで機能する通常のメカニズムでは形成されないということです。ラグランジュマーカーを使用して代表的な磁力線をトレースし、フラックスロープの時空間進化をたどります。磁束システム内の薄い電流シートに焦点を当てることにより、磁力線ペアの再接続に関連する磁束束を分離します。また、ロープが弛緩するときの力のないパラメーターの時変分布も分析します。最後に、磁場のさまざまなシード方法を比較し、それらの関連性について説明します。モデル化されたフラックスロープは、電流が流れるフラックスチューブの合体から徐々に構築されることを示します。これは、基礎となる対流ゾーンの流れによって駆動される一連のコンポーネントの再結合によって発生します。これらの再接続は、小規模から大規模へのヘリシティの逆カスケードにつながります。また、システムは線形の力のない場に向かって緩和しようとしますが、対流ドライバーと最終的なナノフレアが完全な緩和を妨げることもわかりました。ナノフレアイベントの首尾一貫したシミュレーションを使用して、太陽のコロナでテイラー緩和に向かう傾向のある逆ヘリシティカスケードを初めて示し、後に周囲のフィールドと再接続する秩序だったフラックスロープをもたらします。これは、フラックスの出現またはキャンセルが観察されないときの不完全なテイラー緩和による、静かな太陽でのナノフレアイベントの蓄積を理解するための手がかりを提供します。
SDSS J081256.85+191157.8 における傾いた円盤の歳差運動の新しい証拠
| Title |
New_evidence_for_the_precession_of_tilted_disk_in_SDSS_J081256.85+191157.8 |
| Authors |
Qi-Bin_Sun,_Sheng-Bang_Qian,_Li-Ying_Zhu,_Wen-Ping_Liao,_Er-Gang_Zhao,_Fu-Xing_Li,_Xiang-Dong_Shi_and_Min-Yu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11847 |
超軌道信号と負のスーパーハンプは、傾いた円盤の節線の逆歳差運動に関連していると考えられていますが、証拠はありません。私たちの結果は、傾いた円盤の歳差運動の新しい証拠を提供します。TESSとK2測光に基づいて、超軌道信号、負のスーパーハンプ、正のスーパーハンプ、長周期日食激変星SDSSJ0812の食の特徴を調べます。K2測光では、周期がそれぞれ3.0451(5)d、0.152047(2)d、0.174686(7)dの超軌道信号、負のスーパーハンプ、正のスーパーハンプが見つかりますが、TESS測光ではすべて消失します。正のスーパーハンプは同じキャンペーンの前半にのみ存在し、SDSSJ0812に永続的に存在するものがないことを確認します。さらに、SDSSJ0812で、それぞれ3.045(8)d、3.040(6)d、および3.053(8)dの最小値、食の深さ、および負のスーパーハンプ振幅のO-Cの周期的変動を初めて見つけました。そして、すべてが傾斜した円盤の歳差運動の~0.75フェーズで最大に達し、傾斜した円盤の歳差運動の新しい証拠を提供します。O-Cと日食の深さの変動は、歳差運動で傾いた円盤の明るさの中心のシフトに起因する可能性があることを示唆しています。超軌道信号による負のスーパーハンプ振幅の周期的変動に関する我々の最初の発見は、負のスーパーハンプの起源が傾いた円盤の歳差運動に関連しているという重要な証拠です。
恒星脈動ハイドロコードにおける対流パラメータのキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_the_convective_parameters_in_stellar_pulsation_hydrocodes |
| Authors |
G\'abor_B._Kov\'acs,_R\'obert_Szab\'o,_J\'anos_Nuspl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12049 |
コンピューティング性能の急速な向上のおかげで、2次元および3次元モデルの出現にもかかわらず、半径方向の恒星の脈動をモデル化するために使用される数値ハイドロコードは、現実的な大気を含まない1次元の恒星エンベロープモデルを適用します。乱流対流の。ただし、乱流対流は、脈動を生成するイオン化ゾーンの近くで本質的に多次元の物理プロセスです。1次元でのこれらのプロセスの記述は、いくつかの未決定の無次元パラメーターを含む単純化された理論的考察に基づいてのみ概算できます。この作業では、2つの1次元数値コード、すなわちブダペストフロリダコード(BpF)とMESA放射状恒星脈動モジュール(RSP)を、M3球状星団のいくつかの非変調RRab星の視線速度観測と対峙させます。両方のコードの測定データによって未定の対流パラメータを個別に指定しました。私たちの決定は、いくつかのパラメーターが有効温度に依存することを示しています。この依存関係は、この作業で初めて確立され、パラメーター間にいくつかの縮退も見つかりました。この手順は、MESAパッケージを通じて研究者によって最近広く使用されている、公開されているRSPコードのパラメーターの副産物の提案を提供します。この作業は、1次元モデルの結果に基づいてそれらを多次元モデルと結合し、物理プロセスをさらに詳細に分析するために必要な理論的フレームワークを確立するための準備作業の一部です。
速度論的混合を超えたベクトル暗黒物質の吸収
大規模なベクトル粒子は、主に光子との仮定された速度論的混合を利用して、幅広い実験室検索の動機となる最小限の暗黒物質の候補です。ただし、高エネルギー場の内容によっては、可視粒子に結合する優勢なベクトル暗黒物質(VDM)がオペレーターのより高い次元で発生する可能性があり、より一般的な相互作用の直接検出率を予測する努力が必要になります。ここでは、電子電気(EDM)または磁気(MDM)双極子モーメントへの結合によるVDM吸収の最初の計算を提示します。\,-\,MeV質量範囲。一般的なターゲットのMDMおよびEDMモデルの吸収率を計算し、現在使用されているターゲット(SiおよびGe結晶、XeおよびAr原子)から直接検出制約を導き出します。現在の実験は、宇宙論的凍結シナリオに対応するVDMパラメーター空間にすでに敏感であり、将来の実験では、再加熱温度が電弱スケール未満のMDMおよびEDM凍結モデルを完全に除外できることがわかります。さらに、MDM相互作用の制約はアクシオン様粒子の制約に関連している可能性がありますが、EDMモデルには同じことが当てはまらないため、後者の吸収率は第一原理から計算する必要があります。これを達成するために、公開されているプログラムEXCEED-DMを更新して、これらの新しい計算を実行します。
| Title |
Hunting_for_Neutral_Leptons_with_Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
Robert_Heighton,_Lucien_Heurtier_and_Michael_Spannowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11352 |
GRAND、POEMMA、Trinity、TAROGE-M、PUEOなどの次世代の大容量検出器は、これまでにない感度で超高エネルギー宇宙線(UHECR)を探索するように設計されています。これらの検出器を使用して、標準モデル(BSM)を超える新しい物理を探索することを提案します。活性な$\tau$ニュートリノと排他的に混合する右巻きニュートリノの単純なケースを考察することにより、新しい物理学の存在により、UHECRが地球を伝搬し、大規模な空気シャワーを生成する可能性が高まることを実証します。すぐに測定可能。標準モデルと右巻きニュートリノの存在下の両方で、高エネルギーニュートリノのさまざまな拡散および一時的なソースから発生するこのようなシャワーのフラックスを比較します。出現角$\gtrsim10$degのイベントを検出することは、BSM物理学の存在を調べるのに有望であることを示し、そうするためにGRANDとPOEMMAの感度を研究します。特に、$\mathcalO(1-16)$GeVの質量を持つ右巻きニュートリノの仮説は、$|U_{\tauN}|のような小さな混合角について、将来的に精査される可能性があることを示しています。^2\gtrsim10^{-7}$、したがって、既存および予測される実験的制限と競合します。
バイメトリック アフィン二次重力
バイメトリック重力は、2つの相互作用する動的計量テンソルの存在を仮定する重力理論です。バイメトリック重力のスペクトルは、質量のないスピン2粒子と質量のあるスピン2粒子で構成されます。2つのメトリック$g_{\mu\nu}$と$f_{\mu\nu}$の間の相互作用の形式は、いわゆるBoulware-Deserゴーストが存在しないことを要求することによって制約されます。この作業では、元のバイメトリック理論を対応するバイメトリックアフィン理論に拡張します。この理論では、関連する2つの接続$\Gamma_{\mu\,\,\,\nu}^{\,\,\,\rho}(g)$と$\widetilde{\Gamma}_{\mu\,\,\,\nu}^{\,\,\,\rho}(f)$は、独立変数として扱われます。Ricciスカラー曲率項$\mathcal{R}^2(g)$の追加の2次式の場合を詳細に調べると、この理論には、相互作用パラメーターの広い範囲でゴーストがないことがわかります。大規模なスピン2粒子の暗黒物質解釈の可能性。
M31の電波放射の形から暗黒物質消滅の限界
熱的に生成された暗黒物質の十分に動機付けられたシナリオは、多くの場合、高エネルギーのガンマ線に関連して、暗黒物質の消滅によって生成された銀河内の電子と陽電子の集団をもたらします。それらが銀河磁場を通って拡散するとき、これらの$e^\pm$はシンクロトロン電波放射を生成します。この信号の強度と形態は、$e^\pm$が伝播する星間媒体の特性に依存します。アンドロメダ銀河(M31)の観測を使用して、ガス、磁場、星明かりのモデルを構築し、3.6cmの電波放射の形態を使用して、暗黒物質消滅の制約を$b\bar{b}$に設定しました。M31の中心での発光信号は拡散係数と暗黒物質のプロファイルに非常に敏感であるため、中心から$0.9-6.9$kpcの間の領域の微分フラックスに制限を加えます。$7\times10^{-26}$の最大感度で、質量範囲$10-500$GeVの消滅断面積$\gtrsim3\times10^{-25}$cm$^3$/sを除外します。$20-40$GeVでcm$^3$/秒。これらの制限は、M31の以前の研究で見つかったものよりも弱いですが、拡散係数の変動に対して堅牢です。
ストロング フォースとダーク セクターの出会い: 反物質暗黒物質検索の QCD 不確実性のロバストな推定
| Title |
The_Strong_Force_meets_the_Dark_Sector:_a_robust_estimate_of_QCD_uncertainties_for_anti-matter_dark_matter_searches |
| Authors |
Adil_Jueid,_Jochem_Kip,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Peter_Skands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11363 |
ハドロン最終状態への暗黒物質消滅チャネルでは、陽電子、光子、反陽子、反ニュートリノなどの安定粒子が、QED/QCD放射、ハドロン化、ハドロン崩壊などの複雑な一連の現象を介して生成されます。これらのプロセスは通常、Fermi-LAT、Pamela、IceCube、AMS-02などの間接検出実験の予測に固有のQCD不確実性があることを示す限られた精度のモンテカルロイベントジェネレーターによってモデル化されます。この記事では、Pythia8イベントジェネレーターのパラメトリックバリエーションに基づいて、暗黒物質消滅による反物質スペクトルのQCD不確実性の完全な分析を実行します。光クォークフラグメンテーション関数のいくつかの再調整を実行した後、QCDの不確かさの保守的な見積もりにまたがる一連のバリエーションを定義します。さまざまな消滅チャネルと最終状態の粒子種の反物質スペクトルへの影響を推定し、暗黒物質質量と熱平均消滅断面積の適合値への影響について説明します。暗黒物質の質量の不確実性については$\mathcal{O}(40)$GeVまで、消滅断面積については$\mathcal{O}(10\%)$までの劇的な影響が見られます。このhttps://github.com/ajueid/qcd-dm.github.io.gitリポジトリで、QCDの不確実性とコードスニペットを含む表形式でスペクトルを提供し、高速なダークマターフィットを実行します。
| Title |
Axion-sourced_fireballs_from_supernovae |
| Authors |
Melissa_Diamond,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Gustavo_Marques-Tavares,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11395 |
新しい弱く相互作用する粒子は、100MeV範囲のエネルギーを持つ超新星コアから出現し、その後の崩壊によって$\gamma$線を生成します。これらは、拡散宇宙$\gamma$線背景に寄与するか、またはSN~1987Aの太陽最大ミッション(SMM)衛星に現れたと考えられます。ただし、アクシオン様粒子(ALP)の例では、前駆星を超えた距離でも崩壊光子が逃げず、代わりに$T\lesssim1$MeVのプラズマシェルである火の玉を形成できることを示しています。.したがって、既存の議論は、わずか10MeVの質量と数$10^{-10}~{\rmGeV}^{-1}$の2光子結合を持つALPを除外していません。しかし、エネルギーは、パイオニア金星探査機(PVO)のSN1987Aからは見られなかったサブMeVの光子で現れ、この新しいウィンドウを再び閉じました。同様の方法で拘束された他の粒子については、注意深い再評価が必要です。
これらの講義ノートは、最初はInstitutd'AstrophysiquedeParis(フランス)で、次にSISSA(イタリア)で、そしてさまざまな夏/冬学校。このレベルは、物理学の博士課程の学生、または一般相対性理論の最初のコースを受講した修士課程の学生に適している必要があります。天体物理学への応用ではなく、第一原理から結果を導き出すことに重点が置かれています。
光円錐のゲージ不変性: 曲率摂動と放射自由度
| Title |
Gauge_invariance_on_the_light-cone:_curvature_perturbations_and_radiative_degrees_of_freedom |
| Authors |
Giuseppe_Fanizza,_Giovanni_Marozzi,_Matheus_Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.11743 |
Mukhanov-Sasaki変数やテンソル摂動の$E$-および$B$-モードなど、いくつかの関連する宇宙論的ゲージ不変変数の観測された光円錐の式を導出します。光円錐の構造はFLRW対称性を直接的に反映しないため、座標に依存せず、摂動をヘリシティに従って分類する形式を開発します。私たちは線形摂動を扱っていますが、私たちの形式は非線形理論に容易に拡張でき、初期宇宙から後期宇宙まで、観測された光円錐に直接沿って、宇宙論的摂動の進化を研究するための基礎を置くことができます。.
遺物のグラビトンと高周波検出器
宇宙重力子は、動作中の広帯域干渉計では現在到達できず、さまざまなクラスの電気機械検出器が長年にわたって提案されているMHz～GHz領域で予想されます。これらの機器によって検出可能な最小チャープ振幅は、多くの場合、現在オーディオ帯域で動作している検出器によって到達可能な感度に基づいて設定されます。パルサータイミングアレイの観測結果、広帯域検出器の限界、およびその他の現象学的限界を組み合わせることで、kHzをはるかに超える遺物の重力子を実際に検出するには、チャープとスペクトルが必要になるため、この要件があまりにも寛大であり、誤解を招くことさえあることを示します。同じクラスの確率的ソースに対して、オーディオ帯域で現在達成可能な振幅よりも10桁または15桁小さい振幅です。次に、潜在的な高周波信号をより詳しく調べ、チャープとスペクトル振幅の感度が、宇宙重力子の直接的および間接的な制約によって示唆されるものよりもさらに小さくなければならないことを示します。最後に、Hanbury-BrownTwiss干渉計の枠組みで高周波検出器を分析し、オーディオ帯域(つまり、数Hzから数kHz)で動作するものよりも実際にはより重要であると主張します。遺物グラビトンとそれに関連する二次相関効果。特に、対応する二次干渉効果を研究することにより、熱グラビトンと非熱グラビトンの統計的特性をどのように区別できるかを提案します。
