GEO-FPT: やや非線形スケールの銀河バイスペクトルのモデル
| Title |
GEO-FPT:_a_model_of_the_galaxy_bispectrum_at_mildly_non-linear_scales |
| Authors |
Sergi_Novell-Masot,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15510 |
GEO-FPT(GeometricFittedPerturbationTheory)は、赤方偏移空間における銀河のバイスペクトル異方性信号の新しいモデルであり、関数形式は摂動理論に根ざしています。また、フーリエ空間の三角形の幾何学的特性を使用してバイスペクトルの依存性をモデル化し、摂動理論に基づく最先端の理論モデルよりも広い有効性を備えています。高解像度暗黒物質シミュレーションを使用してこのモデルの自由パラメーターを調整し、厳密なテストを実行して、GEO-FPTが銀河のバイスペクトルを$k\simeq0.12h{\rmMpc}^{-1のスケールまで正確に記述することを示します。$100$(Gpc$h^{-1})^3$.特に、パワースペクトルとバイスペクトルの異方性信号の共同分析は、それらの完全な共分散行列を考慮して、関連する物理量、つまりBAOのピーク位置(視線に沿っておよび視線を横切る)、および成長を明らかにします。構造パラメータに暗黒物質のゆらぎの振幅を掛けた$f\sigma_8$--は、それぞれ$0.4\%$および$2\%$よりも優れた精度で、偏りのない方法で復元されます(これは、私たちの$2\sigma$の統計的限界です)系統誤差推定の）。さらに、バイスペクトル信号は、検出可能なバイアスなしで$f\sigma_8$縮退を破ります:$f$と$\sigma_8$は、それぞれ$2.7\%$と$3.8\%$よりも優れた精度で復元されます(これは、私たちの$2\sigma$です)。系統誤差推定の統計的限界)。GEO-FPTは、現在の制限である$k\lesssim0.08\,h$Mpc$^{-1}$%を超えて、銀河調査のバイスペクトル信号の適用性を高め、バイスペクトルを、銀河からの情報コンテンツのロックを解除するための重要な統計にします。進行中および今後の銀河の赤方偏移調査における穏やかな非線形領域。
共鳴的に生成された無菌ニュートリノ暗黒物質の崩壊に対する XRISM 検索の予測
| Title |
Anticipating_the_XRISM_search_for_the_decay_of_resonantly_produced_sterile_neutrino_dark_matter |
| Authors |
Mark_R._Lovell_(1)_((1)_University_of_Iceland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15513 |
ニュートリノ極小標準モデル($\nu$MSM)の共鳴生成された無菌ニュートリノ($N_1$)は、説得力のある暗黒物質の候補であり、特に質量$m_\mathrm{s}=X線崩壊で7.1$~keV。この粒子は、今後12か月にわたってXRISMX線ミッションで利用できるようになります。$N_1$の背後にある物理学とそのパラメーターの不確実性を再検討します。$m_\mathrm{s}=7.1$keV$N_1$混合角$\sin^{2}(2\theta)$とハーフモード質量$M_\mathrm{hm}$の予測を比較します、既存のX線観測と構造形成の制約に。利用可能な最強の制約により、暗黒物質の候補として$N_1$が除外され、データのより楽観的な読み取りでは、$\sin^{2}(2\theta)=5\times10^{-11}$および$M_\が優先されますmathrm{hm}=3.5\times10^{8}$$\mathrm{M}_{\odot}$.XRISMを使用しておとめ座星団で速度分散$\sim500$$\mathrm{kms^{-1}}$の線を見つけ、将来のリストを作成することが、検出の最も有望な今後の機会であることを強調します。(i)線が暗黒物質からのものかどうか、(ii)暗黒物質からのものである場合、その候補が実際に$N_1$であるかどうかを判断するための研究対象。
1 ループ次数での固有配列の有効場理論: 暗黒物質シミュレーションとの比較
| Title |
Effective_Field_Theory_of_Intrinsic_Alignments_at_One_Loop_Order:_a_Comparison_to_Dark_Matter_Simulations |
| Authors |
Thomas_Bakx,_Toshiki_Kurita,_Nora_Elisa_Chisari,_Zvonimir_Vlah_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15565 |
N体シミュレーションの3Dハロー形状統計と比較することにより、1ループレベルでの固有アライメント（IA）の有効場理論（EFT）の有効性の体制をテストします。このモデルは、大規模構造の有効場理論(LSSのEFT)に基づいているため、おなじみの非線形アライメント(NLA)モデルと潮汐アライメント潮トルク(TATT)を理論的に十分に拡張したものです。モデル。合計$8$の無料バイアスパラメータが含まれています。具体的には、暗黒物質のハロー形状-形状多極子$P_{EE}^{(0)}(k),P_{EE}^{(2)}(k),P_{BB}^{(0)を測定します。}(k),P_{BB}^{(2)}(k)$と物質形状多極子$P_{\deltaE}^{(0)}(k),P_{\deltaE}シミュレーションから^{(2)}(k)$を計算し、ジョイントフィットを実行して、IAのEFTからの理論予測が測定値と一致する最大波数$k_{\text{max}}$を決定します。IAのEFTは、$z=0$で$k_\text{max}=0.30\,h/\text{Mpc}$までの暗黒物質ハローの固有の配列を記述できることがわかりました。これは、$k_\text{max}=0.05\,h/\text{Mpc}$までしか正確でないNLAやTATTなどの他の既存の配置モデルよりも明らかに改善されていることを示しています。高次バイアスパラメーターの事後分布を調べ、それらを含めることが準線形レジームにおける固有のアライメントを記述するために必要であることを示します。さらに、IAのEFTは、考慮されている他のアライメントモデルとは対照的に、固有のアライメントBモードの自動スペクトルを正確に記述することができます。
トランジエント・コンスタント・ロール・インフレーションにおけるスクイーズド・バイスペクトルおよびワンループ補正
標準的な単一フィールドインフレーションでは、原始ブラックホール(PBH)の生成には、スローロール条件の一時的な違反が必要です。一時的な超スローロールインフレはそのようなシナリオの一例であり、より一般的には、一時的なコンスタントロールインフレを考えることができます。過渡的な一定ロールインフレーションでスクイーズされたバイスペクトルを調査し、Maldacenaの一貫性の関係が十分に長い波長のモードで成り立つのに対し、非アトラクタの場合のピークスケール付近のモードでは違反されることを発見しました。また、3次アクションの2番目のスローロールパラメーターの時間微分に由来する代表的な1ループ項に焦点を当てて、一時的な超スローロールインフレーションの場合と比較して1ループ補正がどのように変更されるかを示します。これらの条件での摂動性の要件は、一時的な一定ロールインフレーションからのPBHの生成を除外しないことがわかります。したがって、これは、最近主張された、単一油田インフレーションからのPBH生産のノーゴー定理の単純な反例です。
サブハローの存在量が一致する DESI 発光赤色銀河の銀河とハローのつながり
サブハローの存在量と年齢分布のマッチングを使用して、$z$バンドと$3.4$ミクロンの$W1$バンド絶対等級と$z\sim0.43$、$0.52$、および$0.63$でマグニチュード制限された模擬銀河カタログを作成します。{r-z}$および${r-W1}$色。これらのマグニチュードが制限されたモックから、$(r-z)$ベース(光学)および$(r-W1)$ベース(赤外線)のLRGサンプルの選択基準に従って、モックの明るい赤色銀河(LRG)サンプルを選択します。ダークエネルギー分光装置(DESI)調査。私たちのモデルは、DESILRGターゲット選択の基礎となるDESILegacySurveysの数密度、光度関数、色分布、および投影されたクラスタリングを再現します。固定宇宙論における光学およびIRDESILRGの両方のハロー占有統計を予測し、2つのLRGサンプル間の違いを評価します。IRベースのSHAMモデリングは、$z$バンドを使用するよりも光学的LRG集団とIRLRG集団の違いをよりよく表し、年齢分布の一致がLRGのクラスタリングを過大予測し、銀河の色がハローの年齢と相関していないことを示しています。LRG体制。光学およびIRDESILRGターゲットの選択では、光学色空間における赤色シーケンス上の位置に基づいて、LRGのように見える最も明るい銀河の一部が除外されます。どちらの選択も、最も大規模なハローの統一に達しない自明でないLRGハロー接続を持つ集団を生成します。調査したすべての赤方偏移ビンで、IR選択が光学選択よりも高い完全性($\gtrsim90\%$)を達成することがわかりました。
垂直成層円盤における永年重力不安定性について
| Title |
On_Secular_Gravitational_Instability_in_Vertically_Stratified_Disks |
| Authors |
Ryosuke_T._Tominaga,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Sanemichi_Z._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15607 |
永年重力不安定性(GI)は、微惑星形成を説明する有望なメカニズムの1つです。永年GIに関する以前の研究では、非常に薄い円盤モデルを利用し、ダスト対ガスの表面密度比などの垂直方向に統合された物理値の観点から成長条件を導き出しました。ただし、永年GIが機能する弱い乱流円盤では、ダスト円盤はガス円盤よりも桁違いに薄くなる可能性があり、垂直構造を扱う解析は、中央平面のダスト運動と上部ガス運動の相互作用を明らかにするために必要です。この作業では、いくつかのガススケールの高さの垂直ドメインサイズで永年GIの垂直グローバル線形分析を実行します。ガスが垂直領域全体を循環している間、ダスト粒子は中立面の周りに放射状に蓄積することがわかります。外側のガス境界が2つのガススケールの高さを超えると、よく収束した成長率が得られます。上部のガスが安定していると仮定し、それをダストの多い下層への外圧の源と見なすと、成長率は過小評価されます。したがって、ダストディスクがガスディスクよりもはるかに薄い場合でも、上部のガス運動を扱うことが重要です。パラメータ調査を行い、ダストのトゥームレの$Q$値とダストとガスの表面密度比の観点から成長条件を表します。永年GIの臨界ダストディスク質量は、0.01のダスト対ガス表面密度比、0.1のストークス数、および$10^{-4の無次元の放射状ダスト拡散率の場合、$\sim10^{-4}$恒星質量です。}$.
磁化された原始惑星系円盤の不感帯の外縁における塵の進化の影響
| Title |
The_impact_of_dust_evolution_on_the_dead_zone_outer_edge_in_magnetized_protoplanetary_disks |
| Authors |
Timmy_N._Delage,_Mat\'ias_G\'arate,_Satoshi_Okuzumi,_Chao-Chin_Yang,_Paola_Pinilla,_Mario_Flock,_Sebastian_Markus_Stammler,_Tilman_Birnstiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15675 |
【略】狙い目。ダストの進化が最終的にMRI活動で重要な役割を果たすという概念の証明を提示することにより、原始惑星系円盤における磁気回転不安定性（MRI）とダストの共進化のより良い理解に向けた重要なステップを提供します。メソッド。まず、以前の1+1DMRI駆動乱流モデルを採用および改善することにより、さまざまなパラメーターを持つ固定べき乗則ダストサイズ分布がMRI活動、特に定常状態のMRI駆動降着にどのように影響するかを調べます。第二に、この円盤降着モデルの定常状態の降着仮定を緩和し、塵の進化(ダイナミクスと粒子成長プロセスの組み合わせ)とMRI駆動の降着がどのように絡み合っているかを調査するために、それを塵の進化モデルに部分的に結合します。百万年のタイムスケール。結果。ダストの凝集と沈降により、原始惑星系円盤内のガスの電離度が高くなり、その結果、MRIによる乱流がより強くなり、不感帯がよりコンパクトになります。一方、断片化は反対の効果をもたらします。これは、小さなほこりの粒子でディスクを補充するためです。円盤のダスト含有量は、半径方向のドリフトにより数百万年にわたって進化して減少するため、MRI駆動の乱流は全体的に強くなり、ディスクのダストとガスの混合物が最終的に粒子のないプラズマとして振る舞うまで、デッドゾーンはよりコンパクトになります。さらに、私たちの結果は、ダストの進化だけではデッドゾーンの完全な再活性化にはつながらないことを示しています。結論。MRI活動の進化(したがって、MRIによって誘発される$\alpha$パラメータの時間的進化)は、ダストの進化によって制御され、ディスク内に十分なダスト粒子が存在する限り、局所的なダストの成長のタイムスケールで発生します。イオン化化学の再結合プロセス。それがなくなると、ガス発生によって制御されると予想され、粘性発生時間スケールで発生します。
コンピューテーショナル ゾーンを使用してボトムアップでハビタブル ゾーンを再構築する
計算は、物質の状態によって表される情報に作用する一連の物理的プロセスとして扱われる場合、生物学的システム、デジタルシステム、およびその他の構成要素を包含し、生命システムの基本的な尺度となる可能性があります。情報を運ぶ有機分子構造の伝播と選択主導の進化に代表される生物学的計算の機会は、温度や液体水の存在などの主要な条件に基づく惑星のハビタブルゾーンの観点から部分的に特徴付けられています。容量、エネルギー、およびインスタンス化(または基板)の3つの主要な特性によって設定された制約を使用して、この概念を計算ゾーンに一般化することが提案されています。計算ゾーンは、化学的環境を組み込んだ生物学的機能、栄養素と自由エネルギーの制約、および要素の可用性に関連するものを含む、従来の居住可能性要因を自然に組み合わせます。2つの応用例を、惑星表面における光子駆動の生物学的計算の基本的な熱力学的仕事効率とランダウアー限界、および恒星のエネルギー捕獲構造(別名ダイソン構造)における一般化された計算を調べることによって提示します。入れ子になった構造または星下のオブジェクトを含む計算ゾーンは、低温の遠赤外線エミッターとして独自の観測シグネチャを明示できることが示されています。これは完全に架空の例ですが、その単純さは、計算ゾーンへの有用で補完的な導入を提供します。
IllustrisTNG における初期型銀河の X 線スケーリング関係とバックスプラッシュ天体を識別する新しい方法
| Title |
X-ray_scaling_relations_of_early-type_galaxies_in_IllustrisTNG_and_a_new_way_of_identifying_backsplash_objects |
| Authors |
Yunchong_Wang_(1),_Mark_Vogelsberger_(2),_Dong-Woo_Kim_(3),_Josh_Borrow_(2),_Aaron_Smith_(3),_Lars_Hernquist_(3),_Wenjie_Lin_(4)._(1)_Stanford_(2)_MIT_(3)_Harvard_(4)_Columbia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15498 |
フィードバックと環境が初期型銀河(ETG)のX線スケーリング関係を、特に低質量端でどのように形成するかを調査します。恒星質量$\log_{10}(M_{\ast}/\mathrm{M_{\odot}})\in[10.7,11.9]$を持つIllustrisTNG-100ボックスから中央ETGを選択します。$R_{500}$内の高温ガスの疑似X線光度($L_{\mathrm{X,500}}$)と分光学的温度($T_{\mathrm{sl,500}}$)を導出します。MOCK-Xパイプラインを使用したETGハローの。$L_{\mathrm{X,500}}$と5つの有効半径内の総質量($M_{5R_{\rme}}$)の間のスケーリングは、チャンドラから観測されたETGとよく一致します。IllustrisTNGは、観測された$L_{\mathrm{X,500}}$の散乱の増加を低質量に再現し、ETGが$\log_{10}(M_{5R_{\rme}}/\mathrm{M_{\odot}})平均以上の$L_{\mathrm{X,500}}$を持つ\leqslant11.5$は、歴史的に体系的に低い累積キネティックAGNフィードバックエネルギーを経験しました(平均以下のETGについてはその逆)。これにより、ガスの質量分率が大きくなり、星のフィードバック加熱が強くなり、星の集団が若くなり、協調して平均以上の$L_{\mathrm{X,500}}$が得られます。$L_{\mathrm{X,500}}$--$T_{\mathrm{sl,500}}$の関係は、観測されたETGと同様の勾配を示していますが、シミュレーションではガス温度が体系的に過小評価されています。$L_{\rmX}$--$T_{\rmsl}$関係をはるかに下回っている3つの外れ値はすべて、最近、より大きな銀河団と相互作用し、環境加熱の明確な特徴を示しています。$L_{\rmX}$--$T_{\rmsl}$平面におけるこれらのバックスプラッシュETGの明確な位置は、将来のX線調査でバックスプラッシュ銀河を識別する新しい方法を提供する可能性があることを提案します。
ドラゴンの母: ドラゴン クラウドの巨大な静止コア (IRDC G028.37+00.07)
| Title |
Mother_of_Dragons:_A_Massive,_quiescent_core_in_the_dragon_cloud_(IRDC_G028.37+00.07) |
| Authors |
A._T._Barnes,_J._Liu,_Q._Zhang,_J._C._Tan,_F._Bigiel,_P._Caselli,_G._Cosentino,_F._Fontani,_J._D._Henshaw,_I._Jim\'enez-Serra,_D-S._Kalb,_C._Y._Law,_S._N._Longmore,_R._J._Parker,_J._E._Pineda,_A._S\'anchez-Monge,_W._Lim,_K._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15499 |
背景：大質量星形成のコア降着モデルでは、分子雲内に大質量で星のないコアが存在する必要があります。しかし、そのような真に大規模なモノリシックコアの候補は、現在のところ少数しか知られていません。目的:ここでは、「ドラゴンクラウド」(G028.37+00.07または「クラウドC」)と呼ばれる、よく研究されている赤外線暗黒雲(IRDC)の巨大なコアを分析します。このコア(C2c1)は、IRDCの中心付近でほぼ等間隔に配置された、活発に星を形成しているコアのチェーンの端に位置しています。方法:高角度分解能1mmALMAダスト連続体と大質量コアの分子線観測を新たに提示します。結果:高角度分解能の観測では、この領域が2つのコアC2c1aとC2c1bに断片化し、それぞれ23Msunと2Msun(バックグラウンド減算なしでは31Msunと6Msun)のかなりのバックグラウンドを差し引いた質量を保持していることがわかります。コアは、最高の角度解像度の画像(0.200秒角、0.005pc~1000AU)のスケールでは、それ以上分裂していないように見えます。これらのコアは非常に密度が高く(nH2>10^6cm-3)、超音速の非熱運動(Ms~1)しかないことがわかりました。質量、密度、および内部運動を合わせると、ビリアルパラメーターが1未満であることを意味します。これは、1～10mGの強さの強力な磁場によってサポートされない限り、コアが重力的に不安定であることを示唆しています。COラインの観測から、質量の小さいコアへの分子の流出が弱いことを示す暫定的な証拠があることがわかりましたが、より質量の大きいコアには星形成の指標がありません。結論:私たちは、大質量星形成の理論に影響を与える大質量のプレステラーコアの存在の証拠を提示しました。このソースは、そのモノリシックで前星の性質をさらに評価するために、フォローアップのより高い角度解像度の観測を保証します。
クラゲ銀河の尾部の乱流
銀河が銀河団内部の銀河団内媒質(ICM)を通って移動するとき、ICMのラム圧によって銀河からガスが取り除かれます。ストリッピングされたガスは、トレーリング側でテールを形成します。そのため、これらの銀河は「クラゲ銀河」と呼ばれています。ESO137-001は典型的なクラゲ銀河で、最も近い豊富な銀河団であるノルマ銀河団にあります。その壮観な多相尾部は、刻印された銀河の星間媒質(ISM)と、放射冷却と磁場によって媒介される剥ぎ取られたガスと周囲の高温プラズマとの間の相互作用の結果の両方から、複雑な形態と運動学を持っています。構造全体のイオン化ガスと分子ガスの高解像度観察を使用して、多相テールの運動学を研究します。尾部に沿ってフレームを移動する際の速度構造関数(VSF)を計算し、ケルビン-ヘルムホルツ(KH)不安定性によって引き起こされる乱流が元のISM乱流を急速に圧倒し、$\sim30$kpcで飽和することを発見しました。尾の遠端が、構造形成によって引き起こされた可能性が高い既存の大規模なICM乱流を継承し始めた可能性があるというヒントもあります。分子ガスによって測定された乱流は、尾部の電離ガスによって測定された乱流とほぼ一致していますが、振幅はわずかに低くなっています。測定された乱流のほとんどは、熱いICM($\sim11$kpc)の平均自由行程より下にあります。高温のICMのトレーサーとして高温/低温のガスを使用すると、高温のプラズマの等方性粘度をスピッツァーレベル0.01%未満に抑える必要があることがわかります。
進行中の階層的大規模クラスター アセンブリ: ペルセウス複合体の LISCA II 構造
| Title |
Ongoing_hierarchical_massive_cluster_assembly:_the_LISCA_II_structure_in_the_Perseus_complex |
| Authors |
A._Della_Croce,_E._Dalessandro,_A._Livernois,_E._Vesperini,_C._Fanelli,_L._Origlia,_M._Bellazzini,_E._Oliva,_N._Sanna,_A._L._Varri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15501 |
我々は、銀河系ペルセウス複合体にある大規模な($\sim10^5$M$_\odot$)サブ構造の恒星系の同定について報告している。このような星系は、9つの星団(よく知られた星団NGC654とNGC663を含む)と、拡張された低密度の恒星暈で構成されています。Gaia-DR3と利用可能な分光データは、そのすべての構成要素が6D位相空間(位置、視差、および3Dモーション)で物理的に一貫しており、年齢(14$-$44Myr)が均一であり、化学成分(半分の太陽光)であることを示しています。金属性）。さらに、この系の地球規模の星の密度分布は、典型的な星団のものであり、質量分離の明確な証拠を示しています。階層構造は中心に向かって最大$\simeq4-5$kms$^{-1}$の速度で収縮しているのに対し、最も内側の領域はより遅い速度(約$\simeq1$kms$^{-1}$)であり、ランダムな動きに支配されています。興味深いことに、このパターンは大質量星の運動学によって支配されていますが、低質量星($M<2$M$_\odot$)は星団全体の収縮によって特徴付けられます。最後に、システム内の9つの星団はすべて、進行中の相互作用と潮汐加熱に起因する可能性がある比較的平坦な速度分散プロファイルによって特徴付けられます。観察結果は、クラスタの激しい緩和段階に続く$N$体シミュレーションで見られる結果とほぼ一致することを示し、システムが初期アセンブリ段階の大規模なクラスタであることを強く示唆しています。これは、銀河系でこれらの特性が特定された2番目の構造であり、以前の研究の命名法に従って、LISCAIIと名付けました。
銀河の相互作用は、局所的なタイプ 2 クエーサーの主要なトリガーです
| Title |
Galaxy_interactions_are_the_dominant_trigger_for_local_type_2_quasars |
| Authors |
J._C._S._Pierce,_C._Tadhunter,_C._Ramos_Almeida,_P._Bessiere,_J._V._Heaton,_S._L._Ellison,_G._Speranza,_Y._Gordon,_C._O'Dea,_L._Grimmett_and_L._Makrygianni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15506 |
最も明るいクエーサーのような活動銀河核(AGN)のトリガーメカニズムは、銀河の合体によるトリガーを支持する研究もあれば、議論の源となっていますが、このメカニズムを支持する証拠をほとんど見つけていない研究もあります。ここでは、光学的に選択された48個のタイプ2クエーサーの完全なサンプル$-$QSOFEEDサンプル(L$_{\rm[OIII]}>$10$^{8.5}$$L_{\odot}$;$z<0.14$)。8つの分類器による目視検査に基づいて、銀河相互作用が局所宇宙におけるクエーサー活動の主要なトリガーメカニズムであり、タイプ2クエーサーホストの65$^{+6}_{-7}$パーセントであるという明確な証拠を見つけました非AGN銀河の恒星質量と赤方偏移が一致した比較サンプルのわずか22$^{+5}_{-4}$%と比較して、銀河の合体または遭遇と一致する形態学的特徴を示している$-$a5$\sigma$の差。タイプ2クエーサーホストは、対応する非AGN対応物よりも形態学的に乱れる可能性が3.0$^{+0.5}_{-0.8}$高く、同等の[OIII]の強力な3CR無線AGNの以前の結果と同様です。輝線の光度と赤方偏移。2つの核が合体するときにクエーサーが銀河の合体のピークでトリガーされ、合体後にのみ目に見えるようになるという考えとは対照的に、サンプル内の形態学的に乱されたタイプ2クエーサーソースの大部分は合体前の段階で観察されます。(61$^{+8}_{-9}$パーセント)。この分野での観測結果を取り巻く明らかな曖昧さの多くは、宇宙論的な表面輝度の減光の影響と組み合わされた、観測の表面輝度深度の違いの結果であると主張します。
種族 II および III 星からの巨大な連星ブラック ホール
| Title |
Massive_binary_black_holes_from_Population_II_and_III_stars |
| Authors |
Guglielmo_Costa,_Michela_Mapelli,_Giuliano_Iorio,_Filippo_Santoliquido,_Gast\'on_J._Escobar,_Ralf_S._Klessen,_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15511 |
宇宙の原始ガスから生まれた種族IIIの星は、恒星風によって質量のごくわずかな割合を失い、おそらくトップヘビー質量関数に従います。したがって、それらは対不安定質量ギャップを超えても、大質量ブラックホール(BH)の理想的な前駆体と見なされることがよくあります。ここでは、種族III連星の大規模なセット(金属性$Z=10^{-11}$)を人口合成コードSEVNで進化させ、それらを種族II連星($Z=10^{-4)と比較します。}$)。私たちのモデルでは、対不安定質量ギャップの下端は、単一集団III(II)星のBH質量$\approx{86}$($\approx{91}$)M$_\odot$に対応します。.全体として、特に同じ初期質量関数と初期軌道特性を採用した場合、集団IIIとIIの星から生まれた連星BH(BBH)の特性の間にわずかな違いしか見つかりません。種族IIIとIIの星から生まれたほとんどのBBHの合体は、一次BH質量がペア不安定性ギャップ未満であり、二次BH質量の最大値は$<50$M$_\odot$です。集団III(II)の前駆細胞からの$\approx{3.3}$%($\approx{0.09}$%)までのBBH合併のみが、ギャップの上に一次質量を持ちます。金属が豊富な連星とは異なり、母集団IIIおよびII星からのBBH合併の主な形成チャネルには、基準モデルにおける安定した物質移動エピソードのみが含まれます。
Abell 1201: 強い重力レンズ内の超大質量ブラック ホールの検出
| Title |
Abell_1201:_Detection_of_an_Ultramassive_Black_Hole_in_a_Strong_Gravitational_Lens |
| Authors |
James._W._Nightingale,_Russell_J._Smith,_Qiuhan_He,_Conor_M._O'Riordan,_Jacob_A._Kegerreis,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Alastair_C._Edge,_Amy_Etherington,_Richard_G._Hayes,_Ash_Kelly,_John_R._Lucey,_Richard_J._Massey_Richard_J._Massey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15514 |
超大質量ブラックホール(SMBH)は、銀河の形成と進化の重要な触媒であり、SMBHの質量$M_{\rmBH}$とホスト銀河の速度分散$\sigma_{\rme}$との間に相関関係が観察されています。ローカルユニバースの外では、$M_{\rmBH}$の測定は通常、アクティブな状態のSMBHでのみ可能です:サンプルサイズを制限し、選択バイアスを導入します。重力レンズ効果により、非アクティブなSMBHの質量を測定することが可能になります。$z=0.169$銀河規模の強いレンズAbell~1201のモデルを提示します。銀河団のcD銀河で、十分な「外部せん断」があり、$z=0.451$の背景銀河の拡大画像が銀河中心から$\sim1$kpcだけ投影されます。マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡の画像とレンズモデリングソフトウェア$\texttt{PyAutoLens}$を使用して、この視線に沿った質量の分布を再構築します。ベイジアンモデルの比較では、$M_{\rmBH}=3.27\pm2.12\times10^{10}\,$M$_{\rm\odot}$(3$\sigma$信頼限界)の点質量が優先されます。超巨大ブラックホール。1つのモデルは、SMBHなしで同等のベイジアンの証拠を提供しますが、このモデルはその基本的な仮定を考えると非物理的であると主張します。このモデルは依然として$M_{\rmBH}\leq5.3\times10^{10}\,$M$_{\rm\odot}$の上限を提供します。これは、この質量を超えるSMBHがレンズ画像を変形させるためです$\simAbell1201の中心から1$kpc。これは、中心画像を使用して$M_{\rmBH}$に上限を設定する以前の研究に基づいていますが、中心画像が観察されずに下限も設定した最初の研究です。この方法の成功は、次の10年間の調査で、さらに数千個のSMBH質量と、$M_{\rmBH}$--$\sigma_{\rme}$関係の赤方偏移の進化を測定できることを示唆しています。結果はhttps://github.com/Jammy2211/autolens_abell_1201で入手できます。
集団IIIの星からの連星ブラックホールの合体：星形成と連星の性質からの不確実性
| Title |
Binary_black_hole_mergers_from_Population_III_stars:_uncertainties_from_star_formation_and_binary_star_properties |
| Authors |
Filippo_Santoliquido,_Michela_Mapelli,_Giuliano_Iorio,_Guglielmo_Costa,_Simon_C._O._Glover,_Tilman_Hartwig,_Ralf_S._Klessen,_Lorenzo_Merli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15515 |
集団III(Pop.III)の連星は、宇宙で最初の恒星生まれの連星ブラックホール(BBH)の合体を引き起こした可能性があります。ここでは、合併率密度の進化とポップの質量スペクトルの不確実性の主な原因を定量化します。ポップの4つの異なる形成の歴史を考慮したIIIBBHs。III星と連星系の初期軌道特性の11モデル。軌道特性の不確実性は、BBHの合併率密度に最大2桁影響します。初期軌道期間が短いモデルは、安定した物質移動エピソードを介して合併を支持するため、BBH合併率が高くなります。星形成の歴史に関する不確実性は、BBH合体率密度の形状と正規化の両方にも大きな影響を与えます。合体率密度のピークは、$z\sim{8}$から$z\sim{までシフトします。$\sim{2}$から$\sim{30}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$.典型的なBBH質量は、星形成率モデルの影響を受けず、連星個体群パラメーターの影響をわずかに受けるだけです。ポップから生まれた一次ブラックホール。III星は、金属が豊富な星($8-10$M$_\odot$)から生まれた星よりもかなり大きい($30-40$M$_\odot$)傾向があります。ただし、そのポップを期待しています。一次質量$m_1>60$M$_\odot$のIIIBBH合体はまれです($<10^{-2}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$)。最後に、アインシュタイン望遠鏡は$10-10^4$ポップを検出すると推定しています。星形成の歴史と連星の性質に応じて、年間のIIIBBH合併。
ZFIRE -- z = 2 での銀河団とフィールド ハローにおける衛星銀河のガス流入の不等式
| Title |
ZFIRE_--_The_Gas_Inflow_Inequality_for_Satellite_Galaxies_in_Cluster_and_Field_Halos_at_z_=_2 |
| Authors |
Anishya_Harshan,_Kim-Vy_Tran,_Anshu_Gupta,_Glenn_G._Kacprzak,_Themiya_Nanayakkara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15518 |
銀河へのガスの流入は、星の形成に影響を与えるはずであり、したがって宇宙時間にわたる銀河の進化に影響を与えるはずです。この作業では、IllustrisTNGシミュレーションのTNG100を使用して、z>=2の大質量銀河のガス流入速度に対する環境の役割を理解します。銀河(log(M*/Msolar)>=10.5)をクラスター(log(log)Mhalo/Msolar>=13)およびフィールド(logMhalo/Msolar<13)銀河はz=2にあり、さらに中央銀河と衛星銀河に分かれます。z=6から2までのガス流入速度を追跡し、衛星銀河の総ガス流入速度は、銀河団のハローに落ちた後、銀河団の中心に到達すると急速に減少することを発見しました。z=2では、銀河団衛星銀河のガス流入速度は、ホストハローの質量ではなく、銀河団中心の半径と相関しています。対照的に、中心部でのガス流入率は、z>=2でホストハロー質量と強く相関しています。私たちの研究は、赤方偏移6から2の間で、衛星銀河によって通常は降着するガスが銀河の中心にリダイレクトされることを示しています。クラスター中心部への流入としてのクラスターハローであり、クラスター内媒体を形成します。私たちの分析は、巨大な衛星銀河と中央銀河の間のガス降着の不平等が、銀河団の衛星銀河の飢餓の原因であることを示唆しています。
ユークリッドの準備。 XXXII。波長校正用の小型惑星状星雲の UV-NIR スペクトル アトラス
| Title |
Euclid_preparation._XXXII._A_UV-NIR_spectral_atlas_of_compact_planetary_nebulae_for_wavelength_calibration |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_K._Paterson_(1),_M._Schirmer_(1),_Y._Copin_(2),_J.-C._Cuillandre_(3),_W._Gillard_(4),_L._A._Guti\'errez_Soto_(5_and_6),_L._Guzzo_(7_and_8_and_9),_H._Hoekstra_(10),_T._Kitching_(11),_S._Paltani_(12),_W._J._Percival_(13_and_14_and_15),_M._Scodeggio_(16),_L._Stanghellini_(17),_P._N._Appleton_(18_and_19),_R._Laureijs_(20),_Y._Mellier_(21_and_22_and_23),_N._Aghanim_(24),_B._Altieri_(25),_A._Amara_(26),_N._Auricchio_(27),_M._Baldi_(28_and_27_and_29),_R._Bender_(30_and_31),_C._Bodendorf_(30),_D._Bonino_(32),_E._Branchini_(33_and_34),_M._Brescia_(35),_J._Brinchmann_(36),_S._Camera_(37_and_38_and_32),_V._Capobianco_(32),_C._Carbone_(16),_J._Carretero_(39_and_40),_F._J._Castander_(41_and_42),_M._Castellano_(43),_S._Cavuoti_(44_and_45),_A._Cimatti_(46),_R._Cledassou_(47_and_48),_et_al._(167_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15525 |
ユークリッドミッションは、銀河系外空の15000deg$^2$を超える銀河系外調査を行います。近赤外分光光度計(NISP)の分光チャネルは、$0.93$から$1.89$\micron;の範囲をまとめてカバーする青と赤のグリムに対して$R\sim450$の解像度を持っています。NISPは、銀河のクラスタリング、バリオン音響振動、および赤方偏移空間歪みに関する実験のために、$3\times10^7$銀河の分光赤方偏移を取得します。波長キャリブレーションは、赤方偏移と下流の宇宙パラメータの体系化を避けるために、$5$\AA以内で正確でなければなりません。グリズムのNISPプリフライト分散法則は、ファブリペローエタロンを使用して地上で取得されました。打ち上げ時の振動、無重力状態、および熱安定化により、これらの分散法則が変化する可能性があり、飛行中の再キャリブレーションが必要になります。この目的のために、PNデータベースから選択したコンパクト惑星状星雲(PNe)のスペクトルの輝線を使用します。PNサンプルの完全性を確保するために、Gaiaスペクトル形状係数を使用して、Gaia分光データでコンパクトで強力なラインエミッターを識別する新しい手法を開発しました。優れたシーイング条件と広いスリットで19PNeに対して$0.3$から$2.5$\micron;のVLT/X-SHOOTERスペクトルを取得し、Euclidのスリットレス分光モードを模倣していますが、スペクトル分解能は10倍高くなっています。ジェミニ北天文台のGMOSおよびGNIRS機器を使用して、$0.80$--$1.90$\micronの範囲で1つの北のPNの追加の観測が取得されました。収集されたスペクトルは、光学で0.1\AA、近赤外線で0.3\AAの統計的および体系的な精度を持つ太陽中心真空波長のアトラスに結合されました。波長アトラスと関連する1Dおよび2Dスペクトルは公開されています。
ワイド連星の離心率ダイナミクス -- I. 銀河潮汐の影響
太陽近傍の広い恒星連星(長半径$a\gtrsim10^3$AU)に関する主要な謎は、観測された超熱離心率分布関数(DF)の起源であり、$P(e)によってよく近似されます。\proptoe^\alpha$で$\alpha\approx1.3$.このDFは、(i)銀河円盤からの潮汐トルクと、(ii)通過する星、分子雲、および下部構造による散乱の複合的な影響の下で進化します。最近、Hamilton(2022)(H22)は、離心率DFが最初はべき乗則の形であり、その後急速に位相変化するという制限的な仮定の下で、銀河の潮汐だけでは、最初は等方的で非超熱的な離心率から超熱離心率DFを生成できないことを示しました。潮の摂動によって定常状態に向かって混合されます。この論文では、これらの仮定に関係なく、H22の結論が実際には常に有効であることを最初に分析的に証明します。次に、H22の銀河円盤モデルを採用し、等方的に配向したワイド連星のいくつかのアンサンブルの運動方程式を数値的に統合して、時間発展を詳細に調べます。非べき乗則DFでさえ、初期状態と最終状態の両方を正確に特徴付ける有効なべき乗則インデックス$\alpha_\mathrm{eff}$によって記述できることがわかりました。初期の(有効または正確な)べき乗則インデックス$\alpha_\mathrm{i}$を持つDFは、銀河潮汐によってインデックス$\alpha_\mathrm{f}\approx(1+\alpha_\mathrm{i})/2$タイムスケール$\sim2$Gyr$(a/10^4\mathrm{AU})^{-3/2}$.関連論文では、恒星散乱の影響を個別に調査しています。GAIAデータが改善し続けるにつれて、これらの結果は、広い連星形成チャネルに強い制約を課すことになります。
Abell 2390 の BCG での拡張ライン エミッション
| Title |
Extended_Line_Emission_in_the_BCG_of_Abell_2390 |
| Authors |
Leo_Y._Alcorn,_H.K.C_Yee,_Laurent_Drissen,_Carter_Rhea,_Suresh_Sivanandam,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Bau-Ching_Hsieh,_Lihwai_Lin,_Yen-Ting_Lin,_Qing_Liu,_Adam_Muzzin,_Allison_Noble_and_Irene_Pintos-Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15557 |
z=0.228にある銀河団Abell2390の最も明るい銀河団銀河(BCG)のCFHT/SITELLEイメージングフーリエ変換分光観測を報告します。BCGは、H$\alpha$、H$\beta$、[NII]、および[OII]に、PA=42$^o$、長さ4.4秒角(15.9kpc）、細長い非対称のチャンドラ軟X線放射に関連しています。H$\alpha$フラックスマップには、H$\alpha$と[NII]放出の「フック」も含まれており、円錐の北端が広がっています。SITELLE/LUCIソフトウェアを使用して、輝線フラックス、速度、速度分散、および連続体マップを抽出し、それらを利用してフラックス比マップを導き出し、BCGの輝線領域のイオン化メカニズムと動的情報を決定します。BCGコーンのBaldwin-Phillips-Terlevich診断は、星形成と衝撃による光イオン化の複合イオン化起源を示しています。AGNをホストする核領域では、強いライナーのような放出が見られます。Abell2390はクールコアクラスターであるため、冷却の流れが中央のBCGに落ち、中央のAGNと相互作用していると考えられます。AGNは、ICM内のプラズマの「泡」を膨らませるジェットを生成します。これは、局所的な銀河団でよく観察されます。さらに、電波、光輝線、X線データからのAGN活動の兆候を物理的規模の広い範囲にわたって組み合わせることで、Abell2390BCGに関連する異なる時代におけるAGN活動の3つの可能性のあるエピソードの証拠を見つけます。
狭線活動銀河核の輝線測定法の再検討
| Title |
Revisiting_Emission-Line_Measurement_Methods_for_Narrow-Line_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Viraja_C._Khatu,_Sarah_C._Gallagher,_Keith_Horne,_Edward_M._Cackett,_Chen_Hu,_Pu_Du,_Jian-Min_Wang,_Wei-Hao_Bian,_Jin-Ming_Bai,_Yong-Jie_Chen,_Patrick_Hall,_Bo-Wei_Jiang,_Sha-Sha_Li,_Yan-Rong_Li,_Sofia_Pasquini,_Yu-Yang_Songsheng,_Chan_Wang,_Ming_Xiao,_and_Zhe_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15618 |
活動銀河核(AGN)の広い輝線幅を測定することは、これらの系におけるフラックス変動の複雑な性質のため、簡単ではありません。信号対雑音比が低い場合、プロファイルが狭い場合、またはスペクトル分解能が低い場合、線幅測定は特に困難になります。185.6+\-10.2km/のスペクトル分解能でジェミニ北望遠鏡(ジェミニ)で撮影されたマルカリアン142(Mrk142;狭線セイファート銀河)の光学スペクトルからの輝線測定値間の広範な相関分析を実施しました。sとLijiangTelescope(LJT)を695.2+\-3.9km/sで使用して、両方の望遠鏡データから測定されたブロードライン幅の不一致を調べます。Mrk~142は、低解像度のLJTスペクトルでの機器の広がりによって深刻な影響を受けた狭いブロードラインプロファイルのために課題を提起しました。スペクトルフィッティング中に幅広成分と狭幅成分を持つ許容線の狭線フラックスを変化させると、幅広成分への狭線フラックスの漏れが生じ、LJTスペクトルの広線幅が広くなることを発見しました。狭線フラックス比を固定することで、フラックスリークが抑制され、柔軟な狭線比を使用した場合よりも$\sim$54\%ジェミニ水素ベータ幅に近いLJTスペクトルからの水素ベータブロードライン幅が得られました。さまざまな解像度でスペクトルを利用できることで、スペクトル解像度がデータの輝線プロファイルにどのように影響するかを調べ、広い線幅を正確に測定する独自の方法を採用するというユニークな機会が得られました。多様なAGN集団を研究しながらライン測定方法を再考することは、将来の残響マッピング研究の成功にとって重要です。この作業で使用された手法に基づいて、狭線AGNの線幅を測定するための推奨事項を提供します。
バイナリセファイドの合成集団。 Ⅱ．銀河系外距離スケールにおけるコンパニオン ライトの効果
| Title |
Synthetic_Population_of_Binary_Cepheids._II._The_effect_of_companion_light_on_the_extragalactic_distance_scale |
| Authors |
Paulina_Karczmarek,_Gergely_Hajdu,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Wolfgang_Gieren,_Weronika_Narloch,_Rados{\l}aw_Smolec,_Grzegorz_Wiktorowicz,_Krzysztof_Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15664 |
周期と光度の関係(PLR)のために、古典的なセファイドは銀河系外距離スケールの較正とハッブル・レマ\^{i}tre定数$H_0$の決定において重要な役割を果たします。最近の調査結果は、古典的なセファイドの大部分がバイナリまたは複数のシステムにある必要があることを示しています。これは、セファイドの仲間からの余分な(そして説明されていない)光がPLRのシフトを引き起こすため、精度を損なう可能性があります。このシリーズの論文Iで説明されているように、この目的のために開発したバイナリCepheidsの合成母集団を使用して、このシフトを定量化します。伴星からの過剰な光のためにすべてのPLRがより明るい値に向かってシフトする一方で、連星セファイドをホストする2つの銀河間の相対距離係数のバイアスは、連星セファイドの割合に応じて、正または負のいずれかになることがわかります。2つの銀河の2値の割合が類似している場合、2値の効果は相殺されます。それ以外の場合は、近赤外通過帯域とヴェーゼンハイトインデックスで数ミリマグのオーダーの距離モジュラス、および視覚ドメインで数十ミリマグのシフトが導入されます。その正確な値は、合成母集団のバリアント(金属量、星形成の歴史、不安定帯の形状と位置、および初期パラメーター分布の一意の組み合わせ)によって異なります。タイプIaの超新星ホスト銀河に対する距離係数のこのようなシフトは、$H_0$に追加の統計誤差をもたらしますが、1%の精度で$H_0$を測定することを妨げるものではありません。
ハブフィラメント系における星団形成の文脈における太陽誕生環境に関する洞察
| Title |
Insights_on_the_Sun_birth_environment_in_the_context_of_star-cluster_formation_in_hub-filament_systems |
| Authors |
Doris_Arzoumanian,_Sota_Arakawa,_Masato_I._N._Kobayashi,_Kazunari_Iwasaki,_Kohei_Fukada,_Shoji_Mori,_Yutaka_Hirai,_Masanobu_Kunitomo,_M._S._Nanda_Kumar,_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15695 |
円筒状の分子フィラメントは、太陽のような星形成の主要な場所であることが観察されていますが、大質量星は、複数のフィラメントの接合部で、密集したハブで形成されます。ハブフィラメント構成の役割は、太陽系の誕生環境に関連して、またカルシウムの短寿命放射性核種(SLR、$^{26}$Alなど)の同位体比の起源を推測するために、まだ議論されていません。-隕石で観察されたアルミニウムに富む含有物(CAI)。この作業では、ハブフィラメントシステムのフィラメントに沿って形成される若い太陽系に対する恒星フィードバックの影響の簡単な分析的推定を提示します。ホストフィラメントは、星の形成と進化(星の流出、風、放射)と寿命の終わり(超新星)の両方で、若い太陽系を星のフィードバックから保護できることがわかりました。高密度のフィラメントに沿って形成された若い太陽系は、CAIの形成タイムスケール中に超新星噴出物($^{26}$Alなど)で濃縮される可能性があることを示します。また、原始星の周りで最近観測されたストリーマーが、SLRに富む物質を若い太陽系に送っている可能性があることも提案します。観測された太陽系の特性を説明する理論モデルを導出する際に、太陽の誕生環境としてハブフィラメント構成を考慮することが重要であると結論付けています。
分数重力における暗黒物質 I: 銀河スケールでの天体物理学的テスト
| Title |
Dark_Matter_in_Fractional_Gravity_I:_Astrophysical_Tests_on_Galactic_Scales |
| Authors |
Francesco_Benetti,_Andrea_Lapi,_Giovanni_Gandolfi,_Paolo_Salucci,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15767 |
[要約]銀河の暗黒物質(DM)成分が分数重力の起源である可能性を探ります。このようなフレームワークでは、慣性の標準法則が引き続き保持されますが、特定のDM密度分布に関連付けられている重力ポテンシャルは、分数導関数(つまり、非整数型の導関数)を含む修正ポアソン方程式によって決定されます。非局所効果について説明します。$N-$bodyから抽出された衝突のないDMのビリアル化されたハローを記述するために通常利用されるNavarro-Frenk-White(NFW)分布を含む、分数重力でさまざまな球面対称密度プロファイルに対応するポテンシャルの表現を分析的に導出します。宇宙シミュレーション。分数重力では、鋭利なNFW密度分布で移動するテスト粒子のダイナミクスは、ニュートンの場合（つまり、標準のポアソン方程式に基づく）に対して大幅に変更されることを示し、ニュートンの重力では代わりに内部コアを持つ密度プロファイル。銀河スケールで分数重力フレームワークをテストし、次のことを示します。（i）さまざまな特性を持つ銀河の積み重ねられた回転曲線に正確に適合させることができます。(ii)動径加速度関係(RAR)の観測された形状と散乱を妥当な精度で再現できる。(iii)普遍的な表面密度とコア半径対円盤スケール長スケーリング関係を適切に説明できます。最後に、とらえどころのないDMコンポーネントの基本的または新たな特性として、分数重力挙動の考えられる起源について説明します。
星間物質における炭素鎖化学
星間物質(ISM)に炭素鎖分子が存在することは1970年代初頭から知られており、現在までに$>100$種が確認されており、検出されたISM分子の合計$>40\%$を占めています。それらは、私たちの銀河系の星形成領域だけでなく、他の銀河にも広く見られます。これらの分子は、星形成領域の物理的条件、ガス力学、および進化段階に関する重要な情報を提供します。多環芳香族炭化水素(PAH)とフラーレン(C$_{60}$とC$_{70}$)のより複雑な種が、炭素に富む漸近巨星分枝(AGB)星と惑星状星雲の周囲の星周エンベロープで検出されています。一方、PAHは、ほとんどの銀河の星間塵の広範な成分であることも知られています。最近、星のない中心部であるおうし座分子雲1に向かう2つのライン調査プロジェクトで、大型の単一皿型望遠鏡を使用して、ベンゼン環を含む分子を含む多くの新しい炭素鎖種が検出されました。これらの新しい発見は、宇宙の炭素含有種について新たな疑問を投げかけています。この記事では、観測研究、化学シミュレーション、量子計算、実験室実験など、炭素鎖分子のさまざまな側面を概説し、未解決の問題と、将来の施設でどのように答えられるかについて説明します。
銀河の気相金属分布を設定する際のフィードバック、降着、輸送、風の間の相互作用
| Title |
The_interplay_between_feedback,_accretion,_transport_and_winds_in_setting_gas-phase_metal_distribution_in_galaxies |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Omri_Ginzburg,_Mark_R._Krumholz,_John_C._Forbes,_Emily_Wisnioski,_Matilde_Mingozzi,_Henry_R._M._Zovaro,_Avishai_Dekel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15853 |
最近の10年間で、銀河の星間媒質(ISM)における空間分解された金属量の測定値が指数関数的に増加しました。まず第一に、これらの測定値は、金属量勾配として知られる半径方向の金属量プロファイルの勾配によって特徴付けられます。この作業では、星形成フィードバック、ガス輸送、宇宙ガスの降着、銀河風の相対的な役割をモデル化して、放射状の金属量プロファイルを駆動し、質量と金属量の勾配関係(MZGR)を設定します。これらのプロセスを、圧力とエネルギーのバランスがわずかに不安定な銀河円盤に質量、金属、およびエネルギーを供給するソースとして含めることにより、これらのプロセスを包括的に扱います。乱流を駆動し、拡散を介して金属混合を強化できるフィードバックと降着の両方が、局所銀河で観測されたMZGRを再現するために重要であることを示します。金属輸送も金属量プロファイルの設定に寄与しますが、銀河内の放射状ガス流の強さに敏感です。質量金属量関係(MZR)を再現するには銀河風の質量負荷が重要ですが、MZGRを再現するには金属質量負荷がより重要であることがわかりました。具体的には、私たちのモデルは、低質量銀河における銀河風の優先的な金属濃縮を予測しています。この結論は、風の質量負荷係数の採用されたスケーリング、測定された風の金属量の不確実性、および金属量のキャリブレーションによる体系に対して堅牢です。全体として、$z\sim0$では、銀河風と金属輸送が低質量銀河の金属量勾配の設定においてより重要であるのに対し、大質量銀河では星形成フィードバックとガス降着が金属量勾配の設定を支配することがわかりました。
暗黒物質ハローの地球質量への大量降着の歴史
| Title |
The_mass_accretion_history_of_dark_matter_haloes_down_to_Earth_mass |
| Authors |
Yizhou_Liu,_Liang_Gao,_Sownak_Bose,_Carlos_S._Frenk,_Adrian_Jenkins,_Volker_Springel,_Jie_Wang,_Simon_D._M._White,_Haonan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15894 |
「Cosmic-Zoom」プロジェクトによって提供される前例のないダイナミックレンジを利用して、現在のダークマターハローの質量降着履歴(MAH)を研究します。物質は、弱く相互作用する質量$100\\mathrm{GeV}$の巨大な粒子でできています。特に、質量$10^8\h^{-1}\mathrm{M_{\odot}}$から地球質量$10^{-6}\h^までのハローのMAHを調べることで、以前の研究を補完します。{-1}\mathrm{M_{\odot}}$.低質量ハローの形成赤方偏移は、質量と弱く反相関し、質量$10^{-4}\h^{-1}\mathrm{M_{\odot}}$のハローの場合、$z=3$でピークに達します。さらに低い質量は、密度変動の原始スペクトルの自由ストリーミングカットオフの影響を受け、より低い赤方偏移で形成されます。シミュレーションのMAHを、拡張Press-Schechter理論(EPS)に基づく2つの分析モデルからの予測、および宇宙論的$N$体シミュレーションまたはハロー成長のモンテカルロ実現の結果のいずれかをフィッティングおよび外挿することによって導出された3つの経験的モデルと比較します。.すべてのモデルは、キャリブレーションされた質量範囲にわたってシミュレーションにかなりよく適合します。経験的モデルはより大規模なハロー($M>10^{10}\h^{-1}\mathrm{M_{\odot}}$)に対してよりよく一致しますが、解析モデルは地球質量まで外挿するとよりよく一致します。より高い質量では、局所環境密度とMAHの間の相関関係を調査し、偏りが比較的弱く、非常に低密度のハローの典型的なMAHと、高赤方偏移での典型的な領域の差が20ドル未満であることを発見しました。EPS理論は、質量範囲全体にわたってダークマターハローの階層的な構築を非常によく予測していると結論付けています。
The SAMI - Fornax Dwarfs Survey III: 銀河団から局所グループまでの矮星における [$\alpha$/Fe] の進化
| Title |
The_SAMI_-_Fornax_Dwarfs_Survey_III:_Evolution_of_[$\alpha$/Fe]_in_dwarfs,_from_Galaxy_Clusters_to_the_Local_Group |
| Authors |
J._Romero-G\'omez,_Reynier_F._Peletier,_J._A._L._Aguerri,_Steffen_Mieske,_Nicholas_Scott,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Scott_M._Croom,_F._Sara_Eftekhari,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Michael_Hilker,_Glenn_van_de_Ven,_and_Aku_Venhola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16020 |
SAMIインテグラルフィールドスペクトログラフからの非常に深く高スペクトル分解能のデータを使用して、円座銀河団の矮小銀河のサンプルの恒星集団特性を、恒星質量$10^{7}$M$_{\odot}まで調べます。$、これはローカルグループの外部で行われたことはありません。完全なスペクトルフィッティングを使用して、星の人口パラメーターを取得します。再解析したATLAS$^{3D}$プロジェクトからの大質量銀河と、天の川銀河の付随銀河を加えて、星の質量範囲$10^{4}$から$10^{をカバーする銀河サンプルを取得しました。12}M_{\odot}$.この広い範囲を使用すると、質量と金属量の関係が線形ではないことがわかります。また、サンプル全体の[$\alpha$/Fe]-星の質量関係がU字型を示し、$10^{9}-10^の間の質量で[$\alpha$/Fe]が最小になることもわかりました。{10}M_{\odot}$。[$\alpha$/Fe]と星の質量の関係は、次のように理解できます。消光メカニズム。この高速な星形成は、銀河のハローのように[$\alpha$/Fe]値を高くします。より大規模な銀河は、ガスをより長く維持し、星形成のバーストを数回形成することができ、結果として[$\alpha$/Fe]が低くなります。大質量銀河の場合、星の個体数は内部プロセスによって規制されており、[$\alpha$/Fe]は質量とともに増加します。[$\alpha$/Fe]が近くの3つの星団と天の川のハローの中心距離と相関することを示すことで、このモデルを確認します。
拡散星間視線における H3+ と H2 の温度を理解する
| Title |
Understanding_the_temperatures_of_H3+_and_H2_in_diffuse_interstellar_sightlines |
| Authors |
Jacques_Le_Bourlot,_Evelyne_Roueff,_Franck_Le_Petit,_Florian_Kehrein,_Annika_Oetjens,_and_Holger_Kreckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16070 |
三原子水素イオンH3+は、星間物質の気相化学にとって最も重要な種の1つです。H3+の観測は、星間環境の重要な物理的および化学的パラメーターを制約するために使用されます。ただし、拡散視線でのH3+の2つの最低回転状態から推定される温度(通常は観測可能な唯一のもの)は、同じ視線でのH2観測から得られる温度よりも一貫して低いように見えます。拡散星間物質中のH3+の温度をモデル化するこれまでの試みはすべて、観測結果を再現できませんでした。ここでは、H3+レベル集団の独立したマスター方程式を、光子支配領域のMeudonPDRコードからの結果と比較して、新しい研究を紹介します。H3+の最低回転状態の集団は形成反応によって強く影響を受け、H3+イオンは自由電子による破壊の前に不完全な熱化を経験することを示します。さらに、定量分析では、H3+の2つ以上のレベルを考慮する必要があり、放射遷移とH2との衝突を含めることが重要であることがわかりました。典型的な拡散星間視線のモデルは、観測データと非常によく一致することを示しているため、これら2つの基本的な種に起因する知覚された温度差が最終的に解決される可能性があります。
TMC-1 中のエタノール、アセトン、およびプロパナールの検出: 低温源中の新しい含酸素複合有機物
| Title |
Detection_of_ethanol,_acetone,_and_propanal_in_TMC-1:_New_O-bearing_complex_organics_in_cold_sources |
| Authors |
M._Agundez,_J._C._Loison,_K._M._Hickson,_V._Wakelam,_R._Fuentetaja,_C._Cabezas,_N._Marcelino,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16121 |
TMC-1のシアノポリインピークに対するエタノール(C2H5OH)、アセトン(CH3COCH3)、およびプロパナール(C2H5CHO)の検出を示します。これらの3つのOを含む複雑な有機分子は、暖かい星間雲に存在することが知られていますが、星のないコアで観測されたことはありませんでした。冷たい星間雲の複雑な有機分子のパズルにこれら3つの新しいピースが追加されたことで、星形成が始まる前の段階で、冷たい高密度コアの豊富な化学的多様性が強調されます。エタノール、アセトン、およびプロパナールの検出は、Yebes40m望遠鏡で実施されているQバンドでのTMC-1のディープライン調査であるQUIJOTEの枠組みで行われました。C2H5OHのカラム密度は(1.1+/-0.3)e12cm-2、CH3COCH3のカラム密度は(1.4+/-0.6)e11cm-2、C2H5CHOのカラム密度は(1.9+/-0.7)e11cm-2となります。これら3つのOを含む複雑な有機分子の形成は、ガスと氷の化学を含む詳細な化学モデルの助けを借りて調査されます。2e5yr前後の時点で計算された存在量は、観測から得られた値と合理的に一致しています。私たちの化学モデルにおけるこれらの分子の形成メカニズムは次のとおりです。エタノールは、メタノールに原子状炭素を付加し、続いて水素化および非熱脱着を行うことにより粒子上に形成されます。アセトンとプロパナールは、原子状酸素とC3H7ラジカルの2つの異なる異性体との間の気相反応によって生成されます。後者は、粒子上のC3の水素化とそれに続く非熱脱着から生じます。いくつかのイオン中性反応による(CH3)2COH+の形成とそれに続く電子との解離再結合を含む気相経路も、アセトンの形成に寄与します。
高銀河緯度の拡散星間物質における遠赤外線と H i フィラメントのアスペクト比
銀河系の高緯度で遠赤外線(FIR)で観測できるほこりの多い磁化構造はいたるところにあり、コヒーレントな速度構造を持つHIフィラメントと密接に関連していることがわかっています。ミンコフスキー汎関数に基づく無次元の形態学的特徴を考慮して、これらの構造のフィラメント分布$F$とアスペクト比$A$を決定します。私たちのデータはPlanckFIRとHI4PIHI観測に基づいています。フィラメントは、ヘッセ演算子を適用することによって以前に抽出されています。空の平面に沿って個々のフィラメント構造を追跡し、$A$と$F$を決定します。拡散星間媒質(ISM)のフィラメントは孤立した構造になることはめったになく、$A$と$F$で明確に定義された連続的な分布を持つフィラメントのネットワークの一部です。この分布は自己複製的であり、個々のフィラメント構造の合併または破壊は、分布の過程を変えることなく$A$と$F$のフィラメントの再配置のみにつながります。銀河系の高緯度で同定されたFIRおよびHIフィラメントは、幅がほぼ一定の細いフィラメントに対するモデルの予測とほぼ一致しています。この分布は、観測されたアスペクト比の明確な上限なしで連続しています。フィラメントは、CO-dark$H_2$の強化されたカラム密度に関連付けられています。フィラメントに沿った動径速度はコヒーレントであり、$\Deltav_{\mathrm{LSR}}=5.24$km/sの典型的な分散でほぼ線形です。拡散乱流ISMの磁場強度は、水素の体積密度に応じて$B\propton_{\mathrm{H}}^{0.58}$となります。銀河系の高緯度では、平均乱流磁場強度$\langle\deltaB\rangle=5.3~\mu$Gと、空の平面における平均磁場強度$\langleB_{\mathrm{POS}}\rangle=4.4~\mu$G.
銀河で最大の明るい ULX 集団: 側転輪銀河の X 線変動と光度関数
| Title |
The_largest_bright_ULX_population_in_a_galaxy:_X-ray_variability_and_Luminosity_Function_in_the_Cartwheel_ring_Galaxy |
| Authors |
Chiara_Salvaggio,_Anna_Wolter,_Andrea_Belfiore,_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15502 |
2001年から2008年の間に撮影された側転銀河とそのコンパクトなグループの利用可能なすべてのチャンドラ観測を分析し、この壮観な衝突環銀河のX線バンドの変動性に対処することを主な目的としています。私たちは点状線源の研究に焦点を当てており、特にクラスとして扱う超高輝度X線源(ULX、Lx>=10^39erg/s)に関心があります。アーカイブのXMM-Newtonデータを活用して、数か月から数年のタイムスケールでの長期変動の研究を充実させます。グループ領域には合計44のソースが見つかり、そのうち合計37は銀河と位置的にリンクされたULXであり、その変動性を調べることができます。それらは側転自体で29個、G1で7個、G3で1個です。これら37のソースの約3分の1は長期的な変動性を示していますが、単一の観測値内では変動性は検出されません。それらのうち、5つのULXは、最大変動範囲(Lmax/Lmin)が約1桁の過渡的な挙動を示し、中性子星の最有力候補です。点状の源のX線光度関数(XLF)は、側転銀河自体とG1の両方のチャンドラ観測の間で形状が一貫したままであり、フラックスの変動性が観測の集団の平均的な特性に強く影響しないことを示唆しています。タイムスケール。
射手座 A* の風力発電 GRMHD シミュレーション: ジェットと降着円盤の傾斜と整列、電子熱力学、および回転測定のマルチスケール モデリング
| Title |
Wind-Fed_GRMHD_Simulations_of_Sagittarius_A*:_Tilt_and_Alignment_of_Jets_and_Accretion_Discs,_Electron_Thermodynamics,_and_Multi-Scale_Modeling_of_the_Rotation_Measure |
| Authors |
Sean_M._Ressler,_Christopher_J._White,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15503 |
風力モデルは、射手座A*を取り巻く降着流の予測モデルを形成する独自の方法を提供します。パーセクスケールから事象の地平線までの降着のダイナミックレンジ全体にわたる3D風力MHDおよびGRMHDシミュレーションを提示します。非ゼロのブラックホールスピンと動的に進化した電子熱力学を含めることにより、以前の研究を拡張します。これらのシミュレーションの初期条件は、銀河中心部で観測されたWolf-Rayet恒星風のシミュレーションから生成されます。結果として生じる流れは、風の磁場の強さとは関係なく、密度プロファイルが$\sim$$r^{-1}$で高度に磁化される傾向があります($\beta\approx2$)。私たちのシミュレーションは、一部のケースではMAD状態に達しますが、すべてのケースではありません。傾斜した流れでは、SANEジェットは、その方向がブラックホールのスピン軸に対して垂直であっても、大規模なガスの角運動量と整列する傾向があります。逆に、MADジェットは、ブラックホールのスピン軸と一致する傾向があります。ガスの角運動量も同様の挙動を示します。SANEフローは部分的にのみ整列する傾向がありますが、MADフローは完全に整列する傾向があります。限られた数の動的自由パラメーターを使用して、モデルは降着率、230GHzフラックス、および電子加熱率のいくつかの選択肢の観測とほぼ一致する未解決の直線分極率を生成できます。大規模な磁場の別のソースがない場合、一貫した符号を持つ十分に大きなRMを得るには、磁化の程度が高い風(たとえば、磁気圧力が風のラム圧力の1/100である場合)が必要になる場合があります。
$\kappa$monty: 非熱電子を含むモンテカルロ コンプトン散乱コード
| Title |
$\kappa$monty:_a_Monte_Carlo_Compton_Scattering_code_including_non-thermal_electrons |
| Authors |
Jordy_Davelaar,_Benjamin_R._Ryan,_George_N._Wong,_Thomas_Bronzwaer,_Hector_Olivares,_Monika_Mo\'scibrodzka,_Charles_F._Gammie,_and_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15522 |
低光度の活動銀河核は、超大質量ブラックホールを取り囲む降着流に由来するコンプトン散乱によって生成されるX線放射の強力な発生源です。得られるスペクトルの形状とエネルギーは、基礎となる電子分布関数(DF)の形状に依存します。この作業では、$\kappa$montyと呼ばれるgrmontyコードの拡張バージョンを提示します。以前のgrmontyコードには、熱マクスウェルJ\"utner電子分布関数のみが含まれていました。Gromtyコードを非熱電子DF、つまり$\kappa$およびべき乗則DFで拡張し、デカルトKerr-Schild座標を実装し、コードをMPIでコード化し、コードをGRMHDコードBHACからの不均一なAMRグリッドデータに結合します.コンプトン散乱プロセスでは、両方の分布関数に対して2つのサンプリングカーネルを導出します.最後に、一連のコードテストを提示して、非熱DFの実装により、以前に開発されたブラックホール降着モデルに対する非熱放出の影響を研究する可能性が開かれます。
ポジトロンパズルは、511keVの光子エネルギーでの銀河の$\gamma$線輝線の起源と、バルジと円盤の光度比$\を示すその形態の形状に関する半世紀前の難問です。sim1$-天体物理ソースの配布とは異なります。eVスケールに冷却された陽電子は、電子を捕獲し、ポジトロニウム(Ps)の中間束縛状態を形成し、ナノ秒の時間スケールで2つまたは3つの光子に崩壊します。放出が銀河の膨らみ、中心、円盤から発生すると仮定すると、天の川銀河で目に見える消滅率は$\sim5\times10^{43}\,\mathrm{e^+\,s^{-1}}$は、生成と消滅の準定常状態によって、または陽電子で銀河をあふれさせ、その後Myr時間スケールで消えていく可能性のある複数のバーストのようなイベントによって説明する必要があります。この論文では、実際のポジトロンパズルとは何か、データとシミュレーションが不適切に使用され、虚偽の主張と明白な困惑をもたらしたもの、このトピックについて私たちが実際に知っていることと絶対に知らないこと、およびこの認識論的問題がどのように発生する可能性があるかを確認します。前進する。
活動銀河核PKS 2005-489の特異変光X線スペクトル
| Title |
The_peculiar_variable_X-ray_spectrum_of_the_active_galactic_nucleus_PKS_2005-489 |
| Authors |
Owen_Chase,_Felicia_McBride,_Andrea_Gokus,_Matteo_Lucchini,_Haocheng_Zhang,_Roopesh_Ojha,_Derek_B._Fox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15589 |
PKS2005-489はよく知られている明るい南部のBLLac天体で、TeVエネルギーまで検出されています。フラックスが低い状態では、予想される多波長のダブルピークスペクトル($\gamma$線バンド)を電波で示します。高フラックス状態では、X線バンドで極端なフラックスの変動が見られ、スペクトルに独特の湾曲した特徴が見られます。これまでのところ、PKS2005-489はそのような機能を示す唯一のソースです。X線の変動性をさらに研究するために、NuSTARを使用して線源の最初の硬X線スペクトルを取得しました。PKS2005-489の準同時電波、光学、UV、軟X線、硬X線、および$\gamma$線データをアーカイブデータと比較して、その広帯域挙動を研究します。2012年と2020年のデータ間でスペクトル形状やフラックスにほとんど変化がなく、SEDで非常に一貫した静かな状態が見られます。フレアリング状態での特異なX線スペクトルの考えられる説明は、低フラックス状態の放出領域と共空間的ではない、おそらく磁気リコネクションによって加速されたジェット内の追加の成分です。
X線連星MAXI J1803-298における相対論的ジェットの時間依存可視性モデリング
| Title |
Time-dependent_visibility_modelling_of_a_relativistic_jet_in_the_X-ray_binary_MAXI_J1803-298 |
| Authors |
C._M._Wood,_J._C._A._Miller-Jones,_A._Bahramian,_S._J._Tingay,_T._D._Russell,_A._J._Tetarenko,_D._Altamirano,_T._Belloni,_F._Carotenuto,_C._Ceccobello,_S._Corbel,_M._Espinasse,_R._P._Fender,_E._K\"ording,_S._Migliari,_D._M._Russell,_C._L._Sarazin,_G._R._Sivakoff,_R._Soria,_and_V._Tudose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15648 |
低質量X線連星(LMXB)によって発射された過渡ジェットの動きを追跡することは、ジェット放出の瞬間を決定し、降着流で対応するシグネチャを特定するために重要です。ただし、これらのジェットは多くの場合、非常に変化しやすく、1回の観測で画像の解像度要素を横切って移動する可能性があり、開口合成の基本的な仮定に違反します。単一の時間依存モデルを干渉計の可視性の完全なセットに直接適合させる新しいアプローチを提示します。ここでは、放出成分の運動と磁束密度の変動性を明示的にパラメータ化し、適合の自由パラメータの数を最小限に抑えます。完全な観察からの情報を活用しながら。この手法により、標準の時間ビニング手法では不十分な、かすかな動きの速いソースを検出して特徴付けることができます。2021年の爆発中にブラックホール候補LMXBMAXIJ1803-298の3つのVeryLongBaselineArray（VLBA）観測に適用する前に、合成観測で技術を検証します。我々は離散ジェット成分の固有運動を$1.37\pm0.14$mas/hrと測定したので、MJD$59348.08_{-0.06}^{+0.05}$の噴出日を推測し、これはピークの直後に発生します。MAXIJ1803-298が中間状態にあったときに、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)とアタカマ大型ミリ/サブミリアレイ(ALMA)によって観測された電波フレアの。これらの新しいVLBI分析技術のさらなる開発は、ジェット噴出年代のより正確な測定につながり、高密度の同時多波長モニタリングと組み合わせることで、降着流におけるジェット噴出の痕跡をより明確に特定できるようになります。
非イメージングチェレンコフ検出器アレイを使用した宇宙線誘起の広範な空気シャワーの再構成には、特定の一連のシャワーパラメーターに対する特定の空気シャワーのチェレンコフ収率の知識が必要です。空気シャワーは確率的カスケードで発生しますが、シャワー内の粒子の特定の特性は、シャワーの普遍性として知られる特性である普遍的な確率分布に由来することが示されています。シャワー内の荷電粒子のエネルギーと角度分布の両方がパラメータ化されています。これらの分布を使用して、シャワー発生のさまざまな段階で荷電粒子のチェレンコフ円錐から角度分布としてチェレンコフ光子収率を計算できます。このチェレンコフ光子収量は、エアシャワーの再構成に使用するために表にすることができます。この作業では、シャワー粒子ごとのチェレンコフ角度分布とチェレンコフ収率の両方の計算を開発し、一般的な使用のためにこれらの分布の関連する特徴を取得するためにルックアップテーブルがどのように構築されたかを示します。計算結果を、CORSIKA-IACTを使用して大規模な空気シャワーで生成されたチェレンコフ光の完全な粒子スタックモンテカルロシミュレーションの結果と比較します。いくつかの検出器間のチェレンコフ光子束の横方向分布と、単一の検出器におけるチェレンコフ光子の到着時間分布の両方を比較します。
HADAR 実験による短い {\gamma} 線バーストからの超高エネルギー {\gamma} 線放出の検出率の見通し
| Title |
Prospects_for_detection_rate_of_very-high-energy_{\gamma}-ray_emissions_from_short_{\gamma}-ray_bursts_with_the_HADAR_experiment |
| Authors |
Qi-Ling_Chen,_Pei-Jin_Hu,_Jing-Jing_Su,_Ming-Ming_Kang,_Yi-Qing_Guo,_Tian-Lu_Chen,_Dan-Zeng_Luo-Bu,_Yu-fan_Fan,_You-Liang_Feng,_Qi_Gao,_Quan-Bu_Gou,_Hong-Bo_Hu,_Hai-Jin_Li,_Cheng_Liu,_Mao-Yuan_Liu,_Wei_Liu,_Xiang-Li_Qian,_Bing-Qiang_Qiao,_Hui-Ying_Sun,_Xu_Wang,_Zhen_Wang,_Guang-Guang_Xin,_Yu-Hua_Yao,_Qiang_Yuan,_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15683 |
TeVエネルギー範囲での短いガンマ線バースト(SGRB)の観測は、放射メカニズムを理解し、ローレンツ不変性の破れなどの物理学の新しい領域を調べる上で重要な役割を果たします。ただし、SGRBの持続時間が短く、現在の実験が弱いため、このエネルギー範囲ではSGRBは観測されていません。サブTeVSGRBを検出するには、新しい技術を使用した新しい実験が必要です。この作業では、SGRBからの超高エネルギー(VHE)$\gamma$線放射を観測し、天文放射線HADAR(HADAR)実験の高高度検出で年間検出率を計算します。最初に、Fermi-GBM、Fermi-LAT、およびSWIFT測定の観測を使用して、疑似SGRBサンプルのセットが生成され、チェックされます。年間検出率は、HADAR機器の性能に基づいて、これらのSGRBサンプルから計算されます。その結果、HADAR実験では、内部吸収による$\gamma$線のスペクトルのブレークオフが100GeVよりも大きい場合、年間0.5SGRBを検出できます。HADARの見解では、GRB09010のようなGRBの場合、内部吸収を考慮すると、約2000個の光子を検出できるはずです。ローレンツ不変性の違反効果による時間遅延の仮定により、シミュレートされたGRB090510の光度曲線には明らかなエネルギー依存性があります。HADAR実験がSGRB観測を実行し、将来的に計算をテストできることを願っています。
回帰新星周辺の星雲からのガンマ線
新星は、最初の爆発から数日から数週間の間に一過性のガンマ線を放出することが発見されました。再発新星の場合、Bednarek(2022)で考えられているように、新星の再発期間全体にわたって、電子は原理的に新星殻で加速され、遅延$\gamma$線放出を生成します。ここでは、新星の全活動期間($\ge10^4$yrs）。電子の加速と新星殻からの脱出のモデルを開発します。再発新星超残骸内の電子は、赤色巨星の伴星からの放射線と宇宙マイクロ波背景放射の複合化プロセスで$\gamma$線を生成します。例として、共生新星RSOph(再発期間は$\sim$10-50年と推定される)の場合をより詳細に検討します。RSOph周辺の新星超残骸からの予測される$\gamma$線放出は、現在および将来のチェレンコフ望遠鏡と同様に、衛星実験(つまり、Fermi-LAT)による観測可能性の文脈で議論されています。
AGNジェットの超高速変動：間欠性と灯台効果
| Title |
Ultrafast_Variability_in_AGN_Jets:_Intermittency_and_Lighthouse_Effect |
| Authors |
Emanuele_Sobacchi,_Tsvi_Piran,_Luca_Comisso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15854 |
活動銀河核(AGN)からのガンマ線フレアは、超高速の時間スケール(つまり、AGNの超大質量ブラックホールの光通過時間よりも短い時間)でかなりの変動性を示します。超高速変動は、ジェットポインティングフラックスの乱流散逸の副産物であると提案します。乱流カスケードの間欠性により、散逸は一連の再接続電流シートに集中します。再接続によって励起された電子は、強いピッチ角異方性を持っています。つまり、それらの速度はガイド磁場とほぼ一致しています。次に、各電流シートは狭い放射ビームを生成します。これは、観測者に向けられたときにジェット全体からの放出を支配します。超高速の変動性は、単一の電流シートの光交差時間によって設定されます。これは、発光領域全体の光交差時間よりもはるかに短いです。私たちのモデルの予測は次のとおりです。(i)超高速AGNフレアの放射光度は、逆コンプトン(IC)放射によって支配されます。(ii)観測された光度に非フレア成分が含まれている場合、シンクロトロン光度の変動は振幅が小さい。(iii)シンクロトロンとICの放射は、放射粒子の冷却時間が現在のシートの光の交差時間を超えるため、低周波数ではあまり変化しません。超高速AGNフレアの同時多波長観測は、これらの予測をテストできます。
カーブラックホールの周りの磁気分極を持つ磁化トーラス：可変角運動量ディスク
| Title |
Magnetised_tori_with_magnetic_polarisation_around_Kerr_black_holes:_variable_angular_momentum_discs |
| Authors |
Sergio_Gimeno-Soler._Oscar._M._Pimentel,_Fabio_D._Lora-Clavijo,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15867 |
磁化された幾何学的に厚いディスクの解析モデルは、コンパクトなオブジェクトの周りのプラズマの物理的状態を理解し、その放出特性を調査するのに適しています。これは、いて座A*とM87のイベントホライズンテレスコープによる観測に照らして、近年ますます重要になっています。通常、ブラックホールの周りの厚い円盤のモデルでは、一定の角運動量分布が考慮され、適用された磁場に対する流体の磁気応答は考慮されません。磁気分極を伴う磁化降着円盤の定常モデルに関する以前の研究の一般化を提示します(Pimenteletal.2018)。この拡張は、一定でない特定の角運動量プロファイルを考慮することによって実現され、これらの分布に対して2つのパラメーターのansatzによって行われます。モデルの本質的に実質的なパラメーター空間内で適切なパラメーター値を選択して、カーブラックホールの周りに磁気分極を持つ厚い円盤の多数の新しい平衡解を構築します。私たちは、これらの溶液の形態と物理的性質を研究し、一定の角運動量トーラスに関する定性的な変化を見つけます(Pimenteletal.2018)。しかし、角運動量分布やブラックホールのスピンに対する依存性は強くないようです。ただし、新しいソリューションのいくつかは、標準の磁化トーラスには見られない、磁化関数の極大値を示します。磁化率の結果としての磁気回転不安定性の強化された開発により、これらのモデルは、一般相対論的MHDシミュレーションによるジェット形成の調査に特に適している可能性があります。ここで報告された新しい平衡解は、数値コードの初期データとして使用して、厚いディスクブラックホールシステムのダイナミクスと観測特性における磁化率の影響を評価できます。
2022 OJ 287 インパクトフレア到着エポックの改良
| Title |
Refining_the_2022_OJ_287_impact_flare_arrival_epoch |
| Authors |
Mauri_J._Valtonen,_Staszek_Zola,_Gopakumar,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Merja_Tornikoski,_Lankeswar_Dey,_Alok_C._Gupta,_Tapio_Pursimo,_Emil_Knudstrup,_Jose_L._Gomez,_Rene_Hudec,_Martin_Jel\'inek,_Jan_\v{S}trobl,_Andrei_V._Berdyugin,_Stefano_Ciprini,_Daniel_E._Reichart,_Vladimir_V._Kouprianov,_Katsura_Matsumoto,_Marek_Drozdz,_Markus_Mugrauer,_Alberto_Sadun,_Michal_Zejmo,_Aimo_Sillanp\"a\"a,_Harry_J._Lehto,_Kari_Nilsson,_Ryo_Imazawa_and_Makoto_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15886 |
明るいブレーザーOJ~287は、定期的に高輝度の制動放射フレアをパレードします。これは、連星系のより大規模な一次SMBHの降着円盤に衝突する二次超大質量ブラックホール(SMBH)の結果であると説明されています。降着円盤は剛体ではなく、二次的な潮汐の影響により、計算可能な方法で曲がっています。以下では、この現象を可変ディスクレベルと呼びます。これらのフレアは、1888年以降の衝突フレアを説明する一般相対性理論に触発された修正ケプラー方程式に基づく単純な分析式によって予測される時期に発生することを示すことから始めます。2022年の衝突フレア、つまりフレア番号26は、12年周期で2回の衝突フレアという典型的なパターン。これは、OJ~287からの2015年と2019年の衝突フレアに続く、現在のサイクルの3回目の制動放射フレアです。フレア番号26の到着エポックは、モデルの平均レベルと比較して、プライマリSMBHの降着円盤のレベルに敏感であることが判明しました。これらの潮汐によって引き起こされた降着円盤のレベルの変化を組み込み、地球から観測することができなかった2022年7月から8月の間に熱フレアが発生したはずであると推測します。その後、2004/05および2021/22のキャンペーンからのスペクトルおよび偏光データを使用して、特定のプレフレア活動の可能性のある観測証拠を調査します。2022年1月から2月にかけて観測された2つのミニフレアの理論的および観測的意味合いを指摘します。
ハドロン相互作用の変形特性の研究
| Title |
A_Study_of_Modified_Characteristics_of_Hadronic_Interactions |
| Authors |
Jiri_Blazek,_Jan_Ebr,_Jakub_Vicha,_Tanguy_Pierog,_Petr_Travnicek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15911 |
CORSIKAモンテカルロジェネレーターにアドホックな修正を実装しました。これにより、Sibyll2.3d相互作用モデルの予測に関して、ハドロン相互作用の多重度、弾性、断面積を同時に調整できるようになりました。合理的な変更の組み合わせ(現在の実験データでは除外されていません)は、モデル予測と超高エネルギー宇宙線(UHECR)によって引き起こされる広範な空気シャワーの観測された特徴との間の観測された緊張を緩和する可能性があります。以前は、陽子開始シャワーのような変化の影響を研究しました。多数の実験データがUHECRの一次組成が混合されていることを示唆しているため、以前に実施された研究で使用されたのと同様の方法で、重ね合わせモデルに基づいて一貫した方法で核発射体を含むように変更手順を拡張しました。一次元シミュレーション手法を使用。完全に3次元のアプローチを使用しているため、シャワーの縦方向と横方向の両方の特徴に対する変化の影響を定量化できます。核発射体を含めることで、現実的な一次ビームの観測量への変化の影響と、修正ハドロン相互作用の仮定の下でのデータからの一次組成の決定への影響を調べることができます。
長くかすかな天文学的な高エネルギー過渡現象の探索: データ駆動型アプローチ
| Title |
Searching_for_long_faint_astronomical_high_energy_transients:_a_data_driven_approach |
| Authors |
Riccardo_Crupi,_Giuseppe_Dilillo,_Elisabetta_Bissaldi,_Fabrizio_Fiore,_Andrea_Vacchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15936 |
HERMES(HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellites)パスファインダーは、宇宙の高エネルギー過渡現象を監視するためのシンプルだが革新的な検出器をホストする6つの3Uナノ衛星のコンステレーションで構成される軌道上デモンストレーションです。HERMESPathfinderの主な目的は、小型化されたハードウェアを使用して高エネルギー宇宙過渡現象の正確な位置を取得できることを証明することです。一時的な位置は、地球低軌道上のナノ衛星によってホストされているさまざまな検出器への信号の到着の遅延時間を調べることによって取得されます。この目的のために、目標はマイクロ秒の何分の一かの全体的な精度を達成することです。これに関連して、HERMESPathfinderの将来の科学データ出力を十分に活用するための新しいツールを開発する必要があります。この論文では、宇宙で生まれた高エネルギー検出器のバックグラウンド計数率を評価するための新しいフレームワークを紹介します。かすかな天体物理学的過渡現象の特定に向けた重要なステップです。ニューラルネットワーク(NN)を使用して、さまざまなタイムスケールで背景のライトカーブを推定します。その後、高速変化点と異常検出技術を使用して、バックグラウンド推定値と比較して観測された計数率に統計的に有意な超過が存在する観測セグメントを分離します。NASAフェルミガンマ線バーストモニター(GBM)からのアーカイブデータで新しいソフトウェアをテストします。これは、HERMESパスファインダーと同程度の収集領域とバックグラウンドレベルを持っています。NNのパフォーマンスは、太陽活動が高い期間と低い期間の両方で議論および分析されます。Fermi/GBMカタログでイベントを確認することができ、Fermi/GBMデータベースには存在しない、太陽フレア、地球ガンマ線フラッシュ、ガンマ線バースト、銀河X線フラッシュに起因する可能性のあるイベントを発見しました。これらのうち7つが選択され、さらに分析され、ローカリゼーションの推定値と暫定的な分類が提供されます。
LIGO/Virgo によって検出された重力波イベントと相関する IceCube サブ TeV ニュートリノの探索
| Title |
A_Search_for_IceCube_sub-TeV_Neutrinos_Correlated_with_Gravitational-Wave_Events_Detected_By_LIGO/Virgo |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(327_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15970 |
LIGO/Virgoコラボレーションは、O1、O2、およびO3の実行中に検出された候補重力波(GW)イベントを含むカタログGWTC-1、GWTC-2.1、およびGWTC-3を公開しました。これらのGWイベントは、ニュートリノ放出の可能性のある場所になる可能性があります.この論文では、IceCubeニュートリノ天文台の低エネルギーインフィルアレイであるIceCubeDeepCoreを使用して、90GW候補のニュートリノ対応物を検索する方法を示します。検索は、1000秒の時間枠内でビン化されていない最尤法を使用して実行され、GWイベントからの空間情報とタイミング情報を使用します。探索に使われるニュートリノは、数GeVから数十TeVのエネルギーを持っています。我々はニュートリノの有意な放出を発見しておらず、低エネルギーニュートリノで放出される流束と等方性等価エネルギーに上限を設けています。また、ニュートリノ放出に寄与する可能性のあるソース集団を検索するために二項検定を実施します。このテストでは、重要なニュートリノ源集団が検出されなかったことを報告します。
XRBcats: 銀河高質量 X 線バイナリ カタログ
銀河系の大質量X線連星(HMXB)の新しいカタログを提示し、最新のそのようなカタログを改良します。前述の出版物以降に発見された新しいHMXBを含め、以前はHMXBまたは候補と見なされていたいくつかのオブジェクトの分類を修正します。カタログには、ソース名、座標、タイプなどの基本的な情報と、距離やX線の光度の推定値、バイナリシステムのパラメーター、169のHMXBのその他の特徴的な特性などのより詳細なデータの両方が、文献への適切な参照と共に含まれています。赤外線から硬X線までの複数のバンドの検索チャートも各オブジェクトに含まれています。このカタログの目的は、現在知られているすべての銀河系HMXBのリストと、コンパクト天体と非縮退の対応するプロパティ(利用可能な場合)の両方に関する基本的な情報を読者に提供することです。また、HXMBとして暫定的に分類されたオブジェクトを文献に含め、関連する各ケースでの分類の簡単な動機を示します。カタログは、2022年10月31日より前に公開されたすべての一般的に利用可能なデータベースと文献における既知のHMXBと候補の検索に基づいて編集されています。光学およびその他のバンドの関連する特性は、文献から、または大規模なによって提供されたデータを使用して、すべてのオブジェクトについて収集されました。-規模調査。後者の場合、個々の調査の対応物は、特定されたHMXBの位置を関連データベースと相互相関させることによって発見されました。この分野の研究を促進するために、銀河系のHMXBの最新のカタログが提示されています。以前に公開された作品と比較して、より均一な方法で関連するHMXBプロパティのより大きなセットを収集する試みが行われました。
XRBcats: 銀河低質量 X 線バイナリ カタログ
銀河系の低質量X線連星(LMXB)の新しいカタログを提示します。カタログには、Liuらによるカタログの最新リリース以降に新たに発見または再分類されたLMXBを含む、348のLMXBのソース名、座標、ソースタイプ、フラックス、距離、システムパラメーター、およびその他の特性が含まれています。（2007）およびリッターとコルブ（2003）。このカタログの目的は、LMXBとして識別された現在知られているすべての銀河天体のリストを、各システムに関するいくつかの基本情報(可能な場合はX線および光学/IR特性を含む)とともに提供することです。2023年3月より前に出版された文献は、この情報を編集する際に可能な限り考慮されています。カタログの一部として、報告されたすべての特性のリファレンスと、いくつかのエネルギーバンドでのオブジェクト検索チャートが提供されています。特に、GaiaやeROSITAなどの進行中の大規模な調査で発見された新しいオブジェクトを反映するために、カタログを定期的に更新する予定です。
QPEまたはQPO？ -- 低質量銀河核における準周期的活動
低質量銀河中心からの準周期的噴火(QPE)は、中央の巨大なブラックホールの周りの非常に偏心した軌道にある白色矮星からの降着に起因する可能性があります。重力放射損失下での進化は、分離と離心率を減らします。臨界離心率$e_{\rmcrit}\simeq0.97$以下では、近心通過時の降着円盤の粘性タイムスケールはおそらく軌道周期$P$よりも長く、周期的な噴火行動はもはや不可能であることに注意してください。これらのQPE子孫システム(QPED)は、噴火ではなく準周期振動(QPO)を生成する可能性が高く、デューティサイクル$\sim1$で軌道サイクルにわたってより滑らかに変化します。このタイプの候補システムとして2XMMJ123103.2+110648($P\simeq3.9$~hr)および(より暫定的に)REJ1034+396($P\simeq1$~hr)を特定し、それらの推定値との一致を見つけます。偏心$e<e_{\rmcrit}$.噴火がなく、重力放射損失が小さいために降着光度が低いため、QPEDシステムの発見が難しくなる可能性があります。最終的には、軌道周期よりもはるかに長い粘性時間を持つように進化する必要があり、安定したままであるか、まれではあるが大きな爆発を起こす可能性があります。後者のシステムは、低質量のX線連星によって生成される軟X線トランジェントの大規模な類似物となるでしょう。
周辺ディスクからのバイナリのデカップリング
| Title |
The_Decoupling_of_Binaries_from_Their_Circumbinary_Disks |
| Authors |
Alexander_J._Dittmann,_Geoffrey_Ryan,_M._Coleman_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16204 |
解析的および数値的に調査し、超大質量ブラックホール連星が重力放射によって誘引されて降着し、連星がディスクから切り離されることを解明し、これらのシステムの将来のマルチメッセンジャー観測に情報を提供しました。私たちの数値研究は、$100GM/c^2$の初期分離から合体までの等質量連星を進化させ、$\sim0.04GM/c^2$という小さなスケールを解決します。ここで、$M$は連星の総質量です。私たちのシミュレーションは、各連星の軌道進化がそれらの周辺円盤の軌道進化から分離するポイントを正確に捉え、インスパイラル全体のガスの流れを正確に解決します。タイムスケールベースの予測が、デカップリングが発生するバイナリ分離を$\sim3$の係数で過大評価することを分析的および数値的に示し、速度ベースのデカップリング基準の有用性を示します。高粘度($\nu\gtrsim0.03GM/c$)周連星系は後期に分離し($a_b\lesssim15GM/c^2$)、一定の連星分離を伴う周連星系との合併付近で質的に類似した形態を持っています。低粘度の周連星系円盤は早期に分離し、質的に異なる降着フローを示します。これにより、連星への降着が急激に減少します。検出された場合、そのような減少は、LISAエラーボリューム内で進行中のイベントのホストギャラクシーを明確に識別する可能性があります。連星が周囲の円盤から徐々に分離するにつれて、降着の振幅と変動性がどのように進化するか、および分離がLISAバンドの連星インスパイラルの過程でどこで発生するかを示します。動的に無視できる場合でも、ガスは重力波の位相に検出可能な痕跡を残す可能性があることを示しています。
天体地震時系列の大きなギャップへの対処
宇宙ミッションからの星震学に使用できる長いデータセットでは、大きなギャップがある時系列を処理する必要がある場合があります。これは、空の多くのフィールドを2年ごとに再訪しているTESSにとって特に重要です。太陽のような振動子はモードの寿命が有限であるため、タイムスタンプをシフトすることで大きなギャップを埋めようとする傾向があります。ケプラーミッションからの実際のデータを使用して、これがモード周波数と線幅の測定を損なうパワースペクトルの人工構造をもたらすことを示します。
今後10年間で、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡を使用した一連の大規模な観測プログラムが計画されています。今後の広域天空調査では、1エクサバイトを超える膨大な量のデータが配信されると予想されます。大量の多重天文データを処理することは技術的に困難であり、機械学習と人工知能に基づく完全に自動化された技術が緊急に必要とされています。ビッグデータからの科学的利益を最大化するには、コミュニティ全体の取り組みが必要です。観測宇宙論における機械学習アプリケーションの最近の進歩を要約します。また、データ処理と統計分析に必要な高性能コンピューティングの重要な問題にも対処します。
天文学におけるベイジアン計算: 並列で勾配のない推論のための新しい方法
この論文の目標は2つあります。天文学的および宇宙論的アプリケーションに焦点を当てたベイジアン推論と計算の基礎を紹介し、次世代の天文観測と理論モデルのためのベイジアンデータ分析を促進することを目的として、著者によって開発された確率論的計算方法の最近の進歩を紹介します。この論文の最初の部分では、理論の主要な構成要素を紹介し、そのベストプラクティスについて説明することにより、ベイジアン推論のプリズムを通じて、確率の概念と科学との関連性を読者に理解してもらいます。第2部では、確率分布の幾何学的特性に動機付けられたベイジアン計算の原理を教育的に紹介し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)、逐次モンテカルロ(SMC)、ネストサンプリング(NS)。最後に、第3部では、2つの新しい計算方法(アンサンブルスライスサンプリングと前処理付きモンテカルロ)とそれぞれのソフトウェア実装(zeusとpocoMC)を紹介します。【要約】
オリオン星雲星団における若い星のフレア変動のミリ波フレアの系統的調査
| Title |
A_systematic_survey_of_millimetre-wavelength_flaring_variability_of_Young_Stellar_Objects_in_the_Orion_Nebula_Cluster |
| Authors |
J._Vargas-Gonz\'alez_(1_and_2),_J._Forbrich_(1_and_3),_V._M._Rivilla_(4),_K._M._Menten_(5),_M._G\"udel_(6),_and_A._Hacar_(6)_((1),_University_of_Hertfordshire_-_UK,_(2)_ESO_-_Chile,_(3)_Harvard-Smithsonian_CfA_-_USA,_(4)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA)_-_Spain,_(5)_MPIfR_-_Germany,_(6)_University_of_Vienna_-_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15516 |
高エネルギープロセスは、原始星の進化の初期段階でも遍在しています。若い恒星天体(YSOs)における強烈なセンチメートル電波フレアの系統的調査の結果と、強力なミリ波変動のまれな発見に動機付けられて、Atacamaを使用してオリオン星雲クラスター(ONC)におけるそのような変動の系統的調査を実施しました。大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)。(センチメートル)ミリ波の範囲で数分から数時間の時間スケールで急速に変化することは、(ジャイロ)シンクロトロン放射を示しています。さらに、質量降着はミリ波の光度にも影響しますが、通常はより長い時間スケールで影響します。個々のYSOの研究を超えて、ONCのALMAによる強いミリ波変動の特徴付けは、多数のYSOでのそのような変動の発生に関する最初の体系的な制約を設定します（$\sim$130）。cm波長の電波フレア発生源("ORBS"発生源)として以前に報告された既知のYSOから、わずか数分以内にミリ波フレアのオーダーを発見したことを報告します。複雑な領域のタイムスライスイメージングの使用によって引き起こされる効果.これらはほとんどの場合、観測を通じて変化する合成ビームの影響によるものです.シミュレートされたALMA観測を使用して、これらの効果を再現および定量化し、変動の下限を設定しますONCなどの複雑な領域で私たちの方法を使用して研究することができます.私たちの結果は、YSOsの時間領域解析の有用性がミリ波の範囲にまで及ぶことを示しており、観測されたフラックスのダスト塊への変換を潜在的に妨げています。
3D モデル大気における彩層診断の比較: H$\alpha$ 線幅と mm continua
| Title |
Comparison_of_chromospheric_diagnostics_in_a_3D_model_atmosphere:_H$\alpha$_linewidth_and_mm_continua |
| Authors |
Sneha_Pandit,_Sven_Wedemeyer,_Mats_Carlsson,_Miko{\l}aj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15612 |
最も研究されている彩層診断の1つであるHa線は、磁場構造のトレーサーであり、その線コア強度は質量密度の推定値を提供します。AtacamaLargeMillimetre-submmArray(ALMA)観測からの輝度温度は、恒星大気の活動と熱構造の補完的なビューを提供します。これら2つの診断を組み合わせることで、星の大気の物理的特性に関する洞察を得ることができます。この論文では、mm波長(0.3mmから8.5mm)の合成連続体輝度温度マップとHa6565{\AA}線の幅の比較研究を提示します。3D放射伝達コードMulti3DとAdvancedRadiativeTransfer(ART)を使用して、最新の状態で生成された非平衡水素イオン化を伴う拡張ネットワーク大気モデルから、それぞれHa線とmm連続体の合成スペクトルを計算します。アート3DrMHDコードビフロスト。ALMAの限られた空間解像度の影響をシミュレートするためにガウス点像分布関数(PSF)を使用し、ボックス全体、静かな太陽、強化されたネットワークパッチの元の解像度と劣化した解像度について、Ha対mm連続相関と散布図の勾配を個別に計算します。.Ha線幅とmm輝度温度は高い相関関係にあり、相関関係は波長0.8mm、つまりALMAバンド7で最も高くなります。相関関係は、分解能が低下すると増加します。一方、傾きは波長が長くなるにつれて減少します。解像度の低下は、計算された勾配に大きな影響を与えません。空間分解能が低下すると、観測量の標準偏差、Ha線幅、および輝度温度が低下し、それらの間の相関関係が増加しますが、勾配は大きく変化しません。したがって、これらの関係は、ALMAで観測されたmm連続体マップのキャリブレーションに役立つ可能性があります。
LAMOST 低解像度スペクトルからの恒星パラメータの推定
ラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)は、何千万もの低解像度の星のスペクトルを取得しました。この論文では、これらのスペクトルのパラメータ推定問題を調査しました。この目的のために、深層学習モデルStarGRUネットワーク(StarGRUNet)を提案しました。このネットワークをさらに適用して、LAMOSTの低解像度スペクトルから恒星の大気物理パラメータと13の元素存在量を推定しました。信号対雑音比が$5$以上のスペクトルでは、推定精度は$94$Kであり、$T_\texttt{eff}$および$\log\g$でそれぞれ$0.16$dex、$0.07$dexです。[C/H]、[Mg/H]、[Al/H]、[Si/H]、[Ca/H]、[Ni/H]、[Fe/H]、および$0.10$[O/H]、[S/H]、[K/H]、[Ti/H]、[Mn/H]では$0.16dex、[N/H]では$0.18$dexと$0.22dexおよび[Cr/H]それぞれ。このモデルは、利用可能なモデルよりも優れており、高解像度の調査との高い一貫性を示しています。LAMOSTDR8の約821万個の低分解能スペクトル、コード、学習済みモデル、天文科学探査用の実験データ、データ処理アルゴリズム研究用の実験データから計算した推定カタログをそれぞれ公開しました。
Solar Dynamics Observatory と Solar Upper Transition Region Imager
で観測された近くの噴火によって引き起こされた静止コロナル ループの加熱
| Title |
Heating_of_quiescent_coronal_loops_caused_by_nearby_eruptions_observed_with_the_Solar_Dynamics_Observatory_and_the_Solar_Upper_Transition_Region_Imager |
| Authors |
Leping_Li,_Hui_Tian,_Huadong_Chen,_Hongqiang_Song,_Zhenyong_Hou,_Xianyong_Bai,_Kaifan_Ji,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15758 |
上層大気、つまり遷移領域とコロナの磁気ループなどの構造がどのように加熱され、維持されるかは、太陽と星の物理学における未解決の主要な問題の1つです。冠状ループの加熱に関するさまざまな理論的および観察的研究が行われてきました。ただし、噴火によって引き起こされる静止ループの加熱はめったに観察されません。この研究では、SolarDynamicsObservatory(SDO)とSolarUpperTransitionRegionImager(SUTRI)からのデータを使用して、近くの噴火に関連する静止ループの加熱を報告します。活動領域(ARs)13092と13093では、2022年9月4日に長いフィラメントと短いフィラメント、およびそれらを覆うループが観察されます。長いフィラメントの下で、長いフィラメントの上で西に向きを変え、太陽の表面に落ちる2つの枝に分かれます。その後、短繊維が南東に向かって噴出した。これらの2つの噴火に関連して、長いフィラメントの上にある静止ループがSDO/大気イメージングアセンブリ(AIA)の高温画像に現れ、ループの加熱を示しています。加熱中、ループの流入運動、X型構造および新たに再接続されたループの形成など、ループ間の磁気再結合の特徴が識別されます。加熱されたループはその後冷却されます。それらはAIAとSUTRIの低温画像に連続して現れました。すべての結果は、近くのウォームチャネルとフィラメントの噴出によって引き起こされるループ間の再結合によって、静止ループが加熱されることを示唆しています。
TESS星震学による超低質量Heコア白色矮星GD 278の内部回転の探査
| Title |
Exploring_the_internal_rotation_of_the_extremely_low-mass_He-core_white_dwarf_GD_278_with_TESS_asteroseismology |
| Authors |
Leila_M._Calcaferro,_Alejandro_H._C\'orsico,_Leandro_G._Althaus,_Isaac_D._Lopez,_and_J.J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15962 |
(要約)GD278の内部回転の調査を提示します。GD278は、ピリオドグラム内で回転分裂を示す最初の脈動する超低質量白色矮星です。さまざまな回転プロファイルで予想される理論的な周波数分割を評価し、それらをGD278の観測された周波数分割と比較します。この目的のために、LPCODE恒星進化コードを使用して取得した、この星の脈動を表す星震学モデルを使用します。また、MESA恒星進化コードで実行された詳細な進化計算から生じる回転プロファイルを導出し、それを使用して予想される理論上の周波数分割を推測します。GD278の回転の線形プロファイルを仮定した場合の最適なソリューションは、表面と中心での角速度の値がわずかに異なるだけで、剛体回転と互換性があることを発見しました。単純な線形回転プロファイルと進化計算から導出された回転プロファイルの表面と中心での角速度の値は、非常によく一致しています。また、結果として得られる理論上の周波数分割は、一般に、両方のケースで観測された周波数分割と互換性があります。GD278の内部回転を導き出すために、この研究で従ったさまざまなアプローチから得られた結果は一致しています。それらが2つの独立した恒星進化コードを使用して得られたという事実は、私たちの結果にロバスト性を与えます.私たちの結果は、GD278の内部自転のわずかに異なる振る舞いを示唆しており、関連する不確実性を考慮すると、以前に白色矮星と前白色矮星で観察されたように、厳密なケースと非常に互換性があります。この星の自転周期は、一般に白色矮星と前白色矮星について星震学的に決定された値とも一致しています。
ソーラーオービター搭載のEUIとSPICEを用いた極端紫外光輝のイメージングと分光観測
| Title |
Imaging_and_spectroscopic_observations_of_extreme-ultraviolet_brightenings_using_EUI_and_SPICE_on_board_Solar_Orbiter |
| Authors |
Ziwen_Huang,_L._Teriaca,_R._Aznar_Cuadrado,_L._P._Chitta,_S._Mandal,_H._Peter,_U._Sch\"uhle,_S.K._Solanki,_F._Auch\`ere,_D._Berghmans,_\'E._Buchlin,_M._Carlsson,_A._Fludra,_T._Fredvik,_A._Giunta,_T._Grundy,_D._Hassler,_S._Parenti_and_F._Plaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15979 |
キャンプファイヤーと呼ばれる、これまでに検出された最小の極端紫外線(EUV)増光イベントが、ソーラーオービターに搭載された極端紫外線イメージャー(EUI)の一部である高解像度EUV望遠鏡(HRIEUV)によって最近発見されました。ＨＲＩＥＵＶは、約１ＭＫでのＦｅｉｘおよびＦｅｘ放出によって支配される１７．４ｎｍを中心とする広帯域通過を有する。ソーラーオービターに搭載されたコロナ環境のスペクトルイメージング（SPICE）からのスペクトルデータとEUIからのイメージングデータを使用して、さまざまな波長での応答を同時に観察することにより、EUI増光イベントの熱特性を研究します。SPICEEUV分光計のスリットで覆われた小さな領域内にあるHRIEUVデータで特定された3つのEUI輝度を調べました。ガウスフィッティングによってスペクトルプロファイルの線強度を取得しました。これらの診断は、さまざまなライン形成温度での経時的なEUIの明るさの変化を研究するために使用されました。(i)これらのEUIブライトニングの検出は、SPICE機能の限界にあることがわかります。それらは、HRIEUV観測の助けがなければ、データ内で個別に特定することはできませんでした。(ii)より長い寿命を持つこれらのEUI増光のうちの2つが、Neviii温度(0.6MK)まで観測されます。(iii)すべてのイベントはOvi(0.3MK)で検出可能であり、2つの長寿命イベントは他の遷移領域(TR)ラインでも検出されます。(iv)あるケースでは、Ciiiの場合は2.7分、Oviの場合は1.2分離れたTR線の強度光曲線に2つのピークが観察されます。Neviii強度は、TRライン強度の2つのピーク時間の間に単一のピークを示します。SPICEからのスペクトルデータにより、EUI増光の熱特性を追跡できます。私たちの結果は、少なくとも一部のEUI増光がコロナ温度にほとんど到達しないことを示しています。
「側転 CME」のたわみを理解する: データ分析とモデリング
| Title |
Understanding_the_deflection_of_the_`Cartwheel_CME':_data_analysis_and_modeling |
| Authors |
Abril_Sahade,_Angelos_Vourildas,_Laura_Balmaceda_and_Mariana_Cecere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15998 |
「側転」コロナ質量放出(CME;2008-04-09)の低コロナ進化を、その3D経路を再構築し、磁気流体力学シミュレーションでモデル化することによって研究します。このイベントは、以前の研究で報告および分析された二重偏向を示しますが、その根本的な原因は不明のままです。「側転CME」は、コロナホール(CH)に向かって、磁気勾配に逆らって移動します。高ケイデンスの完全な軌道再構成を使用して、磁気フラックスロープ(MFR)の位置を正確に特定し、その結果、MFRが浸漬されている磁気環境を特定します。ヌルポイントが初期段階でのMFRの複雑な進化の原因である可能性がある疑似ストリーマー(PS)構造を見つけます。噴火前の磁場の再構成から、MFRに作用する動的な力を推定し、2008年4月9日のイベントによって示された運動に関する新しい物理的洞察を提供します。2.5D数値シミュレーションで同様の磁気構成を設定することにより、観測された動作を再現でき、PSヌルポイントの重要性を確認できます。ヌルポイントに向けられた磁力が最初のたわみを引き起こし、MFRをCHに向けることがわかりました。その後、CHの磁気圧力勾配がMFRの反転運動を生成します。
ソーラーオービター/EUIによって観測された噴出するミニフィラメントと周囲ループとの間の外部再接続の証拠
| Title |
Evidence_of_external_reconnection_between_an_erupting_mini-filament_and_ambient_loops_observed_by_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
Z._F._Li,_X._Cheng,_M._D._Ding,_L._P._Chitta,_H._Peter,_D._Berghmans,_P._J._Smith,_F._Auchere,_S._Parenti,_K._Barczynski,_L._Harra,_U._Schuehle,_E._Buchlin,_C._Verbeeck,_R._Aznar_Cuadrado,_A._N._Zhukov,_D._M._Long,_L._Teriaca,_L._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16046 |
ミニフィラメント噴火は、太陽大気における最も一般的な小規模なトランジェントの1つです。しかし、それらの噴火メカニズムはまだ完全には理解されていません。ここでは、SolarOrbiterに搭載されたExtremeUltravioletImagerによって取得された高時空間解像度の174A画像と、SolarDynamicsObservatoryに搭載されたAtmosphericImagingAssemblyの画像を組み合わせて、弱い上空で噴出するミニフィラメントを詳細に調査します。2022年3月4日の磁場領域。噴出するミニフィラメントが急速に上昇するにつれて、2つの明るいリボンが明らかにその下に現れました。その後、噴出するミニフィラメントが外側の周囲のループと相互作用したときに、いくつかの暗い物質が吹き出し、噴出ジェットが形成されました。尖塔が広がるのが特徴。同時に、1～2mmの複数の小さな明るい塊が相互作用領域に現れ、噴火後のループに沿って、噴火フラックスの足元に向かって~100km/sの速度で伝播しました。それらはまた、半円形の光沢構造を引き起こしました。これらの特徴に基づいて、ミニフィラメントの噴火は最初に内部再接続を経験し、次に外部再接続を経験し、後者は主に噴出するミニフィラメントの質量と磁束を周囲のコロナに転送することを示唆しています。
星団の延長された主系列ターンオフにおけるダストと質量損失の役割について: NGC 1783 の場合
| Title |
On_the_role_of_dust_and_mass_loss_in_the_extended_main_sequence_turnoff_of_star_clusters:_the_case_of_NGC_1783 |
| Authors |
F._D'Antona,_F._Dell'Agli,_M._Tailo,_A._P._Milone,_P._Ventura,_E._Vesperini,_G._Cordoni,_A._Dotter,_A._F._Marino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16049 |
中間年齢($\lesssim2$Gyr)の大マゼラン雲クラスターNGC1783の「拡張された」主系列ターンオフ(eMSTO)と上部主系列(MS)の色等級図(CMD)形態は、小さな雲の存在を示しています。ハッブル宇宙望遠鏡の紫外フィルターでは、eMSTOによって表示される典型的な「扇」形の赤い側の色に位置するUV薄暗い星のグループ。我々は、本質的にeMSTOの左側に位置するであろう星のいくつかが、それらが回転するときに排出される排泄円盤の周辺での粒子の凝縮による塵の輪によって隠されていると仮定して、UV-dim星をモデル化します。Be期の恒星に典型的な高い自転速度。UV-dimグループをモデル化するには、10$\mu$という適度に低い光学深度が必要です。eMSTOの解釈にダストを導入するには、MCクラスターにおける年齢および/または自転の広がりの役割に関する以前の結論の大幅な再評価が必要になる場合があります。星は、視線に沿って見られる最大の掩蔽とダストリングの両方を持つ分布の尾部を単純に表しています。投影された回転速度($v\sin$i)が高いモデル星は、ゆっくりと回転する星よりも優先的に赤くなると予測されます。ダストの原因となる質量損失は、上部主系列の星の非単調分布を引き起こし、UVCMDに2つのピークとギャップが現れる可能性もあります。
| Title |
The_connection_between_starspots_and_superflares:_a_case_study_of_two_stars |
| Authors |
Alexandre_Ara\'ujo_and_Adriana_Valio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16051 |
星の黒点の特徴は、恒星フレアの誘発にどのように影響しますか?ここでは、質量から自転周期、惑星系まであらゆる点で類似した2つのK型星の活動を調査します。どちらの星も約100個のスポットを示しますが、ケプラー411は65個のスーパーフレアを生成しましたが、ケプラー210はまったく生成しませんでした。両方の星のスポットは、星のスポットの強度、温度、および半径を生成する惑星トランジットマッピング技術を使用して特徴付けられました。平均半径は$(17\pm7)\times10^3$kmおよび$(58\pm23)\times10^3$kmで、光球に対する強度比は$(0.35\pm0.24)$$I_{c}$および$(0.64\pm0.15)$$I_{c}$、スポットの温度は$(3800\pm700)$Kおよび$(4180\pm240)$Kそれぞれケプラー411とケプラー210の。したがって、スーパーフレアのない星のケプラー210の黒点は、フレアを起こしている星のケプラー411の黒点よりも大きく、暗くなく、暖かいです。これは、ケプラー411に比べて、ケプラー210のスポットのマグニチュードと複雑さが小さい磁場を示している可能性があります。したがって、スタースポット領域は、スーパーフレアの引き金となる主な原因ではないようです。おそらく、活性領域の磁気的複雑性の方が重要です。
NGC 6302 のラマン He II 分光法による H I の分布と運動学
| Title |
Distribution_and_Kinematics_of_H_I_through_Raman_He_II_Spectroscopy_of_NGC_6302 |
| Authors |
Seok-Jun_Chang,_Hee-Won_Lee,_Jiyu_Kim,_Yeon-Ho_Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16060 |
若い惑星状星雲NGC6302は、6545オングストロームと4851オングストロームにラマン散乱HeIIの特徴を示すことが知られています。これらの特徴は、HeII$\lambda\lambda$1025と972の基底状態の水素原子の非弾性散乱によって形成され、断面積は$1.2\times10^{-21}$と$1.4\times10^{-22}{\rm\cm^2}$、それぞれ。ESOサイエンスポータルにアーカイブされているNGC6302のスペクトルを調査します。私たちのガウスラインフィッティング分析は、ラマン散乱HeIIフィーチャが、冷たい静的HI媒体で形成される仮説モデルのラマンフィーチャよりも広く、赤方偏移が大きいことを示しています。放射伝達コード${\itSTaRS}$を使用してモンテカルロシミュレーションを実行するために、HI媒質に囲まれたコンパクトなHeII発光領域で構成される単純な散乱ジオメトリを採用します。私たちのシミュレーションは、HI領域がHI列密度$N_{\rmHI}=3\times10^{21}{\rm\cm^{-2}}$とランダム速度成分$v_{によって特徴付けられることを示しています。\rmran}=10{\rm\km\s^{-1}}$Heから$v_{\rmexp}=13{\rm\km\s^{-1}}$の速度で拡大II放出領域。最適なパラメーターに基づいて、中性媒体$M_{\rmHI}\simeq1.0\times10^{-2}\{\rmM_\odot}$のHI質量を推定し、ラマンの有用性を指摘します。HI成分を追跡するためのツールとしてのHeII分光法。
高分解能分光法による 32 個の散開星団におけるリチウムに富む巨星の探索
| Title |
Search_for_lithium-rich_giants_in_32_open_clusters_with_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
M._Tsantaki,_E._Delgado-Mena,_D._Bossini,_S._G._Sousa,_E._Pancino,_J._H._C._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16124 |
リチウムが豊富な巨星はまれであり、その存在は星の構造と進化の理解に挑戦しています。私たちは、HARPSとUVESで収集された高品質のサンプルから利益を得て、Liに富む巨人を検索し、原因となるLi濃縮メカニズムを特定します。32個の散開星団に属する247個の星の恒星パラメータを導き出し、0.07Ga<年齢<3.6Gaです。サンプルからの228個の星の存在量分析に、スペクトル合成技術コードFASMAを使用しました。また、GaiaおよびPARSEC等時線からのアストロメトリーとフォトメトリーを使用して、年齢、距離、および絶滅を決定し、それらの進化段階を制限しました。私たちのサンプルは、大部分が2太陽質量を超える1から6太陽質量以上までの幅広い星質量をカバーしています。我々は、最初のドレッジアップを経験した14個の正規のLiに富む巨星を発見した。これはサンプル全体の6%に相当し、通常のフィールドスターよりも高い値です。正準限界とは別に、前駆星の最大Li存在量をLi濃縮の基準として使用します。同じクラスター内の同じ進化段階にある星は、Li存在量が大きく異なるという事実に基づいて、最初のドレッジアップを通過し、強いLiラインを示す8つの星の間でもLiの増加が見られます。Liの量が多い巨人は、高速回転する巨人の割合が高いことを確認しており、恒星モデルで予測されているように、Liの増強と恒星の自転との関係を示唆しています。私たちのLiリッチ巨人はさまざまな進化段階で発見されており、Li濃縮の原因となる独自のLi生成メカニズムはなく、異なる固有または外部メカニズムが同時に作用する可能性があることを意味しています。
TOI-5375 B: 初期のM型星を周回する水素燃焼限界の超低質量星
| Title |
TOI-5375_B:_A_Very_Low_Mass_Star_at_the_Hydrogen-Burning_Limit_Orbiting_an_Early_M-type_Star |
| Authors |
Mika_Lambert,_Chad_F._Bender,_Shubham_Kanodia,_Caleb_I._Ca\~nas,_Andrew_Monson,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_William_D._Cochran,_Mark_E._Everett,_Arvind_F._Gupta,_Fred_Hearty,_Henry_A._Kobulnicky,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Andrea_S.J._Lin,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Brock_A._Parker,_Paul_Robertson,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16193 |
TESSミッションは、TIC71268730を周回するコンパニオンを検出し、それを惑星候補として分類し、システムをTOI-5375と指定しました。ハビタブルゾーンプラネットファインダー(HPF)からの視線速度データ、レッドビュート天文台(RBO)からの測光データ、およびNN-EXPLOREExoplanetStellarSpeckleImager(NESSI)によるスペックルイメージングを使用した追跡分析により、コンパニオンは質量が0.080$\pm{0.002}M_{\Sun}$($83.81\pm{2.10}M_{J}$)、半径0.1114$の水素燃焼質量限界に近い超低質量星(VLMS)^{+0.0048}_{-0.0050}R_{\Sun}$(1.0841$^{0.0467}_{0.0487}R_{J}$)、輝度温度は$2600\pm{70}$K.この天体は1.721553$\pm{0.000001}$日の初期M矮星($0.62\pm{0.016}M_{\Sun}$)の周り。TESS測光は、主星のTESS光度曲線の規則的な変動を示しています。これは、$\sim$2\%の活動による変動と解釈され、この変動性を使用して、主星の恒星の自転周期である1.9716$^{+0.0080}_を測定しました。{-0.0083}$日。TOI-5375システムは、水素燃焼限界にある低質量星の恒星モデルに厳しい制約を与え、この重要な領域の人口を増やします。
航空高度でのアフリカ大陸上の放射線環境: RPiRENA ベースの線量計の最初の結果
| Title |
The_radiation_environment_over_the_African_continent_at_aviation_altitudes:_First_results_of_the_RPiRENA-based_dosimeter |
| Authors |
M.G._Mosotho,_R.D._Strauss,_S.Bottcher,_C._Diedericks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15452 |
飛行高度でのアフリカ大陸上の放射線環境は、ほとんど特徴付けられておらず、規制されていないままです。この論文では、南アフリカとドイツ間の長距離フライトに搭載された、新しく開発されたアクティブ線量計によって行われた初期測定値を提示します。これらの初期テストに基づいて、この低コストでオープンソースの線量計はアフリカ大陸での継続的な運用に適しており、線量モデルをテストし、航空政策に情報を提供するための貴重な長期測定を提供できると考えています。
グラフェン検出器を使用した一般的な暗黒物質-電子相互作用の直接検索: パート I. 電子構造計算
| Title |
Direct_searches_for_general_dark_matter-electron_interactions_with_graphene_detectors:_Part_I._Electronic_structure_calculations |
| Authors |
Riccardo_Catena,_Timon_Emken,_Marek_Matas,_Nicola_A._Spaldin,_Einar_Urdshals |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15497 |
スカラーおよびスピン1/2DM-電子相互作用の一般的な形式の暗黒物質(DM)散乱によるグラフェンのようなターゲットからの電子放出を記述する形式を開発し、密度汎関数理論(DFT)内での適用性と精度を比較します。バインディング（TB）アプローチ。この形式化により、グラフェンシートをターゲット材料として使用する今後の直接検出実験で、DMから予想される毎日の変調信号を正確に予測できます。重要な結果は、グラフェンシートの物理学と、DMおよび放出された電子の物理学が因数分解され、単一のグラフェン応答関数で得られるすべての形態のDMからの放出率を可能にすることです。このフレームワーク内で初期状態の電子波動関数をモデル化するためのTBアプローチとDFTアプローチを比較します。適切な原子寄与をTBアプローチに埋め込む際の課題により、DFTがより自己一貫性があり信頼できる選択肢として浮上しています。
グラフェン検出器を使用した一般的な暗黒物質-電子相互作用の直接検索: パート II。感度研究
| Title |
Direct_searches_for_general_dark_matter-electron_interactions_with_graphene_detectors:_Part_II._Sensitivity_studies |
| Authors |
Riccardo_Catena,_Timon_Emken,_Marek_Matas,_Nicola_A._Spaldin,_Einar_Urdshals |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15509 |
暗黒物質(DM)散乱によるグラフェン様ターゲットからの電子放出を記述する形式を使用して、スカラーおよびスピン1/2DM-電子相互作用の一般的な形式を、最先端の密度汎関数計算と組み合わせて予測を生成します。さまざまな可能な炭素ベースの検出器設計の見積もりに到達します。私たちの結果は、ターゲットの電子構造の適切な説明の重要性を示しています。さらに、さまざまなDM候補質量と相互作用タイプの予測観測信号が、検出器の詳細な形状と設計に強く依存していることがわかります。指向性のバックグラウンド拒否と組み合わせると、信号が確立されると、これらの依存関係によりDM粒子の特性を識別できるようになります。
pygwb: 重力波背景検索用の Python ベースのライブラリ
| Title |
pygwb:_Python-based_library_for_gravitational-wave_background_searches |
| Authors |
Arianna_I._Renzini,_Alba_Romero-Rodrguez,_Colm_Talbot,_Max_Lalleman,_Shivaraj_Kandhasamy,_Kevin_Turbang,_Sylvia_Biscoveanu,_Katarina_Martinovic,_Patrick_Meyers,_Leo_Tsukada,_Kamiel_Janssens,_Derek_Davis,_Andrew_Matas,_Philip_Charlton,_Guo-Chin_Liu,_Irina_Dvorkin,_Sharan_Banagiri,_Sukanta_Bose,_Thomas_Callister,_Federico_De_Lillo,_Luca_D'Onofrio,_Fabio_Garufi,_Gregg_Harry,_Jessica_Lawrence,_Vuk_Mandic,_Adrian_Macquet,_Ioannis_Michaloliakos,_Sanjit_Mitra,_Kiet_Pham,_Rosa_Poggiani,_Tania_Regimbau,_Joseph_D._Romano,_Nick_van_Remortel,_Haowen_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15696 |
個々に解決するには弱すぎるか多すぎる重力波(GW)の集まりは、一般に重力波背景(GWB)と呼ばれます。このような信号の確実な検出とモデル主導の特徴付けは、宇宙の進化とその中のGW源の人口に関する貴重な情報を提供します。地上ベースの干渉計データで等方性GWBを検索するための重力波データ解析用の新しい、使いやすいPythonベースのパッケージを紹介します。GW検出器ペアの相互相関スペクトルを使用して、ガウスおよび等方性GWBの最適な推定量を構築し、ベイジアンパラメーター推定を使用してGWBモデルを制約します。コードのモジュール性と明快さにより、浅い学習曲線と、自分のニーズに合わせて分析を調整する柔軟性の両方が可能になります。{\ttpygwb}を構成する個々のモジュールについて説明します。LIGO、Virgo、およびKAGRAコラボレーション内で実行される確率分析の従来の手順に従います。次に、さまざまなモジュールを組み合わせた組み込みパイプラインについて説明し、O3AdvancedLIGOおよびVirgo観測実行からのモックデータと実際のGWデータの両方で検証します。すべてのモックデータインジェクションを正常に回復し、公開された結果を再現します。
非等辺性で不等ノイズの LISA コンステレーションの確率的重力波背景再構成
| Title |
Stochastic_gravitational_wave_background_reconstruction_for_a_non-equilateral_and_unequal-noise_LISA_constellation |
| Authors |
Olaf_Hartwig,_Marc_Lilley,_Martina_Muratore,_Mauro_Pieroni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.15929 |
確率的重力波背景(SGWB)信号を検出および再構成し、LISAの機器ノイズを推定するために、時間遅延干渉法(TDI)変数のさまざまなセットを選択することの影響を調査します。文献のほとんどの作品は、理想的な条件下で直交する、いわゆるAET変数と呼ばれる特定のTDIチャネルのセットに依存するデータ分析パイプラインを構築します。完全に等辺のLISA構成の仮定を緩和することにより、これらのチャネルがどの程度直交しているかを調査し、他のTDIチャネルと比較します。TDI変数の異なるセットは、完全な等辺構成の摂動下でより堅牢であり、それらの直交性をより適切に維持し、したがって、機器ノイズのより正確な推定につながることを示しています.さらに、各楽器のノイズ源に関連するノイズレベルを互いに独立していると見なすことの影響を調査し、分析を2から12のノイズパラメーターに一般化します。このシナリオでは、直交性の仮定がすべてのTDI変数で破られており、一部のノイズパラメータで測定誤差が誤って推定されていることがわかります。驚くべきことに、フラットなべき乗信号の場合、信号パラメーターの再構成はこれらのさまざまな構成でほとんど影響を受けないことがわかります。
5 次元マイヤーズ ペリー ブラック ホールのスカラー ラブ数とラブ対称性
| Title |
Scalar_Love_numbers_and_Love_symmetries_of_5-dimensional_Myers-Perry_black_hole |
| Authors |
Panagiotis_Charalambous_and_Mikhail_M._Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16036 |
近ゾーンの「愛」の対称性は、$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)$表現理論で、ブラックホールの愛数消失の自然性の問題を解決します。ここでは、この提案を$5$次元の漸近的に平坦で二重に回転する(Myers-Perry)ブラックホールに一般化します。Myers-Perryブラックホールのスカラー応答を考慮し、その静的スカラーLove数を抽出します。自然性の議論と一致して、これらの愛の数は一般にゼロではなく、特定の共鳴条件が満たされない限り対数進行を示します。これらの状態には、以前に既知の類似体がない新しいケースが含まれます。強化された$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)$静的スカラーラブ数の消失を説明するラブ対称性を示す運動方程式の2つのニアゾーントランケーションが存在することを示します。共振の場合。これらの愛の対称性は、局所的な$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)\times\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)$near-として解釈できます。ゾーンの対称性は、方位角の周期的な識別によって、自発的にグローバル$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)\timesU\left(1\right)$対称性に分解されます。また、愛の対称性の$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)\ltimes\hat{U}\left(1\right)_{\mathcalへの無限次元拡張も発見しました。{V}}^2$は、特定の部分代数として両方のLove対称性を含み、厳密に近い地平線に還元される$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)$部分代数のファミリーとともに極限におけるマイヤーズ・ペリーブラックホールの等長図。最後に、ラブ対称性は、ブラックホールの内部構造を保持し、これらの非極値$\text{SL}\left(2,\mathbb{R}\right)$構造は、地平線近くの極値ジオメトリの強化されたアイソメトリーの残骸です。
大規模な空気シャワーにおける荷電ハドロンの超周辺衝突
高エネルギー陽子、パイ中間子、およびカ中間子と大気原子核との電磁衝突について説明します。特に、等価光子近似を使用して、(i)発射体が原子核から非弾性的に散乱する回折衝突、および(ii)空気中のこれらの荷電ハドロンの通常の放射プロセス(制動放射、対生成、および光核相互作用)を推定します。.次に、そのプロセスをシミュレータAIRESに組み込み、それらが大規模なエアシャワーの縦方向の発達にどのように影響するかを調べます。$10^{9-11}$GeV陽子プライマリーの場合、$X_{\rmmax}$と$\DeltaX_{\rmmax}の両方の平均値が非常にわずかに(1%未満)減少することがわかりました。$.与えられたシャワー年齢($X_{\rmmax}$からの相対傾斜深さ)では、これらの電磁プロセスはミューオンの数や電子と光子によって運ばれる総エネルギーを大幅に変化させず、ミューオンの1%だけ増加させます。-($\gamma+e$)地上レベルでの信号。
