BOSS銀河の小規模クラスタリング：光度、色、年齢、星の質量、特定の星形成率およびその他の特性への依存
| Title |
Small_scale_clustering_of_BOSS_galaxies:_dependence_on_luminosity,_color,_age,_stellar_mass,_specific_star_formation_rate_and_other_properties |
| Authors |
Zhongxu_Zhai,_Will_J._Percival_and_Hong_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17095 |
$0.48<z<0.62$で、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)銀河を使用して、銀河のクラスタリングと、光度、色、年齢、星の質量、および特定の星形成率への依存性を測定および分析します。さまざまな方法でカタログを分割した後、2点相関関数(2PCF)の単極子モーメントと四極子モーメント、およびその射影を$0.1$--$60.2h^{-1}$Mpcのスケールに当てはめます。クラスタリングの依存関係は、予想される幅広い傾向を示す以前の確立された結果と一致していることがわかります。たとえば、より明るく、より赤く、より古く、より大きく、消滅した銀河はより強くクラスタ化されています。また、以前に恒星集団合成モデルから導出された追加パラメータへの依存性も、スペクトルに適合するかどうかを調べます。銀河のクラスタリングは、低レベルでは振り返りの形成時間に依存しているが、金属量にはほとんど依存していないことがわかった。これらの傾向の背後にある物理学を理解するために、クラスター化をシミュレーションベースのエミュレーターに適合させ、HaloOccupationDistributionフレームワークを使用して宇宙論と銀河バイアスを同時にモデル化します。バックグラウンドの宇宙論、銀河のバイアス、およびハロー速度場を分離するためのスケーリングパラメーターを決定するパラメーターを周辺化した後、赤方偏移空間の歪みによって決定される大規模構造の成長率は、完全なサンプルを使用した以前の分析と一致しており、銀河の選択とは無関係です。これは、小規模クラスタリング測定を使用した宇宙論的推論が、カタログ選択の変化に対してロバストであることを示しています。
21cm宇宙論におけるソフトフォトン注入と加熱の役割
ARCADE無線過剰とEDGES測定値は依然として不可解です。この2つの間のリンクは以前に検討されていましたが、この作業では、これまで詳細に分析されていなかった重要な関連効果を強調しています.{\ttCosmoTherm}を使用したソフト光子注入による宇宙熱化計算を実行することにより、21cm信号生成では、強化された電波スペクトルの歪みと関連する加熱の間の相互作用が、再電離時代の前に重大な電波過剰を隠すことができることを示します。減衰する粒子シナリオにおける単純なべき乗則ソフト光子源のこの効果を示します。たとえ単純化されていたとしても、CMBスペクトルの歪みと21cmの宇宙論の間の明らかになった関連性は、はるかに広い範囲のシナリオに適用されるはずです。これは、周囲の電波背景の進化に関する既存および将来の21cm観測から導き出される制約に大きな影響を与える可能性があります。特に、暖房なしの既存のデータでは除外されるシナリオは、モデリングで暖房が考慮されると、実行可能なソリューションになる可能性があります。私たちの計算はさらに、さまざまなシナリオを区別できる可能性のある暗黒時代に到達する地球規模の21cm観測の重要性を強調しています。
大規模構造に対する $f(Q)$ 重力の影響について
| Title |
On_the_impact_of_$f(Q)$_gravity_on_the_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Oleksii_Sokoliuk,_Simran_Arora,_Subhrat_Praharaj,_Alexander_Baransky,_P.K._Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17341 |
\texttt{ME-ボックスサイズ$L_{\mathrm{box}}=10/100$Mpc$/h$および中間解像度$N_p^{1/3}=512$で構造形成を調べるためのGADGET}コード。前述の修正重力理論内で実行可能な宇宙論を再現するために、まずOHD/BAO/Pantheonデータセットでマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)サンプリングを実行し、パラメーター空間を制約します。さらに、減速パラメータ$q(z)$、ステートファインダーペア$\{r,s\}$、実効重力定数$G_{\mathrm{eff}}$の理論値を導出し、$Om(z)$を実行します。診断。N体+SPHシミュレーションを実行しながら、密度/温度/平均分子量フィールド、物質パワースペクトル(2/3D、赤方偏移空間歪みあり/なし)、バイスペクトル、2点相関関数、およびハロー質量関数。したがって、小さいシミュレーションボックスサイズと大きいシミュレーションボックスサイズの結果が適切に比較され、ハロー質量関数はSeth-Tormenの理論的予測に関連付けられ、物質パワースペクトルは標準の\texttt{CAMB}出力に関連付けられます。
原始ブラック ホールとスロー ロールを超える確率的インフレーション: I - ノイズ行列要素
原始ブラックホール(PBH)は、インフレーション中の大きな量子ゆらぎによって生成された大きな密度摂動の重力崩壊から、宇宙初期に形成される可能性があります。PBHはまれな過密度から形成されるため、その存在量は摂動の原始確率分布関数(PDF)の末尾に影響されます。したがって、摂動の完全なPDFを計算することが重要です。これは、「確率的インフレーション」フレームワークを使用して非摂動的に行うことができます。興味深い豊富なPBHを生成するのに十分な大きさの摂動を生成する単一フィールドインフレーションモデルでは、スローロールの違反が必要です。したがって、スローロールを超えて確率的インフレーション形式を拡張する必要があります。このための重要な要素は、インフレトンポテンシャルの確率的ノイズマトリックス要素です。スローロールに違反し、潜在的にPBHを生成する大きな摂動を生成する機能を備えたポテンシャルについて、これらの行列要素の分析および数値計算を実行します。超スローロールフェーズへの移行により、運動量誘導ノイズ項がフィールドノイズよりも大きくなる一方で、それぞれがいくつかのe-foldで指数関数的に低下することがわかりました。その後、遷移後のエポックでスローロールパラメータの性質に依存する定数値に近づく前に、元の順序が復元された状態でノイズ項が上昇し始めます。これは、粗視化されたインフレトン場の量子拡散に大きな影響を与えるため、摂動とPBH質量分率のPDFに大きな影響を与えます。
$\alpha$ アトラクター インフレーション モデルにおける予熱中の非熱係数の生成
| Title |
Non-thermal_moduli_production_during_preheating_in_$\alpha$-attractor_inflation_models |
| Authors |
Khursid_Alam,_Mar_Bastero-Gil,_Koushik_Dutta,_and_H._V._Ragavendra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17383 |
重力結合された光弾性率場の生成は、その崩壊生成物が軽元素のビッグバン元素合成(BBN)予測を変更しないように、初期宇宙では抑制されなければなりません。一方、モジュライ量子は、インフレーション終了後の予熱中に非熱的に大量に生成できます。この作業では、パラメトリック共鳴による$\alpha$アトラクターインフレーションモデルでの係数の生成を研究します。私たちのケースでは、最小のインフレポテンシャルが4次であり、インフレトン場が自己共鳴し、その後モジュライ粒子の大量生産を誘発します。$\alpha$の値が小さいと、この生成が抑制されることがわかります。半解析的推定と数値格子シミュレーションを組み合わせて、$\alpha$へのパラメトリックな依存関係を推測し、$\alpha$が$\lesssim10^{-8}\,m_{\rmPl}^2$である必要があることを学びますBBNと一致するようにします。これにより、インフレーションのエネルギースケールと再加熱温度の上限が予測されます。さらに、それは、大規模な原始重力波の振幅を定量化する非常に小さなテンソルとスカラーの比率を意味します。
モデルに依存しない方法で、強い重力レンズの質量密度べき乗指数の進化の可能性を探る
| Title |
Exploring_the_possible_evolution_of_the_mass_density_power-law_index_of_strong_gravitational_lenses_with_a_model-independent_method |
| Authors |
Jian_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17407 |
この作業では、強重力レンズシステム(SGLS)の質量密度べき乗則指数($\gamma$)が赤方偏移とともに進化するかどうかという問題をテストするために、宇宙モデルに依存しないアプローチを初めて採用します。JLASNeIaサンプルとRisaliti\&Lusso(2019)のクエーサーサンプルを使用して、キャリブレーションされる光度距離を提供します。私たちの研究は、フラットユニバースの仮定と宇宙距離双対関係に基づいています。SGLS-SNeとSGLS-quasarのペアリングには、信頼性の高いデータマッチング方法が使用されます。最尤法を使用して光度距離と$\gamma$インデックスを制約することにより、進化したケースと進化していないケースの尤度関数値を取得し、赤池重みとBIC選択重みを使用して長所と短所を比較します。この2つのケースの。$\gamma$指数は、現在使用されている低赤方偏移($z_l<\sim$0.66)のサンプルの場合、$\gamma=2$の非進化モデルである可能性がわずかに高いことがわかります。赤池重みを使用すると、相対確率はSGLS+SNeIaサンプルとSGLS+クエーサーサンプルでそれぞれ66.3\%対33.7\%および69.9\%対30.1\%であり、BIC選択重みを使用すると、相対確率は87.4\です。2つのサンプルの%対12.6\%および52.0\%対48.0\%。赤方偏移が0.0625から0.659の比較的低い赤方偏移レンズ(SGLS+SNeIa)の進化するケースでは、$\gamma=2.058^{+0.041}_{-0.040}-0.136^{+0.163}_{-0.165}z$。高赤方偏移(SGLS+quasar)では、赤方偏移0.0625から1.004で、$\gamma=2.051^{+0.076}_{-0.077}-0.171^{+0.214}_{-0.196}z$.より可能性の高いモデルではありませんが、この進化した$\gamma$ケースもデータによく適合し、低赤方偏移サンプルと高赤方偏移サンプルの両方で負の穏やかな進化を示しています。
| Title |
Fully_inhomogeneous_non-linear_dynamics_of_axion_inflation |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Joanes_Lizarraga,_Ander_Urio,_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17436 |
アクシオンインフレーションの非線形ダイナミクスを研究し、インフレーションの終わりまで、不均一性と完全なダイナミックレンジを初めてキャプチャします。逆反応中の不均一な効果を説明すると、空間的に均一な研究と比較して、多くの新しい関連する結果が得られます:{\iti)}スローロールインフレーションを超える余分なefoldingの数は、カップリング、{\itii)}振動とともに非常に急速に増加します。{\itiii)}タキオンゲージフィールドヘリシティスペクトルが平滑化され(つまり、スペクトルの振動特性が消える)、広がり、より小さいスケールにシフトし、{\itiv)}非タキオンヘリシティが励起され、キラル非対称性が減少し、スケール依存になりました。私たちの結果は、重力波の生成や原始ブラックホールの生成など、アクシオンのインフレーションの現象学と可観測性に大きな影響を与えると予想されます。
| Title |
Gravitational_wave_microlensing_by_dressed_primordial_black_holes |
| Authors |
Juan_Urrutia,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17601 |
原始ブラックホール(PBH)による重力波マイクロレンズ効果を研究し、それらを取り囲む粒子暗黒物質のミニハローの効果を説明します。このようなミニハローは、PBHがすべての暗黒物質のほんの一部を構成している場合に予想されます。LIGO-Virgo検出は、$50M_{\odot}$よりも重いPBHの存在量に$1\sigma$の制限があることを示していることがわかります。次世代の天文台は、PBHを$0.01M_\odot$の軽さから、すべての暗黒物質の$2\times10^{-4}$までの割合で調べることができる可能性があります。また、これらの検出器が服を着たPBHと裸のPBHを区別できることを示し、ブラックホールの周囲の暗黒物質粒子の分布を研究する新しい方法を提供し、ブラックホールの起源に光を当てる可能性があります。
系外惑星が存在しないというささやかな提案: 方形を含む恒星物理学の拡張
| Title |
A_Modest_Proposal_for_the_Non-existence_of_Exoplanets:_The_Expansion_of_Stellar_Physics_to_Include_Squars |
| Authors |
Charity_Woodrum,_Raphael_E._Hviding,_Rachael_C._Amaro,_and_Katie_Chamberlain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16915 |
太陽系外惑星の探索は天文学研究の焦点となり、世間の注目を集め、科学的調査を推進しています。しかし、太陽系外惑星の発見を確認しようとする動きは、テストされていない仮定と限られたデータに過度に依存する科学的コンセンサスにつながる可能性のある別の説明を見落としていることがよくあります。私たちは、系外惑星の観測を支持する証拠は必ずしも決定的なものではなく、別の解釈が可能であるだけでなく、必要であると主張します.したがって、私たちの結論は簡潔です。系外惑星は存在しません。ここでは、「太陽系外惑星」に起因することが多い台形フラックス偏差(TFD)を含む、星の光度曲線で観測された現象の全範囲を正確に再現できる、新しいタイプの立方体星または四角形のフレームワークを提示します。この発見論文では、よく研究された「系外惑星」WASP-12bの光度曲線が、比率$1:1/8:1$の回転四角形から簡単に再構築できることを示して、スケラーモデルの能力を説明します。アドホックな惑星体を呼び出します。私たちの調査結果は、現在の「系外惑星」の取り組みの妥当性に深刻な疑問を投げかけています。これらの取り組みは、スクエアの潜在的な役割をほとんど無視しており、代わりに十分な批判的精査なしに系外惑星仮説を盲目的に受け入れてきました.さらに、今日の「太陽系外惑星科学」の投機的な状態につながった現在の太陽系外惑星の熱狂に拍車をかける気候変動の社会政治的役割についても議論します。私たちは、天文学の分野に合理性を回復するために、私たちのモデル提案を真剣に受け止め、その深刻な影響を最大限の緊急性をもって扱うことを天文学界に強く求めます.
すべての惑星理論について
ここでは、前世紀にわたって(余分な)「銀河系」天文学者と宇宙論者を悩ませてきた問題に対する簡単な解決策を提示します。「銀河」の形成、暗黒物質、および宇宙の膨張における緊張はすべて、宇宙全体の圧倒的に多数の太陽系外惑星の自然な振る舞いによって説明できることを示しています。これらのアイデアのいくつかは文献で提案され始めており、天体物理学の理解に革命をもたらしたこれらの先駆者を称賛します.さらに、惑星は明らかに天文学者が提起できる現在のすべての問題に対するユビキタスな答えであるため、惑星科学はすべての科学の基礎でなければならず、したがって科学に対する現在のすべての資金は(系外)惑星のために予約されていると主張します。科学-すべての天文学者やその他の科学者を喜んで歓迎します。
冥王星のキラッゼ領域の表面組成と氷火山活動との関係
水(H${}_{2}$O)氷に微量のアンモニア化化合物(塩など)が露出したことと、冥王星の表面に水を豊富に含むクリオラバが流出した可能性との関連性が確立されました。以前の調査(DalleOreetal.2019)。ここでは、機械学習技術と放射伝達モデルを、冥王星のキラッゼ地域とその周辺における水の氷に富んだ露出に適用した結果を提示します。未確定だが比較的最近の定置イベントを示唆するアンモニア化物質の存在を示しています。キラッゼは冥王星の表面の領域にあり、冥王星の歴史の特定されていない時期に氷火山活動があったことを同様の証拠が示している領域とは構造的に異なる。キラッゼのくぼみは表面的には衝突クレーターに似ていますが、より高解像度の画像を詳しく調べてみると、この特徴にはクレーターの典型的な形態が欠けていることがわかります。ここでは、復活した火山カルデラ複合体のように、1つまたは複数の火山崩壊を介して、アンモニア化された成分を含むクライオラバ水がキラッゼ地域の地表に現れた可能性があることを示唆しています。Kiladzeの東の広い地域もH${}_{2}$O氷の存在を示し、氷火山活動を示唆する地溝のような構造を持っていますが、既存のデータでは、アンモニア化された成分を明らかにする可能性のある詳細な検索には適していません。
かき混ぜても揺さぶらない: HD 16743 の破片円盤の多波長ビュー
| Title |
Stirred_but_not_shaken:_a_multi-wavelength_view_of_HD_16743's_debris_disc |
| Authors |
Jonathan_P._Marshall,_Julien_Milli,_Elodie_Choquet,_Carlos_del_Burgo,_Grant_M._Kennedy,_Francisca_Kemper,_Mark_C._Wyatt,_Quentin_Kral,_Remi_Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17128 |
微惑星-小惑星と彗星-は、原始惑星系円盤内の惑星の構成要素であり、破片円盤内の塵、氷、ガスの源です。惑星とともに、惑星系を構成する星形成後の残りの物質を構成します。惑星は微惑星のダイナミクスに影響を与え、デブリベルトの軌道を変形させて非対称性やギャップを生み出します。デブリ円盤の高空間分解能イメージングにより、惑星系の構造を制約し、目に見えない惑星の伴星の存在を推測することができます。HD~16743は比較的若いF型星で、明るいエッジオンデブリディスクをホストしています。遠赤外線\textit{Herschel}の観測に基づいて、その円盤は惑星の仲間によってかき回されていると考えられていました。ここでは、\textit{HST}とALMAを使用した近赤外線およびミリ波波長での最初の空間分解観測を提示し、円盤が$87\fdg3~^{+1\fdg9}_{-2\fdg5}で大きく傾いていることを明らかにしました。$157.7$^{+2.6}_{-1.5}$~auの半径範囲と79.4$^{+8.1}_{-7.8}$~auのFWHM($\DeltaR/R=0.5$）。円盤の垂直スケールの高さは$0.13~\pm~0.02$であり、一般的に想定されている攪拌されていない値の0.05よりも大幅に大きく、質量の少なくとも数倍の天体によって円盤内の塵を生成する微惑星が攪拌されていることを示している可能性があります。冥王星の18.3~$M_{\oplus}$までの単一天体制限。
デブリ円盤主星の多波長開口ポラリメトリー
| Title |
Multi-wavelength_aperture_polarimetry_of_debris_disc_host_stars |
| Authors |
Jonathan_P._Marshall,_Daniel_V._Cotton,_Kimberly_Bott,_Jeremy_Bailey,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Emma_L._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17179 |
主系列星の周りの破片円盤は、イメージング、分光、全強度(散乱光および/または熱放射)測定により、赤外線からミリ波までの波長で広く特徴付けられています。偏光観測は、これらのディスク内のダスト粒子の組成、構造、およびサイズを解釈するために控えめにしか使用されていません。ここでは、幅広いホスト星のスペクトルタイプとディスクの特性にまたがる、12個の明るいデブリディスクのサンプルの100万分の1の感度を備えた、新しい多波長開口偏光観測を紹介します。これらの測定は、主にアングロオーストラリア望遠鏡の高精度偏光計で行われました。これらの偏光観測を既知のディスクアーキテクチャおよびディスクの形状と組み合わせて、測定値を解釈します。HD377とHD39060から星周塵に起因する顕著な分極が検出され、HD188228とHD202628の暫定的な証拠が見つかりました。
ホットサターン WASP 69b の uGMRT 観測: Radio-Loud Exoplanet-Exomoon Survey II (RLEES II)
| Title |
uGMRT_observations_of_the_hot-Saturn_WASP_69b:_Radio-Loud_Exoplanet-Exomoon_Survey_II_(RLEES_II) |
| Authors |
Mayank_Narang_(ASIAA,_TIFR),_Apurva_V._Oza_(JPL_CalTech),_Kaustubh_Hakim_(KU_Leuven,_Institute_of_Astronomy),_P._Manoj_(TIFR),_Himanshu_Tyagi_(TIFR),_Bihan_Banerjee_(TIFR),_Arun_Surya_(TIFR),_Prasanta_K._Nayak_(TIFR),_Ravinder_K._Banyal_(IIA),_Daniel_P._Thorngren_(_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Quebec) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17269 |
エクソムーンは、これまで進行中の調査を逃れてきました。いくつかの研究では、潜在的な太陽系外衛星の候補を特定するために、トランジットとトランジットのタイミングの変動と高解像度分光法を利用しています。これらの太陽系外衛星を検出して確認する1つの方法は、惑星と月の相互作用の信号を検索することです。この作業では、系外衛星候補システムWASP69bの最初の電波観測を提示します。WASP-69bの透過スペクトルでアルカリ金属が検出されたことに基づいて、この系がエクソムーンをホストしている可能性があると推定されました。WASP69bは、JWSTサイクル1GTOの一部として観測される太陽系外惑星系の1つでもあります。これにより、このシステムは観察とフォローアップの優れたターゲットになります。アップグレードされたジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)を使用して、150MHzと218MHzで32時間、このシステムを観測しました。システムからの無線放射は検出されませんが、150MHzで3.3mJy、218MHzで0.9mJyという強力な$3\sigma$上限を設けています。次に、これらの上限を使用して、太陽系外衛星候補からの最大質量損失を推定します。
デブリディスクハローの再調査
破片円盤のかなりの部分は、その先に広いハローが広がる明るいリングで構成されています。このようなハローは、母体のリング(PB)で生成され、放射圧によって高e軌道に押し出された小さな粒子でできているはずです。いくつかの単純化された仮定の下で、このハローの表面輝度(SB)は、散乱光で$r^{-3.5}$として半径方向に減少するはずであることが示されています。ハロー現象を再検討し、これまで未踏の2つの問題に焦点を当てることを目指しています。1)結合されていない小さな粒子の不可避な存在、非等方性散乱位相関数(SPF)、および有限の機器分解能が散乱光SBプロファイルにどのように影響するか、および2)どのようにハロー現象はより長い波長で現れます。束縛されていない粒子は、散乱光におけるハローの光度のかなりの部分を占めており、SB放射状プロファイルを大幅に平坦化できることがわかりました。現実的なサイズ依存のSPFも効果があり、ここでもSBプロファイルが浅くなります。エッジオンディスクの場合、垂直プロファイルを解決しないと、投影されたSBが平らになることもあります。文献で見つかった観測から導き出されたハロープロファイルの約半分が新しい結果と互換性があり、残りのシステムの約半分がおそらく追加のプロセスによって形作られていることを示します。また、将来の観測研究では、PBベルトとハローの特性を別々に適合させる必要があることも提案します。熱放射では、広いハローは遠赤外線まで検出可能なままであり、$\sim8-15\mu$mドメインを除いて、ハローは$\までのシステムの全フラックスの半分以上を占めます。lambda\sim80-90\mu$m.ハローの寄与は、サブmmからmmで大幅に減少しますが、それでも$\lambda\sim1$mmでのシステムの光度の数パーセントを表します。未解決のシステムの場合、ハローの存在は、SEDからのディスクの半径の決定にも影響を与える可能性があります。
合成恒星集団におけるスペクトルテンプレートの不確実性の影響について
恒星の進化と恒星スペクトルの両方に関する恒星個体群モデルの不確実性は、銀河内の恒星個体群の解釈における不確実性につながります。JWSTによる観測では、高赤方偏移の銀河が非常に詳細に明らかにされており、モデルと比較する必要があります。不確かさの重要な原因の1つは、星の集団の合成スペクトルを生成するために使用される星のスペクトルであり、データと比較されます。理論モデルの信頼性は、銀河の年齢や星形成の歴史などの特性を信頼できる形で決定できるようにするために重要です。ここでは、BinaryPopulationandSpectralSynthesis(BPASS)フレームワークを使用して、6つの異なる恒星スペクトルライブラリで実行されたスペクトル合成の比較を示します。フォトメトリックカラーでは、理論ライブラリ間の違いは比較的小さく(<0.10mag)、個々の銀河観測における典型的な観測上の不確実性と同様です。詳細な分光特性を調べると、違いがより顕著になります。スペクトルラインインデックスの予測は大幅に異なる可能性があり、場合によっては等価幅が2倍も異なります。これらのインデックスの強みにより、一部のライブラリは非物理的な年齢と金属量の予測をもたらします。多くのスペクトルライブラリは、紫外線の波長範囲をカバーしていません。これは、フラックスが高温の若い星によって支配されている遠方の銀河のJWST観測の時代にますます重要になっています。
大質量楕円銀河の核周囲分子ガスの平均密度とAGN活動の相関
| Title |
The_correlation_between_the_average_density_of_circumnuclear_molecular_gas_and_AGN_activity_for_massive_elliptical_galaxies |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Takuma_Izumi,_Nozomu_Kawakatu,_Hiroshi_Nagai,_Ryo_Hirasawa,_Yu_Ikeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16927 |
銀河団の中心にある巨大な楕円銀河で、巨大な分子雲が発見されました。この冷たいガスの一部は、中央の超大質量ブラックホールに流れ込み、銀河核(AGN)フィードバックを活性化すると予想されます。この研究では、9つの大質量楕円銀河のアーカイブALMAデータを分析し、COライン放出に焦点を当てて、核周囲ガスを探索します。AGNからの固定半径(500pc)内の分子ガスの質量(M_mol~10^7-10^8M_sun)は、X線空洞から推定されるジェット出力(P_cav~10^42-10^45ergs^-1)。より具体的には、出力は核周囲ガスの平均密度に比例します。核周囲ガスの質量降着速度\dot{M}もP_cavと相関があります。一方、~1.4GHzおよび~100-300GHzの連続光度は、M_molと相関がありません。これらの結果は、核周辺ガスが現在のAGN活動ではなく、長期(~10^7年)のAGN活動を維持していることを示しています。また、AGNからの100～300GHzの連続体放射の起源を調べ、そのほとんどがシンクロトロン放射であることを発見しました。ただし、低光度のAGNの場合、粉塵の放出が連続体を汚染しているように見えます。
MUSEQuBES: 低赤方偏移銀河周辺の中性水素分布のマッピング
| Title |
MUSEQuBES:_Mapping_the_distribution_of_neutral_hydrogen_around_low-redshift_galaxies |
| Authors |
Sayak_Dutta,_Sowgat_Muzahid,_Joop_Schaye,_Sapna_Mishra,_Hsiao-Wen_Chen,_Sean_Johnson,_Lutz_Wisotzki,_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16933 |
バックグラウンドクエーサースペクトルのスタックを使用して、4595z<0.5銀河の周りでLyaによって追跡された冷たい中性ガスの詳細な研究を提示します。銀河は、文献からのデータとともに、MUSEQuBESlow-zサーベイから選択されています。log(M*/Msun)=10.0のメジアン恒星質量を持つこれらの銀河は、184の背景クエーサーによってプローブされ、5054のクエーサーと銀河のペアが生成されます。影響パラメーターの中央値はb=1.5pMpc(中央値b/Rvir=10.4)で、b/Rvir<1(2)をプローブする204(419)個のクエーサーと銀河のペアがあります。少なくとも15Rvirの横方向の距離と視線に沿って600km/sの範囲で過剰な吸収が見られます。b>Rvirのペアによって支配されるサンプル全体の中央値の積み上げプロファイルは、r0=6.7pMpcおよびガンマ=-1.57の銀河吸収体の2点相関関数によって説明できることを示します。残りの等価幅プロファイルの内側領域(<Rvir)は対数線形(またはガウス)関係によってよりよく説明されるが、外側領域はべき法則によってよく説明され、銀河吸収層と一致するという強い兆候がある。大規模クラスタリング。339個の銀河のサブサンプル(442個のクエーサーと銀河のペア、中央値b/Rvir=1.6)を星形成速度の測定値と共に使用すると、Lyaの吸収は、受動銀河と比較して星形成銀河で著しく強いことがわかりますが、ビリアル半径。赤方偏移制御サンプルのb~RvirでのLya吸収は、M*~10^9Msun~(Mhalo~10^11Msun)でピークに達します。
標準キャンドルとしての炭素星 -- III.ビン化されていない最尤フィッティングと TRGB 推定値との比較
| Title |
Carbon_stars_as_standard_candles_--_III._Un-binned_maximum_likelihood_fitting_and_comparison_with_TRGB_estimations |
| Authors |
Javiera_Parada,_Jeremy_Heyl,_Harvey_Richer,_Paul_Ripoche_and_Laurie_Rousseau-Nepton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16934 |
このシリーズの2番目の論文では、炭素に富んだ漸近巨星分枝星(CS)の中央値$J$等級を標準キャンドルとして、マゼラン雲を基本的なキャリブレータとして使用して、新しい距離決定方法を開発しました。$J$バンドCS光度関数は、修正されたローレンツ分布を使用してモデル化されました。そのパラメーターは、LMCまたはSMCが最適なキャリブレーターであるかどうかを判断するために使用されました。このシリーズの3番目の論文では、銀河のサンプルを拡張し、ローレンツモデルのパラメーターを決定するためのより堅牢な方法を紹介します。新しいフィッティング方法では、ビニングされていない最尤推定量を使用してローレンツモデルのパラメーターを決定し、2番目の論文に比べてパラメーターエラーが大幅に小さくなっています。NGC6822、IC1613、NGC3109、およびWLMでメソッドをテストします。また、赤色巨星分岐(TRGB)検出法を使用して、銀河の同じサンプルまでの距離を推定します。CS測定の結果は、TRGBから得られた結果とよく一致しています。
銀河中心の超大質量ブラック ホールから 20 ミリパーセク以内の大質量星のバイナリ分数の減少の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Decreased_Binary_Fraction_for_Massive_Stars_Within_20_Milliparsecs_of_the_Supermassive_Black_Hole_at_the_Galactic_Center |
| Authors |
Devin_S._Chu,_Tuan_Do,_Andrea_Ghez,_Abhimat_K._Gautam,_Anna_Ciurlo,_Kelly_Kosmo_O'Neil,_Matthew_W._Hosek_Jr.,_Aur\'elien_Hees,_Smadar_Naoz,_Shoko_Sakai,_Jessica_R._Lu,_Zhuo_Chen,_Rory_O._Bentley,_Eric_E._Becklin,_Keith_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16977 |
天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの中心の2x3arcsec$^2$の範囲内で分光連星を初めて体系的に検索した結果を提示します。この調査は主に、ケック天文台での銀河中心軌道イニシアチブの一部として取得された適応光学給電積分場分光法(R$\sim$4000)の10年以上に基づいており、極限の$K$'バンド等級を持っています。これは、中心核星団内のより大きな半径での連星の以前の分光学的検索よりも少なくとも4等級深いものです。この主要なデータセットから、600を超える新しい動径速度が抽出されて報告され、そのような測定値の数が3倍に増えています。28個の星のサンプルには、重要な周期信号は見つかりませんでした。そのうち16個は大質量で若い（主系列B）星であり、12個は低質量で古い（MおよびK巨人）星です。モンテカルロシミュレーションを使用して、ブラックホールから$\sim$20mpcに位置する47%(95%の信頼度)で、若い星集団の固有の連星の割合の上限を導き出します。若い星の連星の割合は、フィールドで観測された値(70%)よりも大幅に低くなっています。この結果は、中央の超大質量ブラックホールが近くの恒星連星を融合または分裂させるというシナリオと一致しており、重力波と超高速星の生成に重要な意味を持つ可能性があります。
$\ddot{\mu}$ ベースの宇宙論における銀河の進化
| Title |
Galaxy_Evolution_in_$\ddot{\mu}$_based_Cosmologies |
| Authors |
Will_J._Roper,_Stephen_M._Wilkins,_Stephen_Riggs,_Jessica_Pilling,_Aswin_P._Vijayan,_Dimitrios_Irodotou,_Violetta_Korbina,_Jussi_Kuusisto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17002 |
$\ddot{\mu}$ベースの宇宙論における銀河進化の最初の研究を紹介します。非常に高い赤方偏移にある大質量銀河の最近のJWST観測は、そのような宇宙論と一致することがわかりました。しかし、低赤方偏移宇宙は$\ddot{\mu}$宇宙星形成率密度から完全に逸脱しています。したがって、私たちの宇宙は、ある時点で原始ウシの群れ（PBH）によって支配され、後に崩壊して暗黒エネルギーを生成したと提案しています。この減衰プロセスが発生するメカニズムについては詳しく説明しないことに注意してください。存在確率が非常に小さいにもかかわらず、$\ddot{\mu}$ベースの宇宙論モデルは、高赤方偏移宇宙と低赤方偏移宇宙の異なる発見と結びついています。
光電離星雲における星間絶滅の計算について
| Title |
On_the_computation_of_interstellar_extinction_in_photoionized_nebulae |
| Authors |
Christophe_Morisset,_Romano_L._M._Corradi,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Antonio_Mampaso,_David_Jones,_Karen_B._Kwitter,_Laura_Magrini,_Eva_Villaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17067 |
Ueta&Otsuka(2021)は、電離星雲の分光データを分析するために、「適切なプラズマ分析の実践」と名付けられた方法を提案しました。この方法は、星雲の赤み補正と物理的条件の一貫した同時測定に基づいています。同じ著者(Ueta&Otsuka2022、UO22)は、Galera-Rosilloらの結果を再分析しました。(2022,GR22)M31で最も明るい惑星状星雲の9つ。彼らは、提案された方法の代わりに物理的条件の標準値を使用して吸光度を計算すると、吸光度補正が50%以上過小評価されるため、イオンおよび元素存在量の決定、特にN/O比が正しくないと主張しています。.GR22の結果の精度を評価するために、i)吸光係数、ii)電子温度と密度、およびiii)イオン存在量を決定する際に、いくつかのテストが実行されました。後者の場合、H_alphaとH_betaの両方を基準HI放射率として使用して、N+/H+イオン存在量を再計算しました。分析は、GR22によるプラズマ条件の標準値を採用することによって導入されたエラーが、引用された不確実性の範囲内で小さいことを示しています。一方、UO22の星間絶滅は、検討した9つの星雲のうち5つについて過大評価されていることがわかっています。これは、星雲とその前駆体の特性の分析に反映されます。このホワイトペーパーで示されているすべての結果を生成するために使用されたPythonノートブックは、Githubリポジトリで公開されています。GR22の結果は有効であることが証明されており、論文の結論はしっかりと保持されています。PPAPは原則として推奨される方法ですが、星間吸光係数の決定にどのHIラインを含めるかを批判的に評価することと、不足しているラインについて物理的な結果が得られることを主張することも同様に重要であると主張します。比率。
ウェッブによるサブミリメートル銀河: 近赤外線対応物と多波長形態
| Title |
Sub-Millimetre_Galaxies_with_Webb:_Near-Infrared_Counterparts_and_Multi-wavelength_Morphology |
| Authors |
S._Gillman_(1,2),_B._Gullberg_(1,2),_G._Brammer_(1,3),_A._Vijayan_(1,2),_M._Lee_(1,2),_D._Bl\'anquez_(1,2),_M._Brinch_(1,2),_T._Greve_(1,2,4),_I._Jermann_(1,2),_S._Jin_(1,2),_V._Kokorev_(5),_L._Liu_(1,2),_G._Magdis_(1,2,3),_F._Rizzo_(1,2)_and_F._Valentino_(1,3,6)_((1)_DAWN,_Denmark_(2)_DTU-Space,_Denmark,_(3)_NBI,_Denmark_(4)_UCL,_United_Kingdom,_(5)_Groningen,_The_Netherlands,_(6)_ESO-Munich,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17246 |
最近のアーリーリリースサイエンス(ERS)JWST観測の前例のない深さと解像度を利用して、サブミリメートルの選択された銀河(SMG)の近赤外対応物を定義します。TheCosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)JWST/NIRCamフィールド内で45のSCUBA-2SMG位置を特定します。多波長$p$値、NIRCamの色、および予測されるSCUBA-2フラックスの分析を通じて、SCUBA-2SMGに対応する43のJWST/NIRCam対応物を定義し、以前の$HST$で特定されたものと63%の一致を見つけました。研究。EaZy-pyを使用して、利用可能なHSTおよびJWST観測に適合させて、NIRCam-SMGの測光赤方偏移を定量化し、$z$$\approx$0.2$-$5.4の広い範囲の赤方偏移を確立し、中央値は$z$$\approxです。$2.29で、SMGに関する他の研究と一致しています。それらの静止フレームの光学的および近赤外形態学的特性を分析します(例:有効半径(R$_{\rme}$)、S\'ersicインデックス($n$)、CAS、Gini、およびM$_{20}$)、平均して、ノンパラメトリックパラメーター空間の中間領域と合併領域に大きな散乱がある後期型のディスクのような形態を見つけます。合体していない銀河については、R$_{\rme}$=3.10$\pm$1.67kpcおよび$nの静止フレームの光学サイズとS\'ersicインデックス(および$1\sigma$散乱)の中央値を見つけます。$=0.96$\pm$0.66.残りのフレーム近赤外線では、よりコンパクトで高いS\'ersicインデックスの形態(R$_{\rme}$=1.64$\pm$0.97、$n$=1.85$\pm$0.63)を確立します。さらに、静止系の光学半径と近赤外線有効半径の両方が赤方偏移と(2$\sigma$レベルで)負の相関を持ち、一方、S\'ersic指数は宇宙時間に対して一定のままであることを確立します。私たちの結果は、中心部に集中した古い星の集団と、中心領域で星の放射が大幅に減衰している、より拡張された若い星形成領域を伴う、裏返しの銀河進化の図と一致しています。
Y パラメータによる MHD 乱流中の 3D 磁場とモード組成の診断
| Title |
Diagnosis_of_3D_magnetic_field_and_modes_composition_in_MHD_turbulence_with_Y-parameter |
| Authors |
Sunil_Malik,_Ka_Ho_Yuen,_Huirong_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17282 |
磁場は星間媒体の至るところに存在し、拡散ISMと分子雲の両方でキロパーセクからサブパーセクのスケールまでの乱流を引き起こします。ISMにおける磁気流体力学(MHD)乱流と3D磁場特性の決定は、非常に難しいことで知られています。この研究では、MHDシミュレーションで3D磁場を再構築し、MHD乱流のモード分解を理解するために、乱流統計理論の最近の発展、すなわち乱流異方性解析に基づいて統計レシピ「Yパラメータ」を確立します。私たちの分析では、ZEUS-MPおよびAthena++コードを使用してシミュレートされた25個のMHD乱気流データキューブを使用しました。ストークスパラメーターの異方性は、ISMの磁場傾斜を取得し、優勢モードを識別するための診断として機能できることがわかりました。これは、分解されたAlfvenicおよび圧縮可能なMHD立方体のYパラメーターの値空間分離によってサポートされており、平均フィールド傾斜角$\theta_{\lambda}$でそれぞれ減少および増加しています。合計立方体分析では、Y$\sim1.5$(Aモードの場合はY$>1.5$、Cモードの場合はY$<1.5$)は、MHD乱流モードの支配的な割合を取得するための統計的境界を提供します。さらに、(i)Y$\gtrsim2.5$、$10^\circ<\theta_{\lambda}<30^\circ$およびAモードまたは$5^\circ<\theta_{\lambda}の場合<10^\circ$およびCモード(ii)Y$\lesssim1.0$の場合、$\theta_{\lambda}\lesssim5^\circ$およびCモードまたは$\theta_{\lambda}\gtrsim60^\circ$およびAモード(iii)$40^\circ\lesssim\theta_{\lambda}\lesssim60^\circ$withA-modeまたは$\theta_{\lambda}\gtrsim70^\circ$withYパラメータが中間範囲にある場合は、Cモード。結果として、将来、大規模な電波偏波調査が利用できるようになると、この技術は、ISMで3D磁場を検出し、星間乱気流の性質を特徴付ける上で主要な役割を果たすことができます。
銀河系外潮流の投影された形態からの重力ポテンシャルの制約
| Title |
Constraining_the_Gravitational_Potential_from_the_Projected_Morphology_of_Extragalactic_Tidal_Streams |
| Authors |
Jacob_Nibauer,_Ana_Bonaca,_Kathryn_V._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17406 |
恒星の流れの位置と速度は、天の川の暗黒物質のハローの質量と形状を制約するために使用されてきました。いくつかの銀河系外ストリームがすでに検出されていますが、ストリームの2D測光データのみから重力ポテンシャルについて何が推測できるかは不明のままです。2D投影ストリームトラックの曲率からハロー形状を推測する高速な方法を提示します。最近の時間依存摂動がない場合、流れの曲率ベクトルは、予測された加速度ベクトルの90度以内を指さなければならないことを示します。加速度の合計の大きさ、したがって合計質量には影響されませんが、ストリームに沿ってこの制約を適用すると、ハローの形状パラメーターを決定し、ディスクとハローの質量比に制限を設けることができます。最も有益なストリームは、急カーブまたはフラットセグメントを含むストリームです。これは、これらのストリームが小さな領域で広範囲の曲率ベクトルをサンプリングするか(急カーブ)、または投影された加速度成分が消失する(フラットセグメント)ためです。この方法をNGC5907の表面輝度の低いイメージングに適用したところ、暗黒物質のハローが偏平であることがわかりました。私たちの分析的アプローチは、他のストリームモデリング手法よりも大幅に高速であり、ストリームのどの部分がポテンシャルの制約に寄与しているかを示します。この方法により、RubinやRomanなどの今後の施設で期待される恒星ストリームの検出を使用して、何千ものシステムの暗黒物質のハロー形状を測定できます。
赤方偏移 3.8 の巨大な電波銀河に接続された炭素原子ガスの宇宙流
| Title |
A_cosmic_stream_of_atomic_carbon_gas_connected_to_a_massive_radio_galaxy_at_redshift_3.8 |
| Authors |
Bjorn_H._C._Emonts_(1),_Matthew_D._Lehnert_(2,3),_Ilsang_Yoon_(1),_Nir_Mandelker_(4,5,6,7),_Montserrat_Villar-Martin_(8),_George_K._Miley_(9),_Carlos_De_Breuck_(10),_Miguel_A._Perez-Torres_(11,12,13),_Nina_A._Hatch_(14),_Pierre_Guillard_(3,15)_((1)_NRAO_Charlottesville,_(2)_CRAL/Univ._Lyon,_(3)_IAP_Paris,_(4)_Hebrew_Univ._Jerusalem,_(5)_Univ._California_Santa_Barbara,_(6)_Yale_Univ._New_Haven,_(7)_HITS_Heidelberg,_(8)_Centro_de_Astrobiologia/CSIC-INTA_Torrejon_de_Ardoz,_(9)_Leiden_Univ.,_(10)_ESO_Garching,_(11)_IAA/CSIC_Granada,_(12)_Univ._de_Zaragoza,_(13)_European_Univ._Cyprus,_(14)_Univ._of_Nottingham,_(15)_Institut_Univ._de_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17484 |
初期宇宙における銀河の成長は、銀河周辺および銀河間ガスの降着によって引き起こされます。シミュレーションは、冷たいガスの安定した流れが銀河の暗黒物質ハローを貫通し、星形成を維持するために必要な原材料を提供すると予測しています。100キロパーセクにわたって伸び、巨大な電波銀河4C41.17に接続するフィラメント状のガスの流れを報告します。この流れは、中性原子または分子状水素ガスのトレーサーである原子状炭素の[CI]線のサブミリ波観測を使用して検出されます。銀河には、活発なスターバーストに燃料を供給している中央のガス貯留層が含まれています。私たちの結果は、星形成の原料が銀河の外の宇宙の流れに存在する可能性があることを示しています。
ACA と ALMA による z~2.2 AGN 付近の銀河周縁物質の調査
| Title |
An_investigation_of_the_circumgalactic_medium_around_z~2.2_AGN_with_ACA_and_ALMA |
| Authors |
G._C._Jones,_R._Maiolino,_S._Carniani,_C._Circosta,_Y._Fudamoto,_J._Scholtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17488 |
宇宙の正午以降の分子ガスの観測は、銀河内のガス(すなわち、星間媒体;ISM)に焦点を当ててきましたが、各銀河を取り囲む分子ガス貯留層(すなわち、銀河周囲媒体;CGM)を研究することも重要です。.高赤方偏移(z>2)での銀河とクエーサーホストの最近の観測では、スケールr_CGM〜10kpcの冷たいガス状のハローの証拠が明らかになり、r_CGM〜200kpcの分子ハローと1桁大きい分子ガスの質量が発見されました。中心銀河のISM。フォローアップとして、我々は、この源からのCO(3-2)とz~2.2にある他の2つのクエーサーホスト銀河からの深部ACAとALMA観測を提示します。r〜10kpcのスケールでCO放出の証拠が見つかりましたが、r>20kpcより大きいスケールでの分子ガスの証拠は見つかりませんでした。したがって、私たちの詳細なデータは、これらのX線選択クエーサーの〜100kpcのスケールで大規模な分子ハローの存在を確認していません.私たちの深い観測の興味深い副産物として、r>200kpcより大きいスケールでの負の連続体信号の暫定的な検出を取得します。これは、活動銀河核(AGN）。より深いデータで確認された場合、これは、宇宙論的シミュレーションによって期待される予防的なAGNフィードバックプロセスの直接的な証拠となる可能性があります。
| Title |
Measuring_the_ICM_velocity_structure_in_the_Ophiuchus_cluster |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_J._S._Sanders,_K._Dennerl,_A._Liu,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_D._Eckert,_H._Russell,_T._Tamura,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17556 |
おとめ座銀河団の活動銀河核(AGN)バブルとケンタウルス座銀河団の銀河運動に続くバルク速度の証拠を発見しました。サンプルを増やし、クラスター内媒質(ICM)の理解を深めるために、{\itXMM-Newton}を使用したへびつかい座クラスターの詳細なマッピングの結果を提示し、非常に正確なFe~K測定によってバルクフローを測定します。ガス速度を測定するために、新しいEPIC-pnエネルギースケールキャリブレーションを使用します。これは、ライン放出の基準としてCuK$\alpha$計器ラインを使用します。速度、金属量、温度、密度、エントロピー、圧力の2Dスペクトルマップを0.25$'$($\sim26$~kpc)の空間分解能で作成しました。AGNフィードバックが最も重要な中央領域のICM速度は、最も明るいクラスター銀河(BCG)の速度に似ています。急激な表面輝度の不連続に続いて、速度が青方偏移から赤方偏移のガスに急激に変化する大きな界面領域を発見しました。また、クラスターの電波観測で以前に特定された巨大な電波化石から外側に移動しても、金属量と温度が変化しないこともわかりました。最後に、$<25\%$の運動成分が長距離の総エネルギー収支に寄与することを発見しました。
バイナリ駆動型 Hypernova モデル内の GRB-SN 関連付け
| Title |
GRB-SN_Association_within_the_Binary-Driven_Hypernova_Model |
| Authors |
Y._Aimuratov,_L._M._Becerra,_C.L._Bianco,_C._Cherubini,_M._Della_Valle,_S._Filippi,_Liang_Li,_R._Moradi,_J._A._Rueda,_R._Ruffini,_N._Sahakyan,_Y._Wang,_S._R._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16902 |
長いガンマ線バースト(GRB)の即時放出の後に発生するIc超新星(Ic/SNe)の観測は、連星駆動超新星(BdHN)モデル内で対処されます。GRBは、$\sim10~M_\odot$炭素酸素(CO)星と伴の中性子星(NS)で構成される連星に由来します。これらの同じ前駆細胞がIc/SNの起源であると仮定します。連星進化は連星周期$P_{\rmbin}$に大きく依存します。$P_{\rmbin}$の最大数時間のCOコアの崩壊によって与えられるトリガーは、その中心に高速回転するNS($\nu$NS)を持つIc/SNにつながります。$P_{\rmbin}\sim4$--$5$minの場合、BdHNIは$10^{52}$--$10^{54}$ergのエネルギーで発生します。NSコンパニオンが崩壊し、Mev/GeV放射線が発生します。$\sim$~1ミリ秒の$\nu$NSは、シンクロトロン放射によるX線残光を発生させます。$P_{\rmbin}\sim10$~minの場合、BdHNIIは$10^{50}$--$10^{52}$~ergのエネルギーで発生します。$P_{\rmbin}\sim$時間の間、BdHNIIIは$10^{50}$~erg未満のエネルギーで発生します。$1$--$1000$ms$\nu$NSは、すべてのBdHNeで、放射光によるX線残光を発生させます。SNIcは独立した進化をたどり、GRBプロンプト放出後のニッケル崩壊によって観測可能になります。BdHNeに関連する$24$Ic/SNeを報告します。それらの光ピーク光度と発生時間は類似しており、関連するGRBとは無関係です。BdHNeとそれに関連する超新星の4つの例を示します。初めて、BdHNeの新しい物理プロセスにアプローチし、7つのエピソードとそのスペクトルのシグネチャを特定します。
Fermi-LAT データを使用した銀河団における $\gamma$ 線の暗黒物質の寄与の抑制
| Title |
Constraining_the_dark_matter_contribution_of_$\gamma$_rays_in_Cluster_of_galaxies_using_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro,_Judit_P\'erez-Romero,_Miguel_A._S\'anchez-Conde,_Nicolao_Fornengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16930 |
銀河団は、宇宙で最大の重力束縛システムです。それらのダイナミクスは暗黒物質(DM)によって支配されているため、間接的なDM検索の最適なターゲットの1つになっています。フェルミ大面積望遠鏡(Fermi-LAT)によって収集された12年間のデータを、地球に近いことと最も有望なターゲットとなる高いX線フラックスのために選択された49個の銀河団の方向で分析します。最初に、部分構造分布のさまざまな仮定を考慮して、各クラスター周辺のDM密度の物理的に動機付けられたモデルを作成します。次に、{\itFermi}-LATデータで500MeVと1TeVの間の$\gamma$線信号の組み合わせ検索を実行します。サブハロー質量分布$\alpha=1.9$の勾配と$M_の最小質量を考慮すると、統計的に有意な$2.5\sigma-3.0\sigma$である、潜在的にDMに関連する$\gamma$線の信号を見つけます。{\rm{min}}=10^{-6}$$M_{\odot}$.$b\bar{b}$消滅チャネルの最適なDM質量と消滅断面積は$m_{\chi}=40-60$GeVおよび$\langle\sigmav\rangle=(2-4)\times10^{-25}$cm$^3$/s.$\alpha=2.0$と$M_{\rm{min}}=10^{-9}$$M_{\odot}$を考慮すると、断面の最適適合は$\langle\sigmaに減少します。v\rangle=(4-10)\times10^{-26}$cm$^3$/s.両方のDM下部構造モデルについて、我々が見つけた$\langle\sigmav\rangle$の値と、天の川矮小球状銀河からの$\gamma$線フラックスが検出されないことで得られた上限との間には、緊張関係があります。.したがって、この信号は、宇宙線がガスおよび光子場と衝突することによってクラスター内領域で生成された$\gamma$線に関連している可能性が高くなります。
GRB 221009A のソフト ガンマ線スペクトルと時間発展: INTEGRAL/IBIS-PICsIT による即時および残光放出
ガンマ線バースト(GRB)221009Aは、その極端な明るさで、GRBのプロンプトとアフターグローの放出挙動を短い時間スケールで高い統計値で調査する機会を提供しました。非常に高エネルギーのガンマ線までの検出に関連して、このイベントの研究は、GRB放出の初期段階での放出プロセスに光を当てます。INTEGRAL/IBISのソフトガンマ線検出器PICsIT(200-2600keV)を使用して、プロンプトフェーズと初期アフターグロー期間中の時間的およびスペクトルの進化を調べました。ソーススペクトルが明るくなると「柔らかく」なる「フラックストラッキング」動作を発見しました。ただし、スペクトルインデックスとフラックスの関係は、バースト中に変化します。PICsITの光度曲線は、残光放出が~T0+630秒で優勢になり始め、軟X線で報告された勾配と一致して1.6+/-0.2の勾配で減衰することを示しています。
| Title |
Gravitational_Wave_Eigenfrequencies_from_Neutrino-Driven_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Noah_E._Wolfe,_Carla_Frohlich,_Jonah_M._Miller,_Alejandro_Torres-Forne,_Pablo_Cerda-Duran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16962 |
コア崩壊超新星は、AdvancedLIGO/Virgoによって検出できる可能性のある重力波(GW)を生成すると予測されています。これらのGW信号は、物質が核密度に到達するこれらの大変動イベントの中心から情報を運びます。最近の研究では、原始中性子星(PNS)の流体力学的摂動によって生成される重力波を介して、PNSの特性を推測できる可能性があることが示されています。しかし、これらの関係がコア崩壊超新星の特性によってどのように変化するかについての包括的な理解が不足しています。この作業では、6つの異なる核状態方程式と組み合わせた前駆質量と金属量のグリッドから、1000を超える爆発するコア崩壊型超新星の自己矛盾のないスイートを構築します。各モデルで線形摂動解析を実行し、PNSの共鳴重力波周波数を計算し、支配的な重力波放出の特徴的な周波数を識別するための時間に依存しない方法を動機付けます。このことから、低温の残留中性子星の表面重力を測定し、同時に高温の核状態方程式を制約する、初期信号と後期信号の2つの特徴的な周波数を特定します。しかし、重力やニュートリノ輸送の扱いなど、コア崩壊超新星モデルの詳細、および爆発するかどうかによって、PNS固有周波数の大きさと進化が著しく変化することがわかりました。
2 次元と 3 次元での X 線バーストにおける炎の初期進化の比較
X線バーストとの関連で、中性子星の表面での火炎点火と拡散の初期の進化を3次元で調査します。燃焼前線の元素合成と形態を調べ、2次元軸対称シミュレーションと比較して、火炎の完全な3次元処理が初期ダイナミクスにとってどれほど重要かを評価します。最後に、フルスター分解火炎シミュレーションに向けた進歩について説明します。
重力波イベントにおける低スピン署名の原因としてのAGNディスクに埋め込まれたブラックホールによるカオスガスの降着
| Title |
Chaotic_Gas_Accretion_by_Black_Holes_Embedded_in_AGN_Discs_as_Cause_of_Low-spin_Signatures_in_Gravitational_Wave_Events |
| Authors |
Yi-Xian_Chen_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17097 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲の降着円盤は、活動銀河核(AGN)に電力を供給するだけでなく、ガスの降着から急速に成長する単一および連星質量ブラックホール(EBH)をホストします。これらのEBHの合併は、LIGO-Virgoによって観測されたいくつかの重力波イベント、特に孤立した恒星質量ブラックホール連星よりもかなり大きなソース質量を持つ重力波イベントの励起に有望なメカニズムを提供します。それらの質量と質量比の分布に加えて、これまで謎めいた小さなスピンパラメーターchi_effectiveは、それらの形成チャネルと進化経路に関する重要な手がかりと厳しい制約を運びます。ここでは、渦上のEBHの流れのスピンの向きに対して流れのスピンの向きをランダム化する能力により、合体したEBHの典型的な急速なスピンが、その後の乱流環境からのガスの降着によって抑制されることを示します。-売上高のタイムスケール。この理論は、EBHの合体が多発していることを裏付ける証拠を提供し、その質量の増加は、AGNディスクでの合体ではなく、ガスの降着によって支配されている可能性があることを示唆しています。
教師なし機械学習による、頻繁に繰り返される高速電波バースト FRB 20201124A の分類
| Title |
Classifying_a_frequently_repeating_fast_radio_burst,_FRB_20201124A,_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Bo_Han_Chen,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Bjorn_Jasper_R._Raquel,_Yuri_Uno,_Seong_Jin_Kim,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_and_Simon_C.-C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17133 |
高速電波バースト(FRB)は、ミリ秒単位の天文学的な過渡現象です。ほとんどのFRBは繰り返されることが観察されていませんが、そのうちのいくつかは数百回以上繰り返されることが検出されています。これらのバーストには多種多様な物理的特性が存在し、FRBの不均一なメカニズムを示唆しています。この論文では、機械学習の助けを借りて、非常に頻繁に繰り返されるFRB20201124Aの分類を行います。このような手法は、人間が認識していない微妙な違いと相関関係を使用して、バーストをより適切に分類できる可能性があるためです。この研究は、500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)によって提供されたFRB20201124Aデータに教師なし一様多様体近似投影(UMAP)モデルを適用することによって実行されます。アルゴリズムは、最終的にバーストを3つのクラスターに分類します。待ち時間に基づく前作の2つのカテゴリに加えて、カテゴリ化の新しい方法が見つかりました。3つのクラスターは、FRBのエネルギーと周波数の分布を反映して、高エネルギー、高周波数、または低周波数のいずれかです。重要なことに、同様の機械学習の結果が別の頻繁に繰り返されるFRB20121102Aで見つかっており、この種のFRBに共通のメカニズムがあることを示唆しています。この作業は、非常に頻繁に繰り返されるFRBの体系的な分類に向けた最初のステップの1つです。
ラジオパルサーによる古典重力のテスト
重力のテストは、重力と時空の理解を深める上で重要です。連星パルサーは、重力理論をテストするための優れた遊び場を提供します。この章では、パルサーの観測とパルサーのタイミングの背後にある基礎を教育的に復習します。Hulse-TaylorパルサーPSR~B1913+16、ダブルパルサーPSR~J0737$-$3039、およびトリプルパルサーPSR~J0337+1715からの一般相対性理論(GR)の最近のさまざまな強磁場テストを示します。また、いくつかの重力テストに影響を与える可能性のある中性子星(NS)の内部構造を概説し、特定の修正重力理論を制約する際のパルサータイミングの有用性を実証する例として、スカラーテンソル重力理論と大規模重力理論を使用しました。パルサータイミング用の新しい電波望遠鏡の展望と、他の強磁場重力試験との相乗効果も提示されています。
FAST ギャラクティック プレーン パルサー スナップショット サーベイ: II. 76 の銀河系回転電波トランジェントの発見とその謎
| Title |
The_FAST_Galactic_Plane_Pulsar_Snapshot_Survey:_II._Discovery_of_76_Galactic_rotating_radio_transients_and_their_enigma |
| Authors |
D._J._Zhou,_J._L._Han,_Jun_Xu,_Chen_Wang,_P._F._Wang,_Tao_Wang,_Wei-Cong_Jing,_Xue_Chen,_Yi_Yan,_Wei-Qi._Su,_Heng-Qian_Gan,_Peng_Jiang,_Jing-Hai_Sun,_Hong-Guang_Wang,_Na_Wang,_Shuang-Qiang_Wang,_Ren-Xin_Xu,_and_Xiao-Peng_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17279 |
私たちは、銀河面で最も感度の高い体系的なパルサーサーベイであるFASTを使用して、GPPSサーベイを実施しています。通常の定期的な探索ですでに発見されている約500個のパルサーに加えて、今回開発した高感度単一パルス探索モジュールを使用することで、散発的な強いパルスを持つ76個の新しい一時的な電波源を発見したことを報告します。それらの小さなDM値は、それらがすべて銀河系のRRATであることを示唆しています。26の一時的な電波源からより多くの電波パルスが検出されましたが、すべてのFAST観測からのパルスの数が限られているため、周期は見つかりませんでした。追跡調査によると、16の過渡的な発生源が、より多く検出された散発的なパルスからすでに決定された周期を持つRRATのプロトタイプであると新たに特定され、10の発生源は非常に無力なパルサーであり、24の発生源はまばらで強いパルスを持つ弱いパルサーであることが示されています。一方、これまでに知られている48のRRATがFASTによって検出されました。5分間の観測セッションで4つのパルスが検出された1つのRRATとセッションで1つのパルスのみが検出された4つのRRATを除いて、高感度なFAST観測は、43のRRATが散発的な強いパルスを伴う一般的に弱いパルサーであるか、単に非常に無効なパルサーであることを明らかにします。以前に知られているRRATは、通常のほとんど検出できない弱い放出状態とともに、常に極端な放出状態を持っていること。これは、2つの通常のパルサーJ1938+2213とJ1946+1449によってエコーされ、時折明るくなるパルスを伴います。RRATの強いパルスはエネルギー分布において非常に際立っていますが、それらの偏光角の変動は平均化された通常のパルスプロファイルの偏光角曲線に従います。これは、RRATの主なスパースパルスが通常の弱いパルスと同じ形状の同じ領域で放出されることを示唆していますパルサー。
| Title |
The_Morphology_and_Dynamics_of_Relativistic_Jets_with_Relativistic_Equation_of_State |
| Authors |
Raj_Kishor_Joshi_and_Indranil_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17323 |
相対論的天体物理ジェットのダイナミクスと形態に対するプラズマ組成の影響を研究しています。私たちの仕事は、相対論的全変動減少(TVD)シミュレーションコードに基づいています。電子、陽電子、および陽子の混合物である多種プラズマの熱力学を説明するシミュレーションコードで相対論的状態方程式を使用します。プラズマ組成の影響を研究するために、さまざまなジェットモデルを検討します。これらのモデルは、同じ噴射パラメーター、同じジェット運動光度、および同じマッハ数によって特徴付けられます。これらのモデルの進化は、初期パラメータを固定しているにもかかわらず、プラズマ組成がジェットヘッドの伝播速度、ジェットヘッドの構造、および形態に影響を与えることを示しています。電子陽子ジェットが最も遅く、他のプラズマ組成と比較してより顕著な乱流構造を示すと結論付けています。ホットスポットの面積と位置は、ジェットプラズマの組成にも依存します。私たちの結果は、ブースティングメカニズムも、組成の変化によっても影響を受ける多次元シミュレーションの重要な側面であることを示しています。
X線パルサーXペルセイのX線偏光測定：別の直交回転子？
| Title |
X-ray_polarimetry_of_X-ray_pulsar_X_Persei:_another_orthogonal_rotator? |
| Authors |
A._A._Mushtukov,_S._S.Tsygankov,_J._Poutanen,_V._Doroshenko,_A._Salganik,_E._Costa,_A._Di_Marco,_J._Heyl,_F._La_Monaca,_A._A._Lutovinov,_I._A._Mereminsky,_A._Papitto,_A._N._Semena,_A._E._Shtykovsky,_V._F._Suleimanov,_S._V._Forsblom,_D._Gonz\'alez-Caniulef,_C._Malacaria,_R.A._Sunyaev,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_L._Baldini,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._Bianchi,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_F._Capitanio,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_C.-T._Chen,_S._Ciprini,_A._De_Rosa,_E._Del_Monte,_L._Di_Gesu,_N._Di_Lalla,_I._Donnarumma,_M._Dov\v{c}iak,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_J._A._Garcia,_S._Gunji,_K._Hayashida,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_P._Kaaret,_V._Karas,_F._Kislat,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_H._Krawczynski,_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17325 |
Xペルセイは、Be連星系にある$\sim$835秒の持続的な低光度X線パルサーです。中性子星の表面での磁場強度は正確にはわかっていませんが、間接的な兆候は$10^{13}$Gを超える磁場を示しており、これによりこの天体は知られている中で最も磁化されたX線パルサーの1つになります。ここでは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を使用してXPerseiを観測した結果を紹介します。X線偏光信号は、パルサーのスピン位相に強く依存することがわかった。3～8keV帯域のエネルギー平均偏光度は、パルスX線フラックスと正の相関を持ち、パルス全体で数パーセントから$\sim$20パーセントまで変化しました。偏光角度は大きな変動を示し、パルス期間中に完全に2回転するため、パルス位相平均偏光はほぼゼロになります。回転ベクトルモデルをIXPEデータに適用して、回転軸の傾きと空での位置角度、および磁気傾斜角の推定値を取得します。導出された傾斜角は、Xペルセイについて以前に報告された軌道傾斜角に近いです。偏波データは、回転軸と磁気双極子軸の間の角度が大きいことを示唆しており、これはX線パルサーGROJ1008$-$57について最近報告された結果と同様です。最適な回転ベクトルモデルを使用してパルサー位相に対する偏光角回転の影響を排除した後、偏光度のエネルギーへの強い依存性が発見され、その値は$\sim$2keVで0%から8で30%に増加しました。keV。
AGNにおける高温X線コロナの制約としての熱不安定性
| Title |
Thermal_instability_as_a_constraint_for_warm_X-ray_corona_in_AGN |
| Authors |
Dominik_Gronkiewicz_(1),_Agata_R\'o\.za\'nska_(1),_Pierre-Olivier_Petrucci_(2),_Renaud_Belmont_(3)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Bartycka_18,_00-716_Warsaw,_Poland,_(2)_Universit\'e_de_Grenoble_Alpes,_IPAG,_F-38000_Grenoble,_France,_(3)_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_Universit\'e_Paris-Saclay,_CEA,_CNRS,_AIM,_F-91191,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17384 |
コンテクスト。活動銀河核(AGN)における軟X線過剰は、暖かいコロナによって説明できる可能性があります。この論文には、両方の自己無撞着モデリングが含まれています:ガスが磁気回転不安定ダイナモ(MRI)によって加熱される、光学的に厚いコロナを伴う降着円盤と、自由自由吸収とコンプトン散乱を受ける放射によって冷却されます。ねらい。磁気圧と放射圧を考慮したディスク・コロナ構造モデルを用いて、AGNにおけるウォーム・コロナのパラメータを決定します。AGNにおける暖かく、光学的に厚いX線コロナの制約として、熱不安定性(TI)の役割を示すことを目指しています。メソッド。緩和コードを使用して、静水圧および放射平衡での放射伝達とともにMRIによって駆動されるディスクの垂直方向の解が計算されます。結果。我々は、磁気加熱が降着円盤大気の上層を加熱するのに十分強いことを示し、それが円盤を覆う暖かいコロナを形成する。磁気圧力は、X線放出プラズマで動作する放射プロセスによって引き起こされるTIを除去しません。TIは、降着率がEddingtonの0.2より高く、磁場パラメータが$\alpha_{\rmB}$>0.1の場合にのみ消えます。結論。TIは、AGNの磁気駆動降着円盤上での暖かいコロナの形成において主要な役割を果たしています。軟X線過剰の原因となる暖かいコンプトン冷却コロナは、モデルから得られた典型的な温度が0.01〜2keVの範囲で、光学的深さが最大50であり、最近の観測と一致しています。
私はコナン・オブライエンを殺害し、誰もそれを知ることはありません -- 推論妨害の演習
わいせつな科学協力者の殺害を回避するために、意図的に効果のない方法でイジングモデルと一緒に最適化ベースの推論方法を採用しています。この共同研究者（以下「コナン・オブライエン」）のふざけた態度が、重要な原稿の出版を妨げていました。任期が迫っていたので、私は自分が絶望的であることに気づきました。幸いなことに、私は推論を研究しています。これは、利用可能な測定値(たとえば、死体)とそれらの測定値(殺人者)を生み出すと想定される動的モデルに基づいて、物理的な問題の解決策を見つけるための計算手段です。測定値が不十分であったり、モデルが不完全である場合、問題に対して複数の「縮退」ソリューションが得られます。縮退した解決策は、利用可能な情報があればすべて等しく有効であり、したがって、1つの「正しい」解決策という概念は無意味になります。通常、科学研究では、縮退は望ましくありません。ここでは、逆の状況について説明します。自分自身を覆い隠す退化したソリューションを作成するための探求です。または、さらに良いことに、私が殺人者であるソリューションと互換性のない測定値を作成します。さらに、追跡不可能な犯罪を犯すために推論手順を妨害する方法を示します。私は今ここに座って、勝利を収めてタイピングしています。自由な女性です。とにかくあなたは私を信じないからです。たとえそうしても、何も証明できません。
潮汐破壊イベントの輝かしい初日
ストリーム間の衝突は、潮汐破壊イベント(TDE)におけるピーク前の重要なエネルギー散逸メカニズムである可能性があります。衝突の解決とその後の流出に重点を置いて、重力を含むウェッジジオメトリで局所的な3次元放射流体力学シミュレーションを実行して、ストリームの自己交差を研究します。衝突は、流れの運動エネルギーの$\gtrsim5\%$を放射に変換することでピーク前の発光に寄与し、$\sim10^{42-44}\rmerg~s^{-1}$.放射効率は、流れの質量フォールバック率に敏感であり、下流のガスの光学深度に大きく依存します。サブエディントン($10\%$)の質量フォールバック率であっても、衝突で生成された強い放射圧により、衝突地点の近くに局所的な超エディントン領域が形成され、高速で非球面の流出が開始されます。通常、質量フォールバック率が高くなると、流出の光学的厚さが増し、正味の放射効率が低下します。$\dot{M}\gtrsim0.1\dot{M}_{\rmEdd}$の場合、流出の推定光球サイズは1～2桁拡大し、$\sim10^{14}\rmに達する可能性がありますcm$。この光球表面での平均ガス温度は数$\times10^{4}$Kであり、いくつかの光学TDEについて推定されるピーク前の光球特性とほぼ一致しています。ダイナミクスは衝突角度と衝突半径に敏感であることがわかりますが、放射効率または流出特性は、弾道モデルで想定されることが多いよりも複雑な依存関係を示します。
中性子星低質量X線連星のシリコンK端ダスト特性
中性子星低質量X線連星(LMXB)の見通し内物質のダスト特性は、X線観測と室内実験によって調べることができます。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して、GX5-1およびGX13+1を含むLMXBのサンプルのChandraACIS-S/HETGアーカイブデータのスペクトル分析を行います。MCMCベースの分析により、このサンプルの流出するディスク風のSiKエッジダスト特性に制約が課せられます。他のLMXBのさらなるX線観測は、中性子星連星系における高密度の流出と降着流の粒子の特徴をよりよく理解するのに役立ちます。
NGC 7582 の X 線スペクトル変動の詳細
| Title |
A_hard_look_at_the_X-ray_spectral_variability_of_NGC_7582 |
| Authors |
Mehdy_Lefkir,_Elias_Kammoun,_Didier_Barret,_Peter_Boorman,_Gabriele_Matzeu,_Jon_M._Miller,_Emanuele_Nardini,_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17473 |
NGC7582(z=0.005264;D=22.5Mpc)は、高度に変化し、外観が変化するAGNです。この作業では、2001年から2016年までの3～40keV範囲でのXMM-NewtonおよびNuSTARアーカイブ観測を使用して、このソースのX線特性を調査します。これまでに研究されたことのない2つの観測値の項の変動。変動性を調べるために、現象論的モデルと物理的に動機付けられたモデル(uxclumpy)を使用して、時間分解スペクトル分析を実行します。スペクトルフィッティングは、ネストされたサンプリングモンテカルロ法を使用して達成されます。uxclumpyを使用すると、AGNスペクトルに適合する吸収体のさまざまな形状をテストできます。最良のモデルは、完全に覆われた塊状の吸収体で構成されていることがわかりました。このジオメトリから、塊の速度、サイズ、距離を推定します。視線内の吸収体の列密度は、観測ごとにコンプトン薄からコンプトン厚まで変化します。数十キロ秒の時間スケールにわたる変動も、2回の観測内で観測されます。覆い隠す雲は、$\sim700$kms$^{-1}$を超える横方向の速度で移動し、0.6pcを超えない距離にあることと一致しています。覆い隠す雲のサイズの下限は$10^{13}$cmより大きくすることしかできませんでした。観測がまばらであり、利用可能な観測ごとの露出時間が限られていることを考えると、覆い隠している雲の正確な構造を特定することはできません。結果は、不均一な密度プロファイルを持つ彗星のような不明瞭な雲または球状の雲と広く一致しています。
中性子星の質量半径測定を用いた基本的な核物理パラメータの制約 I: 原子核モデル
| Title |
Constraining_fundamental_nuclear_physics_parameters_using_neutron_star_mass-radius_measurements_I:_Nucleonic_models |
| Authors |
Chun_Huang,_Geert_Raaijmakers,_Anna_L._Watts,_Laura_Tolos,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17518 |
中性子星の質量と半径または潮汐変形能の測定は、低温高密度物質の状態方程式(EOS)に関する独自の洞察を提供します。EOSの推論は、組成に関する情報を提供しない一般化されたパラメトリックモデルまたはノンパラメトリックモデルを使用して行われることがよくあります。この論文では、場の理論的アプローチに基づく微視的な核EOSモデルを検討します。NICERおよび重力波観測からの現在の測定値が、主に対称核物質EOSを制約することを示します。次に、将来の大面積X線タイミング望遠鏡で予想されるレベルでの質量と半径の測定によって何が提供できるかを探ります.これらは、中性子星内部の陽子の割合を決定する核対称エネルギーを制約することに加えて、対称核物質EOSに非常に強い制限を課すことができるはずです。
Fermi-LAT パルサー タイミング アレイを使用した超軽量暗黒物質の抑制
| Title |
Constraining_ultralight_dark_matter_using_the_Fermi-LAT_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Zi-Qing_Xia,_Tian-Peng_Tang,_Xiaoyuan_Huang,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17545 |
超軽量暗黒物質(ULDM)は、約$10^{-22}$eVの質量を持つ暗黒物質粒子の理論的候補として提案されています。ULDM粒子と標準モデル粒子間の相互作用は、パルサーのパルス到着時間の変動を引き起こします。これにより、パルサータイミングアレイ（PTA）を使用してULDMを間接的に検出できます。この作業では、FermiLargeAreaTelescope(Fermi-LAT)によって観測された29ミリ秒のパルサーで構成されるガンマ線PTAを使用して、異なるスピン0/1を持つ一般化されたULDMの重力効果を含む4つの超軽量暗黒物質効果をテストします。DarkPhotonの5番目の力結合効果と、Spin-2ULDMの修正された重力効果です。ガンマ線パルサーのタイミングは、イオン化された星間物質の影響を受けず、電波帯域とは異なり、比較的単純なノイズに悩まされます。4種類のULDMモデルすべてについて、Fermi-LATPTAに基づいてULDMの重要な信号は見つかりませんでした。ULDMパラメータの制約は95%の信頼レベルで設定され、無線PTAおよび直接検出実験のULDMの非検出の補完的なチェックを提供します。
コロンの問題として：私は生意気なタイトルを掘り下げていません（いいえ、しかし実際にはそうです:>）
ある詩人が、名前の意味は何かと尋ねたことがあります。この作品を提示し、最良の結果を保証する上での論文タイトルの重要性を調査します。NASAADSを使用して天文学の論文にクエリを実行し、その中の6000を生意気なレベルでランク付けしました。引用数と(i)コロンの存在、および(ii)生意気ランキングとの相関関係を調査します。結腸は、論文のタイトルの解剖学的構造において重要であると結論付けています。生意気であろうとすることもそうですが、あまりにも生意気すぎると、窮屈なフェストにつながる可能性があることがわかりました.したがって、適切なバランスを取ることが重要です。1〜5のスケールでレベル4の生意気さを目指すことをお勧めします.
パルサー電波放射のコヒーレント分散の処理システム
| Title |
Processing_System_for_Coherent_Dedispersion_of_Pulsar_Radio_Emission |
| Authors |
Girin_I._A.,_Likhachev_S._F.,_Andrianov_A._S.,_Burgin_M._S.,_Popov_M._V.,_Rudnitskiy_A._G.,_Soglasnov_V._A.,_Zuga_V._A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17280 |
この研究では、コヒーレント分散除去のアルゴリズムと2ビット信号サンプリングの補償を使用してVLBI観測データを変換するシステムについて説明しています。コヒーレント脱分散は、パルサー観測を処理して最高の時間分解能を得るために重要ですが、信号サンプリングの補正により、パルサーの回折パターンの分析を妨げる多くの寄生効果を取り除くことができます。開発されたコンバーターとASCソフトウェア相関器を使用するパイプラインが確立されました。これにより、Radioastronパルサー観測のすべてのアーカイブデータを再処理し、最高の時間分解能を必要とする巨大パルスの検索を実行できます。
専門懇談会：フレア彩層の立体構造
| Title |
Specialist_Discussion_Meeting:_3D_structure_of_the_flare_chromosphere |
| Authors |
David_Kuridze,_Lyndsay_Fletcher,_and_Hugh_Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16901 |
DavidKuridze、LyndsayFletcher、およびHughHudsonが、RASスペシャリストディスカッションミーティング「フレア彩層の3D構造」について報告します。
最初の Y+Y 褐色矮星連星の JWST/NIRCam 発見: WISE J033605.05$-$014350.4
| Title |
JWST/NIRCam_discovery_of_the_first_Y+Y_brown_dwarf_binary:_WISE_J033605.05$-$014350.4 |
| Authors |
Per_Calissendorff,_Matthew_De_Furio,_Michael_Meyer,_Lo\"ic_Albert,_Christian_Aganze,_Mohamad_Ali-Dib,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Frederique_Baron,_Charles_A._Beichman,_Adam_J._Burgasser,_Michael_C._Cushing,_Jacqueline_Kelly_Faherty,_Cl\'emence_Fontanive,_Christopher_R._Gelino,_John_E._Gizis,_Alexandra_Z._Greenbaum,_J._Davy_Kirkpatrick,_Sandy_K._Leggett,_Frantz_Martinache,_David_Mary,_Mamadou_N'Diaye,_Benjamin_J._S._Pope,_Thomas_L_Roellig,_Johannes_Sahlmann,_Anand_Sivaramakrishnan,_Daniel_Peter_Thorngren,_Marie_Ygouf,_and_Thomas_Vandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16923 |
F150WおよびF480Mフィルターを使用したJWSTのNIRCamで観測された、Y矮星プライマリを持つ最初の褐色矮星連星系、WISEJ033605.05$-$014350.4の発見を報告します。経験的な点像分布関数バイナリモデルを使用して、コンパニオンを特定しました。コンパニオンは、84ミリ秒の投影距離、位置角度295度、F150WとF480Mでそれぞれ2.8等級と1.8等級のコントラストを持っています。スピッツァー視差に基づく10$\,$pcの距離で、ランダムな傾斜分布を仮定すると、物理的な距離は約1$\,$auです。進化モデルは、年齢が1～5Gyrであると予測し、コンパニオンの質量は約4～12.5木星の質量の約7.5～20ジュピターのプライマリ質量であり、コンパニオンとホストの質量分率$q=0.61\pm0に相当します。05ドル。ケプラー軌道の仮定の下では、この極端なバイナリの期間は5～9年の範囲です。この系は、数百ケルビンの有効温度を持つ超低温矮星連星の小さいながらも成長しているサンプルを結合します。褐色矮星連星は、これらのとらえどころのない天体の形成メカニズムを理解する上で重要な中心点にあり、伴星が原始星の周りの円盤内で恒星として形成されたのか惑星として形成されたのかを調べることができます。
バクトリアン？幅広の Ic 型超新星 SN 2022xxf
| Title |
The_Bactrian?_Broad-lined_Type-Ic_supernova_SN_2022xxf_with_extraordinary_two-humped_light_curves |
| Authors |
H._Kuncarayakti,_J._Sollerman,_L._Izzo,_K._Maeda,_S._Yang,_S._Schulze,_C._R._Angus,_M._Aubert,_K._Auchettl,_M._Della_Valle,_L._Dessart,_K._Hinds,_E._Kankare,_M._Kawabata,_P._Lundqvist,_T._Nakaoka,_D._Perley,_S._I._Raimundo,_N._L._Strotjohann,_K._Taguchi,_Y.-Z._Cai,_P._Charalampopoulos,_Q._Fang,_M._Fraser,_C._P._Gutierrez,_R._Imazawa,_T._Kangas,_K._S._Kawabata,_R._Kotak,_T._Kravtsov,_K._Matilainen,_S._Mattila,_S._Moran,_I._Murata,_I._Salmaso,_J._P._Anderson,_C._Ashall,_E._C._Bellm,_S._Benetti,_K._C._Chambers,_T.-W._Chen,_M._Coughlin,_F._De_Colle,_C._Fremling,_L._Galbany,_A._Gal-Yam,_M._Gromadzki,_S._L._Groom,_A._Hajela,_C._Inserra,_M._M._Kasliwal,_A._A._Mahabal,_A._Martin-Carrillo,_T._Moore,_T._E._Muller-Bravo,_M._Nicholl,_F._Ragosta,_R._L._Riddle,_Y._Sharma,_S._Srivastav,_M._D._Stritzinger,_et_al._(2_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16925 |
進化の最初の4か月間におけるSN2022xxfの研究について報告します。光度曲線(LC)は、75dで区切られた同様の最大輝度で2つのこぶを示します。これは、線幅の広いIc型超新星(SNIcBL)では前例のないものです。SN~2022xxfは、これまでで最も近いSNIcBLです(NGC~3705、$z=0.0037$、20Mpc)。LCに電力を供給するエネルギー源を特定するために、光学およびNIR測光と分光法が使用されます。高S/N比分光法の約50エポックが130日以内に得られ、SNIcBLの比類のないデータセットと、これまでで最もサンプリングされたSNデータセットの1つが含まれています。SN~2022xxfの全体的なスペクトルの出現と進化は、典型的なSNIc/IcBLを示しており、幅広い特徴(最大$\sim14000$km~s$^{-1}$)と、光球から星雲への段階的な移行を示しています。.ただし、2回目の上昇の時点から狭い輝線($\sim1000-2500$km~s$^{-1}$に対応)が存在し、よりゆっくりと移動する星周物質(CSM)を示唆しています。これらの線は微妙ですが、Mg~I$\lambda$5170や[O~I]$\lambda$5577のように、後ですぐにわかるものもあります。珍しいことに、近赤外スペクトルは、特にOとMgのイオンによって形成された特徴の中で、狭い線のピークを示しています。HとHeを含まないCSMの存在を推測します。イジェクタ-CSM相互作用からの放射エネルギーが、2番目のLCハンプのもっともらしい説明であると提案します。この相互作用のシナリオは、光曲線が2番目のこぶに沿って進化するにつれて青色に進行する色の進化と、ゆっくりとした2番目の上昇とその後の急速なLC降下によってサポートされます。SN~2022xxfは、CSMと相互作用するSNeIcの新たな数に関連している可能性があります。これは、低速で特異なLC、青色、および微妙なCSM相互作用線を示します。これらのSNeの前駆星は、H/Heを含まない物質からなる爆発の直前に質量損失のエピソードを経験した可能性が高い。
誇大広告を信じないでください(r): ウェスターランドの黄色い超巨星 1
黄色超巨星(YHG)は、恒星$\sim$30-40\msunの遷移的なポスト赤色超巨星(RSG)フェーズを表していると推定されることがよくあります。ここでは、銀河団ウェスタールンド1の6つのYHG候補の可視波長エシェルスペクトルを提示し、それらを既知のYHG、IRC+10420およびHen3-1979と比較します。6つのYHG候補は金属輝線を示さず、強いH$\alpha$放射も示さず、YHGとして分類するために必要な基準を満たしていないことがわかりました。光学/赤外線測光から推定された\logl=4.7-5.4の中程度の光度と併せて、それらは通常の黄色超巨星(YSG)であり、初期質量が15-20\msun前後であることが示唆されます。これは、Wd1が以前に想定されていたよりも古い年齢の多年齢星団であり、単一星の進化がウルフ-同一星団内のレイエ星、明るい青色変光星(LBV)、RSG、およびYHG。それにもかかわらず、Wd1のYSGの個体数は非常に珍しく、YSGの数がRSGの数を上回っていますが、どちらも大きな光度範囲にまたがっています。ここでは、YSGの高い割合につながった可能性のある進化のシナリオについて説明します。YSGの数とそれらの大きな光度の広がりは、単星または連星の単純な集団合成モデルでは説明できません。複数の年齢または大きな年齢分布があっても、YSG/RSG比率が高いことは依然として問題です。代わりに、トリプルシステムの進化により、オブジェクトがYSGフェーズの延長を経験する可能性があることをお勧めします.
テイルズ・テル・テイルズ
謎めいた散開星団は、宇宙の謎を常に思い出させ、天文学の理論に立ち向かうのに役立ちます。多くの人には知られていないが、これらのクラスターはしばしば不適切なラベルが付いた尾を持っており、歴史的な旅の明らかな兆候として機能している.しかし、典型的な尻尾とは異なり、これらの延長は体の前または後にありますが、解決すべき宇宙の謎を一貫して展開しています。私はこの主題の簡潔な調査を提示し、これらの生き物についての私たちの知識に挑戦することを敢えてした天文学者の勇敢な努力を詳述し、哲学的影響を無視することなく、それらの命名法の新しい提案を提供します.
Ca II K 観測とライン プロファイル測定に対する太陽環境とデータ特性の影響の調査
| Title |
Investigating_the_effect_of_solar_ambient_and_data_characteristics_on_Ca_II_K_observations_and_line_profile_measurements |
| Authors |
M._Murabito,_I._Ermolli,_T._Chatzistergos,_S._Jafarzadeh,_F._Giorgi,_and_L._Rouppe_van_der_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17160 |
太陽大気の最先端の観測を分析して、いくつかの太陽の特徴の\ca輝度のデータのスペクトル帯域幅と空間分解能への依存性を調査しました。具体的には、スウェーデンの太陽望遠鏡で得られたデータをCRiSPおよびCHROMIS装置で研究しています。0.12\AA\のスペクトル帯域幅と0.078\arcsecの空間分解能によって特徴付けられる分析データは、静かな太陽領域と活動領域をターゲットにすることにより、ディスク中心近くで取得されました。元の観測結果をガウスカーネルで畳み込み、そのスペクトル帯域幅と空間分解能を、これまでに利用可能な最も顕著な一連の\ca観測値の機器特性にまで低下させました。次に、観測された領域に対するデータ劣化の影響と、太陽と恒星の彩層の診断として主に使用される\caライン測定から導出されたパラメーターに対する影響を調べました。\ca観測とラインプロファイルのスペクトル分解能の低下の影響は、採用された帯域幅と観測された太陽領域の両方に依存することがわかりました。さらに、狭い帯域で取得したデータと比較して、広い帯域幅を特徴とするデータに空間的な劣化が大きく影響することがわかりました。ただし、観測された太陽領域の外観は、帯域幅が最大1\AA\で[3,10]\AAの範囲のデータの空間解像度によってわずかに影響を受けるだけです。最後に、太陽大気のさまざまな領域でさまざまな機器を使用して取得した観測結果の相互較正に使用できる関係を導き出しました。
活動指標間の相関: M 型矮星における H{\alpha} 線と Ca II 線
| Title |
Correlation_between_activity_indicators:_H{\alpha}_and_Ca_II_lines_in_M-dwarf_stars |
| Authors |
R._V._Iba\~nez_Bustos,_A._P._Buccino,_M._Flores,_C._F._Martinez_and_P._J._D._Mauas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17237 |
短期的および長期的な星の磁気活動を研究するためにさまざまなアプローチが採用されてきました.低質量星が大規模な磁場を生成するメカニズムはよく理解されていませんが、星の回転が重要な役割を果たしていることが知られています.太陽ダイナモまたは{\alpha}{\Omega}ダイナモモデルで説明できる活動の周期的な挙動を示す星があります。しかし、後期型矮星を研究する場合、磁気活動を分析するために他の指標を実装する必要があります。現在の作業では、M型矮星を分析するために、CaII線とH{\alpha}線からこれまでに定義された最もよく知られている活動指標間の比較研究を行います。異なる彩層活動レベルとdM0からdM6の範囲のスペクトルクラスを持つ29個のM星のサンプルを調べました。そうするために、21年の観測期間の中央値を持つさまざまな機器からの1796の広範囲スペクトルを採用しました。さらに、星の特徴付けと短期的な分析を改善するために、TESS宇宙ミッションからの測光観測でデータを補完しました。サンプル内の星のセット全体について、2つの線から定義されたインデックス間に良好で有意な相関(\{rho}=0.91)が得られました。ただし、ローテーターの高速化(P_{rot}<4日)とフレア活動の高さ(1日あたり少なくとも1回のフレア)には偏差があることがわかりました。dM星のCaII放出とH{\alpha}放出の間には、フレアイベント時を除いて、全体的に正の相関があります。特に、低エネルギーの高周波フレアが、高速回転子M型矮星の線形傾向の逸脱の原因である可能性があることを発見しました。これは、回転周期が星の活動を研究するための基本的なパラメータであり、回転が低質量の活発な星の磁気ダイナモを駆動できることを意味します。
GWACの調査で発見されたL0褐色矮星の巨大な振幅の白色光スーパーフレア
| Title |
A_huge-amplitude_white-light_superflare_on_a_L0_brown_dwarf_discovered_by_GWAC_survey |
| Authors |
Li-Ping_Xin,_Hua-li_Li,_Jing_Wang,_Xu-Hui_Han,_Hong-Bo_Cai,_Xin-Bo_Huang,_Jia-Xin_Cao,_Yi-Nan_Zhu,_Xiang-Gao_Wang,_Guang-Wei_Li,_Bin_Ren,_Cheng_Gao,_Da_Song,_Lei_Huang,_Xiao-Meng_Lu,_Jian-Ying_Bai,_Yu-Lei_Qiu,_En-Wei_Liang,_Zi-Gao_Dai,_Xiang-Yu_Wang,_Chao_Wu,_Jing-Song_Deng,_Yuan-Gui_Yang_and_Jian-Yan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17415 |
超低温星からの白色光スーパーフレアは、磁気リコネクションの結果であると考えられていますが、完全に対流する星の磁気ダイナミクスはまだ明らかではありません。この論文では、F60A、Xinglong2.16m、およびLCOGT望遠鏡による迅速なフォローアップとともに、地上広角カメラ(GWAC)で検出された恒星のスーパーフレアを報告します。対応する温度は、L0のスペクトルタイプに対応するBT-Settlモデルによって$2200\pm50$Kと推定されます。$R-$bandの光度曲線は、3つの指数関数的減衰成分の合計としてモデル化できます。ここで、衝撃成分は全エネルギーの23\%の割合を占め、緩やかで浅い減衰段階は42\%と35を放出します。それぞれ総エネルギーの\%。強く変動するバルマーの狭い輝線は、大きな振幅のフレアが磁気活動に起因することを示しています。放出される放射エネルギーは約$6.4\times10^{33}$エルグであり、静止レベルでの143.7時間のエネルギー放出に相当します。$\DeltaR=-8.6$mag(または$\DeltaV=-11.2$mag)の振幅は、優れた時間分解能で記録された超低温星の中で最大の振幅の1つです。このように急速に減衰し、1kpcを超える距離で巨大な振幅を持つ恒星フレアは、重力波イベントやガンマ線バーストなどの壊滅的なイベントの対応物を検索する際に偽陽性である可能性があると主張します。もっと注意を払うべきです。
W バンド フィルター VI を使用した若いサブスター オブジェクトの新しい調査: サブスター メンバーの分光センサスと
$\sigma$ オリオン座星団の IMF
| Title |
A_novel_survey_for_young_substellar_objects_with_the_W-band_filter_VI:_Spectroscopic_census_of_sub-stellar_members_and_the_IMF_of_$\sigma$_Orionis_cluster |
| Authors |
Belinda_Damian,_Jessy_Jose,_Beth_Biller,_Gregory_J._Herczeg,_Loic_Albert,_Katelyn_Allers,_Zhoujian_Zhang,_Michael_C._Liu,_Sophie_Dubber,_KT_Paul,_Wen-Ping_Chen,_Bhavana_Lalchand,_Tanvi_Sharma_and_Yumiko_Oasa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17424 |
初期質量関数(IMF)を追跡するには、低質量星と準星天体が不可欠です。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のWIRCamからのJ、W、およびHバンドのディープNIR測光データを使用して、付近の若い$\sigma$オリオン星団(d$\sim$408pc;age$\sim$1.8Myr)を調べます。吸水機能を使用して測光的に褐色矮星を選択し、IRTF-SpeXで分光学的にその性質を確認します。さらに、分光学の対象となる低質量星の候補を選択し、GaiaDR3からの天体観測を使用して、それらのメンバーシップと文献ソースのメンバーシップを分析します。28の超低質量星と褐色矮星の近赤外スペクトルを取得し、それらのスペクトルタイプをM3～M8.5(質量範囲0.3～0.01M$_{\odot}$)と推定します。これらとは別に、分光学的な若さのさらなる確認を必要とする5つの新しい惑星質量候補も特定しています。$\sim$19-0.004M$_{\odot}$の広い質量範囲で、クラスターの中央領域にある170の分光学的に確認されたメンバーの包括的なカタログを編集します。星/BD比は$\sim$4と推定され、近くの他の星形成領域で報告されている範囲内です。更新されたメンバーのカタログを使用して、IMFを4M$_\mathrm{Jup}$までたどると、2セグメントのべき乗則が対数正規分布よりも準恒星IMFによく適合することがわかります。
異なる金属性と一般化された RTV スケーリング則を備えた冠状ループ
| Title |
Coronal_Loops_with_Different_Metallicities_and_Generalized_RTV_Scaling_Laws |
| Authors |
Haruka_Washinoue_and_Takeru_K._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17469 |
星の金属量は、大気からの放射エネルギー損失に直接影響するため、星のコロナを特徴付ける重要な要素です。\cite{Rosner1978}によって導入された太陽コロナルループの理論的関係を拡張することにより、さまざまな金属量を持つ恒星コロナルループのスケーリング関係を解析的に導出します。導出された関係を検証するために、採用された元素の存在量に応じて放射損失関数を変更することにより、異なる金属量のコロナループの加熱に関する磁気流体シミュレーションも実行します。シミュレーション結果は、一般化された分析スケーリング関係を適切に説明し、ループの熱力学的および放射特性が金属量に強く依存していることを示しています。表面状態が変化しない場合、放射冷却が非効率的であるため、より低い金属量のコロナではより高い密度と温度が得られます。したがって、金属の少ないコロナからのX線放射は、コロナガスの密度が高いため、より高いと推定されます。一般化されたスケーリングの法則は、磁気的に活動する星の周りの高エネルギー放射線の状態と惑星環境への影響を研究するためのツールとしても使用できます。
He I 10830 A 行: 放射伝達と微分照明効果
| Title |
The_He_I_10830_A_line:_Radiative_Transfer_and_differential_illumination_effects |
| Authors |
Andres_Vicente_Arevalo,_Jiri_Stepan,_Tanausu_del_Pino_Aleman,_Maria_Jesus_Martinez_Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17585 |
10830ÅでのHeI多重線のストークスプロファイルの形成を、この多重線のモデル化でしばしば考慮される近似のうちの2つ、すなわち、自己無撞着な放射伝達の欠如と、個々のマルチプレットコンポーネント。このHeIマルチプレットは、特にプロミネンス、フィラメント、およびスピキュールで、分光偏光観測から太陽の外層大気を診断するための最も重要なものの1つです。ただし、これらの近似の良さはまだ評価されていません。特に、光学的厚さが1桁以上であり、放射伝達が局所的な異方性とそれに続くスペクトル線の偏光に大きな影響を与える状況では.この問題は、多次元放射線伝達効果を考慮した新しいインバージョンツールの継続的な開発に特に関連します。これらの近似を緩和するために、原子統計平衡の多項方程式を一般化して、多重項成分の差分照明を可能にし、それらを1次元放射伝達コードで実装します。この単純なジオメトリと比較的小さな光学的厚さの場合でも、放射伝達と差分照明効果の両方が、出現する偏光プロファイルに大きな影響を与えることがわかります。これは、磁場ベクトルの推定における重大なエラーの可能性を回避するために考慮に入れる必要があります。
非最小結合スカラー クラウドをサポートする荷電ガウス ボネット ブラック ホール: 近臨界領域での解析処理
| Title |
Charged_Gauss-Bonnet_black_holes_supporting_non-minimally_coupled_scalar_clouds:_Analytic_treatment_in_the_near-critical_regime |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.16926 |
最近の数値研究により、荷電質量比が臨界値$(Q/M)_{\text{crit}}=\sqrt{2(9+\sqrt)よりも大きい帯電ブラックホールという物理的に興味深い事実が明らかになりました{6})}/5$は、曲がった時空のガウスボネット不変量への非最小の負の結合を持つスカラーフィールドで構成される毛状物質構成をサポートできます。{\it分析}手法を使用して、構成された荷電ブラックホール、非最小結合、線形化、無質量、スカラーフィールド構成の物理的および数学的特性を、臨界に近い$Q/M\gtrsim(Q/M)_{\text{crit}}$体制。特に、無次元結合パラメーター$\bar\eta_{\text{crit}}=\bar\eta_{\text{crit}}(Q/M)$の電荷依存性を記述する分析的な共鳴式を導出します。理論の{\it存在線}に沿った合成アインシュタイン-マクスウェル-非最小結合-スカラー場系のさらに、大結合$-\bar\eta_{\text{crit}}(Q/M)\gg1$分析結果が合成アインシュタインについて本論文で導き出されたことが明示的に示されています。マクスウェルスカラー理論は、対応するブラックホールフィールド共鳴スペクトルの直接的な数値計算と非常によく一致します。
高密度および高温物質の状態方程式に対する理論的および実験的制約
| Title |
Theoretical_and_Experimental_Constraints_for_the_Equation_of_State_of_Dense_and_Hot_Matter |
| Authors |
Rajesh_Kumar,_Veronica_Dexheimer,_Johannes_Jahan,_Jorge_Noronha,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Claudia_Ratti,_Nico_Yunes,_Angel_Rodrigo_Nava_Acuna,_Mark_Alford,_Mahmudul_Hasan_Anik,_Katerina_Chatziioannou,_Hsin-Yu_Chen,_Alexander_Clevinger,_Carlos_Conde,_Nikolas_Cruz_Camacho,_Travis_Dore,_Christian_Drischler,_Hannah_Elfner,_Reed_Essick,_David_Friedenberg,_Suprovo_Ghosh,_Joaquin_Grefa,_Roland_Haas,_Jan_Hammelmann,_Steven_Harris,_Carl-Johan_Haster,_Tetsuo_Hatsuda,_Mauricio_Hippert,_Renan_Hirayama,_Jeremy_W._Holt,_Micheal_Kahangirwe,_Jamie_Karthein,_Toru_Kojo,_Philippe_Landry,_Zidu_Lin,_Matthew_Luzum,_T._Andrew_Manning,_Jordi_Salinas_San_Martin,_Cole_Miller,_Elias_Roland_Most,_Debora_Mroczek,_Azwinndini_Muronga,_Nicolas_Patino,_Jeffrey_Peterson,_Christopher_Plumberg,_Damien_Price,_Constanca_Providencia,_Romulo_Rougemont,_Satyajit_Roy,_Hitansh_Shah,_Stuart_Shapiro,_Andrew_W._Steiner,_Michael_Strickland,_Hung_Tan,_Hajime_Togashi,_Israel_Portillo_Vazquez,_Pengsheng_Wen,_and_Ziyuan_Zhang_(MUSES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17021 |
このレビューは、高密度で高温の強く相互作用する物質に関連する最新の制約に関する広範な議論を提供することを目的としています。これには、格子および摂動QCDからの理論的な第一原理の結果、およびカイラル有効場理論の結果が含まれます。実験的な側面からは、重イオン衝突と低エネルギー核物理学の結果、中性子星とそれらの合体からの観測が含まれます。特定の条件と適用範囲に関するさまざまな制約の妥当性も提供されます。
UFO: ただの熱風か流星か?
2023年2月のほとんどの間、世界はパニックに陥りました。風船のような未確認飛行物体(UFO)が多数の国で繰り返し報告され、政府はしばしば軍事行動で対応しました。その結果、これらの宇宙船のほとんどは脱出または破壊され、それ以上の観測はほぼ不可能になりました。気球のような物体が地球上空に出現したのはこれが初めてではなく、おそらく最後でもありません。これにより、私たちはUFOの理解を深めることができました。最初に、気球事件の分布と他のUFOレポートが同じ地理的分布から得られたものと一致していること、さらに、これらの分布の両方がジェット気流を特徴とする地球の領域と一致していることを示します。第二に、流星群の間により多くのUFOの目撃情報があることを示す。すでに地球外物質の既知の発生源である流星群が、過度の注意を引かずに地球の大気圏にエイリアンクラフトが入るのを助けるために何らかの気晴らしを提供するために使用されていると予想される..疑惑の気球事件、UFO報告、および流星群の間のこれらのリンクは、惑星間およびおそらく星間空間から地球の表面へのエイリアンクラフトの輸送パイプラインを確立します。
ハイペロンを含む中性子星における U ボソン結合定数の可能な範囲の探索
| Title |
Probing_into_the_Possible_Range_of_the_U_Bosonic_Coupling_Constants_in_Neutron_Stars_Containing_Hyperons |
| Authors |
Yan_Xu,_Bin_Diao,_Yi-Bo_Wang,_Xiu-Lin_Huang,_Xing-Xing_Hu_and_Zi_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17106 |
中性子星物質におけるUボソン結合定数の範囲は非常に興味深いが、核物理学、素粒子物理学、天体物理学、宇宙論に多面的な影響を与える未解決の問題です。理論的な数値シミュレーションと最近の観察結果を組み合わせることで、この問題を解決する絶好の機会が得られます。現在の作業では、Uボソン結合定数の範囲は、ハイペロンを含む中性子星の質量半径、質量周波数、および質量潮汐変形能の3つの関係に基づいて、GM1、TM1、およびNL3パラメーターセットを使用して推測されます相対論的平均場理論の枠組みにおけるSU(6)とSU(3)の2つのフレーバー対称性。PSRJ1614-2230、J0348+0432、J2215-5135、J0952-0607、J0740+6620、J0030-0451、J1748-2446ad、XTEJ1739-285、GW170817、およびGW190814イベントからの観測結果と組み合わせると、数値結果はUボソン結合定数は、ハイペロンを含む中性子星では0から20GeV$^{-2}$の範囲にある傾向がある。さらに、SU(3)対称性によって得られた3つの関係の数値結果は、観測データに従って、SU(6)対称性によって得られたものよりも優れています。この結果は、ハイペロンを含む中性子星の状態方程式の厳密な制約を改善するのに役立ちます。
中性子星の観測から核物質の特性を抽出するための深層学習アプローチ
| Title |
A_Deep_Learning_Approach_to_Extracting_Nuclear_Matter_Properties_from_Neutron_Star_Observations |
| Authors |
Plamen_G._Krastev_(Harvard_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17146 |
密度の高いQCD物質の状態方程式を理解することは、核物理学と天体物理学の両方において依然として大きな課題です。電磁スペクトルと重力波スペクトルからの中性子星の観測は、高密度の中性子に富む物質の挙動に関する重要な洞察を提供します。次世代の望遠鏡と重力波天文台は、中性子星のさらに詳細な観測を提供します。深層学習技術を利用して中性子星の質量と半径の観測結果を状態方程式にマッピングすることで、正確で信頼性の高い決定が可能になります。この研究は、深層学習を使用して中性子星の観測データから直接状態方程式を抽出し、飽和密度での核対称エネルギーの勾配、曲率、歪度などの関連する核物質特性を取得することの実現可能性を示しています。最も重要なことは、この深層学習アプローチが\textit{realistic}状態方程式を再構築し、\textit{realistic}核物質の性質を推定できることを示すことです。これは、マルチメッセンジャー天体物理学の時代に、高密度の中性子リッチ物質の状態方程式と関連する特性に関する重要な情報を抽出するための信頼できる効率的な手段を提供する人工ニューラルネットワークの可能性を強調しています。
修正重力提案のテストとしての惑星地震学
地球の地震データを使用して、Palatini$f(R)$やEddingtonにヒントを得たBorn-Infeldモデルなどの重力モデルをテストできることを実証します。観測データから与えられた地球の慣性モーメントと質量に追加の制限を組み込むことで、モデルのパラメーターを$2\sigma$レベルの精度に制限することができます。私たちの新しいツールは、パラティーニに$\beta\lesssim10^9\text{m}^2$を提供し、エディントンにインスパイアされたボーンインフェルドに$\epsilon\lesssim4\cdot10^9\text{m}^2$を提供します重力。また、修正された重力提案にさらに厳しい制約を課すことを目的とした、提案された方法のさらなる機能強化についても説明します。
スタロビンスキー-ベル-ロビンソン重力における等方性および異方性指数インフレーションの安定性調査
| Title |
Stability_investigations_of_isotropic_and_anisotropic_exponential_inflation_in_the_Starobinsky-Bel-Robinson_gravity |
| Authors |
Tuan_Q._Do,_Duy_H._Nguyen,_Tuyen_M._Pham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17283 |
この論文では、新しいスタロビンスキー-ベル-ロビンソン重力モデルが、空間的異方性の有無にかかわらず指数関数的なインフレ解を認めるかどうかを調べたいと思います。その結果、このスタロビンスキー-ベル-ロビンソンモデルに対して正確なdeSitterおよびBianchiタイプIのインフレーション解を導き出すことができます。しかし、動的システムアプローチを使用した安定性分析は、得られたインフレ解の両方が不安定であることが判明したことを示しています。最後に、スタロビンスキー-ベル-ロビンソン重力における$R^2$項の係数の符号を反転することにより、安定したデシッターインフレーションの解が得られることを指摘します。
| Title |
Imaging_compact_boson_stars_with_hot-spots_and_thin_accretion_disks |
| Authors |
Jo\~ao_Lu\'is_Rosa,_Caio_F._B._Macedo,_Diego_Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17296 |
この作業では、等方的に放出する(ホットスポット)ソースと光学的に薄い降着円盤によって軌道を回る自己相互作用を伴うコンパクトボソン星の観測特性を検討します。4次および6次の自己相互作用ポテンシャルによってサポートされるボソン星の2つのファミリーを検討し、コンパクトさを増すためにそれぞれの3つのサンプルを選択します。コンパクト性が十分に大きいものだけが、光リング、つまりヌルバウンド軌道を保持できます。ホットスポットについては、傾斜角$\theta=\{20^\circ,50^\circ,80^\circ\}$を使用して、ボソン星の内部を横切る光子の二次トラックプランジスルーイメージを見つけます。、星が十分にコンパクトな場合、追加の画像にさらに分解できます。降着円盤については、後者のクラスの星が、典型的なブラックホールの時空にはない特徴である、ホットスポット分析と一致する追加の二次画像のシーケンスを実際に示していることがわかります。さらに、軸方向観測と上記の傾斜角の両方で、これらの星の一部に影のような中央の明るさの低下も見られます。我々は、ボソン星がその光学的外観において効果的にブラックホールの模倣者として機能する能力と、潜在的な観測弁別器との関連で我々の発見を議論する.
先端検出器時代の歳差運動コンパクト連星合体を観測する探索手法
| Title |
A_search_technique_to_observe_precessing_compact_binary_mergers_in_the_advanced_detector_era |
| Authors |
Connor_McIsaac,_Charlie_Hoy_and_Ian_Harry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17364 |
コンパクト連星合体からの重力波信号は、事前に生成された重力波テンプレートのバンクに対してデータを照合する一致フィルター検索によって最も効率的に識別されます。テンプレートバンクを生成するだけでなく、一致したフィルターを実行するためのさまざまな手法が存在しますが、現在、モデル化されたすべての重力波検索では、構成要素のスピンが軌道角運動量と整列(または逆整列)するように制限するテンプレートが使用されます。これは、現在の検索では、一般的なスピン(歳差運動)を持つバイナリから生成された重力波信号に対する感度が低いことを意味し、信号のかなりの部分が検出されない可能性があることを示唆しています。この作業では、歳差運動連星から生成された信号に敏感で、重力波観測中に現実的に使用できる一致フィルター検索を紹介します。歳差運動連星からの重力波信号は5つの高調波のベキ級数に分解できるという事実を利用して、一般的なスピンテンプレートバンクが存在するより$\sim3\times$だけ大きいことを示します。総質量が$17.5\、M_{\odot}$、面内スピンが$>0.67$を超える中性子星ブラックホール連星の場合、敏感なボリュームを$\sim100\%$増やす必要があります。実際、私たちの一般的なスピン検索は、重要でない面内スピンを持つ中性子星ブラックホール信号の既存の整列スピン検索と同様に実行されますが、完全な一般的なスピンパラメータ空間全体で平均$\sim60\%$感度が向上します。この改良された技術は、はるかに多くの重力波信号を識別し、最終的に、宇宙の連星の未知のスピン分布に光を当てるのに役立つと期待しています。
| Title |
Reference_frames_in_General_Relativity_and_the_galactic_rotation_curves |
| Authors |
L._Filipe_O._Costa,_Jos\'e_Nat\'ario,_F._Frutos-Alfaro,_Michael_Soffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17516 |
アインシュタインの場の方程式の正確な解の物理的解釈は、一般に難しい作業であり、座標系の重要性にある困難の一部です。国際天文学連合(IAU)参照システムの正確な理論への拡張について説明します。そのような拡張は、その重要な特性のいくつかを保持して、特別なクラスの時空で達成できることがわかり、無限遠で渦度と加速度がゼロになる観測者の非せん断合同を認めます。アプリケーションとして、FLRW、カー、NUT時空、ファンシュトックムの回転するダストシリンダー、回転する宇宙のひもを検討し、最後に、いわゆるバラシングルミラー(BG)モデルの正体を暴き、銀河の回転曲線は暗黒物質を必要とせずに、重力磁気効果によって説明できます。BG時空は、銀河モデルとしては完全に不適切であることが示されています。そのダストは、漸近慣性フレームに対して実際には静的であり、その重力磁気効果は、軸に沿った非物理的な特異点(回転する宇宙ストリングと組み合わされた一対のNUTロッド)から生じます。)、そして得られた回転曲線は単に基準座標系の無効な選択(特異点によって引きずられているゼロ角運動量観測者の一致)によるものです。
コンパクト連星の電磁場：ポストニュートンアプローチ
| Title |
Electromagnetic_fields_in_compact_binaries:_a_post-Newtonian_approach |
| Authors |
Quentin_Henry_and_Fran\c{c}ois_Larrouturou_and_Christophe_Le_Poncin-Lafitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.17536 |
銀河連星、特に二重白色矮星系は、将来のLISAおよびアインシュタイン望遠鏡検出器の重要な情報源となるでしょう。現在のLIGO-Virgo-KAGRAネットワークで観測されているブラックホールとは対照的に、そのような天体は強力な磁場を持っており、重力波放出にある程度の痕跡を残すことが当然予想されます。したがって、この作業の目的は、特に二重白色矮星系に適応した、ポストニュートン(PN)フレームワーク内のそれらの痕跡を研究することです。そのために、星の電磁気構造全体を考慮した有効な作用を構築し、それを双極子秩序に指定します。このアクションを手元に置いて、一般的な電気双極子と磁気双極子の加速度とネーター量を相対2PN次数で計算します。最後に、物理的に関連するシステムに焦点を当てて、軌道周波数、エネルギー、角運動量に対する磁気効果が重要であることを示し、以前の研究の結論を確認します。
