混成インフレーションにおける原始ブラックホール形成について
ハイブリッドインフレーションモデルのウォーターフォール相転移中に生成される大きな曲率摂動からの原始ブラックホール(PBH)形成のシナリオを再検討します。文献で考慮されている最小限のセットアップでは、PBHの質量と存在量は相関しており、天体物理学的サイズのPBHは過剰生産される傾向があります。これは、曲率摂動の長さスケールが長い(またはPBH質量が大きい)と、よりフラットなポテンシャルを持つ長いウォーターフォールレジームが必要になり、その結果、曲率摂動が過剰生成されるためです。ただし、この論文では、インフレトンポテンシャルの高次元項がウォーターフォール相転移中のダイナミクスに影響を与えることを議論し、オーダー$10^{17\text{--}23}\,{\rmg}$(暗黒物質全体を説明できる)は、既存の制約と一貫して、いくつかのパラメーター空間で形成できます。このシナリオは、LISAなどの将来の重力波実験によってスカラー摂動から誘導される重力波を観察することによってテストできます。
CMB、ISW、および銀河密度マップのフィールドレベルのマルチプローブ分析
宇宙探査からの情報の抽出は、多くの場合、2段階のプロセスで行われます。つまり、マップの作成と、2点関数などの要約統計です。シミュレーションを使用して、フィールドレベルでさまざまな宇宙論的実験を一貫して組み合わせ、マップと宇宙論的パラメーターの両方を再構築する一般的なベイジアンフレームワークの利点を示します。この方法を適用して、原始CMB、統合されたサックスウルフ効果、および6つの断層銀河密度マップを大規模な全天で、いくつかの宇宙論的パラメーターとともに共同で再構築します。従来の最大事後推定量には2ポイントレベルとフィールドレベルの両方のバイアスがありますが、新しいアプローチは偏りのない宇宙論的制約をもたらし、マップの信号対雑音比を改善します。
エネルギー運動量二乗重力における摂動の成長
球面崩壊(SC)形式を使用して、実際の現象学的用語では、宇宙論の\LambdaCDMモデルの拡張として想像できるエネルギー運動量二乗重力(EMSG)に対する物質過密度の線形進化を調査します。基礎となるモデルは、依然として宇宙定数を持ちながら、一般相対性理論の非線形物質拡張であり、高エネルギー領域、つまり初期宇宙で支配的な修正項を含んでいます。宇宙定数の存在下でのフリードマン・ロバートソン・ウォーカー(FRW)バックグラウンドを考慮すると、宇宙の初期段階での摂動の成長に対するEMSGから生じる変更の影響がわかります。EMSGのモデルパラメーターの可能な負の値と正の値の両方を考慮することによって、線形摂動のレベルでの物質密度コントラストと成長関数の進化におけるその役割について説明します。EMSGは\LambdaCDMと区別できるインプリントを残しますが、ESMGモデルパラメーターの負の範囲は適切に動作しておらず、モデルのパラメーター空間に異常があることを示しています。この点に関して、EMSGの枠組みで銀河団の数を評価するために、重力崩壊天体(または暗黒物質のハロー)の数の分析を同等に提供します。\LambdaCDMモデルと比較して、銀河団の数が減少することを示しています。構造形成の階層モデルと一致して、EMSG宇宙論では、より大規模な構造はより少ない量であり、後の時間で形成されることを意味します。
弱いレンズ効果によるマルチスケール銀河団の高速検出: 大量選択されたサンプルに向けて
| Title |
Fast_multiscale_galaxy_cluster_detection_with_weak_lensing:_towards_a_mass-selected_sample |
| Authors |
G._Leroy,_S._Pires,_G.W._Pratt,_C._Giocoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01812 |
進行中および将来の広視野光学調査によって達成される感度と広い範囲により、弱いレンズ効果(WL)信号を介して一意に増加する銀河団の検出が可能になります。これにより、前例のない量のデータをより迅速かつ効率的に分析するための新しい方法の開発が促進されます。ここでは、収束マップへのウェーブレットフィルターの適用に基づく新しいマルチスケールWL検出方法を紹介します。実空間およびフーリエ空間でのせん断へのアパーチャ質量フィルターの適用に基づいて、一般的に使用される4つの単一スケールアプローチから得られた結果と結果を比較します。メソッドは、DUSTGRAINパスファインダーシミュレーションからのEuclidのようなモックで検証されます。WLによる検出の理論的な信号対雑音比とフィルターサイズを考慮した新しいマッチング手順を導入します。フィルターを完全に分析し、検出されたカタログの純度と完全性を比較します。検出が実空間とフーリエ空間で行われ、アルゴリズムがせん断と収束に適用されると、同等の結果が得られることを示します。収束に適用されるマルチスケール法は、せん断に適用されるシングルスケール法よりもクラスターの検出において高速で効率的であることを示します。最新のアパーチャ質量フィルターと比較して、同じ純度を維持しながら、検出数が25%増加しました。検出されたカタログを分析し、マッチング手順の効率を定量化します。特に、マルチスケール法による検出の5%未満が視線方向のアライメントに起因する可能性があることを示しています。この方法は、近い将来利用可能になる、より感度が高く、より広い範囲の光学的調査にうまく適応しており、総物質含有量によって選択されるサンプルにできるだけ近いクラスター化への道を開きます。
兄弟のライバル関係: SNeIa の多様性とハッブルの緊張
熱核超新星、またはIa型超新星(SNeIa)は、宇宙論の重要なツールです。正確な宇宙論的制約は、均一距離指標によって定義されるハッブル図から抽出されますが、超新星の均一性は保証されません。SNeIa親集団内の異質性の程度は不明です。さらに、イベントの選択と標準化の手順は、基本的な熱核特性ではなく、経験的で光学的に測定された観測量に基づいています。体系化は、多様な親集団からのイベント選択の自然な結果です。SNeIaを宇宙探査機として最適化するためには、多様性主導の系統学の影響を定量化することが重要です。この作業では、経験的な観測量を使用して、以前は特定されていなかった多様性に起因する体系的な不確実性を調整します。このアプローチの基礎は、「超新星兄弟」、つまり同じ親銀河によってホストされる2つ以上の超新星の概念です。兄弟ベースのキャリブレーションは、超新星間の固有の違いを分離します。それらは、ソース距離とホスト銀河の依存関係を制御します。新たに較正された距離係数の不確実性は、以前に報告されたものよりも約1桁大きい.これらの不確実性の物理的起源は、SNeIaの原因となる多様な熱核シナリオと、この多様性によって引き起こされる不均一な見かけの大きさに起因すると考えられている.戦略が議論されている.パンテオン+SNeIaデータセットの再解析から抽出された宇宙論的パラメーターの制約は、以前に報告されたものよりも弱い.からのハッブル張力の減少を含む、$\Lambda$CDM宇宙論に対して初期宇宙パラメーター推定値との一致が達成される.$\sim$5$\sigma$から<1$\sigma$まで。
ローマ宇宙望遠鏡による再電離時代の制約とライマンアルファエミッターのボイド確率関数
| Title |
Constraints_on_the_Epoch_of_Reionization_with_Roman_Space_Telescope_and_the_Void_Probability_Function_of_Lyman-Alpha_Emitters |
| Authors |
Lucia_A._Perez,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads,_Isak_G.B._Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01837 |
我々は、VoidProbability関数(VPF)によって測定されたLy$\alpha$エミッターのクラスタリングと、それがさまざまなイオン化シナリオの下でどのように進化するかを定量化するために、イオン化された銀河間媒体のさまざまな割合を持つライマンアルファエミッターの大規模なシミュレーションを使用します。将来のナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡を使用した詳細な分光調査で、これらのシナリオをどれだけうまく区別できるかを定量化します。ローマンは、少なくとも$10^{-17}$ergsec$^{-1}$の感度で$7<z<12$の間でLy$\alpha$エミッターのブラインド分光調査を継続的に実施できるため、視野から、銀河間物質(IGM)の電離のペースだけでなく、再電離の時期も測定できます。おおよそ1、4、および16deg$^2$をカバーする深いローマンサーベイを比較し、VPFがこれらのサーベイで見つける可能性のある再イオン化の制約を定量化します。1deg$^2$のサーベイは、VPFで$z=7.7$付近の3$\sigma$への非常に遅い再電離と初期の再電離を区別します。4deg$^2$測量のVPFは、$7<z<9$の間のいくつかの赤方偏移で、$>3-4\sigma$で遅い対\高速、および早い対\遅い再イオン化を区別できます。ただし、13-16deg$^2$の調査により、VPFは再電離の時代全体でいくつかの堅牢な制約($>5-8\sigma$)を与えることができ、IGMの再電離の詳細な履歴が得られます。およびLyman-$\alpha$エミッタクラスタリングへの影響。
ダーク エネルギー調査超新星プログラム: 波長依存の大気効果による測光の補正
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program:_Corrections_on_photometry_due_to_wavelength-dependent_atmospheric_effects |
| Authors |
J._Lee,_M._Acevedo,_M._Sako,_M._Vincenzi,_D._Brout,_B._Sanchez,_R._Chen,_T._M._Davis,_M._Jarvis,_D._Scolnic,_H._Qu,_L._Galbany,_R._Kessler,_J._Lasker,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_S._Kent,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_K._Reil,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01858 |
波長に依存する大気効果は、地上観測の測光超新星フラックス測定に影響を与えます。ダークエネルギー調査超新星プログラムの5YRサンプル(DES-SN5YR)からの超新星フラックス測定値の微分色屈折(DCR)と波長依存シーイングの補正を提示し、宇宙パラメータ$w$と$\Omega_mへの影響を示します。$.Ia型超新星(SNeIa)の$g-i$色を使用して、DCRによって引き起こされる天文オフセットを定量化し、GalSIMパッケージを使用して点像分布関数(PSF)をシミュレートして、DCRと波長依存シーイングでPSFの形状を予測します。光度補正を計算し、DES-SN5YRフォトメトリックパイプラインによって計算された光度に適用します。DES-SN5YR解析では、アストロメトリックオフセットとPSF形状の変化を考慮しないと、それぞれ$+0.2$mmagと$-0.3$mmagの平均バイアスが生じ、標準偏差は$0.7$mmagと$2.7$になることがわかります。すべての赤方偏移を通じて、すべてのDES観測帯域(\textit{griz})にわたるmmag。DCRとシーイング効果が考慮されていない場合、$w$と$\Omega_m$はそれぞれ$0.004\pm0.02$と$0.001\pm0.01$よりも低く、$0.02$と$0.01$が$1\sigma$の統計的不確実性。これらのバイアスはDES-SN5YRサンプルの制約を制限しないことがわかっていますが、統計値がはるかに高く、系統性が低く、特に$u$バンドで観測される将来の調査では、波長に依存する大気の影響があるため、これらの修正が必要になります。短波長ほど大きくなります。また、私たちの方法の限界と、将来の調査でそれらをより適切に説明する方法についても説明します。
多成分暗黒物質における運動緩和とボーズ星形成-I
波動力学を使用して、一般的な多成分シュリンガー・ポアソン(SP)システムの運動領域におけるボーズ・アインシュタイン凝縮体/ボーズ星の出現時間スケールを推定します。拡散のいくつかの効果を特定し、波運動ボルツマン方程式の摩擦片(摂動理論の主要な順序で)と凝縮体の運動核生成速度の推定値を提供します.多成分SPシステムの完全な$3+1$次元シミュレーションを使用して解析をテストします.アプリケーションに目を向けて多成分の暗黒物質に対して、我々は2つの一般的なケースを詳細に調査します.1つ目は、$N=2s+1$成分(スカラー$s=0$、ベクトル$s=1$、テンソル$s)を持つ巨大なスピン$s$フィールドです。=2$).さまざまなコンポーネントの民主的な母集団の場合、凝縮時間スケールは$\tau_{(s)}\approx\tau_0\timesN$であることがわかります.ここで、$\tau_0$はスカラーの場合.2つ目は,異なるボソン質量を持つ2つのスカラーの場合です.この場合,凝縮時間がそれらの平均質量密度とボソン質量の比率にどのように依存するかをマッピングし,コンポーネント間の競合と支援を明らかにします.どのコンポーネントが最初に凝縮するかをガイドします。たとえば、$m_1<m_2$であり、質量密度があまり異ならない場合、最初の種の凝縮の時間スケールが$m_2/m_1$からすぐに独立することを確認しますが、平均数密度が等しい場合、出現時間スケールは減少します。$m_2/m_1$の増加に伴い。
単一フィールド インフレーションからの原始ブラック ホール: 微調整監査
| Title |
Primordial_black_holes_from_single-field_inflation:_a_fine-tuning_audit |
| Authors |
Philippa_S._Cole,_Andrew_D._Gow,_Christian_T._Byrnes,_Subodh_P._Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01997 |
すべての単一フィールドインフレーションモデルは、宇宙観測を説明するために、さまざまな程度のチューニングを呼び出します。小規模スケールでの原始パワーの増強から原始ブラックホール(PBH)を生成するメカニズムは、さまざまなモードにわたってスケールの不変性とおそらく断熱性を一時的に破るインフレーションの可能性を仮定しています。これには、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性によって調査されるスケールでの観測を考慮するために必要な調整に加えて、追加の調整が必要です。この論文では、小さなスケールで出力を高め、特定の観測量が指定された範囲内に収まるようにモデル構築の係数を調整する必要がある程度を定量化する、インフレのさまざまな単一フィールドモデルのパラメトリック依存性を研究します。重要な調整が見つかりました。ポテンシャルのパラメーターを100分の1から$10^8$の1分の1の間で変更すると(モデルによって異なります)、パワースペクトルのピーク振幅を1桁変更するのに十分です。PBH存在量の微調整は、さらに1～2桁大きい。この調整によって、特定のモデル構築に課せられる課題を強調します。さらに、多項式ポテンシャルは、CMBの観測結果と一致させるために、大幅な追加の微調整が必要になるようです。
von Zeipel-Lidov-Kozai 振動のハミルトニアン
フォンツァイペル-リドフ-コザイ振動または階層的三重系のZLK振動の古典的な解析で使用されるハミルトニアンは、内側と外側の両方の天体の軌道で平均化された、固定軌道上の離れた天体からの四重極ポテンシャルに基づいています("double-平均化」）。この近似は誤解を招く可能性があります。これは、対応するハミルトニアンが外側連星の軌道に垂直な内側連星の角運動量の成分を保存するため、システムがアクセスできる位相空間の体積が制限されるためです。この欠陥は、通常、八重極ポテンシャルの効果を含めるか、外側の軌道が内側の軌道の変化に応答できるようにすることによって修正されます。ただし、さまざまな天体物理システムでは、非線形摂動はこれらの効果と同等かそれ以上です。非線形摂動の長期的な影響は、ブラウンのハミルトニアンと呼ばれる追加のハミルトニアンによって記述されます。ブラウンのハミルトニアンの少なくとも3つの異なる形式が文献に記載されています。3つすべてがゲージ自由度によって関連していることを示しますが、1つは他のものよりもはるかに単純です.トリプルシステムにおけるZLK振動の調査には、ブラウンのハミルトニアンを含める必要があると主張します。
コンパクトで長寿命の惑星誘起渦を形成する方法：VSI、惑星移動、または再トリガー、ただしフィードバックは除く
| Title |
How_to_form_compact_&_other_longer-lived_planet-induced_vortices:_VSI,_planet_migration,_or_re-triggers,_but_not_feedback |
| Authors |
Michael_Hammer,_Min-Kai_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01674 |
惑星誘起渦の過去の計算研究は、これらの渦に関連するダストの非対称性が十分に長続きする可能性があることを示しており、原始惑星系円盤のmm/sub-mm観測では非常にまれではあるが、はるかに一般的である.観測された非対称性には、コンパクトなものから細長いものまで、さまざまな方位範囲がありますが、計算上の研究では、惑星によって引き起こされる渦が優先的に引き伸ばされる必要があることが示されています。この研究では、2次元および3次元の流体力学シミュレーションを使用して、ダストの非対称性が実際に長寿命または長寿命であるべきかどうかをテストします。以前の研究よりも高い解像度(スケールの高さあたり29セル)により、質量の大きい惑星が再形成を引き起こした場合、または渦からの小さなコンパクトな渦によってシードされた場合、コンパクトなコアを開発することにより、渦をよりコンパクトにすることができることがわかりました。垂直せん断不安定性(VSI)ですが、これまで一般的に予想されていた3Dでのダストフィードバックによるものではありません。コンパクトな渦またはコアを備えたケースは、寿命も長くなります。引き伸ばされた渦でさえ、質量の大きい惑星の場合、または関連する惑星が移動できる場合は、寿命が長くなる可能性があります。後者は、惑星が渦から離れて移動するにつれて、ダストの非対称性が崩壊するのを止める可能性があります。これらのより長いダストの非対称性寿命は、観測とさらに矛盾しており、おそらく円盤がまだ中間量の有効粘度を持っていることを示唆しています.
COフラックスによる原始惑星系円盤の進化のテスト。 Lupus と Upper Sco の概念実証
| Title |
Testing_protoplanetary_disc_evolution_with_CO_fluxes._A_proof_of_concept_in_Lupus_and_Upper_Sco |
| Authors |
Francesco_Zagaria,_Stefano_Facchini,_Anna_Miotello,_Carlo_F._Manara,_Claudia_Toci_and_Cathie_J._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01760 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)は、原始惑星系円盤に関する私たちの理解に革命をもたらしました。ただし、利用可能なデータは、基になるディスクの進化メカニズム(粘度またはMHD風)についてまだ決定的な答えを与えていません。主に円盤サイズの分析に基づく現在の結果を改善することは困難です。なぜなら、より大きく、より深く、より高い角度分解能の調査が必要になるためです。これはALMAでも禁止される可能性があります。このレターでは、$^{12}$COフラックスに基づいてディスクの進化を研究する別の方法を紹介します。実際、フラックスは、サイズと同じディスクの物理化学的プロセスを追跡しながら、時間のかからない低解像度の観測を使用して容易に収集できます。$^{12}$COが光学的に厚いと仮定すると、フラックスはディスクの表面積に比例します。.$^{12}$COフラックスを計算するための半分析モデルを開発し、DALI熱化学モデルの結果に対してベンチマークを行い、3倍以内で一致を回復しました。概念の証明として、サイズではなくフラックスを調査する際に、1.3倍(Lupus)および3.6倍(UpperSco)のサンプル増加を利用して、モデルをLupusおよびUpperScoデータと比較しました。モデルとデータは、COの枯渇が考慮された場合にのみ一致します。ただし、初期条件の不確実性により、観測結果の解釈が制限されました。私たちの新しい方法を使用して、将来のアドホックな観測戦略を設計し、より良いデータを収集し、ディスクの進化に関する決定的な答えを得ることができます。
LHS 475 b: 近くのM型矮星を周回する金星サイズの惑星
| Title |
LHS_475_b:_A_Venus-sized_Planet_Orbiting_a_Nearby_M_Dwarf |
| Authors |
Kristo_Ment,_David_Charbonneau,_Jonathan_Irwin,_Jennifer_G._Winters,_Emily_Pass,_Avi_Shporer,_Zahra_Essack,_Veselin_B._Kostov,_Michelle_Kunimoto,_Alan_Levine,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01920 |
TESSによる測光観測に基づいて、太陽から12.5pcに位置するM3矮星であるLHS475を通過する金星サイズの惑星の発見を提示します。星の質量は$0.274\pm0.015~\rm{M_{Sun}}$です。元々TOI910.01として報告されたこの惑星の公転周期は$2.0291025\pm0.0000020$日で、推定半径は$0.955\pm0.053~\rm{R_{Earth}}$です。5つの個々のトランジットのMEarth地上ベースのフォローアップ測光により、トランジット信号の有効性とソースを確認します。大規模な仲間を除外するCHIRONからの視線速度データを提示します。観測された太陽系外惑星の質量半径分布と惑星形成理論に従って、この金星サイズの伴星は地球型であり、推定RV半振幅は1.0m/sに近いと予想されます。LHS475bは居住するには温度が高すぎる可能性がありますが、発光および透過分光法に適した候補です。
Aegaeon の軌道と 7:6 Mimas-Aegaeon 共鳴
Aegaeon(S/2008S1)は、2000年代の終わりにカッシーニ探査機によって発見された最後の衛星です。衛星MethoneとAntheのように、中型のMimasとの平均運動共鳴に関与しています。この作業では、ミマスと土星の偏平性による共鳴、永年および長期の摂動、およびテティスの影響を特定する、アイガイオンの現在の軌道の詳細な分析を行います。このタスクのために、Aegaeonのクローンを表す小さな天体の集合体の完全な運動方程式の数値シミュレーションを何千回も実行します。7:6Mimas-Aegaeon共鳴のドメインを長半径と離心率の位相空間にマッピングしました。カオス層に囲まれた7:6共回転共鳴に関連する規則的な運動が支配する広い領域が表示されます。エイガイオンは現在、共鳴の周期軌道の非常に近くに位置しており、長半径$\sim168,028$kmを中心として離心率$\sim0.025$まで広がっています。Aegaeonの現在の軌道には、7:6共鳴による離心率の重要な強制成分があることを示します。エイガイオンの軌道傾斜角は、ミマスの長期的な摂動により、無視できない強制的な値を持っています。これらの2つの強制モードは、複数の共鳴の共存を必要とせずに、エーガイオンの複雑な摂動軌道を説明します。
EnVision と VERITAS を使用した金星のデュアル X/Ka バンド電波掩蔽から硫黄種の存在量を取得するためのアプローチ
| Title |
Approaches_for_Retrieving_Sulfur_Species_Abundances_from_Dual_X/Ka_Band_Radio_Occultations_of_Venus_with_EnVision_and_VERITAS |
| Authors |
Alex_B._Akins,_Tatiana_M._Bocanegra-Baham\'on,_Kuo-Nung_Wang,_Panagiotis_Vergados,_Chi_O._Ao,_Sami_W._Asmar,_Robert_A._Preston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.02006 |
金星へのEnVisionとVERITASのミッションは、金星の大気の電波掩蔽研究を実施するために使用できるXおよびKaバンド通信チャネルで飛行します。以前のSおよびXバンド掩蔽実験中のリンク減衰測定は、H$_2$SO$_4$蒸気存在量の垂直プロファイルを決定するために使用されていましたが、Kaバンドチャネルの追加により、H$_2$SOの存在量に対する感度が向上しました。$_4$エアロゾルとSO$_2$ガスで、デュアルバンド測定からの垂直プロファイルの取得が可能です。このような測定は、金星の大気の短期的および長期的な変動を支配する化学的および動的プロセスの評価において価値があります。この論文では、これらの大気成分に対するX/Kaバンドの電波減衰測定の感度、および将来の掩蔽実験からこれらの大気硫黄種を検索するための不確実性と正則化アプローチについて考察します。形状モデルと単純な大気輸送制約を使用して最尤推定検索をシードする方法を紹介します。シミュレートされた回収から、H$_2$SO$_4$蒸気、SO$_2$、およびH$_2$SO$に対して、0.5ppm、20ppm、および10mg/m$^3$のオーダーの平均誤差が得られます。_4$エアロゾル存在量、同時検索用。
雲同士の衝突におけるガスと星の運動学
分子雲の衝突をモデル化して、残骸に対する初期特性の役割を調査します。私たちの雲は、雲の約10分の1の密度の背景媒体で衝突して進化します。この比較的密度の高い背景が、衝突の残骸の進化にとって動的に重要であることを示しています。背景を通過する雲と残骸の動きを考慮して、動的境界条件を開発、実装、および導入します。初期の雲の質量、速度、内部乱流、衝突角度の影響を調査します。初期速度とその速度成分は、レムナントに最も大きな影響を与えます。これは残骸の空間的範囲に影響を与え、結果として生じる星団の数とそれらの質量の分布に影響を与えます。あまり拡張されていない残骸は、より少ないがより大規模なクラスターを持つ傾向があります。クラスターとは異なり、ガス分布は、初期条件(バルクガス特性の分布とガスクランプの両方)の影響を比較的受けません。一般に、雲の衝突は、動的に重要な背景媒体で流体力学的にモデル化された場合、初期条件に比較的鈍感です。
最も明るい、合併のない AGN は、バーの存在とのわずかな相関しか示していません
| Title |
The_most_luminous,_merger-free_AGN_show_only_marginal_correlation_with_bar_presence |
| Authors |
Izzy_L._Garland,_Matthew_J._Fahey,_Brooke_D._Simmons,_Rebecca_J._Smethurst,_Chris_J._Lintott,_Jesse_Shanahan,_Maddie_S._Silcock,_Joshua_Smith,_William_C._Keel,_Alison_Coil,_Tobias_G\'eron,_Sandor_Kruk,_Karen_L._Masters,_David_O'Ryan,_Matthew_R._Thorne,_Klaas_Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01260 |
活動銀河核(AGN)の燃料供給における大規模バーの役割は、銀河の合体がない場合のブラックホールの成長が累積的に支配的であり、ディスク(つまり、合体のない)銀河に実質的に影響を与える可能性があるという証拠が増えているにもかかわらず、依然として議論されています。進化。大規模な銀河バーが、合体のないAGN燃料供給の良い候補であるかどうかを調査します。具体的には、スリット分光法とハッブル宇宙望遠鏡の画像を組み合わせて、0.02<z0.024の明るいタイプ1AGNのサンプルの明確に円盤が優勢なホスト銀河の星形成率(SFR)と星の質量を特徴付けます。AGN信号を慎重に補正した後、AGNホストと、AGNを欠く星の質量が一致した銀河のサンプル（0.013<z<0.19）との間のSFRに明確な違いは見つかりませんでしたが、これはサンプルサイズが小さいためである可能性があります（n_AGN=34）。選択バイアスを最小限に抑えるためにSFRと星の質量を補正し、2つのサンプルの棒グラフを比較します。AGNは活動していない銀河よりバーをホストする可能性がわずかに(1.7$\sigma$)高く、AGNホストはバーの割合fbar=0.59^{+0.08}_{-0.09}を持ち、非活動銀河はバーを持つことがわかります。分数fbar=0.44^{+0.08}_{-0.09}。ただし、SFRおよび質量が一致したAGNと非アクティブなサンプルの間にそれ以上の違いはありません。バーは潜在的にAGN活動を引き起こす可能性がありますが、銀河の恒星質量またはSFRに対してそれ以上のユニークな効果はないようです。
PyNeb による原子データ評価: [Fe II] および [Fe III] の放射および電子衝撃励起率
| Title |
Atomic_Data_Assessment_with_PyNeb:_Radiative_and_Electron_Impact_Excitation_Rates_for_[Fe_II]_and_[Fe_III] |
| Authors |
Claudio_Mendoza,_Jos\'e_E._M\'endez-Delgado,_Manuel_Bautista,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Christophe_Morisset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01298 |
PyNeb1.1.16Pythonパッケージを使用して、[FeII]および[FeIII]のスペクトルモデリングに使用できる原子データセットを評価します。これには、準位エネルギー、A値、有効な衝突強度がリストされています。ほとんどのデータセットはソースから再構築され、観測および測定されたベンチマークと比較するために新しいデータセットが組み込まれます。[FeIII]の場合、デフォルトのデータセットを選択できる決定的な結果に到達しますが、[FeII]の場合、衝突データの顕著な温度依存性が抑止力になります。この依存性は主に$\mathrm{3d^7\a\,^4F_{9/2}}$準安定準位の非常に低い臨界密度によるもので、放射データと衝突データの両方に強く依存します。恒星連続体からの蛍光ポンピングによる可能性を排除することはできません。評価されたデータセットを含む新しいバージョンのPyNeb(1.1.17)がリリースされました。
| Title |
Probing_compact_dark_matter_objects_with_microlensing_in_gravitationally_lensed_quasars |
| Authors |
Petra_Awad,_James_H.H._Chan,_Martin_Millon,_Frederic_Courbin,_Eric_Paic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01320 |
重力レンズ効果を持つクエーサーの光度曲線におけるマイクロレンズ信号は、レンズ効果を持つ銀河の暗黒物質(DM)組成に光を当てることができます。ここでは、最新かつ最高のCOSMOGRAIL観測からの6つのレンズ付きクエーサーのサンプルを調査します:HE~1104$-$1805、HE~0435$-$1223、RX~J1131$-$1231、WFI~2033$-$4723、PG~1115$+$080、およびJ1206$+$4332であり、独立した画像ペアを組み合わせ、通常は10年にわたる合計8つのマイクロレンズ光度曲線を生成します。マイクロレンズ信号を調査して、恒星集団に関する標準的な仮定が測定信号の振幅を説明するのに十分であるかどうかを判断します。H0LiCOW/TDCOSMOコラボレーションから現在までで最も詳細なレンズモデルを使用して、シミュレートされたマイクロレンズ光曲線を生成します。最後に、コルモゴロフ-スミルノフテストに基づく方法論を提案して、データで観測されたマイクロレンズの振幅が最も標準的なシナリオと互換性があるかどうかを検証します。現在のサンプルを考えると、Hawkins(2020a)による以前の結果とは対照的に、標準的なシナリオを拒否できないことを示しています。レンズ付きクエーサーの光度曲線。さらに、恒星のマイクロレンズ効果を伴う標準的なシナリオと、平均質量$0.2M_{\odotのPBHなどのコンパクトな天体の形で銀河に含まれるすべてのDMを説明するシナリオとを区別するために必要なマイクロレンズ光度曲線の数を推定します。}$.ルービン天文台からの約900のマイクロレンズ曲線は、2つの極端なシナリオを95\%の信頼レベルで区別するのに十分であることがわかりました。
JWSTイメージングによって明らかにされたz〜2 ULIRGの多様な集団
| Title |
A_Diverse_Population_of_z_~_2_ULIRGs_Revealed_by_JWST_Imaging |
| Authors |
J.-S._Huang,_Zi-Jian_Li,_Cheng_Cheng,_Meicun_Hou,_Haojing_Yan,_S._P._Willner,_Y.-S._Dai,_X._Z._Zheng,_J._Pan,_D._Rigopoulou,_T._Wang,_Zhiyuan_Li,_Piaoran_Liang,_A._Esamdin,_and_G._G._Fazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01378 |
CosmosEvolutionEarlyReleaseScienceプログラムでJWST/NIRcamで観測された4つの超高輝度赤外線銀河(ULIRG)は、$z\approx2$ULIRG集団の偏りのないプレビューを提供します。天体はもともと24$\mu$mで選択され、スピッツァー/IRSで観測された強い多環式芳香族炭化水素の放出特徴を持っています。4つの天体は${\sim}10^{11}$M$_\odot$という同様の恒星質量を持っていますが、それ以外は非常に多様です。1つは孤立した円盤銀河ですが、X線観測や明るい点源核によって示されるように活動核を持っています。他の2つは、質量比が6～7:1のペアをマージしています。1つは両方の成分に活動核を持っていますが、もう1つは1つの活動核しか持っていません。4番目の天体は塊状で不規則で、おそらく合体ですが、活発な核の兆候はありません。これらのシステムの4つのAGNの固有スペクトルエネルギー分布は、タイプ2QSOの典型です。この研究は、内部プロセスが$z\sim2$で大きな光度を生み出すことができたとしても、最も明るい天体には銀河の合体が依然として必要かもしれないという考えと一致しています。これら4つの最初の例の多様性は、$z\approx2$ULIRG母集団を理解するには大きなサンプルが必要であることを示唆しています。
SOFIA による天の川の巨大な HII 領域の調査: V. DR7 および K3-50
| Title |
Surveying_the_Giant_HII_Regions_of_the_Milky_Way_with_SOFIA:_V._DR7_and_K3-50 |
| Authors |
James_M._De_Buizer_(1),_Wanggi_Lim_(1),_James_T._Radomski_(1),_Mengyao_Liu_(2)_((1)_SOFIA-USRA,_(2)_U._Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01390 |
DR7とK3-50の詳細な分析とともに、天の川巨星HII(GHII)領域の中赤外線画像調査から得られた5番目の結果を提示します。赤外線天文台(SOFIA)の成層圏天文台でFORCAST装置を使用して、両方の領域の20/25および37umのイメージングマップを取得しました。以前の多波長観測と組み合わせてデータを使用して、DR7とK3-50のマルチスケール特性を調査します。個々のコンパクトな赤外線源の近赤外線から遠赤外線のスペクトルエネルギー分布が構築され、大規模な若い星のオブジェクト(MYSO)モデルに適合しました。K3-50では10個のコンパクトなソースのうち8つ(80%)、DR7では4つのうち3つ(75%)のソースがMYSOである可能性が高いことがわかります。DR7とK3-50の拡張電波サブ領域の光度対質量比を導き出し、それらの相対年齢を推定しました。K3-50のサブ領域の進化状態の大きな広がりは、星形成複合体が複数の星形成イベントを経て、時間的により広く分離されたことを示している可能性が高いのに対し、DR7の小さな広がりは、星形成のサブ領域を示している可能性が高いより共同評価されます。DR7とK3-50のライマン連続光子率は、GHII領域として分類される正式なしきい値基準(10^50光子/秒)をわずかに上回っていますが、この分類が不確かなほど大きな誤差があります。赤外線で他の観測特性を測定することにより、K3-50は以前に研究した真正なGHII領域に似た特性を持っているのに対し、DR7は以前に研究した非GHII領域の値に似た値を持っていることがわかりました。
GLASS-JWST XXII からの初期の結果: 3 $<$ z $<$ 6 でのライマン アルファ放出銀河のレスト フレーム UV 光学スペクトル特性
| Title |
Early_Results_from_GLASS-JWST_XXII:_Rest_frame_UV-optical_spectral_properties_of_Lyman-alpha_emitting_galaxies_at_3_$<$_z_$<$_6 |
| Authors |
Namrata_Roy,_Alaina_Henry,_Tommaso_Treu,_Tucker_Jones,_Gonzalo_Prieto-Lyon,_Charlotte_Mason,_Tim_Heckman,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Sara_Mascia,_Marusa_Bradac,_Eros_Vanzella,_Claudia_Scarlata,_Kit_Boyett,_Michele_Trenti,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01437 |
Ly$\alpha$放出は、おそらくLyman連続体(LyC)の脱出を間接的に診断する最良の方法です。Ly$\alpha$光子の脱出を促進する条件は、LyC光子の脱出を可能にする条件と同じであることが多いからです。この作業では、3$<$z$<$6での11のLy$\alpha$放射銀河の残りのUV光学スペクトル特性を提示します。これは、極端なIGM減衰を回避するために選択された最適な赤方偏移範囲であり、同時に十分に近い銀河を研究します。再イオン化の時代へ。JWST/NIRSpecとMUSEデータを組み合わせた分析から、Ly$\alpha$脱出率を提示し、Ly$\alpha$脱出を促進する可能性のある銀河の他の物理的特性との相関関係を調べます。私たちの銀河は質量が小さく($\rmlog_{10}\M_{\star}<9.5\M_{\odot}$のサンプルの80\%)、コンパクトなサイズ(中央値$\rmR_e\sim0.7\kpc$)、低ダスト含有量、中程度の[OIII]/[OII]フラックス比(平均$\sim$6.8$\pm$1.2)、および中程度のLy$\alpha$エスケープ率(平均$\rmf_{esc}^{Ly\alpha}\\sim$0.11)。私たちのサンプルは、高赤方偏移集団の「類似物」と呼ばれる、Ly$\alpha$放射を伴う低赤方偏移銀河と広く一致する特徴を示しています。サンプルのライマン連続体脱出率は低い(0.03～0.07)と予測されますが、これらの傾向を確認するには、再イオン化後のエポックでより大きなサンプルが必要です。
$^{18}$O$/^{17}$O 視差距離のある巨大な星形成領域のサンプルに対する存在比
| Title |
$^{18}$O$/^{17}$O_abundance_ratio_toward_a_sample_of_massive_star_forming_regions_with_parallax_distances |
| Authors |
Chao_Ou,_Junzhi_Wang,_Siqi_Zheng,_Juan_Li,_Donatella_Romano,_Zhi-Yu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01610 |
$^{18}$O$/^{17}$O存在比は、原則として、銀河の化学的濃縮に対する大質量星と低質量星から中質量星の相対的な寄与を推定するための強力なツールです。51個の大質量星形成に向けたC$^{18}$OとC$^{17}$O1-0の同時観測から得られた$^{18}$O$/^{17}$O比を提示するInstitutdeRadioastronomieMillim\'etrique(IRAM)の30メートルの望遠鏡がある地域。HC$^{18}$O$^{+}$1-0とHC$^{17}$O$^{+}$1-0のイエベス40m望遠鏡によるこのサンプルからの5つのソースへの同時観測は、また、異なる同位体ペアから導出された$^{18}$O$/^{17}$O比の一貫性をテストするためにも行われました。改善された測定値から、文献の以前の研究よりも誤差が小さくなり、ガラクトセントリック距離の増加に伴って$^{18}$O$/^{17}$O比が増加するという明確な傾向が得られました(D$_{GC}$)、銀河の化学進化(GCE)モデルに重大な制約を提供します。観測されたC$^{18}$O/C$^{17}$O1-0勾配を説明するには、現在のGCEモデルを改善する必要があります。
分子雲の密度を予測するための拡散確率モデルのノイズ除去
| Title |
Denoising_Diffusion_Probabilistic_Models_to_Predict_the_Density_of_Molecular_Clouds |
| Authors |
Duo_Xu,_Jonathan_C._Tan,_Chia-Jung_Hsu,_Ye_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01670 |
投影された質量表面密度マップから巨大分子雲(GMC)の体積密度または数密度を推測する方法として、最先端のディープラーニングノイズ除去拡散確率モデル(DDPM)を紹介します。さまざまなグローバル磁場強度と大規模ダイナミクス、つまり非衝突および衝突GMCを使用した磁気流体力学シミュレーションを採用しています。すべてのシミュレーションについて、さまざまな視野角から、質量表面密度マップとそれに対応する質量加重数密度マップの両方で拡散モデルをトレーニングします。拡散モデルのパフォーマンスを、より伝統的な経験的な2成分および3成分のべき乗法フィッティング法と、より伝統的なニューラルネットワーク機械学習アプローチ(CASI-2D)と比較します。拡散モデルは、他の方法によるものと比較して、数密度の予測精度を1桁向上させると結論付けています。おうし座と赤外線暗雲(IRDC)G28.37+0.07およびG35.39-0.33のいくつかの例の天文列密度マップに拡散法を適用して、それらの平均体積密度のマップを生成します。
Gaia DR3 を使用した天の川銀河のミラ変数の周期と光度の関係: $H_0$ のさらなる距離アンカー
| Title |
The_period--luminosity_relation_for_Mira_variables_in_the_Milky_Way_using_Gaia_DR3:_a_further_distance_anchor_for_$H_0$ |
| Authors |
Jason_L._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01671 |
GaiaDR3視差を使用して、視差ゼロ点の変動と視差の過小評価を説明する確率モデルを使用して、2MASS$J$、$H$、および$K_s$バンドのOに富むMira変数の予備期間-光度関係を較正します。不確実性。導出された関係は、大小マゼラン雲、いて座矮小球状銀河、球状星団メンバー、VLBI視差を持つ天の川ミラ変数のサブセットについて測定された関係と比較されます。天の川の線形$JHK_s$関係はわずかに急勾配であり、対応するLMC関係よりも短期間で暗いため、近赤外線での個体数効果が以前の観測研究で主張されているよりもおそらく大きいことを示唆しています。ミラ変光星のガイアアストロメトリーのモデルは、固有の光中心のゆらぎと、現在のデータ削減のアストロメトリックソリューションでの平均光度測定の使用にもかかわらず、回復された視差は平均して偏りがなく、最も近い星の不確実性が過小評価されていることを示唆しています。$\nu_\mathrm{eff}=1.25\,\mu\mathrm{m}^{-1}$で評価された推奨GaiaEDR3視差ゼロポイント補正には、最小限の値が必要です($\lesssim5\,\mu\mathrm{as}$)より赤い5パラメーターソースの補正が、より赤い6パラメーターソースの視差を過剰に補正し、視差の不確実性が過小評価され、最大でも$G\approx12.5\で係数$\sim1.6$になります。mathrm{mag}$.導出された周期と光度の関係は、Ia型ホスト銀河NGC1559のミラ変数のアンカーとして使用され、$H_0=(73.7\pm4.4)\,\mathrm{km\,s}^{-1}を見つけます。\mathrm{Mpc}^{-1}$.
初期段階の 70 \μ m の暗い高質量塊 (ASHES) の ALMA サーベイ。 VIII.埋め込まれた高密度コアのダイナミクス
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_\mu_m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._VIII._Dynamics_of_Embedded_Dense_Cores |
| Authors |
Shanghuo_Li,_Patricio_Sanhueza,_Qizhou_Zhang,_Garay_Guido,_Giovanni_Sabatini,_Kaho_Morii,_Xing_Lu,_Daniel_Tafoya,_Fumitaka_Nakamura,_Natsuko_Izumi,_Ke\'nichi_Tatematsu_and_Fei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01718 |
ASHES調査の一部として観察された12のIRDCに埋め込まれた294のコアの動的特性を提示します。原始星核は、前星核よりもガス質量、表面密度、柱密度、および体積密度が高く、前星から原始星への核質量の成長を示しています。ビリアルパラメーター($\alpha$)測定値を持つコアの約80%が重力に拘束されている($\alpha$<2)ことがわかります。また、コアの質量とビリアルパラメーターの間に反相関関係があることもわかりました。大規模なコアは平均してビリアルパラメーターが低くなります。原始星のコアは、前星のコアよりも重力的に束縛されており、平均ビリアルパラメータはそれぞれ1.2と1.5です。観測された非熱速度分散(N$_{2}$D$^{+}$またはDCO$^{+}$から)は、乱流が連続的に注入されるシミュレーションと一致しています。速度分散は、駆動乱流シミュレーションまたは減衰乱流シミュレーションとは一致しません。前星から原始星のコアへの線速度分散に有意な増加は見られず、これらの重水素化分子によって追跡されるコア内の高密度ガスは、ASHESで追跡される初期の進化段階での流出活動から注入される乱流によってまだ深刻な影響を受けていないことが示唆されます。最も大規模なコアは自己重力が強く、質量の小さいコアよりも表面密度、マッハ数、および速度分散が大きくなります。密度の高いコアは、密度の低いエンベロープに比べて速度の大幅なシフトはありません。これは、密度の高いコアがエンベロープと一緒に移動していることを示唆しています。観測されたコア特性は、「コア供給」シナリオよりも「クランプ供給」シナリオの予測とより一致していると結論付けています。
初期段階にある 70 の $\mu$m 暗黒高質量塊 (ASHES) の ALMA サーベイ。 IX. IRDC におけるコアの物理的特性と空間分布
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_$\mu$m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._IX._Physical_Properties_and_Spatial_Distribution_of_Cores_in_IRDCs |
| Authors |
Kaho_Morii,_Patricio_Sanhueza,_Fumitaka_Nakamura,_Qizhou_Zhang,_Giovanni_Sabatini,_Henrik_Beuther,_Xing_Lu,_Shanghuo_Li,_Guido_Garay,_James_M._Jackson,_Fernando_A._Olguin,_Daniel_Tafoya,_Ken'ichi_Tatematsu,_Natsuko_Izumi,_Takeshi_Sakai_and_Andrea_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01757 |
赤外線暗雲(IRDC)に見られる初期条件は、大質量星と星団がどのように形成されるかについての洞察を提供します。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)の12mおよび7mアレイを使用してモザイク化された39個の巨大なIRDC塊に対して、高角度分解能および高感度観測を実施しました。ターゲットは、70$\mu$m暗黒質量(220-4900$M_\odot$)、高密度($>$10$^4$cm$^{-3}$)、および寒冷($\sim$10-20K)です。)2～6kpcの距離にある塊。1.3mmのダスト連続体放出を使用して、質量が0.05から81$M_\odot$の前例のない数の839コアを特定しました。コアの約55%は低質量($<$1$M_\odot$)ですが、$\lesssim$1%(7/839)は高質量($\gtrsim$27$M_\odot$)です。大質量の前星コアは検出されません。個々の塊内で特定された最も大質量のコア(MMC)は、追加の大量供給なしで大質量星を形成するのに十分な質量を欠いています。MMCの質量は塊の表面密度と相関していることがわかりました。これは、より密度の高い塊がより大きなコアとより多くのコアを生成することを意味します。いくつかの暫定的な検出を除いて、有意な質量分離はありません。対照的に、塊の密度が質量の代わりに考慮されると、ほとんどの塊は分離を示します。ダスト連続体の放出はフィラメントのネットワーク内の塊を解決しますが、その一部はハブフィラメントシステムで構成されていますが、MMCの大部分はハブ内に見つかりません。私たちの分析は、大質量星形成の初期段階では、大質量コアとMMCが低質量コアに対して好ましい位置を持っていないことを示しています。
五重項場のHST観測から制約された私たちの銀河の核星円盤の形成史
| Title |
The_formation_history_of_our_Galaxy's_nuclear_stellar_disc_constrained_from_HST_observations_of_the_Quintuplet_field |
| Authors |
R._Schoedel,_F._Nogueras-Lara,_M._Hosek_Jr,_T._Do,_J._Lu,_A._Mart\'inez_Arranz,_A._Ghez,_R._M._Rich,_A._Gardini,_E._Gallego-Cano,_M._Cano-Gonz\'alez,_A._T._Gallego-Calvente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01791 |
最近まで、私たちの銀河系の中心にある核星円盤は、数十億年にわたる準連続的な星形成によって形成されたと考えられていました。しかし、GALACTICNUCLEUS調査データの分析は、恒星円盤の質量の80%以上が少なくとも8Gyr前に形成され、約5%がおよそ1Gyr前に形成されたことを示しています。私たちの目的は、核恒星円盤の形成史に新たな制約を導き出すことです。五つ子星団場のHST/WFC3-IR観測のカタログを分析しました。このカタログから、核星円盤に属すると思われる約24000個のフィールドスターを選択しました。赤い塊の巨人を使用してサンプルの赤みを取り除き、結果のF153M光度関数を、さまざまな星の進化モデルから作成された理論的光度関数の線形結合に適合させました。核円盤内の恒星集団の70%以上がおそらく10Gyr以上前に形成されたのに対し、～15%が～1Gyr前のイベント(または一連のイベント)で形成されたことがわかります。星の最大10%が、過去数十から数百Myrの間に形成されたように見えます。これらの結果は、仮定された平均金属量、サンプル選択、赤化補正、または星の進化モデルの合理的な変動に対して大きく変化することはありません。銀河中心部の星の形成パラダイムを変更した以前の研究を確認します。核恒星円盤は確かに非常に古い構造です。その誕生から約1Gyr前までの間、星形成活動はほとんどなかったようです。
すべての波長に対する 1 つの関係: 遠紫外から中赤外までの天の川の分光 R(V) に依存するダスト絶滅の関係
| Title |
One_Relation_for_All_Wavelengths:_The_Far-Ultraviolet_to_Mid-Infrared_Milky_Way_Spectroscopic_R(V)_Dependent_Dust_Extinction_Relationship |
| Authors |
Karl_D._Gordon,_Geoffrey_C._Clayton,_Marjorie_Decleir,_E._L._Fitzpatrick,_Derck_Massa,_Karl_A._Misselt,_Erik_J._Tollerud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01991 |
ダスト消滅は、ダストの粒子サイズ、組成、および形状の基本的な測定値の1つです。天の川の絶滅で見られる波長に依存する変化のほとんどは、単一のパラメーターR(V)=A(V)/E(B-V)と強く相関しています。既存のR(V)に依存する吸光関係は、分光観測と測光観測を組み合わせて使用するため、すべての重要なダストの特徴や連続体の変化を完全に捉えることはできません。分光学的に測定されたダスト吸光曲線の4つの既存のサンプルを使用して、遠紫外から中赤外までのR(V)に依存する吸光関係を初めて測定します。R(V)に依存するA(lambda)/A(V)の線形適合は、それらの重要で相関する不確実性を完全に説明する方法を使用して行われます。これらの線形パラメーターは、分析波長依存関数に適合し、滑らかなR(V)(2.3-5.6)と波長(912A-32ミクロン)依存吸光度関係を決定します。この関係は、遠紫外上昇、2175Aバンプ、および3つの広範な光学的特徴がR(V)に依存することを示していますが、10および20ミクロンの特徴はそうではありません。既存の文献の関係は、特に遠紫外および赤外線で、この関係と比較して大きな偏差を示しています。この関係から明らかに逸脱している吸光曲線は、この関係がR(V)に対する平均的な動作のみを表していることを示しています。特に紫外線では、関係が1/R(V)と線形ではない可能性があるという暫定的な証拠が見つかりました。この関係は初めて、R(V)の関数として紫外、光学、赤外線の連続体と特徴を分光的に分解する粉塵絶滅の測定値を提供し、粉塵粒子の特性の詳細な研究とその効果の完全な分光学的説明を可能にします天体物理学上の塵の絶滅。
Romulus25 シミュレーションにおける天の川類似体周辺の衛星分布に対する質量と環境の役割
| Title |
The_Role_of_Mass_and_Environment_on_Satellite_distributions_around_Milky_Way_analogs_in_the_Romulus25_simulation |
| Authors |
Jordan_Van_Nest_(1),_Ferah_Munshi_(2),_Charlotte_Christensen_(3),_Alyson_M._Brooks_(4_and_5),_Michael_Tremmel_(6_and_7),_Thomas_R._Quinn_(8)_((1)_University_of_Oklahoma,_(2)_George_Mason_University,_(3)_Grinnell_College,_(4)_Rutgers,_(5)_Center_for_Computational_Astrophysics_-_Flatiron_Institute,_(6)_Yale_University,_(7)_University_College_Cork,_(8)_University_of_Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.02007 |
大容量の宇宙論的流体力学シミュレーションであるRomulus25で、天の川類似体の衛星の衛星数とクエンチされた割合を調べます。天の川類似体の定義に応じて、Romulus25には66～97個の天の川類似体があり、片面あたり25Mpcの均一なボリュームシミュレーションです。これらの類似体を使用して、衛星個体群に対する環境と宿主の特性の影響を定量化します。天の川の類似体がホストする衛星の数は、ホストの星の質量とともに増加しますが、天の川の質量またはより大きなハローまでの距離によって測定される環境には傾向がないことがわかります。同様に、類似体の衛星消光率もホスト星の質量とともに増加し、環境からの大きな影響がないことがわかります。これらの結果は、ELVESおよびSAGA調査との比較を通じて、観察のコンテキストに配置されます。私たちの結果は、観測を模倣するものを含め、天の川のアナログ選択基準の変化に対して堅牢です。最後に、サンプルには自然に天の川とアンドロメダのペアが含まれているため、ペアと孤立したシステムのクエンチフラクションを調べます。決定的ではありませんが、ペアがより高いサテライトクエンチフラクションを持っている可能性があるという潜在的な証拠を見つけました。
AGN SED フィッティングからのブラック ホール スピンの推定: 一般相対論的光線追跡の影響
| Title |
Estimating_Black_Hole_Spin_from_AGN_SED_Fitting:_The_Impact_of_General-Relativistic_Ray_Tracing |
| Authors |
Scott_Hagen_(1)_and_Chris_Done_(1)_((1)_Durham-CEA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01253 |
光学/UVクエーサースペクトルに適合する降着円盤モデルでは、最高質量のブラックホールが最高のスピンを持っている必要があり、宇宙時間にわたる超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の階層的な成長に影響を与えます。ただし、これらの降着円盤モデルには、相対論的光線追跡の効果が含まれていませんでした。ここでは、重力赤方偏移が、高スピンに特徴的な小さな半径による温度と光度の増加のほとんどを打ち消し合うことを示しています。これらの自己無撞着降着円盤モデルは、最も大質量のクエーサー($\logM/M_{\odot}\geq9.5$)のUVスペクトルには適合せず、円盤構造が想定されたものとは非常に異なることを示している可能性が最も高いです。相対論的レイトレーシングをより複雑なディスクモデルに拡張します。このモデルでは、放出は(色温度補正された)黒体放射に限定されず、代わりにウォームおよびホットコンプトン化として放出できます。Fairall9の広帯域(UV/X線)スペクトルでこれを実証します。これは、ローカルで集中的に監視されている「裸の」AGN(有意な固有の低温または高温吸収なし)です。相対論的補正を含めると、これらのより複雑なモデルでも違いが生じることを示しますが、推定されるブラックホールのスピンは、降着流の想定される性質と形状に依存することに注意してください。さらに、モデルコードを公開し、RELAGNと名付けました。
銀河における二次陽電子と電子の新しい予測
| Title |
A_novel_prediction_for_secondary_positrons_and_electrons_in_the_Galaxy |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro,_Fiorenza_Donato,_Michael_Korsmeier,_Silvia_Manconi,_Luca_Orusa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01261 |
GeVからTeVのエネルギー範囲の宇宙線(CR)陽電子の銀河フラックスは、さまざまな銀河成分による可能性が非常に高いです。これらの1つは、星間物質の原子によるCR原子核の非弾性散乱です。このコンポーネントの正確な量は、他のソースからの最終的な寄与を決定します。コライダーデータで較正されたハドロン散乱からの$e^\pm$の生産断面積の最新の結果を組み込むことにより、二次CR陽電子フラックスの新しい推定値をここに提示します。水素とヘリウムの両方でのシリコン散乱までのCR核のすべての反応が含まれています。伝搬モデルは、一次および二次CR核データに適合することによって一貫して導出されます。小さなハローサイズ($\leq2$kpc)を持つモデルは、ベリリウムの核断面積に関する現在の不確実性がこの結果に影響を与える可能性がありますが、核データには好まれません。結果として得られる陽電子フラックスは、銀河のハローに強く依存していることを示しています。最も信頼性の高い伝搬モデルでは、陽電子フラックスは1GeV未満のエネルギーのデータと一致します。二次陽電子は、すでに数GeVを超えているデータの$70\%$未満であることを確認しており、過剰な陽電子が非常に低いエネルギーですでに存在していることを示しています。より大きなエネルギーでは、予測はデータを下回り、不一致がより顕著になります。私たちの予測は、伝搬とハドロン断面積による不確実性とともに提供されます。陽電子の予測に加えて、二次CR電子フラックスの新しい予測も提供します。
宇宙のいとこ：孤立した連星進化と一致する連星ブラックホールの亜集団の同定
| Title |
Cosmic_Cousins:_Identification_of_a_Subpopulation_of_Binary_Black_Holes_Consistent_with_Isolated_Binary_Evolution |
| Authors |
Jaxen_Godfrey,_Bruce_Edelman,_Ben_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01288 |
コンパクトな連星の合体による重力波(GW)の観測は定期的に行われています。LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)Collaboration検出器の継続的な進歩により、現在では90以上のそのような合併のカタログが作成されており、そこからコンパクト連星の合併の形成履歴を明らかにすることができます。この作業では、階層型ベイジアン推論フレームワークに離散潜在変数を組み込んで、各BBH観測値を明確に異なる集団分布に関連付けられた個別のカテゴリに確率的に割り当てることにより、LVKの第3の重力波過渡カタログ(GWTC-3)で部分集団を検索します。各カテゴリで見つかった質量とスピンの相関内に形成チャネルの知識を組み込むことにより、孤立した連星形成と一致する$\sim10M_\odot$の一次質量を持つ過剰密度の合体を見つけます。この低質量部分集団は、$a_\mathrm{peak}=0.16^{0.19}_{-0.16}$でピークに達するスピンの大きさの分布を持ち、連星の軌道角運動量と優先的に整列したスピンを示し、$15^{+によって制約されます観測値の0.0}_{-1.0}$であり、BBHの全体の母集団に$82\%^{+8.0\%}_{-16\%}$貢献しています。さらに、以前に特定された$35M_\odot$ピークを含む質量分布の成分には、$10M_\odot$イベントと一致するスピンがあり、一次質量の$99\%$が$m_{1,99\未満であることがわかりました。%}=49^{+25}_{-8.1}M_\odot$であり、理論化されたペア不安定質量ギャップの下端の推定値を提供します。この作業は、コンパクト連星の形成と進化をより深く理解するための最初のステップであり、観測のカタログが大きくなるにつれて、より確実な結論が得られるでしょう。
アインシュタイン望遠鏡によるコンパクト連星集団の星形成率の再構築
| Title |
Reconstructing_star_formation_rate_for_compact_binary_populations_with_Einstein_telescope |
| Authors |
Neha_Singh,_Tomasz_Bulik,_Krzysztof_Belczynski,_Marek_Cieslar,_Francesca_Calore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01341 |
アインシュタイン望遠鏡(ET)は、提案されている第3世代の広帯域重力波(GW)検出器です。第2世代の検出器と比較して検出感度が向上しているため、非常に高い赤方偏移までのGWで宇宙を探索することができます。この論文では、星形成率密度(SFR)に関する3つの主な質問に答えるアルゴリズムを提示します。高赤方偏移でのSFRの関数型は?特定の人口に対して。ETを単一の手段として使用して、Population(Pop)I+IIおよびPopIIIの星に由来するコンパクト連星のさまざまな母集団について、SFRの関数形式を推測するアルゴリズムを提示します。SFRの再構成は、$z\sim14$までの時間遅延分布から本質的に独立しており、再構成の精度は$z\gtrsim14$の高い赤方偏移でのみ時間遅延分布に強く依存することを示します。終了赤方偏移は、SFRがそのピーク値の1\%に低下する赤方偏移として定義します。この分析では、SFRのピークを赤方偏移の関数として制約し、単一の機器としてのETが異なるSFRの終了赤方偏移を区別できることを示します。終了赤方偏移の正確な推定は、遅延時間を表す時間遅延分布のテールを正しくモデル化することに依存します$\gtrsim8$Gyr.
長いガンマ線バーストにおける自己重力崩壊星とブラック ホールのスピンアップ
| Title |
Self-gravitating_collapsing_star_and_black_hole_spin-up_in_long_gamma_ray_bursts |
| Authors |
Agnieszka_Janiuk,_Narjes_Shahamat_Dehsorkh,_Dominika_Krol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01342 |
ロングガンマレイバースト(GRB)は、大質量の回転する星の崩壊に由来します。自己重力崩壊星のシナリオでの星崩壊のプロセスをモデル化することを目指しています。ブラックホールの成長、角運動量の降着、および非常に短時間で崩壊する星のコアの大量の質量がブラックホールに落下することによる自己重力効果によって引き起こされるカー計量の変化を説明します。また、コラプサーにおける降着衝撃の存在と、その伝播における磁場の役割も調査します。時間依存の軸対称一般相対論的磁気流体力学モデルを、動的カー計量で崩壊する恒星コアを計算します。新たに形成されたブラックホールが質量を増加させ、そのスピンを変化させているような星の自己重力の影響を調べます。カー計量は、崩壊中の質量と角運動量の変化に応じて進化します。星の内部の回転をパラメータ化し、大規模なポロイダル磁場の存在を説明します。初期のブラックホールスピンや恒星エンベロープ内の特定の角運動量の初期コンテンツなどの一連のグローバルパラメーターについて、ブラックホールのパラメーター(質量とスピン)の進化を決定し、重力不安定性の強さを定量化します。、変動のタイムスケールと振幅。Toomreパラメーターの値によって測定される重力不安定性の役割は、崩壊する星の最も内側の領域で比較的重要であることがわかります。降着速度の変動の特徴は、モデルにおける自己重力の仮定に強く依存し、磁場の影響も受けます。追加の要因は、星のコアの初期スピンと回転です。
液相中の原始中性子星内部地殻
中性子星の地殻は、物質密度の増加に伴い上昇する温度で融解することが知られています。この温度は、最大約$10^{10}$Kに達します。このような高温以上では、地殻イオンが集団運動を起こし、関連するエントロピーが発生します。寄与は、熱力学的特性と物質の組成の両方に影響を与える可能性があります。原始中性子星の内部地殻に関連するさまざまな熱力学的条件におけるこの効果の重要性を、ベータ平衡と固定陽子分率領域の両方で調べました。この目的のために、非圧縮性、非回転性、および非粘性流体内を移動するイオンの流体力学的方程式を異なる境界条件で解き、イオン有効質量の異なる処方箋を導きました。次に、周囲の媒体の影響を説明するためのイオン質量のくりこみを含む、一成分プラズマ近似で圧縮性液滴アプローチを採用しました。クラスターのサイズは、イオンの重心運動と界面特性、つまりクーロン、表面、および曲率エネルギーの間の競合によって決定されることを示します。特に、最小化手順に並進自由エネルギーを含めると、クラスター内の最適な核子数が大幅に減少し、高密度のベータ平衡物質でクラスターが早期に溶解する可能性があります。一方、並進運動の影響は、陽子の割合が一定であると仮定されるシナリオでは減少し、内地殻の状態方程式ではほとんど無視できることがわかります。私たちの結果は、並進自由度がベータ平衡物質の平衡組成と地殻-コア遷移の密度と圧力に無視できない方法で影響することを示しており、有限温度の内部地殻をモデル化する際の包含の重要性を強調しています（原始）中性子星の。
繰り返し高速電波バースト源 FRB 20180301A における分光偏波変動
| Title |
Spectro-Polarimetric_variability_in_the_repeating_fast_radio_burst_source_FRB_20180301A |
| Authors |
Pravir_Kumar,_Rui_Luo,_Danny_C._Price,_Ryan_M._Shannon,_Adam_T._Deller,_Shivani_Bhandari,_Yi_Feng,_Chris_Flynn,_Jinchen_Jiang,_Pavan_A._Uttarkar,_Shuangqiang_Wang,_Songbo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01763 |
繰り返される高速電波バースト(FRB)のサンプルサイズが大きくなるにつれて、現象学の多様性が増しています。繰り返されるFRBの長期にわたるマルチエポック研究を通じて、どの現象が集団に共通しており、どの現象が個々の情報源に固有であるかを評価することができます。Parkes64m電波望遠鏡であるMurriyangによる超広帯域低周波(UWL)受信機観測を使用して、繰り返しFRBソース20180301Aのマルチエポック監視キャンペーンを提示します。観測では、約0.7～4GHzの広い周波数帯域がカバーされ、46のバーストが検出されました。1.8～4GHzの範囲の電波放射を示す反復バーストはありませんでしたが、バースト放射は1.1GHzでピークに達しました。$-2.7\pm0.2\,{\rmpc\,cm^{-3}\,yr^{-1}}$.また、符号反転の証拠を含む、フォローアップ期間全体のバーストのファラデー回転測定値に大きな変動があることもわかりました。バーストの大部分は偏光を示さなかったが、周波数の関数として線形偏光部分の減少を示したバーストは、他の繰り返しFRBソースで観察された散乱によるスペクトル偏光解消と一致した。驚くべきことに、偏光位置角度に有意な変化は見られませんでした。これは、FRBソースについて報告された以前の測定値とは対照的です。バーストレートとサブパルスドリフトレートの変動を測定し、以前の結果と比較します。これらの新しい観察結果は、他の繰り返しFRBで観察される極端な分極特性と共に、FRB前駆細胞のサブサンプルが非常に動的な磁気イオン環境を持っていることを示唆しています。
熱核バースト振動のパルスプロファイルモデリング I: 変動性を無視することの効果
| Title |
Pulse_Profile_Modeling_of_Thermonuclear_Burst_Oscillations_I:_The_Effect_of_Neglecting_Variability |
| Authors |
Yves_Kini,_Tuomo_Salmi,_Anna_L._Watts,_Serena_Vinciguerra,_Devarshi_Choudhury,_Siem_Fenne,_Slavko_Bogdanov,_Zach_Meisel,_Valery_Suleimanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01770 |
ミリ秒周期のバースト振動のモデル化に対する熱核X線バーストの時変特性の影響を研究します。中性子星内部組成エクスプローラー(NICER)による回転駆動ミリ秒パルサーの分析で使用されているパルスプロファイルモデリング手法を適用して、中性子星の質量、半径、および幾何学的パラメーターを推測します。モデルの大規模なセットをシミュレートおよび分析することにより、高温放出領域の温度とサイズのバースト時間スケールの変動を見逃すと、推定される質量と半径にかなりの偏りが生じる可能性があることを示します。中性子星の特性を適切に推測するには、時変特性のモデルを開発するか、データを変化しない部分に分割するためにかなりの計算時間を費やすことが不可欠です。提案された将来のX線望遠鏡からの制約の見通しについて議論します。
ブラック ホールの接近遭遇 - 恒星質量ブラック ホールを伴う星の連星
| Title |
Close_encounters_of_black_hole_-_star_binaries_with_stellar-mass_black_holes |
| Authors |
Taeho_Ryu,_Ruggero_Valli,_Rudiger_Pakmor,_Rosalba_Perna,_Selma_E._de_Mink,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01792 |
連星を含む動的な相互作用は、星団と銀河の進化において重要な役割を果たします。連星ブラックホール(BBH)の形成、星の破壊、およびBH星連星と恒星質量BHの間の動的相互作用における電磁(EM)放出に焦点を当て、三体遭遇の流体力学の調査を続けます。移動メッシュ流体力学コード{\smallAREPO}。このタイプの出会いは、最終的な結果にBBHが含まれるかどうかに応じて2つのクラスに分けることができます。この結果は、主に2つのオブジェクトが最初の最接近で出会うことによって決定されます。BBHは、恒星と入ってくるBHが連星の長半径よりも小さい衝突パラメーターに最初に遭遇したときに形成される可能性が高くなります。この場合、星は頻繁に乱れます。一方、2つのBHが最初に遭遇すると、元のバイナリまたはバイナリメンバー交換の軌道摂動が頻繁に発生します。この研究で選択されたパラメータでは、恒星の崩壊を伴うBBH形成は、およそ4回の遭遇のうち1回で発生します。BBHの形成と恒星の破壊との間の密接な相関関係は、連星の合併におけるEM対応物に影響を与える可能性があります。星を破壊するBHは、エディントン限界を超える降着率を持つ光学的および幾何学的に厚い円盤に即座に取り囲まれます。デブリ円盤が急速に冷えて寿命が長くなれば、BBHの合併時に対応するEMを生成することができます。
GRB221009Aのアクシオン-光子変換
新たに観測されたガンマ線バーストGRB221009Aは、10~TeVスケールの光子の存在を示しており、アクシオン-光子変換がGRB221009Aのそのようなエネルギー的特徴を説明する候補として提案されています。この作業では、GRB221009Aから地球へのエネルギー光子の変換確率を計算するモデルを採用します。結果は、$10^1$~TeVを超えるエネルギーを持つ光子の透過確率が、結合定数$g_{a\gamma}$およびアクシオン質量$m_a$とGRB221009Aのホスト銀河の磁場パラメータ。この記事の結果をLHAASOのデータと比較することで、これらのパラメーターの範囲に関するより正確な制約を得ることができます。
| Title |
An_optimal_envelope_ejection_efficiency_for_merging_neutron_stars |
| Authors |
Alexander_M._Tanaka,_Avishai_Gilkis,_Robert_G._Izzard_and_Christopher_A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01949 |
我々は急速連星進化コード$\texttt{binary_c}$を使用して、エンベロープ放出効率と出生キック分散の多数の組み合わせで中性子星の合体速度を推定します。局所的な中性子星同士の合体速度は、金属量に応じて$\alpha\approx0.3$$-$$0.4$付近にピークが見られます。ここで、$\alpha$は軌道エネルギーを利用してエンベロープを解放する効率です。ピークの高さは、電子捕獲超新星キック分散$\sigma_\mathrm{ECSN}$の増加とともに減少します。ピークは、$\alpha$とともに増加する共通エンベロープフェーズを生き残るシステムの総数と、同様に$\alpha$とともに増加するそれらの分離との間の競合として説明します。$\alpha$を大きくすると、宇宙の年齢よりも短い時間内に合体する星系の割合が減少し、合体する二重中性子星と合体しない二重中性子星の質量分布が異なります。これは、銀河の二重中性子星の質量分布と、観測された大規模な合体中性子星イベントGW190425との間の不一致の可能性のある説明を提供します。私たちが調査した$\alpha$$-$$\sigma_\mathrm{ECSN}$パラメーター空間内では、中性子星の合体率は数桁に及び、最大で$1\times10^{3}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,\mathrm{yr}^{-1}$であり、重力波によって検出された中性子星の合体からこれまでに推定された観測された上限よりも高いか、観測された下限よりも低くなる可能性があります。私たちの結果は、重力波天文学のこの新しい時代における連星中性子星イベントの合体の定量的予測と解釈のための共通エンベロープ物理学の重要性を強調しています。
運動領域における大質量ベクトル場の重力ボースアインシュタイン凝縮と非線形動的数値法を使用した非相対論的極限を研究します。重力凝縮により、ソリトンが自然に形成されます。凝縮時間と成長率を測定し、スカラーの場合と同様に分析モデルと比較します。ベクトル場の凝縮時間は、そのさまざまな成分間の相関関係に依存することがわかりました。完全相関構成の場合、凝縮時間はスカラーフィールドの場合と同じです。一方、無相関または部分的に相関する構成は、スカラーの場合よりも凝縮が遅くなります。ベクトルソリトンが成長するにつれて、初期条件の総スピン角運動量がゼロであっても、正味のスピン角運動量を獲得します。
| Title |
Exploring_thermal_effects_of_the_hadron-quark_matter_transition_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
Sebastian_Blacker,_Andreas_Bauswein,_Stefan_Typel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01971 |
中性子星(NS)の合体におけるハドロン-クォーク相転移の熱挙動の重要性を研究します。この目的のために、熱効果を近似する新しいスキームを考案して、冷たい順圧ハイブリッド状態方程式(EoS)モデル、つまり、ハドロン領域と閉じ込められていないクォーク物質のフェーズを持つ2フェーズEoS構造を補足します。共存相は有限温度でEoSの強い軟化を導入する可能性があるため、温度依存相境界の考慮は、NS合体におけるクォーク物質効果の定量的記述にとって重要であることが判明しました。T=0での相転移によるEoS。既存の完全に温度に依存するEoSモデルと比較することにより、アプローチを検証し、合併後の重力波(GW)機能の非常に良好な定量的一致を見つけます。一般的に使用される熱理想気体アプローチによるシミュレーションは、完全なハイブリッドモデルと比較してかなりの違いを示し、クォーク物質とのNS合併シミュレーションでの使用には問題があることを意味します。私たちの新しいスキームは、コールドハイブリッドEoSの特性からクォーク物質の熱効果を分離する手段を提供し、熱挙動のみの評価を可能にします。有限温度での相境界のさまざまな形状が、同じコールドハイブリッドモデルの合併後のダイナミクスとGW信号に大きな影響を与える可能性があることを示しています。この発見は、合体後のGW放出が、冷たい星から抽出された特性と比較して、重要な補完的な情報を含んでいることを示しています。また、具体的な例によって、クォーク物質が発生する可能性さえあり、したがって、合体残骸のような有限温度システムでは検出可能であるが、冷たいNSでは検出可能ではないことを示します。
CONVolutional attENTION (ConvEtion) を用いた天体画像時系列分類
| Title |
Astronomical_image_time_series_classification_using_CONVolutional_attENTION_(ConvEntion) |
| Authors |
Anass_Bairouk,_Marc_Chaumont,_Dominique_Fouchez,_Jerome_Paquet,_Fr\'ed\'eric_Comby,_Julian_Bautista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01236 |
ねらい。近年、天体画像の時系列の扱いが注目を集めています。実際、VeraRubinObservatoryLegacySurveyforSpaceandTime(LSST)など、一時的なオブジェクトを追跡する多数の調査が進行中または建設中であり、これらの時系列を大量に生成する準備ができています。関連する科学的トピックは広範で、銀河系の天体の研究から、宇宙の膨張を測定するための最も遠い超新星の観測にまで及びます。このように大量のデータが利用可能であるため、天体を検出して分類するための堅牢な自動ツールの必要性が着実に高まっています。メソッド。この研究は、天体画像には光度曲線よりも多くの情報が含まれているという仮定に基づいています。この論文では、画像を直接使用してさまざまなタイプの空間オブジェクトを分類するための深層学習に基づく新しいアプローチを提案します。私たちはこのアプローチを、CONVolutionalatTENTIONの略であるConvEtionと名付けました。これは、天文画像の時系列を処理するための新しいアプローチである畳み込みと変換に基づいています。私たちのソリューションは時空間機能を統合し、任意の数のバンドを持つさまざまなタイプの画像データセットに適用できます。結果。この作業では、データセットが被りがちなさまざまな問題を解決し、画像時系列を使用する最先端のアプローチと比較して、精度が13%向上した天体画像時系列を使用した分類の新しい結果を提示します。、およびライトカーブを使用するアプローチと比較して、12%の増加。
| Title |
Low-loss_Si-based_Dielectrics_for_High_Frequency_Components_of_Superconducting_Detectors |
| Authors |
M._Lisovenko,_Z._Pan,_P._S._Barry,_T._Cecil,_C._L._Chang,_R._Gualtieri,_J._Li,_V._Novosad,_G._Wang,_V._Yefremenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01362 |
シリコンベースの誘電体は、高周波伝送線路、フィルター、共振器など、多くの超伝導デバイスにとって重要です。アモルファス誘電体および誘電体層と金属層の間の界面にある欠陥や汚染物質は、マイクロ波損失を引き起こし、デバイスの性能を低下させる可能性があります。誘電体製造、デバイス構造、および表面形態の最適化は、この問題を軽減するのに役立ちます。シリコン酸化物および窒化物薄膜誘電体の製造を紹介します。次に、走査電子顕微鏡法、原子間力顕微鏡法、および分光測光法を使用してそれらを特徴付けました。サンプルは、プラズマ強化化学気相堆積やマグネトロンスパッタリングなど、さまざまな堆積方法を使用して合成されました。膜の形態と構造は、堆積圧力とガス流を調整することによって変更されました。得られた膜は、平面インダクタとコンデンサからなる超伝導共振システムで使用されました。品質係数を含む共振器特性の測定が実行されました。
宇宙マイクロ波背景放射のミリ波観測のためのモノリシック 5 メートル アルミニウム反射板の作製
| Title |
Fabrication_of_a_Monolithic_5-Meter_Aluminum_Reflector_for_Millimeter-Wavelength_Observations_of_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Tyler_Natoli,_Bradford_Benson,_John_Carlstrom,_Eric_Chauvin,_Bruno_Clavel,_Nick_Emerson,_Patricio_Gallardo,_Mike_Niemack,_Steve_Padin,_Klaus_Schwab,_Lutz_Stenvers,_and_Jeff_Zivick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01469 |
我々は、17.4$\μ$mRMSの表面誤差を持つ、直径5メートルのモノリシックアルミニウム反射板の製造を実証しました。反射板は、宇宙マイクロ波背景放射の測定に使用される大型ミリ波望遠鏡のパネルギャップからの散乱によるピックアップの問題を回避するように設計されています。
畳み込みニューラル ネットワークをポテンシャル フィールド ソース サーフェス (PFSS) マグネトグラムに適用することによる太陽風速度の予測
| Title |
Prediction_of_solar_wind_speed_by_applying_convolutional_neural_network_to_potential_field_source_surface_(PFSS)_magnetograms |
| Authors |
Rong_Lin,_Zhekai_Luo,_Jiansen_He,_Lun_Xie,_Chuanpeng_Hou,_Shuwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01234 |
正確な太陽風速度モデルは、宇宙天気予報、壊滅的なイベントの警告、および太陽風と磁気圏の相互作用に関するその他の問題にとって重要です。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)とポテンシャルフィールドソースサーフェス(PFSS)マグネトグラムに基づいてモデルを構築し、$R_{\rmSS}=2.5R_\odot$の太陽風ソースサーフェスを考慮して、太陽地球系のラグランジュ1(L1)ポイントでの太陽風速度。モデルの入力は、ターゲットエポックの7、6、5、4日前の$R_{\rmSS}$での4つのポテンシャルフィールドソースサーフェス(PFSS)マグネトグラムで構成されます。モデルの効率を向上させるために、縮小マグネトグラムが使用されます。グローバル振動ネットワークグループ(GONG)光球マグネトグラムとポテンシャルフィールド外挿モデルを使用して、ソース表面でPFSSマグネトグラムを生成します。このモデルは、データの時間分解能が小さい8倍の検証トレーニングスキームで、平均相関係数(CC)が0.52、二乗平均平方根誤差(RMSE)が80.8km/sの連続テストデータセットの予測を提供します。1時間として。このモデルは、太陽風の高速の流れを予測する可能性もあり、これは一般的な脅威スコア0.39で定量化できます。
若い褐色矮星仲間 PZ Tel B の動的質量
巨大惑星と褐色矮星の動的質量は、恒星以下の進化モデルとその根底にある仮定を経験的に検証するための重要なツールです。$\beta$Pic移動グループの後期Gメンバーを周回する若い褐色矮星の仲間であるPZTelBの動的質量の測定値と更新された軌道を提示します。PZTelAは、ヒッパルコスとガイアEDR3の間の天体加速度を示し、伴星の質量を直接決定することができます。また、システムの新しいKeck/NIRC2適応光学イメージングも取得しました。これにより、相対アストロメトリーの合計ベースラインが15年に増加します。私たちの共同軌道適合は、$27^{+25}_{-9}\、M_{\mathrm{Jup}}$の動的質量、$27^{+14}_{-4}\の半長軸をもたらします。\mathrm{au}$、離心率$0.52^{+0.08}_{-0.10}$、傾き$91.73^{+0.36}_{-0.32}{}^\circ$.コンパニオンの質量は、ホットスタート進化モデルの4つのグリッドからの予測の$1.1\sigma$以内で一貫しています。ジョイント軌道適合は、以前の結果よりもPZTelBの離心率がより控えめであることも示しています。PZTelは少数の若い(${<}200\,\mathrm{Myr}$)星系に参加し、動的質量とグループメンバーシップの移動による正確な年齢を持つベンチマーク準恒星コンパニオンを備えています。
EP Aquarii: 星周エンベロープの新しい写真
| Title |
EP_Aquarii:_a_new_picture_of_the_circumstellar_envelope |
| Authors |
P.T._Nhung,_D.T._Hoai,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_N.B._Ngoc,_T.T._Thai_and_P._Tuan-Anh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01520 |
酸素が豊富なAGB星EPAquariiの以前のALMA観測の新しい分析が提示され、星周エンベロープ(CSE)の形態運動学の理解に大きな進歩をもたらします。赤道密度増強(EDE)の誕生は、自転の証拠が得られた恒星の非常に近くで発生することが示されています。高ドップラー速度の翼は、$\pm$12\kms以上に到達する全球風のフロントエンドと、星の中心から200マス以内に閉じ込められ$\以上に到達する効果的な線の広がりの2つのコンポーネントで構成されていることがわかります。pm$20\kms\であり、恒星の脈動と対流細胞粒状化の間の相互作用から生じる衝撃波のパターンによって引き起こされると解釈されます。星の近くでは、散発的で塊状の質量放出が観察され、最初は回転し、後にゆっくりと拡大する発生期のEDEのガスとの相互作用が、風の発達とその放射状の進化に重要な役割を果たしていることがわかります。極対称軸上の8-10\kms\から赤道の$\sim$2\kms\までの速度。これは非常に複雑な形態運動学を暗示しており、妥当な確信を持って信頼できる解釈を行うことを妨げています。特に、星の中心から$\sim$0.4秒角の角度距離で星を周回し、現在はその西側にある白色矮星の伴星の存在を示唆する以前の解釈に深刻な疑問を投げかけています。
太陽の大気は、5500Kの光球から100万度ケルビンのコロナまで、異常な温度変化を示しています。コロナ自体は、自由に流れる太陽風として星間媒体に拡大し、地球に近い宇宙天気を調節して影響を与えます。太陽風のさまざまな構造の正確な発生源領域、それらの形成高さ、および太陽大気の加熱は、天体物理学において密接に関連しており、未解決の問題です。観測は、コロナホール(CHs)間の相関関係を示唆しています。これは、太陽コロナの低温で強度不足の構造であり、太陽風の構造と相関しています。観測はまた、べき法則分散衝撃イベントによるコロナ内の局所的なプラズマ加熱を示唆しています。この論文では、(i)を理解するために、近紫外からX線までの範囲の太陽大気の狭帯域測光、分光、および円盤積分放射とその場での太陽風測定を使用します。太陽風のソース領域、（ii）。太陽コロナ加熱の根底にあるメカニズム、および（iii）。太陽風の重要な兆候を示さない背景の静かな太陽（QS）領域を持つCHのダイナミクスの違い。機械学習と数値モデリングツールを活用して、解釈可能なAIを使用した太陽風予測コード、インパルスイベントの特性を推測する反転コードを開発し、CH領域とQS領域の熱力学の違いを理解します。最後に、太陽風の発生と太陽大気の加熱の統一されたシナリオを提示し、この論文からの推論の意味を議論します。
Red-giant Branch Hosts KOI-3886 と $\iota$ Draconis
の再訪。詳細なアステロ地震モデリングと統合された恒星パラメータ
| Title |
Revisiting_the_Red-giant_Branch_Hosts_KOI-3886_and_$\iota$_Draconis._Detailed_Asteroseismic_Modeling_and_Consolidated_Stellar_Parameters |
| Authors |
Tiago_L._Campante,_Tanda_Li,_J._M._Joel_Ong,_Enrico_Corsaro,_Margarida_S._Cunha,_Timothy_R._Bedding,_Diego_Bossini,_Sylvain_N._Breton,_Derek_L._Buzasi,_William_J._Chaplin,_Morgan_Deal,_Rafael_A._Garc\'ia,_Michelle_L._Hill,_Marc_Hon,_Daniel_Huber,_Chen_Jiang,_Stephen_R._Kane,_Cenk_Kayhan,_James_S._Kuszlewicz,_Jorge_Lillo-Box,_Savita_Mathur,_M\'ario_J._P._F._G._Monteiro,_Filipe_Pereira,_Nuno_C._Santos,_Aldo_Serenelli,_Dennis_Stello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01570 |
星震学は、赤色巨星のホスト星とその惑星系の特徴付けにおいて、ますます重要な役割を果たしています。ここでは、ミッション終了ケプラー(KOI-3886)とマルチセクターTESS($\iota$Draconis)時系列測光。また、日食連星のメンバーであるベンチマークスターKIC8410637をモデル化し、地震の決定に対する直接的なテストを提供します。観測されたモードの異なるセットを地震の制約として採用することの影響をテストします。$\ell=1$と2つのモードを含めると、星のパラメータの精度がわずかではありますが、ラジアルモードのみを採用する場合に比べて改善されます。)、およびすべてのp優勢モードを制約として使用すると、$19$-$25\%$(年齢)に達しました。進化したRGB星の隣接する双極子混合モードの間隔が非常に小さいことを考えると、観測されたg優勢モードのまばらなセットは追加の制約を提供できず、高度にマルチモーダルな事後分布にさらにつながります。複数年にわたる時系列測光法へのアクセスは問題を改善せず、（低解像度の）TESSデータセットに基づく進化したRGB星の詳細なモデリングは、ミッション終了時のケプラーデータに基づく精度と同等の精度を達成します。さらに、恒星モデルで大気境界条件を変化させた場合の影響をテストします。質量と半径の推定値は、最適なモデルの表面付近の構造と、初期ヘリウム存在量$などの関連パラメーターの値の両方を大幅に変更することを犠牲にして、表面付近の層の説明に影響されないことがわかります。Y_{\rmi}$.したがって、赤色巨星の地震モデリングから$Y_{\rmi}$を測定する試みは、大気物理学の選択に体系的に依存している可能性があります。
太陽磁気構造における非対称音響波ドライバーから生じるアルフエニック運動
| Title |
Alfv\'enic_motions_arising_from_asymmetric_acoustic_wave_drivers_in_solar_magnetic_structures |
| Authors |
Samuel_Skirvin,_Yuhang_Gao_and_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01606 |
アルフエニック運動は太陽大気のいたるところにあり、観測された特性は光球pモードの特性と密接に関連しています。しかし、主に音響波ドライバーが、磁気的に支配的な太陽コロナでこれらの横方向の振動をどのように生成できるかはまだ不明です。この研究では、3Dの理想的なMHD数値シミュレーションを実行して、遷移領域と彩層を含む重力成層太陽大気で直線的に拡大するコロナルループをモデル化します。磁気構造の垂直軸に対して$\theta=15^{\circ}$だけ傾いており、垂直ドライバー入射に似ている音響重力波に対応する1つの足元にドライバーをローカルに実装します。傾斜ループで。横方向の動きが磁気ループで生成され、方位角対称性の破れにより導波路の軸が変位することを示し、磁気円筒モデルの理論的枠組みで結果として生じるモードを研究します。摂動速度信号の方位角フーリエ解析を行うことにより、異なる円筒モードからの寄与が得られます。さらに、摂動渦度を計算して、不均一な空間全体で横方向の動きがどのように現れるかを示します。最後に、Alfv\'enic摂動のいくつかの物理的性質を提示し、$0.2-0.75$kms$^{-1}$の範囲の速度振幅を持つ横運動を提示します。これは、$42$と$364に対応する2つの異なる振動領域を示します$s、後者の値は、シミュレーションのpモードドライバーの周期に近いです。
低金属量で進化した大質量星 V. 小マゼラン雲における赤色超巨星の質量損失率
| Title |
Evolved_Massive_Stars_at_Low-metallicity_V._Mass-Loss_Rate_of_Red_Supergiant_Stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Ming_Yang,_Alceste_Z._Bonanos,_Biwei_Jiang,_Emmanouil_Zapartas,_Jian_Gao,_Yi_Ren,_Man_I_Lam,_Tianding_Wang,_Grigoris_Maravelias,_Panagiotis_Gavras,_Shu_Wang,_Xiaodian_Chen,_Frank_Tramper,_Stephan_de_Wit,_Bingqiu_Chen,_Jing_Wen,_Jiaming_Liu,_Hao_Tian,_Konstantinos_Antoniadis,_Changqing_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01835 |
RSGのMLRを調べるために、53の異なるバンドのデータを使用して、小マゼラン雲(SMC)でこれまでで最も完全でクリーンな赤色超巨星(RSG)サンプル(2,121ターゲット)を集めました。観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)と一致させるために、17,820の酸素が豊富なモデルの理論上のグリッド(「通常の」グリッドと「ほこりの多い」グリッドは半分ずつ)が放射駆動の風によって作成されます。DUSTYコードのモデルで、幅広いダストパラメータをカバーします。最小修正カイ二乗の計算と目視検査により、各ターゲットに最適なモデルを選択します。DUSTYから得られたMLRは、スケーリング関係に基づいて実際のMLRに変換され、合計MLR$6.16\times10^{-3}$$M_\odot$yr$^{-1}$が測定されます($\sim6\times10^{-6}$$M_\odot$yr$^{-1}$)のダスト生成率、典型的なMLRは$\sim10^{-6}$$M_\odot$RSGの一般集団のyr$^{-1}$。SEDに基づく質量損失推定の複雑さが初めて完全に議論され、測光データに基づく大きな不確実性が示されました(最大で1桁以上になる可能性があります)。サンプルのHertzsprung-Russellおよび光度対メジアン絶対偏差図は、光度とMLRの間の正の関係を示しています。一方、光度対MLRダイアグラムは、「ひざのような」形状を示し、$\log_{10}(L/L_\odot)\approx4.6$を超えると質量損失が増大します。これは、縮退による可能性があります。光度、脈動、低い表面重力、対流、およびその他の要因の。3次多項式を使用してサンプルに適合させ、結果を以前の経験的MLR処方箋と比較することにより、MLR関係を導き出します。私たちのMLR処方が以前の決定よりもはるかに大きなサンプルに基づいていることを考えると、以前の研究と比較して、低金属性でのH-Rダイアグラムの冷たくて明るい領域でより正確な関係を提供します。
複数の星のサブシステムの分光軌道。 IX
14階層の内部サブシステムの新しい分光軌道は、光エシェル分光計CHIRONによる長期モニタリングから決定されます。それらの主な構成要素は、9つの三重星系(HIP3645、14307、36165、79980、103735、103814、104440、105879、109443)および2+2階層の5つの四重星(HIP41171、49336、75663、78163、および117666)。内側の期間は254日から18歳までの範囲です。HIP3645、14313、79979、103735、104440、および105879の内部サブシステムは、スペックル干渉法によって解決され、それらを組み合わせた分光干渉軌道がここで導出されます。HIP49336Aa,AbとHIP117666Aa,Abの天文軌道は、観測された外側のペアの動きのゆらぎから決定されます。GaiaDR3アーカイブで見つかった3つの分光軌道と比較すると、Gaiaが振幅を過小評価していることがわかります(HIP109443を除く)が、周期はほぼ一致しています。この作業は、近くの階層システムのアーキテクチャに関する新しいデータに貢献し、それらの統計を補完します。
スペックル干渉法によって発見された4つの階層的な恒星系の軌道運動が研究されています。それらの内側の軌道は比較的よく拘束されていますが、長い外側の軌道はあまり確実ではありません。初期型の階層構造における偏心してずれている内部軌道EpsilonCha(B9V、5Myroldassociationの中心星、P=6.4yr、e=0.73)、およびI~385(A0V、P~300yr、e~0.8)は、過去の動的相互作用を示唆しています。それらの質量がほぼ等しいことは、4つの類似した星からなる2+2四重星の原始星の動的崩壊によって説明できます。ただし、関連する反動の証拠はないため、同様の質量は同じコアからの降着の結果である可能性があります。他の2つの階層、HIP32475(F0IV、内部期間12.2年)とHIP42910(K7V、内部期間6.8年)は、質量が小さく、内部と外部の両方の質量比が1に近い二重双生児です。二重双生児は、2+2四重極の1つの内部ペアの合併から生じるか、または連続的な断片化とそれに続く降着によって形成される可能性があります。
GALEX で検出された惑星状星雲のカタログとそれに付随する光学探査
惑星状星雲(PNe)は、主に紫外(UV)波長で放射するホットセントラルスター(CSPN)を取り囲む電離エンベロープで構成されています。したがって、紫外線観測は、CSPNと星雲の両方に関する重要な情報を提供します。TheHongKong/AAO/StrasbourgH$\alpha$(HASH)カタログのPNeを、GalaxyEvolutionExplorer(GALEX)UVSkySurvey、SloanDigitalSkySurveydatarelease16(SDSS)、およびPanoramicSurveyと照合しました。天体望遠鏡と高速応答システム(Pan-STARRS)PS12番目のリリース。(GUVPNcat)の遠紫外(FUV;1344-1786{\AA})および/または近紫外(NUV;1771-2831{\AA})検出器を使用して、GALEXによって合計671個のPNeが観測されました。SDSS(PNcatxSDSSDR16)によって83個、Pan-STARRS(PNcatxPS1MDS)によって1819個が観測されました。これらの一致したカタログの抽出バージョンをGUVPNcatxSDSSDR16xPS1MDSにマージしました。これには、$\sim$1540--9610{\AA}の合計スペクトル範囲にわたるUVおよび光学測光の両方で合計375のPNeが含まれています。GALEX画像で分解された170個のPNeを個別に分析し、フラックスプロファイル分析を適用してUV半径を決定しました。CSPNフラックスは、それぞれSDSSとPan-STARRSの対応する8個と50個のオブジェクトのPN放射から個別に抽出できます。マルチバンド測光を使用して、コンパクトおよび拡張されたPNeとCSPNe(バイナリCSPNe)をカラー-カラーダイアグラム分析によって区別しました。コンパクトPNe候補は$r-i<-0.4$および$-$1$<$FUV$-$NUV$<$1色を使用して識別できることがわかりましたが、与えられた$T_\mathrm{eff}$範囲のバイナリCSPNe候補は(すべてr$-$i$>-$0.4の色)は、色の領域で識別できます(FUV$-$NUV)$\leq$6(r$-$i)+1.3,$-$0.8$<$FUV$-$NUV$<$0.4およびr$-$i$<$0.75。
電流を伴うプラズマ中の惑星大気のプラズマ中の自己集束構造における両極過程の累積と散逸の超完全数学モデルについて
| Title |
On_a_Super-Complete_Mathematical_Model_of_Ambipolar_Processes_of_Cumulation_and_Dissipation_in_Self-Focusing_Structures_in_Plasma_of_Planetary_Atmospheres_in_plasma_with_current |
| Authors |
Philipp_I._Vysikaylo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01231 |
構造的に関連する(共役、絡み合い、二重)現象の4D数学的モデルが、電気エネルギー(連続媒質内の外部ソース)の散逸と蓄積の現象について議論され、累積散逸構造の形成とそれらの規則的なシステムへの順序付けが伴います。長距離動的秩序を持つ動的散逸「結晶」。このようなシステムでの新しい自由度の励起は、通常のシステム全体のエネルギー質量運動量フロー（EMMF）の魅力または幾何学的自己集束を提供します。累積の結果、EMMF構造体はハイパープロパティを取得します。レンダリングされた構造におけるEMMFの累積は、4D構造を形成するために活性化されたメディアの共通のプロパティです。このような散逸構造の基礎はアトラクタであり、その最終結果はハイパープロパティを持つアトラクタからの累積ジェットです。したがって、これらの構造は累積散逸的です。これらの構造を記述する方法について説明し、プラズモイドの累積プロセスが存在し、理論的に記述できることを証明しますが、本格的な数学的4Dモデルの助けを借りていません。プラズマの両極性ドリフトによる電場の累積は、電流搬送ガス放電プラズマの固有の特性であることが理論的および実験的に証明されています。電場の衝撃波(E/N)をモデル化することによって得られた結果は、地球の太陽圏、大気、および電離層における累積形成を説明するのに役立ちます。数学的アプローチに基づいて、衝撃波の分類と4D時空での累積のタイプが実行されます。
巨大な重力の双極子の死
我々は、シュヴァルツシルト解を認め、巨大な重力子を伝播する理論において、極端な質量比システムを研究しています。四極モードと高次モードの小さな修正に加えて、双極モードがこれらの理論で励起されることを示し、その励起を定量化します。LIGO-Virgo-KAGRA観測が双極子セクターに意味のある制約を課すことは期待されていませんが、アインシュタイン望遠鏡またはLISAによる将来の観測は、分散関係からの境界とともに、真空の一般相対論的背景を認める巨大な重力の理論を除外することができます。境界を回避するには、Ricci-flatソリューションから離れて、波の伝播と分散の関係に基づく制約が信頼できない領域に入る必要があります。
大規模スピン2場のブラックホール超放射不安定性
| Title |
Black_hole_superradiant_instability_for_massive_spin-2_fields |
| Authors |
Oscar_J._C._Dias_and_Giuseppe_Lingetti_and_Paolo_Pani_and_Jorge_E._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01265 |
コヒーレントな超放射増幅により、大量のボソン場がブラックホールの回転の不安定性を引き起こし、そのエネルギーと角運動量を利用して、その周りに巨視的なボース・アインシュタイン凝縮体を形成する可能性があります。この現象は、天体物理学的ブラックホールの質量スピン分布、凝縮体によって放出される連続的な重力波信号、および重力波天文学とブラックホールの電波画像に関連するいくつかの環境効果にギャップを生じさせます。超放射不安定モードのスペクトルは、大規模なスカラー(スピン0)およびベクトル(スピン1)の摂動について非常に詳細に知られていますが、これまでのところ、大規模なテンソル(スピン2)場の場合については近似結果しか得られていません。場の方程式の非分離性に。ここで、10個の楕円型偏微分方程式の系を解き、このプログラムを閉じて、一般的なブラックホールのスピンとボソンの質量について、水素近似を超えて固有のスピン2の場合の不安定性を支配する双極子モード。このモードの不安定性のタイムスケールは、他の超放射モードよりも桁違いに短く、大規模なスピン2フィールドに対してはるかに強い制約が生じることがわかりました。これらの結果は、標準モデルのシナリオを超えた制約、超軽量暗黒物質の候補、および重力波および電磁観測を使用した一般相対性理論への拡張を目的とした現象論的研究への道を開き、高次元重力の真空解の状態図に影響を与えます。
完全に非線形の一般相対論的場の理論シミュレーションを使用して、予熱中のインフレ変動の非摂動進化を研究します。観測上の制約と一致する単一フィールドのインフレモデルを選択し、フィールドとその共役運動量の両方の変動を伴うインフレの終わりにシミュレーションを開始します。重力は密度摂動の成長を促進し、それが崩壊してビリアル化し、長寿命の安定したオシロンのような星を形成し、コンパクトに到達します$\mathcal{C}\equivGM/R\sim10^{-3}-10^{-2}$。$\mathcal{C}$は、過密度の成長とハッブル膨張率の間の相互作用によりピークに達するまで、より大きな場のモデルで増加することがわかります。重力効果は、予熱中のコンパクトオシロンの形成に重要な役割を果たす可能性がありますが、初期のインフレーションの変動をさらに強化することなく、オブジェクトが原始ブラックホールに崩壊する可能性は低いです。
最重元素の元素合成と観察
元素合成の急速な中性子捕捉または「rプロセス」は、鉄の上の周期表(陽子数$Z=26$)に見られる重元素の自然存在量の約半分の生成に関与していると考えられています。ビスマスより上の元素($Z=83$)。アクチニドと潜在的な超重原子核を生成する過程で、rプロセスは必然的に、実験室でアクセス可能な同位体から遠く離れた超重原子核(極端な陽子数、中性子数、またはその両方を持つ原子核)を合成しなければなりません。このプロセスに関する多くの疑問は未解決のままです。そして、「このプロセスによって作成された最も重い種は何ですか?」このレビューでは、rプロセスで作成されると考えられる最も重い元素に関連する核特性を高レベルで調査します。これらの重元素、特にアクチノイドと超重元素の生成と破壊のメカニズムの概要を示し、天体物理学のrプロセスに関連してこれらの重元素について説明します。太陽系と金属の少ない星で発見されたアクチノイドの観測証拠をレビューし、爆発的な天体物理イベントでの重元素生成の観測の可能性についてコメントします。最後に、将来の観察と実験室での実験が、最も重い元素の生成を理解する上で新しい情報を提供する可能性について議論します。
反応界面を持つ混成星：南部・ジョナ・ラシニオモデル内での解析
| Title |
Hybrid_stars_with_reactive_interfaces:_analysis_within_the_Nambu-Jona-Lasinio_model |
| Authors |
C._H._Lenzi,_G._Lugones_and_C._Vasquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01898 |
最近、混成星の界面でのクォーク-ハドロン変換が、コンパクト天体の動的安定性に重要な役割を果たしている可能性があることが示されました。この作業では、モデルにとらわれない区分的ポリトロピックハドロン状態方程式と3フレーバークォーク物質の南部ジョナラシニオモデルを使用して、反応性界面を持つハイブリッド星の体系的な研究を行います。ハドロン相では、キラル有効場理論(cEFT)相互作用に基づいて$1.1n_0${予測付き}で一致するソフト、中間、およびスティッフのパラメータ化を使用します。NJLラグランジュには、スカラー、ベクトル、および'tHooft相互作用が含まれます。ベクトル結合定数$g_{v}$は自由パラメータとして扱われます。また、NJL熱力学的ポテンシャルの真空圧$-\Omega_{0}$の従来の値を$-\left(\Omega_{0}+\delta\Omega_{0}\right)$、$\delta\Omega_{0}$は自由なパラメータです。高速($\tau\ll1\,\mathrm{ms}$)と低速($\tau\gg1\,\mathrm)の場合の質量半径($M$-$R$)の関係を分析します。{ms}$)コンバージョン、$\tau$が反応時間スケールです。遅い界面反応の場合、純粋なハドロン分岐と低速安定混成星(SSHS)分岐が一致する最大質量点にカスプを持つ$M$-$R$曲線が見つかります。ハドロン-クォーク界面での遷移密度とエネルギー密度ジャンプの増加に伴い、低速安定分岐の長さが増加することがわかりました。SSHSの潮汐変形能を計算し、GW170817イベントに照らして分析します。
