ハッブル張力に対するシンメトロン スクリーニングの影響: 宇宙距離はしごデータを使用した新しい制約
| Title |
Impact_of_symmetron_screening_on_the_Hubble_tension:_new_constraints_using_cosmic_distance_ladder_data |
| Authors |
Marcus_H\"og{\aa}s,_Edvard_M\"ortsell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12827 |
修正された重力理論では、第5の力が遍在しています。観測と両立させるために、そのような力は太陽系スケールでスクリーニングされなければなりませんが、銀河スケールでも重要な貢献をする可能性があります。この場合、5番目の力が宇宙距離ラダーのキャリブレーションに影響を与え、ハッブル定数$H_0$の推定値を変更する可能性があります。この論文では、シンメトロンスクリーニングを分析し、それが一般にハッブル張力を増加させることを示します。一方で、完全な統計分析を行うことにより、宇宙距離ラダーデータが、現在理論の最も制約的なテストである太陽系テストと競合するレベルに理論を制限できることを示しています。標準結合の場合、シンメトロンコンプトン波長の制約は$\lambda_{\rmC}\lesssim2.5\,\mathrm{Mpc}$です。したがって、距離はしごデータは、このようなタイプの理論をテストする斬新で強力な方法を構成します。
無衝突物質の高速で正確な崩壊時間の予測
線形の外部潮汐場の存在下でも、さまざまな振幅を持つ3つの交差した正弦波によってシードされた無衝突物質の重力崩壊を検討します。粒子軌道の交差であるシェル交差を解決するために、標準のラグランジュ摂動理論(LPT)よりも効率的な2つの理論的方法を検討します。方法の1つは、変位場の切り捨てられたLPTシリーズをUVレジームまで完成させ、それによってその収束を指数関数的に加速すると同時に、ボイド領域で観察されるLPTの病理学的挙動を取り除きます。もう1つの方法は、大惨事理論から知られている正規形の手法を利用しています。これは、ここでは正弦波の初期データをシェル交差位置の空間での2次テイラー展開で置き換えることになります。この置換により、シェル通過時間の予測でパーミルレベルの精度を達成しながら、変位場の決定が数桁高速化されます。2つの方法は個別に使用できますが、組み合わせたときに全体的に最高のパフォーマンスが得られます。最後に、基本座標系における流体の非線形密度と3軸進化の正確な式を見つけ、完全に対称な正弦波崩壊と球状崩壊の間の新たに確立された正確な対応を報告します。
多波長模擬銀河カタログを用いた暗黒物質ハロー表面密度の不変性のテスト
| Title |
A_test_of_invariance_of_dark_matter_halo_surface_density_using_multiwavelength_mock_galaxy_catalogues |
| Authors |
Gopika_K.,_Shantanu_Desai,_Aseem_Paranjape |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12859 |
多くの観測により、暗黒物質のハロー表面密度(ハローコア半径とコア密度の積によって与えられる)は、多様な銀河群に対してほぼ一定であることが示されています。ハロー表面密度のこの不変性は、銀河団とグループのスケールでは破られていますが、銀河スケールでの前述の不変性が$\Lambda$CDM内で説明できるかどうかについては未解決の問題です。この目的のために、バリオンの存在下での暗黒物質ハローの断熱収縮が考慮されている$\Lambda$CDMシミュレーションからの多波長模擬銀河カタログを使用して、質量の関数としてのハロー表面密度の変化を調べます。.これらのバリオン化された$\Lambda$CDMハローは、一般化されたNFWプロファイルに最もよく適合し、これらのハローからのハロー表面密度は、ハロー質量とビリアル濃度の両方に関して縮退していることがわかりました。濃度を平均したときの質量との相関関係は、一定のハロー表面密度と一致することがわかりました。ただし、ハロー質量の関数としてのべき法則依存性も排除できません。
深層学習による宇宙の初期条件の予測
宇宙の現在の状態につながった初期条件を見つけることは、計算コストの高いN体シミュレーションなどのツールを使用して初期条件の進化をモデル化するとともに、初期条件の広大な入力空間を検索する必要があるため、困難です。ディープラーニングは、N体シミュレーションの線形入力と赤方偏移ゼロでの最終的な非線形変位との間のマッピングを学習できる代替モデリングツールとして登場しました。これにより、フォワードモデリングが大幅に加速されます。ただし、これは初期条件の検索スペースを減らすのには役立ちません。このホワイトペーパーでは、リバースマッピング用にディープラーニングモデルをトレーニングできることを初めて示しました。現在の時間の非線形変位とシステムの宇宙論的パラメーターを考慮して、N体システムの線形変位を出力するV-Netベースの畳み込みニューラルネットワークをトレーニングします。このニューラルネットワークが、広範囲のスケールで初期の線形変位フィールドを正確に復元することを示します($<1$-$2\%$誤差は、ほぼ$k=1\\mathrm{Mpc}^{-1}\,h$)、より小さなスケールでの逆問題の不明確な性質にもかかわらず。具体的には、小規模なスケールは非線形効果によって支配され、後方ダイナミクスが数値エラーや計算エラーの影響を受けやすくなり、高度に発散した後方軌道と1対多の後方マッピングにつながります。私たちの方法の結果は、ニューラルネットワークベースのモデルが初期の線形状態の適切な近似値として機能し、それらの予測が宇宙の初期状態を推測するためのサンプリングベースの方法の適切な出発点として機能できることを動機付けます。
レンズ回転の検出方法
画像の重力レンズ回転は、密度摂動の線形次数では無視できると予測されますが、2次での誕生後のレンズ-レンズ結合によって生成される可能性があります。この回転は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズでは光源経路の長さが長いため多少強化されますが、小さいままであり、CMBレンズ再構成だけで直接検出するのは非常に困難です。シモンズ天文台（SO）またはCMB-S4データで再構築されたカールと、大規模構造（LSS）トレーサーの二次組み合わせから構築されたテンプレートとの間の相互相関信号として、回転が高い有意性で検出可能である可能性があることを示します。同様に、レンズ回転トレーサートレーサーバイスペクトルも検出できます。ここで、考慮されるLSSトレーサーには、CMBレンズ収束、銀河密度、宇宙赤外線背景(CIB)、またはそれらの最適な組み合わせが含まれます。これらのトレーサーの最適な組み合わせにより、SOで$5.7\sigma$-$6.1\sigma$、CMB-S4で$13.6\sigma$-$14.7\sigma$のレベルでポストボーン回転を調べることができると予測しています。推定量または最大事後反復法が展開されます。また、CMB-S4ディープパッチ観測と偏光のみの反復レンズ再構成を使用して、最大$21.3\sigma$まで改善できる可能性があることも示しています。ただし、これらの相互相関信号にはゼロ以外のバイアスがあります。これは、回転テンプレートがトレーサーで2次であるためであり、レンズが回転フリーであっても存在します。このバイアスを分析的に推定し、単純な帰無仮説シミュレーションを使用してテストして、対象の回転信号に対してバイアスが優勢であることを確認します。したがって、レンズ回転クロススペクトルの検出と測定は、将来の観測の現実的な目標です。
アクシオンのインフレーションにおける点滅するビーコン: 強い逆反応体制における重力波の繰り返しバースト
| Title |
A_flashing_beacon_in_axion_inflation:_recurring_bursts_of_gravitational_waves_in_the_strong_backreaction_regime |
| Authors |
Juan_Garcia-Bellido,_Alexandros_Papageorgiou,_Marco_Peloso,_Lorenzo_Sorbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13425 |
疑似スカラーインフレトンとゲージフィールドの間のカップリングは、インフレトンの速度に強く敏感な追加の密度摂動と重力波(GW)の量につながります。これは当然のことながら、CMBのものよりもかなり後に地平線を出た（比較的）小さいスケールで強化されたGWをもたらし、それはさまざまなGW観測所（パルサータイミングアレイから天体観測、宇宙搭載および地上ベースのものまで）によって調べることができます干渉計)。この生成は、ゲージフィールドがinflatonの動きに大きく反作用する体制で発生します。以前の仮定に反して、このレジームは、~${\rmO}\left(5\right)$e-foldsの周期で、インフレトン速度の振動挙動によって特徴付けられることが最近示されました。GWのバーストは速度の最大値で生成され、インフレーション中に生成されるGWの周波数依存スペクトルにほぼ周期的な隆起が刻印されます。これにより、同じまたは異なるGW実験に現れる相関ピークが生成される可能性があります。
太陽系外惑星大気回復は、遠隔分光観測から惑星大気の特性を推測するために広く使用されている計算手法です。検索コードは通常、ベイジアンサンプリングアルゴリズムまたは機械学習アプローチを採用して、観測されたスペクトルと互換性のある大気特性(化学組成、温度構造、エアロゾルなど)の範囲を探索します。しかし、系外惑星検索技術が広く採用されているにもかかわらず、現在、系外惑星検索コードの体系的な要約は文献にありません。ここでは、現在までに公開された大気検索コードのカタログと、利用可能な場合はそれぞれのコードリポジトリへのリンクを提供します。当社のカタログは、Zenodoアーカイブを介して継続的に更新されます。
新しい凸形状モデルからの 2005 UD の形成への影響
| Title |
Implications_for_the_Formation_of_2005_UD_from_a_New_Convex_Shape_Model |
| Authors |
Jay_K._Kueny,_Colin_Orion_Chandler,_Maxime_Devog\`ele,_Nicholas_Moskovitz,_Petr_Pravec,_Hana_Ku\v{c}\'akov\'a,_Kamil_Hornoch,_Peter_Ku\v{s}nir\'ak,_Mikael_Granvik,_Christina_Konstantopoulou,_Nicholas_E._Jannsen,_Shane_Moran,_Lauri_Siltala,_Grigori_Fedorets,_Marin_Ferrais,_Emmanuel_Jehin,_Theodore_Kareta,_Josef_Hanu\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12991 |
(155140)2005UDは(3200)Phaethonに似た軌道を持っています。Phaethonは、ふたご座流星群の源であると考えられている非常に偏心した軌道にある活動中の小惑星です。これら2つのオブジェクト間の遺伝的関係を示す証拠がありますが、2005UDとファエトンがどのようにしてこの関連付けられたペアに分離されたのか、まだ完全には理解されていません。ここに提示されているのは、2018年、2019年、および2021年の出現中に実施された5つの観測所からの2005UDの新しい観測です。新しいデータと、2005年から2021年のエポックの高密度および疎のアーカイブデータを使用して光度曲線の反転を実装し、回転期間をより適切に制約し、2005UDの凸形状モデルを導き出しました。等しく適合する2つの極解($\lambda=116.6^{\circ}$,$\beta=-53.6^{\circ}$)と($\lambda=300.3^{\circ}$,$)について説明します。\beta=-55.4^{\circ}$)、前者は以前の熱物理学的分析とほぼ一致しており、後者はファエトンの極方位に近いため興味深いものです。$P_{\text{sid}}=5.234246\pm0.000097$hrの精密な恒星周期も提示します。表面の色の不均一性の検索では、有意な回転変動は示されませんでした。遠日点近くの2005UDの利用可能な最も深い積み重ねられた画像を使用した活動検索では、コマや尾は明らかになりませんでしたが、ダスト生成の上限0.04から0.37~kgs$^{-1}$のモデリングが可能になりました。次に、スピンソリューションを活用して、システムの物理的進化に関連する非重力力とタイムスケールのコンテキストで、フォーメーションシナリオの範囲とフェートンへのリンクを制限しました。
4m地上望遠鏡によるWASP-69 bの大気中の酸化チタンの暫定的な検出
| Title |
Tentative_detection_of_titanium_oxide_in_the_atmosphere_of_WASP-69_b_with_a_4m_ground-based_telescope |
| Authors |
Qinglin_Ouyang,_Wei_Wang,_Meng_Zhai,_Guo_Chen,_Patricio_Rojo,_Yujuan_Liu,_Fei_Zhao,_Jia-Sheng_Huang_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13202 |
トランジット惑星は、太陽系外惑星の大気の特徴付けにユニークな機会を提供します。惑星大気の昼夜終端領域での組成と温度構造を明らかにし、太陽系外惑星の大気プロセスと形成環境を理解するのに役立つからです。ここでは、4メートルの地上望遠鏡である南天物理研究望遠鏡(SOAR)によって得られた、膨張した土星質量惑星WASP-69bの光透過分光研究を紹介します。502から890nmまでの20の通過帯域で分光トランジット光曲線を取得し、ガウス過程と分析トランジットモデルを使用してそれらをフィッティングし、それぞれの独立したトランジット深度を取得します。WASP-69bの導出された透過スペクトルは、吸収深度が青色の波長に向かって増加する勾配を示しており、以前の研究と一致する大気中のレイリー散乱を示しています。検索分析により、透過スペクトルにおけるTiO吸収機能の暫定的な検出が得られます。SOAR望遠鏡からの最初の結果を提示して、太陽系外惑星の大気を特徴付け、大型の地上望遠鏡または宇宙望遠鏡からの結果が支配する領域の明るい星の周りの熱い木星に対するその能力と精度を証明します。
惑星形成の極端なテストケース: 超低温星を周回する海王星の接近
| Title |
An_extreme_test_case_for_planet_formation:_a_close-in_Neptune_orbiting_an_ultracool_star |
| Authors |
Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Yamila_Miguel,_Paul_Robertson,_Megan_Delamer,_Shubham_Kanodia,_Caleb_Ca\~nas,_Joshua_Winn,_Joe_Ninan,_Ryan_Terrien,_Rae_Holcomb,_Eric_Ford,_Brianna_Zawadzki,_Brendan_P._Bowler,_Chad_Bender,_William_Cochran,_Scott_Diddams,_Michael_Endl,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Gary_J._Hill,_Andrea_Lin,_Andrew_Metcalf,_Andrew_Monson,_Lawrence_Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Jason_Wright,_Gregory_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13321 |
惑星形成に関する現在の理論では、海王星ほどの質量を持つ近接軌道惑星は、低質量星の周りでは非常にまれであると予想されています。太陽の9分の1の質量しかない超低温星LHS3154を周回する海王星質量の惑星の発見を報告します。この惑星の公転周期は3.7日で、最小質量は地球質量の13.2倍であり、超低温星を周回する短周期惑星($<$\,100日)の中で既知の最大の惑星対星の質量比を与えている。惑星形成のコア降着理論と重力不安定理論の両方が、このシステムを説明するのに苦労しています。特に、核降着のシナリオでは、原始惑星系円盤の塵の質量は、超低温星の原始惑星系円盤観測で通常見られるよりも1桁大きい必要があります。
修正ニュートン力学における極端な太陽系外縁天体の起源について
この作業では、外部場効果(EFE)の作用下での極端な太陽系外天体(ETNO)の動的起源を調査します。これは、太陽に埋め込まれた太陽の周りの重力に適用された修正ニュートン動力学(MOND)の結果です。銀河の重力場。質量のない粒子として扱われ、4つの巨大惑星とEFEによって摂動される既知のETNOのN体積分を実行します。後方統合は、これらのオブジェクトが巨大な惑星領域で発生し、そこから分散して現在の軌道に進化したことを示しています。このような進化の顕著な例はセドナで、わずか$30$~Myrの前に一時的に木星と土星の馬蹄軌道にあった可能性があります。もう1つの興味深い例は、新たに発見された逆行性ETNOであり、順行性ETNOおよびケンタウロスとの動的接続が示されています。EFEは、ETNO軌道の異常な分布、すなわち軌道面クラスタリングとアプシダル閉じ込めを説明する際に、プラネットナインの代替と見なされます。また、太陽系の不変面に対する太陽スピンの傾きに対するMONDの影響も分析します。最後に、暗黒物質仮説の文脈における海王星横断太陽系の重要性について議論します。
(136199) Eris-Dysnomia システムにおける同期回転
| Title |
Synchronous_rotation_in_the_(136199)_Eris-Dysnomia_system |
| Authors |
G._M._Bernstein,_B._J._Holler,_R._Navarro-Escamilla,_P._H._Bernardinelli,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_G._Gutierrez,_K._Herner,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_K._Reil,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson_and_P._Wiseman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13445 |
2015年のパロマー60インチ望遠鏡での6か月のキャンペーン、2018年の1か月のハッブル宇宙望遠鏡WFC3キャンペーン、および2013～2018年のダークエネルギー調査データからのエリスの測光を組み合わせて、決定的な光度曲線を決定します。期間$15.771\pm0.008$~days(1-$\sigma$形式の不確実性)、ほぼ正弦波の形状と3\%のピーク間のフラックス変動。これは、エリスの周りのディスノミアの軌道の$P=15.78590\pm0.00005$~day期間と1000分の1の精度で一致しており、独立したデータを使用したSzakatsら(2022)によるエリスの同期回転の最近の検出を強化しています。ガイアからの測光は、同じ光度曲線と一致しています。冥王星の値とカロンの値の中間である、イルミネーションフェーズに関するエリスの明るさの1度あたり$0.05\pm0.01$~magの勾配を検出します。$0.3$~magの変動がディスノミアの明るさで検出され、同期期間の二重ピークの光度曲線ともっともらしく一致しています。エリスの同期自転は、連星のジャイアントインパクト起源で開始された単純な潮汐モデルと一致していますが、エリスによるディスノミアの重力捕獲と調和させることは困難です。
| Title |
Searching_for_clues_of_past_binary_supermassive_black_hole_mergers_in_nuclear_star_clusters |
| Authors |
Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Go_Ogiya,_Oliver_Hahn_and_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12826 |
銀河の合体は、宇宙では一般的なプロセスです。銀河の大部分はその中心に超大質量ブラックホール(SMBH)をホストするため、合体によって超大質量ブラックホール連星(SMBHB)が形成される可能性があります。このような連星の形成は、SMBHが核星団(NSC)に埋め込まれている場合により効率的です。NSCは、観測された銀河の大部分に存在する高密度で大規模な星団です。それらの中心密度は最大$10^7\,M_\odot/{\rmpc}^3$に達し、その質量は数$10^7\,M_\odot$に達することがあります。SMBHBを直接検出することは、観測的に困難です。この作業では、NSCの大規模な構造的および動的特性が、中央SMBHBの形成につながった可能性のある合体を最近経験した有核銀河を特定するのにどのように役立つかを示します。私たちのモデルは、合併がNSCの形状、密度プロファイル、回転および速度構造に署名を刻印できることを示しています。署名の強度は、SMBH間の質量比と、合体の軌道の初期条件に依存します。さらに、合体で生成された超高速星の数は、SMBHBプロパティにリンクされています。この合体は、銀河の核恒星円盤の形成にも寄与する可能性があります。
z>4の天の川サイズの銀河における星団形成 -- II.核星団のハイブリッド形成シナリオと核星輪への接続
| Title |
Stellar_cluster_formation_in_a_Milky_Way-sized_galaxy_at_z>4_--_II._A_hybrid_formation_scenario_for_the_nuclear_star_cluster_and_its_connection_to_the_nuclear_stellar_ring |
| Authors |
Floor_van_Donkelaar,_Lucio_Mayer,_Pedro_R._Capelo,_Tomas_Tamfal,_Thomas_R._Quinn_and_Piero_Madau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12828 |
核星団(NSC)は、大部分の銀河の最も内側の領域に見られる巨大な星団です。最近の研究では、矮小銀河の低質量NSCは主に球状星団の合体から形成され、大質量銀河のNSCは中心星形成を通じて質量の大部分が集まっていることが示唆されていますが、天の川のNSCの形成経路はまだ不明です。この作業では、非常に高解像度の$N$体の流体力学的宇宙論的「ズームイン」シミュレーションであるGigaErisを使用して、天の川サイズの銀河の始原におけるNSCの形成と、銀河系との関係を調査します。銀河核領域の組み立てと進化。$z>4$にある主銀河の中心から半径1.5~kpc以内にある束縛された若いガスに富んだ星団が、NSCの前任者(NSCP)である可能性を研究しています。バリオン質量の合計が$10^{7.7}$~M$_{\odot}$で、基準を満たす53のシステムを特定しました。それらは、天の川のNSCにある現在の星と比較して、比較的低い平均星の金属量($-0.47\lesssim{\rm[Fe/H]}\lesssim-0.11$)を持っています。0.5より大きい「生まれつきの薄い円盤」の星の割合$F_{\rmthin}$を持つNSCPは、より古く、$F_{\rmthin}\leq0.5$を持つクラスターよりもわずかに異なる特性を示します。星団の降着とその場での星形成の両方がNSCの形成に寄与することを実証し、$N$体、流体力学的、宇宙論的な「ズームイン」で初めてハイブリッド形成シナリオの証拠を提供します。'シミュレーション。さらに、シミュレーションでは、天の川の核星円盤と同様の特性を持つ核星輪も特定しました。
3GHz ラジオ スカイのクイック ルック。 Ⅱ． VLA スカイ サーベイでの DRAGN のハンティング
| Title |
A_Quick_Look_at_the_3GHz_Radio_Sky._II._Hunting_for_DRAGNs_in_the_VLA_Sky_Survey |
| Authors |
Yjan_A._Gordon,_Lawrence_Rudnick,_Heinz_Andernach,_Leah_K._Morabito,_Christopher_P._O'Dea,_Kaylan-Marie_Achong,_Stefi_A._Baum,_Caryelis_Bayona-Figueroa,_Eric_J._Hooper,_Beatriz_Mingo,_Melissa_E._Morris,_Adrian_N._Vantyghem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12830 |
活動銀河核(AGN)は、電波画像で2つのローブとして識別されることが多く、電波ジェットによってコアに接続されることもあります。残念なことに、この多成分の形態は、ソースファインダーにとって困難を引き起こし、a)より広い全体の別々の部分、およびb)ホスト銀河の多波長相互識別からオフセットされた成分につながります。この作業では、高解像度($\approx3''$ビームサイズ)超大型アレイの最初のエポック画像のコンポーネントカタログデータから、活動銀河核(DRAGN)に関連する二重電波源を識別するためのアルゴリズム、DRAGNhunterを定義します。スカイサーベイ(VLASS)。DRAGNhunterを使用して、VLASSで$\approx11\,\%$と見積もられる偽のソースからの汚染である$>17,000$DRAGNのカタログを作成します。カタログの$90\,\%$からなる「忠実度の高い」サンプルは、汚染が$<3\,\%$であると特定されました。ホスト銀河は、約13,000ドルのDRAGNと、追加の234,000ドルの単一成分電波源で発見されています。これらのデータを使用して、DRAGNの特性を調査し、Fanaroff-RileyクラスIIのソースと通常一致することを発見し、VLASSを使用して識別された31ドルの新しい巨大電波銀河の発見を報告できるようにしました。
非常に赤いクェーサー (ERQ) の周りのコンパクトで静かな周銀河中流と Ly$\alpha$ ハロー
| Title |
Compact_and_Quiescent_Circumgalactic_Medium_and_Ly$\alpha$_Halos_around_Extremely_Red_Quasars_(ERQs) |
| Authors |
Jarred_Gillette,_Marie_Wingyee_Lau,_Fred_Hamann,_Serena_Perrotta,_David_S._N._Rupke,_Dominika_Wylezalek,_Nadia_L._Zakamska,_Andrey_Vayner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12835 |
赤いクエーサーは、ホスト銀河に重要なフィードバックを提供する銀河進化の若い段階を表している可能性があります。赤方偏移の中央値$z$=2.6で、非常に高速で強力な流出を伴う極端に赤いクエーサー(ERQ)の集団を研究しています。11個のERQのKeck/KCWI積分場スペクトルを提示します。色の中央値は$i-W3$=5.9~mag、中央値$\left\langleL_{\text{bol}}\right\rangle$$\approx$です。5$\times$$10^{47}$ergs$^{-1}$,Ly$\alpha$ハロー光度$\left\langleL_{\text{halo}}\right\rangle$$=$5$\times$$10^{43}$ergs$^{-1}$、および最大線形サイズ$>128$kpc。ERQハローは一般に青いクエーサーのものと似ており、ハロープロパティの$L_{\text{bol}}$に関する既知の傾向に従います。ERQは、タイプIの青色クエーサーと同様のハロー対称性を持ち、タイプIの空間方向を示唆しています。ERQ$\left\langleL_{\text{halo}}\right\rangle$は、青いクエーサーより$\sim$2dex下にあります。ERQハローは青色クエーサーよりもコンパクトで円対称な内部領域を持つ傾向があり、青色クエーサーの$\sim$16kpcと比較して、中間指数スケール長は$\sim$9kpcです。(PSFの問題により)青色クエーサーの研究で利用できない中央領域を含めると、真のERQハロースケールの長さの中央値はちょうど$\sim$6kpcになります。ERQハローも運動学的に静かで、速度分散の中央値は293kms$^{-1}$であり、予想されるビリアル速度と一致しています。全体として、銀河系のスケールに関するフィードバックの証拠は見つからず、現在のクエーサー活動のエピソードは、おそらく流出の移動時間が長いため、銀河系の媒体に影響を与えるほど長くはありませんでした.ERQアパーチャスペクトルに見られる狭いLy$\alpha$発光スパイクがハローフィーチャであり、全身赤方偏移や他のフィーチャの流出速度の測定に役立つことを確認します。
天の川の円速度曲線から推測される暗黒物質のプロファイル
| Title |
The_dark_matter_profile_of_the_Milky_Way_inferred_from_its_circular_velocity_curve |
| Authors |
Xiaowei_Ou,_Anna-Christina_Eilers,_Lina_Necib,_and_Anna_Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12838 |
すべての銀河は暗黒物質の輪の中で形成されますが、その性質はまだ解明されていません。暗黒物質の最初の証拠の1つである円形の速度曲線は、銀河の可能性を直接的に調べるものであり、これらの暗黒物質のハローの性質を研究することができます。最近の大規模な調査により、天の川の円速度曲線を決定するための貴重な情報が提供されました。この研究では、APOGEEDR17スペクトルをGaia、2MASS、およびWISEからの測光測定と組み合わせて使用し、データ駆動型モデルで120,309の星の正確な視差を導き出します。天の川の円速度曲線を$\sim30$kpcまで測定し、それを使用して暗黒物質密度プロファイルの最新モデルを提供します。銀河半径の外側では、円速度曲線が大幅に速く減少することがわかります。この低下に対処するために、勾配パラメーター$1.13^{+0.06}_{-0.06}$を持つコア化されたEinastoプロファイルが、以前のように一般化または縮小されたNavarro-Frank-White(NFW)よりもデータにより適していることがわかりました。先行研究で主張されています。最適なダークマターハローのビリアル質量は$1.50^{+0.04}_{-0.04}\times10^{11}$$M_{\odot}$であり、一般化されたNFWプロファイルからの値よりも大幅に低くなりますが、太陽の位置で対応する局所暗黒物質密度は$0.425^{+0.004}_{-0.004}$GeVcm$^{-3}$であり、文献と一致しています。さらに、銀河中心に向かって15$^{\circ}$の視野角で暗黒物質を消滅させるための$J$係数は$9.96^{+0.64}_{-0.57}\times10^{22}$GeV$であることもわかりました^{2}$cm$^{-5}$,$\sim8\%$は、文献で使用されている標準的なNFWプロファイルから検出された値です。私たちの結果は、特に最近のデータの波に照らして、天の川の暗黒物質のハローを制限する際の円形速度曲線の能力をさらに示しています。
超微光矮小銀河の初期進化段階における連星の進化
| Title |
Evolution_of_binary_stars_in_the_early_evolutionary_phases_of_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Alexander_R._Livernois_(1),_Enrico_Vesperini_(1),_V\'aclav_Pavl\'ik_(1,2)_((1)_Department_of_Astronomy,_Indiana_University,_(2)_Department_of_Physics,_Indiana_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12841 |
連星のダイナミクスは、星団と銀河の構造とダイナミクスの研究への洞察を収集するためのユニークな手段を提供します。この論文では、超微光矮小銀河(UFD)の初期進化段階における連星の進化を調査することを目的とした一連の$N$体シミュレーションの結果を提示します。私たちのシミュレーションでは、UFDの恒星成分は最初は動的に冷たく、激しい緩和段階を経た後、最終的な平衡に向かって進化すると仮定しています。UFDの初期の進化段階は、最初に平衡状態にあったモデルと比較して、ワイドバイナリの破壊を大幅に強化し、生き残ったバイナリの半長軸分布に動的フィンガープリントを残すことを示しています。最初の熱偏心分布は、それが超熱分布に向かって進化する最も広い連星を除いて保存されます。最初に均一な離心率分布を持つ連星集団の場合、この初期分布の記憶は、より広い連星が進化して熱/超熱分布に近づくにつれて、ほとんどの連星で急速に失われます。連星の進化は、UFD暗黒物質ハローの可能性による潮汐効果と、連星-連星/単一星の遭遇に関連する衝突効果の両方によって推進されます。衝突効果は、進化の初期段階でシステムを特徴付ける塊状の下部構造内で特に重要です。連星イオン化と連星軌道パラメータの進化を強化することに加えて、遭遇は原始連星成分のいずれかと相互作用する星の1つとの交換につながる可能性があります。
ふくらみのない円盤、暗い銀河、反転した色のグラデーション、およびその他の高い z で予想される現象。色表面輝度変調 (CMOD) 効果
| Title |
Bulgeless_disks,_dark_galaxies,_inverted_color_gradients,_and_other_expected_phenomena_at_higher_z._The_chromatic_surface_brightness_modulation_(CMOD)_effect |
| Authors |
Polychronis_Papaderos,_G\"oran_\"Ostlin_and_Iris_Breda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12845 |
k補正は銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)に依存するため、空間的に不均一なSEDを持つ高z銀河は、純粋な距離効果に加えて、空間的に変化する相対的な減光または増光を経験します。したがって、銀河の形態はzとともに変化します。たとえば、Vバンドで観測された初期の渦巻銀河は、z=0で顕著なバルジを示しますが、z=1の場合、Vフィルターは、バルジがかすかで円盤が相対的に弱いUVに近い静止フレームをプローブします。より明るいため、銀河はバルジがないように見える場合があります。星雲が強く放出される銀河では、強い星雲の特徴がフィルターの内外にシフトすると、zとともに非単調な色の変化が生じるという追加の効果があります。したがって、すべて無彩色である距離、宇宙の表面輝度減光、および重力レンズの効果とは異なり、ほとんどの銀河が空間的に変化するSEDを持つという事実は、zによる有色の表面輝度変調(CMOD)につながります。CMOD効果は原理的には簡単に把握できますが、銀河の特徴付けに複雑な形で影響を与えます。ふくらみと円盤の比率、セルシック指数、有効半径、放射状の色のグラデーション、SEDフィッティングによる恒星質量の決定などの特性は、z、採用されたフィルター、および銀河の静止フレーム2DSEDパターンに依存します。これらの効果が適切に考慮されていない場合、宇宙時間にわたる銀河の進化(例えば、質量サイズ、バルジ-SMBH、およびタリー-フィッシャー関係の進化)について推測される結果に偏りが生じます。この記事では、スペクトル合成モデルから構築された理想化された銀河のCMOD効果を定量化し、積分場分光法で観測された銀河からCMOD効果を定量化し、それらが重要であり、分解された銀河の特性とzによる進化の研究で考慮に入れる必要があることを示します。(要約)
物理的および観測可能な銀河のサイズに対するAGN駆動の風の影響
| Title |
The_impact_of_AGN-driven_winds_on_physical_and_observable_galaxy_sizes |
| Authors |
R._K._Cochrane,_D._Angl\'es-Alc\'azar,_J._Mercedes-Feliz,_C._C._Hayward,_C.-A._Faucher-Gigu\`ere,_S._Wellons,_B._A._Terrazas,_A._Wetzel,_P._F._Hopkins,_J._Moreno,_K.-Y._Su,_and_R._S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12858 |
AGNフィードバックがなければ、シミュレートされた巨大な星形成銀河は、z<2で観測された銀河に比べてコンパクトになりすぎます。この論文では、FIREプロジェクトから引き出された、z~2にある大質量(M*~10^11M_sol)銀河の高解像度再シミュレーションを実行します。AGNフィードバックなしのシミュレーションでは、銀河は急速なスターバーストを経験し、z~2.3で半質量半径が縮小します。この論文では、最先端のハイパーラグランジュ改良技術を使用して機械的なAGN風を駆動し、粒子の解像度を高める実験を行います。これらの風は、銀河の内部領域のガス表面密度を減少させ、非常にコンパクトなスターバーストを抑制し、ほぼ一定の半質量半径を維持します.放射伝達を使用して、多波長連続放射に対するAGNフィードバックの観測可能な影響を調べ、風がある場合とない場合のシミュレーションの間で、放射の大きさと空間範囲の両方に顕著な違いがあることを発見しました。AGN風が含まれている場合、コンパクトでほこりの多いスターバーストの抑制により、FIR波長でのフラックスが低下しますが（星形成の減少による）、光学から近赤外線波長でのフラックスが増加します（ダスト減衰の減少による、にもかかわらず、星形成率の低下)、AGN風のない場合と比較して。FIR半光半径は、AGN風が含まれていない場合、40Myr未満で~1kpcから~0.1kpcに減少しますが、含まれている場合は~2kpcに増加します。より短い波長でのAGN駆動風の影響は直感的ではなく、AGN風がある場合とない場合のシミュレーションで、光NIR放射の半光半径は35Myrにわたってほぼ一定のままです。風がない場合、これは急速な圧縮にもかかわらず発生し、銀河の内部領域での重度の塵の遮蔽によるものです。この研究は、シミュレートされた銀河集団と観測された銀河集団を比較する際のフォワードモデリングの重要性を強調しています。
いて座 A$^{\star}$ を周回する始原ブラック ホールの偏心集団からの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_an_eccentric_population_of_primordial_black_holes_orbiting_Sgr_A$^{\star}$ |
| Authors |
Stefano_Bondani,_Matteo_Bonetti,_Luca_Broggi,_Francesco_Haardt,_Alberto_Sesana_and_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12868 |
暗黒物質の候補として、宇宙初期に形成されたと考えられている原始ブラックホール(PBH)が提案されている。この作業では、銀河中心の超大質量ブラックホールであるSgrA$^{\star}$を周回するPBHの集団から予想される重力波(GW)損失を特徴付け、計画された空間による信号検出可能性を評価します。搭載干渉計LISAと、提案されている次世代衛星搭載干渉計$\mu$Aresによる。PBHが実際にS2星の軌道内に存在することを許可された拡散質量全体を形成すると仮定すると、単色質量関数と熱分布のさらなる仮定の下で、分解されたソースと分解されていないソースの両方から予想されるGW信号の上限を計算します偏心。円軌道上のPBHが想定された以前の研究と比較することにより、10年間のデータストリームにわたる高調波からのGW信号が、LISA検出可能性の可能性を$\approx10\%$から6倍に増加させる方法を示します。円形ケースの$\approx60\%$に、複数のソースが$20\%$のモック母集団で識別できます。解決されていないすべてのソースを合計することによって作成されたバックグラウンド信号は、二体緩和の下で進化するより高い離心率を持つPBHのおかげで検出可能になるはずです。$\mu$Aresの場合、$\mu$Hz帯域での感度が向上したため、いて座A$^{\star}$を周回するPBHの全人口の3分の1が分解されます。残りの未解決のソースからのバックグラウンドノイズも検出できるはずです。
HH80-81 ジェットからの熱および非熱電波放出のモデル化
| Title |
Modeling_of_thermal_and_non-thermal_radio_emission_from_HH80-81_jet |
| Authors |
Sreelekshmi_Mohan,_Sartia_Vig,_Samir_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13150 |
原始星ジェットは、星形成の主要な道しるべの1つです。一握りの原始星天体は電離ジェットからの電波放射を示し、そのうちのいくつかは負のスペクトル指数を示し、シンクロトロン放射の存在を示しています。この研究では、以前に開発した数値モデルの助けを借りて、HH80-81ジェットの電波スペクトルを特徴付けます。このモデルでは、サーマルフリーフリーと非サーマルシンクロトロン放出メカニズムの両方が考慮されています。HH80-81ジェットをモデル化するために、HH80とHH81の2つのHerbig-Haroオブジェクトと共に、駆動源に近い中央領域へのジェット放出を考慮します。2つのエポックにわたって取得された2つの周波数ウィンドウに対応する電波観測データにモデルを適合させることにより、これらのソースのそれぞれに最適なパラメーターを取得しました。$10^3-10^5$cm$^{-3}$の範囲の電子数密度を考慮して、$0.01^の範囲で非熱放出に寄与するジェットエッジの厚さと相対論的電子の割合を得ました。{\circ}-0.1^{\circ}$と$10^{-7}-10^{-4}$です。最適なパラメーターセットの場合、モデルスペクトルインデックスは、観測された周波数ウィンドウ内で-0.15～+0.11の範囲にあります。
LOFAR ディープ フィールド: ELAIS-N1 のかすかな銀河偏光放射の探査
| Title |
LOFAR_Deep_Fields:_Probing_faint_Galactic_polarised_emission_in_ELAIS-N1 |
| Authors |
Iva_\v{S}nidari\'c,_Vibor_Jeli\'c,_Maaijke_Mevius,_Michiel_Brentjens,_Ana_Erceg,_Timothy_W._Shimwell,_Sara_Piras,_Cathy_Horellou,_Jose_Sabater,_Philip_N._Best,_Andrea_Bracco,_Lana_Ceraj,_Marijke_Haverkorn,_Shane_P._O'Sullivan,_Luka_Turi\'c,_and_Valentina_Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13152 |
低無線周波数での銀河シンクロトロン放射の最初の深い偏波研究を提示します。私たちの研究は、114.9から177.4MHzの周波数で低周波アレイ(LOFAR)を使用したヨーロッパ大面積赤外線宇宙天文台調査北1(ELAIS-N1)フィールドの21の観測に基づいています。これらのデータは、LOFARTwo-metreSkySurveyDeepFieldsDataRelease1の一部です。このリリースの非常に低解像度($4.3'$)のStokesQUデータキューブを使用しました。回転測定(RM)合成を適用してファラデー深度の偏光構造の分布を分解し、相互相関RM合成を適用してファラデー深度の異なる観測値を揃えました。ELAIS-N1観測の約150時間の画像を積み重ねて、現在までの低無線周波数で最も深いファラデーキューブを生成し、銀河シンクロトロン放射と介在する磁気イオン星間媒体の研究に合わせました。このファラデー立方体は空の$\sim36~{\rmdeg^{2}}$をカバーし、ノイズは$27~{\rm\muJy~PSF^{-1}~RMSF^{-1}}$です偏光強度で。これは、予想どおり、5対1のデータキューブに基づく1つのデータキューブのノイズと比較して、積み重ねられたデータキューブの数の平方根($\sim\sqrt{20}$)の約係数によるノイズの改善です。-8時間の観測。積み重ねられた立方体で、以前は検出されなかった拡散偏光放射のかすかな成分が検出されました。さらに、衛星ベースの全電子量測定から推定された電離圏ファラデー回転補正の信頼性が$~\sim0.05~{\rmrad~m^{-2}}$であることを検証します。また、拡散偏光放射自体を使用して、参照観測に対する相対的な電離圏ファラデー回転補正を説明できることも示しています。
明るい 244-440 Orion proplyd からの壮観なジェット: MUSE NFM ビュー
| Title |
A_spectacular_jet_from_the_bright_244-440_Orion_proplyd:_the_MUSE_NFM_view |
| Authors |
A._Kirwan,_C._F._Manara,_E._T._Whelan,_M._Robberto,_A._F._McLeod,_S._Facchini,_G._Beccari,_A._Miotella,_P.C._Schneider,_A._Murphy,_S._Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13205 |
この作業では、VLTでのMUSENFM観測を使用して、オリオンプロプリド244-440からのバイポーラジェットのこれまでで最高の空間およびスペクトル分解能の積分フィールド観測を提示します。これまで報告されていなかった、おおまかにS字型のパターンをなす6つの異なる結び目の連鎖を観測し、それらをHST画像と比較することで、9.5masyr$^{-1}$の赤方偏移した結び目の固有運動を推定し、傾斜角は$73でした。^{\circ}$ですが、これらの量は青方偏移ローブでは測定できませんでした。[FeII]と[NiII]線の分析は、$\sim10^5$cm$^{-3}$オーダーのジェット密度を示唆しています。観測されたS字型の形態は、$M_\star<0.2$M$_{\odot}$の小さなソースから放出されたジェットが、$M_\star\simeq0.5$の大きな伴星の周りの軌道運動に由来することを提案します。M$_{\odot}$離れて30-40au.[OI]$\lambda6300$および[SII]$\lambda6731$線を使用して測定されたノットの光度は、$1.3\times10^{-11}のジェット内の質量損失率の下限を推定するために使用されました。$M$_{\odot}$yr$^{-1}$および$10^{-9}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の上限。低質量駆動源。赤方偏移ローブと青方偏移ローブの間の輝度の非対称性は外部照射と一致していますが、[NiII]線と[FeII]線のさらなる分析は、ジェットの光イオン化が支配的な要因である可能性が低く、放出が支配的な要因であることを示唆しています。衝突励起。プロプリドの予想される生存時間と比較したジェットの力学年齢は、プロプリドの光蒸発がジェット発射の前に発生したこと、およびこれがまだアクティブなソースであることを示しています。これらの2つの点は、プロプリドのエンベロープが外部放射線の大部分からジェットを保護している可能性があること、およびプロプリドの光イオン化が星がジェットを発射する能力に影響を与えていないようであることを示唆しています。
主系列の文脈における相対論的にジェットされた電波静かなクエーサーの金属含有量
| Title |
Metal_content_of_relativistically_jetted_and_radio-quiet_quasars_in_the_main_sequence_context |
| Authors |
Paola_Marziani,_Swayamtrupta_Panda,_Alice_Deconto_Machado,_Ascension_Del_Olmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13250 |
電波の静かな(RQ)および電波の強い(RL、相対論的に「噴射された」)活動銀河核(AGN)の光学的および紫外線特性は、著しく異なることが知られています。ただし、サンプルの選択によるものと、発光領域の内部動作の本質的な違いに関連するものはまだ不明です。化学組成は、クエーサー主系列の傾向に関連する重要なパラメーターです。最近の研究では、密度、カラム密度、イオン化レベルなどの物理的特性に加えて、強力なFeIIエミッターには非常に高い金属含有量が必要であることが示唆されています。しかし、ジェット放射性高音源の化学組成についてはほとんどわかっていません。この短いメモでは、低zの電波の強いクエーサーと電波の静かなクエーサーの化学組成のパイロット分析を紹介します。地上と宇宙からの光学スペクトルとUVスペクトルを組み合わせて、金属量に敏感な診断比率の正確な測定を可能にしました。ラジオクワイエットとラジオラウドの比較は、固有ベクトル1/主系列パラメータ空間の同じドメイン内のソースに対して実行されました。適切なスペクトルエネルギー分布を入力した専用の光イオン化シミュレーションの配列は、金属量がRLAGNではサブソーラーであり、RQAGNではわずかにサブソーラーまたはソーラー付近であることを示しています。広い線を放出する領域の金属含有量は、最近の核周辺または核スターバーストを含まない両方のクラスのAGNの同様の濃縮ストーリーを反映している可能性があります。
散開星団センサスの改善。 Ⅱ． Gaia DR3 による全天クラスタ カタログ
| Title |
Improving_the_open_cluster_census._II._An_all-sky_cluster_catalogue_with_Gaia_DR3 |
| Authors |
Emily_L._Hunt_and_Sabine_Reffert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13424 |
ガイア衛星からのデータは、天の川に関する私たちの理解に革命をもたらしています。新しいデータがリリースされるたびに、散開星団の国勢調査を更新する必要があります。GaiaDR3からマグニチュード$G\sim20$までの7億2900万個のソースを使用して、開いた星団の盲目的な全天探索を行い、多くの新しいオブジェクトを含む星団の均質なカタログを作成することを目指しています。クラスターを復元するために、HierarchicalDensity-BasedSpatialClusteringofApplicationswithNoise(HDBSCAN)アルゴリズムを使用しました。統計密度テストとベイジアン畳み込みニューラルネットワークを使用して、カラーマグニチュードダイアグラムの分類を行い、クラスターを検証しました。カタログ内のクラスターの基本的な天文パラメーター、年齢、絶滅、および距離を推測しました。7,200個のクラスターを復元しました。そのうち2,420個は候補の新しいオブジェクトであり、そのうち4,780個は文献内のオブジェクトと相互一致します。これには134個の球状クラスターが含まれます。カタログのより厳密なカットには、信頼性の高い4,114個のクラスターが含まれており、そのうち749個が新しいものです。私たちの方法論の範囲により、Gaiaデータで検出可能であったはずの天の川星団(MWSC)カタログからの1152個のクラスターを含め、検出できないクラスターの多くが実際のものではない可能性があることを暫定的に示唆することができます。.私たちのクラスターメンバーシップリストには、多くの新しいメンバーが含まれており、多くの場合、潮汐が含まれています。私たちのカタログの分布は、銀河のワープ、渦巻腕構造、および天の川の塵の分布をたどっています。私たちのカタログの内容の多くは、束縛された散開星団と球状星団を含んでいますが、私たちのクラスターの数千ものものは束縛されていない移動グループとより互換性があり、今後の作業で分類します。これまでに散開星団の最大の検索を行い、単一の均質な星団カタログを作成し、この論文で利用できるようにしました。
潮汐剥離イベント: 恒星質量ブラック ホールによる恒星の低離心率潮汐破壊
| Title |
Tidal_Peeling_Events:_low-eccentricity_tidal_disruption_of_a_star_by_a_stellar-mass_black_hole |
| Authors |
Chengcheng_Xin,_Zoltan_Haiman,_Rosalba_Perna,_Yihan_Wang,_Taeho_Ryu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12846 |
恒星質量ブラックホール(BH)と星の間の近接遭遇は、密集した星団や活動銀河核(AGN)の円盤で頻繁に発生します。最近の研究では、非常に風変わりな接近遭遇では、星がBH(微小潮汐破壊事象、またはマイクロTDE)によって潮汐的に破壊され、その結果、急速な質量降着と、おそらく明るい電磁的特徴が生じることが示されています。ここでは、星が恒星質量BHに漸進的でほぼ円形の渦巻き状に接近する可能性があるシナリオを考えます。これは、周囲連星ガス円盤の動的摩擦または星団内の3体相互作用の影響下にあります。平滑化粒子流体力学コードPHANTOMを使用して、このシナリオの流体力学的シミュレーションを実行します。星の質量がBHによってゆっくりと剥ぎ取られていることがわかります。この段階的な潮汐の乱れを「潮汐剥離イベント」またはTPEと呼びます。遭遇の最初の距離と離心率に応じて、TPEは典型的な(偏心した)マイクロTDEのものとは異なる顕著な降着率と軌道進化を示す可能性があります。
非常にエネルギッシュで近くにある GRB 221009A に関連する超新星放出の高感度探索
| Title |
A_Sensitive_Search_for_Supernova_Emission_Associated_with_the_Extremely_Energetic_and_Nearby_GRB_221009A |
| Authors |
Gokul_P._Srinivasaragavan,_Brendan_O'_Connor,_S._Bradley_Cenko,_Alexander_J._Dittmann,_Sheng_Yang,_Jesper_Sollerman,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Varun_Bhalerao,_Harsh_Kumar,_Vishwajeet_Swain,_Erica_Hammerstein,_Isiah_Holt,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Simone_Dichiara,_Avishay_Gal-Yam,_M._Coleman_Miller,_Jaime_Soon,_Roberto_Soria,_Joseph_Durbak,_James_H._Gillanders,_Sibasish_Laha,_Anna_M._Moore,_Fabio_Ragosta,_and_Eleonora_Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12849 |
長いガンマ線バースト(LGRB)GRB221009Aの光学的対応物の観測を報告します。近くにいる($z=0.151$)と同時に非常にエネルギーが高い($E_{\gamma,\mathrm{iso}}\geq10^{54}$erg)ことは非常にまれであるため、GRB221009Aは次のようなユニークな機会を提供します。大規模な星のコアの崩壊と相対論的なジェットの形成との関係を調べます。ハッブル宇宙望遠鏡の高解像度イメージングからの残光とホスト銀河の推定値に現象学的べき乗則モデルを採用し、ベイジアンモデル比較手法を使用して、関連するSNが光学的光度曲線に過剰なフラックスを寄与する可能性を判断します。決定的ではありませんが、関連する超新星SN2022xiwから生じる追加の成分の存在について中程度の証拠($K_{\rm{Bayes}}=10^{1.2}$)を見つけ、それがかなり暗いに違いないことを発見しました。SN1998bwより。大きくて不確実な見通し外絶滅を考慮して、超新星パラメーター($M_{\mathrm{Ni}}$、$M_{\mathrm{ej}}$、および$E_{\mathrm{KE)を制限しようとします。}}$)ホスト銀河の絶滅に関していくつかの異なる仮定の下で。以前のGRB関連SNeとほぼ一致するプロパティが見つかりました:$M_{\rm{Ni}}=0.05$-$0.25\rm{M_\odot}$,$M_{\rm{ej}}=3.5$-$11.1\rm{M_\odot}$、および$E_{\rm{KE}}=(1.6$-$5.2)\times10^{52}\rm{erg}$.これらの特性は、残光とホストの放出に関して超新星が微弱であるため、弱く制約されていることに注意してください。ただし、ニッケル質量$M_{\rm{Ni}}<0.36$$\rm{M_\odot}$.GRBが示す等方性ガンマ線エネルギー放出の途方もない範囲(7桁)を考えると、SN放射はこれらのシステムの中央エンジンから切り離されているように見えます。
H.E.S.Sで原始ブラックホールの蒸発を探る
| Title |
Search_for_the_evaporation_of_primordial_black_holes_with_H.E.S.S |
| Authors |
H.E.S.S._collaboration:_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_J._Aschersleben,_M._Boettcher,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzo,_Y._Becherini,_D._Berge,_B._Bi,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_J._Borowska,_F._Bradascio,_R._Brose,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_S._Caro,_S._Casanova,_J._Celic,_M._Cerruti,_T._Chand,_A._Chen,_O._Chibueze,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_A._Djannati-Atai,_K._Egberts,_C._van_Eldik,_J.-P._Ernenwein,_M._Fussling,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Gabici,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_G._Grolleron,_M.-H._Grondin,_L._Haerer,_M._Haupt,_J.A._Hinton,_W._Hofmann,_M._Holler,_D._Horns,_Zhiqiu_Huang,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_V._Joshi,_I._Jung-Richardt,_E._Kasai,_K._Katarzynski,_B._Khelifi,_et_al._(89_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12855 |
原始ブラックホール(PBH)は、宇宙初期の密度変動から形成されたと予測されている仮説上のブラックホールです。$10^{14}-10^{15}$g前後の初期質量を持つPBHは、現在、粒子のバーストと超高エネルギー(VHE)ガンマ線で蒸発を終了すると予想されます。これらのガンマ線は、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)によって検出できる可能性があります。この論文では、PBH蒸発の最終段階から予想されるように、合計4816時間の観測を使用して、H.E.S.S.を使用したVHEガンマ線の蒸発バーストの探索について報告しています。ローカルPBHのバーストレートの最も厳しい上限は、95\%の信頼レベルで、120秒のバースト間隔で$2000$pc$^{-3}$yr$^{-1}$です。PBH暗黒物質に対するこれらの測定値の意味についても議論されています。
| Title |
Redshift_determination_of_blazars_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Eli_Kasai,_Paolo_Goldoni,_Santiago_Pita,_Catherine_Boisson,_Michael_Backes,_Garret_Cotter,_Filippo_D'Ammando,_Brian_van_Soelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12871 |
ブレーザーは、観測された高エネルギーガンマ線エミッターの中で最も多くのタイプです。ただし、それらの排出メカニズムと個体群の特性はまだ十分に理解されていません。この理解にとって重要なのは、宇宙論的な赤方偏移であり、これを取得するのは容易ではありません。これは、非常に高エネルギーのガンマ線を観測する次世代の地上観測所であるチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)に大きな課題をもたらします。CTAは、多数の遠方のブレーザーを検出して、それらの固有の放出特性を研究し、配置することを目的としています。とりわけ、銀河系外の背景光密度に対する厳しい制約。これらの主題の調査を成功させるには、正確な赤方偏移の決定が必要です。これらの課題に動機付けられて、CTA赤方偏移タスクフォースは3年以上前に、CTAで検出される可能性が高いブレーザーの大部分の赤方偏移を測定するために、いくつかの最大の光学および赤外線望遠鏡を使用して分光観測プログラムを開始しました。この議事録では、CTA赤方偏移タスクフォースの概要を説明し、ブレーザーの赤方偏移の測定に関連するいくつかの困難について議論し、サンプルの選択と観測戦略を提示します。プログラムから選ばれた結果、進行中の共同作業、および将来の計画を報告して、手続きを終了します。
古代銀河の核からの動的起源の長時間ガンマ線バースト
| Title |
A_long-duration_gamma-ray_burst_of_dynamical_origin_from_the_nucleus_of_an_ancient_galaxy |
| Authors |
Andrew_J._Levan,_Daniele_B._Malesani,_Benjamin_P._Gompertz,_Anya_E._Nugent,_Matt_Nicholl,_Samantha_Oates,_Daniel_A._Perley,_Jillian_Rastinejad,_Brian_D._Metzger,_Steve_Schulze,_Elizabeth_R._Stanway,_Anne_Inkenhaag,_Tayyaba_Zafar,_J._Feliciano_Agui_Fernandez,_Ashley_Chrimes,_Kornpob_Bhirombhakdi,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Wen-fai_Fong,_Andrew_S._Fruchter,_Giacomo_Fragione,_Johan_P.U._Fynbo,_Nicola_Gaspari,_Kasper_E._Heintz,_Jens_Hjorth,_Pall_Jakobsson,_Peter_G._Jonker,_Gavin_P._Lamb,_Ilya_Mandel,_Soheb_Mandhai,_Maria_E._Ravasio,_Jesper_Sollerman,_Nial_R._Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12912 |
長時間($>2$秒)のガンマ線バースト(GRB)の大部分は、大質量星の崩壊から発生すると考えられています\cite{Hjorth+03}。これらのシステムのほとんどは、標準的な星の進化経路を介して形成される可能性があります。しかし、GRBの一部は、密度の高い環境での動的な相互作用の結果である可能性があり、重力波源として検出されたコンパクトなオブジェクトの合体のサンプルにも大きく寄与するチャネルである可能性があると長い間考えられてきました。ここでは、長いGRB(T_90=64.4+/-4.5秒)であるGRB191019Aの事例を報告します。これは、z=で古い(>1~Gyr古い)ホスト銀河の核に近い(<100pc投影)ことを特定します。0.248。星形成の証拠の欠如と超新星放出の深い限界は、大質量星の起源を観測と一致させることを困難にしますが、放出の時間スケールは、銀河の核内の超大質量ブラックホールとの直接的な相互作用を除外します.前駆細胞形成の最も可能性の高いルートは、ホストの高密度核内の動的相互作用によるものであり、典型的なフィールド銀河よりも最大2桁大きい相互作用率を示すそのような銀河の中心と一致しています。バーストの性質は、白色矮星(WD)、中性子星(NS)、またはブラックホール(BH)を含むコンパクトな天体の合体によって自然に説明できます。これらは、密集した星団で動的に形成されるか、超大質量ブラックホールの周りのガス円盤で発生する可能性があります。したがって、将来の電磁波と重力波の同時観測は、銀河核やその他の高密度恒星系における力学部分と力学相互作用の詳細を調べる道筋を提供します。
| Title |
GRB_191019A:_a_short_gamma-ray_burst_in_disguise_from_the_disk_of_an_active_galactic_nucleus |
| Authors |
Davide_Lazzati,_Rosalba_Perna,_BenJamin_Gompertz,_and_Andrew_Levan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12935 |
約2秒の持続時間で標準的に分離された長いガンマ線バースト(GRB)と短いガンマ線バースト(GRB)は、それぞれ異なる前駆星に関連付けられています。GRB191019Aは長いGRB($T_{90}\sim64$s)でした。比較的小さい赤方偏移z=0.248とHST追跡観測にもかかわらず、付随する超新星は検出されませんでした。さらに、ホスト銀河には、重要な星形成活動がありませんでした。ここで、GRB191019Aは、高密度の外部媒質との相互作用によって、即時放出が時間的に引き伸ばされたバイナリコンパクト合併によって生成されたことを提案します。これは、ホスト銀河の中心に近いバーストの局在化によってサポートされるように、バーストの前駆体が活動銀河核の円盤内にある場合に予想されます。GRB191019Aの光度曲線は、固有持続時間t=1.1秒のバーストとエネルギー$E_{\rm{iso}}=10^{51}$ergのバーストによって適切にモデル化できることを示しています。密度$10^7-10^8$cm$^{-3}$の媒体で。二重ピークの光度曲線は、高密度媒体のGRBで予測される明確な特徴を持っています。最初のピークは光球によって生成され、2番目のピークは内部ショックが発生する前に発生する逆ショックの重なりによって生成されます。これにより、GRB191019Aは、降着円盤内から確認された最初の恒星爆発となり、降着流における星の形成と進化、および重力波源集団に重要な意味を持ちます。
Hard-TeV BL Lacsからの高エネルギーニュートリノフラックス
ブレーザーは有望な高エネルギー(HE)ニュートリノ発生源として指摘されていますが、そのメカニズムはまだ議論中です。レプトンモデルではほとんど説明できないハードTeVスペクトルを持つブレーザーは、ハドロンシナリオでうまく解釈できます。最近、Aguilar等。6つの最もよく知られている極端なBLラックの多波長観測を説明するためにレプトハドロン2ゾーンモデルを提案し、ハドロン成分が主に超高エネルギー（VHE）放出を解釈できることを示しました。この作業では、このハドロンモデルを適用して、14の極端なBLLacsのVHEガンマ線フラックスを記述し、電荷パイ中間子崩壊生成物からそれぞれのHEニュートリノフラックスを推定します。最後に、結果をIceCube望遠鏡で観測された拡散フラックスと比較し、これらの天体からのニュートリノフラックスが無視できることを示します。
2019年から2020年のアウトバースト中のXTE J1739-285のAstroSatとNuSTARの観測
| Title |
AstroSat_and_NuSTAR_observations_of_XTE_J1739-285_during_the_2019-2020_outburst |
| Authors |
Aru_Beri,_Rahul_Sharma,_Pinaki_Roy,_Vishal_Gaur,_Diego_Altamirano,_Nils_Andersson,_Fabian_Gittins,_T._Celora, |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13085 |
XTEJ1739-285の研究結果を報告します。XTEJ1739-285は、2019年から2020年のバースト中にAstroSatとNuSTARで観測された一時的な中性子星の低質量X線連星です。X線フレアの非常に短い間隔(0.5～1秒)の間に、386Hzで降着によるX線脈動を検出しました。これらのフレアは、2019年のXTEJ1739-285の観測中に観測されました。この観察中に、強度と硬度の比率の間に相関関係も観察され、強度の増加に伴う硬度の増加が示唆されました。さらに、2020年のアウトバースト中にAstroSatの観測で検出された熱核X線バーストは、その崩壊フェーズ中に383Hzでコヒーレントバースト振動が存在することを明らかにしました。X線バースト中の3Hzの周波数ドリフトは、rモードで説明できます。したがって、XTEJ1739-285は、核動力と降着動力の両方の脈動を示すNS-LMXBのサブセットに属します。2020年のAstroSat-LAXPC観測を使用して作成された電力密度スペクトルは、〜0.83Hzでの準周期振動の存在を示しました。私たちのX線分光法は、2019年と2020年のバースト中にスペクトルに大きな変化があることを明らかにしました。2020年の観測中に、X線スペクトルに幅広い鉄線放出特徴が見つかりましたが、この特徴は比較的狭く、2019年には等価幅が小さくなり、2020年よりも発生率が高くなりました。
射手座矮星球体からの暗黒物質消滅の見込み信号
| Title |
Prospective_Dark_Matter_Annihilation_Signals_From_the_Sagittarius_Dwarf_Spheroidal |
| Authors |
Thomas_A._A._Venville_(1_and_2),_Alan_R._Duffy_(1_and_2),_Roland_M._Crocker_(3),_Oscar_Macias_(4_and_5)_and_Thor_Tepper-Garc\'ia_(6_and_7)_((1)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_Victoria,_Australia,_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_Dark_Matter_Particle_Physics,_Australia,_(3)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_A.C.T.,_Australia,_(4)_GRAPPA_-_Gravitational_and_Astroparticle_Physics_Amsterdam,_University_of_Amsterdam,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(5)_Institute_for_Theoretical_Physics_Amsterdam_and_Delta_Institute_for_Theoretical_Physics,_University_of_Amsterdam,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(6)_Sydney_Institute_for_Astronomy,_School_of_Physics,_The_University_of_Sydney,_Australia,_(7)_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_Three_Dimensions,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13180 |
いて座矮小球状銀河(Sgr)は、天の川周辺のSgrの落下と潮汐破壊の高解像度流体力学シミュレーションから直接計算されたJ因子分布を利用したDM消滅探索のターゲットとして調査されています。過去の研究とは対照的に、このシミュレーションには、天の川銀河といて座前駆銀河の両方について、DM、恒星、およびガス成分が組み込まれています。シミュレートされた分布は、DM密度プロファイルに影響を与える重大な潮汐の乱れを説明しています。SgrのJファクター値の推定値、$J_{\text{Sgr}}=1.48\times10^{10}\\text{M}^2_\odot\\text{kpc}^{-5}$($6.46\times10^{16}\\text{GeV}\\text{cm}^{-5}$)は、以前の研究で見つかったものよりも大幅に低くなっています。この値は正式には下限ですが、Sgrの真のJファクター値に近い可能性があります。これは、最近観測されたSgrからの$\gamma$線放射(Crocker,Maciasetal.2022;arXiv:2204.12054)をDM消滅に帰するために、既存の制約と比較して相容れないほど大きなDM断面積が必要であることを意味します。また、シミュレートされたDM密度分布に適合したNFWプロファイルを使用してJファクター値を計算し、過去の研究との比較を容易にします。このNFWJファクターの値は、過去のほとんどの研究が小さなスケールでSgrの暗黒物質密度を過大評価していたという結論を支持しています。これは、Sgrが最近、天体物理起源の$\gamma$線を放出することが示されたという事実と相まって、間接的なDM検出検索でのSgrの使用を複雑にします。
最近の開発により、ブラックホール天体物理学の分野に新しい時代が到来し、ブラックホールイベントホライズン付近の驚くべき環境を初めて直接的に見ることができました。これらの観測により、天文学者は、太陽の中心よりも数百倍高い温度でブラックホールに流れ込むガスの物理学に関する長年の考えを確認することができました。同時に、観測は、ブラックホールの近くの光線が画像の中心に暗い影を引き起こす大きな偏向を経験することを決定的に示しました。これは、アインシュタインの一般相対性理論によって予測された効果です。さらなる投資により、この分野は、一般相対性理論の新しく厳格なテストを通じて、重力とブラックホールに関する私たちの理解に数十年にわたる進歩をもたらす態勢が整っています。天体現象。
超軟X線源としてのヘリウム燃焼白色矮星連星
| Title |
A_helium-burning_white_dwarf_binary_as_a_supersoft_X-ray_source |
| Authors |
J._Greiner,_C._Maitra,_F._Haberl,_R._Willer,_J.M._Burgess,_N._Langer,_J._Bodensteiner,_D.A.H._Buckley,_I.M._Monageng,_A._Udalski,_H._Ritter,_K._Werner,_P._Maggi,_R._Jayaraman,_R._Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13338 |
Ia型超新星は宇宙距離の指標であり、宇宙における鉄の主な供給源ですが、その形成経路についてはまだ議論されています。白色矮星が非縮退ドナー星から水素に富む物質を降着させる数十個の超軟X線源が観測され、Ia型超新星の前駆体であることが示唆されています。しかし、超新星爆発の際にドナー星から取り除かれると予想される水素の観測的証拠は不足しています。この問題を回避するヘリウムを降着する白色矮星は、超軟X線源としての出現も含めて30年以上にわたって予測されてきましたが、これまでのところ検出を逃れています。ここでは、光学スペクトルがヘリウムによって完全に支配されている降着円盤を持つ超軟X線源を報告します。これは、ドナー星が水素を含まないことを示唆しています。私たちは、光り輝く超軟X線を、降着する白色矮星の表面近くでヘリウムが燃焼しているためと解釈しています。私たちのシステムの特性は、ヘリウムの降着に基づくチャンドラセカール質量爆発への拡張経路、特にこれまで予想されていたよりも低い降着率での白色矮星の安定した燃焼の証拠を提供します。これにより、このシナリオ内で、すべてのIa型超新星の最大30%に相当する準エネルギー型のいわゆるIax型超新星の数を回復できる可能性があります。
小型望遠鏡によるシングルモード ファイバーへの星明かりの限定結合
| Title |
Seeing-limited_Coupling_of_Starlight_into_Single-mode_Fiber_with_a_Small_Telescope |
| Authors |
David_H._Sliski,_Cullen_H._Blake,_Jason_D._Eastman,_Samuel_Halverson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12972 |
望遠鏡への光ファイバーリンクは、正確な視線速度(PRV)測定によって太陽系外惑星を検出および特徴付けるように設計された分光計に多くの利点を提供します。シーイングが制限された環境では、多量の星の光を取り込むことができるように、通常、マルチモードファイバーが使用されます。回折限界に近いケースでは、補償光学システムまたは優れた場所にある小さな望遠鏡を使用して、星の光をはるかに小さいシングルモードファイバーに効率的に結合することが可能になる可能性があります。一般に、シングルモードファイバー入力用に設計された分光計は、マルチモードファイバー入力用に設計されたものよりも大幅に安価になります。アリゾナ州ホプキンス山にある70cm望遠鏡からの星の光を、低速のチップ/チルト画像安定化システムを使用して、約850nmの波長でMINERVA-Red分光計のシングルモードファイバーに結合するテストの結果について説明します。すべての市販の既製のコンポーネント。利用可能な星の光の約0.5%が、理論上の期待に近い小さな望遠鏡をホストしている天文台に典型的な観測条件下で、シングルモードファイバーに結合されることがわかりました。安価で高解像度の分光計と組み合わせた小型望遠鏡の科学的機会と、MINERVA-Redシステムの結合効率を大幅に向上させるアップグレードパスについて説明します。
TIFR での宇宙天文学: 気球から人工衛星まで
タタ基礎研究所(TIFR)には、宇宙天文学実験を行う非常に長い伝統があります。1962年に最初の非太陽X線源が発見されてから数年以内に、TIFRは気球技術の専門知識を活用して、気球による硬X線天文学に多大な貢献をしました。この最初の熱意は、宇宙天文学における非常に多様な総合的な取り組みにつながりました。気球搭載のX線および赤外線実験、ロケットおよび衛星ベースのX線実験、およびその他の多くの新しいイニシアチブです。しかし、80年代初頭、TIFRは、世界中から寄せられた非常に洗練された衛星実験から得られる結果の嵐に追いつくことができませんでしたが、いくつかの控えめな実験で研究を続けることで旗を掲げ続けました。これらの努力は、インド初の多波長天文台である画期的なプロジェクトであるAstroSatで最高潮に達し、TIFRはその中で極めて重要な役割を果たしました。この記事では、これらのエキサイティングな開発の非常に個人的で逸話的なスケッチを紹介します.
天文学的な時系列をモデル化するための確率的再帰型ニューラル ネットワーク: 利点と制限
| Title |
Stochastic_Recurrent_Neural_Networks_for_Modelling_Astronomical_Time_Series:_Advantages_and_Limitations |
| Authors |
Xinyue_Sheng,_Matt_Nicholl_and_Nicholas_Ross |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13197 |
この論文では、Shengらによって活動銀河核の光度曲線に適用された確率的リカレントニューラルネットワーク(SRNN)をレビューします。(2022)。天文データには、望遠鏡の機能、ケイデンス戦略、避けられない気象条件の観察、および天体の現在の理解に起因する固有の制限があります。機械学習手法を適用する場合、データの制限が分析と推論能力に与える影響を理解することが不可欠です。私たちはShengらを取ります。(2022)ケーススタディとして、ルービン天文台で見られるように、AGNの変動性をシミュレートするためにSRNNを実装する際に遭遇する問題と制限を示します。
0.5 m 望遠鏡での時間強度干渉法
| Title |
Temporal_Intensity_Interferometry_at_a_0.5_m_Telescope |
| Authors |
Sebastian_Karl,_Stefan_Richter,_and_Joachim_von_Zanthier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13265 |
強度干渉計は、個々の望遠鏡の振幅ではなく光強度を相関させて、光源の形状を復元します。強度相関は振幅干渉法の技術的課題を軽減し、天文イメージングでより大きなベースラインを実現して解像度を高めることができますが、感度が大幅に低下するという犠牲が伴います。直径わずか0.5mの望遠鏡(PlanewaveCDK20)で測定された$\alpha$Lyrae(ベガ)の光の中での光子束の観測を報告します。コリメーション、光学フィルタリング、および検出を含む測定セットアップ全体が、光ファイバーを使用せずに望遠鏡に直接取り付けられました。これは、単一光子検出器の広い領域によって容易になりました。6晩にわたる合計32.4時間の露出時間の後、$(9.5\pm2.7)\cdot10^{-3}$のコントラストと$0.34\pm0.12$psのコヒーレンス時間を持つ相関信号が回復されました。、以前の実験室でのテストだけでなく、測定セットアップの光学的および電子的特性から計算された期待にもよく適合します。
JWST MIRI 飛行性能: 中解像度分光計
| Title |
JWST_MIRI_flight_performance:_The_Medium-Resolution_Spectrometer |
| Authors |
Ioannis_Argyriou,_Alistair_Glasse,_David_R._Law,_Alvaro_Labiano,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Polychronis_Patapis,_Patrick_J._Kavanagh,_Danny_Gasman,_Michael_Mueller,_Kirsten_Larson,_Bart_Vandenbussche,_Adrian_M._Glauser,_Pierre_Royer,_Daniel_Dicken,_Jake_Harkett,_Beth_A._Sargent,_Michael_Engesser,_Olivia_C._Jones,_Sarah_Kendrew,_Alberto_Noriega-Crespo,_Bernhard_Brandl,_George_H._Rieke,_Gillian_S._Wright,_David_Lee,_Martyn_Wells |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13469 |
中解像度分光計(MRS)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載された中赤外線装置(MIRI)の4つの動作モードの1つを提供します。MRSは積分フィールド分光計であり、3700～1300のスペクトル分解能で5～28$\mum$の波長範囲にわたる光の空間およびスペクトル分布を測定します。飛行中に達成されたMRSの光学、スペクトル、および分光測光性能を提示し、機器の究極の感度を制限する影響について報告します。MRSの飛行性能は、太陽系の恒星、惑星状星雲、惑星の観測を使用して定量化されています。このキャリブレーションの精度と精度は、既知のフラックスレベルとスペクトル特性を持つ天体キャリブレータに対してチェックされます。MRSの幾何学的キャリブレーションは、5$\mum$で8mas、28$\mum$で23masの指令位置に対する歪み解の精度を持っていることがわかります。波長キャリブレーションは、5$\mum$で9km/秒以内、28$\mum$で27km/秒以内の精度です。絶対分光光度校正精度の不確実性は、5.6±0.7%と推定されます。MIRIキャリブレーションパイプラインは、波長範囲全体にわたって拡張光源と点光源の両方で、スペクトルフリンジの振幅を1.5%未満に抑えることができます。MRSPSFは、長軸に沿って5$\mum$で回折限界より60%広く、28$\mum$で15%広い。MRSの飛行性能は、打ち上げ前の予想よりも優れていることがわかりました。MRSは、JWSTの最も購読されている観測モードの1つであり、多くの著名な出版物を生み出しています。それは現在、天体源の中赤外線スペクトルを測定するための人類で最も強力な機器であり、今後何年にもわたってそのままであり続けることが期待されています.
JWST MIRI Si:As IBC検出器におけるBrighter-Fatter効果 I. 観察、科学への影響、およびモデリング
| Title |
The_Brighter-Fatter_Effect_in_the_JWST_MIRI_Si:As_IBC_detectors_I._Observations,_impact_on_science,_and_modelling |
| Authors |
Ioannis_Argyriou,_Craig_Lage,_George_H._Rieke,_Danny_Gasman,_Jeroen_Bouwman,_Jane_Morrison,_Mattia_Libralato,_Daniel_Dicken,_Bernhard_R._Brandl,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Alvaro_Labiano,_Michael_Regan,_Michael_E._Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13517 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載されている中赤外線装置(MIRI)は、3つのSi:As不純物バンド伝導(IBC)検出器アレイを使用しています。各MIRI検出器ピクセルの出力電圧レベルは、ランプのサンプリングによってデジタル的に記録されます。均一または低コントラストの照明の場合、ピクセルランプは予測可能な方法で非線形になりますが、コントラストの高い領域では、非線形曲線ははるかに複雑になります。MIRIの従来型および高コントラストのコロノグラフィイメージング、低解像度分光法、および中解像度分光法データにおける明るく太い効果(BFE)の観測証拠を提供し、検出器のピクセルrawへの影響を引き起こす物理的メカニズムを調査します。電圧積分ランプ。JWST/MIRIコミッショニングおよびサイクル1フェーズの公開データを使用します。また、パブリックPoisson_CCDコードの修正バージョンを使用して、MIRI検出器の数値静電モデルを開発します。MIRIBFEの背後にある物理的メカニズムは、CCDやHawaii-2RG(H2RG)検出器とは根本的に異なります。これは、MIRI光励起電荷の大部分がピクセルではなく、MIRI検出器のユニットセルバッファーアンプのキャパシタンスへの入力に蓄積されるためです。結果として生じる検出器電圧のバイアス緩和により、赤外線活性層内の静電ポテンシャルが変化し、明るいピクセルで生成された新しい光励起電子が隣接するより暗いピクセルに導かれます。観測的には、デバイアス誘導BFEにより、JWSTMIRIデータは、検出器ピクセルによってカバーされる出力レベルの関数として、10～25%大きく、0.5～8%明るい点光源とスペクトルラインプロファイルを生成します。縮小する検出器枯渇領域のプロファイルは、MIRIで観測された点光源のピクセルランプ非線形性モデルの開発に影響を与えることがわかりました。
K2 データからの拡張開口測光法に基づく、一次倍音 RR こと座星の周波数分析
| Title |
Frequency_analysis_of_the_first-overtone_RR_Lyrae_stars_based_on_the_Extended_Aperture_Photometry_from_the_K2_data |
| Authors |
H._Netzel,_L._Molnar,_E._Plachy,_J._M._Benko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12884 |
ラジアルモードの脈動に加えて、多くのRRLyrae星で追加の低振幅信号が観測されます。最も一般的なものは、最初の倍音で約0.60～0.65の周期比を形成する短周期信号、または約0.68の周期比を形成する長周期信号です。RRLyrae星はまた、ブラジコ効果として知られる光度曲線の準周期的な変調を示す可能性があります。K2ミッション中にケプラー望遠鏡によって観測された最初の倍音RRLyrae星の広範なサンプルを使用して、これらの低振幅の追加信号を検索して特徴付けました。K2データは、統計的に有意なサンプルの空間ベースの測光を提供します。したがって、このデータは、RRLyrae星の脈動特性を詳細に研究するのに優れています。キャンペーン0～19のRRLyrae候補にK2宇宙ベースの測光を使用しました。最初の倍音で脈動するRRLyrae星を選択し、各星の周波数分析を実行して、それらの周波数内容を特徴付けました。452個の星を1倍音のRRLyraeとして分類しました。そのサンプルから、281個のRR$_{0.61}$スター、67個のRR$_{0.68}$スター、および68個のBlazhkoスターを選択しました。上記の現象を同時に示す、特に興味深い星を発見しました。RR$_{0.61}$星でシグナルを検出しましたが、これは大部分の星で観測されたよりも低い周期比を形成しています。これらの信号は、ピーターセンダイアグラムで周期比約0.60の新しいシーケンスを形成する可能性があります。32個の星で、RRd星で予想される周期比に近い周期比を形成する追加の信号が検出されましたが、これらの星のRRdとしての分類は不明です.また、周期比が0.465～0.490付近のピーターセンダイアグラムで新しいグループを形成する8つの星に追加の信号が発見されたことも報告しています。この周期性の性質は不明のままです。
MUSCLES および Mega-MUSCLES HST Treasury Survey Projects
によって観測された近くの低質量系外惑星ホスト星からのコロナ X 線放出
| Title |
Coronal_X-Ray_Emission_from_Nearby,_Low-Mass,_Exoplanet_Host_Stars_Observed_by_the_MUSCLES_and_Mega-MUSCLES_HST_Treasury_Survey_Projects |
| Authors |
Alexander_Brown,_P._Christian_Schneider,_Kevin_France,_Cynthia_S._Froning,_Allison_A._Youngblood,_David_J._Wilson,_R._O._Parke_Loyd,_J._Sebastian_Pineda,_Girish_M._Duvvuri,_Adam_F._Kowalski,_Zachory_K._Berta-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.12929 |
太陽系外惑星の主星の高エネルギーX線および紫外線(UV)放射場は、太陽系外惑星の大気条件と潜在的な居住可能性を制御する上で重要な役割を果たします。後期型(KおよびMスペクトル型)系外惑星ホストからのX線/UV放射の主な調査は、MUSCLESおよびMega-MUSCLESハッブル宇宙望遠鏡(HST)財務プログラムによって実施されています。これらのサンプルは主に、比較的古く「活動していない」低質量の星で構成されています。この論文では、チャンドラX線天文台、XMM-ニュートン天文台、およびニールゲーレルスウィフト天文台を使用して得られた、これらの星からのコロナ放射のX線観測の結果を提示します。星は、質量と年齢の広い範囲で低質量星のコロナ活動を効果的にサンプリングします。星の大部分(23個中21個)が検出され、それらのX線光度が測定されます。短期間のフレア変動は、これらの観測中に完全対流(M$\leq$0.35M$_{\odot}$)星のほとんどで検出されましたが、より大規模なM矮星では検出されませんでした。この違いにもかかわらず、これら2つのセットのM型矮星の平均X線光度は類似しており、質量がより大きくなっています(0.35M$_{\odot}$$\leq$M$\leq$0.6M$_{\odot}$)$\sim$5$\times$10$^{26}$ergs$^{-1}$のMドワーフ$\sim$2$\times$10$^{26}$ergs$^{1Gyrより古い完全対流星の場合は-1}$。より若く、完全に対流するM型矮星は、X線光度が3～6$\times$10$^{27}$ergs$^{-1}$です。コロナルX線スペクトルは特徴付けられており、重要な情報を提供しています。これは恒星のEUVスペクトルのモデリングに不可欠です。
新しい流体力学的風モデルによる大質量星の回転の進化
| Title |
Evolution_of_rotating_massive_stars_with_new_hydrodynamic_wind_models |
| Authors |
Alex_Camilo_Gormaz-Matamala_(1,_2_and_3),_Jorge_Cuadra_(1),_Georges_Meynet_(4),_and_Michel_Cur\'e_(5_and_6)_((1)_Departamento_de_Ciencias,_Facultad_de_Artes_Liberales,_Universidad_Adolfo_Ib\'a\~nez,_Vi\~na_del_Mar,_Chile,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Facultad_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Chile,_(3)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland,_(4)_Geneva_Observatory,_University_of_Geneva,_Switzerland,_(5)_Instituto_de_F\'isica_y_Astronom\'ia,_Universidad_de_Valpara\'iso,_Valpara\'iso,_Chile,_(6)_Centro_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_Valpara\'iso,_Valpara\'iso,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13058 |
ライン駆動の風による質量損失は、大質量星の進化を理解する上で重要です。星の回転の効果を組み込むことにより、質量損失レシピが風の流体力学と線加速度の同時計算に基づいている論文Iで紹介された進化モデルを拡張します。標準的な進化のトラックのセットの自己一貫性のある線力パラメーターのグリッドを紹介します。これにより、$M_\text{ZAMS}=25,40,70,$および$120\,M_\odot$の回転と、金属量$Z=0.014$および$0.006$の新しい一連の進化トラックを生成します。一貫したアプローチにより、以前の進化モデルで採用された標準値よりも低い質量損失率が得られます。この減少は、最も大規模なモデルのトラックに大きな影響を与えます。風が弱いと、星はより多くの質量を保持できますが、角運動量も大きくなります。結果として、風の弱いモデルは回転が速くなり、星の内部構造での混合の効率が低下します。新しい軌跡は、銀河O型星の最近の調査で見つかった$\varv\sini$値の範囲と密接に一致して、MSを通る回転速度の進化を予測しています。その後の含意として、自己無撞着モデルからの弱い風は、MSフェーズ中の大質量星の恒星風によるISMへの同位体$^{26}$Alの寄与の減少を示唆しています。さらに、自己矛盾のない進化モデルで見つかったより高い光度は、銀河中心部のオッペ星の場合のように、大質量星の一部の集団が以前に考えられていたよりも質量が小さい可能性があることを示唆しています。したがって、この研究は、大質量星の進化に基づくさらなる研究に幅広い結果をもたらします。
「ひので」EUVイメージング分光器の太陽フレアトリガーの軌道性能について
| Title |
On_orbit_performance_of_the_solar_flare_trigger_for_the_Hinode_EUV_Imaging_Spectrometer |
| Authors |
David_H._Brooks,_Jeffrey_W._Reep,_Ignacio_Ugarte-Urra,_and_Harry_P._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13155 |
ひのでEUVイメージング分光計のフレアイベントトリガーの軌道上性能を評価します。私たちの目標は、軟X線放射の急激な上昇によって定義されるフレアの発生と、応答観測研究の開始との間の時間遅延を理解することです。HeII256.32Aスペクトル線のワイド(266$''$)スリットパトロール画像は、フレアハンティングに使用され、事前に定義された強度しきい値に達すると応答がトリガーされます。成功裏に応答を引き起こした13個の$>$Mクラスフレアのサンプルを使用し、そのタイミングをGOESの軟X線データ、およびRHESSIとFermiの硬X線データと比較します。解釈が困難な複雑なイベントを除くと、サンプルの平均軌道応答時間は2分10秒で、不確実性は84秒です。これらの結果は、将来のミッションの自律運用を計画するのに役立つ可能性があり、フレアの重要な衝動的な段階を捉えるためにどのように改善できるかについてのガイダンスを提供します。
拡散太陽コロナの特徴とそれらのスピキュラーフットポイント
| Title |
Diffuse_solar_coronal_features_and_their_spicular_footpoints |
| Authors |
Nikolina_Milanovi\'c,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hardi_Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13161 |
明確に区別できるコロナループに由来する放射の成分に加えて、太陽コロナは極紫外(EUV)およびX線環境放射も示します。重要なのは、一般的により構造化された遷移領域と彩層とは異なり、拡散コロナは特徴がないように見えることです。拡散コロナの磁気的性質、特に下層大気におけるその足元は、よく理解されていません。超粒状スケールの静かな太陽ネットワーク上の拡散コロナの起源を研究します。SDO/AIAからのコロナル画像で拡散EUV放射の領域を特定しました。下層大気との関係を調査するために、これらのSDO/AIAデータをIRISからの遷移領域分光データおよびSDO/HMIからの基礎となる表面磁場情報と組み合わせました。拡散発光の領域は超粒状サイズであり、5時間以上持続しますが、その間、明らかな下部構造は見られません。それは、磁気キャノピー内およびその上に位置する約1MKのプラズマに関連付けられています。キャノピーは、上にある遷移領域で高度に構造化されたスピキュールのような放出を示すユニポーラ磁気フットポイントによって形成されます。私たちの結果は、拡散EUV放射パッチが長距離ループの基部に形成され、それが遷移領域の針状構造を覆っていることを示唆しています。加熱された物質は、針状の上昇流、コロナ加熱イベントからの伝導駆動の上昇流、またはおそらくより遠い足元から発生する流れによって、それに供給される可能性があります。したがって、拡散EUVパッチがどのように維持されるかという問題は未解決のままです。それにもかかわらず、私たちの研究は、長距離の磁気ループによって閉じ込められた加熱されたプラズマが、特徴のない周囲のコロナ放射に大きく寄与する可能性があることを示しています。
JOYS: 若い原始星の JWST 観測: 大質量星形成領域 IRAS23385+605 での流出と降着
| Title |
JOYS:_JWST_Observations_of_Young_protoStars:_Outflows_and_accretion_in_the_high-mass_star-forming_region_IRAS23385+605 |
| Authors |
H._Beuther,_E.F._van_Dishoeck,_L._Tychoniec,_C._Gieser,_P.J._Kavanagh,_G._Perotti,_M.L._van_Gelder,_P._Klaassen,_A._Caratti_o_Garatti,_L._Francis,_W.R.M._Rocha,_K._Slavicinska,_T._Ray,_K._Justtanont,_H._Linnartz,_C._Weakens,_L._Colina,_T._Greve,_M._Guedel,_T._Henning,_P.O._Lagage,_B._Vandenbussche,_G._Oestlin,_G._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13172 |
目的:JWSTプログラムJOYS(JWSTObservationsofYoungprotoStars)は、若い高質量および低質量の星形成領域の物理的および化学的特性、特に高温ガスおよび固体状態の独自の中赤外線診断を特徴付けることを目的としています。コンポーネント。大質量星形成領域IRAS23385+6053からの初期の結果を提示します。方法:JOYSプログラムは、MIRIMRSとそのIFUを使用して、高質量および低質量の星形成原始星系のサンプルを調査します。結果:IRAS23385+6053の5～28μmのMIRIスペクトルは、多くの特徴を示しています。一般的なスペクトルは埋め込まれた原始星の典型的なものですが、以前の宇宙ミッションと比較して、より高いスペクトル分解能と感度によって強化された多くの原子および分子ガスラインが見られます。さらに、氷とほこりの吸収機能も備えています。ここでは、H2、[FeII]、[NeII]線などの連続体放出、流出トレーサー、および潜在的な降着トレーサーであるハンフリーズアルファHI(7--6)に焦点を当てます。短波長MIRIデータは、2つの連続体ソースAとBを分解します。ここで、中赤外線ソースAはメインのmm連続体ピークに関連付けられています。中間赤外線とmmデータの組み合わせは、形成中の若い星団を明らかにします。中赤外流出トレーサーH2、[FeII]および[NeII]をmmSiOデータと組み合わせると、形成中のクラスター内の原始星によって駆動される少なくとも3つの分子流出の複雑な相互作用が示されます。さらに、ハンフリーズアルファラインは、中赤外線源AおよびBに向かって3～4シグマレベルで検出されます。(2015)では、約2.6x10^-6から約0.9x10^-4M_sun/yrの間の降着光度と対応する降着率を大まかに見積もることができます。これは、観測された流出率のコンテキストで説明されています。結論:この若い大質量星形成領域のMIRIMRS観測の分析は、接続された流出と降着の痕跡を明らかにします。
形成星の構造と回転に対する降着の影響
低質量星の自転周期の測定は、星の大部分がまだ降着円盤に囲まれている段階で、若い星団のスピン分布が収縮により予想されるスピンアップを示さないことを示しています。この段階で、星は質量と角運動量を増加させ、降着強化磁気風を経験する可能性があります。同時に、質量とエネルギーの降着は、星の構造と慣性モーメントの進化に大きな影響を与えます。非常に若い星の降着の進化モデルを計算し、自己矛盾のない方法で、降着が星の構造に及ぼす影響と、星とその円盤の間の角運動量の交換を決定します。次に、重水素含有量、降着履歴、降着物質のエントロピー含有量、磁場、および降着強化風の効率を変化させます。モデルは、慣性運動量の進化と星と円盤の相互作用トルクの両方によって交互に駆動されるようになります。テストしたすべてのパラメーターの中で、磁場強度、降着履歴、および重水素含有量が最大の影響を及ぼします。熱の注入は、進化の初期段階でのみ主要な役割を果たします。この研究は、降着の影響下での慣性モーメントの進化の重要性を示しており、星と円盤の相互作用で観察される一定の回転速度分布を説明しています。回転を考慮すると、降着星の一貫した構造進化とともに最新のトルクで計算されたモデルは、狭い範囲しか再現していませんが、調査したパラメーターの全範囲でほぼ一定のスピン進化を説明できます。観測されたスピン速度分布の中央値付近。
T おうし座原始惑星系におけるディスク - 磁気圏 - 星風の相互作用の 3 次元、時間依存 MHD シミュレーション
| Title |
Three-dimensional,_Time-dependent_MHD_Simulation_of_Disk-Magnetosphere-Stellar_Wind_Interaction_in_a_T_Tauri,_Protoplanetary_System |
| Authors |
Ofer_Cohen,_Cecilia_Garraffo,_Jeremy_Drake,_Kristina_Monsch,_Igor_Sokolov,_Federico_Fraschetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13238 |
Tおうし座系における原始惑星系円盤と恒星コロナとの間の短期相互作用の3次元、時間依存、MHDシミュレーションを提示します。シミュレーションには、星の磁場、自己無撞着なコロナ加熱と星の風の加速、降着を誘発するサブケプラー速度で回転する円盤が含まれます。最初に、システムが仮定された初期条件から緩和するにつれて、円盤の内側部分が巻き付いて内側に移動し、予想どおり星に近づくことがわかります。しかし、自己無撞着なコロナ加熱と恒星風の加速により、しばらくすると元の状態に戻り、円盤は$10R_\star$を大幅に超えて押し出されます。この最初の緩和期間の後、コロナの磁力線に沿ってじょうご状に流れ込んだ強力で安定した降着流の明確な証拠は見つかりませんでしたが、弱く散発的な降着のみでした。降着イベントや加熱イベントとは相関しないフレアのような増加を示す合成コロナX線放射光曲線を生成します。ライン放出フラックスのこれらの変動は、ディスクコロナの圧力変動による圧縮と膨張の結果です。垂直ディスク蒸発は、ディスクの上と下で展開します。しかし、円盤と恒星風の境界は非常に安定しており、恒星風の領域に到達した円盤の物質は恒星風によって移流されます。
太陽圏における宇宙線反陽子の変調：太陽周期のシミュレーション
| Title |
Modulation_of_cosmic_ray_anti-protons_in_the_heliosphere:_simulations_for_a_solar_cycle |
| Authors |
O.P.M._Aslam,_M.S._Potgieter,_Xi_Luo,_and_M.D._Ngobeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13268 |
PAMELAとAMSからの銀河宇宙線陽子の正確な測定値は、2006年7月から2019年11月までの期間の確立された3D数値モデルを使用して再現されます。結果の変調パラメーターは、同じ期間の宇宙反陽子の変調をシミュレートするために適用されます。2009年前後の最小変調の時期、2012年から2015年の太陽磁場極性の反転を含む最大変調、および2020年の新しい最小変調へのアプローチが含まれます。局所的な星間スペクトルとは別に、陽子と反陽子の変調は異なります。電荷符号と結果として生じるドリフトパターンのみ。最低のプロトンフラックスは2014年2月から3月にありましたが、シミュレートされた最低の反プロトンフラックスは2015年3月から4月にあることがわかっています。これらの比率の傾向は、太陽活動サイクルの非常に異なる段階における太陽圏変調の電荷符号依存性の現象を大幅に明らかにすることに貢献しています。これは、いわゆるヒステリシスループを表示することによって繰り返され、強調されます。また、平行および垂直の平均自由行程の値、およびドリフトスケールが、この長期間にわたる剛性によってどのように変化するかも示されています。ドリフトスケールは、極性反転期間中に最低レベルにあることがわかりますが、平均自由行程の最低レベルは2015年3月から4月にあることがわかります。
最も単純な $\alpha$ アトラクタ T モデルのインフレトン場の振動について
この作業では、インフレーション後のインフレトン場の均一な振動を考慮します。特に、最も単純な$\alpha$アトラクタTモデルの振動インフレトン場の(平均)状態方程式の解析結果を取得します。この結果は、インフレ後の進化の研究に役立ちます。最も劇的な可能性は、インフレトン場の振動中、(平均)状態方程式が宇宙定数の方程式であるということです。これは、このモデルのスローロールインフレの終わりが、変動インフレの始まりである可能性があることを意味します。
暗黒物質が素粒子と弱く相互作用する軽いスカラー場である場合、そのような場は物理定数の振動を誘発し、その結果、巨視的な物体に作用する時間変化する力が生じます。この論文では、2つのLIGO検出器の3回目の観測実行(O3)におけるデータ内のそのような信号の検索について報告します。信号が検出器の感度帯域内に収まる$10^{-13}-10^{-11}~{\rmeV}$の範囲のスカラー場の質量に注目します。まず、公開されているデータと容易に比較できる相互相関統計を定式化します。天の川銀河の太陽系の運動によって引き起こされる暗黒物質の速度分布の異方性を含めると、$\simeq付近の狭い質量範囲を除いて、信号が$\sim2$倍に増強されることがわかりました。3\times10^{-13}~{\rmeV}$で、リビングストンの干渉計とハンフォードの干渉計の間の相関が抑制されます。信号が検出されないことから、5つの代表的なケースについて、素粒子とスカラー場の間の結合定数の上限を導き出します。弱い等価原理が満たされないすべての場合について、弱い等価原理の違反のテストは、結合定数の最も厳しい上限を提供します。第5力実験の上限は常にLIGOの上限よりも強いが、その差は大質量範囲で$\sim5$の係数未満です。私たちの研究は、重力波実験が暗黒物質の性質に関する有意義な情報をもたらし始めていることを示しています。この論文で提供される定式化は、今後の実験のデータにも適用される可能性があり、モデルのはるかに広いパラメーター範囲を調査することが期待されています。
| Title |
A_test_of_Einstein's_equivalence_principle_in_ngEHT_observations |
| Authors |
Joseph_P_Johnson,_Susmita_Jana,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.13271 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)の観測により、一般相対性理論(GR)の基本原理をテストできることを示します。GRは、重力の普遍性とアインシュタインの等価原理(EEP)に基づいています。ただし、EEPは物理学の基本原理ではなく、経験的な事実です。電磁場の非最小結合(NMC)はEEPに違反し、その影響は強い重力領域で現れます。したがって、EHTは、強い重力体制でNMCをテストする機会を提供します。スピンパラメーターの主要な次数に対して、電磁場のNMCがブラックホールの画像を2つの方法で変更することを示します。まず、1つの偏光モードの場合、地平線は半径\emph{より大きい}$\sqrtの影を落とします。{27}ソースの画像のGM/c^2$。他の偏波モードでは、\emph{より小さい}$\sqrt{27}GM/c^2$です。第2に、明るさとレンズリングの位置は非最小結合の影響を受けます。レンズリングは、一方の偏光モードで他方よりも顕著です。最後に、将来のngEHT観測からのNMC定数の制約について説明します。
LiteBIRD と CMB-S4 インフレの高原モデルにおける再加熱に対する感度
再加熱温度に対するLiteBIRDとCMB-S4の感度と、インフレの3種類のプラトーポテンシャルモデル、すなわち突然変異したヒルトップインフレーション、ラジオンゲージインフレーション、および$\alpha$アトラクタTモデルにおけるインフレトンカップリングを調べます。最初に、すべてのモデルのモデルパラメーターとCMBオブザーバブルの間の関係を分析的に調べます。次に、モンテカルロマルコフ連鎖に基づく予測を実行して、再加熱温度、インフレトンカップリング、LiteBIRDとCMB-S4で達成できるインフレの規模に関する情報の増加を定量化します。予測の結果を、最近提案された単純な分析方法から得られた結果と比較します。LiteBIRDとCMB-S4の両方が、3種類のモデルすべてで膨張の規模と再加熱温度を同時に制約できることがわかりました。彼らは、史上初の測定値を含む、後者の上限と下限の両方を初めて取得できます。変更されたヒルトップインフレーションモデルとラジオンゲージインフレーションモデルでは、これはパラメーター空間の部分でのインフレトンカップリングの測定値に変換できます。この微視的パラメータを制限することは、これらのインフレーションモデルが素粒子物理学のより基本的な理論にどのように組み込まれるかを理解するのに役立ちます。
